Hinode/EIS Line Profile Asymmetries And Their Relationship with the Distribution of SDO/AIA Propagating Coronal Disturbance Velocities
利用太阳动力学天文台的Hinode/EIS和大气成像阵列（AIA）的联合观测，我们探讨了日冕EUV谱线轮廓的不对称性。我们发现，不对称存在于所有的谱线研究，而不仅仅是最近在文献中报道的最热的线。这些不对称性表明，第二发射分量的速度在不同温度下相对一致，并且与SDO/AIA图像中可见的低层大气中物质插入的表观速度一致，作为传播的日冕扰动。此外，所观察到的不对称性在整个采样的温度空间和所研究的小区域中具有相似的幅度（几个%）和宽度（从RB分析确定）。显然，在RB分析中发现不对称的位置有两个排放分量，它们的特征与SDO/AIA数据确定的特征一致。从我们的分析中没有证据表明第二个组成部分比线的主要组成部分更宽。
2012-01-25 astro-ph.SR
Oscillations in active region fan loops: Observations from EIS/{\it Hinode} and AIA/SDO
研究了AR 11076中的活动区扇形环，以寻找振荡，使用来自Hinode上的EIS的高节奏光谱观测结合来自SDO上的AIA的成像序列。在两个光谱窗口\FeXII 195.12 μ m和\FeXIII 202.04 μ m中分析了EIS的光谱，并在171 μ m和193 μ m通道中分析了AIA的图像。我们发现短（$<$ 3分钟）和长（$\approx$ 9分钟）期间在两个不同的位置。较短周期的谱线三个参数都有振荡，而较长周期的谱线只有强度和多普勒频移有振荡，谱线宽度没有振荡。在这两个位置的线轮廓不显示任何可见的蓝移分量，并且可以很好地与单个高斯函数以及多项式背景拟合。使用来自AIA/SDO的同空间和同时间数据的结果没有显示出对应于较短周期的任何显著峰值，但是在171 kHz和193 kHz通道中清楚地观察到较长的周期。使用AIA/SDO的图像对这些扇环进行时空分析，显示出正斜率的交替倾斜脊，表明向外传播的扰动。在171 kHz和193 kHz信道中，表观传播速度估计分别为83.5 $\pm$ 1.8 \kms和100.5 $\pm$ 4.2 \kms。所观察到的短周期振荡的建议是由同时存在一个以上的MHD模式，而长周期的建议作为签名的慢磁声波。在周期较短的情况下，形成温度相对较高的EIS谱线的振荡幅度较大。较长的周期，从AIA观察时，显示在较热的AIA通道，这可能表明由于热传导由于…
2012-08-07 astro-ph.SR
Large-amplitude quasi-periodic pulsations as evidence of impulsive heating in hot transient loop systems detected in the EUV with SDO/AIA
短的热脉冲可以在日冕中的封闭磁管内触发等离子体压力前沿。来自压力模式的凝聚和稀疏的交替驱动等离子体发射中的大振幅脉动。在这里，我们展示了这样的脉动沿磁管，短暂地在热94 A EUV通道SDO/AIA的检测。的脉动是一致的流体动力学回路建模预测，并确认脉冲加热回路系统。观测结果和模型的比较提供了对热沉积的限制：一个良好的协议需要环路扭曲和脉冲沉积接近的足点，持续时间为0.5分钟，在一个环路，并沉积在电晕的持续时间为2.5分钟，在另一个循环相同的环路系统。
2019-09-06 astro-ph.SR
Identification of coronal holes and filament channels in SDO/AIA 193Å images via geometrical classification methods
在这项研究中，我们描述和评估的形状措施，用于区分冕洞和丝状通道观察到的太阳极紫外线（EUV）图像。从SDO/AIA 193年的图像中提取了一组观测良好的冕洞和暗条通道区域，我们通过使用文献中众所周知的形状测量和新开发的几何分类方法，分析了2011年至2013年期间它们的内在形态。结果表明，在形态的细丝通道给予支持的剪切拱廊或弱扭曲磁通绳模型细丝的不对称。我们发现，建议的形状描述符有可能减少冕洞分类错误，并有资格筛选技术，以提高预测的太阳风高速流从冕洞观测太阳EUV图像。
2014-08-12 astro-ph.SR
First comparison of wave observations from CoMP and AIA/SDO
长期以来，人们一直认为波浪有助于加热日冕和产生太阳风。最近的观测表明，在许多不同的日冕环境中存在准周期性的纵向扰动和无处不在的横波传播。本文研究了不同类型的振荡行为的签名，无论是在太阳翼和磁盘上，通过比较的结果从日冕多通道偏振仪（CoMP）和大气成像组件（AIA）板上的太阳动力学天文台（SDO）的同一活动区域。我们研究横向和纵向的运动，通过比较和对比的时间-距离图像的平行和垂直切割沿/跨活动区扇形环。在CoMP多普勒速度和AIA图像中的横向振荡的平行时空特征之间的比较，连同在AIA中的环路的底部附近看到的传播准周期强度特征的时空分析。利用CoMP多普勒速度（Vphase=600- 750 km/s，P=3- 6 mins）和在AIA/SDO上观测到沿同一磁结构的横向运动特征（P=3- 8 mins）。准周期强度特征（Vphase=100- 200 km/s，P=6- 11 mins）也沿着同一结构的底部传播。在磁盘上，横向和纵向强度特征的签名被AIA观察到;两者都显示出类似的属性，沿结构锚定在同一活动区三天前以上的肢体。通过对垂直距离<2.6 μ m的相邻轨迹进行时空分析，恢复了相关特征。
2013-06-20 astro-ph.SR
Patterns of Nanoflare Storm Heating Exhibited by an Active Region Observed with SDO/AIA
人们普遍认为，许多日冕环--那些在大约1 MK的温度下观察到的环--是一束束未解决的链，它们被脉冲纳米耀斑的风暴加热。日冕加热在较热的环和非常重要但在很大程度上被忽视的活动区的扩散部分的性质是不太清楚的。这些区域也是脉冲加热的吗？还是加热是准稳定的？太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）望远镜的壮观新数据提供了解决这个问题的绝佳机会。我们分析了6个不同AIA通道中日冕环和扩散日冕的光变曲线，并将它们与理论模型预测的光变曲线进行了比较。在不同的AIA通道的光变曲线达到其峰值强度与可预测的排序作为一个功能的nanoflare风暴属性。我们表明，虽然一些组的光变曲线表现出明确的证据，冷却后的nanoflare风暴，其他情况下是不那么简单的解释。复杂性的出现是因为通过许多不同结构的视线整合，AIA通道的宽带性质，以及因为物理性质可以根据能量释放的大小而发生实质性变化。然而，光变曲线表现出可预测和可理解的模式与脉冲纳米耀斑加热一致。
2011-06-21 astro-ph.SR
Forward modeling of emission in SDO/AIA passbands from dynamic 3D simulations
通常假设太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带中的发射主要是由离子的单个或几个强线，这些离子在平衡条件下在窄的温度范围内形成。然而，大多数SDO/AIA通道还包含来自离子线的贡献，这些离子线的形成温度与“主导”离子显著不同。我们调查这些线的重要性，通过前向建模的SDO/AIA通道与三维辐射MHD模拟的模型，跨越对流区的上层低电晕的排放。该模型是高度动态的。此外，我们还向日冕中注入了一个稳定增加的磁通量，以便通过磁应力的消散来提高日冕温度。因此，随着时间的推移，该模型涵盖了不同的日冕温度范围。该模型涵盖了日冕温度，代表了日冕洞和安静太阳的等离子体条件。发现131、171和304 μ AIA通带受所谓的“非主导”离子的影响最小，并且在这些通道中观察到的发射主要来自在接近主导离子的形成温度的温度下的等离子体。另一方面，其他通道受到非主导离子的强烈影响，因此这些通道中的显着发射来自温度与“正则”值不同的等离子体。我们还研究了非主导离子对AIA通带的影响时，假设不同的元素丰度（光球和日冕），并考虑到电子密度对贡献函数的影响。
2017-10-20 astro-ph.SR
On the Accuracy of the Differential Emission Measure Diagnostics of Solar Plasmas. Application to AIA/SDO. Part I: Isothermal plasmas
DEM分析是恒星大气的主要诊断工具。但是，由于随机误差和系统误差以及问题的逆性质，它的推导和解释都非常困难。我们使用简单的热分布模拟研究太阳日冕的SDO/AIA观测的反演特性。这允许系统地探索参数空间，并使用统计方法，可以计算与不确定性兼容的所有DEM的相应概率。按照这种方法，DEM反演的几个重要属性，包括新的限制，可以推导出并提出了一个非常综合的方式。在这第一篇论文中，我们描述了形式主义，我们专注于等温等离子体，作为积木，以了解更复杂的DEM研究的第二篇论文。AIA数据反演的行为因此被量化，我们提供了新的工具来正确解释DEM。我们量化了6 AIA波段相比，以前的EUV成像仪的等温反演的改善。AIA的最大温度分辨率为0.03 log Te，我们推导出一个严格的测试，以量化的观测与等温假设的兼容性。然而，我们证明了AIA单独区分不同身体状况的能力的局限性。
2012-10-08 astro-ph.SR
First direct measurements of transverse waves in solar polar plumes using SDO/AIA
人们对确定沿太阳结构传播的Alfvénic波对日冕加热和太阳风加速问题的精确贡献非常感兴趣。自从SDO/AIA发射以来，已经有可能解决边缘外太阳极羽流中的横向振荡，最近McIntosh等人（2011，Nature，475，477）得出结论，这种波的能量足以在加热日冕和加速快速太阳风中发挥作用。然而，这一结果是基于与蒙特卡罗模拟的比较，通过直接测量的确认仍然是悬而未决的。因此，这封信报告了第一次直接测量太阳极地羽流中的横波运动。在4小时的时间内，我们测量了SDO/AIA 171 °通道中观察到的596个不同振荡的横向位移、周期和速度振幅。我们发现一个广泛的非均匀分布的参数值，这是很好地描述了对数正态分布的峰值在$234$公里，$121$的和$8$公里的$^{-1}$，平均值和标准偏差的$407\pm297$公里，$173\pm118$的和$14\pm10$公里的$^{-1}$。在标准差范围内，我们的直接测量结果与以前的结果基本一致。然而，占我们观察到的整个非均匀参数分布，我们计算的能量通量$9-24$ W m $^{-2}$，这是$4-10$倍以下的太阳风加速的能量需求。因此，我们的研究结果表明，横向MHD波解决SDO/AIA不能占主导地位的能源快速太阳风加速的开放场日冕。
2014-06-20 astro-ph.SR
Comparison between Hinode/SOT and SDO/HMI, AIA Data for the Study of the Solar Flare Trigger Process
为了阐明耀斑的触发机制，我们分析了几个耀斑事件的观测日之出/太阳光学望远镜（SOT），在我们以前的研究。然而，由于SOT视野的限制，只有四个事件的日出数据集已被利用。因此，需要增加事件的数量来评估耀斑触发模型。我们调查了太阳动力学天文台（SDO）获得的数据的适用性，以增加数据样本的耀斑触发过程的统计分析。SDO定期观测整个太阳盘和所有耀斑，尽管其空间分辨率低于Hinode。我们调查了2011年2月13日发生的M6.6耀斑，并将SDO的分析数据与我们以前使用Hinode/SOT数据的研究结果进行了比较。采用了日震和磁成像仪（HMI）获得的滤波器和矢量磁图以及大气成像组件（AIA）1600 A的滤波图。通过对耀斑爆发前小尺度磁结构和色球辐射的比较，我们证实了SDO数据可以探测到触发区。我们还测量了活动区的磁剪切角和耀斑触发场的方位角和强度。结果与我们以前的研究一致。我们的结论是，耀斑触发过程的统计研究是可行的SDO以及日出数据。我们还用SDO研究了耀斑爆发前磁场的时间演化。
2014-07-07 astro-ph.SR
SDO/AIA Observation of Kelvin-Helmholtz Instability in the Solar Corona
本文介绍了2010年4月8日太阳动力学观测站（SDO）拍摄的日冕图像中涡旋状特征的形成、传播和衰减的观测结果，这些特征与2010年4月8日世界时2：30左右开始的一次喷发有关。沿着喷发（变暗）区域和周围日冕之间的界面形成的一系列漩涡。它们的大小从几角秒到十角秒不等，以6-14公里/秒的速度沿着界面行进。这些特征在大气成像组件（AIA）的七个不同EUV波段中的六个波段中清晰可见。基于这些特征的结构、形成、传播和衰减，我们将这些特征确定为EUV中日冕中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的第一个观测结果。线性分析和KH不稳定性的MHD模型都支持这种解释。我们认为，这种不稳定性是由日冕物质抛射（CME）的爆发磁场和闭合磁场之间的速度剪切驱动的。剪切流驱动的不稳定性在日冕等离子体的能量传递过程中起着重要的作用。
2011-01-25 astro-ph.SR
Estimation of Plasma Properties and Magnetic Field in a Prominence-like Structure as Observed by SDO/AIA
我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的一个类似于双折射的冷等离子体结构。我们利用AIA的不同滤波器进行差分辐射测量（DEM）分析，并推导出观测到的磁通管内部和周围的温度和密度结构。除了推导等离子体参数外，我们还发现在所观察到的类磁共振结构中存在快磁声扭折波的多个谐波。利用等离子体参数的估计值和观测到的波参数，在磁流体地震学的基线下，推导了磁通管中的磁场。在通量管中也观察到波周期比P1/P2 = 2.18，其携带磁场发散的特征，其中我们估计管膨胀因子为1.27。我们讨论的约束条件，在估计等离子体和磁场属性在这样的结构在当前的观测角度来看，这可能会揭示新的光在太阳大气中的局部等离子体动力学和加热的情况。
2013-10-05 astro-ph.SR
Properties of high-frequency wave power halos around active regions: an analysis of multi-height data from HMI and AIA onboard SDO
我们研究的频率以上的光球声截止$\approx$ 5.3兆赫，围绕四个活动区，通过空间地图的功率估计使用的数据从日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的波的属性。现在已知来自AIA的波长通道1600 nm和1700 nm可以捕获由于日震p模式以及向上传播到色球层的波而产生的清晰振荡信号。在这里，我们详细研究，在HMI多普勒数据，功率地图的属性，特别是所谓的“声晕”周围看到的活动区域，作为波频率，倾斜和强度的磁场（来自HMI的矢量场观测）和观测高度的函数。我们推断可能的签名（磁）声波折射的观测高度相关的变化，因此，由于不断变化的磁场强度和几何形状，在光球磁量的功率图的依赖性。我们讨论了由磁场的p模吸收和模式转换的理论的影响。
2012-09-24 astro-ph.SR
New Homogeneous Dataset of Solar EUV synoptic maps from SOHO/EIT and SDO/AIA
太阳EUV强度的天气图已经构建了几十年，以便显示不同EUV发射在太阳表面上的分布，每个图表示一个卡林顿旋转（即，太阳的一次旋转）。本文提出了一个新的太阳EUV天气图数据集的基础上，从太阳和日光层天文台/极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）和太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）的全磁盘图像。为了消除由于传感器退化引起的EIT和AIA EUV强度的显著和复杂的漂移，我们以标准化强度尺度构建天气图。我们描述了一种方法，通过将EIT强度直方图转换到AIA水平，将SOHO/EIT图与SDO/AIA图叠加。新地图涵盖了1996年至2018年的307个SOHO/EIT和116个SDO/AIA天气图。这些地图提供了四个EUV波长的整个太阳表面的系统和均匀视图，并且非常适合，例如，用于研究日冕洞的长期演化
2019-10-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal Density and Temperature Profiles Calculated by Forward Modeling EUV Emission Observed by SDO/AIA
我们提出了一个模型的等离子体大气中的光学薄EUV发射的强度。我们将我们的模型应用于使用SDO/AIA仪器的六个光学薄EUV通道观察到的日冕。等离子体的发射率使用CHIANTI表从密度和温度计算，然后通过沿视线的积分来确定强度。我们考虑几种不同的配置文件的径向密度和温度分布，其中每一个都是由观测数据单独约束，没有进一步的物理假设。我们首先通过将其应用于日冕的安静区域来演示该方法，然后将其用作包括冕洞的模型的背景分量，从而估计洞内外的等离子体密度和温度。我们比较我们的结果与差分发射测量（DEM）反演。对日冕密度和温度分布的更精确的估计有可能帮助限制等离子体的特性，例如当与地震学等方法结合使用时的磁场强度。
2020-03-30 astro-ph.SR
On the variation of solar coronal rotation using SDO/AIA observations
我们报告太阳日冕层的旋转周期相对于温度（或高度）的变化。为此目的，我们使用的观测大气成像组件（AIA）望远镜上的太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。使用的图像是2012年至2018年期间波长为94 nm，131 nm，171 nm，193 nm，211 nm和335 nm的图像。利用通量调制方法对AIA在这些波段获得的太阳全盘面图像进行了分析。选取17个等间隔10度的矩形条带/面元（在太阳上从南80度延伸到北80度）提取极紫外（EUV）强度变化的时间序列，以获得自相关系数。自相关图中拟合到第一次极大值的高斯峰给出会合旋转周期。我们的分析表明，相对于纬度以及温度（或高度）的差异旋转。在本研究中，我们发现不同日冕层的恒星自转周期随温度（或高度）的增加而减小。起源于上过渡区/宁静日冕的AIA-171日冕对应的最低温度（~ 600000开尔文）的平均恒星自转周期为27.03天。恒星自转周期随温度（或高度）而减小，在更高的温度（~ 1000万开尔文）下为25.47天，对应于AIA-131日冕观测中看到的耀斑区域。
2020-01-20 astro-ph.SR
Oscillation Power in Sunspots and Quiet Sun from Hankel Analysis Performed on SDO/HMI and SDO/AIA Data
太阳动力学观测卫星上的日震和磁成像仪和大气成像装置产生6173埃的多普勒速度和连续强度以及1600埃和1700埃的强度图，可用于太阳光球层不同高度的日震研究。我们在以太阳黑子或安静太阳区域为中心的环中进行Hankel-Fourier分析，以估计穿过这些感兴趣区域的波的功率变化。我们发现，在光球测量高度的功率降低系数的依赖性：太阳黑子降低输出波的功率与频率低于4.5兆赫在所有的高度，但提高声波的功率在4.5-5.5兆赫的色球高度，这可能是声学荣耀（晕）的签名。最大功率减小似乎发生在连续谱水平附近，并随高度减小。太阳黑子也会以一种高度依赖的方式影响向外辐射的波的频率。安静的太阳表现出像一个强大的功率减少器输出的f和p-模式在连续水平，与功率减少15- 20%，并像一个弱的功率增强器的p-模式在大气中更高。据推测，令人惊讶的功率降低在连续水平是有关的造粒。在多普勒速度数据中，与强度数据不同，安静的太阳表现得像颗粒流的强大功率降低器。
2012-09-07 astro-ph.SR
Multi-Stranded Coronal Loops: Quantifying Strand Number and Heating Frequency from Simulated Solar Dynamics Observatory (SDO) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Observations
日冕环构成了磁封闭日冕的基本组成部分，但关于它们可能的精细结构和其中的热沉积速率，仍有许多问题有待确定。使用一个改进的多股环路模型，以更好地近似数值上具有挑战性的过渡区，本文研究了合成NASA太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）的排放模拟响应一系列规定的空间和时间随机，脉冲和局部加热事件在众多的子环元素与一个强大的权重对基地的结构;纳米耀斑加热方案。链的总数和nanoflare重复时间系统地变化，以这样一种方式，总能量含量在所有分析的情况下保持近似恒定。在发射时间序列期间的重复时滞检测为低频加热的纳米耀斑重复时间提供了良好的近似值。此外，使用AIA 171/193和193/211通道比的组合，结合在几个小时内的环顶点温度的标准偏差的光谱测定，以及从概述的多股环模型的模拟，它表明，施加的加热速率和股数都可以实现。
2021-05-26 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Reflecting Longitudinal Wave in a Coronal Loop
本文报道了SDO/AIA对一个T~8-10 MK热环强度振荡的高分辨率观测。AIA的图像显示了一个巨大的日冕环，它在等离子体从环的一个足点喷出后迅速加热。在131和94通道的图像中可以非常清楚地看到一个波浪状的强度增强，沿着环路在喷出物之前传播，并在相反的足点反射。波浪反射了四次才消失。它只出现在热，131和94频道。振荡的特征周期和衰减时间分别为$\sim$ 630和$\sim$ 440 s。相速度约为460-510 km/s，大致与环路的声速（430-480 km/s）相匹配。观测到的振荡特性与SOHO/SUMER发现的多普勒频移振荡的观测结果一致，并与它们作为慢磁声波的解释一致。我们认为，脉冲注入等离子体，以下重新连接在一个循环的足点，导致快速加热和传播的纵向压缩波沿循环。波在消失前来回反弹几次。
2014-09-13 astro-ph.SR
How the Solar Dynamics Observatory Revolutionized our Physical Understanding of the Sun
本文系统回顾了SDO任务15年间利用AIA、HMI和EVE数据在MHD波、冕环物理、耀斑能量学等13个方向上的突破性研究，展现了其对太阳物理理解的革命性贡献。
2025-07-02 astro-ph.SR
Resonant absorption as a damping mechanism for the transverse oscillations of the coronal loops observed by SDO/AIA
日冕环代表了快、中、慢三种正常模式振荡。在这项研究中，使用太阳的极紫外（EUV）图像分析了几分钟周期的回路的横向振荡，以及由共振吸收引起的阻尼。利用太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA）的171个$Å$观测资料，分析了日冕环振荡的周期、阻尼时间、环长和环宽等参数。对于2013年10月11日观测到的环，该环的周期和阻尼分别为19和70分钟。阻尼质量，阻尼时间与周期的比率，计算为约3.6。2013年1月22日记录的提取环的周期和阻尼时间分别约为81和6.79分钟。阻尼质量也计算为12。结果表明，环路横向振荡的阻尼属于强阻尼区，谐振吸收是环路横向振荡阻尼的主要原因。
2019-02-25 astro-ph.SR
The Genesis of an Impulsive Coronal Mass Ejection observed at Ultra-High Cadence by AIA on SDO
研究低日冕中的快速爆发事件是最近发射的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）成像仪的科学目标之一，该成像仪在10个波长下以角秒分辨率和12秒的节奏拍摄全圆盘图像。我们与AIA一起研究了2010年6月13日发生的与M1.0级耀斑相关的脉冲日冕物质抛射（CME）的形成。具体来说，我们分析了CME EUV气泡的形成和它的初始动力学和热演化在低日冕使用AIA图像在三个波长（171，193和211）。我们推导出的CME气泡纵横比（=气泡高度/气泡半径）的时间演变的第一个超高的节奏测量。我们的主要结果是，CME的形成经历了三个阶段：它开始于一个缓慢的自相似膨胀，然后是一个快速但短暂的（约70秒）时期的强烈横向过度膨胀，这基本上创造了CME。然后，CME经历另一个自相似扩展阶段，直到它退出AIA视野。在所研究的时间间隔，日冕物质抛射高度-时间曲线显示出强烈的，短暂的，加速后减速。横向过度扩张阶段与减速阶段一致。脉冲耀斑加热和CME加速是密切耦合的。然而，日冕物质抛射的横向过度膨胀发生在下降阶段，因此与耀斑重连无关。此外，气泡的多热分析没有显示出温度变化的显著证据。
2010-10-25 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Partially Erupting Prominence
我们报告的部分爆发的日珥和相关的动态等离子体过程的观测记录的基础上的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。日珥首先经历一个缓慢上升（SR）阶段，然后是快速上升（FR）阶段。缓慢上升阶段开始后，对脚点看到几个小的亮度。在从SR到FR的转折点上，日珥已经发生了扭曲。在FR开始期间，日珥在中央扭结位置显示出强烈的增亮。我们将其解释为内部磁重联发生在爆发日珥的两条腿（通量绳）之间形成的垂直电流片。在AIA的所有EUV通道中都可以看到中央扭结位置处的增亮。在较高的温度下的差异发射的贡献是更大的相比，典型的日冕温度支持在中央扭结位置的重联方案。增亮位置上方的等离子体以嵌入CME中的热等离子体团状结构被喷射出来，而下方的等离子体则以斑点的形式流向太阳表面。AIA独特的时间分辨率允许所有这些喷发方面，包括SR到FR，扭结，中心电流片形成，等离子体团状喷发和灯丝“分裂”，在一个单一的事件中观察到，提供了强有力的和全面的证据，有利于模型的部分喷发通量绳。
2013-10-01 astro-ph.SR
Differences in physical properties of coronal bright points and their ALMA counterparts within and outside coronal holes
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的单碟波段6观测资料，结合大气成像仪（AIA）获得的极紫外（EUV）193 $\overset{\circ}{\mathrm{A}}$滤波图和日震磁成像仪（HMI）获得的磁图，研究并比较了冕洞（CH）内外的冕亮点（CBP）亮度和面积。太阳动力学天文台（SDO）使用冠状孔分析工具集（CATCH）从SDO/AIA图像中提取CH边界，并在SDO/AIA、SDO/HMI和ALMA数据中识别CBP。在ALMA和SDO/AIA图像的亮度和面积的测量进行CBPs内CH和安静的太阳区域以外的CH。测量的物理性质的统计分析导致在一个较低的平均CBP亮度在ALMA和SDO/AIA数据的CBPs内的CH。根据CBP的样本量，SDO/AIA数据的强度差异和ALMA数据的亮温差异，CH内部和外部CBP之间的差异范围为2 $σ$和4.5 $σ$，表明这两个CBP组之间存在统计学显著差异。对于CBP区域，CH边界内的CBP平均显示较小的区域，对于SDO/AIA数据，观察到两个CBP组之间的差异在1 $σ$和2 $σ$之间，对于ALMA数据，差异高达3.5 $σ$，表明CBP区域也存在显著差异。考虑到测量的属性，我们得出结论，CH内部的CBP平均亮度往往较低，但与CH外部的CBP相比也较小。该结论可能指向CBP周围的局部CH区域的特定物理条件和性质限制CBP的最大可实…
2022-12-19 astro-ph.SR
A 7~MK hot Flux Rope Observed by SDO/AIA
2010年10月31日，在太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）在其极紫外（EUV）通道记录的图像中观察到了暗条喷发。灯丝表现出一个缓慢的上升阶段，然后快速上升，并被归类为一个不对称的喷发。此外，多个局部增亮，这是空间和时间上与缓慢上升相关联的确定导致我们相信，系绳切割机制是引发喷发的原因。在AIA的高温通道中检测到一个相关的磁绳，即94 ° C和131 ° C，分别对应于7 MK和11 MK等离子体。此外，这些通道还对对应于~1 - 2 MK的较冷等离子体敏感。在这项研究中，我们应用了Warren等人（2012）设计的算法，从94 ° C通道中去除较冷的发射，仅推断出高温磁绳结构并研究其时间演化。我们发现，在对应于Fe XVIII发射的干净的94 nm通道图像中非常清楚地看到通量绳，其对应于温度为7 MK的等离子体。该温度与使用DEM分析获得的温度匹配良好。这项研究提供了重要的约束力的热力学结构的建模CME的磁通绳。
2016-01-07 astro-ph.SR
Continuum Contributions to the SDO/AIA Passbands During Solar Flares
来自太阳动力学观测台（SDO）极紫外实验（EVE）的多极紫外光栅摄谱仪（MEGS-A）组件的数据被用来量化连续辐射对大气成像组件（AIA）的每个极紫外通道的贡献，也在SDO上，在2011年2月15日发生的X级太阳耀斑期间。两个预耀斑减去EVE光谱和适合于相关的自由-自由连续与AIA的7个EUV通带的响应函数在整个过程中的耀斑在10秒的节奏卷积。结果发现，在耀斑的整个主相位中，94 A，131 A，193 A和335 A通带中的总发射的10-25%是由于自由-自由发射。对于171 A通道无法进行可靠的测量，而对于304 A通道的连续贡献由于强He II发射线的存在而可以忽略不计。高达50%的211 A通道中的发射被发现是由于自由-自由发射周围的耀斑的峰值，而另外的20%是由于重组连续的He II。分析被扩展到一些M-和X-级耀斑，它被发现，自由-自由排放的水平，有助于171 A和211 A通带增加GOES类。这些结果表明，在耀斑期间的连续发射，有助于AIA观测的量是更显着的比以前的研究中所述的合成，而不是观察到的光谱。这些发现强调了与成像仪器结合进行光谱观察的重要性，以便正确解释数据。
2013-08-16 astro-ph.SR
The Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares Observed with AIA/SDO: Fractal Diffusion, Sub-Diffusion, or Logistic Growth ?
我们通过拟合一个径向膨胀模型$r(t)$来探索太阳耀斑的时空演化，该模型包括一个指数增长的加速阶段，然后是一个由广义扩散函数$r(t) \propto κ(t-t_1)^{β/2}$参数化的减速阶段，其中包括逻辑增长极限（$β=0$）、亚扩散（$β= 0-1$）、经典扩散（$β=1$）、超扩散（$β= 1-2$）和线性膨胀极限（$β=2$）。我们分析了在SDO任务的头两年中用GOES和AIA/SDO观察到的所有M和X级耀斑，共计155个事件。我们发现，大多数耀斑的子扩散制度（$β=0.53\pm0.27$），我们解释在低等离子体$β$电晕间歇性磁重联事件的各向异性链反应。我们发现一个平均传播速度$v=15\pm12$公里的$^{-1}$，最大速度为$v_{max}=80 \pm 85$公里的$^{-1}$每个耀斑，这是大大低于预期的耀斑等离子体的热扩散的声速。这里建立的扩散特性（首次为太阳耀斑）是一致的分形扩散自组织临界（FD-SOC）模型，预测扩散运输仅仅基于元胞自动机模拟。
2012-08-07 astro-ph.SR
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Determining heating time scales in solar active region cores from AIA/SDO Fe XVIII images
我们提出了一个在AIA/SDO 94 A过滤图像的Fe XVIII线组件中观察到的太阳活动区的核心瞬态增亮的频率的研究。Fe XVIII发射使用经验校正来分离，以去除“暖”发射对该通道的贡献。与EIS/Hinode的同步观测相比，我们发现在Fe XVIII中观察到的变化与在相似温度下形成的谱线的发射强烈相关。我们研究了在不同的演化阶段的活动区域的核心循环的演变。使用一个新开发的事件检测算法，我们的特征分布的事件频率，持续时间和幅度在这些活跃的地区。这些分布在年龄相似的地区是相似的，并随着地区的年龄而显示出一致的模式。这表明，这些特征是太阳活动区模型的重要约束。我们发现，对于任何给定的视线，强度波动的典型频率约为1400 s，即每小时约2-3个事件。然而，使用EBTEL 0 D流体动力学模型，我们表明，这只设置了沿视线加热频率的下限。
2013-11-25 astro-ph.SR
Observational Evidence of Sausage-Pinch Instability in Solar Corona by SDO/AIA
我们提出的第一个观测证据的香肠捏不稳定性的演变活动区11295日珥喷发期间使用的数据记录在2011年9月12日的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）。我们已经确定了一个磁通量管在AIA 304显示其表面上的曲率与可变的横截面以及增强亮度可见。这些弯曲在一分钟的时间尺度内逐渐发展，然后变得平滑。通量管上的弯曲位置从平衡位置呈现出约1-2 μ m（通量管的原始厚度的2倍）的表面径向向外增强。AIA 193日冕的快照也显示了在四个位置形成的明亮的结和狭窄的区域，如沿着通量管的304日冕，其中等离子体发射与背景相比更大。在整个通量管上的亮结以及< 60 s的狭窄区域的形成可能是香肠不稳定性的形态特征。我们还发现，在这些明亮的结沿磁力线，这表明可能导致的纵向场分量在短时间尺度上的主导地位的通量管的动态约束等离子体的流动。观测到的冻结在磁场线中的等离子体的纵向运动进一步消除了所形成的曲率和等离子体约束以及不稳定性的增长以稳定通量管。
2013-02-06 astro-ph.SR
X6.9-class Flare Induced Vertical Kink Oscillations in a Large-Scale Plasma Curtain as Observed by SDO/AIA
我们提出了罕见的观测证据，垂直扭结振荡的层流和扩散的大规模等离子体幕所观察到的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。2011年8月9日在活动区11263发生的X6.9级耀斑引发了一个全球性的大尺度扰动，该扰动在等离子体幕上方的一个狭窄通道中传播，并产生了一个低密度区域，在观测图像数据中表现为变暗。这种大规模的传播扰动作为一个非周期性的驱动器，与等离子体幕的顶部不对称和倾斜的相互作用，并触发观察到的振荡。在幕的深层，我们发现了两个周期（795 s和530 s）的垂直扭折振荡的证据。由于日冕变暗而导致密度不均匀的磁幕表面上，还观察到非衰减垂直振荡（周期$\approx$ 763-896 s）。我们推断，全球大尺度扰动触发的垂直扭结振荡在更深的层，以及在大尺度等离子体幕的表面上。激发波的性质强烈地依赖于局部等离子体和磁场条件。
2013-10-03 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnection during an X-class solar flare observed by SDO/AIA
本文介绍了2012年7月12日爆发性X级耀斑的SDO/AIA观测结果，并将其演变与3D数值模拟的预测进行了比较。我们专注于动态的耀斑环，被认为是经历滑动重联在耀斑。在AIA 131 A观测中，10 MK耀斑环的下部沿耀斑带表现出数十km/s的视运动。在耀斑的早期阶段，耀斑带由来自耀斑环足点的紧凑的、局部的明亮的过渡区发射组成。DEM分析表明，耀斑环的温度高达Fe XXIV的形成。一系列非常长的S形环爆发，导致STEREO观察到的CME。将观测到的动态与“标准太阳耀斑三维模型”中的磁结构演化进行了比较。该模型与观测结果吻合较好，再现了明显滑动的耀斑环、S形喷发环和耀斑带的演化。所有这些过程都是通过三维重联机制解释的环面不稳定磁通绳的膨胀。AIA观测和数值模型得到无线电观测的补充，显示了米制范围内的噪音风暴。在喷发过程中发生的dm漂移脉动结构表明等离子体团喷射和增强的重联率。射电辐射的爆发性质表明，滑动重联仍然是间歇性的，尽管它被观察到持续了一个多小时。
2014-01-29 astro-ph.SR
A solar tornado observed by AIA/SDO: Rotational flow and evolution of magnetic helicity in a prominence and cavity
在2011年9月24日期间，太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）仪器和地面\Ha \望远镜观测到，西南翼上方出现了一个日珥和相关的空洞。2011/09/25 8：00 UT，物质从日珥核心沿着一个狭窄的环状结构向上流动，伴随着日珥核心和环状结构的上升（$\geq$ 50，000 km）。当环圈在10：00时逐渐消失时，不同亮度的小斑点和条纹围绕着日珥和空洞的顶部旋转，模仿气旋。最强烈和相干的旋转持续了三个多小时，在热（$\sim$ 1 MK）和冷（氢和氦）线中都有发射。我们认为，气旋外观和整体演变的结构可以解释在膨胀的螺旋结构进入腔体，和沿螺旋结构，这似乎是一个旋转时，沿螺旋轴的等离子体的运动。物质在突起和空洞之间的协调运动表明它们在结构上是联系在一起的。复杂性是巨大的，由于这些行动的综合效果和通过包含纠缠场的结构的视线整合。
2012-05-16 astro-ph.SR
Real-time solar wind prediction based on SDO/AIA coronal hole data
我们提出了一个经验模型的基础上的日冕洞覆盖的可见区域接近中央子午线，以预测太阳风的速度在1 AU的提前时间长达4天提前1小时的时间分辨率。线性预测函数用于关联冕洞面积与太阳风速度。功能参数通过使用前3次卡林顿旋转的信息自动调整。因此，该算法自动地对太阳循环的不同阶段期间的太阳风速度的变化做出反应。自适应算法已被应用于SDO/AIA-193 A观测和ACE测量在2011-2013年期间，覆盖41卡林顿旋转和测试。太阳风速度到达时间延迟，平均需要4.02 +/- 0.5天才能到达地球。该算法对156个太阳风高速流峰值振幅产生了良好的预测，相关系数为cc~0.60。对于80%的峰，预测到达匹配的时间窗口内的ACE原位测量的0.5天。同样的算法，使用线性预测，也适用于预测的磁场强度从冕洞地区，但没有给出可靠的预测（cc~0.2）。
2015-01-27 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of Secondary Waves Generated by Interaction of the 2011 June 7 Global EUV Wave With Solar Coronal Structures
我们提出了SDO/AIA观测的全球EUV波的相互作用，2011年6月7日的活动区（AR），冕洞（CH）和日冕亮结构。初级全球波具有三维圆顶形状，在不同方向上的传播速度为430-780 km/s。主日冕波在CME膨胀环的前面运行，其传播速度在10-20分钟内近似恒定。当到达其路径上的AR时，主极紫外波明显消失，而二次波以类似的速度在AR边界内75微米处迅速重新出现。当EUV波遇到日冕明亮结构时，会有一个额外的波前出现，并以快2倍的速度在其前面传播。从一个极地CH和日冕亮结构的反射波被观察到，传播速度比主波慢。这些现象中的一些同样可以单独用波或非波模型来解释。然而，总的来说，这些观测结果为众多的全球EUV波提供了新的证据，其中真正的MHD快模波或冲击波在膨胀的CME气泡前面传播。
2011-11-22 astro-ph.SR
Nanoflare distributions over solar cycle 24 based on SDO/AIA differential emission measure observations
在太阳活动周期24期间，在安静的太阳区域的纳米耀斑研究了最好的等离子体诊断，以获得它们的能量分布和在不同水平的太阳活动期间对日冕加热的贡献。使用太阳动力学观测站（SDO）机载大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）滤光片。我们分析了2011年至2018年之间的30个AIA/SDO图像系列，每个图像系列覆盖$400 \times 400$ arcsec安静太阳视场，持续两个小时，节奏为12秒。差分发射测量（DEM）分析被用来获得每个像素的发射测量（EM）和温度演变。我们使用基于阈值的算法检测作为EM增强的纳米片，并从DEM观测中获得它们的热能。纳米耀斑的能量分布遵循幂律，表明陡度略有变化（$α=$ 2.02至2.47），但与太阳活动水平无关。所有数据集的合并纳耀斑分布涵盖事件能量（$10^{24} \mathrm{~to~} 10^{29} \mathrm{~erg}$）的五个数量级，具有幂律指数$α=2.28 \pm0.03$。推导出的$(3.7\pm 1.6)\times 10^4\mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$的平均能流比日冕加热要求小一个数量级。我们发现导出的能量通量和太阳活动之间没有相关性。空间分布的分析揭示了高能量通量（高达$3\times 10^5 \mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$）的集群，周围是活动较低的扩展区域。与…
2022-03-22 astro-ph.SR
Fine structure and long duration of a flare coronal X-ray source with RHESSI and SDO/AIA data
日冕X射线源（CXS）是太阳耀斑中经常出现的现象，无论耀斑的大小、持续时间或功率如何。多年来，这些来源的性质一直难以发现。最后，结合RHESSI和SDO/AIA的数据，似乎有一个前所未有的可能性，“看”内部的CXSs和回答的问题，他们的形成，演变和结构。我们提出了一个CXS的SOL 2011 -10- 22 T11：10长持续时间耀斑的RHESSI和SDO/AIA同时观察到的研究。我们把注意力集中在以下问题上：是什么导致了CXS的存在和长时间的持续？CXS里有什么精细结构吗现有的数据使我们能够研究CXS和结构之间的关系，在EUV观察到的耀斑的衰减阶段。RHESSI在耀斑衰变阶段记录到的X射线辐射来自约10 MK的热CXS。该源可观察5小时。这种长期存在的来源可以支持磁重联正在进行的衰变阶段。在CXS发生的同时，还观测到了被认为是磁重联表现的超拱道下行流。该源与具有最高发射测量值的热超拱廊区域的一部分是同空间的，同时温度在RHESSI热响应范围内。然而，尽管超拱廊区域是由小尺度结构组成的动态区域，但CXS似乎是平滑的，无结构的。我们使用真实和合成的RHESSI数据进行模拟，但我们没有发现任何强有力的证据表明CXS具有任何小尺度结构。
2017-01-31 astro-ph.SR
Growing transverse oscillations of a multistranded loop observed by SDO/AIA
本文介绍了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的具有不断增长的振幅和内部耦合的多股环横向振荡的第一个证据。环振荡事件发生在2011年3月8日，由CME触发。多波长分析揭示了多热链的存在下，在振荡回路，其动力学行为是温度依赖性的，显示其振荡幅度，相位和发射演变的差异。利用STEREO-A/EUVI数据测量了171 A中两股线的生长振荡的物理参数，并确定了三维环的几何形状。这些股线具有非常相似的频率，并且在两个193 A股线之间建立四分之一周期相位延迟。这些功能表明扭结振荡的相邻股和解释的集体扭结模式预测的一些模型之间的耦合。然而，多星环振荡的温度依赖性以前没有研究，需要进一步调查。横向环振荡与强度和环宽度变化有关。我们认为，振幅增长的扭结振荡可能是连续的非周期性驱动的磁变形的CME，其中存款到环路系统的速度比其损失的能量。
2012-04-05 astro-ph.SR
Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
2011-05-16 astro-ph.SR
First SDO/AIA Observation of Solar Prominence Formation Following an Eruption: Magnetic Dips and Sustained Condensation and Drainage
在过去，成像太阳日冕凝聚形成的双折射是困难的，最近的情况被Hinode和SDO改变了。我们提出了第一个观察到的SDO/AIA的例子，其中材料逐渐冷却，通过多个EUV通道中的transequatorial循环系统，限制了较早的喷发。9小时后，这导致最终在这些环的下沉处凝结，形成一个中等大小的约$10^{14}$克的日珥，以与CME的特征性$10^{15}$克质量进行比较。日珥质量不是静态的，而是通过以$10^{10}$克/秒的高估计速率冷凝来维持的，而通过许多垂直向下流动的线程进行的可比较的持续排水，使得总冷凝量的96%（~ $10^{15}$克）在大约一天内排出。质量凝结和排水率在时间上与日珥总质量相关。下行流速呈窄高斯分布，平均值为30 km/s，而下行加速度分布呈指数下降，平均值约为1/6 $g_{Sun}$，表明重力显著抵消，可能是由于洛伦兹力。我们的观察结果表明，宏观静态日珥是微观动态的，涉及通过它的一个显着的质量，通过一个持续的质量供应对一个可比的质量排水，这对CME的启动机制，其中质量卸载是重要的，具有重要的意义。
2012-01-04 astro-ph.SR
Heating Mechanisms for Intermittent Loops in Active Region Cores from AIA/SDO EUV Observations
我们调查的强度变化和能量沉积在活动区核心的五个日冕环。选择这些是因为它们在AIA/SDO 94射电强度通道中具有很强的可变性。我们通过建模和减去对发射的“温暖”贡献，分离出94 ° C和131 ° C的热Fe XVIII和Fe XXI组分。HMI/SDO数据使我们能够专注于回路中的“苔藓间”区域。苔藓间强度时间序列的详细演变揭示了在与纳米耀斑风暴兼容的模式中被脉冲加热的环路，其中热131个信号中的尖峰领先，其他五个EUV发射通道以渐进冷却的顺序跟随。电子温度的急剧上升往往紧随热131欧姆信号之后，证实了该过程的脉冲性质。一个更冷的增长排放量的过程随之而来，速度更慢。当在五个环路上取平均时，热131 μ m信号的傅立叶功率谱呈现出三种标度区域，其断裂频率为（0.1/min）和（0.7/min）。低频区域对应于1/f噪声;中间区域表示持续的缩放过程，高频区域显示白噪声。非常相似的结果被发现的能量耗散在一个2-D的“混合”壳模型的环路磁湍流，减少磁流体力学的基础上，这是兼容的纳米耀斑统计。我们认为，这种湍流耗散是我们的循环的能量来源。
2014-09-05 astro-ph.SR
First Evidence of Coexisting EIT Wave and Coronal Moreton Wave from SDO/AIA Observations
“EIT波”是一种全球传播的波状现象。它们通常被解释为日冕中的快模磁声波，尽管快模波模型和观测之间存在各种差异。为了调和这些矛盾，我们曾经提出“EIT波”是等离子体压缩的明显传播，这是由于爆发的磁通绳推动磁场线连续拉伸造成的。根据这个模型，“EIT波”之前应该有一个快速模式波，但很少观察到。在2010年7月27日的“EIT波”事件中，我们通过{ \em太阳动力学天文台}（{ \em SDO}）观测的前所未有的高节奏和灵敏度，在“EIT波”之前发现了一个速度为560 km s $^{-1}$的快速移动波前，其速度为$\sim 190$ km s $^{-1}$。结果表明，“EIT波”不是快模波，证实了我们的“EIT波”的场线拉伸模型的预测。特别是，它被发现，冠状莫顿波是$\sim 3$倍快于“EIT波”的预测。
2011-03-04 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
A Catalog of Prominence Eruptions Detected Automatically in the SDO/AIA 304 Å Images
我们报告的日珥爆发（PE）的统计研究，使用这些事件的目录定期成像的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）在304飞秒通带。使用的算法开发的LWS项目的一部分，我们已经检测到PE在304个天气图像与2分钟的节奏，自2010年5月。这些PE的目录可在线获得（https：//cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/autope/）。对304幅图像进行极变换，并除以背景图（一天中强度最小的像素），以获得肢体上方的比率图。突出区域被定义为具有比率$\ge$ 2的像素。具有超过50%的像素重叠的两个显著性区域被认为是相同的显著性。如果一个日珥的高度在连续5张影像中单调增加，则认为它是爆发的。在肢体上方观察到的所有PE均由例程检测到，但只有宽度为$\ge$ 15°的PE被包括在目录中，以消除极喷流和其他小尺度质量运动。这些识别还与野边山射电日像仪图像中识别的PE进行了交叉检查（http：//solar.nro.nao.ac.jp/norh/html/dualence/）。星表给出了爆发日珥的日期、时间、中心位置角、纬度和宽度。该目录还提供了JavaScript影片的链接，这些影片将SDO/AIA图像与GOES软X射线数据相结合，以识别相关的耀斑，并与SOHO/LASCO C2图像相结合，以识别相关的日冕物质抛射。我们研究了PE的统计特性，发现高纬PE速度随着前一个周…
2020-05-22 astro-ph.SR
Twisting/Swirling Motions During a Prominence Eruption as seen from SDO/AIA
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的不同通道观测了太阳西北侧的一个静止日珥。我们报告和分析扭曲/旋转运动期间和之后的突出爆发。我们将观察到的旋转运动分成小尺度和大尺度。小尺度的旋转运动表现在日珥的倒钩上，而大尺度的旋转则表现为日珥爆发时的横摇运动。我们注意到日珥的两个足点都是逆时针方向旋转的。我们认为，在两个足点相似的旋转感导致日珥爆发。日珥在南足点附近的爆发是不对称的，这可能是由于南足点附近的质量分布和空洞位置不均匀造成的。此外，我们还研究了日珥爆发后等离子体在日珥空腔中沿不同圆周路径的涡旋运动。沿不同圆周路径运动的等离子体的旋转速度估计为$\sim$ 9-40 km s $^{-1}$。这些涡旋运动可以用日珥空腔中扭曲的磁场线来解释。最后，我们观察到日珥中建立的扭曲，被日冕物质抛射（CME）带走，如在太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度光谱日冕物质抛射（LASCO）中所看到的。
2018-04-28 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
Kinematics of an untwisting solar jet in polar coronal hole observed by SDO/AIA
利用太阳动力学观测卫星（SDO）上的大气成像组件（AIA）的多波长数据，研究了太阳北极附近冕洞中的喷流。喷流在喷射过程中呈现明显的螺旋上升运动。通过对射流中6个已识别的运动特征（MF）的跟踪，发现等离子体沿射流轴线以近似恒定的速度运动，同时在横向于轴线的平面内作圆周运动。通过对6条轨迹的轴向和横向高度进行线性和三角拟合，得到喷流的轴向速度、横向速度、角速度、旋转周期和旋转半径的平均值分别为114 km·s $^{-1}$、136 km·s $^{-1}$、0.81 \degr·s $^{-1}$、452 s和9.8 $\times$ 10 $^{3}$ km。随着磁场强度的增加，射流在相应高度的宽度增加。首次从磁通量守恒假设出发，导出了射流中纵向磁场强度的高度变化规律。结果表明，在距喷流底部1 $\times$ 10 $^{4}$ $\sim$ 7 $\times$ 10 $^{4}$ km处，喷流中的通量密度随B=0.5（R/R $_{\sun}$-1）$^{-0.84}$（G）而从15 G减小到3 G。并与前人研究结果进行了比较。
2012-01-20 astro-ph.SR
The Wave Properties of Coronal Bright Fronts Observed Using SDO/AIA
日冕亮锋（CBF）是以每秒数百公里的速度在日冕中传播的大尺度波前。虽然他们的运动学已被详细研究，许多问题仍然存在的时间演变的幅度和脉冲宽度。在这里，同期的高节奏，多热观测的太阳日冕从太阳动力学观测站（SDO）和太阳地关系观测站（STEREO）航天器被用来确定的运动学和膨胀率的CBF波前观察2010年8月14日。与SDO相比，CBF具有较低的初始速度和较弱的减速（~340 km/s和-72 m/s/s，而不是~410 km/s和-279 m/s/s）。来自SDO的CBF运动学被发现是高度依赖于通带的，在335 A和304 A通带中，初始速度范围从379+/-12 km/s到460+/-28 km/s，加速度范围从-128+/-28 m/s/s到-431+/-86 m/s/s。这些运动学被用来估计一个安静的日冕磁场强度范围约为1-2 G。还观察到显著的脉冲展宽，扩展速率为~130 km/s（STEREO）和~220 km/s（SDO）。通过将CBF视为高斯包络内正弦波的线性叠加，发现脉冲的色散率约为8-13 Mm^2·s^-1。这些结果表明，通过非均匀介质传播的快模式磁声波脉冲。
2011-09-27 astro-ph.SR
On the Accuracy of the Differential Emission Measure Diagnostics of Solar Plasmas. Application to AIA/SDO. Part II: Multithermal plasmas
差分辐射测量（DEM）分析是太阳和恒星日冕最常用的诊断工具之一。作为一个反问题，它有限制，由于存在随机和系统误差。我们在这一系列的论文中分析了AIA/SDO观测值反演的鲁棒性。我们完全描述了DEM反演及其统计特性，提供了与数据及其相关概率一致的所有解决方案，并对假设的DEM模型的适用性进行了测试。虽然我专注于等温条件下，我们现在考虑多热等离子体和调查等温和多热解决方案。我们演示了如何从根本上限制了反演的温度分辨率之间的模糊性噪声和多热。我们表明，如果所观察到的等离子体是多热，等温解决方案往往集群在一个恒定的温度下，无论通带或谱线的数量。多热的解决方案也被发现偏向于近等温的解决方案约1 MK。即使残差支持所选的DEM模型，这也是正确的，可能会导致对观察到的等离子体得出错误的结论。我们提出的工具，以确定和量化可能的退化的解决方案，从而帮助DEM反演的解释。
2012-10-08 astro-ph.SR
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
Power distribution of oscillations in the atmosphere of a plage region: Joint observations with ALMA, IRIS and SDO
我们提出了一个谱区振荡的功率分布的统计分析，在活动区NOAA AR 12651，观察联合ALMA（阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列），IRIS（界面区域成像光谱仪），SDO（太阳动力学天文台）。我们使用协调ALMA波段-6（1.25 mm）的亮温图，2796 nm通带的IRIS狭缝钳口图像，以及SDO机载AIA（大气成像组件）六个通带（1600 nm，304 nm，131 nm，171 nm，193 nm和211 nm）的观测结果。我们执行Lomb-Scargle变换研究的振荡功率的分布在观测区域的主导周期图和功率图。我们研究了不同通带映射的大气振荡的空间关联，重点是ALMA振荡与其他振荡的功率分布的相关性。我们没有观察到ALMA振荡与IRIS和AIA振荡的任何显着关联。虽然ALMA主导振荡的整体行为与AIA的过渡区和日冕通带的行为相似，但ALMA主导周期图和功率图与其他通带的周期图和功率图没有任何相关性。ALMA振荡的主周期和功率在不同周期区间的空间分布与其它通带无关。我们推测ALMA振荡与IRIS和AIA振荡的非关联是由于ALMA观测到的毫米波连续谱形成高度的显著变化。此外，ALMA直接映射亮温的事实，与IRIS和AIA的强度观测相反，可以导致ALMA振荡与IRIS和AIA振荡相比具有非常不同的内在性质。
2022-02-23 astro-ph.SR
Recurrent coronal jets observed by SDO/AIA
在本文中，我们对2014年11月7日的三个经常性喷流进行了多波长观测。射流起源于AR 12205边缘的同一区域，并沿同一冠状环传播。喷发是由磁重联产生的，这是由喷流底部连续的磁抵消所证明的。喷气式飞机2的预计初速度为402公里/秒。jet2在上升和下降阶段的加速度并不一致，前者明显大于太阳表面的太阳引力加速度，而后者则小于太阳引力加速度。在射流2传播期间，有两种可能的额外力作用在射流2上。一个是当jet1回落并与jet2相遇时来自jet1的向下气体压力。另一个是射流2快速传播过程中来自周围等离子体的粘性阻力。与此相反，射流3在上升和下降阶段的加速度是恒定的，这意味着射流3的传播不受外力的显著影响。
2021-07-23 astro-ph.SR
Observations of excitation and damping of transversal oscillation in coronal loops by AIA/SDO
本文研究了横向冕环振荡的激发和阻尼，以及阻尼时间、阻尼质量（每周期阻尼时间）、振幅、耗散机制与尾流现象之间的定量关系。利用NASA \textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）卫星上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）望远镜于2015年3月2日观测到的时间序列数据，包括171 $ \rm{Å}$通带中400张连续图像，节奏为12秒，通过Lomb-Scargle周期图分析了沿日冕环横向振荡的证据。在这项分析中，发现了横向日冕环振荡的快速衰减的特征，其主要振荡周期在$\rm{P=12.25-15.80}$分钟的范围内。此外，横向冕环振荡的阻尼时间和阻尼质量的主导振荡周期的范围内估计$ \rm{τ_d=11.76-21.46}$分钟和$ \rm{τ_d/P=0.86-1.49}$，分别。观测结果表明，阻尼特性随振幅的增大而缓慢下降，但振幅对振荡周期的影响不敏感。阻尼质量和阻尼时间的数量级是在良好的协议与以前的研究结果和理论预测的阻尼扭结模式振荡的耗散机制。此外，环路段的振荡随时间衰减，大致为$t^{-α}$，30个不同段的$α$的幅度值从0.51变化到0.75。
2018-01-28 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability in a twisting solar polar coronal hole jet observed by \emph{SDO}/AIA
为了模拟太阳北极附近扭曲冕洞喷流中的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性，我们研究了在沿其轴向运动的均匀扭曲通量管中的凹槽（$m = 2$）、$m = 3$和$m = 12$磁流体动力学（MHD）模变得不稳定的条件.利用2010年8月21日\emph{SDO} /AIA观测到的一个扭曲喷流和其他日冕喷流观测资料，我们设定了理论模型的参数，得到了在一个半径为$9.8$ ~Mm的扭曲磁通管中，在密度衬度为$0.474$，Alfvén马赫数为${\cong}0.76$时，对于三种MHD模式，存在不稳定窗口，其宽度主要取决于内部磁场扭曲。结果表明，对于所考虑的模式，方位磁场为$1.3$- $1.4$ ~G（在管边界计算）时，不稳定窗口的宽度为零，即抑制了KH不稳定性的发生。另一方面，在$15$和$12$ ~Mm之间的不稳定波长处，$m = 12$ MHD模的KH不稳定性的发展时间在$1.9$到$4.7$ ~ min的范围内，这与根据观测到的不稳定喷流初始阶段的时间演化估计的增长率一致。
2017-06-12 astro-ph.SR
