Properties of magnetic field in the internetwork regions are still fairly unknown due to rather weak spectropolarimetric signals. We address the matter by using the 2D inversion code that is able to retrieve the information on smallest spatial scales, up to the diffraction limit, while being less susceptible to noise than most of the previous methods used. Performance of the code and the impact of the various effects on the retrieved field distribution is tested first on the realistic MHD simulations. The best inversion scenario is then applied to the real Hinode/SP data. Tests on simulations show: (1) the best choice of node position ensures a decent retrieval of all parameters, (2) code performs well for different configurations of magnetic field, (3) slightly different noise level or slightly different defocus included in the spatial PSF produces no significant effect on the results and (4) temporal integration shifts the field distribution to the stronger, more horizontally inclined field. Although the contribution of the weak field is slightly overestimated due to noise, the 2D inversions are able to recover well the overall distribution of the magnetic field strength. Application of the 2D inversion code on the Hinode/SP internetwork observations reveals a monotonic field strength distribution. The mean field strength at optical depth unity is $\sim 130$~G. At the higher layers, field strength drops as the field becomes more horizontal. Regarding the distribution of the field inclination, tests show that we cannot directly retrieve it with the observations/tools at hand, however the obtained distributions are consistent with those expected from simulations with a quasi-isotropic field inclination after accounting for observational effects.
Horizontal Magnetic Fields Dominate the Weak Field Quiet Sun in Sunrise III Observations. Evidence from Traditional and Transformer-Based Inversions
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Spanish Space Solar Physics Consortium（西班牙空间太阳物理学联盟）；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)（高级研究大学院大学）
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。
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。
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）
Impact of opacity effects on chromospheric oscillations inferred from NLTE inversions
色球推论依赖于对在非局部热力学平衡（NLTE）条件下形成的谱线的解释。在存在振荡的情况下，不透明度的变化会影响谱线的响应高度，并妨碍对波动的真实性质的确定。我们的目标是探索NLTE反演代码推断的色球振荡和波的速度和温度的内在波动之间的关系。用MANCHA程序对波在阴影中的传播进行了数值模拟。NLTE的合成和反演代码NICOLE已被用来计算光谱偏振的Ca II 8542从模拟获得的模型的光谱线配置文件。合成的配置文件已被倒置和反演的推论已与已知的模拟大气进行了比较。Ca II 8542的NLTE反演捕获了低频振荡，包括在6 mHz左右的色球振荡主带中的振荡。相比之下，频率高于9 mHz的波的特征很差。在这些较高频率的速度振荡表现出明显的不透明度波动的迹象。谱线对速度起伏的主要响应来自低色球层高度，而对温度的响应则表现为高光球层和低色球层之间的突然跳跃。这种强烈的变化的高度线是敏感的温度被揭示为一个强大的振荡功率在推断的波动。我们的研究结果验证了使用NLTE反演研究频率低于9兆赫的色球振荡。解释更高的频率振荡和温度振荡的功率必须小心处理，因为它们表现出不透明度振荡的签名。
Flare Energy Release at the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of 2015 March 15. II. Investigation of Photospheric Electric Current and Magnetic Field Variations Using HMI 135-second Vector Magnetograms
Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration
Three-dimensional Magnetic Field Structure of a Quiet-Sun Region Revealed by Sunrise III/SCIP
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Astronomical Science, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（advanced studies (SOKENDAI) 天体科学系）；Department of Astronomy, The University of Tokyo（东京大学天文学系）；Advanced Research Center for Space Science and Technology, Institute of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学府宇宙科学技术高级研究中心）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马普太阳系研究所）；Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo（东京大学地球行星科学系）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Explorat（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）
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）
Statistical Study of the Magnetic Field Orientation in Solar Filaments
我们已经进行了统计研究的平均取向的磁场在太阳灯丝相对于其轴的400多个样本，每日全太阳，全斯托克斯光谱偏振观测使用He I 1083.0 nm线的数据的基础上。样品的主要部分是安静区的灯丝，但也包括活跃区的灯丝。暗条中磁场的平均取向表现出一种系统性的性质，这种性质取决于半球;在北（南）半球，暗条中磁场的方向大多顺时针（逆时针）偏离它们的轴，这些轴沿着磁极反转线。磁场偏离轴的角度集中在10- 30度之间。这种半球模式是一致的，揭示了手性的灯丝倒钩，灯丝通道和其他太阳能功能发现拥有手性。对于某些细丝，已证实其磁场方向局部平行于在Halpha图像中看到的其结构。我们的研究结果首次证实了这种半球模式与直接观察的磁场在细丝。有趣的是，显示出与半球图案相反的磁场偏差的细丝在许多情况下被发现在极性反转线的上方，其周围的光球磁场具有与遵循海尔-尼科尔森定律的活动区域相反的极性排列。
