Generation of a North/South Magnetic Field Component from Variations in the Photospheric Magnetic Field
我们解决的问题计算的横向磁场在太阳风的假设球称为源表面的太阳风起源。这种计算必须克服一个广泛使用的关于源表面的基本假设-场通常需要在源表面处是纯径向的。我们的模型依赖于这样一个事实，即在源表面的径向场强度的变化是场线密度的变化。周围的场线必须横向移动，以适应这种场线密度的变化。当向外的风速拖曳磁力线经过源表面时，运动的横向分量产生倾斜，这意味着存在场的横向分量。提出了一种计算磁力线横向平移速度的解析方法。我们应用该技术的间隔约两个卡林顿旋转在2011年年初使用2小时平均值的数据从日震磁成像仪仪器上的太阳动力学天文台航天器。我们发现，横向磁场的值在全球范围内主导的影响，高纬度浓度的磁力线被冲击的超颗粒运动。
2016-03-08 astro-ph.SR
Varying Driver Velocity Fields in Photospheric MHD Wave Simulations
扭转运动在太阳大气中是普遍存在的。在这项工作中，我们进行了三维数值模拟，模拟了涡旋型光球驱动器与高斯空间分布。该驱动器被实现为在嵌入在现实太阳大气中的轴对称的3D磁通量管中激发MHD波。改变驱动器的高斯宽度，并比较所产生的扰动。速度矢量被分解为平行，垂直和方位角分量相对于预定义的磁通量表面。这些分量分别大致对应于快、慢和Alfven模式。从这些速度计算相应的波能通量，使我们能够估计每个模式的能量通量的贡献。对于最西驱动器（$0.15$ Mm），并行分量占通量的$\sim 55 - 65\%$。对于最宽的驱动器（$0.35$ μ m），该贡献随着驱动器宽度的增加而平滑地增加，直到接近$90\%$。垂直分量和方位分量的相对重要性以相似的速率降低。方位角能通量在最宽驱动器的$\sim 35\%$和最宽驱动器的$< 10\%$之间变化。类似地，垂直通量为$\sim 25 - 10\%$。我们还证明了快速模式对应于香肠波在我们的模拟。因此，我们的研究结果表明，快速香肠波很容易激发这个驱动程序，它携带了大部分的能量传输。对于这种涡旋型驱动器，阿尔芬波不贡献显著量的能量。
2018-07-26 astro-ph.SR
Detailed analysis of dynamic evolution of three Active Regions before flare and CME occurrence at the photospheric level
我们提出了加权水平磁梯度（在Korsos等人，ApJ，802，L21，2015）方法和磁螺旋度工具（Berger & Field，JFM，147，133，1984）用于三个活动区域（AR），即NOAA AR 11261，AR 11283和AR 11429。所有三个活动区都产生了一系列耀斑和日冕物质抛射。我们跟踪了耀斑和CME发生前WG_M分量和磁螺旋度的演化。我们发现在耀斑和CME爆发前，WG_M的加权距离分量和螺旋度通量的剪切分量有一个独特的、相互共享的行为，称为U型模式。这种共同的模式与递减-后退阶段有关，但据报道，这只是太阳耀斑爆发前的一个必要特征，但现在在剪切螺旋度参数的演变中同时发现。结果表明：（1）光球磁场的剪切运动可能是太阳爆发的一个重要驱动因素，而剪切螺旋度的下降-接近模式可能是改进太阳爆发预报的另一个前兆指标。
2018-01-01 astro-ph.SR
The Advection of Supergranules by the Sun's Axisymmetric Flows
我们表明，超颗粒的运动是一致的模型，在该模型中，他们只是平流的轴对称流在太阳的表面剪切层。我们产生了一个10天的系列模拟多普勒图像在15分钟的节奏，再现SOHO/MDI多普勒数据中看到的大多数空间和时间特性。我们的模拟数据有一个细胞流的光谱，只有两个组成部分-一个颗粒组成部分，峰值在球形波数约4000和超颗粒组成部分，峰值在波数约110。我们包括这些细胞成分的平流的轴对称流-差分旋转和纬向流-其随纬度和深度（波数）的变化是一致的观测。我们通过引入随机变化的频谱分量的相位的速率，再现作为时间和纬度的函数的互相关的水平，模仿蜂窝图案的演变。我们的模拟数据不包括任何波状特征的超颗粒，但可以重现以前归因于波状行为的旋转特性。我们发现旋转速度出现比实际的旋转速度快，这归因于投影效果。我们发现，测得的纬向流准确地代表了实际流量和观测表明极流向$65\degr-70\degr$纬度与赤道反细胞在极地地区。
2010-08-25 astro-ph.SR
The Horizontal Component of Photospheric Plasma Flows During the Emergence of Active Regions on the Sun
利用SOHO/MDI资料分析了太阳光球活动区磁通量出现的最初几个小时内水平等离子体流的动力学。四个活跃的地区出现在太阳边缘已被认为是。已经发现，具有不同符号的多普勒速度的扩展区域形成在水平速度场中的磁通量出现的第一个小时。观察到的流动与出现的磁通量直接相关;它们在活动区出现之初形成，并持续几个小时。所观察到的流动的多普勒速度逐渐增加，并在磁通量出现开始后4-12小时达到峰值。平均多普勒速度（在+/-500 m/s等值线内）和最大多普勒速度的峰值分别为800-970 m/s和1410-1700 m/s。观测到的多普勒速度大大超过光球磁通量外边界的分离速度。检测到的不对称性之间的速度结构的领先和跟随极性。多普勒速度结构位于领先的磁极性的区域更强大，存在的时间比在以下的极性区域。相反符号的速度结构之间的多普勒速度不对称性在羽化后很快达到峰值，然后在7-12小时内逐渐下降。平均和最大多普勒速度的不对称峰值分别达到240-460 m/s和710-940 m/s。本文给出了光球等离子体可观测流动的解释。
2012-12-16 astro-ph.SR
Comparison of exact and approximate MHD slow body mode solutions in photospheric waveguides
在这项研究中，我们探讨了简化建模的磁流体动力学（MHD）慢体模式在光球磁结构，如太阳黑子和孔隙的本影观察的可能性。该简化方法假定在磁通量管的边界处，速度的纵向分量相对于管轴为零，从而导出慢体波本征值的变化，这与观测结果符合得很好。为了证明我们的方法，我们比较了我们的简化模型的结果慢体模式在圆柱形通量管的模型预测通过施加的连续性的径向分量的速度和总压力在通量管的边界。结果表明，在光球条件下模拟慢体模时，可以忽略边界处横向速度和压力分量的连续性条件，以达到较高的精度（所考虑的模型精度小于1%）。
2022-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Absence of Photospheric Net Currents in Vector Magnetograms of Sunspots Obtained From Hinode (SOT/SP)
关于太阳黑子中是否存在净电流，已经报道了各种理论和观测结果。早期观测的有限空间分辨率可能掩盖了结论。我们已经分析了12个太阳黑子观测日出（SOT/SP），以澄清这个问题。导出了磁场和电流的方位和径向分量。太阳黑子磁场的方位角分量的符号随方位角而变化。场的径向分量的大小也随方位角而变化。虽然后一种模式证实了半影细丝的互锁梳状结构，但前一种模式表明半影是由“卷曲互锁梳状”磁场组成的。对于所研究的所有点，在本影中的初始增加之后，可以看到方位角平均方位角分量在半影中比1/ $\varpi$下降得快得多。这证实了磁场的局限性和\cite{parker96}假设的太阳黑子的净电流的缺乏。即使在没有净电流的情况下，太阳黑子的全球扭曲的存在也与太阳黑子磁场的纤维束结构相一致。
2009-10-20 astro-ph.SR
Separating Photospheric and Starspot Magnetic Fields in Pre-Main-Sequence Stars Using IGRINS Spectroscopy
利用IGRINS高分辨率光谱对前主序恒星进行温度和磁场同时建模，首次分离光球与星斑磁场，发现星斑场强（中位数2.56 kG）为光球（1.2 kG）两倍以上，解决了超等分矛盾。
2025-09-24 astro-ph.SR
BRITE-Constellation high-precision time-dependent photometry of the early-O-type supergiant $ζ$ Puppis unveils the photospheric drivers of its small- and large-scale wind structures
从$5.5$月的双波段光学光度监测在$1$ mmag水平，BRITE星座揭示了两个同时类型的变化在O 4 I（n）fp星$ζ$船尾座：一个单一的周期性非正弦分量叠加在一个随机分量。单周期分量是先前由Coriolis/SMEI检测到的$1.78$ d信号，但这次与突出的第一谐波一起。这种信号的形状随着时间的推移而变化，这种行为与恒星振荡不相容，但与不断发展的明亮表面不均匀性所产生的旋转调制一致。通过约束非线性光变曲线反演算法，我们映射的亮表面斑点的位置，并跟踪其演变。我们同时对该恒星进行的地面多站点光谱监测揭示了其He II $\lambda4686$风发射线与$1.78$日旋转周期的周期性调制，显示了共转相互作用区（CIR）的特征，这些特征被证明是由BRITE观察到的明亮光球斑驱动的。在He II $\lambda4686$线中也观察到风团的痕迹，并与BRITE在光球探测的光变化的随机分量的振幅相关，这表明BRITE观测还揭示了$ζ$ Pup中风团的光球驱动因素，并且聚集现象始于风的最底部。明亮的表面不均匀性和随机光变化的起源仍然未知，但地下对流区可能在这两种类型的光球变化的产生中发挥重要作用。
2017-10-23 astro-ph.SR
Photospheric high-frequency acoustic power excess in sunspot umbra: signature of magneto-acoustic modes
我们目前的观测证据推断SOHO/MDI多普勒速度观测的MHD波在太阳光球的存在。磁声扰动被观测为黑子本影中垂直于磁场的速度分量中高频带的声功率增强。我们使用数值模拟波传播通过局部非均匀磁场浓度随着相同的过滤程序，适用于观察，以确定所观察到的波。在数值模拟结果的指导下，我们将观测到的振荡归类为被捕获的光球下声波激发的磁声波。我们认为所提出的方法作为诊断工具的磁日震学的潜在应用。
2013-07-09 astro-ph.SR
Revisiting the Rigidly Rotating Magnetosphere model for $σ$ Ori E - II. Magnetic Doppler imaging, arbitrary field RRM, and light variability
Townsend，Owocki & Groote（2005）将刚性旋转磁层（RRM）模型应用于B2 Vp恒星sigma OriE的初步成功开启了对这一原型天体进行观测监测的新时代。我们利用高分辨率光谱偏振和磁多普勒成像（MDI）技术，同时确定的磁配置，这是主要是偶极，极性强度Bd = 7.3-7.8 kG和较小的非轴对称四极贡献，以及表面分布的丰富的He，Fe，C和Si。我们描述了一个修订后的RRM模型，现在接受一个任意的表面磁场配置，作为输入的MDI模型的字段拓扑结构。由此产生的合成Ha发射和宽带光度观测一般同意的意见，但是，一些功能是不太适合。为了探索光球对观测到的光度变化的贡献的可能性，MDI丰度图被用来计算合成光球光变曲线，以确定表面不均匀性的影响。包括计算的光球亮度调制未能提高观测和计算测光之间的协议。我们的结论是，不能解释为不均匀的表面丰度的影响的差异。紫外光变化的分析表明，观测到的变化和计算的光变曲线之间有很好的一致性，支持光球光变计算的准确性。因此，我们的结论是，重要的额外的物理是必要的RRM模型，以可接受地再现观测不仅西格玛猎户座E，但也有显着的恒星风-磁场相互作用的其他类似的恒星。
2015-05-18 astro-ph.SR
Structure and evolution of the photospheric magnetic field in 2010 - 2017: comparison of SOLIS/VSM vector field and $B_{LOS}$ potential field
自20世纪50年代以来，人们一直在观测大尺度光球磁场的视线（LOS）分量，但直到2010年才开始使用SOLIS矢量斯托克斯磁力仪（VSM）和SDO日震和磁成像仪（HMI）对全矢量磁场进行每日全圆盘观测。传统上，位场外推是基于光球层中的磁场近似为径向的假设。这一假设的有效性尚未得到检验。本文利用SOLIS/VSM的光球磁场矢量天气图，研究了2010 - 2017年太阳大尺度磁场的三个分量的结构和演化，涵盖了太阳活动24周的上升阶段和中期下降阶段。我们比较观察到的VSM矢量磁场的潜在矢量场使用VSM LOS磁场观测作为输入。新的矢量场数据使我们能够推导出的纬向倾角和方位角的磁场，并调查其太阳周期的演变和纬度廓线的这些量。SOLIS/VSM矢量数据表明，光球磁场一般是相当非径向的。在赤道平面上，磁场向赤道倾斜，反映了太阳磁场的偶极结构。旋转平均纬向倾角没有显著的太阳周变化。虽然矢量径向分量$B_r$和势径向分量$B_r^{PFSS}$相当相似，但纬向分量和纬向分量并不完全一致。我们发现，SOLIS/VSM矢量观测是嘈杂的高纬度地区，遭受的优势点效应比LOS观测。这是由于不同的噪声特性的LOS和横向分量的磁场，这需要解决在未来的研究。
2019-04-24 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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 effect of linear background rotational flows on magnetoacoustic modes of a photospheric magnetic flux tube
太阳磁通量管中的磁声波可能会受到背景旋转流的影响。在这里，我们调查的行为$m=0$和$m=\pm 1$模式的磁通量管中存在的线性背景旋转流嵌入光球环境。我们发现，包含背景旋转流的轴对称$m=0$香肠模式得到的本征解的影响不大。然而，扭结模式的解决方案取决于由慢频率修改的流动共振的位置。背景旋转流导致修改后的流动共振，以拥有更快的相速度的情况下，$m=1$在细管（TT）的限制。这导致在解决方案中的缓慢的身体和缓慢的表面扭结模式遵循这个轨迹，改变他们的分散行为。对于光球通量管在TT限制，我们表明，它变得很难区分慢表面和快表面扭结（$m=1$）模式比较后，他们的本征函数。二维速度场图演示了这些波在背景旋转流的存在下如何出现在观测数据中。对于慢体扭折模态，在总压扰动中可以观察到旋涡模式。此外，管边界经历了螺旋运动从打破方位角对称，其中$m=1$和$m=-1$模式成为异相，这表明所产生的扭结波是圆偏振的。这些结果可能对太阳磁涡旋中磁流体动力学波的地震学研究有一定的意义。
2022-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Center-limb dependence of photospheric velocities in regions of emerging magnetic fields on the Sun
本文研究了太阳表面出现磁场区光球等离子体流的垂直速度和水平速度之比。我们利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的数据，对磁通量超过10^21 Mx的83个活动区出现后的最初几个小时内的光球速度进行了研究。正在调查的新兴磁通量是从现有磁场的扩展集中分离出来的;它们具有不同的空间尺度，位于离太阳盘中心不同的距离处。我们发现，在第一个12小时内，伴随活动区磁场出现的最大负多普勒速度的值随着日心角的增加而非线性增加。这一结果表明，在活动区出现的最初几个小时内，等离子体外流的水平光球速度高于等离子体上升流的垂直光球速度。在新兴的活动区的网站上的水平速度分量超过了安静的太阳对流。速度和总磁通量的最大值之间的比较没有揭示任何关系。
2011-02-03 astro-ph.SR
The large-scale magnetic field and poleward mass accretion of the classical T Tauri star TW Hya
我们在此报告了在“磁性原恒星和行星”（MaPP）计划框架下，加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）使用ESPaDOnS对~ 8 Myr经典TTauri星（cTTS）TWHya进行的分光偏振观测结果，并在2个不同的时期（2008年3月和2010年3月）获得。无论是在光球线还是在吸积动力发射线中，都能随时检测到明显的塞曼特征。在光球和吸积代理中观察到显著的固有变率和适度的旋转调制。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在两个时代的TWHya表面。我们发现，磁拓扑结构主要是极向和轴对称的旋转轴的恒星，和八极分量的大尺度场（2.5-2.8kG在极点）在很大程度上占主导地位的偶极分量。这种大规模的场拓扑结构是部分对流恒星的特征，支持了TWHya已经拥有辐射核心的结论（来自演化模型）。我们还表明，TWHya功能的高纬度光球冷点重叠的主要磁极（并产生所观察到的径向速度波动），这也是吸积集中的大部分时间，虽然吸积在低纬度发现发生的插曲。我们提出，相对快速旋转的TWHya（相对于AATau类cTTSS）直接反映了大尺度偶极子的弱点，不再能够磁干扰吸积盘的共转半径（开普勒周期等于恒星自转周期）。因此，我们得出结论，TWHya是在一个快速自旋的阶段，其大规模的偶极子场逐渐消失。
2011-06-21 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
Period spacings of gravity modes in rapidly rotating magnetic stars I. Axisymmetric fossil field with poloidal and toroidal components
上下文恒星磁场是解释恒星内部模型中观测到的角动量输运缺失的一个候选者。然而，内部磁场的性质及其存在对恒星演化的影响在很大程度上是未知的。目标。我们研究了轴对称内部磁场对快速旋转恒星重力模式频率的影响，以检验重力模式是否可以用来探测和探测这样的磁场。方法.考虑到旋转使用传统的近似旋转和磁场的影响计算使用微扰的方法。作为一个概念的证明，我们计算频率的变化，由于混合（即与极向和环向分量）化石磁场的一个代表性模型的一个已知的磁性，快速旋转，缓慢脉动的B型恒星，即HD 43317。结果我们发现由磁场引起的频移与其振幅的平方成正比。一个磁场的近核心强度为150千克（这是一致的，观察到的表面场强度为1千克）导致的签名，可检测的周期间隔为高径向阶重力模式。结论.预测的频率变化可以用来约束内部磁场，并提供了一个重要的一步，在我们的解释观察到的结构的引力模式周期间隔模式在快速旋转的恒星的潜力。
2019-06-04 astro-ph.SR
Lagrangian coherent structures in photospheric flows and their implications for coronal magnetic structure
目标。我们展示了如何建立在太阳的日冕磁梯度可以直接推断光球速度数据。这使得能够计算磁连接性测量，例如挤压因子，而无需求助于磁场外推。方法：假设一个理想的演变在日冕，和一个最初的均匀磁场，随后的磁力线映射计算（随时间变化）的水平光球速度场的轨迹积分。该方法适用于一个12小时的高分辨率序列的光球流来自日出/SOT磁图。结果我们发现在磁场中准分界线层网络的产生，对应于光球速度中的拉格朗日相干结构。这些结构的视觉图案主要来自光球流的发散部分，隐藏了旋转流分量的影响：这是由光球对流的简单分析模型证明的。我们分离的发散和旋转组件从所观察到的流和显示定性协议与纯发散和旋转模型分别。增加模型中的流速表明，我们的观测结果可能会给出真实光球流建立磁梯度的速率的下限。最后，我们建立了一个假设的磁场与推断的拓扑结构，可用于未来的调查重联和能量释放。
2012-01-16 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
A polarity reversal in the large-scale magnetic field of the rapidly rotating Sun HD 190771
目标。我们研究了太阳型恒星HD 190771的大尺度光球磁场几何结构的长期演化。HD 190771的基本参数非常接近太阳，除了一个较短的旋转周期为8.8天，为我们提供了第一次深入了解的具体影响的旋转速率发电机产生的磁场在1 $M_\odot$星。方法.我们使用圆偏振，高分辨率的光谱获得的NARVAL spectropolarimeter（天文台杜Pic杜Midi，法国）和计算互相关线轮廓与高信噪比检测偏振塞曼签名。从2007年，2008年和2009年夏天收集的三个相位分辨数据集，我们通过塞曼多普勒成像模拟大尺度恒星光球磁场，并遵循其时间演化。结果磁图的比较表明，大规模磁场的轴对称分量的极性反转发生在2007年和2008年之间，在极向和环向磁分量中都观察到了这种演变。在2008年至2009年之间，发生了另一种类型的全球演化，其特征是储存在环形分量中的磁能比例急剧下降。这些变化并没有伴随着光球总磁能的重大演变。使用我们的光谱进行径向速度测量，我们还发现了一个非常低质量的恒星同伴HD 190771。
2009-11-25 astro-ph.SR
Separable solutions of force-free spheres and applications to solar active regions
本文系统地研究了球面几何中简单轴对称位形的无力场方程，并将其应用于太阳活动区。在径向和角度变量的解决方案的可分性的条件导致两类解决方案：线性和非线性无力场。我们研究了这些线性解，并将径向幂律指数的非线性解推广到不可约有理形式$n= p/q$，这适用于奇数$p$的所有情况和偶数$p$的$q>p$情况，其中极向通量$ψ\propto1/r^n$和场$\mathbf{B}\propto 1/r^{n+2}$）。我们应用这些解决方案来模拟光球矢量磁图获得使用分光偏振仪板日之出。我们的搜索策略的有效性首先证明了测试输入的偶极，轴对称和非轴对称线性无力场。利用这些磁图的最佳拟合，我们建立了三维轴对称场位形，并用两种独立的方法计算了能量和相对螺旋度，这是一致的。我们分析了AR 10930的五个磁图，时间跨度为三天，在此期间发生了两次X级耀斑，这使我们能够找到耀斑前后活动区的自由能和相对螺旋度;我们的分析表明，这些量在耀斑事件之前出现了一个峰值，这与文献中提到的结果一致。我们还分析了单极性区域AR 10923和10933，它们与位场非常吻合。该方法可以提供有用的重建的非线性无力（NLFF）领域以及合理的好输入领域的其他数值技术。
2014-05-06 astro-ph.SR
Spatio-temporal scaling of turbulent photospheric line-of-sight magnetic field in active region NOAA 11158
通过对活动区NOAA 11158中光球湍流磁场的空间和时间标度特性的分析，研究了光球湍流磁场的结构和动力学特征。使用SDO/HMI的高分辨率高节奏LOS磁图，我们测量了分别描述波数（$k$）和频域（$f$）傅立叶功率谱的幂律指数$α$和$β$，并研究了它们在活动区通过HMI视场期间的演化。张开的活动区NOAA 11158产生一个平均的一维空间功率谱密度，它近似地遵循$k^{-2}$幂律--一个表明在各向异性湍流介质中平行MHD波动的谱。此外，我们发现，$α$的值捕获系统的变化，在配置的LOS光球磁场耀斑活动在日冕。时间标度指数$β$的位置相关值表明，平均而言，活动区的核心尺度与$β>$ 3包围的扩散区与近似$f^{-2}$型光谱。结果表明，在所研究的LOS光球磁通量中，只有约1 - 3%显示出$β\approxα$，这意味着在湍流光球流存在的情况下，Taylor的流中湍流冻结假设对这一标量是典型地无效的。因此，在完整描述活动区的湍流演化时，必须考虑等离子体和磁场的空间和时间变化。
2014-11-20 astro-ph.SR
Learning to Estimate Photospheric Vector Fields from Line-of-Sight Magnetograms
本文基于 SuperSynthIA 方法，提出从视线方向磁图直接估算日面坐标全矢量场的深度学习方案，在 HMI 和 GONG 数据上验证其能生成比传统径向假设更准确的 Br 图。
2025-08-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
The Relationship Between Plasma Flow Doppler Velocities and Magnetic Field Parameters During the Emergence of Active Regions at the Solar Photospheric Level
利用太阳和日光层观测站（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的资料，统计研究了活动区出现期间光球层等离子体流多普勒速度与磁场参数之间的关系。我们调查了224个新兴的活动区与不同的空间尺度和位置的太阳盘。本文分析了活动区出现的最初几个小时的下列关系：（1）峰值负多普勒速度与活动区在太阳盘上出现的位置的关系;（2）峰值等离子体上升和下降多普勒速度与活动区在太阳盘中心附近出现的磁通量增长率和磁场强度的关系（等离子体流的垂直分量）; iii）峰值正和负多普勒速度与磁通量增长率和磁场强度的活动区出现在临边附近（等离子体流的水平分量）; iv）磁通量增长率与出现的磁通量密度的关系; v）在活动区出现的最初几个小时内的多普勒速度和磁场参数，其中总无符号磁通量处于其发展的最大值。
2012-12-16 astro-ph.SR
Photospheric Pore Rotation Associated with a C-class Flare from Spectropolarimetric Observations with DKIST
研究结合DKIST的ViSP/VBI高分辨率观测、Milne-Eddington反演与数据驱动模拟，发现C4.1耀斑期间反极性旋转小黑子上方存在类零点磁拓扑，且Lorentz力水平分量变化可能驱动其旋转。
2024-09-08 astro-ph.SR
Equation of the field lines of an axisymmetric multipole with a source surface
光学分光偏振仪可以用来绘制恒星表面磁场的地图，从而确定恒星磁场如何随恒星质量、自转速率和演化阶段而变化。特别是，我们现在可以绘制出正在形成的类太阳恒星的表面磁场，这些恒星仍在引力作用下收缩，并被气体和尘埃盘包围。它们的大尺度磁场在一些恒星上几乎是偶极的，并且有证据表明在其他恒星上存在许多高阶多极场分量。新数据的可用性重新引起了将多极磁场纳入恒星磁层模型的兴趣。本文描述了任意次轴向多极子的基本性质，导出了球坐标系下的场线方程。描述全球恒星场拓扑结构的球形磁场分量解析地得到，假设在恒星外部区域的电流可以忽略不计，内部是一些固定的球形等势面。场分量由静磁势的拉普拉斯方程的解得出。
2010-12-21 astro-ph.SR
Effects of large-scale non-axisymmetric perturbations in the mean-field solar dynamo
本文研究了非线性非轴对称平均场太阳发电机模型对非轴对称扰动的响应。经过一段松弛期后，非轴对称场的振幅取决于初始条件、螺旋度守恒和扰动深度。据发现，锚定在r= 0.9 R的扰动有一个深刻的影响发电机过程，产生一个瞬态磁循环的轴对称磁场，如果它是在增长阶段的周期启动。相对于赤道扰动的不对称导致磁活动的半球不对称。轴对称场和非轴对称场的演化取决于湍流磁雷诺数R_m。在R_m=10^{4-6}的范围内，演化在下一个周期回到正常过程，在此过程中，由于非线性α效应和磁浮力，产生了非轴对称场。在稳态下，大尺度磁场呈现出“主动振荡”现象，大尺度磁场取向呈180度周期性“翻转”变化。翻转效应是从太阳和恒星磁周期的观测中得知的。然而，这种影响消失的模式，其中包括纬向环流型所确定的日震。非轴对称场分量的旋转速率在弛豫期间变化，并且携带关于发电机过程的重要信息。
2015-07-28 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
Observations of Photospheric Magnetic Structure below a Dark Filament using the Hinode Spectro-Polarimeter
利用太阳光学望远镜上的分光偏振计观测资料，研究了太阳暗丝下光球矢量磁场的结构。特别注意区分两个建议的模型，磁通绳或弯曲的拱廊。“反极性”取向在磁绳中的细丝下方是可能的，而“正极性”可以出现在两种模型中。我们研究了2006年12月出现在太阳盘面上的活动区NOAA 10930中的一条暗条。垂直于视线的横向场的方向几乎平行于具有30度剪切角的细丝脊，其取向包括180度模糊性。要知道它是在正常的取向或在相反的，中心到肢体的变化被用于解决方案的假设下，没有急剧改变其磁结构的细丝在通过。当暗条位于东翼附近时，其下方的位线磁分量为正，而在西翼附近为负。这种符号的变化表明，垂直于暗条下方极性反转线的水平光球场具有“反极性”，这表明暗条支撑场的磁通绳结构。
2019-01-30 astro-ph.SR
Nonlinear Evolution of Axisymmetric Twisted Flux Tubes in the Solar Tachocline
数值研究了薄球壳中磁场和流体流动的演化。我们把初始场看作是一个纬向受限的、主要是环形的磁通管。对于纯粹的环形，无扭曲的通量管，我们恢复以前已知的径向粉碎不稳定性，并进一步表明，在非线性制度，这些不稳定性可以非常有效地破坏原来的领域。对于也包括极向分量的扭曲通量管，存在几种可能性，包括径向破碎不稳定性的抑制，但也有更直接的诱导演化，这是因为扭曲通量管通常不是控制方程的平衡解。
2009-12-29 astro-ph.SR
Photospheric Velocities Measured at Mt. Wilson Show Zonal and Sectoral Flows Compose the Torsional Oscillations
该研究改进 Mt. Wilson 光球速度测量方法，分析1983–2013年数据，证明扇区流与纬向流的残差同步构成扭转振荡，模型需同时纳入二者。
2023-07-12 astro-ph.IM 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
Axisymmetric Modes in Magnetic Flux Tubes with Internal and External Magnetic Twist
观测表明，扭曲的磁通量管在太阳的大气层中无处不在。本文的主要目的是在弱磁扭转情况下，通过对扭曲的内外磁场进行建模，进一步研究磁通量管的轴对称模态。在这项工作中，我们解决了推导出的波动方程数值假设扭曲外管是成反比的距离，其边界。我们还研究了恒定的情况下，磁扭曲管外，并解决这些方程的解析。我们表明，一个恒定的扭曲管外的解决方案是一个很好的近似的情况下，磁扭曲是成比例的$1/r$，即在所有情况下的误差小于$5.4\%$。该解决方案是在良好的协议与解决方案的扭曲磁通量管，即没有外部的磁扭曲的简单模型。结果表明，轴对称Alfvén波自然耦合磁扭曲的方位角分量的速度扰动是非零的。我们比较了我们的理论结果与观测和评论这些模式的多普勒签名是预期的。最后，我们认为，扭曲的磁通量管中的轴对称波的特性可能会导致假阳性识别与轴对称阿尔文波的观测。
2017-06-29 astro-ph.SR
Oscillations of the solar photospheric magnetic field caused by the m = 1 high-latitude inertial mode
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Graz（格拉茨大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
本研究利用HMI和GONG的长期磁图序列，检测到地球参考系中高纬度（65°--70°）存在频率为338 nHz的周期性磁场振荡，其特征与m=1高纬度惯性模一致，为该模式的光球磁场响应提供观测证据。
2025-10-01 astro-ph.SR
Magnetic fields in axisymmetric neutron stars
本文导出了轴对称牛顿磁流体动力学的一般方程，并以此为基础编制了一套计算稳态旋转磁化中子星平衡位形的程序。我们调查的字段配置，从我们的形式主义，其中包括纯极向，纯环向和混合场。对于混合场形式主义的环形分量似乎是有界的小于7%。我们计算由磁场和旋转引起的畸变。从我们的非线性工作中，我们能够看到微扰工作的有效性：我们发现，对于我们的结果，如果椭圆率小于0.15或平均场强小于$10^{17}$ G，则磁畸变的微扰区公式与非线性结果的一致性在10%以内。我们还考虑如何磁化平衡结构不同的多变指数。
2009-03-18 astro-ph.SR
Magnetic Field of the Active Planet-hosting M Dwarf AU Mic
AU Mic是一颗年轻、非常活跃的M型矮星，有一个碎片盘和至少一颗海王星大小的行星。在这里，我们提出了详细的分析的磁场的AU麦克风的基础上以前未发表的高分辨率光学和近红外光谱偏振观测。我们报告了一个系统的检测圆偏振和线偏振签名在恒星光球线。试验性塞曼多普勒成像模型的前一个数据表明，非轴对称的全球领域的表面平均强度约为90 G。同时，线偏振观测表明存在一个强得多的$\approx$ 2 kG轴对称偶极场，由于AU Mic的赤道取向，它没有贡献圆偏振信号。一个单独的塞曼加宽和强化分析，使我们能够确定一个平均场模量分别为2.3和2.1千克的Y-和K-带原子线。这些磁场测量对于了解AU Mic行星系统内的环境条件至关重要。
2020-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observational Evidence of a Flux Rope within a Sunspot Umbra
我们在活动区NOAA 12529的大黑子本影内观测到一个细长的平行亮结构，它的形态、磁位形和速度场与通常在黑子中观测到的光桥不同。我们利用太阳动力观测卫星的观测来描述这一特征。它的寿命是5天，在此期间，它达到约30”的最大长度。在光球磁场垂直分量的地图中，有一部分特征的极性与宿主黑子的极性相反。同时，在整个特征中，磁场的水平分量约为2000 G，基本上比周围半影细丝中的强。多普勒速度图揭示了在光球层水平沿结构向上和向下的等离子体运动的存在。此外，在色球层水平，我们注意到，它位于一个区域，对应于一个小灯丝的边缘，似乎植根于太阳黑子本影。因此，我们将明亮的结构解释为光球对应的通量绳接触太阳黑子，并在本影中产生半影状的细丝。
2017-08-08 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
On the Force-Freeness of the Photospheric Sunspot Magnetic Fields as Observed from Hinode (SOT/SP)
如果在磁场和周围大气中的等离子体之间没有相互作用，则磁场是无力的，即，电流与磁场对齐，产生零洛伦兹力。各种磁参数的计算，如磁能，扭曲的太阳黑子场的梯度和任何类型的外推，在很大程度上取决于光球黑子磁场的无力近似。因此，检验太阳黑子场的无力性是很重要的。太阳黑子磁场的力无关性已经被一些研究者以不相干的结果结束。需要高空间分辨率的准确光球矢量场测量来检查太阳黑子的无力性质。我们使用几个这样的矢量磁图获得的太阳光学望远镜/分光偏振仪搭载日之出。通过检验太阳黑子上空磁力的全局性和局部性，考察了无力的充分必要条件。我们发现黑子的磁场虽然在光球上不是完全无力的，但离无力位形并不远。本影场和内半影场比中半影场和外半影场更无力。在其演变过程中，太阳黑子的磁场被发现保持其接近力的行为。虽然净洛伦兹力分量的依赖性被认为是对太阳黑子的演化阶段，我们没有发现一个系统的太阳黑子场的性质和相关的耀斑活动之间的关系。此外，我们检查是否在光球领域遵循线性或非线性的力自由的条件。在各种复杂和简单的太阳黑子中检验了这一点后，我们得出结论，在任何一种情况下，光球黑子场都更接近于满足非线性无力场近似。
2011-09-14 astro-ph.SR
Solar active region evolution and imminent flaring activity through a color-coded visualization of photospheric vector magnetograms
本研究通过彩色编码光球矢量磁图（COCOMAGs）及其颜色曲线，识别活动区演化阶段，发现红色和品红色曲线可指示未来耀斑，为耀斑预测提供新参数。
2024-08-13 astro-ph.SR
Abrupt changes in photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during neutral-line flares
我们分析的空间和时间变化的突然光球磁场变化与六个主要耀斑使用12分钟，0.5弧秒的矢量磁图从美国宇航局的日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学观测卫星。这六次大耀斑发生在四个活动区的主磁中性线附近，分别是NOAA 11158、11166、11283和11429。在所有六个耀斑的中性线场矢量变得更强，更水平，在每一种情况下，几乎完全是由于加强的水平场分量平行于中性线。在所有六种情况下，中性线耀斑前场比参考位场更垂直，并且在每次耀斑期间突然和永久地接近位场倾斜角，这意味着与非位倾斜角相关的磁应力松弛在大耀斑期间起着重要作用。相对于参考位场的剪切角并没有显示出这样的模式，这表明耀斑过程通常不会缓解与光球磁剪切相关的磁应力。在四次最大的耀斑期间，水平场变得明显且永久地与中性线对齐，这表明塌陷场平均而言比耀斑前的中性线场更与中性线对齐。垂直方向的洛伦兹力在每次耀斑期间都有一个大的、突然的、永久性的向下变化，这与环坍缩是一致的。水平洛伦兹力的变化主要是平行于中性线，在两侧的方向相反，这是耀斑期间场收缩的标志，将中性线的两侧拉向彼此。耀斑对场倾斜的影响大于对剪切的影响，这可以用光球线结来解释。
2012-11-09 astro-ph.SR
On the Doppler Shift and Asymmetry of Stokes Profiles of Photospheric FeI and Chromospheric MgI Lines
我们分析了完整的斯托克斯光谱，同时测量的光球（FeI 630.15和630.25 nm）和色球（MgI b2 517.27 nm）线。这些数据是用HAO/NSO高级斯托克斯偏振仪（NOAA AR 9661）获得的。通过比较三条谱线的多普勒频移和不对称性，可以更好地理解色球谱线以及不同磁区的磁场和流场。主要结果如下：（1）对于光球FeI线观测到的半影区，Stokes I（Vi）的多普勒速度与线偏振剖面（Vlp）的多普勒速度非常接近，但与Stokes V剖面（Vzc）的多普勒速度有显著差异，这为半影区的Evershed流是磁化的并主要由水平磁分量携带提供了直接而有力的证据。(2)初步的逆Evershed效应观察到的MgI b2线提供了一个定性的证据，其形成的高度是周围或刚刚高于温度最低区域。(3)半影区的Vzc和Vlp以及孔隙区的Vzc通常接近色球层MgI线所观测到的Vi，而光球层FeI线的情况并非如此。(4)外半影和孔隙表现出类似的行为的斯托克斯V的不对称性，往往从正值的光球（FeI线），在低色球（MgI线）的负值。(5)谱斑区的Stokes V剖面在光球层中是高度不对称的，而在低色球层中更为对称。(6)强红移和大的不对称性被发现周围的磁极性反转线内的共同半影的三角洲斑点。因此，这项研究强调了使用色球线的分光偏振测量的重要性。
2010-06-17 astro-ph.SR
A Study of the relation between intensity oscillations and magnetic field parameters in a Sunspot: Hinode Observations
本文利用G~带和Hinode的CaIIH滤波图给出了太阳黑子在光球层和色球层中的强度振荡特性。强度功率图作为磁场强度和频率的函数，揭示了在所有频率下，随着光球磁场强度的增加，G波段的功率减小。然而，在CaIIH中，更强的场在高频下表现出更大的功率，特别是在4.5 mHz-8.0 mHz频带中。在不同位置的活动区的功率分布表明，在CaIIH的振荡表现出更大的功率相比，G波段。我们还涉及到的功率强度振荡与光球矢量磁场的不同组成部分，使用近同时光谱偏振观测的太阳黑子的日出分光偏振仪。光球本影功率与磁场强度及其视距分量呈强反相关，而与横向分量有较好的相关性。在色球层中观察到这种趋势的逆转，但在低频率（$ν\le$ 1.5 mHz）除外。在光球和色球层的所有频率（1.0 $\leν\le$ ~ 8.0 mHz）下，太阳黑子半影的功率与磁场参数都是反相关的，但色球功率在3 ~ 3.5 mHz的频率范围内表现出很强的相关性。
2014-07-28 astro-ph.SR
Evolution of photospheric flows under an erupting filament in the quiet-Sun region
我们研究了2010年10月21日爆发的大型安静太阳暗条区域的太阳大气动力学。暗条喷发开始于其北端，并在几小时内从H $α$线-芯部过滤图线上消失。AIA用紫外线记录了北支的快速运动。我们的目标是研究广泛的可用数据集，描述太阳大气的动态周围的灯丝喷发五天。这段时间涵盖了丝状体演化的三天，即丝状体生长前一天和喷发后一天。我们寻找可能的触发器，导致灯丝的爆发。利用时距日震学和相干结构跟踪技术测量了暗条区的表面速度场。通过跟踪30.4nm AIA观测的特征，估算了高层大气的视速度。为了捕捉磁场的演化，我们外推光球的视线磁图，并计算了磁场的衰减指数。我们发现光球速度场具有一些特殊性。在细丝激活之前，我们观察到朝向细丝的脊柱的会聚流的时间增加。此外，均方速度在激活前暂时增加，并在激活前达到峰值，随后急剧下降。我们进一步看到，在长丝的区域中的纬向流分量的平均剪切的增加，随后急剧下降。光球的l.o.s.磁场显示从丝棘向东的感应持续增加。磁场的衰减指数在10微米左右的高度显示出一个大于临界值在连接点的北灯丝端。
2020-03-27 astro-ph.SR
A new trigger mechanism for coronal mass ejections: the role of confined flares and photospheric motions in the formation of hot flux ropes
内容：许多先前的研究表明，日冕物质抛射的磁性前兆采取磁通量绳的形式，其中一部分由于其在$\sim$ 10 MK等离子体中的发射特征而被称为“热磁通绳”。目的：我们试图确定这些热通量绳形成的过程，以期发展我们对日冕物质抛射的理解，从而改善空间天气预报。方法：利用极紫外线观测，确定了日冕中的五条爆发前热流绳，并研究了它们是如何演化的。在每一条磁绳爆发前的几小时和几天里，都观测到了约束耀斑，这些耀斑被用作形成每一条磁绳的磁重联的阵发性爆发的指标。在每个形成时期的光球磁场的演变进行了观察，以确定的过程（es），使磁重联发生在$β<1$电晕和形成的通量绳。结果：被限制的耀斑被发现是同源事件，并建议磁通绳的形成时间范围从18小时到5天。在这些期间，观测到光球磁通量的碎片在通量绳有一个足点的太阳黑子中相互绕轨道运行。活动区的右手（左手）扭曲的磁通量表现出顺时针（反时针）的轨道运动，并形成右手（左手）磁通绳。结论：我们推断，光球磁通量碎片的轨道运动彼此带来的磁通量管在日冕，使组件重联，形成一个磁通量绳以上的一个燃烧的拱廊。这代表了一种新的太阳爆发触发机制，在预测太阳磁活动时应予以考虑。
2020-12-11 astro-ph.SR
Launching of Conical Winds and Axial Jets from the Disk-Magnetosphere Boundary: Axisymmetric and 3D Simulations
我们调查发射的磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化星使用轴对称和探索性的三维磁流体动力学（MHD）模拟流出。我们在这两种情况下都发现了长期的外流。(1)在缓慢旋转的恒星的情况下，一种新型的外流，锥形风，被发现和研究的模拟。当恒星的磁通量被圆盘聚集成X型配置时，就会出现锥形风。风的形状是一个薄的锥形壳，半开角为30-40度。锥形风可能是造成不同类型恒星中短暂和持久外流的原因。(2)在快速旋转的恒星（“螺旋桨制度”）的情况下，观察到两个组件的流出。一个分量类似于锥形风。很大一部分盘状物质可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导的轴向喷流，物质沿着恒星的开放极场线流动。喷流的质量通量约为锥形风的10%，但其能量通量（主要是磁性的）可能大于锥形风的能量通量。喷流的角动量通量（也主要是磁性的）导致恒星快速向下旋转。螺旋桨驱动的外流可能是原恒星中的喷流及其快速自旋下降的原因。射流被磁力准直，而锥形风在模拟区域中仅被弱准直。
2009-07-20 astro-ph.SR
Photospheric index of geomagnetic activity
University of Oulu（奥卢大学）
该研究开发了基于光球磁场的地磁活动光球指数（PIGA），通过线性回归关联威尔科克斯太阳观测台磁图与Kp指数，能较好捕捉地磁活动演化，可用于太阳地球有效性研究及太阳磁场重建。
2026-08-26 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Magnetic and dynamical photospheric disturbances observed during an M3.2 solar flare
这封信报告了一组全斯托克斯光谱偏振观测在近红外He I 10830 A光谱区，涵盖前，耀斑，和耀斑后阶段的M3.2类太阳耀斑。该耀斑起源于2013年5月17日，属于活动区NOAA 11748。我们在耀斑中探测到强烈的He I 10830 A辐射。He I三重态的红色分量的峰值与连续谱的强度比约为1.86。在耀斑期间，He I Stokes V比通常较大的Si I Stokes V剖面大得多，并且出现反转。四个Stokes剖面的光球Si I反演揭示了以下几个方面：（1）耀斑相期间光球中的磁场强度比耀斑前相减小甚至消失。然而，这种下降并不是永久性的。在耀斑之后，磁场在短时间内恢复其耀斑前的配置（即，在耀斑后30分钟内）。(2)在光球中，在耀斑爆发之前，视线速度表现出规则的颗粒状向上和向下流动模式。在耀斑期间，上升气流（蓝移）控制着耀斑产生的区域。已分别推导出深光球层和高光球层中~ $10^{-3}$和~ $10^{-4}$ g cm $^{-2}$ s $^{-1}$的蒸发率，它们能在大约400秒内使色球层密度增加两倍。
2015-01-17 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
Evolution of Magnetic Helicity in Solar Cycle 24
我们提出了一种新的方法来重建太阳或类太阳恒星的表面磁螺旋度密度。通过将矢量磁场测量值分解为环向分量和极向分量来确定磁矢量势。使用非轴对称发电机模型的数据验证了该方法。利用太阳动力学天文台（SDO）日震和磁成像仪（HMI）的矢量场天气图，研究了第24太阳周期间磁螺旋度密度的演变。发现太阳非轴对称磁场的平均螺旋度密度的演化方式与目前太阳活动区螺旋度密度的演化方式相似。它在北半球主要是负号，在南半球是正负号。此外，非轴对称磁场的半球螺旋度规则在第24周结束时显示出符号反转。大尺度轴对称磁场的磁螺旋度密度的演化与发电机理论所预期的不同。一方面，在第24周开始时，磁螺旋度密度的大小尺度分量的平均值表现为符号相反的半球螺旋度规则;然而，在周期的后期，两个螺旋度显示出与理论预期相反的相同符号。
2019-05-02 astro-ph.SR
Photospheric magnetic field variations accompanying the 2011 June 7 eruptive event
利用SDO/HMI仪器对光球磁场进行矢量测量，研究了2011年6月7日爆发事件中与暗条喷发（FE）、耀斑和日冕物质抛射（CME）相关的磁场变化。我们分析了模量（B）、径向磁感应分量（Br）和横向磁感应分量（Bt）以及磁力线相对于太阳中心的径向倾角（α）的变化。得出的结论是，FE开始的最可能的原因是与耀斑和CME相关的触发，以及灯丝急剧加速的第1阶段，是在灯丝通道内部和周围的几个地点的“磁通量抵消”。我们假设耀斑和暗条最快加速的阶段与暗条东南足点附近出现的一个黑子有关，在这个黑子中，磁场的极性和强度满足这个磁场与暗条周围磁场发生磁重联的可能性。我们详细研究了在喷发事件的不同地点的磁力线倾角的时间变化。在暗条缓慢出现的过程中，在暗条通道附近，场线倾角减小，而在耀斑爆发后，在耀斑区域内的中性线附近，场线倾角急剧增大。耀斑带在其存在的所有阶段被证明是位于光球网站的字段模局部最大值和最小值的场线倾角。我们发现，光球磁场极性反转线（PIL）附近，耀斑爆发后的方位角减小，这意味着减少之间的角度\b{eta} PIL和磁感应矢量投影到天空平面。
2016-11-29 astro-ph.SR
