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。
英文摘要：
Aims. We analyze observational data from 4 instruments to study the correlations between chromospheric emission, spanning the heights from the temperature minimum region to the middle chromosphere, and photospheric magnetic field. Methods: The data consist of radio images at 3.5 mm from the Berkeley-Illinois-Maryland Array (BIMA), UV images at 1600 A from TRACE, Ca II K-line filtergrams from BBSO, and MDI/SOHO longitudinal photospheric magnetograms. For the first time interferometric millimeter data with the highest currently available resolution are included in such an analysis. We determine various parameters of the intensity maps and correlate the intensities with each other and with the magnetic field. Results: The chromospheric diagnostics studied here show a pronounced similarity in their brightness structures and map out the underlying photospheric magnetic field relatively well. We find a power law to be a good representation of the relationship between photospheric magnetic field and emission from chromospheric diagnostics at all wavelengths. The dependence of chromospheric brightness on magnetic field is found to be different for network and internetwork regions.
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。
On the correlation between stellar chromospheric flux and the surface gravity of close-in planets
有近距离凌日行星的恒星的色球层辐射已经被发现与其行星的表面重力相关。具有低重力行星的恒星平均有较低的色球通量。我们认为这种相关性是由于行星蒸发产生的星周物质的吸收。重力较低的行星有更大的质量损失率，导致更高的星周吸收柱密度，这反过来解释了在其宿主恒星中观察到的色球层发射水平较低。我们估计了所需的柱密度，发现行星蒸发可以解释它。我们推导了在Ca II H&K线核心测得的色球发射与行星引力之间的理论关系。我们应用这种关系的一个样本的过境系统，恒星钙II H&K的排放量和行星表面的重力是已知的，并发现了很好的协议，鉴于各种来源的不确定性和内在的变化的恒星排放量和行星蒸发率。我们认为径向速度抖动适用于适应光谱轨道和年龄估计的行星系的色球活动水平的基础上，他们的宿主恒星的影响。
Diagnosis of Magnetic and Electric Fields of Chromospheric Jets through Spectropolarimetric Observations of HI Paschen Lines
磁场控制着太阳大气外层的等离子体动力学，而作用于穿过磁场的中性原子的电场使我们能够研究等离子体中中性原子和离子之间的动力学耦合。为了测量色球喷流的磁场和电场，2012年5月5日，利用日本飞田天文台的无顶太阳望远镜的分光偏振计观测了发生在太阳边缘的中性氢的帕邢系的全斯托克斯光谱。首先，我们只考虑了磁场对氢能级的能量结构和极化的影响，对斯托克斯光谱进行了反演。没有发现明确的证据表明，电场的影响，在所观察到的斯托克斯配置文件，然后，我们估计了这些领域的上限，通过计算的极化程度下的磁场配置在第一步中得到的，与额外存在的垂直（洛伦兹型）电场的强度变化。推断的磁场在天空平面（POS）上的方向大致与活动区域喷流和浪涌对齐，浪涌的磁场强度在10 G < B < 640 G的范围内。使用70，200，和600 G的磁场强度，我们得到的上限为可能的电场为0.04，0.3，和0.8 V/cm，分别。由于从洛伦兹电场的这些上限导出的中性氢原子穿过磁场的运动速度远低于由多普勒频移测量的垂直于磁场的等离子体的体速度，因此我们得出结论，中性原子在浪涌中必须高度冻结到磁场。
The Unstable Chromosphere: Effects of the Thermal Farley-Buneman Instability Across a Broad Range of Solar Chromospheric Conditions
Boston University Center for Space Physics（波士顿大学空间物理中心）；SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）
上下文对色球磁场的正确估计被认为可以改善活动区和日冕物质抛射演化的模拟。目的。我们调查的色球磁场推断从观测和磁流体静力学（MHS）外推获得的字段之间的相似性。方法.基于NOAA活动区12723的Fe i 6173和Ca ii 8542的观测资料，采用空间正则化弱场近似（WFA）方法，由Ca ii得到色球层的矢量磁场，并对Fe i和Ca ii进行非LTE反演，从而推断出选定区域的模式大气. Milne-Eddington反演的Fe i作为光球边界的MHS模型，提供了三维场，气体压力和密度。结果对于视距分量，MHS色球场一般与非LTE反演和WFA一致，但在震级大于300 G时往往比那些更弱。观测推断的横向分量较强，特别是在磁场较弱的地区，但随高度的定性分布与MHS的结果相似。对于任何一个场分量，MHS色球场都缺乏由反演得到的精细结构。此外，MHS模型不能从一组连接主极性的高原纤维中恢复磁性印记。结论.的MHS外推和WFA提供了一个定性相似的色球场，前者的方位角是更好地对准Ca ii 8542的纤维比WFA，特别是外强场浓度。MHS外推法低估了结构的数量和横向场强。这强调了在活动区域的数据驱动建模中考虑色球磁场约束的重要性。
The HADES RV Programme with HARPS-N@TNG. III. Flux-flux and activity-rotation relationships of early-M dwarfs
了解M矮星中的恒星活动对于恒星大气物理学以及正在进行的径向速度系外行星计划至关重要。尽管人们对M矮星的兴趣越来越大，但我们对这些恒星色球层的了解还远远不够。我们的目标是测试活动，旋转，恒星参数和流量流量之间的关系是否也适用于主序的早期M矮星。我们分析了一个均匀和连贯的方式，一个定义良好的样本71晚K/早M矮星，目前正在观察的框架中的HArps-n红矮星系外行星调查（HADES）。使用互相关技术获得旋转速度，而在Ca II H & K和巴耳末线从Halalpha到Hepalphine的发射通量过剩通过使用谱减法技术获得。研究了辐射过剩与恒星参数之间的关系。还研究了色球各谱线通量对之间的关系。我们发现，在Ca II H & K和巴耳末线的色球发射的强度是大致恒定的恒星在M0-M3光谱范围。我们的数据表明，活动和旋转之间可能存在适度但显着的相关性，以及运动学选择的年轻恒星显示出更高水平的发射暗示。我们发现我们的样本M矮星是互补的色球和X射线通量与文献中，扩展到非常低的通量域的通量-通量关系的分析。我们的研究结果与以前的研究结果一致，表明太阳型恒星的活动-自转-年龄关系也适用于早期M矮星。我们还证实了以前的研究结果，偏离大部分的经验通量通量关系的场星显示出年轻的证据。
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）
Chromospheric signatures of small-scale flux emergence as observed with NST and Hinode instruments
随着越来越多的高分辨率图像的太阳表面在众多的波长，在小的空间尺度上发生的各种过程已经成为我们关注的焦点。据报道，复杂的小尺度磁场似乎有足够的储存来加热色球层。虽然在了解小规模现象方面取得了重大进展，但许多具体情况仍然难以捉摸。我们在这里提出了一个详细的研究，一个单一的事件消失的磁偶极子和相关的色球活动。根据新太阳望远镜H $α$资料和{ \it Hinode}光球视线磁象图及Ca II H图象，我们报告如下结果。1)我们的分析表明，即使是非常小的偶极子（元素分离约0 \arcsec .5或更少）可能会达到色球层，并触发不可忽略的色球活动。2)仔细考虑新通量沉积的磁环境可能会揭示太阳表面磁通量去除的细节。我们认为，两个相反极性元素的明显碰撞和消失可能不一定表明它们的取消（即，重新连接、“U”形管出现或$ Ω$环浸没）。在我们的例子中，磁偶极子通过与上覆的大规模倾斜斑场重新连接而消失。3)在带外H $α$图像中看到的亮点与Ca II H亮点非常相关，而Ca II H亮点又与G带亮点共空间。我们进一步推测，在一般情况下，H $α$亮点预计与光球BPs共空间，然而，需要直接比较来完善它们的关系。
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）
Detection of Low-Level Activities in Solar-Analog Stars from the Emission Strengths of Ca II 3934 Line
对太阳型恒星的活动研究，特别是对我们目前太阳在其中的地位的研究，揭示了（1）均匀地选择样本恒星和（2）可靠地评估它们的活动的重要性。受这些要求的激励，我们对118颗太阳类星体的活动进行了广泛的研究（彼此具有足够相似的性质）通过测量由Subaru/HDS获得的高色散光谱图上的Ca II 3933.663线（K线）的核心处的发射强度，其中特别注意通过去除从经典太阳模型大气层计算出的安装在机翼上的光球轮廓来正确探测色球发射。这使我们能够探测到低至log R' ~ -5.4（R'是色球核心发射通量与总热辐射通量之比）的低水平活动，由此我们可以探测到在以前的研究中无法辨别的细微活动差异。关于太阳，我们发现log R 'sun = -5.33接近分布的低端，这意味着它属于太阳类似物中明显低活动的组。这就排除了曾经提出的蒙德极小恒星的高频率显示出比极小太阳明显更低的活动的可能性。
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。
