大多数静态的一维大气模型在安静的太阳预测上升的气体温度在色球层，但数值模拟只产生增加的亮度温度。我们调查太阳色球层的热结构，来自LTE反演的Ca II H光谱在QS和活动区。我们调查的温度分层之间的差异，在QS的磁场和无场区域，QS和AR之间。我们测定了单个钙亮粒（BG）的能量含量。光球层温度波动的均方根值小于100 K，色球层温度波动的均方根值为200-300 K。QS的平均温度分层没有表现出明显的色球温度上升，相反的AR的情况。我们发现一个能量含量约为7* 10 E18 J的BG，重复约160秒的节奏。BG的前体具有约200公里的垂直范围和约1微米的水平范围。与合成NLTE配置文件的比较证实，在QS的太阳色球振荡之间的大气中的辐射平衡和一个温和的色球温度上升。在大约600 km高度的光球磁场浓度附近，二维x-z温度图显示出几乎水平的冠状结构，其范围为几个Mm。QS区域和AR之间的巨大差异，以及AR和非LTE参考光谱的更好匹配表明，磁加热过程比通常假设的更重要。由LTE反演得到的QS中的温度波动平均不足以维持稳定的色球温度上升。空间和垂直分辨的温度结构的信息，使人们能够详细调查的拓扑结构和演变的热结构在太阳低层大气。
英文摘要：
Most static 1D atmosphere models in the quiet Sun predict a rise of the gas temperature at chromospheric layers, but numerical simulations only yield an increase in the brightness temperature. We investigate the thermal structure in the solar chromosphere as derived from an LTE inversion of Ca II H spectra in QS and active regions. We investigate the temperature stratifications on differences between magnetic and field-free regions in the QS, and between QS and ARs. We determine the energy content of individual calcium bright grains (BGs). The rms temperature fluctuations are below 100 K in the photosphere and 200-300 K in the chromosphere. The average temperature stratification in the QS does not exhibit a clear chromospheric temperature rise, opposite to the AR case. We find an energy content of about 7*10E18 J for BGs that repeat with a cadence of about 160 secs. The precursors of BGs have a vertical extent of about 200 km and a horizontal extent of about 1 Mm. The comparison of observed with synthetic NLTE profiles confirms that the solar chromosphere in the QS oscillates between an atmosphere in radiative equilibrium and one with a moderate chromospheric temperature rise. Two-dimensional x-z temperature maps exhibit nearly horizontal canopy-like structures with a few Mm extent around photospheric magnetic field concentrations at a height of about 600 km. The large difference between QS regions and ARs, and the better match of AR and non-LTE reference spectra suggest that magnetic heating processes are more important than commonly assumed. The temperature fluctuations in QS derived by the LTE inversion do not suffice on average to maintain a stationary chromospheric temperature rise. The spatially and vertically resolved information on the temperature structure allows one to investigate in detail the topology and evolution of the thermal structure in the lower solar atmosphere.
Three-dimensional magnetic structure of a sunspot: comparison of the photosphere and upper chromosphere
我们调查的磁场的太阳黑子在上色球层，并比较它的领域的光球属性。我们用安装在德国真空塔望远镜（VTT）上的Tenrife红外偏振仪-2（TIP-2）对活动区NOAA 11124的主要前沿黑子进行了为期两天的观测。通过对He I三重态在1083.0 nm处的斯托克斯光谱反演，得到了上色球层的磁场矢量。为了与光球层进行比较，我们应用了Si I 1082.71 nm和Ca I 1083.34 nm线的高度依赖反转。我们发现，在上层色球的本影磁场强度是由一个1.30-1.65倍的光球相比，低。本影的磁场强度从光球层到上色球层以平均0.5-0.9 G km $^{-1}$的速率减小。两个大气层之间的磁场强度差异从太阳黑子中心到太阳黑子的外边界逐渐减小，而磁场（特别是其水平分量）在黑子外的色球层中更强，这暗示着一个磁冠。太阳黑子的扭曲在两个层中平均是相似的。然而，光球层和色球层之间的差异扭曲迅速增加的外部半影边界。光球层中的磁场矢量相对于太阳表面的水平度比色球层上部高出大约5-20 $^\circ$。在光桥之上，色球层的磁场与本影中的磁场一样强，而光桥的磁场比光球层中的磁场弱大约1 kG。这表明光桥上方有一个尖状的磁场结构。
Tracking downflows from the chromosphere to the photosphere in a solar arch filament system
我们研究了从色球层到光球层的弓形灯丝系统（AFS）的腿上等离子体的动力学，用两个地面太阳望远镜的高节奏光谱数据观察到：格雷戈里望远镜（特内里费岛）使用He I 10830 nm范围内的GREGOR红外光谱仪（GRIS）和瑞典太阳望远镜（La Palma）中使用CRisp成像分光偏振仪观察Ca II 8542和Fe I 6173的谱线。从色球层到光球层，沿着单弓丝的腿，等离子体的排放的时间演化。He I 10830三重态在上色球层的平均多普勒速度可达20-24 km~s $^{-1}$，在下色球层和上光球层，Ca II 8542三重态和Si I 10827三重态谱线的多普勒速度分别可达11 km~s $^{-1}$和1.5 km~s $^{-1}$。多普勒速度在不同层的太阳大气（色球层和上层光球）的演变表明，他们遵循相同的LOS速度模式，这证实了观测证据，等离子体排水向光球提出的模型中的AFS。从低光球Ca I 10839或Fe I 6173谱线推断的多普勒速度图不显示相同的LOS速度图。因此，没有证据表明等离子体到达较低的光球层。观测结果和非线性无力场外推表明，AFS的磁场环随时间而增大。我们发现流动不对称性在不同的足点的AFS。磁场强度的NLFFF值为我们解释这些流动不对称性提供了线索。
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
The Relation between the Radial Temperature Profile in the Chromosphere and the Solar Spectrum at Centimeter, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths
High-resolution observations of the solar photosphere, chromosphere and transition region. A database of coordinated IRIS and SST observations
NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）通过紫外光谱和成像提供太阳大气的高分辨率观测。自2013年6月IRIS发射以来，我们与位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜协调开展了系统观测活动。SST提供了对光球层和色球层的补充性高分辨率观测。SST观测包括光球Fe I线的光谱偏振成像和色球Ca II 8542 A、H-α和Ca II K线的光谱分辨成像。我们提出了一个共同对齐的IRIS和SST数据集的数据库，该数据库对科学界开放供分析。该数据库涵盖了各种目标，包括活动区，太阳黑子，plage，安静的太阳和日冕洞。
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。
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…
The energy of waves in the photosphere and lower chromosphere: III. Inversion setup for Ca II H spectra in local thermal equilibrium
Ca II H谱线是太阳光谱中最强的谱线之一，提供了从光球层到色球层下部的太阳大气的连续信息。我们描述了一种反演方法，再现所观察到的钙II H光谱假设LTE。我们开发了一种基于SIR码的反演策略。该方法使用一个两步的程序与存档的预先计算的光谱，以适应线的核心和随后的迭代修改，以提高线翼的拟合。630 nm范围内的同步光谱可用于固定连续谱温度。该方法检索一维温度分层忽略横向辐射传输。LOS速度包括一个经验的方法。大约300.000预计算的光谱的档案是足够的复制线核心观察到的钙II H光谱在安静的太阳和活跃的地区。最终的光谱分层与观测到的最佳拟合光谱相匹配，线翼（核心）中的Ic水平约为0.5（1）%。基于预先计算光谱的反演方案允许从观测到的色球光谱可靠且相对快速地反演太阳性质。该方法可以很容易地扩展到一个一维NLTE的情况下，通过一个简单的交换预先计算的存档光谱。
An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere: I - Magnetic structure
本文对紧凑型活动区（AR）灯丝（NOAA 10781）中的矢量磁场进行了多波长、多高度的研究。我们提出了一个进化的情况下，这种灯丝。用TIP-II在包括色球He I 10830 A多重峰和光球Si I 10827 A谱线的光谱范围内获得全斯托克斯矢量。在2005年7月3日的He I吸收图像中检测到AR细丝（在我们的观测运行之前形成）。色球矢量磁场在这部分的灯丝强烈剪切，而光球场线下面有一个相反的极性配置。从7月3日到7月5日，记录了极性反转线（PIL）两侧极性的打开和关闭，类似于最近发现的Hinode看到的滑动门效应过程。7月5日，从色球层光谱中推断出一个正常的极性结构，同时在光球层中发现了与PIL对齐的强烈剪切场线。在同一数据集中，在FOV的不同部分也观察到了细丝的脊柱，并通过硅线芯清楚地映射。所推断的灯丝的矢量磁场建议磁通绳拓扑结构。此外，观测表明暗条被分成两部分，一部分位于色球层，另一部分被困在光球层。因此，只有螺旋结构的顶部才能被氦线看到。在PIL的孔隙和孤儿半影似乎是光球对应的极低的灯丝。我们认为，孤立半影形成于致密AR的非常狭窄的PIL中，是光球中通量绳的光球表现。
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
Non-LTE inversions of a confined X2.2 flare: I. Vector magnetic field in the photosphere and chromosphere
准确获得太阳大气中的磁场矢量对于研究耀斑期间磁场拓扑结构的变化和可靠地模拟空间天气至关重要。我们通过将各种反演方法应用于2017年9月6日NOAA AR 12673中的受限X2.2耀斑来解决这个问题，将光球和色球磁场矢量与该事件的两个数值模型进行比较。我们从Milne-Eddington（ME）和（非）局部热平衡（非LTE）反演的Hinode SOT/SP Fe I 6301.5 μ m和6302.5 μ m得到光球场。色球场是从空间正则化弱场近似（WFA）和非LTE反演的钙II 8542观察CRISP在瑞典1米太阳望远镜。LTE和非LTE推断的光球场分量在整个大气中具有很强的相关性，在非LTE反演中具有更强的场和更高的温度。对于色球场，非LTE反演与空间正则化的WFA相关性很好。我们发现强场补丁超过4.5千克的光球，共同位于类似的浓度超过3千克的色球。得到的场强比数值模型高2-3倍，更集中和结构化的光球到色球剪切接近极性反转线。LTE和非LTE的Fe I反演产生基本上相同的光球场，而ME反演未能再现Fe I在发射的场矢量方向。我们的反演证实了由数值模型预测的磁通绳足点的位置。然而，预处理和较低的空间分辨率导致模型中的场比数据显示的更弱和更平滑。这强调了需要更高的空间分辨率的模型，以更好地约束喷发前的通量绳。
The energy of waves in the photosphere and lower chromosphere: 1. Velocity statistics
除了磁场外，声波是色球加热到辐射平衡温度以上的主要原因之一。我们推导出的机械波能量，看到在线芯速度，以获得一个测量的机械能通量与高度的能量需求在半经验大气模型进行比较。我们分析了1小时的时间序列和大面积的地图上的传播波的痕迹钙II H光谱。分析了Ca II H翼部几条谱线的速度统计，以及Ca II H的线核速度。我们将速度振幅转换成体积和质量能量密度。为了比较，我们使用了必要的内能的增加，以解除稀土气氛的HSRA温度分层。我们发现，速度振幅的增长与线性波理论一致，因此速度随高度的增长比能量守恒预测的要慢。在半经验的HSRA模式中，z~500 km以上的波的机械能不足以维持色球温度的上升。Ca线芯（z~1000 km）的强度变化可以追溯到所考虑的最低形成谱线（z~ 250 km）的速度变化。色球强度，因此，（辐射）温度的变化被认为是引起通过波起源于光球。
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
Two-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations of Partial Ionization in the Chromosphere. II. Dynamics and Energetics of the Low Solar Atmosphere
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere. II. Non-LTE chromospheric diagnostics and inversions
太阳外层的磁通量是向色球层和日冕释放能量的基本机制。在本文中，我们研究了颗粒大小的通量浓度的出现和相应的物理参数的结构和大气诊断在上层光球和色球层。我们利用一个现实的三维MHD模拟的外层太阳研究的Ca II 8542线的形成。我们还从我们的观察的非LTE反演中获得半经验3D模型。这些模型包含深度依赖的温度和视线分层的信息。我们的分析解释了奇特的钙II 8542配置文件中观察到的磁通新兴地区。此外，我们推导出详细的温度和速度图描述的上升磁泡从光球到色球层。反演表明，在活跃区域，颗粒大小的气泡出现到较低的色球层，现有的大规模领域阻碍了他们的上升。当磁场到达色球层时，我们报告了加热的迹象。
Predicting the thermodynamics in the chromosphere from the translation of SDO data into the IRIS$^{2}$ inversion results using a visual transformer model
SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；Henry M. Gunn Senior High School（亨利·M·冈恩高中）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁高级技术中心）
Chromospheric resonances above sunspots and potential seismological applications
太阳黑子本影的振荡在光球层和色球层表现出明显的差异。我们评估了两个相互竞争的情况下提出的解释这些意见：色球谐振腔和波从光球层上层大气层。我们采用数值模拟来分析这两种模型中的振荡。并与低色球层（Na I D2）和高色球层（He I 10830）的观测结果进行了比较。谐振腔的节点可以被检测为相位跳变或功率骤降，尽管后者的识别不足以声称谐振的存在。与此相反，速度和温度波动之间的相位差揭示了驻波，并明确地证明了存在的声学谐振器以上的阴影。我们的研究结果提供了一种新的地震方法来探测活动区色球通过检测共振节点。
Height Variations of Magnetoacoustic Cutoff Frequency in the Solar Atmosphere
VIT Bhopal University（维特博帕尔大学）；University of Texas at Arlington（德克萨斯大学阿灵顿分校）；Institute of Physics, University of M. Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯克沃多夫斯卡大学物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）
Height dependence of the penumbral fine-scale structure in the inner solar atmosphere
利用干涉二维光谱仪在光球Fe I 617.3 nm和色球Ca II 854.2 nm谱线上进行的全斯托克斯测量，研究了一个大型的、发育完全的太阳黑子半影区的物理参数，该黑子是过去两个太阳活动周中最大的黑子之一。用NICOLE程序反演测量，得到了从光球层底部到色球层中部半影区磁场的三维结构。我们分析了方位和垂直梯度的磁场强度和倾角。我们的研究结果提供了新的见解半影磁场在色球层的性质在大气高度未探索在以前的研究。我们发现的小规模的脊柱和脊柱内的磁场强度和倾斜度在所有调查的大气高度结构的签名。特别是，我们报告了典型的峰-峰变化的磁场强度和倾角的$\approx 300$ G和$\approx 20^{\circ}$，分别在光球，和$\approx 200$ G和$\approx 10^{\circ}$在色球。此外，我们还估算了半影区磁场强度的垂直梯度：在光球层和中色球层之间，我们发现磁场强度的垂直梯度为$\approx 0.3$ G km $^{-1}$。有趣的是，光球磁场梯度的变化标志从负的内部到正的外部半影。
Upper Chromospheric Magnetic Field of a Sunspot Penumbra: Observations of Fine Structure
本文将探讨上色球层黑子半影磁场的精细结构，并与光球层的磁场进行比较。高空间分辨率分光偏振观测是用1.5米的GREGOR望远镜使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）记录的。观测到的谱域包括色球上部He I三重态（1083.0 nm）和光球Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线。在Milne-Eddington型大气模型下，通过反演He I三重态得到了色球上层磁场。对Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线进行了与高度相关的反演，得到了光球磁场。我们发现磁场的倾角在光球层和上色球层都表现出方位角方向的变化。色球层的变化与光球场倾角的变化非常吻合，并且与半影光球层中众所周知的脊和脊间结构相似。发现上色球层磁场倾角的典型峰-峰变化为10-15度，即，大约是光球层变化的一半。相反，观测到的半影的磁场强度在上色球层的小空间尺度上并没有表现出变化。由于高空间分辨率的观测可能与格雷戈里望远镜在1.08微米，我们发现，突出的小尺度波动的磁场倾斜，这是一个显着的一部分，太阳黑子半影光球的属性，也坚持在色球层，虽然在有些减少的幅度。这种复杂的磁结构可能会促进半影色球动力学现象，如半影微喷流或瞬态亮点。
Magnetic Field Measurements in the Solar Chromosphere Using the H$_β$ 4861Å~Line I: Forward Modeling Based on 1D Models
School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
