The Relationship between the Sudden Change of the Lorentz Force and the Magnitude of Associated Flares
与耀斑有关的光球磁场的快速和不可逆变化已被最近的许多研究所证实。这些研究表明，爆发后光球磁场响应日冕磁场的重组，在磁极反转线（PIL）附近转向水平状态。最近的理论工作表明，与磁爆发相关的洛伦兹力的变化将导致光球层的这种场结构。日震磁成像仪一直在提供前所未有的涵盖第24个太阳活动周期上升阶段的全磁盘矢量磁图。在这项研究中，我们分析了四个活动区的18个耀斑，GOES X射线类别从C4.7到X5.4不等。我们发现，外展PIL周围的磁场存在着永久的、快速的变化，其中最显著的是横向磁场的增加。区域积分场的变化以及由此导出的洛伦兹力的变化都与耀斑的大小有很强的相关性。这是第一次，这样的磁场变化已被观察到，即使是C级耀斑。此外，对于七个事件与相关的CME，我们使用的估计脉冲提供的洛伦兹力，加上观测到的CME速度，估计CME质量。我们发现，如果逆反应的时间尺度很短，即，在10 s量级，CME质量（10^{15} g）与文献报道的结果基本一致。
2012-08-15 astro-ph.SR
Testing a Data-driven Active Region Evolution Model with Boundary Data at Different Heights from a Solar Magnetic Flux Emergence Simulation
为了研究日冕磁场的复杂结构和动力学，建立了一个数据驱动的活动区演化（DARE）模型。该模型采用典型的日冕环境，即由强磁场控制的稀薄气体环境，其下边界位于日冕底部，但由光球层中观测到的磁场驱动。以前的评估模型使用的数据从磁通量出现模拟（FES）表明，DARE未能再现日冕磁场的FES，这是由于这样一个事实，即光球数据在FES具有非常强的洛伦兹力，因此产生虚假的流量在DARE模型。在这里，我们进一步测试的DARE通过使用三组数据从FES切片在增量高度，这对应于光球，色球和日冕的基础。结果发现，三组数据的关键区别在于洛伦兹力的大小，这使得数据驱动模型的表现非常不同。在光球层以上的两个较高的水平，洛伦兹力大大减少，和DARE模型达到的结果与FES更好的协议，证实了洛伦兹力的边界数据是一个关键问题，影响DARE模型的结果。然而，与FES数据不同，最近发现SDO/HMI观测的光球场非常接近于无力。因此，我们认为用光球磁场作为冕底磁场的近似来驱动DARE模型仍然是合理的。
2020-10-06 astro-ph.SR
Are the photospheric sunspots magnetically force-free in nature?
在无力磁场中，场与周围大气中的等离子体没有相互作用，即，电流与磁场对齐，产生零洛伦兹力。许多磁参数的计算，如磁能，太阳黑子磁场的扭曲梯度（从无力参数$α$计算），包括任何类型的外推，在很大程度上取决于光球磁场的无力近似。\cite{metc95}和\cite{moon02}对光球黑子场的无力磁行为进行了研究，结果不一致。\cite{metc95}的结论是光球磁场远离无力的性质，而\cite{moon02}发现光球磁场并不像通常认为的那样远离无力的性质。研究太阳黑子的无力性质需要高分辨率的光球矢量场精确测量。我们使用高分辨率的矢量磁图获得的太阳光学望远镜/光谱偏振仪（SOT/SP）登上日出检查光球黑子磁场的无力行为。通过检验太阳黑子磁场的全局性和局部性，检验了无力的充分必要条件。我们发现太阳黑子的磁场非常接近于无力近似，虽然它们在光球上不是完全无力的。
2010-09-27 astro-ph.SR
Non-neutralized Electric Current Patterns in Solar Active Regions: Origin of the Shear-Generating Lorentz Force
使用最高可用的空间分辨率和信噪比的太阳矢量磁图，我们进行了详细的研究电流图案在两个太阳活动区：一个耀斑/爆发，和耀斑安静的。我们的目标是确定活跃区域是否在太阳大气中注入非中性（净）电流，以回应近二十年前发起的一场争论，该争论仍无定论。我们发现，形成良好的，强烈的磁极性反转线（PILs）的活动区是唯一的光球磁结构，支持显着的净电流。更强烈的PIL似乎意味着每个极性的更强的非中和电流模式。这一发现修正了以前的作品，声称频繁注入强烈的非中性电流的最活跃的地区出现在太阳能盘，但也工作，完全排除注入非中性电流。与以前的研究一致，我们还发现，磁隔离的活动区域保持全球电流平衡。此外，我们确认和量化的偏好，一个给定的磁极性，遵循一个给定的意义上的电流，表明在活跃的地区占主导地位的意义上的扭曲。这种相干效应在具有较强PIL的更紧凑的活动区域中更明显，并且必须是次光球起源的。我们的研究结果产生一个自然的解释的洛伦兹力，总是产生速度和磁剪切沿强PIL，从而设置一个物理背景下观察到的爆发前的演变在太阳活动区。
2012-10-10 astro-ph.SR
Asymmetric Distribution of the Solar Photospheric Magnetic Field Values
了解太阳磁场的特征对于解释太阳活动和太阳发电机是必不可少的。在这项研究中，我们调查的不对称分布的太阳光球磁场值，利用天气图构建从星载高分辨率磁图。结果表明，洛伦兹函数比高斯函数更能描述天气图中磁场的分布，它反映了磁场由强到弱的衰减过程。在几种情况下计算的不对称值，结果一般显示两个周期相关的太阳B $_0$角的变化和太阳周期，分别。我们认为，小尺度磁场、太阳轴的倾斜、磁通量的产生和演化以及极场是导致不对称值特征的主要原因。利用不对称值的翻转，进一步确定了第23和24太阳周的极场反转时间。具体来说，对于第24周，我们断言两个半球的极性在同一时间-在2014年3月发生逆转;对于第23周，S半球的逆转时间是2001年3月，而N半球的确定受到缺失数据的阻碍。
2021-07-08 astro-ph.SR
Preprocessing of vector magnetograms for magnetohydrostatic extrapolations
上下文了解三维磁场以及色球和过渡区的等离子体是重要的。一种方法是基于磁流体静力学（MHS）状态的假设，从常规测量的光球矢量磁图中外推磁场和等离子体。然而，光球数据可能与MHS假设不一致。因此，必须研究MHS系统对光球磁场的限制。此外，在应用MHS外推法之前，应对数据进行相应的转换。目标。我们的目标是获得一组表面积分作为标准的MHS系统，并使用这组积分预处理的矢量磁图。方法.通过应用高斯定理并假设太阳上有一个孤立的活动区，我们将太阳体积中的磁能和磁力与光球上的表面积分联系起来。同样的方法被应用于获得光球磁场的限制，作为MHS系统的必要标准。我们使用优化方法对数据进行预处理，以最大限度地减少与标准和测量值的偏差。结果通过将维里定理应用于活动区域，我们发现用于计算无力场能量的边界积分通常低估了大活动区域的磁能。我们还发现，MHS假设只要求净洛伦兹力的x，y分量和净转矩的z分量为零。这些零分量是Aly的无力场判据的一部分。然而，净力和扭矩的其他分量可以是非零值。根据新的标准，我们对磁图进行了预处理，使其与MHS系统更加一致，同时接近原始数据。
2020-10-13 astro-ph.SR
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
2016-10-26 astro-ph.SR
Formation and rising phase of a flux rope through data-constrained simulations
Département d’Astrophysique/AIM, CEA/IRFU, CNRS/INSU, Université Paris-Saclay, Université de Paris Cité（天体物理系/AIM，CEA/IRFU，CNRS/INSU，巴黎萨克雷大学，巴黎城大学）；Statkraft AS（Statkraft股份公司）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris-Cité（LIRA，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎城大学）；Instituto de Astrofisica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Departamento de Astrofisica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理科学部）；Department of Physics and Astronomy, George Mason University（乔治梅森大学物理与天文学系）；European Space Agency, ESTEC（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心，空间天体物理研究所）
本文通过数据约束模拟研究了太阳耀斑事件SOL2014-12-18T21:41的形成与上升阶段，探讨了放松初始无电流假设对磁通绳形成的影响。
2026-03-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetic imprints of eruptive and non-eruptive Solar flares as observed by Solar Dynamics Observatory
近三十年来，人们观测到了太阳耀斑期间活动区局部区域内光球磁场的突变和永久变化，称为磁印记（MI）。众所周知的“日冕内爆”模型被认为可以解释这种耀斑相关的变化，但完整的物理理解仍然是缺失的和有争议的。利用日震磁像仪的高频差（\texttt{135s}）矢量磁像资料，对21次耀斑（14次爆发，7次非爆发）期间光球磁场的变化进行了系统分析。喷发耀斑的MI区域被发现是强烈的本地化，而大多数的非喷发事件（$>70~\%$）有分散的印记区域。为了定量地描述磁感应强度，我们导出了水平场的积分变化和洛伦兹力的总变化。这些量与耀斑的强度有很好的相关性，无论耀斑是否喷发，持续时间长短。此外，自由能（FE），从维里定理估计，表现出统计上显着的下降趋势，在大多数耀斑的耀斑时间开始观察。耀斑期间FE的变化不依赖于爆发率，但与洛伦兹力的变化有很强的正相关（$\approx 0.8$），表明释放的FE部分会穿透光球。虽然这些结果强烈支持日冕对光球磁场的显著反馈的想法，但对于耀斑是否爆发，MI的特征是相当难以区分的。
2022-01-17 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
How much do underestimated field strengths from Zeeman-Doppler imaging affect spin-down torque estimates?
在文献中，有许多试图估计低质量恒星在其一生中失去角动量的速率。一种方法是使用来自塞曼多普勒成像（ZDI）的磁图与所谓的“制动定律”。与其他方法相比，使用ZDI图具有优势，因为它允许将有关磁场几何形状的信息纳入估计中。然而，ZDI被认为低估了光球场强度，由于通量抵消效应。最近，Lehmann等人（2018）对一组通量输运模拟进行了合成ZDI重建，以帮助量化ZDI低估相对缓慢旋转和弱活动类太阳恒星的场强的数量。在本文中，我们评估如何低估角动量损失率估计的基础上ZDI地图可能。我们发现，他们是相对准确的强磁场的恒星，但可能被低估的一个因素高达$\sim$ 10弱磁场的恒星。此外，我们重新评估我们以前的工作，使用ZDI地图来研究不同的磁场模式的角动量损失的相对贡献。我们以前发现，偶极分量占主导地位的自旋大多数低质量的恒星。即使根据Lehmann et al.（2018）的工作，这一结论仍然成立。
2020-02-26 astro-ph.SR
A Magnetostatic Grad-Rubin Code for Coronal Magnetic Field Extrapolations
日冕磁场不能直接观测到，但原则上它可以从观测得比较好的光球磁场中重建出来。一种流行的方法使用非线性无力模型。光球处的非磁力是重要的，这意味着光球数据与无力模型不一致，并且这导致建模的问题（De Rosa等人，占星术。J. 696，1780，2009）。在本文中，我们提出了一个数值实现的梯度鲁宾方法重建日冕磁场使用静磁模型。该模型包括压力和非零磁洛伦兹力。我们证明了我们的实施一个简单的分析测试情况下，并获得的速度和数值误差缩放作为网格大小的函数。
2012-09-26 astro-ph.SR
A Magnetohydrodynamic Relaxation Method for Non-Force-Free Magnetic Field in Magnetohydrostatic Equilibrium
非线性无力场（NLFFF）外推法被广泛用于从观测到的光球磁场重建日冕三维磁场。然而，在NLFFF模型中忽略了压力梯度和引力，即使光球和色球磁场一般不是无力的。在这里，我们开发了一个磁流体动力学（MHD）弛豫方法，重建太阳大气（色球和日冕）磁场作为一个非力自由磁场（NFFF）在磁流体静力平衡的洛伦兹，压力梯度，和重力平衡。推导了磁流体松弛法的基本方程组，并研究了该方程组的数学性质。基于现代高阶激波捕捉格式，构造了该系统的鲁棒数值求解器。二维数值实验，包括压力梯度和重力也证明。
2019-12-23 astro-ph.SR
Flare reconnection-driven magnetic field and Lorentz force variations at the Sun's surface
在爆发耀斑期间，矢量磁图显示在太阳光球中围绕极性反转线的水平磁场和向下的洛伦兹力增加。这种行为经常与内爆猜想联系在一起，并被解释为喷发向上移动时动量守恒的结果，或者是耀斑环收缩的结果。我们通过分析一个通用的3D MHD模拟的爆发性耀斑的物理起源，这些观察到的行为的特征。尽管模拟并非为了恢复磁场和洛伦兹力的性质而设计的，但它与它们完全一致，并提供了理解它们的关键附加信息。磁场逐渐增加的区域在电流带之间发展，这些电流带彼此远离并连接到日冕区域。这个区域仅仅是日冕耀斑后环的足迹，其收缩增加了它们的剪切场分量和符合理想感应方程的磁能密度。对于模拟数据，我们通过应用观测中使用的方法计算了洛伦兹力密度图。我们获得了PIL周围洛伦兹力密度的向下分量的增加-与观测结果一致。然而，这与直接从3D磁场和电流获得的洛伦兹力密度图显著不同。这些结果完全质疑以前的解释的基础上的内爆猜想和动量守恒与日冕物质抛射，而不是意味着所观察到的光球水平磁场的增加，从剪切耀斑环的重连驱动的收缩的结果。
2019-04-19 astro-ph.SR
New approach for analysing dynamical processes on the surface of photospheric vortex tubes
大多数关于多尺度涡旋运动的研究采用二维几何学，使用各种观测和数值资料。这种方法限制了对涡旋动力学物理过程本质的理解。在这里，我们开发了一种新的方法来从涡流管的边界面提取重要信息。利用三维高分辨率磁对流MURaM数值资料分析了光球粒间速度涡。基于流体元素的平流，采用拉格朗日平均涡度偏差（LAVD）技术确定涡结构的中心及其边界面。这些表面被映射到一个构造的包络网格，允许研究的关键等离子体参数的空间和时间的函数。有助于理解等离子体动力学的参数，例如洛伦兹力、压力、等离子体- $β$也被确定。我们的研究结果表明，虽然密度和压力具有相当全球性的行为，但其他物理量会发生局部变化，其大小和方向在空间和时间中发生变化。在表面处，水平方向上的混合效率不高，导致出现具有较高/较低温度的局部区域。此外，分析的MHD坡印廷通量证实，大部分的能量是在水平方向上。我们的研究结果还表明，压力和磁力，驱动等离子体的动态涡旋表面是不平衡的，因此，旋涡不旋转作为一个刚体。
2022-02-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Lorentz Force Evolution Reveals the Energy Buildup Processes during Recurrent Eruptive Solar Flares
太阳日冕中的能量释放和积累过程具有重要意义，特别是对于大的经常性耀斑的情况，这对导致偶发性能量释放过程的条件提出了具有挑战性的问题。目前尚不清楚这些事件的发生是由于自由磁能持续供应给日冕，还是因为在一次主要的耀斑事件中，并非所有可用的自由磁能都被释放出来。为了解决这个问题，我们报告的光球磁场的演变和相关的净洛伦兹力的变化在AR 11261和11283，其中每一个引起了经常爆发的M-和X-级耀斑。我们的研究表明，在每次耀斑期间的突然向下变化之后，净洛伦兹力在连续的耀斑之间增加了（2-5）× 10^22达因。这种明显的净洛伦兹力的重建是太阳活动区（AR）非位势参数演化中发现的第一个观测证据，它表明新的能量被供给到AR以产生周期性的大耀斑。极性反转线附近相反极性的移动磁特征的连续剪切运动的观测进一步证实了AR的磁自由能的重建。在这项研究中报告的净洛伦兹力变化的演化模式具有重要的意义，特别是，预测经常性的大爆发耀斑从同一AR，因此相关的CME之间的相互作用的机会。
2019-10-29 astro-ph.SR
The Mechanism of Magnetic Flux Rope Rotation During Solar Eruption
太阳爆发经常会出现暗条的旋转，这是爆发磁通量绳（MFR）旋转的一种表现。这种MFR的旋转可以通过由背景剪切场分量施加的扭矩（这是外部原因）或MFR的磁扭曲的弛豫（内部原因）引起。对于一个给定的手征爆发场，外部和内部驱动程序导致相同的旋转方向。因此，从直接观测来看，哪种机制对旋转产生主要贡献仍然是难以捉摸的。本文利用全磁流体动力学模拟方法，通过切割束缚的磁重联来研究太阳喷发的磁流体动力学机制。在模拟中，MFR的高度旋转曲线表明，外部剪切场分量的力是旋转的主要贡献者。此外，扭矩分析证实，它也是驱动逆时针旋转的唯一因素。相反，MFR内部的洛伦兹力矩对这种逆时针旋转产生负面影响。
2023-02-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Energy Release and Initiation of Sunquake in C-class Flare
我们对2013年2月17日的C7.0太阳耀斑进行了分析，揭示了由光球中非常紧凑的撞击引起的强烈日震响应（日震）。这是已知最弱的C级耀斑产生的太阳地震事件。为了研究这一事件的可能机制，并了解加速带电粒子和光球电流的作用，我们使用来自三个空间观测站的数据：拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI），太阳动力学天文台（SDO）和地球同步业务环境卫星（GOES）。我们发现，光球耀斑的影响并不空间对应于最强的HXR发射源，但这两个事件是相同的能量释放的一部分。我们的分析揭示了耀斑能量释放与电流的快速增加的密切联系，并表明，太阳地震的启动是不太可能解释的高能电子的影响，但可能与快速的电流耗散或局部脉冲洛伦兹力。
2014-09-10 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Magnetic Field and Electric Currents during the X1.6 Flare in Active Region NOAA 12192
本研究利用SDO/HMI高分辨率矢量磁图，分析NOAA 12192活动区2014年X1.6级耀斑的光球磁场与电流演化，揭示了磁通量浮现对消、电流峰值及极性净电流同号触发重联的耀斑驱动机制。
2025-03-22 astro-ph.SR
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
Study of magnetic field topology of active region 12192 using an extrapolated non-force-free magnetic field
太阳活动区（AR）12192是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的区域之一，产生了许多X级耀斑;最具能量的是2014年10月24日21：10 UT的X3.1耀斑。通常认为，这类事件是由日冕磁场中的磁重联触发的。在这里，我们使用的矢量磁图从太阳光球，从太阳光球磁成像仪（HMI）获得的调查磁场拓扑结构之前的X3.1事件，并确定可能导致耀斑的条件。为了推断日冕磁场，一种新的非无力场（NFFF）的光球场的外推技术，它适当地模仿洛伦兹力存在于光球等离子体。我们还强调存在的磁零点和准分界线层（QSL）的磁场拓扑结构，这是首选的网站磁重联，并讨论可能的重联方案。
2018-04-12 astro-ph.SR
A comparison of preprocessing methods for solar force-free magnetic field extrapolation
将太阳光球矢量磁图外推到色球层和日冕的三维磁场，通常是在磁场无力的假设下进行的。通过对光球磁图进行预处理，可以提高磁场计算的精度。我们比较了目前使用的两种预处理方法，即Wiegelmann等人（2006）和Fuhrmann等人（2007）的方法。这两种预处理方法被应用到最近观察到的矢量磁图。我们研究了两种预处理算法对磁图的影响。此外，原始磁图和两个预处理的磁图分别作为输入数据的非线性无力场外推通过两种不同的方法，我们分析所产生的领域。这两种预处理方法设法显着减少的磁力和磁转矩，通过磁记录区的作用，并可能导致不兼容的假设力自由的解决方案域。这两种方法还减少了观测到的光球场中的小尺度不规则性的数量，这些不规则性会使解决方案的质量急剧恶化。对于所选的参数集，Wiegelmann等人的方法导致强场区域发生更大的变化，而弱场区域几乎没有变化，因此提供了色球层中磁场矢量的近似值，而Fuhrmann等人的方法微弱地改变了整个磁图，从而更好地保留了原始磁图中存在的模式。这两种预处理方法都将外推场的磁能含量提高到对应于势场的最小能量以上的值。此外，从预处理的磁图计算的磁场满足螺线管条件比未经预处理的计算。
2010-10-28 astro-ph.SR
Small-scale dynamo simulations: Magnetic field amplification in exploding granules and the role of deep and shallow recirculation
我们分析了最近的高分辨率光球小尺度发电机模拟计算的MURaM辐射MHD代码。我们专注于新形成的下行通道爆炸颗粒的分析，因为它们显示了如何在光球弱磁化区域（颗粒中心）演变成强磁化区域（下行通道）。我们发现，新形成的下流通道最初表现出主要是一个层流收敛流，放大垂直磁场嵌入在颗粒从几个10 G的场强超过800 G。这导致延伸的磁片具有与颗粒尺度相当的长度。湍流剪切的场放大首先发生在光球层可见光层之下几百公里处。浅层再循环将产生的湍流场在几分钟内输送到光球层，之后新形成的下行通道显示出强磁性片和湍流场分量的混合。我们特别强调的作用，浅，深再循环的组织和强度的磁场在光球和讨论的光球和亚光球能量转换与小尺度发电机过程。虽然通过洛伦兹力的能量转换仅微弱地依赖于饱和场强（因此深或浅再循环），但它强烈地依赖于磁普朗特数。我们讨论了这些发现的潜力，通过高分辨率观测进一步限制小规模发电机模型。
2018-05-22 astro-ph.SR
Recipe for inferring sub-surface solar magnetism via local mode-coupling using Slepian basis functions
地表下气流、声速和磁场的直接地震成像对于预测太阳表面通量管的出现至关重要，而通量管是空间天气的一个重要组成部分。日震模式振幅互相关对$p$和$f$模式振荡的敏感性使得能够正式反演这种次光球扰动。众所周知，这样的问题是以积分方程的形式写的，该积分方程通过“灵敏度核”将扰动与观测联系起来。虽然灵敏度内核的流量和声速已经知道了几十年，并已被广泛使用，制定内核的一般磁扰动一直难以捉摸。最近的一项研究提出了相应的全球磁场的一般几何洛伦兹应力的灵敏度内核。本研究致力于提出内核推断洛伦兹应力以及螺线管磁场在太阳上的局部补丁通过笛卡尔模式耦合。此外，第一次在太阳物理学中，Slepian函数的参数化扰动的水平维度。这表明，在反问题中的数据约束的数量增加，这意味着推断参数的精度增加。这为可靠地成像次表面太阳磁特征铺平了道路，例如，超颗粒、太阳黑子和（新兴）活动区。
2022-09-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Study on Precursor Activity of the X1.6 Flare in the Great AR 12192 with SDO, IRIS, and Hinode
虽然色球增亮被认为是耀斑的前兆现象，但它的物理性质及其对太阳耀斑爆发的贡献仍不清楚。许多研究表明，光球磁场的变化会引起大尺度日冕结构的不稳定。我们的目标是了解如何一个小的光球变化有助于耀斑，并揭示如何在前体阶段的中间色球行为。利用界面区成像光谱仪（IRIS）和日出/极紫外成像光谱仪（EIS）数据分析了2014年10月22日AR 12192中X1.6耀斑的前兆增亮。我们研究了一个具有强前体增亮的局部喷流，并比较了IRIS的C Ⅱ，Mg Ⅱ k，Si Ⅳ谱线和Hinode/EIS的He Ⅱ，Fe XII，Fe XV谱线的强度、多普勒速度和谱线宽度。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁成像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）分析了光球磁场和色球/日冕结构。我们发现了一个显着的蓝移（~ 100 km/s），这是有关的强前体增亮的特征磁场结构，蓝移在所有的温度下观察。这可能表明流动是由洛伦兹力加速的。此外，连接耀斑带足点的大规模日冕环在前体变亮并伴随蓝移之后就不稳定了。这表明在色球低层局部发生了磁重联，并触发了日冕中X1.6耀斑的磁重联。
2017-04-18 astro-ph.SR
A Method for Data-Driven Simulations of Evolving Solar Active Regions
我们提出了一种方法，用于执行数据驱动的模拟太阳活动区的形成和演变。该方法是基于磁摩擦，它演变的感应方程假设等离子体速度是成比例的洛伦兹力。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）的光球磁图时间序列模拟活动区日冕场。在某些条件下，数据驱动的模拟会产生通量绳，由于失去平衡，这些通量绳会从建模的活动区域中弹出。随着磁绳的喷射，我们发现在极性反转线附近的光球水平场增强。我们还提出了一种方法，用于模拟冠状图像的合成的基础上计算的代理发射率从模型中的电流密度分布。这种方法产生的模拟日冕图像有点让人想起SDO的大气成像组件（AIA）等仪器在极紫外波长下拍摄的活动区域的图像。
2012-08-14 astro-ph.SR physics.comp-ph
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
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
Magneto-static modelling of the mixed plasma Beta solar atmosphere based on SUNRISE/IMaX data
我们的目标是建立太阳上层大气的三维磁场结构模型，包括不可忽略的等离子体β区域。我们使用高分辨率的光球磁场测量从日出/IMaX作为边界条件的静磁磁场模型。IMaX的高分辨率使我们能够解析光球和日冕之间的界面区域，但由于以下原因，对该区域进行建模具有挑战性。虽然日冕磁场被认为是无力的（洛伦兹力消失），但在光球层和低色球层的混合等离子体$β$环境中并非如此。在我们的模型中，压力梯度和重力自洽考虑和补偿非零洛伦兹力。在一定高度（约2 μ m）以上，非磁力变得非常弱，因此磁场变得几乎无力。在这里，我们应用线性的方法，其中的电流密度由场线平行电流和电流垂直于太阳的重力场的叠加。我们说明了这种方法的前景和局限性，并展望了一个非线性模型的扩展。
2015-11-17 astro-ph.SR
A Statistical Study of the Magnetic Imprints of X-Class Solar Flares
磁印是日冕中耀斑反馈的光球磁场的快速不可逆演化，已被许多研究所证实。这些研究表明，水平场将永久增加极性反转线（PIL）后爆发，这表明一个更水平的光球磁场的几何形状的产生。在这项研究中，我们分析了太阳动力学天文台（SDO）发射以来的20个X级耀斑在15个活动区（AR）的日射角不大于45度。我们在16个耀斑中观测到了清晰的磁印，其中4个耀斑是例外。水平场的印记区域不仅位于PIL，而且位于具有强垂直场的黑子半影。利用观测到的相应日冕物质抛射（CME）的质量和速度，我们发现动量较大的CME对应着较强的磁印记。此外，还发现CME动量与洛伦兹力的变化量之间存在线性关系，Kendall Tau-b系数为0.54。在此基础上，我们将后反应时间量化为约70 s，90%置信区间为约50 s至90 s。
2019-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of the Formation of Solar Chromospheric Jets with Twisted Magnetic Field Lines
本文对具有扭曲磁场线的色球喷流进行了三维数值模拟。光球辐射转移和状态方程的详细处理，使我们能够模拟现实的热对流附近的太阳表面，激发各种MHD波，并产生色球喷流的模拟。在强磁场浓度以上形成一个高的色球喷流，其最大高度为10- 11 μ m，寿命为8- 10 min。磁场线在色球层中强烈纠缠，这有助于色球层喷流被洛伦兹力驱动。射流的振荡运动是其产生机制的自然结果。我们还发现，产生的色球喷流形成一个具有较细的股直径为几个毫米的集群。这些结果暗示了模拟的喷流和太阳针状体之间的密切关系。
2017-09-05 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
A Statistical Study on Force-Freeness of Solar Magnetic Fields in the Photosphere
太阳磁场在日冕中是无力的，这是一个不争的事实，无力场意味着电流和磁场是平行的，场中不存在洛伦兹力。而光球磁场的无力范围仍然是开放的。本文给出了有关的统计结果。利用怀柔太阳观测站（HSOS）太阳磁场望远镜（SMFT）观测到的Stokes谱，推导并标定了矢量磁图（即日心坐标系下的$B_{x}$、$B_{y}$和$B_{z}$）。我们对925幅磁图进行了研究和标定，并采用两组标定系数进行了标定。这两组标定系数反映了磁场与斯托克斯谱强度之间的关系，可以从理论上或经验上计算。统计结果表明，大部分活动区磁场不符合无力模型。
2012-06-28 astro-ph.SR
Influence of Solar Polar Magnetic Fields on the Propagation of Coronal Mass Ejection
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳））；Peking University（北京大学）
本研究通过数值模拟揭示极区磁场变化对CME传播的影响，发现增强磁场可减缓CME传播速度并减小其体积，同时在远距离处产生强约束效应。
2026-03-05 astro-ph.SR
Remote Sensing of Coronal Forces During a Solar Prominence Eruption
我们提出了一种新的方法-开普勒光学动力学分析（KODA）-在太阳日冕中的致密，凉爽的物质的动力学分析。该技术涉及自适应时空跟踪的传播强度梯度和它们的表征的时间演变的开普勒地区扫出的移动等离子体斑点的位置矢量。引力引起的纯弹道运动符合开普勒第二定律，而非中心力，如洛伦兹力引入非零扭矩，导致更复杂的运动。KODA算法能够从面加速度的图像平面投影直接评估净扭矩密度的视线分量。该方法被应用到2011年6月7日的日珥爆发，由太阳动力学天文台的大气成像组件观察。所获得的结果包括定量估计的磁力，场强，和斑点的质量和能量在一个巨大的区域的影响后重联重新分配的突出材料。磁压力和能量是强烈的主导在早期，上升阶段的喷发，而动态压力和动能成为显着的贡献者在随后的下降阶段。测量的日珥斑点的强度特性与典型的活动区日珥一致;测量的广泛特性与整个爆发前日珥和2011年6月7日爆发后的日冕物质抛射进行了比较，所有这些都是由其他研究人员和技术得出的。我们认为，KODA提供了宝贵的信息，通过替代手段，不容易获得的喷发的特征，从而揭示了他们的环境和演变。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magneto-static modelling from SUNRISE/IMaX: Application to an active region observed with SUNRISE II
静磁模型可以克服无力磁场外推所面临的一些问题。到目前为止，它们的使用有限，并且在应用于安静的Sun数据时遇到了问题。在这里，我们提出了对活动区域的第一应用。2013年6月，\sunrise{}球载太阳观测站利用IMaX偏振仪采集的太阳矢量磁场数据，作为活动区上方太阳大气层静磁模型的边界条件。IMaX数据嵌入到SDO/HMI观测的活动区矢量磁图中。这项工作继续我们的静磁外推方法，它已被应用于较早的（{ \it论文I}），以一个安静的太阳区域观察与\sunrise{} I。在一个活跃的区域中，在测量的斯托克斯参数的信号噪声比是相当高的比在安静的太阳，因此，水平光球磁场的IMaX测量允许我们指定的自由参数的模型在一个特殊的类的线性静磁平衡。IMAX的高空间分辨率（110-130公里，像素大小40公里）使我们能够通过大约50个网格点垂直模拟光球层和中色球层之间的非无力层。在我们的方法中，我们可以结合光球和色球的混合β层的某些方面，例如，考虑到有限的洛伦兹力，这在过去用较低分辨率的光球测量是不可能的。然而，线性模型不允许对像强局部化电流这样的固有非线性结构进行建模。
2017-01-11 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic modeling of AR11768 based on a SUNRISE/IMaX vector magnetogram
上下文高分辨率的磁场测量通常只在太阳光球层中进行。像色球层和日冕这样的高层可以通过向上外推光球层的磁场来模拟。在日冕中，等离子体力可以忽略，洛伦兹力消失。在上层光球层和色球层中，磁性和非磁力是同等重要的。解决这个问题的一种方法是用磁流体静力学（MHS）模型自洽地计算等离子体和磁场。目标。我们的目标是推导出磁场，等离子体的压力和密度的AR 11768通过应用新开发的外推技术的日出/IMaX数据。方法.采用优化方法对MHS进行建模。初始条件由非线性无力场（NLFFF）和重力层结大气组成。结果在非无力层，这是空间上解决了新的代码，洛伦兹力有效地平衡的气体压力梯度力和重力。在强场区，气压和密度都是亏损的，这与观测结果是一致的。然而，在有源区边缘的某些部分也观察到更致密的等离子体。在色球层中，纤维状等离子体结构很好地跟踪磁场。在日出/SuFI 3000 { $Å$ }图像中的亮点通常伴随着等离子体压力和电流浓度。此外，MHS场线与所选色球纤维之间夹角的平均值为$11.8^\circ$，小于由NLFFF模型（$15.7^\circ$）和线性MHS模型（$20.9^\circ$）计算的结果。这表明，MHS解决方案提供了一个更好的代表性的磁场在色球层。
2020-05-28 astro-ph.SR
I. Jet Formation and Evolution due to 3D Magnetic Reconnection
利用模拟数据驱动的太阳大气三维电阻MHD模拟，我们表明，磁重联可以负责形成的射流与特征的II型针状体。为此，我们使用C7平衡大气模型对光球-日冕区域进行了数值模拟。初始磁位形是一个三维位磁场，从模拟太阳静止时的光球磁对流模型的动态模拟中外推到日冕区。在这种情况下，我们考虑$12.56 ~Ω~{\rm m}$的磁电阻率的均匀和恒定值。我们发现喷流的形成依赖于洛伦兹力，它有助于加速等离子体向上。通过分析急流动力学的各种性质，发现急流结构在高涡度区附近存在多普勒频移。形态、向上速度（覆盖范围高达100 $\rm km$ $\rm s^{-1}$）和结构寿命（大于100 ${\rm s}$）与II型骨针的预期相似。
2018-02-27 astro-ph.SR
The force-freeness of the solar photosphere: Revisit with new approach and large datasets
本文提出通过降低空间分辨率抑制磁图噪声以判断光球磁场无力性的方法，并基于 HMI/SDO 与 SP/Hinode 大数据集证实光球磁场远非无力。
2023-09-27 astro-ph.SR
Data-Constrained Magnetohydrodynamics Simulation of a Confined X-class Flare in NOAA Active Region 11166
通过数据约束的MHD模拟，研究NOAA 11166中受限X级耀斑起源，发现3D磁零点与QSLs处的重联驱动耀斑前活动及耀斑带形成，且无磁通量绳与锚定脊线解释其受限性，并揭示开放脊线零点重联触发远处喷流。
2025-01-19 astro-ph.SR
