Relationship between EUV microflares and small-scale magnetic fields in the quiet Sun
微耀斑是在X射线和极紫外波段观测到的小型动力学特征。由于它们的脉冲发射增强和广泛的分布，它们被认为与日冕加热密切相关。通过使用大气成像装置提供的高分辨率171厘米图像和太阳动力学观测台上的日震和磁成像仪获得的视线磁图，我们在近盘中心的一个静区中，以960角秒$\times$ 1068角秒的视场，在24小时内追踪到10794个微耀斑，微耀斑的发生率为4.4 $\times$ 10 $^{3}$ hr $^{-1}$外推到整个太阳。它们的平均亮度、大小和寿命分别为1.7 I $_{0}$（宁静太阳）、9.6 Mm $^{2}$和3.6 min。微耀斑的亮度、面积和寿命之间存在着正相关关系。一般来说，微耀斑在整个太阳盘面上均匀分布，但在局部形成与磁网络结构相似且匹配的网络图案。典型事例表明，微耀斑更倾向于发生在网络边界的磁抵消区。我们粗略地计算了微耀斑提供的能量通量的上限，发现其结果仍然比日冕加热要求低$\sim$ 15倍。
2015-02-13 astro-ph.SR
Time Series Analysis of Photospheric Magnetic Parameters of Flare-quiet versus Flaring Active Regions: Scaling Properties of Fluctuations
利用太阳活动区光球磁参数的时间序列来回答嵌入在这些时间序列中的波动的标度特性是否有助于区分耀斑平静和耀斑活动区。我们总共检查了118个耀斑安静和118个耀斑AR斑块（称为HARPs），这些斑块是由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）在2010年至2016年期间观测到的。具体而言，波动的标度指数的推导应用趋势波动分析（DFA）方法的数据集的8天的时间序列的18光球磁参数在12分钟的节奏为所有的HARPs正在调查。我们首先发现一个统计上显着的差异，耀斑安静和耀斑HARPs之间的标度指数的分布，特别是一些空间平均，签署的参数与磁场线扭曲，电流密度，和电流螺旋度。耀斑的HARPs往往表现出较高的标度指数值相比，耀斑安静的，即使有相当大的重叠之间的分布。另外，对于耀斑宁静和耀斑HARP，DFA分析表明：（1）所考虑的大部分磁参数的时间序列是非平稳的，（2）总无符号磁通量和平均光球磁自由能量密度的时间序列一般呈现非平稳的、持久的性质，而磁极性反转线附近的总无符号磁通量和与电流密度有关的参数在时间序列上表现出非平稳、反持续的趋势。
2020-08-30 astro-ph.SR
Comparison of the Scaling Properties of EUV Intensity Fluctuations in Coronal Hole and Quiet-Sun Regions
利用去趋势涨落分析（DFA）和重标极差（R/S）分析方法，研究了太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测信号中低纬冕洞（CH）和邻近宁静太阳（QS）区极紫外强度涨落的标度特性。同时期的SDO/日震和磁成像仪（HMI）磁场提供了物理环境的背景。我们发现，EUV图像的时间序列中的强度波动存在于每个空间点上的缩放对称的范围$\sim 20$分钟到$\sim$ 1小时。因此，我们能够计算一个广义赫斯特指数，并产生图像地图，而不是物理量，如强度或温度，但一个单一的动态参数，总结了统计性质的强度波动在每个像素。在平静太阳（QS）地区和冕洞（CH）与磁双极，标度指数（$1.0 < α\leq 1.5$）对应于反相关的类顺磁过程。在冕洞，并在安静的太阳区域主要与（开放）磁场的主导极性，广义指数（0.5 $< α<$ 1）对应的正相关（持续）的过程。我们确定了一个趋势$α$ $\sim$ $1$附近的冕洞边界和其他地区，其中开放和封闭的磁场是在附近。这是一个基本的$1/f$型过程的特征，它是自组织临界性和散粒噪声模型的特征。
2019-10-18 astro-ph.SR
Self-cancellation of ephemeral regions in the quiet Sun
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪的观测资料，对宁静太阳中的瞬变区进行了统计研究。我们发现有两种类型的ER：正常ER（NERs）和自我取消ER（SER）。每个NER出现并随着其相反极性斑块的分离而增长，这些相反极性斑块将与周围的其他磁通量抵消或合并。每一个SER也会出现和增长，其偶极片最初是分开的，但SER的一部分磁通量会一起运动并逐渐抵消，我们称之为“自抵消”。我们识别了2988个ER，其中有190个SER，约占ER的6.4%。自抵消率的平均值为62.5%，自抵消的电流占总电流的9.8%。结果还表明，电流变磁通量越大，电流变自抵消越容易实现，自抵消率越小，自抵消磁通量越多。我们认为SERS的自抵消是由于连接偶极贴片的磁环下沉而没有磁能释放。
2012-05-16 astro-ph.SR
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
我们从这里开始一系列的论文研究色球和日冕的太阳活动区的性质。这第一篇论文描述了一个广泛的图像数据集，从大气成像组件的太阳动力学观测策划的大样本分析这一主题。基于（并且被构造成与之协调）如由同一任务上的日震和磁成像仪（HMI）的管线数据分析系统识别的“活动区域块”，"HARP“），" AIA活动区域块”（AARP），包括仅通过以HARP为中心的片提取而在空间上下采样的FITS文件的无偏多波长集合（保留全空间采样），并且在时间域中下采样，但仍然能够描述短期运动学和长期趋势。AARP数据库可以使用本系列论文II中的非参数判别分析进行物理参数化和分析，并使用差分发射测量技术进行分析。AARP数据集目前涵盖2010年中期至2018年12月，大小约为9 TB，可通过太阳能数据分析中心获得。
2022-12-21 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
Oscillations observed in Umbra, Plage, Quiet-Sun and the Polarity Inversion Line of Active Region 11158 using HMI/SDO Data
利用日震磁成像仪的观测资料，研究了NOAA $\#$ 11158活动区平静太阳、斑、本影和极性反转线的振幅和相位关系。我们采用傅立叶，小波和互相关谱分析。在本影、PIL和斑中观察到周期为5分钟的波，其共同相位值为$ϕ(v,I)=\fracπ{2}$、$ϕ(v,B_{los})=-\fracπ{2}$。此外，还观察到血小板中的$ϕ(I,B_{los})=π$。这些相位值与慢驻定或快驻定表面香肠波模式一致。谱线宽度的变化，以及它们与强度和磁振荡的相位关系，在谱斑和PIL区域内显示出不同的值，这可以提供一种进一步区分波模力学的方法。沿着PIL存在显著的多普勒速度振荡，这意味着等离子体运动垂直于磁场线，这是阿尔文波的特征。沿PIL的一部分的时间距离图显示向东传播的多普勒振荡转换成磁振荡;传播速度范围在2 $-$ 6 km s $^{-1}$之间。最后，在磁图数据的本影的选定区域中观察到一个3分钟的波。
2021-01-05 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
Relationships between fluid vorticity, kinetic helicity and magnetic field at the small-scale (quiet-network) on the Sun
我们得到的水平流体运动在太阳表面上的大面积覆盖安静的太阳磁网络的对流颗粒连续强度和多普勒速度成像的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的本地相关跟踪。从这些我们计算水平散度，垂直分量的涡度，和动力学螺旋度的流体运动。研究了流体散度与涡度、涡度（动力学螺旋度）与磁场的相关性。我们发现，小尺度场周围的涡度（动力学螺旋度）表现出半球形的图案（符号）类似于大尺度活动区域（包含太阳黑子）的磁螺旋度。我们确定这种模式是由于科里奥利力作用于超颗粒尺度的流动（流出和流入），并与早期的研究使用当地日震学是一致的。此外，我们表明，磁场引起转移的涡从超颗粒流入区域流出区域，当磁通量密度超过约300 G（HMI）时，它们往往会抑制周围的涡运动。我们还表明，这种行动的磁场导致显着的变化之间的相关性流体的散度和涡度。这些结果对研究局域发电机作用和小尺度磁螺旋度的动力学演化具有重要意义。
2016-04-15 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger of Solar Quiet-Region Coronal Jets
我们报告了10个随机的磁盘上的太阳宁静区日冕喷流的观测结果，这些喷流是在太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的高分辨率极紫外（EUV）图像中发现的，并且在SDO/日震和磁成像仪（HMI）的磁图中具有良好的覆盖范围。最近的研究表明，日冕喷流是由一个小规模的灯丝（称为minifilament）的爆发驱动的。然而，这些火山爆发的触发因素仍然未知。在本研究中，我们解决的问题：是什么导致喷流驱动的微丝爆发？EUV观测表明，在每次喷流事件之前都存在一个冷过渡区等离子体微丝，微丝的爆发驱动着喷流。通过研究预喷流的视线光球磁场的演变变化，我们观察到，每个预喷流微丝居住在中性线之间的多数极性和少数极性补丁的磁通量。在这十种情况下，相反极性的斑块彼此接近并合并（通量减少21%至57%）。几个小时后，中性线上持续的通量抵消显然会破坏冷等离子体微丝爆发的稳定性，并进行内部重联，以及与周围日冕场的外部重联。外部重连打开了微细丝场，允许微细丝物质向外逃逸，形成喷流螺旋的一部分。因此，我们发现，每一个喷流导致喷发的微丝以下的中性线的通量抵消。这些观测结果表明，磁通量的抵消通常是宁静区日冕喷流爆发的触发因素。
2016-10-26 astro-ph.SR
Variations of helioseismic parameters due to magnetic field generated by a flux transport model
在太阳活动周期间，对流的基础上发现了声速的变化，这可以用来约束太阳内部的磁场。我们的目的是检验太阳发电机产生的磁场是否会导致日震学探测到的声速周期性变化。利用Babcock-Leighton（BL）型磁通输运发电机，得到了太阳内部磁场的基本位形。我们通过同化一个已建立的发电机产生的磁场，重建了一维太阳模型，并考察了它们对结构变量的影响。结果表明，发电机产生的磁场在一个太阳活动周内能够引起对流层底部声速剖面的显著变化。通过调整发电机模型的自由参数，该理论预报的细节特征也与第23周日震预报结果相似。
2020-11-05 astro-ph.SR
On the non-Kolmogorov nature of flare-productive solar active regions
对2011年8月至2012年7月期间观测到的53个太阳活动区进行了磁功率谱分析。从日震和磁成像仪获得的磁场数据，反演为活动区补丁，被用来研究磁功率指数的演变，因为每个区域旋转横跨太阳盘。根据活动区产生的太阳耀斑的数量和大小对活动区进行分类，以研究耀斑产生率与磁功率指数的关系。窗口大小和惯性范围的选择在确定正确的磁功率指数中起着关键作用。磁功率指数的总体分布范围为$1.0-2.5$。耀斑平静区的峰值为1.6，而耀斑产生区的峰值为2.2。总体而言，耀斑活动区和耀斑平静区的功率指数分布直方图分离较好。只有12%的耀斑平静区的指数大于2，而90%的耀斑产生区的指数大于2。耀斑平静区表现出很高的时间变化（即指数在高值和低值之间波动），而耀斑生产区保持指数大于2数天。这表明了在耀斑预测研究中纳入活动区域的时间演变的重要性，并突出了空间天气应用的2-3天预测窗口的潜力。
2016-11-02 astro-ph.SR
Thermal Shielding of an Emerging Active Region
新出现的活动区和预先存在的日冕磁场之间的相互作用对于更好地理解从对流区到高日冕的磁能储存和释放的机制是重要的。我们的目标是描述的第一个步骤出现的一个活跃的区域内的一个预先存在的安静的太阳日冕的热和磁结构。我们使用前所未有的空间，时间和光谱覆盖范围从大气成像仪组件（AIA）和太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）。从2010年5月30日17：00 UT开始，我们跟踪了8个小时，活动区AR 11076出现在一个安静的太阳区域内。使用几个SDO/AIA过滤器覆盖的温度从50000 K到10 MK，我们表明，新兴的过程的特点是新兴的通量和预先存在的安静的太阳日冕之间的界面处的热屏蔽。活动区域11076可以被认为是新兴活动区域的特殊示例，因为（i）极性出现在光球宁静太阳区域中，接近超颗粒状分布，（ii）形成双极新兴结构的极性不相对于彼此旋转，指示出射通量束中的少量扭曲。在新出现的活动区域和预先存在的安静太阳区域之间的界面处形成有热屏蔽。从所有SDO/AIA通道推导出的热屏蔽结构在有源区的两个极性之间表现出很强的不对称性，这表明对于一个极性的加热机制更可能是磁重联，而对于相反极性的加热机制是由于磁压力的增加。
2012-07-17 astro-ph.SR
SDO/HMI survey of emerging active regions for helioseismology
太阳动力学观测站的观测结果有可能使我们能够对数百个活动区的形成进行日震研究，这将使我们能够进行统计分析。我们的目标是整理一个统一的数据集的SDO/HMI仪器观察到的新兴活动区适合日震分析出现前七天。我们将样本限制在连续体中可见的活动区域，并在很大程度上避开了先前存在的磁性区域。作为一个参考数据集，我们配对的控制区（CR），具有相同的纬度和距离中央子午线，与每个新兴的活动区（ESTA）。我们称之为SDO日震新兴活动区（SDO/HEAR）调查，该数据集目前由2010年5月至2012年11月期间观察到的105个新兴活动区组成。为了证明大量新兴活动区的数据集的实用性，我们测量的相对东西向速度的领先和落后的极性从视线磁图在出现后的第一天。所有EARs的纬度平均视线磁场显示，平均而言，领先（尾随）极性以121 +/- 22 m/s（-70 +/- 13 m/s）的速度在第一天相对于卡林顿旋转速率的反方向移动。然而，相对于表面等离子体的差异旋转，东西向速度是对称的，平均为95 +/- 13 m/s。SDO/HEAR数据集不仅可用于日震研究，而且还可用于研究其他特征，如大样本地球辐射的表面磁场演变。
2016-09-07 astro-ph.SR
Helioseismic Imaging of Fast Convective Flows Throughout the Near-Surface Shear Layer
使用一个新的环图日震学的实施，我们确定整个近地表剪切层的对流的强度和空间尺度。我们的环形图技术采用高度重叠的分析区域和一种有效的三维反演方法来测量对流运动，其分辨率范围从表面的$3 \ \mathrm{Mm}$到底层的$80 \ \mathrm{Mm}$。我们发现均方根水平流速在光球层的$427 \ \mathrm{m \ s^{-1}}$处达到峰值，并在$20 \ \mathrm{Mm}$和$30 \ \mathrm{Mm}$之间下降到最小值$124 \ \mathrm{m \ s^{-1}}$。从速度振幅和占主导地位的水平尺度看到在每个深度，我们推断对流的旋转影响的水平是低的表面附近，但过渡到一个显着的水平在近地表剪切层的底部与Rossby数之间变化2.2低至0.1。
2015-04-02 astro-ph.SR
Wave propagation in a solar quiet region and the influence of the magnetic canopy
目标。我们寻求的迹象或证据的磁声波的传输/转换的磁冠层，由于其影响的光球和色球的波场的属性。方法.我们使用交叉小波分析来测量Halpha，CaII H和G波段的强度和多普勒信号振荡之间的相位差。我们使用磁冠的高度来创建适当的掩模来分离互联网（IN）和磁冠区域。我们研究波的传播和这两个地区之间的差异。结果磁罩通过降低行波的相位差并允许频率低于声学截止的波传播来影响波的传播。我们还发现迹象表明，在多普勒信号的Halpha的响应声波在IN，观察到的CaII H线。这种反应受到磁冠存在的影响。结论.相位差分析表明，宁静太阳中存在着由行波和驻波混合而成的复杂波场。由于p模与网络和互联网络的小尺度磁场的相互作用，存在明显的模转换和传输痕迹。
2015-11-27 astro-ph.SR
Flows around Averaged Solar Active Regions
我们探讨了太阳活动区附近近地表流动的一般性质。日震全息应用于HMI多普勒，产生近5000个流量测量的336个独特的活动区域观察太阳动力学天文台在2010年和2014年之间。在基于磁通量分类的区域的子集上执行流的包络平均。这些平均值表明，速度约为10 m/s、从活动区中心延伸至10度的会聚流是普遍存在的，并且在磁通量大于10^21 Mx的所有区域都具有相似的性质。还检测到逆行流，其幅度约为10 m/s，主要但不限于活动区域的极侧。我们估计这些活跃地区的流动的纬向和纬向流的纵向平均值的预期贡献，并证明了它们是负责随时间变化的全球尺度流的至少一些组件的可解释性。我们的流量测定的可靠性进行了测试，使用公开的MHD模拟安静的太阳对流和太阳黑子。在验证总体方法的同时，太阳黑子模拟显示了可能会损害一些日震测量的定量流量推断的人工制品的存在。
2019-02-06 astro-ph.SR
Statistical analysis of acoustic wave power and flows around solar active regions
我们分析了太阳黑子在其安静的环境中应用日震技术在近三年的日震和磁成像仪（HMI）的观测，在太阳活动周期24日，以进一步研究太阳黑子的结构下面的太阳表面的影响。频率低于4.2 mHz的声波的衰减更强烈地依赖于距离太阳黑子中心$6^o-7^o$的波的方向。高频波的放大率在距离活动区6 $^o$处最高，并且它在很大程度上与波的方向无关。我们观察到一个平均顺时针流动的活动区域，其角速度随距离呈指数下降，并有一个系数接近$-0.7$度$^{-1}$。观测到的活动区附近的水平流与黑子周围的圆柱壳状大尺度环流一致。壳层的中心似乎集中在距太阳黑子中心7 $^o$附近，在那里我们观察到一个接近表面的流入，下降到$\sim$ 2 Mm，然后在更深层流出，直到至少7 Mm。
2018-04-20 astro-ph.SR
Dynamic properties of bright points in an active region
上下文亮点（BPs）是太阳表面普遍存在的小尺度磁性特征。在此之前，我们已经观察到并注意到它们在安静太阳区域的特性。在这里，我们确定的动态特性的BP使用同时安静的太阳和活动区域的数据。方法.利用邓恩太阳望远镜的太阳大气快速振荡仪器获得了活动区AR 11372的高空间和时间分辨率G波段观测结果。借助太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪获得的磁图，选定了极性和磁通量密度各不相同的三个子场。随后对这些子场中的亮点进行了跟踪和分析。结果结果表明，活动区内的BP速度分布呈衰减趋势，平均水平速度约为0.6 km/s，而平静区的平均速度约为0.9 km/s。活动区BP也比安静区BP大约21%，并且具有比其安静区对应物（88 s）更长的平均寿命（约132 s）。没有观察到优先的流动方向内的活动区域子字段。三个区域的扩散指数（伽马）估计约为1.2。结论.我们证实，产生的动力学性质的BP主要来自对流运动。活动区域内存在较强的场强可能是观察到的不同性质背后的原因。我们相信，大量的磁通量将通过限制颗粒间通道内的运动和增加由抑制对流产生的停滞点的数量来衰减BP速度。在磁通量密度较高的区域中发现较大的BPs，并且我们认为，随着磁通量稳定BPs，活性区域中的寿命增加。
2014-05-15 astro-ph.SR
Quasi-Biennial variations in helioseismic frequencies: Can the source of the variation be localized?
利用太阳作为恒星的伯明翰太阳振荡网络（BiSON）数据，我们研究了在低阶太阳p模频率下观测到的“地震”准两年振荡（QBO）的球谐度（l）依赖性。地震QBO的振幅调制的11年的太阳活动周期，在太阳极大的信号的振幅最大。对于l=2和3模式，信号的幅度明显大于l=0和1模式。地震QBO表现出一定的频率依赖性，但这种依赖性是不那么强，在11年的太阳周期观察。这些结果与地震QBO起源于内部的浅层（一种可能性是剪切层的底部延伸到太阳表面以下50%）是一致的。在这种情况下，负责地震QBO的磁通量被带到表面（其对p模式的影响更强）的浮力通量从11年的周期，其中的强成分主要是在低纬度地区观察。由于l=2和3模比l=0和1模对赤道纬度更为敏感，11年周期对地震QBO的影响在l=2和3模频率上更为明显。我们的研究结果表明，接近太阳极大期的地震QBO的主要影响发生在低纬度（<45度），这是11年太阳周期的强分量驻留。要隔离纬度的依赖性地震QBO从11年的太阳周期，我们必须考虑的时代时，11年的太阳周期是弱的。然而，远离太阳活动极大期，地震QBO的振幅很弱，使得纬度依赖性难以抑制。
2011-11-10 astro-ph.SR
Probing Upflowing Regions in the Quiet Sun and Coronal Holes
帕克太阳探测器最近的观测表明，太阳风具有高度可变的结构。这种复杂的行为是如何在日冕中形成的尚不清楚，因为它需要无所不在的波动，不断地释放出物质来供给风。在这篇文章中，我们分析了太阳日冕中的14个上升流区域，以寻找等离子体流的潜在来源。上升流区域是从来自Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）的光谱数据导出的，该光谱数据确定了它们的多普勒速度并定义了具有比$-6\,km\,s^{-1}$更强的蓝移的区域。为了确定这种蓝移的来源，使用了来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）以及日野号上的X射线望远镜（XRT）的数据。分析显示，14个上升流中只有5个与频繁的瞬变有关，如明显的射流或亮点。与此相反，7个事件与小规模的功能，这表明了各种各样的动态。一些类似于小亮点，而另一些则表现出爆发的性质，所有这些都是微弱的，只活了几分钟;我们不能排除其中几个来源可能更微弱，因此，不太明显的喷流。由于太阳风的复杂结构是已知的，这表明必须考虑新的来源或使用更好的方法来分析已知的来源。这项工作表明，以前被忽视的小而频繁的特征可以在日冕中引起强烈的上升流。这些结果强调了太阳轨道器上极紫外成像仪（EUI）的第一次观测的重要性，它揭示了复杂的小尺度日冕结构。
2021-10-25 astro-ph.SR
Asymmetry of the spectral lines of the coronal hole and quiet Sun in the transition region
该研究通过分析IRIS观测的Si IV谱线，发现日冕洞和宁静区过渡区谱线不对称性源于次级高斯分量，其多普勒速度近零，而亮点中次级分量红移且峰值强度遵循幂律，表明存在小尺度耀斑样触发机制。
2024-05-25 astro-ph.SR
Characterization and formation of the Mg i 12.32 μm line in the quiet Sun and sunspot
本研究利用 RH 1.5D 辐射转移代码合成 Mg I 12.32 μm 谱线 Stokes 轮廓，通过响应函数分析揭示该谱线在宁静太阳和黑子中峰值强度差异的成因及形成机制。
2025-09-23 astro-ph.SR
Inference of solar rotation from perturbations of acoustic mode eigenfunctions
今天的太阳内部自转速率剖面图基本上是由共振声波频率分裂的日震分析得出的。在这里，我们提出了另一个，补充估计的内部太阳自转速率使用的声波形状的扰动。为此目的，我们扩展了全球日震的方法，以前开发的调查的纬向流\cite{schad11, schad12, schad13}的差分旋转的组件上工作。我们讨论了旋转对模式本征函数和基于此的观测量的影响。基于使用模拟的旋转速率剖面的数值研究，我们定制了反演方法，并考虑了存在额外的湍流的情况。然后将这种反演方法应用于MDI（迈克尔逊多普勒成像仪搭载太阳日光层天文台（SoHO））仪器和HMI（日震和磁成像仪搭载太阳动力学天文台（SDO））仪器的数据。最后比较了特征函数扰动法和频率分裂法估计的转速分布。从两种不同的方法的旋转速率配置文件是在定性良好的协议，特别是MDI数据。在高纬度地区$> 50^{\circ}$和近地表下获得显著差异。HMI数据的结果显示不同方法之间的差异较大。我们发现，这两个全球日震方法提供了测量太阳自转的互补方法。比较不同方法的结果可能有助于揭示影响基于特征函数扰动的分析的系统性影响，如湍流测量。
2020-02-14 astro-ph.SR
The magnetically quiet solar surface dominates HARPS-N solar RVs during low activity
本研究利用SDO/HMI图像提取并移除磁活动引起的视向速度信号，发现磁宁静太阳表面的视向速度变异（RMS约1 m/s）在低活动期占主导，且与超米粒组织模拟一致，是探测地球双胞胎的关键障碍。
2023-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Statistics of Local Seismic Emission from the Solar Granulation
我们应用计算地震全息术的高频日震观测安静的太阳从SDO/HMI定位地震发射的主要来源相对于太阳的颗粒结构。地震辐射最强的区域是光球颗粒的边缘。从连续亮度为平均值的95-100%的区域发出的地震辐射，如HMI所分辨的，是亮度为平均值的100-104%的区域发出的地震辐射的约2.5倍。亮度略低于平均值的区域的地震发射率较高，这与将大多数地震发射归因于从颗粒边缘喷出的冷羽流的理解的预期大致一致。然而，连续亮度显著超过平均值104%的地区的地震辐射也非常高。这种来自太阳颗粒的高频地震辐射的意外特征有待理解。
2013-07-04 astro-ph.SR
One-sided arc averaging geometries in time-distance local helioseismology
太阳振荡的研究（日震学）一直是研究太阳的一个非常成功的方法。日震学告诉我们太阳的结构和平均性质。与中等分辨率的数据一起，在安静的太阳区域发现了当地的属性。然而，磁场影响振荡，并阻止我们用日震学研究磁活动区的性质。我们的目标是建立一种新的方法来抑制磁场对太阳振荡的负面影响，并测量活动区域附近的等离子体特性。该方法包括新的平均几何形状，一个非线性的方法来测量旅行时间，和一致的反演方法，结合等离子体流和声速扰动。我们构造了单侧弧平均几何，并将其应用于走时测量的非线性方法。利用单侧弧走时，我们重建了宁静太阳区域的环带走时。我们测试的方法对验证日震反演管道。我们采用了新的方法反演的表面水平流在一个区域的圆形H型太阳黑子。反演的表面水平流与相干结构跟踪的输出相当，相干结构跟踪不受磁场存在的强烈影响。我们表明，新的方法抑制了磁场的负面影响，外部半影。我们测量发散流的性能可比的护城河流。新的方法学可以告诉我们活动区的深度结构和有助于活动区演化的物理条件。
2021-08-02 astro-ph.SR
Identifying Solar Flare Precursors Using Time Series of SDO/HMI Images and SHARP Parameters
本文介绍了几种构造太阳耀斑事件前兆的方法，这些方法对早期预报有很大的希望。建立了一个数据预处理管道，从多个来源提取有用的数据，地球同步运行环境卫星（GOES）和太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI），为机器学习算法准备输入。提出了两种分类模型：活动区平静期耀斑的分类和强弱耀斑事件的分类。我们采用深度学习算法从HMI磁图数据中捕获空间和时间信息。使用深度学习和统计算法对原始磁图数据进行有效的特征提取和特征选择，使我们能够训练分类模型，以实现与使用HMI/空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）数据文件中提供的活动区域参数几乎一样好的性能。案例研究表明，在强太阳耀斑事件发生前20小时左右，预测得分显著增加。
2019-08-03 astro-ph.SR
The influence of eclipses in the stellar radio emission
在这里，我们模拟了在无线电波段观测到的行星凌日的形状。模拟使用K4恒星HAT-P-11及其热木星伴星的光变曲线作为代理。根据HAT-P-11的光学光变曲线，鉴定出一个显著的斑点（1.10 Rp和0.6 Ic）。在射电波段，用二次函数模拟30%的临边亮度，并假设活动区与光斑大小相同。考虑到行星的大小是恒星半径的6.35%，对于安静的恒星区域，凌日深度小于0.5%，然而，当覆盖一个5.0倍安静恒星亮温的活动区域时，这个值可以增加到~2%。
2017-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Center-to-limb variations of solar active regions: Observations of spots, faculae, and network in the 6173 Å continuum
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特拉菲斯研究所）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学系）；Evangelisches Gymnasium Kleinmachnow（克莱因马霍瑙福音中学）
通过SDO/HMI观测太阳黑子、光斑和网络在6173 Å连续谱的中心-边缘变化，发现除本影外所有成分在边缘处变暗减弱，光斑和网络在μ≈0.3处对比度最大，现有模型无法捕捉此行为。
2026-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Statistical analysis of acoustic wave parameters near active regions
为了量化的影响，磁场上的声学模式参数和流动和周围的活动区域，我们分析的差异，在磁安静的区域附近的活动区域（我们称之为“附近的区域”）的参数，相比，安静的区域在相同的磁盘位置，没有相邻的活动区域。我们还比较了在活跃区的模式参数与那些在位于安静区。我们的分析是基于近五年来HMI观察到的所有活动区域的环形图分析。我们发现，在安静的附近区域的模式振幅从衰减到放大的变化的频率是4.2兆赫左右，在活跃的区域，它是约5.1兆赫。这种振幅增强（“声晕效应”）与在活动区观察到的一样大，对波传播方向的依赖性很弱。附近区域的模式能量差也在4.2 mHz左右从不足变为过剩，但在所有模式上平均为零。附近区域的频率差随着频率的增加而增加，直到频率偏移急剧翻转的点，如在活动区域中。然而，这种周转发生在4.9 mHz左右，明显低于声学截止频率。反转的水平流动参数的方向上的相邻的活动区域，我们发现的流动是一致的热能流被阻止直接低于活动区域的模型。
2016-06-26 astro-ph.SR
Dispersion of small magnetic elements inside active regions on the Sun
分析了小尺度磁性元件在四个有源区（AR）内的扩散过程。利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）在AR高潮时间前后两天的时间间隔内获得的视线磁图。检测并跟踪磁场强度高于30 Mx cm $^{-2}$检测阈值的3-100平方HMI像素大小的小磁性元件。湍流扩散系数的反演采用对分离技术。与以前报道的安静的太阳（QS）的扩散率进行比较。结果发现：i）AR区内部小尺度磁性元素的分散发生在接近正常扩散的区域，而在QS中观察到非常明显的超扩散; ii）在AR中操作的扩散性制度（光谱指数的大小和扩散系数的范围）似乎不依赖于AR的个体性质，例如总无符号磁通量，演化状态，和耀斑活动。我们的结论是，小规模的磁性元件内的AR不代表一个不受干扰的光球，但他们更确切地说，是内在的一部分，整个相干磁结构形成一个活跃的区域。此外，AR中小尺度元素的湍流与光球层上方的过程并不密切相关，但它携带着次光球层动力学的足迹。
2018-12-13 astro-ph.SR
Pre-emergence Signatures Of Horizontal Divergent Flows In Solar Active Regions
太阳活动区（AR）在驱动许多传播到太阳系的地球有效爆发方面发挥着重要作用。然而，我们仍然无法通过识别多普勒速度等可观测量中的出现前签名（不使用日震方法）来一致地预测AR将在何时何地发生在太阳盘面上。在这里，我们的目标是确定出现前的签名，特别是水平发散流（HDF），可以使用太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（SDO/HMI）的数据自信地检测到的最早时间。最初，我们遵循以前的研究使用阈值方法，搜索显着增加的像素数量，显示一个特定的视线速度。我们将这种方法扩展到更多的速度窗口，并进行基本参数研究，调查节奏对推断结果的影响。我们的研究结果与之前的研究一致，$37.5$ %的AR显示HDF，HDF和流量出现之间的平均提前时间为$58$分钟。我们提出了一个新的潜在签名的流量出现，表现为节奏独立的瞬态中断的幅度多个速度窗口和恢复潜在的出现前签名的10个研究的16个AR，提前时间为60-156分钟。几种效应可以影响HDF和通量出现的估计时间，这表明可能需要结合多普勒和磁场数据以获得持续通量出现的可靠指标。
2022-10-12 astro-ph.SR
Solar-Cycle Variation of quiet-Sun Magnetism and Surface Gravity Oscillation Mode
平静的太阳磁场的起源仍在争论中。从观测上更详细地调查太阳活动周期变化可以为我们提供解决这些争议的线索。本文研究了磁静区的太阳活动周期变化及其表面重力振荡（$f$ -）模积分能量（$E_f$）。我们使用了12年的HMI数据，并根据空间和时间的安静程度应用了严格的选择标准，以避免活动区域（AR）的任何影响。我们开发了一个自动化的高通量管道，通过所有可用的磁图数据，并计算$E_f$为选定的安静地区。我们观察到一个明确的太阳周期依赖的磁场强度在最安静的地区包含几个超颗粒细胞。对于补丁尺寸小于超颗粒细胞，没有显着的周期依赖性检测。超颗粒尺度下的$E_f$随时间变化不是恒定的。在第24周期的后期上升阶段（SC24，2011-2012），它大致保持不变，但在2013年开始减少，因为接近SC24的最大值。这一趋势将持续到2017年年中，届时可以看到在南半球高纬度地区加强的迹象。缓慢增强仍在继续，高纬度地区比赤道地区更强，但$E_f$再也没有恢复到2011-2012年的数值。此外，加强的趋势继续过去的太阳活动极小期，当SC25已经明显上升的年份。因此，$E_f$的行为与太阳活动周期不一致。$E_f$与太阳活动周期的总体关系是可以预期的，但几年的相移表明与极向大尺度磁场分量而不是环向分量有关。用QS $E_f$校准AR信号未显示AR出现前$f$模式的显著增强。
2022-05-09 astro-ph.SR cs.DC
Subsurface Flows in and Around Active Regions with Rotating and Non-rotating Sunspots
本文用环形图技术研究了三种不同类型活动区下的地下地层水平速度随时间的变化。在这项研究中，我们选择了活动区（AR）10923，10930，10935从三个连续的卡林顿旋转：AR 10930包含一个快速旋转的太阳黑子在一个强大的新兴活动区，而其他两个有非旋转的太阳黑子与新兴的流量在AR 10923和AR 10935衰减通量。覆盖的深度范围是从表面到约12微米。为了尽量减少系统效应的影响，选择活跃和安静的区域，以便在太阳盘面上相同的日射位置观察这些区域。我们发现一个显着的变化，在活跃地区的水平速度的两个组件相比，安静的地区。在新兴的通量区域的幅度高于在衰减通量区域，与早期的研究结果一致。此外，我们清楚地看到，在AR 10930纬向和纬向流分量的深度剖面的显着的时间变化，与纬向分量的变化更加明显。我们还注意到，在AR 10930中最靠近旋转黑子的区域中等离子体运动的显著影响，而在所有三种情况下，非旋转黑子周围的区域受其附近活动区域的影响最小。
2012-05-10 astro-ph.SR
Constraining the magnetic vector in the quiet solar photosphere and the impact of instrumental degradation
随着下一代高分辨率望远镜的出现，我们对磁场在互联网（IN）光球中的组织方式的理解可能会进一步提高。我们的目标是评估我们可以在多大程度上利用反演来检索IN光球中的磁矢量信息。我们使用高分辨率的三维磁流体动力学（MHD）模拟产生的快照，并采用基于响应函数（SIR）的斯托克斯反演代码来产生合成观测量的近红外光谱窗口观测的GREGOR红外光谱仪（GRIS），其中包含高磁敏感光球Fe I线对在15648.52和15652.87。我们进行了近1400万次反演，以测试如何以及真正的MHD大气参数可以约束。最后，我们降低合成斯托克斯矢量的光谱和空间的GREGOR分辨率，并研究这是如何影响观测，考虑杂散光，空间分辨率和信噪比（S到N）的影响。我们发现，深度平均参数可以恢复的反演的未退化的配置文件，并通过添加梯度的磁场强度，倾斜和视线速度，我们显示的卡方值的改善。我们评估在何种程度上，我们可以限制这些参数在不同的光学深度，在大气中的运动学和热力学参数比磁参数更敏感。我们发现，S到N和空间分辨率起着重要的作用，在确定如何出现的气氛和磁场和运动学参数是不变的，包括非偏振杂散光。我们研究了一个线性极化的功能，类似于最近观察到的GRIS，出现类似的磁通量密度的环状结构。
2021-07-16 astro-ph.SR
Enhanced Acoustic Emission in Relation to the Acoustic Halo Surrounding Active Region 11429
在高频$p$模式谱中使用声全息可以解析有源区周围的晕结构内的增强声发射的源分布。在这样做时，然后可以应用统计方法来确定与磁场的关系。这是本文研究的重点。负责检测到的太阳活动区周围的声源增强的机制尚未得到解释。此外，磁场和增强声发射之间的关系尚未得到全面的研究。我们已经使用矢量磁图从\Helioseismic和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）的图像的磁场性质的光环。我们已经研究了一个活动区域的声学形态，有一个复杂的光环和“荣耀”，我们已经把一些声学特性与磁场配置联系起来。特别是，我们发现，声源显着增强的区域中的中间场强度与倾角没有什么不同的分布在安静的太阳。此外，我们已经确定了一个过渡区之间的活动区和晕，在其中的声源功率是由中间场强的倾斜场阻碍。最后，我们比较了声发射地图的结果，从全息计算，和常用的本地声学地图，发现这两种类型的地图具有类似的属性相对于磁场，但缺乏空间相关性时，检查最高功率的区域。
2015-07-13 astro-ph.SR
Spatial extent of the magnetic influence of an active region on the solar atmosphere
本文将太阳活动区建模为光球层下的磁偶极子，研究其磁场对光球层和日冕的空间影响范围，并给出典型活动区的可忽略距离阈值。
2025-07-24 astro-ph.SR
Multi-height Scattering Phase Shifts From Sunspots And Phase Differences Between Photospheric Heights With SDO/HMI and AIA Data
在Couvidat（2013）之后，我们分析了太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）仪器的数据：6173 A的多普勒速度和连续强度以及1600 A和1700 A的强度图。在太阳光球层的四个高度上研究了14个活动区和四个安静太阳区的数据集。围绕这些感兴趣区域执行Hankel-Fourier分析。计算了给定大气高度下的出-入散射相移，以及两个大气高度之间的入-入和出-出相位差。太阳黑子产生的出-入相移对测量高度的依赖性很小，这与Couvidat（2013）测量的声功率降低不同。发生在连续水平以上的现象，如声学辉煌，似乎对相位没有显着影响。然而，有一个强烈的依赖于太阳黑子的大小，视线的磁通量，和强度对比度。正如其他小组先前所建议的，波散射区域在水平方向上比声功率抑制区域小，在垂直方向上比声功率抑制区域延伸得少，并且更靠近表面。这里提出的结果应有助于完善理论模型的声波散射的磁场。还计算了两个测量高度之间的输入-输入相位差，并显示出高度依赖于大气高度的复杂模式。特别是，AIA信号的显着灵敏度较低的色球层。最后，讨论了不同测量高度之间的输入-输入-输出相位差。
2013-07-12 astro-ph.SR
Degree of electric current neutralization and the activity in solar Active Regions
利用\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}的时间序列矢量磁场观测资料，研究了20个太阳活动区（AR）的非中性电流与观测活动的关系。在给定磁极性下的净电流是直流电流（DC）和返回电流（RC）的代数和，并且比率$|DC/RC|$是净电流中和度（NCN）的量度。在新兴的AR中，这些电流的非中性随着磁通出现的开始而建立，在双极区域的分离运动期间松弛到中性。因此，一些新兴的AR是发生在更高级别的非中性时期的CME的源区。在出现后阶段的AR可以是CME生产力，提供他们有相互作用的两极地区的收敛和剪切运动。在这些情况下，净电流随着非中性的更高水平（$>1.3$）而演变。显然，在闪耀和安静AR中的$|DC/RC|$变化接近1。在所有AR样品中，手性电流密度的$|DC/RC|$高于垂直电流密度的$|DC/RC|$。由于非中和电流产生于剪切极性反转线附近，因此SPIL段的总长度和NCN程度的剖面彼此遵循正相关。我们发现，SPIL是本地化的小片段，而它是长期连续的CME生产的AR在扩口AR。这些观测结果表明CME和耀斑之间的分界线，其区别在于AR中反映在非中性电流中的磁剪切的全局或局部性质。
2019-04-04 astro-ph.SR
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
2016-10-26 astro-ph.SR
Are Non-thermal Velocities in Active Region Coronal Loops Anisotropic?
本文结合 Hinode/EIS 光谱与 SDO/HMI 磁场外推，测量活动区冕环非热速度，发现其相对磁场方向呈弱各向异性，平行方向略大，可能源于声波或未分辨平行流。
2023-05-05 astro-ph.SR
High-wavenumber solar $f$-mode strengthening prior to active region formation
我们报告了一个系统的加强当地的太阳表面或基本的$f$模式$1$ - $2$天前出现的活动区（AR）在同一（共转）的位置。除了可能相关的磁场峰度增加外，在当时的磁图中看不到任何迹象。我们的研究是由Singh等人（2014）的早期数值发现激发的，该发现表明，在存在集中在表面以下几个标度高度的非均匀磁场的情况下，$f$模式在高波数的诊断$kω$图中呈扇形散开。在这里，我们使用太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪的数据来探索这种可能性，并显示了六个孤立的AR，11130，11158，11242，11105，11072和11768，（对应于3000 km左右的水平尺度），$f$模在AR形成前约2天显示出增强，从而为AR形成提供了新的前兆。此外，我们研究了两个AR，12051和11678，除了一个磁安静的补丁躺在旁边的AR~12529，以证明在提取这样的前兆信号时，一个新形成的AR出现在一个补丁，位于一个或几个已经存在的AR，预计污染相邻的补丁附近的挑战。然后，我们讨论了合理的程序，从拥挤的环境中提取前兆信号。$f$模式在太阳表面出现任何可见的磁活动之前几天就被扰动了，这一想法对于约束旨在理解太阳全球磁活动的发电机模型非常重要。
2016-09-19 astro-ph.SR
Influence of Ionization on the Polytropic Index of the Solar Atmosphere within Local Thermodynamic Equilibrium Approximation
本文通过LTE电离理论解释太阳日冕多方指数下降，发现LTE仅解释小部分下降，需动力学非LTE计算。
2023-12-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Active Region Coronal Jets. III. Hidden-Onset Jets
通过观测活动区AR 12824的日冕喷流，发现活动区喷流同样源于微暗条爆发，但其源头常被色球物质遮挡或因微暗条细丝过细而难以探测。
2023-10-21 astro-ph.SR
Solar Active Regions Emergence Prediction Using Long Short-Term Memory Networks
NASA Ames Research Center（NASA埃姆斯研究中心）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）
本研究开发了LSTM模型，利用SDO/HMI的声功率和磁通量时间序列数据，提前12小时预测太阳活动区的形成，最佳模型在测试中成功预测了多个活动区的出现并取得0.11的平均RMSE，为机器学习辅助的太阳活动区预测奠定了基础。
2024-09-25 astro-ph.SR cs.AI cs.LG
A comparison of local simulations and reduced models of MRI-induced turbulence
我们运行平均场剪切盒数值模拟与温度相关的电阻率，并将它们与一个简化的动力学模型进行比较。我们的模拟揭示了两个准稳态，一个“安静”的状态和一个“活跃”的湍流状态的共存，确认了减少模型的预测。初始条件决定模拟最终停留在哪个状态。计算盒的几何形状和气体的热性质强烈影响着活性状态。立方域支持永久性的通道流，条形域表现出喷发行为，而水平板产生罕见的通道。同时，较长的冷却时间尺度导致较高的饱和振幅。
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving the Understanding of Subsurface Structure and Dynamics of Solar Active Regions (A white paper submitted to the decadal survey for solar and space Physics (Heliophysics) -- SSPH 2024-2033)
该白皮书针对太阳活动区地下结构与动力学理解不足的问题，提出改进日震学技术、研究活动区全生命周期及提前预警磁通量浮现，并建议全盘同步磁场测量与大规模辐射MHD模拟以推动变革性进展。
2023-05-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Influence of ICME-driven Magnetic Cloud-like and Sheath Region induced Geomagnetic Storms in causing anomalous responses of the Low-latitude Ionosphere: A Case Study
本研究发现2021年10月31日弱地磁暴期间印度低纬电离层异常增强，主要归因于非波动南向行星际磁场及穿透电场与极向中性风的协同作用，而非暴强度本身。
2024-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
