目的。利用SST对Ca ii 8542 A谱线的高分辨率偏振光谱观测，研究了太阳针状体中的磁场。方法.将弱场近似（WFA）应用于辐射转移方程，得到的方程用于推导磁场（BLOS）的LOS分量。两个限制性条件施加在斯托克斯I和V配置文件在每个像素之前，它们可以用于贝叶斯反演计算其BLOS。结果LOS磁场分量已被推断在六个数据集共计448光谱扫描的Ca ii 8542 A线，并包含活跃区和安静的太阳区域，与数百G的值被大量推断。从统计学的观点来看，在平静的太阳和活跃区域附近的针状体的磁场强度之间似乎没有差别。另一方面，BLOS分布在盘上的值比离边的值小，这一事实可以用盘上结构的色球层叠加效应来解释。我们发现，在太阳黑子附近的针状体有一个磁场极性（即北或南）等于太阳黑子。本文还分析了离边重叠结构对观测到的Stokes I和V参数以及由WFA得到的BLOS的影响。发现该值等于或小于两种结构的最大LOS磁场分量。此外，使用随机BLOS，多普勒速度和线强度的这两种结构导致在~50%的情况下，斯托克斯I和V参数不适合与WFA一起使用。结论.我们的研究结果提出了一个不足的LOS磁场分量小于约50 G，这不能被视为证据反对这些磁场强度的存在，在针状。
英文摘要：
Aims. We use high-resolution spectropolarimetric observations in the Ca ii 8542 A line obtained with the SST to study the magnetic field in solar spicules. Methods. The equations that result from the application of the Weak Field Approximation (WFA) to the radiative transfer equations are used to infer the LOS component of the magnetic field (BLOS). Two restrictive conditions are imposed on the Stokes I and V profiles at each pixel before they can be used in a Bayesian inversion to compute its BLOS. Results. The LOS magnetic field component has been inferred in six data sets totalling 448 spectral scans in the Ca ii 8542 A line and containing both active region and quiet Sun areas, with values of hundreds of G being abundantly inferred. There seems to be no difference, from the statistical point of view, between the magnetic field strength of spicules in the quiet Sun or near an active region. On the other hand, the BLOS distributions present smaller values on the disk than off-limb, a fact that can be explained by the effect of superposition on the chromosphere of on-disk structures. We find that spicules in the vicinity of a sunspot have a magnetic field polarity (i.e. north or south) equal to that of the sunspot. This paper also contains an analysis of the effect of off-limb overlapping structures on the observed Stokes I and V parameters and the BLOS obtained from the WFA. It is found that this value is equal to or smaller than the largest LOS magnetic field components of the two structures. In addition, using random BLOS, Doppler velocities and line intensities of these two structures leads in ~ 50% of the cases to Stokes I and V parameters unsuitable to be used with the WFA. Conclusions. Our results present a scarcity of LOS magnetic field components smaller than some 50 G, which must not be taken as evidence against the existence of these magnetic field strengths in spicules.
On the Relationship between Solar Spicules and Propagating Coronal Disturbances: The Role of Shocks
Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测台，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（印度理工学院，甘地纳加尔）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；School of Science, University of Newcastle（纽卡斯尔大学理学院）；Solar Physics and Space Plasma Research Centre (SP2RC), School of Mathematical and Physical Sciences, University of Sheffield（谢菲尔德大学数学与物理科学学院太阳物理与空间等离子体研究中心）；Department of Astronomy, Eötvös Loránd University（罗兰大学天文系）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO), Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（久洛·拜·佐尔坦太阳观测台，匈牙利太阳物理基金会）
A New Type of Jets in a Polar Limb of Solar Coronal Hole
在\textit{Hinode}上太阳光学望远镜的Ca II滤波图中发现了冕洞极肢中的一种新型色球喷流。我们确定了30个喷气式飞机在钙II电影的持续时间为53分钟。在其最大高度的平均速率被发现是132 $\pm$ 44公里秒$^{-1}$范围从57公里秒$^{-1}$到264公里秒$^{-1}$沿传播方向。平均寿命为20 $\pm$ 6，范围为11秒至36秒。射流的速度和寿命位于II型针状体确定的这些参数的尾端，因此意味着一种新类型的射流。为了确认这些射流是否不同于传统的针状体，我们构建了一个时间-高度图像平均水平区域1 $\arcsec$，并计算滞后的互相关强度分布在每个高度与2微米的强度。从这个，我们得到了一个互相关映射作为滞后和高度的函数。我们发现，作为滞后时间的函数的相关曲线很好地拟合成三个不同的高斯函数，其滞后时间的标准偏差为193秒，42秒，和17秒。相应的传播速度分别计算为9 km s $^{-1}$、67 km s $^{-1}$和121 km s $^{-1}$。前两个分量的运动学性质似乎对应于3分钟振荡和II型针状体，而后一个分量对应于本文所讨论的喷流。
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。
Magnetic field inference in active region coronal loops using coronal rain clumps
目标。我们的目标是推断信息的磁场在低太阳日冕从日冕雨团使用高分辨率的光谱偏振观测的Ca ii 8542 A线获得的瑞典1米太阳望远镜。方法.弱场近似（WFA）提供了一个简单的工具，以获得视线分量的磁场的光谱偏振观测。我们采用了之前论文中开发的方法，以评估必须满足的不同条件，以便对手头的数据正确使用WFA。我们还利用速度测量来估计天空平面的磁场分量，从而可以推断出磁场矢量。结果我们推断的磁场矢量从数据集总计100个光谱扫描的Ca ii 8542 A线，包含一个离边视图的下部灾难性冷却的日冕环在活动区域。我们的研究结果，虽然有限的节奏和信噪比的数据，表明磁场强度数百高斯，甚至达到1000 G，是无所不在的日冕高度低于9毫米，从可见的肢体。我们的研究结果也是兼容的存在下，更大的磁场值，如以前的作品报告。然而，对于大磁场，来自日冕雨的多普勒宽度并不比塞曼宽度大得多，这阻碍了WFA的应用。此外，我们还测定了同一资料集中出现的冠状雨团和离临针状体的温度T和微湍流速度$ξ$，发现前者的T和$ξ$分布较窄，它们的平均温度相似，而冠状雨的微湍流速度小于针状体
太阳黑子色球显示有力的振荡签名时，观察色球诊断像强钙II线和H-α。来自瑞典1米太阳望远镜的新的高分辨率太阳黑子观测显示，小规模周期性喷流状特征无处不在，上下移动。这种现象以前没有描述过。它们的典型宽度约为0.3弧秒，在时空图中显示出清晰的抛物线轨迹。喷流顶部的最大延伸在本影中最低，只有几百公里，在半影中逐渐远离本影，最长超过1000公里。这些射流类似于在plage区域中发现的动态原纤维，但延伸较小。LTE反演光谱偏振Ca II 8542观测，使磁场倾斜度和这些短喷流的属性进行比较。我们发现，这些喷流中最长的也有较长的周期，往往位于更水平的磁场的区域。这是对长周期波沿倾斜磁场传播到太阳色球层的机制的直接观测确认。这种机制在早期被确定为动态原纤维的驱动程序，在安静的太阳斑驳的一部分，和I型骨针在肢体。我们在这里报告的太阳黑子动态纤维代表了这种机制的一种新的表现形式。它们与先前报道的瞬变半影和本影微射流不同。
Analysis of the coronal green line profiles: evidence of excess blueshifts
日冕绿线（Fe XIV 5303 A）剖面是2001年6月21日在赞比亚卢萨卡日全食期间通过法布里-珀罗干涉仪观测日冕获得的。仪器宽度约为0.2A，光谱分辨率约为26000。在1.0-1.5 R \odot的径向范围内和大约240 \circ的位置角覆盖范围内获得大约300个线轮廓。用单高斯拟合谱线轮廓，得到谱线的强度、多普勒速度和线宽。还获得了线轮廓的质心，这给出了线不对称性的度量。多普勒速度的直方图显示过量的蓝移，而质心揭示了一个占主导地位的蓝翼线的轮廓。已经发现，质心和多普勒速度高度相关。这表明在具有过量蓝移分量的线轮廓中存在多个分量。然后，我们得到了（蓝-红）翼强度，它清楚地揭示了第二个组成部分，其中大部分是蓝移的。这证实了日冕绿线轮廓通常包含多分量，这些分量具有过量的蓝移，这也取决于太阳活动。二次分量的多普勒速度的大小是在20-40公里s-1的范围内，他们表现出向两极增加。这种多分量的可能解释可能是最近发现的对日冕加热或新生太阳风流有重要作用的II型针状体，但冠缘上方日冕线的蓝色不对称的原因尚不清楚。
