Towards a Robust Estimate of the Solar Photospheric Poynting Flux and Helicity Flux
Institute for Astronomy, University of Hawai ‘ i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文研究所）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理科学部）；The Catholic University of America（美国天主教大学）
本文研究了三种方法在NOAA 12673区域的性能差异，发现累积能量和螺旋度存在显著差异，指出Doppler速度对波利尼格flux和螺旋度flux有重要贡献。
2026-04-17 astro-ph.SR
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。
2016-11-02 astro-ph.SR
First observational application of a connectivity--based helicity flux density
测量日冕中的磁螺旋度分布有助于理解太阳爆发事件的触发，因为磁螺旋度被认为在太阳活动中起着关键作用，因为它的守恒性质。最近发展了一种计算螺旋度通量光球分布的新方法。该方法考虑了磁场的连通性，而以前的方法仅基于光球特征。这种新的方法映射的磁螺旋度在活动区的真实注入。我们首次将这种方法应用于观测到的活动区域NOAA 11158，该区域是强烈耀斑活动的来源。我们使用SDO/HMI仪器的高分辨率矢量磁图来计算光球通量输运速度，并进行非线性无力磁场外推。我们确定和比较的磁螺旋度通量分布，使用一个纯粹的光球，以及基于连通性的方法。虽然新的基于连通性的方法证实了NOAA 11158中螺旋度通量的混合模式，但它也揭示了螺旋度注入的不同且更正确的分布。这种分布对于解释活动区喷发的可能性很重要。基于连通性的方法是一种计算磁螺旋度通量的稳健方法，可用于研究磁螺旋度与观测活动区喷发率之间的联系。
2013-07-10 astro-ph.SR
First Synoptic Maps of Photospheric Vector Magnetic Field from SOLIS/VSM: Non-Radial Magnetic Fields and Hemispheric Pattern of Helicity
利用太阳光学长期巡天观测系统（SOLIS）上的矢量磁谱仪（VSM）逐日全圆盘矢量磁图，合成了第一批光球矢量磁场卡林顿图。我们描述了这些地图，并进行了比较观测到的径向场与径向场估计从LOS磁图。此外，我们采用这些地图来研究目前的螺旋度密度，HC，在太阳活动周期24的上升阶段的半球图案。连续23个太阳自转的经向平均值显示了半球螺旋度规则的明显特征，即Hc主要在北方为负，在南方为正。虽然我们的数据包括第24周的早期阶段，似乎没有证据表明在周期开始时，一些发电机模型预测的半球螺旋度规则可能（系统）逆转。此外，我们分别计算了弱（100<|B_r| <500 G）和强（|B_r| >1000 G）径向磁场下活动区纬度（-30 deg \le θ \le 30 deg）的半球图案。我们发现，虽然强场的当前螺旋度遵循众所周知的半球规则（即，θ。Hc < 0），弱场的H_c表现为逆半球行为（即，θ。HC > 0），尽管具有大的统计分散。我们讨论了两种可能的情况来解释相反的半球趋势的螺旋度在弱和强场区。
2013-05-14 astro-ph.SR
Productivity of Solar Flares and Magnetic Helicity Injection in Active Regions
本研究的主要目的是更好地了解活动区的磁螺旋度注入与太阳耀斑的发生和强度之间的关系。因此，我们调查磁螺旋度注入率和无符号磁通量，作为参考。使用$SOHO$ /MDI磁图总共分析了378个活动区域。24小时平均螺旋度注入率和无符号磁通量与耀斑指数和耀斑产生概率在接下来的24小时测量进行了比较。此外，我们还研究了19次M5.0以上耀斑发生前后几天内螺旋度的变化，这些耀斑发生在选定的强耀斑活动区。研究结果表明：（1）对于91个无符号磁通量在3 ~ 5 $\times$ × 10 $^{22}$ Mx范围内的大活动区，耀斑活动区和非耀斑活动区的磁螺度注入率相差2倍;（2）作为螺旋度注入函数的$GOES$ C型耀斑产生概率在耀斑产生活动区和耀斑平静区之间显示出一个尖锐的分界线;（3）19次大耀斑前的螺旋度注入历史表现出一个共同的特征：（3-45）$ \times$ 10 $^{42}$ Mx $^2$在0.5 - 2天的螺旋度单调增加阶段中有显著的螺旋度积累。我们的研究结果支持了螺旋度注入在耀斑中的重要性，但单独使用它来进行耀斑预报是无效的。有必要找到一种方法来更好地表征螺旋度注入的时间历史以及其在活动区域内的空间分布。
2010-06-22 astro-ph.SR
Evolution of helicity in NOAA 10923 over three consecutive solar rotations
我们研究了太阳活动区中磁螺旋度和手征度在三个连续自转周期中的演化。该区域首次出现时被命名为NOAA 10923，在随后的旋转中，它被编号为NOAA 10930，10935和10941。我们比较了这些地区的手征在光球，色球和日冕的高度。光球高度和色球高度的观测分别来自Udaipur太阳天文台的太阳矢量磁仪（SVM）和H_alpha成像望远镜。我们讨论了这些区域内太阳黑子和相关的H_α细丝的手征性。我们发现，超半影丝的扭曲性在光球横场矢量中也保持不变。我们还比较了在光球和色球高度的手征与相关的日冕环的手征，从日心X射线望远镜观察。
2009-04-26 astro-ph.SR
Detailed analysis of dynamic evolution of three Active Regions before flare and CME occurrence at the photospheric level
我们提出了加权水平磁梯度（在Korsos等人，ApJ，802，L21，2015）方法和磁螺旋度工具（Berger & Field，JFM，147，133，1984）用于三个活动区域（AR），即NOAA AR 11261，AR 11283和AR 11429。所有三个活动区都产生了一系列耀斑和日冕物质抛射。我们跟踪了耀斑和CME发生前WG_M分量和磁螺旋度的演化。我们发现在耀斑和CME爆发前，WG_M的加权距离分量和螺旋度通量的剪切分量有一个独特的、相互共享的行为，称为U型模式。这种共同的模式与递减-后退阶段有关，但据报道，这只是太阳耀斑爆发前的一个必要特征，但现在在剪切螺旋度参数的演变中同时发现。结果表明：（1）光球磁场的剪切运动可能是太阳爆发的一个重要驱动因素，而剪切螺旋度的下降-接近模式可能是改进太阳爆发预报的另一个前兆指标。
2018-01-01 astro-ph.SR
Probing the effect of cadence on the estimates of photospheric energy and helicity injections in eruptive active region NOAA AR 11158
在这项工作中，我们研究了如何输入数据的节奏影响光球能量和螺旋度注入估计爆发NOAA活动区11158。我们从\emph{Solar Dynamics Observatory}（SDO）航天器上的\emph{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）仪器上采集了新颖的2.25分钟矢量磁图和多普勒数据，以创建2.25分钟至24小时可变节奏的输入数据集。我们采用国家的最先进的数据处理，速度和电场反演方法，从这些数据集的能量和螺旋度注入的估计。我们发现，通过使用法拉第定律再现所观察到的磁场演化的电场反演方法对于可变节奏更稳定：PDFI（PTD-Doppler-FLCT-Ideal）电场反演方法对2.25分钟到2小时的节奏产生一致的注入估计，这意味着作用于2小时以下时间尺度的光球过程对注入贡献很小，或者它们低于输入数据和PDFI方法的灵敏度。另一方面，从DAVE 4VM（矢量磁图的差分仿射速度估计）的输出导出的电场估计值（不完全满足法拉第定律）在2.25分钟至2小时的节奏范围内产生能量和螺旋度注入估计值的显著变化。我们还提出了第三种新的基于DAVE 4VM的电场估计，它纠正了原始DAVE 4VM估计的不良感应性。该方法对节奏的变化不太敏感，但对于所考虑的最低节奏（$\geq$ 2小时）仍然面临显著问题。我们发现几个潜在的问题，在PDFI和DAVE 4VM为基础…
2019-06-30 astro-ph.SR
On the injection of helicity by shearing motion of fluxes in relation to Flares and CMEs
利用太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪的视线磁场观测资料，对NOAA 11158和11166两个活动区的光球剪切运动对螺旋度注入进行了研究。利用差分仿射速度估计（DAVE）技术，得到了活动区的水平速度。在这两个活动区中，观测到沿磁极反转线的最大速度在0.6- 0.9km/s范围内的持续强剪切运动和黑子外围区向外的流动。在NOAA 11158和11166的6天演化期间注入的螺旋度分别估计为$14.16\times10^{42}$ Mx $^2$和$9.5\times10^{42}$ Mx $^2$。通过将磁图之间的时间间隔从12分钟增加到36分钟，估计的注入率降低了13%，通过将DAVE窗口大小从$21\times18$减小到$9\times6$像素$^2$，估计的注入率增加了9%，导致累积螺旋度的变化为10%。在这两个AR中，耀斑倾向区（R2）的螺旋度通量分布不均匀，混合的两个符号的螺旋度和CME倾向区的螺旋度通量分布几乎均匀的单符号为主。在某些耀斑/CME期间，由于负螺旋度注入到正螺旋度通量的主导区域，螺旋度注入的时间剖面表现出脉冲变化。定量分析表明，在AR 11158中，螺旋度通量与CME而不是耀斑存在轻微的显著关联，而对于AR 11166，我们发现螺旋度通量与耀斑而不是CME存在轻微的显著关联，这为螺旋度注入在事件局部位置的作用提供了证据。
2012-10-15 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity: Evidence for Active Regions without Coronal Mass Ejections
磁螺旋度（MH）是磁场的扭曲和剪切的量度。MH通过光球足点运动注入活动区日冕，产生扭曲和剪切磁场。从螺旋度的守恒性质出发，证明了一个已经扭曲的磁绳（FR）不可避免地会随着MH的持续注入而爆发，以消除多余的日冕螺旋度。因此，理解光球螺旋度通量传输的性质和演化对于揭示耀斑/CME活动的强度至关重要。利用\textit{Helioseismic Magnetic Imager}的时间序列矢量磁图，我们研究了MH注入新兴AR 12257的演变。在这一AR的光球通量运动注入正螺旋度在前2.5天，随后负螺旋度。这种相反螺旋度的连续注入与平均无力扭转参数（$α_{av}$）的符号、磁舌的取向一致。此外，外推的AR磁结构表现出全球剪切没有扭曲的FR在AR的核心的转变。没有CME从这个AR发射，但C级耀斑活动主要是在演化期的后半段观察到的。具有MH注入符号反转的AR不利于具有过量日冕螺旋度的扭曲FR的形成，因此对于容易地识别无CME的AR是重要的。在这些AR的一个可能的情况是，当一个符号的螺旋度通量被相反的符号所取代，不同的连接与相反的剪切磁场经历重联在不同的尺度引起间歇性耀斑和增强的日冕加热。
2021-08-17 astro-ph.SR
Threshold of non-potential magnetic helicity ratios at the onset of solar eruptions
相对磁螺旋度是一个常用来描述非孤立磁场（如太阳活动区的磁场）纠缠程度的量，本文的目的是研究不同类型的光球边界流如何在日冕中积累相对磁螺旋度，以及磁螺旋度相关的量是否以及如何识别爆发的开始。我们使用一系列的三维，参数磁流体动力学模拟的形成和喷发的磁通量绳。所有的模拟都是在相同的网格上进行的，使用相同的参数，但是它们的特征在于不同的驱动光球流，即，剪切、会聚、拉伸、外围和中心扩散流。对于每一个模拟，喷发的开始时刻是仔细确定使用一系列的松弛运行。我们发现，当在边界处施加剪切流时，磁能和总相对螺旋度大部分被注入，而与日冕电流相关的磁能和螺旋度增加，而与光球流的类型无关。我们还发现，在爆发的开始，非潜在的磁螺旋度和总的相对磁螺旋度之间的比率具有相同的值为所有的模拟，这表明存在一个阈值在这个数量。对于其他量，例如与磁能相关的量，没有观察到这样的阈值。
2018-07-10 astro-ph.SR
Differences in periodic magnetic helicity injection behaviour between flaring and non-flaring Active Regions: Case Study
磁螺旋度的演化与太阳爆发有着密切的关系，并且作为一种预测性的诊断是很有意义的。在这种情况下，我们分析的情况下，三个耀斑和三个非耀斑活动区（AR）使用SHARP（空间天气日震磁成像仪活动区补丁）矢量磁场数据的归一化出现，剪切和总磁螺旋度分量的演变。的三个磁螺旋度分量的演变进行了分析与小波变换，揭示显着的共同周期的标准化出现，剪切和总的螺旋度通量耀斑前在耀斑的AR。三种非扩口式反辐射装置没有显示出这种共同的周期性行为。这一案例研究表明，磁螺旋度分量的功率谱中存在显着的周期性可以作为一个有价值的耀斑的前兆。
2020-06-13 astro-ph.SR
Nature of helicity injection in non-erupting solar active regions
利用\textit{Solar Dynamics Observatory}的时间序列矢量磁场和日冕观测资料，报道了四个新兴活动区（AR）的磁场演化和日冕活动的观测结果。在太阳活动周期24的半球中，AR的主导极性与大多数AR相同。出露后，磁极彼此分离，但没有建立剪切极性反转线。在所有四个AR中，磁场由足点运动驱动，使得在演化的前半部分中的螺旋度注入（$dH/dt$）的符号在观测时间的后半部分中改变为相反的符号。相反螺旋度的连续注入也与平均无力扭转参数（$α_{av}$）的符号一致。此外，在94 π ~和GOES X射线通量的AR的EUV光变曲线揭示了C级以下的耀斑活动。重要的是，白光冠状动脉成像与AIA 94年的AR图像相结合，描述了研究的AR不存在相关的CME。根据最近的报道，这些观测结果表明，具有相反符号磁螺旋度连续注入的AR不利于具有过量日冕螺旋度的扭曲磁绳的形成，因此无法发射CME。这项研究提供了在AR的螺旋度通量演化的特点，参考磁螺旋度的保守性和更多的这样的研究将有助于量化的喷发能力的一个给定的AR。
2022-08-05 astro-ph.SR
Changes of Magnetic Energy and Helicity in Solar Active Regions from Major Flares
磁自由能为太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）提供动力，磁螺旋度的积累可能在随后爆发的不稳定结构的发展中发挥作用。为了更好地理解能量和螺旋度在大型耀斑和爆发中的作用，我们描述了2010年至2017年与21个X级耀斑相关的磁能和螺旋度的演变。我们的样本包括封闭和喷发事件，每类分别有6和15个。使用HMI矢量磁场观测从几个小时前到几个小时后，我们使用（a）差分仿射速度估计矢量磁图（DAVE 4VM）来确定光球的能量和螺旋度通量，和（b）非线性无力场（NLFFF）外推估计源区域场的能量和螺旋度的日冕含量。利用叠加历元分析（SPE），我们发现：（1）爆发后几小时内，磁能和螺旋度、光球通量和日冕物质含量均呈下降趋势，而封闭事件的相对螺旋度变化不明显;（2）爆发事件中光球场的扭曲度显著增加，在约束事件中扭曲不确定性太大而不能约束扭曲变化（以及在受限事件中较低的整体扭曲）;（3）在较长的时间尺度上（事件时间+12小时），自由磁能和螺旋度含量补充到接近事件前水平的喷发事件。对于爆发事件，磁螺旋度和日冕模型中的自由能在耀斑后明显降低，降低的量与每个区域的耀斑前含量成正比。
2022-11-18 astro-ph.SR
The Occurrence and Speed of CMEs Related to Two Characteristic Evolution Patterns of Helicity Injection in Their Solar Source Regions
利用SOHO/MDI观测磁图，计算了28个太阳活动区（共产生47次CME）的磁螺旋度注入的长期（几天）变化，探讨了磁螺旋度注入与CME发生和速度的关系。结果表明，根据47个CME发生前0.5-4.5天内，其源活动区螺旋度注入的两种特征演化模式，可将其分为两类：（1）单螺旋度单调递增模式（2）螺旋度显著注入后符号反转的模式（B组，5个活动区17个CME）。我们还发现，CME速度与平均螺旋度注入率的线性相关系数分别为0.85和0.63，为A组和B组。此外，这两个CME群体表现出以下不同的特征：（1）B组的平均CME速度（2）A组CME多为单次事件，而B组CME多为连续事件;（3）与日冕物质抛射有关的B组耀斑比A组耀斑能量大、脉冲性强。因此，我们的研究结果表明，这两个CME集团有不同的源活动区的CME前的条件和不同的CME特征。
2012-03-08 astro-ph.SR
Optimization of Photospheric Electric Field Estimates for Accurate Retrieval of Total Magnetic Energy Injection
对光球磁场、电场和等离子体速度场的估计对于研究太阳大气的动态至关重要，例如通过坡印亭和相对螺旋度通量的导数量，以及通过利用这些场获得数据驱动的日冕模拟的下边界条件。在本文中，我们研究的数据处理和电场反演方法，只需要高分辨率和高节奏的视线或矢量磁图的性能-我们从太阳动力学天文台（SDO）的日震和磁成像仪（HMI）获得。该方法不需要任何光球速度估计，缺乏速度信息的补偿使用特设的假设。我们表明，这些假设的自由参数可以进行优化，以重现总的磁场能量注入通过光球在NOAA AR 11158的时间演变，相比，最近的估计，这个活跃的地区。然而，我们发现，相对磁螺旋度注入再现差达到最好的适度低估。我们还讨论了一些数据处理的细节上的结果，包括噪声占主导地位的像素的掩蔽和活动区域的跟踪方法，这两个都没有得到太多的关注，在文献中迄今为止的效果。在大多数情况下，这些细节的影响是小的，但当考虑优化的自由参数的特设假设的噪声掩模的一致使用是必需的。本文中发现的结果意味着，数据处理和电场反演方法，只使用光球磁场信息提供了一个灵活和直接的方式来获得光球磁场和电场估计适合于实际应用，如日冕建模研究。
2017-12-15 astro-ph.SR
Injection of magnetic helicity in solar cycle 24 and early phase of cycle 25
本文利用HMI/SDO综合磁图计算第24、25太阳活动周早期的磁螺旋度注入，指出其主要源于活动区先导极性强磁场，并揭示经向环流与对流区扭转的作用。
2025-07-25 astro-ph.SR
Time Evolution of Coronal Magnetic Helicity in the Flaring Active Region NOAA 10930
为了研究2006年12月13日X3.4耀斑的三维磁场拓扑结构及其长期演化，我们研究了12月8-14日期间耀斑活动区NOAA 10930的日冕相对磁螺旋度。基于Wiegelmann加权优化方法重建的三维非线性无力磁场计算了日冕螺旋度，并与通过AR光球表面注入的螺旋度进行了比较。螺旋度注入是根据Pestrian等人使用太阳和日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪磁图提出的磁螺旋度通量密度确定的。这项研究的主要结果如下。(1)日冕螺旋度的时间分布与通过地面注入的螺旋度积累的时间分布有很好的相关性。(2)在X3.4耀斑之前，AR的日冕螺旋度估计为-4.3 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$。(3)在这次耀斑之前，日冕中的负螺旋度（-3.2 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$）在约1.5天的时间内大幅增加，而且在通道结构发展期间，通过耀斑磁极反转线周围的光球表面注入了明显的正螺旋度。我们推测，X3.4耀斑的发生与正螺旋度注入到一个现有的负螺旋度系统有关。
2010-08-18 astro-ph.SR
Very fast helicity injection leading to critically stable state and large eruptive activity in solar active region NOAA 12673
利用太阳动力学观测站的光球磁场和日冕观测资料，研究了12673活动区日冕非位磁结构的形成和爆发。由跟踪的矢量磁图得到的速度场表明，磁通区围绕极性反转线（PIL）的持续剪切和会聚运动。一个主要的螺旋度注入发生在快速通量出现与非常快的通量出现阶段一致。虽然这个螺旋度通量在9月4日之前建立了S形，但在后来的演变中，持续的剪切和会聚运动所产生的螺旋度注入有助于S形的维持和其核心场的扭曲，这是超过扭曲临界值后爆发的通量绳的表现。此外，剪切PIL段的总长度与非中和电流相关，并根据磁通绳模型在两个极性区域中保持较高的值作为AR喷发能力的标志。模拟的磁场定性地再现了S形结构，其捕获了主要特征，如作为磁通绳的扭曲芯磁通，以及在PIL中间连接的钩形部分。对准分界线层的研究表明，围绕磁绳的剪切拱圈在9月4日至6日期间处于临界稳定状态，其冕高增加了一倍。虽然证明了快速注入的螺旋度每单位通量作为严重的空间天气事件的关键因素，这项研究解释了形成的通量绳和经常性的爆发性质的AR的临界稳定状态的剪切拱廊早在9月6日。
2019-01-27 astro-ph.SR
Filament Channel Formation Via Magnetic Helicity Condensation
太阳大气的一个主要的无法解释的特征是磁剪切的积累，在灯丝通道的形式，在光球极性反转线（PIL）。除了自由能，这个剪切也代表了磁螺旋度，它在重联下是守恒的。在本文中，我们解决的问题，细丝通道的形成，并显示他们如何获得他们的剪切和磁螺旋。使用自适应精化磁流体动力学求解器（ARMS）的三维模拟的结果，支持由\citet{Antiochos13}开发的磁螺旋度凝聚的细丝通道形成的模型。本文研究了一个以PIL为边界的含有冕洞（CH）的准势流系统的超颗粒扭曲。由小尺度光球运动注入的磁螺旋度被证明是逆级联的，直到定义闭合通量系统的最大允许尺度：PIL和CH。该过程产生剪切和平滑的场线，并在相反的意义上剪切在PIL和CH。累积螺旋度和剪切通量被证明是在良好的定量协议与螺旋度冷凝模型。我们提出了一个详细的模拟分析，包括我们的分析和数值结果的比较，并讨论其影响的意见。
2014-11-19 astro-ph.SR
Magnetic and Velocity Field Topology in Active Regions of Descending Phase of the Solar Cycle 23
我们分析的拓扑结构的光球磁场和次光球流的几个活动区（AR），在太阳活动周期23的峰值下降阶段观察。我们的分析表明，在所有的拓扑参数，如磁，电流和动力学螺旋度，和“卷曲发散”的半球偏好的明确证据。结果表明，北（南）半球有68%（67%）的AR具有负（正）磁螺旋度。68%（68%）的AR在电流螺旋度上发现了相同的半球偏好符号。半球的偏好被发现存在统计上的所有时间，除了在一些AR的观察在高峰期和结束阶段的太阳活动周期。这意味着磁场主要是左（右）螺旋的尺度小于北（南）半球的个别AR。我们发现，磁场和电流螺旋度参数显示向赤道传播类似于太阳黑子周期。动力学螺旋度与磁场和海流螺旋度参数的半球变化趋势相似。在北（南）半球2.4 μ m深度处，有65%（56%）的AR具有负（正）动力螺旋度和辐散旋度。动力螺旋度的半球分布在较大深度处变得更加明显，例如，69%（67%）.动力螺旋度的半球趋势与海流螺旋度的半球趋势相似，支持平均场发电机模型.我们还发现，半球分布的所有参数增加AR的场强。光球磁场和近地表亚光球流场的拓扑结构没有显示出良好的关联，但它们之间的相关性随着深度的增加而增强，这可能表明在AR的更深层有更多的对齐流。
2020-06-24 astro-ph.SR
On Asymmetry of Magnetic Helicity in Emerging Active Regions: High Resolution Observations
我们采用DAVE（差分仿射速度估计器，Schuck 2005; 2006）跟踪技术的MDI/1米的高空间分辨率的视线磁图的时间序列，测量光球流速度的三个新出现的双极活动区。我们分别计算了前极性和后极性的磁螺旋度注入率，以证实或反驳Tian & Alexander（2009）使用MDI/96 m低空间分辨率磁图发现的磁螺旋度不对称性。我们的研究结果表明，磁螺旋度不对称性是强大的存在于三个活动区域的研究，其中两个有观察到的磁通量的平衡。测量的磁螺旋度注入率被发现依赖于所选择的窗口大小，但依赖于两个连续的磁图跟踪之间的时间间隔。结果表明，当窗口尺寸在12 × 10 ~ 18 × 15像素之间，时间间隔Δt=10分钟时，磁螺旋度注入率的测量效果较好。此外，短寿命的磁性结构，10-60分钟，被发现贡献了30-50%的磁螺旋度注入率。通过与MDI/96 m资料计算结果的比较，发现MDI/96 m资料总体上能概括出磁特性的主要变化趋势，但明显低估了强场区的磁通量，不适合于定量跟踪研究，因此对注入日冕的磁螺旋度的估计较差。
2011-01-05 astro-ph.SR
Effects of non-radial magnetic field on measuring magnetic helicity transport across solar photosphere
一般认为，磁螺旋度的演化与太阳活动有着密切的关系。在SDO发射之前，早期的研究大多使用MDI/SOHO视线磁图，并假设磁场是径向的，从光球磁图计算磁螺旋度注入率。然而，这种假设不一定正确。在这里，我们使用矢量磁图和视线磁图，都采取了HMI/SDO，估计非径向磁场测量磁螺旋注入率的影响。我们发现：1）非径向磁场对切向速度的影响相对较小：2）在磁螺旋度注入率的估算中，当观测到活动区靠近盘边缘时，非径向磁场的影响较强，而当观测到活动区靠近盘中心时，非径向磁场的影响相对较小; 3）如果只考虑累积磁螺旋度的大小，则非径向磁场的影响较小。
2015-03-30 astro-ph.SR
Relative field line helicity of a large eruptive solar active region
上下文磁螺旋度是天体物理和自然等离子体研究中一个非常重要的物理量。虽然螺旋度的密度无法定义，但场线螺旋度是一个很好的替代。在太阳条件下使用的适当量是相对场线螺旋度（RFLH）。目标。这项工作的目的是详细研究RFLH的行为，第一次，在太阳活动区（AR）。方法.目标活动区是大型喷发的AR 11158。为了计算RFLH和所有其他感兴趣的量，我们使用了一个非线性的AR冠状磁场的质量优良的无力重建。结果我们发现，RFLH的光球形态与磁场或电流的光球形态有很大的不同，这对RFLH计算中所选择的规范并不敏感。螺旋度的值经历了一个大的下降，其前耀斑值的25%，在一个X级耀斑的AR，一个变化，也描绘在光球形态的RFLH。此外，这种变化的区域与包围通量绳的区域相吻合，通量绳是后来爆发的磁性结构。结论. RFLH的使用可以提供关于在爆发事件期间从太阳大气排出的磁螺旋度的值和位置的重要信息。
2021-03-05 astro-ph.SR
Study of Magnetic Helicity Injection in the Active Regions NOAA 9236 Producing Multiple Flare-associated CME Events
为了更好地理解一个优选的磁场配置和它的演变过程中日冕物质抛射事件，我们调查了光球磁场的空间和时间的演变活动区NOAA 9236，产生了8个耀斑相关的CME在2000年11月23日至26日的时间段。利用SOHO/MDI磁象资料，不仅在整个活动区，而且在一些局部区域，如主黑子区和日冕物质抛射耀斑区，测定和检验了总磁螺度注入率和总无符号磁通量的时间变化。结果，我们发现：（1）在太阳黑子中，（2）在耀斑区，有一个连续的负磁螺旋度注入（左手）磁螺旋度在整个周期，伴随着一个大的增加，无符号磁通量，（3）耀斑区主要由磁碎片的出现的双极组成，其中磁场线具有与连接主黑子的大尺度、重叠和反向的磁场线重联的基本有利条件。这些观测结果也可以很好地解释一些MHD数值模拟CME启动（例如，重新连接有利于新兴通量模型）。因此，我们的结论是重联有利的磁场在耀斑新兴的通量区域发挥了至关重要的作用，在生产的多重耀斑相关的日冕物质抛射在NOAA 9236。
2013-08-27 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Helicity in Structuring the Solar Corona
太阳磁场的两个最广泛观察到的但也是最令人困惑的特征是光滑的层流日冕环和强烈剪切的双折射/细丝。这两个特征似乎是完全不相关的，因为环接近其最小能量的无电流状态，而细丝是高磁应力和强电流的区域。我们认为，事实上，这两个功能是密不可分的，因为两者都是由于一个单一的过程：注入磁螺旋度到日冕的光球运动和随后的演变，这种螺旋度的日冕重联。在本文中，我们提出了一个\citet{Parker72}日冕光球驱动运动，有不同程度的螺旋度偏好的响应的数值模拟。我们得到了四个主要结论：1）与\citet{Antiochos13}的螺旋度凝聚模型一致，磁重联引起的螺旋度的逆级联导致了位于极性反转线（PIL）附近的螺旋/丝状体的形成：2）这一过程去除了日冕其余部分的大部分结构，形成了光滑的层状日冕环; 3）日冕环中残余缠结的数量与驱动运动注入的净螺旋度成反比; 4）日冕的结构只取决于驱动运动的螺旋度偏好，而不取决于它们的详细时间依赖性。我们讨论了我们的结果的影响，高分辨率观测的日冕。
2016-07-27 astro-ph.SR
Determining the Transport of Magnetic Helicity and Free Energy in the Sun's Atmosphere
磁自由能的有效性和磁螺旋度守恒的约束是决定日冕活动的重要因素。直接测量日冕体积中的螺旋度和磁自由能是困难的，但它们的值可以通过测量螺旋度和通过光球的自由能传输率来估计。我们研究这些传输率的拓扑开放系统，如日冕，其中的磁场有一个非零的正常成分在边界处，并推导出一个新的公式螺旋度传输率的边界。此外，我们推导出新的表达式螺旋度运输由于通量出现/淹没与光球水平运动。我们的公式的关键特征是它们是明显的规范不变的。我们的结果是有点违反直觉的，只有层状电场产生的表面电位跨边界传输螺旋度，和螺线管电场产生的表面流函数不有助于螺旋度传输。我们讨论这个结果的物理解释。此外，我们推导出的自由能传输率的表达式，并表明，自由能传输跨越边界的必要条件是在表面上存在一个封闭的磁场，表明有电流系统内的体积。我们讨论了这些结果的影响，使用光球矢量磁场和速度场的测量，得出太阳日冕螺旋度和磁自由能，然后可以用来约束和驱动模型的日冕活动。
2019-07-24 astro-ph.SR
Magnetic Helicity and Free Magnetic Energy as Tools to Probe Eruptions in two Differently Evolving Solar Active Regions
利用HMI/SDO的矢量磁图和基于磁连通性的方法，我们计算了两个太阳活动区（AR），AR 11890和AR 11618，都具有复杂的光球磁场配置几天的瞬时相对磁螺旋度和自由磁能预算。AR产生了几个主要的爆发耀斑，而它们的光球磁场在AR 11890中主要表现出通量衰减，在AR 11618中主要表现出通量出现。在它们的大部分演化过程中，两个AR都有大量的自由磁能和正负螺旋度预算。事实上，它们的螺旋度的符号分量之间的不平衡与安静太阳中的一样低，它们的净螺旋度最终在最后一次大耀斑后14-19小时改变了符号。尽管有这样的不一致性，爆发发生在净螺旋度峰值的时间，这是同时间的自由磁能的峰值。在标准化的自由磁能中，与爆发耀斑相关的损失在10- 60%的范围内。对于螺旋度，变化范围从25%到去除占主导地位的符号的整个多余螺旋度，导致净螺旋度大致为零，但两种螺旋度意义上的预算显著相等和相反。缓慢变化的背景成分的自由能和螺旋度时间序列的去除显示，所有的火山爆发相关的峰值的数量超过2 $σ$水平的去趋势时间序列。当这些量中只有一个或没有一个超过其2 $σ$水平时，没有喷发。我们的研究结果表明，不同的发展AR可能会产生重大的爆发耀斑，即使当除了积累显着的自由磁能预算，他们积累了大量的负和正螺旋度没有一个强大的优势，一个手超过其他。
2023-01-20 astro-ph.SR
Magnetic Energy and Helicity Budgets in the Active-Region Solar Corona. II. Nonlinear Force-Free Approximation
扩展早期的工作，依赖于线性无力磁场，我们自洽地推导出的瞬时自由磁能和相对磁螺旋度预算的一个未知的三维非线性无力的磁性结构延伸到一个单一的，已知的下限磁场矢量。所提出的方法不依赖于详细的三维场配置的知识，但一般足以只采用下边界上的磁连接矩阵。计算得到了最小自由磁能和与此自由磁能一致的相对磁螺旋度。该方法直接适用于太阳活动区的光球或色球矢量磁图。经验证，它基本上再现了由众所周知的，但计算更密集和非唯一的，依赖于外推的三维磁场矢量的方法获得的磁能和螺旋度。我们将该方法应用于三个活动区域，通过模拟退火计算光球连接矩阵，而不是依赖于模型的非线性无力外推。对于其中两个地区，我们纠正了固有的线性自由力高估的自由能和相对螺旋度是更大的，更喷发，活跃的地区。在第三个研究区域，我们的计算可以导致观察到的喷发表现的物理解释。我们的结论是，所提出的方法，包括磁连接矩阵的推断，是足够实用的，有助于太阳活动区的动力学演化的物理解释。
2012-09-25 astro-ph.SR
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。
2010-03-24 astro-ph.SR
Magnetic evolution of active regions: formation and eruption of magnetic flux ropes
本文利用SDO/HMI矢量磁场观测研究活动区磁通量绳的形成与爆发机制，揭示螺度注入符号演化对扭曲结构形成的关键作用，并指出数据驱动模拟可进一步揭示爆发起始条件。
2024-10-03 astro-ph.SR
The effect of poloidal magnetic field and helicity injection on a breakout CME
本文利用MPI-AMRVAC在2.5维磁流体力学框架下模拟爆发模型驱动的日冕物质抛射，研究背景极向磁场和螺度注入的影响，发现背景极向磁场增强会抑制爆发，而绝对净电流螺度增长率是决定爆发可能性的关键因素。
2025-08-19 astro-ph.SR
Formation of a Magnetic Flux Rope Prior to the Eruption: Insight from a Radiative MHD Simulation of Active Region Emergence
通过辐射磁流体动力学模拟，发现磁通量抵消主导磁绳形成，其源于活跃区域演化中的磁场重组过程。
2025-12-16 astro-ph.SR
The Minimal Helicity of Solar Coronal Magnetic Fields
位场外推法被广泛地用作太阳日冕磁场的最小能量模型。作为与其他磁场进行比较的参考，它们--根据任何合理的定义--都没有全局（符号）磁螺旋度。在这里，我们调查的内部拓扑结构，没有被捕获的整体螺旋积分，通过分裂成个人场线螺旋。这些计算使用位场外推从磁记录观测太阳周期24，以及一个简单的说明性模型的一个单一的双极区域的偶极背景。我们发现，局部补丁的场线螺旋度主要来自强活动区域和它们的叠加场之间的联系，使总的无符号螺旋度与光球和开放通量的产品相关。在每个活跃区域内，正螺旋度和负螺旋度可能是不平衡的，但有符号螺旋度只有无符号螺旋度的十分之一左右。有趣的是，在第24周，有一个明显的峰值，在无符号螺旋度造成的一个单一的大活动区。平均而言，总的无符号螺旋度在考虑的分辨率是大约两倍的典型的有符号螺旋度的一个真正的活动区域，根据非潜在的模型在文献中。
2020-07-21 astro-ph.SR
Formation of Polar Crown Filaments Magnetic Fields by Supergranular Helicity Injection
通过磁摩擦数值模拟，研究超米粒螺旋注入对极冠冕环磁场形成的影响，发现其产生剪切场和磁通量绳，并揭示PIL倾斜与弯曲对MFRs形成的作用。
2024-03-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the influence of magnetic helicity on X-rays emission of solar and stellar coronae
对类太阳恒星的观测表明，X射线发射与它们的自转之间存在着明显的关系。更高的恒星自转可以导致更大的恒星磁螺旋度的产生。我们的目标是了解恒星表面的磁螺旋度与其日冕X射线发射之间的关系。我们使用3D MHD模拟来模拟类太阳恒星的日冕。我们把观测到的磁图作为光球活动的输入，并注入不同的磁螺旋度值。我们使用合成发射来计算每个模拟的X射线发射通量，并研究这如何与注入的磁螺旋度成比例。我们发现，对于较大的注入磁螺旋度的温度增加和X射线发射的增加。X射线发射与注入的螺旋度成正比。我们可以把这与水平磁场的增加，从而在日冕底部更高的坡印廷通量。使用典型的缩放与恒星旋转的磁螺旋度的生产，我们可以解释的X射线辐射的增加与旋转，只有在一个恒星表面的磁螺旋度的增加。
2019-10-16 astro-ph.SR
Energy Build-up and Triggering Leading to a M1.5 Flare on 1 August 2014
太阳耀斑的能量储存和触发机制对于理解太阳活动具有重要意义。我们分析了2014年8月1日在活动区NOAA 12127（SOL 2014 -08- 01 T18：13）中M1.5耀斑的多波长观测。在爆发前主要能量释放区的正磁场中存在明显的大尺度黑子旋转，其旋转既有顺时针方向的，也有逆时针方向的。耀斑前光球层磁螺旋度的注入。耀斑后螺旋度注入的符号反转。结果表明，大尺度（$\approx$ 1天）和小尺度（$\approx$ 1 ~ 2小时）的持续性磁通量突现都与耀斑有关。我们认为大尺度的磁通出射、螺旋度注入和太阳黑子自转是耀斑能量积累的主要原因，而小尺度的磁通出射则是触发耀斑的关键因素。
2019-02-01 astro-ph.SR
Validation of the magnetic energy vs. helicity scaling in solar magnetic structures
我们评估了自由磁能-相对磁螺旋度图对太阳磁结构的有效性.我们使用了两种不同的方法来计算自由磁能和相对磁螺旋度预算：一个经典的，体积计算非线性无力（NLFF）的方法，适用于有限的日冕磁结构和表面计算NLFF推导依赖于一个单一的光球或色球矢量磁图。这两种方法被应用到两个不同的数据集，即合成活动区的情况下，通过三维磁流体动力学（MHD）模拟和观察到的活动区的情况下，其中包括喷发和noneruptive磁结构。推导出的能量-螺旋度图显示了一致的相对螺旋度和自由能之间的单调标度与标度指数0.84 $\pm$ 0.05的数据集和计算方法。它也证实了隔离noneruptive和喷发活跃地区和存在的阈值，在自由能和相对螺旋度的活跃地区进入喷发领土。我们认为以前报道的太阳磁结构的能量螺旋度图充分验证，并设想在未来的研究太阳磁性的未发现的缩放的重要作用。
2014-09-29 astro-ph.SR
Current helicity and magnetic field anisotropy in solar active regions
电流螺旋度密度$\displaystyle χ=\langleε_{ijk}b_i\frac{\partial b_k}{\partial x_j}\rangle$包含六项，其中$b_i$是磁场的分量。由于观测条件的限制，上述六项中只有四项可以从太阳光球矢量磁图中推断出来。通过对模拟结果的比较，我们区分了各向同性和各向异性情况下上述六项的统计差异。我们估计了三个典型活动区的相对各向异性程度，发现它是0.8阶，这意味着可观测的电流螺旋度密度项的局部各向同性的假设一般不满足太阳活动区。通过对太阳活动区磁场各向异性随纬度和太阳活动周演化的统计特性的研究，我们得出结论：局域均匀性和各向同性假设的一致性还需要根据我们的发现作进一步的分析。
2015-09-09 astro-ph.SR
Studying the transfer of magnetic helicity in solar active regions with the connectivity-based helicity flux density method
在日冕中，磁螺旋度随着等离子体流和穿过光球的磁通量的出现而缓慢而持续地积累，分析磁螺旋度的这种转移是确定其在活动区动力学中作用的关键。基于连通性的螺旋度通量密度方法是近年来发展起来的研究AR中磁螺旋度的二维和三维传输的方法。该方法考虑到磁螺旋度的3D性质，明确地使用知识的磁场连接，这使得它能够忠实地跟踪光球通量的磁螺旋度。由于磁场在日冕中没有测量，因此必须使用从无力磁场外推获得的建模3D解决方案来导出磁连通性。不同的外推方法可以导致明显不同的三维磁场连通性，从而质疑的可靠性的连通性为基础的方法在观测应用。我们解决这些问题，通过应用这种方法的孤立和内部复杂的AR 11158与不同的磁场外推模型。我们表明，基于连通性的计算是强大的不同的外推方法，特别是在识别区域的相反的磁螺旋通量。我们的结论是，基于连通性的方法可以可靠地用于观测分析，是一个很有前途的工具，用于研究转移的磁螺旋在AR和它的耀斑活动。
2017-12-13 astro-ph.SR
Field linkage and magnetic helicity density
磁场的螺旋度是理想MHD中守恒的基本性质。可以通过塞曼-多普勒成像绘制恒星表面的大尺度磁场图，在恒星背景下探索磁场。最近对质量范围为0.1-1.34 M $_\odot$的51颗恒星的研究表明，光球磁螺旋度密度在与环向场能量作图时遵循单一幂律，但在与极向场能量作图时分裂为两个分支。这两个分支将$\sim$ 0.5 M $_\odot$之上和之下的恒星分开。我们在这里提出了一种新的方法可视化螺旋度密度的链接的环形和极向场，映射在整个恒星表面。这种方法使我们能够对提供不同质量和旋转速率的恒星螺旋度密度的场联系进行分类。我们发现，在低质量分支的恒星往往有环形场，是非轴对称的，因此通过正负极向场的区域链接。一颗质量较低的恒星可能与质量较高的恒星有相同的螺旋度密度，尽管它们有更强的极向场。因此，质量较低的恒星在产生大尺度螺旋度方面效率较低。
2021-03-11 astro-ph.SR
Relative magnetic field line helicity
上下文磁螺旋度是磁化等离子体研究中的一个重要量，因为它提供了一个给定体积内磁场几何复杂性的度量。磁场螺旋度的空间分布的更详细的描述是由场线螺旋度给出的，场线螺旋度表示与单个场线相关的螺旋度的量，而不是在完整的分析体积中。目标。磁螺旋度一般不是规范不变的量，除非它是相对于参考场计算的，产生所谓的相对磁螺旋度。相对磁螺旋度所对应的磁力线螺旋度，迄今为止只在特定条件下进行过研究。本文的目的是以最一般的方式定义对应于相对磁螺旋度的磁力线螺旋度。除了它的一般形式，我们提供了表达式的相对磁场线螺旋在几个常用的规范，并复制已知的结果作为我们的一般配方的限制。方法.从相对磁螺旋度的定义出发，导出了相应的场线螺旋度，并指出了它所基于的假设。我们检查开发量再现相对磁螺旋度使用三种不同的数值模拟。对于这些情况下，我们还显示了形态的场线螺旋的体积，并在光球平面上。作为太阳的情况下的应用，我们比较了光球上的磁力线螺旋度的形态与基于连通性的螺旋度通量密度在两个重建的活动区的磁场。我们讨论了如何推导出的相对磁场线螺旋度有广泛的应用，特别是在太阳物理和磁重联的研究。
2019-02-27 astro-ph.SR
Structure and Evolution of Magnetic Fields Associated with Solar Eruptions (Invited Review)
本文综述了太阳活动区光球磁场演化及其与太阳耀斑关系的研究。它分为两个主题，导致太阳爆发的磁结构和演化以及与爆发有关的光球磁场的快速变化。对于第一个主题，我们描述了磁的复杂性，新的通量出现，通量抵消，剪切运动，太阳黑子旋转和磁螺旋度注入，这可能都有助于存储和积累的能量和触发太阳爆发。第二个主题，我们集中于耀斑引起的光球磁场快速不可逆变化的观测，以及对三维磁场重构的意义。特别是，我们强调在光球磁场观测方面的最新进展，因为最先进的观测设施（如日之出和太阳动力观测站）已经投入使用。还讨论了观察与理论之间的联系以及该研究领域的未来前景。
2014-12-30 astro-ph.SR
How can a Negative Magnetic Helicity Active Region Generate a Positive Helicity Magnetic Cloud ?
2003年11月20日的地球有效磁云（MC）与2003年11月18日的太阳活动有关。在其中的一些中，估计MC携带的磁螺旋度有正号，以及它的太阳源，活动区（AR）NOAA 10501。本文证明了AR 10501的大尺度磁场具有负螺旋度符号。由于日冕物质抛射（CME）是太阳将多余的磁螺旋度喷射到行星际空间的方式之一，因此AR和MC中的磁螺旋度符号应该一致。因此，这一发现与磁螺旋度守恒的预期相矛盾。然而，第一次使用正确的螺旋度密度图来确定磁螺旋度注入的空间分布，我们发现在AR 10501的南部存在一个本地化的正螺旋度通量。我们的结论是，正螺旋度从AR的这一部分，导致观察到的正螺旋度MC喷射。
2009-10-06 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy spectra of a solar active region
利用观测到的光球矢量磁图，首次计算了2011年2月11-15日太阳活动区NOAA 11158在南日面纬度20 °的磁螺旋度和能谱。我们采用了磁场的傅立叶变换两点相关张量的各向同性表示。磁螺旋度的符号在所有波数下都是正的。这一迹象与理论上对南半球的预期是一致的。相对螺旋度约为4%，在中等波数k ~ 0. 4 Mm^{-1}处最强，对应于2 pi/k ~ 16 Mm的尺度。根据磁场和电流密度的垂直分量，在实空间中计算的相对电流螺旋度也具有相同的符号和相似的值。磁螺旋度谱的模在大波数下表现出k^{-11/3}幂律，这意味着电流螺旋度模的谱为k^{-5/3}。还获得了磁能的k^{-5/3}谱。分别从水平场和垂直场评估的能谱，在波数低于3 Mm^{-1}时一致，对应于2 Mm以上的尺度。这为我们的各向同性假设提供了一些理由，并将可能的仪器伪影限制在小尺度上。
2014-02-24 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Helicity in Coronal Heating
太阳物理学最大的挑战之一是了解太阳日冕的加热。大多数日冕加热的理论假设，自由能以磁扭曲/应力的形式被光球注入日冕，在那里自由能通过重联或波耗散转化为热量。然而，与扭曲/应力相关的磁螺旋度预计将被保存并出现在日冕中。在以前的工作中，我们表明，螺旋度与小规模的扭曲经历了一个反向级联通过随机重联在日冕中，并最终作为观察到的大规模剪切的细丝通道。我们的“螺旋度凝聚”模型既解释了暗条通道的形成，也解释了观测到的日冕环的光滑层状结构。在本文中，我们证明，使用螺旋度和能量守恒的数值模拟的光球运动驱动的日冕系统，该模型还提供了一个自然的机制加热日冕。我们表明，负责螺旋度凝结过程的重联所产生的热量足以解释所观察到的日冕加热。我们研究了螺旋度注入在确定日冕加热中的作用，并发现，至关重要的是，加热速率仅弱依赖于光球驱动的净螺旋度偏好。我们的计算表明，螺旋度为100%的运动对日冕的加热效率最低，螺旋度为0的运动对日冕的加热效率最高。我们讨论了这一结果的物理起源及其对观测到的日冕的影响。
2019-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Photospheric Magnetic Evolution in the WHI Active Regions
利用迈克尔逊-多普勒成像仪（Michelson-Doppler Imager）记录的视线（LOS）磁图序列，定量描述了全日圈间隔（WHI）期间横跨太阳盘面旋转的三个活动区的光球磁结构和演化，试图将这些活动区的光球磁特性与耀斑和日冕物质抛射（CME）联系起来。在我们的分析中使用了几种方法，从整个活动区域的规模，磁功能，超颗粒尺度，最后，到个别像素。我们计算了几个参数的磁结构和演变，以前已经与耀斑和CME活动，包括总无符号磁通量，磁通量极性反转线附近，取消磁通量，“代理坡印亭通量”，和螺旋通量。为了对耀斑事件进行编目，我们使用了来自GOES和RHESSI观测的耀斑列表。通过大多数这样的措施，AR 10988应该是最耀斑和CME生产活动区，AR 10989最少。然而，观测结果与这一预期并不一致：AR 10988和10989产生了类似数量的耀斑，AR 10989也产生了一些CME。这些结果突出了目前的局限性南极洲为基础的耀斑和日冕物质抛射预测工具，仅依赖于视线光球磁数据。
2011-03-24 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Flux across Solar Active Region Photospheres: I. Hemispheric Sign Preference in Solar Cycle 24
在太阳大气中的许多特征中观察到磁螺旋度的主导符号的半球偏好：即，北/南半球的左旋/右旋螺旋度。不同的物理过程，可能有助于所观察到的半球符号偏好（HSP）的磁螺旋度的相对重要性仍在争论中。在这里，我们使用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的光球矢量磁场观测，估计了2010年至2017年太阳活动周期24期间出现的1，105个独特活动区域（AR）的4，802个样本的光球表面磁螺旋度通量（$dH/dt$）。$dH/dt$的估计表明，63%和65%的研究AR样本在北半球和南半球，分别遵循HSP。我们还发现，当AR（1）出现在太阳活动周期的早期倾斜阶段或高纬度地区;（2）具有较大的$|dH/dt|$值、总无符号磁通量和平均等离子体流速时，$dH/dt$的HSP从~50-60%增加到~70-80%。这些观测结果支持了HSP的增强主要是由科氏力作用于通过湍流对流区的急剧上升和膨胀的通量管。此外，太阳表面的差异旋转以及通量输送发电机的速跃层$α$效应可能会加强高纬度地区的AR的HSP。
2020-10-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Helicity Signs and Flaring Propensity: Comparing Force-free Parameter with the Helicity signs of Hα Filaments and X-ray Sigmoids
本研究比较了暗条手性与S形结构旋向及无力场参数的关联，发现两者螺度符号不一致时爆发事件概率高约3.5倍，并分析了NOAA AR 12473的磁能演化。
2024-03-25 astro-ph.SR
Energy and helicity fluxes in line-tied eruptive simulations
基于将磁场分解为势分量和非势分量，磁能和相对螺旋度也可以分解为两个量：势能和自由能，以及体积穿透和载流螺旋度。在这项研究中，我们进行了一组参数的3D磁流体动力学（MHD）模拟的类太阳爆发的行为的耦合分析。本文给出了电阻磁流体动力学中能量和螺旋度随时间变化的一般公式。我们用特定的规范数值计算了它们，并比较了它们在数值模拟中的行为，它们之间的差异在于它们所施加的边界驱动运动。因此，我们研究了不同的活动区域的表面流的能量和螺旋度相关的数量的发展的影响。尽管它们的整体行为具有普遍的相似性，但螺旋度和能量显示出不同的演变，无法在一个独特的框架中解释。虽然在所有模拟中的能量通量是相似的，但控制螺旋度演变的物理机制从一个模拟到另一个模拟是明显不同的：体积穿透螺旋度的演变可以由边界通量或螺旋度转移来控制，这取决于模拟。在所有模拟中，载流螺旋度与总螺旋度之比的值相同时发生喷发。然而，我们的研究强调，这个阈值可以以不同的方式达到，不同的螺旋度相关的过程主导不同的光球流。这意味着，喷发前的动力学的细节不影响喷发开始螺旋度相关的阈值。然而，螺旋度通量动力学可能或多或少有效地改变所需的时间，达到爆发的开始。
2020-03-03 astro-ph.SR
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
Additivity of relative magnetic helicity in finite volumes
相对磁螺旋度是保守的磁流体动力学演化，即使在存在中等电阻率。由于这个原因，它经常被援引为最相关的约束等离子体在复杂系统的动力学演化，如太阳和恒星发电机，光球通量出现，太阳爆发，并在实验室等离子体的弛豫过程。然而，这样的研究通常间接地意味着，在给定的空间域中的相对磁螺旋度可以代数地分裂成组成子体积的螺旋度贡献，即，它是一个附加量。有限数量的非常具体的应用表明，情况并非如此。在理解相对磁螺旋度的非加性方面的进展需要去除限制性假设，以有利于在理论研究和数值应用中都可以使用的一般形式主义。我们推导出的分析规范不变的表达式相邻的有限体积之间的相对磁螺旋度的分区，没有任何假设的体积和接口的形状，或所采用的规范。有限体积中的相对磁螺旋度的非可加性证明在最一般的规范不变的形式主义，并进行了数值验证。更多的限制性假设被采用，以获得已知的具体近似，产生一个统一的观点的可加性问题。作为一个例子，磁通绳嵌入势场的情况表明，在分区方程中的非加性项，一般来说，是不可忽略的。相对螺旋度分配公式可以应用于数值模拟，以精确地量化非加性对复杂物理过程的全球螺旋度收支的影响。
2020-08-03 astro-ph.SR
Evolution of Relative Magnetic Helicity: New Boundary Conditions for the Vector Potential
我们最近提出了一种方法来计算相对磁螺旋度在一个有限的体积为一个给定的磁场，但需要磁通量被平衡的所有方面的考虑体积。为了允许有限的磁通量通过边界，构造库仑规范，其允许全局磁通量平衡。我们在一个理论的无前向磁场模型中验证了我们的方法。将新方法应用于以前的计算数据，发现误差小于1.2%。我们还将我们的方法应用到活动区NOAA 11429上方的磁场获得一个新的光球数据驱动的MHD模型代码GOEMHD 3。利用我们的新方法分析了日冕磁螺旋度的演化。发现当触发快磁重联时，归一化的磁螺旋度为-0.038。这个值与以前在MHD模拟中磁重联发生时的值（-0.029）和新出现的活动区喷发时观测到的归一化磁螺旋度（-0.036）相当。我们发现，当累积的磁螺旋度通过底边界注入时，只有8%的累积磁螺旋度被耗散掉。这与Woltjer猜想是一致的。从底界注入的磁螺度只有2%通过日冕逃逸。这与磁云的观测是一致的，磁云可以将磁螺旋度带入行星际空间，在这里考虑的情况下，几个晕CME和两个X级太阳耀斑起源于这个活动区。
2017-12-26 astro-ph.SR
A Survey of Changes in Magnetic Helicity Flux on the Photosphere During Relatively Low Class Flares
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪望远镜提供的135秒周期的光球矢量数据，研究了16次能量级别低于M5.0的耀斑期间光球磁螺旋度通量的时间演化。在耀斑期间的4个事件，我们发现脉冲变化的螺旋度通量。这表明，即使是能量较小的耀斑，也可能与磁螺旋度穿过光球的非线性输运有关。伴随着脉冲螺旋度通量，光球坡印亭通量由正向负演化。因此，在这些耀斑期间，穿过光球的磁能是朝向太阳内部的。在这4次事件中，螺旋度通量的脉冲变化总是主要由位于耀斑极性反转线附近的黑子水平速度场的突变所贡献。每个黑子上的速度场相对于另一个磁极表现出明显的涡旋模式或剪切模式，这往往会使日冕中的磁扭曲或剪切松弛。在耀斑期间，作用在黑子上的洛仑兹力发生突变，黑子的旋转运动和剪切运动与合成的洛伦兹力方向一致。这些结果支持了这样的观点：耀斑期间的脉冲螺旋度传输可能是由施加在光球上的洛伦兹力的变化驱动的。
2018-08-14 astro-ph.SR
