In the present paper, we use Si IV 1393.755 Å spectral line observed by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) in the quiet-Sun to determine physical nature of the solar transition region (TR) oscillations. We analyze the properties of these oscillations using wavelet tools (e.g., power, cross-power, coherence, and phase difference) along with the stringent noise model (i.e., power-law + constant). We estimate the period of the intensity and Doppler velocity oscillations at each chosen location in the quiet-Sun (QS) and quantify the distribution of the statistically significant power and associated periods in one bright and two dark regions. In the bright TR region, the mean periods in intensity and velocity are 7 min, and 8 min respectively. In the dark region, the mean periods in intensity and velocity are 7 min, and 5.4 min respectively. We also estimate the phase difference between the intensity and Doppler velocity oscillations at each location. The statistical distribution of phase difference is estimated, which peaks at -119\degree $\pm$ 13\degree, 33\degree $\pm$ 10\degree, 102\degree $\pm$ 10\degree\ in the bright region, while at -153\degree $\pm$ 13\degree, 6\degree $\pm$ 20\degree, 151\degree $\pm$ 10\degree\ in the dark region. The statistical distribution reveals that the oscillations are caused by propagating slow magnetoacoustic waves encountered with the TR. Some of these locations may also be associated with the standing slow waves. Even, in the given time domain, several locations exhibit presence of both propagating and standing oscillations at different frequencies.
IRIS Burst Spectra Co-Spatial To A Quiet-Sun Ellerman-Like Brightening
埃勒曼炸弹（EB）在过去的二十年里得到了广泛的研究;然而，直到最近才在安静的太阳中观察到这些事件的对应物。本文的目的是进一步了解小规模的安静太阳Ellerman样增亮（QSEBs）通过研究他们的光谱特征，包括调查是否与一些EB相关的热签名也是可见的任何QSEBs的空间。我们结合H $α$和Ca II $8542$在太阳边缘的光谱和成像数据采样的接口区域成像光谱仪（IRIS）。鉴定出21个QSEB，其平均寿命、长度和宽度分别测量为大约$120$“、$0.63$“和$0.35$“。其中三个QSEBs显示出明确的重复燃烧，通过他们的生命周期，在活动区（AR）的EB的行为。在SDO/AIA $1600$和IRIS裂隙颌成像仪$1400$的数据中，该样本中的两个QSEB与发射增加共空间发生，然而，这些强度增加小于与EB共空间报告的强度增加。一个QSEB在其寿命期间也被IRIS狭缝取样，显示Si IV $1393$和Si IV $1403$核心以及C II和Mg II线翼的强度增加，类似于IRIS爆发（IB）。使用RADYN模拟，我们无法重现所观察到的QSEB H $α$和钙II $8542$的轮廓线离开QSEB的温度分层的问题开放。我们的研究结果表明，一些QSEBs可以加热到过渡区的温度，这表明IB配置文件应在整个安静的太阳。
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。
Rotating Network Jets in the quiet Sun as Observed by IRIS
目的。我们对网络喷流进行了详细的观测分析，以了解它们的运动学，旋转运动和潜在的触发机制。我们分析了安静太阳（QS）的数据。方法.利用IRIS高分辨率成像和光谱观测资料（SJI：Si iv 1400.0 μ m，Raster：Si iv 1393.75 μ m）分析了过渡区（TR）内无所不在的旋转网络喷流。此外，我们还使用了大气成像组件（AIA）机载太阳动态观测（SDO）的观测。结果对51个网络射流进行了统计分析，以了解它们的各种平均特性，例如，视速度（140.16+/-39.41 km/s）、长度（3.16+/-1.18 Mm）、寿命（105.49+/-51.75 s）。Si iv 1393.75高斯线具有次级分量以及其主高斯线，其是由于高速等离子体流（即，网络喷气机）。这些喷流的多普勒速度变化（即，一个边缘上的蓝移和另一个边缘上的红移）表示存在遗传的旋转运动。统计分析预测平均旋转速度（即，\delV）为49.56 km/s。与其他类型的太阳喷流相比，网络喷流具有较高的角速度。结论.网络喷流的特征在TR谱线中根据Si iv 1393.75谱线的次级分量继承。网络喷流的旋转运动是普遍存在的，这是首次报道这类喷流的特征。磁重联似乎是形成这些网络喷流的最有利机制。
Connecting Atmospheric Properties and Synthetic Emission of Shock Waves Using 3D RMHD Simulations of Quiet Sun
我们分析了高分辨率的三维辐射MHD模拟安静的太阳和他们的合成发射特性的冲击波的演变。模拟模型的动态12.8x12.8x15.2 Mm安静的太阳区域（包括5.2 Mm层的上层对流区和10 Mm的大气层从光球到日冕）与初始均匀的垂直磁场为10 G，自然驱动的对流。我们综合了IRIS卫星观测到的Mg II和C II谱线以及SDO/AIA望远镜观测到的EUV辐射。使用RH1.5D辐射转移代码和温度响应函数在数值和仪器分辨率下获得合成观测。我们发现，C II 1334.5 A IRIS线的多普勒速度跳跃和335 A SDO/AIA通道中发射的相对增强是冲击波沉积到日冕中的焓的最佳代理（Kendall的$τ$相关系数分别为0.59和0.38）。在激波传播过程中，谱线的合成发射与极紫外通带是相互关联的。所有研究的冲击大多是流体动力学的（即，水平场携带的磁能是所有事件焓的$\leq{}$ 2.6%），并且在低日冕中具有马赫数> 1.0-1.2。该研究揭示了通过IRIS和SDO/AIA传感观测诊断冲击波进入日冕的能量传输及其其他特性的可能性。
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。
Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
