Comparison of the Scaling Properties of EUV Intensity Fluctuations in Coronal Hole and Quiet-Sun Regions
利用去趋势涨落分析（DFA）和重标极差（R/S）分析方法，研究了太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测信号中低纬冕洞（CH）和邻近宁静太阳（QS）区极紫外强度涨落的标度特性。同时期的SDO/日震和磁成像仪（HMI）磁场提供了物理环境的背景。我们发现，EUV图像的时间序列中的强度波动存在于每个空间点上的缩放对称的范围$\sim 20$分钟到$\sim$ 1小时。因此，我们能够计算一个广义赫斯特指数，并产生图像地图，而不是物理量，如强度或温度，但一个单一的动态参数，总结了统计性质的强度波动在每个像素。在平静太阳（QS）地区和冕洞（CH）与磁双极，标度指数（$1.0 < α\leq 1.5$）对应于反相关的类顺磁过程。在冕洞，并在安静的太阳区域主要与（开放）磁场的主导极性，广义指数（0.5 $< α<$ 1）对应的正相关（持续）的过程。我们确定了一个趋势$α$ $\sim$ $1$附近的冕洞边界和其他地区，其中开放和封闭的磁场是在附近。这是一个基本的$1/f$型过程的特征，它是自组织临界性和散粒噪声模型的特征。
2019-10-18 astro-ph.SR
Energy estimation of small-scale jets from the quiet-Sun region
该研究通过估算宁静太阳区23个小尺度喷流的能量，发现其虽不足以加热整个宁静太阳日冕，却可能满足局部区域的显著能量需求。
2024-03-24 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
Magnetic Topology and Loop Statistics in Observed Coronal Holes Using Potential Field Modeling
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）
本文通过电势场建模研究日冕洞的磁拓扑与环统计，发现其磁结构与平静太阳区域存在显著差异，表明日冕洞具有独特的磁特征。
2026-01-16 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Velocities and Linewidths in the Network and Cell Interiors of a Polar Coronal Hole, Compared with Quiet Sun
利用从低过渡区（TR）到低日冕的不同高度的发射谱线，通过{ \it太阳和日光层天文台}（SOHO）/{ \it日冕诊断光谱仪}（CDS）的观测，获得了极冕洞和附近宁静太阳区的相对多普勒速度和谱线宽度。将观察区域分为网络和细胞内部，并在不同区域中检查上述参数的行为。已经发现，与网络相比，多普勒速度和宽度的直方图在细胞内部通常更宽。在大多数情况下，网络和细胞内部的多普勒速度直方图没有显着差异。然而，在安静太阳的情况下，对于最低线He { \sc ii} 304 π，单元内部的多普勒速度比网络的多普勒速度蓝移更多，并且对于最高线Mg { \sc ix} 368 π，可以看到相反的行为。线宽直方图显示，冠孔处的网状细胞差异更为突出。对于宁静太阳，网络具有比最低TR线He { \sc ii} 304 π的单元内部显著更大的线宽。对于冠状孔，这对于三条较低的TR线He { \sc ii} 304 μ m、O { \sc iii} 599 μ m和O { \sc v} 630 μ m是正确的。还得到了相对多普勒速度与宽度之间的相关性。对于最低过渡区线He { \sc ii} 304 π发现了轻微的正相关，其对于中间线进一步减小或变得不显著。对于低冕线Mg { \sc ix} 368 μ m，相关性变得强烈负相关。
2013-06-17 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
Observations of an Energetically Isolated Quiet Sun Transient: Evidence of Quasi-Steady Coronal Heating
越来越多的证据表明，日冕加热的贡献来自较冷的太阳大气层，特别是安静的太阳（QS）条件，挑战标准的太阳大气描述明亮的过渡区（TR）的排放。因此，问题的作用，动态QS瞬变的贡献，总的日冕能量预算的升高。利用{\it大气成像组件}和{\it太阳动力学天文台}上的{\it日面磁成像仪}的观测数据，以及日冕磁场的数值模型外推，我们研究了一个动态QS瞬态，该瞬态与TR能量隔离，并从两个加热环弧共享的一个共同的足点挤出。一个非因果关系的QS瞬态和广泛传播的磁场重组事件的幕式加热之间建立，而证据被发现有利于典型的喷发过程的磁拓扑结构。准稳态交换重联事件牵连作为瞬态的明显明亮的辐射签名的来源。我们认为QS瞬态的时间稳定（$\approx$\，35\，min）的辐射性质发生的结果，大规模的磁场几何形状的QS和/或相对安静的性质的磁光球，这可能会起到抑制能量积累过程所需的启动灾难性的喷发阶段。这项工作提供了洞察QS的热力学和磁喷发过程准稳定加热的小规模动态和TR瞬态的关系。这项工作提高了参数的不可忽略的日冕加热贡献冷大气层在QS条件下，并增加了太阳风质量喂养的动态瞬变的证据。
2015-07-15 astro-ph.SR
Energy Input Flux in the Global Quiet-Sun Corona
我们提出了一种新的技术，提供了第一次，在全球范围内的宁静太阳的日冕底部（$r\sim\,1.025\,{\rm R}_\odot$）的能量输入通量的约束的第一个结果。通过结合差分发射测量层析成像（DEMT）的EUV图像，与全球模型的日冕磁场，我们估计的能量输入通量在日冕的基础上，需要保持稳定的结构。该技术进行了详细说明，并首先适用于由极紫外成像仪（EUVI）仪器，板上的日地关系观测（STEREO）的任务，和大气成像组件（AIA）仪器，板上的太阳动力学观测（SDO）的任务，为两个太阳旋转的活动水平不同提供的数据。我们的分析表明，典型的能量输入通量在日冕底部的磁环在安静的太阳是在$\sim\,0.5-2.0\times 10^5\,{\rm (erg\,sec^{-1}\,{\rm cm}^{-2})}$的范围内，这取决于结构的大小和活动水平。正如最近独立的观测估计所表明的那样，这种能量输入的很大一部分，甚至全部，都可以用阿尔文波来解释，这些估计是根据对宁静太阳区域日冕底部谱线的非热加宽的测定得出的。这一新的层析成像产品将有助于全球日冕磁流体动力学模拟中日冕加热模型的验证。
2017-06-01 astro-ph.SR
Observations of Mini Coronal Dimmings Caused by Small-scale Eruptions in the Quiet Sun
本文基于太阳轨道器观测发现宁静太阳中的微暗条喷发可引发微日冕暗化，带走约1.65×10¹³克质量并释放约10²⁷尔格磁自由能，提出弱磁约束是此类喷发触发的重要条件。
2023-07-21 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 astro-ph.SR
Origin of radio-quiet coronal mass ejections in flare stars
II型射电爆发在太阳中被观测到，与许多日冕物质抛射（CME's）有关。鉴于这种关联，人们期望，通过从太阳耀斑到在M矮星上观测到的耀斑的比例，类似于太阳II型爆发的无线电发射应该与M矮星耀斑有关。然而，几项调查显示，这一期望似乎并未实现。在这里，我们假设，存在较大的全球磁场强度低质量的恒星，建议最近的磁对流模型，引起这样大的阿尔芬速度在日冕中，它变得难以满足的条件下产生的II型射电暴。因此，CME在耀斑星的日冕/风中传播，就II型爆发而言，预计是“无线电安静”的。鉴于此，我们建议，在II型爆发的背景下，从太阳耀斑到恒星耀斑的缩放是有限的有效性。
2019-02-02 astro-ph.SR
Formation of a Coronal Hole by a quiet-Sun Filament Eruption
本研究针对2014年6月25日日面中心附近宁静太阳暗条爆发形成冕洞的事件，结合多仪器观测与微分发射量分析，明确了冕洞形成的三阶段演化过程，揭示了磁交换重联的作用及冕洞的长寿命特征。
2025-09-04 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger of Solar Quiet-Region Coronal Jets
我们报告了10个随机的磁盘上的太阳宁静区日冕喷流的观测结果，这些喷流是在太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的高分辨率极紫外（EUV）图像中发现的，并且在SDO/日震和磁成像仪（HMI）的磁图中具有良好的覆盖范围。最近的研究表明，日冕喷流是由一个小规模的灯丝（称为minifilament）的爆发驱动的。然而，这些火山爆发的触发因素仍然未知。在本研究中，我们解决的问题：是什么导致喷流驱动的微丝爆发？EUV观测表明，在每次喷流事件之前都存在一个冷过渡区等离子体微丝，微丝的爆发驱动着喷流。通过研究预喷流的视线光球磁场的演变变化，我们观察到，每个预喷流微丝居住在中性线之间的多数极性和少数极性补丁的磁通量。在这十种情况下，相反极性的斑块彼此接近并合并（通量减少21%至57%）。几个小时后，中性线上持续的通量抵消显然会破坏冷等离子体微丝爆发的稳定性，并进行内部重联，以及与周围日冕场的外部重联。外部重连打开了微细丝场，允许微细丝物质向外逃逸，形成喷流螺旋的一部分。因此，我们发现，每一个喷流导致喷发的微丝以下的中性线的通量抵消。这些观测结果表明，磁通量的抵消通常是宁静区日冕喷流爆发的触发因素。
2016-10-26 astro-ph.SR
Quiet Sun Hα Transients and Corresponding Small-Scale Transition Region and Coronal Heating
快速蓝移和红移漂移（RBE和RRE）可能是II型针状体的盘上对应物。最近，从RBE/RRE的加热签名已被检测到IRIS缝颚图像占主导地位的网络补丁周围的过渡区线。此外，在AIA诊断中观察到II型针状体的特征。AIA诊断的全磁盘，永远存在的性质应该为我们提供足够的统计数据，以直接确定RBE和RRE对过渡区和日冕加热的重要性。我们发现，具有高度统计学意义，至少有11%的低日冕增亮检测到一个安静的太阳区域在304年，可以归因于RBE或RRE观察到的Hα，和6%的匹配171检测到的事件RBE或RRE具有非常相似的统计两种类型的Hα功能。我们采用了一种统计方法，允许在冠状通道中进行噪声检测，并为我们提供了一个较低的，但具有统计意义的界限。此外，我们认为在时间和空间的重叠功能的基础上的匹配，并找到强烈的视觉指示日冕事件和共同发展，但不重叠，RBE和RRE之间的进一步对应。
2016-02-15 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
Properties of the C II 1334 Å line in Coronal Hole and Quiet Sun as observed by IRIS
在日冕温度下，与宁静太阳（QS）相比，冕洞（CH）具有减弱的强度和净蓝移。在过渡区的温度，这样的差异是获得相同的光球绝对磁通量密度（$\vert$ B $\vert$）的区域。在这项工作中，我们使用的光谱测量的界面区域成像光谱仪（IRIS）的\car 1334~ 1334线，在色球温度下形成的，调查的强度，多普勒频移，线宽，偏斜，和过剩峰度的变化与$\vert$ B $\vert$。我们发现，对于CH和QS，强度、多普勒频移和线宽随着$\vert$ B $\vert$而增加。对于具有相同$\vert$ B $\vert$的区域，CH显示强度不足和总宽度超过QS。对于仅具有上升流的像素，CH示出超过QS的过量上升流，而对于仅具有下降流的像素，CH示出超过QS的过量下降流，其在$\vert$ B $\vert$ $\le$ 40处停止存在。最后，发现光谱轮廓比高斯更偏斜和平坦，CH和QS之间没有差异。这些结果对于理解CH和QS中大气的加热，包括太阳风的形成是很重要的，并为太阳大气的建模提供了进一步的限制。
2021-09-09 astro-ph.SR
Scaling Laws of Quiet-Sun Coronal Loops
利用层析成像技术和日冕磁场模拟相结合的方法，研究了宁静太阳日冕环的一系列物理参数之间的关系。我们使用差分发射测量层析成像（DEMT），以确定在日冕中的电子密度和温度的三维分布，和我们的磁场模型与位场源表面（PFSS）外推的天气磁图。通过沿外推磁场线追踪DEMT产物，我们得到了环平均电子密度和温度。此外，回路积分的能量相关的量计算为每个封闭的磁场线。我们应用的程序卡林顿旋转2082年，在太阳活动周期23日和24日之间的活动最低。我们发现环平均密度$N$和环长度$L$，$N_m \sim L^{-0.35}$之间的标度律，但我们没有找到一个显着的环平均温度和环长度之间的关系。我们确认，虽然以前发现的结果，环平均温度在赤道纬度低于高纬度地区。我们将这种行为与赤道纬度的环的存在联系起来，这些环沿其长度方向温度降低（"下"环），通常比温度升高的环（"上"环）更冷。我们发现，所获得的缩放安静的太阳循环一般不同意的情况下，AR循环从以前的观测和理论研究。我们建议，为了更好地理解发现的关系，有必要使用在安静的太阳日冕的物理条件下工作的流体动力学代码对重建的环路进行正向建模。
2022-06-20 astro-ph.SR
Vector Magnetic Fields and Current Helicities in Coronal Holes and Quiet Regions
在太阳光球层中，冕洞的许多性质是未知的，特别是矢量磁场。利用\emph{Hinode}的观测资料，我们首次研究了两个CH中的矢量磁场、电流密度和电流螺旋度，并与两个正常安静区（QR）进行了比较。我们发现，在CH和QR，大电流螺旋度所在的地区主要是同空间的强大的垂直和水平场元素的形状和位置。在CH中，水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度都大于QR中的水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度。平均垂直电流密度和电流螺旋度，在所有观察到的地区，包括CH和QR平均，分别约为0.008 A m $^{-2}$和0.005 G $^{2}$ m $^{-1}$。垂直场强于100 G的磁通量集中区的平均电流密度高达0.012 $\pm$ 0.001 A m $^{-2}$，与耀斑活动区的平均电流密度一致。我们的结果意味着，无论是在CH和QR的磁场，特别是强磁场是非势。
2010-11-02 astro-ph.SR
Quiet-Sun and Coronal Hole in \ion{Mg}{2}~k line as observed by IRIS
在日冕温度下，冕洞（CH）区域比宁静太阳（QS）区域暗。然而，在色球层和过渡区（TR）的温度，QS和CH是很难区分的。本研究利用界面区成像光谱仪（IRIS）记录的\ion{Mg}{2} ~2796.35谱线来了解色球层水平上QS和CH的异同。我们的分析表明，从\ion{Mg}{2} ~k3 \& k2 v，起源于色球的发射是显着低于在CH比QS具有相似的磁场强度的地区。然而，来自光球层的\ion{Mg}{2} ~k的翼发射在QS和CH之间没有显示出任何差异。QS和CH之间的\ion{Mg}{2} ~ k 3强度的差异随着磁场强度的增加而增加。我们进一步研究了光谱分辨率对这些差异的影响，发现强度的差异随着光谱分辨率的降低而减小。对于11 μ m的分辨率，差异完全消失。这些发现不仅对从色球层到日冕的质量和能量供应很重要，而且为理解太阳-气候关系的太阳光谱辐照度建模提供了必要的成分。
2018-11-20 astro-ph.SR
Prospective Implications of EUV Coronal Plumes for Magnetic-network Genesis of Coronal Heating, Coronal-hole Solar Wind, and Solar-wind Magnetic-field Switchbacks
我们建议，在极紫外日冕羽的日冕加热是弱，而不是强，比相邻的非羽日冕磁漏斗。这种预期源于（i）观测到极紫外羽流是由于羽流磁漏斗底部的磁通量紧密堆积在一起而产生的，以及（ii）观测到平静区域的日冕加热与底层磁网络的海岸线长度成比例增加。我们不排除极紫外线羽流中的日冕加热可能更强，而不是更弱的可能性，但我们指出相反的情况是合理的。我们的理由是，增加日冕加热在羽诞生过程中会导致同时增加净向上的质量通量在羽，而减少日冕加热在羽诞生过程中会导致同时净向下的质量通量在安静区羽和同时减少净向上的质量通量，甚至净向下的质量通量在冕洞羽。我们进一步推断，极紫外羽流中日冕加热较弱的确凿证据将加强磁扭曲波的可能性，磁扭曲波来自磁网络边缘的细尺度磁爆炸（1）为安静区域的大部分日冕加热提供动力，（2）为日冕洞中的大部分日冕加热和太阳风加速提供动力，许多扭曲波幸存下来，成为来自日冕洞的太阳风中的磁场之字形。
2023-02-28 astro-ph.SR
Enthalpy-based modeling of tomographically reconstructed quiet-Sun coronal loops
日冕的结构是由磁通量管或环组成的。由于缺乏与环境的对比，在安静的太阳中观察和研究日冕环是非常困难的。在这项工作中，我们使用差分发射测量层析成像（DEMT）技术重建，从一系列的EUV图像覆盖整个太阳旋转，日冕等离子体的热特性的平均3D分布。通过将DEMT产品与全球日冕磁场的外推相结合，我们重建了日冕环，并获得了使它们保持在日冕典型的百万度温度所需的能量输入。我们统计研究了大量的卡林顿旋转（CR）2082重建循环，获得了一系列典型的平均循环的不同长度。我们寻找之间的关系的热性能和构造的典型回路的长度，并找到类似的结果，发现在以前的工作\citep{maccormack_2020}。我们还通过将其与零维（0 D）流体动力学模型基于焓的环路热演化\citep [EBTEL，][]{klimchuk_2008}进行比较来分析典型环路特性。我们探索两种加热方案。在第一种方法中，我们假设典型回路处于准静力平衡，采用恒定的加热速率。在第二种情况下，我们使用短脉冲事件加热回路中的等离子体。我们发现，重建的典型回路相对于流体动力学模型的准静力平衡解是过稠密的。脉冲加热，另一方面，更好地再现所观察到的密度和温度为较短的和近似半圆形的环。
2022-06-20 astro-ph.SR
Hydrogen Lyman-alpha and Lyman-beta radiances and profiles in polar coronal holes
氢Lyman α在下过渡区的辐射能量输运中起主导作用，对研究过渡区结构和太阳风起源都有重要意义。我们研究了SUMER在冕洞和宁静太阳中获得的Ly-alpha分布。在这些观测的一个子集中，还同时记录了Hi Lyman-β，Si III和O VI线。我们发现，Ly-alpha轮廓的两个峰值之间的距离是在冕洞比在安静的太阳，表明在冕洞更大的不透明度。这种差异可能是由于两个区域的磁结构不同或辐射场不同造成的。大多数的Ly-beta分布在冕洞有一个更强的蓝色峰值，在安静的太阳区域相比。而在这两个区域中，Ly-alpha曲线在蓝色峰中更强。虽然这种不对称性可能是由太阳大气中的差异流动产生的，但其详细的形成过程仍然不清楚。Ly-alpha和Ly-beta的辐射率比在冕洞中向边缘减小，这可能是由于两条线的不透明度不同。我们还发现，这四条谱线的辐射分布是由临边增亮和冕洞与宁静太阳之间不同辐射水平的综合作用决定的。
2009-09-03 astro-ph.SR
A Light-Curve Model of the Symbiotic Nova PU Vul (1979) -- A Very Quiet Explosion with Long-Lasted Flat Peak
我们提出了一个光曲线模型的共生新星PU Vul（新星Vulpeculae 1979年），显示了一个长期持续的平坦的峰值，没有光谱指示风质量损失之前下降。我们的准演化模型由一系列静态解组成，同时解释了光学平峰和紫外（UV）光曲线。白矮星的质量估计约为0.6 Mo。我们还提供了一个新的测定红，E（B-V）= 0.43 +/- 0.05，从紫外光谱分析。UV 1455 A的理论光曲线拟合提供d=3.8 +/- 0.7 kpc的距离。
2011-01-13 astro-ph.SR
Diagnostics of the Coronal Hole and the adjacent Quiet Sun by The Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS)
利用日冕仪/极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱诊断技术，对冕洞（CH）和邻近的宁静太阳（QS）进行了比较。日冕漏斗在新生快太阳风的形成和传播中起着重要作用。应用高斯拟合方法对观测到的谱线轮廓、多普勒速度、强度、谱线宽度和电子密度进行了估算。本研究的目的是根据光谱特征识别日冕漏斗。在QS和CH中发现了超宽区（超过阈值的超宽区）。在CH和QS的超宽区中，等离子体流反转（在特定高度处平均红移变为蓝移）发生在~ 5.01 $\times$ 10 $^{5}$ K。此外，在QS的宽度过大的区域中的高密度集中提供了这些区域是日冕漏斗的足迹的指示。我们还发现CH的非热速度比QS高，证实CH是快速太阳风的源区。多普勒和非热速度记录不同的温度线也与以前发表的结果进行了比较。从太阳低层大气到高层大气，低层大气以下降流为主，而日冕线则以上升流为主，最大值为10-12 km s $^{-1}$。非热速度首先增加，但在Log T $_{e}$ = 5.47之后，它在QS中进一步减小。这种趋势可以解释为阿尔文波消散的特征，而先前报告的增加趋势可能归因于阿尔文波在较低高度增长的特征。O { \sc vi}形成温度附近纳米耀斑的优势也可以解释非热速度趋势。
2014-09-03 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
Magnetic Flux Cancelation as the Trigger of Solar Coronal-Hole Coronal Jets
我们详细调查的磁原因的微灯丝喷发，驱动日冕洞射流。我们研究了13个随机的盘上冕洞喷流喷发，使用高分辨率的X射线图像从Hinode/XRT，EUV图像从SDO/AIA，和磁图从SDO/HMI。对于所有13个事件，我们跟踪的喷气基地区域的演变，并发现一个minifilament的冷（过渡区温度）等离子体是目前每个喷喷发之前。HMI磁图显示微丝沿着多数极性和少数极性磁通量贴片之间的磁中性线存在。这些斑块相互会聚和抵消，所有13个喷流的平均抵消率约为0.6 X 1018 Mx hr^{-1}。中性线上持续的通量抵消最终使微丝场不稳定，微丝场向外爆发并产生喷流尖顶。因此，我们发现，所有13个冕洞喷流驱动的微暗条爆发是由中性线上的通量抵消触发的。这些结果与Panesar et al 2016 b最近对平静区喷流的发现一致，其中底层中性线处的通量抵消触发了驱动每个喷流的微丝喷发。因此，通过对宁静太阳喷流和冕洞喷流研究，我们认为通量抵消是触发宁静区和冕洞喷流的主要候选者
2018-01-16 astro-ph.SR
Modeling Metric Gyrosynchrotron Radio Emission From the Quiet Solar Corona
本文利用MHD模型和Fast Gyrosynchrotron Codes框架，研究了低中日内回旋同步辐射对低频太阳射电辐射的贡献，并通过LOFAR观测验证，为解释日冕洞亮度变化和约束日冕磁场提供新视角。
2025-05-02 astro-ph.SR
Solar transition region in the quiet Sun and active regions
太阳过渡区（TR）是光球层上温度迅速升高、密度急剧下降的区域，它在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。长期持续的上升流存在于TR上部，并被解释为宁静太阳中大日冕环的质量供应的特征。日冕亮点是一种局部加热现象，我们在其中一个亮点中发现了不同的多普勒频移模式，这可能与扭曲环系统有关。在较低TR中的主要能量损失是Ly-alpha发射。已经发现，大多数Ly-alpha辐射分布在蓝色峰中更强，这是与高阶莱曼线相反的不对称性。当TR中部的下行流较强时，这种不对称性较强，表明TR流在谱线形成过程中起着重要作用。发现Ly-alpha的峰值分离在冕洞中比在安静的太阳中大，反映了两个区域之间不同的磁结构和辐射场。莱曼线轮廓在太阳黑子羽流区和本影区不发生反转，而在周围谱斑区有明显的反转。在TR温度下，太阳黑子羽流和本影的密度是比谱斑低10倍，这表明在TR温度下发射的太阳黑子等离子体更高，并且可能比谱斑区域更高。
2013-05-09 astro-ph.SR
On the Probable Existence of an Abrupt Magnetization in the Upper Chromosphere of the Quiet Sun
我们报告一个详细的辐射转移建模所观察到的散射极化的H-α线，这使我们能够推断出定量信息的磁化安静的太阳色球。我们的分析表明，存在一个平均磁场强度> 30 G的磁复杂区<B>，位于日冕温度的突然过渡区下方。正下方的色球层等离子体的磁化强度非常弱，<B>约为1 G。在平静的太阳上色球层中，可能存在这种磁化程度的突然变化，这可能对我们理解色球层（以及日冕）加热有很大的意义。
2010-02-08 astro-ph.SR
The quiet Sun average Doppler shift of coronal lines up to 2 MK
从色球层到日冕形成的谱线显示的平均多普勒频移揭示了太阳大气质量和能量平衡的重要信息，为任何日冕模型提供了重要的观测约束。先前对真空紫外线（VUV）谱线的光谱观测揭示了在高达1 MK的温度下形成的谱线的持续平均波长偏移。在更高的温度下，这种行为基本上仍然是未知的。在这里，我们分析相结合的SUMER/SoHO和EIS/Hinode的意见，安静的太阳周围的磁盘中心，以确定，第一次，平均多普勒频移的几个谱线之间形成的1和2 MK，其中最大的一部分安静的日冕发射形成。测量是基于一种新的技术，应用于EIS光谱测量在不同温度下形成的线之间的多普勒频移的差异。同时波长校准的SUMER光谱允许在1 MK的参考温度下建立绝对值。在1 MK < T < 1.8 MK处的平均线位移是适度的，但明显比在1 MK处观察到的那些更蓝。通过接受在1 MK下大约（-1.8+/-0.6）km/s的平均蓝移（如SUMER测量所提供的），这转化为在1.8 MK附近（-4.4+/-2.2）km/s的最大多普勒频移。在2.1 MK的Fe XV形成温度下，测量值似乎降低到约（-1.3+/-2.6）km/s。测得的平均多普勒频移0.01和2.1 MK之间，我们提供了一个参数化，似乎是定性和大致定量的3-D日冕模型所预见的一致，其中加热产生的耗散电流引起的光球运动和重新连接新兴的磁通量。
2011-09-21 astro-ph.SR
Recurrent Coronal Jets and QPPs: Periodic Reconnection and Localized Heating Across Quiet-Sun to Active Regions
Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文观测所）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳）航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Division of Mathematics, School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部数学系）；Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi（瓦拉纳西印度技术学院（贝拿勒斯 Hindu 大学）物理系）
利用SDO/AIA数据，通过小波分析和DEM方法，研究了由扇脊磁拓扑中周期性磁重联驱动的重复日冕喷流中的准周期脉动，发现周期为6-13分钟的QPPs，并证实周期性重联驱动了重复喷发并贡献了局部日冕加热。
2026-06-03 astro-ph.SR
Tracing the magnetic field topology of the quiet corona using propagating disturbances
日冕中微弱的传播扰动（PD）的运动揭示了一种复杂的结构，这种结构必须由磁场来定义。应用于大气成像组件（AIA）/太阳动力学天文台（SDO）的安静太阳观测，一种新的方法揭示了一个细胞网络，在冷的304 °通道中具有典型直径为50 \arcsec \的细胞，在日冕193 °通道中具有典型直径为100 \arcsec \的细胞。193欧姆电池可以覆盖几个304欧姆电池，尽管两个通道共享共同的源和汇区域。源是占据细胞中心的发散点或狭窄的走廊。它们与光球网络特征和增强的磁性元素显著一致。这表明明亮的网络对PD的产生很重要，并证实了网络是安静日冕环的源足点的宿主。另一个足点或PD的汇点形成冠状细胞的边界。它们与光球网络并不显著对齐--它们通常位于黑暗的网间光球之上。它们形成紧凑的点或走廊，在下面的光球层中通常没有明显的特征。我们认为，这些汇点可以是与互联网络中的次要磁性元素相关的闭合场足点的集中，也可以是向上对齐的开放场的集中。日冕速度和磁场之间的联系通过与磁外推法的比较得到加强，磁外推法显示了几个一般和具体的相似之处，因此速度图提供了对模型的有价值的额外约束。
2022-06-22 astro-ph.SR
Investigating explosive events in a 3D quiet-Sun model: Transition region and coronal response
本研究基于MURaM三维宁静太阳模型合成Si IV线轮廓，定位双向流爆发事件，分析其磁场演化与加热机制，发现事件是否达到日冕温度取决于重联区转换的磁能和密度。
2024-11-17 astro-ph.SR
Electron density in the quiet solar coronal transition region from SoHO/SUMER measurements of S VI line radiance and opacity
背景：日冕过渡区的急剧温度和密度梯度对模型和观测都是一个挑战。目的：我们开始得到线性和二次加权平均电子密度的区域发射的SVI线，使用观察到的不透明度和这些线的发射措施。研究方法：我们分析了SoHO/SUMER光谱观测的SVI线，使用中心到边缘的变化和辐射率比，以获得不透明度。我们还使用了从盘中心的辐射率导出的发射度量。结果：我们得到的不透明度在SVI线中心的顺序为0.05。在T = 2 10^5 K时，得到的平均电子密度为2.4 10^16 m^-3。该值高于从辐射测量获得的值。相反，采用经典的密度值会导致发光层的厚度值过高。结论：通过排放测量方法得到的压力与以前的测定结果相比很好，表明不透明度较低，为5 × 10^-3 ~ 10^-2。直接推导导致更高的不透明性的事实仍然无法解释，尽管对观察偏差进行了尝试性的建模。需要进行进一步的测量，并需要使用更真实的过渡区模型。
2009-06-07 astro-ph.SR
Onset of the magnetic explosion in solar polar coronal X-ray jets
我们跟进Sterling等人（2015）的发现，即几乎所有极冠X射线射流都是由核心携带微型灯丝的封闭磁场爆炸性爆发造成的。在Sterling等人（2015）使用的相同X射线和EUV电影中，我们研究了他们研究的20个射流中的15个中驱动磁爆炸的开始和增长。我们发现证据表明：（1）在大多数极区X射线喷流中，在微丝上升和产生螺旋的外部/突破重联已经开始之后，在喷发的微丝通量绳下的失控内部/系链切割重联开始，以及（2）在大多数极区中，（a）在喷发开始之前，在爆炸闭合场和周围开放场之间存在电流片，以及（b）喷发开始于该电流片处的爆发重连。喷发中事件序列的多样性支持了这样一种观点，即产生极地X射线喷流的磁爆炸与产生耀斑和日冕物质抛射（CME）的更大的磁爆炸的工作方式相同。这个想法，以及最近的观测表明，磁通量抵消是在喷流前的细丝状体内部和周围建立场并触发该场喷流驱动爆炸的基本过程，共同表明，在耀斑/CME爆发中爆炸的磁拱内部的磁通量抵消通常是在拱核心建立爆炸场并触发该场爆炸的基本过程。
2018-05-30 astro-ph.SR
Coronal hole boundaries evolution at small scales: II. XRT view Can small-scale outflows at CHBs be a source of the slow solar wind?
我们开发了一个自动化的程序，用于识别瞬态增亮的图像从X射线望远镜上的日出采取与铝聚过滤器在赤道日冕洞，极地日冕洞，和安静的太阳和没有瞬态日冕洞。我们发现，与安静的太阳相比，冕洞的边界是丰富的增亮事件，包括封闭的磁场结构存在的冕洞内的区域。对这些增亮的视觉分析显示，其中约70%位于赤道、极地和瞬态冕洞及其边界，显示出扩张的环结构和/或准直流出。在安静的太阳中，只有30%的亮区显示出流动，其中大部分似乎被封闭的磁场线包含在日冕中。这有力地表明，同空间开放和封闭的磁场线的磁重联为等离子体流出到大的距离创造了必要的条件。喷射的等离子体总是源自预先存在的或新出现的（在X射线温度下）亮点。目前的研究证实了我们的发现，称为日冕亮点的环结构的演变与冕洞边界的小尺度变化有关。环形结构显示出膨胀和喷发，捕获的等离子体因此沿着“准”开放磁场线逃逸。这些喷射似乎是由磁重联触发的，例如所谓的冕洞闭合磁场线（BP）和开放磁场线之间的交换重联。我们认为，这些等离子体外流可能是缓慢的太阳风的来源之一。
2010-02-08 astro-ph.SR
Comparison of Coronal Hole and Quiet Sun Chromosphere Using IRIS Mg II h & k Observations of Polar Off-limb Regions
通过IRIS极区临边Mg II h&k谱线统计比较，发现冕洞色球层针状体更高、运动更快，积分强度随高度下降更缓，谱线宽度更大。
2025-02-28 astro-ph.SR
Imaging of the Quiet Sun in the Frequency Range of 20-80 MHz
宁静太阳的射电辐射被认为是由于热太阳大气的热韧致辐射。宁静太阳在微波波段的性质已经得到了很好的研究，它们可以很好地用韧致辐射谱来描述。在米波和十米波波段，由于仪器的限制，人们对宁静太阳的性质研究很少。在这项工作中，我们使用低频阵列射线（LOFAR）望远镜进行高质量的干涉成像光谱观测宁静的太阳日冕辐射的频率低于90兆赫。给出了太阳在20-80兆赫频率范围内的亮温谱和太阳的大小。我们报告黑暗的日冕区域与低亮度温度，坚持与频率。本文讨论了宁静太阳的亮温谱，并与日冕模型的韧致辐射和以往的宁静太阳观测作了比较。
2022-04-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Ubiquitous High Speed Transition Region and Coronal Upflows in the Quiet Sun
我们研究了在典型的太阳宁静区观测到的一系列过渡区（TR）发射线的谱线轮廓。在磁网络区，Si IV 1402 nm，C IV 1548 nm，N V 1238 nm，O VI 1031 nm和Ne VIII 770 nm谱线在发射线轮廓的蓝翼显示出明显的不对称性。我们将TR下部和上部的这些高速上升流解释为最近在谱区上方的低日冕中发现的上升流的安静太阳等效物（Hara等人，2008年）。后者已被证明与高速色球针状体直接相关，这些针状体（部分）被加热到日冕温度，并在为活动区日冕提供热等离子体方面发挥重要作用（DePontieu等人，2009年）。我们发现，一个类似的过程可能占主导地位的安静的太阳网络。我们提供了一个新的解释所观察到的安静的太阳TR发射的色球层和日冕之间的无情的质量传输-从动态的情节加热和质量注入到日冕以及从以前充满，缓慢冷却，日冕等离子体的混合物的发射。对观测到的上升流分量的分析表明，它携带了足够的热等离子体，在宁静日冕的能量和质量平衡中发挥了重要作用。我们确定的温度依赖性的上升流速度来约束的加速和加热机制，驱动这些上升流。我们还表明，这些上升流的时间特性表明，有时会导致准周期信号的一个情节驱动程序。我们认为，至少有一些的准周期性观测日冕成像仪和光谱仪，以前被解释为传播磁声波，而不是这些上升流造成的。
2009-10-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Eruptions from Quiet Sun Coronal Bright Points. II. Non-Potential Modeling
我们最近的观测研究表明，宁静太阳中的大多数日冕亮点（CBP）在其一生中都是一次或多次爆发的来源。在这里，我们调查的非潜在的时间依赖性结构的磁场的CBP地区，特别强调的时间演变的磁结构的空间位置的喷发开始。的磁性结构的演变时间使用非线性力自由场（NLFFF）松弛的方法，根据时间序列的日震和磁成像仪（HMI）的纵向磁图。这导致NLFFF的连续时间序列。的时间序列开始与潜在的磁场外推的基础上采取的喷发前的时间很好的磁。这个初始场随后随时间演化，以响应在光球层观测到的磁场分布的变化。局部和全球磁场结构从时间序列的NLFFF场的解决方案进行了分析，在附近的喷发地点的近似时间的喷发。分析表明，许多CBP爆发报告在Mou etl。（2018）包含位于喷发地点的扭曲通量管。在许多情况下，这些位置存在的通量绳提供了磁场结构、它们的喷发和观测小型日冕物质抛射（小型日冕物质抛射）之间的直接联系。发现所有的重复喷发都是同源的。NLFFF模拟表明，扭曲的磁场结构在托管在CBPs喷发的位置创建。这些扭曲的结构是由光球磁场观测的变化引起的足点运动产生的。微耀斑的真正性质仍然未知。需要进一步的3D数据驱动的MHD建模来显示这些扭曲的区域如何变得不稳定并爆发。
2019-01-28 astro-ph.SR
STEREO quadrature observations of coronal dimming at the onset of mini-CMEs
背景：使用独特的正交观测与两个STEREO航天器，我们调查冠状昏暗的小规模爆发的开始。在日冕物质抛射中，它们被认为表明在喷发开始时日冕磁场的开放。目的：确定小规模爆发中看到的日冕变暗是在色球等离子体喷射之前还是之后开始的。研究方法：一个STEREO航天器在He II 304 A通道中获得了高节奏，75秒的图像，其他同步图像在Fe IX/FeX 171 A通道中。我们集中在两个位置良好的色球爆发，发生在磁盘中心的171 A的图像，并在304 A的边缘。一个在安静的太阳中，另一个在赤道日冕洞中。我们将304 A临边图像中看到的色球喷发时间与171 A图像中盘面上看到的增亮和变暗进行了比较。此外，我们使用低频171 A功率的离临边图像来推断喷发附近的日冕结构。结果如下：在平静的太阳和冕洞爆发中，在色球爆发之前，在盘171 A上都可以看到变暗，并且在这两种情况下，它都延伸到色球爆发的位置之外。平静的太阳爆发发生在日珥外围磁场的外缘，可能与171 A变暗之前日珥的一次小的破坏有关。结论：这些小规模的色球爆发开始于日冕发射的变暗，就像它们较大的对应物一样。因此，我们认为触发它们的一个基本步骤是去除覆盖的日冕场。
2010-05-12 astro-ph.SR
Eruptions from quiet Sun coronal bright points. I. Observations
利用SDO上的AIA在He II 304 A、Fe IX/X 171 A、Fe XII 193 A和Fe XVIII 94 A四个通带上对CBPs全寿命的观测，研究了等离子体喷射、微耀斑、微灯丝爆发和小型日冕物质抛射（mini-CME）的发生情况。首先，我们的研究表明，大多数（76%）安静的太阳CBPs（42个CBPs中的31个）在其一生中至少产生一次喷发。在11个CBP的21次喷发中，18次发生在CBP形成后平均约17小时，AIA 193 A中CBP的平均寿命约为21小时。在每个BP中，这种喷发发生的时间延迟与CBP双极演变的收敛和取消阶段相一致，在此期间，CBP变得更小，直到它们完全消失。其余三个发生在CBP形成后4 - 6小时。在21次喷发中，有16次的磁会聚和抵消涉及CBP主双极，而在3次喷发中，其中一个BP磁碎片和一个预先存在的相反极性的碎片会聚和抵消。在一个BP与两个喷发取消没有观察到。CBP喷发在大多数情况下涉及色球物质的驱逐，无论是作为细长的对流结构（微灯丝，MF）或大量的冷物质（冷等离子体云，CPC），以及CBP或更高的覆盖热环。在三次喷发中发现了日冕波。在所有爆发的MFs/CPC下方观察到微耀斑。它仍然不确定是否不稳定的MF导致微耀斑或不稳定和MF的喷发是由灯丝下方的重新连接触发的。在大多数喷发中，冷的喷发等离子体部分或全部遮蔽了微耀斑，直到喷发物质远离CBP。…
2018-08-14 astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
Propagation Effects in Quiet Sun Observations at Meter Wavelengths
安静的太阳米波发射产生于MK日冕的热韧致辐射，并可能成为日冕诊断的丰富来源。在到达观测者的途中，由于传播效应（主要是折射和散射），它通过磁化和湍流的日冕介质得到了很大的改变，导致图像平面中强度的重新分布。通过比较在一个安静的太阳周期和模拟的热韧致辐射辐射的全磁盘米波太阳地图，我们验证了这些传播效应。100至240 MHz之间的太阳射电图来自Murchison Widefield Array。在球冠模型外，采用自洽磁流体动力学算法，利用FORWARD软件包模拟热韧致辐射图像。FORWARD模型不包括传播效应。观测到的和模拟的地图之间的差异被解释为由于散射和折射而产生的。有一个很好的预测和观察到的亮度分布之间的一般对应关系，虽然也观察到显着的差异。我们发现明显的传播效应，包括各向异性散射的存在下，有明确的证据。观测到的太阳的射电尺寸在面积上要大25- 30%。对应于唯一可见活性区的发射峰位移了8 ′ ~ 11 ′，大小增加了35--40%.我们的简单模型表明，散射通量密度的分数总是大于百分之几十，并在不同地区之间变化显着。我们估计密度不均匀性在1- 10%的范围内。
2020-12-28 astro-ph.SR
A Statistical Investigation of Decayless Oscillations in Small-scale Coronal Loops Observed by Solar Orbiter/EUI
本文利用太阳轨道器/EUI高分辨率观测统计研究了宁静日冕和冕洞中小尺度日冕环的无衰减振荡，发现其能量通量不足以加热宁静太阳或加速太阳风。
2024-01-21 astro-ph.SR
Center-to-limb variations in coronal hole and quiet Sun regions obtained with IRIS spectroscopic observations
本文利用 IRIS 全日盘观测，首次报告了冕洞和宁静太阳过渡区 Si IV 谱线的高斯拟合参数随日心角线性变化的中心至边缘变化特征。
2023-09-12 astro-ph.SR
Temperature of Solar Orbiter/EUI quiet Sun small scale brightenings: evidence for a cooler component
内容：2020年5月30日，在太阳轨道器上的EUI/HRIEUV在四分钟的序列中观察到安静太阳（QS）中的小而短暂的EUV增亮。它们的物理起源和对日冕或过渡区（TR）加热的可能影响仍有待确定。目的：我们的目标是得出这些事件的统计热演化，以建立其日冕或TR起源。方法.我们的热分析利用了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）成像仪的多热灵敏度。我们首先在AIA的六个冕带中识别出这些HRIEUV事件。然后，我们进行了统计时滞分析，量化了不同波段的光变曲线之间的延迟。这些时间滞后可以为这些事件的温度演变提供重要的见解。进行分析时考虑到背景和前景排放对结果的可能贡献。结果：事件的特点是时间滞后劣于AIA节奏的12秒，为所有9对AIA乐队分析。我们的解释是可能同时存在的事件达到或不达到日冕温度（$\approx$ 1 MK）。我们认为，在这项工作中，冷人口占主导地位的事件分析。
2023-01-24 astro-ph.SR
Soft X-ray coronal spectra at low activity levels observed by RESIK
宁静太阳的X射线辐射对日冕加热机制的研究具有重要意义，但自轨道太阳天文台（OSO）航天器时代以来，人们一直没有对它进行详细的研究。布拉格晶体谱仪X射线观测一般集中在耀斑和活动区。CORONAS-F太阳飞行任务上的RESIK（伦琴诺夫斯基光谱仪的Izognutymi Kristalami）仪器的高灵敏度使人们能够首次系统地研究宁静日冕的X射线发射。我们的目的是推导出的物理条件的非耀斑电晕RESIK线强度在几个光谱范围内使用等温和多热假设。选取2003年1月和2月的312个静日时段的光谱进行分析，根据活动水平将其分为5组。对于每个组，在选定的光谱带的通量已被用来计算值参数的最佳拟合，导致每个组的强度特性。我们使用等温和多温假设，后者描述的差分发射测量（DEM）分布。RESIK光谱覆盖波长范围（3.3-6.1 A）。这包括使用适用于评估温度和发射测量的高离子化Si、S、Cl、Ar和K的发射线。RESIK光谱在这些非常低的太阳活动的时间间隔第一次提供了信息的温度结构的安静的日冕。虽然大部分的辐射似乎来自于温度在2 MK和3 MK之间的等离子体，但也有证据表明存在更热的等离子体（T约为1000 K）。10 MK），其排放量比冷却器组件小3个数量级。无论是日冕还是光球元素丰度似乎都不能令人满意地描述观测到的光谱。
2010-03-15 astro-ph.SR
Anticorrelated temperature-density profiles in the quiet solar corona and coronal mass ejections: Approach based on the spin-type Hamiltonians
几十年来，日冕加热问题一直是天体物理学中的关键难题之一，但目前提出的机制都不能给出这个问题的确切答案。因此，仍然提出了新的方案。在这里，我们进行了一个关键的考虑最近提出的机制，形成的超导相关的温度和密度分布，由于在强非平衡等离子体中的弛豫的特定功能所描述的所谓的自旋型哈密顿（L.Casetti & S.古普塔。EUR. J. B 87，91，2014; T.N.Teles等人，Phys.Rev.E92，020101（R），2015）。我们采用这些系统的普适属性，以产生长寿命的日冕等离子体相关的温度-密度分布和分析其最重要的定性特征的背景下，日冕等离子体。从我们的考虑可以看出，这种与太阳辐射有关的廓线几乎不能用来解释宁静日冕中的温度分布。然而，对于解释日冕物质抛射和由此产生的太阳风中的大尺度不均匀性，它们可能是有趣的。
2020-05-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Hinode/Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer Observations of the Temperature Structure of the Quiet Corona
利用{\it Hinode}上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的数据，对静止日冕进行了差分辐射测量（DEM）分析。我们表明，预期的安静的太阳DEM分布可以从明智地选择线恢复，并且它们的平均强度可以再现到30%以内。我们提出了一个子集，这些选定的线跨越温度范围$\log$ T = 5.6至6.4 K，可以用来可靠地推导DEM分布。该子集可以使用，而不需要进行广泛的测量和观测强度可以复制到发射前校准的EIS的估计不确定性内。此外，使用这个子集，我们还表明，安静的日冕DEM分布可以恢复的大小尺度下的仪器（1 $"$像素）的空间分辨率。因此，该子集将是有用的小规模的空间不均匀性的研究，在日冕温度结构，例如，除了研究需要多个DEM推导在空间或时间。我们应用该子集到45安静的太阳数据集在2007年1月至4月期间，并表明，虽然日冕DEM的绝对幅度可能与释放的能量的量的规模，分布的形状是非常相似的至少$\log$ T $\sim$ 6.2 K在所有情况下。这一结果与以下观点一致：宁静太阳DEM的{\it形状}主要是等离子体的辐射和传导性质的函数，并且对能量沉积的位置和速率相当不敏感。这种{\it通用} DEM可能对其他因素敏感，如环路几何形状、流动和加热机制，但如果是这样，它们不会在安静的太阳区域之间有显著变化。
2009-10-28 astro-ph.SR
Upflows in funnel-like legs of coronal magnetic loops
Ne viii的显著蓝移与平静太阳中磁网络的连接点有关，这一点仍然没有得到很好的理解。通过比较的日冕磁场结构所获得的位场重建与显着的蓝移补丁的多普勒频移Ne VIII在赤道安静的太阳区域观察到的，我们发现，大多数地区具有显着的上升流与漏斗状的腿的磁环和共空间的线宽的增量。这些准定常上升流可被视为日冕环物质供应的特征。通过使用线强度的平方根作为等离子体密度的代理，可以估计每个漏斗中的上升流的质量通量。我们发现，质量通量是反相关的漏斗的膨胀因子确定从外推的磁场。其中一个环系统与一个日冕亮点有关，它被几种仪器观测到，在不同的波长和观察方向上表现出各种形态。一个显着的协议之间的磁性结构和相关的EUV发射模式被发现，表明一个几乎势场性质的日冕磁场。我们还报告了直接检测的小规模虹吸流的STEREO卫星。然而，这种瞬态虹吸流发生在一个弱的混合极性场区域，这是外相邻的磁漏斗，因此，它可能是不相关的漏斗中的等离子体上升流。基于这些观测结果，我们认为，在上TR温度的主导流在安静的太阳日冕环是持久的上升流，而不是虹吸流。我们还讨论了日冕加热和未解决的磁结构的影响。
2009-09-03 astro-ph.SR
Automated Coronal Hole Identification via Multi-Thermal Intensity Segmentation
日冕洞（CH）是开放的磁场区域，由于其密度和温度较低，与周围安静的日冕相比，在日冕中表现为黑暗区域。到目前为止，准确识别和分割的CH一直是一项艰巨的任务，由于其可比的强度，当地安静的太阳地区。当前的分割方法通常依赖于使用单个EUV通带和磁图图像来提取CH信息。本文介绍了一种基于多热辐射识别算法的冕洞识别方法（CHIMERA），该方法利用太阳动力学天文台（SDO）大气图像采集系统（AIA）采集的多热辐射图像，通过171 nm、193 nm和211 nm三个通带的强度比来分割冕洞边界。该算法可以准确地提取CH边界和它们的许多属性，如面积，位置，纬度和经度的宽度，以及分段CH的磁极性。根据这些特性，在磁暴持续时间和冕洞面积之间确定了一个明确的线性关系。因此，CHIMERA可以成为更准确地预测地磁暴开始和持续时间的基础。
2017-11-30 astro-ph.SR
Slow Magneto-acoustic Waves Observed above Quiet-Sun Region in a Dark Cavity
波在诊断日冕和日冕加热中各种结构的等离子体性质方面起着至关重要的作用。慢磁声波是一种重要的磁流体力学波。在过去的几十年里，许多慢MA波被检测到以上的活动区和冕洞，但很少发现其他地方。在这里，我们调查了一个“龙卷风”状的结构组成的准周期性条纹在一个黑暗的空腔内约40- 110毫米以上的安静的太阳区域2011年9月25日。我们的分析表明，这些条纹实际上是慢MA波列。这些波列的性质，包括相速度、压缩比、动能密度等，与已报道的慢MA波相似，只是慢MA波的周期约为50 s，比典型的报道值（3--5 min）短得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
