一个众所周知的结果是，太阳光球层中的磁场会逐渐降低五分钟振荡的功率。许多作者指出，这一事实可能是由于许多过程的复杂相互作用：不透明效应，MHD模式转换和内在的降低声发射率在强磁场。虽然五分钟振荡是光球层的主要成分，但已经表明色球层高度反过来又由三分钟振荡主导。两个主要的理论已被提出来解释它们的存在的基础上，在大气腔中的谐振滤波和非线性相互作用。在这项工作中，我们表明，通过分析IBIS观测的太阳孔在光球Fe I 617.3 nm线，三分钟波已经存在于形成的高度，这条线，其振幅取决于磁场强度，并严格限制在本影区域。
英文摘要：
It is a well-known result that the power of five-minute oscillations is progressively reduced by magnetic fields in the solar photosphere. Many authors have pointed out that this fact could be due to a complex interaction of many processes: opacity effects, MHD mode conversion and intrinsic reduced acoustic emissivity in strong magnetic fields. While five-minute oscillations are the dominant component in the photosphere, it has been shown that chromospheric heights are in turn dominated by three-minute oscillations. Two main theories have been proposed to explain their presence based upon resonance filtering in the atmospheric cavity and non linear interactions. In this work we show, through the analysis of IBIS observations of a solar pore in the photospheric Fe I 617.3 nm line, that three-minute waves are already present at the height of formation of this line and that their amplitude depends on the magnetic field strength and is strictly confined in the umbral region.
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…
Statistics of convective collapse events in the photosphere and chromosphere observed with the Hinode SOT
目标。对流坍缩是一种理论上预测的过程，它会增强太阳大气层中现有的弱磁场，Nagata等人（2008年）首次使用日之出卫星的高分辨率太阳光学望远镜（SOT）在一次事件中直接观测到了这一过程。使用同一台太空望远镜，我们对对流坍缩事件进行了统计分析。方法.我们的数据集包括高分辨率时间序列的偏振光谱扫描的两个铁线形成在低光球层和过滤器的图像在Mg I B 2和Ca II H，谱线，形成在高光球层和低色球层，分别。因此，我们能够研究对流坍缩事件对高光球层和色球层的影响。用MERLIN Milne-Eddington反演程序得到了全Stokes剖面的物理参数。结果我们发现，在所有的情况下，该事件是伴随着一个连续的亮点，几乎总是由增亮的钙II H图像。镁多普勒图在镁多普勒图的视场内发生的事件中的约四分之三中表现出强的下行流。对于49个事件中的每一个，我们确定了持续时间，最大光球下降流，场强增加和大小。我们发现事件持续时间约为10分钟，磁性元素半径约为0.43弧秒和0.35弧秒，事件发生前后，分别和高达1.65千克的磁场强度。
A statistical Analysis of Magnetic Field Changes in the Photosphere During Solar Flares Using High-cadence Vector Magnetograms and Their Association with Flare Ribbons
Oscillations in the Solar Faculae. III. The Phase Relations between Chromospheric and Photospheric LOS Velocities
对9个太阳光斑的视向速度振荡进行了分析，目的是研究色球层（He i 10830 A线）和光球层（Si i 10827 A线）5分钟振荡的位相关系。我们发现色球信号相对于光球信号的时滞在-12到100秒之间，平均约为50秒，我们认为观测到的小时滞有三种可能的解释：（1）He i 10830 A和Si i 10827 A的形成能级在光斑中的会聚，（2）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（3）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（4）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（5）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加。iii）驻波和行波的同时存在。
A study of sunspot 3 minute oscillations using ALMA and GST
波和振荡是重要的太阳现象，不仅因为它们可以在色球层中传播和耗散能量，还因为它们携带了关于它们传播的大气结构的信息。在太阳黑子本影区观察到的三分钟振荡的性质被认为是磁流体动力学（MHD）波从光球层以下向上传播的影响。我们提出了一个研究太阳黑子振荡和波传播在NOAA AR 12470使用约一个小时长的数据集获得的2015年12月17日由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），古德太阳望远镜（GST）在大熊太阳天文台（BBSO），大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO），界面区成像光谱仪（IRIS）ALMA的数据是独一无二的，它提供了太阳黑子色球层直接温度测量的时间序列。ALMA图像的两秒节奏使我们能够很好地解决色球层中典型的太阳黑子振荡的三分钟周期。傅立叶分析应用于ALMA频带3（$\sim$ 100 GHz，$\sim$ 3 mm）和GST H $α$数据集以获得功率谱以及振荡相位信息。我们分析了波的传播特性，结合多个波长，探测太阳大气的物理参数在不同的高度。我们发现，ALMA的温度波动与预期的传播声波是一致的，轻微的不对称性表明非线性陡峭。
Variability of Solar Five-Minute Oscillations in the Corona as Observed by the Extreme Ultraviolet Spectrophotometer (ESP) on the Solar Dynamics Observatory Extreme Ultraviolet Variability Experiment (SDO/EVE)
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。
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。
Characterization of white-light enhancements under umbral conditions in one-dimensional simulations of solar flares
University of Oslo（奥斯陆大学）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）
Propagation of Waves above a Plage as Observed by IRIS and SDO
上下文MHD波被认为是从光球层中传输足够的能量来加热过渡区和日冕。然而，这些波的各个方面，如它们的性质，传播特性和在大气加热过程中的作用仍然知之甚少，是一个进一步调查的问题。目的。我们的目标是调查波传播的活动区（AR）plage使用IRIS和AIA的观测。主要的动机是了解光球和TR振荡之间的关系。我们计划确定的位置，在plage区的磁通量管基本上是垂直的，并进一步了解这些波的传播和性质。方法.我们使用了AIA的光球观测（即，AIA 1700 mm）以及TR成像观察（IRIS/SJI Si iv 1400.0 mm）。我们已经使用小波分析研究了波从光球到TR的传播（例如，交叉功率、相干性和相位差），包括定制的噪声模型。结果快速傅立叶变换（FFT）给出了光球层和TR高度上的波功率分布.周期在2.0- 9.0分钟之间的波似乎与光球和TR之间相关。我们利用定制的噪声模型来估计IRIS观测的95%置信水平。基于TR中的声速和估计的传播速度，这些波最好被解释为慢磁声波（SMAW）。结果发现，几乎所有的位置显示相关/传播的波在广泛的范围内的周期从光球TR。这表明，波的相关性/传播空间出现频率是非常高的谱区内。
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。
Magnetic and dynamical photospheric disturbances observed during an M3.2 solar flare
这封信报告了一组全斯托克斯光谱偏振观测在近红外He I 10830 A光谱区，涵盖前，耀斑，和耀斑后阶段的M3.2类太阳耀斑。该耀斑起源于2013年5月17日，属于活动区NOAA 11748。我们在耀斑中探测到强烈的He I 10830 A辐射。He I三重态的红色分量的峰值与连续谱的强度比约为1.86。在耀斑期间，He I Stokes V比通常较大的Si I Stokes V剖面大得多，并且出现反转。四个Stokes剖面的光球Si I反演揭示了以下几个方面：（1）耀斑相期间光球中的磁场强度比耀斑前相减小甚至消失。然而，这种下降并不是永久性的。在耀斑之后，磁场在短时间内恢复其耀斑前的配置（即，在耀斑后30分钟内）。(2)在光球中，在耀斑爆发之前，视线速度表现出规则的颗粒状向上和向下流动模式。在耀斑期间，上升气流（蓝移）控制着耀斑产生的区域。已分别推导出深光球层和高光球层中~ $10^{-3}$和~ $10^{-4}$ g cm $^{-2}$ s $^{-1}$的蒸发率，它们能在大约400秒内使色球层密度增加两倍。
Ca II K Spectral Study of an Emerging Flux Region using Domeless Solar Telescope in Hida Observatory
与飞田天文台和Hinode卫星合作对一个新兴通量区进行了观测。由飞田天文台的圆顶太阳望远镜拍摄的连续的Ca II K光谱日像图。Hinode观察到新兴的通量区域与Ca II H和Fe I斯托克斯IQUV过滤图。在这项研究中，详细的动力学和时间演化的磁通量出现的观测研究。这一事件首先是在光球磁场信号中探测到的。3分钟后，检测到暗区的水平扩展。在水平膨胀后7 min，色球层高度上出现了最大上升速度为2.1km/s的环。观测到的从光球层到上色球层的出射磁通量的动力学与以前的模拟工作的结果是一致的。我们的观测证实了弱磁场下磁通管的逐渐上升阶段。
Investigation of the magnetic and temperature sensitivity of the Stokes parameters of absorption lines in the solar photosphere
在温度，压力，微湍流速度和磁场强度的扰动的响应函数进行了计算的斯托克斯参数配置文件的线Fe I 525.06，525.02和Fe II 614.92 nm。采用Grossmann-Doerth、Larsson和Solanki（1988）提出的程序。我们表明，抑郁症的响应函数不仅可以用来确定的深度，在物理条件的变化影响最有效的吸收和发射的连续和线，但估计响应的斯托克斯配置文件以及。响应是使用敏感度指标估计的，敏感度指标是作为所有光球层响应函数的积分计算的。在高激发和电离势的谱线上，如O I、C I、Fe II谱线，发现了斯托克斯谱线的反常温度敏感性。随着温度的升高，这些谱线的凹陷度增大而不是减小。斯托克斯剖面的磁灵敏度主要取决于磁场条件。在弱场和中场条件下，对于朗德因子、波长和等效宽度值较大的光球线，V剖面的响应最大。灵敏度指标的计算结果，连同磁和温度增强的指数的磁力线。
Rapid Enhancement of Sheared Evershed Flow Along the Neutral Line Associated with an X6.5 Flare Observed by Hinode
本文介绍了2006年12月6日由Hinode/SOT获得的NOAA AR 10930的G波段和Ca II H观测结果，其中包括一个X6.5耀斑。采用局部相关跟踪（LCT）技术，对经透视缩短校正的G波段图像序列进行处理，获取了该复杂的β-γ-δ活动区的水平自行。利用连续的高质量、空间和时间分辨率的G波段数据，我们不仅证实了外半影的快速衰减和中心结构在耀斑中性线附近的变暗，而且第一次明确地检测到剪切Evershed流的增强，（平均水平流速从330 ± 3.1 m/s增加到403 ± 4.6 m/s）。耀斑后的Ca II H图像表明，原本在中性线两侧呈扇形分布的场线被连接起来。由于半影结构和Evershed流与光球磁倾角或水平场强度密切相关，我们将黑子结构和表面流的快速变化解释为耀斑引起的磁场重组的结果。磁场由向外成扇形变为向内连接，导致外半影衰减，同时，在耀斑中性线附近的磁场变得更加水平，导致那里的Evershed流更强。中性线附近水平磁场增强的推断与最近的磁观测和耀斑引起的光球磁场变化的理论预测是一致的。
