Electron and ion energization in relativistic plasma turbulence
电子和离子隙（即，加热和非热加速）是等离子体湍流的基本但知之甚少的结果。在这项工作中，我们提出了新的结果，在这个主题从粒子在细胞模拟驱动湍流无碰撞，相对论性电子离子等离子体。我们专注于温度，使离子（质子）是次相对论和电子是超相对论，一个政权的高能天体物理系统，如热吸积流到黑洞。我们发现，离子倾向于优先加热，获得了一个数量级以上的能量比电子，并提出了一个简单的经验公式来描述的电子-离子的能量分配作为一个函数的比例的电子-离子gyroradii（这反过来又是一个函数的初始温度和等离子体β）。我们还发现，虽然有效的非热粒子加速发生在超相对论制度的两个物种，非热电子人口减少，而非热离子人口基本上不变的温度降低。这些结果对热吸积流的模拟和解释观测具有一定的意义。
2019-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Critical Role of Collisionless Plasma Energization on the Structure of Relativistic Magnetic Reconnection
在磁主导的相对论重联，流入的等离子体耗尽的初始相对论压力在x线和碰撞等离子体加热内的扩散区域是不足以克服这种损失。由此产生的压降导致在x线处的塌陷，基本上是快速重连所需的扩散区域的局部化机制。这个低压区的扩展进一步解释了反平行重联的爆发性质，因为一旦打开流出排气也可以崩溃，这反复触发二次撕裂岛。然而，当存在外部引导场时，可以实现稳定的单个X线重连，因为重连磁场分量在流出处旋转出重连平面，从而提供额外的磁压力来维持打开的排气。
2019-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle Energization in 3D Magnetic Reconnection of Relativistic Pair Plasmas
本文采用大规模三维粒子模拟方法研究了相对论电子-正电子（对）等离子体磁重联中的粒子碰撞。初始位形被设置为没有引导场的相对论Harris平衡。这些模拟足够大，以容纳足够数量的撕裂和扭结模式。与非相对论极限相反，线性撕裂不稳定性比线性扭结不稳定性快，至少在我们的特定参数下是这样。我们发现撕裂不稳定性首先促进了磁能量耗散，其次是二次扭结不稳定性。由于重联流出产生的空间变化的电场，在撕裂阶段，粒子主要在磁岛内部被激励。二次扭结不稳定性导致额外的粒子加速。然而，加速粒子被观察到迅速热化。由二次扭折模的撕裂模产生的大幅度的垂直磁场进一步帮助热化由二次扭折不稳定性产生的非热粒子。简要讨论了这些结果对天体物理学的影响。
2011-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Moment-Field Interactions, A Universal Mechanism for Particle Energization
本研究通过Wind航天器数据证实Raghav效应，揭示带电粒子磁矩与动态磁场相互作用导致动能突变的机制，为太阳日冕加热和太阳风起源提供普适性能量化框架。
2025-04-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
More than mass proportional heating of heavy ions by supercritical collisionless shocks in the solar corona
我们提出了一个新的模型来解释在极地日冕中重离子加热的观测结果。我们指出，在日冕中可以存在大量的小尺度间歇冲击波。电晕放电的机理实质上是电晕中超临界准垂直无碰撞激波的离子反射和运动电场${\bf E} = - (1/c) {\bf V} \times {\bf B}$的加速。由${\bf E}$引起的加速度垂直于磁场，与观测结果一致，并且与质子的质量成比例，因为重离子轨道主要位于准垂直激波脚的上游。观测到的极冕中O $^{5+}$离子和质子之间的温度比以及太阳风中$α$粒子和质子之间的温度比很容易恢复。
2009-06-17 astro-ph.SR
Turbulence and particle energization in twisted flux ropes in solar-wind conditions
本研究通过磁流体动力学模拟和测试粒子方法，探讨太阳风条件下大尺度磁通量绳对湍流能量级联及粒子传输与能量化的影响，发现该结构能抑制湍流级联和粒子传输，并引发快速粒子加速。
2023-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Coronal Loop Expansion Properties Explained Using Separators
观测到的日冕环的一个令人困惑的特性是，它们沿长度方向的厚度大致恒定。各种研究发现，TRACE和SOHO观察到的环的长度方向上没有一致的宽度变化模式。这与对磁通量管膨胀特性的预期不一致，这表明环在其顶部最宽，在其脚部明显较窄。日冕环对应于太阳日冕中被某些过程优先加热的区域，因此这种观察到的特性可能与加热日冕的机制有关。能量沉积的一种方式是磁重联，它沿着称为分离器的磁力线发生。这些磁力线开始和结束于磁零点，因此在它们附近形成的环在它们的底部相对较宽。因此，由磁重联引起的日冕膨胀可能会复制在日冕环中观察到的令人困惑的膨胀特性。我们提出的分离器场线膨胀特性的Monte Carlo调查结果，比较它们所观察到的日冕环的属性。
2009-03-19 astro-ph.SR
A Computational Model for Ion and Electron Energization during Macroscale Magnetic Reconnection
本研究扩展宏观磁重联模拟模型kglobal，通过在流体动量方程中加入粒子离子惯性使其涵盖离子与电子，并以Alfvén波传播数值测试标定模型，为研究宏观磁重联中粒子同步非热能量化提供工具。
2024-05-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfvenic Perturbations in a Sunspot Chromosphere Linked to Fractionated Plasma in the Corona
在这项研究中，我们调查的空间分布的高度变化的等离子体组成的太阳活动周期24最大的太阳黑子之一。光球层，色球层，日冕的观测与太阳黑子的磁场建模结合在一起，以探测调节不同连通性的环内种群的等离子体分馏程度的条件。我们发现，在黑子本影上方的日冕磁场中，等离子体具有光球成分。扎根于半影区的冠状环含有分馏血浆，在活动区域内连接的环中观察到最高水平。追踪从日冕中的分馏等离子体区域到色球层中检测到的阿尔芬波动位置的场线表明，它们是磁关联的。这些结果表明，太阳黑子色球活动和日冕等离子体组成的可观测变化之间存在联系。
2020-12-08 astro-ph.SR
Are Chromospheric Nanoflares a Primary Source of Coronal Plasma?
有人认为，日冕的热等离子体主要来自脉冲加热事件，或发生在低层大气中的纳米耀斑，无论是在普通色球层的上部还是在II型针状体的尖端。我们用一系列的流体动力学模拟来测试这个想法。我们发现模拟得到的合成Fe XII（195）和Fe XIV（274）谱线轮廓与实际观测结果有很大的差异。积分谱线的强度太弱，蓝移太快，蓝红不对称性太大，而且发射局限于低海拔。我们的结论是，色球纳米耀斑不是热日冕等离子体的主要来源。这些事件可能在产生色球层和为其强辐射提供动力方面发挥重要作用，但它们通常不会将等离子体的温度升高到日冕值。那些达到日冕温度的情况一定是相对罕见的。观测到的Fe XII和Fe XIV的分布主要来自日冕本身加热的等离子体，无论是通过日冕纳米耀斑还是准稳态日冕加热过程。色球纳米耀斑可能在产生提供这种日冕加热的波中发挥作用。
2014-07-02 astro-ph.SR
The Cooling of Coronal Plasmas. iv: Catastrophic Cooling of Loops
我们研究了日冕环的辐射冷却，并证明了最近发现的灾难性冷却（Reale和Landi，2012）是由于环无法维持低于临界温度的辐射/焓冷却，在耀斑中可以是> 1 MK，在活动区域中可以是0.5 - 1 MK，在长的纤细环中可以是0.1 MK。灾难性冷却的特征是日冕温度迅速下降，而日冕密度变化很小。推导出了临界温度的解析表达式，并与数值计算结果进行了比较。这种效应在很大程度上限制了日冕等离子体在临界温度以下的寿命。
2013-05-23 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of a Coronal Loop: Basic Physical Plasma Parameters Along the Full Loop Length
日冕环是太阳过渡区和日冕的基本结构。对环路加热、等离子体流动和填充背后的物理机制的理解仍然被认为是太阳物理学中的一个主要挑战。该机制应该能够从色球层向日冕提供质量，并且能够在从色球层到日冕的几百公里的小距离内将等离子体加热超过1 MK。这个问题使得日冕环成为详细研究的有趣目标。在这项研究中，我们专注于光谱观测的日冕环，观察其全长，在各种谱线记录的极紫外成像光谱仪（EIS）板日之出。我们推导出物理等离子体参数，如电子密度，温度，压力，柱深，填充因子沿回路长度从一个脚点到另一个。所获得的参数被用来推断所观察到的日冕环是否是过密或欠密相对于太阳大气的重力分层。这些新的物理等离子体参数的测量，从一个脚点到另一个脚点，提供了重要的约束模型的质量和能量平衡的日冕环。
2014-12-23 astro-ph.SR
Chromospheric Nanoflares as a Source of Coronal Plasma: II. Repeating Nanoflares
太阳日冕的百万度等离子体必须由下面的大气层提供。能量释放的机制和位置，以及日冕等离子体的精确来源仍然没有解决。在早期的工作中，我们追求的想法，温暖的等离子体提供给电晕通过直接加热的色球由nanoflares，相反的流行的信念，电晕被加热原位和色球随后通电和烧蚀的热传导。我们发现，单一（低频）色球纳米片不能解释所观察到的强度，多普勒频移，和红/蓝不对称的Fe XII和XIV发射线。在目前的工作中，我们跟进的另一个建议，电晕可以供电的色球nanoflares，重复的时间尺度大大短于冷却/排水的时间尺度。也就是说，在现有的等离子体有时间冷却和排出之前，一个单一的磁链被重新提供日冕等离子体。我们进行了一系列的流体动力学实验和预测的Fe XII和XIV线强度，多普勒频移，和红/蓝不对称。我们发现，我们预测的数量与观测结果有很大的不同，完全发达的环结构不能由中频或高频色球纳米片产生。我们的结论是，最终负责产生日冕等离子体的机制在色球层上方运行，但这并不排除类似机制为色球层提供动力的可能性;极端的例子可能是负责将色球层等离子体加热到过渡区温度（例如II型针状体）。
2016-03-22 astro-ph.SR
The Transient Neutral Flux in Plasma: An Explanation of Heating for the Solar Corona?
本文讨论了等离子体中通过瞬态中性载流子输运能量、动量和偶极矩的机制。这提供了一种在几个平均自由程的距离上将整体流体动力学流动能量快速转换成热能的方法。在日冕的过渡区，我们估计了各种过程及其引入达到2 × 10^6K所需的高能量的潜力。这意味着，动力学方法可能是必不可少的日冕建模，有更温和的，但仍然强大的手段比重联放松等离子体中的磁场。
2014-04-15 astro-ph.SR
Three-dimensional Reconstruction of Coronal Plasma Properties from a Single Perspective
我们对日冕等离子体状态的理解大部分来自光学薄的观测。这意味着光可以自由地穿过日冕，而不会受到日冕的实质影响，这使得它很容易被看穿，但也导致了视线简并，这在以前曾阻碍了恢复日冕等离子体三维结构的尝试。然而，尽管日冕在视线方向上是无序的，但它在场向方向上是高度有序的。本文演示了如何利用这个组织来解决的视线退化等离子体的性质，使用合适的磁场结构。一个初步的调查与潜在的领域显示，找到一个解决方案，这显然类似于真正的太阳数据，即使是一个单一的角度。结果表明，有足够的信息，在由此产生的残差，可用于细化的磁场结构，允许，第一次，光学薄等离子体观测直接发言的磁场外推。
2021-03-02 astro-ph.SR
The plasma $β$ evolution through the solar corona during solar cycles 23 and 24
等离子体$β$对研究太阳大气中等离子体和磁压的相互作用具有重要意义。它可以帮助描述光球上的特征及其在不同高度的变化。目标是获得在太阳活动周期23和24期间通过日冕的等离子体$β$变化。等离子体$β$在太阳大气的不同层重建。为此，我们使用更新版本的日冕密度和温度（CODET）模型。在这个版本中，我们选择了太阳大气中的不同特征，例如安静太阳（QS），光斑和活动区域（AR）。计算了日冕不同层的$β$变化（R= 1.14，1.19，1.23，1.28，1.34，1.40，1.46，1.53，1.61，1.74，1.79，1.84和1.90 $R_{\odot}$）。在光球层中，我们利用温度场模型计算了等离子体$β$在QS和光斑中的分布。此外，在日冕高度的最后一个太阳活动周期期间，模拟了磁压和动压的变化。已接受在ApJ中发表。
2019-10-03 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
On the intermittency of hot plasma loops in the solar corona
本研究针对日冕等离子体环加热机制不明的问题，通过分析6组色球磁场扫描数据与30余个亮等离子体环的关联，发现足点坡印廷通量与环亮度普遍无相关性，证实存在未观测到的物理过程调控长寿命日冕环加热。
2024-08-14 astro-ph.SR
The role of radiative losses in the late evolution of pulse-heated coronal loops/strands
光学薄等离子体的辐射损失是模拟日冕中等离子体的一个重要因素。光谱模型不断更新，以包括来自更多谱线的发射，对辐射损失有显著影响，特别是在1 MK左右。我们调查的影响，改变辐射损失的温度依赖性，由于升级的光谱代码的预测从建模等离子体局限在太阳日冕。流体动力学模拟的脉冲加热环股重新比较使用旧的和最近的辐射损失函数的结果。我们发现显着的变化，在等离子体冷却的后期阶段的等离子体演化：当最近的辐射损耗曲线被使用时，等离子体冷却速率显着增加时，温度达到1-2 MK。当等离子体密度大于阈值时，这种更快速的冷却发生，并且因此在导致回路等离子体变得过密的脉冲加热模型中。当温度低于2 MK时，快速冷却使日冕等离子体的辐射测量分布的斜率变陡。辐射损失曲线变化的影响对于模拟脉冲加热日冕环演化的后期阶段非常重要，更一般地说，对于模拟热不稳定的光学薄等离子体也非常重要。
2012-05-21 astro-ph.SR
Detection of Flare-induced Plasma Flows in the Corona of EV Lac with X-ray Spectroscopy
恒星耀斑的特征是来自恒星大气层的电磁辐射突然增强。与太阳耀斑相比，我们对恒星耀斑的日冕等离子体动力学及其与日冕物质抛射（CME）的联系的了解仍然非常有限。利用\textit{Chandra} X射线天文台的时间分辨高分辨率光谱观测，我们在附近的dMe星EV Lac上的几个恒星耀斑期间探测到了明显的日冕等离子体流。在观测到的O~{ \sc{viii} }（3 MK）、Fe~{ \sc{xvii} }（6 MK）、Mg~{ \sc{xii} }（10 MK）和Si~{ \sc{xiv} }（16 MK）谱线中，这些耀斑引起的上升流/下降流表现为几十到\speed{130}的显著多普勒频移，上升流速度一般随温度而增大。Si~{ \sc{xiii} }三重态谱线比率的变化表明，在大多数耀斑中，这些等离子体流伴随着日冕等离子体密度和温度的增加。我们解释这些结果作为X射线证据色球蒸发EV湖。在两个连续的耀斑，等离子体流的模式和急剧增加的测量日冕密度是高度暗示的爆炸蒸发。在这种爆炸性蒸发中，从红移到蓝移的转变发生在至少10 MK的温度下，远高于太阳耀斑中观测到的温度（$\sim$ 1 MK）。然而，在一个耀斑的冷和温暖的上升流似乎伴随着减少等离子体密度，这可能是由恒星灯丝/日珥爆发耦合到这个耀斑解释。这些结果为理解M矮星耀斑期间的日冕等离子体动力学提供了重要线索。
2022-05-28 astro-ph.SR
Evolution of Plasma Composition in an Eruptive Flux Rope
磁通量绳是包绕中心轴的扭曲磁场束。它们拥有自由磁能，可能是日冕物质抛射（CME）的前身，但要识别太阳上的通量绳可能是一项挑战。日冕观测的一个关键点是一个特殊的明亮的日冕结构，称为S形。在这项工作中，我们展示了Hinode EUV成像光谱仪（EIS）对S形活动区10977的观测。我们分析了活动区的日冕等离子体成分及其演变的S形（通量绳）的形式和爆发作为一个CME。光球组成的等离子体中观察到的主要极性反转线附近的日冕循环期间的情节显着的通量取消，这表明光球等离子体注入到这些环驱动的光球通量取消。与此同时，不断被剪切的核心磁场中含有日冕成分的等离子体。随着磁通抵消的减少和S形/磁通绳的形成，等离子体演化为介于光球和典型活动区日冕成分之间的中间成分。最后，通量绳主要包含光球等离子体期间和之后的失败爆发之前的CME。因此，对活动区10977等离子体成分的观测有力地支持了先在光球层水平然后在日冕层水平通过光球通量抵消强迫磁重联形成磁绳的模型。
2021-10-22 astro-ph.SR
Ion and Electron Acceleration in Fully Kinetic Plasma Turbulence
湍流经常被用来解释空间中非热粒子和天体物理等离子体的起源。通过三维完全动力学粒子模拟，我们证明了低$β$等离子体（$β$是等离子体压力与磁压力的比值）中的湍流加速离子和电子进入具有幂律能量范围的非热能分布。离子谱比电子谱硬，并且随着$β$的增大，两种分布都变得更陡。我们发现，电子的自旋是伴随着一个显着的能量依赖的俯仰角各向异性，与大多数电子移动平行的本地磁场，而离子保持大致各向同性。我们表明，粒子注入从热池发生在高电流密度的区域。与磁重联相关的平行电场负责电子的初始能量增益，而垂直电场控制离子的总体重联。我们的发现对空间非热粒子的起源和天体物理等离子体具有重要意义。
2022-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
2D cellular automaton model for the evolution of active region coronal plasmas
研究了日冕环等离子体演化的二维元胞自动机（CA）模型。这个模型是基于这样一个想法，即日冕环是由基本的磁链组成的，这些磁链是缠结在一起的，并因光球运动而使它们的足点发生位移而受到应力。相邻股之间积累的磁应力在突然的重连事件或加热等离子体的纳米火花中释放。我们结合CA模型和基于焓的热演化环（EBTEL）模型来计算等离子体对加热事件的响应。使用已知的响应XRT望远镜板日之出，我们还获得了合成数据。该模型遵循易于理解的标度定律，将输出（纳米耀斑能量，温度，密度，强度）与输入参数（场强，链长，临界失准角）联系起来。纳米片具有幂律分布，其普遍斜率为-2.5，与输入参数无关。的重复频率的纳米片，表示在等离子体冷却时间，随着链长度增加。我们讨论了我们的结果的影响的问题的加热和演化的活动区日冕等离子体。
2016-07-13 astro-ph.SR
Solar Type U Burst Associated with a High Coronal Loop
讨论了2017年4月18日乌克兰巨型射电望远镜（GURT）在米波波段观测到的一次上升支和下降支相等的倒U爆发。这个U型爆发是由于高冠状环以上的肢体活动区NOAA 12651。假设与爆发相关联的日冕环圈限制了根据玻尔兹曼密度关系分层的等温等离子体，估计了环圈的几何和物理参数。根据我们的模型，日冕环可能包含比周围日冕等离子体密度高20倍的等离子体。在一般情况下，所提出的模型给出了等离子体温度和环路的高度之间的关系，以这样的方式，在给定的参数下的相关的U爆发，较高的环路包含较冷的等离子体，反之亦然。提出了一种测定冠状环高度的替代方法。假设所观察到的U型爆发和前面的III型爆发是由同一个激励器产生的，我们根据前者相对于后者在一定频率下的延迟来定义环路的高度。我们表明，定义冠环高度的另一个独立的方法，例如干涉或捆绑阵列成像可以解决的不确定性内的环等离子体温度测定。
2020-12-16 astro-ph.SR
A nanoflare based cellular automaton model and the observed properties of the coronal plasma
我们使用López Fuentes \& Klimchuk（2015，ApJ，799，128）中描述的元胞自动机模型来研究日冕环等离子体的演化。该模型，基于在纠缠的磁场中的临界失准角的想法，产生相对于等离子体冷却时间的不同频率的纳米火花。我们比较了该模型的结果与活动区（AR）的观测与Hinode/XRT和SDO/AIA仪器。比较是基于合成和观察到的环路光变曲线的统计特性。结果表明，该模型再现了AR冕环等离子体演化的主要观测特征。对于模型和观测，典型的强度波动具有10 - 15%的幅度。强度分布的偏度的符号指示冷却等离子体在环中的存在。我们还研究了模型预测的排放量（EM）分布，并获得了log（EM）与log（T）的斜率在2.7和4.3之间，与已发表的观测值一致。
2016-07-13 astro-ph.SR
Hot and cool plasma ejections in the solar corona
我们提出的统计研究的第一次尝试，致力于X射线等离子体喷射（XPE）和双折射之间的关联的结果。为此目的，我们比较的XPE目录的内容，观测的软X射线望远镜船载Yohkoh，H $α$报告的太阳地球物理数据。我们发现，只有不到三分之一的XPE显示出低温对应物。日冕中的热等离子体运动和冷等离子体运动之间的适度联系也得到了同时发生的XPE和双折射的形态学和运动学之间频繁差异的支持。我们解释了XPE和辐射之间的相关性差（20- 30%），而这些现象和CME之间的相关性高（~70%），这证明了CME存在两个独立的子类。
2012-03-04 astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
Particle-in-cell simulations of particle energization via shock drift acceleration from low Mach number quasi-perpendicular shocks in solar flares
在太阳耀斑的磁重联流出中，可以出现低马赫数、高β的快模激波。这些发生在耀斑环顶上方的激波，可能提供了一些观测到的硬X射线和同期射电辐射的电子源。在这里，我们提出了新的二维粒子在细胞模拟低马赫数/高β准垂直冲击。模拟表明，电子在一定的能量阈值以上经历冲击-漂移-加速。在$E\lesssim 40\sim 100$ keV的能量范围内，热谱和非热谱之间的跃迁能以及来自模拟的谱指数与来自RHESSI的一些X射线谱一致。等离子体不稳定性与激波结构，如修改后的双流和电子哨声不稳定性的动力学色散关系的数值解确定。我们还表明，减少离子/电子质量比的PIC模拟的结果可以缩放到那些与现实的质量比。
2013-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Comparison of Hinode/XRT and RHESSI detection of hot plasma in the non-flaring solar corona
我们比较了观测的非耀斑太阳日冕同时与Hinode/XRT和RHESSI。2006年11月12日分析的日冕主要由一个单一的活动区。对排放措施进行了比较。我们推导出发射测量分布与温度的整个活动区从多滤波器XRT数据。我们检查的兼容性与总排放量的测量值估计的流量与RHESSI测量，如果排放来自等温等离子体。我们发现，RHESSI和XRT数据分析一致指向存在一个次要的排放测量组件峰值在log T ~ 6.8-6.9。XRT和RHESSI结果之间的差异在几个因素之内，表明交叉一致性的可接受水平。
2009-09-14 astro-ph.SR
Fast Magnetic Twister and Plasma Perturbations in a 3-D Coronal Arcade
我们目前的3-D数值模拟结果的快速磁扭曲激发的潜在的太阳日冕拱廊，是嵌入在太阳大气中的初始VAL-IIIC温度分布，这是顺利地扩展到太阳日冕的一个脚点。利用FLASH程序，通过在太阳色球层磁场的方位角分量中指定一个扭曲，求解了三维理想磁流体动力学方程。施加的扰动产生扭转阿尔文波以及等离子体漩涡，到达拱廊的另一个支点，并从过渡区部分反射回来。两个涡流通道在产生的扭曲磁通管中是明显的，在其顶点附近有一个碎片，这是由初始扭曲以及管的形态造成的。数值计算结果与日珥等离子体运动的观测数据进行了比较。结果表明，即使观测到的等离子体运动发生在相对较大的时空尺度上，数值计算结果和观测数据在定性上仍是一致的。
2014-04-16 astro-ph.SR
Multi-channel Observations of Plasma Outflows and the Associated Small-Scale Magnetic Field Cacellations on the Edges of an Active Region
利用SDO/AIA仪器，在活动区边界上沿两个不同的日冕开口环观测到连续和间歇的等离子体流出。%，速度为30 $\sim$ 200 km s $^{-1}$。通过对HMI/SDO时间序列磁图的研究发现，小尺度磁重联可能在冕环等离子体外流的产生中起着重要作用。结果表明，等离子体外流的起源与混合极性的小尺度磁场的位置相吻合，说明等离子体沿冕环的外流可能是小尺度闭合冕环与大尺度开放活动区冕环之间的磁重联的结果。
2014-05-15 astro-ph.SR
Plasma diagnostics of coronal dimming events
日冕物质抛射（CME）通常与日冕变暗有关，即在极紫外（EUV）波长下最明显观察到的瞬态暗区。利用大气成像仪（AIA）数据，我们应用差分发射测量（DEM）诊断方法研究了六次日冕变暗事件的等离子体特征。在核心调光区域，我们发现密度的急剧和脉冲式下降，其值高达50- 70%。其中五个事件还揭示了5- 25%的相关温度下降。次级变暗区也显示出密度的明显降低，但不太强烈，降低了10- 45%。在核心和二次调光中，密度变化远大于温度变化，证实了调光区域主要是由等离子体抽空引起的。在核心变暗中，等离子体密度在耀斑开始后的前20-30 min内迅速降低，并且至少在10 h后才恢复，而二次变暗倾向于更渐进，并且在1-2 h后开始补充。核心调光区的事件前温度（1.7-2.6 MK）高于次级调光区（1.6-2.0 MK）。在AIA 211和193滤波器中可以最好地观察到核心和次级调光。这些发现表明，核心变暗对应于扎根于AR的爆发通量绳的足点，而二次变暗代表来自CME爆发期间扩展的覆盖日冕结构的等离子体。
2018-02-16 astro-ph.SR
Modeling multiphase plasma in the corona: prominences and rain
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Nanjing University（南京大学）；Yunnan University（云南大学）
本文回顾多相日冕等离子体研究进展，概述日珥、冕雨等现象的自洽形成模型，揭示其共同物理起源，说明热不稳定性的触发作用及相关影响因素，并提出未来建模的核心挑战。
2025-10-29 astro-ph.SR
The prominence driven forced reconnection in the solar corona and associated plasma dynamics
利用2019年12月30日SDO/AIA的多温度观测，我们提供了09：20 UT至10：38 UT期间日冕中日珥驱动的强制磁重联和相关等离子体动力学特征。一个炽热的日珥部分以每秒21公里的速度爆发，使整个日珥系统不稳定。之后，它于09：28 UT至09：48 UT以24 km/s的速度向北上升。爆发日珥以27-28 km/s的速度向上拉伸上覆磁力线，并进一步发生强迫重联。日冕等离子体也以7 km/s的速度向南流动，这两股流入在09：48 UT触发了重联。此后，东、西磁通道发育并分离。磁场的东西重组开始产生朝向边缘的双向等离子体流出，其各自的速度为28 km/s和37 km/s。它们的上端在上覆日冕中扩散，以22 km/s和19 km/s的速度输送另一组上升流。多温度等离子体（Te=6.0-7.2）在重组场上演化并拉长至~10^5 km的长度。热等离子体和剩余的日珥线从重联区向东移动到日珥的另一个部分。日珥-环的相互作用和伴随的重联产生了速度为178-183 km/s的喷流状喷发。喷流形成后，日冕中覆盖的磁通道消失。
2021-07-14 astro-ph.SR
Coronal Loops: Observations and Modeling of Confined Plasma
日冕环是X射线明亮日冕的组成部分。他们欠他们的亮度，以密集的约束等离子体，这篇评论主要集中在环作为结构约束等离子体。在简要的历史回顾之后，综述分为两个独立但不独立的部分：第一部分阐述了观察框架，第二部分回顾了理论知识。静止环和他们的约束等离子体被认为是，因此，主题，如环振荡和耀斑环（除了非太阳的恒星环提供信息）在这里没有具体解决。观测部分讨论了环的分类和种群，然后描述了日冕环的形态，它与磁场的关系，以及环作为多股结构的概念。本节的下一部分专门讨论回路等离子体的特性，特别是根据热回路、暖回路和冷回路的分类，讨论其热结构的特性。然后，时间分析的循环和等离子体动力学和流动的观察进行了说明。在建模部分开始提供了一些基本的环路物理学，提供了一些基本的标度律和时标，一个有用的工具咨询。循环建模的概念被引入，和模型之间的区别对待作为单片和静态的循环，和那些解决成薄的和动态的链循环。然后，更具体的讨论解决建模的环路精细结构，和沿环路流动的等离子体。特别注意的是，回路加热的问题，分别讨论波（AC）和脉冲（DC）加热。最后，简要讨论了与日冕环有关的恒星X射线发射结构，并给出了结论和有待解决的问题。
2010-10-28 astro-ph.SR
Detection of plasma fluctuations in white-light images of the outer solar corona: investigation of the spatial and temporal evolution
这项工作的重点是在STEREO-A COR 1白光图像时间序列中观察到的外日冕中周期性等离子体密度波动的识别和表征的第一个结果。在1.4 - 4.0太阳半径范围内，对日冕波动功率的空间分布和时间演化进行了二维重建。所采用的诊断工具是基于小波变换。相对于标准傅立叶分析，该技术具有定位非持续波动特征和探索相关小波功率在空间和时间上的变化的优点。日冕亮度的变化图清楚地勾勒出间歇性的、空间上连贯的波动特征，这些特征沿着或邻近最强的磁场线定位。在大多数情况下，它们并不对应于亮度图中可见的日冕结构。所获得的结果提供了一个方案，其中太阳日冕显示准周期性的，非稳态的密度变化的特点是广泛的时间和空间尺度和强烈的限制由磁场拓扑结构。此外，以较大功率波动的结构在尺寸上更大并且演化更慢。波动的特征周期性与它们的寿命相当。这表明，要么等离子体波动持续只有一个或两个波周期，最初的特点是由一个单一的主导周期性，迅速衰减成湍流混合流通过与其他等离子体模式的非线性相互作用，或者说，他们阻尼热传导。[...]
2013-02-14 astro-ph.SR
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。
2019-10-11 astro-ph.SR
Magnetism and the Invisible Man: The mysteries of coronal cavities
磁场定义了复杂而动态的日冕。日冕磁场的扭曲和缠结积聚了能量，最终爆发，将等离子体抛入行星际空间。这些日冕物质抛射（CME）是不断外流的太阳风上的短暂乘客，太阳风本身具有由全球日冕磁场形成的三维形态。因此，日冕磁性是任何对地球空间天气起源的理解的核心。然而，我们在历史上一直受到直接测量日冕磁场的困难的限制，并转向对日冕等离子体的观测来追踪磁结构。这种方法很复杂，因为等离子体的温度和密度在日冕磁结构中是不同的，所以观察任何一种波长的光只能看到部分图像。事实上，在某些情况下，等离子体的缺乏是磁场的重要指标。日冕空洞就是这样一个例子：它是一个黑暗的椭圆形区域，其中存在着强大而扭曲的磁性。我将阐明这些神秘的功能，提出了在多个波长和各种观测优势，包括前所未有的日冕磁场测量日冕多通道偏振仪（CoMP）的日冕空洞的观测。这些观测结果证明了空洞内存在扭曲的磁场，也为空洞最终如何以及为什么爆发为日冕物质抛射提供了线索。
2017-11-25 astro-ph.SR
Forward Modelling of Standing Kink Modes in Coronal Loops I. Synthetic Views
扭折磁流体动力学（MHD）波在太阳大气的各种磁结构中经常被观测到。它们可能对日冕加热有重要贡献，并可用作诊断太阳等离子体的工具。在这项研究中，我们合成的\ion{Fe}{9} $\lambda171.073$发射的冠环支持一个常设扭结MHD模式。将等离子体圆柱的扭结MHD波解映射到半环面结构中，模拟弯曲的日冕环。我们分解成一个准刚性扭结运动和四极项的解决方案，其中占主导地位的等离子体内部和外部的通量管，分别。在环边缘，视线集成相对更多的环境等离子体，背景发射变得显着。与四极项相关的等离子体运动导致谱线展宽和发射抑制。周期性强度抑制将调制积分强度和有效环宽度，这两者都表现出在扭结周期的一半处的振荡变化。四极项在正视图上可以直接观察到摆动。
2016-03-04 astro-ph.SR
Helical flows along coronal loops following the launch of a coronal mass ejection
本研究观测了2024年5月14日日冕物质抛射后形成的日冕环中等离子体的螺旋运动，利用SDO/AIA数据分析了其速度、温度、密度等性质，揭示了脉冲加热与膨胀现象，增进了对日冕环拓扑和等离子体流的理解。
2025-02-25 astro-ph.SR
Coronal Non-Thermal and Doppler Plasma Flows Driven by Photospheric Flux in 28 Active Regions
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院，穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学，天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；NASA Goddard Space Flight Center, Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心，太阳物理学实验室，日球物理科学部）；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）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
本研究通过分析28个活跃区域的数据，发现光球磁通量与日冕谱线展宽存在中等相关性，表明光球磁场通过注入坡印廷流加热日冕，但受限于现有仪器无法区分MHD波加热与磁场编织加热。
2026-02-17 astro-ph.SR
Coronal magnetic field and the plasma beta determined from radio and multiple satellite observations
我们推导出日冕磁场，等离子体密度和温度的观测偏振和强度的射电热自由-自由发射使用野边山射电日像仪（NoRH）和极紫外线（EUV）的观测。2013年4月11日，我们在西翼观测到一个耀斑后环。视线磁场是由NoRH观测到的圆偏振自由-自由辐射导出的。发射测量和温度来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）。导出的温度被用来估计从NoRH无线电自由发射观测的发射措施。从NoRH得出的密度大于使用AIA测定的密度，这可以通过低温等离子体不在本研究中使用的AIA过滤器的温度范围内这一事实来解释。我们还讨论了太阳地关系天文台（STEREO）上的EUV成像仪对耀斑后环的其他观测，这些观测可用于未来的研究，以重建日冕磁场强度。导出的等离子体参数和磁场用于导出等离子体β，其是磁压力和等离子体压力之间的比率。导出的等离子体β在环顶部区域约为5.7*10^（-4）至7.6*10^（-4）。
2014-11-07 astro-ph.SR
Non-thermal electron energization during the impulsive phase of an X9.3 flare revealed by Insight-HXMT
X9.3耀斑SOL 20170906 T11：55是由中国第一台硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT）上的CsI探测器观测到的。利用小波方法，我们报道了22秒左右的准周期脉冲.从100 keV到800 keV的能谱表明，随着γ射线通量的增加，光子指数呈幂律变化，从峰前的$\sim 1.8$，到耀斑峰附近的$\sim 2.0$，再到$\sim 1.8$。回旋同步微波谱分析表明，$36.6 \pm 0.6 \arcsec$半径回旋同步辐射源的平均横向磁场约为608.2 Gauss，穿透$\ge$的10 keV非热电子密度在峰值时刻约为$10^{6.7} \mathrm{cm}^{-3}$。磁场强度随高频射电通量的演化而变化。进一步的回旋同步辐射源模型分析表明，存在一个相当稳定的回旋同步辐射源，其非热电子密度和横向磁场演化与高频光变曲线相似。时间谱分析表明，这些非热电子被加速的重复磁重联，可能从一个较低的日冕源。
2021-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Standing sausage modes in coronal loops with plasma flow
磁流体动力学波是诊断日冕等离子体物理参数的重要手段。场向流经常出现在冕环中，我们研究了横向密度和等离子体流结构对冕环中的香肠模式的影响，并研究了它们的观测意义。我们的模型冠环直冷柱等离子体流嵌入在一个静态的电晕。本文提出了一个控制香肠波传播的本征值问题，其解用于构造驻波。两个横向轮廓的区别，一个是广义爱泼斯坦分布（轮廓E）和其他（N）最近提出的Nakariakov等人。（2012年）。参数研究的依赖性的最大周期$P_\mathrm{max}$和截止长度半径比$(L/a)_{\mathrm{cutoff}}$在捕获制度的密度参数（$ρ_0/ρ_\infty$和轮廓陡度$p$）和流动参数（幅度$U_0$和轮廓陡度$u$）。对于任一配置文件，引入流相对于静态情况减少了$P_\mathrm{max}$。对于分布N，$P_\mathrm{max}$敏感地依赖于$p$，但对于分布E，对$p$不敏感。到目前为止，流动引入的最重要的效果是降低环路捕获站立香肠模式的能力：相对于静态模式，在流动的情况下，$(L/a)_{\mathrm{cutoff}}$可能会大大降低。如果密度分布可以用剖面N来描述，那么测量香肠模式周期可以帮助推断密度剖面陡度。然而，如果轮廓E更好地描述了密度分布，则这种做法是不可行的。此外，即使是场向流的幅度大大小于环境阿尔文速度可以使日冕环相当不可能支持被困的站立香肠模式。
2014-06-18 astro-ph.SR
Thermal and kinetic coronal rain diagnostics with MgII h & k lines
本研究首次通过IRIS光谱仪MgII h&k线的光谱反演开展日冕雨热学与动力学诊断，得到其温度范围、视向速度特征及两条谱线形成环境的差异，为日冕雨研究提供新观测依据。
2024-01-26 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Rayleigh-Taylor Instability into the Outer Solar Corona and Low Inter Planetary Space
分析了2011年6月7日08：45 UT，日地关系天文台（STEREO）-A\&B/COR-1观测到的中间日冕爆发日珥，该日珥由磁瑞利-泰勒（MRT）不稳定等离子体段组成。它的北向上段显示了MRT不稳定性的时空演化，其形式为指状结构，直到外日冕和低行星际空间。使用Dolei等人的方法。（2014），据估计，每个亮指的密度大于周围中间日冕中位于其下方的相应暗区。不稳定性的演变是由于波的扰动是平行的磁场在密度界面。我们推测日珥等离子体是由反引力的磁场的张力分量支撑的。使用线性稳定性理论，估计磁场为21-40 mG，以抑制所观察到的指状结构中MRT的增长。在向南的等离子体部分，在11：55 UT的中间日冕中观察到一个角状结构，这也表明MRT不稳定。在两个等离子体段中也观察到下降的斑点。利用STEREO-A/COR-2卫星观测到在6-13太阳半径范围内的外日冕中，MRT不稳定区上部存在蘑菇状等离子体结构。这些结构很可能是由于手指在较弱磁场中在大空间尺度上的断裂和扭曲而生长的。在20个太阳半径的较低行星际空间中，这些结构破碎成各种小规模的局部等离子体尖峰，最有可能是由于湍流混合。
2018-02-07 astro-ph.SR
Fast Standing Modes in Transversely Nonuniform Solar Coronal Slabs: Effects of a Finite Plasma Beta
我们研究线性快速驻模的色散特性在横向非均匀的太阳日冕板有限的气体压力，或等价地，有限的等离子体β。我们推导出一个通用的色散关系管理快波在日冕板块的连续横向分布的物理参数包括一个统一的核心，一个统一的外部介质，和过渡层（TL）之间。TL中的配置文件基本上可以是任意的。限制我们自己的前几个分支的快模式，这是最感兴趣的从观测的角度来看，我们发现，一个有限的等离子体β起着最边际的作用，在影响的周期（$P$），阻尼时间（$τ$），和临界纵向波数（$k_{\rm c}$），当$P$和$τ$测量的横向快时间的单位。然而，这些参数通常受到TL配置文件如何描述的显着影响。我们的结论是，对于典型的日冕结构，快驻模的前几个分支的色散特性可以用冷板的简单得多的理论进行评估，只要适当地处理横向剖面，并用横向快时间代替冷MHD中的横向Alfvén时间。
2018-01-28 astro-ph.SR
Formation and plasma circulation of solar prominences
太阳日冕是太阳外层大气或日冕中存在的一种长寿命的冷而致密的等离子体幕。几十年来，它们形成的物理机制，特别是它们内部的血浆循环机制一直不确定。在静止磁场中观察到的普遍存在的向下流动很难解释，因为具有高电导率的等离子体似乎穿过水平磁场线移动。在这里，我们提出了三维数值模拟日珥的形成和演变的一个细长的磁通量绳作为一个结果，在原位等离子体凝聚燃料的连续等离子体蒸发从太阳色球。日珥的诞生和维持是在一个支离破碎的，高度动态的状态下，连续再现多个斑点和线程结构，主要是沿着质量加载的场线向下拖动。日珥等离子体循环的特征是日珥等离子体流回色球层和日珥等离子体通过连续凝聚形成之间的动态平衡。等离子体从色球层蒸发，凝结到日冕的日珥中，然后流回色球层，建立了一个稳定的色球-日冕等离子体循环。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日珥的合成图像与实际观测非常相似，在椭圆形的日冕空洞下有许多动力学线程。
2016-03-17 astro-ph.SR
Plasma physical parameters along Coronal Mass Ejection-driven shocks: I observations
在这项工作中，紫外线和白光（WL）日冕数据相结合，推导出完整的等离子体物理参数沿冲击波的前部驱动的日冕物质抛射。激波前等离子体密度、激波压缩比、速度和倾角由WL数据估算，而激波前等离子体温度和外流速度由UV数据估算。然后将斜激波一般情况下的朗肯-休戈尼奥（RH）方程应用于激波头部和两个翼面处沿前缘位于$2.2-2.6$ R $_\odot$之间的三个点。较强的场偏转（由$\sim 46^\circ$引起）、等离子体压缩（因子$\sim 2.7$）和加热（因子$\sim 12$）发生在头部，而侧翼的加热则较为温和（因子$1.5-3.0$）。从质子和电子温度相同的冲击前日冕开始（$T_p \sim T_e \sim 1.5 \cdot 10^6$ K），用RH方程推导的温升能更好地代表质子加热（通过激波的耗散），而绝热压缩意味着温度升高（鼻侧的因子$\sim 2$，侧翼的因子$\sim 1.2-1.5$）可能更能代表电子加热：冲击的传输引起电子和质子温度之间的去耦。导出的磁场矢量旋转意味着在膨胀的磁通绳周围的场线的悬垂。激波在头部（侧翼）处是超临界（亚临界）的，在那里导出的激波后等离子体参数可以很好地近似于通过假设平行（垂直）激波而导出的参数。
2014-03-04 astro-ph.SR
Neon Insights from Old Solar X-rays: a Plasma Temperature Dependence of the Coronal Neon Content
P78和太阳极大期任务卫星从太阳活动区观测到的O VIII和Ne IX线的文献中挑选出现代原子通量数据，利用这些数据进行分析后证实，日冕Ne/O丰度比的变化是两个或两个以上的因素，并发现随着活动区等离子体温度的增加，Ne/O也会增加。后者让人想起在低活动日冕中的恒星活动增加Ne/O的证据，在中等活动的恒星中达到“氖饱和”，大约是历史上接受的太阳值约0.15的两倍。我们认为，氖饱和度代表了基本的恒星光球成分，低活动日冕，包括太阳，一般耗尽氖。这意味着太阳的Ne/O丰度比应该向上修正约2倍，即n（Ne）/n（O）~0.3。在本域宇宙中对氖的各种观测为这种修正提供了一些支持。霓虹灯仍然有一定的相关性，调和日震学与太阳模型计算使用最近提倡的化学混合物与较低的金属含量。
2011-09-16 astro-ph.SR
Coronal Density and Temperature Profiles Calculated by Forward Modeling EUV Emission Observed by SDO/AIA
我们提出了一个模型的等离子体大气中的光学薄EUV发射的强度。我们将我们的模型应用于使用SDO/AIA仪器的六个光学薄EUV通道观察到的日冕。等离子体的发射率使用CHIANTI表从密度和温度计算，然后通过沿视线的积分来确定强度。我们考虑几种不同的配置文件的径向密度和温度分布，其中每一个都是由观测数据单独约束，没有进一步的物理假设。我们首先通过将其应用于日冕的安静区域来演示该方法，然后将其用作包括冕洞的模型的背景分量，从而估计洞内外的等离子体密度和温度。我们比较我们的结果与差分发射测量（DEM）反演。对日冕密度和温度分布的更精确的估计有可能帮助限制等离子体的特性，例如当与地震学等方法结合使用时的磁场强度。
2020-03-30 astro-ph.SR
The evolution of plasma parameters on a coronal source surface at 2.3 Rs during solar minimum
我们分析了来自太阳和日光层天文台的数据，以生成太阳风正在加速的区域的日冕外流速度和密度的全球地图。这些地图使用紫外线日冕光谱仪和大角度光谱日冕仪分别获得的紫外线和白光日冕数据，以及多普勒变暗分析来确定平均外流速度。外流速度被定义在一个球在2.3 Rs从太阳中心和组织的卡林顿旋转期间的太阳最低期在太阳活动周23开始。我们使用的外流速度和密度图表明，虽然太阳最低日冕是相对稳定的早期阶段，在后期阶段的北极洞的收缩导致的变化，在全球范围内的冕洞和派生的内部通量管膨胀因子的太阳风。极孔面积膨胀因子和通量管膨胀因子（在日冕底部和2.3 Rs之间）开始时是超径向的，但随着日冕远离太阳极小期，它们变得更接近径向。结果还支持的想法，最大的通量管膨胀因子位于附近的冕洞/流光接口，至少在太阳活动最小期的最深处。
2011-11-04 astro-ph.SR
Estimate of the Upper Limit on Hot Plasma Differential Emission Measure (DEM) in Non-Flaring Active Regions and Nanoflare Frequency Based on the Mg XII Spectroheliograph Data from CORONAS-F/SPIRIT
纳米火焰加热理论预测稳定的热等离子体发射的非耀斑活动区域。传统的非单色成像仪（如大气成像组件或X射线望远镜）很难发现这种辐射，因为它们的图像包含一个冷的温度背景。在这项工作中，我们寻找热等离子体在非耀斑活动区使用Mg XII spectroheliographer板载复杂轨道观测近地活动的太阳（CORONAS）-F/SPectroheliographIc X射线成像望远镜（SPIRIT）。这台仪器在Mg XII 8.42 μ m谱线上获得了日冕的单色图像，该谱线仅在温度高于4 MK时发射。Mg XII图像仅包含来自热等离子体的信号，而没有任何低温背景。利用2002年2月18-28日的SPIRIT数据研究了活动区的热等离子体。在此期间，Mg XII太阳光谱仪以105秒的节奏工作，几乎没有数据缺口。热等离子体仅在耀斑活动区观察到。我们没有观察到任何热等离子体在非耀斑活动区。非燃烧活性区中的热等离子体柱发射测量值不应超过$3 \times 10^{24}$ cm $^{-5}$。热辐射差异测量值（DEM）小于主要温度分量DEM的0.01%。在非燃烧活性区域中没有Mg XII发射可以通过弱且频繁的纳米火花（延迟小于500秒）或通过导致非平衡电离的非常短且强烈的纳米火花来解释。
2018-10-11 astro-ph.SR
