The coronal source of extreme-ultraviolet line profile asymmetries in solar active region outflows
Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）的高分辨率光谱显示，日冕谱线轮廓有时是不对称的，蓝翼的微弱增强约为100公里/秒。这些不对称性可能很重要，因为它们可能是日冕加热或太阳风加速过程的微妙而有用的诊断特征。也有人认为它们是色球喷流的特征，为日冕提供质量和能量。然而，到目前为止，还没有研究产生不对称的等离子体的物理性质。在这里，我们使用非对称高斯函数识别AR 10978流出中的非对称轮廓区域，并使用多个高斯拟合提取微弱分量的强度。然后，我们推导出产生不对称的等离子体的温度结构和化学成分。我们发现这种不对称性与温度有关，并且在日冕线中更明显、更强。温度分布的峰值在1.4-1.8 MK附近，发射测量值比0.6 MK处的发射测量值大至少一个数量级。发现第一电离势偏差为3-5，这意味着流出物的高速分量也可能对低速风有贡献。观测和模型表明，等离子体演化成日冕成分需要时间，这表明物质在逃逸之前被困在闭合环上，可能是通过交换重连。结果，因此，确定等离子体产生的不对称性具有日冕的起源。
2012-10-04 astro-ph.SR
Non-equilibrium Ionization Effects on Extreme-Ultraviolet Emissions Modulated by Standing Sausage Modes in Coronal Loops
在不同的通带的发射特性的前向建模是非常重要的，自信地识别结构日冕中的磁流体动力学波。以Fe IX 171和Fe XII 193发射线为例，研究了非平衡电离（NEI）对冕环中固定快香肠模（FSM）调制的极紫外（EUV）辐射的影响.从直圆柱体中的线性FSM的表达式开始，通过将自洽导出的离子分数纳入相关贡献函数，我们合成了两条谱线的比强度和光谱轮廓。我们发现，相对于平衡电离（EI）假设的情况下，NEI相当大的影响的强度调制，但基本上没有表现出对多普勒速度或宽度的影响。此外，NEI可能会影响强度变化之间的相位差和那些在多普勒宽度为Fe XII 193时，视线是倾斜的环轴。当假设EI时，该差值为$180^\circ$，而当为我们选择的参数引入NEI时，该差值为$\sim 90^\circ$。我们的结论是，除了视角和仪器分辨率，NEI进一步复杂化的检测FSM的光谱测量中的EUV通带中的日冕循环。
2018-11-21 astro-ph.SR
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
2021-08-20 astro-ph.SR
"Dandelion" Filament Eruption and Coronal Waves Associated with a Solar Flare on 2011 February 16
与太阳耀斑相关的日冕扰动，如H $α$ Moreton波、X射线波和极紫外（EUV）日冕波，在此讨论与日冕中的磁流体动力学快模波或冲击的关系。为了了解日冕扰动的机制，在多个波长上进行具有高空间和时间分辨率的全圆盘太阳观测至关重要。在秘鲁伊卡大学耀斑监测望远镜拍摄的H $α$图像中，我们观测到了一个与2011年2月16日M1.6耀斑相关的“”形暗条喷发。我们推导出了爆发暗条的三维速度场。我们还确定闪烁的细丝，位于远离耀斑网站的H $α$图像，而没有摩顿波观察。通过比较闪烁灯丝的时间演变与极紫外图像数据中看到的日冕波的大气成像组件上的{\it太阳动力学观测站}和极紫外成像仪上的{ \it日地关系观测站-Ahead}，我们确认闪烁灯丝被激活的EUV日冕波。
2017-01-02 astro-ph.SR
Direct Estimates of the Solar Coronal Magnetic Field Using Contemporaneous Extreme-ultraviolet, Radio, and White-light Observations
我们报告了2016年3月16日观测到的太阳日冕分裂带II型射电爆发，使用Gauribidanur射电分光偏振仪（GRASP）在频率范围$\approx$\，90\，-\，50 MHz和Gauribidanur射电日像仪（GRAPH）在两个离散频率，即80 MHz和53.3 MHz。在同一时期的极紫外（EUV）和白光观测表明，上述爆发分别与通量绳结构和日冕物质抛射（CME）有关。使用EUV，无线电和白光数据生成的组合高度-时间图表明，不同的观测特征（即通量绳，II型爆发和CME）都密切相关。我们根据上述观测数据构建了日冕电子密度分布的经验模型（$N_{e}(r)$，$r$是日心距离），并使用它来估算观测到的各个事件的$r$值范围内的日冕磁场强度（$B$）。$B$值彼此一致。它们在$r \approx$\，1.1\，-\，2.2 $\rm R_{\odot}$范围内以$B(r)\,=\,2.61 \times r^{-2.21}$ \textrm{G}形式变化。据我们所知，在没有假设$N_{e}(r)$模型的情况下，通过结合电磁波谱两个不同区域（射电和白光）的同时观测集，对近日日冕中$B$进行类似的“直接”估计很少报道。此外，目前的工作是一种新的尝试，传播EUV通量绳结构的特性，被认为是一个CME接近太阳的签名，已被用来估计$B(r)$在相应的距离范围。
2019-07-23 astro-ph.SR
Heating Rates for Protons and Electrons in Polar Coronal Holes: Empirical Constraints from the Ultraviolet Coronagraph Spectrometer
扩展日冕的紫外光谱是测量加速太阳风中质子、电子和重离子性质的有力工具。在太阳活动极小期，从南北两极向上扩展的大冕洞是低密度的无碰撞区域，在那里可以检测到偏离单流体热平衡的情况。这些偏离的准确表征有助于确定最终负责日冕加热的动力学过程。本文分析了紫外日冕光谱仪对H I Lyman α线的测量结果，给出了太阳风速度、电子密度、电子温度、质子温度（平行于和垂直于磁场方向）和阿尔芬波振幅的约束值。分析过程包括创建一个大型的随机经验模型集合，模拟其Lyman α分布，并仅为与Udash数据一致的模型构建后验概率分布。由此产生的温度并没有表现出很大的径向变化之间的日心距离1.4和4太阳半径。电子、平行质子和垂直质子温度的典型值分别为1.2、1.8和1.9 MK。结果值的“非热”阿尔芬波振幅显示弱耗散的证据，与总能量损失率，以及同意与独立推导的总加热速率的质子和电子。适度的阿尔芬波振幅似乎解决了一些紧张的文献之间的竞争索赔更高（无阻尼）和更低（重阻尼）的价值。
2020-07-26 astro-ph.SR
A Comparison of EIT and TRACE Loop Widths
在这项研究中，我们比较了日冕环极紫外成像望远镜（EIT）的太阳和日光层天文台（SOHO）与日冕环的过渡区和日冕探测器（TRACE）。其目的是定量和定性地研究空间分辨率对冠环宽度的影响以及对如何定义冠环的影响。在分析的22个环部分中，我们发现它们中没有一个在EIT中被解析，并且它们中没有一个接近TRACE环的宽度。这些结果表明，冠状循环是未解决的EIT。我们还发现了一些例子，说明未解决的循环可能会产生很大的误导。我们还发现，我们分析过的许多TRACE循环也可能是未解决的。我们的研究结果强调了研究环宽度的重要性，以更好地了解冠状环，也强调了需要更高的空间分辨率的仪器。
2017-05-18 astro-ph.SR
Coronal Imaging with the Solar UltraViolet Imager
我们调查的日冕成像能力的太阳紫外线成像仪（SUVI）的地球同步环境业务卫星R系列航天器。名义上指向太阳，SUVI提供太阳图像在六个极端紫外线（EUV）波长。在轨数据表明，SUVI具有足够的动态范围和灵敏度，可以对太阳上方最高高度的日冕成像，同时对太阳成像。我们开展了一项活动，调查EUV信号的存在远远超出了太阳EUV成像仪的标称太阳中心成像区域。我们偏离了SUVI的视线，几乎是太阳周围的一个成像区域。我们提出的运动时，太阳活动周期是在接近最低限度和一些结果，确认EUV的存在超过三个太阳半径进行的细节。
2019-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Twin extreme ultraviolet waves in the solar corona
太阳极紫外（EUV）波是一种壮观的传播扰动，在日冕中极紫外增强呈环形。这些极紫外波携带着关于日冕磁化等离子体的关键信息，这些信息可以通过全球太阳日冕磁震学揭示难以捉摸的物理参数（例如磁场强度）。极紫外波与大范围的太阳大气喷发密切相关，从剧烈的耀斑和日冕物质抛射（CME）到能量较低的等离子体射流或微灯丝喷发。然而，EUV波的物理本质和驱动机制仍然存在争议。在这里，我们报告了在一次喷发中形成的孪生EUV波（TEW）的独特发现，并从两个不同的角度进行了观察。在所有早期的研究中，一次喷发最多与一个EUV波有关。新发现的TEW促使我们重新审视我们对日冕EUV波形成机制的理论认识。两种不同的情景TEWs被发现：在第一个场景中，这两个波分别与一个灯丝喷发和一个前驱喷流，而在另一个场景中，这两个波先后与一个灯丝喷发。因此，我们将这些区别的场景分别标记为“兄弟TEW”和“相同TEW”。此外，我们还建议，脉冲横向扩张的两个不同的群体冠环是至关重要的TEW形成在一个单一的爆发。
2022-03-30 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Late-Phase Flares: Before and During the Solar Dynamics Observatory Mission
SDO的EUV观测揭示了暖日冕辐射的有趣特征，在耀斑期间，暖日冕辐射在热日冕X射线辐射峰值之后很快达到峰值，然后有时在X射线耀斑峰值之后数小时达到第二次峰值。这种耀斑类型，有两个温暖的日冕发射峰，但只有一个X射线峰，被命名为EUV晚期。这些耀斑具有以下独特的性质：i）具有复杂的磁场结构，具有两组初始日冕环，其中一组覆盖在较低的组上，ii）具有在较低的组中启动并干扰两个环组的喷发耀斑，iii）具有仅从较低的组发射的热日冕发射，以及iv）具有与较低集合相关联的暖日冕发射的第一峰值，并且其第二峰值从较高集合发射得晚得多。爆发对日冕环的扰动是在同一时间发生的，但在耀斑后重联期间，加热的日冕环的松弛和冷却有不同的时间尺度，较长的上部环明显滞后于下部环。这些冷却时间尺度的差异与暖日冕发射的两个峰值时间之间的差异有关，并且在具有两个不同衰变的X射线发射的衰变轮廓中也是明显的，在暖日冕发射的第二个峰值的时间期间，第一个衰变斜率更陡，延迟的衰变斜率更小。利用3年SDO/EVE观测资料，分析了Fe XVI两个耀斑峰之间的EUV晚期衰变时间与X射线衰变斜率的频率和关系，并利用X射线双衰变特征估算了过去4个太阳活动周的EUV晚期耀斑频率。这项研究表明，极紫外后期耀斑的频率峰值之前和之后，每个太阳活动周期的最低点。
2014-01-22 astro-ph.SR
Birth places of extreme ultraviolet waves driven by impingement of solar jets upon coronal loops
太阳极紫外（EUV）波是日冕中的大尺度传播扰动。一般认为，极紫外波形成的关键是太阳爆发中覆盖在爆发核上的环的快速膨胀，如日冕物质抛射（CME）和太阳喷流。然而，爆发核心和覆盖环之间相互作用的细节尚不清楚，因为覆盖环总是在高能爆发后立即打开。在这里，我们提出了三个典型的射流驱动的EUV波没有CME研究之间的相互作用的射流和重叠的循环，保持关闭的事件。这三个喷流都是从源区的磁通量抵消点发出的。有趣的是，在喷流与上覆环相互作用后，三个EUV波分别在上覆环的顶部、近端（靠近喷流源）和远端（另一端）形成。根据位场源面法外推得到的环的磁场分布，证实了三个射流驱动的EUV波的发源地都在上覆环的最弱磁场强度部位附近。我们认为，射流驱动的EUV波优先发生在最薄弱的部分覆盖的环，和位置可以受到周围的磁场强度的环的两端。
2022-04-01 astro-ph.SR
A Three-Dimensional Velocity of an Erupting Prominence Prior to a Coronal Mass Ejection
我们提出了一个详细的三维（3D）视图的日珥喷发，日冕环扩张，和日冕物质抛射（CME）与M4.4耀斑发生在2011年3月8日在活动区NOAA 11165。耀斑监测望远镜（FMT）搬迁到秘鲁伊卡大学后，成功地获得了耀斑和暗条喷射的全圆盘H $α$图像。通过对H $α$谱线附近的多波长观测，得到了H $α$日珥爆发的三维速度场。{ \it太阳动态观测台}上的大气成像仪组件和{ \it日地关系观测台-未来}卫星上的极紫外成像仪也获得了极紫外特征。我们发现，在爆发的暗条与日冕磁场碰撞之后，一些日冕环开始扩张，导致了一个清晰的日冕物质抛射的生长。我们还讨论了膨胀环与周围日冕磁场之间的多重相互作用所驱动的日冕物质抛射的后续活动。
2021-01-21 astro-ph.SR
The Merging of a Coronal Dimming and the Southern Polar Coronal Hole
本研究利用多航天器遥感与光谱数据，首次对日冕物质抛射引发的日冕暗化与南极冕洞的合并事件进行光谱分析，发现合并后两者难以区分且伴随重联过程，提出分量重联在合并中起关键作用。
2023-05-10 astro-ph.SR
A Spectroscopic Measurement of High Velocity Spray Plasma from an M-class Flare and Coronal Mass Ejection
与2011年2月16日M1.5级耀斑相关的日冕物质抛射喷射等离子体被发现表现出850 km/s的多普勒蓝移--这是迄今为止从太阳盘和内日冕的紫外线（UV）或极紫外线（EUV）光谱学报告的最大值。观测结果的不寻常之处在于，发射线（Fe XII 193.51 A）没有直接观测到，但多普勒频移如此之大，以至于蓝移分量出现在192.82 A的波长窗口中，旨在观测O V，Fe XI和Ca XVII的线。Fe XII 195.12 A发射线被用作193.51 A其余成分的替代物。这一观测突出了在观测高度动态的太阳现象时使用窄波长窗口进行光谱仪观测的风险。紫外太阳光谱仪，包括即将到来的多缝太阳探测器（MUSE）的任务，大多普勒频移的后果进行了讨论。
2022-04-20 astro-ph.SR
What can we learn about solar coronal mass ejections, coronal dimmings, and Extreme-Ultraviolet jets through spectroscopic observations?
我们分析了几个数据集获得的Hinode/EIS和CME和EUV喷流爆发过程中发现各种类型的流量。CME诱导的调光区域的特征在于显着的蓝移和增强的线宽，通过使用一个单一的高斯拟合。而红蓝（RB）不对称性分析和RB引导的双重高斯拟合的日冕线轮廓表明，这些可能是由一个强的背景发射分量和一个相对较弱（~10%）的高速（~100 km s-1）的上升流分量的叠加。这一发现表明，在变暗区的外流速度可能是100 km s-1的顺序，而不是之前报道的~20 km s-1。密度和温度诊断表明，调光主要是密度降低的影响，而不是温度变化。不同方法估算的暗区质量损失基本一致，约为相关日冕物质抛射质量的20%-60%。在RB不对称性分析的指导下，我们还发现了几个与温度相关的流出（速度随温度增加）（最深）调光区域之外。在爆发的CME环和EUV喷流中，在日冕和过渡区温度下形成的发射线的轮廓被发现表现出两个分离良好的组件，一个几乎固定的组件占背景发射和高度蓝移（~200 km s-1）的组件表示从喷发物质的发射。这两个分量可以很容易地分解，通过双高斯拟合，我们可以诊断的电子密度，温度和质量的喷出物。结合蓝移分量的速度和来自同步成像观测的喷发物质的投影速度，我们可以计算出喷出物的真实速度。
2012-01-10 astro-ph.SR
Automated Detection of Coronal Loops using a Wavelet Transform Modulus Maxima Method
本文提出并测试了一种小波变换模极大值方法，用于日冕极紫外图像中日冕环的自动检测和提取。该方法将图像分解为多个尺寸尺度，并沿着每个尺度下对应于冠状环的每个脊跟踪增强的功率。我们比较了不同尺度的结果，并提出了最佳参数集，以最大限度地提高完整性，同时最大限度地减少噪声检测。对于测试冠状图像，我们比较全局统计（例如，每个长度的环数）与先前的自动冠状环检测算法相比。
2010-02-16 astro-ph.SR
Is it possible to detect coronal mass ejections on solar-type stars through extreme-ultraviolet spectral observations?
本研究构建类太阳恒星CME解析模型推导EUV谱线轮廓，发现使用中等分辨率与信噪比的EUV光谱仪可基于谱线不对称性探测恒星CME信号并推断其速度，为未来仪器设计与观测策略提供参考。
2024-02-19 astro-ph.SR
On the ultraviolet signatures of small scale heating in coronal loops
研究太阳紫外线发射谱线的统计特性可以提供有关小尺度日冕加热性质的信息。我们扩大以前的工作，调查这些属性。我们研究是否由一个指定的加热函数产生的离子发射线强度的预测统计分布的影响的等电子序列的离子属于，以及在它形成的特征温度。特别强调的是放在属于锂等电子序列的强共振线。预测现有的空间紫外光谱仪观测到的发射线。本文还研究了用宽带成像仪而不是光谱仪观测时对谱线统计特性的影响。我们使用一个流体动力学模型来模拟一个小的，空间上无法分辨的尺度上的纳米火焰加热的环路系统的紫外线发射。我们选择在相似温度下发射但属于不同等电子组的线：Fe IX和Ne VIII，Fe XII和Mg X，Fe XVII，Fe XIX和Fe XXIV。我们的模拟证实了以前的结果，几乎所有的线有一个强度分布，遵循幂律，以类似的方式加热功能。然而，只有高温谱线最好地保持了加热函数的幂律指数（Fe XIX是这里给出的情况下最好的离子）。Li等电子谱线的贡献函数具有较长的高温尾，因此与其他谱线相比具有不同的统计性质。然而，对于Fe XXIV，情况并非如此，它可以用作日冕加热功能的诊断。我们还表明，幂律指数的加热功能被有效地保存时，观察线的宽带成像仪器，而不是光谱仪。
2010-09-21 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
Limb Observations of Global Solar Coronal Extreme-ultraviolet Wavefronts: The Inclination, Kinematics, Coupling with the Expanding Coronal Mass Ejections, and Connection with the Coronal Mass Ejection Driven Shocks
利用边缘观测研究六个全球极紫外波事件，测量了波前的倾斜和运动学特征，揭示了其与日冕物质抛射及驱动激波的耦合关系，为理解全球极紫外波特性提供了新见解。
2024-11-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Asymmetries of solar coronal extreme ultraviolet emission lines
在电晕中形成的发射线的轮廓包含关于热等离子体的动力学和加热的信息。直到最近，才有足够高的光谱分辨率的数据可以用来研究远高于10^6 K时所形成的发射线轮廓的细节。这些显示了线翼中的增强发射，这还没有被理解。用多高斯拟合方法研究了日本日出太阳空间天文台极紫外成像光谱仪（EIS）在2.5MK下观测到的Fe XV谱线轮廓，重点研究了谱线宽度和多普勒频移。在活性区的主要部分，光谱最好由窄线芯和宽次要组分拟合。后者约占总排放量的10%至20%，比核心宽约2倍，并显示出高达50 km/s的强烈蓝移。平均而言，对于两个组件，线宽从足迹到循环顶部增加。在较小的限制区域中也可以发现具有高上升速度的组件。日冕结构包括至少两个类，这两个类不能在空间上分辨，而只能在光谱上分辨，并且与线核和次要成分有关。由于其巨大的线宽和强大的上升流，它提出的加热和质量供应的日冕的主要部分实际上是位于源区域的次要组成部分。虹吸流和排水回路中看到的线核心组件是一致的结构中发现的三维MHD日冕模型。尽管在过渡区线中看到的大活动区日冕和小网络元素的外观完全不同，但两者都显示出相似的线轮廓特征。这表明，相同的过程控制着过渡区和日冕的加热和动力学。
2010-05-20 astro-ph.SR
Can we detect coronal mass ejections through asymmetries of Sun-as-a-star extreme-ultraviolet spectral line profiles?
日冕物质抛射（CME）是太阳系中最大规模的喷发现象。伴随着巨大的等离子体抛射和能量释放，日冕物质抛射对日地环境有着重要的影响。CME到达地球时间的准确预测依赖于其三维速度的精确测量，这可以通过同时使用视线（LOS）和天空平面（POS）观测来实现。除了常规日冕和极紫外成像观测的POS信息外，光谱观测可以揭示CME的物理特性，包括它们的LOS速度。我们建议，太阳作为一个明星摄谱仪测量的谱线不对称性可以用于日常检测的CME和估计其LOS速度在其早期传播阶段。这样的观测也可以为探测其他类太阳恒星上的CME提供重要线索。然而，很少有研究集中在我们是否可以检测到CME信号，并准确诊断CME的性质，通过太阳作为一颗星的光谱观测。在这项工作中，我们建立了一个几何CME模型，并推导出CME期间的全磁盘积分EUV线轮廓的解析表达式。对于不同的CME属性和仪器配置，完整的磁盘集成线配置进行了合成。我们进一步评估了CME的检测能力和诊断潜力的合成线配置文件。我们的调查提供了重要的限制未来设计的太阳作为一个明星光谱仪的CME检测通过EUV线不对称性。
2022-04-07 astro-ph.SR
Responses of a Coronal Hole to a Fast Flare-Driven Coronal Wave
研究结合极紫外与莱曼α观测及微分发射度分析，量化X5.0耀斑驱动日冕波对相邻日冕洞温密度和能量输入的影响。
2025-06-10 astro-ph.SR
An Extreme Ultraviolet Wave Associated with A Solar Filament Activation
极紫外（EUV）波是令人印象深刻的日冕传播扰动。它们与各种爆发活动密切相关，可用于全球冠状地震学和太阳高能粒子加速研究。因此，对极紫外波的研究在太阳爆发和空间天气研究中具有重要意义。在这里，我们提出了一个EUV波与灯丝激活，没有演变成任何喷发。由于在其一端连续的磁通量出现和抵消，细丝以解捻运动上升，并且细丝质量沿着上升场流向另一端。有趣的是，灯丝激活后，EUV波形成了一个快速的恒定速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）的前面的质量流，和覆盖的冠环扩大在横向和径向方向。排除远程耀斑和缺席的日冕物质抛射的可能性，我们认为，EUV波只与灯丝激活密切相关。此外，它们之间密切的空间和时间关系表明，极紫外波很可能是由上覆环的横向扩张直接触发的。我们认为EUV波可以解释为线性快模波，成功产生EUV波的关键是激活的灯丝质量流驱动上覆环的脉冲早期横向扩展，而没有任何喷发。
2020-04-10 astro-ph.SR
Forward Modeling of Magnetic-field Measurements at the Bases of Stellar Coronae through Extreme-Ultraviolet Spectroscopy
恒星日冕磁场的测量对了解恒星的磁活动具有重要意义，但测量一直是一个非常困难的问题。最近的研究提出了一种基于Fe~{ \sc{x} }离子的磁场诱导跃迁（MIT）的磁场测量新方法。本文建立了一系列的恒星日冕磁流体动力学（MHD）模型，合成了几条极紫外波段的Fe~{ \sc{x} }发射线，并利用MIT技术诊断了日冕底部的磁场强度。我们的研究结果表明，该技术可以应用于一些恒星的磁场超过三倍的太阳在太阳极大。此外，我们还研究了由光子计数误差引起的磁场强度的不确定性，发现为了有效地测量恒星日冕磁场，需要Fe~{$\sim$} 175 μ ~谱线的信噪比为50。
2022-09-19 astro-ph.SR
X-ray activity cycle on the active ultra-fast rotator AB Dor A? Implication of correlated coronal and photometric variability
虽然色球活动周期已经在大量的晚型恒星中研究了相当长的一段时间，但对其他恒星的日冕活动周期及其与太阳活动周期的相似性或差异性知之甚少。虽然它通常被认为是周期性活动只存在于低到中等活动的恒星，我们调查是否超快旋转AB多尔，一个K矮星表现出大量的磁活动的迹象，在基本上所有的波段，表现出X射线活动周期模拟其光球活动周期约17年，这些波段之间可能的相关性。我们分析了AB Dor A的组合光学光度数据，跨度约35年。此外，我们使用ROSAT和XMM-牛顿X射线观测AB Dor A，研究近三十年来这颗活动K矮星的磁活动的长期演变，并寻找X射线活动周期和相关的光度亮度变化。AB Dor A在0.3-2.5 keV中表现出光度亮度变化范围在6.75 < Vmag < 7.15之间，而X射线光度范围在29.8 < log LX [erg/s] < 30.2之间。AB Dor A是一颗非常活跃的恒星，它的X射线耀斑非常频繁，但在长时间的XMM-牛顿观测中，经常会出现一种基态。这种基本状态可能随AB D或A的光球活动周期而变化，周期约为17年，但X射线变化最多为2倍，这比太阳上发现的典型周期振幅低得多。
2013-11-06 astro-ph.SR
Measurements of Coronal Magnetic Field Strengths in Solar Active Region Loops
1 MK活动区环的特征电子密度、温度和热分布现在已经相当确定，但是它们的日冕磁场强度仍然没有确定。在这里，我们提出的测量从日冕环的样本观察日之极紫外成像光谱仪（EIS）。我们使用最近开发的诊断技术，涉及原子辐射建模的磁致跃迁（MIT）的Fe X 257.262 A谱线强度的贡献。我们发现日冕磁场强度在60- 150 G之间。我们讨论了这些新的结果的背景下，以前的测量使用不同的spectropolarimetric技术，以及它们对导出的阿尔文速度和等离子体$β$在日冕循环的影响。
2021-06-21 astro-ph.SR
POP-CORN: Validation of a new coronal hole detection tool based on neural networks
Dept. d’Astrophysique/AIM, CEA/IRFU, CNRS/INSU, Université Paris et Paris-Saclay（天体物理部/AIM，CEA/IRFU，CNRS/INSU，巴黎大学与巴黎萨克雷大学）
本文提出基于神经网络的自动阈值日冕洞检测工具，通过整合太阳活动区等大尺度结构特性，提升日冕洞检测的准确性和一致性。
2026-03-26 astro-ph.SR
First Time Observed M-Shaped Coronal Mass Ejection Associated with a Blowout Jet and an Extreme Ultraviolet Wave
本文首次报告了一次与爆发型喷流和极紫外波相关的M型日冕物质抛射事件，揭示了喷流、EUV波与多重CME的高度关联性，为理解太阳大气触发机制及能量传输提供了新视角。
2025-11-01 astro-ph.SR
Solar Coronal Heating by Gravity-Induced Resonant Emission
太阳日冕加热是一种非线性量子力学现象。电晕是X射线和电离的强大来源&这种辐射的发射是量子力学的，并且水平高度不稳定到飞秒量级。像碰撞电离这样的能量转移的线性方法实际上是不可行的。我们提出了这一问题的机制，并讨论了它的物理机制，发现它是一个多光子吸收的非线性过程，类似于超快激光的多重电离。在这里，我们讨论了所有日冕元素电离的能量收支，发现gire是足够的。太阳日冕加热平衡太阳系的能量质量条件，是一个经典的数学问题，但它是通过一个非线性的量子力学过程来完成的。
2019-03-26 astro-ph.SR
Equilibrium models of coronal loops that involve curvature and buoyancy
我们构造日冕环的静磁模型，其中环的热力学与环的形状和几何形状完全一致。这是通过将环视为薄的、紧凑的、磁性的原纤维来实现的，所述原纤维与无力状态有小的偏离。环上的密度与环的曲率有关，这需要浮力来平衡由这种偏离产生的洛伦兹力。这种平衡，再加上流体静力学平衡和理想气体定律，就把环路的温度与环路的曲率联系起来，而不需要对加热和冷却进行详细的处理。我们提出了两个例子的解决方案：一个与空间不变的磁键数（无量纲比率的浮力洛伦兹力）和其他与恒定的曲率半径的循环的轴。我们发现，密度和温度分布是相当敏感的曲率变化沿循环，即使是具有相似的纵横比的循环。
2013-08-02 astro-ph.SR
Oscillatory magnetic reconnection at a coronal bright point
本研究利用太阳轨道器极紫外成像仪的超高分辨率图像，首次观测到日冕亮点处伴随一次重联反转的振荡磁重联现象，揭示了其两阶段电流片演化特征及对亮点亮度的轻微调制作用。
2025-05-20 astro-ph.SR
Spectral analysis of 3D MHD models of coronal structures
我们研究极紫外发射线光谱来自三维磁流体力学模型的结构在日冕。为了在数值实验中研究光球层磁活动增加的影响，在光球层施加了比太阳高得多的磁通量密度。因此，我们可以期待我们的结果突出太阳和更活跃但仍像太阳的恒星之间的差异。我们讨论了从这些模型合成的极紫外线发射线中看到的签名，并将其与过渡区和日冕中形成的线中多普勒频移的空间分布和时间演变中发现的签名进行比较。这是主要的兴趣，以测试质量的基本磁流体动力学模型加热日冕，即电流在日冕驱动的光球运动（磁通编织）。
2009-04-15 astro-ph.SR
Temporal and spatial relationship of flare signatures and the force-free coronal magnetic field
我们研究了2011年8月2日GOES M1.4耀斑/CME（SOL 2011 -08- 02 T06：19）附近活动区NOAA 11261的等离子体和磁环境。我们比较日冕发射（极端）紫外线和X射线波长，使用SDO AIA和RHESSI图像，以确定相对的时间和位置的重新连接相关的源。我们跟踪耀斑带状签名在紫外线波长，以确定以前重新连接的耀斑环在太阳低层大气的交叉点。这些位置用于计算三维非线性无力磁场模型的磁力线，建立在SDO HMI光球矢量磁场地图的基础上。利用这个过程，我们分析了磁重联中涉及的日冕模型磁场的准静态时间演化。这使我们能够第一次估计出在盘上观测到的耀斑期间电流片下端的上升速度，为每秒几公里。与后来在STEREO EUVI图像中观察到的肢体上方的耀斑后环的比较支持这种速度估计。此外，我们提供了证据的耀斑日冕模型磁场的一部分内爆，并确定相应的日冕子体积与磁能的损失。最后，我们在空间上建立了高度剪切场的三维模型中的磁能，建立由于动态相对运动的极性补丁内的活动区域。
2016-05-12 astro-ph.SR
The Detectability of Coronal Mass Ejections in the Low Corona Using Multi-slit Extreme-ultraviolet Spectroscopy
本文提出一种五狭缝极紫外光谱仪设计，通过数值模拟与分解技术，成功识别低日冕快速CME的多速度分量，验证了该方法在全球日冕监测中的潜力。
2025-03-30 astro-ph.SR
Nature of the energy source powering solar coronal loops driven by nanoflares
需要磁能来加热日冕，太阳的外层大气，达到数百万度。我们研究的性质的磁能源，这可能是负责在太阳活动区的核心纳米耀斑驱动的日冕环的增亮。我们考虑观察两个活跃的区域（AR），11890和12234，在其中已检测到nanoflars。为此，我们使用紫外线（UV）和极紫外线（EUV）的图像从大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的日冕循环诊断。这些图像与SDO上的日震和磁成像仪（HMI）的同时视线磁场图相结合，以研究日冕环与光球层磁根之间的连接。这些AR的核心在AIA的多个EUV通道中表现出环路增亮，特别是在其9.4 nm滤光片中。HMI磁场标测图显示在这些环底部存在复杂的混合极性磁场分布。我们在这些位置检测到光球磁通量的抵消率约为$10^{15}$ Mx s $^{-1}$。直接在抵消磁特征上方的相关致密日冕增亮指示由于色球磁重联而导致的等离子体加热。我们认为，复杂的磁拓扑结构和磁场的演变，如在光球和由此产生的色球重联通量抵消，可以发挥重要的作用，在激励活动区日冕环驱动的纳米耀斑。我们估计在安静的太阳通量抵消过程中释放的磁能表明，色球重联也可以为安静的日冕提供动力。
2018-07-13 astro-ph.SR
Segmentation of Coronal Holes Using Active Contours Without Edges
无边缘的主动轮廓的应用程序作为一个高效和有效的手段，提取和表征冠状孔。冕洞是太阳上的低密度等离子体区域，具有开放的磁场线。作为快速太阳风的来源，对这些区域的探测和定性对于检验其形成和演变的理论以及从空间天气的角度来看都很重要。日冕洞是在太阳动力学观测大气成像组件（SDO/AIA）获得的日冕全盘极紫外（EUV）图像中检测到的。所提出的方法检测冠状边界，而不确定任何固定的强度值的数据。相反，活动轮廓分割采用能量最小化，其中假设冕洞具有比周围活动区域和安静太阳更均匀的强度。分割的冕洞往往对应于单极磁区，与同期太阳风观测结果一致，并定性地匹配其他方法分割的冕洞。在不指定最终强度阈值的情况下识别冠状孔的手段可以允许该算法在多个数据集上更鲁棒，而不管数据类型、分辨率和质量如何。
2016-10-04 astro-ph.SR
On the Origin of Coronal Picoflare Jets
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）
研究通过太阳轨道器数据揭示日冕微喷流的起源，发现其由低大气层的磁重联和磁流体动力学涌现产生。
2026-02-19 astro-ph.SR
Low-latitude coronal holes, decaying active regions and global coronal magnetic structure
利用全球振荡网络组（GONG）的天气磁图、日地关系天文台（STEREO）的极紫外（EUV）天气图和日冕位场源面（PFSS）模型，研究了衰减活动区磁场、冕洞和全球日冕磁结构之间的关系。我们分析了2007年初至2010年末发生的14个衰变区域和相关的冕洞，其中4个来自第23周期，10个来自第24周期。我们研究了活动区正负磁场强度的不对称性、不对称磁场衰减率、磁通量不平衡、全球磁场结构和冕洞形成之间的关系。新活动区的出现引起了大尺度日冕场的变化，而14个衰退活动区的日冕场只在全球日冕结构基本保持不变的情况下才打开。这是因为占主导地位的缓慢变化的低阶多极子阻止了相反极性的磁场打开，而剩余的活动区域通量在区域衰减后很长时间内保留了区域的低阶多极矩。因此，每个冕洞的极性必然与流注带一侧的极场相匹配，而流注带的活动区就是在那里衰减的。对于最初位于流光带内的磁隔离活动区域，更强烈的极性通常会幸存下来形成空洞。对于非孤立区域，通量不平衡和拓扑不对称促使在某些情况下发生相反的情况。
2013-08-09 astro-ph.SR
Revisiting the formation mechanism for coronal rain from previous studies
日冕雨一般分为两类：耀斑驱动的日冕雨和静止的日冕雨。后者被观察到形成沿封闭和开放的磁场结构。最近，我们提出，一些静态的日冕雨事件，检测到的过渡区和色球诊断，沿环状路径可以解释的形成机制，静态的日冕雨之间的交换磁重联促进开放和封闭的磁力线。在这项研究中，我们回顾了38个日冕雨的文献报告。从这些早期的工作中，我们挑选了15个静止的日冕雨事件的太阳边缘，大多数建议发生在活动区的闭合环由于热不平衡，以审查其形成机制。利用极紫外图像和视磁图，研究了静止日冕雨事件及其磁场和背景日冕结构的演化。我们发现，6，占40%，15个静止的日冕雨事件可以完全或部分解释的形成机制，沿开放结构的静止日冕雨交换重连促进。结果表明，由开、闭磁力线交换重联促成的静止日冕雨值得重视。
2021-07-03 astro-ph.SR
SDO Observations of Magnetic Reconnection at Coronal Hole Boundaries
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，研究了极区冕洞赤道延伸区的冕洞边界。在193幅射电图像中，观测到CHB上大量极紫外（EUV）喷流，这些喷流似乎是磁重联的特征，并且有些喷流在同一地点重复出现。喷流的演化与磁场的产生和消除有关。我们注意到，东西CHB都向西移动，移动速度与光球差旋速度相比接近于刚性自转速度。这表明CHB的磁重联导致了CHB的演化，并维持了冕洞的刚性旋转。
2011-03-19 astro-ph.SR
Coronal Magnetometry with EUV Permitted Lines
针对日冕磁场观测难题，研究团队开发数值代码，理论分析多种离子的EUV允许线偏振特性与磁敏感性，筛选出适用于未来空间望远镜偏振测量的候选谱线，为日冕磁测量提供新方向。
2025-05-20 astro-ph.SR
Radio evidence for a shock wave reflected by a coronal hole
我们报告的第一个明确的观测证据，在射电范围内的反射日冕冲击波的边界冕洞。该事件发生在位于太阳西北边缘的活动区上方，其特征是爆发性日珥和极紫外波变陡成冲击波。利用太阳动力学观测台上的大气成像组件仪器和日地关系观测台上的极紫外成像仪仪器获得的极紫外观测数据跟踪了内日冕极紫外锋面的发展。米制II型无线电发射，一个显着的特点，冲击波传播的内部日冕，同时记录了地面无线电光谱仪。射电动力学谱显示了一个不寻常的反转的II型发射通道，连同III型的人字形发射，表明冲击加速电子束。对两个天基EUV仪器和Nancay射电日像仪（NRH）的成像数据进行的综合分析表明，反向漂移的II型发射产生于激波阵面的交叉点，在冕洞边界反射，中间有一个以开放场配置为特征的低阿尔文速度区域。我们还提供了一个出色的数据驱动的时空演化重建的冲击加速电子束的反射冲击产生的内电晕。
2021-07-13 astro-ph.SR
The Sun's Dynamic Extended Corona Observed in Extreme Ultraviolet
“中日冕”是低日冕和外日冕高度不同的物理状态之间的关键过渡。尽管如此，由于观测这一微弱区域（1.5-3个太阳半径）的困难，人们对它的了解仍然很少。GOES太阳紫外成像仪在2018年8月和9月的新观测首次全面了解了该地区的特征和极紫外线（EUV）的长期演变。我们的分析表明，这里的主要发射机制是共振散射，而不是碰撞激发，与最近的模型预测一致。我们的观测结果强调，在日光层中的太阳风结构起源于复杂的动力学表现在中间的日冕，不发生在较低的高度。这些数据强调，低日冕现象不仅受到光球运动的强烈影响，还受到来自上方的流入的强烈影响，而光球运动是目前日冕演化模型中基本上忽略的一个因素。这项研究揭示了几次日冕物质抛射引发的完整运动学轮廓，填补了阻碍了解太阳喷发起源的关键观测空白。这些新数据独特地展示了中日冕的EUV观测如何为寻求统一日冕和日光层的模型提供强有力的新约束。
2021-07-02 astro-ph.SR
EUV Wave and Coronal Seismology
本文利用多视角观测研究2021年10月28日耀斑相关的EUV波、日冕环振荡和II型射电暴，发现EUV波在CME前方传播，并通过两种独立方法测得一致的日冕磁场强度约5-10高斯。
2025-07-02 astro-ph.SR
Observationally quantified reconnection providing a viable mechanism for active region coronal heating
太阳日冕的加热已经被解释为几种不同的机制，包括波耗散和磁重联。虽然两者都被证明能够提供必要的电力，但都没有被用于由测量输入提供的观测的定量模型。在这里，我们表明，脉冲重联是能够产生一个活跃的区域电晕同意定性和定量的极紫外观测。我们计算了与磁足点和光球等离子体之间的速度差成正比的加热功率，称为非理想速度。发现日冕中重新连接的通量元素的长度尺度约为160 km。模型电晕的差分发射测量与使用多波长图像导出的测量一致。合成的极紫外线图像在环占主导地位的外观和强度直方图上都与观测结果相似。这项工作提供了令人信服的证据，脉冲重连事件是一个可行的机制加热日冕。
2018-02-17 astro-ph.SR
New Evidence that Magnetoconvection Drives Solar-Stellar Coronal Heating
磁能是如何在日冕中注入和释放的，使其保持在几百万度的温度，仍然是难以捉摸的。日冕加热一般随磁场强度的增加而增加。通过比较三维活动区日冕场的非线性无力模型和观测到的极紫外线环，我们发现：（1）本影到本影的日冕环，尽管植根于最强的磁通量，是不可见的;（2）最亮的环一只脚在本影或半影，另一只脚在另一个太阳黑子的半影或单极或混合极性的斑。本影到本影环的不可见性是磁对流驱动太阳-恒星日冕加热的新证据：显然，\underline{both}末端的强本影场抑制了磁对流，从而抑制了加热。从广义上讲，我们的研究结果表明，取决于在双脚的场强，光球脚的日冕循环对任何对流星可以产生或淬火日冕加热循环的身体。
2017-06-25 astro-ph.SR
Spectral lines in FUV and EUV for diagnosing coronal magnetic field
从日冕中探测矢量磁场的Hanle和Zeeman灵敏度出发，探讨了远紫外（FUV）和极紫外（EUV）波段谱线的诊断能力。所涵盖的温度范围为log $_{10}(T)=5.5-6.3$。对500 ~ 1600 nm波长范围内的谱线，估计了由于纵向塞曼效应引起的圆偏振信号。FUV谱线的斯托克斯$V/I$信号在10高斯的纵向场强下约为10 $^{-4}$，在1200高斯以下的波长下进一步减小到10 $^{-5}$。由于这种低信号，本研究的目的是找到组合的谱线具有不同的汉勒灵敏度，但具有相同的峰值形成温度探测日冕磁场矢量。汉勒敏感线的组合更适合，因为汉勒信号比塞曼信号强至少一个数量级。由于汉勒效应，需要来自至少两条谱线的线偏振信号来获得关于全矢量的信息。研究发现，在一定的温度范围内，总有一对汉勒敏感线适合探测日冕矢量磁场，而且它们的波长非常接近。
2022-05-24 astro-ph.SR
Measurement of the polytropic index during solar coronal rain using a diagram of the electron density distribution as a function of the electron temperature
利用差分辐射测量（DEM）方法，对2011年10月6日20：10 UT至10月7日02：10 UT期间太阳活动期间的一次日冕雨事件前后的电子密度与温度的关系进行了研究。观测数据来自SDO/AIA的六个不同的极紫外（EUV）谱线。在这段时间内，共分析了240个不同的日冕环，并使用171（Fe IX）和193（Fe XII）过滤器获得了平均电子密度和温度。利用密度与温度的关系，可以估算出日冕雨前后的多变指数。日冕雨结束后的多变指数为γ = 1.3{ \pm }0.06，反映了研究状态日冕等离子体的一般热力学性质。然而，日冕雨开始时的多变指数估计为γ = 2.1{ \pm }0.11，这表明一个不稳定的热力学过程，即，热不稳定性认为日冕雨是一个不稳定过程的结果，雨后日冕等离子体又恢复到稳定状态。
2021-10-04 astro-ph.SR
Evidence of Wave Damping at Low Heights in a Polar Coronal Hole
我们用日之出星上的极紫外成像光谱仪测量了极冕洞的谱线宽度。极地冕洞是开放磁场的区域，也是快速太阳风的来源。我们发现，线宽在相对较低的高度减少。以前的观察将这种下降归因于系统效应，但我们发现这种效应太小，无法解释我们的结果。我们得出结论，谱线变窄是真实的。据信非热谱线宽度与沿着这些开放场线传播的阿尔文波的振幅成正比。我们的研究结果表明，阿尔芬波阻尼在极冕洞意外低的高度。我们推导出1.1和1.3太阳半径之间耗散的能量上限的估计，并发现它足以占所需的极冕洞加热和加速太阳风的70%。
2012-04-30 astro-ph.SR
Numerical Simulation of an EUV Coronal Wave Based on the February 13, 2009 CME Event Observed by STEREO
2009年2月13日，STEREO航天器在正交方向观测到日冕波-日冕物质抛射-变暗事件。我们分析了这一事件使用三维，全球磁流体动力学（MHD）模型的日冕。数值模拟受观测结果的驱动和约束，并指出了膨胀的CME核与周围环境之间发生磁重联的位置。我们主要集中在较低的日冕，延伸到$3R_{\odot}$，这个范围允许同时与EUVI和COR 1数据进行比较。我们的模拟产生了一个漫射的日冕亮锋，与STEREO/EUVI在195 ° C观测到的非常相似。它由\emph{two}成分组成，是波动和非波动机制结合的结果。日冕物质抛射在日冕中变得大规模的非常低（$<$ 200 Mm）。然而，这并不是一个固有的大规模事件;相反，膨胀的CME核心和周围磁性环境之间的磁重联促进了膨胀。为了支持这一点，我们还发现了许多二次调光，许多远离最初的日冕物质抛射源区。将这种变暗与模拟中的磁力线重连联系起来，进一步证明了日冕物质抛射的扩张导致了全球范围内日冕磁力线的“开放”。在整个日冕物质抛射膨胀过程中，日冕波直接映射到日冕物质抛射的足迹。我们的研究结果表明，正在进行的辩论的“真正”的性质扩散日冕波可能是错误的。看来，需要\emph{both}波和非波模型来解释观测和理解这些事件的复杂性质。
2009-09-16 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
About the relative importance of compressional heating and current dissipation for the formation of coronal X-ray Bright Points
上下文日冕被加热到10^{6} K量级的高温。日冕能量收支和日冕加热的具体可能机制（波，直流电场，.）我们对此知之甚少。就X射线亮点（BP）的形成而言，这是特别正确的。目标。研究能量收支，重点是绝热压缩与电流耗散对日冕BPs形成的相对作用和贡献。方法.三维电阻MHD模拟开始外推观测到的磁场从SOHO/MDI磁图，这是与2006年12月19日观察到的BPHinode。初始等离子体密度和温度的径向非均匀分布符合色球和日冕的平衡模型。等离子体运动作为日冕加热的能量来源包括在模型中。结果由于洛伦兹力，压力梯度力和欧姆电流耗散这个亮点的能量转换的调查表明，焦耳加热的影响较小的工作相比，压力梯度力在增加的热能的绝热压缩。特别是在亮点以上的温度增强开始形成时，压缩效应比直接焦耳加热更占主导地位。结论.在模拟日冕的可压缩MHD模型中选择非现实的高电阻率会导致能量平衡分析的非物理后果，特别是当考虑局部热能增强时。
2010-12-09 astro-ph.SR
Decay of Activity Complexes, Formation of Unipolar Magnetic Regions and Coronal Holes in their Causal Relation
太阳黑子活动的南北不对称性导致了当前周期中太阳极场的异步逆转。在极冕洞的形成过程中也观察到了这种不对称性。一个稳定的冕洞首先在南极形成，尽管后来那里的极场发生了逆转。本研究的目的是了解使这种情况成为可能的过程。本文分析了全球振荡网络组的天气磁图、太阳和日光层天文台的极紫外成像望远镜和太阳动力学天文台的大气成像组件的日冕洞图，以研究活动复合体衰变、大尺度磁场演化和日冕洞形成之间的因果关系。提出了与衰变活动区和活动复合体有关的冕洞群。这些星系团参与了太阳开放磁通量的全球重新排列。特别是，南极冕洞是由2014年期间观测到的多个活动复合体衰变后产生的冕洞集合形成的。
2016-10-06 astro-ph.SR
