In this paper, we try to improve the magnetogram calibration method of the Solar Magnetic Field Telescope (SMFT). The improved calibration process fits the observed full Stokes information, using six points on the profile of Fe ı 5324.18 Å line, and the analytical Stokes profiles under the Milne-Eddington atmosphere model, adopting the Levenberg-Marquardt least-square fitting algorithm. In Comparison with the linear calibration methods, which employs one point, there is large difference in the strength of longitudinal field $B_l$ and tranverse field $B_t$, caused by the non-linear relationship, but the discrepancy is little in the case of inclination and azimuth. We conclude that it is better to deal with the non-linear effects in the calibration of $B_l$ and $B_t$ using six points. Moreover, in comparison with SDO/HMI, SMFT has larger stray light and acquires less magnetic field strength. For vector magnetic fields in two sunspot regions, the magnetic field strength, inclination and azimuth angles between SMFT and HMI are roughly in agrement, with the linear fitted slope of 0.73/0.7, 0.95/1.04 and 0.99/1.1. In the case of pores and quiet regions ($B_l$ $<$ 600 G), the fitted slopes of the longitudinal magnetic field strength are 0.78 and 0.87 respectively.
Using SDO/HMI magnetograms as a source of the solar mean magnetic field data
将Wilcox太阳天文台（WSO）提供的太阳平均磁场（SMMF）与\textit{Solar Dynamic Observatory}（SDO）上的\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）获得的SMMF进行了比较。我们发现，尽管两种仪器使用不同的谱线和测量技术，但这两个数据集之间的皮尔逊相关系数等于0.86，而转换因子非常接近1：B（HMI）= 0.99（2）B（WSO）。我们还讨论了SDO/HMI的磁场测量，即12和24小时的振荡SMMF和太阳黑子磁场，可能是由航天器的轨道运动造成的文物。SMMF的人工谐波揭示了幅度的显著变化和几乎稳定的相位。SMMF的24小时谐波振幅和太阳黑子的存在之间的连接进行了检查。我们还发现，相反的相位人工12和/或24小时振荡存在于太阳黑子的相反极性。
Improvements of the Longitudinal Magnetic Field Measurement from the Solar Magnetic Field Telescope at Huairou Solar Observing Station
在弱场近似下，Stokes $V/I$与纵向磁场呈线性关系，但在强磁场区（如太阳黑子本影区），$B_{\Vert}$常常出现饱和现象。在这项工作中，我们打算改进\textit{Solar Magnetic Field Telescope}（SMFT）在中国怀柔太阳观测站进行的磁场观测。我们提出利用Stokes $V/I$和$B_{\Vert}$之间的非线性关系来推导磁场。为了确定这种关系的形式，我们对观测到的SMFT数据和\textit{Solar Dynamics Observatory}上的\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}提供的磁图进行了交叉校准。详细介绍了磁场的推导算法。我们发现，使用斯托克斯$V/I$和$B_{\Vert}$之间的非线性关系，使我们能够消除太阳黑子本影内的磁场饱和。所提出的技术，使人们能够提高可靠性的SMFT磁场数据，甚至早在天基仪器时代，自1987年以来。
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
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。
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)
Towards a live homogeneous database of solar active regions based on SOHO/MDI and SDO/HMI synoptic magnetograms. I. Automatic detection and calibration
Toward a live homogeneous database of solar active regions based on SOHO/MDI and SDO/HMI synoptic magnetograms.II.parameters for solar cycle variability
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。
Improved Measurements of the Sun's Meridional Flow and Torsional Oscillation from Correlation tracking on MDI \& HMI magnetograms
太阳的轴对称流、差动自转和纬向流控制着太阳磁周期的动态，各种方法被用来测量这些流，每种方法都有自己的优缺点。自20世纪70年代以来，已经进行了基于表面磁场的互相关图像的流量测量，这需要能够检测小于太阳图像中像素大小的运动的先进数值技术。我们已经确定了几个系统误差，除了中心到肢体的效果，影响以前的测量这些流量，并提出了数值技术，可以尽量减少这些错误，利用测量的位移在几个时间滞后。我们对欧空局/美国宇航局（ESA/NASA）{ \em Solar and Heliospheric Observatory}（SOHO）上的{ \em Michelson Doppler Imager}（MDI）和美国宇航局（NASA）{ \em Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的{\em Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）的视线磁图进行了分析，显示了1996年至2020年两个太阳黑子周期内纬向流和差旋的长期变化。这些改进的测量可以作为太阳发电机和表面通量传输模拟的重要投入。
Predicting Associations between Solar Flares and Coronal Mass Ejections Using SDO/HMI Magnetograms and a Hybrid Neural Network
Institute for Space Weather Sciences, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院空间天气科学研究所）；Department of Computer Science, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院计算机科学系）；Big Bear Solar Observatory, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院大熊太阳天文台）；Center for Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院日地研究中心）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰霍普金斯大学应用物理实验室）；Research Center for Astronomy and Applied Mathematics, Academy of Athens（雅典学院天文学与应用数学研究中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
Preprocess the Photospheric Vector Magnetograms for NLFFF Extrapolation using a Potential Field Model and an Optimization Method
日冕非线性无力磁场（NLFFF）的数值重建/外推通常以光球矢量磁图作为底边界输入。然而，在光球层观测到的磁场中含有与无力模型基本假设相冲突的力和不利于实际计算的测量噪声。Wiegelmann、Inhester和Sakurai（2006年）提出了对原始磁图进行预处理，以去除力和噪声，为NLFFF建模提供更好的输入。在本文中，我们开发了一种新的磁图预处理代码，它与我们的外推方法CESE-MHD-NLFFF（Jiang，Feng，and Xiang，2012; Jiang and Feng，2012）一致。根据磁场可分裂为有势场和无势场的磁分裂规律，对磁图进行分裂，将两部分分别处理。磁图的有势部分的预处理是基于一个数值势场模型，而无势部分是使用Wiegelmann等人（2006）的类似优化方法进行预处理。将该方法应用于SDO/HMI数据外推，结果表明，该方法能有效地去除外力和噪声，提高外推质量。
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
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。
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…
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。
