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
ALMA observations of the variability of the quiet Sun at millimeter wavelengths
使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的安静的太阳在1.26和3毫米的观测，我们研究空间分辨振荡和瞬态增亮，即小，弱的能量释放事件。这两种现象都可能与色球层的加热有关。在1.26 mm处，除了原始数据的功率谱之外，我们将图像降级为3 mm图像的空间分辨率，并对两个数据集使用相等面积的视场。瞬态增亮的检测是在振荡消除后进行的。在这两个频率下，我们检测到p模式振荡的范围为3.6-4.4兆赫。在校正的数据集中，1.26和3 mm处的振荡显示相对于平均安静太阳的亮温波动约为1.7-1.8%，分别对应于137和107 K。它们代表全功率谱的0.55-0.68的分数，并且它们在1.26 mm处的能量密度为0.03 erg cm $^{-3}$。我们检测到77个瞬态增亮在1.26毫米和115在3毫米。虽然大多数的1.26毫米的事件发生在细胞内部，其单位面积的发生率高于3毫米的事件。计算的低端能量的1.26毫米瞬态增亮（$1.8 \times 10^{23}$尔格）是有史以来最小的报道，无论观察的波长。然而，它们的单位面积功率小于3 mm事件的功率，这可能是由于检测到许多弱的1.26 mm事件。我们还发现，ALMA明亮的网络结构对应于从GONG网络的宽带H $α$图像中看到的暗斑点/针状物。
2021-06-08 astro-ph.SR
Simultaneous ALMA-Hinode-IRIS observations on footpoint signatures of a soft X-ray loop-like microflare
微耀斑被认为是形成活动日冕的主要能量输入源之一。为了研究低层大气对事件的响应，我们于2017年3月19日与IRIS和Hinode观测协调进行了3 mm的ALMA观测。在观测过程中，利用日出X射线望远镜在高时间节奏下捕捉到了软X射线环型微耀斑（活动区瞬时增亮）。增亮环足点位于窄视场ALMA、IRIS狭缝颚式成像仪和Hinode分光偏振仪内。在硅IV和ALMA图像中检测到对应的微耀斑的足迹，而对应的C II和Mg II K图像中不太明显。它们的脉冲时间曲线表现出与软X射线强度演化有关的Neupert效应。使用ALMA测量的热能的大小比在日冕中测量的小大约100倍。这些结果表明，脉冲对应物可以检测到在过渡区和上色球等离子体的热加热通过碰撞非热粒子。我们的能量评估表明，一个赤字的加速粒子撞击的脚点的一小类软X射线微耀斑。对应的足点由几个增亮核组成，它们都位于光球层强磁通量斑片状分布的弱磁区（空磁区）。内核提供了一个概念性的图像，其中的瞬态能量释放发生在多个位置上的鞘的磁通量束的电晕。
2021-09-23 astro-ph.SR
ALMA's high-cadence imaging capabilities for solar observations
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列提供了前所未有的亚/毫米波长太阳视图。高的空间、时间和光谱分辨率有助于高精度地测量太阳色球层中的气体温度和磁场。预期的结果将彻底改变我们对太阳大气的理解，特别是可能导致解决日冕加热问题的重大步骤。基于最先进的3D辐射磁流体动力学模拟，我们计算出的紧急连续强度（从而亮度温度图）在ALMA访问的波长范围内，并模拟不同的阵列配置的仪器效应。初步结果表明，局部气体温度可以密切映射与ALMA和许多复杂的小尺度色球图案可以解决。
2015-02-17 astro-ph.SR
Forward Modeling Transient Brightenings and Microflares around an Active Region Observed with Hi-C
活动区周围的小规模耀斑状增亮是日冕中最小和最基本的高能瞬态事件之一，为加热和活动区动力学模型提供了测试平台。在以前的研究中，我们使用EBTEL对Hinode/XRT观测到的大量微耀斑进行了建模，发现它们需要多个加热事件，但无法区分单个链上的多个加热事件，或多个链每个经历一个加热事件。我们在这里提出了一个类似的研究，但与EUV数据的活动区11520从高分辨率日冕成像仪（Hi-C）探空火箭。Hi- C为XRT的空间分辨率提供了一个数量级的改进，以及更冷的温度灵敏度，这些结合起来为我们探测和模拟活动区域周围微耀斑活动的能力提供了显着的改进。我们已经发现，在Hi-C的空间分辨率（约0.3弧秒），事件发生的频率比预期的要高得多（检测到57个事件，预期只有1或2个），并且最有可能是由100公里宽的链组成的，每个链都被多次加热事件脉冲加热。这些发现倾向于支持爆发性重连是导致增亮的能量释放的原因。
2014-08-22 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Topology in the Heating of Active Region Coronal Loops
我们研究了日冕磁场拓扑结构中日冕环发射的演化。新的建模技术使我们能够研究活动区的磁场结构和能量释放。使用这些模型和高分辨率的多波长日冕观测从过渡区和日冕探测器（TRACE）和X射线望远镜（XRT）的日出，我们能够建立一个日冕环的光变曲线和相关的磁拓扑结构之间的关系NOAA活动区10963。我们检查循环，显示瞬态和稳定的排放，我们发现，显示许多瞬态增亮的循环位于域与大量的分离器。这种拓扑结构通过分离器处的磁重联为连续脉冲加热事件提供了环境。另一方面，具有相对恒定的X射线和EUV发射的环位于与分离器不相关的域中。这一结果意味着在这些区域中加热等离子体不涉及较大尺度的磁场重联，并且这些回路中的加热必须来自另一种机制，例如小尺度重联（即，纳米片）或波加热。此外，我们发现，循环，经历反复的瞬态增亮与分离器，具有增强的自由能。相比之下，我们发现一个孤立的瞬态增亮的情况下，似乎与分离器具有较小的自由能。
2010-09-10 astro-ph.SR
ALMA's view of the Sun's nearest neighbours: The submm/mm SEDs of the alpha Centauri binary and a new source
为加热太阳和其他恒星的色球层和日冕提供非辐射能量的精确机制是当代研究的重点。亚毫米/毫米波段的观测对于获得类太阳恒星高层大气温度变化的信息特别有用。我们使用ALMA研究了2014/15年周期2期间所有六个可用频段的aCen双星系统的色球层发射。由于ALMA是一种干涉仪，因此多望远镜阵列特别适合于观测点源。由于其大的收集面积，灵敏度足够高，可以首次在submm/mm波长下观测附近的主序星。观测到的光谱能量分布与理论模型计算的比较提供了色球结构的温度和密度以上的恒星光球和定量的了解的初级发射过程。这两颗恒星都在所有ALMA频率下被探测和分辨。对于aCenA和B，温度最低值的存在和位置，首先从空间与赫歇尔检测，很好地再现了本文的理论模型。对于aCenB，温度最低值比A更深，并且发生在大气层的较低高度，但对于这两颗恒星，Tmin/Teff始终低于从光学和紫外数据得出的值。aCen恒星的submm/mm发射确实很好地再现了宁静太阳的修改色球模型。这很可能意味着在太阳中起作用的高层大气的非辐射加热机制也在其他太阳型恒星中起作用。
2016-08-08 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
Modeling Active Region Transient Brightenings Observed with XRT as Multi-Stranded Loops
强有力的证据表明，在EUV和软X射线中观察到的日冕环可能不是单一的各向同性结构，但通常可以更准确地建模为独立束。在这个框架内模拟所观察到的活动区瞬态增亮（ARTBs）允许探索这些分层结构的能量分支和特性。在这里，我们提出了一个简单的方法，检测和建模ARTB观察与日野/X射线望远镜（XRT）作为组的0维股，这使我们能够探测参数空间，以更好地了解脉冲加热循环中的股加热的空间和时间依赖性。这种部分自动化的方法可用于分析大量的观测数据，以获得对日冕结构参数的统计洞察，包括给定模型中所需的加热事件数量，以拟合观测数据。在这篇文章中，我们提出的方法，并证明其使用在检测和建模ARTB的样本数据集从Hinode/XRT。这些初步结果表明，在一般情况下，多个加热事件是必要的复制观察到的ARTB，但这些加热事件的空间依赖性还不能建立。
2014-03-30 astro-ph.SR
Coronal Bright Points as possible sources of density variations in the Solar Corona
最近对日地关系天文台（STEREO）在太阳活动极大期附近拍摄的高节奏白光图像的分析表明，外流密度结构在太阳风中以一种普遍存在的方式释放。本研究调查这些密度波动是否可能起源于日冕亮点（CBP）期间观察到的低日冕的瞬态加热。我们假设，在CBP期间测量到的强烈加热的一部分发生在日冕底部的开放磁场，通道形成太阳风。我们采用太阳风模型MULTI-VP来量化由瞬态加热引起的等离子体压缩，并研究所引起的扰动如何传播到上日冕。我们表明，与统计学比较，在CBPs中观察到的压缩波最初增加了局部等离子体密度的一个因素高达50 $\%$在5 R $_\odot$的加热速率。波迅速扩大超过30个太阳半径和密度的局部增强减少超过。基于在以前的研究中测量的CBPs的发生率，我们施加瞬态加热事件在数千个开放的磁场线的基础上，研究整个3-D电晕的响应。然后，模拟的密度立方体被转换成合成白光图像。我们表明，由此产生的亮度变化占据所有的位置角的时间尺度上的小时的图像。我们的结论是，一个显着的一部分，无处不在的亮度变化的太阳日冕可能起源于强大的瞬态加热的流管引起的CBPs。
2020-03-12 astro-ph.SR
Heating of the solar chromosphere through current dissipation
太阳色球层被加热到高于辐射平衡预测的温度。这种过热在磁场较强的活动区域中更大。我们的目标是调查磁拓扑结构与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）映射的太阳活动区增强毫米（mm）亮度温度的区域使用分光偏振联合观测与1米瑞典太阳望远镜（SST）。我们使用米尔恩-爱丁顿反演，非局部热力学平衡（非LTE）反演，和磁流体静力学外推，以获得三维分层的温度，磁场，和辐射能量损失的约束。我们比较了观测到的磁流体动力学模拟的快照，并调查在3毫米的热连续使用贡献函数的形成。我们发现，在上色球层的加热率提高到$\sim 5\rm\,kW\,m^{-2}$，小规模新兴的环路与上覆的磁冠相互作用，导致电流片所示的磁场外推。我们的估计值大约是规范值的两倍，但它们受到ALMA空间分辨率（$\sim 1.2^{\prime\prime}$）的限制。带3亮温在该区域达到约$\sim10^{4}\,$ K，由非LTE反转推断的色球层横向磁场强度为$\sim 500\,$ G量级。我们能够定量再现许多观察到的功能，包括在我们的数值模拟的综合辐射损失。我们的结论是，加热是由电流片耗散。然而，模拟结果表明，在通量出现区域的不同层可能有助于显着的毫米连续排放的复杂分层。
2022-02-19 astro-ph.SR
ALMA and IRIS Observations of the Solar Chromosphere II: Structure and Dynamics of Chromospheric Plage
我们提出并采用了一种新的经验方法来确定色球斑区域，这似乎更好地隔离斑从其周围地区相比，其他常用的方法。我们警告说，隔离从它的周围环境的斑必须小心，以成功地减轻统计偏差，例如，可以影响不同的色球观测之间的定量比较。使用这种方法，我们的分析表明，用ALMA/Band 6观测到的谱区中的1.25 mm波长自由-自由发射可能不会像以前认为的那样在低色球层中形成，而是在动态谱区特征的高色球层部分（如针状体和其他明亮结构），即，过渡区温度的几何高度附近。我们研究了在ALMA/Band 6（1.25 mm波长）和IRIS/Si IV（1393 nm）中观测到的色球斑特征之间的高度相似性。我们还表明，IRIS/镁II h和k是不相关的ALMA/Band 6，因为以前认为，我们讨论了与以前的作品的差异。最后，我们报告的迹象色球加热由于传播冲击ALMA/Band 6观测支持。
2020-12-10 astro-ph.SR
Thermal Tomography of the Inner Regions of Protoplanetary Disks with the ngVLA and ALMA
本文提出结合 ngVLA 毫米图像与 ALMA 亚毫米图像，对 140 pc 处原行星盘内数 au 区域进行热层析，以重建其三维结构并约束中平面吸积加热效率。
2023-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transient induced MHD oscillations : A tool to probe the solar active regions
太阳大气中普遍存在的太阳瞬变和爆发现象，可以为理解日冕加热和太阳风加速等突出问题提供新的思路。在整个电磁波谱中对具有高度动态磁场配置和高能粒子的大尺度和小尺度瞬态/喷发事件的这种动态过程进行观测，提供了关于嵌入在复杂磁场中的兆开尔文温度下的等离子体过程以及发生在这种事件中的能量积累/能量释放过程的关键信息。太阳爆发过程中产生的磁流体动力学（MHD）波是太阳爆发现象的重要现象之一，它携带着探测太阳活动区的潜在信号。在本文中，我们简要回顾了瞬态（例如，耀斑）在太阳大气中引起的准周期振荡，并讨论其在诊断太阳活动区方面的影响，为了解局部等离子体动力学和加热提供线索。
2011-10-04 astro-ph.SR
Physics of Luminous Transient Light Curves: A New Relation Between Peak Time and Luminosity
简化的分析方法经常被用来模拟超新星和其他高能瞬变的光变曲线，并提取物理量，如喷出物的质量和放射性加热量。然而，这些模型的适用性和定量准确性尚未明确界定。在这里，我们进行了系统的研究，比较某些分析模型的数值辐射输运计算。我们发现，忽略随时间变化的扩散限制了常见的阿内特分析模型的准确性，并广泛应用的阿内特的规则推断放射性质量一般不成立，与错误的扩散时间较长或更集中的加热模型增加。我们提出了新的解析关系，准确地将峰值时间和光度的观测光变曲线的物理喷出物和加热参数。我们进一步表明，重组和加热的空间分布修改光变曲线的峰值，这些影响可以通过改变一个单一的无量纲参数在新的关系。提出的结果应该是有用的估计各种各样的瞬态现象的物理性质。
2019-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of solar chromospheric oscillations at 3 mm with ALMA
我们研究了色球振荡使用阿塔卡马大毫米和亚毫米阵列（ALMA）的时间序列的干涉观测安静的太阳在3毫米获得的2秒的节奏和几个角秒的空间分辨率。对1600 A的同时大气成像组件（AIA）图像序列在相同的视场和相同的时间间隔上进行了相同的分析。空间分辨色球振荡在3毫米，频率为$ 4.2 +- 1.7$兆赫的观察在安静的太阳，在细胞和网络。振荡的相干长度尺度与我们的ALMA观测的空间分辨率相当。单个像素中的温度-温度波动可以达到几百K，而空间平均功率谱密度产生的均方根在~ 55-75 K的范围内，即，高达平均亮度温度的~ 1%，并表现出朝向边缘的适度增加。对于AIA 1600 A，振荡频率为3.7 +- 1.7 mHz。相对均方根高达背景强度的6%，向盘中心（单元，平均值）有微弱的增加。ALMA 3 mm时间序列滞后AIA 1600 A ~ 100 s，相当于地层高度差~ 1200 km。我们探测到的ALMA振荡比White等人（2006年）在3.5 mm处从较低（~ 10 arcsec）分辨率观测得到的振幅更高。因此，色球振荡在色球网络的长度尺度上并没有完全解决，甚至可能在我们的ALMA观测的空间分辨率上也没有解决。任何在毫米域的瞬态增亮的研究都应该考虑到振荡。
2019-12-07 astro-ph.SR
Modeling Realistic Heating Profiles of Transition Region Hot Loops on the Sun: Evidence for Impulsive Heating and Non-equilibrium Ionization
本研究针对太阳过渡区热环加热机制问题，通过正演建模结合HYDRAD输出与IRIS观测，证实加热具时间脉冲性与空间复杂性，离子非平衡且需考虑密度相关双电子复合率，为等离子体表征提供可靠诊断工具。
2024-05-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Observations and numerical models of solar coronal heating associated with spicules
针状体被认为是日冕质量和能量平衡的重要贡献者。虽然以前的观测提供了一个短暂的瞬态增亮的日冕，与针状体，这些意见一直有争议，是一个激烈的辩论的主题，无论是在建模和观测方面。因此，尚不清楚等离子体是否与针状体一起被加热到日冕温度。我们使用高分辨率观测色球和过渡区的界面区域成像光谱仪（IRIS）和日冕的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的证据表明，形成的日冕结构与针状物质抛射和加热等离子体过渡区和日冕温度。我们的观察结果表明，一个显着的一部分的高度动态的环扇环境与plage地区可能是这样的新冠链的形成的结果，以前被解释为传播的瞬态传播日冕扰动（PCD）的过程。我们的观测得到了2.5D辐射MHD模拟的支持，该模拟显示了与针状体相关的日冕温度加热。我们的研究结果表明，加热和强大的流量发挥了重要的作用，在保持环扇的子结构，除了波渗透到这个低日冕环境。
2017-10-18 astro-ph.SR
Detection of the simplest sugar, glycolaldehyde, in a solar-type protostar with ALMA
乙醇醛（HCOCH 2 OH）是最简单的糖，也是形成更复杂的生物相关分子的重要中间体。在本文中，我们提出了第一次检测到的13个过渡的乙醇醛围绕太阳型的年轻恒星，通过阿塔卡马大毫米波阵列（ALMA）的观测0类原恒星二进制IRAS 16293-2422在220 GHz（6个过渡）和690 GHz（7个过渡）。乙醇醛线的起源在温暖的（200-300 K）气体接近的个别组成部分的二元。乙醇醛与其异构体甲酸甲酯（HCOOCH 3）共存，甲酸甲酯的丰度是这两种来源的10-15倍。数据还显示了乙二醇的初步检测，乙醇醛的还原醇。在690 GHz数据中，基于220 GHz谱线的建模预测具有最高光学深度的七个跃迁都显示出朝向双星（IRAS 16293 B）中的一个分量的红移吸收曲线，表明在系统速度下的入射和发射与此偏移约0.2”（25 AU）。我们讨论了乙醇醛和其他有机物种的化学形成的限制-特别是在实验室实验的背景下，含甲醇的冰的光化学。的相对丰度似乎是一致的UV光化学的CH 3OH-CO混合冰，经历了温和的加热。这些早期ALMA数据中线密度的数量级增加说明了其巨大的潜力，可以揭示与太阳系类似物形成相关的全部化学复杂性。
2012-08-27 astro-ph.SR
High-frequency wave power observed in the solar chromosphere with IBIS and ALMA
我们目前的观测限制太阳色球加热的贡献，从声波频率在5和50兆赫之间。我们利用新墨西哥州邓恩太阳望远镜的观测结果，并补充了2017年4月23日收集的阿塔卡马大型毫米波阵列的观测结果。各种量的功率谱的性质是从Ca II 854.2 nm、H I 656.3 nm的谱线以及1.25 mm和3 mm处的毫米连续谱导出的。（斜率、峰值和白噪声本底）与太阳特征的类型（互联网、网络、谱斑）相关。为了解开的垂直与横向等离子体运动，我们检查两个不同的领域，一个接近磁盘中心和其他接近的肢体。为了推断中色球层的声通量，我们将我们的观测结果与随时间变化的辐射流体动力学RADYN代码的合成观测值进行了比较。我们的研究结果表明，声波携带高达约1千瓦米$^{-2}$的能量通量在中间色球，这是不足以维持安静的色球，相反，以前的出版物。
2021-07-19 astro-ph.SR
ALMA observations of molecular gas in the host galaxy of AT2018cow
我们调查的分子气体，和恒星形成的属性，宿主星系（CGCG 137-068）的一个神秘的瞬态，AT 2018 cow，在kpc和更大的尺度，使用档案波段3的数据从阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。AT 2018 cow是最近的快速演化发光瞬变（FELT），这是第一个揭示FELT分子气体特性的研究。所实现的均方根和光束尺寸为0.21毫焦束$^{-1}$在$40$公里的速度分辨率$^{-1}$和$3".66\times2".71$（$1.1~{\rm kpc} \times 0.8~{\rm kpc}$），分别。成功检测到CO（$J$ =1-0）排放。从CO数据推断出的总分子气体质量是$(1.85\pm0.04)\times10^8$ M $_\odot$和银河系CO到H的$_2$转换因子。AT 2018奶牛研究中心的H $_2$柱密度估计为$8.6\times10^{20}$ cm $^{-2}$。ALMA数据表明：（1）CGCG 137-068在分子气体和恒星形成性质方面是一个正常的恒星形成（SF）矮星系;（2）AT 2018 cow位于CO峰和蓝色星团之间。这些性质表明恒星正在形成，并有利于大质量恒星的爆炸，作为AT 2018 cow的祖先。我们还发现CGCG 137-068具有太阳或超太阳金属丰度。如果其他FELT宿主星系的金属丰度不高于平均值，那么SF矮星系的金属丰度以外…
2019-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
SSALMON - The Solar Simulations for the Atacama Large Millimeter Observatory Network
阿塔卡马大型毫米波天文台网络（SSALMON）的太阳模拟于2014年启动，与两项ALMA开发研究相关。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是一种功能强大的新工具，它也可以以高空间，时间和光谱分辨率观测太阳。国际SSALMONetwork旨在协调ALMA太阳观测模式的进一步发展，并促进太阳物理学的科学机会，特别侧重于数值模拟，这可以为观测模式提供重要的限制，并有助于解释未来的观测。ALMA探测到的辐射主要来自太阳色球层-这是光球层和日冕之间的一个复杂的动态层，在能量和物质的传输以及太阳大气外层的加热方面发挥着重要作用。潜在的目标包括活动区、太阳黑子、太阳平静区、耀斑。在这里，我们简要概述了网络和未来ALMA太阳观测的潜在科学案例。
2015-04-06 astro-ph.SR
ALMA observations of alpha Centauri: First detection of main-sequence stars at 3mm wavelength
提供非辐射能量以加热太阳和其他恒星的色球层和日冕的精确机制是一个活跃的研究领域。通过研究恒星色球层，我们的目标是确定相关的物理过程。定义参数空间的可扩展范围也可以作为太阳作为恒星的模板。早期的赫歇尔和APEX观测已经揭示了α Cen的最低温度，但这些都无法在空间上将其分解为单独的组成部分。通过这里报告的数据，我们旨在弥补这一缺陷。此外，这些早期的数据仅限于100和870 μ之间的波长区域。在目前的情况下，我们打算扩大光谱映射到更长的波长，恒星光球和色球发射之间的对比变得越来越明显。ALMA特别适合于点源，如未分辨的恒星。ALMA提供了实现我们的目标的手段，既有其高灵敏度的收集区域检测弱信号和高空间分辨率的适应性强的干涉仪成像接近多星。这是第一次在3毫米波长下探测到主序星。此外，二进制α CenAB的各个组成部分被清楚地检测到，并在所有ALMA波长下空间分辨良好。这些数据的高S/N允许精确确定它们的相对通量比。先前获得的0.44的通量比，这是基于在光学和在70 μ的测量，是与目前的ALMA结果一致，尽管有一个大的误差条。考虑到它们的循环活性的明显差异，它们的submm SED的相似性似乎令人惊讶。
2014-12-12 astro-ph.SR
Mass Transfer in Tidally Heated Stars Orbiting Massive Black Holes and Implications for Repeating Nuclear Transients
Princeton University（普林斯顿大学）
研究潮汐加热如何改变绕超大质量黑洞运行的恒星结构，通过分析模型和MESA模拟揭示质量转移速率由潮汐加热时标主导，并解释低光度活动星系核及部分重复核瞬变现象。
2026-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Mapping crustal heating with the cooling lightcurves of quasi-persistent transients
监测中子星瞬态的静态发射，并伴随足够长的吸积爆发，以显着加热中子星地壳，为致密物质物理学开辟了新的前景。在本文中，我们构建模型的热弛豫的中子星地壳结束后，一个旷日持久的吸积爆发。我们证实了Shternin等人的发现，中子星壳的导热性很高，与低杂质参数相一致。我们描述了设定冷却光曲线的破幂律形式的基本物理学。初始的幂律衰减给出了一个直接测量的温度分布，因此在爆发期间的热通量，在外壳。破裂的时间，在爆发后数百天，对应于固体从经典晶体转变为量子晶体的热时间，接近中子滴。通过拟合KS 1731-260和MXB 1659-29的冷却光变曲线，详细计算了它们的地壳参数约束。我们对光变曲线的拟合要求中子对地壳内部的热容没有显著的贡献，并提供了支持整个地壳内部存在中子超流体的证据。我们对这两个来源的拟合表明，内地壳中存在一个有序统一的杂质参数。
2009-04-03 astro-ph.HE 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
Solar science with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array - A new view of our Sun
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是一种新的强大工具，用于以高空间，时间和光谱分辨率观测太阳。这些能力可以解决太阳物理学中广泛的基本科学问题。ALMA观测到的辐射主要来自色球层-这是光球层和日冕之间的一个复杂的动态区域，在能量和物质的传输以及最终对太阳大气外层的加热方面发挥着至关重要的作用。根据第一次太阳试验观测，目前正在制定定期开展太阳活动的战略。最先进的太阳大气数值模拟和仪器效应建模可以帮助约束和优化ALMA未来的观测模式。在这里，我们提出了一个简短的技术说明ALMA和概述过去的努力和未来的可能性，在亚毫米和毫米波长的太阳观测。此外，选定的数值模拟和其他波长的观测表明ALMA的科学潜力，研究太阳的大范围的科学案例。
2016-01-04 astro-ph.SR
ALMA Observations of Solar Spicules in a Polar Coronal Hole
本文利用ALMA毫米波观测极区冕洞中的太阳针状体，结合光学、紫外和极紫外数据，估算了中性氢柱深度和电子密度随高度的分布，发现针状体对日冕质量收支和加热贡献有限，但可能通过电流和波动输运能量。
2025-04-07 astro-ph.SR
Transient small-scale brightenings in the quiet solar corona: a model for campfires observed with Solar Orbiter
上下文太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）最近的观测表明，在安静的太阳上方的日冕中普遍存在小规模的短暂增亮，称为篝火。目的。在这项研究中，我们寻找可比的增亮的数值模型，然后调查他们的关系，磁场和驱动这些事件的过程。方法.我们使用的MURaM代码来解决三维辐射MHD方程在一个盒子里，从上对流区延伸到日冕。该模型自洽地产生了一个超颗粒网络的磁场和一个热日冕以上这个安静的太阳。为了与模型进行比较，我们合成了EUI在其174 μ m通道中看到的日冕发射，分离出7个最强的瞬态增亮，并详细研究了这些区域及其周围的磁场（的变化）。结果我们隔离的瞬变有一个寿命约2分钟，是细长的环状特征，长度约为1微米至4微米。它们往往发生在光球上方约2微米至5微米的高度，与标记明亮色球网络的磁集中有一点偏移，它们的温度达到1 MK以上。这与观察中发现的（较大的）营火非常相似。在我们的模型中，大多数事件都是由在日冕高度相互作用的场线（束）之间的分量重连激发的。在一种情况下，我们发现解扭的高度扭曲的磁通绳启动加热。结论.基于我们的研究，我们提出，大多数EUI发现的营火事件是由组件重连驱动的，我们的模型表明，这一过程对安静太阳上方的日冕加热有显着贡献。
2021-05-05 astro-ph.SR
Observing the Sun with Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA): High Resolution Interferometric Imaging
在毫米和亚毫米波长上对太阳的观测提供了一个独特的探测器，可以探测色球层的结构、动力学和加热;太阳黑子的结构;太阳黑子和暗条的形成和爆发;以及喷流和耀斑等高能现象。在毫米和亚毫米波长下对太阳进行高分辨率观测是具有挑战性的，这是由于来自安静太阳的发射的强烈、扩展、低对比度和动态性质，以及与高能现象相关的发射的极其强烈和可变的性质。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的设计考虑到了太阳观测。太阳观测的要求与恒星源观测有很大不同，必须采取特别措施才能成功地进行这类观测。我们描述的调试工作，使使用两个频段，3毫米波段（带3）和1.25毫米波段（带6），连续干涉成像观测的太阳与ALMA。介绍了在2015年12月举行的太阳能调试活动期间使用新调试模式获得的高分辨率合成图像的示例。虽然最终的66个ALMA天线中只有30个用于该活动，但从ALMA调试数据合成的太阳图像揭示了太阳大气的新特征，证明了ALMA太阳观测的潜在力量。ALMA的不断扩大和太阳能调试工作将继续实现新的和独特的太阳观测能力。
2017-04-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Energy conversion rate of an active region transient brightening estimated by a spectroscopic observation of Hinode
我们统计估计的转换率的能量释放过程中的活动区瞬态增亮多普勒运动和热和非热能。我们使用了两种类型的数据集的能量估计和检测的瞬态增亮。一个包括由Hinode/EUV成像光谱仪观察到的Fe xiv，Fe xv和Fe xvi线的光谱图像。另一个包括从太阳动力学观测台/大气成像组件（AIA）的211毫米波段获得的图像。观测到的活动区域是2013年11月9日和之后一天的NOAA 11890。结果发现，在每次增强中，多普勒运动和非热能的释放量分别约为热能变化量的0.11%和10100%。使用这个转换率，我们估计的贡献的总能量通量的AIA瞬态增亮的活动区域加热的传导和辐射损失的最多为2%。
2021-06-11 astro-ph.SR
Constraining a Model of Turbulent Coronal Heating for AU Microscopii with X-Ray, Radio, and Millimeter Observations
许多低质量的前主序星表现出强烈的磁活动和日冕X射线发射。即使在原始的吸积盘被清除之后，恒星的高能辐射仍然继续影响着尘埃、微行星和大行星的形成和演化。因此，具有碎片盘的年轻恒星是研究非吸积驱动的日冕最早阶段的理想环境。在本文中，我们模拟的日冕AU Mic，附近的活动M矮星的边缘上的碎片盘。我们应用一个自洽模型的日冕环加热，来自太阳场线缠结和磁流体动力学湍流的数值模拟。我们还合成了模拟恒星的X射线光度和热射电/毫米波连续辐射。AU Mic的一组现实的参数选择产生与所有现有测量和上限一致的模拟观测。因此，这个日冕模型代表了最近发现的ALMA中心发射峰的另一种解释，该峰被认为是恒星3 AU内的内部“小行星带”的结果。然而，也有可能中心1.3毫米的峰值是由活跃的日冕发射和明亮的内部尘埃碎片源共同造成的。对该源的空间范围和毫米波和无线电波长的光谱能量分布的额外观测将更好地约束所提出机制的相对贡献。
2013-06-19 astro-ph.SR
A Quantitative Model of Energy Release and Heating by Time-dependent, Localized Reconnection in a Flare with a Thermal Loop-top X-ray Source
本文给出了2004年2月26日耀斑磁能量储存和磁重联释放的定量模型。RHESSI和TRACE很好地观察到了这个耀斑，它只在短暂的早期阶段显示了非热电子的证据。在整个能量释放的主要阶段，耀斑环顶上有一个超热（T>30 MK）等离子体发射热韧致辐射。我们的模型描述了这样一个源的加热和压缩的本地化，瞬态磁重联。它是Petschek模型的三维推广，其中Alfven-speed收缩后的重连驱动平行于场线的超音速流入，形成激波加热，压缩和限制环顶等离子体塞。限制流入提供比类似尺寸和温度的自由膨胀或传导冷却等离子体更长的寿命。在电流片上叠加连续的局部重联的瞬时事件，产生了一个明显持久的局部高温发射源。源的温度在与观测一致的时间尺度上平稳地下降，远远长于单个塞子的冷却时间。从一个无序的收集小插头，源不需要有连贯的喷流结构预测的稳态重联模型。这个新的模式预测的温度和排放量与2004年2月26日的观测结果一致。此外，耀斑释放的总能量与模型预测的结果基本一致。在任何时候，只有一小部分释放的能量出现在超热源中，但大约四分之一的耀斑能量在耀斑过程中被重联激波热化。所有的能量都被认为最终出现在温度较低的T<20 MK的耀斑后环中。
2011-06-17 astro-ph.SR
Observing the Sun with the Atacama Large Millimeter-submillimeter Array (ALMA): Fast-Scan Single-Dish Mapping
阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）射电望远镜已于2016年底开始对太阳进行科学观测。由于太阳比单个ALMA盘的视场大得多，因此ALMA干涉仪在观察太阳圆盘时无法测量太阳辐射的背景水平。绝对温度标度是ALMA太阳科学的重要测量，包括对太阳大气能量传递的理解，双折射的性质，以及色球层冲击加热的研究。为了提供一个绝对温度刻度，ALMA太阳观测将利用ALMA 12米碟形望远镜卓越的快速扫描能力，制作完整太阳的单碟图。本文报告了优化映射过程的广泛调试工作的结果，并描述了所得数据的性质。详细讨论了振幅校准：描述了利用ALMA校准系统中的两个负载以及天空测量的路径，并将其应用于调试数据。大量的单盘数据集的检查表明，在所得到的温度显着变化，并根据温度分布，我们得出安静的太阳值在磁盘中心的7300 K在λ =3毫米和5900 K在λ =1.3毫米。这些值有统计不确定性的顺序为100 K，但系统的不确定性的温度尺度，可能会显着更大。示例图像来自两个时期，具有非常不同的太阳活动水平。在25角秒的分辨率，1.3毫米波长的图像显示的磁盘上的温度变化超过约2000 K的范围。
2017-05-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Cooling of neutron stars in soft X-ray transients
软X射线瞬变（SXRT）中中子星的热状态被认为是由吸积物质中的“深地壳加热”决定的，吸积物质通过从内部发射光子和中微子来驱动静态亮度和冷却。在这项研究中，我们假设一个全球性的热稳定状态的瞬态系统和计算的加热曲线（静态表面光度作为平均吸积率的函数）从理论模型预测，考虑到在状态方程的变化，超流间隙，轻元素层的厚度和直接Urca阈值的唯象描述。我们进一步提供了这些参数的不确定性的统计分析，并比较了几个SXRT，特别是两个源包含最冷的（SAX J1808.4-3658）和最热的（Aql X-1）中子星的观测的整体结果。对观测数据的解释表明，最大质量的恒星需要直接的Urca过程，也表明了小的超流体间隙。
2017-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
ALMA Observations of the Coldest Place in the Universe: The Boomerang Nebula
飞去来器星云是宇宙中已知最冷的天体，也是行星前星云的极端成员，代表了AGB和行星星云演化阶段之间的短暂过渡阶段。以前的单碟CO（J=1-0）观测（45弧秒光束）表明，该物体中的高速外流已经冷却到明显低于宇宙背景辐射温度的温度。在这里，我们报告的第一次观测回旋镖与ALMA在CO J=2-1和J=1-0线，以解决这个超冷星云的结构。我们发现了一个中央沙漏状星云，被一个不规则的，但大致圆形的，冷的高速外流所包围。我们比较了ALMA数据与HST获得的可见光图像，并确认在这些数据中看到的边缘增亮的双极叶代表具有分子气体和尘埃的致密壁的空腔，产生在毫米和可见波长处看到的分子发射线和散射光结构。在可见光中看到的大的弥漫的双锥状星云可能是由于冷的高速外流的优先照明。我们发现一个紧凑的毫米波连续源在星云腰部-这些数据，加上敏感的上限上的无线电连续使用ATCA的意见，表明存在大量的非常大（毫米大小）的颗粒在星云的腰部。另一个意想不到的结果是检测到CO排放区域超出超冷区域，这表明冷气体的重新升温，最有可能是由于光电谷物加热。
2013-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transient protostellar cores in high mass star forming regions revealed by time-resolved synthetic imaging of dust emission
通过时序合成成像研究高质量恒星形成区域中瞬态原恒星核心的性质和演化特征
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intermittent heating in the solar corona employing a 3D MHD model
我们调查的空间和时间的演化加热的冷恒星，如我们的太阳在三维磁流体动力学（3D MHD）模型的日冕。我们解决了三维MHD问题的数值在一个盒子中的（太阳）日冕的一部分。能量平衡包括沿磁场的斯皮策热传导和光学薄辐射损失。自洽加热机制是基于对流光球层中磁场线的编织。光球运动引起的磁应力在大气中产生电流，通过欧姆耗散加热日冕。虽然水平平均的量，如加热速率，温度或密度，是相对恒定的时间，模拟日冕是高度可变的和动态的，平均达到温度和密度在观察中发现。最强的加热每个粒子被发现在从色球到日冕的过渡区。加热集中在与磁场大致对齐的电流片中，并且在时间和空间上是瞬态的。这支持了许多小的加热事件加热日冕的想法，通常被称为纳米耀斑。
2011-05-02 astro-ph.SR physics.space-ph
A publicly available multi-observatory data set of an enhanced network patch from the Photosphere to Corona
对X射线、紫外线、可见光、红外线和亚毫米波长的色球辐射敏感的新仪器已经问世，大大提高了我们了解色球能量双向流动的能力。我们描述了一个新的数据集结合了大量的这些仪器，以获得多波长的光球，色球和日冕观测能够提高我们的理解光球和日冕之间的连接通过瞬态增亮和波签名的校准，共对准，初步结果，并公开发布。观测集中在SOL 2017 -03- 17 T14：00-17：00的盘中心附近的增强网络磁通量的双极区域。综合数据集提供了迄今为止与日冕和色球层小规模增亮有关的色球层活动的最完整视图之一。我们的初步分析表明，氢- $α$谱线的最宽宽度区域与ALMA波段3无线电数据中观察到的最热温度之间存在强烈的空间对应关系，线性系数为$6.12\times 10^{-5}$/K。对应关系持续共时观察的持续时间（$\approx 60$分钟）。在多个数据系列中观察到许多瞬态增亮。我们强调了一个单一的，很好地观察到瞬态增亮沿一组薄的附属功能，持续时间为20分钟。从较冷（ALMA，7000 K）到较热（XRT，3 MK）数据系列的峰值强度转换的时间。
2022-05-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
An ALMA Study of the FU-Ori Type Object V900 Mon: Implications for the Progenitor
我们提出了ALMA观测的12CO，13CO和C18O J = 2--1线和230 GHz的连续的FU Ori-type对象（FUor）V900 Mon（d~1.5 kpc），吸积爆发之间触发1953年和2009年。我们确定了CO发射与分子双极流出相关，其范围可达~10^4 au，而旋转分子包层的范围超过10^4 au。与热的高能FUor风的相互作用，这是使用光学光谱学观察到的，似乎仅限于一个区域内~400 AU的恒星。扩展CO流出的包络质量和准直表明，这FUor的祖先是一个低质量的I类年轻恒星对象（YSO）。V900 Mon、另一个FUor和一些类似FUor的恒星的这些参数与FUor爆发与正常YSO有关的想法一致。在我们的观测中，连续辐射在0. "2x0。15（~300 × 225 au）光束的反卷积FWHM，并且高斯模型提供~90 au的反卷积FWHM。这种辐射可能与一个尘埃状的星周盘有关，还可能与恒星附近的风或风腔有关。盘连续发射的温暖紧凑的性质可以用盘的粘性加热来解释，而外盘的重力破碎和/或颗粒生长及其向内漂移的组合也可能有助于其紧凑的性质。
2019-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The energetic atmosphere of the Sun
University of Oslo（奥斯陆大学）；The Czech Academy of Sciences（捷克科学院）；University of Graz（格拉茨大学）；University of Zagreb（萨格勒布大学）；University of Warwick（华威大学）；Air Force Research Laboratory（美国空军研究实验室）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛马太阳与天体物理实验室）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；National Institute of Nature Science（国立自然科学研究所）；Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院）；Ioffe Institute（约费研究所）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Special Astrophysical Observatory（特殊天体物理观测站）
本研究针对太阳大气加热机制的观测难题，提出通过ALMA2040改进观测能力，以实现色球层三维热磁层析成像，检验小尺度过程对大气加热的贡献。
2026-10-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
