Recent observations of sunspot light-bridges have shed new light on the fact that they are often associated with significant chromospheric activity. In particular chromospheric jets (Shimizu et al. 2009) persisting over a period of days have been identifies, sometimes associated with large downflows at the photospheric level (Louis et al. 2009). One possible explanation for this activity is reconnection low in the atmosphere. Light-bridges have also been associated with a constant brightness enhancement in the 1600 angstroms passband of TRACE, and the heating of 1 MK loops. Using data from EIS, SOT and STEREO EUVI we investigate the response of the transition region and lower corona to the presence of a light-bridge and specific periods of chromospheric activity.
Three-dimensional magnetic structure of a sunspot: comparison of the photosphere and upper chromosphere
我们调查的磁场的太阳黑子在上色球层，并比较它的领域的光球属性。我们用安装在德国真空塔望远镜（VTT）上的Tenrife红外偏振仪-2（TIP-2）对活动区NOAA 11124的主要前沿黑子进行了为期两天的观测。通过对He I三重态在1083.0 nm处的斯托克斯光谱反演，得到了上色球层的磁场矢量。为了与光球层进行比较，我们应用了Si I 1082.71 nm和Ca I 1083.34 nm线的高度依赖反转。我们发现，在上层色球的本影磁场强度是由一个1.30-1.65倍的光球相比，低。本影的磁场强度从光球层到上色球层以平均0.5-0.9 G km $^{-1}$的速率减小。两个大气层之间的磁场强度差异从太阳黑子中心到太阳黑子的外边界逐渐减小，而磁场（特别是其水平分量）在黑子外的色球层中更强，这暗示着一个磁冠。太阳黑子的扭曲在两个层中平均是相似的。然而，光球层和色球层之间的差异扭曲迅速增加的外部半影边界。光球层中的磁场矢量相对于太阳表面的水平度比色球层上部高出大约5-20 $^\circ$。在光桥之上，色球层的磁场与本影中的磁场一样强，而光桥的磁场比光球层中的磁场弱大约1 kG。这表明光桥上方有一个尖状的磁场结构。
Convective Nature of Sunspot Penumbral Filaments: Discovery of Downflows in the Deep Photosphere
我们研究了光球层中半影暗条的速度结构，以获得黑子半影对流性质的直接证据。用1米瑞典太阳望远镜在深光球C I 5380吸收线上以高空间分辨率观测到一个太阳黑子。采用多目标多帧盲解卷积（MOMFBD）方法进行图像复原，滤除杂散光。我们在这里报告的发现，在太阳黑子半影细丝的多个位置的C I 5380的红移线。例如，明亮的暗条头部显示出更大的蓝移，周围是更暗的红移区域，暗示着翻转对流。细长的下行通道也位于明亮的半影原纤维旁边。我们的研究结果提供了最有力的证据，但在半影灯丝翻转对流的存在，并强调需要观察最深的层的半影，以揭示能量传输过程发生在那里。
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
Oscillations Above Sunspots and Faculae: Height Stratification and Relation to Coronal Fan Structure
利用太阳动力学观测站（SDO）的观测资料和地面观测资料，研究了两个黑子和两个光斑区的振荡特性。目的是研究太阳黑子和光斑上方不同频率的空间分布特征及其对磁场特征的依赖性，并最有效地探测从深光球层到达日冕的振荡。我们利用快速傅立叶变换和Morlet小波对强度和多普勒速度变化进行频率滤波，追踪了从光球到色球和日冕的传播。低频（1-2兆赫）振荡的空间分布很好地勾勒出了太阳黑子和光斑上方日冕（Fe IX 171线）中的扇环结构。高频振荡（5-7 mHz）集中在光球本影边界内的碎片中，并靠近光斑区域中心。这意味着，大多数日冕环的上部，从光球传输低频振荡，坐在铁IX 171线形成层。我们使用的主频与距离重心的关系，以估计在较高的层，这对直接磁场测量造成了困难的磁管倾斜角。根据我们的计算，这个角度在本影边界周围的过渡区域大约是40度。在Fe IX 171谱线形成层日冕环上部测得的相速度，黑子达到100-150 km/s，光斑达到50-100 km/s。
Back Reaction of the Untwisting Solar Corona Scars Sunspots
Sorbonne Université, Observatoire de Paris-PSL, École Polytechnique, IP Paris, CNRS（索邦大学，巴黎天文台-PSL，巴黎综合理工学院，巴黎理工学院，法国国家科学研究中心）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, Nanjing, China（南京大学天文与空间科学学院）；Laboratoire de Physique des Plasmas, Paris, France（等离子体物理实验室）
Chromospheric resonances above sunspots and potential seismological applications
太阳黑子本影的振荡在光球层和色球层表现出明显的差异。我们评估了两个相互竞争的情况下提出的解释这些意见：色球谐振腔和波从光球层上层大气层。我们采用数值模拟来分析这两种模型中的振荡。并与低色球层（Na I D2）和高色球层（He I 10830）的观测结果进行了比较。谐振腔的节点可以被检测为相位跳变或功率骤降，尽管后者的识别不足以声称谐振的存在。与此相反，速度和温度波动之间的相位差揭示了驻波，并明确地证明了存在的声学谐振器以上的阴影。我们的研究结果提供了一种新的地震方法来探测活动区色球通过检测共振节点。
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
Synchronized Observations of Bright Points from the Solar Photosphere to Corona
太阳大气中最重要的特征之一是磁网络及其与过渡区（TR）和日冕亮度的关系。了解能量是如何进入日冕的，以及它是如何沿着深光球层和色球层之间的磁力线穿过TR和日冕的。一个很好的运输代理是界面区域成像光谱仪光栅扫描和成像观测近紫外和远紫外发射通道，具有高时空分辨率。在这项研究中，我们专注于与IRIS观察到的安静的太阳。Si IV、C II和Mg II k线的高信噪比和强发射强度的数据在TR亮网点中显示出高相关性。将IRIS强度图和多普勒图的结果与太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的结果进行了比较。平均网络强度剖面显示出与AIA日冕通道的强相关性。此外，我们应用HMI的磁网络同步观测，发现太阳大气层各级网络亮点之间存在很强的关系。这些网络元素的特征表现出高多普勒速度区域和大的磁特征。日冕亮点发射的占主导地位的部分，伴随着光球中的磁源，表明磁场集中在网络rophiles可以帮助内外太阳大气之间的耦合。
Chromospheric and photospheric properties of sunspots as inferred from Stokes inversions under magneto-hydrostatic and non-local-thermodynamic equilibrium
Institut für Sonnenphysik（太阳物理研究所）；Institute for Solar Physics, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文 Leibniz 研究所）；ETH Zürich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（意大利瑞士大学信息学院阿尔多和塞莱达科太阳研究所以及研究所）
Upper Chromospheric Magnetic Field of a Sunspot Penumbra: Observations of Fine Structure
本文将探讨上色球层黑子半影磁场的精细结构，并与光球层的磁场进行比较。高空间分辨率分光偏振观测是用1.5米的GREGOR望远镜使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）记录的。观测到的谱域包括色球上部He I三重态（1083.0 nm）和光球Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线。在Milne-Eddington型大气模型下，通过反演He I三重态得到了色球上层磁场。对Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线进行了与高度相关的反演，得到了光球磁场。我们发现磁场的倾角在光球层和上色球层都表现出方位角方向的变化。色球层的变化与光球场倾角的变化非常吻合，并且与半影光球层中众所周知的脊和脊间结构相似。发现上色球层磁场倾角的典型峰-峰变化为10-15度，即，大约是光球层变化的一半。相反，观测到的半影的磁场强度在上色球层的小空间尺度上并没有表现出变化。由于高空间分辨率的观测可能与格雷戈里望远镜在1.08微米，我们发现，突出的小尺度波动的磁场倾斜，这是一个显着的一部分，太阳黑子半影光球的属性，也坚持在色球层，虽然在有些减少的幅度。这种复杂的磁结构可能会促进半影色球动力学现象，如半影微喷流或瞬态亮点。
Direct measurement results of the time lag of LOS-velocity oscillations between two heights in solar faculae and sunspots
我们提出了一个调查的视线（LOS）的速度振荡的太阳光斑和黑子。为了研究色球振荡与光球振荡之间的相位关系，我们测量了一组谱线对中若干光斑和黑子的色球信号相对于光球信号的时滞。对于不同的对象，测量的时间滞后是不同的。对于SiI 10827-HeI 10830对，光斑中5分钟带内振荡之间的平均测量延迟为50 s;对于FeI 6569-H-alpha 6563对，平均延迟为20 s;对于FeI 4551-BaII 4554对，平均延迟为7 s;对于SiI 8536-CaII 8542对，平均延迟为20 s。对于太阳黑子本影中3分钟波段的振荡，Si I 10827-He I 10830对的平均延迟为55秒; Fe I 6569-H-α 6563对的平均延迟无法确定; Fe I 4551-Ba II 4554对的平均延迟为6秒; Si I 8536-Ca II 8542对的平均延迟为21秒。测得的延迟对应于波的传播速度，该速度明显超过光球层中通常采用的声速。这就提出了这些振荡的起源问题。不排除我们处理慢磁流体波的可能性。
A closer look at a coronal loop rooted in a sunspot umbra
太阳日冕中的极紫外线（EUV）和X射线环连接着磁场活动增强的区域，但它们通常不会植根于太阳黑子的黑暗阴影中，因为那里发现的强磁场抑制了对流。这意味着，只要没有光桥或本影点，进入高层大气的磁能坡印廷通量在本影内就不重要。在这里，我们报告了一个罕见的观测日冕环植根于黑暗的本影的太阳黑子没有任何痕迹的光桥或本影点。我们使用的狭缝颚图像和光谱数据从IRIS和集中的线配置文件的O IV和Si IV，显示持久的强红移成分的循环植根于本影。利用O-IV的比值，我们可以估计密度，从而研究质量通量。通过AIA的EUV通道提供这些观测的日冕背景和温度诊断。日冕环，嵌入在较冷的下降流，主机超音速下降流。超过100公里秒的速度$^{-1}$是在相同的数量级的过渡区线的O IV和Si IV，甚至可以看到在色球Mg II线的速度相当。在足点$1"$内的投影距离处，我们看到激波过渡到较小的下降流速度，约为15 km s $^{-1}$，这与静止等温激波的质量守恒是一致的。我们没有看到能量输入到环中的直接证据，因为环植根于本影的黑暗均匀部分，附近没有光桥或本影点。因此，人们可能会得出结论，我们看到的是从循环另一端的足点驱动的虹吸流。然而，对于最终结果，需要在另一个足点处具有类似质量的数据，但这太远而不能被IRIS视场覆盖。
Chromospheric mass motions and intrinsic sunspot rotations for NOAA Active Regions 10484, 10486, and 10488 using ISOON data
这项工作利用改进的太阳观测光学网络（ISOON：Neidig et al. 2003）连续谱（630.2 nm）和Hα（656.2 nm）数据：1）探测和测量光球和色球层中发生的太阳黑子旋转，2）识别和测量色球暗条质量运动，3）评估任何大尺度光球和色球质量耦合。2003年10月27日至29日，使用Brown等人（2003年）的技术得到的重要结果表明，10月29日NOAA AR 10486中的两个大太阳黑子之间存在显著的反向旋转，以及10月27日NOAA AR 10484中的离散暗条质量运动，这似乎与至少一次C级太阳耀斑有关。
