本文研究了光球和色球谱线中不同波长的强度之间的线性相关系数。垂直传播通过分层太阳大气的波在不同的时间影响不同的波长。这导致在各种波长处强度的（非）相干性的特征图案。我们从观测资料中导出了几条光球和色球谱线的相关矩阵。为了与观测结果进行比较，我们从LTE建模方法，1-D NLTE模拟和3-D MHD模拟运行计算光谱的相关矩阵。我们也适用于相关方法在不同的光学深度层的温度图。我们发现所有的光球谱线都表现出相似的模式：谱线核心与红翼或蓝翼之间的相关具有明显的不对称性。这种模式不能通过模拟颗粒模式来复制，而是通过向上传播的波来复制。所有的色球层谱线都显示出一种更为复杂的模式。在Ca II H的情况下，单色波的1-D NLTE模拟产生与观测定性匹配的相关矩阵。光球的签名是很好地再现矩阵来自3-D MHD模拟。观测到的光球和色球谱线的相关矩阵是高度结构化的，每条谱线的相关矩阵具有特征性和不同的模式。与从模拟和简单建模得到的矩阵的比较表明，检测到的图案的主要驱动力是向上传播的波。应用相关方法的3-D温度立方体似乎是一个很有前途的工具，在未来的研究中，模拟结果和观测的详细比较。
英文摘要：
We investigate the linear correlation coefficient between the intensities at different wavelengths in photospheric and chromospheric spectral lines. Waves that propagate vertically through the stratified solar atmosphere affect different wavelengths at different times. This leads to a characteristic pattern of (non-)coherence of the intensity at various wavelengths. We derived the correlation matrices for several photospheric and chromospheric spectral lines from observations. For comparison with the observations, we calculate correlation matrices for spectra from LTE modeling approaches, 1-D NLTE simulations, and a 3-D MHD simulation run. We apply the correlation method also to temperature maps at different optical depth layers. We find that all photospheric spectral lines show a similar pattern: a pronounced asymmetry of the correlation between line core and red or blue wing. The pattern cannot be reproduced with a simulation of the granulation pattern, but with waves that travel upwards. All chromospheric spectral lines show a more complex pattern. In the case of Ca II H, the 1-D NLTE simulations of monochromatic waves produce a correlation matrix that qualitatively matches to the observations. The photospheric signature is well reproduced in the matrix derived from the 3-D MHD simulation. The correlation matrices of observed photospheric and chromospheric spectral lines are highly structured with characteristic and different patterns in every spectral line. The comparison with matrices derived from simulations and simple modeling suggests that the main driver of the detected patterns are upwards propagating waves. Application of the correlation method to 3-D temperature cubes seems to be a promising tool for a detailed comparison of simulation results and observations in future studies.
Oscillations in the Solar Faculae. III. The Phase Relations between Chromospheric and Photospheric LOS Velocities
对9个太阳光斑的视向速度振荡进行了分析，目的是研究色球层（He i 10830 A线）和光球层（Si i 10827 A线）5分钟振荡的位相关系。我们发现色球信号相对于光球信号的时滞在-12到100秒之间，平均约为50秒，我们认为观测到的小时滞有三种可能的解释：（1）He i 10830 A和Si i 10827 A的形成能级在光斑中的会聚，（2）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（3）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（4）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（5）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加。iii）驻波和行波的同时存在。
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
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。
Stellar Chromospheric Activity Database of Solar-like Stars Based on the LAMOST Low-Resolution Spectroscopic Survey: II. the bolometric and photospheric calibration
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。
Chromospheric magnetic field: A comparison of He I 10830 A observations with nonlinear force-free field extrapolation
非线性无力场（NLFFF）模型已被广泛应用于日冕三维磁场的研究。NLFFF外推法中的一个假设是等离子体β很低，但在光球层中这种情况被认为是不正确的。我们检查直接测量的色球磁场在两个活跃的地区，通过分光偏振观测在He I 10830 A，这是比较的潜在领域和NLFFF外推的光球。比较允许定量估计的不确定性在NLFFF外推从光球。我们的分析表明，观测到的色球磁场可能比光球磁场具有更大的无势性。此外，在色球高度的大的非潜在性可能不会被复制的NLFFF从光球磁场外推。色球高度上的非势的低估幅度在某些位置上可达30-40度的切变符号角。这种偏离可能是由于光球层中的非力自由所造成的。我们的研究表明，在NLFFF模型中加入测得的色球磁场对改进日冕外推的重要性。
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。
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。
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）
The chromospheric magnetic field in active regions derived from spectropolarimetry of Ca II 8542
分析了Dunn太阳望远镜上的干涉二维光谱仪（IBIS）对色球Ca II 8542谱线的分光偏振观测，以及Hinode卫星上的分光偏振仪（SP）的太阳光学望远镜（SOT）对光球Fe I 6302谱线的分光偏振观测。这些数据是在2012年1月29日获得的，目标是NOAA活动区（AR）11408和AR 11410。本文用重心法计算了Fe I 6301.5/6302.5在SP航天器上观测到的谱线在活动区各处的视线场强。此外，我们还构造了Ca Ⅱ 8542线色球IBIS数据的COG图，并与由场强SP导出的COG图进行了比较。我们发现，光球场强度范围高达2 kG的plages和高达2 kG或更高的值内的本影区。在色球场强的情况下，在本影区域内的LOS场增加到800 G，并且场强向太阳黑子的边缘减小。
Chromospheric heating and magnetic topology above the shared penumbra of a delta-spot: Multi-line inversions and multi-height magnetic-field extrapolations
Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文系太阳物理研究所）
Magnetic flux cancellation in the solar atmosphere through 3D realistic numerical modeling
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；SETI Institute（SETI研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）
Solar ALMA: Observation-Based Simulations of the mm and sub-mm Emissions from Active Regions
我们开发了一种集成在我们的3D建模工具GX Simulator（Nita et al. 2015）中的高效算法，可以快速计算ALMA光谱范围内太阳活动区（AR）的合成强度和偏振图。该算法分析光球输入（白光和磁图），将给定的光球像素分类为属于给定的光球结构。然后，在每个像素的顶部添加1D色球模型（Fontenla等人，2009），这形成AR的色球模型。下一步是计算从色球模型产生的毫米和亚毫米辐射。这种方法的一个巨大优点是，来自任何给定AR的发射可以非常快地合成，在AR选择后几分钟的量级。使用GX模拟器工具，还可以从同一AR模型生成微波（陀螺共振）和EUV发射的合成图，并将其与ALMA合成图以及相应的观测微波和/或EUV数据进行比较。
