We determine the number density and area contribution of small-scale inter-granular calcium-II bright G-band structures in images of the quiet Sun as tracers of kilo-Gauss magnetic flux-concentrations.
In a 149" x 117" G-band image of the disk center at the activity minimum, 7593 small inter-granular structures ['IGS']were segmented with the `multiple-level tracking' pattern recognition algorithm ['MLT_4']. The scatter-plot of the continuum versus the G-band brightness shows the known magnetic and non-magnetic branches. These branches are largely disentangled by applying an intrinsic Ca-II excess criterion. The thus obtained 2995 structures contain 1152 G-band bright points ['BP'] and 1843 G-band faint points ['FP']. They show a tendency of increasing size with decreasing G-band excess, as expected from the `hot wall' picture. Their Ca-H and G-band brightness are slightly related, resembling the known relation of Ca-II and magnetic field strength. The magnetic flux density of each individual BP and FP is estimated from their G-band brightness according to MHD-model calculations.
The entity of BP and FP covers the total field-of-view ['FOV'] with a number density of 0.32/Mm^2 and a total area contribution of 2.0%. Their individual calibrations yield a mean flux density of 20 Mx/cm^2 in the entire FOV and 13 Mx/cm^2 for inter-network regions.
Time series of high resolution photospheric spectra in a quiet region of the Sun. II. Analysis of the variation of physical quantities of granular structures
Recent Advances in the Exploration of the Small-Scale Structure of the Quiet Solar Atmosphere: Vortex Flows, the Horizontal Magnetic Field, and the Stokes-V Line-Ratio Method
我们回顾了（i）太阳大气中涡旋流的观测和数值模拟以及（ii）平静太阳区域水平磁场的测量。首先，我们讨论了各种表现形式的旋涡流，并强调调解漩涡运动的磁场的太阳表面附近的光球层和色球层的高层的作用。我们重新审视现有的太阳表面磁对流的模拟运行方面的旋涡流，并比较以前获得的结果。其次，我们回顾了与测量太阳宁静区磁场角分布相关的矛盾结果和问题。此外，我们回顾了斯托克斯-V-振幅比方法的线Fe I 630.15和630.25 nm。我们得出的结论是，最近发现的两个不同的人口在散点图中的这个比例不能被解释为“未塌陷”和“塌陷”的领域，但它们源于弱颗粒磁场和弱冠层场位于颗粒之间的边界和粒间空间。基于新的模拟运行，我们重申了先前的研究结果的水平场分量的优势超过垂直的，特别是在上层光球和色球层的底部。
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。
Evolution of small-scale magnetic elements in the vicinity of granular-size swirl convective motions
太阳仪器的进步导致了广泛使用的时间序列来研究太阳功能的动态，特别是在小空间尺度和非常快的节奏。在这种尺度上的物理过程是决定性的，因为它是从太阳大气层的下层到上层以及更远的地方发生的许多其他物理过程的基石，最终是为了理解太阳活动的更大图景。地面（SST）和星载（Hinode）高分辨率的太阳数据进行了分析，在一个安静的太阳区域显示负极性小规模的磁浓度和G-波段和Ca II H图像中观察到的亮点集群。所研究的区域的特点是存在两个小尺度对流涡旋型等离子体运动，其中之一似乎是影响两者的动力学，磁功能和亮点在其附近，因此我们的调查的主要目标。我们跟踪了一组有趣的选定区域的亮点的演变，在不同的大气高度和磁场演变的强度变化。对流涡旋附近的区域的光球等离子体运动的演变的描述，以及一些似是而非的情况下检测到的斯托克斯轮廓对流崩溃。
Granular-Scale Elementary Flux Emergence Episodes in a Solar Active Region
我们分析了在AR 11024出现期间两个54分钟内拍摄的Hinode航天器的数据。我们专注于小规模的部分内观察到的太阳活动区，并发现非常独特的小规模和短暂的黑暗功能的Ca II H色球过滤图和斯托克斯我的图像的外观。这些特征出现在纵向磁场接近于零的区域，并且在它们最终消失之前观察到长度增加。当暗特征逐渐消失时，在低色球层谱线中检测到能量释放。在时间序列的磁图中，观测到一个发散的双极结构，伴随着暗特征和亮特征的出现。观测到的现象被解释为证明在太阳大气中的元素通量出现，即小规模的拱丝系统上升到较低的色球层与几个太阳颗粒的长度尺度。增亮被解释为色球加热的签名所引发的重新连接的上升环路（一旦他们达到色球高度）与预先存在的磁场，以及重新连接/取消事件中的U-环段出现的蛇形字段。我们研究的时间演化和动态的事件，并将它们与出现在安静的太阳区域和蛇形磁通出现签名检测到的活动区域的磁回路。阐述了本研究中提出的颗粒尺度通量出现的新特征，我们提出了蛇纹石通量出现的方案。
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。
The frontier between Small-scale bipoles and Ephemeral Regions in the solar photosphere: Emergence and Decay of an Intermediate-scale bipole observed with IMaX/SUNRISE
我们报告的光球演化的中等规模（~4毫米的脚点分离）磁双极，从出现到衰变，在安静的太阳在高空间0”.3和时间（33秒）分辨率。这些观测结果是在日出气球太阳观测站第一次科学飞行期间由IMaX成像磁象仪获得的。双极通量含量为6 × 10^17 Mx，代表着一种连接颗粒尺度双极和较小的短暂区域之间的结构。足迹分离的速度为3.5公里s-1，并达到4.5毫米的最大距离之前，该领域溶解。双极的演化是非常动态的：我们发现了双极轴的自行，并在300秒内检测到90°的方位角变化。的整体形态和行为是在协议与先前的分析出现在颗粒尺度的双极结构，但我们也发现了一些相似之处，新兴的通量结构在更大的规模。通量增长率为2.6 x 15 Mx s-1，而平均衰减率小一个数量级。我们在一些细节描述的双极足点，其中包括分解成更小的结构，相互作用与预先存在的领域导致取消，但似乎是占主导地位的一个尚未确定的扩散过程，删除了大部分的通量与指数通量衰减曲线的衰减阶段。与这种衰变相关的扩散常数（8 x 10^2 km^2 s-1）与通量输运模型中用于描述大尺度扩散的数值相似。
Tracking Magnetic Bright Point Motions Through the Solar Atmosphere
采用高频差、多波长观测和模拟方法，对宁静太阳光球磁亮点进行了分析。这些观测是由邓恩太阳望远镜的太阳大气层快速振荡成像仪和干涉二维光谱仪获得的。我们的分析表明，光球MBPs的平均横向速度约为1 km/s，而它们的色球对应物的平均速度略高，为1.4 km/s。此外，色球的MBPs比相当的光球MBPs大63%左右。将这些速度值与使用MURaM代码生成的数值模拟的输出进行比较。模拟结果相似，但与观测数据相比略有升高。在模拟的G波段图像中发现的平均速度为1.3公里/秒，在连续体形成层上方500公里高度的速度域中发现的平均速度为1.8公里/秒。还分析了速度变化的延迟。建立了模拟数据集各层之间约4 s的平均延迟，并在G波段和Ca II K ROSA观测之间观察到约29 s的值。模拟中的延迟很可能是斜颗粒激波的结果，而观测中发现的延迟可能是半刚性通量管的结果。
