When observing spectral lines in the optically-thin corona, line-of-sight (LOS) effects can strongly affect the interpretation of the data, especially in regions just above the limb. We present a semi-empirical forward model, called GHOSTS, to characterize these effects. GHOSTS uses inputs from several other models to compute non-equilibrium ionization states (which include the solar-wind freezing-in effect) for many ions. These are used to generate ensembles of simulated spectral lines that are examined in detail, with emphasis on: (1) relationships between quantities derived from observables and the radial variation of the observed quantities, (2) the behavior of thermal and non-thermal components of the line width, and (3) relative contributions of collisionally excited and radiatively scattered photons. We find that rapidly changing temperatures in the low corona can cause ion populations to vary dramatically with height. This can lead to line-width measurements that are constant with height (a "plateau" effect) even when the temperature is increasing rapidly, as the plane-of-sky becomes evacuated and the foreground/background plasma dominates the observation. We find that LOS effects often drive the velocity width to be close to the plane-of-sky value of the wind speed, despite it flowing perpendicularly to the LOS there. The plateau effect can also cause the non-thermal component of the line width to greatly exceed the solar wind velocity at the observation height. Lastly, we study how much of the LOS is significant to the observation, and the importance of including continuum in the solar spectrum when computing the radiatively scattered emission.
Deriving the Coronal Hole Electron Temperature: Electron Density Dependent Ionization/Recombination Considerations
将理论推导出的谱线比与观测数据进行比较，可以估算出等离子体的物理参数，如电子密度或温度。计算谱线比的通常做法是假设电子/质子激发，然后辐射衰变。此外，使用所谓的日冕近似是正常的，即只考虑电离和从基态的复合。更准确的处理方法是包括到亚稳态水平和从亚稳态水平的电离/复合。在这里，我们将其应用于相邻电离阶段的两条线; Mg IX 368 A和Mg X 625 A，这已被证明是一个非常有用的温度诊断。在典型的冕洞条件下的密度，假设零密度极限导出的电子温度与电子密度相关的电离/复合之间的差异很小。然而，对于电子密度大几个数量级的耀斑，情况并非如此。太阳活动最大时冕洞的温度约为1.04 MK，而太阳活动最小时的温度略低于0.82 MK。
A turbulence index independent framework for deriving solar wind speed and coronal electron density from radio spectral broadening
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Indian Space Research Organization, Vikram Sarabhai Space Centre（印度空间研究组织，维克拉玛·萨拉巴伊航天中心）；University of Kerala（喀拉拉大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
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。
Coronal Non-Thermal and Doppler Plasma Flows Driven by Photospheric Flux in 28 Active Regions
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院，穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学，天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；NASA Goddard Space Flight Center, Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心，太阳物理学实验室，日球物理科学部）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
Probing the Solar Corona and the Solar Wind Using Angular Broadening Observations with the SKA
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；North-West University（西北大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；University of Turku（图尔库大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）
A generalized method for estimating solar wind speeds and densities using spectral broadening for a Kolmogorov turbulence spectrum
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Indian Space Research Organization（印度空间研究组织）；ISRO Telemetry Tracking and Command Network（印度空间监测跟踪与指令网络）；The University of Tokyo（东京大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）
A Steady-State Picture of Solar Wind Acceleration and Charge State Composition Derived from a Global Wave-Driven MHD Model
与快速流相比，在慢速（$<$ 400 km s $^{-1}$）太阳风流中发现的更高的电荷状态支持了慢风起源于封闭的日冕环并通过重连间歇性释放的假设。在这里，我们研究是否一个高度电离的慢风也可以形成沿稳定和开放的磁场线。我们使用AWSoM模型的稳态太阳大气，一个全球磁流体动力学模型驱动的Alfv{é}n波，并应用电离代码来计算电荷状态的演变沿建模的开放场线。这构成了覆盖现实磁场中所有纬度的第一电荷状态计算。的比率$O^{+7}/O^{+6}$和$C^{+6}/C^{+5}$相比，在现场观测，并被发现是较高的慢风，观察到的，但是，他们在两种风类型的预测。建模的离子分数的S，Si和Fe被用来计算线的视线强度，这是比较的EIS观测以上的冕洞。该协议是部分的，并表明所有的电离率都低于预测。假设超热电子的存在，改善了与EIS和ESTA观测的一致性;重要的是，保持了慢风中较高电离的趋势。结果表明，可能存在一种稳定且高度电离的慢风子类。进一步的分析表明，它起源于日冕洞边界（CHB），其中模拟的电子密度和温度高于洞内，导致更快的电离。CHB的这种性质是全球性的，并且得到EUV层析成像的观测支持。
Dynamic modeling of coronal abundances during flares on M-dwarf stars
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i（夏威夷大学天文研究所）；ESTEC, European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
Broadening and redward asymmetry of H$α$ line profiles observed by LAMOST during a stellar flare on an M-type star
恒星耀斑的特征是恒星大气中电磁辐射的突然增强。到目前为止，我们对恒星耀斑的了解大多来自光度观测，无法探测到耀斑区域的等离子体运动。从LAMOST DR 7的光谱数据中，我们发现了一颗M4型恒星上的H $α$谱线强度先脉冲式增加后逐渐减小的耀斑，估计通过H $α$辐射的总能量为$10^{33}$尔格量级. H $α$线在耀斑期间似乎具有Voigt轮廓，这可能是由于电子密度的急剧增加和/或由于发生强非热加热而导致的不透明度加宽而导致的斯塔克压力加宽。在H $α$线强度的脉冲增加之后，在H $α$线轮廓的红翼处已经确定了明显的增强。红翼增强对应于等离子体以100 $-$ 200 km s $^{-1}$的速度远离地球。根据目前对太阳耀斑的了解，这种红翼增强可能源于：（1）耀斑驱动的日冕雨，（2）色球凝聚，或（3）具有非径向向后传播或强磁抑制的暗条/日珥喷发。移动的等离子体的总质量估计为约$10^{15}$ kg。
日冕Ne viii线在77 nm处的光谱轮廓在平静太阳区和冕洞（CH）中具有不同的形状。一个单一的高斯拟合的线轮廓提供了一个足够的近似在安静的太阳区域，而一个强大的肩膀上的长波长侧是一个系统的功能在CH。虽然自1999年以来已经注意到这一点，但无法给出这种特殊形状的物理原因。为了确定这种特殊性的原因，我们解决了国际空间科学研究所（ISSI; Wilhelm et al. 2011）的一个研究小组在一篇综述文章中无法最终解决的三个问题：（1）在羽流底部和内部运行的物理过程以及它们与太阳风（SW）的相互作用。(2)羽流等离子体对快速西南气流的可能贡献。(3)第一电离势（FIP）效应在羽流和羽流间区域（IPRs）之间的特征。在利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的太阳紫外辐射测量仪（SUMER）进一步研究极冕洞（PCH）中IPRs和羽流的光谱特性之前，必须总结审查结果，将光谱观测置于背景中。最后，提出了一个羽流模型，令人满意地解释了等离子体流动向上和向下的羽流场线，并导致在PCH的氖线的形状。
