Using Realistic MHD Simulations for Modeling and Interpretation of Quiet-Sun Observations with the Solar Dynamics Observatory Helioseismic and Magnetic Imager
Irina N. Kitiashvili, Sebastien Couvidat, Andreas Lagg
备注：
21 pages, 10 figures, accepted for publication in ApJ
太阳大气是非常动态的，许多重要的现象在小尺度上发展，在太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）仪器的观测中无法解决。为了对观测结果进行正确的校准和解释，研究小尺度结构和动力学对HMI观测值（如多普勒频移、连续谱强度、谱线深度和宽度）的影响非常重要。我们使用3D辐射流体动力学模拟的湍流对流层和大气的太阳，和光谱偏振辐射转移代码研究的观测特性的Fe I 6173 A线的HMI观测安静的太阳区域。我们使用的建模结果来调查的敏感性的线多普勒频移等离子体速度，也等离子体温度和密度的敏感性的线参数，并确定有效的线形成高度的观测太阳区域位于不同的距离盘中心。这些估计对于日震学测量的解释是重要的。此外，我们考虑了各种中心到边缘的影响，如对流蓝移，日震旅行时间的变化，和“凹”太阳效应，并表明模拟可以定性地再现所观察到的现象，表明这些影响与太阳动力学和辐射转移的复杂相互作用。
英文摘要：
The solar atmosphere is extremely dynamic, and many important phenomena develop on small scales that are unresolved in observations with the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) instrument on the Solar Dynamics Observatory (SDO). For correct calibration and interpretation of the observations, it is very important to investigate the effects of small-scale structures and dynamics on the HMI observables, such as Doppler shift, continuum intensity, spectral line depth, and width. We use 3D radiative hydrodynamics simulations of the upper turbulent convective layer and the atmosphere of the Sun, and a spectro-polarimetric radiative transfer code to study observational characteristics of the Fe I 6173A line observed by HMI in quiet-Sun regions. We use the modeling results to investigate the sensitivity of the line Doppler shift to plasma velocity, and also sensitivities of the line parameters to plasma temperature and density, and determine effective line formation heights for observations of solar regions located at different distances from the disc center. These estimates are important for the interpretation of helioseismology measurements. In addition, we consider various center-to-limb effects, such as convective blue-shift, variations of helioseismic travel-times, and the 'concave' Sun effect, and show that the simulations can qualitatively reproduce the observed phenomena, indicating that these effects are related to a complex interaction of the solar dynamics and radiative transfer.
The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Vector Magnetic Field Pipeline: Optimization of the Spectral Line Inversion Code
斯托克斯矢量的快速反演（VFISV）是一个Milne-Eddington谱线反演程序，用于通过太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）对6173 A Fe I谱线上的斯托克斯矢量的观测来确定太阳光球层的磁性和热力学参数。我们报告了对原始VFISV反演代码的修改，以优化其在HMI数据管道中的操作，并在活动区域提供最平滑的解决方案。这些变化要么加快了计算速度，要么降低了算法无法收敛到满意解的频率。此外，这里报告了在原始VFISV版本中检测到并修复的编码错误。
Disambiguation of Vector Magnetograms by Stereoscopic Observations from the Solar Orbiter/Polarimetric and Helioseismic Imager (PHI) and the Solar Dynamic Observatory (SDO)/Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
The Polarimetric and Helioseismic Imager for Solar Orbiter: SO/PHI
{ \em Solar Orbiter}是欧洲航天局（ESA）与美国宇航局（NASA）合作的下一个太阳物理任务，计划于2018年发射。该航天器设计为在高度偏心轨道的近日点接近太阳0.28AU。与太阳的接近也将使其在极紫外和可见波长下以均匀的高分辨率进行观测。这样的观测对于了解更多关于太阳大气的磁耦合是至关重要的。在飞行任务的后期阶段，航天器将离开黄道，从太阳纬度高达33 $^\circ$的地方研究神秘的太阳两极。
Time--Distance Helioseismology Data Analysis Pipeline for Helioseismic and Magnetic Imager onboard Solar Dynamics Observatory (SDO/HMI) and Its Initial Results
Dynamics of Coronal Bright Points as seen by Sun Watcher using Active Pixel System detector and Image Processing (SWAP), Atmospheric Imaging Assembly AIA), and Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
\textit{PRoject for OnBoard Autonomy\todash 2}（PROBA \todash 2）航天器上的\textit{Sun Watcher using Active Pixel system detector and Image Processing}（SWAP）提供了以174 ° C为中心的极紫外通道中的日冕图像。这些数据与\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）和\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）一起用于研究日冕亮点的动力学。的磁极性的演变和相关的形态变化进行了研究，使用磁图和多波长成像。在低分辨率SWAP图像和高分辨率AIA图像中看到的亮点的形态显示出不同的结构，而强度随时间的变化在SWAP 174和AIA 171通道中显示出相似的趋势。我们观察到，在对应于$10^{18}$ Mx量级的磁通量的EUV通道中看到亮点。我们发现，在几个紫外\todash EUV通道的亮点的总发射和总的无符号光球磁通量超过一定的阈值之间存在着良好的相关性。亮点也显示出周期性的增亮，我们试图找到亮点的振荡周期及其与磁通量变化的联系。观测到的周期一般都很长（10 \todash-25…
Observables Processing for the Helioseismic and Magnetic Imager Instrument on the Solar Dynamics Observatory
美国宇航局的太阳动力学天文台（SDO）于2010年2月11日发射升空，船上有3台仪器，包括日震和磁成像仪（HMI）。自2010年5月1日开始正常运行以来，HMI几乎不间断地观测到太阳的整个可见圆盘。HMI收集了两台4096 x 4096相机以固定节奏拍摄的偏振滤波图序列，从中计算出光球观测值的角秒分辨率地图：视线（LoS）速度和磁场，连续强度，线宽，线深，以及斯托克斯偏振参数，I Q U V，6个波长。在斯坦福大学SDO联合科学运营中心（JSOC）实现的两个处理管道从校准的1级滤波图计算可观测量。一个每45秒生成LoS量，另一个主要针对矢量磁场，以720秒的节奏计算平均值。对静态和随时间变化的CCD特性、坏像素、图像对准和失真、偏振不规则性、滤波器元件的不确定性和不均匀性以及太阳航天器的速度进行了校正。本报告解释了影响结果物理量的问题，描述了定期更新对仪器校准的影响，并显示了如何针对实际HMI观察优化计算。在SDO主要任务的5年期间，定期校准序列被用于定期改进和更新仪器校准并监测仪器变化。该仪器在数据质量和连续性方面超过了原始规格。这里所述的程序仍有很大的改进余地。其余最重要的系统误差与航天器轨道速度有关。
VFISV: Very Fast Inversion of the Stokes Vector for the Helioseismic and Magnetic Imager
本文详细介绍了一种新的偏振辐射转移方程反演程序（VFISV：Very Fast inversion of the Stokes vector）的实现和主要性质。VFISV将定期分析太阳动力学观测台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的管道数据。它将每隔10分钟提供太阳光球层磁场矢量的全磁盘地图（4096 $\times$ 4096像素）。因此，VFISV经过优化以实现反转速度，使其能够每10分钟反转1600万个像素，并且数量适中（约为1000万像素）。50)的CPU。在这里，我们重点描述了一些重要的细节，简化和调整，使我们能够显着加快反演过程。我们还详细介绍了从分光偏振仪板上的日之出航天器的数据进行测试。
Understanding the Fe I Line Measurements Returned by the Helioseismic and Magnetic Imager
太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）在Fe I 6173磁谱线上观测太阳，并返回视线（LOS）观测值的全磁盘地图，包括磁通量密度、速度、Fe I线宽、线深和连续强度。这些数据是通过一种算法（MDI类算法，以下），它结合了在Fe I 6173的波长线内的六个波长位置获得的可观的估计。为了正确解释这些数据，重要的是要了解生成这些数据产品的仪器和管道的任何影响。我们测试的线宽，线深度，和连续强度返回的MDI类算法使用各种一维（1D）的大气模型的准确性。据发现，HMI估计这些数量是高度依赖于线的形状，因此，在LOS角和磁通量密度与模型相关联，和相对于仪器传输配置文件的中心位置的线偏移。一般来说，合成值和HMI估计值之间的相对差异随着磁场的增加而向肢体增加;类似MDI的算法似乎在磁场大于约2000 G的区域失败。仪器的影响进行了研究，HMI数据的分析，在每天的时间间隔为三年的跨度在磁盘中心在安静的太阳和每小时的时间间隔为200小时。分析揭示了观测台相对于太阳的轨道速度变化引起的周期性，以及仪器调整、重新校准和仪器退化造成的长期趋势。
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
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。
