宁静太阳大气小尺度结构探测的最新进展：涡旋流、水平磁场和Stokes-V线比方法

关于宁静太阳中出现的磁环的偏振特征

On the polarimetric signature of emerging magnetic loops in the quiet-Sun

在欧米茄形磁回路出现的位置处，斯托克斯V型剖面的丰度由一个瓣占主导地位。出现事件出现在太阳宁静区的日出SOT/SP时间序列中。这样的研究的目的是确认一个预测的基础上出现的磁环的基本几何和物理特性：斯托克斯V型配置文件为主的一个瓣可能是这些结构的主要极化签名。与这一预测相一致，47%的斯托克斯V剖面分析具有大于0.3的无符号振幅不对称性，而在安静太阳中，丰度约为30%。无论振幅不对称性的阈值是什么，都发现相对于安静太阳的这种过剩是一致的。这样的结果证明了迄今为止提出的用于解释环出现事件的物理方案的优点，并可能促使使用由一个波瓣主导的Stokes V剖面作为一个新的代理，用于在具有良好光谱采样的观测中识别它们。

宁静太阳中HINODE SOT/SP观测到的Stokes V剖面的不对称性

Asymmetries of the Stokes V profiles observed by HINODE SOT/SP in the quiet Sun

我们提出的第一个分类的SOT/SP圆偏振测量的目的是突出详尽的斯托克斯V形出现从安静的太阳的整个品种。k-means用于分类在安静的Sun网络和互联网络（IN）中观察到的HINODE SOT/SP Stokes V轮廓。我们分析了一个302 × 162平方角秒的视野（FOV），可以被认为是一个完整的样本，安静的太阳测量进行在磁盘中心与0.32角秒角分辨率和0.001偏振灵敏度。这样的分类允许我们将整个数据集划分为类，每个类由聚类配置文件表示，即，这是班上的平均水平。来自分析的35个集群配置文件的集合完全表征SOT/SP安静太阳测量。网络和IN配置文件形状之间的分离是明显的-网络中的类不存在于IN中，反之亦然。非对称剖面约占剖面总数的93%。其中，约34%的轮廓是强非对称轮廓，并且它们可以被分为三个家族：蓝瓣轮廓、红瓣轮廓和类Q轮廓。蓝瓣的配置文件往往与上升流（颗粒），而红色的瓣和Q型的出现在下降流（粒间通道）。需要考虑不同于均匀磁化的米尔恩-爱丁顿（ME）大气的模型大气来解释这种分布，即，其特征在于磁场中的梯度和/或不连续性以及沿着视线（LOS）的速度。

日出三号观测中宁静太阳网络内的水平磁场占主导：来自传统反演与基于Transformer的反演的证据

Horizontal Magnetic Fields Dominate the Weak Field Quiet Sun in Sunrise III Observations. Evidence from Traditional and Transformer-Based Inversions

该研究针对宁静太阳网络内水平与垂直磁场占比的争议，通过将基于Transformer的SINN反演与传统DeSIRe反演应用于Sunrise III/SCIP观测数据，证实宁静太阳网络内水平磁场显著占优，且基于Transformer的反演可高效迁移至真实观测。

宁静太阳中的普适线偏振信号

Pervasive Linear Polarization Signals in the Quiet Sun

本文利用超深偏振光谱数据研究了宁静太阳网络中线偏振信号的分布。我们减少噪音的意见，尽可能多的是可行的，通过增加单缝测量塞曼敏感的Fe I 630 nm线所采取的日出分光偏振仪。积分斯托克斯光谱用于确定由线偏振信号覆盖的视场的分数。我们发现，在盘中心，高达69%的安静太阳表面显示出振幅大于0.032%的斯托克斯Q或U轮廓（是较长积分所达到的7 x 10^{-5}噪声水平的4.5倍）。在大多数安静的太阳中，仅仅存在线性偏振就意味着弱的网络间场必须高度倾斜，但是我们通过将这些像素与斯托克斯Q或U信号反转来量化这一点。这允许场倾斜、场强度和场方位角的精确确定，因为同时使用所有四个斯托克斯光谱所携带的信息。在1.3 x 10^{-4}的噪声水平下，对53%的观测视场进行反演。因此，导出的磁场分布代表了安静的太阳互联网的一半以上。我们的研究结果证实了从以前的分析中得出的结论，主要使用斯托克斯I和V：互联网络领域是非常倾斜的，但除了在方位角，他们似乎不是各向同性分布。

太阳盘中心平静区Ca~{ \sc ii}~8542 Stokes分布的理论和观测比较

Comparison of theoretical and observed Ca~{\sc ii}~8542 Stokes profiles in quiet regions at the centre of the solar disc

解释在太阳色球层安静区域观测到的斯托克斯剖面是一项具有挑战性的任务。Stokes Q和U分布主要由散射偏振和Hanle效应控制，并且这些过程只有在考虑3D辐射转移效应的情况下才能被正确地量化。使用三维模型大气对谱线的强度和偏振进行前向建模是一种合适的方法，以便在统计上比较理论和观测到的谱线轮廓。我们的目的是提出新的观察Ca 8542线轮廓在一个安静的区域在太阳圆盘的中心，并定量地比较它们与理论斯托克斯配置文件。我们的目的是评估的可靠性的三维模式大气不仅使用线强度，但斯托克斯参数的全矢量。我们使用的数据与ZIMPOL仪器在IRSOL和比较的观测与PORTA辐射转移代码计算的理论配置文件，作为太阳能模型大气的3D快照从辐射磁流体动力学模拟。对合成图谱进行降解，以匹配仪器和观察条件。Ca 8542线的退化理论轮廓定性地与观测到的相似。我们确认，有一个根本的区别，在所有的斯托克斯配置文件的宽度：观察到的线比理论线宽。我们发现观测到的剖面的振幅比理论剖面的振幅要大，这表明色球层中的对称性破缺效应比模式大气中的强。这意味着，温度，速度，和磁场强度和方向的等值面在太阳色球层中比目前可用的3D辐射磁流体力学模拟更波纹。

推断宁静太阳中的磁场矢量。III。Stokes剖面的圆盘变化与磁场的各向同性

Inferring the magnetic field vector in the quiet Sun. III. Disk variation of the Stokes profiles and isotropism of the magnetic field

利用Hinode/SP仪器记录的不同纬度的高质量数据（以安静太阳强度为单位的噪声水平$σ\approx 3\times 10^{-4}$）研究了太阳互联网中磁场矢量的角分布。我们不是应用传统的辐射转移方程的反演代码来反演太阳表面上每个空间点的磁场矢量并研究由此产生的磁场矢量的分布，而是推测磁场矢量的理论分布函数并使用它来获得Stokes轮廓的理论直方图。然后将这些直方图与观察到的直方图进行比较。它们之间的任何不匹配都归因于磁场矢量的理论分布，随后对其进行了修改，以产生与观察到的直方图更好的拟合。用这种方法，我们发现，斯托克斯配置文件与以上$2\times 10^{-3}$（在连续强度的单位）的信号不能被解释的磁场矢量的各向同性分布。我们还发现，在不同的纬度观察到的斯托克斯配置文件的直方图之间的差异不能解释的视线的影响。然而，它们可以用磁场矢量的分布来解释，这种分布随纬度而变化。我们注意到，这些结果是基于一系列的假设，虽然本文简要讨论，需要在未来更详细地考虑。

无处不在的宁静太阳喷流

Ubiquitous quiet-Sun jets

IMaX/日出最近报道了安静太阳中高度动态和强烈多普勒频移的斯托克斯V信号的时间演化。我们试图确定相同的安静的太阳喷流在日出分光偏振仪（SP）的数据集。我们产生的线性偏振磁图与蓝移和红移远翼圆偏振磁图的组合，让一个简单的识别安静的太阳喷流。喷流在Hinode数据中被识别出来，其中红移和蓝移的情况经常成对出现。它们出现在呈现出宁静太阳中性线的横场区域旁边。它们也有明显的倾向于出现在颗粒的外边界。这些地区总是显示高度位移和异常的斯托克斯V剖面。宁静的太阳充满了喷流，这些喷流是在新的场区域以颗粒尺度出现时形成的，这些场区域负载着与周围环境相互作用的水平场线。这种相互作用暗示了产生所观察到的高速流的所涉及的场线的某种形式的重连。

宁静太阳中单瓣圆偏振剖面的研究

Study of single-lobed circular polarization profiles in the quiet Sun

自20世纪70年代以来，人们就知道太阳光球层中出现的圆偏振（斯托克斯V）分布存在不对称性。这些分布要求沿视线存在速度梯度，可能与磁场强度、倾角和/或方位角的梯度相关联。我们的研究集中在斯托克斯V型剖面上，该剖面仅在一个波瓣上显示出极端的不对称性。使用日出分光偏振测量，我们已经进行了统计研究，这些配置文件中的安静的太阳的属性。我们展示了它们的空间分布，它们的主要物理性质，它们与几个物理观测值的关系，以及它们在太阳盘面上的位置。单叶斯托克斯V型剖面约占太阳表面的2%。这是第一次，我们已经观察到他们的时间演变，并已检索的物理条件的大气，他们出现了使用逆代码实现沿视线的大气参数的不连续性。此外，我们使用来自3D磁对流模拟的合成斯托克斯剖面来补充反演结果。合成的单瓣剖面的主要特征与观测的基本一致，支持反演推断的磁性和动力学拓扑结构。结合所有这些不同的分析表明，大多数的单叶斯托克斯V型配置文件的信号来自磁通量出现和/或淹没过程发生在小补丁的光球安静的太阳。

宁静太阳中三叶近红外斯托克斯V廓线

Three-lobed near-infrared Stokes V profiles in the quiet Sun

我们调查了安静的太阳光球的一个区域，在15648埃的Fe I谱线中表现出三瓣的斯托克斯V剖面。这些数据是用附在GREGOR望远镜上的GRIS分光偏振仪获得的。我们的目标是调查负责这些测量的复杂信号的大气的热，运动学和磁特性。利用SIR反演程序从观测到的偏振信号中反演了低层光球的物理参数。我们遵循两种不同的方法。一方面，我们认为多瓣圆极化信号只是由物理参数的视线变化产生的。因此，我们假设单个大气分量占据水平面上的整个分辨率元素，并且物理参数随光学深度而变化（即，视线）。另一方面，我们认为多瓣圆偏振信号不是由物理参数的光学深度变化产生的，而是由它们的水平变化产生的。在这里，我们反转的数据，假设分辨率元素是由两个不同的大气成分，其中的运动学和磁性是恒定的视线。这两种方法都揭示了一些共同的特点，负责观察到的三叶斯托克斯V信号的拓扑结构：一个强（> 1000高斯）和一个非常弱（<10高斯）磁场具有相反的极性和窝藏流动方向相反的方向必须共存（垂直或水平交错）的分辨率元件。

推断宁静太阳中的磁场矢量。II。斯托克斯剖面反演结果的解释

Inferring the magnetic field vector in the quiet Sun. II. Interpreting results from the inversion of Stokes profiles

在以前的论文中，我们认为，斯托克斯配置文件的反演应用于太阳互联网的光谱偏振观测产生不切实际的大值的磁场矢量（$γ$）的倾斜。这是因为斯托克斯$Q$和$U$中的光子噪声被反演码解释为有效信号，这导致横向分量$B_\perp$的高估，从而导致倾角$γ$的高估。然而，我们的研究是基于对线性偏振信号的分析，其特征在于只有不相关的噪声。在本文中，我们进一步发展了这一想法，并研究了斯托克斯$Q$和$U$配置文件，也显示相关噪声的影响。此外，我们将我们的研究扩展到磁场矢量的三个分量，以及磁填充因子$α$。有了这个，我们确认的倾向，高估$γ$反转线性偏振配置文件时，虽然非零，仍然低于噪声水平。我们还建立了高估主要发生在磁场接近垂直的$γ\lesssim 20°$。这表明仅通过分析斯托克斯$I$和$V$不能实现对磁场矢量的倾斜的可靠推断。另外，当反转低于噪声的斯托克斯$Q$和$U$分布时，反转码检索磁场矢量$ϕ$的方位角的随机均匀分布。为了避免这些问题，我们建议只反转斯托克斯轮廓的线性偏振信号是充分高于噪声水平。然而，这种方法也是有偏差的，因为尽管允许从所选斯托克斯分布非常精确地检索磁场矢量，但它仅选择由高度倾斜的磁场产生的分布。

极地与太阳的宁静区不同吗？

Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?

对太阳极区的观测对于了解太阳发电机和太阳风的加速至关重要。我们用“日之”号上太阳光学望远镜的分光偏振仪对北极地区和宁静太阳东翼进行了精确的磁观测，以确定极地地区相对于宁静太阳的特征。极区的千克磁集中的平均面积和总磁通量似乎比宁静太阳的大。在宁静太阳中被归类为垂直的磁场矢量在强度为零附近具有对称的直方图，显示出平衡的正和负通量，而北极区域的直方图明显不对称，显示出负极性的优势。极区的总磁通量大于宁静太阳的总磁通量。相比之下，水平磁场的直方图在极地和平静的太阳之间完全相同。这与水平磁场是由局部发电机过程引起的观点是一致的。一个高分辨率的位场外推表明，大多数的磁场线从千克补丁在极地地区是开放的扇出结构非常低的大气中，而在安静的太阳，几乎所有的磁力线是封闭的。

关于宁静太阳光球中快速上升流的探测

On the detection of fast moving upflows in the quiet solar photosphere

在我们对太阳大气的动力学和能量学的研究中，我们在Hinode SOT/NFI的高质量观测中发现了无处不在的小尺度上升流，这些上升流在安静的太阳中以超音速水平移动。我们提出这些快速移动的上升流（FMU）的属性，并讨论不同的解释。

在平静太阳网络和互联网络中观测到的HINODE SOT/SP非对称斯托克斯轮廓的解释

Interpretation of HINODE SOT/SP asymmetric Stokes profiles observed in quiet Sun network and internetwork

我们提出的第一个解释的斯托克斯轮廓不对称性测量的FeI 630 nm线的SOT/SP，在安静的太阳互联网（IN）和网络区域。反演是在MISMA假设下进行的，其中未分辨的结构被假定为光学薄。我们分析了一个29.52“x31.70”的子场，仔细选择，以代表在磁盘中心的302“x162”安静的太阳视场的属性。反演代码能够以非常令人满意的方式再现所观察到的不对称性。反转代码将25%的反转轮廓解释为来自正极性和负极性共存的像素。KG场强度被发现在网络和IN的光球的底部;在后者的情况下，KG场和hG场都被混合。当考虑光球层中部的磁性时，大多数kG场都消失了，统计数据主要由hG场控制。我们只限制了4.5%的光球的磁场（当涉及所有像素时，这个百分比降低到1.3%，包括那些没有分析的低偏振）。等离子体的其余部分与对检测到的偏振信号没有贡献的弱场的存在一致。全子场和IN区的平均通量密度高于Milne-Eddington反演结果。发现了SOT/SP极化曲线存在较大的不对称性。这些在安静的太阳数据中是不可忽略的。MISMA反演码以令人满意的方式再现了它们，并提供了磁化IN和网络的统计描述，这部分地不同于并补充了迄今为止所获得的结果。由此可见，对线路轮廓形状进行完整解释的重要性。

宁静太阳中碎裂颗粒树的动力学：Hinode/SOT观测与数值模拟的比较

Dynamics of Trees of Fragmenting Granules in the Quiet Sun: Hinode/SOT Observations Compared to Numerical Simulation

我们比较水平速度，垂直磁场和树木的碎片颗粒（TFG，也称为家庭的颗粒）来自安静的太阳在磁盘中心的观测在太阳最低和最高的太阳光学望远镜（SOT板日之出）和最近的三维数值模拟的磁对流的结果。我们使用SOT宽带滤波成像仪（BFI）和窄带滤波成像仪（NFI）记录的具有高空间和时间分辨率的24小时2D视野（FOV）序列。TFG通过连续强度的分割和标记来证明。水平速度由颗粒自行的局部相关跟踪（LCT）获得。Stokes V提供了qline of sight磁场（BLOS）的代理。MHD模拟（独立进行）产生颗粒强度、速度和磁场矢量。我们发现，TFG也在模拟中形成，并表明它能够再现太阳TFG的主要属性：寿命和大小，相关的水平运动，软木塞和扩散指数接近观测。最大的（但不是很多）家庭在这两种情况下，最强的流量和超颗粒和磁网络的形成可能发挥重要作用。我们发现，观测没有发现任何显着的变化之间的TFG太阳极小和极大。

基于新的几何方法的小静太阳磁特征的倾斜

Inclinations of small quiet-Sun magnetic features based on a new geometric approach

据报道，在宁静太阳互联网中，水平磁通量水平很高，这通常是基于斯托克斯剖面反演。本文介绍了一种新的磁元件倾角的推导方法，并用它来反演测试磁场倾角。我们确定一组小，明亮的磁性元素在高空间分辨率的图像采样不同的光球高度获得的日出气球太阳天文台的准确位置。连同对所采用的谱带的地层高度的估计，这些为我们提供了磁性特征的倾斜。我们还计算了磁倾角相同的磁性功能从同时记录的斯托克斯参数反演。我们新的几何方法返回几乎垂直的场（平均倾角约为14度，分布相对较窄，标准差为6度）。与此形成强烈对比的是，传统上使用的反演对于相同的小磁性特征给出几乎水平的场（平均倾角为75 ± 8度），其线性偏振斯托克斯轮廓受到噪声的不利影响。从我们的几何方法得到的几乎垂直的亮磁场特征显然与从反演得到的几乎水平的磁场不相容。这表明，在存在弱斯托克斯信号的情况下，特别是如果斯托克斯Q和U接近或低于噪声水平，则从反演推导出的水平场中的磁通量的量被高估。通过将所提出的方法与反演相结合，我们不仅改善了倾斜度，而且还改善了场强。这项技术使我们能够分析反演无法可靠处理的特征，从而大大扩展了我们研究安静太阳完整磁场的能力。

宁静太阳区小尺度对流涡状运动的空间分布和统计特性

Spatial distribution and statistical properties of small-scale convective vortex-like motions in a quiet Sun region

本文分析了位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜对宁静的太阳网间区域的高分辨率观测。我们通过计算时间序列图像上小尺度结构的水平自行来确定太阳光球区小尺度涡旋运动的位置。这些等离子体对流驱动的漩涡运动与以下两个方面有关：（1）下降气流（通常解释为对应于等离子体冷却并因此返回到可见光球层以下的内部的位置），以及（2）水平速度矢量收敛到中心点。下沉核被证明是被动浮子追踪等离子体流向每个漩涡中心的最终目的地。对于这里分析的两个时间序列，我们确定这些事件的发生分别为1.4 x 10^（-3）和1.6 x 10^（-3）涡旋Mm^（-2）min^（-1）。

宁静太阳中对流驱动的汇和磁场

Convectively driven sinks and magnetic fields in the quiet Sun

我们使用日出上的成像磁仪实验获得的高空间分辨率光谱偏振数据研究了细颗粒流、对流驱动汇和磁场之间的关系。利用局域相关跟踪方法，得到了两个太阳静止区（31.2 $\times$和31.2 Mm $^{2}$）的水平速度场。利用拉格朗日示踪剂确定了中粒通道和汇的中心位置。我们发现在这两个观测区域中每Mm $^{2}$有$6.7\times10^{-2}$汇。汇位于中颗粒顶点，并与（1）水平速度流收敛到一个中心点和（2）长期的下沉气流。本文还研究了宁静太阳中磁场的空间分布。最强的磁场优先位于汇处。我们发现，40%的像素与纵向分量的磁场强于500 G位于附近的汇。相反，Martínez González等人在相同的两个观测区域检测到的小尺度磁环在中颗粒尺度上没有显示出任何优先分布。个别例子的研究表明，汇可以在安静的太阳磁功能的演变中发挥重要作用。

宁静太阳中光球向下等离子体运动

Photospheric downward plasma motions in the quiet-Sun

我们分析分光偏振数据采取与日之出航天器在安静的太阳区域在磁盘中心。扭曲的红移斯托克斯$V$配置文件被发现显示出的特性的演变，总是遵循相同的相位序列。我们研究了这些事件的统计特性，使用分光偏振数据从Hinode/SP。我们还研究了上层光球和低色球层使用Mg i b2和Ca ii h数据从Hinode。最后，我们应用SIRGAUSS反演码的偏振数据，以推断大气层结的物理参数。我们还得到了这些物理参数考虑到动力学项的运动方程。Stokes V剖面显示了一个以四个不同时间步长演变的凹凸，整个过程持续108秒。斯托克斯I显示出强烈弯曲的红色翼，连续信号在晶间通道内显示出亮点。这个亮点与Mg i b2线的强红移和Ca ii h图像中的明亮特征相关。从斯托克斯轮廓反演得到的模型比平均安静的太阳模型更热，垂直磁场配置和场强在KG值的范围内。它还提出了一个高斯扰动的LOS速度分层，其中心随着时间的推移，移动到更深的层。我们研究了一种特殊类型的事件，它可以被描述为热等离子体的等离子体团，它从光球的顶部向下移动，放置在颗粒间的通道上，并且总是与强磁场浓度有关。我们认为，这种等离子体团的起源可能是一个磁重联，是发生在色球层。

深度学习在斯托克斯轮廓分类中的应用：从宁静太阳到太阳黑子

Application of Deep Learning to the Classification of Stokes Profiles: From the Quiet Sun to Sunspots

本研究提出基于多层感知器的监督机器学习方法，用于太阳圆偏振斯托克斯轮廓分类，在多台望远镜数据集和模拟数据上验证准确率超90%，揭示无监督分类的系统误差，为太阳磁场统计分析提供可靠工具。

利用IBIS的偏振成像光谱学：宁静太阳中亮点的演化

Imaging Spectropolarimetry with IBIS: Evolution of Bright Points in the Quiet Sun

我们提出的结果，从第一分光偏振观测的太阳光球获得的邓恩太阳望远镜与干涉二维光谱仪。在Fe I 630.15 nm和Fe I 630.25 nm线上测量全斯托克斯轮廓，具有高空间和光谱分辨率，持续53分钟，斯托克斯V噪声为0.003连续强度水平。该数据集使我们能够研究与安静太阳中G波段亮点相关的几个磁性特征的演变。在这里，我们专注于分析三个不同的过程，即合并，破碎和G带亮点的取消。我们的分析是基于SIR反演的斯托克斯我和V配置文件的Fe I线。G波段图像的高空间分辨率与反演结果相结合，有助于解释正在发生的物理过程。高对比度的G-带亮点的外观（溶解）被认为是有关的磁填充因子的局部增加（减少），没有明显的变化，在磁场强度。相反极性亮点的消除可能是磁重联或磁环出现/淹没的标志。

用MURaM模拟和Hinode/SP结果探测平静的太阳磁性：对局部发电机的支持

Probing quiet Sun magnetism using MURaM simulations and Hinode/SP results: support for a local dynamo

我们获得的信息磁通量目前在安静的太阳辐射MHD模拟与日出/SP观测比较，特别强调的作用，表面发电机行动。模拟运行与不同的磁雷诺数（Rm）一起使用的观测在不同的日心角与不同程度的噪音。结果表明，模拟与施加的混合极性的字段和RM低于发电机动作的阈值再现所观察到的垂直通量密度，但没有显示足够高的水平通量密度。在目前可行的最高Rm下进行的地面发电机模拟产生了与观测结果一致的水平和垂直通量密度比，但总体振幅太低。基于局部发电机模拟的性质，将磁场强度按因子2 - 3进行试验性缩放，再现了在互联网络区域中观察到的信号。我们发现在不同的日心角的观测协议。我们的分析表明，在光深度单位处，互联网络中的平均场强大约为170 G。我们的研究表明，表面发电机可以负责大部分的磁通量在安静的太阳网络以外的外推到更高的Rm是有效的。

冕洞和平静区的矢量磁场和电流螺旋度

Vector Magnetic Fields and Current Helicities in Coronal Holes and Quiet Regions

在太阳光球层中，冕洞的许多性质是未知的，特别是矢量磁场。利用\emph{Hinode}的观测资料，我们首次研究了两个CH中的矢量磁场、电流密度和电流螺旋度，并与两个正常安静区（QR）进行了比较。我们发现，在CH和QR，大电流螺旋度所在的地区主要是同空间的强大的垂直和水平场元素的形状和位置。在CH中，水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度都大于QR中的水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度。平均垂直电流密度和电流螺旋度，在所有观察到的地区，包括CH和QR平均，分别约为0.008 A m $^{-2}$和0.005 G $^{2}$ m $^{-1}$。垂直场强于100 G的磁通量集中区的平均电流密度高达0.012 $\pm$ 0.001 A m $^{-2}$，与耀斑活动区的平均电流密度一致。我们的结果意味着，无论是在CH和QR的磁场，特别是强磁场是非势。

偏振光谱的塞曼分量分解（ZCD）：对宁静太阳互联网磁场的应用

Zeeman Component Decomposition (ZCD) of polarized spectra: Application for the quiet Sun internetwork magnetic field

假设相似谱线轮廓的多谱线技术已成为恒星天文学中提高分光偏振测量的信噪比（SNR）的标准工具。然而，由于广泛使用的弱场近似，它们的好处到目前为止还不能用于太阳观测，其中各种各样的斯托克斯轮廓出现从本地磁场和测量弱场在安静的太阳仍然是一个挑战。这里提出的方法允许我们分析任意塞曼分裂的许多线，并同时部署斯托克斯IQUV光谱，以确定一个共同的线轮廓的SNR增加了几个数量级。后者提供了一个有价值的约束，分别确定每个贡献的吸收体的场强。该方法代表了我们最近开发的非线性去卷积与去混合技术（NDD，Sennhauser等人，2009）的扩展，该技术解释了混合轮廓中的非线性。ZCD具备所有这些能力，是进一步提高高精度偏振观测信息价值的完美工具。

Influence of the vertical and horizontal magnetic field inhomogeneity on the Stokes parameters of the magnetically sensitive Fe I line 525.02 nm

Based on calculations of the Stokes parameters for the Holweger-Mliller model atmosphere, we study sensitivity of the Fe I 525.02 nm line to some kinds of vertical and horizontal magnetic field inhomogeneity. A noticeable asymmetry is shown to appear in the V profile peaks when the vertical gradient is -0.4 mT/km, which is typical of some theoretical flux tube models. The asymmetry is most pronounced in a pure longitudinal magnetic field and at a low macroturbulent velocity. A similar effect is observed for the Q profile in nonlongitudinal fields as well. The Fe I 525.02 nm line is sensitive a…

太阳能颗粒化中超音速水平流的探测

Detection of supersonic horizontal flows in the solar granulation

颗粒对流的流体动力学模拟预测在任何时候都存在覆盖太阳表面约3-4%的超音速流，但这些流尚未被明确地检测到。使用的分光偏振仪搭载的日之出卫星的数据，我提出了直接的证据，快速水平等离子体运动在安静的太阳颗粒。由于更有利的观察条件，它们的可见度向肢体增加。在日出分辨率下，水平气流产生了不对称的强度分布，具有非常倾斜的蓝色机翼，甚至是位于主要吸收特征蓝色方向的线卫星。在明亮颗粒的边缘观察到高达9 km/s的多普勒频移，表明流动达到超音速。最强的速度出现在0.5弧秒或更小的斑块中，它们往往与增强的连续强度、线宽和等效宽度有关，但是这些参数的大值并不一定意味着超音速流的存在。时间序列的光谱偏振测量区域远离磁盘中心显示的瞬态性质的强水平运动，持续时间只有一小部分的颗粒寿命。超音速流预计会在颗粒和颗粒间通道的边界处产生激波，也可能在安静的太阳互联网区域出现小规模磁场方面发挥作用。

用高磁灵敏度探测宁静太阳的深光球层

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。

宁静太阳光球中磁通量管碰撞的特征

Signature of Collision of Magnetic Flux Tubes in the Quiet Solar Photosphere

宁静太阳中的磁通量管的碰撞被认为是太阳大气层加热的可能来源之一（Furusawa和Sakai，2000年）。新太阳望远镜和大熊太阳天文台观测到了太阳光球。在TiO谱线的705.68 nm处，分辨率接近0.1”。观察到水平等离子体波从较大的亮点扩展。在这波之后不久，振荡功率的增加出现在与观察到的亮点相同的位置。这种行为与模拟两个通量管与弱电流碰撞的一些结果相匹配。

宁静太阳中的超颗粒turbulence：拉格朗日相干结构

Supergranular turbulence in a quiet Sun: Lagrangian coherent structures

平静的太阳展现出丰富的磁场活动，这是我们理解太阳和天体物理磁性的基础。观测到宁静太阳中的磁场是相干演化的，它们在水平光球流的平流作用下相互作用形成独特的结构。本文研究了宁静太阳超颗粒区光球流的相干结构。利用由Hinode强度图得到的水平速度场，通过检测双曲和椭圆拉格朗日相干结构（LCS）来研究超颗粒湍流。通过计算前向/后向有限时间李雅普诺夫指数（FTLE）得到排斥/吸引LCS。超颗粒细胞的拉格朗日中心由前向FTLE的局部最大值给出;超颗粒细胞的拉格朗日边界由后向FTLE的脊给出。通过计算拉格朗日平均涡量偏差来发现目标速度涡，并通过应用由位移矢量给出的准则来过滤假涡。相邻的超颗粒细胞的拉格朗日中心相互连接的脊排斥LCS，这提供了运输障碍，允许形成的漩涡和浓度的强磁场的山谷排斥LCS。排斥LCS也揭示了最可能的磁重联的网站。我们发现，吸引LCS的脊暴露的位置的光球流的汇在超颗粒结，这是形成的KG磁通量管和持续的涡旋的优先网站。

平静太阳光球中的磁上升流事件。I.意见

Magnetic upflow events in the quiet-Sun photosphere. I. Observations

最近，在太阳静止光球层中的快速磁上升流被发现来自于日出/IMaX和Hinode/SOT的观测。在这里，我们研究磁上流事件（MUE）从高品质，高（空间，时间和光谱）分辨率，并在四个光球磁敏感Fe I线集中在525.021，617.334，630.151，和630.250 nm与瑞典太阳望远镜（SST）/CRISP获得全斯托克斯观测。我们通过从信噪比（S/N）>= 7的远蓝翼中的那些信号中减去在线Stokes V信号来检测MUE。我们发现，在任何给定的时间（0.02每平方角秒），由一个到两个数量级，比以前报道的更大的MUE的数量。MUE似乎分为四类，呈现不同形状的斯托克斯V剖面，（I）不对称的双瓣，（II）单瓣，（III）双峰（两个相同极性的瓣），和（IV）三瓣（除了双瓣外，还有一个额外的蓝移凸块），其中不到一半是单瓣。我们还发现，MUE几乎均匀地分布在网络和网络间的区域，他们出现在内部或在这两个区域的颗粒的边缘。除了水平速度的分布外，MUE的物理性质（即Stokes V信号、大小、视线速度和寿命）的分布对于我们数据中的不同谱线几乎是相同的。我们的光谱分辨观测的平分线分析表明，这些事件主机适度的上升流，并没有显示出直接的迹象存在的超音速上升流之前报道。我们的研究结果表明，数量，类型（类），并确定为MUE的属性可以在很大程度上取决于所使用的检测技术和所采用的数据，即S/N，分辨率和波长的…

推断宁静太阳中的磁场矢量。I.光子噪声和选择标准

Inferring the magnetic field vector in the quiet Sun. I. Photon noise and Selection Criteria

过去，Hinode/SP的分光偏振数据被用来推断安静太阳中磁场矢量的分布。虽然一些作者发现主要是水平磁场，其他人则倾向于各向同性分布。在本文中，我们调查它是否实际上是可能的，以准确地检索磁场矢量的区域非常低的极化信号（例如：互联网），采用\ion{Fe}{I}线对在6300欧姆。我们首先进行反演的Stokes矢量观察到的Hinode/SP在安静的太阳在磁盘中心，以确认其他作者检索的分布。然后，我们进行了几个蒙特卡洛模拟与合成数据，我们表明，观察到的磁场矢量的分布可以解释在纯垂直（$γ=0°$）和弱场（$\bar{B}<20$ G），这是误解的分析技术（斯托克斯反演代码）作为水平（$γ\approx 90°$）和更强（$\bar{B} \approx 100$ G），由于光子噪声的影响。这使人怀疑以前的结果，即在$γ=90°$和$\bar{B}=100$ G处呈现磁场矢量峰值的分布是否实际上是正确的。我们建议，一个准确的测定的磁场矢量可以通过减少光子噪声的一个点，其中大多数观察到的配置文件的斯托克斯$Q$或$U$配置文件是高于噪声水平。不幸的是，对于低至$2.8\times 10^{-4}$的噪声水平，只有30%的观察到的Hinode/SP区域具有足够强的$Q$或$U$信号，这意味着磁场矢量在互联网络的其余部分中仍然未知。

From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun

Magnetic reconnection in the quiet Sun is a phenomenon that is consistently observed, and it has recently become feasible to simulate via 3D numerical models of realistically stratified and convection-driven reconnection. We aim to illustrate ways by which quiet Sun fields may contribute to solar atmospheric heating via magnetic reconnection that is driven by convective motion. We also aim to compare our stratified model to earlier idealized coronal models in terms of reconnection drivers and topological conditions. We analyzed a simulation of the quiet Sun in which a complex coronal magnetic …

The importance of horizontal Poynting flux in the solar photosphere

The electromagnetic energy flux in the lower atmosphere of the Sun is a key tool to describe the energy balance of the solar atmosphere. Current investigations on energy flux in the solar atmosphere focus primarily on the vertical electromagnetic flux through the photosphere, ignoring the Poynting flux in other directions and its possible contributions to local heating. Based on a realistic Bifrost simulation of a quiet-Sun (coronal hole) atmosphere, we find that the total electromagnetic energy flux in the photosphere occurs mainly parallel to the photosphere, concentrating in small regions a…

宁静太阳磁性的层次分析

Hierarchical analysis of the quiet Sun magnetism

对安静太阳的磁性的标准统计分析依赖于从最大似然估计推断的简单数量直方图。由于固有的退化，无论是内在的或由噪声引起的，这种方法不是最佳的，并可能导致高度偏倚的结果。我们进行了元分析的磁性安静的太阳日出观测使用分层概率方法。该模型使我们能够推断出磁场矢量的统计特性，在观察到的视场一致考虑到每个像素的不确定性，由于噪声和退化。我们的研究结果指出，磁场是非常弱的，低于275 G与95%的可信度，与水平场略有偏好，虽然分布是不远的准各向同性分布。

Hinode观测到的安静太阳磁场：对局部发电机的支持

Quiet Sun magnetic fields observed by Hinode: Support for a local dynamo

日之出任务揭示了覆盖安静太阳的大量水平通量。局部发电机作用已被提出来解释这种通量的存在。我们试图通过研究2006年11月至2012年5月期间在安静太阳的圆盘中心可检测到的偏振信号的长期变化来测试Hinode检测到的安静太阳通量是由于本地还是全球发电机，特别强调互联网中的弱信号。调查的重点是线集成圆极化V_tot和线性极化LP_tot的配置文件，从铁I 6302.5 μ m的吸收线在日出SOT/SP。圆和线性极化信号显示，从2006年到2012年，所选像素的分数没有整体变化。在该时间间隔内，磁通量也没有变化。视线磁通量的概率密度函数（PDF）在2007年可以用指数α=-1.82 \pm 0.02的1.17 x 10^17 Mx到8.53 x 10^18 Mx的幂律拟合。所有年份α的变化不超过1σ的显著性。线性偏振特征也符合幂律，2007年指数α=-2.60 \pm 0.06。从其他年份的线性偏振PDF导出的指数也没有显着变化。我们的研究结果表明，无处不在的水平极化的边缘上的明亮的颗粒所看到的Hinode是不变的，在最低的周期23。这支持了弱圆极化和线极化主要是由独立的局部发电机引起的观点。

宁静太阳中磁场的尺度

Scales of the magnetic fields in the quiet Sun

背景：在平静的太阳中存在湍流磁场，这一点已经通过不同的观测技术被揭示出来。磁场是准各向同性的，并且具有弱于100 G的场强。它无处不在，可能是当地发电机的所在地。目的：我们的目标是确定在安静的太阳湍流磁场的长度尺度。方法：斯托克斯V面积不对称性对沿视线的磁拓扑结构的微小变化敏感。利用Hinode-SOT/SP仪器提供的数据，我们对该量进行了统计研究，对不同的磁区进行了分类，并推断了湍流磁区的性质。特别是，我们测量的相关长度与这些字段的第一次。结果如下：斯托克斯V区的不对称性的直方图揭示了三种不同的制度：一个有组织的，准垂直和强场（通量管或其他类似的结构）;一个强烈的不对称组的配置文件发现周围的字段浓度;和湍流各向同性的字段。最后，我们确认了它的各向同性，并测量了从几百公里到10公里的相关长度，在这一点上，我们失去了灵敏度。一个粗略的尝试来测量这些湍流场的功率谱。结论：除了证实宁静太阳中湍流场的存在外，我们还进一步证明了它的各向同性，并测量了10公里以下的相关长度。综合结果表明，磁场具有大跨度的长度尺度，从湍流叶栅预期。

小型光球宁静太阳喷流的中心到边缘特性

Centre-to-limb properties of small, photospheric quiet Sun jets

用搭载在日出平流层球载望远镜上的IMaX仪器在平静的太阳中探测到了强多普勒频移斯托克斯$V$剖面。为了产生这样的信号，需要高速度，因此这些事件被解释为射流，尽管其他来源也是可能的。我们的目标是描述这些事件的主要属性（发生率，寿命，大小和速度）的变化与它们在太阳盘中心和太阳边缘之间的太阳盘上的位置。这些事件已在日出/IMaX数据中根据相同的客观标准在太阳盘面上所有可用位置确定。使用标准技术测定它们的性质。我们的研究对这一现象产生了一些新的见解。最重要的是，这些事件的数量密度是独立的日心角，即研究的超音速流几乎各向同性分布。大小和寿命也几乎独立于日心角，而它们的强度对比度向太阳边缘增加。Stokes $V$射流与从Stokes $I$推导出的上升流速度有关，该上升流速度朝向肢体更强。它们的强度随时间而减小，而它们的视线（LOS）速度没有显示出明确的时间演变。它们与线性偏振信号的关联朝向肢体减小。事件的密度似乎与日心角无关，这表明它们的方向几乎是随机的。如果这些事件是由新兴的磁通量和环境场之间的磁重联触发的喷流，那么我们的结果表明，重联过程没有优选的几何形状。

宁静太阳光球的线偏振特征：结构和动力学

Linear Polarization Features in the Quiet-Sun Photosphere: Structure and Dynamics

我们提出了详细的线偏振功能（LPFs）的特点，在安静的太阳光球从高分辨率观测获得的日出/IMaX。我们探索不同的处理数据与各种噪声水平的线性极化信号，从结构和动力学的LPF的研究。探测到的LPF的物理性质也从斯托克斯反演的结果获得。LPF的数量，以及它们的大小和偏振信号，被发现是强烈依赖于噪声水平，和空间分辨率。在我们的研究中，在噪声最小的数据中，具有信噪比$\geq4.5$的线性偏振覆盖了整个区域的约26%（在斯托克斯$I$连续体的单位中具有$1.7\times10^{-4}$的噪声水平），而检测到的（空间分辨的）LPF在任何给定时间覆盖了约10%的区域，发生率为$8\times10^{-3}$ s $^{-1}$ arcsec $^{-2}$。LPF被发现是短暂的（在$30-300$ s的范围内），相对较小的结构（半径为$\approx0.1-1.5$ arcsec），高度倾斜，构成hG领域，并以1.2 km/s的平均水平速度$^{-1}$移动。在上升流和下降流区域观测到的LPF（几乎）相等，强度对比度总是大于平均平静太阳。

太阳小尺度（静网）流体涡度、动力学螺旋度和磁场之间的关系

Relationships between fluid vorticity, kinetic helicity and magnetic field at the small-scale (quiet-network) on the Sun

我们得到的水平流体运动在太阳表面上的大面积覆盖安静的太阳磁网络的对流颗粒连续强度和多普勒速度成像的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的本地相关跟踪。从这些我们计算水平散度，垂直分量的涡度，和动力学螺旋度的流体运动。研究了流体散度与涡度、涡度（动力学螺旋度）与磁场的相关性。我们发现，小尺度场周围的涡度（动力学螺旋度）表现出半球形的图案（符号）类似于大尺度活动区域（包含太阳黑子）的磁螺旋度。我们确定这种模式是由于科里奥利力作用于超颗粒尺度的流动（流出和流入），并与早期的研究使用当地日震学是一致的。此外，我们表明，磁场引起转移的涡从超颗粒流入区域流出区域，当磁通量密度超过约300 G（HMI）时，它们往往会抑制周围的涡运动。我们还表明，这种行动的磁场导致显着的变化之间的相关性流体的散度和涡度。这些结果对研究局域发电机作用和小尺度磁螺旋度的动力学演化具有重要意义。

孤立互联网Ca II H亮点的结构和动力学

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。

半影Stokes V型廓线的中心-边缘变化

Center to limb variation of penumbral Stokes V profiles

我们调查的水平和垂直分量的Evershed流（EF）。为此，我们计算了平均斯托克斯V剖面的半影在不同的日心角的各种速度类。我们的研究结果表明，蓝移的配置文件的额外的波瓣具有相同的极性的斑点是目前在蓝边的平均斯托克斯V配置文件。附加波瓣的振幅随蓝移和日心角的增大而增大。对于小的红移，该配置文件显示了一个额外的波瓣与平均斯托克斯V配置文件的红色一侧的斑点相反的极性。即使在盘中心，原来的极性的平均斯托克斯V轮廓是反向的强红移。不同类型的Stokes V剖面之间的过渡是连续的，表明不仅垂直的，而且水平的EF是一个磁化的等离子体流的磁背景场。

在极紫外线下观测到的巨大宁静太阳暗条中的逆流流动

Counter-streaming flows in a giant quiet-Sun filament observed in the extreme ultraviolet

2011年11月8日至23日，在太阳表面可以看到一个巨大的太阳灯丝。灯丝的直径超过太阳直径的一半。来自SDO仪器AIA（171、193、304和211 nm）的多波长数据用于检查细丝脊柱内的逆流流动。Kanzelhöhe太阳观测站的H $α$图像提供了背景信息。我们将局部相关跟踪（LCT）应用于2011年11月16日AIA图像的两小时时间序列，以获得细丝的水平流速。为了增强AIA图像的对比度，采用噪声自适应模糊均衡，这使我们能够识别和量化细丝中的逆流流动。我们检测到逆流流动的灯丝，这是可见的延时电影在所有检查AIA波长带。在延时影片中，我们看到这些持续的流动持续了至少两个小时。此外，通过将LCT应用于图像，我们清楚地确定了171和193 μ m图像的时间序列中的逆流流动。在304 nm波长带中，我们仅看到LCT逆流流动的次要指示，而在211 nm波长带中，逆流流动不可检测。平均水平流达到0.5 km/s的平均流速。最高水平流速在171 ° C波段，流速高达2.5 km/s。结果在90分钟的时间序列上取平均值。由于LCT采样窗口具有有限的宽度，因此与特征跟踪或多普勒测量相比，无法避免空间退化导致流速估计值较低。逆流流动覆盖EUV灯丝通道的整个面积的约15-20%，并且位于脊的中心部分。总之，我们证实了在巨大的安静的太阳灯丝的逆流流动的无处不在。

宁静太阳磁场多线观测的光谱反演

Spectral Inversion of Multi-Line Full-Disk Observations of Quiet Sun Magnetic Fields

光谱反演码是分析分光偏振观测的有力工具，它们提供了太阳磁场的重要诊断。反演代码因数值程序、大气模式的近似值和辐射转移的描述而不同。基于响应函数的斯托克斯反演（SIR）是太阳物理学界广泛使用的一种方法。它允许与不同的大气成分一起工作，其中不同物理参数的梯度是可能的，例如，磁场强度和速度2009年2月3日，在萨扬天文台，使用用于实际预测的太阳望远镜的斯托克斯计进行了分光偏振全圆盘观测，当时太阳上既没有活动区，也没有任何其他扩展的通量集中。在宁静太阳磁场的研究中，我们将SIR码同时应用于15条谱线。发现一种趋势，较弱的磁场强度发生更接近肢体。我们解释了这一发现的事实，即接近肢体，我们更敏感，以更高的高度在一个不断扩大的通量管，其中的磁场强度应该是较小的，因为磁通量是保守的高度。通常，反转提供两种磁性元件群：（1）高磁场强度（1500-2000 G）和高温（5500-6500 K），以及（2）弱磁场（50-150 G）和低温（5000-5300 K）。

用真实的安静太阳模拟验证时间-距离日震学

Validating Time-Distance Helioseismology With Realistic Quiet Sun Simulations

线性时距日震反演矢量流速度进行测量，从两个$\sim 100^2\,{\rm Mm^2}\times 20\,{\rm Mm}$现实磁流体静日模拟约20小时的旅行时间。目标是测试目前的地震方法对这些国家的最先进的模拟。使用最近的三维反演方案，我们发现，倒置的水平流图相关的模拟在上$\sim 3$ Mm的域的几个过滤方案，包括相速度，脊，相速度和脊相结合的测量。然而，在某些情况下，反演的速度幅值严重低估了模拟的速度幅值，这可能表明正问题的非线性。我们还发现，虽然近地表反演的垂直velocites最好使用相速度滤波器，在几乎所有其他的例子中，这些流量是不可挽回的，由于噪声，这表明需要统计平均，以获得更好的推论。

非常宁静太阳中磁场的推断

Inference of magnetic fields in the very quiet Sun

我们目前的高精度光谱偏振数据与高空间分辨率（0.4 $''$）的非常安静的太阳在1.56 $μ$米获得的GREGOR望远镜阐明这个复杂的磁性。我们所观察到的宁静太阳区域的一半是更好地解释了磁子结构内的分辨率元素。然而，我们无法区分这种子结构是来自沿着视线的物理参数梯度还是来自水平梯度（穿过表面）。在这些像素中，具有两个磁分量的模型是优选的，并且我们发现两个不同的磁场种群。填充因子较大的人口具有非常弱（$\sim$ 150 G）的水平场类似于在以前的作品中获得的。我们证明，这个人口的场矢量是不受约束的意见，我们的数据的空间分辨率和极化精度。具有较小填充因子的其他组件的拓扑结构受到250 G以上场强的观测的约束：我们推断具有与各向同性分布兼容的倾角和方位角值的hG场。填充因子通常低于30%。我们还发现，两极的流量是不平衡的。从观测到的另一半宁静太阳区域来看，$\sim$ 50\%是两瓣斯托克斯$V$剖面，这意味着23\%的视场可以用嵌入非磁性大气中的单一恒定磁场充分解释。根据规则剖面，仅在50%的范围内推断出磁场矢量和填充因子。因此，12%的视场具有填充因子通常低于30%的hG场。在我们目前的空间分辨率下，70%的像素显然是非磁化的。

光球中瞬态水平磁场的三维视图

3D view of transient horizontal magnetic fields in the photosphere

本文利用SIRGAUS反演程序，推导了瞬变水平磁场（THMF）在光球层演化过程中的三维磁结构。SIRGAUS程序是SIR（Stokes Inversion based on Response function）的一个修改版本，它允许从观测到的Stokes剖面中检索嵌入大气中的通量管的磁性和热力学参数信息。使用Hinode上的太阳光学望远镜（SOT）利用Fe I 630.2 nm谱线对圆盘中心的安静太阳进行了光谱偏振观测。使用130 s节奏的重复扫描，我们首先检测颗粒内部出现的水平场，靠近其边缘。在第二次扫描中，具有正极性和负极性的垂直场出现在水平场的两端。然后，水平场消失，留下双极垂直磁场。从斯托克斯光谱反演的结果清楚地指出存在的磁通管的磁场强度为$\sim400$ G上升通过线形成层的Fe I 630.2 nm线。通量管在$Δt$ =0 s时位于$\logτ_{500} \sim0$附近，在$Δt$ =130 s时位于$\logτ_{500} \sim-1.7$附近。在$Δt$ =260 s时，水平部分已经在所分析的线的线形成区域上方。观测到的多普勒速度最大为3 km/s $^{-1}$，与从SIRGAUS代码中检索到的结构向上运动一致。管的垂直尺寸小于线形成层的厚度。THMF具有清晰的$Ω$形环结构，其顶点位于颗粒细胞的边缘附近。该THMF携带的磁通量估计为$3.1\times…

宁静太阳中的高速磁化流

High speed magnetized flows in the quiet Sun

我们已经研究了这些事件的空间和偏振特性，使用各种数据从日之出航天器。我们还推断了大气层结的物理参数反演的观测斯托克斯轮廓采用斯托克斯反演响应函数（SIR）代码的基础上。最后，我们使用同一仪器的时间序列分析了它们的演变。蓝移事件倾向于出现在颗粒边缘的明亮区域，而红移事件主要出现在颗粒间通道的黑暗区域。在连接它们的区域中可以看到大的线性偏振信号。从时间序列推断的磁性结构显示，该结构对应于一个$Ω$环，一个足点总是在颗粒的边缘和其他内部的粒间巷。从这两个事件中观测到的斯托克斯剖面反演得到的物理参数表明，相对于哈佛-史密斯参考大气，$\logτ_{500} \in (-1, -3)$的温度增加，大气底部的强磁场$B \ge 1$ kG迅速向上减小，直到在$\logτ_{500} \approx -2$消失。在蓝移事件中，视线速度从大气底部的上升流变为大气顶部的下降流。红移事件显示相反的速度分层。视线速度的符号变化发生在磁场为零的相同光学深度处。最好地解释推断的磁场配置和流动运动的物理机制是沿拱形磁通量管的虹吸流。然而，需要进一步的调查，因为虹吸流的预期特征不能明确识别。

宁静太阳光球层和低色球层的一维几何分层半经验模型

One-dimensional, geometrically stratified semi-empirical models of the quiet-Sun photosphere and lower chromosphere

本文利用考虑MHS与非LTE效应的Stokes反演代码分析CRISP宁静太阳观测，建立随$τ_{\ m c}$和$z$变化的光球至低色球层半经验模型，发现MHS在宁静区影响很小但提升反演一致性。

宁静太阳色球层中磁能的起源

On the origin of the magnetic energy in the quiet solar chromosphere

磁场的存在对太阳大气层的能量传输至关重要。最近对宁静太阳的地面和空间观测表明，磁场通过局部发电机或小规模通量出现事件在光球高度积累。然而，由于光球层的熵随高度下降，大部分小尺度的磁场可能不会扩展到色球层。在这里，我们提出了一项研究，使用非灰色和非LTE辐射转移和沿磁场的热传导的太阳大气的高分辨率3D辐射MHD模拟，以揭示：1）来自模拟宁静光球的净磁通量不足以维持色球磁场（平均而言），2）在以磁声冲击为主的低色球层中的过程能够将动能转化为磁能，（3）色球层中的磁能随时间线性增加，直到r.m.s.由于从动能的转换，磁场强度在大约4至30 G（水平平均）处饱和，4）并且色球层中形成的磁性特征局限于该区域。

宁静太阳与太阳黑子中 Mg I 12.32 μm 谱线的特征与形成

Characterization and formation of the Mg i 12.32 μm line in the quiet Sun and sunspot

本研究利用 RH 1.5D 辐射转移代码合成 Mg I 12.32 μm 谱线 Stokes 轮廓，通过响应函数分析揭示该谱线在宁静太阳和黑子中峰值强度差异的成因及形成机制。

日出三号/SCIP观测到的宁静太阳网络元中膨胀的磁冠结构与寄生极性

Expanding magnetic canopy structure and parasitic polarities in a quiet-Sun network element observed by Sunrise III/SCIP

研究利用Sunrise III/SCIP观测宁静太阳网络元，发现其边界含膨胀磁冠结构与寄生极性，为太阳网络元三维磁结构提供新约束。

宁静太阳大气中的磁耦合

Magnetic Coupling in the Quiet Solar Atmosphere

在安静的太阳大气中的三种磁耦合的突出和讨论，所有的根本连接到洛伦兹力。第一，太阳表层的对流和过冲流体与磁场的耦合。在这里，等离子体运动提供了主导力，它塑造了磁场并驱动了表面发电机。对水平磁场的认识进展进行了总结和讨论。二是声波与磁场的耦合，特别是波的转换和折射现象。描述了大气中的波传播时间的测量如何能够提供关于波转换区的地形的信息，即，阿尔文和声速相等的表面。在安静区域，这个表面将一个高动态的磁场与其周围和上方的快速移动的磁声波和冲击从其下方的高β等离子体的更缓慢的演变场中分离出来。第三，磁场也耦合到辐射场，这导致辐射通量沟道和辐射场的各向异性增加。它示出了如何光斑可以理解在这种效果。本文首先根据日之出空间天文台的新结果介绍了宁静太阳的磁场，并简要回顾了利用汉勒效应测量湍流磁场的情况。

用日出IMaX仪器观测完全分辨的静日磁通量管

Fully resolved quiet-Sun magnetic flux tube observed with the Sunrise IMaX instrument

直到今天，在安静的太阳区域的磁性元素的小尺寸需要应用间接的方法，如线比技术或多分量反演，以推断其物理特性。只有通过引入指定填充有磁场的观察像素的分数的磁性填充因子，才能获得与观察到的斯托克斯轮廓的一致匹配。在这里，我们调查的性质，一个小的磁补丁在安静的太阳观察到的IMaX magnetographic板上的球载望远镜日出前所未有的空间分辨率和低仪器杂散光。我们应用基于辐射转移方程数值解的反演技术来反演磁斑中的温度分层和场强。观测结果可以很好地再现与一个组件，完全磁化的气氛，磁场强度超过1千克和显着增强的温度在中上部光球相对于其周围环境，符合半经验通量管模型的plage地区。因此，我们的结论是，在一个简单的大气模型的框架内，IMaX测量解决所观察到的安静的太阳通量管。

太阳 Mg II h & k 谱线的全 Stokes 矢量反演

Full Stokes-vector inversion of the solar Mg II h & k lines

本文利用 HanleRT Tenerife Inversion Code 反演 CLASP2 的 Mg II h & k 全 Stokes 观测，通过纳入非磁性对称性破缺因素拟合轮廓并估计太阳色球层磁场矢量。

A reconnection driven magnetic flux cancellation and a quiet Sun Ellerman bomb

The focus of this investigation is to quantify the conversion of magnetic to thermal energy initiated by a quiet Sun cancellation event and to explore the resulting dynamics from the interaction of the opposite polarity magnetic features. We used imaging spectroscopy in the H$α$ line, along with spectropolarimetry in the \ion{Fe}{I} 6173~Å and \ion{Ca}{II} 8542~Å lines from the Swedish Solar Telescope (SST) to study a reconnection-related cancellation and the appearance of a quiet Sun Ellerman bomb (QSEB). We observed, for the first time, QSEB signature in both the wings and core of the \ion{F…