Stars between about 4 and 25 solar masses spend a significant fraction of their post-main sequence lifetime as red supergiants (RSGs) and lose material via stellar winds during this period. For RSGs more massive than 10 solar masses, this mass loss becomes of evolutionary significance, and probably determines the upper mass limit of RSGs in the Hertzsprung-Russell diagram. Despite decades of observations, the driving mechanism responsible for mass loss in RSGs remains unknown. Mainly this is because the optical spectrum accessible from the ground provides almost no useful wind diagnostics, and what information is obtained is spatially averaged over the entire wind volume. However, within the last decade, Hubble Space Telescope (HST) observations of many useful ultraviolet wind diagnostics have been obtained at a high signal-to-noise ratio and spectral resolution. In particular, RSGs in eclipsing binaries can provide spatially resolved observations of stellar chromospheres and winds. I review possible RSG wind acceleration mechanisms, discuss some observational constraints, and present some empirical models of RSG chromospheres and winds.
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）
Pulse-beam heating of deep atmospheric layers triggering their oscillations and upwards moving shocks that can modulate the reconnection in solar flares
What causes the large extensions of red-supergiant atmospheres? Comparisons of interferometric observations with 1-D hydrostatic, 3-D convection, and 1-D pulsating model atmospheres
The Mg I b triplet and the 4571 Å line as diagnostics of stellar chromospheric activity
上下文在文献中，Mg I 4571三线态和b三线态被认为是太阳和恒星活动的诊断，因为它们是在低色球层形成的。目的。研究这四条谱线作为类太阳恒星色球活动诊断的潜力，通过改变大气模型和恒星参数，研究这些谱线的强度与当地大气变化的关系。方法.从Next-Gen光球模型出发，建立了包括光球、色球和过渡区的大气模型网格，求解了辐射转移，得到了合成轮廓，并与主序星、类太阳恒星（有效温度在4800-6400 K之间）、太阳重力和太阳金属丰度的观测光谱进行了比较。结果我们发现，Mg I 4571的线是显着敏感的局部变化，在大气模式周围的最低温度。相反，b三重态的谱线对当地大气结构的变化没有明显的响应。
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XIX. B-type Supergiants - Atmospheric parameters and nitrogen abundances to investigate the role of binarity and the width of the main sequence
The unique capabilities of HST for stellar physics: Probing Atmospheric Structure, Chromospheres, and Mass Loss of Evolved Stars
University of Oslo（奥斯陆大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Keele University（基尔大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；Institute For Research In Fundamental Sciences（基础科学研究所）；Paris Observatory（巴黎天文台）
What do iris observations of Mg II k tell us about the solar plage chromosphere?
我们分析观测的Mg II K线，Mg II UV从属线，和O I 135.6 nm线的接口区域成像光谱仪，以更好地了解太阳斑色球。我们还比较了瑞典1米太阳望远镜的Hα线，Ca II 8542线，太阳动力学天文台/大气成像组件的日冕19.3 nm线的观测。为了了解所观察到的Mg II配置文件，我们比较这些意见的数值实验的结果。在谱斑中发现的单峰或平顶的Mg II K分布意味着在高柱质量和约6500 K的热而致密的色球层处存在一个过渡区。这种情况是支持所观察到的苔藓亮度和填充的配置文件很少或没有自我逆转之间的大规模相关性。在斑中发现的大的翼宽也意味着一个热而致密的色球层，色球层温度急剧上升。Mg II次级谱线中没有发射限制了色球温度和温度升高的高度，而O I 135.6 nm谱线的宽度限制了非热速度为约7 km/s。
An observationally-constrained model of strong magnetic reconnection in the solar chromosphere. Atmospheric stratification and estimates of heating rates
光球磁场的演化对能量向色球层和日冕的传输起着关键作用。在活动区域中，新出现的磁通量与先前存在的磁场相互作用，这可以导致将磁能转换为热能的重联事件。我们的目标是研究由磁通量抵消触发的强重联事件所引起的加热。我们使用成像光谱偏振数据的Fe I 6301 A，Fe I 6302 A，钙II 8542 A和钙II K获得的CRISP和CHROMIS仪器在瑞典1米太阳望远镜。使用STIC代码使用多原子、多线非LTE反演来反演该数据。反演产生了一个三维模型的重连事件和周围的大气，包括温度，速度，微湍流，磁文件配置，和辐射损失率。大气模型显示，出现了一个预先存在的主要单极场的大小为几个弧秒的磁回路。在重联区预计，我们看到的色球温度增加约2000 K，以及双向流动的顺序为10公里秒$^{-1}$从该地区发出。我们看到Ca II K中直径约为0.2角秒的明亮斑点以100 km s $^{-1}$量级的天平面速度和100 km s $^{-1}$的蓝移速度移动，我们将其解释为从同一区域喷出的等离子体团。这一证据与重连的理论模型是一致的，因此我们得出结论，重连正在发生。在我们的推断模型中的重联网站的色球辐射损失高达160千瓦米$^{-2}$，提供了定量的约束理论模型，旨在模拟重联所造成的通量出现在色球。
上下文B型超巨星是研究各种天体物理学课题的通用工具，从恒星大气层到恒星和星系演化，再到宇宙距离尺度。目标。混合非LTE的方法-线覆盖模型大气计算的假设下，当地的热力学平衡（LTE）结合线形成计算，占LTE的偏差-进行了测试的定量分析的B-型超巨星与质量$M<30 M_{\odot}$，表征一个样本的14个银河系物体。方法.流体静力学平面平行大气结构和合成谱计算与Kurucz的Mesquas 12代码连同非LTE线形成代码细节/表面进行比较，从完整的非LTE计算结果与Tlusty，和湍流压力的影响模型进行了研究。高分辨率光谱分析大气参数，使用斯塔克加宽氢线和多金属电离平衡，并为元素丰度。通过考虑恒星演化轨迹和Gaia EDR 3的弛豫时间，导出了基本的恒星参数.星际红向目标恒星是通过匹配模型的光谱能量分布，以观察到的。结果我们的混合非LTE的方法被证明是相当于流体静力学充分的非LTE模型的更深的光球层的B型超巨星考虑。湍流压力可能与大于10 km s $^{-1}$的微湍流速度相关。通过同时使多个指标一致，所有导出的参数都实现了高精度和准确度。化学物种（He，C，N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，Ar，Fe）的丰度是以0.05至0.10 dex的不确定性推导出来的。得到的N/C与N/O的比值与Geneva恒星演化模型的预测一致。
Height dependence of the penumbral fine-scale structure in the inner solar atmosphere
利用干涉二维光谱仪在光球Fe I 617.3 nm和色球Ca II 854.2 nm谱线上进行的全斯托克斯测量，研究了一个大型的、发育完全的太阳黑子半影区的物理参数，该黑子是过去两个太阳活动周中最大的黑子之一。用NICOLE程序反演测量，得到了从光球层底部到色球层中部半影区磁场的三维结构。我们分析了方位和垂直梯度的磁场强度和倾角。我们的研究结果提供了新的见解半影磁场在色球层的性质在大气高度未探索在以前的研究。我们发现的小规模的脊柱和脊柱内的磁场强度和倾斜度在所有调查的大气高度结构的签名。特别是，我们报告了典型的峰-峰变化的磁场强度和倾角的$\approx 300$ G和$\approx 20^{\circ}$，分别在光球，和$\approx 200$ G和$\approx 10^{\circ}$在色球。此外，我们还估算了半影区磁场强度的垂直梯度：在光球层和中色球层之间，我们发现磁场强度的垂直梯度为$\approx 0.3$ G km $^{-1}$。有趣的是，光球磁场梯度的变化标志从负的内部到正的外部半影。
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
Chromospheric polarimetry through multi-line observations of the 850 nm spectral region
未来的太阳任务和地面望远镜的目标是了解太阳色球层的磁性。我们在Quintero Noda等人（2016）中进行了一项支持性研究，重点是红外Ca II 8542 A线，我们得出结论认为这是最佳候选者之一，因为它对从光球层到中间色球层的大范围大气高度敏感。然而，我们认为，值得尝试改进由这条线观察到的额外谱线产生的结果。在这方面，我们研究了邻近的太阳光谱，寻找能够增加对大气参数敏感性的谱线。有趣的是，我们发现了几个光球线，大大提高了光球的灵敏度磁场矢量。此外，它们位于靠近第二色球线，也属于钙II红外三重态，即钙II 8498 A线，并提高了在色球层的大气参数的灵敏度。我们的结论是，在Ca II 8542 A线附近的线，不仅增加了它的灵敏度，在所有层的大气参数，但它们也构成了一个很好的光谱窗口色球偏振测量。
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。
Universal Scaling Laws for Solar and Stellar Atmospheric Heating: Catalog of Power-law Index between Solar Activity Proxies and Various Spectral Irradiances
Three-dimensional magnetic structure of a sunspot: comparison of the photosphere and upper chromosphere
我们调查的磁场的太阳黑子在上色球层，并比较它的领域的光球属性。我们用安装在德国真空塔望远镜（VTT）上的Tenrife红外偏振仪-2（TIP-2）对活动区NOAA 11124的主要前沿黑子进行了为期两天的观测。通过对He I三重态在1083.0 nm处的斯托克斯光谱反演，得到了上色球层的磁场矢量。为了与光球层进行比较，我们应用了Si I 1082.71 nm和Ca I 1083.34 nm线的高度依赖反转。我们发现，在上层色球的本影磁场强度是由一个1.30-1.65倍的光球相比，低。本影的磁场强度从光球层到上色球层以平均0.5-0.9 G km $^{-1}$的速率减小。两个大气层之间的磁场强度差异从太阳黑子中心到太阳黑子的外边界逐渐减小，而磁场（特别是其水平分量）在黑子外的色球层中更强，这暗示着一个磁冠。太阳黑子的扭曲在两个层中平均是相似的。然而，光球层和色球层之间的差异扭曲迅速增加的外部半影边界。光球层中的磁场矢量相对于太阳表面的水平度比色球层上部高出大约5-20 $^\circ$。在光桥之上，色球层的磁场与本影中的磁场一样强，而光桥的磁场比光球层中的磁场弱大约1 kG。这表明光桥上方有一个尖状的磁场结构。
The effect of winds on atmospheric layers of red supergiants II. Modelling VLTI/GRAVITY and MATISSE observations of AH Sco, KW Sgr, V602 Car, CK Car and V460 Car
Chromospheric resonances above sunspots and potential seismological applications
太阳黑子本影的振荡在光球层和色球层表现出明显的差异。我们评估了两个相互竞争的情况下提出的解释这些意见：色球谐振腔和波从光球层上层大气层。我们采用数值模拟来分析这两种模型中的振荡。并与低色球层（Na I D2）和高色球层（He I 10830）的观测结果进行了比较。谐振腔的节点可以被检测为相位跳变或功率骤降，尽管后者的识别不足以声称谐振的存在。与此相反，速度和温度波动之间的相位差揭示了驻波，并明确地证明了存在的声学谐振器以上的阴影。我们的研究结果提供了一种新的地震方法来探测活动区色球通过检测共振节点。
Vertical Propagation of Acoustic Waves in the Solar Inter-Network as Observed by IRIS
利用界面区成像光谱仪（IRIS）对宁静太阳（QS）的观测，研究了光球过渡区（TR）中声波的传播。我们选取了几条IRIS谱线，包括光球层（Mn { \sc i} 2801.25~ K）、色球层（Mg { \sc ii} k 2796.35~ K）和TR（C { \sc ii} 1334.53~ K），研究了声波在光球层和色球层之间的传播.几分钟的振荡（即，周期为1.6 - 4.0分钟）成功地从光球层传播到色球层，这是由正相位滞后的优势所证实的。然而，在更高的周期制度（即，大于$\approx$ 4.5分钟），则向下传播占主导地位是由负相位滞后所明显的。波的广谱（即，2.5-6.0分钟）从色球层自由向上传播到TR。我们发现只有大约45%的位置（70%）显示色球层和TR之间的相关性。我们的结果表明，色球层/TR内观测到的3分钟振荡的根源位于光球层。观测还表明，5分钟振荡从色球层向下传播。\textbf{However, some locations within QS also show successful propagation of 5 minute oscillations as revealed by positive phase lags, which might be the result of magnetic field}。此外，我们的研究结果清楚地表明，一个显着的权力…
