What is heating the quiet-Sun chromosphere?
人们普遍认为，在安静的太阳网络区域的色球层加热是由声波的耗散提供的，这些声波是由靠近对流区顶部和光球过冲层的对流运动激发的。这一观点最近受到了挑战，因为观测表明进入色球层的声能通量太低，至少是十倍。基于TRACE数据与合成图像序列的比较，从对流区的顶层到中间色球层的三维模拟，我们得出了矛盾的结论，即模型中的声通量提供了足够的能量来加热太阳色球层的互联网络区域。弱磁场和相关的电流片的作用进行了讨论。
2006-12-21 astro-ph
Quiet Sun magnetic fields from space-borne observations: simulating Hinode's case
我们研究是否有可能从非常高的空间分辨率的偏振观测在可见光得到安静的太阳互联网区域的场强分布。特别是，我们考虑的情况下，分光偏振仪连接到太阳光学望远镜登上日之出。辐射磁对流模拟被用来合成四个斯托克斯轮廓的\ion{Fe}{1} 630.2 nm线。一旦配置文件被降级到0 \farcs 32的空间分辨率和添加的噪声，我们推断的大气参数通过米尔恩-爱丁顿反演。与真实值的比较表明，可见线产生正确的网络间的磁场强度和磁通量，与不确定性小于$\sim$ 150 G，杂散光污染因子时，包括在反演。与1 \arcsec的地基观测结果相反，在模拟中，只要磁场弱，就可以恢复弱场。
2007-05-01 astro-ph
DOT tomography of the solar atmosphere. IV. Magnetic patches in internetwork areas
我们使用G-波段和钙II H图像序列从荷兰开放望远镜（DOT）研究磁性元素，出现在安静的太阳光球和色球的互联网部分的亮点。我们发现，这些亮点中的许多出现周期性变化的强度和水平运动的寿命较长的磁补丁。我们开发了一个算法检测的补丁，并发现所有补丁识别的持续时间远远长于颗粒。补丁概述细胞模式的中颗粒尺度，表明磁通量管平流颗粒流中颗粒边界。对斑块出现和消失的统计分析表明，斑块的平均寿命长达530 ± 50 min（约9小时），这表明构成强网络场的磁性元素不是由局部湍流发电机产生的。
2007-06-13 astro-ph
The horizontal internetwork magnetic field: numerical simulations in comparison to observations with Hinode
日之出空间天文台的观测结果是，在平静的互联网区域的光球层中发现了主要是水平的磁场。在这里，我们调查现实的数值模拟的太阳表面层相对于水平磁场和计算相应的偏振响应在Fe I 630 nm线对。我们发现一个局部最大值的水平场分量的平均强度在一个高度约500公里的光球，在那里它超过垂直分量的一个因素为2.0或5.6，这取决于初始和边界条件。从合成的斯托克斯配置文件，我们得到一个平均水平场分量，分别是1.6和4.3倍强于垂直分量。这是由于水平场本身的通量密度更强，并且水平场占据的面积更大。我们发现，对流过冲驱逐水平场的上层光球，使坡印亭通量为正的光球，而这个量是负的对流不稳定层下面。
2008-05-02 astro-ph
Spectropolarimetric inversions of the Ca II 8498 A and 8542 A lines in the quiet Sun
我们研究非LTE反转的钙II红外三线作为推断安静的太阳的物理性质的工具。反演程序成功地恢复了光球层和色球层的温度、速度和纵向磁通量密度，但反演敏感的高度范围有限，特别是色球层。我们目前的结果反演光谱偏振观测线在一个安静的太阳区域。我们发现三个不同的色球温度范围：低温的互联网络，高温的增强磁网络和中间温度与低磁通量地区的网络。随着等离子体- $β$降低，这些区域之间的差异随着高度而变得更加明显。这些反演支持色球层的图像，特别是接近磁网络，在垂直和水平方向上都是高度不均匀的。
2007-07-09 astro-ph
The magnetism of the very quiet Sun
当极化灵敏度和角分辨率超过一个阈值时，太阳表面几乎到处都出现磁场。在这里，我修改了最弱的极化信号，出现在互联网（IN）地区的观测特性。我们已经有了一些信息的磁场强度和倾角，质量运动，寿命，磁通量，磁能等，因为IN涵盖了相当一部分的太阳表面，它可以占大多数的无符号磁通量和能量存在于太阳表面在任何给定的时间。这一事实使得IN场对于理解太阳的全球磁性具有潜在的重要性（例如，平静的日冕的结构，这里简要讨论的一个问题）。Solar-B上的分光偏振仪具有常规检测这些IN场的分辨率和灵敏度。
2004-04-02 astro-ph
Hinode Observations of Magnetic Elements in Internetwork Areas
我们使用序列的图像和磁图从日出研究磁性元素的互联网部分的安静的太阳光球。目视检查显示存在许多长寿命（几个小时）的结构，它们经常相互作用，并且可能在几个小时内迁移约7 Mm的距离。大约五分之一的元素在G带或Ca II H强度中具有相关的亮点。我们应用一个基于神经网络的算法来识别元素。该算法能够跟踪元素平均约10分钟。元素间歇性地下降到检测极限以下，尽管相关的通量显然持续存在，并且经常在一段时间后重新出现。我们从元素的连续位置推断出它们的自行，发现它们服从高斯分布，均方根为1.57 ± 0.08 km/s。表观流量表明，网络边界的偏差约为0.2公里/秒。负极性的元件显示出比正极性的元件更高的偏置，这可能是由于视场中网络的主导正极性，或者是由于它们的较小尺寸而增加的迁移率。在X轴上运动的偏好很可能是由该方向上更高的超颗粒流来解释的。我们通过将在空间和时间上看起来很接近的相反极性的元素分组来寻找新兴的两极。我们没有发现证据支持乔伊定律在弧秒尺度。
2008-06-02 astro-ph
Magnetic properties of photospheric regions having very low magnetic flux
利用一种新的反演程序FATIMA，基于对观测到的Stokes剖面的主成分分析，研究了宁静太阳的磁特性。该反演过程的稳定性和相对较低的噪声灵敏度允许对具有非常弱的偏振信号的大数据集进行系统反演。它的应用安静的太阳观测网络和互联网区域显示，一个显着的一部分安静的太阳包含千高斯场（通常具有非常小的填充因子），并证实了像素与弱极化占大部分的磁通量。混合极性的分辨率元素也被发现更容易发生的极化减弱。
2001-10-01 astro-ph
Strategy for the inversion of Hinode spectropolarimetric measurements in the quiet Sun
在本文中，我们提出了一个反演策略的分析光谱偏振测量的{ \em日出}在安静的太阳。太阳光学望远镜（\em Hinode）上的分光偏振计以前所未有的角分辨率、高光谱分辨率和高灵敏度记录了630.2 nm处\ion{Fe}{i}线对的斯托克斯光谱。我们讨论了需要考虑一个{ \em本地}杂散光污染占望远镜衍射的影响。该策略被应用到一个广泛的安静的太阳区域在磁盘中心的观测。使用这些数据，我们检查了噪声和初始猜测模型对反演结果的影响。我们的分析产生的磁场强度和杂散光因子的分布。他们表明，安静的太阳互联网区域主要由杂散光污染约为0.8的hG领域。
2007-09-13 astro-ph
Strong horizontal photospheric magnetic field in a surface dynamo simulation
用日出分光偏振仪进行的观测显示，在平静的太阳光球层中有很强的水平互联磁场。我们的目的是解释的意见，通过数值模拟的结果。从垂直和水平磁场分量之间的关系出发，分析了近地表对流发电机作用的辐射MHD模拟。发电机产生的领域显示出一个明显的优势，水平场的高度范围内的谱线用于观察形成。平均的水平和垂直场分量之间的比率与从观测中得出的值一致。这种行为是由于发电机场的间歇性，在表面层中具有小尺度的极性混合。我们的研究结果提供了进一步的证据表明，当地近地表发电机的行动作出了显着贡献的太阳互联网络领域。
2008-01-08 astro-ph
Can High Frequency Acoustic Waves Heat the Quiet Sun Chromosphere?
我们使用Hinode/SOT Ca II H线和蓝色连续宽带观测研究高空间分辨率下高频声波的存在和功率。我们发现，在小的空间尺度上没有占主导地位的权力;使用全分辨率的Hinode（0.05“像素，0.16”分辨率）的综合权力是大于权力的数据退化到0.5“像素（跟踪像素大小），只有1.2的一个因素。在20 mHz时，比率为1.6。将这一结果与基于Fossum & Carlsson（2006）的TRACE数据的声通量估计相结合，我们得出结论，进入安静太阳网络间色球层的频率为5-40 mHz的声波的总能量通量小于800 W m $^{-2}$，不足以平衡静态色球层中辐射损失的五倍。
2007-09-21 astro-ph
A nanoflare model of quiet Sun EUV emission
纳米耀斑被认为是日冕的主要热源。然而，到目前为止，直接检测它们已经被证明是难以捉摸的，并且从更大的增亮的属性外推到它们给出了表征其分布的幂律指数$α$的不可靠估计。在这里，我们采取的方法，统计建模的光曲线代表安静的太阳在EUV辐射。基本假设是，所有安静的太阳EUV发射是由于微米和纳米的火花，其辐射能量显示幂律分布。宁静太阳的辐射值服从对数正态分布。这与分布是在空间扫描上还是在时间序列上进行无关。我们表明，这些分布可以重现我们的简单模型。
2006-12-20 astro-ph
On the Sr I 4607 A Hanle depolarization signals in the quiet Sun
利用Sr 4607 A的Hanle退偏信号估算了宁静太阳光球中的无符号磁通量和磁能。然而，Sr4607A Hanle信号对无符号通量和能量不敏感.它们只承载了光球层中小于汉勒饱和度的磁场强度所占比例的信息，对无符号通量和能量没有贡献。我们推导出磁填充因子与汉勒信号之间关系的近似表达式。当应用于现有的Hanle去极化测量时，它表明只有40%的安静太阳被强度小于60 G的磁场填充。其余60%的表面具有高于此极限的场强。这种限制将需要确定存在于安静太阳中的磁场强度的分布。
2005-04-15 astro-ph
Dynamic Models of the Sun from the Convection Zone to the Chromosphere
长期以来，人们认为宁静太阳网间区域的色球层是一个静止的均匀层。由于观测和数值模拟方面的进展，这些大气区域的波动性质在过去十年中受到越来越多的关注。最近的三维辐射磁流体动力学模拟与CO5BOLD功能的色球网络间的区域作为一个动态的和间歇性的现象。它是相互作用的波的直接产物，这些波形成了热激波前沿和冷激波后区域的网状图案。波在对流区顶部自洽地激发。在平均高度为1000公里以上的中色球层，等离子体β变得大于1，磁场变得更加重要。模型色球层的磁场比下面的层均匀得多，并且演化得更快。这包括快速传播（MHD）波。目前正在进一步改进模拟，如随时间变化的氢离子化。这类模型能够同时解释明显矛盾的诊断，如一氧化碳和紫外线辐射。
2006-10-11 astro-ph
First limits on the 3-200 keV X-ray spectrum of the quiet Sun using RHESSI
我们提出的第一个结果，使用RHESSI高能太阳光谱成像仪，观察太阳X射线发射不与活动区，太阳黑子或耀斑（安静的太阳）。使用一种新开发的斩波技术（扇束调制）在2005年6月至2006年10月之间的七个期间的偏移，我们得到了上限超过3-200 keV的最安静的时候，当GOES 12 1- 8 A通量低于$10^{-8}$ Wm $^{-2}$。这些值小于17-120 keV范围内的先前限制，并将其扩展到较低和较高的能量。3-6 keV的极限与日冕温度$\leq 6$ MK一致。当GOES 12 1-8A背景通量介于$10^{-8}$ Wm $^{-2}$和$10^{-7}$ Wm $^{-2}$之间时，RHESSI 3-6 keV通量与此相关，指数为$1.08 \pm 0.13$。微耀斑的幂律相关性指数$1.29 \pm 0.06$更陡。我们还讨论了观测安静的太阳X射线由于太阳轴子的可能性，并使用RHESSI安静的太阳极限估计两种不同的轴子发射方案的轴子光子耦合常数。
2007-02-27 astro-ph
A simple model for the distribution of quiet Sun magnetic field strengths
我们推导出一个一阶线性微分方程描述的磁场强度的概率密度函数的形状在安静的太阳（PDF）。模型非常简单。它认为对流运动不断供应和撤回磁结构。此外，磁放大机制将磁场强度增加到不能超过的阈值。这三个基本成分提供的PDF与磁对流的现实数值模拟产生的PDF以及从观测中推断出的安静太阳PDF非常一致。特别地，该分布近似为对数正态，并且它产生过量的磁场（即，分布中的“驼峰”）正好在最大场强之前。这个简单模型的成功可能表明，只有几个基本成分塑造了安静的Sun PDF。我们的方法提供了一个简洁的PDF参数表示，开发自动诊断方法所需的。
2006-12-11 astro-ph
Magnetoacoustic shocks as driver of quiet Sun mottles
我们提出了高空间和高时间分辨率的观测安静的太阳在H-阿尔法获得的瑞典1米太阳望远镜在拉帕尔马。我们观察到，在安静的太阳中，许多斑点，像喷气机一样的特征，沿着它们的主轴显示出清晰的向上和向下运动。此外，许多斑点显示出强烈的横向位移。在其整个生命周期中，独特的斑点识别比它们的活性区对应物，动态原纤维要困难得多。这是因为许多人的顶部似乎缺乏明显的边缘，并且在他们的一生中经常发生显着的褪色。对于那些可以可靠跟踪的斑驳，我们发现斑驳的顶部往往经历抛物线路径。我们发现这些斑驳经历的减速和它们达到的最大速度之间存在线性相关性，类似于早期发现的动态原纤维。结合振荡特性的分析，我们得出结论，至少有一部分安静的太阳斑驳驱动的磁声冲击。此外，混合极性环境和强动力学表明，重联可能在一些安静的太阳喷流的形成中发挥重要作用。
2007-03-20 astro-ph
The element abundance FIP effect in the quiet Sun
通过SOHO日冕诊断光谱仪的EUV光谱，在网络和超颗粒细胞中心区域测量了平静太阳中的Mg/Ne丰度比。对1996年3月至1998年6月（对应太阳活动极小期）的24组资料进行了分析。通过与来自CHIANTI数据库的理论发射率进行比较，同时分析序列Ne IV-VII和Mg V-VIII的发射线，以产生在5.0 < logT < 6.1的温度区域内的Mg/Ne丰度和发射测量。光球Mg/Ne丰度的平均增强为1.25 +/- 0.10（网络）和1.66 +/- 0.23（电池中心），明显低于缓慢太阳风中典型的4-5增强。这一结果意味着只有一小部分安静的太阳连接到太阳风。宁静太阳的光谱也被用来确定日冕的密度和温度，得到的平均值为2.6^+0.5_-0.4 x 10^8 cm^-3，log（T/K）=5.95 +/- 0.02。在1996- 1998年期间，没有发现任何导出量随太阳活动上升的显著趋势，这意味着安静的太阳区域对太阳活动周期的依赖性很小。
2005-03-02 astro-ph
Comparison of transient horizontal magnetic fields in a plage region and in the quiet Sun
得到了太阳平斑区和宁静区的瞬态水平磁场（THMF）的特性，并进行了比较。利用日之出卫星上的太阳光学望远镜（SOT）对位于盘中心附近的斑区和平静区进行了大约30秒的分光偏振观测。我们选择具有净线极化（LP）高于0.22%、面积大于或等于3像素的THMF，并比较它们的出现率和磁场方位角分布。我们得到了这两个区域的磁场强度和倾角的概率密度函数（PDF），谱斑区的出现率与宁静太阳的出现率相同。谱斑区域的垂直磁通量比宁静太阳的大8倍。在任一区域中，THMF基本上没有优选取向。然而，在具有较高LP的谱斑区域中，THMF具有与谱斑区域的大尺度垂直场图案一致的优选方向。PDF表明，当我们避免了持续的大垂直通量浓度的斑区，平静的太阳和斑区之间的水平场的场强分布没有差异。的相似性的PDF和发生率在plage和安静的地区表明，由于颗粒运动的本地发电机过程可能会产生THMF整个太阳。在谱斑中更高LP的优选取向表明THMF在某种程度上受到谱斑的大尺度磁场图案的影响。
2008-12-09 astro-ph
Spectropolarimetric observations of the Ca II 8498 A and 8542 A lines in the quiet Sun
Ca II红外线三重线是可用于地面观测的少数几条磁敏感色球线之一。我们提出的光谱偏振观测的8498 A和8542 A线在一个安静的太阳区域附近的一个衰减的活动区域，并比较结果与模拟的线在高等离子体β制度。对斯托克斯V型剖面对的聚类分析表明，这两条线尽管可以说是相当接近地形成的，但往往没有相似的形状。在网络中，局部磁拓扑在确定斯托克斯V轮廓的形状方面比波的相位更重要，与我们的模拟结果相反。我们还发现，斯托克斯V型不对称性是非常普遍的网络中，观察到的幅度和面积不对称性的直方图与模拟显着不同。网络和互联网络都表现出振荡行为的Ca II线。它在网络中更强，在那里可以看到类似于高β模拟中的冲击波，并且强度分布中的大的自反转是常见的。
2007-04-04 astro-ph
The distribution of Quiet Sun magnetic field strengths from 0 to 1800 G
安静的太阳光球等离子体具有从零到1800 G的各种磁场强度。这些场强的经验表征需要概率密度函数（PDF），即，函数P（B）描述每个场强B占据的安静太阳的分数。我们展示了如何结合基于塞曼效应和汉勒效应的磁场强度测量来估计无偏P（B）。实际观测的方法的应用，提出了一套可能的PDF，概述了安静的太阳磁场的一般特征。它们的最可能场强不等于零。磁能密度是光球底部颗粒运动的动能的重要部分（大于15%或大于2 × 10^{3} erg cm^{-3}）。无符号磁通密度（或平均磁场强度）必须在130 G和190 G之间。无符号通量（10%至50%）和磁能（45%至85%）的显著部分由大于500 G的场强提供，然而，其仅占据表面的一小部分（1%至10%）。在安静的太阳中，kG场的比例甚至更小，但它们很重要，原因有很多。千克磁场仍然追踪总磁场能量的重要部分，它们到达高光球层，并且它们出现在非偏振光图像中。平静的太阳光球层具有比活跃区域和网络加在一起多得多的无符号磁通量和磁能。
2005-09-09 astro-ph
The Ne/O abundance ratio in the quiet Sun
目的：确定宁静太阳中的氘-氧丰度，这是光球丰度比的替代指标。方法：本文介绍了SOHO卫星上日冕诊断谱仪观测到的Ne Ⅳ-Ⅵ和O Ⅲ-Ⅴ离子极紫外发射线的测量方法。结果如下：超颗粒细胞中心区域的平均Ne/O丰度比为0.18 +/- 0.05，而超颗粒网络区域为0.16 +/- 0.04。建议光球的Ne/O比为0.17 +/- 0.05，与最近的太阳光球丰度的汇编很好地吻合，但与最近的Ne/O比来自恒星X射线光谱和太阳内部模型建议的修订氖丰度不一致。
2005-10-10 astro-ph
Magnetic flux in the inter-network quiet Sun from comparison with numerical simulations
Khomenko等人估计宁静太阳的平均磁场强度为20 G。这个数字小于几个现有的估计，它来自观测到的塞曼偏振信号和磁对流数值模拟合成信号之间的比较。数值模拟需要一个人为的大磁扩散率，这涂抹出小于网格尺度的磁性结构。假设一个未解决的人工涂抹磁场的湍流级联，我们发现，他们的无符号磁通量至少是一样重要的，明确显示在模拟中。未分辨的场不产生塞曼偏振，但对无符号通量有贡献。由于Khomenko等人没有考虑它们，它们的平均磁场强度必须被视为下限。这种偏差不是特定数值模拟或谱线所特有的。当观察到的安静的Sun Zeeman信号与来自模拟的合成信号进行比较时，这是可以预期的。
2005-12-15 astro-ph
Simulation of quiet Sun waves in the Ca II infrared triplet
8540 A附近的Ca II红外三重态是观测色球磁性的一个很好的候选者。我们展示了辐射流体动力学模拟与斯托克斯合成代码相结合的结果。模拟结果表明，当波传播通过线的形成区域时，斯托克斯V轮廓的有趣的时变行为。Stokes V型廓线中消失和再现的波瓣以及廓线的不对称性与大气速度梯度密切相关。
2005-10-26 astro-ph
Concerning the existence of a 'turbulent' magnetic field in the quiet Sun
本文报道了Ti Ⅰ的α_5F-γ_5F ~* 多重态及其对研究宁静太阳光球层中“湍流”磁场的兴趣。特别是，我们认为，相当大的散射极化信号的4536线（其较低和较高的水平具有Landé因子等于零），相对于其余的线的多重态，给出了一个无处不在的，未解决的磁场的存在的直接证据。我们不能精确地确定磁场的强度，但它的存在证明了差分汉勒效应技术，这一Ti I多重态提供。
2004-08-19 astro-ph
Quiet Sun X-rays as Signature for New Particles
我们研究了Yohkoh太阳X射线任务的已发表数据，目的是寻找新的、尚未发现的大质量中性粒子的辐射衰变信号。这种搜索是基于这样的预测，即卡鲁扎-克莱因型的太阳轴子应该会导致X射线从太阳方向发射到边缘之外，并具有特征性的径向分布。这些X射线应该在太阳平静的时期更容易观察到。另一个特征是观测到SMM、NEAR和RHESSI发射的硬X射线。RHESSI最近观测到非耀斑太阳连续发射3至~15 keV的X射线，这符合一般的轴子假设。这项工作还建议对现有数据进行新的分析，以排除仪器效应;它为使用现有和即将推出的（太阳）X射线望远镜进行有针对性的观测提供了理由，这些望远镜可以提供关于这里考虑的信号性质的最终答案。在即将到来的太阳活动周期极小期，随着太阳平静期的增加，这种测量变得更有希望。
2004-03-08 astro-ph
The Number Of Magnetic Null Points In The Quiet Sun Corona
在特定光球区域上方的日冕磁场会在一定数量的点处消失，这些点称为零点。这些点可以直接在位场外推中找到，或者可以从磁图的傅立叶谱估计它们的密度。谱估计，假设外推场是随机的，均匀的，并具有高斯统计，这里被发现是相对准确的安静的太阳磁图从SOHO的MDI。大多数零点出现在低海拔地区，它们的分布由傅立叶频谱中的高波数决定。这部分频谱受泊松噪声的影响，并且从直接外推法识别的多达六分之五的零点可以归因于噪声。发现1500公里以上的零分布取决于MDI在其低分辨率或高分辨率模式下可靠测量的波长。校正后的频谱，以消除白噪声和补偿调制传递函数，我们发现，位场外推包含，平均而言，一个磁零点，高度大于1.5毫米，以上每322平方毫米补丁安静的太阳。对最近两次太阳活动极小期的562个平静太阳磁图的分析表明，零点密度相对恒定，每天的变化约为10%。在1.5 μ m以上的高度，零点密度大约随着高度的倒数立方而减小。宁静太阳的光球场可以很好地近似为平均通量为1.0e ~（19）Mx，密度n=0.007/m2随机分布的离散单元的光球场。
2008-11-01 astro-ph
Similarities and Differences between Coronal Holes and the Quiet Sun: Are Loop Statistics the Key?
日冕洞（CH）在日冕温度下的发射量明显低于安静太阳区域（QS），但在大多数色球层和低过渡区线中几乎无法区分。理解这种现象的一个关键量是磁场。我们利用SOHO/MDI的观测数据，借助于位磁模型，重建了冕洞和宁静太阳的磁场。从太阳表面上的规则网格开始，然后跟踪场线，其提供3D磁场结构的整体几何形状。我们区分开放和封闭的磁力线，与封闭的磁力线被假定为代表磁回路。然后，我们试图计算日冕环的一些性质。冕洞（CH）中的环平均比QS中的环平坦。高的和长的闭合环是非常罕见的，而短的和低的环在日冕洞中几乎和安静的太阳一样丰富。当解释环标度律的光，这一结果表明，相对较强的色球和过渡区的发射（许多低洼，短环），但弱的日冕发射（少数高，长环）在冕洞的解释。尽管这种对比，我们的计算还表明，一个显着的一部分冷排放CHs来自开放的通量区域。尽管磁场线统计提供了这些见解，但还需要进一步的工作来获得一个明确的答案，如果环统计解释冕洞和安静的太阳之间的差异。
2008-02-01 astro-ph
A Substantial Amount of Hidden Magnetic Energy in the Quiet Sun
破译和理解宁静太阳光球层的小尺度磁活动将有助于解决太阳和恒星物理学的许多关键问题，如与外层大气的磁耦合和日冕加热。目前，我们只能看到安静太阳的复杂磁性的${\sim}1%$，这突出了需要开发一种可靠的方法来调查剩余的99%。在这里，我们报告的三维辐射传输模型的散射极化的原子和分子线，表明存在隐藏的，混合极性的字段上subresolution尺度。结合这个模型与最近的观测数据，我们发现一个无处不在的纠缠磁场的平均强度为${\sim}130$ G，这是强得多的颗粒间区域的太阳表面对流比在颗粒区域。因此，平静的太阳光球层中的平均磁能密度至少比从简单的一维研究中得出的大两个数量级，并且足以平衡太阳色球层的辐射能量损失。
2004-08-31 astro-ph
The discrepancy in G-band contrast: Where is the quiet Sun?
我们比较观察到的斑点重建G波段图像的均方根对比度从两个磁流体动力学模拟快照计算的合成滤波图。这些观测由邓恩太阳望远镜（DST）拍摄的103次爆发组成，每次80帧，以望远镜衍射极限的两倍采样。散斑重建说明了DST处的自适应光学（AO）系统的性能，以提供可靠的光度测定。我们发现一个相当大的差异，在观察到的均方根对比度为14.1%的最佳重建图像，和合成均方根对比度为21.5%的模拟快照被认为是代表安静的太阳。合成滤波图中具有超出重建图像中最小值和最大值的正或负对比度的特征区域具有应该解析的空间尺度。这使我们得出结论，有根本的差异，均方根G波段对比度之间的观测和计算的滤波图。根据合成谱带滤波图中16.3%的颗粒对比度大幅降低，我们推测宁静太阳可能包含比以前认为的更弱的磁场。
2007-04-26 astro-ph
Quiet Sun coronal heating: analyzing large scale magnetic structures driven by different small-scale uniform sources
Krucker和Benz（1998）最近对安静太阳加热事件的测量有力地支持了Parker（1988）的假设，即小尺度耗散事件对安静加热做出了主要贡献。此外，将他们的观测结果与Priest等人（2000年）的分析相结合，可以得出结论，驱动这些耗散事件的源也是小尺度源，通常为2000 km（或小于2000 km）的量级和现代仪器的分辨率。这就产生了一个问题，即这些小尺度事件如何参与到更大尺度的可观测现象中，以及如何从观测中提取关于小尺度的信息。这个问题是在Krasnoselskikh等人（2001）提出的一个简单的现象学模型的框架内处理的，该模型允许在各种小尺度源和耗散过程之间切换。本文用奇异值分解和导出的熵研究了磁场的大尺度结构。
2001-08-21 astro-ph
Bright points in the inter-network quiet Sun
超颗粒细胞内部的高分辨率G带图像显示出普遍存在的亮点（约为0.3个BPs/Mm^2）。它们位于颗粒间通道，通常形成细长的斑点链，其最小尺寸在分辨率极限（太阳上为135公里）。它们中的大多数只能存活几分钟，峰值强度是平均光球强度的0.8到1.8倍。这些BP可能是跟踪强磁浓度，其存在已被推断在光谱偏振测量。这一发现为迄今仅限于解释弱极化信号的网络间磁性研究提供了一种新的便捷工具。
2004-05-26 astro-ph
A study of the shadowing of galactic cosmic rays by the sun in a quiet phase of solar activity with the Tibet air shower array
我们证明了高能宇宙射线对太阳的阴影是逐年移动的，它的行为与太阳和行星际磁场的大尺度结构的时间变化有关。1996年至1997年期间太阳活动接近最小值。利用西藏空气簇射阵的观测资料，研究了太阳活动周期平静期内太阳对宇宙射线的遮蔽，发现太阳的阴影虽然在1990 ~ 1993年期间位于离太阳西南方向较远的位置，但其位置正好与太阳的视向一致。已知的是，等效太阳偶极子的磁极在前一个活跃阶段被反转，并且在接近太阳极小期时，偶极子与旋转轴对齐，保持其N极在太阳的北极侧。这导致太阳磁场将太阳的阴影移向东方。因此，观测结果表明，由于太阳磁场引起的太阳阴影的移动被地磁场的作用推回，因为地磁场总是使阴影向西移动。讨论了1996-1997年太阳活动极小期附近的太阳阴影，并与模拟结果进行了比较。
2000-08-10 astro-ph
Quiet Sun Magnetic Field Measurements Based on Lines with Hyperfine Structure
MnI线的塞曼图案对超精细结构（HFS）敏感，并且它们对hG磁场强度的响应不同于太阳磁力测量中使用的线。这一特性已被用来测量太阳宁静区的磁场强度。然而，到目前为止所应用的方法假设磁场在分辨元件中是恒定的。这个假设显然不足以描述复杂的平静太阳磁场，使测量结果产生偏差。我们提出了第一个合成的MnI线在现实安静的太阳模型大气。合成显示MnI线如何随着场强的增加而减弱。特别地，kG磁浓度产生NnI 5538圆偏振信号（斯托克斯V），其可以比弱磁场近似预测小多达两个数量级。因此，（1）从具有弱场和强场的大气中出现的极化偏向于弱场，（2）即使当磁通量和能量由kG场主导时，也显示出弱场特征的HFS特征。为了使MnI 5538的HFS特征消失，kG场的填充因子必须大于亚kG场的填充因子。根据简单余弦定律，斯托克斯V取决于磁场倾角。具有未分辨速度的大气产生不对称的线轮廓，这不能由简单的单组分模型大气再现。HFS常数的不确定性并不限制MnI线用于磁力测量。
2007-10-29 astro-ph
Quiet Sun mini-CMEs activated by supergranular flows
背景：平静太阳的大气层是由光球流控制的，光球流扫过混合极性磁场的聚集。沿超颗粒边界和结，有一个强的相关性之间的磁通量和明亮的色球和过渡区的排放。目的：研究光球流与极紫外图像中小耀斑增亮之间的关系。方法：我们描述了观测小喷发看到安静的太阳图像与极端紫外线成像仪（EUVI）的立体声。通过跟踪高分辨率MDI连续图像中的颗粒，研究了爆发建立阶段的光球流。结果：具有小日冕物质抛射（CME）特征的喷发发生在超颗粒细胞连接处。爆发产生在发病现场增亮，乌云或小灯丝喷射，和微弱的波移动与天空平面的速度高达150公里/秒。在所研究的两个例子中，它们似乎是被会聚和旋转的超颗粒流激活的，扭转了相反极性磁场的小浓度。据估计，整个太阳每天发生约1400次事件。这些事件中有三分之一似乎与波浪有关。通常情况下，电波持续约30分钟，传播距离为100角秒，因此在任何一个时间，它们覆盖了低日冕的1/30。
2008-11-17 astro-ph
Search for photospheric footpoints of quiet Sun transition region loops
背景：安静的太阳过渡区（TR）环的足迹似乎与传统低灵敏度磁图中出现的光球磁结构不一致。目标：利用G波段亮点作为光球磁场浓度的代用指标，寻找至今尚未确定的TR环光球足点。方法：比较TR测量与SoHO/SUMER和光球磁场观测与荷兰开放望远镜。结果：光球BPs与明亮的TR结构相关，但它们似乎避开了结构中最亮的部分。BPs出现在全球红移的区域，但它们避免了极端的速度。TR爆炸事件与BP没有明确的联系。结论：这些观察结果与作为TR环足点的BP并不矛盾，尽管我们还没有成功地唯一识别出具有特定TR环的特定BP。
2007-09-21 astro-ph
Link between the chromospheric network and magnetic structures of the corona
最近的研究表明，传统的认为平静太阳上方的日冕仅仅源于色球网络的磁场集中的观点是非常值得怀疑的。在以前研究的基础上，我们探讨了光球层和低日冕中的磁结构对从网络到日冕的磁连通性的影响。这种连通性的观测研究经常利用磁场外推。然而，这种外推在多大程度上真正代表了太阳上发现的连通性，这是开放的，因为观测无法解决所有精细尺度的磁结构。本文的数值试验就是为了解决这个问题。我们研究了随机盐和胡椒型分布的千高斯互联网络的流量元素携带一些$10^{15}$到$10^{17}$ Mx，这是很难区分目前的观测技术。这些光球分布，然后外推到日冕使用不同的边界条件在底部和顶部。这使我们能够研究网络通量的一部分，这是连接到日冕，以及这些日冕区域的位置连接到网络补丁。我们发现，与目前的仪器无法真正确定从观测，哪些地区在安静的太阳表面，即在网络和互联网络，连接到日冕的哪些部分，通过外推技术。未来的光谱偏振仪器，如太阳B或GREGOR，将提供更高的灵敏度，像现在这样的研究可以帮助估计在多大程度上可以精确地确定从色球层到日冕的连接。
2006-09-11 astro-ph
Opposite magnetic polarity of two photospheric lines in single spectrum of the quiet Sun
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。
2007-05-09 astro-ph
Magnetic field distribution in the quiet Sun: a simplified model approach
我们模拟的动力学和安静的太阳磁性元素的演变产生的概率密度函数的磁场强度与这些元素。磁场的动态模拟通过一个数值模型，其中磁性元素被动驱动的平流场呈现时空相关性，模仿的粒化和mesogranulation尺度上观察到的太阳表面。由于在磁性元件会聚的地方发生的放大过程，场强度可以增加。从一个类似三角洲的概率密度函数为中心的B=30 G，我们得到的磁场强度高达2 kG（绝对值）。为了导出磁性元件的统计特性，执行若干模拟运行。该模型能够产生kG的磁场在一个时间间隔的顺序的造粒时间尺度。在静止区，合成太阳的平均无符号通量密度和平均磁能密度分别达到100 G和350 G。推导出的磁场强度的概率密度函数从B=30 G到B=100 G迅速减小，并在B=2 kG时出现次极大值。从这个结果可以得出，磁场>700 G主导无符号通量密度和磁能密度，尽管场强的概率密度函数在B=30 G时呈现最大值。
2008-08-03 astro-ph
