Comparative analysis of two episodes of strongly geoeffective CME events in November and December 2023
本文比较了2023年11月和12月两次强地磁效应CME事件，利用GCS三维重建和三维DBM方法分析CME运动及相互作用，揭示了CME结构相互作用与SBC相关磁调制对地磁影响的增强作用。
2025-01-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Two step chromospheric Moreton wave excitation in a blast-wave scenario. A case study: the December 06, 2006 event
我们研究的能力，一个爆炸波的情况下-与日冕耀斑或CME侧翼的扩张-重现色球摩尔顿现象。我们还模拟了2006年12月6日的摩尔顿事件，考虑日冕和色球层。为了获得足够强的日冕激波--能够产生可探测的色球莫尔顿波--与活动区的值相比，需要相对较低的磁场强度。采用合理的日冕约束，我们表明，耀斑点燃的冲击波或扩展的CME侧翼模拟为一个瞬时或时间活塞模型，分别能够重现的意见。
2015-08-05 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Eruptive Event Responsible for GLE63. III. CME, Shock Waves, and Energetic Particles
SOL 2001 -12-26中等太阳爆发事件（GOES重要性M7.1，微波高达4000 sfu，频率9.4 GHz，CME速度1446 km/s）产生了强的太阳高能粒子通量和地面宇宙线强度增强（GLE 63）。为了找到一个可能的原因，这一事件的高质子的结果，我们研究多波长图像和动态无线电频谱和定量协调的结果与对方。另一次喷发可能发生在同一活动区约半小时前的主要喷发。后者在脉冲阶段产生了两次类似爆炸波的冲击。这两个激波最终在径向方向上合并成一个激波，其轨迹可追溯到$25R_\odot$，作为扩张的CME天体前方的一个晕，这与风号航天器上的无线电和等离子体波研究（WAVES）实验记录的行星际II型事件一致。晕的形状和运动学表明，在这些距离的冲击波和弓形激波之间的中间制度。结果表明：（1）激波出现在耀斑上升过程中，对粒子的加速作用比通常认为的要早;（2）前一次爆发对粒子事件有放大作用，它拉伸了正在发展的CME上方的封闭结构，促进了CME的离地和耀斑加速粒子的逃逸，使CME的速度更快，前方的激波更强; iii）逃逸的耀斑加速粒子可以通过重新连接的通量绳，在那里他们被困，与一个大的日冕洞，另外促进; iv）第一次爆发提供了丰富的种子人口加速的尾随冲击波。
2017-06-08 astro-ph.SR
Modeling the initiation of the 2006 December 13 coronal mass ejection in AR 10930: the structure and dynamics of the erupting flux rope
利用三维磁流体动力学（MHD）方法模拟了2006年12月13日在新出现的δ黑子活动区NOAA 10930发生的日冕物质抛射（CME）。模拟的设置类似于Fan（2011）之前的模拟，但具有显著加宽的模拟域以适应宽CME。模拟结果表明，CME可能是由于出现了一个东西向的扭曲通量绳，其正的，随后出现的极对应于观测到的正旋转太阳黑子出现对南部边缘的占主导地位的预先存在的负太阳黑子。模拟中爆发的磁通绳加速到超过1500公里/秒的终端速度，并经历了近180度的逆时针旋转，使得其前部和侧翼都表现出指向南方的磁场，解释了在磁云中观察到的南向磁场撞击地球。随着持续驱动的通量出现，源区日冕磁场也显示了一个日冕通量绳的改造下的耀斑电流片的爆发通量绳，准备第二次爆发。这可能解释了第二天在同一地区发生的另一次X级爆发性耀斑的形成。
2016-04-19 astro-ph.SR
Derived electron densities from linear polarization observations of the visible-light corona during the 14 December 2020 total solar eclipse
本研究设计新型日冕成像偏振器（CIP），在2020年日全食期间观测可见光偏振亮度，经定标和反演获得日冕电子密度，结果与先前研究吻合，并探讨了偏振角度数量对结果的影响。
2023-10-13 astro-ph.SR
New Views of EIT Wave and CME from STEREO
2007年12月7日，位于小活动区AR 10977的一个小暗条爆发并导致了B1.4级耀斑。SOHO/EIT和STEREO上的EUVI都观察到了与这次喷发有关的EIT波。根据SOHO/LASCO和STEREO/COR A的观测结果，我们发现EIT波没有伴随CME。这似乎挑战了EIT波的原因是CME的论点。然而，STEREO/COR B的数据表明，有一个狭窄的CME与EIT波。这表明，通过调查在一个方向上单独进行的观测来研究CME可能无法保证结果的可靠性。
2009-02-10 astro-ph.SR
Tracking the Evolution of Plasma Instabilities from the Prominence-Corona Transition Region into Interplanetary Space with Total Solar Eclipse and WISPR/PSP White Light Images
Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天文研究所）；George Mason University（乔治梅森大学）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）；ADNET Systems, Inc.（ADNET系统公司）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Faculty of Mechanical Engineering, Brno University of Technology（布尔诺理工大学机械工程学院）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）
利用日全食和WISPR/PSP白光图像，研究涡旋环等离子体不稳定性从日冕-日珥过渡区向日球空间的演化过程。
2026-01-15 astro-ph.SR
The Solar Origin of an Intense Geomagnetic Storm on 2023 December 1st: Successive Slipping and Eruption of Multiple Magnetic Flux Ropes
本研究分析2023年11月28日太阳爆发引发强地磁暴的起源，发现三个磁通量绳的连续滑移与相互触发爆发，并指出CME间相互作用可能是其显著地磁有效性的关键因素。
2024-05-23 astro-ph.SR physics.space-ph
The height evolution of the `true' CME mass derived from STEREO COR1 and COR2 observations
使用组合STEREO-A和STEREO-B EUVI，COR 1和COR 2数据，我们推导出2007年12月至2011年4月期间发生的25个事件的样本的反投影日冕物质抛射运动学和日冕物质抛射的“真实”质量演变。我们发展了一个拟合函数来描述CME质量随高度的演化。该函数既考虑了日冕物质抛射开始时日冕物质抛射的影响，也考虑了实际质量的增加。后者在大约10卢比至15卢比时变得重要，并被认为主要贡献高达20卢比。质量增加的范围从2%到6%每Rs，是正相关的CME总质量。由于COR 1和COR 2质量测量的结合，我们能够估计非常低的日冕高度（< 3Rs）的“真实”质量值。根据反投影CME运动学和初始抛射质量，我们导出了低日冕（< 3Rs）CME的动能和推进力。导出的日冕物质抛射动能范围在1-66*10^23 J之间，作用力范围在2.2-510*10^14 N之间。
2013-03-14 astro-ph.SR
CMEs and SEPs During November-December 2020: A Challenge for Real-Time Space Weather Forecasting
日冕物质抛射（CME）和太阳高能粒子（SEP）的预测是空间天气预测的核心问题。近年来，对空间天气预测的兴趣已经扩大到包括对地球以外其他行星的影响以及散布在日光层的航天器。从这个意义上说，空间天气科学的范围现在涵盖了整个日光层系统，对太阳瞬变的多点测量可以为预测模型提供有用的见解和验证。在这项工作中，我们的目标是分析2020年底发生的两次爆发性耀斑（即11月29日的M4.4耀斑和12月7日的C7.4耀斑）之间的整个日光层内部环境。这段时间特别有趣，因为STEREO-A航天器位于日地线以东约60°处，使我们有机会利用拉格朗日L1和L5点的遥感观测作为输入，测试“360°预测”的能力。我们模拟的CME，在我们感兴趣的时期和SEP的冲击加速使用WSA-Enlil-SEPMOD建模链和四套输入参数，形成一个“迷你合奏”期间喷出。我们使用包括地球和火星在内的六个地点的原位观测来验证我们的结果。我们发现，尽管模型的架构和假设产生了一些限制，CME和冲击加速SEP可以合理地研究和预测，至少在几十度远离喷发现场使用这里采用的预测工具。
2022-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Benchmarking CME Arrival Time and Impact: Progress on Metadata, Metrics, and Events
准确预报日冕物质抛射（CME）到达地球的时间和随后的地磁影响是空间天气预报机构的一个重要目标。最近，CME到达和影响工作团队在定义社区商定的指标和验证方法以评估CME建模能力的当前状态方面取得了重大进展。这将使社区能够量化我们当前的能力，并跟踪模型随时间的进展。首先，社区必须集中精力收集必要的元数据，以确保结果的透明度和可重复性。关于CME到达和影响，我们已经确定了6种不同的元数据类型：3D CME测量，模型描述，模型输入，CME（非）到达观测，模型输出数据和度量以及验证方法。其次，工作组还确定了一个验证时间段，将考虑以下两个期间内的所有事件：2011年1月1日至2012年12月31日和2015年1月至2015年12月31日。这两个时期总计约100次击中地球事件和大量的未命中事件。考虑时间段将消除选择事件时的任何偏差，事件集将代表不会因用户选择而产生偏差的样本集。最后，我们定义了CME到达和影响工作团队将关注的基本指标和技能分数。
2018-11-26 astro-ph.SR physics.space-ph
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 astro-ph.SR
Factors Affecting The Intensity of Solar Energetic Particle Events
本文对可能影响太阳高能粒子（SEP）事件的日冕物质抛射（CME）驱动冲击的环境和源因子的影响进行了更新。通过对第23太阳周所有大SEP事件的研究，证实了文献[1]中CME相互作用引起的强度变化。大的SEP事件被分为两组，一组与CME运行到其他CME，另一组与CME运行到周围的太阳风。与CME相互作用的SEP事件通常具有较高的强度。还讨论了冕洞对SEP强度的影响等新的可能性。例如，在一个连接良好的喷发和太阳盘中心之间存在一个大的冕洞，可能会因为CME和冕洞之间的相互作用而使冲击波连接不良。这一点可以用2004年12月3日的SEP事件来说明，该事件比相关的CME的开始延迟了大约12小时。在太阳上没有其他事件可以与SEP发作相关联。这一事件是一致的冕洞相互作用的可能性，影响的CME的连通性，产生SEP，因此SEP事件的强度。
2011-09-13 astro-ph.SR
The Impact of New EUV Diagnostics on CME-Related Kinematics
我们提出了应用新的诊断光谱观测的日冕物质抛射（CME）的磁盘上的极紫外成像光谱仪（EIS）的日出号航天器。我们应用最近开发的线轮廓不对称性分析的光谱观测NOAA AR 10930在2006年12月14日至15日的三个光栅观测之前和期间爆发的1000公里/秒的日冕物质抛射。我们看到观察者的视线和磁场几何形状对所使用的诊断的影响。此外，更重要的是，我们确定了磁盘上的签名高速外流背后的日冕物质抛射在昏暗的区域所产生的结果，爆发。支持最近的冠状观测的STEREO航天器，我们推测的动量通量从这个流出作为一个次要的动量源的CME。提出的结果突出了光谱测量的重要性，CME的运动学，以及需要全磁盘天气光谱观测的日冕和色球等离子体捕捉这种爆炸性的能量释放的签名作为一种方式，提供更好的约束CME传播时间L1，或任何其他感兴趣的点在日光层。
2010-01-12 astro-ph.SR
Solar source of energetic particles in interplanetary space during the 2006 December 13 event
2006年12月13日发生了一次X3.4级的太阳耀斑和一次快速的晕日冕物质抛射（CME），伴随着在近地空间和地面上记录到的高能量粒子流。我们的目的是提供一个主要的太阳高能粒子（SEP）事件的耀斑加速的证据。我们首先介绍ACE/EPAM，GOES和Apatity中子监测仪的观测结果。结果表明，初始粒子释放时间与耀斑发射时间一致，粒子注入过程中，谱变软，各向异性变弱，表明加速源由局限的日冕位置转变为广泛的行星际日冕物质抛射驱动的激波。然后，我们描述了一个全面的研究相关的耀斑活动区。利用HINODE/SOT和SOHO/MDI磁象资料，以磁通量变化率的形式，推断耀斑的磁重联率。这在时间上与微波辐射相关，表明耀斑磁重联和非热粒子加速之间存在物理联系。结合来自怀柔/NOAC、Culgoora/IPS、Learmonth/Rendezvous和WAVES/WIND的无线电频谱仪数据，可以得到从几GHz到几kHz的连续和持久的无线电爆发。利用怀柔/NOAC的光球矢量磁图和非线性无力场（NFFF）重建方法，得到了爆发后短期内的三维磁场位形。此外，我们还计算了日冕场线延伸到几个太阳半径使用的位场源面（PFSS）模型。所谓的III-1型爆发和磁场配置都表明，开放磁力线从耀斑活动区延伸到行星际空间，使加速和带电粒子逃逸。
2013-05-24 astro-ph.SR
Geometric Triangulation of Imaging Observations to Track Coronal Mass Ejections Continuously Out to 1 AU
我们描述了一种几何三角测量技术，根据成像观测构建的时间延长图，连续跟踪日光层中的日冕物质抛射（CME），并预测其对地球的影响。利用STEREO的立体成像观测，该技术可以确定CME的传播方向和径向距离，从它们在日冕中诞生一直到1 AU。该方法的有效性证明其应用于2008年12月12日CME，表现为磁云（MC）在地球上的原位测量。预测的到达地球的时间和径向速度很好地证实了在MC周围的现场观测。我们的方法揭示了非径向运动和速度变化的日冕物质抛射在很大的距离在日光层。它还将现场测量的磁绳结构与成像观测中的CME暗腔联系起来。该技术的实施，预计将成为一个例行的可能性，在未来，可能表明一个实质性的进展，在日冕物质抛射研究以及空间天气预报。
2010-01-08 astro-ph.SR
Deformation of the CME and CME-driven shock due to interaction with the ambient solar wind: I. Modelling with Cone Model
University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
该研究采用EUHFORIA三维MHD模型结合锥CME模型，模拟两次朝向地球的CME与环境太阳风的相互作用，发现CME及其驱动激波形变显著，侧方遭遇的CME抵达时间差异可达16小时，为空间天气预报提供支撑。
2026-08-04 astro-ph.SR
The Kinematics and Morphology of Solar Coronal Mass Ejections
太阳日冕物质抛射（CME）是太阳等离子体和磁场向日冕和行星际空间的大规模喷发。它们是地球和日光层其他地方不利空间天气的最重要驱动因素，因此了解控制其爆发和传播的物理学非常重要。然而，CME的扩散形态和瞬态性质使得它们难以使用传统的图像处理技术来识别和跟踪。在这篇论文中，我们详细讨论了利用多尺度图像处理技术来识别和跟踪日冕物质抛射锋面的方法。与当前CME目录中使用的技术相比，CME锋面的椭圆特征用于确定CME运动学和形态学，其精度更高，并且正在努力使该过程自动化，以应用于大量CME观测以供未来分析。研究发现，日冕物质抛射并不是简单地经历恒定的加速度，而是在其传播的早期往往表现出更高的加速度。CME的角宽度也会随着它们的传播而改变，通常会随着距离太阳的高度而增加。然而，这些结果是从天空平面测量得出的，没有对真实的CME几何形状和方向如何影响观察到的运动学和形态学进行校正。随着STEREO航天器独特的双视角的出现，多尺度方法被扩展到椭圆连接点技术，以便在三维中重建CME的前部。将这种技术应用于2008年12月12日的地球定向CME，可以准确确定其真实的运动学和形态学，并且发现CME在向地球传播时经历了早期加速，非径向运动，角宽度膨胀和太阳风的气动阻力。
2012-02-17 astro-ph.SR
On the Determining Physical Factor of Jet-Related Coronal Mass Ejection's Morphology in the High Corona
本文通过统计16个喷流相关CME事件，发现其形态可能由暗条长度和扇-脊结构的初始磁零点高度决定，其中气泡状分量源于闭合环膨胀，喷流状分量源于开放场等离子体延伸。
2024-04-30 astro-ph.SR
Modelling non-radially propagating coronal mass ejections and forecasting the time of their arrival at Earth
本研究通过两次太阳爆发事件，考察低日冕中非径向传播方向对CME到达地球时间的影响，发现使用GCS拟合在递增高度上的参数作为EUHFORIA输入可显著提高预报精度。
2024-07-24 astro-ph.SR
Constraining the Mass and the Non-Radial Drag Coefficient of a Solar Coronal Mass Ejection
几十年的观测表明，日冕物质抛射可以偏离纯粹的径向轨道，但对于这些偏离的原因还没有达成共识。许多理论将日冕物质抛射的偏转归因于磁力。我们开发了ForeCAT（Kay et al. 2013，Kay et al. 2015），这是一种完全基于磁力的CME偏转模型，忽略了任何重连效应。在这里，我们将ForeCAT预测与2008年12月12日CME观测到的偏转进行比较，发现ForeCAT可以准确地再现观测结果。多个观测结果表明，这一日冕物质抛射在纬度上偏转了近30°（Byrne等人，2010年，Gui等人，2011年），在经度上偏转了4.4°（Gui等人，2011年）。根据观测结果，我们能够约束所有ForeCAT输入参数（初始位置，径向传播速度和膨胀），除了CME质量和影响CME运动的阻力系数。通过最小化ForeCAT结果和观测值之间的约化卡方$χ^2_ν$，我们确定了4.5x10 $^{14}$和1x10 $^{15}$ g之间的可接受质量范围，阻力系数小于1.4，质量和阻力系数的最佳拟合为7.5x10 $^{14}$ g和0。ForeCAT对磁场背景很敏感，我们还能够限制安静太阳磁场下降的速率，使其与位场源表面模型相似或下降稍慢。
2015-03-02 astro-ph.SR
More of the Inconvenient Truth About Coronal Dimmings
我们继续调查的日冕物质抛射驱动的日冕变暗从2006年12月14日使用独特的高分辨率成像的色球层和日冕从日出航天器。在变暗事件的过程中，我们观察到多条发射线的非热谱线增宽的动态增加，因为CME被释放，日冕打开;达到日冕洞中看到的水平。当日冕开始关闭、重新填充和变亮时，我们看到非热增宽朝着喷发前的水平减少。非热加宽的动态演化与磁开放稀薄调光区中阿尔芬波振幅的预期变化相一致，与CME之前的致密闭合日冕相比。所提供的数据加强了这样一种信念，即日冕变暗必须是快速太阳风的临时来源。目前还不清楚日冕热力学向太阳风状态的快速转变是否对日冕物质抛射本身有影响。
2009-01-19 astro-ph.SR
Relationship between prominence eruptions and coronal mass ejections during solar cycle 24
本研究利用AIA和LASCO数据分析了第24太阳活动周1225个日珥爆发（PEs）与日冕物质抛射（CMEs）的关系，发现54%的PEs与CMEs关联，且日珥在更高高度演变为CME亮核，证实两者为同一结构。
2025-05-30 astro-ph.SR
Comparison of Energies Between Eruptive Phenomena and Magnetic Field in AR 10930
我们提出了一个研究比较的能量带走的日冕物质抛射（CME）和相关的耀斑等离子体中的辐射能量损失，减少磁自由能在活动区NOAA 10930的释放期间，2006年12月13日在太阳活动周期23的下降阶段。喷射出的日冕物质抛射速度很快，以1780 km/s的投射速度和3060 km/s的反投射速度射向地球。我们把这些作为我们计算的下限和上限。它伴随着活动区的X3.4级耀斑。日冕物质抛射携带着（1.2-4.5）× 10^32尔格（投影-反投影）的动能和引力势能。耀斑期间的辐射能量损失估计为9.0x10^30 erg。将这些能量的总和与耀斑/CME期间测得的自由磁能的减少进行比较。自由能是高于最小能量配置的能量，并使用磁性维里定理估计。与耀斑前的能量相比，耀斑/CME后的磁自由能估计下降了3.11x10^32 erg。考虑到可能的能量范围，我们估计50-100%的CME能量来自活动区。剩余的自由磁能分布在辐射能损失、粒子加速、等离子体和磁场重定向等方面。
2010-10-28 astro-ph.SR
Influence of Solar Polar Magnetic Fields on the Propagation of Coronal Mass Ejection
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳））；Peking University（北京大学）
本研究通过数值模拟揭示极区磁场变化对CME传播的影响，发现增强磁场可减缓CME传播速度并减小其体积，同时在远距离处产生强约束效应。
2026-03-05 astro-ph.SR
Geocoronal Solar Wind Charge Exchange Process Associated with the 2006-December-13 Coronal Mass Ejection Event
针对2006年12月13日CME事件，研究利用多条高电离离子非热发射线确认地冕SWCX信号，并揭示其与磁云到达、北半球磁层尖点及太阳风流方位各向异性的关联。
2023-12-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Spacecraft Observations of the Rotation and Non-Radial Motion of a CME Flux Rope causing an intense geomagnetic storm
我们利用SDO、SOHO、STEREO A和Wind的观测结果，对2015年12月16日AR 12468的日冕物质抛射（CME）的旋转和非径向运动进行了研究。源区的EUV和HMI观测表明，在喷发前，伴随的磁通量绳（MFR）轴指向东方。我们使用非线性前自由场（NLFFF）外推来确定日冕磁场的配置并计算不同高度处的磁能密度分布。磁能密度的分布呈现出向东北方向的强烈梯度。由GCS模型得到的CME传播方向与源区径向偏离约45 °经度和约30 °纬度，这与AR周围的磁能分布梯度一致。GCS模型确定的MFR轴指向南方，在1AU处用Grad-Shafranov（GS）方法重建的MFR与GCS模拟的MFR取向基本一致，这表明MFR旋转发生在低电晕区。最小Dst为-155nT的强磁暴是由MFR的旋转引起的。这些结果表明，围绕MFR的日冕磁场在MFR的旋转和传播方向起着至关重要的作用。
2018-01-23 astro-ph.SR
Statistical Analysis of the Relation between Coronal Mass Ejections and Solar Energetic Particles
为了提高对太阳高能粒子（SEP）事件的预报能力，需要更好地了解日冕物质抛射（CME）与SEP事件之间的关系。在这里，我们提出了一个关于CME源位置和速度的SEP发生和时间尺度的统计研究，考虑了2006年12月至2017年10月期间发生的所有257个快速（$v_{CME}$ $\ge$ 900 km/s）和宽（角宽度$\ge$ 60 $^{\circ}$）CME。我们将它们与SEP事件在能量超过10兆电子伏。对每个日冕物质抛射源区的分析表明，如果日冕物质抛射起源于相对于观测者的E20-W100经度，那么日冕物质抛射更经常伴随SEP事件。然而，如果CME为$<$ 2000 km/s，则SEP事件仍可能不存在。对于相关的CME-SEP对，我们根据Kahler（2005，2013）计算每个SEP事件的三个时间尺度;即开始时间（TO），上升时间（TR）和持续时间（TD）。它们与CME源区相对于帕克螺旋足点的经度（$ΔΦ$）和$v_{CME}$相关。TO往往是$|ΔΦ|$ $<$ 60 $^{\circ}$的缩写。TR和TD的这种趋势较弱。SEP时间尺度仅与$v_{CME}$弱相关。TR和TD与$v_{CME}$的正相关性见于连接不良（大$|ΔΦ|$）事件。此外，对于小$|ΔΦ|$事件，TO似乎与$v_{CME}$呈负相关。
2020-07-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Heliospheric Observations of STEREO-Directed Coronal Mass Ejections in 2008--2010: Lessons for Future Observations of Earth-Directed CMEs
我们提出了一个日冕物质抛射（CME）的研究，影响了2008年1月至2010年初的STEREO航天器之一。我们把我们的研究集中在20 CME的观测远程的太阳层成像仪（HI）板载的其他STEREO航天器到大日心距离。我们比较了固定披和调和平均（HM）拟合方法的预测，这只是不同的假设几何的CME。有可能利用这些技术从遥感观测中确定日冕物质抛射的传播方向、到达时间和最终速度，并与现场测量结果进行比较。我们发现的证据表明，对于大视角，HM拟合方法预测的CME方向更好。然而，这可能是由于这样一个事实，即只有宽CME可以成功地观察到当CME传播超过100度从观测航天器。总共有八个日冕物质抛射，起源于一个立体声航天器看到的肢体后面，可以跟踪，它们到达另一个立体声航天器的时间可以成功预测。这包括CME，例如2009年12月4日和2010年4月9日的事件，这些事件是在距离其传播方向130度的地方观察到的。因此，我们预测，一些地球指向的日冕物质抛射将被观测到的HI，直到2013年初，当地球和STEREO航天器之一之间的分离将类似于分离的两个STEREO航天器在2009 - 2010年。
2012-05-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Microwave Quasi-periodic Pulsations in Multi-timescales Associated with a Solar Flare/CME Event
2006年12月13日怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）对一次X3.4耀斑/CME事件进行了多时间尺度的准周期脉动（QPP）微波观测。最值得注意的是，准等时脉冲的时间尺度分布在百秒到几十秒的范围内，（甚长周期脉动，VLP，周期P>100 s），十秒（长周期搏动，LPP，10<P<100 s），几秒（短周期搏动，SPP，1<P<10 s），分秒（慢-极短周期脉动，慢-VSP，0.1<P<1.0 s）至厘秒（快-极短周期脉动，快-VSP，P<0.1 s），并形成广泛的时间尺度等级。对数周期-持续时间空间的统计分布表明，准等时距脉冲可分为两类：第一类包括VLP、LPP、SPP和部分慢VSP，它们近似沿直线分布;第二类包括快VSP和大部分慢VSP，它们远离直线分散分布。这一特征意味着I族的生成机制不同于II族。第一类可能与活动区磁化等离子体环中的某些MHD振荡有关，VLP可能是由静止慢香肠模耦合并与下层光球5分钟振荡共振产生的，这种调制被放大并形成整个耀斑/CME过程的主要框架; LPP、SPP和部分慢VSP可能是由载流等离子体环中的静止快模或LRC电路共振引起的。第二组可能是由调制的电阻撕裂模式的振荡在电流携带火炬环路。
2010-11-30 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
How Does Magnetic Reconnection Drive the Early Stage Evolution of Coronal Mass Ejections?
理论上，日冕物质抛射运动学与日冕中的磁重联过程有关。然而，目前对这种关系的定量理解仅基于对少数事件的分析。在这里，我们报告了2010年8月至2013年12月的60个CME耀斑事件的统计研究。我们调查的CME和磁重联在低日冕的爆发的早期阶段的运动学特性，结合从STEREO的临边观测与同时在磁盘上的意见，从SDO。对于SDO观测到的42个事件的重联率由耀斑带扫过的磁通量来评估，我们发现CME峰值加速度和重联率峰值之间有很强的相关性。此外，相对较快的日冕物质抛射（> 600 km/s）的最大速度与重联通量呈正相关，但在较慢的日冕物质抛射中没有发现这种相关性。时滞相关分析表明，CME加速相对于重联率的时滞分布呈现出三个峰值，大约相隔10分钟，平均而言，加速导致的事件具有较小的重联率。我们进一步比较了CME总机械能与当前表中的估计能量。比较表明，对于小耀斑事件，在电流片单独重联是不够的燃料CME。研究结果表明，耀斑重联可能主导了快速CME的加速，但对于慢CME和弱重联事件，其他机制可能更重要。
2020-03-24 astro-ph.SR physics.space-ph
An improved MHD simulation of the 2006 December 13 coronal mass ejection of active region NOAA 10930
我们对2006年12月13日出现的三角洲太阳黑子活动区10930中的日冕物质抛射（CME）进行了磁流体动力学（MHD）模拟，改进了Fan（2016）之前的模拟，如下所示。(1)将太阳风纳入环境，而不是使用静态位磁场外推作为初始状态。(2)除了施加扭曲磁通绳的出现之外，还在下边界处施加表示湍流对流的效果的随机电场，其驱动场线编织并在电晕中产生电阻和粘性加热。包括这种加热，这取决于磁场拓扑结构，我们能够模拟合成软X射线图像，将观察到的X射线望远镜（XRT）的日之出卫星，由模拟的日冕磁场。我们发现，模拟的预喷发磁场与建立一个扭曲的磁通量绳，产生合成的软X射线发射，显示定性相似的形态所观察到的日野/XRT的活动区和中央的反S形的“S形”，锐化之前爆发的发病。合成的耀斑后环增亮也显示出类似的形态，在爆发的脉冲阶段在日出/XRT图像中看到的。研究发现，磁绳喷发的运动学特征受活动区附近的开放磁场和快速太阳风流的影响显著。
2022-11-07 astro-ph.SR
OGLE-BLG182.1.162852: An Eclipsing Binary with a Circumstellar Disk
我们发现了一个合理的盘食系统OGLE-BLG 182.1.162852。OGLE-BLG 182.1.162852的OGLE光变曲线显示了三个由$I \simeq 2 - 3$星等组成的变暗事件，间隔1277天。在变暗事件期间的光变曲线的形状与已知的盘状日食系统OGLE-LMC-ECL-11893（Dong等人，2014）非常相似。该事件目前正在经历一个变暗事件，预计将于2014年12月30日结束。我们现在鼓励光谱和多波段光度观测。OGLE-BLG 182.1.162852的下一次变暗事件预计将发生在2018年3月。
2014-10-09 astro-ph.SR
Structure and Dynamics of the 13/14 November 2012 Eclipse White-Light Corona
继续我们在太阳活动周期中对日冕运动和动力学的一系列观测，我们在2012年11月13日（UT）/14日（当地时间）日全食期间从澳大利亚昆士兰州的站点观测日冕。日冕呈现出太阳活动极大期典型的低椭圆率形状（平坦指数ε = 0.01），显示了我们在本杂志和其他地方观察和分析的2006年，2008年，2009年和2010年日食的复合日冕图像的变化。在穿越澳大利亚东北部海岸后，日全食的其余部分都在海洋上空，因此只有船上的观测者才能看到更远的日全食。我们的研究结果包括测量速度的日冕物质抛射，在36分钟的通道从昆士兰海岸到新西兰北部的一艘船，我们发现413公里/秒的速度，我们分析其动力学。我们讨论了几种类型的日冕特征的形状和位置上看到我们的高分辨率合成昆士兰太阳日冕图像，包括，许多头盔流光，非常微弱的明亮和黑暗的循环在头盔流光，空隙和径向取向的薄流光的基础。我们比较了我们的日食观测与磁场的毛球模型，证实了预测的有效性，我们将日食现象与NASA太阳动力学天文台（SDO/AIA）大气成像组件的近同步图像联系起来，NASA日地关系天文台的极紫外成像仪（STEREO/EUVI），ESA/ROB的PROBA 2/SWAP和NRL的LASCO对ESA的SOHO。例如，东南部的日冕物质抛射与太阳耀斑有关，我们用SWAP系列图像追踪了它的起源。
2014-12-03 astro-ph.SR
On the analysis of eruptive events with non-radial evolution
本文通过改进的跟踪框架和拓扑路径方法分析2010年12月16日大幅偏转的日珥-日冕物质抛射事件，发现偏转由磁力线通道效应主导，验证了拓扑路径作为预测强偏转事件传播方向诊断工具的潜力。
2025-08-25 astro-ph.SR physics.space-ph
The 2008 August 1 Eclipse Solar-Minimum Corona Unraveled
我们讨论的白光和[Fe XIV]发射日冕观测期间的日全食2008年8月1日，在蒙古（Altaj地区）和俄罗斯（Akademgorodok，新西伯利亚，西伯利亚）的结果。对应于目前的极端太阳极小期，白光日冕，可见达20个太阳半径，是一个短暂的类型与明显的头盔流光位于一个位置角48，130，241和322度的双折射链上方。在两极周围可以看到各种各样的冕洞，里面充满了一些细小的极地羽流。进一步的原始方法的图像处理，恒星高达12等，一个克鲁兹族彗星（C/2008 O 1），和一个日冕物质抛射（CME）也被检测到，与最小的可分辨的结构是，在某些地方甚至小于1角秒。即使我们的站点之间有19分钟的时间差，也可以看到日冕和日冕中的差异，可能是运动。除了显示连续日冕的高分辨率日冕图像外，（K-日冕），由光球光的电子散射产生，重叠的绿色发射线的图像（530.3nm，[Fe XIV]）电晕，并利用两个窄带滤光片进行了研究（分别以线本身为中心和对于529.1nm附近的连续谱），每个具有0.15nm的FWHM。通过太阳观测，我们咨询了太阳和日光层天文台，Hinode的XRT和SOT，TRACE和STEREO，以及Wilcox太阳天文台和SOHO/MDI磁图，我们将我们的日食观测放在当前异常低和延长的太阳极小期的背景下。
2009-07-09 astro-ph.SR
Eclipse Timing Modeling of Three Post-Common Envelope Binaries: Hybrid Solutions
我们报告了2018年12月至2022年2月期间在主日食期间对三个后共同包络双星的90个新观测。我们结合最近的主要日食定时观测与以前公布的值搜索亚星环双星组件一致的线性星历的时间变化。我们使用了最小二乘最小拟合算法加权希尔轨道稳定性函数，其次是贝叶斯推断，以确定最适合的轨道参数和相关的不确定性。对于HS2231+2441，我们发现，定时数据是一致的一个恒定的周期，没有证据表明轨道组件。对于HS 0705 +6700，我们发现单组分和双组分溶液至少稳定1000万年。对于HW Vir，我们发现三个和四个组件的解决方案，适合的时间数据相当不错，但在短时间尺度上是不稳定的，因此极不可能。相反，使用贝叶斯轨道稳定性先验计算的解决方案会导致拟合不佳。稳定的解决方案显着偏离合奏定时数据在这两个系统。我们推测，观察到的时间变化，这些系统，很可能是其他sdB双星，可能会导致从一个组合的亚恒星组件扰动和Applegate兰扎机制。
2022-10-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic field evolution of the K2 dwarf V471 Tau
对食双星系统V471 Tau的观测表明，主食的时间以明显的周期性方式变化。随着越来越多的证据表明，磁活动的K2矮组件可能是负责驱动日食定时变化（ETVs），有必要在整个预测的约35年的活动周期，pueretum燃料观测ETVs监测的恒星。我们通过分析2014年12月和2015年1月在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用ESPaDOns获得的分光偏振数据来实现这一目标。利用塞曼多普勒成像技术，我们重建了K2矮星表面的亮度不均匀性和大尺度磁场的分布。与以前用相同代码进行的恒星断层重建相比，我们探测了ETVs周期的一个新阶段，为未来的工作提供了新的限制，探索在K2矮星中运行的磁性机制是否确实能够诱导观察到的V471 Tau ETVs。
2022-03-10 astro-ph.SR
Global Energetics of Thirty-Eight Large Solar Eruptive Events
我们已经评估了38个太阳爆发事件的能量观测各种航天器仪器在2002年2月和2006年12月之间，准确的观测允许。测量的能量分量包括：（1）GOES 1 - 8A波段的辐射能量，（2）软X射线（SXR）发射等离子体的总辐射能量，（3）SXR发射等离子体的峰值能量，（4）整个事件持续时间的辐射热能量，（5）等离子体的总辐射能量。（5）20 keV以上的耀斑加速电子能量和1 MeV以上的耀斑加速离子能量：（6）日冕物质抛射（CME）的动能和势能;（7）在行星际空间观测到的太阳高能粒子（SEP）中的能量;（8）估计在相关活动区域中可获得的自由（非势能）磁能的数量。主要结论包括：（1）由SXR发射等离子体辐射的能量超过产生这种辐射的热等离子体的峰值能量含量大约半个数量级;（2）耀斑加速的电子和离子中的能量含量足以提供整个事件中所有波长上辐射的辐射热能量;（3）耀斑加速的电子和离子的能量含量是相当的;（4）SEP中的能量通常是CME动能的几个百分比（在太阳风的静止坐标系中测量）;（5）可用的磁能足以为CME、耀斑加速粒子和热等离子体提供动力。
2012-09-12 astro-ph.SR
Restoring the top-of-atmosphere reflectance during solar eclipses: a proof of concept with the UV Absorbing Aerosol Index measured by TROPOMI
在日食期间，到达大气层顶部（TOA）的太阳辐照度在月球阴影中减少。太阳辐照度通常是由地球观测卫星在日食开始之前测量的，并且没有对这种减少进行校正，这导致计算的TOA反射率减少。因此，来自TOA反射光谱的空气质量产品，如紫外线（UV）吸收气溶胶指数（AAI），在月球的阴影中被扭曲或不确定。然而，日食期间半影和反影的空气质量卫星数据的可用性对研究大气对日食的反应的用户特别有意义。给定地球表面上一个点的时间和位置，我们解释了如何计算在日食期间考虑到波长依赖的太阳临边变暗的遮蔽。利用计算得到的遮蔽率，我们恢复了TROPOMI/S5 P仪器在2019年12月26日和2020年6月21日日全食期间测量的半影阴影中的TOA反射率和AAI。在修正后的产品中，月球阴影的签名消失了，但只有当波长依赖的太阳临边昏暗被考虑在内。我们的结论是，本文的校正方法可以用来检测真正的AAI上升现象在日食期间，并有可能恢复来自TOA反射光谱的任何其他产品。这将解决卫星空气质量测量中的日食异常现象，并将允许从空间研究日食遮蔽对地球大气组成的影响。
2021-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Engaging and Educating Eclipse Observers Through Workshops, Media, Planetarium shows and Citizen Science
本研究通过太阳物理大年活动，利用研讨会、媒体、天文馆节目和公民科学项目，覆盖近两百万学习者，成功教育和吸引了公众观测日食，并准确预测了重大太阳风暴。
2025-09-26 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.ed-ph
Observations of Detailed Structure in the Solar Wind at 1 AU with STEREO/HI-2
日光层成像仪为遥感太阳风中的大尺度结构提供了希望。特别是STEREO/HI-2成像仪提供了高分辨率、极低噪声的日光层内观测，但尚未充分发挥其潜力。这在一定程度上是因为感兴趣的信号，即来自自由电子的汤姆逊散射阳光，比图像中的背景视野暗约1000倍，使得背景减除具有挑战性。我们已经开发了一个程序，用于从HI-2数据中的其他背景/前景源中分离的汤姆逊散射信号。仅使用STEREO/HI-2的1级数据，我们就能够生成灵敏度为1 e-17 Bsun的几倍的太阳风的校准成像数据，而背景信号为1 e-13 Bsun的几倍。这些图像揭示了CME和太阳风在投影太阳距离超过1 AU时的详细空间结构，仪器运动模糊分辨率限制为1-3度。从2008年12月新重新处理的数据中可以看到CME的特征，包括前缘堆积，内部空洞，附属结构和后部尖点。“安静”的太阳风特征包括以日光层电流片为中心的V形结构、等离子体团和与现场观测到的密度波动相对应的“喷流”。我们比较了许多这些结构与1 AU附近检测到的原位功能。再处理后的数据表明，在距离太阳至少1天文单位的地方，利用可见光图像对日光层特征进行详细的结构分析是可能的。
2011-06-22 astro-ph.SR
Precursors of the Forbush Decrease on December 14, 2006 observed with the Global Muon Detector Network (GMDN)
我们分析了2006年12月14日全球μ子探测器网络观测到的福布什减少（FD）的前兆。一个强烈的磁暴也记录在这个FD与峰值Kp指数为8+。通过使用“二维地图”的宇宙线强度后，删除的贡献，从周日各向异性，我们成功地提取清晰的签名的前兆。该事件的一个显着特征是，在风暴突然开始（SSC）爆发前一天多首次记录到弱损失锥特征。这表明损失锥前兆出现在太阳日冕物质抛射（CME）爆发后7小时，此时行星际日冕物质抛射（ICME）驱动的行星际激波位于距离太阳0.4天文单位处。我们发现，根据地球的自转，网络中的多个探测器连续观测到了前兆，并证实了前兆在太空中连续存在。这一前兆的较长提前时间（15.6小时）几乎是典型值的两倍，表明IMF在这一事件中比IMF湍流假设的典型功率谱更安静。SSC开始时损失锥各向异性的幅度（-6.45%）是FD大小的两倍以上，表明IP冲击后面的最大强度下降远大于在该事件中地球记录的FD大小。我们还发现，从向阳IMF方向的过剩强度清楚地观察到在10小时前的SSC发病。它表明，这种过剩的强度是一致的测量粒子加速迎面碰撞接近冲击波。这是第一次用μ子探测器详细观测到冲击波反射粒子的前兆。
2010-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct First PSP Observation of the Interaction of Two Successive Interplanetary Coronal Mass Ejections in November 2020
我们研究了帕克太阳探测器（PSP）在2020年11月29日至12月1日期间原位探测到的两次行星际日冕物质抛射（ICME）内部磁结构演化过程的影响。ICME的来源是在太阳上用极紫外线远距离观测的，随后用白光追踪到它们的日冕对应物。这一时期是特别感兴趣的社区，因为它已被确定为第一个广泛的太阳高能粒子事件的太阳周期25。在PSP观测这些大尺度磁结构期间，各种太阳和日光层专用航天器在整个日光层内部的分布使得能够全面分析这些结构的内部演化和拓扑结构。通过组装不同的模型和技术，我们确定了两个连续的ICME之间的相互作用的签名和其内部结构的影响。我们使用多航天器观测结合遥感正演模拟技术，数值传播模型，和原位重建技术。结果，从充分的和解，表明，这两个CME是在PSP附近的互动。因此，我们确定的物理过程的基础上，与两个CME的相互作用和碰撞的原位观测。我们还扩展了磁通绳建模和原位重建技术，将老化和膨胀的影响，在扭曲的内部磁结构，并探讨这两种影响的ICME的磁配置的影响。
2022-01-26 astro-ph.SR
The SLED project and the dynamics of coronal flux ropes
研究热日冕等离子体的动力学对于了解各种空间天气现象和深入分析日冕的全球加热至关重要。我们在这里提出的数值模拟观测沿环路（简单的半圆形通量绳）的虹吸流，以证明太阳能谱线发射多普勒仪（SLED），一个新的仪器正在建设成像光谱的能力。它基于多通道减法双通（MSDP）技术，结合了滤光片和狭缝光谱仪的优点。SLED将观测FeX 637.4 nm和FeXIV 530.3 nm禁谱线中的日冕结构，并将以高精度（50 m/s）和节奏（1 Hz）测量高达150 km/s的多普勒频移。它被优化用于研究快速演化事件的动力学，如耀斑或日冕物质抛射（CME），以及用于检测高频波。观测将在Lomnicky Stit天文台（LSO）的日冕仪上进行，由于SLED是一种便携式仪器，因此也将在日全食期间进行观测。
2021-08-30 astro-ph.SR
Eclipsing Stellar Flare on the Demon Star Algol Binary System Observed during the MAXI-NICER Follow-up Campaign in 2018
Kyoto University（京都大学）；Chiba University（千叶大学）；RIKEN Center for Advanced Photonics (RAP)（理化学研究所先进光子学中心）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；NASA’s Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
研究利用MAXI和NICER观测了Algol双星系统中的一次恒星耀斑，并揭示了耀斑位置和遮挡效应的细节。
2025-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Data-constrained magnetohydrodynamic simulation of global solar corona including solar wind effects within 2.5 $R_\odot$
Nanjing University（南京大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本文通过数据约束MHD模拟，结合太阳风效应，重现了2024年4月8日日全食期间日冕的结构，验证了模拟与观测的一致性，为研究CME触发机制提供了基础。
2025-11-25 astro-ph.SR
Solar wind modeling with the Alfven Wave Solar atmosphere Model driven by HMI-based Near-Real-Time maps by the National Solar Observatory
本研究使用NSO-HMI近实时综合图驱动AWSoM模型，模拟了第24太阳活动周不同活动水平的三个卡灵顿自转，结果重现了低日冕EUV发射并匹配了1 au原位观测，量化了总无符号开放磁通量。
2022-12-09 astro-ph.SR
Magnetic Field Structures Triggering Solar Flares and Coronal Mass Ejections
太阳耀斑和日冕物质抛射是我们太阳系中最具灾难性的爆发，已知它们会影响地球环境和基础设施。然而，由于对它们的触发机制仍然没有充分的了解，我们预测太阳爆发和预测空间天气的能力受到很大的阻碍。尽管已经提出了各种模型来确定太阳爆发的开始，但能够触发这些爆发的磁性结构的类型仍然不清楚。在这项研究中，我们解决了这个问题，通过系统地调查各种各样的磁结构的三维磁流体动力学模拟的非线性动力学。因此，我们确定了两种不同类型的小磁结构有利于太阳爆发的发生。这些结构应出现在磁极性反转线（PIL）附近，包括与PIL上的主磁场的势分量或非势分量反向的磁通量。此外，我们分析了两个大耀斑，2006年12月13日的X级耀斑和2011年2月13日的M级耀斑，使用Hinode卫星提供的成像数据，我们证明了它们符合模拟预测。这些结果表明，预测太阳爆发是可能的，与复杂的观测太阳磁场，虽然提前时间必须限制的时间尺度变化的小磁结构。
2012-10-01 astro-ph.SR
First Empirical Determination of the Fe 10+ and Fe 13+ Freeze-in Distances in the Solar Corona
重离子是物理过程的标志，这些物理过程负责定义日冕形状的整个精细尺度磁结构的密度和温度分布。它们的特性之一是“冻结”距离（Rf），在那里它们达到固定的电离状态，在太阳风的作用下膨胀。我们提出了Fe 10+和Fe 13+的Rf的第一个经验推断，这些推断来自于2015年3月20日日全食期间获得的相应FeXI（Fe 10+）789.2 nm和FeXIV（Fe 13+）530.3 nm发射的多波长成像观测。我们发现，这两个离子冻结在不同的日心距离。在极冕洞中，Fe 10+的Rf约为1.45 Rs，Fe 13+的Rf低于1.25 Rs。沿着流光区域中的开路场线，Rf对于Fe 10+为1.4至2 Rs，对于Fe 13+为1.5至2.2 Rs。这些第一个经验Rf值：（1）反映了冕洞和流光之间的不同等离子体参数以及它们内部的结构，包括日冕物质抛射和日冕物质抛射（CME）;（2）远低于目前引用的经验模型研究得出的值;（3）对基于电离平衡超过1.2 Rs的假设的等离子体诊断的可靠性产生怀疑。
2018-05-08 astro-ph.SR
Magnetic Connectivity in the Time-Dependent Corona and Heliosphere
Predictive Science Inc.（预测科学公司）；University of Reading（雷丁大学）
研究日冕与日球层的磁连通性变化，通过两种时间依赖的MHD模型分析太阳最小值配置和2024年日全食场景，探讨磁连通性与太阳风中strahl电子特性之间的关系。
2026-04-10 astro-ph.SR
The Solar Line Emission Dopplerometer project
观测太阳日冕结构的动态对于研究空间天气现象和日冕的全球加热是必要的。热等离子体发射的高温谱线的轮廓通常用窄带滤波器积分或用经典光谱学记录。本文详细介绍了一种新的便携式成像光谱仪（正在建设中）：太阳线发射多普勒（SLED）。它使用多通道减法双通（MSDP）技术，结合了滤光片和窄缝光谱仪的优点，即高时间，空间和光谱分辨率。SLED将以高节奏（1 Hz）测量FeX 637禁线中热日冕环的视线速度（多普勒频移）。530.3nm。它将跟踪太阳活动的快速演变事件，如耀斑或日冕物质抛射（CME）的动态，并研究短周期波引起的日冕加热。观测将在Lomnicky Stit天文台（LSO，在斯洛伐克）或日全食期间进行。当安装在Bialkow日冕仪（靠近波兰弗罗茨瓦夫）上时，SLED还将观察Halalpha 656.3 nm或HeD 3 587.6 nm谱线的太阳辐射动力学。它与各种技术的偏振测量完全兼容。
2021-10-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic Non-Potentiality of Solar Active Regions and Peak X-Ray Flux of the Associated Flares
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）等太阳爆发现象的预测是一个巨大的挑战，尽管几十年来的共同努力。从Hinode（SOT/SP）获得的高质量矢量磁图的出现增加了迎接这一挑战的可能性。特别是，空间平均符号剪切角（SASSA）似乎是一个独特的参数，以量化的非潜在的活动区域。我们证明了有用的SASSA预测耀斑的严重程度。为此，我们提出的情况下，使用115个矢量磁图的四个活动区，即ARs NOAA 10930，10960，10961和10963在2006年12月8日至15日，2007年6月3日至10日，2007年6月28日至7月5日，2007年7月10日至17日，分别演变的磁非潜力的研究。NOAA ARs 10930和10960非常活跃，分别产生X和M级耀斑，以及许多较小的X射线耀斑。另一方面，NOAA ARs 10961和10963相对不太活跃，只产生非常小的耀斑（主要是A级和B级）。在这项研究中，我们使用了大量的高分辨率矢量磁图从日出（SOT/SP）。分析表明，活动区最强太阳耀斑的X射线通量峰值取决于耀斑发生时SASSA的大小。这一发现对X射线耀斑的SASSA存在一个下限，这对空间天气预报是非常有用的。我们还研究了另一个非潜在的参数称为平均加权剪切角（MWSA）的矢量磁图随着SASSA。我们发现，MWSA对太阳耀斑的GOES X射线通量上限没有SASSA那样的区分，但在所研究的活动区演化过…
2010-07-28 astro-ph.SR
