Image patch analysis of sunspots and active regions. I. Intrinsic dimension and correlation analysis
University of Michigan（密歇根大学）
活动区的耀斑生产率与其空间复杂性有关。威尔逊山或麦金托什太阳黑子分类测量这种复杂性，但以分类的方式，因此可能不会使用所有的信息在观测。此外，这样的分类方案阻碍了对活动区域演化的系统研究。我们提出了一个活动区域的复杂性，并将它们与威尔逊山分类细尺度定量描述符。我们分析了连续谱和磁图数据的局部相关结构，以及连续谱和磁图数据之间的互相关。我们计算的内在尺寸，偏相关，典型相关分析（CCA）的连续和磁图活动区的图像补丁从SOHO-MDI仪器。我们使用来自连续体的太阳黑子的掩模以及来自磁图的磁活动区的较大掩模来分别分析活动区的核心部分及其周围部分。我们发现的复杂性之间的关系的一个活跃的区域，测量威尔逊山和其图像补丁的内在尺寸。偏相关模式表现出近似三阶马尔可夫结构。CCA揭示了不同的模式之间的相关性连续和磁记录内的太阳黑子和太阳黑子周围的地区。这些结果也铺平了道路，基于补丁的字典学习，以期自动聚类的活动区域。
2015-12-14 astro-ph.SR cs.CV
Re-examining Sunspot Tilt Angle to Include Anti-Hale Statistics
太阳黑子群和双极磁区（BMR）是太阳活动周期的观测诊断。我们使用了1974-2014年的德布勒森光电数据（DPD），该数据通过日常白光观测确定了太阳黑子的倾斜角，以及Li & Ulrich提供的数据，该数据使用1974-2012年的威尔逊山磁图确定了太阳黑子的磁倾斜角。磁图允许BMR的倾斜角是反黑尔配置，因此倾斜值范围从0到360°，而不是更常见的$\pm$ 90°。我们探讨了传统的蝴蝶图上的磁倾斜角的视觉表示绘制的平均面积加权纬度的本影活动在每个双极太阳黑子群，包括倾斜信息。倾斜角度在单个周期和半球的过程中的大的分散阻止了乔伊定律在没有进一步分箱的情况下在倾斜蝴蝶图中被视觉识别。反黑尔地区的平均纬度与两半球所有地区的平均纬度没有差异。反海尔黑子倾斜角的分布广泛地分布在0 °和360°之间，与它们预期的乔伊定律角相比，东西排列的倾向性较弱。反黑尔黑子的大小分布与所有黑子的分布相似，这表明反黑尔黑子并没有最佳的大小。我们报告说，8.4%的$\pm$ 0.8%的双极太阳黑子区被错误分类为黑尔在传统的目录。由于磁赤道和日面赤道的不重合，在赤道5°以内的群体中，这一百分比略高。
2014-12-16 astro-ph.SR
On the surface structure of sunspots
太阳黑子的表面结构的精确知识是必不可少的，以构建适当的输入模型，日震反演工具。本文总结了我们最近利用HINODE观测太阳黑子及其周围的速度和磁场的结果。为此，我们在不同的精度水平上测量了半影速度场的水平和垂直分量，并研究了黑子周围的护城河流。此外，我们发现，大量的半影磁场返回到半影内的表面以下。最后，我们解释了为什么相关的相反极性的信号仍然隐藏在有限的光谱分辨率的测量构建的磁图。
2012-11-28 astro-ph.SR
Analysis of SOHO/MDI and TRACE Observations of Sunspot Torsional Oscillation in AR10421
利用太阳和日光层天文台（SOHO）MDI仪器的磁图和多普勒图，以及过渡区和日冕探测器（TRACE）的白光图像，研究了活动区NOAA 10421的领先太阳黑子的旋转。重建了黑子本影和半影的磁场和速度场矢量的垂直、径向和方位轴对称分量。本影和半影中两个矢量的所有三个分量都显示出大约3.8天的相同旋转周期的扭转振荡。TRACE白光观测资料还表明，太阳黑子本影和半影以相同的周期扭转旋转。讨论了太阳黑子扭转运动的可能机制。
2011-02-19 astro-ph.SR
The causality between the rapid rotation of a sunspot and an X3.4 flare
利用Hinode的多波长观测资料，详细研究了活动区NOAA 10930的一个黑子的快速旋转。我们发现在X3.4级耀斑爆发前，太阳黑子出现了异常的正极性逆时针旋转。从一系列矢量磁图中发现，伴随着黑子的自转，磁力线沿中性线发生了强烈的剪切。此外，还发现剪切环和日冕中的反S形磁环是在黑子自转后逐渐形成的。X3.4耀斑可以合理地视为该移动的结果。详细的分析表明，太阳黑子的自转导致光球层中的磁场线发生扭曲，并将扭曲传输到日冕中，最终触发耀斑。
2009-02-24 astro-ph.SR
Modelling total solar irradiance since 1878 from simulated magnetograms
本文提出了一个新的太阳总辐照度（TSI）模型，该模型基于表面通量输运模型（SFTM）和SATIRE（光谱和总辐照度重建）模型模拟的磁图。我们的模型提供了从1878年开始的光球场和TSI分布的每日地图。我们首先计算了活动区和短暂区太阳表面的磁通量。利用太阳黑子群面积和位置的观测记录，用表面通量输运模型计算了活动区磁通量的演化。在短暂的区域中的磁通量被单独处理使用重叠周期的概念。为了模拟短暂区域周期，我们假设它们的长度和振幅与太阳黑子周期的长度和振幅有关。然后，我们使用SATIRE模型的一个版本来计算TSI。SATIRE所需的不同磁特征的区域覆盖和分布作为时间的函数，从模拟的磁图和建模的短暂区域磁通量中提取。以前计算的强度谱的各种类型的磁功能。我们的模型再现的PMOD复合TSI测量从1978年开始，在日常和旋转的时间尺度更准确地比以前版本的SATIRE模型计算TSI在这段时间内。模拟的磁图提供了一个更真实的代表性的磁场演变的光球，也使我们能够利用信息的空间分布的磁场的时间之前，观测到的磁图。我们发现，长期增加TSI自1878年以来是相当稳定的修改的治疗短暂的区域磁通量。
2014-09-05 astro-ph.SR
On the Role of Rotating Sunspots in the Activity of Solar Active Region NOAA 11158
利用日震和磁成像仪（HMI）的磁场数据和太阳动力学天文台（SDO）上大气成像组件（AIA）的多波长观测资料，研究了旋转太阳黑子对活动区NOAA 11158及其喷发事件的非潜在性的各种物理参数演变的作用。从HMI强度和AIA通道的演化研究中，我们观察到AR由两个主要的旋转黑子组成，一个连接到耀斑倾向区，另一个连接到CME。构造的时空强度图显示，太阳黑子的峰值自转率与主要爆发事件的发生相吻合。此外，扭转参数的时间分布，即，由HMI矢量磁图得到的平均剪切角$α_{\rm av}$、$α_{\rm best}$和由HMI视线磁图的水平通量运动得到的螺旋度注入率与日冕物质抛射倾向区的黑子旋转轮廓有很好的对应关系，给出了旋转运动导致磁非势的主要证据。此外，平均值的自由能从维里定理计算在光球水平显示明确的步骤下降的耀斑揭示明确的证据，能量释放的设置时间，间歇性地存储在前耀斑阶段的通量出现和/或运动。此外，在CME多发区，螺旋度注入的分布是均匀的，而在耀斑多发区，螺旋度注入的分布不是均匀的，而且经常改变符号。这项研究提供了清晰的图片，所观察到的磁通量的自行和旋转运动都发挥了重要作用，以提高磁的非潜力的AR，导致所观察到的瞬态活动的有利条件。
2012-10-15 astro-ph.SR
Study of Rapid Formation of a Delta Sunspot Associated with the 2012 July 2 C7.4 Flare Using High-resolution Observations of New Solar Telescope
近年来，人们系统地观测到与耀斑有关的磁拓扑和黑子结构的快速、不可逆变化。最显著的特征包括极性反转线（PIL）处水平场的增加和同空间半影的暗化。对上述现象的一个可能的解释是对爆发后日冕重组的反向反应：日冕物质抛射携带向上的动量，而向下的动量压缩PIL附近的磁力线。以前的研究只能使用低分辨率（1”以上）磁图和白光图像。因此，这些变化主要是在X级耀斑中观察到的。利用大熊太阳天文台新太阳望远镜的0.1”空间分辨率和15秒的时间节奏，我们详细报道了2012年7月2日与C7.4耀斑相关的PIL太阳黑子半影的快速形成。结果表明，太阳颗粒层的结构演化为明暗相间的纤维状结构，即典型的半影结构。有趣的是，这样一个半影的出现创造了一个新的三角洲太阳黑子。半影的形成也伴随着水平场的增强，使用从日震和磁成像仪的矢量磁图观察。我们解释我们的意见，由于喷发的磁通绳以下的磁抵消在PIL。随后，重新关闭的拱廊场被推向地表，形成新的半影。NLFFF外推法清楚地显示了靠近地表的通量绳和上覆磁场。
2013-08-12 astro-ph.SR
Study of sunspot group morphological variations leading to flaring events
人们普遍认为，耀斑发生的最可能的地点是活动区中水平磁场梯度高的位置。而不是磁图，目前的工作检查这一假设，通过使用太阳黑子的数据，有针对性的现象是耀斑前的行为的强烈水平梯度的磁场在耀斑的位置。这项工作的经验基础是SDD（SOHO/MDI-Debrecen太阳黑子数据）太阳黑子目录。对两个活动区和五个X耀斑进行了个案研究，以寻找可能的耀斑前特征。结果表明，水平磁场梯度的增长速度、最大值、最大值后的下降速度和起伏速度等特征对耀斑的预报是有希望的。
2014-01-09 astro-ph.SR
Pre-Flare Dynamics of Sunspot Groups
有几篇论文提供了证据，表明耀斑爆发的最可能地点是太阳活动区的高水平磁场梯度区。除了耀斑产生区的本地化，目前的工作旨在揭示这些地区的特征时间变化之前，耀斑。这项研究使用太阳黑子数据，而不是磁图，它遵循的行为，一个合适的定义代理措施，代表水平磁场梯度。数据来源是SDD（SOHO/MDI-Debrecen数据）太阳黑子目录。最有希望的耀斑前特征是梯度变化的以下特性：i）急剧增加，ii）高最大值，iii）显著波动和iv）最大值和耀斑开始之间的逐渐减小，这可能与当前层的“拉动模式”有关。这些特性可能产生一个工具，用于评估未来8-10小时内的耀斑概率和强度。
2014-05-29 astro-ph.SR
On the origin of reverse polarity patches found by Hinode in sunspot penumbrae
卫星Hinode最近揭示了具有与主黑子极性相反的磁极的半影结构。它们可能直接证实了磁场线和质量流在整个半影中返回太阳内部，这是先前从观测到的斯托克斯轮廓不对称性的解释中推断出的配置。本文指出了Hinode发现的反极性特征与提出的太阳黑子微结构磁大气模型之间的关系。我们展示了现有的模型MISMAs如何产生强烈的红移反极性结构，发现由Hinode。特设模型MISMA也解释了Hinode观察到的不对称斯托克斯轮廓。如果暗核与反极性相关，则相同的建模可能与暗核半影细丝的磁图一致。这种假设的关系只会在谱线的远红翼中出现。
2009-09-17 astro-ph.SR
Image patch analysis and clustering of sunspots: a dimensionality reduction approach
University of Michigan（密歇根大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；National Solar Observatory（美国国家太阳天文台）
太阳黑子，在白光或连续谱图像中看到的，与太阳上的高磁活动区域有关，在磁图图像上可见。它们的复杂性与爆炸性的太阳活动有关，因此对这些活动区域进行分类有助于预测未来的太阳活动。目前对太阳黑子群的分类是基于视觉的，存在偏见。监督学习方法可以减少人类的偏见，但不能最佳地利用太阳黑子图像中存在的信息。本文采用连续谱和磁图两种图像模态来表征太阳黑子和磁活动区图像的空间和模态相互作用，并提出了一种新的图像聚类方法。具体而言，在图像补丁分析的框架中，我们估计的内在参数的数量来描述的空间和模态的依赖关系，两种模式和相应的空间模式之间的相关性，并检查在不同尺度的图像内的现象。为了做到这一点，我们使用线性和非线性内在维度估计，典型相关分析，内在维度的多分辨率分析。
2014-06-24 astro-ph.SR cs.CV
Sunspot rotation. II. Effects of varying the field strength and twist of an emerging flux tube
上下文对通量出现的观测表明，太阳黑子内部可能会产生旋转速度。然而，这种旋转对次光球场强度和扭曲的依赖性在很大程度上仍然是未知的。目标。本文研究了光球层下出现的磁通量管的初始场强和扭曲度对光球层黑子旋转的影响。方法.我们考虑一个简单的模型的分层域的亚光球内层和三个上覆的大气层。一个扭曲的拱形通量管插入内部，并允许上升到大气中。为了实现这一点，MHD方程求解使用拉格朗日重映射代码，Lare3d。我们通过独立地改变亚光球磁场强度和扭曲来进行参数研究。结果改变初始的磁场强度和扭曲会显著地影响管的演化和光球层的旋转运动。旋转角，涡度和电流表现出直接依赖于初始场强。我们发现，磁场强度的增加增加的角度，通过其中的磁力线旋转，延伸到大气中的磁力线的长度，和传输到大气中的磁能。这也会影响内部的残余扭曲量。场线的长度是至关重要的，因为我们预测每单位长度的扭曲在较长的场线上平衡到较低值。当我们修正扭转时，由于扭转对作用在管上的张力的复杂影响，没有发现这种直接的依赖关系。然而，在诸如旋转角、螺旋度和自由能等数量上仍然有一个明确的顺序，其中较高的初始扭曲情况与旋转更快的太阳黑子有关，将更多的螺旋度和磁能输送到大气中。
2016-05-24 astro-ph.SR
Unusual Stokes V profiles during flaring activity of a delta sunspot
我们分析了一组全斯托克斯轮廓观测耀斑活动区NOAA 10808与矢量谱磁仪（VSM）的SOLIS设施。我们的目标是量化磁场和速度场的瞬态和永久变化。将结果与MDI磁图和重建的RHESSI X射线图像相结合。我们发现耀斑期间光球磁场的重组迹象接近极性反转线（PIL）的耀斑网站。在本影中的两个位置，我们遇到了强场（约。3 kG），这是从斯托克斯I分布推断的，然而，斯托克斯I分布表现出低偏振信号。在耀斑期间，我们观察到另外不对称的斯托克斯V轮廓在这些网站之一。非对称的斯托克斯V轮廓出现同空间和同时间的MDI磁图和色球硬X射线源观察到一个强大的明显的极性反转。非对称Stokes剖面的两分量大气拟合导致视线速度差在约1000 m的范围内。在光球中，两个分量之间的速度为12 km/s至14 km/s。另一种可能性是，局部大气加热导致观察到的不对称斯托克斯V型轮廓形状。在这两种情况下，我们的分析表明，一个非常局部的补丁约。5角秒的光球本影，与耀斑的足迹点共空间，表现出亚分辨率的精细结构。
2012-09-05 astro-ph.SR
Application of Synoptic Magnetograms to Global Solar Activity Forecast
天气磁图为我们提供了有关太阳表面磁场演变的知识，并为预测未来的太阳活动提供了重要信息。在这项工作中，极向和环向磁场分量来自天气磁图同化，使用Enhancement卡尔曼滤波方法，到一个平均场发电机模型的基础上帕克的迁移发电机理论补充磁螺旋度守恒。结果发现，预测的环向场是在很好的协议与观测几乎整个以下的太阳周期。然而，极向场预测仅在预测周期的前2 - 3年与观测结果一致。结果表明，即将到来的第25个太阳活动极大期（SC 25）预计将比当前的第24个太阳活动极大期弱。模型结果显示，预计在2019 - 2021年期间将出现一个深度扩展的太阳活动最小值，下一个太阳活动最大值将发生在2024 - 2025年。太阳黑子数量最多时约为50个，误差估计为15 - 30%。最大值可能会有一个双峰或显示延长的高活动期（2 - 2.5年）。根据半球预测结果，SC 25将于2020年在南半球开始，并将于2024年出现最大值，太阳黑子数量约为28个。在北半球，太阳活动周期将延迟约1年（误差为$\pm 0.5$年），并在2025年达到最大值，太阳黑子数约为23个。
2019-10-02 astro-ph.SR nlin.CD physics.data-an
The velocity field of sunspot penumbrae II. Return flow and magnetic fields of opposite polarity
目的：寻找极性相反的半影磁场及其与下行流的对应关系。研究方法：我们使用光谱偏振HINODE数据的一个点非常接近磁盘中心，以抑制水平速度分量尽可能多的。我们的研究重点是三叶斯托克斯V型剖面。结果：从正演模拟和反演，我们表明，3瓣剖面证明存在相反的磁场。它们主要发生在中间和外部半影，并与光球深层的下行流有关。结论.标准磁图显示，只有4%的半影区域存在相反极性的磁场。如果在分析中包括3叶轮廓，则该数字增加到17%。
2013-01-10 astro-ph.SR
Modeling line-of-sight magnetograms of active regions
针对磁舌干扰浮现活动区倾角估计的问题，提出基于半环面扭缠磁通量绳模型的贝叶斯视向磁图建模方法，并在21个活动区上校正了虚假旋转、揭示Joy定律的方法与阶段依赖性。
2023-12-11 astro-ph.SR
Impact of spatially correlated fluctuations in sunspots on metrics related to magnetic twist
太阳黑子上方磁场的扭曲是太阳物理学中的一个重要量。例如，磁扭曲在耀斑和日冕物质抛射（CME）的引发中起着重要作用。光球上方扭曲的各种代理已经使用均匀扭曲的通量管模型找到，并常规地从单个光球矢量磁图计算。一类代理是基于$α_z$，垂直电流与垂直磁场的比率。另一类代理是基于所谓的扭曲密度$q$，其取决于方位场与垂直场的比率。然而，这些代理的磁场的时间波动的敏感性尚未得到很好的表征。我们的目的是确定扭曲代理的灵敏度，以时间波动的磁场估计从SDO/HMI矢量磁场地图的时间序列。为此，我们介绍了一个模型的太阳黑子的峰值垂直场为2370高斯的光球和均匀的扭曲密度$q= -0.024$ Mm $^{-1}$。我们添加实现的时间波动的磁场，是一致的SDO/HMI的意见，包括空间相关性。使用蒙特卡罗方法，我们确定的鲁棒性的不同代理的时间波动。磁场的三个分量的时间波动相关的空间分离高达1.4微米（超过预期的点扩散函数单独）。蒙特卡罗方法使我们能够证明，几个代理的扭曲的磁场不偏置在每个单独的磁图。代理上的相关随机误差具有在$0.002$和$0.006$ Mm $^{-1}$之间的范围内的标准偏差，其比$q$的平均值小大约一个数量级。
2022-07-05 astro-ph.SR
Active-Region Tilt Angles: Magnetic Versus White-Light Determinations of Joy's Law
太阳活动区的轴线相对于东西方向倾斜，倾斜角随纬度增加而增加（“乔伊定律”）。乔伊定律的观测确定是基于太阳黑子群的白光图像或磁图，后者的优点是直接测量物理相关的量（光球场），但缺点是自20世纪60年代中期以来才被常规记录。白光研究采用历史上的威尔逊山（MW）数据库产生的倾斜角较小，增加不太陡峭的纬度比从磁性数据。我们证实了这种效果，通过比较太阳黑子群的倾斜角从德布勒森太阳光数据库与测量由李和乌尔里希使用MW磁周期21- 23期间采取的。无论是白光或磁性数据，中位数倾斜角显着超过平均值，并提供了一个更好的表征所观察到的分布。白光和磁场结果之间的差异被发现有两个主要来源。首先，白光“倾斜角”的相当一部分是指相同极性的太阳黑子。具有更大物理意义的是，磁像仪测量包括了谱斑区域的贡献，这些谱斑在白光图像中是不可见的，但往往比邻近的太阳黑子具有更大的轴向倾角。鉴于白光和磁测量中固有的大的不确定性，仍然不清楚在第16- 23周期期间倾斜角和周期振幅之间是否存在任何系统关系。
2014-12-07 astro-ph.SR
Acoustic Power Absorption and its Relation with Vector Magnetic Field of a Sunspot
太阳黑子的声功率分布在本影-半影边界附近表现出增强的吸收。早期的研究表明，增强的吸收区域与最强的横向势场区域相一致。本文的目的是（i）利用Hinode SOT/SP观测得到的高分辨率矢量磁图，研究矢量磁场与功率吸收之间的关系;（ii）研究由于类脊径向结构的存在，太阳黑子半影中功率吸收的变化。结果发现，（i）潜在的和观察到的横向场峰值在一个类似的径向距离从太阳黑子的中心，和（ii）的横向场的幅度，来自日出观测，是远远大于来自SOHO/MDI纵向场观测的潜在的横向场。在半影中，称为棘（棘内）的放射状结构具有较强（较弱）的场强，并且更垂直（水平）。在脊柱和脊柱内的声功率的吸收显示出不同的行为，与脊柱内相比，脊柱中的吸收更大。
2010-08-09 astro-ph.SR
A comparison of co-temporal vector magnetograms obtained with HMI/SDO and SP/Hinode
本研究对比HMI/SDO与SP/Hinode的同时段矢量磁图，发现前者磁通密度与后者接近且临边变化微弱，证明滤光型磁像仪构建低分辨率斯托克斯剖面可兼顾测量精度与高时间分辨率优势。
2023-10-07 astro-ph.SR
Basal magnetic flux and the local solar dynamo
在宁静太阳的磁图中，平均无符号磁通量密度通常受仪器噪声的影响。由于噪声和太阳磁场模式的标度行为完全不同，因此有可能确定高斯噪声分布的标准差，并从整个15年SOHO/MDI数据集和SDO/HMI磁图的平均无符号通量密度中去除噪声贡献。MDI盘平均无符号垂直通量密度与太阳黑子数之间有非常密切的相关性，回归分析给出了当太阳黑子数为零时的残差水平为2.7G。所选的HMI磁图集跨越太阳活动的最安静阶段，其噪声校正平均通量密度的下限为3.0 G。这些明显与周期无关的水平可以被确定为基础通量密度，这代表了当地发电机可能的通量贡献的上限，但不是其存在的证据。当缩放到Hinode空间分辨率时，3.0 G HMI水平转换为3.5 G，这意味着Hinode在安静区域中总是发现的更高的平均通量密度并不源自当地发电机。对平均无符号磁通密度的贡献几乎完全来自概率密度函数（PDF）的扩展翼，在仅具有基底水平磁通量的HMI磁图的情况下也是如此。这些翼代表间歇性的磁通量。虽然全球发电机似乎占主导地位的磁能谱在所有解决的空间尺度，有迹象表明，从所观察到的汉勒去极化原子线，当地发电机可能占主导地位的频谱在1-10公里及以下的规模。
2012-09-29 astro-ph.SR
A Systematic Study of Hale and Anti-Hale Sunspot Physical Parameters
我们提出了一个系统的研究，太阳黑子的物理参数使用全磁盘磁图从MDI/SoHO和HMI/SDO。我们的目标是使用统一的数据集和分析程序来表征太阳黑子，特别注意“黑尔”和“反黑尔”斑点之间的差异和相似之处。包括测量的磁倾角，面积，通量和磁极分离的4385太阳黑子群在第23和24周，每个测量，平均在$\sim$ 66个历元为中心的太阳黑子交叉。太阳黑子被分类为“黑尔”或“反黑尔”，这取决于它们的极性是否与黑尔的半球极性规则对齐或反对齐。结果表明：（1）“反Hale”黑子占总黑子数的比例（$8.1\pm0.4$）%，在两个半球和两个太阳活动周中，这一比例是相同的;（2）“Hale”黑子在两个半球和两个太阳活动周中均服从Joy定律，而“反Hale”黑子则不服从Joy定律。本文导出了乔伊定律的三种等价形式：$\sinγ=(0.38\pm0.05)\sinϕ$，$γ=(0.39\pm0.06)ϕ$和$γ=(23.80\pm3.51)\sinϕ$，其中$γ$是倾角，$ϕ$是日球纬度。（3）海尔黑子的平均倾角是$\overlineγ = 5.49^\circ\pm0.09$。（4）黑子的倾角、磁通量和极距是相互关联的，大磁通量与大极距和小倾角相关。我们提出这些量之间的经验关系。在太阳黑子数量、累积磁通量和平均太阳黑子磁通量方面，第24周比第23周弱得多。“反黑尔”黑子在这些参数上也比“黑尔”黑子弱得…
2018-09-24 astro-ph.SR
Magnetic field reconstruction based on sunspot oscillations
太阳黑子的磁场引导磁流体动力学波朝向更高的大气层。在光球层上部和色球层下部，周期大于声波截止周期的波模成为倏逝波。由于大气特性，截止期基本上会发生变化，例如，对于磁场的较大天顶倾斜度增加。在这项工作中，我们的目的是介绍一种新的技术，重建磁场倾斜的基础上的主导波周期的太阳黑子色球层和上层光球。在2013年8月21日，我们观察了一个孤立的，圆形的太阳黑子（NOAA 11823）在一个纯粹的光谱多波长模式与干涉二维光谱偏振仪（IBIS）在邓恩太阳望远镜58分钟。利用小波功率分析方法，反演了色球层和光球层的主波周期，并重建了天顶倾角。计算结果与低光球HMI磁图符合得很好。太阳黑子在色球层中的磁场从本影中几乎垂直的（0 $^{\circ}$）倾斜到外半影中大约60 $^{\circ}$。随着太阳黑子大气层高度的增加，半影的磁场变得不那么倾斜。我们的结论是，重建的磁场拓扑结构的基础上，太阳黑子振荡产生一致的和结论性的结果。该技术为推断太阳色球层中的磁场倾角开辟了新的可能性。
2016-01-22 astro-ph.SR
Strong Transverse Photosphere Magnetic Fields and Twist in Light Bridge Dividing Delta Sunspot of Active Region 12673
太阳活动区（AR）12673是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的AR。它产生了四次X级耀斑，包括2017年9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2肢体事件。Sun和Norton（2017）报告说，该地区的通量出现率异常高，而Huang等人（2018）报告说，X9.3耀斑具有极强的白光耀斑发射。Yang等人（2017）描述了这种AR的详细形态演变。在这份报告中，我们专注于通常的行为的光桥（LB）划分该AR的三角形配置，即强磁场（5500 G以上）的LB和表观光球扭曲所示的观测与0.1 arcsec的空间分辨率在大熊太阳天文台的望远镜。
2018-01-09 astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss I: The Solar Wind Torque During Sunspot Cycles 23 & 24
冷恒星的旋转演化是由磁化的恒星风控制的，在它们的主序星寿命期间，磁化的恒星风减缓了恒星的旋转。在类太阳恒星中经常观察到磁变，全球磁场的强度和拓扑结构的变化预计会影响星风施加的扭矩。本文提出了三种计算太阳风角动量损失的方法。其中两个基于Finley & Matt（2018）的MHD模拟，一个使用太阳风中测量的开放通量，另一个使用远程观测的表面磁图。这两种方法都同意通过太阳周期看到的太阳扭矩的变化，并显示出从第23到24周期减少了30-40%。这两种方法计算不同的平均值，$2.9\times10^{30}$ erg（开放通量）和$0.35\times10^{30}$ erg（表面场）。这种差异是由于众所周知的困难与观察到的开放磁通量的磁图，这是目前还不了解，导致无法区分这两个计算的扭矩。第三种方法是基于观测到的类太阳恒星的自旋速率，它随着年龄的增长而下降，直接探测平均角动量损失。该方法给出的太阳力矩的$6.2\times10^{30}$ erg大于其他方法。这可能表明太阳扭矩在比磁周期长得多的时间尺度上的进一步变化。我们讨论的影响，适用于其他类似太阳的恒星，只有表面场的测量是可用的，并在那里的磁场变化是病态约束的公式。
2018-08-23 astro-ph.SR
Are the photospheric sunspots magnetically force-free in nature?
在无力磁场中，场与周围大气中的等离子体没有相互作用，即，电流与磁场对齐，产生零洛伦兹力。许多磁参数的计算，如磁能，太阳黑子磁场的扭曲梯度（从无力参数$α$计算），包括任何类型的外推，在很大程度上取决于光球磁场的无力近似。\cite{metc95}和\cite{moon02}对光球黑子场的无力磁行为进行了研究，结果不一致。\cite{metc95}的结论是光球磁场远离无力的性质，而\cite{moon02}发现光球磁场并不像通常认为的那样远离无力的性质。研究太阳黑子的无力性质需要高分辨率的光球矢量场精确测量。我们使用高分辨率的矢量磁图获得的太阳光学望远镜/光谱偏振仪（SOT/SP）登上日出检查光球黑子磁场的无力行为。通过检验太阳黑子磁场的全局性和局部性，检验了无力的充分必要条件。我们发现太阳黑子的磁场非常接近于无力近似，虽然它们在光球上不是完全无力的。
2010-09-27 astro-ph.SR
Twist, Writhe & Helicity in the inner penumbra of a sunspot
本工作的目的是确定扭曲，扭动，和自磁螺旋的半影细丝位于太阳黑子的内部半影。在这种程度上，我们反转的数据与分光偏振仪（SP）与SIR（斯托克斯反演响应函数的基础上）的代码登上日出。对于三维几何模型的构建，我们采用遗传算法最小化的磁场矢量和净磁流体动力学力的发散，因此，力免费的解决方案将达到如果可能的话。我们估计了两个代理的磁螺旋度在文献中经常使用的：无力参数和电流螺旋度项。我们发现，这两个代理人只是定性指标的本地扭曲的磁场在研究中的区域显着偏离的无力配置。局部扭转仅在两侧符号相反的明亮半影丝的边界处显示出显著值。这些位置与大电流精确相关。半影结构的平均扭曲（和扭动）很小。棘（背景中的黑色细丝）几乎没有扭动。棘内单位长度的扭动随管长的增加而减小。因此，当管更水平时，与脊柱内相关的管的轴较少扭曲。由于棘的扭动非常小，我们可以得出结论，只有当管包括棘内边界时，扭动才达到显著值。
2011-11-17 astro-ph.SR
MHD Simulation of Homologous Eruptions from Solar Active Region 10930 Caused by Sunspot Rotation
太阳爆发与黑子自转的关系已被广泛报道，其内在机制有待研究。本文采用数据约束的方法对NOAA 10930活动区耀斑爆发的机制进行了全三维MHD模拟研究。我们以Hinode/SOT的磁像图为初始条件重建了位磁场，并通过在底部边界施加连续的太阳黑子旋转来驱动MHD系统。得出了大喷发前的关键磁结构和预形成的电流片，这是造成多阶段复杂MHD演化的原因。主要的喷发是直接触发的快速重联在预形成的电流片以上的主极性反转线之间的两个主要磁极的AR。此外，我们的模拟显示同源喷发成功。在相对强度、能量释放、X射线和Hα特征以及喷发时间间隔等方面与观测结果有较好的一致性。此外，模拟中第一次爆发前太阳黑子的旋转角度也接近观测值。我们的模拟提供了一个不同于许多以前的研究基于理想的不稳定性的扭曲磁通量绳的情况下，并显示了太阳黑子的旋转和磁重联有效地产生同源喷发的连续能量注入和脉冲能量释放的循环方式的重要性。
2022-08-18 astro-ph.SR
Precursor of Sunspot Penumbral Formation discovered with Hinode SOT Observations
我们目前的观测的一个间接的签名，这将有助于了解太阳黑子半影的形成过程。日之出太阳光学望远镜成功地捕捉到了一个太阳黑子从小孔到一个大的发育良好的太阳黑子的整个演化过程，其中半影出现在NOAA活动区11039的一个新兴通量区。我们发现在Ca II H图像中，在本影周围形成半影之前，围绕本影（孔）的环形区（宽度为3”-5”）。半影的发展似乎是为了填补环形区。环形带显示弱磁图信号，意味着那里的磁通量较小或磁场高度倾斜。移动预先存在的环境磁场岛，使其分布在环形区的外边缘，并且不进入该区域。在该区域没有强烈的系统性流动模式，但我们偶尔观察到小的磁通量斑块流出。观测结果表明，环形带不同于黑子沟流区，它代表了色球层的结构。我们的结论是，环形带反映了形成的磁冠覆盖在周围的区域在色球水平的本影，在光球水平的半影形成之前。半影的形成过程需要考虑色球层中的磁场结构。
2012-02-06 astro-ph.SR
On the Force-Freeness of the Photospheric Sunspot Magnetic Fields as Observed from Hinode (SOT/SP)
如果在磁场和周围大气中的等离子体之间没有相互作用，则磁场是无力的，即，电流与磁场对齐，产生零洛伦兹力。各种磁参数的计算，如磁能，扭曲的太阳黑子场的梯度和任何类型的外推，在很大程度上取决于光球黑子磁场的无力近似。因此，检验太阳黑子场的无力性是很重要的。太阳黑子磁场的力无关性已经被一些研究者以不相干的结果结束。需要高空间分辨率的准确光球矢量场测量来检查太阳黑子的无力性质。我们使用几个这样的矢量磁图获得的太阳光学望远镜/分光偏振仪搭载日之出。通过检验太阳黑子上空磁力的全局性和局部性，考察了无力的充分必要条件。我们发现黑子的磁场虽然在光球上不是完全无力的，但离无力位形并不远。本影场和内半影场比中半影场和外半影场更无力。在其演变过程中，太阳黑子的磁场被发现保持其接近力的行为。虽然净洛伦兹力分量的依赖性被认为是对太阳黑子的演化阶段，我们没有发现一个系统的太阳黑子场的性质和相关的耀斑活动之间的关系。此外，我们检查是否在光球领域遵循线性或非线性的力自由的条件。在各种复杂和简单的太阳黑子中检验了这一点后，我们得出结论，在任何一种情况下，光球黑子场都更接近于满足非线性无力场近似。
2011-09-14 astro-ph.SR
On the extent of the moat flow in axisymmetric sunspots
单极、轴对称的太阳黑子被形象地称为“理论家的太阳黑子”，因为它们的简单性使它们更适合于理论描述或数值模型。2013年11月18日，一个非常大的样本（活动区NOAA 11899）穿过太阳中央子午线。与这个非常大的黑子相关联的护城河流被定量地与中等和小黑子的护城河流进行比较，以确定护城河流在不同环境中的延伸。我们采用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的连续图像和磁图以及大气成像组件（AIA）的$λ$ 160 nm的极紫外（EUV）图像，用局部相关跟踪（LCT）和差分仿射速度估计（DAVE）测量水平自行。我们计算时间平均流量图（$\pm$ 6小时左右的子午线通道）和径向平均的光度，磁性和流动性能。一个小型和中型轴对称太阳黑子的流场提供了解释结果的背景。所有的黑子都显示出向外的护城河流和移动磁特征的平流。然而，护城河流的程度因点而异，但流量特性与大小的相关性是脆弱的，如果在所有的存在。护城河流是不对称的，主要是在东西方向，从而偏差有关的太阳黑子群的倾斜角，以及拓扑结构和活动水平的拖尾斑。
2018-05-11 astro-ph.SR
Opposite polarity magnetic field and convective downflows in a simulated sunspot penumbra
最近对太阳黑子的数值模拟和观测表明，在太阳黑子半影内存在着大量的极性相反的磁场。相反极性场的大部分与对流下降流有关。通过对Fe \sci 6301.5 μ ~和Fe \sci 6302.5 μ ~谱线的合成Stokes剖面的正演模拟，对三维MHD模拟进行了分析。合成斯托克斯配置文件的空间和光谱退化考虑典型的仪器属性。Fe \sci 6301.5 π ~线的线平分线位移用于确定视线速度。根据Fe \sci 6302.5 π ~线的Stokes V剖面，构造了远翼磁象图。虽然我们发现观测和模拟之间的总体良好的协议，相反极性的磁场，下降流填充因子和相反极性的下降流协会的分数强烈影响的空间涂抹和存在的视线磁场和速度的强梯度。由于典型的仪器噪声，在观测中隐藏了相当一部分相反极性的磁场和下行流。比较网格间距相差超过两个因素的模拟，我们发现这些量在模拟中是鲁棒的。
2019-08-18 astro-ph.SR
Formation of a penumbra in a decaying sunspot
内容：半影是太阳黑子的一个重要特征，它的形成与光球下磁场的性质密切相关。目的：我们研究了在一个衰变的太阳黑子半影的形成，并比较其性质与原黑子的发展过程中所看到的。方法：活动区NOAA 11283的高分辨率分光偏振观测是从日野号上的分光偏振仪获得的。这些补充与全磁盘过滤图的连续强度，视线磁图，多普勒从日震和磁成像仪在高节奏。结果如下：在衰变的太阳黑子中，半影的形成发生在太阳黑子与磁性碎片/孔隙合并之后，这些碎片/孔隙最初形成于安静的太阳中，靠近新兴的通量区域。首先，一组较小的半影丝发展的位置附近的合并非常明亮的半影颗粒强度为1.2 IQS，4公里/秒的上升流，和10小时的寿命。在这些细丝的衰变，一个较大的半影段的形式在合并的位置。这些新的细丝的特点是近超音速下降流6.5公里/秒，改变到一个规则的Evershed流近3小时后。结论：孔隙与衰变黑子的合并为黑子半影的形成提供了足够的磁通量。新兴的通量区域可能在这个过程中发挥了决定性的作用，因为形成发生在合并的位置，而不是在太阳黑子的对面。
2013-03-14 astro-ph.SR
Sudden Photospheric Motion and Sunspot Rotation Associated with the X2.2 Flare on 2011 February 15
日震和磁成像仪提供45秒的节奏强度图像和720秒的节奏矢量磁图。这些前所未有的高节奏和高分辨率数据为我们提供了一个独特的机会来研究与耀斑相关的光球流和太阳黑子旋转的变化。分别采用微分仿射速度估计方法和傅立叶局部相关跟踪方法，计算了2011年2月15日NOAA AR 11158耀斑期间光球流的速度和涡度，并研究了X2. 2耀斑前后光球流的时间演化.结果表明，在耀斑的脉冲阶段，耀斑磁极性反转线附近的剪切流突然减小，两个主黑子的自转运动都发生了突变。这些结果在Hudson等人（2008）和Fisher等人（2012）提出的洛伦兹力变化的背景下进行了讨论。这一机制可以解释光球矢量磁场的快速不可逆变化与观测到的耀斑短期运动之间的联系。特别地，由水平洛伦兹力变化提供的扭矩与所测量的角加速度所需的一致。
2014-01-30 astro-ph.SR
SARD: A YOLOv8-Based System for Solar Active Region Detection with SDO/HMI Magnetograms
本研究基于YOLOv8开发太阳活动区检测器SARD，利用SDO/HMI磁图数据，通过图像处理和人工标注训练模型，达到94%平均精确率，并发现活动区面积与磁通量呈对数正态分布，揭示其多尺度复杂性。
2025-07-31 astro-ph.SR
Deep learning reconstruction of sunspot vector magnetic fields for forecasting solar storms
太阳磁场活动产生极端的太阳耀斑和日冕物质抛射，对电子基础设施构成严重威胁，并可能严重扰乱经济活动。因此，重要的是要了解太阳活动爆发的触发因素，并进行可靠的空间气象预报。光球矢量磁场数据捕捉太阳黑子磁场的复杂性，因此可以提高空间天气预测的质量。然而，自2010年以来，最先进的矢量场观测一直只能从太阳动力学观测台/日震和磁成像仪（SDO/HMI）获得，而大多数其他当前和过去的任务和观测设施，如全球振荡网络组（GONG），只能记录视线（LOS）场。在这里，使用基于接收的卷积神经网络，我们从HMI和GONG的LOS磁图中重建HMI太阳黑子矢量场特征，具有高保真度（~ 90%相关性）和持续的耀斑预测精度。我们重建矢量场功能在2003年万圣节风暴，只有LOS场观测可用，CNN估计的电流螺旋度准确地捕捉到观测到的旋转的相关太阳黑子之前的极端耀斑，表现出显着的增加。因此，我们的研究为重建三个太阳周期的矢量场数据从过去的LOS测量，这是非常有用的改进空间天气预报模型和获得新的见解太阳活动的价值铺平了道路。
2022-09-20 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Vector Magnetic Field Associated with Moving Flare Ribbons As Seen By GST
光球层对太阳耀斑的反应，也称为日冕反反应，经常被观测为耀斑引起的矢量磁场和太阳黑子运动的突然变化。然而，它仍然是模糊的，是否演变耀斑带，耀斑签名最接近光球，是伴随着变化的矢量磁场在其中。在这里，我们探索色球层中耀斑带的动力学与底层光球层中磁场变化之间的关系，使用1.6米古德太阳望远镜在2015年6月22日观测到的M6.5耀斑的高分辨率带外H-α图像和近红外矢量磁图。我们发现，光球场的变化发生在耀斑带前锋的到来，从而类似于耀斑带传播。通常，水平场增加，并且场线变得更倾向于表面。当条带扫过经历旋转运动的区域时，场瞬时变得更加垂直，水平场和倾斜角减小，然后恢复和/或变得比条带到达之前更加水平。带状传播在太阳黑子旋转中心附近减速，在那里垂直场变得永久增强。类似的磁场变化是可辨别的磁图从日震和磁成像仪（HMI），并向内崩溃的日冕磁场推断从HMI磁图推断的非线性无力场模型的时间序列。我们的结论是，光球场几乎是瞬间响应的磁重联在日冕。
2018-10-27 astro-ph.SR
Improved magnetogram calibration of SMFT and its comparison with the HMI
本文对太阳磁场望远镜（SMFT）的磁像标定方法进行了改进。改进后的定标过程利用Fe_（5324.18）O_2谱线上的6个点对观测到的全Stokes信息进行拟合，并采用Levenberg-Marquardt最小二乘拟合算法对Milne-Eddington大气模式下的解析Stokes廓线进行拟合。与单点线性标定方法相比，由于纵向场$B_l$和横向场$B_t$之间的非线性关系，导致纵向场和横向场的强度相差较大，而在倾角和方位角的情况下，差异较小。我们认为，在$B_l$和$B_t$的标定中，采用六点法处理非线性效应是比较好的。此外，与SDO/HMI相比，SMFT具有更大的杂散光，并且获得更小的磁场强度。对于两个黑子区的矢量磁场，SMFT和HMI的磁场强度、倾角和方位角基本一致，线性拟合斜率分别为0.73/0.7、0.95/1.04和0.99/1.1。在孔隙和安静区域（$B_l$ $<$ 600 G）的情况下，纵向磁场强度的拟合斜率分别为0.78和0.87。
2014-09-17 astro-ph.SR
Probing the large-scale magnetic field inside the Sun from three decades of observed surface magnetograms
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
通过结合三十年观测数据，研究太阳内部大规模磁场的动力学，揭示其演化特征和太阳活动周期的预测能力。
2025-12-25 astro-ph.SR
Correlation between the solar magnetic field strength and the millimeter brightness temperature
由ALMA获得的太阳毫米波图像显示出与磁图的显著对应。在本文中，我们调查了这种对应关系，通过比较ALMA全磁盘太阳图像在1.2毫米SDO/HMI磁图，并分析它们的相关性。发现色球网络与活动区存在正相关关系，亮温随视线磁场强度增大而增大，黑子则呈负相关关系。宁静太阳区的亮温与磁场没有任何关系。给出了热韧致辐射作为最好的解释所观察到的相关性。
2022-03-22 astro-ph.SR
Photospheric Magnetic Fields of the Trailing Sunspots in Active Region NOAA 12396
太阳磁场对太阳活动的各个方面都有影响。太阳黑子是太阳活动的主要表现形式。结合高分辨率和天气观测的目标是提供一个全面的描述太阳黑子的增长和衰变过程。活动区域NOAA 12396于2015年8月3日出现，并于2015年8月6日由1.5米的格里戈尔太阳望远镜观测到。用GREGOR红外光谱仪获得了光球Si I $λ$ 1082.7 nm和Ca I $λ$ 1083.9 nm谱线以及色球He I $λ$ 1083.0 nm三重谱线的高分辨偏振光谱数据。这些近红外分光偏振观测得到了太阳动力学观测台上日震和磁成像仪的天气视线磁图和连续图像以及大气成像组件的极紫外图像的补充。
2018-08-28 astro-ph.SR
High-resolution spectro-polarimetry of a flaring sunspot penumbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904在一个弱耀斑爆发（GOES震级B7.8），获得与瑞典太阳望远镜（SST）在拉帕尔马，加那利群岛。高分辨率的\ion{Ca}{ii} $H$图像显示了一个典型的双带结构，迄今为止只知道较大的耀斑，耀斑出现在一个有限的区域，是由明亮的边界可辨别的。下面的光球层显示出一个被干扰的半影结构，半影丝状物的分支交叉。高分辨率多普勒和矢量磁图显示出方向相反的Evershed流和磁场矢量在个别半影分支，导致在几个区域的磁方位不连续和几个岛屿的垂直磁场是反向的。不连续区域与耀斑带的起始位置是同空间的。从结果中，我们得出这样的结论：被限制的耀斑区域从全球磁场结构分离的分界线标记的明亮的边界在\ion{Ca}{ii} $H$。我们进一步得出结论，垂直场反转岛的出现是由于磁通量的出现，而在磁方位不连续区域出现的强磁剪切触发了耀斑。
2009-08-26 astro-ph.SR
Multiwavelength Study of M8.9/3B Solar Flare from AR NOAA 10960
本文对2007年6月4日发生在NOAA AR 10960上的一次长时间白光太阳耀斑（M8.9/3B）事件进行了多波长分析。这次耀斑是由SOHO/MDI、Hinode/SOT、TRACE和STEREO/SECCHI等几种星载仪器观测到的。耀斑是在AR中心的一个小的正极性卫星黑子附近开始的，周围是相反极性的场区。AR的MDI图像显示了在耀斑事件期间三角洲配置的小正极性太阳黑子的相当大的变化量。太阳黑子的SOT/G波段（4305 A）图像还表明，在耀斑事件之前，正极性太阳黑子的快速演化具有高度扭曲的半影细丝，这些细丝是逆时针方向的。它显示了在耀斑的衰变阶段，方向的变化，扭曲的半影丝（~35-40%）和本影区（~45-50%）的增强也显着消失。TRACE和SECCHI观测揭示了与该黑子相关的两个螺旋扭曲结构的连续激活，以及SOT/Ca II H线（3968 A）的时间序列图像所观察到的色球层中相应的增亮。发现次级螺旋扭曲结构与8.9级耀斑事件有关。增亮开始于耀斑极大值出现前6-7 min，出现次级螺旋扭曲结构。耀斑强度随着该结构远离AR而最大化。这种与耀斑触发有关的扭曲磁通管，被发现在喷发中失败了。耀斑的位置被发现与螺旋扭曲结构的激活位点相吻合。我们的结论是，激活连续的螺旋扭曲的磁通量管/绳起着至关重要的作用，在能量积累过程和触发的M级太阳耀斑没有一个CME。
2010-05-28 astro-ph.SR
Sunspot Rotation as a Driver of Major Solar Eruptions in NOAA Active Region 12158
本文研究了活动区（AR）12158中旋转黑子磁非势特性影响下S形结构的形成条件。来自日震磁成像仪的矢量磁场测量和来自大气成像组件的日冕极紫外线观测表明，爆发的反S S形在旋转太阳黑子的位置有根源。太阳黑子以0- 5度/小时的速度旋转，前半段有增加的趋势，然后减少。许多非势参数的时间演化与太阳黑子的自转有很好的对应关系。AR磁结构的演变近似由力自由平衡的时间序列。黑子周围的NLFFF磁结构显示了观测到的S形结构。来自黑子外围的磁力线构成了S形体，而来自黑子内部的磁力线则覆盖在S形体上，类似于一个通量绳结构。当太阳黑子旋转时，两次主要的CME爆发发生在AR。在第一次（第二次）事件期间，日冕电流浓度增强（退化）与光球净垂直电流一致，但在两种情况下释放的磁能。分析结果表明，S形的磁连接是由太阳黑子旋转的慢运动驱动的，在动力学场景中，它转化为高度扭曲的磁通绳结构。磁绳中超过临界的扭曲可能导致平衡的丧失，从而触发两次爆发的开始。
2016-07-13 astro-ph.SR
Buildup and Release of Magnetic Twist during the X3.4 Solar Flare of December 13, 2006
利用太阳光学望远镜{ \it Hinode}观测到的光球矢量磁场外推的非线性无力场，分析了耀斑活动区（AR）NOAA 10930的三维（3D）磁结构的时间演化.这个AR主要由两种类型的扭曲磁场线组成：一种是由于正黑子的逆时针运动而产生的强烈的负（左手）扭曲，它植根于黑子中的两极区域，与极性反转线（PIL）相距相当远。在耀斑阶段，扭转绝对值大于半圈的负扭转线发生剧烈的磁重联。另一种类型由正扭曲和负扭曲的磁力线组成，形成在两个太阳黑子之间相对靠近PIL的地方。在这个混合极性的区域中，一个强的CaII图像开始变亮，其中发现正扭曲的磁力线在一天内被注入到预先存在的负扭曲区域中，沿着该区域嵌入了强电流。因此，中心区域附近的PIL分布的不同扭曲的磁力线和强大的电流的混合可能在耀斑爆发中发挥了突出的作用。
2012-09-27 astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Field Extrapolation of a Coronal Magnetic Flux Rope Supporting a Large-Scale Filament from Photospheric Vector Magnetogram
太阳暗条通常被认为是由磁倾角，特别是磁通量绳（FR）支撑的。在这封信中，从观测到的光球矢量磁图，我们实现了一个非线性无力场（NLFFF）外推的日冕磁FR，支持一个大规模的中间灯丝之间的活动区域和弱极性区域。这一结果是第一个，在目前的NLFFF外推与FR的存在是有限的，以相对较小的规模的细丝，靠近太阳黑子和沿主极性反转线（PIL）与强横向磁场和磁剪切，和FR的存在通常是可预测的。相比之下，本发明的灯丝沿着弱场区域（光球场强度$\lesssim 100$ G），其中PIL由于PIL两侧上的小寄生极性而非常破碎，并且横向场具有低的信噪比值。因此，在这种情况下推断大规模FR是一个更加困难的挑战。我们证明，我们的CESE-MHD-NLFFF代码是胜任的挑战。数值再现磁倾角的外推FR匹配观测的细丝和它的倒钩非常好，这有力地支持FR倾角模型的细丝。灯丝是稳定的持续，因为FR是弱扭曲和强烈限制的覆盖封闭的拱圈。
2014-03-30 astro-ph.SR
Automatic Detection of Magnetic delta in Sunspot Groups
大而磁复杂的太阳黑子群与耀斑有关。到目前为止，威尔逊山方案已被用于根据其形态和磁性对太阳黑子群进行分类。最多耀斑的太阳黑子群是三角洲太阳黑子群，其特征是在一个共同的半影内有相反极性的本影，相隔不到2度。在这篇文章中，我们提出了一个新的系统，称为太阳监测活动区跟踪器-三角洲（SMART-DF），可用于自动检测和分类磁三角洲在近实时。使用连续图像和磁图从日震和磁成像仪（HMI）机载美国宇航局的太阳动力学天文台（SDO），我们首先估计相反极性本影之间的距离。然后识别具有小于2度的距离的相反极性对，并且如果发现这些对共享共同的半影，则它们被识别为磁性三角形配置。将该算法与美国国家海洋和大气管理局（NOAA）运营的空间天气预测中心（SWPC）报告的人工三角洲检测进行了比较。SMART-DF探测到2011 - 2012年期间被NOAA标记为三角洲点的23个活跃区域中的21个（+/- 60度经度内）。此外，SMART-DF还检测到5个未被NOAA宣布为三角洲点的AR。SMART-DF的近相对时间操作导致在NOAA的每日通知之前确定了许多三角洲。SMART-DF将与SolarMonitor（www.solarmonitor.org）集成，并向公众提供近乎实时的信息。
2015-10-21 astro-ph.SR
Sunspot waves and flare energy release
我们解决的耀斑过程的启动和进一步维护其能量释放的可能性，由于转换的太阳黑子纵波到横向磁回路振荡与启动重联。这导致在能量释放峰值之后保持加热并且在X射线轮廓上形成平坦阶段。应用时距图和像元小波滤波（PWF）方法，得到SDO/AIA数据中波功率变化的时空分布。为了找到磁波导，我们使用SDO/HMI磁图的磁场外推。波前的传播速度是在特定时间从它们的空间位置测量的。在17 GHz（NoRH）射电辐射的相关曲线中，我们发现2012年6月7日耀斑之前太阳黑子本影中3分钟波的单调能量放大。这种动力学与日冕环（SDO/AIA，171光年）中波列长度的增加一致，在耀斑爆发前30分钟达到最大值。在软X射线（RHESSI，3-25千电子伏）的耀斑时间分布的一个特点是保持恒定水平的耀斑发射10分钟后，短脉冲阶段，这表明在能量释放的延续。在这段时间里，我们发现30秒周期的横向振荡的耀斑环的射频范围内（NoRH，17 GHz）。这种周期性显然与从太阳黑子到环横向振荡的传播纵向3分钟波的转变有关。磁场外推表明，存在磁波导（环）连接太阳黑子和能量释放区。这种横向振荡波导与底层扭曲环路的相互作用（重连）可能导致耀斑环路加热。
2014-09-10 astro-ph.SR
First 3D Reconstructions of Coronal Loops with the STEREO A+B Spacecraft: IV. Magnetic Modeling with Twisted Force-Free Fields
立体三角环的三维坐标为日冕活动区的磁场模型提供了强有力的约束条件。在这里，我们使用STEREO/A和B数据，从大约500个立体三角形环观察到的四个活跃地区（2007年4月30日，5月9日，5月19日，12月11日），连同SOHO/MDI视线磁图。我们测量立体环和理论磁场模型之间的平均未对准角，发现势场模型的$μ=19^\circ-46^\circ$不匹配，对于由扭曲参数参数化的非势场模型，其减小到$μ=14^\circ-19^\circ$。残余误差与立体测量误差（$μ_{SE} \approx 8^\circ-12^\circ$）可互换。我们开发了一个位场代码，将视线磁图反卷积为三个磁场分量$(B_x, B_y, B_z)$，以及一个非位场前向拟合代码，确定扭曲环的全长（$L \approx 50-300$ Mm），扭转圈数（中位数$N_{twist}=0.06$），非线性无力$α$参数（中值$α\approx 4 \times 10^{-11}$ cm $^{-1}$）和电流密度（中值$j_z \approx 1500$ Mx cm $^{-2}$ s $^{-1}$）。所有的扭曲环都远低于扭结不稳定性的临界值，其电流的焦耳耗散也远低于日冕加热的要求。这里开发的算法，基于非线性无力场的解析解，是准确的二阶（在无力参数$α$），代表了第一个代码，使快速前向拟合光球磁图和立体三角形的…
2012-07-11 astro-ph.SR
Calibrating 100 Years of Polar Faculae Measurements: Implications for the Evolution of the Heliospheric Magnetic Field
虽然太阳的极地磁场被认为是了解11年太阳黑子周期的重要线索，包括观测到的振幅和周期的变化，但目前高质量的极地磁场测量数据库涵盖的太阳黑子周期相对较少。在本文中，我们通过整合威尔逊山天文台四次数据简化活动中的极斑数据来解决这一缺陷，通过与MDI强度图自动计算的光斑数据进行比较来验证它，并根据威尔科克斯太阳天文台进行的极场测量结果进行校准。使用MDI视线磁图计算的平均极场和总极通量。我们的研究结果表明，合并的极性光斑测量结果与极场和极通量的估计非常一致，使它们成为研究极磁场演化的理想代理。此外，我们结合这个数据库与太阳黑子面积的测量研究的作用，极磁通量的演变的日光层磁场（HMF）。我们发现，有一个很强的HMF和极通量之间的相关性，在太阳极小期，一起考虑，极通量和太阳黑子面积更好地解释在上个世纪的HMF的演变比太阳黑子面积。
2013-03-02 astro-ph.SR
Horizontal flow fields observed in Hinode G-band images II. Flow fields in the final stages of sunspot decay
我们提出了一个子集的多波长观测获得的日本日出任务，太阳动力学天文台（SDO），真空塔望远镜（VTT）在天文台德尔泰德，特内里费岛，西班牙在2010年11月18日至23日的时间段。水平自行来自G-波段和钙II H图像，而视线速度从VTT Echelle H-α 656.28 nm光谱和Fe I 630.25 nm光谱数据的Hinode/光谱偏振仪，这也提供了三维磁场信息。SDO上的日震和磁成像仪提供了连续图像和视线磁图，作为对活动区整个磁盘通道进行高分辨率观测的背景。我们对衰变太阳黑子内部和周围的光球和色球流场进行了定量研究。在活动区NOAA 11126的一个尾随太阳黑子中，我们观察到护城河流和移动磁特征（MMF），即使在其半影衰减之后。我们还注意到这个小孔周围有一个超半影结构。从斑点到斑点周围的超颗粒细胞的边界，MMF遵循明确的放射状路径。相比之下，另一个太阳黑子附近的通量出现阻止了它建立这种有序的流动模式，甚至可以在直径仅为2微米的小孔周围观察到这种流动模式。在太阳黑子/气孔消失后，一个异常颗粒的连贯补丁仍然存在于它们的位置，其特征是更均匀的水平自行，低散度值和减少光球多普勒速度。因此，这一区域与肉芽组织和其他被G波段亮点覆盖的区域有很大不同。我们的结论是，这种特殊的流动模式是一个签名的太阳黑子衰变和分散的磁通量。
2011-12-07 astro-ph.SR
On the estimate of magnetic non-potentiality of sunspots derived using Hinode SOT/SP observations: Effect of polarimetric noise
Milne-Eddington（ME）反演的精度取决于偏振光谱观测的信噪比（SNR）。实际观测中的SNR因像素而异，因此场向量的精度也随地图而异。本文研究了极化噪声对实际黑子磁场矢量推断和磁非势的影响。为此，我们使用一个真正的太阳黑子NOAA 10933的Hinode SOT/SP矢量磁图作为输入，以生成合成斯托克斯配置文件ME模型假设下。然后，我们添加正常分布的极化噪声的水平0.5%的连续强度，这些合成的配置文件，并再次使用ME代码反转它们。这个过程重复100次，具有不同的噪声实现。发现在大部分太阳黑子区域（> 90%区域）内，（i）场强小于8高斯，（ii）场倾角小于1度，和（iii）场方位角小于5度的扩展。此外，我们确定的不确定性，在磁非潜力的太阳黑子所确定的无力参数α_g和空间平均符号剪切角（SASSA）。结果表明，对于本文所研究的太阳黑子，这些参数分别为α_g = -3.5 +/-0.37（x10 ^{-9} m^{-1}）和SASSA = -1.68 +/-0.014度。这表明，SASSA是一个较小的分散非电位参数相比，α_g。此外，我们研究了增加噪声水平，即0.01，0.1，0.5和1%的连续强度的影响，并发现SASSA是不容易受到噪声相比，α_g参数。
2010-07-15 astro-ph.SR
Solar active region evolution and imminent flaring activity through a color-coded visualization of photospheric vector magnetograms
本研究通过彩色编码光球矢量磁图（COCOMAGs）及其颜色曲线，识别活动区演化阶段，发现红色和品红色曲线可指示未来耀斑，为耀斑预测提供新参数。
2024-08-13 astro-ph.SR
