Non-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
Population of Bright Plume Threads in Solar Polar Coronal Holes
冕洞是公认的快速太阳风的源区。日冕羽流作为冕洞中常见的结构之一，可能对初生太阳风的起源有一定的贡献。为了估计日冕羽流对新生太阳风的贡献，我们首次尝试估计它们在太阳极冕洞中的数量。通过比较STEREO双星从两个不同角度观测的结果和蒙特卡罗模拟的结果，我们估计在太阳活动极小期附近极冕洞的$4\times10^4$弧秒$^2$范围内，大约有16- 27个羽流，它们占极冕洞面积的2- 3.4%。在此基础上，讨论了日冕羽流对初生太阳风的贡献。进一步的研究表明，从三个或更多的视角进行观测，可以计算出更精确的日冕羽流数量。
2021-01-11 astro-ph.SR
Time-evolving coronal modelling of the solar maximum around the solar storms in May 2024 by COCONUT
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯可夫多夫斯卡大学）；Von Karman Institute For Fluid Dynamics（冯·卡门流体力学研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本文改进了COCONUT模型以提高太阳极大期日冕模拟的稳定性与效率，验证了时间演化模型在高空间分辨率下的有效性。
2026-01-10 astro-ph.SR
Automatic method for detection of solar coronal width using extreme ultra-violet (EUV) radiation
日冕是太阳大气层的最后一个主要层，在EUV和X射线中可以探测到。日冕正在向数百万公里的太空扩张，在日食期间可以观察到。温度上升了几百万开。这一层的研究对太阳物理学家来说具有重要意义，因为它是动态的和特征的。活动区（AR）和太阳物质抛射（CME）是日冕的重要特征。利用SOHO/EIT在$284 Å$上拍摄的11年（2000-2010年）的全星盘图像，研究了太阳临边和日冕宽度。其次，利用图像处理方法，通过应用区域生长函数，从不同角度的图像中分割和提取日冕。提取了日冕物质抛射的径向速度。
2019-03-29 astro-ph.SR
Understanding the variability of helium abundance in the solar corona using three-fluid modeling and UV observations
本研究受HERSCHEL探空火箭的内日冕氦丰度紫外观测启发，构建首个三维三流体倾斜日冕冕流带与慢太阳风模型，揭示氦丰度分异变化的物理过程，增进对慢太阳风起源的理解。
2024-06-21 astro-ph.SR
Magnetic nulls and super-radial expansion in the solar corona
太阳外层大气日冕中的磁场控制着太阳风的加速和太阳爆发的动力学。我们提出了第一个明确的观测证据，日冕磁零在离临边线偏振观测的pseudostreamers，采取的日冕多通道偏振仪（CoMP）望远镜。这些零代表了磁重联可能作为太阳活动催化剂的区域。CoMP线偏振观测还提供了一个独立的日冕代理磁膨胀到太阳风，一个数量经常被用来参数化和预测太阳风在地球上的速度。我们介绍了一种新的方法，明确计算膨胀因子的CoMP日冕线偏振观测，这不需要光球外推。我们的结论是，线偏振光是一个强大的新的诊断临界日冕磁拓扑结构和扩大磁通量管的渠道太阳风。
2017-05-15 astro-ph.SR
Modeling Jets in the Corona and Solar Wind
日冕喷流是一种短暂的平行喷发，发生在日冕中主要开放磁场的区域。近年来，我们对这些事件的理解有了很大的发展，但仍有一些悬而未决的问题，如日冕喷流对太阳风的贡献。在这里，我们提出了一个日冕射流的观测和数值模拟的概述，其次是“下一代”模拟，包括在日冕（“热力学MHD”），大型球形计算域的能量转移的高级描述的简要说明，和太阳风。这些新模型将使我们能够解决一些悬而未决的问题。
2015-11-30 astro-ph.SR
The Dependence of the Peak Velocity of High-Speed Solar Wind Streams as Measured in the Ecliptic by ACE and the STEREO satellites on the Area and Co-Latitude of their Solar Source Coronal Holes
我们研究了从2010/08到2017/03的时间范围内115个冕洞的特性，在黄道上测量的相应高速流的峰值速度为1 AU，以及相应的Kp指数变化作为其地理有效性的标志。我们发现高速流的峰值速度强烈地依赖于它们的太阳源冕洞的面积和相对于卫星日光层纬度的同纬度。因此，它们的源冕洞同纬是预测地球附近高速流性质的一个重要参数。我们导出了位于太阳赤道附近的冕洞的最大太阳风峰值速度，它们随冕洞纬度的增加而线性减小。对于位于纬度60°的冕洞，它们在统计上变为零，表明相关的高速流很有可能错过地球。类似地，每个冕洞面积的Kp指数对于位于太阳赤道附近的冕洞是最高的，并且随着冕洞纬度的增加而强烈减小。我们将这些结果解释为日光层中高速气流的三维传播效应，即，从太阳赤道附近的日冕洞产生的高速气流朝地球方向传播并直接撞击地球，而从太阳高纬度处的日冕洞产生的太阳风气流仅擦过或甚至错过地球。
2018-04-26 astro-ph.SR
The evolution of plasma parameters on a coronal source surface at 2.3 Rs during solar minimum
我们分析了来自太阳和日光层天文台的数据，以生成太阳风正在加速的区域的日冕外流速度和密度的全球地图。这些地图使用紫外线日冕光谱仪和大角度光谱日冕仪分别获得的紫外线和白光日冕数据，以及多普勒变暗分析来确定平均外流速度。外流速度被定义在一个球在2.3 Rs从太阳中心和组织的卡林顿旋转期间的太阳最低期在太阳活动周23开始。我们使用的外流速度和密度图表明，虽然太阳最低日冕是相对稳定的早期阶段，在后期阶段的北极洞的收缩导致的变化，在全球范围内的冕洞和派生的内部通量管膨胀因子的太阳风。极孔面积膨胀因子和通量管膨胀因子（在日冕底部和2.3 Rs之间）开始时是超径向的，但随着日冕远离太阳极小期，它们变得更接近径向。结果还支持的想法，最大的通量管膨胀因子位于附近的冕洞/流光接口，至少在太阳活动最小期的最深处。
2011-11-04 astro-ph.SR
Exploring the Asymmetry of the Solar Corona Electron Density with Very Long Baseline Interferometry
研究人员对太阳日冕感兴趣的原因有很多，包括寻找著名的日冕加热问题的解决方案，以及预测地球上地磁风暴的纯粹实用考虑。关于日冕有许多不同的理论;因此，能够对这些理论进行比较分析和验证是很重要的。可以帮助我们找到这些问题的答案的一个方法是寻找观测方法，以获得有关日冕物理特性的信息，并提供比较不同日冕模型的手段。在这项工作中，我们提出的证据表明，VLBI观测是，在一定的条件下，敏感的日冕的电子密度，并能够区分不同的电子密度模型，这使得VLBI技术的日冕调查的价值。最近的工作在这个问题上使用了一个对称的幂律模型的电子密度在太阳等离子体中，在这项工作中，提出了一个改进的基础上的三维数值模型。
2019-10-23 astro-ph.SR
The 2019 July 2 Total Solar Eclipse: Prediction of the Coronal Magnetic Field Structure and Polarization Characteristics
在2019年7月2日，日全食-在南太平洋，智利和阿根廷的部分地区可见-将使太阳的大规模日冕结构的观测成为可能。太阳日冕的结构和它们的发射特征是由下面的磁场决定的，磁场也控制着日冕加热和太阳喷发事件。然而，日冕磁场测量仍然是一个突出的挑战。日冕磁场的计算模型在这方面起着重要的作用。早期的工作已经表明，大规模的日冕场是由缓慢的表面通量演变和记忆积累，允许预测的日冕结构上的太阳旋转的时间尺度。利用这一想法，并基于数据驱动的太阳表面通量传输模型和势场源表面模型的51天向前运行，我们预测了2019年7月2日日食的太阳日冕结构。我们还从预测的磁场的日冕发射的偏振特性的前向模型。我们预测两个大规模的流光结构和它们的位置上的东，西翼的太阳和讨论的可能性的发展的伪流光场线拓扑结构的分析的基础上。这项研究是相关的日冕磁力测量倡议，从地面设施，如丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和日冕多通道偏振仪，以及即将推出的空间仪器，如太阳紫外成像望远镜和ISRO Aditya-L1空间任务上的可变发射线日冕仪。
2019-06-24 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle-Associated Coronal Mass Ejections Observed by the Mauna Loa Solar Observatory Mk3 and Mk4 Coronameters
该研究结合地基与天基日冕仪观测数据，首次综合分析1980-2013年与25MeV太阳高能质子事件相关的日冕物质抛射，发现伴随SEP的CME更快更宽，但低日冕CME动力学可靠估算存在挑战，影响SEP早期预警。
2023-08-24 astro-ph.SR
Missing bits of the solar jigsaw puzzle: small-scale, kinetic effects in coronal studies
日冕是太阳外层极热的大气层，传统上用磁流体力学的类流体方法来描述。在这里，我们回顾一些最近的事态发展时，相反，一个完整的动力学描述。结果表明，一些主要的太阳物理学未解决的问题，如日冕加热和太阳耀斑粒子加速可以在一个新的光时，小尺度，动力学等离子体描述方法的使用。
2009-07-30 astro-ph.SR
Solar cycle variation of coronal mass ejections contribution to solar wind mass flux
日冕物质抛射（CME）对日球层太阳风的扰动有贡献。因此，CME对地球附近太阳风参数的贡献随太阳活动周期的不同阶段和CME发生的速率而变化。在本研究中，我们研究了CME的长期发生率，它们的速度，角宽度和质量。我们试图找到近太阳参数之间的相关性，确定使用白光图像从日冕仪，与太阳风测量地球附近的现场仪器。重要的是，我们试图找到在太阳活动周期的不同阶段，地球附近的平均太阳风质量中有多少是由日冕物质抛射提供的。
2018-05-19 astro-ph.SR
Coronal Dynamic Activities in the Declining Phase of a Solar Cycle
太阳活动的某些指标在一个太阳活动周的演化过程中呈现双峰特征，但在太阳黑子数上并不明显。本文利用SOHO/LASCO C3在第23太阳活动周观测到的极区和低纬冕洞区的演化、冕洞分裂和合并事件以及日冕物质抛射的统计资料，研究了太阳黑子活动周衰退期的高太阳动力学活动。虽然冕洞的总面积在太阳黑子极小值附近达到最大值，其中极冕洞占主导地位，但在周期的下降阶段，它显示了一个类似的第二个最大值，其中低纬度冕洞占主导地位。冕洞分裂或合并事件，这是由于表面运动的磁通量，也大多数人口在下降阶段的周期。影响深远的C3日冕物质抛射在周期的下降阶段也过于密集。从这些结果我们认为，太阳动力活动的水平运动的磁通量延伸到很远的太阳黑子周期的下降阶段。
2016-12-06 astro-ph.SR
Coronal temperature profiles obtained from kinetic models and from coronal brightness measurements obtained during solar eclipses
Lemaire [2012]根据Saito的平均日冕白光（WL）亮度和偏振观测模型推导出赤道和极地日冕的日冕密度、温度和热通量分布。它们进行了比较，从一个动力学碰撞/太阳日冕外逸层模型确定的。这种比较表明，在无碰撞区域中，在大径向距离（> 7 Rs）处的分布相当相似。然而，在靠近太阳的太阳风的加速区域中发现了相当重要的差异。外逸层热通量的方向是远离太阳的，而从所有WL日冕观测中推断出的方向是相反的，即，将热量从内日冕传导到色球层。这可能表明日冕加热速率的来源向上延伸到内日冕，在那里它在r > 1.5 Rs时达到最大值，远高于过渡区。
2012-07-20 astro-ph.SR
Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location
来自日冕顶部的微弱超音速太阳风穿过一个自然边界--阿尔芬表面--这标志着单个等离子体包和磁通量与太阳本身的因果断开。阿尔文表面是加速的太阳风的径向运动通过径向阿尔文速度的轨迹，因此任何物质的位移都不能将信息带回日冕。因此，它是日冕的天然外边界，也是行星际空间的内边界。使用一种新的和独特的运动分析来分离来自STEREO-A航天器上COR 2日冕仪的天气可见光图像序列中的入站和出站运动，我们首次确定了6个太阳半径以外的外日冕中的入站波动，并用它来确定阿尔文表面在极冕洞上方距离太阳至少12.5个太阳半径，在流光带中距离太阳至少17个太阳半径，远远超出了美国宇航局即将到来的太阳探测器任务计划的距离。据我们所知，这是第一次测量外日冕的入射波，也是第一次直接测量阿尔文表面的下限。
2014-04-15 astro-ph.SR
3D Global Coronal Density Structure and Associated Magnetic Field near Solar Maximum
测量日冕磁场是了解各种尺度上日冕动力学现象性质的一个关键因素。利用2012年12月太阳活动极大期（Carrington自转，CR 2131）附近的STEREO/COR 1数据，采用层析成像方法反演和分析了$1.5$至$4\ \mathrm{R}_\odot$高度范围内的三维（3D）日冕电子密度，并定性推断了日冕磁场的结构。3D电子密度分析由在相同CR周期通过断层扫描获得的195 nm波段的3D STEREO/EUVI发射率补充。我们发现，在CR 2131期间的磁场配置有一种趋势，成为径向开放的日心距离低于$\sim 2.5 \ \mathrm{R}_\odot$。我们比较了重建的三维日冕结构在CR附近的太阳最大的一个在深太阳极小。我们的三维密度重建的结果将有助于约束太阳日冕场模型和测试日冕建模的磁场近似的准确性。
2016-04-02 astro-ph.SR
3D electron density distributions in the solar corona during solar minima: assessment for more realistic solar wind modeling
日冕中电子密度分布的知识对日冕建模的磁场配置和太阳风建模的初始条件提出了约束。我们使用了最近两次太阳活动极小期（1996-1997年和2008-2010年）的偏振SOHO/LASCO-C2图像，没有日冕物质抛射。我们的目标是通过应用新开发的随时间变化的层析重建方法推导出日冕中的4D电子密度分布，并将两个太阳极小值和两个磁流体动力学模型之间的结果进行比较。首先，我们确认，在热力学模型中的密度分布的值比多变的更现实。层析成像提供了更准确的分布在极地地区，我们发现，在层析成像和热力学解决方案的密度随太阳活动周期在极地和赤道地区。其次，我们发现，最高密度的结构并不总是对应于预测的大规模日光层电流片或其头盔流光，但可以遵循伪流光的位置。我们推断，层析成像提供了可靠的密度分布在日冕，复制日冕结构的缓慢时间演变，没有事先知道的日冕磁场在一个完整的旋转。最后，我们认为，最高密度的结构显示出差异旋转以及以上的表面取决于它们是如何磁性连接到表面。这种关于大尺度结构旋转的宝贵信息有助于将太阳风的来源与未来太阳轨道器和太阳探测器+等飞行任务中的原位对应物联系起来。
2015-12-13 astro-ph.SR
The plasma $β$ evolution through the solar corona during solar cycles 23 and 24
等离子体$β$对研究太阳大气中等离子体和磁压的相互作用具有重要意义。它可以帮助描述光球上的特征及其在不同高度的变化。目标是获得在太阳活动周期23和24期间通过日冕的等离子体$β$变化。等离子体$β$在太阳大气的不同层重建。为此，我们使用更新版本的日冕密度和温度（CODET）模型。在这个版本中，我们选择了太阳大气中的不同特征，例如安静太阳（QS），光斑和活动区域（AR）。计算了日冕不同层的$β$变化（R= 1.14，1.19，1.23，1.28，1.34，1.40，1.46，1.53，1.61，1.74，1.79，1.84和1.90 $R_{\odot}$）。在光球层中，我们利用温度场模型计算了等离子体$β$在QS和光斑中的分布。此外，在日冕高度的最后一个太阳活动周期期间，模拟了磁压和动压的变化。已接受在ApJ中发表。
2019-10-03 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
Shape Parameters of 1991 to 2016 Solar Corona
在光学窗口观测到的日冕全球结构受全球磁场的控制，在整个太阳活动周期内具有不同的特征。鲁登道夫平坦指数成为日食期间观测日冕全球结构的常用指标。在这项研究中，分析了1991年至2016年期间的15幅日冕数字图像，以构建作为半径函数的日冕扁平轮廓。在大多数情况下，轮廓可以用二阶多项式函数建模，从而可以确定具有最大平坦指数（$R_{\text{max}}$）的半径。与该值一起，还计算了Ludendorff指数（$a+b$）。Ludendorff指数和$R_{\text{max}}$都与月太阳黑子数呈反相关，但$R_{\text{max}}$值较为分散。$R_{\text{max}}$的变化可以看作是赤道上空日冕亮度廓线变化的影响。
2016-07-27 astro-ph.SR
The Contribution of Coronal Jets To The Solar Wind
日冕中的瞬时准直等离子体爆发，通常称为日冕（或X射线）喷流，是太阳活动最有趣的表现之一。有人认为，这些事件有助于日冕和太阳风的质量和能量含量，但这些贡献的程度仍然不确定。我们最近模拟了日冕喷流的形成和演化，使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）代码与热力学在一个大的球形域，其中包括太阳风。我们的模型是耦合到三维MHD通量出现模拟，即，我们使用这样的模拟提供的边界条件来驱动一个随时间变化的日冕演化。该模型包括参数日冕加热，辐射损失和热传导，这使我们能够模拟日冕射流的动力学和等离子体特性，比迄今为止所做的更逼真。在这里，我们采用这些模拟计算的质量和能量的日冕喷流传输到外日冕和内日光层。根据观测到的喷流发生率，我们估计日冕喷流对太阳风质量和能量的总贡献分别为（0.4-3.0）%和（0.3-1.0）%。我们的研究结果与之前从观测中获得的几个粗略估计基本一致，支持了日冕喷流仅为太阳风提供少量质量和能量的猜想。然而，我们强调，需要更先进的观测和模拟来证实这一猜想。
2016-10-10 astro-ph.SR
A Solar cycle correlation of coronal element abundances in Sun-as-a-star observations
低活动类太阳恒星的日冕中的元素组成似乎与恒星的基本性质有关，如旋转，表面重力和光谱类型。在这里，我们使用太阳动力学天文台的全太阳观测，表明当太阳被观察为恒星时，日冕成分的变化与太阳活动的代理，F10.7厘米无线电通量高度相关，因此与太阳周期阶段。因此，类似的周期变化应该可以在太阳类似物的X射线观测中用光谱检测到。太阳全圆盘观测中的等离子体成分与日冕磁场活动的演化有关。因此，我们的观测结果在日冕成分和固定恒星性质之间的任何关系的性质中引入了不确定性。这些结果突出了系统的全周期观测对于了解类太阳恒星日冕的元素组成的重要性。
2018-02-02 astro-ph.SR
Analysis of the solar coronal green line profiles from eclipse observations
对日冕绿线剖面的分析揭示了日冕的温度、密度、多普勒速度、非热速度等物理条件的信息，为解决日冕加热和太阳风加速等尚未解决的问题提供了见解。最近的研究报告了日冕线轮廓中的过度蓝移，并被解释为由于纳米耀斑加热，II型针状体和新生太阳风流。我们分析了2001年6月21日在赞比亚卢萨卡日全食期间获得的日冕法布里-珀罗干涉图的时间序列。研究了日冕绿线轮廓的空间行为，得到了强度、线宽、多普勒速度和线不对称性的变化。几条谱线显示出不对称性，表明存在多组分。用双高斯曲线拟合这些谱线轮廓。已经发现，42%的谱线轮廓是单分量的，34%是蓝移的，24%是红移的。一个典型的蓝不对称谱线的二次分量的相对强度约为0.26，多普勒速度约为-30 km/s，半宽约为0.65A。
2013-07-01 astro-ph.SR
Why Does the Solar Corona Abnormally Rotate Faster Than the Photosphere?
日冕加热是现代天文学的一个大问题。利用2003年3月1日至2017年10月28日期间逐日观测的985个太阳光谱辐照度（SSI）资料，采用Lomb、-、Scargle周期图方法计算SSI的功率谱，研究太阳大气中太阳自转的特征。得到日冕等离子体的自转周期为26.3天，光球层底部受磁结构调制的大气的自转周期为27.5天。在这里，我们报告的第一次，意想不到的日冕大气被发现旋转速度比下面的光球。将SSI时间序列划分为不同的周期，以及太阳活动周期的上升期和下降期，还发现日冕的自转速率大于光球的自转速率，这实际上提供了一个隐藏的证据：加热日冕的是小尺度的磁活动。
2019-04-16 astro-ph.SR
Record-breaking coronal magnetic field in solar active region 12673
在太阳上，最强的磁场通常在暗黑子处被探测到。磁场的大小通常约为3000 G，只有少数例外报告磁场超过5000 G。由于太阳大气层中的磁场随高度的增加而减小，因此没有报道过超过2000 G的日冕磁场。在这里，我们提出了2017年9月6日在太阳活动区NOAA 12673的日冕底部约4000 G的超强磁场的成像微波观测。结合光球矢量测量的磁场和日冕探测，我们建立并验证了一个非线性无力场日冕模型，并利用该模型对不同日冕高度的破纪录日冕磁场进行了量化。
2019-07-15 astro-ph.SR
Simulating the Solar Corona with Multiple Solar Photospheric Magnetic Maps during the 8 April 2024 Total Solar Eclipse
University of Michigan（密歇根大学）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用AWSoM模型基于多源光球层磁图模拟2024年4月8日日食时的日冕，研究磁场图差异对其结构和加热特性的影响，发现合成观测结果有显著差异，强调全面光球层磁场数据对改进日冕模型的重要性。
2026-07-22 astro-ph.SR
The Extended Solar Cycle Tracked High into the Corona
我们目前的观察延长太阳活动周期的白光日冕，并比较它们与更熟悉的功能，看到铁XIV绿线日冕。我们发现，在发射日冕中看到的日冕活动区可以跟踪到日冕。活动的峰值纬度发生在太阳活动极大期附近，在所有高度上都非常相似。但是我们发现，在更高的高度，活动区向赤道的漂移更快，在太阳活动周期的下降阶段，较低的活动分支（与当前周期相关）在大约3 Ro处消失。这意味着，在周期的下降阶段，在地球附近探测到的太阳风很可能由下一个周期主导。所谓的“冲向两极”也可以在更高的日冕中看到。在较高的日冕中，它被发现在类似的时间开始，但在较低的纬度比绿线日冕。结构被发现是类似的赤道漂移。
2012-09-13 astro-ph.SR
The Solar Corona: Why It Is Interesting for Us
强磁场对日冕的物理性质至关重要。它们很容易移动稀薄的日冕等离子体。日冕的主要结构元素，所谓的日冕流光的物理起源进行了讨论。结果表明，海流内部的重连层决定了海流的大尺度结构和演化，包括产生、破裂和恢复。光球层中的小尺度（精细）磁场经历随机运动。它们的重联似乎是一个重要的来源，平静电晕加热的能量通量。对于主动日冕加热，熵和磁声波的特性，与辐射冷却，是显着的，应该考虑在日冕加热理论。
2013-03-13 astro-ph.SR
The Color and Brightness of the F-Corona Inferred from the 2019 July 2 Total Solar Eclipse
日全食（TSE）提供了一个独特的机会来量化K-日冕（电子），F-日冕（尘埃）和E-日冕（离子）的性质，从太阳表面连续到几个太阳半径。我们应用一种新的反演方法，使用2019年7月2日TSE期间在529.5 nm和788.4 nm之间获得的五个0.5 nm带通的非偏振总亮度（tB）观测，从K-和F-日冕连续体中分离发射。相对于光球的波长依赖性（即，颜色）来推断每个视线的K-和F-日冕的tB。我们比较了我们的K-日冕发射结果与莫纳罗亚太阳天文台（MLSO）的K-Cor偏振亮度（PB）观测日食的一天，和预测科学公司的前向建模K-日冕强度。(PSI)磁流体动力学（MHD）模型预测。我们的研究结果与以前的工作基本一致，并与MLSO数据和PSI-MHD预测相匹配，支持我们的方法和PSI-MHD模型的有效性。然而，我们发现F-日冕的tB高于低日冕中的预期，这可能表明F-日冕是轻微极化的-挑战了F-日冕完全非极化的常见假设。
2021-03-03 astro-ph.SR
Cool matter distribution in inner solar corona from 2023 total solar eclipse observation
本研究通过2023年日全食双滤光带观测，推导出内日冕中由中性铁原子代表的冷物质分布，揭示了其与自由电子分布的关键差异，表明日冕加热并非普遍分布，微量光球中性原子可逃逸进入日冕。
2024-04-29 astro-ph.SR
The Coronal Global Evolutionary Model: Using HMI Vector Magnetogram and Doppler Data to Model the Buildup of Free Magnetic Energy in the Solar Corona
最剧烈的空间天气事件（爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射）是由储存在日冕中的自由磁能释放引起的。能量可以在数小时到数天的时间尺度上积累，然后可能以磁爆发的形式突然释放，然后通过行星际空间传播，可能影响地球的空间环境。我们能否利用观测到的太阳光球层中磁场和速度场的演变来模拟上覆太阳日冕场的演变，包括这种爆发中磁能的储存和释放？由美国航天局/国家科学基金会空间天气建模方案资助的日冕全球演变模型CGEM的目标是开发和评价这种日冕磁场演变模型。不断变化的日冕磁场可以作为日冕磁流体动力学（MHD）模型的起点，然后可以用于驱动日光层演化模型和预测1 AU的磁场和等离子体密度条件。
2015-07-09 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
Structure of the Solar Dust Corona and its Interaction with the other Coronal Components
我们开发了一种新的技术，用于从地面观测中记录远日冕，其距离可与从空间日冕仪获得的距离相媲美。它使肉眼不可见的研究对象的细节可视化成为可能。在这里，我们证明，流光的电子电晕有时冲压的尘埃电晕和尘埃电晕的形状可能会随时间而变化。我们获得了几个实验证据表明，远日冕流光（只能直接从太空或平流层观察到）只在可见光谱的离散区域发射，就像彗星中分子和离子的共振荧光一样。我们发现日冕流光与尘埃日冕的相互作用可以产生分子和自由基，这些分子和自由基是导致彗星共振荧光的原因。
2009-09-09 astro-ph.SR
Sources of quasi-periodic propagating disturbances above a solar polar coronal hole
准周期传播扰动（PD）在太阳极冕洞中普遍存在。目前尚不清楚是什么导致PD。在这项工作中，我们调查如何产生的PD在太阳大气中通过分析一个四小时的数据集所采取的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。我们发现令人信服的证据表明，在太阳过渡区的针状活动所看到的AIA 304通带负责PD在日冕中显示在AIA 171图像。我们的结论是，骨针是一个重要的来源，触发冠状PD。
2015-07-31 astro-ph.SR
Systematic Regularity of Solar Coronal Rotation During the Time Interval 1939-2019
太阳日冕自转的时间变化似乎非常复杂，其与11年太阳活动周期的关系仍然不清楚。利用1939年1月1日至2019年5月31日期间的修正日冕指数，研究了日冕自转的系统性变化。主要结果如下：（1）从全球角度看，在短于64天的周期尺度上，只有27.5天的会合日冕自转周期是显著的周期：（2）在所考虑的时间间隔内，日冕自转周期有明显的减小趋势，表明日冕在长期内加速了其全球自转速率;（3）日冕自转的周期长度存在3.25、6.13、9.53和11.13年的显著周期，为日冕自转与准两年振荡、11年太阳活动周和22年海尔活动周的联系提供了证据（4）日冕自转周期与太阳磁活动的位相关系不仅与时间有关，而且与频率有关。对于11年周期带附近的小范围，相位存在系统性趋势，并且该带中的小失配带来相位漂移。对上述分析结果的可能机理进行了讨论。
2019-11-19 astro-ph.SR
The excitation of 5-min oscillations in the solar corona
我们的目标是研究所观察到的5分钟振荡的太阳日冕的本地化脉冲，在光球发射的激发。我们解决了全套的非线性一维欧拉方程数值的速度脉冲在太阳大气中传播，这是由现实的温度剖面。数值模拟结果表明，初始速度脉冲迅速变陡，成为一个领先的冲击，而色球中的非线性尾流导致形成连续的脉冲。两个相邻脉冲到达日冕中的检测点之间的时间间隔约为5分钟。因此，连续的脉冲可能会导致在日冕中观察到的5分钟振荡。在日冕中观察到的5分钟振荡可以用连续的冲击来解释，这些冲击是由太阳光球层内通过造粒和/或重连发射的脉冲触发器引起的。
2011-01-20 astro-ph.SR
Characteristic features of the solar corona during the eclipse of 1 August 2008
为了研究日食期间的日冕，建造了一台新的望远镜。当日冕辐射通过三个偏振器（其传输方向通过0^{ \circ }、60^{ \circ }和120^{ \circ }转向选定的方向）时，从望远镜的一个物镜同时获得三个日冕图像;还获得了一个没有偏振器的图像。该望远镜在2008年8月1日日食期间被用来观测日冕。我们得到了偏振亮度，K-日冕亮度，K-日冕偏振度和总偏振度的分布;偏振方向取决于纬度和半径的天空平面也得到了。我们计算了电子密度随纬度的径向分布。比较了不同冠状结构下这些分布的性质。在流体静力学平衡的假设下，我们测定了不同日冕结构中日冕等离子体的温度。
2011-05-04 astro-ph.SR
Relation of Microstreams in the Polar Solar Wind to Switchbacks and Coronal X-ray Jets
在1994年和2007年太阳活动最小期间在太阳高纬度获得的数据进行检查，以确定称为微流和折叠的磁场称为之字形的速度结构之间的关系。一个高的相关性被发现。速度峰值的可能性，在来自日冕X射线射流的微流重新检查，我们现在建议，微流是交替的补丁之字形和安静的时期，其中之字形可以产生的微丝/通量绳爆发，导致日冕射流的后果。
2021-09-30 astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
Exploring Coronal Dynamics: A Next Generation Solar Physics Mission white paper
确定负责加热日冕等离子体以及维持和加速太阳风的机制是太阳物理学的长期目标。显然需要限制通过日冕的能量、质量和动量通量，并增进我们对促成这些通量的物理过程的了解。此外，要准确预报近地环境的空间天气状况，更一般地说，要准确预报整个日光层的太阳风等离子体状况，就需要详细了解近地日冕中的这些通量。在这里，我们提出了一个简短的情况下，基于空间的成像光谱仪日冕，这将有能力提供有关日冕环境的天气信息，并提供严格的限制，通过日冕的质量，能量和动量通量。该仪器能理想地达到$\sim10$ ~s的节奏，1”的空间分辨率，观测日冕达2~ $R_{\sun}$。这样的仪器将使我们在理解复杂等离子体中的MHD波方面取得重大进展，并可能提供常规数据产品，以帮助空间天气预报。
2016-11-18 astro-ph.SR
Core to solar wind: a stepwise model for heating the solar corona
聚变研究的操作经验表明，斯皮策电阻率如何使色球层中的欧姆加热自限，从而用于定义过渡区的下限。它的上限是在约6000 K，在那里的He：H等离子体的辐射冷却急剧减速。第三个也是最后一个阶段是膨胀到空间的稀薄等离子体中，这导致离子加速到高能量，这是航天器仪器长期记录的。因此，从太阳内部（对流区瑞利贝纳德环境中旋转柱的能量来源）到太阳风的日冕喷出，一路上都存在着动力连续性，这一发现应有助于空间天气分析，证明太阳风中的氦与日冕物质抛射的发生率之间的关联。
2021-01-20 astro-ph.SR
How transverse MHD wave-driven turbulence influences the density filling factor in the solar corona?
日冕中的横向MHD波是普遍存在的。对日冕的开放（如冕洞）和闭合（如冕环）磁场区域进行加热的可能机制之一是由于MHD波驱动的湍流。在这项工作中，我们研究了由于横向MHD波驱动湍流的产生，在太阳日冕中的过密结构的填充因子的变化。使用3D MHD模拟，我们估计的密度填充因子的开放的磁结构，通过计算的分数的体积所占据的过密等离子体结构的整个体积的模拟域。接下来，我们进行正演模拟，并使用FoMo生成Fe XIII 10749 μ m和10800 μ m密度敏感线对的合成光谱。使用合成图像，我们再次估计填充因子。从两种方法获得的估计填充因子是合理的协议。此外，我们的结果与日冕洞和环中填充因子的观测结果相当吻合。结果表明，湍流的产生增加了日冕的填充因子。
2021-10-13 astro-ph.SR
Spatial and Temporal Distribution of Solar Green Line Corona for Solar Cycles 18-24
本文利用绿日冕（Fe XIV）的均匀日冕数据集（HCDS）和太阳活动的日冕指数（CI）研究了18-24太阳活动周的时纬分布，并与太阳黑子、磁场和10.7cm射电通量的类似分布进行了比较。最重要的结果是：（a）与周期最大值相关的日冕强度分布在各个周期中是不同的;（b）即使在极弱的第24周期中，每个周期中的HCDS也存在着从中纬度向极迁移的现象，向赤道迁移的现象也是如此;（c）北半球的HCDS总值略强于南半球，（d）HDCS的分布与最强光球磁场（B>50高斯）和黑子群的直方图相一致。（e）Gnevyshev间隙在CI中至少有95%的置信度被证实，但在奇数和偶数周期中有不同的行为。主成分分析（PCA）表明，第一和第二个组成部分解释的总变异的CI的87.7%和7.3%。此外，与其他循环相比，绿电晕的PC 2对于循环21是相当不同的。
2022-06-19 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields derived with Images acquired during the 21 August 2017 Total Solar Eclipse
日冕磁场尽管对日冕的物理学和动力学具有极其重要的意义，但很少被测量。在这里，从2017年8月21日日全食期间获得的图像中导出的电子密度图被用来演示测量日冕磁场的新技术。用等离子体磁能密度与引力势能的半经验关系式导出了日冕磁场的强度。所得到的值进行比较，提供了更先进的日冕场重建方法的基础上MHD模拟的整个日冕光球场测量，找到一个非常好的协议。其他参数，如等离子体- $β$和Alfvén速度也被导出，并与MHD模拟的结果进行了比较。此外，日冕磁场的天空平面（POS）取向来自于在过滤图像中观测到的日冕特征的倾斜，也发现与磁场重建的密切一致。因此，这项工作首次证明了日全食期间测量的日冕电子密度的2D分布足以提供投影在POS上的日冕磁场强度和倾角。这些是迄今为止限制我们对日冕中物理现象的理解的主要缺失信息之一。
2023-02-21 astro-ph.SR
Historical eclipses and the recent solar minimum corona
我们研究了1878年、1900年、1901年和其他日食时的日冕。这些日食发生在延长太阳黑子最小条件。我们比较这些数据与最近的太阳最低日冕，使用2009年7月22日和2008年8月1日日食的数据。本文试图描述太阳磁场的特征。我们推测在2008年和2009年日食图像中看到的非偶极结构的起源。
2010-01-28 astro-ph.SR
Impact of Non-potential Coronal Boundary Conditions on Solar Wind Prediction
预测地球上的太阳风是空间天气预测的一个核心方面。然而，这种预测的结果对计算日冕中磁场的方法非常敏感。我们分析的影响，取代势场日冕边界条件，在业务空间天气预测工具，由非潜在的条件。为此，我们比较预测的太阳风等离子体参数与观测在1 AU的两个6个月的时间间隔，一个在太阳最大和一个在当前周期的下降阶段。作为一个基线，我们比较与操作Wang-Sheeley-Arge模型。我们发现，对于太阳极大，非势日冕模型和适应太阳风速度公式导致最好的太阳风的预测在统计意义上。对于下降相，势冠模型表现最好。Wang-Sheeley-Arge模型在预测高速增强和流注相互作用方面优于其他模型。改进后的风速公式参数拟合效果较好，有望提高非势流模型的性能。
2017-09-06 astro-ph.SR
Compensating Faraday depolarization by magnetic helicity in the solar corona
模拟了具有外冕的球形湍流发电机，研究了其外冕区的磁螺旋度符号。与早期的研究一致，外日冕中的符号被发现与发电机内部的符号相反。本文综合了偏振辐射的视线观测资料，探讨了利用法拉第去极化的局部约化来推断日冕磁场螺旋度符号的可行性。这种方法以前被确定为银河系磁场背景下的观测诊断。基于我们的模拟，我们表明，这种方法可以成功地在太阳的背景下，如果收集足够的统计数据，通过使用平均分别在太阳赤道以北和以南地区的日冕环段。
2017-08-17 astro-ph.SR
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 astro-ph.SR
A new paradigm for solar coronal heating
太阳日冕加热问题是指太阳日冕的温度为什么比其表面的温度高两个数量级以上的问题。在发现近70年后，这个难题仍然是天体物理学的主要挑战之一。目前日冕加热的基本范式无法解释所有观测到的加热特征。在这里，我们认为，一个新的范式需要解决的难题，在一个自洽的方式。另一种方法是基于漂移波的动力学理论。我们表明，定性和定量的参数，漂移波有可能满足所有的日冕加热要求。
2009-04-29 astro-ph.SR
Unresolved fine-scale structure in solar coronal loop-tops
新的和先进的天基观测设施继续降低分辨率极限，并更详细地探测太阳日冕环。为了了解日冕的性质，我们继续在日冕环截面中发现更精细的子结构。在这里，我们进一步推动这个下限，以寻找最好的日冕环子结构，通过利用瑞典1米太阳望远镜（SST）/ CRISP成像光谱偏振仪（CRISP）的分辨率，以及太阳动力学天文台（SDO）/大气图像组件（AIA）的共同观测。在某些情况下，色球H-α 656.28 nm谱线核心和翼的高分辨率成像可以使人们推断出观测到它的太阳大气的局部磁环境的拓扑结构。在这里，我们研究了耀斑后的日冕环，它充满了蒸发的色球，迅速凝结成色球等离子体（在H-α中可检测到），称为日冕雨，以研究它们的精细尺度结构。通过对三个数据集的分析，我们确定了日冕环顶的大规模灾难性冷却以及多热，多股子结构的存在。许多凉爽的股甚至延伸完全完整的从环顶到脚点。我们发现，冠状环精细尺度股可以出现多达8个平行股束，在AIA冠状环横截面。链数密度与横截面宽度分布，如通过CRISP在AIA定义的冠状环内检测到的，最有可能在远低于100 km处达到峰值，并且目前69%的子结构链在AIA冠状环中在统计上未被解析。
2014-09-05 astro-ph.SR
