太阳色球层是太阳的一个活跃的动态区域，波和磁场在其中起着重要的作用。为了提高色球诊断，我们提出了新的观测在Ca II 8542进行的SST/CRISP在拉帕尔马，工作在全斯托克斯模式。我们测量了斯托克斯线轮廓的活动区域。靠近太阳临边观测到的线剖面显示所有四个斯托克斯参数的信号，而靠近盘中心观测到的剖面仅显示斯托克斯I和V的噪声水平以上的信号。我们使用LTE反演代码“NICOLE”推导出在没有半影的小圆黑子中存在的本影闪光中的大气参数。
英文摘要：
The solar chromosphere is a vigorously dynamic region of the sun, where waves and magnetic fields play an important role. To improve chromospheric diagnostics, we present new observations in Ca II 8542 carried out with the SST/CRISP on La Palma, working in full-Stokes mode. We measured Stokes line profiles in active regions. The line profiles observed close to the solar limb show signals in all four Stokes parameters, while profiles observed close to disk center only show signals above the noise level in Stokes I and V. We used the LTE inversion code 'NICOLE' to derive atmospheric parameters in umbral flashes present in a small round sunspot without penumbra.
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。
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。
Tracing the Chromospheric and Coronal Magnetic Field with AIA, IRIS, IBIS, and ROSA Data
本研究的目的是探讨活动区的磁模拟的色球图像的适用性。我们使用高分辨率的图像（0.1 "），来自Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS），H-α 6563 A线的太阳大气快速振荡（ROSA）仪器，2796 A线的界面区成像光谱仪（IRIS），并将这些色球图像得到的非势磁场模型与日冕（171 A等）大气成像组件（AIA）图像得到的非势磁场模型进行了比较。和色球层（304 A）波长。曲线-线性结构自动跟踪在这些图像中的OCCRENT-2代码，我们向前拟合磁场线计算的垂直电流近似非线性力自由场（VCA-NLFFF）代码。我们发现色球图像：（1）显示出清晰的曲线-线性结构（2）这些曲线-线性结构通过约4 - 7度的中值未对准角与最佳拟合解场对准;（3）由日冕资料计算的自由能可能低估由色球资料计算的自由能约2 - 4倍，（4）色球特征的高度范围仅限于h~4000 $ km, while coronal features are detected up to h ~ 35,000$ km，（5）等离子体β参数为β~10 ^（-5）-10 ^（-1）。我们的结论是，色球图像揭示了重要的磁结构，是互补的日冕图像，需要包括在全面的磁场模型，一个追求，是不适应标准NLFFF代码。
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。
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）
Estimating the coronal and chromospheric magnetic fields of solar active regions as observed with the Nobeyama Radioheliograph Compared with the Extrapolated Linear Force-Free Field
Chromospheric emission of solar-type stars with asteroseismic ages
在冷恒星的主序星寿命期间，由于磁制动驱动恒星自旋下降，恒星的磁活动会衰减。年轻恒星的色球发射演化已经得到了很好的研究，但是在确定主序上较老的冷恒星的年龄方面的困难使得过去对较老恒星的研究变得复杂。在这里，我们报告的色球Ca II H和K线测量的26个主序星冷星的星震年龄超过一千兆年和光谱类型F和G。我们发现，对于G星和较冷的F型星仍然有对流信封的磁活动继续减少恒星年龄超过10亿年。我们的磁活动测量没有显示出磁制动机制停滞的证据，这已经被报道为G和F型恒星的恒星自转与年龄。我们还发现，在我们的样本中的冷F星的测量R 'HK指标值低于预测的年龄-活动关系，主要是从年轻的星团的数据校准。我们的结论是，在个人的光谱类型箱，色球磁活动与恒星年龄，即使是老恒星。
Chromospheric magnetic field extrapolations reveal the flux-rope configuration of a solar filament
High Altitude Observatory, NSF National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；National Solar Observatory（美国国家太阳天文台）；School of Electrical and Electronic Engineering, University of Sheffield（谢菲尔德大学电气与电子工程学院）；Department of Astronomy, Eötvös Loránd University（罗兰大学天文学系）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO), Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（久洛·巴约·佐尔坦太阳观测站（匈牙利太阳物理基金会））；Solar Physics and Space Plasma Research Centre (SP2RC), School of Mathematics and Statistics, The University of Sheffield（谢菲尔德大学数学与统计学院太阳物理与空间等离子体研究中心）；Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research, University of Graz（格拉茨大学卡恩泽霍厄太阳能与环境研究观测站）
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
The relation between stellar magnetic field geometry and chromospheric activity cycles I: The highly variable field of Epsilon Eridani at activity minimum
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 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。
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。
