The magnetic network observed on the solar surface harbors a sizable fraction of the total quiet Sun flux. However, its origin and maintenance are not well known. Here we investigate the contribution of internetwork magnetic fields to the network flux. Internetwork fields permeate the interior of supergranular cells and show large emergence rates. We use long-duration sequences of magnetograms acquired by Hinode and an automatic feature tracking algorithm to follow the evolution of network and internetwork flux elements. We find that 14% of the quiet Sun flux is in the form of internetwork fields, with little temporal variations. Internetwork elements interact with network patches and modify the flux budget of the network, either by adding flux (through merging processes) or by removing it (through cancellation events). Mergings appear to be dominant, so the net flux contribution of the internetwork is positive. The observed rate of flux transfer to the network is 1.5 x 10^24 Mx day^-1 over the entire solar surface. Thus, the internetwork supplies as much flux as is present in the network in only 9-13 hours. Taking into account that not all the transferred flux is incorporated into the network, we find that the internetwork would be able to replace the entire network flux in approximately 18-24 hours. This renders the internetwork the most important contributor to the network, challenging the view that ephemeral regions are the main source of flux in the quiet Sun. About 40% of the total internetwork flux eventually ends up in the network.
The solar internetwork. III. Unipolar versus bipolar flux appearance
小尺度互联网（IN）磁场被认为是安静的太阳磁性的主要组成部分。因此，了解它们如何出现在太阳表面至关重要。在这里，我们采用了高分辨率，高灵敏度，长时间的Hinode/NFI磁图序列来分析的外观模式和时空演化的单个IN磁性元素内的超颗粒细胞在磁盘中心。从识别的通量补丁和磁摩擦模拟，我们发现有两个不同的人口的IN通量浓度：单极和双极功能。双极特征往往比单极特征更大更强。它们的寿命也更长，每个特征携带更多的通量。这两种类型的通量集中出现均匀的太阳表面。然而，我们认为，双极功能真正代表了太阳表面新通量的出现，而单极功能似乎是由背景通量的合并形成的。磁双极的出现速度比单极特征更快（68 Mx cm $^{-2}$日$^{-1}$），并提供超颗粒内部检测到的总瞬时IN通量的约70%。
IRIS observational approach to the oscillatory and damping nature of network and internetwork chromosphere small-scale brightening (SSBs) and their unusual dynamical and morphological differences in different regions on the solar disk
Emergence of internetwork magnetic fields through the solar atmosphere
互联网（IN）磁场是高度动态的，短暂的磁性结构，填充在超颗粒细胞的内部。由于它们遍布太阳，这些小规模的场给太阳表面带来了大量的通量，因此也带来了能量。正因为如此，IN场对于理解安静的太阳（QS）磁性至关重要。然而，它们很弱，产生非常小的偏振信号，这就是为什么它们的特性以及对太阳大气能量学和动力学的影响知之甚少的原因。在这里，我们使用协调，高分辨率，多波长观测获得的瑞典1米太阳望远镜（SST）和\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）遵循的演变中的磁回路，因为它们出现到光球，到达色球层和过渡区。本文研究了总无符号磁通量为$1.9\times10^{18}$、$2.5\times10^{18}$和$5.3\times10^{18}$ ~Mx的三个磁通浮现事件。在\ion{Fe}{1} 6173\/和\ion{Mg}{1} b $_2$ 5173\/磁图中，可以清楚地看到出现的IN双极的足迹出现在光球层中，并穿过太阳大气层上升。我们在色球层\ion{Ca}{2} 8542线上进行的偏振测量首次提供了直接的观测证据，证明IN场能够到达色球层。此外，利用IRIS数据，我们还研究了这些弱场对色球层和过渡区加热的影响。
Structure and dynamics of the internetwork solar chromosphere: results of a small-scale dynamo simulation
Max-Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；High Altitude Observatory, NSF NCAR（高海拔天文台，美国国家科学基金会/科罗拉多大学）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
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。
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。
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。
Observed Variability of the Solar Mg II h Spectral Line
Mg Ⅱ的h&k双峰是太阳指向界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的两条主要谱线。这些线是从光球层到上色球层的磁和热环境的示踪物。我们使用双高斯模型来拟合2014年8月24日拍摄的全太阳镶嵌数据集的Mg II h轮廓。我们使用高质量的配置文件拟合的合奏进行统计研究的变化的线轮廓，因为它涉及的磁结构，动力学，和中心到肢体的视角。平均互联网络配置文件包含一个深反转的核心，并在h2弱不对称。在互联网络中，我们发现h3波长和轮廓不对称性以及h1宽度和h2宽度之间有很强的相关性。h3磁芯的平均反转深度与磁场成反比。斑和黑子显示出许多不包含反转的轮廓。这些配置文件也很少出现在互联网中。我们在与线核相关的统计数据中看到了磁排列结构在斑和网络中的迹象，但这些结构在互联网络中并不清楚或延伸。的中心到肢体的变化进行了比较与半经验模型大气的预测。我们测量到一个显着的肢体变暗的线核心，这是没有预测的模型。这项工作的目的是提供一个全面的测量基线和初步分析所观察到的结构和形成的镁II剖面观测IRIS。
Quantifying Properties of Photospheric Magnetic Cancellations in the Quiet Sun Internetwork
我们分析了瑞典1米太阳望远镜的分光偏振数据，以研究安静的太阳光球中小尺度磁抵消的物理特性。具体来说，我们看了完整的斯托克斯偏振配置文件沿Fe I 557.6 nm和Fe I 630.1 nm线测量的CRISP成像光谱偏振仪（CRISP）研究时间演变的视线（LOS）磁场在42.5分钟的安静的太阳演变。从这个磁图序列中，我们直观地识别出38个抵消事件。然后，我们使用另一种特征跟踪算法（YAFTA）来表征这些磁抵消的物理特性。我们发现，在每个事件中，磁通量的平均$1.6\times10^{16}$ Mx被抵消，平均抵消率为$3.8\times10^{14}$ Mx s $^{-1}$。推导出的抵消通量与强下行流有关，平均速度为$V_\mathrm{LOS}\approx1.1$ km s $^{-1}$。我们的研究结果表明，每个事件的平均寿命是$9.2$分钟，平均$44.8\%$的初始磁通被取消。我们对磁通量的估计提供了一个下限，因为所研究的磁抵消事件具有非常接近仪器噪声水平的磁场值。我们没有观察到水平磁场的取消网站，因此不能得出结论，事件是否相关的结构，可能会导致磁重联。
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。
Internetwork chromospheric bright grains observed with IRIS
界面区域成像光谱仪（IRIS）揭示了小规模的快速增亮，其形式是遍布冕洞和安静太阳的明亮颗粒。这些明亮的颗粒是用IRIS 1330 μ m、1400 μ m和2796 μ m狭缝颚式过滤器看到的。我们结合协调观测与IRIS和从地面与瑞典1米太阳望远镜（SST），使我们有色球（Ca II 8542 <$，Ca II H 3968 <$，Hα和Mg II k 2796 <$）和过渡区（C II 1334 nm，Si IV 1402）光谱成像，以及Fe I 6302 nm的高空间（0.33”）、时间和光谱分辨率的单波长斯托克斯图。我们的结论是，IRIS缝颚颗粒是所谓的声学颗粒的对应物，即，这是由非磁性环境中的色球声波引起的。我们比较狭缝颚图像与光谱从IRIS摄谱仪。我们的结论是，在2796年的狭缝颚式过滤器的晶粒强度来自Mg II K核心和翅膀。在C II和Si IV线的信号是太弱，以解释在1300年和1400年的狭缝颚图像中的颗粒的存在，我们得出结论，在这些通带中的颗粒信号主要来自连续。即使很弱，在IRIS C II光谱中也经常可以检测到声学颗粒的特征冲击信号。对于某些颗粒，可以在IRIS Si IV中找到光谱特征。这表明向上传播的声波有时会一直到达过渡区。
High-frequency wave power observed in the solar chromosphere with IBIS and ALMA
我们目前的观测限制太阳色球加热的贡献，从声波频率在5和50兆赫之间。我们利用新墨西哥州邓恩太阳望远镜的观测结果，并补充了2017年4月23日收集的阿塔卡马大型毫米波阵列的观测结果。各种量的功率谱的性质是从Ca II 854.2 nm、H I 656.3 nm的谱线以及1.25 mm和3 mm处的毫米连续谱导出的。（斜率、峰值和白噪声本底）与太阳特征的类型（互联网、网络、谱斑）相关。为了解开的垂直与横向等离子体运动，我们检查两个不同的领域，一个接近磁盘中心和其他接近的肢体。为了推断中色球层的声通量，我们将我们的观测结果与随时间变化的辐射流体动力学RADYN代码的合成观测值进行了比较。我们的研究结果表明，声波携带高达约1千瓦米$^{-2}$的能量通量在中间色球，这是不足以维持安静的色球，相反，以前的出版物。
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）。
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。
What Is the Source of Quiet Sun Transition Region Emission?
追溯到对盘上日冕的第一次观测，光球的磁网络和增强的转变温度等离子体发射之间存在着定性的联系。这些观测结果导致了一个通用模型的发展，该模型通过划分具有不同能量平衡的不同磁环几何形状的大气体积来描述发射结构。互联网络是否产生过渡温度辐射？有多少网络通量连接到日冕？安静的太阳辐射与低活动的类太阳恒星相比如何？在这项工作中，我们重新审视了安静太阳的规范模型，并利用IRIS和HMI的高分辨率观测数据来解决这些问题。我们使用超过900深曝光的硅IV 1393 A IRIS随着几乎同时HMI磁图量化之间的相关性过渡温度发射结构和磁场浓度通过一些新的统计。我们的观测结果与分析的Bifrost MHD模型和一个大规模的位场模型。我们的研究结果描绘了一幅安静的太阳的复杂肖像。我们测量的排放签名在遥远的互联网，不能归因于网络的贡献。我们发现，最暗淡的地区的发射是没有联系到当地的垂直磁场。利用MHD模拟，我们将冷的中高空冕环和高空冕环的辐射贡献进行了分类，并讨论了针状体的潜在辐射贡献。我们的结果为耦合太阳大气提供了新的约束，以便我们可以进一步了解动态热结构和磁结构如何在过渡区产生观察到的现象。
