The relationship between bipolar magnetic regions and their sunspots
双极磁区与黑子的关系是太阳磁场的一个重要性质，但它并没有得到很好的约束。一个后果是，它是一个挑战的表面通量传输模型（SFTM）的基础上太阳黑子观测，以确定BMR出现的细节，他们需要作为输入，从这样的数据。我们的目标是建立新出现的BMR中的磁通量与封闭太阳黑子面积之间的关系。限制BMR磁通量的早期尝试受到以下事实的阻碍：目前没有关于新出现的BMR的磁和物理性质的适当数据库。我们利用了最近一项研究中报道的圆盘积分光斑和网络磁通量与太阳黑子总表面覆盖率之间关系的经验模型。该模型的结构是这样的，它使我们能够建立，从这些磁盘集成量，经验之间的关系磁通量和太阳黑子面积的个别新出现的BMR，规避缺乏任何适当的BMR数据库。将这里导出的BMR磁通量约束应用于已建立的SFTM，保留了其复制各种独立数据集的能力以及每个周期结束时的模型输出极场与下一周期的观测强度之间的相关性。SFTM的输出表明，光斑和网络磁通量随着太阳黑子磁通量的增加而以缓慢的速度上升，使得它似乎逐渐饱和，类似于早期的研究。光斑和网络通量与太阳黑子通量之比的活动依赖性与最近的研究结果是一致的：虽然太阳是以光斑为主的，但光斑和网络增亮与太阳黑子变暗似乎是密切平衡的。
2021-09-29 astro-ph.SR
Relationship between Magnetic Field Properties and an X-class Flare in Active Region NOAA 9077
太阳磁场是产生太阳耀斑的关键因素，因此研究太阳磁场特性与耀斑的关系具有重要意义。本文利用怀柔太阳观测站NOAA 9077活动区光球矢量磁象图外推的磁场，研究了该活动区X级耀斑的磁力线高度、无力因子、自由磁能和倾角等磁场参数。我们发现耀斑后磁场线变低，闭合磁力线与开放磁力线的比值增大。对于闭合磁力线，无力因子（$α$）在耀斑前达到一个较大的值，耀斑后下降，而开放磁力线则表现出相反的趋势。自由能在耀斑爆发前达到最大值，耀斑爆发后下降。耀斑爆发后，闭合磁力线和开放磁力线的磁倾角呈现相反的变化趋势。因此，耀斑释放的非势能主要包含在闭合的磁场线中。
2019-05-05 astro-ph.SR
Relationship Between Solar Wind Speed and Coronal Magnetic Field Properties
利用1986 ~ 2009年24年的行星际闪烁和太阳磁场资料，研究了各纬度太阳风速$[V]$和日冕磁场特性（通量膨胀因子[ $f$ ]和光球磁场强度[ $B_{\mathrm{S}}$ ]）之间的关系。使用交叉相关分析，我们验证了$V$与$f$成反比，并且发现如果$f$相同，则$V$倾向于随$B_{\mathrm{S}}$增加。因此，我们发现$V$与$B_{\mathrm{S}}/f$具有非常好的线性相关性。然而，这种线性关系的$V$和$B_{\mathrm{S}}/f$不能用于预测太阳风的速度没有信息的太阳风的质量通量。我们讨论了为什么$V$和$f$之间的反比关系已成功地用于太阳风速度预测，即使它没有明确包括质量通量和磁场强度，这是太阳风加速的重要物理参数。
2015-07-14 astro-ph.SR
The relationship between chromospheric emissions and magnetic field strength
目标。分析了4台仪器的观测资料，研究了从温度最低区到色球中层高度的色球辐射与光球磁场的相关性。研究方法：数据包括伯克利-伊利诺伊-马里兰阵列（BIMA）的3.5 mm射电图像，TRACE的1600 A紫外图像，BBSO的Ca II K线滤波图和MDI/SOHO纵向光球磁图。第一次干涉毫米数据与目前最高的可用分辨率包括在这样的分析。我们确定强度图的各种参数，并将强度彼此关联并与磁场关联。结果如下：这里研究的色球诊断显示出它们的亮度结构有明显的相似性，并相对较好地绘制出了底层的光球磁场。我们发现一个幂律是一个很好的光球磁场和色球诊断在所有波长的发射之间的关系表示。色球亮度对磁场的依赖性在网络区和网络间区是不同的。
2009-10-11 astro-ph.SR
The Relationship Between Plasma Flow Doppler Velocities and Magnetic Field Parameters During the Emergence of Active Regions at the Solar Photospheric Level
利用太阳和日光层观测站（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的资料，统计研究了活动区出现期间光球层等离子体流多普勒速度与磁场参数之间的关系。我们调查了224个新兴的活动区与不同的空间尺度和位置的太阳盘。本文分析了活动区出现的最初几个小时的下列关系：（1）峰值负多普勒速度与活动区在太阳盘上出现的位置的关系;（2）峰值等离子体上升和下降多普勒速度与活动区在太阳盘中心附近出现的磁通量增长率和磁场强度的关系（等离子体流的垂直分量）; iii）峰值正和负多普勒速度与磁通量增长率和磁场强度的活动区出现在临边附近（等离子体流的水平分量）; iv）磁通量增长率与出现的磁通量密度的关系; v）在活动区出现的最初几个小时内的多普勒速度和磁场参数，其中总无符号磁通量处于其发展的最大值。
2012-12-16 astro-ph.SR
Deciphering Solar Magnetic Activity I: On The Relationship Between The Sunspot Cycle And The Evolution Of Small Magnetic Features
太阳黑子是太阳内部磁场的典型标志，其极性每22年翻转一次。太阳黑子的主要变化，大约11年的数量变化，调制了穿透太阳表面的磁场的数量，并在这一时期内驱动了我们星球的辐射，颗粒和喷发输出的显着变化。本文介绍了太阳和日光层天文台和太阳动力学天文台的观测结果，表明11年的太阳黑子变化与属于22年磁活动周期的活动带的时空重叠有着内在的联系。使用系统的分析无处不在的日冕亮点，和磁尺度上，他们似乎形成，我们表明，太阳黑子周期23的地标可以解释考虑的演变和相互作用的重叠活动带的较长的尺度变化。
2014-04-01 astro-ph.SR
Forecast of Daily Major Flare Probability Using Relationships between Vector Magnetic Properties and Flaring Rates
我们开发的主要耀斑（M级和X级）的每日概率的预测模型的基础上光球磁参数和每日耀斑率之间的经验关系，从2010年5月至2018年4月。在这项研究中，我们考虑了10个磁参数的大小，分布和非潜在的矢量磁场从太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）和地球同步运行环境卫星（GOES）的X射线耀斑数据。将磁参数分为三种类型：总无符号参数、总有符号参数和平均参数。我们将数据按时间顺序分为两组：70%用于训练，30%用于测试。参数与耀斑速率之间的经验关系用于预测给定磁性参数值的耀斑发生概率。本研究的主要结果如下。首先，主要耀斑发生率与相关系数大于0.85的十个参数有很好的相关性。其次，燃烧速率的对数值可以用线性方程很好地近似。第三，总的无符号和有符号的参数取得了更好的性能预测耀斑比平均参数的概率和转换二进制预测的验证措施。我们的结论是，在本研究所考虑的磁参数中，磁场的非位能总量对耀斑预测至关重要。当该模型应用于业务使用时，该模型可以使用21：00 TAI的数据，略低估2 - 6.3%。
2019-07-26 astro-ph.SR
Improvements of the Longitudinal Magnetic Field Measurement from the Solar Magnetic Field Telescope at Huairou Solar Observing Station
在弱场近似下，Stokes $V/I$与纵向磁场呈线性关系，但在强磁场区（如太阳黑子本影区），$B_{\Vert}$常常出现饱和现象。在这项工作中，我们打算改进\textit{Solar Magnetic Field Telescope}（SMFT）在中国怀柔太阳观测站进行的磁场观测。我们提出利用Stokes $V/I$和$B_{\Vert}$之间的非线性关系来推导磁场。为了确定这种关系的形式，我们对观测到的SMFT数据和\textit{Solar Dynamics Observatory}上的\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}提供的磁图进行了交叉校准。详细介绍了磁场的推导算法。我们发现，使用斯托克斯$V/I$和$B_{\Vert}$之间的非线性关系，使我们能够消除太阳黑子本影内的磁场饱和。所提出的技术，使人们能够提高可靠性的SMFT磁场数据，甚至早在天基仪器时代，自1987年以来。
2021-11-19 astro-ph.SR
On the relationship between G-band bright point dynamics and their magnetic field strengths
G带亮点被认为是磁通量浓度的良好表现。我们的目的是研究GBP的动力学性质和它们的纵向磁场强度之间的关系。高空间和时间分辨率的观测同时记录G波段滤波图和窄带滤波成像仪（NFI）斯托克斯I和V图像与日出/太阳光学望远镜。在G波段图像中自动识别和跟踪GBP，并通过点对点方法从校准的NFI磁图中提取每个GBP对应的纵向磁场强度。根据纵向磁场强度将GBP分为五组，分析各组GBP的动力学特征。结果表明，随着GBP纵向磁场强度的增大，其水平运动速度和运动范围减小，运动路径也变得更加复杂。这表明，表现出较弱磁场强度的磁性元素更喜欢沿着直线路径移动得更快更远，而较强的磁性元素在较小区域内沿着更不规则的路径移动得更慢。不同纵向磁场强度的GBP的动力学行为可以解释为，较强的通量浓度比较弱的通量浓度更好地承受对流流动。
2016-04-01 astro-ph.SR
Relationship between magnetic field properties and statistical flow using numerical simulation and magnetic feature tracking on solar photosphere
我们进行辐射磁流体动力学计算的太阳宁静区调查的依赖性的统计流的磁性和三维（3D）结构的磁补丁在存在的大规模流动，模仿差分旋转。已经证实，强磁场斑块在太阳表面的纵向移动更快。因此，强磁补丁更深入地渗透到太阳内部。深层磁斑的运动受深层较快的微分转动的影响。在这项研究中，我们使用R2D2代码进行现实的辐射磁流体动力学计算，以验证较强的补丁有更深的根源。我们还添加了大规模的流动来模拟差分旋转。自动检测和跟踪磁块，并评估30，000个磁块的深度。然后在光球层测量了290万个磁斑的速度。我们得到的依赖这些值的磁性，如磁场强度和通量。我们的研究结果证实，强磁补丁往往表现出更深的根源和更快的运动，我们比较我们的结果与观测使用的点扩散函数的仪器在日出和太阳动力学天文台（SDO）。我们的结果是定量一致的SDO以前的观测结果。
2021-03-05 astro-ph.SR
The Relationship between Solar Coronal X-Ray Brightness and Active Region Magnetic Fields: A Study Using High Resolution Hinode Observations
利用太阳光学望远镜分光偏振计和X射线望远镜日冕X射线数据的高分辨率观测资料，重新讨论了日冕X射线亮度与全球磁场之间的关系。本研究使用了共对准矢量磁图和X射线数据。活动区域上的总X射线亮度与诸如总无符号磁通量、总无符号垂直电流以及垂直和水平磁场的面积积分平方的积分磁量很好地相关。考虑到磁量的相互依赖性，我们推断总磁通量是观测到的积分X射线亮度的主要决定因素。我们的观测结果表明，较强的日冕X射线通量与活动区磁场的高非电势无关。这些数据甚至表明，X射线亮度和活动区非电位的代表之间存在轻微的负相关。虽然有小的数值差异，在建立的相关性，主要结论是定性一致的两个不同的X射线过滤器，铝聚和钛聚过滤器，这证实了我们的结论的强度，并验证和扩展早期的研究，使用低分辨率的数据。我们讨论了我们的研究结果的影响和限制，他们设置的太阳日冕加热理论。
2015-03-02 astro-ph.SR
Relationship between earth-directed solar eruptions and magnetic clouds at 1AU: A brief review
我们回顾了日冕物质抛射（CMEs），EIT后喷发弧，和日冕中性线与全球磁场和地球附近的磁云之间的关系。我们以前的研究结果表明，晕CME伸长的方向可能对应于下面的磁通绳的方向。在这里，我们重新审视这些初步的报告，通过比较拉长的LASCO日冕物质抛射体的方位角，全部和部分晕，喷发后的拱廊。根据对100个事件的分析，发现绝大多数晕日冕物质抛射是在喷发后弧的轴向场方向上拉长的。此外，这一结论也适用于部分晕日冕物质抛射以及起源于盘中心的事件。这表明，投影效应并没有彻底改变完整和部分晕的外观，它们的图像仍然承载着关于潜在磁场的可靠信息。我们还比较了太阳附近和行星际空间中爆发场的方向，发现日冕中性线在2.5太阳半径处的局部倾斜与地球附近测量的磁云轴有很好的相关性。我们认为，日球磁场显着影响传播的喷出物。有时，喷出物甚至会旋转，使其轴局部与日光层电流片对齐。
2009-04-15 astro-ph.SR
On the relationship between sunspot structure and magnetic field changes associated with solar flares
许多先前的研究表明，磁场以及太阳黑子结构呈现与太阳耀斑相关的快速和不可逆的变化。本文首先利用SDO/HMI观测到的5次X级耀斑，证明了磁场和黑子结构不仅表现出快速的、不可逆的变化，而且这些变化在空间和时间上都是密切相关的。水平磁场随时间变化与黑子强度的相关系数均大于0.90，最大值为0.99，平均值为0.96。然后利用静止期的四个活动区（三个观测区和一个模拟区），我们证明了在黑子半影区，除了已知的黑子强度与法向磁场强度之间的相关性外，黑子强度与水平磁场强度之间也存在密切的相关性。将这两个观测现象联系起来，我们发现太阳黑子结构变化和磁场变化是太阳耀斑同一现象的两个方面，其中一个变化可能是由另一个变化引起的，这是由于太阳黑子强度和磁场强度之间的线性相关，而这种线性相关是由于局部力平衡引起的。
2016-05-04 astro-ph.SR
Relationship between the Magnetic Flux of Solar Eruptions and the Ap Index of Geomagnetic Storms
太阳日冕物质抛射（CME）是最强大的非周期性地磁暴的主要驱动力。在极紫外线范围内，日冕物质抛射伴随着明亮的喷发后拱廊和黑暗的昏暗。对第23个太阳活动周期事件的分析（Chertok等人，2013，Solar Phys.282，175）揭示了在光球水平的拱廊和变暗区域中的概括的无符号磁通量$Φ$与地磁暴的强度（Dst指数）显著相关。这为最早诊断太阳爆发的地球效率提供了基础。在本文中，使用相同的数据集，我们发现，一个值得注意的相关性之间也存在喷发磁通量，$Φ$，和另一个地磁指数，Ap。当磁通量从10增加到$\approx 500$（以$10^{20}$ Mx为单位）时，由3小时Ap指数测量的地磁暴强度平均从Ap $\approx 50$增加到形式上的最大值400（以2 nT为单位）。所建立的关系表明，实际上Ap指数的实际值并不受限制，在最严重的磁暴期间，Ap指数可能显著超过400。
2014-10-28 astro-ph.SR
Relationship between vertical and horizontal magnetic fields in the quiet Sun
几十年来，人们已经知道在互联网区域存在垂直磁场，而最近利用\textit{Hinode}对水平磁场的特性进行了广泛的研究。互联网区域中的垂直和水平磁场被认为是独立的实体，并且迄今为止尚未以统一的方式进行研究。利用\textit{Hinode}，我们发现了网间区域的垂直和水平磁场之间的明确的位置关联。基本上所有的水平磁性贴片都与垂直磁性贴片相关联。或者，一半的垂直磁性贴片容纳水平磁性贴片。这些水平面片位于垂直面片的边界周围。在水平贴片内部用斯托克斯$V$线比获得的内禀磁场强度是弱的，并且处于次均分场区（$B<700$ G），而水平贴片外部的场强度范围从弱到强（kG）场。垂直磁块集中在中粒和超粒边界上，而水平磁块仅在中粒边界上发现。这些观测结果为我们提供了关于垂直和水平互联磁场起源的统一信息。我们推测，互联网磁场是由双极足点的小尺度通量管的出现提供的，足点的垂直磁场由于对流坍缩而增强到kG。由此产生的强垂直场被超颗粒流平流输送，最终形成网络场。
2011-03-29 astro-ph.SR
The relationship between flux emergence and subsurface toroidal magnetic flux
描述次表面环向场演化的1-D平均场方程可以与观测到的表面径向场一起用于模拟次表面环向通量密度。我们的目标是测试这个模型，并确定观测推断的表面环向场（作为通量出现的代理）和模拟的地下环向通量密度之间的关系。我们使用太阳黑子面积观测的组合，从WSO的视线磁场观测推断的表面环向场，并比较与1-D平均场的次表面环向场的演化方程的结果，所观察到的径向场从国家太阳天文台/基特峰和SOLIS观测驱动。我们推导出校准曲线的次表面环向磁通密度观测到的表面环向场强度和太阳黑子面积。校准曲线是两个制度，一个对应于短暂的区域出现的蝴蝶翅膀外，另一个活跃的区域出现的蝴蝶翅膀。我们讨论了这两种类型的通量出现的大小和垂直速度。
2019-09-15 astro-ph.SR
Magneto-Acoustic Waves in Magnetic Twisted Flux Tube
目前，许多关于磁通量管内磁流体动力学波诊断的工作都是建立在前人工作的基础上，没有考虑磁扭转的贡献。其他工作考虑了对磁流体力学波的影响，但他们提出的色散关系只给出了m= 0，1，2的波模。不存在m=-1的扭结模式。因此，在这项工作中，我们想提出一个完整的色散关系，包括磁扭曲和波模式的m=-1。与m=+1波模类似，m=-1波模在有限kr 0处也表现出从体模到面模的模式变化。该模式的相速度通常小于m=+1模式的相速度。色散关系图中m=+1/-1模的谐波曲线关于特征速度（例如通量管中的管速度）近似对称。在现有色散关系的基础上，我们重新讨论了太阳黑子中的螺旋波图案问题，发现在线性微扰分析的框架下，磁扭曲对它们的形态没有很大的影响。
2021-01-08 astro-ph.SR
Relationship between photospheric currents and coronal magnetic helicity for force-free bipolar fields
日冕磁螺旋度的起源和演化至今还没有很好的认识。例如，活动区的磁螺旋度通常约为$10^{42}$ Mx $^2$（$10^{26}$ Wb $^{2}$），但据认为注入日冕的观测过程还没有提供对所产生的磁螺旋度预算或时间演变的准确估计。磁螺旋度的变化对于理解耀斑、日冕物质抛射及其相关的磁云的物理性质是很重要的。为了阐明这一主题，我们在这里调查的变化，由于电流在日冕中的一个单一的扭曲的磁通量管，可以模拟特征的日冕结构，如活动区灯丝，S形，或日冕环。对于双极光球磁场和几种电流分布，我们将日冕场外推为非线性无力场。然后，我们计算了相对磁螺旋度，以及自我和相互螺旋度。从具有中等电流量的磁配置开始，当最大电流强度增加2倍时，磁螺旋度的量可以增加2个数量级。磁螺旋度对电流密度的高灵敏度可以部分解释光球层、日冕和磁云中测量值之间的差异。我们的结论是，磁螺旋度强烈地依赖于电流密度的强度和它的分布。只有改进光球层电流密度的测量，才能增进我们对太阳大气中磁螺旋度含量的了解。
2009-03-16 astro-ph.SR
A Statistical Study on Photospheric Magnetic Nonpotentiality of Active Regions and Its Relationship with Flares during Solar Cycles 22-23
本文对太阳活动区光球磁非势及其与耀斑的关系进行了统计研究。选取1988-2008年怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜观测到的1106个活动区的2173幅光球矢量磁图，涵盖了第22、23太阳活动周的大部分时间。计算了平均平面磁场剪切角（\bar{Δϕ}）、平均矢量磁场剪切角（\bar{Δψ}）、平均绝对垂直电流密度（\bar{|J_{z}|}）、平均绝对电流螺旋度密度（\bar{|h_{c}|}）、绝对扭转参数（|α_{av}|）、平均自由磁能密度（\bar{ρ_{free}}）、纵向磁场有效距离（d_{E}）和修正有效距离（d_{Em}）。参数\bar{|h_{c}|}、\bar{ρ_{free}}和d_{Em}与太阳活动周期的演化有较高的相关性。这三个参数与年平均太阳黑子数的Pearson线性相关系数均大于0.59。参数\bar{Δϕ}、\bar{Δψ}、\bar{|J_{z}|}、|α_{av}|和d_{E}与太阳活动周的相关性较弱，但活动区的非潜在性和复杂性在活动极大期比活动极小期大.这8个参数均与活动区的耀斑生产率呈正相关，不同非势参数的组合可有效预测活动区的耀斑发生概率。
2012-06-10 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
On the Relationship between Magnetic Expansion Factor and Observed Speed of the Solar Wind from Coronal Pseudostreamers
在过去的30多年里，磁膨胀因子（$f_s$）已被用于经验关系，以预测1 AU处的太阳风速度（$v_{obs}$），基于这两个量之间的反比关系。日冕单极拖缆（即伪拖缆）经历有限的场线扩展，导致$f_s$依赖关系，以预测与这些结构相关的快风。然而，案例研究表明，在现场观察到的伪流光太阳风比$f_s$派生慢得多。为了进一步研究这一点，我们进行了统计分析，以确定是否$f_s$和$v_{obs}$是负相关的一个大样本的时期，在多个1天文单位的航天器（即ACE，STEREO-A/B）观察到伪流光风。我们使用Wang-Sheeley-Arge（WSA）模型驱动的空军数据同化光球通量传输（ADAPT）光球场地图，以确定38个时期，当航天器观察伪流光风。我们比较了膨胀因子的最后一个开放的领域线的任何一方的pseudostreamer尖点与相应的现场测量的太阳风速度。我们发现只有慢风（$v_{obs}$ $<$ 500 km/s）与伪流有关，并且对于这些场线，$f_s$和$v_{obs}$之间没有显著的相关性。这表明，伪流光的开-闭边界附近的磁力线不受沿$f_s$ - $v_{obs}$关系中假设的连续开放通量管的稳态加速度的影响。一般来说，在开放和封闭的场线之间的边界处的动力学，如交换重联，将使这种关系的稳态假设无效。
2020-07-31 astro-ph.SR
The rotation-magnetism relationship in solar-type stars. Constraining magnetic flux emergence rates
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学空间研究院）；Institut für Physik, Universität Graz（格拉茨大学物理研究所）
研究通过数值模拟和观测数据对比，揭示太阳型恒星中磁通量涌现速率与旋转速率的关系，发现其依赖于金属licity和有效温度，并提出修正因子。
2026-06-08 astro-ph.SR
Temporal and spatial relationship of flare signatures and the force-free coronal magnetic field
我们研究了2011年8月2日GOES M1.4耀斑/CME（SOL 2011 -08- 02 T06：19）附近活动区NOAA 11261的等离子体和磁环境。我们比较日冕发射（极端）紫外线和X射线波长，使用SDO AIA和RHESSI图像，以确定相对的时间和位置的重新连接相关的源。我们跟踪耀斑带状签名在紫外线波长，以确定以前重新连接的耀斑环在太阳低层大气的交叉点。这些位置用于计算三维非线性无力磁场模型的磁力线，建立在SDO HMI光球矢量磁场地图的基础上。利用这个过程，我们分析了磁重联中涉及的日冕模型磁场的准静态时间演化。这使我们能够第一次估计出在盘上观测到的耀斑期间电流片下端的上升速度，为每秒几公里。与后来在STEREO EUVI图像中观察到的肢体上方的耀斑后环的比较支持这种速度估计。此外，我们提供了证据的耀斑日冕模型磁场的一部分内爆，并确定相应的日冕子体积与磁能的损失。最后，我们在空间上建立了高度剪切场的三维模型中的磁能，建立由于动态相对运动的极性补丁内的活动区域。
2016-05-12 astro-ph.SR
Considerations on the Spörer-diagram - torsional wave relationship
关于早期报道的磁场分布和扭转波之间的空间相关性的研究已经基本上扩展到1975-2009年期间。这些调查是基于德布勒森太阳黑子数据和威尔逊山的磁场数据。最近获得的数据和分布似乎支持这样的观点，即扭转波可能是由环周围的流动引起的，这种流动导致科里奥利向前和向后的偏离，建立了逆冲带和逆行带。
2014-01-10 astro-ph.SR
On The Relationship Between Magnetic Cancellation and UV Burst Formation
在紫外线上有特征的类爆发事件经常被观测到与强视线光球磁场同空间。例如，几位作者已经注意到埃勒曼炸弹（EB）和移动磁特征（MMF）之间的空间关系，这些磁特征是在护城河流中传播之前与太阳黑子或孔隙断开的通量区域，并且经常显示出抵消的证据。在这篇文章中，太阳动力学天文台的日震和磁成像仪和大气成像组件收集的数据进行了分析，试图了解这种取消和紫外线爆发形成之间的潜在联系。识别了来自AR 11579的两个MMF、来自AR 11765的三个双极和AR 11850中的六个双极（其中四个与IRIS爆发共空间）进行分析。研究发现，所有这些取消功能的生命周期都在10^14-10^15 Mx s^-1的量级。来自邓恩太阳望远镜的干涉二维光谱仪的H-α线翼数据也可用于AR 11579，有助于讨论MMFs和EB之间的联系。使用的光球磁重联的代数模型，测量的取消率，然后用来确定估计的某些数量（如上升流的速度，喷流的程度，和潜在的能量释放），比较合理的文献中报道的EB的属性。我们的研究结果表明，在这里测量的顺序的取消率能够提供足够的能量来驱动某些UV突发（包括EB），但是，它们不是突发形成的保证条件。
2016-08-23 astro-ph.SR
Evidence of the Relationship between the Emerging Magnetic Fields, Electric Currents, and Solar Flares Observed on May 10, 2012
我们分析了2012年5月10日（04：18 UT）太阳耀斑的多波长观测和磁场数据，并在小光斑本影的视线磁测量中检测到信号的符号反转。这种效应至少部分地与新磁场的出现有关。几乎在同一时间，记录到了一次硬X射线爆发，由于能量释放范围内的扰动对光球层的影响，产生了真空紫外（EUV）范围内的波（“日震”）。在事件开始时，记录到一个S形耀斑，但它没有像通常那样沿着极性反转（中性）线传播。利用SDO/HMI全矢量测量数据，将AR 11476磁场外推到日冕，得到光球层垂直电流$j_z$的分布。活动区的电流分布表明，它们与耀斑的发生有着十分复杂的关系。我们已经证实，当前系统在耀斑之前和之后的预期“理想”行为（例如，参见（Sharykin和Kavichev，2015））仅在乙状结肠区观察到。所得的结果与同日在该天文台录得的另外两个耀斑的观测结果比较，其中一个与讨论中的耀斑相似，另一个则不同。我们的研究结果证实了S型耀斑中大尺度磁通量绳的形成和爆发与光球层的剪切运动和扭曲磁管的出现以及随后的环面不稳定性的发展有关。
2016-05-14 astro-ph.SR
Observations of white-light flares in NOAA active region 11515: high occurrence rate and relationship with magnetic transients
本研究有两个目标。一个是调查白光耀斑（WLF）发生在耀斑生产活动区（NOAA活动区11515）的频率。另一个是研究WLF和磁瞬变（MT）之间的关系。我们使用SDO/HMI拍摄的全磁盘连续滤波图和视线磁图来分别识别WLF和MT。利用SDO/AIA卫星拍摄的图像，还可以显示耀斑在高层大气中的形态。在NOAA活动区11515的70次C级以上耀斑中，我们发现了至少20次WLF（28.6%）。这些WLF中的每一个都发生在一个小区域中，持续时间很短，约为5分钟。白光连续谱强度的增强通常很小，平均增强8.1%。观察到的20个WLF是沿着一个不寻常的磁场配置发现的，其特征是一个狭窄的负场带。此外，发现WLF伴随着MT，在耀斑期间观察到磁场强度的根本变化（甚至是符号反转）。相比之下，在没有白光增强的50个耀斑中没有明显的MT特征。我们的研究结果表明，WLF发生的频率比以前认为的要高得多，大多数WLF都是相当弱的增强。这可以解释为什么不经常报告WLF。我们的观察还表明，MT和WLF密切相关，并出现同空间和同时间，当考虑HMI数据。WL发射的较大增强通常伴随着无符号磁场的视线分量的较大变化。考虑到MT和WLF之间的密切关系，以前报道的许多MT耀斑可能是WLF。
2018-01-13 astro-ph.SR
On the Relationship Between a Hot-channel-like Solar Magnetic Flux Rope and its embedded Prominence
磁通量是一种相干的螺旋状磁场结构，最近发现它可能在太阳爆发前表现为一个细长的热通道。本文通过对2011年9月12日发生的一次临边事件的分析，探讨了热通道与伴随日珥的关系。在上升初期，热通道与日珥处于同空间。然后它迅速膨胀，导致热通道的顶部与日珥的顶部分离。同时，它们都经历了从$Λ$形状到倒Y形状的瞬时形态转变，并且这两个结构的顶部显示出高度的指数增加。这些特征是扭结不稳定性发生的良好指示。此外，扭结不稳定性的发作被发现在时间上一致的脉冲增强的耀斑发射下面的热通道，这表明，理想的扭结不稳定性可能也起着重要的作用，在触发快速耀斑重联除了启动脉冲加速的热通道和扭曲其形态。我们的结论是，热通道是最有可能的MFR系统和日珥只对应于冷的材料，收集在底部的螺旋场线的MFR对重力。
2014-06-17 astro-ph.SR
Photospheric Magnetic Field: Relationship Between North-South Asymmetry and Flux Imbalance
利用1976-2003年基特峰天气图研究了光球磁场。只考虑了赤道区域的强磁场（B>100 G）。考虑了磁通量的南北不对称性和正负磁通量的不平衡性。南北不对称性显示了在太阳活动周期间主导半球的规律性交替：北半球在上升阶段占主导地位，南半球在太阳活动周21-23期间的下降阶段占主导地位。在11年的时间里，从一次极场反转到下一次极场反转，不平衡的符号没有改变，并且总是与太阳在北半球的极磁场的符号相一致。在其中一个半球中，领先的太阳黑子的主要符号决定了磁通量不平衡的符号。磁通量南北不对称的符号和正负磁通量不平衡的符号与22年磁周期的四分之一有关，在这个四分之一的周期中，太阳的磁场结构保持不变（从太阳黑子符号根据黑尔定律变化的最小值到磁场反转，再从磁场反转到最小值）。在所考虑的时间间隔内，南北不对称的符号由11年周期的相位（反转之前或之后）决定;正负通量不平衡的符号取决于11年周期的相位和太阳周期的宇称。所获得的结果证明了活动区磁场与北半球太阳极区磁场之间的联系。
2014-05-25 astro-ph.SR
On the Relationship Between Coronal Magnetic Decay Index and CME Speed
数值模拟表明，扭结和环面不稳定性是两个潜在的贡献者的爆发事件的启动和proorogation。称为衰变指数的磁性参数（即，喷发通量绳上方覆盖场的日冕磁场梯度）在控制喷发运动学方面可发挥重要作用。以前的研究已经确定了一个阈值范围的衰变指数，区分喷发和封闭的配置。在这里，我们通过调查衰变指数和CME速度之间是否存在明显的相关性来推进研究。利用全球Halpha网络的Halpha数据，我们选取了38个与暗条爆发和/或双带耀斑有关的CME。在与日冕物质抛射相关的Halpha中观察到的暗条和耀斑带有助于定位磁极性反转线，沿着该磁极性反转线，使用MDI磁图作为边界条件，基于位场外推法计算衰变指数。CME的速度可以从LASCO C2 CME目录在线获得。我们发现，平均衰减指数增加与CME的速度为那些CME的速度低于1000公里/秒，并保持平稳约2.2的CME与较高的速度。此外，我们提出了一个部分灯丝喷发的案例研究，其中衰变指数显示出不同的值以上的爆发/未爆发的部分。
2012-10-16 astro-ph.SR
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
Relationship between supergranulation flows, magnetic cancellation and network flares
内容：光球流在平静的太阳中产生了一个经常是混合极性的磁场网络，在那里小规模的爆发和网络耀斑是常见的。目标：本文的目的是（1）描述导致这些能量释放的流的特征，（2）量化由于光球流作用于磁场而产生的能量积累，以及（3）评估其对宁静太阳中小尺度、短寿命X射线耀斑能量的贡献。研究方法：我们使用SoHO和Hinode航天器的光球和X射线数据，结合跟踪算法，分析了五个网络耀斑的演变。发射X射线的热等离子体的能量与由于会聚和剪切通量而建立的能量的估计进行比较。结果如下：宁静太阳网络耀斑发生在相反极性的磁通量汇聚的地点上方，这些磁通量经常在网络单元连接的外围发现，有时还可以观察到类似漩涡的运动。在所有研究的耀斑的热能是一个以上的数量级高于磁自由能的会聚通量模型。剪切场中的能量总是高于会聚通量中的能量，但仍低于热能。结论：X射线网络耀斑发生在磁能量耗散部位。能量可能是由超颗粒流引起的磁场的系统剪切而积累起来的。该过程在网络车道的交叉点附近显得更有效。由于这项工作依赖于11个案例研究，我们的结果需要后续的统计分析，以测试我们的假设在整个安静的太阳。
2017-05-29 astro-ph.SR
The Relationship between Chirality, Sense of Rotation, and Hemispheric Preference of Solar Eruptive Filaments
太阳爆发暗条的方向性、手征性和动力学是理解日冕物质抛射（CME）磁场的关键，因此也是预测CME到达地球的地球效应的关键。然而，混乱和争论之间的关系仍然存在的灯丝手征，磁螺旋度，并在喷发期间的旋转感。为了解决观测中的模糊性问题，本文利用立体观测确定暗条顶点的旋转方向，并利用Chen等人（2014）提出的方法确定暗条的手征。我们的12个喷发活动区细丝样本建立了一个强有力的一对一关系，即，在喷发期间，当从上方观察时，左旋/右旋细丝（位于南/北半球）顺时针/逆时针旋转，并且证实了弱的半球偏好，即，在南（北）半球，磁丝和相关的S形都表现出前（反）S形，这表明S形磁丝与其轴在中间倾斜的低位磁通量绳相关联。作为旋转的结果，预计在喷发期间，灯丝的S形投影将被逆转。
2020-02-12 astro-ph.SR
The Relationship between the Sudden Change of the Lorentz Force and the Magnitude of Associated Flares
与耀斑有关的光球磁场的快速和不可逆变化已被最近的许多研究所证实。这些研究表明，爆发后光球磁场响应日冕磁场的重组，在磁极反转线（PIL）附近转向水平状态。最近的理论工作表明，与磁爆发相关的洛伦兹力的变化将导致光球层的这种场结构。日震磁成像仪一直在提供前所未有的涵盖第24个太阳活动周期上升阶段的全磁盘矢量磁图。在这项研究中，我们分析了四个活动区的18个耀斑，GOES X射线类别从C4.7到X5.4不等。我们发现，外展PIL周围的磁场存在着永久的、快速的变化，其中最显著的是横向磁场的增加。区域积分场的变化以及由此导出的洛伦兹力的变化都与耀斑的大小有很强的相关性。这是第一次，这样的磁场变化已被观察到，即使是C级耀斑。此外，对于七个事件与相关的CME，我们使用的估计脉冲提供的洛伦兹力，加上观测到的CME速度，估计CME质量。我们发现，如果逆反应的时间尺度很短，即，在10 s量级，CME质量（10^{15} g）与文献报道的结果基本一致。
2012-08-15 astro-ph.SR
Can Rossby waves explain the cyclic magnetic activity of the Sun and solar-type stars?
磁活动是太阳的一种全球性性质;太阳活动的复杂过程与太阳磁场有关。对于太阳型恒星和太阳，磁活动取决于恒星的物理参数。本文研究了太阳型恒星和太阳的活动周期与有效温度之间的关系。我们试图解释这些关系，因为在恒星对流区底部附近存在层流对流层。在这一层中形成了Rossby波。它们产生初级极向磁场，这是磁活动的复杂现象的能量来源。
2013-06-14 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle Events in the 23rd Solar Cycle: Interplanetary Magnetic Field Configuration and Statistical Relationship with Flares and CMEs
研究了大尺度行星际磁场配置对近地不同卫星探测到的太阳高能粒子（SEP）的影响及其峰值强度与太阳活动的相关性。我们选择了SEP事件与X和M-级耀斑在西阿卡德，以确保良好的磁连接到地球。这些事件被分为两类，根据全球行星际磁场（IMF）的配置，目前在SEP传播到1AU：标准太阳风或行星际日冕物质抛射（ICME）。我们的分析表明，当航天器浸没在ICME中时，大约20%的粒子事件被检测到。在质子和电子事件$\approx 0.6$的两个IMF类别中，粒子峰值强度与SEP相关日冕物质抛射的投影速度的相关性是相似的。ICME中的SEP事件显示出更强的质子峰值强度和相关的太阳耀斑的软X射线通量之间的相关性，相关系数$r=\,$ 0.67 $\pm$ 0.13，相比之下，SEP事件在标准太阳风中传播，$r=\,$ 0.36 $\pm$ 0.13。这种差异在近相对论电子中更为明显。不同的相关行为的主要原因似乎是更大的传播耀斑经度在SEP样本中检测到的太阳风相比，SEP事件ICME内。我们讨论在何种程度上观测偏差，不同的物理过程（粒子注入，运输等），IMF结构可以影响SEP与日冕活动的关系。
2014-03-04 astro-ph.SR
Relationship between chromospheric evaporation and magnetic field topology in M-class solar flare
在太阳耀斑期间，色球蒸发被观测为多普勒蓝移。它在太阳耀斑的动力学和能量学中起着关键作用，但其机制至今仍不清楚。在本文中，我们提出了一个详细的分析，在M 1.0级太阳耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）期间色球蒸发的空间分辨多波长观测数据，使用的数据来自美国宇航局的IRIS（界面区域成像光谱仪）和HMI/SDO（太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪）望远镜，以及VIS/NST（新太阳望远镜上的可见光成像光谱仪）高分辨率观测，覆盖温度范围从10^4 K到10^7 K。结果表明，在该区域的平均Fe XXI蓝移的热蒸发等离子体延迟相对较冷的色球等离子体的C II红移约1分钟。延迟的空间分布是不均匀的整个区域，可以长达2分钟，在几个区域。利用HMI矢量磁图重建了磁场拓扑和准分界线层（QSL），发现蓝移延迟区和H-α耀斑带通过高度< ~ 100 m的低圈弧系统与磁极性反转线（PIL）和膨胀的磁通绳相连接。这使我们能够提出一个解释的色球蒸发的基础上的几何形状的局部磁场，和与PIL的主要能源。
2016-04-18 astro-ph.SR
Dependence of solar plasma flows on magnetic field obliquity
太阳等离子体中的流动和磁场之间的相互作用可以改变活跃区域附近的表面波和流动，在大尺度现象的周期性变化中是明显的，如日冕环流，并有助于长期太阳磁周期的动态，例如在最近延长的太阳极小期。我们研究这些现象之间的可能关系。我们已经观察到太阳表面流动模式的变化，在活动区，依赖于磁场强度和方向，符合理论预测的普罗克特效应。其他研究人员已经观察到太阳磁场变化与日冕环流之间的关系。我们探讨普罗克特效应和观察到的大规模磁场和流动的相互依赖性之间的相似之处。这可能有助于理解基本的太阳对流和发电机过程，例如最近周期的长期磁场最小值。
2013-09-20 astro-ph.SR
The Relationship of Stellar Radius Inflation to Rotation and Magnetic Starspots at 10--670 Myr
本研究基于261颗年轻低质量恒星，发现半径膨胀与自转（Rossby数）及星斑覆盖比例密切相关，且温度抑制平衡膨胀以维持光度，支持磁性为直接原因。
2025-06-23 astro-ph.SR
An Activity-Rotation Relationship and Kinematic Analysis of Nearby Mid-to-Late-type M Dwarfs
利用MEarth系外行星凌日巡天的238颗附近M矮星的光谱观测和光度光变曲线，我们研究了磁活动（由H-α发射量化），旋转周期和恒星年龄之间的关系。以前试图研究这些恒星的磁活动和自转之间的关系，受到了有限数量的M矮星的限制（以及vsini测量只能探测快速自转的事实）。然而，MEarth的光度数据使我们能够探测数百颗M矮星的大范围旋转周期（从短于1天到长于100天）。在我们探测的所有M光谱类型中，我们发现磁活动的存在与旋转有关，包括晚型完全对流的M矮星。我们还发现证据表明，与早期类型的对应物相比，晚型M矮星的活跃程度可能在更长的旋转周期内更高，我们的样本中存在几个活跃的，晚型的，缓慢旋转的恒星。此外，我们还发现所有自转周期小于26天（早型; M1-M4）和86天（晚型; M5-M8）的M矮星都是磁活动的。这种潜在的不匹配表明，在完全对流的恒星中，恒星旋转与色球加热的物理机制可能是不同的。一个运动学分析表明，磁活跃，快速旋转的恒星是一致的运动学年轻的人口，而慢转不太活跃或不活跃，似乎属于一个老的，动态加热的恒星星族。
2015-09-04 astro-ph.SR
On the Magnetic and Energy Characteristics of Recurrent Homologous Jets from An Emerging Flux
在本文中，我们提出了详细的分析，经常性的同源射流起源于一个新兴的负磁通量在边缘的活动区。观测到的喷流具有多热特征。它们的演化与出射磁通量的特征参数具有很高的一致性，表明自由磁能越大，喷发越剧烈、频繁和类似井喷。发现不同喷流的平均温度、平均电子数密度和轴向速度是相似的，表明它们应该是由来自相似起源的等离子体形成的。对急流及其足点区条件的统计分析表明，足点区总的131毫米波强度增强与急流的长/宽之间有很强的正相关关系。足点区域的总强度增强/热能与射流质量/动能/热能之间也存在较强的线性正相关关系，具有较高的互相关系数。上述结果证实了磁重联与喷流之间的直接关系，验证了磁重联在向喷流输送大量自由磁能中的重要作用。此外，我们还认为，在井喷的磁重联过程中，释放的自由能应该比标准喷流事件更多。
2018-01-12 astro-ph.SR
A scaling relationship for non-thermal radio emission from ordered magnetospheres - II. Investigating the efficiency of relativistic electron production in magnetospheres of BA-type stars
INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；University of Delaware（特拉华大学）；CSIRO, Space and Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（欧洲南方天文台）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；Masaryk University（马萨里克大学）
研究BA型恒星磁层中相对论电子产生效率，通过分析CBOs和等离子体密度，揭示磁层密度与无线电发射强度的关系。
2025-11-07 astro-ph.SR
Statistical Properties of Photospheric Magnetic Elements Observed by SDO/HMI
利用高分辨率太阳动力学观测台/日震和磁成像仪记录的磁图研究太阳表面的磁性元素。为了提取这些元素的一些统计和物理特性（例如，填充因子、磁通量、尺寸、寿命），采用另一种特征跟踪算法（YAFTA），一种基于区域的方法。在2011年期间，选择了具有400 $^{\prime\prime}\times$ 400 $^{\prime\prime}$的区域来研究磁性特征。正负极填充因子的相关系数为0.51。破碎的幂律拟合应用于粒度和通量的频率分布。对于小于和大于16弧秒$^2$的尺度，幂律分布的指数分别为-2.24和-4.04。对于通量小于和大于2.63 $\times$ 10 $^{19}$ Mx的幂$-$定律分布指数分别为-2.11和-2.51。元素的尺寸（$S$）和通量（$F$）之间的关系可以用$S\propto F~^{0.69}$形式的幂律行为来表示。研究了静日（QS）元素在三天内的寿命及其与通量和尺寸的关系。代码检测到的补丁的生命周期约为15小时，我们称之为长持续时间事件。发现95%以上的磁性元件的寿命小于100分钟。发现约0.05%的元素寿命大于6小时。QS中斑块的大小（S）、寿命（T）和通量（F）之间的关系分别表示幂$-$定律关系$S\propto T~^{0.25}$和$F\propto T~^{0.38}$。对新出现的磁性元素的时间序列进行去趋势波动分析，我们发现赫斯特指数为…
2017-07-28 astro-ph.SR
Investigating the Relationship Between Physical Properties and Spatial Irregularities at Coronal Hole Boundaries
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Predictive Science Inc.（预测科学公司）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Graz（格拉茨大学）；Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）
本文通过差分发射量分析和关联维度映射分析，研究了日冕洞边界处的等离子体性质和空间不规则性，发现前缘边界温度更高、磁场更强且单极性更明显，推测这与局部磁场结构有关。
2026-05-07 astro-ph.SR
On the relationship between the size and surface coverage of starspots on magnetically active low-mass stars
我们提出了一个模型，预测的光变曲线振幅分布的低质量磁活性恒星的合奏下，假设恒星的自旋轴是随机取向和冷星点有一个特征尺度长度和随机分布在恒星表面。该模型与观测数据进行了比较，在年轻的星团NGC 2516的高磁活动M-矮星。我们发现，最佳拟合的星点尺度长度并不局限于这些数据，但需要对整体星点填充因子和星点温度的假设。假设光斑覆盖率为0.4+/-0.1，恒星光斑与无光斑光球温度比为0.7+/-0.05，正如这些恒星的膨胀半径与演化模型预测相比以及TiO波段对其他早期光谱类型的活动冷星的测量所表明的那样，最适合的恒星光斑角标度长度为3.5（+2）（-1）度，或线性标度长度为\sim 25000 km。这个线性尺度的长度类似于大的太阳黑子群，但比最近使用凌日系外行星的日食测绘在活动的G矮星上推导出的恒星黑子小2- 5倍。然而，NGC 2516 M矮星的最佳拟合点尺度长度随着假设的点温度比和假设的点填充因子的平方根的倒数而增加。因此，如果光斑填充因子为0.9，则光变曲线振幅分布同样可以由这些较大的光斑尺度长度来描述<0.1 or the spot temperature ratio is >。
2013-02-18 astro-ph.SR
A Bright Short Period M-M Eclipsing Binary from the KELT Survey: Magnetic Activity and the Mass-Radius Relationship for M-dwarfs
我们发现了一个中等亮度（J $\sim$ 10.2）M的矮食双星系统KELT J 041621 -620046，距离39 $\pm$ 3 pc。KELT J 041621 -620046最初是利用KELT巡天观测到的食双星。该系统有一个短的轨道周期$\sim$ 1.11天，并由组件与M $_1$ = $0.447^{-0.047}_{+0.052}\,M_\odot$和M $_2$ = $0.399^{-0.042}_{+0.046}\,M_\odot$在近圆形轨道。两颗星的半径分别为R $_1$ = $0.540^{-0.032}_{+0.034}\,R_\odot$和R $_2$ = $0.453\pm0.017\,R_\odot$。通过对KELT后续网络获得的高精度测光和分光观测进行EBOP全球建模，确定了完整的系统和轨道特性（误差为$\sim$ 10%）。每颗恒星都比标准（非磁性）恒星模型预测的大17-28%，冷4-10%。强烈的H $α$辐射表明这两颗恒星的色球活动。所观察到的半径和温度的差异，这两个组件是更一致的经验关系，占对流抑制由于磁活动的预测。
2017-06-07 astro-ph.SR
Modelling stellar coronal magnetic fields
我们对恒星日冕的结构和动力学的理解随着恒星黑子和磁场矢量的表面图的可用性而发生了巨大的变化。从这些表面图推断出的磁场揭示了令人惊讶的恒星日冕结构，这些恒星的质量以及内部结构和发电机模式可能与太阳非常不同。关键因素是开放的磁通量的比例（决定了恒星在老化过程中的自旋下降速率）和封闭场区域的位置和等离子体密度，这决定了X射线和无线电发射特性。最近在模拟恒星日冕方面取得了进展，特别是在明亮的表面区域检测到的场和可能隐藏在黑暗的星斑中的场的相对贡献。对于太阳，在太阳活动周期中，黑子中的场与大尺度场之间的关系已经得到了很好的研究。然而，其他恒星似乎可以表现出非常不同的关系。
2010-08-28 astro-ph.SR
Scattering polarization of the $d$-states of ions and solar magnetic field: Effects of isotropic collisions
太阳磁场的观测分析以及理论解释的散射偏振通常被指定为一个高度优先领域的太阳研究。对观测到的偏振现象的解释对这一领域的研究人员提出了严峻的理论挑战。事实上，现实的解释需要详细调查的各向同性碰撞中性氢的去极化作用。本文的目的是确定新的关系式，这种关系式允许通过简单地确定n^* 和$E_p$的值来计算离子d能级的任何碰撞速率，而不需要确定相互作用势和处理碰撞动力学。n^* 和E_p的测定很容易，并且基于通常可在线获得的原子数据。精确的碰撞率可以对太阳磁场进行可靠的诊断。在这项工作中，我们应用我们的碰撞FORTRAN代码，大量的情况下，涉及复杂和简单的离子。之后，利用这些结果并将其注入到用C语言开发的遗传编程代码中，以推断原始关系，这将对太阳能应用有很大帮助。讨论了极化复杂原子和具有超精细结构原子碰撞率的准确性。的关系表示张量的基础上，我们解释如何将其贡献的主方程给出的密度矩阵元素的变化。作为测试，我们比较了通过本工作中提供的一般关系获得的结果与直接通过运行我们的碰撞代码获得的结果。这些比较显示平均值的误差百分比约为10%。
2017-03-02 astro-ph.SR
Relationships Between Characteristics of the Line-of-Sight Magnetic Field and Solar Flare Forecasts
我们分析了耀斑X射线峰值通量之间的关系，和极性反转线（PIL）和活动区（AR）的特点，来自视线（LOS）磁图。PIL检测算法的基础上的磁图分割程序应用于每个AR与1小时的节奏。PIL和AR特征与AR耀斑历史相关，并分为耀斑和非耀斑情况。耀斑预测的衍生特征的有效性由通过一定阈值与耀斑情况分离的非耀斑情况的数量以及它们的Fisher排名得分来确定。支持向量机（SVM）的分类器只训练的PIL的特点是用于耀斑预测。我们得到了以下结果：（1）PIL特征比AR的全局特征更有效，（2）使用“Sigmoid”SVM核获得了$\geq$ M1.0耀斑的0.76 $\pm$ 0.03和$\geq$ X1.0耀斑的0.84 $\pm$ 0.07的最高真实技能统计（TSS）值，（3）仅使用LOS磁图获得的TSS评分略低于使用矢量磁图获得的评分，但显著优于当前基于专家的预测，（4）对于预测$\geq$ M1.0级耀斑，所有病例的74.4%，以及对于预测$\geq$ X1.0级耀斑的91.2%，可以被预先分类为负面的，对结果没有显著影响，（5）包括全球AR特征并没有改善预测。该研究证实了PIL区域特征在耀斑起始过程中的独特作用，并证明了仅使用视线磁图进行耀斑预报的可能性。
2018-05-28 astro-ph.SR
Large-Scale Latitude-time Relationships Between the Green-Line Corona and Sunspot Activity During Solar Cycles 18-24
本研究利用高斯活动场模型分析第18-24太阳活动周数据，发现绿线日冕与太阳黑子活动存在稳定的双峰纬度相关结构，且该关系与活动周振幅无关，表明大尺度磁活动分布主导日冕演化。
2026-09-14 astro-ph.SR
Relationships Between Sequential Chromospheric Brightening and the Corona
色球层是一个复杂的区域，它在光球层中出现的磁通量和日冕中看到的磁性特征之间起着中介作用。在色球层的耀斑和暗条的大爆发经常伴随着日冕物质从太阳的喷射。一些研究已经观测到快速移动的密集亮点（称为连续色球增亮或SCB）从色球耀斑中流出，也产生了日冕物质抛射（CME）。在这项工作中，我们回顾了SCBs的研究，并寻找它们之间的共性。我们将这些发现与当代色球和日冕观测放在一个更大的背景下。SCB是太阳大气环境的短暂指标，因为它存在于其相关的爆发之前。由于它们出现在耀斑爆发的最初阶段，SCB是在色球层中测量到的CME的良好早期指示。
2017-04-12 astro-ph.SR
Relationship between Intensity of White-Light Flares and Proton Flux of Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP），包括质子和重离子，被认为是由CME冲击或由磁重联加速。后者也产生太阳耀斑，其中白光耀斑（WLF）是能量最高的耀斑之一。磁重联发生在日冕中，加速粒子沿着磁环向下和向上传播。前者是火炬排放的来源，后者被认为是SEP。因此，耀斑发射和SEP事件之间的比较提供了有价值的约束，在确定加速网站的SEP。我们收集了2010年至2017年观察到的43个SEP事件，并分别研究了它们与SDO/HMI和GOES观察到的WL发射和SXR流感的相关性。初步结果表明：1）在47个SEP事件中，有39个在白光和SXR下没有可探测到的耀斑辐射。2)大多数强WLF与SEP无关。3)质子通量和等效面积之间没有明显的相关性，等效面积是衡量WLF发射大小的一个量。一个直接的推测是，在所分析的事件中，SEP和为WLF供电的高能电子的加速过程可能不同。
2018-01-12 astro-ph.SR
Untwisting Jets Related to Magnetic Flux Cancellation
太阳喷流的旋转运动被认为是由磁重联引起的解扭过程的特征，该解扭过程发生在扭曲的闭合磁环之间（即，磁通量绳）和开放的磁场线。预先存在的通量绳的识别，以及绳中包含的扭曲与喷气经历的圈数之间的关系，对于理解喷气触发机制至关重要。本文将对四个同源喷流的成像、光谱和磁场观测结果进行详细的分析，其中第四个喷流的扭转角为2.6 $π$。喷流爆发前光球矢量磁场的非线性无力场外推呈现出一种在扭曲场和开放场之间具有零点的磁配置--这种配置非常有利于太阳喷流的爆发。喷流的旋转方向与爆发前光球磁场中的扭曲方向相反，这一事实证实了喷流的旋转运动使扭曲解除。喷流的出现与其源区总负通量的时间关系以及光球坡印亭通量的磁淹没项的增强表明，这些喷流与当地的磁通量抵消密切相关。
2017-11-16 astro-ph.SR
On the Collective Magnetic Field Strength and Vector Structure of Dark Umbral Cores Measured by the Hinode Spectropolarimeter
我们研究了2006年11月至2012年11月期间由Hinode分光偏振仪（SP）测量的7530个太阳黑子阴影和孔。我们主要寻求确认Penn和Livingston发现的太阳黑子本影的平均磁场强度的长期长期下降（2011年，IAU Symp. 1998年至2011年，273，126人。从全斯托克斯-米尔恩-爱丁顿反演中获得的优秀的SP光度特性和全矢量磁场测定被用来解决所有影核的磁场强度和亮温的相关特性。我们发现磁场强度和本影温度（和连续对比度），以及本影半径和磁场强度之间的非线性关系。使用消除歧义的矢量数据，我们发现，在影核中测得的方位角反映了组织弱影响乔伊定律。大量的本影显示出与早期太阳活动周期相似的对数正态分布的光谱。受太阳活动周振幅和本影大小与地核磁场强度之间的非线性关系的影响，地核磁场强度的分布与太阳活动周的相关性较弱，最适合于偏正态分布。然而，平均磁场强度并未显示出显著的长期趋势。
2015-05-21 astro-ph.SR
