The chromosphere: gateway to the corona, or the purgatory of solar physics?
我认为，人们不仅应该为了了解太阳色球层本身而尝试了解太阳色球层，而且如果对以下物理学感兴趣的话也应该这样做：日冕;天体物理发电机;空间天气;部分电离等离子体;日光层紫外辐射;过渡区。我概述了我个人认为令人困惑和值得注意的奇怪观察。
2010-01-06 astro-ph.SR
Multiwavelength studies of MHD waves in the solar chromosphere: An overview of recent results
色球层是太阳大气层中的一个薄层，它连接着相对较冷的光球层和极热的过渡区和日冕。通过色球层传播的可压缩和不可压缩波可以向界面区和日冕提供大量的能量。近年来，从最先进的设施中获得的大量高分辨率观测结果为解开通过动态色球层传播的振荡现象的特征提供了新的和令人兴奋的方法。再加上磁流体动力学波理论的快速发展，我们现在处于一个理想的位置，以彻底研究波在提供能量以维持色球和日冕加热方面所起的作用。在这里，我们回顾了最近取得的进展，在表征，分类和解释振荡表现在太阳色球层，其内在的能量的推动力。
2015-03-11 astro-ph.SR
Farley-Buneman Instability in the Solar Chromosphere
本文研究了太阳色球部分电离等离子体中的Farley-Buneman不稳定性，考虑了离子的有限磁化和库仑碰撞。我们得到的不稳定性发展所需的离子和电子之间的相对速度的阈值。结果表明，库仑碰撞起着不稳定的作用，在这个意义上说，他们使不稳定，即使在该地区的离子磁化强度大于统一。通过将这些结果应用到色球条件，我们表明Farley-Buneman不稳定性不能解释太阳色球的准定常加热。然而，在强交叉场电流的存在下，它可以产生小规模的，$\sim 0.1-3$ m，在太阳色球层的密度不规则性。这些不规则性可以引起具有相似波长的无线电波的振荡，并为远程色球层传感提供工具。
2009-02-25 astro-ph.SR
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
On the Nature of the Chromosphere-Corona Transition Region of the Solar Atmosphere
当气体压力或浓度在整个层深上恒定时，得到了缓慢加热和快速加热的极限情况下固定加热的太阳大气中的温度和发射测量的分布。在这些条件下，温度随深度的分布由辐射损失和导热系数决定。结果表明，无论是在缓慢加热和脉冲加热的情况下，温度分布在这样一种方式，经典的碰撞热传导是有效的色球日冕过渡区的太阳大气。
2010-04-15 astro-ph.SR
On the propagation of p-modes into the solar chromosphere
我们采用层析观测的一个小区域的plage研究传播的波从太阳光球的色球层使用傅立叶相位差分析。我们的结果显示了预期的垂直传播波周期为3分钟。周期为5分钟的波，即，在声学截止周期以上，发现仅在谱斑的外围传播，并且仅在场可以合理地预期扩展的方向上传播。我们的结论是，场倾斜是至关重要的泄漏的p-模式振荡从光球到色球层。
2009-08-10 astro-ph.SR
Far Ultraviolet Continuum Emission: Applying this Diagnostic to the Chromospheres of Solar-Mass Stars
远紫外（FUV）连续辐射通量被认为是太阳低色球层温度结构的一个非常敏感的诊断指标。到目前为止，对现有恒星FUV数据的分析表明，太阳型恒星也必须有色球，但恒星FUV连续体的定量分析需要更高质量的光谱，并与新的非LTE色球模型进行比较。我们提出了精确的远紫外（FUV，1150-1500^{ \circ }）连续通量测量的太阳质量的恒星，通过高通量和非常低的检测器背景的宇宙起源光谱仪（COS）的哈勃太空望远镜。我们表明，连续通量可以测量以上的检测器的背景，即使是在我们的样本中最微弱的恒星。我们发现一个明显的趋势，增加连续亮度温度在所有FUV波长的旋转周期减少，这提供了一个重要的措施，在恒星色球的磁加热率。与半经验太阳通量模型的比较表明，旋转最快的太阳质量恒星的FUV连续亮度温度类似于太阳上看到的最亮的光斑。因此，最明亮的太阳光斑的热结构提供了我们样本中旋转最快的太阳质量恒星的热结构和加热速率的一阶估计。
2011-09-26 astro-ph.SR
The solar chromosphere at high resolution with IBIS. IV. Dual-line evidence of heating in chromospheric network
太阳色球层的结构和能量平衡仍然知之甚少。我们已经使用成像光谱仪IBIS在邓恩太阳望远镜获得快节奏，多波长剖面采样的Halpha和钙II 854.2纳米在一个相当大的二维视野，包括安静的太阳网络。我们提供了第一个清单，如何安静的色球层出现在这两条线通过比较基本的配置文件测量的形式，图像显示，时间平均显示，时间片，和像素的相关性。我们发现，这两条线可以显着不同的渲染色球层，但，尽管如此，都显示出色球加热的证据，特别是在网络和周围：在其核心宽度的H α，钙II 854.2在其亮度。我们讨论改进建模的场所。
2009-06-11 astro-ph.SR
Simulations of Alfven wave driving of the solar chromosphere - efficient heating and spicule launching
在我们对太阳色球层的理解中，有两个中心问题是：上层色球层是如何被加热的，以及是什么驱动了针状体。根据辐射和传导损失对所需色球加热的估计表明，低色球层的${\sim} 0.1 \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$下降到高色球层的${\sim} 10^{-3} \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$（\citet{Avrett1981}）。色球层也被针状体渗透，针状体是来自低层大气的高密度等离子体，以${\sim} 10-20 \mathrm{\:km\:s^{-1}}$的速度向上推进，称为I型针状体（\citet{Pereira2012,Zhang2012}），达到光球层上方的${\sim} 3000-5000 \mathrm{\:km}$高度。因此，更清楚地了解色球动力学、加热和针状体的形成对太阳大气科学至关重要。三十多年来，人们一直认为MHD波的光球驱动可能是加热和骨针形成的原因。本文介绍了一个高分辨率的MHD处理光球驱动的阿尔文和扭结波向上传播到一个扩展的通量管嵌入在一个模型色球大气的结果。我们发现，从阿尔文和扭结波到慢模式的有质动力耦合产生的冲击，既加热上层色球和驱动针状。这些模拟表明，太阳色球层的波驱动可以给出一个局部加热率，该加热率与观测结果相匹配，并在一个单一的相干模型中驱动与I型观测结果一致的针状体。
2016-07-13 astro-ph.SR
The Formation Height of Millimeter-wavelength Emission in the Solar Chromosphere
在过去几年中，ALMA射电望远镜已可用于太阳观测。ALMA诊断太阳大气层的高度兴趣，因为在毫米波长的亮度温度和太阳大气层中的本地气体温度之间的理论预期的线性关系。解释太阳ALMA观测的关键是了解ALMA发射在太阳大气中的起源。最近的理论研究表明，在1.2（带6）和3毫米（带3）的ALMA带形成在显着不同的高度的中，上部色球层。我们研究了ALMA诊断的形成，使用2.5维辐射MHD模型，其中包括离子中性相互作用（双极扩散）和非平衡电离的氢和氦的影响。我们的研究结果表明，在活跃区域和网络区域，在这两个波长的观测最经常起源于类似的高度在上色球层，与以前的结果相反。非平衡电离增加了色球层的不透明度，因此ALMA主要观察到沿冠层的针状物和纤维。我们将这些模拟结果与IRIS、SDO和ALMA的观测结果相结合，对最近报道的“暗色球洞”（色球层中温度非常低的区域）提出了一种新的解释。
2020-04-01 astro-ph.SR
Observations of the solar chromosphere with ALMA and comparison with theoretical models
在这项工作中，我们使用的ALMA射电望远镜在1.21毫米的波长的太阳观测。分析的目的是为了提高对太阳色球，在光球和日冕之间的太阳大气中的动态层的理解。这项研究有一个观察和建模部分。观测部分分析了全圆盘太阳像。基于改进的FAL大气模型，建立了各种观测太阳结构的辐射模型。最后，对观测结果和模拟结果进行了比较和讨论。
2018-12-18 astro-ph.SR
Heating of the magnetized solar chromosphere by partial ionization effects
在本文中，我们研究了磁化太阳色球层中存在的大部分中性原子引起的加热。中性粒子的存在，以及碰撞耦合随高度的降低，导致色球等离子体偏离经典的MHD行为。中性和电离成分之间出现相对净运动，通常称为双极扩散。与标准欧姆扩散相比，由于双极扩散的作用，色球层中电流的耗散增加了几个数量级。我们提出，一个显着的量的磁能可以被释放到色球层只是现有的力免费10- 40 G磁场。因此，我们得出结论，双极扩散是一个重要的过程，应该包括在色球加热模型，因为它有可能迅速加热色球。我们进行分析估计和数值模拟来证明这一想法。
2011-12-14 astro-ph.SR
On the minimum temperature of the quiet solar chromosphere
目的：我们的目标是提供一个安静的太阳色球层的最低温度的估计。方法：我们进行了一个二维辐射MHD模拟跨越上对流区的低电晕。模拟包括非LTE辐射转移和{一个包含氢的非平衡电离和非平衡H_2分子形成的状态方程}。我们分析了在我们的模型中所作的各种假设的可靠性，以评估模拟的真实性。结果：我们的模拟包含从1微米到3.2微米高度的冷气体袋，温度低至1660 K。它高估了辐射加热，包含了1660 K以下的非物理加热。因此，我们得出结论，在安静的太阳色球层中的冷口袋可能有比模拟中更低的温度，只要色球层中存在没有显着磁加热的区域。我们建议离臂分子光谱寻找这样的凉爽的口袋和3D模拟，包括本地发电机和磁地毯调查焦耳加热在安静的色球层。
2011-04-27 astro-ph.SR
Solar chromosphere heating and generation of plasma outflows by impulsively generated two fluid Alfven waves
上下文我们解决太阳色球层的加热和相关的等离子体流入和流出的产生。目的。我们试图检测离子温度和垂直等离子体流的变化，这是由脉冲激发双流体阿尔文波驱动。我们的目标是调查这些波的太阳色球加热和等离子体外流的可能贡献。方法.我们使用JOANNA程序对Alfvén波的产生和演化进行了数值模拟，JOANNA程序求解了离子+电子和中性粒子的双流体方程，并通过碰撞项耦合。结果我们确认，脉冲产生的小振幅阿尔文波的阻尼轻微影响色球的温度，并产生缓慢的等离子体流。相比之下，由大振幅脉冲产生的阿尔文波更显著地增加色球等离子体温度，并导致更快的等离子体流出。最大加热发生在脉冲从中心光球发射时，并且相关等离子体流的幅度随着脉冲的幅度而增长。结论.大振幅双流体阿尔文波对太阳色球层的加热和等离子体外流的产生有重要贡献。
2021-07-26 astro-ph.SR
Structure and dynamics of the internetwork solar chromosphere: results of a small-scale dynamo simulation
Max-Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；High Altitude Observatory, NSF NCAR（高海拔天文台，美国国家科学基金会/科罗拉多大学）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
本研究通过纯小规模发电机（SSD）生成磁场的三维辐射磁流体动力学（rMHD）模拟，分析网络间太阳色球层的结构、动力学及能量平衡，发现SSD磁场主导中上层能量平衡且输入能量超典型加热需求。
2025-08-27 astro-ph.SR
Effect of Magnetic diffusion in the Chromosphere on the Solar Wind
本文通过显式包含欧姆与双极扩散的MHD模拟，揭示色球层非理想磁扩散会衰减阿尔文波并降低日冕温度与太阳风质量损失率，而小幅增强光球速度扰动可恢复这些量。
2024-05-08 astro-ph.SR
How are the abnormally hot chromosphere and corona heated by the solar magnetic fields?
本研究通过分析 Ca II K 线和日冕绿线的长期观测，首次揭示了太阳色球和日冕不同区域由不同磁场类别以不同模式加热，指出应通过磁场类别视角解开加热之谜。
2024-01-05 astro-ph.SR
Heating of the partially ionized solar chromosphere by waves in magnetic structures
在本文中，我们展示了一个“概念证明”的太阳色球加热机制，由于波耗散所造成的部分电离的影响。通过求解单流体准MHD方程组，数值模拟了嵌入太阳大气中的磁通量管中的非线性波传播，该方程组考虑了广义欧姆定律中的双极项。结果表明，由于双极扩散，磁波引起的扰动可以有效地消散。通过这种机制输入的能量是连续的，并且比静态电流的耗散更有效，最终导致磁结构中色球温度的增加。
2016-02-10 astro-ph.SR
Constraining the systematics of (acoustic) wave heating estimates in the solar chromosphere
声波加热被认为对维持太阳色球层在其观测状态所需的能量输入的缺失有很大贡献。通过与三维辐射磁流体动力学（rMHD）\emph{Bifrost}模型的比较，研究了上层光球中声波截止点以上的波向色球层的传播，并解释了紫外和光学光谱观测结果，以限制太阳大气中声波的加热贡献。利用界面区成像光谱仪（IRIS）的坐立凝视观测和干涉二维光谱仪（IBIS）的数据为这项工作提供了观测基础。我们比较了观测与合成观测来自彩虹太阳大气模型。我们的分析的\emph{Bifrost}模拟表明，互联网络和增强网络区域表现出显着不同的波传播特性，这是非常重要的准确的波通量估计。根据我们的观测结果推断的波能通量不足以维持太阳色球层。我们指出，在文献中的建模方法的系统性导致的差异，可以确定这种类型的研究的结论，基于相同的观察。
2023-02-08 astro-ph.SR
Two Suggestions to See the Hidden Magnetism of the Solar Chromosphere
太阳磁场在出射的谱线辐射的偏振特征中留下了它们的指纹。这是通过各种相当不熟悉的物理机制发生的，而不仅仅是通过塞曼效应。特别是，磁场修改原子水平的偏振（人口不平衡和量子相干性），各向异性辐射泵浦过程中诱导的原子和分子的太阳大气。有趣的是，这种所谓的汉勒效应使我们能够在现有仪器的限制下“看到”塞曼效应所看不到的磁场。在这里，我认为，IR三重态的钙II和He I 10830的三重态将是非常合适的选择，通过光谱偏振观测从未来的空间望远镜，如JAXA的SOLAR-C任务的太阳色球层的磁性调查。
2009-09-24 astro-ph.SR
Propagation and Energy Dissipation of Shock Waves in the Solar Chromosphere
本研究利用多台太阳观测设备的协同数据，探究太阳色球中激波的传播与能量耗散，发现激波可向上传播至低日冕，其沉积能量或可匹敌色球辐射损失，为色球加热机制提供了关键观测依据。
2025-10-01 astro-ph.SR
Differential Rotation of the Solar Chromosphere using multidecadal Ca II K Spectroheliograms
本研究利用KoSO的Ca II K光谱日象图（1907-2007）和图像相关技术分析谱斑，估算太阳色球较差自转，发现其自转速度比黑子追踪结果更快且纬度梯度更小，并探究了其跨太阳周期的时间演变。
2023-11-16 astro-ph.SR
3D numerical simulations of propagating two-fluid, torsional Alfvén waves and heating of a partially-ionized solar chromosphere
我们提出了一个新的见解的传播，衰减和耗散的两种流体，扭转阿尔文波的背景下加热的太阳低层大气。通过对部分电离等离子体的数值模拟，我们求解了三维笛卡尔几何中离子+电子和中性流体的双流体方程组。我们最初实现一个无电流的磁场配置，对应于一个磁通量管，是植根于太阳光球层和扩展到色球层和日冕。我们将模拟区域的下边界放在低色球层，在那里离子和中性粒子开始解耦，并在那里实现一个单色驱动器，直接生成波周期为30 s的Alfvén波。随着离子-中性漂移随高度增加，双流体效应变得更加显著，并且在离子-中性碰撞过程中，Alfvén波和磁声波携带的能量都可以热化。事实上，我们观察到等离子体温度沿磁通量-管的显着增加。总之，双流体扭转阿尔芬波可能在太阳色球层加热中发挥作用。
2021-06-19 astro-ph.SR
Nanoflare Activity in the Solar Chromosphere
我们使用高空间和时间分辨率的地面图像来寻找太阳色球层中纳米耀斑活动的证据。通过对活动区域附近超过10^9个像素的仔细检查，我们发现观测到的强度波动分布具有微妙的不对称性。强度波动中的负过量指示与看起来比平均值亮的那些像素相比，更多的像素具有比平均值暗的强度。通过采用蒙特卡罗模拟，我们揭示了如何负过剩可以解释一系列的脉冲事件，再加上指数衰减，这是分数低于目前的解决限制的低噪声设备的高分辨率地面观测站。重要的是，我们的蒙特卡罗模拟提供了明确的证据，强度不对称性不能单独用光子计数统计来解释。与Terzo等人（2011年）的日冕研究相比，色球层中的纳米耀斑活动更容易发生，在色球层10，000平方公里的区域内，每360秒发生一次脉冲事件，比日冕中一个小区域多50倍。因此，色球层中的纳米耀斑活动可能在向太阳大气层提供热能方面发挥重要作用。
2014-09-23 astro-ph.SR
Forced field extrapolation of the magnetic structure of the Halpha fibrils in solar chromosphere
我们提出了一个仔细评估的强迫场外推使用太阳动力学天文台/日震和磁成像仪（SDO/HMI）磁图。收敛性由几个度量来检查。在3600公里以下的外推场线似乎与新真空太阳望远镜（NVST）观测到的大多数H α纤维一致。在磁场能量远大于势能的区域，通过强迫场外推法计算的场线仍然与H α纤维的图案一致，而非线性无力场（NLFFF）的结果显示出较大的错位。洛伦兹力比的水平平均值表明无力假设失效的受力区域可以达到$1400-1800km$的高度。最近的辐射磁流体力学（MHD）模拟也证实了色球层的非无力状态。
2016-05-05 astro-ph.SR
The solar chromosphere as induction disk and the inverse Joule-Thomson effect
太阳核心的核聚变和太阳辐照度之间的联系，除其他外，由于日冕加热机制的不确定性而变得模糊不清。太阳风密度和速度、太阳黑子数量和极紫外线通量的数据表明，来自太阳对流区的电磁能通过色球层的感应转化为热能。太阳呼出的氦和氢的混合物，在经过日冕膨胀进入太空时，被焦耳-汤姆逊逆效应加热。1999年5月10日至11日，太阳风几乎完全停止，这表明太阳风的速度比太阳黑子更能反映太阳活动，因为太阳风反映的是日冕加热的短期变化，而不是太阳磁场的准周期波动。因此，利用同位素从跨越80万年的宇宙射线通量中重建这一现象，应有助于对地球和空间天气进行分析和长期预报。
2016-09-15 astro-ph.SR
Heating of a Quiet Region of the Solar Chromosphere by Ion and Neutral Acoustic Waves
使用高分辨率的数值模拟，我们调查的等离子体加热驱动的周期性双流体声波起源于底部的光球和传播到重力分层和部分电离的太阳大气。我们认为离子+电子和中性粒子是通过碰撞力相互作用的独立流体。后者在色球层中起着重要作用，导致短周期波的显着衰减。长周期波本质上不会改变光球层的温度，但它们表现出将一部分能量沉积在色球层的能力。这导致离子温度在几分钟的时间尺度上增加了大约五倍。最有效的加热对应于约30-200 s范围内的波周期，峰值位于80 s处。然而，我们的结论是，对于所选择的驱动程序的振幅等于0.1公里秒$^{-1}$，这种加热是太低，以平衡在色球层的辐射损失。
2019-06-04 astro-ph.SR
On the origin of the magnetic energy in the quiet solar chromosphere
磁场的存在对太阳大气层的能量传输至关重要。最近对宁静太阳的地面和空间观测表明，磁场通过局部发电机或小规模通量出现事件在光球高度积累。然而，由于光球层的熵随高度下降，大部分小尺度的磁场可能不会扩展到色球层。在这里，我们提出了一项研究，使用非灰色和非LTE辐射转移和沿磁场的热传导的太阳大气的高分辨率3D辐射MHD模拟，以揭示：1）来自模拟宁静光球的净磁通量不足以维持色球磁场（平均而言），2）在以磁声冲击为主的低色球层中的过程能够将动能转化为磁能，（3）色球层中的磁能随时间线性增加，直到r.m.s.由于从动能的转换，磁场强度在大约4至30 G（水平平均）处饱和，4）并且色球层中形成的磁性特征局限于该区域。
2019-04-10 astro-ph.SR
Generation of solar chromosphere heating and coronal outflows by two-fluid waves
上下文众所周知，阿尔文波和磁声波都有助于太阳色球层的加热并驱动等离子体流出。在这两种情况下，波能量的热化都是由于离子与中性粒子的碰撞而发生的，但所获得的等离子体加热速率无法解释观测数据。资金外流的规模也是如此。目标。本论文的目的是重新审视在部分电离的太阳色球层的Alfvén和磁声波的双流体模型。我们试图检测的离子温度的变化，和垂直等离子体流不同的波组合。方法.我们使用JOANNA代码对耦合Alfvén波和磁声波的产生和演化进行了数值模拟，该代码求解了离子（质子）+电子和中性粒子（氢原子）的双流体方程，并通过碰撞项耦合。结果我们确认，脉冲产生的小振幅波的阻尼可以忽略不计的色球温度的影响，只产生缓慢的等离子体流。相比之下，大振幅脉冲产生的波显着增加色球温度，并导致更快的等离子体流出。最大加热发生在脉冲从光球中心发射时，并且相关等离子体流的幅度随着脉冲的幅度而增加。结论.大振幅耦合双流体阿尔文波和磁声波可以显着有助于太阳色球层的加热和等离子体外流的产生。
2022-11-23 astro-ph.SR
The Relation between the Radial Temperature Profile in the Chromosphere and the Solar Spectrum at Centimeter, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths
从毫米波段到紫外波段的太阳观测表明，在光球层和色球层之间存在一个温度极小值。根据半经验模型的分析，这一点位于光球上方约500公里处。这些模型的一致性已通过毫米波到红外观测进行了检验。在目前的工作中，我们表明，在厘米，亚毫米和红外波长的亮度温度附近的温度最低值的理论径向温度分布的变化的影响，但毫米波长的发射保持不变。我们在光球上方500到1000公里处发现了一个区域，在这项工作中研究的频率下，该区域对观测仍然是隐藏的。
2014-01-25 astro-ph.SR
High-frequency wave power observed in the solar chromosphere with IBIS and ALMA
我们目前的观测限制太阳色球加热的贡献，从声波频率在5和50兆赫之间。我们利用新墨西哥州邓恩太阳望远镜的观测结果，并补充了2017年4月23日收集的阿塔卡马大型毫米波阵列的观测结果。各种量的功率谱的性质是从Ca II 854.2 nm、H I 656.3 nm的谱线以及1.25 mm和3 mm处的毫米连续谱导出的。（斜率、峰值和白噪声本底）与太阳特征的类型（互联网、网络、谱斑）相关。为了解开的垂直与横向等离子体运动，我们检查两个不同的领域，一个接近磁盘中心和其他接近的肢体。为了推断中色球层的声通量，我们将我们的观测结果与随时间变化的辐射流体动力学RADYN代码的合成观测值进行了比较。我们的研究结果表明，声波携带高达约1千瓦米$^{-2}$的能量通量在中间色球，这是不足以维持安静的色球，相反，以前的出版物。
2021-07-19 astro-ph.SR
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。
2015-08-20 astro-ph.SR
Approximations for radiative cooling and heating in the solar chromosphere
上下文太阳色球层中的辐射能量平衡由LTE形成的强谱线主导。在三维含时磁流体模拟中，求解完整的辐射转移方程和统计平衡方程在计算上是困难的。目标。寻找计算太阳色球条件下主谱线辐射能量平衡的简单方法。方法.我们使用详细的计算在时间相关的和二维MHD快照导出的辐射冷却和加热的经验公式。结果中性氢线和莱曼连续谱中的辐射冷却，单电离钙的H和K以及红内三重线和单电离镁的h和k线可以写成光学薄发射（取决于温度），逃逸概率（取决于柱质量）和电离分数（取决于温度）的产物。在色球层的冷袋中，同样的跃迁对气体的加热也有贡献，对于这些过程可以导出类似的公式。最后，我们推导出一个简单的配方，从入射的日冕辐射的色球层的辐射加热。我们将我们的配方与详细的结果进行比较，并对配方的准确性和适用性进行评论。
2012-02-14 astro-ph.SR
Slender Ca II H Fibrils Mapping Magnetic Fields in the Low Solar Chromosphere
在太阳活动区附近的一个密集的细长明亮的纤维森林中，可以看到高质量的窄带Ca II H图像，这些图像来自日出气球搭载的太阳观测站上的SuFI仪器。这些细长的Ca II H纤维（SCF）的取向重叠的磁场配置在低太阳色球层的静磁外推的光球场观测日出/IMAX和SDO/HMI。此外，许多观察到的SCF定性对齐的小尺度循环计算从一个新的反演方法的基础上最佳拟合数值MHD模拟。这些环在安静的区域上以树冠状的拱形结构组织起来，这些拱形结构的高度取决于它们根部附近的场强。
2017-03-28 astro-ph.SR
On the Rotation of the Solar Chromosphere
自转是太阳和其他恒星的一个重要特征，它在理解它们的发电机作用和磁活动方面起着重要作用。在这项研究中，太阳色球活动的旋转进行了调查，从全球的角度来看，超过40年的Mg II指数。我们确定了随时间变化的旋转周期长度（RPLs）的同步压缩小波变换，它提供了高的时间和频率分辨率，此外，我们比较了RPLs与光球和日冕RPLs从太阳黑子数和10.7厘米的无线电通量数据。考虑到了可回收许可证的重要性。我们发现，色球层的RPL呈下降趋势，光球层和日冕的RPL也呈下降趋势;此外，它们在最近四个太阳活动极大期的RPL也呈下降趋势。这表明，在最近四个太阳活动周期间，太阳大气的旋转一直在加速，推测这是由太阳活动强度下降引起的。太阳大气RPL的变化表现出太阳活动周期的多次谐波周期性，并受太阳活动周期的调制。
2020-10-21 astro-ph.SR
Radiative diagnostics in the solar photosphere and chromosphere
太阳和恒星表面的磁场通常会影响或改变恒星发出的电磁辐射的偏振状态。太阳/恒星磁场的推断是通过探测、研究和模拟来自目标恒星的偏振光来进行的。在这篇评论中，我们提出了一个概述的技术，用于研究太阳的大气，特别是那些允许推断磁场。我们结合了偏振辐射转移，反演技术的理论的一个小的选择，我们讨论了一些结果从色球反演。
2016-09-28 astro-ph.SR
On the prevalence of small-scale twist in the solar chromosphere and transition region
太阳色球层和过渡区（TR）形成了太阳表面和其炽热的外层大气之间的界面。在这里，为太阳大气提供动力的大部分非热能都转化为热量，尽管详细的机制仍然难以捉摸。NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）的高分辨率（0.33角秒）观测揭示了色球层和TR充满了亚弧秒尺度的扭曲或扭转运动，发生在活跃区域，安静的太阳区域和冕洞。我们与瑞典1米太阳望远镜（SST）协调观测，以量化这些扭曲运动及其与快速加热到至少TR温度的关联。界面区域的这一视图提供了对低太阳大气加热的洞察力。
2014-10-25 astro-ph.SR
Spatial and temporal analysis of 3-minute oscillations in the chromosphere associated with the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15
3-色球层中的微小振荡归因于从光球层传播的慢磁声波和色球层自身内作为对扰动的响应而以其固有频率产生的振荡。在这里，我们提出了一个调查的色球3分钟振荡之前，期间和之后的SOL 2011 -02- 15 T01：56 X2.2耀斑的空间和时间行为。太阳动力学天文台上的大气成像组件以24秒的节奏获得的以1600和1700埃为中心的紫外辐射观测结果被用来创建作为空间和时间函数的功率图。我们在耀斑期间观察到更高的3分钟功率，在空间上集中在10像素（4弧秒）的小区域内。这意味着色球等离子体不是作为一个单一的整体振荡。增加的3分钟功率的位置与先前研究中HXR耀斑发射的观测结果一致，表明这些小区域是色球层对非热粒子注入能量的反应。这支持了色球层响应于扰动而在声学截止频率处振荡的理论。
2020-11-19 astro-ph.SR
Observation of Alfvén Wave Reflection in the Solar Chromosphere: Ponderomotive Force and First Ionization Potential Effect
通过观测太阳色球中阿尔芬波的反射，证实有质动力导致离子-中性粒子分离，解释第一电离势效应，并关联慢速太阳风的起源与元素组成。
2024-04-12 astro-ph.SR
Observational Signatures of Simulated Reconnection Events in the Solar Chromosphere and Transition Region
本文给出了在太阳大气模型中波致磁重联的数值模拟结果。在磁场几何形状，我们在这篇文章中研究，波，驱动的单色活塞和驱动器采取从日出观测，诱导周期性重联的磁场，这种重联似乎有助于驱动长周期色球喷流。通过综合对各种波长的观测，这些波长对大范围的温度敏感，我们揭示了太阳大气中大量的喷流现象之间经常令人困惑的关系，例如，爆炸事件、针状物、闪光和其他被认为是由重连引起的现象。
2009-02-05 astro-ph.SR
The Multi-Species Farley-Buneman Instability in the Solar Chromosphere
太阳色球层的经验模型显示强烈的电子加热刚好高于其温度最低值。电阻耗散和冲击波等机制似乎不足以解释从紫外线和连续测量中推断出的这种加热的持久性和均匀性。本文进一步发展了Farley-Buneman不稳定性（FBI）理论，该理论可能对这种加热有很大贡献。它扩展了Fontenla（2005）提出的单离子理论，开发了一种多离子物种的方法，更好地模拟了太阳色球层中以金属为主的多种离子等离子体。该分析产生线性色散关系，该线性色散关系预测触发不稳定性所需的临界电子漂移速度。通过对碰撞频率的仔细估算和色球层的一维半经验模型，这一新理论预测，低至4 km/s（远低于中性声速）的速度可能会引发不稳定性。在地球电离层中，FBI经常发生在不稳定触发速度显著超过中性声速的情况下。由此，我们预计从光球层上升的中性流具有足够的能量，可以轻松地产生电场和电子霍尔漂移，其幅度足以使FBI在色球层中常见。如果是这样，这个过程将提供一种将中性流和湍流能量转化为安静太阳中的电子热能的机制。
2014-03-10 astro-ph.SR
On the solar chromosphere observed at the limb with Hinode
来自Hinode航天器上的BFI仪器的Ca II H线的宽带图像显示了从观测到的边缘出现的针状物的发射。令人惊讶的是，沿着它们的长度几乎没有看到针状光的吸收。我们提出了正式的解决方案的传递方程给定的（特设）源函数，包括分层的色球从针状物发出。模型参数与早期的针状体研究基本一致。Ca II针状物的可见性下降到肢体的Hinode数据似乎需要针状物发射多普勒频移相对于分层的大气，无论是超音速湍流或有组织的针状运动。在宽带BFI数据中，色球层的非针状成分几乎不可见，但我们预测它将在高光谱分辨率数据中清晰可见。宽频带的钙II H肢体图像给人的错觉，色球层是由针状体为主。我们的分析提醒人们，签名的缺失可能与签名的存在一样重要。
2010-04-08 astro-ph.SR
ALMA and IRIS Observations of the Solar Chromosphere I: an On-Disk Type II Spicule
我们目前的观测太阳色球同时获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和界面区域成像光谱仪（IRIS）。这些观测站以色球谱区为目标，其空间分布（分为强磁化区和弱磁化区）允许对孤立的线状结构进行研究，而不受背景辐射的污染。使用这些观测结合辐射磁流体动力学2.5D模型覆盖上对流区的所有方式的电晕，考虑非平衡电离效应，我们报告的检测盘上的色球针状ALMA和确认其多热性质。
2020-12-10 astro-ph.SR
On the spatial scales of wave heating in the solar chromosphere
磁流体动力学（MHD）波能量的耗散被认为是太阳色球等离子体中一种可行的加热机制。在这里，我们使用一个简化的色球层一维模型，从理论上研究阿尔文波和慢磁声波的有效耗散所需的物理过程和空间尺度。我们认为部分电离的氢氦等离子体在单流体MHD近似的控制方程，包括现实的波阻尼机制，可能会在色球，即欧姆和双极磁扩散，粘度，热传导和辐射损失。我们在小振幅的限制下进行了局部分析研究，近似地导出了临界阻尼和有效耗散MHD波能量的尺度。我们发现Alfvén波的临界耗散长度尺度强烈依赖于磁场强度，对于实际的磁场强度，其范围为10~m ~ 1~km。在色球层中，弱磁场和低高度时，阿尔文波的衰减主要由欧姆扩散控制，而在色球层中，强磁场和中/高高度时，阿尔文波的衰减主要由双极扩散控制。相反，慢磁声波的阻尼效率较低，临界阻尼需要小于10 μ m的空间尺度。热传导和粘性控制着慢磁声波的阻尼，在所有高度上都起着同样重要的作用。这些结果表明，强波加热可能在色球层中起作用的空间尺度目前还没有得到观测的解决。
2015-08-06 astro-ph.SR
Heating of the solar chromosphere in a sunspot light bridge by electric currents
内容：电阻欧姆耗散被认为是加热太阳色球层的一种机制，但很少有研究建立这种联系。目的：我们的目标是确定如何欧姆耗散电流可以加热太阳色球层。研究方法：我们结合高分辨率的光谱钙II数据从邓恩太阳望远镜和矢量磁场观测日震和磁成像仪（HMI）调查热增强太阳黑子光桥。从HMI光球磁场外推到日冕使用非无力场技术，提供了三维分布的电流，而反转的色球Ca II线与本地热力学平衡和非本地热力学平衡光谱档案提供的温度分层从光球到色球。结果如下：我们发现，光桥是一个强电流的位置，在底部边界处约为0.3 A/m^2，延伸到约0.7 μ m，同时随高度单调下降。这些电流使色球温度相对于本影超出约600-800 K。只有光桥，相对较弱和高度倾斜的磁场出现超过13小时的持续时间，显示了空间重合的热增强和电流。温度提高和整流罩加热主要限于光桥上方0.4-0.7 μ m的高度范围。在大约10 min的加热时间内，可以提供200 J/m^3的内能的相应增加。结论：我们的结果为电流通过欧姆耗散加热太阳色球层下部提供了直接证据。
2021-07-26 astro-ph.SR
The chromosphere during solar flares
在过去的一二十年里，观测和理论耀斑研究的重点一直放在耀斑日冕上，注意力已经从耀斑的色球层方面大大转移。然而，虽然耀斑前的能量储存在日冕中，辐射耀斑主要是一种色球现象，其色球发射提出了丰富的诊断耀斑的热和非热成分。我将在这里回顾耀斑能量释放的色球特征，以及在标准耀斑模型的背景下应用这些诊断所带来的问题。我将提出一些关于通过其他方式向色球层传输能量的想法，以及在这样一个模型中人们可能期望的电子加速的计算。
2010-01-05 astro-ph.SR
Morphology and Dynamics of the Low Solar Chromosphere
安装在国家统计局/南太平洋的邓恩太阳望远镜上的干涉二维光谱仪被用来研究较低色球层和下面几乎无磁性的流球层的形态和动力学。这项研究特别涉及延伸到这些层中的磁性元素的结构。我们在冕洞内外选择了不同的安静太阳区域。在网络间区域没有显着的磁通量以上的IBIS的检测限的贡献，我们发现的冲击波图案的特性的强度结构。网络中的磁通量元素是长寿的，似乎类似于底层光球磁性元素的空间扩展对应物。我们建议修改常见的方法来获得视线磁场强度和解释一些困难，推导出磁场矢量从观测的fluctosphere。
2009-10-08 astro-ph.SR
The magnetic sensitivity of the resonance and subordinate lines of Mg II in the solar chromosphere
我们进行了理论研究的偏振太阳Mg II的h-k的双重（包括其扩展的翅膀）和下属的UV三重态约280 nm。这些谱线具有很大的诊断意义，因为它们编码了从光球层上部到色球-日冕过渡区的太阳大气物理性质的信息。我们的研究是基于太阳大气宁静区和谱区一维模型中谱线偏振的辐射转移计算。我们的计算考虑了原子极化、量子能级干涉、频率重新分布和任意强度的磁场的综合作用。特别是，我们研究的灵敏度的紧急斯托克斯配置文件的变化，磁场通过塞曼和汉勒效应。我们还研究了色球等离子体动力学对出现的斯托克斯轮廓的影响，考虑到在h-k共振跃迁的角度依赖的频率重新分布。这里提出的结果是在太阳紫外光谱的这一重要区域的分光偏振观测的解释感兴趣。
2020-04-20 astro-ph.SR
Oscillatory Response of the Solar Chromosphere to a Strong Downflow above a Sunspot
我们报告了太阳色球层中由太阳黑子中的强下行流事件驱动的三分钟振荡。我们使用了1.6米新太阳望远镜的快速成像太阳光谱仪和界面区成像光谱仪（IRIS）。在黑子本影上方的色球层和过渡区谱线中发现了强的下降流事件。事件发生后，在同一区域发生振荡。多普勒速度振荡的幅度为2 km/s，并随时间逐渐减小。此外，振荡的周期从2.7分钟逐渐增加到3.3分钟。在IRIS 1330狭缝钳口图像中，我们发现在Ha+0.5A图像中检测到的下降流的足点附近有一个瞬态增亮。下降流物质的特征与太阳黑子羽流的特征一致。根据我们的研究结果，我们认为重力分层大气开始以三分钟的周期振荡，以响应Chae & Goode（2015）理论上研究的脉冲下降流事件。
2016-04-08 astro-ph.SR
Formation and plasma circulation of solar prominences
太阳日冕是太阳外层大气或日冕中存在的一种长寿命的冷而致密的等离子体幕。几十年来，它们形成的物理机制，特别是它们内部的血浆循环机制一直不确定。在静止磁场中观察到的普遍存在的向下流动很难解释，因为具有高电导率的等离子体似乎穿过水平磁场线移动。在这里，我们提出了三维数值模拟日珥的形成和演变的一个细长的磁通量绳作为一个结果，在原位等离子体凝聚燃料的连续等离子体蒸发从太阳色球。日珥的诞生和维持是在一个支离破碎的，高度动态的状态下，连续再现多个斑点和线程结构，主要是沿着质量加载的场线向下拖动。日珥等离子体循环的特征是日珥等离子体流回色球层和日珥等离子体通过连续凝聚形成之间的动态平衡。等离子体从色球层蒸发，凝结到日冕的日珥中，然后流回色球层，建立了一个稳定的色球-日冕等离子体循环。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日珥的合成图像与实际观测非常相似，在椭圆形的日冕空洞下有许多动力学线程。
2016-03-17 astro-ph.SR
Tracking downflows from the chromosphere to the photosphere in a solar arch filament system
我们研究了从色球层到光球层的弓形灯丝系统（AFS）的腿上等离子体的动力学，用两个地面太阳望远镜的高节奏光谱数据观察到：格雷戈里望远镜（特内里费岛）使用He I 10830 nm范围内的GREGOR红外光谱仪（GRIS）和瑞典太阳望远镜（La Palma）中使用CRisp成像分光偏振仪观察Ca II 8542和Fe I 6173的谱线。从色球层到光球层，沿着单弓丝的腿，等离子体的排放的时间演化。He I 10830三重态在上色球层的平均多普勒速度可达20-24 km~s $^{-1}$，在下色球层和上光球层，Ca II 8542三重态和Si I 10827三重态谱线的多普勒速度分别可达11 km~s $^{-1}$和1.5 km~s $^{-1}$。多普勒速度在不同层的太阳大气（色球层和上层光球）的演变表明，他们遵循相同的LOS速度模式，这证实了观测证据，等离子体排水向光球提出的模型中的AFS。从低光球Ca I 10839或Fe I 6173谱线推断的多普勒速度图不显示相同的LOS速度图。因此，没有证据表明等离子体到达较低的光球层。观测结果和非线性无力场外推表明，AFS的磁场环随时间而增大。我们发现流动不对称性在不同的足点的AFS。磁场强度的NLFFF值为我们解释这些流动不对称性提供了线索。
2020-01-20 astro-ph.SR
Differential Rotation of the Solar Chromosphere: A Century-long Perspective from Kodaikanal Solar Observatory Ca II K Data
本研究利用科代卡纳尔太阳天文台1907–2007年Ca II K数据，通过图像互相关方法测定太阳色球较差自转率，发现色球赤道自转比光球快1.59%且纬度梯度更小，并得到其他天文台数据支持。
2023-11-30 astro-ph.SR
The Influence of the Magnetic Field on Running Penumbral Waves in the Solar Chromosphere
我们使用高空间和时间分辨率的图像，获得使用地面和空间为基础的仪器，调查的作用磁场倾斜角发挥在太阳色球运行半影波的传播特性。分析一个近圆形的太阳黑子，接近太阳盘的中心，揭示了一个平稳的上升振荡周期的函数，从本影重心的距离。然而，在一个方向的象限，对应于北方向，一个明显的扭结的周期距离diagrations.Utilizing的磁斯托克斯矢量和无力场外推的反演相结合，我们属性这种行为的截止频率施加的磁场几何形状在这个位置。磁场线在北方向上的快速、局部倾斜由于截止频率的加速减小而导致主导周期性的更快增加。我们第一次揭示了如何获得的最高分辨率的太阳能仪器之一，目前可用的主导波周期的空间分布，直接反映了下面的太阳黑子的磁几何形状，从而开辟了丰富的可能性，在未来的磁流体动力学地震学研究。此外，我们发现的内在关系之间的基本磁场几何形状连接的光球的色球层，和运行的半影波在上色球层观察到的特点，直接支持的解释，运行半影波现象是色球层向上传播的磁声波产生的签名。
2013-10-29 astro-ph.SR
Evaluating the reliability of a simple method to map the magnetic field azimuth in the solar chromosphere
塞曼效应对于探测安静的太阳色球层的磁性作用有限。某些谱线中的汉勒效应对这种磁性敏感，但散射偏振信号的解释需要考虑色球等离子体是高度不均匀和动态的（即，磁场不是对称性破缺的唯一原因）。在这里，我们调查的可靠性，一个著名的公式映射的色球磁场的方位角直接从散射极化观察到的\ion{Ca}{2} ~8542~ 100\，线，这是典型的饱和区的汉勒效应。为此，我们使用的斯托克斯配置文件的\ion{Ca}{2} ~8542~\，线计算与PORTA辐射转移代码在三维（3D）模型的太阳色球，降低他们模仿光谱偏振观测的望远镜孔径和噪声水平的范围。模拟观测用于获得视场中每个点处的磁场方位角，我们将其与3D模型中的实际值进行比较。我们表明，除了固有的模糊性，该方法提供了坚实的结果。它们的精度更多地取决于噪声水平，而不是望远镜的直径。大口径太阳望远镜，如DKIST和EST，需要使用合理的曝光时间来实现所需的信噪比。
2021-02-04 astro-ph.SR
