The availability of vector magnetogram sequences with sufficient accuracy and cadence to estimate the time derivative of the magnetic field allows us to use Faraday's law to find an approximate solution for the electric field in the photosphere, using a Poloidal-Toroidal Decomposition (PTD) of the magnetic field and its partial time derivative. Without additional information, however, the electric field found from this technique is under-determined -- Faraday's law provides no information about the electric field that can be derived the gradient of a scalar potential. Here, we show how additional information in the form of line-of-sight Doppler flow measurements, and motions transverse to the line-of-sight determined with ad-hoc methods such as local correlation tracking, can be combined with the PTD solutions to provide much more accurate solutions for the solar electric field, and therefore the Poynting flux of electromagnetic energy in the solar photosphere. Reliable, accurate maps of the Poynting flux are essential for quantitative studies of the buildup of magnetic energy before flares and coronal mass ejections.
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）
A Magnetic Calibration of Photospheric Doppler Velocities
测量的光球多普勒频移的零点是不确定的，至少有两个原因：仪器变化（例如，热漂移），对流蓝移，强度和上升流之间的已知相关性。校准多普勒速度将是有用的（一）提高估计的坡印廷通量的磁能通过光球，和（二）约束过程的基础通量抵消，相互明显的损失磁通量在紧密间隔，相反极性的磁图功能。本文提出了一种利用三幅连续的矢量磁图和一幅与中心磁图重合的多普勒图来绝对标定太阳活动区视向速度的方法。它利用的事实，多普勒频移测量沿极性反转线（PIL）的LOS磁场确定垂直于磁场的速度的一个组成部分，并优化在PIL附近的LOS通量的变化和横向磁通量的运输LOS速度之间的一致性，假设理想的电场支配的磁场演变。我们将我们的方法应用于AR 11158的矢量磁图，由太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（HMI）观测，并找到了多普勒零点偏移的明确证据，在50 - 550 m s $^{-1}$的范围内。此外，我们注意到，一个更简单的校准可以确定从LOS磁图和多普勒对从所有近磁盘中心PIL像素之间的中值多普勒速度。我们简要讨论了我们的初步实施的缺点，并提出了解决这些问题的方法。此外，作为我们的数据减少的一个步骤，我们讨论了使用的时间连续性的横向磁场方向，以纠正明显的虚假波动的分辨率的180 $^\circ$模糊。
Photospheric Electric Fields and Energy Fluxes in the Eruptive Active Region NOAA 11158
在不断演化的太阳活动区中，有多少电磁能量穿过光球层？随着高节奏矢量磁场观测的出现，解决这个基本问题已经变得容易处理。本文利用Kazachenko等人（2014）的“PTD-Doppler-FLCT-Ideal”（PDFI）电场反演技术对6天HMI/SDO矢量磁图和多普勒速度序列进行反演，以寻找活动区NOAA 11158的电场和坡印廷通量演化，该活动区在2011年2月15日早期产生了X2.2耀斑。我们发现光球电场范围高达$2$ V/cm。坡印廷通量的范围从$[-0.6$到$2.3]\times10^{10}$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，大部分为正值，在$[10^9$ - $10^{10}]$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$范围内对能量收支的贡献最大。通过对瞬时能流的时空积分，我们发现从初始出现到X2.2耀斑爆发前，光球层上积累的总磁能为$E=10.6\times10^{32}$尔格，分别被划分为自由能和势能的$2.0$和$8.6\times10^{32}$尔格。这些估计与耀斑前非线性无力场（NLFFF）外推和最小电流电晕估计（MCC）的估计是一致的，尽管我们的方法非常不同。光球电场的这项研究表明了PDFI方法估计坡印亭通量的潜力，并打开了大门，以更定量的研究太阳光球和更现实的数据驱动的模拟日冕磁场的演变。
Improved Measurements of the Sun's Meridional Flow and Torsional Oscillation from Correlation tracking on MDI \& HMI magnetograms
太阳的轴对称流、差动自转和纬向流控制着太阳磁周期的动态，各种方法被用来测量这些流，每种方法都有自己的优缺点。自20世纪70年代以来，已经进行了基于表面磁场的互相关图像的流量测量，这需要能够检测小于太阳图像中像素大小的运动的先进数值技术。我们已经确定了几个系统误差，除了中心到肢体的效果，影响以前的测量这些流量，并提出了数值技术，可以尽量减少这些错误，利用测量的位移在几个时间滞后。我们对欧空局/美国宇航局（ESA/NASA）{ \em Solar and Heliospheric Observatory}（SOHO）上的{ \em Michelson Doppler Imager}（MDI）和美国宇航局（NASA）{ \em Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的{\em Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）的视线磁图进行了分析，显示了1996年至2020年两个太阳黑子周期内纬向流和差旋的长期变化。这些改进的测量可以作为太阳发电机和表面通量传输模拟的重要投入。
Coronal Non-Thermal and Doppler Plasma Flows Driven by Photospheric Flux in 28 Active Regions
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院，穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学，天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；NASA Goddard Space Flight Center, Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心，太阳物理学实验室，日球物理科学部）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
Three Cycles of the Solar Toroidal Magnetic Field and This Peculiar Minimum
利用34年的WSO（Wilcox Solar Observatory）和13年的SOHO/MDI（Michelson Doppler Imager on the Solar and Heliospheric Observatory）磁图，测量了光球磁场的东西向倾角。这一分析表明，全球磁场的大规模环向分量是反对称的赤道周围，并反转方向与通量从一个太阳周期相比，下一个区域。环向场揭示了第24周期在高纬度地区的第一个早期迹象，特别是在北半球，早在2003年WSO数据和2004年MDI数据中就出现了。与之前的周期一样，该特征逐渐向赤道移动。周期重叠，与每个周期相关的模式持续约17年。尽管当前太阳活动极小期的极场明显低于前三个极小期，但环向场模式是相似的。
我们向恒星物理学界介绍了一种模拟恒星日冕的方法，这种方法可以被认为是势场的延伸。在这种方法中，将磁场耦合到背景大气。该模型是磁流体静力学（MHS），是一个平衡之间的洛伦兹力，压力梯度和重力。分析的解决方案是可能的，我们认为在本文中的一个特殊的平衡类。该模型包含两个自由参数和这些对冠状磁场的几何形状和拓扑结构的影响进行了研究。演示的方法是使用来自塞曼多普勒成像的0.75 M $_{\odot}$ M-矮星GJ 182的磁图。
Enhancing Image Resolution of Solar Magnetograms: A Latent Diffusion Model Approach
Institute for Data Science, University of Applied Sciences North Western Switzerland (FHNW)（数据科学研究所，北西瑞士应用科学大学）；Department of Computer Science, University of Geneva（计算机科学系，日内瓦大学）
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。
Investigation on the Relation between Active Regions' Compliance with Empirical Laws and Flare Productivity
CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学院空间环境重点实验室，地球物理与行星科学学院，中国科学技术大学）；Mengcheng National Geophysical Observatory, University of Science and Technology of China（蒙城国家地球物理观测台，中国科学技术大学）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（太阳活动与空间天气国家重点实验室，中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Space and Earth Sciences, Beihang University（航空航天大学空间与地球科学学院）；Key Laboratory of Solar Activity, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（太阳活动重点实验室，中国科学院国家天文台）
Flare Energy Release in the Lower Solar Atmosphere Near the Magnetic Field Polarity Inversion Line
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解光球层和色球层中耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构和电流。NLFFF模型揭示了PIL中两个具有相反方向磁场的磁通量绳的相互作用。在NST的高分辨率宽带连续图像中，这些磁绳被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了一个薄的三带结构的形成，对应于一个小规模的光球磁拱。观测结果表明，在极性反转线附近有强电流集中的色球等离子体中存在初级能量释放点。在这种情况下，通过相互作用的磁通量绳触发磁重联，从而形成沿PIL伸长的电流片。
Statistical Properties of Ribbon Evolution and Reconnection Electric Fields in Eruptive and Confined Flares
本文对H $α$双带耀斑色球带演化进行了统计研究。该数据集由2000年6月至2015年6月发生的50次局限（$62\,\%$）和喷发（$38\,\%$）耀斑组成。耀斑是均匀地选择在H $α$和$\textit{GOES}$（地球同步业务环境卫星）类，重点是包括强大的封闭耀斑和弱喷发耀斑。Kanzelhöhe天文台的H $α$滤波图与$\textit{MDI}$（迈克尔逊多普勒成像仪）和$\textit{HMI}$（日震和磁成像仪）磁图相结合，用于推导带分离、带分离速度、磁场强度和重联电场。我们发现，爆发耀斑揭示统计更大的带状分离和更高的带状分离速度比密闭耀斑。此外，带状分离的爆发耀斑与GOES SXR通量，而没有明确的依赖被发现为封闭的耀斑。最大的带状分离速度与GOES通量没有相关性，但爆发耀斑揭示了平均更高的带状分离速度（由$\approx 10~$ km $~$ s $^{-1}$）。局限耀斑（$cc=0.50~\pm~0.02$）和爆发耀斑（$cc=0.77~\pm~0.03$）的局部重联电场与GOES通量相关，表明更强大的耀斑涉及更强的重联电场。此外，具有更高电场强度的爆发耀斑往往伴随着更快的日冕物质抛射。
Effect of Magnetic Field Strength on Solar Differential Rotation and Meridional Circulation
利用磁元特征跟踪技术研究了太阳表面流场（差旋和纬向环流），该技术利用磁场数据获得了表面速度。我们使用了太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪从2010年5月1日到2017年8月16日（卡林顿旋转2096到2193）获得的视线磁图，并每小时跟踪磁性元素特征。使用我们的方法，我们估计的差分旋转速度剖面。我们发现在卡林顿旋转框架中，$\sim$ 30和-170 m s $^{-1}$在纬度0 $^{\circ}$和60 $^{\circ}$的旋转速度。我们的结果是一致的与以前的结果通过其他方法，如直接多普勒，时间距离日震学，或互相关分析。我们还估计了纬向环流速度廓线，发现它在45 $^{\circ}$纬度的$\sim$ 12 m s $^{-1}$处达到峰值，这也与以前的结果一致。还研究了表面流速与磁场强度的关系。在我们的分析中，具有较强和较弱磁场的磁性元素分别在很大程度上代表了活动区遗迹和太阳磁网络的特征。我们发现，具有强（弱）磁场的磁性元素显示出更快（更慢）的旋转速度。另一方面，具有强（弱）磁场的磁性元素显示出较慢（较快）的纬向环流速度。这些结果可能与太阳的内部动力学有关。
Chromospheric Rapid Blueshifted Excursions Observed with IBIS and Their Association with Photospheric Magnetic Field Evolution
色球快速蓝移漂移（RBE）被认为是盘对应的II型针状体在肢体和被认为有助于日冕加热过程。以前的识别RBE主要是基于使用多普勒特征检测。在本文中，我们研究了2011年10月21日在一个非常安静的区域在磁盘中心，这是观察到的高节奏成像光谱的Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS）。通过使用自动光谱分析算法，在11分钟的时间内，共识别出98个RBE。大多数RBE要么呈圆形，要么呈细长形，平均面积为1.2弧秒^[2]。来自IBIS的光谱的详细时间演化使得定量确定Ca II 8542 RBE的速度（~16 km/s）和加速度（~400 m/s^2）成为可能，并揭示了通常在初始加速之后的额外减速（~-160 m/s^2）阶段。此外，我们还研究了RBE与伴随光球磁场演化的关联，使用协调的高分辨率和高灵敏度的磁图由Hinode。明确的例子中发现，RBE似乎与前面的磁通量出现和/或随后的磁通量取消。然而，在西南自动磁识别套件的帮助下进行的进一步分析并没有在这些RBE和磁场演化之间产生显著的统计关联。我们讨论了我们的研究结果的背景下，理解的驱动机制的RBE的影响。
