On the polarimetric signature of emerging magnetic loops in the quiet-Sun
在欧米茄形磁回路出现的位置处，斯托克斯V型剖面的丰度由一个瓣占主导地位。出现事件出现在太阳宁静区的日出SOT/SP时间序列中。这样的研究的目的是确认一个预测的基础上出现的磁环的基本几何和物理特性：斯托克斯V型配置文件为主的一个瓣可能是这些结构的主要极化签名。与这一预测相一致，47%的斯托克斯V剖面分析具有大于0.3的无符号振幅不对称性，而在安静太阳中，丰度约为30%。无论振幅不对称性的阈值是什么，都发现相对于安静太阳的这种过剩是一致的。这样的结果证明了迄今为止提出的用于解释环出现事件的物理方案的优点，并可能促使使用由一个波瓣主导的Stokes V剖面作为一个新的代理，用于在具有良好光谱采样的观测中识别它们。
2012-02-10 astro-ph.SR
Asymmetries of the Stokes V profiles observed by HINODE SOT/SP in the quiet Sun
我们提出的第一个分类的SOT/SP圆偏振测量的目的是突出详尽的斯托克斯V形出现从安静的太阳的整个品种。k-means用于分类在安静的Sun网络和互联网络（IN）中观察到的HINODE SOT/SP Stokes V轮廓。我们分析了一个302 × 162平方角秒的视野（FOV），可以被认为是一个完整的样本，安静的太阳测量进行在磁盘中心与0.32角秒角分辨率和0.001偏振灵敏度。这样的分类允许我们将整个数据集划分为类，每个类由聚类配置文件表示，即，这是班上的平均水平。来自分析的35个集群配置文件的集合完全表征SOT/SP安静太阳测量。网络和IN配置文件形状之间的分离是明显的-网络中的类不存在于IN中，反之亦然。非对称剖面约占剖面总数的93%。其中，约34%的轮廓是强非对称轮廓，并且它们可以被分为三个家族：蓝瓣轮廓、红瓣轮廓和类Q轮廓。蓝瓣的配置文件往往与上升流（颗粒），而红色的瓣和Q型的出现在下降流（粒间通道）。需要考虑不同于均匀磁化的米尔恩-爱丁顿（ME）大气的模型大气来解释这种分布，即，其特征在于磁场中的梯度和/或不连续性以及沿着视线（LOS）的速度。
2011-04-05 astro-ph.SR
Pervasive Linear Polarization Signals in the Quiet Sun
本文利用超深偏振光谱数据研究了宁静太阳网络中线偏振信号的分布。我们减少噪音的意见，尽可能多的是可行的，通过增加单缝测量塞曼敏感的Fe I 630 nm线所采取的日出分光偏振仪。积分斯托克斯光谱用于确定由线偏振信号覆盖的视场的分数。我们发现，在盘中心，高达69%的安静太阳表面显示出振幅大于0.032%的斯托克斯Q或U轮廓（是较长积分所达到的7 x 10^{-5}噪声水平的4.5倍）。在大多数安静的太阳中，仅仅存在线性偏振就意味着弱的网络间场必须高度倾斜，但是我们通过将这些像素与斯托克斯Q或U信号反转来量化这一点。这允许场倾斜、场强度和场方位角的精确确定，因为同时使用所有四个斯托克斯光谱所携带的信息。在1.3 x 10^{-4}的噪声水平下，对53%的观测视场进行反演。因此，导出的磁场分布代表了安静的太阳互联网的一半以上。我们的研究结果证实了从以前的分析中得出的结论，主要使用斯托克斯I和V：互联网络领域是非常倾斜的，但除了在方位角，他们似乎不是各向同性分布。
2012-09-02 astro-ph.SR
Returning magnetic flux in sunspot penumbrae
我们研究了黑子半影区反极性磁通量的存在。我们采用了一种新的正则化方法去卷积的分光偏振仪SP船上日野观测到的分光偏振数据。新的正则化是基于主成分分解的斯托克斯配置文件。将所得斯托克斯分布反转以使用SIR推断磁场向量。我们首次在整个半影区的许多亮半影丝的边界处发现了反极性场。
2012-11-27 astro-ph.SR
Mode transformation and frequency change with height in 3D numerical simulations of magneto-acoustic wave propagation in sunspots
本文对磁声波在太阳黑子大气中的传播进行了三维数值模拟，计算区域从光球到色球层。波源，类似于太阳光谱的属性，位于不同的距离轴的太阳黑子的每个模拟。这些结果与模式转换理论和观测特征进行了比较。模拟结果表明，色球层中的主振荡频率随着距黑子轴径向距离的增加而减小。所涉及的不同波模式，包括德阿尔芬模式的能流进行了评估和讨论。
2010-05-20 astro-ph.SR
Inferring the magnetic field vector in the quiet Sun. III. Disk variation of the Stokes profiles and isotropism of the magnetic field
利用Hinode/SP仪器记录的不同纬度的高质量数据（以安静太阳强度为单位的噪声水平$σ\approx 3\times 10^{-4}$）研究了太阳互联网中磁场矢量的角分布。我们不是应用传统的辐射转移方程的反演代码来反演太阳表面上每个空间点的磁场矢量并研究由此产生的磁场矢量的分布，而是推测磁场矢量的理论分布函数并使用它来获得Stokes轮廓的理论直方图。然后将这些直方图与观察到的直方图进行比较。它们之间的任何不匹配都归因于磁场矢量的理论分布，随后对其进行了修改，以产生与观察到的直方图更好的拟合。用这种方法，我们发现，斯托克斯配置文件与以上$2\times 10^{-3}$（在连续强度的单位）的信号不能被解释的磁场矢量的各向同性分布。我们还发现，在不同的纬度观察到的斯托克斯配置文件的直方图之间的差异不能解释的视线的影响。然而，它们可以用磁场矢量的分布来解释，这种分布随纬度而变化。我们注意到，这些结果是基于一系列的假设，虽然本文简要讨论，需要在未来更详细地考虑。
2012-12-04 astro-ph.SR
Inferring the magnetic field vector in the quiet Sun. II. Interpreting results from the inversion of Stokes profiles
在以前的论文中，我们认为，斯托克斯配置文件的反演应用于太阳互联网的光谱偏振观测产生不切实际的大值的磁场矢量（$γ$）的倾斜。这是因为斯托克斯$Q$和$U$中的光子噪声被反演码解释为有效信号，这导致横向分量$B_\perp$的高估，从而导致倾角$γ$的高估。然而，我们的研究是基于对线性偏振信号的分析，其特征在于只有不相关的噪声。在本文中，我们进一步发展了这一想法，并研究了斯托克斯$Q$和$U$配置文件，也显示相关噪声的影响。此外，我们将我们的研究扩展到磁场矢量的三个分量，以及磁填充因子$α$。有了这个，我们确认的倾向，高估$γ$反转线性偏振配置文件时，虽然非零，仍然低于噪声水平。我们还建立了高估主要发生在磁场接近垂直的$γ\lesssim 20°$。这表明仅通过分析斯托克斯$I$和$V$不能实现对磁场矢量的倾斜的可靠推断。另外，当反转低于噪声的斯托克斯$Q$和$U$分布时，反转码检索磁场矢量$ϕ$的方位角的随机均匀分布。为了避免这些问题，我们建议只反转斯托克斯轮廓的线性偏振信号是充分高于噪声水平。然而，这种方法也是有偏差的，因为尽管允许从所选斯托克斯分布非常精确地检索磁场矢量，但它仅选择由高度倾斜的磁场产生的分布。
2012-09-21 astro-ph.SR
Magneto-static modelling from SUNRISE/IMaX: Application to an active region observed with SUNRISE II
静磁模型可以克服无力磁场外推所面临的一些问题。到目前为止，它们的使用有限，并且在应用于安静的Sun数据时遇到了问题。在这里，我们提出了对活动区域的第一应用。2013年6月，\sunrise{}球载太阳观测站利用IMaX偏振仪采集的太阳矢量磁场数据，作为活动区上方太阳大气层静磁模型的边界条件。IMaX数据嵌入到SDO/HMI观测的活动区矢量磁图中。这项工作继续我们的静磁外推方法，它已被应用于较早的（{ \it论文I}），以一个安静的太阳区域观察与\sunrise{} I。在一个活跃的区域中，在测量的斯托克斯参数的信号噪声比是相当高的比在安静的太阳，因此，水平光球磁场的IMaX测量允许我们指定的自由参数的模型在一个特殊的类的线性静磁平衡。IMAX的高空间分辨率（110-130公里，像素大小40公里）使我们能够通过大约50个网格点垂直模拟光球层和中色球层之间的非无力层。在我们的方法中，我们可以结合光球和色球的混合β层的某些方面，例如，考虑到有限的洛伦兹力，这在过去用较低分辨率的光球测量是不可能的。然而，线性模型不允许对像强局部化电流这样的固有非线性结构进行建模。
2017-01-11 astro-ph.SR
Magneto-acoustic waves in sunspots: first results from a new 3D nonlinear magnetohydrodynamic code
在太阳黑子的光球层和色球层中观测到的波表现出复杂的动力学和空间模式。高分辨率太阳黑子波观测的解释需要在真实的黑子模型大气中模拟太阳黑子上层的三维非线性波传播和模式转换。在这里，我们提出了这种建模的第一个结果。我们开发了一个三维非线性数值计算程序，专门用于计算平衡态磁结构对任意扰动的响应。该代码解决了三维非线性MHD方程的扰动，它是稳定的超扩散项，是完全并行化。代码的健壮性通过一些标准测试得到了证明。我们分析了几个模拟的太阳黑子扰动的不同周期的脉冲在次光球水平，从短周期，介绍了学术目的，以较长的和现实的三分钟和五分钟的周期。通过计算波能流，详细描述了非平凡类黑子磁场位形中的三维模式转换，包括快、慢磁声波和Alfvén波之间的转换.我们的主要发现是：（1）只有当驱动脉冲位于黑子轴外时，才能观察到从声学模到Alfvén模的转换，但这种转换在能量上是无效的;（2）由于快磁声模的截止效应和折射，周期约为5分钟的倏逝波的能量几乎完全保持在水平β =1以下;（3）频率高于截止值的波以场向方式传播到色球层，其功率超过5分钟瞬逝振荡的功率，这与观测结果一致。
2010-06-15 astro-ph.SR
Photospheric high-frequency acoustic power excess in sunspot umbra: signature of magneto-acoustic modes
我们目前的观测证据推断SOHO/MDI多普勒速度观测的MHD波在太阳光球的存在。磁声扰动被观测为黑子本影中垂直于磁场的速度分量中高频带的声功率增强。我们使用数值模拟波传播通过局部非均匀磁场浓度随着相同的过滤程序，适用于观察，以确定所观察到的波。在数值模拟结果的指导下，我们将观测到的振荡归类为被捕获的光球下声波激发的磁声波。我们认为所提出的方法作为诊断工具的磁日震学的潜在应用。
2013-07-09 astro-ph.SR
The umbral--penumbral boundary in sunspsots in the context of magneto-convection
Jurcak等人（2018）报告说，在太阳黑子中超过100个本影核心的样本中，本影-半影边界（UPB）的特征是磁场垂直分量的非常狭窄的数值（1867 G）。Gough和Tayler（1966年）在他们对磁对流的研究中指出，在存在磁场的情况下，对流的开始受到一个参数δ的控制，该参数也取决于磁场的垂直分量。结合Jurcak等人的结果与各种太阳黑子的经验模型，我们提出了以下假设：UPB发生在垂直场足够强的地方，以增加有效绝热温度梯度至少100%以上的非磁性值。
2019-02-25 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Excitation and Propagation of Helioseismic MHD Waves in Magnetostatic Models of Sunspots
我们提出了比较的数值模拟的MHD波的传播，激发亚光球扰动，在两个不同的（“深”和“浅”）静磁模型的太阳黑子。“深”太阳黑子模型扭曲的波前的形状和它的振幅比“浅”模型更强。对于这两个太阳黑子模型，表面重力波（f-模式）的影响，太阳黑子强于声学p-模式。太阳黑子内部的波振幅取决于磁场的光球强度和源到太阳黑子轴的距离。对于距黑子中心9 μ m处的源，波前通过黑子中心时，波振幅增大。当源距为12 μ m时，黑子内部的波幅总是小于黑子外部的波幅。在距黑子中心距离相同但磁场强度不同的模型中，黑子内部的波幅值随磁场强度的增加而增加。模拟结果表明，与均匀倾斜的背景磁场的情况下，p-和f-模式波没有空间分离的磁场是强烈的不均匀的太阳黑子内。这些性质必须考虑到解释的观测MHD波通过太阳黑子区。
2010-02-05 astro-ph.SR
Spectropolarimetrically accurate magnetohydrostatic sunspot model for forward modelling in helioseismology
我们提出了一种技术来构建一个大规模的太阳磁场浓度的分光偏振精确的磁流体静力学模型，模仿太阳黑子。利用所建立的模型模拟了声波在太阳内部和太阳黑子嵌入光球层中的传播、转换和吸收过程，利用中性铁磁敏光球层吸收线$6173\mathrmÅ$，计算了太阳盘面不同位置的连续谱强度、多普勒速度和全Stokes矢量等观测量，并分析了太阳光球辐射输运的非定域性对日震观测的影响。使用平分线形状进行多高度观察。在不同高度的线形成区域内的不同位置在太阳盘的声功率的差异进行了模拟和表征。在模拟观测远离太阳盘中心的太阳黑子本影时，声功率的增加被确认为慢磁声波。
2015-04-09 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
Study of single-lobed circular polarization profiles in the quiet Sun
自20世纪70年代以来，人们就知道太阳光球层中出现的圆偏振（斯托克斯V）分布存在不对称性。这些分布要求沿视线存在速度梯度，可能与磁场强度、倾角和/或方位角的梯度相关联。我们的研究集中在斯托克斯V型剖面上，该剖面仅在一个波瓣上显示出极端的不对称性。使用日出分光偏振测量，我们已经进行了统计研究，这些配置文件中的安静的太阳的属性。我们展示了它们的空间分布，它们的主要物理性质，它们与几个物理观测值的关系，以及它们在太阳盘面上的位置。单叶斯托克斯V型剖面约占太阳表面的2%。这是第一次，我们已经观察到他们的时间演变，并已检索的物理条件的大气，他们出现了使用逆代码实现沿视线的大气参数的不连续性。此外，我们使用来自3D磁对流模拟的合成斯托克斯剖面来补充反演结果。合成的单瓣剖面的主要特征与观测的基本一致，支持反演推断的磁性和动力学拓扑结构。结合所有这些不同的分析表明，大多数的单叶斯托克斯V型配置文件的信号来自磁通量出现和/或淹没过程发生在小补丁的光球安静的太阳。
2012-02-03 astro-ph.SR
Application of Deep Learning to the Classification of Stokes Profiles: From the Quiet Sun to Sunspots
本研究提出基于多层感知器的监督机器学习方法，用于太阳圆偏振斯托克斯轮廓分类，在多台望远镜数据集和模拟数据上验证准确率超90%，揭示无监督分类的系统误差，为太阳磁场统计分析提供可靠工具。
2025-05-20 astro-ph.SR
Traveling Waves of Magnetoconvection and the Origin of the Evershed Effect in Sunspots
1909年发现的Evershed效应代表了太阳黑子半影中强烈的物质外流，在那里，太阳黑子的磁场是平行的，几乎是水平的。这些流动在太阳黑子中起着重要的作用，并且已经使用大型地面和空间望远镜进行了详细的研究，但对其机制的基本理解仍然缺失。我们提出了现实的太阳的地下动力学的数值模拟结果，并认为，这种效果的关键机制是在非线性磁对流，具有强大的，高度倾斜的磁场的存在下的行波的属性。模拟再现了Evershed效应的许多观察到的特征，包括高速的“Evershed云”，流动的非定常结构和非定常准周期行为。结果提供了一个协同作用，以前的理论模型，并导致一个有趣的预测的大规模组织的流出。
2009-04-23 astro-ph.SR
On the Source of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves in Sunspots
最近使用地面和空间望远镜同时进行的太阳黑子振荡高分辨率观测揭示了太阳大气层不同层之间的内在联系。然而，尚不清楚这些振荡是外部驱动的还是原位产生的。我们解决这个问题，通过使用沿日冕扇环系统传播的慢磁声波的观测。除了通常观察到的振荡幅度随距离减小之外，还发现观察到的波幅度随时间调制，在波列的整个传播路径中观察到类似的变化。利用多波长、多仪器观测资料，研究了太阳大气中光波在不同层中传播时振幅随时间的变化。通过比较不同层的振幅调制周期，我们发现在太阳黑子中观察到的慢磁声波是由光球p模式驱动的，这些模式在消散之前向上传播到日冕中。
2015-10-12 astro-ph.SR
The association between sunspot magnetic fields and superpenumbral fibrils
太阳黑子的分光偏振观测是用西班牙特内里费岛泰德天文台的特内里费岛红外偏振仪进行的。物理参数的地图，从在15648埃的红外Fe i线中观察到的斯托克斯轮廓的反演。规则黑子由一个光桥组成，它将两个相同极性的本影核心分开。光桥的一个臂形成半影灯丝的延伸，半影灯丝包括弱的和高度倾斜的磁场。此外，该暗条中的斯托克斯V剖面与太阳黑子的符号相反，有些类似斯托克斯Q或U。这条半影暗条在太阳黑子边缘突然终止于另一条暗条，后者相对垂直约30度。色球H-α和He 304埃的过滤图显示，在太阳黑子的边缘侧有三个超级半影原纤维，其中一个原纤维延伸到太阳黑子中，并沿着光桥的高度倾斜半影对应物定向。沿着与光球中交叉的半影细丝同空间的纤维，观察到强烈的细长增亮。我们的研究结果表明，在光桥位置的太阳黑子磁场的中断可能是重连的来源，导致强烈的色球增亮，并促进了冷物质的供应，以维持上覆的半影原纤维。
2013-12-06 astro-ph.SR
Inclinations of small quiet-Sun magnetic features based on a new geometric approach
据报道，在宁静太阳互联网中，水平磁通量水平很高，这通常是基于斯托克斯剖面反演。本文介绍了一种新的磁元件倾角的推导方法，并用它来反演测试磁场倾角。我们确定一组小，明亮的磁性元素在高空间分辨率的图像采样不同的光球高度获得的日出气球太阳天文台的准确位置。连同对所采用的谱带的地层高度的估计，这些为我们提供了磁性特征的倾斜。我们还计算了磁倾角相同的磁性功能从同时记录的斯托克斯参数反演。我们新的几何方法返回几乎垂直的场（平均倾角约为14度，分布相对较窄，标准差为6度）。与此形成强烈对比的是，传统上使用的反演对于相同的小磁性特征给出几乎水平的场（平均倾角为75 ± 8度），其线性偏振斯托克斯轮廓受到噪声的不利影响。从我们的几何方法得到的几乎垂直的亮磁场特征显然与从反演得到的几乎水平的磁场不相容。这表明，在存在弱斯托克斯信号的情况下，特别是如果斯托克斯Q和U接近或低于噪声水平，则从反演推导出的水平场中的磁通量的量被高估。通过将所提出的方法与反演相结合，我们不仅改善了倾斜度，而且还改善了场强。这项技术使我们能够分析反演无法可靠处理的特征，从而大大扩展了我们研究安静太阳完整磁场的能力。
2014-08-11 astro-ph.SR
Ubiquitous quiet-Sun jets
IMaX/日出最近报道了安静太阳中高度动态和强烈多普勒频移的斯托克斯V信号的时间演化。我们试图确定相同的安静的太阳喷流在日出分光偏振仪（SP）的数据集。我们产生的线性偏振磁图与蓝移和红移远翼圆偏振磁图的组合，让一个简单的识别安静的太阳喷流。喷流在Hinode数据中被识别出来，其中红移和蓝移的情况经常成对出现。它们出现在呈现出宁静太阳中性线的横场区域旁边。它们也有明显的倾向于出现在颗粒的外边界。这些地区总是显示高度位移和异常的斯托克斯V剖面。宁静的太阳充满了喷流，这些喷流是在新的场区域以颗粒尺度出现时形成的，这些场区域负载着与周围环境相互作用的水平场线。这种相互作用暗示了产生所观察到的高速流的所涉及的场线的某种形式的重连。
2011-04-29 astro-ph.SR
Stokes tomography of radio pulsar magnetospheres. II. Millisecond pulsars
毫秒级双星（MSP）的射电偏振特性与非回收双星有很大不同。特别是，许多MSP的位置角（PA）摆动偏离旋转矢量模型预测的S形，即使在相对论像差占，表明它们具有非偶极磁几何形状，可能是由于吸积的历史。斯托克斯层析成像使用斯托克斯参数的相位图作为诊断工具来推断脉冲星的磁几何形状和方向。本文将斯托克斯层析成像技术应用于金属表面微粒，推广了处理脉冲间发射的技术。我们提供了具有电流修改偶极场、填充芯和空心锥束以及两个经验线性极化模型的MSP的斯托克斯相位图和PA摆动的查找表图集。我们比较我们的查找表，从15 MSP的数据，并发现，斯托克斯相位画像的电流修改偶极子近似匹配几个MSP的PA摆动是平坦或不规则的，不能与标准的轴对称旋转矢量模型。PSR J1939+2134和PSR J0437 $-$ 4715详细建模。PSR J1939+2134的0.61GHz数据与发射高度为$r_\text{LC}$、发射高度为$(α, i) = (22 \pm 2^\circ, 80 \pm 1^\circ)$的电流修正偶极子拟合良好。PSR J1939+2134在1.414GHz和PSR J0437 $-$ 4715在1.44GHz的拟合不太准确，表明这些物体可能具有更复杂的磁场几何形状，例如局部表面异常或极磁山。
2011-04-06 astro-ph.SR
Automatic Detection and Correction Algorithms for Magnetic Saturation in the SMFT/HSOS longitudinal Magnetograms
在单波长点测量时，采用线性标定，在强磁场区，纵向磁场往往会出现饱和效应。在本研究中，我们发展了一种方法，可以判断由太阳磁场望远镜（SMFT）观测到的斯托克斯$V/I$的饱和阈值，并自动对其进行校正。其过程是先对Stokes $V/I$ \textit{vs} $I/I_{m}$（$I_{m}$是Stokes $I$的最大值）曲线进行二阶多项式拟合以估计饱和阈值，然后在强场区重建Stokes $V/I$以校正饱和。通过与日震磁像仪（HMI）磁像图的对比，证明了该算法的有效性。在175个活性区中，对饱和度的检测和校正准确率分别为$\sim$ 99.4%和$\sim$ 88%。讨论了该算法的优缺点。
2020-09-08 astro-ph.SR
Interpretation of HINODE SOT/SP asymmetric Stokes profiles observed in quiet Sun network and internetwork
我们提出的第一个解释的斯托克斯轮廓不对称性测量的FeI 630 nm线的SOT/SP，在安静的太阳互联网（IN）和网络区域。反演是在MISMA假设下进行的，其中未分辨的结构被假定为光学薄。我们分析了一个29.52“x31.70”的子场，仔细选择，以代表在磁盘中心的302“x162”安静的太阳视场的属性。反演代码能够以非常令人满意的方式再现所观察到的不对称性。反转代码将25%的反转轮廓解释为来自正极性和负极性共存的像素。KG场强度被发现在网络和IN的光球的底部;在后者的情况下，KG场和hG场都被混合。当考虑光球层中部的磁性时，大多数kG场都消失了，统计数据主要由hG场控制。我们只限制了4.5%的光球的磁场（当涉及所有像素时，这个百分比降低到1.3%，包括那些没有分析的低偏振）。等离子体的其余部分与对检测到的偏振信号没有贡献的弱场的存在一致。全子场和IN区的平均通量密度高于Milne-Eddington反演结果。发现了SOT/SP极化曲线存在较大的不对称性。这些在安静的太阳数据中是不可忽略的。MISMA反演码以令人满意的方式再现了它们，并提供了磁化IN和网络的统计描述，这部分地不同于并补充了迄今为止所获得的结果。由此可见，对线路轮廓形状进行完整解释的重要性。
2010-10-01 astro-ph.SR
Synthetic observations of wave propagation in a sunspot umbra
利用斯托克斯合成程序NICOLE对MANCHA程序中的黑子本影波传播进行数值模拟，得到了Fe I $λ$ 6301.5 μ m和Ca II红外三重态谱线的光谱偏振时间序列。Fe I $λ$ 6301.5 μ m线的多普勒速度和强度核心振荡之间的相位差的分析表明，除了5和6.5 mHz之间的频率外，强度的变化是由不透明度波动而不是固有的温度振荡产生的。另一方面，光球磁场检索从弱场近似提供了固有的磁场振荡波的传播。我们的结果表明，这是由于我们的太阳黑子模型的低磁场梯度。色球钙II红外三线态的斯托克斯参数显示出惊人的变化，冲击波通过形成高度的线，包括发射自反转线芯和高度异常斯托克斯V配置文件。用弱场近似从Ca II红外线推断的磁场振荡似乎与光球层和色球层之间的磁场强度变化有关。
2014-08-27 astro-ph.SR
Chromospheric and photospheric properties of sunspots as inferred from Stokes inversions under magneto-hydrostatic and non-local-thermodynamic equilibrium
Institut für Sonnenphysik（太阳物理研究所）；Institute for Solar Physics, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文 Leibniz 研究所）；ETH Zürich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（意大利瑞士大学信息学院阿尔多和塞莱达科太阳研究所以及研究所）
研究通过高分辨率光谱偏振数据和FIRTEZ反演代码，揭示了日珥光球和色球中热、磁和运动性质，发现光球Evershed流反转为内流，色球中观测到超音速上升流和冲击前缘特征。
2026-03-11 astro-ph.SR
Three-lobed near-infrared Stokes V profiles in the quiet Sun
我们调查了安静的太阳光球的一个区域，在15648埃的Fe I谱线中表现出三瓣的斯托克斯V剖面。这些数据是用附在GREGOR望远镜上的GRIS分光偏振仪获得的。我们的目标是调查负责这些测量的复杂信号的大气的热，运动学和磁特性。利用SIR反演程序从观测到的偏振信号中反演了低层光球的物理参数。我们遵循两种不同的方法。一方面，我们认为多瓣圆极化信号只是由物理参数的视线变化产生的。因此，我们假设单个大气分量占据水平面上的整个分辨率元素，并且物理参数随光学深度而变化（即，视线）。另一方面，我们认为多瓣圆偏振信号不是由物理参数的光学深度变化产生的，而是由它们的水平变化产生的。在这里，我们反转的数据，假设分辨率元素是由两个不同的大气成分，其中的运动学和磁性是恒定的视线。这两种方法都揭示了一些共同的特点，负责观察到的三叶斯托克斯V信号的拓扑结构：一个强（> 1000高斯）和一个非常弱（<10高斯）磁场具有相反的极性和窝藏流动方向相反的方向必须共存（垂直或水平交错）的分辨率元件。
2018-03-26 astro-ph.SR
Slow Magneto-acoustic Waves Observed above Quiet-Sun Region in a Dark Cavity
波在诊断日冕和日冕加热中各种结构的等离子体性质方面起着至关重要的作用。慢磁声波是一种重要的磁流体力学波。在过去的几十年里，许多慢MA波被检测到以上的活动区和冕洞，但很少发现其他地方。在这里，我们调查了一个“龙卷风”状的结构组成的准周期性条纹在一个黑暗的空腔内约40- 110毫米以上的安静的太阳区域2011年9月25日。我们的分析表明，这些条纹实际上是慢MA波列。这些波列的性质，包括相速度、压缩比、动能密度等，与已报道的慢MA波相似，只是慢MA波的周期约为50 s，比典型的报道值（3--5 min）短得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
Modeling the Young Sun's Solar Wind and its Interaction with Earth's Paleomagnetosphere
我们提出了一个集中的参数研究太阳风磁层相互作用的年轻的太阳和地球，$~3.5$ Ga ago，依赖于磁流体动力学（MHD）模拟的太阳风和磁层。通过模拟静止的年轻太阳和太阳风，我们可以将MHD模拟结果传播到地球磁层，并得到一个物理上真实的太阳强迫。我们评估了年轻的太阳风对日冕基底密度、太阳黑子位置和磁场强度、偶极磁场强度以及太阳自转周期变化的敏感程度。从这个分析中，我们得到了一个合理的太阳风条件的古磁层可能受到的范围。文献中的尺度关系表明，年轻的太阳会有不同于现在太阳的质量通量。我们评估如何与上述因素的质量通量的变化，并确定这个和其他几个关键的太阳和磁层变量的重要性，就其对古磁层的影响。我们改变了太阳风的速度，密度，行星际磁场强度和方向，以及地球的偶极子磁场强度和倾斜在一些稳态的情况下，是年轻的太阳-地球相互作用的代表。这项研究是为了更全面地了解太阳-地球相互作用对行星大气演变的影响而进行的第一步。
2011-01-31 astro-ph.SR
Magneto-acoustic wave energy from numerical simulations of an observed sunspot umbra
我们的目标是再现太阳黑子波签名的高度依赖性，通过3D MHD数值模拟的分光偏振观测。根据观测到的太阳黑子的性质，构造了一个静磁黑子模型，并在光球层引入扰动，引入了用\SiI \ $λ$ 10827谱线测量的涨落。将模拟结果与从\HeI \ $λ$ 10830流线、\CaIIH \核心和\CaIIH \流线机翼中的\FeI \混合物在不同高度同时观察到的振荡进行比较。模拟结果与观测结果非常吻合。它们再现了观测谱线形成高度处的速度图和功率谱，以及几对谱线之间的相位谱和放大谱。我们发现色球层较强的激波伴随着观测信号和相应高度模拟信号之间的延迟，表明激波使色球层谱线的形成高度向高层移动。由于模拟的波传播匹配非常好的观察到的属性，我们能够使用数值计算来量化的能量贡献的磁声波的色球加热太阳黑子。我们的研究结果表明，这些波提供的能量太低，无法平衡色球辐射损失。在最低\SiI \ $λ$ 10827磁力线的形成高度处以慢磁声波形式包含的能量已经不足以加热更高层，并且到达色球层的声能比所需能量低约3-9倍。磁能的贡献甚至更低。
2011-04-20 astro-ph.SR
Stokes tomography of radio pulsar magnetospheres. I. Linear polarization
脉冲星射电辐射的偏振测量研究传统上集中在斯托克斯矢量（I，Q，U，V）如何随脉冲经度变化，特别强调线偏振分量的位置角（PA）摆动。PA摆动的旋转矢量模型的解释是有限的假设轴对称磁场和退化的输出相对于脉冲星的方向和磁几何形状;后两个属性的不同组合可以产生类似的PA摆动。本文介绍了斯托克斯相图作为辅助诊断工具，与它的取向和磁几何可以更准确地推断。斯托克斯相图在I-Q、I-U和Q-U平面上具有独特的图案，其形状敏感地取决于磁几何形状、倾斜角、波束和偏振图案以及发射高度。我们构造了纯偶极场和电流修正偶极场、填充芯光束和空心锥光束的Stokes相图和PA摆幅的查找表，以及两种经验线性偏振模型L/I = \cos θ_0和L/I = \sin θ_0，其中θ_0是发射点的余纬。我们比较我们的查找表，在欧洲脉冲星网络在线数据库中的24颗恒星的实测相图。我们发现的证据表明，在60%的对象，无线电发射区域可能会偏离显着从低海拔地区，即使当PA摆动是S形和/或脉冲宽度周期的关系是很好地满足。另一方面，如果发射高度超过轻圆柱半径的~10%，则数据得到充分解释。我们的结论是，斯托克斯相图应同时分析PA摆动和脉冲轮廓在未来解释射电脉冲星偏振数据时。
2010-12-20 astro-ph.SR
Strong Zeeman effects in the Fe I 5434.5 Å line observed in a sunspot on August 17, 2024
Institute of Physics of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院物理研究所）；Astronomical Observatory of the Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学天文台）
本研究通过Fe I等三条不同磁灵敏度谱线的高保真斯托克斯光谱，分析2024年8月17日太阳黑子的磁场分布，发现Fe I 5434.5 Å线对应空间分量存在高达22 kG的极强磁场。
2026-08-07 astro-ph.SR
The influence of the medium physical conditions and atomic constants on the Stokes profiles of absorption lines in the solar spectrum
在Unno-Beckers-Landi-Dagl`Innocenti理论下计算了太阳光球层中Fe I线的Stokes剖面。得到了这些谱线的磁加强的估计。考虑了激发势、波长、等效宽度、Lande因子、微-宏观湍流速度、径向速度、阻尼常数、大气模型、磁场强度和方向等因素对Stokes剖面的影响。图示的斯托克斯轮廓的变化使得有可能确定输入参数的初始值，以解决由反演方法重建磁场矢量的问题。所提出的磁增强对谱线参数的依赖关系将有助于正确选择磁敏感谱线，用于太阳黑子、通量管、谱斑和其他磁特征的研究。
2022-03-14 astro-ph.SR
Observation and analysis of chromospheric magnetic fields
太阳色球层是太阳的一个活跃的动态区域，波和磁场在其中起着重要的作用。为了提高色球诊断，我们提出了新的观测在Ca II 8542进行的SST/CRISP在拉帕尔马，工作在全斯托克斯模式。我们测量了斯托克斯线轮廓的活动区域。靠近太阳临边观测到的线剖面显示所有四个斯托克斯参数的信号，而靠近盘中心观测到的剖面仅显示斯托克斯I和V的噪声水平以上的信号。我们使用LTE反演代码“NICOLE”推导出在没有半影的小圆黑子中存在的本影闪光中的大气参数。
2010-04-05 astro-ph.SR
Vertical flows and mass flux balance of sunspot umbral dots
采用一种新的Stokes反演技术来约束本影点的物理性质，该技术大大降低了望远镜空间点扩散函数的影响。太阳黑子本影的Stokes参数的深度相关反演显示，在光球深层的UDs的核心显着的温度增强和磁场减弱。此外，我们发现在外围UD中的上升流约为960 m/s（即，靠近半影的UD）和中部UD的$\approx$ 600 m/s。这是第一次，我们还检测到距离UD中心大于200公里的系统性下降流，平衡了上升流的质量通量。在光球层上部，我们发现UDs和它们的漫射本影背景几乎没有区别。
2013-05-06 astro-ph.SR
MHSXtraPy -- A Python code for the extrapolation of magnetohydrostatic fields on the Sun using analytical solutions
该研究提出Python代码MHSXtraPy，基于解析磁流体静力学模型外推太阳磁场，纳入非无力到无力场过渡并支持参数化，通过快速傅里叶方法实现高效计算与可视化，适用于研究和教育。
2025-11-10 astro-ph.SR
3D simulations of realistic power halos in magneto-hydrostatic sunspot atmospheres: linking theory and observation
观测良好的声晕是相对于安静太阳值的时间平均多普勒速度和强度功率的增强，这对于太阳黑子和活动区的半影周围的弱和高度倾斜的场是突出的。我们进行三维线性波建模与现实的分布式声源在MHS太阳黑子大气中，并比较由此产生的模拟增强与多高度SDO观测的现象。我们发现，模拟晕是在良好的定性与观测。我们还提供了进一步的证据，负责晕的基本过程是折射和返回的快磁波已经历了模式转换的关键$a=c$大气层。此外，我们还发现了强有力的证据表明，快速阿尔文模式转换在晕的结构中起着重要的作用，以场向阿尔文波的形式从光球和色球高度带走能量。这种转换过程可以解释在较高频率（$> 8 $ mHz）下观察到的“双环”晕结构。
2015-12-04 astro-ph.SR
Magneto-acoustic waves in sunspots from observations and numerical simulations
本文研究了黑子光球层到色球层的波的传播。从时间序列的同空间钙II H（包括其线混合）的强度谱和偏振光谱的Si I 1082.7 nm和He I 1083.0 nm，我们检索的视线速度在几个高度。相位差和放大谱的分析示出了频率低于4 mHz的驻波和更高频率的传播波，并且允许我们推断线形成的温度和高度。利用这些观测数据，我们建立了一个太阳黑子模型，并介绍了用光球Si I 1082.7nm谱线作为驱动源测量的速度。数值传播的波型与使用在较高层形成的线观察到的相当吻合，并且模拟再现了许多观察到的特征。观测到的波是沿磁力线纵向传播的慢磁流体动力学波。
2010-09-28 astro-ph.SR
Synthesis of infrared Stokes spectra in an evolving solar chromospheric jet
本研究通过辐射磁流体动力学模拟开展红外全Stokes光谱合成，预测SUNRISE III/SCIP对太阳色球喷流的观测特征，为揭示喷流驱动机制及未来观测的物理解释提供支撑。
2023-10-02 astro-ph.SR
Magnetic fields of opposite polarity in sunspot penumbrae
上下文半影磁场的一个重要部分返回到非常深的光球层表面以下。对于可见光中的线，这种返回场的很大一部分只能通过研究其在强不对称和三叶斯托克斯V型剖面上的印记来间接检测。红外线探测光球层很深的一个狭窄层，提供了直接测量太阳表面附近磁场方向的可能性。目标。我们研究的半影磁场在较低的光球的拓扑结构，专注于它返回到表面以下的区域。方法.我们分析了来自Hinode和GREGOR红外光谱仪的71个光谱偏振数据集。我们推断的质量和偏振精度的红外数据后，应用几个减少步骤。采用频谱反演和前向合成技术对检测算法进行了测试。我们比较了太阳黑子在盘中心的形态和部分半影面积所覆盖的反极性和三叶斯托克斯V轮廓。我们确定的数量的反极性和三叶斯托克斯V配置文件中的可见光和红外数据的太阳黑子在不同的日心角。根据结果，我们计算了中心到肢体的变化曲线，并在现有半影模型的背景下进行了解释。结果对可见光和近红外谱线的观测，在极性相反的磁场所覆盖的半影区产生了显著的差异。在红外线中，反极性斯托克斯V分布的数量比可见光中的小两倍。对于三叶Stokes V剖面，数值相差达一个数量级。
2016-08-05 astro-ph.SR
Magneto-static modelling of the mixed plasma Beta solar atmosphere based on SUNRISE/IMaX data
我们的目标是建立太阳上层大气的三维磁场结构模型，包括不可忽略的等离子体β区域。我们使用高分辨率的光球磁场测量从日出/IMaX作为边界条件的静磁磁场模型。IMaX的高分辨率使我们能够解析光球和日冕之间的界面区域，但由于以下原因，对该区域进行建模具有挑战性。虽然日冕磁场被认为是无力的（洛伦兹力消失），但在光球层和低色球层的混合等离子体$β$环境中并非如此。在我们的模型中，压力梯度和重力自洽考虑和补偿非零洛伦兹力。在一定高度（约2 μ m）以上，非磁力变得非常弱，因此磁场变得几乎无力。在这里，我们应用线性的方法，其中的电流密度由场线平行电流和电流垂直于太阳的重力场的叠加。我们说明了这种方法的前景和局限性，并展望了一个非线性模型的扩展。
2015-11-17 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
The Role of the Magnetorotational Instability in the Sun
我们计算增长率的非轴对称不稳定性，包括整个太阳的磁旋转不稳定性（MRI）。我们首先推导出一个色散关系的非轴对称不稳定性，包括剪切，对流浮力的影响，和三个扩散系数（热导率，电阻率和粘度）。然后，我们使用一个太阳模型演变的恒星演化代码MESA和角速度配置文件确定的全球振荡网络组（GONG）日震学，以确定不稳定的模式存在于太阳的每个位置和相关的增长率。在整个对流区和略低于对流区的中高纬度地区，总体不稳定性具有不稳定模式。它包含三类模式：大尺度流体动力学对流模式、大尺度流体动力学剪切模式和小尺度磁流体动力学（MHD）剪切模式，这些模式可以适当地称为MRI模式。虽然大规模的对流模式是最迅速增长的模式，在大多数的对流区，MRI模式是重要的稳定分层和对流不稳定的位置附近的速跃层在colatitudes θ小于53度。非轴对称MRI模式的增长速度比相应的轴对称模式;对于某些极向磁场，非轴对称MRI增长率类似于角旋转频率ω，而轴对称模式是稳定的。我们简要地讨论了MRI模式产生的磁场的饱和度，发现在太阳对流区的基础上隐含的场与基于在速跃层中活跃的发电机得出的场相当，并且即使在上层对流区中，MRI产生的场的饱和度也可能是重要的。
2014-07-17 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
Diagnostic of Spectral Lines in Magnetized Solar Atmosphere: Formation of the H\b{eta} Line in Sunspots
H $β$ $λ$ 4861.34磁力线的形成是太阳和恒星色球层磁场基本位形诊断的重要课题。具体地说，由于太阳大气中的磁场和微电场，H $β$ $λ$ 4861.34谱线发生加宽。基于非局域热力学平衡假设，讨论了模式本影大气中H $β$的形成。结果表明，模型本影色球对H_PDMATHABMM线的Stokes参数是透明的，这意味着通过H_PDMATHABMM线观测到的黑子本影磁场信号来源于太阳深层大气，其中$\lg τ_c\approx-1$（在我们计算的光球层中约300 km）。这与观测到的来自非太阳黑子区域的斯托克斯信号形成对比，后者被认为主要形成于太阳色球层。
2020-09-08 astro-ph.SR
MHD waves in sunspots
综述了太阳黑子振荡和波动源的空间频率形态，包括它们的定位、大小、振荡周期、高度定位以及形成观测到的发射变化的截止频率机制。太阳黑子波过程的动力学，提供了有关波前结构及其时间变化的信息，研究了振荡频率随波能量的变化。初始化太阳耀斑所造成的触发剂，如磁声波，加速粒子束，和冲击进行了讨论。特别注意耀斑重联周期初始化和太阳黑子慢磁声波动力学之间的关系。简要回顾了太阳黑子振荡的理论模型。
2015-09-22 astro-ph.SR
Combining magneto-hydrostatic constraints with Stokes profile inversions. IV. Imposing $\nabla\cdot{\bf B}=0$ condition
本文提出一种在斯托克斯反演中严格施加磁场无散度条件的新方法，并将其应用于太阳黑子观测，证明该方法能改善整体拟合，同时揭示传统反演无法满足无散度条件主要源于磁场分量测定的不确定性。
2024-04-02 astro-ph.SR
An Inside Look at Sunspot Oscillations with Higher Azimuthal Wavenumbers
太阳黑子本影的色球观测提供了一个特殊的磁流体动力学波现象。近年来，大量与传播磁声模式相关的波特征被提出，它们表现出波分量的复杂的空间和时间结构。理论模型已经证明了这些无处不在的波是如何与m = 0的慢磁声模式相一致的，该模式是由被捕获的亚光球声（p模式）波激发的。然而，本影波的频谱很宽，这表明所观察到的特征代表了许多频率和/或模式的叠加。我们应用傅立叶滤波，在空间和时间域中，提取色球本影波特性符合一个m = 1慢磁声模式。这种识别以前没有描述过。在0.45 <k <0.90 arcsec ^-1（5000-9000 km）的空间波数范围内，角频率为0.037 +/-0.007 rad/s（2.1 +/-0.4 deg/s），对应于m = 1模式的周期约为170 s。理论色散关系的解决，与相应的本征函数计算，这使得密度扰动进行调查，并与我们的观察比较。这样的磁流体动力学模型证实了我们的解释，即确定的波签名是第一次直接观测的m = 1慢磁声模式的色球本影的太阳黑子。
2017-05-17 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic wave mode identification in circular and elliptical sunspot umbrae: evidence for high order modes
本文利用本征正交分解（POD）和动态模分解（DMD）技术对太阳观测数据进行处理，给出了圆形和椭圆形黑子中存在多个高阶磁流体动力学（MHD）模的直接证据。这些技术在流体力学、水力学和颗粒流领域有很好的文献记载和验证，但在太阳物理学领域相对较新。虽然POD基于空间正交性识别模式，并且它根据模式对信号方差的贡献提供了明确的模式排名，但DMD解决了在时间上正交的模式。对圆形和椭圆形黑子的色球H $α$线6562.808 °进行POD和DMD分析，发现了基本慢香肠模和扭折体模以及高阶慢香肠模和扭折体模的存在。此外，除了各种慢体模外，在圆形黑子中还发现了快表面扭折模存在的证据。所有的MHD模式模式的交叉相关与理论预测的对应物，我们证明了椭圆率不能忽略时解释MHD波模式。高阶MHD波模式对本影横截面形状的不规则性更加敏感，因此必须考虑到这一点，以便更准确地模拟太阳黑子和孔隙中的模式。
2022-02-01 astro-ph.SR
Probing the large-scale magnetic field inside the Sun from three decades of observed surface magnetograms
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
通过结合三十年观测数据，研究太阳内部大规模磁场的动力学，揭示其演化特征和太阳活动周期的预测能力。
2025-12-25 astro-ph.SR
Centre-to-limb properties of small, photospheric quiet Sun jets
用搭载在日出平流层球载望远镜上的IMaX仪器在平静的太阳中探测到了强多普勒频移斯托克斯$V$剖面。为了产生这样的信号，需要高速度，因此这些事件被解释为射流，尽管其他来源也是可能的。我们的目标是描述这些事件的主要属性（发生率，寿命，大小和速度）的变化与它们在太阳盘中心和太阳边缘之间的太阳盘上的位置。这些事件已在日出/IMaX数据中根据相同的客观标准在太阳盘面上所有可用位置确定。使用标准技术测定它们的性质。我们的研究对这一现象产生了一些新的见解。最重要的是，这些事件的数量密度是独立的日心角，即研究的超音速流几乎各向同性分布。大小和寿命也几乎独立于日心角，而它们的强度对比度向太阳边缘增加。Stokes $V$射流与从Stokes $I$推导出的上升流速度有关，该上升流速度朝向肢体更强。它们的强度随时间而减小，而它们的视线（LOS）速度没有显示出明确的时间演变。它们与线性偏振信号的关联朝向肢体减小。事件的密度似乎与日心角无关，这表明它们的方向几乎是随机的。如果这些事件是由新兴的磁通量和环境场之间的磁重联触发的喷流，那么我们的结果表明，重联过程没有优选的几何形状。
2014-12-04 astro-ph.SR
Photospheric downward plasma motions in the quiet-Sun
我们分析分光偏振数据采取与日之出航天器在安静的太阳区域在磁盘中心。扭曲的红移斯托克斯$V$配置文件被发现显示出的特性的演变，总是遵循相同的相位序列。我们研究了这些事件的统计特性，使用分光偏振数据从Hinode/SP。我们还研究了上层光球和低色球层使用Mg i b2和Ca ii h数据从Hinode。最后，我们应用SIRGAUSS反演码的偏振数据，以推断大气层结的物理参数。我们还得到了这些物理参数考虑到动力学项的运动方程。Stokes V剖面显示了一个以四个不同时间步长演变的凹凸，整个过程持续108秒。斯托克斯I显示出强烈弯曲的红色翼，连续信号在晶间通道内显示出亮点。这个亮点与Mg i b2线的强红移和Ca ii h图像中的明亮特征相关。从斯托克斯轮廓反演得到的模型比平均安静的太阳模型更热，垂直磁场配置和场强在KG值的范围内。它还提出了一个高斯扰动的LOS速度分层，其中心随着时间的推移，移动到更深的层。我们研究了一种特殊类型的事件，它可以被描述为热等离子体的等离子体团，它从光球的顶部向下移动，放置在颗粒间的通道上，并且总是与强磁场浓度有关。我们认为，这种等离子体团的起源可能是一个磁重联，是发生在色球层。
2014-05-07 astro-ph.SR
On the extrapolation of magneto-hydro-static equilibria on the sun
模拟太阳光球层和日冕之间的界面区域是具有挑战性的，因为磁场和等离子体力的相对重要性变化了几个数量级。虽然日冕可以用无力假设来模拟，但我们需要注意光球层和色球层中的等离子体力（压力梯度和重力），这里是在磁流体静力学（MHS）模型中。我们利用最优化原理求解MHS方程，并以矢量磁图作为边界条件。通过用两个新的基本变量替换正压和密度来确保它们。在优化过程中引入洛伦兹力来更新底部边界上的等离子体压力，使得新的外推方法在没有光球层压力测量的情况下也能有效地进行。我们的代码进行了测试，使用线性MHS模型作为参考。从详细的分析，我们发现，新开发的MHS外推恢复参考模型在高精度。然而，MHS外推法在数值上比非线性无力场（NLFFF）外推法更昂贵，因此应将其应用限制在等离子体力变得重要的区域，例如在光球层上方约2 μ m的层中。
2018-10-12 astro-ph.SR
The magnetic field and magnetosphere of Plaskett's star: A fundamental shift in our understanding of the system
Plaskett的“恒星”似乎是少数已知包含热的大质量磁星的短周期双星系统之一。在2013年发现调查的基础上，我们将广泛的分光偏振（Stokes $V$）数据集与档案测光和分光偏振相结合，以建立系统快速旋转的宽线组件的磁场和磁层的基本特征。我们应用最小二乘反卷积（LSD）推断纵向磁场从每个斯托克斯$V$频谱。利用纵向场测量的时间序列，结合CoRoT测光和磁层谱线的等效宽度测量，我们推断磁星的自转周期等于$1.21551^{+0.00028}_{-0.00034}$ d.利用塞曼多普勒成像技术对Stokes $V$ LSD剖面进行了模拟，得到了第一张可靠的O型星磁图。我们发现一个磁场，主要是偶极，但具有重要的四极分量，和弱高阶分量。偶极分量具有接近90度的双极性和约850 G的极性强度，而整个表面上的平均场强为520 G。我们更新的理论磁层参数的计算，并与他们的预测一致，我们确定明确的H $α$，H $β$和He II $λ4686$线的变化签名确认存在一个密集的离心磁层周围的恒星。最后，我们报告缺乏检测的径向速度（RV）的变化所观察到的斯托克斯$V$配置文件，这表明历史上的报告大RV变化的宽线星的谱线可能是虚假的。这一发现可能会激发对Plaskett星作为一个质量接近相等的O+O双星系统的历史模型的根本修正。
2021-11-11 astro-ph.SR
