IMaX/Sunrise has recently reported the temporal evolution of highly dynamic and strongly Doppler shifted Stokes V signals in the quiet Sun. We attempt to identify the same quiet-Sun jets in the Hinode spectropolarimeter (SP) data set. We generate combinations of linear polarization magnetograms with blue- and redshifted far-wing circular polarization magnetograms to allow an easy identification of the quiet-Sun jets. The jets are identified in the Hinode data where both red- and blueshifted cases are often found in pairs. They appear next to regions of transverse fields that exhibit quiet-Sun neutral lines. They also have a clear tendency to occur in the outer boundary of the granules. These regions always display highly displaced and anomalous Stokes V profiles. The quiet Sun is pervaded with jets formed when new field regions emerge at granular scales loaded with horizontal field lines that interact with their surroundings. This interaction is suggestive of some form of reconnection of the involved field lines that generates the observed high speed flows.
Rotating Network Jets in the quiet Sun as Observed by IRIS
目的。我们对网络喷流进行了详细的观测分析，以了解它们的运动学，旋转运动和潜在的触发机制。我们分析了安静太阳（QS）的数据。方法.利用IRIS高分辨率成像和光谱观测资料（SJI：Si iv 1400.0 μ m，Raster：Si iv 1393.75 μ m）分析了过渡区（TR）内无所不在的旋转网络喷流。此外，我们还使用了大气成像组件（AIA）机载太阳动态观测（SDO）的观测。结果对51个网络射流进行了统计分析，以了解它们的各种平均特性，例如，视速度（140.16+/-39.41 km/s）、长度（3.16+/-1.18 Mm）、寿命（105.49+/-51.75 s）。Si iv 1393.75高斯线具有次级分量以及其主高斯线，其是由于高速等离子体流（即，网络喷气机）。这些喷流的多普勒速度变化（即，一个边缘上的蓝移和另一个边缘上的红移）表示存在遗传的旋转运动。统计分析预测平均旋转速度（即，\delV）为49.56 km/s。与其他类型的太阳喷流相比，网络喷流具有较高的角速度。结论.网络喷流的特征在TR谱线中根据Si iv 1393.75谱线的次级分量继承。网络喷流的旋转运动是普遍存在的，这是首次报道这类喷流的特征。磁重联似乎是形成这些网络喷流的最有利机制。
Recurrent Coronal Jets and QPPs: Periodic Reconnection and Localized Heating Across Quiet-Sun to Active Regions
Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文观测所）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳）航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Division of Mathematics, School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部数学系）；Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi（瓦拉纳西印度技术学院（贝拿勒斯 Hindu 大学）物理系）
Ubiquitous High Speed Transition Region and Coronal Upflows in the Quiet Sun
我们研究了在典型的太阳宁静区观测到的一系列过渡区（TR）发射线的谱线轮廓。在磁网络区，Si IV 1402 nm，C IV 1548 nm，N V 1238 nm，O VI 1031 nm和Ne VIII 770 nm谱线在发射线轮廓的蓝翼显示出明显的不对称性。我们将TR下部和上部的这些高速上升流解释为最近在谱区上方的低日冕中发现的上升流的安静太阳等效物（Hara等人，2008年）。后者已被证明与高速色球针状体直接相关，这些针状体（部分）被加热到日冕温度，并在为活动区日冕提供热等离子体方面发挥重要作用（DePontieu等人，2009年）。我们发现，一个类似的过程可能占主导地位的安静的太阳网络。我们提供了一个新的解释所观察到的安静的太阳TR发射的色球层和日冕之间的无情的质量传输-从动态的情节加热和质量注入到日冕以及从以前充满，缓慢冷却，日冕等离子体的混合物的发射。对观测到的上升流分量的分析表明，它携带了足够的热等离子体，在宁静日冕的能量和质量平衡中发挥了重要作用。我们确定的温度依赖性的上升流速度来约束的加速和加热机制，驱动这些上升流。我们还表明，这些上升流的时间特性表明，有时会导致准周期信号的一个情节驱动程序。我们认为，至少有一些的准周期性观测日冕成像仪和光谱仪，以前被解释为传播磁声波，而不是这些上升流造成的。
Properties of ubiquitous magnetic reconnection events in the lower solar atmosphere
太阳大气层深处的磁重联会增强巴耳末氢谱线的辐射，这种现象被称为埃勒曼弹。最近的高质量H $β$观测表明，埃勒曼炸弹比以前认为的更常见，估计在任何时候，大约有50万个埃勒曼炸弹存在于安静的太阳中。在这些新的H $β$观测中，我们对安静的太阳埃勒曼炸弹（QSEBs）进行了广泛的统计表征。我们分析了瑞典1米太阳望远镜观测到的安静太阳的1小时数据集，包括H $β$和H $α$线的光谱成像，以及Fe I 617.3 nm的光谱偏振成像。我们总共检测到2809个QSEB。寿命在9 s和20.5 min之间变化，中位数为1.14 min。最大面积范围在0.0016和0.2603 Mm $^2$之间，中位数为0.018 Mm $^2$。一个子集（14%）的QSEB显示H $β$线核心增强。平均而言，线核增亮出现在机翼增亮开始后0.88 min，这些增亮之间的距离为243 km。这导致表观传播速度在$-$ 14.3和+23.5 km s $^{-1}$之间，平均值为+4.4 km $^{-1}$向上传播。平均取向几乎平行于向肢方向。QSEBs几乎均匀地分布在整个视场中，但我们发现空的区域的尺寸的mesogranulation。QSEB更频繁地位于磁网络附近，它们通常更大，寿命更长，更明亮。我们的结论是，QSEB普遍存在于宁静太阳中，除了磁场最弱的中颗粒大小的区域（$B_{\rm{LOS}}\less…
Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
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。
Ubiquitous hundred-Gauss magnetic fields in solar spicules
目的。利用SST对Ca ii 8542 A谱线的高分辨率偏振光谱观测，研究了太阳针状体中的磁场。方法.将弱场近似（WFA）应用于辐射转移方程，得到的方程用于推导磁场（BLOS）的LOS分量。两个限制性条件施加在斯托克斯I和V配置文件在每个像素之前，它们可以用于贝叶斯反演计算其BLOS。结果LOS磁场分量已被推断在六个数据集共计448光谱扫描的Ca ii 8542 A线，并包含活跃区和安静的太阳区域，与数百G的值被大量推断。从统计学的观点来看，在平静的太阳和活跃区域附近的针状体的磁场强度之间似乎没有差别。另一方面，BLOS分布在盘上的值比离边的值小，这一事实可以用盘上结构的色球层叠加效应来解释。我们发现，在太阳黑子附近的针状体有一个磁场极性（即北或南）等于太阳黑子。本文还分析了离边重叠结构对观测到的Stokes I和V参数以及由WFA得到的BLOS的影响。发现该值等于或小于两种结构的最大LOS磁场分量。此外，使用随机BLOS，多普勒速度和线强度的这两种结构导致在~50%的情况下，斯托克斯I和V参数不适合与WFA一起使用。结论.我们的研究结果提出了一个不足的LOS磁场分量小于约50 G，这不能被视为证据反对这些磁场强度的存在，在针状。
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
Probing deep photospheric layers of the quiet Sun with high magnetic sensitivity
上下文夫琅和费谱线中极弱的偏振信号阻碍了对安静太阳磁性的研究。光子噪声、杂散光以及塞曼效应对纵向和横向磁场的系统性不同灵敏度导致了在磁场矢量的强度和角分布方面的有争议的结果。目的。分析了接近1.5 m GREGOR望远镜衍射极限的斯托克斯测量的信息含量。我们考虑了空间杂散光和光子噪声的影响。方法.用GREGOR望远镜上的红外偏振分光仪GRIS对太阳盘中心静区进行了高灵敏度的全斯托克斯测量，获得了深光球区1.56 μm Fe I谱线。噪声统计和斯托克斯V不对称性进行了分析，并比较了类似的数据集的日出分光偏振仪（SOT/SP）。直接根据剖面的形状和强度对全球资源信息系统数据进行了简单的诊断。我们利用磁力线比技术，这是测试对MHD模拟。结果在非常平静的太阳区域，大约80%的GRIS光谱显示出3σ以上的偏振信号。面积和振幅的不对称性与小尺度表面发电机MHD模拟结果一致。磁力线比分析揭示了在10到100高斯范围内的普遍存在的磁性区域，具有一些千高斯场的集中。结论.空间分辨率为0.40”的GRIS分光偏振数据在高空间分辨率扫描和高磁场灵敏度的组合方面是迄今为止唯一的。然而，不可避免的影响，空间杂散光和由此产生的稀释弱斯托克斯配置文件意味着反演技术仍然承担着很高的风险误解的数据。
Determining the Magnetization of the Quiet Sun Photosphere from the Hanle Effect and Surface Dynamo Simulations
安静的太阳光球的大部分被认为是显著磁化的，这是由于在亚分辨率尺度上普遍存在平均强度约<B>为100 G的缠结磁场。这一结论是通过详细的三维（3D）辐射转移模型的Hanle效应在Sr I 4607线，使用微湍流场近似，并假设的概率密度函数的磁场强度的形状是指数。在这里，我们放松这两个近似建模所观察到的散射极化的Hanle效应产生的磁场的三维光球模型产生的（国家的最先进的）磁对流模拟与表面发电机行动。我们发现，在Sr I 4607线中观察到的散射偏振振幅可以解释，只有在增强光球模型的磁场强度后，由一个相当大的比例因子，F=10，这意味着<B>= 130 G在上层光球。我们还认为，为了解释两个Hanle去极化的Sr I 4607线和塞曼信号中观察到的Fe I线，我们需要引入一个高度相关的比例因子，这样，随后<B>= 160 G在低光球和<B>= 130 G在上层光球。
