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。
2006-12-21 astro-ph
Including stereoscopic information in the reconstruction of coronal magnetic fields
我们提出了一种方法，包括立体信息的三维结构的磁通管到冠状磁场的重建。由于日冕中的等离子体β较低，我们可以假设一个无力的磁场，电流密度平行于磁场线。为了简单起见，这里我们使用线性无力场。该方法使用光球上的视线磁场作为观测输入。通过将重建的磁场与观察到的结构进行比较来迭代地确定$α$的值。最后的配置是最佳的线性力的解决方案约束的光球磁图和所观察到的等离子体结构。作为一个例子，我们应用我们的方法SOHO MDI/EIT数据的活动区域。今后，计划将该方法用于分析STEREO飞行任务上SECCHI仪器的数据。
2008-01-23 astro-ph
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。
2006-12-21 astro-ph
Optimization approach for the computation of magnetohydrostatic coronal equilibria in spherical geometry
背景：本文提出了一种可用于根据观测数据计算全球日冕模型的方法。目的：本文提出了一种计算球面几何中非线性磁流体静力平衡的优化方法，目的是利用观测数据得到日冕磁场、日冕等离子体密度和等离子体压力的自洽解。研究方法：我们的代码的自洽计算的日冕磁场和日冕等离子体解决了非力自由磁流体静力平衡使用的优化方法。以前版本的代码已被用来计算非线性无力日冕磁场从光球测量笛卡尔和球面几何，和静磁平衡笛卡尔几何。我们测试我们的代码的帮助下，一个已知的分析三维平衡解的磁流体静力学方程。通过使用磁场线图、密度和压力图以及一些常用的定量数值比较措施，对数值计算和精确平衡解进行了详细的比较。结果如下：我们发现，该方法准确地重建平衡，与残余力的顺序的离散化误差的解析解。与参考溶液的相关性好于99.9%，磁能计算准确，误差小于0.1%。结论：到目前为止，我们将该方法应用于分析测试案例。我们正计划尽快将这种方法与实际观测数据一起使用。
2008-01-18 astro-ph
Testing Circuit Models for the Energies of Coronal Magnetic Field Configurations
包含体电流和电感的电路模型常被用来估计日冕磁场组态的能量，特别是与太阳耀斑有关的组态。电路模型的准确性进行了测试，通过比较计算出的能量的线性无力场与相应的电路估计指定的边界条件。电路模型被发现提供合理的（数量级）估计的非潜在的领域的组件的能量，并重现所观察到的功能依赖的能量。然而，从电路的估计观察到的大值的力自由参数的实质性偏离，这是由于由电流所采取的路径上的字段的非潜在的组件的影响。
2003-11-02 astro-ph
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。
2007-11-08 astro-ph
Twisted coronal loops in uniform gravity
日冕环发射剖面通常沿其整个长度具有非常恒定的宽度，这与基于模型日冕磁场强度随高度降低的预期相矛盾。与此同时，保罗·贝兰（Paul Bellan）提出了一个理论模型，在这个模型中，一个最初空的、扭曲的、无力的环，在没有显著的引力效应的情况下，通过每个脚点的上升流被等离子体填充，形成一个狭窄的、恒定横截面的环形。在本文中，我们专注于平衡态，包括分层的均匀重力，同时保留磁场扭曲的影响。比较这些与相关的无力平衡，它被发现，低$β$等离子体在日冕条件下的注射是不太可能改变的形状的一个循环显着。这些线性平衡仅适用于环路的内部和边界，外部影响由边界总压力模拟。总压与周围环境的平衡和重力分层的影响是抑制环箍缩到恒定的横截面。只有当等离子体$β$足够高以使等离子体重新配置外场，并且流体静力学标度高度远大于环的尺寸时，最终状态才可能具有几乎恒定的截面。我们不希望这种情况发生在日冕中。
2008-03-17 astro-ph
Doubly Helical Coronal Ejections from Dynamos and their Role in Sustaining the Solar Cycle
关于太阳磁场的两个问题，一旦它们之间的联系被确定，就可能一起得到解答。第一个问题对大规模发电机理论很重要：是什么阻止了磁反作用力关闭发电机循环？第二个问题是：是什么决定了磁化日冕喷出物中扭曲和扭动的旋向性？磁螺旋度守恒对于回答这两个问题都很重要。守恒性意味着大尺度扭曲结构的发电机产生伴随着沿这些结构的相反符号的扭曲。后者与反作用力有关。我们认为，日冕物质抛射（CME）的同时解放小规模的扭曲和大规模的扭动相反的符号，有助于防止从淬火周期，使净磁通量的变化，在每个半球。观测和螺旋度谱测量从一个上升的通量带的模拟支持这一想法。我们展示了一个新的发电机通量生成的图片，其中包括反作用和磁螺旋度守恒的特点，作为一个2-D的丝带，而不是1-D线的字段。
2002-12-01 astro-ph
Coronal Alfven speeds in an isothermal atmosphere I. Global properties
估算阿尔芬速度对于模拟日冕、研究日冕加热问题和理解日冕物质抛射（CME）的发生和传播都有重要意义。这里我们假设日冕处于磁流体静力平衡，并且由于等离子体β较低，可以使磁力与压力和重力解耦。然后描述的磁场由一个无力场，我们进行了统计研究的磁场强度与高度为四个不同的活动区域。假设沿每条场线的等离子体处于流体静力平衡。作为第一近似，假设日冕等离子体是等温的，具有恒定或随高度变化的重力。我们研究了具有环形电流分布的双极磁场，并将这种方法应用于与不同喷发事件相关的四个活动区。通过研究活动区上方磁场强度的整体性质，我们得出结论：（i）大部分磁通量集中在光球层50 μ m以内，（ii）大部分能量储存在150 μ m以下的日冕中，（iii）大部分磁场强度随高度的衰减，非线性无力场比势场慢.在等温大气中的阿尔芬速度值可以变化两个数量级（高达100000公里/秒）。阿尔芬速度的全局性质对磁位形的性质很敏感。对于具有高度扭曲的通量管的活动区域，阿尔芬速度在扭曲的通量束的典型高度处显著增加;在燃烧区域，平均阿尔芬速度高于5000 km/s，并且强烈偏离势场值。
2008-09-06 astro-ph
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。
2005-11-03 astro-ph
The Solar Coronal Magnetic Field Measurements With SOLARC
由于最近发展了高灵敏度红外探测技术，直接测量太阳日冕磁场已成为可能。安装在Mt. Haleakala就是这样一个偏振日冕仪，它被设计用于常规观测近红外（NIR）波段的斯托克斯参数分布。Fe $^{+12}$ 1075 nm禁戒日冕发射线（CEL）具有探测弱日冕磁场的潜力。作为第一步，势场模型已被用于与Fe $^{+12}$ 1075 nm谱线中的SOLARC观测结果进行比较（Liu和Lin，2008年）。结果表明，位场可以作为一个零级代用指标，用来逼近简单稳定黑子上方观测到的日冕场。在本文中，我们进一步讨论了几个阻碍重建真实日冕磁场结构的节点。它们包括线性偏振信号中众所周知的Van Vleck效应，对NIR发射源的信息的忽略（即，日冕磁场的反演问题），大量的全球非线性无力场工具可用于更好地模拟日冕磁场，等等。
2008-09-05 astro-ph
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。
2008-01-30 astro-ph
2D MHD modelling of compressible and heated coronal loops obtained via nonlinear separation of variables and compared to TRACE and SoHO observations
一个分析MHD模型的日冕循环与可压缩流，包括加热的观测数据进行了比较。该模型是通过一个系统的非线性分离变量的方法来计算几类精确的MHD平衡在笛卡尔几何和均匀重力。通过选择一个特别通用的解决方案类与一个大的参数空间，我们能够计算模型，其回路长度，形状，等离子体密度，温度和速度分布拟合与TRACE，SoHO/CDS和SoHO/SUMER观察到的回路。合成的排放曲线也计算和拟合所观察到的排放模式。本文分析讨论了洛伦兹力与气体压力梯度、重力和沿环和跨环作用的惯性力的二维平衡。这些模型是第一个包括一个完全一致的描述磁场，二维几何形状，等离子体密度和温度，流速和热力学的环路。一致计算的加热廓线主要受辐射损失的影响，受流动的影响，并且不对称地集中在上升流足点。
2003-03-17 astro-ph
Driving Currents for Flux Rope Coronal Mass Ejections
提出了一种测量太阳日冕物质抛射（CME）中磁绳结构所包围的电流的方法。这些电流提供了推动日冕物质抛射的洛仑兹自作用力。我们对驱动电流的估计是基于使用SOHO卫星上LASCO日冕仪的数据获得的推进力的测量。我们发现CME所包围的电流的上限通常在$10^{10}$安培左右。我们估计LASCO视场中CME所包围的磁通量为几个$\times 10^{21}$ Mx。
2008-10-23 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
An optimization principle for the computation of MHD equilibria in the solar corona
目的：我们发展了一个计算稳态MHD平衡的优化原理。方法：我们的代码的冠状磁场和冠状等离子体的自洽计算使用非力自由MHD平衡。以前版本的代码已被用来计算非线性无力日冕磁场光球测量。该程序使用光球矢量磁图和日冕极紫外图像作为输入。我们测试了我们的重建代码的帮助下，半解析MHD平衡。通过比较精确的和重建的解决方案定性的磁场线图和EUV图像和定量的几个不同的数值标准的重建的质量进行判断。结果：我们的代码是能够重建半解析测试平衡与高精度。这里开发的静止MHD优化代码具有与其前身非线性无力优化代码相同的精度。然而，MHD平衡的计算时间比无力磁场长。我们还扩展了一个著名的类的非线性无力平衡的非无力制度的目的测试代码。结论：我们证明了代码的工作原理，使用分析平衡测试，但它仍然需要应用到真实的数据。
2006-12-21 astro-ph physics.comp-ph
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。
2008-02-06 astro-ph
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。
2008-09-08 astro-ph
Highly Efficient Modeling of Dynamic Coronal Loops
观测和理论证据表明，日冕加热是脉冲式的，发生在非常小的跨场空间尺度上。一个单一的日冕环可以包含一百个或更多的单独的链，这些链被纳米火花准独立地加热。因此，对整个活动区域或全球日冕进行建模是一项艰巨的任务。三维MHD代码的空间分辨率不足，一维Hydro代码太慢，无法模拟必须以合理表示方式处理的数千个元素链。幸运的是，热传导和流动倾向于平滑沿磁场的等离子体梯度，所以“0 D模型”是一个可接受的替代方案。我们开发了一个高效的模型，称为基于焓的热循环演化（EBTEL），它准确地描述了沿日冕链的平均温度，压力和密度的演化。它在准确性、灵活性和能力方面大大改进了这种类型的早期模型。它处理缓慢变化和高脉冲日冕加热;它提供了差分发射测量分布，DEM（T），在过渡区的脚点;并有热通量饱和和非热电子束加热的选项。EBTEL提供了良好的协议，更复杂的一维水力模拟，尽管使用四个数量级的计算时间少。它有望成为太阳和恒星研究的强大新工具。
2008-04-17 astro-ph
Locating current sheets in the solar corona
本文通过数值模拟极紫外亮点加热过程，比较磁零点分界面与准分界层位置，发现日冕电流片主要形成于准分界层而非分界面，并指出局部能量输入是电流片形成的必要条件。
2007-02-18 astro-ph
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。
2007-11-19 astro-ph
Can We Improve the Preprocessing of Photospheric Vector Magnetograms by the Inclusion of Chromospheric Observations?
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是有用的，在推断日冕场向上从底层矢量边界数据。然而，我们只能在光球层中常规地高精度地测量磁场矢量，不幸的是这些数据不满足无力条件。因此，我们必须对这些数据进行一些变换，然后才能自洽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程序，产生一个更像色球场，使用测量的光球场矢量作为输入。该程序包括无力一致性积分，空间平滑，以及--新包括在这里提出的版本中--改进的与场方向的匹配，如从原纤维推断的，如可以在例如，色球H $α$图像。我们测试的过程中使用的模型活动区字段，包括在光球水平的浮力。所提出的预处理方法使我们能够近似色球矢量场在几度和自由能在日冕领域的百分之一。
2008-02-29 astro-ph
Nonlinear force-free models for the solar corona I. Two active regions with very different structure
随着太阳光球矢量磁场测量新仪器的发展，我们需要进一步了解电流密度对日冕磁场结构的影响。目的是利用非线性无力模型了解活动区日冕磁场的多样性和复杂性。根据观测到的光球磁场，我们导出了两个活动区的光球电流密度：一个是衰减的强电流活动区（AR 8151），另一个是新出现的弱电流活动区（AR 8210）。我们比较了两个活动区的磁场的三维结构，当它们被假定为势或非线性无力。后者使用Grad-Rubin矢量势类数值方案计算。从几何形状、磁力线连通性、磁能和磁螺旋度含量等方面进行了定量比较。对于旧的衰减活动区，非线性无力模型的连通性和几何形状包括强扭曲和强剪切，与势模型有很大的不同。扭曲的磁通束在日冕中储存高的磁能和磁螺旋度（约50 μ m）。新出现的活动区具有复杂的拓扑结构，与位场的偏离很小，但多余的磁能储存在低日冕中，足以引发强大的耀斑。
2007-03-29 astro-ph
The dependence of the helicity bound of force-free magnetic fields on boundary conditions
本文是对以前的研究的补充，该研究表明在开放的大气中，如日冕，无力场的总磁螺旋度必须是有界的，磁螺旋度的积累超过其上界将引发一种非平衡状态，导致诸如日冕物质抛射（CME）的抛射。本文研究了几类非线性无力场的螺旋度界对边界条件的依赖性。我们的计算表明，无力场的螺旋度上界的大小与边界条件密切相关。当螺旋度值由其各自的表面极向通量的平方归一化时，具有多极边界条件的场的螺旋度上界可以比具有偶极边界条件的场的螺旋度上界小十倍。这表明，日冕磁场可能爆发成日冕物质抛射时，适用的螺旋度边界下降到低于已经积累的螺旋度作为一个缓慢变化的边界条件的结果。我们的计算还表明，磁螺旋度的单调累积可以导致适用于扭结不稳定性的磁通量绳的形成。这表明，CME启动超过螺旋度约束和扭结不稳定性都可以在日冕中的螺旋积累的后果。我们的研究提供了深入了解所观察到的CME与太阳表面起源的磁性特征的关联。
2008-05-13 astro-ph
