Computation of Relative Magnetic Helicity in Spherical Coordinates
磁螺旋度是太阳研究中的一个重要量，因为它在理想磁流体力学中是守恒的。虽然存在许多方法来计算笛卡尔有限体积中的磁螺旋度，但在球坐标系（太阳能应用的自然坐标系）中，螺旋度仅被近似处理。本文提出了一种在球面几何中正确计算相对磁螺旋度的方法。所考虑的体积是有限的，壳或楔形，三维磁场被认为是完全已知的整个研究领域。测试的方法与著名的，半解析的，无力的磁场模型表明，它具有良好的精度。进一步应用于太阳活动区磁场的一组非线性无力重建，并与过去使用的近似方法进行比较，表明所提出的方法可以显着更准确，从而使我们的方法在螺旋度的研究，采用球面几何的一个有前途的工具。此外，近似方法的适用范围进行了确定和讨论。
2018-06-08 astro-ph.SR
Relative magnetic helicity as a diagnostic of solar eruptivity
发现能够确定性地描述太阳活动区喷发状态的明确标准，将导致对空间天气预测的重大改进。使用一系列的数值模拟出现的磁通量绳在磁化日冕，导致喷发或稳定的配置，我们测试几个全球标量的能力，区分喷发和非喷发模拟。从三维磁流体动力学模拟产生的磁场，我们计算和分析的演变的磁通量的磁能和它的分解成潜在的和自由能，相对磁螺旋度和它的分解。与磁通量和磁能不同，磁螺旋度能够明显区分喷发和非喷发模拟。我们发现，载流磁场的磁螺旋度的总的相对螺旋度的比率提出了最高值的喷发模拟，在喷发前的阶段。我们观察到，喷发模拟不具有最高值的总磁螺旋度。在我们的数值研究的框架内，磁能和总的相对螺旋度不对应于良好的喷发代理。我们的研究强调，磁螺旋度的比例诊断非常清楚的爆发潜力，我们的参数模拟。我们的研究表明，基于磁螺旋度的量可能是非常有效的预测太阳爆发。
2017-03-30 astro-ph.SR
Method of Relative Magnetic Helicity Computation II: Boundary Conditions for the Vector Potentials
我们已经提出了一种方法来计算在给定前一篇论文中的磁场的情况下有限体积中的相对磁螺旋度（Yang等人{ \it Solar Physics}，{ \bf 283}，369，2013）。该方法要求在所考虑体积的所有侧边界上平衡磁通量。在本文中，我们提出了一个计划，以获得在边界上的矢势，以消除上述限制。我们还使用了理论模型（Low和Lou，{ \it Astrophys. J.} { \bf 352}，343，1990）来测试我们的方案。
2013-04-12 astro-ph.SR
On the differences in the periodic behaviour of magnetic helicity flux in flaring active regions with and without X-class events
大型太阳耀斑的观测前兆为今后的业务预报系统提供了基础。在这里，我们研究了14个耀斑（至少有一个X级耀斑）和14个非耀斑（$<$ M5级耀斑）活动区（AR）的归一化出现（EM），剪切（SH）和总（T）磁螺旋度通量分量的演变使用Spaceweather日震磁成像仪活动区补丁矢量磁场数据。所选AR中的每一个都包含一个$δ$型斑点。利用小波分析对这些AR的三个螺旋度分量进行了分析。小波功率谱（WPS）的局部峰值进行了识别和统计研究。我们发现：i）所有EM、SH和T分布的识别的WPS峰的概率密度函数可以用以$\sim$ 3至20小时之间的不同时段为中心的一组高斯函数拟合。ii）在外展和非外展AR的EM剖面中发现的周期分布存在显著差异，而SH和T剖面中没有发现显著差异。（3）在耀斑AR中，短EM/SH/T周期（$<$ 10 h）的分布在耀斑后分为两组，而长EM/SH/T周期（$>$ 10 h）的分布没有变化。iv）当EM周期性不包含谐波时，AR不托管大的能量耀斑。最后，v）T和EM分量中长周期（$\sim$ 20小时）的显著功率可能是大能量耀斑的前兆。
2021-12-11 astro-ph.SR
Interpreting Eruptive Behavior in NOAA AR 11158 via the Region's Magnetic Energy and Relative Helicity Budgets
在以前的工作中，我们介绍了一个非线性无力的方法，自洽计算的自由磁能和相对磁螺旋度在太阳活动区（AR）的瞬时预算。计算是方便和实用的，每次计算仅使用单个矢量磁图。我们将这种方法应用于600个高节奏的矢量磁图的爆发NOAA AR 11158收购的日震和磁成像仪船上的太阳动力学天文台在五天的观测间隔的时间序列。除了广泛测试我们的方法，我们用它来解释AR的动态演化，包括爆发。我们发现，AR建立了自由磁能和相对磁螺旋度的大预算，足以为更多的喷发提供动力，而不是在感兴趣的区间内。对于每一个这些主要的爆发，我们发现喷发相关的减少和随后的自由能和螺旋度预算与观测到的喷发（耀斑和日冕物质抛射[CME]）的大小一致。此外，我们发现（1）AR中的演化与最近提出的（自由）能量一致-（2）爆发相关的衰减发生在耀斑和预计的日冕物质抛射发射时间之前{ \it}，表明日冕物质抛射的前身先于耀斑，（3）自由能和相对螺旋度的自项很可能来源于各自的互项，遵循最有可能源于磁重联的渐进的相互-自我转换模式。这导致了非理想的形成越来越螺旋状的喷发前结构，并激发了进一步的研究与磁螺旋牢固地放置在喷发干部的太阳喷发的触发。
2013-07-23 astro-ph.SR
On the use of relative field line helicity as an indicator for solar eruptivity
本文探讨相对场线螺旋度（RFLH）作为太阳爆发性指标的可行性，通过重建七个活动区的磁场并计算RFLH，发现基于PIL的R参数与耀斑概率相关，表明RFLH可作为有效的爆发性指标。
2023-12-21 astro-ph.SR
Validation of the magnetic energy vs. helicity scaling in solar magnetic structures
我们评估了自由磁能-相对磁螺旋度图对太阳磁结构的有效性.我们使用了两种不同的方法来计算自由磁能和相对磁螺旋度预算：一个经典的，体积计算非线性无力（NLFF）的方法，适用于有限的日冕磁结构和表面计算NLFF推导依赖于一个单一的光球或色球矢量磁图。这两种方法被应用到两个不同的数据集，即合成活动区的情况下，通过三维磁流体动力学（MHD）模拟和观察到的活动区的情况下，其中包括喷发和noneruptive磁结构。推导出的能量-螺旋度图显示了一致的相对螺旋度和自由能之间的单调标度与标度指数0.84 $\pm$ 0.05的数据集和计算方法。它也证实了隔离noneruptive和喷发活跃地区和存在的阈值，在自由能和相对螺旋度的活跃地区进入喷发领土。我们认为以前报道的太阳磁结构的能量螺旋度图充分验证，并设想在未来的研究太阳磁性的未发现的缩放的重要作用。
2014-09-29 astro-ph.SR
Helicity transport in a simulated coronal mass ejection
有人认为，日冕物质抛射（CME）使日冕源区的磁螺旋度从太阳上消失。这种去除通常被认为是必要的，因为螺旋度的半球符号偏好，这抑制了通过相反手性的体积之间的重新连接而进行的简单湮灭。在这里，我们监测的相对磁螺旋度包含在日冕体积的模拟通量绳日冕物质抛射，以及向上通量的相对螺旋度通过水平面的模拟框。不稳定和爆发的通量绳只带走了初始相对螺旋度的一小部分，大部分留在体积中。这是因为，当线圈上升时，如果配置的磁能减小，则通过膨胀线圈的电流必须减小，以提供CME的动能。
2010-12-10 astro-ph.SR
Relative field line helicity of a large eruptive solar active region
上下文磁螺旋度是天体物理和自然等离子体研究中一个非常重要的物理量。虽然螺旋度的密度无法定义，但场线螺旋度是一个很好的替代。在太阳条件下使用的适当量是相对场线螺旋度（RFLH）。目标。这项工作的目的是详细研究RFLH的行为，第一次，在太阳活动区（AR）。方法.目标活动区是大型喷发的AR 11158。为了计算RFLH和所有其他感兴趣的量，我们使用了一个非线性的AR冠状磁场的质量优良的无力重建。结果我们发现，RFLH的光球形态与磁场或电流的光球形态有很大的不同，这对RFLH计算中所选择的规范并不敏感。螺旋度的值经历了一个大的下降，其前耀斑值的25%，在一个X级耀斑的AR，一个变化，也描绘在光球形态的RFLH。此外，这种变化的区域与包围通量绳的区域相吻合，通量绳是后来爆发的磁性结构。结论. RFLH的使用可以提供关于在爆发事件期间从太阳大气排出的磁螺旋度的值和位置的重要信息。
2021-03-05 astro-ph.SR
Disentangling the Entangled Linkages of Relative Magnetic Helicity
本文将相对磁螺旋度表达式扩展为八个规范不变量，通过区分内部和外部电流源，解耦了自螺旋度与互螺旋度的起源域，并提出了新的边界可观测量。
2023-09-14 astro-ph.SR
Evolution of Relative Magnetic Helicity: New Boundary Conditions for the Vector Potential
我们最近提出了一种方法来计算相对磁螺旋度在一个有限的体积为一个给定的磁场，但需要磁通量被平衡的所有方面的考虑体积。为了允许有限的磁通量通过边界，构造库仑规范，其允许全局磁通量平衡。我们在一个理论的无前向磁场模型中验证了我们的方法。将新方法应用于以前的计算数据，发现误差小于1.2%。我们还将我们的方法应用到活动区NOAA 11429上方的磁场获得一个新的光球数据驱动的MHD模型代码GOEMHD 3。利用我们的新方法分析了日冕磁螺旋度的演化。发现当触发快磁重联时，归一化的磁螺旋度为-0.038。这个值与以前在MHD模拟中磁重联发生时的值（-0.029）和新出现的活动区喷发时观测到的归一化磁螺旋度（-0.036）相当。我们发现，当累积的磁螺旋度通过底边界注入时，只有8%的累积磁螺旋度被耗散掉。这与Woltjer猜想是一致的。从底界注入的磁螺度只有2%通过日冕逃逸。这与磁云的观测是一致的，磁云可以将磁螺旋度带入行星际空间，在这里考虑的情况下，几个晕CME和两个X级太阳耀斑起源于这个活动区。
2017-12-26 astro-ph.SR
Energy Bounds from Relative Magnetic Helicity in Spherical Shells
该研究通过球壳区域中的相对磁螺旋度推导出磁能和自由磁能的下限，提出无符号螺旋度作为新理想不变量，验证其对太阳日冕动力学的影响。
2026-01-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Transport of Relative Canonical Helicity
相对正则螺旋度的演化在两流体磁流体力学形式主义检查。正则螺旋度在这里被定义为等离子体物种的正则动量的螺旋度。物种的正则螺旋度耦合在一起，可以从一个转换到另一个，而总规范不变的相对正则螺旋度保持全局不变。该转换是由离子和电子正则通量管共同的表面处的焓差驱动的。该模型提供了一个解释，为什么在反螺旋合并分叉的阈值取决于尺寸参数。尺寸参数确定磁螺旋度湮灭是否将焓引导到磁通量管中或引导到正则通量管的涡量流管组件中。相对正则螺旋度的输运约束了等离子体流和磁场之间的相互作用，并提供了一个更一般的框架，用于从焓或感应边界条件驱动流和电流。
2012-09-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Survey of Changes in Magnetic Helicity Flux on the Photosphere During Relatively Low Class Flares
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪望远镜提供的135秒周期的光球矢量数据，研究了16次能量级别低于M5.0的耀斑期间光球磁螺旋度通量的时间演化。在耀斑期间的4个事件，我们发现脉冲变化的螺旋度通量。这表明，即使是能量较小的耀斑，也可能与磁螺旋度穿过光球的非线性输运有关。伴随着脉冲螺旋度通量，光球坡印亭通量由正向负演化。因此，在这些耀斑期间，穿过光球的磁能是朝向太阳内部的。在这4次事件中，螺旋度通量的脉冲变化总是主要由位于耀斑极性反转线附近的黑子水平速度场的突变所贡献。每个黑子上的速度场相对于另一个磁极表现出明显的涡旋模式或剪切模式，这往往会使日冕中的磁扭曲或剪切松弛。在耀斑期间，作用在黑子上的洛仑兹力发生突变，黑子的旋转运动和剪切运动与合成的洛伦兹力方向一致。这些结果支持了这样的观点：耀斑期间的脉冲螺旋度传输可能是由施加在光球上的洛伦兹力的变化驱动的。
2018-08-14 astro-ph.SR
Threshold of non-potential magnetic helicity ratios at the onset of solar eruptions
相对磁螺旋度是一个常用来描述非孤立磁场（如太阳活动区的磁场）纠缠程度的量，本文的目的是研究不同类型的光球边界流如何在日冕中积累相对磁螺旋度，以及磁螺旋度相关的量是否以及如何识别爆发的开始。我们使用一系列的三维，参数磁流体动力学模拟的形成和喷发的磁通量绳。所有的模拟都是在相同的网格上进行的，使用相同的参数，但是它们的特征在于不同的驱动光球流，即，剪切、会聚、拉伸、外围和中心扩散流。对于每一个模拟，喷发的开始时刻是仔细确定使用一系列的松弛运行。我们发现，当在边界处施加剪切流时，磁能和总相对螺旋度大部分被注入，而与日冕电流相关的磁能和螺旋度增加，而与光球流的类型无关。我们还发现，在爆发的开始，非潜在的磁螺旋度和总的相对磁螺旋度之间的比率具有相同的值为所有的模拟，这表明存在一个阈值在这个数量。对于其他量，例如与磁能相关的量，没有观察到这样的阈值。
2018-07-10 astro-ph.SR
Energy and helicity evolution in a flux emergence simulation
本文在磁通量浮现模拟中研究磁极性反转线相对螺度的演化，发现螺度对喷流更敏感，且PIL相对螺度及PIL周围载流螺度在喷流期间变化更强，可用于太阳爆发性研究。
2024-09-04 astro-ph.SR
Testing magnetic helicity conservation in a solar-like active event
磁螺度是理想磁流体力学（MHD）的一个守恒量。因此，它可以作为磁化等离子体磁场演化的有效示踪剂。理论估计表明，磁螺旋度也基本上是保守的非理想MHD过程，如磁重联。然而，这个猜想几乎没有得到实验或数值的检验。由于磁螺旋度估计方法的最新进展，现在可以在一般的三维数据集中对其耗散水平进行数值测试。我们首先重新审视的相对磁螺旋度的时间变化的一般公式在一个完全有界的体积时，没有假设的规范。我们介绍了一种方法来精确地估计其耗散独立的非理想MHD过程发生的类型。在一个类太阳爆发事件的模拟中，我们使用不同的量规，比较其在有限体积中的估计与其通过边界的时间积分通量，从而测试螺旋度的守恒和耗散。我们给出了磁螺旋度真实耗散的一个上界：在准理想MHD阶段，它是准零的。即使当磁重联起作用时，磁螺旋度的相对耗散也非常小（<2.2%），特别是与磁能的相对耗散（大于30倍）相比。最后，我们说明了如何螺旋度通量项涉及速度分量的规范依赖，从而限制了它们的物理意义。
2015-06-30 astro-ph.SR
Time variations of the non-potential and volume-threading magnetic helicities
相对磁螺旋度是一个规范不变量，适用于日球等离子体磁螺旋度含量的研究。相对磁螺旋度可以被唯一地分解为两个规范不变量，即场的非势分量的磁螺旋度和互补的体穿螺旋度。最近对模拟太阳爆发发生的数值实验的分析表明，非势螺旋度与总相对螺旋度之比是磁系统爆发性的一个明显标志，而该数值的高值可能是产生爆发的不稳定性开始的充分条件。本研究介绍了这些非潜在的和体积线程螺旋度的时间变化的第一次分析检查。通过对日冕动力学的三维磁流体动力学（MHD）模拟分析，证实了所推导的解析公式的有效性。分析研究和数值计算都表明，与磁螺旋度不同，非势螺旋度和体积螺旋度即使在理想的MHD状态下也不是守恒量。对应于非潜在的和体积螺纹螺旋之间的转换经常支配他们的动态。这一发现有一个重要的后果，他们在太阳日冕的估计：与相对螺旋度不同，它们的体积日冕演化不能确定这些量的流量通过体积的边界。只有技术外推的三维日冕场将使适当的研究的非潜在的和体积线程螺旋度，和基于螺旋度的太阳喷发代理的观测分析。
2018-09-11 astro-ph.SR
Helicity invariants of force-free field for a rectangular box
本文提出了一种计算矩形盒内指定磁场的三种规范不变螺旋度（自螺旋度、互螺旋度和Berger相对螺旋度）的算法。该算法是测试一个著名的力免费模型（低和娄，1990年）提出的矢量势的形式。
2010-09-21 astro-ph.SR
Effects of non-radial magnetic field on measuring magnetic helicity transport across solar photosphere
一般认为，磁螺旋度的演化与太阳活动有着密切的关系。在SDO发射之前，早期的研究大多使用MDI/SOHO视线磁图，并假设磁场是径向的，从光球磁图计算磁螺旋度注入率。然而，这种假设不一定正确。在这里，我们使用矢量磁图和视线磁图，都采取了HMI/SDO，估计非径向磁场测量磁螺旋注入率的影响。我们发现：1）非径向磁场对切向速度的影响相对较小：2）在磁螺旋度注入率的估算中，当观测到活动区靠近盘边缘时，非径向磁场的影响较强，而当观测到活动区靠近盘中心时，非径向磁场的影响相对较小; 3）如果只考虑累积磁螺旋度的大小，则非径向磁场的影响较小。
2015-03-30 astro-ph.SR
Comparison of Relative Magnetic Helicity Flux Calculation Results Based on the Line-of-Sight Magnetograms of ASO-S/FMG and SDO/HMI
本研究基于 ASO-S/FMG 和 SDO/HMI 的视向磁图，利用 FFT 和 LCT 方法计算太阳活动区 NOAA 13273 的相对磁螺度通量，发现两者相关性达 0.98 且差异小于 4%，验证了 ASO-S/FMG 数据的可靠性。
2024-12-24 astro-ph.SR
Validation and Benchmarking of a Practical Free Magnetic Energy and Relative Magnetic Helicity Budget Calculation in Solar Magnetic Structures
在早期的工作中，我们介绍和测试了非线性无力（NLFF）的方法，旨在自洽地计算观测到的太阳磁结构的日冕的自由磁能和相对磁螺旋度预算。该方法需要，在原则上，只有一个单一的，光球或低色球，矢量磁图的一个安静的太阳补丁或一个活跃的地区，并进行计算的三维磁场和速度场信息的情况下。在这项工作中，我们严格验证这种方法使用三维冠状磁场。基准采用合成，三维磁流体动力学模拟和非线性无力场外推的活动区日冕。我们发现，我们的时间效率的NLFF方法提供的预算，不同于那些更苛刻的半分析方法的一个因素~3，最多。这种差异是从物理概念和方法的构建中预期的。时间相关性显示出更多的差异，然而，更复杂的，大规模的活动区域，达到相关系数的顺序，或超过0.9，是健全的改善。总之，我们认为，我们的NLFF方法可以可靠地用于常规和快速计算的自由磁能和相对磁螺旋预算在太阳磁化日冕的目标部分。正如在这里和以前的作品中所解释的那样，这是一种资产，可以导致对物理学和太阳爆发触发的宝贵见解。
2014-06-20 astro-ph.SR
Relative field-line helicity in bounded domains
天体物理等离子体模型的磁场线通常离开边界而不是在计算域内闭合。因此，相对磁螺旋度经常被用来代替通常的磁螺旋度，以恢复规范不变性。我们展示了如何将相对螺旋度分解成相对场线螺旋度，这是每个单独的磁场线的理想磁流体动力学不变量，并且沿着原始场与参考场相匹配的任何场线消失。物理上，这种相对磁力线螺旋度是一个磁通量，其具体定义取决于边界上参考矢势的规范。我们提出了一个特殊的“最小”规范，只依赖于参考场和最小化这一边界的贡献，从而揭示拓扑信息的原始磁场。我们说明了不同的规格选择使用低娄和Titov-Demoulin模型的太阳活动区的效果。我们的数值代码计算适当的矢量势和相对场线螺旋度在笛卡尔域是开源和免费提供。
2018-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Deducing the reliability of relative helicities from nonlinear force-free coronal models
我们研究了活动区（AR）NOAA~12673在10小时时间间隔内的相对螺旋度，该时间间隔以之前的X2.2耀斑（SOL 2017 -09- 06 T08：57）为中心，还包括三小时后发生的爆发性X9.3耀斑（SOL 2017 -09- 06 T11：53）。特别是，我们的目标是一个可靠的估计的标准化自螺旋的载流磁场，所谓的螺旋比$|H_{\mathrm{J}}|/|H_{\mathcal{V}}|$，一个有前途的候选人数量的爆发潜力的太阳AR。使用SDO/HMI矢量磁场数据作为输入，我们采用非线性无力（NLFF）冠状磁场模型，使用优化方法。相应的相对螺旋度，和相关的数量，使用有限体积法计算。从多个时间序列的NLFF模型的自由模型参数的不同选择的基础上，我们能够评估$|H_{\mathrm{J}}|/|H_{\mathcal{V}}|$的传播，并估计其不确定性。在比较早期的作品，其中确定了非螺线管的贡献，总磁能，$E_{\rm div}/E$，作为选择标准所需的螺线管质量的磁场模型，随后的相对螺旋度分析，我们建议使用另外的非螺线管的贡献的自由磁能，$|E_{\rm mix}|/E_{\mathrm{J,s}}$。作为相对磁螺旋度（和相关量）的可靠估计的方法，我们建议采用基于自由模型参数的不同组合的多个NLFF模型，仅保留在某个时刻表现出$E_{\rm div}/E$和$|E_{\rm …
2020-10-12 astro-ph.SR
Polarity inversion line helicities and solar eruptivity
本研究分析约40个太阳活动区的极性反转线（PIL）螺度演化，发现M5.0级及以上爆发性耀斑时PIL相对螺度降超10%，载流螺度降达20%，且载流螺度可有效区分爆发性与受限耀斑，为耀斑预报提供新诊断指标。
2025-09-24 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
On the reliability of magnetic energy and helicity computations based on nonlinear force-free coronal magnetic field models
我们证明了灵敏度的磁能和螺旋度的计算质量的基础日冕磁场模型。我们将Wiegelmann & Inhester（2010）的方法应用于一系列SDO/HMI矢量磁图，并讨论了基于两组不同自由模型参数的非线性无力（NLFF）解。这两个时间序列在其无力和螺线管性质方面彼此不同。一致的NLFF解决方案需要无力和无发散。为了确保规范独立性，螺线管特性的完全满足是相对磁螺旋度定义中固有的。我们将两种不同的磁螺旋度计算方法（Thalmann等人，2011年; Valori等人，2012年）应用于两个NLFF时间序列，发现输出高度依赖于NLFF磁场满足无发散条件的水平，计算的磁能不如相对螺旋度敏感。代理的非潜在性和喷发性来自这两个数量也强烈依赖于螺线管性质的NLFF字段。作为未来应用的参考，我们提供了定量阈值的力和发散的自由，为保证可靠的计算磁能和螺旋度，以及它们相关的喷发代理。
2019-07-02 astro-ph.SR
Magnetic helicity flux in the presence of shear
磁螺旋度已经上升到发电机理论中的一个主要角色，小尺度场的螺旋度与大尺度场的发电机饱和过程有关。它是一个几乎守恒的量，这使得它的演化方程可以用产量和通量来表示。通量项可以用多种方式分解。Vishniac和Cho（2001，ApJ 550，752）分离出了一种特别的贡献，这种贡献被认为在平均切变存在的发电机中起着重要作用。然而，磁螺旋度通量明显依赖于规范，并且被称为Vishniac-Cho通量的相关性是在库仑规范中确定的，这在剪切系统中充满了复杂性。虽然小尺度螺旋度的通量是明确的规范相关，其发散可以是规范无关的。我们利用这一性质在剪切盒系统中通过直接数值模拟研究了小尺度场的磁螺旋度通量，发现在数值可用的规范下，小尺度场的磁螺旋度通量的发散消失，而Vishniac-Cho通量的发散保持有限。我们把这种看似矛盾的现象归因于小尺度磁螺旋度水平通量的存在，即使在我们的剪切周期域中也存在有限的发散。
2010-11-14 astro-ph.SR
The magnetic helicity density patterns from non-axisymmetric solar dynamo
在本文中，我们研究的螺旋度密度图案，这可能会导致从新兴的双极区。利用相应的发电机模型和磁螺旋度守恒定律，我们发现双极区周围的螺旋度密度分布依赖于周围大尺度磁场的位形，一般呈现四极分布。该图案相对于赤道的位置可以取决于双极区域的倾斜。计算了螺旋度密度演化的时纬图。双极区的纵向平均效应显示每个半球的密度分布有两个符号带。类似的螺旋度密度模式提供了从新兴的双极区的螺旋度密度通量进行表面差异旋转。考察了双极区螺旋度通量对大尺度发电机的影响，发现它对发电机饱和的影响可以忽略不计。
2020-12-09 astro-ph.SR
Magnetic Energy and Helicity Budgets in the Active-Region Solar Corona. II. Nonlinear Force-Free Approximation
扩展早期的工作，依赖于线性无力磁场，我们自洽地推导出的瞬时自由磁能和相对磁螺旋度预算的一个未知的三维非线性无力的磁性结构延伸到一个单一的，已知的下限磁场矢量。所提出的方法不依赖于详细的三维场配置的知识，但一般足以只采用下边界上的磁连接矩阵。计算得到了最小自由磁能和与此自由磁能一致的相对磁螺旋度。该方法直接适用于太阳活动区的光球或色球矢量磁图。经验证，它基本上再现了由众所周知的，但计算更密集和非唯一的，依赖于外推的三维磁场矢量的方法获得的磁能和螺旋度。我们将该方法应用于三个活动区域，通过模拟退火计算光球连接矩阵，而不是依赖于模型的非线性无力外推。对于其中两个地区，我们纠正了固有的线性自由力高估的自由能和相对螺旋度是更大的，更喷发，活跃的地区。在第三个研究区域，我们的计算可以导致观察到的喷发表现的物理解释。我们的结论是，所提出的方法，包括磁连接矩阵的推断，是足够实用的，有助于太阳活动区的动力学演化的物理解释。
2012-09-25 astro-ph.SR
Photospheric Injection of Magnetic Helicity: Connectivity--based Flux Density Method
磁螺旋度量化了体积中磁场的全局剪切和/或扭曲程度。由于其守恒性质，这个量被认为在太阳活动中起着关键作用。在活动区的演化过程中，螺旋度不断注入日冕。为了更好地理解和量化磁螺旋度在太阳活动中的作用，需要研究AR中磁螺旋度通量的分布。利用SDO/HMI和Hinode/SOT提供的AR光球磁图的时间演化可以计算螺旋度分布。最近的光球螺旋度通量分析得出的螺旋度通量密度代理的基础上的光球磁足点的相对旋转速率。虽然这个代理可以很好地估计光球螺旋度通量，但它仍然不是真正的螺旋度通量密度，因为它没有考虑磁场线的连通性。这是第一次，我们实现了螺旋密度，考虑到这种连接。为了将其用于未来的观测研究，我们测试了几种类型的模型，涉及不同的模式的螺旋度注入的方法和精度。我们还测试了更复杂的配置-从磁流体动力学（MHD）模拟-含有准分界线层。我们证明，这种基于连通性的螺旋度通量密度代理是最好的映射的真实分布的光球螺旋度注入。
2013-07-10 astro-ph.SR
Time Evolution of Coronal Magnetic Helicity in the Flaring Active Region NOAA 10930
为了研究2006年12月13日X3.4耀斑的三维磁场拓扑结构及其长期演化，我们研究了12月8-14日期间耀斑活动区NOAA 10930的日冕相对磁螺旋度。基于Wiegelmann加权优化方法重建的三维非线性无力磁场计算了日冕螺旋度，并与通过AR光球表面注入的螺旋度进行了比较。螺旋度注入是根据Pestrian等人使用太阳和日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪磁图提出的磁螺旋度通量密度确定的。这项研究的主要结果如下。(1)日冕螺旋度的时间分布与通过地面注入的螺旋度积累的时间分布有很好的相关性。(2)在X3.4耀斑之前，AR的日冕螺旋度估计为-4.3 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$。(3)在这次耀斑之前，日冕中的负螺旋度（-3.2 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$）在约1.5天的时间内大幅增加，而且在通道结构发展期间，通过耀斑磁极反转线周围的光球表面注入了明显的正螺旋度。我们推测，X3.4耀斑的发生与正螺旋度注入到一个现有的负螺旋度系统有关。
2010-08-18 astro-ph.SR
Turbulent cross-helicity in the mean-field solar dynamo problem
我们研究了湍流交叉螺旋度的动力学和统计特性（对齐的脉动速度和磁场分量的相关性）。我们导出了控制湍流交叉螺旋度的产生和演化的方程，并讨论了它对发电机的意义。利用问题的对称性，我们提出了一个湍流交叉螺旋度赝标量的一般表达式，并计算了湍流系数。考虑了密度分层、大尺度磁场、差异旋转和湍流对流的影响。我们研究了分布平均场发电机模型和通量输运发电机模型中这些效应对跨螺旋度演化的相对贡献。我们发现，从密度分层的贡献如下的径向磁场的演变，而大规模的电流产生一个更复杂的模式的交叉螺旋的可比幅度。我们认为交叉螺旋度的观测分析结果将取决于平均尺度。我们的研究结果表明，交叉螺旋度的演变模式强烈依赖于发电机机制的细节。因此，我们预计，直接观测太阳上的交叉螺旋度可能有助于诊断太阳发电机过程的目的。
2011-10-06 astro-ph.SR
On the Helicity of Open Magnetic Fields
我们重新考虑了开域中磁场的磁螺旋度的拓扑解释，并将其与相对螺旋度联系起来。具体来说，我们的域在两个平行平面之间伸展，并且这些末端中的每一个都可以是磁性开放的。它表明，虽然磁螺旋度是规范相关的，它的值在任何规范可以被物理解释为平均绕组数之间的所有对场线相对于一些正交框架场。实际上，规范的选择等同于相对螺旋度中参考场的选择，这意味着磁螺旋度在物理意义上并不逊色。我们证明，一个特定的衡量总是衡量绕组相对于一个固定的框架，并建议，这通常是最好的选择。对于周期性场，这种选择相当于测量相对于潜在参考场的相对螺旋度。但对于非周期场，我们证明了位场是可以扭曲的。我们通过构造证明了总是存在一个可能的无扭参考场。
2014-04-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Magnetic helicity and fluxes in an inhomogeneous alpha squared dynamo
在三维湍流发电机的研究中，许多工作都是在三重周期区域中进行的，在这些区域中不存在磁螺旋度通量。在这里，我们提出的模拟湍流强度仍然是几乎均匀的，但现在有一个完美的导体边界条件的一端和垂直场或伪真空条件的其他。这导致了迁移发电机波。与相应的解析可解α ^2发电机的结果吻合得很好，并对两种模型的螺旋度通量进行了研究。研究发现，在中等的磁雷诺数，大部分的磁螺旋度损失发生在大尺度。这种变化是否在更大的磁雷诺数，所需的减轻灾难性的发电机淬火问题，仍然不清楚。
2019-02-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Chirality of Intermediate Filaments and Magnetic Helicity of Active Regions
在活性区（AR）之间或周围形成的细丝被称为中间细丝。尽管有各种各样的理论研究，细丝的手征性的起源仍然没有被揭示。我们研究了中间丝是如何与它们相关的AR，特别是从磁螺旋度和极性反转线（PIL）的取向的角度来看。根据BBSO在太阳活动周23上升阶段拍摄的全盘Halpha图像中观察到的倒钩的方向，确定了细丝的手性。利用Yohkoh SXT影像的S/反S S形S形曲线确定了AR的磁螺旋度符号。结果发现，螺旋丝的手征性和螺旋的磁螺旋性符号之间存在很好的相关性。在45条暗条中，有42条暗条的螺旋度符号与附近的AR的螺旋度符号相同。它也已被证实，在确定的手性的细丝的PIL的取向和相对方向的AR的作用是不显着的，对理论预测。这些结果表明，中间纤维的手性可能源于其相关的AR的磁螺旋。
2009-01-04 astro-ph.SR
Statistical distribution of current helicity in solar active regions over the magnetic cycle
根据20多年的矢量磁仪观测资料，得到了太阳活动区的当前螺旋度分布，其结果符合所谓的半球符号规则，即北半球螺旋度主要为负，南半球螺旋度主要为正。本文利用正态概率纸的方法，重新讨论了这一性质，并将海流螺旋度的统计分布与高斯分布进行了比较。数据样本包括怀柔太阳观测站1988-2005年获得的6630个独立磁图，对应于983个太阳活动区。我们发现了以下内容。(1)在大多数情况下，在时间半球域螺旋度的分布接近高斯分布。(2)在某些区域（某些年份和半球），我们可以清楚地观察到分布与单一高斯分布的显著偏离，其形式为双分量或多分量分布。(3)对于数据集的大多数非单高斯部分，我们看到两个或多个分量共存，其中一个（通常占主导地位）的平均值非常接近零，这对半球符号规则没有太大贡献。另一个分量具有相对较大的螺旋度值，这通常决定了与张等人（2010）报告的全球螺旋度结构一致的半球符号规则的一致性或不一致性。
2013-05-20 astro-ph.SR
Relationship between photospheric currents and coronal magnetic helicity for force-free bipolar fields
日冕磁螺旋度的起源和演化至今还没有很好的认识。例如，活动区的磁螺旋度通常约为$10^{42}$ Mx $^2$（$10^{26}$ Wb $^{2}$），但据认为注入日冕的观测过程还没有提供对所产生的磁螺旋度预算或时间演变的准确估计。磁螺旋度的变化对于理解耀斑、日冕物质抛射及其相关的磁云的物理性质是很重要的。为了阐明这一主题，我们在这里调查的变化，由于电流在日冕中的一个单一的扭曲的磁通量管，可以模拟特征的日冕结构，如活动区灯丝，S形，或日冕环。对于双极光球磁场和几种电流分布，我们将日冕场外推为非线性无力场。然后，我们计算了相对磁螺旋度，以及自我和相互螺旋度。从具有中等电流量的磁配置开始，当最大电流强度增加2倍时，磁螺旋度的量可以增加2个数量级。磁螺旋度对电流密度的高灵敏度可以部分解释光球层、日冕和磁云中测量值之间的差异。我们的结论是，磁螺旋度强烈地依赖于电流密度的强度和它的分布。只有改进光球层电流密度的测量，才能增进我们对太阳大气中磁螺旋度含量的了解。
2009-03-16 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Estimations in Models and Observations of the Solar Magnetic Field. Part III: Twist Number Method
本文在日冕磁场结构模型的基础上，研究了不同磁通量绳的扭动、扭曲和磁螺旋度。这些包括分析力免费Titov-Démoulin平衡解决方案，非力免费磁流体动力学模拟，和非线性力免费磁场模型。磁通量绳的几何边界由准分界线层和底面确定，磁通绳的轴线曲线由其总体取向确定。扭转计算的Berger-先验公式，适用于任意几何形状和无力和非无力模型。磁螺旋度是通过扭曲乘以轴向磁通量的平方来估计的。我们比较得到的值与那些来自有限体积螺旋度估计方法。我们发现，与扭转方法得到的磁螺旋度同意的螺旋度进行的纯载流部分的领域内的不确定性，大多数测试情况下。研究还发现，模型场的载流部分在磁通量绳的位置处相对显著。这定性地解释了由扭转方法计算的磁螺旋度与纯粹由载流磁场贡献的螺旋度之间的一致性。
2017-04-07 astro-ph.SR
Current helicity and magnetic field anisotropy in solar active regions
电流螺旋度密度$\displaystyle χ=\langleε_{ijk}b_i\frac{\partial b_k}{\partial x_j}\rangle$包含六项，其中$b_i$是磁场的分量。由于观测条件的限制，上述六项中只有四项可以从太阳光球矢量磁图中推断出来。通过对模拟结果的比较，我们区分了各向同性和各向异性情况下上述六项的统计差异。我们估计了三个典型活动区的相对各向异性程度，发现它是0.8阶，这意味着可观测的电流螺旋度密度项的局部各向同性的假设一般不满足太阳活动区。通过对太阳活动区磁场各向异性随纬度和太阳活动周演化的统计特性的研究，我们得出结论：局域均匀性和各向同性假设的一致性还需要根据我们的发现作进一步的分析。
2015-09-09 astro-ph.SR
Comparison of Two Methods for Calculating Magnetic Helicity in the Solar Corona
由于大的磁雷诺数，来自太阳内部的磁螺旋度可以通过光球带进日冕。然而，通过光球层的累积磁螺旋度通量与日冕中的磁螺旋度之间的关系仍然不清楚。选取第23太阳活动周新出现的36个活动区，应用光流法计算了光球层的累积磁螺旋度（$H_m^p$）利用序列纵向磁图，利用非线性无力场外推获得三维冠状磁场，并采用有限体积法，利用矢量磁图计算了日冕中的瞬时相对磁螺旋度（$H_m^c$）。研究发现，基于局部相关跟踪（LCT）的$H_m^p$在$1"$中比$H_m^c$大，基于差分仿射速度估计器的$H_m^p$比基于LCT的$H_m^p$与$H_m^c$更一致.与$1"$相比，在$2"$评价中，$H_m^p$与$H_m^c$更一致。此外，无论使用哪种分辨率和方法，$H_m^c - H_m^p$系统地显示出与半球螺旋度规则的一致性（超过55\%）。这些估计表明，$H_m^c$和$H_m^p$的一致性部分取决于磁图的分辨率和计算方法。
2022-04-11 astro-ph.SR
Magnetic Helicity and Free Magnetic Energy as Tools to Probe Eruptions in two Differently Evolving Solar Active Regions
利用HMI/SDO的矢量磁图和基于磁连通性的方法，我们计算了两个太阳活动区（AR），AR 11890和AR 11618，都具有复杂的光球磁场配置几天的瞬时相对磁螺旋度和自由磁能预算。AR产生了几个主要的爆发耀斑，而它们的光球磁场在AR 11890中主要表现出通量衰减，在AR 11618中主要表现出通量出现。在它们的大部分演化过程中，两个AR都有大量的自由磁能和正负螺旋度预算。事实上，它们的螺旋度的符号分量之间的不平衡与安静太阳中的一样低，它们的净螺旋度最终在最后一次大耀斑后14-19小时改变了符号。尽管有这样的不一致性，爆发发生在净螺旋度峰值的时间，这是同时间的自由磁能的峰值。在标准化的自由磁能中，与爆发耀斑相关的损失在10- 60%的范围内。对于螺旋度，变化范围从25%到去除占主导地位的符号的整个多余螺旋度，导致净螺旋度大致为零，但两种螺旋度意义上的预算显著相等和相反。缓慢变化的背景成分的自由能和螺旋度时间序列的去除显示，所有的火山爆发相关的峰值的数量超过2 $σ$水平的去趋势时间序列。当这些量中只有一个或没有一个超过其2 $σ$水平时，没有喷发。我们的研究结果表明，不同的发展AR可能会产生重大的爆发耀斑，即使当除了积累显着的自由磁能预算，他们积累了大量的负和正螺旋度没有一个强大的优势，一个手超过其他。
2023-01-20 astro-ph.SR
Observational Study of Recurrent Jets: Evolution of Magnetic Flux, Current, and Helicity
该研究通过多仪器观测分析太阳活动区三个复现爆发式喷流，发现其与光球磁场的浮现、剪切、抵消及能量和螺旋度的积累释放相关，为复现喷流触发机制提供观测证据。
2025-04-15 astro-ph.SR
Injection of magnetic helicity in solar cycle 24 and early phase of cycle 25
本文利用HMI/SDO综合磁图计算第24、25太阳活动周早期的磁螺旋度注入，指出其主要源于活动区先导极性强磁场，并揭示经向环流与对流区扭转的作用。
2025-07-25 astro-ph.SR
Changes of Magnetic Energy and Helicity in Solar Active Regions from Major Flares
磁自由能为太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）提供动力，磁螺旋度的积累可能在随后爆发的不稳定结构的发展中发挥作用。为了更好地理解能量和螺旋度在大型耀斑和爆发中的作用，我们描述了2010年至2017年与21个X级耀斑相关的磁能和螺旋度的演变。我们的样本包括封闭和喷发事件，每类分别有6和15个。使用HMI矢量磁场观测从几个小时前到几个小时后，我们使用（a）差分仿射速度估计矢量磁图（DAVE 4VM）来确定光球的能量和螺旋度通量，和（b）非线性无力场（NLFFF）外推估计源区域场的能量和螺旋度的日冕含量。利用叠加历元分析（SPE），我们发现：（1）爆发后几小时内，磁能和螺旋度、光球通量和日冕物质含量均呈下降趋势，而封闭事件的相对螺旋度变化不明显;（2）爆发事件中光球场的扭曲度显著增加，在约束事件中扭曲不确定性太大而不能约束扭曲变化（以及在受限事件中较低的整体扭曲）;（3）在较长的时间尺度上（事件时间+12小时），自由磁能和螺旋度含量补充到接近事件前水平的喷发事件。对于爆发事件，磁螺旋度和日冕模型中的自由能在耀斑后明显降低，降低的量与每个区域的耀斑前含量成正比。
2022-11-18 astro-ph.SR
Magnetic helicity budget of solar active regions prolific of eruptive and confined flares
我们比较了两个太阳活动区（AR）的日冕磁能和螺旋度，主要爆发（AR~11158）和局限（AR~12192）耀斑多产，并分析了推断代理预测即将到来的耀斑的潜力。基于具有高度螺线管性的非线性无力（NLFF）日冕磁场模型，采用三种不同的计算方法对日冕磁螺旋度进行了研究，得到了可信度较高的结论。根据对两个太阳AR的实际观测，我们检查了活动区日冕潜在喷发的趋势，正如早期基于数值模拟或太阳观测的工作所建议的那样。我们的研究结果支持载流螺旋度与总螺旋度之比$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$具有很强的指示太阳AR爆发潜力的能力。然而，$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$似乎并不能指示即将到来的耀斑的大小或类型（局限或喷发）。解释与早期的观测研究的背景下，我们的研究结果进一步支持，总的相对螺旋度归一化的磁通量在NLFF模型的下边界，$H_\mathrm{V}/ϕ^2$，代表没有指标的喷发。
2019-10-15 astro-ph.SR
Distribution of magnetic helicity and energy with height in solar atmosphere
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本研究针对太阳大气中磁螺度和能量随高度变化的未知性，通过分析150个活动区数据与NLFFF外推，确定最优外推高度，为太阳活动区磁螺度统计研究提供参数约束。
2026-08-07 astro-ph.SR
Scale-dependence of magnetic helicity in the solar wind
我们确定的磁螺旋度，随着磁能，在高纬度地区使用的数据从地球物理学任务。该数据集涵盖1993年至1996年的时间段。分析的基本假设是太阳风是均匀的。因为太阳风速度很高，所以我们遵循Matthaeus等人（1982，Phys. Rev. Lett. 48，1256），其中，在空间均匀性的假设下，人们可以使用磁场时间序列的傅立叶变换来构建一维谱的磁能和磁螺旋度的假设下，泰勒冻结流假设是有效的。这是本研究中使用的数据的一个非常满意的假设。磁螺旋度源自三维磁相关张量的斜对称项，而张量的对称项则用于确定磁能谱。结果表明，在2.8 AU以下，磁螺旋度在波数k~2 AU^{-1}（或频率nu~2 uHz）处有符号变化，在更大的距离上，磁螺旋度在波数k~30 AU^{-1}（或频率nu~25 uHz）处有符号变化。在小尺度下，北半球日面纬度的磁螺旋度为正，南半球为负。在小尺度下的正磁螺旋度被认为是湍流扩散的结果，相对于在太阳表面的小尺度下所看到的，它的符号是相反的。此外，1996年磁螺旋度向太阳极小值方向下降。在一个半球上分别积分的磁螺旋度通量在大尺度上约为10^{45} Mx ^2/周，在小尺度上则低3倍。
2011-04-19 astro-ph.SR
Magnetic helicity and eruptivity in active region 12673
上下文2017年9月，第24太阳活动周期最大的X级耀斑发生在该周期最活跃的区域AR 12673。由于其独特的形态和进化特征，人工耳蜗引起了人们的广泛兴趣。在AR中检查的参数是磁螺旋度，但要么只是大约，和/或间歇性。目的。这项工作是有兴趣在研究的相对磁螺旋度的演变和它的分解，非潜在的两个组成部分，和体积线程之一，在时间间隔周围的AR 12673的最高活动。特别强调的是研究的非潜在的总螺旋度的比率，这是最近提出的一个指标的ARs喷发。方法.对于这些，我们首先使用两种不同的基于优化的外推程序来逼近AR的冠状磁场，并选择在每个时刻产生最可靠螺旋度值的程序。此外，在这些方法之一中，我们第一次通过来自日震和磁成像仪（HMI）仪器的不确定性估计来加权优化。然后，我们遵循一种精确的方法来计算所有感兴趣的量。结果第一次观测确定的非潜在的总螺旋度比的演变似乎证实了质量，它在指示喷发。这个比值在AR 12673的大耀斑之前增加，之后它放松到较小的值。此外，还讨论了AR 12673的各种螺旋度的演化模式和能量收支，并与其他工作进行了比较。
2019-07-15 astro-ph.SR
Spatial Scales and Locality of Magnetic Helicity: Part 1
在电阻MHD模型中，磁螺旋度近似守恒。它量化了等离子体中磁场的纠缠。螺旋度的输运和消除对太阳内部的发电机和日冕活动区的演化都是至关重要的。这种传输通常会导致高度不均匀的纠缠分布。在不同的空间尺度和局部区域，没有一致的系统方法来分解螺旋度。我们应用多分辨率小波分解的磁场，并演示了它如何可以应用到各种数量与磁螺旋度，包括磁力线螺旋度。我们使用的螺旋度的几何定义，允许这些数量计算领域的任意边界条件。结果表明，螺旋度的多分辨分解具有局部可加性的重要性质，并证明了一个一般的线性能量拓扑守恒定律，它是均匀湍流和周期场分析中所用的两点相关分解的重要推广。的小波表示的局部化属性示出的非均匀分布，傅立叶表示不能。使用电阻性编织场松弛的解析表示，我们证明了在不同的长度尺度上的能量变化和在相同的空间尺度上的螺旋度变化之间的明确的相关性。它的应用程序中的表面通量传输模式的螺旋度流显示如何从活动区域场的演变和极场的发展的各种贡献的全球螺旋度输入自然分离的这种表示。
2019-09-17 astro-ph.SR math.GN
Magnetic Helicity from Multipolar Regions on the Solar Surface
太阳表面出现偶极磁特征是一种理想化的现象。大多数磁通量出现在复杂的多极区域。在这里，我们表明，磁结构的表面图案本身就可以揭示在上面几乎没有力的日冕区域的潜在磁螺旋的迹象。磁螺旋度的符号可以通过考虑球面上三个点的三维位置矢量来预测，并根据它们在表面上的相对强度进行排序，然后计算斜交积。该产品，这是一个赝标量，被证明是一个很好的代理的符号的日冕磁螺旋。
2018-12-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Comparison of magnetic energy and helicity in coronal jet simulations
虽然自由/无势磁能是日冕中任何活动现象的必要元素，但它作为喷发过程触发标志的作用仍然难以捉摸。基于磁场唯一分解为势分量和非势分量，磁能和螺旋度也可以唯一分解为两个量。使用两个三维MHD参数模拟的配置，可以产生日冕射流，我们比较了动态的磁能和相对磁螺旋度。这两个模拟共享相同的初始设置和线绑定的底部边界驱动配置文件。然而，它们因强迫的持续时间而不同。在一个模拟中，系统被充分驱动，从而诱导螺旋射流。然而，喷流的产生是明显延迟的：在喷流最终被诱导之前，发生了一个相对较长的低强度重联阶段。在另一个参考模拟中，系统在较短的时间内被驱动，并且不产生射流。正如预期的那样，我们观察到射流产生模拟包含更高的非势能和非势能螺旋度值。聚焦在驱动阶段结束和喷流产生之间的阶段，我们注意到，磁能保持相对恒定，而磁螺旋度有一个显着的演变。在这后驱动阶段，非潜在的总磁能的比例非常轻微的下降，而螺旋度爆发指数显着增加。当系统处于螺旋度喷发指数的最高值时，就会产生喷流。在喷流生成阶段，这一代理急剧下降。自由能也减小，但在产生射流时不呈现任何峰值。
2022-11-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Combined Study of Photospheric Magnetic and Current Helicities and Subsurface Kinetic Helicities of Solar Active Regions during 2006-2013
我们比较了平均光球电流螺旋度$H_c$，光球扭曲参数$α$（一个众所周知的代理完整的相对磁螺旋度），和地下动力螺旋度$H_k$ 194个活动区域之间观察2006 - 2013。我们使用2440个Hinode光球矢量磁图，以及从GONG（2006 - 2012）和HMI（2010 - 2013）多普勒图中获得的相应地下流体速度数据。我们发现一个显着的半球偏见在所有三个参数。次表层动力螺旋度在南半球优先为正，在北半球优先为负。光球电流螺旋度和$α$参数对强场（$|B|>1000$ G）有相同的偏置，对弱场（100 G $<|B|<500$ G）没有明显的偏置。我们没有发现显着的区域之间的地下动力学螺旋度和强场电流螺旋度或$α$的区域相关性。给定旋向的地下流体运动对应于两个符号的光球螺旋度，其数量大致相等。然而，所有区域这些数量的年平均值出现了共同的变化。此外，在一个子集的77个地区，我们发现显着的时间配置文件的地下和光球螺旋度之间的相关性。在这些情况下，线性相关系数的符号与螺旋度之间的符号关系相匹配，表明光球磁场扭曲对地表以下的扭曲运动是敏感的。
2014-09-18 astro-ph.SR
Roles of photospheric motions and flux emergence in the major solar eruption on 2017 September 6
我们研究了活动区（AR）12673的磁场演化，该活动区在2017年9月6日产生了过去十年中最大的太阳耀斑。快速磁通出现是这种AR最突出的特征之一。我们分别从剪切和编织磁力线的光球切向流（剪切螺旋度）和将扭曲的磁通量平流到日冕的正常流（出现螺旋度）计算磁螺旋度。结果表明，大爆发前日冕中的出射螺旋度为$-1.6\times10^{43}~Mx^2$，而剪切螺旋度为$-6\times10^{43}~Mx^2$，约占总螺旋度的79%.剪切螺旋度通量是占主导地位的整个调查出现阶段。我们的研究结果表明，出现的领域最初包含相对较低的螺旋度。更多的螺旋度是由剪切和会聚流作用于先存和新兴通量而形成的。剪切运动随着磁通量的出现而增强，特别是在核心场区的极性反转线两侧。垂直流的演化表明，大多数强电流并没有出现在最初的磁通量的出现，这意味着大多数新兴的磁通量可能不是强载流。核心场区的螺旋形磁场（磁绳）可能是光球长期运动的结果。剪切和会聚运动是在磁通量出现的驱动下连续产生的。AR 12673是一个代表，因为光球运动贡献了AR中大部分的非势能，并具有强烈的通量出现。
2018-10-31 astro-ph.SR
