Magneto-acoustic waves in sunspots: first results from a new 3D nonlinear magnetohydrodynamic code
在太阳黑子的光球层和色球层中观测到的波表现出复杂的动力学和空间模式。高分辨率太阳黑子波观测的解释需要在真实的黑子模型大气中模拟太阳黑子上层的三维非线性波传播和模式转换。在这里，我们提出了这种建模的第一个结果。我们开发了一个三维非线性数值计算程序，专门用于计算平衡态磁结构对任意扰动的响应。该代码解决了三维非线性MHD方程的扰动，它是稳定的超扩散项，是完全并行化。代码的健壮性通过一些标准测试得到了证明。我们分析了几个模拟的太阳黑子扰动的不同周期的脉冲在次光球水平，从短周期，介绍了学术目的，以较长的和现实的三分钟和五分钟的周期。通过计算波能流，详细描述了非平凡类黑子磁场位形中的三维模式转换，包括快、慢磁声波和Alfvén波之间的转换.我们的主要发现是：（1）只有当驱动脉冲位于黑子轴外时，才能观察到从声学模到Alfvén模的转换，但这种转换在能量上是无效的;（2）由于快磁声模的截止效应和折射，周期约为5分钟的倏逝波的能量几乎完全保持在水平β =1以下;（3）频率高于截止值的波以场向方式传播到色球层，其功率超过5分钟瞬逝振荡的功率，这与观测结果一致。
2010-06-15 astro-ph.SR
Subsurface flows associated with rotating sunspots
在本文中，我们比较组件的水平流太阳表面以下的旋转和非旋转的太阳黑子组成的区域和周围。我们的分析表明，有一个显着的变化，在水平流的两个组件在太阳黑子旋转的开始相比，非旋转的太阳黑子。在大多数情况下，周边地区的流量相对较小。然而，有一个显着的影响，在最接近太阳黑子旋转的区域流动的运动。
2011-07-25 astro-ph.SR
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
2016-10-29 astro-ph.SR
Study of sunspot group morphological variations leading to flaring events
人们普遍认为，耀斑发生的最可能的地点是活动区中水平磁场梯度高的位置。而不是磁图，目前的工作检查这一假设，通过使用太阳黑子的数据，有针对性的现象是耀斑前的行为的强烈水平梯度的磁场在耀斑的位置。这项工作的经验基础是SDD（SOHO/MDI-Debrecen太阳黑子数据）太阳黑子目录。对两个活动区和五个X耀斑进行了个案研究，以寻找可能的耀斑前特征。结果表明，水平磁场梯度的增长速度、最大值、最大值后的下降速度和起伏速度等特征对耀斑的预报是有希望的。
2014-01-09 astro-ph.SR
Large-scale horizontal flows in the solar photosphere V: Possible evidence for the disconnection of bi-polar sunspot groups from their magnetic roots
在最近的一篇论文（Svanda等人，2008，A&A 477，285），我们指出，基于对全圆盘MDI多普勒图中的多普勒特征的跟踪，活动区域显示两个动态不同的状态。我们推测，这可能是活动区动力学突然变化的表现，这是由Schuessler和Rempel（2005，A&A 441，337）提出的太阳黑子与其磁根的动态断开引起的。在这里，我们调查的动态行为的活跃地区记录在高节奏的MDI数据在最后一个太阳活动周期，以确认在Schuessler的和Rempel的论文中的预测。我们发现，在急剧减少的样品，这是为了避免干扰的影响，一个大部分的活动区域显示的旋转速度突然下降，这是兼容的机制，动态断开的太阳黑子从他们的父母的磁结构。
2009-08-21 astro-ph.SR
Spontaneous Generation of delta-sunspots in Convective Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Flux Emergence
观测表明，强烈的太阳耀斑和日冕物质抛射往往发生在以三角黑子、黑子旋转、剪切极性反转线（PIL）和磁通量绳为特征的复杂活动区。在这里，我们报告的第一个模型的自发三角洲斑点的产生作为一个结果，从湍流对流区的通量出现。利用国家的最先进的辐射磁流体动力学代码R2D2，我们模拟的出现，在对流区，延伸到-140 Mm。升高的大规模对流上升流，管出现在光球作为两个新兴的两极。由于地下连通性，相反的极性相互碰撞，并发展成一对紧密堆积的三角洲点。洛伦兹力驱动点的旋转和10 km/s的强逆流，在三角洲点的PIL，这与当地对流，加强水平场到4 kG，并建立一个高度剪切PIL。在PIL上方的大气中，产生了磁通绳结构。所有这些过程都遵循三角洲斑形成的多浮力段理论，是磁通量与湍流对流相互作用的自然结果，表明三角洲斑的形成和由此产生的耀斑爆发可能是一个随机决定的过程。
2019-11-10 astro-ph.SR
Horizontal flow fields observed in Hinode G-band images II. Flow fields in the final stages of sunspot decay
我们提出了一个子集的多波长观测获得的日本日出任务，太阳动力学天文台（SDO），真空塔望远镜（VTT）在天文台德尔泰德，特内里费岛，西班牙在2010年11月18日至23日的时间段。水平自行来自G-波段和钙II H图像，而视线速度从VTT Echelle H-α 656.28 nm光谱和Fe I 630.25 nm光谱数据的Hinode/光谱偏振仪，这也提供了三维磁场信息。SDO上的日震和磁成像仪提供了连续图像和视线磁图，作为对活动区整个磁盘通道进行高分辨率观测的背景。我们对衰变太阳黑子内部和周围的光球和色球流场进行了定量研究。在活动区NOAA 11126的一个尾随太阳黑子中，我们观察到护城河流和移动磁特征（MMF），即使在其半影衰减之后。我们还注意到这个小孔周围有一个超半影结构。从斑点到斑点周围的超颗粒细胞的边界，MMF遵循明确的放射状路径。相比之下，另一个太阳黑子附近的通量出现阻止了它建立这种有序的流动模式，甚至可以在直径仅为2微米的小孔周围观察到这种流动模式。在太阳黑子/气孔消失后，一个异常颗粒的连贯补丁仍然存在于它们的位置，其特征是更均匀的水平自行，低散度值和减少光球多普勒速度。因此，这一区域与肉芽组织和其他被G波段亮点覆盖的区域有很大不同。我们的结论是，这种特殊的流动模式是一个签名的太阳黑子衰变和分散的磁通量。
2011-12-07 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Non-linearities in Sunspot Atmospheres: Chromospheric Detections of Intermediate Shocks
太阳大气层内激波的形成仍然是少数几个可观测到的能量耗散的特征之一，这种能量耗散是由太阳表面附近产生的大量磁流体动力学波引起的。活动区观测提供了波行为及其对周围大气影响的特殊视图。在太阳低层大气中存在的分层等离子体梯度允许许多理论上的激波现象的潜在形成。在这项研究中，使用色球钙II 854.2nm的光谱偏振数据的一个大的太阳黑子，我们研究波动的等离子体参数在强大的冲击事件，证明极化反转在其演变过程中的后果。现代反演技术被用来揭示扰动的温度，视线速度，和矢量磁场发生在一个范围内的光学深度同义的冲击形成。这些非线性签名的分类进行比较，观察得出的慢，快，和阿尔文冲击的理论朗肯-Hugoniot关系的解决方案。使用超过200，000个独立的测量，我们揭示了阿尔文（中间）激波解在光学深度log（tau）=-4处提供了理论和观测之间最接近的匹配，与上层光球和下层色球之间边界的几何高度一致。这项工作首次揭示了太阳黑子本影中色球层中间激波的证据，为一系列磁结构（包括孔隙、磁通量绳和磁亮点）中波能的潜在热化提供了一种新方法。
2020-02-27 astro-ph.SR
Analysis methods of the flow field around decaying sunspots
护城河流是一种围绕着成熟太阳黑子的径向外流，是一种很好的表征现象。然而，它的起源，特别是它与半影的关系仍然是一个有争议的话题。我们调查的水平速度的太阳黑子周围的流在几天内在太阳黑子衰变的演变。SDO/HMI多普勒地图，它允许连续观察一个活跃的地区，使用。我们描述的分析方法，用于检索流场的水平速度为不同的位置上的太阳圆盘。为此，几个大规模和小规模的流动模式，如，例如，为了正确测量太阳黑子周围流场的水平速度，必须考虑到差动旋转、对流蓝移的中心到边缘的变化以及仪器效应造成的残余模式。我们发现，太阳黑子周围的流场与充分发展的半影有一个减少的速度剖面与太阳黑子的距离增加，已经发现由其他作者。最重要的是，随着半影的消失和太阳黑子的衰减，速度振幅减小，轮廓发生变化。我们的研究结果证实了半影护城河流的相关消失。然而，我们观察到一个残余流出后，半影消失，这暗示了可能超越的护城河流的超颗粒流在衰变的太阳黑子。
2018-11-05 astro-ph.SR
Evolution of the flow field in decaying active regions, Transition from a moat flow to a supergranular flow
本文利用SDO/HMI多普勒图分析了太阳黑子衰变过程中水平流场的扩展和8个黑子周围的水平速度，研究了黑子衰变过程中水平流场的演化。通过假设径向对称流场，应用的分析方法确定了方位平均流场的径向依赖性。为了比较，我们使用相同的技术研究了超颗粒中的流动。所有调查，完全成熟的太阳黑子周围的流场，其水平速度剖面不断减少，从881米秒$^{-1}$在1.1毫米的斑点边界，下降到199米秒$^{-1}$在一个平均距离为11.9毫米的边界。然而，一旦半影完全溶解，流动的速度剖面就会发生变化：水平速度随着到点边界的距离的增加而增加，直到达到约398 m s $^{-1}$的最大值。然后，水平速度随着距离光斑边界的距离的增加而减小。在超颗粒中，水平速度随着到其中心的距离的增加而增加，最大平均速度为355 m s $^{-1}$。对于较大的距离，水平速度减小。因此，我们发现，裸露的太阳黑子的速度剖面类似于超颗粒流。单个太阳黑子周围流场的演化受太阳黑子衰变方式以及与周围流场相互作用的影响。对八个正在衰变的太阳黑子周围的流动的观测表明，只要半影存在，太阳黑子及其护城河细胞就会嵌入网络细胞中。半影区的消失（以及随后的护城河流）和周围的超颗粒细胞的竞争，都在流场的演变中起着重要的作用：护城河细胞转变为超颗粒，它承载着剩下的裸点。
2018-11-05 astro-ph.SR
Horizontal motions in sunspot penubrae
需要对半影中的水平运动进行高分辨率观测，以补充从分光偏振法获得的半影概念。本文分析了瑞典太阳望远镜获得的AR 10634大黑子G波段和红区连续光谱强度图象的时间序列。这两个同时发生的时间序列持续了6小时5分钟。水平运动的半影颗粒（PG），暗机构的细丝，外部半影边界，和G-带亮点的结构测量的时间片，覆盖整个宽度的半影和相邻的颗粒。空间和时间分辨率分别为90公里和20.1秒。在内部半影中，PG以-0.7 km s-1的平均速度向本影（向内）移动。在半影宽度的60%处，运动方向由内向外变化，平均速度在外部半影逐渐增加，接近0.5 km/s。这种速度也是典型的半暗带-肉芽边界扩张，通常持续一小时，然后快速收缩。大多数G波段亮点远离太阳黑子，典型速度为0.6 km/s。高向外的速度，平均3.6公里/秒，观察到在黑暗的机构的半影丝。根据半影丝状体的模型，有人建议，在暗体的丝状体中检测到的速度与Evershed流和PG运动的相反方向的内部和外部半影可以解释由上升的等离子体在丝状体头部与周围的相互作用，不同倾斜的磁场。
2022-05-06 astro-ph.SR
Supersonic Evershed flow outside Sunspots
我们报告的发现，主要是水平场通道外的太阳黑子半影（在所谓的'护城河'地区），被认为是维持超音速流（视线组成部分6公里秒{-1}）。这些超音速流的光谱特征对应于圆偏振剖面，具有与母黑子斯托克斯V蓝瓣相同符号的附加卫星第三瓣，用于下降流和上升流。这与我们解释为在超音速下太阳黑子外磁化Evershed流的延续的向外定向流是一致的。在斯托克斯Q和U中，观察到连接两个流动流的横向场的明显特征。这样一个容易检测的光谱特征应该允许在其他分光偏振太阳黑子数据中清楚地识别这些水平场通道。对于本文中分析的点，已经明确地发现具有这种光谱特征的总共5个通道。
2009-07-22 astro-ph.SR
On the relationship between sunspot structure and magnetic field changes associated with solar flares
许多先前的研究表明，磁场以及太阳黑子结构呈现与太阳耀斑相关的快速和不可逆的变化。本文首先利用SDO/HMI观测到的5次X级耀斑，证明了磁场和黑子结构不仅表现出快速的、不可逆的变化，而且这些变化在空间和时间上都是密切相关的。水平磁场随时间变化与黑子强度的相关系数均大于0.90，最大值为0.99，平均值为0.96。然后利用静止期的四个活动区（三个观测区和一个模拟区），我们证明了在黑子半影区，除了已知的黑子强度与法向磁场强度之间的相关性外，黑子强度与水平磁场强度之间也存在密切的相关性。将这两个观测现象联系起来，我们发现太阳黑子结构变化和磁场变化是太阳耀斑同一现象的两个方面，其中一个变化可能是由另一个变化引起的，这是由于太阳黑子强度和磁场强度之间的线性相关，而这种线性相关是由于局部力平衡引起的。
2016-05-04 astro-ph.SR
Spiral-shaped wavefronts in a sunspot umbra
太阳活动区表现出各种各样的振荡现象。磁场的存在导致了几种波模的出现，其行为由太阳黑子的热结构和磁结构决定。我们的目的是研究在高光球层观测到的本影波和半影波与黑子磁场拓扑结构之间的关系。太阳黑子在活动区NOAA 12662的观测是在2017年6月17日获得的，使用的是格里戈尔望远镜（Observatorio del Teide，西班牙）。该数据集包括一个时间序列的Fe I 5435线获得的成像光谱仪格雷戈里法布里-珀罗干涉仪（GFPI）和光谱偏振光栅地图获得的格雷戈里红外光谱仪（GRIS）在10830毫微米光谱区域。由恢复的Fe I 5435线确定了多普勒速度，由Ca I 10839线和Si I 10827线的分光偏振反演确定了黑子的磁场矢量。在Fe I 5435线的二维速度图的演化过程中，发现了一个双臂螺旋波阵面。波前最初在本影内部逆时针移动，当它们到达本影-半影边界时，发展成径向向外传播的半影波。波前的水平传播近似地遵循磁场的方向，这示出了磁扭曲随高度和水平位置的变化。螺旋波阵面被解释为沿磁场线向上传播的慢磁声波的视觉图案。它们的视水平传播是由于它们顺序到达Fe I 5435线的形成高度处的不同水平位置，如由磁场的倾斜度和取向所给出的。
2018-10-26 astro-ph.SR
Pre-Flare Dynamics of Sunspot Groups
有几篇论文提供了证据，表明耀斑爆发的最可能地点是太阳活动区的高水平磁场梯度区。除了耀斑产生区的本地化，目前的工作旨在揭示这些地区的特征时间变化之前，耀斑。这项研究使用太阳黑子数据，而不是磁图，它遵循的行为，一个合适的定义代理措施，代表水平磁场梯度。数据来源是SDD（SOHO/MDI-Debrecen数据）太阳黑子目录。最有希望的耀斑前特征是梯度变化的以下特性：i）急剧增加，ii）高最大值，iii）显著波动和iv）最大值和耀斑开始之间的逐渐减小，这可能与当前层的“拉动模式”有关。这些特性可能产生一个工具，用于评估未来8-10小时内的耀斑概率和强度。
2014-05-29 astro-ph.SR
Multi-wavelength study of a delta-spot I: A region of very strong, horizontal magnetic field
活动区NOAA 11035出现在2009年12月，在新的太阳活动周期的早期。当寄生磁通出现在旋转主导磁极附近并穿过该组中最大太阳黑子的半影时，该区域实现了三角洲太阳黑子（$δ$ -斑点）配置。可见光和红外成像光谱偏振的磁敏感的Fe I线对在6302和15650显示大的塞曼分裂的半影之间的寄生本影和主黑子本影。在最强场区的偏振斯托克斯光谱显示异常的配置文件，和强烈的蓝移被认为是在相邻的区域。使用Milne-Eddington反演代码进行剖面分析，该反演代码能够拟合具有杂散光的单个磁分量或两个独立的磁分量以验证场强。反演结果表明，两条中等磁场的剖面组合不能产生异常剖面。最大的磁场强度为3500-3800 G，与强至3.8 km/s $^{-1}$的蓝移非常接近。在这个区域的极性反转线附近看到的强的、接近水平的磁场，在太阳黑子磁流体静力平衡的标准模型的背景下是很难理解的。
2015-12-28 astro-ph.SR
Proper Motions of Sunspots' Umbral Dots at High Temporal and Spatial Resolution
为了深入分析太阳黑子本影的光度特性，我们研究了太阳光学望远镜日之出观测到的单个太阳黑子内靠近盘中心的本影点（UD）等小特征的自行。我们考虑水平流的高精度和细节，研究在短时间间隔内的UDs的瞬态运动行为。首先利用点扩散函数对蓝色连续图像进行去卷积，从而精确地去除杂散光，提高原始分辨率。将多个图像共同相加以提高信噪比，保持合理的时间分辨率并检查结果是否可再现。傅立叶局部相关跟踪技术被应用到新的校正的时间序列的图像，和水平速度图得到的整个本影和高分辨率的小区域的本影研究的最小细节的速度场。我们使用了两种不同的高斯跟踪窗口（0.8arcsec和0.2arcsec），这揭示了两种类型的水平运动的阴影功能。首先，一个全球性的内部半影和周边本影向内运动的中心部分被揭示为一个整体的自行明亮的周边精细结构。第二，运动匹配的小细胞内的最黑暗的部分的本影与明显的汇和源区被揭示，这表明可能的上升流和下降流出现在不同的明亮和黑暗的位置没有一个明确的答案，他们的亮度识别与对流或浮力细胞。
2018-07-15 astro-ph.SR
Applying the weighted horizontal magnetic gradient method to a simulated flaring Active Region
在这里，我们测试加权水平磁梯度（$WG_M$）作为耀斑的前兆，介绍了Korsos等。（2015，ApJ，802，L21），通过将其应用于类太阳耀斑的磁流体动力学（MHD）模拟，Chatterjee et.（2016，Physical Review Letters，116，10，101101）。在模拟的$δ$型黑子中，研究了耀斑前$WG_M$的演化和不同高度上相反极性黑子面积加权重心间距离参数的行为。这个太阳黑子发出四个耀斑。我们发现了光球层以上的最佳高度，其中的耀斑前兆的$WG_M$方法是可识别的每个耀斑之前。这些最佳的高度同意相当不错的耀斑发生的高度，确定从他们的热和欧姆加热签名的分析在模拟中。我们还从每次耀斑前极性相反的质心的接近-后退运动的持续时间估计了耀斑的预计爆发时间。在相应的最佳高度上，每个耀斑的估计开始时间和实际发生时间是一致的。该数值试验进一步支持了基于$WG_M$方法的耀斑前兆的应用。
2018-04-27 astro-ph.SR
Penumbral fine structure and driving mechanisms of large-scale flows in simulated sunspots
我们详细分析了在最近的辐射MHD模拟中发现的半影结构。在τ =1附近，模拟产生与观测推断的互锁梳状结构一致的半影精细结构。超过8 km/s的快速外流沿着几乎水平的磁场延伸;在半影的外半部分，我们看到相反极性的通量，表明通量返回到地表以下。半影亮度的大部分是由小尺度的运动维持的，这些运动的尺度比典型的半影灯丝的长度要短。在τ =1时得到的垂直均方根速度大约是在安静太阳中发现的速度的一半。太阳黑子半影的径向外流有两个组成部分。在最上面的几个100 km中，快速外流主要通过洛伦兹力的水平分量驱动，该分量仅限于tau=1以下的狭窄边界层，而与颗粒化相比，水平压力梯度的贡献减少了由于各向异性。由此产生的Evershed流在τ =1附近达到其峰值速度，并随高度迅速下降。深层的外流主要是由于围绕太阳黑子的对流单体的环状排列。这些流动达到对流均方根速度的约50%的振幅，而与深度无关。流出的偏好是由洛伦兹力和压力驱动的组合引起的。虽然Evershed流占主导地位的速度幅度，大部分的质量通量是存在于更深的层，可能与大规模的护城河流。
2011-01-11 astro-ph.SR
On the surface structure of sunspots
太阳黑子的表面结构的精确知识是必不可少的，以构建适当的输入模型，日震反演工具。本文总结了我们最近利用HINODE观测太阳黑子及其周围的速度和磁场的结果。为此，我们在不同的精度水平上测量了半影速度场的水平和垂直分量，并研究了黑子周围的护城河流。此外，我们发现，大量的半影磁场返回到半影内的表面以下。最后，我们解释了为什么相关的相反极性的信号仍然隐藏在有限的光谱分辨率的测量构建的磁图。
2012-11-28 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetohydrodynamic simulation of the solar magnetic flux emergence: Parametric study on the horizontal divergent flow
太阳活动区是由对流带深部的磁通量产生的。最近的卫星观测表明，就在磁通量出现之前，太阳表面有一个水平发散流（HDF）。本研究的目的是调查HDF的驱动程序，并看到HDF对流区的磁通量的参数的依赖性。我们进行三维磁流体动力学（3D MHD）数值模拟的磁通量的出现，并在初始条件下改变参数。还采用分析方法来解释这种依赖关系。水平气体压力梯度被认为是HDF的主要驱动力。最大HDF速度与电场强度和扭转强度呈正相关。HDF持续时间与扭曲的关系很弱，而它只在较强的场区的情况下表现出对场强的负依赖性。在这项研究中分析的参数依赖性可以让我们通过观察HDF的特性来探测地下磁通量的结构。
2013-03-19 astro-ph.SR
A distinct magnetic property of the inner penumbral boundary III. Analysis of simulated sunspots
对太阳黑子观测的分析揭示了本影边界的一个基本磁性，即磁场垂直分量的不变性。我们的目标是分析模拟太阳黑子的本影-半影边界的磁特性，从而评估它们与观测到的太阳黑子的相似性。此外，我们的目标是调查等离子体$β$和模拟太阳黑子中的动能与磁能的比例对对流运动的作用。我们使用一组非灰色模拟运行的太阳黑子的MURaM代码。这些数据被用来合成的斯托克斯配置文件，然后退化到日出式分光偏振仪一样的意见。然后，数据被视为真正的日野观测的太阳黑子和磁性的本影边界的确定。位场外推的模拟在其本影边界上产生真实的磁场配置。两个模拟位场上边界，但不同的地下磁场结构，其半影的程度显着不同。通过在上边界强制更多的水平磁场来增加半影宽度，导致与观测结果不一致的磁特性。这意味着半影的大小由磁场的次表面结构给出。没有一个太阳黑子模拟与观测到的磁场特性和埃弗谢德流的方向同时一致。强外向Evershed流只被发现在设置与人工增强的水平分量的磁场在顶部边界不符合观察到的磁场属性在UP边界。我们要强调的是，模拟太阳黑子的“光球”边界是由均分场值的磁场强度定义的。
2020-04-08 astro-ph.SR
Penumbral structure and outflows in simulated sunspots
太阳黑子是可见太阳表面上的磁场集中，强烈影响其内部和周围的对流能量传输。太阳黑子外围区域（半影区）显示出沿近水平磁场通道的系统性径向向外流动。这些流动是在100年前发现的，存在于所有完全发育的太阳黑子中。使用一个全面的数值模拟的太阳黑子对，我们表明，半影结构与这样的外流形式时，平均磁场倾斜垂直超过约45度。系统流出是对流的一个组成部分，提供向上的能量传输，并导致由倾斜磁场的存在下引入的各向异性。
2009-07-13 astro-ph.SR
Repeated Sunspot Light Bridge Jets Associated with Slipping Base Brightenings
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；Centre for Mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）
研究通过高分辨率观测揭示了光桥喷射的滑动基部运动及其与日冕喷射的相似机制，证明了磁重联在太阳光桥区域的作用。
2026-04-24 astro-ph.SR
Time-Distance Helioseismology of Two Realistic Sunspot Simulations
线性时距日震反演是利用几种滤波方案进行的，以确定矢量流速度在两个$\sim100^2\,{\rm Mm^2}\times 20\,{\rm Mm}$现实磁流体动力学太阳黑子模拟的25小时。一个模拟域包含一个完整的太阳黑子模型（即一个本影和半影），而另一个包含一个孔（即一个点没有半影）。目标是使用这些最先进的磁结构模拟来测试当前的日震方法。我们发现，在距点中心25- 30 μ m处，反演流图和模拟流图之间的水平流相关性在3 μ m以上相当高（$\sim0.5$-0.8），但在较小的距离和较大的深度处则明显较低。反演的正演模拟的旅行时间始终优于我们测量的旅行时间的水平流相关性，这表明我们无法恢复这些活跃地区附近的流动结构，主要是由于这样一个事实，即我们无法准确地测量旅行时间附近的强磁性功能。在许多情况下，反演的速度幅值低估了模拟的速度幅值高达50%，这可能表明正演问题的非线性。在每一种情况下，我们发现，我们的反演是无法恢复的垂直流动结构的模拟在任何深度。
2014-08-14 astro-ph.SR
Sunspot simulations: penumbra formation and the fluting instability
凹槽不稳定性被认为是太阳黑子通量管次表面结构的驱动因素。我们进行了一系列的数值实验，我们使用不同的初始曲率的通量管，以研究开槽不稳定性的影响的亚表面结构的斑点。我们使用了MURaM代码，它以前被用来模拟完整的太阳黑子，首先计算四个太阳黑子的板几何形状，然后两个完整的圆形斑点的极性相反。我们发现通量管的曲率确实决定了通量管将经历的开槽程度-通量管越弯曲，它就变得越开槽。此外，具有强曲率的太阳黑子在表面有很强的水平场，因此很容易形成半影暗条。凹槽状的太阳黑子最终会从下面分裂，在凹槽开始后几个小时，表面会出现光桥。
2020-11-23 astro-ph.SR
Numerical sunspot models: Robustness of photospheric velocity and magnetic field structure
对太阳黑子的MHD模拟成功地再现了斜磁场中磁对流引起的黑子精细结构的许多方面。我们研究了全球太阳黑子的性质和半影精细结构如何依赖于磁顶边界条件以及网格间距。半影的整个径向范围受磁顶边界条件的约束。太阳黑子结构和半影精细结构的所有其他方面都从48 [24] km（水平[垂直]）的网格分辨率开始在可接受的水平上得到解决。我们发现，数量的反极性通量和翻转对流运动的半影的总量是强大的，分辨率和边界条件。在光球层水平，埃弗谢德流动通道被强烈磁化。详细讨论了速度与光球层磁场结构的关系，并指出了观测结果。
2012-03-02 astro-ph.SR
Babcock Redux: An Ammendment of Babcock's Schematic of the Sun's Magnetic Cycle
我们修改巴布科克的全球发电机过程，维持太阳的22年磁周期的原始方案。修正后的方案符合Babcock观测到的磁活动周期和对流带的特征，并基于Spruit和Roberts（1983）关于对流带中磁通量管的想法。一系列的四幅示意图展示了对流区上方、内部和底部的磁场的全球配置从太阳黑子周期23到周期24的演化。修正方案的三个关键要素是：（1）当来自正在进行的太阳黑子周期的黑子区欧米加环场的净随极场被向极扫去以抵消和取代来自前一个太阳黑子周期的相反极性的极冠场时，它仍然与正在进行的太阳黑子周期的对流区底部的环形源场带相连接;（2）对流带自由对流的拓扑抽运作用使向极迁移的随极场的水平范围被推到底部，迫使它逐渐抵消并取代其下方连接当前旋回源场带与前一旋回极冠场的旧水平场;（3）在每个极半球，对流区纬向差异旋转低压通过不断剪切沉降的新水平场的极向分量，在正循环带的极向产生下一循环源场带。修正后的方案是巴布科克方案的一个更合理的版本，其可行性可以通过适当的运动学通量传输太阳能发电机模拟来探索。
2016-06-16 astro-ph.SR
Stable Umbral Chromospheric Structures
目标。了解太阳黑子本影色球层的形态。我们调查，如果观察到的水平结构的光谱核心的钙II H线是短暂的视觉冲击动力学更稳定的结构所造成的，并检查它们的关系与观测的H-α线。方法.过滤图在核心的钙II H和H-α线与瑞典1米太阳望远镜观察。我们利用一种技术，创建复合图像和水平跟踪闪光传播。结果我们发现0“15宽的水平结构，在所有的三个目标太阳黑子，为每一个闪光的视宁度是中等至良好的。离散的暗结构被确定为至少两个本影闪光是稳定的，以及结构的系统，生活长达24分钟。我们发现了具有类似稳定性的极端延伸结构的情况，其中一个这样的结构显示出5”的范围。其中一些结构在H-α中有对应关系，但我们无法找到每次出现的一一对应关系。如果暗条纹形成于与本影闪光相同的高度，那么对于所有三个被分析的太阳黑子来说，都存在强烈偏离垂直方向的结构系统。结论.长寿命的Ca II H平行水平结构是太阳黑子本影中常见且可能永远存在的特征。如果本影色球层中的磁场确实与这些结构一致，那么就需要重新审视目前对典型本影的理论理解。
2014-12-18 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic structure of a sunspot: comparison of the photosphere and upper chromosphere
我们调查的磁场的太阳黑子在上色球层，并比较它的领域的光球属性。我们用安装在德国真空塔望远镜（VTT）上的Tenrife红外偏振仪-2（TIP-2）对活动区NOAA 11124的主要前沿黑子进行了为期两天的观测。通过对He I三重态在1083.0 nm处的斯托克斯光谱反演，得到了上色球层的磁场矢量。为了与光球层进行比较，我们应用了Si I 1082.71 nm和Ca I 1083.34 nm线的高度依赖反转。我们发现，在上层色球的本影磁场强度是由一个1.30-1.65倍的光球相比，低。本影的磁场强度从光球层到上色球层以平均0.5-0.9 G km $^{-1}$的速率减小。两个大气层之间的磁场强度差异从太阳黑子中心到太阳黑子的外边界逐渐减小，而磁场（特别是其水平分量）在黑子外的色球层中更强，这暗示着一个磁冠。太阳黑子的扭曲在两个层中平均是相似的。然而，光球层和色球层之间的差异扭曲迅速增加的外部半影边界。光球层中的磁场矢量相对于太阳表面的水平度比色球层上部高出大约5-20 $^\circ$。在光桥之上，色球层的磁场与本影中的磁场一样强，而光桥的磁场比光球层中的磁场弱大约1 kG。这表明光桥上方有一个尖状的磁场结构。
2017-06-14 astro-ph.SR
Study of Rapid Formation of a Delta Sunspot Associated with the 2012 July 2 C7.4 Flare Using High-resolution Observations of New Solar Telescope
近年来，人们系统地观测到与耀斑有关的磁拓扑和黑子结构的快速、不可逆变化。最显著的特征包括极性反转线（PIL）处水平场的增加和同空间半影的暗化。对上述现象的一个可能的解释是对爆发后日冕重组的反向反应：日冕物质抛射携带向上的动量，而向下的动量压缩PIL附近的磁力线。以前的研究只能使用低分辨率（1”以上）磁图和白光图像。因此，这些变化主要是在X级耀斑中观察到的。利用大熊太阳天文台新太阳望远镜的0.1”空间分辨率和15秒的时间节奏，我们详细报道了2012年7月2日与C7.4耀斑相关的PIL太阳黑子半影的快速形成。结果表明，太阳颗粒层的结构演化为明暗相间的纤维状结构，即典型的半影结构。有趣的是，这样一个半影的出现创造了一个新的三角洲太阳黑子。半影的形成也伴随着水平场的增强，使用从日震和磁成像仪的矢量磁图观察。我们解释我们的意见，由于喷发的磁通绳以下的磁抵消在PIL。随后，重新关闭的拱廊场被推向地表，形成新的半影。NLFFF外推法清楚地显示了靠近地表的通量绳和上覆磁场。
2013-08-12 astro-ph.SR
Magnetic topology of a naked sunspot: Is it really naked?
Hinode仪器实现的高空间、时间和光谱分辨率使人们能够更好地了解一些难以捉摸的太阳特征的行为，如气孔和裸露的太阳黑子。它们的快速进化以及在某些情况下它们的小尺寸使它们的研究变得困难。移动的磁性特征，尽管是更动态的结构，在过去的40年中已经被研究。它们总是与太阳黑子联系在一起，特别是与半影。然而，最近对一个裸黑子（没有半影的黑子）的观测显示出了MMF的活动。本报告观察结果的作者对将双极MMF活动解释为半影丝延伸至护城河持保留意见。当半影不存在时，这种类型的MMF如何存在？在本文中，我们研究了完整的磁场和（水平）速度拓扑结构相同的裸太阳黑子，显示如何存在的磁场拓扑结构类似于在太阳黑子中观察到的可以解释这些MMF，即使当强度图的裸太阳黑子不显示半影。
2012-02-03 astro-ph.SR
Velocity fields in and around sunspots at the highest resolution
太阳黑子内部和周围的流动细节丰富。从与水平半影磁场同空间的沿低洼流动通道的Evershed流开始，Evershed云可能在太阳黑子的外围继续这种运动，作为太阳黑子护城河中的移动磁性特征。除了这些有序的流动之外，在复杂的太阳黑子中还发现了特殊的运动，它们有助于磁剪切的建立或松弛。原则上，可以捕获这些速度场的三维结构。速度矢量的视线分量可以通过光谱测量获得，而局部相关或特征跟踪技术提供了评估水平自行的手段。下一代地面太阳望远镜将提供分光偏振数据，分辨50公里以下的太阳精细结构。因此，这些新的望远镜与先进的后聚焦仪器作为一个“变焦镜头”，以研究复杂的表面流动与太阳黑子。伴随着从太空进行的“广角”观测，我们现在有机会将太阳黑子描述为一个系统。这篇评论报告了最近与太阳黑子内部和周围流动有关的发现，并强调了先进仪器在发现过程中的作用。
2010-09-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
Restoring process of sunspot penumbra
本文描述了在活动区NOAA 12348的前一个黑子中观测到的一个黑子半影扇形的消失及其恢复过程。磁场和等离子体流的演化支持半影是由于冠层磁场倾角的变化而形成的观点。在太阳黑子半影的这一部分的解体阶段，观测到了移动的磁特征。在恢复阶段，我们没有观察到任何磁通量出现在太阳黑子周围。半影区的恢复过程在大约72小时内完成，并伴随着从逆Evershed流到经典Evershed流的过渡。IBIS对光球分光偏振测量的反演使我们能够重建磁场在半影新沉降期间的未梳理结构，即，磁场的垂直分量似乎逐渐被对应于脊柱内的一些水平场线所取代。
2020-06-17 astro-ph.SR
Helioseismic holography of simulated sunspots: magnetic and thermal contributions to travel times
波通过太阳黑子的传播涉及声波和磁波之间的转换。此外，太阳黑子的热结构与安静太阳的热结构有很大不同。因此，对太阳黑子的当地日震测量结果的解释长期以来一直是一个挑战。为了理解这些测量结果，我们对太阳黑子中的波传播进行了数值模拟。日震全息测量所得到的模拟波场显示定性协议与实际太阳黑子的观测。我们使用额外的数值实验来确定，分别，太阳黑子的热结构的影响和太阳黑子磁场的直接影响。我们使用射线近似表明，热（非磁性）太阳黑子模型中的走时偏移主要是由威尔逊凹陷引起的波路径变化产生的，而不是波速度的变化。这表明，太阳黑子地下结构的反演必须考虑到密度的局部变化。在水平相速度和频率的某些范围内，在全磁太阳黑子模型和热模型中测量的旅行时间之间存在一致性（在模拟中的噪声水平内）。如果这一结论被证明对大范围的模型都是可靠的，那么它将为太阳黑子结构的反演提供一条道路。
2016-08-17 astro-ph.SR
Variation rate of sunspot area
磁场通过光球层的出现有多种表现形式，太阳黑子就是其中最突出的例子。研究太阳黑子的结构和演化最相关的一个性质是太阳黑子面积：总面积、本影面积或半影面积。最近，Schlichenmaier等人（2010年）研究了活动区（AR）NOAA 11024的演变，得出的结论是，在半影形成期间，本影面积保持不变，总黑子面积的增加完全是由半影增长引起的。在本报告中，首先测试了Schlichenmaier的结论，调查了四种不同AR的演变。利用太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（HMI）图像中的数百幅强度图图像，分别描述了上述AR的面积演变，并估计了本影和半影面积的增加和减少率。一个简单的磁流体动力学模型，然后尝试性地使用在第一近似解释所观察到的结果。
2012-11-29 astro-ph.SR
Transverse motions in sunspot super-penumbral fibrils
太阳黑子在帮助我们理解太阳大气中的磁流体动力学（MHD）波动现象方面发挥了关键作用，并且众所周知，它们展示了许多与慢MHD模式相关的波动现象。最近的研究表明，横波模式存在于整个色球层的大部分。使用高分辨率的钙II 8542从瑞典太阳望远镜的观测，我们提供了第一个证明，色球超半影纤维，从太阳黑子的跨度，也显示出无处不在的横向运动。我们将这些运动解释为横波，特别是MHD扭结模式。我们编译了2000多个横向运动的统计特性，以找到周期和振幅的分布，发现它们与以前在安静的太阳纤维中观察到的色球横波基本一致。超半影纤维中波的存在提出了关于它们如何产生的重要问题，并可能对我们理解MHD波能量如何通过太阳黑子的大气层转移产生影响。
2020-12-14 astro-ph.SR
Traveling Waves of Magnetoconvection and the Origin of the Evershed Effect in Sunspots
1909年发现的Evershed效应代表了太阳黑子半影中强烈的物质外流，在那里，太阳黑子的磁场是平行的，几乎是水平的。这些流动在太阳黑子中起着重要的作用，并且已经使用大型地面和空间望远镜进行了详细的研究，但对其机制的基本理解仍然缺失。我们提出了现实的太阳的地下动力学的数值模拟结果，并认为，这种效果的关键机制是在非线性磁对流，具有强大的，高度倾斜的磁场的存在下的行波的属性。模拟再现了Evershed效应的许多观察到的特征，包括高速的“Evershed云”，流动的非定常结构和非定常准周期行为。结果提供了一个协同作用，以前的理论模型，并导致一个有趣的预测的大规模组织的流出。
2009-04-23 astro-ph.SR
The electrical current density vector in the inner penumbra of a Sunspot
我们确定了整个电流密度矢量的太阳黑子的内半影的几何3D体积从与日出/SP获得的光谱偏振数据的反演。显着的电流被认为是包裹在较热，更高的地区，更低，更水平的磁场，港口强大的上升流和径向流出（intraspines）。电流密度矢量的水平分量比垂直分量大3-4倍;几乎所有以前的研究都只得到垂直分量，因此大大低估了电流密度。电流密度和磁场矢量形成大约20度的角度。等离子体β在0公里的水平是大于1的intraspines，是一个数量级的半影（脊）的背景成分低。在200公里的水平上，几乎所有地方的等离子体β都低于0.3。等离子体β表面以及表面光学深度单位是非常波纹的。在脊柱内和内部的边界处，磁场在较深的层处不是无力的，而在顶层处几乎是无力的。脊椎的磁场几乎是到处都有电势。耗散的欧姆能量比太阳能通量小五个数量级，因此对于半影的能量平衡可以忽略不计。
2010-08-12 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
High-resolution imaging and near-infrared spectroscopy of penumbral decay
结合高分辨率分光偏振和成像数据是理解太阳黑子衰变过程的关键，因为它使我们能够仔细检查太阳黑子及其周围环境的速度和磁场。活动区NOAA 12597于2016年9月24日使用1.5米的GREGOR太阳望远镜使用高空间分辨率成像以及成像光谱学和近红外（NIR）光谱偏振法进行观测。水平自行估计与LCT，而LOS速度计算与谱线拟合方法。用SIR码对Si I和Ca I近红外谱线的磁场性质进行了推断。在格里戈尔观测的时候，领先的太阳黑子有两个光桥，表明它开始衰变。其中一座光桥消失了，在它的边缘，一个细长的黑暗阴影核心出现在一个腐烂的半影扇区中，面对着新出现的通量。该半影区的流动和磁场特性表现出弱Evershed流、护城河流和水平磁场。与细长阴影核心相邻的半影间隙和半影扇区中的半影显示出与肉芽相似的LOS速度。一个新的通量系统的分离极性与已经建立的活动区的领先和中心部分相互作用。因此，在12小时内，领先的光点顺时针旋转了55度。在对一个衰变黑子的高分辨率观测中，面对通量出现点的半影细丝包含一个暗区，类似于充满本影点的本影核。这个本影核心的速度和磁场特性与太阳黑子本影相似。这意味着，水平的磁场在衰减半影成为垂直的耀斑引起的快速半影衰变中观察到的，但在一个非常不同的时间尺度。
2018-01-11 astro-ph.SR
Magnetic field reconstruction based on sunspot oscillations
太阳黑子的磁场引导磁流体动力学波朝向更高的大气层。在光球层上部和色球层下部，周期大于声波截止周期的波模成为倏逝波。由于大气特性，截止期基本上会发生变化，例如，对于磁场的较大天顶倾斜度增加。在这项工作中，我们的目的是介绍一种新的技术，重建磁场倾斜的基础上的主导波周期的太阳黑子色球层和上层光球。在2013年8月21日，我们观察了一个孤立的，圆形的太阳黑子（NOAA 11823）在一个纯粹的光谱多波长模式与干涉二维光谱偏振仪（IBIS）在邓恩太阳望远镜58分钟。利用小波功率分析方法，反演了色球层和光球层的主波周期，并重建了天顶倾角。计算结果与低光球HMI磁图符合得很好。太阳黑子在色球层中的磁场从本影中几乎垂直的（0 $^{\circ}$）倾斜到外半影中大约60 $^{\circ}$。随着太阳黑子大气层高度的增加，半影的磁场变得不那么倾斜。我们的结论是，重建的磁场拓扑结构的基础上，太阳黑子振荡产生一致的和结论性的结果。该技术为推断太阳色球层中的磁场倾角开辟了新的可能性。
2016-01-22 astro-ph.SR
An Unusual Velocity Field in a Sunspot Penumbra
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理莱布尼茨研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Hansa-Gymnasium（汉萨中学）；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）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测站，物理研究实验室）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
研究发现活跃区域中持续的磁流体涌现导致了相反方向的流动侵入现有太阳黑子的日珥边缘。
2025-11-17 astro-ph.SR
Superstrong photospheric magnetic fields in sunspot penumbrae
最近，有一些报告，异常强大的光球磁场（可达到超过7 kG的值）推断出日出SOT/SP太阳黑子观测半影区域内。这些超强的半影场甚至比有记录以来最强的本影场还要大，似乎与超音速下降流有关。这种领域的发现一直是有争议的，因为他们似乎只出现在空间耦合反演进行。在这里，我们调查和讨论的可靠性，这些调查结果通过详细研究观察到的光谱与特别强的磁场在活动区10930的半影的内边缘。我们应用经典的诊断方法和不同的模型大气的各种反演观测到的斯托克斯轮廓在两个选定的像素与超强磁场，并比较结果与磁流体动力学模拟的太阳黑子的半影包含局部区域与强场（近5 kG在$τ=1$）与超音速下降流。
2019-09-30 astro-ph.SR
Detection of the Horizontal Divergent Flow prior to the Solar Flux Emergence
人们普遍认为，太阳活动区（包括黑子）是由深对流层中出现的磁通量形成的。在以往的数值模拟中，我们发现在光球高度上，在通量出现之前，会出现水平辐散流。本文报道了在NOAA AR 11081的流量出现之前的HDF检测，它位于远离磁盘中心。我们使用SDO/HMI数据研究的多普勒和磁模式的时间变化，从那些参考安静的太阳。结果，发现HDF出现在焊剂出现之前约100分钟。此外，在这段时间间隔内，HDF的水平速度估计为0.6 ~ 1.5 km/s，最高可达2.3 km/s。HDF是由等离子体从上升的磁通量中水平逃逸引起的。HDF与磁通量出现之间的时间间隔可能反映了太阳表面下的磁通量从不稳定性开始到进一步出现的等待时间。此外，SMART Halpha图像显示，色球斑出现约14分钟后，位于与光球孔共空间。这表明这些谱斑是由等离子体沿着磁场向下流动引起的，磁场在它们的足点处连接孔隙。观察HDF的一个重要性可能是预测几个小时内出现的太阳黑子的可能性。
2012-04-03 astro-ph.SR
Divergent Horizontal Sub-surface Flows within Active Region 11158
我们使用环形图技术和HMI高空间分辨率多普勒图测量了一个快速形成的活动区（NOAA 11158）的水平地下水流。该活动区具有复杂的磁结构，并在其磁盘通道的形态显示出显着的变化。在2011年2月11日至16日的6天内，总速度的大小的时间变化被发现遵循磁场强度的趋势。我们进一步分析了AR 11158内部的各个磁极性区域，发现这些子区域中的水平速度分量随时间和深度有显著的变化。前极性区和后极性区比混合极性区移动得更快。此外，纬向分量和纬向分量在所有深度的拖尾和前导极性区域具有相反的符号，表明活动区域内的发散流。我们还发现在大耀斑周围的深层总水平速度的大小急剧下降。这可能是由于耀斑期间磁场的重组和黑子的自转使水平流的大小减小，或者是水平流的动能转化为耀斑释放的能量。在耀斑活动和太阳黑子旋转减弱后，气流趋向于遵循磁活动的模式。我们还观察到，在表面附近的速度分量的变化较小，但这些往往增加与深度，进一步表明，更深的层更受活动区的拓扑结构的影响。
2015-08-03 astro-ph.SR
The velocity field of sunspot penumbrae II. Return flow and magnetic fields of opposite polarity
目的：寻找极性相反的半影磁场及其与下行流的对应关系。研究方法：我们使用光谱偏振HINODE数据的一个点非常接近磁盘中心，以抑制水平速度分量尽可能多的。我们的研究重点是三叶斯托克斯V型剖面。结果：从正演模拟和反演，我们表明，3瓣剖面证明存在相反的磁场。它们主要发生在中间和外部半影，并与光球深层的下行流有关。结论.标准磁图显示，只有4%的半影区域存在相反极性的磁场。如果在分析中包括3叶轮廓，则该数字增加到17%。
2013-01-10 astro-ph.SR
Evershed and counter-Evershed flows in sunspot MHD simulations
在文献中有一些关于在发育良好的太阳黑子半影中观察到的逆Evershed流的报道，即沿着半影细丝指向本影的流动。在这里，我们调查的驱动力，这样的反Evershed流的辐射磁流体动力学模拟的太阳黑子，并比较它们与正常的Evershed流上的作用力。模拟涵盖的时间跨度为100太阳小时，并产生Evershed流出超过8公里秒$^{-1}$在半影沿径向排列的灯丝的磁场几乎是水平的。此外，模拟产生快速的逆Evershed流（即，在半影内的某些区域，$τ= 1$附近的流入），达到$\sim$ 12 km s $^{-1}$的峰值流速。逆Evershed流是短暂的，通常会持续几个小时，然后再次变成流出。通过使用动能方程并在模拟箱中评估其各项，我们发现，Evershed流发生由于翻转对流在一个强烈倾斜的磁场，而反Evershed流可以很好地描述为虹吸流。
2017-12-04 astro-ph.SR
The formation and decay of sunspot penumbra in Active Region NOAA 12673
为了更好地理解太阳黑子半影的形成和衰变，我们详细研究了NOAA 12673活动区三个区域的太阳黑子演化。这三个区域的黑子演化都涉及到两个磁场系统的相互作用：先存的磁场系统和后现的磁场系统。通过对光球磁场特性的分析，发现半影的形成是由于光球中新出现的磁偶极被捕获而引起的。半影区的磁场由水平向垂直方向的变化可以引起半影区的消失。在黑子的衰变过程中，本影和半影之间的磁场发生了变化，黑子周围的外沟流逐渐减少直至消失。此外，我们还发现在黑子形成过程中，随着半影面积的增大，半影区的平均纵向磁场强度减小，半影区的平均横向磁场强度增大。而在黑子衰减过程中，随着半影面积的减小，半影区的平均纵向磁场强度增大，平均横向磁场强度减小。相比较而言，本影区的横、纵向平均磁场强度与面积的相关性不显著。这些结果揭示了本影和半影的形成和衰减过程是不同的。
2019-10-23 astro-ph.SR
On Making Magnetic-Flux-Rope $Ω$ Loops for Solar Bipolar Magnetic Regions of All Sizes by Convection Cells
我们提出，磁通绳$Ω$环出现成为任何双极磁区（BMR）是由对流细胞的$Ω$环的大小从最初的水平磁场摄入通过细胞的底部。这个想法是基于（1）所有跨度（$\sim$ 1000 km到$\sim$ 200，000 km）的BMR的观测特性，（2）由置于单元底部的水平场的超颗粒尺寸对流单元产生BMR的众所周知的模拟，以及（3）众所周知的对流区模拟。从观测和模拟中，我们（1）推断最大对流单体吸收的场的强度（2）合理地解释了为什么观测到的最大BMR的跨度和通量是$^3$ 200，000 km和$\sim$ 10 $^{22}$ Mx，（3）提出巨单体如何也可能制造“失效的BMR”$Ω$环，这些环填充具有水平场的上部对流区，较小的对流单体由此制造它们大小的BMR $Ω$环，（4）提出为什么在太阳黑子周期的下降阶段观察到的太阳黑子倾向于违反半球螺旋度规则，和（5）支持先前提出的太阳黑子周期发电机过程的修正巴布科克方案。由于所提出的基于对流的启发式模型，使太阳黑子BMR $Ω$循环避免了在对流区底部的初始通量绳中具有$\sim$ 10 $^5$ G场，因此它是一个有吸引力的替代方案，以目前的磁浮力为基础的标准方案，并保证测试足够高的分辨率巨细胞磁对流模拟。
2020-09-29 astro-ph.SR
Characterization of magneto-convection in sunspots -- The Gough & Tayler stability criterion in MURaM sunspot simulations
我们分析了太阳黑子的模拟，努力了解的对流不稳定性引起的半影和阴影不同的制度的起源。我们应用Gough \& Tayler（1966）的判据，考虑垂直磁场的稳定效应，研究MURaM太阳黑子模拟中的对流不稳定性。我们发现：（1）在表面正下方的一个高度不稳定的浅层，在整个模拟箱中，对流是由光球中的辐射冷却触发的;（2）一个深的本影核（低于-5毫米）稳定，对翻转对流，其基础是一个区域，该区域具有稳定的背景值，渗透着与本影点耦合的细长不稳定性;（3）半影以下的平行于地表的平行不稳定性和半影耦合的波动不稳定性，这些不稳定性起源于深层。（4）颗粒区、半影区和本影区的对流下降气流分别以2km/s、1 km/s和0.1km/s的速度发展，表明颗粒区的对流比半影区的对流更强，而半影区的对流又比接近定常的本影区的对流更强;（5）GT判据概括了太阳黑子磁层顶和近层顶，突出了磁流体动力学（MHD）太阳黑子模型的次光球层的三重性质;最后，（6）Jurčák判据是GT判据在深层的光球对应物。GT标准作为一种诊断工具，揭示了太阳黑子结构的三方性质，在现实的MHD模拟中，在本影，半影和颗粒中具有不同的磁对流制度。
2022-10-31 astro-ph.SR
Flux-tubes forming instability near the base of the rotating convection zone: A possible explanation for low latitudes of sunspots
从对流层底部到太阳表面的强磁场通量管的上升已被证实是太阳黑子形成的一种可能机制。然而，具有足够强度（~10^5 G）的磁通管的起源还不确定。本文考虑了大尺度环形磁场对流热输运的磁抑制所引起的不稳定性作为通量管形成机制的候选者。考虑采用的分析依赖性的涡流扩散的磁场提供的平均场磁流体力学。的不稳定性往往会产生区域的空间尺度的顺序为100毫米的对流区的底部的场强增加。与11年周期相比，不稳定性的特征增长时间很短。不稳定性开始的阈值场强从赤道附近的几百高斯增加到中纬度的几千高斯。不稳定扰动的增长率随纬度的增加而减小。这些纬度趋势可能是观测到的太阳黑子活动局限于近赤道带的原因。
2020-03-20 astro-ph.SR
Apparent motion of penumbral grains in a sunspot simulation
本研究分析MURaM模拟的太阳黑子半影颗粒，发现其表观运动方向与磁场倾角相关，且运动方向和倾角差异在颗粒生命周期中可变，表面湍流引入随机性。
2025-06-11 astro-ph.SR
SST/CRISP Observations of Convective Flows in a Sunspot Penumbra
上下文最近发现的强度相关的下降流在内部的一个太阳黑子半影提供了直接的证据，翻转对流，增加了较早的强烈迹象对流从灯丝动力学观察到远离太阳盘中心，并支持最近的模拟太阳黑子。目标。利用空间分辨率接近0 '的分光偏振观测。利用瑞典1米太阳望远镜（SST）及其分光偏振计CRISP，研究了最近在538.03 nm的C i线上发现的对流下降流是否也能在630.15 nm的Fe i线翼上探测到。我们在538 nm和630 nm线的核心和机翼中对测得的LOS速度进行方位角拟合，以解开垂直和水平流动。为了研究这些如何取决于连续强度，分别为每个强度箱进行方位角拟合。通过使用磁场的LOS分量的空间高通滤波测量，分别确定磁脊（相对强且垂直的场）和磁脊间（较弱且更水平的场）的流动特性。结果最近在538.03 nm谱线上发现的暗对流下降流在630.15 nm谱线上也很明显，并且具有相似的强度。这种对流特征在脊和脊间是相同的。然而，强烈的径向（Evershed）流出只发现在棘间。结论.在目前的SST/CRISP数据的空间分辨率，在连续图像中看到的小尺度强度模式是强烈相关的对流向上/向下流动模式，存在于半影的任何地方。早期未能检测到暗对流下降流的内部半影可以解释为观测数据的空间分辨率不足。
2012-01-24 astro-ph.SR
