The Sun's Magnetic Power Spectra Over Two Solar Cycles. I. Calibration Between SDO/HMI And SOHO/MDI Magnetograms
本文通过同期SDO/HMI与SOHO/MDI磁图建立随球谐阶数变化的校准函数，使两仪器功率谱在约8 Mm至全球尺度一致，并识别l≈120的超米粒组织特征。
2023-08-15 astro-ph.SR
On the Formation Height of the SDO/HMI Fe 6173 Doppler Signal
太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）是为研究太阳光球层的振荡和磁场而设计的。它在6173 ° C的Fe I吸收线上观测到整个太阳圆盘。我们使用基于CO 5 BOLD代码的高分辨率3D、随时间变化的辐射流体动力学模拟的输出来计算Fe I 6173 γ线的剖面F（λ，x，y，t）。将出现的分布F（λ，x，y，t）乘以HMI滤波器透射分布R_i（λ，1 \leq i \leq 6）的代表性集合，并且针对六个波长构建滤波图I_i（x，y，t;1 \leq i \leq 6）。多普勒速度V_HMI（x，y，t）使用HMI流水线的简化版本从这些滤波图确定。多普勒速度与模拟大气中的原始速度相关。互相关峰值在100 km附近，表明HMI多普勒速度信号是在太阳大气中相当低的位置形成的。对6768 ° C的SOHO/MDI Ni I线进行了相同的分析。MDI多普勒信号在大约125公里处形成得略高。考虑到仪器有限的空间分辨率，HMI和MDI多普勒信号的视地层高度增加了40至50公里。我们还研究了HMI滤波器传输曲线的不确定性如何影响计算的速度。
2011-04-27 astro-ph.SR
An Automatic Approach for Grouping Sunspots and Calculating Relative Sunspot Number on SDO/HMI Continuum Images
本文提出一种基于数学形态学的太阳黑子自动检测与分组算法，用于从SDO/HMI连续谱图像计算相对太阳黑子数，准确率达85.3%，与国际参考值相关系数0.91，并确定转换因子K=1.03。
2024-01-17 astro-ph.SR
Comparison of solar surface flows inferred from time--distance helioseismology and coherent structure tracking using HMI/SDO observations
我们使用日震时间-距离反演和相干结构跟踪太阳颗粒的太阳表面上的水平流的测量进行比较。跟踪提供了太阳表面上的二维水平流，而时间-距离反演估计了浅近地层中的全三维速度流。这两种技术都使用HMI观察作为输入。我们发现从这两种技术产生的各种测量之间的良好的相关性。此外，我们发现这些测量值和时间平均多普勒视线速度之间有很好的一致性，并且还对由3-D时间-距离反演产生的垂直流进行了合理性检查。
2013-05-04 astro-ph.SR
Properties of high-frequency wave power halos around active regions: an analysis of multi-height data from HMI and AIA onboard SDO
我们研究的频率以上的光球声截止$\approx$ 5.3兆赫，围绕四个活动区，通过空间地图的功率估计使用的数据从日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的波的属性。现在已知来自AIA的波长通道1600 nm和1700 nm可以捕获由于日震p模式以及向上传播到色球层的波而产生的清晰振荡信号。在这里，我们详细研究，在HMI多普勒数据，功率地图的属性，特别是所谓的“声晕”周围看到的活动区域，作为波频率，倾斜和强度的磁场（来自HMI的矢量场观测）和观测高度的函数。我们推断可能的签名（磁）声波折射的观测高度相关的变化，因此，由于不断变化的磁场强度和几何形状，在光球磁量的功率图的依赖性。我们讨论了由磁场的p模吸收和模式转换的理论的影响。
2012-09-24 astro-ph.SR
Time--Distance Helioseismology Data Analysis Pipeline for Helioseismic and Magnetic Imager onboard Solar Dynamics Observatory (SDO/HMI) and Its Initial Results
太阳动力学天文台（SDO/HMI）上的日震和磁成像仪提供了对太阳振荡的连续全圆盘观测。我们开发了一个基于时间-距离日震学方法的数据分析管道，使用HMI多普勒频移观测来测量声学旅行时间，并通过反演这些测量来推断太阳内部特性。该管道用于每8小时制作一次深度范围从0到20微米的地下波速扰动和水平流速的近实时全磁盘地图。此外，卡林顿次表层属性的天气图是从这些全磁盘地图。该管道还可用于选定的目标区域和时间段。我们解释了管道组织和程序的细节，包括HMI多普勒观测的处理，旅行时间的测量，反演以及全磁盘和天气图的构造。一些初步的结果，从管道，包括全磁盘流图，太阳黑子次表面流场，和内部旋转和湍流速度，提出。
2011-03-23 astro-ph.SR
Nonlinear force-free field modeling of a solar active region using SDO/HMI and SOLIS/VSM data
我们使用SDO/HMI和SOLIS/VSM光球磁场测量模拟太阳活动区上方的无力日冕场，假设磁力占主导地位。我们采取测量不确定性引起的，例如，噪声和特定的反演技术。在搜索特定数据集的最佳建模参数后，我们比较了由此产生的非线性无力模型场。通过比较相对自由能含量、磁压的垂直分布和垂直积分电流密度，我们显示了不同数据源的日冕场重建的一致程度。虽然VSM和HMI测量的纵向和横向磁通量明显不同，但我们在模拟的磁场中发现了相当大的相似性。这表明我们用来计算非线性无力场的算法对作为输入的光球矢量图的差异和缺陷的鲁棒性。我们还描绘了多少总的无力，维里和自由磁能的绝对值不同，以及如何的HMI和VSM为基础的模型体积的纵向和横向分量的方向相互比较。
2012-06-06 astro-ph.SR
Response of SDO/HMI observables to heating of the solar atmosphere by precipitating high-energy electrons
我们进行了分析的SDO/HMI的太阳大气模型的视线（LOS）可观的沉淀在太阳耀斑的高能电子加热。辐射流体动力学（RADYN）耀斑模型来自F-CHROMA数据库。本文采用辐射转移程序RH1.5D，在假定原子能级布居统计平衡和施加不同强度的均匀垂直磁场的情况下，计算了SDO/HMI观测到的Fe 6173 A谱线的Stokes轮廓。采用SDO/HMI观测序列和LOS数据处理流水线算法，推导了观测量（连续强度、线深、多普勒速度、LOS磁场）。我们的研究结果表明，从实际的光谱线参数的观测值的最强的偏差被发现的模型与总能量沉积的$E_{total}=1.0\times{}10^{12}$尔格厘米$^{-2}$，注入幂律谱指数$δ=3$以上的低能量截止$E_{c}=25$ keV。速度和磁场偏差的大小取决于施加的磁场，并且对于LOS速度可以达到0.35 km/s，对于LOS磁场可以达到90 G，并且对于1000 G施加的LOS磁场设置连续增强可以达到3%。对于$E_{total}\geq{}3.0\times{}10^{11}$ erg cm $^{-2}$模型，速度和磁场偏差与$\sim$ 50 keV电子携带的能流最强相关，并且连续增强与合成的$\sim$ 55-60 keV硬X射线光子通量相关。相对较低的幅度的扰动的观测和磁场符号反转的情况下，考虑辐射流体动力学束加热模型增强均匀垂直磁场设…
2020-03-01 astro-ph.SR
Comparison between Hinode/SOT and SDO/HMI, AIA Data for the Study of the Solar Flare Trigger Process
为了阐明耀斑的触发机制，我们分析了几个耀斑事件的观测日之出/太阳光学望远镜（SOT），在我们以前的研究。然而，由于SOT视野的限制，只有四个事件的日出数据集已被利用。因此，需要增加事件的数量来评估耀斑触发模型。我们调查了太阳动力学天文台（SDO）获得的数据的适用性，以增加数据样本的耀斑触发过程的统计分析。SDO定期观测整个太阳盘和所有耀斑，尽管其空间分辨率低于Hinode。我们调查了2011年2月13日发生的M6.6耀斑，并将SDO的分析数据与我们以前使用Hinode/SOT数据的研究结果进行了比较。采用了日震和磁成像仪（HMI）获得的滤波器和矢量磁图以及大气成像组件（AIA）1600 A的滤波图。通过对耀斑爆发前小尺度磁结构和色球辐射的比较，我们证实了SDO数据可以探测到触发区。我们还测量了活动区的磁剪切角和耀斑触发场的方位角和强度。结果与我们以前的研究一致。我们的结论是，耀斑触发过程的统计研究是可行的SDO以及日出数据。我们还用SDO研究了耀斑爆发前磁场的时间演化。
2014-07-07 astro-ph.SR
The Energetics of White-light Flares Observed by SDO/HMI and RHESSI
白光（WL）耀斑自首次发现以来，已经被观察和研究了一个多世纪。然而，明亮发射背后的一些基本物理仍然存在很大争议。解决耀斑能量学的一个重要事实是白光发射和硬X射线辐射之间的时空相关性，这可能表明高能电子是能量来源。在这项研究中，我们提出了25个强耀斑（？大于或等于M5），由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）同时观测。在这些事件中，SDO/HMI在13个耀斑中检测到WL发射，与HXR发射有关。为了定量描述WL发射的强度，等效面积（EA）被定义为整个燃烧区域上的综合对比度增强。我们的研究结果表明，等效面积是成反比的HXR功率指数，表明更强的WL发射往往与更大的人口的高能电子。然而，在50 keV的WL发射和非热电子通量之间没有明显的相关性。对于另一组13个没有可探测到的WL发射的耀斑，HXR光谱比有WL发射的耀斑更软（更大的功率指数），特别是对于该组中的X级耀斑。
2016-08-21 astro-ph.SR
How to optimize nonlinear force-free coronal magnetic field extrapolations from SDO/HMI vector magnetograms?
SDO/HMI仪器提供具有高空间和时间分辨率的光球矢量磁图。我们的目的是模拟日冕磁场以上的活动区域的帮助下，一个非线性的无力外推代码。我们的代码是基于一个优化的原则，并已进行了广泛的测试，半解析和数值平衡，并已应用于矢量磁图从日出和地面观测。最近，我们实现了一个新的版本，其中考虑到光球矢量磁图的测量误差。光球场的测量通常是由于测量误差和有限的引力不一致的边界，在日冕中的无力场。为了应对这些不确定性，我们开发了两个改进：1）。对表面测量进行预处理，使其与无力场兼容2.）新的代码之间保持了力的自由约束和光球场测量的偏差的平衡。这两种方法都包含自由参数，必须对这些参数进行优化，以便与SDO/HMI数据一起使用。在这项工作中，我们描述了相应的分析方法，并评估如何以及力自由和螺线管条件的满足，磁场和电流之间的角度和比较的磁场线的投影与日冕图像SDO/AIA的无力平衡。我们还计算了可用的自由磁能，并讨论了控制参数的潜在影响。
2012-02-16 astro-ph.SR
Meridional circulation in the solar convection zone: time-distance helioseismic inferences from four years of HMI/SDO observations
我们提出和讨论的结果，从时间距离日震测量的日冕环流在太阳对流区使用4年的多普勒速度观测的日震和磁成像仪（HMI）板载太阳动力学天文台（SDO）。使用一个内置的质量守恒约束的流函数，我们反演日震旅行时间来推断太阳对流区的纬向环流。我们发现关闭纬向环流的回流可能在$0.77 R_{\odot}$深度以下。我们讨论了这一结果的意义，最近发表的其他日震推论和可能的原因，结果的差异。我们的研究结果清楚地表明，在目前的信噪比限制和我们对数据中的系统学的有限理解的情况下，在太阳内部深处的物质流测量中存在的陷阱。我们还讨论了我们的结果的影响，太阳内部的动态和流行的太阳发电机模型。
2015-10-07 astro-ph.SR
A comparison of co-temporal vector magnetograms obtained with HMI/SDO and SP/Hinode
本研究对比HMI/SDO与SP/Hinode的同时段矢量磁图，发现前者磁通密度与后者接近且临边变化微弱，证明滤光型磁像仪构建低分辨率斯托克斯剖面可兼顾测量精度与高时间分辨率优势。
2023-10-07 astro-ph.SR
A Statistical Comparison between Photospheric Vector Magnetograms Obtained by SDO/HMI and Hinode/SP
自2010年5月1日以来，我们已经能够（几乎）连续研究太阳中的矢量磁场，这要归功于两个天基天文台：太阳动力学天文台（SDO）和日出。两者都配备了能够测量光球线辐射的塞曼诱导偏振的斯托克斯参数的仪器。但是观测模式、谱线、空间、谱和时间采样，甚至用于从Stokes剖面恢复磁和热力学信息的反演代码都不同。我们将SDO上的HMI仪器观测到的矢量磁场与Hinode上的SP仪器观测到的矢量磁场进行了比较。本文给出了NOAA AR 11084的14幅图中本影区、半影区和谱斑区磁矢量分量之间的关系。重要的是，我们已经将SP数据转化为可观测的HMI，探索可能的影响，这两种仪器的不同操作模式，以及用于推断磁场的反演方案。假设的填充因子（包含塞曼签名的每个像素的分数）在导出的磁性中产生最显著的差异，特别是在谱斑中。光谱和角度采样具有第二大影响。我们建议在HMI和SP提供的数据中以相同的方式处理消歧。这将使从这些数据恢复的矢量磁场之间的关系更强，这将有利于同时或互补地使用两种仪器。
2018-01-23 astro-ph.SR
Oscillation Power in Sunspots and Quiet Sun from Hankel Analysis Performed on SDO/HMI and SDO/AIA Data
太阳动力学观测卫星上的日震和磁成像仪和大气成像装置产生6173埃的多普勒速度和连续强度以及1600埃和1700埃的强度图，可用于太阳光球层不同高度的日震研究。我们在以太阳黑子或安静太阳区域为中心的环中进行Hankel-Fourier分析，以估计穿过这些感兴趣区域的波的功率变化。我们发现，在光球测量高度的功率降低系数的依赖性：太阳黑子降低输出波的功率与频率低于4.5兆赫在所有的高度，但提高声波的功率在4.5-5.5兆赫的色球高度，这可能是声学荣耀（晕）的签名。最大功率减小似乎发生在连续谱水平附近，并随高度减小。太阳黑子也会以一种高度依赖的方式影响向外辐射的波的频率。安静的太阳表现出像一个强大的功率减少器输出的f和p-模式在连续水平，与功率减少15- 20%，并像一个弱的功率增强器的p-模式在大气中更高。据推测，令人惊讶的功率降低在连续水平是有关的造粒。在多普勒速度数据中，与强度数据不同，安静的太阳表现得像颗粒流的强大功率降低器。
2012-09-07 astro-ph.SR
Oscillatory Phase and Acoustic Travel-Time Inconsistencies Measured between SDO/HMI and GONG Dopplergrams
Stanford University（斯坦福大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；National Research University TIIAME（塔什干国立研究技术大学）
研究SDO/HMI与GONG日震观测中经向流测量差异的原因，发现相位异常区域和东西不对称性，表明两者均存在系统误差。
2026-06-04 astro-ph.SR
Achieving Consistent Doppler Measurements from SDO/HMI Vector Field Inversions
美国航天局的太阳动力学观测台正在以前所未有的时间和空间分辨率提供整个太阳盘的矢量场观测;然而，该卫星位于高度倾斜的地球静止轨道上。航天器-太阳的相对速度在一天内变化$\pm3$ ~km/s，这在日震磁成像仪数据中引入了主要的轨道伪影。我们证明了轨道文物污染的数据中的所有空间和时间尺度。我们描述了一个新开发的三个阶段的程序，以减轻这些文物的多普勒数据来自米尔恩-爱丁顿反演HMI管道。将该程序应用于AR 11084的全磁盘图像，以产生一致的多普勒图。数据调整将轨道伪影的功率降低了31 dB。此外，我们详细分析了校正后的图像，并表明我们的程序大大提高了数据的时间和光谱特性，而不增加任何新的文物。我们的结论是，这种新的，易于实施的程序使得显着改善的HMI数据的一致性，并在其实用性的精密科学研究。
2015-11-20 astro-ph.SR
Dynamics of the photosphere along the solar cycle from SDO/HMI
由于太阳的全球磁场有一个活动周期，人们期望观察到光球层中可见的流动的动力学性质的某些变化。通过分析SDO/HMI观测的连续强度、多普勒速度和纵向磁场，我们研究了太阳活动周期间的流场。我们首先在盘中心采集了6年的太阳周期数据，时间步长为48小时，以研究连续统强度和磁场的整体演化。然后，我们集中在30个6小时序列的安静地区没有任何残留的磁活动分开6个月，在夏季和冬季，当磁盘中心纬度B 0接近零。水平速度是从位于盘中心的216.4Mm x 216.4Mm的视场上的局部相关跟踪技术导出的。我们在盘中心的测量显示了沿太阳活动周期的中、超颗粒尺度之间流动性质的稳定性。独立于大尺度发电机在盘中心局部产生的网络磁场，连同连续对比度、垂直和水平流动，在太阳活动周期间似乎保持恒定。
2016-11-07 astro-ph.SR
Statistics of Photospheric Supergranular Cells Observed by SDO/HMI
目标：利用太阳动力学天文台（SDO）/日震磁成像仪（HMI）在6713 ° C观测到的连续图像，研究了光球颗粒斑图的统计特征。方法：通过跟踪光球速度等离子体流提取超晶边界。采用局部球跟踪方法应用于2011-2015年收集的HMI数据，以估计细胞的边界。对球跟踪的输出采用边缘锐化技术，精确识别细胞边界。为了研究超颗粒化的分形维数，采用计盒法。结果如下：我们发现，大小和偏心率遵循对数正态分布，峰值约330毫米$^2$和0.85，分别。在一个$350^{\prime\prime}\times350^{\prime\prime}$的区域内，半小时序列中出现的细胞数的五年平均值约为60 $\pm$ 6。细胞取向分布呈现幂律行为。结论：超颗粒细胞的方向（$O$）和大小（$S$）与$|O| \propto S^{9.5}$呈幂律函数关系。我们发现，尺寸小于和大于600 Mm $^2$的非圆形胞分别与光球上的太阳自转速度成直线和垂直。FD分析表明，超颗粒细胞形成自相似模式。
2018-07-19 astro-ph.SR
A stray light analysis for SO/PHI-HRT and an updated comparison of the inferred magnetic field with SDO/HMI
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
本文分析了 SO/PHI-HRT 中的 stray light 并进行校正，通过与 SDO/HMI 的比较，发现校正后磁场推断更准确，尤其在强磁场区域与 SDO/HMI 向量磁场高度一致。
2026-03-19 astro-ph.SR
Effect of Size of the Computational Domain on Spherical Nonlinear Force-Free Modeling of Coronal Magnetic Field Using SDO/HMI Data
太阳日冕磁场产生太阳活动，包括极高能量的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。了解日冕磁场的结构和演变对于研究和了解空间天气的起源具有重要意义。虽然日冕磁场仍然很难直接测量，但人们对利用光球矢量磁图作为边界数据精确模拟太阳黑子区域内和周围的磁场非常感兴趣。在这项工作中，我们调查的影响所选择的域的大小为冠状磁场建模模型的解决方案。本文应用球面优化方法对2012年3月9日20：55UT太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的四个活动区的矢量磁图数据进行了分析。结果表明，感兴趣的AR的磁通量密度、电流密度和自由磁能密度等量与在较宽视场内的相同区域中获得的相应量显著不同。在与域外有联系的地区，这种差异甚至更为明显。
2014-09-05 astro-ph.SR
A Comparison Between Nonlinear Force-Free Field and Potential Field Models Using Full-Disk SDO/HMI Magnetogram
测量爆发前日冕中的磁场和电流对于研究太阳爆发现象，如耀斑和日冕物质抛射（CME）至关重要。然而，某些光球线的光谱偏振测量允许在光球的矢量磁场的确定。因此，大量收集的磁图只与光球表面场有关。数值模拟进行了应用国家的最先进的非线性无力场（NLFFF）重建。笛卡尔非线性无力场（NLFFF）代码不太适合较大的域，因为太阳表面的球形性质不能被忽略时，视场大。太阳动力学天文台（SDO）任务迄今为止最重要的成果之一是重复观测到大的，几乎是全球规模的事件，其中活动区之间的大规模联系可能起着根本性的作用。因此，当大规模边界数据可用时，例如SDO上的日震和磁成像仪（HMI），在球面几何中实施NLFFF程序似乎是明智的。在这项工作中，我们模拟日冕磁场以上的多个活动区的帮助下，位场和NLFFF外推程序在一个完整的磁盘使用HMI数据作为边界条件。我们比较了这两种型号的磁场线的解决方案，从大气成像组件（SDO/AIA）的全磁盘日冕图像的投影。本研究发现，NLFFF模型比位场模型更好地重建了磁位形。我们得出的结论是，连接两个太阳半球的跨赤道环的大部分是无电流的。
2012-12-28 astro-ph.SR
Changes in granulation scales over the solar cycle seen with SDO/HMI and Hinode/SOT
太阳是唯一一颗可以在很高的空间分辨率下观测到表面湍流对流的恒星。自2010年7月以来，太阳动力学观测台一直在使用多波长滤光器从空间观测整个太阳。特别是，日震和磁成像仪（HMI）仪器采用了高节奏帧（45秒）的连续强度，其中太阳颗粒是可见的。我们的目标是跟踪太阳颗粒在一个活动周期内的演变，并寻找它们空间特性的变化。我们研究了直接从SDO/HMI的去卷积图像分割中获得的颗粒密度及其平均面积。为了进行分割，我们定义颗粒作为图像的凸元素。我们测量了一个约2%的变化在密度和平均面积的颗粒在整个周期，颗粒的密度更大，在太阳最大的颗粒平均面积较小。与太阳黑子数等经典活动指标相比，最大密度似乎延迟了大约一年。我们用Hinode/SOTBFI（太阳光学望远镜宽带滤波成像仪）获得的高空间分辨率观测结果补充了这项研究，这与我们的结果一致。观测到的圆盘中心太阳颗粒化的变化揭示了对太阳周期期间上层对流区发生的物理性质变化的直接洞察。这些变化可能是由于对流和磁场之间的相互作用，无论是在全球范围内，或局部，在颗粒尺度。
2021-06-07 astro-ph.SR
SDO/HMI survey of emerging active regions for helioseismology
太阳动力学观测站的观测结果有可能使我们能够对数百个活动区的形成进行日震研究，这将使我们能够进行统计分析。我们的目标是整理一个统一的数据集的SDO/HMI仪器观察到的新兴活动区适合日震分析出现前七天。我们将样本限制在连续体中可见的活动区域，并在很大程度上避开了先前存在的磁性区域。作为一个参考数据集，我们配对的控制区（CR），具有相同的纬度和距离中央子午线，与每个新兴的活动区（ESTA）。我们称之为SDO日震新兴活动区（SDO/HEAR）调查，该数据集目前由2010年5月至2012年11月期间观察到的105个新兴活动区组成。为了证明大量新兴活动区的数据集的实用性，我们测量的相对东西向速度的领先和落后的极性从视线磁图在出现后的第一天。所有EARs的纬度平均视线磁场显示，平均而言，领先（尾随）极性以121 +/- 22 m/s（-70 +/- 13 m/s）的速度在第一天相对于卡林顿旋转速率的反方向移动。然而，相对于表面等离子体的差异旋转，东西向速度是对称的，平均为95 +/- 13 m/s。SDO/HEAR数据集不仅可用于日震研究，而且还可用于研究其他特征，如大样本地球辐射的表面磁场演变。
2016-09-07 astro-ph.SR
Analysis of quiet-sun turbulence on the basis of SDO/HMI and Goode Solar Telescope data
我们分析了视线磁场和磁功率谱的一个未受干扰的光球使用磁图获得的日震和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）和近红外成像光谱仪（NIRIS）在古德太阳望远镜（GST）的大熊太阳天文台。在近红外光谱仪中，观测到了直径为200-400公里、场强为1000-2000 G的细通量管。在10-20 μ m到2.4 μ m的空间尺度范围内，冕洞、宁静太阳和斑区的HMI功率谱都显示出相同的谱指数-1，这意味着在未扰动光球中，同样的磁场产生机制在各处都起作用。最有可能的是当地的动荡发电机。当与HMI光谱相比时，NIRIS光谱的-1.2斜率似乎更多地延伸到短空间范围中，直到0.8-0.9 μ m处的截止，之后其继续具有-2.2的更陡斜率。通过对观测谱和Kolmogorov型谱的比较，我们推断在3.5-0.3 μ m尺度范围内，Kolmogorov湍流级联不能占观测到的总磁能的35%以上，这种能量过剩可以归因于其它的场产生机制，如局部湍流发电机和磁超能。在未受干扰的光球中观察到的扩散率可以减慢柯尔莫哥洛夫级联的速率，导致产生较浅的光谱。
2020-08-14 astro-ph.SR
Large-scale photospheric motions determined from granule tracking and helioseismology from SDO/HMI data
太阳中的大规模流动在与太阳周期相关的发电机过程中起着重要作用。重要的大尺度流动是差异旋转和纬向环流，其振幅分别为km/s和几m/s。这些流动也有一个周期相关的组件，即扭转振荡。我们的尝试是确定大规模的等离子体流在太阳表面上的水平流速推导使用的技术，太阳粒子跟踪，多普勒，和时间距离日震学。利用相干结构跟踪（CST）和时距日震学方法，对30天HMI SDO序列上的太阳差异自转和日面纬向环流进行了研究。一个大的太阳黑子对这些大规模的流动与特定的7天HMI SDO序列的影响也进行了研究。CST在太阳表面上测量的大尺度流与由相同数据确定的日震学在表面以下前1 Mm的相同流在幅度和方向上是很好的一致。扭转波也位于相同的纬度，振幅相同的数量级。我们能够使用CST方法正确地测量纬向环流，只有三天的数据，并在经度+和-15度之间进行平均。我们的结论是，CST和多普勒速度的组合，使我们能够正确地检测差分太阳自转，也较小的振幅流，如纬向环流和扭转波。我们的方法的结果是在良好的协议与日震测量。
2018-01-26 astro-ph.SR
Extrapolation of the Solar Coronal Magnetic Field from SDO/HMI Magnetogram by a CESE--MHD--NLFFF Code
由于没有直接的测量数据，日冕中的磁场通常是通过数值方法从光球层外推得到的。目前，非线性无力场（NLFFF）模型是低日冕外推的主要物理模型。最近，我们发展了一个新的带有MHD弛豫的NLFFF模型来重建日冕磁场。该方法基于CESE-MHD模型，采用守恒元/解元（CESE）时空格式。在本文中，我们报告的应用程序的CESE-MHD-NLFFF代码的\SDO /HMI数据与磁图采样的两个活动区（AR），NOAA AR 11158和11283，这两个都是非常非潜在的，产生X级耀斑和喷发。对原始磁图进行预处理以去除力，然后输入到外推代码中。与\SDO /AIA图像的定性比较表明，我们的代码可以重建类似于EUV观察到的日冕环的磁场线。活动区的大多数重要结构都被很好地再现，比如在AR 11158中悬挂细丝的高度剪切场线和在AR 11283中对应于S形的扭曲磁通绳。定量评估的结果表明，无力约束是很好地满足在强场区，但显然不是那么好，在弱场区，由于数据噪声和数值误差的小电流。
2013-04-10 astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
Comparison of acoustic travel-time measurement of solar meridional circulation from SDO/HMI and SOHO/MDI
时距日震学是研究太阳纬向环流的主要工具之一。然而，旅行时间测量的地下纬向流遭受各种系统误差，如一个中心到肢体的变化和偏移，由于太阳图像的P角的不确定性。在这里，我们应用的时间距离技术，以同期的中等程度的多普勒产生的SOHO/MDI和SDO/HMI，以获得旅行时间差所造成的纬向环流整个太阳对流区。MDI图像中的P角偏移量通过MDI和HMI图像的互相关来测量。在南北和东西方向上的走时测量在相同的观测周期内的两个数据集的平均值，然后进行比较，以检查MDI和HMI走时校正后的系统误差的一致性。由P角误差引起的南北走时差的偏移量随着走时距离的增加而逐渐减小。然而，这些偏移对于与到达对流区的底部的波相对应的行进距离变得有噪声。这表明，在研究深纬向流时，需要仔细处理P角问题。在校正P角并消除中心-边缘效应后，MDI和HMI的走时测量值在覆盖整个对流区的纬向环流的误差条内一致。在这两组数据中观察到的波动是高度相关的，因此表明它们的太阳起源，而不是仪器起源。虽然我们的研究结果表明，特设校正是能够减少广泛的差异，从MDI和HMI的走时测量，我们不能排除的可能性，存在其他系统的影响，以同样的方式作用于两个数据集。
2017-04-03 astro-ph.SR
Point spread function of SDO/HMI and the effects of stray light correction on the apparent properties of solar surface phenomena
我们提出了一个PSF SDO/HMI，并讨论了它的去除HMI数据中的太阳表面现象的表观特性的影响。PSF是从金星凌日的观测中检索的，通过将其与金星盘和太阳背景模型的卷积进行匹配，并使用猜测PSF。观测记录的时间接近金星凌日的仪器散射光校正的解卷积与PSF。相对于原始数据，恢复的HMI数据中的粒化对比度大大增强，并且与数值模拟表现出合理的一致性。图像复原显著增强了光球磁特征的视强度和像元平均磁场强度。对于小规模的磁性功能，恢复增强的强度对比度在连续和核心的Fe I 617.3 nm线的一个因素为1.3，和磁图信号的一个因素为1.7。对于太阳黑子和毛孔，增强在特征内部和特征之间变化很大，对于较小的特征更加尖锐。磁场特征也变得更小，因为信号被涂抹到周围安静的太阳上被恢复。图像恢复增加了明显的数量磁通量以上的噪音地板的一个因素约1.2，大部分的增益来自安静的太阳。由于颗粒化和超颗粒化的视线速度提高了1.4到2.1倍，这取决于太阳圆盘上的位置。有迹象表明，PSF在FOV中随时间变化，并且在两个CCD之间变化。然而，发现所有这些变化相对较小，使得导出的PSF可以应用于来自两个CCD的HMI数据，在检查期间不引入显著误差。图像恢复影响测量的辐射，磁和太阳表面现象的动力学特性，足以显着影响解释。
2014-09-22 astro-ph.SR
Predicting Solar Flares Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Product and Random Forest Algorithm
不利的空间天气影响往往可以追溯到太阳耀斑，对太阳耀斑的预测引起了人们极大的研究兴趣。日震和磁成像仪（HMI）产生连续高节奏的全磁盘矢量磁图，而利用这一前所未有的数据源进行耀斑预测的努力仍然有限。在这里，我们报告耀斑预测的结果，使用空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）和相关数据产品提供的物理参数。我们调查了2010年5月至2016年12月发生的X射线耀斑，并根据它们产生的最大GOES震级将其源区分为四类（B，C，M和X）。然后，我们检索SHARP相关参数为每个选定的地区在其耀斑日期开始建立一个数据库。最后，我们训练一个机器学习算法，称为随机森林（RF），预测在24小时内发生的某类耀斑在一个给定的活动区域，使用10倍交叉验证方案评估分类器的性能，并使用标准的性能指标的结果进行表征。与以往的工作相比，我们的实验表明，使用HMI参数和RF是一个有效的方法，耀斑预报具有相当合理的预测性能。据我们所知，这是第一次使用RF对太阳耀斑进行多级预测。我们还发现，总的无符号量的垂直电流，电流螺旋度，和极性反转线附近的通量是最重要的参数分类耀斑区域到不同的类。
2017-06-08 astro-ph.SR
Structure and evolution of solar supergranulation using SDO/HMI data
内容：研究太阳表面的运动对于理解湍流对流如何传输能量以及磁场如何分布在太阳表面是至关重要的。目的：从水平速度测量整个可见的太阳光盘和使用的数据从太阳动力学天文台/日震和磁成像仪（SDO/HMI），我们调查的结构和演变的太阳超颗粒。研究方法：水平速度场的测量使用新开发的版本的相干结构跟踪（CST）代码的太阳颗粒的自行。利用该工具，计算了水平发散图。然后，我们分割和确定超颗粒细胞，并遵循他们的历史，使用时空标签。通过这个数据集，我们推导出了超颗粒的基本性质，包括它们的运动。结果如下：我们发现超颗粒的基本参数的值与以前的研究相似：一个平均寿命为1.5天，平均直径为25 μ m。单个超颗粒细胞的跟踪揭示了太阳的差异旋转和向极环流的趋势的纬向流。推导出的微分旋转和旋向流的形状不依赖于细胞的大小。当存在背景磁场时，超颗粒中的发散流较弱。结论：这项研究证实，超颗粒是合适的示踪剂，可用于调查大规模的太阳对流，只要他们是足够的表面上检测。
2014-07-01 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Field and Energy in A Major Eruptive Active Region Based on SDO/HMI Observation
利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）的矢量磁图序列，研究了NOAA活动区11158在5天内的磁场及其能量的变化。快速的通量出现和强烈的剪切运动导致了一个四极太阳黑子复合体，产生了几次大的爆发，包括第24太阳活动周的第一次X级耀斑。外推的非线性无力日冕领域表现出大量的电流和自由能增加早期通量出现附近的一个低洼的S形灯丝与剪切千高斯场的灯丝通道。计算的磁自由能达到最大值~2.6e32 erg，其中约50%存储在6微米以下。它减少了~0.3e32 erg的1小时内的X级耀斑，这可能是低估了实际的能量损失。耀斑期间，光球场变化迅速：核心区水平场增强了28%，变得更加倾斜和平行于极性反转线。这一变化与日冕的“内爆”一致，并得到了大气成像仪（AIA）观测到的日冕环收缩的支持。外推场在耀斑之后变得更加“紧凑”，核心区域的环变短，可能是因为重联。日冕磁场在最低层的剪切作用稍强，随着高度的增加而松弛得更快，总体上能量较低。
2016-06-28 astro-ph.SR
On the Formation of Penumbrae as Observed with the German VTT, SOHO/MDI, and SDO/HMI
太阳磁场在太阳内部产生，并在太阳表面弹出，形成活动区。当磁场出现在表面时，它会形成各种结构，如小磁性元素、孔隙和太阳黑子。这些形成过程的性质在很大程度上是未知的。在这篇文章中，我们详细介绍了太阳黑子的形成，特别是半影的形成。我们报告的意见，我们获得了在德国VTT在2009年7月4日在AR 11024点的形成。这一数据集是由SOHO/MDI提供的数据完成的，它提供了整个时间范围。此外，AR 11024的演变与2010年11月13日左右AR 11124中的半影形成的特定事件进行了比较，使用SDO/HMI的强度图像。我们的结论是，两个过程有助于增加的磁通量的太阳黑子：（1）合并孔，（2）新兴的两极，其中的黑子极性迁移到和合并的斑点。当半影形成区域时，本影中的磁通量和最大场强保持恒定或略微增加，即半影的形成与原斑的通量出现和通量增加相关联。如果两个毛孔合并，或者如果一个毛孔与一个原始斑点合并，就会产生一个光桥。这最初的光桥在进一步的进化中溶解。
2011-02-04 astro-ph.SR
Evolution of exploding granules from coordinated observations by THEMIS, IRIS, SDO/HMI, and HINODE, and a simulation
爆炸颗粒构成了宁静太阳上最强的水平流，并有助于形成表面水平速度场的结构，从而形成离散磁场的大规模组织。在这项工作中，我们探索爆炸颗粒膨胀通过地面的THEMIS望远镜，IRIS，SDO和Hinode星载仪器的观测，最后与磁流体动力学模拟。我们评估的检测和膨胀的爆炸颗粒在几个波长和各种空间和时间分辨率。为了分析不同的时间序列，采用两种图像分割方法来选择颗粒。第一种方法使我们能够分别跟踪THEMIS、IRIS和SDO同时观测到的爆炸颗粒。第二个使用来自THEMIS、IRIS、SDO、Hinode和模拟的长时间独立序列。在第一种方法（称为手动）中，分割分离颗粒的细胞（亮颗粒和粒间部分），而在第二种方法（称为统计）中，仅分离颗粒的亮部分。同时或不同的时间观测，使用这两种分割方法得到的结果是一致的。颗粒面积以随半径减小的膨胀速度线性演化。观察到在前两分钟内速度膨胀迅速下降。可利用地面和空间仪器探测和测量爆炸颗粒的动态。我们的工作揭示了SDO数据在低空间分辨率下研究太阳表面爆炸颗粒动力学的有用性
2020-07-24 astro-ph.SR
Geometrical information on the solar shape: high precision results with SDO/HMI
太阳直径测量的不确定度取决于观测时间尺度。利用SDO/HMI的全光盘图像和怀柔太阳观测站的地面观测图像进行分析，得到了太阳直径的数值。卫星观测达到了很高的精度，但绝对影像比例尺仍需标定。太阳扁率是一个比直径更具挑战性的测量，因为信号幅度是几毫角秒。这是一种相对测量，因此不受直径测量所需的像素尺度校准的影响。但其结果强烈依赖于仪器的状态，如焦平面变形和计算过程。
2012-10-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Field Modeling of the Solar Magnetic Carpet and Comparison with SDO/HMI and Sunrise/IMaX Observations
在平静的太阳光球层中，混合极性场形成磁毯，由于对流运动与磁场的动力学相互作用，磁毯不断演化。这种相互作用是加热太阳大气层的可行来源。本文利用\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的日震和磁成像仪（HMI）和\textit{Sunrise}球载观测站上的成像磁仪实验（IMAX）获得的视线（LOS）磁图，作为随时间变化的下边界条件，研究日冕磁场的演化。我们使用磁摩擦松弛方法，包括超扩散，产生的时间序列的三维（3D）非线性无力场的光球LOS磁图序列。垂直流被添加到一个高度为0.7毫米的建模，以模拟非力自由在光球色球层。在这些导出量中，我们研究了能量耗散率和能流的时空变化。我们的研究结果表明，在太阳大气中沉积的能量集中在2毫米的光球和有没有足够的能量通量在电晕的基础上，以覆盖辐射和传导损失。可能的原因和影响进行了讨论。更好地观测色球层中的磁场对于理解磁毯在日冕加热中的作用至关重要。
2014-08-03 astro-ph.SR
Derivation and Application of a Scaling Between Hinode/SP and SDO/HMI Vector Magnetic Fields to Improve Magnetic Field Extrapolations
针对HMI磁场外推因分辨率有限导致的误差问题，通过与SP数据对比推导磁场强度标度曲线，校正后HMI磁场平均放大1.3倍，提升了外推精度，揭示未校正时光球磁场低估5-10倍、日冕磁通量至少低估2倍的缺陷。
2024-11-26 astro-ph.SR
The Signature of Flare Activity in Multifractal Measurements of Active Regions Observed by SDO/HMI
最近的研究表明，测量的分形和多重分形参数的活动区（AR）是不是有效的工具来区分AR的基础上的耀斑活动，以及预测耀斑事件。尝试验证这一结果的一个大的数据集更高的空间和时间分辨率，以及更高的通量灵敏度，观测比以前的研究中，我们分析了高节奏的时间序列的视线磁图的43个AR的特点是不同的耀斑活动，这是观察SDO/HMI从2010年5月至2013年12月。在这些数据上，我们估计了四个参数，广义分形维数$D_0$和$D_8$，以及多重分形参数$C_{\mathrm{div}}$和$D_{\mathrm{div}}$。我们发现不同的平均值的参数测量的AR主机耀斑的不同类。然而，在产生相同类别事件的AR上测量的值的分散使得从不同类别的燃烧区域推导出的参数也可以在很大程度上重叠。根据我们的测量结果，C级和M级扩口AR实际上是无法区分的，M级和X级扩口AR也是如此。我们发现，只有$\approx$ 50\%的研究AR和$\approx$ 50\%的M级和X级事件的测量参数的时间序列的一致变化。我们发现，这些结果持有分形和多重分形参数估计的基础上，总的无符号和有符号的流量数据的分析AR。
2017-05-18 astro-ph.SR
Reconstructing the Subsurface Three-Dimensional Magnetic Structure of A Solar Active Region Using SDO/HMI Observations
太阳活动区（AR）是形成于对流层中的三维磁结构，其性质对确定太阳活动区的日冕结构和太阳活动具有重要意义。然而，我们的知识详细的三维结构之前，它的出现是相当差的，在很大程度上限制了低节奏和灵敏度以前的仪器。在这里，使用45秒的高节奏的观测从太阳动力学天文台（\emph{SDO}）的太阳地震和磁成像仪（\emph{HMI}）板载，我们能够为第一次重建一个三维数据立方体和推断详细的地下磁结构的NOAA AR 11158和表征其磁连通性和拓扑结构。这一任务是在图像叠加方法和先进的三维可视化的帮助下完成的。我们发现，AR由两个主要的双极，或四个主要的极性。每个极性在3-D中显示出有趣的树状结构，即当极性的根部表现为单个树干状管时，极性的顶部具有由更小和更薄的通量管组成的多个分支，这些通量管连接到类似破碎的相反极性的分支。四个极性的根部沿着一条直线排列得很好，而顶部的分支稍微不共面。我们的观察表明，一个活跃的区域，即使出现在表面上非常复杂，可能源于一个简单的直通量管，经历了水平和垂直分叉过程中，其上升通过对流区。
2013-01-20 astro-ph.SR
Full-disk nonlinear force-free field extrapolation of SDO/HMI and SOLIS/VSM magnetograms
用于模拟日冕中磁场的笛卡尔几何中的外推代码没有考虑太阳表面的曲率，并且只能应用于相对较小的区域，例如，一个活跃的区域。我们比较分析的光球磁场和随后的力免费建模的基础上，从日震和磁成像仪（HMI）板太阳动力学天文台（SDO）和矢量光谱磁仪（VSM）的天气光学长期调查的太阳（SOLIS）的全磁盘矢量地图。我们使用日震和磁成像仪和矢量磁谱仪光球磁场测量模型的多个太阳活动区以上的无力日冕场，假设磁力占主导地位。我们解决了非线性无力场方程的球坐标最小化的功能在一个完整的磁盘不包括极点。在搜索特定数据集的最佳建模参数后，我们比较了由此产生的非线性无力模型场。我们比较的数量，如总磁能含量和自由磁能，纵向分布的磁压力和表面电流密度使用我们的球形几何外推代码。利用日震、磁成像仪和矢量磁谱仪数据进行非线性无力外推得到的磁场线具有较好的一致性。然而，基于日震和磁成像仪数据的非线性无力外推比基于矢量谱磁仪数据的非线性无力外推具有更多的总磁能、自由磁能、磁压纵向分布和表面电流密度的内容。
2012-10-13 astro-ph.SR
Investigating the Magnetic Imprints of Major Solar Eruptions with SDO/HMI High-Cadence Vector Magnetograms
太阳活动区光球磁场在主要爆发事件期间迅速演变，表明日冕有明显的反馈。以前的研究，这些“磁印记”大多是基于视线或较低的节奏矢量观测;时间分辨描绘的矢量场的演变是迄今为止缺乏。在这里，我们介绍了高节奏（90~s或135~s）矢量磁图数据集的日震和磁成像仪（HMI），这是非常适合研究的现象。这些观测允许定量表征在水平场分量（$B_h$）中最明显的永久性、阶梯状变化。一个高度结构化的模式出现从分析的原型事件，\texttt{SOL2011-02-15T01:56}，其中$B_h$附近的主极性反转线显着增加，在早期阶段的相关耀斑的时间尺度为几分钟，而$B_h$在外围减少，在较晚的时间较小的幅度和稍长的时间尺度。该数据集还允许有效识别“磁瞬变”伪影，其中增强的耀斑发射改变了斯托克斯轮廓，并且推断的磁场变得不可靠。我们的研究结果提供了太阳爆发的动量过程的见解。该数据集也可能有助于研究太阳地震和日冕的数据驱动建模。
2017-04-07 astro-ph.SR
Quasi full-disk maps of solar horizontal velocities using SDO/HMI data
这是第一次，粒子的运动（太阳等离子体的表面上的尺度大于2.5毫米）已遵循整个可见的太阳表面，使用SDO/HMI白光数据。采用一种新的相干结构跟踪算法对图像进行相关跟踪，得到水平速度场，其空间分辨率和时间分辨率分别为2.5 μ m和30 min。从这个重建，使用多分辨率分析，人们可以得到在不同尺度的速度场及其导数，如水平散度或垂直分量的涡度。对于30分钟的时间序列和2.5微米的网格尺寸，速度的固有误差为~0.25公里/秒。与颗粒速度相比，这是可以接受的，颗粒速度的范围在0.3公里/秒和1.8公里/秒之间。已发现Hinode和SDO/HMI计算的速度之间的高度相关性（85%）。从这些数据中，我们推导出超颗粒水平速度场、太阳自转差和日冕速度的功率谱。
2012-03-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Towards a live homogeneous database of solar active regions based on SOHO/MDI and SDO/HMI synoptic magnetograms. I. Automatic detection and calibration
本文提出基于 SOHO/MDI 与 SDO/HMI 综合磁图自动检测并定标太阳活动区的方法，构建覆盖两个多太阳周的同质实时数据库。
2023-08-14 astro-ph.SR
Solar photospheric velocities measured in space: a comparison between SO/PHI-HRT and SDO/HMI
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Advanced Research Center for Space Science and Technology, Institute of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学研究科宇宙科学技术研究高级研究中心）
本文比较了SO/PHI-HRT与SDO/HMI在2023年3月29日对太阳日冕层速度的测量，发现两者存在线性关系，且信号在相似高度形成，具有高相关性。
2026-03-09 astro-ph.SR
The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Vector Magnetic Field Pipeline: SHARPs -- Space-weather HMI Active Region Patches
太阳动力学天文台（SDO）机载日震和磁成像仪（HMI）的一种新数据产品现已推出，称为空间天气HMI活动区域补丁（SHARP）。SDO/HMI是第一台以高节奏和连续性绘制全圆盘光球矢量磁场的天基仪器。SHARP数据系列提供了补丁中的地图，其中包括自动跟踪其整个生命周期的磁浓度;地图数量包括光球矢量磁场及其不确定性，以及多普勒速度，连续强度和视线磁场。此外，SHARP数据系列中的关键词提供了几个参数，可以简明地描述磁场分布及其与位场配置的偏差。这些指数可用于活动区域事件预测和识别感兴趣的区域。这些指数是按每个补丁计算的，并以12分钟的节奏提供。在大约三个小时的观测之内就可以获得快速观测数据;大约五个星期后就可以产生确定的科学产品。SHARP数据可在http://jsoc.stanford.edu上获得，地图可在两个不同的坐标系中获得。本文介绍了SHARP数据产品，并给出了SHARP数据和参数的示例。
2014-04-07 astro-ph.SR
Quadrupole White-light Sources in an X1.2 Flare Observed by ASO-S/LST/WST and SDO/HMI
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
该研究利用ASO-S/WST与SDO/HMI观测到2023年1月6日X1.2级耀斑的四极白光源结构，明确了其足点的辐射差异及与暗条爆发的关联，深化了对白光耀斑演化的认识。
2026-08-20 astro-ph.SR
SARD: A YOLOv8-Based System for Solar Active Region Detection with SDO/HMI Magnetograms
本研究基于YOLOv8开发太阳活动区检测器SARD，利用SDO/HMI磁图数据，通过图像处理和人工标注训练模型，达到94%平均精确率，并发现活动区面积与磁通量呈对数正态分布，揭示其多尺度复杂性。
2025-07-31 astro-ph.SR
Multi-height Scattering Phase Shifts From Sunspots And Phase Differences Between Photospheric Heights With SDO/HMI and AIA Data
在Couvidat（2013）之后，我们分析了太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）仪器的数据：6173 A的多普勒速度和连续强度以及1600 A和1700 A的强度图。在太阳光球层的四个高度上研究了14个活动区和四个安静太阳区的数据集。围绕这些感兴趣区域执行Hankel-Fourier分析。计算了给定大气高度下的出-入散射相移，以及两个大气高度之间的入-入和出-出相位差。太阳黑子产生的出-入相移对测量高度的依赖性很小，这与Couvidat（2013）测量的声功率降低不同。发生在连续水平以上的现象，如声学辉煌，似乎对相位没有显着影响。然而，有一个强烈的依赖于太阳黑子的大小，视线的磁通量，和强度对比度。正如其他小组先前所建议的，波散射区域在水平方向上比声功率抑制区域小，在垂直方向上比声功率抑制区域延伸得少，并且更靠近表面。这里提出的结果应有助于完善理论模型的声波散射的磁场。还计算了两个测量高度之间的输入-输入相位差，并显示出高度依赖于大气高度的复杂模式。特别是，AIA信号的显着灵敏度较低的色球层。最后，讨论了不同测量高度之间的输入-输入-输出相位差。
2013-07-12 astro-ph.SR
Oscillations observed in Umbra, Plage, Quiet-Sun and the Polarity Inversion Line of Active Region 11158 using HMI/SDO Data
利用日震磁成像仪的观测资料，研究了NOAA $\#$ 11158活动区平静太阳、斑、本影和极性反转线的振幅和相位关系。我们采用傅立叶，小波和互相关谱分析。在本影、PIL和斑中观察到周期为5分钟的波，其共同相位值为$ϕ(v,I)=\fracπ{2}$、$ϕ(v,B_{los})=-\fracπ{2}$。此外，还观察到血小板中的$ϕ(I,B_{los})=π$。这些相位值与慢驻定或快驻定表面香肠波模式一致。谱线宽度的变化，以及它们与强度和磁振荡的相位关系，在谱斑和PIL区域内显示出不同的值，这可以提供一种进一步区分波模力学的方法。沿着PIL存在显著的多普勒速度振荡，这意味着等离子体运动垂直于磁场线，这是阿尔文波的特征。沿PIL的一部分的时间距离图显示向东传播的多普勒振荡转换成磁振荡;传播速度范围在2 $-$ 6 km s $^{-1}$之间。最后，在磁图数据的本影的选定区域中观察到一个3分钟的波。
2021-01-05 astro-ph.SR
Dispersion of the solar magnetic flux in undisturbed photosphere as derived from SDO/HMI data
利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）获得的日震磁图，研究了太阳光球层中的磁通量色散。分析了两个区域，冠状孔区域（CH）和超颗粒图案区域（SG）。我们探讨了位移和分离谱和湍流扩散系数的行为，$K$。位移谱和分离谱彼此非常相似。CH和SG区域中的小磁性元素（尺寸为3-100平方像素，检测阈值为20 Mx sm $^{-2}$）以相同的方式分散，并且它们比大元素（尺寸为20-400平方像素，检测阈值为130 Mx sm $^{-2}$）更易移动。发现小元素（$γ\approx 1.3 $和$K$从$\sim$ 100增长到$\sim$ 300 km $^2$ s $^{-1}$）的超扩散率区域。CH区大元素稀少，在500-2200 km的较窄范围内表现为超扩散，有$γ\approx 1.2$和$K$ =（62-96）km $^2$ s $^{-1}$。SG区域中的大型元素显示出两种线性范围和两种扩散率范围：尺度次扩散系数（900-2500）km，其中$γ=0.88$和$K$从$\sim$ 130降至$\sim$ 100 km $^2$ s $^{-1}$，在2500-4800 km尺度上，$γ\approx 1.3$和$K$的扩散系数从$\sim$ 140 km增加到$^2$ 200 km。结果表明，在大尺度上扩散系数有饱和的趋势，即，超扩散的湍流状态逐渐被正常扩散所…
2017-09-06 astro-ph.SR
Vision-Based CNN Prediction of Sunspot Numbers from SDO/HMI Images
Universidad Tecnológica de Bolívar（玻利瓦尔理工大学）
本文提出基于视觉的回归框架，利用SDO/HMI图像预测太阳黑子数，通过CNN实现端到端映射，实验结果显示模型在预测精度和可解释性方面表现良好，为大规模太阳监测提供可行方案。
2026-03-17 astro-ph.SR
Long-Term Oscillations of Sunspots and a Special Class of Artifacts in SOHO(MDI) and SDO(HMI) Data
详细分析了一种特定类型的伪影，这种伪影是由于移动物体的图像沿接收器的数字（像素）矩阵的位移而产生的。推导了这些伪影出现的判据以及它们对研究太阳黑子长期振荡的影响。所获得的标准建议我们减少甚至消除这些伪影的方法。它示出的积分参数的使用可以是非常有效的对伪影失真。对黑子磁场和本影紫外线强度的同时观测，给出了相同的长期振荡周期。以这种方式，振荡过程的真实物理性质，这是独立的人工制品已再次得到证实。这里考虑的一些例子证实了太阳黑子磁场长期振荡的主模周期与其强度之间的依赖关系。这种依赖性是从早期的观测和太阳浅黑子的理论模型中推导出来的。黑子本影面积和黑子磁场随时间变化的反相行为表明，黑子本影作为一个整体是长期振荡运动的，其各点的振荡同相。
2018-02-18 astro-ph.SR
Reconstruction of total and spectral solar irradiance from 1974 to 2013 based on KPVT, SoHO/MDI and SDO/HMI observations
太阳总辐照度和光谱辐照度是评估太阳对地球气候变化影响的关键参数。我们提出了使用SATIRE-S模型从1974年到2013年获得的每日太阳辐照度的重建，该模型基于KPVT，SoHO/MDI和SDO/HMI的全圆盘观测。SATIRE-S将太阳辐照度在大于一天的时间尺度上的变化归因于光球磁性。太阳光谱重建从明亮的磁功能和太阳黑子的日常数据中使用这些磁结构的模拟强度谱的表观表面覆盖。我们交叉校准了各种数据集，协调了模型输入，以产生一个一致的时间序列作为输出。该模型复制了92%的PMOD TSI复合材料的变化，包括1996年和2008年太阳活动周期最低点之间的长期下降。该模型还再现了观测到的莱曼α辐照度和镁II指数的变化。UARS和SORCE飞行任务的紫外线太阳辐照度测量值在开始表现出不一致的旋转和周期性变率之前，在约180 nm处是相互一致的，这表明仪器效应尚未得到解决。结果，模型和测量之间的一致性在该波长以上开始恶化。与早期的类似调查一样，重建无法重现SORCE/SIM SSI的总体趋势。我们认为，从缺乏明确的太阳活动周期调制SIM记录和仪器和TSI记录的总通量之间的不一致，不明仪器的趋势是存在的。重建结果与多个来源的观测结果一致，证明了其有效性。它还提供了进一步的证据，证明光球磁性是太阳辐照度在大于一天的时间尺度上变化的主要驱动力。
2015-07-05 astro-ph.SR
