磁震学是一种基于磁流体力学（MHD）波观测的磁场诊断技术，已被广泛用于估算日冕振荡结构的场强。然而，以前的磁震学主要应用于偶尔发生的振荡事件，仅提供沿振荡结构的平均场强或场强的一维分布的估计。如果我们将磁震学应用于日冕多道偏振仪（CoMP）发现的普遍传播的横向MHD波，则可以消除这种限制。使用几个CoMP观测的Fe xiii 1074.7 nm和1079.8 nm谱线，我们得到了地图的等离子体密度和波相速度的日冕，这使我们能够映射的强度和方向的日冕磁场在天空的平面。我们还研究了电子密度和磁场强度的分布，并比较了它们在平静太阳和活动区随高度的变化。这种测量可以提供关键信息，以促进我们对太阳磁性和整个太阳大气层的磁耦合的理解。
英文摘要：
Magnetoseismology, a technique of magnetic field diagnostics based on observations of magnetohydrodynamic (MHD) waves, has been widely used to estimate the field strengths of oscillating structures in the solar corona. However, previously magnetoseismology was mostly applied to occasionally occurring oscillation events, providing an estimate of only the average field strength or one-dimensional distribution of field strength along an oscillating structure. This restriction could be eliminated if we apply magnetoseismology to the pervasive propagating transverse MHD waves discovered with the Coronal Multi-channel Polarimeter (CoMP). Using several CoMP observations of the Fe xiii 1074.7 nm and 1079.8 nm spectral lines, we obtained maps of the plasma density and wave phase speed in the corona, which allow us to map both the strength and direction of the coronal magnetic field in the plane of sky. We also examined distributions of the electron density and magnetic field strength, and compared their variations with height in the quiet Sun and active regions. Such measurements could provide critical information to advance our understanding of the Sun's magnetism and the magnetic coupling of the whole solar atmosphere.
Slip-Back Mapping as a Tracker of Topological Changes in Evolving Magnetic Configurations
日冕磁场的拓扑结构对日冕的性质产生了强烈的影响，并可能对缓慢太阳风的起源产生影响。为了加深我们对这种影响的理解，我们重新审视了所谓的回滑映射（Titov et al. 2009）的概念，并将其用于确定在给定时间间隔内由磁重联在日冕中形成的开放、闭合和断开的通量系统。所开发的方法使我们，特别是通过所谓的交换重联的细节前所未有的水平来描述开放和封闭的磁通区域之间的磁通量转移。我们说明了应用这种方法来分析全球的日冕MHD演化的光球等离子体的理想化的差分旋转驱动。
Three-dimensional mapping of coronal magnetic field and plasma parameters in a solar flare
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Center For Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院太阳-地球关系研究中心）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）
Investigating the Relationship Between Physical Properties and Spatial Irregularities at Coronal Hole Boundaries
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Predictive Science Inc.（预测科学公司）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Graz（格拉茨大学）；Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）
日冕位场解是一种重要的建模工具，在最小能量估算、日冕磁场建模和经验太阳风解等方面有着广泛的应用。考虑到PF的受欢迎程度，理解在计算PF时所做的选择如何影响解决方案的关键属性是很重要的。在这里，我们研究PF解决方案的全球日冕磁场2012年6月13日，计算与我们的高性能有限差分代码POT3D。解决方案进行了分析，他们的全球性和当地周围的NOAA AR 11504，使用净开放通量，开放领域的边界，总磁能，和磁结构作为指标。我们探讨PF解决方案如何取决于1）数据源，类型和处理的内边界条件，2）选择的外边界条件的高度和类型，和3）的数值分辨率和空间尺度的信息在较低的边界。我们讨论了各种定性和定量的差异，自然产生的使用不同的地图作为输入，并说明如何冠状形态和开放的流量最强烈地依赖于外边界条件。我们还展示了如何大规模的形态和开放的磁通量是显着不敏感的模型分辨率，而表面映射和嵌入的磁性复杂性变化很大。这为PF在日冕和太阳风建模中的过去、当前和未来应用建立了重要的背景。
Observations of high and low Fe charge states in individual solar wind streams with coronal-hole origin
起源于冕洞的太阳风比较容易理解，其特点是与所谓的慢速太阳风相比，密度和平均电荷状态较低。除波扰动外，冕洞太阳风的平均性质是大致恒定的。在这个案例研究中，我们专注于观测的太阳风离子成分谱仪（SWICS）的高级成分探测器（ACE）的单个流的冕洞太阳风，说明虽然O和C的电荷状态是低的冕洞风，铁电荷分布是更多变的。特别是，\markmeold{we illustrate that the Fe charge states in coronal-hole solar wind are frequently as high as in slow solar wind. We selected individual coronal-hole solar wind}流基于它们的碰撞年龄以及它们各自的O和C电荷态，并分析了它们的Fe电荷态分布。此外，结合简单的弹道反映射和势场源表面模型，高和低Fe电荷状态的流之间的转换被映射回光球。2004年和2006年的相对频率高，低铁电荷态流进行了比较。我们发现了几个其他典型的冕洞流，包括铁的电荷状态或高或低，在缓慢的太阳风。在2006年的八个这样的过渡被映射回赤道冕洞，要么是孤立的或连接到北冕洞。到目前为止，识别与过渡相关的冠状结构的尝试还没有定论。
A Non-Spherical Model for the Solar Coronal Magnetic Field
School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；Center for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系等离子体天体物理学中心）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；University of Newcastle Australia（澳大利亚纽卡斯尔大学）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）
Quantifying the Anisotropy and Solar Cycle Dependence of "$1/f$" Solar Wind Fluctuations Observed by Ace
演变中的太阳风的功率谱显示了在较高频率的湍流波动的惯性范围和较低频率的“$1/f$“状区域之间的谱断裂的证据。在$\sim 1$ AU的黄道面上，这种破裂大约发生在几个小时的时间尺度上，并在速度和磁场分量的功率谱中观察到。“$1/f$“的能量范围比惯性范围更直接的日冕起源，并携带复杂的太阳日冕磁场结构的签名，并在太阳光球的脚点搅拌。为了量化的标度特性，我们使用通用的统计方法，如广义结构函数和PDF，专注于太阳周期的依赖性和各向异性的背景磁场。我们提出了结构函数分析的磁场和速度场的波动，使用一种新的技术来分解的波动方向平行和垂直于平均本地背景磁场。虽然磁场接近“$1/f$“，我们表明，速度场是“$1/f^α$“与$α\neq1$。对于速度，$α$的值在平行和垂直波动之间变化，并随太阳活动周期变化。$α$也随太阳风速度而变化。我们已经研究了快速、安静的太阳风中的PDF，有趣的是，虽然平行和垂直是不同的，但${\boldmath$ B $}$场和速度都显示出相同的垂直波动PDF，这接近于伽马或逆Gumbel。这些结果指出了日冕中不同的物理过程，以及它们映射到太阳风中的过程。得到的标度指数约束这些过程的模型。
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. III. Comparison between Starspot Mapping, Zeeman Doppler Imaging, and Multiwavelength Variability
Hitotsubashi University（一桥大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学博雅研究高级中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Department of Physics, The Catholic University of America（美利坚天主教大学物理学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan, NINS（日本国立天文台科学部）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理与行星学研究所在）；Department of Physics, American University（美国大学物理学系）
Radio Diagnostics of Particle Acceleration in Solar Flares with SKAO Observations
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University College London（伦敦大学学院）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
