基于直接边界积分的非线性无力日冕磁场外推方案
Nonlinear force-free coronal magnetic field extrapolation scheme based on the direct boundary integral formulation
摘要：
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This paper has been withdrawn by the authors.
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基于最小耗散率原理的日冕磁场外推实用方法
A Practical Approach to Coronal Magnetic Field Extrapolation Based on the Principle of Minimum Dissipation Rate
提出了一种基于最小耗散率原理的矢量磁图外推日冕磁场的新方法。MDR系统是从一个变分问题，更适合于一个开放的和外部驱动的系统，如日冕。由此产生的磁场方程比无力方程更一般。它的解可以表示为两个具有不同$α$参数的线性（常数- $α$）无力场（LFFF）和一个势场的叠加。因此，原来的外推问题分解成三个LFFF外推，利用边界数据。完全基于MDR的方法需要两层太阳表面的矢量磁像仪测量，而稍微修改的实用方法只需要一个。我们测试这两种方法对三维MHD模拟数据在有限的体积。两者都产生了定量的良好结果。磁能估计的误差在几个百分点之内。特别是，相对较强的垂直电流密度结构的主要特点，代表的非力自由的解决方案，很好地恢复。
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用Titov-Demoulin平衡检验非线性无力日冕磁场外推
Testing non-linear force-free coronal magnetic field extrapolations with the Titov-Demoulin equilibrium
由于日冕磁场通常不能直接测量，因此必须从光球测量结果外推到日冕中。目的：我们测试的质量的非线性无力冠状磁场外推代码的帮助下，一个已知的分析解决方案。方法：利用最优化原理对非线性无力方程组进行数值求解。该方法最大限度地减少了一个积分的无力和螺线管的条件。作为边界条件，我们在情况I中使用计算框的所有六个侧面上的磁场分量，或者在情况II中仅使用底部边界上的磁场分量。我们检查重建的质量计算如何以及力自由和发散自由履行，并通过比较数值解与解析解。比较是用磁场线图和几个定量的措施，如矢量相关，柯西施瓦茨，归一化矢量误差，平均矢量误差和磁能。研究结果：对于情况I，重建的磁场与原始磁场拓扑结构显示出良好的一致性，而在情况II中，与精确解存在相当大的偏差。这一点得到了定量测量的证实，对于情况I，定量测量明显更好。结论：尽管考虑的无力平衡的强非线性，外推的优化方法是能够重建它;然而，重建的质量显着依赖于输入数据的一致性，这是唯一的，如果已知的解决方案也提供在横向和顶部边界，并对存在或不存在的磁通量浓度的边界附近的磁图。
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日冕磁场模型的观测检验I.与势场模型的比较
Observational Test of Coronal Magnetic Field Models I. Comparison with Potential Field Model
最近的进展使人们有可能获得二维视线磁场地图的太阳日冕光谱偏振观测的Fe XIII 1075 nm禁止日冕发射线。连同绘制日冕磁场方位角方向的线性极化测量，这些日冕矢量磁图现在允许对理论日冕磁场模型进行直接观测测试。本文提出了一个研究测试的有效性位场日冕磁场模型。利用2014年卡林顿自转天气图的全球位场外推，建立了2004年SOLARC日冕仪观测到的活动区AR 10582的日冕磁场理论模型。合成的线性和圆极化地图从薄层的日冕磁场模型以上的活动区沿视线与观测到的地图进行比较。我们发现，位于AR 10582太阳黑子上方，靠近天空平面的层之间存在合理的一致性。这一结果提供了第一个观测证据，位场外推可以产生一个合理的近似的磁场配置的简单和稳定的活动区的日冕。
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TRACE观测的日冕环磁结构
The Magnetic Structure of Coronal Loops Observed by TRACE
以往的研究发现日冕环具有近似均匀的厚度，这似乎与活动区磁场的特征膨胀不一致。这是太阳物理学中最有趣的谜团之一。在这里，我们报告的第一个全面的一对一的比较所观察到的回路与相应的磁通量管从同时磁场外推模型。我们使用来自TRACE的EUV图像，SOHO上MDI仪器的磁图和线性无力场外推。对于每一个环，我们找到最匹配所观察到的环轴的无力参数（α）的特定值，然后在一个足点（具有不同方向的圆和椭圆）使用不同的假设截面来构建通量管。我们发现通量管随高度的扩展通常是相应回路的两倍。我们还发现，许多通量管在一个足点比另一个足点宽得多，而相应的回路则对称得多。很明显，实际的日冕磁场比我们所考虑的模型要复杂得多。我们认为，所观察到的对称性的环路有关的纠缠的基本磁通量股所产生的光球对流。
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冕洞中磁场和等离子体流之间的联系
Links between magnetic fields and plasma flows in a coronal hole
我们比较小尺度的功能可见的Ne VIII多普勒频移图中的赤道冕洞（CH）的SUMER观察到的小尺度结构的磁场作为构建从一个同时光球磁图的潜在磁场外推。合并的数据集进行分析，相对于小规模的流动的日冕物质，这意味着Ne VIII多普勒频移作为示踪剂的等离子体流的研究与环境磁场密切相关。一些小的闭场区域，在这个很大程度上开放的CH也被发现在冠状体积考虑。多普勒频移模式被发现是清楚地与现场拓扑结构。
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SOLIS/VSM数据的第一非线性无力场外推
First nonlinear force-free field extrapolations of SOLIS/VSM data
研究了活动区日冕磁场结构及其时间演化。我们试图比较一个活动区在一个非常安静的时期，在耀斑的同一地区的磁位形。可能是第一次，我们使用矢量磁像数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）模拟日冕磁场作为一个序列的非线性无力平衡。我们研究了2007年6月7日观测到的活动区NOAA 10960，在一个小的C1.0耀斑的时间节奏10分钟和6个快照在一个安静的时期。活动区的总磁能约为$3 \times 10^{25}$ J，耀斑前自由磁能约为位场能的5%。在耀斑期间释放了一部分多余的能量，在平静期开始时几乎产生了一种潜在的配置。在研究期间，日冕磁场能量仅比位场能量高百分之几，因此只发生了一次小的C1.0耀斑。这是与早期研究的活动区10540相比，其中的自由磁能比产生两个M级耀斑的势场高约60%。然而，自由磁能积累之前，并在耀斑期间被释放，这似乎是大，小耀斑的情况。
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太阳日冕磁场的非线性无力模拟
Nonlinear force-free modeling of the solar coronal magnetic field
日冕磁场是一个重要的量，因为磁场控制着日冕的结构。不幸的是，通常无法直接测量日冕磁场。光球磁场是用矢量磁象仪进行常规测量的。这些光球层的测量值被外推到日冕中。外推的日冕磁场取决于关于日冕等离子体的假设，例如无力。无磁力意味着所有的非磁力如压力梯度和重力都被忽略。由于等离子体β较低，这种方法在日冕中是合理的。然而，人们必须注意光球层中的模糊性，噪音和非磁力，磁场矢量是在光球层测量的。本文综述了非线性无力日冕磁场外推的几种数值方法：Grad-Rubin程序、向上积分法、MHD松弛法、最优化法和边界元法。我们简要地讨论了不同的方法的主要特点，并主要集中在最近开发的新代码。
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如何利用磁场信息进行冠状回线识别？
How to use magnetic field information for coronal loop identification?
太阳日冕的结构主要由磁场控制，因为磁压比等离子体压力高出大约四个数量级。由于高传导性，发射的日冕等离子体（例如在SOHO/EIT中可见）勾勒出磁场线。发射等离子体结构的梯度在平行于磁场线的方向上比在垂直方向上显著更低。因此，有关日冕磁场的信息可以用于日冕等离子体结构的解释。我们从光球磁场测量值外推日冕磁场。外推法取决于关于日冕电流的假设，例如势场（无电流）或无力场（平行于磁场的电流）。作为下一步，我们将重建的3D磁场线投影到EIT图像上，并与发射等离子体结构进行比较。冠状回线被识别为闭合的磁场线，在EIT中具有高发射率，并且沿磁场的发射率梯度小。
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从Stereo Secchi图像首次立体冠状环重建
First Stereoscopic Coronal Loop Reconstructions from Stereo Secchi Images
我们提出了第一次重建的三维形状的磁回路在一个活跃的区域从两个不同的有利位置的基础上同时记录的图像。这些图像是由最近发射的STEREO航天器上的SECCHI仪器的两个EUVI望远镜拍摄的，当时两个空间探测器的日心分离度为12度。我们证明，这些数据允许获得一个可靠的三维重建足够明亮的循环。结果进行了比较，来自日冕磁场模型外推的光球磁图几乎同时记录SOHO/MDI的磁力线。我们的属性之间的差异重建的环路和外推的场线的线性无力场模型用于外推的不足。
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日冕物质抛射源的磁拓扑
The Magnetic Topology of Coronal Mass Ejection sources
在试图测试当前的启动模型的日冕物质抛射（CME），重点是磁爆发模型，我们检查的背景下，他们的色球和日冕响应的26 CME事件的源的磁拓扑结构，在大约9小时的时间间隔爆发开始。首先，我们执行电流免费（潜在的）外推的光球磁图检索的关键拓扑成分，如日冕磁零点。然后，我们比较的重连签名中观察到的高节奏和高空间分辨率的过渡区和日冕探测器（TRACE）的图像与相关的拓扑特征的位置。比较结果表明，只有七个事件可以解释的爆发模型，这需要一个多极拓扑结构与爆发前的重新连接在日冕零。然而，我们发现，更多的事件（12）不能用这些术语来解释。其中6个没有发现磁零点。其他七个案件仍然难以解释。我们还表明，在不同的解释下，事件的CME速度和耀斑能量之间没有系统的差异。
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分区和外推对位磁场连通性的影响
Effects of partitioning and extrapolation on the connectivity of potential magnetic fields
日冕磁场的特征可能在于它的磁力线如何将相反光球通量的区域连接起来--它的连通性。连通性可以被量化为一旦识别出这样的区域，连接相对区域对的净通量。一种现有的算法将典型的活动区域划分成范围从几十到几百的单极区域的数量，这取决于算法参数。这项工作探讨了分区的属性如何取决于一些算法参数，以及连接性如何取决于一个特定的活动区域磁图分区的粗糙度。我们发现它们之间的连接数量与区域的数量成比例，即使可能的连接数量与其平方成比例。有几种方法可以产生日冕场，甚至是势场。场可以在导电边界内或在无限半空间上计算。对于连通性的计算，单极区域可以用点源代替，或者精确的磁图可以用作下边界条件。我们的调查显示，来自这些不同领域的连通性只有轻微的差异-不超过15%。最大的区别是在导电壁内的场和半空间内的场之间。随着更精细的划分产生更多的源区，它们的连通性变得更加不同。这也给出了一种定量的方法，确定传导边界必须放置多远，以便不显著影响外推。对于相同的外边界，使用点源而不是精确的磁图在连通性上产生较小的差异：通常为6%，与源区的数量无关。
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太阳日冕加热问题的从头算研究
An Ab Initio Approach to the Solar Coronal Heating Problem
我们提出了一个从头算的方法来模拟太阳日冕加热问题的一小部分，太阳日冕在一个计算箱中使用三维MHD代码，包括现实的物理。观测到的太阳颗粒速度模式和它的振幅和涡度功率谱，作为再现的加权Voronoi镶嵌法，被用作边界条件，产生坡印亭通量的存在下的磁场。初始磁场是SOHO/MDI高分辨率磁图的潜在外推，标准层结大气被用作热初始条件。除了色球温度结构保持不变外，初始条件很快就被遗忘了，因为包含的斯皮策电导率和辐射冷却函数的时间尺度比模拟的时间跨度短得多。在短暂的初始启动期之后，磁场能够在高度间歇的日冕中耗散3-4 10^6尔格cm^{-2} s^{-1}，维持$\sim 10^6$ K的平均温度，在日冕密度值下，过渡区和日冕探测器（TRACE）171和195通带的模拟图像再现了观测到的光子计数率。
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全球太阳日冕II的模拟：日冕演化和细丝手征的比较
Modelling the Global Solar Corona II: Coronal Evolution and Filament Chirality Comparison
利用新开发的模拟真实光球和三维日冕磁场在6个月的时间内，在全球范围内考虑太阳灯丝的半球模式。模拟中的磁场方向直接与观察到的细丝在其观察位置处的手性进行比较。在我们的模型中，日冕磁场通过一系列连续的非线性无力平衡而演化，以响应光球边界条件的变化和新的磁通量的出现。总共插入了119个磁性双极，其属性与观察到的活动区域相匹配。这些双极扭曲出现，并将磁螺旋度注入太阳大气层。当我们选择这个活跃区域螺旋度的符号来匹配在每个半球观察到的螺旋度时，该模型为高达96%的细丝产生了正确的手性，包括半球模式的例外。如果出现的双极子的螺旋度为零，或者螺旋度的符号相反，那么这个百分比就会大大减少。此外，该模拟在较长时间后产生具有正确手性的更高比例的细丝。这表明日冕场演变的一个关键因素是它的长期记忆，以及螺旋度在许多个月内从低纬度到高纬度的积累和传输。它强调了日冕场连续演化的重要性，而不是在不同时间独立的外推。这对未来的建模，如与日冕物质抛射的起源和发展有关的建模，具有重要的影响。
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冕洞射流的一种机制
A Mechanism for Coronal Hole Jets
秃斑是一种磁拓扑结构，其中磁场在光球极性反转线的一部分上是凹的。秃斑拓扑被认为是灯丝通道的基本成分，并且经常在观测到的光球场的外推中发现。使用解析源-表面模型来计算嵌入在全球磁偶极子场中的小双极区域的磁拓扑，我们证明了虽然在靠近太阳赤道的封闭场区域中很常见，但在日冕洞的开放场拓扑中不太可能发生秃斑。我们的结果引起了以下问题：当周围的场线打开时，秃斑拓扑会发生什么？当秃斑移动到冕洞中时，或者当冕洞在包含秃斑的区域中形成时，就会出现这种情况。我们的静磁模型表明，在这种情况下，秃补丁拓扑几乎总是变换成一个零点拓扑的脊椎和风扇。我们认为，这种情况下的时间依赖性的演变将是非常动态的，因为从一个光秃秃的补丁到零点拓扑结构的变化不能发生通过一个简单的理想的演变在日冕。我们讨论了这些研究结果的影响，最近的日野XRT观测冕洞射流，并给出了计划的时间依赖的三维MHD模拟的轮廓，以充分评估这种情况。
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用于非线性无力日冕磁场模拟的Hinode/SOT矢量磁图预处理
Preprocessing of Hinode/SOT vector magnetograms for nonlinear force-free coronal magnetic field modelling
太阳磁场是了解太阳大气物理过程的关键。非线性无力代码已被证明在从基础矢量边界数据外推日冕场方面是有用的[概述见Schrijver等人，2006]。然而，我们只能在光球层中常规地高精度测量磁场矢量，例如，Hinode/SOT，不幸的是，这些数据不满足Aly（1989）定义的无力一致性条件。因此，我们必须对这些数据进行一些变换，然后才能合理地应用非线性无力外推代码。为此，我们已经开发了一个最小化的过程，使用测量的光球场矢量作为输入，以近似一个更色球一样的字段，该方法被称为预处理。详情见Wiegelmann et al. 2006]。该程序包括力自由的一致性积分和空间平滑。该方法已经过模型活动区的深入测试[见Metcalf等人，2008年]，并已应用于几个地面矢量磁图数据之前。在这里，我们应用预处理程序的光球磁场测量与Hinode/SOT仪器。
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非线性无力磁场重建的矢量磁像数据预处理
Preprocessing of vector magnetograph data for a non-linear force-free magnetic field reconstruction
关于日冕磁场的知识对于理解许多现象很重要，如耀斑和日冕物质抛射。由于日冕中等离子体β较低，日冕磁场通常被假定为无力，我们利用光球矢量磁象数据，借助非线性无力优化程序，将磁场外推到日冕中。遗憾的是，光球磁场的测量包含不一致性和噪声。特别是电流矢量磁象仪的横向分量（如Bx和By）具有不确定性。此外，光球层中的磁场并不一定是无力的，并且常常与上面的无力场假设不一致。我们开发了一个预处理程序，以驱动所观察到的非力自由的数据对合适的边界条件的力自由外推。因此，我们得到的数据集是尽可能接近的测量数据，并符合力的假设。
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关于色球和过渡区动力学与Hinode SOT和EIS的联系
On connecting the dynamics of the chromosphere and transition region with Hinode SOT and EIS
我们使用协调的日出SOT/EIS观测，包括高分辨率磁图，色球和TR成像和TR/日冕光谱在第一次测试中，研究如何驱动的TR的动态的高度动态的光球磁场和无处不在的色球波。初步分析表明，这些联系是相当微妙的，需要结合技术，包括磁场外推，频率过滤的时间序列和比较合成色球和TR图像从先进的三维数值模拟。作为第一个结果，我们发现的磁通量出现的签名，以及3和5兆赫波功率以上的地区增强光球磁场在色球，过渡区和日冕发射。
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