On the enhanced coronal mass ejection detection rate since the solar cycle 23 polar field reversal
在太阳活动周期24期间，观测到角宽度为$> 30^{\circ}$的日冕物质抛射（CME）发生的速率比太阳活动周期23期间的高。这一结果得到了来自三个独立数据库的数据的支持，这些数据库是使用大角度和光谱日冕实验（LASCO）日冕图像构建的，其中两个采用自动检测技术，一个由人类观察者手动编译。根据覆盖较大视场的两个数据库，增强的CME速率实际上在2004年第23周期极场反转后不久就开始了，当时极场返回，强度降低了40%，行星际径向磁场$\approx 30\%$变得更弱。这一结果与Gopalswamy等人最近报道的日冕物质抛射异常膨胀与日球层总压下降之间的联系是一致的。
2015-09-18 astro-ph.SR
Strongest coronal magnetic fields in solar cycles 23-24: probing, statistics, and implications
强日冕磁场存在时，表现为热日冕等离子体中回旋共振（GR）发射机制产生的高频亮微波源。观测到这种发射的最高频率与视线上最强日冕磁场的绝对值成正比。虽然没有日冕磁场大于约2,000 G的预期，最近的字段至少有两倍以上的报告。在这里，我们报告的搜索和统计研究这样强的日冕磁场使用高频GR发射。Nobeyama RadioHeliograph提供了20多年（1995-2018）来17 GHz和34 GHz高频空间分辨微波观测的历史记录。在这里，我们采用这个数据集，以确定在34 GHz的明亮GR发射源，并进行统计分析，确定GR的情况下，量化最强的日冕磁场在两个太阳周期。我们发现，虽然具有强磁场的活动区相对较少（不到所有活动区的1%），但它们在太阳上经常出现。这些活动区与太阳活动的突出表现有关。
2023-01-21 astro-ph.SR
A Solar cycle correlation of coronal element abundances in Sun-as-a-star observations
低活动类太阳恒星的日冕中的元素组成似乎与恒星的基本性质有关，如旋转，表面重力和光谱类型。在这里，我们使用太阳动力学天文台的全太阳观测，表明当太阳被观察为恒星时，日冕成分的变化与太阳活动的代理，F10.7厘米无线电通量高度相关，因此与太阳周期阶段。因此，类似的周期变化应该可以在太阳类似物的X射线观测中用光谱检测到。太阳全圆盘观测中的等离子体成分与日冕磁场活动的演化有关。因此，我们的观测结果在日冕成分和固定恒星性质之间的任何关系的性质中引入了不确定性。这些结果突出了系统的全周期观测对于了解类太阳恒星日冕的元素组成的重要性。
2018-02-02 astro-ph.SR
Variation of Coronal Activity from the Minimum to Maximum of Solar Cycle 24 using Three Dimensional Coronal Electron Density Reconstructions from STEREO/COR1
使用STEREO/COR 1偏振白光观测的球对称方法，在2007/03年期间重建了100个卡林顿旋转（CR 2054 $-$ 2153）的日冕中的三维电子密度分布。$-$ 2014/08。这些三维的电子密度分布进行了验证，通过比较与类似的密度模型，使用其他方法，如层析成像和MHD模型，以及使用SOHO/LASCO-C2的数据。根据COR 1-A和COR 1-B密度分布的差异，分析了全球日冕估计总质量的不确定性。日冕活动的全球和半球平均电子密度（相当于总日冕质量）的长期变化揭示了一个半球的不对称性，在太阳活动周期24的上升阶段，北半球领先南半球的相位移7 $-$ 9个月。使用14-CR（~13个月）移动平均值，发现第24周期最大值和第23/24周期最小值之间的平均电子密度变化幅度（称为调制因子）在1.6 $-$ 4.3的范围内。这些调制因子是纬度相关的，在极地地区最大，在赤道地区最小。这些调制因子也显示出半球的不对称性，在南半球稍大。小波分析结果表明，第24周上升期和极大期的短期准周期振荡具有7 $-$ 8个月的优势周期。此外，它被发现的平均电子密度的径向分布的流光在第24周的最大值仅略大于（约30%）比在周期的最小值。
2017-06-16 astro-ph.SR
Solar cycle variation of coronal mass ejections contribution to solar wind mass flux
日冕物质抛射（CME）对日球层太阳风的扰动有贡献。因此，CME对地球附近太阳风参数的贡献随太阳活动周期的不同阶段和CME发生的速率而变化。在本研究中，我们研究了CME的长期发生率，它们的速度，角宽度和质量。我们试图找到近太阳参数之间的相关性，确定使用白光图像从日冕仪，与太阳风测量地球附近的现场仪器。重要的是，我们试图找到在太阳活动周期的不同阶段，地球附近的平均太阳风质量中有多少是由日冕物质抛射提供的。
2018-05-19 astro-ph.SR
Anomalous Expansion of Coronal Mass Ejections during Solar Cycle 24 and its Space Weather Implications
日冕物质抛射（CME）的速度和角宽度之间的熟悉的相关性在太阳活动周期24中也被发现，但回归线有一个更大的斜率：对于一个给定的CME速度，周期24 CME明显比周期23更宽。斜率的变化表明，由于太阳活动较弱，日光层的物理状态发生了重大变化。日球层（磁场+等离子体）中的总压力降低了约40%，这导致了CME的异常膨胀，解释了斜率的增加。CME的过度膨胀导致CME在第24周期产生磁暴的有效性降低，这既是因为CME的磁含量被稀释，也是因为环境磁场较弱。日球层中磁场的减弱可能导致在这个周期中缺乏加速到非常高能量的太阳高能粒子。
2014-04-01 astro-ph.SR
The Peculiar Behavior of Halo Coronal Mass Ejections in Solar Cycle 24
我们报告了一个显著的发现，第24周的晕日冕物质抛射（CME）比第23周更丰富，尽管第24周的太阳黑子数量下降了约40%。我们还发现，在第24周，日冕-CME源位置的分布与第23周不同：日冕的经度分布更加平坦，起源于中央子午线距离≥ 60 °的日冕数量是第23周的两倍。另一方面，平均速率和相关的软X射线耀斑的大小是相同的，在两个周期中，这表明CME被喷射到的环境介质是显着不同的。我们认为，晕日冕物质抛射的丰度较高和中央子午线经度较大都可以解释为第24周日光层总压降低的结果（Gopalswamy等人，2014年）。总压力的降低使得日冕物质抛射比通常情况下膨胀得更多，使它们看起来像晕。
2015-04-08 astro-ph.SR
Automated detection and analysis of coronal active region structures across Solar Cycle 24
本研究利用SDO/AIA数据对第24太阳活动周日冕活动区结构进行自动长期检测，分析了超三万个结构在四个极紫外波段的宽度、位置与发生率分布，发现其幂律斜率与FD-SOC预测值存在偏差，并揭示了南北半球不对称性及蝴蝶图案。
2023-05-18 astro-ph.SR
Ludendorff Coronal Flattening Index of the Total Solar Eclipse on March 9, 2016
2016年3月9日日全食（TSE）的鲁登道夫日冕扁平指数是在太阳半径的不同距离上计算的。结果，我们得到了2个太阳半径处的日冕扁平指数$\left(ε=a+b\right)$为0.16。基于2016年TSE事件的$24^{th}$太阳活动周期位相为-0.64，表明日冕为前极小型。所得日冕扁平指数值给出了$25^{th}$太阳周期的月太阳黑子数（$W_{max}$）的预测最大振幅为$70\pm65$。因此，预测$25^{th}$太阳周期的太阳活动将低于当前太阳周期，当前太阳周期在2014年2月的太阳黑子数最大值为146
2016-10-25 astro-ph.SR
Cycles of magnetic activity in solar-type stars. The place of the Sun among the stars with different levels of coronal and chromospheric activity
分析了太阳和太阳型恒星的大气活动，包括威尔逊山天文台的HK项目，凯克和利克天文台的加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及Las Campanas天文台的麦哲伦行星搜索计划的观测。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的太阳型恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并以日冕辐射的最低水平和光球辐射的最小通量变化在这些恒星中脱颖而出。
2015-09-07 astro-ph.SR
A magnetic cycle of tau Bootis? The coronal and chromospheric view
牧夫座τ（Tau Bootis）是一颗被热木星环绕的F型主序星。在过去的几年中，分光偏振观测导致了这样一种假设，即这颗恒星可能拥有一个全球性的磁场，每年转换一次极性，这表明它的活动周期很短，只有一年的时间。在我们正在进行的观测活动中，我们已经收集了几个X射线观测与XMM牛顿和光谱与TRES/FLWO在亚利桑那州，以表征陶博的日冕和色球层在假定的一年周期的过程中。与分光偏振重建相反，我们的观测没有显示出短活动周期的迹象。
2013-03-01 astro-ph.SR
The Association of Filaments, Polarity Inversion Lines, and Coronal Hole Properties with the Sunspot Cycle: An Analysis of the McIntosh Database
在日冕中观测到的两个主要特征--暗条和冕洞是空间天气变化的来源。暗条的形成与太阳光球层上分离表面磁场正负极性的极性反转线（PIL）密切相关。冕洞的起源是由光球层上的大规模单极磁斑控制的，开放的磁场线从光球层延伸到日光层。我们利用麦金托什档案研究了太阳活动周20，21，22和23中的暗条，PIL和冕洞的性质。我们检测到一个突出的周期性行为的灯丝长度，PIL长度和冕洞面积与太阳磁周期的显着对应。暗条几何中心的时空演化呈现出蝴蝶状结构，在周期极大值期间，长暗条明显地向极迁移。我们确定这种急于极丝是同时间的启动极场反转收集威尔逊山和威尔科克斯太阳天文台极场观测和定量建立其时间对应。我们分析了灯丝的倾斜角分布，以限制其可能的起源。大多数的灯丝表现出负和正的倾斜角在北半球和南半球，分别-强烈表明，它们的形成是由整体的大规模磁场分布在太阳光球，而不是由小规模的活动区域内的磁场配置。我们还调查了在灯丝，PIL和冕洞半球的不对称性。我们发现，在灯丝和PIL半球的不对称性是正相关的-而冕洞的不对称性是不相关的-与太阳黑子面积的不对称性。
2018-10-04 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
Magnetic cycles of Sun-like stars with different levels of coronal and chromospheric activity -- comparison with the Sun
利用威尔逊山天文台HK计划、凯克和利克天文台加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及拉斯坎帕纳斯天文台麦哲伦行星搜索计划的观测资料，分析了太阳和类日恒星的大气活动。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的类太阳恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并且以其日冕辐射的最低水平和光球通量变化的最低水平与这些恒星区分开来。
2016-05-27 astro-ph.SR
Rearrangements of Open Magnetic Flux and Formation of Polar Coronal Holes in Cycle 24
本文发展了一种天气图同化方法来研究当前周期中全球开放磁通量的重排和极冕洞的形成。分析揭示了日冕洞（ECH）的合奏出现在单极磁区与衰变活动复合体（AC）。它们之间的因果关系解释了在太阳南北半球观察到的异步PCH形成。因此，在2014年观察到的大型AC的衰变导致了广泛的ECH的形成，然后在2015年年中成为南PCH。北极地区复杂的磁场结构阻碍了北PCH的形成，尽管北极的主导极性比南极早两年发生逆转。北PCH直到2016年中期才形成，这是与几个腐烂的AC相关的高纬度ECH逐渐合并的结果。
2017-11-03 astro-ph.SR
Solar Cycle Variation of Magnetic Flux Ropes in a Quasi-Static Coronal Evolution Model
太阳日冕中的电流和磁螺旋度的结构与11年周期的太阳活动密切相关，但人们对此知之甚少。作为一种替代传统的无电流的“势场”外推，我们调查的全球日冕磁场，这是非潜在的和时间依赖性的模型，以下的建立和运输的磁螺旋度由于通量出现和大规模的光球运动。这种螺旋性集中成扭曲的磁通量绳，可能会失去平衡而被弹射出去。在这里，我们考虑如何通过这个模型预测的磁结构，特别是通量绳变化的太阳活动周期，根据光球输入数据从周期23的六个时期。通量绳的数量从最小值到最大值增加一倍，遵循光球极性反转线的总长度。然而，磁绳喷射的数量增加了八倍，以下活跃地区的出现率。这与观测到的日冕物质抛射的周期调制大致一致，尽管模拟中抛射的实际速率约为观测事件速率的五分之一。该模型预测，即使在最低限度，差异旋转将产生剪切，非潜在的，在所有纬度的磁结构。
2010-03-24 astro-ph.SR
Characteristics of Low-Latitude Coronal Holes near the Maximum of Solar cycle 24
我们调查了2011/01/01至2013/12/31期间从SDO/AIA-193滤波图中提取的288个低纬冕洞的统计数据。我们分析了冕洞的特征性质，如面积、平均AIA-193强度和平均磁场密度的分布，冕洞内SDO/AIA-193强度和磁场的局部分布，冕洞内磁通量管的分布。我们发现所有冕洞的平均磁场密度为3.0 ± 1.6 G，不平衡磁通量的百分比为49 ± 16%。冕洞的平均磁场密度、平均无符号磁场密度和不平衡磁通量的百分比相互依赖，相关系数cc > 0.92。此外，我们发现冕洞的不平衡磁通量主要集中在磁通量管中：冕洞的不平衡磁通量的38%（81%）来自仅1%（10%）的冕洞区域，聚集在场强> 50 G（10 G）的磁通量管中。从磁通量管导出的平均磁场密度和不平衡磁通量与整个冕洞的平均磁场密度和不平衡磁通量相关（cc > 0.93）。这些发现证明冕洞的整体磁特性是由磁通量管的特性决定的。
2017-02-07 astro-ph.SR
Solar-Cycle Variation of Newly Emerging Coronal Holes during Solar Cycle 24
UPES（尤皮斯大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究编制第24太阳活动周新现日冕洞目录，发现其出现率与太阳黑子数负相关，为开放磁通量演化提供观测约束。
2026-08-26 astro-ph.SR
Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle
本文回顾了我们对日冕加热（在开放区域）和太阳风加速背后的物理学的不断增长的理解。许多新的见解来自上一个太阳活动周期的观测和理论工作。对扩展日冕中等离子体特性的测量是区分竞争理论的关键，扩展日冕是主要太阳风加速的地方。我们描述了如何在过去的14年中，UNODC/SOHO测量冕洞和流光提供了有关详细的动力学过程，为快速和慢速风区提供了线索。我们还提出了一个简短的调查，目前的想法，涉及日冕源地区的快速和缓慢的风流，以及这些如何在太阳周期的变化。这些源区域的背景下，讨论了最近的理论模型（基于阿尔芬波和MHD湍流），已开始成功地预测加热和加速度在快速和慢速风区基本上没有自由参数。关于这些模型的一些新的结果-包括在1 AU的较低的密度和温度的定量预测，在目前的太阳能最低期相比，以前的最低-也显示。
2010-02-01 astro-ph.SR
Comparing SSN Index to X-ray Flare and Coronal Mass Ejection Rates from Solar Cycles 22-24
新修订的太阳黑子数系列可以将历史上的地球效应风暴放在几百年太阳活动的背景下。利用近30年来GOES X射线观测资料和1996年至今LASCO日冕物质抛射（CME）星表资料，分析了太阳黑子数与耀斑和CME速率的关系。特别是，我们提出了X射线耀斑率作为一个函数的太阳黑子数为过去三个周期。我们还表明，1-8 AA的X射线背景通量与太阳黑子数在整个太阳活动周期的强烈相关。同样，我们表明，CME属性（例如，与日冕物质抛射线速度和宽度相关的代理值）也与SC 23和24的太阳黑子数相关。这些更新的速率将能够预测未来的地球效应事件，并将历史风暴置于当前太阳活动的背景下。
2016-05-02 astro-ph.SR
Systematic Regularity of Solar Coronal Rotation During the Time Interval 1939-2019
太阳日冕自转的时间变化似乎非常复杂，其与11年太阳活动周期的关系仍然不清楚。利用1939年1月1日至2019年5月31日期间的修正日冕指数，研究了日冕自转的系统性变化。主要结果如下：（1）从全球角度看，在短于64天的周期尺度上，只有27.5天的会合日冕自转周期是显著的周期：（2）在所考虑的时间间隔内，日冕自转周期有明显的减小趋势，表明日冕在长期内加速了其全球自转速率;（3）日冕自转的周期长度存在3.25、6.13、9.53和11.13年的显著周期，为日冕自转与准两年振荡、11年太阳活动周和22年海尔活动周的联系提供了证据（4）日冕自转周期与太阳磁活动的位相关系不仅与时间有关，而且与频率有关。对于11年周期带附近的小范围，相位存在系统性趋势，并且该带中的小失配带来相位漂移。对上述分析结果的可能机理进行了讨论。
2019-11-19 astro-ph.SR
Influence of local and global solar magnetic fields on medium-term forecasting of the number and parameters of coronal mass ejections
Sternberg Astronomical Institute of the Moscow M.V. Lomonosov State University（莫斯科国立罗蒙诺索夫大学斯捷克尔天体物理研究所）
研究第23 - 25太阳活动周CMEs数量和参数周期性变化，提出分别预测强弱CMEs的方法，基于GMF参数确定相关周期特征，通过假设和比例关系对第26活动周进行预测，预测与第25活动周观测结果吻合良好。
2026-10-20 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and the Solar Cycle Variation of the Sun's Open Flux
行星际磁场（IMF）的径向分量的强度，这是一个衡量太阳的总开放通量，被观察到变化的大约一个因素，在11年的太阳周期。最近的几项研究提出，太阳的开放通量包括一个恒定的或“地板”的组成部分，占主导地位的太阳黑子最小，和一个随时间变化的组成部分，由于日冕物质抛射（CME）。在这里，我们指出CME不能解释2003年和2014年底发生的IMF强度的大峰值，并且与太阳赤道偶极矩的峰值相吻合。我们还表明，近地行星际日冕物质抛射，在理查森和凯恩的目录中确定，即使在太阳黑子最大的贡献最多$\sim$ 30%的平均径向IMF强度。我们的结论是，径向IMF强度的长期变化主要是由太阳的总偶极矩，四极矩和日冕物质抛射提供了额外的推动太阳黑子最大附近。大部分的开放通量都来自日冕洞，而日冕洞的太阳周期演化又反映了太阳最低阶多极的演化。
2021-04-15 astro-ph.SR
The State of the Heliosphere Revealed by Limb Halo Coronal Mass Ejections in Solar Cycles 23 and 24
我们比较的性质晕日冕物质抛射（CME），起源于接近肢体（中央子午线距离范围内60至90度）在太阳活动周期23日和24日，以量化的日光层状态对CME性能的影响。在第23和24周期中分别有44和38个肢晕。以太阳黑子数的周期平均值来标准化，第24周的边缘晕增加了42%。虽然作为一个群体的边缘晕是非常快的（平均速率1464公里s-1），周期24晕慢了26%比周期23晕。我们引入了一个新的参数，日心距离的CME前缘的时间CME成为一个完整的晕;这个高度是显着较短的周期24（由20%），并有一个较低的截止在6 Rs。这些结果表明，第24周CME比第23周CME更快、更慢地形成晕。另一方面，耀斑的大小是非常相似的，在两个周期，排除了可能的喷发特征，有助于不同的CME属性。总之，这项研究揭示了日球层总压降低的影响，这使得第24周期的CME比第23周期更快地膨胀并成为晕。我们的研究结果具有重要意义的CME在周期25（预计类似于周期24）的空间天气后果，并了解晕计数的差异报告的自动和手动目录。
2020-06-10 astro-ph.SR
Automated Detection of EUV Polar Coronal Holes During Solar Cycle 23
提出了一种新的极冕洞自动检测方法。这种方法被称为周长跟踪，使用SOHO上的极紫外成像望远镜（EIT）在太阳活动周期23期间拍摄的一系列171，195和304张完整的磁盘图像来测量极冕洞的周长，因为它们出现在四肢上。周长跟踪通过在太阳边缘进行测量，最大限度地减少了由各种波长的发射等离子体造成的视线遮蔽。周长追踪还允许从数据中有机地得出极地自转周期为33天。我们称之为哈维轮换率，并从1900年1月4日开始计算哈维轮换。根据测量的周长，我们可以将曲线拟合到数据中，并在最佳拟合线内导出面积。1996年，在第23个太阳活动周开始时，我们观测到北极洞的面积约为太阳总表面积的4.2%，2007年约为3.6%。南极洞的面积在1996年约为4.0%，在2007年约为3.4%。因此，北极和南极的空洞面积现在比第23个周期开始时小了不超过15%。这与极性磁场相比，测量到现在比一个周期前少了大约40%。
2009-01-09 astro-ph.SR
Streamer Blowout Coronal Mass Ejections: Their Properties and Relation to the Coronal Magnetic Field Structure
我们提出了一个全面的分析一类特殊的日冕物质抛射（CME）事件，称为流光井喷CME（SBOs）。这些事件的特征是上覆拖缆逐渐膨胀，持续数小时至数天，随后是缓慢、广泛的CME，通常呈现出3部分结构，这使得拖缆在其尾流中显著耗尽。我们在1996年至2015年期间的LASCO/C2观测中识别出909个SBO事件。井喷平均持续40.5小时，但在某些情况下，疏散可能需要几天时间。SBO-CME比一般的CME更宽、更大。它们的性质通常在太阳周期期间和之间变化。它们在第23周期的最小（最大）月发生率为一（六）次事件，在第24周期增加了一倍-这可能是当前周期全球磁场较弱的表现。SBO的位置遵循全球偶极子的倾斜（但不是从2014年开始），与太阳黑子数量无关，并且以比常规CME（40%）高得多的比率（61%）表现出通量绳形态。我们建议，这些特性是一致的SBO所产生的扩展极性反转线以外的活动区域（如安静的太阳和极地冠丝）通过释放，通过重联，磁能，可能通过差分旋转积累。
2018-06-02 astro-ph.SR
A Study of Halo Coronal Mass Ejections and Related Flare and Radio Burst Observations in Solar Cycle 23
我们提出了一个统计研究的动力学和动力学特征的CME显示的时间和空间关联的耀斑和II型射电爆发或复杂的射电事件的II型爆发和IV型连续。这项研究的基础是一组地球定向的全晕日冕物质抛射发生在目前的太阳周期，从大角度光谱日冕仪（LASCO）和极端紫外成像望远镜（EIT）的太阳和日光层天文台（SOHO）的飞行任务和磁场调查（MFI）和三维等离子体和高能粒子分析仪调查实验上的风航天器上的数据。
2010-09-22 astro-ph.SR
Comprehensive Analysis of Coronal Mass Ejection Mass and Energy Properties Over a Full Solar Cycle
LASCO日冕仪自1995年以来持续运行，观测了整个太阳活动周期内日冕和日冕物质抛射（CME）的演变，图像质量高，节奏有规律。这是第一次提供这样的数据集，并构成了CME研究的独特资源。在本文中，我们提出了一个全面的调查，太阳周期依赖于CME的质量和能量在一个完整的太阳周期（1996-2009年），包括第一次深入讨论的质量和能量分析方法及其相关的错误。我们的分析提供了一些值得进一步研究的结果。它证明了可能存在两种事件类别; $>10$ R $_{\sun}$达到恒定质量的“正常”CME和在C3 FOV中消失的“伪”CME。这表明CME的质量和能量性质达到恒定水平，因此应该被测量，只有在$\sim 10 R_\sun$以上。日冕物质抛射的质量密度（$g/R_\sun^2$）变化相对较小（$<$数量级），这表明大部分质量起源于日冕高度的一个小范围。我们发现在2003年年中的CME质量的突然减少，这可能与在大规模的日冕的电子含量的变化，我们发现从2003年起，在喷射的质量存在一个6个月的周期。
2010-08-23 astro-ph.SR
Implications of the abundance of halo coronal mass ejections for the strength of solar cycle 25
该研究通过比较第23至25太阳活动周前四年的晕状CME丰度、发生率、源位置和高度，发现SC 25与SC 24相近，支持其仅略强于SC 24的预测。
2025-01-07 astro-ph.SR
Segmentation of coronal holes in solar disk images with a convolutional neural network
目前的冠状孔分割方法通常依赖于图像阈值，并需要非平凡的图像预处理和后处理。我们已经训练了一个神经网络，它可以准确地从SDO/AIA 193埃太阳盘图像中分离出CH，而无需额外的复杂步骤。我们比较结果与公开可用的目录的CH和证明稳定的神经网络方法。在我们看来，这种方法可以优于手工设计的太阳图像分析，并将广泛应用于太阳数据。特别是，我们调查长期变化的CH指数在太阳周期24和观察CH面积增加约三倍，从最小值在太阳周期的最大值在太阳周期的下降阶段的最大值。
2018-09-15 astro-ph.SR
Characterizing Coronal Mass Ejections in Solar Cycle Analysis
太阳是太阳系中主要的光和热的来源。太阳活动周期是太阳活动的11年周期，可以通过太阳黑子数量和表面积的上升和下降来确定。太阳活动与几个因素有关，包括无线电通量，太阳辐照度，磁场，太阳耀斑，日冕物质抛射和太阳周期。这项研究试图确定太阳的活动，特别是日冕物质抛射，它的趋势在太阳活动周23，其明显的差异。时间序列分析被用来衡量的CME数据较大的情况下，看到的CME的明显差异和趋势。结果表明，1996 - 2016年日冕物质抛射呈下降趋势。因此，日冕物质抛射数据呈正态分布，而日冕物质抛射呈正态分布和正态曲线，扰动风暴时间指数的强度随周期上升和下降阶段大磁暴数目的增加而波动。这表明太阳虽然有周期和趋势，但它显示了其固有的特征。太阳仍然拥有越来越多的动态，通过本研究中涉及的有限参数来展示。
2018-04-29 astro-ph.SR physics.space-ph
iota Horologi, the first coronal activity cycle in a young solar-like star
背景：最近在年轻（约6亿年）的类太阳恒星iota Hor中发现了最短的色球（Ca II H&K）活动周期（1.6年）。日冕X射线活动周期仅在太阳以外的少数恒星中发现，所有这些恒星的年龄都比iota Hor更老，活动水平也比iota Hor低。目的：我们打算找到与i Hor色球周期对应的X射线日冕。这是在活跃恒星中观察到的第一个X射线周期，也是类太阳恒星生命中第一个日冕周期的范例。方法：我们监测i Hor与XMM-牛顿观测跨越近两年。每个观测的光谱都与两个温度的日冕模型拟合，以研究恒星的长期变化。结果：我们发现在X射线的循环行为非常相似的同期色球周期。连续监测色球三个以上的周期长度显示出一个趋势，振幅下降，显然是由一个较长期的趋势调制。第二个周期在达到其最大值之前被破坏，然后在循环行为恢复之前出现短暂的混沌变化，仅在略多于一个周期后再次被破坏。结论：我们证实了在X射线和Ca II H&K中存在一个~1.6年的活动周期。它可能受到更长的、尚未受约束的第二周期的调节。1.6年的日冕活动周期是迄今为止观测到的最短的日冕活动周期，而i Hor代表了已发现的日冕活动周期中最活跃的恒星。这个周期可能代表了类太阳恒星生命中的第一个日冕活动周期，在地球上生命开始的年龄。
2013-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comparison of Coronal Extrapolation Methods for Cycle 24 Using HMI Data
利用SDO/HMI磁象仪的磁象数据，比较了日冕磁场的两种外推模型。这两个模型，一个水平的电流片源表面（HCCSSS）模型和一个潜在的场源表面（PFSS）模型在处理日冕电流不同。每个模型都有自己的关键变量，分别是一个尖点表面和源表面的半径，它被发现，调整这些高度在研究期间允许更好地拟合模型和太阳开放通量在1 AU的行星际磁场（IMF）计算。HCCSSS模型为2010年11月至2015年5月的整个时期以及该时期的两个子集提供了更好的拟合-太阳周期的最低/上升部分，以及最近确定的IMF峰值，即2014年中期至2015年中期太阳活动最大化之后。据发现，HCCSSS尖点表面高度为1.7 Rsun提供了最好的适合IMF的整个时期，而1.7和1.9 Rsun给两个子集的最佳拟合。PFSS源表面高度的相应值分别为2.1、2.2和2.0 Rsun。这意味着HCCSSS的尖点面随着太阳活动周期的进行而上升，而PFSS源面则下降。
2016-03-14 astro-ph.SR
Comparison of the sidereal angular velocity of subphotospheric layers and small bright coronal structures during the declining phase of solar cycle 23
上下文我们比较太阳的差异旋转的光球层来自本地日震学分析的GONG++多普勒和一个来自跟踪小明亮的日冕结构（SBCS）使用EIT/SOHO图像期间2001年8月至2006年12月，这对应于太阳活动周期23的下降阶段。目标。本研究的目的是找出SBCS的自转与光球下角速度之间的关系。两个旋转速度测量的南北不对称性也进行了研究。方法.利用GONG++1 min频次全圆盘多普勒图像的环图分析，推导出了光球下的差旋。采用自动识别和跟踪方法，在6小时拍频的EIT全盘图像上识别和跟踪小的明亮日冕结构，从而得到日冕旋转。结果我们发现，SBCS旋转速度比所考虑的上亚光球层（3毫米）约0.5度/天在赤道。这一结果结合了其他几个磁特征（太阳黑子、斑、光斑等）的结果。旋转速度比太阳等离子体更快SBCS和次光球层的自转速率纬向梯度非常相似。在第23周的下降阶段，SBCS的运动表现出约0.005度/日/月的加速度，而次表层的角速度除了具有众所周知的扭转振荡模式外，没有表现出任何明显的随时间变化的特征。最后，南半球的次光球和日冕自转都明显大于北半球。在南北不对称的角速度增加（减少）与活动的SBCS的纬度，它减少（增加）的次光球层。
2009-07-23 astro-ph.SR
Formation and evolution of coronal holes during the rising phase of cycle 23
研究了第23周上升相冕洞（CH）的形成规律。从01.01.1997到01.03.2000（卡林顿旋转（CR）1918-2059）期间被详细考虑。分析了太阳全球磁场（GMF）由纬向扇形结构的演化。结果表明，这种带状结构是准稳定的。尽管GMF在1932年形成了稳定的四扇区结构，但带状谐波的总和在CR 1941年之前占主导地位。在CRs 1941-1950中，纬向分量和扇形分量的贡献变得大致相等，并且从CRs 1950开始，GMF的扇形结构占主导地位。转基因食品的部门结构经历了急剧的变化，从四部门，在部门谐波的增长开始（CR 1926），到两部门结构，然后回到四部门，然后再次到两部门结构。CHs清楚地跟踪转基因食品的所有进化变化。GMF的极性结构唯一地决定了CH形成的光球磁场区域。
2019-07-06 astro-ph.SR
X-ray activity cycle on the active ultra-fast rotator AB Dor A? Implication of correlated coronal and photometric variability
虽然色球活动周期已经在大量的晚型恒星中研究了相当长的一段时间，但对其他恒星的日冕活动周期及其与太阳活动周期的相似性或差异性知之甚少。虽然它通常被认为是周期性活动只存在于低到中等活动的恒星，我们调查是否超快旋转AB多尔，一个K矮星表现出大量的磁活动的迹象，在基本上所有的波段，表现出X射线活动周期模拟其光球活动周期约17年，这些波段之间可能的相关性。我们分析了AB Dor A的组合光学光度数据，跨度约35年。此外，我们使用ROSAT和XMM-牛顿X射线观测AB Dor A，研究近三十年来这颗活动K矮星的磁活动的长期演变，并寻找X射线活动周期和相关的光度亮度变化。AB Dor A在0.3-2.5 keV中表现出光度亮度变化范围在6.75 < Vmag < 7.15之间，而X射线光度范围在29.8 < log LX [erg/s] < 30.2之间。AB Dor A是一颗非常活跃的恒星，它的X射线耀斑非常频繁，但在长时间的XMM-牛顿观测中，经常会出现一种基态。这种基本状态可能随AB D或A的光球活动周期而变化，周期约为17年，但X射线变化最多为2倍，这比太阳上发现的典型周期振幅低得多。
2013-11-06 astro-ph.SR
Coronal activity cycles in action - X-rays from alpha Centauri A/B
我们报告了我们的恒星邻居半人马座阿尔法A/B的日冕活动周期。自2002年以来，XMM-牛顿一直在监测该双星，以研究X射线中日冕活动演变的长期演变。太阳类似物α Cen A在该计划的早期就被清楚地探测到，但在2005年左右实际上从XMM的探测器视野中消失了。在经历了近十年的日冕衰弱之后，我们现在发现它的日冕明显地重新变亮了。次级α-Cen B在大多数时候主导着X射线的发射，并且超过一个完整的周期。在2012年左右观察到一个新的X射线最大值，最近几年又出现了温和的变暗。X射线发射的时间演化可以很好地理解，类似于11年的太阳周期，在两颗恒星中运行的日冕活动周期具有不同的振幅和周期。
2016-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar magnetic activity cycles, coronal potential field models and eruption rates
本文研究了自20世纪70年代中期以来观测到的3个半太阳活动周期中光球磁场和模拟的全球日冕磁场的演化。我们使用天气磁图和外推位场模型，这些模型基于来自国家天文台基特峰的三台磁仪、太阳天气光学长期调查（SOLIS）矢量光谱磁仪（VSM）、光谱磁仪和512通道磁仪仪器以及来自美国国家天文台的纵向全圆盘光球磁图。斯坦福大学威尔科克斯太阳天文台相关的多极场分量被用来研究日冕场的主导长度尺度和对称性。极场的变化被认为是很好的相关性与活跃领域在大部分的研究期间，除了2003年至2006年之间的活跃领域没有产生显着的极场变化。在轴对称多极子中，只有偶极和八极子遵循极点，而高阶则遵循活动周期。所有的非轴对称多极强度与活动周期有很好的相关性。因此，太阳偶极子的倾斜几乎完全是由于活动区场。轴向偶极子和八极子是最大的贡献者的全球领域，除了当极性场是反向的。极场的这种影响延伸到调节喷发率。根据计算机辅助CME跟踪（CACTus），太阳爆发事件探测系统（SEEDS）和野边山射电日像仪日珥爆发目录，发现2003-2012年之间的活跃年的太阳爆发率系统高于1997-2002年之间。这种行为似乎与Luhmann提出的晚周期23极场的弱点有关。我们看到的证据表明，第24周期磁场逆转的过程在两极都很先进。
2013-04-12 astro-ph.SR
Evidence for evaporation-incomplete condensation cycles in warm solar coronal loops
在回路的足点处的准恒定加热导致等离子体的蒸发和冷凝循环：热非平衡（TNE）。这一现象被认为在日冕和日冕雨的形成中发挥了作用。然而，它往往被丢弃，参与加热的暖圈，因为模式不重现的意见。最近的模拟表明，这些与观测结果的不一致可能是由于模型几何形状的过度简化。此外，我们最近的观测表明，长周期强度脉动（几个小时）在太阳日冕环中很常见。这些时期与TNE的预期一致。本文的目的是获得这些事件中的一些等离子体的物理特性，以测试TNE在回路加热中的潜在作用。我们使用SDO/AIA的6个EUV日冕通道详细分析了三个事件。我们进行了差分发射测量（DEM）和时滞分析，包括一种新的方法来隔离相关信号的前景和背景发射。对于这三个事件，DEM经历了长周期的脉动，这是一个周期性加热的签名，即使在冷却阶段捕获的环路，因为是大部分的活动区域。我们将长周期强度脉动与循环加热的新特征联系起来，并提供了蒸发和冷凝循环的有力证据。因此，我们同时见证了广泛的冷却和TNE。最后，我们讨论了静态和脉冲加热模型的影响，我们的新观察。
2015-08-26 astro-ph.SR
Total Solar Eclipse White Light Images as a Benchmark for PFSS Coronal Magnetic Field Models: An In-Depth Analysis over a Solar Cycle
本研究利用2008至2020年日全食白光图像作为基准，通过滚动霍夫变换定量评估PFSS日冕磁场模型，发现随太阳活动周期调整源面半径可优化模型可靠性，但模型与数据间仍存较大差异。
2024-08-28 astro-ph.SR
Evidence of strong relationship between hemispheric asymmetry in solar coronal rotation and solar activity during solar cycle 24
在这篇文章中，我们报告了一个证据，非常高的和统计上显着的关系半球不对称的太阳日冕旋转速率和太阳活动。我们的方法是基于交叉相关的半球不对称指数（AI）的旋转速率与每年的太阳活动指标。为了获得太阳旋转速率的半球不对称性，我们使用第24个太阳周期的30.4 nm，19.5 nm和28.4 nm波长的太阳全圆盘（SFD）图像，即，2008年至2018年期间，由日地关系天文台（STEREO）太空任务记录。我们的分析表明，在2011年至2014年的太阳活动极大期，半球旋转速率的不对称性很高。另一方面，半球不对称性在两侧逐渐下降（即，2008年至2011年和2014年至2018年）。结果表明，不对称指数（AI）使太阳黑子数提前约1.56年。这清楚地表明，半球的不对称性触发了太阳黑子的形成，并与太阳的差异旋转共同作用。
2020-09-17 astro-ph.SR
Periodicities in the coronal rotation and sunspot numbers
本研究试图通过分析1947 - 2009年期间2.8 GHz频率的太阳射电辐射数据的时间序列来研究日冕旋转的长期变化。这里使用每日调整的无线电通量（称为彭蒂克顿通量）数据。自相关分析表明，自转周期在19.0 ~ 29.5恒星日之间变化，平均为24.3恒星日。日冕自转周期的这种变化显示了变化中两个分量的证据：（1）22年分量，可能与太阳磁场反转周期或黑尔周期有关;（3）一个分量，本质上是不规则的，但在其他分量中占主导地位。年平均太阳黑子数与日冕自转周期之间的互相关分析也显示了它与22年海尔周期相关的证据。发现22年的分量几乎与太阳黑子数变化中相应的周期性同相。
2011-03-15 astro-ph.SR
Power-law Distribution of Solar-Cycle Modulated Coronal Jets
本研究开发了SAJIA算法，在第24太阳活动周检测到超1200个日冕喷流，发现其能量与频率呈幂律分布且受太阳周期调制，揭示了喷流与耀斑等爆发事件共享相同的非线性无标度物理过程。
2023-04-07 astro-ph.SR
Forecasting the Maxima of Solar Cycle 24 with Coronal Fe XIV Emission
极冠双辉的“冲向两极”及其相关的日冕发射的开始是太阳活动极大期的预兆。Altrock（Solar Phys. 216，343，2003）指出，在第21至23周的极大值之前，在美国国家太阳天文台萨克拉门托峰的Fe XIV日冕中，在1.15 Ro处可以很好地观察到“Rush”。数据显示，这些周期中的太阳活动极大期发生在拉什中心线达到76 ± 2°的临界纬度时。此外，在前三个太阳活动周期中，当每天最高数量的Fe XIV发射特征（平均365天，两个半球）首次到达纬度20 +- 1.7°时，太阳活动最大。周期24显示了一个间歇性的拉什，只有在北半球明确定义。2009年，北部的初始坡度为4.6°/年，而前几个周期的平均坡度为9.4 +- 1.7 °/年。一个早期的适合拉什将达到76°在2014.6。然而，在2010年，斜率增加到7.5°/年（前三个周期没有增加）。将该速率扩展到76 +-2 °表明，北半球的太阳活动极大期已经发生在2011.6 +-0.3。在南半球，如果存在的话，向两极的冲刺是非常不明确的。几个最大值的线性拟合将在2014.2年达到南部的76°。1999年，在北纬70度附近出现了持续的Fe XIV日冕辐射，称为“扩展太阳活动周”，并开始以比前两个太阳活动周慢40%的速度向赤道迁移。然而，在2009年和2010年出现了加速。目前，北半球21°和南半球24°的发射特征数量最多。这表…
2013-02-20 astro-ph.SR
On the occurrence of type IV solar radio bursts in the solar cycle 24 and their association with coronal mass ejections
太阳活动，特别是日冕物质抛射（CME），往往伴随着米波长的辐射爆发。其中一些爆发持续时间长，并在很宽的频带上延伸，即IV型射电爆发。然而，IV型爆发与日冕物质抛射之间的联系仍然没有得到很好的理解。本文首次对第24太阳活动周的IV型射电爆发进行了统计研究。我们的研究包括在这个周期中发生的总共446次IV型射电爆发。我们的研究结果表明，一个明确的大多数，$\sim 81 \%$的IV型爆发，伴随着日冕物质抛射，根据与白光日冕物质抛射观测的时间关联。然而，我们发现只有$\sim 2.2 \%$的CME伴随着IV型射电爆发。我们根据光谱特征将IV型爆发分为移动型和静止型，发现在本研究中，只有$\sim 18 \%$是移动型IV型爆发。我们的研究表明，IV型爆发可以发生“快”（$\geq 500$ km/s）和“慢”（$< 500$ km/s），也可以发生“宽”（$\geq 60^{\circ}$）和“窄”（$< 60^{\circ}$）CME。然而，在我们的研究中，移动的IV型爆发大多与“快速”和“宽”CME（$\sim 52 \%$），类似于II型射电爆发。与II型爆发相反，静止的IV型爆发与所有CME类型有更一致的关联。
2020-11-06 astro-ph.SR
Clustering of fast Coronal Mass Ejections during the solar cycles 23 and 24 and implications for CME-CME interactions
我们研究了发生在太阳活动周23和24期间的快速日冕物质抛射（CME）的成团性质。我们采用两种方法：最大谱方法可以检测主要的簇，并且去簇阈值时间方法提供关于典型的簇属性和时间尺度的细节。我们的分析表明，在不同阶段的太阳活动周23日和24日，CME的速度$\geq 1000\ km/s$优先发生的孤立事件，并在集群平均两个成员。然而，具有更多成员的星团尤其出现在太阳活动周期的最高阶段。在整个周期和太阳活动周23和24的最大阶段，大约50%是孤立事件，18%（12%）发生在2（3）个成员的星系团中，另外20%发生在较大的星系团$\geq 4$中，而在太阳活动极小期，快速日冕物质抛射往往更频繁地发生在孤立事件中（62%）。在不同的太阳活动周阶段，快速日冕物质抛射的典型去成团时间尺度是$τ_c=28-32\ hrs$，而与太阳活动极小期和极大期日冕物质抛射的出现频率差异很大无关。这些发现表明，极端事件的$τ_c$可能反映了大耀斑和CME-多产活动AR的特征能量积累时间。统计关联的快速CME与扰动风暴指数Dst在地球上的集群属性表明，快速CME发生在集群往往会产生更大的磁暴比孤立的快速CME。这可能与CME-CME相互作用产生了更复杂和更强的与地球磁层的相互作用有关。
2020-06-19 astro-ph.SR
Proton heating estimates from near-Earth observations of coronal mass ejections in solar cycle 24
针对日冕物质抛射传播中的质子加热补偿膨胀冷却问题，利用第24太阳周期27个强地磁效应CME的近地观测数据，对比湍流涨落功率与多方指数对应的耗散功率，得出多方指数最概然值，助力CME模型与到达时间估算改进。
2025-05-19 astro-ph.SR
Coronal rain in magnetic arcades: Rebound shocks, Limit cycles, and Shear flows
我们扩展了我们早期的多维，磁流体动力学模拟日冕雨发生在磁拱廊更高的分辨率，网格自适应计算涵盖了更长的时间（$>6$小时）的时间跨度。我们量化了如何在原位形成斑点状冷凝增长沿和跨场线，并表明，阵雨可以发生在极限循环，在这里演示的第一次在2.5D设置。我们讨论了动态，多维方面的反弹冲击所产生的虹吸流入和量化的热力学的一个连续电晕过渡区周围的斑点一样的结构。我们指出冷凝率和横截面尺寸的环路系统发生灾难性的冷却之间的相关性。研究了液滴下降、碰撞和下沉过程中典型数密度、动能和温度的变化。此外，我们解释的机制，导致并发的上流，而斑点下降。结果表明，在我们的模拟中，有大量的剪切流产生的相对速度差约为80 km/s的$^{-1}$。这些剪切流是由多个液滴动力学建立的虹吸流，并且它们反过来影响下落液滴的变形。特别是，我们展示了剪切流如何在几分钟内将斑点分解成更小的碎片。
2015-07-03 astro-ph.SR
Coronal rain in randomly heated arcades
采用MPI-AMRVAC程序，我们提出了一个2.5维磁流体动力学（MHD）模拟，其中包括热传导和辐射冷却，研究的形成和演变的日冕雨现象。我们进行模拟，在初始线性无力磁场主机色球，过渡区，和日冕等离子体，湍流加热本地化的脚点。由于热不稳定性，冷凝开始发生在回路顶部，并由虹吸流入产生反弹冲击。凝结分裂成较小的斑点向下移动，当它们到达低层大气时，同时引发了上升流。较大的团块向我们展示了清晰的“日冕雨阵雨”，在合成的EUV热通道中是黑暗的结构，在304 ° C通道中是明亮的斑点和冷的核心，很像真实的观测。在超过10个小时的日冕雨动力学之后，我们对所有日冕雨滴进行了统计研究，以量化它们的宽度，长度，面积，速度分布和其他属性。日冕雨向我们展示了连续的加热-冷凝循环，以及极紫外辐射的循环。与以前采用稳定加热的研究相比，降雨发生得更快，周期更不稳定。虽然大多数斑点都是向下下降的，但向上移动的斑点基本上每时每刻都存在。我们还跟踪单个斑点的运动，以研究它们的动态和驱动它们运动的力量。这些团块的周围有一个类似于磁冕过渡区的结构，它们的运动受非常动态的环系统中的压力演化的支配。
2021-12-05 astro-ph.SR
Full-Disk Spectroscopy of the Solar Corona Across a Solar Cycle with Hinode/EIS
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部太阳物理实验室）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）
通过分析Hinode/EIS在2013-2024年间的18次全盘光谱扫描，研究日冕等离子体在太阳周期中的变化，发现盘积分强度与太阳周期强相关，而多普勒速度和非热速度分布无明显周期变化，表明日冕强度变化主要由活动区覆盖面积驱动。
2026-07-14 astro-ph.SR
The Tale of Two Minima and a Solar Cycle in Between: An Ongoing Fast Solar Wind Investigation
利用SOHO卫星上的UNOPS观测系统，对太阳活动23周（1996-1997）至24周（2007-2009）的极冕洞的物理性质进行了观测。观测H I莱曼α（121.6纳米）和O VI（103.2，103.7纳米）提供光谱诊断质子和O 5+散装外流速度和速度分布的函数以上的太阳两极的日心距离。这些观测使我们能够跟踪太阳活动周期23期间极地冕洞的物理性质变化及其接近目前的最低点。最近的地面和空间观测报告了与当前最低点有关的各种现象。我们提出了观测到的氧线强度，线比，和极冕洞在最低点和太阳活动周期23期间的配置文件的比较，并显示这个新的最低体现在紫外线日冕。这两个最小的物理特性的比较，看到Udarin在扩展的日冕，现在可能是第一次，可能会提供关键的经验约束模型的扩展日冕加热和加速的快速太阳风。
2010-05-18 astro-ph.SR
Low-latitude coronal holes, decaying active regions and global coronal magnetic structure
利用全球振荡网络组（GONG）的天气磁图、日地关系天文台（STEREO）的极紫外（EUV）天气图和日冕位场源面（PFSS）模型，研究了衰减活动区磁场、冕洞和全球日冕磁结构之间的关系。我们分析了2007年初至2010年末发生的14个衰变区域和相关的冕洞，其中4个来自第23周期，10个来自第24周期。我们研究了活动区正负磁场强度的不对称性、不对称磁场衰减率、磁通量不平衡、全球磁场结构和冕洞形成之间的关系。新活动区的出现引起了大尺度日冕场的变化，而14个衰退活动区的日冕场只在全球日冕结构基本保持不变的情况下才打开。这是因为占主导地位的缓慢变化的低阶多极子阻止了相反极性的磁场打开，而剩余的活动区域通量在区域衰减后很长时间内保留了区域的低阶多极矩。因此，每个冕洞的极性必然与流注带一侧的极场相匹配，而流注带的活动区就是在那里衰减的。对于最初位于流光带内的磁隔离活动区域，更强烈的极性通常会幸存下来形成空洞。对于非孤立区域，通量不平衡和拓扑不对称促使在某些情况下发生相反的情况。
2013-08-09 astro-ph.SR
Constraints on the ubiquity of coronal X-ray cycles
从色球Ca II H和K发射线的长期周期性变化来看，恒星活动周期在中等活跃的太阳型和晚型恒星中是一种普遍现象，但迄今为止，只有少数日冕X射线周期是已知的。我们调查了偶然观察到的恒星源在过去十年中多次观察到的XMM-牛顿领域，并提出我们的分析9星从6个领域。由于我们的样品是通量受限的，它强烈偏向于更高水平的X射线活性。我们适合一个单一的温度APEC频谱，每个源和搜索显着的周期性使用Lomb-Scargle周期图（LSP）。我们使用蒙特卡罗（MC）算法产生强大的分析周期检测和非检测的统计意义。9个恒星的光变曲线都没有显示出任何令人信服的周期性迹象。从MC模拟，我们模拟我们的方法的检测能力，并假设一个均匀分布的周期和强度的域搜索，我们得出结论，95%的置信度，不到72%的恒星代表我们的样本的活跃的恒星有5-13年的日冕X射线周期。
2012-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal Hole and Solar Global Magnetic Field Evolution in 1976-2012
研究了冕洞的时空演化，并与第21-23周（1976-2012）太阳全球磁场的时空演化进行了比较。分析了与太阳极场反转有关的冕洞和全球磁场中冕洞的经纬度分布动力学。极性和非极性冕洞人口被认为是。研究揭示了冕洞分布在时间和空间上的一些变化，这些变化与全球磁场周期的演变很好地吻合。结果表明，非极冕洞的纵向分布随全球磁场结构的变化而变化。全球磁场和冕洞分布的重组在几个太阳自转的时间间隔内同时发生。非极冕洞的周期演化反映了太阳全球磁场由纬向扇形结构和由扇形结构向纬向扇形结构的转变。从非极性冕洞的纬向分布揭示了两种不同类型的非极性冕洞波。第一种是短向极波。他们跟踪单极光球磁场的向极运动，从大约35度到每个半球的相关极点，并重新发展一个新的极性CH。虽然他们开始向极运动之前，在相关半球的极性磁场的变化，他们到达极点后，极性反转。另一种类型的非极性CH波形成与正极性和负极性磁场相关联的两个正弦分支。波的完整周期约等于268 CR（22年）。这些波CH到达高纬度在下降阶段时，新的极性极性CH已经完全形成。
2018-05-24 astro-ph.SR
