It has long been known that magnetic plage and sunspots are regions in which the power of acoustic waves is reduced within the photospheric layers. Recent observations now suggest that this suppression of power extends into the low chromosphere and is also present in small magnetic elements far from active regions. In this paper we investigate the observed power supression in plage and magnetic elements, by modelling each as a collection of vertically aligned magnetic fibrils and presuming that the velocity within each fibril is the response to buffeting by incident $p$ modes in the surrounding field-free atmosphere. We restrict our attention to modeling observations made near solar disk center, where the line-of-sight velocity is nearly vertical and hence, only the longitudinal component of the motion within the fibril contributes. Therefore, we only consider the excitation of axisymmetric sausage waves and ignore kink oscillations as their motions are primarily horizontal. We compare the vertical motion within the fibril with the vertical motion of the incident $p$ mode by constructing the ratio of their powers. In agreement with observational measurements we find that the total power is suppressed within strong magnetic elements for frequencies below the acoustic cut-off frequency. We also find that the magnitude of the power deficit increases with the height above the photosphere at which the measurement is made. Further, we argue that the area of the solar disk over which the power suppression extends increases as a function of height.
Three-minute wave enhancement in the solar photosphere
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。
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)
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。
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。
The umbrella effect: Magnetic canopy topology modulates spatially averaged chromospheric three-minute power
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；ESA Science and Operations Department（欧洲空间局科学与运营部）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Institute of Theoretical Astrophysics（理论天体物理研究所）
Response of the solar atmosphere to magnetic field evolution in a coronal hole region
方法.我们研究了2007年7月27日由HINODE和STEREO同时观测到的赤道CH。利用HINODE/SP图计算了光球的物理参数，研究了光球的磁场演化和分布。利用HINODE/BFI高时空分辨率的G波段和Ca II H图像以及STEREO/EUVI多波长数据，研究了不同上覆层对应的大气响应。结果我们探讨了一个新兴的偶极子位于CH边界。伴随着新兴的偶极子的小型弓丝（AF）观察与Ca II H线。在偶极足点分离过程中，出现3个AF，依次扩大。第一次房颤晚期分裂为两段，第二次和第三次房颤晚期爆发。这三个AF的寿命分别为4、6、10分钟，三次分裂或喷发之间的两次间隔分别为18和12分钟。我们显示一个例子的混合极性通量出现在CH内的IN字段，并提出相应的色球响应。随着积分磁通量的增加，Ca II H图像的亮度呈现增加的趋势。我们还研究了位于CH边界的NT场的磁通量抵消，并给出了明显的色球和日冕响应。我们注意到，在171 A图像中看到的较亮区域与相互作用的磁性元素有关。通过对NT和IN元素的分析以及不同大气层的响应，得到NT磁通量密度与G带（相关系数为0.85）和Ca II H（相关系数为0.58）亮度之间的良好线性正相关关系。
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。
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere: I. Spectropolarimetric observations and simulations
我们研究了2009年7月发生在NOAA 11024中的颗粒大小的磁通量出现事件。这些观测是用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP分光偏振仪进行的，空间分辨率为0.14”。同时全斯托克斯观测的两个光球Fe I线在630.2 nm和色球Ca II 854.2 nm线，使我们能够详细描述整个太阳大气的出现过程。我们在这里报告的3D半球形气泡事件，而不是简单的磁足点，我们观察到复杂的半圆形脚跨越几个颗粒。在这些事件中最具特征的签名是在Ca II 854.2 nm线的翅膀上拍摄的滤光片中观察到一个黑暗的气泡。我们可以推断气泡是如何通过太阳大气层上升的，因为我们看到它从Ca II 854.2 nm的翅膀发展到核心。在光球层中，磁泡的平均向上多普勒速度为2 km/s。在大约3.5分钟内，它将行进约1100公里到达色球层中部，这意味着平均上升速度为5.2公里/秒。为了帮助解释的意见，我们进行了三维数值模拟的演变的水平，无扭曲的磁通量片注入对流区，使用彩虹代码。计算区域从对流层上部到日冕下部。在模拟的色球层中，上升的通量片产生一个大的、冷的、磁化的气泡。我们将这个气泡与观测到的气泡进行比较，发现非常一致，包括光球层和色球层中类似的场强和速度信号，温度赤字，上升速度，膨胀速度和寿命。
2008年10月15日，邓恩太阳望远镜的IBIS光谱仪观测到一个带有颗粒状光桥的大太阳孔，并获得了69分钟长的光谱扫描，其中Ca II 854.2 nm和Fe I 617.3 nm。Ca II线的强度和多普勒信号分离。这条线采样了核心的中间色球层和机翼的中间光球层。虽然没有迹象表明的半影被认为是在光球，一个扩展的附属结构，无论是在强度和多普勒信号，观察到的钙II线核心。形态学和动力学特性的结构分析表明，一个太阳黑子的半影与发达的半影非常相似。特别注意的是光桥，这是最明亮的功能，在孔隙中看到的钙II线中心，并显示了增强的色球振荡功率在3-5兆赫。虽然光桥中的声功率通量是“安静”色球层中的五倍，但它不能解释观测到的亮度。
A Machine-Learning Compositional Study of Exoplanetary Material Accreted Onto Five Helium-Atmosphere White Dwarfs with $\texttt{cecilia}$
Institute of Astronomy, University of Cambridge（天文学研究所，剑桥大学）；Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, Massachusetts Institute of Technology（地球、大气与行星科学系，麻省理工学院）；Department of Physics and Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（物理系和卡弗里天体物理与空间研究研究所，麻省理工学院）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（Gemini天文台/NSF的NOIRLab）；Département de Physique, Université de Montréal（物理系，蒙特利尔大学）；Department of Earth, Planetary, and Space Sciences, University of California, Los Angeles（地球、行星与空间科学系，加州大学洛杉矶分校）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（物理与天文学系，维多利亚大学）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Los Angeles（物理与天文学系，加州大学洛杉矶分校）
研究首次将机器学习流程 cecilia 用于五颗金属污染氦大气白矮星，通过联合迭代贝叶斯拟合 SDSS 与 Keck/ESI 光谱测定其参数和吸积物元素丰度，发现成分多与 CI 球粒陨石相符且两颗存在显著氧过剩。
