目的：研究平静太阳大气中靠近盘中心的磁通量出现的时间演化。研究方法：我们结合高分辨率的SoHO/MDI磁图与TRACE观测在1216年的通道，以分析一个新兴的小规模的磁环的时间演变和它的痕迹在色球层。结果：首先，我们发现磁通出现的信号非常接近位于盘中心的超颗粒网络边界的边缘。新出现的磁通量首先以不对称双极元素的形式出现在MDI磁图中，即具有负极性的贴片比具有相反极性的相应贴片弱大约两倍。磁通量和磁通量密度的平均值分别达到1.6 x 10^18 Mx、-8.5 x 10^17 Mx和55 Mx cm^-2、-30 Mx cm^-2。出现的功能相反极性补丁之间的空间距离增加约2.5”至5.0”的循环，这是不超过36分钟的寿命期间。一个更精确的寿命估计的功能是不可能的，因为在MDI磁图的时间序列的间隙。色球层对磁偶极子的响应比光球磁图晚9分钟左右。它由一个准周期性的时间局部增亮序列组成，在1216年12月TRACE通道中可见，持续约14分钟，与连接两个相反磁极的轴共空间。结论：我们确定所观察到的事件作为一个小规模的磁回路出现在光球层，随后上升到色球层。我们讨论的可能性，在色球发射检测到的波动可能反映磁场振荡传播到色球的波的形式。
英文摘要：
Aims: We investigate the temporal evolution of magnetic flux emergence in the quiet Sun atmosphere close to disk center. Methods: We combine high-resolution SoHO/MDI magnetograms with TRACE observations taken in the 1216 Å channel in order to analyze the temporal evolution of an emerging small-scale magnetic loop and its traces in the chromosphere. Results: At first place, we find signatures of flux emergence very close to the edge of a supergranular network boundary located at disk center. The new emerging flux appears first in the MDI magnetograms in form of an asymmetric bipolar element, i.e. the patch with negative polarity is roughly two-times weaker than the corresponding patch with opposite polarity. The average values of magnetic flux and magnetic flux densities reach 1.6 x 10^18 Mx, -8.5 x 10^17 Mx, and 55 Mx cm^-2, -30 Mx cm^-2, respectively. The spatial distance between the opposite polarity patches of the emerged feature increases from about 2.5" to 5.0" during the lifetime of the loop which was not longer than 36 min. A more precise lifetime-estimate of the feature was not possible because of a gap in the temporal sequence of the MDI magnetograms. The chromospheric response to the emerged magnetic dipole occurs ~ 9 minutes later with respect to the photospheric magnetograms. It consists of a quasi-periodic sequence of time-localized brightenings visible in the 1216 Å TRACE channel apparent for ~ 14 minutes and being co-spatial with the axis connecting the two patches of opposite magnetic polarity. Conclusions: We identify the observed event as a small-scale magnetic loop emerging at photospheric layers and subsequently rising up to the chromosphere. We discuss the possibility that the fluctuations detected in the chromospheric emission probably reflect magnetic field oscillations which propagate to the chromosphere in form of waves.
Basal Chromospheric Flux and Maunder Minimum-type Stars: The quiet-Sun Chromosphere as a Universal Phenomenon
目的：我们证明了不活跃恒星（太阳型和巨星）中安静太阳色球层的普遍特征。通过评估主要的物理过程，我们揭示了一些常见的观测现象。方法：我们讨论了太阳能Mt的测量。Wilson S-指数，由汉堡机器人望远镜获得的极端最低年2009年前后，并比较建立色球基底Ca II K线通量的Mt。威尔逊S指数数据的不活跃（“平坦活动”）恒星，包括巨星。结果如下：在2009年异常深和扩展的活动最低期间，太阳达到的S指数值比以前观测到的任何最低值都要低得多。在几个短暂的时期内，太阳正好与不活跃（“平坦”，假定的蒙德极小型）太阳类似物的S指数重合。同时，太阳可见表面也没有任何谱斑或剩余的弱活动区。对应的最小Ca II K流量的安静的太阳和推定的蒙德极小型恒星在山。Wilson样品的观测结果与相应的Ca II K色球基底通量极限一致。结论：太阳色球层平静是不活跃恒星的普遍现象。它的混合极性磁场，由当地的“快速”湍流发电机产生，最终为不活跃恒星中观察到的最小软X射线发射提供了一个自然的解释。给定这样一个局部发电机也适用于巨大的色球，尽管是在更大的长度尺度上，即，l ~ R/g，其中R和g分别为恒星半径和表面重力，巨针状现象的存在和机械能沿通量管向冷星风加速区的引导现已成为可追踪的。
在过去的5年里，太阳色球层的数值模拟变得越来越现实。然而，许多观察到的色球结构和行为没有再现。目前的模型没有显示Ca II 8542中的原纤维，也没有再现Ca II 8542的平分线。从模型中计算出的紧急H-α线核心强度显示出颗粒化，而不是色球冲击或原纤维。我讨论了这些不足之处，并推测应该包括哪些物理学来减轻这些缺点。
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。
Determination of the chromospheric quiet network element area index and its variation during 2008-2011
一般认为，谱斑和黑子是太阳辐照度的主要贡献者。太阳上有一些小尺度的结构，它们的中间磁场也可能对太阳辐照度有贡献。目前还没有量化这些小尺度结构对太阳辐照度的贡献以及它在太阳周期中的变化程度。在本文中，我们使用的Ca II K图像从安装在Kodaikanal天文台的望远镜。我们报告了一种方法来分离网络元素的背景结构和plage区域。我们计算了太阳活动周最小阶段和第24周上升阶段的一部分网络元素面积指数的变化。在2008年2月至2011年2月的观测期间，网络元素所占的面积约为太阳盘面的30%，谱斑不到1%。在延长的最小活动期内，观察到网络元件面积指数与2008年网络元件所占面积相比下降了约7%。需要对网络元素面积指数进行长期研究，以了解太阳周期的变化。
Properties of shock waves in the quiet Sun chromosphere
在宁静太阳中Ca II H和K线的$\mathrm{H_{2V}}$和$\mathrm{K_{2V}}$位置的窄带图像中，短寿命（100秒或更短）、亚弧秒到几个弧秒大小的增强增亮特征被称为亮颗粒。利用瑞典1米太阳望远镜上的CRisp成像分光偏振仪和色球成像分光仪仪器对Fe I 6173 Xe、Ca II 8542 {AA}和Ca II K线中的安静太阳网络区域进行的同时观测，我们使用STockholm反演代码进行了多线非局部热力学平衡反演，以推断时间-变化的分层大气的物理特性，如温度，视线（LOS）速度，和微湍流。明亮晶粒的Ca II K曲线显示$\mathrm{K_{2V}}$峰强度增强，但没有$\mathrm{K_{2R}}$特征。在$\mathrm{K_{2V}}$峰强度最大增强时，我们发现较低色球层（在$\logτ_{500}$ $\simeq$ $-$ 4.2处）温度的平均增强约为1.1 kK，最大增强约为4.5 kK。这些温度升高与上升气流同处一处，上升气流的强度与LOS方向上的$-$ 6 $\mathrm{km\;s^{-1}}$一样强。在$\logτ_{500}$ < $-$ 4.2的色球上层的LOS速度显示出一致的下行流大于$+$ 8 $\mathrm{km\;s^{-1}}$。亮颗粒大气微湍流的反演值在色球层可以忽略不计。这项研究提供了观测证据，以支持解释，在窄…
Chromosphere of the quiet sun: II. Atmospheric response to small-scale magnetic flux emergence
University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris – PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）
Magnetoacoustic Portals in Quiet-Sun Fluxtubes Revealed by Chromospheric Spectropolarimetry with SUNRISE III/SCIP
Kanazawa University（金泽大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（日本高等研究院（SOKENDAI））；Nagoya University（名古屋大学）；National Institute for Fusion Science（核聚变科学国家研究所）
