太阳丝绒的伸长及其三维数值重建用于磁结构

静止丝绒是太阳大气中显著的特征，其演化反映了对气象层磁活动的响应。本文报告了一段静止丝绒的观测，旨在理解磁场配置如何塑造其根部并驱动其伸长。为此目的，我们使用来自 T\'elescope H\'eliographique pour l'Etude du Magn\'etisme et des Instabilit\'es Solaires (THEMIS) 的高分辨率 H$\alpha$ 和来自 Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) 的 Mg II k 谱数据。为跟踪丝绒的变化，我们利用来自太空站大气测绘局 (SDO) 的 Atmospheric Imaging Assembly (AIA) 长期数据以及 Global Oscillation Network Group (GONG) 的数据。我们分析使用 Hinode 上的 Solar Optical Telescope (SOT) 以及 SDO/Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) 数据对气象层纵向磁场。除了这些，我们使用 GONG H$\alpha$ 数据分析丝绒的纵向振荡。观察结果表明，寄生极点和消磁发挥在形成和重组丝绒根部以及延长丝绒方面起关键作用。使用矢量磁图进行的 3D MHD 重建显示，其磁配置演化为完整的磁力 rope (FR)，而第二天的伸长与观察到的丝绒生长相吻合。该 FR 与周围近似势场之间被准分离层分隔，而这些准分离层则被电流层分隔。随着 FR 的生长，这些层变得越来越有序。此外，扩展丝绒的纵向振荡归因于基于亮点处消磁的加热。