The origin of the reversed granulation in the solar photosphere
通过三维辐射流体动力学模拟，研究了太阳光球层中反向颗粒化的结构，揭示了其物理本质。我们使用的MURaM代码，以获得一个现实的对流区和光球层的近地表层的模型。光球底部的水平温度波动模式由相对较热的颗粒细胞和较冷的颗粒间下行流网络组成。随着光球层高度的增加，温度波动的幅度减小。在光球层z=130-140 km的高度，水平温度波动的模式反转，使得颗粒区域与粒间网络相比变得相对较冷。通过光球层的流体元素的轨迹的详细分析表明，流体的运动是非绝热的，由于强大的辐射冷却时，接近表面的光学深度单位，然后再加热的辐射场从下面。光球层的温度结构是上升流体元素膨胀与辐射加热竞争的结果。前者的作用是降低流体的温度，而后者的作用是使其朝着具有净熵增益的辐射平衡温度增加。在流体翻转并向对流区下降之后，辐射能量损失再次降低流体的熵。流体元素的辐射加热和冷却渗透到光球层和翻转不会发生等量。这些流体元素的累积加热和冷却的不平衡是光球层温度波动相对于高度的逆转的原因。
2006-12-17 astro-ph
Large Eddy Simulation of Solar Photosphere Convection with Realistic Physics
利用真实物理模型对太阳表面对流进行了三维大涡模拟。对流运动的热结构进入上层的光球辐射层，对流单体的大小范围，对流的穿透深度进行了研究。太阳光球层的一部分和对流区的上层，一个从0微米到可见表面以下20微米水平延伸60 × 60微米的区域，被认为是。我们从一个现实的初始模型的太阳状态方程和恒星物质的不透明度。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射流体力学方程。我们用途：1）流体力学的高阶守恒TVD格式，2）辐射转移的扩散近似，3）亚网格尺度动力粘性模拟。模拟是在俄罗斯科学院计算中心的超级计算机MVS-15000 BM上的144个具有分布式存储器多处理器的处理器上，在600 x 600的均匀水平网格上进行的，具有168个非均匀间隔的垂直网格点。
2007-10-16 astro-ph
Emergence of a Helical Flux Rope Under an Active Region Prominence
在2007年4月28日至5月9日期间，利用\emph{Hinode}卫星上的太阳光学望远镜（SOT）对活动区10953进行了连续观测。日珥位于主黑子东南面的极性反转线（PIL）上。这些观测为我们提供了日珥下光球层矢量磁场的时间序列。我们发现了四个特征：（1）沿PIL两侧相邻的反极性区先横向增大，然后变窄。(2)这些相邻的区域包含垂直弱，但水平强的磁场。(3)光球层上沿PIL的水平磁场方向随时间逐渐由正极性向反极性变化。(4)水平磁场区域被蓝移。这表明螺旋形的磁绳是从光球层下沿日珥下的PIL进入日冕的。我们认为，这种供应的螺旋状磁通量进入日冕是与演化和维护活动区的磁共振。
2008-01-13 astro-ph
The height dependence of temperature - velocity correlation in the solar photosphere
我们推导出温度和视线速度之间的相关系数作为整个太阳光球的非磁性光球和一个小面积的增强磁活动的光学深度的函数。在非磁性光球中，温度和视线速度之间的最大相关性约为-0.6，出现在log τ 5 =-0.4处。磁场是另一个与5分钟振荡和视宁度一起去相关的因素。
2007-04-04 astro-ph
Strong horizontal photospheric magnetic field in a surface dynamo simulation
用日出分光偏振仪进行的观测显示，在平静的太阳光球层中有很强的水平互联磁场。我们的目的是解释的意见，通过数值模拟的结果。从垂直和水平磁场分量之间的关系出发，分析了近地表对流发电机作用的辐射MHD模拟。发电机产生的领域显示出一个明显的优势，水平场的高度范围内的谱线用于观察形成。平均的水平和垂直场分量之间的比率与从观测中得出的值一致。这种行为是由于发电机场的间歇性，在表面层中具有小尺度的极性混合。我们的研究结果提供了进一步的证据表明，当地近地表发电机的行动作出了显着贡献的太阳互联网络领域。
2008-01-08 astro-ph
An Improved Virial Estimate of Solar Active Region Energy
MHD维里定理可用于基于在光球层或色球层处测量的矢量磁场来估计活动区域的磁能。然而，维里估计取决于所测量的矢量磁场是无力的。离开力自由导致一个未知的系统误差的维里能量估计，和一个原点依赖的结果。假设磁力只存在于光球层附近的一个薄层中，提出了一种估算系统误差的方法。如果在低层大气中的两个层次（例如光球层和色球层）上都可以进行矢量磁场测量，则可以利用观测到的水平和垂直磁场梯度直接计算系统误差，从而得出与原点选择无关的能量估计值。如果（通常情况下）测量仅在一个水平上可用，则系统误差可以使用所观察到的水平场梯度以及用于垂直场梯度的简单线性无力模型来近似。所得到的“改进的”维里能量估计与原点的选择无关，但取决于垂直场梯度模型的选择，即线性无力参数$α$的值。这一过程被证明为五个矢量磁，包括色球磁。
2005-09-21 astro-ph
Photospheric and chromospheric activity on EY Dra
对M矮星EY Dra的光球层和色球层的磁活动进行了研究，并利用V和R波段的光度观测以及光学和近红外光谱学研究了两者之间可能存在的相关性。光球中的纵向斑点配置是从V波段测光获得的，色球结构的研究使用的H α线轮廓和帕邢β线的观测的变化。V波段光变曲线的形状表明恒星表面有两个活动区域，相位差约为0.4。光谱观测显示，在光度测量检测到的星点附近观察到增强的H α发射。这可能表明色球斑与光球星点有关。还发现了一些突出结构的迹象。色球层的压力被限制在logTR < -4，因为在帕邢β波长区域没有探测到辐射。
2007-05-07 astro-ph
Magnetic activity in the photosphere of CoRoT-Exo-2a. Active longitudes and short-term spot cycle in a young Sun-like star
空间实验CoRoT最近探测到一颗热木星穿过一颗活跃的G7 V恒星（CoRoT-Exo-2a）的盘面，这颗恒星可以被认为是太阳的一个很好的代理，年龄约为0.5 Gyr。我们提出了一个点建模的光学可变性的恒星在142天的不间断的观测进行了前所未有的光度精度的CoRoT。我们应用现场建模方法，以前测试的情况下，太阳模拟太阳总辐照度的变化。为了模拟CoRoT-Exo-2a的光变曲线，我们考虑了冷斑的光度效应以及太阳光斑的光度效应，采用太阳类比。在CoRoT-Exo-2a的光球上发现了两个最初位于相对半球的活动天体，其自转周期为4.522 $\pm$ 0.024天。在观测的时间跨度内，它们的间距变化约80度。根据这种变化，估计表面差异旋转的相对幅度低于约1%。在活跃的日冕中形成的单个斑点的角速度大约比经度方向的小1%。总的斑点面积显示出一个周期为28.9 $\pm$ 4.3天的周期振荡，这是接近10倍的会合周期的行星所看到的旋转活跃的彗星。在太阳类比的基础上讨论了这些结果对CoRoT-Exo-2a内旋的影响。一个可能的磁性恒星行星相互作用的周期性变化的斑点面积建议。或者，28.9-d周期可能与在恒星的次光球层中传播的罗斯比型波有关。
2008-11-04 astro-ph
Forward modelling of sub-photospheric flows for time-distance helioseismology
本文用局部日震学的方法，介绍和分析了在一个实际的太阳次光球层中声波传播的正演模拟结果，其中有两种稳定的水平流。模拟是基于完全可压缩的理想流体动力学模型在笛卡尔网格。初始模型的特点是太阳能密度和压力分层取自标准模型S和调整，以抑制对流不稳定。声波是由位于太阳可见表面深度以下的非谐波源激发的。对流速与深度线性和高斯相关的水平相干流进行了数值试验。这些流场可以模拟太阳黑子周围等离子体的水平运动、差异旋转或经向环流。从模拟的旅行时间差的速度剖面的反演进行。反演是基于射线近似。将反演结果与原始速度剖面进行了比较。本文分析了定常流对太阳内部声波传播的影响。此外，我们提出了一种方法来获得传播的波在光球太阳区域与水平流的走时差。该方法直接利用波在背景流中传播和在背景流中传播的走时图之间的差异。分析表明，基于射线近似的反演得到的流速剖面与原始的流速剖面不同。与射线理论相比，它们之间的差异是由于波包沿着具有有限范围的射线束传播，从而到达亚光球层的更深区域。
2007-03-05 astro-ph
Realistic Simulation of Local Solar Supergranulation
我代表的结果三维数值模拟太阳表面对流尺度局部超颗粒与现实模型物理。研究了光球对流运动的热结构、对流单体的大小范围和对流的穿透深度。太阳光球的一部分，水平延伸100 × 100微米，从0微米到20微米以下的可见表面被认为是。本文从太阳标准模型出发，导出了恒星物质的状态方程、不透明度以及所有物理量随半径的分布。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射流体力学方程。采用高阶守恒PPML差分格式求解流体动力学问题，采用特征线法求解辐射转移问题，并采用亚网格尺度动力粘性数值模拟方法。模拟是在1000 × 1000的均匀水平网格上进行的，具有168个非均匀间隔的垂直网格点，在256个具有分布式存储器多处理器的超级计算机MVS 5000在计算中心的俄罗斯科学院。
2008-06-08 astro-ph
High-resolution models of solar granulation: the 2D case
使用网格细化，我们模拟了太阳颗粒在2D。细化的区域测量为1.97*2.58 Mm（垂直 * 水平）。网格间距为1.82*2.84 km。下降流表现出强烈的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。在光球层下面，产生了声脉冲。它们横向前进（在某些情况下，距离至少是我们精确区域的大小），并且在横向向下流动时可能会增强）以及向上，在光球层中，它们对“湍流”（速度梯度等）有显著贡献。声脉冲是无处不在的，因为在任何时候，在我们的高分辨率域中都可以看到它们中的几个。它们对色球层的p模激发或加热的可能贡献需要研究。
2007-06-22 astro-ph
Twisted flux tube emergence from the convection zone to the corona
在从对流层上层到日冕下层的计算区域内，对不同扭曲度的水平磁通量管出射进行了三维数值模拟。我们使用奥斯陆交错编码来解决非灰色和非LTE的辐射转移和热传导沿磁场线的完整的MHD方程。介绍了弱磁化大气中底边界输入的磁通量管的出现。用磁图、合成图像和速度场分布描述了光球和色球的响应。一个磁通量管进入这样的大气中会导致不同的大气响应。在光球层中，当通量管从下面接近时，颗粒尺寸增加。在对流超冲区，光球层绝热膨胀产生冷却，暗区的结构与颗粒细胞。我们还发现在上升通量管的边界处有塌陷的颗粒。一旦通量管穿过光球层，在光球层上方500公里的高度发现了与集中的磁场、涡度、高垂直速度和压缩物质加热有关的亮点。在磁化色球层较高的高度，上升的通量管会产生一个冷的磁化气泡，倾向于驱逐通常的色球层振荡。此外，上升的通量管显著地增加了色球层的高度，将过渡区和日冕推到一边，使得色球层延伸到光球层上方6微米。磁通量管的出现通过光球层到低日冕是一个相对缓慢的过程，大约需要1小时。
2007-12-22 astro-ph
A near-IR line of Mn I as a diagnostic tool of the average magnetic energy in the solar photosphere
我们报告分光偏振观测的近红外线Mn I位于15262.702 A的强度和偏振分布是非常敏感的超精细结构的存在。对这条线对磁场的磁灵敏度的理论研究揭示了几个有趣的性质。最重要的一个是，由于超精细结构产生的强Paschen-Back扰动的存在产生强度线轮廓，其形状根据磁场强度的绝对值而变化。从谱线轮廓的本征变化出发，提出了谱线比技术。将这种线比技术应用于宁静太阳光球的分光偏振观测，以探索磁场强度的概率分布函数。特别注意的是观察到的视野，这是由一个增强的网络区域包围的最安静的区域。详细的理论研究表明，推断的分布产生的平均磁场强度和空间尺度的磁场组织的信息。第一次估计给出平均场强约为250 G，空间尺度的暂定值约为0.45”，观测到的磁场在该空间尺度上是水平组织的。
2006-12-14 astro-ph
Velocity Fields in the Solar Photosphere
太阳光球层中的大尺度速度场经过多年的深入研究仍然是一个谜。本文提出了一种新的太阳光球流场测量方法。它基于应用于太阳和日光层天文台（SoHO）机载迈克尔逊多普勒图像（MDI）获得的全光盘多普勒图的局部相关跟踪算法。对该方法进行了调试，并用合成数据进行了检验，结果表明，该方法能够测量精度为15 \mps的水平速度场。它还表明，该方法提供的测量与时距当地日震学。该方法适用于实际数据集。它再现了众所周知的太阳光球速度场的特性。此外，案例研究表明，流场拓扑结构的变化对喷发的灯丝的稳定性的影响的证据，并支持双极太阳黑子从其磁根的动态断开的理论。该方法具有很好的应用前景。本文还研究了纬向通量的输运速度，指出在强磁场区，直接测量可能与时距局地日震学不同。这一结果对通量传输发电机模型产生了影响，这些模型使用纬向速度作为基本的观测输入参数。
2007-12-12 astro-ph
On the Generation, Propagation, and Reflection of Alfven Waves from the Solar Photosphere to the Distant Heliosphere
我们提出了一个全面的模型，在太阳大气和快速太阳风阿尔芬波的全球性质。线性非WKB波输运方程求解从光球到4 AU，波周期从3秒到3天。我们推导出沿超径向膨胀磁通量管在两个方向上传播的波的动能和磁能波动的径向变化的功率谱。这项工作与以前的模型在3个主要方面不同。(1)在色球层和低日冕，连续合并的颗粒和超颗粒尺度上的通量管描述使用的二维静磁模型的网络元素。低于临界合并高度的波被建模为薄壁管扭结模式，我们假设所有的扭结模式波能量转化为体积填充阿尔芬波合并高度以上。(2)水平运动的频谱仅根据先前对G-波段亮点运动学的分析在光球处确定。在其他任何地方，向外和向内传播的波的振幅都是在没有自由参数的情况下计算的。我们发现，在日冕中的波的振幅同意以及离临边非热线宽。(3)非线性湍流阻尼应用到线性模型的结果，使用现象学损失项。一个单一的选择规范化的湍流外尺度长度产生适当的阻尼量在大的距离（同意在现场测量）和适量的加热在扩展的日冕（同意经验风加速度模型）。在日冕中，建模的加热速率从基于各向同性Kolmogorov湍流的速率相差超过一个数量级。
2004-10-26 astro-ph
Changes in solar oscillation frequencies during the current activity maximum: analysis and interpretation
我们描述了系统的质心频率和分裂系数的变化，发现使用的数据从MDI上SOHO，覆盖周期23。这些数据使我们能够构建一个涵盖所有纬度的太阳活动演变的地震图。在低纬度地区，时间演变密切跟踪{ \it蝶形图}。地图中高纬度地区的补充资料显示，极地地区的活动十分活跃，在1996年达到活动最低峰。在太阳周期中，太阳振荡频率变化的最合理来源是小尺度磁场径向分量的演化。所需的平均场变化的幅度在光球处约为100 G，并且向内增加。
2001-09-20 astro-ph
Physical properties of the solar magnetic photosphere under the MISMA hypothesis III: sunspot at disk center
磁场和速度的小尺度波动可能是造成在所有光球磁结构中观察到的斯托克斯不对称性的原因（MISMA假说）。我们支持的假设表明，大气光学薄的微观结构再现的极化的FeI 6301 A和FeI 6302 A中观察到的太阳黑子。一万个光谱拟合模型MISMA与两个磁分量交错沿视线。结合所有的拟合，我们建立了一个半经验模型的太阳黑子的特点是两个组件具有非常不同的磁场倾角。包含大部分质量的主分量比次分量更垂直。在整个半影中，次分量的磁力线都倾斜于水平面以下。磁场线和质量流是平行的，因此，上升流和下降流都存在于半影上的任何地方。主要分量和次要分量的速度非常不同（主要分量为数百m/s，次要分量为10 km/s），但每单位时间传输的质量相似。垂直质量流和两个分量的磁通量之间的相似性表明，作为主要分量出现的磁力线可能作为次要分量返回光球。如果是这样，观察到的组件之间的磁场强度差异导致虹吸流，其大小和方向与推断的Evershed流一致。几个测试支持检索模型太阳黑子的内部一致性。磁场矢量{B}不违反{nabla {B}=0}条件。太阳黑子模型再现了观测谱线的净圆偏振，以及FeI 15648 A的异常行为。
2004-12-09 astro-ph
Validation of Time-Distance Helioseismology by Use of Realistic Simulations of Solar Convection
太阳对流的现实模拟的最新进展给了我们一个前所未有的机会，以评估太阳内部结构的鲁棒性和动力学方法获得的本地日震。我们目前的测试结果的时间-距离的方法，使用现实的模拟。通过计算不同深度的模拟数据的声波传播时间和距离的关系，我们证实了声波传播到内部，然后返回光球。这表明，在数值模拟中的声波（p模式）的属性是类似的太阳条件，这些属性可以通过时间距离技术进行分析。对于表面的重力波（f-模式），我们计算扰动的旅行时间，所造成的本地化的下沉气流，并证明这些扰动的空间模式（代表所谓的灵敏度内核）是类似的模式从真正的太阳，显示特征的双曲线结构。然后，我们测试的时间-距离测量和反演计算声传播时间从一系列的垂直速度在光球的模拟数据，并推断出一个平均的三维流场进行反演的射线近似的基础上。反演的水平流场与模拟数据在地下3 μ m深的区域吻合得很好，但在更深的区域则有所不同。由于水平发散和向下流动之间的串扰效应，反演的垂直速度与模拟数据集的平均对流速度显著不同。
2006-12-19 astro-ph
The Origin of Solar Activity in the Tachocline
由于光球层中强磁场管的出现而产生的太阳活动区被限制在太阳赤道的35度以内。产生和更新这些磁场的发电机过程的性质，因此是太阳磁场现象的原因，还没有很好的理解。我们分析了一般场几何的太阳速跃层的磁旋转稳定性。这个辐射区和对流区之间的径向和纬度差异旋转的薄区域在37度以上的纬度是不稳定的，但在赤道附近是稳定的。我们建议，小规模的磁旋转湍流防止相干磁发电机行动的速跃层，但在赤道附近，从而解释了纬度的限制活动区。将磁力发电机与速跃层联系起来，可以阐明与太阳磁性相关的物理条件和过程。
2007-08-27 astro-ph
Solar surface emerging flux regions: a comparative study of radiative MHD modeling and Hinode SOT observations
我们提出的结果，从数值模拟的新兴通量区域的太阳表面。通过三维辐射MHD模拟浮磁通量管通过对流区和光球的上升进行建模。由于对流区的强烈分层，上升导致管横向膨胀成磁性片，其作为在颗粒化规模的小规模通量出现事件的水库。向下的对流和上升的磁通量的相互作用使其波动，形成蜿蜒的磁力线进入光球层。观测的特点，包括新兴的通量区域的模式，取消表面通量和相关的高速下行流，对流崩溃的光球通量管，外观的异常变暗，形成亮点和可能存在的瞬态千高斯水平场的范围内讨论的新观测日出太阳光学望远镜。新兴的通量区域的当地日震学的影响进行了讨论。
2008-10-31 astro-ph
Influence of atomic polarization and horizontal illumination on the Stokes profiles of the He I 10830 multiplet
在He I 10830多重态谱线中观察到的偏振态携带着太阳色球和日冕中等离子体结构的动力学和磁性质的有价值的信息，如针状体、双折射体、丝状体、新兴磁通区等。在这里，我们研究了原子水平偏振对大范围磁场强度的新兴斯托克斯轮廓的影响，在90度和前向散射几何结构中。我们发现，与普遍认为的相反，原子级偏振的存在所引起的选择性发射和吸收过程可能对出射线偏振产生重要影响，即使磁场强度高达1000 G。因此，Stokes Q和U分布的建模不应仅考虑Paschen-Back效应理论框架内的横向塞曼效应的贡献，除非观察到的等离子体结构的磁场强度明显大于1000 G。我们还指出，在低洼的光学厚等离子体结构，如那些活跃的区域灯丝，（水平）辐射场产生的结构本身可能会大大减少积极的贡献所造成的（垂直）辐射场来自下面的太阳光球的各向异性因子，使原子级偏振的量可能会变成可以忽略不计。只有在这种情况下，在太阳大气的这些区域中，He I 10830多重态的出射线偏振才可能由横向塞曼效应所引起的贡献所主导。
2006-10-04 astro-ph
Magnetic flux tubes evolving in sunspots. A model for the penumbral finestructure and the Evershed effect
假设磁通量元素的交换对流是黑子中存在暗半影的物理原因，我们研究了深半影中单个纤维的行为。原纤维近似薄磁通量管动态演变的全球静磁模型的太阳黑子的环境中。我们的模拟表明，通量管，最初定位在半影-安静的太阳边界的模型，将通过其深半影发展的流动沿管，指向向上下方的光球，并径向向外以上的光球。我们的研究结果表明，明亮的细丝可能是由半影晶粒的延伸尾部形成的。这样的细丝在光学上是厚的，比周围的环境更热，并且高于较暗的背景。半影颗粒中的上升气流在光球层上方水平向外弯曲，并由于辐射损失而逐渐冷却，导致尾部逐渐变暗。然后，通量管内的等离子体流变得透明，并且该管构成薄的升高的流动通道，其可以再现所观察到的Evershed效应的特征。我们还提出了一个新的加速机制的Evershed流。它表明，局部过剩的气体压力发展管内，因为它通过特定的（超绝热和磁化）半影背景上升。由此产生的气体压力梯度可以驱动沿着管的流动。
1998-07-03 astro-ph
Tracking Vector Magnetograms with the Magnetic Induction Equation
Schuck（2006）开发的用于从视线磁图估计速度的差分仿射速度估计器（DAVE）被修改为直接并入水平磁场以产生用于矢量磁图的差分仿射速度估计器（DAVE 4VM）。DAVE 4VM的性能在来自滞弹性伪谱ANMHD模拟的合成数据上得到了证明，该模拟用于Welsch（2007）最近的速度反演技术比较。DAVE 4VM预测大约95%的螺旋率和75%的通过模拟切片传输的功率。DAVE 4VM和DAVE之间的相互比较和DAVE方法的进一步分析表明，视线跟踪方法捕获磁足点的剪切运动，但对磁通量出现不敏感-从视线方法确定的速度与水平等离子体速度比与磁通量传输速度更一致。这些结果表明，以前的研究，依赖于从视线的方法，如DAVE或本地相关跟踪确定的速度可能会大大歪曲总螺旋率和功率通过光球。
2008-07-11 astro-ph
Formation of Moving Magnetic Features and Penumbral Magnetic Fields with Hinode/SOT
利用日出卫星上的太阳光学望远镜（SOT）观测到了运动磁特征（MMF）的矢量磁场。在这项研究中，我们专注于三个MMF与SOT的演变。我们发现，一个具有与太阳黑子相同极性的相对垂直场的磁磁动势从半影中分离出来，它围绕着出现在外半影中的颗粒。这表明，外半影的颗粒运动是造成太阳黑子解体的原因。两个与黑子极性相反的磁动势位于半影延伸出的水平磁场的外缘附近。这说明与黑子极性相反的磁磁动势是半影水平场的延伸。在光球层中，一些极性与黑子相反的磁磁动势的径向位移大于声速。
2007-09-12 astro-ph
Solar Activity: Triennial Report of IAU Commission 10 (2006-2009)
第10委员会处理各种形式的太阳活动，从最小的纳米耀斑到最大的日冕物质抛射。本报告回顾了截至2008年年中的大约两年期间的科学进展。这是太阳物理学中一个激动人心的时刻，2006年晚些时候发射的Hinode和STEREO飞行任务突出了这一点。该报告相当全面，但远非详尽无遗。有限的空间阻止了许多重要的结果。报告分为以下几节：光球和色球层;过渡区;日冕和日冕加热;日冕喷流;耀斑;日冕物质抛射的开始;全球日冕波和冲击;日冕变暗;低日冕物质抛射特征与磁云之间的联系;日光层中的日冕物质抛射;以及日冕物质抛射和空间天气。第一作者在每一节的开头注明。
2008-09-17 astro-ph
Explanation of the activity sensitivity of Mn I 5394.7 Å
关于太阳辐照度谱中Mn I 5394.7 A谱线在大活动时比大多数其他光球谱线更亮的原因，长期存在争议。这种活动敏感性是由Mg II h & k的色球发射光谱联锁引起的说法是有争议的。采用经典的一维建模方法进行论证，采用现代的三维磁流体模拟方法进行验证和分析。Mn I 5394.7 A谱线对太阳活动异常敏感，这要归功于它的超精细结构。这就克服了其他较窄的光球线失去这种灵敏度的热多普勒拖尾效应和颗粒多普勒拖尾效应。我们以邻近的Fe I 5395.2 A线为例，详细分析了这两条线的形成，以证明和解释颗粒多普勒增亮。我们表明，这会影响所有的窄线。无论是色球，也没有Mg II H & K发挥的作用，也是不正确的描述活动的灵敏度Mn I 5394.7 A通过plage模型与向外增加的温度对比。Mn I 5394.7 A线代表了太阳光球层深处强磁场浓度的代用诊断，与G波段和H-α的蓝翼相当，但不是比这些更好的。Mn I线在高分辨率Stokes偏振测量中作为弱场的诊断更有前途。
2008-11-21 astro-ph
