Inferring the magnetic field vector in the quiet Sun. II. Interpreting results from the inversion of Stokes profiles
在以前的论文中，我们认为，斯托克斯配置文件的反演应用于太阳互联网的光谱偏振观测产生不切实际的大值的磁场矢量（$γ$）的倾斜。这是因为斯托克斯$Q$和$U$中的光子噪声被反演码解释为有效信号，这导致横向分量$B_\perp$的高估，从而导致倾角$γ$的高估。然而，我们的研究是基于对线性偏振信号的分析，其特征在于只有不相关的噪声。在本文中，我们进一步发展了这一想法，并研究了斯托克斯$Q$和$U$配置文件，也显示相关噪声的影响。此外，我们将我们的研究扩展到磁场矢量的三个分量，以及磁填充因子$α$。有了这个，我们确认的倾向，高估$γ$反转线性偏振配置文件时，虽然非零，仍然低于噪声水平。我们还建立了高估主要发生在磁场接近垂直的$γ\lesssim 20°$。这表明仅通过分析斯托克斯$I$和$V$不能实现对磁场矢量的倾斜的可靠推断。另外，当反转低于噪声的斯托克斯$Q$和$U$分布时，反转码检索磁场矢量$ϕ$的方位角的随机均匀分布。为了避免这些问题，我们建议只反转斯托克斯轮廓的线性偏振信号是充分高于噪声水平。然而，这种方法也是有偏差的，因为尽管允许从所选斯托克斯分布非常精确地检索磁场矢量，但它仅选择由高度倾斜的磁场产生的分布。
2012-09-21 astro-ph.SR
Milne-Eddington inversions of the He I 10830 Å Stokes profiles: Influence of the Paschen-Back effect
Paschen-Back效应影响He I多重态在10830 μ m处的塞曼子能级，导致这些谱线塞曼分量的强度和位置发生变化。我们说明了这种效果的相关性，使用合成斯托克斯配置文件的He I 10830的多重线，并调查其对极化数据反演的影响。我们反演的特内里费岛红外偏振仪（TIP）在德国真空塔望远镜（VTT）获得的数据。我们比较的反演结果的基础上计算的合成配置文件和没有Paschen-Back效应被包括在内。我们发现，当考虑到不完整的Paschen-Back效应，平均16%的高场强值。我们还表明，这种效果是不是主要原因的面积不对称性所表现出的许多He I 10830斯托克斯V-配置文件。这表明在这些线的形成高度范围内速度和磁场梯度的重要性。
2011-02-04 astro-ph.SR
Inversion of Stokes Profiles with Systematic Effects
通过解释太阳和恒星等离子体的出射非偏振和偏振光谱，得到了等离子体的物理、动力学和磁学性质。这种推断需要选择一组对等离子体中的物理条件特别敏感的谱线和一个合适的太阳/恒星大气参数模型。然后使用非线性反演代码将模型拟合到观测值。然而，系统效应的存在，如附近或混合的谱线，大地吸收或不正确的连续校正等，可以强烈影响结果。我们提出了一个扩展到当前的反转码，可以处理这些影响在一个透明的方式。由此产生的算法是非常简单的，可以应用于任何现有的反相代码，在每次迭代中添加几行代码作为额外的步骤。
2016-04-19 astro-ph.SR
An Open Source, Massively Parallel Code for Non-LTE Synthesis and Inversion of Spectral Lines and Zeeman-induced Stokes Profiles
随着新一代太阳望远镜和仪器的出现，解释色球观测（特别是分光偏振测量）需要新的、合适的诊断工具。本文介绍了一种新的代码，NICOLE，已被设计用于斯托克斯非LTE辐射转移，无论是合成和反演的谱线和塞曼诱导的偏振剖面，跨越了很宽的大气高度范围内，从光球到色球层。该代码促进了许多独特的功能和能力，并从零开始构建，具有强大的并行化方案，使其适用于使用大型超级计算机的大规模数据集上的应用。源代码正在公开发布，其想法是促进其他团体的未来分支，以增强其功能。
2014-08-27 astro-ph.SR
Magnetic field topology of tau Sco. The uniqueness problem of Stokes V ZDI inversions
早期的B型恒星τ Sco展现出异常复杂、相对较弱的表面磁场。它的拓扑结构以前研究了塞曼多普勒成像（ZDI）建模的高分辨率圆偏振（斯托克斯V）的意见。在这里，我们评估的鲁棒性的斯托克斯V ZDI重建的磁场几何形状的头斯科和探索的后果，使用不同的参数化的表面磁地图。我们成功地再现了以前出版的磁场地图的头斯科使用一般的谐波扩展和直接的，基于像素的表示的磁场。这些地图表明，该领域的拓扑结构的τ Sco是由可比的贡献的极向和环向磁组件。同时，我们还发现，现有的斯托克斯V观测可以成功地拟合采用限制谐波展开，无论是忽略环向场完全或连接的径向和水平分量的极向场所需的广泛使用的位场外推技术。这些替代建模方法导致更强和拓扑上更复杂的表面场结构。不同的ZDI选项恢复的场分布有显着差异，产生不可区分的斯托克斯V配置文件，但不同的线性偏振（斯托克斯Q和U）签名。我们的调查强调了著名的问题的非唯一性的斯托克斯V ZDI反演。对于具有类似于τ Sco（相对复杂的场，缓慢旋转）的性质的磁星，磁重建的结果敏感地依赖于所采用的场参数化。斯托克斯Q和U分光偏振观测是打破表面磁场模型简并性的唯一途径。
2015-11-24 astro-ph.SR
Magnetic field diagnostics of prominences with the Mg II k line: 3D Stokes inversions versus traditional methods
本研究探讨 Mg II k 线在太阳日珥磁场诊断中的应用，通过 3D 辐射转移模型对比多种 Stokes 反演方法，证明自洽 3D 反演对确定磁场矢量是必要的，而传统方法在特定条件下也能提供有用信息。
2024-08-01 astro-ph.SR
Magnetic fields in fully convective M-dwarfs: oscillatory dynamos vs bistability
M矮星有两种活动：1）强（千高斯）的几乎轴对称的极向磁场; 2）相当弱的非轴对称磁场，有时包括大量的环向分量。发电机双稳性已被提出作为一种解释。然而，在发电机模型中获得这样的双稳态并不简单。另一方面，太阳磁偶极子在磁场反转时变得横向于旋转轴，而磁场在远离反转时变得较弱。因此，太阳类似于具有第二种活动的恒星。我们认为M矮星可以有磁循环，而具有第二种活动的M矮星可能只是在磁场反转时观测到的恒星。在此模型框架下，可以利用具有第二类活动的M矮星的相对数量来确定近地表恒星对流的参数。
2014-01-08 astro-ph.SR
Sunspot umbra atmosphere from full Stokes inversion
太阳黑子是太阳活动周期的突出表现，为理解其运行提供了关键的限制。此外，了解太阳黑子的内部结构使我们能够深入了解强磁场中的能量传输，从而了解对流区内部的过程，即使在太阳极小期，太阳磁场也会在不同尺度上产生并放大。在本文中，我们提出了一个太阳黑子的分光偏振分析期间观察到的太阳活动周23的下降阶段的结果。通过对THEMIS装置上观测到的几个光谱区的全斯托克斯光谱的反演，我们推断了不同黑子区的温度和磁场强度等物理量与高度的关系。同时使用原子（Fe{ \sc i} 5250.2和5250.6）和高度温度敏感的分子（TiO 7055和MgH 5200）线，使我们能够改进太阳黑子本影的模型。
2010-03-26 astro-ph.SR
Efficient and Automated Inversions of Magnetically-Sensitive Forbidden Coronal Lines: CLEDB -- The Coronal Line Emission DataBase Magnetic Field Inversion Algorithm
我们提出了CLEDB，一个“单点反演”算法推断磁参数使用I，Q，U和V斯托克斯参数的禁磁偶极子线形成的日冕。我们选择感兴趣的线和构造数据库的斯托克斯参数的组合等离子体的热和磁配置。通过利用对称性，这种数据库的大小和复杂性大大降低。使用波长积分的线轮廓，其中每一个可能被分解成几个视线组件，我们搜索最接近的匹配所观察到的斯托克斯参数计算对应于所观察到的区域的伸长率。该方法旨在应用于同时观察到的两条或多条线。该解决方案最初产生的磁取向，热性能，和空间位置的发射等离子体在三维空间。每个观测返回多个可能的解，包括不可约简并，其中通常两个解的集合与两个输入I、Q、U和V测量兼容。在求解散射几何时，该方法避免了Dima & Schad（2020）指出的额外简并。磁场强度是分别从观察到的数据库斯托克斯V数据的简单比率，在热性能和散射几何解决方案已经确定。
2022-04-29 astro-ph.SR
VFISV Inversion Code Documentation for SOLIS/VSM Pipeline Implementation
谱线反演码是用于解释分光偏振数据的工具;一般来说，它们的功能是分析一组观测到的斯托克斯轮廓，并推断形成斯托克斯轮廓的谱线形成区域的物理性质。对于SOLIS/VSM 6302 v管线，反演基于Milne-Eddington模型大气，优化以再现在6301.5和6302.5埃处观察到的Fe I线的斯托克斯轮廓。本文档提供了VFISV（斯托克斯矢量的快速反演）反演代码的SOLIS/VSM混音的详细概述，因为它是在SOLIS/VSM管道环境中实现的。
2017-06-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Multi-line Stokes inversion for prominence magnetic-field diagnostics
本文给出了He Ⅰ 587.6nm（D_3）和1083.0nm谱线在双折射（90度散射）下的Stokes剖面同时反演的实验结果。我们创建了静态散射（B<200 G）情况下的合成斯托克斯轮廓数据集，假设模拟观测的偏振灵敏度的峰值强度保守值为10^-3。在这项工作中，我们专注于误差分析的磁场矢量的推断，通常的假设下，日珥可以被同化为一个有限的光学厚度的板均匀的磁性和热力学性质。我们发现，相对于单线反演的情况，两条线的同时反演显著地减少了磁场矢量的推断上的误差。这些结果提供了一个坚实的理由，目前和未来的仪器的努力与多线能力的观测太阳的双折射和灯丝。
2009-06-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Inversions of synthetic umbral flashes: effects of the scanning time on the inferred atmospheres
使用仪器记录选定波长的窄带图像是太阳观测的常用方法。它们允许通过在每个线位置处用2D图像对斯托克斯轮廓进行采样来扫描谱线，但是需要在谱分辨率和时间节奏之间进行折衷。我们评估的影响，随时间变化的收购不同波长的光谱偏振剖面的反演色球线在阴影闪烁。用MANCHA程序模拟了太阳黑子中非线性波的传播。用NICOLE程序计算了NLTE中Ca Ⅱ 8542 A谱线的合成斯托克斯参数。人工配置文件具有相同的波长覆盖范围和时间的节奏从报告的观测构建和反演。并与原模式进行了比较。推断的大气提供了一个合理的表征的热力学性质的大气在大多数阶段的本影闪光。只有在闪光的早期阶段，当冲击波达到线的形成高度时，斯托克斯轮廓呈现明显的波长偏移和其他虚假变形。这些功能被误解的反演代码，它可以返回不切实际的大气模型从一个很好的拟合斯托克斯配置文件。误导的结果包括闪烁的大气具有强烈的下行流，即使模拟显示在本影闪光期间的上升流，以及磁场强度的大变化。我们的分析验证了反演斯托克斯配置文件通过顺序扫描某些选定的波长的线配置文件，即使在快速变化的事件，如本影闪光的情况下。然而，在闪光的发展阶段的短时间内，反转是不可靠的。
2018-02-14 astro-ph.SR
VFISV: Very Fast Inversion of the Stokes Vector for the Helioseismic and Magnetic Imager
本文详细介绍了一种新的偏振辐射转移方程反演程序（VFISV：Very Fast inversion of the Stokes vector）的实现和主要性质。VFISV将定期分析太阳动力学观测台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的管道数据。它将每隔10分钟提供太阳光球层磁场矢量的全磁盘地图（4096 $\times$ 4096像素）。因此，VFISV经过优化以实现反转速度，使其能够每10分钟反转1600万个像素，并且数量适中（约为1000万像素）。50)的CPU。在这里，我们重点描述了一些重要的细节，简化和调整，使我们能够显着加快反演过程。我们还详细介绍了从分光偏振仪板上的日之出航天器的数据进行测试。
2009-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Inversion of Zeeman polarization for solar magnetic field diagnostics
利用塞曼效应进行磁场诊断的主题目前正在生动地讨论中。有一些可测试的反演代码提供给分光偏振测量界，它们的应用允许更好地了解太阳大气的磁性。在这种情况下，我们提出了一种与新的数字代码相关联的反演技术。反演程序是有前途的，特别是成功的解释斯托克斯轮廓快速和足够精确的方式。在我们的反演中，我们在目标波长周围拟合每个斯托克斯轮廓的一部分，然后确定作为波长的函数的磁场，这相当于得到作为线形成高度的函数的磁场。为了测试新的数值代码的性能，我们采用了“野兔和猎犬”的方法，通过比较一个精确的解决方案（称为输入）的解决方案获得的代码（称为输出）。通过与HAO MERLIN程序计算结果的比较，验证了程序的精度。反演代码已被应用到合成斯托克斯配置文件的Na-D $_{1}$线可在文献中。我们研究了在噪声数据的情况下恢复输入场的限制。作为一个应用，我们应用我们的反演代码的Fe { \sc i} $λ$ 6302.5在洛迦诺IRSOL观测的偏振剖面。
2016-11-26 astro-ph.SR
Full Stokes-vector inversion of the solar Mg II h & k lines
本文利用 HanleRT Tenerife Inversion Code 反演 CLASP2 的 Mg II h & k 全 Stokes 观测，通过纳入非磁性对称性破缺因素拟合轮廓并估计太阳色球层磁场矢量。
2024-09-09 astro-ph.SR
Inclinations of small quiet-Sun magnetic features based on a new geometric approach
据报道，在宁静太阳互联网中，水平磁通量水平很高，这通常是基于斯托克斯剖面反演。本文介绍了一种新的磁元件倾角的推导方法，并用它来反演测试磁场倾角。我们确定一组小，明亮的磁性元素在高空间分辨率的图像采样不同的光球高度获得的日出气球太阳天文台的准确位置。连同对所采用的谱带的地层高度的估计，这些为我们提供了磁性特征的倾斜。我们还计算了磁倾角相同的磁性功能从同时记录的斯托克斯参数反演。我们新的几何方法返回几乎垂直的场（平均倾角约为14度，分布相对较窄，标准差为6度）。与此形成强烈对比的是，传统上使用的反演对于相同的小磁性特征给出几乎水平的场（平均倾角为75 ± 8度），其线性偏振斯托克斯轮廓受到噪声的不利影响。从我们的几何方法得到的几乎垂直的亮磁场特征显然与从反演得到的几乎水平的磁场不相容。这表明，在存在弱斯托克斯信号的情况下，特别是如果斯托克斯Q和U接近或低于噪声水平，则从反演推导出的水平场中的磁通量的量被高估。通过将所提出的方法与反演相结合，我们不仅改善了倾斜度，而且还改善了场强。这项技术使我们能够分析反演无法可靠处理的特征，从而大大扩展了我们研究安静太阳完整磁场的能力。
2014-08-11 astro-ph.SR
Evolution of Stokes V area asymmetry related to a quiet Sun cancelation observed with GRIS/IFU
一个安静的太阳磁通量取消事件在磁盘中心记录使用积分场单元（IFU）安装在GREGOR红外光谱仪（GRIS）。GRIS在光球Si I 10827的谱线上对这一事件进行了采样。取消之前的显着上升线芯强度和激发温度，这是推断斯托克斯反演下的局部热力学平衡（LTE）。相反极性的特征似乎在光球层上方经历了重新连接。我们还发现，相邻的极性之一的极性反转线的边界像素表现出面积不对称性的系统性变化。面积不对称性在线芯强度增强后达到峰值，此后逐渐下降。因此，分析从极性反转线的任一侧记录的斯托克斯轮廓可以潜在地提供关于与磁通量消除相关的重联过程的额外信息。需要在不假设LTE的情况下进行进一步分析，以充分表征该事件。
2020-01-15 astro-ph.SR
Neural translation for Stokes inversion and synthesis
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文提出一种基于神经机器翻译的Stokes剖面反演与合成方法，利用VQ-VAE分词和transformer架构在Stokes剖面与大气模型间进行翻译，加速反演并提供不确定性估计。
2025-07-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stokes Inversion based on Convolutional Neural Networks
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
分光偏振反演是太阳物理学领域中从观测中提取物理信息的常规方法。二维视场的应用通常需要使用具有并行化反演代码的超级计算机。即使在这种情况下，在该过程上花费的计算时间仍然非常大。我们的目标是开发一种新的反演代码的卷积神经网络的应用程序的基础上，可以快速提供一个三维立方体的结晶和磁性的斯托克斯配置文件的二维地图的解释。我们训练两种不同架构的全卷积神经网络。为此，我们使用合成斯托克斯配置文件从两个快照的三维磁流体动力学数值模拟不同结构的太阳大气。我们提供了一个新的反演技术进行了广泛的分析，表明它推断的结晶和磁性与标准反演技术的精度相当。然而，它提供了几个关键的改进：我们的方法快了大约一百万倍，它返回了感兴趣区域的几何高度的物理特性的三维视图，它提供了无法以其他方式获得的数量（压力和威尔逊凹陷），并且推断的属性免费从仪器点扩散函数的模糊效应中净化。代码在特定的存储库中免费提供，并提供培训和评估选项。
2019-05-23 astro-ph.SR cs.CV
The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Vector Magnetic Field Pipeline: Optimization of the Spectral Line Inversion Code
斯托克斯矢量的快速反演（VFISV）是一个Milne-Eddington谱线反演程序，用于通过太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）对6173 A Fe I谱线上的斯托克斯矢量的观测来确定太阳光球层的磁性和热力学参数。我们报告了对原始VFISV反演代码的修改，以优化其在HMI数据管道中的操作，并在活动区域提供最平滑的解决方案。这些变化要么加快了计算速度，要么降低了算法无法收敛到满意解的频率。此外，这里报告了在原始VFISV版本中检测到并修复的编码错误。
2014-03-14 astro-ph.SR
Improvement of the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Vector Magnetic Field Inversion Code
自2010年5月以来，一个谱线反演代码，非常快速反演的斯托克斯矢量（VFISV），已被用来推断太阳大气参数的分光偏振观测太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）。在当前版本的VFISV中，磁性填充因子（具有被磁场占据的分辨率元素的表面的分数）被设置为具有恒定值1。本报告描述了一种改进的反演策略，用于在空间上未完全分辨的区域中使用HMI观察到的中间值磁场强度的分光偏振数据。VFISV反演代码已被修改，使反演的斯托克斯配置文件与两个不同的组件：一个磁性和非磁性。在该方案中，除了磁场强度、倾角和方位角之外，两个分量共享大气分量。为了确定新策略是否有用，我们使用贝叶斯分析评估用一个磁分量（HMI反演的原始版本）和用两个分量（改进版本）反演的推断参数。在具有中间磁场强度的像素（例如，谱段）中，新版本提供填充分数和磁场向量的统计显著值。不仅改善了Stokes剖面的拟合，而且唯一地获得了磁参数和视线速度的推断。新的策略也被证明是有效的，以减轻异常的半球偏置在东-西磁场分量在中等场区。
2021-11-02 astro-ph.SR
Combining magneto-hydrostatic constraints with Stokes profile inversions. II. Application to Hinode/SP observations
应用于偏振光的辐射转移方程的反演技术能够从斯托克斯矢量（即，分光偏振观测）。推理通常在$(x,y,τ_c)$域中执行，其中$τ_c$是指光学深度尺度。一般来说，由于缺乏对气体压力的可靠估计，特别是在太阳表面具有强磁场的区域中，在$(x,y,z)$体积中确定它们是不可能的。我们的目标是开发一种新的反演代码，能够可靠地推断$(x,y,z)$域中的物理参数。我们结合，在一个自洽的方式，逆求解器的辐射转移方程（Firtez-DZ）与求解器的磁流体静力学（MHS）平衡，推导出现实的气体压力值，考虑到磁压力和张力。我们测试的正确行为的新开发的代码与spectropolarimetric观测两个太阳黑子的spectropolarimeter（SP）仪器板上的日出号航天器，我们展示了如何推断的物理参数在$(x,y,z)$域，与威尔逊凹陷的太阳黑子所产生的自然后果的力量平衡。特别是，我们的方法显着改善了以前的决定是基于半经验模型。我们的研究结果打开了大门的可能性，计算可靠的电流在三维空间，${\bf j}(x,y,z)$，在太阳光球。进一步的一致性检查将包括与最近提出的实现类似目标的其他方法进行比较。
2021-01-12 astro-ph.SR
Spectropolarimetric analysis of an active region filament. I. Magnetic and dynamical properties from single component inversions
通过解释合适的色球谱线中的汉勒效应和塞曼效应，如He I在10830 A处的多重态，可以确定太阳暗条中的磁场矢量。研究了活动区暗条（NOAA 12087）的矢量磁场.该活动区的光谱偏振数据是用GRIS仪器在GREGOR望远镜上获得的，并同时在色球层中与He I 10830 A多重峰和光球层中与Si I 10827 A线进行了研究。与以往的研究一样，本文仅采用单组分模型来推断磁丝的磁性质。这些结果在太阳动态观测图像的帮助下被放入太阳背景中。一些结果清楚地指出，必须进行更复杂的反演。首先，He I的斯托克斯$V$图没有显示出任何明显的暗条存在的特征。其次，局部方位角图遵循与斯托克斯$V$相同的模式，就好像斯托克斯$V$的极性即使在具有相似的线性极化信号的情况下也将推断调节到非常不同的磁场。该指示表明，斯托克斯$V$可以由来自有源区的下方磁场主导，而不是来自灯丝本身。这些和更多的证据将深入分析，并将在本系列的第二部分尝试更复杂的反演。
2019-04-21 astro-ph.SR
Multiple Stokes I inversions to infer magnetic fields in the spectral range around Cr I 5782 Å
在5780.9、5781.1、5781.7、5783.0和5783.8 μ m处的磁敏感Cr I线周围，包含在太阳光球层中形成的夫琅和费线的光谱窗口，Landé g因子在1.6和2.5之间，进行了探索。我们的目标是同时分析15条谱线，其中包括Cr I，Cu I，Fe I，Mn I和Si I线，没有旋光法推断的热力学和磁性的强磁化等离子体使用反演代码。这项研究是基于真空塔望远镜（VTT，特内里费岛）的一个新装置，其中包括在Cr I 5781.75 λ线附近波长范围内的快速光谱扫描。来自彩虹码的增强型网络仿真的快照385用于合成所有线路，这些线路又与SIR同时反转以建立最佳反转策略。然后将该策略应用于2018年9月30日属于NOAA 12723的太阳黑子的VTT观测，并将结果与日震和磁成像仪（HMI）获得的全圆盘矢量场数据进行比较。15个同时反转的强度分布（斯托克斯I）与模拟相比，提供了准确的温度和多普勒速度。当磁场沿着视线（LOS）定向时，导出的磁场和倾角是最准确的，而当磁场横向于LOS时，导出的磁场和倾角不太准确。一般来说，结果似乎类似于HMI矢量场数据，尽管存在一些差异。分析的光谱范围有可能提供热，动态和磁信息在太阳上的强磁化功能，如孔隙和太阳黑子，即使没有偏振。最高灵敏度的线被发现在较低的光球，平均约$\log τ= -1$。多线反转在整个视场内提供平滑的结果。
2021-07-23 astro-ph.SR
Chromospheric and photospheric properties of sunspots as inferred from Stokes inversions under magneto-hydrostatic and non-local-thermodynamic equilibrium
Institut für Sonnenphysik（太阳物理研究所）；Institute for Solar Physics, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文 Leibniz 研究所）；ETH Zürich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（意大利瑞士大学信息学院阿尔多和塞莱达科太阳研究所以及研究所）
研究通过高分辨率光谱偏振数据和FIRTEZ反演代码，揭示了日珥光球和色球中热、磁和运动性质，发现光球Evershed流反转为内流，色球中观测到超音速上升流和冲击前缘特征。
2026-03-11 astro-ph.SR
Machine learning initialization to accelerate Stokes profile inversions
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙国家研究委员会））；Univ Coimbra（科英布拉大学）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics（大气与空间物理实验室）；National Solar Observatory（国家太阳天文台）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Univ. de La Laguna（拉古纳大学）
在这项工作中，我们讨论了卷积神经网络（CNN）作为一种工具，以有利地初始化斯托克斯轮廓反演的应用。为了证明CNN的有用性，我们在本文中集中在LTE斯托克斯轮廓的反演。我们使用的观测与分光偏振仪船上的Hinode航天器作为测试基准。首先，我们仔细分析的数据与SIR反演代码使用一个给定的初始大气模型。该代码提供了一套重现观测结果的大气模型。然后，这些模型用于训练CNN。之后，再次用SIR反演相同的数据，但是使用训练的CNN来提供SIR的初始猜测大气模型。CNN使我们能够在用于计算初始猜测模型大气时显着减少反演周期的数量，将LTE反演的计算时间减少了2到4倍。单独的CNN比辅助反演快得多，但后者更鲁棒和准确。机器学习技术的优点和局限性，估计最佳的初始大气模型的谱线反演进行了讨论。最后，我们描述了SIR和DeSIRe代码的Python包装器，它允许轻松设置并行反演。辅助反演可以加快反演过程，但反演结果的效率和精度强烈依赖于太阳场景和用于CNN训练的数据。这种方法（辅助反演）将不需要极其小心地分析单个事件，但将为太阳科学家提供更好的机会来采样大量的反演数据，这无疑将扩大物理发现空间。
2021-03-16 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Bayesian Stokes inversion with Normalizing flows
斯托克斯反演技术是获得太阳和恒星大气热力学和磁学性质信息的非常有效的方法。近年来，已经开发出非常复杂的反演代码，现在通常应用于光谱偏振观测。这些反问题的代码大多是为了寻找非线性反问题的最优解而设计的。然而，为了获得潜在的多模态情况（模糊性）的位置，退化，以及从反演推断的每个参数的不确定性，诸如马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的算法，需要评估模型的可能性数千次，并且计算成本很高。变分方法是蒙特卡罗方法的一种快速替代方法，它通过参数化分布来近似后验分布。在这项研究中，我们引入了一个高度灵活的变分推理方法来执行快速贝叶斯推断，称为规范化流。规范化流是一组可逆的、可微的和参数化的变换，它们将简单分布转换为任何其他复杂分布的近似值。如果转换以观测为条件，则可以训练归一化流以返回任何观测的贝叶斯后验概率估计。我们说明了使用一个简单的米尔恩-爱丁顿模型和一个复杂的非LTE反演的方法的能力。然而，该方法是非常通用的，并且可以应用其他更复杂的正演模型。对于给定的先验参数空间，训练过程只需要执行一次，然后产生的网络可以比现有技术快几个数量级地生成描述后验分布的样本。
2021-12-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fast and Accurate Emulation of the SDO/HMI Stokes Inversion with Uncertainty Quantification
University of Michigan（密歇根大学）；NASA GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）；Stanford University（斯坦福大学）
美国航天局太阳动力学观测台上的日震和磁成像仪对光球磁场进行估计，这是许多空间天气建模和预报系统的关键输入。HMI及其分析管道产生的磁图产品是每像素优化的结果，该优化估计太阳大气参数并最大限度地减少合成和观察到的斯托克斯矢量之间的不一致。在本文中，我们介绍了一种基于深度学习的方法，该方法可以模拟现有的HMI管道结果，比当前的管道算法快两个数量级。我们的系统是一个在输入Stokes向量及其伴随的基于优化的VFISV反演上训练的U网。我们证明，我们的系统，一旦训练，可以产生高保真度的估计的磁场和运动学和热力学参数，同时也产生有意义的置信区间。我们还表明，尽管只惩罚每像素损失项，我们的系统能够忠实地再现已知的系统振荡，在由管道产生的全磁盘统计。该仿真系统可以作为全斯托克斯反演的初始化或作为超快代理反演。这项工作是密歇根大学NASA太阳物理学驱动科学中心（SOLSTICE）的一部分，在NASA 80NSSC20K0600E的资助下，已经开源。
2021-08-27 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.CV
Inversion of the radiative transfer equation for polarized light
自20世纪70年代初以来，反演技术已成为推断太阳大气的磁性，动力学和热力学性质的最有用的工具。固有的模型依赖性使得有必要制定具体的手段，包括物理在一个适当的定量方式。该物理学的核心在于辐射转移方程（RTE），其中假设大气的性质是已知的，而未知量是四个斯托克斯轮廓。（微分）RTE的解称为正问题或正问题。从观测的观点来看，问题恰恰相反：数据是由观测到的斯托克斯廓线组成的，未知量是太阳的物理量。因此，将RTE倒置是强制性的。实际上，该方程的形式解可以被认为是积分方程。这种积分方程的解称为反问题。反演技术是旨在解决反问题的自动化代码。反演技术的基础是批判性的重新审视，强调明确的许多假设，其中每一个。一个增量的复杂性的程序建议在实践中实施。轮廓的粗略细节或粗略采样轮廓应首先用简单的模型大气再现（例如，用几个随光学深度不变的物理量）。如果对斯托克斯剖面进行了很好的采样，并且合成剖面与观测剖面之间的差异大于噪声，则应使用更复杂的模型（即物理量随深度变化或最终包含一个以上分量的模型）进行反演。利用新的反演技术，考虑到仪器的空间退化，预计也会有显著的改进。
2016-10-31 astro-ph.SR
DeSIRe: Departure coefficient aided Stokes Inversion based on Response functions
未来的地面望远镜，如4米级设施DKIST和EST，将大大提高目前在从近紫外到近红外的广泛波段同时进行多线偏振观测的能力。因此，对快速诊断工具的需求将不断增加，即，反演代码，可以从这些天文台将产生的大量数据中推断出太阳大气的物理特性。随着大孔径的出现，偏振灵敏度的提高，将使人们对观测色球谱线的兴趣增加。因此，相关的反演代码将需要考虑一般非局部热力学平衡（NLTE）条件下的线形成。几个目前可用的代码已经可以做到这一点，但他们有一个共同的实际限制，损害的速度，他们可以反转偏振光谱，即，他们采用所谓的响应函数的数值评估大气参数的变化，这使得他们不太适合非常大的数据量的分析。在这里，我们提出了DeSIRe（偏离系数辅助斯托克斯反演响应函数的基础上），反演代码，集成了著名的反演代码SIR与NLTE辐射转移求解RH。DeSIRe运行时受益于采用在局部热力学平衡中计算的分析响应函数（通过SIR），用固定的偏离系数进行修改，以将NLTE效应纳入色球谱线。本出版物介绍了DeSIRe的工作原理，并描述了其行为、鲁棒性、稳定性和速度。该代码已准备好供太阳能社区使用，并正在公开提供。
2022-02-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Interpretation of HINODE SOT/SP asymmetric Stokes profiles observed in quiet Sun network and internetwork
我们提出的第一个解释的斯托克斯轮廓不对称性测量的FeI 630 nm线的SOT/SP，在安静的太阳互联网（IN）和网络区域。反演是在MISMA假设下进行的，其中未分辨的结构被假定为光学薄。我们分析了一个29.52“x31.70”的子场，仔细选择，以代表在磁盘中心的302“x162”安静的太阳视场的属性。反演代码能够以非常令人满意的方式再现所观察到的不对称性。反转代码将25%的反转轮廓解释为来自正极性和负极性共存的像素。KG场强度被发现在网络和IN的光球的底部;在后者的情况下，KG场和hG场都被混合。当考虑光球层中部的磁性时，大多数kG场都消失了，统计数据主要由hG场控制。我们只限制了4.5%的光球的磁场（当涉及所有像素时，这个百分比降低到1.3%，包括那些没有分析的低偏振）。等离子体的其余部分与对检测到的偏振信号没有贡献的弱场的存在一致。全子场和IN区的平均通量密度高于Milne-Eddington反演结果。发现了SOT/SP极化曲线存在较大的不对称性。这些在安静的太阳数据中是不可忽略的。MISMA反演码以令人满意的方式再现了它们，并提供了磁化IN和网络的统计描述，这部分地不同于并补充了迄今为止所获得的结果。由此可见，对线路轮廓形状进行完整解释的重要性。
2010-10-01 astro-ph.SR
Combining magneto-hydrostatic constraints with Stokes profiles inversions
偏振辐射传输方程的反演代码可用于推断温度$T$、视线速度$v_{\rm los}$和磁场$\rm{\bf B}$作为连续光学深度$τ_{\rm c}$的函数。然而，它们不直接提供气体压力$P_{\rm g}$或密度$ρ$。为了获得这些参数，反演代码依赖于流体静力平衡（HE）的假设，除了状态方程（EOS）。不幸的是，HE的假设在磁场线上是相当不切实际的。这是因为在其他因素中，洛伦兹力的作用被忽略了。这转化为从光学深度$τ_{\rm c}$到几何高度$z$的不准确转换。我们的目标是通过应用磁流体静力学（MHS）平衡，而不是他改善这种转换。我们发展了一种方法来求解MHS平衡下的动量方程（即，考虑到洛伦兹力）在三维中。该方法是基于一个泊松方程的解决方案。以太阳黑子三维磁流体动力学（MHD）模拟得到的气压$P_{\rm g}$和密度$ρ$为基准，比较了HE平衡和MHS平衡的结果。我们发现，HE检索的气体的压力和密度在一个数量级的MHD值只有约47%的域。这在确定$z-τ_{\rm c}$转换时转化为大约$160-200$ km的误差。另一方面，MHS平衡的应用允许在84%的域中在一个数量级内测定$P_{\rm g}$和$ρ$。在后一种情况下，以$30-70$ km的精度获得$z-τ_{\rm c}$转换。
2019-10-30 astro-ph.SR
Diagnostic of stellar magnetic fields with cumulative circular polarisation profiles
有关恒星磁场拓扑结构的信息主要来自高分辨率圆偏振（斯托克斯$V$）观测。由于恒星的斯托克斯$V$剖面通常具有复杂的形貌，因此通常采用复杂的反演技术，如塞曼多普勒成像（ZDI）来解释。在这里，我们进一步开发了一种新的方法的解释圆偏振签名的谱线使用累积斯托克斯$V$配置文件（反导数斯托克斯$V$）。该方法是对ZDI的补充，可用于反演结果的验证或当可用的观测数据不足以进行反演时。基于严格的治疗极化线形成的弱场制度，我们表明，对于快速旋转的恒星，累积斯托克斯$V$配置文件包含有关的空间分辨纵向磁场密度的信息。这些配置文件的旋转调制可以用于一个简单的，定性的恒星磁场拓扑结构的表征。我们应用这种诊断方法的档案观测的弱线金牛座T星V410头和Bp氦强星HD 37776。我们发现，磁场在V410头主要由方位角分量，在协议的ZDI地图，我们从相同的数据集恢复。对于HD 37776，累积斯托克斯$V$曲线变化表明存在多个正和负场极性区域。这种行为与ZDI的结果一致，但与流行的假设相矛盾，即该恒星的磁场由轴对称四极分量主导。
2015-05-27 astro-ph.SR
Inferring 3D Coronal Magnetic Fields through Seismology-assisted Inversions of $IQU$-only Spectropolarimetric Observations
National Solar Observatory（国家太阳天文台）
研究利用日冕地震学结合斯托克斯IQU观测及相关理论进展，设计新反演方案，通过综合统计分析，实现以与斯托克斯IQUV光谱偏振测量相当精度推断日冕磁场方向和强度，适用于特定谱线对。
2026-08-26 astro-ph.SR
Spectropolarimetric NLTE inversion code SNAPI
反演代码是将模型大气与观测到的斯托克斯光谱拟合的计算机程序，从而反演相关的大气参数。太阳色球层谱线是由散射形成的，人们对色球层的兴趣日益增加，这就要求开发、测试和比较新的非局部热平衡（NLTE）反演代码。我们提出了一个新的NLTE反演代码，是基于响应函数的分析计算。我们将代码命名为SNAPI，这是光谱偏振NLTE分析动力反演的缩写。SNAPI反演完整的斯托克斯光谱，以获得温度、速度和磁场矢量的深度相关分层。它基于所谓的节点方法，其中大气参数在大气中的几个固定点自由变化，并假设其表现为之间的样条。我们描述了一般的反演方法和我们在实现中所做的具体选择。我们测试的性能上的一个学术问题和两个有趣的NLTE的例子，Ca\，II\，8542和Na\，I\，D谱线。该代码被发现具有良好的收敛性能，并优于基于有限差分的代码在这个特定的实现至少三个因素。我们反演合成观测的Na线从一个模拟的太阳大气的一小部分，并得出结论，Na线可靠地检索磁场和速度的范围$-3<\log τ< -0.5$。
2018-06-21 astro-ph.SR
Spectral Inversion of Multi-Line Full-Disk Observations of Quiet Sun Magnetic Fields
光谱反演码是分析分光偏振观测的有力工具，它们提供了太阳磁场的重要诊断。反演代码因数值程序、大气模式的近似值和辐射转移的描述而不同。基于响应函数的斯托克斯反演（SIR）是太阳物理学界广泛使用的一种方法。它允许与不同的大气成分一起工作，其中不同物理参数的梯度是可能的，例如，磁场强度和速度2009年2月3日，在萨扬天文台，使用用于实际预测的太阳望远镜的斯托克斯计进行了分光偏振全圆盘观测，当时太阳上既没有活动区，也没有任何其他扩展的通量集中。在宁静太阳磁场的研究中，我们将SIR码同时应用于15条谱线。发现一种趋势，较弱的磁场强度发生更接近肢体。我们解释了这一发现的事实，即接近肢体，我们更敏感，以更高的高度在一个不断扩大的通量管，其中的磁场强度应该是较小的，因为磁通量是保守的高度。通常，反转提供两种磁性元件群：（1）高磁场强度（1500-2000 G）和高温（5500-6500 K），以及（2）弱磁场（50-150 G）和低温（5000-5300 K）。
2012-03-20 astro-ph.SR
Combining magneto-hydrostatic constraints with Stokes profiles inversions. III. Uncertainty in the inference of electric currents
电流在太阳大气等离子体的能量平衡中起着重要的作用。它们也指示非潜在磁场和磁重联。不幸的是，电流的直接测量传统上充满了不准确性。我们研究如何准确地推断电流在不同的情况下。我们进行了越来越复杂的反演的辐射传输方程的偏振光应用到斯托克斯配置文件合成辐射三维磁流体动力学（MHD）模拟。反演产生磁场矢量${\bf B}$，通过应用安培定律从磁场矢量导出电流密度${\bf j}$。我们发现，电流密度的检索仅受光子噪声或光谱分辨率的轻微影响。然而，检索稳步提高斯托克斯反演变得越来越精细。在最不复杂的情况下（Milne-Eddington-like反演应用于单个光谱区域），可以以$σ=0.90-1.00$ dex的精度确定电流密度的各个分量（$j_{\rm x}$、$j_{\rm y}$、$j_{\rm z}$），而模量（$\|{\bf j}\|$）只能用$σ=0.75$ dex确定。在最复杂的情况下（具有多个谱区、大量节点、吉洪诺夫垂直正则化和磁流体静力平衡），这些数字改进为单个分量的$σ=0.70-0.75$ dex和模数的$σ=0.5$ dex。此外，在磁场高于300高斯的区域中，可以以$σ=0.3$ dex的精度推断出$\|{\bf j}\|$。通常，电流密度的$x$和$y$分量的检索略好于$z$分量。
2022-11-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Study of single-lobed circular polarization profiles in the quiet Sun
自20世纪70年代以来，人们就知道太阳光球层中出现的圆偏振（斯托克斯V）分布存在不对称性。这些分布要求沿视线存在速度梯度，可能与磁场强度、倾角和/或方位角的梯度相关联。我们的研究集中在斯托克斯V型剖面上，该剖面仅在一个波瓣上显示出极端的不对称性。使用日出分光偏振测量，我们已经进行了统计研究，这些配置文件中的安静的太阳的属性。我们展示了它们的空间分布，它们的主要物理性质，它们与几个物理观测值的关系，以及它们在太阳盘面上的位置。单叶斯托克斯V型剖面约占太阳表面的2%。这是第一次，我们已经观察到他们的时间演变，并已检索的物理条件的大气，他们出现了使用逆代码实现沿视线的大气参数的不连续性。此外，我们使用来自3D磁对流模拟的合成斯托克斯剖面来补充反演结果。合成的单瓣剖面的主要特征与观测的基本一致，支持反演推断的磁性和动力学拓扑结构。结合所有这些不同的分析表明，大多数的单叶斯托克斯V型配置文件的信号来自磁通量出现和/或淹没过程发生在小补丁的光球安静的太阳。
2012-02-03 astro-ph.SR
Properties of solar plage from a spatially coupled inversion of Hinode SP data
研究了在AR 10953中形成扩展谱区的磁场的性质。用SPINOR程序反演了Hinode卫星上的分光偏振仪记录的6302 nm处Fe I线对的斯托克斯光谱。该代码对斯托克斯光谱进行了2D空间耦合反演，允许检索每个像素的大气中的光学深度梯度，同时考虑仪器PSF的影响。因此，不需要磁性填充因子。反演结果表明，磁斑是由磁通量浓度（MFC）组成的，在log（τ）=-0.9时，典型场强为1520 G，倾角为10 - 15 °。MFC通过形成由更弱和更倾斜的磁场组成的磁冠而膨胀。孤立MFC的膨胀和平均温度分层可以很好地近似与经验plage薄通量管模型。在所有log（τ）层中，MFC的最高温度位于其边缘。虽然MFC内部的等离子体几乎处于静止状态，但每个MFC都被一个平均为2.4 km/s的下行流环所包围，log（τ）= 0，峰值速度高达10 km/s，这是超音速的。MFC的下降流环随着高度的增加而减弱并向外移动，这是MFC膨胀的痕迹。这样的下流环通常具有与主MFC极性相反的磁性贴片，其在log（τ）= 0时具有低于300 G的典型场强。这些极性相反的斑块位于其主要MFC的树冠下方。我们发现了一个强大的扩大的斯托克斯配置文件在MFC的证据，特别是在周围的MFC的下流环（表示在反演的微湍流）。这表明存在很强的未分辨速度。更大的磁结构，如太阳黑子，导致附近MFC的磁场更加倾斜。
2015-01-06 astro-ph.SR
First Zeeman Doppler imaging of a cool star using all four Stokes parameters
磁场普遍存在于活跃的冷星中，但一般来说，磁场是复杂而微弱的。目前冷星磁场的塞曼多普勒成像（ZDI）研究主要采用圆偏振观测，因为线偏振难以检测，需要更复杂的辐射转移模型来解释。但是，在以前的理论研究和对磁性Ap星的观测分析中已经表明，在磁反转过程中包括线性极化可以正确地恢复许多丢失或误解的磁性特征。我们已经获得了相位分辨观测的所有四个斯托克斯参数的RS CVn星II钉在两个不同的时代。在这里，我们提出的温度和磁场地图重建这颗星使用所有四个斯托克斯参数。这是ZDI首次对冷活跃恒星进行此类研究。我们的磁反转揭示了一个高度结构化的磁场拓扑结构的两个时代。当考虑线性偏振时，某些表面特征的强度是两倍甚至四倍。重建场图的总磁能也变得高约2.1-3.5倍。当使用四个斯托克斯参数时，随着场能量向高次谐波模式转移，整体复杂性也增加。结果表明，在几个恒星半径的距离处，由于大尺度场分量的减小，磁场变弱。
2015-04-01 astro-ph.SR
Improved search of PCA databases for spectro-polarimetric inversion
我们描述了一种基于斯托克斯轮廓的主成分分析（PCA）加速光谱偏振反演的简单技术。该技术涉及基于四个斯托克斯参数的主成分的前几个相关阶的投影的符号（PCA系数）的数据库模型的索引。以这种方式，数据库中的每个模型可以被赋予独特的二进制数的$2^{4n}$位，其中$n$是用于索引的PCA阶数。这些二进制数（指数）中的每一个识别一组“兼容”模型，用于反演共享相同指数的给定一组观测到的斯托克斯剖面。如此构造的二进制数的完整集合显然确定了数据库的分区。这种索引方法可用于对偏振光谱数据进行主成分分析反演的数据库检索。在实际情况下，与传统PCA反演的非索引数据库的系统搜索相比，接近$2^{4n}$的理想加速因子变得可能。该索引方法依赖于模型的PCA系数的符号中的物理意义的存在。由于这个原因，在观测中模型模糊性和光谱偏振噪声的存在实际上限制了可以用于索引的相关PCA阶数的数量$n$。
2013-06-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
STiC -- A multi-atom non-LTE PRD inversion code for full-Stokes solar observations
由于观测到的太阳色球层辐射和等离子体条件的非局部性，对太阳色球层等离子体基本状态的推断仍然极具挑战性。反演方法使我们能够得到一个模型大气，可以重现所观察到的光谱进行几个物理假设。最先进的方法涉及一个深度分层的模型大气，它由温度、视线速度、湍流速度、磁场矢量的三个分量以及气体和电子压力来描述。辐射转移方程的参数是根据坚实的物理原理计算的。为了将这些技术应用于对色球层进行采样的谱线，计算中必须包括NLTE效应。我们开发了一个新的反演代码STIC来研究采样于上层色球层的谱线。该代码是基于RH合成代码，我们修改，使反演速度更快，更稳定。这是第一次，STIC促进了非LTE中多个原子的线的处理，也包括部分再分布效应。此外，我们还包括一个正则化策略，允许模型大气层具有复杂的分层，而不会在重建的物理参数中引入伪影，这些伪影通常以振荡行为的形式表现出来。这种方法采取步骤向无节点反演，其中的物理参数的值在每个网格点可以被认为是一个自由参数。在本文中，我们将讨论上述技术的实现，模型大气的描述，以及我们应用于代码的优化。我们进行了一些数值实验，以显示我们实现的代码和正则化技术的性能。我们将STIC公开提供给社区。
2019-02-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Inferring Line-of-Sight Velocities and Doppler Widths from Stokes Profiles of GST/NIRIS Using Stacked Deep Neural Networks
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；National University of Singapore（新加坡国立大学）
通过斯托克斯反演获得高质量的磁场和速度场在太阳物理中至关重要。在本文中，我们提出了一种新的深度学习方法，称为堆叠深度神经网络（SDNN），用于从大熊太阳天文台（BBSO）1.6米古德太阳望远镜（GST）上的近红外成像光谱仪（NIRIS）收集的斯托克斯剖面中推断视线（LOS）速度和多普勒宽度。SDNN的训练数据由BBSO使用的Milne-Eddington（ME）反转码准备。我们定量评估SDNN，将其反演结果与ME反演代码和相关机器学习（ML）算法（如多支持向量回归，多层感知器和像素级卷积神经网络）获得的结果进行比较。我们的实验研究的主要发现总结如下。首先，SDNN推断的LOS速度与ME计算的LOS速度高度相关，Pearson积矩相关系数平均接近0.9。其次，SDNN比ME反演代码更快，同时产生更平滑和更清晰的LOS速度和多普勒宽度图。第三，SDNN产生的映射比相关ML算法产生的映射更接近ME的映射，表明SDNN比ML算法具有更好的学习能力。最后，将基于GST/NIRIS的ME和SDNN反演结果与太阳动力学观测站的日震和磁成像仪在耀斑活动区NOAA 12673的反演结果进行了比较。我们还讨论了扩展SDNN推断矢量磁场的经验评估。
2022-10-08 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Transformers for Stratified Spectropolarimetric Inversion: Proof of Concept
Astrophysics Research Centre, Queen's University Belfast（贝尔法斯特女王大学天体物理研究中心）
针对太阳光谱偏振反演计算成本高、易陷入局部最小值的问题，提出基于Transformer模型的多线全斯托克斯反演方法，实现从合成光谱中分层参数的高效推断，性能优于MLP且具噪声鲁棒性。
2025-11-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Limitations of the Ca II 8542 Å line for the determination of magnetic field oscillations
色球本影振荡在某些谱线的核心产生周期性的增亮，称为本影闪光。它们还伴随着速度、温度的波动，根据最近的几项研究，还有磁场的波动。在这项研究中，我们的目的是确定的磁场的准确性，从钙II 8542线的反转。我们已经开发了一个太阳黑子本影波传播的数值模拟。从模拟大气中出现的合成斯托克斯轮廓进行计算，然后使用NICOLE代码进行反演。从反演中推断的大气与模拟的原始参数进行了比较。我们的研究结果表明，推断的色球波动的速度和温度匹配已知的振荡从数值模拟。相比之下，从反转获得的垂直磁场呈现出振荡模式，其峰-峰幅度为$\sim$ 300 G，而模拟中不存在这种情况。我们已经评估了错误的推断参数进行了多次反演略有不同的配置相同的斯托克斯配置文件。我们发现，当大气近似处于静止状态时，反演往往倾向于低估垂直磁场强度的解决方案。相反，在本影闪光期间，从大多数反演推断的值集中在比模拟更强的场处。我们的分析提供了一个量化的错误与倒置的Ca II 8542线，并建议谨慎与推断的磁场波动的解释。
2021-07-05 astro-ph.SR
Non-local thermodynamic equilibrium inversions from a 3D MHD chromospheric model
太阳色球层的结构被认为是由磁场控制的，即使在太阳平静的地区，光球场相对较弱。在过去的十年中，反演方法已成为分析活动区色球层的有力工具。反演的适用性，以推断分层的物理条件在一个动态的三维太阳色球层尚未详细研究。本研究的目的是建立非局部热平衡（NLTE）反演技术的塞曼效应在Ca II 8542线诱导的斯托克斯轮廓的诊断能力。我们计算了钙II原子水平的人口在快照从一个3D辐射MHD模拟安静的太阳大气在非LTE使用3D辐射转移代码Multi3d。这些人口被用来计算合成全斯托克斯配置文件中的Ca II 8542线使用1.5 D辐射转移和反演代码妮可。然后，对轮廓进行光谱退化以考虑有限的滤波器宽度，并添加高斯噪声以考虑有限的光子通量。使用Nicole对这些剖面进行了反演，并将结果与原始模式大气进行了比较。我们的NLTE反演适用于安静的太阳合成观测提供相当不错的估计色球磁场，视线速度和有点不太准确，但仍然非常有用，估计的温度。光子的三维散射导致色球层中的冷袋在谱线轮廓中不可见，因此它们也不能通过反演恢复。为了在该安静的快照中成功地检测斯托克斯线性偏振，低于10 ^{-3.5}的噪声水平是必要的。
2012-05-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectropolarimetric inversions of the He I 10830 A multiplet in an Active Region filament
2005年7月，使用特内里费岛红外偏振仪仪器获得了活动区灯丝的全斯托克斯光谱偏振数据（在10830 A区域）。灯丝中的偏振分布显示出类似塞曼的特征。利用Milne-Eddington反演方法从He I 10830 A多重态中推断出色球磁场、倾角、方位角、速度和多普勒宽度。在灯丝中发现了600-800 G量级的场强。在极性反转线附近探测到色球层水平的强横向场。据我们所知，这些是在这些结构中可靠测量的最高场强。我们的发现表明可能存在一个磁通绳。
2010-01-14 astro-ph.SR
SynthIA: A Synthetic Inversion Approximation for the Stokes Vector Fusing SDO and Hinode into a Virtual Observatory
University of Michigan（密歇根大学）；NASA GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Stanford University（斯坦福大学）
美国航天局的太阳动力学观测台和日本宇宙航空研究开发机构/美国航天局的日出号飞行任务都包括用于测量光球层磁场的分光偏振仪器。SDO的日震和磁成像仪（HMI）强调全磁盘高节奏和良好的空间分辨率数据采集，而Hinode的太阳光学望远镜分光偏振仪（SOT-SP）则侧重于高空间分辨率和光谱采样，但代价是视场有限，时间节奏较慢。这项工作引入了一个名为SynthIA（合成反演近似）的深度学习系统，该系统可以通过捕捉每种仪器的最佳特性来增强这两项任务。我们使用SynthIA产生一种新的磁图数据产品SynodeP（合成Hinode管道），它模仿来自更高光谱分辨率Hinode/SOT-SP管道的磁图，但来自全磁盘，高节奏和较低光谱分辨率SDO/HMI Stokes观测。结果显示，SynodeP与Hinode/SOT-SP管道反演具有良好的一致性，包括磁性填充分数，这是当前SDO/HMI管道所不提供的。SynodeP进一步显示SDO/HMI数据中存在的24小时振荡幅度减小。为了证明SynthIA的一般性，我们使用SDO/AIA数据和HMI数据的子集作为输入，这使得保真度之间的权衡，以Hinode/SOT-SP反演，所使用的观测值的数量，和时间的文物。我们讨论了可能的概括SynthIA和它的影响空间天气建模。这项工作是密歇根大学NASA太阳物理学驱动科学中心（SOLSTICE）的一部分，获得NASA 80…
2021-08-27 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.CV
Spectropolarimetric Inversion in Four Dimensions with Deep Learning (SPIn4D): I. Overview, Magnetohydrodynamic Modeling, and Stokes Profile Synthesis
SPIn4D项目旨在开发深度卷积神经网络，通过磁流体动力学建模和Stokes轮廓合成生成模拟数据，从DKIST观测中快速推断太阳光球的四维MHD状态向量。
2025-10-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Inversions of synthetic umbral flashes: selection of wavelength sampling
成像光谱仪是用于获取太阳数据的常用仪器。它们在选定的波长位置记录准单色图像。通过扫描线的光谱范围，可以获得具有中等光谱分辨率的FoV的二维图。在这项工作中，我们评估质量的分光偏振反演得到的各种波长的采样期间的阴影闪光。我们计算了太阳黑子中非线性波传播的数值模拟，并使用NLTE程序NICOLE在阴影闪光期间构造了Ca II 8542谱线中的合成Stokes剖面。斯托克斯分布的光谱分辨率被降级到不同的情况下的波长覆盖范围的差异。分析了大量的波长采样，并通过将推断的色球温度、速度和磁场与数值模拟的色球实际值进行比较来评估反演的性能。反演结果中的误差在很大程度上取决于波长点在谱线轮廓上的位置。随着光谱分辨率的提高，推断的磁场得到改善。在速度和温度的情况下，低光谱分辨率数据产生的反演大气与实际值相匹配，可与具有更高分辨率的波长采样相媲美，同时在数据采集中提供更高的时间节奏。我们验证了NLTE反演的光谱偏振数据从Ca II 8542在阴影闪烁，在此期间，由于冲击波的传播，大气发生突然的戏剧性变化。我们的研究结果有利于使用精细的光谱分辨率的分析，专注于推断的磁场，而温度和速度波动的估计可以用较低的光谱分辨率。
2019-10-30 astro-ph.SR
The Magnetic Topology of the Weak-Lined T Tauri Star V410 - A Simultaneous Temperature and Magnetic Field Inversion
我们提出了一个详细的温度和磁场调查的金牛座T星V410头通过同步多普勒和塞曼多普勒成像。此外，我们提出了一种新的基于奇异值分解（SVD）的线轮廓重建方法来提取弱极化线轮廓。线轮廓重建的关键特征之一是SVD线轮廓可在我们的塞曼-多普勒成像代码iMap中进行辐射转移建模。该代码还利用了一个新的迭代正则化方案，这是独立的任何额外的表面约束。为了提供更多的稳定性，我们的反演策略的一个重要组成部分是反演斯托克斯I和斯托克斯V轮廓，同时重建温度和磁场表面分布的V410头。一个新的图像剪切分析也实现了允许搜索的图像和线轮廓失真引起的差分旋转的明星。我们获得的V410 Tau的磁场结构与表面温度表现出良好的空间相关性，并且由冷极斑内的强磁场主导。塞曼-多普勒地图展示了一个大规模组织的两极周围的极帽的形式扭曲的双极结构。磁场在极地区域内达到几乎2 kG的值，但在低纬度地区也存在较小的磁场。明显的非轴对称场结构和未检测到V410 Tau的差分旋转支持了一个潜在的$α^2$型发电机的想法，这是预测弱线金牛T星。
2012-11-12 astro-ph.SR
Stokes inversion techniques with neural networks: analysis of uncertainty in parameter estimation
磁场是造成许多太阳现象的原因，包括太阳耀斑和日冕物质抛射等破坏性事件，随着我们接近11年太阳活动周期的高峰，大约在2025年，这些事件的数量会增加。高精度的分光偏振观测对于了解太阳的变化是必要的。从这种观测中定量推断磁场矢量和相关的太阳大气参数的领域早已被研究过。近年来，已经开发出非常复杂的分光偏振观测代码。在过去的二十年里，神经网络已被证明是一种快速和准确的替代经典反演技术方法。然而，这些代码中的大多数可以用来获得点估计的参数，所以模糊性，退化，和每个参数的不确定性仍然未被发现。在本文中，我们提供端到端的反演代码的基础上简单的米尔恩-爱丁顿模型的恒星大气和深度神经网络的参数估计和他们的不确定性区间。拟议的框架的设计方式，它可以扩展和适应其他大气模型或它们的组合。附加信息也可以直接合并到模型中。它表明，所提出的架构提供了高精度的结果，包括可靠的不确定性估计，即使在多维的情况下。使用模拟和真实数据样本对模型进行了测试。
2022-10-26 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
Vertical flows and mass flux balance of sunspot umbral dots
采用一种新的Stokes反演技术来约束本影点的物理性质，该技术大大降低了望远镜空间点扩散函数的影响。太阳黑子本影的Stokes参数的深度相关反演显示，在光球深层的UDs的核心显着的温度增强和磁场减弱。此外，我们发现在外围UD中的上升流约为960 m/s（即，靠近半影的UD）和中部UD的$\approx$ 600 m/s。这是第一次，我们还检测到距离UD中心大于200公里的系统性下降流，平衡了上升流的质量通量。在光球层上部，我们发现UDs和它们的漫射本影背景几乎没有区别。
2013-05-06 astro-ph.SR
Does H$α$ Stokes~$V$ profiles probe the chromospheric magnetic field? An observational perspective
通过对比弱场近似与多线反演结果，研究评估了 H$α$ Stokes $V$ 轮廓探测色球磁场的潜力，发现其形态图与反演结果相似但磁场强度偏弱。
2023-02-25 astro-ph.SR
