On the 5-Minute Oscillations of Photospheric and Chromospheric Swirls
本文通过小波分析研究光球和色球涡旋的集体与个体行为，发现3-8分钟和10-14分钟两个周期簇，提出全球p模通过产生涡旋等向上层大气输送能量和质量的新机制。
2023-04-17 astro-ph.SR
The relationship between chromospheric emissions and magnetic field strength
目标。分析了4台仪器的观测资料，研究了从温度最低区到色球中层高度的色球辐射与光球磁场的相关性。研究方法：数据包括伯克利-伊利诺伊-马里兰阵列（BIMA）的3.5 mm射电图像，TRACE的1600 A紫外图像，BBSO的Ca II K线滤波图和MDI/SOHO纵向光球磁图。第一次干涉毫米数据与目前最高的可用分辨率包括在这样的分析。我们确定强度图的各种参数，并将强度彼此关联并与磁场关联。结果如下：这里研究的色球诊断显示出它们的亮度结构有明显的相似性，并相对较好地绘制出了底层的光球磁场。我们发现一个幂律是一个很好的光球磁场和色球诊断在所有波长的发射之间的关系表示。色球亮度对磁场的依赖性在网络区和网络间区是不同的。
2009-10-11 astro-ph.SR
Photospheric Injection of Magnetic Helicity: Connectivity--based Flux Density Method
磁螺旋度量化了体积中磁场的全局剪切和/或扭曲程度。由于其守恒性质，这个量被认为在太阳活动中起着关键作用。在活动区的演化过程中，螺旋度不断注入日冕。为了更好地理解和量化磁螺旋度在太阳活动中的作用，需要研究AR中磁螺旋度通量的分布。利用SDO/HMI和Hinode/SOT提供的AR光球磁图的时间演化可以计算螺旋度分布。最近的光球螺旋度通量分析得出的螺旋度通量密度代理的基础上的光球磁足点的相对旋转速率。虽然这个代理可以很好地估计光球螺旋度通量，但它仍然不是真正的螺旋度通量密度，因为它没有考虑磁场线的连通性。这是第一次，我们实现了螺旋密度，考虑到这种连接。为了将其用于未来的观测研究，我们测试了几种类型的模型，涉及不同的模式的螺旋度注入的方法和精度。我们还测试了更复杂的配置-从磁流体动力学（MHD）模拟-含有准分界线层。我们证明，这种基于连通性的螺旋度通量密度代理是最好的映射的真实分布的光球螺旋度注入。
2013-07-10 astro-ph.SR
Morphology and dynamics of photospheric and chromospheric magnetic fields
我们使用与日之出空间天文台和安装在国家统计局/国家海洋局DST的干涉二维光谱仪（IBIS）获得的联合观测结果，调查了（a）非磁性和（b）磁区的形态和动力学。在没有明显磁通量贡献超过IBIS检测限的网络间区域，我们发现强度结构具有与Wedemeyer-Böhm（2008）数值模拟中所见相似的特征。在网络中的磁通量元素是稳定的，似乎类似于空间扩展对应的底层光球磁性元素。我们将解释从流层观测中推导出磁场矢量的一些困难。
2009-12-17 astro-ph.SR
Analysis on Correlations between Subsurface Kinetic Helicity and Photospheric Current Helicity in Active Regions
本文通过对两个快速发展的活动区的矢量磁图和次表层速度的分析，研究了光球电流螺旋度与次表层动力学螺旋度之间的相关性。矢量磁图来自SDO/HMI（Solar Dynamics Observatory / Helioseismic and Magnetic Imager）观测的Stokes参数，地下速度来自HMI多普勒时距数据分析管道。在几天的时间跨度内，加权海流螺旋度的变化趋势与加权次表层动力螺旋度的变化趋势相似，两个活动区的相关系数均在0.60以上。此外，似乎有一个相位滞后的未加权电流和地下动力学螺旋度的一个活动区的演变之间。这两个螺旋度之间的良好相关性表明，活动区内部的动力学与光球磁扭曲之间存在某种内在联系，这可能有助于解释众所周知的电流-螺旋度分布的半球预测。
2012-11-10 astro-ph.SR
On the Doppler Shift and Asymmetry of Stokes Profiles of Photospheric FeI and Chromospheric MgI Lines
我们分析了完整的斯托克斯光谱，同时测量的光球（FeI 630.15和630.25 nm）和色球（MgI b2 517.27 nm）线。这些数据是用HAO/NSO高级斯托克斯偏振仪（NOAA AR 9661）获得的。通过比较三条谱线的多普勒频移和不对称性，可以更好地理解色球谱线以及不同磁区的磁场和流场。主要结果如下：（1）对于光球FeI线观测到的半影区，Stokes I（Vi）的多普勒速度与线偏振剖面（Vlp）的多普勒速度非常接近，但与Stokes V剖面（Vzc）的多普勒速度有显著差异，这为半影区的Evershed流是磁化的并主要由水平磁分量携带提供了直接而有力的证据。(2)初步的逆Evershed效应观察到的MgI b2线提供了一个定性的证据，其形成的高度是周围或刚刚高于温度最低区域。(3)半影区的Vzc和Vlp以及孔隙区的Vzc通常接近色球层MgI线所观测到的Vi，而光球层FeI线的情况并非如此。(4)外半影和孔隙表现出类似的行为的斯托克斯V的不对称性，往往从正值的光球（FeI线），在低色球（MgI线）的负值。(5)谱斑区的Stokes V剖面在光球层中是高度不对称的，而在低色球层中更为对称。(6)强红移和大的不对称性被发现周围的磁极性反转线内的共同半影的三角洲斑点。因此，这项研究强调了使用色球线的分光偏振测量的重要性。
2010-06-17 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity on the young solar-type star HD 171488
我们提出的年轻的太阳型恒星HD 171488（质子~1.337 d）的同步光谱和光度监测的结果，旨在研究表面的不均匀性在光球/色球水平。2006年进行了Echelle FOCES光谱（R~40000）和Johnson光度测定。光谱类型，旋转速度，金属丰度，和重力确定使用我们开发的代码。通过对铁谱线的分析来测量金属丰度。光谱减法技术被应用于FOCES光谱范围内最相关的色球诊断（CaII IRT，Halpha，HeI-D3，Hbeta，CaII H&K）。一个模型与两个大的高纬度点是足够的再现B/V光变曲线和径向速度调制，如果光球和斑点之间的温差为1500 K。光球线的多普勒成像分析证实了类似的光斑分布。借助一个类似的几何两点模型，我们能够再现调制的剩余色球层的排放量采用不同的值之间的比例的谱斑和安静的色球层（5为Halpha和3为钙II）的流量。太阳型光斑区域似乎是色球诊断调制的主要原因。斑点/谱斑模型和光变曲线与色球线通量之间的互相关都显示了谱斑相对于斑点（经度20-40度）的领先效应。快速自转恒星HD 171488的活动区与太阳活动区有某些相似之处，因为它的黑子温度与太阳黑子本影温度相近，谱斑通量对比度与太阳平均值一致。相对于太阳的主要区别是更大的尺寸和更高的纬度。
2010-05-04 astro-ph.SR
Starspot evolution, Differential Rotation and Correlation between Chromospheric and Photospheric Activities on Kepler-411
利用开普勒望远镜4年的时间序列测光和Keck I 10 m望远镜和丽江2.4 m望远镜的光谱数据，分析了活动星Kepler-411的黑子演化、表面差异自转、色球活动指标之间的相关性以及色球和光球活动之间的空间联系。我们使用PyKE 3软件，通过手动重新定义光圈，重新执行测光并从目标像素文件和共同趋势基础矢量中进行还原，从而构建光变曲线。利用GEMC_LCM程序，对选定的光变曲线段，在固定纬度（30，45）、（30，60）和（45，60）上，采用两点模型，进行了计算。我们发现星点的周期变化约为660天，与星点纬度无关，并估计SDR的下限为$P_{\text{eq}} = 9.7810(0.0169)$天和$α= 0.1016(0.0023)$。同时，通过从单个光谱中减去总平均光谱，得到色球活动指标的相对变化。结果表明，Ca Ⅱ H和K的辐射相互之间有很强的相关性，H $α$和Ca Ⅱ H & K的辐射之间也存在相关性，且离散度较大，与前人的结果一致.此外，我们发现2011年和2012年Ca II、H和K排放之间的相关性有所不同。色球辐射变化与光变曲线具有高度的空间反相关性，表明色球活动区与黑子区之间存在空间联系。
2021-01-08 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric magnetic activity of seismic solar analogs. Observational inputs on the solar/stellar connection from Kepler and Hermes
我们确定了一组18个太阳类似物的开普勒卫星旋转10至40天之间观察到的类太阳恒星的地震样本。这套构造使用asteroseismic恒星的属性，使用全球振荡特性或个人的声频。我们测量这些恒星的磁活动特性使用的观测收集的光度开普勒卫星和地面的，高分辨率的赫耳墨斯光谱仪安装在墨卡托望远镜。这些地震太阳类似物的光球（SPH）和色球（S指数）的磁活动水平的估计和比较的太阳活动。我们发现，太阳的活动是可比的地震太阳类似物的活动，在11年的太阳活动周期23的最大到最小的时间变化。与以前的研究一致，我们样本中最年轻的恒星和最快的旋转体实际上是最活跃的。比太阳更老的恒星的活动似乎不会随着年龄的增长而变化。此外，光球，SPH，与完善的色球，S指数的比较表明，SPH指数可以用来提供一个合适的磁活动代理，可以很容易地估计了大量的恒星从空间光度观测。
2016-08-04 astro-ph.SR
A Combined Study of Photospheric Magnetic and Current Helicities and Subsurface Kinetic Helicities of Solar Active Regions during 2006-2013
我们比较了平均光球电流螺旋度$H_c$，光球扭曲参数$α$（一个众所周知的代理完整的相对磁螺旋度），和地下动力螺旋度$H_k$ 194个活动区域之间观察2006 - 2013。我们使用2440个Hinode光球矢量磁图，以及从GONG（2006 - 2012）和HMI（2010 - 2013）多普勒图中获得的相应地下流体速度数据。我们发现一个显着的半球偏见在所有三个参数。次表层动力螺旋度在南半球优先为正，在北半球优先为负。光球电流螺旋度和$α$参数对强场（$|B|>1000$ G）有相同的偏置，对弱场（100 G $<|B|<500$ G）没有明显的偏置。我们没有发现显着的区域之间的地下动力学螺旋度和强场电流螺旋度或$α$的区域相关性。给定旋向的地下流体运动对应于两个符号的光球螺旋度，其数量大致相等。然而，所有区域这些数量的年平均值出现了共同的变化。此外，在一个子集的77个地区，我们发现显着的时间配置文件的地下和光球螺旋度之间的相关性。在这些情况下，线性相关系数的符号与螺旋度之间的符号关系相匹配，表明光球磁场扭曲对地表以下的扭曲运动是敏感的。
2014-09-18 astro-ph.SR
Stellar Chromospheric Activity Database of Solar-like Stars Based on the LAMOST Low-Resolution Spectroscopic Survey: II. the bolometric and photospheric calibration
本研究基于LAMOST低分辨率光谱数据，利用PHOENIX模型和经典方法计算了112万余颗类太阳恒星的色球活动指数，发现两者呈线性相关，并揭示了恒星色球活动水平与有效温度的关系及太阳在样本中的位置。
2024-05-22 astro-ph.SR
First Detection of Chromospheric Magnetic Field Changes During an X1-Flare
光球磁场的阶梯式变化，往往变得更加水平，已被观察到在许多耀斑。以前的解释包括日冕环的收缩，并推测这种猛拉可能是造成太阳地震的原因。在这里，我们报告了在X1耀斑SOL 20140329 T17：48期间，通过用DST/IBIS对Ca II 8542进行分光偏振测量获得的色球视线磁场（B $_{\rm LOS}$）变化的检测。它们的强度（$<$ 640 Mx cm $^{-2}$）比光球对应物（$<$ 320 Mx cm $^{-2}$）更强，出现的区域也更大。B $_{\rm LOS}$的绝对值通常减少而不是增加。光球变化主要位于极性反转线附近，色球变化主要位于环足点附近。变化的位置很近，但不完全是硬X射线（HXR）发射的空间，既不是增强的连续发射，也不是一个小的太阳地震。增强色球和日冕发射几乎在所有的位置，表现出B $_{\rm LOS}$的变化，但发射也发生在许多地方没有任何B $_{\rm LOS}$的变化。B $_{\rm LOS}$的光球和色球变化在时间、符号和大小上都有差异，而且似乎是相互独立的。一个简单的收缩环模型产生的变化与观察到的变化符号相反。对这种差异的解释可能是增加环的大小或环在耀斑期间在某个方向上解旋。目前还不清楚是哪些过程造成了观测到的变化，它们的时间，大小和位置，特别是考虑到光球层和色球层之间的不相干性。
2016-08-08 astro-ph.SR
From Photospheric Footpoint Motion to Plasmoid Ejection: A Two-Stage Reconnection Process in a Small-scale Chromospheric Jet
本文基于NVST和SDO高分辨率观测，揭示小尺度色球喷流由光球足点先分离后汇聚的两阶段运动驱动，并通过电流片拉长、撕裂模不稳定性形成等离子体团，进而触发快速磁重联产生热EUV喷流，阐明了足点运动对太阳大气动力学的重要作用。
2025-07-02 astro-ph.SR
Relationship between photospheric currents and coronal magnetic helicity for force-free bipolar fields
日冕磁螺旋度的起源和演化至今还没有很好的认识。例如，活动区的磁螺旋度通常约为$10^{42}$ Mx $^2$（$10^{26}$ Wb $^{2}$），但据认为注入日冕的观测过程还没有提供对所产生的磁螺旋度预算或时间演变的准确估计。磁螺旋度的变化对于理解耀斑、日冕物质抛射及其相关的磁云的物理性质是很重要的。为了阐明这一主题，我们在这里调查的变化，由于电流在日冕中的一个单一的扭曲的磁通量管，可以模拟特征的日冕结构，如活动区灯丝，S形，或日冕环。对于双极光球磁场和几种电流分布，我们将日冕场外推为非线性无力场。然后，我们计算了相对磁螺旋度，以及自我和相互螺旋度。从具有中等电流量的磁配置开始，当最大电流强度增加2倍时，磁螺旋度的量可以增加2个数量级。磁螺旋度对电流密度的高灵敏度可以部分解释光球层、日冕和磁云中测量值之间的差异。我们的结论是，磁螺旋度强烈地依赖于电流密度的强度和它的分布。只有改进光球层电流密度的测量，才能增进我们对太阳大气中磁螺旋度含量的了解。
2009-03-16 astro-ph.SR
Measurements of Photospheric and Chromospheric Magnetic Field Structures Associated with Chromospheric Heating over a Solar Plage Region
为了研究磁结构与斑区加热特征之间的关系，我们在2018年10月3日使用安装在GREGOR望远镜上的GREGOR红外光谱仪（GRIS）的积分场单元模式观测了具有He I 1083.0 nm和Si I 1082.7 nm谱线的斑区。在GRIS观测过程中，界面区成像光谱仪（IRIS）获得了从同一区域发射的紫外Mg II双峰的光谱。在GRIS观测到的有限视场范围内，在谱斑区域的外围，我们发现Mg II辐射通量随着色球层中的磁场的增加而增加，比例因子为2.38 \times 10^4 erg cm^{-2} s^{-1} G^{-1}。这种正相关关系表明，磁通量管可以被阿尔夫文波湍流加热，也可以被离子与中性原子碰撞加热。在谱斑区域内，光球层中的强磁场强度斑块之间或磁斑块边缘的辐射通量很大。另一方面，我们没有发现任何显着的空间相关性之间的增强辐射通量和色球磁场强度或电流。在色球层中，除了与阿尔芬波有关的阿尔芬波湍流或离子与中性原子的碰撞外，还可能存在其他与磁通量管相互作用产生的磁场扰动有关的加热机制。
2021-08-17 astro-ph.SR
Biological Damage due to Photospheric, Chromospheric and Flare Radiation in the Environments of Main-Sequence Stars
我们探讨了在F、G、K和M型主序星环境中由于光球、色球和耀斑辐射而引发的生物损伤。色球辐射的数量，在统计意义上，直接与恒星的年龄以及显著的恒星磁场和发电机活动的存在相关联。关于光球辐射，我们还考虑了详细的合成模型，考虑到原子和分子的数百万或数亿条线。年轻恒星的色球紫外辐射在所有恒星光谱型中都有所增加。耀斑活动在K型和M型恒星中最为明显，这也有可能剥离附近行星的行星大气，包括位于恒星宜居带的行星。在我们的研究中，我们将DNA作为碳基大分子的替代物，以碳可能构成地外生命形式的生物化学核心的范式为指导。行星大气衰减被认为是在一个近似的方式。
2009-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chromospheric Magnetic Reconnection caused by Photospheric Flux Emergence: Implications for Jet-like Events Formation
本文研究了低层大气（如色球层）中不同物理环境下的磁重联。它的起源爆炸事件（小尺度喷流）的影响进行了讨论。采用直角坐标系下的2.5维电阻磁流体动力学（MHD）模型。结果表明，磁重联产生的射流的温度和速度强烈地依赖于物理环境，如磁场强度的大小和等离子体密度。如果磁场强度较弱且密度较高，则喷流的温度非常低（~ 10，000 K），速度也非常低（~40 km/s）。然而，如果考虑具有较强磁场强度（20 G）和较小密度（电子密度Ne= 2 × 10 ^{10} cm^{-3}）的环境，则流出喷流达到高达600，000 K的较高温度和高达130 km/s的视线速度，这与喷流类事件的观测值相当。
2009-12-22 astro-ph.SR
The photospheric energy and helicity budgets of the flux-injection hypothesis
驱动日冕物质抛射（CME）的通量注入假说需要大量的磁能和螺旋度通量通过光球的传输伴随着爆发。在磁流体力学近似下，这些通量是由扭曲的磁场和/或光球中的通量出现产生的。2000年9月12日观测到的日冕物质抛射轨迹，用通量绳模型拟合，约束了能量和螺旋度预算，以检验通量注入假说。最佳的速度配置文件的几个驱动方案估计通过最小化光球等离子体速度的圆柱对称的磁通量绳磁场的磁通量预算所需的磁通量绳模型。理想的通量注入，只涉及通量出现，需要在6 × 10^8 km^2的面积上，有超过太阳逃逸速度617 km/s的高超音速上升流，才能满足通量绳模型的能量和螺旋度预算。这些估计进行了比较，磁场和多普勒测量从太阳日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪在2000年9月12日在CME的脚点。观测到的多普勒信号不足以解释通量注入假设所需的能量和螺旋度预算。
2010-03-31 astro-ph.SR
The 3D structure of an active region filament as extrapolated from photospheric and chromospheric observations
利用基于光球和色球高度同时观测的非线性无力场外推方法研究了活动区暗条的三维结构。为此，我们使用了在VTT（特内里费岛）用特内里费岛红外偏振仪（TIP）获得的Si I 10827 λ线和He I 10830 λ三重态。这两个外推已经进行了独立于彼此和它们各自的空间域重叠在一个相当大的高度范围。这为诊断开辟了新的可能性，除了通常通过一个外推法获得的，通常是从光球层。在这些可能性中，该方法允许确定He I 10830 Xe信号在太阳表面上方的平均形成高度为\approx 2 μ m。它还允许交叉检查所获得的3D磁性结构，以验证与无力条件的可能偏差，特别是在光球处。外推产生一个由扭曲的磁通绳形成的灯丝，其轴位于太阳表面上方约1.4 Mm处。扭曲的场线沿着我们盒子内的灯丝稍微多转一圈，这导致0.055圈/微米。场线的凸起部分（从太阳表面看）构成了等离子体自然可以支持的凹陷。所获得的三维磁结构的灯丝取决于所观察到的水平磁场的选择，从180 \circ解决方案的方位角确定。我们推导出一种方法来检查所选择的180 \circ模糊度解决方案的正确性。
2012-01-12 astro-ph.SR
Roles of photospheric motions and flux emergence in the major solar eruption on 2017 September 6
我们研究了活动区（AR）12673的磁场演化，该活动区在2017年9月6日产生了过去十年中最大的太阳耀斑。快速磁通出现是这种AR最突出的特征之一。我们分别从剪切和编织磁力线的光球切向流（剪切螺旋度）和将扭曲的磁通量平流到日冕的正常流（出现螺旋度）计算磁螺旋度。结果表明，大爆发前日冕中的出射螺旋度为$-1.6\times10^{43}~Mx^2$，而剪切螺旋度为$-6\times10^{43}~Mx^2$，约占总螺旋度的79%.剪切螺旋度通量是占主导地位的整个调查出现阶段。我们的研究结果表明，出现的领域最初包含相对较低的螺旋度。更多的螺旋度是由剪切和会聚流作用于先存和新兴通量而形成的。剪切运动随着磁通量的出现而增强，特别是在核心场区的极性反转线两侧。垂直流的演化表明，大多数强电流并没有出现在最初的磁通量的出现，这意味着大多数新兴的磁通量可能不是强载流。核心场区的螺旋形磁场（磁绳）可能是光球长期运动的结果。剪切和会聚运动是在磁通量出现的驱动下连续产生的。AR 12673是一个代表，因为光球运动贡献了AR中大部分的非势能，并具有强烈的通量出现。
2018-10-31 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity in V405 And: An M dwarf binary with components on the two sides of the full convection limit
本文用光度BV（RI）_C和光谱数据研究了快速旋转（P_orb=P_rot=0.465d）的活动矮双星V405和（M0V+M5V）。光的变化是由斑点和双星与小日食的综合影响造成的。我们估计系统参数从现有的光和径向速度曲线。在观测过程中发生了三次耀斑事件：两次是在光谱数据中发现的，一次是在BV（RI）_C颜色中用光度计观测到的。一个有趣的爆发现象出现在光度测量中，可以解释为一系列持续至少3个系统轨道（旋转）的耀斑后爆发，起源于跨赤道磁环，连接两个半球的活动区域。V405和V405的两个组成部分的质量远远超过和低于完全对流的理论极限。这一罕见的特性使双星成为观测和测试恒星发电机作用模型的理想目标。
2009-09-28 astro-ph.SR
Towards a Robust Estimate of the Solar Photospheric Poynting Flux and Helicity Flux
Institute for Astronomy, University of Hawai ‘ i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文研究所）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理科学部）；The Catholic University of America（美国天主教大学）
本文研究了三种方法在NOAA 12673区域的性能差异，发现累积能量和螺旋度存在显著差异，指出Doppler速度对波利尼格flux和螺旋度flux有重要贡献。
2026-04-17 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity in Solar Active Region NOAA 11928
理解光球螺旋度通量传输的性质和演化是揭示磁螺旋度在太阳活动区日冕动力学中作用的关键。利用SDO/HMI光球矢量磁图和导出的流速场，我们计算了AR 11928出现期间12分钟的边界驱动螺旋度通量。考虑到非线性无力外推定义的足点连通性，我们推导并分析了螺旋度通量图的校正分布。在AR稳定出现期间，光球螺旋度通量注入的符号发生变化。这一逆转证实了光球电流的演变和日冕的连通性，在EUV波长观察SDO/AIA。在出现的前三天，AR日冕螺旋度是积极的，而后来的字段配置接近一个潜在的领域。正如理论上预期的那样，磁螺旋度抵消与增强的日冕活动有关。研究表明，边界驱动的全球AR磁结构的手征性的转变。这可能是由于磁通绳在其顶点周围具有正扭转而在其腿中具有负扭转的结果。这种混合螺旋度通量绳在对流区的起源是具有挑战性的模式。
2016-11-02 astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects III. Photospheric and chromospheric properties of Class III objects
我们分析了来自附近三个恒星形成区（sigmaOrionis，LupusIII和TWHya）的24个III类源的X-Shooter/VLT光谱。我们确定的有效温度，表面重力，旋转速度和径向速度通过比较所观察到的光谱与合成BT-Settl模型光谱。我们详细研究了恒星色球层的发射线，并将这些数据与档案X射线数据相结合，以比较色球层和日冕的发射。X射线光度和H α光度都是用热光度来测量的，对于早期M星来说，它们与有效温度无关，但在光谱M序列的末端会下降。对于饱和的早M星，X射线的平均发射水平几乎比H α高一个指数：log（L_x/L_bol）= -2.85 +-0.36 vs. log（L_H α/L_bol）= -3.72 +-0.21。当所有色球层的发射线（包括直到H11的巴耳末系、CaII HK、CaII红外三重线和几条HeI线）加起来时，日冕通量仍然占色球层的主导地位，通常是2-5倍。探测不同大气层（从较低的色球层到日冕）的活动诊断之间的通量-通量关系将我们的活动前主序星样本与文献中研究的大部分场M矮星分开。单个光发射线之间的通量比显示出对有效温度的平滑依赖性。巴耳末衰减可以通过为另一颗年龄相似的年轻恒星设计的NLTE辐射转移模型大致再现。未来，可以根据这一数据集测试更完整的色球模型网格。
2013-08-26 astro-ph.SR
First observational application of a connectivity--based helicity flux density
测量日冕中的磁螺旋度分布有助于理解太阳爆发事件的触发，因为磁螺旋度被认为在太阳活动中起着关键作用，因为它的守恒性质。最近发展了一种计算螺旋度通量光球分布的新方法。该方法考虑了磁场的连通性，而以前的方法仅基于光球特征。这种新的方法映射的磁螺旋度在活动区的真实注入。我们首次将这种方法应用于观测到的活动区域NOAA 11158，该区域是强烈耀斑活动的来源。我们使用SDO/HMI仪器的高分辨率矢量磁图来计算光球通量输运速度，并进行非线性无力磁场外推。我们确定和比较的磁螺旋度通量分布，使用一个纯粹的光球，以及基于连通性的方法。虽然新的基于连通性的方法证实了NOAA 11158中螺旋度通量的混合模式，但它也揭示了螺旋度注入的不同且更正确的分布。这种分布对于解释活动区喷发的可能性很重要。基于连通性的方法是一种计算磁螺旋度通量的稳健方法，可用于研究磁螺旋度与观测活动区喷发率之间的联系。
2013-07-10 astro-ph.SR
Evolution of helicity in NOAA 10923 over three consecutive solar rotations
我们研究了太阳活动区中磁螺旋度和手征度在三个连续自转周期中的演化。该区域首次出现时被命名为NOAA 10923，在随后的旋转中，它被编号为NOAA 10930，10935和10941。我们比较了这些地区的手征在光球，色球和日冕的高度。光球高度和色球高度的观测分别来自Udaipur太阳天文台的太阳矢量磁仪（SVM）和H_alpha成像望远镜。我们讨论了这些区域内太阳黑子和相关的H_α细丝的手征性。我们发现，超半影丝的扭曲性在光球横场矢量中也保持不变。我们还比较了在光球和色球高度的手征与相关的日冕环的手征，从日心X射线望远镜观察。
2009-04-26 astro-ph.SR
First Synoptic Maps of Photospheric Vector Magnetic Field from SOLIS/VSM: Non-Radial Magnetic Fields and Hemispheric Pattern of Helicity
利用太阳光学长期巡天观测系统（SOLIS）上的矢量磁谱仪（VSM）逐日全圆盘矢量磁图，合成了第一批光球矢量磁场卡林顿图。我们描述了这些地图，并进行了比较观测到的径向场与径向场估计从LOS磁图。此外，我们采用这些地图来研究目前的螺旋度密度，HC，在太阳活动周期24的上升阶段的半球图案。连续23个太阳自转的经向平均值显示了半球螺旋度规则的明显特征，即Hc主要在北方为负，在南方为正。虽然我们的数据包括第24周的早期阶段，似乎没有证据表明在周期开始时，一些发电机模型预测的半球螺旋度规则可能（系统）逆转。此外，我们分别计算了弱（100<|B_r| <500 G）和强（|B_r| >1000 G）径向磁场下活动区纬度（-30 deg \le θ \le 30 deg）的半球图案。我们发现，虽然强场的当前螺旋度遵循众所周知的半球规则（即，θ。Hc < 0），弱场的H_c表现为逆半球行为（即，θ。HC > 0），尽管具有大的统计分散。我们讨论了两种可能的情况来解释相反的半球趋势的螺旋度在弱和强场区。
2013-05-14 astro-ph.SR
Chromospheric Rapid Blueshifted Excursions Observed with IBIS and Their Association with Photospheric Magnetic Field Evolution
色球快速蓝移漂移（RBE）被认为是盘对应的II型针状体在肢体和被认为有助于日冕加热过程。以前的识别RBE主要是基于使用多普勒特征检测。在本文中，我们研究了2011年10月21日在一个非常安静的区域在磁盘中心，这是观察到的高节奏成像光谱的Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS）。通过使用自动光谱分析算法，在11分钟的时间内，共识别出98个RBE。大多数RBE要么呈圆形，要么呈细长形，平均面积为1.2弧秒^[2]。来自IBIS的光谱的详细时间演化使得定量确定Ca II 8542 RBE的速度（~16 km/s）和加速度（~400 m/s^2）成为可能，并揭示了通常在初始加速之后的额外减速（~-160 m/s^2）阶段。此外，我们还研究了RBE与伴随光球磁场演化的关联，使用协调的高分辨率和高灵敏度的磁图由Hinode。明确的例子中发现，RBE似乎与前面的磁通量出现和/或随后的磁通量取消。然而，在西南自动磁识别套件的帮助下进行的进一步分析并没有在这些RBE和磁场演化之间产生显著的统计关联。我们讨论了我们的研究结果的背景下，理解的驱动机制的RBE的影响。
2014-12-12 astro-ph.SR
An extensive VLT/X-Shooter library of photospheric templates of pre-main sequence stars
对年轻恒星及其盘的形成和演化的研究依赖于对年轻恒星的恒星参数的了解。这些参数的推导通常基于与光球模板光谱的比较。此外，年轻活跃恒星的色球辐射影响了质量吸积率的测量，这是研究盘演化的一个关键量。在这里，我们推导出低质量的前主序星没有磁盘，这是理想的光球年轻恒星的研究模板的恒星性质。我们也使用这些光谱来限制色球发射的质量吸积率的测量上的影响。光谱在减少，通量校准，并纠正了大地吸收的形式提供给社会。我们推导出我们的目标的光谱类型，通过分析光球分子的功能，目前在他们的VLT/X-射手光谱的光谱指数和光球吸收功能的相对强度的比较。我们还测量有效的温度，重力，投影旋转速度，径向速度从我们的光谱拟合合成光谱与ROTFIT工具。目标具有可忽略的消光和从G5到M8的光谱类型。我们对光谱进行合成测光，以获得不同滤光片中年轻恒星的典型颜色。我们测量的光谱中存在的发射线的光度和估计的噪声，由于色球发射吸积恒星吸积光度的测量。我们提供了一个校准的年轻PMS恒星的光球颜色作为其光谱类型的函数在一组标准的宽带光学和近红外滤波器。对于质量约为150万太阳日、年龄约为1 ~ 500万年的恒星，色球噪声转化为可测量的质量吸积速率的极限约为3 × 10 ^-10 Msun/yr。
2017-06-19 astro-ph.SR
Measurements of Coronal and Chromospheric Magnetic Fields using Polarization Observations by the Nobeyama Radioheliograph
日冕和色球磁场是由利用野边山射电日像仪（NoRH）对热自由-自由辐射的偏振和光谱观测得出的。在磁化等离子体中，自由-自由辐射的寻常模和非常模具有不同的光学深度。这在具有温度梯度的大气中产生了圆偏振分量。我们在2012年4月13日观测了一个活动区，以获得其日冕和色球磁场。观察到的圆偏振度在0.5%和1.7%之间。将无线电圆偏振图像与大气成像装置观测到的紫外线图像和日震和磁成像仪观测到的光球磁场进行了比较，这两种图像都在太阳动态观测台上。在活动区边缘，射电圆极化主要来自日冕环，日冕磁场约为70 G。在活动区的中心，色球和日冕成分不能分开。导出的磁场约为相应光球磁场的20%至50%，光球磁场是日冕和色球磁场的发射测量加权平均值。
2013-08-10 astro-ph.SR
Magnetic Activity of F-, G-, and K-type Stars in the LAMOST-Kepler Field
监测磁活动的色球和光球指数可以提供宝贵的信息，特别是大气不同部分之间的相互作用及其对磁场的反应。我们从LAMOST-Kepler计划的LAMOST光谱中提取了59，816颗恒星的色球指数S和Rhk+，从Kepler光变曲线中提取了5575颗恒星的光球指数Reff。log Reff与log Rhk+呈正相关。我们估计的幂律指数之间的Reff和Rhk+的F-，G-和K-型恒星，分别。我们还证实了色球和光球活动对恒星自转的依赖性。钙II H和K的排放量和光球的变化一般会随着旋转周期超过几天的恒星旋转周期的增加而减少。指数衰减区的幂律指数在两种活度-转动关系中表现出不同的特征。更新后的最大样本包括活动代理和报告的旋转周期，为了解冷星的磁活动提供了更多信息。
2020-02-23 astro-ph.SR
Measurements of Photospheric and Chromospheric Magnetic Fields
太阳充满了磁场，太阳黑子、气孔和斑区是它们在太阳表面最突出的代表。但即使远离这些活跃区域，磁场也无处不在。在很大程度上，它们在太阳光球热力学中的重要性是由总磁通量决定的。而在低通量安静的太阳区域，磁性结构通过颗粒的运动而被洗牌，高通量区域如太阳黑子或孔隙有效地抑制对流，导致温度下降高达3000 K。磁场对大气高层（色球层和日冕）状况的重要性是毋庸置疑的。活跃区和平静区的磁场是太阳大气外层之间的主要耦合剂，因此不仅参与了这些层的结构，而且还参与了能量从太阳表面通过日冕到行星际空间的传输。因此，对光球层，特别是色球层中磁场的推断，不仅对加深我们对色球和日冕加热、耀斑或日冕物质抛射等太阳现象的理解至关重要，而且对发电机理论或原子物理学等基本物理课题也至关重要。在这篇评论中，我们提出了一个显着的进展，在过去的几十年中的测量技术，分析方法和观测站的可用性，以及一些选定的结果的概述。我们讨论了在最小的空间尺度上确定磁场的问题，与极化灵敏度和时间分辨率的要求越来越高，并强调了一些有前途的未来发展为他们的解决方案。
2015-11-04 astro-ph.SR
Upper Chromospheric Magnetic Field of a Sunspot Penumbra: Observations of Fine Structure
本文将探讨上色球层黑子半影磁场的精细结构，并与光球层的磁场进行比较。高空间分辨率分光偏振观测是用1.5米的GREGOR望远镜使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）记录的。观测到的谱域包括色球上部He I三重态（1083.0 nm）和光球Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线。在Milne-Eddington型大气模型下，通过反演He I三重态得到了色球上层磁场。对Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线进行了与高度相关的反演，得到了光球磁场。我们发现磁场的倾角在光球层和上色球层都表现出方位角方向的变化。色球层的变化与光球场倾角的变化非常吻合，并且与半影光球层中众所周知的脊和脊间结构相似。发现上色球层磁场倾角的典型峰-峰变化为10-15度，即，大约是光球层变化的一半。相反，观测到的半影的磁场强度在上色球层的小空间尺度上并没有表现出变化。由于高空间分辨率的观测可能与格雷戈里望远镜在1.08微米，我们发现，突出的小尺度波动的磁场倾斜，这是一个显着的一部分，太阳黑子半影光球的属性，也坚持在色球层，虽然在有些减少的幅度。这种复杂的磁结构可能会促进半影色球动力学现象，如半影微喷流或瞬态亮点。
2016-08-05 astro-ph.SR
A Comparative Study of Magnetic Fields in the Solar Photosphere and Chromosphere at Equatorial and Polar Latitudes
除了他们自己的内在利益，正确解释太阳表面磁场观测是至关重要的，我们的能力，以描述全球的太阳大气磁结构。在日冕模型中，光球磁图常被用作下边界条件，而不是来自几乎没有力的色球层的数据。国家太阳观测台的太阳天气光学长期研究矢量分光磁仪每天从光球层和色球层产生全圆盘视线磁通量图像。在本文中，我们调查的关键属性的磁场在这两个层使用超过五年的VSM数据。我们从近赤道测量中发现，大多数光球场的东西倾角小于12°，而色球场在所有方向上都有很大程度的扩展。使用一个简单的立体反演，我们发现的证据表明，光球极场也接近径向，但在2008年期间，色球场在南极超径向扩大。我们得到了一个空间分辨的极区光球通量分布，直到80°纬度，其强度向极方向增加，近似为余弦（余纬度）的9-10次方。该分布将给出5-6 G的极场强。我们简要讨论了未来天气图的建设和建模的影响。
2010-10-28 astro-ph.SR
Detailed analysis of dynamic evolution of three Active Regions before flare and CME occurrence at the photospheric level
我们提出了加权水平磁梯度（在Korsos等人，ApJ，802，L21，2015）方法和磁螺旋度工具（Berger & Field，JFM，147，133，1984）用于三个活动区域（AR），即NOAA AR 11261，AR 11283和AR 11429。所有三个活动区都产生了一系列耀斑和日冕物质抛射。我们跟踪了耀斑和CME发生前WG_M分量和磁螺旋度的演化。我们发现在耀斑和CME爆发前，WG_M的加权距离分量和螺旋度通量的剪切分量有一个独特的、相互共享的行为，称为U型模式。这种共同的模式与递减-后退阶段有关，但据报道，这只是太阳耀斑爆发前的一个必要特征，但现在在剪切螺旋度参数的演变中同时发现。结果表明：（1）光球磁场的剪切运动可能是太阳爆发的一个重要驱动因素，而剪切螺旋度的下降-接近模式可能是改进太阳爆发预报的另一个前兆指标。
2018-01-01 astro-ph.SR
Chromospheric activity and photospheric variation of $α$ Ori during the great dimming event in 2020
2019年底和2020年初所谓的阿尔法猎户座大变暗事件引发了我们对这一时期色球活动行为的兴趣。为了研究色球活动的时间轴，我们推导出一个S_MWO时间序列的TIGRE和威尔逊山的值，我们比较这个长的时间序列与光度数据从AAVSO数据库。此外，我们确定的绝对和归一化的过剩流量的钙II H&K线。为此，我们从TIGRE光谱中估计了有效温度的变化，并发现在2019年11月至2020年2月之间明显下降了约80 K，这与视觉亮度的最小值相吻合。在同一时期，S指数显着增加，但这仅仅是一个对比效应，因为标准化的过剩流量的钙II H&K线没有显着变化。然而，后者在这一事件发生后立即下降。比较组合的S_MWO值和视觉星等时间序列，我们发现在1984年和1985年发生的另一个明显的视觉星等下降期间，S指数也有类似的增加。为了探讨光球上层的动力学，我们分析了6251-6263 A的谱线，发现核心距离的变化与大减光事件有关。这种类型的变化可能是由于上升和下沉的冷羽流作为对流的暂时溢出而引起的。根据我们的研究，我们得出结论，大调光的原因是位于光球。此外，长期光谱和光度时间序列表明，这种巨大的调光似乎并不是一种独特的现象，而是这种调光确实发生得更频繁，这促使人们使用TIGRE等设施进一步监测猎户座阿尔法星。
2022-11-09 astro-ph.SR
Probing the effect of cadence on the estimates of photospheric energy and helicity injections in eruptive active region NOAA AR 11158
在这项工作中，我们研究了如何输入数据的节奏影响光球能量和螺旋度注入估计爆发NOAA活动区11158。我们从\emph{Solar Dynamics Observatory}（SDO）航天器上的\emph{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）仪器上采集了新颖的2.25分钟矢量磁图和多普勒数据，以创建2.25分钟至24小时可变节奏的输入数据集。我们采用国家的最先进的数据处理，速度和电场反演方法，从这些数据集的能量和螺旋度注入的估计。我们发现，通过使用法拉第定律再现所观察到的磁场演化的电场反演方法对于可变节奏更稳定：PDFI（PTD-Doppler-FLCT-Ideal）电场反演方法对2.25分钟到2小时的节奏产生一致的注入估计，这意味着作用于2小时以下时间尺度的光球过程对注入贡献很小，或者它们低于输入数据和PDFI方法的灵敏度。另一方面，从DAVE 4VM（矢量磁图的差分仿射速度估计）的输出导出的电场估计值（不完全满足法拉第定律）在2.25分钟至2小时的节奏范围内产生能量和螺旋度注入估计值的显著变化。我们还提出了第三种新的基于DAVE 4VM的电场估计，它纠正了原始DAVE 4VM估计的不良感应性。该方法对节奏的变化不太敏感，但对于所考虑的最低节奏（$\geq$ 2小时）仍然面临显著问题。我们发现几个潜在的问题，在PDFI和DAVE 4VM为基础…
2019-06-30 astro-ph.SR
Accretion-powered chromospheres in classical T Tauri stars
经典金牛座T星（cTTS）的光谱中有丰富的低激发物质的发射线，这些物质由窄的和宽的成分组成，与两个具有不同运动学、密度和温度的区域相关。光球层的光谱常常被过量的连续发射所掩盖。这种遮蔽通常归因于吸积激波下方加热区域的辐射。这项研究的目的是澄清面纱的性质，以及是否窄色球线的Fe I和其他金属代表一个标准的色球晚型恒星，或引起的质量吸积。从金牛座DR的高分辨率光谱，我们发现，在这颗恒星的面纱量变化从几乎没有到因素超过10倍的恒星连续强度，而面纱是由非光球连续和色球线发射填充在光球吸收线。这种效应可以在其他几颗金牛座T星中证明存在。我们的结论是，增强色球发射cTTS不仅与太阳一样的磁活动，但在更大程度上是由吸积气体。我们认为，色球发射增强的区域是由质量吸积引起的，它修改了恒星大气的局部结构，该区域比热吸积点更广泛。来自这个扩展区域的窄发射线是通过光球吸收线的线填充而在面纱中产生额外分量的原因。
2011-09-06 astro-ph.SR
Chromospheric polarimetry through multi-line observations of the 850 nm spectral region
未来的太阳任务和地面望远镜的目标是了解太阳色球层的磁性。我们在Quintero Noda等人（2016）中进行了一项支持性研究，重点是红外Ca II 8542 A线，我们得出结论认为这是最佳候选者之一，因为它对从光球层到中间色球层的大范围大气高度敏感。然而，我们认为，值得尝试改进由这条线观察到的额外谱线产生的结果。在这方面，我们研究了邻近的太阳光谱，寻找能够增加对大气参数敏感性的谱线。有趣的是，我们发现了几个光球线，大大提高了光球的灵敏度磁场矢量。此外，它们位于靠近第二色球线，也属于钙II红外三重态，即钙II 8498 A线，并提高了在色球层的大气参数的灵敏度。我们的结论是，在Ca II 8542 A线附近的线，不仅增加了它的灵敏度，在所有层的大气参数，但它们也构成了一个很好的光谱窗口色球偏振测量。
2016-10-21 astro-ph.SR
Chromospheric and photospheric properties of sunspots as inferred from Stokes inversions under magneto-hydrostatic and non-local-thermodynamic equilibrium
Institut für Sonnenphysik（太阳物理研究所）；Institute for Solar Physics, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文 Leibniz 研究所）；ETH Zürich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（意大利瑞士大学信息学院阿尔多和塞莱达科太阳研究所以及研究所）
研究通过高分辨率光谱偏振数据和FIRTEZ反演代码，揭示了日珥光球和色球中热、磁和运动性质，发现光球Evershed流反转为内流，色球中观测到超音速上升流和冲击前缘特征。
2026-03-11 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 astro-ph.SR
The effects of transients on photospheric and chromospheric power distributions
我们用配备CRISP成像分光偏振仪的瑞典1米太阳望远镜（SST）观测了一个安静的太阳区域。拍摄了高分辨率、高节奏的H $α$线扫描图像，以观测从光球层到上色球层的太阳大气的不同层。我们研究了不同高度上不同周期带的功率分布。上层光球层和下层色球层的能量图显示了磁网络元素周围被抑制的能量，称为“磁阴影”。这些也显示出接近光球层的增强的能量，传统上被称为“能量晕”。通常认为声波和倾斜磁场之间的相互作用是造成这两种效应的原因。在这项研究中，我们探讨了小规模的瞬态是否会影响不同高度的功率分布。我们表明，瞬态的存在下，如斑驳，快速蓝移漂移（RBE）和快速红移漂移（RRE），可以强烈影响的功率图。这些事件的短暂和有限的生命周期强烈影响所有的功率图，可能会影响观察到的功率分布。我们表明，多普勒频移瞬变，如RBE和RRE，无处不在，可以有一个主导的影响，在安静的太阳的功率晕的形成。对于磁阴影，像斑点这样的瞬变似乎对3分钟左右的功率抑制没有显著影响，波相互作用可能在这里起关键作用。我们的高节奏的观测表明，流动，波和冲击表现在磁场的存在下，形成一个非线性磁流体动力学系统。
2016-04-21 astro-ph.SR
Threshold of non-potential magnetic helicity ratios at the onset of solar eruptions
相对磁螺旋度是一个常用来描述非孤立磁场（如太阳活动区的磁场）纠缠程度的量，本文的目的是研究不同类型的光球边界流如何在日冕中积累相对磁螺旋度，以及磁螺旋度相关的量是否以及如何识别爆发的开始。我们使用一系列的三维，参数磁流体动力学模拟的形成和喷发的磁通量绳。所有的模拟都是在相同的网格上进行的，使用相同的参数，但是它们的特征在于不同的驱动光球流，即，剪切、会聚、拉伸、外围和中心扩散流。对于每一个模拟，喷发的开始时刻是仔细确定使用一系列的松弛运行。我们发现，当在边界处施加剪切流时，磁能和总相对螺旋度大部分被注入，而与日冕电流相关的磁能和螺旋度增加，而与光球流的类型无关。我们还发现，在爆发的开始，非潜在的磁螺旋度和总的相对磁螺旋度之间的比率具有相同的值为所有的模拟，这表明存在一个阈值在这个数量。对于其他量，例如与磁能相关的量，没有观察到这样的阈值。
2018-07-10 astro-ph.SR
High Resolution Observations of Chromospheric Jets in Sunspot Umbra
最近对太阳黑子本影的观测表明，它可能在亚弧秒尺度上具有精细的结构，代表着热和冷等离子体元素的混合。在这项研究中，我们报告了第一个详细的观测本影尖峰，这是冷喷状结构中看到的色球的本影。尖峰是典型高度为0.5-1.0 μ m、宽度约为0.1 μ m的锥形特征。它们的寿命范围为2至3分钟，并且它们倾向于在同一位置重新出现。尖峰与光球本影点无关，它们往往出现在本影最暗的部分，那里的磁场最强。尖峰呈现上下振荡运动，其光谱演化表明它们可能是由光球振荡产生的向上传播的激波驱动的。值得注意的是，运行半影波的触发似乎发生在尖峰达到其最大高度的间隔期间。
2014-04-29 astro-ph.SR
Force-Free Field Reconstructions Enhanced by Chromospheric Magnetic Field Data
日冕磁场的三维图像是太阳物理学中的一个突出问题，特别是在活动区。非线性无力场重建，采用常规可用的全磁盘光球矢量磁图代表国家的最先进的日冕磁场建模。然而，这样的重建，遭受的不一致之间的力免费的日冕磁场和非力免费的光球边界条件，从日冕重建执行。在这项研究中，我们专注于整合额外的色球和/或日冕磁场数据与矢量光球磁图的目标是提高磁场重建的可靠性。我们对Fleishman等人（2017）中描述的可用优化代码进行了相应的修改，并通过在重建磁场和模型磁场之间进行"逐体素"比较，使用从Bifrost代码获得的完整MHD模型测试其性能。我们证明，即使是一个不完整的色球磁场数据集的添加可以显着改善重建的日冕磁场，大大提高重建的磁连通性和日冕电流。
2018-11-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Decay of a photospheric transient filament at the boundary of a pore and the chromospheric response
本研究通过分析孔隙边界瞬态光球层丝状结构的衰减，结合光谱偏振观测与反演，发现其与高层大气温度升高及双向流动相关，提出磁重联驱动该过程的机制。
2023-03-06 astro-ph.SR
Changes of Magnetic Energy and Helicity in Solar Active Regions from Major Flares
磁自由能为太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）提供动力，磁螺旋度的积累可能在随后爆发的不稳定结构的发展中发挥作用。为了更好地理解能量和螺旋度在大型耀斑和爆发中的作用，我们描述了2010年至2017年与21个X级耀斑相关的磁能和螺旋度的演变。我们的样本包括封闭和喷发事件，每类分别有6和15个。使用HMI矢量磁场观测从几个小时前到几个小时后，我们使用（a）差分仿射速度估计矢量磁图（DAVE 4VM）来确定光球的能量和螺旋度通量，和（b）非线性无力场（NLFFF）外推估计源区域场的能量和螺旋度的日冕含量。利用叠加历元分析（SPE），我们发现：（1）爆发后几小时内，磁能和螺旋度、光球通量和日冕物质含量均呈下降趋势，而封闭事件的相对螺旋度变化不明显;（2）爆发事件中光球场的扭曲度显著增加，在约束事件中扭曲不确定性太大而不能约束扭曲变化（以及在受限事件中较低的整体扭曲）;（3）在较长的时间尺度上（事件时间+12小时），自由磁能和螺旋度含量补充到接近事件前水平的喷发事件。对于爆发事件，磁螺旋度和日冕模型中的自由能在耀斑后明显降低，降低的量与每个区域的耀斑前含量成正比。
2022-11-18 astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
Chromospheric mass motions and intrinsic sunspot rotations for NOAA Active Regions 10484, 10486, and 10488 using ISOON data
这项工作利用改进的太阳观测光学网络（ISOON：Neidig et al. 2003）连续谱（630.2 nm）和Hα（656.2 nm）数据：1）探测和测量光球和色球层中发生的太阳黑子旋转，2）识别和测量色球暗条质量运动，3）评估任何大尺度光球和色球质量耦合。2003年10月27日至29日，使用Brown等人（2003年）的技术得到的重要结果表明，10月29日NOAA AR 10486中的两个大太阳黑子之间存在显著的反向旋转，以及10月27日NOAA AR 10484中的离散暗条质量运动，这似乎与至少一次C级太阳耀斑有关。
2013-06-13 astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of the Formation of Solar Chromospheric Jets with Twisted Magnetic Field Lines
本文对具有扭曲磁场线的色球喷流进行了三维数值模拟。光球辐射转移和状态方程的详细处理，使我们能够模拟现实的热对流附近的太阳表面，激发各种MHD波，并产生色球喷流的模拟。在强磁场浓度以上形成一个高的色球喷流，其最大高度为10- 11 μ m，寿命为8- 10 min。磁场线在色球层中强烈纠缠，这有助于色球层喷流被洛伦兹力驱动。射流的振荡运动是其产生机制的自然结果。我们还发现，产生的色球喷流形成一个具有较细的股直径为几个毫米的集群。这些结果暗示了模拟的喷流和太阳针状体之间的密切关系。
2017-09-05 astro-ph.SR
Observational Evidence for Counter-helicity Magnetic Reconnection in a Solar Eruption
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究2024年3月28日NOAA 13615活动区M7.0耀斑，利用多波长观测和非线性无力场外推法，发现爆发与核心场和上覆反螺旋度系统重联密切相关，为反螺旋度重联致太阳磁场失稳提供观测证据。
2026-07-16 astro-ph.SR
Two-Dimensional Helioseismic Power, Phase, and Coherence Spectra of {\it Solar Dynamics Observatory} Photospheric and Chromospheric Observables
虽然{\it太阳动力学天文台}（SDO）上的{\it日震和磁成像仪}（HMI）提供多普勒速度[ $V$ ]、连续强度[ $I_C$ ]和线深度[ $Ld$ ]观测，其中每一个都对五分钟的声谱敏感，{ \it大气成像阵列}（AIA）也在波长上进行观测--特别是1600和1700埃波段--这些波段部分形成于上层光球层中，并且对声学模式具有良好的灵敏度。在这篇文章中，我们考虑的时空傅立叶谱的特点，在AIA和HMI观测的15度区域周围的NOAA活动区11072。我们映射的空间-时间-功率分布为不同的可观测和HMI线核心[ $I_L$ ]，或连续减去线深度，和相位和相干函数为选定的可观测对，作为位置和频率的函数。五分钟振荡功率在所有可观测的太阳黑子和斑区也被抑制。在声学截止频率以上，行为更加复杂：HMI $I_C$中的功率在存在表面磁场的情况下仍然被抑制，而HMI $I_L$和AIA带中的功率在表面场的区域中被抑制，但是在有源区周围的扩展区域中被增强，并且HMI $V$中的功率在强场集中周围的狭窄区域中被增强，并且在更宽的周围区域中被抑制。观测量的相对相位和它们的交叉相干函数也在活动区域周围改变。这些效应可能有助于我们了解光球层不同层中波和磁场的相互作用，在对活动区进行多波长局部日震分析时需要考虑这些效应。
2012-08-08 astro-ph.SR
Bright fibrils in Ca II K
背景：除了Ca II共振线，纤维普遍存在于大多数色球线的高分辨率观测中。目的：我们表明，原纤维也是一个普遍的功能钙II K，提供足够高的空间分辨率。方法：我们提出了高空间分辨率的观测活动区的钙I} K线从瑞典太阳望远镜。通过光球强度和磁场数据的对比，我们研究了亮色球纤维和光球结构之间的联系。此外，使用傅立叶分析，我们研究如何连接到所观察到的动态的原纤维。结果：我们发现，非常狭窄，明亮的原纤维是一个普遍的特点，在大部分的观察领域。我们还发现了纤维足点和光球磁特征之间的明确联系。我们发现，原纤维在所观察到的动态中起着两种不同的作用：根据它们的位置，它们可以作为一个树冠抑制振荡，或者它们可以将低频振荡引入色球层。结论：Ca II K纤维与其他色球线中观察到的纤维有许多共同的特征，但有些特征，如非常小的宽度，是这些观察所独有的。
2009-05-19 astro-ph.SR
Solar-type Stars Observed by LAMOST and Kepler
获得具有近太阳基本参数和自转周期的恒星的色球和光度活动的测量值，对于更好地理解太阳-恒星之间的联系至关重要。我们从大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）-开普勒视场中选取了2603颗具有近太阳基本参数的恒星样本，并使用LAMOST光谱测量它们的色球活动，使用开普勒光变曲线测量它们的光球活动（即，光度变化的幅度）。虽然这些恒星中有1556颗的自转周期由于光度变化幅度小和光变曲线的时间分布高度不规则而无法测量，但有254颗恒星被进一步确定为具有近太阳自转周期。我们发现，与近太阳旋转周期的恒星色球活动系统高于未检测到的旋转周期的恒星。此外，虽然太阳的光球层和色球层活动似乎是具有未检测到的旋转周期的恒星的典型特征，但太阳似乎比大多数具有近太阳旋转周期的恒星活跃（无论是在光球层还是色球层活动方面）。
2020-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
