We simulate the magnetic feature tracking (MFT) speed using advective-diffusive transport models in both one and two dimensions. By depositing magnetic bipolar regions at different latitudes at the Sun's surface and following their evolution for a prescribed meridional circulation and magnetic diffusivity profiles, we derive the MFT speed as a function of latitude. We find that in a one dimensional surface-transport model the simulated MFT speed at the surface is always the same as the meridional flow-speed used as input to the model, but is different in a two-dimensional transport model in the meridional (r,theta) plane. The difference depends on the value of the magnetic diffusivity and on the radial gradient of the latitudinal velocity. We have confirmed our results with two different codes in spherical and Cartesian coordinates.
On the plasma flow inside magnetic tornadoes on the Sun
瑞典1米太阳望远镜（SST）和太阳动力学观测台（SDO）的高分辨率观测揭示了从太阳表面延伸到色球层和日冕的旋转磁场结构。这些所谓的磁龙卷风主要是在Ca II 854.2 nm线核心（也称为色球漩涡）的旋转等离子体环或螺旋中检测到的。详细的数值模拟表明，观测到的色球等离子体运动是由磁场结构的旋转引起的，而这些结构又是由其足点处的光球涡旋流驱动的。在适当的条件下，两个涡流系统相互叠加。我们把从低光球层延伸到对流区的低层涡旋称为粒间涡旋流（IVF）。一旦磁场结构与IVF共同定位，旋转被介导到上层大气中，并产生大气涡流（AVF，或磁龙卷风）。与Shelyag等人最近的工作相反，我们证明了在模拟的磁龙卷风中粒子的轨迹确实是螺旋形的，并认为轨迹的性质决定性地取决于在大气中的位置和磁场的强度。
我们在太阳黑子的超半影外边界观测到了一个C级耀斑。耀斑是由一个新兴的磁双极区，是倾斜取向的超级半影原纤维。耀斑是由于出现的磁通量与超半影场的低高度磁重联导致逆Evershed流道及其上覆大气中的热多温度等离子体流而开始的。色球层中的逆Evershed流从超级半影开始向黑子方向流动，在半影的外边界结束。在逆Evershed通道中朝向太阳黑子的热等离子体流在H $α$波长中显示出比在不同温度下的等离子体发射高约10 km s $^{-1}$的速度，如在不同的AIA过滤器中所见。尽管这些速度比典型的逆埃弗谢德流速度高出约7倍，但在太阳黑子半影的外边界处，流动会减少。这表明携带逆Evershed流的超级半影场线在半影场线潜入太阳的边界处中断，并且这两组场线完全不同。在这两组场线的邻接处的典型磁场和等离子体性质的不连续性进一步导致特征磁声和阿尔文速度的不连续性，因此，停止等离子体流动进一步on.The多温度等离子体在逆Evershed通道中表现出\textbf{possible}纵向振荡最初在耀斑的发病期间，后来流向太阳黑子。在多温区的情况下，耀斑区上方的不同层具有超音速和亚音速的混合流。
Inference of chromospheric plasma parameters on the Sun
通过强吸收线可以很好地观测到太阳色球层。我们推断的色球等离子体的物理参数，从这些线使用多层光谱反演。这是一种新的光谱反演技术。我们假定大气层是由有限层数组成的。在每一层中，吸收轮廓是恒定的，并且源函数以恒定的梯度随光学深度而变化。具体地说，我们考虑了一个三层模型的辐射转移，其中最低层被确定与光球层和两个上层被确定与色球层。光球层中的吸收轮廓由Voigt函数描述，色球层中的轮廓由高斯函数描述。这个三层模型由13个参数完全指定。四个参数可以固定为规定值，一个参数可以通过分析卫星光球线来确定。其余8个参数是从约束最小二乘拟合确定的。利用古德太阳望远镜（GST）的快速成像太阳光谱仪（FISS）在宁静区拍摄的H $α$和Ca II 854.21 nm谱线的光谱数据，进行了多层光谱反演。我们发现，我们的模型成功地适合大多数观察到的配置文件，并产生定期的模型参数的地图。这两条线的多普勒宽度推断的组合产生合理的估计的温度和非热的速度在色球层。我们的结论是，我们的多层反演是有用的，以推断色球等离子体参数的太阳。
Application of the coherent structure tracking to solar Doppler maps to determine horizontal velocity fields at the Sun's surface
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Cnrs, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie（法国国家科学研究中心，天体物理与行星学研究所）；Université de Toulouse, Observatoire Midi-Pyrénées, Cnrs, Cnes, Irap（图卢兹大学，南比利牛斯观测站，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心，天体物理与行星学研究所）
Spatial distribution and statistical properties of small-scale convective vortex-like motions in a quiet Sun region
本文分析了位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜对宁静的太阳网间区域的高分辨率观测。我们通过计算时间序列图像上小尺度结构的水平自行来确定太阳光球区小尺度涡旋运动的位置。这些等离子体对流驱动的漩涡运动与以下两个方面有关：（1）下降气流（通常解释为对应于等离子体冷却并因此返回到可见光球层以下的内部的位置），以及（2）水平速度矢量收敛到中心点。下沉核被证明是被动浮子追踪等离子体流向每个漩涡中心的最终目的地。对于这里分析的两个时间序列，我们确定这些事件的发生分别为1.4 x 10^（-3）和1.6 x 10^（-3）涡旋Mm^（-2）min^（-1）。
Magnetic filed dynamics and varying plasma emission in large coronal loops
在这项研究中，我们报告了2016年5月5日在NOAA AR 12542（Loop I）和2015年12月17日在NOAA AR 12470（Loop II）观察到的两个暖冠环的四个足点的磁环境的详细观测结果。这些环连接着一个带太阳黑子外围的斑区（环I）和一个太阳黑子本影（环II）。我们使用太阳动力学天文台（SDO）和古德太阳望远镜（GST）的数据来描述这一现象并了解其原因。该研究表明，环路增亮事件与SDO的日震和磁成像仪（HMI）和GST的近红外成像光谱仪（NIRIS）数据中观察到的磁通量出现和消除过程有关。观测到的活动是由小规模出现的偶极子和大规模预先存在的磁场之间的磁重联驱动的，这表明磁重联发生在扩展谱区边缘的较低色球层中，环就是在那里扎根的。我们认为，等离子体，蒸发在这些重联事件，逐渐填补了环，因为它冷却了可见的密度前传播从一个足点的循环到另一个在90-110公里的速度$^{-1}$。这项研究还表明，在SDO大气成像组件图像中看到的至少一些明亮的环，可能是由于在遥远的（非太阳黑子）足点发生的磁活动而被加热的。
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。
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。
Thermodynamic properties of small flares in the quiet Sun observed by H$α$ and EUV: plasma motion of the chromosphere and time evolution of temperature/emission measure
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。
Full-Disk Spectroscopy of the Solar Corona Across a Solar Cycle with Hinode/EIS
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部太阳物理实验室）；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）
