Polar Field Reversal Observations with Hinode
我们一直在用{ \it Hinode}上的太阳光学望远镜监测太阳极地磁场的年度变化，以记录它们的演变和在太阳极大期附近的预期逆转。自动识别磁通量图中的所有磁性片，以获得作为每个片的总磁通量的函数的数量密度和磁通量密度。每个贴片检测到的磁通量的范围超过四个数量级（$10^{15}$ - $10^{20}$ Mx）。极区的磁通量的高端比宁静太阳的大一个数量级，接近孔隙的数量级。几乎所有大的贴片（$ \geq 10^{18}$ Mx）具有相同的极性，而较小的贴片具有两种极性的公平平衡。因此，整个极区的极性仅由大的磁集中决定。在当前太阳活动周期的缓慢上升阶段，极地地区的净通量明显减少。北极地区的减少速度比南极地区快。净通量的减少是由于大通量集中的数量和大小减少以及低纬度出现极性相反的斑块造成的。相比之下，我们没有看到与较小的补丁（$ < 10^{18}$ Mx）和水平磁场在2008- 2012年期间的磁通量的时间变化。
2012-05-10 astro-ph.SR
Observations of Supersonic Downflows in a Sunspot Light Bridge as Revealed by Hinode
最近从Hinode进行的高分辨率分光偏振观测发现了太阳黑子光桥中超音速下降流的存在（Louis等人，2009年）。这些下降流发生在局部补丁，接近该领域的方位角改变了一个大的值。这种明显的方位不连续性是沿着光桥西部边缘的一条薄脊看到的。其中一些（但不是全部）下流斑块与Ca II H滤光图中看到的色球亮度增强是同空间的。在0.3弧秒尺度下的磁场不均匀性的存在，可能有助于在较低的色球层中磁力线的重联，其特征可能是已经观察到的超音速下降流和亮度增强。
2012-06-19 astro-ph.SR
The nascent fast solar wind observed by EIS onboard Hinode
太阳风的起源是空间和太阳物理学中尚未解决的重要问题之一。我们在这里报告的第一个光谱特征的新生快速太阳风的观测基础上的极冕洞，其中补丁的蓝移明显地存在于多普勒谱的日冕发射线与lg（T/K）=6.0的形成温度。相应的上升流与冕洞中的开放场线有关，似乎始于太阳过渡区，并随着温度的升高而变得更加突出。这种依赖于温度的等离子体外流被解释为极冕洞中新生快速太阳风的证据。具有显著上升流的斑块在上过渡区仍然是孤立的，但在日冕中合并，这与太阳风外流由膨胀的磁漏斗引导的情景一致。
2009-12-22 astro-ph.SR
Association of calcium network bright points with underneath photospheric magnetic patches
最近专门进行的日出极区活动揭示了太阳极区存在着集中的千高斯级磁场斑块，这些磁场斑块也被证明与光球层水平的光斑亮点有关。在这项工作中，我们证明，这种空间的磁场的不稳定性持续甚至到色球高度。在太阳网络结构的明亮网络通道中可见的小尺度明亮元素被称为网络亮点。我们使用特殊的日出活动，专门观察太阳的极地地区，研究在最后一个扩展的太阳极小期阶段的极网亮点。利用太阳光学望远镜（SOT）观测到的色球Ca ii H图像，研究了Ca ii H在色球中的分布.对于磁场信息，使用分光偏振计（SP）的2级数据。我们观察到极网亮点和磁场浓度之间有相当大的关联。发现这些亮点的强度与其下光球磁场强度有很好的相关性，两者之间存在线性关系。
2019-02-11 astro-ph.SR
Relationship between vertical and horizontal magnetic fields in the quiet Sun
几十年来，人们已经知道在互联网区域存在垂直磁场，而最近利用\textit{Hinode}对水平磁场的特性进行了广泛的研究。互联网区域中的垂直和水平磁场被认为是独立的实体，并且迄今为止尚未以统一的方式进行研究。利用\textit{Hinode}，我们发现了网间区域的垂直和水平磁场之间的明确的位置关联。基本上所有的水平磁性贴片都与垂直磁性贴片相关联。或者，一半的垂直磁性贴片容纳水平磁性贴片。这些水平面片位于垂直面片的边界周围。在水平贴片内部用斯托克斯$V$线比获得的内禀磁场强度是弱的，并且处于次均分场区（$B<700$ G），而水平贴片外部的场强度范围从弱到强（kG）场。垂直磁块集中在中粒和超粒边界上，而水平磁块仅在中粒边界上发现。这些观测结果为我们提供了关于垂直和水平互联磁场起源的统一信息。我们推测，互联网磁场是由双极足点的小尺度通量管的出现提供的，足点的垂直磁场由于对流坍缩而增强到kG。由此产生的强垂直场被超颗粒流平流输送，最终形成网络场。
2011-03-29 astro-ph.SR
Solar Ultraviolet Bursts in a Coordinated Observation of IRIS, Hinode and SDO
太阳紫外暴是过渡区图像中的小尺度致密增亮。在这些爆发中，过渡区谱线的光谱轮廓显著增强和加宽，并且经常与色球层吸收线如Ni~{ \sc{ii} } 1335.203和1393.330 λ重叠。我们使用界面区域成像光谱仪（IRIS），太阳动力学天文台（SDO）和\textit{Hinode}在2015年2月7日的协调观测来研究几个紫外线爆发的特性。我们共观测到12个紫外暴，其中11个紫外暴揭示了Ni~{ \sc{ii} }吸收线的小的蓝移。然而，在一个紫外爆发中，Ni~{ \sc{ii} }线出现了明显的$\sim$ 20 km s $^{-1}$的红移，这似乎与IRIS狭缝图像中观察到的冷等离子体下降流有关。我们还研究了三维磁场拓扑结构使用磁流体静力学模型，并发现一些紫外爆发与磁零点或秃斑。此外，我们发现，这些紫外线爆发揭示没有明显的日冕签名从SDO上的大气成像组件（AIA）和极紫外成像光谱仪（EIS）上的观测\textit{Hinode}。
2019-02-12 astro-ph.SR
Properties of solar plage from a spatially coupled inversion of Hinode SP data
研究了在AR 10953中形成扩展谱区的磁场的性质。用SPINOR程序反演了Hinode卫星上的分光偏振仪记录的6302 nm处Fe I线对的斯托克斯光谱。该代码对斯托克斯光谱进行了2D空间耦合反演，允许检索每个像素的大气中的光学深度梯度，同时考虑仪器PSF的影响。因此，不需要磁性填充因子。反演结果表明，磁斑是由磁通量浓度（MFC）组成的，在log（τ）=-0.9时，典型场强为1520 G，倾角为10 - 15 °。MFC通过形成由更弱和更倾斜的磁场组成的磁冠而膨胀。孤立MFC的膨胀和平均温度分层可以很好地近似与经验plage薄通量管模型。在所有log（τ）层中，MFC的最高温度位于其边缘。虽然MFC内部的等离子体几乎处于静止状态，但每个MFC都被一个平均为2.4 km/s的下行流环所包围，log（τ）= 0，峰值速度高达10 km/s，这是超音速的。MFC的下降流环随着高度的增加而减弱并向外移动，这是MFC膨胀的痕迹。这样的下流环通常具有与主MFC极性相反的磁性贴片，其在log（τ）= 0时具有低于300 G的典型场强。这些极性相反的斑块位于其主要MFC的树冠下方。我们发现了一个强大的扩大的斯托克斯配置文件在MFC的证据，特别是在周围的MFC的下流环（表示在反演的微湍流）。这表明存在很强的未分辨速度。更大的磁结构，如太阳黑子，导致附近MFC的磁场更加倾斜。
2015-01-06 astro-ph.SR
Precursor of Sunspot Penumbral Formation discovered with Hinode SOT Observations
我们目前的观测的一个间接的签名，这将有助于了解太阳黑子半影的形成过程。日之出太阳光学望远镜成功地捕捉到了一个太阳黑子从小孔到一个大的发育良好的太阳黑子的整个演化过程，其中半影出现在NOAA活动区11039的一个新兴通量区。我们发现在Ca II H图像中，在本影周围形成半影之前，围绕本影（孔）的环形区（宽度为3”-5”）。半影的发展似乎是为了填补环形区。环形带显示弱磁图信号，意味着那里的磁通量较小或磁场高度倾斜。移动预先存在的环境磁场岛，使其分布在环形区的外边缘，并且不进入该区域。在该区域没有强烈的系统性流动模式，但我们偶尔观察到小的磁通量斑块流出。观测结果表明，环形带不同于黑子沟流区，它代表了色球层的结构。我们的结论是，环形带反映了形成的磁冠覆盖在周围的区域在色球水平的本影，在光球水平的半影形成之前。半影的形成过程需要考虑色球层中的磁场结构。
2012-02-06 astro-ph.SR
HINODE Observations of Coherent Lateral Motion of Penumbral Filaments during a X-class Flare
2006年12月13日的X-3.4级耀斑是由HINODE/SOT FG仪器以0.2弧秒的分辨率以2分钟的高节奏观测到的。在G波段图像中也可以看到耀斑带。对这些观测结果进行仔细分析后，正确的图像注册显示耀斑相关的变化，在半影灯丝的相关太阳黑子，第一次。在大耀斑期间观测到的太阳黑子变形、半影面积衰减和磁通量变化在文献中已有报道。在这封信中，我们报告了X级耀斑期间三角洲黑子剪切区域中半影暗条的横向运动。这样的转变以前从未出现过。横向运动分两个阶段，（i）耀斑带穿过半影暗条之前的运动和（ii）之后的运动。前一个运动是远离膨胀的耀斑带，持续约4分钟。后一种运动方向相反，持续了四十多分钟。此外，我们还在相邻的极性相反的斑点中定位了一个补丁，该补丁向与半影丝相反的方向移动。这些斑块一起表示极性反转线（PIL）两侧的共轭足点，相互移动。这种会聚运动可以解释为磁力线的收缩。
2009-10-28 astro-ph.SR
Transition-Region/Coronal Signatures and Magnetic Setting of Sunspot Penumbral Jets: {\it Hinode} (SOT/FG), Hi-C and {\it SDO}/AIA Observations
半影微喷流（Penumbral microjet，PJ）是太阳黑子半影色球层中短暂的窄亮特征，Katsukawa等人（2007）首先使用{ \it Hinode}的太阳光学望远镜（SOT）上的\CaII \H线滤波器对其进行了表征。有人提出，PJ的形成是由于半影的两个磁分量（脊和脊间）之间的重联，它们可能有助于太阳黑子半影上方的过渡区（TR）和日冕加热。我们提出了一个修改后的图片形成的PJs的基础上最近的结果，太阳黑子半影丝的内部结构。利用高分辨率日冕成像仪（{ \it Hinode}/SOT）和\it太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）的不同通带的太阳黑子数据，我们检验了PJ是否在TR和日冕中具有特征。我们在任何AIA通带中几乎找不到正常PJ的任何可辨别的特征，除了其中一些在1600 μ m图像中出现。然而，我们发现了具有类似寿命但更大尺寸（宽达600公里）的异常强大的喷流，这些喷流在半影的几个位置反复出现，在斯托克斯-V图像中可以看到一些半影细丝尾部相反极性场的证据。这些大尾巴的PJ确实显示了TR的特征。他们是否有任何冠温等离子体是模糊的。我们推断，没有一个PJ，包括大尾巴PJ，直接加热AR中的日冕，但任何半影喷流都可能通过产生阿尔文波和/或编织日冕场间接驱动日冕加热。
2015-11-24 astro-ph.SR
Spectral magnetic helicity of solar active regions between 2006 and 2017
我们使用2006- 2017年期间Hinode的数据计算了太阳表面约2485个边长约100 Mm的斑块的磁螺旋度和能谱。一个广泛的数据库组装，我们列出的磁能和螺旋度，大，小尺度的磁螺旋度，平均电流螺旋度密度，分数磁螺旋度，以及相关长度与日出图标识号（MapID），以及卡林顿纬度和经度为每个MapID。虽然有偏离半球符号规则的磁和电流螺旋度，弱的趋势，这里报告的是与以前的结果。这被认为是一个物理效应与个别活跃地区的主导地位，有助于更强烈地解决日出图。与以前的工作相比，典型的相关长度被发现是6-8微米，而长度尺度相关的磁和电流螺旋度彼此被发现是约1.4微米。
2019-06-16 astro-ph.SR
Relationship between magnetic field properties and statistical flow using numerical simulation and magnetic feature tracking on solar photosphere
我们进行辐射磁流体动力学计算的太阳宁静区调查的依赖性的统计流的磁性和三维（3D）结构的磁补丁在存在的大规模流动，模仿差分旋转。已经证实，强磁场斑块在太阳表面的纵向移动更快。因此，强磁补丁更深入地渗透到太阳内部。深层磁斑的运动受深层较快的微分转动的影响。在这项研究中，我们使用R2D2代码进行现实的辐射磁流体动力学计算，以验证较强的补丁有更深的根源。我们还添加了大规模的流动来模拟差分旋转。自动检测和跟踪磁块，并评估30，000个磁块的深度。然后在光球层测量了290万个磁斑的速度。我们得到的依赖这些值的磁性，如磁场强度和通量。我们的研究结果证实，强磁补丁往往表现出更深的根源和更快的运动，我们比较我们的结果与观测使用的点扩散函数的仪器在日出和太阳动力学天文台（SDO）。我们的结果是定量一致的SDO以前的观测结果。
2021-03-05 astro-ph.SR
Variations of the vector magnetic structures in the solar polar regions observed by Hinode
基于Hinode 2012-2021年极区矢量磁场数据，研究发现活动周24期间主导极性磁通在极小期达峰值，总磁通与开放磁力线多于活动周23，并揭示极区局部发电机及磁斑扇形结构。
2025-09-24 astro-ph.SR
A new type of small-scale downflow patches in sunspot penumbrae
通过对太阳黑子半影的观测研究，揭示了小尺度流结构的性质以及它们与太阳磁场结构和Evershed流的关系。我们还研究了光球动力学与色球活动的关系。利用日本日之出号太阳光学望远镜对不同日心角下黑子半影区光球Fe I谱线的分光偏振观测资料进行了数据分析。矢量磁场和速度推导出使用光谱偏振数据和斯托克斯反演技术。一个观察与钙II H滤波图的空间和时间的光谱偏振之一也被用来研究可能的色球层响应。我们发现光球层有小的下沉流。下流补片的尺寸为0.5”或更小，其几何结构与Evershed流的几何结构不同。在光球低层，下降速度约为1 km/s，在光球上层几乎为零。一些下降流补丁与增亮钙II H图像中看到的。下行流是可能的观测签名的下行流驱动的磁重联在交错的磁场配置，其中向上的流动，使增亮的色球层。另一种可能性是，它们是集中向下流动的翻转磁对流。
2010-07-10 astro-ph.SR
Supersonic Downflows in a Sunspot Light Bridge
我们报告的发现超音速下降流的太阳黑子光桥使用的分光偏振仪板上的日之出卫星进行测量。下降流发生在靠近矢量磁场方向迅速改变的区域的小块区域中，并且与异常圆极化分布相关联。对观测到的斯托克斯光谱进行反演，发现其速度高达10公里/秒，使其成为有史以来在光桥中测量到的最强光球流。一些（但不是全部）的下行补丁是同空间和同时间的亮度增强色球钙II H过滤图。我们认为，这些流动是由于磁重联在上层光球/较低的色球层，虽然不能排除其他机制。
2009-09-29 astro-ph.SR
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Physikalisch Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）
Hinode EIS观测到非日冕爆发期间的强多普勒位移，源于边缘活跃区域的小规模日冕喷射，表明EUV多普勒图比EUV图像更敏感地检测小规模爆发。
2025-12-02 astro-ph.SR
Detection of flux emergence, splitting, merging, and cancellation in quiet Sun
我们通过自动检测来调查磁活动的频率，即通量出现、分裂、合并和消除，以了解Parnell等人（2009）报告的磁通量幂律分布的产生。本文利用Hinode/ SOT在Na I线上观测到的太阳静磁图。研究的补丁范围从10^{17}Mx到10^{19}Mx。出现和取消比合并和分裂少得多。分裂的时间尺度被发现是~33分钟，是独立的通量中包含的分裂补丁。此外，磁补丁分裂成任何磁通量的内容具有相同的概率。结果表明，这样的碎裂过程导致一个分布的幂律指数-2。合并对通量含量的依赖性很弱，只有-0.33的幂律指数。这些结果表明：（1）磁斑通过分裂、合并和微小抵消而破碎;（2）在这些破碎之后，通量通过微小抵消从光球中移除。
2012-01-23 astro-ph.SR
A comparison between solar plage and network properties
我们比较了高空间分辨率下太阳网络和活动区斑中的kG磁结构的性质。我们的分析使用了六个SP扫描的太阳盘中心日出SOT和倒置的光球6302的光谱线对使用二维SPINOR代码。网区和谱区的光球磁场浓度平均为1.5 kG，倾角为10-20度，内部下降流小于400 m/s，外部下降流为2-3 km/s。在圆盘中心，网络中磁场浓度的连续强度平均比平均安静的太阳亮10%，而它们的谱斑则暗3%。更详细的分析显示，网络中所有大小的单个kG斑块的平均场强都高出150 G，连续对比度高出5%，周围的下行流比滩中类似大小的斑块快800 m/s。周围下降流的速度也与斑块面积相关，含有孔隙的斑块可以在单个像素中产生超过11 km/s的超音速流。此外，与网络相比，kG斑块的磁冠层在plage中的水平度平均高9度。网络和谱斑之间的大部分差异是由于它们不同的斑块大小分布，但相似大小的斑块之间的内在差异可能是由于对流光球对流的修改与增加量的磁通量。
2019-08-20 astro-ph.SR
Peripheral downflows in sunspot penumbrae
太阳黑子的半影显示出沿外围的高速斑块。高速下降流斑块被认为是Evershed流的回流通道。我们的目标是调查他们的结构，详细使用日出SOT/SP观测。我们采用傅立叶插值结合空间耦合的高度相关的LTE反演斯托克斯配置文件，以产生高分辨率，高度相关的地图，这些下行流的大气参数，并调查其属性。高速下降流被观察到在很宽的视角范围内。它们具有超音速的视线速度，有些超过20公里/秒，以及非常高的磁场强度，达到7千吉以上。发现了下流速度与磁场强度之间的关系，与MHD模拟结果一致。高分辨率的耦合反演允许精确确定小尺度结构。恢复的大气结构表明，具有非常高的下行速度的区域包含一些太阳上测得的最强磁场。
2013-08-02 astro-ph.SR
Patches of magnetic switchbacks and their origins
帕克太阳探测器（PSP）已经表明，内日球层中的太阳风的特征是磁之字形（以下简称“之字形”）的准无所不在，即磁场线的局部向后弯曲。回转也往往是以补丁的形式出现的，具有大规模的调制，似乎具有与太阳上的超颗粒相媲美的空间尺度大小。在这里，我们检查的数据，从第一次十次遇到的PSP集中在不同的时间间隔时，明确之字形补丁观察到的PSP。我们发现，之字形调制，在几个小时的时间尺度上，似乎是独立的PSP是否在近日点附近，当它迅速穿越大片的经度保持在相同的日心距离，或附近的径向扫描的一部分，其轨道，当PSP盘旋在同一经度的太阳，而迅速径向向内或向外移动。这意味着之字形补丁也必须有一个内在的时间调制最有可能起源于太阳。在两个连续的贴片之间，磁场通常非常静止，具有微弱的波动。我们比较了各种参数之间的静止间隔和之字形间隔。结果表明，静止间隔通常不如之字形间隔那么阿尔夫文，并且静止间隔中的磁功率谱通常较浅。我们建议，时间调制之字形补丁可能与“呼吸”新兴的流量出现在图像中的“气泡”的形成下的Hinode/SOT观测的双折射。
2022-06-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Vertical magnetic field gradient in the photospheric layers of sunspots
本文研究了光球层黑子磁场的垂直梯度。使用Hinode航天器上的SOT/SP和VTT上安装的TIP-2进行了独立观测。我们应用国家的最先进的反演技术，这两个数据集检索的磁场和相应的垂直梯度。在太阳黑子半影区，我们探测到磁场强度的负垂直梯度，即，磁场强度随着光球层中的光学深度而减小。负梯度斑块位于两个数据集中的内部和部分中间半影。从SOT/SP观测中，我们发现负梯度斑块主要局限于光球深层，集中在半影暗条边缘附近。磁流体动力学模拟也显示了负梯度的内部半影，也在位置的细丝。在观测和模拟中，磁场与光学深度的负梯度在半影中的某些径向距离处占主导地位。即使在方位角方向上进行平均后，内半影中光学深度的负梯度仍然存在，无论是在观测中，还是在较小程度上，也在MHD模拟中。我们解释所观察到的局部存在的负的垂直梯度的磁场强度的观测结果，从脊椎随着高度扩大和关闭以上的较弱的场inter-spines较强的字段。方位平均后光学深度的负梯度的存在可以用两种不同的机制来解释：等光学深度表面的高反射率和由于半影较深层中存在未分辨的相反极性补丁而导致的偏振信号的抵消。
2016-10-03 astro-ph.SR
Various Local Heating Events in the Earliest Phase of Flux Emergence
新兴通量区（EFR）是已知的表现出各种零星的局部加热事件在低层大气。为了研究这些事件的特征，特别是将光球磁场和大气动力学联系起来，我们分析了NOAA AR 12401中一个新的EFR的Hinode，IRIS和SDO数据。在Hinode/SOT Ca图像中识别的151个亮点（BP）中，有29个被SOT/SP扫描重叠。在EFR中心的七个BPs具有混合极性的光球磁背景。它们的IRIS UV光谱（例如，Si IV 1402.8 A）的亮度增强，并发生红移或蓝移，其尾部达到+/- 150 km/s，这高度暗示了双向喷流，每次增亮持续10 - 15分钟，留下类似耀斑的光变曲线。这一组中的大多数都显示出光秃秃的斑块，即U形的光球磁环。另外10个BP位于EFR边缘的单极区。它们的紫外线强度一般较弱，并表现出系统的红移，多普勒速度高达40公里/秒，这可能超过过渡区的当地声速。这两种类型的BP显示出强烈的温度上升的迹象，在低色球层。这些观测结果支持了EFR中心的加热事件是由于像Ellerman炸弹那样的抵消波动场内的磁重联引起的物理图象，而外围加热事件是由于沿着上覆的拱形细丝系统的快速下降流引起的冲击或强压缩引起的。
2017-01-05 astro-ph.SR
Magnetic Flux Emergence in a Coronal Hole
各种空间和地面观测站的联合活动，包括日本Hinode任务（HOP~338，2017年9月20日至30日），GREGOR太阳望远镜和\textit{Vacuum Tower Telescope}（VTT），调查了许多目标，如孔隙，太阳黑子和日冕洞。在这项研究中，我们专注于冕洞区的目标。2017年9月24日~ 2017年9月24日，一个非常扩展的非极性冕洞出现了斑块状的通量出射，这有助于冕洞的总面积减小。这些通量出现的斑块侵蚀了冕洞，并将该地区转变为一个更安静的太阳样区域，其中双极磁结构发挥了重要作用。相反，磁通量抵消导致相反极性的磁场的减少和冕洞面积的增加。利用\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）和\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）的数据，研究了其他全球冕洞特征，包括相关磁通量的演化和上述EUV区域的演化。太阳风的行星际介质参数显示出与冕洞存在相一致的参数。此外，在这些参数中发现了特定的瞬态。
2020-06-21 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancelation as the Trigger of Solar Coronal-Hole Coronal Jets
我们详细调查的磁原因的微灯丝喷发，驱动日冕洞射流。我们研究了13个随机的盘上冕洞喷流喷发，使用高分辨率的X射线图像从Hinode/XRT，EUV图像从SDO/AIA，和磁图从SDO/HMI。对于所有13个事件，我们跟踪的喷气基地区域的演变，并发现一个minifilament的冷（过渡区温度）等离子体是目前每个喷喷发之前。HMI磁图显示微丝沿着多数极性和少数极性磁通量贴片之间的磁中性线存在。这些斑块相互会聚和抵消，所有13个喷流的平均抵消率约为0.6 X 1018 Mx hr^{-1}。中性线上持续的通量抵消最终使微丝场不稳定，微丝场向外爆发并产生喷流尖顶。因此，我们发现，所有13个冕洞喷流驱动的微暗条爆发是由中性线上的通量抵消触发的。这些结果与Panesar et al 2016 b最近对平静区喷流的发现一致，其中底层中性线处的通量抵消触发了驱动每个喷流的微丝喷发。因此，通过对宁静太阳喷流和冕洞喷流研究，我们认为通量抵消是触发宁静区和冕洞喷流的主要候选者
2018-01-16 astro-ph.SR
Statistical Study on the Nature of Solar Flux Emergence
我们研究了101个通量涌现事件，从小的短暂区域到大的涌现通量区域，这些事件是用日之出太阳光学望远镜的滤光片观测到的。我们研究了羽化事件的总磁通量如何控制羽化的性质。为了确定磁流突现的模式，采用局部相关跟踪法测量了磁流突现点磁斑的水平运动速度场。在大于2 \times 10^19 Mx的大出射通量区的两个主极性之间，存在反极性磁斑的汇聚流。另一方面，小的短暂的区域没有表现出收敛流，但简单的发散模式。当我们在新兴网站的详细功能，无论总流量和空间大小，所有的新兴事件被观察到由单个或多个基本的新兴单位（S）。典型的单一涌现的大小是4毫米，与模拟结果一致。通过对磁浮现事件的统计研究，发现两个主极之间的最大空间距离、磁通量增长率和平均分离速度分别服从总磁通量的幂律函数，指数分别为0.27、0.57和-0.16。通过对观测到的幂律关系的讨论，我们得到了太阳通量浮现的物理观点，即浮现的磁场与周围的湍流大气平衡地漂浮和演化。关键词：太阳：磁场-太阳：出射通量-太阳：光球-太阳：色球
2011-06-10 astro-ph.SR
The solar internetwork. III. Unipolar versus bipolar flux appearance
小尺度互联网（IN）磁场被认为是安静的太阳磁性的主要组成部分。因此，了解它们如何出现在太阳表面至关重要。在这里，我们采用了高分辨率，高灵敏度，长时间的Hinode/NFI磁图序列来分析的外观模式和时空演化的单个IN磁性元素内的超颗粒细胞在磁盘中心。从识别的通量补丁和磁摩擦模拟，我们发现有两个不同的人口的IN通量浓度：单极和双极功能。双极特征往往比单极特征更大更强。它们的寿命也更长，每个特征携带更多的通量。这两种类型的通量集中出现均匀的太阳表面。然而，我们认为，双极功能真正代表了太阳表面新通量的出现，而单极功能似乎是由背景通量的合并形成的。磁双极的出现速度比单极特征更快（68 Mx cm $^{-2}$日$^{-1}$），并提供超颗粒内部检测到的总瞬时IN通量的约70%。
2021-11-05 astro-ph.SR
Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?
对太阳极区的观测对于了解太阳发电机和太阳风的加速至关重要。我们用“日之”号上太阳光学望远镜的分光偏振仪对北极地区和宁静太阳东翼进行了精确的磁观测，以确定极地地区相对于宁静太阳的特征。极区的千克磁集中的平均面积和总磁通量似乎比宁静太阳的大。在宁静太阳中被归类为垂直的磁场矢量在强度为零附近具有对称的直方图，显示出平衡的正和负通量，而北极区域的直方图明显不对称，显示出负极性的优势。极区的总磁通量大于宁静太阳的总磁通量。相比之下，水平磁场的直方图在极地和平静的太阳之间完全相同。这与水平磁场是由局部发电机过程引起的观点是一致的。一个高分辨率的位场外推表明，大多数的磁场线从千克补丁在极地地区是开放的扇出结构非常低的大气中，而在安静的太阳，几乎所有的磁力线是封闭的。
2010-05-20 astro-ph.SR
The Solar Internetwork. II. Magnetic Flux Appearance and Disappearance Rates
小规模互联网络磁场是宁静太阳的重要组成部分。在本文中，我们分析了它们如何出现和消失在太阳表面。使用高分辨率的Hinode magnetograms，我们遵循在磁盘中心的两个超颗粒细胞内部的个别磁性元素的演变。从长达38小时的连续测量，我们表明，磁通量出现在互联网区域的速度$120\pm3$ Mx厘米$^{-2}$天$^{-1}$（$3.7 \pm 0.4 \times 10^{24}$ Mx天$^{-1}$在整个太阳表面）。磁通量以$125 \pm 6$ Mx cm $^{-2}$ day $^{-1}$（$3.9\pm 0.5 \times 10^{24}$ Mx day $^{-1}$）的速率从互联网络中消失，这是通过磁性元素的衰落、相反极性特征之间的抵消以及与网络补丁的相互作用实现的，网络补丁将互联网络元素转换为网络特征。大部分通量通过衰落和与网络的相互作用而损失，几乎以大约50 Mx cm $^{-2}$天$^{-1}$的速率损失。我们的结果表明，互联网络的磁通量的源和汇是很好的平衡。利用瞬时通量的出现和消失率，我们成功地再现了两个超颗粒细胞的总无符号通量的时间演化。
2016-04-06 astro-ph.SR
Emergence of small-scale magnetic loops through the quiet solar atmosphere
我们在极小的空间尺度上研究了宁静太阳中磁通量的出现，着重于光球层和色球层之间的磁联系。观测数据包括分光偏振测量和用Hinode卫星和荷兰开放望远镜拍摄的滤光图。我们发现，一个显着的比例存在于互联网络区域的磁通量出现在Ω形回路的形式。出现率为每小时0.02圈/角秒^{-2}，这将为太阳表面带来1.1 x 10^12 Mx s^{-1}角秒^{-2}的新通量。最初，观察到的环是颗粒细胞上方的小块线性极化。不久之后，两个相反极性的足迹在颗粒内部或边缘的圆偏振中变得可见，并开始向相邻的粒间空间移动。足点的方向似乎不遵守黑尔的极性规则。环不断地受到对流运动的冲击，但它们总是保持高度的连贯性。有趣的是，光球层中出现的环有23%到达色球层（69个中有16个）。它们首先在Fe I 630 nm磁图中被检测到，5分钟后在Mg I b 517.3 nm磁图中被检测到。大约8分钟后，其中一些也在Ca II H线核心图像中观察到，其中足点产生小的亮度增强。
2009-05-18 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
The Solar Internetwork. I. Contribution to the Network Magnetic Flux
在太阳表面观测到的磁网络包含了相当大一部分的安静的太阳总通量。然而，它的起源和维护并不清楚。在这里，我们调查的贡献互联网络磁场的网络通量。互联网领域渗透到超颗粒细胞的内部，并显示出大的出现率。我们使用长时间序列的Hinode和自动特征跟踪算法获得的磁图，以遵循网络和网络间通量元素的演变。我们发现，14%的安静的太阳通量是在互联网领域的形式，几乎没有时间上的变化。互联网元素与网络补丁交互，并通过添加流量（通过合并过程）或删除流量（通过取消事件）来修改网络的流量预算。合并似乎是占主导地位的，所以互联网的净流量贡献是积极的。在整个太阳表面上，观测到的向网络传输的通量速率为1.5 × 10^24 Mx天^-1。因此，互联网络仅在9-13小时内提供与网络中存在的通量一样多的通量。考虑到并不是所有传输的流量都被并入网络，我们发现互联网络将能够在大约18-24小时内替换整个网络流量。这使得互联网络成为网络最重要的贡献者，挑战了短暂区域是安静太阳中流量的主要来源的观点。大约40%的互联网流量最终在网络中结束。
2014-08-11 astro-ph.SR
The continuum intensity as a function of magnetic field II. Local magnetic flux and convective flows
为了加深我们对太阳活动区（AR）和宁静太阳（QS）小尺度磁场对太阳辐照度的作用的理解，研究其连续亮度的物理过程是至关重要的。先前的结果表明，在QS中的磁性元素达到更大的连续强度比AR在磁盘中心，但离开这种差异无法解释。利用Hinode/SP盘心资料，研究了局部磁通量对对流强度和连续强度对比度的影响。通过Milne-Eddington反演（VFISV代码）检索了表观（即在一个像素上平均）纵向场强和视线（LOS）等离子体速度。我们分析了一系列在AR谱段和QS上采集的盒子，以确定磁性元素的连续强度对比度、垂直流的振幅和盒子平均对比度如何受到盒子中平均纵向场强的影响（盒子中的总无符号通量与之成比例）。我们的研究结果表明，作为磁通量增加局部（例如，从弱网络到强plage），加热的磁性元件减少了中间的更大和更强的磁补丁内的对流能量传输的抑制。这一点，再加上已知存在的较大的磁性特征，可以解释先前发现的AR中最亮磁性元素的对比度低于QS。对流的抑制也影响光球区域的平均连续亮度，因此在圆盘中心，一个强网络或斑的光球区域比一个纯粹安静的区域显得更暗。这与三维MHD模拟的预测定性一致。
2014-02-14 astro-ph.SR
Emergence of magnetic flux sheets in the quiet Sun. I. Statistical properties
本研究利用Hinode和SST望远镜数据开发两步法，首次统计分析宁静太阳中覆盖米粒的磁通量片层浮现事件，量化其频率及对光球磁通量收支的贡献，并揭示其与各类米粒现象的关联及回收磁通量的潜在作用。
2025-01-29 astro-ph.SR
