A study of the unbalanced magnetic polarity distribution of 70 coronal holes was performed. Data from the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) were used to examine the photospheric line-of-sight magnetic field ($B_{\mathrm{LOS}}$) beneath these coronal holes. The skewness ($S$) values of the $B_{\mathrm{LOS}}$ distributions revealed significant asymmetry, characterized by the dominance of one magnetic polarity, with $\sim88\%$ of the coronal holes exhibiting a skewness value ranging from $\pm(0.20~\text{to}~0.40)$. The corresponding magnetic flux imbalance ($Φ_{\mathrm{imb}}$) ranges from $20\%$ to $45\%$. In contrast, quiet-Sun regions show symmetric magnetic field distributions with skewness values less than$~0.11$ and flux imbalance less than $11.0\%$. A study of a coronal hole as it traverses across the disk shows that the magnetic field distribution does not evolve significantly over this time, remaining stable across half a solar rotation. A moderate correlation ($r = 0.60$) between the magnetic flux imbalance and the speed of associated high speed solar wind streams ($v_{\mathrm{HSS}}$) suggests that flux imbalance may contribute to the generation of these faster solar wind streams. These results imply that regions with higher flux imbalance ($Φ_{\mathrm{imb}}$), indicative of more open magnetic field structures, present more favorable conditions for plasma acceleration as compared to closed bi-polar field, but the moderate correlation indicates that other factors may also play important roles.
Observations of Slow Solar Wind from Equatorial Coronal Holes
由于其独特的组成特性和可变性，低速（$\lesssim 450$ km s $^{-1}$）太阳风被广泛认为是来自日冕流光，而不像高速风，它来自日冕洞。另一种情况是，大部分慢风（不包括日光层电流片附近的慢风）源自扎根于小日冕洞或大日冕洞边界内的快速发散通量管。这种观点主要是基于光球场的外推，这种外推具有相当大的不确定性，并且不包括动力学效应，因此很难确定一个源是位于黑洞边界之内还是之外，或者一个高纬度的黑洞是否与地球相连。为了最大限度地减少对场线外推的依赖，我们已经寻找了在中央子午线赤道冕洞的情况下，其次是在地球上的低速流。我们描述了2014 - 2017年期间的14个例子，涉及位于活动区附近的Fe XIV 21.1 nm冕洞，赤道宽度为$\sim$ 3 $^\circ$-10 $^\circ$。相关的现场风的特征是速度$v\sim 300$-450 km s $^{-1}$和O $^{7+}$/O $^{6+}$的比值为$\sim$ 0.05 - 0.15，其中$v$显示出通常与质子温度的相关性。此外，与最近的其他研究一致，这种缓慢的风具有非常高的阿尔夫维尼性，类似于高速气流。我们的结论是，小冕洞是一个主要的贡献者缓慢的太阳风在最大和早期后极大阶段的太阳周期。
Axial-Dipole and Equatorial-Dipole Coronal Holes: Congruent Magnetic Geometry, Divergent Evolution
Advanced Heliophysics Inc.（高级日球物理公司）；US Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；European Space Agency, ESTEC（欧洲空间局，欧洲空间研究与技术中心）
利用SOHO、STEREO和Hinode的观测资料，研究了赤道冕洞区的磁场演化。两个偶极子一个接一个地出现。第一偶极子的负元件由于与第二偶极子的正元件的相互作用而消失。在这个过程中，观察到喷流和等离子体爆发。第二偶极子的相反极性先分离，然后相互抵消，这是首次在冕洞中报道的。随着第二偶极子无符号磁通量在两天内从9.8*10^20 Mx减少到3.0*10^20 Mx，171 A亮度下降了75%，冕环明显收缩。在相消位置，横向场很强，直接从正元素指向负元素，同时观测到平均速度为0.9 km s-1的多普勒红移，与相消岛运动的水平速度（1.0 km s-1）相当。几天后，日冕洞的东北部，偶极子所在的地方，似乎是一个安静的区域。这些观测结果支持了两个偶极子之间的相互作用是由磁通重联引起的，而第二个偶极子的相反极性之间的抵消是由于原始环路的淹没。这些结果将有助于我们理解冕洞的演化。
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。
Coronal and Chromospheric Signatures of Large-Scale Disturbances Associated with a Major Solar Eruption
我们提出了日冕和色球观测大规模的干扰与2005年9月7日的一个主要的太阳爆发。在GOES/SXI中，记录了在南半球传播的弧形日冕增亮。SXI锋面的初始速度为730 km/s $^{-1}$，之后逐渐减速，其中心位于日冕物质抛射（CME）的中心位置角附近，但远离耀斑中心。在MLSO/PICS H $α$和MLSO/CHIP He I 10830射电望远镜上都观测到了色球扰动的特征，并可分为两部分。南部的特征出现在SXI锋扫过的区域，H $α$亮锋与SXI锋重合，而He I暗锋落后于SXI锋，但显示出相似的运动学。在南方信号路径的前方，观察到一个暗条的振荡。北半球的特征出现在赤道附近，H $α$和He I锋相互重合。它们首先向西传播，然后在赤道冕洞（CH）的边界向北偏转。基于这些观测事实，我们认为全球扰动与CME的升空有关，并表现出一种混合性质：SXI签名和相应的南部色球签名的主要非波CME侧翼性质，和冲击快模式日冕磁流体动力学（MHD）波性质的北部色球签名。
Upflows in funnel-like legs of coronal magnetic loops
Ne viii的显著蓝移与平静太阳中磁网络的连接点有关，这一点仍然没有得到很好的理解。通过比较的日冕磁场结构所获得的位场重建与显着的蓝移补丁的多普勒频移Ne VIII在赤道安静的太阳区域观察到的，我们发现，大多数地区具有显着的上升流与漏斗状的腿的磁环和共空间的线宽的增量。这些准定常上升流可被视为日冕环物质供应的特征。通过使用线强度的平方根作为等离子体密度的代理，可以估计每个漏斗中的上升流的质量通量。我们发现，质量通量是反相关的漏斗的膨胀因子确定从外推的磁场。其中一个环系统与一个日冕亮点有关，它被几种仪器观测到，在不同的波长和观察方向上表现出各种形态。一个显着的协议之间的磁性结构和相关的EUV发射模式被发现，表明一个几乎势场性质的日冕磁场。我们还报告了直接检测的小规模虹吸流的STEREO卫星。然而，这种瞬态虹吸流发生在一个弱的混合极性场区域，这是外相邻的磁漏斗，因此，它可能是不相关的漏斗中的等离子体上升流。基于这些观测结果，我们认为，在上TR温度的主导流在安静的太阳日冕环是持久的上升流，而不是虹吸流。我们还讨论了日冕加热和未解决的磁结构的影响。
Variation of Coronal Activity from the Minimum to Maximum of Solar Cycle 24 using Three Dimensional Coronal Electron Density Reconstructions from STEREO/COR1
A turbulence index independent framework for deriving solar wind speed and coronal electron density from radio spectral broadening
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Indian Space Research Organization, Vikram Sarabhai Space Centre（印度空间研究组织，维克拉玛·萨拉巴伊航天中心）；University of Kerala（喀拉拉大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）
Sulfur fractionation in coronal plumes as observed by Solar Orbiter/SPICE
Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学）；European Space Agency（欧洲空间局）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
Sympathetic Eruption of Two Filaments and Associated Solar Coronal Jet
Yunnan Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）
Observations of high and low Fe charge states in individual solar wind streams with coronal-hole origin
起源于冕洞的太阳风比较容易理解，其特点是与所谓的慢速太阳风相比，密度和平均电荷状态较低。除波扰动外，冕洞太阳风的平均性质是大致恒定的。在这个案例研究中，我们专注于观测的太阳风离子成分谱仪（SWICS）的高级成分探测器（ACE）的单个流的冕洞太阳风，说明虽然O和C的电荷状态是低的冕洞风，铁电荷分布是更多变的。特别是，\markmeold{we illustrate that the Fe charge states in coronal-hole solar wind are frequently as high as in slow solar wind. We selected individual coronal-hole solar wind}流基于它们的碰撞年龄以及它们各自的O和C电荷态，并分析了它们的Fe电荷态分布。此外，结合简单的弹道反映射和势场源表面模型，高和低Fe电荷状态的流之间的转换被映射回光球。2004年和2006年的相对频率高，低铁电荷态流进行了比较。我们发现了几个其他典型的冕洞流，包括铁的电荷状态或高或低，在缓慢的太阳风。在2006年的八个这样的过渡被映射回赤道冕洞，要么是孤立的或连接到北冕洞。到目前为止，识别与过渡相关的冠状结构的尝试还没有定论。
Response of the solar atmosphere to magnetic field evolution in a coronal hole region
方法.我们研究了2007年7月27日由HINODE和STEREO同时观测到的赤道CH。利用HINODE/SP图计算了光球的物理参数，研究了光球的磁场演化和分布。利用HINODE/BFI高时空分辨率的G波段和Ca II H图像以及STEREO/EUVI多波长数据，研究了不同上覆层对应的大气响应。结果我们探讨了一个新兴的偶极子位于CH边界。伴随着新兴的偶极子的小型弓丝（AF）观察与Ca II H线。在偶极足点分离过程中，出现3个AF，依次扩大。第一次房颤晚期分裂为两段，第二次和第三次房颤晚期爆发。这三个AF的寿命分别为4、6、10分钟，三次分裂或喷发之间的两次间隔分别为18和12分钟。我们显示一个例子的混合极性通量出现在CH内的IN字段，并提出相应的色球响应。随着积分磁通量的增加，Ca II H图像的亮度呈现增加的趋势。我们还研究了位于CH边界的NT场的磁通量抵消，并给出了明显的色球和日冕响应。我们注意到，在171 A图像中看到的较亮区域与相互作用的磁性元素有关。通过对NT和IN元素的分析以及不同大气层的响应，得到NT磁通量密度与G带（相关系数为0.85）和Ca II H（相关系数为0.58）亮度之间的良好线性正相关关系。
