本文提出了一种直接从视线磁象观测资料模拟非线性无力场的新方法。该技术使用序列的磁直接作为较低的边界条件，以驱动日冕磁场的演变之间的连续无力平衡在很长一段时间。它是通过将其应用到MDI观测的一个衰减的活动区域，NOAA AR 8005。活动区域在其中央子午线通过周围的4天期间被建模。在这段时间里，由于小尺度对流单体的随机运动主导了活动区的扩散。通过对模型中磁能建立的研究，发现这种小尺度运动可以在$2.5-3 \times 10^{25}$以外的任何地方注入自由磁能$^{-1}$。大部分的能量存储在中心的活动区域在低电晕，低于30微米。4天后，建立的自由能是10%，相应的势场。这种能量积累足以解释活动区域内日冕温度下的辐射损失。因此，小尺度的对流运动在日冕的能量平衡中起着不可或缺的作用。由于SDO：HMI和SDO：AIA仪器的高分辨率、高节奏观测，这项新技术具有广泛的应用。
英文摘要：
In this paper a new technique for modeling non-linear force-free fields directly from line of sight magnetogram observations is presented. The technique uses sequences of magnetograms directly as lower boundary conditions to drive the evolution of coronal magnetic fields between successive force-free equilibria over long periods of time. It is illustrated by applying it to MDI observations of a decaying active region, NOAA AR 8005. The active region is modeled during a 4 day period around its central meridian passage. Over this time, the dispersal of the active region is dominated by random motions due to small scale convective cells. Through studying the build up of magnetic energy in the model, it is found that such small scale motions may inject anywhere from $2.5-3 \times 10^{25}$ erg s$^{-1}$ of free magnetic energy into the coronal field. Most of this energy is stored within the center of the active region in the low corona, below 30 Mm. After 4 days the build-up of free energy is 10% that of the corresponding potential field. This energy buildup, is sufficient to explain the radiative losses at coronal temperatures within the active region. Small scale convective motions therefore play an integral part in the energy balance of the corona. This new technique has wide ranging applications with the new high resolution, high cadence observations from the SDO:HMI and SDO:AIA instruments.
Quantifying the Propagation of Fast Coronal Mass Ejections from the Sun to Interplanetary Space Combining Remote Sensing and Multi-Point in-situ Observations
Multi-Stranded Coronal Loops: Quantifying Strand Number and Heating Frequency from Simulated Solar Dynamics Observatory (SDO) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Observations
A spectroscopic survey of infrared 1-4μm spectra in regions of prominent solar coronal emission lines of Fe XIII, Si X, and Si IX
红外太阳光谱包含有关太阳的大量物理数据，目前正在利用现代探测器和新的地面太阳望远镜技术进行探索。其中一种仪器将是丹尼尔K。Inouye太阳望远镜将能够对具有完整Stokes I，Q，U和V偏振状态的微弱红外日冕光谱进行灵敏成像。在星系和日冕中观测到了高度电离的磁偶极发射线。要量化光谱反演程序的准确性，需要对观测进行精确的光谱校准。对突出的磁偶极线周围的光谱进行仔细的解释对于导出物理参数，特别是对于量化DKIST的离边日冕观测是必不可少的。在这项工作中，我们的目标是提供一个分析的红外日冕发射线周围的Fe XIII 1074.68 nm，Fe XIII 1079.79 nm，Si X 1430.10 nm，和Si IX 3934.34 nm，与确定太阳光球线和大地线的目标相一致，这将有助于从四套太阳光球和大地线中产生可靠的反演和数据产品。太阳日冕观测这些产出将被纳入处理管道，以产生2级科学就绪数据，提供给DKIST观察员。
Quantifying the Anisotropy and Solar Cycle Dependence of "$1/f$" Solar Wind Fluctuations Observed by Ace
演变中的太阳风的功率谱显示了在较高频率的湍流波动的惯性范围和较低频率的“$1/f$“状区域之间的谱断裂的证据。在$\sim 1$ AU的黄道面上，这种破裂大约发生在几个小时的时间尺度上，并在速度和磁场分量的功率谱中观察到。“$1/f$“的能量范围比惯性范围更直接的日冕起源，并携带复杂的太阳日冕磁场结构的签名，并在太阳光球的脚点搅拌。为了量化的标度特性，我们使用通用的统计方法，如广义结构函数和PDF，专注于太阳周期的依赖性和各向异性的背景磁场。我们提出了结构函数分析的磁场和速度场的波动，使用一种新的技术来分解的波动方向平行和垂直于平均本地背景磁场。虽然磁场接近“$1/f$“，我们表明，速度场是“$1/f^α$“与$α\neq1$。对于速度，$α$的值在平行和垂直波动之间变化，并随太阳活动周期变化。$α$也随太阳风速度而变化。我们已经研究了快速、安静的太阳风中的PDF，有趣的是，虽然平行和垂直是不同的，但${\boldmath$ B $}$场和速度都显示出相同的垂直波动PDF，这接近于伽马或逆Gumbel。这些结果指出了日冕中不同的物理过程，以及它们映射到太阳风中的过程。得到的标度指数约束这些过程的模型。
Quantifying the relationship between Moreton-Ramsey waves and "EIT waves" using observations of 4 homologous wave events
太阳大气中自由传播的全球波通常使用极紫外线通带（EUV或“EIT波”）观测，而在H-α（莫顿-拉姆齐波）中则不太规律。尽管经过数十年的研究，EUV和Moreton-Ramsey波的联合观测仍然很少见，这使得量化这些现象之间联系的努力变得复杂。我们提出了四个同源的全球波的观测，起源于同一个活动区域之间的2014年3月28日至30日，并使用EUV和H-α数据观察。太阳动力学天文台观测到了每一个全球极紫外波，并使用全球振荡网络组（GONG）网络确定了相关的莫顿-拉姆齐波。所有的全球波都表现出高的初始速度（例如，842-1388 km s $^{-1}$（在193 A通带中）和强减速（例如，-1437 - -782 m s $^{-2}$在193 A通带）在每个EUV通带的研究，EUV波运动学超过莫顿-拉姆齐波。使用差分发射测量和强度变化技术估计每个全球波的密度压缩比，两者都表明所观察到的波是弱冲击，快磁声马赫数略大于1。这表明，根据目前的模型，全球日冕波不足以产生莫顿-拉姆齐波，这表明这些观测结果的另一种解释。相反，我们的结论是，全球波的演变受到周围的日冕磁场的限制，在每一种情况下，产生一个向下的角度波前传播向北太阳极扰动色球层，并观察到作为莫顿-拉姆齐波。
Calculation of Field Line Slippage Rates in Coronal Simulations
University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of Trento（特伦托大学）；Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of Newcastle（纽卡斯尔大学）；Durham University（杜伦大学）；University of Dundee（邓迪大学）；University of Michigan（密歇根大学）
Dominance of Bursty over Steady Heating of the 4--8 MK Coronal Plasma in a Solar Active Region: Quantification using Maps of Minimum, Maximum, and Average Brightness
Quantifying the Difference Between the Flux-Tube Expansion Factor at the Source Surface and at the Alfvén Surface Using A Global MHD Model for the Solar Wind
Half-year Evolution of a Decaying Solar Active Region and Peripheral Dimming Regions
School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气重点实验室）
本研究通过多波长观测分析了太阳活跃区域NOAA AR 12738六个月内衰减过程，揭示了外围变暗区域的热亏损机制及其对日冕磁重构的影响。
