CONTEXT:The footpoints of quiet Sun Transition Region (TR) loops do not seem to coincide with the photospheric magnetic structures appearing in traditional low-sensitivity magnetograms.
AIMS: To look for the so-far unidentified photospheric footpoints of TR loops using G-band bright points (BPs) as proxies for photospheric magnetic field concentrations.
METHODS: Comparison of TR measurements with SoHO/SUMER and photospheric magnetic field observations obtained with the Dutch Open Telescope.
RESULTS: Photospheric BPs are associated with bright TR structures, but they seem to avoid the brightest parts of the structure. BPs appear in regions that are globally redshifted, but they avoid extreme velocities. TR explosive events are not clearly associated with BPs.
CONCLUSIONS: The observations are not inconsistent with the BPs being footpoints of TR loops, although we have not succeeded to uniquely identify particular BPs with specific TR loops.
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。
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。
Excitation of Oscillations in the Magnetic Network on the Sun
我们通过光球磁通量管位于晶间通道的足点运动研究了太阳磁网络中振荡的激发。运动是来自于一个时间序列的高分辨率G波段和连续滤波使用对象跟踪技术。我们模型的磁通管的脚点运动的Klein-Gordon方程，这是解析解作为一个初始值问题的横向（扭结）波的响应。我们计算了向上传播的横波的波能通量。在一般情况下，我们发现，注入到色球层的能量发生在短时间脉冲，这将导致色球层发射的时间变化，这是不兼容的观测。因此，我们考虑湍流对流对粒间通道中通量管的影响。通过添加振幅为1 km s^{-1}的高频运动（周期为5-50 s）来模拟湍流。后者是通过在观测确定的速度上增加随机速度波动来模拟的。在这种情况下，我们发现能流的间歇性要小得多，原则上可以携带足够的能量来加热色球。
Polarization of photospheric lines from turbulent dynamo simulations
我们采用湍流发电机模拟的磁场和速度场来合成一个典型光球线的偏振。合成的斯托克斯轮廓具有与在安静的太阳中观察到的特征相同的特征。模拟的磁图呈现出与互联网区域类似的信号水平。具有两个、三个和更多瓣的非对称斯托克斯V轮廓以自然的方式出现。强度分布被磁场加宽，与观测极限相当一致。此外，Sr I 4607 A线的Hanle退偏信号在太阳值范围内。还可以发现合成偏振光谱和观测偏振光谱之间的差异。斯托克斯V不对称性不足，我们将其归因于模拟的磁场和速度场与太阳相比结构性的缺陷。这种缺陷可能反映了雷诺数的事实数值数据仍然远离太阳值。我们考虑了太阳中存在像模拟中那样的强烈而混乱的磁场的可能性。这种情况有几个重要的后果。例如，小于10%的现有无符号磁通量将在当前磁图中被检测到。现有的通量将远远超过活动区在太阳活动周期最大期所携带的通量。检测这些磁场将涉及提高角分辨率、解释极化信号的技术，以及在较小程度上提高极化灵敏度。
