We study chromospheric emission to understand the temperature stratification in the solar chromosphere. We observed the intensity profile of the CaIIH line in a quiet Sun region close to the disk center at the German Vacuum Tower Telescope. We analyze over 10^5 line profiles from inter-network regions. For comparison with the observed profiles, we synthesize spectra for a variety of model atmospheres with a non local thermodynamic equilibrium (NLTE) radiative transfer code. A fraction of about 25% of the observed CaIIH line profiles do not show a measurable emission peak in H_{2v} and H_{2r} wavelength bands (reversal-free). All of the chosen model atmospheres with a temperature rise fail to reproduce such profiles. On the other hand, the synthetic calcium profile of a model atmosphere that has a monotonic decline of the temperature with height shows a reversal-free profile that has much lower intensities than any observed line profile. The observed reversal-free profiles indicate the existence of cool patches in the interior of chromospheric network cells, at least for short time intervals. Our finding is not only in conflict with a full-time hot chromosphere, but also with a very cool chromosphere as found in some dynamic simulations.
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。
The solar chromosphere at high resolution with IBIS. I. New insights from the Ca II 854.2 nm line
（节略）目的：在本文中，我们试图确定在Ca II 854.2 nm谱线上进行的成像光谱学作为高分辨率研究太阳色球层的方法的适用性。研究方法：我们利用单色图像获得的干涉二维光谱仪（IBIS）在多个波长内的Ca II 854.2 nm线和几个安静的地区。我们分析了来自窄带单色图像的形态特性和不同的太阳能功能，如网络点，网络间区域和纤维的平均光谱特性。结果如下：来自安静的太阳目标的光谱特性与固定狭缝光谱观测得到的早期结果完全一致，突出了IBIS获得的光谱信息的可靠性。此外，非常窄的IBIS成像清晰地揭示了Ca II 854.2 nm线的双重性质：它的外翼逐渐采样太阳光球，而核心是一个纯粹的色球指示器。后者显示出丰富的精细结构，包括亮点，类似于Ca II H2 V和K2 V晶粒，以及源自甚至最小磁性元素的原纤维。纤维占据了很大一部分的观察视野，即使在安静的地区，并清楚地勾勒出不同的动力学性质的大气体积，强烈依赖于当地的磁拓扑结构。这突出了一个事实，即1-D模型分层沿垂直方向只能提供一个非常有限的代表性的实际色球物理。
这篇评论分为两部分：一部分是关于色球层线的形成，回答了经常出现的问题“我的线在哪里形成”，另一部分是介绍色球层最先进的图像。在第一部分中，我专门处理的Na D线，Ca II H & K，和Ha的形成。在第二个我显示DOT，IBIS，VALENT，和TRACE图像作为证据，色球层由本质上不同类型的纤维。直来直去的最辣倾斜的部分充满激波，可能有薄的过渡鞘层到日冕等离子体。水平盘旋在“clapotipheric”细胞内部的那些人勾勒出了磁冠，并受到冲击，在最安静的区域最激烈。在积分场紫外光谱法的情况下，H $α$仍然是色球的主要诊断。所需的快节奏轮廓采样成像是对新望远镜技术的重要追求。
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。
Evidence of Shock-Driven Turbulence in the Solar Chromosphere
我们研究了太阳色球的声学特性在高频率制度使用的时间序列的速度测量色球Ca II 854.2 nm线采取的干涉二维光谱仪（IBIS）。我们专注于安静的太阳的行为，应用傅立叶分析，并表征观测的速度增量的概率密度函数（PDF）。我们确认存在显着的振荡波动功率以上的截止频率，并发现它服从幂律分布的频率高达我们的25兆赫奈奎斯特极限。色球PDF是非高斯和不对称的，它们在网络、原纤维和网络间区域中不同。这表明色球层的高频功率并不是简单地从光球层向上传播的短周期波的结果，而是色球层内由截止频率附近的冲击振荡产生的湍流的特征。色球层中这种普遍存在的广泛运动可能对日冕环振荡的激发产生影响。
Observation of a short-lived pattern in the solar chromosphere
在这项工作中，我们研究了太阳色球网络间区域的动力学行为。我们使用一个窄带Lyot滤波器观测了安静太阳的色球层，该滤波器以Ca II K 2v发射峰为中心，带通为0.3A。我们在10秒的节奏下实现了平均0.7”的空间分辨率。在内部网络中，我们发现了一个网格状的图案，其特征在于顶点处的明亮颗粒。该模式的典型空间尺度为1.95”，平均演化时间尺度为53 s，标准差为10 s。我们的结果与最近的三维辐射流体动力学模型的比较意味着所观察到的图案是色球起源。测量到的时间尺度与光球层中的反向颗粒化并不一致，尽管外观相似。网络和网络间结构之间的直接比较表明，它们的典型时间尺度至少相差两倍。在网络间区域存在一个快速演变的小尺度模式，这支持了低色球层是一个高度动态和间歇性现象的观点。
The solar chromosphere at high resolution with IBIS: III. Comparison of Ca II K and Ca II 854.2 nm imaging
在Ca II H、Ca II K和H-α中获得的滤波图经常被用作太阳色球层的诊断。然而，这些不同线路中的典型滤波图之间的巨大差异的外观引起了人们对实际观察到的性质的质疑。我们调查缺乏明显的结构的磁起源，如纤维和斑点在磁盘上的钙II H和K的图像通过直接比较经典的钙II K滤波图的时间序列的光谱分辨钙II 854.2图像的空间和时间序列的干涉二维光谱仪（IBIS），考虑到光谱和空间拖尾的影响。我们发现，缺乏精细的磁性结构的钙II K过滤图，即使与最先进的过滤器，是由于观测效果。然而，在滤波图的时间演化中，纤维的签名仍然存在，特别是在网络元素周围的磁阴影的证据下。然而，钙II K滤波图并不能正确地反映色球层的高频行为。使用相同的分析，我们没有发现显着的色球签名在日出/SOT钙II H安静的太阳过滤图。由H-α和Ca II 854.2提供的图片显示了色球层的重要部分由磁性结构主导，似乎反映了太阳色球层的真实和本质性质。不能在空间或光谱上分辨的数据可能会歪曲色球层的行为.
