The electromagnetic energy flux in the lower atmosphere of the Sun is a key tool to describe the energy balance of the solar atmosphere. Current investigations on energy flux in the solar atmosphere focus primarily on the vertical electromagnetic flux through the photosphere, ignoring the Poynting flux in other directions and its possible contributions to local heating. Based on a realistic Bifrost simulation of a quiet-Sun (coronal hole) atmosphere, we find that the total electromagnetic energy flux in the photosphere occurs mainly parallel to the photosphere, concentrating in small regions along intergranular lanes. Thereby, it was possible to define a proxy for this energy flux based on only variables that can be promptly retrieved from observations, namely, horizontal velocities of the small-scale magnetic elements and their longitudinal magnetic flux. Our proxy accurately describes the actual Poynting flux distribution in the simulations, with the electromagnetic energy flux reaching $10^{10}$ erg\,cm$^{-2}$\,s$^{-1}$. To validate our findings, we extended the analysis to SUNRISE/IMaX data. First, we show that Bifrost realistically describes photospheric quiet-Sun regions, as the simulation presents similar distributions for line-of-sight magnetic flux and horizontal velocity field. Second, we found very similar horizontal Poynting flux proxy distributions for the simulated photosphere and observational data. Our results also indicate that the horizontal Poynting flux in the observations is considerably larger than the vertical electromagnetic flux from previous observational estimates. Therefore, our analysis confirms that the electromagnetic energy flux in the photosphere is mainly horizontal and is most intense in localized regions along intergranular lanes.
Multi-height probing of horizontal flows in the solar photosphere
Astronomical Observatory（天文台）；Institute for Solar Physics（太阳物理研究所）；Department of Astronomy, Faculty of Mathematics, University of Belgrade（贝尔格莱德大学数学系天文学系）；High Altitude Observatory, NSF National Center for Atmospheric Research（高空气象观测站，美国国家科学基金会国家大气研究中心）；University of Wisconsin - Green Bay（威斯康星大学绿湾分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理学与行星科学系）；National Solar Observatory, University of Colorado Boulder（美国国家太阳天文台，科罗拉多大学博尔德分校）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Environment and Climate Change Canada, Science and Technology Branch, Meteorological Research Division（加拿大环境与气候变化部，科技司，气象研究处）
Photospheric Electric Fields and Energy Fluxes in the Eruptive Active Region NOAA 11158
在不断演化的太阳活动区中，有多少电磁能量穿过光球层？随着高节奏矢量磁场观测的出现，解决这个基本问题已经变得容易处理。本文利用Kazachenko等人（2014）的“PTD-Doppler-FLCT-Ideal”（PDFI）电场反演技术对6天HMI/SDO矢量磁图和多普勒速度序列进行反演，以寻找活动区NOAA 11158的电场和坡印廷通量演化，该活动区在2011年2月15日早期产生了X2.2耀斑。我们发现光球电场范围高达$2$ V/cm。坡印廷通量的范围从$[-0.6$到$2.3]\times10^{10}$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，大部分为正值，在$[10^9$ - $10^{10}]$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$范围内对能量收支的贡献最大。通过对瞬时能流的时空积分，我们发现从初始出现到X2.2耀斑爆发前，光球层上积累的总磁能为$E=10.6\times10^{32}$尔格，分别被划分为自由能和势能的$2.0$和$8.6\times10^{32}$尔格。这些估计与耀斑前非线性无力场（NLFFF）外推和最小电流电晕估计（MCC）的估计是一致的，尽管我们的方法非常不同。光球电场的这项研究表明了PDFI方法估计坡印亭通量的潜力，并打开了大门，以更定量的研究太阳光球和更现实的数据驱动的模拟日冕磁场的演变。
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。
Recent Advances in the Exploration of the Small-Scale Structure of the Quiet Solar Atmosphere: Vortex Flows, the Horizontal Magnetic Field, and the Stokes-V Line-Ratio Method
我们回顾了（i）太阳大气中涡旋流的观测和数值模拟以及（ii）平静太阳区域水平磁场的测量。首先，我们讨论了各种表现形式的旋涡流，并强调调解漩涡运动的磁场的太阳表面附近的光球层和色球层的高层的作用。我们重新审视现有的太阳表面磁对流的模拟运行方面的旋涡流，并比较以前获得的结果。其次，我们回顾了与测量太阳宁静区磁场角分布相关的矛盾结果和问题。此外，我们回顾了斯托克斯-V-振幅比方法的线Fe I 630.15和630.25 nm。我们得出的结论是，最近发现的两个不同的人口在散点图中的这个比例不能被解释为“未塌陷”和“塌陷”的领域，但它们源于弱颗粒磁场和弱冠层场位于颗粒之间的边界和粒间空间。基于新的模拟运行，我们重申了先前的研究结果的水平场分量的优势超过垂直的，特别是在上层光球和色球层的底部。
Properties of Magneto-Hydrodynamic Waves in the Solar Photosphere with Hinode
本文报道了在太阳光球层中沿磁通量管传播的磁流体动力学波的观测结果。我们在l.o.s.的功率谱中识别出20个孤立的强峰（8个孔峰和12个颗粒间磁性结构峰）。（视线）磁通量，L.O.S.速度和14种不同磁浓度的强度。观测是用\emph{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的分光偏振仪进行的。如果磁场强度沿斜视线方向随高度减小，则观测到的磁场强度涨落与光度强度涨落之间的相位关系将与不透明度效应所引起的相位关系不一致。我们认为，所观察到的波动是由于纵向（香肠模式）和/或横向（扭结模式）MHD波。观测到的磁通量波动与速度之间的相位关系与色球/日冕边界反射的上升波和下降波的叠加（驻波）相一致。即使有这样的反射波，剩余的向上坡印亭通量估计为$2.7 \times 10^{6}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的情况下的扭结波。磁通量管的地震学可以从观测到的振荡周期和振幅中获得各种物理参数。
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。
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
Photospheric horizontal magnetic field decrease preceding a major solar eruption
Planetary Environmental and Astrobiological Research Laboratory (PEARL), School of Atmospheric Sciences, Sun Yat-sen University（中山大学大气科学学院行星环境与天体生物学研究实验室）；CAS center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越中心）；Key Laboratory of Tropical Atmosphere-Ocean System, Sun Yat-sen University, Ministry of Education（中山大学热带海洋-大气系统教育部重点实验室）
A statistical Analysis of Magnetic Field Changes in the Photosphere During Solar Flares Using High-cadence Vector Magnetograms and Their Association with Flare Ribbons
