The Force-Free Electrodynamics Method for the Extrapolation of Coronal Magnetic Fields from Vector Magnetograms
我们提出了一个新的改进版本，我们的无力电动力学（FFE）的数值代码在球坐标系外推的磁场在太阳日冕内从光球矢量磁图。该程序满足光球边界条件和divB=0的加工精度要求。我们的方法的性能与标准的收敛参数进行评估，并被发现是可比的其他非线性无力外推。
2012-09-25 astro-ph.SR
The correlation of fractal structures in the photospheric and the coronal magnetic field
本文研究了太阳活动区光球磁场和日冕磁场的分形性质之间的关系，结果表明，当采用非线性无力外推时，观测到的光球二维结构的分形维数与外推的日冕不稳定体积之间没有相关性。这一结果与（1）使光球磁场更接近非线性无力平衡和（2）忽略几乎完全由不稳定体积填充的模型磁场体积的下部的努力无关。光球和日冕磁特征的分形维数之间的显着相关性，只观察到在零水平（下限）的近似无电流（潜在的）磁场外推。我们的结论是，复杂的过渡从光球非无力领域的日冕无力的阻碍任何直接的相关性之间的分形维数的2d光球图案和它们的3d对应的日冕在非线性无力的限制。
2009-08-27 astro-ph.SR
The 3D structure of an active region filament as extrapolated from photospheric and chromospheric observations
利用基于光球和色球高度同时观测的非线性无力场外推方法研究了活动区暗条的三维结构。为此，我们使用了在VTT（特内里费岛）用特内里费岛红外偏振仪（TIP）获得的Si I 10827 λ线和He I 10830 λ三重态。这两个外推已经进行了独立于彼此和它们各自的空间域重叠在一个相当大的高度范围。这为诊断开辟了新的可能性，除了通常通过一个外推法获得的，通常是从光球层。在这些可能性中，该方法允许确定He I 10830 Xe信号在太阳表面上方的平均形成高度为\approx 2 μ m。它还允许交叉检查所获得的3D磁性结构，以验证与无力条件的可能偏差，特别是在光球处。外推产生一个由扭曲的磁通绳形成的灯丝，其轴位于太阳表面上方约1.4 Mm处。扭曲的场线沿着我们盒子内的灯丝稍微多转一圈，这导致0.055圈/微米。场线的凸起部分（从太阳表面看）构成了等离子体自然可以支持的凹陷。所获得的三维磁结构的灯丝取决于所观察到的水平磁场的选择，从180 \circ解决方案的方位角确定。我们推导出一种方法来检查所选择的180 \circ模糊度解决方案的正确性。
2012-01-12 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
Helioseismic response to X2.2 solar flare of February 15, 2011
2011年2月15日的X2.2级太阳耀斑产生了一次强烈的日震事件，这是太阳动力学天文台（SDO）的HMI仪器观测到的太阳光球对耀斑影响的日震响应。脉冲激发的声波形成了一个紧凑的波包，穿过太阳内部，在表面上表现为扩展的波波纹。观测到初始耀斑撞击的形式是多普勒速度、视线磁场和连续强度的紧凑和快速变化。这些变化形成了典型的双带耀斑结构，并被认为与高能粒子加热低层大气的热和流体动力学效应有关。对SDO/HMI和来自Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的X射线数据的分析表明，日震波是在硬X射线（50-100 keV）脉冲之前观测到的，由早期脉冲阶段的光球撞击引发的，并且可能与相对低能电子（~6-50 keV）和热通量传输的大气加热有关。在日震波出现之前，撞击造成了太阳黑子半影的短暂运动。研究发现，日震波阵面穿过太阳黑子时振幅较低，且相对于黑子外的阵面有明显的延迟。这些观测结果为研究耀斑对光球的影响和利用耀斑激发的波进行太阳黑子地震学研究开辟了新的前景。
2011-05-04 astro-ph.SR
A Magnetostatic Grad-Rubin Code for Coronal Magnetic Field Extrapolations
日冕磁场不能直接观测到，但原则上它可以从观测得比较好的光球磁场中重建出来。一种流行的方法使用非线性无力模型。光球处的非磁力是重要的，这意味着光球数据与无力模型不一致，并且这导致建模的问题（De Rosa等人，占星术。J. 696，1780，2009）。在本文中，我们提出了一个数值实现的梯度鲁宾方法重建日冕磁场使用静磁模型。该模型包括压力和非零磁洛伦兹力。我们证明了我们的实施一个简单的分析测试情况下，并获得的速度和数值误差缩放作为网格大小的函数。
2012-09-26 astro-ph.SR
Chromospheric magnetic field: A comparison of He I 10830 A observations with nonlinear force-free field extrapolation
非线性无力场（NLFFF）模型已被广泛应用于日冕三维磁场的研究。NLFFF外推法中的一个假设是等离子体β很低，但在光球层中这种情况被认为是不正确的。我们检查直接测量的色球磁场在两个活跃的地区，通过分光偏振观测在He I 10830 A，这是比较的潜在领域和NLFFF外推的光球。比较允许定量估计的不确定性在NLFFF外推从光球。我们的分析表明，观测到的色球磁场可能比光球磁场具有更大的无势性。此外，在色球高度的大的非潜在性可能不会被复制的NLFFF从光球磁场外推。色球高度上的非势的低估幅度在某些位置上可达30-40度的切变符号角。这种偏离可能是由于光球层中的非力自由所造成的。我们的研究表明，在NLFFF模型中加入测得的色球磁场对改进日冕外推的重要性。
2020-05-30 astro-ph.SR
Casting the Coronal Magnetic Field Reconstruction Tools in 3D Using MHD Bifrost Model
日冕磁场的量化仍然是太阳物理学的核心问题。目前，日冕磁场的模拟通常采用非线性无力场（NLFFF）重建，其精度尚未得到全面评估。在这里，我们执行一个详细的铸造的NLFFF重建工具，如π消歧，光球场预处理，和体积重建方法，使用一个3D快照的公开可用的成熟的辐射MHD模型。具体而言，从MHD模型中，我们知道整个3D域中的磁场矢量，这使我们能够对3D模型体积中的恢复磁场和真实磁场进行"逐体素"比较。我们的测试表明，现有的π消歧方法往往失败的小规模的磁性元素占主导地位的安静的太阳区域，而他们在AR光球和（甚至更好）色球层工作得很好。光球磁场的预处理，虽然确实产生了一个更自由的边界条件，也导致了一些有效的"海拔"的磁场组件。该"仰角"高度对于纵向和横向分量是不同的，这导致在重建的磁性数据立方体中的绝对高度中的系统误差。从实际AR光球磁图开始进行的外推没有这种系统误差，同时具有与从预处理磁图外推的那些可比较的其它度量。这一发现有利于使用外推从原来的光球磁不预处理。我们的测试进一步表明，从力自由色球边界外推产生可测量的更好的结果，比那些从光球边界。
2018-09-13 astro-ph.SR
A comparison of preprocessing methods for solar force-free magnetic field extrapolation
将太阳光球矢量磁图外推到色球层和日冕的三维磁场，通常是在磁场无力的假设下进行的。通过对光球磁图进行预处理，可以提高磁场计算的精度。我们比较了目前使用的两种预处理方法，即Wiegelmann等人（2006）和Fuhrmann等人（2007）的方法。这两种预处理方法被应用到最近观察到的矢量磁图。我们研究了两种预处理算法对磁图的影响。此外，原始磁图和两个预处理的磁图分别作为输入数据的非线性无力场外推通过两种不同的方法，我们分析所产生的领域。这两种预处理方法设法显着减少的磁力和磁转矩，通过磁记录区的作用，并可能导致不兼容的假设力自由的解决方案域。这两种方法还减少了观测到的光球场中的小尺度不规则性的数量，这些不规则性会使解决方案的质量急剧恶化。对于所选的参数集，Wiegelmann等人的方法导致强场区域发生更大的变化，而弱场区域几乎没有变化，因此提供了色球层中磁场矢量的近似值，而Fuhrmann等人的方法微弱地改变了整个磁图，从而更好地保留了原始磁图中存在的模式。这两种预处理方法都将外推场的磁能含量提高到对应于势场的最小能量以上的值。此外，从预处理的磁图计算的磁场满足螺线管条件比未经预处理的计算。
2010-10-28 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
Nonlinear force-free modelling: influence of inaccuracies in the measured magnetic vector
内容：太阳磁场有规律地外推到日冕开始光球磁测量，可以遭受重大的不确定性。目的：在这里，我们研究如何引入到光球磁矢量的理想和嘈杂的斯托克斯参数反演的地图的不准确性影响外推的非线性无力磁场。研究方法：本文利用三维辐射磁流体模拟快照反演Stokes剖面产生的模拟矢量磁图计算非线性无力磁场。这些外推进行比较外推直接从该领域的MHD模拟，这是我们的参考。我们调查如何线的形成和仪器的影响，如噪音，有限的空间分辨率和效果，采用过滤器仪器的影响所产生的磁场结构。通过目视检查磁场分布进行定性比较，并通过不同度量进行定量比较。结果如下：如果理想的斯托克斯数据被反演，则重建的场是最准确的，如果包括仪器效应和噪声，则重建的场变得不太准确。结果表明，在这里测试的非线性无力场外推法是相对不敏感的噪声的影响，在测量的偏振光谱与当今的仪器一致的水平。结论标题：我们的研究结果表明，我们可以重建日冕磁场作为一个非线性的无力场从现实的光球测量的精度为百分之几，至少在没有太阳黑子。
2009-12-15 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
Preprocessing of vector magnetograms for magnetohydrostatic extrapolations
上下文了解三维磁场以及色球和过渡区的等离子体是重要的。一种方法是基于磁流体静力学（MHS）状态的假设，从常规测量的光球矢量磁图中外推磁场和等离子体。然而，光球数据可能与MHS假设不一致。因此，必须研究MHS系统对光球磁场的限制。此外，在应用MHS外推法之前，应对数据进行相应的转换。目标。我们的目标是获得一组表面积分作为标准的MHS系统，并使用这组积分预处理的矢量磁图。方法.通过应用高斯定理并假设太阳上有一个孤立的活动区，我们将太阳体积中的磁能和磁力与光球上的表面积分联系起来。同样的方法被应用于获得光球磁场的限制，作为MHS系统的必要标准。我们使用优化方法对数据进行预处理，以最大限度地减少与标准和测量值的偏差。结果通过将维里定理应用于活动区域，我们发现用于计算无力场能量的边界积分通常低估了大活动区域的磁能。我们还发现，MHS假设只要求净洛伦兹力的x，y分量和净转矩的z分量为零。这些零分量是Aly的无力场判据的一部分。然而，净力和扭矩的其他分量可以是非零值。根据新的标准，我们对磁图进行了预处理，使其与MHS系统更加一致，同时接近原始数据。
2020-10-13 astro-ph.SR
Advancing solar magnetic field extrapolations through multi-height magnetic field measurements
针对低层大气不满足无力场假设的问题，本文结合多高度磁场测量与物理信息神经网络，并引入灵活高度映射，显著提升太阳日冕磁场外推真实性。
2023-12-11 astro-ph.SR
The 17 February 2013 sunquake in the context of the active region's magnetic field configuration
太阳地震是由低层大气对能量和动量突然沉积的流体动力学反应造成的。在这项研究中，我们调查了2013年2月17日发生在NOAA活动区11675的太阳地震。日冕，色球层和光球的观测第一次与活动区磁场的非线性无力模型结合在一起，以探测引发日震的磁环境。我们发现，日震与磁通绳的不稳定和相关的M级GOES耀斑。活动区11675在日震发生时正处于出露阶段，出露所引起的光球运动严重改变了磁绳及其相关的准分界线层，最终触发了磁绳的不稳定性。磁绳被一个延伸的磁场线包络所包围，这些磁场线扎根在一个小区域内，大约在太阳地震的位置。我们认为，信封的配置，通过与膨胀的通量绳相互作用，创造了一个“磁透镜”，可能有集中在一个特定的位置的能量光球，创造了必要的条件，为启动的太阳地震。
2017-09-14 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
Hard X-ray emitting energetic electrons and photospheric electric currents
太阳耀斑期间释放的能量被认为储存在与日冕中流动的电流相关的非潜在磁场中。虽然目前没有日冕电流的测量数据，但现在可以从SDO/HMI观测中得出光球电流的地图。光球电流已被证明是日冕电流的示踪物。粒子加速可以由与日冕电流相关的电场引起。我们在这里重新审视太阳耀斑中粒子加速和活动区中电流之间关系的某些方面。我们研究了2011年2月15日在ARNOAA 11158中的X2. 2耀斑期间，太阳大气中高能电子相互作用位点与光球层水平上测量的垂直电流密度的大小和变化之间的关系。来自RHESSI的X射线图像覆盖在磁场和电流密度图上，这些密度图是使用UNNOFIT反演和Metcalf消歧代码从SDO/HMI的分光偏振测量计算的。还将X射线图像与SDO/AIA的EUV图像进行了比较，以补充耀斑分析。来自热电子和非热电子的部分拉长的X射线发射覆盖了在光球层水平上观察到的拉长的窄电流带。在耀斑过程中观测到一个新的50-100 keV的X射线源（由非热电子产生），它与同期出现新的垂直光球电流的区域（增加15%）同空间。这些观测结果进行了讨论的背景下，其中磁重联（和随后的等离子体加热和粒子加速）发生在载流层的电晕。
2015-06-08 astro-ph.SR
Constraining 3D Magnetic Field Extrapolations Using The Twin Perspectives of STEREO
利用\emph{STEREO}的双视角约束下的线性无力场外推法，重建了太阳活动区（NOAA 10956）的三维磁拓扑。一组日冕场的配置最初产生的光球磁场由迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测到的\emph{SOHO}外推。使用EUV强度为基础的成本函数，外推场线，最符合171毫米通带图像从极紫外成像仪（EUVI）的\emph{STEREO}。这便于对外推场线的扭曲（$α$）施加定量约束，其中$\nabla \times {\bf B} = α{\bf B}$。利用$α$的约束值，研究了扭曲度、连通性和磁能随时间的演化。磁通出现事件被发现导致该地区的磁拓扑结构和总磁能的显着变化。
2010-04-08 astro-ph.SR
Properties of the 15 February 2011 Flare Seismic Sources
2011年2月发生了第24太阳活动周期的第一次近侧X级耀斑，并在光球层产生了非常强烈的地震反应。在2011年，Zavichev报道了一次日震，随后Zharkov等人又发现了第二次日震。耀斑有一个双带结构，并与磁绳喷发和晕日冕物质抛射（CME）的CACTus目录中的报告。在发现第二次太阳地震以及两个源与爆发通量绳脚位置的空间关联之后（Zharkov等人，2011年），我们在这里对观测到的地震源及其周围的光球变化进行了更详细的分析。这些日震是非常不寻常的，发生在耀斑脉冲阶段的早期，震源几乎没有硬X射线（HXR）发射，最强的X射线发射源位于耀斑带中。我们给出了第二个震源的定向时距图，它清楚地显示了一个与传播的声波波包相对应的脊，并发现第二个震源的地震比第一个震源早发生约45秒到1分钟。使用声全息，我们报告不同的频率响应的两个源。我们发现强烈的下行流在地震的位置和超声水平运动在声波激发的第二个网站。
2012-08-21 astro-ph.SR
The Photospheric Temperatures of Betelgeuse during the Great Dimming of 2019/2020: No New Dust Required
形成红超巨星（RSG）扩展大气层的过程，加热它们的色球层，创造分子库，驱动质量损失，并产生尘埃仍然知之甚少。参宿四2019年9月/2020年2月的V波段“大调光”事件及其随后的快速增亮为研究这些现象提供了难得的机会。出现了两种不同的解释来解释变暗;新的尘埃出现在我们的视线中，减弱了光球的光线，或者光球的大部分已经冷却。在这里，我们提出了五年的翼三过滤器（A，B和C波段）TiO和近红外测光在Wasatonic天文台获得。这表明光球层的部分平均有效温度（$(T_{\rm eff}$）明显低于Levesque和Massey（2020年）发现的温度。来自MARCS模型光球和光谱的合成光度学表明，如果有多个光球成分，则可以定量再现V带、TiO指数和C带光度学以及先前报告的4000-6800埃光谱，正如VLT-SPHERE图像所暗示的那样（Montarges等人，2020年）。如果冷却器组件的$ΔT_{\rm eff} \ge 250$ K低于3650 K，则不需要新的粉尘来解释可用的经验约束。主要短（$\sim 430$天）和长周期（$\sim 5.8$年）V波段变化的重合发生在接近深极小期的时间（Guinan等人，2019年）。这与杜普利等人（2020年b）最近报告的V等和光球径向速度的强相关性是一致的。这表明，大部分可见恒星的冷却有一个与光球运动有关的动力学起源，可能是由脉动或大规模对流…
2020-11-11 astro-ph.SR
Are the photospheric sunspots magnetically force-free in nature?
在无力磁场中，场与周围大气中的等离子体没有相互作用，即，电流与磁场对齐，产生零洛伦兹力。许多磁参数的计算，如磁能，太阳黑子磁场的扭曲梯度（从无力参数$α$计算），包括任何类型的外推，在很大程度上取决于光球磁场的无力近似。\cite{metc95}和\cite{moon02}对光球黑子场的无力磁行为进行了研究，结果不一致。\cite{metc95}的结论是光球磁场远离无力的性质，而\cite{moon02}发现光球磁场并不像通常认为的那样远离无力的性质。研究太阳黑子的无力性质需要高分辨率的光球矢量场精确测量。我们使用高分辨率的矢量磁图获得的太阳光学望远镜/光谱偏振仪（SOT/SP）登上日出检查光球黑子磁场的无力行为。通过检验太阳黑子磁场的全局性和局部性，检验了无力的充分必要条件。我们发现太阳黑子的磁场非常接近于无力近似，虽然它们在光球上不是完全无力的。
2010-09-27 astro-ph.SR
Nonlinear force-free field extrapolation in spherical geometry: improved boundary data treatment applied to a SOLIS/VSM vector magnetogram
对太阳磁场的常规测量主要在光球层进行。因此，人们必须根据日冕无力的假设，从测量的光球场推断太阳大气高层的场强。同时，这些实测数据与上述无力假设不一致。因此，必须对这些数据进行一些变换，然后才能应用非线性无外力外推代码。用于模拟日冕磁场的日冕几何学外推代码没有考虑太阳表面的曲率，只能应用于相对较小的区域，例如，一个活跃的区域。本文应用最优化方法对球面几何中的非线性无力日冕磁场进行建模和光球矢量磁图的预处理，通过在太阳有限区域内最小化球面坐标中的泛函来求解非线性无力场方程。我们通过一个额外的术语扩展了功能，这允许将测量误差和治疗缺乏观测数据的区域。我们使用矢量磁像仪数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）模拟日冕磁场。我们研究了2009年5月15日观测到的两个相邻的磁连接活动区。对于具有可变测量精度和随机分散的数据间隙（例如，SOLIS/VSM）的新代码产生的场模型，满足螺线管和力的条件显着更好，因为它允许外推的边界场和观测的边界数据之间的偏差在测量误差。数据间隙被分配给无限大的错误。我们将这个新的方案推广到球面几何，并首次将其应用于实际数据。
2010-11-26 astro-ph.SR
Towards a Quantitative Comparison of Magnetic Field Extrapolations and Observed Coronal Loops
人们普遍认为，在太阳大气层中观测到的环描绘出了磁场线。然而，磁场外推产生的磁力线实际上遵循环路的程度还有待系统地研究。在本文中，我们应用三种不同的外推技术-一个简单的潜在的模型，一个NLFF模型的光球矢量数据的基础上，和一个NLFF模型的基础上向前拟合的磁源与垂直电流-到15个活动区域，跨越了广泛的磁条件。我们使用距离度量来评估这些模型中的每一个模型能够将场线与冠状图像中追踪的12，202个环路匹配得有多好。这些距离通常为1-2英寸。我们还计算每个跟踪环路和局部磁场矢量之间的未对准角，并找到5-12 $^\circ$的值。我们发现，NLFF模型一般优于这些指标的潜在外推，虽然不同的外推之间的差异相对较小。我们在这项研究中采用的方法提出了一些外推和环路识别可以改进的方法。
2018-05-01 astro-ph.SR
Chromospheric heating and magnetic topology above the shared penumbra of a delta-spot: Multi-line inversions and multi-height magnetic-field extrapolations
Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文系太阳物理研究所）
该研究结合高分辨率太阳观测数据与多高度磁场外推，揭示δ型黑子共用半影上方色球加热与磁拓扑，发现其符合磁场重联特征，证实相关方法可关联色球能量释放与三维磁结构。
2026-08-21 astro-ph.SR
Probing Twisted Magnetic Field Using Microwave Observations in an M Class Solar Flare on 11 February, 2014
这项工作证明了利用微波极化观测进行磁场拓扑调查的可能性。我们研究了2014年2月11日发生的GOES M1.7级太阳耀斑。这个耀斑揭示了无线电发射偏振符号的空间反转的明显特征。我们发现，所观察到的偏振模式可以解释从扭曲的磁结构的非热回旋同步辐射。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪、野边山射电天文台、射电太阳望远镜网络和太阳动力学天文台的观测资料，确定了耀斑能量释放的非热电子和热等离子体参数，并确定了耀斑能量释放的磁结构。为了重建日冕磁场，我们使用非线性无力场（NLFFF）和潜在的磁场的方法。用GX Simulator程序，利用外推的磁场和从观测中推断的非热电子和热等离子体参数，模拟了非热电子的射电辐射，并将模型的射电图和射电谱与观测结果进行了比较。我们已经发现，潜在的磁场的方法无法解释所观察到的圆极化图案，另一方面，斯托克斯$V$地图是成功地解释通过假设非热电子分布沿扭曲的磁性结构所确定的NLFFF外推法。因此，我们表明，无线电极化图可以用于诊断的拓扑结构的耀斑磁结构的非热电子注入。
2018-01-13 astro-ph.SR
Photospheric Electric Fields and Energy Fluxes in the Eruptive Active Region NOAA 11158
在不断演化的太阳活动区中，有多少电磁能量穿过光球层？随着高节奏矢量磁场观测的出现，解决这个基本问题已经变得容易处理。本文利用Kazachenko等人（2014）的“PTD-Doppler-FLCT-Ideal”（PDFI）电场反演技术对6天HMI/SDO矢量磁图和多普勒速度序列进行反演，以寻找活动区NOAA 11158的电场和坡印廷通量演化，该活动区在2011年2月15日早期产生了X2.2耀斑。我们发现光球电场范围高达$2$ V/cm。坡印廷通量的范围从$[-0.6$到$2.3]\times10^{10}$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，大部分为正值，在$[10^9$ - $10^{10}]$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$范围内对能量收支的贡献最大。通过对瞬时能流的时空积分，我们发现从初始出现到X2.2耀斑爆发前，光球层上积累的总磁能为$E=10.6\times10^{32}$尔格，分别被划分为自由能和势能的$2.0$和$8.6\times10^{32}$尔格。这些估计与耀斑前非线性无力场（NLFFF）外推和最小电流电晕估计（MCC）的估计是一致的，尽管我们的方法非常不同。光球电场的这项研究表明了PDFI方法估计坡印亭通量的潜力，并打开了大门，以更定量的研究太阳光球和更现实的数据驱动的模拟日冕磁场的演变。
2015-08-11 astro-ph.SR
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
A New Code for Nonlinear Force-Free Field Extrapolation of the Global Corona
对太阳磁场的可靠测量仍然局限于光球层，我们目前对三维日冕磁场的了解主要是基于使用物理模型从光球磁图进行外推，例如，非线性无力场（NLFFF）模型。现有的NLFFF程序大多是用笛卡尔盒子或球楔等计算体积来开发的，而全球全球外推仍在开发中。考虑到太阳动力学天文台（SDO）可以提供高达$4096\times 4096$分辨率的全磁盘磁图，一个高性能的全球外推程序是特别迫切需要的。在这项工作中，我们提出了一个新的并行代码的全球NLFFF外推与光球磁记录作为输入。该方法是基于磁流体力学松弛方法，CESE-MHD数值格式和阴阳球网格，用来克服标准球网格的极性问题。该程序通过两个全球无力解进行了验证，这两个全球无力解来自Low & Lou的半解析无力场模型。该程序具有精度高、收敛速度快的特点，如果与自适应网格加密技术相结合，可以为将来的实际应用做好准备。
2012-06-10 astro-ph.SR
Rapid Changes of Photospheric Magnetic Field after Tether-Cutting Reconnection and Magnetic Implosion
光球磁场的快速、不可逆变化被认为是太阳耀斑过程的一个重要因素。这封信报告了2011年2月13日NOAA AR 11158 M6.6耀斑期间磁场的快速变化，我们从日震和磁成像仪的矢量磁图中发现了12分钟的节奏。在非线性无力场（NLFFF）假设下，利用太阳耀斑极大值前后~-5.5，-1.5，1.5和4小时的高分辨率磁象图重建三维日冕磁场。紫外和硬X射线图像也被用来阐明磁场的演变和能量释放。快速变化主要由HMI在位于磁S形中心的紧凑区域中检测到，其中平均水平场强表现出28%的显著增加。该区域位于色球层中的初始强UV和硬X射线源之间，根据NLFFF模型，它们与S形的中央脚是同空间的。NLFFF模型进一步表明，强日冕电流集中在该地区的正上方，更有趣的是，日冕电流系统在S型爆发后经历了明显的向下崩溃。这些结果进行了讨论，有利于系绳切割重联产生的耀斑和随后的内爆的日冕领域所造成的能量释放。
2011-12-15 astro-ph.SR
Recurrent Coronal Jets Induced by Repetitively Accumulated Electric Currents
2010年9月17日，三个极紫外（EUV）喷流在活动区11106的以下磁极在大约一个小时内重现。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到了EUV喷流。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）测量了矢量磁场，从中我们得到了磁通量的演变，光球速度场，和垂直电流的演变。通过非线性无力场（NLFFF）外推，得到了喷流前的磁位形。我们推导出喷流是在一对寄生磁偶极子的上方，这对寄生磁偶极子是由光球发散流连续驱动的。这种相互作用推动了电流的积累，我们确实在光球层上观察到了拉长的图案。这是第一次，HMI的高时间节奏允许跟踪这种小电流的演变。在喷流区，我们发现积分绝对电流峰与171 A通量演化重复同相。电流的建立和衰减都很快，大约各10分钟，并且电流最大值也比171 A提前大约10分钟。然后，HMI时间节奏足够快以检测这种变化。光球电流图案的喷流被发现与准分界线层推导出的磁外推。从以前的理论结果，观察到的发散流预计将建立连续这样的电流。我们的结论是，磁重联周期性地发生，在新兴的双极和大尺度活动区场之间的电流层。它导致了观测到的经常性日冕喷流和垂直电流大小的减小。
2013-05-04 astro-ph.SR
An efficient method for magnetic field extrapolation based on a family of analytical three-dimensional magnetohydrostatic equilibria
提出一种基于解析三维磁静力平衡族的外推方法，支持从非无力区向无力区过渡，利用渐近形式提升数值效率，并通过人工边界和观测数据验证。
2025-04-23 astro-ph.SR
Magnetic balltracking: Tracking the photospheric magnetic flux
背景：理解安静太阳动力学的一个方面是量化小尺度磁特征内通量的演变。这些特征在平静的光球层中经常被观察到，并被赋予各种名称，如孔，结，磁斑。目的：这项工作提出了一种新的算法，用于跟踪光球中各种各样的小尺度磁特征的演变，其精度等于仪器分辨率。研究方法：我们已经开发出一种新的技术来跟踪从磁图，称为“磁球跟踪”的个人磁性功能的演变。它量化了被跟踪特征的磁通量，并且它可以跟踪从磁场外推推断的磁场线的足迹点。该算法可以检测和量化磁通出现，以及磁通抵消。结果如下：磁球跟踪的能力证明了与检测和跟踪的两个案件的磁通量出现，导致增亮的X射线环。当观测到X射线环时，最大出射通量范围为10^{18} Mx至10^{19} Mx（无符号通量）。
2014-12-29 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
Test magnetohydrostatic extrapolation with radiative MHD simulation of a solar flare
上下文在太阳上，磁场矢量通常只在光球层中测量。利用这些光球观测数据作为边界条件，我们发展了磁流体静力（MHS）外推法来模拟太阳大气。该模型假设了磁力和非磁力的相对重要性。虽然日冕是无力的，但光球层和色球层的情况并非如此。瞄准在\cite{zw18}中用精确平衡对模型进行了检验。在这里，我们提出了一个更具挑战性和现实的测试，我们的模型与辐射磁流体模拟的太阳耀斑。方法.采用最优化方法，MHS模型自洽地计算了等离子体的磁场、压强和密度。以非线性无力场（NLFFF）和沿磁力线的重力层结大气作为优化的初始条件。结果与NLFFF模型相比，MHS模型不仅在磁场大小和方向上，而且在磁连通性方面都有改进。此外，MHS模型还能恢复光球层和色球层等离子体的主要结构。
2019-10-08 astro-ph.SR
A 50-min coronal kink oscillation and its possible photospheric counterpart
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Warwick（华威大学）
本文观测到一个日冕环的双周期振荡，发现光球层长周期磁场变化可通过“小提琴”机制驱动日冕环短周期本征扭曲振荡，证实低于截止频率的低频光球运动能到达日冕。
2025-10-14 astro-ph.SR physics.space-ph
A New Implementation of the Magnetohydrodynamics-Relaxation Method for Nonlinear Force-Free Field Extrapolation in the Solar Corona
日冕中的磁场通常采用非线性无力场（NLFFF）模型由光球矢量磁图外推。NLFFF外推法的数值实现需要付出相当大的努力。在本文中，我们提出了一种新的实现磁流体力学（MHD）松弛方法的NLFFF外推。为了加速磁流体动力学系统的弛豫过程，引入了磁摩擦方法，并通过时空守恒元和解元（CESE）方法实现。采用磁场分裂法进一步提高了计算精度。底边界条件是通过改变横向磁场增量匹配磁图，和所有其他的人工边界的计算框简单地固定。我们通过两种类型的NLFFF基准测试来检查代码，Low & Lou（1990）半解析力自由解决方案和van Ballegoijen等人（2007）构建的更现实的太阳能案例。结果表明，我们的实现是成功的，并且对于相对简单的情况或需要对磁拓扑进行重大重建的相当复杂的情况（例如，一根磁通绳我们还计算了一套度量来定量分析结果，并证明我们的代码在外推精度方面的性能基本上达到了目前最好的代码的水平，例如，由Wiegelmann（2004）开发。
2012-02-05 astro-ph.SR
Magnetic Connectivity between Active Regions 10987, 10988, and 10989 by Means of Nonlinear Force-Free Field Extrapolation
外推代码模拟日冕中的磁场在carnival几何不考虑太阳表面的曲率，只能应用于相对较小的地区，\textit{e.g.}，一个单一的活动区域。我们应用的非线性无力日冕磁场模拟光球矢量磁图在球面几何的方法，使我们能够研究多个活动区域之间的连接。我们使用矢量磁像仪数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）/矢量光谱磁像仪（VSM）模拟日冕磁场，在那里我们研究了三个相邻的磁连接的活动区域（AR：10987，10988，10989）观察到的2008年3月28日，29日和30日，分别。我们比较了磁场拓扑和磁能密度，并研究了有源区（AR）之间的连接。我们研究了三天内磁场的时间演化，发现由于没有发生重大喷发事件，因此拓扑结构没有发生重大变化。从这项研究中，我们得出结论，活动区域的磁性连接比电流。
2011-04-12 astro-ph.SR
Nonlinear force-free coronal magnetic field modelling and preprocessing of vector magnetograms in spherical geometry
背景：了解日冕磁场对了解日冕的结构很重要。在假设日冕是无力的情况下，我们从测量的光球场计算了太阳大气高层的场。目的：在这里，我们发展了一种方法，非线性无力日冕磁场建模和预处理光球矢量磁图在球面几何使用的优化过程。研究方法：我们描述了一个新开发的代码外推的非线性无力日冕磁场在球坐标系在太阳的一个有限的区域。该程序使用太阳光球层上的实测矢量磁图作为输入，求解日冕中的无力方程。我们开发了一个球面几何的预处理程序，以驱动所观察到的非无力数据向合适的边界条件进行无力外推。结果如下：我们测试的代码的帮助下，半解析的解决方案，并评估我们的重建质量定性的磁场线图和定量的比较指标不同的边界条件。用加权函数从下边界数据重建的场与原始参考场符合得很好。我们在边界条件中添加了人工噪声，并在有和没有预处理的情况下测试了代码。预处理恢复了磁图的所有主要结构，并去除了小尺度噪声。主要测试是从经过和未经预处理的嘈杂光球矢量磁图中进行外推。预处理被发现显着提高外推和准确的字段之间的协议。
2009-12-08 astro-ph.SR
Numerical Simulations of the Evolution of Solar Active Regions: the Complex AR12565 and AR12567
我们进行了两个封闭的活动区（AR）的磁流体动力学（MHD）的数值模拟。输入的磁场值是根据光球磁场的观测结果外推计算的日冕磁场。所研究的活动区NOAA AR12565和AR12567被登记为不同的双极区。我们的研究，三维日冕外推，以及数值MHD实验，揭示了实际上，他们一起演变为一个四极活动区。第二个区域后来出现在AR 12565的环系统下，并与此分离。其间形成的自然电流片对爆发性事件（耀斑和日冕物质抛射）的发生起着重要作用。
2017-03-18 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic field structure of a flux emerging region in the solar atmosphere
我们分析了高分辨率光谱偏振观测的通量新兴区域（FER），以了解其磁和运动学结构。我们在He I 1083.0 nm光谱区的FER的分光偏振观测记录与GRIS在1.5米口径的GREGOR望远镜。采用Milne-Eddington反演程序提取Si I谱线的光球层信息，而采用Hazel反演程序分析He I三重谱线，该程序考虑了Hanle效应和Zeeman效应的共同作用。对Si I线的偏振光谱分析表明，在FER附近存在复杂的磁结构。此外，我们发现40公里/秒的超音速下降流出现在连接两个相反极性的孔隙的环的足点附近，而22公里/秒的强上升流出现在环的顶点附近。此外，在两层分别进行非无力场外推，以了解FER的磁场拓扑结构。我们确定，使用从光球和观测到的色球磁场外推，He三线态的平均形成高度是2毫米，从太阳表面。利用光球外推法沿一个拱形灯丝系统重建的环的最大高度为10.5 Mm，距太阳表面的足点间距为19 Mm，而利用色球外推法重建的环的最大高度为8.4 Mm，距太阳表面的足点间距为16 Mm。在FER的磁拓扑结构表明存在的小规模的环路下面的大环路。在适当的条件下，由于磁重联，这些回路可以在FER附近触发各种加热事件。
2019-10-29 astro-ph.SR
On the Force-Freeness of the Photospheric Sunspot Magnetic Fields as Observed from Hinode (SOT/SP)
如果在磁场和周围大气中的等离子体之间没有相互作用，则磁场是无力的，即，电流与磁场对齐，产生零洛伦兹力。各种磁参数的计算，如磁能，扭曲的太阳黑子场的梯度和任何类型的外推，在很大程度上取决于光球黑子磁场的无力近似。因此，检验太阳黑子场的无力性是很重要的。太阳黑子磁场的力无关性已经被一些研究者以不相干的结果结束。需要高空间分辨率的准确光球矢量场测量来检查太阳黑子的无力性质。我们使用几个这样的矢量磁图获得的太阳光学望远镜/分光偏振仪搭载日之出。通过检验太阳黑子上空磁力的全局性和局部性，考察了无力的充分必要条件。我们发现黑子的磁场虽然在光球上不是完全无力的，但离无力位形并不远。本影场和内半影场比中半影场和外半影场更无力。在其演变过程中，太阳黑子的磁场被发现保持其接近力的行为。虽然净洛伦兹力分量的依赖性被认为是对太阳黑子的演化阶段，我们没有发现一个系统的太阳黑子场的性质和相关的耀斑活动之间的关系。此外，我们检查是否在光球领域遵循线性或非线性的力自由的条件。在各种复杂和简单的太阳黑子中检验了这一点后，我们得出结论，在任何一种情况下，光球黑子场都更接近于满足非线性无力场近似。
2011-09-14 astro-ph.SR
Evidence for Solar Tether-cutting Magnetic Reconnection from Coronal Field Extrapolations
磁重联是引发太阳爆发事件的主要机制之一，但对其快速过程的直接观测一直是一个挑战。在这封信中，我们提出，使用非线性无力场（NLFFF）外推技术，可视化的场线连接的变化，在2011年2月13日在NOAA AR 11158的M6.6耀斑约30分钟的系绳切割重联。首先通过多波长观测收集了系绳切割重连的证据，然后通过分析从事件发生时观察到的四个明显的耀斑1700 A足点的位置追踪到的磁力线。就在耀斑之前，这四个足点非常靠近磁扭曲指数的局部最大值区域。特别地，来自内部两个足点的场线形成两个强扭曲的磁通束（高达~1.2匝），其彼此剪切并分别接近外部两个足点。耀斑发生后，足点周围区域的扭曲指数立即大大减小，上述磁力线变得低洼，扭曲程度降低（约0.6圈），由连接后来形成的两个耀斑带的环所覆盖。来自内部足点的大约10%的通量（~3x10^19 Mx）经历了足点交换。这部分光通量源自首先变亮的内部足点的边缘区域。从NLFFF外推推断的磁场连通性的这些快速变化与系留切割磁重联模型是一致的。
2013-10-18 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity in Solar Active Region NOAA 11928
理解光球螺旋度通量传输的性质和演化是揭示磁螺旋度在太阳活动区日冕动力学中作用的关键。利用SDO/HMI光球矢量磁图和导出的流速场，我们计算了AR 11928出现期间12分钟的边界驱动螺旋度通量。考虑到非线性无力外推定义的足点连通性，我们推导并分析了螺旋度通量图的校正分布。在AR稳定出现期间，光球螺旋度通量注入的符号发生变化。这一逆转证实了光球电流的演变和日冕的连通性，在EUV波长观察SDO/AIA。在出现的前三天，AR日冕螺旋度是积极的，而后来的字段配置接近一个潜在的领域。正如理论上预期的那样，磁螺旋度抵消与增强的日冕活动有关。研究表明，边界驱动的全球AR磁结构的手征性的转变。这可能是由于磁通绳在其顶点周围具有正扭转而在其腿中具有负扭转的结果。这种混合螺旋度通量绳在对流区的起源是具有挑战性的模式。
2016-11-02 astro-ph.SR
Relative Alpha in the Magneto-Hydro-Dynamics (MHD) with open magnetic field boundary and its application to the solar eruption
本文提出了具有开放磁场边界的MHD不稳定性判据，通过线性无力场外推计算相对alpha系数，发现其能准确指示磁重联导致的磁能快速释放，并在太阳活动区耀斑预测中误差小于7%，为空间天气预报提供了定量评估不稳定性的有效方法。
2024-12-24 astro-ph.SR
Field line slippage rate signatures in nonlinear force-free field extrapolations
School of Mathematics and Statistics, University of Glasgow（格拉斯哥大学数学与统计学院）
提出场线滑移率作为三维重联的物理加权代理，推导其与电流结构的关系，并应用于2011年2月15日X2.2耀斑的NLFFF外推，揭示重联增强区域。
2026-06-12 astro-ph.SR
3D Structure of Microwave Sources from Solar Rotation Stereoscopy vs Magnetic Extrapolations
我们使用旋转体视法来估计相对于光球的稳态太阳特征的高度，基于其在几天的观测中记录的图像平面中的明显运动。体视算法适于与一维或二维数据（即，来自图像或来自记录源沿任意轴的投影位置的观察）一起工作。利用西伯利亚太阳射电望远镜5.7GHz附近、野边山射电日像仪17 GHz、以及从RATAN-600仪器在跨越5.98- 15.95GHz频率范围的多个频率下的一维扫描。陀螺共振发射机制，这是敏感的日冕磁场强度，被施加到转换的估计无线电源高度在不同的频率，h（f），信息的磁场与高度B（h），并比较结果与磁场外推来自光球磁场观测获得的Hinode和MDI。我们发现，回旋共振辐射来自于超出第三层回旋层位置的高度，与磁场外推法无关，并讨论了这一发现对日冕磁象学和日冕等离子体物理的意义。
2011-06-01 astro-ph.SR
A Magnetohydrodynamic Relaxation Method for Non-Force-Free Magnetic Field in Magnetohydrostatic Equilibrium
非线性无力场（NLFFF）外推法被广泛用于从观测到的光球磁场重建日冕三维磁场。然而，在NLFFF模型中忽略了压力梯度和引力，即使光球和色球磁场一般不是无力的。在这里，我们开发了一个磁流体动力学（MHD）弛豫方法，重建太阳大气（色球和日冕）磁场作为一个非力自由磁场（NFFF）在磁流体静力平衡的洛伦兹，压力梯度，和重力平衡。推导了磁流体松弛法的基本方程组，并研究了该方程组的数学性质。基于现代高阶激波捕捉格式，构造了该系统的鲁棒数值求解器。二维数值实验，包括压力梯度和重力也证明。
2019-12-23 astro-ph.SR
Comparing extrapolations of the coronal magnetic field structure at 2.5 solar radii with multi-viewpoint coronagraphic observations
磁场塑造了日冕的结构，但我们仍然对日冕磁场配置和日冕图像中观察到的准静态结构（如流光，羽流，日冕洞）之间的相互关系知之甚少。获得日冕磁场大尺度结构信息的一种方法是从光球数据中进行外推，并将结果与日冕图像进行比较。我们的目的是验证这种比较是否可以成为一种快速的方法，以系统地检查可用于重建冠状磁场的许多方法的可靠性。日冕场通常是从光球测量中推断出来的，通常是在太阳盘面上靠近中央子午线的区域，然后与边缘的日冕图像进行比较，这些图像是在太阳自转之前或之后至少7天获得的，隐含地假设在这段时间内日冕没有发生重大变化。在这项工作中，我们结合了从不同视角观察太阳的三个日冕仪（SOHO/LASCO-C2和两个STEREO/SECCHI-COR 1）的图像，以构建覆盖整个日冕的卡林顿地图，将时间演化的影响减少到5天。然后，我们比较观察到的流光在这些卡林顿地图的中性线从四个不同的磁场外推得到的位置，以评估后者在日冕的性能。我们的研究结果表明，日冕流光的位置可以提供重要的指示，以区分不同的磁场外推。
2019-05-22 astro-ph.SR physics.space-ph
First observational application of a connectivity--based helicity flux density
测量日冕中的磁螺旋度分布有助于理解太阳爆发事件的触发，因为磁螺旋度被认为在太阳活动中起着关键作用，因为它的守恒性质。最近发展了一种计算螺旋度通量光球分布的新方法。该方法考虑了磁场的连通性，而以前的方法仅基于光球特征。这种新的方法映射的磁螺旋度在活动区的真实注入。我们首次将这种方法应用于观测到的活动区域NOAA 11158，该区域是强烈耀斑活动的来源。我们使用SDO/HMI仪器的高分辨率矢量磁图来计算光球通量输运速度，并进行非线性无力磁场外推。我们确定和比较的磁螺旋度通量分布，使用一个纯粹的光球，以及基于连通性的方法。虽然新的基于连通性的方法证实了NOAA 11158中螺旋度通量的混合模式，但它也揭示了螺旋度注入的不同且更正确的分布。这种分布对于解释活动区喷发的可能性很重要。基于连通性的方法是一种计算磁螺旋度通量的稳健方法，可用于研究磁螺旋度与观测活动区喷发率之间的联系。
2013-07-10 astro-ph.SR
Horizontal flows concurrent with an X2.2 flare in active region NOAA 11158
2011年2月15日，在活动区NOAA 11158，利用局部相关跟踪（LCT）技术测量了一次主要（X2.2）太阳耀斑发生时的水平自行。这些测量是根据太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪的连续图像和磁图进行的。沿极性反转线观察到的剪切流相当弱（几个100米/秒）。耀斑爆发后，逆流区向北移动。在耀斑之后，在一个快速半影衰减的区域附近出现了一个流速高达1.2公里/秒的小圆形区域。该区域的LCT信号是由小尺度光球亮化提供的，这与快速移动的磁场特征有关。耀斑后，观测到阴影增强和快速半影衰减。这两种现象都与白光耀斑发射的核心密切相关。白光耀斑只持续了约15 min，峰值比X射线通量早4 min。与其他主要耀斑相比，活动区NOAA 11158的X2.2耀斑只产生了较小的光球特征。
2012-01-13 astro-ph.SR
Lagrangian coherent structures in photospheric flows and their implications for coronal magnetic structure
目标。我们展示了如何建立在太阳的日冕磁梯度可以直接推断光球速度数据。这使得能够计算磁连接性测量，例如挤压因子，而无需求助于磁场外推。方法：假设一个理想的演变在日冕，和一个最初的均匀磁场，随后的磁力线映射计算（随时间变化）的水平光球速度场的轨迹积分。该方法适用于一个12小时的高分辨率序列的光球流来自日出/SOT磁图。结果我们发现在磁场中准分界线层网络的产生，对应于光球速度中的拉格朗日相干结构。这些结构的视觉图案主要来自光球流的发散部分，隐藏了旋转流分量的影响：这是由光球对流的简单分析模型证明的。我们分离的发散和旋转组件从所观察到的流和显示定性协议与纯发散和旋转模型分别。增加模型中的流速表明，我们的观测结果可能会给出真实光球流建立磁梯度的速率的下限。最后，我们建立了一个假设的磁场与推断的拓扑结构，可用于未来的调查重联和能量释放。
2012-01-16 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
A short and sudden increase of the magnetic field strength and the accompanying spectral variability in the O9.7V star HD54879
只有11颗O型恒星被证实拥有大规模有序的磁场。几年前，在欧洲南方天文台大型项目"OB星B场"的框架下，发现了O 9.7V星HD 54879中存在-600 G的纵向磁场，偶极强度的下限约为2 kG。我们从2017年10月4日到2018年2月21日的FORS 2光谱偏振观测揭示了短期和长期光谱变化的存在，以及磁场从约-300 G逐渐下降到约-90 G。令人惊讶的是，我们在2018年2月17日晚上发现了磁场强度的突然短期增加，并测量了-833 G的纵向磁场。对观测到的磁场增加期间获得的FORS 2光谱的检查表明，光谱外观发生了非常强烈的变化，光球温度显著降低，径向速度降低了几十公里/秒。不同的场景进行了讨论，试图解释我们的意见。FORS 2的径向速度测量表明HD 54879是长周期双星的一员。
2019-02-16 astro-ph.SR
Guiding Nonlinear Force-Free Modeling Using Coronal Observations: First Results Using a Quasi Grad-Rubin Scheme
目前，许多模型的日冕磁场依赖于光球矢量磁图，但这些数据已被证明是有问题的非线性无力场（NLFFF）外推的唯一边界信息。日冕中的磁场在高能图像（X射线和EUV）中以日冕环的形状表现出来，提供了一个额外的约束，由于将这种输入纳入数值模型的数学复杂性，目前还没有使用。投影效应和有限数量的可用回路进一步使冠状信息的使用复杂化。我们开发和测试一种算法，使用图像显示日冕环的太阳日冕磁场的建模。我们首先适合投影场线与恒定的\als无力场的场线近似的三维分布的电流在电晕沿一组稀疏的轨迹。然后，我们应用梯度鲁宾迭代技术，以获得一个体积填充的非线性无力的磁场模型，修改方法在\citet{Wheatland2007}。我们彻底测试的技术上已知的分析和太阳模型磁场以前用于比较不同的外推技术\citep{Schrijver2006, Schrijver2008}和比较的结果与目前可用的方法，只依赖于光球数据。我们的结论是，我们已经开发了一个功能的方法来模拟日冕磁场相结合的光球磁场的视线分量与日冕图像的信息。可以选择使用数值域全部或部分光球边界上的矢量磁图。
2012-02-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chromospheric activity and photospheric variation of $α$ Ori during the great dimming event in 2020
2019年底和2020年初所谓的阿尔法猎户座大变暗事件引发了我们对这一时期色球活动行为的兴趣。为了研究色球活动的时间轴，我们推导出一个S_MWO时间序列的TIGRE和威尔逊山的值，我们比较这个长的时间序列与光度数据从AAVSO数据库。此外，我们确定的绝对和归一化的过剩流量的钙II H&K线。为此，我们从TIGRE光谱中估计了有效温度的变化，并发现在2019年11月至2020年2月之间明显下降了约80 K，这与视觉亮度的最小值相吻合。在同一时期，S指数显着增加，但这仅仅是一个对比效应，因为标准化的过剩流量的钙II H&K线没有显着变化。然而，后者在这一事件发生后立即下降。比较组合的S_MWO值和视觉星等时间序列，我们发现在1984年和1985年发生的另一个明显的视觉星等下降期间，S指数也有类似的增加。为了探讨光球上层的动力学，我们分析了6251-6263 A的谱线，发现核心距离的变化与大减光事件有关。这种类型的变化可能是由于上升和下沉的冷羽流作为对流的暂时溢出而引起的。根据我们的研究，我们得出结论，大调光的原因是位于光球。此外，长期光谱和光度时间序列表明，这种巨大的调光似乎并不是一种独特的现象，而是这种调光确实发生得更频繁，这促使人们使用TIGRE等设施进一步监测猎户座阿尔法星。
2022-11-09 astro-ph.SR
