با ساخت رصدخانه های مجهز خورشید‎ی‎ در سال های اخیر، تجزیه و تحلیل دقیق مشاهدات مربوطه از اهداف مهم فیزیک پیشگان خورشیدی می باشد. هر روز حجم وسیعی داده از طریق ابزارهای رصدی در طول موج های مختلف و مغناطوگرام به دست ما می رسند که امکان تحلیل آن ها به صورت چشمی کاری بسیار طاقت فرسا و زمان بر و دارای خطاست. فیزیک پیشگان و محققان‏، علاقمند بر تحلیل خودکار و ماشینی این داده ها می باشند. ما در این رساله، با استفاده از داده های تلسکوپ سان رایز که در روز ‎9‎ ژوئن ‎2009‎ از ساعت ‎14‎ الی ‎15‎ گرفته شده به مطالعه ی سیماهای شیدسپهری خورشید همچون نقاط درخشان مغناطیسی و دانه های موجود در سطح می پردازیم. نقاط درخشان مغناطیسی، ویژگی های درخشان مغناطیسی کوچک مقیاس در ‎‎نواحی تاریک میان دانه ای هستند که به طور تصادفی و فراگیر در همه جای سطح پراکنده شده اند که می توانند معیاری از فعالیت خورشید باشند. دانه ها، ساختارهای تقریباً بزرگ مقیاسی هستند که توسط همرفت از داخل خورشید بیرون می آیند و به صورت قطعه هایی به شکل سلول های چند هزار کیلومتری ایجاد می شوند. برای شناسایی خودکار نقاط درخشان بعد از آستانه گذاری در شدت و اِعمال تابع رشد ناحیه، گشتاور زرنیک ناحیه های به دست آمده را به طبقه بند مبتنی بر آمار (ماشین برداری پشتیبان) آموزش می دهیم. برای به دست آوردن دانه ها پس از کم کردن ناحیه های حاصله از تصویر اصلی، تصویر باقیمانده را توسط روند انتقال میانگین، قطعه بندی کرده و گشتاور زرنیک آن ها را به ماشین برداری پشتیبان آموزش می دهیم. هیستوگرام توزیع اندازه ی نقاط درخشان از یک قانون توانی با شیب تقریبی 1.5-‎ تبعیت می کند. هیستوگرام توزیع دانه ها نشان می دهد که بیشتر آن ها دارای اندازه ی تقریبی اندکی کمتر از ‎2000‎ کیلومتر ‎‎هستند. مقدار میانگین افت وخیزهای درخشندگی نقاط درخشان و دانه ها، به ترتیب تقریبا 2.2 و 0.9 می باشد.

مطالعه ی تاج و پدیده های مربوط به آن از جمله مناطق فعال‏، حفره های تاجی ونواحی‎ آرام و تعیین محل دقیق این پدیده ها از اهمیت بسیاری در مطالعات فیزیک خورشید برخوردار است.‎ ‏‎از آن‏ جایی که حجم بسیار زیادی داده از ماهواره های خورشیدی دریافت می شود‏، نیاز رو به افزایشی برای استخراج سیماها و پدید‏ه های خورشیدی به صورت خودکار وجود دارد. الگوریتم هایی برای شناسایی و ردیابی خودکار پدیده های مذکور با استفاده از روش های داده کاوی ارائه شده اند که از جمله ی آن ها می توان به الگوریتم های رشد ناحیه و الگوریتم های خوشه بندی اِف سی ام‏، پی سی اِم و ا‏ِس پی او سی اِی اشاره ‎‏کرد.‎ در‎‎‎ این رساله از یک روش ‏ خوشه بندی بدون نظارت به نام الگوریتم اِس پی او سی اِی استفاده کرده ایم که به صورت خودکار به شناسایی و بخش بندی تصاویر فرابنفش دور خورشید می پردازد و معیار بخش بندی تصاویر در آن مبتنی بر مجاورت و نزدیکی است که به طور بهینه مرز این نواحی را جدا می کند. از آن جایی که مطالعه ی رفتار و پیش بینی خورشید برای ما اهمیت دارد‏، بررسی این مناطق به صورت آماری ما را در استخراج فیزیک پدیده های خورشیدی و پیش بینی رفتار خورشید کمک خواهد کرد. ما با استفاده از تصاویر ماهواره های سوهو/ای آی تی و اس دی او/اِی آی اِی مناطق فعال‏، نواحی آرام و چاله های تاجی در روزهای 18‎ سپتامبر ‎2010‎‏‎‏‏، ‎‎30‎‎‏‎‏ اکتبر ‎2012‎ و ‎18‎‎‏‎‏ جولای ‎‎2013‎‎‏‎‏ را شناسایی کردیم. در نهایت به مقایسه ی الگوریتم اِس پی او سی اِی با الگوریتم های خوشه بندی اِف سی اِم و پی سی اِم و ‎‎k‎‎‏‎‏-میانگین و ‎‎c‎-‎‏میانگین می پردازیم.

ساختار و دینامیک تاج خورشید برپایه ی میدان مغناطیسی است. در این رساله به بازسازی خطوط میدان مغناطیسی تاج بر پایه ی الگو های میدان پتانسیلی، میدان بدون نیروی خطی و میدان بدون نیروی غیرخطی با روش بهینه سازی ویتلند بر روی داده های مغناطوگرام می پردازیم. این داده ها توسط تلسکوپ فضایی اِس دی او/اِچ ام آی برای شراره ی خورشیدی رده ی x در 7 مارس 2012 گرفته شده است.همچنین فعالیت شراره ها را در زمان های شروع، اوج و پایان فعالیت بررسی کرده و انرژی آزاد مغناطیسی آن را محاسبه نمودیم.