Magnetic elements of the solar surface are studied in magnetograms recorded with the high-resolution Solar Dynamics Observatory / Helioseismic and Magnetic Imager . To extract some statistical and physical properties of these elements (e.g., filling factors, magnetic flux, size, lifetimes), the Yet Another Feature Tracking Algorithm (YAFTA), a region-based method, is employed. An area with 400$^{\prime\prime}\times$400$^{\prime\prime}$ was selected to investigate the magnetic characteristics during the year 2011. The correlation coefficient between filling factors of negative and positive polarities is 0.51. A broken power law fit was applied to the frequency distribution of size and flux. Exponents of the power-law distributions for sizes smaller and greater than 16 arcsec$^2$ were found to be -2.24 and -4.04, respectively. The exponents of power$-$law distributions for fluxes smaller and greater than 2.63$\times$10$^{19}$ Mx were found to be -2.11 and -2.51, respectively. The relationship between the size ($S$) and flux ($F$) of elements can be expressed by a power-law behavior in the form of $S\propto F~^{0.69}$. The lifetime and its relationship with the flux and size of quiet-Sun (QS) elements are studied during three days. The code detected patches with lifetimes of about 15 hours, which we call long-duration events. It is found that more than 95\% of the magnetic elements have lifetimes of less than 100 minutes. About 0.05\% of the elements were found with lifetimes of more than 6 hours. The relationships between the size (S), lifetime (T), and the flux (F) for patches in the QS, indicate the power$-$law relationships $S\propto T~^{0.25}$ and $F\propto T~^{0.38}$, respectively. Executing a detrended fluctuation analysis of the time series of new emerged magnetic elements, we find a Hurst exponent of 0.82, which implies long-range temporal correlation in the system.
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。
Time--Distance Helioseismology Data Analysis Pipeline for Helioseismic and Magnetic Imager onboard Solar Dynamics Observatory (SDO/HMI) and Its Initial Results
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。
Oscillatory Phase and Acoustic Travel-Time Inconsistencies Measured between SDO/HMI and GONG Dopplergrams
Stanford University（斯坦福大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；National Research University TIIAME（塔什干国立研究技术大学）
Dynamics of the photosphere along the solar cycle from SDO/HMI
由于太阳的全球磁场有一个活动周期，人们期望观察到光球层中可见的流动的动力学性质的某些变化。通过分析SDO/HMI观测的连续强度、多普勒速度和纵向磁场，我们研究了太阳活动周期间的流场。我们首先在盘中心采集了6年的太阳周期数据，时间步长为48小时，以研究连续统强度和磁场的整体演化。然后，我们集中在30个6小时序列的安静地区没有任何残留的磁活动分开6个月，在夏季和冬季，当磁盘中心纬度B 0接近零。水平速度是从位于盘中心的216.4Mm x 216.4Mm的视场上的局部相关跟踪技术导出的。我们在盘中心的测量显示了沿太阳活动周期的中、超颗粒尺度之间流动性质的稳定性。独立于大尺度发电机在盘中心局部产生的网络磁场，连同连续对比度、垂直和水平流动，在太阳活动周期间似乎保持恒定。
Point spread function of SDO/HMI and the effects of stray light correction on the apparent properties of solar surface phenomena
我们提出了一个PSF SDO/HMI，并讨论了它的去除HMI数据中的太阳表面现象的表观特性的影响。PSF是从金星凌日的观测中检索的，通过将其与金星盘和太阳背景模型的卷积进行匹配，并使用猜测PSF。观测记录的时间接近金星凌日的仪器散射光校正的解卷积与PSF。相对于原始数据，恢复的HMI数据中的粒化对比度大大增强，并且与数值模拟表现出合理的一致性。图像复原显著增强了光球磁特征的视强度和像元平均磁场强度。对于小规模的磁性功能，恢复增强的强度对比度在连续和核心的Fe I 617.3 nm线的一个因素为1.3，和磁图信号的一个因素为1.7。对于太阳黑子和毛孔，增强在特征内部和特征之间变化很大，对于较小的特征更加尖锐。磁场特征也变得更小，因为信号被涂抹到周围安静的太阳上被恢复。图像恢复增加了明显的数量磁通量以上的噪音地板的一个因素约1.2，大部分的增益来自安静的太阳。由于颗粒化和超颗粒化的视线速度提高了1.4到2.1倍，这取决于太阳圆盘上的位置。有迹象表明，PSF在FOV中随时间变化，并且在两个CCD之间变化。然而，发现所有这些变化相对较小，使得导出的PSF可以应用于来自两个CCD的HMI数据，在检查期间不引入显著误差。图像恢复影响测量的辐射，磁和太阳表面现象的动力学特性，足以显着影响解释。
Reconstructing the Subsurface Three-Dimensional Magnetic Structure of A Solar Active Region Using SDO/HMI Observations
太阳活动区（AR）是形成于对流层中的三维磁结构，其性质对确定太阳活动区的日冕结构和太阳活动具有重要意义。然而，我们的知识详细的三维结构之前，它的出现是相当差的，在很大程度上限制了低节奏和灵敏度以前的仪器。在这里，使用45秒的高节奏的观测从太阳动力学天文台（\emph{SDO}）的太阳地震和磁成像仪（\emph{HMI}）板载，我们能够为第一次重建一个三维数据立方体和推断详细的地下磁结构的NOAA AR 11158和表征其磁连通性和拓扑结构。这一任务是在图像叠加方法和先进的三维可视化的帮助下完成的。我们发现，AR由两个主要的双极，或四个主要的极性。每个极性在3-D中显示出有趣的树状结构，即当极性的根部表现为单个树干状管时，极性的顶部具有由更小和更薄的通量管组成的多个分支，这些通量管连接到类似破碎的相反极性的分支。四个极性的根部沿着一条直线排列得很好，而顶部的分支稍微不共面。我们的观察表明，一个活跃的区域，即使出现在表面上非常复杂，可能源于一个简单的直通量管，经历了水平和垂直分叉过程中，其上升通过对流区。
Towards a live homogeneous database of solar active regions based on SOHO/MDI and SDO/HMI synoptic magnetograms. I. Automatic detection and calibration
Solar photospheric velocities measured in space: a comparison between SO/PHI-HRT and SDO/HMI
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Advanced Research Center for Space Science and Technology, Institute of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学研究科宇宙科学技术研究高级研究中心）
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
Quadrupole White-light Sources in an X1.2 Flare Observed by ASO-S/LST/WST and SDO/HMI
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
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。
Dispersion of the solar magnetic flux in undisturbed photosphere as derived from SDO/HMI data
利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）获得的日震磁图，研究了太阳光球层中的磁通量色散。分析了两个区域，冠状孔区域（CH）和超颗粒图案区域（SG）。我们探讨了位移和分离谱和湍流扩散系数的行为，$K$。位移谱和分离谱彼此非常相似。CH和SG区域中的小磁性元素（尺寸为3-100平方像素，检测阈值为20 Mx sm $^{-2}$）以相同的方式分散，并且它们比大元素（尺寸为20-400平方像素，检测阈值为130 Mx sm $^{-2}$）更易移动。发现小元素（$γ\approx 1.3 $和$K$从$\sim$ 100增长到$\sim$ 300 km $^2$ s $^{-1}$）的超扩散率区域。CH区大元素稀少，在500-2200 km的较窄范围内表现为超扩散，有$γ\approx 1.2$和$K$ =（62-96）km $^2$ s $^{-1}$。SG区域中的大型元素显示出两种线性范围和两种扩散率范围：尺度次扩散系数（900-2500）km，其中$γ=0.88$和$K$从$\sim$ 130降至$\sim$ 100 km $^2$ s $^{-1}$，在2500-4800 km尺度上，$γ\approx 1.3$和$K$的扩散系数从$\sim$ 140 km增加到$^2$ 200 km。结果表明，在大尺度上扩散系数有饱和的趋势，即，超扩散的湍流状态逐渐被正常扩散所…
