Determining heating time scales in solar active region cores from AIA/SDO Fe XVIII images
我们提出了一个在AIA/SDO 94 A过滤图像的Fe XVIII线组件中观察到的太阳活动区的核心瞬态增亮的频率的研究。Fe XVIII发射使用经验校正来分离，以去除“暖”发射对该通道的贡献。与EIS/Hinode的同步观测相比，我们发现在Fe XVIII中观察到的变化与在相似温度下形成的谱线的发射强烈相关。我们研究了在不同的演化阶段的活动区域的核心循环的演变。使用一个新开发的事件检测算法，我们的特征分布的事件频率，持续时间和幅度在这些活跃的地区。这些分布在年龄相似的地区是相似的，并随着地区的年龄而显示出一致的模式。这表明，这些特征是太阳活动区模型的重要约束。我们发现，对于任何给定的视线，强度波动的典型频率约为1400 s，即每小时约2-3个事件。然而，使用EBTEL 0 D流体动力学模型，我们表明，这只设置了沿视线加热频率的下限。
2013-11-25 astro-ph.SR
Response of SDO/HMI observables to heating of the solar atmosphere by precipitating high-energy electrons
我们进行了分析的SDO/HMI的太阳大气模型的视线（LOS）可观的沉淀在太阳耀斑的高能电子加热。辐射流体动力学（RADYN）耀斑模型来自F-CHROMA数据库。本文采用辐射转移程序RH1.5D，在假定原子能级布居统计平衡和施加不同强度的均匀垂直磁场的情况下，计算了SDO/HMI观测到的Fe 6173 A谱线的Stokes轮廓。采用SDO/HMI观测序列和LOS数据处理流水线算法，推导了观测量（连续强度、线深、多普勒速度、LOS磁场）。我们的研究结果表明，从实际的光谱线参数的观测值的最强的偏差被发现的模型与总能量沉积的$E_{total}=1.0\times{}10^{12}$尔格厘米$^{-2}$，注入幂律谱指数$δ=3$以上的低能量截止$E_{c}=25$ keV。速度和磁场偏差的大小取决于施加的磁场，并且对于LOS速度可以达到0.35 km/s，对于LOS磁场可以达到90 G，并且对于1000 G施加的LOS磁场设置连续增强可以达到3%。对于$E_{total}\geq{}3.0\times{}10^{11}$ erg cm $^{-2}$模型，速度和磁场偏差与$\sim$ 50 keV电子携带的能流最强相关，并且连续增强与合成的$\sim$ 55-60 keV硬X射线光子通量相关。相对较低的幅度的扰动的观测和磁场符号反转的情况下，考虑辐射流体动力学束加热模型增强均匀垂直磁场设…
2020-03-01 astro-ph.SR
Microflare Heating of a Solar Active Region Observed with NuSTAR, Hinode/XRT, and SDO/AIA
NuSTAR是一个高灵敏度聚焦硬X射线望远镜，在其初始太阳指向中观测到了几个小的微耀斑。本文介绍了NuSTAR和Hinode/XRT在2015年4月29日~11：29 UT首次联合观测到的微耀斑。这个微耀斑显示材料加热到几百万开尔文，用Hinode/XRT在软X射线（SXR）中观察到，并且用SDO/AIA在极紫外（EUV）中隐约可见。对于该区域的四个NuSTAR观测中的三个（前，衰变和后阶段），光谱很好地拟合了3.2-3.5 MK的单一热模型，但在脉冲阶段的光谱显示出高达10 MK的额外发射，相当于A0.1 GOES类的发射。我们使用SDO/AIA，Hinode/XRT和NuSTAR恢复差分发射测量（DEM），在温度方面提供前所未有的覆盖范围。我们发现耀斑前的DEM峰值约为3 MK，并在5 MK时急剧下降;但在微耀斑的脉冲阶段，高于3 MK的发射更亮，并延伸到10 MK，给出约$2.5 \times 10^{25}$ erg s $^{-1}$的加热速率。由于NuSTAR光谱是纯热的，我们确定了可能的非热韧致辐射的上限。我们发现，加速电子的加热源需要一个低能量截止$E_{c} \lesssim 7$ keV的$δ\ge 7$的幂律谱。总之，这第一个NuSTAR微耀斑非常类似于更强大的耀斑。
2017-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Heating Mechanisms for Intermittent Loops in Active Region Cores from AIA/SDO EUV Observations
我们调查的强度变化和能量沉积在活动区核心的五个日冕环。选择这些是因为它们在AIA/SDO 94射电强度通道中具有很强的可变性。我们通过建模和减去对发射的“温暖”贡献，分离出94 ° C和131 ° C的热Fe XVIII和Fe XXI组分。HMI/SDO数据使我们能够专注于回路中的“苔藓间”区域。苔藓间强度时间序列的详细演变揭示了在与纳米耀斑风暴兼容的模式中被脉冲加热的环路，其中热131个信号中的尖峰领先，其他五个EUV发射通道以渐进冷却的顺序跟随。电子温度的急剧上升往往紧随热131欧姆信号之后，证实了该过程的脉冲性质。一个更冷的增长排放量的过程随之而来，速度更慢。当在五个环路上取平均时，热131 μ m信号的傅立叶功率谱呈现出三种标度区域，其断裂频率为（0.1/min）和（0.7/min）。低频区域对应于1/f噪声;中间区域表示持续的缩放过程，高频区域显示白噪声。非常相似的结果被发现的能量耗散在一个2-D的“混合”壳模型的环路磁湍流，减少磁流体力学的基础上，这是兼容的纳米耀斑统计。我们认为，这种湍流耗散是我们的循环的能量来源。
2014-09-05 astro-ph.SR
Bridging the gap: consistent modeling of protoplanetary disk heating and gap formation by planet-induced spiral shocks
Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球行星科学系）；Division of Liberal Arts, Kogakuin University（工学院大学人文学部）
本研究通过自洽模型统一行星诱导螺旋激波导致的盘加热与间隙形成，揭示巨行星对邻近行星和行星esimal分布的影响。
2026-01-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
A new sdO+dM binary with extreme eclipses and reflection effect
我们报告发现了一个新的全食双星（RA=06：40：29.11; Dec=+38：56：52.2; J=2000.0; Rmax=17.2等），它有一个sdO主星和一个强辐射红矮星伴星。它的轨道周期为Porb=0.187284394（11）d，食深超过5等。我们得到了两个低分辨率的分类光谱与GTC/OSIRIS和10个中等分辨率的光谱与WHT/ISIS约束的二元成员的属性。光谱主要由H巴耳末和He II吸收线从sdO星，和相位相关的发射线从照射的同伴。结合光谱和光变曲线的分析表明，热亚矮星的温度Teff（spec）= 55 000 +/-3000 K，表面重力log g（phot）= 6.2 +/- 0.04（cgs），He丰度log（nHe/nH）= -2.24 +/- 0.40。炽热的sdO星照射红矮星伴星，将其亚恒星温度加热到22500 K。伴星的表面参数很难从现有的数据中得到限制：最显著的特征是发射中的强H巴耳末和C II-III线。径向速度估计与sdO+dM分类一致。测光数据没有显示任何sdO脉动振幅大于7毫等的迹象，而Halpha-filter图像也没有提供证据证明sdO恒星存在行星状星云。
2015-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar Coronal Loops Resolved by Hinode and SDO
尽管对太阳进行了数十年的研究，但日冕加热问题仍然没有解决。一个根本的问题是，我们不知道日冕加热机制的空间尺度。在1000公里或更高的空间分辨率下，大多数观测可能代表多个未分辨结构的叠加。在这封信中，我们使用的光谱数据的组合，从日之出EUV成像光谱仪（EIS）和高分辨率图像的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台，以确定日冕环的空间尺度。我们使用密度测量来构建所观察到的环的多线程模型，并使用更高的空间分辨率的成像数据来确认这些模型。结果允许我们对重现特定循环结构所需的线程数量设置约束。我们证明，在几种情况下，百万度的循环被发现是单一的单片结构，完全空间解决目前的仪器。然而，大多数循环必须由许多更精细的、未解决的线程组成;但模型表明，即使对于这些循环，线程的数量也可能很小，这意味着它们也接近于被解决。这些结果挑战了基于电晕中编织磁场重联的环路加热模型。
2012-06-06 astro-ph.SR
First direct measurements of transverse waves in solar polar plumes using SDO/AIA
人们对确定沿太阳结构传播的Alfvénic波对日冕加热和太阳风加速问题的精确贡献非常感兴趣。自从SDO/AIA发射以来，已经有可能解决边缘外太阳极羽流中的横向振荡，最近McIntosh等人（2011，Nature，475，477）得出结论，这种波的能量足以在加热日冕和加速快速太阳风中发挥作用。然而，这一结果是基于与蒙特卡罗模拟的比较，通过直接测量的确认仍然是悬而未决的。因此，这封信报告了第一次直接测量太阳极地羽流中的横波运动。在4小时的时间内，我们测量了SDO/AIA 171 °通道中观察到的596个不同振荡的横向位移、周期和速度振幅。我们发现一个广泛的非均匀分布的参数值，这是很好地描述了对数正态分布的峰值在$234$公里，$121$的和$8$公里的$^{-1}$，平均值和标准偏差的$407\pm297$公里，$173\pm118$的和$14\pm10$公里的$^{-1}$。在标准差范围内，我们的直接测量结果与以前的结果基本一致。然而，占我们观察到的整个非均匀参数分布，我们计算的能量通量$9-24$ W m $^{-2}$，这是$4-10$倍以下的太阳风加速的能量需求。因此，我们的研究结果表明，横向MHD波解决SDO/AIA不能占主导地位的能源快速太阳风加速的开放场日冕。
2014-06-20 astro-ph.SR
The Magnetic Properties of Heating Events on High-Temperature Active Region Loops
了解磁场和日冕加热之间的关系是太阳物理学的中心问题之一。然而，对脉冲加热线圈的磁特性的研究却很少。我们目前的研究结果从34个不断变化的日冕循环中观察到的Fe XVIII线组件的AIA/SDO 94 A过滤器图像从三个活动区域具有不同的磁性条件。我们表明，每单位横截面的环的峰值强度取决于它们各自的磁性和几何性质。对于$(B_{avg}/L)^{0.52\pm0.13}$的组合依赖性，强度与沿环的平均场强（$B_{avg}$）成比例，与环长度（$L$）成反比。这些回路的性质推断从磁推断的光球HMI/SDO的视线和矢量磁场在三个近似：潜在的和两个非线性无力（NLFF）的方法。通过流体动力学建模（EBTEL模型），我们表明，这种行为是兼容的脉冲加热回路的体积加热速率，规模为$ε_H\sim B_{avg}^{0.3\pm0.2}/L^{0.2\pm^{0.2}_{0.1}}$。
2019-04-26 astro-ph.SR
Forward Modeling of Synthetic EUV/SXR Emission from Solar Coronal Active Regions: Case of AR 11117
最近在利用Hinode、TRACE、SDO和最近的Hi-C飞行任务和软X射线波段获取极紫外线日冕高空间分辨率图像方面取得的进展为了解太阳物理学的主要目标-日冕加热开辟了一条新的途径。来自EUV/SXR任务的数据表明，日冕是一个非均匀的环境，由加热到超过5 MK温度的束磁环表示的活动区（AR）。任何可行的日冕加热模型都应该能够再现日冕活动区的EUV和SXR辐射以及动态活动。AR的发射测量（EM）的测量提供了线索的加热机制的时间依赖性：静态与脉冲。虽然静力平衡日冕环模型成功地再现了AR内的SXR发射，但它们不能充分预测明亮的EUV环。同时，脉冲加热能够再现EUV和SXR环发射。本文的主要目标是通过使用我们的一维完全非线性时间相关的单流体流体动力学代码来构建特定日冕活动区AR 11117的真实合成EM图像。我们首先使用AR 11117的HMI/SDO磁图构建整个活动区域的磁骨架，并用等离子体填充磁场线。然后，我们参数化地指定脉冲加热的个别股（通量管），包括日冕环。接下来，我们模拟了整个活动区域（具有LOS投影效应）对用磁场和空间尺度参数缩放的加热函数（体积加热速率）的响应，并找到合成和实际（重建）DEM之间的最佳匹配。
2014-09-12 astro-ph.SR
Impulsive Heating of Solar Flare Ribbons Above 10 MK
色球层对耀斑能量输入的响应以扩展的极紫外（EUV）带和硬X射线（HXR）足点为标志。这些现象通常被解释为在稠密的色球等离子体中加速的电子碰撞产生的加热和韧致辐射的结果。我们提出的证据，脉冲加热的耀斑带在10 MK以上的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像仪（AIA）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的观测数据，分析了C2. 6级太阳耀斑SOL 2013 -11- 09 T06：38的脉冲相，得到了耀斑区的温度、辐射测度和微分辐射测度，并研究了耀斑带中等离子体的演化.该带在所有SDO/AIA EUV/UV波长下都是可见的，特别是在94和131 nm滤光片下，对8 MK和12 MK的温度敏感。10 MK以上的等离子体的发射测量的时间演化在带的HXR峰值时间附近有一个峰值。RHESSI成像光谱分析进一步证实了低层大气中热等离子体的存在，它显示了与至少一个带状物相关的11-13 MK的解析源。我们发现，碰撞束加热只能勉强解释所需的功率加热的10 MK等离子体在带状。
2015-05-13 astro-ph.SR
Nanoflare distributions over solar cycle 24 based on SDO/AIA differential emission measure observations
在太阳活动周期24期间，在安静的太阳区域的纳米耀斑研究了最好的等离子体诊断，以获得它们的能量分布和在不同水平的太阳活动期间对日冕加热的贡献。使用太阳动力学观测站（SDO）机载大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）滤光片。我们分析了2011年至2018年之间的30个AIA/SDO图像系列，每个图像系列覆盖$400 \times 400$ arcsec安静太阳视场，持续两个小时，节奏为12秒。差分发射测量（DEM）分析被用来获得每个像素的发射测量（EM）和温度演变。我们使用基于阈值的算法检测作为EM增强的纳米片，并从DEM观测中获得它们的热能。纳米耀斑的能量分布遵循幂律，表明陡度略有变化（$α=$ 2.02至2.47），但与太阳活动水平无关。所有数据集的合并纳耀斑分布涵盖事件能量（$10^{24} \mathrm{~to~} 10^{29} \mathrm{~erg}$）的五个数量级，具有幂律指数$α=2.28 \pm0.03$。推导出的$(3.7\pm 1.6)\times 10^4\mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$的平均能流比日冕加热要求小一个数量级。我们发现导出的能量通量和太阳活动之间没有相关性。空间分布的分析揭示了高能量通量（高达$3\times 10^5 \mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$）的集群，周围是活动较低的扩展区域。与…
2022-03-22 astro-ph.SR
Time-resolved emission from bright hot pixels of an active region observed in the EUV band with SDO/AIA and multi-stranded loop modeling
在活跃区域发现了少量非常热的等离子体的证据，这可能是脉冲加热的指示，在小于单个环的截面的空间尺度上释放。我们调查的加热和子结构的日冕环在这样的活动区域的核心，通过分析在两个EUV通道（94 A和335 A）的大气成像组件上的太阳动力学天文台的太阳观测的最小分辨率元素的光变曲线。我们通过流体动力学0D回路模型（EBTEL）模拟了一束由纳米耀斑风暴加热的股线的演化。从单链的随机组合获得的光变曲线相比，观察到的光变曲线无论是在一个单一的像素或在一行像素，同时在两个通道，并使用两个独立的方法：人工智能系统（概率神经网络，PNN）和一个简单的互相关技术。我们探索的参数空间，以约束热脉冲的分布，其持续时间和空间大小，并作为对数据的反馈，其签名的光变曲线。从这两种方法的最佳协议是获得一个相对较大的人口的事件（1000），持续时间短（小于1分钟）和一个相对较浅的分布（指数为1.5的幂律）在有限的能量范围内（1.5十年）。对数据的反馈表明，光变曲线中的凸起，特别是在94 A通道中，是几分钟前发生的过度加热的标志。
2015-10-26 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: II. Hydrodynamic Scaling Laws and Thermal Energies
在这项研究中，我们测量了与论文I中分析的相同的155 M和X级太阳耀斑的物理参数，通过执行{ \sl差分发射测量（DEM）}分析来确定耀斑峰值发射测量$EM_p$，峰值温度$T_p$，电子密度$n_p$和热能$E_{th}$，除了空间尺度$L$，面积$A$和体积$V$在论文I中测量。M级和X级耀斑的参数范围是：$\log(EM_p)=47.0-50.5$，$T_p=5.0-17.8$ MK，$n_p=4 \times 10^9-9 \times 10^{11}$ cm $^{-3}$，以及$E_{th}=1.6 \times 10^{28}-1.1 \times 10^{32}$ erg的热能。我们发现，这些参数服从Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律$T_p^2 \propto n_p L$和$H \propto T^{7/2} L^{-2}$在耀斑密度$n_p$的峰值时间$t_p$，当加热率$H$和传导和辐射损失率之间的能量平衡，实现了一个短暂的瞬间，从而使RTV标度律的适用性。RTV标度律的应用预测幂律分布的所有物理参数，我们证明了数值蒙特卡罗模拟以及与分析计算。RTV定律的一个结果是，我们还可以恢复加热速率的尺寸分布，我们发现$N(H) \propto H^{-1.8}$，这是一致的磁通量分布$N(Φ) \propto Φ^{-1.85}$观察到的帕内尔…
2013-08-23 astro-ph.SR
Bidirectional Plasma Jets Driven by Magnetic Reconnection: Observations by GST and SDO
Xinjiang Astronomical Observatory, CAS（中国科学院新疆天文台）；School of Astronomy and Space Science, UCAS（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, CAS（中国科学院暗物质与空间天文重点实验室）
研究通过GST和SDO观测揭示了活跃区域NOAA 13110中双向等离子体喷射的形成机制，发现磁重联是产生喷射和日冕加热的关键过程。
2026-05-17 astro-ph.SR
Aditya-L1 and SDO Observations of a Confined X-Class Flare with an EUV Late Phase: Thermal and Nonthermal Emission, Magnetic Topology, and Flux Rope Confinement
Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测站，物理研究实验室）；Discipline of Physics, Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院物理系）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
本研究利用Aditya-L1和SDO的观测，分析了X2.0级受限太阳耀斑的热与非热辐射演化，揭示了磁通量绳的两阶段受限爆发机制，首次观测到EUV晚相早期的非热X射线辐射。
2026-10-14 astro-ph.SR
Bridging the Gap: Capturing the Ly$α$ Counterpart of a Type-II Spicule and its Heating Evolution with VAULT2.0 and IRIS Observations
我们目前的观测活动，以支持2014年9月30日的VAULT 2.0探空火箭发射的结果。VAULT 2.0是一台Ly $α$（1216流明）太阳光谱仪，能够提供高节奏的太阳光谱图。Ly $α$的观测与IRIS对上色球层和低过渡区（TR）的观测具有很强的互补性，但以前是不可用的。VAULT2.0数据为数值模式提供了上色球层条件的新约束。观测活动与IRIS任务密切协调。利用这一同时多波长覆盖的目标AR 12172，并通过使用国家的最先进的辐射MHD模拟的针状，我们详细研究了II型针状与快速（300公里秒$^{-1}$）网络射流记录在运动观测。我们的分析表明，针状物质悬浮在大气中的高处，但在较低的温度下（见Ly $α$），直到它被加热，并成为可见的TR温度下的网络射流。加热开始较低的骨针和传播向上作为一个快速传播的热锋。然后观察到的前快速，典型的网络喷流的天空平面运动，但包含在预先存在的针状。这项工作支持的高速网络射流不应被视为真正的质量上升流，而只是作为表观速度的快速传播的加热前沿预先存在的针状。
2018-03-09 astro-ph.SR
Interaction of Two Active Region Filaments Observed by NVST and SDO
利用新真空太阳望远镜（NVST）的高时空分辨率H $α$数据和太阳动力学天文台（SDO）的同步观测，我们在2014年1月31日提出了AR 11967中两个灯丝（F1和F2）之间相互作用的罕见事件。相邻的两个细丝几乎彼此垂直。它们的相互作用是由F1的运动驱动的，并且在两个细丝相互碰撞时开始。在相互作用过程中，F1的丝状体由东北向西南不断滑动，并伴随着两条丝状体交界处和F2东北脚点的增亮。由于F2的加热和运动，F1的一部分和F2的主体在H $α$波长下变得不可见。同时，观察到从两个灯丝的连接处开始的明亮物质沿着F1移动。发现F1的磁连接性在它们相互作用后发生了变化。这些观测结果表明，磁重联参与了两条暗条的相互作用，并导致了其中一条暗条的喷发。
2017-03-06 astro-ph.SR
Bridging High-Density, Electron Beam Coronal Transport and Deep Chromospheric Heating in Stellar Flares
M矮星耀斑中的光学和近紫外连续辐射被认为是恒星低层大气对日冕高度上磁能释放和电子加速的脉冲响应。这种辐射有时被解释为具有$T \approx 10^4$ K的热光球光谱的证据。然而，计算表明，标准的太阳耀斑日冕电子束在色球上部和中部的厚气体靶中损失了能量（log $_{10}$柱质量/[g cm $^{-2}$ ] $\lesssim -3$）。在较大的射束注入通量下，预计电场和不稳定性将进一步抑制向低空的传播。我们表明，最近的数值解的依赖于时间的方程的幂律电子和背景的日冕等离子体（朗缪尔和离子声波）波从Kontar等人。产生的数量级更大的加热率比发生在深色球层通过标准的太阳耀斑电子束幂律分布。我们表明，在这个理论中的重新分配的光束能量以上$E \gtrsim 100$千电子伏的结果在一个局部加热的最大值，这是类似于一个大的，低能量的截止和硬幂律指数的辐射流体动力学模型。我们使用这种半经验的正演模拟方法，以产生不透明的NUV和光学连续在气体温度$T \gtrsim 12,000$ K以上的深色球与日志$_{10}$柱质量/[g cm $^{-2}$ ]的$-1.2$到$-2.3$。这些模型解释了高节奏M矮耀斑观测中的色温和巴耳末跳跃强度，并阐明了恒星耀斑中大气、辐射和光学色温之间的关系。
2023-02-04 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
Estimation of Plasma Properties and Magnetic Field in a Prominence-like Structure as Observed by SDO/AIA
我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的一个类似于双折射的冷等离子体结构。我们利用AIA的不同滤波器进行差分辐射测量（DEM）分析，并推导出观测到的磁通管内部和周围的温度和密度结构。除了推导等离子体参数外，我们还发现在所观察到的类磁共振结构中存在快磁声扭折波的多个谐波。利用等离子体参数的估计值和观测到的波参数，在磁流体地震学的基线下，推导了磁通管中的磁场。在通量管中也观察到波周期比P1/P2 = 2.18，其携带磁场发散的特征，其中我们估计管膨胀因子为1.27。我们讨论的约束条件，在估计等离子体和磁场属性在这样的结构在当前的观测角度来看，这可能会揭示新的光在太阳大气中的局部等离子体动力学和加热的情况。
2013-10-05 astro-ph.SR
Heating of quiescent coronal loops caused by nearby eruptions observed with the Solar Dynamics Observatory and the Solar Upper Transition Region Imager
本研究结合SDO与SUTRI观测，分析两次附近爆发引发长暗条上覆宁静冕环加热与冷却的过程，并通过环流入、X型结构及新重联环证据，指出其加热机制为环间磁重联。
2023-03-28 astro-ph.SR
Plasma Heating to Super-Hot Temperatures (>30 MK) in the August 9, 2011 Solar Flare
我们调查了2011年8月9日X射线等级为X6.9的太阳耀斑，这是2000年至2012年“最热”的耀斑，根据GOES数据，峰值等离子体温度为32.5 MK。我们的目标是确定这样一个异常高的等离子体温度的原因，并调查在耀斑区域的能量平衡与津贴的超热等离子体（>30 MK）的存在。我们分析了RHESSI，GOES，AIA/SDO和EVE/SDO数据，并讨论了耀斑区域的空间结构和我们的光谱分析的结果，其X射线发射。我们的RHESSI X射线光谱的分析是在一个温度和两个温度的近似下进行的，考虑到热（20 MK）和超热（45 MK）等离子体的发射。两种模型中的硬X射线谱均符合幂律。所观察到的特点的耀斑被证明是更好地解释在两个温度模型，其中的超热等离子体位于耀斑环顶部（或在磁尖区）。超热等离子体的形成可以与其通过初级能量释放的加热以及与热传导的抑制相关联。异常高的温度（根据GOES为32.5 MK）最有可能是基于双通道GOES测量值计算温度的方法的伪像，该方法应用于多温度耀斑等离子体的发射，差分发射测量的低温部分具有较小的贡献。
2015-02-11 astro-ph.SR
Transition-Region/Coronal Signatures and Magnetic Setting of Sunspot Penumbral Jets: {\it Hinode} (SOT/FG), Hi-C and {\it SDO}/AIA Observations
半影微喷流（Penumbral microjet，PJ）是太阳黑子半影色球层中短暂的窄亮特征，Katsukawa等人（2007）首先使用{ \it Hinode}的太阳光学望远镜（SOT）上的\CaII \H线滤波器对其进行了表征。有人提出，PJ的形成是由于半影的两个磁分量（脊和脊间）之间的重联，它们可能有助于太阳黑子半影上方的过渡区（TR）和日冕加热。我们提出了一个修改后的图片形成的PJs的基础上最近的结果，太阳黑子半影丝的内部结构。利用高分辨率日冕成像仪（{ \it Hinode}/SOT）和\it太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）的不同通带的太阳黑子数据，我们检验了PJ是否在TR和日冕中具有特征。我们在任何AIA通带中几乎找不到正常PJ的任何可辨别的特征，除了其中一些在1600 μ m图像中出现。然而，我们发现了具有类似寿命但更大尺寸（宽达600公里）的异常强大的喷流，这些喷流在半影的几个位置反复出现，在斯托克斯-V图像中可以看到一些半影细丝尾部相反极性场的证据。这些大尾巴的PJ确实显示了TR的特征。他们是否有任何冠温等离子体是模糊的。我们推断，没有一个PJ，包括大尾巴PJ，直接加热AR中的日冕，但任何半影喷流都可能通过产生阿尔文波和/或编织日冕场间接驱动日冕加热。
2015-11-24 astro-ph.SR
The Remarkable Be+sdOB Binary HD 55606 I: Orbital and Stellar Parameters
由于在SDSS/APOGEE $H$波段观测到特殊的光谱变化，我们用光谱学方法观测了Be星HD 55606，发现它是一个奇异的双线光谱联星（SB 2），由一颗Be星和一颗热的致密伴星组成，伴星可能是OB亚矮星（sdOB）。sdOB星的运动是通过它对He~I强谱线的影响来追踪的，观测到径向速度（$V_{r}$）变量，具有窄中心吸收核的双峰发射轮廓。在大多数光谱中都可以检测到与伴星相关的弱He II 4686吸收。使用低电离发射线的发射峰追踪Be星$V_{r}$，使用He I线追踪伴星$V_{r}$，得到周期为93.8天的圆形轨道解，在$i=80^{\circ}$的情况下，质量为$M_{\rm Be}=6.2$ $M_{\rm \odot}$和$M_{\rm sdOB}=0.9$ $M_{\rm \odot}$。HD 55606表现出多种锁相可变性，包括在每个轨道上发展两次壳线。壳相一致的变化，在双发射峰分离，和两种形式的可变性可能是由两臂螺旋密度扰动的Be盘。双发射峰的强度比也是相位锁定的，可能表明加热的sdOB星的一面的Be盘facing it. HD 55606是一个新的成员越来越多的样本的Be+sdOB二进制文件，其中Be星的快速旋转和能力，形成一个磁盘可以归因于过去的质量转移。
2018-06-18 astro-ph.SR
First comparison of wave observations from CoMP and AIA/SDO
长期以来，人们一直认为波浪有助于加热日冕和产生太阳风。最近的观测表明，在许多不同的日冕环境中存在准周期性的纵向扰动和无处不在的横波传播。本文研究了不同类型的振荡行为的签名，无论是在太阳翼和磁盘上，通过比较的结果从日冕多通道偏振仪（CoMP）和大气成像组件（AIA）板上的太阳动力学天文台（SDO）的同一活动区域。我们研究横向和纵向的运动，通过比较和对比的时间-距离图像的平行和垂直切割沿/跨活动区扇形环。在CoMP多普勒速度和AIA图像中的横向振荡的平行时空特征之间的比较，连同在AIA中的环路的底部附近看到的传播准周期强度特征的时空分析。利用CoMP多普勒速度（Vphase=600- 750 km/s，P=3- 6 mins）和在AIA/SDO上观测到沿同一磁结构的横向运动特征（P=3- 8 mins）。准周期强度特征（Vphase=100- 200 km/s，P=6- 11 mins）也沿着同一结构的底部传播。在磁盘上，横向和纵向强度特征的签名被AIA观察到;两者都显示出类似的属性，沿结构锚定在同一活动区三天前以上的肢体。通过对垂直距离<2.6 μ m的相邻轨迹进行时空分析，恢复了相关特征。
2013-06-20 astro-ph.SR
Are the brightest coronal loops always rooted in mixed-polarity magnetic flux?
最近的一项研究表明，对流的自由度和活动区日冕环光球脚中的磁场强度一起可以在其中产生或淬灭加热。其他研究强调，环路脚处的磁通量抵消可能会导致环路发热。我们跟随双极AR的24小时电影，使用SDO/AIA的EUV图像和SDO/HMI的视线（LOS）磁图，检查23个最亮日冕环脚下的磁极性。我们推导了FeXVIII发射（热-94）图像（使用Warren等人的方法），以选择最热/最亮的环，并通过非无力场外推确认其足迹位置。从LOS磁图中以每个环脚为中心的6”$\times$ 6”盒中，我们发现$\sim$ 40%的环脚都是单极磁通，而$\sim$ 60%的环脚至少有一个是混合极性磁通。双足单极的环比混合极性足点通量的环平均寿命短$\sim$ 15%，但它们的峰值强度平均值相等。在大多数回路的至少一个足中存在混合极性磁通量，这表明足点处的磁通量抵消可能驱动大部分发热。但是，$\sim$ 40\%的环中没有混合极性的磁通量（达到HMI的检测极限）表明，通量抵消可能不是驱动日冕环中加热的必要条件--两个环脚处的磁对流和场强可能驱动大部分加热，即使在环脚呈现混合极性磁通量的情况下。
2021-02-19 astro-ph.SR
Decay Phase Cooling and Inferred Heating of M- and X-class Solar Flares
本文用GOES/XRS和SDO/EVE研究了72个M级和X级耀斑的冷却过程。所观察到的冷却速率进行量化和所观察到的总冷却时间进行比较的分析0-D流体动力学模型的预测。结果发现，该模型不适合的观测，但确实提供了一个很好的定义的耀斑的总冷却时间的下限。观测和模型之间的差异，然后假设主要是由于在衰变阶段加热。衰变阶段加热需要考虑的差异进行量化，并发现约50%的总热辐射能量与GOES计算。发现这种衰变阶段加热与观察到的峰值热能成比例。据预测，近似的总热能从峰值是最小的影响，在小耀斑的衰变阶段加热。然而，在能量最大的耀斑中，从模型中推断出的衰变相加热可能比峰值热能大几倍。
2014-01-16 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 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
On the Nature of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of Solar Flares
太阳耀斑的极紫外（EUV）晚期是暖日冕发射的第二个峰值（例如，Fe XVI）在GOES软X射线峰之后的许多分钟到几个小时。它首先由太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测到。晚相发射源自第二组较长的环（晚相环），其高于主耀斑环。它被认为是由额外的加热或长期冷却引起的。在本文中，我们研究的作用，长期持续的冷却和额外的加热在产生EUV后期使用“基于循环的热演化”（EBTEL）模型。我们发现，一个长期的冷却过程中的后期阶段环路可以很好地解释的EUV后期阶段发射的存在，但我们不能排除在衰变阶段的额外加热的可能性。此外，我们提供了两个初步的方法的基础上的紫外线和极紫外线发射的大气成像组件（AIA）上SDO，以确定是否有额外的加热发挥一定的作用或没有在后期阶段的排放。利用非线性无力场模型，我们研究了极紫外后期的磁位形。研究发现，晚相既可以在与磁零点相关联的热脊磁力线中产生，也可以在多极磁场的大尺度磁环中产生。在本文中，我们还讨论了为什么在暖日冕辐射中通常观察到EUV晚期相，以及为什么大多数耀斑不表现出EUV晚期相。
2014-07-22 astro-ph.SR
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Field Modeling of the Solar Magnetic Carpet and Comparison with SDO/HMI and Sunrise/IMaX Observations
在平静的太阳光球层中，混合极性场形成磁毯，由于对流运动与磁场的动力学相互作用，磁毯不断演化。这种相互作用是加热太阳大气层的可行来源。本文利用\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的日震和磁成像仪（HMI）和\textit{Sunrise}球载观测站上的成像磁仪实验（IMAX）获得的视线（LOS）磁图，作为随时间变化的下边界条件，研究日冕磁场的演化。我们使用磁摩擦松弛方法，包括超扩散，产生的时间序列的三维（3D）非线性无力场的光球LOS磁图序列。垂直流被添加到一个高度为0.7毫米的建模，以模拟非力自由在光球色球层。在这些导出量中，我们研究了能量耗散率和能流的时空变化。我们的研究结果表明，在太阳大气中沉积的能量集中在2毫米的光球和有没有足够的能量通量在电晕的基础上，以覆盖辐射和传导损失。可能的原因和影响进行了讨论。更好地观测色球层中的磁场对于理解磁毯在日冕加热中的作用至关重要。
2014-08-03 astro-ph.SR
Formation of coronal rain triggered by impulsive heating associated with magnetic reconnection
日冕雨是由热不稳定性在日冕环中形成的冷等离子体凝结组成的。日冕雨形成的标准模型假设加热是准稳定的，并局限于日冕环足点。我们提出了一个观测的磁重联在日冕和相关的脉冲加热触发日冕雨凝聚的形成。我们分析了结合SDO/AIA和IRIS观测的日冕雨事件后，一个低洼的突出通量绳和周围的日冕磁力线之间的线程重连。扭曲的磁通绳和开放的磁力线的重联导致磁扭曲的释放。在不同的AIA带通的重连过程中所涉及的日冕循环之一的发射的演变表明，该循环变得热不稳定，并受到形成的日冕雨凝结后的重连和相关的加热是本地化的循环腿的上部。我们的结论是，除了标准模型的热不稳定的日冕回路与加热只局限于足点，热不稳定性和随后形成的凝聚可以触发的脉冲加热与磁重联发生在任何地方沿磁场线。
2019-10-17 astro-ph.SR
Catastrophic cooling and cessation of heating in the solar corona
在极紫外线（EUV）下，通常可以观察到温度超过10^6 K的太阳热日冕中的凝聚。虽然它们对太阳EUV总辐射的贡献仍然是一个有争议的问题，但这些凝结无疑为研究日冕对加热过程的动态响应提供了一个有价值的工具。我们研究了不同的能量输入在时间和空间上的分布，以研究哪个过程与理解这些日冕凝聚最相关。为了与观测结果进行比较，我们从一个随时间变化的一维模型中合成了EUV辐射，其中我们采用了两种加热方案：简单地关闭加热和加热非常集中在循环足点的模型，同时保持总热输入恒定。加热关/开模型不会导致使用SDO/AIA观察到的显著EUV计数率。相比之下，足点附近的加热集中导致环路顶部附近的热不平衡，从而导致众所周知的灾难性冷却。这一过程与日冕凝聚的观测结果非常吻合。这表明日冕需要稳定的能量供应来支持日冕等离子体，即使在日冕凝聚期间。否则，电晕会非常快地流失，太快了，甚至不能形成冷凝。
2011-12-15 astro-ph.SR
Revisiting the Role of Global Magnetic Variables in Coronal Heating of Solar Active Regions
Computational Physics Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO/HMI和SDO/AIA数据，通过偏相关分析发现总磁通量主导日冕辐射方差，仅总光球磁自由能密度对高温日冕加热有独立贡献，多数磁复杂性指标无显著作用。
2026-10-14 astro-ph.SR
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
Investigating the differential emission measure and energetics of microflares with combined SDO/AIA and RHESSI observations
太阳物理学中的一个重要问题是太阳微耀斑，目前可观测到的X射线中最小的耀斑事件，是否具有与大耀斑相同的能量特性。最近的调查表明，微耀斑的粒子加速器的效率可能不如大耀斑，因此贡献较少的非热能，这可能对日冕加热机制有影响。因此，我们探索微耀斑的能量特性相结合的极紫外（EUV）和X射线测量。我们提出了前向拟合差分发射测量（DEM）分析的10个微耀斑。拟合的约束相结合，第一次，高温RHESSI观测和来自SDO/AIA的通量数据。两个拟合模型进行测试的DEM;高斯分布和均匀的DEM配置文件。高斯拟合被证明无法解释任何研究的微耀斑的观测结果。然而，10个事件中的8个研究合理地适合一个统一的DEM配置文件。因此，微耀斑等离子体可以被认为是显着的多热，可能不会显着峰值或包含可分辨的精细结构，在观测仪器的不确定性。热和非热能估计每个微耀斑，比较等温等离子体假设的能量预算。根据多热拟合，发现最小非热能含量平均约为估计的热能的30%。相比之下，在等温模型下，非热能和热能估计值一般是相当的。因此，多热等离子体是一个重要的考虑太阳微耀斑，大大改变了他们的热和非热能内容。
2014-05-20 astro-ph.SR
Evidence for Widespread Cooling in an Active Region Observed with the SDO Atmospheric Imaging Assembly
离散日冕环的EUV光曲线的公知行为是较冷通道或谱线的峰值强度在比较热通道逐渐晚的时间达到。这种时间滞后被理解为是热日冕环等离子体通过这些较低的各自温度冷却的结果。然而，环通常仅包括有源区中的总发射的一小部分。这种冷却模式是活动区日冕等离子体的共同特性，还是只发生在独特的环境、地点和时间？SDO/AIA的新数据为系统地回答整个活跃地区的这个问题提供了一个极好的机会。我们使用2010年6月19日观测到的AR 11082的24小时图像测量SDO/AIA EUV通道对之间的时间滞后。我们发现，有一个时间滞后的信号与冷却等离子体一致，就像通常发现的环路，在整个活动区域，包括整个24小时的持续时间之间的环路的扩散发射。在24小时的时间段内，对于所有通道对和窗口长度的选择，该模式始终保持不变，这使我们相信等离子体正在从大于3 MK的温度冷却，有时超过7 MK，降至低于~ 0.8 MK的温度。这表明，在这个活跃区域中，大量的日冕等离子体发射并不稳定;相反，它是动态的，不断演变。这些测量为任何试图描述日冕加热的模型提供了关键的限制。
2012-05-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Sparkling EUV bright dots observed with Hi-C
在高时间和空间尺度上观察太阳是了解日冕加热事件最细微和基本尺度的一步。Hi-C仪器提供了迄今为止在极紫外波长范围内最高空间和时间分辨率的日冕图像。Hi-C在2012年7月11日观察到一个活动区域，它在193 ° C的EUV线中表现出几个有趣的特征：其中之一是在活动区域的边缘存在短而小的“闪烁”;我们称这些EUV亮点（EBD）。单个EBD的特征持续时间为25秒，特征长度为680 km。SDO/AIA仪器在相同波长下不能完全分辨这些增亮，但是，它们可以根据EBD的Hi-C位置进行识别。此外，在SDO/AIA的其他色球/日冕通道中也发现了EBD，表明温度在0.5和1.5 MK之间。基于它们在Hi-C时间序列中的频率，我们定义了四种不同类别的EBD：单峰、双峰、长持续时间和突发性EBD。基于从SDO/HMI磁象位场外推，EBD出现在大规模跨赤道日冕环的足点。Hi-C观测提供了这些日冕环底部小规模EUV加热事件的第一个证据，这些日冕环具有10 $^{26}$ erg量级的自由磁能。
2014-02-11 astro-ph.SR
Three-Dimensional Reconstruction and Thermal Modelling of Observed Loops
由于其特有的温度和密度，在极紫外（EUV）和软X射线图像中可以看到活跃区域（AR）中的环结构。基本物理参数（电子密度、温度和磁场）的三维（3D）分布的半经验确定是日冕加热模型的关键约束。在这项工作中，我们开发了一种技术的EUV明亮的环的研究的基础上的差分发射测量（DEM）的分析，我们首先将其应用到AR结构观测的大气成像组件（AIA）上的{太阳动力学天文台}（SDO）。观测到的EUV环的磁场的3D结构和强度使用基于SDO上的{日震和磁成像仪}（HMI）拍摄的磁图的无力场外推来建模。在这项工作中，我们报告了在不同的AR中确定的几个明亮的环路所获得的结果。我们的分析表明，温度分布的平均值和宽度几乎是不变的沿回路长度。对于一个特定的循环，我们研究其时间的演变，并发现这些特性保持近似恒定的大部分的生命时间。该循环的出现和消失发生的时间尺度比其$\approx 2.5$小时的寿命短得多。这种分析的结果进行了比较，使用零维（0 D）的流体动力学模型，基于焓的热演化的环路（EBTEL）的数值模拟。我们研究了两种替代的加热方案：第一，我们采用恒定的加热速率，假设回路处于准静力平衡，第二，我们使用脉冲事件或纳米片加热回路。我们发现，所有观察到的环路是相对于一个准静力平衡解决方案和nanoflare加热更好地再现所观察到的密度和温度过密。
2020-11-18 astro-ph.SR
Multi-scale Energy Release Events in the Quiet Sun: A Possible Source for Coronal Heating
本研究针对日冕加热问题，结合Solar Orbiter与SDO观测及磁场外推技术，发现宁静太阳多尺度能量释放事件的磁自由能演化与171埃极紫外辐射强度强相关，证实其对日冕加热有潜在贡献，揭示了光球磁场演化与日冕温度变化的关联。
2025-03-20 astro-ph.SR
Understanding Heating in Active Region Cores through Machine Learning I. Numerical Modeling and Predicted Observables
为了充分限制日冕活动区核心能量沉积的频率，需要对详细的模型和观测数据进行系统的比较。在本文中，我们描述了一个流水线的正演模拟活动区发射使用磁场外推和场对齐的流体动力学模型。我们使用这个管道来预测SDO/AIA观察到的低，中，高频纳米片的活动区域NOAA 1158的随时间变化的发射。在我们预测的多波长、时间相关图像的每个像素中，我们计算两个常用的诊断：发射测量斜率和时间滞后。我们发现，加热频率的签名坚持在这两个诊断。特别是，我们的研究结果表明，排放测量斜率的分布变窄，平均值随加热频率的降低而降低，排放测量斜率的范围与过去的观测和模拟工作是一致的。此外，我们发现，随着加热频率的降低，时间滞后变得越来越空间相干，而整个活动区域的时间滞后的分布随着加热频率的增加变得更加广泛。在后续的论文中，我们训练随机森林分类器对这些预测的诊断和使用这个模型来分类真正的AIA观测NOAA 1158的基础加热频率。
2019-06-07 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
Magnetic loops above a small flux-emerging region observed by IRIS, Hinode and SDO
我报告的一组磁环以上的一个区域的晚相磁通量出现IRIS，日之出和SDO的意见。环系统由许多长5- 12 \arcsec \、宽$\sim0.5$ \arcsec的移行区环线和长、宽相似的$\sim2$ \arcsec冠状环组成。虽然线圈系统由具有不同温度的线组成，但大多数单个线圈线的温度范围很窄。在环系统的中间，在过渡区出现了明显的系统蓝移，约为10\，\kms \，这与通量出现的图像一致，而在日冕中观察到了红移，约为10\，\kms \。在过渡区，环系统的非热速度小于周围区域，但在日冕中是相当的。环系统的日冕对应物的电子密度范围从$1\times10^9$ \，cm $^{-3}$到$4\times10^9$ \，cm $^{-3}$。还测量了过渡区环的电子密度，发现其值约为$5\times10^{10}$·cm $^{-3}$，比日冕环的电子密度大一个量级。与成像数据一致，来自差分发射测量技术的温度分布证实，一些环路已被加热到电晕。我们的观测表明，磁通出现的后期阶段与早期阶段有很大的不同。虽然观察到的过渡区主要是新兴的通量，这些新兴的环路可以被加热到电晕和加热（如果通过非热过程）最有可能发生后，他们到达过渡区或较低的电晕。
2018-11-08 astro-ph.SR
Spatial and Temporal Distribution of Nanoflare Heating During Active Region Evolution
本文利用数据驱动流体动力学模型模拟 AR12758 的日冕环辐射，揭示了纳耀斑加热频率随活动区演化及空间位置的变化规律，为理解非耀斑活动区加热机制提供了新证据。
2024-12-29 astro-ph.SR
Dynamics of plasma heating and energy distributions of accelerated electrons during solar flares based on X-ray and ultraviolet emission
本论文的目的是通过重建加速/加热电子的能量分布来研究太阳耀斑的性质，基于EUV和X射线观测的耀斑等离子体诊断，以及在“标准”耀斑模型中估计热平衡。X射线数据来自Ramaty高能太阳光谱成像仪和俄罗斯太阳观测台KORONAS-F（IRIS实验）。太阳动力学观测/大气成像组件（SDO/AIA）提供的EUV数据。在第一章中，提出了一种新的技术，它允许在第一次确定的光子谱的基础上KORONAS-F/IRIS的观测，然后使用随机搜索方法和Tikhonov正则化方法重建的发射电子的能谱。在第二章中，介绍了同时拟合模型差分发射测量函数（DEM）RHESSI和SDO/AIA数据的技术，它允许推断电子分布的X射线和EUV观测。所提出的方法允许重建加速/加热电子的光谱和耀斑等离子体的基本参数，如温度，发射测量，总电子数密度，和耀斑能量。此外，还开发和应用了适合于DEM分析和耀斑平均电子通量谱的解析函数，以及以差分发射测度形式表示的卡帕分布。第三章考虑了在“标准”耀斑模型下不同耀斑区日冕环的热平衡和硬X射线发射。本论文基于以下论文：Motorina等人，TePh，2012，Motorina & Kontar，Ge&Ae，2015，Battaglia et al.，ApJ，2015，Motorina等人，TePh，2016，Tsap等人，Ge&Ae，2016.
2017-10-29 astro-ph.SR
Coronal bright point statistics II. Magnetic polarities and mini loops
本文利用连续12天的SDO-AIA/HMI观测与自动追踪、人工核验方法，统计346个日冕亮点的磁极性、浮现及合并特征，揭示其形态、磁场结构与辐射和合并行为的关系。
2025-03-14 astro-ph.SR
Transition region contribution to AIA observations in the context of coronal heating
本文研究了太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）观测到的日冕环过渡区和日冕的相对贡献。使用EBTEL（基于焓的环路热演化）流体动力学模拟，我们对具有多个长度和能量通量的环路进行建模，这些环路由从具有不同斜率和事件之间最小延迟的幂律分布中提取的事件随机加热，以研究这些参数中的每一个如何影响可观察的环路属性。我们产生AIA强度从电晕和过渡区的每个实现。用这些不同参数生成的模型内和模型之间的变化说明了窄带成像对冠状加热细节的敏感性。然后，我们分析了过渡区和日冕发射从一些观察到的活动区域，并发现广泛的协议与模型中的趋势。在模型和观测中，过渡区的亮度都很显著，通常比所有六个“日冕”AIA通道的日冕亮度都要大。我们还确定了一个反比关系，符合加热理论，之间的斜率的差异发射测量（DEM）冷却的峰值温度和观测到的比率的日冕过渡区强度。这些结果突出了窄带观测的使用和在日冕加热研究中适当考虑过渡区的重要性。
2020-12-03 astro-ph.SR
Observations and modelling of Helium lines in solar flares
利用辐射流体动力学模拟研究了太阳耀斑中He II 304和He I 584谱线强度对电子束加热的响应。比较不同的电子束参数，我们发现，这两个He线的强度是非常敏感的能量通量沉积在色球层中，或更具体地说，加热速率，与He II 304是更敏感的加热比He I 584。因此，在色球层中，He线比率随着加热速率的增大而增大。一个类似的趋势，发现在观测中，使用SDO/EVE他辐照度比和估计的电子束能量率从硬X射线数据。从模拟中，我们还发现，电子的光谱指数可以影响的He比，但在观测中没有发现类似的效果。
2015-12-10 astro-ph.SR
Solar jets: SDO and IRIS observations in the perspective of new MHD simulations
太阳喷流在很大的温度和波长范围内被观测为准直等离子体束。它们已经在Halalpha和光学线路中观察了50多年，称为浪涌。“喷流”一词来自1991年Yohkoh卫星发射后的X射线观测。它们是通过日光层传输能量的手段，参与日冕加热和太阳风的加速。关于它们的速度、发生率以及它们与日冕物质抛射的关系，已经得到了一些特征。然而，射流的启动机制，如新兴通量，通量抵消，或扭曲，仍然有争议。在过去的十年中，界面区成像光谱仪（IRIS）与太阳动力学观测台（SDO）上的仪器的协调观测使我们能够向前迈出一步，了解喷流的触发以及热喷流和冷涌之间的关系。我们同时观察了二维和三维MHD数值模拟的发展，以解释结果。本文总结了最近对喷流的研究，显示了零点或形成电流片的秃斑区域中的磁重联轨迹。在喷流前阶段，经常通过靠近出现通量圆顶的微小细丝的存在来检测扭转。扭曲也可以通过极性的滑动从重联附近的磁通绳转移到喷流。在重连点检测到双向流。我们发现的磁通绳和准分界线层的足迹中检测到的磁电流的作用，为启动的射流。我们选择了一些研究，并表明，相同的观测，不同的解释是可能的，基于不同的方法，如非线性力场外推或三维MHD模拟。
2022-01-27 astro-ph.SR
The contribution of the Joule-Thomson effect to solar coronal heating
在实验室条件下显示等焓焦耳-汤姆逊（J-T）变暖的三种气体中有两种是氢和氦，它们是太阳等离子体的主要成分，但通过这种途径获得的温度最多只有几百K。据称，氢等离子体膨胀进入真空时，离子温度会增加几个数量级;据报道，在人造卫星和月球尾流中进行的这种效应的短期测试中，离子温度略有增加。使用状态方程和热力学计算高温下J-T系数的尝试仍然非常初步。因此，等离子体膨胀对日冕加热的潜在贡献必须根据经验进行评估，但这与J-T效应最初被发现的方式一致。太阳黑子记录、SDO卫星上EVE仪器的EUV测量以及ACE卫星记录的太阳风波动表明，从光球层到外日冕的周期性大致一致，这与非对流加热过程一致。它包括三个连续的阶段，其特征在于诱导，J-T机制和等离子体膨胀。因此，天文学数据可能被用来推导而不是测试J-T效应的扩展，这可能有助于解释太阳系其他天体和其他恒星日冕的加热。
2016-12-23 astro-ph.SR
Planetary influences on photometric variation of the extreme helium subdwarf KIC10449976
我们认为，热次矮星KIC 10449976不稳定的3.9天光度周期是由一颗被热次矮星紫外辐射加热到5000K的潮汐锁定行星造成的。虽然这颗行星的辐射量相对于恒星的辐射量非常小，但在可见光波段，这颗行星贡献了0.07%的光，足以解释观测到的周期性行为。在我们提出的方案中，周期和光振幅的随机变化归因于地球上的天气。也就是说，表面上的气流和行星大气中的热变化由加热和行星旋转驱动，导致行星发射的辐射量发生随机变化。我们预测，仔细的监测将揭示一颗气体巨行星，其轨道距离KIC 10449976为8.3Rsun。
2013-10-12 astro-ph.SR
