日冕极紫外（EUV）波是在日冕中传播的大尺度扰动，其物理性质和起源已经讨论了几十年。我们首次报道了日冕极紫外波及其伴随的准周期波列的三维辐射磁流体动力学（RMHD）模拟。用MURaM程序进行了数值试验，模拟了太阳活动区是由对流层的磁通量出射到日冕而形成的。日冕极紫外波是由磁通量绳的喷发驱动的，这也会引起C级耀斑。它以半圆形的形状传播，初始速度范围从大约550到700 km s $^{-1}$，这对应于大约1.2的平均马赫数（相对于快磁声波）。此外，等离子体密度，压力和切向磁场在波前的突然增加证实了快模式激波的日冕EUV波的性质。准周期波列的周期约为30秒被发现作为多个二次波前传播的领先波前和前面的喷发磁通量绳。我们还注意到，3D空间中的真实波前可能非常不均匀，然而，EUV发射的视线积分显著地平滑了3D中的尖锐结构，并导致更漫射的波前。
英文摘要：
Coronal extreme-ultraviolet (EUV) waves are large-scale disturbances propagating in the corona, whose physical nature and origin have been discussed for decades. We report the first three dimensional (3D) radiative magneto-hydrodynamic (RMHD) simulation of a coronal EUV wave and the accompanying quasi-periodic wave trains. The numerical experiment is conducted with the MURaM code and simulates the formation of solar active regions through magnetic flux emergence from the convection zone to the corona. The coronal EUV wave is driven by the eruption of a magnetic flux rope that also gives rise to a C-class flare. It propagates in a semi-circular shape with an initial speed ranging from about 550 to 700 km s$^{-1}$, which corresponds to an average Mach number (relative to fast magnetoacoustic waves) of about 1.2. Furthermore, the abrupt increase of the plasma density, pressure and tangential magnetic field at the wavefront confirms fast-mode shock nature of the coronal EUV wave. Quasi-periodic wave trains with a period of about 30 s are found as multiple secondary wavefronts propagating behind the leading wavefront and ahead of the erupting magnetic flux rope. We also note that the true wavefront in the 3D space can be very inhomogeneous, however, the line-of-sight integration of EUV emission significantly smoothes the sharp structures in 3D and leads to a more diffuse wavefront.
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: Coronal Heating and Dynamics in an Emerging Active Region
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文学和天体物理学教育部重点实验室）
Kinematics and Energetics of the EUV Waves on 11 April 2013
在这项研究中，我们提出了与2013年4月11日M6.5耀斑相关的极紫外（EUV）波的观测结果。太阳动力学天文台（SDO）在不同的EUV通道上观测到了这一事件。耀斑还与晕CME和II型射电爆发有关。我们观察到了EUV波的快分量和慢分量。快分量（被识别为快模式MHD波）的速度在600至640 km s ^-1的范围内变化，而慢分量的速度约为140 km s ^-1。我们观察到一个不寻常的现象，即当快分量EUV波通过两个连续的磁准分界线层（QSL）时，在局部形成两个稳定的波前。我们提出，部分向外传播的快模EUV波被转换成慢模磁流体动力学波，这些波被捕获在局部磁场结构中，形成连续的稳定波前。沿着另一个方向，快分量EUV波也在距离耀斑站点约225 Mm的日冕环中产生振荡。我们计算出极紫外波的能量为10^20焦耳。
An extreme ultraviolet wave generating upward secondary waves in a streamer-like solar structure
极紫外（EUV）波是低日冕中水平传播的扰动，当它遇到日冕结构时，往往会触发水平二次波。我们提出了第一个例子，向上SW在一个流光状的结构后，通过的EUV波。事件发生在2017年6月1日。极紫外波发生在一次典型的太阳爆发中，包括暗条爆发、CME、C6.6耀斑。EUV波与准周期快速传播（QFP）波列和代表日冕激波存在的II型射电爆发有关。极紫外波有一个快速的初始速度$\sim$ 1000 km s $^{-1}$，相当于高速度的冲击波和QFP波列。有趣的是，向上SW上升缓慢（$\sim$ 80 km s $^{-1}$）的流光状结构后，扫描的EUV波。向上的SW似乎起源于由EUV波引起的临边增亮。结果表明，极紫外波是一种快模磁流体动力学激波，可能是由耀斑脉冲触发的。我们认为部分EUV波可能被捕获在类似流光结构的闭合磁场中，向上的SW可能是由于捕获波以慢模形式释放而产生的。据认为，日冕激波的强烈压缩和流光状结构的配置的相互作用是形成向上SW的关键。
Three-dimensional Propagation of the Global EUV Wave associated with a solar eruption on 2021 October 28
我们提出了一个案例研究的全球极紫外（EUV）波和色球对应的“莫顿-拉姆齐波”与第25太阳活动周的第二个X级耀斑和一个光环日冕物质抛射（CME）。在H $α$和EUV通带中观察到了具有不同特征温度的EUV波。在171毫米和193/195毫米的图像中，波以600-720 km s $^{-1}$的初速度和110-320 m s $^{-2}$的减速度循环传播。在波阵面通过期间，局部日冕等离子体从log（T/K）=5.9加热到log（T/K）=6.2。H $α$和304 INVESTIGATION图像还显示了速度为310-540 km s $^{-1}$的波传播特征。通过多波长双视角观测，我们发现波前可能以约53.2 $^{\circ}$的倾角向前倾斜地传播到太阳表面。我们的研究结果表明，这种EUV波是由相关CME的膨胀驱动的快模式磁流体动力学波或激波，其波前可能是一个圆顶状的结构，可能会影响上色球层，过渡区和日冕。
Multiple Extreme Ultraviolet Peaks Attributed to Three-dimensional Magnetic Reconnection in a Long-duration Solar Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）；CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学地球物理和行星科学系地空间环境中国科学院重点实验室）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）；LESIA, Observatoire de Paris, CNRS, UPMC, Université Paris Diderot（巴黎天文台LESIA实验室（CNRS、UPMC、巴黎第七大学））；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
Exploring the Limits of Synthetic Creation of Solar EUV Images via Image-to-Image Translation
Microsoft Research（微软研究院）；Frontier Development Lab（前沿发展实验室）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Shell Global Solutions International B.V.（壳牌全球解决方案国际有限公司）；nextSource Inc（nextSource公司）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Planet（Planet公司）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；University of Oxford（牛津大学）
Quadrature Observations of Wave and Non-Wave Components and Their Decoupling in an Extreme-Ultraviolet Wave Event
我们报告了2011年1月27日极紫外（EUV）波事件的正交观测结果，由极紫外成像仪（EUVI）机载\emph{Solar Terrestrial Relations Observatory}（\emph{STEREO}）和大气成像组件（AIA）机载\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）。在极紫外波事件中揭示了两个分量。以$\sim$ 440 km s $^{-1}$的初始速度发射主锋。在较热的通道中出现显著的排放增强，而在较冷的通道中出现深度排放减少。当主锋遇到一个大的日冕环系统并减速时，一个次要的更微弱的锋从主锋发出，具有相对较高的$\sim$ 550 km s $^{-1}$的起始速度。之后，两个波前独立地传播，分离度增加。主锋最后停在磁分界线上，而次锋在它消失之前行进得更远。此外，当次级锋到达时，会触发日珥的横向振荡。我们认为这两个组成部分具有不同的性质。主锋属于非波型日冕物质抛射（CME）分量，可以用场线拉伸模型合理解释。这种多温度行为可能是由于CME锋面环的非线性绝热压缩所引起的相当大的加热所造成的。对于次级锋，它很可能是一个线性快模磁流体（MHD）波，通过典型的日冕温度的介质传播。X射线和无线电数据为我们提供了支持上述情况的补充证据。
Exploring if a coronal dimming event can produce coronal hole-like properties
ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；PMOD/WRC（世界辐射中心）；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（国立天文台）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学艺术大学）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio, IAFE, UBA-CONICET（阿根廷国家科学技术研究委员会天文与空间物理研究所）；School of Mathematics and Statistics, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学数学与统计学院）；NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）
What Determines the Brightness of the Magnetically Open Solar Corona?: Insights from Three-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations and Observations
The Ly-alpha Lines of H I and He II: A Differential Hanle Effect for Exploring the Magnetism of the Solar Transition Region
He II在304 nm处的Ly-alpha谱线是空间望远镜窄带成像仪EUV通道的首选谱线之一，它提供了太阳外层大气的壮观强度图像。由于磁场信息被编码在谱线辐射的偏振中，因此研究来自太阳盘的He II线辐射是否可以被偏振以及其磁灵敏度是重要的。在这里，我们报告一些理论预测的散射过程中产生的线性偏振信号在这个强发射线的太阳过渡区，考虑到辐射转移和Hanle效应所造成的存在下，有组织的和随机的磁场。我们发现，分数偏振振幅是显着的（${\sim}1%$），即使当考虑波长积分信号。有趣的是，He II的Ly-alpha线的散射偏振开始对磁场强度B>100 G的Hanle效应敏感（即，对于1216欧姆的氢Ly-alpha线的Hanle饱和场的量级和大于Hanle饱和场的磁场强度）。因此，我们建议同时观测的散射极化在两个Ly-alpha线，以方便磁场测量在太阳色球层上部。即使是单独为He II 304谱线研制的窄带成像偏振计，对于探测太阳过渡区也已经具有很大的诊断价值。
Quasi-Periodic Fast-Mode Wave Trains Associated with the 2015-Jun-22 M6.5 Flare in AR~12371: Observations and 3D MHD Modeling
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文学研究所）
Exploring Plasma Heating in the Current Sheet Region in a Three-Dimensional Coronal Mass Ejection Simulation
我们模拟了一个日冕物质抛射（CME）使用三维磁流体动力学（MHD）代码，包括日冕加热，热传导，辐射冷却的能量方程。在1 R $_s$的磁通量分布是由一个局部的地下偶极子叠加在一个全球偶极子场，模仿全球日冕内的活动区域的存在。在极性反转线附近施加横向电场，以引入横向磁场，然后施加会聚流，以形成和破坏通量绳，从而产生喷发。我们研究负责等离子体加热和冷却的喷发过程中，包括热传导，辐射，绝热效应，日冕加热，欧姆加热的量。我们发现，欧姆加热是一个重要的贡献者热温度在当前片区域的早期爆发，但在后期阶段绝热压缩起着重要的作用，在加热等离子体。在整个重联过程中，热传导在将热能从电流片区域传输出去方面也起着重要作用，产生"热晕“并扩大高温区域。我们模拟发射从太阳望远镜为这次喷发，并发现有证据表明，从上面的耀斑环晚在喷发，绝热加热是占主导地位的加热项加热等离子体发射。这些结果提供了一个解释热超拱廊等离子体片，经常观察到的X射线和极紫外波长在大耀斑的衰变阶段。
Solar coronal magnetic field measurements using spectral lines available in Hinode/EIS observations: Strong and weak field techniques and temperature diagnostics
最近，有人提出可以利用Fe X中的磁场感生跃迁（MIT）来测量日冕磁场强度。本文发展了几种将MIT理论应用于Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）光谱观测的技术，包括直线比技术和弱、强磁场技术。然而，基于弱和强磁场技术的日冕磁场测量的适用性尚未得到评价。此外，温度诊断对于基于MIT理论的日冕磁场测量也很重要，但如何从EIS观测中确定Fe X线的准确形成温度仍需研究。在这项研究中，我们合成了几个谱线的太阳活动区的三维辐射磁流体动力学模型的发射，然后推导出磁场强度使用不同的方法。我们首先比较了从弱和强磁场技术得到的磁场强度与模型中的值。我们的研究表明，弱和强磁场技术都低估了日冕磁场强度。在此基础上，我们提出了两种计算Fe X线形成温度的方法。一种是基于差分发射测量分析，另一种是从Fe IX和Fe XI线对导出温度。然而，这两种方法都不能提供精确的日冕磁场测量的温度确定，如那些来自Fe X 174/175和184/345的磁力线比。利用EIS观测进行日冕磁场的精确测量还需要更多的努力。
