Estimating magnetic filling factors from Zeeman-Doppler magnetograms
低质量恒星的磁场被认为是发电机的起源。两种互补的技术主要用于对它们进行分类。塞曼多普勒成像（ZDI）可以确定大尺度磁场的几何形状，而塞曼展宽可以评估总的无符号通量，包括与小尺度结构（例如斑点）相关联的通量。在这项工作中，我们研究了一个样本的恒星，以前已经映射与ZDI。我们发现，平均无符号的磁通量遵循活动旋转关系分为饱和和不饱和制度。我们还比较了ZDI恢复的平均光球磁通量，$\langle B_V\rangle$，与塞曼展宽研究恢复的平均光球磁通量，$\langle B_I\rangle$。与之前的研究一致，$\langle B_V\rangle$的范围为$\langle B_I\rangle$的几%至$\sim$ 20%。我们发现，$\langle B_V\rangle$和$\langle B_I\rangle$之间存在幂律关系，ZDI恢复更活跃的恒星的磁通量的更大的部分。使用这种关系，我们改进了以前的尝试，估计填充因子，即覆盖有磁场的恒星表面的分数，只与ZDI映射的恒星。我们估计的填充因子遵循众所周知的活性旋转关系，这是在协议与填充因子直接从塞曼加宽研究。我们讨论了这些结果的恒星表面和恒星风模型的通量管膨胀的可能影响。
2019-03-13 astro-ph.SR
Improved magnetogram calibration of SMFT and its comparison with the HMI
本文对太阳磁场望远镜（SMFT）的磁像标定方法进行了改进。改进后的定标过程利用Fe_（5324.18）O_2谱线上的6个点对观测到的全Stokes信息进行拟合，并采用Levenberg-Marquardt最小二乘拟合算法对Milne-Eddington大气模式下的解析Stokes廓线进行拟合。与单点线性标定方法相比，由于纵向场$B_l$和横向场$B_t$之间的非线性关系，导致纵向场和横向场的强度相差较大，而在倾角和方位角的情况下，差异较小。我们认为，在$B_l$和$B_t$的标定中，采用六点法处理非线性效应是比较好的。此外，与SDO/HMI相比，SMFT具有更大的杂散光，并且获得更小的磁场强度。对于两个黑子区的矢量磁场，SMFT和HMI的磁场强度、倾角和方位角基本一致，线性拟合斜率分别为0.73/0.7、0.95/1.04和0.99/1.1。在孔隙和安静区域（$B_l$ $<$ 600 G）的情况下，纵向磁场强度的拟合斜率分别为0.78和0.87。
2014-09-17 astro-ph.SR
Correlation between the solar magnetic field strength and the millimeter brightness temperature
由ALMA获得的太阳毫米波图像显示出与磁图的显著对应。在本文中，我们调查了这种对应关系，通过比较ALMA全磁盘太阳图像在1.2毫米SDO/HMI磁图，并分析它们的相关性。发现色球网络与活动区存在正相关关系，亮温随视线磁场强度增大而增大，黑子则呈负相关关系。宁静太阳区的亮温与磁场没有任何关系。给出了热韧致辐射作为最好的解释所观察到的相关性。
2022-03-22 astro-ph.SR
Improved AI-generated Solar Farside Magnetograms by STEREO and SDO Data Sets and Their Release
在这里，我们大大提高了人工智能（AI）生成的太阳背面磁图使用的数据集的日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）。我们修改了之前的深度学习模型和输入数据集的配置，以生成比以前更真实的磁图。首先，我们的模型称为Pix2PixCC，使用更新的目标函数，其中包括真实数据和生成数据之间的相关系数（CC）。其次，我们构建我们的模型的输入数据集：太阳远侧STEREO极紫外（EUV）观测与最近的前端SDO数据对EUV观测和磁图。我们期望前端数据对提供磁场极性分布的历史信息。我们证明，我们的模型产生的磁场分布比以前更符合实际的几个指标。在8 × 8分仓的情况下，真实磁图和AI生成磁图之间的全磁盘、活动区域和安静区域的平均像素到像素CC分别为0.88、0.91和0.70。人工智能产生的磁图的总无符号磁通量和净磁通量与测试数据集的真实磁图一致。值得注意的是，我们的远侧磁图在太阳活动周24和25与附近的前侧磁图产生一致的极场强度和磁场极性。现在，我们可以监测活动区的时间演变与太阳的远侧磁图的模型结合起来。我们的人工智能生成的太阳远侧磁图（AISFM）现已在韩国数据中心（KDC）为SDO公开提供。
2022-09-06 astro-ph.SR
Solar Magnetic Carpet III: Coronal Modelling of Synthetic Magnetograms
本文是一系列论文中的第三篇，致力于为太阳磁毯构建一个现实的、不断发展的、非线性的无力日冕场模型。在这里，我们提出了初步的结果，三维随时间变化的模拟的小尺度日冕磁场的磁地毯。考虑了四个模拟，每个模拟都具有相同的演变光球边界条件：根据Meyer，Mackay，van Ballegoijen和Parnell的模型产生的48小时合成磁图时间序列，2011年，Solar Phys.，272，29。三个模拟包括不同强度的均匀覆盖的冠状磁场，第四个模拟不包括覆盖场。模拟内的磁能的建立，存储和耗散进行了研究。特别是，我们研究了它们对光球磁场的演变和上覆日冕场的强度的依赖性。我们还考虑了能量在日冕场中的储存和耗散。建立的自由磁能被发现是足够的动力小规模的，瞬态现象，如纳米耀斑和X射线亮点，与大部分的自由能被发现存储低下来，0.5-0.8微米之间的能量耗散目前发现是太小，占整个安静的太阳日冕的加热。然而，能量耗散区域的形式和位置与太阳上小尺度上观察到的情况在定性上是一致的。未来的MHD模型使用相同的合成磁图可能会导致更高的能量释放。
2013-03-06 astro-ph.SR
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)
光球矢量磁场的光谱偏振重建本质上受到横向分量方向上所谓的180 $^\circ$模糊性的限制。太阳轨道飞行器的成功发射和运行使得仅使用从两个不同有利位置获得的观测就可以消除180 $^\circ$模糊度。虽然利用这种可能性在原则上是直截了当的，但在实践中却不那么直截了当，因此，必须根据卫星轨道和测量原则评估准确性和局限性。在这项工作中，我们提出了一个立体消歧方法（SDM），并讨论了一个彻底的测试，其准确性的应用程序建模的活跃地区和安静的太阳观测。在第一系列的测试中，我们采用从三个不同的数值模拟作为测试场提取的磁图，并从不同的角度和距离的磁图模型观测。在这些更理想化的测试中，SDM被证明在应用于中等至良好分辨率的字段时达到100%的消歧准确度。即使在消除具有显著欠分辨尺度的安静太阳磁图的歧义的情况下，SDM也根据场强提供82%至98%之间的准确度。SDM的精度被认为是最敏感的可变分辨率的太阳轨道器在其高度椭圆轨道，以及所观察到的领域的内在规模。最后，作为一个更现实的测试，我们认为磁图，使用辐射转移反演代码和SOPHISM仪器模拟器应用到一个孔隙的三维模拟，并提出了初步的讨论观察到的字段上的视角的效果。
2021-12-20 astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Field Extrapolation of a Coronal Magnetic Flux Rope Supporting a Large-Scale Filament from Photospheric Vector Magnetogram
太阳暗条通常被认为是由磁倾角，特别是磁通量绳（FR）支撑的。在这封信中，从观测到的光球矢量磁图，我们实现了一个非线性无力场（NLFFF）外推的日冕磁FR，支持一个大规模的中间灯丝之间的活动区域和弱极性区域。这一结果是第一个，在目前的NLFFF外推与FR的存在是有限的，以相对较小的规模的细丝，靠近太阳黑子和沿主极性反转线（PIL）与强横向磁场和磁剪切，和FR的存在通常是可预测的。相比之下，本发明的灯丝沿着弱场区域（光球场强度$\lesssim 100$ G），其中PIL由于PIL两侧上的小寄生极性而非常破碎，并且横向场具有低的信噪比值。因此，在这种情况下推断大规模FR是一个更加困难的挑战。我们证明，我们的CESE-MHD-NLFFF代码是胜任的挑战。数值再现磁倾角的外推FR匹配观测的细丝和它的倒钩非常好，这有力地支持FR倾角模型的细丝。灯丝是稳定的持续，因为FR是弱扭曲和强烈限制的覆盖封闭的拱圈。
2014-03-30 astro-ph.SR
Decorrelation Times of Photospheric Fields and Flows
我们使用自相关来研究流场的演化，流场的演化是通过将傅立叶局部相关跟踪（FLCT）应用于高分辨率序列来推断的。（0.3 \arcsec），高节奏（$\simeq 2$ min）由{ \em Hinode}卫星上的太阳光学望远镜（SOT）的窄带滤波成像仪（NFI）记录的NOAA活动区（AR）10930的视线磁图，时间为12--2006年12月13日。基线的时间尺度流的演变，我们还自相关的磁图，在几个空间binnings，以表征活动区域的磁结构与空间尺度的寿命。流图的自相关可用于优化跟踪参数，了解跟踪算法对噪声的敏感性，并估计流的寿命。变化的跟踪参数包括：跟踪的磁图对之间的时间间隔$Δt$，应用于磁图的空间合并，以及FLCT中使用的窗口参数$σ$。流结构在空间和时间尺度（包括未解析尺度）的范围内变化，因此跟踪的流表示特定空间和时间范围内的流的局部平均值。我们将流生命期定义为流去相关时间$τ$。对于$Δt > τ$，跟踪结果表示在一个或多个流动寿命期间的平均速度。我们分析了作为磁场强度和空间尺度的函数的流分量、发散和卷曲的寿命。我们发现一个显着的趋势，增加寿命的流量组件，发散，和卷曲的场强，符合洛伦兹力部分管理流量在活跃的光球，以及强烈的趋势，增加流量的寿命和减少幅度与空间尺度和$Δt$的增加。
2012-01-18 astro-ph.SR
Direct assessment of SDO/HMI helioseismology of active regions on the Sun's far side using SO/PHI magnetograms
利用SO/PHI磁图首次直接验证远侧日震全息术，通过SDO/HMI相位图与磁图对比，校准磁场强度，证实日震成像可可靠监测远侧活动区。
2023-05-02 astro-ph.SR
Influence of magnetic cycles on stellar prominences and their mass loss rates
对快速旋转的冷恒星的观测经常显示出日冕弹弓的连续性，当它们被喷射出来时，会带走质量和角动量。导出的质量的这些双折射显示出一些两个数量级的分散。为了研究这种散射是否可能是内在的，我们使用一个完整的太阳磁图的磁周期来模拟年轻太阳的日冕结构和日珥分布，在那里我们根据$ B \propto Ω^{-1.32} $用角速度缩放磁图中的场强。我们再现了观测到的日珥质量和它们的散射。我们表明，磁场强度和场的几何形状有助于突出的质量，可以支持和它们被弹出的速度。预测的日珥质量遵循磁周期，但只有周期的一半，在周期最大值和周期最小值都达到峰值。我们表明，在双折射的质量损失率小于预测的恒星风。我们还研究了小尺度场的作用，可能是未解决的典型恒星磁图。这只提供了预测的日珥总质量的一个小的减少，主要是通过减少可以支持弹弓连续性的大磁环的数量。我们的结论是，观测到的日珥质量的分散可以解释由潜在的磁循环。
2022-05-13 astro-ph.SR
Nonlinear force-free field extrapolation in spherical geometry: improved boundary data treatment applied to a SOLIS/VSM vector magnetogram
对太阳磁场的常规测量主要在光球层进行。因此，人们必须根据日冕无力的假设，从测量的光球场推断太阳大气高层的场强。同时，这些实测数据与上述无力假设不一致。因此，必须对这些数据进行一些变换，然后才能应用非线性无外力外推代码。用于模拟日冕磁场的日冕几何学外推代码没有考虑太阳表面的曲率，只能应用于相对较小的区域，例如，一个活跃的区域。本文应用最优化方法对球面几何中的非线性无力日冕磁场进行建模和光球矢量磁图的预处理，通过在太阳有限区域内最小化球面坐标中的泛函来求解非线性无力场方程。我们通过一个额外的术语扩展了功能，这允许将测量误差和治疗缺乏观测数据的区域。我们使用矢量磁像仪数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）模拟日冕磁场。我们研究了2009年5月15日观测到的两个相邻的磁连接活动区。对于具有可变测量精度和随机分散的数据间隙（例如，SOLIS/VSM）的新代码产生的场模型，满足螺线管和力的条件显着更好，因为它允许外推的边界场和观测的边界数据之间的偏差在测量误差。数据间隙被分配给无限大的错误。我们将这个新的方案推广到球面几何，并首次将其应用于实际数据。
2010-11-26 astro-ph.SR
Recovering the unsigned photospheric magnetic field from Ca II K observations
我们重新评估的光球磁场强度和钙II K强度的各种表面功能的光盘上的位置和太阳活动水平的函数之间的关系。利用这一关系可以从Ca II K线芯部记录的图像中恢复出无符号光球磁场。我们分析了SDO/HMI和Rome/PSPT跨越半个太阳周期的131对高质量，全圆盘，近同时观测。为了解析地描述观测确定的关系，我们考虑了三种不同的函数：具有偏移的幂律函数、对数函数和磁通量密度的对数的幂律函数。我们使用得到的关系，重建地图的视线分量的无符号磁场（无符号磁图）从钙II K观测，然后比较原始磁图。我们发现，这两个幂律函数代表的数据以及，而对数函数是好的，只有安静的时期。我们没有看到显着的变化，在太阳活动周期或在光盘中导出的拟合参数，独立于所使用的功能。我们发现，在自变量的错误，通常不占，引入衰减偏差。为了解决这一问题，我们分别对磁场强度和Ca II K对比度的数据进行分组，并推导出两条分组曲线的平分线的关系。重建的无符号磁图与原始磁图吻合较好。RMS差异小于90 G。结果不受SDO/HMI和Rome/PSPT数据的杂散光校正的影响。我们的研究结果表明，经过精确处理和校正的Ca~II~K观测数据，可以利用本文导出的关系重建无符号磁图。
2019-05-09 astro-ph.SR
Estimating Flare-related Photospheric Lorentz Force Vector Changes within Active Regions
结果表明，Fisher { \it et al.}（2012）可用于估算活动区域内光球子域上方大型结构中强场的洛伦兹力变化。利用Gary的分层太阳大气模型，证明了在具有典型水平磁长尺度$\gg 300$ ~km和强磁场（5000 ° $τ=1$不透明层处$\ge 1$ ~kG）的大尺度结构中，作用于光球的洛伦兹力可以用仅基于光球边界数据的表面积分近似。这些条件涵盖了许多太阳黑子场和主要的中性线，这些都是使用Fisher { \it et al.}”（2012年），在过去的几年里。该方法给出了一个合理的估计耀斑相关的洛伦兹力的变化的基础上光球磁图观测提供的洛伦兹力的变化与耀斑有一个持久的影响所观察到的领域，并没有立即删除后耀斑平衡过程。
2014-05-12 astro-ph.SR
Solar Active Region Magnetogram Image Dataset for Studies of Space Weather
Klipsch School of Electrical and Computer Engineering（克利普什电气与计算机工程学院）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本文提供了一个基于NASA SDO的太阳活动区HMI磁图及耀斑活动标签数据集，支持机器学习预测研究，可作为太阳耀斑预测的基准。
2024-02-12 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Studying stellar spin-down with Zeeman-Doppler magnetograms
众所周知，低质量恒星的磁活动和自转是密切相关的。因此，了解恒星一生中的自转演化是恒星天体物理学的一个重要目标。近年来，人们越来越关注恒星磁场的复杂性如何影响恒星的角动量损失率。这是一个塞曼多普勒成像（ZDI），一种能够重建恒星大规模磁场拓扑结构的技术，可以唯一解决的问题。利用位场源表面模型，我们估计了66颗恒星的开放通量，质量损失率和角动量损失率已被映射与ZDI。我们表明，一颗恒星的开放通量主要是由偶极分量的磁场为我们选择的源表面半径。我们还表明，在主序星上，开放通量，质量和角动量损失率随Rossby数的减小而增加。这个规则的例外是质量小于$0.3M_{\odot}$的恒星。以前的工作表明，低质量的M矮星可能具有强的，有序的偶极场或弱的，复杂的场。这个范围的磁场强度的结果在一个大的传播角动量损失率为这些恒星，并有重要的后果，他们的自旋下降的行为。此外，我们的模型没有预测在所谓的风分界线从Ly $α$研究指出的质量损失率的转变。
2017-05-04 astro-ph.SR
Polarity-Resolved Far-Side Magnetograms Based on Helioseismic Measurements
National Solar Observatory（国家太阳观测台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家研究委员会）；North West Research Associates（西北研究联合公司）
本文提出基于日震测量推断远侧太阳磁场分布的方法，通过极性分辨技术构建完整太阳磁边界条件，提升日球模拟和空间天气预报能力。
2026-03-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Evaluating (and Improving) Estimates of the Solar Radial Magnetic Field Component from Line-of-Sight Magnetograms
虽然对于许多太阳物理学问题来说，理想的或有意义的边界是磁场$B_{\rm r}$的径向分量，但最容易获得的测量是磁场沿观测者视线的分量，即$B_{\rm los}$。由于该分量仅等于视角正好为零的径向分量，因此需要某种近似来估计所有其他观察位置处的$B_{\rm r}$。在这项研究中，一个共同的近似被称为“$μ$ -校正”，它假设所有的光球场是径向的，比较调用计算一个潜在的领域，匹配所观察到的$B_{\rm los}$，从该潜在的领域的径向分量，$B_{\rm r}^{\rm pot}$恢复的方法。我们证明，在区域中，真正占主导地位的径向取向的字段在分辨率的数据，$μ$校正执行可接受的，如果不是更好的势场的方法。然而，它也表明，对于任何太阳能结构，其中包括水平场，即活动区，势场方法更好地恢复径向场的强度和磁中性线的位置。
2017-01-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
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。
2021-07-16 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
A Statistical Study on Force-Freeness of Solar Magnetic Fields in the Photosphere
太阳磁场在日冕中是无力的，这是一个不争的事实，无力场意味着电流和磁场是平行的，场中不存在洛伦兹力。而光球磁场的无力范围仍然是开放的。本文给出了有关的统计结果。利用怀柔太阳观测站（HSOS）太阳磁场望远镜（SMFT）观测到的Stokes谱，推导并标定了矢量磁图（即日心坐标系下的$B_{x}$、$B_{y}$和$B_{z}$）。我们对925幅磁图进行了研究和标定，并采用两组标定系数进行了标定。这两组标定系数反映了磁场与斯托克斯谱强度之间的关系，可以从理论上或经验上计算。统计结果表明，大部分活动区磁场不符合无力模型。
2012-06-28 astro-ph.SR
SOLIS/VSM Polar Magnetic Field Data
太阳综合光学长期研究望远镜上的矢量分光磁象仪旨在通过测量谱线的塞曼诱导极化，获得光球层和色球层的高质量磁场观测。VSM的空间分辨率为1 $^{\prime \prime}$（2010年前为1.14 $^{\prime \prime}$），光谱分辨率为0.05兆赫，除其他产品外，还提供使用CaII 854.2 nm谱线的色球全磁盘磁图，以及使用FeI 630.15 nm谱线的光球全磁盘矢量和纵向磁图。在这里，我们描述的程序来计算每日加权平均的光球径向极磁场在不同的纬度带从SOLIS/VSM纵向全磁盘观测。这些测量的时间序列可从SOLIS网站http：//solis.nso.edu/0/vsm/vsm_plrfield.html公开获得。今后的计划包括根据SOLIS/VSM色球观测计算平均极场强度，并根据SOLIS/VSM全斯托克斯测量确定{ \it真}径向极场。
2015-07-28 astro-ph.SR
The force-freeness of the solar photosphere: Revisit with new approach and large datasets
本文提出通过降低空间分辨率抑制磁图噪声以判断光球磁场无力性的方法，并基于 HMI/SDO 与 SP/Hinode 大数据集证实光球磁场远非无力。
2023-09-27 astro-ph.SR
Estimating Total Open Heliospheric Magnetic Flux
在整个太阳活动周期中，航天器观测到的总（无符号）开放磁通量与日冕模型确定的总磁通量之间存在很大差异。本文用两种不同的方法计算了日球开放层总磁通量，并与行星际磁场观测结果进行了比较。第一种方法使用两种不同类型的光球磁场地图作为Wang Sheeley Arge（WSA）模型的输入：i）传统的Carrington或历时地图，ii）空军数据同化光球通量传输模型同步地图。第二种方法使用观测导出的氦和极紫外冕洞地图覆盖在相同的磁场地图，以计算总的开放磁通量。历时和共时地图都是使用来自同一来源的磁图构建的，即国家太阳天文台基特峰真空望远镜和矢量光谱磁仪。结果表明，观测得到的冕洞总开放通量与WSA得到的结果非常吻合，特别是在太阳活动极小期附近。这表明，平均而言，日冕模型很好地捕捉到了大部分太阳活动周期中观测到的大尺度冕洞结构。这两种方法都显示出相当大的偏差，从航天器数据推导出的总开放通量，特别是接近太阳最大值，指向其他东西比确定不佳的冕洞面积规格的来源，这些差异。
2019-03-29 astro-ph.SR
Evolution of active and polar photospheric magnetic fields during the rise of Cycle 24 compared to previous cycles
比较了第23周下降相和最小值以及最近第24周上升相期间光球磁场的演化与前几个周期期间的行为。我们使用的纵向全磁盘磁图从国家统计局的三个magnetographs在基特峰，天气光学长期调查的太阳（SOLIS）矢量光谱磁力仪（VSM），光谱磁力仪和512通道磁力仪仪器，和纵向全磁盘磁图从山。威尔逊150英尺高的塔楼。我们分析了这两个天文台自1974年以来在天气允许的情况下每天观测的37年的观测结果，提供了一个机会来研究活动区域和极地场之间在几个太阳周期中的详细关系。结果表明，活动区极向磁场强度、高纬极向流磁场强度和极向流磁场强度的时间导数的年平均值在各半球都具有良好的相关性。这些结果是基于统计上显着的周期性模式，在活动区字段和Babcock-Leighton现象学模型的太阳活动周期是一致的。在第23周期后期（2004年前后），当南半球更加活跃时，以及第24周期到现在，当北半球更加活跃时，活动水平的半球不对称性比1974年以来的任何其他时间都要多。2004年左右，活动区净代理极向场在两个半球有效地消失了，此后极场没有明显增强。我们看到证据表明，第24周期磁场逆转的过程已经在两极开始。
2012-08-27 astro-ph.SR
On the relationship between G-band bright point dynamics and their magnetic field strengths
G带亮点被认为是磁通量浓度的良好表现。我们的目的是研究GBP的动力学性质和它们的纵向磁场强度之间的关系。高空间和时间分辨率的观测同时记录G波段滤波图和窄带滤波成像仪（NFI）斯托克斯I和V图像与日出/太阳光学望远镜。在G波段图像中自动识别和跟踪GBP，并通过点对点方法从校准的NFI磁图中提取每个GBP对应的纵向磁场强度。根据纵向磁场强度将GBP分为五组，分析各组GBP的动力学特征。结果表明，随着GBP纵向磁场强度的增大，其水平运动速度和运动范围减小，运动路径也变得更加复杂。这表明，表现出较弱磁场强度的磁性元素更喜欢沿着直线路径移动得更快更远，而较强的磁性元素在较小区域内沿着更不规则的路径移动得更慢。不同纵向磁场强度的GBP的动力学行为可以解释为，较强的通量浓度比较弱的通量浓度更好地承受对流流动。
2016-04-01 astro-ph.SR
Solar cycle 24: an unusual polar field reversal
目标：通过测量纬度55 - 90度和78 - 90度范围内的太阳磁场，研究第24太阳活动周期间的太阳极场，以报告第24太阳活动周期间极场反转模式中长期和不寻常的半球不对称性。研究方法：这项研究是使用1975年2月至2017年10月期间美国基特峰国家太阳天文台（NSO/KP）磁性数据库中的中等分辨率视线天气磁图进行的，涵盖太阳周期21-24和太阳日光层天文台机载迈克尔逊多普勒成像仪仪器的高分辨率视线天气磁图。还使用了太阳动力学观测站上的日光层磁成像仪仪器进行径向测量得到的天气磁图，涵盖了太阳活动周期23和24。结果如下：我们发现，南太阳半球在2013年年中明确地反转了极性，而北太阳半球的磁场反转早在2012年6月就开始了，随后是一段持续的近零场强，直到2014年底，之后磁场开始从近零值明显上升。虽然这项研究补充了使用微波亮度测量进行的类似研究（Gopalswamy等人，2016），该研究声称第24周期的场反转过程在2015年底完成，但我们的结果表明，第24周期的场反转在2014年底完成。利用我们对327兆赫的行星际闪烁的观测，这种不寻常的场反转模式的特征也可以在太阳风中清楚地识别出来，这支持了我们的磁场观测，并证实场反转过程在2014年底完成。
2018-05-17 astro-ph.SR
The relationship between chromospheric emissions and magnetic field strength
目标。分析了4台仪器的观测资料，研究了从温度最低区到色球中层高度的色球辐射与光球磁场的相关性。研究方法：数据包括伯克利-伊利诺伊-马里兰阵列（BIMA）的3.5 mm射电图像，TRACE的1600 A紫外图像，BBSO的Ca II K线滤波图和MDI/SOHO纵向光球磁图。第一次干涉毫米数据与目前最高的可用分辨率包括在这样的分析。我们确定强度图的各种参数，并将强度彼此关联并与磁场关联。结果如下：这里研究的色球诊断显示出它们的亮度结构有明显的相似性，并相对较好地绘制出了底层的光球磁场。我们发现一个幂律是一个很好的光球磁场和色球诊断在所有波长的发射之间的关系表示。色球亮度对磁场的依赖性在网络区和网络间区是不同的。
2009-10-11 astro-ph.SR
The dependence of stellar mass and angular momentum losses on latitude and on active region and dipolar magnetic fields
晚型恒星的自转演化以磁制动为主，控制这种角动量损失的潜在因素对于恒星自转下降的研究非常重要。在这项工作中，我们研究角动量损失作为两个不同方面的功能的磁活动使用校准的阿尔文波驱动的磁流体动力学风模型：磁点的强度和它们在纬度上的分布。通过使用太阳和修改后的太阳表面磁图驱动模型，我们表明，拓扑结构的场所产生的净相互作用的小规模和大规模的领域是重要的自旋下降率和角动量损失不是一个简单的函数的大规模磁场强度。我们发现，改变磁点的纬度可以修改质量和角动量损失率的两个因素。造成这些差异的一般效应是由于小尺度场的加入而使中高纬度的大尺度开放场关闭。这些影响可能会引起调制的质量和角动量损失通过恒星周期，并提出了一个问题，从头尝试预测恒星自旋的基础上风模型。对于这里考虑的所有磁记录的情况下，从偶极子的各种斑点分布，我们发现，角动量损失是由中纬度地区的质量损失。因此，磁化风施加的自旋向下扭矩作用于特定的纬度，并不均匀地分布在恒星表面，尽管这方面对理解恒星的自旋向下和表面流动不太重要。
2015-09-29 astro-ph.SR
Dispersal of G-band bright points at different longitudinal magnetic field strengths
G波段亮点被认为是磁通量管的足点。本文的目的是研究GBP的扩散制度和相关的纵向磁场强度之间的关系。用日之出/太阳光学望远镜获得了两个不同磁化环境的高分辨率观测。每次观察同时记录G波段滤波图和窄带滤波成像仪（NFI）斯托克斯I和V图像。GBP被自动识别和跟踪，然后根据它们的纵向磁场强度被分为几组，这些磁场强度是使用逐点方法从校准的NFI磁图中提取的。分别采用拉格朗日方法和扩散指数分布方法来研究各组GBP的扩散机制。结果表明，无论采用哪种方法，扩散指数和扩散系数都随纵向磁场强度的增加呈指数下降。根据拟合方程推导出的经验公式描述了这些关系。较强的元素倾向于比弱元素扩散得更慢，与周围介质的磁通量无关。这可能是因为较强元素的磁能与气体的动能相比是不可忽略的，因此流动不会那么容易地扰动它们。
2015-09-04 astro-ph.SR
Magnetograms underestimate even unipolar magnetic flux nearly everywhere on the solar disk
本文利用单极区MHD模拟和Stokes谱线反演，系统检验了太阳圆盘上视线方向磁场的测定可靠性，发现磁图在几乎所有日面位置都低估磁通量，且与μ的关系非线性，对太阳总磁通量推算和开放磁通量问题具有重要意义。
2024-07-11 astro-ph.SR
Estimating the rate of field line braiding in the solar corona by photospheric flows
在本文中，我们试图了解的时间尺度上的光球运动的太阳编织日冕磁场线。这是决定编织机制可行性的关键因素，可以解释日冕中观察到的高温。我们研究的拓扑结构的复杂性，在日冕磁场诱导，主要是利用磁对流模拟提取的等离子体运动。这种拓扑复杂性量化使用场线缠绕，有限时间拓扑熵和被动标量混合。有了这些措施，我们对比混合效率的磁对流模拟，一个基准流被称为“闪烁的漩涡”，最后光球流推断从序列中观察到的磁图使用本地相关跟踪。虽然高分辨率的磁对流模拟引起了强烈的磁力线缠绕和有限时间拓扑熵，从斑区的观测获得的值是一个数量级左右的小。这种行为被带到有限时间拓扑熵。然而，结果表明，光球运动引起复杂的纠缠的日冕场的时间尺度上的小时。
2018-05-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Probability Density Functions to Represent Magnetic Fields at the Solar Surface
磁对流的数值模拟和对太阳磁图数据的分析提供了磁场视线分量的经验概率密度函数。在本文中，我们从理论上探讨了几种类型的PDF对偏振塞曼线形成的影响。我们还提出了复合PDF占的随机性，在场强和方向。这样的PDF可以模拟太阳表面的随机场。
2009-03-11 astro-ph.SR
Validation of a Scaling Law for the Coronal Magnetic Field Strengths and Loop Lengths of Solar and Stellar Flares
Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出了一种基于磁流体动力学模拟的磁重联模型估算太阳耀斑和恒星耀斑的日冕磁场强度（$B$）和磁环长度（$L$）的方法。利用Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出的标度律，得到了$B$和$L$随耀斑峰值处的辐射量（$EM=n^2L^3$）和温度（$T$）的变化关系。这里，$n$是耀斑的日冕电子密度。利用该标度律，可以从观测物理量$EM$和$T$估算出未分辨恒星耀斑的$B$和$L$，有助于研究恒星表面活动。为了将这个标度律应用于恒星耀斑，我们讨论了它对空间分辨太阳耀斑的有效性。根据GOES软X射线通量数据计算了$EM$和$T$，并利用标度律对$B$和$L$进行了理论估算。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）94毫米波段的图像，对同一耀斑事件的$B$和$L$进行了观测估算。正如预期的那样，发现理论和观测估计值之间的正相关。我们把这个结果解释为耀斑是由磁重联引起的间接证据。此外，这一分析使我们有信心在恒星耀斑以及太阳耀斑的有效性，适用于此标度律。
2016-10-31 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
Effect of Magnetic Field Strength on Solar Differential Rotation and Meridional Circulation
利用磁元特征跟踪技术研究了太阳表面流场（差旋和纬向环流），该技术利用磁场数据获得了表面速度。我们使用了太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪从2010年5月1日到2017年8月16日（卡林顿旋转2096到2193）获得的视线磁图，并每小时跟踪磁性元素特征。使用我们的方法，我们估计的差分旋转速度剖面。我们发现在卡林顿旋转框架中，$\sim$ 30和-170 m s $^{-1}$在纬度0 $^{\circ}$和60 $^{\circ}$的旋转速度。我们的结果是一致的与以前的结果通过其他方法，如直接多普勒，时间距离日震学，或互相关分析。我们还估计了纬向环流速度廓线，发现它在45 $^{\circ}$纬度的$\sim$ 12 m s $^{-1}$处达到峰值，这也与以前的结果一致。还研究了表面流速与磁场强度的关系。在我们的分析中，具有较强和较弱磁场的磁性元素分别在很大程度上代表了活动区遗迹和太阳磁网络的特征。我们发现，具有强（弱）磁场的磁性元素显示出更快（更慢）的旋转速度。另一方面，具有强（弱）磁场的磁性元素显示出较慢（较快）的纬向环流速度。这些结果可能与太阳的内部动力学有关。
2018-08-09 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
On the asymmetry of velocity oscillation amplitude in bipolar active regions
太阳低层大气中的速度场与磁场发生强相互作用。许多作者指出，在磁性区域内，根据频率、深度、磁通管的半径和磁场强度，功率会降低2到3倍。人们提出了许多机制来解释这些观察结果。本文利用12个双极有源区（$β$ AR）在45秒频率下的SDO多普勒图和磁图，研究了速度涨落与磁场的关系。我们发现，有一个不对称的$β$ AR内，与速度振荡幅度被更多的抑制在领先的极性相比，拖尾极性。此外，最强的磁场并不能完全抑制五分钟的振荡幅度，在光斑最里面的本影中也是如此。
2012-12-12 astro-ph.SR
Estimating the magnetic field strength in hot Jupiters
与木星相比，大部分已知的类木星系外行星都是膨胀的。这些“热”彗星的轨道靠近它们的母恒星，并受到强烈星光的轰击。许多理论被提出来解释它们的半径膨胀，其中一些理论认为一小部分入射星光被注入行星内部，这有助于膨胀行星。这样的能量注入将如何影响行星发电机？在这封信中，我们估计表面磁场强度的热彗星使用缩放参数，涉及能量在行星内部的发电机产生的磁场。我们发现，如果我们考虑到注入行星内部的能量足以使热彗星膨胀到观测到的半径，那么由此产生的发电机应该能够产生比木星值强一个数量级以上的磁场。我们的分析突出了恒星光在热超导体中设置场强的潜在基本作用。
2017-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing and Improving a Set of Morphological Predictors of Flaring Activity
有效预测太阳耀斑依赖于量化太阳活动区爆发能力的参数。在文献中已经提出了几个这样的定量预测，推断主要是从光球磁图和/或白光观测。其中两个是伊辛能量和总水平磁场梯度之和。前者是从视线磁图发展而来的，而后者则利用太阳黑子探测和特征，以连续图像为基础。旨在包括这些参数的自动预测方案，我们测试它们的适用性定期光球磁场观测所提供的日震和磁成像仪（HMI）仪器板载太阳动力学天文台（SDO）。我们测试他们的效率作为预测的耀斑活动的一个有代表性的样本的活动区域，并调查可能的修改这些数量。伊辛能量似乎是一个有效的预测，如果它被修改来描述相互作用的磁分区或太阳黑子本影的效率甚至提高。水平磁场梯度的总和似乎比我们在本文中实现的伊辛能量的三个变化稍微更有希望。新的预测也比较了两个非常有前途的预测：有效连接的磁场强度和总的无符号非中和电流。我们的分析表明，形态预测的效率依赖于投影效果在一个非平凡的方式。所有四个新的预测被发现有用的列入自动耀斑预报设施，如耀斑可能性和区域喷发预测（FLARECAST），但他们的效用，除其他外，最终将确定的验证工作正在进行的框架内的FLARECAST项目。
2018-07-17 astro-ph.SR
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。
2016-10-26 astro-ph.SR
Quantifying Suppression of Solar Surface Magnetic Flux Advection with Increasing Field Strength
本文利用HMI SHARP矢量磁图和傅里叶局部相关跟踪方法，定量揭示了太阳表面磁通量水平平流速度随磁场垂直分量增强而下降的趋势，并给出四次多项式拟合关系，为日冕加热MHD模拟提供依据。
2025-05-07 astro-ph.SR
The open flux evolution of a solar-mass star on the main sequence
已知磁场活动与中等活跃的主序星的自转周期有关。反过来，恒星自转周期的演变是由于磁化的恒星风带走角动量的结果。因此，了解磁场活动和恒星自转之间的相互作用是恒星天体物理学的中心任务。角动量演化模型通常采用根据表面磁场强度制定的自旋下降扭矩。然而，这些公式无法解释磁场的几何形状，不像那些用开放通量表示的公式，即恒星风流动的磁通量。在这项工作中，我们使用的扭矩法制定的开放通量的主序星太阳质量的角动量演化模型。这是使用一个潜在的场源表面模型结合塞曼多普勒磁图的样本大致太阳质量的恒星。我们探讨这些恒星的开放通量如何随恒星自转和源表面半径的选择而变化。我们还探讨了通过使用两种方法来确定开放通量的字段的几何形状的效果。第一种方法只考虑偶极子分量，而第二种方法考虑了塞曼多普勒磁图中的全部球谐函数。我们发现这两种方法之间只有一个很小的差异，这表明主序星太阳质量恒星的开放通量，实际上是自旋下降，可能是由磁场的偶极分量主导的。
2017-11-10 astro-ph.SR
Statistical study of magnetic non-potential measures in confined and eruptive flares
利用HMI/SDO矢量磁场观测资料，研究了活动区磁非位度与耀斑/CME的关系。从一个样本的77耀斑/CME的情况下，我们发现了一个一般的关系，即程度的非潜力是正相关的耀斑强度和相关的CME速度。由于耀斑带区的磁通量与重联关系更密切，我们沿耀斑带范围人工追踪了强梯度极性反转线（SGPIL）、Schrijver R值。人工探测的SGPIL长度和R值与耀斑强度和CME速度的相关性比没有耀斑带信息的自动跟踪值高。它突出了预测耀斑强度和CME速度的先验耀斑预测模型中使用的耀斑前的磁图的困难。虽然总的，潜在的磁场能量代理表现出弱的正相关性，自由能的减少表现出较高的相关性（0.56）与耀斑强度和CME速度。此外，爆发型耀斑与局限型耀斑相比，具有SGPIL长度（31 μ m）、R值（$1.6\times10^{19}$ Mx）、自由能降低（$2\times10^{31}$ erg）等阈值。在90%的爆发耀斑中，衰变指数曲线较陡，在42 μ m以内达到$n_{crit}=1.5$，而在$>70$ %的局限耀斑中，衰变指数曲线超过42 μ m。同时，我们的研究表明改进的统计预测能力的AR喷发的行为与耀斑带的信息，提供了阈值的耀斑喷发的磁性。
2018-05-07 astro-ph.SR
Solar magnetic activity cycles, coronal potential field models and eruption rates
本文研究了自20世纪70年代中期以来观测到的3个半太阳活动周期中光球磁场和模拟的全球日冕磁场的演化。我们使用天气磁图和外推位场模型，这些模型基于来自国家天文台基特峰的三台磁仪、太阳天气光学长期调查（SOLIS）矢量光谱磁仪（VSM）、光谱磁仪和512通道磁仪仪器以及来自美国国家天文台的纵向全圆盘光球磁图。斯坦福大学威尔科克斯太阳天文台相关的多极场分量被用来研究日冕场的主导长度尺度和对称性。极场的变化被认为是很好的相关性与活跃领域在大部分的研究期间，除了2003年至2006年之间的活跃领域没有产生显着的极场变化。在轴对称多极子中，只有偶极和八极子遵循极点，而高阶则遵循活动周期。所有的非轴对称多极强度与活动周期有很好的相关性。因此，太阳偶极子的倾斜几乎完全是由于活动区场。轴向偶极子和八极子是最大的贡献者的全球领域，除了当极性场是反向的。极场的这种影响延伸到调节喷发率。根据计算机辅助CME跟踪（CACTus），太阳爆发事件探测系统（SEEDS）和野边山射电日像仪日珥爆发目录，发现2003-2012年之间的活跃年的太阳爆发率系统高于1997-2002年之间。这种行为似乎与Luhmann提出的晚周期23极场的弱点有关。我们看到的证据表明，第24周期磁场逆转的过程在两极都很先进。
2013-04-12 astro-ph.SR
How Magnetic Field Strength Affects Stellar Coronal Mass Ejection Dynamics
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
研究恒星日冕物质抛射动力学，通过对不同磁场强度进行日冕物质抛射模拟，发现磁场强度增加会增强促进力，使抛射速度和质量增加，还确定了向上洛伦兹力的作用。
2026-07-07 astro-ph.SR
Photospheric plasma and magnetic field dynamics during the formation of solar AR 11190
太阳表面的特征是典型的流动模式，称为颗粒化、中颗粒化和超颗粒化。这些图案是由于对流将能量从太阳内部输送到其表面而产生的。本文将揭示大尺度单体对流与活动区大尺度磁场的相互作用，详细研究美国国家海洋和大气管理局（NOAA）11190活动区形成和演化过程中的流速统计分布。要做到这一点，我们采用当地的相关跟踪方法获得的数据由太阳动力学观测站（SDO）航天器在连续以及处理的视线（LOS）磁图。我们发现，在一个活跃的区域中的流场可以模拟的两个组件的分布。一个分量是非常稳定的，遵循瑞利分布，并可以被分配到背景流，而另一个组件是可变的强度和速度范围，并可以归因于通量出现在连续谱图以及磁图。一般来说，等离子体流，所看到的速度的大小的分布，遵循瑞利分布，即使通过形成的活动区域的时间。然而，在某些时刻的大规模快速流量出现，具有较高的速度的第二个组成部分形成的速度幅值分布。等离子体流通常与磁性元件的运动高度相关，反之亦然，除了在快速磁通量出现的时间期间，如通过上升的磁性元件所观察到的。在这些时候，发现磁场比相应的等离子体移动得更快。
2019-01-08 astro-ph.SR
Flux emergence and coronal eruption
我们的目的是研究从太阳内部出现的扭曲通量管的光球通量分布。我们还报告了一个新的磁通绳喷发时，新兴的管上升到一个预先存在的磁场的日冕。为了研究演化，我们使用三维数值模拟，通过求解时间相关的和电阻MHD方程。我们定性比较我们的数值计算结果与MDI磁图的新兴通量在太阳表面。我们发现光球磁通量分布由极性相反的两个区域和极性反转线（PIL）两侧的细长磁尾组成，这取决于出射磁力线的方位角性质和上升管的初始场强。由于等离子体向PIL运动，它们的形状逐渐变形。我们的结果与观测研究的活动区（AR）的磁通量出现在定性的协议。此外，如果出射管的初始扭曲很小，光球磁场发展成波浪形，并且不具有尾部。在所有的情况下，我们发现，一个新的磁通绳形成以上的新兴管，可能会爆发到日冕的原始轴，这取决于周围的磁场强度。
2010-03-11 astro-ph.SR
Measuring the magnetic field of a trans-equatorial loop system using coronal seismology
“EIT波”是低日冕中自由传播的全球脉冲，与日冕物质抛射（CME）的初始演化密切相关。他们被认为是大振幅，快速模式磁流体动力学波最初驱动的快速扩张的日冕物质抛射在低日冕。2012年7月6日，观测到一个“EIT波”撞击邻近的跨赤道环系统，该环系统在返回静止状态时出现衰减振荡。通过研究环的衰减振荡，测量环中普遍存在的横波的传播，并从观测到的磁图中推断出磁场，环振荡的观测被用来估计环系统的磁场强度。太阳动力学天文台（SDO/AIA）上的大气成像组件和日冕多通道偏振仪（CoMP）的观测结果被用来研究这一事件。利用经验模态分解（EMD）分析了环路系统在CoMP多普勒速度、线宽和AIA强度上的振荡。回路系统以二次谐波模式振荡，而不是以基频振荡，地震学分析返回的估计磁场强度约为5.5+/-1.5 G。这与分别使用横波传播测量和磁场外推发现的~1-9 G和~3-9 G的磁场强度估计值进行了比较。
2017-03-29 astro-ph.SR
A Comparative Study of Magnetic Fields in the Solar Photosphere and Chromosphere at Equatorial and Polar Latitudes
除了他们自己的内在利益，正确解释太阳表面磁场观测是至关重要的，我们的能力，以描述全球的太阳大气磁结构。在日冕模型中，光球磁图常被用作下边界条件，而不是来自几乎没有力的色球层的数据。国家太阳观测台的太阳天气光学长期研究矢量分光磁仪每天从光球层和色球层产生全圆盘视线磁通量图像。在本文中，我们调查的关键属性的磁场在这两个层使用超过五年的VSM数据。我们从近赤道测量中发现，大多数光球场的东西倾角小于12°，而色球场在所有方向上都有很大程度的扩展。使用一个简单的立体反演，我们发现的证据表明，光球极场也接近径向，但在2008年期间，色球场在南极超径向扩大。我们得到了一个空间分辨的极区光球通量分布，直到80°纬度，其强度向极方向增加，近似为余弦（余纬度）的9-10次方。该分布将给出5-6 G的极场强。我们简要讨论了未来天气图的建设和建模的影响。
2010-10-28 astro-ph.SR
Estimating the chromospheric magnetic field from a revised NLTE modeling: the case of HR7428
本文利用半经验大气模拟方法，计算了RS CVn双星HR 7428的K2主分量的色球温度、压力、密度和磁场分布随高度的变化。温度、压力、密度是半经验模拟技术的标准输出，而色球磁场对高度的估计则是考虑了在半经验计算中不施加流体静力平衡的可能性。最好的非流体静力平衡模型的稳定性，意味着存在一个附加的（朝向恒星中心）压力，其强度从色球层底部向外层递减。将附加压力解释为磁压，我们估计色球层底部的磁场强度约为500高斯。
2017-03-09 astro-ph.SR
Predicting the Sun's Polar Magnetic Fields with a Surface Flux Transport Model
太阳的极地磁场与太阳活动周期的变化直接相关。在一个周期的开始（最小值）的极场强度决定了该周期的后续振幅。此外，极场在周期最大值时的反转，从根本上改变了银河系宇宙射线在日光层中的传播。我们描述了一个表面磁通量传输模型，平流的磁通量出现在活跃的地区（太阳黑子）使用的近地表流动的详细观测，运输的磁性元素。这些流动包括轴对称的差分旋转和对流和非轴对称的细胞对流（超颗粒），所有这些都随时间变化的模型中所示的直接观测。我们使用这个模型与从全磁盘磁图同化的数据，以1996年5月至2013年7月的15分钟间隔产生太阳磁场的全表面地图（所有太阳黑子周期23和上升到最大周期24）。我们测试了这个模型的可预测性，使用这些地图作为初始条件，但每天的太阳黑子面积数据用于提供新的磁通量的来源。我们发现，在周期最小的极场和极场反转在周期最大的强度可以可靠地预测到三年前。我们包括了对第24周期极场反转的预测。
2013-11-04 astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Extrapolation of the Coronal Magnetic Field Based on the MHD Relaxation Method
基于磁流体力学（MHD）弛豫方法，开发了一个非线性无力场（NLFFF）外推程序。我们在两个重要方面扩展了经典的MHD松弛方法。首先，我们介绍了一个算法最初提出的cite{2002JCoPh.175. 645 D}来有效地清除与$nabla cdot vec{B}$相关的数值误差。其次，多重网格类型的方法是在我们的NLFFF执行直接分析的高分辨率磁图数据。作为这两个实现的结果，我们成功地外推了cite{1990 ApJ... 352.. 343 L}，在更短的时间内获得更高的精度。我们还将我们的外推方法应用于由cite{2012 ApJ... 748... 53M}。我们发现，NLFFF外推可能是不太有效的再现高于半域，其中一些磁环被发现在一个连续向上膨胀的状态的地区。然而，通过我们的NLFFF外推方法，可以很好地捕捉到由下部区域中形成的剪切环和扭曲环组成的反S形结构。我们进一步讨论如何以及这些剪切和扭曲的领域重建的磁拓扑结构和扭曲的定量估计。
2013-11-14 astro-ph.SR
Statistical Analysis of Current Helicity and Twist in Solar Active Regions over the Phases of the Solar Cycle Using the Spectro-Polarimeter Data of Hinode
电流螺旋度和太阳磁场扭曲度是表征太阳对流带发电机机制的重要参量。本文对日之出太阳光学望远镜分光偏振仪（SP）观测到的太阳活动区螺旋度进行了统计研究。我们使用了2006年至2012年获得的总共80个活动区域的558个矢量磁图的SOT-SP数据。我们已经应用空间平滑和划分的数据点到弱和强场范围比较不同尺度和场强的贡献。我们发现，当考虑弱磁场（绝对场强$< 300$高斯）时，电流螺旋度遵循所谓的半球符号规则。另一方面，当考虑较强的磁场并应用2.0弧秒的平滑（模仿地面观测）时，电流螺旋度的模式波动并违反半球符号规则。此外，我们还发现了一种倾向，即弱场和倾斜场更好地符合半球符号规则，而强场和垂直场则倾向于违反半球符号规则。强、弱磁场分量螺旋度的这些不同性质，为理解太阳发电机以及太阳活动区的形成和演化机制提供了重要线索。
2014-10-28 astro-ph.SR
Calibrating the Davis-Chandrasekhar-Fermi method with numerical simulations: uncertainties in estimating the magnetic field strength from statistics of field orientations
Davis-Prasekhar-Fermi（DCF）方法被广泛用于从天平面场方向间接估计磁场强度。在这项工作中，我们提出了一套三维MHD模拟和合成偏振图像使用的辐射转移的集群大质量恒星形成的地区。我们将DCF方法应用于合成极化图，以研究其在高密度分子团簇和自引力显著的致密核中的可靠性。我们调查的DCF方法一步一步的假设的有效性，并比较模型和估计的磁场强度，以获得估计的均匀和总（rms）磁场强度在团块和核心尺度的校正因子。对不同情况下的修正系数进行了分类。我们发现DCF方法在强场情况下效果良好。然而，当湍流磁能小于湍流动能时，DCF方法可能会显著高估弱场情况下的磁场强度。我们调查的角度色散函数（ADF，一种改进的DCF方法）的方法的精度的影响，可能会影响测得的角色散，并发现ADF方法正确占有序的字段结构，光束平滑，和干涉滤波，但可能不适用于占沿视线的信号积分在大多数情况下。我们的研究结果表明，DCF方法应避免应用低于$\sim$ 0.1 pc尺度，如果视线信号集成的影响没有得到适当的解决。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Prediction of the Solar Polar Fields in 2026: An Unusually Weak Level Across the Last Five Solar Cycles
School of Space and Earth Sciences, Beihang University（北京航空航天大学空间与地球科学学院）；Key Laboratory of Space Environment Monitoring and Information Processing of MIIT（工业和信息化部空间环境与信息处理重点实验室）
本文基于表面磁通量输送模型，预测2026年太阳极场，发现北极场在2026年3月前显著减弱，而南极场保持较弱，对太阳25/26周期极场强度和振幅提出担忧。
2026-03-28 astro-ph.SR
