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发表信息：
in "Turbulence, Waves, and Instabilities in the Solar Plasma", R. Erdelyi, K. Petrovay, B. Roberts, M. Aschwanden (Editors), Procs. NATO Advanced Research Workshop held in Budapest, Kluwer (Springer), 2003
I review the literature on observational aspects of waves in the solar chromosphere in the first part of this contribution. High-frequency waves are invoked to build elaborate cool-star chromosphere heating theories but have not been detected decisively so far, neither as magnetic modes in network elements nor as acoustic modes in below-the-canopy internetwork regions. Three-minute upward-propagating acoustic shocks are thoroughly established through numerical simulation as the cause of intermittent bright internetwork grains, but their pistoning and their role in the low-chromosphere energy budget remain in debate. Three-minute wave interaction with magnetic canopies is a newer interest, presently progressing through numerical simulation. Three-minute umbral flashes and running penumbral waves seem a similar acoustic-shock phenomenon awaiting numerical simulation. The low-frequency network Doppler modulation remains enigmatic. In the second part, I address low-frequency ultraviolet brightness variations of the internetwork chromosphere in more detail. They contribute about half of the internetwork brightness modulation and presumably figure in cool-star basal flux. They appear to be a mixture of inverse-contrast granular overshoot at small scales and gravity-wave interference at mesogranular scales. I present TRACE evidence for the latter interpretation, and speculate that the low-frequency brightness minima map canopy heights.
The Relation between the Radial Temperature Profile in the Chromosphere and the Solar Spectrum at Centimeter, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths
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。
What do iris observations of Mg II k tell us about the solar plage chromosphere?
我们分析观测的Mg II K线，Mg II UV从属线，和O I 135.6 nm线的接口区域成像光谱仪，以更好地了解太阳斑色球。我们还比较了瑞典1米太阳望远镜的Hα线，Ca II 8542线，太阳动力学天文台/大气成像组件的日冕19.3 nm线的观测。为了了解所观察到的Mg II配置文件，我们比较这些意见的数值实验的结果。在谱斑中发现的单峰或平顶的Mg II K分布意味着在高柱质量和约6500 K的热而致密的色球层处存在一个过渡区。这种情况是支持所观察到的苔藓亮度和填充的配置文件很少或没有自我逆转之间的大规模相关性。在斑中发现的大的翼宽也意味着一个热而致密的色球层，色球层温度急剧上升。Mg II次级谱线中没有发射限制了色球温度和温度升高的高度，而O I 135.6 nm谱线的宽度限制了非热速度为约7 km/s。
High-frequency wave power observed in the solar chromosphere with IBIS and ALMA
我们目前的观测限制太阳色球加热的贡献，从声波频率在5和50兆赫之间。我们利用新墨西哥州邓恩太阳望远镜的观测结果，并补充了2017年4月23日收集的阿塔卡马大型毫米波阵列的观测结果。各种量的功率谱的性质是从Ca II 854.2 nm、H I 656.3 nm的谱线以及1.25 mm和3 mm处的毫米连续谱导出的。（斜率、峰值和白噪声本底）与太阳特征的类型（互联网、网络、谱斑）相关。为了解开的垂直与横向等离子体运动，我们检查两个不同的领域，一个接近磁盘中心和其他接近的肢体。为了推断中色球层的声通量，我们将我们的观测结果与随时间变化的辐射流体动力学RADYN代码的合成观测值进行了比较。我们的研究结果表明，声波携带高达约1千瓦米$^{-2}$的能量通量在中间色球，这是不足以维持安静的色球，相反，以前的出版物。
Vertical Propagation of Acoustic Waves in the Solar Inter-Network as Observed by IRIS
利用界面区成像光谱仪（IRIS）对宁静太阳（QS）的观测，研究了光球过渡区（TR）中声波的传播。我们选取了几条IRIS谱线，包括光球层（Mn { \sc i} 2801.25~ K）、色球层（Mg { \sc ii} k 2796.35~ K）和TR（C { \sc ii} 1334.53~ K），研究了声波在光球层和色球层之间的传播.几分钟的振荡（即，周期为1.6 - 4.0分钟）成功地从光球层传播到色球层，这是由正相位滞后的优势所证实的。然而，在更高的周期制度（即，大于$\approx$ 4.5分钟），则向下传播占主导地位是由负相位滞后所明显的。波的广谱（即，2.5-6.0分钟）从色球层自由向上传播到TR。我们发现只有大约45%的位置（70%）显示色球层和TR之间的相关性。我们的结果表明，色球层/TR内观测到的3分钟振荡的根源位于光球层。观测还表明，5分钟振荡从色球层向下传播。\textbf{However, some locations within QS also show successful propagation of 5 minute oscillations as revealed by positive phase lags, which might be the result of magnetic field}。此外，我们的研究结果清楚地表明，一个显着的权力…
Numerical simulations and observations of Mg II in the solar chromosphere
Mg II h&k线是太阳色球层上部最好的诊断工具之一。这个区域的大气层是特别感兴趣的，因为它是太阳大气层的最低区域，其中磁场在能量和动力学中占主导地位，定义了它的结构。虽然在光球层和色球层中下部非常成功，但数值模型已经产生了与观测结果不匹配的syntheticMg II线。我们提出了一些大规模的模型与磁场拓扑结构的代表安静的太阳，短暂的通量区域和plage，也模型的数值分辨率高，我们超越了MHD的范例。本研究的结果表明，模型与\iris \观测的强度和宽度方面有很大的改善，特别是强调了色球质量负载和捕获模拟中的磁场拓扑结构和演变的重要性。这是除了捕捉小尺度速度场的产生，包括非平衡电离和离子中性相互作用的影响的重要性。理解和建模所有这些影响及其相对重要性是必要的，以重现观察到的光谱特征。
High-resolution observations of the solar photosphere, chromosphere and transition region. A database of coordinated IRIS and SST observations
NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）通过紫外光谱和成像提供太阳大气的高分辨率观测。自2013年6月IRIS发射以来，我们与位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜协调开展了系统观测活动。SST提供了对光球层和色球层的补充性高分辨率观测。SST观测包括光球Fe I线的光谱偏振成像和色球Ca II 8542 A、H-α和Ca II K线的光谱分辨成像。我们提出了一个共同对齐的IRIS和SST数据集的数据库，该数据库对科学界开放供分析。该数据库涵盖了各种目标，包括活动区，太阳黑子，plage，安静的太阳和日冕洞。
Large-amplitude transverse MHD waves prevailing in the H$α$ chromosphere of a solar quiet region revealed by MiHI integrated field spectral observations
The detection of upwardly propagating waves channelling energy from the chromosphere to the low corona
几十年来，人们对太阳大气中的波动运动进行了普遍的观测。最近对空间和地面观测站的改进使重点转向太阳表面较小的磁结构。在本文中，高分辨率的地面数据，使用瑞典1米太阳望远镜的空间和时间的数据相结合的大气成像组件（AIA）的太阳动力学观测（SDO）卫星上分析运行半影波（RPWs）。RPW一直被认为是发生在太阳黑子内的径向波传播。最近的研究表明，它们实际上是向上传播的场向波（UPWs）。在这里，RPWs在太阳能孔内首次被观察到，并被解释为UPWs由于缺乏半影，需要支持RPWs。这些UPW也被观察到co-spatially和co-temporarily内的几个SDO/AIA元素线，采样的过渡区和低电晕。观测到的UPW的水平速度约为17 +-0.5 km s-1，最小垂直速度为42 +-21 km s-1。波的估计能量约为150 W m-2，这是加热安静的太阳日冕所需的下限。这是太阳色球层和低日冕中一种新的、尚未被考虑的波能来源。
