Large Eddy Simulation of Solar Photosphere Convection with Realistic Physics
利用真实物理模型对太阳表面对流进行了三维大涡模拟。对流运动的热结构进入上层的光球辐射层，对流单体的大小范围，对流的穿透深度进行了研究。太阳光球层的一部分和对流区的上层，一个从0微米到可见表面以下20微米水平延伸60 × 60微米的区域，被认为是。我们从一个现实的初始模型的太阳状态方程和恒星物质的不透明度。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射流体力学方程。我们用途：1）流体力学的高阶守恒TVD格式，2）辐射转移的扩散近似，3）亚网格尺度动力粘性模拟。模拟是在俄罗斯科学院计算中心的超级计算机MVS-15000 BM上的144个具有分布式存储器多处理器的处理器上，在600 x 600的均匀水平网格上进行的，具有168个非均匀间隔的垂直网格点。
2007-10-16 astro-ph
Spectrum of Magnetic Dissipation and Horizontal Electric Currents in the Solar Photosphere
有人提出了太阳光球层水平电流的代用指标。利用高分辨率迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测了一组演化的活动区（AR），得到了耗散谱\it和耗散的空间结构，即：从观测到的磁场的$B_z$分量计算斯托克斯耗散函数$ε(x,y)$。这些函数使我们能够计算出光球层中水平电流密度的（一部分）。结果表明，作为一个活跃的区域出现，大规模的水平电流逐渐产生，并确定了大量的耗散。当活动区衰减时，大尺度水平电流比小尺度水平电流衰减得更快。有源区中的水平电流密度在$<j_h > \sim (0.008 - 0.028)$ A/m $^2$的范围内，这与有源区中的垂直电流密度兼容。我们提出了两种可能的机制产生这样的水平电流在光球。其中之一是带电粒子在黑子周围水平面内等离子体压力梯度变化介质中的漂移运动。这样的漂移可以在太阳黑子周围产生准圆形的闭合水平电流。另一种可能性是在光球层中沿磁中性线的高度扭曲的水平磁结构内存在水平轴向电流。水平电流可能对光球/日冕耦合的动力学以及AR的非潜在性的估计有重要贡献。
2008-06-09 astro-ph
Dynamics of Magnetic Flux Elements in the Solar Photosphere
在日冕加热问题的背景下，磁场和对流的相互作用进行了研究。我们研究光球磁元素的运动，使用在瑞典真空太阳望远镜在拉帕尔马获得的滤波图。我们使用位场模型来外推磁场和速度场到更大的高度。我们发现色球层中的速度可以在相邻通量管之间的分界面处局部增强。预测的速度是几公里/秒，显着大于光球通量管，这可能有重要的影响日冕加热。S
1998-02-27 astro-ph
Theories of convection and the spectrum of turbulence in the solar photosphere
经典的湍流理论不能准确描述湍流对流的惯性范围标度律，尤其不能模拟太阳光球对流的湍流谱形状。为了理解这些差异，详细研究了湍流Rayleigh-Bénard对流的尺度预算，特别强调各向异性和不均匀性。导出了适用于对流的广义Kolmogorov方程，并利用湍流Boussinesq对流的数值模拟计算了其各项。对方程各向同性部分的分析表明，三阶速度结构函数受浮力强迫和大尺度不均匀性的显著影响。各向异性的贡献，这个方程也被证明是可比的，他们的各向同性对应在中等规模到大规模。这些结果对流在太阳光球，mesogranulation和supergranulation的影响进行了讨论。
2006-11-28 astro-ph
Shocks in the Quiet Solar Photosphere: A Rather Common Occurrence
我们目前的观测安静的太阳光球在\ion{Fe}{1}行在6302度，其中至少有四个不同的空间位置表现出向上指向的超音速流。这些上升流只能在圆偏振剖面中作为两条\ion{Fe}{1}线的蓝色波瓣中的双峰结构被检测到。我们已经在数据中检测到两种磁极的情况。与上升气流相关的偏振信号非常微弱，这可能是为什么以前在这种类型的观测中没有看到它们的原因。我们建议，所观察到的流量是流产对流崩溃的签名，类似的情况下报告的\citeN{BRRHC+01}。我们的数据表明，这种现象在安静的太阳中经常发生，这意味着许多磁性元素（尽管其比例仍然未知）甚至在完全形成之前就被破坏了。这里报道的超音速上升流的光谱特征可能存在于大多数具有足够信噪比和空间分辨率的光谱偏振观测中。
2004-10-23 astro-ph
Solar Winds Driven by Nonlinear Low-Frequency Alfven Waves from the Photosphere : Parametric Study for Fast/Slow Winds and Disappearance of Solar Winds
通过对光球层至0.3或0.1AU的一维MHD模拟，研究了日冕和太阳风的性质与表面磁场性质及其足点运动的关系。在不同光球场强度B和超径向截面膨胀f_max的开放通量管中，我们在光球上施加了具有不同振幅、频谱和偏振的低频（<0.05Hz）横向场线起伏。我们发现跨音速太阳风是普遍的结果。当光球振幅大于0.7km/s时，阿尔芬波通过压缩波的产生和反射而耗散，使大气稳定加热到大于10^6K<dv>。太阳风的密度和相应的质量通量，<dv>由于非线性阿尔芬波加热的不稳定性，显示出相当敏感的依赖性。在风速<dv>= 0.4 km/s的情况下，质量通量比风速= 0.7 km/s的基准情况小约50倍<dv>;只有当太阳风变为一半时，太阳风才几乎消失<dv>。我们还发现，太阳风速度与B/f_max有正相关关系，这与最近的观测结果是一致的。我们最后表明，无论是快，慢太阳风可以解释的单一过程，低频阿尔芬波的耗散，与不同的设置<dv>和B/f_max。我们的模拟自然地解释了观测到的（i）太阳风速度和日冕温度的关系，以及（ii）在快风中较大幅度的阿尔文波动。在附录中，我们还解释了我们的实施的出射边界条件的MHD波与一些数值试验。
2006-05-22 astro-ph
Successful Coronal Heating and Solar Wind Acceleration by MHD Waves by Numerical Simulations from Photosphere to 0.3AU
通过一维、含时、非线性磁流体动力学模拟，考虑辐射冷却和热传导，我们发现日冕加热和冕洞内快速太阳风的加速是光球层磁场足点起伏的自然结果。我们施加低频（<0.05Hz）横向光球运动，对应于颗粒化，速度<dv>= 0.7km/s。尽管色球层中的反射衰减，所产生的出射阿尔芬波的足够的能量传输到电晕加热和加速的等离子体的非线性耗散。我们的结果清楚地表明，初始冷（10^4K）和静止的大气被自然加热到10^6K，并加速到800 km/s，并解释了最近的SOHO观测和行星际闪烁测量。
2006-05-22 astro-ph
Making the corona and the fast solar wind: a self-consistent simulation for the low-frequency Alfven waves from photosphere to 0.3AU
通过考虑辐射冷却和热传导的一维磁流体动力学模拟，我们发现日冕加热和冕洞内快速的太阳风加速是光球层磁场足点起伏的自然结果。我们首先在光球层建立了一个温度为10^4K的静态开放通量管。我们施加对应于颗粒化的横向光球运动，速度为0.7km/s，周期为20秒到30分钟，产生出射Alfven波。<dv>我们自洽地处理这些波和等离子体加热。在色球层中衰减约85%的初始能量通量后，传出的阿尔芬波进入日冕，并主要通过压缩波和冲击的非线性产生对等离子体的加热和加速做出贡献。我们的结果清楚地表明，初始的冷静止大气被自然加热到10^6K，并被加速到800km/s。
2006-05-22 astro-ph
Spatial variations in the field of velocities and real solar granulation
本文通过求解非局域热力学平衡（NLTE）辐射转移反问题，重建了非均匀太阳大气中的物理条件。观测数据采用了高空间和时间分辨率的$λ=523.42$ nm FeI谱线的剖面。本文研究了超绝热层和过冲对流区中真实太阳粒化的速度场。此外，我们还研究了不均匀太阳光球的垂直结构，并考虑了对流区颗粒物进入稳定大气上层的穿透。微湍流速度在过冲对流区底部最小，穿过超绝热层和光球层上部后急剧增加。高湍流层出现在流动的中心部分或初始流动的边界处，并向流动中心漂移。宽的下降流倾向于分解成具有湍流增强的结构，这些结构对应于物质流。强烈气流的高微湍流引起光球上层急剧的温度下降，导致颗粒间的第二次逆温。垂直速度的反转在太阳粒化过程中是很常见的。一些对流达到最低温度区。光球中上部物质流的垂直对流速度较小。并估计了有限分辨率对光球层速度空间变化的影响。
2006-12-15 astro-ph
Velocity Fields in the Solar Photosphere
太阳光球层中的大尺度速度场经过多年的深入研究仍然是一个谜。本文提出了一种新的太阳光球流场测量方法。它基于应用于太阳和日光层天文台（SoHO）机载迈克尔逊多普勒图像（MDI）获得的全光盘多普勒图的局部相关跟踪算法。对该方法进行了调试，并用合成数据进行了检验，结果表明，该方法能够测量精度为15 \mps的水平速度场。它还表明，该方法提供的测量与时距当地日震学。该方法适用于实际数据集。它再现了众所周知的太阳光球速度场的特性。此外，案例研究表明，流场拓扑结构的变化对喷发的灯丝的稳定性的影响的证据，并支持双极太阳黑子从其磁根的动态断开的理论。该方法具有很好的应用前景。本文还研究了纬向通量的输运速度，指出在强磁场区，直接测量可能与时距局地日震学不同。这一结果对通量传输发电机模型产生了影响，这些模型使用纬向速度作为基本的观测输入参数。
2007-12-12 astro-ph
Seething Horizontal Magnetic Fields in the Quiet Solar Photosphere
光球磁场外的活动区域和网络有一个无处不在的和动态的视线组成部分，加强从磁盘中心的边缘，作为一个接近水平的方向预期。该分量显示出显著的时间变化，在~3”分辨率下，临边附近的平均时间均方根为1.7 G。在我们的中等分辨率观测中，近水平分量在1.5 mHz以下的频率变化幂律指数为-1.4，并且在高达~15 arcsec的尺度上是空间不规则的。磁场可能是喷发和小磁通量元素演化之间的磁连接变化的表现，以响应对流运动。它没有显示可检测的纬度或经度变化。
2007-02-15 astro-ph
Zeeman-Tomography of the Solar Photosphere -- 3-Dimensional Surface Structures Retrieved from Hinode Observations
目的：利用一种新的三维偏振光谱反演和重建技术，分析太阳光球的热力学和磁场结构。方法：在高分辨率混合极性磁对流模拟的基础上，采用人工神经网络（ANN）模型来近似合成Stokes谱与温度、视线（LOS）速度和LOS磁场等大气参数分层之间的非线性逆映射。这种方法不仅使我们能够将更可靠的物理纳入反演过程，它还能够在绝对几何高度尺度上进行反演，这允许随后组合各个视线分层，以获得观察区域的完整三维重建（断层扫描）。研究结果：磁对流模拟数据，以及人工神经网络反演，已被妥善处理，适用于分光偏振观测日之出卫星。对于第一次，我们展示了三维层析重建（温度，LOS速度，和LOS磁场）的一个安静的太阳区域观察日出。重建的区域覆盖了大约12000乘12000公里的区域，在光球层的高度范围为510公里。在3-D重建中可以识别大量的各种小的和大尺度结构。我们分析的低通量区（B_{mag} = 20 G）呈现出许多“管状”磁场结构，磁场强度为几百高斯。这些结构中的大多数随着高度的增加而迅速失去它们的强度，只有少数较大的结构可以保持较高的光球上层场强。
2008-03-07 astro-ph
Large-scale horizontal flows in the solar photosphere. IV. On the vertical structure of large-scale horizontal flows
在最近的论文中，我们介绍了一种用于测量流场的方法。该方法是基于超颗粒结构的跟踪。我们并不确切地知道，它的结果是否代表光球层或某些亚光球层的流场。在本文中，结合日震数据，我们能够估计的深度在太阳对流信封，检测到的大尺度流场是很好地代表了表面测量。我们得到了一个明确的答案，我们跟踪什么样的结构，在全光盘多普勒。在平静的太阳区域，超颗粒结构被跟踪，而在有磁场的区域，磁场的结构占主导地位。这一观测结果似乎是显而易见的，因为多普勒结构的性质在磁区和平静的太阳中是不同的。我们发现，我们的方法检测到的大规模流动代表的运动层中的等离子体下降到~10微米。因此，超颗粒可以被视为对象进行的基础大规模的速度场。
2008-12-10 astro-ph
Large-scale horizontal flows in the solar photosphere II: Long-term behaviour and magnetic activity response
最近，我们发展了一种方法，用于绘制大规模的水平速度场在太阳光球。该方法的开发，调整和校准使用的合成数据。现在，我们应用该方法的一系列迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）多普勒覆盖几乎一个太阳周期，以获得有关的长期行为的表面流的信息。我们已经发现，我们的方法清楚地再现了广泛接受的平均流场分量的属性，如扭转振荡和纬向环流模式。我们还进行了周期性分析，但由于数据序列长度和较大的间隙，我们没有检测到任何显著的周期。研究了磁活动对平均纬向运动的影响。我们发现了一个证据，即致密磁区的出现局部加速其附近的超颗粒图案的旋转和磁场的存在下，一般减速在赤道区的旋转。我们的研究结果表明，在赤道地区的活动区出现表现出恒定的速度（快60 +/- 9米/秒比卡林顿率），这表明他们出现在0.95 R_太阳的表面径向剪切的基础上，断开其磁根，并在其演变过程中放缓。
2007-10-14 astro-ph
Kink waves in solar spicules: observation and modelling
Abastumani天体物理天文台\citep{khu}的大日冕仪获得的$H_α$谱线上太阳边缘（光球层以上3800 - 8700 km）的多普勒观测高度序列，显示了针状体多普勒速度的周期性空间分布。我们认为这种周期性的空间分布是由骨针中的扭折波传播引起的。波长为$\sim$ 3500 km。扭折波从光球层传播到观测高度的数值模拟给出扭折波在光球层的波长为$\sim$ 1000 km，这表明扭折波的颗粒起源。波浪的周期估计在35-70 s之间。
2005-10-14 astro-ph
The Solar Argon Abundance
太阳氩的丰度不能直接由太阳光球层的光谱观测得到。太阳Ar丰度的评估从太阳风测量，核合成参数，观测B星，HII地区，行星状星云，和惰性气体丰度测量木星的大气。根据这些数据，推荐的氩丰度为N（Ar）= 91，200（+/-）23，700（在Si = 10^6原子的范围内）。太阳光球层的推荐丰度（在log N（H）= 12的标度上）为A（Ar）photo = 6.50（+/-）0.10，考虑到元素沉降，太阳系（原太阳）的丰度为A（Ar）solsys = 6.57（+/-）0.10。
2007-10-24 astro-ph
The Abundances of Oxygen and Carbon in the Solar Photosphere
最近的一系列研究对光球中碳和氧丰度的最佳估计分别为8.39和8.66。这些值比先前的估计值低约40%。由于采用了改进的模式大气、更新的原子数据和非LTE修正，以及重新评估混合特征的影响，修正的联盟是造成这一变化的原因。所采用的太阳表面流体动力学模型是更新的一个重要因素，但使用理论一维模型大气导致平均氧丰度适度增加0.09德克斯，碳丰度仅增加0.02德克斯。考虑到太阳表面的最先进的3D流体动力学模型，从不同的原子和分子线集合中产生一致的结果。系统误差可能主导最终的不确定性，但现有信息表明，它们被限制在<0.1 dex。新的丰度更接近于基于其他附近天体的成分的预期，尽管考虑到太阳对流区底部的银河系化学演化和扩散，仍然缺乏完全一致的画面。
2007-02-16 astro-ph
Motions of Isolated G-Band Bright Points in the Solar Photosphere
平静的太阳上的磁性元素受到对流的冲击，导致分钟级的横向运动。磁性元素可以在4305 ° C的G波段观察到亮点（BPs）。我们目前的观察BP的基础上的一个长序列的G波段图像记录与荷兰开放式望远镜（DOT）和后处理使用斑点掩蔽技术。从这些图像中，我们测量了孤立的BPs的自行，并推导出它们的速度相对于太阳颗粒图案的自关联函数。BP位置测量的精度估计在太阳上小于23公里。经测量误差校正后，BP的均方根速度约为0.89 km s $^{-1}$，BP运动的相关时间约为60 s。这个均方根速度大约是使用软木跟踪测量的速度的3倍，几乎可以肯定是由于孤立的BP比BP集群移动得更快。我们还寻找了G波段BPs运动中涡度的证据。
2002-12-12 astro-ph
On the Generation, Propagation, and Reflection of Alfven Waves from the Solar Photosphere to the Distant Heliosphere
我们提出了一个全面的模型，在太阳大气和快速太阳风阿尔芬波的全球性质。线性非WKB波输运方程求解从光球到4 AU，波周期从3秒到3天。我们推导出沿超径向膨胀磁通量管在两个方向上传播的波的动能和磁能波动的径向变化的功率谱。这项工作与以前的模型在3个主要方面不同。(1)在色球层和低日冕，连续合并的颗粒和超颗粒尺度上的通量管描述使用的二维静磁模型的网络元素。低于临界合并高度的波被建模为薄壁管扭结模式，我们假设所有的扭结模式波能量转化为体积填充阿尔芬波合并高度以上。(2)水平运动的频谱仅根据先前对G-波段亮点运动学的分析在光球处确定。在其他任何地方，向外和向内传播的波的振幅都是在没有自由参数的情况下计算的。我们发现，在日冕中的波的振幅同意以及离临边非热线宽。(3)非线性湍流阻尼应用到线性模型的结果，使用现象学损失项。一个单一的选择规范化的湍流外尺度长度产生适当的阻尼量在大的距离（同意在现场测量）和适量的加热在扩展的日冕（同意经验风加速度模型）。在日冕中，建模的加热速率从基于各向同性Kolmogorov湍流的速率相差超过一个数量级。
2004-10-26 astro-ph
A near-IR line of Mn I as a diagnostic tool of the average magnetic energy in the solar photosphere
我们报告分光偏振观测的近红外线Mn I位于15262.702 A的强度和偏振分布是非常敏感的超精细结构的存在。对这条线对磁场的磁灵敏度的理论研究揭示了几个有趣的性质。最重要的一个是，由于超精细结构产生的强Paschen-Back扰动的存在产生强度线轮廓，其形状根据磁场强度的绝对值而变化。从谱线轮廓的本征变化出发，提出了谱线比技术。将这种线比技术应用于宁静太阳光球的分光偏振观测，以探索磁场强度的概率分布函数。特别注意的是观察到的视野，这是由一个增强的网络区域包围的最安静的区域。详细的理论研究表明，推断的分布产生的平均磁场强度和空间尺度的磁场组织的信息。第一次估计给出平均场强约为250 G，空间尺度的暂定值约为0.45”，观测到的磁场在该空间尺度上是水平组织的。
2006-12-14 astro-ph
Doppler shift oscillations in solar spicules
本文分析了Abastumani天体物理观测站53厘米日冕仪在光球3800-8700公里高度上拍摄的太阳边缘针状体的Ha谱的合成高度序列。其目的是观察针状体中的振荡现象，从而追踪通过色球层的波传播。用离散傅里叶变换分析了由各高度观测谱构成的哈多普勒频移时间序列。太阳边缘针状体的多普勒速度表现出周期为20-55和75-110 s的振荡。在观测到的高度上也有明显的3分钟振荡的证据。这种振荡可能是由锚定在光球层中的薄磁通量管中的波传播引起的。我们建议作为一个可能的源的波激发的颗粒。观测到的电磁波可作为针状体地震学的工具，在光球上方约6000公里高度的针状体中的磁场强度估计为12-15 G。
2007-08-15 astro-ph
Hinode observations reveal boundary layers of magnetic elements in the solar photosphere
我们研究了网络细胞内部的磁性元素的结构。用Hinode空间飞行任务所载太阳光学望远镜的分光偏振计观测了靠近太阳盘中心的一个安静的太阳区域，该区域产生了Fe I 630 nm线对偏振数据中迄今为止所达到的最佳空间分辨率。为了比较和解释，我们合成了一个类似的数据集从三维磁流体动力学模拟。我们发现几个例子的磁性元素，无论是圆形（管）或细长（片），这表明负斯托克斯-V区域不对称的框架或周围的周边区域具有较大的正不对称性的中心区域。这种模式是大约八年前根据数值模拟预测的。在这里，我们第一次通过观测证实了它的存在。我们收集了令人信服的证据表明，这种模式的斯托克斯-V区的不对称性是由漏斗形的边界的磁性元素，分离的磁通量集中的弱场环境。我们还得出结论，这种互联网络的磁性元素伴随着电流片。
2007-11-05 astro-ph
Large-scale horizontal flows in the solar photosphere III: Effects on filament destabilization
我们研究了大尺度光球运动对2004年10月6日、7日和8日观测到的爆发性暗条稳定性的影响，这是国际观测活动（JOP 178）的一部分。利用MDI全圆盘多普勒和磁图研究了大尺度水平流场。从多普勒，我们跟踪超颗粒流模式，使用本地相关跟踪（LCT）技术。我们使用LCT和手动跟踪孤立的磁性元素，以获得水平速度的磁图。我们发现，由不同的方法得到的测量流场是很好的相关性在大尺度上。流场的拓扑结构在暗条爆发阶段发生了显著的变化，表明表面流场和日冕磁场之间可能存在耦合。我们测量的剪切力的增加低于喷发开始的点，并在喷发后剪切力的减少。我们发现在太阳表面的大规模水平流动与差异旋转相互作用的模式。我们的结论是，有可能是一个在表面流的变化和消失的喷发丝之间的联系。
2007-11-20 astro-ph
Evidence for collisional depolarization in the MgH lines of the second solar spectrum
太阳分子线的Hanle效应的分析，使我们能够获得经验信息隐藏，混合极性磁场在亚分辨率尺度的（颗粒）上升流地区的“安静”的太阳光球。在这里，我们报告说，碰撞似乎是非常有效的去极化旋转水平的MgH线。这就产生了一个有趣的结果，即在平静的太阳光球的上升流区域，隐藏的磁场的强度不可能明显地大于10 G，假设最简单的情况是一个单值的微湍流场充满了整个上升流的光球体积。或者，一个同样好的理论拟合所观察到的散射偏振振幅可以通过假设去极化碰撞的速率是一个数量级小于在以前的碰撞为主的情况下，但然后所需的强度的隐藏字段中的上流地区原来是不切实际的高。这些限制加强了我们先前得到的结论，即有大量的隐藏的磁能和无符号的磁通量本地化的（粒间）下行区的安静的太阳光球。
2005-10-25 astro-ph
Channeling 5-min photospheric oscillations into the solar outer atmosphere through small-scale vertical magnetic flux tubes
我们报告的二维MHD模拟表明，光球5分钟振荡可以泄漏到色球内的小尺度垂直磁通量管。我们的数值实验结果与用Tenerife红外偏振仪（TIP）在10830 A对光球层和色球层同时进行分光偏振观测所得到的结果是一致的。我们的结论是，太阳光球层中辐射的能量交换效率可以导致截止频率的显着降低，并可能允许5分钟波垂直传播到色球层。
2008-02-07 astro-ph
The Generation of Coronal Loop Waves below the Photosphere by p-Mode Forcing
最近的观测日冕环波的TRACE和内的日冕作为一个整体的CoMP清楚地表明，占主导地位的振荡周期为5分钟，从而暗示太阳p模式作为一个可能的来源。本文研究了在太阳对流区中由p模抖振产生的管波。管波--以纵向香肠波和横向扭结波的形式--产生于许多排列在对流区和穿透太阳光球层的磁纤维上。一旦由p模式强迫产生，管波就自由地在管中上下传播，因为管的作用就像光纤一样，并形成这些磁声波的波导。这些向上传播的波穿过光球层进入高层大气，在那里它们可以被测量为环振荡和其他形式的传播日冕波。我们将磁纤维视为垂直排列的细通量管，并计算了可以产生并驱动到高层大气中的管波的能通量。我们发现可以产生超过10^5尔格/cm ^2/s的通量，很容易提供足够的波能来解释观测结果。此外，我们计算了相关的阻尼率的驱动p模式，并发现阻尼是显着的观察到的线宽相比，只有最低阶p模式。
2008-05-13 astro-ph
Observation of kink waves in solar spicules
本文分析了Abastumani天文台53 cm日冕仪观测到的日缘针状体H $α$谱的高度序列。每个高度系列包括8个不同的高度，从光球上方3800公里开始。相邻高度之间的空间差异为1 $^{\prime \prime}$，因此已覆盖光球上方$\sim$ 3800 - 8700 km的距离。每个高度系列的总持续时间为7 s。我们发现，近20%的测得的高度序列显示出周期性的多普勒速度的空间分布。我们认为，这种多普勒速度的空间周期性是由针状体中传播的扭结波引起的。波长为$\sim$ 3500 km。然而，由于扭折速度的高度变化，在光球处波长趋向于$\sim$ 1000 km。这可能表明了波的颗粒起源。波浪的周期估计在35-70 s之间。这些波可以携带光球能量进入日冕，因此在日冕加热中可能是重要的。
2006-02-24 astro-ph
Do quasi-regular structures really exist in the solar photosphere? I. Observational evidence
对两个系列的太阳颗粒图像-1993年6月5日的La Palma系列和1997年1月17日至18日的SOHO MDI系列-进行了定性和定量分析。新的证据表明存在长寿命的准规则结构（首次由Getling和Brandt（2002）报道），在1- 2小时时间间隔的平均图像中不再出现异常。这种结构表现为亮暗同心环族或亮暗平行条带族（亮度分布中的“脊”和"沟“）。在某些情况下，环与放射状的“发言人”相结合，因此可以形成“网络”模式。脊或沟的特征宽度略大于颗粒的典型尺寸。从一系列图像构建的运行平均电影被用来寻找这样的结构。一种算法的开发，以获得自动选择的中心，径向分布的方位平均强度，突出的同心环图案。我们还提出了一个时间平均颗粒图像处理的软件包，用于检测航空航天图像中的地质结构。运行平均为基础的技术之间的相关性的亮度变化在不同的点的颗粒场的发展和迹象之间的动态联系的出现和下沉的太阳等离子体的热和冷的包裹。特别是，这种相关性分析证实了我们的建议，即颗粒-过热的斑点-可能会反复出现在太阳表面。根据我们的研究，Rast（2002）对Getling和Brandt（2002）的原始论文的批评意见可以被驳回。
2006-10-24 astro-ph
Alfven Waves and Turbulence in the Solar Atmosphere and Solar Wind
利用一个基于波反射的湍流耗散唯象模型，求解了Alfvenic湍流在由静止光球层、色球层、过渡区、开放日冕和太阳风组成的模型太阳大气中的传播和耗散问题.我们发现，对于一个给定的波频谱的耗散发生在较低的日冕，和波动的整体均方根振幅的演变方式与观测一致。频谱，柯尔莫哥洛夫样的斜率，没有发现显着改变光球的太阳风，但它确实保留了整个低层大气层传输的签名，即在频谱中的振荡在高频率，让人想起在线性情况下发现的共振。一旦引入非线性项的更现实的耦合，或者如果引入低层大气层的随时间变化的变化，这些可能会消失。
2007-02-07 astro-ph
High-resolution models of solar granulation: the 2D case
使用网格细化，我们模拟了太阳颗粒在2D。细化的区域测量为1.97*2.58 Mm（垂直 * 水平）。网格间距为1.82*2.84 km。下降流表现出强烈的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。在光球层下面，产生了声脉冲。它们横向前进（在某些情况下，距离至少是我们精确区域的大小），并且在横向向下流动时可能会增强）以及向上，在光球层中，它们对“湍流”（速度梯度等）有显著贡献。声脉冲是无处不在的，因为在任何时候，在我们的高分辨率域中都可以看到它们中的几个。它们对色球层的p模激发或加热的可能贡献需要研究。
2007-06-22 astro-ph
Modeling the (upper) solar atmosphere including the magnetic field
太阳的大气层是高度结构化和动态的。从光球层和色球层进入过渡区和日冕等离子体-$β$从上到下变化，即在低层大气中等离子体的能量密度占主导地位，而在高层大气中磁场起着支配作用--人们可以说是"磁过渡"。因此，光球层中过度对流的动力学，颗粒化，正在光球层中洗牌磁场。这不仅导致高层大气中磁场的（重新）结构，而且还引起日冕等离子体的动态反应，例如由于重连事件。因此，（复杂的）结构和各种磁补丁的相互作用是至关重要的了解日冕等离子体的结构，动力学和加热，以及它的加速到太阳风。本文将强调三维建模的需要，考虑到太阳大气的复杂性，以了解这些过程。在磁封闭和开放区域的太阳上层大气三维建模的一些进展将与诊断工具一起介绍，以比较这些模型的观测。这突出了这些模型最近取得的成功，这些模型在许多方面与观测结果非常吻合。
2007-03-21 astro-ph
Do Long-Lived Features Really Exist in the Solar Photosphere? II. Contrast of Time-Averaged Granulation Images
在四个数据集之间比较了时间平均图像的均方根对比度随平均时间的下降：（1）1993年在La Palma记录的一系列太阳颗粒图像;（2）Rieutord等人（2002）在数值模拟中获得的一系列人工颗粒图像;（3）Steffen及其同事计算的类似系列（见Wedemeyer等人，2004}）;（4）一个随机场与一些参数的典型的颗粒，由Rast（2002）构建。此外，（5）使用时间和空间混洗过程从真实颗粒图像获得图像序列，并且分析作为n的函数的来自该序列的n个图像的平均的对比度。真实颗粒图像的系列（1）表现出比模拟颗粒图像的系列（3）和随机场的系列（4）都慢得多的对比度降低。从某个相对较短的平均时间t开始，序列（3）和（4）中对比度的行为类似于t^{-1/2}统计定律，而混洗序列（5）从n = 2开始遵守n^{-1/2}定律。序列（2）显示出对比度的特别缓慢的下降，这可能归因于模拟中使用的边界条件的特定属性。对比度变化规律的分析之间的比较表明，相当肯定的太阳能颗粒的亮度场包含一个长寿命的组件，这可能与当地持久的黑暗粒间洞和/或准规则结构的存在。随机场（4）成功地再现了真实颗粒的对比度变化规律（Rast，2002）的建议可以被拒绝。
2008-02-01 astro-ph
Physical properties of the solar magnetic photosphere under the MISMA hypothesis III: sunspot at disk center
磁场和速度的小尺度波动可能是造成在所有光球磁结构中观察到的斯托克斯不对称性的原因（MISMA假说）。我们支持的假设表明，大气光学薄的微观结构再现的极化的FeI 6301 A和FeI 6302 A中观察到的太阳黑子。一万个光谱拟合模型MISMA与两个磁分量交错沿视线。结合所有的拟合，我们建立了一个半经验模型的太阳黑子的特点是两个组件具有非常不同的磁场倾角。包含大部分质量的主分量比次分量更垂直。在整个半影中，次分量的磁力线都倾斜于水平面以下。磁场线和质量流是平行的，因此，上升流和下降流都存在于半影上的任何地方。主要分量和次要分量的速度非常不同（主要分量为数百m/s，次要分量为10 km/s），但每单位时间传输的质量相似。垂直质量流和两个分量的磁通量之间的相似性表明，作为主要分量出现的磁力线可能作为次要分量返回光球。如果是这样，观察到的组件之间的磁场强度差异导致虹吸流，其大小和方向与推断的Evershed流一致。几个测试支持检索模型太阳黑子的内部一致性。磁场矢量{B}不违反{nabla {B}=0}条件。太阳黑子模型再现了观测谱线的净圆偏振，以及FeI 15648 A的异常行为。
2004-12-09 astro-ph
The Cause of Photospheric and Helioseismic Responses to Solar Flares: High-Energy Electrons or Protons?
通过对2002年7月23日太阳耀斑期间Michelson多普勒成像仪（MDI）观测到的光球流体动力学和日震效应以及RHESSI的高能图像的分析，发现这些效应与硬X射线辐射源密切相关，而在耀斑γ射线辐射的质心区域不存在这种效应。这些结果表明，与预期相反，流体动力学和日震响应（“日震”）更可能是由加速电子而不是高能质子引起的。高能电子的一系列多重脉冲形成了一个在光球中以超音速运动的流体动力源。运动震源在各向异性日震波阵面的形成中起着关键作用。
2007-10-03 astro-ph
