The solar magnetic field is key to understanding the physical processes in the solar atmosphere. Nonlinear force-free codes have been shown to be useful in extrapolating the coronal field upward from underlying vector boundary data. However, we can only measure the magnetic field vector routinely with high accuracy in the photosphere, and unfortunately these data do not fulfill the force-free condition. We must therefore apply some transformations to these data before nonlinear force-free extrapolation codes can be self-consistently applied. To this end, we have developed a minimization procedure that yields a more chromosphere-like field, using the measured photospheric field vectors as input. The procedure includes force-free consistency integrals, spatial smoothing, and -- newly included in the version presented here -- an improved match to the field direction as inferred from fibrils as can be observed in, e.g., chromospheric H$α$ images. We test the procedure using a model active-region field that included buoyancy forces at the photospheric level. The proposed preprocessing method allows us to approximate the chromospheric vector field to within a few degrees and the free energy in the coronal field to within one percent.
作为太阳综合光学长期研究项目的一部分，矢量分光磁仪自2003年8月以来每周记录一次全圆盘光球矢量磁图。在VSM数据处理系统全面部署后，一个典型的观测日将包括三个Fe I 630.2 nm全圆盘光球矢量磁图、一个全圆盘光球和三个Ca II 854.2 nm色球纵向磁图，以及三个He I 1083 nm分光日像。光球矢量磁图将分两个阶段在因特网上提供：首先，在数据采集后几分钟内作为快速浏览产品，然后在每次观测后一天内作为Milne-Eddington反演产品。
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。
Preprocessing of Hinode/SOT vector magnetograms for nonlinear force-free coronal magnetic field modelling
太阳磁场是了解太阳大气物理过程的关键。非线性无力代码已被证明在从基础矢量边界数据外推日冕场方面是有用的[概述见Schrijver等人，2006]。然而，我们只能在光球层中常规地高精度测量磁场矢量，例如，Hinode/SOT，不幸的是，这些数据不满足Aly（1989）定义的无力一致性条件。因此，我们必须对这些数据进行一些变换，然后才能合理地应用非线性无力外推代码。为此，我们已经开发了一个最小化的过程，使用测量的光球场矢量作为输入，以近似一个更色球一样的字段，该方法被称为预处理。详情见Wiegelmann et al. 2006]。该程序包括力自由的一致性积分和空间平滑。该方法已经过模型活动区的深入测试[见Metcalf等人，2008年]，并已应用于几个地面矢量磁图数据之前。在这里，我们应用预处理程序的光球磁场测量与Hinode/SOT仪器。
DOT Tomography of the Solar Atmosphere VII. Chromospheric Response to Acoustic Events
我们使用同步电影从荷兰开放式望远镜采样G波段，钙II和Halpha与五波长剖面采样研究色球层的声学事件在底层光球的响应。我们首先比较了在Ca II H和Halpha的色球层的可见度，证明了研究色球层需要Halpha数据，并总结了最近的进展，了解为什么会这样。我们构建的G-波段图像的光球流场的散度和涡度图，并通过明亮的Ca II H颗粒的外观定位特定的事件。根据亮度和多普勒频移诊断了H α色球层的反应。我们展示和讨论三个特殊的情况下，详细：一个经常性的声学颗粒标记冲击激发颗粒动力学，持久的闪光灯，这可能标志着磁场的浓度，和爆炸颗粒。所有这三个似乎抖振覆盖原纤维，最清楚地在多普勒。虽然我们对这些现象的分析显示是前所未有的全面，但仍有必要增加更多的信息（光球多普勒层析成像和磁图、色球成像和紫外线多普勒绘图）。
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。
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。
我们试图澄清运行半影（RP）波的性质：它们是色球层的跨太阳黑子波或向上传播的波的视觉模式？利用Milne-Eddington大气反演了光球Si I 10827 λ谱线和色球He I 10830 λ多重谱线的全斯托克斯偏振光谱时间序列。空间像素配对的外本影/内半影光球和半影色球层之间使用反演和双高度配对的视线速度时间序列的倾斜进行了研究，使用傅立叶相位差分析的波传播的签名。辐射冷却声波的色散关系，修改为包括一个倾斜的传播方向，适合以及光球和色球像素对之间的观测相位差。因此，我们已经证明，RP波实际上是低β慢模波沿磁场传播。
The signature of chromospheric heating in Ca II H spectra
我们分析了一个1小时的时间序列的钙II H强度光谱和偏振光谱630 nm附近的色球加热的签名，并调查其关系到磁场。我们导出了几个特征量的Ca II H定义色球大气的属性。我们研究了不同波长的傅里叶变换的功率及其相位关系。我们进行局部热力学平衡反演的数据，以获得的磁场，一旦包括钙谱。我们发现，在没有检测到光球偏振信号的位置在Ca II H线核心的发射是由于波传播从低形成连续层的线翼线核心。不同波长处的强度振荡的相位差指示v < 2 mHz的驻波和更高频率的传播波。在色球层中，波变陡成冲击波。平均而言，在冲击之前和之后都有强度降低。在无场区，该配置文件显示发射约一半的时间。在存在磁场的情况下，波长与去相关时间之间的相关性显著高于无场区域。在磁场的存在下，平均钙II H配置文件包含对称的线芯和不对称的贡献，其中主要是蓝色的H2V发射峰增加的发射功能。我们发现，声波陡峭到冲击负责的发射在Ca II H线核心的位置没有光球磁场。我们建议使用的波长线翼的钙II H，LTE仍然适用，比较理论加热模型与观测。
