Ca II H和K线的延伸翼提供了对太阳光球和其他冷恒星的温度分层的出色诊断，这要归功于它们的LTE不透明度和源函数以及它们的大跨度形成高度。本研究的目的是校准使用的H和K翼在一维空间平均光谱的解释，并在推导每像素分层解析光谱。我使用太阳对流的多维模拟来合成H和K机翼，从这些机翼导出一维模型，就像它们被观察到一样，并将所得模型与实际模拟输入进行比较。我发现，从合成的翅膀构造的空间平均模型一般匹配的模拟平均值很好，除了最深层的光球大的热不均匀性和普朗克函数的非线性给出了很大的误差。不均匀性越大，后者越大。强网络场的存在增加了这种不均匀性。在平静的光球条件下，温度超过200 K。一维分层适合的离散结构，如造粒和小规模的磁浓度给出了令人满意的结果与错误，主要是由于陡峭的温度梯度和温度随深度的突然变化。我的结论是分层建模使用的H和K翼是一个有用的技术，太阳高分辨率观测的解释。
英文摘要：
The extended wings of the Ca II H and K lines provide excellent diagnostics of the temperature stratification of the photosphere of the Sun and of other cool stars, thanks to their LTE opacities and source functions and their large span in formation height. The aim of this study is to calibrate the usage of the H and K wings in one-dimensional interpretation of spatially averaged spectra and in deriving per-pixel stratifications from resolved spectra. I use multi-dimensional simulations of solar convection to synthesize the H and K wings, derive one-dimensional models from these wings as if they were observed, and compare the resulting models to the actual simulation input. I find that spatially-averaged models constructed from the synthesized wings generally match the simulation averages well, except for the deepest layers of the photosphere where large thermal inhomogeneities and Planck-function nonlinearity gives large errors. The larger the inhomogeneity, the larger the latter. The presence of strong network fields increases such inhomogeneity. For quiet photospheric conditions the temperature excesses reach about 200 K. One-dimensional stratification fits of discrete structures such as granulation and small-scale magnetic concentrations give satisfactory results with errors that are primarily due to steep temperature gradients and abrupt changes of temperature with depth. I conclude that stratification modeling using the H and K wings is a useful technique for the interpretation of solar high-resolution observations.
The polarization angle in the wings of Ca i 4227: A new observable for diagnosing unresolved photospheric magnetic fields
当在靠近太阳边缘的安静区域观察时，许多强共振线显示出明显的线性偏振信号，由散射过程产生，具有扩展的翼瓣。最近的研究表明，与以前认为的相反，翼瓣通过磁光（MO）效应对相对弱的纵向磁场的存在敏感。我们从理论上研究了钙I 4227线的散射极化翼的MO效应的敏感性，我们探索其诊断推断光球磁场的纵向分量的信息的潜力。我们计算的强度和偏振轮廓的Ca I 4227线的数值求解问题的偏振辐射的产生和传输下的非局部热力学平衡条件下的太阳大气的一维半经验模型，考虑到联合行动的Hanle，塞曼，和MO效应。我们认为体积填充磁场以及磁场占据一小部分的分辨率元素。与塞曼效应产生的圆偏振信号相比，我们发现Ca I 4227的散射偏振翼中的线偏振角通过MO效应不仅对光球磁场的通量，而且对磁场所占的分辨率元素的分数具有明显的敏感性。我们确定的强共振线的翅膀作为一个有价值的观察诊断未解决的磁场的线性偏振角。与对所观测的大气区域的磁通量和其他特性的信息进行编码的可观测量结合使用，它可以提供对磁场的填充因子的约束。
An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere: I - Magnetic structure
本文对紧凑型活动区（AR）灯丝（NOAA 10781）中的矢量磁场进行了多波长、多高度的研究。我们提出了一个进化的情况下，这种灯丝。用TIP-II在包括色球He I 10830 A多重峰和光球Si I 10827 A谱线的光谱范围内获得全斯托克斯矢量。在2005年7月3日的He I吸收图像中检测到AR细丝（在我们的观测运行之前形成）。色球矢量磁场在这部分的灯丝强烈剪切，而光球场线下面有一个相反的极性配置。从7月3日到7月5日，记录了极性反转线（PIL）两侧极性的打开和关闭，类似于最近发现的Hinode看到的滑动门效应过程。7月5日，从色球层光谱中推断出一个正常的极性结构，同时在光球层中发现了与PIL对齐的强烈剪切场线。在同一数据集中，在FOV的不同部分也观察到了细丝的脊柱，并通过硅线芯清楚地映射。所推断的灯丝的矢量磁场建议磁通绳拓扑结构。此外，观测表明暗条被分成两部分，一部分位于色球层，另一部分被困在光球层。因此，只有螺旋结构的顶部才能被氦线看到。在PIL的孔隙和孤儿半影似乎是光球对应的极低的灯丝。我们认为，孤立半影形成于致密AR的非常狭窄的PIL中，是光球中通量绳的光球表现。
3D Temperature Mapping of Solar Photospheric Fine Structure Using Ca II H Filtergrams
上下文Ca II H和K线的侧翼提供了极好的光球温度诊断。在瑞典的1米太阳望远镜中，Ca II H的蓝翼被安装在旋转台上的窄带干涉滤光片扫描。这在高节奏下提供了高达0 - 10的空间分辨率滤波图，其与较长波长下的其他诊断同时进行。目标。目的是开发观测技术，以尽可能高的空间分辨率提供光球温度分层，并利用这些技术比较不同高度的模拟和观测。方法.我们使用的过滤图中的钙II H蓝翼与倾斜的干扰过滤器在SST。合成观测值由三维HD和三维MHD数值模拟产生，并退化以匹配观测值。将该方法应用于合成数据得到的温度结构与模拟大气中的已知结构和活动区域的观测结果进行了比较。利用恢复后的非同时连续图像进行互相关处理，以消除差分数据时因帧间非同时性而引入的高空小尺度视宁信号。结果在模拟3D大气测试时，使用Ca II H蓝翼中的高分辨率滤波图进行温度提取的效果相当好。互相关技术成功地补偿了小尺度视宁度差异的问题，并在差分数据中提供了对来自该源的伪信号的测量。从模拟大气（包括孔隙）的合成数据匹配以及在不同的观测高度和垂直温度梯度的观测形态。
Two semi-automated computational approaches for spectroscopic analysis of stellar photospheres: detailed characterization at high resolution and abundance determination at medium resolution
Non-LTE inversions of a confined X2.2 flare: I. Vector magnetic field in the photosphere and chromosphere
准确获得太阳大气中的磁场矢量对于研究耀斑期间磁场拓扑结构的变化和可靠地模拟空间天气至关重要。我们通过将各种反演方法应用于2017年9月6日NOAA AR 12673中的受限X2.2耀斑来解决这个问题，将光球和色球磁场矢量与该事件的两个数值模型进行比较。我们从Milne-Eddington（ME）和（非）局部热平衡（非LTE）反演的Hinode SOT/SP Fe I 6301.5 μ m和6302.5 μ m得到光球场。色球场是从空间正则化弱场近似（WFA）和非LTE反演的钙II 8542观察CRISP在瑞典1米太阳望远镜。LTE和非LTE推断的光球场分量在整个大气中具有很强的相关性，在非LTE反演中具有更强的场和更高的温度。对于色球场，非LTE反演与空间正则化的WFA相关性很好。我们发现强场补丁超过4.5千克的光球，共同位于类似的浓度超过3千克的色球。得到的场强比数值模型高2-3倍，更集中和结构化的光球到色球剪切接近极性反转线。LTE和非LTE的Fe I反演产生基本上相同的光球场，而ME反演未能再现Fe I在发射的场矢量方向。我们的反演证实了由数值模型预测的磁通绳足点的位置。然而，预处理和较低的空间分辨率导致模型中的场比数据显示的更弱和更平滑。这强调了需要更高的空间分辨率的模型，以更好地约束喷发前的通量绳。
Magnetic and dynamical photospheric disturbances observed during an M3.2 solar flare
这封信报告了一组全斯托克斯光谱偏振观测在近红外He I 10830 A光谱区，涵盖前，耀斑，和耀斑后阶段的M3.2类太阳耀斑。该耀斑起源于2013年5月17日，属于活动区NOAA 11748。我们在耀斑中探测到强烈的He I 10830 A辐射。He I三重态的红色分量的峰值与连续谱的强度比约为1.86。在耀斑期间，He I Stokes V比通常较大的Si I Stokes V剖面大得多，并且出现反转。四个Stokes剖面的光球Si I反演揭示了以下几个方面：（1）耀斑相期间光球中的磁场强度比耀斑前相减小甚至消失。然而，这种下降并不是永久性的。在耀斑之后，磁场在短时间内恢复其耀斑前的配置（即，在耀斑后30分钟内）。(2)在光球中，在耀斑爆发之前，视线速度表现出规则的颗粒状向上和向下流动模式。在耀斑期间，上升气流（蓝移）控制着耀斑产生的区域。已分别推导出深光球层和高光球层中~ $10^{-3}$和~ $10^{-4}$ g cm $^{-2}$ s $^{-1}$的蒸发率，它们能在大约400秒内使色球层密度增加两倍。
Turbulent Diffusion in the Photosphere as Derived from Photospheric Bright Point Motion
根据大熊座太阳天文台新太阳望远镜（NST）对太阳颗粒的观测，探讨了太阳宁静区、冕洞和活动区斑中亮点的自行。我们自动检测和跟踪亮点（BP），并推导出它们的均方位移作为时间的函数（从每个BP的出现开始）为所有可用的时间间隔。在所有三种磁场环境中，我们都发现了超扩散机制的存在，这在10-300秒的时间间隔内最为明显。通过光谱指数$γ$（均方位移光谱的斜率）测量的超扩散从谱斑区（$γ=1.48$）到宁静太阳区（$γ=1.53$）再到冕洞（$γ=1.67$）增加。我们还发现，湍流扩散系数的变化与时间和空间尺度成正比。对于最小空间尺度（22 km）和最小时间尺度（10 sec），冕洞和宁静太阳区的$^{2}$ s $^{-1}$分别为22和19 km，而对于斑区，对于最小时间尺度15 sec，$^{2}$ s $^{-1}$约为12 km。我们应用我们的BP跟踪代码的三维MHD模型数据的太阳对流（Stein等。2007），并发现超扩散与$γ=1.45$。得到了湍流扩散系数随尺度和$γ$变化的表达式。
Photospheric Electric Fields and Energy Fluxes in the Eruptive Active Region NOAA 11158
在不断演化的太阳活动区中，有多少电磁能量穿过光球层？随着高节奏矢量磁场观测的出现，解决这个基本问题已经变得容易处理。本文利用Kazachenko等人（2014）的“PTD-Doppler-FLCT-Ideal”（PDFI）电场反演技术对6天HMI/SDO矢量磁图和多普勒速度序列进行反演，以寻找活动区NOAA 11158的电场和坡印廷通量演化，该活动区在2011年2月15日早期产生了X2.2耀斑。我们发现光球电场范围高达$2$ V/cm。坡印廷通量的范围从$[-0.6$到$2.3]\times10^{10}$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，大部分为正值，在$[10^9$ - $10^{10}]$ ergs $\cdot$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$范围内对能量收支的贡献最大。通过对瞬时能流的时空积分，我们发现从初始出现到X2.2耀斑爆发前，光球层上积累的总磁能为$E=10.6\times10^{32}$尔格，分别被划分为自由能和势能的$2.0$和$8.6\times10^{32}$尔格。这些估计与耀斑前非线性无力场（NLFFF）外推和最小电流电晕估计（MCC）的估计是一致的，尽管我们的方法非常不同。光球电场的这项研究表明了PDFI方法估计坡印亭通量的潜力，并打开了大门，以更定量的研究太阳光球和更现实的数据驱动的模拟日冕磁场的演变。
Chromospheric and photospheric properties of sunspots as inferred from Stokes inversions under magneto-hydrostatic and non-local-thermodynamic equilibrium
Institut für Sonnenphysik（太阳物理研究所）；Institute for Solar Physics, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文 Leibniz 研究所）；ETH Zürich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（意大利瑞士大学信息学院阿尔多和塞莱达科太阳研究所以及研究所）
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。
Determining the Magnetization of the Quiet Sun Photosphere from the Hanle Effect and Surface Dynamo Simulations
安静的太阳光球的大部分被认为是显著磁化的，这是由于在亚分辨率尺度上普遍存在平均强度约<B>为100 G的缠结磁场。这一结论是通过详细的三维（3D）辐射转移模型的Hanle效应在Sr I 4607线，使用微湍流场近似，并假设的概率密度函数的磁场强度的形状是指数。在这里，我们放松这两个近似建模所观察到的散射极化的Hanle效应产生的磁场的三维光球模型产生的（国家的最先进的）磁对流模拟与表面发电机行动。我们发现，在Sr I 4607线中观察到的散射偏振振幅可以解释，只有在增强光球模型的磁场强度后，由一个相当大的比例因子，F=10，这意味着<B>= 130 G在上层光球。我们还认为，为了解释两个Hanle去极化的Sr I 4607线和塞曼信号中观察到的Fe I线，我们需要引入一个高度相关的比例因子，这样，随后<B>= 160 G在低光球和<B>= 130 G在上层光球。
Investigation of the magnetic and temperature sensitivity of the Stokes parameters of absorption lines in the solar photosphere
在温度，压力，微湍流速度和磁场强度的扰动的响应函数进行了计算的斯托克斯参数配置文件的线Fe I 525.06，525.02和Fe II 614.92 nm。采用Grossmann-Doerth、Larsson和Solanki（1988）提出的程序。我们表明，抑郁症的响应函数不仅可以用来确定的深度，在物理条件的变化影响最有效的吸收和发射的连续和线，但估计响应的斯托克斯配置文件以及。响应是使用敏感度指标估计的，敏感度指标是作为所有光球层响应函数的积分计算的。在高激发和电离势的谱线上，如O I、C I、Fe II谱线，发现了斯托克斯谱线的反常温度敏感性。随着温度的升高，这些谱线的凹陷度增大而不是减小。斯托克斯剖面的磁灵敏度主要取决于磁场条件。在弱场和中场条件下，对于朗德因子、波长和等效宽度值较大的光球线，V剖面的响应最大。灵敏度指标的计算结果，连同磁和温度增强的指数的磁力线。
Non-LTE time-dependent spectroscopic modelling of type II-plateau supernovae from the photospheric to the nebular phase: case study for 15 and 25Msun progenitor stars
