On the detection of fast moving upflows in the quiet solar photosphere
在我们对太阳大气的动力学和能量学的研究中，我们在Hinode SOT/NFI的高质量观测中发现了无处不在的小尺度上升流，这些上升流在安静的太阳中以超音速水平移动。我们提出这些快速移动的上升流（FMU）的属性，并讨论不同的解释。
2010-02-17 astro-ph.SR
Macro-microturbulence in the solar photosphere
通过拟合观测和计算得到的日面中心和边缘谱线的等效宽度和中心深度，用交叉法得到了太阳光球层大、小尺度运动的速度分布。我们用了大约200根铁离子线。结果表明，光球层的运动是各向异性的。在光球高度200 ~ 500 km处，微湍流速度的径向分量从1.0 ~ 0.3 km/s减小，切向分量从1.7 ~ 1.3 km/c减小（log τ_5 = -1.4和-3.5）。在同一高度上，宏观湍流速度的径向分量从1.8 km/s减小到1.2 km/s，切向分量从2.3 km/s减小到0.8 km/s。
2022-02-12 astro-ph.SR
Structure of the solar photosphere studied from the radiation hydrodynamics code ANTARES
ANTARES辐射流体动力学代码能够详细模拟太阳粒化，这是直接观测无法比拟的。我们介绍了一个国家的最先进的数值工具，太阳物理学界，并证明其适用性的太阳颗粒模型。该代码是基于加权基本无振荡有限体积法，并通过其实施的局部网格细化也能够模拟湍流流体。虽然ANTARES代码已经提供了有前途的见解发生在安静的太阳光球的小尺度动力学过程，它将很快能够模拟后者的辐射磁流体动力学的范围。在这第一个初步研究中，我们专注于垂直光球分层通过检查3-D模型光球的演变时间远大于太阳能颗粒的动态时间尺度，特别是大的水平范围对应于太阳表面上的$25\!" \!\! \times \, 25\!"$，以平滑水平空间的不均匀性分别为向上和向下流动。因此，高分辨率的笛卡尔网格覆盖了上层对流区和邻近光球层的$\sim 4~\mathrm{Mm}$。相关分析，无论是局部的还是两点的，都提供了一种合适的手段来探测光球的结构，从而识别出几个层的特征动力学：热对流区被发现达到太阳表面以上约10公里，而对流过冲气体渗透到更高的低光球。一个$\approx 145\,\mathrm{km}$宽的过渡层将对流层与高层光球中的振荡层分开。
2017-08-28 astro-ph.SR
Solar cycle indices from the photosphere to the corona: measurements and underlying physics
已经提出了各种各样的指数，以代表许多不同的观测调制的太阳周期。这些指数中的大多数都是高度相关的，因为它们与太阳磁场和占主导地位的11年周期有着内在的联系，但它们的变化可能在细节上以及短期和长期趋势上有所不同。在本文中，我们提出了一个概述的指数，经常被用来描述太阳活动周期的许多功能，移动到指的是直接观测的内部太阳大气层，光球和色球层，那些来自测量的过渡区和日冕。对于每一个指标，我们总结了现有的测量{ \bf和典型的使用}，对于那些量化物理观测，我们描述了基础物理。
2017-05-19 astro-ph.SR
Vortices in the solar photosphere
利用数值模拟的磁化太阳光球和模拟光球模型的辐射诊断，我们进一步分析了磁光球粒间涡旋的物理性质。我们确认的磁性性质的漩涡，并发现，大多数MHD Umov-Poynting通量产生的水平涡运动的磁化晶间车道。此外，我们考虑可能的方法来直接观察光球磁涡旋使用分光偏振。虽然水平等离子体运动不能检测到的太阳圆盘中心的分光偏振观测，我们发现一个观测签名的光球涡在模拟观测的斯托克斯-V振幅不对称接近太阳的边缘。讨论了在观测中寻找涡的可能方法。
2012-02-09 astro-ph.SR
Observations of Magnetic Helicity Proxies in Solar Photosphere: Helicity with Solar Cycles
本文综述了太阳光球磁螺旋度观测及其与太阳活动周的关系，发现其分布类似黑子蝴蝶图但峰值延迟，并与耀斑爆发相位对应，且输运遵循半球符号规则。
2023-11-13 astro-ph.SR
Heating of the solar photosphere during a white-light flare
日出/SOT分光偏振仪观测到的\ion{Fe}{i}谱线总是在吸收中出现，除了极端的太阳边缘。在这里，我们分析了一个独特的数据集捕捉这些线在太阳白光耀斑的发射。本文分析了白光耀斑期间太阳光球层的温度分层，并与白光耀斑后的温度分层进行了比较。我们使用了两次扫描的Hinode/SOT分光偏振仪推断，通过LTE反演码斯托克斯反演响应函数（SIR）的基础上，在太阳光球的物理性质期间和之后的白光耀斑。比较了产生的模型大气，发现这些变化与白光耀斑有关。我们表明，分析白光耀斑连续增亮可能不是由光球连续形成高度的温度升高引起的。然而，光球被耀斑加热到大约$\log τ= -0.5$，这导致了观测到的\ion{Fe}{i}线的发射轮廓。通过与白光耀斑后大气状态的比较，我们估计对连续谱强度增加的主要贡献来自于加热的色球层。
2018-11-19 astro-ph.SR
Three-minute wave enhancement in the solar photosphere
一个众所周知的结果是，太阳光球层中的磁场会逐渐降低五分钟振荡的功率。许多作者指出，这一事实可能是由于许多过程的复杂相互作用：不透明效应，MHD模式转换和内在的降低声发射率在强磁场。虽然五分钟振荡是光球层的主要成分，但已经表明色球层高度反过来又由三分钟振荡主导。两个主要的理论已被提出来解释它们的存在的基础上，在大气腔中的谐振滤波和非线性相互作用。在这项工作中，我们表明，通过分析IBIS观测的太阳孔在光球Fe I 617.3 nm线，三分钟波已经存在于形成的高度，这条线，其振幅取决于磁场强度，并严格限制在本影区域。
2012-02-07 astro-ph.SR
Acoustic wave propagation in the solar sub-photosphere with localised magnetic field concentration: effect of magnetic tension
目标。在本文中，我们数值分析了声波的传播和分散在太阳的子光球与本地化的非均匀磁场浓度，模仿太阳黑子与各种代表性的磁场配置。方法.利用求解引力分层等离子体MHD方程的SAC方法，对波在具有局部磁场集中的太阳光球层下的传播进行了数值模拟。初始平衡密度和压力分层来自标准太阳模型。声波是由位于大约与太阳可见表面相对应的高度的源产生的。我们分析的垂直速度的变化的响应，由于磁场在相应的水平可见的太阳表面，通过当地的时间-距离日震学。结果本文给出了声波在太阳光球层下的传播和色散的数值模拟结果，这些结果具有不同类型的局部磁场浓度。可见太阳表面水平上的垂直速度扰动的时距图表明，磁场扰动和散射声波，吸收波包的声功率。对于弱磁化的情况，磁场的影响主要是热力学的，因为磁场改变了温度分层。然而，我们观察到的签名慢磁声模式，向下传播，强磁场的情况下。
2009-01-23 astro-ph.SR
Vorticity in the solar photosphere
目标。我们使用磁性和非磁性的3D数值模拟的太阳颗粒和G-波段辐射诊断所产生的模型来分析太阳光球中的小尺度涡旋运动的产生。方法.磁对流的辐射MHD模拟用于产生光球模型。我们的出发点是一个非磁性的太阳对流模型，在这里我们引入了一个均匀的磁场，并遵循模拟光球场的演变。我们发现了两种不同类型的光球涡，并提供了一个链接之间的涡的产生和存在的晶间磁场。涡度方程的详细分析，结合G-波段辐射诊断，使我们能够识别模拟光球中光球涡度的来源和观测特征。结果两种不同类型的光球涡，磁性和非磁性，产生的域。非磁涡旋是由光球层中等离子体的斜压运动产生的，而磁涡旋是由颗粒间磁通量浓度中的磁张力产生的。这两种类型的涡具有不同的形状。我们发现，更有效地产生的涡流磁化模型。模拟的G-波段图像显示了磁涡旋和光球亮点旋转运动之间的直接联系，并表明磁亮点旋转和在大气高层观测到的小尺度涡旋运动之间可能存在联系。
2010-10-27 astro-ph.SR
A High-Resolution Three-Dimensional Model of the Solar Photosphere Derived from Hinode Observations
本文提出了一个新的太阳光球三维模型，并向社会公开。该模型的特点是，它已通过反演光谱偏振观测，而不是从数值辐射流体动力学模拟。这里使用的数据来自Hinode卫星上的分光偏振计，该分光偏振计在6302 A光谱区定期提供Stokes I、Q、U和V剖面，具有出色的质量、稳定性和空间分辨率（约0.3”）。有了这样的空间分辨率，主要的颗粒成分得到很好的解决，这意味着所推导出的模型不需要微观或宏观湍流，以适当地适应所观察到的谱线的宽度。该模型不仅能很好地拟合观测数据，而且能很好地拟合以往的太阳图集观测数据。
2011-01-11 astro-ph.SR
Radiative diagnostics in the solar photosphere and chromosphere
太阳和恒星表面的磁场通常会影响或改变恒星发出的电磁辐射的偏振状态。太阳/恒星磁场的推断是通过探测、研究和模拟来自目标恒星的偏振光来进行的。在这篇评论中，我们提出了一个概述的技术，用于研究太阳的大气，特别是那些允许推断磁场。我们结合了偏振辐射转移，反演技术的理论的一个小的选择，我们讨论了一些结果从色球反演。
2016-09-28 astro-ph.SR
High-resolution Observations of a C9.3 White-light Flare and Its Impact on the Solar Photosphere
基于NVST与ASO-S/HXI观测，本文分析C9.3白光耀斑，发现其光球涡旋流和磁场增强，并归因于Alfvén波脉冲的能量沉积。
2025-06-10 astro-ph.SR
Tracking downflows from the chromosphere to the photosphere in a solar arch filament system
我们研究了从色球层到光球层的弓形灯丝系统（AFS）的腿上等离子体的动力学，用两个地面太阳望远镜的高节奏光谱数据观察到：格雷戈里望远镜（特内里费岛）使用He I 10830 nm范围内的GREGOR红外光谱仪（GRIS）和瑞典太阳望远镜（La Palma）中使用CRisp成像分光偏振仪观察Ca II 8542和Fe I 6173的谱线。从色球层到光球层，沿着单弓丝的腿，等离子体的排放的时间演化。He I 10830三重态在上色球层的平均多普勒速度可达20-24 km~s $^{-1}$，在下色球层和上光球层，Ca II 8542三重态和Si I 10827三重态谱线的多普勒速度分别可达11 km~s $^{-1}$和1.5 km~s $^{-1}$。多普勒速度在不同层的太阳大气（色球层和上层光球）的演变表明，他们遵循相同的LOS速度模式，这证实了观测证据，等离子体排水向光球提出的模型中的AFS。从低光球Ca I 10839或Fe I 6173谱线推断的多普勒速度图不显示相同的LOS速度图。因此，没有证据表明等离子体到达较低的光球层。观测结果和非线性无力场外推表明，AFS的磁场环随时间而增大。我们发现流动不对称性在不同的足点的AFS。磁场强度的NLFFF值为我们解释这些流动不对称性提供了线索。
2020-01-20 astro-ph.SR
The importance of horizontal Poynting flux in the solar photosphere
太阳低层大气电磁能通量是描述太阳大气能量平衡的重要工具。目前对太阳大气能流的研究主要集中在通过光球层的垂直电磁通量上，忽略了其他方向的坡印亭通量及其对局部加热的可能贡献。基于一个现实的彩虹模拟一个安静的太阳（冕洞）大气，我们发现，在光球中的总电磁能通量发生主要平行于光球，集中在小区域沿晶间通道。因此，有可能仅基于可以从观测中迅速检索的变量，即小尺度磁性元件的水平速度及其纵向磁通量，来定义该能通量的代理。我们的代理准确地描述了模拟中的实际坡印廷通量分布，电磁能通量达到$10^{10}$ erg\，cm $^{-2}$ \，s $^{-1}$。为了验证我们的研究结果，我们将分析扩展到日出/IMaX数据。首先，我们表明，彩虹逼真地描述光球安静的太阳区域，模拟提出了类似的分布的视线磁通量和水平速度场。其次，我们发现非常相似的水平坡印亭通量代理分布的模拟光球和观测数据。我们的研究结果还表明，水平坡印亭通量的观测是相当大的垂直电磁通量从以前的观测估计。因此，我们的分析证实，在光球的电磁能流主要是水平的，是最强烈的局部地区沿晶间通道。
2022-03-02 astro-ph.SR
SoFT: Detecting and Tracking Magnetic Structures in the Solar Photosphere
本研究提出基于Python的新型太阳磁结构跟踪工具SoFT，采用分水岭分割算法探测磁团并跨帧关联跟踪，通过SDO/HMI实测数据与Bifrost模拟数据验证了其在不同噪声条件下的探测跟踪可靠性。
2024-12-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Comparison of physical properties of quiet and active regions through the analysis of MHD simulations of the solar photosphere
最近的观测表明，颗粒和小尺度磁性特征的光度和动力学性质取决于它们所嵌入的区域的磁通量。我们分析结果的数值水力和磁流体动力学模拟，其特征在于不同数量的平均磁通量，并定性地发现相同的差异，从观测报告。我们发现，这些不同的物理性质的结果，从抑制对流诱导的存在下的磁场，这改变了安静和磁性区域的温度分层。我们的研究结果是相关的太阳辐照度变化的研究，因为这样的差异仍然没有适当地考虑到辐照度重建模型。
2013-09-21 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using Magnetic Field Diagnostics Above the Photosphere
本文介绍了加权水平磁场梯度（WGM）耀斑预测方法在13个耀斑活动区（AR）三维外推磁位形中的应用。的主要目的是确定一个最佳的高度范围，如果有的话，在光球和低日冕之间的界面区域，在那里的耀斑爆发时间预测能力的WGM是最好的利用。最佳高度是耀斑预测，通过WGM方法，实现早于光球水平。三维磁结构，基于潜在的和非线性的无力场外推，构建研究的垂直范围从光球到低日冕的45公里的步长。WGM方法作为高度的函数应用于所有13个受某些选择标准约束的外展AR案例。我们发现，在太阳表面1000 ~ 1800 km的高度上应用WGM方法，可以使耀斑爆发时间的预测提高2-8小时，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-05-25 astro-ph.SR
Markov properties of the magnetic field in the quiet solar photosphere
观测到的太阳表面磁场具有非常复杂的空间和时间特性。虽然特征跟踪算法使我们能够加深对这种行为的理解，但主观性在识别和跟踪这些特征方面起着重要作用。本文研究了太阳表面\textit{without}上磁场的时间随机性，既不依赖于磁特征的概念，也不依赖于对它们的识别和相互作用的主观假设。该分析应用于平流层气球{ \sc日出}上搭载的IMaX仪器对平静太阳光球层的磁场进行的观测。我们表明，联合概率分布函数的纵向（$B_\parallel$）和横向（$B_\perp$）分量的磁场，以及磁压力（$B^2=B^2_\perp+B^2_\parallel$），验证马尔可夫链的必要和充分条件。因此，我们建立了磁场，如通过分辨率为0.15 \arcsec -0.18 \arcsec和$33$ ~秒节奏的IMAX所看到的，可以被认为是无记忆的时间波动量。
2016-06-11 astro-ph.SR
Non-ideal MHD Properties of Magnetic Flux Tubes in the Solar Photosphere
从太阳对流区到达色球层的磁通量管必须穿过相对较冷的，因此非理想的（即电阻）光球区，该光球区封闭在高度理想的亚光球和色球等离子体之间。结果表明，通过该区域的磁通量管的稳态MHD平衡需要光球物质流入通量管和偏离沿管轴的等旋。这意味着在非理想区域的下方和上方的管内等离子体流的角速度存在差异。这两种效应随着管的截面的减小而增大。虽然厚通量管的特征参数的影响是可以忽略不计的，一个标度律表明其重要性的小尺度结构。本文讨论了光球层上方通量管膨胀的“入流效应”的相关性。
2012-04-17 astro-ph.SR
Dynamics of the photosphere along the solar cycle from SDO/HMI
由于太阳的全球磁场有一个活动周期，人们期望观察到光球层中可见的流动的动力学性质的某些变化。通过分析SDO/HMI观测的连续强度、多普勒速度和纵向磁场，我们研究了太阳活动周期间的流场。我们首先在盘中心采集了6年的太阳周期数据，时间步长为48小时，以研究连续统强度和磁场的整体演化。然后，我们集中在30个6小时序列的安静地区没有任何残留的磁活动分开6个月，在夏季和冬季，当磁盘中心纬度B 0接近零。水平速度是从位于盘中心的216.4Mm x 216.4Mm的视场上的局部相关跟踪技术导出的。我们在盘中心的测量显示了沿太阳活动周期的中、超颗粒尺度之间流动性质的稳定性。独立于大尺度发电机在盘中心局部产生的网络磁场，连同连续对比度、垂直和水平流动，在太阳活动周期间似乎保持恒定。
2016-11-07 astro-ph.SR
Spectral effects simulation with two-dimensional magnetohydrodynamic models of the solar photosphere
为了研究太阳光球层空间不可分辨特征的结构，我们利用二维非定常MHD模型计算了不同磁通量（0，10，20，30 mT）条件下7条光球铁谱线的Stokes轮廓。我们调查的绝对波长的变化和平分线的I配置文件，以及在零交叉波长的变化，振幅和面积不对称的V配置文件作为磁场强度和时间的函数。分析了斯托克斯轮廓的中心到边缘的变化。铁的丰度被发现是7.57，考虑到光球的不均匀性。虽然二维MHD模型所模拟的谱效应与观测数据符合得很好，但这些模型并不总是能给出定量的一致性。用MHD模型计算的Fe Ⅱ谱线Stokes轮廓的绝对波长位移远小于观测值。
2012-11-12 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Diagnostics at the Solar Photosphere near the Limb
在目前的工作中，我们调查的形成斯托克斯配置文件和光谱偏振诊断的活动区plage附近的肢体。我们使用3-D辐射MHD模拟与单极场的平均强度为400 G，这主要集中在通量管中的字段达到典型的千高斯值。我们通过辐射转移计算生成合成的斯托克斯光谱，然后我们降低模拟的斯托克斯信号来解释观测条件。以这种方式处理的合成数据进行了比较，发现大致再现分光偏振高分辨率观测Mu=0.39获得的SOUP仪器与瑞典1米太阳望远镜在2006年初。
2009-10-15 astro-ph.SR
MHD simulations of the solar photosphere
我们简要地回顾了太阳光球的观测，并指出了一些悬而未决的问题，这层太阳的磁流体动力学。然后，我们讨论了目前的建模工作，解决其他问题，超颗粒的起源。
2012-06-28 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetohydrodynamics of the Weakly Ionized Solar Photosphere
我们调查的重要性，双极扩散和霍尔电流高分辨率全面（“现实”）光球模拟。为此，我们扩展了辐射磁流体动力学代码\emph{MURaM}使用广义欧姆定律的假设下，当地的热力学平衡。我们目前的测试案例比较分析的解决方案与数值模拟验证的代码。此外，我们进行了一些数值实验，以调查这些中性离子在光球效应的影响。我们发现，在目前使用的空间分辨率（5-20公里每个网格点），霍尔电流和双极扩散开始变得显着-100米/秒的太阳黑子光桥的流量，和几个百分点的变化，在热力学结构的安静太阳磁功能。随着模拟解决了较小规模的变化，预计影响的程度将迅速增加。
2012-02-09 astro-ph.SR
Mechanisms for MHD Poynting flux generation in simulations of solar photospheric magneto-convection
本文研究了磁化太阳光球层中磁流体坡印廷通量的产生机制。使用辐射MHD建模的太阳光球与初始磁配置，不同的场强和几何形状，我们显示存在两种不同的机制MHD坡印亭通量产生模拟太阳光球磁对流。较弱的机制是连接到垂直运输弱水平磁场在对流稳定层的上层光球，而较强的是生产坡印亭通量在强磁化粒间车道经历水平涡旋运动。这些机制可能是太阳对流层向太阳大气高层能量传输的原因。
2012-05-31 astro-ph.SR
Global Forces in Eruptive Solar Flares: The Lorentz force Acting on the Solar Atmosphere and the Solar Interior
我们计算的变化，在洛伦兹力集成在太阳大气层外所观察到的变化，发生在大，爆发性太阳耀斑的矢量磁图暗示。这种力的扰动应该由作用在太阳光球层和太阳内部的大小相等、方向相反的力的扰动来平衡。太阳内部估计力变化的表达式概括了Hudson，Fisher和Welsch（CS-383，ASP，221，2008）提出的早期表达式，提供了水平和垂直力分量，并为扰动力的垂直分量提供了更准确的结果。我们表明，磁爆发应导致在光球的磁场变得更加水平，因此应导致一个向下（朝向太阳内部）的力的变化作用于光球和太阳内部，最近从分析磁记录数据由王和刘（Astrophys. J. Lett. 716，L195，2010）。我们建议存在一个观测之间的关系，从矢量磁图的变化计算力的变化，从耀斑喷出物携带的向外动量，和属性的日震扰动驱动的向下的力的变化。我们使用的脉冲驱动的洛伦兹力的变化，在太阳大气层外，推导出一个上限的爆发等离子体，可以逃离太阳的质量。最后，我们比较了预期的洛伦兹力的变化在光球与简单的估计耀斑驱动的气体动力学扰动和估计的扰动压力从辐射回暖的光球在耀斑的条件。
2011-12-04 astro-ph.SR
Synchronized Observations of Bright Points from the Solar Photosphere to Corona
太阳大气中最重要的特征之一是磁网络及其与过渡区（TR）和日冕亮度的关系。了解能量是如何进入日冕的，以及它是如何沿着深光球层和色球层之间的磁力线穿过TR和日冕的。一个很好的运输代理是界面区域成像光谱仪光栅扫描和成像观测近紫外和远紫外发射通道，具有高时空分辨率。在这项研究中，我们专注于与IRIS观察到的安静的太阳。Si IV、C II和Mg II k线的高信噪比和强发射强度的数据在TR亮网点中显示出高相关性。将IRIS强度图和多普勒图的结果与太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的结果进行了比较。平均网络强度剖面显示出与AIA日冕通道的强相关性。此外，我们应用HMI的磁网络同步观测，发现太阳大气层各级网络亮点之间存在很强的关系。这些网络元素的特征表现出高多普勒速度区域和大的磁特征。日冕亮点发射的占主导地位的部分，伴随着光球中的磁源，表明磁场集中在网络rophiles可以帮助内外太阳大气之间的耦合。
2018-01-04 astro-ph.SR
Solar System chemical abundances corrected for systematics
CI陨石与太阳光球层之间的相对化学丰度随凝结温度的变化呈现出明显的趋势。当把太阳光球的丰度与附近的太阳孪生体进行比较时，也可以看到凝结温度的趋势。我们使用这两种趋势来确定的元素丰度的流星和光球分馏的变化，并计算一组新的原始太阳系的丰度。
2014-06-02 astro-ph.SR
Vortices, shocks, and heating in the solar photosphere: effect of a magnetic field
目的：研究太阳上层光球非磁区和磁区在流动和热结构上的差异。研究方法：辐射MHD模拟代表一个安静的区域和一个plage区域，分别延伸到周围的温度最低层，进行了分析。结果如下：两个模拟的光球上层的流动结构有很大的不同：非磁性模拟主要是由移动激波阵面的模式，而磁性模拟显示垂直延伸的漩涡与磁通量浓度。这两种结构都会引起大量的局部加热。由此产生的平均温度分布的特点是由一个陡峭的上升以上的温度最低值，由于在非磁性的情况下，由一个平坦的光球温度梯度，主要是由欧姆耗散的磁性运行。结论：平静太阳中的激波和强磁化区域中的涡旋代表了温度最低点周围层中的主要流动结构。它们与提供局部加热的耗散过程密切相关。
2012-03-26 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
Preferential energization of alpha particles in polar coronal holes at one solar radius above the photosphere
太阳活动极小期极冕洞的加热和由此产生的快速太阳风的加速问题缺乏全面的理论认识。波粒相互作用被认为对极冕洞无碰撞区重离子的极端性质有着至关重要的影响。在这篇文章中，我们提出了一种新的灵敏度分析，调查等离子体加热的无线电波在较低的混合频率。我们采用了一个三流体麦克斯韦模型，包括电子，质子和α粒子在两个太阳半径的太阳中心的距离在极冕洞和导出的色散关系作为一个十三阶多项式的频率。我们的模型提供了优惠加热的α粒子与质子相比，通过较低的混合不稳定性的迹象。本文以电子速度和空间电荷分布为基本研究工具，研究了α质子微分质量和微分垂直速度对α粒子优先加热的影响。
2015-01-16 astro-ph.SR
Numerical simulation of solar photospheric jet-like phenomena caused by magnetic reconnection
在日冕和色球层中观测到了在其足点处有明亮环的喷流现象，称为海葵喷流。这些喷流是由于磁重联而形成的，从磁流体动力学（MHD）的尺度普适性来看，可以预期海葵喷流甚至存在于太阳光球层中。然而，在磁场能量并不占主导地位的光球层中，由于磁重联，喷流并不一定能产生。此外，MHD波产生的光球喷流可能有助于色球加热和骨针的形成，但这一假设尚未得到彻底的调查。在本研究中，我们利用包含重力与太阳光球参数的三维MHD模拟来研究太阳光球中的海葵喷流。在模拟中，太阳光球层中的磁重联诱导了喷流状结构。我们确定这些喷流状结构是由重联形成的慢激波引起的，并大致沿背景磁场的方向传播。我们还认为，来自喷流状结构的MHD波可以影响局部大气加热和骨针的形成。
2020-06-22 astro-ph.SR
Unexpected frequency of horizontal oscillations of magnetic structures in the solar photosphere
本文基于SDO/HMI磁图分析第24太阳活动周近百万光球磁元的水平运动，发现其主导振荡频率约为5 mHz而非预期的3 mHz，并论证该频率源于底层振荡驱动源本身，为研究太阳大气层间磁连接提供新方向。
2024-07-04 astro-ph.SR
Solar granulation from photosphere to low chromosphere observed in BaII 4554 A line
本文的目的是描述650公里范围内光球层和低色球层中太阳颗粒的统计特性。我们利用在Ball 4554 A中观测到的不同大气高度上的速度和强度变化。这些观测是在特内里费岛泰德天文台的VTT观测条件良好的情况下进行的。线芯在大气中形成相当高的高度，并允许在类似研究中之前未访问的高度研究造粒特性。此外，我们分析了合成的配置文件的BaII 4554 A线计算考虑到NLTE效应的三维流体动力学模式大气中的相同的方法。我们建议一个16列模型的太阳颗粒取决于运动的方向和强度对比度测量的连续和在最上层。我们计算了强度对比度符号反转和速度符号反转的高度。我们发现，这两个参数强烈依赖于颗粒化的速度和强度在底部光球。这两个参数越大，在大气中发生的反转越高。平均而言，这种情况发生在大约200-300公里处。我们认为，这个数字也取决于线的深度的谱线在观察中使用。尽管强度和速度逆转，约40%的柱状结构的颗粒被保存到约650公里的高度。
2009-09-07 astro-ph.SR
Spatial extent of the magnetic influence of an active region on the solar atmosphere
本文将太阳活动区建模为光球层下的磁偶极子，研究其磁场对光球层和日冕的空间影响范围，并给出典型活动区的可忽略距离阈值。
2025-07-24 astro-ph.SR
Simultaneous Observations of a Large-Scale Wave Event in the Solar Atmosphere: From Photosphere to Corona
首次报道了在太阳大气的光球层、色球层、过渡区和低日冕层同时观测到的大尺度波动。利用飞田天文台的太阳磁活动研究望远镜和太阳动力学天文台的大气成像组件（AIA）的高时间和高空间分辨率观测资料，发现该波在太阳大气的不同高度上同步演化，它以605公里/秒的速度传播，在极紫外线（EUV）观测中显示出显着的减速（-424米/秒2）。在初始阶段，EUV观测的波速为1000 km/s，与AIA 1700 kHz（967 km/s）和1600 kHz（893 km/s）观测的波速相似。该波被一个具有开阔场地的偏远地区反射，并且在主要快波之后还确定了速度为220 km/s的较慢的波状特征。此外，还观测到一个II型射电爆发与该波有关。我们认为这是一种快速的磁声激波，它首先受到伴随的日冕物质抛射的驱动，然后在日冕中自由传播。当冲击波传播时，它的腿扫过太阳表面，从而导致在太阳大气层的较低层中观察到的波特征。慢波状结构后的主要波可能是由低日冕磁场的重新配置，在场线拉伸模型的预测。
2012-09-12 astro-ph.SR
Transverse component of the magnetic field in the solar photosphere observed by Sunrise
我们提出的第一次观测的光球磁场的横向分量的成像磁仪日出/IMaX。使用自动检测方法，我们获得了4536个具有显著线性偏振信号的特征的统计特性。它们的发生率比以前的研究报告的值大1-2个数量级。我们表明，这些功能没有特征的大小或寿命。它们优先出现在颗粒边界，其中大多数在其演变的某个时候被捕获在下流通道。只有一小部分是完全和不断地嵌入在上升流（16%）或下降流（8%）。
2010-08-09 astro-ph.SR
Horizontal Magnetic Fields in the Solar Photosphere
利用太阳磁粒化的二维MHD模拟结果，分析了水平磁场和FeI 1564.85 nm谱线合成Stokes轮廓对磁场的响应。选定的1.5 h系列的二维MHD模型再现了一个区域的网络场，其直接周围的太阳表面上的无符号磁通量密度为192 G。根据所得到的磁场分布，在tau_5 = 1（tau_5表示λ = 500 nm处的τ）的光学深度处的水平磁场的最可几绝对强度为50 G，而平均值为244 G。平均而言，水平磁场比垂直磁场强，在光球层中约400公里的高度，因为它们的密度更高，占据的面积更大。水平场最大的系数是1.5。强水平磁通量管在表面出现为具有超过500 G的场强的斑点。这些都小于颗粒的大小，并有3.6分钟的寿命。他们形成的光球由于驱逐磁场的对流来自深亚光球层。所获得的数据在质量上与Hinode空间天文台的观测结果一致。
2009-06-15 astro-ph.SR
Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 astro-ph.SR
Solar photosphere magnetization
最近的一项综述表明，用不同的望远镜、谱线和解释方法进行的观测都一致认为，当水平磁场梯度仅为0.3 G/km时，太阳活动区的垂直磁场梯度约为3 G/km，这与divB=0定律存在无法解释的差异。本文的目的是用磁化介质中的B=μ_0（H+M）定律来解释这些现象。磁化是由于等离子体抗磁性，这是由自由电子或电荷围绕磁场的螺旋运动引起的。它们通常的光球密度导致非常弱的磁化强度M，比H低四个数量级。然后假设电子从太阳内部逃逸，尽管有质子的影响，但它们的热速度远高于逃逸速度。它们以准静态扩散的方式从低层逃逸，并在光球层积累。本文通过计算一个基本原子在磁化介质中服从宏观定律B=μ_0（H+M）时的磁能，证明了塞曼哈密顿量是由H的影响引起的。因此，测量的是H。密度随高度的减小导致M的发散度为非零，这由H的发散度补偿，以确保divB=0。观察到的量的行为被恢复。太阳活动区观测到的磁场发散问题最终揭示了太阳光球层电子积累的证据。而较重的质子则不是这样，它们留在较低的层中。这样一来，太阳内部就会出现一个电场，但由于总电荷可以忽略不计，因此在恒星外部不会产生任何电场或效应。
2020-01-09 astro-ph.SR
Convective shifts of iron lines in the spectrum of the solar photosphere
本文研究了太阳光球对流结构对铁的谱线移动的影响。在可见光和红外光谱的线剖面合成与使用2-D的时间相关的流体动力学太阳模型大气。分析了谱线位移与激发势、波长和谱线强度的关系，以及谱线的凹陷贡献函数。线的位移被发现依赖于对流单体中的线形成区域的位置和颗粒和颗粒间通道的线凹陷贡献之间的差异。在可见光谱中，弱谱线和中等谱线形成于光球层深处。它们的有效谱线形成区位于颗粒的中心部分，对空间分辨谱线的吸收起主要作用。强谱线的核心形成于光球上层，那里由于对流逆转和物理条件的剧烈变化而形成反向颗粒化。因此，在强线的抑郁症的贡献，从粒间巷与下行流大幅增加。这解释了强谱线的较小的蓝移。在红外光谱中，蓝线位移的减少是由于蓝线的有效形成区位于光球层的较高位置，并由于线的不透明度随线波长的增加而增加，从而进一步延伸到反粒化区。此外，合成的可见和红外Fe I线的有效线形成深度和它们的依赖线参数进行了讨论。
2010-04-20 astro-ph.SR
Investigation of Phase Shift and Travel Time of Acoustic Waves in the Lower Solar Atmosphere Using Multi-Height Velocities
本文利用多高度速度观测研究太阳低层大气中低频声波的相位移动与传播时间，发现其具有非倏逝性质并持续至光球层-色球层界面，同时揭示高频声波的向下传播现象。
2024-06-28 astro-ph.SR
Parameters of sensitivity of Fraunhofer lines to changes in the temperature, gas pressure, and microturbulent velocity in the solar photosphere
提出了测量夫琅和费谱线对太阳大气物理条件敏感性的参数。这些参数是基于LTE近似中的抑郁反应函数计算的。线的灵敏度的温度，气体压力，和微观湍流速度依赖于线和原子参数进行了研究。最大的相对温度灵敏度显示的弱线，而最大的绝对灵敏度显示的中等线丰富的重原子与低电离和激发势。激发电位和谱线强度是影响温度灵敏度的重要因素。最高的压力灵敏度观察到中等线轻原子与非常高的激发势（超过6 eV），和强光球线（8 pm < W < 14 pm）的重原子是最敏感的微湍流速度。当温度、压力和微湍流速度波动分别不超过8%、50%和100%时，灵敏度参数也可用于光球的物理诊断。
2012-10-19 astro-ph.SR
Mapping Solar Magnetic Fields from the Photosphere to the Base of the Corona
太阳高层大气的常规紫外线成像显示了太阳活动的壮观表现;然而，我们仍然看不到它的主要驱动力，磁场。在这里，我们报告了前所未有的光谱偏振观测的一个活跃的区域plage及其周围的增强网络，显示圆偏振的紫外线（镁II $h$和$k$和Mn I）和可见光（Fe I）线。我们推断了光球层到色球层最上层的纵向磁场。在谱斑色球层的顶部，场强达到300高斯以上，与Mg II $k$线的核心强度和电子压力密切相关。这幅独特的地图显示了磁场如何耦合不同的大气层，并揭示了色球层加热的磁源。
2021-03-02 astro-ph.SR
High-resolution observations of the solar photosphere, chromosphere and transition region. A database of coordinated IRIS and SST observations
NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）通过紫外光谱和成像提供太阳大气的高分辨率观测。自2013年6月IRIS发射以来，我们与位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜协调开展了系统观测活动。SST提供了对光球层和色球层的补充性高分辨率观测。SST观测包括光球Fe I线的光谱偏振成像和色球Ca II 8542 A、H-α和Ca II K线的光谱分辨成像。我们提出了一个共同对齐的IRIS和SST数据集的数据库，该数据库对科学界开放供分析。该数据库涵盖了各种目标，包括活动区，太阳黑子，plage，安静的太阳和日冕洞。
2020-07-29 astro-ph.SR
The Universality of Power Law Slopes in the Solar Photosphere and Transition Region Observed with HMI and IRIS
利用日震磁成像仪（HMI）和界面区成像光谱仪（IRIS）的磁图数据，比较了太阳光球层和过渡区中自组织临界性（SOC）系统的尺度分布。对于每个数据集，我们拟合高斯和幂律尺寸分布函数的组合，其产生关于四个不同物理过程的信息：（i）IRIS数据中的高斯随机噪声;（ii）过渡区谱斑中的针状事件（IRIS数据中的幂律尺寸分布描述）;（iii）盐和胡椒小尺度磁性结构（由HMI磁图中的随机噪声描述）;以及（iv）耀斑和纳米耀斑中的磁重联过程（由HMI数据中的幂律尺寸分布描述）。我们发现IRIS和HMI数据之间有很高的相关性（CCC=0.90）。通常发现具有磁通量平衡的数据集与SOC预测的幂律斜率a_F=1.80（对于平均通量F）匹配，但是由于HMI视场的任意选择而发生例外。匹配的例子证实了SOC推断的通量尺寸分布的普遍性，并与Parnell等人的结果一致。（2009），a_F=1.85 +/- 0.14。
2023-02-15 astro-ph.SR
Effects of non-radial magnetic field on measuring magnetic helicity transport across solar photosphere
一般认为，磁螺旋度的演化与太阳活动有着密切的关系。在SDO发射之前，早期的研究大多使用MDI/SOHO视线磁图，并假设磁场是径向的，从光球磁图计算磁螺旋度注入率。然而，这种假设不一定正确。在这里，我们使用矢量磁图和视线磁图，都采取了HMI/SDO，估计非径向磁场测量磁螺旋注入率的影响。我们发现：1）非径向磁场对切向速度的影响相对较小：2）在磁螺旋度注入率的估算中，当观测到活动区靠近盘边缘时，非径向磁场的影响较强，而当观测到活动区靠近盘中心时，非径向磁场的影响相对较小; 3）如果只考虑累积磁螺旋度的大小，则非径向磁场的影响较小。
2015-03-30 astro-ph.SR
Reconnection brightenings in the quiet solar photosphere
我们描述了一种新的安静的太阳现象，我们称之为“安静的太阳Ellerman样的亮度”（QSEB）。QSEB在某些方面与Ellerman炸弹（EB）相似，但在其他方面有很大不同。EB是巴耳末H-α线两翼的瞬时增亮，标志着复杂活动区的强场光球重联。QSEB是类似的，但更小，更不强烈的巴耳末翼增亮，发生在远离活动区的安静地区。在H-α机翼上，我们测量到典型的长度小于0.5角秒，宽度为0.21角秒，寿命小于一分钟。我们使用瑞典1米太阳望远镜（SST）的高质量H-α成像光谱法发现了它们，并表明在质量较低的数据中，它们无法与更普遍的光斑增亮区分开来，也无法在目前可从空间平台获得的紫外诊断中区分开来。我们增加的证据，从并发SST分光偏振，QSEBs也标志着光球重联事件，但在太阳表面的安静区域。
2016-06-12 astro-ph.SR
The Relation between the Radial Temperature Profile in the Chromosphere and the Solar Spectrum at Centimeter, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths
从毫米波段到紫外波段的太阳观测表明，在光球层和色球层之间存在一个温度极小值。根据半经验模型的分析，这一点位于光球上方约500公里处。这些模型的一致性已通过毫米波到红外观测进行了检验。在目前的工作中，我们表明，在厘米，亚毫米和红外波长的亮度温度附近的温度最低值的理论径向温度分布的变化的影响，但毫米波长的发射保持不变。我们在光球上方500到1000公里处发现了一个区域，在这项工作中研究的频率下，该区域对观测仍然是隐藏的。
2014-01-25 astro-ph.SR
Unresolved Mixed Polarity Magnetic Fields at Flux Cancellation Site in Solar Photosphere at 0".3 Spatial Resolution
这是一个后续调查的磁通量抵消事件的极性反转线（PIL）在太阳上观察到的分光偏振仪在日之出。异常圆偏振（斯托克斯V）的配置文件中观察到的光球沿PIL在取消网站。Kubo等人（2010年）先前报告说，在这一事件中，在颗粒尺度上没有检测到理论上预期的相互抵消的相反极性磁性元素之间的水平场。我们表明，通过添加在紧邻PIL的像素处观察到的几乎对称的斯托克斯V轮廓，可以成功再现观察到的异常斯托克斯V轮廓。这一结果表明，这些观察到的异常斯托克斯V轮廓不是通量去除过程的指示，而是未分辨的相反极性磁性元素的混合物或PIL的未分辨宽度的结果，估计分辨率元素约为0”。在观测期间造成磁通量大规模消失的迄今未被探测到的磁通量去除过程也可能低于分辨率。
2014-08-25 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
UV/EUV High-Throughput Spectroscopic Telescope: A Next Generation Solar Physics Mission white paper
日冕活动的起源是太阳物理学中一个长期存在的问题。近年来，太阳动力学观测站（SDO）、日珥观测站（Hinode）、界面区成像光谱仪（IRIS）等卫星的观测，揭示了太阳大气的细节特征，并试图揭示光球层通过磁场向日冕的能量传递及其各种能量转换过程。然而，沿着磁场的能量转移的定量估计是不够的。观测到光球到日冕的能量传递困难的原因主要有两个：1）光球和日冕之间的空间分辨率差（0.1弧秒）; 2）温度覆盖不足。此外，对能量耗散区域的物理参数也没有足够的观测知识。在能量耗散区附近难以观测的原因主要有三个：1）空间尺度小，2）时间尺度短，3）低发射。一般认为，能量耗散发生在非常小的尺度上，并且其持续时间非常短（10秒）。此外，耗散区域中的密度可能非常低。因此，高时空分辨率、宽温度范围的紫外/极紫外光谱观测对于定量估算光球到日冕的能量输运和诊断能量耗散区附近等离子体动力学具有重要意义。该望远镜的主要科学目标是通过高空间和时间分辨率的紫外/极紫外光谱技术定量估算光球层到日冕的能量传输，并阐明能量耗散区域附近的等离子体动力学，该区域是日冕加热、太阳风加速和/或太阳耀斑的关键区域。
2017-01-18 astro-ph.SR
The striated solar photosphere observed at 0."03, resolution
本文利用DKIST的G波段高分辨率观测结合辐射MHD模拟，揭示太阳光球层中宽约20-50 km的条纹状结构源于磁场变化引起的威尔逊凹陷，证明其可用于诊断最精细尺度的光球磁场结构。
2025-05-06 astro-ph.SR
