We propose a method to derive the line-of-sight magnetic flux density from measurements in the chromospheric Ca II IR line at 854.2 nm. The method combines two well-understood techniques, the center-of-gravity and bisector methods, in a single hybrid technique. The technique is tested with magneto-static simulations of a flux tube. We apply the method to observations with the Interferometric Bidimensional Spectrometer (IBIS) installed at the Dunn Solar Telescope of the NSO/SP to investigate the morphology of the lower chromosphere, with focus on the chromospheric counterparts to the underlying photospheric magnetic flux elements.
Predicting the thermodynamics in the chromosphere from the translation of SDO data into the IRIS$^{2}$ inversion results using a visual transformer model
SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；Henry M. Gunn Senior High School（亨利·M·冈恩高中）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁高级技术中心）
Physical properties of bright Ca II K fibrils in the solar chromosphere
在活跃区域周围的Ca II H&K线核心中，太阳色球层的宽带图像覆盖着被称为明亮纤维的精细明亮细长结构。形成这些结构并使它们看起来明亮的机制仍然未知。我们的目标是研究产生明亮原纤维的大气中的物理特性，例如温度、视线速度和微湍流，并将其与周围大气的特性进行比较。我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP和CHROMIS仪器同时观测Fe I 6301-2、Ca II 8542、Ca II K和H $α$的谱斑区域。我们手动选择了282个Ca II K亮原纤维的样品。我们将我们样品中的原纤维外观与Ca II 8542和H $α$数据进行了比较。我们使用反演程序STIC对Fe I 6301-2线、Ca II 8542线、Ca II K线进行了非局域热力学平衡（non-LTE）反演，以推断大气的物理性质。与周围大气中形成的谱相比，明亮原纤维中的谱线在其K $_2$峰中具有更高的强度。反演结果表明，在光学深度记录$(τ) = -4.3$处，纤维中的大气与周围相比平均热$100-200$ ~K。在色球高度的纤维的视线速度没有显示出任何偏好向上流或向下流。与周围环境相比，纤维中的微湍流平均高0.5 km s $^{-1}$。我们的研究结果表明，纤维有一个有限的高度范围内，他们应该被视为热线程弥漫色球。
Recovering thermodynamics from spectral profiles observed by IRIS (II): improved calculation of the uncertainties based on Monte Carlo experiments
界面区成像光谱仪（IRIS）对Mg II h & k谱线的观测为了解太阳色球层复杂的物理条件提供了一个新的诊断窗口。专注于理解这些线行为的理论努力使我们能够获得更好、更准确的色球层图像。这些工作包括正演模拟、数值模拟和反演。在本文中，我们专注于我们的注意力与热力学模式大气后，Mg II的H & K线反演的不确定性。我们使用IRIS 2数据库的约50;000个合成代表性剖面来表征反演过程中最重要的不确定性来源，即：观测值的固有噪声、过程的随机初始化以及高维空间中的选择准则。我们已经应用了蒙特卡罗方法来解决这个问题。因此，对于给定的合成代表性配置文件，我们已经创建了五个随机噪声实现（代表IRIS观测中最流行的曝光时间），并使用不同的反演初始化将这些配置文件反演五次。根据标准偏差和拟合优度的经验选择标准，将得到的25个反演剖面、对噪声数据的拟合和模型大气用于确定模型大气中的不确定性。通过这种方法，IRIS 2数据库中可用的模型的新的不确定性在Mg II h & k线对热力学变化敏感的光学深度处更可靠。
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。
Measuring the magnetic fields in the chromospheres of low-mass stars
Beijing Normal University（北京师范大学）；Beijing Planetarium（北京天文馆）；Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Guizhou University（贵州大学）
Magnetic Field Measurements in the Solar Chromosphere Using the H$_β$ 4861Å~Line I: Forward Modeling Based on 1D Models
School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
Chromospheric condensations and magnetic field in a C3.6-class flare studied via He I D3 spectro-polarimetry
上下文耀斑期间的磁重联发生在日冕中，但耀斑能量的很大一部分沉积在色球层中。然而，耀斑的高分辨率光谱偏振色球观测是非常罕见的。最常用的观测量是Ca II 8542和He I 10830。目的。我们的目标是研究色球在C3.6级耀斑通过光谱偏振观测的He I D3线。方法.我们提出了第一个SST/CRISP光谱偏振观测He I D3。我们使用反演程序HAZEL分析数据，并估计LOS速度和磁场矢量。结果在耀斑期间观测到耀斑足点处的强He I D3发射以及追踪耀斑环的强He I D3吸收剖面。耀斑足点处的He I D3移动发射核在其前缘表现出高达$\sim$ 60 km/s的强烈色球凝聚。我们的观测结果表明，这种凝聚的结果在震撼深色球层，造成广泛的和适度的蓝移He I D3的配置文件，表明随后的上升流。在耀斑脚点测得一个高达$\sim$ 2500 G的强而相当垂直的磁场，证实He I D3线很可能在这些位置的深色球层中形成。我们提供色球视线速度和磁场地图通过He I D3反演。我们提出了一个扇形脊柱配置耀斑磁场拓扑结构。结论. He Ⅰ D3谱线是研究耀斑色球层的极好诊断谱线。观测到了强凝聚对深色球层的影响。获得了耀斑动力学和磁场的详细地图。
High-order Paschen emission from the quiet-Sun off-limb chromosphere
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；The University of Tokyo（东京大学）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学宇宙地球环境研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Universitat de Valencia（瓦伦西亚大学）；Spanish Space Solar Physics Consortium（西班牙空间太阳物理联盟）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）
本研究借助Sunrise III搭载的SCIP探测到宁静太阳临边外色球的高阶氢帕申线，发现其特性与Ca II 854.2 nm线存在差异，结合非LTE辐射转移模拟揭示其可作为光学薄等离子体的新诊断工具。
On the 3D Structure of the Magnetic Field in Regions of Emerging Flux
我们探讨了新兴通量区的光球和色球磁场。He I 10830 A红色混合成分的等效宽度的图像显示了可能被解释为磁环的平行结构的存在。我们指出，色球层的磁场强度类似于光球层的平滑版本，它与上述等效宽度图完全不相关。由于缺乏其他诊断，这表明我们不能排除这样一种可能性，即我们从观测中推断的色球场跟踪的是活动区的较低色球层，而不是沿着环路跟踪磁场。如果He I线是在磁环内形成的，我们指出了一个潜在的问题，出现在解释观测时，只使用一个组件沿视线。
Physical Properties of a Sunspot Chromosphere with Umbral Flashes
我们提出了对太阳黑子本影闪光的新的高分辨率分光偏振Ca II 8542观测结果。在近0.18”，并跨越约一个小时的连续观察，这是迄今为止公布的最详细的数据集。我们的研究涉及LTE和非LTE反演（但也包括弱场分析作为健全性检查），以量化温度，质量流量和完整的磁场矢量几何形状。我们证实了早先的报道，超高频有非常精细的结构，热和冷的材料在亚弧秒尺度上混合。冲击波阵面比周围的物质热大约1000 K。我们没有观察到本影中的场的显著波动。然而，在半影中，运行的半影波的通过使磁场强度改变约200 G（峰-峰幅度），但它不改变场的方向（至少在我们几度的灵敏度内不显著）。我们发现对于视线速度和磁场强度，随着磁场倾斜度的增加，高频调制功率有减小的趋势。在外部半影中，我们发现没有高频功率，而朝向本影的高频功率越来越多。
Chromospheric thermodynamic conditions from inversions of complex Mg II h&k profiles observed in flares
几十年来，人们一直在使用空间和地面望远镜研究太阳的耀斑活动。特别是，界面区域成像光谱仪（IRIS）提供了独特的诊断，以调查太阳大气中耀斑的热力学。Mg II h&k和Mg II UV三线提供了有关低到上色球层热力学的关键信息，而C II 1334和1335 AA线覆盖了上色球层和低过渡区。Mg II h&k和Mg II UV三线在耀斑活动前和活动中呈现出奇特的尖状。能够解释这些轮廓的物理解释仍然难以捉摸。在本文中，我们展示了这种奇特的配置文件的非LTE反演的结果。为了更好地约束大气条件，Mg II h&k和Mg II UV三线与C II 1334和1335 AA线同时反转。这种组合反演导致更准确的推导热力学参数，特别是温度和湍流运动（微湍流速度）。我们使用的反演代码STIC寻找最佳的拟合之间的观测到的配置文件和合成的配置文件通过解决辐射转移问题，考虑非局部热力学平衡和部分频率重新分配的辐射，由于散射光子。我们可以得出结论，这些独特的，尖的配置文件与色球层中的温度和电子密度的同时增加，而微湍流速度的值在5-15公里/秒之间，这似乎是更现实的值比以前的工作中提出的。更重要的是，视线速度显示了一个大的梯度沿光学深度在高色球层。这似乎是参数，使尖方面，这些档案。
Hbeta Spicules, Small-scale Jets, and Hbeta Microflashes: Sub-arcsecond Dynamic Events and their Magnetic Origins in the Lower Solar Chromosphere Observed by DKIST
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；Center for Space Plasma and Aeronomic Research (CSPAR), UAH（阿拉巴马大学亨茨维尔分校空间等离子体与地球大气研究数据中心）；National Solar Observatory（国家太阳天文台）
Properties of shock waves in the quiet Sun chromosphere
在宁静太阳中Ca II H和K线的$\mathrm{H_{2V}}$和$\mathrm{K_{2V}}$位置的窄带图像中，短寿命（100秒或更短）、亚弧秒到几个弧秒大小的增强增亮特征被称为亮颗粒。利用瑞典1米太阳望远镜上的CRisp成像分光偏振仪和色球成像分光仪仪器对Fe I 6173 Xe、Ca II 8542 {AA}和Ca II K线中的安静太阳网络区域进行的同时观测，我们使用STockholm反演代码进行了多线非局部热力学平衡反演，以推断时间-变化的分层大气的物理特性，如温度，视线（LOS）速度，和微湍流。明亮晶粒的Ca II K曲线显示$\mathrm{K_{2V}}$峰强度增强，但没有$\mathrm{K_{2R}}$特征。在$\mathrm{K_{2V}}$峰强度最大增强时，我们发现较低色球层（在$\logτ_{500}$ $\simeq$ $-$ 4.2处）温度的平均增强约为1.1 kK，最大增强约为4.5 kK。这些温度升高与上升气流同处一处，上升气流的强度与LOS方向上的$-$ 6 $\mathrm{km\;s^{-1}}$一样强。在$\logτ_{500}$ < $-$ 4.2的色球上层的LOS速度显示出一致的下行流大于$+$ 8 $\mathrm{km\;s^{-1}}$。亮颗粒大气微湍流的反演值在色球层可以忽略不计。这项研究提供了观测证据，以支持解释，在窄…
Non-local thermodynamic equilibrium inversions from a 3D MHD chromospheric model
太阳色球层的结构被认为是由磁场控制的，即使在太阳平静的地区，光球场相对较弱。在过去的十年中，反演方法已成为分析活动区色球层的有力工具。反演的适用性，以推断分层的物理条件在一个动态的三维太阳色球层尚未详细研究。本研究的目的是建立非局部热平衡（NLTE）反演技术的塞曼效应在Ca II 8542线诱导的斯托克斯轮廓的诊断能力。我们计算了钙II原子水平的人口在快照从一个3D辐射MHD模拟安静的太阳大气在非LTE使用3D辐射转移代码Multi3d。这些人口被用来计算合成全斯托克斯配置文件中的Ca II 8542线使用1.5 D辐射转移和反演代码妮可。然后，对轮廓进行光谱退化以考虑有限的滤波器宽度，并添加高斯噪声以考虑有限的光子通量。使用Nicole对这些剖面进行了反演，并将结果与原始模式大气进行了比较。我们的NLTE反演适用于安静的太阳合成观测提供相当不错的估计色球磁场，视线速度和有点不太准确，但仍然非常有用，估计的温度。光子的三维散射导致色球层中的冷袋在谱线轮廓中不可见，因此它们也不能通过反演恢复。为了在该安静的快照中成功地检测斯托克斯线性偏振，低于10 ^{-3.5}的噪声水平是必要的。
我们分析了太阳黑子中的波从光球到色球层的传播，使用时间序列的同空间Ca II H强度谱（包括其线混合）和偏振光谱的Si I 10827和He I 10830多重态。从这些线的多普勒频移，我们检索沿视线在几个高度的速度的变化。相位谱用于获得振荡信号之间的关系。我们的分析揭示了驻波在低于4兆赫的频率和连续传播的波在较高的频率，陡峭的冲击在色球层接近形成高度的Ca II H核心。Ca II H中观察到的非线性比He I线弱。我们的分析表明，钙II H核心的形式在一个较低的高度比He I 10830线：约20秒的时间延迟之间的多普勒信号在两个波长检测测量。根据牛顿冷却定律，将线性慢磁声波在有辐射损耗的分层大气中的传播模型拟合到相位谱上，并推导出谱线的形成高度差。我们发现，线性模型描述了波的传播形成高度的Ca II H，非线性开始变得非常重要。
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。
Stratification of canopy magnetic fields in a plage region. Constraints from a spatially-regularized weak-field approximation method
磁场在色球加热问题中的作用仍然是不受限制的。大多数来自数值模型的理论预测都依赖于磁场配置、场强和连通性，其细节尚未通过观测研究得到很好的确定。对色球磁场谱区的高分辨率研究很少或根本不存在。我们的目的是研究谱区磁场矢量的分层。利用瑞典1米太阳望远镜CRISP仪器在Mg I $λ$ 5173、Na I $λ$ 5896和Ca II $λ$ 8542谱线上获得的高空间分辨率全斯托克斯观测数据。基于空间正则化的思想，我们发展了一种空间正则化弱场近似（WFA）方法。该方法允许快速计算扩展视场的磁场图。这种新技术的保真度进行了评估，使用快照从一个现实的三维磁流体动力学模拟。本文导出了谱区光球层到色球层的磁场视线分量的深度分层。磁场集中在光球层的粒间通道，并向色球层水平扩展，填满所有空间，形成天篷。我们的研究结果表明，这个树冠层的下边界必须位于大约400-600公里的光球。在低色球层（$z\approx760$ km），平均冠层总磁场强度为658 G.在$z=1160$ km处，我们估计$<B_\parallel>\approx 417$ G。我们提出了一个修改的WFA，提高其适用性的数据更差的信噪比。这些方法为研究多层磁场观测提供了一种快速可靠的方法，而没有其他反演方法所固有的许多困难。
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）
Oscillations accompanying a He I 10830 Å negative flare in a solar facula
2012年9月21日，我们在Si I 10827，He I 10830和Hα谱线上对太阳光斑进行了光谱观测。后来，在分析数据的过程中，我们在时间序列的中间发现了一个小规模的耀斑。由于He I 10830吸收线的异常增加，我们将此耀斑确定为负耀斑。本文研究了负耀斑对光斑光球和色球层振荡特性的影响。我们测量了所有三条谱线的视距（LOS）速度和强度以及色球谱线的半宽。我们还使用SDO/HMI磁场数据。耀斑引起调制的所有研究参数。在负耀斑的位置，振荡的幅度平均增加了四倍。在邻近的磁场局部极大值中，耀斑期间色球LOS速度振荡明显减弱。耀斑爆发前，光斑区域整体振荡约5分钟，耀斑爆发后，这种同步性被破坏。耀斑改变了视线磁场振荡的光谱组成，导致低频振荡功率增加。
Magnetic Field Stratification in Active-Region Plage from Ca II K and Ca II 8542 Å Spectropolarimetry
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Consejo Superior de Investigaciones Científicas（西班牙高等科学研究委员会）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Grupo de Estudios en Heliofísica de Mendoza, CONICET, Universidad de Mendoza（门多萨日球学研究组，阿根廷国家科学研究委员会，门多萨大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
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。
Magneto-acoustic waves in sunspots from observations and numerical simulations
本文研究了黑子光球层到色球层的波的传播。从时间序列的同空间钙II H（包括其线混合）的强度谱和偏振光谱的Si I 1082.7 nm和He I 1083.0 nm，我们检索的视线速度在几个高度。相位差和放大谱的分析示出了频率低于4 mHz的驻波和更高频率的传播波，并且允许我们推断线形成的温度和高度。利用这些观测数据，我们建立了一个太阳黑子模型，并介绍了用光球Si I 1082.7nm谱线作为驱动源测量的速度。数值传播的波型与使用在较高层形成的线观察到的相当吻合，并且模拟再现了许多观察到的特征。观测到的波是沿磁力线纵向传播的慢磁流体动力学波。
Properties of Magneto-Hydrodynamic Waves in the Solar Photosphere with Hinode
本文报道了在太阳光球层中沿磁通量管传播的磁流体动力学波的观测结果。我们在l.o.s.的功率谱中识别出20个孤立的强峰（8个孔峰和12个颗粒间磁性结构峰）。（视线）磁通量，L.O.S.速度和14种不同磁浓度的强度。观测是用\emph{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的分光偏振仪进行的。如果磁场强度沿斜视线方向随高度减小，则观测到的磁场强度涨落与光度强度涨落之间的相位关系将与不透明度效应所引起的相位关系不一致。我们认为，所观察到的波动是由于纵向（香肠模式）和/或横向（扭结模式）MHD波。观测到的磁通量波动与速度之间的相位关系与色球/日冕边界反射的上升波和下降波的叠加（驻波）相一致。即使有这样的反射波，剩余的向上坡印亭通量估计为$2.7 \times 10^{6}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的情况下的扭结波。磁通量管的地震学可以从观测到的振荡周期和振幅中获得各种物理参数。
Recovering the unsigned photospheric magnetic field from Ca II K observations
我们重新评估的光球磁场强度和钙II K强度的各种表面功能的光盘上的位置和太阳活动水平的函数之间的关系。利用这一关系可以从Ca II K线芯部记录的图像中恢复出无符号光球磁场。我们分析了SDO/HMI和Rome/PSPT跨越半个太阳周期的131对高质量，全圆盘，近同时观测。为了解析地描述观测确定的关系，我们考虑了三种不同的函数：具有偏移的幂律函数、对数函数和磁通量密度的对数的幂律函数。我们使用得到的关系，重建地图的视线分量的无符号磁场（无符号磁图）从钙II K观测，然后比较原始磁图。我们发现，这两个幂律函数代表的数据以及，而对数函数是好的，只有安静的时期。我们没有看到显着的变化，在太阳活动周期或在光盘中导出的拟合参数，独立于所使用的功能。我们发现，在自变量的错误，通常不占，引入衰减偏差。为了解决这一问题，我们分别对磁场强度和Ca II K对比度的数据进行分组，并推导出两条分组曲线的平分线的关系。重建的无符号磁图与原始磁图吻合较好。RMS差异小于90 G。结果不受SDO/HMI和Rome/PSPT数据的杂散光校正的影响。我们的研究结果表明，经过精确处理和校正的Ca~II~K观测数据，可以利用本文导出的关系重建无符号磁图。
Compact solar UV burst triggered in a magnetic field with a fan-spine topology
太阳紫外线爆发是小尺度的特征，表现出间歇性的增亮，被认为是由于磁重联。它们在色球层和过渡区，特别是在活跃区大量存在。我们详细研究了紫外线爆发有关的磁功能，是平流的护城河流从太阳黑子朝向孔。运动特征是寄生的，因为它的磁极性与斑点和孔隙的磁极性相反。我们利用IRIS的紫外光谱和狭缝颚观测来识别和研究上述紫外爆发的色球和过渡区光谱特征。为了研究紫外线爆发周围的磁拓扑结构，我们使用了两个小时长的时间序列的同时从HMI的视线磁图和数据驱动的三维磁场外推通过磁摩擦松弛技术。我们可以将紫外线爆发的特征与AIA观测到的覆盖在其上的EUV日冕环联系起来。紫外线爆发显示出各种各样的极宽的线轮廓，表明等离子体流量超过$\pm$ 200 km s $^{-1}$的时候。整个结构分为两个空间上不同的区域，主要是向上和向下流动。的磁场外推显示一个持久的风扇脊柱在紫外线爆发的磁拓扑结构。相关联的三维磁零点存在于光球上方约500公里的高度，并与观测到的紫外线爆发共空间演化。冕环足点的极紫外辐射与紫外爆发的演化密切相关。零点周围的磁场被光球运动剪切，触发磁重联，最终为观测到的紫外线爆发提供动力，并为覆盖在其上的日冕环提供能量。零点的位置表明爆发是在太阳色球层的低层触发的。
Chromospheric Flashes in a Solar Pore: Insights from Multi-line Spectropolarimetric Diagnostics
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测台，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；National Solar Observatory (NSO)（国家太阳天文台）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Instituto de Astrofı́sica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
Mapping the longitudinal magnetic field in the atmosphere of an active region plage from the inversion of the near-ultraviolet CLASP2.1 spectropolarimetric data
本研究利用 HanleRT 反演 CLASP2.1 近紫外 Mg II h & k 光谱偏振数据，绘制活动区谱斑与超半影的大气参数及纵向磁场，揭示二者加热机制的异同。
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
