In this paper we provide clear direct evidence of multiple concurrent higher order magnetohydrodynamic (MHD) modes in circular and elliptical sunspots by applying both Proper Orthogonal Decomposition (POD) and Dynamic Mode Decomposition (DMD) techniques on solar observational data. These techniques are well documented and validated in the areas of fluid mechanics, hydraulics, and granular flows, yet are relatively new to the field of solar physics. While POD identifies modes based on orthogonality in space and it provides a clear ranking of modes in terms of their contribution to the variance of the signal, DMD resolves modes that are orthogonal in time. The clear presence of the fundamental slow sausage and kink body modes, as well as higher order slow sausage and kink body modes have been identified using POD and DMD analysis of the chromospheric H$α$ line at 6562.808~Å for both the circular and elliptical sunspots. Additionally, to the various slow body modes, evidence for the presence of the fast surface kink mode was found in the circular sunspot. All the MHD modes patterns were cross-correlated with their theoretically predicted counterparts and we demonstrated that ellipticity cannot be neglected when interpreting MHD wave modes. The higher-order MHD wave modes are even more sensitive to irregularities in umbral cross-sectional shapes, hence this must be taken into account for more accurate modelling of the modes in sunspots and pores.
在太阳黑子本影区，对流在很大程度上被强磁场所抑制。以前的测量报告可以忽略不计的对流在影核。基于此，许多研究以本影为零参考来计算周围活动区的多普勒速度。为了弄清本影最暗部分的对流运动量，我们以前所未有的准确度和精度直接测量了多普勒速度。我们用德国真空塔望远镜的激光绝对参考光谱仪（LARS）对太阳黑子本影进行了光谱观测。激光频率梳能够校准高分辨率光谱仪和绝对波长位置。一个彻底的光谱校准，包括参考波长的测量，产生的谱线Ti i 5713.9 nm的多普勒频移的不确定性约为5 m s-1。测得的多普勒频移是本影对流和磁声波的组合。对于对流移动的分析，我们对每个序列进行时间平均以减少叠加的波信号。与宁静太阳中高达-350 m s-1的对流蓝移相比，太阳黑子本影产生约-30 m s-1的强烈减少的对流蓝移。{W}e发现太阳黑子本影中的速度与磁场强度显著相关，但也与定义钛线深度的本影温度显著相关。垂直向上运动随场强的增加而减小。将线性近似外推到零磁场再现了测量到的安静太阳蓝移。简单地将黑子本影作为光球多普勒图计算的零速度参考，可能意味着系统速度误差。
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。
Downflowing umbral flashes as an evidence of standing waves in sunspot umbrae
暗闪是在色球层谱线的核心处通常可见的突然增亮。理论和数值模拟表明，它们是由冲击波的传播产生的。根据这些模型和早期的观测，本影闪光与上升气流有关。然而，最近的研究报告了在下降的大气中的本影闪光。我们的目的是了解下降的本影闪光的起源。我们探讨了如何存在的驻波在本影色球层的影响产生的闪光的配置文件。我们用MANCHA程序对太阳黑子本影中的波传播进行了数值模拟。Ca II 8542 Å线的斯托克斯轮廓是用NICOLE合成的。对于自由传播的波，色球温度的振荡增强的相位与速度上升。在这种情况下，Ca II 8542的高强度核心在振荡的上升阶段被加热。如果我们考虑一个不同的情况与谐振腔，波反射在急剧的温度梯度的过渡区导致驻波振荡。在这种情况下，温度波动向后移动，温度升高部分与振荡的下流阶段一致。在由静止振荡产生的本影闪光中，当振荡向下流动时，产生发射特征的反转。色球层温度在大气由下降流向上升流转变的过程中持续升高。在闪烁的Ca Ⅱ 8542芯出现期间，大气大部分时间是上升流，只有38%的闪烁剖面与下降流有关。我们发现了一个方案，显着解释了最近的经验发现，作为一个自然的结果，存在的常设振荡以上的太阳黑子本影的下行本影闪光。
Chromospheric resonances above sunspots and potential seismological applications
太阳黑子本影的振荡在光球层和色球层表现出明显的差异。我们评估了两个相互竞争的情况下提出的解释这些意见：色球谐振腔和波从光球层上层大气层。我们采用数值模拟来分析这两种模型中的振荡。并与低色球层（Na I D2）和高色球层（He I 10830）的观测结果进行了比较。谐振腔的节点可以被检测为相位跳变或功率骤降，尽管后者的识别不足以声称谐振的存在。与此相反，速度和温度波动之间的相位差揭示了驻波，并明确地证明了存在的声学谐振器以上的阴影。我们的研究结果提供了一种新的地震方法来探测活动区色球通过检测共振节点。
Spatio-temporal Characteristics of Very Long-periodic Pulsations in Solar Metrewave Bursts: Implications for their Origins
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学空间科学研究院）
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。
Sunspot seismology: accounting for magnetohydrodynamic wave processes using imaging spectropolarimetry
声波吸收，模式转换和传输的太阳黑子日震推断的影响被广泛讨论，但尚未占他们已被证明是困难的缺乏一致的框架内日震建模。在这里，讨论的问题和问题，近地表磁流体力学主机通过复杂的相互作用的辐射转移，测量问题，和MHD波过程，我提出了一些可能性完全从观测分析的基础上成像光谱偏振。特别是，我提出了一些结果波的演变作为观测高度和磁场的垂直倾斜度的函数，来自一个高节奏的成像光谱偏振观测的太阳黑子及其周围环境的仪器IBIS（NSO/Sac峰，美国）。这些观测是在磁敏感（Fe I 6173 A）和磁不敏感（Fe I 7090 A）的上部光球吸收线上进行的。这里估计的太阳黑子光球层内的波旅行时间的贡献将需要从反演建模程序中删除，因为反演建模程序没有规定要考虑它们。
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。
A study of sunspot 3 minute oscillations using ALMA and GST
波和振荡是重要的太阳现象，不仅因为它们可以在色球层中传播和耗散能量，还因为它们携带了关于它们传播的大气结构的信息。在太阳黑子本影区观察到的三分钟振荡的性质被认为是磁流体动力学（MHD）波从光球层以下向上传播的影响。我们提出了一个研究太阳黑子振荡和波传播在NOAA AR 12470使用约一个小时长的数据集获得的2015年12月17日由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），古德太阳望远镜（GST）在大熊太阳天文台（BBSO），大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO），界面区成像光谱仪（IRIS）ALMA的数据是独一无二的，它提供了太阳黑子色球层直接温度测量的时间序列。ALMA图像的两秒节奏使我们能够很好地解决色球层中典型的太阳黑子振荡的三分钟周期。傅立叶分析应用于ALMA频带3（$\sim$ 100 GHz，$\sim$ 3 mm）和GST H $α$数据集以获得功率谱以及振荡相位信息。我们分析了波的传播特性，结合多个波长，探测太阳大气的物理参数在不同的高度。我们发现，ALMA的温度波动与预期的传播声波是一致的，轻微的不对称性表明非线性陡峭。
Chromospheric resonator model for sunspot revealed by multi-height observation of umbral wave
Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen, Guangdong, China（哈尔滨工业大学深圳学院航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Shenzhen Key Laboratory of Numerical Prediction for Space Storm, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen, Guangdong, China（哈尔滨工业大学深圳学院航天学院空间风暴数值预测深圳市重点实验室）；Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi-221005, India（印度瓦拉纳西贝拿勒斯印度理工学院物理系）
Understanding the Travel-time Asymmetry of Acoustic Waves in Sunspots With Time-distance Helioseismology
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
Standing oscillations in a resonant sunspot atmosphere captured by integral field spectroscopy
California State University Northridge（北岭加州州立大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；National Institute for Space Research (INPE/Brazil)（巴西国家空间研究所）
利用积分场单元FRANCIS观测Na I D1/D2线形成高度上的振荡，通过小波互相关分析发现黑子本影中心存在驻波行为，边缘为传播模式，能量通量随高度衰减，阻尼长度约363 km。
Multi-line Wave Signatures in a Sunspot from Near-UV Sunrise III/SUSI Observations
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）
The Propagation of Coherent Waves Across Multiple Solar Magnetic Pores
太阳孔隙是将磁流体动力学波能量传播到太阳大气外层的有效磁通道。孔隙观测通常包含孤立的和/或不相连的结构，阻止波活动作为大气高度的函数的统计检查。在这里，使用邓恩太阳望远镜获得的高分辨率观测，我们研究光球和色球波签名从一个独特的收集磁孔起源于同一个衰变的太阳黑子。高节奏光球成像的小波分析揭示了普遍存在的慢香肠模式振荡，通过强度和面积波动的比较，在所有光球孔相干，产生统计上显着的同相关系。这些波的普遍性质允许调查波的活动是否保持一致，因为他们传播。利用双扇区多普勒速度分析的Ca II 8542的多普勒线，旁边的建模光谱响应函数的比较，我们发现细尺度5兆赫功率放大的波传播到色球层。跨越不同线深度的共空间双扇区之间的接近零度的相位角指示针对过渡区边界的反射之后的站立香肠模式。相邻孔隙之间的色球速度的傅立叶分析揭示了在光球中观察到的波的相干性的湮灭，从单个孔隙的强度和速度信号的检查表明它们表现为断裂的波导，而不是单片结构。重要的是，这项工作强调了大气高度的波形态是非常复杂的，在色球层观察到巨大的差异，尽管等效波模式被引入到光球中的类似孔隙中。
