光球层坡印廷通量与日冕加热

一些日冕加热模型假设光球层的对流运动搅动了日冕磁场的足点，从而向上注入足够的磁能，以解释活动区中观测到的日冕和色球层能量损失。利用 Hinode 卫星搭载的太阳光学望远镜对谱斑磁场的高分辨率观测，我们通过估算谱斑区域穿过光球层的磁能向上输运量——即垂直坡印廷通量 $S_z$——来研究这一观点。为此，我们结合了：(i) 通过对窄带滤光成像仪获取的一系列视线方向磁场图应用局部相关追踪法确定的光球层水平速度 $v_h$ 估计值，以及 (ii) 来自光谱偏振仪的矢量磁场测量值。谱斑场是通过对流估计能量注入的理想观测目标，因为它们是：(i) 足够强，可以用相对较小的不确定性进行测量；(ii) 不至于强到严重抑制对流（如在本影区内）；以及 (iii) 单极的，因此谱斑中的 $S_z$ 不受与稳定活动区场加热无关的混合极性过程（例如磁通量浮现）的影响。在这个谱斑区域，我们发现平均 $S_z$ 在空间上有所变化，但是正值（向上）且足以解释日冕加热，其数值接近 $(5 \pm 1) \times 10^7$ erg/cm$^2$/s。我们发现单位磁通量的能量输入量级为 $10^5$ erg/s/Mx。将与该谱斑共注册的 Ca II 图像中的强度进行比较显示，其与总场 $B$ 和无符号垂直场 $|B_z|$ 的空间相关性均强于与 $S_z$ 或水平场 $B_h$ 的相关性。然而，观测到的 Ca II 亮度增强可能包含来自与大气加热无关的近光球层热壁效应的强烈贡献。