Rapid magnetic upflows in the quiet-Sun photosphere were recently uncovered from both SUNRISE/IMaX and Hinode/SOT observations. Here, we study magnetic upflow events (MUEs) from high-quality, high- (spatial, temporal, and spectral) resolution, and full Stokes observations in four photospheric magnetically sensitive Fe I lines centered at 525.021, 617.334, 630.151, and 630.250 nm acquired with the Swedish Solar Telescope (SST)/CRISP. We detect MUEs by subtracting in-line Stokes V signals from those in far blue wing whose signal-to-noise ratio (S/N) >= 7. We find a larger number of MUEs at any given time (0.02 per square arcsec), larger by one to two orders of magnitude, than previously reported. The MUEs appear to fall into four classes presenting different shapes of Stokes V profiles with (I) asymmetric double lobes, (II) single lobes, (III) double-humped (two same-polarity lobes), and (IV) three lobes (an extra blue-shifted bump in addition to double-lobes), of which less than half are single-lobed. We also find that MUEs are almost equally distributed in network and internetwork areas and they appear in the interior or at the edge of granules in both regions. Distributions of physical properties, except that of horizontal velocity, of the MUEs (namely, Stokes V signal, size, line-of-sight velocity, and lifetime) are almost identical for the different spectral lines in our data. A bisector analysis of our spectrally resolved observations shows that these events host modest upflows and do not show direct indication of the presence of supersonic upflows reported earlier. Our findings reveal that numbers, types (classes), and properties determined for MUEs can strongly depend on the detection techniques used and the properties of the employed data, namely, S/Ns, resolutions, and wavelengths.
Ubiquitous High Speed Transition Region and Coronal Upflows in the Quiet Sun
我们研究了在典型的太阳宁静区观测到的一系列过渡区（TR）发射线的谱线轮廓。在磁网络区，Si IV 1402 nm，C IV 1548 nm，N V 1238 nm，O VI 1031 nm和Ne VIII 770 nm谱线在发射线轮廓的蓝翼显示出明显的不对称性。我们将TR下部和上部的这些高速上升流解释为最近在谱区上方的低日冕中发现的上升流的安静太阳等效物（Hara等人，2008年）。后者已被证明与高速色球针状体直接相关，这些针状体（部分）被加热到日冕温度，并在为活动区日冕提供热等离子体方面发挥重要作用（DePontieu等人，2009年）。我们发现，一个类似的过程可能占主导地位的安静的太阳网络。我们提供了一个新的解释所观察到的安静的太阳TR发射的色球层和日冕之间的无情的质量传输-从动态的情节加热和质量注入到日冕以及从以前充满，缓慢冷却，日冕等离子体的混合物的发射。对观测到的上升流分量的分析表明，它携带了足够的热等离子体，在宁静日冕的能量和质量平衡中发挥了重要作用。我们确定的温度依赖性的上升流速度来约束的加速和加热机制，驱动这些上升流。我们还表明，这些上升流的时间特性表明，有时会导致准周期信号的一个情节驱动程序。我们认为，至少有一些的准周期性观测日冕成像仪和光谱仪，以前被解释为传播磁声波，而不是这些上升流造成的。
Upflows in funnel-like legs of coronal magnetic loops
Ne viii的显著蓝移与平静太阳中磁网络的连接点有关，这一点仍然没有得到很好的理解。通过比较的日冕磁场结构所获得的位场重建与显着的蓝移补丁的多普勒频移Ne VIII在赤道安静的太阳区域观察到的，我们发现，大多数地区具有显着的上升流与漏斗状的腿的磁环和共空间的线宽的增量。这些准定常上升流可被视为日冕环物质供应的特征。通过使用线强度的平方根作为等离子体密度的代理，可以估计每个漏斗中的上升流的质量通量。我们发现，质量通量是反相关的漏斗的膨胀因子确定从外推的磁场。其中一个环系统与一个日冕亮点有关，它被几种仪器观测到，在不同的波长和观察方向上表现出各种形态。一个显着的协议之间的磁性结构和相关的EUV发射模式被发现，表明一个几乎势场性质的日冕磁场。我们还报告了直接检测的小规模虹吸流的STEREO卫星。然而，这种瞬态虹吸流发生在一个弱的混合极性场区域，这是外相邻的磁漏斗，因此，它可能是不相关的漏斗中的等离子体上升流。基于这些观测结果，我们认为，在上TR温度的主导流在安静的太阳日冕环是持久的上升流，而不是虹吸流。我们还讨论了日冕加热和未解决的磁结构的影响。
Properties of the C II 1334 Å line in Coronal Hole and Quiet Sun as observed by IRIS
在日冕温度下，与宁静太阳（QS）相比，冕洞（CH）具有减弱的强度和净蓝移。在过渡区的温度，这样的差异是获得相同的光球绝对磁通量密度（$\vert$ B $\vert$）的区域。在这项工作中，我们使用的光谱测量的界面区域成像光谱仪（IRIS）的\car 1334~ 1334线，在色球温度下形成的，调查的强度，多普勒频移，线宽，偏斜，和过剩峰度的变化与$\vert$ B $\vert$。我们发现，对于CH和QS，强度、多普勒频移和线宽随着$\vert$ B $\vert$而增加。对于具有相同$\vert$ B $\vert$的区域，CH显示强度不足和总宽度超过QS。对于仅具有上升流的像素，CH示出超过QS的过量上升流，而对于仅具有下降流的像素，CH示出超过QS的过量下降流，其在$\vert$ B $\vert$ $\le$ 40处停止存在。最后，发现光谱轮廓比高斯更偏斜和平坦，CH和QS之间没有差异。这些结果对于理解CH和QS中大气的加热，包括太阳风的形成是很重要的，并为太阳大气的建模提供了进一步的限制。
Supersonic Magnetic Upflows in Granular Cells Observed with Sunrise/IMaX
利用“日出”平流层气球望远镜上的IMaX仪器，我们探测到了太阳光球层颗粒内Fe I 5250.217谱线周围极移的偏振信号。我们解释与这些事件相对应的超音速和磁上升流的速度。此外，它们还与相反极性和高度倾斜的磁场的出现有关。这表明，它们是通过颗粒上升流重新连接新兴的磁环而产生的。这些事件占据的平均面积为0.046弧秒$^2$，持续约80秒，较大的事件具有较长的寿命。这些超音速事件以每秒每角秒$^{2}$发生$1.3\times10^{-5}$的速率发生。
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。
Determining the Magnetization of the Quiet Sun Photosphere from the Hanle Effect and Surface Dynamo Simulations
安静的太阳光球的大部分被认为是显著磁化的，这是由于在亚分辨率尺度上普遍存在平均强度约<B>为100 G的缠结磁场。这一结论是通过详细的三维（3D）辐射转移模型的Hanle效应在Sr I 4607线，使用微湍流场近似，并假设的概率密度函数的磁场强度的形状是指数。在这里，我们放松这两个近似建模所观察到的散射极化的Hanle效应产生的磁场的三维光球模型产生的（国家的最先进的）磁对流模拟与表面发电机行动。我们发现，在Sr I 4607线中观察到的散射偏振振幅可以解释，只有在增强光球模型的磁场强度后，由一个相当大的比例因子，F=10，这意味着<B>= 130 G在上层光球。我们还认为，为了解释两个Hanle去极化的Sr I 4607线和塞曼信号中观察到的Fe I线，我们需要引入一个高度相关的比例因子，这样，随后<B>= 160 G在低光球和<B>= 130 G在上层光球。
Magnetic structure of an activated filament in a flaring active region
虽然人们对静态磁致伸缩中的磁场进行了广泛的研究，但对激活磁致伸缩中的磁场却知之甚少。本文介绍了耀斑活动区激活暗条的磁场结构的观测结果。我们研究，特别是，它的磁结构和视线流在其早期激活阶段，不久之前，它显示出旋转的迹象。我们反演了在特内里费岛VTT观测到的色球He I 10830 A三线态和光球Si I 10827 A线的Stokes轮廓。利用这些反演结果，我们提出和解释的速度和磁场的第一张地图中获得的激活灯丝，在光球和色球。在暗条的色球层中发现了多达5种不同的磁性成分，而在暗条之外，一个单一的成分就足以重现观测结果。显示向上流动的磁性部件优选地朝向细丝的中心定位，而向下流动沿着细丝的外围集中。此外，向上流动的气体与相对于光球的极性相反的磁性配置相关联，而向下流动的气体与相同极性的配置相关联。激活的灯丝具有相当复杂的结构。尽管如此，在正常配置中，它与磁通绳兼容，尽管是扭曲的磁通绳。观测结果最好用上升的通量绳来解释，其中一部分细丝材料仍然稳定地储存（向上流动的材料，随着场上升），而另一部分不再稳定地储存并沿着场线向下流动。
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。
Turbulent Diffusion in the Photosphere as Derived from Photospheric Bright Point Motion
根据大熊座太阳天文台新太阳望远镜（NST）对太阳颗粒的观测，探讨了太阳宁静区、冕洞和活动区斑中亮点的自行。我们自动检测和跟踪亮点（BP），并推导出它们的均方位移作为时间的函数（从每个BP的出现开始）为所有可用的时间间隔。在所有三种磁场环境中，我们都发现了超扩散机制的存在，这在10-300秒的时间间隔内最为明显。通过光谱指数$γ$（均方位移光谱的斜率）测量的超扩散从谱斑区（$γ=1.48$）到宁静太阳区（$γ=1.53$）再到冕洞（$γ=1.67$）增加。我们还发现，湍流扩散系数的变化与时间和空间尺度成正比。对于最小空间尺度（22 km）和最小时间尺度（10 sec），冕洞和宁静太阳区的$^{2}$ s $^{-1}$分别为22和19 km，而对于斑区，对于最小时间尺度15 sec，$^{2}$ s $^{-1}$约为12 km。我们应用我们的BP跟踪代码的三维MHD模型数据的太阳对流（Stein等。2007），并发现超扩散与$γ=1.45$。得到了湍流扩散系数随尺度和$γ$变化的表达式。
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。
