Solar transition region in the quiet Sun and active regions
太阳过渡区（TR）是光球层上温度迅速升高、密度急剧下降的区域，它在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。长期持续的上升流存在于TR上部，并被解释为宁静太阳中大日冕环的质量供应的特征。日冕亮点是一种局部加热现象，我们在其中一个亮点中发现了不同的多普勒频移模式，这可能与扭曲环系统有关。在较低TR中的主要能量损失是Ly-alpha发射。已经发现，大多数Ly-alpha辐射分布在蓝色峰中更强，这是与高阶莱曼线相反的不对称性。当TR中部的下行流较强时，这种不对称性较强，表明TR流在谱线形成过程中起着重要作用。发现Ly-alpha的峰值分离在冕洞中比在安静的太阳中大，反映了两个区域之间不同的磁结构和辐射场。莱曼线轮廓在太阳黑子羽流区和本影区不发生反转，而在周围谱斑区有明显的反转。在TR温度下，太阳黑子羽流和本影的密度是比谱斑低10倍，这表明在TR温度下发射的太阳黑子等离子体更高，并且可能比谱斑区域更高。
2013-05-09 astro-ph.SR
Magnetic and Thermal Phase Shifts in the Local Helioseismology of Sunspots
本文用数值方法计算了活动区强度的倾斜表面磁场对静止太阳和简单太阳黑子模型的相位扰动，以估计和比较磁场对日震波的直接和间接（热）影响。结果表明，最大的直接效应发生在半影的高倾斜场特征，并与磁场强度大致呈线性关系。太阳黑子磁异常和热异常的综合效应通常会在半影区产生负的走时扰动。本影的旅行时间变化取决于热量和密度结构与安静太阳的差异。除了在约1 kG或更低的低场强下，或者如果热位移很小，组合位移通常不能很好地近似于单独施加的热效应和磁效应的总和。一个有用的经验法则似乎是，在本影的旅行时间扰动主要是热的，而在半影，他们主要是磁性。
2009-02-26 astro-ph.SR
Spotless days and geomagnetic index as the predictors of solar cycle 25
本文研究了太阳黑子活动与太阳黑子活动周期下降阶段（$11$-$24$）的无黑子日数（SLD）的关系，以预测太阳黑子活动周期（$25$）的振幅。为此，除了SLD，我们还使用地磁活动（aa指数）在一个给定的周期的下降阶段。SLD的非常强的相关性（R= $0.68$）和aa指数（R= $0.86$），利用SLD和aa指数推求出$25$周的振幅分别为99.13 $\pm$ 14.97和104.23 $\pm$ 17.35。这两个预报因子对太阳活动周期$25$的振幅提供了可比性，并揭示出太阳活动周期$25$将弱于周期$24$。进一步推导出周期$25$的极大值可能出现在2024年2月至3月之间。虽然aa指数在过去被广泛使用，但这项工作将SLD确立为预测下一个周期特征的另一个潜在候选者。
2021-05-25 astro-ph.SR
A novel approach to identify resonant MHD wave modes in solar pores and sunspot umbrae: $B-ω$ analysis
太阳黑子和太阳光球中的孔隙的本影区通常由$3$ ~mHz振荡主导，这是由于$p$ -模穿透磁区。在这些地点，相对于安静的太阳，波能也显着减少。然而，在这里，我们研究了一个孔，其中本影中的振荡功率不仅与安静的太阳相当，甚至更大，但主主频不是预期的$3$ ~mHz，而是$5$ ~mHz。通过结合多普勒速度和分光偏振和分析磁场强度和频率之间的关系，得到的$B-ω$图显示出明显的脊，这是非常清楚的共振磁流体振荡的签名限制在孔隙本影。除了速度振荡，我们证明，这些模式也伴随着磁振荡，从MHD理论预测。这封信中提出的$B-ω$分析的新技术为识别孔隙和太阳黑子阴影区域中的MHD波模式开辟了一条令人兴奋的新途径。
2021-03-22 astro-ph.SR
Is the $F_{10.7cm}$ -- Sunspot Number relation linear and stable ?
$F_{10.7cm}$射电通量和太阳黑子数是最广泛使用的太阳活动长期指标。它们之间有很强的相关性，这导致了许多代理关系的发布，允许将一个指数转换为另一个指数。然而，这些现有的代理人显示出重大分歧，特别是在低太阳活动。我们的目标是在全球澄清这些问题。我们计算新的多项式回归到4度，以获得更准确的代理。我们还研究了回归的时间平均的作用，我们调查的问题，所有安静的$F_{10.7}$背景通量。最后，我们检查在整个1947 - 2015年期间$F_{10.7}$ -太阳黑子数关系的任何变化。我们发现，一个$4^{th}$度多项式，我们得到了一个更准确的代理关系比以前发表的，我们推导出一个公式，给出标准误差。日、月和年平均值的关系是不同的，它被证明是完全线性的原始非平均日数据。通过一个简单的每日价值的两个组件模型，我们展示了时间平均如何导致非线性代理关系。我们还表明，安静的太阳$F_{10.7}$背景是不是绝对的，实际上取决于无污点的持续时间。最后，我们发现，$F_{10.7cm}$时间序列是不均匀的，突然10.5%的向上跳跃发生在1980年和1981年之间。我们的新的代理关系的时间尺度选择适当的代理和$F_{10.7}$安静的太阳背景水平的重要性。根据历史证据，我们得出结论，1981年的跳跃很可能是由于$F_{10.7}$科学团队和数据处理的独特变化，新重新校准的太阳黑子数（版本2）可能提…
2023-01-06 astro-ph.SR
Differential rotation of solar α sunspots and implications for stellar light curves
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学院）；Geneva Observatory, University of Geneva（日内瓦大学天文台）
研究太阳α日珥的差异自转特性，揭示其对恒星光变曲线调制的影响，并提出适用于其他恒星的缩放定律。
2025-11-20 astro-ph.SR
The differential rotation of the chromosphere and the quiet chromosphere in the falling and rising period of a solar cycle
本文利用He I 10830Å线综合图研究了太阳活动周下降和上升期色球与宁静色球的较差自转，发现第24太阳活动周上升期自转较慢且较差自转更显著。
2024-01-05 astro-ph.SR
Angular dependence of the facular-sunspot coverage relation as derived by MDI magnetograms
以前的研究表明，在太阳磁活动周期中，在宽带和窄带图像上确定的光斑/网络特征面积的变化与太阳黑子面积和数量呈正相关，面积覆盖率之间的关系被描述为线性或二次关系。另一方面，光斑，网络和太阳黑子的空间分布的时间变化遵循的模式，是不太明显的相关性，所以我们希望的关系，描述不同类型的磁功能的区域覆盖范围的变化而变化的磁盘上的位置。本文利用第23周和第24周初获得的MDI全星盘磁象资料，研究了以不同磁通量和距星盘中心不同角距为特征的磁性元素覆盖率与黑子数之间的关系。与以前的一些研究一致，我们发现，每日数据最好用二次函数来描述，而6个月以上的平均数据最好用线性函数来描述。在这两种情况下的拟合系数显示出很大的依赖于磁盘上的位置和磁通量。我们还发现，对磁盘中心的6个月平均数据显示上升和下降阶段之间的不对称性。太阳辐照度建模的影响进行了讨论。
2016-06-15 astro-ph.SR
The chromosphere above sunspots at millimeter wavelengths
目的：本文的目的是证明毫米波数据可以用来区分太阳黑子的各种大气模型，其在上层光球和色球层的温度结构一直是一些争议的来源。研究方法：我们使用伯克利-伊利诺伊-马里兰阵列（BIMA）在3.5 mm处获得的太阳黑子本影上方的温度对比度（相对于安静太阳）观测结果，并由Lindsey & Kopp（1995）的亚毫米观测结果和超大阵列的2 cm观测结果进行补充。这些与本影对比度计算从各种大气模型的太阳黑子。结果如下：目前的毫米和亚毫米观测数据表明，在这些波长下观测到的亮度与最广泛使用的太阳黑子模型相比很低。这些数据对太阳黑子本影大气的温度和密度分层，特别是温度最低值的位置和深度以及过渡区的位置施加了强有力的约束。结论：一个成功的模型，是在毫米级本影亮度协议应该有一个扩展和深的温度最低值（低于3000 K）。更好的空间分辨率以及更好的波长覆盖范围，需要更完整的确定太阳黑子本影以上的色球温度分层。
2014-03-13 astro-ph.SR
Revised historical solar irradiance forcing
上下文对于历史上太阳强迫的幅度没有共识。蒙德极小期和现在时间之间的太阳总辐照度差异的估计幅度在0.1到6 W/m2之间，使得对过去和未来气候的模拟不确定。这种分歧的一个原因是太阳辐照度重建模型中宁静太阳亮度的应用演变。这项工作解决了安静的太阳模型的选择和更新的太阳磁场活动代理对太阳强迫重建的作用。目的。我们的目标是建立一个合理的范围内的太阳辐照度变化的十年到千年的时间尺度。方法.光谱太阳辐照度（SSI）计算为来自太阳黑子本影/半影、面和宁静太阳的贡献的加权和，这些贡献是用光谱合成代码NESSY预先计算的。介绍了太阳黑子和光斑贡献的活动带和太阳最安静态的新结构模型。我们假设安静的太阳的亮度随时间的变化成比例的长期（22年平滑）变化的太阳调制潜力。结果一个新的重建的TSI和SSI覆盖期间6000 BCE - 2015 CE。该模型很好地模拟了卫星时代的太阳辐照度变化。蒙德和最近的最小值之间的TSI变化范围在3.7和4.5 W/m2之间，这取决于所施加的太阳调制电位。一个新的最安静的太阳模型的实施减少了，大约两个因素，相对的太阳强迫相比，以前最大的估计，而更新的太阳调制潜力的应用程序增加了蒙德极小期和目前的强迫差异25- 40%。
2018-04-01 astro-ph.SR
3D simulations of realistic power halos in magneto-hydrostatic sunspot atmospheres: linking theory and observation
观测良好的声晕是相对于安静太阳值的时间平均多普勒速度和强度功率的增强，这对于太阳黑子和活动区的半影周围的弱和高度倾斜的场是突出的。我们进行三维线性波建模与现实的分布式声源在MHS太阳黑子大气中，并比较由此产生的模拟增强与多高度SDO观测的现象。我们发现，模拟晕是在良好的定性与观测。我们还提供了进一步的证据，负责晕的基本过程是折射和返回的快磁波已经历了模式转换的关键$a=c$大气层。此外，我们还发现了强有力的证据表明，快速阿尔文模式转换在晕的结构中起着重要的作用，以场向阿尔文波的形式从光球和色球高度带走能量。这种转换过程可以解释在较高频率（$> 8 $ mHz）下观察到的“双环”晕结构。
2015-12-04 astro-ph.SR
Solar ALMA observations: constraining the chromosphere above sunspots
我们提出了第一个高分辨率的阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测太阳黑子在1.3毫米和3毫米的波长，在太阳ALMA科学验证活动在2015年，并将它们与半经验太阳黑子本影/半影大气模型的预测进行比较。第一次毫米观测太阳黑子解决了本影/半影亮度结构的色球高度，在这些波长的发射形成。我们发现，太阳黑子本影在1.3毫米和3毫米处表现出完全不同的外观，而半影亮度结构在两个波长处是相似的。本影的内部在3 mm处比周围的安静太阳（QS）亮约600 K，在1.3 mm处比QS冷约700 K，是太阳黑子在该波长处最冷的部分。平均而言，3 mm处半影的亮度与QS亮度相当，而在1.3mm处，它比QS亮约1000 K。在两个ALMA带中，半影亮度朝向外边界增加。在测试的本影模型中，Severino等人（1994）的模型提供了与观测数据的最佳拟合，包括本研究分析的ALMA数据和早期工作的数据。在这里考虑的那些模型中，没有一个半影模型与目前可用的测量值吻合。ALMA观测在多毫米波长可以用来测试现有的太阳黑子模型，并作为一个重要的输入约束新的经验模型。
2017-10-16 astro-ph.SR
Dynamics of descending knots in a solar prominence and their possible contributions to the heating of the local corona
太阳黑子中的节点经常被观察到以几乎恒定的速度下落，但相关的物理机制目前还没有很好的理解。本文介绍了新真空太阳望远镜（NVST）在H-α波段观测到的一个日珥。在日珥内部上升的结似乎优先位于较高的高度，而下降的结则遍布整个日珥结构。近日面的死结下降速度大于远离日面的死结下降速度。我们注意到，太阳表面附近的结可能沿着大气成像组件观察到的一组日冕环运行。在其他地方，大多数的节被解释为已经下降了更水平的磁场与一个几乎恒定的速度。这种加速度的缺乏表明，释放的重力势能可能不会表现为动能的增加。相反，假设下降的纽结能够激发阿尔芬波，然后在当地的日冕中消散，纽结的引力势能可能已经转化为热能。假设是一个完全弹性的系统，我们估计这些观测到的结的引力能量损失率相当于加热整个平静太阳所需的1/2000，当考虑到在H-α观测中已经消失的结可能进一步向下运动时，增加到1/320。这一结果表明，这样的机制可能有助于加热的日冕本地这些双折射。
2020-03-18 astro-ph.SR
Automated Sunspot Detection as an Alternative to Visual Observations
我们开发了一个自动化的方法，太阳黑子检测使用数字白光太阳图像，以实现类似的性能，在太阳黑子计数的视觉绘图观测。为了正确识别小的孤立的黑子，我们特别注意太阳静盘分量的精确推导，这是使用阈值识别黑子的参考。该阈值是使用自适应方法来确定的，以处理在各种条件下获得的图像。为了消除视觉效应，我们的方法可以处理在短时间内拍摄的多幅图像。我们应用所开发的方法在三个站点捕获的数字图像，并比较检测结果与视觉观察。我们的结论是，建议的太阳黑子检测方法具有类似的性能，视觉观察。该方法可广泛应用于公共天文台、业余天文爱好者和专业天文台，作为太阳黑子计数手工目测的替代方法。
2022-12-02 astro-ph.SR eess.IV
Spectropolarimetry of Sunspot Penumbrae -- A Comprehensive Study of the Evershed Effect Using High Resolution Data from the Space-Borne Solar Observatory HINODE
HINODE获得的高分辨率光谱偏振数据被用来表征小尺度半影磁场以及Evershed效应（EE）的垂直和水平分量。结果表明，太阳的半影速度场与宁静太阳的半影速度场有很大的不同。形态学的研究产生细长的上升通道内半影和圆形的下降在外部半影。这些流动被认为是EE的源和汇。值得注意的是这些汇中的等离子体速度很高，与安静的太阳相比要大得多。此外，一个非常高的天顶角被发现的半影下降流。通过统计和实例分析，研究了半影丝内的小尺度速度场。这些调查的结果证实了半影通量管模型的预测。此外，明亮的半影下降流以及两个家庭的半影细丝进行了研究。太阳黑子的观测接近太阳的边缘被用来审查EE的水平分量。斯托克斯配置文件的不对称性证明，半影等离子体流集中在深光球和它的振幅减小得更快的高度相比，安静的太阳。此外，水平和垂直EE的磁化特性被明确证实。与以前的研究相比，该分析证明EE的汇充满了相反极性的磁场。最后，在一个两层模式大气的框架内，通过光谱反演，探讨了大气参数对斯托克斯廓线不对称性的影响。有趣的是，只有梯度的极性与磁场强度的高度才导致中心侧半影中的总净圆偏振的符号。
2011-07-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Chromospheric sunspots in the millimeter range as observed by the Nobeyama Radioheliograph
我们调查的上层色球和过渡区的太阳黑子本影使用无线电亮度温度在34 GHz（对应于8.8毫米观测）所观察到的野边山射电日像仪（NoRH）。在过渡区周围产生较长毫米范围的射电自由-自由辐射，其亮温产生该区域的温度和密度分布。我们使用的NoRH数据在34 GHz的应用Steer-CLEAN图像合成。这些数据和分析方法使我们能够以高的空间分辨率和足够的分辨率研究更长毫米波段的色球结构。我们还使用NoRH和Nobeyama 45米望远镜在115 GHz下同时观测一个太阳黑子。我们确定，115-GHz的发射主要来源于较低的色球层，而34-GHz的发射主要来源于较高的色球层和过渡区。这些观测结果与目前色球大气模式估计的射电辐射特征是一致的。另一方面，观测到的暗区亮温与宁静区几乎相同。这一结果与目前的太阳黑子模型不一致，后者预测太阳黑子本影在34 GHz处的亮度温度要高得多。这种不一致性表明，34 GHz无线电发射变得光学厚的区域的温度应该低于模型预测的温度。
2015-12-28 astro-ph.SR
Statistical analysis of acoustic wave power and flows around solar active regions
我们分析了太阳黑子在其安静的环境中应用日震技术在近三年的日震和磁成像仪（HMI）的观测，在太阳活动周期24日，以进一步研究太阳黑子的结构下面的太阳表面的影响。频率低于4.2 mHz的声波的衰减更强烈地依赖于距离太阳黑子中心$6^o-7^o$的波的方向。高频波的放大率在距离活动区6 $^o$处最高，并且它在很大程度上与波的方向无关。我们观察到一个平均顺时针流动的活动区域，其角速度随距离呈指数下降，并有一个系数接近$-0.7$度$^{-1}$。观测到的活动区附近的水平流与黑子周围的圆柱壳状大尺度环流一致。壳层的中心似乎集中在距太阳黑子中心7 $^o$附近，在那里我们观察到一个接近表面的流入，下降到$\sim$ 2 Mm，然后在更深层流出，直到至少7 Mm。
2018-04-20 astro-ph.SR
Wavelet analysis of solar magnetic strength indices
不同太阳活动指数、太阳黑子数、太阳黑子面积、耀斑指数、磁场等的小波分析，使我们能够研究太阳活动的一些具体特征的时间演化和潜在的发电机机制。本文的主要目的是分析目前在Mt.威尔逊天文台150英尺太阳能塔。特别是，我们分析了长时间序列（1970年1月19日至2013年1月22日）的磁谱强度指数（MPSI）值和山。威尔逊太阳黑子指数（MWSI）值，涵盖了第20个太阳活动周期的下降阶段、第21-23个太阳活动周期以及第24个太阳活动周期的当前部分。这项研究是一个进一步的贡献，以检测在多尺度准周期变化的综合磁太阳活动与过去的太阳周期和当前的，这是在过去100年中记录的较弱的一个之间的比较的变化。事实上，众所周知，在太阳活动周23和24之间发生了一个不寻常的深太阳极小期，一些磁强度指数的时频行为可以帮助更好地解释相关机制。
2013-05-09 astro-ph.SR
Magnetic and Velocity Field Topology in Active Regions of Descending Phase of the Solar Cycle 23
我们分析的拓扑结构的光球磁场和次光球流的几个活动区（AR），在太阳活动周期23的峰值下降阶段观察。我们的分析表明，在所有的拓扑参数，如磁，电流和动力学螺旋度，和“卷曲发散”的半球偏好的明确证据。结果表明，北（南）半球有68%（67%）的AR具有负（正）磁螺旋度。68%（68%）的AR在电流螺旋度上发现了相同的半球偏好符号。半球的偏好被发现存在统计上的所有时间，除了在一些AR的观察在高峰期和结束阶段的太阳活动周期。这意味着磁场主要是左（右）螺旋的尺度小于北（南）半球的个别AR。我们发现，磁场和电流螺旋度参数显示向赤道传播类似于太阳黑子周期。动力学螺旋度与磁场和海流螺旋度参数的半球变化趋势相似。在北（南）半球2.4 μ m深度处，有65%（56%）的AR具有负（正）动力螺旋度和辐散旋度。动力螺旋度的半球分布在较大深度处变得更加明显，例如，69%（67%）.动力螺旋度的半球趋势与海流螺旋度的半球趋势相似，支持平均场发电机模型.我们还发现，半球分布的所有参数增加AR的场强。光球磁场和近地表亚光球流场的拓扑结构没有显示出良好的关联，但它们之间的相关性随着深度的增加而增强，这可能表明在AR的更深层有更多的对齐流。
2020-06-24 astro-ph.SR
A Multi-Wavelength Analysis of Active Regions and Sunspots by Comparison of Automated Detection Algorithms
自从太阳动力学天文台（SDO）开始每天记录约1 TB的数据以来，自动提取特征和事件以供进一步分析的需求不断增加。在这里，我们比较了四种太阳特征检测算法的整体检测性能、提取属性之间的相关性以及特征跟踪的可用性：太阳监测活动区跟踪器（SMART）检测视线磁图中的活动区;自动太阳活动预测代码（ASAP）检测白光连续图像中的太阳黑子和气孔;太阳黑子跟踪和识别算法（STARA）检测白光连续图像中的太阳黑子;空间可能性聚类算法（SPoCA）自动将太阳EUV图像分割为活动区域（AR）、冕洞（CH）和安静太阳（QS）。分析了2003年5月12日至6月23日期间SOHO/MDI和SOHO/EIT工具的一个月数据。每个算法的整体检测性能是基准对美国国家海洋和大气管理局（NOAA）和太阳能影响数据分析中心（SIDC）目录使用各种功能属性，如总太阳黑子面积，这表明良好的协议，和检测到的功能，这表明协议差的数量。主成分分析表明，光球属性，这是高度相关的第一个组成部分，并占数据集的变异性的52.86%，和日冕属性，这是适度相关的第一和第二主成分之间的明显区别。最后，NOAA 10377和10365的案例研究进行，以确定算法的稳定性跟踪个别功能的演变。我们发现磁通量和总黑子面积是活动区出现的最佳指标。
2011-09-02 astro-ph.SR
Analysis of a Fragmenting Sunspot using Hinode Observations
我们采用高分辨率的滤波图和偏振测量从日之出，以遵循太阳黑子的演变，从2007年6月28日开始的八天。在分析之前，针对强度梯度、投影效应和仪器杂散光校正成像数据。观测结果表明，在太阳黑子的一角，由于邻近的半影暗条的缓慢侵入，形成了一个光桥。这就把本影分成了两个独立的本影核心。在光桥形成过程中，光桥强度在近4小时内从0.28 IQS急剧增加到0.7 IQS，然后在13小时内逐渐增加到宁静太阳（QS）值，这种强度的增加伴随着场强从1800 G到300 G的大幅度降低。在光桥形成后约2天，较小的本影核心逐渐脱离母黑子，使母黑子在分裂的位置没有半影。碎片中的半影在34小时内首先消失，然后碎片面积以22小时的时间常数指数衰减，当半影-QS边界处的磁场倾角在40 °以内时，母黑子中的耗尽半影再生。从完全水平的状态中脱离出来，这发生在碎片的寿命即将结束时。在碎片消失后，另一个光桥在母体中形成，它具有与碎片相似的性质，但没有分裂黑子。光桥中的场强显著减弱以及颗粒的存在暗示了太阳黑子中的强烈对流，这可能引发了较小黑子的驱逐和破碎。虽然在太阳黑子本影中存在QS光球条件可能是碎裂的必要条件，但它不是充分条件。
2012-06-18 astro-ph.SR
Detection of emission in the Si i 1082.7 nm line core in sunspot umbrae
我们分析了分光偏振太阳黑子本影观测在近红外Si i 1082.7 nm线考虑NLTE效应。这些数据是用安装在德国GREGOR望远镜上的GRIS仪器获得的。一个点扩散函数（PSF）的构造使用之前的水星观测与GRIS和由自适应光学系统的GREGOR望远镜提供的信息。然后使用主成分分析反卷积方法从PSF中对数据进行反卷积，并通过NICOLE反演代码进行分析。在去除散射光的影响后，Si i 1082.7nm谱线似乎是在观测到的黑子本影中发射的。我们展示了本影轮廓的谱线形状如何随着散射光的量而发生显着变化。事实上，连续谱的强度范围平均从安静太阳连续谱强度的44%到大约20%。推断的水平与当前模型预测和经验本影模型一致。目前的本影经验模型不能再现在去卷积本影斯托克斯轮廓的排放。NLTE反演的结果表明，为了获得Si i 1082.7 nm谱线中的发射，温度分层应首先具有位于约log τ-2处的峰，并且当移动到过渡区时在较低的高度处开始上升。据我们所知，这是第一次在太阳黑子本影区的发射中看到Si i 1082.7 nm线。结果表明，目前本影模式的温度层结可能比预期的更复杂，过渡区位于太阳黑子本影上方较低的高度。我们的发现可能会提供深入了解为什么太阳黑子本影辐射在毫米光谱范围内是小于目前的经验本影模型预测。
2017-09-20 astro-ph.SR
Dark dots on the photosphere and counting of the sunspots index
现代卫星对太阳进行高空间分辨率的连续观测，以及高质量的地面观测，可以观测到大量的小暗区。这些区域没有半影，对比度高达20%，类似于太阳孔。这样的结构的特征面积是$0.3\div5\ μ$ hm或$0.5\div5$ Mm。在一个图像中这样的点的数量可以是几百个。这些地层的性质仍不清楚。我们选择了暗区，对比度至少为安静太阳水平的3%，在2010-2020年连续的SDO/HMI观测数据。研究了“暗点”的性质，包括随活动周期的变化、面积分布和对比度。我们还将此类结构与磁场强度进行了比较。我们发现，面积小于5 mhm的暗点的数量，其中磁场是不显着的，小于|B| <30 G，是从60%到80%的结构的总数量的这种大小。这意味着这些物体与磁活动无关。这种结构的存在会显著影响太阳黑子指数的计算，因为它们可能被误认为是孔隙。
2022-05-26 astro-ph.SR
Variation in sunspot properties between 1999 and 2011 as observed with the Tenerife Infrared Polarimeter
本文研究了太阳活动第23周下降相和第24周开始时太阳黑子的磁场强度和本影强度的变化。我们分析了从1999年到2011年用德国真空塔望远镜的特内里费红外偏振计观测到的183个太阳黑子的样本。磁场强度是从一个近红外谱线中的斯托克斯-V信号的塞曼分裂得到的，所述近红外谱线为Fe I 1564.8 nm、Fe I 1089.6 nm或Si I 1082.7 nm。这避免了来自无场安静的太阳环境的非偏振杂散光的影响。测量了最小阴影连续强度和最小阴影面积。发现第23太阳周后期太阳黑子有一个系统的变弱趋势，具有比循环开始时更小的最大磁场强度。随着时间的推移，磁场强度的下降约为94 G/年，这远远超出了预期的统计波动，因为接近周期最大值（14 G/年）的太阳黑子数量较多。在相同的时间间隔内，连续强度的本影增加的速度为1.3（± 0.4）%的Ic/年，而本影面积没有显示出任何趋势以上的统计方差。在新的第24周，太阳黑子的场强比第23周末的高，而连续谱强度比第23周末的低，从而中断了这一趋势。与初始阶段相比，太阳黑子在太阳周期的后期阶段具有本质上较弱的场强和较亮的本影，其面积没有任何显着变化。在新的周期中，太阳黑子的场强突然增加，这表明周期变化在任何跨周期的长期趋势中占主导地位。我们发现，在整个周期中，场强略有下降，强度增加，这是一个长期趋势。
2012-03-07 astro-ph.SR
Ti I lines at 2.2 $μ$m as probes of the cool parts of sunspots
太阳黑子本影由于存在强烈的磁场，所以它是太阳表面最冷的等离子体。通常用来观察光球层的原子线在本影中有微弱的信号，并且经常被分子线淹没。这使得推断本影的属性变得更加困难，特别是在最暗的区域。在2.2 $μ$ m的Ti I多重峰的线主要在温度$\le\!4500$ K下形成，并且不知道会受到太阳黑子中分子混合物的影响。自20世纪90年代首次系统观测以来，由于这些较长波长的仪器挑战，这些谱线很少被观测到。我们重新审视这些线，并研究它们在不同太阳特征中的形成。我们合成的Ti-I多重态使用快照从3D MHD模拟的太阳黑子和探索其两条线的性能相比，两个常用的铁线在630.25 nm和$1.5648\,μ$ m。我们发现在太阳黑子本影和半影脊中，Ti I线在强度和偏振方面都比Fe I线有更强的信号。在$μ=1$，它们在半影暗丝和安静的太阳中几乎没有信号。它们在黑暗阴影中的强烈和良好分裂的轮廓受杂散光的影响较小。因此，在太阳黑子内部，与铁线相比，更容易反转这些线并推断大气特性。DKIST的Cryo-NIRSP仪器将提供该波长范围内的首次高分辨率观测。在这个预备性的研究中，我们证明了独特的温度和磁灵敏度的Ti多重，通过探测太阳的最冷的地区，这是不利于其他常用的谱线的形成。因此，我们期望这样的观测能促进我们对太阳黑子性质的理解。
2021-07-02 astro-ph.SR
Multi-height Scattering Phase Shifts From Sunspots And Phase Differences Between Photospheric Heights With SDO/HMI and AIA Data
在Couvidat（2013）之后，我们分析了太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）仪器的数据：6173 A的多普勒速度和连续强度以及1600 A和1700 A的强度图。在太阳光球层的四个高度上研究了14个活动区和四个安静太阳区的数据集。围绕这些感兴趣区域执行Hankel-Fourier分析。计算了给定大气高度下的出-入散射相移，以及两个大气高度之间的入-入和出-出相位差。太阳黑子产生的出-入相移对测量高度的依赖性很小，这与Couvidat（2013）测量的声功率降低不同。发生在连续水平以上的现象，如声学辉煌，似乎对相位没有显着影响。然而，有一个强烈的依赖于太阳黑子的大小，视线的磁通量，和强度对比度。正如其他小组先前所建议的，波散射区域在水平方向上比声功率抑制区域小，在垂直方向上比声功率抑制区域延伸得少，并且更靠近表面。这里提出的结果应有助于完善理论模型的声波散射的磁场。还计算了两个测量高度之间的输入-输入相位差，并显示出高度依赖于大气高度的复杂模式。特别是，AIA信号的显着灵敏度较低的色球层。最后，讨论了不同测量高度之间的输入-输入-输出相位差。
2013-07-12 astro-ph.SR
Absorption of high frequency oscillations and its relation to emissivity reduction
已知太阳黑子是太阳振荡模态功率的强吸收体。证明这一点的最有说服力的方法是通过傅里叶-汉克尔分解（FHD）完成的，其中本地振荡场被分离为输入波和输出波，显示功率的降低。由于日震和磁成像仪的高节奏多普勒测量，可以在超过声学截止频率的频率下研究功率吸收。我们进行FHD的五个太阳黑子区域和两个安静的太阳控制区域，并研究由此产生的吸收光谱$α_\ell(ν)$，特别是在频率$ν$ > 5.3兆赫。我们观察到一个未报告的高频吸收功能，这只出现在太阳黑子的存在。这一特征仅限于起源与太阳黑子中心重合的单跳波的相速度，在这种情况下，$v_{ph}$ $v_{ph}$ = 85.7 km/s。通过在恒定的相速度下对吸收光谱进行拟合，我们发现峰值吸收强度$α_{max}$在约0.009（5%）的噪声水平下位于0.166和0.222之间。在较低频率下沿脊的公知吸收可达到$α_{max}\approx$ 0.5。因此，我们在吸收光谱中的发现较弱，但仍然很重要。从高频波能量收支的初步考虑来看，这一观测结果可能是由太阳黑子内发射率的降低来解释的。我们导出了发射率和吸收率之间的简单关系。我们的结论是，太阳黑子产生的波功率吸收签名（仅适用于某些相位速度），这可能有助于理解对流和源激发的强磁场的影响，并可能在了解一般的太阳黑子地下结构。
2021-06-03 astro-ph.SR
Semi-empirical model atmospheres for the chromosphere of the sunspot penumbra and umbral flashes
上下文太阳色球层和下过渡区被认为在日冕加热中起着至关重要的作用。到目前为止，还缺乏描述色球层（和低过渡区）的模型，说明其高度动态和结构化的特点。这部分是由于色球层中的完整频率重新分布的崩溃，也是因为难以获得完整的观测数据，以充分限制所有相关高度的太阳大气。目的。我们的目标是获得半经验模型大气再现的Mg II H&K线剖面的样本中色球层的焦点上的太阳黑子的功能。方法.我们使用分光偏振观测的钙II 8542 A光谱获得的瑞典1米太阳望远镜（SST），并使用NICOLE反演获得半经验模型大气中和周围的太阳黑子的不同功能。这些都是用来合成Mg II H&K光谱使用RH1.5D代码，我们与观察采取的接口区域成像光谱仪（IRIS）进行比较。结果合成配置文件与IRIS观测的比较表明，有几个领域，特别是在太阳黑子的半影，其中大多数观察到的Mg II H&K配置文件是非常好的再现。此外，我们发现，超音速热下降流，目前在我们的模型收集中的本影，导致合成的配置文件，同意与IRIS镁II H&K的配置文件，除了线芯。结论.我们提出并提供了四个半经验模型大气。两个用于半影，反映了色球层获得的温度范围，一个用于本影闪光，一个代表太阳黑子安静环境的模型。这些资料有电子版和表格版。
2019-05-20 astro-ph.SR
The latitudinal migration of the sunspot groups
本研究分析太阳活动周C8-C23的太阳黑子群数据，发现其纬度漂移更符合指数函数，并揭示了漂移速度、交叉点及对活动周强度和黑子面积的依赖关系。
2024-05-24 astro-ph.SR
Small magnetic loops connecting the quiet surface and the hot outer atmosphere of the Sun
太阳黑子是太阳磁场最壮观的表现形式，然而，在太阳活动周期的任何时候，99%的太阳表面都保持“安静”。然而，安静的太阳并非没有磁场;它们在较小的空间尺度上组织起来，并且演化得相对较快，这使得它们难以被检测到。因此，虽然广泛的安静的太阳磁场是太阳外层大气均匀、稳定加热的自然驱动力，但由于缺乏观测证据，尚不清楚所涉及的物理过程。我们报告的拓扑结构和动力学的磁场在太阳非常安静的地区从分光偏振观测的日出卫星，显示连续注入的磁通量与一个组织良好的拓扑结构的欧米茄环从太阳表面以下到上层。在第一阶段，当环穿过光球层时，它有一个扁平的（像订书钉一样的）几何形状和$\sim3$ km/s的平均速度上升。当线圈穿过最低温度区域时，足点处的磁场几乎变成垂直的，并且线圈拓扑类似于一个势场。色球层高度的平均上升速度为$\sim12$ km/s。色球层下边界的这些小尺度环的能量输入率（至少）为1.4x10^6-2.2x10^7 erg cm-2 s-1。我们的研究结果为太阳磁场作为一个多尺度系统提供了经验证据，其中小尺度低通量磁场起着至关重要的作用，至少与活动区域一样重要，耦合太阳大气的不同层，并且是色球和日冕加热模型的重要组成部分。
2010-03-05 astro-ph.SR
A study of solar photospheric temperature gradient variation using limb darkening measurements
在太阳黑子周期测量的平静磁网络的面积的变化应调制的空间平均光球温度梯度，因为温度下降与光学深度更逐渐在磁通量管大气。然而，肢体暗化测量显示不依赖于活动水平，即使在0.04%的均方根精度。我们使用磁化光球的三维MHD模型研究了临边暗化对区域填充因子变化的敏感性。临边暗化变化预计从测得的11年面积变化低于测得的临边暗化变化的水平，在一个合理的范围内的磁通量在安静的网络和网络间的地区。因此，在太阳活动周期中观测到的显著的临边昏暗与静磁网络面积的11年变化并不矛盾。我们的研究结果提供了一个独立的限制光球温度梯度的变化报告从测量的太阳光谱辐照度的光谱辐照度监测器（SIM），最近，从波长差分分光光度法使用太阳光学望远镜（SOT）搭载的HINODE航天器。
2016-11-30 astro-ph.SR
CME activities on spotless days during descending phase of solar cycles 23 and 24
本文统计分析了第23和24太阳活动周下降期无黑子日上的日冕物质抛射特征，发现其速度、宽度、加速度等与普通CME不同，且两活动周间统计相似，表明无黑子日及黑子数不足以预测太阳爆发活动。
2025-07-04 astro-ph.SR
Determination of the chromospheric quiet network element area index and its variation during 2008-2011
一般认为，谱斑和黑子是太阳辐照度的主要贡献者。太阳上有一些小尺度的结构，它们的中间磁场也可能对太阳辐照度有贡献。目前还没有量化这些小尺度结构对太阳辐照度的贡献以及它在太阳周期中的变化程度。在本文中，我们使用的Ca II K图像从安装在Kodaikanal天文台的望远镜。我们报告了一种方法来分离网络元素的背景结构和plage区域。我们计算了太阳活动周最小阶段和第24周上升阶段的一部分网络元素面积指数的变化。在2008年2月至2011年2月的观测期间，网络元素所占的面积约为太阳盘面的30%，谱斑不到1%。在延长的最小活动期内，观察到网络元件面积指数与2008年网络元件所占面积相比下降了约7%。需要对网络元素面积指数进行长期研究，以了解太阳周期的变化。
2011-10-18 astro-ph.SR
Which Solar Latitude Follows the Sunspot Cycle Exactly?
本研究利用百年Ca II K光谱日像图数据，通过互相关分析发现超米粒组织通道宽度和强度在南北纬约11-22°处与太阳黑子周期强相关（约0.8），但无单一纬度对所有量都恰好跟随周期，这对太阳表面磁通输运和紫外辐照度变化研究有重要意义。
2025-09-12 astro-ph.SR
Small-scale magnetic elements in Solar Cycle 23
利用太阳和日球观测站迈克尔逊多普勒成像仪（Michelson Doppler Imager）提供的23周太阳活动周期数据，研究了太阳小尺度磁元素的周期性变化。选取了1300多万个小型磁性元件，并公开了以下结果。(1)在第23周的12.25年中，宁静区支配太阳\textsf{'}的磁通量约8年。从太阳活动极小期到极大期，它们对太阳的贡献为（0.94 - 1.44）$\times 10^{23}$ Mx。周期内平静区的月平均磁通量是活动区的1.12倍。(2)宁静区通量与太阳总通量之比同样表征了太阳活动周期的进程。从2007年7月到2009年10月，宁静区连续28个月的运行平均通量比大于90.0%，很好地表征了第23-24周太阳活动的大极小。(3)从通量谱的小端到大端，网元数和总通量的变化分别表现为与太阳黑子不相关、反相关和相关。反关联元素覆盖了（2.9 - 32.0）$\times 10^{18}$ Mx的通量，占元素总数的77.2%，占宁静太阳通量的37.4%。这些结果提供了深入了解的原因反相关变化的小尺度磁活动在太阳活动周期。
2011-02-17 astro-ph.SR
The Sun's small-scale magnetic elements in Solar Cycle 23
利用太阳和日球观测站迈克尔逊多普勒成像仪（Michelson Doppler Imager）提供的23周太阳活动周期数据，研究了太阳小尺度磁元素的周期性变化。选取了1300多万个小型磁性元件，并公开了以下结果。(1)在第23周的12.25年中，宁静区主导了太阳的磁通量约8年。从太阳活动极小期到极大期，它们对太阳的贡献为（0.94 - 1.44）$\times 10^{23}$ Mx。周期内平静区的月平均磁通量是活动区的1.12倍。(2)宁静区通量与太阳总通量之比同样表征了太阳活动周期的进程。从2007年7月到2009年10月，宁静区连续28个月的运行平均通量比大于90.0%，很好地表征了第23-24周太阳活动的大极小。(3)从通量谱的小端到大端，网元数和总通量的变化分别表现为与太阳黑子不相关、反相关和相关。反相关元素覆盖了（2.9 - 32.0）$\times 10^{18}$ Mx的通量，占总元素数的77.2%，占宁静太阳通量的37.4%。这些结果提供了深入了解的原因反相关变化的小尺度磁活动在太阳活动周期。
2011-02-18 astro-ph.SR
Temporal Offsets between Maximum CME Speed Index and Solar, Geomagnetic, and Interplanetary Indicators during Solar Cycle 23 and the Ascending Phase of Cycle 24
根据对最大日冕物质抛射年值的形态分析，（日冕物质抛射）速度指数、太阳黑子数和太阳黑子总面积、太阳黑子磁场和太阳耀斑指数、太阳风速度和行星际磁场强度以及地磁Ap和Dst指数，指出了23周太阳活动和地磁活动的特殊性，随后的长极小值和周期24的上升分支。我们还分析了最大日冕物质抛射速度指数与上述太阳、地磁和行星际指数之间的时间偏移。与太阳活动、行星际参数、地磁活动指数等综合分析，发现该指数存在滞后现象。据观察，这些参数遵循不同的路径的上升和下降阶段的太阳活动周23。值得注意的是，滞后现象是一个线索，在寻找物理过程负责连接太阳活动的近地和地磁响应。
2016-04-20 astro-ph.SR physics.space-ph
The magnetic origin of the outer boundaries of sunspots
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
研究发现日珥稳定阶段外边界由均分磁场定义，衰减阶段磁场与强度等值线分离，揭示超均分粒状区域的形成
2026-02-19 astro-ph.SR
Solar Magnetic Fields
这篇综述介绍了太阳磁场的产生和演化，总结了观测证据和理论模型。11年的太阳活动周期，这是众所周知的各种观测量，强烈支持的想法，一个大规模的太阳发电机。目前的理论思想，这种发电机的位置和机制。太阳活动周期影响着全球日冕磁场的行为，而正是这一磁场的爆发会对地球环境产生影响。这些全球日冕变化可以模拟到令人惊讶的准确程度。最近在远离太阳黑子的安静区域对太阳磁场进行的高分辨率观测表明，小规模磁场不断演变，推测是由太阳内部的小规模发电机作用产生的。太阳黑子是大规模发电机的自然结果，在几天的时间内出现、演变和消散。数值模拟可以帮助确定控制太阳黑子出现的物理过程。我们讨论了这些新兴的领域与预先存在的日冕领域的相互作用，导致各种动力学现象。
2011-07-05 astro-ph.SR
The formation of sunspot penumbra. I. Magnetic field properties
我们研究了活动区NOAA 11024黑子半影的形成。我们同时观察了光球铁线的斯托克斯参数在1089.6 nm的TIP和617.3 nm的GFPI分光偏振仪以及宽带图像使用G波段和CalIK过滤器在德国VTT。半影的形成与倾斜磁场密切相关。在4.5 h的观测时间内，半影区的磁通量从9.7 E +20 Mx增加到18.2 E +20 Mx，而本影区的磁通量保持不变，约为3.8 E +20 Mx。周围环境中的磁通量被并入光斑，并且通过小通量贴片（SFP）提供新的通量，其平均具有2-3E+18 Mx的通量。光斑的通量增加速率为4.2E+16 Mx/s，对应于每分钟合并一个SFP。我们还发现，在斑点半影的形成过程中：a）本影的最大磁场强度不变，b）磁中性线相对于本影保持不变，c）新的磁通量到达光斑的出射侧，而半影形成在相对侧，d）光桥的平均LRF倾角从50 °减小到37 °，以及e）随着半影的发展，斑点边界处的平均磁场强度从1.0 kG减小到0.8 kG。与细长颗粒相关联的SFP是活性区中结构形成的构建块。在太阳黑子的形成过程中，它们的贡献与孔隙的合并相当。周围安静的环境对半影的形成很重要。光桥作为合并孔隙之间捕获的颗粒的残余物，被发现在形成过程中起着至关重要的作用。它们似乎在形成过程中引导磁通量通过斑点。光桥也是第一个半影丝形成的地方。
2011-11-14 astro-ph.SR
On the propagation of gravity waves in the lower solar atmosphere in different magnetic configurations
该研究利用多高度强度与速度观测构建互谱和色散图，发现磁场会降低重力波相干性与相移，表明其在太阳低层大气中抑制、散射并反射重力波。
2023-05-04 astro-ph.SR
One-dimensional, geometrically stratified semi-empirical models of the quiet-Sun photosphere and lower chromosphere
本文利用考虑MHS与非LTE效应的Stokes反演代码分析CRISP宁静太阳观测，建立随$τ_{\ m c}$和$z$变化的光球至低色球层半经验模型，发现MHS在宁静区影响很小但提升反演一致性。
2024-04-10 astro-ph.SR
Separating aa-index into Solar and Hale Cycle Related Components Using Principal Component Analysis
我们使用主成分分析（PCA）分解周期10-23的月度aa指数。结果表明，第一分量（PC 1）与太阳活动周期有关，解释了数据方差的41.5%。第二个分量（PC 2）与22年海尔周期有关，解释了23.6%的数据方差。第10-23周的PC 1时间序列在其功率谱中只有一个峰值，其周期为10.95年，这是间隔SC 10-SC 23的平均太阳周周期。相同周期的PC 2时间序列在周期21.90（Hale周期）处有一个明显的峰值，在该周期的3/4处有一个较小的峰值。我们还研究了太阳黑子数（SSN）的主成分的第10-23周，并比较了AA指数和SSN主成分分析的PC 2分量的相互行为。我们注意到，它们在除第15和第20太阳周期之外的所有其他周期中都处于相同的相位。aa循环20在其形状上也不同于其他偶数aa循环，特别是在其下降阶段期间的异常高的峰。尽管aa指数和太阳黑子数的PC 2时间序列相位存在相干性，但这种影响太小，不可能导致所有奇偶aa周期形状的差异。我们估计，30%的AA指数的PC 2分量的形状是由于太阳黑子的数量和其他经常性的事件在太阳/太阳风。在太阳黑子活动最大期，aa数据的第一个极大值（典型的奇数周期）与日冕物质抛射（CME）有关，而第二个极大值（典型的偶数周期）在太阳黑子活动的下降期，可能与高速流（HSS）有关。最后的事件增加了活动水平，使得偶数-奇数周期对之间的最小值总是高于随后的奇数…
2021-03-31 astro-ph.SR
Interplanetary shocks lacking type II radio bursts
我们报告的222行星际（IP）冲击的无线电发射特性。令人惊讶的是，大部分IP冲击（约34%）是无线电静默（即，地震没有II型射电爆发）。与RQ地震相关的CME一般都很慢（平均速率~535 km/s），只有~40%的CME是晕。与射电大震（RL）相关的CME的相应数字分别为1237 km/s和72%。RQ冲击也伴随着较低的峰值软X射线通量。与RQ（RL）激波有关的CME通常是加速（减速）的。与km II型爆发相关联的CME的运动学与RQ地震的运动学相似，只是前者的能量略高。冲击的比较RQ冲击似乎大多是亚临界和准垂直的。无线电宁静在上升阶段占主导地位，并通过太阳活动周23的最大和下降阶段减少。冲击驱动CME的太阳源遵循太阳黑子蝶形图，与驱动冲击的更高能量要求一致。
2010-01-15 astro-ph.SR
On the formation height of low-corona and chromospheric channels of the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) on board the Solar Dynamics Observatory (SDO)
本研究利用太阳黑子中3分钟周期的慢磁声波，通过互相关技术测量时滞并结合局部声速，估算了SDO/AIA五个通道在宁静太阳黑子本影上空的形成高度，发现紫外通道高度稳定而日冕通道高度多变。
2024-09-16 astro-ph.SR
A Statistical Analysis of Solar Surface Indices Through the Solar Activity Cycles 21-23
利用太阳辐照度平台（Solar Irradiance Platform）和斯坦福数据中心（Stanford Data，SFO）、Kodaikanal数据中心（KKL）和美国国家地理数据中心（NGDC）的地面数据，分别建立了太阳总辐照度（TSI）、磁场、Ca II K通量、光斑和谱斑面积随太阳黑子/黑子群（SG）数量和类型的变化关系。我们应用时间序列分析来提取太阳活动周期（SAC）的下降阶段21，22和23以及SAC的上升阶段22和23的数据，并使用Python编程语言分析所选数据。我们的详细分析结果表明，有一个更强的太阳表面指数之间的相关性和变化的相对部分的小和大的SG。这一有点出乎意料的发现表明，尽管SAC 23中大SG的数量较多，但斑区域以较低的值减少，而Ca II K-通量没有大量减少，或者在某些年份与SAC 22相当，并且与C型和DEF型SG有关。因此，受大SG影响的光斑面积的增加引起TSI的小百分比降低，而斑面积的减小触发磁场通量的更大降低。因此，我们的研究结果揭示了SG分析与太阳表面指数的详细比较，以了解和预测SAC的未来趋势的潜力。
2016-09-01 astro-ph.SR
Center-to-limb variations of solar active regions: Observations of spots, faculae, and network in the 6173 Å continuum
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特拉菲斯研究所）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学系）；Evangelisches Gymnasium Kleinmachnow（克莱因马霍瑙福音中学）
通过SDO/HMI观测太阳黑子、光斑和网络在6173 Å连续谱的中心-边缘变化，发现除本影外所有成分在边缘处变暗减弱，光斑和网络在μ≈0.3处对比度最大，现有模型无法捕捉此行为。
2026-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The State of the White-Light Corona over the Minimum and Ascending Phases of Solar Cycle 25 -- Comparison with Past Cycles
根据SOHO/LASCO-C2日冕仪的白光观测资料，利用日冕辐射的时间演化和日冕物质抛射（CME）的性质，研究了太阳活动周（SC）25的最低期和上升期日冕的状态。K日冕的积分辐射率和日冕物质抛射的发生率密切跟踪太阳活动的指数/代理，特别是辐射率的总磁场和日冕物质抛射的射电通量，都经历了一个陡峭的增长在SC 25的上升阶段。这一增长比根据SC 25和24之间的预测准相似性所预测的要陡得多，并被最近太阳黑子数量的演变所证实。在SC 24和SC 25的极小值期间，辐射达到相同的基准水平，但流光带的纬度范围不同，在后者的极小值期间更平坦，实际上更类似于SC 23的极小值。对SC 23和SC 24的下降分支进行相位调整，导致SC 24的持续时间为11.0年，与太阳黑子数所给出的时间相似。相比之下，在SC 25的最小值期间CME发生率的基础水平明显大于前两个最小值期间。南半球明显比北半球更活跃，这与一些预测和目前半球太阳黑子数量的演变相一致。日冕物质抛射的平均视宽度和晕日冕物质抛射的数量在SC 25的早期阶段保持在相对较大的恒定水平，这意味着日光层中弱总压的持续存在。这些结果以及日冕比预期更活跃的前景对于太阳轨道器和帕克太阳探测器即将进行的观测非常有希望。
2022-05-13 astro-ph.SR
A New Challenge to Solar Dynamo Models from Helioseismic Observations: The Latitudinal Dependence of the Progression of the Solar Cycle
太阳活动周期在中纬度的开始、太阳黑子向赤道漂移的减缓、活动最小时的尾状附着和连续周期的重叠是$αΩ$发电机波和通量输运发电机模型中的敏感问题。非常不同的参数值产生类似的结果，使得很难理解这些太阳周期性质的起源。我们使用龚日震数据调查太阳周期的进展，在不同纬度和次表层的中度全球$p$模式频率变化中观察到的，从太阳周期23开始到当前太阳周期的最大值。我们还分析了通过当地日震学的环形图技术获得的每个半球的高度模式。分析强调了与高纬度地区相比，在15 \degr以下的周期进展的差异。虽然周期开始于中纬度，然后向赤道/极地迁移，但旧周期的太阳黑子爆发仍在15 \degr \纬度以下进行。这种延长的活动导致周期开始的延迟和连续周期的重叠，其延伸在两个半球中不同。然后，活动水平上升更快，达到最大值，其特征是单峰结构，而高纬度地区则是双峰结构。之后，下降阶段以较慢的衰减速率出现。在这项研究中强调的太阳活动周期进展的纬度属性提供了有用的限制，以区分众多的太阳发电机模型。
2016-06-09 astro-ph.SR
Umbral oscillations in the photosphere. A comprehensive statistical study
本文利用SDO/HMI近七年观测，对一千多个日面中心附近太阳黑子的多普勒速度谱进行统计，发现本影在4–6 mHz存在一系列次峰，并探讨其共振相互作用与未知驱动来源。
2025-04-08 astro-ph.SR
Long-term Evolution of the Solar Corona Using PROBA2 Data
我们使用太阳观察者与有源像素系统探测器和图像处理（SWAP）成像仪机载自主项目2（PROBA 2）任务，以研究整个太阳周期24（从2010年到2019年）观测到的日冕中大规模EUV结构的演变。我们讨论了基于EUV强度变化的盘上日冕特征和太阳表面以上不同高度的演化。我们还研究了赤道和极地地区日冕的演变，并将其在太阳活动周期的不同阶段进行比较，以及太阳黑子数量的演变和PROBA 2/Lyman-Alpha辐射计（LYRA）信号。主要研究结果如下：SWAP盘面平均亮度、太阳黑子数和LYRA辐照度三个时间序列具有很好的相关性，相关系数在0.9左右。在整个研究期间，纬度为+15、0和-15度的明亮特征的平均旋转速率约为15度/天。在SC24的下降相位上观察到极处的EUV平均强度的第二峰。这些峰值（分别在北极和南极）似乎与（极地）冕洞的发展开始有关。从2010年3月到2016年3月左右，可以看到大规模的边缘外结构，这意味着它们在太阳活动的最低阶段是不存在的。北极的一个风扇持续了超过11次卡林顿旋转（2014年2月至2015年3月），并且可以在1.6 Rs的高度看到。
2020-04-21 astro-ph.SR
A statistical study of magnetic flux emergence in solar active regions prior to strongest flares
本文统计100个M5.0级以上耀斑活动区爆发前2至3天的磁通量浮现类型，发现近期浮现并非强耀斑的必要或充分条件，但耀斑活动区的浮现速率通常更快。
2024-02-28 astro-ph.SR
Addition to the Gnevyshev-Ohl rule and prediction of solar cycle 25
除Gnevyshev-Ohl规则（GOR）外，还发现了22年Hale太阳活动周期中奇数周与随后偶数周的关系，表明在11年极大值$m$出现前3年，奇数周的相对黑子数SN值与下一个偶数周极大值密切相关（相关系数$ρ=0.94$），并且奇数周期与前一个偶数周期的相同关系较弱。像GOR一样，循环也是成对连接的，但与规则相反。基于这一结果，我们建议在前一个奇数周期的下降相位上使用SN $_{m-3}$作为随后的偶数周期的前兆（图3a）-称为MI 3 E的前兆。对于奇数周期的预测或不考虑奇偶性的预测（如Brajša等人的文章中所述，2022），这种方法给出的结果不太可靠。为了预测ODD周期的振幅，我们建议使用前一个偶数周期下降阶段的第七年最大$M$ MA 7 O- SN $_{M-7}$的前兆（图3b）。结果表明，在这种情况下，我们也可以预测具有高相关系数（$ρ=0.90{-}0.94$）的最大值附近的年份。因此，所提出的方法使我们能够预测不同奇偶校验的周期。根据我们的预测，2023年当前太阳活动周期25将达到最大154个单位，预测误差为$\pm25$（68%置信度）和$\pm53$（95%置信度）。在2024年，SN将几乎与2023年一样高- 147个单位，因此在较小的时间平均尺度下，最大值将在2023年底下降。
2022-07-29 astro-ph.SR
Plasma Beta Stratification in the Solar Atmosphere: A Possible Explanation for the Penumbra Formation
等离子体β是理解等离子体动力学的一个重要和基本的物理量，特别是在磁活跃恒星的背景下，因为它讲述了磁场与热力学过程对等离子体运动的主导作用。我们估计等离子体β在太阳大气层内的不同区域的值范围，我们描述了一种可能的机制，有助于形成半影。为此，我们评估的数据从一个三维磁流体动力学模型的太阳日冕以上的磁活动区域。我们将我们的结果与先前建立的数据进行比较，这些数据是基于磁场外推的，并且与一些观测结果相匹配。我们的模型数据表明，光球层中的等离子体β应该被认为是大于太阳黑子外的单位。然而，在日冕中，我们也发现β值范围比以前认为的要低，这与最近的观测结果相吻合。我们提出了一个想法的基础上的重力驱动的过程中的高β制度，可能是负责太阳黑子本影周围的半影的形成，其中的垂直场强度达到一个给定的阈值。这一过程也可以解释逆Evershed流动。关于混合极性太阳大气中的热压力和磁压力，包括非垂直磁场和安静区域，等离子体β可以在从光球到外日冕的几乎任何高度达到统一。
2017-11-29 astro-ph.SR
