Context. Ubiquitous small-scale vortical motions are seen to occur in the solar atmosphere both in simulations and observations. They are thought to play a significant role in the local heating of the quiet chromosphere and corona. In a previous paper, we proposed a new method for the automated identification of vortices based on the accurate estimation of curvature centers; this method was implemented in the SWIRL algorithm. Aims. We aim to assess the applicability of the SWIRL algorithm to self-consistent numerical simulations of the solar atmosphere. The highly turbulent and dynamical solar flow poses a challenge to any vortex-detection method. We also conduct a statistical analysis of the properties and characteristics of photospheric and chromospheric small-scale swirling motions in numerical simulations. Methods. We applied the SWIRL algorithm to realistic, three-dimensional, radiative, magneto-hydrodynamical simulations of the solar atmosphere carried out with the CO5BOLD code. In order to achieve statistical validity, we analyzed 30 time instances of the simulation covering 2 h of physical time. Results. The SWIRL algorithm accurately identified most of the photospheric and chromospheric swirls, which are perceived as spiraling instantaneous streamlines of the horizontal component of the flow. Part of the identified swirls form three-dimensional coherent structures that are generally rooted in magnetically dominated intergranular lanes and extend vertically into the chromospheric layers. From a statistical analysis, we find that the average number densities of swirls in the photosphere and chromosphere are 1 Mm-2 and 4 Mm-2, respectively, while the average radius is 50 - 60 km throughout the simulated atmosphere. We also find an approximately linear correlation between the rotational speed of chromospheric swirls and the local Alfvén speed. (Abridged)
Magnetic shocks and substructures excited by torsional Alfvén wave interactions in merging expanding flux tubes
在太阳光球层上经常观测到涡旋运动。这些运动可能在能量和动量从低层大气输送到太阳上层大气的过程中发挥关键作用，有助于日冕加热。太阳的低层大气也由复杂的通量管网络组成，这些通量管在色球层和高层大气中扩展和合并。我们进行了数值模拟，以调查的行为的涡旋驱动波传播在一对这样的通量管在一个非力自由的平衡与现实模拟的太阳大气。两个通量管在其足点处被反向旋转的涡流运动独立地扰动。当通量管合并时，涡运动既有线性的也有非线性的相互作用。线性相互作用产生了许多小尺度的瞬态磁子结构，由于由涡旋运动施加的磁应力。因此，由于光球涡旋运动，最初的整体管被分离成复杂的多螺纹管。波的相互作用还驱动振幅增加的叠加，直到它超过局部马赫数，并产生以大约$ 50$ km s $^{-1}$的速度向上传播的激波。冲击波作为向上输送动量和能量的管道，并将局部等离子体加热超过一个数量级，峰值温度约为$60,000$ K。因此，我们提出了一个新的机制，从太阳低层大气到日冕的磁波导的产生。这种波导出现的结果，在相邻的通量管相互作用的扰动。因此，光球涡旋运动的相互作用是太阳低层大气向高层大气能量传输的一个潜在的重要机制。
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。
The Polar Vortex Hypothesis: Evolving, Spectrally Distinct Polar Regions Explain Short- and Long-term Light Curve Evolution and Color-Inclination Trends in Brown Dwarfs and Giant Exoplanets
Spectro-Polarimetric Properties of Small-Scale Plasma Eruptions Driven by Magnetic Vortex Tubes
太阳对流的高度湍流性质导致了次表层与光球层和色球层之间强烈的多尺度相互作用。根据真实的三维辐射MHD数值模拟无处不在的小尺度涡管产生的湍流下可见的表面和集中在颗粒间的车道。涡管可以捕获和放大磁场，穿透色球层，并引发准周期性的流动爆发，产生Alfvénic波，将质量和能量输送到太阳大气中。模拟揭示了高速流动模式，复杂的热力学和磁结构的爆发涡流管。近地层强烈的压力梯度是自发喷发的启动和驱动力，而低色球层的洛伦兹力则加速了自发喷发。在本文中，模拟数据被用来进一步调查的喷发，其光谱偏振特性的Fe I 6301.5和6302.5 A谱线的动力学，并展示预期的签名的喷发日出SP数据。我们发现，复杂的动力学结构的涡管（在涡核和周边的上升流下降）可以捕捉到的斯托克斯I型。在喷发过程中，下降流和上升流的比例会突然改变，这种效应可以在斯托克斯V剖面中观察到。此外，在喷发期间，线偏振信号增加，这也可以用Hinode SP检测到。
On the plasma flow inside magnetic tornadoes on the Sun
瑞典1米太阳望远镜（SST）和太阳动力学观测台（SDO）的高分辨率观测揭示了从太阳表面延伸到色球层和日冕的旋转磁场结构。这些所谓的磁龙卷风主要是在Ca II 854.2 nm线核心（也称为色球漩涡）的旋转等离子体环或螺旋中检测到的。详细的数值模拟表明，观测到的色球等离子体运动是由磁场结构的旋转引起的，而这些结构又是由其足点处的光球涡旋流驱动的。在适当的条件下，两个涡流系统相互叠加。我们把从低光球层延伸到对流区的低层涡旋称为粒间涡旋流（IVF）。一旦磁场结构与IVF共同定位，旋转被介导到上层大气中，并产生大气涡流（AVF，或磁龙卷风）。与Shelyag等人最近的工作相反，我们证明了在模拟的磁龙卷风中粒子的轨迹确实是螺旋形的，并认为轨迹的性质决定性地取决于在大气中的位置和磁场的强度。
Solar vortex detection methods in MHD simulations: impact of magnetic field and spatial resolution
Instituto de Astrofísica de Canarias（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）；Institute of Chemical Kinetics and Combustion SB RAS（俄罗斯科学院西伯利亚分院化学动力学与燃烧研究所）
Solar Vortices as Conduits for Magnetoacoustic Waves: Multi-Layer Coupling and Their Role in Atmospheric Heating
University of Sheffield（谢菲尔德大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
Evolution of small-scale magnetic elements in the vicinity of granular-size swirl convective motions
太阳仪器的进步导致了广泛使用的时间序列来研究太阳功能的动态，特别是在小空间尺度和非常快的节奏。在这种尺度上的物理过程是决定性的，因为它是从太阳大气层的下层到上层以及更远的地方发生的许多其他物理过程的基石，最终是为了理解太阳活动的更大图景。地面（SST）和星载（Hinode）高分辨率的太阳数据进行了分析，在一个安静的太阳区域显示负极性小规模的磁浓度和G-波段和Ca II H图像中观察到的亮点集群。所研究的区域的特点是存在两个小尺度对流涡旋型等离子体运动，其中之一似乎是影响两者的动力学，磁功能和亮点在其附近，因此我们的调查的主要目标。我们跟踪了一组有趣的选定区域的亮点的演变，在不同的大气高度和磁场演变的强度变化。对流涡旋附近的区域的光球等离子体运动的演变的描述，以及一些似是而非的情况下检测到的斯托克斯轮廓对流崩溃。
