Instrumental and Observational Artifacts in Quiet Sun Magnetic Flux Cance llation Functions
假设光球宁静太阳磁场是湍流的，抵消功能以前已被用来估计真实的，独立于分辨率的平均，无符号的垂直通量$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$。我们表明，网络元素，噪声的存在下，看到复杂的精确的消除功能和他们的幂律指数$κ$的测量。先前排除网络元件的失败导致对消除指数$κ$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$两者的过低估计。然而，由于磁图中的噪声，$κ$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$都被高估。虽然没有结论性的值可以从目前的仪器的数据得出，我们的{ \it Hinode}/SP结果的$κ\lessapprox0.38$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}\lessapprox 270 $高斯可以作为上限。
2012-09-27 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
Detection of Flux Emergence, Splitting, Merging, and Cancellation of Network Fields. II Apparent Unipolar Flux Change and Cancellation
在这个系列的第二篇论文中，我们研究了出现频率的明显单极过程，取消，并出现补丁结构在安静的地区。根据我们的定义，明显的单极事件比取消和出现的频率要高得多，这与Lamb et al.（2013）一致。此外，我们调查的频率分布的变化通量在表观单极过程中，发现他们集中在检测限的分析。将这些发现与我们之前的论文Iida et al.（2012）的结果相结合，合并和分裂比出现和消除更占主导地位，这些结果支持以下理解：表观单极过程实际上是与低于检测限的斑块相互作用，并且在本分析中的通量范围和低于检测限的通量范围之间仍然存在许多通量相互作用。我们还研究了抵消过程中通量减少的发生频率分布。我们发现了一个相对较强的依赖性，2.48 $\pm$ 0：26作为幂律指数。这种对通量的强烈依赖性与前一篇论文中提出的模型是一致的。
2015-10-16 astro-ph.SR
Statistical evolution of quiet-Sun small scale magnetic features using Sunrise observations
太阳宁静区小磁特征的演化为探测太阳磁对流提供了一个独特的窗口。本文利用日出气球太阳观测站的高分辨率、无视观测资料，分析了宁静太阳的小尺度磁特征。我们的目的是了解不同的物理过程，如分裂，合并，出现和取消的磁场的重排，增加和删除的磁通量在光球的贡献。我们采用统计方法的分析和进化研究进行了使用功能跟踪技术。在本文中，我们提供了一个详细的描述，我们新开发的特征跟踪算法，我们提出了几个物理量的统计研究的结果。关于流量的出现、出现、分裂、合并、消失和抵消的分数的结果与最近的其他研究定性一致。总而言之，单极出现时获得的总通量比出现时获得的总通量大一个数量级。另一方面，双极抵消对磁通量的损失的贡献几乎与单极消失相等。抵消中损失的总通量几乎是涌现中获得的总通量的$6-8$倍。我们的研究和以前类似的研究之间的一个很大的区别是，由于日出的更高的空间分辨率，我们可以跟踪通量低至$9\times10^{14}$ Mx的特征。这个通量几乎是一个数量级低于最小的通量的功能跟踪在最高分辨率的研究的基础上日出数据。
2016-12-08 astro-ph.SR
Relationship between supergranulation flows, magnetic cancellation and network flares
内容：光球流在平静的太阳中产生了一个经常是混合极性的磁场网络，在那里小规模的爆发和网络耀斑是常见的。目标：本文的目的是（1）描述导致这些能量释放的流的特征，（2）量化由于光球流作用于磁场而产生的能量积累，以及（3）评估其对宁静太阳中小尺度、短寿命X射线耀斑能量的贡献。研究方法：我们使用SoHO和Hinode航天器的光球和X射线数据，结合跟踪算法，分析了五个网络耀斑的演变。发射X射线的热等离子体的能量与由于会聚和剪切通量而建立的能量的估计进行比较。结果如下：宁静太阳网络耀斑发生在相反极性的磁通量汇聚的地点上方，这些磁通量经常在网络单元连接的外围发现，有时还可以观察到类似漩涡的运动。在所有研究的耀斑的热能是一个以上的数量级高于磁自由能的会聚通量模型。剪切场中的能量总是高于会聚通量中的能量，但仍低于热能。结论：X射线网络耀斑发生在磁能量耗散部位。能量可能是由超颗粒流引起的磁场的系统剪切而积累起来的。该过程在网络车道的交叉点附近显得更有效。由于这项工作依赖于11个案例研究，我们的结果需要后续的统计分析，以测试我们的假设在整个安静的太阳。
2017-05-29 astro-ph.SR
Imaging Spectropolarimetry with IBIS: Evolution of Bright Points in the Quiet Sun
我们提出的结果，从第一分光偏振观测的太阳光球获得的邓恩太阳望远镜与干涉二维光谱仪。在Fe I 630.15 nm和Fe I 630.25 nm线上测量全斯托克斯轮廓，具有高空间和光谱分辨率，持续53分钟，斯托克斯V噪声为0.003连续强度水平。该数据集使我们能够研究与安静太阳中G波段亮点相关的几个磁性特征的演变。在这里，我们专注于分析三个不同的过程，即合并，破碎和G带亮点的取消。我们的分析是基于SIR反演的斯托克斯我和V配置文件的Fe I线。G波段图像的高空间分辨率与反演结果相结合，有助于解释正在发生的物理过程。高对比度的G-带亮点的外观（溶解）被认为是有关的磁填充因子的局部增加（减少），没有明显的变化，在磁场强度。相反极性亮点的消除可能是磁重联或磁环出现/淹没的标志。
2009-06-15 astro-ph.SR
Magnetic Fields and Velocity Structures around a Cancellation Site
抵消被认为是光球磁场的一个基本过程，在磁通量收支和太阳的各种活动中起着重要的作用。这种现象有两种主要的理论假设，即“U形圈浮现”和Omega圈淹没模型。为了估计太阳磁通量通过地表的输运，弄清在抵消过程中哪一个是主导过程是很重要的。利用日之出卫星上的太阳光学望远镜，研究了宁静太阳相消前后的矢量磁场和速度结构。发现了连接抵消磁特征的横向磁场和强的长时多普勒红移信号，在抵消发生后的第一次偏振光谱观测中观测到横向磁场，而红移明显滞后于抵消发生20分钟。这些结果表明，所观察到的抵消是一个欧米茄环淹没。
2010-02-23 astro-ph.SR
Eruptions from quiet Sun coronal bright points. I. Observations
利用SDO上的AIA在He II 304 A、Fe IX/X 171 A、Fe XII 193 A和Fe XVIII 94 A四个通带上对CBPs全寿命的观测，研究了等离子体喷射、微耀斑、微灯丝爆发和小型日冕物质抛射（mini-CME）的发生情况。首先，我们的研究表明，大多数（76%）安静的太阳CBPs（42个CBPs中的31个）在其一生中至少产生一次喷发。在11个CBP的21次喷发中，18次发生在CBP形成后平均约17小时，AIA 193 A中CBP的平均寿命约为21小时。在每个BP中，这种喷发发生的时间延迟与CBP双极演变的收敛和取消阶段相一致，在此期间，CBP变得更小，直到它们完全消失。其余三个发生在CBP形成后4 - 6小时。在21次喷发中，有16次的磁会聚和抵消涉及CBP主双极，而在3次喷发中，其中一个BP磁碎片和一个预先存在的相反极性的碎片会聚和抵消。在一个BP与两个喷发取消没有观察到。CBP喷发在大多数情况下涉及色球物质的驱逐，无论是作为细长的对流结构（微灯丝，MF）或大量的冷物质（冷等离子体云，CPC），以及CBP或更高的覆盖热环。在三次喷发中发现了日冕波。在所有爆发的MFs/CPC下方观察到微耀斑。它仍然不确定是否不稳定的MF导致微耀斑或不稳定和MF的喷发是由灯丝下方的重新连接触发的。在大多数喷发中，冷的喷发等离子体部分或全部遮蔽了微耀斑，直到喷发物质远离CBP。…
2018-08-14 astro-ph.SR
Surface Magnetic Flux Maintenance In Quiet Sun
我们研究表面过程的磁补丁，即合并，分裂，出现，和取消，通过使用自动检测技术。我们发现，合并和分裂是当地占主导地位的表面水平，而其他两个的频率是由一个或两个数量级的小。进一步研究了表面过程通量含量与频率的关系。基于这些观察，我们讨论了一个可能的整体画面的维护。我们的结论是，光球磁场结构，特别是其幂律性质，是由当地的表面的过程，而不是不同高度之间的相互作用维持。我们提出了一个通量维持的方案：分裂和合并对幂律分布的产生起关键作用，而不是出现或取消。这种幂律分布的结果在另一个幂律的随机对流输运的想法之一的取消。取消和出现有一个共同的值的幂律指数在其频率分布，这可能意味着一个“再循环的淹没和重新出现的通量”。
2012-12-27 astro-ph.SR math-ph math.MP
Quiet Region Jet by Eruption of Minifilament and Associated Change in Magnetic Flux
我们在2017年3月23日22：08 UT左右观察到一个日冕喷流，位于太阳盘东北方向的一个安静区域。一个微丝爆发导致了这个喷流。我们分析了从它的形成，直到它的爆发的微细丝的动力学。我们观察到微丝在15：50 UT左右开始形成。然后在稍后的时间，它消失了，但再次出现，并最终在22：08 UT左右爆发为井喷射流。研究了微暗条下光球磁场的演化。最初，我们观察到随后的增加和减少的正磁通量。在喷发开始之前，正磁通量显示出持续下降，直到微丝消失。正磁通量的增加和减少分别是由于新的正磁通量的出现和正磁通量与负磁通量的抵消。
2018-12-25 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
The Ubiquity of Twisted Flux Ropes in the Quiet Sun
本研究结合HINODE观测与高分辨率磁流体动力学模拟，证实扭曲磁通量绳在宁静太阳中普遍存在，其自由磁能和磁扭绕足以触发受限爆发并加热大气，为太阳大气加热机制提供了新见解。
2024-11-15 astro-ph.SR
Quiet Sun flux rope formation via incomplete Taylor relaxation
本研究通过三维MHD模拟揭示静默太阳中磁通量绳经分量重连和螺旋度逆级联逐步形成，并首次展示趋向泰勒弛豫的逆级联，为理解纳米耀斑积累提供新机制。
2023-03-21 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
An Observational Test of Solar Plasma Heating by Magnetic Flux Cancellation
最近的观测表明，磁通量抵消可能在加热太阳的高层大气（色球层，过渡区，日冕）中起着至关重要的作用。在这里，我们打算验证一个分析模型的磁重联和随之而来的日冕加热，由一对相反极性的会聚和抵消磁通量源驱动。在这次试验中，我们分析了在5.2小时的目标间隔内，在平静的太阳网络区域中的一个小尺度通量抵消事件的光球磁场和多波长UV/EUV观测。观测到的抵消事件表现出光球上两个相反极性的磁斑的会聚运动和红移的多普勒速度（向下流动），其中两个极性的磁通量以10 $^{15}$ Mx s $^{-1}$的速率减小。几个脉冲EUV增亮，微分发射测量值峰值在1.6-2.0 MK，也观察到的形状与他们的两个足迹锚定在两个补丁的拱廊。在目标间隔内，磁通抵消区的磁能释放率估计为（0.2-1）$\times$ 10 $^{24}$ erg s $^{-1}$，可以满足以前报道的宁静日冕加热率的要求。最后，短期（几到几十分钟）的变化和长期（几个小时）的趋势，在磁能释放率清楚地显示在估计的辐射能量损失率的电子在2.0 MK以上的温度。所有这些观测结果支持的有效性的等离子体加热在太阳上层大气中的通量抵消的研究重联模型。
2020-06-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Relationship between EUV microflares and small-scale magnetic fields in the quiet Sun
微耀斑是在X射线和极紫外波段观测到的小型动力学特征。由于它们的脉冲发射增强和广泛的分布，它们被认为与日冕加热密切相关。通过使用大气成像装置提供的高分辨率171厘米图像和太阳动力学观测台上的日震和磁成像仪获得的视线磁图，我们在近盘中心的一个静区中，以960角秒$\times$ 1068角秒的视场，在24小时内追踪到10794个微耀斑，微耀斑的发生率为4.4 $\times$ 10 $^{3}$ hr $^{-1}$外推到整个太阳。它们的平均亮度、大小和寿命分别为1.7 I $_{0}$（宁静太阳）、9.6 Mm $^{2}$和3.6 min。微耀斑的亮度、面积和寿命之间存在着正相关关系。一般来说，微耀斑在整个太阳盘面上均匀分布，但在局部形成与磁网络结构相似且匹配的网络图案。典型事例表明，微耀斑更倾向于发生在网络边界的磁抵消区。我们粗略地计算了微耀斑提供的能量通量的上限，发现其结果仍然比日冕加热要求低$\sim$ 15倍。
2015-02-13 astro-ph.SR
Quiet Sun Explosive Events: Jets, Splashes, and Eruptions
爆炸事件是一种小的过渡区现象，其特征是在其线轮廓中具有宽的非高斯翼。来自太阳动力学天文台（SDO）的图像给出了用紫外光谱仪SUMER/SOHO拍摄的安静太阳区域的OVI光谱中看到的爆炸事件现场的等离子体动力学的第一个视图。在超颗粒网络细胞的交界处或新兴通量附近都可以看到明显的事件爆发。其中三个是在其周围的过渡区（304 A）和日冕（171 A）活动的背景下描述的。其中一个显示血浆从一个小回路的一个足点喷出，导致另一个足点出现"飞溅"。第二个与通量抵消有关，从SDO/HMI磁图推断，以及日冕变暗，周围是明亮的EUV发射环，在光谱仪狭缝穿过明亮环的位置发生爆炸事件。第三系列事件发生在一个缓慢的小型CME的基础上。这里研究的所有事件都意味着可能由超颗粒结处的磁重联触发的喷流。事件来自AIA图像中看到的射流足迹附近的站点，并且可能来自诱导高速流的着陆站点。它们不是由骨针的快速旋转引起的。
2012-10-29 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
The Solar Internetwork. I. Contribution to the Network Magnetic Flux
在太阳表面观测到的磁网络包含了相当大一部分的安静的太阳总通量。然而，它的起源和维护并不清楚。在这里，我们调查的贡献互联网络磁场的网络通量。互联网领域渗透到超颗粒细胞的内部，并显示出大的出现率。我们使用长时间序列的Hinode和自动特征跟踪算法获得的磁图，以遵循网络和网络间通量元素的演变。我们发现，14%的安静的太阳通量是在互联网领域的形式，几乎没有时间上的变化。互联网元素与网络补丁交互，并通过添加流量（通过合并过程）或删除流量（通过取消事件）来修改网络的流量预算。合并似乎是占主导地位的，所以互联网的净流量贡献是积极的。在整个太阳表面上，观测到的向网络传输的通量速率为1.5 × 10^24 Mx天^-1。因此，互联网络仅在9-13小时内提供与网络中存在的通量一样多的通量。考虑到并不是所有传输的流量都被并入网络，我们发现互联网络将能够在大约18-24小时内替换整个网络流量。这使得互联网络成为网络最重要的贡献者，挑战了短暂区域是安静太阳中流量的主要来源的观点。大约40%的互联网流量最终在网络中结束。
2014-08-11 astro-ph.SR
Propagating brightenings in small loop-like structures in the quiet Sun corona: Observations from Solar Orbiter/EUI
在太阳极紫外（EUV）图像中观察到的增亮通常被解释为在过渡区或日冕温度下发生的微米或纳米耀斑的特征。太阳轨道飞行器上的极紫外线成像仪（EUI）最近的观测显示，在安静的太阳日冕中，这种亮度（称为篝火）最小。从2020年5月30日开始，以约400 km的分辨率分析太阳上的EUI 174数据，节奏为5 s，我们在这里报告了一些情况，这些篝火沿着其明显的小（3-5 Mm）环状结构表现出传播特征。测量的传播速度通常在25 km s $^{-1}$和60 km s $^{-1}$之间。如果假设环形等离子体的温度为一百万开尔文，那么这些视在的运动将比局部声速慢。此外，这些增亮表现出非平凡的传播特性，如分叉，合并，反射和重复等离子体喷射。我们认为，这些功能是这些小尺度的磁结构的内部动力学的表现，并可以提供重要的见解的动态响应（$\sim$ 40秒）的环路等离子体的加热事件，以及到加热事件本身的位置。
2021-11-15 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
Scaling laws for magnetic fields on the quiet Sun
太阳的磁场是由一系列尺度组成的，跨度大约为七个数量级，其中四个超出了现有望远镜的分辨能力。在这里，我们已经使用了一个Hinode SOT/SP深模式数据集的安静的太阳盘中心结合从汉勒效应的约束条件，推导出比例定律，描述如何磁结构的变化，从解决规模下降到磁扩散限制，在那里的领域停止冻结。分析的重点是推导出的磁能谱，但我们也讨论了尺度依赖的概率密度函数（PDF）的磁通密度和平均无符号磁通密度的抵消函数的作用。用线比法对日出数据集的分析揭示了一个坍缩的通量群，其形式为通量管，其大小分布在10-100公里范围内达到峰值。磁能量通过通量管坍塌的不稳定机制注入到这个尺度范围内，该机制由对流区顶部超绝热区的外部气体压力驱动。这使磁能谱的高度刚好超过望远镜的分辨率极限。通量管衰变提供了一个惯性范围，该范围沿着尺度谱级联到磁扩散极限，并且其中包含了从汉勒效应的观测中已知存在的缠结的“隐藏”通量。观测约束条件要求隐磁通中的总磁能必须与kG磁通管中的总能量处于同一量级。通量管和隐藏通量被发现优先位于晶间通道，这是预期的，因为它们是物理相关的。
2012-03-27 astro-ph.SR
Twin CME Launched by a Blowout Jet Originated from the Eruption of a Quiet-Sun Mini-filament
我们研究了2014年5月16日由太阳动力学天文台（SDO）上的仪器观测到的安静太阳爆发喷流。利用LASCO C2在SoHO、STEREO A和STEREO B/COR 2上观测到的双星CME同时表现为喷流状和气泡状。它们分别与暗条北段和南段的喷发有关。在喷吹射流底部的互联区域，有一个圆形的细丝。SDO/HMI视线（LOS）磁图在灯丝的北端观察到集体磁抵消，这使得该灯丝不稳定，并进一步使其在两个不同的阶段爆发。在第一阶段中，暗条的北段被喷出，并导致喷出喷流的北段的演化。这部分喷出射流进一步扩展为准直等离子体束，形成射流状CME。我们还观察到在井喷喷流的北部边缘的等离子体斑点，这是由于其扭曲的磁等离子体螺旋中的开尔文-亥姆霍兹（K-H）不稳定性造成的。在第二阶段，暗条的南部以变形/扭曲的磁通量绳的形式喷发，形成喷流的南部。这次爆发很可能是由暗条北段的爆发引起的，它消除了暗条南段的受限磁场。替代方案可以是这些磁结构之间的磁内爆，这些磁结构被限制在大得多的磁畴中。暗条南段的爆发进一步导致了外日冕中气泡状的日冕物质抛射。
2019-05-07 astro-ph.SR
Coronal Heating and Solar Wind Generation by Flux Cancellation Reconnection
本文提出小尺度磁通量抵消通过磁重联普遍驱动低太阳大气能量释放，结合解析模型与三维MHD模拟证明其足以加热色球和日冕并产生太阳风。
2024-01-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic balltracking: Tracking the photospheric magnetic flux
背景：理解安静太阳动力学的一个方面是量化小尺度磁特征内通量的演变。这些特征在平静的光球层中经常被观察到，并被赋予各种名称，如孔，结，磁斑。目的：这项工作提出了一种新的算法，用于跟踪光球中各种各样的小尺度磁特征的演变，其精度等于仪器分辨率。研究方法：我们已经开发出一种新的技术来跟踪从磁图，称为“磁球跟踪”的个人磁性功能的演变。它量化了被跟踪特征的磁通量，并且它可以跟踪从磁场外推推断的磁场线的足迹点。该算法可以检测和量化磁通出现，以及磁通抵消。结果如下：磁球跟踪的能力证明了与检测和跟踪的两个案件的磁通量出现，导致增亮的X射线环。当观测到X射线环时，最大出射通量范围为10^{18} Mx至10^{19} Mx（无符号通量）。
2014-12-29 astro-ph.SR
Spatial distributions of EUV brightenings in the quiet-Sun
本研究利用Solar Orbiter高分辨率数据，通过自动化算法检测宁静太阳中的EUV亮斑，发现其优先出现在光球网络的强视线磁场区域，但并不主要与对消中的双极结构共空间。
2024-11-01 astro-ph.SR
Nature of small-scale Ca II H brightenings associated with weak fields in a quiet Sun region
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本研究通过Sunrise观测数据，分析了宁静太阳区域中与弱磁场相关的217个Ca II H增亮事件，发现约半数位于磁冠中，其余与磁亮点或磁浮现/对消相关，并揭示相反极性磁场相互作用对最亮峰值的贡献。
2026-09-24 astro-ph.SR
Understanding the plasma and magnetic field evolution of a filament using observations and Nonlinear force-free field modelling
我们目前的观测和磁场模型的一个中间灯丝在2012年8月出现在太阳上，与极性反转线，从AR 11541在东部延伸到安静的太阳在其西端。SDO/AIA、SDO/HMI和GONG H α数据的组合使我们能够分析2012年8月4日23：00 UT至2012年8月6日08：00 UT期间灯丝处于平衡状态时的结构和演变。应用磁绳插入法，以SDO/HMI的视线磁图为边界条件，建立了上述两个时刻的灯丝非线性无力场模型。在观测到的灯丝倒钩的引导下，两个模型化的通量绳被分成三个部分，每个部分具有不同的轴向通量值，以表示不均匀的光球场分布。在两个模型之间，绳索东部的通量增加了4 $\times$ 10 $^{20}$ Mx，这与沿AR 11541的内部PIL抵消的通量量非常一致，计算为3.2 $\times$ 10 $^{20}$ Mx。这表明磁通抵消将磁通建立到灯丝的磁性结构中。此外，在两个模型之间的磁通量抵消，形成新的灯丝线程和灯丝的生长观察的位置的场线下降的数量增加。这表明与磁重联相关的磁通抵消形成了将等离子体提升到灯丝中的上凹磁场。在此期间，模型中的自由磁能增加0.2 $\times$ 10 $^{31}$尔格。
2019-11-04 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of a Flux Rope Formation by Series of Magnetic Reconnection in the Chromosphere
使用高分辨率的观测，从1.6米的新太阳望远镜（NST）在大熊太阳天文台（BBSO），我们报告的直接证据的合并/重新连接冷H $α$环在色球层在两个同源耀斑（B-和C-类）所造成的剪切运动在两个循环的脚点。这些环之间的重联导致形成了一个不稳定的磁绳，显示出逆时针旋转。磁绳无法达到环面不稳定的高度，未能形成日冕物质抛射。HMI磁图揭示了负/正（N1/P2）极性太阳黑子在相反方向上的旋转，这增加了以N1/P2为基础的磁性结构的右手和左手扭曲。在第一次B6.0耀斑期间甚至之后都观测到快速光球通量抵消（持续时间$\sim$ 20-30分钟，速率$\approx$ 3.44 $\times$ 10 $^{20}$ Mx h $^{-1}$），并持续到第二次C2.3耀斑结束。RHESSI X射线源位于环的合并部位。据我们所知，这样一个明确的相互作用的色球环，随着快速通量抵消还没有报道过。这些高分辨率的观测结果表明，色球圈内的一系列磁重联与非常快速的磁通抵消有关，从而形成了一个小的磁通绳。
2017-03-29 astro-ph.SR
Interaction between Granulation and Small-Scale Magnetic Flux Observed by Hinode
我们研究了宁静太阳中颗粒发育与磁场演化之间的关系。给出了6个典型的颗粒与磁性元素相互作用的例子，得到了以下结果。(1)当颗粒细胞内没有磁通量出现时，颗粒中心对称地发育。(2)一个颗粒的发展和分裂非中心对称，而通量出现在外部的颗粒细胞。(3)一旦颗粒破碎，就在颗粒的位置处检测到作为混合极性的群集出现的磁通量。(4)偶极伴随着颗粒的发育而出现，偶极的两个元素扎根于相邻的颗粒间通道中，并隔着颗粒相向。在水平颗粒运动的平流作用下，偶极子的正分量与先前存在的负通量相抵消。(5)通量抵消也发生在由颗粒流平流输送的正元件与其周围的负通量之间。(6)当颗粒细胞发生磁通量抵消时，颗粒收缩然后消失。(7)水平磁场在偶极出现和相反极性相互抵消的地方增强，但只有偶极元件之间的水平场从正元件到负元件有序地指向。我们的研究结果表明，颗粒和小尺度磁通量相互影响。颗粒流平流磁通量，和磁通量演变抑制颗粒的发展。在一个相消磁元处存在极大的多普勒蓝移。这一现象可能是光球层下方磁重联产生的向上流动所造成的。
2009-05-11 astro-ph.SR
The formation of sunspot penumbra. I. Magnetic field properties
我们研究了活动区NOAA 11024黑子半影的形成。我们同时观察了光球铁线的斯托克斯参数在1089.6 nm的TIP和617.3 nm的GFPI分光偏振仪以及宽带图像使用G波段和CalIK过滤器在德国VTT。半影的形成与倾斜磁场密切相关。在4.5 h的观测时间内，半影区的磁通量从9.7 E +20 Mx增加到18.2 E +20 Mx，而本影区的磁通量保持不变，约为3.8 E +20 Mx。周围环境中的磁通量被并入光斑，并且通过小通量贴片（SFP）提供新的通量，其平均具有2-3E+18 Mx的通量。光斑的通量增加速率为4.2E+16 Mx/s，对应于每分钟合并一个SFP。我们还发现，在斑点半影的形成过程中：a）本影的最大磁场强度不变，b）磁中性线相对于本影保持不变，c）新的磁通量到达光斑的出射侧，而半影形成在相对侧，d）光桥的平均LRF倾角从50 °减小到37 °，以及e）随着半影的发展，斑点边界处的平均磁场强度从1.0 kG减小到0.8 kG。与细长颗粒相关联的SFP是活性区中结构形成的构建块。在太阳黑子的形成过程中，它们的贡献与孔隙的合并相当。周围安静的环境对半影的形成很重要。光桥作为合并孔隙之间捕获的颗粒的残余物，被发现在形成过程中起着至关重要的作用。它们似乎在形成过程中引导磁通量通过斑点。光桥也是第一个半影丝形成的地方。
2011-11-14 astro-ph.SR
Magnetic Flux Emergence in a Coronal Hole
各种空间和地面观测站的联合活动，包括日本Hinode任务（HOP~338，2017年9月20日至30日），GREGOR太阳望远镜和\textit{Vacuum Tower Telescope}（VTT），调查了许多目标，如孔隙，太阳黑子和日冕洞。在这项研究中，我们专注于冕洞区的目标。2017年9月24日~ 2017年9月24日，一个非常扩展的非极性冕洞出现了斑块状的通量出射，这有助于冕洞的总面积减小。这些通量出现的斑块侵蚀了冕洞，并将该地区转变为一个更安静的太阳样区域，其中双极磁结构发挥了重要作用。相反，磁通量抵消导致相反极性的磁场的减少和冕洞面积的增加。利用\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）和\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）的数据，研究了其他全球冕洞特征，包括相关磁通量的演化和上述EUV区域的演化。太阳风的行星际介质参数显示出与冕洞存在相一致的参数。此外，在这些参数中发现了特定的瞬态。
2020-06-21 astro-ph.SR
Persistent Homology analysis for solar magnetograms
本研究将持续同调拓扑分析技术应用于太阳磁图，结合多种滤过方法分析宁静太阳与活动区磁场结构，验证了其在活动区分类、反极性结构量化及小尺度磁事件研究中的作用。
2024-01-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Solar Internetwork. II. Magnetic Flux Appearance and Disappearance Rates
小规模互联网络磁场是宁静太阳的重要组成部分。在本文中，我们分析了它们如何出现和消失在太阳表面。使用高分辨率的Hinode magnetograms，我们遵循在磁盘中心的两个超颗粒细胞内部的个别磁性元素的演变。从长达38小时的连续测量，我们表明，磁通量出现在互联网区域的速度$120\pm3$ Mx厘米$^{-2}$天$^{-1}$（$3.7 \pm 0.4 \times 10^{24}$ Mx天$^{-1}$在整个太阳表面）。磁通量以$125 \pm 6$ Mx cm $^{-2}$ day $^{-1}$（$3.9\pm 0.5 \times 10^{24}$ Mx day $^{-1}$）的速率从互联网络中消失，这是通过磁性元素的衰落、相反极性特征之间的抵消以及与网络补丁的相互作用实现的，网络补丁将互联网络元素转换为网络特征。大部分通量通过衰落和与网络的相互作用而损失，几乎以大约50 Mx cm $^{-2}$天$^{-1}$的速率损失。我们的结果表明，互联网络的磁通量的源和汇是很好的平衡。利用瞬时通量的出现和消失率，我们成功地再现了两个超颗粒细胞的总无符号通量的时间演化。
2016-04-06 astro-ph.SR
Granular-Scale Elementary Flux Emergence Episodes in a Solar Active Region
我们分析了在AR 11024出现期间两个54分钟内拍摄的Hinode航天器的数据。我们专注于小规模的部分内观察到的太阳活动区，并发现非常独特的小规模和短暂的黑暗功能的Ca II H色球过滤图和斯托克斯我的图像的外观。这些特征出现在纵向磁场接近于零的区域，并且在它们最终消失之前观察到长度增加。当暗特征逐渐消失时，在低色球层谱线中检测到能量释放。在时间序列的磁图中，观测到一个发散的双极结构，伴随着暗特征和亮特征的出现。观测到的现象被解释为证明在太阳大气中的元素通量出现，即小规模的拱丝系统上升到较低的色球层与几个太阳颗粒的长度尺度。增亮被解释为色球加热的签名所引发的重新连接的上升环路（一旦他们达到色球高度）与预先存在的磁场，以及重新连接/取消事件中的U-环段出现的蛇形字段。我们研究的时间演化和动态的事件，并将它们与出现在安静的太阳区域和蛇形磁通出现签名检测到的活动区域的磁回路。阐述了本研究中提出的颗粒尺度通量出现的新特征，我们提出了蛇纹石通量出现的方案。
2012-03-29 astro-ph.SR
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。
2018-11-23 astro-ph.SR
Eruptions from coronal hole bright points: observations and non-potential modelling
一个单一的案例研究的CBP在赤道冕洞与一个非常大的尺寸进行了调查，以扩大我们的理解形成的迷你丝，他们的不稳定和爆发的起源触发形成的喷射状功能记录在极紫外线（EUV）和X射线发射。我们的目标是探索与日冕洞和宁静太阳中的小型日冕物质抛射中的喷流相关的CBP中所谓的微耀斑的性质。来自大气成像组件（AIA）和太阳动力学天文台上的日震磁成像仪（HMI）的共同观测，以及GONG Halfa图像与非线性力自由场（NLFFF）松弛方法一起使用，后者基于HMI视线磁图的时间序列。在爆发前3-4小时左右在CBP拱廊下形成的迷你灯丝（MF）在Halalpha和EUV AIA图像中被看到抬起并爆发，触发X射线射流的形成。没有观察到显著的光球磁通量浓度位移（会聚），在导致MF升空的时间段内，形成CBP的两个主磁极之间的磁通量抵消也没有观察到。CBP微耀斑与MF升空后不久形成的三个耀斑核心有关。没有观测到的签名被发现在爆发的MF下的重联。所应用的NLFFF建模成功地再现了CBP环复杂的，以及磁通量绳，主机MF在建设到喷发。
2020-09-10 astro-ph.SR
IRIS and SDO Observations of Solar Jetlets Resulting from Network-Edge Flux Cancelation
最近的观测表明，驱动日冕喷流的微暗条喷发的形成和触发是由于多数极性和少数极性磁通量块之间的中性线上的磁通量抵消。我们使用IRIS UV图像和SDOAIA EUV图像以及SDO/HMI的视线磁图研究了冕洞中10个盘上小尺度UV/EUV喷流（喷流）的磁设置，这些喷流小于冕X射线喷流但大于色球针状体。我们观察到经常性的喷流在边缘的磁网络磁通通道的冕洞。根据与IRIS和AIA图像对齐的磁图，我们发现，在9个案例中，可以清楚地看到，这些小喷流来自于以1.5 × 10^18 Mx·hr^{-1}的平均速率进行的通量抵消的位置，并且在它们的底部显示出使人联想到大尺度日冕喷流中底部增亮的现象。我们发现，喷流发生在许多位置沿网络车道的边缘（不限于基地的羽毛），平均寿命为3分钟，速度为70公里。喷流底部的平均宽度（4000公里）比日冕喷流（18,000公里）小三到四倍。基于这些观测到的10个明显的喷流，以及我们以前在安静区域和冕洞中对大规模日冕喷流的观测，我们推断通量抵消是喷流形成和触发的一个重要过程。我们的观察结果表明，网络喷流喷发可能是小规模的类似物，既有较大规模的日冕喷流，也有更大规模的喷发产生CME。
2018-11-10 astro-ph.SR
The Magnetic Origin of Solar Campfires
太阳营火是最近由太阳轨道器上的极紫外线成像仪（EUI）观测到的精细尺度加热事件。在这里，我们使用EUI 174图像，以及SDO/AIA的EUV图像和SDO/HMI的视线磁图来研究安静日冕中52个随机选择的营火的磁起源。我们发现：（i）营火起源于光球磁网络通道的边缘;（ii）大多数营火位于多数极性磁通量斑块和合并的少数极性磁通斑块之间的中性线上方，磁通抵消率为$\sim$ 10 $^{18}$ Mx hr $^{-1}$ ;（iii）有些营火在同一中性线上重复发生;在绝大多数情况下，营火之前是一个冷等离子体结构，类似于日冕喷流中的微丝;以及尽管许多营火具有“复杂”结构，但大多数营火类似于小规模的喷流、点或环。因此，“营火”是一个通用术语，包括不同类型的小规模太阳动力学特征。它们含有足够的磁能（$\sim$ 10 $^{26}$ -10 $^{27}$ erg），可以将太阳大气局部加热到0.5- 2.5 MK。它们的寿命从大约一分钟到一个多小时不等，大多数篝火的寿命为$<$ 10分钟。营火的平均长度和宽度分别为5400 $\pm$ 2500 km和1600 $\pm$ 640 km。我们的观测结果表明：（a）磁通量绳的存在可能在太阳大气中无处不在，而且不仅限于日冕喷流和形成日冕物质抛射的大规模喷发;（b）磁通量抵消是大多数营火形成和触发的基本过程。
2021-10-13 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
