我们分析了Mg I 457.1 nm谱线的重要形成过程。这条线是一条内部耦合线，并且源函数接近于局部热力学平衡（LTE）值。强耦合到当地的温度和相对较高的人口较低的水平（基态的镁I），使这条线在较低的色球/温度最低区域的温度诊断的理想候选人。由于非LTE电离，将探测的温度与绝对物理高度联系起来并不简单。我们分析了非LTE效应，发现低能级的光电离和级联碰撞复合共同主导电离平衡。适当考虑紫外线的线覆盖效应是获得正确的光电离率的必要条件。识别线中的主要非LTE效应使我们能够构建一个典型的模型原子，非常适合计算要求高的任务，例如全3D和/或时间相关的辐射转移。此外，我们分析了诊断潜力，这条线在类太阳大气中的温度，通过合成线从一系列参数化的大气模式。这些模型都是用固定的有效温度，但在能量方程中加入一个可变的热量项，以获得不同高度的色球温升。我们的结论是，该线具有显着的潜力，在诊断较低的色球层温度结构，特别是对于较冷的大气，如太阳黑子。
英文摘要：
We analyze the important formation processes for the Mg I 457.1 nm line. This line is an intercom- bination line and the source function is close to the local thermodynamic equilibrium (LTE) value. The strong coupling to the local temperature and the relatively high population of the lower level (the ground state of Mg I) makes this line an ideal candidate for temperature diagnostics in the lower chromosphere/temperature minimum region. Linking the temperature probed to an absolute phys- ical height is non trivial because of Non-LTE ionization. We analyze the Non-LTE effects and find that photo-ionization from the lower energy levels together with cascading collisional recombination dominate the ionization balance. Taking properly into account the line-blanketing in the UV is essen- tial for obtaining the right photoionization rates. The identification of the main Non-LTE effects in the line allows us to construct a quintessential model atom, ideal for computationally demanding tasks, e.g. full 3D and/or time-dependent radiative transfer. Furthermore we analyze the diagnostic potential to temperature of this line in solar-like atmospheres, by synthesizing the line from a series of parametrized atmospheric models. These models have been constructed with fixed effective temper- ature, but with a variable heat term in the energy equation to obtain a chromospheric temperature rise at different heights. We conclude that the line has a significant potential in the diagnostics of the lower chromosphere temperature structure, especially for cooler atmospheres, such as sunspots.
The formation of IRIS diagnostics VI. The Diagnostic Potential of the C II Lines at 133.5 nm in the Solar Atmosphere
我们使用3D辐射磁流体动力学模型来研究模拟中的热力学量如何以可观测的量编码，从而探索133.5 nm线的诊断潜力。我们发现线芯强度与地层高度的温度有相关性，但相关性很弱，特别是当线芯强度较强时。线芯多普勒频移是在地层高度处的视线速度的良好量度。线宽取决于吸收曲线的宽度（热和非热宽度）和1.2-4的不透明度增宽因子，这是由于光学粗线形成，对于双峰曲线具有更大的增宽。133.5 nm线可以形成为高于和低于Mg II k线的核心，这取决于在14-50 kK温度范围内的等离子体的量。在该温度范围内更多的等离子体给出相对于Mg II k线芯更高的133.5nm形成高度。合成线的配置文件进行了比较IRIS观测。从模拟的线剖面导出的参数覆盖了观测中看到的参数范围，但平均而言，合成剖面太窄。我们将这种差异解释为在模拟箱中色球温度下缺乏等离子体和太小的非热速度的组合。合成谱和观测谱之间的性质分布的巨大差异表明，133.5 nm谱线是上色球层和下过渡区的强有力的诊断。
The Formation of IRIS diagnostics. IV. The Mg II triplet lines as a new diagnostic for lower chromospheric heating
在h&k线周围的区域存在Mg II的三条次级线。在太阳光谱中，这些谱线主要出现在吸收谱线中，但在某些情况下也会变成发射谱线。这项工作的目的是研究这种三联体的形成，并调查它们可能带来的任何诊断价值。使用3D辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和耀斑通量出现，我们合成光谱，并调查光谱特征如何响应底层大气。我们发现，发射线是罕见的，通常是由较低的色球（1500 K以上，电子密度高于10 $^{18}$ m $^{-3}$）的温度急剧上升。在这两种模拟中，谱线对柱质量>= 5 e-4 g cm $^{-2}$时发生的温度升高敏感。另外的信息也可以从峰翼比和谱线轮廓的形状中推断出来。使用NASA的界面区域成像光谱仪的观测结果，我们发现吸收和发射线轮廓与合成光谱具有相似的形状，这表明这些线代表了一个有用的诊断，补充了MgII h&k线。
Solar coronal magnetic field measurements using spectral lines available in Hinode/EIS observations: Strong and weak field techniques and temperature diagnostics
最近，有人提出可以利用Fe X中的磁场感生跃迁（MIT）来测量日冕磁场强度。本文发展了几种将MIT理论应用于Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）光谱观测的技术，包括直线比技术和弱、强磁场技术。然而，基于弱和强磁场技术的日冕磁场测量的适用性尚未得到评价。此外，温度诊断对于基于MIT理论的日冕磁场测量也很重要，但如何从EIS观测中确定Fe X线的准确形成温度仍需研究。在这项研究中，我们合成了几个谱线的太阳活动区的三维辐射磁流体动力学模型的发射，然后推导出磁场强度使用不同的方法。我们首先比较了从弱和强磁场技术得到的磁场强度与模型中的值。我们的研究表明，弱和强磁场技术都低估了日冕磁场强度。在此基础上，我们提出了两种计算Fe X线形成温度的方法。一种是基于差分发射测量分析，另一种是从Fe IX和Fe XI线对导出温度。然而，这两种方法都不能提供精确的日冕磁场测量的温度确定，如那些来自Fe X 174/175和184/345的磁力线比。利用EIS观测进行日冕磁场的精确测量还需要更多的努力。
The wings of Ca II H and K as photospheric diagnostics and the reliability of one-dimensional photosphere modeling
Ca II H和K线的延伸翼提供了对太阳光球和其他冷恒星的温度分层的出色诊断，这要归功于它们的LTE不透明度和源函数以及它们的大跨度形成高度。本研究的目的是校准使用的H和K翼在一维空间平均光谱的解释，并在推导每像素分层解析光谱。我使用太阳对流的多维模拟来合成H和K机翼，从这些机翼导出一维模型，就像它们被观察到一样，并将所得模型与实际模拟输入进行比较。我发现，从合成的翅膀构造的空间平均模型一般匹配的模拟平均值很好，除了最深层的光球大的热不均匀性和普朗克函数的非线性给出了很大的误差。不均匀性越大，后者越大。强网络场的存在增加了这种不均匀性。在平静的光球条件下，温度超过200 K。一维分层适合的离散结构，如造粒和小规模的磁浓度给出了令人满意的结果与错误，主要是由于陡峭的温度梯度和温度随深度的突然变化。我的结论是分层建模使用的H和K翼是一个有用的技术，太阳高分辨率观测的解释。
The Mg I b triplet and the 4571 Å line as diagnostics of stellar chromospheric activity
上下文在文献中，Mg I 4571三线态和b三线态被认为是太阳和恒星活动的诊断，因为它们是在低色球层形成的。目的。研究这四条谱线作为类太阳恒星色球活动诊断的潜力，通过改变大气模型和恒星参数，研究这些谱线的强度与当地大气变化的关系。方法.从Next-Gen光球模型出发，建立了包括光球、色球和过渡区的大气模型网格，求解了辐射转移，得到了合成轮廓，并与主序星、类太阳恒星（有效温度在4800-6400 K之间）、太阳重力和太阳金属丰度的观测光谱进行了比较。结果我们发现，Mg I 4571的线是显着敏感的局部变化，在大气模式周围的最低温度。相反，b三重态的谱线对当地大气结构的变化没有明显的响应。
The Formation of IRIS Diagnostics. VII. The Formation of the OI 135.56 nm Line in the Solar Atmosphere
O I 135.56 nm谱线被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务所覆盖，该任务研究太阳大气层如何被激发。我们在这里研究的形成和诊断潜力，这条线的非LTE建模采用一维半经验和三维辐射磁流体动力学（RMHD）模型。我们研究的基本形成机制，并得出一个典型的模型原子，采用了必要的原子物理学的O I 135.56 nm线的形成。该原子模型有16个能级，并通过有效复合率描述了通过高激发能级的复合级联。电离平衡O I/O II通过电荷交换反应由氢电离平衡设定。在O I 135.56 nm线中的发射由复合级联主导，并且该线是光学薄的。最大发射的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.0 - 1.5 μ m高度。线发射的总强度与电子密度的平方相关。由于O I 135.56 nm线在光学上很薄，因此发射线的宽度是非热速度的非常好的诊断。我们的结论是，O I 135.56 nm线是一个很好的探针的中间色球层，并恭维其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的H & K线和C II线周围133.5 nm。
Magnetic Diagnostics of the Solar Chromosphere with the Mg II h-k Lines
我们研究了在弱磁化大气（20-100 G）中Mg II h-k双重态的形成，使用一个新开发的极化RT在一个平面平行几何的数值代码，它实现了最近制定的部分相干散射极化多项原子在任意磁场制度。我们的研究结果证实了部分再分配效应的重要性，在形成的Mg II H和K线，如以前的工作中所指出的非磁性的情况下。我们表明，存在一个磁场可以产生可测量的修改的宽带线极化，即使是相对较小的场强（~10 G），而圆极化仍然很好地代表了经典magnetographic公式。这两个结果为太阳上层大气的弱场诊断打开了一个重要的新窗口。
The formation of IRIS diagnostics. III. Near-ultraviolet Spectra and Images
Mg II h&k线是NASA界面区成像光谱仪（IRIS）的主要色球诊断线。在本系列的前几篇论文中，我们使用了一个真实的三维辐射磁流体动力学模型来详细计算h&k线，并研究了它们的光谱特征与下垫面大气的关系。在这项工作中，我们采用相同的方法来研究如何H&K诊断票价时，考虑到有限分辨率的IRIS和不同的噪声水平。此外，我们调查的诊断潜力的其他几个光球线和近连续区域存在于近紫外（NUV）窗口的IRIS和研究的NUV缝颚图像的形成。我们发现IRIS的仪器分辨率对H&K诊断的质量影响很小，光谱特征与大气性质之间的关系基本不变。峰分离是最受影响的诊断，但主要是由于模拟的局限性。噪声的影响在信噪比（S/N）为20时开始变得明显，但我们表明，通过噪声滤波，至少可以在S/N为5时获得可靠的诊断。NUV窗口中的许多光球线提供了至少八个不同光球高度的速度信息。利用h&k远翼中的无谱线区域，我们得到了至少三个高度的光球温度的良好估计。这两种诊断，特别是后者，甚至可以在S/Ns低至5时获得。
Diagnostics of Coronal Magnetic Fields Through the Hanle Effect in UV and IR Lines
太阳高层大气，特别是日冕中的等离子体热力学主要受磁场的控制，磁场控制着能量的流动和耗散。相对缺乏对日冕矢量磁场的了解是日冕物理学进展的一个主要障碍。这使得日冕磁场测量方法的发展成为太阳物理学中的一个高度优先事项。在紫外和红外谱线中的汉勒效应是一个很大程度上未开发的诊断。我们使用磁流体动力学（MHD）模拟研究的信号的幅度预期典型的日冕磁场选定的谱线在紫外线和红外线波长范围内，即H I Ly- $α$和He I 10830线。我们表明，选定的线是有用的可靠的诊断冠状磁场。结果表明，组合对Hanle效应敏感性不同的谱线的偏振测量，可能是从未来观测中推断日冕磁性质的最合适的方法。
The Formation of IRIS Diagnostics. IX. The Formation of the C I 135.58 Line in the Solar Atmosphere
C I 135.58谱线位于NASA接口区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务的波长范围内。在这里，我们研究的形成和诊断潜力，这条线通过非本地热力学平衡建模，采用一维和三维辐射磁流体动力学模型。C I/C II电离平衡强烈地受到Ly-alpha发射的光电离的影响。在C I 135.58线的发射是由复合级联和线形成区域是光学厚占主导地位。谱线的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.5 μ m高度。利用IRIS，CI 135.58线通常与O I 135.56线一起观测，从两条线的多普勒频移，我们得到两条线的线形成区之间的速度差。根据Cl/OI线芯强度的比值，我们可以确定Cl和OI形成层之间的距离。结合速度差，可以导出色球中层高度的速度梯度。C I/O I总强度线比与中色球层电子密度的倒数相关。我们的结论是，C I 135.58线本身是一个很好的中间色球层的探针，并与O I 135.56线一起提供更多的信息，这补充了其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的h和k线和C II线约133.5 nm。
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere. II. Non-LTE chromospheric diagnostics and inversions
太阳外层的磁通量是向色球层和日冕释放能量的基本机制。在本文中，我们研究了颗粒大小的通量浓度的出现和相应的物理参数的结构和大气诊断在上层光球和色球层。我们利用一个现实的三维MHD模拟的外层太阳研究的Ca II 8542线的形成。我们还从我们的观察的非LTE反演中获得半经验3D模型。这些模型包含深度依赖的温度和视线分层的信息。我们的分析解释了奇特的钙II 8542配置文件中观察到的磁通新兴地区。此外，我们推导出详细的温度和速度图描述的上升磁泡从光球到色球层。反演表明，在活跃区域，颗粒大小的气泡出现到较低的色球层，现有的大规模领域阻碍了他们的上升。当磁场到达色球层时，我们报告了加热的迹象。
Laboratory Calibrations of Fe XII-XIV Line-Intensity Ratios for Electron Density Diagnostics
我们用电子束离子阱测量了波长为185-205 255-276埃的FXII，XIII和XIV极紫外线的电子密度诊断线强度比。这些比率可以用作天体物理光谱的密度诊断，特别是与太阳物理学有关。我们发现，使用Fe XIII 196.53/202.04和Fe XIV 264.79/274.21和270.52A/274.21线比的密度诊断是可靠的，使用灵活原子代码计算的原子数据。另一方面，我们发现FAC理论和实验之间的一个很大的差异，为常用的Fe XII（186.85 + 186.88）/195.12线比。这些FAC理论计算给出了类似于Chianti中列出的数据的结果，这些数据通常用于分析太阳观测。我们的研究结果表明，使用Fe XII（186.85 + 186.88）/195.12和Fe XIII 196.54/202.04线比测量太阳日冕密度之间的差异可能是由于Fe XII的原子计算问题。
