日冕非热和多普勒等离子体流动由光球磁通量驱动

Evolution of Plasma Composition in an Eruptive Flux Rope

Magnetic flux ropes are bundles of twisted magnetic field enveloping a central axis. They harbor free magnetic energy and can be progenitors of coronal mass ejections (CMEs), but identifying flux ropes on the Sun can be challenging. One of the key coronal observables that has been shown to indicate the presence of a flux rope is a peculiar bright coronal structure called a sigmoid. In this work, we show Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) observations of sigmoidal active region 10977. We analyze the coronal plasma composition in the active region and its evolution as the sigmoid (flux rope) …

剪切光球强迫和日冕环中Turbulence的起源

Shear Photospheric Forcing and the Origin of Turbulence in Coronal Loops

我们提出了一系列的数值模拟，旨在了解的性质和起源的湍流在日冕循环的帕克模型的框架内日冕加热。通过笛卡尔几何中的简化磁流体动力学模拟来研究日冕环。一个均匀而强的磁场穿过两个光球平面之间的体积，其中存在一维剪切流图案形式的速度场。最初，在日冕环中发展的磁场是光球速度场的简单图。这种初始结构不稳定的多重撕裂不稳定性的发展岛屿与X和O点的平面正交的轴向场。一旦非线性阶段设置在系统演化的特点是由一个政权的MHD湍流占主导地位的磁能。观测到了一个很好的能谱幂律，并且磁场永远不会返回到简单的初始状态。在与轴向场正交的平面中形成X和O点允许在等离子体被加热的地方连续和重复地形成和耗散小尺度电流片。我们的结论是，所观察到的湍流动力学不是由磁场-线足迹遵循的图案的复杂性引起的，而是源于系统的固有非线性性质。

太阳光球-日冕铁丰度的X射线荧光谱线研究

The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines

光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。

无力双极场光球电流与日冕磁螺旋度的关系

Relationship between photospheric currents and coronal magnetic helicity for force-free bipolar fields

日冕磁螺旋度的起源和演化至今还没有很好的认识。例如，活动区的磁螺旋度通常约为$10^{42}$ Mx $^2$（$10^{26}$ Wb $^{2}$），但据认为注入日冕的观测过程还没有提供对所产生的磁螺旋度预算或时间演变的准确估计。磁螺旋度的变化对于理解耀斑、日冕物质抛射及其相关的磁云的物理性质是很重要的。为了阐明这一主题，我们在这里调查的变化，由于电流在日冕中的一个单一的扭曲的磁通量管，可以模拟特征的日冕结构，如活动区灯丝，S形，或日冕环。对于双极光球磁场和几种电流分布，我们将日冕场外推为非线性无力场。然后，我们计算了相对磁螺旋度，以及自我和相互螺旋度。从具有中等电流量的磁配置开始，当最大电流强度增加2倍时，磁螺旋度的量可以增加2个数量级。磁螺旋度对电流密度的高灵敏度可以部分解释光球层、日冕和磁云中测量值之间的差异。我们的结论是，磁螺旋度强烈地依赖于电流密度的强度和它的分布。只有改进光球层电流密度的测量，才能增进我们对太阳大气中磁螺旋度含量的了解。

太阳光球层活动区出现期间等离子体多普勒速度与磁场参数的关系

The Relationship Between Plasma Flow Doppler Velocities and Magnetic Field Parameters During the Emergence of Active Regions at the Solar Photospheric Level

利用太阳和日光层观测站（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的资料，统计研究了活动区出现期间光球层等离子体流多普勒速度与磁场参数之间的关系。我们调查了224个新兴的活动区与不同的空间尺度和位置的太阳盘。本文分析了活动区出现的最初几个小时的下列关系：（1）峰值负多普勒速度与活动区在太阳盘上出现的位置的关系;（2）峰值等离子体上升和下降多普勒速度与活动区在太阳盘中心附近出现的磁通量增长率和磁场强度的关系（等离子体流的垂直分量）; iii）峰值正和负多普勒速度与磁通量增长率和磁场强度的活动区出现在临边附近（等离子体流的水平分量）; iv）磁通量增长率与出现的磁通量密度的关系; v）在活动区出现的最初几个小时内的多普勒速度和磁场参数，其中总无符号磁通量处于其发展的最大值。

由观测到的光球运动驱动的阿尔芬波的非线性传播：应用于日冕加热和针状物形成

Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation

我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。

光球多普勒速度的磁定标

A Magnetic Calibration of Photospheric Doppler Velocities

测量的光球多普勒频移的零点是不确定的，至少有两个原因：仪器变化（例如，热漂移），对流蓝移，强度和上升流之间的已知相关性。校准多普勒速度将是有用的（一）提高估计的坡印廷通量的磁能通过光球，和（二）约束过程的基础通量抵消，相互明显的损失磁通量在紧密间隔，相反极性的磁图功能。本文提出了一种利用三幅连续的矢量磁图和一幅与中心磁图重合的多普勒图来绝对标定太阳活动区视向速度的方法。它利用的事实，多普勒频移测量沿极性反转线（PIL）的LOS磁场确定垂直于磁场的速度的一个组成部分，并优化在PIL附近的LOS通量的变化和横向磁通量的运输LOS速度之间的一致性，假设理想的电场支配的磁场演变。我们将我们的方法应用于AR 11158的矢量磁图，由太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（HMI）观测，并找到了多普勒零点偏移的明确证据，在50 - 550 m s $^{-1}$的范围内。此外，我们注意到，一个更简单的校准可以确定从LOS磁图和多普勒对从所有近磁盘中心PIL像素之间的中值多普勒速度。我们简要讨论了我们的初步实施的缺点，并提出了解决这些问题的方法。此外，作为我们的数据减少的一个步骤，我们讨论了使用的时间连续性的横向磁场方向，以纠正明显的虚假波动的分辨率的180 $^\circ$模糊。

光球涡旋引起的磁场线扭曲：能量的储存和释放

Magnetic field line twisting by photospheric vortices: energy storage and release

本文研究了一个封闭的日冕磁流体动力学（MHD）模型，其中光球涡旋扭曲日冕磁场线。我们考虑两个共转或反向旋转的旋涡定位在中心的光球板，以及更多的共转旋涡，完全填充板。我们的调查是专门致力于研究完全非线性阶段，在线性阶段期间，涡创建层流和顺利扭转通量管。我们的主要目标是了解光球涡旋的动力学扭曲的场线的日冕磁场渗透有限振幅的宽带波动。我们发现，根据光球涡旋的排列和旋向，储存大量磁能的逆级联可能发生或不发生。在第一种情况下，可用于大型事件的磁能储备，如前CME配置的不稳定发展，而在第二种情况下，结果是湍流加热日冕。虽然我们的几何形状被简化，我们的模拟显示有相关的影响日冕动力学和CME启动。

太阳活动区12673中的大光球多普勒频移：I. 场向流

Large Photospheric Doppler Shift in Solar Active Region 12673: I. Field-Aligned Flows

本研究针对太阳活动区NOAA 12673半影亮桥的强多普勒频移，结合HMI与Hinode/SP观测，用新型速度估算器DAVE4VMwDV证实场向流是频移主要成因，为δ黑子磁结构与流驱动机制研究提供依据。

利用太阳光球层和色球层多普勒图研究小尺度磁场中的磁声波传播：HMI/SDO 与 MAST 观测

A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations

该研究结合 HMI/SDO 与 MAST 的光球、色球多普勒图，通过小波、相位和相干分析揭示 2.5–4 mHz 磁声波沿倾斜磁场间歇传播，并观测到高频声晕。

MHD Modeling of Solar Coronal Magnetic Evolution Driven by Photospheric Flow

It is well known that magnetic fields dominate the dynamics in the solar corona, and new generation of numerical modelling of the evolution of coronal magnetic fields, as featured with boundary conditions driven directly by observation data, are being developed. This paper describes a new approach of data-driven magnetohydrodynamic (MHD) simulation of solar active region (AR) magnetic field evolution, which is for the first time that a data-driven full-MHD model utilizes directly the photospheric velocity field from DAVE4VM. We constructed a well-established MHD equilibrium based on a single v…

从光球矢量磁象推算支撑大尺度暗条的日冕磁通量绳的非线性无力场

Nonlinear Force-Free Field Extrapolation of a Coronal Magnetic Flux Rope Supporting a Large-Scale Filament from Photospheric Vector Magnetogram

太阳暗条通常被认为是由磁倾角，特别是磁通量绳（FR）支撑的。在这封信中，从观测到的光球矢量磁图，我们实现了一个非线性无力场（NLFFF）外推的日冕磁FR，支持一个大规模的中间灯丝之间的活动区域和弱极性区域。这一结果是第一个，在目前的NLFFF外推与FR的存在是有限的，以相对较小的规模的细丝，靠近太阳黑子和沿主极性反转线（PIL）与强横向磁场和磁剪切，和FR的存在通常是可预测的。相比之下，本发明的灯丝沿着弱场区域（光球场强度$\lesssim 100$ G），其中PIL由于PIL两侧上的小寄生极性而非常破碎，并且横向场具有低的信噪比值。因此，在这种情况下推断大规模FR是一个更加困难的挑战。我们证明，我们的CESE-MHD-NLFFF代码是胜任的挑战。数值再现磁倾角的外推FR匹配观测的细丝和它的倒钩非常好，这有力地支持FR倾角模型的细丝。灯丝是稳定的持续，因为FR是弱扭曲和强烈限制的覆盖封闭的拱圈。

日冕环模拟中时变元素丰度的建模

Modeling Time-Variable Elemental Abundances in Coronal Loop Simulations

本研究在0D ebtel++代码中引入时变丰度因子模拟色球蒸发对日冕环冷却的影响，发现强加热事件下丰度趋近光球值，较小加热率下丰度介于两者之间，并据此约束了宁静活动区环的加热率上限。

矢量磁图外推日冕磁场的无力电动力学方法

The Force-Free Electrodynamics Method for the Extrapolation of Coronal Magnetic Fields from Vector Magnetograms

我们提出了一个新的改进版本，我们的无力电动力学（FFE）的数值代码在球坐标系外推的磁场在太阳日冕内从光球矢量磁图。该程序满足光球边界条件和divB=0的加工精度要求。我们的方法的性能与标准的收敛参数进行评估，并被发现是可比的其他非线性无力外推。

有质动力的第一电离势效应：Alfven波的偏振和日冕起源

The First Ionization Potential Effect from the Ponderomotive Force: On the Polarization and Coronal Origin of the Alfven Waves

我们调查更详细的色球阿尔芬波的起源，引起分离的离子和中性粒子，第一电离势效应（FIP），通过有质动力的作用。在开放领域的地区，我们的模型分馏的等离子体上升流速度通过色球的剪切（或平面）和扭转阿尔芬波的光球起源的依赖。这些不同主要是通过他们的参数耦合慢模式波。剪切Alfven波出现再现观察到的分馏模型参数的范围更广，并提出了一个“微调”的问题比扭转波。在封闭场区域，我们研究了阿尔芬波与光球和日冕起源产生的分馏。波与日冕的起源，在或接近与日冕环共振，提供了一个显着更好的匹配，以观察到的丰度比光球波，剪切波和扭转波在这种情况下，给基本上无法区分的分馏。这种日冕波可能是纳米耀斑日冕加热机制的结果，除了加热日冕等离子体外，还释放出阿尔芬波，阿尔芬波可以向下传播到环足点，并在从色球层反射回日冕时通过有质动力引起FIP分馏。

向鲁棒估计太阳光球层波利尼格 flux 和螺旋度 flux 的方法

Towards a Robust Estimate of the Solar Photospheric Poynting Flux and Helicity Flux

本文研究了三种方法在NOAA 12673区域的性能差异，发现累积能量和螺旋度存在显著差异，指出Doppler速度对波利尼格flux和螺旋度flux有重要贡献。

光球坡印亭通量与日冕加热

The Photospheric Poynting Flux and Coronal Heating

一些日冕加热的模型假设光球层的对流运动打乱了日冕磁场的足点，从而向上注入足够的磁能来解释观测到的活动区日冕和色球层的能量损失。利用Hinode卫星上的太阳光学望远镜对磁斑磁场进行的高分辨率观测，我们通过估算磁斑区域中穿过光球层的磁能--垂直坡印廷通量S_z --的向上输运来研究这一观点。为此，我们结合：（i）光球水平速度v_h的估计值，通过应用于窄带滤波成像仪的一系列视线磁场图的局部相关跟踪确定，（ii）分光偏振仪的矢量磁场测量值。谱斑场是估算对流能量注入的理想观测目标，因为它们：（i）足够强，可以在相对较小的不确定性下测量;（ii）不太强，以至于对流被严重抑制（如在本影内）;（iii）单极，所以谱斑中的S_z不受混合极性过程的影响（例如，通量出现）无关的加热稳定，活跃地区的领域。在这个谱斑区域，我们发现平均S_z在空间上是变化的，但是是正的（向上），足以解释日冕加热，其值接近（5 +/- 1）x 10^7 erg/cm^2/s。我们发现每单位磁通量的能量输入大约为10^5 erg/s/Mx。与该斑配准的Ca II图像中的强度的比较表明，与S_z或水平场B_h相比，与总场B和无符号垂直场|B_z|的空间相关性更强。然而，所观察到的钙II亮度增强，可能包含一个强大的贡献，从近光球热壁效应无关的大气加热。

宁静太阳中的多尺度能量释放事件：日冕加热的一种可能来源

Multi-scale Energy Release Events in the Quiet Sun: A Possible Source for Coronal Heating

本研究针对日冕加热问题，结合Solar Orbiter与SDO观测及磁场外推技术，发现宁静太阳多尺度能量释放事件的磁自由能演化与171埃极紫外辐射强度强相关，证实其对日冕加热有潜在贡献，揭示了光球磁场演化与日冕温度变化的关联。

光球FeI和色球MgI谱线的多普勒频移和Stokes轮廓的不对称性

On the Doppler Shift and Asymmetry of Stokes Profiles of Photospheric FeI and Chromospheric MgI Lines

我们分析了完整的斯托克斯光谱，同时测量的光球（FeI 630.15和630.25 nm）和色球（MgI b2 517.27 nm）线。这些数据是用HAO/NSO高级斯托克斯偏振仪（NOAA AR 9661）获得的。通过比较三条谱线的多普勒频移和不对称性，可以更好地理解色球谱线以及不同磁区的磁场和流场。主要结果如下：（1）对于光球FeI线观测到的半影区，Stokes I（Vi）的多普勒速度与线偏振剖面（Vlp）的多普勒速度非常接近，但与Stokes V剖面（Vzc）的多普勒速度有显著差异，这为半影区的Evershed流是磁化的并主要由水平磁分量携带提供了直接而有力的证据。(2)初步的逆Evershed效应观察到的MgI b2线提供了一个定性的证据，其形成的高度是周围或刚刚高于温度最低区域。(3)半影区的Vzc和Vlp以及孔隙区的Vzc通常接近色球层MgI线所观测到的Vi，而光球层FeI线的情况并非如此。(4)外半影和孔隙表现出类似的行为的斯托克斯V的不对称性，往往从正值的光球（FeI线），在低色球（MgI线）的负值。(5)谱斑区的Stokes V剖面在光球层中是高度不对称的，而在低色球层中更为对称。(6)强红移和大的不对称性被发现周围的磁极性反转线内的共同半影的三角洲斑点。因此，这项研究强调了使用色球线的分光偏振测量的重要性。

太阳活动区出现时光球等离子体流的水平分量

The Horizontal Component of Photospheric Plasma Flows During the Emergence of Active Regions on the Sun

利用SOHO/MDI资料分析了太阳光球活动区磁通量出现的最初几个小时内水平等离子体流的动力学。四个活跃的地区出现在太阳边缘已被认为是。已经发现，具有不同符号的多普勒速度的扩展区域形成在水平速度场中的磁通量出现的第一个小时。观察到的流动与出现的磁通量直接相关;它们在活动区出现之初形成，并持续几个小时。所观察到的流动的多普勒速度逐渐增加，并在磁通量出现开始后4-12小时达到峰值。平均多普勒速度（在+/-500 m/s等值线内）和最大多普勒速度的峰值分别为800-970 m/s和1410-1700 m/s。观测到的多普勒速度大大超过光球磁通量外边界的分离速度。检测到的不对称性之间的速度结构的领先和跟随极性。多普勒速度结构位于领先的磁极性的区域更强大，存在的时间比在以下的极性区域。相反符号的速度结构之间的多普勒速度不对称性在羽化后很快达到峰值，然后在7-12小时内逐渐下降。平均和最大多普勒速度的不对称峰值分别达到240-460 m/s和710-940 m/s。本文给出了光球等离子体可观测流动的解释。

在2024年4月8日全日食期间用多幅太阳光球层磁图模拟日冕

Simulating the Solar Corona with Multiple Solar Photospheric Magnetic Maps during the 8 April 2024 Total Solar Eclipse

利用AWSoM模型基于多源光球层磁图模拟2024年4月8日日食时的日冕，研究磁场图差异对其结构和加热特性的影响，发现合成观测结果有显著差异，强调全面光球层磁场数据对改进日冕模型的重要性。

冕洞中各向异性离子温度、非热速度和多普勒频移的测量

Measurements of Anisotropic Ion Temperatures, Non-Thermal Velocities, and Doppler Shifts in a Coronal Hole

我们提出了一个新的诊断允许一个测量的各向异性的离子温度和非热速度以及多普勒频移相对于周围的磁场。这种方法提供了新的结果，以及独立的测试与其他技术获得以前的测量。我们的光谱数据来自于对低纬度盘上冕洞的观测。位场源表面模型用于计算观测的每个空间仓的磁场线与视线之间的角度。进行拟合以确定平行和垂直于磁场的线宽和多普勒频移。对于每个线宽分量，我们推导出平行和垂直的离子温度和非热速度。垂直离子温度比离边极冕洞测量值低。平行离子温度与每个离子的1.8 +/- 0.2 x 10^{6} K的均匀温度一致。由于平行离子加热预计是弱的，该离子温度应反映质子温度。结果表明，在1.02Rsun附近存在较大的质子温度梯度.非热速度被认为与各种波的振幅成比例。我们的结果为垂直非热速度同意阿尔文波振幅推断出的极冕洞线宽度测量。我们的平行非热速度的结果是一致的慢磁声波振幅推断从傅立叶分析随时间变化的强度波动。多普勒频移测量结果显示，在很宽的温度范围内形成的离子的外流速度约为5 km/s^-1。这与其他研究不同，其他研究发现了强烈的多普勒频移依赖于地层温度。

与太阳爆发中日冕磁重组有关的太阳表面反反应的观测证据

Observational Evidence of Back-reaction on the Solar Surface Associated with Coronal Magnetic Restructuring in Solar Eruptions

大多数太阳爆发模型假设日冕磁力线锚定在致密的光球中，因此光球磁场不会发生与日冕磁重联引起的爆发相关的快速、不可逆的变化。受Hudson，Fisher & Welsch（2008）关于定量评价日冕能量释放引起的反反应的近期工作的启发，本文综合了我们以前的研究，并分析了与耀斑相关的光球磁场变化的新事件。对于11个X级耀斑，尽管只有4个事件的时间分辨率为1分钟，但我们总是发现极性反转线（PIL）处的横向场增加。我们还讨论了18个具有1分钟韵律的视磁图观测的事件，它们都显示出包含在耀斑δ斑区域的磁通量的显著变化。除一种情况外，耀斑发生后，观测到的向边缘的通量增加，而向盘的通量迅速而不可逆地减少。这些观测证据直接或间接地支持了Hudson、Fisher和Welsch的理论和预测，即爆发后光球磁场必须响应日冕磁场的重组，并在PIL附近转向更水平的状态。

冠状结构三维MHD模型的谱分析

Spectral analysis of 3D MHD models of coronal structures

我们研究极紫外发射线光谱来自三维磁流体力学模型的结构在日冕。为了在数值实验中研究光球层磁活动增加的影响，在光球层施加了比太阳高得多的磁通量密度。因此，我们可以期待我们的结果突出太阳和更活跃但仍像太阳的恒星之间的差异。我们讨论了从这些模型合成的极紫外线发射线中看到的签名，并将其与过渡区和日冕中形成的线中多普勒频移的空间分布和时间演变中发现的签名进行比较。这是主要的兴趣，以测试质量的基本磁流体动力学模型加热日冕，即电流在日冕驱动的光球运动（磁通编织）。

A new trigger mechanism for coronal mass ejections: the role of confined flares and photospheric motions in the formation of hot flux ropes

Context: Many previous studies have shown that the magnetic precursor of a coronal mass ejection (CME) takes the form of a magnetic flux rope, and a subset of them have become known as `hot flux ropes' due to their emission signatures in $\sim$10 MK plasma. Aims: We seek to identify the processes by which these hot flux ropes form, with a view of developing our understanding of CMEs and thereby improving space weather forecasts. Methods: Extreme-ultraviolet observations were used to identify five pre-eruptive hot flux ropes in the solar corona and study how they evolved. Confined flares were o…

哪些光球特征与活动区日冕物质抛射最相关？

Which Photospheric Characteristics are Most Relevant to Active-Region Coronal Mass Ejections?

研究了日冕物质抛射特征与太阳耀斑预测方案中广泛采用的太阳活动区喷发能力参数化之间的关系。这些参数，其中一些是第一次探索，是与拓扑特征，即磁极性反转线（MPILs），表明大量的存储的非潜在的（即自由）的磁能相关的属性。利用DONKI和LASCO数据库对耀斑相关的日冕物质抛射及其运动学特征进行了研究，同时利用日震和磁成像仪（HMI）对活动区的矢量磁场观测数据提取了MPILs的性质，从而提取了源区MPILs的性质。所有性质与日冕物质抛射特征之间的相关性从中等到非常强不等。更重要的相关性尤其适用于快速的日冕物质抛射，这在不利的空间天气表现方面是最重要的。非中和电流和主MPIL的长度表现出显着更强的相关性比其余的属性。这一发现支持了日冕物质抛射和高度剪切的、明显的MPIL中的非中和电流之间的因果关系。此外，非中和电流和MPIL长度携带不同的，独立的信息，以喷发的活动区域的潜力。因此，非中性电流总量和主极性反转线长度的组合比其它参数更能反映太阳活动区的喷发能力和源于这些活动区的CME运动学特征。

多链冠环的红移和蓝移：一种新的温度诊断方法

Red and Blueshifts in Multi-stranded Coronal Loops: A New Temperature Diagnostic

基于Hinode上的极紫外成像光谱仪（EIS）的观测结果，揭示了在活动区环中存在广泛的蓝、红多普勒频移分布，多普勒频移的分布取决于观测到的谱线的峰值形成温度。为了重现这些观测结果，我们使用了多股日冕环的纳米耀斑加热模型（Sarkar和Walsh 2008，2009）和一组覆盖广泛温度范围（从0.25 MK到5.6 MK）的谱线。我们首先表明，红色和蓝移是无处不在的所有波长范围内，红移/下降占主导地位的冷谱线（从O V到Si VII）和蓝移/上升占主导地位的热线（从Fe XV到Ca XVII）。这些多普勒频移指示等离子体冷凝和蒸发。通过计算平均多普勒频移，我们得到一个新的温度诊断日冕环：温度在平均多普勒频移消失估计沿日冕环和在足点的等离子体的平均温度。为了与观测结果进行密切比较，我们在仪器分辨率下对密集和稀疏的Hinode/EIS光栅进行了建模。无论光栅类型或视角如何，温度诊断都提供与模型相同的温度估计。总之，我们已经开发了一个强大的温度诊断测量等离子体温度的日冕环使用广泛的谱线。

从大尺度光球磁场确定日冕和行星际磁场强度和径向分布

Determination of the Coronal and Interplanetary Magnetic-Field Strength and Radial Profiles from the Large-Scale Photospheric Magnetic Fields

本文提出了一种新的太阳活动周不同阶段距日不同距离处的磁场测定模型。该模型依赖于观测到的大尺度非极地光球磁场和在极区55 - 90 N和55 - 90 S测量的磁场，它们是太阳全球磁场环向和极向分量周期变化的可见表现。模拟的磁场被确定为非极性和极性光球磁场周期变化的叠加。模型预测和磁场之间的协议来自直接，现场测量，在不同距离的太阳，通过不同的方法，并在不同的太阳活动阶段是相当令人满意的。通过比较观测到的磁场和1天文单位处模型计算得到的磁场，可以得出结论，模型磁场变化足以解释地球轨道上IMF Bx分量周期演变的主要特征。模型的CR平均磁场与地球轨道上的CR平均IMF Bx分量的相关系数为0.688，对于7个CR平均数据，相关系数达到0.808。模型的磁场径向分布进行了比较与现有的模型。此外，还揭示了非极性和极性光球磁场的减弱。太阳活动周极大期和极小期的磁场都从第21周到第24周呈下降趋势。这意味着从第21周到第24周，环向分量和极向分量以及太阳全球磁场都有所下降。

如何从SDO/HMI矢量磁图优化非线性无力日冕磁场外推？

How to optimize nonlinear force-free coronal magnetic field extrapolations from SDO/HMI vector magnetograms?

SDO/HMI仪器提供具有高空间和时间分辨率的光球矢量磁图。我们的目的是模拟日冕磁场以上的活动区域的帮助下，一个非线性的无力外推代码。我们的代码是基于一个优化的原则，并已进行了广泛的测试，半解析和数值平衡，并已应用于矢量磁图从日出和地面观测。最近，我们实现了一个新的版本，其中考虑到光球矢量磁图的测量误差。光球场的测量通常是由于测量误差和有限的引力不一致的边界，在日冕中的无力场。为了应对这些不确定性，我们开发了两个改进：1）。对表面测量进行预处理，使其与无力场兼容2.）新的代码之间保持了力的自由约束和光球场测量的偏差的平衡。这两种方法都包含自由参数，必须对这些参数进行优化，以便与SDO/HMI数据一起使用。在这项工作中，我们描述了相应的分析方法，并评估如何以及力自由和螺线管条件的满足，磁场和电流之间的角度和比较的磁场线的投影与日冕图像SDO/AIA的无力平衡。我们还计算了可用的自由磁能，并讨论了控制参数的潜在影响。

用于日冕磁场外推的静磁Grad-Rubin码

A Magnetostatic Grad-Rubin Code for Coronal Magnetic Field Extrapolations

日冕磁场不能直接观测到，但原则上它可以从观测得比较好的光球磁场中重建出来。一种流行的方法使用非线性无力模型。光球处的非磁力是重要的，这意味着光球数据与无力模型不一致，并且这导致建模的问题（De Rosa等人，占星术。J. 696，1780，2009）。在本文中，我们提出了一个数值实现的梯度鲁宾方法重建日冕磁场使用静磁模型。该模型包括压力和非零磁洛伦兹力。我们证明了我们的实施一个简单的分析测试情况下，并获得的速度和数值误差缩放作为网格大小的函数。

利用MHD双晕模型三维铸造冠状磁场重建工具

Casting the Coronal Magnetic Field Reconstruction Tools in 3D Using MHD Bifrost Model

日冕磁场的量化仍然是太阳物理学的核心问题。目前，日冕磁场的模拟通常采用非线性无力场（NLFFF）重建，其精度尚未得到全面评估。在这里，我们执行一个详细的铸造的NLFFF重建工具，如π消歧，光球场预处理，和体积重建方法，使用一个3D快照的公开可用的成熟的辐射MHD模型。具体而言，从MHD模型中，我们知道整个3D域中的磁场矢量，这使我们能够对3D模型体积中的恢复磁场和真实磁场进行"逐体素"比较。我们的测试表明，现有的π消歧方法往往失败的小规模的磁性元素占主导地位的安静的太阳区域，而他们在AR光球和（甚至更好）色球层工作得很好。光球磁场的预处理，虽然确实产生了一个更自由的边界条件，也导致了一些有效的"海拔"的磁场组件。该"仰角"高度对于纵向和横向分量是不同的，这导致在重建的磁性数据立方体中的绝对高度中的系统误差。从实际AR光球磁图开始进行的外推没有这种系统误差，同时具有与从预处理磁图外推的那些可比较的其它度量。这一发现有利于使用外推从原来的光球磁不预处理。我们的测试进一步表明，从力自由色球边界外推产生可测量的更好的结果，比那些从光球边界。

活动区苔藓区热日冕线的多普勒频移

Doppler shift of hot coronal lines in a moss area of an active region

苔藓是形成活动区核心的热（3至5 MK）环路的足点处的区域，其中发射被认为是由从热环路向下传导到过渡区的热通量引起的。研究多普勒频移随苔藓区谱线形成温度的变化，可以为活动区核心热环的加热机制提供线索。我们调查的绝对多普勒频移的线形成在1 MK和2 MK之间的温度在活动区域NOAA 11243内的苔藓区域使用一种新的技术，允许确定的绝对多普勒频移的EUV线相结合的SUMER和EIS光谱仪的观察。在1 MK至1.6 MK的温度范围内，苔藓区域的内部（较亮和较密集）部分显示出大约5 km/s的恒定蓝移（向上运动）。对于较热的谱线，蓝移减小，对于Fe xv 284 μ m（~2 MK），蓝移达到1 km/s。的测量进行了讨论，在有关模型的加热的热回路。热日冕线的结果似乎支持活动区核心非对称热环的准定常加热模型。

宁静太阳日冕线的平均多普勒频移达2 MK

The quiet Sun average Doppler shift of coronal lines up to 2 MK

从色球层到日冕形成的谱线显示的平均多普勒频移揭示了太阳大气质量和能量平衡的重要信息，为任何日冕模型提供了重要的观测约束。先前对真空紫外线（VUV）谱线的光谱观测揭示了在高达1 MK的温度下形成的谱线的持续平均波长偏移。在更高的温度下，这种行为基本上仍然是未知的。在这里，我们分析相结合的SUMER/SoHO和EIS/Hinode的意见，安静的太阳周围的磁盘中心，以确定，第一次，平均多普勒频移的几个谱线之间形成的1和2 MK，其中最大的一部分安静的日冕发射形成。测量是基于一种新的技术，应用于EIS光谱测量在不同温度下形成的线之间的多普勒频移的差异。同时波长校准的SUMER光谱允许在1 MK的参考温度下建立绝对值。在1 MK < T < 1.8 MK处的平均线位移是适度的，但明显比在1 MK处观察到的那些更蓝。通过接受在1 MK下大约（-1.8+/-0.6）km/s的平均蓝移（如SUMER测量所提供的），这转化为在1.8 MK附近（-4.4+/-2.2）km/s的最大多普勒频移。在2.1 MK的Fe XV形成温度下，测量值似乎降低到约（-1.3+/-2.6）km/s。测得的平均多普勒频移0.01和2.1 MK之间，我们提供了一个参数化，似乎是定性和大致定量的3-D日冕模型所预见的一致，其中加热产生的耗散电流引起的光球运动和重新连接新兴的磁通量。

日冕全球演化模式：利用HMI矢量磁图和多普勒资料模拟日冕中自由磁能的建立

The Coronal Global Evolutionary Model: Using HMI Vector Magnetogram and Doppler Data to Model the Buildup of Free Magnetic Energy in the Solar Corona

最剧烈的空间天气事件（爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射）是由储存在日冕中的自由磁能释放引起的。能量可以在数小时到数天的时间尺度上积累，然后可能以磁爆发的形式突然释放，然后通过行星际空间传播，可能影响地球的空间环境。我们能否利用观测到的太阳光球层中磁场和速度场的演变来模拟上覆太阳日冕场的演变，包括这种爆发中磁能的储存和释放？由美国航天局/国家科学基金会空间天气建模方案资助的日冕全球演变模型CGEM的目标是开发和评价这种日冕磁场演变模型。不断变化的日冕磁场可以作为日冕磁流体动力学（MHD）模型的起点，然后可以用于驱动日光层演化模型和预测1 AU的磁场和等离子体密度条件。

冕洞的光球磁结构

Photospheric magnetic structure of coronal holes

在这项研究中，我们详细调查的光球磁结构的98个冕洞使用SDO/HMI的视线磁图，并为一个子集的42个冕洞使用HINODE/SOT G波段滤波。通过在$\pm 25$ G处应用阈值，我们将磁场图划分为磁性元素区和平静冕洞区。我们发现磁性元件中磁亮点的数目与磁性元件的面积有很好的相关性（cc= $0.83\pm 0.01$）。此外，冕洞内各个磁性元素的磁通量与它们的面积通过指数为$1.261\pm 0.004$的幂律（cc= $0.984\pm 0.001$）相关。将磁元素与冕洞的整体结构联系起来，我们发现冕洞整体不平衡磁通量的平均（$69\pm 8$）%来自寿命> 40小时的长寿磁元素。约有（$22\pm 4$）%的不平衡磁通量产生于宁静冕洞区的一个非常弱的背景磁场，其平均磁场密度约为0.2 ~ 1.2 G。该背景磁场与寿命> 40 h的磁性元件的通量相关（cc= $0.88\pm 0.02$）。剩余的磁通量来自寿命< 40小时的磁性元件。通过将磁元素的性质与冕洞的整体性质联系起来，我们发现冕洞的不平衡磁通量完全由长寿命磁元素覆盖的总面积（cc= $0.994\pm 0.001$）决定。

Hα Moreton波在光球磁网边界处的优先出现

Preferential Appearance of H$α$ Moreton Waves along Photospheric Magnetic Network Boundaries

研究通过高时间分辨率的Hα光谱观测分析了日冕EUV波和Hα Moreton波事件，发现Moreton波前沿优先出现在具有1600 Å亮脊、强磁场和对流下沉的光球超granule边界，且Hα线轮廓系统性红移。

Coronal Elemental Abundance: New Results from Soft X-ray Spectroscopy of the Sun

Elemental abundances in the solar corona are known to be different from those observed in the solar photosphere. The ratio of coronal to photospheric abundance shows a dependence on the first ionisation potential (FIP) of the element. We estimate FIP bias from direct measurements of elemental abundances from soft X-ray spectra using data from multiple space missions covering a range of solar activity levels. This comprehensive analysis shows clear evidence for a decrease in FIP bias around maximum intensity of the X-ray flare with coronal abundances briefly tending to photospheric values and a…

硬X射线发射高能电子和光球电流

Hard X-ray emitting energetic electrons and photospheric electric currents

太阳耀斑期间释放的能量被认为储存在与日冕中流动的电流相关的非潜在磁场中。虽然目前没有日冕电流的测量数据，但现在可以从SDO/HMI观测中得出光球电流的地图。光球电流已被证明是日冕电流的示踪物。粒子加速可以由与日冕电流相关的电场引起。我们在这里重新审视太阳耀斑中粒子加速和活动区中电流之间关系的某些方面。我们研究了2011年2月15日在ARNOAA 11158中的X2. 2耀斑期间，太阳大气中高能电子相互作用位点与光球层水平上测量的垂直电流密度的大小和变化之间的关系。来自RHESSI的X射线图像覆盖在磁场和电流密度图上，这些密度图是使用UNNOFIT反演和Metcalf消歧代码从SDO/HMI的分光偏振测量计算的。还将X射线图像与SDO/AIA的EUV图像进行了比较，以补充耀斑分析。来自热电子和非热电子的部分拉长的X射线发射覆盖了在光球层水平上观察到的拉长的窄电流带。在耀斑过程中观测到一个新的50-100 keV的X射线源（由非热电子产生），它与同期出现新的垂直光球电流的区域（增加15%）同空间。这些观测结果进行了讨论的背景下，其中磁重联（和随后的等离子体加热和粒子加速）发生在载流层的电晕。

太阳动力学观测到的首次耀斑相关光球磁场快速变化

First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory

光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。

日冕电流的光球印记，I. 极性反转线附近的磁结构

Photospheric Imprints of Coronal Electric Currents, I. Magnetic Structure Near Polarity Inversion Lines

研究利用光球矢量磁场观测，通过高斯分离方法研究活动区电流，给出日冕电流光球印记的两种表示。发现极性反转线磁结构特点，解释了平行电流配置稳定性及跨PIL梯度与耀斑、CME发生关联。

通量注入假设的光球能量和螺旋度收支

The photospheric energy and helicity budgets of the flux-injection hypothesis

驱动日冕物质抛射（CME）的通量注入假说需要大量的磁能和螺旋度通量通过光球的传输伴随着爆发。在磁流体力学近似下，这些通量是由扭曲的磁场和/或光球中的通量出现产生的。2000年9月12日观测到的日冕物质抛射轨迹，用通量绳模型拟合，约束了能量和螺旋度预算，以检验通量注入假说。最佳的速度配置文件的几个驱动方案估计通过最小化光球等离子体速度的圆柱对称的磁通量绳磁场的磁通量预算所需的磁通量绳模型。理想的通量注入，只涉及通量出现，需要在6 × 10^8 km^2的面积上，有超过太阳逃逸速度617 km/s的高超音速上升流，才能满足通量绳模型的能量和螺旋度预算。这些估计进行了比较，磁场和多普勒测量从太阳日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪在2000年9月12日在CME的脚点。观测到的多普勒信号不足以解释通量注入假设所需的能量和螺旋度预算。

准静态日冕演化模型中磁通量绳的太阳周期变化

Solar Cycle Variation of Magnetic Flux Ropes in a Quasi-Static Coronal Evolution Model

太阳日冕中的电流和磁螺旋度的结构与11年周期的太阳活动密切相关，但人们对此知之甚少。作为一种替代传统的无电流的“势场”外推，我们调查的全球日冕磁场，这是非潜在的和时间依赖性的模型，以下的建立和运输的磁螺旋度由于通量出现和大规模的光球运动。这种螺旋性集中成扭曲的磁通量绳，可能会失去平衡而被弹射出去。在这里，我们考虑如何通过这个模型预测的磁结构，特别是通量绳变化的太阳活动周期，根据光球输入数据从周期23的六个时期。通量绳的数量从最小值到最大值增加一倍，遵循光球极性反转线的总长度。然而，磁绳喷射的数量增加了八倍，以下活跃地区的出现率。这与观测到的日冕物质抛射的周期调制大致一致，尽管模拟中抛射的实际速率约为观测事件速率的五分之一。该模型预测，即使在最低限度，差异旋转将产生剪切，非潜在的，在所有纬度的磁结构。

利用高斯分离验证日冕磁场模型

Validating Coronal Magnetic Field Models Using Gaussian Separation

本文利用高斯分离方法验证非线性力自由场模型的准确性，发现CFIT模型在日冕电流特征上与优化模型存在显著差异，提出了高斯分离作为补充验证工具。

Stereoscopic Measurements of Coronal Doppler Velocities

The Solar Orbiter mission, with an orbit outside the Sun Earth line and leaving the ecliptic plane, opens up opportunities for the combined analysis of measurements obtained by solar imagers and spectrometers. For the first time, different space spectrometers will be located at wide angles to each other, allowing three-dimensional (3D) spectroscopy of the solar atmosphere. The aim of this work is to prepare the methodology to facilitate the reconstruction of 3D vector velocities from two stereoscopic LOS Doppler velocity measurements using the Spectral Imaging of the Coronal Environment (SPICE…

极冕洞网络和胞内部的速度和线宽与宁静太阳的比较

Velocities and Linewidths in the Network and Cell Interiors of a Polar Coronal Hole, Compared with Quiet Sun

利用从低过渡区（TR）到低日冕的不同高度的发射谱线，通过{ \it太阳和日光层天文台}（SOHO）/{ \it日冕诊断光谱仪}（CDS）的观测，获得了极冕洞和附近宁静太阳区的相对多普勒速度和谱线宽度。将观察区域分为网络和细胞内部，并在不同区域中检查上述参数的行为。已经发现，与网络相比，多普勒速度和宽度的直方图在细胞内部通常更宽。在大多数情况下，网络和细胞内部的多普勒速度直方图没有显着差异。然而，在安静太阳的情况下，对于最低线He { \sc ii} 304 π，单元内部的多普勒速度比网络的多普勒速度蓝移更多，并且对于最高线Mg { \sc ix} 368 π，可以看到相反的行为。线宽直方图显示，冠孔处的网状细胞差异更为突出。对于宁静太阳，网络具有比最低TR线He { \sc ii} 304 π的单元内部显著更大的线宽。对于冠状孔，这对于三条较低的TR线He { \sc ii} 304 μ m、O { \sc iii} 599 μ m和O { \sc v} 630 μ m是正确的。还得到了相对多普勒速度与宽度之间的相关性。对于最低过渡区线He { \sc ii} 304 π发现了轻微的正相关，其对于中间线进一步减小或变得不显著。对于低冕线Mg { \sc ix} 368 μ m，相关性变得强烈负相关。

一个50分钟的日冕扭曲振荡及其可能的光球层对应现象

A 50-min coronal kink oscillation and its possible photospheric counterpart

本文观测到一个日冕环的双周期振荡，发现光球层长周期磁场变化可通过“小提琴”机制驱动日冕环短周期本征扭曲振荡，证实低于截止频率的低频光球运动能到达日冕。

切割重联和磁内爆后光球磁场的快速变化

Rapid Changes of Photospheric Magnetic Field after Tether-Cutting Reconnection and Magnetic Implosion

光球磁场的快速、不可逆变化被认为是太阳耀斑过程的一个重要因素。这封信报告了2011年2月13日NOAA AR 11158 M6.6耀斑期间磁场的快速变化，我们从日震和磁成像仪的矢量磁图中发现了12分钟的节奏。在非线性无力场（NLFFF）假设下，利用太阳耀斑极大值前后~-5.5，-1.5，1.5和4小时的高分辨率磁象图重建三维日冕磁场。紫外和硬X射线图像也被用来阐明磁场的演变和能量释放。快速变化主要由HMI在位于磁S形中心的紧凑区域中检测到，其中平均水平场强表现出28%的显著增加。该区域位于色球层中的初始强UV和硬X射线源之间，根据NLFFF模型，它们与S形的中央脚是同空间的。NLFFF模型进一步表明，强日冕电流集中在该地区的正上方，更有趣的是，日冕电流系统在S型爆发后经历了明显的向下崩溃。这些结果进行了讨论，有利于系绳切割重联产生的耀斑和随后的内爆的日冕领域所造成的能量释放。

日冕水平磁场减弱预示重大太阳爆发

Photospheric horizontal magnetic field decrease preceding a major solar eruption

研究发现日冕水平磁场在太阳爆发前的逐渐下降可能源于丝状物的缓慢上升，从而减少日冕脚点处的磁场。

利用野边山射电日像仪的偏振观测测量日冕和色球磁场

Measurements of Coronal and Chromospheric Magnetic Fields using Polarization Observations by the Nobeyama Radioheliograph

日冕和色球磁场是由利用野边山射电日像仪（NoRH）对热自由-自由辐射的偏振和光谱观测得出的。在磁化等离子体中，自由-自由辐射的寻常模和非常模具有不同的光学深度。这在具有温度梯度的大气中产生了圆偏振分量。我们在2012年4月13日观测了一个活动区，以获得其日冕和色球磁场。观察到的圆偏振度在0.5%和1.7%之间。将无线电圆偏振图像与大气成像装置观测到的紫外线图像和日震和磁成像仪观测到的光球磁场进行了比较，这两种图像都在太阳动态观测台上。在活动区边缘，射电圆极化主要来自日冕环，日冕磁场约为70 G。在活动区的中心，色球和日冕成分不能分开。导出的磁场约为相应光球磁场的20%至50%，光球磁场是日冕和色球磁场的发射测量加权平均值。

Line Profile Studies of Coronal Active Regions in Fe XII λ195.12 Using Hinode/EIS

Coronal active regions are studied using Hinode/EIS observations in the EUV line Fe XII λ195.12 by analyzing their line profiles from 2006 December to 2019 December. The period covers the last 2 yr of solar cycle 23 and solar cycle 24 fully. Active regions are the main source of magnetic field in the solar atmosphere, important in its heating and dynamics. Line profiles were obtained from various active regions spread across the Sun on a monthly basis from which we obtained the intensity, line width, Doppler velocity, and centroid and examined their variation during the solar cycle. The histog…

用二维日冕测震法测量日冕磁场：一种正向建模验证

Measuring the Coronal Magnetic Field with 2D Coronal Seismology: A Forward-Modeling Validation

本文通过正向建模验证，展示了二维日冕测震技术在高精度测量日冕磁场方向和强度方面的有效性。

日食观测中日冕绿线廓线的分析

Analysis of the solar coronal green line profiles from eclipse observations

对日冕绿线剖面的分析揭示了日冕的温度、密度、多普勒速度、非热速度等物理条件的信息，为解决日冕加热和太阳风加速等尚未解决的问题提供了见解。最近的研究报告了日冕线轮廓中的过度蓝移，并被解释为由于纳米耀斑加热，II型针状体和新生太阳风流。我们分析了2001年6月21日在赞比亚卢萨卡日全食期间获得的日冕法布里-珀罗干涉图的时间序列。研究了日冕绿线轮廓的空间行为，得到了强度、线宽、多普勒速度和线不对称性的变化。几条谱线显示出不对称性，表明存在多组分。用双高斯曲线拟合这些谱线轮廓。已经发现，42%的谱线轮廓是单分量的，34%是蓝移的，24%是红移的。一个典型的蓝不对称谱线的二次分量的相对强度约为0.26，多普勒速度约为-30 km/s，半宽约为0.65A。

驱动太阳耀斑的机械能

On the Mechanical Energy Available to Drive Solar Flares

太阳耀斑能量从何而来？更具体地说，假设耀斑能量的最终来源是对流区的机械能，这是如何转化为能量耗散或储存在日冕？这个问题似乎得到了相对较少的思考，因为注意力主要集中在日冕磁场能量通过MHD不稳定性和等离子体微不稳定性快速耗散的机制上。我们考虑三种类型的耀斑理论：稳态“光球发电机”模型，其中耀斑功率代表光球下流动同时产生的电流的日冕耗散;“磁能量储存”模型，其中光球下流动再次诱发日冕电流，但在这种情况下，日冕电流是在突然释放之前在较长的时间内建立的;和“新兴通量”模型，其中新的磁通量上升到光球已经包含自由能，并不需要随后的压力光球运动。我们的结论是：光球发电机只能为非常小的耀斑提供能量;日冕能量储存原则上可以满足大耀斑的需要，尽管可能不是最大的耀斑，但有效地耦合到能源的困难可能会限制这种机制到中等大小的耀斑;太阳内部产生的新兴磁通量管可以携带足够的自由能，甚至可以为观测到的最大耀斑提供动力。

太阳活动区NOAA 11928中反向磁螺旋度的连续注入

Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity in Solar Active Region NOAA 11928

理解光球螺旋度通量传输的性质和演化是揭示磁螺旋度在太阳活动区日冕动力学中作用的关键。利用SDO/HMI光球矢量磁图和导出的流速场，我们计算了AR 11928出现期间12分钟的边界驱动螺旋度通量。考虑到非线性无力外推定义的足点连通性，我们推导并分析了螺旋度通量图的校正分布。在AR稳定出现期间，光球螺旋度通量注入的符号发生变化。这一逆转证实了光球电流的演变和日冕的连通性，在EUV波长观察SDO/AIA。在出现的前三天，AR日冕螺旋度是积极的，而后来的字段配置接近一个潜在的领域。正如理论上预期的那样，磁螺旋度抵消与增强的日冕活动有关。研究表明，边界驱动的全球AR磁结构的手征性的转变。这可能是由于磁通绳在其顶点周围具有正扭转而在其腿中具有负扭转的结果。这种混合螺旋度通量绳在对流区的起源是具有挑战性的模式。