Thermal Diagnostics with the Atmospheric Imaging Assembly onboard the Solar Dynamics Observatory: A Validated Method for Differential Emission Measure Inversions
我们提出了一种新的方法进行差分发射测量（DEM）反演的窄带EUV图像从大气成像组件（AIA）机载太阳动力学天文台（SDO）。该方法通过求解一个线性规划得到正定DEM解。这种方法已被验证对不同的复杂性和现实的热模型的不同集合。这些包括（1）理想化的高斯DEM分布，（2）NOAA活动区11158的3D模型，包括非线性无力场中的准稳态环路大气，以及（3）来自磁通量出现后AR电晕形成的完全可压缩3D MHD模拟的热力学模型。然后，我们提出的方法的应用AIA活动区11158的观测结果，比较两个连续的太阳旋转该地区的热结构。此外，我们展示了如何DEM反演方法可以适应同时反演AIA和XRT数据，以及如何补充AIA数据与后者提高了反演结果。该方法的速度允许DEM地图的日常制作，从而促进需要在时间和空间上跟踪日冕热结构的科学研究。
2015-04-13 astro-ph.IM 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
Generate Radioheliograph Image from SDO/AIA Data with Machine Learning Method
射电日像是研究太阳短期活动和长期变化的重要手段，但由于太阳可见光时间短，地面射电望远镜附近电磁环境复杂，日像数据的连续性和粒度不够理想。在这项工作中，我们开发了一个多通道输入单通道输出的神经网络，它可以生成在微波波段的射电日像极紫外（EUV）观测的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。该神经网络使用2011年1月至2018年9月17 GHz的Nobeyama射电日像仪（NoRH）和SDO/AIA近8年的数据进行训练。所生成的射电日像与校准良好的NoRH观测结果具有良好的一致性。SDO/AIA每12秒提供一次多波段的太阳大气图像，该模型可以填补微波射电日像仪观测时间有限的空白，为进一步研究微波与极紫外辐射之间的关系提供支持。
2020-06-23 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
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
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
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Temporal Pointing Variations of The Solar Dynamics Observatory's HMI and AIA Instruments on Sub-Weekly Time Scales
实现跨多波长和仪器图像的不同时间线的亚弧秒共配准不是微不足道的，并且需要仪器指向抖动的准确表征。在这项工作中，我们已经调查了内部指向误差，在每日和每年的时间尺度上，发生在\textit{Solar Dynamics Observatory}的（SDO）{ \it大气成像组件}（AIA）和{ \it日震磁成像仪}（HMI）。利用AIA 1700\、高通带和HMI视线（LOS）磁图上的互相关技术，从大约三天间隔的三年观测图像对中，量化了内部指向误差。分别测量了$\pm$ 1，0.26 $\arcsec$（抖动受限）和$\pm$ 1，0.50 $\arcsec$在太阳东西（$x$）和南北（$y$）方向上的指向变化。2012年6月金星凌日的AIA观测被用来测量所有通带中现有的共对准偏移。我们发现，当与HMI的标称图像中心对齐时，AIA通带指向变化为$< ΔX_{CO} >$ \，$=$ \，1.10 $\arcsec$ \，$\pm$\，1.41 $\arcsec$和$< ΔY_{CO} >$ \，$=$ \，1.25 $\arcsec$ \，$\pm$\，1.24 $\arcsec$，在本文中称为切出技术（CO）。最小的长期指向之间的肢体和相关衍生点的变化提供的证据表明，由仪器团队提供的图像中心位置实现单像素精度的时间尺度低于其特征。然而，$\lesssim$\、1.18 $\arcse…
2015-01-20 astro-ph.SR
Properties of high-frequency wave power halos around active regions: an analysis of multi-height data from HMI and AIA onboard SDO
我们研究的频率以上的光球声截止$\approx$ 5.3兆赫，围绕四个活动区，通过空间地图的功率估计使用的数据从日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的波的属性。现在已知来自AIA的波长通道1600 nm和1700 nm可以捕获由于日震p模式以及向上传播到色球层的波而产生的清晰振荡信号。在这里，我们详细研究，在HMI多普勒数据，功率地图的属性，特别是所谓的“声晕”周围看到的活动区域，作为波频率，倾斜和强度的磁场（来自HMI的矢量场观测）和观测高度的函数。我们推断可能的签名（磁）声波折射的观测高度相关的变化，因此，由于不断变化的磁场强度和几何形状，在光球磁量的功率图的依赖性。我们讨论了由磁场的p模吸收和模式转换的理论的影响。
2012-09-24 astro-ph.SR
First comparison of wave observations from CoMP and AIA/SDO
长期以来，人们一直认为波浪有助于加热日冕和产生太阳风。最近的观测表明，在许多不同的日冕环境中存在准周期性的纵向扰动和无处不在的横波传播。本文研究了不同类型的振荡行为的签名，无论是在太阳翼和磁盘上，通过比较的结果从日冕多通道偏振仪（CoMP）和大气成像组件（AIA）板上的太阳动力学天文台（SDO）的同一活动区域。我们研究横向和纵向的运动，通过比较和对比的时间-距离图像的平行和垂直切割沿/跨活动区扇形环。在CoMP多普勒速度和AIA图像中的横向振荡的平行时空特征之间的比较，连同在AIA中的环路的底部附近看到的传播准周期强度特征的时空分析。利用CoMP多普勒速度（Vphase=600- 750 km/s，P=3- 6 mins）和在AIA/SDO上观测到沿同一磁结构的横向运动特征（P=3- 8 mins）。准周期强度特征（Vphase=100- 200 km/s，P=6- 11 mins）也沿着同一结构的底部传播。在磁盘上，横向和纵向强度特征的签名被AIA观察到;两者都显示出类似的属性，沿结构锚定在同一活动区三天前以上的肢体。通过对垂直距离<2.6 μ m的相邻轨迹进行时空分析，恢复了相关特征。
2013-06-20 astro-ph.SR
On the variation of solar coronal rotation using SDO/AIA observations
我们报告太阳日冕层的旋转周期相对于温度（或高度）的变化。为此目的，我们使用的观测大气成像组件（AIA）望远镜上的太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。使用的图像是2012年至2018年期间波长为94 nm，131 nm，171 nm，193 nm，211 nm和335 nm的图像。利用通量调制方法对AIA在这些波段获得的太阳全盘面图像进行了分析。选取17个等间隔10度的矩形条带/面元（在太阳上从南80度延伸到北80度）提取极紫外（EUV）强度变化的时间序列，以获得自相关系数。自相关图中拟合到第一次极大值的高斯峰给出会合旋转周期。我们的分析表明，相对于纬度以及温度（或高度）的差异旋转。在本研究中，我们发现不同日冕层的恒星自转周期随温度（或高度）的增加而减小。起源于上过渡区/宁静日冕的AIA-171日冕对应的最低温度（~ 600000开尔文）的平均恒星自转周期为27.03天。恒星自转周期随温度（或高度）而减小，在更高的温度（~ 1000万开尔文）下为25.47天，对应于AIA-131日冕观测中看到的耀斑区域。
2020-01-20 astro-ph.SR
Simulating AIA observations of a flux rope ejection
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）图像为CME演化的早期阶段提供了新的见解。现在的观测显示了磁通量绳从日冕中的喷射以及它们是如何演变成日冕物质抛射的。这些观测结果很难用基本的物理机制和物理量来解释。为了充分理解日冕物质抛射，我们需要比较从观测和理论模型中得出的等效量。为此，我们的目标是产生合成AIA观测的磁通绳喷射的simulations。为了实现这一点，我们包括热传导和辐射损失的作用，这两个都是重要的，以确定在日冕物质抛射的太阳日冕的温度分布。我们进行了一个模拟的磁通绳是从太阳日冕喷射。从模拟中等离子体的密度和温度，我们合成AIA观测。然后使用AIA的仪器响应函数沿视线对发射进行积分。我们综合了304 A、171 A、335 A和94 A通道的AIA观测结果。综合观测结果显示了一些与实际观测结果相似的特征，特别是再现了AIA观测到的低日冕中CME的一般发展。特别是，我们再现了一个爆发和扩大拱廊在304 A和171 A通道与高密度的核心。磁绳的喷射再现了AIA观测中发现的许多特征。因此，这项工作是在弥合观测和模型之间的差距的一个步骤，并可以导致更直接的解释EUV观测通量绳喷射。我们计划在未来的研究中改进该模型，以便进行更定量的比较。
2014-07-31 astro-ph.SR
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
我们从这里开始一系列的论文研究色球和日冕的太阳活动区的性质。这第一篇论文描述了一个广泛的图像数据集，从大气成像组件的太阳动力学观测策划的大样本分析这一主题。基于（并且被构造成与之协调）如由同一任务上的日震和磁成像仪（HMI）的管线数据分析系统识别的“活动区域块”，"HARP“），" AIA活动区域块”（AARP），包括仅通过以HARP为中心的片提取而在空间上下采样的FITS文件的无偏多波长集合（保留全空间采样），并且在时间域中下采样，但仍然能够描述短期运动学和长期趋势。AARP数据库可以使用本系列论文II中的非参数判别分析进行物理参数化和分析，并使用差分发射测量技术进行分析。AARP数据集目前涵盖2010年中期至2018年12月，大小约为9 TB，可通过太阳能数据分析中心获得。
2022-12-21 astro-ph.SR
Dynamics of on-disk plumes as observed with Interface Region Imaging Spectrograph, Atmospheric Imaging Assembly and Helioseismic and Magnetic Imager
我们研究了小尺度瞬变在太阳日冕羽流的形成和演化中的作用。我们研究的动力学羽脚点附近看到的冕洞使用大气成像组件（AIA）的图像，日震和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）和光谱数据的接口区域成像光谱仪（IRIS）。准周期性增亮是在羽流的底部观察到的，与磁通量的变化有关。随着IRIS的高光谱和空间分辨率，我们确定这些振荡的来源，并试图了解在脚点的瞬变可以在维持日冕羽流发挥什么作用。IRIS坐着和盯着观察提供了一个独特的机会，研究脚点的羽毛的演变。我们注意到增强的线宽，强度和大的偏离平均多普勒频移的线轮廓在特定的情况下，这表明存在的流动在脚点的羽流。我们建议，流出（射流状功能）作为一个结果，小规模的重联影响的线轮廓。这些喷流状特征也可能是造成羽流内传播扰动的原因，从多个AIA通道记录到，羽流被观察到传播到更远的距离。这些传播的扰动可以用慢磁声波来解释。
2015-05-17 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
New Homogeneous Dataset of Solar EUV synoptic maps from SOHO/EIT and SDO/AIA
太阳EUV强度的天气图已经构建了几十年，以便显示不同EUV发射在太阳表面上的分布，每个图表示一个卡林顿旋转（即，太阳的一次旋转）。本文提出了一个新的太阳EUV天气图数据集的基础上，从太阳和日光层天文台/极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）和太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）的全磁盘图像。为了消除由于传感器退化引起的EIT和AIA EUV强度的显著和复杂的漂移，我们以标准化强度尺度构建天气图。我们描述了一种方法，通过将EIT强度直方图转换到AIA水平，将SOHO/EIT图与SDO/AIA图叠加。新地图涵盖了1996年至2018年的307个SOHO/EIT和116个SDO/AIA天气图。这些地图提供了四个EUV波长的整个太阳表面的系统和均匀视图，并且非常适合，例如，用于研究日冕洞的长期演化
2019-10-30 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Large-scale Coronal Propagating Fronts in Solar Eruptions as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly on Board the Solar Dynamics Observatory\,--\,An Ensemble Study
本文介绍了一个大样本的全球性扰动的太阳日冕的特征传播锋强度增强，类似的现象，通常被称为EIT波或EUV波的研究。现在，由{\it太阳动力学天文台}（SDO）上的{\it大气成像组件}（AIA）获得的极紫外（EUV）图像提供了这些大尺度日冕传播锋（LCPF）的显着改进视图。在2010年4月至2013年1月期间，透过目视检查193个双通道的AIA图像，共识别出171个LCPFs。在这里，我们专注于138个LCPF，被认为是在太阳盘上传播，首先研究它们是如何与耀斑，日冕物质抛射（CME）和II型射电爆发。我们在各个方向上测量LCPF的速度，直到它被活动区域或冕洞明显改变。为每个LCPF提取最高速度。它通常比EIT波高得多。我们没有发现一种模式，即更快的LCPFs减速和缓慢的LCPFs加速。此外，速度与耀斑强度或CME震级没有很强的相关性，也没有显示出与II型爆发的关联。我们没有找到一个很好的相关性之间的速度LCPFs和日冕物质抛射的一个或两个{\it日地关系天文台}（STEREO）航天器观测到的86 LCPFs的一个子集的临边事件。
2013-08-16 astro-ph.SR
Observational Evidence of Sausage-Pinch Instability in Solar Corona by SDO/AIA
我们提出的第一个观测证据的香肠捏不稳定性的演变活动区11295日珥喷发期间使用的数据记录在2011年9月12日的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）。我们已经确定了一个磁通量管在AIA 304显示其表面上的曲率与可变的横截面以及增强亮度可见。这些弯曲在一分钟的时间尺度内逐渐发展，然后变得平滑。通量管上的弯曲位置从平衡位置呈现出约1-2 μ m（通量管的原始厚度的2倍）的表面径向向外增强。AIA 193日冕的快照也显示了在四个位置形成的明亮的结和狭窄的区域，如沿着通量管的304日冕，其中等离子体发射与背景相比更大。在整个通量管上的亮结以及< 60 s的狭窄区域的形成可能是香肠不稳定性的形态特征。我们还发现，在这些明亮的结沿磁力线，这表明可能导致的纵向场分量在短时间尺度上的主导地位的通量管的动态约束等离子体的流动。观测到的冻结在磁场线中的等离子体的纵向运动进一步消除了所形成的曲率和等离子体约束以及不稳定性的增长以稳定通量管。
2013-02-06 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
A solar tornado observed by AIA/SDO: Rotational flow and evolution of magnetic helicity in a prominence and cavity
在2011年9月24日期间，太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）仪器和地面\Ha \望远镜观测到，西南翼上方出现了一个日珥和相关的空洞。2011/09/25 8：00 UT，物质从日珥核心沿着一个狭窄的环状结构向上流动，伴随着日珥核心和环状结构的上升（$\geq$ 50，000 km）。当环圈在10：00时逐渐消失时，不同亮度的小斑点和条纹围绕着日珥和空洞的顶部旋转，模仿气旋。最强烈和相干的旋转持续了三个多小时，在热（$\sim$ 1 MK）和冷（氢和氦）线中都有发射。我们认为，气旋外观和整体演变的结构可以解释在膨胀的螺旋结构进入腔体，和沿螺旋结构，这似乎是一个旋转时，沿螺旋轴的等离子体的运动。物质在突起和空洞之间的协调运动表明它们在结构上是联系在一起的。复杂性是巨大的，由于这些行动的综合效果和通过包含纠缠场的结构的视线整合。
2012-05-16 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
Multimodal Differential Emission Measure in the Solar Corona
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）望远镜提供了比前几代仪器（EUVI，EIT和TRACE）更广泛的温度灵敏度范围内的日冕EUV成像。首次提出了基于AIA数据的日冕差分发射测量层析成像（DEMT）。DEMT的主要产品是三维（3D）分布的本地差分发射测量（LDEM）。在以前的研究中，基于EIT或EUVI数据，有3个可用的EUV波段，灵敏度范围为$\sim 0.60 - 2.70$ MK，而本研究基于4个较冷的AIA波段（旨在研究安静的太阳），对范围$\sim 0.55 - 3.75$ MK敏感。AIA滤波器允许探索新的参数LDEM模型。由于DEMT更适合于低活动期，我们使用卡林顿旋转2099年的数据，当太阳在其最静止的状态在AIA任务。此外，我们验证参数LDEM反演技术，将其应用到标准的二维（2D）差分排放测量（DEM）分析集的同时AIA图像，并比较结果与DEM曲线使用其他方法获得。我们的研究揭示了一个无处不在的双峰LDEM分布在安静的弥漫日冕，这是更强的密集地区。我们认为，nanoflare加热的情况是不太可能解释这些结果，和替代机制，如波耗散出现更好地支持我们的研究结果。
2015-03-09 astro-ph.SR
Analysing AIA Flare Observations using Convolutional Neural Networks
为了有效分析太阳能空间飞行任务和地面仪器产生的大量数据，决策树、支持向量机和神经网络等现代机器学习技术可能非常有用。在本文中，我们提出了使用卷积神经网络（CNN）的初步结果，以分析从大气成像组件（AIA）在1600 A波长的观测。对数据进行预处理，以定位观测中可见耀斑带的耀斑区域。创建并训练CNN，通过识别每张图像是否属于四个类别之一，自动分析耀斑带的形状和位置：双带耀斑、紧凑/圆形带状耀斑、边缘耀斑或安静的太阳，最后一个类别充当包含在训练或测试集中的任何数据的控制，其中不存在耀斑区域。所创建的网络可以将耀斑带状观测分类为四个类别中的任何一个，最终精度为94%。初步结果表明，大多数的图像是正确的分类与紧凑的耀斑类是唯一的类，准确度下降到90%以下广告的一些意见被错误地归类为属于肢体类。
2020-05-27 astro-ph.SR
Systematic Microwave Source Motions along Flare-arcade Observed by Nobeyama Radioheliograph and AIA/SDO
我们发现系统的微波源运动沿耀斑拱廊使用野边山射电日像仪（NoRH）17 GHz的图像。这些运动与2011年2月15日发生的X级磁盘耀斑有关。在这项研究中，我们还使用了来自大气成像组件（AIA）的EUV图像和来自太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）的磁图，以及来自Nobeyama Radiopolarimeters（NoRP）和韩国太阳射电爆发探测器（KSRBL）的多通道微波数据。我们追踪了耀斑期间NoRH 17 GHz微波源的质心，发现了两个运动事件：1）微波源沿耀斑弧系统地运动，AIA 94 A观测到微波源沿平行于中性线的方向运动; 2)每次发作时间分别为5 min和14 min。3)第一集的估计平行速度为34 km/s，第二集为22 km/s。NoRP和KSRBL得到的10 GHz以上的微波通量的谱斜率在两个事件中都是负的，而在第二事件的最后阶段，它与150 sfu的通量是平坦的。负谱和高通量的平坦区表明，在源运动期间，加速电子的回旋同步辐射占主导地位。AIA 304 A和94 A通道的连续图像显示，有连续的等离子体爆发，每次爆发都是在微波源运动开始之前开始的。基于这些结果，我们认为微波源的运动体现了等离子体爆发引起的粒子加速点的位移。
2013-10-10 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
Multi-height Scattering Phase Shifts From Sunspots And Phase Differences Between Photospheric Heights With SDO/HMI and AIA Data
在Couvidat（2013）之后，我们分析了太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）仪器的数据：6173 A的多普勒速度和连续强度以及1600 A和1700 A的强度图。在太阳光球层的四个高度上研究了14个活动区和四个安静太阳区的数据集。围绕这些感兴趣区域执行Hankel-Fourier分析。计算了给定大气高度下的出-入散射相移，以及两个大气高度之间的入-入和出-出相位差。太阳黑子产生的出-入相移对测量高度的依赖性很小，这与Couvidat（2013）测量的声功率降低不同。发生在连续水平以上的现象，如声学辉煌，似乎对相位没有显着影响。然而，有一个强烈的依赖于太阳黑子的大小，视线的磁通量，和强度对比度。正如其他小组先前所建议的，波散射区域在水平方向上比声功率抑制区域小，在垂直方向上比声功率抑制区域延伸得少，并且更靠近表面。这里提出的结果应有助于完善理论模型的声波散射的磁场。还计算了两个测量高度之间的输入-输入相位差，并显示出高度依赖于大气高度的复杂模式。特别是，AIA信号的显着灵敏度较低的色球层。最后，讨论了不同测量高度之间的输入-输入-输出相位差。
2013-07-12 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
Heating Mechanisms for Intermittent Loops in Active Region Cores from AIA/SDO EUV Observations
我们调查的强度变化和能量沉积在活动区核心的五个日冕环。选择这些是因为它们在AIA/SDO 94射电强度通道中具有很强的可变性。我们通过建模和减去对发射的“温暖”贡献，分离出94 ° C和131 ° C的热Fe XVIII和Fe XXI组分。HMI/SDO数据使我们能够专注于回路中的“苔藓间”区域。苔藓间强度时间序列的详细演变揭示了在与纳米耀斑风暴兼容的模式中被脉冲加热的环路，其中热131个信号中的尖峰领先，其他五个EUV发射通道以渐进冷却的顺序跟随。电子温度的急剧上升往往紧随热131欧姆信号之后，证实了该过程的脉冲性质。一个更冷的增长排放量的过程随之而来，速度更慢。当在五个环路上取平均时，热131 μ m信号的傅立叶功率谱呈现出三种标度区域，其断裂频率为（0.1/min）和（0.7/min）。低频区域对应于1/f噪声;中间区域表示持续的缩放过程，高频区域显示白噪声。非常相似的结果被发现的能量耗散在一个2-D的“混合”壳模型的环路磁湍流，减少磁流体力学的基础上，这是兼容的纳米耀斑统计。我们认为，这种湍流耗散是我们的循环的能量来源。
2014-09-05 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
SDO/AIA Observations of Large-Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
我们提出了第一个\emph{Solar Dynamics Observatory} /大气成像组件观测的大振幅纵向（LAL）振荡的南部和北部（SP和NP）的太阳灯丝在2012年4月7日。这两种振荡都是由靠近暗条的耀斑活动触发的。周期随附线的不同而变化，变化范围为44 ~ 67 min。不同附线的振荡是异相的，它们的速度幅值变化范围为30 ~ 60 km/s $^{-1}$。最大位移约为25 μ m。SP的振荡重复约4个周期，没有任何明显的阻尼，然后附近的C2.4耀斑引起LAL振荡的转变到后来的爆发。暗条喷发也与日冕物质抛射和B6.8耀斑有关。然而，NP的振荡随时间衰减并最终消失。我们的观察表明，SP的激活部分反复显示螺旋运动。这表明，在此过程中可能修改的灯丝的磁结构。我们认为，这种回复力是磁张力和重力的耦合作用。
2012-10-18 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
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
Reconstructing solar magnetic fields from historical observations X. Effect of magnetic field inclination and boundary structure on AIA 1600 Å emission
本研究利用 AIA 和 HMI 的 1168 次同时期观测，分析了光球磁场倾角和活动区边界结构对 AIA 1600 Å 远紫外辐射的影响，发现辐射随倾角增大而减弱并随磁场强度饱和，且活动区边缘存在物理特性显著不同的狭窄边界。
2024-09-26 astro-ph.SR
Imaging and Spectroscopic Diagnostics on the Formation of Two Magnetic Flux Ropes Revealed by SDO/AIA and IRIS
螺旋磁通量绳（MFR）是日冕物质抛射（CME）的一种基本结构，最近在大气成像仪（AIA）的极紫外（EUV）高温通带中发现了其爆发前的S形通道结构。然而，MFR的建立时间和地点仍然难以捉摸。在本文中，我们详细研究了两个MFR（MFR 1和MFR 2），其爆发分别在2014年4月18日和2014年9月10日产生了两个高能太阳耀斑和CME。AIA的EUV图像显示，MFR 1和MFR 2在喷发前很长一段时间内都处于形成状态，这可能是由极性反转线附近光球层中的剪切流和会聚流驱动的两组剪切弧之间的磁重联。在MFR 1的足点处，\textit{Interface Region Imaging Spectrograph} Si IV、C II和Mg II谱线在耀斑前阶段表现出弱到中等的红移和非热展宽。然而，一个相对较大的蓝移和一个非常强的非热加宽被发现在MFR2的形成位置。这些谱特征进一步证实了重联在磁共振的形成中起着重要作用。对于MFR1，重联流出可能沿着它的腿传播，穿透到过渡区和色球的脚点。对于MFR2，重联可能发生在低层大气中，并导致Mg II，C II和Si IV线的强蓝移和非热展宽。
2015-02-27 astro-ph.SR
Systematic variations of macrospicule properties observed by SDO/AIA over half a decade
大针状体（MS）是太阳大气中的局部小尺度喷流现象，具有将大量动量和能量从太阳低层大气输送到过渡区和低日冕的潜力。在这项工作中，他们的时间行为和空间特性进行了详细的统计分析。通过太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）产生的最先进的空间和时间分辨率观测，我们构建了一个涵盖5.5年的数据库，其中包含2010年6月至2015年12月期间在30.4 nm波长下检测到的301个macrosicules。在这里，我们报告了太阳北半球和南半球日冕洞和安静太阳区MS的高度、长度、平均速率和宽度的长期变化。这个新的数据库有助于完善我们的知识MS的物理性质。这些属性的互相关显示出相对较强的相关性，但并不总是占主导地位的。然而，更详细的分析表明，在MS属性的行为在时间上的波形签名。这些长期振荡行为的周期不到两年。此外，在太阳的北/南半球，一个很强的不对称性被发现在空间分布的MS属性，这可能是占太阳发电机。这后一个特征可能表明太阳的全球内部和局部大气现象之间存在着强烈的内在联系。
2016-12-07 astro-ph.SR
Oscillation Power in Sunspots and Quiet Sun from Hankel Analysis Performed on SDO/HMI and SDO/AIA Data
太阳动力学观测卫星上的日震和磁成像仪和大气成像装置产生6173埃的多普勒速度和连续强度以及1600埃和1700埃的强度图，可用于太阳光球层不同高度的日震研究。我们在以太阳黑子或安静太阳区域为中心的环中进行Hankel-Fourier分析，以估计穿过这些感兴趣区域的波的功率变化。我们发现，在光球测量高度的功率降低系数的依赖性：太阳黑子降低输出波的功率与频率低于4.5兆赫在所有的高度，但提高声波的功率在4.5-5.5兆赫的色球高度，这可能是声学荣耀（晕）的签名。最大功率减小似乎发生在连续谱水平附近，并随高度减小。太阳黑子也会以一种高度依赖的方式影响向外辐射的波的频率。安静的太阳表现出像一个强大的功率减少器输出的f和p-模式在连续水平，与功率减少15- 20%，并像一个弱的功率增强器的p-模式在大气中更高。据推测，令人惊讶的功率降低在连续水平是有关的造粒。在多普勒速度数据中，与强度数据不同，安静的太阳表现得像颗粒流的强大功率降低器。
2012-09-07 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
The EUV emission from sun-grazing comets
太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）观测到两颗掠日彗星穿过太阳大气层。这两个通道导致在几个AIA带通的极紫外（EUV）辐射的可测量的增强。我们解释这种EUV辐射考虑彗星大气的演变，因为它与周围的太阳大气相互作用。彗星中的分子在接近太阳时迅速升华。然后，它们被太阳辐射场光解，产生原子种类。这些原子的后续电离产生比日冕中通常存在的离子更高的丰度，并导致AIA望远镜通带波长范围内的EUV发射。
2012-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Failed Solar Eruption of A Multi-thermal Flux Rope
磁通量绳（FR），承载着热等离子体，被认为是日冕物质抛射物理学的核心。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带广泛观测到这种FR，这些通带对10 MK左右的热等离子体发射敏感。相比之下，观察到的温暖（约1 MK）对应的FR是稀疏的。在这项研究中，我们报告了失败的喷发的多热FR，托管热和温暖的等离子体。2015年5月1日，在太阳东南缘附近耀斑南侧的AIA高温通带中出现了一个热通道，然后向外爆发。在喷发过程中，它垂直于喷发方向旋转。热通道停止喷发，并逐渐消失，显示喷发失败。在热通道爆发期间，AIA低温通带中依次出现一条暖通道。它经历了与热通道相似的喷发失败、旋转和消失的演化过程。在AIA低温图像上，暖通道喷发前形成一个明亮的压缩锋。在热通道爆发下，发生了一个小耀斑，并在AIA高温通带内形成了连接爆发通道和耀斑的电流片。研究热通道和暖通道之间的时空关系，我们认为这两个通道扭曲在一起，构成了相同的多热FR，具有等离子体的高温和低温。
2022-11-21 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
Wave amplitude modulation in fan loops as observed by AIA/SDO
我们进行多波长的时间-距离分析的扇形环系统锚定在一个孤立的太阳黑子区域AR 12553。活动区由太阳动力学观测站上的大气成像装置观测。我们测量的相位传播强度扰动的速度，采用互相关分析，以及通过获得的斜率在xt图。我们获得原始的，以及去趋势的光变曲线在不同的高度的时间-距离图，并通过傅里叶和小波分析，分别表征它们。时间-距离图显示，除了AIA 94和335~（TM）外，所有日冕极紫外通道都有明显的强度振荡传播。我们确定的性质的强度扰动慢磁声波通过测量其相速度。时间-距离图，以及去趋势光变曲线，显示随着时间的推移，传播3分钟振荡的幅度增加和减少。振幅变化在AIA 171~ 175中表现得最突出，尽管其他EUV通道也显示出这样的特征。傅立叶功率谱产生了在2- 3分钟（5- 8 mHz）之间的几个附近频率的显著功率，以及在2- 4分钟之间的许多其他较小的峰值。小波分析表明，增加和减少的振荡功率约3分钟的幅度变化的同时。我们得到的调制周期在20- 30分钟的范围内。我们的研究结果提供了可行性的现象，如'拍'附近的频率引起所观察到的幅度调制。然而，在现阶段，我们不能排除调制可能是由潜在未知源的可变性驱动的可能性。
2020-04-13 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
A Catalog of Prominence Eruptions Detected Automatically in the SDO/AIA 304 Å Images
我们报告的日珥爆发（PE）的统计研究，使用这些事件的目录定期成像的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）在304飞秒通带。使用的算法开发的LWS项目的一部分，我们已经检测到PE在304个天气图像与2分钟的节奏，自2010年5月。这些PE的目录可在线获得（https：//cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/autope/）。对304幅图像进行极变换，并除以背景图（一天中强度最小的像素），以获得肢体上方的比率图。突出区域被定义为具有比率$\ge$ 2的像素。具有超过50%的像素重叠的两个显著性区域被认为是相同的显著性。如果一个日珥的高度在连续5张影像中单调增加，则认为它是爆发的。在肢体上方观察到的所有PE均由例程检测到，但只有宽度为$\ge$ 15°的PE被包括在目录中，以消除极喷流和其他小尺度质量运动。这些识别还与野边山射电日像仪图像中识别的PE进行了交叉检查（http：//solar.nro.nao.ac.jp/norh/html/dualence/）。星表给出了爆发日珥的日期、时间、中心位置角、纬度和宽度。该目录还提供了JavaScript影片的链接，这些影片将SDO/AIA图像与GOES软X射线数据相结合，以识别相关的耀斑，并与SOHO/LASCO C2图像相结合，以识别相关的日冕物质抛射。我们研究了PE的统计特性，发现高纬PE速度随着前一个周…
2020-05-22 astro-ph.SR
Dark Post-Flare Loops Observed by Solar Dynamics Observatory
太阳耀斑后环（PFL）是在爆发性耀斑的渐进阶段出现的类似拱廊的环系统。太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）观测使我们能够研究PFLs的精细结构。在这项工作中，我们专注于研究暗耀斑后环（DPFL）在X级耀斑，这是更明显的SDO/AIA数据比以前的EUV数据。我们识别并分析了SDO观测到的DPFLs，发现：（1）X5.4耀斑的DPFLs的平均寿命为10.0 $\pm$ 5.5分钟，平均宽度为1022 $\pm$ 339 km，平均最大长度为33 $\pm$ 10 Mm，（2）在DPFLs中识别出大小接近SDO/AIA分辨率的团块状坠落特征，其平均速度为76 $\pm$ 19 km s $^{-1}$，在AIA 304、171、193和211通道中，DPFLs的平均宽度随特征温度的升高而略有增加。我们的研究表明，在本研究中的所有20个案例中都发现了DPFLs，这表明它们是X级耀斑中的一种常见现象，并且可能是由产生日冕雨的相同机制产生的。
2016-04-06 astro-ph.SR
SDO/AIA and Hinode/EIS Observations of Interaction Between an EUV Wave and Active Region Loops
我们提出了详细的分析极紫外（EUV）波和它的相互作用与活动区（AR）的太阳动力学观测/大气成像组件和日出极紫外成像光谱仪（EIS）所观察到的环路。该波于2011年8月4日从AR 11261开始，以430- 910 km \s的速度传播。观察到它穿过另一个AR并穿过其路径上的细丝通道。EUV波扰动邻近的AR环并激发向这些环的足点传播的扰动。对AR环的EIS观测表明，在波过境时，原始红移增加了约3 km \s，而原始蓝移略有下降。波过境后，这些变化被逆转。当极紫外波到达极冕洞边界时，会先后产生两个反射波，其中一部分反射波在日边上方传播。第一波反射波在太阳边缘上方遇到了一个大规模的环路系统，第二波以更高的速度在它前面144 Mm处迅速出现。这些发现可以解释在一个快速模式的磁声波解释的EUV波，其中观察到的EUV波产生的扩展日冕物质抛射的框架。
2013-08-08 astro-ph.SR
Solar Corona Loop Studies with AIA: I. Cross-Sectional Temperature Structure
我们提出了第一个系统的研究横截面的温度结构的日冕环使用的六个日冕温度过滤器的大气成像组件（AIA）仪器上的太阳动力学天文台（SDO）。我们分析了一个样本的100个环快照测量在10个不同的位置和10个不同的时间在活动区NOAA 11089在2010年7月24日，21：00-22：00 UT。在$T \approx 0.5-16$ MK的温度范围内测量横截面通量分布，并在6个滤波器中减去共空间背景，并拟合4种不同的差分排放测量（DEM）分布参数。我们发现重建的DEM主要由窄带峰值温度分量组成，其热宽度为$σ_{log(T)} \le 0.11\pm0.02$，接近仪器的温度分辨率极限，与Aschwanden和Nightingale（2005）的TRACE以及Warren等人（2008）或Tripathi等人（2009）的EIS/Hinode的早期三重滤波器分析一致。我们发现，66%的环路可以用窄带单高斯DEM模型拟合，19%的环路可以用由两个窄带高斯组成的DEM拟合（这主要是由于沿着同一视线的交叉环路对）。大多数等温回路DEM还允许我们推导出AIA 94 \ang \滤波器的改进经验响应函数，对于$log(T) \lapprox 6.3$的温度，该函数需要提高$q_{94} = 6.7\pm 1.7$。近等温环截面的主要结果与标准纳米耀斑情景的预测不一致，但可以用类似耀斑的加热机制来解…
2011-03-01 astro-ph.SR
Observational Study of Recurrent Jets: Evolution of Magnetic Flux, Current, and Helicity
该研究通过多仪器观测分析太阳活动区三个复现爆发式喷流，发现其与光球磁场的浮现、剪切、抵消及能量和螺旋度的积累释放相关，为复现喷流触发机制提供观测证据。
2025-04-15 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
Multiwavelength Imaging and Spectral Analysis of Jet-like Phenomena in a Solar Active Region Using IRIS and AIA
对动力学现象的高分辨率观测使人们能够深入了解控制太阳低层大气的性质和过程。我们提出了类似喷气现象的分析，从活动区（AR）12192半影脚点使用成像和光谱观测的界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。这些喷流与$\pm$ 10-22 km s $^{-1}$的视线（LoS）多普勒速度和似乎以23-130 km s $^{-1}$的速度穿过天空平面（PoS）的明亮锋面有关。这样的速度比色球层中预期的声速高得多。在IRIS和AIA的冷通道和热通道中都可以看到喷流的特征。每次喷射平均持续15分钟，在2小时内发生5-7次。提出了解释这一现象的可能机制，其中最有可能的机制是由于光球波阵面或重力波的陡化而导致p模或Alfven波冲击序列撞击过渡区（TR）和日冕。
2020-10-08 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
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
Imaging and Spectroscopic Observations of the Dynamic Processes in Limb Solar Flares
我们调查各种动力学过程，包括磁重联，色球蒸发，并通过成像和光谱观测的两个分支太阳耀斑的日冕雨排水界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。在耀斑的早期，在多波长图像上可以看到一个明亮而致密的尖状环顶结构，它与硬X射线25- 50 keV辐射是同空间的。特别是，间歇性的磁重联下行流中检测到的AIA 304的时间-空间地图。在IRIS Si { \sc iv} 1393.76 π谱线中，由于投影效应，重联下降流表现为一半环的红移和另一半环的蓝移。Si { \sc iv}分布在环顶区域具有相对较大的宽度，表现出复杂的特征（例如，多峰）。在脉冲阶段，色球蒸发在AIA图像和IRIS Fe { \sc xxi} 1354.08 μ m线上都观察到。从AIA 131的卫星图像中可以看到向上的运动。Fe { \sc xxi}线被显著增强并且显示出良好的高斯形状。在渐变阶段，在AIA 304的云图上，暖雨被观测为向下移动的等离子体。Si { \sc iv}和Fe { \sc xxi}线都显示出相对对称的形状，在环顶部周围具有较大的宽度。这些结果为理解太阳耀斑的能量释放过程提供了观测依据。
2022-07-13 astro-ph.SR
