Triangulation Tracking of a Radially Propagating MHD Wave in the AIA 1600 Acoustic Power Maps in Active Region 12193
几十年来，人们已经确定，太阳耀斑释放的能量激发了在太阳表面传播的声波振荡（Wolff 1972）。据信，这些耀斑可以激发活跃区域的速度振荡，特别是那些发生过更高级别太阳耀斑的区域（Kumar 2006）。然而，问题是如何在这样一个混乱的环境中的声振荡的行为可以诞生其他波的MHD类型。我们能观察到这样的事件吗？
2018-03-06 astro-ph.SR
Revised Point-Spread Functions for the Atmospheric Imaging Assembly onboard the Solar Dynamics Observatory
本研究为SDO/AIA提出修正的点扩散函数，通过耀斑和月掩图像校准衍射与散射光，校正后亮区增强约30%、暗区减弱达90%，性能优于现有PSFs。
2025-02-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Continuum Contributions to the SDO/AIA Passbands During Solar Flares
来自太阳动力学观测台（SDO）极紫外实验（EVE）的多极紫外光栅摄谱仪（MEGS-A）组件的数据被用来量化连续辐射对大气成像组件（AIA）的每个极紫外通道的贡献，也在SDO上，在2011年2月15日发生的X级太阳耀斑期间。两个预耀斑减去EVE光谱和适合于相关的自由-自由连续与AIA的7个EUV通带的响应函数在整个过程中的耀斑在10秒的节奏卷积。结果发现，在耀斑的整个主相位中，94 A，131 A，193 A和335 A通带中的总发射的10-25%是由于自由-自由发射。对于171 A通道无法进行可靠的测量，而对于304 A通道的连续贡献由于强He II发射线的存在而可以忽略不计。高达50%的211 A通道中的发射被发现是由于自由-自由发射周围的耀斑的峰值，而另外的20%是由于重组连续的He II。分析被扩展到一些M-和X-级耀斑，它被发现，自由-自由排放的水平，有助于171 A和211 A通带增加GOES类。这些结果表明，在耀斑期间的连续发射，有助于AIA观测的量是更显着的比以前的研究中所述的合成，而不是观察到的光谱。这些发现强调了与成像仪器结合进行光谱观察的重要性，以便正确解释数据。
2013-08-16 astro-ph.SR
Decay Length of Slow Magnetoacoustic Waves in the Solar Corona using SDO/AIA and SolO/EUI
University of Warwick（华威大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Kyung Hee University（庆熙大学）
研究利用SDO/AIA和SolO/EUI同时观测日冕慢磁声波，通过时间距离分析量化波衰减。发现LoS与波传播方向夹角是决定慢波表观衰减的关键，校正观测效应有助于推断潜在物理耗散过程。
2026-07-29 astro-ph.SR
The spectral content of SDO/AIA 1600 and 1700 Å filters from flare and plage observations
太阳耀斑期间紫外辐射的强烈增强通常被认为是这些事件期间释放的能量沉积引起的低层太阳大气中等离子体加热的指示。由{ \em过渡区和日冕探测器}（TRACE）和{ \em大气成像组件}（AIA 1600和1700~ A）用宽带紫外滤光片拍摄的图像非常详细地揭示了耀斑带的形态和演化。然而，这些图像的光谱内容在很大程度上仍然是未知的。如果不知道这些紫外线过滤器的光谱贡献，这些丰富的成像数据集的使用受到严重限制。为了解决这个问题，我们估计的光谱贡献的AIA紫外耀斑和谱斑图像使用高分辨率光谱范围1300至1900~ 1900 nm从天空实验室NRL SO 82 B摄谱仪。我们发现AIA 1600~ 1600耀斑的过量辐射主要由\ion{C}{4} 1550~ 1600双峰（26%）、\ion{Si}{1}连续谱（20%）所支配，其它色球谱线如\ion{C}{1} 1561和1656~ 1600多重峰、\ion{He}{2} 1640~ 1600、\ion{Si}{2} 1526和1533~ 1600等的贡献较小.对于AIA 1700~ 1600谱带，\ion{C}{1} 1656~ 1600多重峰是主要贡献者（38%），其次是\ion{He}{2} 1640（17%），并伴随着大量其它较弱的色球谱线，而来自连续谱的贡献最小。我们的结果可以概括为国家的AIA紫外耀斑过量发射的色球起源，而在两个通…
2018-11-20 astro-ph.SR
Multi-point study of the energy release and transport in the 28 March 2022, M4-flare using STIX, EUI, and AIA during the first Solar Orbiter nominal mission perihelion
本研究通过多点观测分析2022年3月28日M4级耀斑，发现早期不同剪切场线重连决定了后期硬X射线足点运动，推广了简单重连模型。
2023-10-03 astro-ph.SR
Testing EUV/X-ray Atomic Data for the Solar Dynamics Observatory
太阳动力学观测台上的大气成像装置和极紫外线可变性实验包括X射线/极紫外波段的光谱窗口。在这个波长范围内原子数据的准确性和完整性对于解释日冕的光谱和辐照度以及用AIA和EVE仪器进行的SDO观测至关重要。在这里，我们测试的X射线/EUV数据库中的CHIANTI评估其完整性和准确性的SDO波段，特别是对94 A和131 A AIA通带。由于缺乏足够的太阳观测，我们使用高分辨率的X射线光谱的低活性的类太阳日冕的南河三与钱德拉低能量透射光栅光谱仪（LETGS）。我们发现，虽然光谱模型总体上可以很好地再现在软X射线范围ll <50 A和在EUV波长ll> 130 A下观察到的光谱，但它们显著低估了在50 - 130 A波长范围内观察到的通量。该模型低估了观测到的通量的可变因子范围从\approx 1.5，在短波长低于\sim 50 A，高达\sim 70 - 125 A范围内的\approx 5 - 7。在LETGS覆盖的AIA波段，即94 A和131 A，我们发现观测到的通量可以被大的因子低估（对于这里提出的南河三的情况，分别为\sim 3和\sim 1.9）。我们讨论了AIA数据分析的后果和可能的经验修正AIA响应模型更现实地在这些通带的日冕发射。
2011-10-20 astro-ph.SR
Comparison between Hinode/SOT and SDO/HMI, AIA Data for the Study of the Solar Flare Trigger Process
为了阐明耀斑的触发机制，我们分析了几个耀斑事件的观测日之出/太阳光学望远镜（SOT），在我们以前的研究。然而，由于SOT视野的限制，只有四个事件的日出数据集已被利用。因此，需要增加事件的数量来评估耀斑触发模型。我们调查了太阳动力学天文台（SDO）获得的数据的适用性，以增加数据样本的耀斑触发过程的统计分析。SDO定期观测整个太阳盘和所有耀斑，尽管其空间分辨率低于Hinode。我们调查了2011年2月13日发生的M6.6耀斑，并将SDO的分析数据与我们以前使用Hinode/SOT数据的研究结果进行了比较。采用了日震和磁成像仪（HMI）获得的滤波器和矢量磁图以及大气成像组件（AIA）1600 A的滤波图。通过对耀斑爆发前小尺度磁结构和色球辐射的比较，我们证实了SDO数据可以探测到触发区。我们还测量了活动区的磁剪切角和耀斑触发场的方位角和强度。结果与我们以前的研究一致。我们的结论是，耀斑触发过程的统计研究是可行的SDO以及日出数据。我们还用SDO研究了耀斑爆发前磁场的时间演化。
2014-07-07 astro-ph.SR
Automating Ellerman bomb detection in ultraviolet continua
埃勒曼炸弹是位于H-α 6563星系机翼上的短暂增亮物，它可以精确定位太阳活动区中磁重联的光球位置。它们在1600光年和1700光年连续谱中的部分可见度由太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）定期记录，如果可以制定可靠的检测方法，则提供了一个独特的机会，可以在整个AIA数据库中清点这种磁场干扰。这是在这里完成的。我们改进和应用的H-α Ellerman炸弹检测代码的10个数据集跨越视角从太阳圆盘中心的肢体。他们将瑞典1米太阳望远镜的高质量H-α成像光谱与大约1600 nm和1700 nm的AIA同步成像相结合。在AIA图像上施加了亮度，寿命和面积限制的试验网格，以确定在H-alpha中检测到的1735枚Ellerman炸弹的最佳恢复。当同时优化恢复分数和可靠性时，通过要求高于平均1700流明附近安静太阳强度的5-sigma增亮、超过一分钟的寿命、1-18 AIA像素的面积，从1700流明图像获得最佳结果。使用这种方法，AIA探测到的27%是H-α探测到的埃勒曼炸弹，而它恢复了其中的19%（其中许多都小于AIA的分辨率）。更好的是，在AIA 1700探测器中，结合亮度、寿命和面积阈值选择的前10%的探测器中，多达80%是H-α埃勒曼炸弹。因此，自动选择最好的1700个候选的光球重联事件，打开了整个AIA数据库，用于检测大多数更重要的光球重联事件。该代理是适用于通量动力学…
2019-01-23 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
Occurrence and Statistics of IRIS Bursts
太阳低层大气中的小重联事件可能导致其加热，但这种加热是否可以传播到更高的大气层并可能有助于日冕加热是一个悬而未决的问题。我们对2013年和2014年的所有IRIS观测数据进行了大量统计分析。我们确定了“IRIS爆发”（IB）光谱通过k-均值分析，通过分类和选择Si IV光谱与叠加的混合线上的爆发，这表明低大气加热。我们发现，约8%的所有观测显示IB，约0.01%的所有记录的IRIS光谱是IB光谱。我们发现不同的混合吸收水平，这可能表明不同的深度的重连事件和加热。IB在统计学上可见，在谱线Mg II、C II和Si IV中具有相似的性质和时序，但在Fe XXI中不可见。通过统计分析共空间AIA光变曲线，我们发现在AIA 1600和AIA 1700中有系统的增强，但在爆发周围的$\pm 6$分钟的时间范围内，对所有其他AIA波长（94，131，171，193，211，304，335）的爆发没有明确的响应。这可能表明，由于IB的加热被限制在低层大气中，并在达到由较热的AIA线覆盖的温度或地层高度之前消散。我们开发的方法适用于任何共同观测数据集的统计分析，并使我们能够同时有效地分析数百万的光谱和光变曲线。
2021-10-25 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
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
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
Investigating the differential emission measure and energetics of microflares with combined SDO/AIA and RHESSI observations
太阳物理学中的一个重要问题是太阳微耀斑，目前可观测到的X射线中最小的耀斑事件，是否具有与大耀斑相同的能量特性。最近的调查表明，微耀斑的粒子加速器的效率可能不如大耀斑，因此贡献较少的非热能，这可能对日冕加热机制有影响。因此，我们探索微耀斑的能量特性相结合的极紫外（EUV）和X射线测量。我们提出了前向拟合差分发射测量（DEM）分析的10个微耀斑。拟合的约束相结合，第一次，高温RHESSI观测和来自SDO/AIA的通量数据。两个拟合模型进行测试的DEM;高斯分布和均匀的DEM配置文件。高斯拟合被证明无法解释任何研究的微耀斑的观测结果。然而，10个事件中的8个研究合理地适合一个统一的DEM配置文件。因此，微耀斑等离子体可以被认为是显着的多热，可能不会显着峰值或包含可分辨的精细结构，在观测仪器的不确定性。热和非热能估计每个微耀斑，比较等温等离子体假设的能量预算。根据多热拟合，发现最小非热能含量平均约为估计的热能的30%。相比之下，在等温模型下，非热能和热能估计值一般是相当的。因此，多热等离子体是一个重要的考虑太阳微耀斑，大大改变了他们的热和非热能内容。
2014-05-20 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
Mass Loss Evolution in the EUV Low Corona from SDO/AIA Data
我们对\it太阳动力学天文台上的{\it大气成像组件}（AIA）观测到的三个日冕变暗区的疏散质量进行了分析。这三个事件被明确地确定为白光日冕物质抛射（CME），依次与不同性质的表面活动：脉冲（M级）耀斑，弱（B级）耀斑和没有耀斑的灯丝喷发。使用三个AIA日冕通带允许应用差分发射测量技术来定义变暗区域，并通过分析与喷发相关的电子密度耗尽来确定其疏散质量。从三个调光的质量损失的时间演变可以近似为指数方程，然后是线性拟合。我们从COR 2数据中确定了相关CME的质量。结果表明，从低日冕疏散的质量代表了相当数量的CME的质量。我们还发现，当CME到达COR 2视场时，等离子体仍在从低日冕中抽空。CME的角宽度的时间演化，在低日冕的调光区，和在软X射线的GOES注册的通量都与低日冕的质量疏散的行为密切相关。我们讨论了我们的研究结果对更好地理解与分析调光和日冕物质抛射相关的几个参数的时间演变的影响。
2016-11-02 astro-ph.SR
Growing transverse oscillations of a multistranded loop observed by SDO/AIA
本文介绍了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的具有不断增长的振幅和内部耦合的多股环横向振荡的第一个证据。环振荡事件发生在2011年3月8日，由CME触发。多波长分析揭示了多热链的存在下，在振荡回路，其动力学行为是温度依赖性的，显示其振荡幅度，相位和发射演变的差异。利用STEREO-A/EUVI数据测量了171 A中两股线的生长振荡的物理参数，并确定了三维环的几何形状。这些股线具有非常相似的频率，并且在两个193 A股线之间建立四分之一周期相位延迟。这些功能表明扭结振荡的相邻股和解释的集体扭结模式预测的一些模型之间的耦合。然而，多星环振荡的温度依赖性以前没有研究，需要进一步调查。横向环振荡与强度和环宽度变化有关。我们认为，振幅增长的扭结振荡可能是连续的非周期性驱动的磁变形的CME，其中存款到环路系统的速度比其损失的能量。
2012-04-05 astro-ph.SR
A magnetic reconnection event in the solar atmosphere driven by relaxation of a twisted arch filament system
我们提出了一个高分辨率的观测磁重联事件在太阳大气中采取的新真空太阳望远镜，AIA和HMI。重连事件发生在扭曲的弓丝系统（AFS）和冠状环之间。我们的观测结果表明，扭曲AFS的松弛驱动它的一些线程遇到冕环，提供重联的流入。AIA影像中的X形特征、\halpha $+$ 1 μ m影像中连接重联后环的电流片状特征、HMI磁图中的小尺度磁抵消以及沿日冕环的速度为40- 80 km/s的流动都证明了重联。在AIA 94 100 nm通带中看到的重联后日冕环似乎在相对较长的时间内保持明亮，这表明它们已经被先前储存在AFS螺纹中的致密等离子体加热和/或填充。我们的观测表明，扭曲的磁系统可以通过重联过程将其自由磁能释放到太阳上层大气中。虽然重连通量管中的等离子体压力显著不同，但场线的重新配置可能导致它们之间的质量转移并在其中引起加热。
2018-01-18 astro-ph.SR
The Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares Observed with AIA/SDO: Fractal Diffusion, Sub-Diffusion, or Logistic Growth ?
我们通过拟合一个径向膨胀模型$r(t)$来探索太阳耀斑的时空演化，该模型包括一个指数增长的加速阶段，然后是一个由广义扩散函数$r(t) \propto κ(t-t_1)^{β/2}$参数化的减速阶段，其中包括逻辑增长极限（$β=0$）、亚扩散（$β= 0-1$）、经典扩散（$β=1$）、超扩散（$β= 1-2$）和线性膨胀极限（$β=2$）。我们分析了在SDO任务的头两年中用GOES和AIA/SDO观察到的所有M和X级耀斑，共计155个事件。我们发现，大多数耀斑的子扩散制度（$β=0.53\pm0.27$），我们解释在低等离子体$β$电晕间歇性磁重联事件的各向异性链反应。我们发现一个平均传播速度$v=15\pm12$公里的$^{-1}$，最大速度为$v_{max}=80 \pm 85$公里的$^{-1}$每个耀斑，这是大大低于预期的耀斑等离子体的热扩散的声速。这里建立的扩散特性（首次为太阳耀斑）是一致的分形扩散自组织临界（FD-SOC）模型，预测扩散运输仅仅基于元胞自动机模拟。
2012-08-07 astro-ph.SR
Extreme ultraviolet late-phase flares as observed by EVE and AIA on board the Solar Dynamics Observatory
University of Oslo（奥斯陆大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；University of Graz（格拉茨大学）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究通过分析EVE和AIA数据，发现约10%的耀斑经历EUV晚期相，其特征与一般耀斑不同。
2025-12-01 astro-ph.SR
Solar sources of the geoeffective events in September 2011
我们调查了2011年9月8日至20日发生的地球效应事件，分析了这些事件最可能的太阳来源，其中日冕物质抛射和冕洞起着根本作用。利用太阳动力学观测仪器AIA 193射电图像和HMI纵向磁图研究了冕洞的物理性质，如面积和磁场。利用AIA和SoHO-LASCO资料分析了日冕物质抛射的起源活动区。
2014-01-08 astro-ph.SR
On the Accuracy of the Differential Emission Measure Diagnostics of Solar Plasmas. Application to AIA/SDO. Part II: Multithermal plasmas
差分辐射测量（DEM）分析是太阳和恒星日冕最常用的诊断工具之一。作为一个反问题，它有限制，由于存在随机和系统误差。我们在这一系列的论文中分析了AIA/SDO观测值反演的鲁棒性。我们完全描述了DEM反演及其统计特性，提供了与数据及其相关概率一致的所有解决方案，并对假设的DEM模型的适用性进行了测试。虽然我专注于等温条件下，我们现在考虑多热等离子体和调查等温和多热解决方案。我们演示了如何从根本上限制了反演的温度分辨率之间的模糊性噪声和多热。我们表明，如果所观察到的等离子体是多热，等温解决方案往往集群在一个恒定的温度下，无论通带或谱线的数量。多热的解决方案也被发现偏向于近等温的解决方案约1 MK。即使残差支持所选的DEM模型，这也是正确的，可能会导致对观察到的等离子体得出错误的结论。我们提出的工具，以确定和量化可能的退化的解决方案，从而帮助DEM反演的解释。
2012-10-08 astro-ph.SR
Nanoflare distributions over solar cycle 24 based on SDO/AIA differential emission measure observations
在太阳活动周期24期间，在安静的太阳区域的纳米耀斑研究了最好的等离子体诊断，以获得它们的能量分布和在不同水平的太阳活动期间对日冕加热的贡献。使用太阳动力学观测站（SDO）机载大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）滤光片。我们分析了2011年至2018年之间的30个AIA/SDO图像系列，每个图像系列覆盖$400 \times 400$ arcsec安静太阳视场，持续两个小时，节奏为12秒。差分发射测量（DEM）分析被用来获得每个像素的发射测量（EM）和温度演变。我们使用基于阈值的算法检测作为EM增强的纳米片，并从DEM观测中获得它们的热能。纳米耀斑的能量分布遵循幂律，表明陡度略有变化（$α=$ 2.02至2.47），但与太阳活动水平无关。所有数据集的合并纳耀斑分布涵盖事件能量（$10^{24} \mathrm{~to~} 10^{29} \mathrm{~erg}$）的五个数量级，具有幂律指数$α=2.28 \pm0.03$。推导出的$(3.7\pm 1.6)\times 10^4\mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$的平均能流比日冕加热要求小一个数量级。我们发现导出的能量通量和太阳活动之间没有相关性。空间分布的分析揭示了高能量通量（高达$3\times 10^5 \mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$）的集群，周围是活动较低的扩展区域。与…
2022-03-22 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
Explosive Events in the Quiet Sun Near and Beyond the Solar Limb Observed with the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS)
利用界面区成像光谱仪（IRIS）的两个狭缝位置的光谱、狭缝-钳口（SJ）观测和大气成像组件（AIA）图像，研究了南极附近宁静区的点状爆炸事件（EE），其特征是远翼发射的谱线。这些事件在SiIV光谱中最清晰可见;它们在SJS中很弱，偶尔在1600 A和304 A AIA图像中可见，在更高温度的AIA图像中不可见。我们确定EE的位置-时间图像中的远翼的SiIV线，并测量其距离的肢体。高度分布的高斯模型表明，EE发生在一个狭窄的（0.9英寸）高度范围内，中心位于2832.0 A处连续体翼上方3.2英寸处。在磁盘上，我们发现它们发生在网络边界。此外，我们研究了两个明亮的EE的边缘和一个在磁盘上的线配置文件。我们发现，看似宽带发射的物质实际上是2 - 3个窄带高斯分量与分离良好的线轮廓的叠加，这表明物质在时间和空间上以离散的形式被推向和/或远离观察者。排出的等离子体迅速加速，达到高达90 km/s的视线（LOS）速度。总的来说，运动实际上是沿着视线，因为天空平面上的速度很小。在某些情况下，观察到倾斜的光谱，可以解释为高达30公里/秒的旋转运动。我们没有发现任何强吸收功能的机翼中的SiIV线，虽然在一种情况下，一个非常弱的吸收功能被检测到。在SJ或AIA图像中未检测到指示射流的运动。在非对称磁场几何中，在小线圈的中间或顶部附近的重联是对它们的观测特征的合理解释。
2023-01-17 astro-ph.SR
First SDO/AIA Observation of Solar Prominence Formation Following an Eruption: Magnetic Dips and Sustained Condensation and Drainage
在过去，成像太阳日冕凝聚形成的双折射是困难的，最近的情况被Hinode和SDO改变了。我们提出了第一个观察到的SDO/AIA的例子，其中材料逐渐冷却，通过多个EUV通道中的transequatorial循环系统，限制了较早的喷发。9小时后，这导致最终在这些环的下沉处凝结，形成一个中等大小的约$10^{14}$克的日珥，以与CME的特征性$10^{15}$克质量进行比较。日珥质量不是静态的，而是通过以$10^{10}$克/秒的高估计速率冷凝来维持的，而通过许多垂直向下流动的线程进行的可比较的持续排水，使得总冷凝量的96%（~ $10^{15}$克）在大约一天内排出。质量凝结和排水率在时间上与日珥总质量相关。下行流速呈窄高斯分布，平均值为30 km/s，而下行加速度分布呈指数下降，平均值约为1/6 $g_{Sun}$，表明重力显著抵消，可能是由于洛伦兹力。我们的观察结果表明，宏观静态日珥是微观动态的，涉及通过它的一个显着的质量，通过一个持续的质量供应对一个可比的质量排水，这对CME的启动机制，其中质量卸载是重要的，具有重要的意义。
2012-01-04 astro-ph.SR
Disentangling Thermal and Abundance Characteristics in a Solar Flare Using SDO/AIA, Hinode/XRT, and MinXSS-1 Observations
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；Bowdoin College（鲍登学院）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理跨大学中心）
该研究结合 SDO/AIA、Hinode/XRT 与 MinXSS-1 观测，识别耀斑环上方稀薄高温等离子体云，并澄清低 FIP 元素丰度信号来自耀斑环而非该云。
2025-10-20 astro-ph.SR
Plasma diagnostics of an EIT wave observed by Hinode/EIS and SDO/AIA
我们提出了等离子体诊断的EIT波的观察与高节奏的Hinode/EIS坐盯光谱和SDO/AIA图像在HOP-180观测活动期间获得的2011年2月16日。在传播的EIT波前，我们观察到向下的等离子体流的EIS Fe XII，Fe XIII，和Fe XVI谱线（log T ~ 6.1-6.4）的视线（LOS）的速度高达20公里/秒。这些红移之后是蓝移，向上的速度高达-5 km/s，表明波前后面的等离子体弛豫。在波的演化过程中，向下的速度脉冲从几公里/秒变陡到20公里/秒，随后衰减，与线强度的相对变化相关。在EIT波阵面的等离子体密度的预期增加估计从观察到的强度增加位于我们的密度诊断从EIS XIII 202/203 AA线比的噪声水平。没有显着的LOS等离子体运动中观察到的He II线，这表明波脉冲是不够强，扰动底层色球。这与没有Halpha Moreton波与事件相关的结果一致。沿EIS狭缝传播的EIT波显示出~ -540 m/s ~ 2的强减速度和~ 590 km/s的起始速度。这些发现与日冕快模式MHD波的通过是一致的，它将等离子体向下推动并在日冕底部压缩。
2011-11-15 astro-ph.SR
A statistical study of decaying kink oscillations detected using SDO/AIA
尽管在过去的十年里对日冕环的扭结振荡进行了深入的研究，但利用太阳动力学天文台（SDO）的数据对振荡参数进行了大规模的统计学上有意义的调查。我们进行了统计研究的扭结振荡使用极紫外（EUV）成像数据从以前编制的目录。我们分析了SDO上的大气成像组件（AIA）在其运行的前四年（2010-2014）中观察到的58个扭结振荡事件。振荡的参数，包括初始的表观振幅，周期，长度的振荡回路，和阻尼进行了研究，为120个单独的回路振荡。通过对初始回线位移和振幅的分析，得出了初始回线位移一般决定初始振幅的结论。发现周期与环路长度成比例，并且数据云的线性拟合给出了Ck =（1330+/-50）km s-1的扭结速度。数据的主体对应于范围Ck =（800-3300）km s-1的扭结速度。进行了52个指数阻尼时间的测量，并且注意到，阻尼曲线中的至少22个可以通过非指数曲线和指数曲线的组合而不是纯指数阻尼包络线来更好地近似。还有另外10种情况，其中曲线看起来完全是非指数的，并且没有测量阻尼时间。指数阻尼时间与周期的缩放被发现，遵循先前建立的线性缩放这两个参数之间。
2015-11-11 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
Extreme-ultraviolet bursts and nanoflares in the quiet-Sun transition region and corona
宁静的日冕由无数环状特征组成，磁场源自太阳表面的网络和网络间区域。这些不同的磁斑之间的持续相互作用导致了短暂的增亮或爆发，这可能有助于太阳大气的加热。然而，目前尚不清楚这种主要在极紫外线中观察到的瞬变是否在大气加热中发挥重要作用。我们重新审视这些爆发的开放性问题，作为最近发射的太阳轨道器预期的新的高分辨率EUV图像的前奏。我们使用SDO/AIA记录的EUV图像来研究爆发的统计特性。我们检测的突发在171毫米滤波器图像的AIA在一个自动化的方式，通过逐像素的分析，通过施加不同的强度阈值。通过利用AIA观测的高节奏（12 s），我们发现这些事件的寿命分布在约120 s处达到峰值。检测到的突发的大小受到空间分辨率的限制，这表明AIA数据中可能隐藏了大量的事件。我们估计，在整个太阳上，每秒大约有100个新的爆发。所检测到的爆发具有每事件$10^{24}$ \，erg的纳米片状能量。基于此，我们估计至少需要100倍以上的类似性质的事件才能解释加热日冕所需的能量。当单独考虑AIA观测时，这里讨论的EUV爆发因此在安静太阳的日冕加热中没有显着作用。如果平静太阳的日冕加热主要是爆发性的，那么太阳轨道器的高分辨率EUV观测可能能够减少SDO/AIA观测到的EUV爆发数量的不足，至少部分是通过检测更多这样的事件。
2021-04-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: I. Universal Scaling Laws of Space and Time Parameters
我们扩展了先前对AIA/SDO观测到的155个GOES M级和X级耀斑的统计太阳耀斑研究（Aschwanden 2012）到所有7个日冕波长（94，131，171，193，211，304，335 \ang），以测试标度律和统计分布的波长依赖性。除了171和193 \ang \波长，这是由日冕物质抛射（CME）引起的EUV调光的影响，我们发现几乎相同的几何尺寸分布，（长度$L$，耀斑面积$A$，体积$V$，分形维数$D_2$），时间（耀斑持续时间$T$）和时空参数（扩散系数$κ$、扩散指数$β$和最大膨胀速度$v_{max}$），这与缓慢驱动的自组织临界（FD-SOC）系统的分形扩散雪崩模型的普遍预测一致，即，$N(L) \propto L^{-3}$，$N(A) \propto A^{-2}$，$N(V) \propto V^{-5/3}$，$N(T) \propto T^{-2}$，$D_2=3/2$，对于欧几里得维数$d=3$。经验上，我们还发现了一个新的强相关$κ\propto L^{0.94\pm0.01}$和3参数标度律$L \propto κ T^{0.1}$，这是更符合逻辑增长模型比经典扩散。研究结果表明，FD-SOC系统中的长程相关长度在临界状态附近运行，可用于预测个别极端事件。我们还发现，爆发耀斑（伴随CME），有较大的体积$V$，较长的耀斑持续时间$T$，更高的…
2013-08-22 astro-ph.SR
Atmospheric Imaging Assembly Response Functions: Solving the Fe VIII Problems with Hinode EIS Bright Point Data
太阳动力学天文台上的大气成像组件（AIA）是一种最先进的成像仪，有可能在每个像素上进行前所未有的时间依赖性多热分析，其尺度短于辐射和传导冷却时间。然而，最近的结果，已经确定了失踪的谱线在CHIANTI原子物理学数据库，这是用来构建仪器的响应函数。我们已经做了差分发射测量分析，同时使用AIA和Hinode/EIS观测六个X射线亮点。我们的研究结果不仅支持的结论，CHIANTI是不完整的131埃附近，但更重要的是，建议的Fe VIII发射率/响应的峰值温度可能是更接近日志T = 5.8比日志T = 5.7的当前值。使用修订的发射率/响应计算Fe VIII，我们发现，所观察到的AIA 131埃通量可以低估约1.25，这是小于以前的比较。
2013-01-09 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
Identification of Coronal Holes on AIA/SDO images using unsupervised Machine Learning
通过其磁场活动，太阳控制着地球附近的条件，产生空间天气事件，对我们的空间和地面技术产生巨大影响。产生空间天气的最重要的太阳磁场特征之一是源自日冕洞（CH）的太阳风。因此，确定太阳上的CHs作为太阳风的源区之一，对于实现预测能力至关重要。在这项研究中，我们使用了一种无监督的机器学习方法，$k$ -means，以不同的组合对{ \it the Solar Dynamics Observatory}（AIA/SDO）上的大气成像组件在171毫秒，193毫秒和211毫秒拍摄的太阳通带图像进行像素聚类。我们的研究结果表明，逐像素$k$均值聚类与系统的预处理和后处理步骤一起提供了与复杂方法（如CNN）兼容的结果。更重要的是，我们的研究表明，有必要对CH数据库，一个共识的CH边界的观察员独立达成。然后，当使用监督方法或仅评估模型的优度时，该数据库可以用作“地面实况”。
2022-03-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Origin of the EUV Late Phase: A Case Study of the C8.8 Flare on 2010 May 5
自2010年2月11日NASA的太阳动力学观测站发射以来，极紫外线变率实验（EVE）已经观测到了许多耀斑。EVE观测到的一个有趣的特征是，在耀斑的软X射线发射数小时后，耀斑的一个子集表现出2-3百万K辐射的额外增强。从大气成像组件（AIA）的图像中，我们观察到这种被称为EUV晚期的二次发射发生在与耀斑相同的活动区域，但不是在相同的日冕环中。在这里，我们研究了2010年5月5日发生的C8.8耀斑作为EUV晚期耀斑的案例研究。除了介绍AIA和EVE的详细观测结果外，我们还开发了这种耀斑的物理模型，并使用基于焓的热演化环（EBTEL）模型对其进行测试。
2012-02-22 astro-ph.SR
A Compact Source for Quasi-Periodic Pulsation in an M-class Solar Flare
准周期脉动（Quasi-periodicpulsation，QPP）是太阳和恒星耀斑光变曲线中常见的现象，它具有时间特性和耀斑核心等离子体发射的特征，可以用来诊断太阳和遥远恒星的日冕。在这项研究中，我们结合了太阳动力学天文台的大气成像组件（AIA）和Nobeyama射电日像仪（NoRH），观察2012年7月19日在活动区11520发生的M7.7级耀斑。在AIA $131\unit{Å}$带通和NoRH $17\unit{GHz}$通道中都检测到QPP，其具有约4分钟的周期。在傅里叶功率的空间分布中，我们发现这个QPP起源于一个紧凑的源，并且它与环顶上方的X射线源重叠。AIA $131\unit{Å}$带通中的等离子体发射强度在该区域内高度相关。源区域被进一步分割成以不同相位振荡的条纹。该事件中的证据表明，这种QPP很可能是通过向重连区域间歇性注入能量而产生的。
2019-11-13 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
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
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
Propagating Disturbances in The Solar Corona and Spicular Connection
针状体是一种细小的毛状结构，位于太阳边缘，主要位于色球和过渡区。它们通常存活3-10分钟。我们观察这些针状体在南极地区的太阳与协调的意见，使用界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）仪器板上的太阳动力学天文台。在日冕高度的太阳极地边缘外区域，到处都可以观察到扰动（PD）。从这个同时观察，我们表明，骨针和PDs可能起源于一个共同的过程。从时空图中我们发现，PD轨迹的开始几乎与2796 °A和1400 A°的IRIS狭缝颚图像所见的针状包络的上升时间同时。在针状物质返回的过程中，在AIA 171 °A和193 °A的图像中可以看到增亮。准周期性的针状活动所揭示的IRIS光谱图像序列和它的关系，冠状PD记录的冠状AIA通道表明，他们有一个共同的起源。我们提出重联过程产生的针状体和波同时。当凉爽的针状物质回落时，
2015-11-23 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
Benchmark Test of Differential Emission Measure Codes and Multi-Thermal Energies in Solar Active Regions
通过模拟模拟合成数据，比较了11种差分辐射测量（DEM）正演和反演方法对活动区和太阳耀斑性质的约束能力，这些方法分别使用SDO/AIA、SDO/EVE、RHESSI和GOES/XRS仪器响应函数。这些程序包括单高斯DEM、双高斯DEM、固定高斯DEM、线性样条DEM、空间合成DEM、Monte-Carlo马尔可夫链DEM、正则化DEM反演、Hinode/XRT方法、多项式样条DEM、EVE+GOES和EVE+RHESSI方法。平均所有11种DEM方法的结果，我们发现以下物理参数的反演精度：EM加权温度$T_w^{fit}/T_w^{sim}=0.9\pm0.1$，峰值发射测量$EM_p^{fit}/EM_p^{sim}=0.6\pm0.2$，总发射测量$EM_t^{fit}/EM_t^{sim}=0.8\pm0.3$，和多热能$E_{th}^{fit}/EM_{th}^{sim}=1.2\pm0.4$。我们发现，AIA空间合成，EVE+GOES，和EVE+RHESSI方法产生最准确的结果。
2015-09-24 astro-ph.SR
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Physikalisch Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）
Hinode EIS观测到非日冕爆发期间的强多普勒位移，源于边缘活跃区域的小规模日冕喷射，表明EUV多普勒图比EUV图像更敏感地检测小规模爆发。
2025-12-02 astro-ph.SR
Desaturating EUV observations of solar flaring storms
CNR - SPIN（意大利国家研究委员会-SPIN）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德空间飞行中心）
本文提出了一种新颖的去饱和方法，能够通过利用图像本身的信息恢复AIA图像中饱和区域的信号，为构建AIA数据重建流程提供了可靠工具。
2019-04-08 astro-ph.SR cs.AI cs.NA
Extreme UV quiet Sun brightenings observed by Solar Orbiter/EUI
本文的目标是研究在极紫外宁静太阳中观测到的最小增亮事件。我们使用最近发射的太阳轨道飞行器任务上的EUI仪器拍摄的调试数据。于2020年5月30日，EUI位于距离太阳0.556AU处。它的HRIEUV望远镜17.4nm通带达到了400公里的超高双像素空间分辨率。小尺度结构的大小和持续时间是在HRIEUV数据中确定的，而它们的高度是通过同步SDO/AIA数据的三角测量来估计的。这是第一个高分辨率的小规模增亮体视学。我们在一个安静的太阳区域观察到小的局部增亮（“篝火”），长度在400公里到4000公里之间，持续时间在10到200秒之间。这些HRIEUV增亮中最小和最弱的增亮以前还没有被观察到。同时HRILYA观测没有显示局部增亮事件，但HRIEUV事件的位置清楚地对应于色球网络。与同步AIA图像的比较表明，大多数事件也可以在AIA的17.1nm，19.3nm，21.1nm和30.4nm通带中识别，尽管它们显得较弱和模糊。DEM分析表明日冕温度在log（T）~6.1-6.15处达到峰值。我们确定了一些篝火的高度，在光球上方1000到5000公里之间。我们的结论是，“营火”大多是日冕的性质，并植根于磁通量浓度的色球网络。我们将这些事件解释为耀斑/微耀斑/纳米耀斑家族的新扩展。考虑到它们的低高度，EUI“营火”可能是过渡区/低日冕精细结构的一个新元素：内部加热到日冕温度的小尺度环的顶点。
2021-04-07 astro-ph.SR
A Center-Median Filtering Method for Detection of Temporal Variation in Coronal Images
日冕中的事件通常在时间尺度上相隔很远，这可以使它们在与日冕中其他来源的发射混淆时被识别出来。因此，基于其时间尺度来干净地分离这些事件的方法对于该领域的研究是期望的。提出了一种基于逐像素运行中值滤波和光子计数统计的日冕图像序列时变信号识别技术。示例应用程序“EIT波”和小规模的动态显示，都使用AIA的193埃通道的数据。发现该技术比最常用的运行和基本差异技术更干净地区分EIT波。它还表明，有更多的信号中的数据比通常所理解的，发现波可以被跟踪到边缘的AIA视野时，数据进行重组，以增加信噪比。
2016-01-29 astro-ph.SR
Continuous upflows and sporadic downflows observed in active regions
我们提出了一个研究的时间演化的日冕循环在活动区和它的影响，在日冕循环的动力学。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在多种温度下的图像，以检测日冕环中的视运动。准周期性的亮度波动向上传播的循环足迹在热发射在1MK，而零星的下行流被认为是在冷发射低于1MK。热辐射的上升运动在冷的下降流之后增加。表面的传播模式表明，从环足点的热上升流，并被认为是供应热等离子体进入日冕环，但波状现象不能被排除。日冕环中偶而发生日冕凝结，冷物质向下流动到足点。冷等离子体的发射可能有显着的贡献，热AIA通道在日冕凝结的事件。
2011-07-11 astro-ph.SR
Hi-C 2.1 Observations of Small-Scale Miniature-Filament-Eruption-Like Cool Ejections in Active Region Plage
我们检查了2018年5月29日Hi-C 2.1（“Hi-C”）火箭飞行的172张太阳plage区域的超高分辨率图像。在五分钟的飞行中，Hi-C解决了太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）171 Ang图像中出现的大量小尺度动态特征。对于10个选定的事件，与其他波长的AIA图像和界面区成像光谱仪（IRIS）图像的比较表明，这些功能是冷（相比日冕）喷射。结合Hi-C 172 Ang、AIA 171 Ang、IRIS 1400 Ang和H $α$，我们看到这十个冷喷射类似于早期研究中发现的H $α$“动态原纤维”和Ca ii“海葵喷射”。我们的一些冷喷射的前部可能是加热的，显示在IRIS 1400 Ang中的发射。平均而言，这些冷喷射有近似的宽度：$3''.2 \pm 2''.1$，（预计）的最大高度和速度：$4''.3 \pm 2''.5$和$23 \pm 6$公里/秒，和寿命：$6.5 \pm 2.4$分钟。我们考虑这些高C功能是否可能导致喷发的子minifilament（小于minifilament喷发产生日冕射流）。与SDO的日震和磁成像仪（HMI）的磁图相比，在这些事件的基础上并没有显示出磁混合极性中性线，这与真正的缩小版太阳灯丝/微灯丝所预期的不同。但这些特征基都接近于单极性强磁链边缘位置，表明HMI可能无法分辨局部反极性磁链。或者，我们的Hi-C喷射可能是通过冲击…
2019-12-05 astro-ph.SR
Flare Induced Sunquake Signatures in the Ultraviolet as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly
在太阳光球层中经常观察到太阳地震（SQ），但直到最近才在色球层中检测到这些事件的特征。我们调查是否签名的SQs是常见的紫外线（UV）连续，采样太阳等离子体几百公里以上的SQs通常被检测到。我们分析了太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）1600毫米和1700毫米通带的观测结果，太阳活动周期24耀斑引起的SQ签名。我们的分析基于Sharykin & Zosovichev（2020）最近的统计研究中检测到的62个SQs。我们发现62个SQ候选者中有9个产生了响应，该响应在来自AIA 1600 nm和1700 nm通道的运行差异图像中被清楚地检测到。对数据应用宽度为2 mHz（以6 mHz为中心）的二进制频率滤波器。每个SQ的第一个特征是在距离相关耀斑带5.2 Mm至25.7 Mm之间的距离处检测到的。时间-距离和回归分析使我们能够计算的表观横向速度的SQ在UV数据集，并发现最大速度高达41公里s-1，87毫米远离SQ源。我们的分析表明，可以在SDO/AIA 1600 Å和1700 Å通带中检测到耀斑诱导的SQ特征，暗示它们存在于较低的色球层中。GOES耀斑分类和SQ在这些高度的出现之间没有明显的相关性。
2021-05-12 astro-ph.SR
Solar synthetic imaging: Introducing denoising diffusion probabilistic models on SDO/AIA data
University of Applied Sciences North Western Switzerland (FHNW)（西北瑞士应用科学大学（FHNW））；University of Geneva（日内瓦大学）
针对太阳耀斑样本稀缺与类别不平衡问题，该研究用 SDO/AIA 171 Å 数据训练 DDPM 生成不同强度耀斑图像，并通过分类与预测实验验证合成数据的价值。
2024-04-03 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.AI
Estimating the temperature and density of a spicule from 100 GHz data obtained with ALMA
我们成功地观察到两个大针状同时与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），界面区域成像光谱仪（IRIS），和大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台。一个是在IRIS Mg II裂隙颌图像和AIA 304 A图像中看到的骨针（Mg II/304 A骨针）。另一个是在ALMA获得的100 GHz图像中看到的针状物（100 GHz针状物）。虽然100 GHz针状体在早期阶段与Mg II/304 A针状体重叠，但在早期阶段之后的IRIS Mg II和AIA 304 A图像中没有显示任何对应的结构。这表明针状体是独立的事件，没有物理关系。为了获得100 GHz针状体的物理参数，我们使用两种不同的方法估计光学深度作为温度和密度的函数。一种是通过假设填充因子使用观测到的亮度温度，另一种是使用光学深度的发射模型。通过比较，100 GHz针状体中等离子体的动力学温度和电离氢的数密度分别为~6800 K和2.2 x 10^10 cm^-3。估计值可以解释193 A图像中的吸收结构，这似乎是100 GHz针状物的对应物。这些结果表明，本文所提出的100 GHz针状体是一种没有热鞘的大针状体。
2019-12-12 astro-ph.SR
Solar microflares: a case study on temperatures and the Fe XVIII emission
本文讨论了一次微耀斑的温度分布和演化，这是由太阳耀斑XRT、EIS和SDO AIA同时观测到的。我们发现，使用EIS线，在峰值发射的分布几乎是等温的，并在4.5 MK左右达到峰值。这个温度与XRT滤波器比率获得的温度非常一致，验证了使用XRT来研究这些小事件，这些小事件被GOES等全太阳X射线监视器所看不到。在AIA 94 100波段估计的Fe XVIII排放量的增加主要可以用背景温度的小幅温度升高来解释。Fe XVIII排放的存在并不能保证达到7 MK的温度，正如通常假设的那样。我们还重新审视了新的原子数据的温度所测量的一个活动区域，产生微耀斑的SoHO SUMER观测，也发现低温度（3 - 4 MK）从Fe XVIII / Ca XIV比率。
2019-05-21 astro-ph.SR
