Comparison of Emission Properties of two Homologous Flares in AR 11283
大的、复杂的、活跃的区域可能在一两天内产生多次耀斑。这些耀斑可能发生在相同的位置，具有相似的形态，通常被称为同源耀斑。2011年9月，活动区NOAA 11283分别在6日和7日产生了一对同源耀斑。这两个耀斑都是由太阳动力学天文台的日震磁成像仪（HMI）在617.3nm波长的可见光连续谱中捕获的白光耀斑，我们利用HMI无视成像光谱技术研究了这两个X级耀斑的白光发射。连续谱中脉冲峰的持续时间约为4分钟。我们比较了WL与硬X射线（HXR）观测9月6日耀斑，并找到一个很好的连续和HXR之间的相关性在空间和时间。在9月7日第二次耀斑期间没有RHESSI数据的情况下，使用GOES软X射线的导数，并且也发现与连续体具有良好的时间相关性。我们测量的对比度增强，特征尺寸，和HXR通量的双耀斑，这是类似的两个耀斑，指示类似的触发和加热过程。然而，9月7日的耀斑伴随着明显的日震信号，而在9月6日的耀斑期间没有检测到地震波。因此，这种比较表明，粒子轰击可能不起主导作用，在产生本文研究的日震事件。
2014-04-25 astro-ph.SR
Seismology of Flaring and Dormant Active Regions
我们研究了2011年2月11日至17日期间观测到的活动区和平静区的光球和亚光球特性，包括2011年2月15日发生在活动区NOAA 11158的第一个太阳活动周期X2.2的X级耀斑。由环图和反演计算了p模参数和亚光球流。我们发现在活跃区域比安静区域更大的频率偏移。活动区NOAA 11158显示出比休眠活动区更强的扭曲亚光球流。活动区NOAA 11158次光球流的动力学螺旋度密度在耀斑日表现出与耀斑前后不同的结构。
2013-10-24 astro-ph.SR
The Magnetic Field of Active Region 11158 During the 2011 February 12-17 Flares : Differences between Photospheric Extrapolation and Coronal Forward-Fitting Methods
我们开发了一个{ \sl冠状非线性无力场（COR-NLFFF）}前向拟合代码，该代码将近似的{ \sl非线性无力场（NLFFF）}解拟合到自动跟踪冠状环的观察几何形状。与光球NLFFF程序从横向光球场的约束条件计算磁场解不同，新程序使用日冕约束条件，这种方式提供了关于每种磁场计算方法的系统误差以及低色球层非力自由度的重要信息。在这项研究中，我们使用COR-NLFFF代码NOAA 11158活动区，在2011年2月12日至17日的时间间隔，其中包括一个X2.2 GOES级耀斑和35 M和C级耀斑。我们计算了5天内6分钟的自由磁能。我们发现两种类型的代码之间的总非潜在的$E_N$和潜在的能量$E_P$的协议，但发现高达4倍的差异的自由能$E_{free}=E_N-E_P$，并高达10倍的差异的自由能$ΔE_{free}$的减少在耀斑。日冕NLFFF代码表现出更大的时间变化，并产生自由能的减少，在耀斑，足以满足耀斑的能量预算，而光球NLFFF代码显示少得多的时间变化和一个数量级的自由能减少耀斑期间。这种差异可能部分是由于光球矢量数据的预处理，但更可能是由于低色球层的非力自由度。我们的结论是，不能正确地计算出的日冕领域的光球数据的基础上，单独的，但需要额外的信息冠环的几何形状。
2014-02-21 astro-ph.SR
Velocity and Magnetic Transients Driven by the X2.2 White-Light Flare of 2011 February 15 in NOAA 11158
第24太阳活动周的第一个X级耀斑发生在2011年2月15日，活动区NOAA 11158在中央子午线通过期间。太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）很好地观测到了这两个带状白光耀斑。在耀斑的峰值阶段，我们检测到磁和多普勒速度瞬变出现在主黑子的本影边界附近。这些瞬变持续了几分钟，并显示出与耀斑内核的空间和时间对应关系。在瞬态位置观察到的磁极性发生了符号反转，同时多普勒速度大幅增强。我们解释这种观测现象，使用HMI光谱数据之前，期间和之后的耀斑。这些变化反映在所有Stokes参数的AR图中。关联的瞬态功能与各种签名的耀斑和原因和影响，他们的外观的基础上，目前的理论模型。
2012-02-10 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
Direct Observations of Tether-cutting Reconnection During a Major Solar Event From 2014 February 24 to 25
利用太阳动力学天文台大气成像组件的多波长数据，我们研究了2014年2月24日至25日在NOAA AR 11990中连续发生的两次太阳耀斑，一次是C5. 1约束耀斑，另一次是X4. 9喷射耀斑，并伴有晕日冕物质抛射。在受限电弧开始之前，检测到灯丝下方的EUV增亮。当电弧开始时，缠绕在灯丝上的扭曲的螺旋磁通绳（FR）向上移动然后停止，同时在其下方观察到明显的X射线源。在X4.9耀斑爆发之前，活动区中一些预先存在的环结构相互作用，在暗条下方产生了一个增亮区。同时，在相互作用区下方出现了一个小的张开环，环结构远端的新螺旋线逐渐形成并不断加入到原来的扭曲FR中，然后，由于磁压和磁张力的不平衡，新FR与细丝一起向外爆发.我们的观测结果与绳系切割模型吻合得很好，表明这两个耀斑可能具有相同的触发机制，即，断绳重连据我们所知，这是第一次直接观察到在活动区的预先存在的环之间发生的系绳切割重联。在抛射耀斑的情况下，爆发的暗条表现出一个欧米茄状的扭结结构，经历了一个缓慢的上升阶段后，指数上升，表明扭结不稳定性也可能是负责爆发的启动。
2014-11-17 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
Decimetric type U solar radio bursts and associated EUV phenomena on 2011 February 9
2011年2月9日在活动区AR 11153发生了一次GOES M1. 9耀斑。利用云南天文台太阳射电频谱仪（YNSRS），以200 kHz的分辨率和80 ms的时间节奏，观测到了反向漂移（RS）的III型爆发、U型爆发的间歇序列、漂移脉动结构（DPS）和精细结构。综合多波长观测资料显示，在YNSRS观测到的DPS之后，U型爆发的发生率突然增加了5倍。在这种情况下，U型突发的产生速率可以取决于磁重联速率。我们的观察结果与以前的数值模拟结果是一致的。在第一个等离子体团产生（等离子体不稳定性发生）后，磁重联率突然增加到原来的5-8倍。此外，在DPS之后，U型爆发的翻转频率的频率范围比之前明显加宽了3倍，这表明环顶的密度波动幅度。我们的观测结果也支持耀斑脉冲阶段的数值模拟。湍流发生在耀斑环的顶部，等离子体团可以捕获非热粒子并引起环顶的密度起伏。观测结果与数值模拟结果基本一致，有助于我们更好地了解喷发的整个物理过程的特征。
2021-10-19 astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: the Emergence of Active Region 11158 and the X2.2 Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
本文利用MURaM代码的数据驱动分支模拟了活跃区域11158的出现及X2.2日冕爆的爆发，展示了该方法在真实日冕环境研究中的潜力。
2026-02-18 astro-ph.SR
Response of the Photospheric Magnetic Field to the X2.2 Flare on 2011 February 15
众所周知，光球磁场的长期演化在积累自由能为太阳爆发提供动力方面起着重要作用。观测结果尽管存在争议，但也揭示了爆发期间光球磁场的快速和永久变化，以响应日冕磁场的重组。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HMI进行的磁场测量，我们获得了第一个确凿的证据，表明在耀斑磁极性反转线（PIL）处的水平磁场中出现了快速（约30分钟）和不可逆的增强，幅度约为30%。结果还表明，光球场变得更加剪切和倾斜。这个领域的演变是明确相关的耀斑发生在这个S形活动区，与增强区位于两个色球耀斑带和初始共轭硬X射线脚点之间。这些结果有力地证实了我们先前的推测，即PIL附近的光球磁场在爆发后一定会变得更加水平，这可能与系绳切割重联导致的新形成的低磁场有关。
2011-12-16 astro-ph.SR
A Great Space Weather Event in February 1730
目标。历史记录提供的证据表明，极端磁暴与赤道极光延伸的时代之前，系统的磁观测。1730年2月15日发生了一次重大的磁暴。我们用极光延伸来衡量这场磁暴，并根据当代太阳活动将其置于背景中。方法.我们检查了东亚的历史记录，并计算了观测点的磁纬度（MLAT），以衡量磁暴。我们还将它们与南欧的极光记录进行了比较。我们研究了当代太阳黑子观测，以重建1729年至1731年之间的详细太阳活动。结果我们列出了东亚历史文献中的29个极光记录和37个太阳黑子观测结果。结论.这些记录显示，整个东亚至少在MLAT 25.8 °以下都可以看到极光。与欧洲同期记录比较，我们发现极光显示的边界最靠近赤道的位置超过了45.1 ° MLAT，在最大相位时可能下降到31.5 ° MLAT，亮度相当高。当代的太阳黑子记录显示，在1730年上半年，在太阳活动周期的下降阶段，有一个活跃的阶段。这次磁暴的强度至少与1989年的磁暴相当，但不及卡林顿事件。
2018-07-17 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: I. Comparison with the Observations
利用非线性无力场（NLFFF）对太阳活动区11158进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以阐明X2.2级太阳耀斑的动力学过程。我们发现NLFFF从未显示出观测中看到的剧烈动态，即，它处于稳定的状态以抵抗扰动。另一方面，MHD模拟表明，当NLFFF的扭曲线中通过系绳切割重联产生的强扭曲线在中性线附近形成时，因此它们通过复杂的重联从太阳表面爆发。这一结果支持了NLFFF中通过系绳切割重联形成的强扭曲线是破坏低日冕磁场力平衡条件的原因的论点。除此之外，这些磁力线的动力学演化表明，在初始阶段，由扭曲线的重连引起的足迹的空间图案适当地映射了所观察到的双带耀斑的分布。有趣的是，在耀斑之后，重新连接的场线转换成类似于耀斑后环的结构，这类似于SDO拍摄的EUV图像。最后，我们发现扭曲的线超过了一个临界高度，在该高度处通量管变得不稳定到环面不稳定。这些结果说明了我们的模拟的可靠性，也提供了一个重要的耀斑CME动力学之间的关系。
2014-04-12 astro-ph.SR
A spatio-temporal description of the abrupt changes in the photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during the 2011 February 15 X2.2 flare
活动区NOAA 11158于2011年2月15日01：44 UT产生了第24太阳活动周的第一个X级耀斑，一个X2.2级耀斑。在这里，我们分析了以此次耀斑为中心的12小时间隔的SDO/HMI磁图。描述了与耀斑有关的光球磁场变化的空间分布，包括磁场矢量、垂直电流和洛伦兹力矢量的突变。我们还跟踪这些参数的时间演变。突然的磁场变化集中在中性线附近和两个相邻的太阳黑子中。在耀斑期间，中性线附近的场矢量变得更强和更水平，切变增加。这是由于中性线附近的水平场分量的强度增加，在平行于中性线的水平分量中最显著，但垂直分量的强度也增加。垂直分量在中性线处没有显示出显著的、永久的总体变化。中性线处总通量的增加伴随着周围体积中的补偿通量减少。在中性线附近的两个黑子中，耀斑期间的方位角通量突然减少，但这种变化仅在其中一个黑子中是永久性的。在耀斑期间，有一个大的、突然的、向下的垂直洛伦兹力变化，与过去的分析和最近的理论工作的结果一致。水平的洛伦兹力沿中性线的两侧以相反的方向作用，两端的两个黑子受到突然的扭转力。剪切力与中性线附近的磁场收缩和剪切力减小一致，而磁场本身由于通量从周围体积向中性线塌陷而变得更加剪切。
2012-08-20 astro-ph.SR
Strong variable linear polarization in the cool active star II Peg
冷活跃恒星的磁场，目前研究偏振只使用圆偏振观测。在恒星磁场的重建中包括线性偏振允许提取关于磁场的更多信息，并且显著地提高了恒星磁场图的可靠性。这项研究的目标是启动系统的观测活动的恒星在所有四个斯托克斯参数，并确定冷星的线性偏振可以检测到的水平足够的塞曼多普勒成像（ZDI）。在2012年2月至2013年1月期间，加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振计观测到了四个活跃的RS CVn双星，II Peg，HR 1099，IM Peg和sigma Gem。最小二乘反卷积程序被施加到推导出所有四个斯托克斯参数的平均偏振剖面。在至少一次观测中，所有四颗恒星都检测到了线性偏振。与此同时，II Peg在所有观测中都显示出异常强烈和高度可变的线性偏振特征。这确立了II Peg作为ZDI在所有四个斯托克斯参数中的第一个有希望的目标，并建议至少对一些最活跃的冷星使用现有设备进行这种分析的可行性。
2013-08-05 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
Investigating the Magnetic Imprints of Major Solar Eruptions with SDO/HMI High-Cadence Vector Magnetograms
太阳活动区光球磁场在主要爆发事件期间迅速演变，表明日冕有明显的反馈。以前的研究，这些“磁印记”大多是基于视线或较低的节奏矢量观测;时间分辨描绘的矢量场的演变是迄今为止缺乏。在这里，我们介绍了高节奏（90~s或135~s）矢量磁图数据集的日震和磁成像仪（HMI），这是非常适合研究的现象。这些观测允许定量表征在水平场分量（$B_h$）中最明显的永久性、阶梯状变化。一个高度结构化的模式出现从分析的原型事件，\texttt{SOL2011-02-15T01:56}，其中$B_h$附近的主极性反转线显着增加，在早期阶段的相关耀斑的时间尺度为几分钟，而$B_h$在外围减少，在较晚的时间较小的幅度和稍长的时间尺度。该数据集还允许有效识别“磁瞬变”伪影，其中增强的耀斑发射改变了斯托克斯轮廓，并且推断的磁场变得不可靠。我们的研究结果提供了太阳爆发的动量过程的见解。该数据集也可能有助于研究太阳地震和日冕的数据驱动建模。
2017-04-07 astro-ph.SR
Estimate of the Upper Limit on Hot Plasma Differential Emission Measure (DEM) in Non-Flaring Active Regions and Nanoflare Frequency Based on the Mg XII Spectroheliograph Data from CORONAS-F/SPIRIT
纳米火焰加热理论预测稳定的热等离子体发射的非耀斑活动区域。传统的非单色成像仪（如大气成像组件或X射线望远镜）很难发现这种辐射，因为它们的图像包含一个冷的温度背景。在这项工作中，我们寻找热等离子体在非耀斑活动区使用Mg XII spectroheliographer板载复杂轨道观测近地活动的太阳（CORONAS）-F/SPectroheliographIc X射线成像望远镜（SPIRIT）。这台仪器在Mg XII 8.42 μ m谱线上获得了日冕的单色图像，该谱线仅在温度高于4 MK时发射。Mg XII图像仅包含来自热等离子体的信号，而没有任何低温背景。利用2002年2月18-28日的SPIRIT数据研究了活动区的热等离子体。在此期间，Mg XII太阳光谱仪以105秒的节奏工作，几乎没有数据缺口。热等离子体仅在耀斑活动区观察到。我们没有观察到任何热等离子体在非耀斑活动区。非燃烧活性区中的热等离子体柱发射测量值不应超过$3 \times 10^{24}$ cm $^{-5}$。热辐射差异测量值（DEM）小于主要温度分量DEM的0.01%。在非燃烧活性区域中没有Mg XII发射可以通过弱且频繁的纳米火花（延迟小于500秒）或通过导致非平衡电离的非常短且强烈的纳米火花来解释。
2018-10-11 astro-ph.SR
On the line profile changes observed during the X2.2 class flare in the active region NOAA 11158
太阳活动区NOAA 11158在穿过太阳盘期间产生了一系列耀斑。当前太阳活动周期的第一次大耀斑（X2.2级）发生在2011年2月15日01：50 UT附近的活动区域。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）获得的多普勒和磁图，以研究与这次耀斑相关的光球速度和磁场变化。HMI仪器提供了高质量的多普勒和磁地图的太阳盘在0.5弧秒的空间尺度在45秒的节奏随着成像光谱。我们已经确定了五个位置的速度瞬变的活动区在耀斑。这些瞬态速度信号位于耀斑带内和周围，如Hinode在Ca II H波长和RHESSI能量范围12-25 keV的硬X射线增强的足点所观察到的。两个圆偏振态的形状和宽度的变化已被观察到的瞬态时，在三个五个位置。线剖面的正演模拟表明，大气参数的变化，如磁场强度，多普勒速度和源函数可以解释观测到的变化，在线剖面相对于耀斑前的条件。
2013-10-21 astro-ph.SR
Divergent Horizontal Sub-surface Flows within Active Region 11158
我们使用环形图技术和HMI高空间分辨率多普勒图测量了一个快速形成的活动区（NOAA 11158）的水平地下水流。该活动区具有复杂的磁结构，并在其磁盘通道的形态显示出显着的变化。在2011年2月11日至16日的6天内，总速度的大小的时间变化被发现遵循磁场强度的趋势。我们进一步分析了AR 11158内部的各个磁极性区域，发现这些子区域中的水平速度分量随时间和深度有显著的变化。前极性区和后极性区比混合极性区移动得更快。此外，纬向分量和纬向分量在所有深度的拖尾和前导极性区域具有相反的符号，表明活动区域内的发散流。我们还发现在大耀斑周围的深层总水平速度的大小急剧下降。这可能是由于耀斑期间磁场的重组和黑子的自转使水平流的大小减小，或者是水平流的动能转化为耀斑释放的能量。在耀斑活动和太阳黑子旋转减弱后，气流趋向于遵循磁活动的模式。我们还观察到，在表面附近的速度分量的变化较小，但这些往往增加与深度，进一步表明，更深的层更受活动区的拓扑结构的影响。
2015-08-03 astro-ph.SR
Hybrid data-driven magnetofrictional and magnetohydrodynamic simulations of an eruptive solar active region
本文提出混合数据驱动磁摩擦与数据约束磁流体动力学模拟方法，成功再现了太阳活动区NOAA 11158的爆发过程，为理解不可观测的三维磁结构提供了实用工具。
2023-06-08 astro-ph.SR
Major electron events and coronal magnetic configurations of the related solar active regions
对2002年2月至23太阳活动周结束期间的26个主要电子事件进行了统计调查。我们得到了电子太阳的开始时间和峰值通量谱的每一个事件拟合幂律谱截断的指数高能量尾巴。我们还从位场源-面模型中导出了相关太阳活动区的日冕磁位形。结果表明：（1）在11个连通性好的开放型场线事件中，有10个是瞬发事件，它们的爆发时刻与耀斑爆发的最大时刻相吻合; (2)一个非连通的开放磁力线事件和一个闭合磁力线事件都是瞬发事件，它们都与大尺度日冕扰动或变暗有关。(3)An与闭合事件相比，在开放磁力线事件中发现了平均更硬的谱。具体而言，平均光谱指数为1.6 +/-0.3在开放的场线事件和2.0 +/-0.4在封闭的。三个闭合场线事件的光谱显示出无穷的翻转能量E0。这些相关性清楚地建立了日冕磁场线拓扑结构与主要太阳高能粒子事件期间带电粒子从耀斑AR逃逸到行星际空间之间的重要联系。
2013-05-24 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy spectra of a solar active region
利用观测到的光球矢量磁图，首次计算了2011年2月11-15日太阳活动区NOAA 11158在南日面纬度20 °的磁螺旋度和能谱。我们采用了磁场的傅立叶变换两点相关张量的各向同性表示。磁螺旋度的符号在所有波数下都是正的。这一迹象与理论上对南半球的预期是一致的。相对螺旋度约为4%，在中等波数k ~ 0. 4 Mm^{-1}处最强，对应于2 pi/k ~ 16 Mm的尺度。根据磁场和电流密度的垂直分量，在实空间中计算的相对电流螺旋度也具有相同的符号和相似的值。磁螺旋度谱的模在大波数下表现出k^{-11/3}幂律，这意味着电流螺旋度模的谱为k^{-5/3}。还获得了磁能的k^{-5/3}谱。分别从水平场和垂直场评估的能谱，在波数低于3 Mm^{-1}时一致，对应于2 Mm以上的尺度。这为我们的各向同性假设提供了一些理由，并将可能的仪器伪影限制在小尺度上。
2014-02-24 astro-ph.SR
Source of a Prominent Poleward Surge During Solar Cycle 24
作为一个观测的案例研究，我们认为起源的一个突出的极地浪涌领先的极性，可见在磁蝶图在太阳活动周期24。本文提出了一种新的技术，用于将个别强磁通量区同化到地面通量输运模式中。通过分离这些区域的贡献，该模型显示浪涌主要起源于一个单一的高纬度活动组，包括卡林顿旋转2104-05（2010年11月至2011年1月）的双极活动区和旋转2107-08（2011年2月至4月）的多极活动区。这组有一个强大的轴向偶极矩反对乔伊的法律。另一方面，模拟表明，这一群体对蝴蝶图的短暂影响不会与对极场的长期贡献相匹配，因为它位于高纬度。这与以前的通量传输模型是一致的。
2015-02-17 astro-ph.SR
Calculating Separate Magnetic Free Energy Estimates for Active Regions Producing Multiple Flares: NOAA AR11158
众所周知，光球通量出射是一个重要的过程，它使日冕场产生应力，并储存磁自由能，然后在耀斑期间释放出来。\emph{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\emph{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）捕获了NOAA AR 11158的整个出现。这一区域呈现为两个截然不同的两极，可能在光球层下方相连，但其特征是不同的光球场演化和通量。在2011年2月12日首次出现后的四天内，合并的活动区复合体产生了15个GOES C级，2个M级和X2.2情人节耀斑。M级和X级耀斑特别令人感兴趣，因为它们是非同源的，涉及活动区的不同分区。我们使用磁荷拓扑结构与最小电流电晕模型的日冕场模拟复杂的场演化。结合这一点与观测的耀斑带状物在1600通道的\emph{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）板载SDO，我们提出了一个最小化算法估计的重联通量的数量和导致的下降在耀斑期间的磁自由能。对于M6.6、M2.2和X2.2耀斑，我们分别发现了$4.2\times 10^{20}\unit{Mx},\ 2.0 \times 10^{20}\unit{Mx}, \hbox{and} 21.0 \times 10^{20}\unit{Mx}$的通量交换，导致了$3.89\times 10^{30}\unit{ergs},…
2013-02-07 astro-ph.SR
Magnetic Structure Producing X- and M-Class Solar Flares in Solar Active Region 11158
我们研究了2011年2月13日太阳活动区11158的三维磁结构，该活动区产生了一个X级和几个M级耀斑$-$ 16。我们重点研究了M6.6、X2.2、M1.0和M1.1四个耀斑事件中的磁扭曲。利用\cite{2011ApJ...738..161I}提出的磁流体动力学弛豫方法，从太阳动力学观测站日震和磁成像仪获得的矢量场外推非线性无力场，估算了磁扭曲。我们发现，从半圈到一圈扭曲的强扭曲线在M6.6和X2.2耀斑之前建立，然后消失。由于这些耀斑后剩余的大部分扭曲都小于半圈扭曲，这一结果表明，在半圈扭曲上的磁扭曲的积累是产生大耀斑的关键过程。另一方面，即使这些强烈的扭曲也是在M1.0和M1.1耀斑之前建立起来的，但它们大多数都是在之后。在M1.0和M1.1耀斑爆发前，通过仔细的拓扑分析发现，强扭曲线的周围大多是弱扭曲线，这些弱扭曲线是由正黑子顺时针运动形成的，其足点位于强磁通量区。这些结果表明，在最近两次M级耀斑中，这些弱扭曲线可能抑制了强扭曲线的活动。
2013-04-29 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
Observation and Simulation of Longitudinal Oscillations of an Active Region Prominence
在H $α$中观测到了太阳盘面上的暗条纵向振荡。我们打算找到一个日珥的纵向振荡的例子，在那里可以直接看到磁倾，并检查什么是这种振荡的回复力。我们对2007年2月8日西翼活动区日珥振荡进行了多波长数据分析。此外，我们进行了一维流体动力学模拟的纵向振荡。Hinode/SOT的高分辨率观测表明，日珥在低分辨率极紫外（EUV）图像中被视为向内凹的形状，实际上由许多向外凹的螺纹组成，这表明存在磁倾角。注入到倾斜区域后，大量的日珥物质开始振荡超过3.5小时，周期为52分钟。振荡随时间衰减，衰减时间尺度为133分钟。我们的流体动力学模拟可以很好地再现振荡周期，但阻尼时间尺度的模拟是1.5倍，只要观察。结果清楚地显示了日珥在日珥倾角附近的纵向振荡，我们的研究表明，这种纵向振荡的回复力可能是重力。辐射和热传导不足以解释振荡的衰减。其他机制，如波泄漏和质量吸积，必须考虑。文中还讨论了这种纵向振荡与后来日珥线爆发以及日冕物质抛射（CME）的可能关系。
2012-04-17 astro-ph.SR
Magnetic Systems Triggering the M6.6-class Solar Flare in NOAA Active Region 11158
我们报告了2011年2月13日在活动区（AR）NOAA 11158的M6.6级耀斑的详细事件分析。AR 11158由两个主要的新兴双极组成，表现出突出的活动，包括一个X级和几个M级耀斑。为了研究与M6.6事件相关的磁结构，特别是耀斑触发磁区的形成过程，我们分析了多个航天器观测和耀斑模拟的数值结果。我们观察到，在这个四极AR的中心，一个高度剪切的极性反转线（PIL）是通过主要磁性元素的自行形成的，它建立了一个剪切冠状弓躺在PIL。观测结果支持了这样的解释，即目标耀斑是由一个具有侵入结构的局部磁区触发的，即正极性穿透到负极性对应物中。剪切冕弧与触发区之间的几何关系与基于数值研究的理论耀斑模型一致。我们发现触发区的形成是由于小尺度磁斑的连续积累。在耀斑发生前几个小时，一系列出现/平流补丁重新连接到一个预先存在的领域。最后，M6.6事件的突然耀斑爆发开始于17：30 UT左右。我们的分析表明，在一个耀斑活动的触发过程中，所有的多尺度磁系统，不仅整个AR的演变，而且精细的磁性元素，都参与其中。
2013-06-11 astro-ph.SR
Evidence of the Relationship between the Emerging Magnetic Fields, Electric Currents, and Solar Flares Observed on May 10, 2012
我们分析了2012年5月10日（04：18 UT）太阳耀斑的多波长观测和磁场数据，并在小光斑本影的视线磁测量中检测到信号的符号反转。这种效应至少部分地与新磁场的出现有关。几乎在同一时间，记录到了一次硬X射线爆发，由于能量释放范围内的扰动对光球层的影响，产生了真空紫外（EUV）范围内的波（“日震”）。在事件开始时，记录到一个S形耀斑，但它没有像通常那样沿着极性反转（中性）线传播。利用SDO/HMI全矢量测量数据，将AR 11476磁场外推到日冕，得到光球层垂直电流$j_z$的分布。活动区的电流分布表明，它们与耀斑的发生有着十分复杂的关系。我们已经证实，当前系统在耀斑之前和之后的预期“理想”行为（例如，参见（Sharykin和Kavichev，2015））仅在乙状结肠区观察到。所得的结果与同日在该天文台录得的另外两个耀斑的观测结果比较，其中一个与讨论中的耀斑相似，另一个则不同。我们的研究结果证实了S型耀斑中大尺度磁通量绳的形成和爆发与光球层的剪切运动和扭曲磁管的出现以及随后的环面不稳定性的发展有关。
2016-05-14 astro-ph.SR
EUV Analysis of a Quasi-Static Coronal Loop Structure
2007年2月24日4：00-16：00，利用一套极紫外观测仪器对10942衰变活动区进行了观测。来自Hinode/EIS、STEREO和TRACE的结果表明，虽然活动区已经衰减，没有太阳黑子存在，但产生可区分的环结构、谱线加宽和等离子体流的物理机制仍然存在。在多普勒图中以蓝移结构出现的日冕环在log（T）= 6.0-6.3离子的强度图像中是明显的。环结构被发现是反相关的谱线展宽一般归因于非热速度。这种冠环结构的物理（温度，密度，几何）和时间的调查。由成像仪器产生的光变曲线显示了两种不同时间尺度上的环结构的增亮和变暗; 10-20分钟的短脉冲和2-4小时的长持续时间变暗，直到其消失。日冕环结构是由相对蓝移的物质形成的，与谱线增宽反相关，密度为10^10 ~ 10^9.3 cm-3，可见时间长于特征冷却时间。最大的非热谱线加宽被发现是邻近的脚点的日冕环结构。
2011-10-25 astro-ph.SR
The Coronal Global Evolutionary Model: Using HMI Vector Magnetogram and Doppler Data to Determine Coronal Magnetic Field Evolution
日冕全球演化模型（CGEM）提供了日冕中磁场的数据驱动模拟，以更好地了解导致爆发事件的磁能积累。CGEM项目开发了六种能力。CGEM模块（1）准备全磁盘矢量磁场观测的时间序列，以（2）推导活动区尺度上太阳光球中变化的电场。该局部电场被（3）结合到表面通量传输模型中，该模型重建以一致的方式演化磁通量的全局电场。这些电场驱动（4）3D球形磁摩擦（SMF）模型，以在有限立体角范围内的高分辨率或在全局域上的较低分辨率，以确定低电晕中的磁场和电流密度。在活动区上方的SMF产生的初始场和光球处的演变电场用于驱动（5）低日冕中活动区的详细磁流体动力学（MHD）模拟。SMF或MHD解决方案，然后用于计算发射率代理，可以与日冕观测进行比较。最后，使用较低分辨率的SMF磁场来初始化（6）由SMF电场时间序列驱动的全球MHD模型，以模拟外日冕和日光层，最终连接太阳和地球。作为演示，本报告的特点CGEM应用于2011年2月NOAA活动区11158演变的观测结果。
2020-10-02 astro-ph.SR
Observation of a large-scale filament eruption initiated by two small-scale erupting filaments pushing out from below
本研究观测到一例由下方两条小尺度爆发暗条触发的大尺度暗条爆发新事件，揭示了初始动能来自其他爆发结构的暗条爆发新机制，为多暗条爆发动力学及行星际空间影响研究提供新视角。
2024-05-22 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
Study on Triggering Process of Solar Flares Based on Hinode/SOT Observations
利用日之出卫星搭载的太阳光学望远镜（SOT）观测数据，对发生在活动区NOAA 10930（2006年12月13日和14日）和NOAA 11158（2011年2月13日和15日）的4次主要太阳耀斑事件进行了研究。为了揭示太阳耀斑的触发机制，我们分析了耀斑爆发前数小时内耀斑中心部分的详细磁场结构与Ca H线发射图像之间的时空相关性。我们观察到，在所有的耀斑事件中，在耀斑区域的磁剪切角超过70度，以及在耀斑前阶段的耀斑区域的中心发展的特征磁扰动。根据磁极性反转线的结构，这些磁扰动可以分为两组：我们小组最近提出的所谓的“反极性”和“反向剪切”磁场，尽管四个样品中的一个事件中的磁扰动太微妙，无法清楚地识别详细结构。结果表明，一些大的太阳耀斑是由相当小的磁扰动触发的。我们还表明，耀斑触发场的临界大小不同的耀斑事件，并简要讨论了耀斑触发过程如何取决于活动区的演变。
2013-09-21 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
Composition Comparison between ICMEs from Active Regions and Quiet-Sun Regions
行星际日冕物质抛射（ICMEs）的成分，包括离子电荷态和重元素丰度，与其源区和喷发过程有着密切的关系。这将有助于分析日冕物质抛射的爆发机制和等离子体起源，并加深我们对太阳高能活动的认识。活动区和静日区具有不同的物理性质，因此从统计学的角度来看，起源于这两类区域的ICME应表现出不同的成分特征。为了全面地说明这些差异，我们利用先进成分探测器（Advanced Composition Explorer）的数据，对1998年2月至2011年8月ICME中Mg、Fe、Si、C和O 5种元素的离子电荷态和Mg/O、Fe/O、Si/O、C/O、Ne/O和He/O 6种元素的相对丰度进行了调查研究。结果表明，活动区ICME的离子电荷态和相对丰度均高于静日区。对于活动区ICME，我们进一步分析了它们的组成与耀斑类的关系，发现它们之间存在正相关关系，即，伴随耀斑的级别越高，ICME内离子电荷态和相对丰度（C/O除外）的平均值越大。由于更多（更少）的ICME成分来自太阳极大（极小）期附近的活动区，而活动区ICME通常与更高级别的耀斑有关，我们的研究可能会回答为什么在1 au附近测量的ICME成分表现出太阳周期依赖性。
2023-02-07 astro-ph.SR physics.space-ph
The Extreme Space Weather Event of 1872 February: Sunspots, Magnetic Disturbance, and Auroral Displays
本文回顾1872年2月4日Chapman-Silverman极端磁暴，结合太阳活动区观测、地磁记录和极光报告，估算其Dst最低达-834 nT，并确认其强度与1859年和1921年极端风暴相当，属于迄今观测到的三大磁暴之一。
2024-12-30 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Generation and annihilation of three dimensional magnetic nulls in extrapolated solar coronal magnetic field: Data-based Implicit Large Eddy Simulation
本研究基于NOAA 11977活动区光球磁图外推构建真实初始磁场，通过隐式大涡模拟结合零点检测与磁力线追踪，证实磁重联可导致三维磁零点成对自发产生与湮灭且拓扑度守恒，为日冕瞬变现象提供了动力学解释。
2024-04-18 astro-ph.SR
Deflection and Rotation of CMEs from Active Region 11158
在2011年2月13日至16日之间，一系列的日冕物质抛射（CME）从活动区11158内的多个极性反转线爆发。对于这些CME的七个，我们使用的毕业圆柱壳（GCS）磁绳模型，以确定CME的轨迹使用日地关系天文台（STEREO）的极紫外线（EUV）和日冕物质抛射图像。然后，我们使用预测CME的改变轨迹（ForeCAT）模型的非径向CME动力学驱动的磁力，模拟偏转和旋转的七个CME。我们发现ForeCAT结果与重建的CME位置和方向之间存在良好的一致性。日冕物质抛射的偏转幅度在10度到30度之间。所有的日冕物质抛射都向北偏转，但我们发现在纵向偏转的方向上有变化。旋转范围在5 \mydeg和50 \mydeg之间，同时发生顺时针和逆时针旋转。其中三个日冕物质抛射开始时的初始位置彼此相差不超过2度。这三个日冕物质抛射都主要向北偏转，有一些轻微的向东偏转，并逆时针旋转。然而，它们的最终位置和取向分别相差20度和30度。这种偏转和旋转的变化是由CME膨胀和靠近太阳的径向传播以及CME质量的差异造成的。最终，这七个日冕物质抛射中只有一个在地球附近产生了可辨别的原位特征，尽管在整个喷发过程中活跃区域都面向地球。我们认为CME偏转和旋转的差异可以解释每个CME是否撞击或错过地球。
2017-04-25 astro-ph.SR physics.space-ph
The role of filament activation in a solar eruption
观测表明，暗条爆发和太阳耀斑之间的相互关系不能用一种独特的情景来描述。在某些情况下，暗条的爆发似乎引发了耀斑，而在其他情况下，观测结果与产生耀斑观测特征（例如，带状物、等离子射流、耀斑后环等）然后是灯丝的不稳定和爆发。我们研究的事件发生在NOAA 8471，其中耀斑和激活（至少）两个灯丝观察1999年2月28日。利用1216、1600、171、195等通道的成像资料，以及大陆BBSO和H $α$的成像资料，对这次地震进行了形态学研究。使用TRACE 1216和1600 μ m数据，获得“纯”Ly $α$功效的估计值。磁场线的外推是使用SOHO/MDI磁图并假设一个势场来完成的。位磁场外推表明耀斑后磁力线连通性发生了变化。该事件由位于$δ$点的两个极性之间的细丝的不稳定触发。这种不稳定涉及活动区的磁弧，并导致第二个灯丝的喷发，这引起了CME和超颗粒细胞上方的等离子体运动。我们的结论是，在这一事件中，两个灯丝发挥了积极的和决定性的作用，虽然在不同的阶段的现象，事实上，一个灯丝的不稳定导致增亮，重联和带状，而第二个，其爆发是由以前的重联导致的场的重新配置，经历了最大的变化，并导致日冕物质抛射。
2014-12-04 astro-ph.SR
Solar Surface Magnetic Field Simulation from 2010 to 2024 and Anomalous Southern Poleward Flux Transport in Cycle 24
本研究利用表面磁通量输运模型模拟了2010至2024年太阳表面磁场，揭示了第24活动周南半球异常的向极磁通量输运源于活动区间歇性浮现及其时间间隔对磁通量分布的影响。
2025-06-02 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of a Flux Rope Failed in the Eruption and Associated M-Class Flare from NOAA AR 11045
利用TRACE、STEREO、SOHO/MDI、Hinode/XRT和BBSO的空间和地面观测资料，对2010年2月12日试图从NOAA AR 11045爆发的通量绳和相关的M级太阳耀斑进行了多波长观测。当磁绳从活动区上升时，在其一个支点附近触发了M1.1/2F级耀斑。我们认为，耀斑触发是由于重新连接的上升通量绳与周围的低洼磁回路。磁绳以约90 km/s的速度达到约0.15 Rs的投影高度，而软X射线通量在其上升过程中逐渐增强。磁通绳被上覆场抑制，充满的等离子体向其激活位点以西的负极性场移动。我们发现的第一个观测证据的初始抑制的通量绳由于可见的残留灯丝在色球和日冕的温度，在活动区的同一位置前几天的演变。SOHO/MDI磁象图显示在耀斑开始前约12小时出现了一个双极。出现的负极性向磁绳激活点移动，在光球极性反转线（PIL）附近触发耀斑。负极性区域朝向PIL的运动有助于在耀斑和磁绳激活部位积聚磁能。这项研究提供了一个独特的观测证据，上升的通量绳未能爆发，由于残留的灯丝和覆盖的磁场，以及相关的触发M级耀斑。
2011-07-04 astro-ph.SR
Spectral Inversion of Multi-Line Full-Disk Observations of Quiet Sun Magnetic Fields
光谱反演码是分析分光偏振观测的有力工具，它们提供了太阳磁场的重要诊断。反演代码因数值程序、大气模式的近似值和辐射转移的描述而不同。基于响应函数的斯托克斯反演（SIR）是太阳物理学界广泛使用的一种方法。它允许与不同的大气成分一起工作，其中不同物理参数的梯度是可能的，例如，磁场强度和速度2009年2月3日，在萨扬天文台，使用用于实际预测的太阳望远镜的斯托克斯计进行了分光偏振全圆盘观测，当时太阳上既没有活动区，也没有任何其他扩展的通量集中。在宁静太阳磁场的研究中，我们将SIR码同时应用于15条谱线。发现一种趋势，较弱的磁场强度发生更接近肢体。我们解释了这一发现的事实，即接近肢体，我们更敏感，以更高的高度在一个不断扩大的通量管，其中的磁场强度应该是较小的，因为磁通量是保守的高度。通常，反转提供两种磁性元件群：（1）高磁场强度（1500-2000 G）和高温（5500-6500 K），以及（2）弱磁场（50-150 G）和低温（5000-5300 K）。
2012-03-20 astro-ph.SR
Impact of far-side structures observed by Solar Orbiter on coronal and heliospheric wind simulations
本研究利用Solar Orbiter背面磁图，通过PFSS、Wind Predict和Wind Predict-AW模型量化单个背面活动区对日冕与行星际模拟的影响，发现其局部效应有限但会改变全局磁结构。
2024-04-10 astro-ph.SR
The dynamics of AR 12700 in its early emerging phase I: interchange reconnection
活跃区域（AR）的出现导致各种动态活动。使用新真空太阳望远镜的高分辨率和长时间H $α$观测，我们详细报告了NOAA AR 12700在2018年2月26日出现阶段的动力学。在这个AR中，检测到新出现的原纤维和预先存在的原纤维之间的恒定交换重连接。在通量出现的驱动下，在H $α$波长下观察到的小规模原纤维在AR的中心连续出现，并与周围预先存在的原纤维重新连接，形成新的更长的原纤维。我们调查三种情况下，这种交换重连在两个小时。特别是，第三种情况下的重新连接导致形成较长的原纤维，显示出明显的旋转运动。为了推导出重联过程中的磁结构的演变，我们进行非线性无力场外推。外推的三维磁场清楚地描绘了一组几乎潜在的新兴环路，两个预先存在的磁通绳在03：00 UT之前的第二重联的情况下，和一组新形成的环路较少的扭曲在03：48 UT之后的第三重联的情况下。所有这些外推的结构与H $α$波长中检测到的原纤维一致。上述观测和外推结果表明，不断的交换重联导致了磁扭曲从先前存在的磁通绳向新形成的系统重新分配，具有较长的磁结构和较弱的扭曲。
2019-03-15 astro-ph.SR
Quiet Sun impulsive events observed with NuSTAR during solar minimum
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学院）；Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院卡希尔天体物理学中心）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学与艺术大学）；Department of Computer Science, University of Geneva（日内瓦大学计算机科学系）；School of Physics & Astronomy, University of Minnesota Twin Cities（明尼苏达大学双城分校物理与天文学院）；Air Force Research Laboratory, Space Vehicles Directorate（空军研究实验室航天器管理局）；Santa Cruz Institute of Particle Physics and Department of Physics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校粒子物理圣克鲁兹研究所及物理系）
本文利用NuSTAR观测日冕极小期静太阳脉冲事件，发现其热参数与活跃区闪焰不同，可能涉及不同的能量释放机制。
2026-01-14 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields Derived from Simultaneous Microwave and EUV Observations and Comparison with the Potential Field Model
我们估计日冕磁场来自无线电观测的准确性，通过比较他们的位场计算和DEM测量使用EUV观测。2011年2月3日，利用17 GHz的野边山射电日像仪对NOAA活动区11150的热韧致辐射进行了偏振观测，得到了日冕磁场的视线分量。由于在17 GHz的热韧致辐射强度包括色球和日冕分量，我们只提取了日冕分量通过测量日冕发射措施在EUV观测。此外，我们还选择了日冕环和色球层沿视线方向的弱磁场强度区域，只导出日冕的射电偏振分量。冠状面纵向磁场的上限为100 - 210 G。我们还计算了日冕纵向磁场的位场外推使用光球磁场从日震和磁成像仪（HMI）。然而，计算出的势场肯定小于观测到的日冕纵向磁场。这种电位和观测到的磁场强度之间的差异可以一致地由两个原因来解释：（a）由于EUV观测的温度范围的限制而导致的对日冕发射测量的低估，（b）由于电位场假设而导致的对日冕磁场的低估。
2015-12-14 astro-ph.SR
Non-potential field formation in the X-shaped quadrupole magnetic field configuration
在X型四极场配置中观测到了几种类型的太阳耀斑。为了理解这样一个区域的磁能储存，我们研究了在活动区域NOAA 11967中形成的X形四极场区域中的非势场形成，该区域在2014年2月2日产生了三个X形M级耀斑。非线性无力场模型被应用于时间序列的矢量磁场地图，这些地图来自于日之出上的太阳光学望远镜和太阳动力学观测台上的日震和磁成像仪。我们的时间三维磁场演化的分析表明，足够的自由能已经存储超过10小时前发生的第一个M级耀斑和存储中观察到的局部区域。在这个局部区域，准分界线层（QSL）开始逐渐发展，从9小时前的第一个M级耀斑。在第一次M级耀斑中出现的一条耀斑带与类星体层的位置是同空间的，表明类星体层的形成在能量释放过程中是重要的。这些QSL没有出现在势场计算中，表明它们是由非势场产生的。QSL的形成与出射前通量的横向光球运动和新通量的出现有关。这一观测结果表明，耀斑的发生需要在预先储存了自由磁能的非势场中形成准超光速。
2017-06-02 astro-ph.SR
Magnetic fields on young, moderately rotating Sun-like stars II. EK Draconis (HD 129333)
年轻的太阳型恒星的磁场、活动和发电机可以利用分光偏振观测的时间序列和层析成像技术，如多普勒成像和塞曼多普勒成像，进行经验性研究。在本文中，我们使用这些技术来研究年轻的类太阳恒星EKDraconis（SP型：G1.5V，HD 129333）使用ESPaDONS在加拿大-法国-夏威夷望远镜和NARVAL在望远镜伯纳德Lyot。这项多时期研究从2006年底持续到2012年初。我们测量到高水平的色球活动，表明一个活跃的，变化的色球。为所有可用的时期构建表面亮度特征。2006/7年和2008年的数据显示，在中纬度地区出现了大的斑点特征。然而，2012年的数据显示了一个独特的极地点。我们观察到一个强大的，几乎单极，方位场在所有的时代，是类似于观察到的其他类太阳恒星。利用磁场特征，我们确定了平均赤道自转速度Ω_eq为2.50 +/- 0.08 rad/d。测量到高水平的表面差异旋转，平均旋转剪切ΔΩ为0.27 ± 0.24 - 0.26 rad/d。在2006年12月至2007年2月的3个月的密集观测期间，磁场从主要的环形（约为1000毫米）变为环形（约为1000毫米）。80%）到一个更平衡的poloidal-toroidal（约。40-60%）场。虽然大尺度磁场在我们观测的各个时期都在演化，但在我们的数据中没有发现极性反转。
2016-11-23 astro-ph.SR
