Linear wavelength correlation matrices of photospheric and chromospheric spectral lines: 1. Observations vs. modeling
本文研究了光球和色球谱线中不同波长的强度之间的线性相关系数。垂直传播通过分层太阳大气的波在不同的时间影响不同的波长。这导致在各种波长处强度的（非）相干性的特征图案。我们从观测资料中导出了几条光球和色球谱线的相关矩阵。为了与观测结果进行比较，我们从LTE建模方法，1-D NLTE模拟和3-D MHD模拟运行计算光谱的相关矩阵。我们也适用于相关方法在不同的光学深度层的温度图。我们发现所有的光球谱线都表现出相似的模式：谱线核心与红翼或蓝翼之间的相关具有明显的不对称性。这种模式不能通过模拟颗粒模式来复制，而是通过向上传播的波来复制。所有的色球层谱线都显示出一种更为复杂的模式。在Ca II H的情况下，单色波的1-D NLTE模拟产生与观测定性匹配的相关矩阵。光球的签名是很好地再现矩阵来自3-D MHD模拟。观测到的光球和色球谱线的相关矩阵是高度结构化的，每条谱线的相关矩阵具有特征性和不同的模式。与从模拟和简单建模得到的矩阵的比较表明，检测到的图案的主要驱动力是向上传播的波。应用相关方法的3-D温度立方体似乎是一个很有前途的工具，在未来的研究中，模拟结果和观测的详细比较。
2009-09-11 astro-ph.SR
Chromospheric Polarization in the Photospheric Solar Oxygen Infrared Triplet
我们提出了多层次的辐射转移建模的散射偏振在太阳O I红外三重态777 nm左右。我们证明了在太阳盘面上观察到的散射偏振模式形成于色球层，远高于光球区域，那里是大部分出射强度分布的起源。通过Hanle效应研究了偏振模式对太阳大气热结构和弱磁场（0.01 - 100 G）的敏感性，表明氧红外三重态的散射偏振信号编码了太阳色球层磁性的信息.
2015-07-13 astro-ph.SR
Helicity at Photospheric and Chromospheric Heights
在太阳大气中，扭转参数$α$与磁螺旋度符号相同。利用光球矢量磁图观测到，负/正螺旋度在太阳的北/南半球占主导地位。色球特征显示在北/南半球右旋/左旋的优势和S形观察到的X射线也有一个主导意义的反向S/前S在北/南半球。有趣的是，在不同的大气高度上，各个特征在螺旋度方面是否有一一对应的关系。我们使用UBF \Halpha图像从邓恩太阳望远镜（DST）和其他\Halpha数据从乌代布尔太阳天文台和大熊太阳天文台。从DST的近同时矢量磁图被用来建立一对一的对应关系的螺旋度在光球和色球高度。我们计划用包括日冕强度在内的更多数据来扩展这项调查。
2009-04-28 astro-ph.SR
Study of FK Comae Berenices: VII. Correlating photospheric and chromospheric activity
我们研究了活跃晚型恒星FK Comae的色球和光球行为之间的联系。我们使用现场温度建模，光变曲线反演的基础上窄波段和宽波段光度测量，从1997年至2010年的Halpha观测，从2004年至2010年的多普勒地图比较色球和光球功能的行为。通过研究低分辨率的Halpha光谱，我们发现色球层的变化似乎主要发生在几个小时以上的时间尺度上，但也观察到了较短的变化。根据H α的测量，在色球层中经常发现比恒星半径更大的双折射，并且稳定数周，而且似乎经常但不是每次都与黑暗的光球斑有关。Halpha发射的旋转调制似乎通常与光变曲线相关，但我们没有发现令人信服的证据表明Halpha发射和恒星亮度的长期趋势存在明确的联系。此外，FK Com在2009-2010年似乎处于异常平静的状态，色球层活动很少，斑点对比度低，这可能表明活动的长期减少。
2015-05-26 astro-ph.SR
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
该研究结合 HMI/SDO 与 MAST 的光球、色球多普勒图，通过小波、相位和相干分析揭示 2.5–4 mHz 磁声波沿倾斜磁场间歇传播，并观测到高频声晕。
2023-04-26 astro-ph.SR
On the 5-Minute Oscillations of Photospheric and Chromospheric Swirls
本文通过小波分析研究光球和色球涡旋的集体与个体行为，发现3-8分钟和10-14分钟两个周期簇，提出全球p模通过产生涡旋等向上层大气输送能量和质量的新机制。
2023-04-17 astro-ph.SR
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。
2009-10-11 astro-ph.SR
Morphology and dynamics of photospheric and chromospheric magnetic fields
我们使用与日之出空间天文台和安装在国家统计局/国家海洋局DST的干涉二维光谱仪（IBIS）获得的联合观测结果，调查了（a）非磁性和（b）磁区的形态和动力学。在没有明显磁通量贡献超过IBIS检测限的网络间区域，我们发现强度结构具有与Wedemeyer-Böhm（2008）数值模拟中所见相似的特征。在网络中的磁通量元素是稳定的，似乎类似于空间扩展对应的底层光球磁性元素。我们将解释从流层观测中推导出磁场矢量的一些困难。
2009-12-17 astro-ph.SR
On the Doppler Shift and Asymmetry of Stokes Profiles of Photospheric FeI and Chromospheric MgI Lines
我们分析了完整的斯托克斯光谱，同时测量的光球（FeI 630.15和630.25 nm）和色球（MgI b2 517.27 nm）线。这些数据是用HAO/NSO高级斯托克斯偏振仪（NOAA AR 9661）获得的。通过比较三条谱线的多普勒频移和不对称性，可以更好地理解色球谱线以及不同磁区的磁场和流场。主要结果如下：（1）对于光球FeI线观测到的半影区，Stokes I（Vi）的多普勒速度与线偏振剖面（Vlp）的多普勒速度非常接近，但与Stokes V剖面（Vzc）的多普勒速度有显著差异，这为半影区的Evershed流是磁化的并主要由水平磁分量携带提供了直接而有力的证据。(2)初步的逆Evershed效应观察到的MgI b2线提供了一个定性的证据，其形成的高度是周围或刚刚高于温度最低区域。(3)半影区的Vzc和Vlp以及孔隙区的Vzc通常接近色球层MgI线所观测到的Vi，而光球层FeI线的情况并非如此。(4)外半影和孔隙表现出类似的行为的斯托克斯V的不对称性，往往从正值的光球（FeI线），在低色球（MgI线）的负值。(5)谱斑区的Stokes V剖面在光球层中是高度不对称的，而在低色球层中更为对称。(6)强红移和大的不对称性被发现周围的磁极性反转线内的共同半影的三角洲斑点。因此，这项研究强调了使用色球线的分光偏振测量的重要性。
2010-06-17 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity on the young solar-type star HD 171488
我们提出的年轻的太阳型恒星HD 171488（质子~1.337 d）的同步光谱和光度监测的结果，旨在研究表面的不均匀性在光球/色球水平。2006年进行了Echelle FOCES光谱（R~40000）和Johnson光度测定。光谱类型，旋转速度，金属丰度，和重力确定使用我们开发的代码。通过对铁谱线的分析来测量金属丰度。光谱减法技术被应用于FOCES光谱范围内最相关的色球诊断（CaII IRT，Halpha，HeI-D3，Hbeta，CaII H&K）。一个模型与两个大的高纬度点是足够的再现B/V光变曲线和径向速度调制，如果光球和斑点之间的温差为1500 K。光球线的多普勒成像分析证实了类似的光斑分布。借助一个类似的几何两点模型，我们能够再现调制的剩余色球层的排放量采用不同的值之间的比例的谱斑和安静的色球层（5为Halpha和3为钙II）的流量。太阳型光斑区域似乎是色球诊断调制的主要原因。斑点/谱斑模型和光变曲线与色球线通量之间的互相关都显示了谱斑相对于斑点（经度20-40度）的领先效应。快速自转恒星HD 171488的活动区与太阳活动区有某些相似之处，因为它的黑子温度与太阳黑子本影温度相近，谱斑通量对比度与太阳平均值一致。相对于太阳的主要区别是更大的尺寸和更高的纬度。
2010-05-04 astro-ph.SR
Starspot evolution, Differential Rotation and Correlation between Chromospheric and Photospheric Activities on Kepler-411
利用开普勒望远镜4年的时间序列测光和Keck I 10 m望远镜和丽江2.4 m望远镜的光谱数据，分析了活动星Kepler-411的黑子演化、表面差异自转、色球活动指标之间的相关性以及色球和光球活动之间的空间联系。我们使用PyKE 3软件，通过手动重新定义光圈，重新执行测光并从目标像素文件和共同趋势基础矢量中进行还原，从而构建光变曲线。利用GEMC_LCM程序，对选定的光变曲线段，在固定纬度（30，45）、（30，60）和（45，60）上，采用两点模型，进行了计算。我们发现星点的周期变化约为660天，与星点纬度无关，并估计SDR的下限为$P_{\text{eq}} = 9.7810(0.0169)$天和$α= 0.1016(0.0023)$。同时，通过从单个光谱中减去总平均光谱，得到色球活动指标的相对变化。结果表明，Ca Ⅱ H和K的辐射相互之间有很强的相关性，H $α$和Ca Ⅱ H & K的辐射之间也存在相关性，且离散度较大，与前人的结果一致.此外，我们发现2011年和2012年Ca II、H和K排放之间的相关性有所不同。色球辐射变化与光变曲线具有高度的空间反相关性，表明色球活动区与黑子区之间存在空间联系。
2021-01-08 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
Stellar Chromospheric Activity Database of Solar-like Stars Based on the LAMOST Low-Resolution Spectroscopic Survey: II. the bolometric and photospheric calibration
本研究基于LAMOST低分辨率光谱数据，利用PHOENIX模型和经典方法计算了112万余颗类太阳恒星的色球活动指数，发现两者呈线性相关，并揭示了恒星色球活动水平与有效温度的关系及太阳在样本中的位置。
2024-05-22 astro-ph.SR
First Detection of Chromospheric Magnetic Field Changes During an X1-Flare
光球磁场的阶梯式变化，往往变得更加水平，已被观察到在许多耀斑。以前的解释包括日冕环的收缩，并推测这种猛拉可能是造成太阳地震的原因。在这里，我们报告了在X1耀斑SOL 20140329 T17：48期间，通过用DST/IBIS对Ca II 8542进行分光偏振测量获得的色球视线磁场（B $_{\rm LOS}$）变化的检测。它们的强度（$<$ 640 Mx cm $^{-2}$）比光球对应物（$<$ 320 Mx cm $^{-2}$）更强，出现的区域也更大。B $_{\rm LOS}$的绝对值通常减少而不是增加。光球变化主要位于极性反转线附近，色球变化主要位于环足点附近。变化的位置很近，但不完全是硬X射线（HXR）发射的空间，既不是增强的连续发射，也不是一个小的太阳地震。增强色球和日冕发射几乎在所有的位置，表现出B $_{\rm LOS}$的变化，但发射也发生在许多地方没有任何B $_{\rm LOS}$的变化。B $_{\rm LOS}$的光球和色球变化在时间、符号和大小上都有差异，而且似乎是相互独立的。一个简单的收缩环模型产生的变化与观察到的变化符号相反。对这种差异的解释可能是增加环的大小或环在耀斑期间在某个方向上解旋。目前还不清楚是哪些过程造成了观测到的变化，它们的时间，大小和位置，特别是考虑到光球层和色球层之间的不相干性。
2016-08-08 astro-ph.SR
From Photospheric Footpoint Motion to Plasmoid Ejection: A Two-Stage Reconnection Process in a Small-scale Chromospheric Jet
本文基于NVST和SDO高分辨率观测，揭示小尺度色球喷流由光球足点先分离后汇聚的两阶段运动驱动，并通过电流片拉长、撕裂模不稳定性形成等离子体团，进而触发快速磁重联产生热EUV喷流，阐明了足点运动对太阳大气动力学的重要作用。
2025-07-02 astro-ph.SR
Measurements of Photospheric and Chromospheric Magnetic Field Structures Associated with Chromospheric Heating over a Solar Plage Region
为了研究磁结构与斑区加热特征之间的关系，我们在2018年10月3日使用安装在GREGOR望远镜上的GREGOR红外光谱仪（GRIS）的积分场单元模式观测了具有He I 1083.0 nm和Si I 1082.7 nm谱线的斑区。在GRIS观测过程中，界面区成像光谱仪（IRIS）获得了从同一区域发射的紫外Mg II双峰的光谱。在GRIS观测到的有限视场范围内，在谱斑区域的外围，我们发现Mg II辐射通量随着色球层中的磁场的增加而增加，比例因子为2.38 \times 10^4 erg cm^{-2} s^{-1} G^{-1}。这种正相关关系表明，磁通量管可以被阿尔夫文波湍流加热，也可以被离子与中性原子碰撞加热。在谱斑区域内，光球层中的强磁场强度斑块之间或磁斑块边缘的辐射通量很大。另一方面，我们没有发现任何显着的空间相关性之间的增强辐射通量和色球磁场强度或电流。在色球层中，除了与阿尔芬波有关的阿尔芬波湍流或离子与中性原子的碰撞外，还可能存在其他与磁通量管相互作用产生的磁场扰动有关的加热机制。
2021-08-17 astro-ph.SR
Helioseismic and Magnetic Imager Multi-height Dopplergrams
我们研究多普勒速度测量在多个高度在太阳大气中使用一组六个滤波器获得的日震磁成像仪上的太阳动力学天文台。在光球声学截止频率以上的频率范围内，核心和机翼多普勒图之间存在明显的相位差，这表明这些数据集确实是“多高度”数据集。
2014-01-14 astro-ph.SR
Biological Damage due to Photospheric, Chromospheric and Flare Radiation in the Environments of Main-Sequence Stars
我们探讨了在F、G、K和M型主序星环境中由于光球、色球和耀斑辐射而引发的生物损伤。色球辐射的数量，在统计意义上，直接与恒星的年龄以及显著的恒星磁场和发电机活动的存在相关联。关于光球辐射，我们还考虑了详细的合成模型，考虑到原子和分子的数百万或数亿条线。年轻恒星的色球紫外辐射在所有恒星光谱型中都有所增加。耀斑活动在K型和M型恒星中最为明显，这也有可能剥离附近行星的行星大气，包括位于恒星宜居带的行星。在我们的研究中，我们将DNA作为碳基大分子的替代物，以碳可能构成地外生命形式的生物化学核心的范式为指导。行星大气衰减被认为是在一个近似的方式。
2009-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chromospheric Magnetic Reconnection caused by Photospheric Flux Emergence: Implications for Jet-like Events Formation
本文研究了低层大气（如色球层）中不同物理环境下的磁重联。它的起源爆炸事件（小尺度喷流）的影响进行了讨论。采用直角坐标系下的2.5维电阻磁流体动力学（MHD）模型。结果表明，磁重联产生的射流的温度和速度强烈地依赖于物理环境，如磁场强度的大小和等离子体密度。如果磁场强度较弱且密度较高，则喷流的温度非常低（~ 10，000 K），速度也非常低（~40 km/s）。然而，如果考虑具有较强磁场强度（20 G）和较小密度（电子密度Ne= 2 × 10 ^{10} cm^{-3}）的环境，则流出喷流达到高达600，000 K的较高温度和高达130 km/s的视线速度，这与喷流类事件的观测值相当。
2009-12-22 astro-ph.SR
The 3D structure of an active region filament as extrapolated from photospheric and chromospheric observations
利用基于光球和色球高度同时观测的非线性无力场外推方法研究了活动区暗条的三维结构。为此，我们使用了在VTT（特内里费岛）用特内里费岛红外偏振仪（TIP）获得的Si I 10827 λ线和He I 10830 λ三重态。这两个外推已经进行了独立于彼此和它们各自的空间域重叠在一个相当大的高度范围。这为诊断开辟了新的可能性，除了通常通过一个外推法获得的，通常是从光球层。在这些可能性中，该方法允许确定He I 10830 Xe信号在太阳表面上方的平均形成高度为\approx 2 μ m。它还允许交叉检查所获得的3D磁性结构，以验证与无力条件的可能偏差，特别是在光球处。外推产生一个由扭曲的磁通绳形成的灯丝，其轴位于太阳表面上方约1.4 Mm处。扭曲的场线沿着我们盒子内的灯丝稍微多转一圈，这导致0.055圈/微米。场线的凸起部分（从太阳表面看）构成了等离子体自然可以支持的凹陷。所获得的三维磁结构的灯丝取决于所观察到的水平磁场的选择，从180 \circ解决方案的方位角确定。我们推导出一种方法来检查所选择的180 \circ模糊度解决方案的正确性。
2012-01-12 astro-ph.SR
Helioseismic response to X2.2 solar flare of February 15, 2011
2011年2月15日的X2.2级太阳耀斑产生了一次强烈的日震事件，这是太阳动力学天文台（SDO）的HMI仪器观测到的太阳光球对耀斑影响的日震响应。脉冲激发的声波形成了一个紧凑的波包，穿过太阳内部，在表面上表现为扩展的波波纹。观测到初始耀斑撞击的形式是多普勒速度、视线磁场和连续强度的紧凑和快速变化。这些变化形成了典型的双带耀斑结构，并被认为与高能粒子加热低层大气的热和流体动力学效应有关。对SDO/HMI和来自Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的X射线数据的分析表明，日震波是在硬X射线（50-100 keV）脉冲之前观测到的，由早期脉冲阶段的光球撞击引发的，并且可能与相对低能电子（~6-50 keV）和热通量传输的大气加热有关。在日震波出现之前，撞击造成了太阳黑子半影的短暂运动。研究发现，日震波阵面穿过太阳黑子时振幅较低，且相对于黑子外的阵面有明显的延迟。这些观测结果为研究耀斑对光球的影响和利用耀斑激发的波进行太阳黑子地震学研究开辟了新的前景。
2011-05-04 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity in V405 And: An M dwarf binary with components on the two sides of the full convection limit
本文用光度BV（RI）_C和光谱数据研究了快速旋转（P_orb=P_rot=0.465d）的活动矮双星V405和（M0V+M5V）。光的变化是由斑点和双星与小日食的综合影响造成的。我们估计系统参数从现有的光和径向速度曲线。在观测过程中发生了三次耀斑事件：两次是在光谱数据中发现的，一次是在BV（RI）_C颜色中用光度计观测到的。一个有趣的爆发现象出现在光度测量中，可以解释为一系列持续至少3个系统轨道（旋转）的耀斑后爆发，起源于跨赤道磁环，连接两个半球的活动区域。V405和V405的两个组成部分的质量远远超过和低于完全对流的理论极限。这一罕见的特性使双星成为观测和测试恒星发电机作用模型的理想目标。
2009-09-28 astro-ph.SR
X-Shooter spectroscopy of young stellar objects III. Photospheric and chromospheric properties of Class III objects
我们分析了来自附近三个恒星形成区（sigmaOrionis，LupusIII和TWHya）的24个III类源的X-Shooter/VLT光谱。我们确定的有效温度，表面重力，旋转速度和径向速度通过比较所观察到的光谱与合成BT-Settl模型光谱。我们详细研究了恒星色球层的发射线，并将这些数据与档案X射线数据相结合，以比较色球层和日冕的发射。X射线光度和H α光度都是用热光度来测量的，对于早期M星来说，它们与有效温度无关，但在光谱M序列的末端会下降。对于饱和的早M星，X射线的平均发射水平几乎比H α高一个指数：log（L_x/L_bol）= -2.85 +-0.36 vs. log（L_H α/L_bol）= -3.72 +-0.21。当所有色球层的发射线（包括直到H11的巴耳末系、CaII HK、CaII红外三重线和几条HeI线）加起来时，日冕通量仍然占色球层的主导地位，通常是2-5倍。探测不同大气层（从较低的色球层到日冕）的活动诊断之间的通量-通量关系将我们的活动前主序星样本与文献中研究的大部分场M矮星分开。单个光发射线之间的通量比显示出对有效温度的平滑依赖性。巴耳末衰减可以通过为另一颗年龄相似的年轻恒星设计的NLTE辐射转移模型大致再现。未来，可以根据这一数据集测试更完整的色球模型网格。
2013-08-26 astro-ph.SR
Evolution of helicity in NOAA 10923 over three consecutive solar rotations
我们研究了太阳活动区中磁螺旋度和手征度在三个连续自转周期中的演化。该区域首次出现时被命名为NOAA 10923，在随后的旋转中，它被编号为NOAA 10930，10935和10941。我们比较了这些地区的手征在光球，色球和日冕的高度。光球高度和色球高度的观测分别来自Udaipur太阳天文台的太阳矢量磁仪（SVM）和H_alpha成像望远镜。我们讨论了这些区域内太阳黑子和相关的H_α细丝的手征性。我们发现，超半影丝的扭曲性在光球横场矢量中也保持不变。我们还比较了在光球和色球高度的手征与相关的日冕环的手征，从日心X射线望远镜观察。
2009-04-26 astro-ph.SR
Chromospheric Rapid Blueshifted Excursions Observed with IBIS and Their Association with Photospheric Magnetic Field Evolution
色球快速蓝移漂移（RBE）被认为是盘对应的II型针状体在肢体和被认为有助于日冕加热过程。以前的识别RBE主要是基于使用多普勒特征检测。在本文中，我们研究了2011年10月21日在一个非常安静的区域在磁盘中心，这是观察到的高节奏成像光谱的Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS）。通过使用自动光谱分析算法，在11分钟的时间内，共识别出98个RBE。大多数RBE要么呈圆形，要么呈细长形，平均面积为1.2弧秒^[2]。来自IBIS的光谱的详细时间演化使得定量确定Ca II 8542 RBE的速度（~16 km/s）和加速度（~400 m/s^2）成为可能，并揭示了通常在初始加速之后的额外减速（~-160 m/s^2）阶段。此外，我们还研究了RBE与伴随光球磁场演化的关联，使用协调的高分辨率和高灵敏度的磁图由Hinode。明确的例子中发现，RBE似乎与前面的磁通量出现和/或随后的磁通量取消。然而，在西南自动磁识别套件的帮助下进行的进一步分析并没有在这些RBE和磁场演化之间产生显著的统计关联。我们讨论了我们的研究结果的背景下，理解的驱动机制的RBE的影响。
2014-12-12 astro-ph.SR
An extensive VLT/X-Shooter library of photospheric templates of pre-main sequence stars
对年轻恒星及其盘的形成和演化的研究依赖于对年轻恒星的恒星参数的了解。这些参数的推导通常基于与光球模板光谱的比较。此外，年轻活跃恒星的色球辐射影响了质量吸积率的测量，这是研究盘演化的一个关键量。在这里，我们推导出低质量的前主序星没有磁盘，这是理想的光球年轻恒星的研究模板的恒星性质。我们也使用这些光谱来限制色球发射的质量吸积率的测量上的影响。光谱在减少，通量校准，并纠正了大地吸收的形式提供给社会。我们推导出我们的目标的光谱类型，通过分析光球分子的功能，目前在他们的VLT/X-射手光谱的光谱指数和光球吸收功能的相对强度的比较。我们还测量有效的温度，重力，投影旋转速度，径向速度从我们的光谱拟合合成光谱与ROTFIT工具。目标具有可忽略的消光和从G5到M8的光谱类型。我们对光谱进行合成测光，以获得不同滤光片中年轻恒星的典型颜色。我们测量的光谱中存在的发射线的光度和估计的噪声，由于色球发射吸积恒星吸积光度的测量。我们提供了一个校准的年轻PMS恒星的光球颜色作为其光谱类型的函数在一组标准的宽带光学和近红外滤波器。对于质量约为150万太阳日、年龄约为1 ~ 500万年的恒星，色球噪声转化为可测量的质量吸积速率的极限约为3 × 10 ^-10 Msun/yr。
2017-06-19 astro-ph.SR
The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Vector Magnetic Field Pipeline: SHARPs -- Space-weather HMI Active Region Patches
太阳动力学天文台（SDO）机载日震和磁成像仪（HMI）的一种新数据产品现已推出，称为空间天气HMI活动区域补丁（SHARP）。SDO/HMI是第一台以高节奏和连续性绘制全圆盘光球矢量磁场的天基仪器。SHARP数据系列提供了补丁中的地图，其中包括自动跟踪其整个生命周期的磁浓度;地图数量包括光球矢量磁场及其不确定性，以及多普勒速度，连续强度和视线磁场。此外，SHARP数据系列中的关键词提供了几个参数，可以简明地描述磁场分布及其与位场配置的偏差。这些指数可用于活动区域事件预测和识别感兴趣的区域。这些指数是按每个补丁计算的，并以12分钟的节奏提供。在大约三个小时的观测之内就可以获得快速观测数据;大约五个星期后就可以产生确定的科学产品。SHARP数据可在http://jsoc.stanford.edu上获得，地图可在两个不同的坐标系中获得。本文介绍了SHARP数据产品，并给出了SHARP数据和参数的示例。
2014-04-07 astro-ph.SR
Magnetic Activity of F-, G-, and K-type Stars in the LAMOST-Kepler Field
监测磁活动的色球和光球指数可以提供宝贵的信息，特别是大气不同部分之间的相互作用及其对磁场的反应。我们从LAMOST-Kepler计划的LAMOST光谱中提取了59，816颗恒星的色球指数S和Rhk+，从Kepler光变曲线中提取了5575颗恒星的光球指数Reff。log Reff与log Rhk+呈正相关。我们估计的幂律指数之间的Reff和Rhk+的F-，G-和K-型恒星，分别。我们还证实了色球和光球活动对恒星自转的依赖性。钙II H和K的排放量和光球的变化一般会随着旋转周期超过几天的恒星旋转周期的增加而减少。指数衰减区的幂律指数在两种活度-转动关系中表现出不同的特征。更新后的最大样本包括活动代理和报告的旋转周期，为了解冷星的磁活动提供了更多信息。
2020-02-23 astro-ph.SR
Measurements of Photospheric and Chromospheric Magnetic Fields
太阳充满了磁场，太阳黑子、气孔和斑区是它们在太阳表面最突出的代表。但即使远离这些活跃区域，磁场也无处不在。在很大程度上，它们在太阳光球热力学中的重要性是由总磁通量决定的。而在低通量安静的太阳区域，磁性结构通过颗粒的运动而被洗牌，高通量区域如太阳黑子或孔隙有效地抑制对流，导致温度下降高达3000 K。磁场对大气高层（色球层和日冕）状况的重要性是毋庸置疑的。活跃区和平静区的磁场是太阳大气外层之间的主要耦合剂，因此不仅参与了这些层的结构，而且还参与了能量从太阳表面通过日冕到行星际空间的传输。因此，对光球层，特别是色球层中磁场的推断，不仅对加深我们对色球和日冕加热、耀斑或日冕物质抛射等太阳现象的理解至关重要，而且对发电机理论或原子物理学等基本物理课题也至关重要。在这篇评论中，我们提出了一个显着的进展，在过去的几十年中的测量技术，分析方法和观测站的可用性，以及一些选定的结果的概述。我们讨论了在最小的空间尺度上确定磁场的问题，与极化灵敏度和时间分辨率的要求越来越高，并强调了一些有前途的未来发展为他们的解决方案。
2015-11-04 astro-ph.SR
Signatures of running penumbral waves in sunspot photospheres
太阳黑子上方的高动态大气中存在着丰富的磁流体动力学（MHD）波。最近的研究表明，最突出的现象耦合的性质：本影闪光（UF）和运行半影波（RPWs）。从观测的角度来看，我们进行了高度相关的研究RPWs，比较它们的波的特性，并旨在跟踪这些迄今为止只有色球观察到的现象，以证明向上传播的场引导的性质的RPWs光球层。利用干涉二维分光偏振仪（IBIS/DST）对一个孤立的圆形黑子（NOAA 11823）进行了58 μ m分时多波长的分光观测。通过多层强度采样、速度比较、小波功率分析和时间片的扇形研究，反演了太阳黑子波在光球层和色球层的功率分布、特征周期和传播特性。在光球层发现了RPW的特征。这些连续振荡优选地发生在从内部半影边界开始的4- 6 min之间的周期。光球振荡都有一个稍微延迟的，更明确的色球对应物，具有更大的相对速度（这与之前的UF事件有关）。在各层中，RPW的功率分布呈现出随波浪周期的增大而增大的典型环形分布。时间片的分析揭示了RPW在$\approx50\,\rm{km/s}$光球层的视水平速度，在色球层高度降低到$\approx30\,\rm{km/s}$。观测结果强烈支持的情况下，RPWs是向上传播的慢模波引导的磁场线。
2015-06-25 astro-ph.SR
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。
2016-08-05 astro-ph.SR
Dynamics of Electric Currents, Magnetic Field Topology and Helioseismic Response of a Solar Flare
2011年7月30日的太阳耀斑属于中等X射线级别（M9.3），但它对光球层产生了强烈的影响，并产生了“日震”，这是由美国宇航局太阳动力学观测站（SDO）的日震和磁成像仪（HMI）观测到的。除了日震波（也是用SDO/AIA仪器观测到的）之外，耀斑还造成了大面积的白光发射，并伴随着磁场的重大重组，导致耀斑区域迅速形成太阳黑子结构。耀斑没有产生明显的硬X射线发射，也没有日冕物质抛射。这表明耀斑能量释放主要局限于低层大气。没有明显的日冕物质抛射排除了磁绳喷发作为日震波的机制。我们讨论了连接的耀斑能量释放的电流动力学和高速等离子体流在低层太阳大气中的耀斑能量释放过程中的潜在重要性。
2015-02-18 astro-ph.SR
A Comparative Study of Magnetic Fields in the Solar Photosphere and Chromosphere at Equatorial and Polar Latitudes
除了他们自己的内在利益，正确解释太阳表面磁场观测是至关重要的，我们的能力，以描述全球的太阳大气磁结构。在日冕模型中，光球磁图常被用作下边界条件，而不是来自几乎没有力的色球层的数据。国家太阳观测台的太阳天气光学长期研究矢量分光磁仪每天从光球层和色球层产生全圆盘视线磁通量图像。在本文中，我们调查的关键属性的磁场在这两个层使用超过五年的VSM数据。我们从近赤道测量中发现，大多数光球场的东西倾角小于12°，而色球场在所有方向上都有很大程度的扩展。使用一个简单的立体反演，我们发现的证据表明，光球极场也接近径向，但在2008年期间，色球场在南极超径向扩大。我们得到了一个空间分辨的极区光球通量分布，直到80°纬度，其强度向极方向增加，近似为余弦（余纬度）的9-10次方。该分布将给出5-6 G的极场强。我们简要讨论了未来天气图的建设和建模的影响。
2010-10-28 astro-ph.SR
Chromospheric polarimetry through multi-line observations of the 850 nm spectral region III: Chromospheric jets driven by twisted magnetic fields
我们调查的诊断潜力的谱线在850 nm的理解低层大气的磁性。为此目的，我们使用一个新开发的3D模拟的色球射流检查的灵敏度的谱线这种现象，以及我们的能力，推断大气信息，通过光谱偏振反演的噪声合成数据。我们开始比较在850 nm处反转整个光谱与仅反转Ca II 8542 A谱线的益处。对于前一种情况，我们发现输入大气更好地匹配，主要是在较低的高度。然而，在更高的层的结果是不准确的。经过几次测试，我们确定在计算拟合优度时，我们需要对色球线的权重大于光球线。新的反演配置使我们能够获得更好的拟合，从而更准确的物理参数。因此，为了从多线反演中提取最多，需要估计一组适当的权重。此外，我们还认为850 nm谱线或与Ca Ⅱ 8542 A谱线加塞曼敏感光球谱线的类似排列，是研究太阳低层大气热、磁性质的最佳观测配置。
2019-04-19 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
Accretion-powered chromospheres in classical T Tauri stars
经典金牛座T星（cTTS）的光谱中有丰富的低激发物质的发射线，这些物质由窄的和宽的成分组成，与两个具有不同运动学、密度和温度的区域相关。光球层的光谱常常被过量的连续发射所掩盖。这种遮蔽通常归因于吸积激波下方加热区域的辐射。这项研究的目的是澄清面纱的性质，以及是否窄色球线的Fe I和其他金属代表一个标准的色球晚型恒星，或引起的质量吸积。从金牛座DR的高分辨率光谱，我们发现，在这颗恒星的面纱量变化从几乎没有到因素超过10倍的恒星连续强度，而面纱是由非光球连续和色球线发射填充在光球吸收线。这种效应可以在其他几颗金牛座T星中证明存在。我们的结论是，增强色球发射cTTS不仅与太阳一样的磁活动，但在更大程度上是由吸积气体。我们认为，色球发射增强的区域是由质量吸积引起的，它修改了恒星大气的局部结构，该区域比热吸积点更广泛。来自这个扩展区域的窄发射线是通过光球吸收线的线填充而在面纱中产生额外分量的原因。
2011-09-06 astro-ph.SR
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。
2016-10-21 astro-ph.SR
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）
研究通过高分辨率光谱偏振数据和FIRTEZ反演代码，揭示了日珥光球和色球中热、磁和运动性质，发现光球Evershed流反转为内流，色球中观测到超音速上升流和冲击前缘特征。
2026-03-11 astro-ph.SR
Sunquakes of Solar Cycle 24
本文介绍了第24太阳活动周期间由M-X类太阳耀斑产生的日震事件（日震）的搜寻结果。通过分析日震磁成像仪（HMI）的光球多普勒进行搜索。在500个M-X级耀斑中，探测到94个日震事件。我们的分析表明，许多强烈的日震是由低M级（M1-M5）的太阳耀斑产生的，而在某些强X级耀斑中，日震波没有观测到或很弱。我们的研究还表明，只有几个活跃的地区的特点是最有效的一代日震波在耀斑。我们发现，日震功率与软X射线通量时间导数的最大值的相关性比与X射线类，表明日震机制与高能粒子。我们还表明，地震活动的耀斑比没有日震扰动的耀斑更冲动。我们提出了一个新的日震太阳耀斑目录，这为进行统计研究提供了机会，以更好地了解太阳地震的物理学以及耀斑能量释放和传输。
2020-04-20 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 astro-ph.SR
The effects of transients on photospheric and chromospheric power distributions
我们用配备CRISP成像分光偏振仪的瑞典1米太阳望远镜（SST）观测了一个安静的太阳区域。拍摄了高分辨率、高节奏的H $α$线扫描图像，以观测从光球层到上色球层的太阳大气的不同层。我们研究了不同高度上不同周期带的功率分布。上层光球层和下层色球层的能量图显示了磁网络元素周围被抑制的能量，称为“磁阴影”。这些也显示出接近光球层的增强的能量，传统上被称为“能量晕”。通常认为声波和倾斜磁场之间的相互作用是造成这两种效应的原因。在这项研究中，我们探讨了小规模的瞬态是否会影响不同高度的功率分布。我们表明，瞬态的存在下，如斑驳，快速蓝移漂移（RBE）和快速红移漂移（RRE），可以强烈影响的功率图。这些事件的短暂和有限的生命周期强烈影响所有的功率图，可能会影响观察到的功率分布。我们表明，多普勒频移瞬变，如RBE和RRE，无处不在，可以有一个主导的影响，在安静的太阳的功率晕的形成。对于磁阴影，像斑点这样的瞬变似乎对3分钟左右的功率抑制没有显著影响，波相互作用可能在这里起关键作用。我们的高节奏的观测表明，流动，波和冲击表现在磁场的存在下，形成一个非线性磁流体动力学系统。
2016-04-21 astro-ph.SR
Decay of a photospheric transient filament at the boundary of a pore and the chromospheric response
本研究通过分析孔隙边界瞬态光球层丝状结构的衰减，结合光谱偏振观测与反演，发现其与高层大气温度升高及双向流动相关，提出磁重联驱动该过程的机制。
2023-03-06 astro-ph.SR
Force-Free Field Reconstructions Enhanced by Chromospheric Magnetic Field Data
日冕磁场的三维图像是太阳物理学中的一个突出问题，特别是在活动区。非线性无力场重建，采用常规可用的全磁盘光球矢量磁图代表国家的最先进的日冕磁场建模。然而，这样的重建，遭受的不一致之间的力免费的日冕磁场和非力免费的光球边界条件，从日冕重建执行。在这项研究中，我们专注于整合额外的色球和/或日冕磁场数据与矢量光球磁图的目标是提高磁场重建的可靠性。我们对Fleishman等人（2017）中描述的可用优化代码进行了相应的修改，并通过在重建磁场和模型磁场之间进行"逐体素"比较，使用从Bifrost代码获得的完整MHD模型测试其性能。我们证明，即使是一个不完整的色球磁场数据集的添加可以显着改善重建的日冕磁场，大大提高重建的磁连通性和日冕电流。
2018-11-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Helioseismic and Magnetic Imager observations of linear polarization from a loop prominence system
太阳动力学天文台的日震和磁成像仪对2013年5月13日在太阳东翼附近发生的X级耀斑之后发生的环日珥系统进行的白光观测显示出线性偏振分量，在$\sim$ 33毫米的高度达到$\sim$ 20%，如果发射仅仅是由于日冕物质对光球光的汤姆逊散射，那么这大约是预期的最大量。与极化分量相关的质量为8.2 $\times$ × 10 $^{14}$ g。在15 Mm高度，环的最亮部分是3（+/-0.5）%的线偏振，仅为纯汤姆逊散射预期的20%，表明在Fe I（617.33 nm）附近波长处存在额外的非偏振分量，可能是热发射。我们估计白光环系统的自由电子密度可能高达1.8 $\times$ 10 $^{12}$ cm $^{-3}$。
2014-02-27 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
Machine Learning-based Separation of the He I 10830Å Chromospheric Signal: Quantitative Analysis of Chromosphere-Corona Intensity in the Quiet Sun
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
利用深度学习CNN模型分离He I 10830Å色球信号，结合TiO图像和交叉波段学习推断光球背景，通过指数吸收模型定量分析纯色球成分，揭示了宁静太阳中色球与日冕辐射的负相关及分层耦合。
2026-05-25 astro-ph.SR
Chromospheric mass motions and intrinsic sunspot rotations for NOAA Active Regions 10484, 10486, and 10488 using ISOON data
这项工作利用改进的太阳观测光学网络（ISOON：Neidig et al. 2003）连续谱（630.2 nm）和Hα（656.2 nm）数据：1）探测和测量光球和色球层中发生的太阳黑子旋转，2）识别和测量色球暗条质量运动，3）评估任何大尺度光球和色球质量耦合。2003年10月27日至29日，使用Brown等人（2003年）的技术得到的重要结果表明，10月29日NOAA AR 10486中的两个大太阳黑子之间存在显著的反向旋转，以及10月27日NOAA AR 10484中的离散暗条质量运动，这似乎与至少一次C级太阳耀斑有关。
2013-06-13 astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of the Formation of Solar Chromospheric Jets with Twisted Magnetic Field Lines
本文对具有扭曲磁场线的色球喷流进行了三维数值模拟。光球辐射转移和状态方程的详细处理，使我们能够模拟现实的热对流附近的太阳表面，激发各种MHD波，并产生色球喷流的模拟。在强磁场浓度以上形成一个高的色球喷流，其最大高度为10- 11 μ m，寿命为8- 10 min。磁场线在色球层中强烈纠缠，这有助于色球层喷流被洛伦兹力驱动。射流的振荡运动是其产生机制的自然结果。我们还发现，产生的色球喷流形成一个具有较细的股直径为几个毫米的集群。这些结果暗示了模拟的喷流和太阳针状体之间的密切关系。
2017-09-05 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
Spectropolarimetry of Chromospheric Magnetic and Velocity Structure Above Active Regions
活跃区经常在色球层中有大规模的气流，这些气流大概是沿着弯曲的磁场线流动的。这些流动的光谱偏振观测对于理解其锚定磁结构的性质和演变至关重要。我们讨论了最近的工作与设施红外分光偏振仪（FIRS）位于新墨西哥州的邓恩太阳望远镜，以实现高分辨率成像分光偏振的Fe I线在630 nm，Si I线在1082.7 nm，和He I三重态在1083 nm。我们目前的地图的光球和色球磁场矢量以上的太阳黑子，以及讨论周围的色球流结构的特点。
2011-01-04 astro-ph.SR
Small Scale Field Emergence and Its Impact on Photospheric Granulation
利用大熊星座新太阳望远镜和太阳动力学观测站日震磁成像仪的光球强度图像和磁场测量数据，研究了新的小尺度出射通量对太阳颗粒化的影响。我们报告说，新兴的通量似乎在太阳颗粒上留下不同类型的足迹：i）亮度增加的扩散不规则斑块，ii）定义明确的类似发光体的结构和伴随的亮点，iii）颗粒内部出现的类似亮点的特征。我们认为，足迹的类型取决于新兴领域的强度。较强的磁场，作为大型磁结构的一部分出现，在太阳表面上产生了一个定义明确的丝状体图案，在丝状体的末端有亮点，而弱的湍流场与宿主颗粒内部的亮斑有关。
2012-07-26 astro-ph.SR
Cycle dependence of helioseismic oscillations above the acoustic cut-off frequency
University of Warwick（华威大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）
本研究通过分析 Klein-Gordon 模型揭示了伪模频率偏移与太阳活动周期的关系，展示了伪模作为诊断太阳内部结构变化的工具。
2026-01-15 astro-ph.SR
Full-disk nonlinear force-free field extrapolation of SDO/HMI and SOLIS/VSM magnetograms
用于模拟日冕中磁场的笛卡尔几何中的外推代码没有考虑太阳表面的曲率，并且只能应用于相对较小的区域，例如，一个活跃的区域。我们比较分析的光球磁场和随后的力免费建模的基础上，从日震和磁成像仪（HMI）板太阳动力学天文台（SDO）和矢量光谱磁仪（VSM）的天气光学长期调查的太阳（SOLIS）的全磁盘矢量地图。我们使用日震和磁成像仪和矢量磁谱仪光球磁场测量模型的多个太阳活动区以上的无力日冕场，假设磁力占主导地位。我们解决了非线性无力场方程的球坐标最小化的功能在一个完整的磁盘不包括极点。在搜索特定数据集的最佳建模参数后，我们比较了由此产生的非线性无力模型场。我们比较的数量，如总磁能含量和自由磁能，纵向分布的磁压力和表面电流密度使用我们的球形几何外推代码。利用日震、磁成像仪和矢量磁谱仪数据进行非线性无力外推得到的磁场线具有较好的一致性。然而，基于日震和磁成像仪数据的非线性无力外推比基于矢量谱磁仪数据的非线性无力外推具有更多的总磁能、自由磁能、磁压纵向分布和表面电流密度的内容。
2012-10-13 astro-ph.SR
Continuous upflow of material in an active region filament from the photosphere to the corona
利用活动区（AR）灯丝的分光偏振数据，我们进行了反演，以推断矢量磁场在光球（Si I线）和色球（He I线）。我们的灯丝位于极性反转线（PIL）位于接近磁盘中心，并提出了强烈的塞曼一样的签名在光球和色球线。在PIL下的连续体中识别出具有两种极性的孔隙状地层。在两个高度处使用AZAM代码来求解方位模糊度。光球和色球矢量磁场之间的比较表明，它们在暗条的某些区域排列得很好。然而，特别是在色球层的高度，磁场主要是与暗丝对齐。在这两个高度上都发现了表明磁力线向上流动的速度特征。所有这些发现的结合强烈表明一个新兴的磁通绳的情况。
2010-10-20 astro-ph.SR
