光球分形结构与日冕磁场的相关性

Evolution of Plasma Composition in an Eruptive Flux Rope

Magnetic flux ropes are bundles of twisted magnetic field enveloping a central axis. They harbor free magnetic energy and can be progenitors of coronal mass ejections (CMEs), but identifying flux ropes on the Sun can be challenging. One of the key coronal observables that has been shown to indicate the presence of a flux rope is a peculiar bright coronal structure called a sigmoid. In this work, we show Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) observations of sigmoidal active region 10977. We analyze the coronal plasma composition in the active region and its evolution as the sigmoid (flux rope) …

剪切光球强迫和日冕环中Turbulence的起源

Shear Photospheric Forcing and the Origin of Turbulence in Coronal Loops

我们提出了一系列的数值模拟，旨在了解的性质和起源的湍流在日冕循环的帕克模型的框架内日冕加热。通过笛卡尔几何中的简化磁流体动力学模拟来研究日冕环。一个均匀而强的磁场穿过两个光球平面之间的体积，其中存在一维剪切流图案形式的速度场。最初，在日冕环中发展的磁场是光球速度场的简单图。这种初始结构不稳定的多重撕裂不稳定性的发展岛屿与X和O点的平面正交的轴向场。一旦非线性阶段设置在系统演化的特点是由一个政权的MHD湍流占主导地位的磁能。观测到了一个很好的能谱幂律，并且磁场永远不会返回到简单的初始状态。在与轴向场正交的平面中形成X和O点允许在等离子体被加热的地方连续和重复地形成和耗散小尺度电流片。我们的结论是，所观察到的湍流动力学不是由磁场-线足迹遵循的图案的复杂性引起的，而是源于系统的固有非线性性质。

太阳光球-日冕铁丰度的X射线荧光谱线研究

The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines

光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。

无力双极场光球电流与日冕磁螺旋度的关系

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。

由观测到的光球运动驱动的阿尔芬波的非线性传播：应用于日冕加热和针状物形成

Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation

我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。

光球涡旋引起的磁场线扭曲：能量的储存和释放

Magnetic field line twisting by photospheric vortices: energy storage and release

本文研究了一个封闭的日冕磁流体动力学（MHD）模型，其中光球涡旋扭曲日冕磁场线。我们考虑两个共转或反向旋转的旋涡定位在中心的光球板，以及更多的共转旋涡，完全填充板。我们的调查是专门致力于研究完全非线性阶段，在线性阶段期间，涡创建层流和顺利扭转通量管。我们的主要目标是了解光球涡旋的动力学扭曲的场线的日冕磁场渗透有限振幅的宽带波动。我们发现，根据光球涡旋的排列和旋向，储存大量磁能的逆级联可能发生或不发生。在第一种情况下，可用于大型事件的磁能储备，如前CME配置的不稳定发展，而在第二种情况下，结果是湍流加热日冕。虽然我们的几何形状被简化，我们的模拟显示有相关的影响日冕动力学和CME启动。

MHD Modeling of Solar Coronal Magnetic Evolution Driven by Photospheric Flow

It is well known that magnetic fields dominate the dynamics in the solar corona, and new generation of numerical modelling of the evolution of coronal magnetic fields, as featured with boundary conditions driven directly by observation data, are being developed. This paper describes a new approach of data-driven magnetohydrodynamic (MHD) simulation of solar active region (AR) magnetic field evolution, which is for the first time that a data-driven full-MHD model utilizes directly the photospheric velocity field from DAVE4VM. We constructed a well-established MHD equilibrium based on a single v…

从光球矢量磁象推算支撑大尺度暗条的日冕磁通量绳的非线性无力场

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。

日冕环模拟中时变元素丰度的建模

Modeling Time-Variable Elemental Abundances in Coronal Loop Simulations

本研究在0D ebtel++代码中引入时变丰度因子模拟色球蒸发对日冕环冷却的影响，发现强加热事件下丰度趋近光球值，较小加热率下丰度介于两者之间，并据此约束了宁静活动区环的加热率上限。

矢量磁图外推日冕磁场的无力电动力学方法

The Force-Free Electrodynamics Method for the Extrapolation of Coronal Magnetic Fields from Vector Magnetograms

我们提出了一个新的改进版本，我们的无力电动力学（FFE）的数值代码在球坐标系外推的磁场在太阳日冕内从光球矢量磁图。该程序满足光球边界条件和divB=0的加工精度要求。我们的方法的性能与标准的收敛参数进行评估，并被发现是可比的其他非线性无力外推。

有质动力的第一电离势效应：Alfven波的偏振和日冕起源

The First Ionization Potential Effect from the Ponderomotive Force: On the Polarization and Coronal Origin of the Alfven Waves

我们调查更详细的色球阿尔芬波的起源，引起分离的离子和中性粒子，第一电离势效应（FIP），通过有质动力的作用。在开放领域的地区，我们的模型分馏的等离子体上升流速度通过色球的剪切（或平面）和扭转阿尔芬波的光球起源的依赖。这些不同主要是通过他们的参数耦合慢模式波。剪切Alfven波出现再现观察到的分馏模型参数的范围更广，并提出了一个“微调”的问题比扭转波。在封闭场区域，我们研究了阿尔芬波与光球和日冕起源产生的分馏。波与日冕的起源，在或接近与日冕环共振，提供了一个显着更好的匹配，以观察到的丰度比光球波，剪切波和扭转波在这种情况下，给基本上无法区分的分馏。这种日冕波可能是纳米耀斑日冕加热机制的结果，除了加热日冕等离子体外，还释放出阿尔芬波，阿尔芬波可以向下传播到环足点，并在从色球层反射回日冕时通过有质动力引起FIP分馏。

光球坡印亭通量与日冕加热

The Photospheric Poynting Flux and Coronal Heating

一些日冕加热的模型假设光球层的对流运动打乱了日冕磁场的足点，从而向上注入足够的磁能来解释观测到的活动区日冕和色球层的能量损失。利用Hinode卫星上的太阳光学望远镜对磁斑磁场进行的高分辨率观测，我们通过估算磁斑区域中穿过光球层的磁能--垂直坡印廷通量S_z --的向上输运来研究这一观点。为此，我们结合：（i）光球水平速度v_h的估计值，通过应用于窄带滤波成像仪的一系列视线磁场图的局部相关跟踪确定，（ii）分光偏振仪的矢量磁场测量值。谱斑场是估算对流能量注入的理想观测目标，因为它们：（i）足够强，可以在相对较小的不确定性下测量;（ii）不太强，以至于对流被严重抑制（如在本影内）;（iii）单极，所以谱斑中的S_z不受混合极性过程的影响（例如，通量出现）无关的加热稳定，活跃地区的领域。在这个谱斑区域，我们发现平均S_z在空间上是变化的，但是是正的（向上），足以解释日冕加热，其值接近（5 +/- 1）x 10^7 erg/cm^2/s。我们发现每单位磁通量的能量输入大约为10^5 erg/s/Mx。与该斑配准的Ca II图像中的强度的比较表明，与S_z或水平场B_h相比，与总场B和无符号垂直场|B_z|的空间相关性更强。然而，所观察到的钙II亮度增强，可能包含一个强大的贡献，从近光球热壁效应无关的大气加热。

宁静太阳中的多尺度能量释放事件：日冕加热的一种可能来源

Multi-scale Energy Release Events in the Quiet Sun: A Possible Source for Coronal Heating

本研究针对日冕加热问题，结合Solar Orbiter与SDO观测及磁场外推技术，发现宁静太阳多尺度能量释放事件的磁自由能演化与171埃极紫外辐射强度强相关，证实其对日冕加热有潜在贡献，揭示了光球磁场演化与日冕温度变化的关联。

在2024年4月8日全日食期间用多幅太阳光球层磁图模拟日冕

Simulating the Solar Corona with Multiple Solar Photospheric Magnetic Maps during the 8 April 2024 Total Solar Eclipse

利用AWSoM模型基于多源光球层磁图模拟2024年4月8日日食时的日冕，研究磁场图差异对其结构和加热特性的影响，发现合成观测结果有显著差异，强调全面光球层磁场数据对改进日冕模型的重要性。

与太阳爆发中日冕磁重组有关的太阳表面反反应的观测证据

Observational Evidence of Back-reaction on the Solar Surface Associated with Coronal Magnetic Restructuring in Solar Eruptions

大多数太阳爆发模型假设日冕磁力线锚定在致密的光球中，因此光球磁场不会发生与日冕磁重联引起的爆发相关的快速、不可逆的变化。受Hudson，Fisher & Welsch（2008）关于定量评价日冕能量释放引起的反反应的近期工作的启发，本文综合了我们以前的研究，并分析了与耀斑相关的光球磁场变化的新事件。对于11个X级耀斑，尽管只有4个事件的时间分辨率为1分钟，但我们总是发现极性反转线（PIL）处的横向场增加。我们还讨论了18个具有1分钟韵律的视磁图观测的事件，它们都显示出包含在耀斑δ斑区域的磁通量的显著变化。除一种情况外，耀斑发生后，观测到的向边缘的通量增加，而向盘的通量迅速而不可逆地减少。这些观测证据直接或间接地支持了Hudson、Fisher和Welsch的理论和预测，即爆发后光球磁场必须响应日冕磁场的重组，并在PIL附近转向更水平的状态。

冠状结构三维MHD模型的谱分析

Spectral analysis of 3D MHD models of coronal structures

我们研究极紫外发射线光谱来自三维磁流体力学模型的结构在日冕。为了在数值实验中研究光球层磁活动增加的影响，在光球层施加了比太阳高得多的磁通量密度。因此，我们可以期待我们的结果突出太阳和更活跃但仍像太阳的恒星之间的差异。我们讨论了从这些模型合成的极紫外线发射线中看到的签名，并将其与过渡区和日冕中形成的线中多普勒频移的空间分布和时间演变中发现的签名进行比较。这是主要的兴趣，以测试质量的基本磁流体动力学模型加热日冕，即电流在日冕驱动的光球运动（磁通编织）。

A new trigger mechanism for coronal mass ejections: the role of confined flares and photospheric motions in the formation of hot flux ropes

Context: Many previous studies have shown that the magnetic precursor of a coronal mass ejection (CME) takes the form of a magnetic flux rope, and a subset of them have become known as `hot flux ropes' due to their emission signatures in $\sim$10 MK plasma. Aims: We seek to identify the processes by which these hot flux ropes form, with a view of developing our understanding of CMEs and thereby improving space weather forecasts. Methods: Extreme-ultraviolet observations were used to identify five pre-eruptive hot flux ropes in the solar corona and study how they evolved. Confined flares were o…

哪些光球特征与活动区日冕物质抛射最相关？

Which Photospheric Characteristics are Most Relevant to Active-Region Coronal Mass Ejections?

研究了日冕物质抛射特征与太阳耀斑预测方案中广泛采用的太阳活动区喷发能力参数化之间的关系。这些参数，其中一些是第一次探索，是与拓扑特征，即磁极性反转线（MPILs），表明大量的存储的非潜在的（即自由）的磁能相关的属性。利用DONKI和LASCO数据库对耀斑相关的日冕物质抛射及其运动学特征进行了研究，同时利用日震和磁成像仪（HMI）对活动区的矢量磁场观测数据提取了MPILs的性质，从而提取了源区MPILs的性质。所有性质与日冕物质抛射特征之间的相关性从中等到非常强不等。更重要的相关性尤其适用于快速的日冕物质抛射，这在不利的空间天气表现方面是最重要的。非中和电流和主MPIL的长度表现出显着更强的相关性比其余的属性。这一发现支持了日冕物质抛射和高度剪切的、明显的MPIL中的非中和电流之间的因果关系。此外，非中和电流和MPIL长度携带不同的，独立的信息，以喷发的活动区域的潜力。因此，非中性电流总量和主极性反转线长度的组合比其它参数更能反映太阳活动区的喷发能力和源于这些活动区的CME运动学特征。

从大尺度光球磁场确定日冕和行星际磁场强度和径向分布

Determination of the Coronal and Interplanetary Magnetic-Field Strength and Radial Profiles from the Large-Scale Photospheric Magnetic Fields

本文提出了一种新的太阳活动周不同阶段距日不同距离处的磁场测定模型。该模型依赖于观测到的大尺度非极地光球磁场和在极区55 - 90 N和55 - 90 S测量的磁场，它们是太阳全球磁场环向和极向分量周期变化的可见表现。模拟的磁场被确定为非极性和极性光球磁场周期变化的叠加。模型预测和磁场之间的协议来自直接，现场测量，在不同距离的太阳，通过不同的方法，并在不同的太阳活动阶段是相当令人满意的。通过比较观测到的磁场和1天文单位处模型计算得到的磁场，可以得出结论，模型磁场变化足以解释地球轨道上IMF Bx分量周期演变的主要特征。模型的CR平均磁场与地球轨道上的CR平均IMF Bx分量的相关系数为0.688，对于7个CR平均数据，相关系数达到0.808。模型的磁场径向分布进行了比较与现有的模型。此外，还揭示了非极性和极性光球磁场的减弱。太阳活动周极大期和极小期的磁场都从第21周到第24周呈下降趋势。这意味着从第21周到第24周，环向分量和极向分量以及太阳全球磁场都有所下降。

如何从SDO/HMI矢量磁图优化非线性无力日冕磁场外推？

How to optimize nonlinear force-free coronal magnetic field extrapolations from SDO/HMI vector magnetograms?

SDO/HMI仪器提供具有高空间和时间分辨率的光球矢量磁图。我们的目的是模拟日冕磁场以上的活动区域的帮助下，一个非线性的无力外推代码。我们的代码是基于一个优化的原则，并已进行了广泛的测试，半解析和数值平衡，并已应用于矢量磁图从日出和地面观测。最近，我们实现了一个新的版本，其中考虑到光球矢量磁图的测量误差。光球场的测量通常是由于测量误差和有限的引力不一致的边界，在日冕中的无力场。为了应对这些不确定性，我们开发了两个改进：1）。对表面测量进行预处理，使其与无力场兼容2.）新的代码之间保持了力的自由约束和光球场测量的偏差的平衡。这两种方法都包含自由参数，必须对这些参数进行优化，以便与SDO/HMI数据一起使用。在这项工作中，我们描述了相应的分析方法，并评估如何以及力自由和螺线管条件的满足，磁场和电流之间的角度和比较的磁场线的投影与日冕图像SDO/AIA的无力平衡。我们还计算了可用的自由磁能，并讨论了控制参数的潜在影响。

用于日冕磁场外推的静磁Grad-Rubin码

A Magnetostatic Grad-Rubin Code for Coronal Magnetic Field Extrapolations

日冕磁场不能直接观测到，但原则上它可以从观测得比较好的光球磁场中重建出来。一种流行的方法使用非线性无力模型。光球处的非磁力是重要的，这意味着光球数据与无力模型不一致，并且这导致建模的问题（De Rosa等人，占星术。J. 696，1780，2009）。在本文中，我们提出了一个数值实现的梯度鲁宾方法重建日冕磁场使用静磁模型。该模型包括压力和非零磁洛伦兹力。我们证明了我们的实施一个简单的分析测试情况下，并获得的速度和数值误差缩放作为网格大小的函数。

利用MHD双晕模型三维铸造冠状磁场重建工具

Casting the Coronal Magnetic Field Reconstruction Tools in 3D Using MHD Bifrost Model

日冕磁场的量化仍然是太阳物理学的核心问题。目前，日冕磁场的模拟通常采用非线性无力场（NLFFF）重建，其精度尚未得到全面评估。在这里，我们执行一个详细的铸造的NLFFF重建工具，如π消歧，光球场预处理，和体积重建方法，使用一个3D快照的公开可用的成熟的辐射MHD模型。具体而言，从MHD模型中，我们知道整个3D域中的磁场矢量，这使我们能够对3D模型体积中的恢复磁场和真实磁场进行"逐体素"比较。我们的测试表明，现有的π消歧方法往往失败的小规模的磁性元素占主导地位的安静的太阳区域，而他们在AR光球和（甚至更好）色球层工作得很好。光球磁场的预处理，虽然确实产生了一个更自由的边界条件，也导致了一些有效的"海拔"的磁场组件。该"仰角"高度对于纵向和横向分量是不同的，这导致在重建的磁性数据立方体中的绝对高度中的系统误差。从实际AR光球磁图开始进行的外推没有这种系统误差，同时具有与从预处理磁图外推的那些可比较的其它度量。这一发现有利于使用外推从原来的光球磁不预处理。我们的测试进一步表明，从力自由色球边界外推产生可测量的更好的结果，比那些从光球边界。

冕洞的光球磁结构

Photospheric magnetic structure of coronal holes

在这项研究中，我们详细调查的光球磁结构的98个冕洞使用SDO/HMI的视线磁图，并为一个子集的42个冕洞使用HINODE/SOT G波段滤波。通过在$\pm 25$ G处应用阈值，我们将磁场图划分为磁性元素区和平静冕洞区。我们发现磁性元件中磁亮点的数目与磁性元件的面积有很好的相关性（cc= $0.83\pm 0.01$）。此外，冕洞内各个磁性元素的磁通量与它们的面积通过指数为$1.261\pm 0.004$的幂律（cc= $0.984\pm 0.001$）相关。将磁元素与冕洞的整体结构联系起来，我们发现冕洞整体不平衡磁通量的平均（$69\pm 8$）%来自寿命> 40小时的长寿磁元素。约有（$22\pm 4$）%的不平衡磁通量产生于宁静冕洞区的一个非常弱的背景磁场，其平均磁场密度约为0.2 ~ 1.2 G。该背景磁场与寿命> 40 h的磁性元件的通量相关（cc= $0.88\pm 0.02$）。剩余的磁通量来自寿命< 40小时的磁性元件。通过将磁元素的性质与冕洞的整体性质联系起来，我们发现冕洞的不平衡磁通量完全由长寿命磁元素覆盖的总面积（cc= $0.994\pm 0.001$）决定。

Hα Moreton波在光球磁网边界处的优先出现

Preferential Appearance of H$α$ Moreton Waves along Photospheric Magnetic Network Boundaries

研究通过高时间分辨率的Hα光谱观测分析了日冕EUV波和Hα Moreton波事件，发现Moreton波前沿优先出现在具有1600 Å亮脊、强磁场和对流下沉的光球超granule边界，且Hα线轮廓系统性红移。

Coronal Elemental Abundance: New Results from Soft X-ray Spectroscopy of the Sun

Elemental abundances in the solar corona are known to be different from those observed in the solar photosphere. The ratio of coronal to photospheric abundance shows a dependence on the first ionisation potential (FIP) of the element. We estimate FIP bias from direct measurements of elemental abundances from soft X-ray spectra using data from multiple space missions covering a range of solar activity levels. This comprehensive analysis shows clear evidence for a decrease in FIP bias around maximum intensity of the X-ray flare with coronal abundances briefly tending to photospheric values and a…

太阳动力学观测到的首次耀斑相关光球磁场快速变化

First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory

光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。

日冕电流的光球印记，I. 极性反转线附近的磁结构

Photospheric Imprints of Coronal Electric Currents, I. Magnetic Structure Near Polarity Inversion Lines

研究利用光球矢量磁场观测，通过高斯分离方法研究活动区电流，给出日冕电流光球印记的两种表示。发现极性反转线磁结构特点，解释了平行电流配置稳定性及跨PIL梯度与耀斑、CME发生关联。

准静态日冕演化模型中磁通量绳的太阳周期变化

Solar Cycle Variation of Magnetic Flux Ropes in a Quasi-Static Coronal Evolution Model

太阳日冕中的电流和磁螺旋度的结构与11年周期的太阳活动密切相关，但人们对此知之甚少。作为一种替代传统的无电流的“势场”外推，我们调查的全球日冕磁场，这是非潜在的和时间依赖性的模型，以下的建立和运输的磁螺旋度由于通量出现和大规模的光球运动。这种螺旋性集中成扭曲的磁通量绳，可能会失去平衡而被弹射出去。在这里，我们考虑如何通过这个模型预测的磁结构，特别是通量绳变化的太阳活动周期，根据光球输入数据从周期23的六个时期。通量绳的数量从最小值到最大值增加一倍，遵循光球极性反转线的总长度。然而，磁绳喷射的数量增加了八倍，以下活跃地区的出现率。这与观测到的日冕物质抛射的周期调制大致一致，尽管模拟中抛射的实际速率约为观测事件速率的五分之一。该模型预测，即使在最低限度，差异旋转将产生剪切，非潜在的，在所有纬度的磁结构。

利用高斯分离验证日冕磁场模型

Validating Coronal Magnetic Field Models Using Gaussian Separation

本文利用高斯分离方法验证非线性力自由场模型的准确性，发现CFIT模型在日冕电流特征上与优化模型存在显著差异，提出了高斯分离作为补充验证工具。

一个50分钟的日冕扭曲振荡及其可能的光球层对应现象

A 50-min coronal kink oscillation and its possible photospheric counterpart

本文观测到一个日冕环的双周期振荡，发现光球层长周期磁场变化可通过“小提琴”机制驱动日冕环短周期本征扭曲振荡，证实低于截止频率的低频光球运动能到达日冕。

切割重联和磁内爆后光球磁场的快速变化

Rapid Changes of Photospheric Magnetic Field after Tether-Cutting Reconnection and Magnetic Implosion

光球磁场的快速、不可逆变化被认为是太阳耀斑过程的一个重要因素。这封信报告了2011年2月13日NOAA AR 11158 M6.6耀斑期间磁场的快速变化，我们从日震和磁成像仪的矢量磁图中发现了12分钟的节奏。在非线性无力场（NLFFF）假设下，利用太阳耀斑极大值前后~-5.5，-1.5，1.5和4小时的高分辨率磁象图重建三维日冕磁场。紫外和硬X射线图像也被用来阐明磁场的演变和能量释放。快速变化主要由HMI在位于磁S形中心的紧凑区域中检测到，其中平均水平场强表现出28%的显著增加。该区域位于色球层中的初始强UV和硬X射线源之间，根据NLFFF模型，它们与S形的中央脚是同空间的。NLFFF模型进一步表明，强日冕电流集中在该地区的正上方，更有趣的是，日冕电流系统在S型爆发后经历了明显的向下崩溃。这些结果进行了讨论，有利于系绳切割重联产生的耀斑和随后的内爆的日冕领域所造成的能量释放。

日冕水平磁场减弱预示重大太阳爆发

Photospheric horizontal magnetic field decrease preceding a major solar eruption

研究发现日冕水平磁场在太阳爆发前的逐渐下降可能源于丝状物的缓慢上升，从而减少日冕脚点处的磁场。

利用野边山射电日像仪的偏振观测测量日冕和色球磁场

Measurements of Coronal and Chromospheric Magnetic Fields using Polarization Observations by the Nobeyama Radioheliograph

日冕和色球磁场是由利用野边山射电日像仪（NoRH）对热自由-自由辐射的偏振和光谱观测得出的。在磁化等离子体中，自由-自由辐射的寻常模和非常模具有不同的光学深度。这在具有温度梯度的大气中产生了圆偏振分量。我们在2012年4月13日观测了一个活动区，以获得其日冕和色球磁场。观察到的圆偏振度在0.5%和1.7%之间。将无线电圆偏振图像与大气成像装置观测到的紫外线图像和日震和磁成像仪观测到的光球磁场进行了比较，这两种图像都在太阳动态观测台上。在活动区边缘，射电圆极化主要来自日冕环，日冕磁场约为70 G。在活动区的中心，色球和日冕成分不能分开。导出的磁场约为相应光球磁场的20%至50%，光球磁场是日冕和色球磁场的发射测量加权平均值。

驱动太阳耀斑的机械能

On the Mechanical Energy Available to Drive Solar Flares

太阳耀斑能量从何而来？更具体地说，假设耀斑能量的最终来源是对流区的机械能，这是如何转化为能量耗散或储存在日冕？这个问题似乎得到了相对较少的思考，因为注意力主要集中在日冕磁场能量通过MHD不稳定性和等离子体微不稳定性快速耗散的机制上。我们考虑三种类型的耀斑理论：稳态“光球发电机”模型，其中耀斑功率代表光球下流动同时产生的电流的日冕耗散;“磁能量储存”模型，其中光球下流动再次诱发日冕电流，但在这种情况下，日冕电流是在突然释放之前在较长的时间内建立的;和“新兴通量”模型，其中新的磁通量上升到光球已经包含自由能，并不需要随后的压力光球运动。我们的结论是：光球发电机只能为非常小的耀斑提供能量;日冕能量储存原则上可以满足大耀斑的需要，尽管可能不是最大的耀斑，但有效地耦合到能源的困难可能会限制这种机制到中等大小的耀斑;太阳内部产生的新兴磁通量管可以携带足够的自由能，甚至可以为观测到的最大耀斑提供动力。

太阳活动区NOAA 11928中反向磁螺旋度的连续注入

Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity in Solar Active Region NOAA 11928

理解光球螺旋度通量传输的性质和演化是揭示磁螺旋度在太阳活动区日冕动力学中作用的关键。利用SDO/HMI光球矢量磁图和导出的流速场，我们计算了AR 11928出现期间12分钟的边界驱动螺旋度通量。考虑到非线性无力外推定义的足点连通性，我们推导并分析了螺旋度通量图的校正分布。在AR稳定出现期间，光球螺旋度通量注入的符号发生变化。这一逆转证实了光球电流的演变和日冕的连通性，在EUV波长观察SDO/AIA。在出现的前三天，AR日冕螺旋度是积极的，而后来的字段配置接近一个潜在的领域。正如理论上预期的那样，磁螺旋度抵消与增强的日冕活动有关。研究表明，边界驱动的全球AR磁结构的手征性的转变。这可能是由于磁通绳在其顶点周围具有正扭转而在其腿中具有负扭转的结果。这种混合螺旋度通量绳在对流区的起源是具有挑战性的模式。

用通量浮现模拟作为真值数据集的数据驱动日冕场模型的比较研究

Comparative Study of Data-driven Solar Coronal Field Models Using a Flux Emergence Simulation as a Ground-truth Data Set

为了更好地了解日冕磁场以及耀斑和日冕物质抛射等动力学活动，测量日冕磁场的时间演化和准确估算磁场能量是至关重要的。最近，一种新的建模技术，称为数据驱动的日冕场模型，其中的磁场的时间演化是由一系列的光球磁场和速度场的地图驱动，已被开发和揭示的耀斑生产活动区的动力学。在这里，我们报告的第一个定性和定量评估不同的数据驱动的模型使用磁通量出现模拟作为一个真值（GT）的数据集。我们比较了GT场与由四种数据驱动算法从GT光球场重建的场。据发现，至少，在所有的日冕场模型中再现的磁通绳结构。然而，定量分析结果显示出一定程度的模型依赖性。在大多数情况下，磁能和相对磁螺旋度与GT值相当或至多为GT值的两倍。再生磁通绳具有各种尺寸的S形形状（与GT一致）、垂直站立的磁环或填充结构。观测到的差异可以归因于高度非力自由输入光球场，从日冕场重建，和建模的限制，如背景大气的处理，底部边界设置，和空间分辨率。

大半影喷流中扭曲和混合极性太阳光球磁场的证据：IRIS和Hinode观测

Evidence of Twisting and Mixed-polarity Solar Photospheric Magnetic Field in Large Penumbral Jets: IRIS and Hinode Observations

最近一项利用{ \it Hinode}（SOT/FG）数据对太阳黑子进行的研究显示，一些异常大的半影喷流经常重复出现在半影的同一位置，即半影细丝的尾部或多个半影细丝的尾部会聚的地方。在SOT/FG获得的\NaI \ 5896 Stokes-V图像中，这些位置有明显的光球混合极性磁通量。最近的几项研究发现，太阳宁静区（QR）、冕洞（CH）和近活动区（AR）的极紫外（EUV）/X射线日冕喷流在其底部具有明显的混合极性通量，磁通量抵消准备并触发了驱动喷流的微丝通量绳喷发。典型的QR、CH和AR日冕喷流比大型半影喷流大100倍，在EUV/X射线图像中显示出它们的尖顶清晰的扭曲运动。在这里，使用IRIS \MgII \ k 2796太阳黑子的半影图像和光谱，我们的特点大半影喷流。我们发现红移和蓝移在几个大的半影喷流中彼此相邻，并将其解释为喷流尖顶中磁场的解扭。使用Hinode/SOT（FG和SP）数据，我们还发现混合极性的磁通量在这些喷流的基础。由于大的半影喷流在其底部具有混合极性场，并且在其尖端具有扭转运动，因此它们可能以与QR、CH和AR日冕喷流相同的方式被驱动。

利用OSPREI建模Parker Solar Probe处的CME相遇：对光球和日冕条件的依赖

Modeling CME encounters at Parker Solar Probe with OSPREI: Dependence on photospheric and coronal conditions

研究利用OSPREI模型模拟PSP观测的四个CME，发现模型对光球磁图和PFSS源面高度等输入条件具有中等敏感性，且不存在普适最佳组合，需根据CME源区位置选择磁图。

Propagating Oscillations in the Lower Atmosphere under Coronal Holes

The subject of this study is oscillations in the lower atmosphere in coronal-hole regions, where the conditions are favorable for propagation between the atmospheric layers. Based on spectroscopic observations in photospheric and chromospheric lines, we analysed the features of the oscillations that show signs of propagation between layers of the solar atmosphere. Using the cross-spectrum wavelet algorithm, we found that both chromospheric and photospheric signals under coronal holes share a range of significant oscillations of periods around five minutes, while the signals outside of coronal …

四极磁场中日冕磁通量绳的向上和向下灾变

Upward and downward catastrophes of coronal magnetic flux ropes in quadrupolar magnetic fields

日冕磁通量绳与大尺度太阳活动密切相关。利用笛卡尔坐标系下的2.5维含时理想磁流体动力学（MHD）模型，对不同光球通量分布的全封闭四极磁场中磁绳系统的演化进行了数值模拟.结果表明，当光球通量向极性反转线集中程度不太高，背景场对系统的约束不太弱时，系统的平衡态分为两个分支：下分支为绳状体贴在光球上，上分支为绳状体悬浮在日冕中.这两个分支由向上突变（从下分支到上分支）和向下突变（从上分支到下分支）连接。我们的模拟结果表明，在四极场中同时存在向上和向下的灾变，这些灾变可能是无力的，也可能是非无力的。这两种灾变的存在和性质受光球通量分布的影响，向下灾变总是与向上灾变成对出现。通过比较灾变和非灾变情况下的衰变指数，我们推断出环面不稳定可能是灾变系统的一个必要条件，但不是充分条件。

光球流中的拉格朗日相干结构及其对日冕磁结构的意义

Lagrangian coherent structures in photospheric flows and their implications for coronal magnetic structure

目标。我们展示了如何建立在太阳的日冕磁梯度可以直接推断光球速度数据。这使得能够计算磁连接性测量，例如挤压因子，而无需求助于磁场外推。方法：假设一个理想的演变在日冕，和一个最初的均匀磁场，随后的磁力线映射计算（随时间变化）的水平光球速度场的轨迹积分。该方法适用于一个12小时的高分辨率序列的光球流来自日出/SOT磁图。结果我们发现在磁场中准分界线层网络的产生，对应于光球速度中的拉格朗日相干结构。这些结构的视觉图案主要来自光球流的发散部分，隐藏了旋转流分量的影响：这是由光球对流的简单分析模型证明的。我们分离的发散和旋转组件从所观察到的流和显示定性协议与纯发散和旋转模型分别。增加模型中的流速表明，我们的观测结果可能会给出真实光球流建立磁梯度的速率的下限。最后，我们建立了一个假设的磁场与推断的拓扑结构，可用于未来的调查重联和能量释放。

球面几何中非线性无力日冕磁场模拟和矢量磁图的预处理

Nonlinear force-free coronal magnetic field modelling and preprocessing of vector magnetograms in spherical geometry

背景：了解日冕磁场对了解日冕的结构很重要。在假设日冕是无力的情况下，我们从测量的光球场计算了太阳大气高层的场。目的：在这里，我们发展了一种方法，非线性无力日冕磁场建模和预处理光球矢量磁图在球面几何使用的优化过程。研究方法：我们描述了一个新开发的代码外推的非线性无力日冕磁场在球坐标系在太阳的一个有限的区域。该程序使用太阳光球层上的实测矢量磁图作为输入，求解日冕中的无力方程。我们开发了一个球面几何的预处理程序，以驱动所观察到的非无力数据向合适的边界条件进行无力外推。结果如下：我们测试的代码的帮助下，半解析的解决方案，并评估我们的重建质量定性的磁场线图和定量的比较指标不同的边界条件。用加权函数从下边界数据重建的场与原始参考场符合得很好。我们在边界条件中添加了人工噪声，并在有和没有预处理的情况下测试了代码。预处理恢复了磁图的所有主要结构，并去除了小尺度噪声。主要测试是从经过和未经预处理的嘈杂光球矢量磁图中进行外推。预处理被发现显着提高外推和准确的字段之间的协议。

Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity: Evidence for Active Regions without Coronal Mass Ejections

Magnetic helicity (MH) is a measure of twist and shear of magnetic field. MH is injected in the active region (AR) corona through photospheric footpoint motions causing twisted and sheared magnetic fields. From the conservation property of the helicity, it was conjectured that an already twisted flux rope (FR) with continuous injection of MH inevitably erupts to remove the excess accumulated coronal helicity. Therefore, understanding the nature and evolution of the photospheric helicity flux transfer is crucial to reveal the intensity of the flare/CME activity. Using the time-sequence vector-m…

重复积累电流诱发的日冕急流

Recurrent Coronal Jets Induced by Repetitively Accumulated Electric Currents

2010年9月17日，三个极紫外（EUV）喷流在活动区11106的以下磁极在大约一个小时内重现。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到了EUV喷流。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）测量了矢量磁场，从中我们得到了磁通量的演变，光球速度场，和垂直电流的演变。通过非线性无力场（NLFFF）外推，得到了喷流前的磁位形。我们推导出喷流是在一对寄生磁偶极子的上方，这对寄生磁偶极子是由光球发散流连续驱动的。这种相互作用推动了电流的积累，我们确实在光球层上观察到了拉长的图案。这是第一次，HMI的高时间节奏允许跟踪这种小电流的演变。在喷流区，我们发现积分绝对电流峰与171 A通量演化重复同相。电流的建立和衰减都很快，大约各10分钟，并且电流最大值也比171 A提前大约10分钟。然后，HMI时间节奏足够快以检测这种变化。光球电流图案的喷流被发现与准分界线层推导出的磁外推。从以前的理论结果，观察到的发散流预计将建立连续这样的电流。我们的结论是，磁重联周期性地发生，在新兴的双极和大尺度活动区场之间的电流层。它导致了观测到的经常性日冕喷流和垂直电流大小的减小。

用日冕观测指导非线性无力模式：用准梯度-鲁宾方案的初步结果

Guiding Nonlinear Force-Free Modeling Using Coronal Observations: First Results Using a Quasi Grad-Rubin Scheme

目前，许多模型的日冕磁场依赖于光球矢量磁图，但这些数据已被证明是有问题的非线性无力场（NLFFF）外推的唯一边界信息。日冕中的磁场在高能图像（X射线和EUV）中以日冕环的形状表现出来，提供了一个额外的约束，由于将这种输入纳入数值模型的数学复杂性，目前还没有使用。投影效应和有限数量的可用回路进一步使冠状信息的使用复杂化。我们开发和测试一种算法，使用图像显示日冕环的太阳日冕磁场的建模。我们首先适合投影场线与恒定的\als无力场的场线近似的三维分布的电流在电晕沿一组稀疏的轨迹。然后，我们应用梯度鲁宾迭代技术，以获得一个体积填充的非线性无力的磁场模型，修改方法在\citet{Wheatland2007}。我们彻底测试的技术上已知的分析和太阳模型磁场以前用于比较不同的外推技术\citep{Schrijver2006, Schrijver2008}和比较的结果与目前可用的方法，只依赖于光球数据。我们的结论是，我们已经开发了一个功能的方法来模拟日冕磁场相结合的光球磁场的视线分量与日冕图像的信息。可以选择使用数值域全部或部分光球边界上的矢量磁图。

通量出现和日冕喷发

Flux emergence and coronal eruption

我们的目的是研究从太阳内部出现的扭曲通量管的光球通量分布。我们还报告了一个新的磁通绳喷发时，新兴的管上升到一个预先存在的磁场的日冕。为了研究演化，我们使用三维数值模拟，通过求解时间相关的和电阻MHD方程。我们定性比较我们的数值计算结果与MDI磁图的新兴通量在太阳表面。我们发现光球磁通量分布由极性相反的两个区域和极性反转线（PIL）两侧的细长磁尾组成，这取决于出射磁力线的方位角性质和上升管的初始场强。由于等离子体向PIL运动，它们的形状逐渐变形。我们的结果与观测研究的活动区（AR）的磁通量出现在定性的协议。此外，如果出射管的初始扭曲很小，光球磁场发展成波浪形，并且不具有尾部。在所有的情况下，我们发现，一个新的磁通绳形成以上的新兴管，可能会爆发到日冕的原始轴，这取决于周围的磁场强度。

基于高保真磁图的磁流体力学日冕建模

Magnetohydrodynamic coronal modelling with high-fidelity magnetograms

本文通过提升COCONUT数值稳定性，实现高保真磁图直接驱动的日冕MHD模拟，发现其较传统滤波磁图模拟多产生约50%开放磁通，EUV图像更吻合观测，并揭示极区开放场在特定波段可呈亮结构，凸显极轨观测必要性。

色球磁场数据增强的无力场重建

Force-Free Field Reconstructions Enhanced by Chromospheric Magnetic Field Data

日冕磁场的三维图像是太阳物理学中的一个突出问题，特别是在活动区。非线性无力场重建，采用常规可用的全磁盘光球矢量磁图代表国家的最先进的日冕磁场建模。然而，这样的重建，遭受的不一致之间的力免费的日冕磁场和非力免费的光球边界条件，从日冕重建执行。在这项研究中，我们专注于整合额外的色球和/或日冕磁场数据与矢量光球磁图的目标是提高磁场重建的可靠性。我们对Fleishman等人（2017）中描述的可用优化代码进行了相应的修改，并通过在重建磁场和模型磁场之间进行"逐体素"比较，使用从Bifrost代码获得的完整MHD模型测试其性能。我们证明，即使是一个不完整的色球磁场数据集的添加可以显着改善重建的日冕磁场，大大提高重建的磁连通性和日冕电流。

活动星AR Psc和AY Cet中没有FIP分馏

No FIP fractionation in the active stars AR Psc and AY Cet

背景：冷星日冕和光球丰度的比较是一个需要解决的基本问题。在太阳中，日冕中第一电离势（FIP）较低的元素相对于光球层有增强的现象。与太阳标准值相比，具有高活动水平的恒星似乎显示出低FIP元素的耗尽;然而，在少数情况下，活动恒星的光球值可用于比较，导致混乱的结果，并且必须扩大样本才能解决这个长期存在的问题。目的：本文计算了两个著名的活动双星系统AR Psc和AY Cet的光球和日冕丰度，以进一步了解日冕丰度的复杂性。研究方法：9个元素的日冕丰度计算的详细的排放量分布的重建，使用线为基础的方法，认为线从不同的元素分开。利用恒星的高分辨率光谱计算了8种元素的光球丰度。结果：结果再次表明，恒星的日冕丰度缺乏任何FIP相关的影响。在某些恒星中，金属丰度耗尽（MAD）或逆FIP效应的存在可能源于与太阳光球值的错误比较，或者来自快速旋转恒星中光球丰度的计算不足。结论：FIP分馏的缺乏似乎证实了阿尔芬波与有质动力相结合在活跃恒星的日冕中占主导地位。

以暗日冕结构为特征：用于自动识别的灯丝和冕洞的物理特征

Featuring dark coronal structures: physical signatures of filaments and coronal holes for automated recognition

当在极紫外（EUV）图像中观察时，灯丝可能会被误认为是冕洞;然而，更仔细的观察会发现它们的光度特性是不同的。结合极紫外图像与光球磁图显示了一些特征的差异之间的灯丝和冕洞。我们对2011年9月和2012年3月获得的7个不同SDO/AIA波长（94，131，171，211，193，304，335~ λ）和SDO/HMI磁图进行了分析，以从光度，磁性和几何角度研究冕洞和暗条，因为投影效应对上述特征起着重要作用。

太阳活动区光球磁场的相关函数

Correlation Functions of Photospheric Magnetic Fields in Solar Active Regions

本文利用 SDO/HMI 磁图分析 A1 与 B3 类太阳活动区，发现其磁场相关函数在 1–36 Mm 符合指数律而非幂律，并具有多重分形特征，表明其属于自组织非线性系统但不具有 SOC。

用STEREO自举计算日冕磁场：I.单极势场建模

Bootstrapping the Coronal Magnetic Field with STEREO: I. Unipolar Potential Field Modeling

我们调查最近量化的不对准$α_{mis} \approx 20^\circ-40^\circ$之间的3-D几何体的立体三角形的日冕循环观察与STEREO/EUVI（在四个活跃的地区）和理论（潜在的或非线性的力免费）磁场模型外推光球磁图。我们开发了一种有效的方法，引导冠状磁场通过前向拟合的参数化位场模型的立体观测回路。位场模型由一系列单极磁荷组成，这些磁荷通过分解MDI的光球磁图来参数化。前向拟合方法产生最佳拟合磁场模型，其中$α_{PF} \approx 13^\circ-20^\circ$的未对准减少。我们还评估立体测量误差，并找到一个贡献的$α_{SE}\approx 7^\circ-12^\circ$，这限制了残余的错位$α_{NP}=α_{PF}-α_{SE}\approx 5^\circ -9^\circ$，这可能是由于nonpotentiality的有源区。由于nonpotentiality的势场的剩余失准角$α_{NP}$被发现与活动区的软X射线通量，这意味着电流和等离子体加热之间的关系。

在嘈杂的日冕中扭曲的磁力线：能量储存和释放的含义，以及太阳爆发的开始

Field lines twisting in a noisy corona: implications for energy storage and release, and initiation of solar eruptions

我们提出了模拟太阳日冕的封闭区域，通过一个强大的磁场，局部光球涡旋运动扭曲的日冕磁力线线程。研究了笛卡尔几何中约化磁流体动力学区域的线性和非线性动力学。最初的磁场线得到扭曲和系统变得不稳定的内部扭结模式，确认和扩展以前的结果。在这类研究中，当初始条件为光滑场和通量管时，我们忽略了涨落，直到出现不稳定性，场都是层流的。但先前的研究表明，由光球运动和日冕动力学激发的波动自然存在于日冕场中的所有尺度。因此，为了了解光球涡旋对更真实的日冕的影响，我们继续在扭结不稳定性发生后进行模拟，此时日冕中已经产生了湍流波动。在非线性阶段，系统不再回到简单的初态，场线发生有序扭曲，不再出现扭结不稳定性。尽管如此，磁力线还是会扭曲，但却是以一种无序的方式，能量通过逆级联在大尺度上积累。当与邻近结构发生相互作用或通过其他机制发生相互作用时，这种能量随后可以在微耀斑或更大的耀斑中释放。对日冕动力学和CME启动的影响进行了讨论。

太阳磁毯III：合成磁图的日冕模拟

Solar Magnetic Carpet III: Coronal Modelling of Synthetic Magnetograms

本文是一系列论文中的第三篇，致力于为太阳磁毯构建一个现实的、不断发展的、非线性的无力日冕场模型。在这里，我们提出了初步的结果，三维随时间变化的模拟的小尺度日冕磁场的磁地毯。考虑了四个模拟，每个模拟都具有相同的演变光球边界条件：根据Meyer，Mackay，van Ballegoijen和Parnell的模型产生的48小时合成磁图时间序列，2011年，Solar Phys.，272，29。三个模拟包括不同强度的均匀覆盖的冠状磁场，第四个模拟不包括覆盖场。模拟内的磁能的建立，存储和耗散进行了研究。特别是，我们研究了它们对光球磁场的演变和上覆日冕场的强度的依赖性。我们还考虑了能量在日冕场中的储存和耗散。建立的自由磁能被发现是足够的动力小规模的，瞬态现象，如纳米耀斑和X射线亮点，与大部分的自由能被发现存储低下来，0.5-0.8微米之间的能量耗散目前发现是太小，占整个安静的太阳日冕的加热。然而，能量耗散区域的形式和位置与太阳上小尺度上观察到的情况在定性上是一致的。未来的MHD模型使用相同的合成磁图可能会导致更高的能量释放。