SDO/AIA Observations of Secondary Waves Generated by Interaction of the 2011 June 7 Global EUV Wave With Solar Coronal Structures
我们提出了SDO/AIA观测的全球EUV波的相互作用，2011年6月7日的活动区（AR），冕洞（CH）和日冕亮结构。初级全球波具有三维圆顶形状，在不同方向上的传播速度为430-780 km/s。主日冕波在CME膨胀环的前面运行，其传播速度在10-20分钟内近似恒定。当到达其路径上的AR时，主极紫外波明显消失，而二次波以类似的速度在AR边界内75微米处迅速重新出现。当EUV波遇到日冕明亮结构时，会有一个额外的波前出现，并以快2倍的速度在其前面传播。从一个极地CH和日冕亮结构的反射波被观察到，传播速度比主波慢。这些现象中的一些同样可以单独用波或非波模型来解释。然而，总的来说，这些观测结果为众多的全球EUV波提供了新的证据，其中真正的MHD快模波或冲击波在膨胀的CME气泡前面传播。
2011-11-22 astro-ph.SR
Coronal Density and Temperature Profiles Calculated by Forward Modeling EUV Emission Observed by SDO/AIA
我们提出了一个模型的等离子体大气中的光学薄EUV发射的强度。我们将我们的模型应用于使用SDO/AIA仪器的六个光学薄EUV通道观察到的日冕。等离子体的发射率使用CHIANTI表从密度和温度计算，然后通过沿视线的积分来确定强度。我们考虑几种不同的配置文件的径向密度和温度分布，其中每一个都是由观测数据单独约束，没有进一步的物理假设。我们首先通过将其应用于日冕的安静区域来演示该方法，然后将其用作包括冕洞的模型的背景分量，从而估计洞内外的等离子体密度和温度。我们比较我们的结果与差分发射测量（DEM）反演。对日冕密度和温度分布的更精确的估计有可能帮助限制等离子体的特性，例如当与地震学等方法结合使用时的磁场强度。
2020-03-30 astro-ph.SR
Differences in physical properties of coronal bright points and their ALMA counterparts within and outside coronal holes
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的单碟波段6观测资料，结合大气成像仪（AIA）获得的极紫外（EUV）193 $\overset{\circ}{\mathrm{A}}$滤波图和日震磁成像仪（HMI）获得的磁图，研究并比较了冕洞（CH）内外的冕亮点（CBP）亮度和面积。太阳动力学天文台（SDO）使用冠状孔分析工具集（CATCH）从SDO/AIA图像中提取CH边界，并在SDO/AIA、SDO/HMI和ALMA数据中识别CBP。在ALMA和SDO/AIA图像的亮度和面积的测量进行CBPs内CH和安静的太阳区域以外的CH。测量的物理性质的统计分析导致在一个较低的平均CBP亮度在ALMA和SDO/AIA数据的CBPs内的CH。根据CBP的样本量，SDO/AIA数据的强度差异和ALMA数据的亮温差异，CH内部和外部CBP之间的差异范围为2 $σ$和4.5 $σ$，表明这两个CBP组之间存在统计学显著差异。对于CBP区域，CH边界内的CBP平均显示较小的区域，对于SDO/AIA数据，观察到两个CBP组之间的差异在1 $σ$和2 $σ$之间，对于ALMA数据，差异高达3.5 $σ$，表明CBP区域也存在显著差异。考虑到测量的属性，我们得出结论，CH内部的CBP平均亮度往往较低，但与CH外部的CBP相比也较小。该结论可能指向CBP周围的局部CH区域的特定物理条件和性质限制CBP的最大可实…
2022-12-19 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
Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
2011-05-16 astro-ph.SR
Resonant absorption as a damping mechanism for the transverse oscillations of the coronal loops observed by SDO/AIA
日冕环代表了快、中、慢三种正常模式振荡。在这项研究中，使用太阳的极紫外（EUV）图像分析了几分钟周期的回路的横向振荡，以及由共振吸收引起的阻尼。利用太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA）的171个$Å$观测资料，分析了日冕环振荡的周期、阻尼时间、环长和环宽等参数。对于2013年10月11日观测到的环，该环的周期和阻尼分别为19和70分钟。阻尼质量，阻尼时间与周期的比率，计算为约3.6。2013年1月22日记录的提取环的周期和阻尼时间分别约为81和6.79分钟。阻尼质量也计算为12。结果表明，环路横向振荡的阻尼属于强阻尼区，谐振吸收是环路横向振荡阻尼的主要原因。
2019-02-25 astro-ph.SR
Real-time solar wind prediction based on SDO/AIA coronal hole data
我们提出了一个经验模型的基础上的日冕洞覆盖的可见区域接近中央子午线，以预测太阳风的速度在1 AU的提前时间长达4天提前1小时的时间分辨率。线性预测函数用于关联冕洞面积与太阳风速度。功能参数通过使用前3次卡林顿旋转的信息自动调整。因此，该算法自动地对太阳循环的不同阶段期间的太阳风速度的变化做出反应。自适应算法已被应用于SDO/AIA-193 A观测和ACE测量在2011-2013年期间，覆盖41卡林顿旋转和测试。太阳风速度到达时间延迟，平均需要4.02 +/- 0.5天才能到达地球。该算法对156个太阳风高速流峰值振幅产生了良好的预测，相关系数为cc~0.60。对于80%的峰，预测到达匹配的时间窗口内的ACE原位测量的0.5天。同样的算法，使用线性预测，也适用于预测的磁场强度从冕洞地区，但没有给出可靠的预测（cc~0.2）。
2015-01-27 astro-ph.SR
Transition-Region/Coronal Signatures and Magnetic Setting of Sunspot Penumbral Jets: {\it Hinode} (SOT/FG), Hi-C and {\it SDO}/AIA Observations
半影微喷流（Penumbral microjet，PJ）是太阳黑子半影色球层中短暂的窄亮特征，Katsukawa等人（2007）首先使用{ \it Hinode}的太阳光学望远镜（SOT）上的\CaII \H线滤波器对其进行了表征。有人提出，PJ的形成是由于半影的两个磁分量（脊和脊间）之间的重联，它们可能有助于太阳黑子半影上方的过渡区（TR）和日冕加热。我们提出了一个修改后的图片形成的PJs的基础上最近的结果，太阳黑子半影丝的内部结构。利用高分辨率日冕成像仪（{ \it Hinode}/SOT）和\it太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）的不同通带的太阳黑子数据，我们检验了PJ是否在TR和日冕中具有特征。我们在任何AIA通带中几乎找不到正常PJ的任何可辨别的特征，除了其中一些在1600 μ m图像中出现。然而，我们发现了具有类似寿命但更大尺寸（宽达600公里）的异常强大的喷流，这些喷流在半影的几个位置反复出现，在斯托克斯-V图像中可以看到一些半影细丝尾部相反极性场的证据。这些大尾巴的PJ确实显示了TR的特征。他们是否有任何冠温等离子体是模糊的。我们推断，没有一个PJ，包括大尾巴PJ，直接加热AR中的日冕，但任何半影喷流都可能通过产生阿尔文波和/或编织日冕场间接驱动日冕加热。
2015-11-24 astro-ph.SR
Observations of excitation and damping of transversal oscillation in coronal loops by AIA/SDO
本文研究了横向冕环振荡的激发和阻尼，以及阻尼时间、阻尼质量（每周期阻尼时间）、振幅、耗散机制与尾流现象之间的定量关系。利用NASA \textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）卫星上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）望远镜于2015年3月2日观测到的时间序列数据，包括171 $ \rm{Å}$通带中400张连续图像，节奏为12秒，通过Lomb-Scargle周期图分析了沿日冕环横向振荡的证据。在这项分析中，发现了横向日冕环振荡的快速衰减的特征，其主要振荡周期在$\rm{P=12.25-15.80}$分钟的范围内。此外，横向冕环振荡的阻尼时间和阻尼质量的主导振荡周期的范围内估计$ \rm{τ_d=11.76-21.46}$分钟和$ \rm{τ_d/P=0.86-1.49}$，分别。观测结果表明，阻尼特性随振幅的增大而缓慢下降，但振幅对振荡周期的影响不敏感。阻尼质量和阻尼时间的数量级是在良好的协议与以前的研究结果和理论预测的阻尼扭结模式振荡的耗散机制。此外，环路段的振荡随时间衰减，大致为$t^{-α}$，30个不同段的$α$的幅度值从0.51变化到0.75。
2018-01-28 astro-ph.SR
Multi-Stranded Coronal Loops: Quantifying Strand Number and Heating Frequency from Simulated Solar Dynamics Observatory (SDO) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Observations
日冕环构成了磁封闭日冕的基本组成部分，但关于它们可能的精细结构和其中的热沉积速率，仍有许多问题有待确定。使用一个改进的多股环路模型，以更好地近似数值上具有挑战性的过渡区，本文研究了合成NASA太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）的排放模拟响应一系列规定的空间和时间随机，脉冲和局部加热事件在众多的子环元素与一个强大的权重对基地的结构;纳米耀斑加热方案。链的总数和nanoflare重复时间系统地变化，以这样一种方式，总能量含量在所有分析的情况下保持近似恒定。在发射时间序列期间的重复时滞检测为低频加热的纳米耀斑重复时间提供了良好的近似值。此外，使用AIA 171/193和193/211通道比的组合，结合在几个小时内的环顶点温度的标准偏差的光谱测定，以及从概述的多股环模型的模拟，它表明，施加的加热速率和股数都可以实现。
2021-05-26 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 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
Improvements on coronal hole detection in SDO/AIA images using supervised classification
我们展示了机器学习算法与分割技术相结合的使用，以区分太阳SDO/AIA EUV图像中的冕洞和灯丝。基于两种冕洞检测技术（基于强度的阈值，SPoCA），我们准备了2011 - 2013年期间太阳上手动标记的冕洞和暗条通道区域的数据集。通过将从EUV观测中提取的区域映射到HMI视线磁图上，我们还包括它们的磁性特征。我们从分割的二进制映射以及从EUV图像和磁图中的分割区域的一阶和二阶纹理统计计算形状度量。这些属性被用于数据挖掘调查，以确定最有效的规则来区分冕洞和暗条通道。我们应用了几种分类器，即支持向量机，线性支持向量机，决策树和随机森林，并发现所有分类规则通常都能取得良好的效果，其中线性SVM提供了最佳性能（真实技能统计值为~0.90）。来自磁场数据的附加信息系统地提高了用于SPoCA检测的所有四个分类器的性能。由于计算在计算时间上是廉价的，因此该方法非常适合于实时数据的应用。这项研究展示了机器学习方法如何帮助改进无监督特征提取方法。
2015-06-22 astro-ph.SR
Meridional motions and Reynolds stress from SDO/AIA coronal bright points data
上下文在SDO/AIA图像中检测和跟踪冠状亮点是可能的。高分辨率和高节奏的组合提供了丰富的数据，可用于以非常高的精度确定太阳表面的速度流。目标。利用$\approx$ 6个月的SDO/AIA观测资料，得到了非常精确的太阳自转廓线，并对纬向流、扭转振荡和水平雷诺应力进行了研究。方法.我们使用了分割算法来检测SDO/AIA图像中的CBPs。我们还利用太阳自转廓线与中央子午线距离（CMD）的不变性来确定19.3 nm通道中的CBPs高度。结果最佳拟合太阳自转廓线由$ω(b)=(14.4060\pm0.0051 + (-1.662\pm0.050)\sin^{2}b + (-2.742\pm0.081)\sin^{4}b)$ { \degr }日$^{-1}$给出。SDO/AIA 19.3 nm通道的CBP高度为$\approx$ 6500 km。经向运动主要是向极的所有纬度，而太阳速度残差显示出扭转振荡的迹象。水平雷诺应力被认为是小的类似的作品相比，但仍然显示出向太阳赤道的角动量转移。结论大多数的结果是一致的多普勒测量，而不是示踪剂测量。水平雷诺应力的计算值相当小可能是由于太阳周期的特定阶段造成的。计算出的旋转轮廓的准确性表明，随着太阳活动周期的演变，测量轮廓的变化是可能的。进一步SDO/AIA CBP数据的分析也将有助于更好地理解旋转速度残差，纬向运动和雷诺应力的时间行为。
2016-01-11 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Reflecting Longitudinal Wave in a Coronal Loop
本文报道了SDO/AIA对一个T~8-10 MK热环强度振荡的高分辨率观测。AIA的图像显示了一个巨大的日冕环，它在等离子体从环的一个足点喷出后迅速加热。在131和94通道的图像中可以非常清楚地看到一个波浪状的强度增强，沿着环路在喷出物之前传播，并在相反的足点反射。波浪反射了四次才消失。它只出现在热，131和94频道。振荡的特征周期和衰减时间分别为$\sim$ 630和$\sim$ 440 s。相速度约为460-510 km/s，大致与环路的声速（430-480 km/s）相匹配。观测到的振荡特性与SOHO/SUMER发现的多普勒频移振荡的观测结果一致，并与它们作为慢磁声波的解释一致。我们认为，脉冲注入等离子体，以下重新连接在一个循环的足点，导致快速加热和传播的纵向压缩波沿循环。波在消失前来回反弹几次。
2014-09-13 astro-ph.SR
Measurements of EUV Coronal Holes and Open Magnetic Flux
冕洞是太阳表面的一个区域，它描绘了开放磁场线的足迹。我们已经开发了一个自动化的例行程序，使用SoHO：EIT，SDO：AIA和STEREO：EUVI获得的全磁盘EUV图像来检测和跟踪长寿命冕洞的边界。我们测量了冕洞的面积和这些洞中的磁通量，并将测量结果与PFSS模型的计算结果进行了比较。结果表明，从1996年到2010年，EIT图像测量的冕洞总面积在太阳总表面积的5 $\%$到17 $\%$之间变化，无符号的总开放通量在$2-5 \times 10^{22}$ Mx之间变化。这些测量的太阳周期的依赖性是类似的PFSS的结果，但该模型产生更大的空穴面积和更大的开放通量比EIT观察。2010-2013年的AIA/EUVI测量显示，冕洞面积覆盖总表面积的5-10 $\%$，其中低纬度地区的贡献很大，EIT代表不足。AIA/EUVI在$2-4 \times 10^{22}$ Mx范围内测量了更强的开放磁通量，约为EIT测量通量的两倍，与PFSS计算的开放磁通量相匹配，但冕洞的位置和强度存在差异。三个测量（EIT，AIA-EUVI和PFSS）之间的详细比较表明，在低纬度冕洞显着贡献的总开放磁通量。这些低纬度的冕洞没有很好地测量，无论是在以前的研究中的He I 10830线，或EIT EUV图像，也没有很好地捕捉到的静态PFSS模型。AIA/EUVI的增强观测可以更准确地测量这些低纬度冕洞及其…
2015-02-20 astro-ph.SR
Patterns of Nanoflare Storm Heating Exhibited by an Active Region Observed with SDO/AIA
人们普遍认为，许多日冕环--那些在大约1 MK的温度下观察到的环--是一束束未解决的链，它们被脉冲纳米耀斑的风暴加热。日冕加热在较热的环和非常重要但在很大程度上被忽视的活动区的扩散部分的性质是不太清楚的。这些区域也是脉冲加热的吗？还是加热是准稳定的？太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）望远镜的壮观新数据提供了解决这个问题的绝佳机会。我们分析了6个不同AIA通道中日冕环和扩散日冕的光变曲线，并将它们与理论模型预测的光变曲线进行了比较。在不同的AIA通道的光变曲线达到其峰值强度与可预测的排序作为一个功能的nanoflare风暴属性。我们表明，虽然一些组的光变曲线表现出明确的证据，冷却后的nanoflare风暴，其他情况下是不那么简单的解释。复杂性的出现是因为通过许多不同结构的视线整合，AIA通道的宽带性质，以及因为物理性质可以根据能量释放的大小而发生实质性变化。然而，光变曲线表现出可预测和可理解的模式与脉冲纳米耀斑加热一致。
2011-06-21 astro-ph.SR
Forward modeling of emission in SDO/AIA passbands from dynamic 3D simulations
通常假设太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带中的发射主要是由离子的单个或几个强线，这些离子在平衡条件下在窄的温度范围内形成。然而，大多数SDO/AIA通道还包含来自离子线的贡献，这些离子线的形成温度与“主导”离子显著不同。我们调查这些线的重要性，通过前向建模的SDO/AIA通道与三维辐射MHD模拟的模型，跨越对流区的上层低电晕的排放。该模型是高度动态的。此外，我们还向日冕中注入了一个稳定增加的磁通量，以便通过磁应力的消散来提高日冕温度。因此，随着时间的推移，该模型涵盖了不同的日冕温度范围。该模型涵盖了日冕温度，代表了日冕洞和安静太阳的等离子体条件。发现131、171和304 μ AIA通带受所谓的“非主导”离子的影响最小，并且在这些通道中观察到的发射主要来自在接近主导离子的形成温度的温度下的等离子体。另一方面，其他通道受到非主导离子的强烈影响，因此这些通道中的显着发射来自温度与“正则”值不同的等离子体。我们还研究了非主导离子对AIA通带的影响时，假设不同的元素丰度（光球和日冕），并考虑到电子密度对贡献函数的影响。
2017-10-20 astro-ph.SR
Steps toward a high precision solar rotation profile: Results from SDO/AIA coronal bright point data
日冕亮点（CBP）是太阳日冕中普遍存在的与小磁偶极有关的小亮区。利用太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）探测到的CBPs的运动，我们得到了太阳的差自转廓线。我们还调查了仪器和检测算法的局限性造成的日冕亮点检测相关的问题。为了确定日冕亮点的位置和识别，我们使用了分割算法。利用中央子午线距离和纬度与时间的线性拟合来推导速度。我们在短短2天的时间间隔内获得了906个速度测量值。差速旋转曲线可以表示为$ω_{rot} = (14.47\pm 0.10 + (0.6\pm 1.0)\sin^{2}(b) + (-4.7\pm 1.7)\sin^{4}(b))$ \degr天$^{-1}$。我们的结果是在协议与其他工作，它带有合理的误差，尽管使用的时间间隔很短。这是由于AIA仪器与类似设备相比具有更高的灵敏度和分辨率以及高节奏。分割算法也发挥了至关重要的作用，检测到这么多的CBPs，这减少了错误到一个合理的水平。本文提出的数据和方法显示出很大的潜力，以获得非常准确的速度分布，无论是旋转和旋转运动，因此，雷诺应力。从该仪器获得的日冕亮点数据量也应该为研究速度模式的变化提供了一个很好的机会，其时间分辨率只有几个月。其他的可能性是研究CBPs的演化和太阳上磁性元素的自行。
2015-01-06 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
Dynamics of Coronal Bright Points as seen by Sun Watcher using Active Pixel System detector and Image Processing (SWAP), Atmospheric Imaging Assembly AIA), and Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
\textit{PRoject for OnBoard Autonomy\todash 2}（PROBA \todash 2）航天器上的\textit{Sun Watcher using Active Pixel system detector and Image Processing}（SWAP）提供了以174 ° C为中心的极紫外通道中的日冕图像。这些数据与\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）和\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）一起用于研究日冕亮点的动力学。的磁极性的演变和相关的形态变化进行了研究，使用磁图和多波长成像。在低分辨率SWAP图像和高分辨率AIA图像中看到的亮点的形态显示出不同的结构，而强度随时间的变化在SWAP 174和AIA 171通道中显示出相似的趋势。我们观察到，在对应于$10^{18}$ Mx量级的磁通量的EUV通道中看到亮点。我们发现，在几个紫外\todash EUV通道的亮点的总发射和总的无符号光球磁通量超过一定的阈值之间存在着良好的相关性。亮点也显示出周期性的增亮，我们试图找到亮点的振荡周期及其与磁通量变化的联系。观测到的周期一般都很长（10 \todash-25…
2012-06-01 astro-ph.SR
Damping and power spectra of quasi-periodic intensity disturbances above a solar polar coronal hole
我们研究了在AIA 171飞秒和193飞秒通带中看到的太阳极冕洞上方的强度扰动，旨在提供对其物理性质的更多见解。研究了频率为0.07 ~ 10.5mHz的强度扰动的阻尼谱和功率谱。强度扰动的阻尼往往在较低频率处更强，并且它们在980”以下的阻尼行为（为了比较，分支在945”处）与上面发生的情况不同。AIA 171和AIA 193的强度扰动阻尼没有显著差异。强度扰动的功率谱指数在AIA 171射电望远镜中比在AIA 193射电望远镜中稍小，但差异在一个σ偏差之内。在较低的高度，在8- 40分钟的周期范围内，功率谱中存在一个额外的增强分量。而针状体的功率谱与其伴随的强度扰动高度相关，这表明强度扰动的功率谱可能是针状体和波动活动的混合。我们认为极冕洞中的每一个强度扰动可能是由针状活动触发的一系列独立的慢磁声波。
2016-02-16 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
Multiwavelength study of a Solar Eruption from AR NOAA 11112: II. Large-Scale Coronal Wave and Loop Oscillation
我们分析了2010年10月16日发生在AR NOAA 11112的M2.9/1 N耀斑的多波长观测。AIA 211的EUV图像显示了一个更快的日冕波（从~1390 km/s减速到~830 km/s），它在一个更慢的波（从~416 km/s减速到~166 km/s）之前向西边缘传播。萨加莫尔山射电望远镜的动态射电频谱显示了米制II型射电爆发的存在，这揭示了日冕冲击波的存在（速度约为800公里/秒）。从AIA 211射电图像中得到的更快的日冕波的速度被发现与日冕激波的速度相当。AIA 171射电望远镜的高频差观测表明，在耀斑爆发区以西约0.32 Rs处有一个日冕环，它在耀斑脉冲相结束时开始振荡。结果表明，较快的日冕波可能是日冕环横向振荡的第一驱动力。当较慢的波通过日冕环时，振荡变得更加强烈。在极紫外波段观测到了一次等离子体团喷发，并记录到了一次白光CME，速度约为340-350 km/s。STEREO 195卫星的图像显示了一个EIT波，其传播方向与AIA观测到的低速日冕波相同，但速度从约320 km/s减速到约254 km/s。这些观测结果揭示了两种波（即日冕Moreton波和EIT波）的共存，并且II型射电爆发似乎与日冕Moreton波有关。
2012-10-12 astro-ph.SR
Recurrent coronal jets observed by SDO/AIA
在本文中，我们对2014年11月7日的三个经常性喷流进行了多波长观测。射流起源于AR 12205边缘的同一区域，并沿同一冠状环传播。喷发是由磁重联产生的，这是由喷流底部连续的磁抵消所证明的。喷气式飞机2的预计初速度为402公里/秒。jet2在上升和下降阶段的加速度并不一致，前者明显大于太阳表面的太阳引力加速度，而后者则小于太阳引力加速度。在射流2传播期间，有两种可能的额外力作用在射流2上。一个是当jet1回落并与jet2相遇时来自jet1的向下气体压力。另一个是射流2快速传播过程中来自周围等离子体的粘性阻力。与此相反，射流3在上升和下降阶段的加速度是恒定的，这意味着射流3的传播不受外力的显著影响。
2021-07-23 astro-ph.SR
Coronal condensations caused by magnetic reconnection between solar coronal loops
利用太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的多波长图像，报道了在一个开、闭日冕环系统之间的磁重联（MR）过程中的日冕凝聚现象。在AIA 171 A太阳边缘上方的图像中观察到的较高的磁开放结构向下移动并与较低的闭合环相互作用，导致前者形成凹陷。在界面处形成X型结构。相互作用的环重新连接并消失。然后形成两组新重新连接的环，并从MR区域后退。在MR过程中，亮发射依次出现在AIA 131 A和304 A通道中，并在高位开放结构的凹陷处重复出现。这表明较热等离子体的冷却和冷凝过程从~0.9 MK下降到~0.6 MK，然后到~0.05 MK，这也得到了AIA 171 A、131 A和304 A通道的光变曲线的支持。支持凝结的高海拔开放结构的一部分参与了连续的MR。没有底层环路支持的凝结然后沿着新重新连接的环路返回到太阳表面。我们的结果表明，冕环之间的MR导致更热的日冕等离子体的冷凝及其下行流。因此，MR在日冕等离子体的质量循环中起着积极的作用，因为它可以引发灾难性的冷却和冷凝。这强调了磁和热演化必须一起处理，不能分开，即使在灾难性冷却的情况下。
2018-08-29 astro-ph.SR
Direct observation of the energy release site in a solar flare by SDO/AIA, Hinode/EIS and RHESSI
我们提供了探测到非爆发性太阳耀斑（SOL 2013 -11- 09 T06：38 UT）中主要能量释放点的直接证据。这GOES C2.7事件的特点是两个耀斑带和一个紧凑的，明亮的日冕源位于它们之间，这是我们研究的重点。我们使用SDO/AIA的成像和RHESSI的成像光谱来分析来自日冕源的热和非热发射，以及来自Hinode/EIS的EUV光谱，其在脉冲峰值期间扫描日冕源，以分析Fe XII和Fe XXIV发射线的多普勒频移，并确定源密度。在脉冲阶段，日冕源在所有AIA滤波器中都表现出脉冲发射光变曲线。RHESSI硬X射线图像显示日冕源的热发射和非热发射，其等离子体温度从RHESSI成像光谱学得出，显示出脉冲上升，在硬X射线峰值前约10秒达到12-13 MK的最大值。与这个明亮的源相关联的高红移表明在很宽的温度范围内有40-250 km/s的下行流，解释为环收缩和/或沿磁场的外流。在171、193、211、304和1600 A的AIA图像上也观察到了从日冕源向每个带状物的流出。从Fe XIV线对获得的源的电子密度是$10^{11.50}$，其对于能量高达45-65 keV的电子是碰撞厚的，负责源的非热X射线发射。我们的结论是，明亮的日冕源是在这个耀斑的主要释放的磁能的位置，与组件之间的交叉，载流环重联的几何形状一致。我们认为，可以通过重联释放的能量，根据观测估计，可以合理地解释耀斑的非…
2015-03-04 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability in a twisting solar polar coronal hole jet observed by \emph{SDO}/AIA
为了模拟太阳北极附近扭曲冕洞喷流中的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性，我们研究了在沿其轴向运动的均匀扭曲通量管中的凹槽（$m = 2$）、$m = 3$和$m = 12$磁流体动力学（MHD）模变得不稳定的条件.利用2010年8月21日\emph{SDO} /AIA观测到的一个扭曲喷流和其他日冕喷流观测资料，我们设定了理论模型的参数，得到了在一个半径为$9.8$ ~Mm的扭曲磁通管中，在密度衬度为$0.474$，Alfvén马赫数为${\cong}0.76$时，对于三种MHD模式，存在不稳定窗口，其宽度主要取决于内部磁场扭曲。结果表明，对于所考虑的模式，方位磁场为$1.3$- $1.4$ ~G（在管边界计算）时，不稳定窗口的宽度为零，即抑制了KH不稳定性的发生。另一方面，在$15$和$12$ ~Mm之间的不稳定波长处，$m = 12$ MHD模的KH不稳定性的发展时间在$1.9$到$4.7$ ~ min的范围内，这与根据观测到的不稳定喷流初始阶段的时间演化估计的增长率一致。
2017-06-12 astro-ph.SR
Heating and Dynamics of Two Flare Loop Systems Observed by AIA and EIS
我们研究了2011年2月13日C4.7双带耀斑中耀斑环的加热和演化。从SDO/AIA成像观察，我们可以确定两组环。Hinode/EIS光谱观测揭示了两组环脚下的蓝移。这两套系统的演变和动态是完全不同的。第一组环显示出蓝移约25分钟，然后是红移，而第二组显示出更强的蓝移，持续约一小时。AIA的UV 1600观测还显示，第二组环的脚变亮了两次。这些表明，在第二组回路中可能存在持续加热。我们使用空间分辨的紫外光曲线来推断加热速率在几十个单独的环路，包括两个环路系统。有了这些加热速率，我们然后计算等离子体演化在这些回路与“基于循环的热演化回路”（EBTEL）模型。结果表明，对于第一组环，由该模型计算的EUV光变曲线与6条AIA通道和8条EIS谱线的实测光变曲线吻合较好，计算的平均焓流速度与EIS多普勒频移测量值吻合较好。对于用两次加热建模的第二组回路，在低温带中建模的和观察到的EUV光曲线之间存在一些差异，并且模型没有完全产生观察到的延长的蓝移特征。我们讨论了差异的可能原因。
2013-12-18 astro-ph.SR
Fast Differential Emission Measure Inversion of Solar Coronal Data
提出了一种利用日冕数据重建差分辐射测量（DEM）的快速方法。平均而言，该方法每秒计算超过1000 DEM的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）观察到的样本活动区域，并实现了减少卡方的顺序统一，没有负发射，但在所有的测试情况下。这种方法的高性能在AIA的背景下尤其相关，AIA每秒成像一百万个太阳像素。本文介绍了该方法，分析其保真度，比较其性能和结果与其他DEM方法，并将其应用于一个活动区和环AIA和极紫外成像光谱仪（EIS）日出观测。
2012-10-22 astro-ph.SR
Tracing the Chromospheric and Coronal Magnetic Field with AIA, IRIS, IBIS, and ROSA Data
本研究的目的是探讨活动区的磁模拟的色球图像的适用性。我们使用高分辨率的图像（0.1 "），来自Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS），H-α 6563 A线的太阳大气快速振荡（ROSA）仪器，2796 A线的界面区成像光谱仪（IRIS），并将这些色球图像得到的非势磁场模型与日冕（171 A等）大气成像组件（AIA）图像得到的非势磁场模型进行了比较。和色球层（304 A）波长。曲线-线性结构自动跟踪在这些图像中的OCCRENT-2代码，我们向前拟合磁场线计算的垂直电流近似非线性力自由场（VCA-NLFFF）代码。我们发现色球图像：（1）显示出清晰的曲线-线性结构（2）这些曲线-线性结构通过约4 - 7度的中值未对准角与最佳拟合解场对准;（3）由日冕资料计算的自由能可能低估由色球资料计算的自由能约2 - 4倍，（4）色球特征的高度范围仅限于h~4000 $ km, while coronal features are detected up to h ~ 35,000$ km，（5）等离子体β参数为β~10 ^（-5）-10 ^（-1）。我们的结论是，色球图像揭示了重要的磁结构，是互补的日冕图像，需要包括在全面的磁场模型，一个追求，是不适应标准NLFFF代码。
2016-02-05 astro-ph.SR
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
First Evidence of Coexisting EIT Wave and Coronal Moreton Wave from SDO/AIA Observations
“EIT波”是一种全球传播的波状现象。它们通常被解释为日冕中的快模磁声波，尽管快模波模型和观测之间存在各种差异。为了调和这些矛盾，我们曾经提出“EIT波”是等离子体压缩的明显传播，这是由于爆发的磁通绳推动磁场线连续拉伸造成的。根据这个模型，“EIT波”之前应该有一个快速模式波，但很少观察到。在2010年7月27日的“EIT波”事件中，我们通过{ \em太阳动力学天文台}（{ \em SDO}）观测的前所未有的高节奏和灵敏度，在“EIT波”之前发现了一个速度为560 km s $^{-1}$的快速移动波前，其速度为$\sim 190$ km s $^{-1}$。结果表明，“EIT波”不是快模波，证实了我们的“EIT波”的场线拉伸模型的预测。特别是，它被发现，冠状莫顿波是$\sim 3$倍快于“EIT波”的预测。
2011-03-04 astro-ph.SR
Kinematics of an untwisting solar jet in polar coronal hole observed by SDO/AIA
利用太阳动力学观测卫星（SDO）上的大气成像组件（AIA）的多波长数据，研究了太阳北极附近冕洞中的喷流。喷流在喷射过程中呈现明显的螺旋上升运动。通过对射流中6个已识别的运动特征（MF）的跟踪，发现等离子体沿射流轴线以近似恒定的速度运动，同时在横向于轴线的平面内作圆周运动。通过对6条轨迹的轴向和横向高度进行线性和三角拟合，得到喷流的轴向速度、横向速度、角速度、旋转周期和旋转半径的平均值分别为114 km·s $^{-1}$、136 km·s $^{-1}$、0.81 \degr·s $^{-1}$、452 s和9.8 $\times$ 10 $^{3}$ km。随着磁场强度的增加，射流在相应高度的宽度增加。首次从磁通量守恒假设出发，导出了射流中纵向磁场强度的高度变化规律。结果表明，在距喷流底部1 $\times$ 10 $^{4}$ $\sim$ 7 $\times$ 10 $^{4}$ km处，喷流中的通量密度随B=0.5（R/R $_{\sun}$-1）$^{-0.84}$（G）而从15 G减小到3 G。并与前人研究结果进行了比较。
2012-01-20 astro-ph.SR
Secondary Waves, and/or the "Reflection" From and "Transmission" Through a Coronal Hole of an EUV Wave Associated With the 2011 February 15 X2.2 Flare Observed With SDO/AIA and STEREO/EUVI
首次研究了整个太阳表面日冕波的运动学演化。完整的太阳地图可以通过组合来自日地关系观测卫星，前方和后方，以及太阳动力学观测卫星的图像来制作，这要归功于它们之间的大角度分离。我们研究了日冕波的传播，也被称为“EIT”波，以及它与日冕洞的相互作用，导致二次波和/或反射和透射。我们探讨了波服从波的反射定律的可能性。在一个详细的例子中，我们发现，一个环拱廊在冕洞边界级联和振荡的结果，EUV波通道，并触发一个波指向东方，似乎已经反射。我们发现，这个波的速度减速到一个渐近值，这是小于一半的主要EUV波的速度。由于太阳的完全覆盖，我们能够确定一部分初级波是通过日冕洞传播的。这是第一次观察到这种情况。反射波和透射波轨迹的运动学测量与快速模式MHD波解释是一致的。最终，所有的波迹都减速并在一定距离处消失。整个过程的一种可能的情况是，波最初由膨胀的日冕物质抛射驱动，随后从驱动器中分离，然后以局部快模速度传播。
2012-06-26 astro-ph.SR
SDO/AIA Observation of Kelvin-Helmholtz Instability in the Solar Corona
本文介绍了2010年4月8日太阳动力学观测站（SDO）拍摄的日冕图像中涡旋状特征的形成、传播和衰减的观测结果，这些特征与2010年4月8日世界时2：30左右开始的一次喷发有关。沿着喷发（变暗）区域和周围日冕之间的界面形成的一系列漩涡。它们的大小从几角秒到十角秒不等，以6-14公里/秒的速度沿着界面行进。这些特征在大气成像组件（AIA）的七个不同EUV波段中的六个波段中清晰可见。基于这些特征的结构、形成、传播和衰减，我们将这些特征确定为EUV中日冕中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的第一个观测结果。线性分析和KH不稳定性的MHD模型都支持这种解释。我们认为，这种不稳定性是由日冕物质抛射（CME）的爆发磁场和闭合磁场之间的速度剪切驱动的。剪切流驱动的不稳定性在日冕等离子体的能量传递过程中起着重要的作用。
2011-01-25 astro-ph.SR
Formation and evolution of coronal rain observed by SDO/AIA on February 22, 2012
日冕雨的形成和动力学目前还不完全清楚。日冕雨是由日冕中的热不稳定性形成的凉爽而致密的团块以小于重力自由降落的加速度向太阳表面落下。我们的目标是研究日冕雨形成的观测证据，并追踪单个斑点的详细动态。我们使用了2012年2月22日在活动区域AR 11420上方的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的171个和304个谱线的时间序列。观测结果表明，一个冕环消失在171 K通道中，一个多小时后出现在304 K线$\text{}\text{}$中，这表明冕环从1 MK迅速冷却到0.05 MK。能量估计表明辐射高于热输入，这表明所谓的灾难性冷却。冷却伴随着以冷等离子体形式下降的日冕雨的形成。我们研究了两种不同的水滴坠落序列。第一个序列包括三个不同的斑点。这些团块的平均速度估计为50 km s $^{-1}$、60 km s $^{-1}$和40 km s $^{-1}$。多项式拟合显示了不同团块的不同加速度值，其低于日冕中的自由落体。第一和第二斑点沿着相同的路径移动，但是分别具有和不具有加速度。我们进行了简单的数值模拟两个连续的斑点，这表明，第二个斑点移动的介质中，是由第一个斑点的通道修改。因此，第二斑点具有相对高的速度并且没有加速度，如观察所示。第二个序列包括两个不同的斑点，其平均速度分别为100 km s $^{-1}$和90 km s $^{-1}$。
2015-04-14 astro-ph.SR
Observations and Interpretation of a Low Coronal Shock Wave Observed in the EUV by the SDO/AIA
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的高时间和空间分辨率，我们研究了2010年6月13日发生的临冠冲击波及其相关的极紫外（EUV）波。我们的主要发现是：（1）激波只在中心位于193 °和211 °的通道中清晰地出现，它是一个圆顶状的增强体，在它的半球形CME气泡前面传播;（2）根据射电数据，激波的密度压缩为1.56，激波的温度约为2.8 MK;（3）激波首次出现在05：38 UT，耀斑开始后2分钟，CME气泡出现后1分钟，（4）圆顶状激波顶部约从1.23 R \odot处出发，激波层厚度约为2 \times 10 ^4 km;（5）激波的速度与从大约600 km/s到550 km/s的略微减小相一致：（6）激波的横向扩展表明在400 km/s左右的恒定速度，该速度在不同的高度和方向上变化。我们的研究结果支持了日冕冲击波是由CME气泡驱动的观点，并且临边EUV波与快波一致或至少包括快波分量。
2011-06-29 astro-ph.SR
Thread Separation and Expansion Observed in Multi-Stranded Solar Coronal Loops
Computational Physics Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；National Institutes of Natural Sciences, National Astronomical Observatory of Japan（国立自然科学研究所，日本国立天文台）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文通过高分辨率观测发现日冕纤维的扩展现象，支持多丝模型并解决长期存在的日冕纤维扩展问题。
2025-12-13 astro-ph.SR
Fine structure and long duration of a flare coronal X-ray source with RHESSI and SDO/AIA data
日冕X射线源（CXS）是太阳耀斑中经常出现的现象，无论耀斑的大小、持续时间或功率如何。多年来，这些来源的性质一直难以发现。最后，结合RHESSI和SDO/AIA的数据，似乎有一个前所未有的可能性，“看”内部的CXSs和回答的问题，他们的形成，演变和结构。我们提出了一个CXS的SOL 2011 -10- 22 T11：10长持续时间耀斑的RHESSI和SDO/AIA同时观察到的研究。我们把注意力集中在以下问题上：是什么导致了CXS的存在和长时间的持续？CXS里有什么精细结构吗现有的数据使我们能够研究CXS和结构之间的关系，在EUV观察到的耀斑的衰减阶段。RHESSI在耀斑衰变阶段记录到的X射线辐射来自约10 MK的热CXS。该源可观察5小时。这种长期存在的来源可以支持磁重联正在进行的衰变阶段。在CXS发生的同时，还观测到了被认为是磁重联表现的超拱道下行流。该源与具有最高发射测量值的热超拱廊区域的一部分是同空间的，同时温度在RHESSI热响应范围内。然而，尽管超拱廊区域是由小尺度结构组成的动态区域，但CXS似乎是平滑的，无结构的。我们使用真实和合成的RHESSI数据进行模拟，但我们没有发现任何强有力的证据表明CXS具有任何小尺度结构。
2017-01-31 astro-ph.SR
Dual Trigger of Transverse Oscillations in a Prominence by EUV Fast and Slow Coronal Waves: SDO/AIA and STEREO/EUVI Observations
我们分析了2010年9月8日至9日在一个静止的日珥耀斑相关的横向振荡。耀斑活动区和日珥都位于西翼附近，具有良好的位形和视角。太阳动力学观测台上的大气成像装置以高空间和时间分辨率获得的太阳全圆盘极紫外图像显示了与耀斑有关的日珥片横向振荡。STEREO-A航天器位于日地线前方81.5度，提供了与耀斑有关的日冕扰动的盘上视图。利用图像互相关技术，我们得到了日珥片横向位移的时间剖面。对位移曲线进行去趋势化，并推导出残余振荡模式。我们用一个可变周期的阻尼余弦函数来拟合这些振荡，发现周期在增加。初始振荡周期（P0）为28.2分钟，阻尼时间（t_D）为44分钟。我们确认存在的快速和缓慢的EUV波分量。使用STEREO-A观测，我们推导出的传播速度为250公里/秒的慢EUV波通过应用时间片技术的运行差异图像。我们提出，日珥振荡是由快EUV波激发的，而日珥振荡周期的增加是一个明显的效果，与由于慢EUV波作为次级触发器而引起的相位变化有关。我们讨论的双重触发效应的影响，日冕突出地震学和阻尼机制的标度律研究。
2012-10-24 astro-ph.SR
Phase speed and frequency-dependent damping of longitudinal intensity oscillations in coronal loop structures observed with AIA/SDO
在不同的日冕结构中经常观察到沿日冕环的纵向强度振荡，这被解释为磁声波的签名。本文的目的是估计的慢波的物理参数和这些参数的定量依赖于它们的频率在日冕环，位于上面的活动区与大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。分析了2012年2月12日的观测数据，包括171 $\rmÅ$和193 $\rmÅ$通带中间隔为24秒的300张图像，以获得沿环路结构传播慢波特征的证据。发现了纵向强度振荡的特征，这些振荡在沿着环结构行进时迅速衰减，周期在几分钟到几十分钟的范围内。此外，分别在$\rm{C_s}\simeq 38-79~ \rm {km~s^{-1}}$、$\rm{L_d}\simeq 23-68 ~\rm{Mm }$、$\rm{τ_d}\simeq 7- 21 ~\rm {min}$和$\rm{τ_d/P}\simeq 0.34- 0.77$的范围内测量以主频率为中心的滤波强度的投影（表观）相速度、投影阻尼长度、阻尼时间和阻尼质量。理论和观测结果表明，阻尼时间和阻尼长度随振荡周期的增加而增加，是振荡周期的高度敏感函数，而投射速度和阻尼品质对振荡周期的敏感性不高。此外，物理参数的大小值与电子数密度在$\rm{n_e}\simeq 10^{7} - 10^{12} ~\rm{cm^{-3}}$范围内的日冕等离子体中高频MHD波（$>1.1~ \rm{mHz}$）的理论色散关系的预测吻合…
2016-03-14 astro-ph.SR
Hot coronal loops associated with umbral brightenings
我们分析了所有波段的AIA/SDO高节奏图像、HMI/SDO数据、来自SXI/GOES-15的软X射线图像和来自GONG网络的Halalpha图像。我们检测到在所有AIA波段以及Halpha中可见的阴影增亮。此外，我们确定了连接增亮与附近相反磁极区域的热日冕环。这些环最初在94 A带中可见，随后在335 A带中可见，并且在一种情况下在211 A带中可见。差分发射测量分析显示等离子体的平均温度约为6.5x10^6 K。这种行为表明，冷却的冲动加热回路。
2013-07-12 astro-ph.SR
Reflection Of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves In Hot Coronal Loops : Multi-instrument Observations and Numerical Modelling
磁流体慢波是研究日冕结构和动力学的重要工具。本文报道了利用HINODE和SDO/AIA上的X射线望远镜（XRT）观测到的热日冕环中反射纵波的结果。据我们所知，这是从XRT和AIA同时看到的第一份此类报告。该波出现在其中一个足点处发生微耀斑之后。我们估计的密度和温度的环等离子体进行DEM分析的AIA图像序列。估计的传播速度与当地声速相当或低于当地声速，这表明它是一种传播慢波。在每种情况下，强度扰动幅度随着扰动沿着环移动而非常迅速地下降，并且在一次或多次反射之后最终消失。为了检查这些反射特征与获得的回路参数的一致性，我们进行了2.5D MHD模拟，该模拟使用从我们的观察中获得的参数作为输入，并进行了正演模拟以合成AIA 94~ 2000图像。通过对合成图像的分析，我们得到了与真实观测相同的观测量性质。从分析中我们得出结论，足点加热可以产生慢波，然后在日冕环中来回反射，然后消失。对模拟数据的分析表明，这种阻尼的主要因素是各向异性热传导。
2016-05-20 astro-ph.SR
The dynamical behaviour of a jet in an on-disk coronal hole observed with AIA/SDO
位于冕洞中的极紫外射流被认为在向日冕和太阳风提供加热物质方面起着重要作用。SDO上的多波长能力和高信噪比探测器允许对这些喷流的演化进行详细研究。我们的目标是利用SDO的能力，揭示射流动力学的信息，并获得与射流相关的等离子体特性的估计。本文研究了冕洞边界AIA/SDO极紫外喷流的动力学性质。详细讨论了射流演化过程，并测量了射流的参数，如长度、宽度、寿命、向外速度等。此外，利用自动排放测量分析来确定射流的温度和密度的估计。还观察到由射流尖顶支撑的传播横波。波的特性的测量被用于磁震学，并与发射测量结果一起用于估计射流的磁场强度。我们提出了一个详细的描述射流的演变，与新的证据等离子体流，在射流的启动之前，沿环路在射流的基础上，还发现进一步的证据表明，沿射流尖顶流包括多个，准周期性的小规模等离子体喷射事件。此外，DEM分析表明，喷流的温度为$\log{5.89\pm0.08}$ K，电子密度为$\log{8.75\pm0.05}$ cm $^{-3}$。横波的测量特性表明，当它以$\sim110$ km/s的速度沿喷流尖顶传播时，横波被严重阻尼。波参数的磁震反演提供了沿喷流尖顶的$B=1.21\pm0.2$ G值，这与以前对冕洞中开放场的估计一致。
2013-10-29 astro-ph.SR
Off-limb Solar Coronal Wavefronts From SDO/AIA EUV Observations - Implications For Particle Production
我们推导出两个最近的太阳日冕瞬态波观测到的太阳西翼与大气成像组件（AIA）板载太阳动力学观测站（SDO）的任务的运动学特性。两个波发生在连续几天-2010年6月12日和13日，间隔超过$\sim10$ -min。这是第一次，离边波成像高12秒的节奏，使这些瞬态在低日冕之间的$\sim1.1$ -2.0太阳半径（$R_{s}$）的详细分析成为可能。我们使用的193和211个CAPAIA通道的观测来约束这两个波的运动学。我们得到的初始速度为$\sim1287$和$\sim736$公里秒$^{-1}$，和加速度的$-1170$和$-800$米秒$^{-2}$，分别。此外，差分发射测量分析显示，6月13日的波与弱冲击一致。EUV波的位置与同步II型射电暴观测的位置相关。我们发现两者之间有很好的时间和高度关联，这表明波可能是日冕冲击的EUV特征。此外，这些事件与1 AU处质子通量的显着增加有关，可能与波如何通过日冕磁场传播有关。描述这些日冕瞬变将是将它们的特性与太阳附近的高能粒子产生联系起来的关键。
2014-06-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
The Coronal Loop Inventory Project: Expanded Analysis and Results
我们已经扩大了早期的工作，调查与等温$versus$多热交叉场温度分布的日冕环的相对重要性。这些结果是重要的，以确定如果环有未解决的磁股的形式的子结构。我们将温度分析的目标回路数量从19个增加到207个，并增加了来自多个区域的188个新回路。我们选择了大气成像组件（AIA）的171幅图像中所有可见的环路段，这些图像具有干净的背景。86个新的循环被拒绝，因为它们不能可靠地从其他AIA过滤器的背景中分离出来。61个环需要多热模型来重现观测结果。28个环是有效等温的，也就是说，AIA敏感的等离子体发射在不确定性内不能与等温发射区分开。10个环是等温的。我们的库存中还有一个小的火炬回路，一个温度分布不受AIA数据约束的非常冷的回路，以及一个结果不确定的回路。我们的调查可以证实一个意想不到的结果，从试点研究：我们发现没有等温环段，我们可以正确地使用171-193比的方法，这将是类似的分析所做的许多回路观察到的跟踪和EIT。我们建议那些假设环等离子体是等温的观察者要谨慎，并希望这些结果将影响日冕加热模型的方向和建模人员在各种加热场景上所花费的努力。
2017-05-25 astro-ph.SR
Comparison of Two Coronal Magnetic Field Models for Reconstructing a Sigmoidal Solar Active Region With Coronal Loops
磁场外推是研究三维日冕磁场的重要工具，而三维日冕磁场难以直接测量。存在各种分析模型和数值代码，但它们的结果往往大相径庭。因此，一个关键的比较模拟的磁场线与观察到的日冕环是强烈需要建立模型的可信度。在这里，我们比较了两种不同的非潜在的外推代码，非线性无力场代码（CESE-MHD-NLFFF）和非无力场（NFFF）代码在建模太阳活动区（AR），有一个S形配置之前，从该地区爆发的主要耀斑。采用二维冠环跟踪和拟合方法研究了外推磁场线与SDO/AIA成像的EUV环之间的三维失准角。结果表明，CESE-MHD-NLFFF编码与预处理的磁图表现最好，输出的磁场与AIA 94 μ m成像的AR核心中的冠状环匹配，失准角为~10度。这表明，CESE-MHD-NLFFF代码，即使没有使用的信息的日冕环约束的磁场，表现得像一些日冕环前向拟合模型。对于在AR外围由AIA 171 X成像的环路，包括势场在内的所有代码给出的平均失准角（~30度）结果相当。因此，需要进一步改进的代码，以更好地重建包围核心区域的长循环。
2017-06-02 astro-ph.SR
Coronal Loop Oscillations Observed with AIA - Kink-Mode with Cross-Sectional and Density Oscillations
首次利用太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测数据，对一次日冕环振荡事件进行了详细的分析。环振荡事件发生在2010年10月16日19：05 - 19：35 UT，由M2.9 GOES级耀斑触发，位于窄角CME的高倾斜圆锥内。这一振荡事件有一些不寻常的特点：（一）在垂直极化的扭结模式振荡的激发（在环平面内）;（ii）具有相同周期的耦合横截面和密度振荡;（iii）在观察到的四个扭结模式周期的持续时间内没有可检测到的扭结振幅阻尼（$P=6.3$ min）;（iv）具有略微不同的（$\approx 10%$）周期的多回路振荡;以及（v）相对较冷的回路温度$T\approx 0.5$ MK。我们采用了一种新的方法，从耀斑触发延迟和扭结模式周期推导出的Alfvénic速度比导出振荡环外部和内部的电子密度比，即，$n_e/n_i=(v_A/v_{Ae})^2=0.08\pm0.01$。弯折模式和横截面振荡的耦合可以解释为垂直偏振模式中的环长度变化的结果。我们使用STEREO/EUVI-A数据通过立体三角测量确定确切的足迹位置和环路长度。我们使用HMI/SDO磁记录数据和位场模型模拟振荡环中的磁场，并发现与磁场的地震学值$B_{kink}=4.0\pm0.7$ G在两个因子内一致。
2011-05-11 astro-ph.SR
Enhanced Non-Thermal Line Broadening inside Coronal Cavities above Solar Prominences revealed by Spectral Imaging CoronaGraph
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）
研究利用SICG等观测设备，发现日冕空洞中存在显著的非热速度和多普勒位移，表明日珥与日冕材料的相互作用驱动了其中的波和湍流。
2025-12-22 astro-ph.SR
The Wave Properties of Coronal Bright Fronts Observed Using SDO/AIA
日冕亮锋（CBF）是以每秒数百公里的速度在日冕中传播的大尺度波前。虽然他们的运动学已被详细研究，许多问题仍然存在的时间演变的幅度和脉冲宽度。在这里，同期的高节奏，多热观测的太阳日冕从太阳动力学观测站（SDO）和太阳地关系观测站（STEREO）航天器被用来确定的运动学和膨胀率的CBF波前观察2010年8月14日。与SDO相比，CBF具有较低的初始速度和较弱的减速（~340 km/s和-72 m/s/s，而不是~410 km/s和-279 m/s/s）。来自SDO的CBF运动学被发现是高度依赖于通带的，在335 A和304 A通带中，初始速度范围从379+/-12 km/s到460+/-28 km/s，加速度范围从-128+/-28 m/s/s到-431+/-86 m/s/s。这些运动学被用来估计一个安静的日冕磁场强度范围约为1-2 G。还观察到显著的脉冲展宽，扩展速率为~130 km/s（STEREO）和~220 km/s（SDO）。通过将CBF视为高斯包络内正弦波的线性叠加，发现脉冲的色散率约为8-13 Mm^2·s^-1。这些结果表明，通过非均匀介质传播的快模式磁声波脉冲。
2011-09-27 astro-ph.SR
Observations of a quasi-periodic pulsation in the coronal loop and microwave flux during a solar preflare phase
我们报告了2016年3月23日在C1.1耀斑的前耀斑阶段，在EUV图像和微波发射上同时从日冕环的空间位移中检测到的准周期脉动（QPP）事件。利用运动放大技术，在波长为171 A的大气成像组件（AIA）图像序列中，发现了一个弥散日冕环中存在一个周期增长的低振幅横向振荡，其初始振荡周期约为397 s，增长率为0.045。同时，在同一活动区的微波通量中发现了一个增长周期从大约300 s到近500 s的QPP。根据AIA极紫外波段和野边山射电日像仪微波17 GHz波段的成像观测，发现扩散日冕环和微波辐射源之间通过AIA波段94 A的热环连接。QPP的增长周期与载流等离子体回路中LRC电路振荡过程的调制有关。电流的存在可能意味着在耀斑爆发前阶段源区的无电势。
2020-03-21 astro-ph.SR
Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with Solar Dynamics Observatory in non-flaring active region cores
我们利用SDO/AIA日冕成像观测和Hinode/EIS光谱数据，探索窄波段EUV成像数据诊断活动区热（T >~ 5 MK）日冕等离子体存在的潜力。我们分析了两个活动区（AR 11281，AR 11289）的观测，同时AIA成像，和EIS光谱数据，包括CaXVII线（在192.8A），这是为数不多的几条线在EIS光谱带敏感的热日冕等离子体，即使在耀斑外。经过仔细的图像和光谱数据的coalignment，我们比较了形态在一个3色图像相结合的171，335，和94 A AIA光谱带，从EIS光谱分析获得的图像CaXVII发射。我们发现，在选定的活动区域中，CaXVII发射仅在非常有限的区域中是强的，与94 A（和335 A）AIA通道中明亮的特征和171 A波段中较弱的特征表现出惊人的相似性。我们的结论是，太阳日冕的AIA成像观测可以用来跟踪热等离子体（6- 8 MK），从而研究其空间变化和时间演化的高时空分辨率。
2012-03-30 astro-ph.SR
