本文通过对微弱的光谱偏振信号的研究，研究了宁静太阳光球磁场的结构。我们采取了一系列的斯托克斯光谱的Fe I 630.15 nm和630.25 nm线在一个安静的太阳区域附近的磁盘中心，使用POLIS分光偏振仪在德国特内里费岛的VTT。这两条线的线芯形成于大气层的不同高度。数据的3 $σ$噪声水平约为1.8 $\times 10^{-3} I_{c}$。我们提出了同时间和同空间斯托克斯- $V$配置文件的Fe I 630 nm线对，其中两条线显示在一个单一的光谱相反的极性。我们计算合成线的配置文件，并再现这些光谱与两个组件的模型大气：一个非磁性组件和磁性组件。磁性元件由两个极性相反的磁性层组成：上面的磁性层向上移动，下面的磁性层向下移动。在这两者之间，有一个温度升高的区域。在单一光谱中出现极性相反的Stokes- $V$线对可以理解为太阳光球层中的一次磁重联事件。我们证明，这样的场景是现实的，但解决方案可能不是唯一的。
英文摘要：
We study the structure of the photospheric magnetic field of the quiet Sun by investigating weak spectro-polarimetric signals. We took a sequence of Stokes spectra of the Fe I 630.15 nm and 630.25 nm lines in a region of quiet Sun near the disk center, using the POLIS spectro-polarimeter at the German VTT on Tenerife. The line cores of these two lines form at different heights in the atmosphere. The 3$σ$ noise level of the data is about 1.8 $\times 10^{-3} I_{c}$. We present co-temporal and co-spatial Stokes-$V$ profiles of the Fe I 630 nm line pair, where the two lines show opposite polarities in a single spectrum. We compute synthetic line profiles and reproduce these spectra with a two-component model atmosphere: a non-magnetic component and a magnetic component. The magnetic component consists of two magnetic layers with opposite polarity: the upper one moves upwards while the lower one moves downward. In-between, there is a region of enhanced temperature. The Stokes-$V$ line pair of opposite polarity in a single spectrum can be understood as a magnetic reconnection event in the solar photosphere. We demonstrate that such a scenario is realistic, but the solution may not be unique.
The Detectability of Neon Fluorescence and Measurement of the Solar Photospheric Neon Abundance
本文用Monte Carlo方法计算了日冕X射线激发的Ne K $α$谱线在太阳大气温度最低区附近的辐射，研究了利用这一特征直接测量太阳光球Ne丰度的方法。虽然非常弱，与谱线数据库的比较表明，在等离子体温度典型的安静的太阳和冷的活动区（$\leq 2\times 10^6$ K）的线是孤立的和未混合的。当在日心角$\sim 0$观测时，典型的太阳化学成分产生的等效宽度为$\sim 6$毫微电子伏特（0.3 eV）。对于一个1弧分的视野，在地球上的光子通量的顺序为0.2 ph s $^{-1}$的安静的太阳，呈现的Ne K $α$荧光线确定太阳光球Ne含量的一个非常可行的手段。
On the fine structure of the quiet solar \Ca II K atmosphere
我们调查的形态学，动力学和演化特性的互联网络和网络精细结构的安静的太阳在磁盘中心。该分析是基于$\sim$ 6小时窄带滤光片时间序列，其中心是内翼\Ca II K $_{\rm 2v}$反转，波长为393.3 nm。互联网络的结果与来自安静太阳的数值模拟的预测有关。在我们的观测中，互联网络的平均进化时间尺度为52秒。网络间的晶粒显示出出现在平均单元尺寸为$\sim$ 4-5弧秒的网状图案上的趋势。根据这个大小和网格的空间组织，我们推测，这种模式是有关的对流模拟预测的光球下沉气流的存在。图像分割表明，网络和网络间的晶粒的典型尺寸在1.6弧的数量级。
Automated Coronal Hole Detection using He I 1083 nm Spectroheliograms and Photospheric Magnetograms
本文介绍了一种利用He I 1083 nm太阳光谱图和光球磁图自动探测冕洞的方法。氦谱线的独特谱线形成允许在观测到的太阳盘面上以最小的视线遮蔽来探测与太阳冕洞相关的区域。自动检测算法利用形态学图像分析，阈值和平滑来估计候选冠状孔区域的位置，边界，极性和通量。该算法利用阈值的基础上确定的平均值从10多年的基特峰真空望远镜每天手绘冕洞图像。从1992年开始的11年期间，自动创建和手绘图像之间的比较概述。此外，还讨论了利用每日自动冕洞图像制作天气图的问题。
Hinode Observations of Vector Magnetic Field Change Associated with a Flare on 2006 December 13
2007年12月6日至19日期间，利用日出号航天器上的太阳光学望远镜成功地对耀斑活动区10930进行了连续观测。我们专注于光球磁场在这个活动区的演变，和磁场属性在网站的X3.4级耀斑，使用时间序列的矢量场地图具有高空间分辨率。X3.4级耀斑发生在2006年12月13日，在巨大的相反极性的本影之间的明显碰撞地点。在耀斑爆发前一天，在碰撞地点的半影区出现了由磁通量出现引起的正负极性交替的细长磁结构。随后，在碰撞现场的极性反转线变得非常复杂。在这些细长的磁性结构的形成过程中，在Ca II H的明亮的环路的数量增加。耀斑带和亮环沿极性反转线演化，亮环的一个足点位于磁场方位角偏离较大的区域。高空间分辨率和高偏振精度的SOT观测揭示了耀斑区磁场精细结构的时间变化：复杂的极性反转线部分消失，光球磁场方位角变化约90 °，在碰撞区内空间分布更加均匀。
Solar Atmospheric Oscillations and the Chromospheric Magnetic Topology
我们调查的振荡性质的安静的太阳色球层的底层光球，特别是关于磁拓扑结构的影响。我们进行傅立叶分析的视线速度同时测量的光球（Fe I 709.0 nm）和色球线（Ca II 854.2 nm）的序列。速度是从全光谱数据获得的高空间分辨率与干涉二维光谱仪（IBIS）。视野涵盖了一个完整的超颗粒细胞，使我们能够区分具有不同磁性特征的区域。我们表明，波的频率以上的声学截止传播从光球上层只在有限的地区安静的太阳。安静色球层的很大一部分实际上被“磁阴影”占据，围绕着网络区域，我们认为这些区域来自于在Ca II线的核心强度中观察到的纤维状结构。我们发现，在低于声学截止频率的色球声功率的大部分，居住在附近的磁网络元素，直接从底层光球传播。这支持了最近的研究结果，认为网络磁性元素可以将低频光球振荡引导到色球层，从而提供了一种在上层输入机械能的方法。
