Nonlinear Force-Free Field Modeling of the Solar Magnetic Carpet and Comparison with SDO/HMI and Sunrise/IMaX Observations
在平静的太阳光球层中，混合极性场形成磁毯，由于对流运动与磁场的动力学相互作用，磁毯不断演化。这种相互作用是加热太阳大气层的可行来源。本文利用\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的日震和磁成像仪（HMI）和\textit{Sunrise}球载观测站上的成像磁仪实验（IMAX）获得的视线（LOS）磁图，作为随时间变化的下边界条件，研究日冕磁场的演化。我们使用磁摩擦松弛方法，包括超扩散，产生的时间序列的三维（3D）非线性无力场的光球LOS磁图序列。垂直流被添加到一个高度为0.7毫米的建模，以模拟非力自由在光球色球层。在这些导出量中，我们研究了能量耗散率和能流的时空变化。我们的研究结果表明，在太阳大气中沉积的能量集中在2毫米的光球和有没有足够的能量通量在电晕的基础上，以覆盖辐射和传导损失。可能的原因和影响进行了讨论。更好地观测色球层中的磁场对于理解磁毯在日冕加热中的作用至关重要。
2014-08-03 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic modeling of AR11768 based on a SUNRISE/IMaX vector magnetogram
上下文高分辨率的磁场测量通常只在太阳光球层中进行。像色球层和日冕这样的高层可以通过向上外推光球层的磁场来模拟。在日冕中，等离子体力可以忽略，洛伦兹力消失。在上层光球层和色球层中，磁性和非磁力是同等重要的。解决这个问题的一种方法是用磁流体静力学（MHS）模型自洽地计算等离子体和磁场。目标。我们的目标是推导出磁场，等离子体的压力和密度的AR 11768通过应用新开发的外推技术的日出/IMaX数据。方法.采用优化方法对MHS进行建模。初始条件由非线性无力场（NLFFF）和重力层结大气组成。结果在非无力层，这是空间上解决了新的代码，洛伦兹力有效地平衡的气体压力梯度力和重力。在强场区，气压和密度都是亏损的，这与观测结果是一致的。然而，在有源区边缘的某些部分也观察到更致密的等离子体。在色球层中，纤维状等离子体结构很好地跟踪磁场。在日出/SuFI 3000 { $Å$ }图像中的亮点通常伴随着等离子体压力和电流浓度。此外，MHS场线与所选色球纤维之间夹角的平均值为$11.8^\circ$，小于由NLFFF模型（$15.7^\circ$）和线性MHS模型（$20.9^\circ$）计算的结果。这表明，MHS解决方案提供了一个更好的代表性的磁场在色球层。
2020-05-28 astro-ph.SR
Unnoticed magnetic field oscillations in the very quiet Sun revealed by Sunrise/IMaX
我们目前的观测证据的磁通量密度的振荡在安静的地区的太阳。太阳表面的大多数磁场的强度都在均分磁场（300-500 G）的量级或更低。这导致了无数的磁场，其演化在很大程度上取决于湍流等离子体运动。当颗粒进化时，它们将磁场线挤压在一起或将它们拉开。在这里，我们报告的周期性变形的形状的功能，在圆偏振观察在高分辨率与日出。特别地，我们注意到，具有恒定磁通量的贴片的面积随时间振荡，这意味着表观磁场强度反相振荡。与这种振荡模式相关联的周期与颗粒的寿命是兼容的，并且突然改变，这表明这些振荡可能不对应于磁性结构的特征振荡模式，而是对应于颗粒运动的强迫。在一个特定的情况下，我们发现三个补丁周围的同一个颗粒振荡的相位，这意味着这些振荡的空间相干性可以达到1600公里。有趣的是，在上层光球中也发现了同样的振荡现象。
2011-03-01 astro-ph.SR
The Imaging Magnetograph eXperiment (IMaX) for the Sunrise balloon-borne solar observatory
Imaging Magnetograph eXperiment（IMaX）是西班牙四个机构建造的分光偏振仪，于2009年6月在北极圈上空飞行了近六天。作为一种偏振计，IMAX使用快速偏振调制（基于使用两个液晶延迟器）、实时图像累积和双光束偏振测量，以达到0.1%的偏振灵敏度。作为光谱仪，该仪器使用双通铌酸锂标准具和窄带前置滤波器，以实现85 mAA的光谱分辨率。IMAX使用Fe I在5250.2 AA处的高塞曼敏感线，并在谱线内的各个点处观察所有四个斯托克斯参数。这允许产生矢量磁图、多普勒图和强度帧，在重建后，在50 x50 arcsec FOV上达到0.15-0.18 arcsec范围内的空间分辨率。时间节奏在10到33秒之间变化，尽管最短的一个只包括纵向偏振。谱线的采样方式多种多样，取决于所采用的观测模式，从谱线内的两个点到11个点。所有的观测模式都在附近的连续谱中包含一个额外的波长点。高斯等效灵敏度为每个波长样本的纵向场为4高斯，横向场为80高斯。LOS速度估计的统计误差的顺序为5-40米/秒。的设计，校准和集成阶段的仪器，连同实施的数据减少计划中的一些细节。
2010-09-06 astro-ph.SR
Temporal relation between quiet-Sun transverse fields and the strong flows detected by IMaX/SUNRISE
局部强多普勒频移的斯托克斯V信号被检测到的IMaX/日出。这些信号与新出现的磁环有关，这些磁环被观察为线性极化特征。我们的目标是设置这些高度多普勒频移信号的物理性质和原因的约束。特别是，横向场的出现和强多普勒频移之间的时间关系进行了详细分析。我们计算了强流出现和线偏振之间的时间差。我们还获得了从各种特征的中心到最近的中性线的距离以及它们是否重叠。这些距离进行了比较，从随机分布的点上观察到的磁图。强流的各种情况下进行了详细描述。线性偏振信号比强流的出现提前平均84 ± 11秒。强多普勒频移信号比随机分布的点（0.5”）更接近磁中性线（0.19”）。80%的强多普勒频移信号接近于位于新兴场和预先存在的场之间的中性线。剩余的20%没有显示附近的预先存在的字段可以解释为缺乏敏感性或预先存在的字段的不利几何形状，例如，类似于树冠的结构。在观测到强多普勒频移之前就出现了横向场。这个过程最自然的解释是出现了一个颗粒尺度的循环，首先引起的线性极化信号，与预先存在的领域（产生新的中性线配置），并产生所观察到的强流。这一解释表明在安静的太阳中频繁发生小规模的重连事件。
2013-09-03 astro-ph.SR
The history of a quiet-Sun magnetic element revealed by IMaX/SUNRISE
孤立通量管被认为是太阳光球层的基本磁性构件。它们的形成通常归因于通过对流塌陷机制将磁场集中到kG强度。然而，在安静的太阳区域的磁性元素的小尺寸阻止了这种情况下被研究在完全解决的结构。在这里，我们报告一个这样的光球磁通量管的形成和随后的演变，在安静的太阳观察到前所未有的空间分辨率（0 \farcs 15 - 0 \farcs 18）和高的时间节奏（33秒）。观测数据是由\textsc{Sunrise}球载太阳观测站上的成像磁仪实验获得的。均分磁场强度磁性元件是几个相同极性的磁通量片合并的结果，包括先前出现的回路的足点。然后，通过对流坍缩，磁结构进一步增强到kG场强。通量集中内发现的精细结构表明，该方案是更复杂的比可以描述一个薄的通量管模型与亮点和下行流羽流被建立在边缘附近的千克磁性功能。我们还观察到周围的颗粒和一个长寿命的流入的磁性特征雏菊状排列。在随后的减弱过程之后，场再次增强到kG强度。磁场特征的面积随着磁场强度的变化而反相变化，而亮点的亮度和下降流的速度在相位上变化。我们还发现了一个亮点的亮度和存在的上升流之间的关系。
2014-05-12 astro-ph.SR
The frontier between Small-scale bipoles and Ephemeral Regions in the solar photosphere: Emergence and Decay of an Intermediate-scale bipole observed with IMaX/SUNRISE
我们报告的光球演化的中等规模（~4毫米的脚点分离）磁双极，从出现到衰变，在安静的太阳在高空间0”.3和时间（33秒）分辨率。这些观测结果是在日出气球太阳观测站第一次科学飞行期间由IMaX成像磁象仪获得的。双极通量含量为6 × 10^17 Mx，代表着一种连接颗粒尺度双极和较小的短暂区域之间的结构。足迹分离的速度为3.5公里s-1，并达到4.5毫米的最大距离之前，该领域溶解。双极的演化是非常动态的：我们发现了双极轴的自行，并在300秒内检测到90°的方位角变化。的整体形态和行为是在协议与先前的分析出现在颗粒尺度的双极结构，但我们也发现了一些相似之处，新兴的通量结构在更大的规模。通量增长率为2.6 x 15 Mx s-1，而平均衰减率小一个数量级。我们在一些细节描述的双极足点，其中包括分解成更小的结构，相互作用与预先存在的领域导致取消，但似乎是占主导地位的一个尚未确定的扩散过程，删除了大部分的通量与指数通量衰减曲线的衰减阶段。与这种衰变相关的扩散常数（8 x 10^2 km^2 s-1）与通量输运模型中用于描述大尺度扩散的数值相似。
2011-10-24 astro-ph.SR
The formation and disintegration of magnetic bright points observed by Sunrise/IMaX
研究了宁静太阳中磁亮点（主要是在相互作用区）的物理参数在其寿命期间的演化。首先，我们集中在三个MBPs的磁场演化的详细描述。这表明，个体特征遵循不同的、通常复杂的、相当动态的进化情景。接下来，我们将统计方法应用于大约200个观察到的MBP进化轨迹。MBPs被发现是由加强均分场补丁，最初表现出温和的下降流。在演变过程中，强烈的下降气流，平均速度为2.4公里/秒的设置。这些流动，采取共同加强的领域，表明我们正在目睹这些功能的对流崩溃的发生，虽然只有30%的人达到千克场强。当新的4米级太阳望远镜投入使用时，这一比例可能会更大，因为使用目前最先进的仪器观测MBP仍然受到分辨率限制的影响。最后，当亮点消失时（尽管磁场经常继续存在），磁场强度已经下降到均分水平，并且通常比MBP演化开始时稍微弱一些。值得注意的是，在约10%的情况下，我们观察到在附近的下行流小规模强（超过2公里/秒）的颗粒间的上升流与这些下行流的空间和时间。
2014-11-12 astro-ph.SR
Where the granular flows bend
基于IMaX/日出数据，我们报告了一种以前未被发现的太阳颗粒化现象。我们发现，在一个非常狭窄的区域分离颗粒和晶间车道的谱线宽度的Fe I 5250.2 A线变得非常小。我们提供了一个解释，这一观察与磁对流模拟的帮助。这些具有极小线宽的区域对应于颗粒流从颗粒中的主要向上流动弯曲到颗粒间通道中的向下流动的地方。我们表明，通过IMaX/日出实现的分辨率和图像稳定性是检测这种有趣现象的重要标志。
2010-08-03 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
Detection of vortex tubes in solar granulation from observations with Sunrise
我们已经调查了一个时间序列的连续强度地图和相应的Dopplergrams的颗粒在一个非常安静的太阳区域在磁盘中心，记录与成像磁仪实验（IMAX）板上的球载太阳天文台日出。我们发现，颗粒经常表现出亚结构的形式车道组成的一个领先的明亮的边缘和一个尾随的黑暗的边缘，一起从颗粒的边界到颗粒本身。我们发现惊人的相似事件合成强度地图从头算数值模拟太阳表面对流。从截面通过模拟的计算域，我们得出结论，这些“颗粒车道”是可见的签名（水平取向）涡流管。解释了太阳表面涡管的光学特征。我们建议，所观察到的涡管可能只代表大规模的层次结构的涡管存在于太阳表面附近的结束。
2010-09-23 astro-ph.SR
A Tale of Two Emergences: Sunrise II Observations of Emergence Sites in a Solar Active Region
2013年6月，第二次“日出”飞行任务所载的两台科学仪器详细目睹了一个小规模的磁通量出现事件，这是一个活跃区域诞生的一部分。成像磁仪实验（IMaX）记录了光球Fe I谱线的偏振滤波图中的两个小（~5弧秒）出现的通量斑块。与此同时，日出滤波成像仪（SuFI）捕捉到了磁场在太阳低层大气中的高度动态色球响应。这一事件的偶然捕捉提供了一个更近距离的观察活动区域出现地点的内部运作。特别是，它细致地揭示了上升的磁场如何与颗粒相互作用，因为它们穿过太阳表面，在向上的旅行中拖动光球等离子体。等离子体在上升的磁场中沿着磁场线滑动，在足点处形成快速向下流动的通道。这种材料的重量将这个场以半规则的空间间隔锚定在表面上，以波动的方式塑造它。最后，磁重联使磁场能够从光球锚中释放出来，使它能够继续向更高的层航行。这个过程释放出的能量照亮了拱丝系统，并加热了周围的色球层。
2016-10-11 astro-ph.SR
Study of horizontal flows in solar active regions based on high-resolution image reconstruction techniques
本论文可以在一个更一般的概念框架内命名为“太阳物理学中的高分辨率”。论文的第一部分致力于高分辨率观测和图像恢复的主题。首先从理论上分析了大气湍流和仪器像差对成像质量的影响。这个问题迫使我们实施事后图像恢复技术，该技术添加到由自适应光学执行的实时校正，使我们的图像更接近现实。为了进行良好的太阳观测，克服地球大气层的负面影响，正在努力开发日出飞行任务。该项目包括一个气球飞行任务，将向平流层发射一个1米长的望远镜，并将以前所未有的时间、空间和光谱分辨率记录数据。日出的主要目的是研究太阳大气中磁结构的形成及其与对流等离子体流的相互作用。机载仪器成像磁仪实验（IMAX）将能够通过测量某些谱线中的光偏振来绘制广泛的太阳区域的磁场图。作为IMaX团队的一员，我开发了一种飞行中校准方法来表征影响IMaX图像的像差。论文的第二部分是太阳活动区水平流的研究。利用地面和空间观测数据以及重建技术恢复图像。我们专注于太阳活动区及其周围结构的自行。量化视野中的水平流的方法包括使用生成流图的局部相关跟踪技术。
2009-06-01 astro-ph.SR
Simulated Magnetic Flows in the Solar Photosphere
最近的日出/IMaX观测揭示了超音速磁流的存在。我们的目标是通过使用现实的MHD模拟来确定这种流动的起源。我们模拟了磁通量通过太阳光球层的抵消和出现。我们的第一个数值实验从两个极性的磁场开始。为了模拟出露到一个区域与预先存在的领域，我们引入了一个大规模的水平均匀片的水平场。我们遵循随后的演变，创建合成偏振观测，包括已知的仪器效应的日出/IMAX和日出/SP仪器。我们比较了模拟和观测到的光谱偏振信号。强蓝移和红移的斯托克斯V信号产生的位置，其中强的视线速度与强的视线分量的磁场。模拟事件的大小和强度小于观测到的，它们大多与下降流有关，与观测相反。在少数情况下，它们出现在颗粒上方，由于磁场和速度的强梯度而产生单个蓝色叶状斯托克斯V。在这些情况下，沿视线没有检测到磁场符号的变化。在模拟出流的情况下，比在没有水平场的情况下，发生更多的高速磁化流。模拟结果表明，观测到的事件的结果从磁通量的出现，重联可能会发生，但似乎不是必要的。
2014-08-26 astro-ph.SR
Convectively driven sinks and magnetic fields in the quiet Sun
我们使用日出上的成像磁仪实验获得的高空间分辨率光谱偏振数据研究了细颗粒流、对流驱动汇和磁场之间的关系。利用局域相关跟踪方法，得到了两个太阳静止区（31.2 $\times$和31.2 Mm $^{2}$）的水平速度场。利用拉格朗日示踪剂确定了中粒通道和汇的中心位置。我们发现在这两个观测区域中每Mm $^{2}$有$6.7\times10^{-2}$汇。汇位于中颗粒顶点，并与（1）水平速度流收敛到一个中心点和（2）长期的下沉气流。本文还研究了宁静太阳中磁场的空间分布。最强的磁场优先位于汇处。我们发现，40%的像素与纵向分量的磁场强于500 G位于附近的汇。相反，Martínez González等人在相同的两个观测区域检测到的小尺度磁环在中颗粒尺度上没有显示出任何优先分布。个别例子的研究表明，汇可以在安静的太阳磁功能的演变中发挥重要作用。
2016-10-24 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 power spectrum of solar convection flows from high-resolution observations and 3D simulations
我们比较傅立叶光谱的光球速度场从非常高的分辨率IMaX观测到最近的三维数值磁对流模型。我们进行了一个适当的比较，通过合成谱线的数值模型，然后向他们施加足够的剩余仪器退化，影响观测数据。此外，通常的观测代理的有效性进行了测试，从数值箱获得合成观测和比较的速度代理的实际速度值从数值网格。对于观测，使用了空间分辨率约为120公里的日出/IMaX仪器的数据，从而使观测傅立叶光谱的计算能够很好地进入亚颗粒范围。对于模拟，我们使用四个系列的运行获得的STAGGER代码和合成的IMaX谱线（FeI 5250.2 A）从他们。通过多普勒（垂直分量）和局部相关跟踪（水平分量）获得速度场的代理。观测和模拟傅立叶功率谱之间的一个很好的匹配，获得的垂直速度数据的尺度在200公里和6毫米。相反，一个明确的垂直移动时，合成观测不退化。由于LCT程序的不准确性，水平速度数据的匹配不那么令人印象深刻。关于数值箱的直接速度值与合成观测的直接速度值的内部比较，当在数值箱中使用log（$tau_{500}$）= -1表面上的速度值时，获得了垂直分量的高相关性（0.96）。相应的傅立叶谱彼此接近。由于LCT程序的粗糙度，水平速度达到较低的最大相关性（0.5）（在$tau_{500}$ = 1时）。
2014-02-10 astro-ph.SR
Supersonic Magnetic Flows in the Quiet Sun
在这篇文章中，我们描述了一些最近的观测高速磁化流在安静的太阳颗粒。这些观测是用平流层气球{ \sc日出}上的成像磁仪实验进行的，具有前所未有的空间分辨率和时间节奏。这些流动被识别为高度移位的圆偏振（Stokes $V$）信号。我们估计造成这些位移的LOS速度大于6 km/s $^{-1}$，因此我们称它们为{ \it超音速磁场流}。探测到的事件的平均寿命为81.3 s，它们占据的平均面积约为23\,000 km $^2$。大多数事件发生在颗粒细胞内，因此对应于上流。然而，其他一些发生在颗粒间通道或承担没有明确的关系，对流速度模式。我们分析了一些有代表性的例子，并讨论他们的磁回路，重联事件，对流坍缩。
2012-02-20 astro-ph.SR
Dynamics of small-scale convective motions
先前的研究已经发现了一群直径小于800公里的小颗粒，它们表现出不同的物理性质。高分辨率的模拟和观测的太阳颗粒，结合自动分割和跟踪算法，使我们能够研究这些颗粒的结构和物理特性的演变和周围的涡旋运动具有很高的时间和空间精度。我们专注于动态的颗粒（寿命，破碎，大小，位置，强度，垂直速度）随着时间的推移和强涡旋运动的影响。特别感兴趣的是小颗粒的动力学相比，规则大小的颗粒。我们开发了一个时间跟踪算法的基础上，我们开发的分割算法的太阳颗粒。这被应用于辐射流体动力学模拟和高分辨率观测安静的太阳由日出/IMaX。与常规颗粒相比，小颗粒的动力学在其直径、强度和深度演变方面有所不同。在模拟和观测中跟踪的颗粒揭示了类似的动态（寿命，大小，垂直速度和强度的演变）。碎片化分析表明，模拟中的大多数颗粒没有碎片化，而观测中的情况正好相反。在小颗粒的位置处检测到强涡旋运动。强垂直涡度区域显示出高强度和下行速度，并存活数分钟。根据不同组别中颗粒的直径对颗粒进行的分析揭示了强烈不同的行为。最大的差异可以在小颗粒、中等颗粒和大颗粒组中发现，必须单独分析。旋涡运动的主要位置和接近小颗粒表明颗粒动力学的强烈影响。
2016-11-21 astro-ph.SR
Magnetic upflow events in the quiet-Sun photosphere. I. Observations
最近，在太阳静止光球层中的快速磁上升流被发现来自于日出/IMaX和Hinode/SOT的观测。在这里，我们研究磁上流事件（MUE）从高品质，高（空间，时间和光谱）分辨率，并在四个光球磁敏感Fe I线集中在525.021，617.334，630.151，和630.250 nm与瑞典太阳望远镜（SST）/CRISP获得全斯托克斯观测。我们通过从信噪比（S/N）>= 7的远蓝翼中的那些信号中减去在线Stokes V信号来检测MUE。我们发现，在任何给定的时间（0.02每平方角秒），由一个到两个数量级，比以前报道的更大的MUE的数量。MUE似乎分为四类，呈现不同形状的斯托克斯V剖面，（I）不对称的双瓣，（II）单瓣，（III）双峰（两个相同极性的瓣），和（IV）三瓣（除了双瓣外，还有一个额外的蓝移凸块），其中不到一半是单瓣。我们还发现，MUE几乎均匀地分布在网络和网络间的区域，他们出现在内部或在这两个区域的颗粒的边缘。除了水平速度的分布外，MUE的物理性质（即Stokes V信号、大小、视线速度和寿命）的分布对于我们数据中的不同谱线几乎是相同的。我们的光谱分辨观测的平分线分析表明，这些事件主机适度的上升流，并没有显示出直接的迹象存在的超音速上升流之前报道。我们的研究结果表明，数量，类型（类），并确定为MUE的属性可以在很大程度上取决于所使用的检测技术和所采用的数据，即S/N，分辨率和波长的…
2015-09-04 astro-ph.SR
