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
Temperature inversion in a gravitationally bound plasma: Case of the solar corona
本研究通过动力学模拟与解析计算，揭示色球层间歇加热可驱动日冕等离子体进入非平衡稳态，自洽产生超热分布，从而无需局部热沉积即可解释太阳日冕的百万度温度反转现象。
2023-12-20 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Bayesian Analysis of Multiple Harmonic Oscillations in the Solar Corona
日冕环中多模态谐波扭折振荡的探测，使得利用地震学反演技术能够获得日冕密度分层和磁场膨胀的信息。这一推论是基于基模与第一泛音之间的周期比的测量以及在日冕密度分层和波导磁场膨胀假设下的周期比的理论结果。我们提出了一个贝叶斯分析的多模式谐波振荡反演的密度尺度高度和磁通量管膨胀，在每一个假设。然后，使用贝叶斯模型比较方案比较这两个模型，以评估每个模型的合理性，考虑到我们目前的知识水平。
2013-02-14 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
An Approximate Bayesian Deep Learning Approach for Uncertainty-aware Differential Emission Measure Estimates in the Solar Corona from the SDO
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（北安普顿大学工程、物理与数学学院）
针对太阳日冕DEM反演不适定且计算密集的问题，提出结合蒙特卡洛Dropout的近似贝叶斯深度学习框架，实现逐像素不确定性量化和高效非负DEM重建，在合成与真实数据上验证了准确性与计算效率。
2026-09-09 astro-ph.SR
Joint Diagnostics of Circumsolar Sky Brightness Using Coronagraphic Measurements and Aerosol Optical Inversions at Mauna Loa
National Solar Observatory（国家太阳观测台）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（高空观测站，美国国家大气研究中心）；Solar Scientific LLC（太阳科学有限责任公司）；Akamai Workforce Initiative, Institute for Scientist & Engineer Educators, University of California Observatories（阿卡迈劳动力倡议，科学家与工程师教育研究所，加州大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校物理与天文学系）
本文通过冠状仪测量和气溶胶光学反演方法，研究Mauna Loa观测站日侧天空亮度与气溶胶性质的关系，利用AERONET数据进行多十年分析，提出基于物理的真色图像合成方法。
2026-03-10 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.ao-ph
Solar wind rotation rate and shear at coronal hole boundaries, possible consequences for magnetic field inversions
几个航天器进行的现场测量表明，太阳风经常受到快速远离太阳远距离传播的瞬态结构（磁褶、喷流、波、通量绳）的扰动。帕克太阳探测器探测到在小的日心距离上磁场矢量的频繁旋转，伴随着令人惊讶的大太阳风旋转速率。这种磁场弯曲的物理起源，它们在行星际空间中生存的条件，以及它们与太阳风旋转的关系，都还没有被清楚地理解。我们跟踪测量的太阳风流从航天器的位置下降到太阳表面，以确定其潜在的源区，并使用全球MHD模型的日冕和太阳风，将它们与低太阳日冕的旋转状态。我们确定了太阳日冕的区域，其中太阳风的速度和旋转剪切是重要的和长寿命的，可以有利于磁偏转的发展和它们的传播跨越扩展高度的太阳风。我们发现，日冕旋转是高度结构化的，增强的流动剪切发展的边界附近的冕洞和流光，周围和以上的伪流光，即使当这样的边界与太阳旋转的方向对齐。PSP识别的大部分之字形都映射到这些区域，无论是瞬时磁场连通性还是到达航天器的风流轨迹。这些强剪切区域很可能在很远的距离上给太阳风留下印记，并增加慢速太阳风的横向速度变化。模拟和连通性分析表明，它们可能是帕克太阳探测器观察到的曲折和尖峰的来源。
2021-04-16 astro-ph.SR
Analytic approximate seismology of propagating MHD waves in the solar corona
观测表明，在太阳大气中传播的磁流体动力学（MHD）波是普遍存在的。磁流体地震学技术是利用波动观测和磁流体波动理论相结合，间接推断太阳大气等离子体和磁场的物理参数。在这里，我们提出了一个分析地震反演方案传播MHD波。该方案以一致的方式使用关于波长和阻尼长度的观测信息，以及周期或相速度的观测值，并且基于波长和阻尼长度的理论值的近似渐近表达式。讨论了反演格式的适用性，并给出了一个算例。
2012-10-09 astro-ph.SR
Electroweak Hall Effect of Neutrino and Coronal Heating
日冕的温度反转很难从经典物理学中理解，日冕加热机制仍然不清楚。静区的加热似乎与热力学相矛盾，是物理学家们十分关心的问题。基于日冕区特有的中微子辐射跃迁，研究了日冕加热的一种新机制。电弱Chern-Simons形式和重叠波极大地放大了几率，并传递了足够的能量。因此日冕加热可以从太阳中微子的量子效应来理解。
2015-03-25 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
A Fast, Simple, Robust Algorithm for Coronal Temperature Reconstruction
本文提出了一种新的日冕差分辐射测量重建算法。尽管目前存在许多这样的算法，但是它们在某些情况下可能难以收敛，并且在它们的输出中可能是复杂的、缓慢的或特殊的（即，它们的反演可以具有反演代码和仪器响应的结果的特征，而不是太阳源的特征）;我们将在本文中记录其中的一些问题。这里描述的新算法大大减少了这些缺点，特别值得注意的是它的简单性;它在这里被复制，在一页上。在我们描述了算法之后，我们将其性能和保真度与一些流行的方法进行了比较。虽然这里针对极紫外（EUV）数据呈现，但是该算法是鲁棒的并且可扩展到任何其他波长（例如，X射线），其中DEM治疗有效。
2020-06-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Temperature inversion in a confined plasma atmosphere: coarse-grained effect of temperature fluctuations at its base
本文提出一种结合粗粒化分布函数与Vlasov动力学的新方法，用于模拟引力约束多组分无碰撞等离子体，解析预测了日冕中反转的密度和温度剖面，并通过数值模拟与太阳观测验证了方法的有效性。
2024-06-18 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech physics.plasm-ph
The behavior of transverse waves in nonuniform solar flux tubes. II. Implications for coronal loop seismology
利用阻尼横向振荡的观测结果结合理论模型的结果进行日冕环的地震学是间接推断太阳大气等离子体物理参数的工具。现有的地震学方案的基础上近似的周期和阻尼时间的扭结振荡，经常使用超出其理论范围的适用性。这些近似假设的密度变化的整个循环被限制在一个不均匀的层比半径的环更薄，但反演问题的结果往往不满足这个初步的假设。在这里，我们确定的周期和阻尼时间的解析近似的准确性，其对地震学估计的影响，在很大程度上被认为是不均匀的循环。我们发现，当使用超出其适用范围的近似的准确性是强烈影响的形式的密度分布在整个循环，这是观测未知的，所以必须任意施加的理论模型的一部分。与解析近似相关联的误差可以大于50%，即使对于相对薄的非均匀层。与实际数值反演相比，这种误差直接影响近似地震学估计的准确性。此外，假设不同的密度剖面，在同一同相轴的反演中，可能产生地震变量的不重合区间。忽略整个环的密度变化的真实形状是一个重要的错误来源，可能会质疑地震推断的参数的可靠性，假设一个特设的密度分布。
2013-12-18 astro-ph.SR
Kinetic collisionless model of the solar transition region and corona with spatially intermittent heating
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris-Cité, France（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎 Cité 大学）
该研究通过间歇性加热模型解释太阳色球层与日冕的温度倒置现象，无需局部加热。
2025-10-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Helicity Condensation as the Origin of Coronal and Solar Wind Structure
太阳大气中最重要和最令人困惑的三个特征是闭合场日冕的平滑性，光球极性反转线（PIL）处磁切变的积累，以及慢风的复杂性。我们建议，一个单一的过程，螺旋度凝聚，是产生所有三个功能的物理机制。本文提出了一个螺旋度在闭合日冕中通过磁重联注入和输运的简化模型。用这个模型，我们证明了螺旋度必须凝聚到PIL和冕洞边界，并估计在PIL的螺旋度积累率和风的损失。我们的结果可以解释许多观测到的特性的封闭的日冕和风。
2012-11-17 astro-ph.SR
Continuous upflow of material in an active region filament from the photosphere to the corona
利用活动区（AR）灯丝的分光偏振数据，我们进行了反演，以推断矢量磁场在光球（Si I线）和色球（He I线）。我们的灯丝位于极性反转线（PIL）位于接近磁盘中心，并提出了强烈的塞曼一样的签名在光球和色球线。在PIL下的连续体中识别出具有两种极性的孔隙状地层。在两个高度处使用AZAM代码来求解方位模糊度。光球和色球矢量磁场之间的比较表明，它们在暗条的某些区域排列得很好。然而，特别是在色球层的高度，磁场主要是与暗丝对齐。在这两个高度上都发现了表明磁力线向上流动的速度特征。所有这些发现的结合强烈表明一个新兴的磁通绳的情况。
2010-10-20 astro-ph.SR
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
Collisionless and collisional kinetics of a plasma atmosphere with spatially and temporally intermittent heating at its base
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris-Cité（拉格朗日力学与天体物理实验室，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）
研究日冕底部时空间歇性加热对其温度和密度结构的影响，通过引入随机热边界条件等，在动力学框架内推导解析解，分析不同时间尺度下加热及碰撞对热结构的作用，揭示稀疏间歇性加热能产生超热粒子分布并再现日冕热结构。
2026-10-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Using multi-line spectropolarimetric observations of forbidden emission lines to measure single-point coronal magnetic fields
极化磁偶极（M1）发射线为主导日冕演化的磁场提供了重要的诊断。本文提出了一种多线技术，使用特定的M1线的组合来推断全矢量磁场的光学薄发射，可以定位在一个给定的视线区域。我们的分析形式主义是一个推广的“单点反演”的方法介绍了普洛曼。我们发现，M1过渡的组合，其中每个是一个$J=1\rightarrow0$过渡或具有相等的Landé g因子的上，下水平包含退化的光谱偏振信息，禁止应用的单点反演技术。这可能包括Plowman讨论的一对红外Fe XIII线。我们将Fe XIII 1074.7 nm和Si X 1430.1 nm线确定为实施该技术的一种替代组合。我们的灵敏度分析，基于日冕环的性质，表明，对于光子噪声水平周围的$10^{-4}$的线强度，这将是可以实现的国家科学基金会的丹尼尔K。在Inouye太阳望远镜中，用这种方法可以恢复足够强度（${\sim}10$ G）且不严重倾斜于视线（$\lesssim 35^{\circ}$）的磁场。退化的解决方案是存在的;但是，我们讨论如何添加约束可能有助于解决它们或减少它们的数量。
2020-01-21 astro-ph.SR physics.app-ph
Velocity filtration and temperature inversion in a system with long-range interactions
温度反演由于速度过滤，最初提出的一种机制来解释太阳日冕的加热，被证明也发生在一个简单的范式模型与长程相互作用，哈密顿平均场模型。使用分子动力学模拟，我们表明，当系统解决到一个非均匀的准稳态中的速度分布有超热的尾巴，温度和密度分布是相关的：较密集的系统的部分比稀释的冷。我们认为，这可能是一个通用的远程相互作用系统的属性。
2014-04-11 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
The GAPS Programme at TNG XXXIII. HARPS-N detects multiple atomic species in emission from the dayside of KELT-20b
探测到行星大气中的发射谱线提供了逆温的直接证据。通过探测KELT-20 b向阳面的金属发射谱线，我们证实了超热彗星绕A型星运行的趋势，在它们的向阳面显示温度反转。我们首先使用HARPS-N管道的G2恒星掩模作为模板来检测行星发射，该掩模主要由中性铁线组成。使用中性铁模板，我们执行检索的大气温度-压力分布的行星，确认热反转。然后，我们创建不同物种的行星排放模型，使用检索到的反演温度-压力分布。通过使用互相关技术，我们检测铁I，铁II和铬I的信噪比水平分别为7.1，3.9和3.6。后者是第一次在系外行星大气层的排放中被检测到。与FeI相反，FeII和CrI仅在掩星之后而不是之前被探测到，暗示了鉴于掩星前后轨道相位的不同大气特性。进一步检索的温度-压力分布进行独立的前和后掩星阶段，而不是非常重要的，指向一个陡峭的热逆温后掩星。
2022-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Impulsive Heating of Quiet Solar Corona
太阳日冕由百万开尔文等离子体组成。要完全了解这种现象，需要研究宁静太阳（QS）区域。在这项工作中，我们研究了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的171毫米，193毫米和211毫米通带中的QS区域，通过结合Pauluhn & Solanki（2007）的经验脉冲加热正演模型和允许不确定性量化的机器学习反演模型。我们发现每分钟有{ \approx } 2- 3个脉冲事件，寿命约为10- 20分钟。我们的脉冲事件的频率和它们的时间尺度和峰值能量之间的相关性的探索表明，传导损失占主导地位的辐射冷却损失。所有这些发现表明，脉冲加热是一个可行的加热机制在QS日冕。
2021-03-31 astro-ph.SR
SITES: Solar Iterative Temperature Emission Solver for differential emission measure inversion of EUV observations
极紫外（EUV）图像的光学薄的太阳日冕在多个光谱通道提供信息的发射作为温度的函数，通过差分发射测量（DEM）反演。本文的目的是描述，测试和应用一种新的DEM方法命名为太阳迭代温度辐射求解器（SITES）。该方法通过根据测量的温度响应函数直接重新分配跨温度的观测强度来创建初始DEM估计，并通过计算强度残差来迭代地改进该估计。它是简单的概念和实现，是非主观的意义上，没有事先的约束，放置在解决方案以外的积极性和平滑度，并可以处理一千DEM每秒在一个标准的台式计算机。在大气成像组件（AIA）合成数据的测试中，所得到的DEM很好地复制了模型DEM。同样的测试表明，SITES在非常窄的DEM峰值上的表现不太好，在AIA观测的情况下，不应用于~0.5MK以下的温度诊断。SITES反演的精度与其他两种已建立的方法进行了比较。介绍了一种简单而强大的新方法来可视化DEM地图，基于分数排放措施（FEM）。应用于一组AIA全磁盘图像，SITES方法和有限元可视化显示非常有效地在不同的大尺度日冕结构的某些温度制度的主导地位。该方法可以很容易地适用于任何多通道观测光学薄等离子体，并鉴于其简单性和效率，将有利于处理大型现有和未来的数据集。
2019-08-21 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
The Color and Brightness of the F-Corona Inferred from the 2019 July 2 Total Solar Eclipse
日全食（TSE）提供了一个独特的机会来量化K-日冕（电子），F-日冕（尘埃）和E-日冕（离子）的性质，从太阳表面连续到几个太阳半径。我们应用一种新的反演方法，使用2019年7月2日TSE期间在529.5 nm和788.4 nm之间获得的五个0.5 nm带通的非偏振总亮度（tB）观测，从K-和F-日冕连续体中分离发射。相对于光球的波长依赖性（即，颜色）来推断每个视线的K-和F-日冕的tB。我们比较了我们的K-日冕发射结果与莫纳罗亚太阳天文台（MLSO）的K-Cor偏振亮度（PB）观测日食的一天，和预测科学公司的前向建模K-日冕强度。(PSI)磁流体动力学（MHD）模型预测。我们的研究结果与以前的工作基本一致，并与MLSO数据和PSI-MHD预测相匹配，支持我们的方法和PSI-MHD模型的有效性。然而，我们发现F-日冕的tB高于低日冕中的预期，这可能表明F-日冕是轻微极化的-挑战了F-日冕完全非极化的常见假设。
2021-03-03 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
Inversion of physical parameters in solar atmospheric seismology
磁流体动力学（MHD）波活动在太阳大气中普遍存在。磁流体地震学的目的是通过结合观测到的和理论上的磁流体波和振荡的特性来确定太阳大气磁场和等离子体结构中难以测量的物理参数。这种技术，类似于地震学或日震学，需要解决两个问题。直接问题涉及给定理论模型的波动性质的计算。反问题意味着未知的物理参数的计算，通过比较观察到的和理论的波动特性。太阳大气地震学已经成功地应用于不同的结构，如日冕环，日珥精细结构，针状物，或喷流。然而，它仍处于起步阶段。更多的还在后面。我们提出了一个概述最近的结果，特别强调在反演过程。
2012-02-01 astro-ph.SR
Understanding the variability of helium abundance in the solar corona using three-fluid modeling and UV observations
本研究受HERSCHEL探空火箭的内日冕氦丰度紫外观测启发，构建首个三维三流体倾斜日冕冕流带与慢太阳风模型，揭示氦丰度分异变化的物理过程，增进对慢太阳风起源的理解。
2024-06-21 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
The Role of Magnetic Helicity in Structuring the Solar Corona
太阳磁场的两个最广泛观察到的但也是最令人困惑的特征是光滑的层流日冕环和强烈剪切的双折射/细丝。这两个特征似乎是完全不相关的，因为环接近其最小能量的无电流状态，而细丝是高磁应力和强电流的区域。我们认为，事实上，这两个功能是密不可分的，因为两者都是由于一个单一的过程：注入磁螺旋度到日冕的光球运动和随后的演变，这种螺旋度的日冕重联。在本文中，我们提出了一个\citet{Parker72}日冕光球驱动运动，有不同程度的螺旋度偏好的响应的数值模拟。我们得到了四个主要结论：1）与\citet{Antiochos13}的螺旋度凝聚模型一致，磁重联引起的螺旋度的逆级联导致了位于极性反转线（PIL）附近的螺旋/丝状体的形成：2）这一过程去除了日冕其余部分的大部分结构，形成了光滑的层状日冕环; 3）日冕环中残余缠结的数量与驱动运动注入的净螺旋度成反比; 4）日冕的结构只取决于驱动运动的螺旋度偏好，而不取决于它们的详细时间依赖性。我们讨论了我们的结果的影响，高分辨率观测的日冕。
2016-07-27 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
Simulation Study of Solar Plasma Eruptions Caused by Interactions between Emerging Flux and Coronal Arcade Fields
利用二维MHD模拟研究了太阳大气中等离子体爆发的触发机制，这些机制是由于出射通量和日冕拱圈场之间的相互作用引起的。我们进行参数调查方面的拱廊场的高度，磁场强度，和新兴的磁通量的位置。我们的研究结果表明，存在两种可能的机制，和机制是占主导地位的主要取决于新兴通量的位置。一种机制出现时，出现的磁通量的位置是接近极性反转线（PIL）的一个弧形字段。正如先前的研究所指出的，这种机制需要新兴通量和拱廊场之间的重新连接。另一种机制出现时，新兴通量的位置是周围的边缘的拱廊场。这种机制不需要重新连接新兴通量和拱廊场，但需要重新连接在拱廊场以上的PIL。此外，我们还发现该机制的爆发条件可以用一个简单的公式表示。
2014-10-01 astro-ph.SR
Temperature inversion in long-range interacting systems
自然界中会发生温度反转，例如，在太阳日冕和星际分子云中：有点违反直觉，系统中密度较高的部分比密度较低的部分更冷。我们提出了一种简单而有吸引力的方法来自发地产生长程相互作用的系统中的温度反演，通过准备他们在非均匀的热平衡状态，然后施加脉冲扰动。在类似的情况下，短程系统通常会松弛到另一个热平衡，具有均匀的温度分布。相比之下，在长程系统中，波粒相互作用和空间不均匀性之间的相互作用将系统驱动到非平衡定态，通常表现出温度反转。我们在一个简单的平均场模型和一个二维自引力系统中证明了这种机制。我们的工作强调了粒子间相互作用的范围在确定热平衡之外的稳态性质方面所起的关键作用。
2015-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Searching for Thermal Inversion Agents in the Transmission Spectrum of MASCARA-2b/KELT-20b: Detection of Neutral Iron and Ionised Calcium H$\&$K Lines
我们分析了KELT-20 b/MASCARA-2b的透射光谱，以寻找可能的热反转剂。数据包括三个过境使用HARPSN和一个使用CARMENES。我们删除恒星和大地线交叉相关的残差与光谱模板使用1D平面平行模型假设在太阳金属丰度等温大气和化学平衡。使用似然映射方法，我们在$>$ 13- $σ$处检测到Fe I，{\sc i}，在$>$ 6- $σ$处检测到Ca I，{ \sc ii} H $\&$ K，并确认了Fe I，{ \sc ii}，Ca I，{ \sc ii} IRT和Na I，{ \sc i} D的先前检测。探测到的Fe 1 { \sc i}的信号从行星静止坐标系偏移了-3.4 $\pm$ 0.4 km s $^{-1}$，这表明有很强的昼夜风。我们的可能性映射技术还揭示了所检测到的物种的吸收特征延伸到行星大气层的不同高度。假设行列表是准确的，我们没有检测到其他潜在的热反转剂（NaH，MgH，AlO，SH，CaO，VO，FeH和TiO），这表明非化学平衡机制（如冷阱）可能已经从高层大气中去除了含Ti和V的物种。因此，我们的研究结果表明，KELT-20 b/MASCARA-2b不能具有由TiO/VO相关机制引起的反型层。因此，反型层的存在可能是由金属原子如Fe 1 { \sc i}和Fe 1 { \sc ii}引起的。最后，我们报告了在我们所有的数据集中的Fe 1，{ \sc…
2020-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of the Thermodynamic Properties of a Coronal Mass Ejection in the Inner Corona
日冕物质抛射（CME）在内日冕（< 1.5 R $_{sun}$）中的热力学演化尚未完全了解。在这项工作中，我们通过结合MLSO/K-Cor白光和MLSO/CoMP Fe XIII 10747光谱数据，研究了2017年7月20日在内日冕中观测到的CME核心热力学性质的演变。我们还估计了发射测量加权温度（$_{EM}$）的CME核心的SDO/AIA六个EUV通道的数据应用差分发射测量（DEM）反演技术，并将其与有效温度（$_{eff}$）使用Fe XIII线宽测量获得。我们发现CME核心的$_{eff}$和$_{EM}$在~1.05到1.35 R $_{sun}$的传播过程中表现出相似的变化，并且几乎保持不变。日冕物质抛射核心的温度是百万开氏度的数量级，表明它与日珥无关。此外，我们估计的电子密度的CME核心使用K-Cor偏振亮度（PB）的数据，并发现它减少了一个因素的3.6核心的演变。一个有趣的发现是，CME核心的温度几乎保持不变，尽管预期的绝热冷却由于CME核心的膨胀，这表明CME核心等离子体必须被加热，因为它的传播。我们的结论是，这个CME核心的膨胀行为更像是一个等温过程，而不是一个绝热过程。
2023-01-30 astro-ph.SR
Thermal and Non-Thermal Properties of Active Region Recurrent Coronal Jets
我们目前经常性的活动区日冕射流的观测，并推导出它们的热和非热性质，通过研究等离子体的物理性质，同时在基地的脚点，并沿射流流出。用SDO-AIA在极紫外区和RHESSI在X射线区观测了分析的太阳喷流样品。主要的热等离子体的物理参数：温度，密度，能流贡献等计算使用多重反演技术，以获得差分发射测量从极紫外滤波图。基本模型进行评估，并审查其局限性和适用性。作为补充，我们对高能X射线观测进行源重建和光谱分析，以进一步评估热结构并确定非热等离子体发射特性。我们讨论了一个特殊的半影磁重联网站，我们以前确定为“日冕间歇泉”。证据支持冷和热的热发射，和非热发射，间歇泉射流的一个子集。这些活跃的区域射流被发现是积极强于他们的极地同行，但我们发现他们的日光层能量和动力学的潜在影响是有限的。我们仔细检查间歇泉是否适合非热喷发微耀斑图片，发现我们的观测在峰值耀斑时间只能解释热和非热发射模型的组合。这种间歇泉的分析提供了新的信息和观测限制适用于太阳喷流的理论建模。
2022-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere. II. Non-LTE chromospheric diagnostics and inversions
太阳外层的磁通量是向色球层和日冕释放能量的基本机制。在本文中，我们研究了颗粒大小的通量浓度的出现和相应的物理参数的结构和大气诊断在上层光球和色球层。我们利用一个现实的三维MHD模拟的外层太阳研究的Ca II 8542线的形成。我们还从我们的观察的非LTE反演中获得半经验3D模型。这些模型包含深度依赖的温度和视线分层的信息。我们的分析解释了奇特的钙II 8542配置文件中观察到的磁通新兴地区。此外，我们推导出详细的温度和速度图描述的上升磁泡从光球到色球层。反演表明，在活跃区域，颗粒大小的气泡出现到较低的色球层，现有的大规模领域阻碍了他们的上升。当磁场到达色球层时，我们报告了加热的迹象。
2015-03-12 astro-ph.SR
Flux emergence and coronal eruption
我们的目的是研究从太阳内部出现的扭曲通量管的光球通量分布。我们还报告了一个新的磁通绳喷发时，新兴的管上升到一个预先存在的磁场的日冕。为了研究演化，我们使用三维数值模拟，通过求解时间相关的和电阻MHD方程。我们定性比较我们的数值计算结果与MDI磁图的新兴通量在太阳表面。我们发现光球磁通量分布由极性相反的两个区域和极性反转线（PIL）两侧的细长磁尾组成，这取决于出射磁力线的方位角性质和上升管的初始场强。由于等离子体向PIL运动，它们的形状逐渐变形。我们的结果与观测研究的活动区（AR）的磁通量出现在定性的协议。此外，如果出射管的初始扭曲很小，光球磁场发展成波浪形，并且不具有尾部。在所有的情况下，我们发现，一个新的磁通绳形成以上的新兴管，可能会爆发到日冕的原始轴，这取决于周围的磁场强度。
2010-03-11 astro-ph.SR
The Application of the Filtered Backprojection Algorithm to Solar Rotational Tomography
太阳旋转层析成像（SRT）是重建三维日冕物理参数的重要方法。在这里，我们提出了一种方法，将滤波反投影（FBP）算法的SRT。由于太阳极紫外（EUV）观测存在的几个问题，特别是由于隐藏在太阳后面的日冕背面未被观测到而导致的数据缺失所造成的问题，FBP算法通常不适合SRT。我们开发了一种方法来生成一个修改的正弦图，解决了阻塞问题。修改后的正弦图是由太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的两个相对位置的EUV数据相结合而产生的。我们在2019年2月生成了大约一个月的修改后的正弦图，并在静态假设下重建了三维日冕。为了获得日冕的物理参数，我们采用了DEM反演方法。我们测试的FBP算法与修改后的正弦图的性能，通过比较重建的数据与观察到的EUV图像，电子密度模型，以前的研究电子温度，和观察到的coronagromatic图像。结果表明，FBP算法合理地重建了亮区和冕洞，并能再现它们的物理参数。FBP算法的主要优点是易于理解和计算效率高。因此，它使我们能够很容易地探测日冕的不均匀电子密度和温度分布。
2020-05-20 astro-ph.SR
Nanoflare Heating of the Solar Corona Observed in X-rays
在较冷的光球层上存在着百万度的日冕，这是天体物理学中一个尚未解决的问题。对无论太阳活动周期的哪个阶段都存在的静止日冕的详细研究可能会为解决这个难题提供富有成效的线索。然而，加热机制的属性只能在统计上得到这些地区，由于其未解决的性质。在这里，我们基于Upendran & Tripathi（2021 a）的机器学习方案为Pauluhn & Solanki（2007）的经验脉冲加热模型开发了一个两步反演方案，并将其应用于Chandrayaan - 2上X射线太阳监测器（XSM）测量的宁静日冕的圆盘积分通量测量。我们使用三个能量通带中的数据，即，1 - 1.3 keV、1.3 - 2.3 keV和1 - 2.3 keV，并估计典型的脉冲事件频率、时间尺度、幅度和幅度分布。我们发现，脉冲事件发生的频率为$\approx$ 25事件每分钟与一个典型的寿命为$\approx10$分钟。它们的特征在于具有斜率$α\leq2.0$的幂律分布。这些事件的典型振幅位于$10^{21}$ - $10^{24}$尔格的能量范围内，在1 - 2.3 keV的能量范围内，典型辐射损失约为$\approx10^3$尔格cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这些结果提供了进一步的限制亚像素脉冲事件的属性，在维持宁静的日冕。
2022-11-04 astro-ph.SR
The Mechanism for the Energy Buildup Driving Solar Eruptive Events
从巨大的日冕物质抛射到小型的日冕洞喷流，太阳喷发事件（SEE）的潜在起源是太阳日冕中最低层的磁通量经历了应力和自由能的持续积累。这种磁应力长期以来被观测为“细丝通道“现象：光球极性反转线周围的强烈剪切磁场。然而，应力积累的机制--细丝通道的形成--仍然有争议。我们提出了磁流体动力学模拟的日冕体积，是由瞬态驱动，细胞边界流设计模型的光球驱动日冕的过程。我们的模拟的主要特点是，它们准确地保存磁螺旋度，拓扑量是保守的，即使在无处不在的磁重联的存在。虽然小尺度的随机应力被注入光球层各处，驱动整个日冕的随机重联，但磁演化的最终结果是最低位场线的相干剪切。这个高度违反直觉的结果-磁应力在局部建立而不是分散以达到最小能量状态-解释了细丝通道的形成，并且是SEE的基本机制。此外，这种机制可能与其他天体物理或实验室等离子体有关。
2017-11-01 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
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
On the velocity drift between ions in the solar atmosphere
太阳大气是由许多处于不同电离和激发水平的物质组成的。上色球层、过渡区和日冕几乎没有碰撞。因此，例如，离子和中性粒子之间的滑移，或不同物种之间的相互作用，可能会发挥重要作用。我们已经开发了一个三维多流体和多物种的数值代码（Ebysus）来研究这种影响。Ebysus能够治疗物种（例如，氢、氦等）和流体（中性粒子、激发态和电离态元素），包括太阳大气中的非平衡电离、动量交换、辐射、热传导和其他复杂过程。将不同的物质视为不同的流体会导致不同离子之间的漂移以及耦合这些运动的电场。两种电离流体的耦合可以导致它们之间的反相旋转运动。不同的电离物质和动量交换可以消除这种速度漂移，即，将波浪动能转换成热能。高频阿尔文波驱动，例如，重联被认为发生在太阳大气中，可以驱动这种多离子速度漂移。
2020-07-31 astro-ph.SR
Dynamics of coronal rain and descending plasma blobs in solar prominences: II. partially ionized case
日冕雨团和日珥结是色球层到过渡区温度的密集凝聚，这些温度在更热的日冕中下降。它们的典型速度范围分别为30- 150 km~s $^{-1}$和10- 30 km~s $^{-1}$的数量级，即，它们比自由降落速度小得多。这些冷团块包含电离和中性物质的混合物，它们必须动态耦合才能像观察到的那样落在一起。我们调查这种耦合的流体动力学模拟，其中耦合产生的离子和中性粒子之间的摩擦。这里提出的数值模拟是\citet{oliver2014}的部分电离的情况下的扩展。我们发现，尽管在团簇中心两种粒子的相对漂移速度小于1 m s $^{-1}$，但它足以产生强耦合带电粒子和中性粒子所需的力.对于完全电离的等离子体，电离度对我们以前工作的主要结果没有明显的影响：凝结有一个初始加速阶段，随后是一个大致恒定速度的时期，此外，最大下降速度明显与初始团块与环境密度的比值相关。
2015-10-28 astro-ph.SR
Coronal Plasma Characterization via Coordinated Infrared and Extreme Ultraviolet Observations of a Total Solar Eclipse
我们提出了2017年8月21日日全食的协调日冕观测与机载红外光谱仪（AIR-Spec）和极紫外成像光谱仪（EIS）。这些仪器在近中红外（IR）和极紫外（EUV）两种不同的波长范围内提供了前所未有的日冕视图，为表征复杂的日冕等离子体环境开辟了新的途径。在日全食期间，AIR-Spec在赤道西翼附近采集了日冕红外光谱，在1.4 - 4 $μ$ m的两个通带中探测到了Mg VIII、S XI、Si IX和Si X的强源。我们应用发射测量（EM）轨迹分析这些红外发射线，以测试其作为日冕温度诊断的能力。密度敏感的Fe XII 186.9 <$/192.4 <$线对提供空间分辨的视线电子密度，支持EM位点分析。由此，我们发现EM轨迹交点在距离肢体30弧秒处的温度为$10^{6.13}$ K，在距离肢体100弧秒处的温度为$10^{6.21}$ K。应用相同的EM位点分析27 EIS发射线与7个离子物种（Fe X-XIV，S X，和Si X）证实了这些结果，显示了强有力的证据，等温等离子体在整个区域。然而，IR EM轨迹分析遭受适度的不确定性。可能的来源包括：弱信号，来自日珥的红外污染，以及连续辐射的光激发。无论如何，我们证明了EUV光谱数据是有价值的限制日冕红外发射模型，并将是未来的红外太阳观测站，特别是DKIST的有力补充。
2019-02-14 astro-ph.SR
A Total Solar Eclipse Earth-Based Mission: Multi-wavelength Observations from Land, Sea and Air to Probe the Critical middle Corona
在可见光和近红外（V+NIR）中从空间观测日冕发射线方面存在着一个令人遗憾的空白。它们独特的科学优势源于它们形成时辐射激发的主导地位，因此它们的发射可以在边缘以上的几个太阳半径范围内被检测到。因此，V+NIR发射线可以产生日冕等离子体的物理性质的唯一推断，例如物种温度，密度，元素丰度，以及沿着和垂直于视线的速度。这些诊断已经在日全食期间数十年无与伦比的高分辨率成像和光谱观测中得到了证明。该白皮书呼吁为日全食地球任务提供专项资金，用于从2024年开始的未来十年内对日冕进行地面，空中和海上观测。拟议的飞行任务利用了V+近红外日冕发射线提供的独特诊断潜力，以推断距离太阳表面至少5 Rs范围内的关键等离子体参数。这一关键的日冕空间目前在现有的和拟在拟议的时间框架内发射的日冕仪中缺失。每次日食的多站点观测平台将进一步捕获日冕等离子体在至少1小时的时间跨度内的时间变化，时间分辨率为几分之一分钟。此外，该任务为探索未来使用日冕仪的新技术提供了无与伦比的机会。这一任务具有独特的、重大的、更广泛的影响，为公众和年轻一代提供了从一个令人敬畏的宇宙事件中参与日光层科学的外联机会。
2023-02-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observational Quantification of the Energy Dissipated by Alfvén Waves in a Polar Coronal Hole: Evidence that Waves Drive the Fast Solar Wind
我们提出了一个测量的能量携带和消散的阿尔文波在极冕洞。阿尔文波被认为是加热日冕并驱动太阳风的能源。先前的工作表明，在冕洞中，线宽随着高度的增加而减小，这是波阻尼的特征，但无法量化波损失的能量。这是因为线宽取决于非热速度v_nt和离子温度T_i两者。我们已经实现了一种方法来分离的T_i和v_nt的贡献使用的观察，在低高度的波是无阻尼和离子温度不随高度变化。这使我们能够确定在低高度处波浪携带的能量，该能量与v_nt成比例。我们发现，在2007 - 2009年的太阳活动极小期，存在的初始能流密度为6.7 +/- 0.7 x 10^5 erg cm^-2 s^-1，这足以加热冕洞并加速太阳风。此外，我们发现，大约85%的这种能量耗散低于1.5 R_太阳，足够低的热传导可以传输整个冕洞的能量，加热它和驱动快速的太阳风。剩余的能量与模型显示的为快速太阳风提供音速点以上的扩展加热所需的能量大致一致。我们还研究了T_i，发现T_i随离子种类的不同而在1 - 2 MK的范围内。
2013-08-29 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic modeling of solar coronal dynamics with an initial non-force-free magnetic field
日冕中的磁场通常既不是无力的，也不是轴对称的，并且具有难以表征的复杂动力学。本文利用磁流体动力学模型模拟了太阳日冕磁场线的拓扑演化。模拟初始化的非轴对称非力自由磁场，最好的相关性与观测到的太阳活动区（AR）的矢量磁图。为了专注于这些想法，进行了模拟的扩口AR 11283指出，其复杂性和有据可查的动态。模拟的动力学发展的初始洛伦兹力推动等离子体，并促进连续的磁重联在两个X-型零线存在于初始字段。重要的是，模拟允许自发发展的质量流，独特的当代作品中，优先重新连接场线在X型零线之一。因此，一个由低位扭曲的MFL组成的磁通绳，它近似地跟踪主极性反转线，经历了一个不对称的单调上升。上升是由于磁张力的减少，在该地区覆盖的绳子，导致重新连接。绳索的单调上升符合火炬的标准场景。重要的是，模拟的动态导致磁通绳的分叉，这类似于AR 11283中观察到的细丝分叉，建立了描述AR的初始场的适当性。
2017-05-07 astro-ph.SR
Diagnostics of the Coronal Hole and the adjacent Quiet Sun by The Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS)
利用日冕仪/极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱诊断技术，对冕洞（CH）和邻近的宁静太阳（QS）进行了比较。日冕漏斗在新生快太阳风的形成和传播中起着重要作用。应用高斯拟合方法对观测到的谱线轮廓、多普勒速度、强度、谱线宽度和电子密度进行了估算。本研究的目的是根据光谱特征识别日冕漏斗。在QS和CH中发现了超宽区（超过阈值的超宽区）。在CH和QS的超宽区中，等离子体流反转（在特定高度处平均红移变为蓝移）发生在~ 5.01 $\times$ 10 $^{5}$ K。此外，在QS的宽度过大的区域中的高密度集中提供了这些区域是日冕漏斗的足迹的指示。我们还发现CH的非热速度比QS高，证实CH是快速太阳风的源区。多普勒和非热速度记录不同的温度线也与以前发表的结果进行了比较。从太阳低层大气到高层大气，低层大气以下降流为主，而日冕线则以上升流为主，最大值为10-12 km s $^{-1}$。非热速度首先增加，但在Log T $_{e}$ = 5.47之后，它在QS中进一步减小。这种趋势可以解释为阿尔文波消散的特征，而先前报告的增加趋势可能归因于阿尔文波在较低高度增长的特征。O { \sc vi}形成温度附近纳米耀斑的优势也可以解释非热速度趋势。
2014-09-03 astro-ph.SR
TomograPy: A Fast, Instrument-Independent, Solar Tomography Software
近年来，由于强大算法的发展和更强大计算机的可用性，太阳层析成像技术取得了迅速进展。今天，它可以为解决与太阳成像仪和日冕仪数据中的视线整合相关的问题提供重要的见解。然而，仍然存在一些挑战，如可用数据量的增加、对观测结构随时间演变的处理以及多航天器研究中数据的异质性。我们提出了一个通用的软件包，可以执行快速层析成像反演，与测量的数量，线性与重建立方体的长度（而不是体素的数量）和线性与核心的数量，并可以使用来自不同来源的数据和各种物理模型：TomograPy（http：//nbarbey.github.com/TomograPy/），Python包索引上免费提供的开源软件。为了提高性能，TomograPy使用了并行投影算法。它依赖于世界坐标系标准来管理各种数据源。提供了各种反演算法来执行断层图像估计。测试套件与代码一起提供，以确保软件质量。由于它使用的Siddon算法，它被限制为矩形平行六面体体素，但球形几何的电晕可以通过适当使用的先验处理。我们描述的代码的主要特点，并显示三个实际的例子，多航天器层析反演使用STEREO/EUVI和STEREO/COR 1数据。静态和平稳变化的时间演化模型。
2011-03-30 astro-ph.IM astro-ph.SR stat.AP
