Resolving the Fan-Spine Reconnection Geometry of a Small-Scale Chromospheric Jet Event with the New Solar Telescope
喷流在太阳上的安静和活跃区域都无处不在。人们普遍认为它们是由磁重联驱动的。在某些日冕喷流和耀斑中经常出现扇脊结构，它被认为是由扇形分界面和脊连接的磁零点拓扑结构中正在进行的磁重联的特征。然而，对于小尺度的色球喷流，这种结构的明确证据是相当罕见的，尽管它们在早期的作品中暗示了一个倒Y形的特征。本文报道了由新太阳望远镜（NST）利用10830~ 10830 × 10 ~（-1）的高分辨率（0 $"$ .16）观测到的小尺度色球喷流。在10830~ 10830~ 10830图像中，在分界线区域观察到双向流动，这表明射流是由于磁重联而产生的。在喷流的底部，NST清楚地分辨出了一个扇形脊结构，包括脊和扇形表面，以及重新连接前后的环。除了明亮的足点和部分基弧外，这个扇形脊结构的主要部分在极紫外和软X射线图像（分别由大气成像组件和X射线望远镜观测到）中是不可见的，这表明重连发生在上层色球层。我们的观测结果表明，这种色球喷流的演化与\citet{Torok2009}提出的两步重联方案是一致的
2016-02-12 astro-ph.SR
Formation of a Solar Filament by Magnetic Reconnection and Associated Chromospheric Evaporation and Subsequent Coronal Condensation
我们首次观测到了由磁重联和相关色球蒸发以及随后的日冕凝聚形成的太阳暗条。在磁通出射过程中，在剪切运动的驱动下，发生了一系列的绳系切割重联过程，并导致了一个M1.3的局限耀斑，同时形成了一个S形结构。结果表明，耀斑有一个共轭的紧凑的足点增亮，对应于S形的足点。此外，爆发蒸发的观测证据是很好的诊断在共轭的足点增亮的脉冲阶段的耀斑。耀斑爆发后，在S形管中段附近形成连续的冷凝结，然后沿S形管向相反方向移动，最终导致暗条的形成。这些观测结果表明，磁重联不仅可以形成暗条的磁场结构，而且在暗条形成过程中加热暗条的色球足点，并驱动色球蒸发。结果，加热的色球等离子体可能被蒸发到灯丝的磁场结构中，其中累积的热等离子体可能遭受热不稳定性或热不平衡，导致灾难性的冷却和日冕冷凝，以形成灯丝的冷的致密材料。这一观测结果为蒸发-凝聚模型提供了强有力的支持，并突出了磁重联在形成磁场结构和冷致密材料细丝中的关键作用。
2021-10-21 astro-ph.SR
Helicity at Photospheric and Chromospheric Heights
在太阳大气中，扭转参数$α$与磁螺旋度符号相同。利用光球矢量磁图观测到，负/正螺旋度在太阳的北/南半球占主导地位。色球特征显示在北/南半球右旋/左旋的优势和S形观察到的X射线也有一个主导意义的反向S/前S在北/南半球。有趣的是，在不同的大气高度上，各个特征在螺旋度方面是否有一一对应的关系。我们使用UBF \Halpha图像从邓恩太阳望远镜（DST）和其他\Halpha数据从乌代布尔太阳天文台和大熊太阳天文台。从DST的近同时矢量磁图被用来建立一对一的对应关系的螺旋度在光球和色球高度。我们计划用包括日冕强度在内的更多数据来扩展这项调查。
2009-04-28 astro-ph.SR
Study of FK Comae Berenices: VII. Correlating photospheric and chromospheric activity
我们研究了活跃晚型恒星FK Comae的色球和光球行为之间的联系。我们使用现场温度建模，光变曲线反演的基础上窄波段和宽波段光度测量，从1997年至2010年的Halpha观测，从2004年至2010年的多普勒地图比较色球和光球功能的行为。通过研究低分辨率的Halpha光谱，我们发现色球层的变化似乎主要发生在几个小时以上的时间尺度上，但也观察到了较短的变化。根据H α的测量，在色球层中经常发现比恒星半径更大的双折射，并且稳定数周，而且似乎经常但不是每次都与黑暗的光球斑有关。Halpha发射的旋转调制似乎通常与光变曲线相关，但我们没有发现令人信服的证据表明Halpha发射和恒星亮度的长期趋势存在明确的联系。此外，FK Com在2009-2010年似乎处于异常平静的状态，色球层活动很少，斑点对比度低，这可能表明活动的长期减少。
2015-05-26 astro-ph.SR
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
该研究结合 HMI/SDO 与 MAST 的光球、色球多普勒图，通过小波、相位和相干分析揭示 2.5–4 mHz 磁声波沿倾斜磁场间歇传播，并观测到高频声晕。
2023-04-26 astro-ph.SR
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
Connecting Chromospheric Condensation Signatures to Reconnection Driven Heating Rates in an Observed Flare
在太阳耀斑重联的时空分辨率很高的观测中，可以间接地在耀斑能量沉积的重联环的足点进行。低层大气对这种能量输入的反应包括一种向下传播的激波，称为色球凝结，可以在紫外线和可见光下观察到。为了使用高分辨率观测这种响应来表征重连，必须建立两者之间的定量关系。这种关系是最近发展起来的，在这里，我们在2014年10月25日X1.0耀斑的耀斑带的单个足点中对色球凝聚的观测进行了测试（SOL 2014 -10- 25 T16：56：36）。利用界面区成像光谱仪（IRIS）对Si iv 1402.77 nm发射光谱进行了单像素测量，结果表明Si iv 1402.77 nm发射光谱中的红移成分发生了特征性的凝聚演化。我们应用称为紫外线足点热量计（UFC）的技术来推断能量沉积到一个足点。这种能量分布，持续时间远长于所观察到的冷凝，输入到一个一维的，流体动力学模拟计算色球响应，其中包含一个非常简短的冷凝插曲。从这个模拟中，我们合成Si IV光谱，并计算随时间变化的多普勒速度。合成速度的演变被发现比较合理，以及与IRIS观测，从而证实了我们的重联凝聚关系。这项工作表明，色球凝聚的特点是一个特定的部分，而不是其整体的重联能量释放，凝聚的时间尺度不一定反映的时间尺度的能量输入。
2021-12-03 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
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 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
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
Chromospheric UV bursts and turbulent driven magnetic reconnection
利用界面区成像光谱仪（IRIS）卫星数据对一组与活动区有关的色球紫外暴（UVB）进行了研究。我们将UVB分为两种类型：较小的UVB只能被扫描狭缝测量一次，较大的UVB可以被狭缝测量两次。对紫外线暴的光学薄Si IV 1402.77谱线轮廓进行了深入研究。通过用1-2高斯拟合较小的UVB线，我们获得了各种各样的视线流测量，这些测量暗示了小尺度磁重联的各种3-D取向，每个都与UVB相关。然而，较大的UVB在某种程度上是独特的，它们各自在两个狭缝位置处具有两组测量值。这使得有可能明确地检测从单个UVB喷射出的两个相反方向的热流，这是在UVB的心脏处操作的磁重联的特征。在这里，我们报告的第一个这样的观察。此外，来自这些UVB的所有光学薄Si IV 1402.77线轮廓一致地表现出过度加宽，比从热加宽预期的大一个数量级，这表明这些小尺度的重连可能是由有源区中的大尺度（宏观尺度）湍流驱动的。
2019-10-01 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
Spectroscopic Observations of Magnetic Reconnection and Chromospheric Evaporation in an X-shaped Solar Flare
我们提出了在一个非典型的X形耀斑（SOL 2014 -11- 09 T15：32）期间，由界面区域成像光谱仪（IRIS）观测到的不同位置的不同紫外光谱特性的观测结果。在这个耀斑中，出现了四条色球带，并会聚在一个X点，那里有一个分离器被锚定。在X点上方，两组非共面冠状环横向接近并在分离器处重新连接。IRIS狭缝位于X点附近，穿过一些扩口带和环。在分离器附近，Si IV 1402.77 A线表现出明显加宽的线翼，延伸到200 km/s，但线芯没有移动。这些光谱特征表明可能与分离器重连有关的双向流动的存在。而在耀斑带中，热的Fe XXI 1354.08 A谱线出现蓝移，冷的Si IV 1402.77 A，C II 1335.71 A和Mg II 2803.52 A谱线出现明显的红移，红移速度可达80 km/s，这与色球蒸发/凝结的情况相一致。
2017-08-29 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
Numerical simulation of solar photospheric jet-like phenomena caused by magnetic reconnection
在日冕和色球层中观测到了在其足点处有明亮环的喷流现象，称为海葵喷流。这些喷流是由于磁重联而形成的，从磁流体动力学（MHD）的尺度普适性来看，可以预期海葵喷流甚至存在于太阳光球层中。然而，在磁场能量并不占主导地位的光球层中，由于磁重联，喷流并不一定能产生。此外，MHD波产生的光球喷流可能有助于色球加热和骨针的形成，但这一假设尚未得到彻底的调查。在本研究中，我们利用包含重力与太阳光球参数的三维MHD模拟来研究太阳光球中的海葵喷流。在模拟中，太阳光球层中的磁重联诱导了喷流状结构。我们确定这些喷流状结构是由重联形成的慢激波引起的，并大致沿背景磁场的方向传播。我们还认为，来自喷流状结构的MHD波可以影响局部大气加热和骨针的形成。
2020-06-22 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
Multi-fluid simulations of chromospheric magnetic reconnection in a weakly ionized reacting plasma
本文首次对弱电离反应等离子体中色球磁重联进行了自洽多流体模拟。我们模拟了Harris电流片中的二维磁重联，数值模型包括离子-中性散射碰撞、电离、复合、光学薄辐射损耗、碰撞加热和热传导。在由此产生的撕裂模式重联中，中性流体和离子流体从重联位点的上游解耦，在重联区域中产生过量的离子，因此产生电离不平衡。在重联区的离子复合，结合Alfvénic流出，快速地从重联位点移除离子，导致快速重联速率独立于Lundquist数。除了允许快速重联，我们发现，这些非平衡的部分电离效应导致的非线性二次撕裂不稳定性的发病在较低的Lundquist数的值比已经发现在完全电离plasma.These模拟提供的证据表明，磁重联在色球可能是负责喷射状的瞬态现象，如针状和色球射流。
2012-10-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Imaging and spectroscopic observations of magnetic reconnection and chromospheric evaporation in a solar flare
磁重联被认为是太阳耀斑的主要能量释放机制。标准耀斑模型预测了向下和向上的外流等离子体，其速度接近日冕阿尔文速度。然而，这种外流，特别是下行流的光谱观测是极其罕见的。利用新发射的界面区成像光谱仪（IRIS）的观测结果，我们在一次耀斑重联点探测到了大红移（$\sim$ 125 km s $^{-1}$沿视线）的Fe { \sc{xxi} } 1354.08 μ m、$\sim$ 100 km s $^{-1}$非热宽度的发射线.红移的Fe { \sc{xxi} }特征在空间上与RHESSI观测到的环顶X射线源一致。我们解释这个大的红移作为向下移动的重联流出/热回缩环的签名。IRIS和太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的成像观测也揭示了喷发和重连过程。沿着这些环快速向下传播的斑点也可以从冷发射线中找到（例如，Si { \sc{iv} }、O { \sc{iv} }、C { \sc{ii} }、Mg { \sc{ii} }）以及AIA和IRIS的图像。此外，整个Fe { \sc{xxi} }线在环足点处被$\sim$ 260 km s $^{-1}$蓝移，其中上述冷线均表现出明显的红移，这一结果与来自重联位点的向下传播非热电子引起的色球蒸发的情况一致。
2014-11-10 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. I. At a three-dimensional current sheet
上下文最近发现的更大的磁通量抵消发生在光球比以前实现的，导致我们在我们以前的工作中提出的磁重联驱动的磁通量抵消的原因是一个广泛的动态现象，包括各种喷流和太阳大气加热。目标。在此之前，该理论考虑了二维电流片的能量释放。在这里，我们进一步发展的理论，将其扩展到一个轴对称的电流片在三维空间，而不诉诸复变量理论。方法.我们分析研究重联和治疗的电流片作为一个三维结构。我们应用该理论的两个片段的相等，但相反的磁通量，彼此接近，并位于一个上覆的水平磁场的取消。结果能量释放分两个阶段进行。在第一阶段，分离器形成，当它上升到最大高度时，重新连接被驱动，然后向下移动到光球层，加热等离子体并加速等离子体射流。在第二阶段，通量在光球层中抵消，并加速冷热等离子体的混合物向上。
2021-01-12 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
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
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
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
上下文最近的观测表明，光球层的磁通量抵消比以前认为的更频繁。目的。为了理解由磁通抵消驱动的重联释放的能量，我们先前研究了一个简单的模型，两个相等磁通的抵消极性。在这里，我们进一步发展我们的分析，以实现一个更一般的设置，其中两个抵消极性具有不相等的磁通量，并揭示了许多新的功能。方法.我们进行了分析研究的两个磁性片段的不平等和相反的磁通量，相互接近，并位于一个覆盖的水平磁场的取消。结果微耀斑和纳米耀斑的能量释放主要发生在两个阶段。在阶段1a期间，形成分离器，并且当分离器上升到最大高度时在分离器处驱动重连，然后向下移动回到光球层，在该过程中加热等离子体并加速等离子体射流。在阶段1b期间，一旦分离器移回光球，它就会分叉成两个零点。在分离器处不再驱动重新连接，并且形成连接两个极性的隔离磁畴。在第二阶段，极性在光球层抵消，因为磁通量淹没在光球层之下，并且在光球层和光球层之上发生重联，可以产生等离子体射流和迷你灯丝喷发。
2021-04-07 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
Plasmoid-Trapped Condensation Associated with a Transient Thermal-Instability-Like Process in Chromospheric Magnetic Reconnection
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Dr. K. S. Krishnan Geomagnetic Research Laboratory, Indian Institute of Geomagnetism（印度地球磁学研究所K.S.克里希南地磁研究实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）
通过2.5D MHD模拟发现，在低初始等离子体β的色球磁重联中，等离子体团内因辐射冷却自放大可形成类似热不稳定性的冷致密凝聚结构，而在高β下则不发生。
2026-09-14 astro-ph.SR
Modeling properties of chromospheric evaporation driven by thermal conduction fronts from reconnection shocks
日冕中的磁重联导致耀斑环收缩，释放能量进入等离子体加热和冲击。这样产生的流体动力学冲击驱动热传导前沿（TCF），将能量输送到色球层，并驱动较冷、较密的足点等离子体中的上升流（蒸发）和下降流（冷凝）。观测表明，蒸发和冷凝之间的转变点（“流动逆转点”或FRP）的某些特性，如FRP处的温度和速度-温度导数，在不同的耀斑之间是不同的。这些性质可以提供一个诊断工具，以确定日冕能量释放机制和环大气的参数。在这项研究中，我们开发了一个1-D流体动力学耀斑环模型与简化的三个区域的大气（色球/过渡区/日冕），TCF启动的冲击引入的日冕。我们研究了两个不同的耀斑环参数（冲击后温度和过渡区温度比）对FRP性能的影响。我们发现，这两个蒸发特性有标度律的关系，不同的耀斑参数，我们报告的标度指数为我们的模型。这提供了一种手段，使用光谱观测的色球作为定量诊断耀斑能量释放的日冕。
2014-08-07 astro-ph.SR
A Laboratory Experiment of Magnetic Reconnection: Outflows, Heating and Waves in Chromospheric Jets
日节点观测揭示了色球层中间歇性的周期性等离子体喷射/喷流。这些被解释为非完美的反平行磁重联，即组件重联，扭曲的磁通量管和预先存在的日冕/色球磁场之间的结果，虽然组件重联的基本物理尚未揭示。在本文中，我们实验再现的磁位形和研究的动力学等离子体喷射，加热和波的产生所触发的组件重联色球。我们使用氩等离子体，将等离子体参数设置为色球层中的参数（密度为10^14 cm^-3，温度为5-10 eV，即（5-10）× 10^4 K，重联磁场为200 G）。实验结果表明，离子流为双向流出，流出速度最大为5 km/s，下游离子加热超过30 eV，磁场涨落周期主要为5-10 μ s。我们成功地定性地再现了色球喷流，但在定量上，如喷流速度、总能量和波频率等与观测结果仍有一定的差异。其中一些现象可以用太阳等离子体与实验室等离子体的尺度差来解释，而另一些现象则可能是由于微观与宏观的差异、碰撞性和电离度的差异造成的，而这些在我们的实验中还没有实现。
2014-12-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chromospheric plasma ejection above a pore
我们提出了高空间分辨率的观测短寿命的瞬变，带状和喷射像事件以上的孔在Ca II H图像中的细结构，如本影点，光桥和半影微丝存在于底层光球。我们发现，由于对流精细结构的水平场与环境垂直场之间的切变，在对流精细结构的边缘形成了电流层。高垂直电流密度补丁中观察到的光球周围的这些事件，这表明在重联网站的电流片的形成。在过去的研究框架中，低空重联可能是产生此类事件的机制。重联是由相反极性的字段所产生的弯曲的电场线由对流下降流在边缘的孔隙精细结构。
2020-02-11 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
Multi-Fluid Simulations of Upper Chromospheric Magnetic Reconnection with Helium-Hydrogen mixture
本文利用多流体Ebysus代码研究氦-氢混合物对上色球层磁重联的影响，发现氦组分能带来更高效的加热并可能导致氦富集，为解释太阳风中氦富集观测提供依据。
2022-11-03 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating II. 2D Theory and Simulations
最近在高空间分辨率下的观测表明，磁通量抵消在太阳表面发生的频率比以前认为的要高得多，因此Priest等人在2018年提出了由光球磁通量抵消驱动的磁重联，作为色球和日冕加热的机制。特别是，他们通过分析估计了在通量抵消期间释放为热量的能量和能量释放的高度。在目前的工作中，我们采取下一步的理论，建立一个二维电阻MHD模拟的两个抵消极性的存在下，一个水平的外场和分层的大气，以检查和改进后的分析估计。计算评估的能量释放过程中的重联被发现是在良好的定性与分析估计。此外，我们更进一步，并进行了初步的研究大气响应的重联。我们发现，在取消，无论是热喷射或冷的或热和冷喷射的组合可以形成，这取决于高度的重联位置。热的结构可以有日冕环的密度和温度，而较冷的结构则暗示着浪涌和大的针状物。
2019-01-09 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
Signatures of magnetic reconnection at the footpoints of fan shape jets on a light bridge driven by photospheric convective motions
动态喷流通常出现在光桥（LB）上，这是研究太阳黑子衰变的关键。到目前为止，它们的形成机制还不完全清楚。在本文中，我们使用古德太阳望远镜、界面区成像光谱仪、Hinode上的分光偏振仪和太阳动力学天文台上的大气成像组件（AIA）的最新观测数据来分析扇形喷流在LB上的详细信息。从H $α$速度可以看出，射流在上升阶段有持续上升运动，持续时间为12分钟，并与H $α$线翼增强有关。在AIA 171和193通道中可见的扇形喷流的明亮前部出现两个迷你喷流，时间间隔短至1分钟。利用H $α$线翼增强，在光球图像中识别出两种小尺度对流运动。一个似乎与新的对流单体的形成有关，另一个表现为穿过对流单体的暗线的运动。三瓣Stokes V剖面的发现及其NICOLE反演结果表明，LB中存在极性相反的磁场线。从H $α$ -0.8图像中，我们发现带状增亮沿LB传播，可能表明滑动重联。我们的观测结果支持所研究的扇形喷流是由磁重联引起的，光球对流运动在触发磁重联中起着重要作用。
2018-11-09 astro-ph.SR
Asymmetric Magnetic Reconnection in Weakly Ionized Chromospheric Plasmas
太阳色球层中磁重联的现实模型必须考虑到等离子体是部分电离的，并且在任何两个经历重联的磁通量束内的等离子体条件可能不相同。当新出现的通量与先前存在的上覆通量相互作用时，色球层中可能发生不对称重联。我们提出了2.5D模拟弱电离的非对称重联，反应等离子体的磁场强度，离子和中性密度，温度是不同的，在每个上游区域。等离子体和中性成分分别演化，以允许非平衡电离。在以前的色球重联模拟中，电流片变薄到中性离子平均自由程的尺度，离子和中性流出强烈耦合。然而，离子和中性流入是不对称解耦的。在磁不对称的情况下，中性粒子从弱场（高密度）上游区域穿过电流片进入强场上游区域的净流动是由中性压力梯度引起的。因此，与外流一起拖曳的中性粒子更有可能来自弱场区域。霍尔效应导致发展的特征四极磁场修改的不对称性，但X点的几何形状预期在霍尔重联不会发生。所有的模拟显示了初始层流阶段后的等离子体团的发展。
2015-04-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Formation of chromospheric fan-shaped jets through magnetic reconnection
本研究利用GST、AIA和HMI数据，发现色球扇形喷流由磁通量对消驱动的周期性磁重联产生，并符合迷你暗条爆发模型。
2025-04-24 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
Flare Induced Photospheric Velocity Diagnostics
利用RADYN和RH程序对太阳耀斑进行了辐射流体动力学模拟，研究了电子束加热引起的光球Fe I谱线的扰动。我们调查如何在光束参数的变化导致在诱导光球速度的可辨别的差异。线合成显示显着的色球贡献的线轮廓，导致一个明显的红色不对称性高达40米/秒接近最大的光束加热的时间，这是不反映的上升流速度，在这些时间产生的辐射流体动力学模拟。整个谱线轮廓的明显红移是由显着的色球发射产生的，它的蓝移高达400米/秒，并填充了近静止光球吸收轮廓的蓝色一侧。因此，在耀斑期间从光球线剖面中可以得到的速度信息必须小心处理，以减轻大气较高部分提供错误速度信号的影响。
2021-05-05 astro-ph.SR
Multi thermal atmosphere of a mini solar flare during magnetic reconnection observed with IRIS
界面区成像光谱仪（IRIS）具有很高的空间和时间分辨率，可以对磁重联期间的太阳色球和日冕活动进行特殊的等离子体诊断。本工作的目的是研究等离子体的精细结构和动力学在喷流的基础上形成一个小型耀斑之间的两个新兴的磁通量（EMF）与IRIS和太阳动力学天文台（SDO）的仪器观测。我们进行时空分析的IRIS光谱中观察到的光谱范围内的Mg II，C II，和Si IV离子。利用云模型技术计算了Mg Ⅱ谱线的多普勒速度。强不对称Mg II和C II线剖面与扩展的蓝色翅膀观察重联网站（喷基地）解释存在两个色球温度云，一个爆炸云蓝移在290公里/秒和一个云较小的多普勒频移（约36公里/秒）。同时在相同的位置（喷气基地），几个过渡区线（如O IV和Si IV），镁II的三重线的巴尔默连续和吸收的识别色球线在Si IV广泛的配置文件的发射强发射已被观察和分析。这样的IRIS线和连续辐射的观测，使我们能够提出一个分层模型的白光迷你耀斑大气层的多层不同的温度沿视线，在重联电流片。这是我们第一次能够通过使用云模型技术来量化垂直于喷流方向喷射的冷云的快速（可能是Alfvénic流）。我们推测，在重联过程中，被抛射出的云团可能来自于被束缚在两个电磁场之间的等离子体，也可能是色球层温度（冷）的上升流物质引起的
2020-10-29 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
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
Relation of coronal rain originating from coronal condensations to interchange magnetic reconnection
利用极紫外图像，我们最近提出了一个新的和替代的日冕雨形成机制，由于交换磁重联沿磁开放场线。在本文中，我们报告日冕雨在色球和过渡区的温度起源于日冕凝聚之间的重新连接的开放和封闭的日冕环。为此，我们采用了界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。在2013年10月19日左右，IRIS在太阳东南边记录到一场沿弯曲路径的日冕雨。与此相关的是，我们发现了一个系统的较高的开放功能和较低的躺在AIA图像中反复发生的闭环之间的重新连接。在这个过程中，地势较高的特征形成了磁倾角。作为响应，两组新重新连接的环出现并从重新连接区域缩回。在10月18日至20日的几天里，由于热不稳定性，在下降中，日冕等离子体的冷却和冷凝事件重复发生了七次。冷凝流向下的表面，日冕雨，冷凝之间的平均间隔为6.6小时。在IRIS数据可用的情况下，我们发现冷凝冷却到色球温度。根据我们的观测结果，我们认为，在色球温度下观测到的一些日冕雨事件可以用新的和替代的日冕雨形成的情景来解释，在这种情景下，凝结是由交换重连促进的。
2020-11-02 astro-ph.SR
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。
2020-05-30 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
Can Sub-photospheric Magnetic Reconnection Change the Elemental Composition in the Solar Corona?
在恒星的日冕中，低第一电离势（FIP）元素的丰度通常与它们的光球值不同。太阳和太阳型恒星的日冕大多表现出低FIP元素的增强（FIP效应），而更活跃的恒星如M矮星的日冕通常具有逆FIP效应（I-FIP）。在这里，我们观察补丁的I-FIP效应太阳等离子体在AR 12673，一个高度复杂的β/γ/δ活动区。我们认为，合并的太阳黑子，更具体地说，在本影强光桥的本影，是观察I-FIP效应等离子体的首选位置。此外，活动区的磁场复杂性和快速通量出现的主要事件也导致了重复和强烈的耀斑。在穿越本影的耀斑带中色球等离子体的诱导蒸发使得在AR 12673的日冕中观测到四个局部的I-FIP效应等离子体斑块。这些观测结果可以解释的有质动力分馏模型的上下文中预测，等离子体与I-FIP效应的组合物是由来自色球层以下的波的折射。我们认为，在太阳活动区产生I-FIP效应等离子体的波是由合并通量系统的次光球重联产生的。虽然我们只瞥见了I-FIP效应分馏的签名，这种相互作用产生的补丁在太阳上，在高度活跃的M星，它可能是占主导地位的过程。
2020-03-06 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
The role of the chromospheric magnetic canopy in the formation of a sunspot penumbra
本研究通过GRIS@GREGOR观测发现，色球冠盖是太阳黑子半影形成的必要条件，但倾斜磁场并非源于冠盖，而是从下方浮现并被其阻挡。
2023-03-13 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
Rapid Changes of Photospheric Magnetic Field after Tether-Cutting Reconnection and Magnetic Implosion
光球磁场的快速、不可逆变化被认为是太阳耀斑过程的一个重要因素。这封信报告了2011年2月13日NOAA AR 11158 M6.6耀斑期间磁场的快速变化，我们从日震和磁成像仪的矢量磁图中发现了12分钟的节奏。在非线性无力场（NLFFF）假设下，利用太阳耀斑极大值前后~-5.5，-1.5，1.5和4小时的高分辨率磁象图重建三维日冕磁场。紫外和硬X射线图像也被用来阐明磁场的演变和能量释放。快速变化主要由HMI在位于磁S形中心的紧凑区域中检测到，其中平均水平场强表现出28%的显著增加。该区域位于色球层中的初始强UV和硬X射线源之间，根据NLFFF模型，它们与S形的中央脚是同空间的。NLFFF模型进一步表明，强日冕电流集中在该地区的正上方，更有趣的是，日冕电流系统在S型爆发后经历了明显的向下崩溃。这些结果进行了讨论，有利于系绳切割重联产生的耀斑和随后的内爆的日冕领域所造成的能量释放。
2011-12-15 astro-ph.SR
