Magnetic cycles of Sun-like stars with different levels of coronal and chromospheric activity -- comparison with the Sun
利用威尔逊山天文台HK计划、凯克和利克天文台加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及拉斯坎帕纳斯天文台麦哲伦行星搜索计划的观测资料，分析了太阳和类日恒星的大气活动。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的类太阳恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并且以其日冕辐射的最低水平和光球通量变化的最低水平与这些恒星区分开来。
2016-05-27 astro-ph.SR
Radial Velocity Variations of Photometrically Quiet, Chromospherically Inactive Kepler Stars: A Link Between RV Jitter and Photometric Flicker
我们比较恒星光度变化，由Basri等人（2011）从开普勒光变曲线测量，与所有加利福尼亚行星搜索重叠恒星的径向速度（RV）均方根（RMS）变化的测量。我们从开普勒光变曲线中重新推导出我们研究样本中所有恒星的自转周期。本文报道的RV变化范围从小于4 m/s到135 m/s，但所有恒星的光度变化幅度都小于3 mmag，反映了RV计划对色球“安静”恒星的偏好。尽管我们的样本尺寸很小，但我们发现具有高度统计意义的RV RMS在光变曲线的傅立叶功率谱中表现得很强：RV中噪声较大的恒星在光变曲线中具有更多的频率分量。我们还发现，所观察到的光变曲线的斑点模型系统地低估了所观察到的RV变化的因素~2- 1000，可能是因为在我们的样品中的低水平光度变化是由不包括在简单的斑点模型的过程驱动。最适合这些模型的恒星往往具有更简单的光变曲线，由单个相对较高振幅的变化分量主导。最后，我们证明了我们样品的RV RMS行为可以在Bastien等人（2013）介绍的光度变化演化图的背景下解释。我们用这张图来推导样本中恒星的表面重力，揭示了其中许多恒星已经偏离了主序星。更一般地说，我们发现具有最大RV RMS的恒星是那些已经演化到该图中的“闪烁底”序列的恒星，其特征是相对较低的振幅，但高度复杂的光度变化随着恒星演化成为亚巨星而增长。
2013-10-27 astro-ph.SR
Determination of the chromospheric quiet network element area index and its variation during 2008-2011
一般认为，谱斑和黑子是太阳辐照度的主要贡献者。太阳上有一些小尺度的结构，它们的中间磁场也可能对太阳辐照度有贡献。目前还没有量化这些小尺度结构对太阳辐照度的贡献以及它在太阳周期中的变化程度。在本文中，我们使用的Ca II K图像从安装在Kodaikanal天文台的望远镜。我们报告了一种方法来分离网络元素的背景结构和plage区域。我们计算了太阳活动周最小阶段和第24周上升阶段的一部分网络元素面积指数的变化。在2008年2月至2011年2月的观测期间，网络元素所占的面积约为太阳盘面的30%，谱斑不到1%。在延长的最小活动期内，观察到网络元件面积指数与2008年网络元件所占面积相比下降了约7%。需要对网络元素面积指数进行长期研究，以了解太阳周期的变化。
2011-10-18 astro-ph.SR
Temperature diagnostics of chromospheric fibrils
本研究利用Ca II 854.2 nm和Mg II h & k谱线观测及反演技术诊断色球纤维热力学结构，发现纤维足点温度比中点高约300 K且呈对称变化，并指出单一Ca II谱线对温度响应不足，需结合多谱线才能准确推断其热力学性质。
2023-02-16 astro-ph.SR
Chromospheric activity and photospheric variation of $α$ Ori during the great dimming event in 2020
2019年底和2020年初所谓的阿尔法猎户座大变暗事件引发了我们对这一时期色球活动行为的兴趣。为了研究色球活动的时间轴，我们推导出一个S_MWO时间序列的TIGRE和威尔逊山的值，我们比较这个长的时间序列与光度数据从AAVSO数据库。此外，我们确定的绝对和归一化的过剩流量的钙II H&K线。为此，我们从TIGRE光谱中估计了有效温度的变化，并发现在2019年11月至2020年2月之间明显下降了约80 K，这与视觉亮度的最小值相吻合。在同一时期，S指数显着增加，但这仅仅是一个对比效应，因为标准化的过剩流量的钙II H&K线没有显着变化。然而，后者在这一事件发生后立即下降。比较组合的S_MWO值和视觉星等时间序列，我们发现在1984年和1985年发生的另一个明显的视觉星等下降期间，S指数也有类似的增加。为了探讨光球上层的动力学，我们分析了6251-6263 A的谱线，发现核心距离的变化与大减光事件有关。这种类型的变化可能是由于上升和下沉的冷羽流作为对流的暂时溢出而引起的。根据我们的研究，我们得出结论，大调光的原因是位于光球。此外，长期光谱和光度时间序列表明，这种巨大的调光似乎并不是一种独特的现象，而是这种调光确实发生得更频繁，这促使人们使用TIGRE等设施进一步监测猎户座阿尔法星。
2022-11-09 astro-ph.SR
On Quasi-biennial oscillations in chromospheric macrospicules and their potential relation to global solar magnetic field
本研究旨在为全球太阳磁场对本地色球喷流，即大针状体（MS）的潜在影响提供进一步的证据。为了找到MS特性的长期变化与其他太阳活动代理之间的联系，包括例如太阳全球振荡频率偏移的时间变化，太阳黑子面积等，建立了一个涵盖七年观测的数据库。该数据库包含362个MS，基于太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在30.4 nm处的观测。五个调查的物理性质MS的三个平滑的原始数据后，显示出明确的长期时间变化。对最大长度、最大面积和平均速度的时间变化进行了小波分析。结果显示，在大约2年的周期性（也被称为准两年振荡-QBO）的强烈模式。比较太阳活动代理，也具有QBO的属性，提供了一些有趣的功能：MS属性的QBO的最小值和最大值发生在相同的时代，这些活动代理的最小值和最大值。对于大多数的时间跨度调查，振荡是异相的。这种异相行为也证实了交叉相关分析。这些结果表明，物理过程，产生和驱动的长期演变的全球太阳活动代理，可能耦合到短期的本地物理过程驱动的macrosicules，并因此调制本地动态的属性。
2018-04-04 astro-ph.SR
Levels of chromospheric and coronal activity in Sun-like stars and various types of dynamo waves
我们分析了HK计划框架下研究的F、G和K类太阳恒星（晚型星）的X射线辐射和色球活动。色球辐射不规则变化的恒星拥有更强大的日冕，而有规则周期活动的恒星的特征是相对温和的X射线光度和X射线与热光度的比率。这表明，与磁场放大对流包络的过程的性质变化明显的过渡从小到大发电机号码，直接影响的阿尔法-欧米茄发电机的字符。由于发电机数和Rossby数对轴向旋转速度的强烈依赖性，早期发现的各种活动参数和Rossby数之间的相关性与我们的结论是一致的。我们的分析使我们有可能得出第一个关于太阳活动在活跃的晚型恒星中发展的类似过程中的地位的确切结论。
2018-07-18 astro-ph.SR
Variation of Chromospheric Features as a Function of Latitude and Time using Ca-K Spectroheliograms for Solar Cycles 15-23: Implications for Meridional Flow
我们分析了在Kodaikanal天文台获得的Ca-K图像，作为1913 - 2004年期间的纬度和时间的函数，涵盖太阳活动周期15至23。我们将色球活动分为plage、Enhanced Network（EN）、Active Network（AN）和Quiet Network（QN）区，以区分大的强活动区和小的弱活动区。强活动区代表磁场的环向分量，弱活动区代表极向分量。我们发现，谱斑的面积主要在50度纬度带内，随11年左右的太阳活动周期而变化。我们还发现，以EN、AN和QN为代表的弱活动在两半球的变化周期约为11年，在纬度50度附近有显著的振幅。在纬度50度附近，变化幅度最小，在极地地区再次小幅增加。此外，谱斑、EN、AN和QN随时间的变化曲线表明，不同纬度的活动极大值出现在不同的时期。为了确定不同纬度带的相位差，我们计算了其他纬度带与35度纬度带的互相关系数。我们发现，太阳活动从中纬度带向赤道带的转移在太阳活动周开始时速度较快，随着太阳活动周的进行，转移速度逐渐减慢。考虑到观测期间的所有数据，移动速度在约19和3 m/s之间变化。这个速度可以与对流层和太阳表面之间的对流的速度联系起来。
2021-02-09 astro-ph.SR
Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter
色球活动产生光度和光谱变化，可能被误认为是行星。穿过星盘的大斑点可以在恒星的光变曲线中产生类似行星的周期性变化。这些斑点明显地影响了谱线的轮廓，它们的扰动改变了谱线的质心，产生了径向速度抖动，这可能会污染”行星引起的变化“。需要精确的色球活动测量，以估计活动引起的噪声，应该预期为一个给定的恒星。目的：我们获得了附近（d < 25 pc）冷（光谱类型F至K）恒星的精确色球活动测量和投影旋转速度，以估计其预期的活动相关抖动。作为一个补充的目标，我们试图获得在不同的活动指标线，允许传统的活动指标，即CaII H & K线，其他持有值得注意的优势的转换之间的关系。方法：采用高分辨率（~50000）中阶梯光栅光谱.为了确定样本中恒星的色球发射，我们使用了光谱减法技术。使用互相关技术确定旋转速度。为了推断与活动相关的径向速度（RV）抖动，我们使用该抖动与R '_HK指数之间的经验关系。结果如下：我们测量了色球活动，在整个光谱中由不同的指标给出，并预测了附近371颗冷恒星的旋转速度。我们已经建立了最重要的色球发射线之间的经验关系。最后，我们使用测得的色球活动，估计预期的RV抖动的样本中的活动恒星。
2010-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar and Solar-type Stars Atmosphere's Activity at 11-year and Quasi-biennial Time Scales
我们研究了新的同步观测的光球和色球辐射的33个太阳型恒星和太阳在香港的项目，在过去的20年中进行的通量变化。除了威尔逊山天文台发现的已知的11年时间尺度的恒星色球发射周期变化外，我们还发现了一种类似于太阳辐射准两年变化的递归现象。给出了在准两年尺度上恒星辐射通量变化周期的计算结果。
2011-02-19 astro-ph.SR
Chromospheric activity on late-type star DM UMa using high-resolution spectroscopic observations
我们提出了新的14个高分辨率阶梯光栅光谱，以讨论{He I} D3，{Na I} D1，D2，H α和{Ca II}红外三线态（IRT）中DM UMa色球活动的水平。2015年2月9日和10日首次发现了{He I} D3线连续谱以上的发射。2月9日的发射是有史以来探测到的最强的DM Uma。我们分析了这些色球活动指标，采用减谱技术。减影光谱显示{Na I} D1、D2线中的弱发射，H α线中的强发射，以及{Ca II} IRT线中的明显过量发射。我们的EW 8542/EW 8498比率值偏低，在1.0-1.7的范围内。在这些色球活动线（特别是H α线）的等效宽度光变曲线中，色球活动水平也有明显的相位变化。这些现象可以用耀斑事件或色球活动水平的旋转调制来解释。
2016-11-22 astro-ph.SR
Photometric properties of new solar H alpha commercial Fabry-Perot etalons. Application to the analysis of the chromospheric fringe
我们考虑使用市售的法布里-珀罗标准具（FP）的太阳色球成像的H α线的HI。准确分析了直径为40、60和90 mm的三种标准具。在垂直入射的最大透射波长以及精细度进行了评估。本文给出了精确拟合点光源准平行光束透射中心波长变化的多项式曲线。进一步的校准已经完成了光度精度使用实验室设置，包括i/一个16位CCD相机; ii/一个光谱功率为110000的Littrow光谱仪，给出了0.0058 nm/像素的线性色散和iii/一个人造太阳用作光源和iv/精确可调位置的光学组件，包括F-P标准具。此外，使用低压氘2D光谱灯同时使用分束器照明可调入射狭缝进行精确的实验室波长校准。给出了各标准具的光谱透射变化的半高宽随平行光束入射角的变化。第一次尝试性地讨论了使用低但重要的孔径/比所产生的后果。一个应用程序的太阳物理学的兴趣时，使用临边filtergrams精确的光度测量工作进行说明和讨论，重点是光度测量精度从使用这样的标准具前的入口孔径的成像望远镜。使用小型望远镜拍摄了极地和赤道边缘附近的太阳色球层壳的单色图像，以推断极地和赤道典型平均厚度的变化，解释为上一次太阳活动极小期（2009年）期间观测到的色球层壳的延长效应。
2012-09-17 astro-ph.SR
The Fe i lines and the chromospheric activity
本文通过更新Fe I原子模型并计算1715条谱线，研究色球活动对晚型恒星Fe I谱线的影响，发现部分谱线对色球加热更敏感，建议在获取恒星参数时考虑或排除这些谱线。
2024-05-05 astro-ph.SR
An investigation of chromospheric activity spanning the Vaughan--Preston gap: impact on stellar ages
色球活动被广泛用作太阳型恒星的年龄指标，其依据是早期证据表明，从年轻和活跃的恒星到年老和不活跃的恒星会有一个平稳的演化过程。我们分析了两个疏散星团中五颗太阳型恒星的色球活动，以研究色球活动如何随时间演变。我们拍摄了IC 4756中3颗星和NGC 5822中2颗星的UVES高分辨率、高信噪比光谱，并结合以前研究的数据集进行了重新分析。深层光球Ca II K线的发射核心被用作色球活动的探测器。新样本中的所有5颗恒星，包括1.2 Gyr-old NGC 5822中的恒星，其活动水平与毕宿二和Praesepe相当。对我们的数据的一个可能的解释是，太阳型恒星的色球活动，从毕星团的年龄到太阳的年龄，并没有平稳地演变。恒星从活跃到不活跃的变化是在很短的时间尺度上发生的。这种转变前后的演变远不如周期性和长期变化那么重要。我们表明，文献中提出的数据，以支持年龄和活动之间的相关性，也可以根据我们的研究结果进行不同的解释。
2010-05-03 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric confirmation of chromospheric activity in four stars
本文分析了四颗冷星BD+135000、BD +113024、TYC 3557-919-1和TYC 5163-1764-1的中分辨率光谱和长期V带光度。光谱分析表明，这些恒星在K 0或K1光谱类型上都是巨星或亚巨星，它们的Ca ii H& K线都具有发射特征。这些特征似乎是随着恒星的旋转而调制的。除BD+11 3024外，我们观测到目标星的径向速度不稳定，这表明它们可能是双星系统的一员。全球光度数据分析表明，BD+13 5000和TYC 5163-1764-1的周期变化明显，分别为8.0 $\pm$ 0.3和5.04 $\pm$ 0.04年。除此之外，我们观察到BD+11 3024的平均亮度急剧增加（$\sim$ 0 \fm 7），伴随着2.87 $\pm$ 0.12的周期变化，嵌入到全球增亮趋势中，这表明该恒星可能存在多个周期。
2018-01-18 astro-ph.SR
High Dispersion Spectroscopy of Solar-type Superflare Stars. II. Stellar Rotation, Starspots, and Chromospheric Activities
利用Subaru/HDS对50颗超耀斑星进行了高色散光谱观测。这50颗恒星是从我们从开普勒数据中发现的太阳型超级耀斑恒星中选出的。在这50颗目标超耀斑恒星中，超过一半（34颗恒星）没有显示出双星的证据，我们在之前的研究中估计了这34颗恒星的恒星参数（Notsu et al. 2015，以下称为论文I）。根据我们以前利用Kepler观测数据的研究，超耀斑星表现出准周期性的亮度变化，其幅度（0.1 ~ 10%）远大于太阳黑子在太阳表面旋转所引起的太阳亮度变化幅度（0.01- 0.1%）。在这项研究中，我们研究了这些准周期性的亮度变化的超级耀斑的恒星是否可以解释为一个相当大的星斑恒星的旋转，通过使用恒星参数导出的文件I。首先，我们确认了投影旋转速度$v \sin i$的值与根据亮度变化的周期估计的旋转速度一致。接下来，我们测量了Ca II红外三线和H $α$线的强度，这是恒星色球活动的良好指标，并将它们与其他恒星性质进行了比较。Ca II红外三重线的强度表明，目标超耀斑星的平均磁场强度（$\langle fB\rangle$）可能高于太阳。发现亮度变化幅度与Ca II三线强度之间存在相关性，所有因亮度变化幅度大而被认为具有大星斑的目标都显示出比太阳更高的色球活动。这些结果支持了超耀斑星的亮度变化是由于大星斑的旋转引起的。
2014-12-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cycles of the magnetic activity of the Sun and solar-type stars and simulation of their fluxes
研究了小波分析和傅立叶分析在类日恒星和太阳辐射通量变化数据集上的应用。在太阳的情况下，小波分析帮助我们看到了一组周期的值，除了“11年”周期：22年，40-50年和100-120年的长期周期和2- 3，5年和1，3年的短期周期。我们提出了一种方法的色球通量模拟使用的13晚型恒星，其中有很好的确定类似于11年的太阳活动周期的周期性流量变化。我们的通量预测是基于威尔逊山天文台和可比的太阳数据集的色球钙排放时间序列测量。我们发现太阳三分量模型很好地解释了恒星色球观测。
2012-04-05 astro-ph.SR
The chromospheric component of coronal bright points. Coronal and chromospheric responses to magnetic-flux emergence
我们调查的色球对应的小规模日冕环构成一个日冕亮点（CBP）和它的响应光球磁通量增加伴随着同时CBP加热。我们使用了来自AIA和HMI/SDO的联合观测，以及来自Halalpha和Ca II 8542线的快速成像太阳光谱仪的数据。我们使用了一种新的多层光谱反演技术，推导出的时间变化的温度的H α环（HL）。我们发现，对应的CBP，在色球温度下看到的，是由一束黑暗的细长功能命名在这项工作中的H α环，构成了一个组成部分的CBP环磁结构。由于磁通量的出现，光球磁通量的增加伴随着CBP环的日冕发射的上升，这是一个加热插曲。我们还观察到增强色球活动与新的HL和斑驳的发生。虽然日冕发射和磁通量的增加似乎是同时的，CBP的Halpha对应物的响应发生了小于3分钟的小延迟。在一个HL和一个CBP足点中发现了急剧的温度增加，相对于事件前的值估计为46%和55%，也是在日冕加热事件之后的小于3 min的延迟开始的。在整个观测期间，低洼的CBP环结构保持非潜在状态。覆盖日冕的磁拓扑分析揭示了在加热事件的开始和结束时存在一个日冕零点。CBP色球层对应物的响应延迟表明加热可能发生在日冕高度。
2020-12-21 astro-ph.SR
Measurement of the Height of the Chromospheric Network Emission from Solar Dynamics Observatory Images
我们测量了色球网络的高度，在1700，1600，和304 A波段的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）从磁盘上的功能相对于相应的功能在SDO/日震和磁成像仪（HMI）图像的纵向磁场的绝对值的移位。我们发现，在临边附近的304 A网络发射形成3.60 $\pm$ 0.24 Mm以上的1600 A的发射，这反过来，形成0.48 $\pm$ 0.10 Mm以上的HMI（6173 A）的水平。在盘的中心处，相应的高度差分别为2.99 $\pm$ ± 0.02 μ m和0.39 $\pm$ ± 0.06 μ m。我们还发现1600 A的网络发射在1700 A的发射之上在边缘附近形成0.25 $\pm$ 0.02 Mm，在盘中心形成0.20 $\pm$ 0.02 Mm。最后，我们研究了太阳周期的可能变化。我们的结果可以帮助检查和改进大气模式。
2019-11-02 astro-ph.SR
Characteristics and Evolution of the Magnetic field and Chromospheric Emission in an Active Region Core Observed by Hinode
本文描述了日出太阳光学望远镜观测到的活动区核心的磁场和色球辐射的特征和演化。与以往的研究结果一致，我们发现苔藓是单极的，磁通量的空间分布演化缓慢，磁场只是适度倾斜。我们发现，磁力线的倾斜和水平分量是相干的，和磁场主要是剪切的最高磁通量变化被认为是在苔藓间的地区。使用SP磁图的外推，我们表明，磁连接的苔藓是不同的，比在安静的太阳，因为大部分的磁场延伸到显着的日冕高度。苔藓中的磁通量、场矢量和色球发射也呈现出高度动态性，但实际上只显示出在时间尺度上的小尺度变化，其幅度长于根据我们的外推计算的流体动力学环路的冷却时间，这表明存在高频（连续）加热事件。在20- 30分钟的时间尺度上，发现了通量（Ca 2强度）在100- 200 G（DN）量级上变化的一些证据，这可以被视为低频加热的指示。然而，我们发现，只有一小部分（10%）的我们的模拟循环预计将在这些时间尺度上冷却，我们没有发现明确的证据表明，通量的变化一贯产生色球强度的变化。磁通量和色球强度在大多数个别SOT像素的苔藓变化小于~ 20%和~ 10%，分别对环路冷却时间尺度。鉴于色球层的高能量需求，我们认为，这些变化可能足以加热的“温暖”的EUV环路，但高的基础水平可能是更重要的供电植根于苔藓的热核心环路。
2010-06-30 astro-ph.SR
On cyclic activity of the Sun and solar-type stars
本文研究了33颗太阳型星的太阳辐射的11年和准两年变化的周期性。我们的计算是基于新的同步观测的光球和色球发射的33个太阳型恒星和太阳在香港的项目，在过去的20年中进行的流量变化。对观测数据进行了快速傅里叶变换。除了威尔逊山天文台发现的已知的11年时间尺度的恒星色球发射周期变化外，我们还发现了准两年时间尺度的递归。给出了11年和准两年时间尺度上恒星流量变化周期的计算结果
2011-08-27 astro-ph.SR
Chromospheric dynamics and turbulence regulate the solar FIP effect
European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲航天局（ESA），欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）
研究通过结合HYDRAD模拟与FIPpy计算，揭示动态色球条件下FIP偏倚受声学通量和湍流影响，发现湍流抑制分异， flare中湍流增强降低FIP偏倚。
2026-06-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Spectral variations within solar flare ribbons
本研究利用瑞典1米太阳望远镜观测X9.3级耀斑，结合COCOPLOT软件识别出耀斑带内五类光谱子结构，为理解耀斑色球动力学和磁场结构提供了观测依据。
2024-05-17 astro-ph.SR
Variation in the stellar initial mass function from the chromospheric activity of M dwarfs in early-type galaxies
质量测量和吸收线研究表明，恒星的初始质量函数（IMF）是底部重的许多早期类型的星系的中心区域，与银河系的IMF相比，低质量的恒星过剩。在这里，我们使用一种独立于以前技术的方法来测试这一假设。低质量恒星的色球层活动很强，其特征是短波长的非热辐射。大约有一半的紫外线通量的M矮星包含在$λ1215.7$ Ly $α$线，我们表明，总的Ly $α$发射的早期型星系是一个敏感的探针的IMF与$\sim 2$通量变化的一个因素，在合理的变化，在低质量恒星的数量。我们利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪测量了大质量早型星系NGC 1407和NGC 2695中心的Ly $α$线。我们在这两个星系中检测到Ly $α$发射，并证明它起源于恒星。我们发现，在NGC1407中，Ly $α$与i带通量比是NGC2695中的2.0倍，$\pm$ 0.4倍，这与先前从重力敏感的光学吸收线确定的它们的IMF的差异一致。虽然需要更大的星系样本才能得到确切的答案，但这些初步结果支持IMF不是普遍存在的，而是随环境而变化的假设。
2021-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chromospheric activity in bright contact binary stars
研究接触双星的色球活动是揭示其磁活动过程的重要途径。一种有效但有点被忽视的方法是通过光谱学跟踪H $α$线轮廓的变化。我们的目标是进行一个全面的分析的基础上的最大样本的接触双星的色球活动的光谱迹象。我们收集了12个亮接触双星的阶梯光谱，并从我们的观测中导出了新的径向速度曲线。为了量化系统的视色球活动水平，我们从观测的合成光谱中减去了自己构建的合成光谱，并测量了每个观测时期的剩余H $α$ -剖面的等效宽度。我们的良好采样数据集使我们能够研究色球活动水平的短期变化，以及寻找它们与系统的一些基本物理参数之间的相关性。拟合径向速度曲线，重新确定了所有观测对象的质量比和系统速度。我们发现所研究系统的色球活动水平在轨道旋转期间显示出各种变化：我们看到平坦的，或单峰的，或双峰的等效宽度与轨道相位的分布。第一种情况意味着活动水平可能是恒定的，而后两种情况表明在恒星表面存在一个或两个活跃的星系。我们的相关图表明，平均色球活动水平可能与轨道周期，B $-$ V颜色指数，逆Rossby数，和组件的温差。与此同时，在系统的质量比、倾角和填充系数方面没有明显的趋势。在我们的样本中，A型和W型接触双星显示出类似的分布。
2020-01-29 astro-ph.SR
Chromospheric activity catalogue of 4454 cool stars. Questioning the active branch of stellar activity cycles
色球活动监测范围广泛的冷星可以提供有价值的信息，恒星的磁活动及其对基本恒星参数的依赖，如有效的温度和rotation.We汇编的档案HARPS光谱和多个其他调查，包括威尔逊山的数据，最近已被国家统计局公布的组合4454冷星的色球活动目录。我们探讨了不同有效温度的冷星色球活动沿主序星的变化。此外，我们还进行了一个活动周期搜索，并调查其与旋转的关系。从存档的高分辨率HARPS光谱中测量了304颗主序星的色球活动指数S指数。此外，测量和存档的S指数被转换成色球通量比log R 'HK。使用广义Lomb-Scargle周期图确定活动周期，以研究旋转活动周期平面上的活动和非活动分支。全球样本显示，色球活动的双峰性，即沃恩-普雷斯顿间隙，并不突出，有相当大比例的恒星处于中等活动水平，log R 'HK =-4.75左右。独立地，循环周期搜索表明恒星可以位于活动和非活动分支之间的中间区域，这意味着活动分支并不像以前认为的那样明显。沃恩-普雷斯顿间隙的减弱表明，冷恒星从较高的活动水平开始旋转，并在较低的活动水平上稳定下来，而不会在中等活动水平上突然中断。有些周期接近太阳活动支和非活动支之间的值，这表明太阳发电机很可能是恒星发电机的一种常见情况。
2018-03-29 astro-ph.SR
A search for star-planet interactions in chromospheric lines
大质量行星在非常靠近其中心恒星的轨道上可以引起所谓的恒星-行星相互作用（SPI），这可能是磁性或引力性质的。在这两种情况下，SPI都有可能在Ca II H & K和/或H $α$中引起主星的色球层发射。辐射将与行星轨道相联系，而不是与恒星的自转周期相联系。我们使用HRS（HET）和FEROS（La Silla）的高分辨率光谱数据在7颗具有大质量近距离行星的恒星样本中搜索SPI。我们在行星所在的恒星中没有发现周期性的重复发射。在HD 41004 AB的情况下，一个由K矮星和M矮星组成的双星系统，其中M矮星被一个棕矮星伴星环绕，我们发现Ca II K和H $α$发射线的周期变化的迹象，这可能与M矮星和它的伴星之间的相互作用有关。我们提出了我们的第一个结果，这个有趣的系统，可能成为一个重要的系统，了解SPI。
2010-12-08 astro-ph.SR
Further Investigation on Chromospheric Activity Patterns of the RS Canum Venaticorum Star V711 Tauri
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（国际超新星中心云南省重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
通过对V711 Taurus的长期光谱观测，利用光谱减除法分析其色球活动指标，发现其存在两个活跃经度、可能的色球活动周期，且光球黑子与色球活跃区有紧密空间联系。
2026-08-06 astro-ph.SR
Chromospheric activity on the late-type star V1355 Ori using Lijiang 1.8-m and 2.4-m telescopes
利用丽江1.8 m和2.4 m望远镜获得了新的高分辨率光谱，研究了V1355 Ori色球活动的Ca ii H&K，H δ，H γ，H β，Na i D1，D2，H α和Ca ii红外三线态（IRT）的行为。在Ca ii H和K谱线上有明显的连续谱以上的发射，在H δ、H γ、H β和Na i D1、D2谱线上有明显的自反发射，在H α谱线上有可变的行为（填充吸收、有芯吸收成分的部分发射或连续谱以上的发射），在Ca ii IRT谱线的强填充吸收中有弱的自反发射。我们使用谱减法技术来分析我们的数据。结果表明，在H δ和H γ谱线中没有过量发射，在Na i D1、D2谱线中有非常弱的过量发射，在H β谱线中有过量发射，在H α谱线中有明显的过量发射，在Ca ii IRT谱线中有过量发射。EW 8542/EW 8498比值在0.9 ~ 1.7之间，表明色球活动可能是由谱斑事件引起的。比值E H α/E H β大于3，表明巴耳末线可能来自类双折射物质。我们还发现，特别是在Na i D1，D2，Ca ii IRT和H alpha线的色球活动线的等效宽度的光变曲线的时间变化。这些现象可以用谱斑事件来解释，这与色球活动指示器的行为是一致的。
2016-12-09 astro-ph.SR
Starspots, chromospheric emission lines, and flares of zero-age main-sequence stars
零年龄主序星（ZAMS）被认为有巨大的恒星黑子，并显示出强烈的色球发射线，因为它们的表面磁场很强。我们讨论了ZAMS恒星的发电机活动，相对于它们的周期性的光变化所造成的一个恒星黑子和相对于色球发射线的强度。利用\textit{TESS}测光数据获得了IC 2391和IC 2602中$33$ ZAMS星的光变曲线。光变曲线可以分为以下四类：单一频率、可能的形状改变器、拍打器和复杂的可变性。光变曲线的振幅是$0.001-0.145\,\mathrm{mag}$，类似于昴星团中的ZAMS星。恒星黑子的覆盖范围是$0.1-21\%$。我们发现IC 2391、IC 2602和昂星团中的ZAMS星的光变和Ca\，\emissiontype{II}发射线强度与最活跃的超耀斑星相当，比太阳大两个数量级，并且位于超耀斑星的延伸部分。这些结果表明，超级耀斑恒星将太阳的性质与年龄介于$30$和$120\,\mathrm{Myr}$之间的ZAMS恒星的性质联系起来。光变曲线中具有单一频率或可能形状变化的ZAMS恒星往往具有大的光变化，表明大的光斑覆盖范围，以及饱和的Ca\，\emissiontype{II}发射线强度。具有拍频或复变的ZAMS星具有小的光斑覆盖率和微弱的Ca\，\emissiontype{II}发射线。在IC 2391和IC 2602的$12$ ZAMS星的\textit{TESS}光变曲…
2022-08-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Activity time series of old stars from late F to early K. IV. Limits of the correction of radial velocities using chromospheric emission
抑制对流蓝移的活跃地区是一个主要的贡献径向速度的变化，至少对太阳类恒星。一个常用的技术来纠正这一部分是模拟RV作为色球发射的线性函数，因为两者都是强烈相关的覆盖谱斑。这种校正是不完美的：本研究的目的是了解这种校正的局限性，并改善it. We调查这些问题，通过分析一个大的合成时间序列对应的老主序星F6-K4建模使用一组一致的参数。在这里，我们专注于时间序列之间的相关性的分析，特别是RV和色球层的排放在不同的时间尺度。我们还研究了每个时间序列的时间变化。倾斜强烈影响这些相关性，以及额外的信号（颗粒和超颗粒）。虽然RV和LogR'HK通常具有良好的相关性，但几何效应的组合（与发电机过程和倾斜度相关的蝶形图）和活动水平随时间的变化在周期期间产生滞后模式，这产生了与良好相关性的偏离：对于给定的活动水平，RV在周期的上升阶段期间与下降阶段相比取决于倾斜度而更高或更低，在距极点60度左右的倾角处有一个反转。这种滞后现象也在太阳和其他恒星中观察到。这是由于活动模式的时空分布和RV和色球发射的投影效果的差异。这些结果使我们能够提出一种新的方法，该方法显着提高了对长时间尺度的校正，并且对于提高F6-K4恒星周围宜居带中行星的检测率至关重要。
2019-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
Chromospheric sensitivity of stellar spectral lines: an unsupervised machine learning classification
Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, CONICET–UBA)（天文与空间物理研究所）；Laboratorio de Física, Universidad Nacional de Tres de Febrero (UNTREF)（特塞德费弗罗国立大学物理实验室）；Ciclo Básico Común, Universidad de Buenos Aires (UBA)（布宜诺斯艾利斯大学基础循环学院）
本文利用无监督机器学习对恒星光谱线进行色球敏感性分类，识别出稳定核心与活动敏感谱线，为活动不敏感测量和活动诊断提供候选。\n
2026-09-22 astro-ph.SR
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
Carrington cycle 24: The solar chromospheric emission in a historical and stellar perspective
我们提出了太阳S指数记录的第24周，获得的TIGRE机器人望远镜设施和高分辨率摄谱仪HEROS（R $\approx$ 20，000），它测量太阳色球Ca II H&K线的发射，利用月光。我们的校准过程使用了与Mt.威尔逊团队，从而给我们一个直接的比较，他们的庞大的身体之间的观测1966年和1992年，以及与其他冷恒星。卡林顿周期24活动开始于异常深和长的最低点2008/09，S指数平均值仅为0.154，比1986年深0.015（<S>=0.169）。在这方面，色球辐射损失与日冕射电通量F_（10.7）cm和太阳黑子数的变化有显著的差异。此外，第24次循环的S振幅仍然较小，为0.022（第21次和第22次循环的平均值：0.024），因此导致2014年的最大值非常低，<S>=0.176（第21次和第22次循环的平均值：0.193）。我们认为，这一发现是显着的，因为钙II H&K线发射是一个很好的代理太阳远紫外线通量，这在地球平流层的加热中起着重要的作用，我们进一步认为，太阳远紫外线通量的变化与太阳活动的变化比太阳总输出更强烈。
2017-05-10 astro-ph.SR
Coronal Abundances in an Active Region: Evolution and Underlying Chromospheric and Transition Region Properties
日冕和太阳风中的元素丰度通常与太阳光球层中的元素丰度不同，通常具有相对富集的低第一电离势（FIP效应）元素。在这里，我们研究的空间分布和时间演变的日冕化学成分在一个活跃的区域（AR）超过10天，使用日出/EIS光谱，我们还分析协调IRIS观测的色球和过渡区的排放调查的FIP效应在低层大气中的足迹的任何证据。为了推导日冕丰度，我们使用了最近为MUSE调查开发的光谱反演方法（Cheung et al. 2019，De Pontieu et al. 2020）。我们发现，在所研究的活动区（AR 12738）的冠状FIP偏差呈现出显着的空间变化，其最高值（~ 2.5-3.5）在流出区的边界的AR，但通常适度的时间变化。相对于AR核心，AR太阳黑子周围的一些苔藓区域和一些区域显示出增强的FIP（~ 2-2.5），AR核心只有~1.5的小FIP偏差。FIP的偏见出现在这些苔藓地区的一些最可变的。IRIS的观测结果表明，色球湍流，来自IRIS 2反演的Mg II光谱，是增强的外流区域的特点是高FIP的偏见，提供了显着的新的约束，这两个模型，旨在解释形成AR外流和模型的化学分馏。
2022-11-14 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
Solar extreme ultraviolet variability of the quiet Sun
与以前的极小期相比，最近的太阳极小期异常平静（因为可以获得天基辐射测量）。太阳的磁通量在这一极小期大大降低。一些研究还表明，在第23个周期之后的最低期间，太阳总辐照度可能已经下降到低于在此之前的两个最低期间的已知值。对于色球和日冕辐射，情况就不那么明确了。太阳的10.7\，cm通量表明，与之前的最低值相比，2008年太阳最低值期间的$\sim4\%$有所减少，但\ion{Ca}{II} K没有。在这里，我们考虑在极紫外线（EUV）的其他波长，特别是在584.3\，1000和\ion{O}{V}在629.7\，1000的\ion{He}{I}的过渡，其中SOHO上的CDS光谱仪一直在定期扫描沿太阳中央子午线自1996年以来。我们分析了这个独特的数据集，以验证辐射分布是否以及如何在周期最小值之间经历可测量的变化。为了实现这一目标，我们确定了太阳中心周围安静区域的辐射分布。集中在最后两个太阳极小期，我们发现，在这些极小期之间的色球谱线\ion{He}{I}的辐射分布变化很小。同样的分析表明，过渡区谱线\ion{O}{V}的辐射率分布有4%的变化，尽管变化很大。这些结果与早期采用其他光谱特征的研究结果相当，它们证实色球指数显示出很小的变化，而在TR中，更亮的特征明显减少。
2015-07-21 astro-ph.SR
A holistic approach to understand Helium enrichment in Interplanetary coronal mass ejections: New insights
尽管氦的丰度（AHe = nH/nHe）在太阳光球/色球层高度约为8%，但在行星际日冕物质抛射（ICME）中，AHe可以在许多场合超过8%。虽然行星际激波、色球蒸发和“污泥去除”等因素在过去被分别用来解释ICME中AHe的增强，但这些过程都不能全面解释ICME中AHe的变化。通过对275个ICME事件的分析，我们发现ICME平均AHe值存在着太阳活动的变化。研究还表明，第一电离势效应以及日冕温度不是ICME中AHe增强的主要贡献因素。对63例太阳耀斑和ICME事件的研究表明，色球蒸发和重力沉降共同决定了ICME中AHe的增强和超过8%的变化。当色球蒸发将氦从色球层释放到日冕中时，重力沉降的氦在ICMEs期间被抛出。我们表明，来自CME爆发的同一活动区的先前耀斑的强度和时间是理解ICMEs中AHe增强的重要因素。
2022-02-03 astro-ph.SR
Stellar chromospheric activities revealed from the LAMOST-K2 time-domain survey
利用LAMOST时域巡天数据，研究了四个$K$ 2板块中约2000颗恒星的$\rm{H_α}$谱线的恒星活动。两个指数，$R_{\rm{Hα}}^{'}$和$R_{\rm{Hα}}^{+}$，从LAMOST光谱计算，其中前者是通过排除光球贡献的$\rm{H_α}$线，而后者是通过进一步减去非发电机驱动的色球发射。同时，从\emph{K2}光变曲线计算了周期和变化幅度。$R_{\rm{Hα}}^{'}$ -Ro关系和$R_{\rm{Hα}}^{+}$ -Ro关系在非饱和衰变区都表现出复杂的分布。热星比冷星具有更平坦的斜率和更高的活动水平，在$R_{\rm{Hα}}^{+}$ - $R_{o}$关系中，这种行为更为显著。这与最近使用其他活性代理的研究一致，包括$L_{\rm{x}}/L_{\rm{bol}}$、$R_{\rm{HK}}^{'}$和光学光变曲线的振幅。这可能表明不同种类的恒星在衰变区遵循不同的幂律。我们的大多数目标有多个观测，其中一些表现出显着的变化${\rm{Hα}}$排放，这可能会导致大的散射显示在衰变区。我们发现三个目标表现出旋转相位的正相关性，可能表明它们的光学光变曲线是由热光斑，而不是冷星点。
2022-10-30 astro-ph.SR
A search for star-planet interactions in the upsilon Andromedae system at X-ray and optical wavelengths
在近处，巨行星预计会通过潮汐或磁相互作用影响它们的宿主恒星。但是，这些影响是否足够强，在合适的目标，迄今已知的观察与今天的仪器？该系统是一颗F8 V恒星，有一颗热木星，被认为经历了色球活动指标的周期性变化，其最里面的行星周期。我们想在几个月内调查恒星色球和日冕的活动。因此，我们利用钱德拉X射线天文台、西班牙卡拉阿尔托的中阶梯光栅光谱仪FOCES和HRS以及美国得克萨斯州的霍比-埃伯利望远镜，在X射线和光学波长下监测这颗恒星，以测试行星引起的变化的日冕和色球层活动指标。恒星的活动水平是低的，既在X射线钙II线通量;色球数据显示与恒星自转周期的变化。我们在X射线或光学中没有发现可以追溯到行星的活动变化。在X射线中获得恒星-行星相互作用的观测证据仍然具有挑战性。
2011-02-08 astro-ph.SR
First High-Resolution Observations of Chromospheric Swirls with the Dunn Solar Telescope
本文首次利用Dunn太阳望远镜观测色球漩涡，通过图像分割和频谱分析等方法研究了34个漩涡及其共空间亮点的形态与演化，发现漩涡运动与亮点密切相关，并证实了其磁起源。
2025-09-16 astro-ph.SR
Spatio-temporal evolution of Hanle and Zeeman synthetic polarization in a chromospheric spectral line
由于太阳色球层的快速演化，如果不考虑其偏振光的时间变化，就不能可靠地推断其磁场。由于技术问题（例如，缺乏时间分辨率或时间相关的MHD太阳模型）和/或因为许多偏振测量显然可以在没有动力学的情况下解释。在这里，我们表明，时间演化是关键的解释谱线散射偏振，因为它的灵敏度迅速变化的物理量和信号的可能性，在扩展的时间积分消除和衰减。为了研究时变磁场和运动学的联合作用，我们求解了时变三维R-MHD太阳模型中的第二类1.5维NLTE问题，并综合了色球λ4227谱线前向散射中的Hanle和Zeeman偏振。我们发现，安静的太阳偏振振幅取决于运动学产生的信号增强的周期性和光谱相干性，但大得多的线性偏振信号应该存在于整个太阳盘的短积分时间。偏振的光谱形态被讨论为汉勒，塞曼，动力学效应和部分再分布的组合。我们通过在不同的时空分辨率下对我们的狭缝时间序列进行降级和表征，为观测提供了物理参考。讨论了这些结果对解释太阳第二光谱和研究太阳大气加热的意义。
2017-06-07 astro-ph.SR
Emission of solar chromospheric and transition region features related to the underlying magnetic field
太阳高层大气的辐射与太阳表面的磁场浓度密切相关。色球发射与磁场之间的关系是非线性的，这是公认的。在这里，我们系统地研究这种关系，其特征在于指数的幂律拟合，通过大气层的变化，从上层光球通过温度最低区域和色球过渡区。我们使用的光谱图从IRIS：MgII和它的翅膀，CII，和SiIV连同磁图和紫外连续图像从SDO。我们对每一对可观测量之间的关系进行幂律拟合，并确定幂律指数（或指数）。虽然发射和磁场之间的相关性随温度单调下降，幂律指数显示出一个曲棍球棒型的变化：从上层光球的温度最低，它急剧下降，然后增加通过色球层进入过渡区。这甚至可以通过MgII线的特征看出，即从k1到k2和k3。它与太阳上的空间分辨率或特征类型无关。根据从色球层到日冕的通量-通量关系的一般情况，在温度最低值以上，发射对等离子体加热的敏感性随温度而增加。在最低温度以下，一种不同的机制必须控制幂律指数随温度的相反趋势。我们提出了四种可能性，换句话说，膨胀的通量管填充可用的色球体积的几何效应，发射辐射的形成高度，强度-温度关系对波长的依赖性，以及通量管的加热对磁通量密度的依赖性。
2018-07-06 astro-ph.SR
Statistics of BY Draconis Chromospheric Variable Stars
我们提出了一个广泛的天龙座（BY Dra）型变量和恒星参数的目录。BY Dra是主序星FGKM型。它们在光球层中呈现出不均匀的星斑和明亮的光斑。这些特征是由恒星磁场引起的，这些磁场随着恒星盘旋转而产生，并在它们的光变曲线（LC）中产生逐渐的调制。我们的主要目标是在很宽的恒星质量、温度和自转周期范围内研究BY Dra变星的性质。最近的一项研究根据其LC对来自Zwicky瞬态设施数据发布2的84，697个BY Dra变量进行了分类。我们已经从多个调查收集了额外的光度数据，并进行了宽带光谱能量分布拟合，以估计恒星参数。我们发现，我们的样本对象的一半以上的K光谱类型，涵盖了广泛的范围内的低质量制度（0.1-1.3 M $_{\odot}$）的恒星参数。与以前的研究相比，我们的星表中的大多数源都是快速旋转的，因此它们中的大多数必须是尚未发生自旋下降的年轻恒星。我们根据对流区深度对我们的目录进行了细分，发现光球活动指数$S_{\rm ph}$在有效温度较高时较低，即，对于较薄的对流包层。由于存在不同年龄的恒星星族，我们观察到了不同光谱类别的光球磁活动的广泛范围。我们发现了一个更高的磁活性比M型恒星的分数。
2022-06-11 astro-ph.SR
Temperature Diagnostics of Chromospheric Fibrils using DKIST/ViSP Observations: K-Means Clustering Approach
National Solar Observatory（国家太阳观测站）
利用DKIST/ViSP高分辨率观测Ca II 854.2 nm谱线，结合非LTE反演代码NICOLE和K均值聚类，研究色球纤维的热力学性质，发现温度沿纤维长度从热足点向中轴平滑下降约1000 K，横向边界温度变化更剧烈，且较密纤维与较冷下流等离子体相关。
2026-06-05 astro-ph.SR
Flare Kernels May be Smaller than You Think: Modelling the Radiative Response of Chromospheric Plasma Adjacent to a Solar Flare
太阳耀斑的数值模型通常侧重于直接加热耀斑模型的行为，采用磁场对齐，平面平行的方法。通过对耀斑进行高空间和光谱分辨率的地面光学观测，了解这些强加热体周围等离子体的响应也是至关重要的。本文采用二维辐射转移模型，并考虑模型中原子能级布居和电子密度随时间变化的解，研究了耀斑等离子体加热柱产生的极端辐射场对邻近色球等离子体平板的影响。H $α$和Ca II 854.2 nm从我们的板合成的出射光谱显示显着的空间，时间和波长相关的变化（增强和减少）的线芯，扩展到非耀斑板由于从耀斑边界的入射横向辐射场的顺序1微米。这可能导致显着高估的直接加热耀斑内核的大小，如果使用线芯观测。然而，光场本身并不足以驱动连续谱强度的任何显著变化，因为它们形成的典型光球深度，所以连续谱源的大小不会明显增加。我们表明，线形成区域附近的耀斑边界可以向上驱动高度超过1毫米，尽管主要的热力学参数（电子密度以外）被保持水平均匀。这项工作表明，在简单的模型，这些影响是显着的，应进一步考虑在未来的耀斑建模和解释。
2022-09-07 astro-ph.SR
Umbral chromospheric fine structure and umbral flashes modelled as one: the corrugated umbra
小规模的本影增亮（SSUBs），本影微射流，尖峰或短动态原纤维（SDF），和本影暗原纤维被发现在任何观测的色球层与足够的空间分辨率。我们研究的空间和光谱的共同演变的SDF，SSUBs，和阴影闪烁的钙II 8542光谱配置文件。我们生产的模型，生成的光谱轮廓的所有类别的功能，使用非LTE辐射转移与最新版本的NICOLE反演代码。我们发现，明亮的（SSUBs）和黑暗的（SDF）结构描述的参数空间中的连续功能，这是从周围不同的，即使在逐像素反转。我们发现，这样的功能和本影闪光在两个倒置的视线速度和时间的增亮之间的相位差。对于本影闪光本身，我们解决，第一次在反演为基础的半经验建模，闪前的下行流，闪后的上行流，和逆流存在于本影闪光阶段。我们进一步提出了一个简单的时间依赖的卡通模型，解释了动力学和光谱轮廓的精细结构，黑暗和明亮，和本影色球中的本影闪光。结论.增亮和本影闪光之间的轮廓的相似性，从反演得到的速度模式，和结构之间的相位关系都导致我们提出，所有动态的本影色球结构观察到这一日期是一个局部延迟或局部早期的振荡流模式的一部分，产生闪光，第二陡峭的大尺度声波在其源。从本质上讲，SSUB是同一激波的一部分，或者仅仅是造成空间上更大的本影闪光现象的压缩锋，但与更广泛的振荡异相。
2020-08-12 astro-ph.SR
On chromospheric heating during flux emergence in the solar atmosphere
上下文太阳色球层的辐射损失从宁静太阳的4 kW~m $^{-2}$到活动区的20 kW~m $^{-2}$不等。将非热能输送到色球层并将其储存在色球层中的机制仍然不清楚。目标。我们的目标是调查的大气结构和加热的太阳色球在新兴的通量区。方法.我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CHROMIS和CRISP仪器在Ca II K、Ca II 854.2 nm、H $α$和Fe I 630.1 nm和630.2 nm谱线上进行的观测。我们分析了各种线的配置文件，并进行多线，多物种，非本地热力学平衡（非LTE）反演，以估计色球结构的空间和时间变化。结果我们调查的光谱特征的钙II K有助于频率积分钙II K亮度，我们用它作为示踪剂的色球辐射损失。大多数的辐射损失与本地化的高钙II K-亮度事件无关，而是与一个更温和的，空间上扩展的，持久的加热。频率积分钙II K亮度与钙II 854.2 nm线中的总线性偏振强烈相关，而钙II K剖面形状表明，大部分辐射损失发生在较低的色球层。非LTE反演表明，从加热集中在光球磁元素低于$\log{τ_{500}} =-3$到一个更充满空间和时间持续加热以上$\log{τ_{500}} =-4$。在$\log{τ_{500}} =-3.8$推断的气体温度强烈相关的总线性极化在Ca II 854.2 nm线，这表明加热速率与低色球层的水平磁场的强度。
2017-12-01 astro-ph.SR
Study of Chromospheric Global-Scale Flows using Local Correlation Tracking Across the past 10 Solar Cycles
Institute for Space Weather Sciences, New Jersey Institute of Technology（太空天气科学研究所，新泽西理工学院）；Department of Mechanical and Aerospace Engineering, Clarkson University（机械与航空航天工程系，克拉克森大学）
利用科代卡纳尔观测站1907-2007年Ca II K数据的LCT技术，研究了太阳活动周14-23的较差自转和经向流动，发现较差自转变化小，经向流动极向且周际变化大，并与SDO/HMI数据高度相关。
2026-09-25 astro-ph.SR
Solar Chromospheric Temperature Diagnostics: a joint ALMA-H$α$ analysis
我们提出了第一个高分辨率，同时观测太阳色球层的光学和毫米波长范围内，获得ALMA和IBIS仪器在邓恩太阳望远镜。在本文中，我们集中在ALMA波段3（3毫米，100 GHz）和H $α$ 656.3 nm线，以前确定为一个可能的诊断色球温度的核心宽度观察到的亮度温度之间的比较。我们发现，在我们的FOV所覆盖的斑，网络和原纤维的区域中，这两种诊断具有很好的相关性，在两者中观察到相似的空间结构。的相关性的强度是显着的，给定的毫米辐射的源函数服从当地的热力学平衡，而H $α$线的源函数，显着偏离当地的普朗克函数。观测到的ALMA亮度温度范围明显小于先前用来解释观测到的H $α$宽度变化的温度范围。我们采用的RH代码的正演模拟分析认为，H $α$宽度和ALMA亮度温度之间的强相关性是由它们的共享依赖于人口数$n_2$的第一激发态氢。这个人口数驱动毫米不透明度通过氢离子化通过巴耳末连续，和H $α$宽度通过曲线的增长一样的不透明度效果。最终，$n_2$群体通过增强或缺乏向下的Ly $α$通量来调节，这将两种诊断的形成高度分别相干地转移到具有不同温度的区域。
2019-06-20 astro-ph.SR
Stellar chromospheric activity of 1,674 FGK stars from the AMBRE-HARPS sample I. A catalogue of homogeneous chromospheric activity
本文给出了1,674颗FGK主序星、次巨星和巨星的均匀色球发射、恒星大气参数和年龄。还进行了CE水平和变异性分析。我们使用2003年至2019年期间在AMBRE项目中编译的HARPS光谱仪的180，000多个高分辨率光谱测量了CaII线的CE。我们将通量转换为测热和光球校正的色球发射比，$R'_\text{HK}$。恒星大气参数$T_\text{eff}$、$\log g$和[Fe/H]从文献中检索或使用均相方法确定。通过等时线拟合确定$M_\star$、$R_\star$和年龄。我们分析了不同光度类别和光谱类型的CE分布，并证实了分别在$\log R'_\text{HK}< -5.1$和$> -4.2$ dex存在非常不活跃的恒星（VIS）和非常活跃的恒星（VAS）。我们发现的迹象表明，VIS人口主要是由亚巨星和巨星和$\log R'_\text{HK}= -5.1$ dex标志着恒星演化的过渡。似乎至少有三个区域的变化，不活跃，活跃和非常活跃的恒星，与不活跃和活跃的制度分开的对角沃恩-普雷斯顿差距。我们表明，低活动水平的恒星不一定有低的可变性。在K矮星的情况下，表现出高CE变化，不活跃和活跃的恒星有类似的活动变化水平。这意味着单凭活动水平不足以推断恒星的活动变化。我们还解释了VP间隙的形状观察到的CE分布，通过使用CE变异水平图。在CE变率水平图中，太阳位于不活跃MS星带的高变…
2020-12-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variability of H$α$ chromospheric activity of solar-like stars revealed by the time-domain data of LAMOST Medium-Resolution Spectroscopic Survey
研究利用LAMOST数据揭示太阳型恒星Hα色球活动的变异性，发现低活动恒星有规律变化，高活动恒星则呈现随机波动。
2025-11-26 astro-ph.SR
Impact of a companion and of chromospheric emission on the shape of chromosome maps for globular clusters
本文研究了双星和色球辐射对球状星团恒星HST测光的影响。我们量化了它们各自对染色体图中恒星位置的影响，特别是在第一个种群中。我们计算了大气模型和合成光谱的不同化学成分的恒星，基于等时线的恒星演化计算与丰度的变化代表的第一和第二人口的GC。由此，我们建立了不同化学成分的恒星混合物的合成染色体图谱。随后，我们用合成光谱学用双星或色球发射的恒星替换了一部分恒星。我们研究了恒星的位置是如何在染色体图谱中受到影响的。原则上，二进制可以解释染色体图谱中第一个种群的扩展。然而，我们发现，由于报告的GC的二进制分数，在扩展部分的恒星密度太小。二进制解释的另一个困难是，染色体图谱中第一个种群的分布形状在具有相似二进制分数的聚类中是不同的。此外，我们发现，色球发射线的HST测光的贡献太小，有一个可观察到的影响的形状的染色体图谱。连续色球层发射的影响在性质上与双星相似。我们的结论是，双星确实有影响的GC染色体图的形态，但他们不太可能完全解释的形状扩展分布的第一人口恒星。由于GCs中恒星色球连续辐射性质的不确定性，无法得出任何定量的结论。因此，扩展的第一种群的起源仍然无法解释。
2020-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
