在宁静太阳中Ca II H和K线的$\mathrm{H_{2V}}$和$\mathrm{K_{2V}}$位置的窄带图像中，短寿命（100秒或更短）、亚弧秒到几个弧秒大小的增强增亮特征被称为亮颗粒。利用瑞典1米太阳望远镜上的CRisp成像分光偏振仪和色球成像分光仪仪器对Fe I 6173 Xe、Ca II 8542 {AA}和Ca II K线中的安静太阳网络区域进行的同时观测，我们使用STockholm反演代码进行了多线非局部热力学平衡反演，以推断时间-变化的分层大气的物理特性，如温度，视线（LOS）速度，和微湍流。明亮晶粒的Ca II K曲线显示$\mathrm{K_{2V}}$峰强度增强，但没有$\mathrm{K_{2R}}$特征。在$\mathrm{K_{2V}}$峰强度最大增强时，我们发现较低色球层（在$\logτ_{500}$ $\simeq$ $-$ 4.2处）温度的平均增强约为1.1 kK，最大增强约为4.5 kK。这些温度升高与上升气流同处一处，上升气流的强度与LOS方向上的$-$ 6 $\mathrm{km\;s^{-1}}$一样强。在$\logτ_{500}$ < $-$ 4.2的色球上层的LOS速度显示出一致的下行流大于$+$ 8 $\mathrm{km\;s^{-1}}$。亮颗粒大气微湍流的反演值在色球层可以忽略不计。这项研究提供了观测证据，以支持解释，在窄带图像中观察到的明亮的颗粒在$\mathrm{H_{2V}}$和$\mathrm{K_{2V}}$的位置的Ca II H和K线的表现向上传播的声冲击的背景下，向下流动的大气。
英文摘要：
Short-lived (100s or less), sub-arcsec to a couple of arcsec size features of enhanced brightenings in the narrowband images at the $\mathrm{H_{2V}}$ and $\mathrm{K_{2V}}$ positions of the Ca II H and K lines in the quiet Sun are known as bright grains.
With simultaneous observations of a quiet Sun internetwork region in the Fe I 6173 Å, Ca II 8542 {AA}, and Ca II K lines acquired by the CRisp Imaging Spectro-Polarimeter and the CHROMospheric Imaging Spectrometer instruments on the Swedish 1-m Solar Telescope, we performed multi-line non-local thermodynamic equilibrium inversions using the STockholm inversion Code to infer the time-varying stratified atmosphere's physical properties such as the temperature, line-of-sight (LOS) velocity, and microturbulence.
The Ca II K profiles of bright grains show enhancement in the $\mathrm{K_{2V}}$ peak intensities with absence of the $\mathrm{K_{2R}}$ features. At the time of maximum enhancement in the $\mathrm{K_{2V}}$ peak intensities, we found average enhancements in temperature at lower chromospheric layers (at $\logτ_{500}$ $\simeq$ $-$4.2) of about 1.1 kK with maximum enhancement of about 4.5 kK. These temperature enhancements are colocated with upflows, as strong as $-$6 $\mathrm{km\;s^{-1}}$, in the direction of the LOS. The LOS velocities at upper chromospheric layers at $\logτ_{500}$ < $-$4.2 show consistent downflows greater than $+$8 $\mathrm{km\;s^{-1}}$. The retrieved value of microturbulence in the atmosphere of bright grains is negligible at chromospheric layers.
The study provides observational evidence to support the interpretation that the bright grains observed in narrowband images at the $\mathrm{H_{2V}}$ and $\mathrm{K_{2V}}$ positions of the Ca II H and K lines are manifestations of upward propagating acoustic shocks against a background of downflowing atmospheres.
在过去的5年里，太阳色球层的数值模拟变得越来越现实。然而，许多观察到的色球结构和行为没有再现。目前的模型没有显示Ca II 8542中的原纤维，也没有再现Ca II 8542的平分线。从模型中计算出的紧急H-α线核心强度显示出颗粒化，而不是色球冲击或原纤维。我讨论了这些不足之处，并推测应该包括哪些物理学来减轻这些缺点。
Basal Chromospheric Flux and Maunder Minimum-type Stars: The quiet-Sun Chromosphere as a Universal Phenomenon
目的：我们证明了不活跃恒星（太阳型和巨星）中安静太阳色球层的普遍特征。通过评估主要的物理过程，我们揭示了一些常见的观测现象。方法：我们讨论了太阳能Mt的测量。Wilson S-指数，由汉堡机器人望远镜获得的极端最低年2009年前后，并比较建立色球基底Ca II K线通量的Mt。威尔逊S指数数据的不活跃（“平坦活动”）恒星，包括巨星。结果如下：在2009年异常深和扩展的活动最低期间，太阳达到的S指数值比以前观测到的任何最低值都要低得多。在几个短暂的时期内，太阳正好与不活跃（“平坦”，假定的蒙德极小型）太阳类似物的S指数重合。同时，太阳可见表面也没有任何谱斑或剩余的弱活动区。对应的最小Ca II K流量的安静的太阳和推定的蒙德极小型恒星在山。Wilson样品的观测结果与相应的Ca II K色球基底通量极限一致。结论：太阳色球层平静是不活跃恒星的普遍现象。它的混合极性磁场，由当地的“快速”湍流发电机产生，最终为不活跃恒星中观察到的最小软X射线发射提供了一个自然的解释。给定这样一个局部发电机也适用于巨大的色球，尽管是在更大的长度尺度上，即，l ~ R/g，其中R和g分别为恒星半径和表面重力，巨针状现象的存在和机械能沿通量管向冷星风加速区的引导现已成为可追踪的。
Large-amplitude transverse MHD waves prevailing in the H$α$ chromosphere of a solar quiet region revealed by MiHI integrated field spectral observations
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
High-order Paschen emission from the quiet-Sun off-limb chromosphere
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；The University of Tokyo（东京大学）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学宇宙地球环境研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Universitat de Valencia（瓦伦西亚大学）；Spanish Space Solar Physics Consortium（西班牙空间太阳物理联盟）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）
本研究借助Sunrise III搭载的SCIP探测到宁静太阳临边外色球的高阶氢帕申线，发现其特性与Ca II 854.2 nm线存在差异，结合非LTE辐射转移模拟揭示其可作为光学薄等离子体的新诊断工具。
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。
Chromosphere of the quiet sun: II. Atmospheric response to small-scale magnetic flux emergence
University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris – PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）
Thermodynamic properties of small flares in the quiet Sun observed by H$α$ and EUV: plasma motion of the chromosphere and time evolution of temperature/emission measure
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。
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona II: NonParametric Discriminant Analysis Results from the NWRA Classification Infrastructure (NCI)
Structure and dynamics of the internetwork solar chromosphere: results of a small-scale dynamo simulation
Max-Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；High Altitude Observatory, NSF NCAR（高海拔天文台，美国国家科学基金会/科罗拉多大学）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
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。
Semi-empirical model atmospheres for the chromosphere of the sunspot penumbra and umbral flashes
上下文太阳色球层和下过渡区被认为在日冕加热中起着至关重要的作用。到目前为止，还缺乏描述色球层（和低过渡区）的模型，说明其高度动态和结构化的特点。这部分是由于色球层中的完整频率重新分布的崩溃，也是因为难以获得完整的观测数据，以充分限制所有相关高度的太阳大气。目的。我们的目标是获得半经验模型大气再现的Mg II H&K线剖面的样本中色球层的焦点上的太阳黑子的功能。方法.我们使用分光偏振观测的钙II 8542 A光谱获得的瑞典1米太阳望远镜（SST），并使用NICOLE反演获得半经验模型大气中和周围的太阳黑子的不同功能。这些都是用来合成Mg II H&K光谱使用RH1.5D代码，我们与观察采取的接口区域成像光谱仪（IRIS）进行比较。结果合成配置文件与IRIS观测的比较表明，有几个领域，特别是在太阳黑子的半影，其中大多数观察到的Mg II H&K配置文件是非常好的再现。此外，我们发现，超音速热下降流，目前在我们的模型收集中的本影，导致合成的配置文件，同意与IRIS镁II H&K的配置文件，除了线芯。结论.我们提出并提供了四个半经验模型大气。两个用于半影，反映了色球层获得的温度范围，一个用于本影闪光，一个代表太阳黑子安静环境的模型。这些资料有电子版和表格版。
