Recent observations have revealed that 8% of linear polarization patches in the internetwork quiet Sun are fully embedded in downflows. These are not easily explained with the typical scenarios for the source of internetwork fields which rely on flux emergence from below. We explore using radiative MHD simulations a scenario where magnetic flux is transported from the magnetic canopy overlying the internetwork into the photosphere by means of downward plumes associated with convective overshoot. We find that if a canopy-like magnetic field is present in the simulation, the transport of flux from the canopy is an important process for seeding the photospheric layers of the internetwork with magnetic field. We propose that this mechanism is relevant for the Sun as well, and it could naturally explain the observed internetwork linear polarization patches entirely embedded in downflows.
The solar internetwork. III. Unipolar versus bipolar flux appearance
小尺度互联网（IN）磁场被认为是安静的太阳磁性的主要组成部分。因此，了解它们如何出现在太阳表面至关重要。在这里，我们采用了高分辨率，高灵敏度，长时间的Hinode/NFI磁图序列来分析的外观模式和时空演化的单个IN磁性元素内的超颗粒细胞在磁盘中心。从识别的通量补丁和磁摩擦模拟，我们发现有两个不同的人口的IN通量浓度：单极和双极功能。双极特征往往比单极特征更大更强。它们的寿命也更长，每个特征携带更多的通量。这两种类型的通量集中出现均匀的太阳表面。然而，我们认为，双极功能真正代表了太阳表面新通量的出现，而单极功能似乎是由背景通量的合并形成的。磁双极的出现速度比单极特征更快（68 Mx cm $^{-2}$日$^{-1}$），并提供超颗粒内部检测到的总瞬时IN通量的约70%。
Emergence of internetwork magnetic fields through the solar atmosphere
互联网（IN）磁场是高度动态的，短暂的磁性结构，填充在超颗粒细胞的内部。由于它们遍布太阳，这些小规模的场给太阳表面带来了大量的通量，因此也带来了能量。正因为如此，IN场对于理解安静的太阳（QS）磁性至关重要。然而，它们很弱，产生非常小的偏振信号，这就是为什么它们的特性以及对太阳大气能量学和动力学的影响知之甚少的原因。在这里，我们使用协调，高分辨率，多波长观测获得的瑞典1米太阳望远镜（SST）和\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）遵循的演变中的磁回路，因为它们出现到光球，到达色球层和过渡区。本文研究了总无符号磁通量为$1.9\times10^{18}$、$2.5\times10^{18}$和$5.3\times10^{18}$ ~Mx的三个磁通浮现事件。在\ion{Fe}{1} 6173\/和\ion{Mg}{1} b $_2$ 5173\/磁图中，可以清楚地看到出现的IN双极的足迹出现在光球层中，并穿过太阳大气层上升。我们在色球层\ion{Ca}{2} 8542线上进行的偏振测量首次提供了直接的观测证据，证明IN场能够到达色球层。此外，利用IRIS数据，我们还研究了这些弱场对色球层和过渡区加热的影响。
Quantifying Properties of Photospheric Magnetic Cancellations in the Quiet Sun Internetwork
我们分析了瑞典1米太阳望远镜的分光偏振数据，以研究安静的太阳光球中小尺度磁抵消的物理特性。具体来说，我们看了完整的斯托克斯偏振配置文件沿Fe I 557.6 nm和Fe I 630.1 nm线测量的CRISP成像光谱偏振仪（CRISP）研究时间演变的视线（LOS）磁场在42.5分钟的安静的太阳演变。从这个磁图序列中，我们直观地识别出38个抵消事件。然后，我们使用另一种特征跟踪算法（YAFTA）来表征这些磁抵消的物理特性。我们发现，在每个事件中，磁通量的平均$1.6\times10^{16}$ Mx被抵消，平均抵消率为$3.8\times10^{14}$ Mx s $^{-1}$。推导出的抵消通量与强下行流有关，平均速度为$V_\mathrm{LOS}\approx1.1$ km s $^{-1}$。我们的研究结果表明，每个事件的平均寿命是$9.2$分钟，平均$44.8\%$的初始磁通被取消。我们对磁通量的估计提供了一个下限，因为所研究的磁抵消事件具有非常接近仪器噪声水平的磁场值。我们没有观察到水平磁场的取消网站，因此不能得出结论，事件是否相关的结构，可能会导致磁重联。
Structure and Dynamics of Isolated Internetwork Ca II H Bright Points Observed by Sunrise
我们的目标是改善我们的图片在安静的太阳互联网的低色球层通过调查的强度，水平速度，大小和寿命的变化小亮点（BPs;直径小于0.3弧秒）观察到的Ca II H 3968通带沿其磁场参数，来自光球磁图。对从太阳表面空间分辨率约为100公里的“日出”球载太阳望远镜获得的盘心静日观测的若干高质量时间序列进行了分析，以研究在Ca II H通带观测到的BPs动态及其对光球矢量磁图信号的依赖性。参数，如水平速度，直径，强度和寿命直方图的孤立的互联网和磁性钙II H BP。平均值分别为2.2 km/s、0.2 arcsec（150 km）、1.48平均Ca II H宁静太阳和673 sec。有趣的是，BPs的亮度和水平速度是反相关的。大偏移（脉冲）的水平速度，高达15公里/秒，目前在大多数BP的轨迹。这可能激发出进入色球层甚至日冕的扭折波，我们估计扭折波携带的能量通量为310 W/m^2，足以加热上层，尽管只是少量的。稳定的观测条件的日出和我们的技术，用于识别和跟踪BP，使我们能够确定可靠的参数，这些功能在互联网。因此，我们发现，例如，它们的寿命比我们之前认为的要长得多大的速度也是可靠的，并可能激发扭结波。虽然这些波（勉强）能量足以加热安静的日冕，但我们预计来自网络中较大的磁性元素以及部分互联网络的大量额外贡献。
Migration of Ca II H bright points in the internetwork
太阳低层大气中类磁亮点特征的迁移反映了磁通量的扩散以及它们所处大气层的水平流动。我们分析固有的磁性，孤立的互联网Ca II H MBPs（平均寿命461 +- 9秒）的自行车的轨迹，以获得他们的扩散行为。我们使用免费的高空间和时间分辨率的图像序列的安静的太阳，光盘中心的意见获得的Ca II H 3968通带的日出滤波成像仪（SuFI）船上的日出球载太阳天文台。自动跟踪互联网络中的小MBP。然后计算每个MBP的轨迹并通过扩散指数（γ）和扩散系数（D）来描述。我们进一步探索的扩散指数的分布与蒙特卡罗模拟的帮助。我们发现，在所有MBP上，平均γ = 1.69 ± 0.08，D = 257 ± 32 km^2/s。大多数MBP的轨迹被分类为超扩散，即，γ > 1，所确定的γ是我们所知的迄今为止所获得的最大值。还获得了D与从所有MBP的轨迹确定的时间尺度（τ）之间的直接相关性。我们讨论了一个简单的场景来解释所观察到的相对短寿命的MBP的扩散率，而它们在超颗粒中的小区域内迁移（即，互联网区域）。我们表明，在个别MBPs得到的γ值的分散是由于其有限的寿命。超扩散的MBPs可以很好地描述为随机步行者（由于颗粒演化和粒间湍流）叠加在一个大的系统（背景）的速度，造成颗粒，中粒和超粒流。
Chromospheric heating due to cancellation of quiet Sun internetwork fields
太阳色球层的加热一直是太阳物理学中最重要的问题之一。我们目前的理解是，小规模互联网（IN）磁场作为一种加热剂发挥了重要作用。事实上，光球层中IN磁性元素的抵消可以在色球层和过渡区产生短暂的增亮。这些明亮的结构可能是能量释放和等离子体加热的标志，可能是由IN场线的磁重联驱动的。虽然单个事件预计不会释放大量的能量，但它们对色球层的全球贡献可能是显着的，因为它们在安静的太阳区域无处不在。在本文中，我们研究取消的IN元素，并分析其对平静的太阳大气的能量学和动力学的影响。我们使用高分辨率，多波长，协调观测获得的接口区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST），以确定取消的IN磁通量补丁，并遵循其演变。我们发现，平均而言，这些事件在光球层中的寿命约为3分钟，在色球层和/或过渡区中的寿命约为12分钟。采用多线反演的Mg II H & K线，我们表明，取消产生清晰的签名加热在高层大气层。然而，在SST所能达到的分辨率和灵敏度下，它们的数密度似乎仍然低一个数量级，无法解释全球色球加热。
Three-dimensional Magnetic Field Structure of a Quiet-Sun Region Revealed by Sunrise III/SCIP
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Astronomical Science, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（advanced studies (SOKENDAI) 天体科学系）；Department of Astronomy, The University of Tokyo（东京大学天文学系）；Advanced Research Center for Space Science and Technology, Institute of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学府宇宙科学技术高级研究中心）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马普太阳系研究所）；Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo（东京大学地球行星科学系）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Explorat（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）
Magnetoacoustic Portals in Quiet-Sun Fluxtubes Revealed by Chromospheric Spectropolarimetry with SUNRISE III/SCIP
Kanazawa University（金泽大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（日本高等研究院（SOKENDAI））；Nagoya University（名古屋大学）；National Institute for Fusion Science（核聚变科学国家研究所）
Expansion of magnetic flux concentrations: a comparison of Hinode SOT d ata and models
背景：网络磁场随高度的扩展是磁通管模型的一个基本属性。需要快速膨胀以形成磁性天篷。目的：我们观察到的磁网络元素的膨胀特性的特点，并将它们与薄通量管和片近似，以及磁对流模拟。研究方法：我们使用来自Hinode SOT NFI NaD 1通道和分光偏振仪的数据来研究圆偏振中所见的磁通量浓度随太阳盘面位置的变化。我们比较了观测与合成观测模型的基础上薄通量管近似和磁对流模拟两个不同的上边界条件的磁场（潜在的和垂直的）。结果如下：观测到的圆极化信号的磁通量浓度的变化从单极在磁盘中心的双极附近的边缘，这意味着一个扩大的磁场。所观察到的膨胀同意来自薄通量片和管近似的膨胀性能。磁对流模拟与位场作为上边界条件的磁场也产生双极功能附近的肢体，而模拟与垂直场边界条件没有。结论：在高分辨率的日出观测中看到的近翼表观双极磁特征可以用一个简单的通量片或管模型来解释。这进一步支持了这样一种观点，即尺寸变化很大的磁性特征具有相似的相对膨胀率。这里提出的数值模拟是不太有用的解释膨胀，因为我们感兴趣的诊断是强烈的影响，在纯粹的光球模拟的磁场的上边界条件的选择。
Emergence of small-scale magnetic loops through the quiet solar atmosphere
我们在极小的空间尺度上研究了宁静太阳中磁通量的出现，着重于光球层和色球层之间的磁联系。观测数据包括分光偏振测量和用Hinode卫星和荷兰开放望远镜拍摄的滤光图。我们发现，一个显着的比例存在于互联网络区域的磁通量出现在Ω形回路的形式。出现率为每小时0.02圈/角秒^{-2}，这将为太阳表面带来1.1 x 10^12 Mx s^{-1}角秒^{-2}的新通量。最初，观察到的环是颗粒细胞上方的小块线性极化。不久之后，两个相反极性的足迹在颗粒内部或边缘的圆偏振中变得可见，并开始向相邻的粒间空间移动。足点的方向似乎不遵守黑尔的极性规则。环不断地受到对流运动的冲击，但它们总是保持高度的连贯性。有趣的是，光球层中出现的环有23%到达色球层（69个中有16个）。它们首先在Fe I 630 nm磁图中被检测到，5分钟后在Mg I b 517.3 nm磁图中被检测到。大约8分钟后，其中一些也在Ca II H线核心图像中观察到，其中足点产生小的亮度增强。
Precursor of Sunspot Penumbral Formation discovered with Hinode SOT Observations
我们目前的观测的一个间接的签名，这将有助于了解太阳黑子半影的形成过程。日之出太阳光学望远镜成功地捕捉到了一个太阳黑子从小孔到一个大的发育良好的太阳黑子的整个演化过程，其中半影出现在NOAA活动区11039的一个新兴通量区。我们发现在Ca II H图像中，在本影周围形成半影之前，围绕本影（孔）的环形区（宽度为3”-5”）。半影的发展似乎是为了填补环形区。环形带显示弱磁图信号，意味着那里的磁通量较小或磁场高度倾斜。移动预先存在的环境磁场岛，使其分布在环形区的外边缘，并且不进入该区域。在该区域没有强烈的系统性流动模式，但我们偶尔观察到小的磁通量斑块流出。观测结果表明，环形带不同于黑子沟流区，它代表了色球层的结构。我们的结论是，环形带反映了形成的磁冠覆盖在周围的区域在色球水平的本影，在光球水平的半影形成之前。半影的形成过程需要考虑色球层中的磁场结构。
