Reconstruction of total and spectral solar irradiance from 1974 to 2013 based on KPVT, SoHO/MDI and SDO/HMI observations
太阳总辐照度和光谱辐照度是评估太阳对地球气候变化影响的关键参数。我们提出了使用SATIRE-S模型从1974年到2013年获得的每日太阳辐照度的重建，该模型基于KPVT，SoHO/MDI和SDO/HMI的全圆盘观测。SATIRE-S将太阳辐照度在大于一天的时间尺度上的变化归因于光球磁性。太阳光谱重建从明亮的磁功能和太阳黑子的日常数据中使用这些磁结构的模拟强度谱的表观表面覆盖。我们交叉校准了各种数据集，协调了模型输入，以产生一个一致的时间序列作为输出。该模型复制了92%的PMOD TSI复合材料的变化，包括1996年和2008年太阳活动周期最低点之间的长期下降。该模型还再现了观测到的莱曼α辐照度和镁II指数的变化。UARS和SORCE飞行任务的紫外线太阳辐照度测量值在开始表现出不一致的旋转和周期性变率之前，在约180 nm处是相互一致的，这表明仪器效应尚未得到解决。结果，模型和测量之间的一致性在该波长以上开始恶化。与早期的类似调查一样，重建无法重现SORCE/SIM SSI的总体趋势。我们认为，从缺乏明确的太阳活动周期调制SIM记录和仪器和TSI记录的总通量之间的不一致，不明仪器的趋势是存在的。重建结果与多个来源的观测结果一致，证明了其有效性。它还提供了进一步的证据，证明光球磁性是太阳辐照度在大于一天的时间尺度上变化的主要驱动力。
2015-07-05 astro-ph.SR
Reconstruction of annual solar irradiance over the last three millennia
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Technical University of Braunschweig（布伦瑞克工业大学）；School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学空间研究学院）；Space Physics and Astronomy Research Unit and Sodankylä Geophysical Observatory, University of Oulu（奥卢大学空间物理与天文学研究单元及索丹屈莱地球物理观测站）
本研究提出了一种基于物理的重建方法，用于过去三千年内总太阳辐照度（TSI）的年度重建，利用最新的太阳黑子数系列数据扩展SATIRE-T模型，以评估长期太阳变率及其对地球气候的影响。
2026-05-21 astro-ph.SR
Solar Irradiance Reconstruction over the Telescopic Era Using a Revised Photospheric Magnetic Field Model
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Technische Universität Braunschweig（布伦瑞克工业大学）
本文基于物理模型SATIRE-T，利用改进的磁场演化描述，重建了过去四百年太阳总辐照度和光谱辐照度，结果与卫星测量一致，揭示了太阳辐照度长期变化趋势。
2026-03-05 astro-ph.SR
Solar activity over nine millennia: A consistent multi-proxy reconstruction
过去几千年的太阳活动只能从地球档案中的宇宙成因放射性核素记录中重建。但是，由于代理档案的多样性，很难建立一个同质的重建。在这里，我们提供了一个新的一致的多代理重建的太阳活动在过去的9000年，使用现有的长跨度数据集的10Be和14C在陆地档案。一种基于贝叶斯方法的新方法首次应用于太阳活动重建。对调制电位的最可能值进行蒙特卡罗搜索，以匹配给定时间内来自不同数据集的数据。我们使用了来自格陵兰岛和南极洲的六个10Be系列，以及全球14C生产系列。对10Be系列进行重新采样，以匹配与14C参考数据集中的极大极小值相关的摆动。GRIP和EDML 10 Be系列在全新世后半期相互偏离，而14 C系列位于它们之间。一个可能的原因是格陵兰岛的铍迁移和沉积模型不够精确。一个缓慢的六千年的变化与低点约。太阳活动的两个分量在统计上可以区分为：主“正常”分量和对应于大极小的分量。一个可能存在的一个组成部分，代表最大的指示，但它不能从主要组成部分中分离，在统计上显着的方式。一个新的一致重建的太阳活动在过去的九千年提出了最可能的值的十年太阳黑子数量和现实的不确定性。太阳活动的主要温和的活动和盛大的最低状态对应的独立组件被确定，它们可能与发电机的不同操作模式。
2018-04-04 astro-ph.SR
Reconstruction of total solar irradiance variability as simultaneously apparent from Solar Orbiter and Solar Dynamics Observatory
本文提出结合太阳轨道器SO/PHI与SDO/HMI的观测数据，利用SATIRE-S模型首次同时从地球视角和黄道外视角重建太阳总辐照度变化，为研究不同倾角下太阳与其他冷恒星的亮度变化比较奠定基础。
2023-09-28 astro-ph.SR
Reconstruction of spectral solar irradiance since 1700 from simulated magnetograms
我们使用SATIRE-T2（望远镜时代版本2的光谱和总辐照度重建）模型重建了自1700年以来的光谱太阳辐照度。这个模型使用的输入磁图模拟与表面通量输运模型美联储与半合成记录新兴的太阳黑子群。我们利用太阳黑子群出现的性质（如纬度、面积和倾角）与太阳黑子周期强度和相位之间的统计关系，从1700年开始制作半合成的太阳黑子群记录。将半合成记录输入表面通量传输模型，以获得每日模拟磁图，该磁图绘制了活跃区域（太阳黑子和光斑）的磁通量分布及其在太阳表面的衰变产物。出现在短暂的地区的磁通量分别占的基础上的概念，其长度和幅度的太阳黑子周期，通过太阳黑子的数量。每个表面组件（太阳黑子、光斑和网络以及短暂区域）中的磁通量被用来计算1700年至2009年之间的光谱和总太阳辐照度。这种重建的目标是几个月或更长的时间尺度，尽管模型返回每日值。我们发现，SATIRE-T2除了再现其他相关的观测，如总磁通量，重建总太阳辐照度（TSI）的时间尺度为几个月或更长的时间与PMOD复合观测，以及重建开始于1878年的基础上RGO-SOON数据。该模型预测，从1700年到现在，TSI将增加1.2[+0.2，-0.3] Wm-2。光谱辐照度重建与UARS/SUSIM测量以及Lyman α复合物吻合良好。
2016-04-10 astro-ph.SR
Polarity Reversal of the Polar Magnetic Fields in Solar Cycle 25
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；China Meteorological Administration（中国气象局）；Innovation Center for FengYun Meteorological Satellite（风云气象卫星创新中心）
利用Hinode卫星矢量磁图数据，研究第25太阳活动周极区磁场极性反转时间，发现北、南极区分别于2024年11月和10月反转，北半球反转滞后黑子数峰值约19个月。
2026-06-17 astro-ph.SR
Reconstruction of total solar irradiance 1974-2009
研究太阳总辐照度（TSI）的变化对于了解太阳如何影响地球气候非常重要。目标：现在可以获得三个完整太阳周期的全磁盘连续图像和磁图。我们研究如何模拟TSI比较与直接观察建立一个一致的模拟TSI数据集。该模型仅基于光球磁通量的变化，然后可以在旋转，周期性和长期的时间尺度上进行测试。方法：我们在SATIRE-S模型中使用Kitt Peak和SoHO/MDI连续图像和磁图重建第21-23个周期的TSI。为了最大限度地独立于TSI复合材料，SORCE/TIM TSI数据用于固定模型的一个自由参数。我们比较并组合模型的独立数据源，以估计重建的不确定性，并防止任何额外的自由参数进入模型。结果如下：重建支持PMOD复合作为TSI观测的最佳历史记录，虽然在太阳自转的时间尺度上，IRMB复合提供了更好的协议。此外，该模型能够解释1978年至2009年PMOD复合材料中92%的TSI变化，以及第23周期期间超过96%的TSI变化。重建还显示了一个周期间，长期下降0.20（+0.12 / -0.09）Wm-2之间的第23个周期的最小值，与PMOD复合。结论：SATIRE-S能够重现自1978年以来31年内一天及更长时间的TSI观测。这是一个强有力的证据，表明光球磁通量的变化是过去三个太阳活动周期中几乎所有太阳辐照度变化的原因。
2012-02-16 astro-ph.SR
Variations of the vector magnetic structures in the solar polar regions observed by Hinode
基于Hinode 2012-2021年极区矢量磁场数据，研究发现活动周24期间主导极性磁通在极小期达峰值，总磁通与开放磁力线多于活动周23，并揭示极区局部发电机及磁斑扇形结构。
2025-09-24 astro-ph.SR
About 200-Year Cycle of Solar Activity in the Mediaeval Korean Records and Reconstructions from Cosmogenic Radionuclides
我们调查了韩国的太阳黑子观测记录，发现了大约200年的周期性。加上中国的观测记录，我们发现历史上的太阳黑子观测具有相似的周期性。最近的一些工作表明，除了11年周期外，不存在内禀周期。我们采用新的方法称为sampogram检验周期的功率谱和差分序列的采样稳定性，并表明约207年的Suess/de Vries周期是随机太阳活动的确定性周期。此外，我们表明，发生的最大值不一定是预期的Suess/de Vries周期，它是可能出现的双或多个最大值没有一个最大值内。
2019-12-24 astro-ph.SR
Recovery of the Solar Cycle from Maunder-like Grand Minima Episodes: A Quantification of the Necessary Polar Flux Threshold through Solar Dynamo Simulations
本研究通过带随机强迫的数千年太阳发电机模拟，量化了太阳从类蒙德极小期的大极小事件中恢复、重启极性反转所需的极区磁通量阈值，发现大极小期时长与起始速率无关，提出了大极小期恢复的预测方法，同时指出大极小期起始预测仍存挑战。
2025-09-04 astro-ph.SR
Electron Density Reconstruction of Solar Coronal Mass Ejections Based on a Genetic Algorithm: Method and Application
提出了一种基于遗传算法重建日冕物质抛射（CME）三维电子密度的新方法，即遗传重建法（GRM）。GRM首次应用于不同方向和形状的CME模型。一组解析模型CME从吉布森和低被用来产生合成CME图像GRM重建。用纬度为0，15，30，45度，纬度为0，45度，倾角为0，45，90，135，180度的CME模型对GRM的性能进行了测试。模拟日冕物质抛射的掩星使模型日冕物质抛射变得模糊，以确定日冕物质抛射亮度不完整性的影响。我们在合成的CME图像中加入随机噪声来测试GRM的性能。CME的重建是使用来自日地关系天文台（STEREO）A和B的分离角为90度的合成数据以及来自STEREO A和太阳和日光层天文台（SOHO）的分离角为73度的合成数据进行的。计算了皮尔逊相关系数和平均相对绝对偏差，分析了模型与重建CME在亮度和电子密度方面的相似性。在上述各种条件下的相似性分析的基础上进行比较，给我们提供了宝贵的见解GRM重建的优点和局限性。然后将该方法应用于2013年9月30日STEREO A和B以及SOHO的真实日冕数据。
2020-07-21 astro-ph.SR
Time-Dependent Tomographic Reconstruction of the Solar Corona
太阳旋转层析成像（SRT）应用于白光日冕图像在多个方面的角度观察，一直是首选的方法来确定三维（3D）的电子密度结构的太阳日冕。然而，它是严重阻碍了限制性的假设，电晕是时不变的，在重建中引入了显着的错误。我们首先探讨了几种方法，以减轻电晕的时间变化，通过解耦的“快速变化”的内电晕从“缓慢移动”的外电晕使用多个掩蔽（无论是并列或递归组合）和径向加权。用径向指数分布加权提供了对经典重建的一些改进，但仅超过3Rsun。接下来，我们考虑一个完整的时间相关的断层重建，涉及时空正则化，并进一步引入一个共同旋转的正则化，旨在防止在天空的平面重建密度的浓度。测试我们的程序和适当调整正则化参数的关键是引入一个随时间变化的MHD模型的日冕观测磁图的基础上建立一个时间序列的合成图像的日冕。我们的程序，成功地再现了随时间变化的模型日冕，最后应用到一组的53 LASCO-C2 pB图像大致均匀地间隔在时间从2009年3月15日至29日。我们的程序铺平了道路，一个时间依赖性的断层重建的日冕电子密度的LASCO-C2目前跨越20年的图像。
2016-07-21 astro-ph.SR
Prediction of the Solar Polar Fields in 2026: An Unusually Weak Level Across the Last Five Solar Cycles
School of Space and Earth Sciences, Beihang University（北京航空航天大学空间与地球科学学院）；Key Laboratory of Space Environment Monitoring and Information Processing of MIIT（工业和信息化部空间环境与信息处理重点实验室）
本文基于表面磁通量输送模型，预测2026年太阳极场，发现北极场在2026年3月前显著减弱，而南极场保持较弱，对太阳25/26周期极场强度和振幅提出担忧。
2026-03-28 astro-ph.SR
A brief report on statistical study of net electric current in solar active regions with longitudinal fields of opposite polarity
太阳活动区的动力学过程受太阳磁场的控制。到目前为止，利用太阳磁像仪的观测已经为我们提供了太阳光球磁场的矢量分量。光球磁场的两个横向分量使我们能够计算出电流的大小。我们发现，由于纵向磁场的正（负）极性的区域中的电流在一个活跃的区域中有正负符号，然而，净电流被发现是一个数量级小于平均绝对幅度，并有一个首选的符号。特别是，我们已经统计发现，有一个系统的净电流，从地区与负（正）极性的地区，在太阳活动区在北（南）半球的正（负）极性，但在太阳活动极小期，这种趋势是扭转随着时间的推移，在某些纬度。结果表明，在太阳活动区存在极性相反的弱净电流，从而进一步解释了以往研究中发现的半球螺旋度规则。
2013-05-14 astro-ph.SR
From Polarimetry to Helicity: Studies of Solar Magnetic Fields at the Huairou Solar Observing Station
本文简要地介绍了太阳磁场测量中的基本问题和由于太阳大气中谱线辐射传输理论的近似而可能引起的误差来源。本文介绍了中国科学院国家天文台怀柔太阳观测站在磁场测量方面的一些基础研究进展，特别是太阳活动区的磁切变、电流和螺旋度等非势项。讨论了磁场测量中的一些基本问题以及今后研究中面临的挑战。
2019-12-09 astro-ph.SR
The Science Case for the $4π$ Perspective: A Polar/Global View for Studying the Evolution & Propagation of the Solar Wind and Solar Transients
为了在CME/CIR传播、它们的相互作用以及周围太阳风的作用和性质的未决问题上取得进展，我们需要在与这些现象的演变时间尺度相匹配的时间尺度（数十分钟至数小时）上，从多个有利位置，对日光层内部进行空间分辨覆盖-原位和（临界）成像。极地的优势是独特的有益的，因为它提供了广泛的覆盖面和独特的视角。最终目标是到2050年实现太阳表面和大气层的完全$4π$覆盖。
2020-09-10 astro-ph.SR
Ca II K spectroheliograms for studies of long-term changes in solar irradiance
我们解决的重要性，历史的全盘钙II K spectroheliograms太阳活动和辐照度重建研究。我们审查我们的工作，处理这些数据，使他们能够用于辐照度重建。我们还提出了我们的初步估计，从五个最长的历史Ca II K档案的plage面积。
2018-05-10 astro-ph.SR
Reconstruction of Solar Extreme Ultraviolet Flux 1740-2015
太阳极紫外线（EUV）辐射主要通过分子氧的光电离产生电离层的导电E层。太阳对电离层的加热产生热风，热风通过发电机作用感应出电场，驱动电流，电流具有在地面上可观察到的磁效应，如G.格雷厄姆在1722年。电流随着太阳的上升和下降，从而导致容易观察到的地磁场的日变化，使我们能够推断出电导率，从而推断出远在可靠的磁性数据到达之前的EUV通量。高质量的数据可以追溯到19世纪30年代的“磁性十字军东征”，在此之前的一百年中，数据不太可靠，但仍然可用。J.R.沃尔夫和J. A.戈蒂埃发现了日变化对太阳活动的依赖性，今天我们了解并可以反转这种关系，以根据地磁记录构建可靠的极紫外通量记录。我们将其与F10.7通量和太阳黑子数进行比较，发现重建的EUV通量以很高的精度再现了F10.7通量。另一方面，目前定义的相对太阳黑子数似乎开始不再是太阳磁活动的忠实代表，至少是通过EUV和相关指数测量的。重建表明，EUV通量达到相同的低（但非零）值在每个太阳黑子最小值（可能包括大极小），代表一个不变的“太阳磁场基态”。
2015-06-14 astro-ph.SR
On a limitation of Zeeman polarimetry and imperfect instrumentation in representing solar magnetic fields with weaker polarization signal
全圆盘矢量磁场被广泛用于发展对太阳磁场的大尺度结构、形态和模式的更好理解。这些数据对于模拟各种太阳现象也很重要。然而，矢量磁场的观测具有一个重要的限制，其可能影响真实磁场取向的确定。这种局限性源于我们能够解释的不同字符的塞曼偏振信号所产生的光球视线与太阳矢量磁场的横向分量，并可能加剧了未解决的结构（非统一填充分数），以及消除歧义的180 $^\circ$简并在横向场方位角。在这里，我们提供了这种现象的描述，并讨论的问题，需要进一步调查。
2021-01-18 astro-ph.SR
Thermodynamic Structure of the Solar Corona: Tomographic Reconstructions and MHD Modeling
利用层析重建和磁流体动力学模拟对静止内日冕（$r<1.25 R_\odot$）电子密度和温度的全球三维结构进行了研究。我们使用差分发射测量层析成像（DEMT）和阿尔文波太阳模型（AWSoM），在他们的最新版本。两个目标的旋转选择从太阳活动周期（SC）23和24之间的太阳极小期和SC 24的下降阶段。我们报告的三维热力学结构的核心和外层的流光带，和高纬度冕洞（CH）的定量细节，所揭示的DEMT分析。我们报告的存在下，两种类型的结构内的流光带，循环温度随高度降低/增加（被称为下/上循环），首先在以前的DEMT研究报告。我们还估计了在日冕底部所需的热能通量，以保持这些结构的稳定，被发现或顺序$10^5 erg\, cm^{-2} s^{-1}$，与以前的DEMT和光谱研究一致。我们讨论了这些发现是如何与Alfvén波的日冕耗散相一致的。我们比较了不同的磁性结构的DEMT和AWSoM的三维结果。我们表明，这两种技术的产品之间的协议是迄今为止最好的，与整体协议$\lesssim 20\%$，取决于目标旋转和特定的冠状区域。然而，在其当前实现中，ASWsoM模型不能再现下行循环。此外，在太阳风的快速和慢速分量的源区，AWSoM模型的电子密度随纬度增加，与DEMT重建中观察到的趋势相反。
2020-04-14 astro-ph.SR
Deep learning reconstruction of sunspot vector magnetic fields for forecasting solar storms
太阳磁场活动产生极端的太阳耀斑和日冕物质抛射，对电子基础设施构成严重威胁，并可能严重扰乱经济活动。因此，重要的是要了解太阳活动爆发的触发因素，并进行可靠的空间气象预报。光球矢量磁场数据捕捉太阳黑子磁场的复杂性，因此可以提高空间天气预测的质量。然而，自2010年以来，最先进的矢量场观测一直只能从太阳动力学观测台/日震和磁成像仪（SDO/HMI）获得，而大多数其他当前和过去的任务和观测设施，如全球振荡网络组（GONG），只能记录视线（LOS）场。在这里，使用基于接收的卷积神经网络，我们从HMI和GONG的LOS磁图中重建HMI太阳黑子矢量场特征，具有高保真度（~ 90%相关性）和持续的耀斑预测精度。我们重建矢量场功能在2003年万圣节风暴，只有LOS场观测可用，CNN估计的电流螺旋度准确地捕捉到观测到的旋转的相关太阳黑子之前的极端耀斑，表现出显着的增加。因此，我们的研究为重建三个太阳周期的矢量场数据从过去的LOS测量，这是非常有用的改进空间天气预报模型和获得新的见解太阳活动的价值铺平了道路。
2022-09-20 astro-ph.SR
3D Coronal Density Reconstruction and Retrieving the Magnetic Field Structure during Solar Minimum
日冕磁场的测量是了解各种尺度上日冕现象性质的一个关键因素。我们采用STEREO/COR 1数据在2008年2月的太阳活动的深极小（卡林顿旋转CR 2066）检索和分析的三维（3D）日冕电子密度的范围内的高度从1.5到4 Rsun使用层析成像方法。据此，我们定性地推导了日冕磁场的结构。3D电子密度分析由通过断层扫描获得的195 A波段中的3D STEREO/EUVI发射率对相同CR进行补充。一个全球性的3D MHD模型的日冕被用来重建的3D密度和发射率的开放/封闭的磁场结构。我们发现，密度最大值的位置可以作为当前片位置的指标，而密度梯度最大值的位置可以是一个可靠的指标冕洞边界。我们发现，磁场配置在CR 2066有一种趋势，成为径向开放的日心距离大于2.5 Rsun。我们还发现，固定源面的位场模型（PFSS）与具有开放和闭合磁场结构的区域之间的边界不一致。这表明，即使在深太阳极小期，日冕全球磁场的潜在性质的假设是不满足的。我们的三维密度重建的结果将有助于约束太阳日冕场模型和测试日冕建模的磁场近似的准确性。
2014-05-05 astro-ph.SR
The key role of solar dynamics in the chromospheric Hanle polarization
偏振光的量子理论允许人们模拟太阳大气中的散射，以推断其性质。这种强有力的方法揭示了太阳物理学中两个长期存在的关键问题：理论和观测之间的困惑在几个偏振谱线和推断无处不在的弱色球磁场的需要，这需要区分动态光学厚等离子体中的汉勒效应。然而，始终存在的动态，即，加热和宏观运动的时间演化在建模和解释散射偏振时被广泛忽略。这阻碍了一个一致的理论解决方案的难题，而伪造的汉勒诊断。在这里，我们表明，动态演化是解决这两个问题的关键，因为它的系统的影响，允许从“异常”的瞬时偏振信号的观测解释。进化占，我们再现的振幅和（光谱和空间）形状的钙I 4227 A偏振在太阳盘中心，确定一个限制性的安排磁场，运动学，加热，和时空分辨率。我们发现，动力学，汉勒效应，和低时间分辨率的联合行动模仿塞曼线性偏振配置文件，真正的弱场塞曼信号可以忽略不计。我们的研究结果允许重新解释太阳光谱的许多偏振信号，并支持随时间变化的散射偏振作为一个强大的工具，用于破译色球加热和字段的时空分布。这种方法可能是一个关键的援助，在发展汉勒诊断太阳大气。
2016-10-31 astro-ph.SR
Inferring the magnetic field asymmetry of solar flares from the degree of polarisation at millimetre wavelengths
利用毫米波太阳耀斑的偏振测量研究了耀斑发射源的磁场结构。我们分析了两个太阳耀斑（SOL 2013 -02-17和SOL 2013 -11-05）观测到的偏振发射毫米波活动在太阳（POEMAS）在45和90 GHz，微波从1 - 15 GHz的射电太阳望远镜网络（RSENS），并在高频率（212 GHz）的太阳亚毫米望远镜（SST）。此外，来自这些耀斑的硬X射线同时被Rheeven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）探测到。的通量和偏振无线电频谱拟合使用的模型，模拟回旋同步辐射在空间变化的三维磁场环结构。对于{建模}，磁环几何形状是固定的，场强是磁场的唯一自由参数。此外，该模型假定电子分布均匀，以高能电子数密度和电子谱指数为自由参数。拟合模型再现合理以及观察到的偏振度和无线电通量谱产生的物理参数的环和耀斑源的每个事件。我们的研究结果表明，在太阳耀斑的高程度的偏振可以解释两个源位于高度不对称的磁回路的{footpoints}，而低的偏振度产生的对称磁回路的脚点源。
2020-05-04 astro-ph.SR
Predicting the Timing of the the Solar Cycle 25 Polar Field Reversal
本文利用AFT模型并结合与第25太阳周相似的第13周活动区统计特性生成合成活动区，预测第25周南北半球极区磁场反转时间及太阳活动峰年。
2024-01-19 astro-ph.SR
Sources of quasi-periodic propagating disturbances above a solar polar coronal hole
准周期传播扰动（PD）在太阳极冕洞中普遍存在。目前尚不清楚是什么导致PD。在这项工作中，我们调查如何产生的PD在太阳大气中通过分析一个四小时的数据集所采取的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。我们发现令人信服的证据表明，在太阳过渡区的针状活动所看到的AIA 304通带负责PD在日冕中显示在AIA 171图像。我们的结论是，骨针是一个重要的来源，触发冠状PD。
2015-07-31 astro-ph.SR
3D solar coronal loop reconstructions with machine learning
磁场对日冕中各种太阳现象的发生和演化起着至关重要的作用。三维日冕磁场的结构和演化仍然不是很清楚。一种获得日冕磁场三维结构的方法是通过执行从光球到日冕的磁场外推。在以前的工作中，它表明，通过规定的3D重建的环路的几何形状，磁场外推找到一个解决方案与建模的字段和重建的环路之间的更好的协议。此外，它还提高了野外外推的质量。体视法代表了用于执行3D冠状环重建的经典方法。它至少使用两个视图方向。当只有冠状环的一个有利位置可用时，必须应用其他3D重建方法。在这项工作中，我们提出了一种基于机器学习的3D循环重建方法。我们开发这种方法的目的是使用尽可能多的观测到的日冕环在空间和时间的日冕磁场的建模。我们的研究结果表明，我们可以构建机器学习模型，这些模型可以仅基于投影信息检索3D循环。最后，神经网络模型将能够仅使用从EUV图像中识别、跟踪和提取的冠状环的2D信息来计算其3D几何形状。
2021-03-18 astro-ph.SR
High-fidelity 3D Reconstruction of Solar Coronal Physics with the Updated CROBAR Method
Southwest Research Institute（西南研究所）
本文提出了一种改进的CROBAR方法，用于高保真太阳日冕物理的3D重建，并通过多视角数据验证其有效性。
2023-09-14 astro-ph.SR
SuNeRF: 3D reconstruction of the solar EUV corona using Neural Radiance Fields
针对太阳EUV日冕三维重建受观测视角有限等因素制约的难题，提出SuNeRF方法，结合辐射传输与神经辐射场，仅用少量视角即可实现高精度重建并量化不确定性，为太阳观测与相关任务提供新支撑。
2024-01-29 astro-ph.SR
Successfully Reproducing Solar Orbiter Polar Field Observations with a Surface Flux Transport Model
Beihang University（北京航空航天大学）；Southwest Jiaotong University（西南交通大学）；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）
本研究利用表面磁通输运模型成功重现太阳轨道器SO/PHI-HRT的极区磁场观测，表明特定子午流廓线调控向极输运，为太阳大尺度子午流提供新约束。
2026-09-29 astro-ph.SR
Historical Reconstruction of Solar Surface Magnetism from Cycle 1-24 Using the Synthetic Active Region Generator (SARG) and the Advective Flux Transport (AFT) Model
本研究利用SARG和AFT模型重建太阳活动周期1-24的合成活跃区域磁场，通过模拟极地磁场与观测数据的高相关性，提供长期太阳磁场演变的详细历史信息。
2025-11-24 astro-ph.SR
Population of Bright Plume Threads in Solar Polar Coronal Holes
冕洞是公认的快速太阳风的源区。日冕羽流作为冕洞中常见的结构之一，可能对初生太阳风的起源有一定的贡献。为了估计日冕羽流对新生太阳风的贡献，我们首次尝试估计它们在太阳极冕洞中的数量。通过比较STEREO双星从两个不同角度观测的结果和蒙特卡罗模拟的结果，我们估计在太阳活动极小期附近极冕洞的$4\times10^4$弧秒$^2$范围内，大约有16- 27个羽流，它们占极冕洞面积的2- 3.4%。在此基础上，讨论了日冕羽流对初生太阳风的贡献。进一步的研究表明，从三个或更多的视角进行观测，可以计算出更精确的日冕羽流数量。
2021-01-11 astro-ph.SR
Solar disk center shows scattering polarization in the Sr I 4607 Å line
磁场在湍流，对流高$β$等离子体自然发展高度纠缠和复杂的拓扑结构-太阳光球是典型的例子。由于塞曼偏振信号的消除，这些场大多数是不可检测的标准诊断技术与有限的时空分辨率。共振散射极化的观测被认为是克服这些问题的方法。但到目前为止，散射偏振的观测缺乏高灵敏度和高空间分辨率的必要结合，以直接推断太阳望远镜分辨率极限处的湍流磁结构。在这里，我们报告的检测明确的空间结构的散射偏振在磁安静的太阳区域在磁盘中心的Sr~{ \sc i} 4607~谱线颗粒尺度上，证实了理论的预期。我们发现，线极化与辐射场的局域四极子呈现出很强的空间相关性。结果表明，偏振生存的动态和湍流的中间光球的磁环境，从而可用于空间分辨汉勒观测。这是朝着在分辨率极限下直接观测湍流太阳磁场并研究其空间结构这一长期追求的目标迈出的重要一步。
2020-04-23 astro-ph.SR
Asymmetric Solar Polar Field Reversals
太阳极区磁场的反转是因为来自衰变太阳黑子的磁通量向两极移动，而来自拖尾黑子的磁通量占优势。让我们假设存在一种强烈的不对称性，即所有的活动都在北半球，那么多余的通量将移动到北极并逆转北极，而在南方什么也没有发生。如果稍后，在南方有很多活动，那么通量将有助于逆转南极。这样，我们就得到了太阳活动的两个峰和相应的反转时间差。这种差异首先由Babcock（1959）在第19个强不对称太阳活动周极大值之后首次观测到极场反转时发现。当时，南半球在太阳黑子最大之前最活跃，南极也适时地首先反转，一年多后北半球紧随其后，此时北半球最活跃。从那时起，太阳活动周期具有相反的不对称性，北半球在周期的早期最为活跃。这些周期的极场逆转正如预期的那样首先发生在北方。这一点在目前的太阳活动周期24中尤其值得注意。我们认为，协会的两个高峰太阳活动时，分离的半球相应的不同时间的极场逆转是一个普遍的特点周期。
2012-07-09 astro-ph.SR
Spectro-polarimetric simulations of the solar limb: absorption-emission FeI $6301.5\mathrmÅ$ and $6302.5\mathrmÅ$ line profiles and torsional flows in the intergranular magnetic flux concentrations
使用辐射磁流体动力学模拟的磁化太阳光球和详细的光谱偏振诊断与FeI $6301.5\mathrmÅ$和$6302.5\mathrmÅ$光球线在当地的热力学平衡近似，我们模拟活跃的太阳颗粒，如果它被观察到在太阳的边缘。我们分析了太阳临边辐射的一般性质，如连续谱、线芯临边变暗和颗粒反差。我们证明了模拟太阳临边处存在具有发射和吸收特征的轮廓，以及临边上方的纯发射轮廓。这些配置文件与区域的强线性极化的出射辐射，表明的影响，晶间磁场的线形成。我们分析的物理起源的斯托克斯配置文件中的发射翼在肢体，并证明这些功能是由本地化的加热和扭转运动的颗粒间的磁通量浓度。
2015-01-05 astro-ph.SR
Justification of the use of Stokes-V Cryo-NIRSP/DKIST observations for the 3D Reconstruction of the Coronal Magnetic Field
这项研究提出了一个理由，使用斯托克斯V Cryo-NIRSP/DKIST观测的三维重建的日冕磁场。预测科学公司提出的太阳极小期日冕磁流体动力学模型。用于合成从地球观测到的Fe XIII 1075 nm日冕发射线的分光偏振测量。Stokes-Q，U数据是由升级的日冕多通道偏振仪（UCoMP）在太阳自转周期的一半（约两周）内“采集”的，其视场（FOV）高达$2\ R_\odot$。Cryo-NIRSP/DKIST每天“采集”一次Stokes-V数据，持续两天，总FOV等于两个Cryo-NIRSP FOV。我们证明，即使这个数量的斯托克斯-V观测与Cryo-NIRSP FOV覆盖可以显着提高三维冠状磁场重建的活动区域相比，断层扫描重建仅基于UCoMP线偏振数据。
2022-08-07 astro-ph.SR
Using the Dipolar and Quadrupolar Moments to Improve Solar-Cycle Predictions Based on the Polar Magnetic Fields
太阳活动周期及其相关的磁场活动是行星际环境和地球高层大气变化（通常称为空间天气和气候）的主要驱动力。近年来，人们一直在努力发展准确的太阳活动周期预测，导致近百个广泛传播的预测太阳活动周期24的振幅。在这里，我们表明，周期预测可以更准确，如果单独执行每个半球，利用信息的两极和四极矩的太阳磁场在最低限度。
2013-10-06 astro-ph.SR
ACRIM-gap and total solar irradiance revisited: Is there a secular trend between 1986 and 1996?
在ACRIM-1和ACRIM-2之间的总太阳辐照度（TSI）测量的差距导致了持续的辩论是否存在长期的趋势之间的最小值之前的周期22（1986年）和23（1996年）。最近有人建议使用SATIRE太阳辐照度变化模型来弥补这一差距。当这样做时，重要的是使用适当的基于SATIRE的重建，我们在这里使用基于磁图的重建。该模型在几个月到几年的时间尺度上的准确性明显高于ACRIM团队用于此类分析的长期重建模型。与ACRIM TSI复合材料相比，构建的“混合”ACRIM - SATIRE复合材料显示TSI从1986年到1996年没有增加。
2009-11-19 astro-ph.SR
Polarization of the Corona Observed During the 2017 and 2019 Total Solar Eclipses
我们在2017年8月21日和2019年7月2日发生的日全食期间对白光日冕进行了偏振观测，并成功地在两个不同的地点获得了两次日食的数据。在消除天空背景后，我们导出了K+F日冕的亮度、偏振亮度和偏振度，从临边上方到大约4 $R_\odot$。此外，我们隔离的K-和F-电晕与合理程度的极化的K-电晕。覆盖了大约4个$R_\odot$的视场使我们能够将导出的亮度和偏振与广泛的其他观测结果进行比较。比较的结果显示出显着的分散性，而一些观察与我们的结果呈现出很好的一致性，其他的表现出系统的差异。
2021-09-25 astro-ph.SR
Relation of Microstreams in the Polar Solar Wind to Switchbacks and Coronal X-ray Jets
在1994年和2007年太阳活动最小期间在太阳高纬度获得的数据进行检查，以确定称为微流和折叠的磁场称为之字形的速度结构之间的关系。一个高的相关性被发现。速度峰值的可能性，在来自日冕X射线射流的微流重新检查，我们现在建议，微流是交替的补丁之字形和安静的时期，其中之字形可以产生的微丝/通量绳爆发，导致日冕射流的后果。
2021-09-30 astro-ph.SR
Polar Network Index as a magnetic proxy for the solar cycle studies
太阳有一个极向的磁场，它以11年的太阳黑子周期振荡。这种极向磁场是发电机过程的一个重要组成部分，发电机过程在太阳对流区运行，并产生太阳黑子周期。我们对太阳极区磁场的系统直接测量大约是从20世纪70年代中期开始的。然而，有一些间接的代理人在早期给了我们关于这个领域的信息。1904 - 2007年期间在Kodaikanal太阳天文台拍摄的Ca K光谱日像图现在已经用4k x 4k CCD数字化，并且具有比其他可用的历史数据集更高的分辨率（0.86 arcsec）。从这些钙-钾分光日像，我们已经开发了一个全新的代理（极网指数，PNI）的太阳的极性磁场。我们计算的PNI从数字化图像使用自动算法和校准我们测量的PNI对极场测量的Wilcox太阳天文台在1976年至1990年期间。这种校准使我们能够估计1904年之前的极场。用这个替代物作为输入数据进行的发电机计算相当好地再现了太阳在过去一个世纪的磁性行为。
2014-07-18 astro-ph.SR
Collective Study of Polar Crown Filaments in the Past Four Solar Cycles
极冠丝（Polar Crown Filaments，PCF）是在磁极性反转线上方形成的，它将单极极场和最近的分散场与极性相反的活动区的尾部分隔开。光子晶体光纤的统计特性与太阳活动周期有关。因此，光子晶体光纤的研究对于了解太阳活动周期的变化，特别是延长的23周和当前的“异常”24周具有重要的意义。在这项研究中，我们使用1973年至2018年初的全盘Hα数据研究PCF，这些数据由Kanzelhohe太阳天文台（KSO）和大熊太阳天文台（BBSO）记录，1997年至2018年以数字形式记录，1973年至1996年以35 mm胶片（数字化）记录。PCF手动识别，因为他们的分段形状和接近肢体的位置没有处理好自动检测在以前的几项研究。我们的研究结果表明，光子晶体光纤开始向极在每个太阳活动周期的开始。当光子晶体光纤接近最大纬度时，极向场强度减小到零，随后发生反转。每转动一周，迁移率约为0.4 ~ 0.7度，具有明显的南北不对称性。在第21和23周期中，北半球的PCF迁移速度比南半球快。然而，在“异常”周期24中，南部PCF迁移更快，这与磁场和无线电发射的其他观测结果一致。此外，第23和24周期中无PCF的天数比前几个周期多。
2018-07-31 astro-ph.SR
MEM_GE: a new maximum entropy method for image reconstruction from solar X-ray visibilities
最大熵是一种图像重建方法，旨在对稀疏占据的视场进行成像，因此特别适合实现超分辨率效果。虽然广泛用于图像去卷积，这种方法已制定在射电天文学的空间频率域的观测分析，和交互式数据语言（IDL）的代码已经实现了从太阳X射线傅立叶数据的图像重建。然而，该代码依赖于最大熵方法解决的约束优化问题的非凸公式，这有时会导致不可靠的重建，其特征在于非物理收缩效应。提出了一种基于凸泛函约束极小化的极大熵方法。在由拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）记录的观测情况下，所产生的代码提供了与先前算法相同的超分辨率效果，同时在该代码产生非物理重建时也能正常工作。最后给出了模拟太阳轨道器X射线成像光谱仪/望远镜（STIX）观测数据的算法测试结果。新代码位于Solar SoftWare（SSW）树的{ \em{HESSI} }文件夹中。
2020-02-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
A key physical mechanism for understanding the enigmatic linear polarization of the solar BaII and NaI D1 lines
由散射过程产生的太阳临边辐射的线偏振光谱对于探索太阳大气的磁性具有很大的诊断潜力。该光谱显示了令人印象深刻的丰富的光谱细节和神秘的Q/I信号，其物理起源必须清楚地了解，然后才能用于诊断目的。最持久的谜团是在Na I（5896 A）和Ba II（4934 A）的D1共振线中观察到的极化信号，这些信号被认为是固有的非极化。全部的钠和18%的钡具有超精细结构（HFS），并且有人认为，在这样的谱线中产生散射偏振信号的唯一方法是通过在它们的较低HFS能级中存在大量的原子偏振。这些长寿命能级对去极化机制的强烈敏感性导致了一个矛盾的结论，即观测到的D1线极化与较低太阳色球层中明显强于0.01 G的倾斜磁场的存在不相容。在这里，我们表明，通过适当地考虑到这一事实，即太阳D1线辐射具有不可忽略的光谱结构跨越的HFS过渡的短频率间隔，它是可能的，而不需要地面偏振产生散射偏振信号的钠I和钡II的D1线。产生的线性极化不那么容易被弹性碰撞和/或磁场破坏。
2013-08-25 astro-ph.SR
Scope and limitations of ad hoc neural network reconstructions of solar wind parameters
本研究利用ACE卫星太阳风数据，通过神经网络检验太阳风参数间的隐变量冗余假设，发现质子密度和温度可较好重构，流界面附近、扇区反转等离子体重构难度高，且测量不确定性和源区信息恢复存在挑战。
2023-08-29 astro-ph.SR physics.space-ph
The Hanle and Zeeman polarization signals of the solar Ca II 8542 Å line
我们强调的主要结果的三维（3D）的多层辐射转移调查的太阳盘中心的极化的Ca { \sc ii} 8542线。首先，我们研究了由于在太阳大气的三维模型中各向异性辐射的吸收和散射产生的原子级偏振的线偏振，考虑到其热，动力学和磁结构引起的对称性破缺效应。其次，我们研究了塞曼效应对线偏振和圆偏振的贡献。最后，我们展示了由原子级极化和汉勒和塞曼效应的联合作用产生的斯托克斯轮廓的例子。我们发现，塞曼效应往往占主导地位的线性极化信号，只有在本地补丁的相反的磁极性，其中的磁场是相对较强的，稍微倾斜，而在这种非常本地补丁的线性极化往往是由原子级极化的贡献占主导地位。我们表明，正确的建模这最后的贡献需要考虑到对称性破缺的影响所造成的热，动力学和磁结构的太阳大气，并在三维模型中使用的Hanle效应在前向散射几何（磁盘中心观测）主要减少了偏振对应的零场的情况下。我们强调，在一般情况下，在Ca { \sc ii} 8542线的线性极化的可靠建模需要考虑到原子级极化和汉勒和塞曼效应的联合行动。
2016-06-24 astro-ph.SR
Spectro-polarimetric Imaging Reveals Helical Magnetic Fields in Solar Prominence Feet
太阳日冕是漂浮在太阳表面的冷等离子云，通过磁场与百万度的日冕绝缘。它们形成于复杂的磁拓扑区域，以非势场为特征，可以突然演变，瓦解日珥并将磁化物质喷射到日光层中。然而，它们的物理尚未完全理解，因为映射如此复杂的磁场配置和它们的演化是非常具有挑战性的，必须经常猜测代理从光度观测。使用最先进的光谱偏振数据，我们重建的磁场的结构在突出。我们发现日珥底部有螺旋形的磁场，连接日珥和下方的太阳表面。
2015-01-14 astro-ph.SR
Magnetic nulls and super-radial expansion in the solar corona
太阳外层大气日冕中的磁场控制着太阳风的加速和太阳爆发的动力学。我们提出了第一个明确的观测证据，日冕磁零在离临边线偏振观测的pseudostreamers，采取的日冕多通道偏振仪（CoMP）望远镜。这些零代表了磁重联可能作为太阳活动催化剂的区域。CoMP线偏振观测还提供了一个独立的日冕代理磁膨胀到太阳风，一个数量经常被用来参数化和预测太阳风在地球上的速度。我们介绍了一种新的方法，明确计算膨胀因子的CoMP日冕线偏振观测，这不需要光球外推。我们的结论是，线偏振光是一个强大的新的诊断临界日冕磁拓扑结构和扩大磁通量管的渠道太阳风。
2017-05-15 astro-ph.SR
The subterahertz solar cycle: Polar and equatorial radii derived from SST and ALMA
在亚太赫兹频率下，毫米和亚毫米波长--在太阳半径以及太阳大气的其他参数的测量方面存在差距。随着观测波长的变化，半径也会变化，因为主导电磁辐射的高度是在太阳大气层的不同高度产生的。此外，整个长时间序列的半径变化表明太阳大气的变化可能与太阳周期有关。因此，太阳半径是一个重要的参数，太阳大气模型的校准，使更好地了解大气结构。在这项工作中，我们使用的数据从太阳亚毫米波望远镜（SST）和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），在100，212，230和405 GHz的频率，测量赤道和极地半径的太阳。从SST广泛的数据测量的半径与文献中的半径与频率的趋势一致。从ALMA地图在230 GHz的半径也同意的半径与频率的趋势，而100 GHz的半径略高于其他作者报告的值。此外，我们分析了多年来的赤道和极地半径的行为，通过确定太阳活动和亚太赫兹半径时间序列在212和405 GHz（SST）之间的相关系数。在13年的SST导出的半径的变化相关的太阳活动时，考虑到赤道地区的太阳大气，并考虑到极地地区的太阳活动。100和230 GHz的ALMA导出的半径时间序列显示出与SST非常相似的行为。
2021-02-12 astro-ph.SR
Automated Detection of EUV Polar Coronal Holes During Solar Cycle 23
提出了一种新的极冕洞自动检测方法。这种方法被称为周长跟踪，使用SOHO上的极紫外成像望远镜（EIT）在太阳活动周期23期间拍摄的一系列171，195和304张完整的磁盘图像来测量极冕洞的周长，因为它们出现在四肢上。周长跟踪通过在太阳边缘进行测量，最大限度地减少了由各种波长的发射等离子体造成的视线遮蔽。周长追踪还允许从数据中有机地得出极地自转周期为33天。我们称之为哈维轮换率，并从1900年1月4日开始计算哈维轮换。根据测量的周长，我们可以将曲线拟合到数据中，并在最佳拟合线内导出面积。1996年，在第23个太阳活动周开始时，我们观测到北极洞的面积约为太阳总表面积的4.2%，2007年约为3.6%。南极洞的面积在1996年约为4.0%，在2007年约为3.4%。因此，北极和南极的空洞面积现在比第23个周期开始时小了不超过15%。这与极性磁场相比，测量到现在比一个周期前少了大约40%。
2009-01-09 astro-ph.SR
Coronal Hole and Solar Global Magnetic Field Evolution in 1976-2012
研究了冕洞的时空演化，并与第21-23周（1976-2012）太阳全球磁场的时空演化进行了比较。分析了与太阳极场反转有关的冕洞和全球磁场中冕洞的经纬度分布动力学。极性和非极性冕洞人口被认为是。研究揭示了冕洞分布在时间和空间上的一些变化，这些变化与全球磁场周期的演变很好地吻合。结果表明，非极冕洞的纵向分布随全球磁场结构的变化而变化。全球磁场和冕洞分布的重组在几个太阳自转的时间间隔内同时发生。非极冕洞的周期演化反映了太阳全球磁场由纬向扇形结构和由扇形结构向纬向扇形结构的转变。从非极性冕洞的纬向分布揭示了两种不同类型的非极性冕洞波。第一种是短向极波。他们跟踪单极光球磁场的向极运动，从大约35度到每个半球的相关极点，并重新发展一个新的极性CH。虽然他们开始向极运动之前，在相关半球的极性磁场的变化，他们到达极点后，极性反转。另一种类型的非极性CH波形成与正极性和负极性磁场相关联的两个正弦分支。波的完整周期约等于268 CR（22年）。这些波CH到达高纬度在下降阶段时，新的极性极性CH已经完全形成。
2018-05-24 astro-ph.SR
Formation and morphology of anomalous solar circular polarization
谱线偏振形态是研究太阳大气磁性和动力学最有价值的观测资料。然而，为了发展太阳诊断，它是基本的，以了解不同种类的异常太阳信号，已被例行发现的线偏振和圆偏振（LP，CP）。本文的目的是解释和表征太阳CP信号的形态，通过理解的综合效应的磁场，速度梯度，和原子取向一般NLTE制度。为此，建立了偏振辐射转移方程的解析双层模型，并将其用于半参数求解含原子偏振的NLTE问题。极化的形成，从而深刻地描述了一定的精度，而不诉诸MHD模型或简化的关键物理成分。详细的计算显示了该模型再现太阳CP异常的潜力。描述了二向色性和原子取向的基本物理行为，引入了二向色性反转、中性和增强介质、临界强度谱和临界源函数的概念。结果表明，CP谱的过零点有助于对其形态进行分类和理解其形成。这导致识别和解释的七个最特征的CP信号的形态，一个单一的（深度分辨）散射层可以产生。此外，它被发现，一个最小数量的两个磁层沿LOS需要充分解释异常的太阳CP信号，和斯托克斯V的形态和极性取决于磁，辐射和原子的极性。这些结果的一些影响，提出了通过一个异常CP信号的Na-I-D和Fe-I 1564.8 nm线的Montear建模。
2019-06-09 astro-ph.SR
Preferential energization of alpha particles in polar coronal holes at one solar radius above the photosphere
太阳活动极小期极冕洞的加热和由此产生的快速太阳风的加速问题缺乏全面的理论认识。波粒相互作用被认为对极冕洞无碰撞区重离子的极端性质有着至关重要的影响。在这篇文章中，我们提出了一种新的灵敏度分析，调查等离子体加热的无线电波在较低的混合频率。我们采用了一个三流体麦克斯韦模型，包括电子，质子和α粒子在两个太阳半径的太阳中心的距离在极冕洞和导出的色散关系作为一个十三阶多项式的频率。我们的模型提供了优惠加热的α粒子与质子相比，通过较低的混合不稳定性的迹象。本文以电子速度和空间电荷分布为基本研究工具，研究了α质子微分质量和微分垂直速度对α粒子优先加热的影响。
2015-01-16 astro-ph.SR
