The connection between internetwork magnetic elements and supergranular flows
本文利用 Hinode 卫星高分辨率磁图，通过特征跟踪和局部相关跟踪技术，发现网络磁场元在长期上被超粒流以非恒定速度向超粒边界平流输运，短时运动则主要受粒流等过程驱动。
2024-01-12 astro-ph.SR
Strategies in seismic inference of supergranular flows on the Sun
对太阳表面的观测揭示了长度尺度约为$35$ Mm的流动的存在，通常被称为超颗粒。从日震学所面临的一个重要挑战是，如何通过测量日震表面和光球波场来推断超微粒子的次表层流动剖面。传统上，逆问题已经接近通过研究的线性响应的地震波在一个水平平移不变的背景下的超颗粒的存在;以下的迭代方法，不依赖于水平平移不变性可能会表现得更好，因为可以分析后迭代的失配。在这项工作中，我们构建合成观测使用一个参考超颗粒，并使用属于模态脊$f$（表面重力）和$p_{1}$通过$p_{7}$（声学）的波的旅行时间的表面测量反演的流量剖面。我们研究在何种程度上个别模式及其组合有助于推断流。我们表明，这种非线性迭代反演方法往往会低估流速，并推断出较浅的流动剖面，与表面附近的参考超颗粒存在显着偏差。我们进行了类似的分析声速扰动，并发现类似的近表面偏差持续存在，虽然迭代收敛更快，更准确。我们的结论是，一个更好的方法来反演将是扩大超颗粒配置文件在适当的基础上，从而减少参数的数量被反转，并适当地正则化它们。
2016-05-30 astro-ph.SR
Requirements for the Analysis of Quiet Sun Internetwork Magnetic Elements with EST and ATST
平静的太阳互联网中弥漫着微弱且高度倾斜的磁场，其物理性质、动力学和磁相互作用尚未完全了解。高空间分辨率的磁图显示它们是在安静的太阳表面连续出现/出现和消失/取消的离散磁性元素。4米欧洲太阳望远镜和先进技术太阳望远镜将在衍射极限（30公里）获得二维、高节奏、高精度的偏振测量。在这里，我们汇编了用EST和ATST观测互联网场的基本要求（视野、节奏、仪器配置等）。更具体地说，我们专注于视场要求。为了设置它们，我们分析了整个太阳表面的互联网磁性元素的自行。我们使用13个小时的磁图与日之出卫星，以确定和跟踪成千上万的互联网磁性元素在一个孤立的超颗粒细胞。我们计算每个元素的速度分量和它们行进的平均距离。结果表明，平均而言，超颗粒细胞内部的磁性元素向网络移动。观察到径向速度依赖于到超颗粒中心的距离。互联网磁性元件平均移动400次。这些结果表明，ATST和EST应覆盖，至少，一个超颗粒细胞，以获得一个完整的图片安静的太阳互联网络。
2012-03-09 astro-ph.SR
Diffusion of magnetic elements in a supergranular cell
小尺度磁场（磁性元素）在太阳光球层中无处不在。它们的相互作用可以为上层大气提供能量，并有助于加热日冕。在这项工作中，磁性元素的动力学性质在安静的太阳进行了研究。在超颗粒细胞中检测到的大量磁性元素使我们能够计算它们的位移谱$\langle(Δr)^2\rangle\proptoτ^γ$（即$γ>0$和$τ$自第一次检测以来的时间），分离网络（NW）和网络间（IN）区域的贡献。特别地，我们在NW中发现了$γ=1.27\pm0.05$和$γ=1.08\pm0.11$（分别在较小和较大尺度上），在IN中发现了$γ=1.44\pm0.08$。这些结果进行了讨论，根据文献的主题，以及建立的磁网络的影响。
2014-05-04 astro-ph.SR
Supergranulation as a Tracer of Solar-Cycle Variability
NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of Delaware（特拉华大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究利用自动化框架，通过时间距离日震学推断的地下水平速度图识别和表征超米粒结构，分析16年SDO/HMI观测数据，揭示超米粒特性与太阳活动周期的关系，确立其为近表面对流变化的敏感示踪剂。
2026-11-02 astro-ph.SR
Pair separation of magnetic elements in the quiet Sun
宁静太阳光球的动力学性质可以通过分析小尺度磁场的对色散来研究（即，磁性元件）。通过使用$25$小时长的Hinode磁图在高空间分辨率（$0".3$），我们跟踪$68,490$磁性元素对内的超颗粒细胞附近的磁盘中心。计算的对分离光谱，计算的整个粒子对独立的初始分离，指出了什么是所谓的超扩散制度的光谱指数$γ=1.55\pm0.05$，在最近的文献中，但扩展到前所未有的空间和时间尺度（从颗粒到超颗粒）。此外，第一次，我们在这里调查的频谱的均方位移的磁性元件对，取决于它们的初始分离$r_0$。我们发现，有一个典型的初始距离以上（以下），对分离快（慢）比平均值。这种典型的空间尺度的可能的物理解释也提供了。
2015-02-13 astro-ph.SR
Iterative inversion of synthetic travel times successful at recovering sub-surface profiles of supergranular flows
我们开发了一个日震反演算法，可用于恢复地下垂直剖面的2维超颗粒流从表面测量合成波走时。我们进行了地震波传播模拟，通过一个二维截面的流动剖面，类似于一个平均的超颗粒，和一个起始模型，只有在表面流动。为了我们的测试目的，我们假设波测量完全没有实现噪声。我们在B样条的基础上扩展了超颗粒流函数的垂直剖面。我们迭代地更新超颗粒模型的B样条系数，以减少两个模拟之间观察到的旅行时间差异。我们进行了四个不同的垂直剖面在太阳表面以下的不同深度达到峰值的练习。我们能够准确地恢复深度剖面的四个超颗粒模型的深度高达$8-10\,\text{Mm}$太阳表面以下使用$f-p_4$模式，假设没有实现噪声。我们能够获得每个模型的峰值深度和回流深度。一个基本的解决反演执行显着优于一个在径向网格中的每个点的流场反演。这是一个令人鼓舞的结果，并可能作为一个指导，在开发更现实的反演策略，可应用于太阳的超颗粒流。
2017-08-11 astro-ph.SR
Relationships between fluid vorticity, kinetic helicity and magnetic field at the small-scale (quiet-network) on the Sun
我们得到的水平流体运动在太阳表面上的大面积覆盖安静的太阳磁网络的对流颗粒连续强度和多普勒速度成像的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的本地相关跟踪。从这些我们计算水平散度，垂直分量的涡度，和动力学螺旋度的流体运动。研究了流体散度与涡度、涡度（动力学螺旋度）与磁场的相关性。我们发现，小尺度场周围的涡度（动力学螺旋度）表现出半球形的图案（符号）类似于大尺度活动区域（包含太阳黑子）的磁螺旋度。我们确定这种模式是由于科里奥利力作用于超颗粒尺度的流动（流出和流入），并与早期的研究使用当地日震学是一致的。此外，我们表明，磁场引起转移的涡从超颗粒流入区域流出区域，当磁通量密度超过约300 G（HMI）时，它们往往会抑制周围的涡运动。我们还表明，这种行动的磁场导致显着的变化之间的相关性流体的散度和涡度。这些结果对研究局域发电机作用和小尺度磁螺旋度的动力学演化具有重要意义。
2016-04-15 astro-ph.SR
Formation of Polar Crown Filaments Magnetic Fields by Supergranular Helicity Injection
通过磁摩擦数值模拟，研究超米粒螺旋注入对极冠冕环磁场形成的影响，发现其产生剪切场和磁通量绳，并揭示PIL倾斜与弯曲对MFRs形成的作用。
2024-03-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Imaging the Sun's near-surface flows using mode-coupling analysis
简正模耦合技术是一种强有力的工具，它可以对太阳中的非轴对称现象进行地震成像。在这里，我们应用模式耦合的笛卡尔近似探测稳定，近地表的太阳流。使用多普勒立方体获得的日震和磁成像仪板载太阳动力学天文台，我们进行反演模式耦合测量显示，由此产生的发散和径向涡度图在超颗粒长度尺度（$\sim$ 30毫米）附近的表面比较非常好，与使用本地相关跟踪方法获得的。我们发现，皮尔逊相关系数为$\geq$ 0.9的发散流，而$\geq$ 0.8的径向涡。
2022-01-01 astro-ph.SR
Relationship between vertical and horizontal magnetic fields in the quiet Sun
几十年来，人们已经知道在互联网区域存在垂直磁场，而最近利用\textit{Hinode}对水平磁场的特性进行了广泛的研究。互联网区域中的垂直和水平磁场被认为是独立的实体，并且迄今为止尚未以统一的方式进行研究。利用\textit{Hinode}，我们发现了网间区域的垂直和水平磁场之间的明确的位置关联。基本上所有的水平磁性贴片都与垂直磁性贴片相关联。或者，一半的垂直磁性贴片容纳水平磁性贴片。这些水平面片位于垂直面片的边界周围。在水平贴片内部用斯托克斯$V$线比获得的内禀磁场强度是弱的，并且处于次均分场区（$B<700$ G），而水平贴片外部的场强度范围从弱到强（kG）场。垂直磁块集中在中粒和超粒边界上，而水平磁块仅在中粒边界上发现。这些观测结果为我们提供了关于垂直和水平互联磁场起源的统一信息。我们推测，互联网磁场是由双极足点的小尺度通量管的出现提供的，足点的垂直磁场由于对流坍缩而增强到kG。由此产生的强垂直场被超颗粒流平流输送，最终形成网络场。
2011-03-29 astro-ph.SR
The Role of Subsurface Flows in Solar Surface Convection: Modeling the Spectrum of Supergranular and Larger Scale Flows
我们的太阳水平速度功率谱模型的尺度大于颗粒使用两个组件的近似质量连续性方程。该模型采用四倍的密度尺度高度作为每个深度的垂直运动的积分（驱动）尺度。比这更大的尺度从更深的层随高度衰减。那些较小的假设遵循Kolomogorov湍流级联，在垂直对流运动的总功率匹配所需的混合长度公式传输的太阳光度。这些模型组件验证使用大规模辐射流体动力学模拟。我们得出两个主要结论：1。该模型预测显着更多的功率在低波数比在太阳光球水平速度谱中观察到的。2.电离在塑造观测到的太阳速度谱中起着次要的作用，通过减少部分氦电离区域的对流振幅。在采用真实状态方程的完全非线性三维辐射流体动力学模拟中也可以看到过量的低波数功率。这增加了最近的其他证据，表明太阳大规模对流运动的振幅明显低于预期。采用相同的功能跟踪算法与观测数据的模拟输出，我们表明，所观察到的低波数功率可以再现在流体动力学模型，如果大尺度模式的振幅在深层被人为地减少。由于大尺度模式的振幅降低，超颗粒尺度和更小的模式仍然是重要的对流热通量，即使在深层，这表明小尺度对流相关性保持通过大部分的太阳对流区。
2014-07-11 astro-ph.SR
Solar-Cycle Variation of quiet-Sun Magnetism and Surface Gravity Oscillation Mode
平静的太阳磁场的起源仍在争论中。从观测上更详细地调查太阳活动周期变化可以为我们提供解决这些争议的线索。本文研究了磁静区的太阳活动周期变化及其表面重力振荡（$f$ -）模积分能量（$E_f$）。我们使用了12年的HMI数据，并根据空间和时间的安静程度应用了严格的选择标准，以避免活动区域（AR）的任何影响。我们开发了一个自动化的高通量管道，通过所有可用的磁图数据，并计算$E_f$为选定的安静地区。我们观察到一个明确的太阳周期依赖的磁场强度在最安静的地区包含几个超颗粒细胞。对于补丁尺寸小于超颗粒细胞，没有显着的周期依赖性检测。超颗粒尺度下的$E_f$随时间变化不是恒定的。在第24周期的后期上升阶段（SC24，2011-2012），它大致保持不变，但在2013年开始减少，因为接近SC24的最大值。这一趋势将持续到2017年年中，届时可以看到在南半球高纬度地区加强的迹象。缓慢增强仍在继续，高纬度地区比赤道地区更强，但$E_f$再也没有恢复到2011-2012年的数值。此外，加强的趋势继续过去的太阳活动极小期，当SC25已经明显上升的年份。因此，$E_f$的行为与太阳活动周期不一致。$E_f$与太阳活动周期的总体关系是可以预期的，但几年的相移表明与极向大尺度磁场分量而不是环向分量有关。用QS $E_f$校准AR信号未显示AR出现前$f$模式的显著增强。
2022-05-09 astro-ph.SR cs.DC
Surface Flux Transport on the Sun
本文综述太阳表面磁通量输运模型，重点分析输运参数与源项对太阳活动周末极区磁场预测的影响，并总结超越经典模型的研究方向。
2023-05-11 astro-ph.SR
Investigating toroidal flows in the Sun using normal-mode coupling
日震观测提供了宝贵的数据集，可用于详细研究太阳内部动力学。在分析这些数据的各种方法中，简正波耦合已被证明是一个强大的工具，用于研究Rossby波，微分旋转，纬向环流和非轴对称多尺度地下流动。在这里，我们反转模式耦合测量日震磁成像仪（HMI）和迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得质量守恒的环形对流作为深度，空间波数和时间频率的函数。为了确保速度大小的估计是正确的，我们还评估了相关的实现噪声，所造成的有限的可见性的太阳。我们基准的近地表反演对本地相关跟踪（LCT）的结果。对流功率可能假设更大的纬向各向同性的空间尺度的流动减少。我们注意到，在超颗粒尺度上没有一个峰值的超环面流功率，与观察结果表明，超颗粒主要是极向的性质。
2021-08-03 astro-ph.SR
Occurrence and persistence of magnetic elements in the quiet Sun
湍流对流有效地将能量传输到太阳光球层，但其多尺度性质和动力学特性仍然没有完全理解。文献中的一些作品已经调查了从颗粒到全球的空间和时间尺度上安静太阳中对流和磁性性质模式的出现。目的。为了阐明湍流对流运作的组织尺度及其与其中磁通量的关系，我们研究了安静太阳中磁特征的特征空间和时间尺度。方法.由于一个前所未有的数据集完全封闭的超颗粒，发生和持久性分析的磁图时间序列被用来检测空间和长寿命的时间相关性，在安静的太阳，并调查其性质。结果发现了宁静太阳的发生和持续之间的关系，特别是在超颗粒细胞的边界处检测到了高度重复和持续的图案。这是由于移动的磁性元素经历的运动表现得像一个随机行走与较长的去相关（$\sim2$ h）相对于超颗粒内的区域。在顶点的超颗粒细胞观察到的最大发生是不相关的最大持久性，这表明有不同的动态制度影响的磁性元素。
2018-01-11 astro-ph.SR
Supergranulation and Poleward Migration of the Magnetic Field at High Latitudes of the Sun
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
利用太阳轨道器首次黄道面外南极观测，揭示高纬度超米粒元胞尺度为20–40 Mm，磁网络以10–20 m/s向极迁移，为理解极区磁场积累和太阳活动周提供关键观测证据。
2025-11-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Solar Internetwork. II. Magnetic Flux Appearance and Disappearance Rates
小规模互联网络磁场是宁静太阳的重要组成部分。在本文中，我们分析了它们如何出现和消失在太阳表面。使用高分辨率的Hinode magnetograms，我们遵循在磁盘中心的两个超颗粒细胞内部的个别磁性元素的演变。从长达38小时的连续测量，我们表明，磁通量出现在互联网区域的速度$120\pm3$ Mx厘米$^{-2}$天$^{-1}$（$3.7 \pm 0.4 \times 10^{24}$ Mx天$^{-1}$在整个太阳表面）。磁通量以$125 \pm 6$ Mx cm $^{-2}$ day $^{-1}$（$3.9\pm 0.5 \times 10^{24}$ Mx day $^{-1}$）的速率从互联网络中消失，这是通过磁性元素的衰落、相反极性特征之间的抵消以及与网络补丁的相互作用实现的，网络补丁将互联网络元素转换为网络特征。大部分通量通过衰落和与网络的相互作用而损失，几乎以大约50 Mx cm $^{-2}$天$^{-1}$的速率损失。我们的结果表明，互联网络的磁通量的源和汇是很好的平衡。利用瞬时通量的出现和消失率，我们成功地再现了两个超颗粒细胞的总无符号通量的时间演化。
2016-04-06 astro-ph.SR
Connecting the Sun's High-Resolution Magnetic Carpet to the Turbulent Heliosphere
太阳风通过通量管与太阳大气层相连，通量管植根于太阳表面不断变化的正负磁极模式。观测表明，磁场在很大的空间尺度上是连续的和间歇性的。然而，我们不知道在太阳附近看到的复杂通量管拓扑结构在多大程度上随着风扩展到行星际空间而幸存下来。为了研究日冕和日光层之间可能的长距离连接，我们开发了新的模型，沿经验约束的场线的连续性驱动的太阳风加速。我们使用了一个静止太阳的位场模型，以前所未有的空间分辨率在其足迹处追踪场线进入黄道平面。对于每个通量管，使用现有的波/湍流代码创建一维模型，该代码求解从光球到4 AU的质量、动量和能量守恒方程。考虑到流-流之间的相互作用的通量管，我们使用这些模型作为内边界条件的径向和纵向结构在黄道的时间稳定的MHD描述。共旋流的相互作用涂抹了大部分最小尺度的变化，使得很难看到颗粒或超颗粒尺度上的单个通量管如何能够存活到1 AU。然而，我们的模型有助于澄清水平的“背景”的变化与波和湍流涡旋应预期相互作用。此外，磁场幅度的建模波动与测量的功率谱相当匹配。
2013-03-03 astro-ph.SR
Supergranulation as the largest buoyantly driven convective scale of the Sun
超颗粒化的特征是在太阳光球层中具有典型的32 Mm长度尺度的水平发散流。与颗粒，其大小是可比的辐射边界层的厚度和当地的等离子体在光球的尺度高度，超颗粒不反映任何明显的长度尺度的太阳对流区。早期的建议，第二氦电离的深度是重要的是不支持的数值模拟。因此，太阳超颗粒的起源在很大程度上仍然是一个谜。此外，使用多普勒成像或相关性或功能跟踪的光球流的观测表明，在大于超颗粒的尺度上，功率单调下降。太阳对流的局部区域和全球球壳模拟相反，幂律增加水平流振幅低波数。在这里，我们研究这种差异，并探讨如何太阳超颗粒可能会出现的结果，强大的光球驱动和非本地热输送冷潜水羽。使用三维滞弹性模拟与表面驱动，我们表明，动能的最大对流尺度在上层的层结域反映了从强浮力驱动到绝热层结以下的过渡的深度。我们解释所观察到的单调下降，在太阳对流功率的尺度大于超颗粒是这种快速过渡的结果，并显示如何超颗粒尺度可以被理解为最大的对流驱动模式在太阳。
2016-06-13 astro-ph.SR
Structure and evolution of solar supergranulation using SDO/HMI data
内容：研究太阳表面的运动对于理解湍流对流如何传输能量以及磁场如何分布在太阳表面是至关重要的。目的：从水平速度测量整个可见的太阳光盘和使用的数据从太阳动力学天文台/日震和磁成像仪（SDO/HMI），我们调查的结构和演变的太阳超颗粒。研究方法：水平速度场的测量使用新开发的版本的相干结构跟踪（CST）代码的太阳颗粒的自行。利用该工具，计算了水平发散图。然后，我们分割和确定超颗粒细胞，并遵循他们的历史，使用时空标签。通过这个数据集，我们推导出了超颗粒的基本性质，包括它们的运动。结果如下：我们发现超颗粒的基本参数的值与以前的研究相似：一个平均寿命为1.5天，平均直径为25 μ m。单个超颗粒细胞的跟踪揭示了太阳的差异旋转和向极环流的趋势的纬向流。推导出的微分旋转和旋向流的形状不依赖于细胞的大小。当存在背景磁场时，超颗粒中的发散流较弱。结论：这项研究证实，超颗粒是合适的示踪剂，可用于调查大规模的太阳对流，只要他们是足够的表面上检测。
2014-07-01 astro-ph.SR
Horizontal flow fields observed in Hinode G-band images II. Flow fields in the final stages of sunspot decay
我们提出了一个子集的多波长观测获得的日本日出任务，太阳动力学天文台（SDO），真空塔望远镜（VTT）在天文台德尔泰德，特内里费岛，西班牙在2010年11月18日至23日的时间段。水平自行来自G-波段和钙II H图像，而视线速度从VTT Echelle H-α 656.28 nm光谱和Fe I 630.25 nm光谱数据的Hinode/光谱偏振仪，这也提供了三维磁场信息。SDO上的日震和磁成像仪提供了连续图像和视线磁图，作为对活动区整个磁盘通道进行高分辨率观测的背景。我们对衰变太阳黑子内部和周围的光球和色球流场进行了定量研究。在活动区NOAA 11126的一个尾随太阳黑子中，我们观察到护城河流和移动磁特征（MMF），即使在其半影衰减之后。我们还注意到这个小孔周围有一个超半影结构。从斑点到斑点周围的超颗粒细胞的边界，MMF遵循明确的放射状路径。相比之下，另一个太阳黑子附近的通量出现阻止了它建立这种有序的流动模式，甚至可以在直径仅为2微米的小孔周围观察到这种流动模式。在太阳黑子/气孔消失后，一个异常颗粒的连贯补丁仍然存在于它们的位置，其特征是更均匀的水平自行，低散度值和减少光球多普勒速度。因此，这一区域与肉芽组织和其他被G波段亮点覆盖的区域有很大不同。我们的结论是，这种特殊的流动模式是一个签名的太阳黑子衰变和分散的磁通量。
2011-12-07 astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Vortex-driven Magnetic Flux Rope in the Simulated Quiet Sun
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
本研究通过辐射MHD模拟，揭示了宁静太阳中涡旋驱动磁通量绳的形成与爆发过程，发现其爆发特征微弱但结构相似，有助于理解此类隐蔽事件。
2026-10-05 astro-ph.SR
Mesogranulation and small-scale dynamo action in the quiet Sun
宁静太阳区域通常表现出小尺度磁场结构的复杂分布，这些结构与近地表湍流对流运动相互作用。此外，这些磁场中的一些可能是由对流发电机机制局部产生的。除了众所周知的颗粒和超颗粒对流尺度，各种观测表明，有一个中间尺度的对流，称为mesogranulation，垂直磁通量浓度积累优先在mesogranular边界。我们的目的是调查的对流，表现出颗粒和mesogranulation的小尺度发电机性能，比较我们的研究结果与太阳观测。采用一个理想化的模型，局部区域的安静的太阳，我们使用可压缩磁流体力学的数值模拟，在三维笛卡尔域，调查这个系统的参数依赖性（特别是侧重于不同的纵横比和雷诺数的影响）。在纯流体动力对流，我们发现，中粒化是一个强大的功能，这个系统提供的域是足够宽，以适应这些大规模的运动。在较高雷诺数的模拟中，动能谱中的中颗粒峰更为明显。我们研究了该系统的发电机性能的运动学和非线性制度，我们发现，发电机总是更有效地在更大的领域，当mesogranulation存在。此外，我们使用傅立叶空间中的滤波技术来证明，它确实是更大尺度的运动，主要负责驱动发电机。在非线性状态下，磁场分布在空间分布和测得的场强方面与观测结果相比非常有利。
2014-01-20 astro-ph.SR
Doubts about the crucial role of the rising-tube mechanism in the formation of sunspot groups
介绍了对Hinode卫星上的太阳光学望远镜获得的数据集的一些初步处理结果。该项目的想法是在光球层水平上几乎同时记录不断增长的活动区域和太阳黑子群的全速度和磁场矢量。我们的最终目的是详细说明观测标准，以区分太阳黑子群形成的两种机制的表现-一个强磁场的Ω形通量管的上升和对流引起的磁场的原位放大和结构化（对流机制简要描述）。2011年10月9日至10日，对AR 11313内部发展的年轻双极次区域进行了观测。基于一系列的滤波图，软木塞的轨迹计算，使用类似的技术，但比本地相关跟踪（LCT）更可靠，并与磁地图进行比较。在研究的这个阶段，只有垂直磁场和水平流用于定性分析。根据我们的初步研究结果，在不断增长的活动区的速度模式无关的扩散流的规模上的整个双极区，这是可以预期的，如果一个管的强磁场出现。在整个不断增长的磁场区域的尺度上，没有发现剧烈的扩散流。相反，正常的中颗粒和超颗粒流被保留。所观察到的演变情况似乎同意Bumba的推论，即活跃区域的发展并不需要破坏现有的对流速度场。对流机制似乎比上升管机制更好地与观测兼容。
2014-05-12 astro-ph.SR
Thermal Shielding of an Emerging Active Region
新出现的活动区和预先存在的日冕磁场之间的相互作用对于更好地理解从对流区到高日冕的磁能储存和释放的机制是重要的。我们的目标是描述的第一个步骤出现的一个活跃的区域内的一个预先存在的安静的太阳日冕的热和磁结构。我们使用前所未有的空间，时间和光谱覆盖范围从大气成像仪组件（AIA）和太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）。从2010年5月30日17：00 UT开始，我们跟踪了8个小时，活动区AR 11076出现在一个安静的太阳区域内。使用几个SDO/AIA过滤器覆盖的温度从50000 K到10 MK，我们表明，新兴的过程的特点是新兴的通量和预先存在的安静的太阳日冕之间的界面处的热屏蔽。活动区域11076可以被认为是新兴活动区域的特殊示例，因为（i）极性出现在光球宁静太阳区域中，接近超颗粒状分布，（ii）形成双极新兴结构的极性不相对于彼此旋转，指示出射通量束中的少量扭曲。在新出现的活动区域和预先存在的安静太阳区域之间的界面处形成有热屏蔽。从所有SDO/AIA通道推导出的热屏蔽结构在有源区的两个极性之间表现出很强的不对称性，这表明对于一个极性的加热机制更可能是磁重联，而对于相反极性的加热机制是由于磁压力的增加。
2012-07-17 astro-ph.SR
Can the Solar Wind be Driven by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet?
加热日冕和加速太阳风的物理过程经过多年的研究仍然未知。有些人认为风是由开放的磁通量管中的波和湍流驱动的，另一些人则认为等离子体是通过具有闭合回路的磁重联注入开放的管中的。为了检验后一种想法，我们开发了光球“磁毯”的蒙特卡罗模拟，并外推随时间变化的日冕场。这些模型是针对一系列不同的磁通量不平衡比构建的。完全平衡的模型代表太阳上的安静区域和缓慢的太阳风流的来源区域。高度不平衡的模型代表了冕洞和快速气流的来源区域。该模型与观测到的出现率，表面磁通密度，和磁性元素的数量分布。尽管没有强加的超颗粒运动，一个真实的磁“漏斗”网络自发出现。我们计算了闭合场线打开的速率（即，开放通量的回收时间），我们估计了涉及开放封闭通量管的重连事件中释放的能通量。对于安静的区域和混合极性的冕洞，这些能量通量被发现比加速太阳风所需的要低得多。对于最不平衡的冕洞，能量通量可能大到足以为太阳风提供动力，但回收时间远远长于太阳风加速进入低日冕所需的时间。因此，无论是慢的还是快的太阳风都不太可能是由磁毯中的重联和开环过程驱动的。
2010-07-14 astro-ph.SR
The Sun's Magnetic Power Spectra Over Two Solar Cycles. I. Calibration Between SDO/HMI And SOHO/MDI Magnetograms
本文通过同期SDO/HMI与SOHO/MDI磁图建立随球谐阶数变化的校准函数，使两仪器功率谱在约8 Mm至全球尺度一致，并识别l≈120的超米粒组织特征。
2023-08-15 astro-ph.SR
Texture of average solar photospheric flows and the donut-like pattern
对太阳表面动力学的深入了解是理解太阳磁活动的关键之一。太阳表面的运动，我们可以通过观测直接获得，告诉我们新兴的磁场和湍流场之间的相互作用。在太阳的整个表面上的相干结构跟踪（CST）技术计算的流量允许的纹理的速度模量进行分析，并为一个定位最大的水平流，并确定其组织。速度模量图显示的结构或多或少是圆形和封闭的，在所有纬度都可以看到;这里它们被称为甜甜圈。它们反映了与超颗粒有关的最活跃的对流单体。这些环状流并不一定像发散图所显示的那样是连接在一起的。圆环具有相同的属性（幅度、形状、倾斜度等）。无论它们在太阳上的位置如何。甜甜圈的流出的被动标量（软木塞）的运动学模拟表明，从我们的分析，在安静的太阳上的磁场扩散的主要演员之一，选定的甜甜圈的优势作用。磁化区域（谱带）中不存在甜甜圈表明磁场对最强的超颗粒流的作用，从而改变了该位置的磁场扩散。探测甜甜圈是一种在安静的太阳中定位涡旋以及与喷流、闪光灯、日冕亮点（篝火）或其他物理结构的联系的方法。同样，通过探测这种结构，可以更有效地研究甜甜圈对活动事件演变的影响，例如太阳黑子的破坏、暗条喷发及其通过针状体和喷流对上层的影响。
2023-01-20 astro-ph.SR
Relationship between supergranulation flows, magnetic cancellation and network flares
内容：光球流在平静的太阳中产生了一个经常是混合极性的磁场网络，在那里小规模的爆发和网络耀斑是常见的。目标：本文的目的是（1）描述导致这些能量释放的流的特征，（2）量化由于光球流作用于磁场而产生的能量积累，以及（3）评估其对宁静太阳中小尺度、短寿命X射线耀斑能量的贡献。研究方法：我们使用SoHO和Hinode航天器的光球和X射线数据，结合跟踪算法，分析了五个网络耀斑的演变。发射X射线的热等离子体的能量与由于会聚和剪切通量而建立的能量的估计进行比较。结果如下：宁静太阳网络耀斑发生在相反极性的磁通量汇聚的地点上方，这些磁通量经常在网络单元连接的外围发现，有时还可以观察到类似漩涡的运动。在所有研究的耀斑的热能是一个以上的数量级高于磁自由能的会聚通量模型。剪切场中的能量总是高于会聚通量中的能量，但仍低于热能。结论：X射线网络耀斑发生在磁能量耗散部位。能量可能是由超颗粒流引起的磁场的系统剪切而积累起来的。该过程在网络车道的交叉点附近显得更有效。由于这项工作依赖于11个案例研究，我们的结果需要后续的统计分析，以测试我们的假设在整个安静的太阳。
2017-05-29 astro-ph.SR
Evidence of quiet Sun chromospheric activity related to an emerging small-scale magnetic loop
目的：研究平静太阳大气中靠近盘中心的磁通量出现的时间演化。研究方法：我们结合高分辨率的SoHO/MDI磁图与TRACE观测在1216年的通道，以分析一个新兴的小规模的磁环的时间演变和它的痕迹在色球层。结果：首先，我们发现磁通出现的信号非常接近位于盘中心的超颗粒网络边界的边缘。新出现的磁通量首先以不对称双极元素的形式出现在MDI磁图中，即具有负极性的贴片比具有相反极性的相应贴片弱大约两倍。磁通量和磁通量密度的平均值分别达到1.6 x 10^18 Mx、-8.5 x 10^17 Mx和55 Mx cm^-2、-30 Mx cm^-2。出现的功能相反极性补丁之间的空间距离增加约2.5”至5.0”的循环，这是不超过36分钟的寿命期间。一个更精确的寿命估计的功能是不可能的，因为在MDI磁图的时间序列的间隙。色球层对磁偶极子的响应比光球磁图晚9分钟左右。它由一个准周期性的时间局部增亮序列组成，在1216年12月TRACE通道中可见，持续约14分钟，与连接两个相反磁极的轴共空间。结论：我们确定所观察到的事件作为一个小规模的磁回路出现在光球层，随后上升到色球层。我们讨论的可能性，在色球发射检测到的波动可能反映磁场振荡传播到色球的波的形式。
2013-06-14 astro-ph.SR
The Solar Internetwork. I. Contribution to the Network Magnetic Flux
在太阳表面观测到的磁网络包含了相当大一部分的安静的太阳总通量。然而，它的起源和维护并不清楚。在这里，我们调查的贡献互联网络磁场的网络通量。互联网领域渗透到超颗粒细胞的内部，并显示出大的出现率。我们使用长时间序列的Hinode和自动特征跟踪算法获得的磁图，以遵循网络和网络间通量元素的演变。我们发现，14%的安静的太阳通量是在互联网领域的形式，几乎没有时间上的变化。互联网元素与网络补丁交互，并通过添加流量（通过合并过程）或删除流量（通过取消事件）来修改网络的流量预算。合并似乎是占主导地位的，所以互联网的净流量贡献是积极的。在整个太阳表面上，观测到的向网络传输的通量速率为1.5 × 10^24 Mx天^-1。因此，互联网络仅在9-13小时内提供与网络中存在的通量一样多的通量。考虑到并不是所有传输的流量都被并入网络，我们发现互联网络将能够在大约18-24小时内替换整个网络流量。这使得互联网络成为网络最重要的贡献者，挑战了短暂区域是安静太阳中流量的主要来源的观点。大约40%的互联网流量最终在网络中结束。
2014-08-11 astro-ph.SR
An improved method for estimating the velocity field of coronal propagating disturbances
日冕是一个连续的传播扰动流（PD）的宿主。这些现象在日冕的广大区域，包括宁静的太阳，都是连续而普遍存在的。本文的目的是提出一种改进的，高效的方法来创建速度矢量场地图，根据极紫外（EUV）图像的时间序列中观察到的PD的方向和幅度。该方法是在这里使用的大气成像组件（AIA）/太阳动力学天文台（SDO）EUV通道，并作为输入\app 2小时的图像在最高的12秒的节奏。从磁盘中心附近的区域提取数据，并对共同对齐的数据进行称为时间归一化的处理。在使用\atrous分解进行降噪之后，PD被有效地揭示。一个修改后的卢卡斯Kanade算法，然后用于映射的速度场。这里描述的方法在几分钟内就可以在台式计算机上舒适地运行，并且与以前的实现相比，效率提高了一个数量级。应用到安静的太阳区域，我们发现，速度场描述了一个马赛克的细胞的相干向外发散PD流，典型的大小为50至100 \arcsec \（36至72毫米）。这些流动起源于单元中心的点和狭窄的走廊，并终止于单元之间的狭窄边界。与紫外AIA图像的目视比较表明，流源与明亮的光球超颗粒网络边界相关。假设PD遵循本地磁场，速度流场是一个代理的日冕磁场的天空平面分布，因此地图提供了一个独特的洞察日冕的拓扑结构。这些对于太阳安静区域特别有价值，因为在这些区域，EUV图像中的结构外观很难解释。
2022-06-20 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
Emergence of internetwork magnetic fields through the solar atmosphere
互联网（IN）磁场是高度动态的，短暂的磁性结构，填充在超颗粒细胞的内部。由于它们遍布太阳，这些小规模的场给太阳表面带来了大量的通量，因此也带来了能量。正因为如此，IN场对于理解安静的太阳（QS）磁性至关重要。然而，它们很弱，产生非常小的偏振信号，这就是为什么它们的特性以及对太阳大气能量学和动力学的影响知之甚少的原因。在这里，我们使用协调，高分辨率，多波长观测获得的瑞典1米太阳望远镜（SST）和\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）遵循的演变中的磁回路，因为它们出现到光球，到达色球层和过渡区。本文研究了总无符号磁通量为$1.9\times10^{18}$、$2.5\times10^{18}$和$5.3\times10^{18}$ ~Mx的三个磁通浮现事件。在\ion{Fe}{1} 6173\/和\ion{Mg}{1} b $_2$ 5173\/磁图中，可以清楚地看到出现的IN双极的足迹出现在光球层中，并穿过太阳大气层上升。我们在色球层\ion{Ca}{2} 8542线上进行的偏振测量首次提供了直接的观测证据，证明IN场能够到达色球层。此外，利用IRIS数据，我们还研究了这些弱场对色球层和过渡区加热的影响。
2021-03-03 astro-ph.SR
Signatures of quiet Sun reconnection events in Ca~{\sc ii}, H$α$ and Fe~{\sc i}
我们利用H $α$ 6563 γ线、Ca~{ \sc ii} 8542 γ线和Fe~{ \sc i} 6302 γ线的太阳宁静区（QS）观测数据。我们观察到H $α$和Ca~{ \sc ii}的翅膀中的增亮，并结合在Fe~{ \sc i}的斯托克斯信号中观察到的相互作用磁浓度的观测。这些增亮类似于埃勒曼炸弹（EB），即在巴耳末线的机翼上的脉冲爆发，使线芯不受影响。这种增强表明，这些事件有类似的形成机制，在活动区发现的经典EB，与降低强度增强发现在QS地区由于较弱的馈电磁通量。观测结果还表明，安静的太阳埃勒曼炸弹（QSEBs）形成在一个更高的高度在上层光球比光球连续水平。利用模拟，我们调查的形成机制与事件，并建议这些事件是由磁场-线的相互作用，在光球上层地区。光变曲线的模拟结果与观测结果一致，并且发现Ca~（\sc ii）8542机翼的光变峰出现在H $α$机翼的光变峰之前。此外，在某些情况下，在Ca~{ \sc ii}中观察到的谱线轮廓是不对称的，具有凸起的芯轮廓。MURaM模拟显示了这些事件中的加热源，并建议发生在光球上方430公里处。
2018-12-10 astro-ph.SR
Magnetic Flux Transport at the Solar Surface
太阳磁场在出现在太阳表面后，呈现出复杂而又错综复杂的演变过程。表面场的演化是重要的，原因有几个。其一是表面磁场及其动力学为日冕和日球磁场设定了边界条件。另一个是，表面的演变让我们了解发电机的过程。特别是，它在太阳发电机的巴布科克-莱顿模型中起着至关重要的作用。描述这种演变是地面通量传输模式的目的。该模型从磁双极的出现开始。此后，该模型是基于感应方程和事实，即出现后，观察到的磁场演变，就好像它是纯粹的径向。然后，感应方程描述了表面流--差动旋转、纬向环流、颗粒流、超颗粒流和活动区流入--如何决定场的演化（现在被认为是纯径向的）。在本文中，我们回顾了各种过程的建模，确定了表面场的演变。我们限制我们的注意力，他们的作用，表面通量传输模型。我们还讨论了该模型的成功和一些使用该模型已经获得的结果。
2014-08-14 astro-ph.SR
Photospheric Magnetic Evolution in the WHI Active Regions
利用迈克尔逊-多普勒成像仪（Michelson-Doppler Imager）记录的视线（LOS）磁图序列，定量描述了全日圈间隔（WHI）期间横跨太阳盘面旋转的三个活动区的光球磁结构和演化，试图将这些活动区的光球磁特性与耀斑和日冕物质抛射（CME）联系起来。在我们的分析中使用了几种方法，从整个活动区域的规模，磁功能，超颗粒尺度，最后，到个别像素。我们计算了几个参数的磁结构和演变，以前已经与耀斑和CME活动，包括总无符号磁通量，磁通量极性反转线附近，取消磁通量，“代理坡印亭通量”，和螺旋通量。为了对耀斑事件进行编目，我们使用了来自GOES和RHESSI观测的耀斑列表。通过大多数这样的措施，AR 10988应该是最耀斑和CME生产活动区，AR 10989最少。然而，观测结果与这一预期并不一致：AR 10988和10989产生了类似数量的耀斑，AR 10989也产生了一些CME。这些结果突出了目前的局限性南极洲为基础的耀斑和日冕物质抛射预测工具，仅依赖于视线光球磁数据。
2011-03-24 astro-ph.SR
The solar internetwork. III. Unipolar versus bipolar flux appearance
小尺度互联网（IN）磁场被认为是安静的太阳磁性的主要组成部分。因此，了解它们如何出现在太阳表面至关重要。在这里，我们采用了高分辨率，高灵敏度，长时间的Hinode/NFI磁图序列来分析的外观模式和时空演化的单个IN磁性元素内的超颗粒细胞在磁盘中心。从识别的通量补丁和磁摩擦模拟，我们发现有两个不同的人口的IN通量浓度：单极和双极功能。双极特征往往比单极特征更大更强。它们的寿命也更长，每个特征携带更多的通量。这两种类型的通量集中出现均匀的太阳表面。然而，我们认为，双极功能真正代表了太阳表面新通量的出现，而单极功能似乎是由背景通量的合并形成的。磁双极的出现速度比单极特征更快（68 Mx cm $^{-2}$日$^{-1}$），并提供超颗粒内部检测到的总瞬时IN通量的约70%。
2021-11-05 astro-ph.SR
Small-scale Flux Emergence, Coronal Hole Heating, and Flux-tube Expansion: A Hybrid Solar Wind Model
太阳动力学天文台的极紫外线图像经常显示在磁图中看不到少数极性通量的地方存在环状精细结构，这表明在“单极”区域内短暂区域（ER）出现的速度被低估了。假设这一速率是相同的日冕洞内的安静的太阳，我们表明，ER和开放的场线之间的交换重联引起的太阳风能通量超过10 $^5$ erg厘米$^{-2}$ s $^{-1}$和规模作为在日冕底部的场强，与观测一致。除了在低日冕中提供欧姆加热外，这些重连事件可能是Alfv{é}n波的来源，其周期范围从$\sim$ 10分钟的颗粒时间尺度到许多小时的超颗粒/羽流时间尺度，其中一些较长周期的波在外日冕中被反射和消散。渐近风速取决于加热的径向分布，这在很大程度上是由通量管膨胀率控制。沿着与慢风相关的快速发散的通量管，加热很好地集中在音速点内部（1）因为向外传导的热通量密度和外部日冕温度降低，（2）因为净波能通量以与当地阿尔夫速度成比例的速率耗散。在这个“混合”太阳风模型中，重联加热了较低的日冕并驱动了质量通量，而波在更远的距离上将能量和动量传递给外流。
2021-04-08 astro-ph.SR
Cancellation of Small-Scale Magnetic Features
我们调查的小尺度通量抵消在一个年轻的活动区域观察到的高分辨率成像磁像仪IMaX的日出球载太阳天文台。我们用自动检测码识别了11个极性相反的抵消对，并推导了它们的统计特性，将它们分为两类。I类事件是指一个极性的预先存在的大磁特征与附近出现/出现的另一个极性的较小特征之间发生抵消的事件。对于II类事件，取消发生在两个预先存在的、先前未连接的特征之间，这些特征彼此会聚。所有研究的事件有一个明显的取消时间小于10分钟，并显示了显着的瞬态线性极化信号沿极性反转线。抵消事件的特征在于通量衰减率约为10 $^{15}$ ~Mx s $^{-1}$。Ⅱ类对的水平辐合速度在0.3 ~ 1.22 km s $^{-1}$之间。这些元素通常不直接朝向彼此会聚，使得各个元素的自行速度较高，在1 - 2.7 km s $^{-1}$的范围内。我们建议，这些取消事件的结果，无论是现场线淹没（I类），或重新连接后淹没（II类和/或I类）。磁能的欧姆耗散也可能对这两类都起作用。我们认为，至少对于II类事件，颗粒运动可能是驱动磁重联，而不是超颗粒运动提出的更大的取消事件之前研究。II类事件的比通量抵消率似乎表明，它们属于有些不同的类别相比，在SOT/Hinode和MDI/SOHO数据研究的抵消。
2018-12-30 astro-ph.SR
Solar Alfvenic Pulses and Mesoscale Solar Wind
本文通过高分辨率H-alpha观测量化冕洞边界网络亮点运动，估算单个阿尔芬脉冲能量约10^25尔格，足以在太阳风中产生帕克太阳探针观测到的磁回旋结构，并首次再现其填充因子等性质，为太阳与中尺度太阳风能量交换机制提供关键证据。
2025-07-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Link between trees of fragmenting granules and deep downflows in MHD simulation
碎片颗粒树（TFG）和相关的流被怀疑在安静的太阳网络的形成中发挥了重要作用。我们调查的同行，在动力学方面，可检测的高分辨率观测在更深的层高达15毫米，这是唯一可用的数值模拟的表面结构。第一个目的是证明TFG可以从表面强度、垂直速度（Vz）或多普勒速度（Vdop）得到证明。第二个是表明，水平流，这是来自强度或Vz/Vdop流，是在良好的协议，这是观测和数值模拟的情况。第三个目标是将这种新的基于Vz的方法应用于3D模拟，以探测水平表面流、TFG和深层垂直运动之间的关系。使用分割和标记技术，在振荡过滤强度或Vz/Vdop流后检测TFG。表面水平流来自本地相关跟踪（LCT）和强度或Vz/Vdop流。这些方法被应用到日出观测，第一次模拟的2D表面结果，和第二次模拟的3D Vz数据。我们发现，TFG和水平表面流（由LCT提供）可以检测到无论是从强度或Vz/Vdop分量，高分辨率的观测和数值模拟。我们将此方法应用于3D运行，提供Vz分量的深度。这揭示了表面TFG（5毫米中尺度）和垂直下降流5毫米以下的表面之间的密切关系。我们认为，TFG的动力学形成更大的规模（15-20毫米的超颗粒）与15毫米的向下流动的细胞表面以下。TFG和相关的表面流似乎是必不可少的理解的形成和演变的网络在中，超颗粒尺度。
2019-01-10 astro-ph.SR
Impact of radial truncation on global 2D hydrodynamic simulations for a Sun-like model
恒星对流是一种非局部过程，负责热量和化学物质的传输。它可以通过对流过冲和对流边界处的内部重力波（IGW）的激发来导致增强的混合。这些过程之间的关系仍然没有得到很好的理解，需要全球流体动力学模拟，以捕捉重要的大规模动态。恒星内部的陡峭分层表明，这种模拟的径向范围可以影响对流动力学，IGW在稳定分层的辐射区，和过冲层的深度。我们调查这些影响使用二维全球模拟完全可压缩恒星流体动力学代码MUSIC。我们比较了八个不同的径向截断相同的太阳系恒星模型演变超过约400对流周转时间。我们发现，内边界的位置对流动力学，对流超冲和IGW的旅行有一个微不足道的影响。我们将其与不受截断影响的低对流边界处的背景条件相关联，只要在模拟域中包括一个显着的深辐射层。然而，我们发现，延长外边界的恒星半径的百分之几显着增加对流区的速度和温度扰动，超调深度，功率和光谱斜率的IGWs。这种效应与外边界的背景条件有关，而外边界的背景条件实质上是由流体静力层结和给定的光度决定的。
2022-05-09 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Dynamics of Coronal-Hole Boundaries
远程和现场观测强烈暗示，缓慢的太阳风由来自热的闭合场日冕的等离子体组成，这些等离子体被释放到开放的磁场线上。慢风的分界线网（S-Web）理论提出，光球运动，在超颗粒尺度，是负责在冕洞边界产生动力学，这导致在封闭的等离子体释放。我们使用三维磁流体动力学（3D MHD）模拟来确定光球流对具有偶极磁场和等温太阳风的模型日冕的开放和闭合磁通量的影响。旋转表面运动被用来近似光球超颗粒驱动，并施加在冕洞和头盔流光之间的边界。由此产生的动力学主要包括开放和封闭通量之间的多产和有效的交换重连。冕洞边界附近的磁通量经历了多次交换事件，有些磁通量在一天内交换了50多次。此外，我们发现，交换重联发生所有沿冠孔边界，甚至产生持久的变化，磁场连接的区域，没有驱动的应用运动。我们的研究结果表明，这些动态应该是无处不在的太阳和日光层。我们讨论了我们的模拟理解所观察到的性能缓慢的太阳风的影响，特别关注交换重连的全球规模的后果。
2017-05-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Large ephemeral regions and their tilt angles
Indian Institute of Technology(Banaras Hindu University)（印度技术学院（贝拿勒斯印度教大学））；Southwest Research Institute（西南研究所）
本研究利用AutoTAB目录，通过通量和足点分离阈值筛选出太阳活动周24和25中的瞬现区，分析其寿命、足点分离和倾斜角分布，发现短寿命ERs受湍流对流主导，而长寿命ERs可能保留科里奥利力引起的倾斜，支持ERs是双极磁区低通量端并贡献于太阳发电机。
2026-06-01 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Loss of toroidal magnetic flux by emergence of bipolar magnetic regions
在11/22年的太阳活动周期中，太阳对流区的环形磁场的极性会周期性地反转。在有助于消除“旧极性”环形磁通量的各种过程中，出现了在太阳表面形成双极区的通量环。我们量化的损失，地下净环向通量通过这个过程。为此，我们确定了一个单独的新兴双极环的贡献，并表明它是不受表面通量运输后出现。与扩散过程的线性一起，这意味着可以通过将所有出现的双极磁性区域的贡献相加来获得总通量损失。由此产生的净环向通量的总损失率在活动最大值期间为1.3 X 10^{15} Mx/s，在活动最小值期间为6.1 X 10^{14} Mx/s，其中短暂区域分别贡献约90%和97%。这一速率与观测推断的进入行星际空间的环形通量损失率一致，对应于地下环形通量的衰减时间约为12年，也与基于湍流扩散率的简单估计一致。因此，通量出现的环向通量损失是太阳对流区净环向通量预算的相关贡献。由于通量出现的环形通量损失率与湍流扩散的预期一致，并且相应的衰减时间与太阳周期的长度相似，这是理解太阳周期和太阳内部动力学的重要限制。
2020-02-13 astro-ph.SR
Incompressible MHD modes in the thin magnetically twisted flux tube
上下文观测表明扭曲的磁场自然存在，而且确实在太阳的大气层中无处不在。因此，研究沿扭曲磁通量管传播的磁流体动力学（MHD）波模的类型，在太阳大气波研究中具有重要的理论意义。目的。在理想磁流体力学框架下，研究了m ≥ 1的扭转磁通量管的小振幅不可压缩波模式。允许管内外的轴向磁场强度变化，以确保结果不仅限于冷等离子体平衡条件。方法.在长波近似下，解析地导出了这些不可压缩线性MHD波模的色散方程。结果它示出，在长波长的限制，这两个频率和径向速度分布的m = 1的扭结模式是完全不受影响的内部背景磁扭曲的选择。然而，具有大于或等于2的m的开槽模式对所选择的磁扭曲的特定径向轮廓敏感。此外，由于背景扭曲，对于波纹模式引入了低频截止，而对于扭结模式不存在低频截止。从观测的角度来看，虽然磁扭曲不影响长波长扭结模式的传播，但对于凹槽模式，它将有利于或不利于传播，这取决于波相对于背景扭曲符号的传播方向。
2017-07-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
