We have performed power spectral analysis of surface temperatures, velocities, and magnetic fields, using spectro-polarimetric data taken with the Hinode Solar Optical Telescope. When we make power spectra in a field-of-view covering the super-granular scale, kinetic and thermal power spectra have a prominent peak at the granular scale while the magnetic power spectra have a broadly distributed power over various spatial scales with weak peaks at both the granular and supergranular scales. To study the power spectra separately in internetwork and network regions, power spectra are derived in small sub-regions extracted from the field-of-view. We examine slopes of the power spectra using power-law indices, and compare them with the unsigned magnetic flux density averaged in the sub-regions. The thermal and kinetic spectra are steeper than the magnetic ones at the sub-granular scale in the internetwork regions, and the power-law indices differ by about 2. The power-law indices of the magnetic power spectra are close to or smaller than -1 at that scale, which suggests the total magnetic energy mainly comes from either the granular scale magnetic structures or both the granular scale and smaller ones contributing evenly. The slopes of the thermal and kinetic power spectra become less steep with increasing unsigned flux density in the network regions. The power-law indices of all the thermal, kinetic, and magnetic power spectra become similar when the unsigned flux density is larger than 200 Mx cm^-2.
Recovering the unsigned photospheric magnetic field from Ca II K observations
我们重新评估的光球磁场强度和钙II K强度的各种表面功能的光盘上的位置和太阳活动水平的函数之间的关系。利用这一关系可以从Ca II K线芯部记录的图像中恢复出无符号光球磁场。我们分析了SDO/HMI和Rome/PSPT跨越半个太阳周期的131对高质量，全圆盘，近同时观测。为了解析地描述观测确定的关系，我们考虑了三种不同的函数：具有偏移的幂律函数、对数函数和磁通量密度的对数的幂律函数。我们使用得到的关系，重建地图的视线分量的无符号磁场（无符号磁图）从钙II K观测，然后比较原始磁图。我们发现，这两个幂律函数代表的数据以及，而对数函数是好的，只有安静的时期。我们没有看到显着的变化，在太阳活动周期或在光盘中导出的拟合参数，独立于所使用的功能。我们发现，在自变量的错误，通常不占，引入衰减偏差。为了解决这一问题，我们分别对磁场强度和Ca II K对比度的数据进行分组，并推导出两条分组曲线的平分线的关系。重建的无符号磁图与原始磁图吻合较好。RMS差异小于90 G。结果不受SDO/HMI和Rome/PSPT数据的杂散光校正的影响。我们的研究结果表明，经过精确处理和校正的Ca~II~K观测数据，可以利用本文导出的关系重建无符号磁图。
在宁静太阳的磁图中，平均无符号磁通量密度通常受仪器噪声的影响。由于噪声和太阳磁场模式的标度行为完全不同，因此有可能确定高斯噪声分布的标准差，并从整个15年SOHO/MDI数据集和SDO/HMI磁图的平均无符号通量密度中去除噪声贡献。MDI盘平均无符号垂直通量密度与太阳黑子数之间有非常密切的相关性，回归分析给出了当太阳黑子数为零时的残差水平为2.7G。所选的HMI磁图集跨越太阳活动的最安静阶段，其噪声校正平均通量密度的下限为3.0 G。这些明显与周期无关的水平可以被确定为基础通量密度，这代表了当地发电机可能的通量贡献的上限，但不是其存在的证据。当缩放到Hinode空间分辨率时，3.0 G HMI水平转换为3.5 G，这意味着Hinode在安静区域中总是发现的更高的平均通量密度并不源自当地发电机。对平均无符号磁通密度的贡献几乎完全来自概率密度函数（PDF）的扩展翼，在仅具有基底水平磁通量的HMI磁图的情况下也是如此。这些翼代表间歇性的磁通量。虽然全球发电机似乎占主导地位的磁能谱在所有解决的空间尺度，有迹象表明，从所观察到的汉勒去极化原子线，当地发电机可能占主导地位的频谱在1-10公里及以下的规模。
What is the relationship between photospheric flow fields and solar flares?
我们分别应用傅里叶局部相关跟踪（FLCT）和微分仿射速度估计（DAVE）方法对1996-1998年46个活动区（AR）的2708对SOHO/MDI磁图进行了估计，每个AR在距盘中心45 °以内的时间间隔t45内，具有标称96分钟的节奏和~2”像素。对于每个磁图对，我们计算平均估计径向磁场B;并且每个跟踪方法产生独立估计的流场u。然后，我们定量地描述了这些磁场和流场计算的几个广泛的和密集的属性;广泛的属性规模与AR大小，而密集的属性不直接依赖于AR大小。强流特性包括速度矩、水平发散和径向旋度;扩展流特性包括每个AR上这些特性的总和，以及理想坡印廷通量的粗略代用品，即总|u| B ^[2]。还计算了几个磁量，包括：总无符号磁通量;强场极性反转线附近的无符号磁通量R;以及总B^2。接下来，使用相关性和判别分析，我们调查了这些属性和耀斑的GOES耀斑目录之间的关联，平均超过t45和更短的时间窗口，6和24小时。我们发现R和总|u| B^2与耀斑的关联最强;没有强流性质与耀斑有强关联。
The Relationship Between Plasma Flow Doppler Velocities and Magnetic Field Parameters During the Emergence of Active Regions at the Solar Photospheric Level
Testing solar surface flux transport models in the first days after active region emergence
活动区在太阳的磁动力学中起着重要的作用。利用太阳表面通量输运模型（SFTM）描述了太阳表面径向磁场的演化。然而，在AR发展的早期阶段使用这些模型存在不确定性。我们的目标是测试SFTM的适用性在AR出现后的第一天，通过比较它们与观察。我们采用的模型范围从被动演化模型，其中包括AR周围的流入。我们模拟了17个新兴的活动区的表面磁场的演变，使用局部表面通量输运模拟。我们选择了那些没有形成完整的太阳黑子的区域，这些区域表现出护城河流。模拟包括扩散和平流。我们使用观测到的太阳能颗粒的本地相关跟踪流，以及AR周围的流入参数化。为了评估我们的模拟，我们测量观测和模拟磁场之间的互相关，以及AR的总无符号通量，随着时间的推移。我们还测试了我们的模拟的有效性，通过改变相对于流量的出现的开始时间。我们发现，使用观测到的表面流的模拟可以再现观测到的磁通量的演变。由超颗粒化引起的场的抖振效应可以描述为一个扩散过程。SFTM在AR的峰值总无符号通量的90%已经出现之后是适用的。在$D=250$至$720$ km $^2$ /s范围内的扩散系数与该时间后前五天的AR通量演变一致。我们发现，新兴的AR周围的收敛流是不重要的AR的总通量的演变，在这头五天，他们的效果增加通量抵消平衡的减少远离AR的通量运输。
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。
Magnetic Flux Transport and the Long-Term Evolution of Solar Active Regions
由于太阳周围有多个有利位置，STEREO和SDO成像观测提供了连续观察太阳表面的独特机会。我们使用这些天文台的He II 304 A数据来分离和跟踪10个活动区域，并研究它们的长期演化。我们发现，活跃地区通常遵循一个标准的模式出现了几天，然后是一个较慢的衰减，在时间上成比例的峰值强度在该地区。由于STEREO不直接观测磁场，我们采用通量-光度关系来推断总的无符号磁通量演变。要调查这种磁通量衰减几个旋转，我们使用的表面通量传输模型，平流通量传输（AFT）模型，模拟对流使用随时间变化的速度场，并发现该模型提供了现实的预测时，有关活动区域的磁场强度和分布在峰值通量的信息是可用的。最后，我们说明了如何304位的图像可以用作磁通量测量时，磁场数据是不可访问的代理。
Solar rotation inferred from radial velocities of the sun-as-a-star during the 2012 May 21 eclipse
为了考察日本冈山天文台在2012年5月21日日食期间，通过观测太阳作为一颗恒星，可以获得多少纯光谱学的太阳自转信息，我们研究了基于一组184个高色散光谱的碘电池技术的径向速度（V_r）的变化。结果表明，V_r（t）反映了由日面可见度随时间变化引起的特征变化（Rossiter-McLaughlin效应）。通过将观测到的V_r（t）曲线与理论曲线进行比较，我们发现，尽管A和B的单独测定是不可能的，但关系式B = -5.5 A + 77给出了最佳拟合，其中理论曲线是用与纬度（psi）相关的太阳自转定律omega（psi）= A + B sin ^2（psi）（deg/day）模拟的。由于这个关系与已知的太阳真实值（A = 14.5，B = -2.8）一致，我们可以说我们的分析得到了令人满意的结果。如果有足够高的时间分辨率的光谱，这个结果可能提供一个在食期间从径向速度研究中获得食双星恒星自转有用信息的前景。
On the Amplitude of Convective Velocities in the Deep Solar Interior
我们得到的下限对流速度的振幅在太阳深对流区的基础上，只有观察到的性质的差分旋转和纬向环流，以及简单和强大的动力学平衡从基本的MHD方程。该方法的关键是陀螺泵送的概念，从而跨特定角动量的等值面的双曲环流与对流雷诺应力的角动量运输有关。我们发现，对流速度的振幅必须至少为30 m s $^{-1}$在上CZ（$r \sim 0.95 R$）和至少8 m s $^{-1}$在下CZ（$r \sim 0.75 R$），以与所观察到的平均流量是一致的。利用近地面剪切层的底部作为旋转影响的探针，我们还能进一步表明，深对流运动的特征长度尺度必须不小于5.5- 30微米。这些结果与对流模式是一致的，但表明在平流主导通量中假定的湍流输送效率-运输发电机模型通常与它们采用的平均流量不一致。
ACRONYM III: Radial Velocities for 336 Candidate Young Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood, Including 78 Newly Confirmed Young Moving Group Members
利用Dunn太阳望远镜上太阳大气快速振荡多波长成像仪的高时空分辨率观测，研究了正在形成的太阳活动区中小尺度Hα喷流的速度。该数据集包括Hα核心、Ca II K和G波段的同步成像，以及光球视线磁图。时间-距离技术被用来确定投影的天空平面速度。Hα图像本质上是高度动态的，估计喷流速度高达45 km s^{-1}。这些喷流是单向的，它们的起源似乎与潜在的Ca II K增亮和G带磁亮点有关。我们认为冷冕环的虹吸流模型适合于解释我们的观测结果。喷流与小规模的爆炸事件有关，并可能提供从光球到日冕的物质外流。
