Latitudinal structure and dynamic of the photospheric magnetic field
分析太阳磁场的结构和动态，对于了解太阳活动和变化的起源以及研究日地关系至关重要。分析了1976年至2007年在威尔科克斯太阳天文台拍摄的光球层大尺度磁场的观测结果，以推断其纬向和经向结构、差分旋转及其随时间的变化。本文致力于分析和动力学的纬度结构的太阳磁场在三个太阳活动周21，22，23。本文讨论的主要结果是：大尺度纬向结构是反对称的，由四个边界分别位于赤道、-25度和+ 25度的带组成，在10-11年内是稳定的，近赤道带的时滞约为5-6年。本文详细研究了赤道至两极的2-3年周期极性波的变率和南北不对称性。
2018-02-20 astro-ph.SR physics.geo-ph physics.plasm-ph
Comparing extrapolations of the coronal magnetic field structure at 2.5 solar radii with multi-viewpoint coronagraphic observations
磁场塑造了日冕的结构，但我们仍然对日冕磁场配置和日冕图像中观察到的准静态结构（如流光，羽流，日冕洞）之间的相互关系知之甚少。获得日冕磁场大尺度结构信息的一种方法是从光球数据中进行外推，并将结果与日冕图像进行比较。我们的目的是验证这种比较是否可以成为一种快速的方法，以系统地检查可用于重建冠状磁场的许多方法的可靠性。日冕场通常是从光球测量中推断出来的，通常是在太阳盘面上靠近中央子午线的区域，然后与边缘的日冕图像进行比较，这些图像是在太阳自转之前或之后至少7天获得的，隐含地假设在这段时间内日冕没有发生重大变化。在这项工作中，我们结合了从不同视角观察太阳的三个日冕仪（SOHO/LASCO-C2和两个STEREO/SECCHI-COR 1）的图像，以构建覆盖整个日冕的卡林顿地图，将时间演化的影响减少到5天。然后，我们比较观察到的流光在这些卡林顿地图的中性线从四个不同的磁场外推得到的位置，以评估后者在日冕的性能。我们的研究结果表明，日冕流光的位置可以提供重要的指示，以区分不同的磁场外推。
2019-05-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Long-term variations of the Sun's photospheric magnetic field
本文基于 NSO Kitt Peak 光球磁场综合图分析弱磁场长期变化，发现除少数中纬度区域外，各纬度普遍存在约22.3年的 Hale 周期，振幅由两极向赤道递减。
2023-07-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Evolution of solar wind sources and coronal rotation driven by the cyclic variation of the Sun's large-scale magnetic field
本文利用WSO、MDI和HMI磁图分解球谐函数并结合PFSS外推，揭示太阳大尺度磁场周期变化如何调制开放磁通足点纬度、太阳风旋转速率及日冕拓扑，并提出四极子与偶极子能量比可作为研究类太阳恒星日冕的代理指标。
2023-09-19 astro-ph.SR
Non-axisymmetric component of the photospheric magnetic field
根据基特峰国家太阳观测站的数据（1976 - 2016年期间的天气图），研究了光球磁场分布的纵向不对称性。使用磁场的矢量求和的方法，其允许减少在整个经度间隔上均匀分布的随机分量的影响，并且强调场的稳定的非轴对称分量。分别考虑了强（B > 50 G）、弱（B < 5 G）和中（50 > B > 5 G）三种场强的磁场分布。它表明，纵向不对称性的变化与11年周期的太阳活动的相位为所有群体的领域。强磁场和中磁场的不对称性随磁场的磁通量同相变化，而弱磁场的不对称性与弱磁场的磁通量反相变化。强、中磁场在经度上的分布形状相似：上升期-太阳活动周最大值分布在经度~180°处，下降期-最小值分布在经度~360°处。弱场则表现出相反的情况：它们的分布的最大值总是在经度上观察到，而强场和中场则表现出最小值。
2019-04-05 astro-ph.SR
A brief report on statistical study of net electric current in solar active regions with longitudinal fields of opposite polarity
太阳活动区的动力学过程受太阳磁场的控制。到目前为止，利用太阳磁像仪的观测已经为我们提供了太阳光球磁场的矢量分量。光球磁场的两个横向分量使我们能够计算出电流的大小。我们发现，由于纵向磁场的正（负）极性的区域中的电流在一个活跃的区域中有正负符号，然而，净电流被发现是一个数量级小于平均绝对幅度，并有一个首选的符号。特别是，我们已经统计发现，有一个系统的净电流，从地区与负（正）极性的地区，在太阳活动区在北（南）半球的正（负）极性，但在太阳活动极小期，这种趋势是扭转随着时间的推移，在某些纬度。结果表明，在太阳活动区存在极性相反的弱净电流，从而进一步解释了以往研究中发现的半球螺旋度规则。
2013-05-14 astro-ph.SR
Abrupt longitudinal magnetic field changes in flaring active regions
本文用Gong的1分钟磁象图描述了38次X级和39次M级耀斑期间位于盘心$65^{\circ}$内的光球纵向磁场的变化。在所有77例中，我们确定至少有一个网站在耀斑活动区，明确的，永久的，逐步的字段发生变化。场变化的中位持续时间约为15分钟，X级和M级耀斑的场变化的中位持续时间大致相等。在两个例外情况下，场变化的绝对值范围从$\sim\!\!10$ ~G的检测限到高达$\sim\!\!450$ ~G。中位值为69~G。X级耀斑的磁场变化明显强于M级耀斑，肢体耀斑的磁场变化明显强于盘心耀斑。纵向磁场变化小于100~G时，无论是靠近盘中心还是靠近肢体，纵向磁场强度都有降低的趋势，而磁场变化大于100~G时，纵向磁场强度没有降低的趋势。同样地，在耀斑期间，纵向通量强度趋于减小。通量的变化，特别是净通量的变化，磁盘中心附近，相关性比当地的磁场变化与GOES峰值X射线通量。最强的纵向场和通量的变化发生在耀斑观察接近的肢体。我们估计了与每次耀斑相关的洛伦兹力的变化，并发现在某些情况下这足够大，可以为地震波提供动力。我们发现，纵向场的减少可能会超过增加在所有部分的太阳盘中心的$65^{\circ}$，在我们的观察，如果光球场倾斜增加耀斑期间预测的哈德森等人。
2010-09-23 astro-ph.SR
Measurements of Solar Differential Rotation and Meridional Circulation from Tracking of Photospheric Magnetic Features
长寿命的自转和自转流是太阳周期的重要组成部分。磁场图像通常用于测量太阳表面上的这些流动，通过在足够长的时间间隔内互相关薄的纵向条带或方形贴片。在这里，我使用一个月的SDO/HMI视线磁场观测，结合SWAMIS磁特征跟踪算法来测量这些磁图中各个特征的运动。通过控制扰动，由于短暂的流动和由于假动作的功能相互作用，我有效地隔离了长期的流动跟踪的磁性功能。这使我能够产生高保真度的差分旋转测量与良好的特征方差和协方差的拟合参数。我发现恒星旋转的轮廓$(14.296\pm0.006)+(-1.847\pm0.056)\sin^{2}b+(-2.615\pm0.093)\sin^{4}b$，$\textrm{ deg d}^{-1}$的单位，和一个大的协方差$σ_{BC}^{2}=-4.87\times10^{-3}(\textrm{ deg d}^{-1})^{2}$。我还产生中等保真度测量弱得多的回旋流，这与以前的结果大致一致。该测量结果显示在$b=45^\circ$纬度处的$16.7\pm0.6\text{ m s}^{-1}$的峰值流量，但是在较高纬度处的特征不足以确定所选择的函数形式$2\cos b\sin b$是否合适。这项工作表明，测量光球磁图中各个特征的运动可以在相对较短的时间跨度内产生高精度的结果，并建议可以产生高分辨率的非纵向平均光球速度残差测量，以与日冕结果进行比较，并提供…
2017-01-10 astro-ph.SR
The polarization angle in the wings of Ca i 4227: A new observable for diagnosing unresolved photospheric magnetic fields
当在靠近太阳边缘的安静区域观察时，许多强共振线显示出明显的线性偏振信号，由散射过程产生，具有扩展的翼瓣。最近的研究表明，与以前认为的相反，翼瓣通过磁光（MO）效应对相对弱的纵向磁场的存在敏感。我们从理论上研究了钙I 4227线的散射极化翼的MO效应的敏感性，我们探索其诊断推断光球磁场的纵向分量的信息的潜力。我们计算的强度和偏振轮廓的Ca I 4227线的数值求解问题的偏振辐射的产生和传输下的非局部热力学平衡条件下的太阳大气的一维半经验模型，考虑到联合行动的Hanle，塞曼，和MO效应。我们认为体积填充磁场以及磁场占据一小部分的分辨率元素。与塞曼效应产生的圆偏振信号相比，我们发现Ca I 4227的散射偏振翼中的线偏振角通过MO效应不仅对光球磁场的通量，而且对磁场所占的分辨率元素的分数具有明显的敏感性。我们确定的强共振线的翅膀作为一个有价值的观察诊断未解决的磁场的线性偏振角。与对所观测的大气区域的磁通量和其他特性的信息进行编码的可观测量结合使用，它可以提供对磁场的填充因子的约束。
2021-11-17 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
Abrupt Longitudinal Magnetic Field Changes and Ultraviolet Emissions Accompanying Solar Flares
我们已经使用过渡区和日冕探测器（TRACE）1600年的图像和全球振荡网络组（GONG）的磁图比较紫外线（UV）的发射色球层纵向磁场的变化在光球在四个X级太阳耀斑。在每次耀斑的龚磁图中，磁场的突然、显著和持续变化发生在十多个像素上。这些磁场变化在所有情况下都滞后于GOES耀斑的开始时间，表明它们是耀斑的后果而不是原因。紫外线辐射在空间上与电场变化一致。紫外辐射往往滞后于耀斑的GOES开始时间，并导致除一个像素外所有像素的磁场变化。紫外线辐射导致光球场的变化平均为4分钟，最长的是9分钟，然而，紫外线辐射持续了几十分钟，在某些情况下超过一个小时，在场的变化完成后。观测结果与以下图片一致：来自日冕中场重联点的阿尔文波在脉冲相位开始附近的所有方向上向外传播场变化，包括向下穿过色球层并进入光球层，导致光球场变化，而色球层以耀斑内核的形式在紫外线中发射，在耀斑的各个阶段都有带状和连续的色球增亮。
2012-11-09 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
Magnetic Nonpotentiality in Photospheric Active Regions as a Predictor of Solar Flares
根据怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜在两个太阳活动周期间获得的矢量光球活动区磁图中的几个磁非势参数，建立了一个机器学习模型，预测一定时间窗口内相应活动区耀斑的发生。支持向量分类器是一种广泛使用的通用分类器，用于建立和测试预测模型。采用几种经典的验证措施来评估预测的质量。我们调查不同的耀斑水平在不同的时间窗口，因此，它是可能的，以估计特定的活动区的耀斑的粗略类和爆发时间。在实验中测试了几种预测因子的组合。真实技能统计在97%的情况下高于0.36，Heidke技能得分范围从0.23到0.48。由纵向磁场导出的预测因子确实表现良好，但它们在预测大耀斑时不太敏感。采用矢量场的非位势预报因子可以提高预测$\geq$ M5.0和$\geq$ X1.0等大耀斑的性能。
2013-08-06 astro-ph.SR
First use of synoptic vector magnetograms for global nonlinear force free coronal magnetic field models
一般认为，太阳大气中的磁场为日冕中的许多活动提供了能量，如耀斑、日冕物质抛射（CME）等。为了克服日冕磁场测量的不可用性，光球磁场矢量数据可用于重建日冕场。目前有几种建模技术被用来计算进入太阳大气层的三维场线。首次利用太阳光学长期巡天观测卫星（SOLIS）上的矢量磁谱仪（VSM）合成的光球矢量磁场天气图，模拟了全球尺度的日冕磁场，估算了自由磁能。自由能（即，超过位场能量的能量）是空间天气预报中用来预测活动区喷发性的主要指标之一。利用球面几何中的最优化原理求解非线性无力场方程。所得三维磁场用于估计磁自由能含量E_{free} = E_{nlfff} - E_{pot}，即，全球日冕中非势场和势场的磁能差。为了进行比较，我们将外推的磁场线与SDO上的大气成像组件的极紫外线（EUV）观测结果重叠。对于一个单一的卡林顿旋转2121，我们发现，全球NLFFF磁能密度是10.3%，高于潜在的。大部分的自由能位于活跃区域。
2013-09-23 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
Formation and evolution of coronal holes during the rising phase of cycle 23
研究了第23周上升相冕洞（CH）的形成规律。从01.01.1997到01.03.2000（卡林顿旋转（CR）1918-2059）期间被详细考虑。分析了太阳全球磁场（GMF）由纬向扇形结构的演化。结果表明，这种带状结构是准稳定的。尽管GMF在1932年形成了稳定的四扇区结构，但带状谐波的总和在CR 1941年之前占主导地位。在CRs 1941-1950中，纬向分量和扇形分量的贡献变得大致相等，并且从CRs 1950开始，GMF的扇形结构占主导地位。转基因食品的部门结构经历了急剧的变化，从四部门，在部门谐波的增长开始（CR 1926），到两部门结构，然后回到四部门，然后再次到两部门结构。CHs清楚地跟踪转基因食品的所有进化变化。GMF的极性结构唯一地决定了CH形成的光球磁场区域。
2019-07-06 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
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
A Statistical Study on Photospheric Magnetic Nonpotentiality of Active Regions and Its Relationship with Flares during Solar Cycles 22-23
本文对太阳活动区光球磁非势及其与耀斑的关系进行了统计研究。选取1988-2008年怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜观测到的1106个活动区的2173幅光球矢量磁图，涵盖了第22、23太阳活动周的大部分时间。计算了平均平面磁场剪切角（\bar{Δϕ}）、平均矢量磁场剪切角（\bar{Δψ}）、平均绝对垂直电流密度（\bar{|J_{z}|}）、平均绝对电流螺旋度密度（\bar{|h_{c}|}）、绝对扭转参数（|α_{av}|）、平均自由磁能密度（\bar{ρ_{free}}）、纵向磁场有效距离（d_{E}）和修正有效距离（d_{Em}）。参数\bar{|h_{c}|}、\bar{ρ_{free}}和d_{Em}与太阳活动周期的演化有较高的相关性。这三个参数与年平均太阳黑子数的Pearson线性相关系数均大于0.59。参数\bar{Δϕ}、\bar{Δψ}、\bar{|J_{z}|}、|α_{av}|和d_{E}与太阳活动周的相关性较弱，但活动区的非潜在性和复杂性在活动极大期比活动极小期大.这8个参数均与活动区的耀斑生产率呈正相关，不同非势参数的组合可有效预测活动区的耀斑发生概率。
2012-06-10 astro-ph.SR
Wave modes excited by photospheric p-modes and mode conversion in a multi-loop system
上下文波在日冕中无处不在，有迹象表明它们是由光球p模激发的。然而，目前还不清楚日冕环中的p模式如何转换为香肠模式和横向（扭结）模式，这些模式在日冕中观察到。目标。我们的目标是研究这些波模式是如何激发在较低的日冕光球声波。方法.我们建立了3D磁流体静力学环路系统，从光球到低日冕具有多个倾角。然后，我们用MANCHA代码模拟了这些大气，在该代码中，我们用域底部的p模式驱动器扰动平衡。通过将速度扰动分解为纵向、垂直和方位角分量，我们可以研究波动的行为。结果在垂直通量管中，我们发现了变形的快香肠表面波和慢香肠体波。在倾斜磁通管中，可以激发出快扭体表面波、慢香肠体波、快香肠表面波或平面波。此外，我们计算了波转换因子（0 $\le$ C $\le$ 1）从声波到磁波的行为，通过采取的平均磁能通量的总和的比率，并将其与常用的理论转换因子。我们发现，在10 $^\circ$到30 $^\circ$的磁场倾角之间，这两种方法都在40%以内。对于较小的倾角，绝对偏差小于0.1。
2019-05-06 astro-ph.SR
Direct Observation of Coronal Magnetic Fields by Vector Tomography of the Coronal Emission Line Polarizations
本文介绍了第一次直接“观察”的全球规模，三维日冕磁场的卡林顿旋转（CR）周期2112使用矢量层析反演技术。矢量层析成像反演使用观测测量的Fe { \sc{xiii} } 10747日冕Hanle效应偏振信号的日冕多通道偏振计（CoMP）和日冕密度和温度结构从标量层析成像反演的STEREO/EUVI日冕发射线（CEL）强度图像作为输入，以获得一个日冕磁场模型，最好地再现所观察到的偏振信号。虽然不能进行独立的验证的矢量层析成像结果，我们比较了层析成像反演的冠状磁场与磁流体动力学（MHD）模拟的基础上观察到的光球磁场的CR 2112和2113。我们发现，CR 2112的MHD模型是定性一致的层析成像反演结果的大部分重建域，除了一对夫妇的区域。特别是对于一个最值得注意的例外区域，我们发现，CR 2113的MHD模拟预测的模型更接近于矢量层析成像反向磁场。我们讨论了层析反演技术的效用和局限性，并提出了未来发展的想法。
2016-07-15 astro-ph.SR
Estimating the longitudinal magnetic field in the chromosphere of quiet-Sun magnetic concentrations
本文利用弱场近似分析 Ca II 854.2 nm 高分辨率数据，研究宁静太阳磁集中区大小与色球层纵向磁场的关系，发现磁场随结构增大而增强，并揭示了高度梯度与结构尺寸的相关性及其对宽光谱范围估计可靠性的影响。
2023-02-08 astro-ph.SR
Long-term spectropolarimetric monitoring of the cool supergiant Betelgeuse
我们报告的长期监测冷超巨星参宿四，使用NARVAL和ESPaDOns高分辨率分光偏振计，分别安装在望远镜伯纳德Lyot（Pic du Midi天文台，法国）和加拿大-法国-夏威夷望远镜（莫纳克亚天文台，夏威夷）。数据集由圆偏振（斯托克斯V）和强度（斯托克斯I）光谱组成，收集于2010年至2012年之间。在这里，我们调查的时间演化的磁场，对流和温度在光球水平，使用同时测量的纵向磁场分量，核心发射的Ca II红外三重态，选定的光球线的线深比和径向速度的明星。
2013-02-05 astro-ph.SR
Nonlinear force-free field modeling of a solar active region using SDO/HMI and SOLIS/VSM data
我们使用SDO/HMI和SOLIS/VSM光球磁场测量模拟太阳活动区上方的无力日冕场，假设磁力占主导地位。我们采取测量不确定性引起的，例如，噪声和特定的反演技术。在搜索特定数据集的最佳建模参数后，我们比较了由此产生的非线性无力模型场。通过比较相对自由能含量、磁压的垂直分布和垂直积分电流密度，我们显示了不同数据源的日冕场重建的一致程度。虽然VSM和HMI测量的纵向和横向磁通量明显不同，但我们在模拟的磁场中发现了相当大的相似性。这表明我们用来计算非线性无力场的算法对作为输入的光球矢量图的差异和缺陷的鲁棒性。我们还描绘了多少总的无力，维里和自由磁能的绝对值不同，以及如何的HMI和VSM为基础的模型体积的纵向和横向分量的方向相互比较。
2012-06-06 astro-ph.SR
The spectrum of kink-like oscillations of solar photospheric magnetic elements
最近，新的高空间和时间分辨率的太阳光球观测的可用性，允许在小的磁性元素的振荡的研究。已经发现，小的磁性元件承载着丰富多样的振荡，可检测为强度、纵向或横向速度波动，这些波动被解释为MHD波。小的磁性元素，达到或低于现代太阳望远镜目前的空间分辨率，被认为在太阳大气层上层的能量收支中发挥着相关的作用，因为它们被发现覆盖了太阳光球层的很大一部分。不幸的是，有限的时间长度和/或节奏的数据集，或存在的看到引起的影响，阻止了，到目前为止，在小的磁性元件的扭结状振荡的功率谱的估计具有良好的精度。受此启发，我们通过利用Hinode卫星上的太阳光学望远镜获得的持续时间很长且节奏很高的数据，研究了小磁性元素中的扭结状振荡。在这项工作中，我们提出了这种分析的结果，通过研究扭结状振荡的功率谱密度的统计基础上。我们发现，小的磁性元素表现出大量的光谱特征在1-12兆赫的范围内。更有趣的是，这些光谱特征中的大多数在磁性元素之间并不共享，而是代表每个磁性元素本身的独特签名。
2013-10-09 astro-ph.SR
Flare-induced changes of the photospheric magnetic field in a $δ$-spot deduced from ground-based observations
目的：据报道，起源于活动区NOAA 11865的$δ$黑子的M级耀斑的光球层中的磁场和视线速度的变化。研究方法：2013年10月15日，在特内里费岛的真空塔望远镜（VTT）上，利用特内里费岛红外偏振仪同时获得了两条光球谱线Fe I 10783和Si I 10786的高分辨率地基近红外光谱偏振观测。观测涵盖了M级耀斑的几个阶段。对这两条线的全斯托克斯矢量进行了反演，并使用太阳动力学天文台（SDO）的（极端）紫外线过滤图将结果纳入背景。结果：活动区在整个观测期内均表现出较高的耀斑活动。在M级耀斑之后，沿极性反转线（PIL）的纵向磁场没有表现出明显的变化。然而，一个约550 G的横向磁场的增强被发现，桥接PIL和连接在$δ$ -点的相反极性的本影。与此同时，SDO上的大气成像组件（AIA）的171张滤光片显示，日冕中出现了一个新形成的环系统。然而，我们不能排除本影之间的磁连接在M级耀斑之前就已经存在于高层大气中，并且只有在它充满热等离子体之后才变得可见。光球多普勒速度显示出持续的上升流模式沿PIL没有显着的变化，由于耀斑。结论：耀斑后磁场横向分量的增加以及日冕中新形成的环系统支持了最近对耀斑模型和耀斑观测的预测。
2017-04-20 astro-ph.SR
Casting the Coronal Magnetic Field Reconstruction Tools in 3D Using MHD Bifrost Model
日冕磁场的量化仍然是太阳物理学的核心问题。目前，日冕磁场的模拟通常采用非线性无力场（NLFFF）重建，其精度尚未得到全面评估。在这里，我们执行一个详细的铸造的NLFFF重建工具，如π消歧，光球场预处理，和体积重建方法，使用一个3D快照的公开可用的成熟的辐射MHD模型。具体而言，从MHD模型中，我们知道整个3D域中的磁场矢量，这使我们能够对3D模型体积中的恢复磁场和真实磁场进行"逐体素"比较。我们的测试表明，现有的π消歧方法往往失败的小规模的磁性元素占主导地位的安静的太阳区域，而他们在AR光球和（甚至更好）色球层工作得很好。光球磁场的预处理，虽然确实产生了一个更自由的边界条件，也导致了一些有效的"海拔"的磁场组件。该"仰角"高度对于纵向和横向分量是不同的，这导致在重建的磁性数据立方体中的绝对高度中的系统误差。从实际AR光球磁图开始进行的外推没有这种系统误差，同时具有与从预处理磁图外推的那些可比较的其它度量。这一发现有利于使用外推从原来的光球磁不预处理。我们的测试进一步表明，从力自由色球边界外推产生可测量的更好的结果，比那些从光球边界。
2018-09-13 astro-ph.SR
Long-Term Evolution of Magnetic Fields in Flaring Active Region NOAA 12673
在AR 12673的生命周期中，它的磁场急剧演变，产生了许多大耀斑。在这项研究中，利用太阳动力学天文台和日地关系天文台观测到的太阳全图，我们确定AR 12673出现在衰变的AR 12665中，后者已经存在了两个太阳旋转。虽然这两个AR出现在同一个位置，他们有不同的特点和不同的耀斑生产力。因此，重要的是要研究长期的磁场演变的AR，以确定的区别特征的AR，可以产生大的太阳耀斑。我们使用Spaceweather日震和磁成像仪活动区补丁数据调查的光球磁场和其他物理特性的经常性AR在五个卡林顿旋转的演变。所有这些研究的参数都是通过一系列太阳自转动态演变的。我们比较了AR 12665和AR 12673的长期演化，以了解它们产生耀斑特性的差异。我们还研究了这些AR的长期演变与活动经度存在的关系。我们发现，AR 12673的磁通量和复杂性发展得比AR 12665快得多。我们的研究结果证实，一个强大的新兴通量出现在活跃经度附近的预先存在的AR创建了一个非常强大和复杂的AR，产生大耀斑。
2021-10-14 astro-ph.SR
Full-disk nonlinear force-free field extrapolation of SDO/HMI and SOLIS/VSM magnetograms
用于模拟日冕中磁场的笛卡尔几何中的外推代码没有考虑太阳表面的曲率，并且只能应用于相对较小的区域，例如，一个活跃的区域。我们比较分析的光球磁场和随后的力免费建模的基础上，从日震和磁成像仪（HMI）板太阳动力学天文台（SDO）和矢量光谱磁仪（VSM）的天气光学长期调查的太阳（SOLIS）的全磁盘矢量地图。我们使用日震和磁成像仪和矢量磁谱仪光球磁场测量模型的多个太阳活动区以上的无力日冕场，假设磁力占主导地位。我们解决了非线性无力场方程的球坐标最小化的功能在一个完整的磁盘不包括极点。在搜索特定数据集的最佳建模参数后，我们比较了由此产生的非线性无力模型场。我们比较的数量，如总磁能含量和自由磁能，纵向分布的磁压力和表面电流密度使用我们的球形几何外推代码。利用日震、磁成像仪和矢量磁谱仪数据进行非线性无力外推得到的磁场线具有较好的一致性。然而，基于日震和磁成像仪数据的非线性无力外推比基于矢量谱磁仪数据的非线性无力外推具有更多的总磁能、自由磁能、磁压纵向分布和表面电流密度的内容。
2012-10-13 astro-ph.SR
Magnetospheric accretion on the fully-convective classical T Tauri star DN Tau
我们在此报告在“磁性原恒星和行星”方案范围内用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOns对经典金牛座T星DN Tau进行分光偏振观测的结果。我们推测DN Tau是一颗年龄约200万年、半径为1.9 ± 0.2 Dsun、光球温度为3，950 ± 50 K、光度为0.8 ± 0.2 Lsun、自转周期为6.32 d的全对流星。清晰的圆偏振塞曼签名检测到光球和吸积供电的发射线，探测纵向领域高达1.8千克（在He 1 D3吸积代理）。旋转调制的塞曼签名，检测到在光球和吸积线，是不同的，在我们的2个运行，提供进一步的证据表明，领域的cTTS产生的非平稳发电机。使用断层成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射在DN头表面在这两个时代。我们发现，磁拓扑结构主要是极向的，并在很大程度上是轴对称的，与八极分量（极性强度0.6-0.8 kG）1.5- 2.0倍大于偶极分量（极性强度0.3-0.5 kG）。DN Tau在这两个时期都以向极吸积为主。然而，DN Tau的大尺度偶极分量太弱，无法破坏周围的吸积盘超过共转半径的65-90%（在此半径处，盘的开普勒周期与恒星自转周期相匹配），这表明DN Tau尽管完全对流，但已经在旋转了。
2013-08-23 astro-ph.SR
The magnetic field and spectral variability of the He-weak star HR 2949
我们分析了一个高分辨率的光谱偏振数据集收集的He弱B3 p IV星HR 2949。塞曼效应在许多谱线的圆偏振分量中是可见的。纵向磁场在大约$-650$和$+150$ G之间变化。表面磁偶极子的极性强度计算为2.4 $^{+0.3}_{-0.2}$ kG。这颗恒星的Fe峰元素丰度很高，稀土元素丰度也很高，但He、Al和S的丰度却很低。这意味着HR 2949是一颗化学性质特殊的恒星。在所有的光球线上都可以看到变化，这可能是由于在许多Ap/Bp星上看到的丰度补丁。从不同谱线测量的纵向磁场变化产生不同的结果，可能是丰度块对光球磁场采样不均匀的结果。对HR 2949和它的伴星HR 2948的光度和光谱数据的分析表明，HR 2949的基本参数被修正了：特别是它比以前认为的更大、更热、更亮。没有证据表明HR 2949的磁层中有光学或紫外线辐射，尽管它有中等强度的磁场和相对快速的旋转;然而，当使用理论和经验边界计算初始旋转速度时，自旋下降年龄与恒星年龄是一致的。由于这里介绍的广泛的相位覆盖范围，HR 2949将成为塞曼多普勒成像的优秀对象。
2015-04-13 astro-ph.SR
High-resolution spectropolarimetric observations of hot subdwarfs
我们报告的高分辨率分光偏振观测的热亚矮星HD 76431和Feige 66，使用ESPaDOnS中阶梯分光偏振仪在CFHT。我们计算互相关斯托克斯I和V线轮廓，以提高信噪比。然后，我们平均每个恒星的所有可用的互相关曲线，以进一步降低噪声水平。虽然这两个目标先前报告主机千高斯磁场，我们没有得到任何证据的大规模光球场从我们的观察，尽管严格的误差条的顺序为60高斯HD 76431和200高斯的Feige 66的纵向领域。对HD 76431的FORS 1观测结果进行的一项新分析证实了没有任何可检测到的塞曼特征，纵向磁场的误差约为100高斯。
2011-10-25 astro-ph.SR
Probing deep photospheric layers of the quiet Sun with high magnetic sensitivity
上下文夫琅和费谱线中极弱的偏振信号阻碍了对安静太阳磁性的研究。光子噪声、杂散光以及塞曼效应对纵向和横向磁场的系统性不同灵敏度导致了在磁场矢量的强度和角分布方面的有争议的结果。目的。分析了接近1.5 m GREGOR望远镜衍射极限的斯托克斯测量的信息含量。我们考虑了空间杂散光和光子噪声的影响。方法.用GREGOR望远镜上的红外偏振分光仪GRIS对太阳盘中心静区进行了高灵敏度的全斯托克斯测量，获得了深光球区1.56 μm Fe I谱线。噪声统计和斯托克斯V不对称性进行了分析，并比较了类似的数据集的日出分光偏振仪（SOT/SP）。直接根据剖面的形状和强度对全球资源信息系统数据进行了简单的诊断。我们利用磁力线比技术，这是测试对MHD模拟。结果在非常平静的太阳区域，大约80%的GRIS光谱显示出3σ以上的偏振信号。面积和振幅的不对称性与小尺度表面发电机MHD模拟结果一致。磁力线比分析揭示了在10到100高斯范围内的普遍存在的磁性区域，具有一些千高斯场的集中。结论.空间分辨率为0.40”的GRIS分光偏振数据在高空间分辨率扫描和高磁场灵敏度的组合方面是迄今为止唯一的。然而，不可避免的影响，空间杂散光和由此产生的稀释弱斯托克斯配置文件意味着反演技术仍然承担着很高的风险误解的数据。
2016-11-14 astro-ph.SR
The magnetic field of Betelgeuse: a local dynamo from giant convection cells?
参宿四是一颗M型超巨星，拥有复杂而延伸的大气层，其表面也有斑点和巨大的颗粒。一个可能的磁场可能会导致质量损失和外层大气的加热。我们观察参宿四，直接研究和推断其磁场的性质。我们使用新一代偏振光谱仪NARVAL和最小平方反卷积（LSD）方法来检测参宿四光球吸收线内的圆偏振。我们在参宿四的谱线中明确地探测到一个微弱的斯托克斯V信号，并在一个月内的6个不同时期测量了相关的表面平均纵向磁场B1。探测到的纵向场约为一高斯，并且在我们观测的时间尺度上明显增加。这项工作提出了第一次直接检测的磁场的参宿四。这个磁场可能与巨大的对流单体有关，这些对流单体可以使“局部发电机”成为可能。
2010-05-26 astro-ph.SR
A New Multi-Constraint Potential Field Source Surface (PFSS) Extrapolation Model
University of Coimbra（科英布拉大学）；Friedrich-Hund-Platz 1, 37077, Göttingen, Germany（哥廷根弗里德里希·洪德广场1号）；Geophysical and Astronomical Observatory, Faculty of Science and Technology, University of Coimbra（科英布拉大学科学技术学院地球物理与天文台）；Universidade do Porto（波尔图大学）
本文提出一种结合三维日冕纤维信息的改进PFSS模型，通过引入 divergence-free、loop几何和force-free约束，提升与观测的一致性并保持计算效率。
2026-03-20 astro-ph.SR
Weak Magnetic Fields in Two Herbig Ae Systems: The SB2 AK Sco and the Presumed Binary HD 95881
我们报告的检测弱平均纵向磁场在Herbig Ae双线光谱二进制AK斯科和假定的光谱Herbig Ae二进制HD 95881使用高精度径向速度行星搜索器偏振仪（HARPSpol）连接到欧洲南方天文台（ESO）的3.6米望远镜的观测。利用多线奇异值分解（SVD）方法，我们在AK Sco的次级分量中探测到一个平均纵向磁场<B_z>=-83+-31G的磁场。对于HD 95881，我们在两个不同的观测时期测量到<B_z>=-93+-25G和<B_z>=105+-29G。对于所有的检测，虚警概率都小于10^-5。对于AK-Sco系统，我们发现吸积诊断的Na-I双线和光球线在观测的夜晚有强度变化。HD 95881的双线光谱外观在这里首次提出。
2018-05-12 astro-ph.SR
Coronal Pseudo-Streamer and Bipolar Streamer Observed by SOHO/UVCS in March 2008
最后一个太阳极小期的特点是有几个特殊的方面，并存在一个复杂的磁拓扑结构，有两种不同的日冕流光：伪流光和双极流光。伪流光（英语：Pseudo-streamers）或单极流光（英语：单极流光）是一种日冕结构，它将具有相同极性的冕洞分开，而在外部日冕中没有电流片;与双极流光不同，双极流光将具有相反磁极性的冕洞分开。在这项研究中，这些结构的两个例子已经确定在卡林顿旋转2067年期间，通过应用位场源表面外推的光球场测量。我们提出了在2008年3月12日至17日期间通过紫外日冕光谱仪以高光谱和空间分辨率观察到的伪流光和双极流光的光谱分析（Uwerk; Kohl等人，1995年，太阳和日光层观测台（SOHO）。通过对O-VI双重线和Ly α线谱的分析，在扩展日冕（1.7 ~ 2.1 Rsun）中，推断了太阳风等离子体的动力学温度、电子密度和外流速度等参数。日冕的磁拓扑结构被考虑在内，并已外推的三维磁流体动力学模型的全球日冕。分析的结果显示了一些特性的伪流光的物理参数相比，获得的双极流光：特别是，我们已经发现较高的动力学温度和较高的流出速度的O VI离子和较低的电子密度值。最后，我们指出，伪流产生的“混合”型的流出，是中间的慢和快的太阳风，他们是一个可能的来源，慢/快风在非偶极太阳磁场配置。
2015-05-21 astro-ph.SR
The formation and decay of sunspot penumbra in Active Region NOAA 12673
为了更好地理解太阳黑子半影的形成和衰变，我们详细研究了NOAA 12673活动区三个区域的太阳黑子演化。这三个区域的黑子演化都涉及到两个磁场系统的相互作用：先存的磁场系统和后现的磁场系统。通过对光球磁场特性的分析，发现半影的形成是由于光球中新出现的磁偶极被捕获而引起的。半影区的磁场由水平向垂直方向的变化可以引起半影区的消失。在黑子的衰变过程中，本影和半影之间的磁场发生了变化，黑子周围的外沟流逐渐减少直至消失。此外，我们还发现在黑子形成过程中，随着半影面积的增大，半影区的平均纵向磁场强度减小，半影区的平均横向磁场强度增大。而在黑子衰减过程中，随着半影面积的减小，半影区的平均纵向磁场强度增大，平均横向磁场强度减小。相比较而言，本影区的横、纵向平均磁场强度与面积的相关性不显著。这些结果揭示了本影和半影的形成和衰减过程是不同的。
2019-10-23 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
Metal accretion scars may be common on magnetic, polluted white dwarfs
本文发现第二颗磁性污染白矮星WD2138-332，其金属线强度与纵向磁场同相位变化，提出磁极周围的金属疤痕可能是金属污染白矮星的普遍特征。
2024-07-24 astro-ph.SR
Discovery of a weak magnetic field in the photosphere of the single giant Pollux
目的：我们观测附近的弱活动单巨星，Pollux，以便直接研究和推断其磁场的性质。研究方法：我们使用新一代的光谱偏振仪ESPaDOnS和NARVAL观测和探测Pollux光球吸收线内的圆偏振。我们的观察时间跨度为2007-2009年的18个月。我们使用最小二乘反卷积方法处理分光偏振数据，以创建高信噪比平均斯托克斯V轮廓。我们还测量了经典的活动指标的Ca H&K线的S指数，和恒星的径向速度（RV）。结果如下：我们已经明确地检测到一个微弱的斯托克斯V信号的谱线的Pollux，并测量相关的表面平均纵向磁场B1。在观测跨度上平均的纵向场低于一高斯。我们的数据表明，纵向磁场的变化，但没有显着的变化的S指数。我们观察到的RV的变化，这是定性一致的建议外行星轨道Pollux公布的星历。观察到的BI的变化似乎与RV的变化相似，但这种关系的其他数据有待建立。利用演化模型，包括旋转的影响，我们推导出的质量，我们讨论了它的演化状态和它的磁场的起源。结论：这项工作提出了第一次直接检测的磁场的Pollux，并表明ESPaDOnS和NARVAL能够获得亚G测量的表面平均纵向磁场的巨恒星，并直接研究之间的关系的磁活动，恒星演化和行星托管这些恒星。
2009-07-09 astro-ph.SR
MHD wave transmission in the Sun's atmosphere
MHD波在太阳大气中的传播与太阳的磁场拓扑结构密切相关。例如，磁场能够降低声波的截止频率，从而允许原本会被捕获在光球层以下的波传播到高层大气中。另一个例子是，MHD波可以在声速等于阿尔文速度的高度传输或转换为其他形式的波。我们利用IBIS实验提供的大视场的优势，研究了在两个高度的太阳大气中的波的传播，作为采样的光球Fe 617.3 nm的谱线和色球Ca 854.2 nm的谱线，其与本地磁场的关系。通过对Hinode SOT/SP资料的分光偏振反演，我们还发现了光球功率谱与磁场倾角之间的关系;特别地，对于5分钟波，在25 \degree附近以及对于3分钟波，在15 \degree附近具有明确的透射峰值。我们提出了一个基于波传输理论的非常简单的模型来解释这种行为。最后，功率谱和色球放大谱的分析表明存在纵向声波沿磁场线。
2011-08-23 astro-ph.SR
A short and sudden increase of the magnetic field strength and the accompanying spectral variability in the O9.7V star HD54879
只有11颗O型恒星被证实拥有大规模有序的磁场。几年前，在欧洲南方天文台大型项目"OB星B场"的框架下，发现了O 9.7V星HD 54879中存在-600 G的纵向磁场，偶极强度的下限约为2 kG。我们从2017年10月4日到2018年2月21日的FORS 2光谱偏振观测揭示了短期和长期光谱变化的存在，以及磁场从约-300 G逐渐下降到约-90 G。令人惊讶的是，我们在2018年2月17日晚上发现了磁场强度的突然短期增加，并测量了-833 G的纵向磁场。对观测到的磁场增加期间获得的FORS 2光谱的检查表明，光谱外观发生了非常强烈的变化，光球温度显著降低，径向速度降低了几十公里/秒。不同的场景进行了讨论，试图解释我们的意见。FORS 2的径向速度测量表明HD 54879是长周期双星的一员。
2019-02-16 astro-ph.SR
Magnetometry of the classical T Tauri star GQ Lup: non-stationary dynamos & spin evolution of young Suns
我们在这里报告的经典金牛座T星（cTTS）GQ Lup的光谱偏振观测结果进行了ESPaDOns在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的框架下的“磁性原恒星和行星”（MaPP）计划，并获得了2个不同的时代（2009年7月和2011年6月）。根据这些观测，我们首先推断出GQ Lup的光球温度为4，300 +-50 K，自转周期为8.4+-0.3 d;这意味着它是一颗1.05+-0.07 Msun的恒星，倾角约为30度，年龄为200 - 500万年，半径为1.7+-0.2 Rsun，并且刚刚开始发展辐射核心。无论是在光球线还是在吸积动力发射线中，都能清晰地检测到大的塞曼特征，探测到高达6 kG的纵向场，因此使GQ Lup成为迄今为止已知的具有最强大规模场的cTTS。塞曼签名的旋转调制在我们的2次运行之间明显不同，这表明cTTS的大规模场随着时间的推移而演变，并且可能是由非稳态发电机过程产生的。使用层析成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射GQ Lup。我们发现，磁拓扑结构主要是极向和轴对称的;此外，大尺度场的八极分量（2009年和2011年的强度为2.4和1.6 kG）占主导地位的偶极分量（强度约为1 kG）的因子约为2，这与GQ Lup不再是完全对流的事实相一致。GQ Lup还具有在两个时期都主要向极的磁层吸积。然而，GQ Lup的大尺度偶极不足以破坏周围的吸积盘超…
2012-06-08 astro-ph.SR
Radial evolution of a density structure within a solar wind magnetic sector boundary
本文利用PSP与SolO的径向对齐观测，研究了太阳风磁扇区边界内同一密度结构从高日冕到1天文单位附近的径向演化，揭示其纵横比因等离子体球对称膨胀而发生显著变化，并提出该结构源于冕流尖端附近的交换重联。
2025-02-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Revisiting the Rigidly Rotating Magnetosphere model for sigma Ori E. I. Observations and Data Analysis
我们已经获得了18个新的高分辨率的光谱偏振观测的B2Vp明星西格玛奥利E与Narval和ESPaDONS光谱偏振仪。这些观测的目的是用现代数据来检验Townsend & Owocki（2005）的刚性旋转磁层（RRM）模型的假设，该模型适用于Townsend等人（2005）的sigma Ori E的特定情况。该模型包括一个基本上偏移的偶极磁场配置，并近似再现了以前的观测变化的纵向磁场强度，光度亮度，和Halpha发射。我们分析了新的光谱，包括H I，He I，C II，Si III和Fe III线，确认光球线的变化的多样性，以及星周氢的双S波变化。使用最小二乘反卷积（LSD）的多线分析方法，新的，更精确的纵向磁场测量揭示了观察到的形状和RRM模型随时间变化的字段之间的实质性差异。He I 5876 A和6678 A谱线的相位分辨Stokes V剖面与Townsend等人（2005）假设的磁拓扑计算的合成剖面拟合较差。这些结果挑战了在RRM模型应用于Sigma Ori E时假设的偏移偶极场配置，并表明其磁场的未来模型还应包括复杂的高阶分量。
2011-09-01 astro-ph.SR
Magnetic Field and Activity of the Single Late-type Giant Beta Ceti
我们呈现了2010年6月19日至2010年12月14日期间单个晚型巨星鲸鱼座β的磁场和活动指标的行为。我们使用了两台望远镜获得的分光偏振数据-法国南峰伯纳德·利奥望远镜的NARVAL分光偏振仪和夏威夷CFHT的ESPaDONS分光偏振仪。使用最小二乘反卷积方法处理数据，从而能够导出斯托克斯I和V参数的平均光球轮廓。我们测量了表面平均纵向磁场B1，它在0.1 - 8.2 G的区间内变化，线活动指标CaII K，H_α，CaII IR（854.2 nm）和径向速度。通过分析B1的变化，确定了可能的旋转周期P = 118天。一个单一的，占主导地位的磁场拓扑结构的大磁点是一个可能的解释B1和活动指标的变化，鲸鱼座β。
2012-03-22 astro-ph.SR
Elongation of a Solar Filament and its Three-Dimensional Numerical Reconstruction for Magnetic Structures
Kumaun University（库马恩大学）；Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Observatoire de Paris, Université PSL（巴黎天文台，巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
研究通过三维磁流体动力学重建揭示了日冕纤维延伸的磁结构演变及磁通抵消加热机制。
2026-01-31 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
Temporal evolution of small-scale internetwork magnetic fields in the solar photosphere
虽然主导光球网络区域的纵向场已经被广泛研究，但最近发现小尺度的横向场在安静的网间光球中无处不在。很少有观察捕捉到这个领域是如何演变的。我们的目标是统计的磁性和观察小尺度磁性特征的时间演化。我们提出了两个高空间/时间分辨率的观测，揭示了两个磁盘中心互联网络区域的动态所采取的新的GRIS/IFU（GREGOR红外光谱仪积分场单元）与高磁敏感的Fe I线对在15648.52 <$和15652.87 <$。利用SIR码，我们考虑了两种反演方案：方案1（S1），其中磁性大气嵌入在无场介质中，方案2（S2），具有两个磁性模型和固定的杂散光分量。S1反演分别返回两个数据集的中值磁场强度为200和240 G。我们认为中值横向（水平）分量，在像素与斯托克斯Q或U，和中值无符号的纵向（垂直）分量，在像素与斯托克斯V，高于噪声阈值。我们确定前者分别为263 G和267 G，后者分别为131 G和145 G。我们提出了三个感兴趣的区域（ROI），跟踪小尺度磁特征的动态。我们将S1和S2反演应用于特定的配置文件，并发现S2产生更好的近似时，有证据表明混合极性。我们发现补丁的线性极化与磁通量密度在130和150 G之间，优先出现在颗粒/晶间巷（IGL）的边界。弱hG磁场似乎是有组织的复杂的环路结构，横向领域往往两侧的极性相反的纵向领域。
2021-07-05 astro-ph.SR
SIP-IFVM: A time-evolving coronal model with an extended magnetic field decomposition strategy
针对时变MHD日冕建模计算效率低、数值稳定性差的问题，提出扩展磁场分解策略并整合到隐式MHD模型，开发SIP-IFVM模型，实现高效稳定的全球日冕长期演化模拟，仅用192CPU核心速度超实时80倍且能有效捕捉观测结果。
2025-02-10 astro-ph.SR
B fields in OB stars (BOB): Detection of a strong magnetic field in the O9.7 V star HD54879
在大质量恒星中检测到的磁星数量很少;然而，磁场在恒星演化中所起的作用不容忽视。对于低质量的B星，已经确定了谱线轮廓变化、表面化学丰度的增强/减少和磁场之间的联系，但是对于O型域，这几乎是未探索的。基于FORS 2和HARPS光谱偏振数据，我们提出了在HD 54879，一个缓慢旋转的O 9.7 V的单一恒星的磁场的第一次检测。使用两个独立的和不同的技术，我们得到了坚定的检测表面平均纵向磁场的最大幅度约为600 G，模量。用恒星大气程序FASTWIND对这颗恒星进行了定量光谱分析，得到了它的有效温度和表面重力分别为33000 $\pm1000$ K和4.0 $\pm0.1$ dex。碳、氮、氧、硅和镁的丰度略低于太阳，但在误差范围内是相容的。我们调查线轮廓的变化，在HD 54879补充我们的光谱与光谱数据，从其他最近的OB-star调查。光球线在2009年至2014年之间保持不变的形状，尽管H $α$显示出可变的发射。H $α$的发射对于标准的O9.7 V来说太强了，可能与磁场和星周物质的存在有关。其正常的化学成分和没有光球线轮廓变化使HD 54879成为迄今为止探测到的最强磁性，不变的单颗O星。
2015-07-13 astro-ph.SR
On the Magnetic Field Strength of Active Region Filaments
本文研究了在致密活动区中性线上观测到的暗条的矢量磁场。光谱偏振获得的数据与TIP-II（VTT，特内里费，西班牙）的10830毫米光谱区域提供完整的斯托克斯矢量进行了分析，使用三种不同的方法：magnetograph分析，米尔恩-爱丁顿反演和PCA为基础的原子极化反演。通过这三种方法推断的灯丝中的磁场强度为600 - 700 G的量级。在100 - 200 G的范围内发现纵向场，而横向分量成为主导，场大到500 - 600 G。我们发现中性线附近的强横向场也在光球水平。我们的分析表明，强（高于500 G，但低于kG）的横向磁场存在于活动区灯丝。这对应于在这些结构中可靠测量的最高场强。氦10830在该活动区灯丝中观察到的谱线轮廓主要受塞曼效应的影响。
2009-04-30 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
