We combine results from interferometry, asteroseismology and spectroscopy to determine accurate fundamental parameters of 23 bright solar-type stars, from spectral type F5 to K2 and luminosity classes III to V. For some stars we can use direct techniques to determine the mass, radius, luminosity and effective temperature, and we compare with indirect methods that rely on photometric calibrations or spectroscopic analyses. We use the asteroseismic information available in the literature to infer an indirect mass with an accuracy of 4-15 percent. From indirect methods we determine luminosity and radius to 3 percent. For Teff we find a slight offset of -40+-20 K between the spectroscopic method and the direct method, meaning the spectroscopic temperatures are too high.
From the spectroscopic analysis we determine the detailed chemical composition for 13 elements, including Li, C and O. We find no significant offset between the spectroscopic surface gravity and the value from combining asteroseismology with radius estimates. From the spectroscopy we also determine vsini and we present a new calibration of macro- and microturbulence. From the comparison between the results from the direct and spectroscopic methods we claim that we can determine Teff, log g, and [Fe/H] with absolute accuracies of 80 K, 0.08 dex, and 0.07 dex. The indirect methods are important to obtain reliable estimates of the fundamental parameters of relatively faint stars when interferometry cannot be used. Our study is the first to compare direct and indirect methods for a large sample of stars, and we conclude that indirect methods are valid, although slight corrections may be needed.
Coronal Bright Points as possible sources of density variations in the Solar Corona
最近对日地关系天文台（STEREO）在太阳活动极大期附近拍摄的高节奏白光图像的分析表明，外流密度结构在太阳风中以一种普遍存在的方式释放。本研究调查这些密度波动是否可能起源于日冕亮点（CBP）期间观察到的低日冕的瞬态加热。我们假设，在CBP期间测量到的强烈加热的一部分发生在日冕底部的开放磁场，通道形成太阳风。我们采用太阳风模型MULTI-VP来量化由瞬态加热引起的等离子体压缩，并研究所引起的扰动如何传播到上日冕。我们表明，与统计学比较，在CBPs中观察到的压缩波最初增加了局部等离子体密度的一个因素高达50 $\%$在5 R $_\odot$的加热速率。波迅速扩大超过30个太阳半径和密度的局部增强减少超过。基于在以前的研究中测量的CBPs的发生率，我们施加瞬态加热事件在数千个开放的磁场线的基础上，研究整个3-D电晕的响应。然后，模拟的密度立方体被转换成合成白光图像。我们表明，由此产生的亮度变化占据所有的位置角的时间尺度上的小时的图像。我们的结论是，一个显着的一部分，无处不在的亮度变化的太阳日冕可能起源于强大的瞬态加热的流管引起的CBPs。
The Atmospheric Response to Large Electron Beam Fluxes in Solar Flares III: Comprehensive Modeling of the Brightest Observed Near-Ultraviolet Continuum Source in an X9 Solar Flare
National Solar Observatory, University of Colorado Boulder（美国国家太阳天文台，科罗拉多大学博尔德分校）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（大气与空间物理实验室，科罗拉多大学博尔德分校）
Synchronized Observations of Bright Points from the Solar Photosphere to Corona
太阳大气中最重要的特征之一是磁网络及其与过渡区（TR）和日冕亮度的关系。了解能量是如何进入日冕的，以及它是如何沿着深光球层和色球层之间的磁力线穿过TR和日冕的。一个很好的运输代理是界面区域成像光谱仪光栅扫描和成像观测近紫外和远紫外发射通道，具有高时空分辨率。在这项研究中，我们专注于与IRIS观察到的安静的太阳。Si IV、C II和Mg II k线的高信噪比和强发射强度的数据在TR亮网点中显示出高相关性。将IRIS强度图和多普勒图的结果与太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的结果进行了比较。平均网络强度剖面显示出与AIA日冕通道的强相关性。此外，我们应用HMI的磁网络同步观测，发现太阳大气层各级网络亮点之间存在很强的关系。这些网络元素的特征表现出高多普勒速度区域和大的磁特征。日冕亮点发射的占主导地位的部分，伴随着光球中的磁源，表明磁场集中在网络rophiles可以帮助内外太阳大气之间的耦合。
A universal scaling between damping time and period of quasi-periodic pulsations from solar EUV brightenings to X-ray stellar flares
Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（太阳-星际卓越中心–SIDC，比利时皇家天文台）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（KU鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Physics Department, University of Warwick（华威大学物理部聚变、空间与天体物理学中心）；Engineering Research Institute “Ventspils International Radio Astronomy Centre (VIRAC)”, Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学“文茨皮尔斯国际射电天文中心（VIRAC）”工程研究所）；Centro de Investigacion en Astronomía, Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学天文学研究中心）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚玻塔观测科学研究所（ARIES））
Moving structures in ultraviolet bright points: observations from Solar Orbiter/EUI
在活动区域的日冕亮点和太阳耀斑中检测到了移动结构，它们是双向的，对称的，同时的和准周期的（Ning & Guo 2014; Ning 2016; Li et al. 2016 a）。它们可以被视为等离子体通过磁重联流出的观测证据。在这篇文章中，我们探索了2020年11月19日在安静的太阳或一个小的活动区域内观察到的15个紫外亮点（UBP）中的成对移动结构，并由太阳轨道器（SolO）上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率（HRI）望远镜在两个通带HRIEUV 174和HRILyα 1216中测量。在10个UBP中观测到的运动结构从亮核开始向两端传播，解释为双向运动结构的发散运动。这些移动结构的特点也是对称性和对称性，在七个UBP的情况下，他们表现出准周期性。它们可能是由磁重联后的流出产生的。另外5个UBP中的运动结构起源于双端，并逐渐靠近，合并在一起，表现为会聚运动，这可能是由通过磁重联的流入引起的，也可能被解释为色球蒸发驱动的上升流。
Seismological determination of the Alfvén speed and plasma-beta in solar photospheric bright points
对\textit{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的宽带滤波成像仪观测到的光球亮点中的阿尔文速度和等离子体β进行了地震学估算。诊断是基于慢磁声波在一个非等温分层光球均匀垂直磁场的理论。我们使用3D区域生长方法识别和跟踪G波段电影中的亮点，并将它们与蓝色连续图像对齐，以获得它们的亮度温度。从118个亮点的连续光变曲线的傅立叶功率谱中，我们发现91个亮点的光变曲线具有明显不同于平静区的振荡特性，周期在2.2- 16.2 min之间。我们发现，当$γ$位于5/3附近时，模型给出了中等的等离子体β值。计算得到的阿尔文速度为9.68 $\pm$ 2.02 km s $^{-1}$，范围为6.3- 17.4 km s $^{-1}$。血浆β估计为0.93 $\pm$ 0.36，范围为0.2- 1.9。
Brightenings AnD Polarity Inversion Tracking (BADPIT) method for studying solar active region evolution before major solar flares
University of Ioannina（约阿尼纳大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）；Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（匈牙利太阳物理学基金会）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Academy of Athens（雅典科学院）
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。
Association of calcium network bright points with underneath photospheric magnetic patches
最近专门进行的日出极区活动揭示了太阳极区存在着集中的千高斯级磁场斑块，这些磁场斑块也被证明与光球层水平的光斑亮点有关。在这项工作中，我们证明，这种空间的磁场的不稳定性持续甚至到色球高度。在太阳网络结构的明亮网络通道中可见的小尺度明亮元素被称为网络亮点。我们使用特殊的日出活动，专门观察太阳的极地地区，研究在最后一个扩展的太阳极小期阶段的极网亮点。利用太阳光学望远镜（SOT）观测到的色球Ca ii H图像，研究了Ca ii H在色球中的分布.对于磁场信息，使用分光偏振计（SP）的2级数据。我们观察到极网亮点和磁场浓度之间有相当大的关联。发现这些亮点的强度与其下光球磁场强度有很好的相关性，两者之间存在线性关系。
Dominance of Bursty over Steady Heating of the 4--8 MK Coronal Plasma in a Solar Active Region: Quantification using Maps of Minimum, Maximum, and Average Brightness
Tracking Magnetic Bright Point Motions Through the Solar Atmosphere
采用高频差、多波长观测和模拟方法，对宁静太阳光球磁亮点进行了分析。这些观测是由邓恩太阳望远镜的太阳大气层快速振荡成像仪和干涉二维光谱仪获得的。我们的分析表明，光球MBPs的平均横向速度约为1 km/s，而它们的色球对应物的平均速度略高，为1.4 km/s。此外，色球的MBPs比相当的光球MBPs大63%左右。将这些速度值与使用MURaM代码生成的数值模拟的输出进行比较。模拟结果相似，但与观测数据相比略有升高。在模拟的G波段图像中发现的平均速度为1.3公里/秒，在连续体形成层上方500公里高度的速度域中发现的平均速度为1.8公里/秒。还分析了速度变化的延迟。建立了模拟数据集各层之间约4 s的平均延迟，并在G波段和Ca II K ROSA观测之间观察到约29 s的值。模拟中的延迟很可能是斜颗粒激波的结果，而观测中发现的延迟可能是半刚性通量管的结果。
Large-scale Bright Fronts in the Solar Corona: A Review of "EIT waves"
"EIT波”是大规模的日冕亮锋（CBF），首次在使用\emph{Solar and Heliospheric Observatory (SOHO)}上的极紫外成像望远镜（EIT）获得的195幅日冕图像中观察到。CBF通常被称为"EIT波”，它通常表现为以100- 700 km/s $^{-1}$的速度伪径向传播穿过太阳盘的扩散波前，波前宽度为50-100 μ m。（$c_s\leq$ 200 km s $^{-1}$）和当地阿尔文速度（$v_A\leq$ 1000 km s $^{-1}$），它们最初被解释为快模磁声波（$v_{f}=(c_s^2 + v_A^2)^{1/2}$）。现在已知它们的传播会被磁声波速度变化的区域所改变，例如活动区域和冕洞，但也有证据表明冕洞边界处存在静止的CBF。后者导致了这样的建议，它们可能是焦耳加热或磁重联等过程的表现，而不是与波有关的现象。虽然CBF的一般形态学和运动学特性及其与日冕物质抛射的关系现在已经得到了很好的描述，但关于它们的激发和传播还有许多问题。特别是，这些神秘的事件作为磁流体动力学波或由于磁拓扑结构的变化的理论解释仍然是很多争论的话题。
