Penumbrae are the manifestation of magnetoconvection in highly inclined (to the vertical direction) magnetic field. The penumbra of a sunspot tends to form, initially, along the arc of the umbra antipodal to the main region of flux emergence. The question of how highly inclined magnetic field can concentrate along the antipodal curves of umbrae, at least initially, remains to be answered. Previous observational studies have suggested the existence of some form of overlying magnetic canopy which acts as the progenitor for penumbrae. We propose that such overlying magnetic canopies are a consequence of how the magnetic field emerges into the atmosphere and are, therefore, part of the emerging region. We show, through simulations of twisted flux tube emergence, that canopies of highly inclined magnetic field form preferentially at the required locations above the photosphere.
Height dependence of the penumbral fine-scale structure in the inner solar atmosphere
利用干涉二维光谱仪在光球Fe I 617.3 nm和色球Ca II 854.2 nm谱线上进行的全斯托克斯测量，研究了一个大型的、发育完全的太阳黑子半影区的物理参数，该黑子是过去两个太阳活动周中最大的黑子之一。用NICOLE程序反演测量，得到了从光球层底部到色球层中部半影区磁场的三维结构。我们分析了方位和垂直梯度的磁场强度和倾角。我们的研究结果提供了新的见解半影磁场在色球层的性质在大气高度未探索在以前的研究。我们发现的小规模的脊柱和脊柱内的磁场强度和倾斜度在所有调查的大气高度结构的签名。特别是，我们报告了典型的峰-峰变化的磁场强度和倾角的$\approx 300$ G和$\approx 20^{\circ}$，分别在光球，和$\approx 200$ G和$\approx 10^{\circ}$在色球。此外，我们还估算了半影区磁场强度的垂直梯度：在光球层和中色球层之间，我们发现磁场强度的垂直梯度为$\approx 0.3$ G km $^{-1}$。有趣的是，光球磁场梯度的变化标志从负的内部到正的外部半影。
Precursor of Sunspot Penumbral Formation discovered with Hinode SOT Observations
我们目前的观测的一个间接的签名，这将有助于了解太阳黑子半影的形成过程。日之出太阳光学望远镜成功地捕捉到了一个太阳黑子从小孔到一个大的发育良好的太阳黑子的整个演化过程，其中半影出现在NOAA活动区11039的一个新兴通量区。我们发现在Ca II H图像中，在本影周围形成半影之前，围绕本影（孔）的环形区（宽度为3”-5”）。半影的发展似乎是为了填补环形区。环形带显示弱磁图信号，意味着那里的磁通量较小或磁场高度倾斜。移动预先存在的环境磁场岛，使其分布在环形区的外边缘，并且不进入该区域。在该区域没有强烈的系统性流动模式，但我们偶尔观察到小的磁通量斑块流出。观测结果表明，环形带不同于黑子沟流区，它代表了色球层的结构。我们的结论是，环形带反映了形成的磁冠覆盖在周围的区域在色球水平的本影，在光球水平的半影形成之前。半影的形成过程需要考虑色球层中的磁场结构。
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）
Non-LTE Calculations of the Fe I 6173 Å Line in a Flaring Atmosphere
Fe I 6173超导线被广泛用于包括日震和磁成像仪（HMI）在内的仪器对矢量磁场的测量。我们进行非本地热力学平衡计算的基础上，在一个燃烧的大气中的辐射流体动力学模拟这条线。我们采用了安静的太阳大气和半影大气作为我们的模拟初始之一。我们发现，在宁静的太阳大气中，线中心在中间耀斑期间有明显的增强。增强的发射是由光球层的辐射回暖和色球层下部的粒子束加热共同作用的结果。蓝色的不对称的线轮廓也出现由于在较低的色球层向上的质量运动。如果初始大气为半影大气，谱线对耀斑加热的响应更为显著，表现为中心发射和明显的不对称性。HMI的低光谱分辨率将指示一些信息损失，但增强和线不对称性仍然保持。通过计算偏振线轮廓，我们发现Stokes I和V轮廓可以作为耀斑加热的结果而改变。因此，这条线的畸变对从这条线测量的磁场有着至关重要的影响，在解释太阳耀斑中经常观测到的磁瞬变现象时应谨慎。
我们在太阳黑子的超半影外边界观测到了一个C级耀斑。耀斑是由一个新兴的磁双极区，是倾斜取向的超级半影原纤维。耀斑是由于出现的磁通量与超半影场的低高度磁重联导致逆Evershed流道及其上覆大气中的热多温度等离子体流而开始的。色球层中的逆Evershed流从超级半影开始向黑子方向流动，在半影的外边界结束。在逆Evershed通道中朝向太阳黑子的热等离子体流在H $α$波长中显示出比在不同温度下的等离子体发射高约10 km s $^{-1}$的速度，如在不同的AIA过滤器中所见。尽管这些速度比典型的逆埃弗谢德流速度高出约7倍，但在太阳黑子半影的外边界处，流动会减少。这表明携带逆Evershed流的超级半影场线在半影场线潜入太阳的边界处中断，并且这两组场线完全不同。在这两组场线的邻接处的典型磁场和等离子体性质的不连续性进一步导致特征磁声和阿尔文速度的不连续性，因此，停止等离子体流动进一步on.The多温度等离子体在逆Evershed通道中表现出\textbf{possible}纵向振荡最初在耀斑的发病期间，后来流向太阳黑子。在多温区的情况下，耀斑区上方的不同层具有超音速和亚音速的混合流。
Reflection and refraction of (magneto-)acoustic waves at the magnetic canopy: further evidences from multi-height seismic data
我们最近提出的证据（Rajaguru et al. 2012）表明，在太阳低层大气中膨胀的磁性结构周围的地震晕与声波到磁声波的转换有关，使用来自太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）（1700和1600毫米波通道）的多高度数据。利用相同的数据，我们在这里提出和讨论进一步的证据，通过分析从不同高度的观测值之间的相移的地图和它们与振荡功率的对应关系。相移图提供了（磁）声波模式的反射和折射的更直接的特征。
Observations of a Solar Jet Triggered by Reconnection between Super-penumbral Fibrils and a Mini-filament
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；East Coast Environmental Research Institute (ESERI), Universiti Sultan Zainal Abidin（苏丹扎因阿比丁大学东海岸环境研究所）
Spectropolarimetry of Sunspot Penumbrae -- A Comprehensive Study of the Evershed Effect Using High Resolution Data from the Space-Borne Solar Observatory HINODE
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。
Upper Chromospheric Magnetic Field of a Sunspot Penumbra: Observations of Fine Structure
本文将探讨上色球层黑子半影磁场的精细结构，并与光球层的磁场进行比较。高空间分辨率分光偏振观测是用1.5米的GREGOR望远镜使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）记录的。观测到的谱域包括色球上部He I三重态（1083.0 nm）和光球Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线。在Milne-Eddington型大气模型下，通过反演He I三重态得到了色球上层磁场。对Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线进行了与高度相关的反演，得到了光球磁场。我们发现磁场的倾角在光球层和上色球层都表现出方位角方向的变化。色球层的变化与光球场倾角的变化非常吻合，并且与半影光球层中众所周知的脊和脊间结构相似。发现上色球层磁场倾角的典型峰-峰变化为10-15度，即，大约是光球层变化的一半。相反，观测到的半影的磁场强度在上色球层的小空间尺度上并没有表现出变化。由于高空间分辨率的观测可能与格雷戈里望远镜在1.08微米，我们发现，突出的小尺度波动的磁场倾斜，这是一个显着的一部分，太阳黑子半影光球的属性，也坚持在色球层，虽然在有些减少的幅度。这种复杂的磁结构可能会促进半影色球动力学现象，如半影微喷流或瞬态亮点。
The formation of a penumbra as observed with the German VTT and SoHO/MDI
太阳内部磁通量的产生及其向外太阳大气层的传输将是今后几十年太阳物理学研究的重点。其中一个关键因素是磁通量进入太阳光球层的过程，以及重组形成太阳黑子和孔隙等活动区域的磁现象。2009年7月4日，我们观测到一个新兴的磁通量区域，其中一个没有半影的原斑在大约4.5小时内形成一个半影。这一过程通过德国VTT的多波长观测记录下来：（a）成像，（b）用2D成像分光偏振计GFPI在Fe I 617.3 nm处获得的高分辨率和时间节奏数据，以及（c）用基于狭缝的分光偏振计TIP在Fe I 1089.6 nm处扫描。MDI连续体地图和磁图被用来跟踪原点的形成，以及整个活动区的后续演变。在半影的形成过程中，光斑的面积和磁通量增大。额外的磁通量由相邻的出射磁通量区域提供：当出射的双极分离时，光点极性的两极向光点迁移，最后与光点合并。随着越来越多的磁通量积累，半影形成。从反演我们推断的磁场和多普勒速度（沿视线恒定）的地图。我们计算了形成点的磁通量和与原点合并的双极足点的磁通量。我们见证了埃弗谢德流的开始和场倾斜的相关增强，作为单独的半影细丝的形式。在个别半影区形成之前，我们检测到“反”Evershed流的存在。这些流入变成经典的径向Evershed流出稳定的半影段的形式。
Three-dimensional magnetic structure of a sunspot: comparison of the photosphere and upper chromosphere
我们调查的磁场的太阳黑子在上色球层，并比较它的领域的光球属性。我们用安装在德国真空塔望远镜（VTT）上的Tenrife红外偏振仪-2（TIP-2）对活动区NOAA 11124的主要前沿黑子进行了为期两天的观测。通过对He I三重态在1083.0 nm处的斯托克斯光谱反演，得到了上色球层的磁场矢量。为了与光球层进行比较，我们应用了Si I 1082.71 nm和Ca I 1083.34 nm线的高度依赖反转。我们发现，在上层色球的本影磁场强度是由一个1.30-1.65倍的光球相比，低。本影的磁场强度从光球层到上色球层以平均0.5-0.9 G km $^{-1}$的速率减小。两个大气层之间的磁场强度差异从太阳黑子中心到太阳黑子的外边界逐渐减小，而磁场（特别是其水平分量）在黑子外的色球层中更强，这暗示着一个磁冠。太阳黑子的扭曲在两个层中平均是相似的。然而，光球层和色球层之间的差异扭曲迅速增加的外部半影边界。光球层中的磁场矢量相对于太阳表面的水平度比色球层上部高出大约5-20 $^\circ$。在光桥之上，色球层的磁场与本影中的磁场一样强，而光桥的磁场比光球层中的磁场弱大约1 kG。这表明光桥上方有一个尖状的磁场结构。
Three-dimensional structure of a sunspot light bridge
活动区是太阳磁场最突出的表现形式，其产生和消散是太阳物理学中的基本问题。光桥在太阳黑子衰变过程中很常见，但是关于它们在光球磁场去除中的作用的全面描述仍然缺失。我们研究的三维配置的太阳黑子，特别是它的光桥在其衰减的最后阶段之一。我们提出的磁层和磁层分层推断从全斯托克斯反演的光球Si I 10827和Ca I 10839线获得的GREGOR红外光谱仪的GREGOR望远镜在天文台德尔泰德，特内里费岛，西班牙。对太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪提供的覆盖活动区盘面通道的连续图像的研究补充了上述分析。太阳黑子显示出一个半影连续强度的光桥，将中央本影与较小的本影分开。我们发现在这个区域内磁力线形成一个内部磁场强度较低的天篷。光球光桥主要由气压（高- $β$）控制，而周围本影的磁压更高。在光桥中观察到对流。这种流动能够使磁场线弯曲并产生磁场反转。场线在光桥上方闭合，变得和周围本影一样垂直和强烈。我们的结论是，它的发展，因为两个高度磁化的区域，在太阳黑子的演化过程中走得更近。
