本文利用弱场近似分析 Ca II 854.2 nm 高分辨率数据，研究宁静太阳磁集中区大小与色球层纵向磁场的关系，发现磁场随结构增大而增强，并揭示了高度梯度与结构尺寸的相关性及其对宽光谱范围估计可靠性的影响。
摘要：
宁静太阳色球层中磁场的细节是理解太阳大气基本方面的关键。我们的目标是根据宁静太阳区域的大小来确定其纵向磁场分量（B_lon）。我们通过将弱场近似（WFA）应用于瑞典 1 米太阳望远镜获取的高空间分辨率 Ca II 854.2 nm 数据来估计 B_lon。具体而言，我们分析了使用原始时间采样数据和时间积分信号在不同光谱范围内推断出的估计值。每个所考虑的等离子体结构中的纵向磁场与其大小相关。使用仅限于谱线核心的光谱范围，得到的色球层纵向磁场从结构边缘的 50 G 变化到结构中心的 150-500 G。由于光球层的贡献，这些值随着光谱范围的加宽而增大。然而，这种贡献与色球层贡献之间的差异对所有结构而言并不一致。小型和中型磁集中区在 B_lon 上显示出比其色球层值更陡的高度梯度，因此对于更宽光谱范围的估计值不太可靠。信号叠加并不能缓解这种情况，因为 B_lon 中的高度梯度在时间上保持一致。最后，尽管去卷积过程可能会导致噪声水平放大，但使用去拉伸技术恢复的数据显示出相似的结果，不过会受到拖尾效应的影响。我们获得的 B_lon 估计值与先前发现的结果相似，但大型磁集中区和宽光谱范围的情况除外。此外，我们报告了 B_lon 的高度变化与色球层估计值之间的相关性以及磁集中区大小之间的相关性。这种相关性影响光球层和色球层磁通量值之间的差异，以及更宽光谱范围估计值的可靠性。
英文摘要：
Details of the magnetic field in the quiet Sun chromosphere are key to our understanding of essential aspects of the solar atmosphere. We aim to determine the longitudinal magnetic field component (B_lon) of quiet Sun regions depending on their size. We estimated B_lon by applying the weak-field approximation (WFA) to high-spatial-resolution Ca II 854.2 nm data taken with the Swedish 1m Solar Telescope. Specifically, we analyzed the estimates inferred for different spectral ranges using the data at the original cadence and temporally integrated signals. The longitudinal magnetic field in each considered plasma structure correlates with its size. Using a spectral range restricted to the line core leads to chromospheric longitudinal fields varying from 50 G at the edges to 150-500 G at the center of the structure. These values increase as the spectral range widens due to the photospheric contribution. However, the difference between this contribution and the chromospheric one is not uniform for all structures. Small and medium-sized concentrations show a steeper height gradient in B_lon compared to their chromospheric values, so estimates for wider ranges are less trustworthy. Signal addition does not alleviate this situation as the height gradients in B_lon are consistent with time. Finally, despite the amplified noise levels that deconvolving processes may cause, data restored with the destretching technique show similar results, though are affected by smearing. We obtained B_lon estimates similar to those previously found, except for large concentrations and wide spectral ranges. In addition, we report a correlation between the height variation of B_lon compared to the chromospheric estimates and the concentration size. This correlation affects the difference between the photospheric and chromospheric magnetic flux values and the reliability of the estimates for wider spectral ranges.
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
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。
Properties of shock waves in the quiet Sun chromosphere
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…
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)
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。
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。
