An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere. II. Doppler velocities
本文介绍了活动区NOAA 10781中的暗条的磁结构。在本文中，我们补充了这些结果与多普勒频移测量在色球和光球在AR灯丝区域检索的速度。使用了不同数量的大气成分和不同加权方案的斯托克斯轮廓的各种反演方法。这些速度是按绝对标度校准的。在暗条周围的光斑中发现了一个普遍存在的色球下降流，其平均速度为1.6 km/s。然而，当线偏振（对场的横向分量进行采样）在反演中被赋予更大的权重时，灯丝区域在这两天的光球中都显示出上升流。暗条区横向场的上升流速度平均为-0.15 km/s。在色球层，这两天的观测情况是不同的。7月3日，暗条的色球层部分整体向上移动，平均速度为-0.24 km/s。然而，在7月5日，只有一个孤立半影上方的部分显示出局部的上升流斑块，而暗条的其余部分则被光斑区域其他地方观察到的相同的下降流所主导。持续数十分钟的光球超音速下行流被探测到低于灯丝，接近PIL。在这个AR灯丝观察到的速度模式强烈建议的情况下，横向领域主要是由上升流为主。除了色球层中的少数例外，在所有的地方和两个高度都可以看到丝状通量绳的出现。这发生在一个周围的光斑区域内，该区域显示色球层中的广义下行流和光球层中的超音速特征的局部下行流。在光球层没有观察到大尺度的横向磁力线下降流。
2014-01-13 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
Ubiquitous Small-scale EUV Upflow-Like Events above Network Regions Observed by the Solar Orbiter/Extreme Ultraviolet Imager
利用太阳轨道器EUI高分辨率174 Å观测，研究了宁静太阳中59个极紫外上流状事件，测量其速度、寿命和传播距离，发现部分具有重复性，并认为它们是色球针状体或过渡区网络喷流的极紫外对应体，有助于加热网络区域上方的局部日冕。
2024-12-18 astro-ph.SR
First simultaneous SST/CRISP and IRIS observations of a small-scale quiet Sun vortex
最近，在最先进的太阳观测和数值模拟中，在安静太阳的低层大气中发现了无处不在的小尺度涡旋。本文研究了宁静太阳网间区光球层和色球层中颗粒尺度涡旋及其相关上升流的特征和时间演化。我们分析了一个安静的太阳区域的高空间和时间分辨率的地面和空间观测。观测包括高节奏的时间序列的宽带和窄带图像的H-α 6563 A和钙II 8542 A线获得的CRISP成像光谱偏振仪（CRISP）仪器在瑞典1米太阳望远镜（SST），以及紫外成像和光谱数据同时获得的界面区域成像光谱仪（IRIS）。一个小规模的漩涡观察同时在H-α，Ca II 8542 A，Mg II K线的第一次。在涡旋的演变过程中，-0.77 A处的H-α窄带图像和-0.5 A处的Ca II 8542 A窄带图像及其相应的多普勒信号图清楚地显示了涡旋区域中连续的高速上升流事件。这些0.5 ~ 1 μ m的高速上升气流呈旋臂状，在几分钟内在天空平面上表现出两种明显的运动：（1）平均速率为13 km/s的涡旋运动和（2）4-6 km/s的膨胀运动。此外，光谱分析的Mg II K和Mg II的附属线在涡旋区表明向上的速度高达约8公里/秒，随着较高的温度相比，附近的安静的太阳色球。连续的小尺度涡旋事件可以通过驱动低层大气中持续的高速上升流来加热上层色球层。
2015-12-18 astro-ph.SR
Measurement of the evolution of the magnetic field of the quiet photosphere during a solar cycle
太阳光球层被一个磁场充满，这个磁场在比太阳望远镜的分辨率小得多的尺度上纠缠在一起。这种隐藏的磁场可以通过汉勒效应来研究。在2007年，我们开始了一个天气计划，以探索安静光球的磁通量是否随太阳周期而变化。为了这个目的，我们采用了差分汉勒效应技术的基础上观察散射极化在C $_2$分子线约514.0 nm，一般每个月。我们的结果现在几乎涵盖了一个完整的太阳周期。
2017-09-29 astro-ph.SR
Signature of Collision of Magnetic Flux Tubes in the Quiet Solar Photosphere
宁静太阳中的磁通量管的碰撞被认为是太阳大气层加热的可能来源之一（Furusawa和Sakai，2000年）。新太阳望远镜和大熊太阳天文台观测到了太阳光球。在TiO谱线的705.68 nm处，分辨率接近0.1”。观察到水平等离子体波从较大的亮点扩展。在这波之后不久，振荡功率的增加出现在与观察到的亮点相同的位置。这种行为与模拟两个通量管与弱电流碰撞的一些结果相匹配。
2010-12-09 astro-ph.SR
Upflows in the upper solar atmosphere
在极端和远紫外波长的光谱观测显示，在太阳过渡区和日冕系统的上升流。这些上升流在宁静太阳和冕洞的网络结构、活动区的边界以及与日冕物质抛射有关的变暗区中看得最清楚。由于它们很可能与太阳风的形成和太阳高层大气的加热密切相关，因此在过去的二十年里一直受到人们的广泛关注。我们提出了这些上升流的特性的概述，介绍了它们可能的形成机制，并讨论了它们在太阳大气中的质量和能量传输的潜在作用。虽然过去的调查大大提高了我们对这些上升流的理解，但它们给我们留下了一些悬而未决的问题和未解决的问题，这些问题应该在未来得到解决。太阳轨道飞行器任务的新观测结果，丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和帕克太阳探测器可能会提供关键信息，以促进我们对这些上升流的产生，传播和传播的理解。
2021-02-07 astro-ph.SR
Comparison of physical properties of quiet and active regions through the analysis of MHD simulations of the solar photosphere
最近的观测表明，颗粒和小尺度磁性特征的光度和动力学性质取决于它们所嵌入的区域的磁通量。我们分析结果的数值水力和磁流体动力学模拟，其特征在于不同数量的平均磁通量，并定性地发现相同的差异，从观测报告。我们发现，这些不同的物理性质的结果，从抑制对流诱导的存在下的磁场，这改变了安静和磁性区域的温度分层。我们的研究结果是相关的太阳辐照度变化的研究，因为这样的差异仍然没有适当地考虑到辐照度重建模型。
2013-09-21 astro-ph.SR
Reconnection brightenings in the quiet solar photosphere
我们描述了一种新的安静的太阳现象，我们称之为“安静的太阳Ellerman样的亮度”（QSEB）。QSEB在某些方面与Ellerman炸弹（EB）相似，但在其他方面有很大不同。EB是巴耳末H-α线两翼的瞬时增亮，标志着复杂活动区的强场光球重联。QSEB是类似的，但更小，更不强烈的巴耳末翼增亮，发生在远离活动区的安静地区。在H-α机翼上，我们测量到典型的长度小于0.5角秒，宽度为0.21角秒，寿命小于一分钟。我们使用瑞典1米太阳望远镜（SST）的高质量H-α成像光谱法发现了它们，并表明在质量较低的数据中，它们无法与更普遍的光斑增亮区分开来，也无法在目前可从空间平台获得的紫外诊断中区分开来。我们增加的证据，从并发SST分光偏振，QSEBs也标志着光球重联事件，但在太阳表面的安静区域。
2016-06-12 astro-ph.SR
Markov properties of the magnetic field in the quiet solar photosphere
观测到的太阳表面磁场具有非常复杂的空间和时间特性。虽然特征跟踪算法使我们能够加深对这种行为的理解，但主观性在识别和跟踪这些特征方面起着重要作用。本文研究了太阳表面\textit{without}上磁场的时间随机性，既不依赖于磁特征的概念，也不依赖于对它们的识别和相互作用的主观假设。该分析应用于平流层气球{ \sc日出}上搭载的IMaX仪器对平静太阳光球层的磁场进行的观测。我们表明，联合概率分布函数的纵向（$B_\parallel$）和横向（$B_\perp$）分量的磁场，以及磁压力（$B^2=B^2_\perp+B^2_\parallel$），验证马尔可夫链的必要和充分条件。因此，我们建立了磁场，如通过分辨率为0.15 \arcsec -0.18 \arcsec和$33$ ~秒节奏的IMAX所看到的，可以被认为是无记忆的时间波动量。
2016-06-11 astro-ph.SR
Doppler Events in the Solar Photosphere: The Coincident Superposition of Fast Granular Flows and p-mode Coherence Patches
对太阳光球层的观测表明，存在着空间紧凑、寿命短的大幅度多普勒速度事件。在2009年日出气球首次飞行的成像磁力仪实验（IMAX）数据中，可以在颗粒间下行通道和颗粒上行通道中识别出速度超过平均值4σ的事件。我们表明，这种事件的统计是一致的强对流和p-模相干补丁的随机叠加。这种重合叠加对解释太阳光球层中的声波源有一定的意义，对解释太阳光球层中形成的谱线剖面也可能有重要意义。
2018-12-21 astro-ph.SR
The Quiet-Sun Photosphere and Chromosphere
太阳光球活动区外的整体结构和精细结构在很大程度上是了解的，除了可能的重要作用的湍流近地表发电机在其底部，内部重力波在其顶部，和小尺度涡。经典的一维静态辐射逃逸模型已被更接近现实的三维时变MHD模拟所取代。太阳色球层，相反，仍然不清楚，虽然它在日冕质量和能量负荷的关键作用，使它成为一个主要的研究领域。它的精细结构决定了它的整体结构，因此难以观察和难以建模的小尺度动力学过程是理解的关键。然而，色球观测和色球模拟目前都已趋于成熟，达到了所需的复杂程度。开放领域的功能似乎更大的兴趣比隐藏者看到闭场功能。
2011-10-30 astro-ph.SR
Spectropolarimetric investigations of the magnetization of the quiet Sun chromosphere
本文综述了偏振辐射诊断法的发展和应用的一些最新进展，以推断从近平衡光球到高度非平衡的上色球层的平静太阳大气的平均磁化。特别是，我表明，在一些谱线中观察到的散射偏振的解释表明，虽然光球和上色球层的磁化是非常显着的，较低的色球层似乎是弱磁化。
2010-02-12 astro-ph.SR
Linear Polarization Features in the Quiet-Sun Photosphere: Structure and Dynamics
我们提出了详细的线偏振功能（LPFs）的特点，在安静的太阳光球从高分辨率观测获得的日出/IMaX。我们探索不同的处理数据与各种噪声水平的线性极化信号，从结构和动力学的LPF的研究。探测到的LPF的物理性质也从斯托克斯反演的结果获得。LPF的数量，以及它们的大小和偏振信号，被发现是强烈依赖于噪声水平，和空间分辨率。在我们的研究中，在噪声最小的数据中，具有信噪比$\geq4.5$的线性偏振覆盖了整个区域的约26%（在斯托克斯$I$连续体的单位中具有$1.7\times10^{-4}$的噪声水平），而检测到的（空间分辨的）LPF在任何给定时间覆盖了约10%的区域，发生率为$8\times10^{-3}$ s $^{-1}$ arcsec $^{-2}$。LPF被发现是短暂的（在$30-300$ s的范围内），相对较小的结构（半径为$\approx0.1-1.5$ arcsec），高度倾斜，构成hG领域，并以1.2 km/s的平均水平速度$^{-1}$移动。在上升流和下降流区域观测到的LPF（几乎）相等，强度对比度总是大于平均平静太阳。
2018-07-12 astro-ph.SR
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
2018-12-04 astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
One-dimensional, geometrically stratified semi-empirical models of the quiet-Sun photosphere and lower chromosphere
本文利用考虑MHS与非LTE效应的Stokes反演代码分析CRISP宁静太阳观测，建立随$τ_{\ m c}$和$z$变化的光球至低色球层半经验模型，发现MHS在宁静区影响很小但提升反演一致性。
2024-04-10 astro-ph.SR
The origin and early evolution of a bipolar magnetic region in the solar photosphere
在相对较弱的太阳全球磁场控制下，寻找强的局部磁场双极位形的形成机制是太阳活动物理的一个关键问题。这项研究的目的是区分是否磁场或流体运动在这个过程中发挥了主要的，积极的作用。根据2016年5月20- 25日的SDO/HMI观测，研究了活动区12548的起源和早期发展阶段。全矢量磁场和速度场进行了并行分析。的领导和尾随磁极性被发现增长不对称的幅度，磁通量，以及这些量的时间变化。前极性磁性元件起源于分布式后极性场背景下的紧凑特征，具有已经存在的后极性磁性元件。在两个磁极之间没有检测到强水平磁场的迹象。在这个双极磁区（BMR）的起源之前，它们未来的位置之间没有主要的上升流;相反，上升流和下降流是混合的，有一些下降流的流行。任何迹象表明，一个大规模的水平发散流从该地区的BMR发展是失踪，相反，一个正常的supergranulation和mesogranulation模式被保存。这种早期BMR演化的情景与基于强磁场通量管的上升$Ω$形环的模型的预期强烈矛盾，并且磁场放大和结构化的\emph{in situ}机制应该在这种情况下起作用。
2018-12-24 astro-ph.SR
Transverse component of the magnetic field in the solar photosphere observed by Sunrise
我们提出的第一次观测的光球磁场的横向分量的成像磁仪日出/IMaX。使用自动检测方法，我们获得了4536个具有显著线性偏振信号的特征的统计特性。它们的发生率比以前的研究报告的值大1-2个数量级。我们表明，这些功能没有特征的大小或寿命。它们优先出现在颗粒边界，其中大多数在其演变的某个时候被捕获在下流通道。只有一小部分是完全和不断地嵌入在上升流（16%）或下降流（8%）。
2010-08-09 astro-ph.SR
Determining the Magnetization of the Quiet Sun Photosphere from the Hanle Effect and Surface Dynamo Simulations
安静的太阳光球的大部分被认为是显著磁化的，这是由于在亚分辨率尺度上普遍存在平均强度约<B>为100 G的缠结磁场。这一结论是通过详细的三维（3D）辐射转移模型的Hanle效应在Sr I 4607线，使用微湍流场近似，并假设的概率密度函数的磁场强度的形状是指数。在这里，我们放松这两个近似建模所观察到的散射极化的Hanle效应产生的磁场的三维光球模型产生的（国家的最先进的）磁对流模拟与表面发电机行动。我们发现，在Sr I 4607线中观察到的散射偏振振幅可以解释，只有在增强光球模型的磁场强度后，由一个相当大的比例因子，F=10，这意味着<B>= 130 G在上层光球。我们还认为，为了解释两个Hanle去极化的Sr I 4607线和塞曼信号中观察到的Fe I线，我们需要引入一个高度相关的比例因子，这样，随后<B>= 160 G在低光球和<B>= 130 G在上层光球。
2011-03-29 astro-ph.SR physics.atom-ph
Comparison of plasma dynamics in Coronal Holes and Quiet Sun using flux emergence simulations
通过2.5D MHD磁通浮现模拟比较冕洞与宁静区等离子体动力学，发现冕洞在喷流和下流期间表现出强度降低、速度与磁场强相关等特征，支持太阳风形成与日冕加热的统一机制。
2025-03-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Spectropolarimetric diagnostics of unresolved magnetic fields in the quiet solar photosphere
在日出号太空望远镜发射前几年，一项基于原子和分子谱线中汉勒效应的研究表明，由于普遍存在平均强度为130 G的未分辨磁场，安静的太阳光球层的大部分被显著磁化<B>。有人还指出，这种“隐藏”场在太阳表面对流的粒间区域中一定比在颗粒区域中强得多，有人认为，这种未解决的磁场可能为理解太阳外层大气是如何被供能的提供线索。事实上，随之而来的磁能密度是如此重要，以至于使用对流速度（考虑上升的磁环）或阿尔芬速度（考虑由磁重联产生的阿尔芬波）的典型值1 km/s估计的能通量实际上比平衡色球能量损失所需的要大得多。在这里，我们提出了一个简短的审查，导致这样的结论的研究，重点是一个新的三维辐射转移调查，旨在确定安静的太阳光球的磁化强度从汉勒效应的Sr I 460，7 nm线和塞曼效应的FeI线。
2012-12-13 astro-ph.SR physics.atom-ph
Observing the Roots of Solar Coronal Heating - in the Chromosphere
太阳的日冕比它的5,000 K光球热数百万度。这个加热之谜通常是通过调用在日冕高度的非热能沉积来解决的，这些热能是由对流和光球附近的磁场之间的相互作用产生的。然而，目前还不清楚日冕加热是如何发生的，以及日冕是如何充满热等离子体的。我们表明，在日冕高度的能量沉积不能是日冕加热的唯一来源，揭示了一个显着的日冕物质供应机制，是从下面驱动，在色球层。我们量化了用Hinode和SOHO观察到的谱线的不对称性，并确定了微弱但无处不在的上升流，其速度在广泛的磁场配置和温度从10万到几百万度之间是相似的（50-100 km/s）。这些上升流的时空相关，并有类似的向上的速度，最近发现，冷（10,000 K）色球射流或（II型）针状。我们发现这些向上流动是普遍和普遍的。由质量守恒和观测到的排放措施约束的数量级估计表明，这些针状体提供的质量可以发挥重要作用，在提供电晕与热等离子体。这些事件的性质与日冕环模型不相容，后者只包括日冕高度的纳米耀斑。我们的研究结果表明，一个显着的一部分加热和激励的日冕发生在色球高度，与色球射流。
2009-06-30 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
DKIST unveils the serpentine topology of quiet Sun magnetism in the photosphere
本研究利用DKIST望远镜获得了宁静太阳最高分辨率的全矢量光谱偏振观测，揭示了小尺度磁场的蛇形拓扑结构，并在米粒间通道测得创纪录的2 kG磁场强度。
2023-09-14 astro-ph.SR
Numerical simulations of quiet Sun magnetism: On the contribution from a small-scale dynamo
利用辐射磁流体动力学方法模拟了太阳光球层中混合极性磁场的起源和分布。为此，我们考虑数值模拟，覆盖最高的2-6毫米的太阳对流区，我们探索的尺度范围从2公里到25微米。我们研究如何的强度和分布的磁场在光球和次表层取决于分辨率，域的大小和边界条件。我们发现，在τ=1能级上，50%的磁能来自于小于500 G的磁场，而50%的磁能存在于小于100 km的尺度上。虽然概率分布函数基本上与分辨率无关，但正确描述光谱能量分布需要8 km或更小的网格间距。在τ=1时，光球层中超过1 kG的通量浓度的形成需要大于30-40 G的平均垂直场强。随着磁场变得由更大、更长寿命的流动结构组织，kG通量浓度的填充因子随着总体畴尺寸而增加。在τ=1时，平均垂直场强约为85 G的解决方案需要地下RMS场强以与均分场强相同的速率随深度增加。我们认为这是安静的太阳磁场强度的上限，这意味着大多数对流区的磁化接近均分。我们讨论了这些发现，鉴于最近的高分辨率光谱偏振观测安静的太阳磁性。
2014-05-27 astro-ph.SR
Quantifying Poynting flux in the Quiet Sun Photosphere
本文利用Sunrise/IMaX观测和MURaM模拟研究宁静太阳光球坡印廷通量，比较FLCT与DeepVel速度推断方法，提出新的方位角消歧方法，并结合PDFI_SS电场反演评估其对色球和日冕加热的贡献。
2023-07-05 astro-ph.SR
Vortices, shocks, and heating in the solar photosphere: effect of a magnetic field
目的：研究太阳上层光球非磁区和磁区在流动和热结构上的差异。研究方法：辐射MHD模拟代表一个安静的区域和一个plage区域，分别延伸到周围的温度最低层，进行了分析。结果如下：两个模拟的光球上层的流动结构有很大的不同：非磁性模拟主要是由移动激波阵面的模式，而磁性模拟显示垂直延伸的漩涡与磁通量浓度。这两种结构都会引起大量的局部加热。由此产生的平均温度分布的特点是由一个陡峭的上升以上的温度最低值，由于在非磁性的情况下，由一个平坦的光球温度梯度，主要是由欧姆耗散的磁性运行。结论：平静太阳中的激波和强磁化区域中的涡旋代表了温度最低点周围层中的主要流动结构。它们与提供局部加热的耗散过程密切相关。
2012-03-26 astro-ph.SR
Horizontal or vertical magnetic fields on the quiet Sun: Angular distributions and their height variations
相同的太阳静止磁场的日出SOT/SP数据的不同分析，在过去导致了相互矛盾的答案的问题，是否场矢量的角分布是优先水平或垂直。这些答案是通过以不同的方式将测得的圆偏振和线偏振相结合来导出场倾斜而获得的。这些组合的一个问题是，圆偏振和线偏振以完全不同的方式与场强成比例。在这里，我们避免这些问题，使用一个完全不同的方法，是完全基于基本对称性的横向塞曼效应的观察远离磁盘中心没有任何依赖于圆偏振。在特内里费岛的法国THEMIS望远镜上使用ZIMPOL-2成像偏振计观测时，采用5247-5250双折射线对的双微分技术，可抑制系统误差。这使我们能够以一种与模型和分辨率无关的方式来确定内部网络磁场的角分布如何从优先在下部和中部光球层中垂直变化到优先在上部光球层中水平。
2013-06-15 astro-ph.SR
Statistical investigation of wave propagation in the quiet-Sun using IRIS spectroscopic observations
本研究利用IRIS光谱观测宁静太阳，通过统计多普勒速度时间序列和相位差分析，揭示了不同大气层的振荡周期特征，并提出了磁声波在太阳大气中双向传播的机制。
2024-03-15 astro-ph.SR
Analysis of quiet-sun turbulence on the basis of SDO/HMI and Goode Solar Telescope data
我们分析了视线磁场和磁功率谱的一个未受干扰的光球使用磁图获得的日震和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）和近红外成像光谱仪（NIRIS）在古德太阳望远镜（GST）的大熊太阳天文台。在近红外光谱仪中，观测到了直径为200-400公里、场强为1000-2000 G的细通量管。在10-20 μ m到2.4 μ m的空间尺度范围内，冕洞、宁静太阳和斑区的HMI功率谱都显示出相同的谱指数-1，这意味着在未扰动光球中，同样的磁场产生机制在各处都起作用。最有可能的是当地的动荡发电机。当与HMI光谱相比时，NIRIS光谱的-1.2斜率似乎更多地延伸到短空间范围中，直到0.8-0.9 μ m处的截止，之后其继续具有-2.2的更陡斜率。通过对观测谱和Kolmogorov型谱的比较，我们推断在3.5-0.3 μ m尺度范围内，Kolmogorov湍流级联不能占观测到的总磁能的35%以上，这种能量过剩可以归因于其它的场产生机制，如局部湍流发电机和磁超能。在未受干扰的光球中观察到的扩散率可以减慢柯尔莫哥洛夫级联的速率，导致产生较浅的光谱。
2020-08-14 astro-ph.SR
On the origin of the magnetic energy in the quiet solar chromosphere
磁场的存在对太阳大气层的能量传输至关重要。最近对宁静太阳的地面和空间观测表明，磁场通过局部发电机或小规模通量出现事件在光球高度积累。然而，由于光球层的熵随高度下降，大部分小尺度的磁场可能不会扩展到色球层。在这里，我们提出了一项研究，使用非灰色和非LTE辐射转移和沿磁场的热传导的太阳大气的高分辨率3D辐射MHD模拟，以揭示：1）来自模拟宁静光球的净磁通量不足以维持色球磁场（平均而言），2）在以磁声冲击为主的低色球层中的过程能够将动能转化为磁能，（3）色球层中的磁能随时间线性增加，直到r.m.s.由于从动能的转换，磁场强度在大约4至30 G（水平平均）处饱和，4）并且色球层中形成的磁性特征局限于该区域。
2019-04-10 astro-ph.SR
The importance of horizontal Poynting flux in the solar photosphere
太阳低层大气电磁能通量是描述太阳大气能量平衡的重要工具。目前对太阳大气能流的研究主要集中在通过光球层的垂直电磁通量上，忽略了其他方向的坡印亭通量及其对局部加热的可能贡献。基于一个现实的彩虹模拟一个安静的太阳（冕洞）大气，我们发现，在光球中的总电磁能通量发生主要平行于光球，集中在小区域沿晶间通道。因此，有可能仅基于可以从观测中迅速检索的变量，即小尺度磁性元件的水平速度及其纵向磁通量，来定义该能通量的代理。我们的代理准确地描述了模拟中的实际坡印廷通量分布，电磁能通量达到$10^{10}$ erg\，cm $^{-2}$ \，s $^{-1}$。为了验证我们的研究结果，我们将分析扩展到日出/IMaX数据。首先，我们表明，彩虹逼真地描述光球安静的太阳区域，模拟提出了类似的分布的视线磁通量和水平速度场。其次，我们发现非常相似的水平坡印亭通量代理分布的模拟光球和观测数据。我们的研究结果还表明，水平坡印亭通量的观测是相当大的垂直电磁通量从以前的观测估计。因此，我们的分析证实，在光球的电磁能流主要是水平的，是最强烈的局部地区沿晶间通道。
2022-03-02 astro-ph.SR
Bright points in the quiet Sun as observed in the visible and near-UV by the balloon-borne observatory Sunrise
亮点（BPs）是太阳光球层中小磁性元素的表现。它们的亮度对比度不仅提供了对磁元光球（和色球）热状态的了解，而且在调制太阳总辐照度和光谱辐照度方面也起着重要的作用。在这里，我们报告同步高分辨率成像和光谱偏振观测的BPs使用日出气球载观测数据的安静的太阳在磁盘中心。在214 nm和525 nm之间测量了BP对比度，包括在低于388 nm的波长处的第一次测量。BP峰值亮度的直方图显示出在较短波长处朝向更宽的对比度分布和更高的平均对比度的明显趋势。在214 nm处，我们观察到的峰值亮度高达平均安静太阳值的五倍，这是迄今为止观察到的最高BP对比度。所有的BP都与磁信号有关，尽管在许多情况下它是令人惊讶的微弱。大多数BP仅显示出弱的下行流，平均值为240 m/s，但有些BP显示出强的下行流或上行流，达到几km/s。
2010-09-24 astro-ph.SR
Properties of convective motions in facular regions
本文研究了从光球层到低色球层的光斑区域内太阳颗粒的性质。我们的目的是研究颗粒结构对磁场强度的依赖性。我们使用德国真空塔望远镜获得的观测结果（特内里费岛泰德天文台），使用两种不同的仪器：三重标准具太阳光谱仪（TESOS），在BaII 4554 A线上，测量沿光球的速度和强度变化;与此同时，特内里费岛红外偏振仪（TIP-II），在FeI 1.56 $μ$ m谱线上测量斯托克斯参数和低光球层的磁场强度。结果表明，光斑区颗粒的对流速度随磁场的增大而减小，而晶间通道的对流速度随磁场强度的增大而增大。与平静区类似，中间光球层也发生了对比度和速度符号的反转。反转高度取决于磁场强度，平均比平静区高约100公里。对流速度与强度的相关性在光球底部随磁场的增大而减小，在光球上部随磁场的增大而增大。靠近盘中心观察到的晶间通道的对比度几乎与磁场强度无关。光斑区域的强磁场似乎稳定了对流，并促进了太阳大气上层更有效的能量传递，因为对流元素到达更大的高度。
2012-07-18 astro-ph.SR
The small-scale structure of photospheric convection retrieved by a deconvolution technique applied to Hinode/SP data
太阳颗粒是明亮的图案，周围环绕着太阳光球层中称为粒间通道的黑暗通道，是过度对流的表现。观测研究一般发现较强的颗粒和较弱的颗粒间通道的下行流的上升。然而，这一趋势与数值模拟的结果不一致，在数值模拟中，通过重力加速/减速和压力梯度的联合作用，下行流比上行流强。这种差异的一个原因是由成像仪器中发生的光学失真和光衍射和散射引起的图像退化。我们应用反卷积技术的日出/SP数据，试图恢复原始的太阳场景。我们的研究结果表明，对流上升流和下降流，但特别是后者的显着增强。反褶积后，上升流和下降流在平均几何高度约为50 km处分别达到-3.0 km/s和+3.0 km/s的最大振幅。我们发现反褶积后的速度分布与数值模拟得到的速度分布相匹配。在反卷积之后，在整个FOV上平均的净LOS速度接近于零，正如从质量平衡的粗略意义上所预期的那样。
2017-09-20 astro-ph.SR
Recent Advances in the Exploration of the Small-Scale Structure of the Quiet Solar Atmosphere: Vortex Flows, the Horizontal Magnetic Field, and the Stokes-V Line-Ratio Method
我们回顾了（i）太阳大气中涡旋流的观测和数值模拟以及（ii）平静太阳区域水平磁场的测量。首先，我们讨论了各种表现形式的旋涡流，并强调调解漩涡运动的磁场的太阳表面附近的光球层和色球层的高层的作用。我们重新审视现有的太阳表面磁对流的模拟运行方面的旋涡流，并比较以前获得的结果。其次，我们回顾了与测量太阳宁静区磁场角分布相关的矛盾结果和问题。此外，我们回顾了斯托克斯-V-振幅比方法的线Fe I 630.15和630.25 nm。我们得出的结论是，最近发现的两个不同的人口在散点图中的这个比例不能被解释为“未塌陷”和“塌陷”的领域，但它们源于弱颗粒磁场和弱冠层场位于颗粒之间的边界和粒间空间。基于新的模拟运行，我们重申了先前的研究结果的水平场分量的优势超过垂直的，特别是在上层光球和色球层的底部。
2012-02-17 astro-ph.SR
Turbulent Diffusion in the Photosphere as Derived from Photospheric Bright Point Motion
根据大熊座太阳天文台新太阳望远镜（NST）对太阳颗粒的观测，探讨了太阳宁静区、冕洞和活动区斑中亮点的自行。我们自动检测和跟踪亮点（BP），并推导出它们的均方位移作为时间的函数（从每个BP的出现开始）为所有可用的时间间隔。在所有三种磁场环境中，我们都发现了超扩散机制的存在，这在10-300秒的时间间隔内最为明显。通过光谱指数$γ$（均方位移光谱的斜率）测量的超扩散从谱斑区（$γ=1.48$）到宁静太阳区（$γ=1.53$）再到冕洞（$γ=1.67$）增加。我们还发现，湍流扩散系数的变化与时间和空间尺度成正比。对于最小空间尺度（22 km）和最小时间尺度（10 sec），冕洞和宁静太阳区的$^{2}$ s $^{-1}$分别为22和19 km，而对于斑区，对于最小时间尺度15 sec，$^{2}$ s $^{-1}$约为12 km。我们应用我们的BP跟踪代码的三维MHD模型数据的太阳对流（Stein等。2007），并发现超扩散与$γ=1.45$。得到了湍流扩散系数随尺度和$γ$变化的表达式。
2011-11-18 astro-ph.SR
A High-resolution, Inversion-Based Synoptic Study of Solar Granulation
本研究利用Hinode SOT的高分辨率观测和SIR反演代码，分析了15年间49个数据集中太阳宁静区米粒组织的温度和速度特性，发现其整体性质稳定且无明显周期依赖，但在太阳活动周期下降阶段光球温度梯度略有增加。
2025-05-01 astro-ph.SR
Emergence of small-scale magnetic loops through the quiet solar atmosphere
我们在极小的空间尺度上研究了宁静太阳中磁通量的出现，着重于光球层和色球层之间的磁联系。观测数据包括分光偏振测量和用Hinode卫星和荷兰开放望远镜拍摄的滤光图。我们发现，一个显着的比例存在于互联网络区域的磁通量出现在Ω形回路的形式。出现率为每小时0.02圈/角秒^{-2}，这将为太阳表面带来1.1 x 10^12 Mx s^{-1}角秒^{-2}的新通量。最初，观察到的环是颗粒细胞上方的小块线性极化。不久之后，两个相反极性的足迹在颗粒内部或边缘的圆偏振中变得可见，并开始向相邻的粒间空间移动。足点的方向似乎不遵守黑尔的极性规则。环不断地受到对流运动的冲击，但它们总是保持高度的连贯性。有趣的是，光球层中出现的环有23%到达色球层（69个中有16个）。它们首先在Fe I 630 nm磁图中被检测到，5分钟后在Mg I b 517.3 nm磁图中被检测到。大约8分钟后，其中一些也在Ca II H线核心图像中观察到，其中足点产生小的亮度增强。
2009-05-18 astro-ph.SR
Fermi-LAT Observation of Quiet Solar Emission
费米号上的大面积望远镜（LAT）探测到了来自安静太阳的高能伽马射线，这些伽马射线是宇宙射线核子与太阳表面以及宇宙射线电子与日光层中的太阳光子相互作用产生的。这种观测提供了对太阳大气层和光球层附近极端条件的探测，并使人们能够研究宇宙射线在内日球层的调制。在费米望远镜观测的第一年，太阳的调制最小，对应着最大的宇宙射线通量，因此，最大的伽马射线发射来自太阳。我们讨论了静态太阳辐射的研究，包括光谱分析的两个组成部分，磁盘和逆康普顿，使用第一年的数据的任务和模型，使用费米测量的电子光谱。
2009-12-18 astro-ph.SR
Chromospheric heating due to cancellation of quiet Sun internetwork fields
太阳色球层的加热一直是太阳物理学中最重要的问题之一。我们目前的理解是，小规模互联网（IN）磁场作为一种加热剂发挥了重要作用。事实上，光球层中IN磁性元素的抵消可以在色球层和过渡区产生短暂的增亮。这些明亮的结构可能是能量释放和等离子体加热的标志，可能是由IN场线的磁重联驱动的。虽然单个事件预计不会释放大量的能量，但它们对色球层的全球贡献可能是显着的，因为它们在安静的太阳区域无处不在。在本文中，我们研究取消的IN元素，并分析其对平静的太阳大气的能量学和动力学的影响。我们使用高分辨率，多波长，协调观测获得的接口区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST），以确定取消的IN磁通量补丁，并遵循其演变。我们发现，平均而言，这些事件在光球层中的寿命约为3分钟，在色球层和/或过渡区中的寿命约为12分钟。采用多线反演的Mg II H & K线，我们表明，取消产生清晰的签名加热在高层大气层。然而，在SST所能达到的分辨率和灵敏度下，它们的数密度似乎仍然低一个数量级，无法解释全球色球加热。
2018-02-21 astro-ph.SR
Time series of high resolution photospheric spectra in a quiet region of the Sun. I. Analysis of global and spatial variations of line parameters
利用德国真空塔望远镜（Observatorio del Teide）在平静太阳条件下观测到的50 min时间序列的一维狭缝谱图，研究了不同谱线参数的全球和空间变化。为了确定光球层的垂直结构，我们考虑了两条高度分离的谱线。数据已被过滤的p-模式，以隔离纯对流现象。从我们的研究的全球相关系数和相干性和相移分析之间的几个线参数，可以报告以下结果。对流速度模式保留了大于1.0”的结构，直到光球的最高层（~ 435 km）。然而，在这些层中，在强度图案中，只有大于2.0”的结构仍然与连续水平的结构连接，尽管显示出反转的亮度对比度。这证实了我们在~140公里高度发现的逆温现象。通过相移分析，给出了对流运动中存在重力波的可能证据。我们解释的行为的半高全宽和等效宽度作为一个函数的距离的颗粒边界，作为增强的湍流和/或强烈的速度梯度在颗粒间车道的结果。
2012-05-08 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics of the Weakly Ionized Solar Photosphere
我们调查的重要性，双极扩散和霍尔电流高分辨率全面（“现实”）光球模拟。为此，我们扩展了辐射磁流体动力学代码\emph{MURaM}使用广义欧姆定律的假设下，当地的热力学平衡。我们目前的测试案例比较分析的解决方案与数值模拟验证的代码。此外，我们进行了一些数值实验，以调查这些中性离子在光球效应的影响。我们发现，在目前使用的空间分辨率（5-20公里每个网格点），霍尔电流和双极扩散开始变得显着-100米/秒的太阳黑子光桥的流量，和几个百分点的变化，在热力学结构的安静太阳磁功能。随着模拟解决了较小规模的变化，预计影响的程度将迅速增加。
2012-02-09 astro-ph.SR
Photospheric downward plasma motions in the quiet-Sun
我们分析分光偏振数据采取与日之出航天器在安静的太阳区域在磁盘中心。扭曲的红移斯托克斯$V$配置文件被发现显示出的特性的演变，总是遵循相同的相位序列。我们研究了这些事件的统计特性，使用分光偏振数据从Hinode/SP。我们还研究了上层光球和低色球层使用Mg i b2和Ca ii h数据从Hinode。最后，我们应用SIRGAUSS反演码的偏振数据，以推断大气层结的物理参数。我们还得到了这些物理参数考虑到动力学项的运动方程。Stokes V剖面显示了一个以四个不同时间步长演变的凹凸，整个过程持续108秒。斯托克斯I显示出强烈弯曲的红色翼，连续信号在晶间通道内显示出亮点。这个亮点与Mg i b2线的强红移和Ca ii h图像中的明亮特征相关。从斯托克斯轮廓反演得到的模型比平均安静的太阳模型更热，垂直磁场配置和场强在KG值的范围内。它还提出了一个高斯扰动的LOS速度分层，其中心随着时间的推移，移动到更深的层。我们研究了一种特殊类型的事件，它可以被描述为热等离子体的等离子体团，它从光球的顶部向下移动，放置在颗粒间的通道上，并且总是与强磁场浓度有关。我们认为，这种等离子体团的起源可能是一个磁重联，是发生在色球层。
2014-05-07 astro-ph.SR
The quiet solar atmosphere observed and simulated in NaD1
太阳光谱中的NaD 1线有时被认为是太阳色球层。我们研究了它在quiet-Sun网络和互联网络中的形成。我们首先提出了高分辨率的轮廓分辨图像在这条线与成像光谱仪IBIS在邓恩太阳望远镜，并比较这些同时在Ca 8542和Ha采取的色球图像。然后，我们进行三维NLTE配置文件合成的快照从三维辐射磁流体动力学模拟模型NaD 1的形成。我们发现，大多数NaD 1亮度不是色球，但样品的磁浓度，使安静的太阳网络在光球，远低于高度，他们合并成色球冠层，从3D共振散射的光环。线芯是敏感的磁声冲击和附近的磁浓度，冲击发生在更深的地方比其他地方，并可能提供证据的加热深入磁浓度内。
2009-12-11 astro-ph.SR
Dynamics of multi-cored magnetic structures in the quiet Sun
我们报告的动力学相互作用的安静的太阳磁场和颗粒对流的太阳光球所看到的\textsc{Sunrise}。我们使用高空间分辨率（0 \farcs 15- 0 \farcs 18）和时间节奏（33 s）分光偏振成像磁仪实验数据，以及来自\textsc{Sunrise}滤波成像仪的同时CN和Ca、\textsc{ii}、H滤波图。我们将SIR反演码应用于偏振测量数据，以推断光球层中的视线速度和矢量磁场。该分析揭示了在整个23分钟的数据集期间作为单个实体演变的单个通量管束。这一组在光球层的上层有一个共同的天篷，而单个的管不断地增强，分裂和合并，就像测光观测中的亮点链所报告的那样。管芯的演变是由局部颗粒对流驱动的。当它们被周围的颗粒“压缩”时，它们会增强;当它们被两个移动的颗粒“挤压”时，它们会分裂。所产生的碎片通常在颗粒流的作用下在颗粒间通道中重新组合。磁通量的不断增强、破碎和合并导致了全球实体的磁场振荡。从观测结果中我们得出结论，磁场振荡首先报告的\citet{2011ApJ...730L..37M}对应于强迫颗粒运动，而不是特征振荡模式的薄通量管。
2015-08-27 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 astro-ph.SR
Solar surface and atmospheric dynamics: The Photosphere
本文综述了宁静太阳的磁性的各个方面。的建议，一个小规模的发电机在颗粒尺度上产生我们所说的安静的太阳场进行了一些详细的研究。尽管发电机的作用已经在数值上得到了证明，但有人认为，目前的模拟仍然远远没有达到太阳上可能存在的复杂性。我们的这种说法的基础上，没有那么多的低磁雷诺数在模拟中使用，但最重要的是，在他们所采用的动力学雷诺数的小。有人认为，在太阳表面的低磁普朗特数可能会造成意想不到的问题，所观察到的互联网领域的识别与发电机行动在颗粒尺度。在更大（和更深）的尺度上，某种形式的湍流发电机是有利的。Hinode观测到的网络间磁场与Hanle测量推断出的磁场之间的比较正朝着类似的描述收敛。它们都被描述为随机取向的，在几百高斯范围内的大部分横向场。这些相似之处使人们更自然地认为它们是一样的。然而，由于观察到的互联网领域的空间分布中的磁通量的大空隙，有人认为，他们是不太可能产生的发电机行动中的晶间巷道。它的结论是，如果发电机是在颗粒尺度上，最终产品可能还没有观察到在目前的空间分辨率和灵敏度与塞曼效应。
2013-01-29 astro-ph.SR
Estimating the contribution of Alfvén waves to the process of heating the quiet solar corona
为了研究脉冲产生的线性和非线性Alfvén波对孤立的日弧和日冕漏斗的影响，我们数值求解了二维理想MHD方程和外部引力场。我们分析了光球和日冕之间的界面区域。主要的兴趣是研究阿尔文波触发能量通量向安静的日冕转移并加热它的可能性，包括可能发生两个连续波的情况。我们发现，在拱廊的情况下，短或大，阿尔文波的转移通量是足够的加热安静的日冕只有在一个小的时间间隔和在一定的区域。在漏斗的情况下，只有当波的速度超过10 km/s时才能达到阈值，这是非常高的。我们从分析中得出结论，即使在有两个连续阿尔芬波脉冲的乐观情况下，阿尔芬波也不能传输足够的能量来加热安静的日冕。
2015-05-06 astro-ph.SR
Temperature gradient in the solar photosphere. Test of a new spectroscopic method and study of its feasibility for ground-based telescopes
上下文目前尚不清楚安静太阳区域对太阳辐照度变化的贡献。宁静太阳物理结构的一些太阳周期变化，如温度梯度，可能会影响辐照度。沿活动周期对这一量进行天气学测量将提高我们对长期辐照度变化的理解。目的。我们打算测试以前介绍的一种方法，用于从高分辨率光谱观测测量光球温度梯度，并研究其可行性与地面仪器，有和没有自适应光学。方法.我们使用的合成配置文件的FeI 630.15 nm的光球颗粒和线辐射转移计算在当地的热平衡条件下，从现实的三维流体动力学模拟。在不同水平的线合成颗粒图像得到卷积与仪器点扩散函数（PSF）在各种条件下的大气湍流，有和没有校正的自适应光学（AO）系统。PSF是用PAOLA软件获得的，AO性能是受Daniel K上运行的系统的启发。Inouye太阳望远镜。结果我们考虑两种不同的条件下的大气湍流，与7厘米和5厘米的Fried参数，分别。我们表明，退化的图像会导致温度梯度测量的偏差和精度损失，而AO系统的校正使我们能够大大提高测量质量。结论.在装有AO校正系统的地面太阳望远镜上实施这种方法，可以对太阳光球层温度梯度进行长期的天气观测。
2018-09-04 astro-ph.SR
Solar Magnetic Tracking. IV. The Death of Magnetic Features
从宁静太阳光球层中移除磁通量对于维持光球层中磁场的统计稳定状态、确定太阳的磁通量收支以及估算注入太阳上层大气的能量速率都是重要的。磁性特征死亡是可检测通量移除的可测量代理。我们使用SWAMIS特征跟踪代码来了解近20000个检测到的磁性特征是如何在一个安静的太阳区域的一个小时长的Hinode/SOT/NFI磁图序列中死亡的。在从光球中去除可见磁通量的特征死亡中，绝大多数是通过一个过程来实现的，该过程只是分散了先前检测到的磁通量，因此它太小太弱而无法被检测到。这些分散的合奏平均的行为是不符合一个简单的平面扩散模型，这表明分散是由不断变化的光球速度场的约束。我们介绍的部分寿命的磁性功能的概念，并表明，部分寿命由于取消的磁通量，22小时，是3倍慢于以前的测量的通量周转时间。这表明，先前基于特征的通量替换时间的估计可能太短，与此数量随着分辨率和仪器的改进而减少的趋势相反。这表明，在平静的太阳中，磁通量向更小尺度的扩散对于磁场的替换比观测到的双极抵消更重要。我们的结论是，在空间尺度上的过程小于那些可见的日出占主导地位的磁通量出现和取消的过程，因此也线程的光球的磁通量的数量。
2013-07-15 astro-ph.SR
Centre-to-limb properties of small, photospheric quiet Sun jets
用搭载在日出平流层球载望远镜上的IMaX仪器在平静的太阳中探测到了强多普勒频移斯托克斯$V$剖面。为了产生这样的信号，需要高速度，因此这些事件被解释为射流，尽管其他来源也是可能的。我们的目标是描述这些事件的主要属性（发生率，寿命，大小和速度）的变化与它们在太阳盘中心和太阳边缘之间的太阳盘上的位置。这些事件已在日出/IMaX数据中根据相同的客观标准在太阳盘面上所有可用位置确定。使用标准技术测定它们的性质。我们的研究对这一现象产生了一些新的见解。最重要的是，这些事件的数量密度是独立的日心角，即研究的超音速流几乎各向同性分布。大小和寿命也几乎独立于日心角，而它们的强度对比度向太阳边缘增加。Stokes $V$射流与从Stokes $I$推导出的上升流速度有关，该上升流速度朝向肢体更强。它们的强度随时间而减小，而它们的视线（LOS）速度没有显示出明确的时间演变。它们与线性偏振信号的关联朝向肢体减小。事件的密度似乎与日心角无关，这表明它们的方向几乎是随机的。如果这些事件是由新兴的磁通量和环境场之间的磁重联触发的喷流，那么我们的结果表明，重联过程没有优选的几何形状。
2014-12-04 astro-ph.SR
The Plasma $β$ in quiet Sun Regions: Multi-Instrument View
本研究联合多台天基与地基观测设备，结合模型测定了宁静太阳区域从光球到日冕不同高度的等离子体$β$，验证了其分布规律，为研究日冕底部等离子体动力学提供基础。
2024-01-31 astro-ph.SR
