Possible Signature of Sausage Waves in Photospheric Bright Points
香肠波在太阳的磁结构中经常被报道，如太阳黑子、气孔和日冕环。然而，他们还没有明确地确定在光球亮点（BP）。使用高分辨率TiO图像序列获得的古德太阳望远镜在大熊太阳天文台，我们分析了四个孤立的BP。结果发现，它们的面积和平均强度振荡的几个周期，在一个同相的方式。振荡周期在100到200秒之间。在讨论了香肠波理论和不透明度效应之后，我们将相位关系解释为香肠波，特别是慢波的特征。
2021-12-22 astro-ph.SR
The solar photospheric nitrogen abundance. Analysis of atomic transitions with 3D and 1D model atmospheres
背景：近年来，太阳化学丰度的研究已经相当详细，因为不同的指标，即推断太阳金属丰度的差异值，一方面是借助太阳大气三维流体动力学模型进行光谱化学成分分析得出的“太阳下”光球丰度，另一方面是日震学推断的高金属丰度。目标：在以前的工作中使用CO 5 BOLD 3D流体动力学太阳模型研究了太阳氧丰度之后，我们采用了类似的方法研究了太阳氮丰度，因为该元素占整个太阳金属丰度Z的很大一部分。实验方法：我们使用的原子谱线的选择，以确定太阳氮丰度，主要依靠在文献中的等效宽度测量。我们调查的丰度分析的影响，从当地的热力学平衡（“NLTE效应”）和光球的不均匀性（“造粒效应”）的偏差。结果：我们推荐使用太阳氮丰度A（N）=7.86+-0.12，其误差线反映了线到线的散射。结论：基于CO 5 BOLD的氮和氧丰度所暗示的太阳金属丰度在0.0145<= Z <= 0.0167的范围内。这一结果是一个步骤，协调光球丰度与日震约束Z。我们最合适的估计是Z=0.0156和Z/X=0.0213。
2009-03-19 astro-ph.SR
Photospheric Magnetic Free Energy Density of Solar Active Regions
本文给出了由观测矢量磁图推断的两个太阳活动区磁场的光球能量密度，并与光球中可能存在的不同定义的磁场能量参数进行了比较。我们分析了活动区NOAA 6580-6619-6659和11158的磁场。指出1/4 π Bn·Bp是一个重要的能量参数，它反映了磁剪切对有势磁场（Bp）与无势磁场（Bn）之差的贡献，也反映了磁剪切对活动区磁中性线附近自由磁能的贡献。结果表明，在耀斑爆发前，NOAA 11158活动区光球平均磁能密度发生了明显的变化，这与耀斑爆发时低层大气磁场的变化是一致的。
2016-12-08 astro-ph.SR
Investigation of Relationship Between High-Energy X-ray Sources and Photospheric and Helioseismic Impacts of X1.8 Solar Flare of October 23, 2012
2012年10月23日的X级太阳耀斑产生了连续光球发射和强烈的日震波（“日震”），表明太阳大气层的稠密部分有密集的能量释放。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）的光球数据和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线观测数据，研究了具有高时空分辨率的能量释放特性。对于该分析，我们使用1级HMI数据（滤波图），通过以$\sim 3.6$ s的时间节奏和每个像素$\sim 0.5^{\prime\prime}$的空间分辨率扫描Fe I线（6731 μ m）获得。发现耀斑引起的光球扰动在空间上与硬X射线发射区一致，但延迟了$\lesssim 4$秒。这种延迟与耀斑流体动力学RADYN模型的预测是一致的。然而，这些模型无法解释HMI观察到的变化幅度。这些数据表明，光球碰撞和日震波可能是由远高于现有耀斑辐射流体动力学模型的电子能量通量引起的。
2017-06-08 astro-ph.SR
Alfvén waves in simulations of solar photospheric vortices
使用先进的磁流体动力学数值模拟的磁化太阳光球，包括非灰色辐射传输和非理想状态方程，我们分析等离子体运动光球磁涡。我们证明，光球磁场浓度中明显的涡旋状运动不会表现出“龙卷风”般的行为或“浴缸”效应。虽然在每一个时刻，在太阳光球上层的速度场线显示漩涡，与时间相关的速度场运动的测试粒子没有表现出这样的结构。相反，它们以波浪状的方式移动，速度场迅速变化和振荡，主要由磁化晶间向下流动的磁张力决定。使用时间-距离图，我们确定在磁通量管的水平运动作为扭转阿尔文扰动传播沿近垂直的磁场线与当地阿尔文速度。
2013-09-09 astro-ph.SR
Dependence of sunspot photospheric waves on the depth of the source of solar $p-$modes
太阳黑子中的光球波以比特征波速度更快的速度径向向外移动。有人认为它们是黑子下约5 μ m处激发的$p-$模的可见图象。使用数值模拟，我们已经进行了参数化的研究所观察到的波在光球层和更高的层所产生的源位于不同的深度。观测测量结果与太阳黑子表面以下约1毫米和5毫米之间驱动的波是一致的。
2017-02-03 astro-ph.SR
How The Solar Wind Ties To Its Photospheric Origins
提出了一种基于“磁影响范围”（MRoI）的太阳光球磁场可视化新方法。MRoI是光球层中磁环境的简单实现，反映了平衡任何磁像像素中包含的积分磁场所需的距离。它提供了一个新的视角，在一个潜在的场源表面（PFSS）模型连接到光球，从而对地球定向太阳风的来源（在PFSS模型的限制），这是不明显的，通常从一个定期的天气磁图。在三个样本太阳自转的每一个中，在太阳周期的不同阶段，PFSS足点要么在高MRoI的孤立区域之间跳跃，要么在一个这样的区域内缓慢移动。足迹运动与Fisk的交换重连模型一致。
2009-04-03 astro-ph.SR
Numerical simulation of solar photospheric jet-like phenomena caused by magnetic reconnection
在日冕和色球层中观测到了在其足点处有明亮环的喷流现象，称为海葵喷流。这些喷流是由于磁重联而形成的，从磁流体动力学（MHD）的尺度普适性来看，可以预期海葵喷流甚至存在于太阳光球层中。然而，在磁场能量并不占主导地位的光球层中，由于磁重联，喷流并不一定能产生。此外，MHD波产生的光球喷流可能有助于色球加热和骨针的形成，但这一假设尚未得到彻底的调查。在本研究中，我们利用包含重力与太阳光球参数的三维MHD模拟来研究太阳光球中的海葵喷流。在模拟中，太阳光球层中的磁重联诱导了喷流状结构。我们确定这些喷流状结构是由重联形成的慢激波引起的，并大致沿背景磁场的方向传播。我们还认为，来自喷流状结构的MHD波可以影响局部大气加热和骨针的形成。
2020-06-22 astro-ph.SR
A photospheric bright point model
建立了一个分光偏振性质接近于太阳光球磁亮点的磁流体静力学模型。太阳辐射磁对流模拟的结果被用来产生的磁场的垂直分量的空间结构。利用自相似条件重构了磁场的水平分量，并将磁流体静力平衡条件应用于标准光球模型中，其中嵌入了磁场。部分电离过程被认为是必要的重建正确的温度结构的模型。得到的结构与观测数据符合得很好。结合磁场的实际结构和宁静太阳光球层的温度结构，可以找到均分层以上的连续谱形成能级，并给出了波通过这种磁场结构传播的初步结果。的观测结果的振荡检查在连续强度和Fe I 6302磁敏感线。
2010-03-08 astro-ph.SR
A study of solar photospheric temperature gradient variation using limb darkening measurements
在太阳黑子周期测量的平静磁网络的面积的变化应调制的空间平均光球温度梯度，因为温度下降与光学深度更逐渐在磁通量管大气。然而，肢体暗化测量显示不依赖于活动水平，即使在0.04%的均方根精度。我们使用磁化光球的三维MHD模型研究了临边暗化对区域填充因子变化的敏感性。临边暗化变化预计从测得的11年面积变化低于测得的临边暗化变化的水平，在一个合理的范围内的磁通量在安静的网络和网络间的地区。因此，在太阳活动周期中观测到的显著的临边昏暗与静磁网络面积的11年变化并不矛盾。我们的研究结果提供了一个独立的限制光球温度梯度的变化报告从测量的太阳光谱辐照度的光谱辐照度监测器（SIM），最近，从波长差分分光光度法使用太阳光学望远镜（SOT）搭载的HINODE航天器。
2016-11-30 astro-ph.SR
Tracking Back the Solar Wind to its Photospheric Footpoints from Wind Observations -- A Statistical Study
追踪太阳风到光球源区并识别相关的电流片是非常重要的，这将为研究太阳风的起源和预测提供关键信息。我们报告了一个与光球足点运动和现场观测太阳风中电流片有关的统计研究。我们使用的潜在无力源-表面（PFSS）模式和每日天气图跟踪太阳风从1 AU，由风航天器观测到的，到太阳表面。当足迹点沿着太阳表面移动时，我们得到不同点之间的跳跃时间的时间序列。这些跳跃可以在一个单元内，也可以在相邻单元之间。我们得到的分布的跳跃时间和分布的一个子集的跳跃时间，其中只有相邻细胞之间的跳跃计数。对于这两种情况，分布清楚地显示了两个总体。将这些分布与Miao Peng和Li（2011）的早期工作中报告的原位电流片分布进行了比较。讨论了它对电流片起源的影响。
2014-02-25 astro-ph.SR
Plasma properties and Stokes profiles during the lifetime of a photospheric magnetic bright point
目的：利用三维磁流体动力学模拟和太阳颗粒的辐射诊断研究光球磁亮点中等离子体特性和斯托克斯参数的演变。方法：通过模拟研究了一个亮点演化过程中随时间变化的辐射参数和等离子体性质。合成斯托克斯配置文件的FeI 630.25 nm线进行了计算，这使得斯托克斯-I线强度和斯托克斯-V面积和振幅不对称性的演变也进行了研究。结果如下：我们的结果与理论预测和已发表的描述对流坍缩的观测结果一致，并证实这是亮点形成过程。通过退化的模拟数据，以匹配SOT的空间分辨率，我们表明，高空间分辨率是至关重要的检测不断变化的光谱偏振签名在整个磁亮点的生命周期。我们还表明，签名下降流与对流崩溃过程中减少到零的辐射强度在亮点的峰值，由于磁力限制流量管中的材料的流动。
2014-04-01 astro-ph.SR
Solar Cycle Variation of the Distribution of Photospheric Magnetic Flux Features
School of Mathematics and Statistics, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学数学与统计学院）
研究利用统计工具分析太阳动力学天文台数据，确定光球层磁通量分布及太阳周期变化，发现双幂律能最佳拟合数据，给出幂律指数与太阳周期相位的依赖关系，探讨其对太阳磁场产生的潜在影响。
2026-07-20 astro-ph.SR
Small Scale Field Emergence and Its Impact on Photospheric Granulation
利用大熊星座新太阳望远镜和太阳动力学观测站日震磁成像仪的光球强度图像和磁场测量数据，研究了新的小尺度出射通量对太阳颗粒化的影响。我们报告说，新兴的通量似乎在太阳颗粒上留下不同类型的足迹：i）亮度增加的扩散不规则斑块，ii）定义明确的类似发光体的结构和伴随的亮点，iii）颗粒内部出现的类似亮点的特征。我们认为，足迹的类型取决于新兴领域的强度。较强的磁场，作为大型磁结构的一部分出现，在太阳表面上产生了一个定义明确的丝状体图案，在丝状体的末端有亮点，而弱的湍流场与宿主颗粒内部的亮斑有关。
2012-07-26 astro-ph.SR
Oscillations in the Solar Faculae. III. The Phase Relations between Chromospheric and Photospheric LOS Velocities
对9个太阳光斑的视向速度振荡进行了分析，目的是研究色球层（He i 10830 A线）和光球层（Si i 10827 A线）5分钟振荡的位相关系。我们发现色球信号相对于光球信号的时滞在-12到100秒之间，平均约为50秒，我们认为观测到的小时滞有三种可能的解释：（1）He i 10830 A和Si i 10827 A的形成能级在光斑中的会聚，（2）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（3）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（4）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（5）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加。iii）驻波和行波的同时存在。
2011-10-07 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric magnetic activity of seismic solar analogs. Observational inputs on the solar/stellar connection from Kepler and Hermes
我们确定了一组18个太阳类似物的开普勒卫星旋转10至40天之间观察到的类太阳恒星的地震样本。这套构造使用asteroseismic恒星的属性，使用全球振荡特性或个人的声频。我们测量这些恒星的磁活动特性使用的观测收集的光度开普勒卫星和地面的，高分辨率的赫耳墨斯光谱仪安装在墨卡托望远镜。这些地震太阳类似物的光球（SPH）和色球（S指数）的磁活动水平的估计和比较的太阳活动。我们发现，太阳的活动是可比的地震太阳类似物的活动，在11年的太阳活动周期23的最大到最小的时间变化。与以前的研究一致，我们样本中最年轻的恒星和最快的旋转体实际上是最活跃的。比太阳更老的恒星的活动似乎不会随着年龄的增长而变化。此外，光球，SPH，与完善的色球，S指数的比较表明，SPH指数可以用来提供一个合适的磁活动代理，可以很容易地估计了大量的恒星从空间光度观测。
2016-08-04 astro-ph.SR
Onset of Photospheric Impacts and Helioseismic Waves in X9.3 Solar Flare of September 6, 2017
2017年9月6日的X9.3耀斑是第24个太阳活动周期中最强大的耀斑。它产生了强烈的白光发射和多个日震波（日震）。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的数据以及WIND航天器上KONUS仪器和INTERGRAL空间天文台上的反符合系统（ACS）的硬X射线数据，我们研究了光球发射源的时空动力学，确定日震波的来源，并将耀斑光球动态与硬X射线（HXR）时间剖面进行比较。结果表明，光球耀斑的影响开始发展在紧凑的区域附近的磁极性反转线（PIL）在前脉冲阶段之前，检测到的HXR发射。最初的光球扰动位于PIL的强水平磁场区域，因此可能与沿PIL延伸的紧凑剪切磁结构有关。声输出功率图揭示了两个主要的来源，产生的太阳地震，这是与最强的光球的影响，在前脉冲阶段和早期脉冲阶段的地方。这可以解释在这次耀斑中观测到的两种日震波。高节奏HMI滤波图的分析表明，耀斑能量释放的形式开发的紧凑的低洼磁环，沿PIL剪切顺序参与。
2018-04-18 astro-ph.SR
Photospheric parameters and C abundances in solar-like stars with and without planets
我们一直在分析大量的类太阳恒星样本，包括有行星和无行星的恒星，以便均匀地测量它们的光球参数和碳丰度。我们的样本包含大约200颗太阳附近的恒星，这些恒星是用SDUDIE摄谱仪观测到的，观测数据是公开的。我们对C $_{2}$和C I谱线的主要谱带进行了光谱合成，目的是准确地获得C丰度。我们打算贡献均匀的结果，比较元素丰度的恒星与已知的行星。新的论点将被提出来讨论可能的化学异常，已在文献中提出，使我们更好地了解行星的形成过程。在这项工作中，我们专注于我们的样本中的两个恒星群的碳丰度。
2009-10-01 astro-ph.SR
Simulating the Solar Corona with Multiple Solar Photospheric Magnetic Maps during the 8 April 2024 Total Solar Eclipse
University of Michigan（密歇根大学）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用AWSoM模型基于多源光球层磁图模拟2024年4月8日日食时的日冕，研究磁场图差异对其结构和加热特性的影响，发现合成观测结果有显著差异，强调全面光球层磁场数据对改进日冕模型的重要性。
2026-07-22 astro-ph.SR
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
该研究结合 HMI/SDO 与 MAST 的光球、色球多普勒图，通过小波、相位和相干分析揭示 2.5–4 mHz 磁声波沿倾斜磁场间歇传播，并观测到高频声晕。
2023-04-26 astro-ph.SR
Solar and Stellar Photospheric Abundances
从光谱观测中确定晚型恒星的光球丰度是一个建立在坚实理论基础上的成熟领域。改进这些基础以提高推断丰度的准确性已证明具有挑战性，但已取得进展。与此同时，仪器方面的发展，主要是多物体光谱学方面的发展，一直是引人注目的，一些项目正在收集银河系和附近星系恒星的大量观测数据，有望在我们对星系形成和演化的理解方面取得重要进展。在简要介绍了恒星光谱分析的基本物理和输入数据之后，回顾了分析步骤，以及应付大型观测工作的可用工具。本文最后简要概述了相关的正在进行和计划进行的光谱调查，并强调了最近对光球丰度的研究。
2016-02-02 astro-ph.SR
A Statistical Study on Photospheric Magnetic Nonpotentiality of Active Regions and Its Relationship with Flares during Solar Cycles 22-23
本文对太阳活动区光球磁非势及其与耀斑的关系进行了统计研究。选取1988-2008年怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜观测到的1106个活动区的2173幅光球矢量磁图，涵盖了第22、23太阳活动周的大部分时间。计算了平均平面磁场剪切角（\bar{Δϕ}）、平均矢量磁场剪切角（\bar{Δψ}）、平均绝对垂直电流密度（\bar{|J_{z}|}）、平均绝对电流螺旋度密度（\bar{|h_{c}|}）、绝对扭转参数（|α_{av}|）、平均自由磁能密度（\bar{ρ_{free}}）、纵向磁场有效距离（d_{E}）和修正有效距离（d_{Em}）。参数\bar{|h_{c}|}、\bar{ρ_{free}}和d_{Em}与太阳活动周期的演化有较高的相关性。这三个参数与年平均太阳黑子数的Pearson线性相关系数均大于0.59。参数\bar{Δϕ}、\bar{Δψ}、\bar{|J_{z}|}、|α_{av}|和d_{E}与太阳活动周的相关性较弱，但活动区的非潜在性和复杂性在活动极大期比活动极小期大.这8个参数均与活动区的耀斑生产率呈正相关，不同非势参数的组合可有效预测活动区的耀斑发生概率。
2012-06-10 astro-ph.SR
Vortices in the solar photosphere
利用数值模拟的磁化太阳光球和模拟光球模型的辐射诊断，我们进一步分析了磁光球粒间涡旋的物理性质。我们确认的磁性性质的漩涡，并发现，大多数MHD Umov-Poynting通量产生的水平涡运动的磁化晶间车道。此外，我们考虑可能的方法来直接观察光球磁涡旋使用分光偏振。虽然水平等离子体运动不能检测到的太阳圆盘中心的分光偏振观测，我们发现一个观测签名的光球涡在模拟观测的斯托克斯-V振幅不对称接近太阳的边缘。讨论了在观测中寻找涡的可能方法。
2012-02-09 astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
A Combined Study of Photospheric Magnetic and Current Helicities and Subsurface Kinetic Helicities of Solar Active Regions during 2006-2013
我们比较了平均光球电流螺旋度$H_c$，光球扭曲参数$α$（一个众所周知的代理完整的相对磁螺旋度），和地下动力螺旋度$H_k$ 194个活动区域之间观察2006 - 2013。我们使用2440个Hinode光球矢量磁图，以及从GONG（2006 - 2012）和HMI（2010 - 2013）多普勒图中获得的相应地下流体速度数据。我们发现一个显着的半球偏见在所有三个参数。次表层动力螺旋度在南半球优先为正，在北半球优先为负。光球电流螺旋度和$α$参数对强场（$|B|>1000$ G）有相同的偏置，对弱场（100 G $<|B|<500$ G）没有明显的偏置。我们没有发现显着的区域之间的地下动力学螺旋度和强场电流螺旋度或$α$的区域相关性。给定旋向的地下流体运动对应于两个符号的光球螺旋度，其数量大致相等。然而，所有区域这些数量的年平均值出现了共同的变化。此外，在一个子集的77个地区，我们发现显着的时间配置文件的地下和光球螺旋度之间的相关性。在这些情况下，线性相关系数的符号与螺旋度之间的符号关系相匹配，表明光球磁场扭曲对地表以下的扭曲运动是敏感的。
2014-09-18 astro-ph.SR
Uncertainties in the solar photospheric oxygen abundance
这项工作的目的是为了更好地了解来自三维模型的光球太阳氧丰度的置信限，使用禁止[OI]线在6300 ° C，包括与其他参数的相关性。我们使用了一个三维经验模型和两个太阳强度图集。我们采用贝叶斯推断作为一种工具，以确定最有可能的太阳氧丰度的值所选择的模型。我们考虑了一些误差源，如在连续推导中的不确定性，在波长校准和丰度/强度的镍。我们的研究结果表明，在推导中采用的几个参数的影响之间的相关性。贝叶斯分析提供了稳健的置信限，以严格的方式考虑了所有这些因素。我们得到，给定的经验三维模型和阿特拉斯观测在这里，太阳氧丰度的最可能的值是$\log(ε_O) = 8.86\pm0.04$。然而，我们注意到，这种不确定性没有考虑由于模型选择而导致的系统误差的可能来源。
2017-01-24 astro-ph.SR
Structure and Evolution of Magnetic Fields Associated with Solar Eruptions (Invited Review)
本文综述了太阳活动区光球磁场演化及其与太阳耀斑关系的研究。它分为两个主题，导致太阳爆发的磁结构和演化以及与爆发有关的光球磁场的快速变化。对于第一个主题，我们描述了磁的复杂性，新的通量出现，通量抵消，剪切运动，太阳黑子旋转和磁螺旋度注入，这可能都有助于存储和积累的能量和触发太阳爆发。第二个主题，我们集中于耀斑引起的光球磁场快速不可逆变化的观测，以及对三维磁场重构的意义。特别是，我们强调在光球磁场观测方面的最新进展，因为最先进的观测设施（如日之出和太阳动力观测站）已经投入使用。还讨论了观察与理论之间的联系以及该研究领域的未来前景。
2014-12-30 astro-ph.SR
The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines
光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。
2011-12-23 astro-ph.SR
Seismological determination of the Alfvén speed and plasma-beta in solar photospheric bright points
对\textit{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的宽带滤波成像仪观测到的光球亮点中的阿尔文速度和等离子体β进行了地震学估算。诊断是基于慢磁声波在一个非等温分层光球均匀垂直磁场的理论。我们使用3D区域生长方法识别和跟踪G波段电影中的亮点，并将它们与蓝色连续图像对齐，以获得它们的亮度温度。从118个亮点的连续光变曲线的傅立叶功率谱中，我们发现91个亮点的光变曲线具有明显不同于平静区的振荡特性，周期在2.2- 16.2 min之间。我们发现，当$γ$位于5/3附近时，模型给出了中等的等离子体β值。计算得到的阿尔文速度为9.68 $\pm$ 2.02 km s $^{-1}$，范围为6.3- 17.4 km s $^{-1}$。血浆β估计为0.93 $\pm$ 0.36，范围为0.2- 1.9。
2019-01-18 astro-ph.SR
Using the Stokes V widths of Fe I lines for diagnostics of the intrinsic solar photospheric magnetic field
本研究的目的是探索一种利用不同磁敏Fe~I谱线的Stokes V宽度诊断太阳光球磁场的新方法。本文采用NICOLE辐射转移程序，在一维光球模型VAL C的基础上计算了几条Fe I线的Stokes I和V剖面。这些轮廓用于产生将固有磁场值与斯托克斯V轮廓的蓝色峰的宽度相关联的校准曲线。得到的校准曲线，然后测试使用的斯托克斯轮廓计算更现实的光球模型的基础上磁流体模型的磁对流。结果表明，开发的斯托克斯V宽度（SVW）方法可以用于各种光学和近红外线。在这项研究中考虑的六条线中，FeI 6301线似乎是最有效的：它对超过~ 200 G的场敏感，并且在~2kG以下不显示任何饱和。所考虑的其他线也可以用于利用该方法的光球场诊断，然而，仅在较窄的场值范围内，典型地从大约100 G到700- 1000 G。所开发的方法可以是一个有用的替代经典的磁力线比方法，特别是当线的选择是有限的。
2019-12-06 astro-ph.SR
Asymmetric Distribution of the Solar Photospheric Magnetic Field Values
了解太阳磁场的特征对于解释太阳活动和太阳发电机是必不可少的。在这项研究中，我们调查的不对称分布的太阳光球磁场值，利用天气图构建从星载高分辨率磁图。结果表明，洛伦兹函数比高斯函数更能描述天气图中磁场的分布，它反映了磁场由强到弱的衰减过程。在几种情况下计算的不对称值，结果一般显示两个周期相关的太阳B $_0$角的变化和太阳周期，分别。我们认为，小尺度磁场、太阳轴的倾斜、磁通量的产生和演化以及极场是导致不对称值特征的主要原因。利用不对称值的翻转，进一步确定了第23和24太阳周的极场反转时间。具体来说，对于第24周，我们断言两个半球的极性在同一时间-在2014年3月发生逆转;对于第23周，S半球的逆转时间是2001年3月，而N半球的确定受到缺失数据的阻碍。
2021-07-08 astro-ph.SR
Changes in quasi-periodic variations of solar photospheric fields: precursor to the deep solar minimum in the cycle 23?
利用小波分析和傅立叶分析，研究了过去100年中太阳最深的极小期之一形成过程中太阳光球场准周期性变化的变化。这一不寻常的深太阳极小期发生在太阳活动周期23和24之间。这项研究是利用1975.14至2009.86年期间的地面天气磁图进行的，涵盖了第21、22和23个太阳活动周期。一个半球的不对称的光球场的周期性被认为只有在纬度以上$\pm45{^{\circ}}$时，数据被分为两部分：一个是在1996年之前，另一个在1996年之后。此外，观察到半球不对称性仅限于纬度范围45 ${^{\circ}}$至60 ${^{\circ}}$。这可以归因于极地浪涌的变化，主要取决于表面磁通量的出现和变化的太阳表面流。观察到的不对称性与$\pm45{^{\circ}}$上方的太阳场和内日光层中的微湍流水平自90年代初至中期以来一直在下降的事实相结合（Janardhan等人，2011年）表明，在这个时候，太阳发电机发生了积极的变化，控制着太阳的基本过程。这些变化反过来可能引发了在周期23结束时非常深的太阳极小期的积累。在$\pm45{^{\circ}}$以上的磁场在一个太阳活动周期内的下降，意味着在过去两个连续的太阳活动周期\textit{viz.}周期22和23中产生了弱极磁场。如果这种下降趋势持续超过22年，将对我们目前对太阳发电机的理解产生严重影响。
2013-04-28 astro-ph.SR
Observations of Unresolved Photospheric Magnetic Fields in Solar Flares Using Fe I and Cr I Lines
本文用中阶梯光栅偏振光谱观测研究了太阳耀斑期间光球磁场的结构。这项研究是基于几个Fe I和Cr I线观测到的位置对应于最亮的H $α$发射在耀斑的热阶段。通过比较从具有不同磁灵敏度的线推导出的磁场值以及通过检查$I\pm V$ Stokes轮廓分裂的精细结构来进行分析。结果表明，该领域至少有两个组成部分，与较强的未解决的磁通管嵌入在较弱的环境场。基于一个双分量磁场模型，我们比较了观测和合成的线轮廓，并表明，在小尺度通量管的场强约为$2-3$ kG。此外，我们还发现小尺度通量管与耀斑辐射有关，这可能对耀斑现象学有一定的意义。
2014-04-15 astro-ph.SR
Evidence of small-scale magnetic concentrations dragged by vortex motion of solar photospheric plasma
在对太阳光球的高分辨率观测中，通过跟踪亮点测量了涡旋型运动。这些小尺度的运动被认为是决定性的演变的磁足点和它们与等离子体的相互作用，因此可能发挥作用，加热太阳上层大气的扭曲磁通量管。我们报告的观测磁浓度被拖向中心的对流涡旋运动在太阳光球从高分辨率地面和星载数据。我们通过分析不同太阳大气层的一系列图像来描述这一事件。通过计算水平自行，我们检测到一个漩涡，其中心似乎是排水点的磁图中检测到的磁浓度和G-波段和CN图像中看到的亮点的位置相关。
2010-04-07 astro-ph.SR
Photospheric Abundances of Polar Jets on the Sun Observed by Hinode
在太阳的两极地区，许多喷流在X射线波长下被探测到，沿着喷流喷射的等离子体被认为是快速太阳风的质量来源。从磁层的现场测量中发现，快太阳风具有光球丰度，而慢太阳风具有日冕丰度。因此，我们研究了极地喷流的丰度，以确定它们是否与快速太阳风的丰度相同。在这项研究中，我们选择了22个喷流在极地地区观测的日出/EIS（EUV成像光谱仪）和XRT（X射线望远镜）同时在2007年11月1日至3日。我们利用EIS谱计算了高（S）和低（Si，Fe）FIP元素之间的强度比的第一电离势（FIP）偏置因子。极区喷流的FIP偏置因子值在0.7-1.9之间，其中75个$\%$的偏置因子值在0.7-1.5之间，表明极区喷流具有与快速太阳风相似的光球丰度。结果与光球等离子体出现并被迅速喷入快风的重联喷流模型一致。
2015-07-15 astro-ph.SR
Latitudinal profiles of the photospheric magnetic field for solar cycles 19-21
对于强度不同的光球磁场组，时间平均天气图是根据国家太阳观测台基特峰数据（1976-2003年）获得的。对于每个5 G的场强B间隔，分别考虑磁场通量的纬度分布。研究了廓线最大值的变化和这些最大值的纬向分布。结果表明，当磁场强度为5 G、15 G和50 G时，磁场的纬向分布发生显著变化。对于强度B>5 G的所有场，强度不同的场组的磁通量随强度的增加而单调减小。对于这些场，南半球的通量超过北半球的通量。一个非常特殊的群体是由最弱的领域B<5 G，这是在反相的本地化和时间变化与较强的领域。
2017-04-09 astro-ph.SR
The LTE solar abundance of neodymium
利用傅里叶变换光谱仪（FTS）获得的高分辨率光谱数据研究了太阳光球中单电离态钕（Nd II）的丰度。基于局部热力学平衡（LTE）假设，导出了新的Nd丰度值。我们成功地选择了51条太阳Nd II谱线，这些谱线具有Den Hartog等人（2003）实验测量的精确跃迁几率，并具有从文献中确定的精确阻尼参数。根据不透明度分布函数（ODF）的原子数据，我们建立了理论光球太阳模型。51条Nd Ⅱ谱线的平均值为log εNd=1.45 +-0.08，与大气的平均值相近。
2017-12-18 astro-ph.SR
First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory
光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。
2011-02-28 astro-ph.SR
The solar photospheric silicon abundance according to CO5BOLD: Investigating line broadening, magnetic fields, and model effects
在这项工作中，我们提出了一个光球太阳硅丰度来自CO 5 BOLD模型大气和LINFOR 3D光谱合成代码。以前的工作在谱线样本和模型大气的选择以及观测材料的处理方面有所不同，近年来太阳硅丰度经历了向下的修正。我们还显示了选定的线样本，由于速度场，碰撞加宽，模型空间分辨率，和磁场的影响。太阳的CO 5 BOLD模型大气与LINFOR 3D光谱合成代码一起使用，以生成模型光谱，然后将其与汉堡太阳图集中的观测结果相匹配。我们提出了一个样本的11个精心挑选的线（从最初选择的39条线）在光学和红外线，使新确定的振子强度为大多数这些线。我们的最终样品包括七条光学Si I线，三条红外Si I线和一条光学Si II线。我们推导了光球太阳硅丰度$\log ε_\mathrm{Si} = 7.57 \pm 0.04$，包括从非局域热力学平衡（NLTE）效应的$-0.01$ dex校正。将其与陨石丰度和先前确定的光球丰度相结合，得到金属质量分数Z/X = $0.0220 \pm 0.0020$。我们发现了获得过宽合成线的趋势。我们通过设计一个去加宽程序来减轻这种影响。合成谱线的过度加宽基本上不影响最终测定的丰度。主要是线选择影响最终拟合丰度。
2022-12-14 astro-ph.SR
The Vorticity of Solar Photospheric Flows on the Scale of Granulation
本文利用太阳光学望远镜（SOT）在太阳中央子午线不同纬度上用G波段滤光片（4305 μ m）观测到的时间序列图像，研究了太阳活动最低期宁静区颗粒流的涡度。利用特征相关跟踪（FCT）技术，我们计算了颗粒尺度流的涡度。假设已知的垂直流动模式（向上的颗粒和向下的颗粒间车道），我们推断这些流动的动力学螺旋的迹象。我们发现，颗粒流和颗粒间涡的动力学螺旋度表现出弱的半球偏好，这是在与科里奥利力的作用。然而，这种轻微的半球符号不对称性在平均涡度的大分散性下并不具有统计学意义。利用太阳天气光学长期观测（SOLIS）的全圆盘矢量磁图计算的网络磁场的当前螺旋密度的符号没有显示出任何半球偏好。这两个发现的结合表明，光球发电机上运行的颗粒流的规模是非螺旋的性质。
2016-06-04 astro-ph.SR
Magnetic Nonpotentiality in Photospheric Active Regions as a Predictor of Solar Flares
根据怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜在两个太阳活动周期间获得的矢量光球活动区磁图中的几个磁非势参数，建立了一个机器学习模型，预测一定时间窗口内相应活动区耀斑的发生。支持向量分类器是一种广泛使用的通用分类器，用于建立和测试预测模型。采用几种经典的验证措施来评估预测的质量。我们调查不同的耀斑水平在不同的时间窗口，因此，它是可能的，以估计特定的活动区的耀斑的粗略类和爆发时间。在实验中测试了几种预测因子的组合。真实技能统计在97%的情况下高于0.36，Heidke技能得分范围从0.23到0.48。由纵向磁场导出的预测因子确实表现良好，但它们在预测大耀斑时不太敏感。采用矢量场的非位势预报因子可以提高预测$\geq$ M5.0和$\geq$ X1.0等大耀斑的性能。
2013-08-06 astro-ph.SR
Helicity at Photospheric and Chromospheric Heights
在太阳大气中，扭转参数$α$与磁螺旋度符号相同。利用光球矢量磁图观测到，负/正螺旋度在太阳的北/南半球占主导地位。色球特征显示在北/南半球右旋/左旋的优势和S形观察到的X射线也有一个主导意义的反向S/前S在北/南半球。有趣的是，在不同的大气高度上，各个特征在螺旋度方面是否有一一对应的关系。我们使用UBF \Halpha图像从邓恩太阳望远镜（DST）和其他\Halpha数据从乌代布尔太阳天文台和大熊太阳天文台。从DST的近同时矢量磁图被用来建立一对一的对应关系的螺旋度在光球和色球高度。我们计划用包括日冕强度在内的更多数据来扩展这项调查。
2009-04-28 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of carbon.Analysis of atomic carbon lines with the CO5BOLD solar model
使用流体动力学模拟，原子数据的选择，和计算偏离局部热力学平衡的太阳光谱分析意味着向下修订的太阳金属丰度。我们正在使用CO 5 BOLD代码计算的最新模拟来重新评估太阳的化学成分。本文用辐射-流体动力学CO_5BOLD模型计算了太阳光球层碳丰度，并用Kiel程序计算了对局部热力学平衡的偏离。我们在高分辨率、高信噪比的太阳图谱上测量了原子CI线的等效宽度。偏离局部热力学平衡计算在一维基尔代码。我们推荐的太阳碳丰度值依赖于对观测线的98次独立测量，为A（C）=8.50+-0.06，引用的误差是统计误差和系统误差的总和。结合我们最近对太阳氧和氮丰度的结果，这意味着太阳的金属丰度Z=0.0154和Z/X=0.0211。我们的分析意味着太阳的碳丰度是约0.1德克斯高于在以前的分析中发现的基于不同的三维流体动力学计算。这种差异部分是由我们的等效宽度测量结果驱动的（我们平均测量的等效宽度大于基于3D模型的其他工作），部分原因可能是由于流体动力学模拟和频谱合成代码的不同特性。我们从CO 5 BOLD分析中获得的太阳金属丰度与日震学的约束比以前的3D丰度结果稍微好一点。（节录）
2010-02-12 astro-ph.SR
Automatic Method for Identifying Photospheric Bright Points and Granules Observed by Sunrise
在这项研究中，我们提出了自动检测光球功能（亮点和颗粒）从紫外线（UV）辐射的方法，使用基于特征的分类器。这些方法使用了2009年6月9日日出拍摄的214 nm和525 nm的安静太阳观测图像。分别利用区域生长和均值漂移方法对亮点和颗粒进行分割。计算每个区域的Zernike矩。BP、颗粒和其他特征的Zernike矩足够独特，可以使用支持向量机（SVM）分类器进行分离。BPs的粒径分布可用幂律斜率-1.5拟合。颗粒大小的峰值约为0.5弧秒^[2]。BP填充因子的平均值为0.01，颗粒填充因子的平均值为0.51。颗粒有一个临界尺度，因此，小于2.5弧秒^[2]的小颗粒覆盖了很宽的亮度范围，而大颗粒的亮度接近于1。BP亮度波动的平均值估计为1.2，而颗粒，它是0.22。网络中单个BP和单个BP的水平速度平均值分别为1.6 km/s和0.9 km/s。我们的结论是，在释放能量的光球，也许上层的个别BP的效果是强于个人的BP释放到网络。
2014-07-09 astro-ph.SR
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
2016-10-26 astro-ph.SR
Latitudinal Distribution of the Photospheric Magnetic Fields of Different Magnitudes
利用基特峰国家太阳观测站（NSO/KP）制作的1976年至2003年天气图研究了光球磁场。天气图是在近三个太阳活动周期（太阳活动周期21-23）的时间间隔内平均的。考虑了以下磁场值组的纬度分布变化：B = 0-5 G、B = 5-15 G、B = 15-50 G和B>50 G。上述各组中的磁场具有共同的纬向分布特征，而对于不同的场组，这些特征显著不同。每一组都与太阳活动的某种表现密切相关。强磁场与两种类型的太阳活动有关：与太阳黑子带有关的活动区（磁场B>15 G），以及占据纬度65 $^\circ$-75 $^\circ$的极光斑（磁场50 G > B > 15 G）。从5到15 G的磁场占据了极地地区，并与极冕洞（全球太阳偶极子）相连。B<5 G的场占据a）赤道区域和b）纬度40 $^{\circ}$ -60 $^\circ$。
2016-04-07 astro-ph.SR
The magnetic properties of photospheric magnetic bright points with high resolution spectropolarimetry
磁亮点是遍布太阳盘面的小尺度磁性元素，主流理论认为它们是由于对流坍缩过程而形成的。采用一个独特的全斯托克斯光谱偏振数据集的一个安静的太阳区域接近磁盘中心获得的瑞典太阳望远镜，我们看看在一般趋势的磁亮点的属性。我们总共跟踪了数据集中的300个MBPs，并采用NICOLE反演来确定亮点的各种参数，例如视线磁场强度和视线速度，以进行比较。我们观察到一个双峰分布的最大磁场强度在亮点的峰值在~480 G和~1700 G，虽然我们不能属性的千高斯场在这个分布的对流崩溃的过程中。MURaM模拟的分析没有返回相同的双峰分布。然而，模拟提供了强有力的证据表明，新通量的出现和这种新通量的扩散在产生我们观测到的弱亮点分布中起着重要作用。
2019-06-18 astro-ph.SR
Evolution of helicity in NOAA 10923 over three consecutive solar rotations
我们研究了太阳活动区中磁螺旋度和手征度在三个连续自转周期中的演化。该区域首次出现时被命名为NOAA 10923，在随后的旋转中，它被编号为NOAA 10930，10935和10941。我们比较了这些地区的手征在光球，色球和日冕的高度。光球高度和色球高度的观测分别来自Udaipur太阳天文台的太阳矢量磁仪（SVM）和H_alpha成像望远镜。我们讨论了这些区域内太阳黑子和相关的H_α细丝的手征性。我们发现，超半影丝的扭曲性在光球横场矢量中也保持不变。我们还比较了在光球和色球高度的手征与相关的日冕环的手征，从日心X射线望远镜观察。
2009-04-26 astro-ph.SR
Flare Productivity of Major Flaring Solar Active Regions: A Time-series Study of Photospheric Magnetic Properties
一个太阳活动区（AR），产生至少一个M-或X-级的主要耀斑往往会产生多个耀斑在其通过太阳盘。如果我们能通过调查光球磁场特性的时间序列来估计一个给定的主要耀斑AR在几天的时间间隔内的耀斑生产力，那将是很有趣的。为此，我们研究了2010年至2016年太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的93个主要耀斑AR。更具体地说，对于每个AR的研究，平均值和波动计算从8天的时间序列的18个光球磁参数提取的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）矢量磁图产品在12分钟的节奏。然后，我们将这些与AR的8天耀斑指数进行了比较，该指数定义为在8天SHARP参数时间序列的相同间隔期间在AR中产生的耀斑的软X射线峰值通量的总和。结果表明，8天耀斑指数与某些磁参数的平均值和波动值有很好的相关性（在双对数空间中相关系数为0.6-0.7）。有趣的是，8天耀斑指数显示出比平均值的SHARP参数与光球磁自由能量密度的表面积分的波动稍好的相关性。我们还讨论了如何变化的相关性，如果8天耀斑指数相比，从初始部分的SHARP参数时间序列的平均值或波动计算。
2018-10-30 astro-ph.SR
Flare Energy Release at the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of 2015 March 15. II. Investigation of Photospheric Electric Current and Magnetic Field Variations Using HMI 135-second Vector Magnetograms
这项工作是论文I [Sharykin等人，2018]致力于分析受限的M1.2级太阳耀斑SOL 2015 -03- 15 T22：43中的非热电子动力学和等离子体加热，揭示了极性反转线（PIL）上方低日冕中高度剪切相互作用磁环中的能量释放。目前的工作范围是使第一次广泛的定量分析的光球磁场和光球垂直电流（PVEC）动力学在封闭的耀斑区域附近的PIL使用新的矢量磁图获得的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）与高时间分辨率为135秒。数据分析揭示了磁结构和PVEC的急剧变化与耀斑爆发附近的PIL。结果表明，耀斑带中等离子体加热和电子加速最强时，磁重联率、总PVEC和有效PVEC密度的增加最大。观测和非线性无力场（NLFFF）外推表明，PIL周围的磁场结构与系留切割磁重联（TCMR）的几何结构一致。我们给出了定性的解释所观察到的动力学的耀斑带，磁场和PVEC，和电子加速，在TCMR方案。
2020-04-20 astro-ph.SR
Non-magnetic photospheric bright points in 3D simulations of the solar atmosphere
上下文太阳光球层中的小尺度明亮特征，如光斑或G波段亮点，与小尺度磁通量集中有关。目标。在这里，我们报告一类新的光球亮点，是免费的磁场。到目前为止，这些仅在数值模拟中可见。我们探索的观测检测所需的条件。方法.对太阳近表层进行了辐射（磁）流体动力学数值模拟。无磁场的模拟显示了微小的亮点，让人想起磁性亮点，只是更小。一个简单的玩具模型，这些非磁性亮点（nMBPs）的建立，作为一个基础的算法，其自动检测的发展。提取357个检测到的nMBPs的基本物理性质并进行统计学评价。我们制作了模拟各种太阳望远镜观测的合成强度图，以获得关于其可探测性的提示。结果模拟的nMBPs显示相对于其颗粒间环境的平均测辐射热强度对比度约为20%，尺寸为60-80 km，光学深度单位的等值面位于其位置处，凹陷80-100 km。它们是由旋转的下沉气流造成的，下沉气流通过向心力提供必要的压力梯度，形成从次表层进入光球层的质量密度降低的漏斗。类似地，经常出现的漏斗并没有到达光球层，也不会产生亮点。结论.非磁性亮点是光球层中垂直延伸的涡旋（涡管）的可观测表现。4米级望远镜的分辨能力，如DKIST，是需要一个明确的检测它们。
2016-12-13 astro-ph.SR
Predicting the Evolution of Photospheric Magnetic Field in Solar Active Regions Using Deep Learning
太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）对磁场的连续观测产生了大量的时间和空间图像序列。这些序列为预测光球磁场演化提供了数据支持。基于时空长短期记忆（LSTM）网络，利用活动区光球磁场的预处理数据，建立磁场演化预测模型。由于复杂的学习和记忆机制，训练后的模型可以表征时空特征中包含的内在关系。对预测模型的测试结果表明：（1）模型学习的预测模式可以用于预测未经训练的新磁场在未来6小时内的演化，预测结果与实际观测到的磁场演化在大尺度结构和运动速度方面基本一致;（2）模型的性能与预测时间有关;（3）该模型不仅对南北活跃区表现稳定，而且对正负区数据表现稳定。详细的实验结果和对磁通量出现和磁中性线的讨论表明，该模型能够有效地预测活动区光球磁场的大尺度短期演化。此外，我们的研究可能为其他太阳活动的时空预测提供参考。
2020-12-07 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of zirconium
锆（Zr）与锶和钇一起，是理解银河核合成的重要元素。事实上，Sr-Y-Zr三元组构成s过程元素的第一个峰。尽管它的一般相关性没有太多的研究太阳丰富的锆进行。我们推导出锆的丰度在太阳光球与相同的CO 5 BOLD太阳大气的流体动力学模型，我们以前用来调查的C-N-O的丰度。我们回顾了在所观察到的太阳光谱中可用的锆线，并选择了一个样本的线来确定锆的丰度，考虑中性和单离子化锆线。我们采用不同的线轮廓拟合策略的Zr线，混合其他元素的线的可靠分析。从中性锆谱线得到的丰度是非常不确定的，因为这些谱线通常是混合的，在太阳光谱中很弱。然而，我们认为，一些线的离子化锆是可靠的丰度指标。将集合限制为Zr II线，从CO 5 BOLD 3D模式大气中，我们得出A（Zr）=2.62+/-0.06，其中引用的误差是RMS线到线散射。
2010-12-05 astro-ph.SR
Can Sub-photospheric Magnetic Reconnection Change the Elemental Composition in the Solar Corona?
在恒星的日冕中，低第一电离势（FIP）元素的丰度通常与它们的光球值不同。太阳和太阳型恒星的日冕大多表现出低FIP元素的增强（FIP效应），而更活跃的恒星如M矮星的日冕通常具有逆FIP效应（I-FIP）。在这里，我们观察补丁的I-FIP效应太阳等离子体在AR 12673，一个高度复杂的β/γ/δ活动区。我们认为，合并的太阳黑子，更具体地说，在本影强光桥的本影，是观察I-FIP效应等离子体的首选位置。此外，活动区的磁场复杂性和快速通量出现的主要事件也导致了重复和强烈的耀斑。在穿越本影的耀斑带中色球等离子体的诱导蒸发使得在AR 12673的日冕中观测到四个局部的I-FIP效应等离子体斑块。这些观测结果可以解释的有质动力分馏模型的上下文中预测，等离子体与I-FIP效应的组合物是由来自色球层以下的波的折射。我们认为，在太阳活动区产生I-FIP效应等离子体的波是由合并通量系统的次光球重联产生的。虽然我们只瞥见了I-FIP效应分馏的签名，这种相互作用产生的补丁在太阳上，在高度活跃的M星，它可能是占主导地位的过程。
2020-03-06 astro-ph.SR
