The Evershed Flow and the Brightness of the Penumbra
L. R. Bellot Rubio
备注：
18 pages, to appear in "Magnetic Coupling between the Interior and the Atmosphere of the Sun", eds. S.S. Hasan and R.J. Rutten, Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer, Heidelberg, 2009
The Evershed flow is a systematic motion of gas that occurs in the penumbra of all sunspots. Discovered in 1909, it still lacks a satisfactory explanation. We know that the flow is magnetized, often supersonic, and that it shows conspicuous fine structure on spatial scales of 0.2"-0.3", but its origin remains unclear. The hope is that a good observational understanding of the relation between the flow and the penumbral magnetic field will help us determine its nature. Here I review advances in the characterization of the Evershed flow and sunspot magnetic fields from high-resolution spectroscopic and spectropolarimetric measurements. Using this information as input for 2D heat transfer simulations, it has been demonstrated that hot Evershed upflows along nearly horizontal field lines are capable of explaining one of the most intriguing aspects of sunspots: the surplus brightness of the penumbra relative to the umbra. They also explain the existence of penumbral filaments with dark cores. These results support the idea that the Evershed flow is largely responsible for the transport of energy in the penumbra.
Evershed and counter-Evershed flows in sunspot MHD simulations
在文献中有一些关于在发育良好的太阳黑子半影中观察到的逆Evershed流的报道，即沿着半影细丝指向本影的流动。在这里，我们调查的驱动力，这样的反Evershed流的辐射磁流体动力学模拟的太阳黑子，并比较它们与正常的Evershed流上的作用力。模拟涵盖的时间跨度为100太阳小时，并产生Evershed流出超过8公里秒$^{-1}$在半影沿径向排列的灯丝的磁场几乎是水平的。此外，模拟产生快速的逆Evershed流（即，在半影内的某些区域，$τ= 1$附近的流入），达到$\sim$ 12 km s $^{-1}$的峰值流速。逆Evershed流是短暂的，通常会持续几个小时，然后再次变成流出。通过使用动能方程并在模拟箱中评估其各项，我们发现，Evershed流发生由于翻转对流在一个强烈倾斜的磁场，而反Evershed流可以很好地描述为虹吸流。
我们在太阳黑子的超半影外边界观测到了一个C级耀斑。耀斑是由一个新兴的磁双极区，是倾斜取向的超级半影原纤维。耀斑是由于出现的磁通量与超半影场的低高度磁重联导致逆Evershed流道及其上覆大气中的热多温度等离子体流而开始的。色球层中的逆Evershed流从超级半影开始向黑子方向流动，在半影的外边界结束。在逆Evershed通道中朝向太阳黑子的热等离子体流在H $α$波长中显示出比在不同温度下的等离子体发射高约10 km s $^{-1}$的速度，如在不同的AIA过滤器中所见。尽管这些速度比典型的逆埃弗谢德流速度高出约7倍，但在太阳黑子半影的外边界处，流动会减少。这表明携带逆Evershed流的超级半影场线在半影场线潜入太阳的边界处中断，并且这两组场线完全不同。在这两组场线的邻接处的典型磁场和等离子体性质的不连续性进一步导致特征磁声和阿尔文速度的不连续性，因此，停止等离子体流动进一步on.The多温度等离子体在逆Evershed通道中表现出\textbf{possible}纵向振荡最初在耀斑的发病期间，后来流向太阳黑子。在多温区的情况下，耀斑区上方的不同层具有超音速和亚音速的混合流。
线轮廓的不对称性定义的Evershed效应在太阳黑子半影，突然消失在太阳黑子边界外的水平距离小于500公里，立即在黑暗的半影连续结构（“灯丝”）的最外端。这可以从非磁力线Ni I 5435.9（g=0.5）和Fe I 5434.5（g=0）中看出，它们虽然在300 km的垂直高度距离处形成，但在相同的空间位置处失去了它们的轮廓不对称性。被广泛接受的“天篷”图片与这一发现相冲突，相反，这表明与Evershed效应相关的气体运动消失了，同时在太阳黑子（半影）边界的连续强度下降。相应的下向流必须小于目前实现的空间分辨率（即，<0.5角秒），位于太阳黑子的最外边界。有人建议，这个位置标志着尖锐的阈值之间的均分动能和磁能密度在外部半影边界。
我们研究超音速Evershed下降流在太阳黑子半影的高空间分辨率光谱偏振数据在Fe I 617.3 nm线与CRISP仪器在瑞典1米太阳望远镜。物理可观测量，如从线平分线和斯托克斯V零交叉波长计算的多普勒图，以及远红翼的斯托克斯V图，被用来寻找可能存在超音速Evershed下降流的区域。我们检索的LOS速度和磁场矢量在这些地区使用两个组件的反演所观察到的斯托克斯配置文件的帮助下的SIR代码。我们在这些区域的一生中跟踪它们，以研究它们的时间行为。最后，我们进行了统计分析检测到的超音速下降流，以表征其物理特性。超音速下降流包含在向外移动的紧凑斑块中，这些斑块位于中间和外部半影中。它们被观察为明亮的，圆形的结构，在半影细丝的外端，类似于半影颗粒。斑块在其生命周期中可能经历破碎和合并，甚至有些斑块是循环的。超音速下降流与强而垂直的磁场有关，与太阳黑子的磁场相比，磁场的极性相反。我们的研究结果表明，以超音速返回太阳表面的下行流在致密的深层突然停止并产生冲击。因此，这种冲击提高了温度，并被检测到作为一个明亮的颗粒在连续滤波图，这可以解释向外移动的颗粒在中间和外部半影的存在。
Spectropolarimetry of Sunspot Penumbrae -- A Comprehensive Study of the Evershed Effect Using High Resolution Data from the Space-Borne Solar Observatory HINODE
Rapid Enhancement of Sheared Evershed Flow Along the Neutral Line Associated with an X6.5 Flare Observed by Hinode
本文介绍了2006年12月6日由Hinode/SOT获得的NOAA AR 10930的G波段和Ca II H观测结果，其中包括一个X6.5耀斑。采用局部相关跟踪（LCT）技术，对经透视缩短校正的G波段图像序列进行处理，获取了该复杂的β-γ-δ活动区的水平自行。利用连续的高质量、空间和时间分辨率的G波段数据，我们不仅证实了外半影的快速衰减和中心结构在耀斑中性线附近的变暗，而且第一次明确地检测到剪切Evershed流的增强，（平均水平流速从330 ± 3.1 m/s增加到403 ± 4.6 m/s）。耀斑后的Ca II H图像表明，原本在中性线两侧呈扇形分布的场线被连接起来。由于半影结构和Evershed流与光球磁倾角或水平场强度密切相关，我们将黑子结构和表面流的快速变化解释为耀斑引起的磁场重组的结果。磁场由向外成扇形变为向内连接，导致外半影衰减，同时，在耀斑中性线附近的磁场变得更加水平，导致那里的Evershed流更强。中性线附近水平磁场增强的推断与最近的磁观测和耀斑引起的光球磁场变化的理论预测是一致的。
The formation of a penumbra as observed with the German VTT and SoHO/MDI
太阳内部磁通量的产生及其向外太阳大气层的传输将是今后几十年太阳物理学研究的重点。其中一个关键因素是磁通量进入太阳光球层的过程，以及重组形成太阳黑子和孔隙等活动区域的磁现象。2009年7月4日，我们观测到一个新兴的磁通量区域，其中一个没有半影的原斑在大约4.5小时内形成一个半影。这一过程通过德国VTT的多波长观测记录下来：（a）成像，（b）用2D成像分光偏振计GFPI在Fe I 617.3 nm处获得的高分辨率和时间节奏数据，以及（c）用基于狭缝的分光偏振计TIP在Fe I 1089.6 nm处扫描。MDI连续体地图和磁图被用来跟踪原点的形成，以及整个活动区的后续演变。在半影的形成过程中，光斑的面积和磁通量增大。额外的磁通量由相邻的出射磁通量区域提供：当出射的双极分离时，光点极性的两极向光点迁移，最后与光点合并。随着越来越多的磁通量积累，半影形成。从反演我们推断的磁场和多普勒速度（沿视线恒定）的地图。我们计算了形成点的磁通量和与原点合并的双极足点的磁通量。我们见证了埃弗谢德流的开始和场倾斜的相关增强，作为单独的半影细丝的形式。在个别半影区形成之前，我们检测到“反”Evershed流的存在。这些流入变成经典的径向Evershed流出稳定的半影段的形式。
Observations of Supersonic Downflows Near the Umbra-Penumbra Boundary of Sunspots as Revealed by Hinode
Hinode的高分辨率分光偏振观测揭示了3个太阳黑子的本影-半影边界处存在超音速下降流，这是Louis等人（2010年）最近报道的。观察到这些下行流与明亮的半影细丝共空间，并占据大于1.6弧秒$^2$的面积。它们位于中心侧的半影，与太阳黑子具有相同的极性，这表明它们与Evershed Flow无关。在本文中，我们描述了在NOAA AR 10923中观测到的超声速，并讨论了光球以及色球增亮，这是靠近下降区。我们的观测结果表明，这种现象是由动态和充满活力的物理过程中的内部半影影响上覆的色球层，从而提供了新的见解太阳黑子的数值模型。
我们研究了孤儿半影的性质，这是在活动区附近的极性反转线，类似于规则的太阳黑子的半影，但不连接到任何本影的光球附属结构。我们使用太阳光学望远镜的日出数据来确定孤儿半影的属性。光谱偏振数据被用来获得矢量磁场和视线速度在光球。地磁图被用来研究这些结构的整体演化，G波段和Ca II H滤波图被用来研究它们的亮度和视水平运动。在具有水平磁场的地方，在极性相反的区域之间形成孤立的半影。它们的磁结构是$Ω$形的磁通绳。在这里研究的两种情况下，相反极性的区域随着时间的推移彼此接近，整个结构随着半影丝的消失而淹没。孤立半影与规则半影非常相似，包括强气流的存在。因此，它们可能有相似的起源。它们之间的主要区别是在孤儿半影中没有“背景”磁场。这可以解释大多数观察到的差异。我们在孤立半影中检测到的快速流动可能是由虹吸流动机制引起的。基于孤儿和规则半影之间的相似性，我们提出，Evershed流也是虹吸流的表现。
SUMER observations of the inverse Evershed effect in the transition region above a sunspot
目标。我们分析SUMER光谱扫描的活动区域NOAA 10923内的一个大的太阳黑子，获得2006年11月14日至15日，以确定太阳黑子大气在不同的高度/温度的形态和动态。研究方法：这里分析的数据包括在142.0 nm附近的连续光谱和在Si iv 140.2 nm，O iii 70.3 nm，N iv 76.5 nm，和O iv 79.0 nm谱线中的太阳分光图。高斯拟合观测到的配置文件提供了视线速度和多普勒宽度图。结果如下：数据显示，在过渡区温度高达0.18 MK的半影半径的大约两倍内的区域中，与逆Evershed流的存在相兼容的不对称下流型。的运动，高度不均匀的小尺度上，似乎发生在一个衣领的径向定向constentary结构，平均宽度小于1毫米的空间分辨率的SUMER和不同的等离子体速度的特点。假设气流是沿着场线流动的，我们推断出这样的场线相对于太阳表面倾斜10度至25度。
利用\it Hinode上的宽带滤波成像仪（BFI）获得的三个时间序列的蓝色连续图像，分析了日心角从$30^\circ$到$48^\circ$的黑子半影暗条的扭曲运动。研究了扭曲运动与暗条亮度、暗条内位置和半影内位置的关系。只有某些部分的长丝显示出扭转运动。从统计学意义上讲，最靠近本影的长丝扭转部分最亮，扭转运动最快，平均扭转速度为2.1 km s $^{-1}$。灯丝扭曲部分的中间和外部部分（离本影越来越远）亮度较低，其平均速度分别为1.7，km，s $^{-1}$和1.35，km，s $^{-1}$。所观察到的朝向长丝的外部区段的亮度和加捻速度的降低可能是由于减少了沿着长丝的长轴的向上流动。没有显着的变化的扭曲速度作为视角的函数被发现。亮度和速度的相关性表明，翻转对流引起的半影灯丝观察到的扭曲运动，可能是所需的能量的来源，以保持亮度的灯丝。
The magnetic topology of the inverse Evershed flow
逆Evershed流（IEF）是在色球层高度上朝向太阳黑子的质量运动。我们结合了邓恩太阳望远镜对NOAA 12418的高分辨率观测和日震和磁成像仪（HMI）的矢量磁场测量，以确定IEF的驱动因素。我们从H $α$和Ca II IR光谱中推导出色球视线（LOS）速度。HMI数据用于非无力磁场外推，以跟踪活动区太阳黑子附近的闭合磁力线。我们确定了它们的长度和高度，定位了它们的内部和外部足点，并推导出了沿着它们的流速。与IEF相关的磁场线在13微米的长度上平均达到3微米的高度。内（外）足点位于1.2（1.9）个太阳黑子半径处。内足点和外足点之间的平均场强差$ΔB$为+400 G。温度差$ΔT$与$ΔB$呈反相关，平均值为-100 K。压力差$Δp$由$ΔB$支配，并且主要是正的，其中朝向内足点的驱动力平均为1.7 kPa。从$Δp$预测的速度再现了2-10 km s $^{-1}$的LOS速度，具有平方根依赖性。我们发现，IEF驱动沿磁场线连接网络元素与外部半影的气体压力差，结果从不同的磁场强度预测的经典虹吸流的情况。
