We discuss a numerical 3D radiation-MHD simulation of penumbral fine structure in a small sunspot. This simulation shows the development of short filamentary structures with horizontal flows, similar to observed Evershed flows, and an inward propagation of these structures at a speed compatible with observations. We conclude that the Evershed flow represents the horizontal flow component of overturning convection in gaps with strongly reduced field strength. The top of the flow is always directed outward--away from the umbra-- because of the broken symmetry due to the inclined magnetic field. Upflows occur in the inner parts of the gaps and most of the gas turns over radially (outwards and sideways), and descends back down again. The ascending, cooling and overturning flow tends to bend magnetic field lines down, forcing a weakening of the field that makes it easier for gas located in an adjacent layer--further in--to initiate a similar sequence of motion, aided by lateral heating, thus causing the inward propagation of the filament.
Discovery of inward moving magnetic enhancements in sunspot penumbrae
太阳黑子半影在连续强度上显示出精细的结构，显示出相当大的动力学。相比之下，磁场虽然也是高度结构化的，但似乎相对静止。本文报道了在SOHO/MDI磁图时间序列的基础上，在两个规则黑子的半影区发现向内移动的磁增强。在半影区域的内部的磁场的LOS分量的局部增强向内移动到本影-半影边界，径向速度约为0.3 km s $^{-1}$。磁场的LOS分量的这些局部向内移动增强似乎是相对常见的。它们与暗结构有关，相对于半影背景，倾向于显示下行流。可能的解释进行了讨论。
The Evershed effect observed with 0.2 arsec angular resolution
我们提出了一个分析的Evershed效应观察到的分辨率为0.2弧秒。使用新的瑞典1米太阳望远镜和Littrow摄谱仪，我们扫描了一个太阳黑子半影的重要部分。非磁性线Fe I 7090.4 A的光谱使我们能够在没有磁污染的情况下测量多普勒频移。观察到的线轮廓是不对称的。多普勒频移取决于用于测量的线的部分，这表明即使使用我们的角分辨率，半影的速度结构仍然是未解决的。如果两个分量的速度在零和几公里/秒之间的分辨率元素共存，所观察到的线轮廓被正确地再现。使用多普勒频移在固定的线的深度，我们发现一个本地的相关性之间的上升流和明亮的结构，和下降流和黑暗的结构。这种关联并不是外半影所特有的，但它也发生在内半影中。这种相关性的存在最初是由Beckers和Schroter（1969）报道的，它暗示了半影中对流的能量传输。
The multi-component field topology of sunspot penumbrae - A diagnostic tool for spectropolarimetric measurements
背景：太阳黑子的半影区拥有高度结构化的磁场和磁场流。移动通量管模型提供了几个观察到的现象，如Evershed效应和明亮的半影颗粒的解释。目的：可以从分光偏振观测中提取大量信息。为了推断太阳黑子半影区的磁场结构，必须进行详细的正演模拟。一方面，它使人们能够深入了解各种谱线对不同物理场景的敏感性。另一方面，它是指导反演技术的一个非常有用的工具。在这项工作中，我们提出了一个广义的三维几何模型，嵌入一个任意形状的磁通管在分层磁化大气。方法：新的半解析几何模型作为前端的偏振辐射转移代码。该模型的优点是保留了通量管边界上物理参数的不连续性。这对于出现的斯托克斯轮廓的详细形状和由此产生的净圆偏振（NCP）是重要的。结果：（a）外半影区的下降气流倾斜度必须小于约15度。(b)观测Fe I 1564.8 nm谱线中太阳黑子边缘侧的NCP提供了一种有希望的方法来识别流动通道中的降低的磁场强度。(c)背景大气的选择可以显着影响的形状的斯托克斯配置文件，但不会改变全球特性的NCP曲线的测试大气模式。
On the fine structure of the sunspot penumbrae. III The vertical extension of penumbral filaments
在本文中，我们研究的半影的精细结构推断从未梳模型（磁通管嵌入在一个磁性的环境）时，适用于半影光谱偏振数据从中性铁线在6300欧姆。反演推断出与Fe I 1.56 $μ$ m线的反演结果非常相似的物理量（LOS速度、磁场强度等）的径向依赖性。此外，可见谱线所表现出的大的斯托克斯$V$面积不对称性有助于限制半影通量管的尺寸。正如我们在这里所展示的，未梳模型能够以惊人的精度再现面积不对称性，返回垂直方向厚达100-300公里的通量管，与以前的研究结果非常一致。
Detection of sea-serpent field lines in sunspot penumbrae
我们调查的空间分布的磁极性在半影的一个点观察非常接近磁盘中心。高空间分辨率，高节奏的磁图采取的窄带滤波器成像仪在本研究中使用。他们提供了连续和稳定的测量光球Fe I 630.25线长时间。我们发现了小规模的，细长的，双极磁结构，出现在半影中间，并径向向外移动穿过半影。它们出现在半影的垂直场之间，并且可以与容纳埃弗谢德流的水平场相关联。它们中的许多穿过外部半影边界，成为太阳黑子护城河中移动的磁性特征。我们确定这些结构的属性，包括它们的大小，自行车，足迹分离，和寿命。两极斑块可以解释为是由海蛇场线产生的，这些场线起源于中间半影，最终以移动的磁性特征的形式离开斑点。这种场线的存在已经从较低角分辨率的分光偏振测量的斯托克斯反演中推断出来，但这是第一次直接成像。我们的观测为半影磁场的未梳理结构提供了又一证据。
The velocity structure of moving magnetic feature pairs around sunspots: support for the U-loop model
利用太阳和日光层天文台（SOHO）的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）记录的资料，追踪了NOAA ARs 8375、0330和9575三个活动区的123对相反磁极性的移动磁特征（MMFs）。在观察时，AR 8375是年轻的，AR 0330成熟，AR 9575腐烂。垂直速度表明，与黑子极性相反的MMF对的元素支持约50-100米秒$^{-1}$的下降流。在AR 8375中，MMF对的负元素和正元素之间的平均多普勒频移差约为150 m s $^{-1}$，在AR 0330中约为100 m s $^{-1}$，在AR 9575中约为20 m s $^{-1}$。这些观测结果与模型一致，即MMF对是从太阳黑子的磁冠发出的U环的一部分。根据这个模型，下降流是由埃弗谢德流返回太阳表面以下引起的。对于AR 8375，MMF的水平速度范围从0.1 km s $^{-1}$到0.7 km s $^{-1}$，平均而言，随着距离MMF诞生地的距离增加，MMF对的速度显著降低（从0.6 km s $^{-1}$到0.35 km s $^{-1}$）。这一结果表明，在MMF流速的变化并不反映护城河流的径向结构，而是内在的MMF对的演变。这一结果也与磁动势对的U环模型一致。我们还发现，MMF对的属性，最引人注目的寿命，取决于父黑子的演化阶段。AR 9575和0330中MMF对的平均寿命分别为0.7小时和1.6小…
