Polarisation of microwave emission from reconnecting twisted coronal loops
由于扭曲日冕环中的扭结不稳定性而导致的磁重联和粒子加速可能是受限太阳耀斑的可行方案。要详细研究这一现象，就需要有可靠的方法来观测探测太阳耀斑中的磁扭曲，而仅仅通过极端紫外线和软X射线热发射可能无法做到这一点。外展环中微波辐射的偏振可以作为检测标准之一。本研究的目的是调查耀斑日冕环中的磁扭曲对回旋同步微波（GSMW）发射偏振的影响，并确定它是否可以提供一种磁扭曲检测的手段。我们使用时间相关的磁流体动力学和测试粒子模型开发使用LARE3D和GCA代码调查扭曲的日冕环松弛后的扭结不稳定性。合成GSMW发射图（I和V斯托克斯分量）使用GX模拟器计算。据发现，耀斑扭曲的日冕环产生GSMW辐射的圆偏振的梯度整个循环。然而，由于不稳定之后的快速磁重构，这些图案可能仅在相对短的时间段内可见。它们的可见性也取决于环在太阳盘面上的方向和位置。通常情况下，从顶部（靠近太阳盘的中心）观察到的扭曲环中很难看到这些特征偏振图案，但从侧面（即非常接近边缘）观察到的扭曲环中更容易。
2017-03-29 astro-ph.SR
Multifrequency microwave imaging of weak transients from the quiet solar corona
本文利用 VLA 与 EOVSA 多频微波联合观测宁静日冕弱瞬变，量化其非热能，发现其可相当甚至超过纳耀斑热能。
2023-03-28 astro-ph.SR
Measuring the F-corona intensity through time correlation of total and polarized visible light images
我们提出了一种新的相关方法来推导F-日冕强度分布，该方法基于对总可见光和偏振可见光（VL）图像演变的分析。利用LASCO-C2大角度分光COronagglomerator（LASCO-C2）观测到的太阳总亮度和偏振亮度的月变化曲线，发现在某些地区，它们之间存在着高度的相关性。假设F-日冕在一个月的时间尺度上没有显著变化，我们估计了它在高相关区的强度，并重建了相应的强度图，在太阳最小和太阳最大的时间段。通过进行专门的模拟来估计系统不确定性。我们将所得的F-日冕图像与使用反演技术确定的图像进行了比较，发现相关方法提供了更平滑的强度分布。我们还得到，连续几个月计算的F-日冕图像没有显示出显着的变化。最后，我们注意到，这种方法可以应用于未来的高节奏VL观测进行的Metis/太阳轨道器日冕。
2021-12-22 astro-ph.SR
Broadband microwave sub-second pulsations in an expanding coronal loop of the 2011 August 10 flare
我们研究了2011年8月10日GOES C2. 4太阳耀斑期间在扩展日冕环中观测到的宽带微波亚秒级脉动的特征物理性质和行为。我们在复杂的无线电频谱中发现了亚秒级的脉动和其他不同的爆发群。在4-7 GHz频率范围内，亚秒级宽带脉动（时间周期为0.07- 1.49s，无特征主周期）持续时间为70 s。这些脉动在它们各自的频率上不相关，没有可测量的频率漂移，并且零极化。在这些脉动中，我们发现了特征周期为0.7和2秒的快速香肠磁声波的签名。其他射电爆发显示出其特征频率漂移范围为-262-520 MHz/s。他们帮助我们推导出射电辐射处日冕磁场强度的平均值为20-80 G。结果表明，微波事件属于一个扩张的日冕环与扭曲的子结构中观察到的131，94和193 A SDO/AIA通道。将它们的狭缝时间图与5.7 GHz的射电源的位置进行比较，以实现扩展环的EUV强度在射电源触发之前增加。我们揭示了两个EUV双向流动与循环扩展的开始时间相关联。它们的位置靠近射电源，传播速度在30-117公里/秒范围内。我们证明了在准周期磁重联模型中电子加速的周期机制可能能够解释亚秒级脉动的物理性质和行为。微波辐射的退偏过程可能是由射电源中的等离子体湍流引起的。最后，观察到的EUV流可能与重连流出有关。
2016-09-14 astro-ph.SR
Coronal Thick Target Hard X Ray Emissions and Radio Emissions
最近，在日冕中发现了一类特殊的硬X射线（HXR）源，这意味着碰撞厚靶模型（CTTM）甚至适用于日冕。我们研究了这个想法是否可以通过微波辐射独立验证，微波辐射被认为是HXR的最佳伴侣。利用美国天文台拉曼地高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和欧文斯谷太阳能电池阵（OVSA）对2002年9月9日发生的GOES M2.3级耀斑进行了观测研究。解释在CTTM下观测到的HXR源大小的能量依赖性变化，在高达12 $"$的距离上，日冕密度应该高达$5\times 10^{11}$ cm $^{-3}$。然而，为了解释微波频谱在3 GHz处的截止特性，我们需要密度不高于$1\times 10^{11}$ cm $^{-3}$。需要对日冕源的温度和磁场施加额外的限制，以便再现整个微波频谱。首先，被称为Razin抑制的光谱特征需要在250- 350高斯范围内的磁场以及大约75 $^{\rm o}$的高视角。其次，为了避免在高频下由于未观察到的自由-自由发射而产生的过量通量，我们需要高温$\geq2\times 10^7$ K。这两个微波光谱特征，拉辛抑制和自由自由的排放，变得更加显着，在高的热等离子体密度的区域，是必不可少的验证和确定的日冕HXR源的其他参数。
2013-04-19 astro-ph.SR
Measuring relative abundances in the solar corona with optimised linear combinations of spectral lines
上下文某些日冕结构中的元素丰度与光球丰度有很大的不同，取决于元素的第一电离势（FIP）。测量这些FIP依赖的丰度偏差对于日冕和日光层物理学非常重要。目的。我们的目标是建立一种方法，用于最佳确定的FIP偏见的电晕从光谱观测的方式，在实践中是独立于差分发射测量（DEM）反演。方法.我们优化了低FIP和高FIP元素的光谱线的线性组合，使得对应的辐射率的比率产生相对FIP偏差，对于一小组典型DEM中的任何DEM具有良好的精度。结果这些线的优化线性组合允许对测试FIP偏置图进行检索，对于图中的所有DEM具有良好的精度。结果也比较好，从使用DEM依赖的方法的观察获得的FIP偏差图。结论.该方法提供了一种方便、快速和准确的计算相对FIP偏差图的方法。它可用于优化现有观测的使用以及新观测和仪器的设计。
2019-11-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Coronal Magnetography of a Simulated Solar Active Region from Microwave Imaging Spectropolarimetry
我们模拟了扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）无线电图像产生的多个频率从一个模型太阳活动区，嵌入在一个现实的太阳盘模型，并探讨了不同的光谱分析方案，以评估实现EOVSA的最重要的科学目标之一-日冕磁图的潜力所产生的数据立方体。在本文中，我们专注于模拟的回旋共振和自由-自由辐射从磁盘上的太阳活动区模型与现实的复杂性，在电子密度，温度和磁场分布。我们比较磁场参数外推的图像数据立方体沿视线后，折叠通过EOVSA仪器配置文件与原始（展开）的参数中使用的模型。我们发现，即使是最容易自动化的，基于图像的分析方法（0级）提供合理的定量结果，虽然他们受到系统的影响，由于有限的采样在傅立叶（UV）平面。最后，我们注意到潜在的错误，由于错误识别谐波的陀螺仪频率，并讨论了应用更复杂的基于光谱的分析方案（1级），以解决问题的情况下，改善紫外线覆盖和空间分辨率的前景。
2015-03-17 astro-ph.SR
Measuring the Magnetic Field Strength of the Quiet Solar Corona Using "EIT Waves"
通过低日冕的全球传播扰动（通常称为“EIT波”）的传播变化提供了一个独特的机会来探测太阳大气的等离子体参数。在这里，使用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）仪器拍摄的两个“EIT波”事件的高节奏观测与Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱测量相结合，并用于检查安静的日冕磁场强度的变化。SDO/AIA的脉冲运动学和Hinode/EIS的等离子体密度的组合被用来表明，在安静的电晕的磁场强度在~2-6 G的范围内。然后，磁场估计用于确定脉冲的高度，允许直接与从SDO上的日震和磁成像仪（HMI）使用PFSS和局域外推的磁场测量获得的理论值进行比较。虽然局部尺度外推预测的高度与先前的测量结果不一致，但观测结果与PFSS模型之间的一致性表明，“EIT波”是一种受全球尺度磁场影响的全球现象。
2013-05-22 astro-ph.SR
Comparative Study of Microwave Polar Brightening, Coronal Holes, and Solar Wind Over the Solar Poles
我们比较研究了长期（1992-2017年）的长期变化，在极增亮观测的野边山射电日像仪，极地太阳风速度与行星际闪烁观测的空间地球环境研究所，和日冕位场计算计算的日冕洞分布使用天气磁图数据在基特峰国家太阳天文台。首先，通过比较极区的太阳风速度（V）和亮温（T_b），发现极区的V和T_b之间有很好的相关性，北（南）极区的CC = 0.91（0.83），得到V与T_b的关系式为V =12.6（T_b-10，667）^{1/2}+432。我们还证实了V-T_b的CC比V-B和V-B/f的CC高，其中B和f分别是极性磁场强度和磁通量膨胀率。这些结果表明，T_b是比B或B/f更直接的表征太阳风速度的参数。其次，我们分析了极区增亮的长期变化及其与极冕洞面积（A）的关系。结果表明，极区增亮与预测的冕洞概率分布相吻合，T_b与A之间的CC值非常高，CC = 0.97。这一结果表明极区增亮与极冕洞的大小有很强的耦合。因此，V-A解释了V-T_b的合理相关性。此外，考虑到前人研究中发现的A与f之间的反相关性，我们认为V-T_b关系是Wang-Sheeley关系（V-1/f）在极区的另一种表达。
2019-02-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal Magnetic Field Measurements along a Partially Erupting Filament in a Solar Flare
磁通量绳是太阳爆发的核心。磁绳磁场的直接测量对于理解触发和能量释放过程至关重要，然而迄今为止它们仍然难以捉摸。在这里，我们报告了2017年9月6日发生的M1.4级太阳耀斑的微波成像光谱观测，使用了扩展欧文斯谷太阳能阵列获得的数据。这一耀斑事件与大熊座太阳天文台的古德太阳望远镜在Hα中观测到的扭曲灯丝的部分喷发有关。该事件的极紫外（EUV）和X射线特征通常与爆发性耀斑的标准情景一致，存在由明亮的耀斑拱廊连接的双耀斑带。有趣的是，这个部分喷发事件具有微波对应物的特征，其空间和时间演化密切遵循Hα和EUV中看到的细丝。微波源的光谱特性与非热回旋同步辐射一致。使用空间分辨微波频谱分析，我们推导出沿灯丝脊柱，从其顶点到腿的范围从600-1400高斯的磁场强度。计算结果与由耀斑前光球磁图外推的非线性无力磁场模型符合得很好。我们的结论是，微波对应的爆发灯丝可能是由于耀斑加速电子注入到托管磁通量绳腔后，新重新连接的磁场线。
2021-10-13 astro-ph.SR
The coronal volume of energetic particles in solar flares as revealed by microwave imaging
来自太阳耀斑的回旋同步辐射光谱通常在微波范围内达到峰值。它的光学薄，高频分量，高于频谱峰值，通常用于诊断的非热电子和磁场的无线电源。在有利的条件下，它的低频对应物带来了额外的，关于这些参数的补充信息，以及热等离子体诊断，无论是通过陀螺同步自吸收，自由自由吸收的热等离子体，或通过抑制发射所谓的拉辛效应。然而，它们对低频谱的影响往往被空间非均匀性所掩盖。为了理清低频回旋同步辐射的各种贡献，光谱和成像数据的组合是必要的。为此，我们已经调查了欧文斯谷太阳能阵列（OVSA）的多频图像26日太阳爆发联合观察到的Rheven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）在2002年上半年。对于每一个，我们研究了动态光谱，时间和频率合成图，RHESSI图像重叠OVSA轮廓，和一些代表性的单频快照OVSA图像。我们专注于频率依赖性的微波源的大小来自OVSA图像和它们的低频微波光谱斜率的影响。我们成功地将18个分析的事件分为几组。四个事件显示了明显的证据，是占主导地位的回旋同步自吸收，与推断的亮度温度为$\geq10^8$ ~K。其余事件的低频谱不同程度地受到Razin抑制的影响。我们发现许多射电源在低频率下相当大，这可能对太阳高能粒子的产生和逃逸具有重要意义。
2018-09-13 astro-ph.SR
Measuring the Magnetic Field of a Coronal Mass Ejection from Low to Middle Corona
本研究结合EOVSA与OVRO-LWA的射电成像光谱数据，首次利用回旋同步辐射诊断测量了伴随X5级耀斑的CME在低、中日冕不同高度的磁场强度，为CME磁结构及早期演化研究提供了关键新依据。
2025-09-05 astro-ph.SR
Three-dimensional mapping of coronal magnetic field and plasma parameters in a solar flare
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Center For Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院太阳-地球关系研究中心）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）
通过微波和X射线数据，研究日闪中磁场和等离子体参数的三维分布，揭示磁主导环境并为日闪模型提供约束。
2026-03-05 astro-ph.SR
MeV-peaked electrons in a coronal source of a solar flare
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
研究通过联合分析费米和EOVSA数据，确定日珥中MeV峰值电子群体的位置，揭示其形成与磁能释放及传输效应的关系。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsations of microwave emission from a solar flare in a twisted loop caused by intrinsic MHD oscillations
我们目前的结果揭示微波脉动产生的模型中的一个耀斑扭曲的太阳日冕环，没有任何外部振荡驱动器。确定了两种类型的振荡：周期约为70- 75 s，振幅约为5-10%的缓慢衰减振荡，在有和没有高能电子的环路中观察到，以及周期约为40 s，振幅为百分之几十的振荡，仅在快速能量释放开始后约100 s的高能电子环路中观察到。我们解释的长期振荡的结果，调制的平均磁场强度在循环中的一个固定的扭结模式，而短周期的间歇性振荡与高能电子可能会产生快速变化的电场，产生高能电子在这种情况下。缓慢衰减的振荡可以解释在耀斑中经常观察到的准周期性脉动。
2022-01-20 astro-ph.SR
3D Structure of Microwave Sources from Solar Rotation Stereoscopy vs Magnetic Extrapolations
我们使用旋转体视法来估计相对于光球的稳态太阳特征的高度，基于其在几天的观测中记录的图像平面中的明显运动。体视算法适于与一维或二维数据（即，来自图像或来自记录源沿任意轴的投影位置的观察）一起工作。利用西伯利亚太阳射电望远镜5.7GHz附近、野边山射电日像仪17 GHz、以及从RATAN-600仪器在跨越5.98- 15.95GHz频率范围的多个频率下的一维扫描。陀螺共振发射机制，这是敏感的日冕磁场强度，被施加到转换的估计无线电源高度在不同的频率，h（f），信息的磁场与高度B（h），并比较结果与磁场外推来自光球磁场观测获得的Hinode和MDI。我们发现，回旋共振辐射来自于超出第三层回旋层位置的高度，与磁场外推法无关，并讨论了这一发现对日冕磁象学和日冕等离子体物理的意义。
2011-06-01 astro-ph.SR
Mechanism of heating the Solar Corona in the splitting of Massive Photon Pairs
在INTERBALL-Tail Probe（1995-2000年）和RHESSI（从2002年至今）项目框架内获得的数据显示，在太阳平静期间，在2-15千电子伏光子能量范围内，日冕X射线强度存在变化。以前，有人提出一种假设，认为这种现象可能与日冕加热的影响有关。本文根据实验数据和宇宙膨胀过程中真空产生的光子对的量子理论，提出了一种新的日冕等离子体加热机制。基于行星际和星系际空间光子对分裂的类似机制也被提出来解释观测到的微波背景辐射。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Spectral Characteristics of Large-Scale Radio Emission Areas in Coronal Holes
根据RATAN-600卫星在4- 16.5GHz范围内的5.7和17 GHz以及327 MHz频率的射电辐射数据，研究了第23和24太阳活动周的冕洞射电辐射谱。在6.5- 16.5GHz范围内，当谱指数为1.25-1.5时，冕洞微波辐射在17 GHz处有亮特征，在5.7GHz处有暗特征，当冕洞在平静太阳背景下不可分辨时，该范围内的射电谱是平坦的。讨论了冕洞上空太阳大气可能的垂直尺度。
2013-12-13 astro-ph.SR
A Joint Microwave and Hard X-Ray Study Towards Understanding the Transport of Accelerated Electrons during an Eruptive Solar Flare
本研究利用EOVSA和SolO/STIX的同步微波与X射线观测，从不同视角对比了太阳耀斑冕源与足点源的非热电子分布，揭示了沉降电子通量高于环顶且足点谱更软的特性，为理解电子传输效应及多波段诊断提供了关键依据。
2024-04-22 astro-ph.SR
Microwave diagnostics of magnetic field strengths in solar flaring loops
基于回旋同步辐射理论，我们对太阳耀斑环中的磁场强度进行了微波诊断。利用野边山射电日像仪对17和34 GHz的3次耀斑事件进行观测，得到了圆偏振度和微波通量密度谱指数，并据此绘制了耀斑后环的磁场强度图。我们的研究结果表明，磁场强度通常从~800 G附近的环路足点到~100 G在10- 25微米的高度。比较我们的结果与磁场建模使用磁通绳插入方法进行了讨论。我们的研究证明了微波成像观测的潜力，即使只有两个频率，在诊断日冕磁场的耀斑区域。
2020-06-29 astro-ph.SR
Radioheliograph observations of microwave bursts with zebra structures
射电动力学谱中所谓的斑马结构，特别是它们的频率和发射条纹的频移，包含了耀斑环日冕部分等离子体参数的信息。本文介绍了斑马结构的微波范围内的观测。在西伯利亚太阳射电望远镜的工作频率附近，用中国的分光偏振计记录了动态光谱。发射源定位在耀斑区域，我们能够估计等离子体参数的生成网站使用X射线数据。讨论了现有理论对斑马结构的解释。得出了在微波波段斑马结构的产生机制是等离子体波在耀斑环上分布的双等离子体共振面上转化为电磁辐射的结论。
2011-09-27 astro-ph.SR
Measuring and modeling the rate of separator reconnection between an emerging and existing active region
磁重联发生在新的磁通量出现在日冕中，并成为纳入现有的日冕领域。一个新的活跃区（AR）出现在现有的AR附近提供了一个方便的实验室，在这种重新连接可以量化。我们使用来自SDO/AIA的高时间节奏171 $Å$数据，集中在新/旧活动区对11147/11149上，以量化重新连接。我们将新的循环识别为区域之间的像素带内的增亮。这种方法是建立在这样一个假设上的：使磁环变亮的能量来源于磁重联。我们对从AR 11149出现开始的48小时内观察到的301个循环进行了编目。这些环路在两个AR之间出现的速率用于计算它们之间的重连率。然后我们用磁场拟合这些环，求解每个环的场强、几何形状和扭曲（通过其代理，冠状$α$）。我们发现新亮通量的速率高估了可能发生重联的通量。这种过剩可以解释我们的发现，互连区是不是在其最低能量（恒定- $α$）状态，外推表现出环到环的变化$α$。这种通量高估可能是由于AR 11149的缓慢出现，使得重新连接的通量的域内部的泰勒弛豫有时间使$α$分布朝向单个值，这提供了在首次创建环路之后使环路变亮的另一种机制。
2019-11-14 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Topology From Total Solar Eclipse Observations
测量太阳日冕的全球磁场仍然是非常具有挑战性的。在全太阳活动（TSE）期间拍摄的白光图像中观察到的精细尺度密度结构是目前推断日冕中从太阳边缘到几个太阳半径（Rs）的磁场方向的最佳代理。我们提出，第一次，冠状磁场连续1和6 Rs之间的拓扑结构，定量推断与滚动霍夫变换（RHT）为14个独特的日食日冕，跨越几乎两个完整的太阳周期。我们发现，日冕磁场的方向不会成为径向，直到至少3 Rs，与1.5和3 Rs之间的太阳周期的不同纬度和阶段的高方差。我们发现，大多数非径向日冕场拓扑结构发生在光球层中磁场强度较弱的区域上方，而较强的光球场与日冕中的高度径向场线相关。此外，我们发现了丰富的磁力线，从太阳表面连续延伸到几个太阳半径在所有纬度，无论冕洞的存在。这些结果对测试和约束日冕磁场模型，以及将现场太阳风测量与其太阳源联系起来具有意义。
2020-04-19 astro-ph.SR
Variation of Solar Microwave Spectrum in the Last Half Century
从1957年到1994年，在日本的丰川，从1994年到现在，在日本的野边山，用现有的野边山射电偏振计连续观测了1，2，3.75和9.4 GHz的太阳总通量。我们检验了多频率和长期数据集，发现微波太阳通量及其月标准差都很好地反映了太阳活动的长期变化。此外，我们还发现，在太阳活动20~24周的极小期，微波谱是一致的。这些结果表明，在安静的太阳上色球层的平均大气结构没有改变了半个世纪，并建议，在安静的太阳，尽管在过去的五个太阳活动周期显着不同的强度，从次光球到日冕的大气加热的能量输入没有改变。
2017-09-12 astro-ph.SR
A Physical Explanation on Solar Microwave Zebra Pattern with the Current-carrying Plasma Loop Model
微波斑马斑图结构是太阳IV型射电爆发动力学谱上一种有趣的精细结构。迄今为止，对于太阳微波斑马纹的起源还没有一个完善的物理模型。最近，Ledenev，Yan和Fu（2006）提出了一种干涉机制来解释太阳连续谱事件中微波斑马斑图的特征。这个模型需要一个结构，具有大量的小尺寸的离散窄带源。基于载流等离子体环模型和撕裂模不稳定性理论，我们提出上述结构确实存在，并可能为干涉机制提供主要条件。用这个模型可以解释斑马条纹的频率上限、平行等间距条纹的形成、微细结构和中频漂移率。如果这一解释成立，斑马纹结构可以揭示日冕等离子体环的运动和内部结构的一些信息。
2009-11-09 astro-ph.SR
Optimal spectral lines for measuring chromospheric magnetic fields
本文确定了从X射线到红外波长的谱线，这些谱线最适合于测量太阳大气中尽可能高的矢量磁场。仪器和地球的大气特性，以及太阳丰度、大气特性和基本原子物理学都被考虑在内，而不偏向于特定的波长或诊断技术。虽然已经详细报道了对个别线路的狭隘调查，但从未发表过对所有线路的比较优点的评估。虽然在UV中，但总的来说，2800埃附近的Mg+ h和k线最适合于日冕底部附近的等离子体的偏振测量。这一结果是意料之外的，因为波长较长的谱线对塞曼效应的敏感度更高。虽然这些线的样本光学深度光球的日冕基地，我们认为，核心的多个谱线提供了一个更有鉴别力的探头磁结构的光学深度的函数比核心和内翼的一个强大的线。因此，与许多色球线的Fe+在2585和h线在2803埃，这个紫外线区域有望新的发现，关于磁场如何出现，加热，并加速等离子体，因为他们的战斗，以主导力和能量平衡内的知之甚少色球。
2022-11-14 astro-ph.SR
Microwave and Hard X-Ray Observations of the 2017 September 10 Solar Limb Flare
我们报告了来自新完成的扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的第一个科学结果，该阵列获得了SOL 2017 -09-10的出色微波成像光谱观测，这是一个典型的与爆发通量绳相关的部分遮蔽太阳临边耀斑。这一事件也很好地覆盖了拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线（HXR）。我们提出了一个概述，这一事件集中在微波和HXR数据，都与高能非热电子，并讨论他们的背景下，耀斑的几何形状和演变所揭示的极紫外线（EUV）观测大气成像组件搭载太阳动力学天文台（SDO/AIA）。EOVSA和RHESSI数据揭示了高能电子在整个耀斑区的空间和能量分布。结果表明，微波和HXR源主要来自于一个共同的非热电子人口，虽然微波成像光谱提供了一个更大的日冕体积的信息。
2018-07-06 astro-ph.SR
Sparse Bayesian Inference and the Temperature Structure of the Solar Corona
测量太阳大气的温度结构对于了解它是如何被加热到高温的至关重要。不幸的是，高层大气的温度不能直接观测，而必须从跨越很大温度范围的单个发射线的光谱分辨观测中推断出来。这种观测是“倒置”的，以确定沿视线的等离子体温度分布。这种反演是不适定的，在没有正则化的情况下，往往会产生剧烈振荡的解决方案。我们介绍了稀疏贝叶斯推断的太阳日冕的温度结构的推断问题的应用。在贝叶斯框架内，对利用最小数量的基函数的解决方案的偏好可以被编码到先验中，并且可以避免许多特设假设。我们证明了贝叶斯方法的有效性，通过考虑一个测试库的40个假设的温度分布。
2016-10-19 astro-ph.SR
Estimating the coronal and chromospheric magnetic fields of solar active regions as observed with the Nobeyama Radioheliograph Compared with the Extrapolated Linear Force-Free Field
采用热自由-自由发射机制，利用野边山射电日像仪1.76厘米波段的偏振和光谱观测资料，计算了日冕和色球磁场。利用2015年1月8日（AR 12257）和2016年12月4日（AR 12615）观测到的位于盘中心附近的太阳活动区（AR），利用微波射电观测估计色球和日冕磁场。我们比较太阳射电图的活动区域的强度和圆偏振分量的光学地图与日震和磁成像仪的观测和色球和日冕过渡区的图像与大气成像组件仪器，在船上的太阳动力学天文台。从两个AR的射电图的比较中我们注意到，AR 12257的圆极化度约为2%，而AR 12615的圆极化度比AR 12615高出3%。射电观测为我们提供了直接测量色球层和日冕层磁场的方法。我们利用大气成像仪的观测资料，通过在光球磁场较弱的斑块上采用日冕中的磁环来估计日冕磁场。从大气成像组件数据得出的日冕磁场为90至240高斯。我们还研究了日冕磁场的外推场的结构的基础上，其中的磁场的结果是在35至145高斯的范围内，表明在日冕磁场的差异之间的结果归因于无力近似的假设。
2018-02-13 astro-ph.SR
Microwave Imaging Spectroscopy Diagnosis of the Slow-rise Precursor of a Major Solar Eruption
本研究首次利用微波与极紫外观测数据，对2022年3月30日大型CME的缓升前兆开展微波成像光谱诊断，发现前兆阶段微波以热辐射为主，证实中等强度的前兆重联驱动CME前身结构演化至爆发。
2025-07-16 astro-ph.SR
On the Remote Detection of Suprathermal Ions in the Solar Corona and their Role as Seeds for Solar Energetic Particle Production
快速日冕物质抛射（CME）引起的大尺度太阳高能粒子（SEP）事件的预报是空间天气领域的一个主要难题。除了与CME启动相关的问题之外，SEP强度难以预测，在任何给定的CME速度下跨越3个数量级。许多间接证据表明，注入加速过程的超热种子粒子是限制给定事件SEP强度的关键因素。本文概述了观测和理论基础的推断，一个超高温粒子人口是目前之前，大SEP事件，探讨了各种方案产生种子粒子和他们的观测签名，并解释了如何可以通过测量H I Ly-alpha线的翅膀，这样的超高温检测。
2013-05-02 astro-ph.SR
Implications for additional plasma heating driving the extreme-ultraviolet late phase of a solar flare with microwave imaging spectroscopy
极紫外晚相（ELP）是指在某些太阳耀斑中观测到的第二次极紫外辐射增强，通常发生在软X射线发射峰值之后数十分钟至数小时。ELP辐射的日冕环系统通常不同于主耀斑拱廊，其中增强的EUV辐射可能意味着额外的加热过程。然而，ELP的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个C1.4耀斑的分析，具有这样的ELP，这也是观察到的微波波长的扩展欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。与ELP的情况类似，我们发现在主脉冲相位微波峰值之后约三分钟发生逐渐的微波增强。射电源与ELP环路的两个足点一致，并且随时间变化的微波光谱的光谱拟合表明电子分布与麦克斯韦情况有明显的偏差，这可能是由于注入的非热电子或对足点等离子体的不均匀加热造成的。我们进一步指出，延迟的微波增强表明存在一个额外的加热过程，这可能是负责加热等离子体的蒸发，填充ELP环路，产生延长的ELP发射。
2022-05-07 astro-ph.SR
Global Nature of Solar Coronal Shock Waves shown by Inconsistency between EUV Waves and Type II Radio Bursts
我们重新审视极紫外（EUV）波和II型射电暴之间的物理关系。人们通常认为它们是单个日冕冲击波的两个观测方面。然而，缺乏它们的速度相关性阻碍了对它们各自（或共同）性质的理解。知道的不确定性，从观察和测量它们的速度确定真正的波分量，我们重新检查的速度在以前的文献中报道的EUV波，并比较这些与II型射电爆发和日冕物质抛射（CME）。这证实了EUV波的速度与其相关的II型射电暴之间的不一致性。第二，CME速度被发现有一个更好的相关性与II型射电爆发比EUV波。最后，存在II型速度和它们的范围比EUV波大得多的趋势。我们证明了速度的不一致性实际上是一种内在的趋势，并阐明了由驱动和非驱动部分组成的日冕冲击波的性质。这表明，即使消除了所有其他不确定性，速度不一致性仍将存在。
2021-09-09 astro-ph.SR
A novel algorithm for high fidelity spectro-polarimetric snapshot imaging of the low-frequency radio Sun using SKA-low precursor
磁场将太阳内部与太阳大气层耦合起来，称为日冕。日冕磁场是决定日冕结构和调节耀斑、日冕物质抛射、高能粒子事件、太阳风等空间天气现象的重要参数之一。测量中、高日冕高度的磁场是一个极其困难的问题，迄今为止，还没有一种单一的测量技术可用于常规测量高日冕磁场。低频射电辐射的偏振测量是探测更高日冕高度（$>1R_\odot$）日冕磁场的理想工具。迄今为止，对太阳的大多数低频偏振观测仅限于明亮的太阳射电爆发。在这里，我们开发了一种新的算法，用于对Murchison Widefield阵列（未来的平方公里阵列（SKA）的前身）进行太阳观测的精确偏振校准。我们已经降低了仪器极化$<1\%$。我们预计，这种方法将使我们能够检测到非常低水平的极化发射的日冕热发射，这将成为一个工具，在更高的日冕高度的全球日冕磁场的常规测量。这种方法可以很容易地适用于未来的SKA，并打开了一个窗口，新的发现使用高保真度光谱偏振快照成像的太阳在低射频。
2022-07-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Heating Rates for Protons and Electrons in Polar Coronal Holes: Empirical Constraints from the Ultraviolet Coronagraph Spectrometer
扩展日冕的紫外光谱是测量加速太阳风中质子、电子和重离子性质的有力工具。在太阳活动极小期，从南北两极向上扩展的大冕洞是低密度的无碰撞区域，在那里可以检测到偏离单流体热平衡的情况。这些偏离的准确表征有助于确定最终负责日冕加热的动力学过程。本文分析了紫外日冕光谱仪对H I Lyman α线的测量结果，给出了太阳风速度、电子密度、电子温度、质子温度（平行于和垂直于磁场方向）和阿尔芬波振幅的约束值。分析过程包括创建一个大型的随机经验模型集合，模拟其Lyman α分布，并仅为与Udash数据一致的模型构建后验概率分布。由此产生的温度并没有表现出很大的径向变化之间的日心距离1.4和4太阳半径。电子、平行质子和垂直质子温度的典型值分别为1.2、1.8和1.9 MK。结果值的“非热”阿尔芬波振幅显示弱耗散的证据，与总能量损失率，以及同意与独立推导的总加热速率的质子和电子。适度的阿尔芬波振幅似乎解决了一些紧张的文献之间的竞争索赔更高（无阻尼）和更低（重阻尼）的价值。
2020-07-26 astro-ph.SR
Imaging spectroscopy reveals spike-like repeating radio burst pairs in the solar corona
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
利用高分辨率动态频谱和成像光谱，在30-50 MHz频率下检测到613个由两个短寿命窄带分量组成的尖峰状重复暴对，并通过成像和传播模拟将其解释为日冕各向异性等离子体中谐波发射的湍流回波，揭示了日冕湍流效应和磁重联过程。
2026-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
