Polarity imbalance of the photospheric magnetic field was studied using synoptic maps of NSO Kitt Peak (1976-2016). Imbalance of positive and negative fluxes was considered for the fields with strength B>50 G in the sunspot zone (5 deg - 40 deg) and for the fields with strength B<50 G at higher latitudes (40 deg - 90 deg). The 22-year periodicity in the imbalance of positive and negative fields was found which maintained itself during four solar cycles. While for the sunspot zone the sign of the imbalance always coincides with the northern hemisphere polarity, for the high latitudes the sign of the imbalance always coincides with the southern hemisphere polarity. Good correspondence of the flux imbalance with the quadrupole moment (g20) of the potential-field source-surface (PFSS) model was observed. The polarity imbalance of the sunspot zone correlates, on one hand, with the asymmetry of the magnetic field of the Sun-as-a-star and, on the other hand, with the sector structure of the interplanetary magnetic field. The obtained results show the close connection of the magnetic fields in active regions with the Sun's polar magnetic field. The weakest fields B<5 G represent quite a special group with the magnetic flux developing in antiphase to the fluxes of the stronger fields.
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
An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere: I - Magnetic structure
本文对紧凑型活动区（AR）灯丝（NOAA 10781）中的矢量磁场进行了多波长、多高度的研究。我们提出了一个进化的情况下，这种灯丝。用TIP-II在包括色球He I 10830 A多重峰和光球Si I 10827 A谱线的光谱范围内获得全斯托克斯矢量。在2005年7月3日的He I吸收图像中检测到AR细丝（在我们的观测运行之前形成）。色球矢量磁场在这部分的灯丝强烈剪切，而光球场线下面有一个相反的极性配置。从7月3日到7月5日，记录了极性反转线（PIL）两侧极性的打开和关闭，类似于最近发现的Hinode看到的滑动门效应过程。7月5日，从色球层光谱中推断出一个正常的极性结构，同时在光球层中发现了与PIL对齐的强烈剪切场线。在同一数据集中，在FOV的不同部分也观察到了细丝的脊柱，并通过硅线芯清楚地映射。所推断的灯丝的矢量磁场建议磁通绳拓扑结构。此外，观测表明暗条被分成两部分，一部分位于色球层，另一部分被困在光球层。因此，只有螺旋结构的顶部才能被氦线看到。在PIL的孔隙和孤儿半影似乎是光球对应的极低的灯丝。我们认为，孤立半影形成于致密AR的非常狭窄的PIL中，是光球中通量绳的光球表现。
A Magnetic Calibration of Photospheric Doppler Velocities
测量的光球多普勒频移的零点是不确定的，至少有两个原因：仪器变化（例如，热漂移），对流蓝移，强度和上升流之间的已知相关性。校准多普勒速度将是有用的（一）提高估计的坡印廷通量的磁能通过光球，和（二）约束过程的基础通量抵消，相互明显的损失磁通量在紧密间隔，相反极性的磁图功能。本文提出了一种利用三幅连续的矢量磁图和一幅与中心磁图重合的多普勒图来绝对标定太阳活动区视向速度的方法。它利用的事实，多普勒频移测量沿极性反转线（PIL）的LOS磁场确定垂直于磁场的速度的一个组成部分，并优化在PIL附近的LOS通量的变化和横向磁通量的运输LOS速度之间的一致性，假设理想的电场支配的磁场演变。我们将我们的方法应用于AR 11158的矢量磁图，由太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（HMI）观测，并找到了多普勒零点偏移的明确证据，在50 - 550 m s $^{-1}$的范围内。此外，我们注意到，一个更简单的校准可以确定从LOS磁图和多普勒对从所有近磁盘中心PIL像素之间的中值多普勒速度。我们简要讨论了我们的初步实施的缺点，并提出了解决这些问题的方法。此外，作为我们的数据减少的一个步骤，我们讨论了使用的时间连续性的横向磁场方向，以纠正明显的虚假波动的分辨率的180 $^\circ$模糊。
Spectropolarimetric observations of an arch filament system with the GREGOR solar telescope
拱丝系统出现在活跃的太阳黑子群中，其中纤维结构连接相反磁极性的区域，与遵循极性反转线的活动区细丝形成对比。我们使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得了Si I 1082.7 nm、He I 1083.0 nm和Ca I 1083.9 nm三条谱线的全斯托克斯矢量。我们主要利用近红外钙线研究光球磁场和速度，利用氦线的线芯强度和速度研究色球等离子体。弓丝系统的单个纤维将太阳黑子与磁极性相反的斑块连接起来。这些斑块不一定与磁场最强的孔隙重合。相反，优选离极性反转线不远的区域。这些地区表现出中等速度的光球下行流，但显着更高的下行流高达30公里/秒的色球氦线。我们的研究结果可以解释与新出现的通量的物质沿着上升的通量管的场线向下流动，与早期的结果一致。
Sudden Photospheric Motion and Sunspot Rotation Associated with the X2.2 Flare on 2011 February 15
日震和磁成像仪提供45秒的节奏强度图像和720秒的节奏矢量磁图。这些前所未有的高节奏和高分辨率数据为我们提供了一个独特的机会来研究与耀斑相关的光球流和太阳黑子旋转的变化。分别采用微分仿射速度估计方法和傅立叶局部相关跟踪方法，计算了2011年2月15日NOAA AR 11158耀斑期间光球流的速度和涡度，并研究了X2. 2耀斑前后光球流的时间演化.结果表明，在耀斑的脉冲阶段，耀斑磁极性反转线附近的剪切流突然减小，两个主黑子的自转运动都发生了突变。这些结果在Hudson等人（2008）和Fisher等人（2012）提出的洛伦兹力变化的背景下进行了讨论。这一机制可以解释光球矢量磁场的快速不可逆变化与观测到的耀斑短期运动之间的联系。特别地，由水平洛伦兹力变化提供的扭矩与所测量的角加速度所需的一致。
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。
First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory
光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。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日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。
Flare Energy Release in the Lower Solar Atmosphere Near the Magnetic Field Polarity Inversion Line
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解光球层和色球层中耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构和电流。NLFFF模型揭示了PIL中两个具有相反方向磁场的磁通量绳的相互作用。在NST的高分辨率宽带连续图像中，这些磁绳被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了一个薄的三带结构的形成，对应于一个小规模的光球磁拱。观测结果表明，在极性反转线附近有强电流集中的色球等离子体中存在初级能量释放点。在这种情况下，通过相互作用的磁通量绳触发磁重联，从而形成沿PIL伸长的电流片。
Validating Coronal Magnetic Field Models Using Gaussian Separation
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, The University of Sydney（悉尼大学）；University of Wisconsin-Green Bay（威斯康星大学格林贝分校）；W.W. Hansen Experimental Physics Laboratory, Stanford University（斯坦福大学）；The University of Newcastle（纽卡斯尔大学）
Evolution of Stokes V area asymmetry related to a quiet Sun cancelation observed with GRIS/IFU
一个安静的太阳磁通量取消事件在磁盘中心记录使用积分场单元（IFU）安装在GREGOR红外光谱仪（GRIS）。GRIS在光球Si I 10827的谱线上对这一事件进行了采样。取消之前的显着上升线芯强度和激发温度，这是推断斯托克斯反演下的局部热力学平衡（LTE）。相反极性的特征似乎在光球层上方经历了重新连接。我们还发现，相邻的极性之一的极性反转线的边界像素表现出面积不对称性的系统性变化。面积不对称性在线芯强度增强后达到峰值，此后逐渐下降。因此，分析从极性反转线的任一侧记录的斯托克斯轮廓可以潜在地提供关于与磁通量消除相关的重联过程的额外信息。需要在不假设LTE的情况下进行进一步分析，以充分表征该事件。
Energetics of magnetic transients in a solar active region plage
密集的日冕环扎根于太阳活跃区附近的斑中。这些磁斑下的光球磁特征是在太阳表面延伸几角秒的大部分单向磁场的斑块。我们的目标是探索的瞬态性质的磁场，其混合极性的特点，并在plages使用高分辨率的观测和模拟相关的能量。我们使用光球Fe I 6173的光谱偏振观测的一个衰减的活动区从SST。这些数据进行了反演，以恢复光球磁场的plage从SDO/AIA获得的EUV发射图中确定的基础。为了更好地了解谱斑的演变，我们进行了三维辐射磁流体动力学模拟磁对流使用的MURaM代码。观测结果表明，瞬态磁通量出现和取消的时间尺度上的几个100秒和空间尺度上的颗粒的plage内的事件。这些瞬态事件发生在活动区斑环的足点。在一种情况下，这些环足点处的冠状响应明显与基础瞬态相关。模拟还揭示了类似的磁通量出现和取消事件，扩展到更小的空间和时间尺度。个别模拟的瞬态事件通过光球传递的能量通量超过1 MW m $^{-2}$。我们认为，磁瞬变可能在活动区斑能量学中起重要作用。在观测和模拟中，由瞬变磁通产生的反极性磁场与周围的谱斑场相抵消。与这种瞬变事件相关的磁重联可能会引导磁能为上覆的色球和日冕环提供动力。
Magnetic field and radial velocity fluxes at the initial stages of the evolution of solar active regions based on measurements at the photospheric level
What is the relationship between photospheric flow fields and solar flares?
我们分别应用傅里叶局部相关跟踪（FLCT）和微分仿射速度估计（DAVE）方法对1996-1998年46个活动区（AR）的2708对SOHO/MDI磁图进行了估计，每个AR在距盘中心45 °以内的时间间隔t45内，具有标称96分钟的节奏和~2”像素。对于每个磁图对，我们计算平均估计径向磁场B;并且每个跟踪方法产生独立估计的流场u。然后，我们定量地描述了这些磁场和流场计算的几个广泛的和密集的属性;广泛的属性规模与AR大小，而密集的属性不直接依赖于AR大小。强流特性包括速度矩、水平发散和径向旋度;扩展流特性包括每个AR上这些特性的总和，以及理想坡印廷通量的粗略代用品，即总|u| B ^[2]。还计算了几个磁量，包括：总无符号磁通量;强场极性反转线附近的无符号磁通量R;以及总B^2。接下来，使用相关性和判别分析，我们调查了这些属性和耀斑的GOES耀斑目录之间的关联，平均超过t45和更短的时间窗口，6和24小时。我们发现R和总|u| B^2与耀斑的关联最强;没有强流性质与耀斑有强关联。
Photospheric horizontal magnetic field decrease preceding a major solar eruption
Planetary Environmental and Astrobiological Research Laboratory (PEARL), School of Atmospheric Sciences, Sun Yat-sen University（中山大学大气科学学院行星环境与天体生物学研究实验室）；CAS center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越中心）；Key Laboratory of Tropical Atmosphere-Ocean System, Sun Yat-sen University, Ministry of Education（中山大学热带海洋-大气系统教育部重点实验室）
