Photospheric and chromospheric magnetic activity of seismic solar analogs. Observational inputs on the solar/stellar connection from Kepler and Hermes
D. Salabert, R. A. Garcia, P. G. Beck, R. Egeland, P. L. Palle, S. Mathur, T. S. Metcalfe, J. -D. do Nascimento, T. Ceillier, M. F. Andersen, A. Trivino Hage
We identify a set of 18 solar analogs among the seismic sample of solar-like stars observed by the Kepler satellite rotating between 10 and 40 days. This set is constructed using the asteroseismic stellar properties derived using either the global oscillation properties or the individual acoustic frequencies. We measure the magnetic activity properties of these stars using observations collected by the photometric Kepler satellite and by the ground-based, high-resolution Hermes spectrograph mounted on the Mercator telescope. The photospheric (Sph) and chromospheric (S index) magnetic activity levels of these seismic solar analogs are estimated and compared in relation to the solar activity. We show that the activity of the Sun is comparable to the activity of the seismic solar analogs, within the maximum-to-minimum temporal variations of the 11-year solar activity cycle 23. In agreement with previous studies, the youngest stars and fastest rotators in our sample are actually the most active. The activity of stars older than the Sun seems to not evolve much with age. Furthermore, the comparison of the photospheric, Sph, with the well-established chromospheric, S index, indicates that the Sph index can be used to provide a suitable magnetic activity proxy which can be easily estimated for a large number of stars from space photometric observations.
Oscillations in the Solar Faculae. III. The Phase Relations between Chromospheric and Photospheric LOS Velocities
对9个太阳光斑的视向速度振荡进行了分析，目的是研究色球层（He i 10830 A线）和光球层（Si i 10827 A线）5分钟振荡的位相关系。我们发现色球信号相对于光球信号的时滞在-12到100秒之间，平均约为50秒，我们认为观测到的小时滞有三种可能的解释：（1）He i 10830 A和Si i 10827 A的形成能级在光斑中的会聚，（2）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（3）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（4）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（5）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加。iii）驻波和行波的同时存在。
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
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。
Stellar Chromospheric Activity Database of Solar-like Stars Based on the LAMOST Low-Resolution Spectroscopic Survey: II. the bolometric and photospheric calibration
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。
K2 photometry and HERMES spectroscopy of the blue supergiant rho Leo: rotational wind modulation and low-frequency waves
本文用晕测光法计算了B1Iab超巨星rho Leo（HD 91316）80 d长的不间断高节奏K2光变曲线。该光变曲线揭示了$f_{\rmrot}=0.0373$ d $^{-1}$及其谐波的主频。该主频率对应于26.8d的旋转周期，并且受到幅度和相位调制。K2测光还揭示了多周期低频变异性（$<1.5 $ d $^{-1}$），并与1800天期间组装的低节奏高分辨率光谱完全一致。光谱揭示旋转调制的动态非球面风的振幅约为20公里秒$^{-1}$的H $α$线，以及光球速度变化的几公里秒$^{-1}$在0.2至0.6 d $^{-1}$的范围内的频率在Si III 4567线。考虑到大的宏观湍流需要解释的谱线加宽的恒星，我们解释检测到的光球速度，由于超惯性低度大尺度重力波占主导地位的切向振幅和讨论为什么$ρ$狮子座是一个很好的目标，研究如何观察到的光球变化传播到风中。
Chromospheric magnetic field: A comparison of He I 10830 A observations with nonlinear force-free field extrapolation
非线性无力场（NLFFF）模型已被广泛应用于日冕三维磁场的研究。NLFFF外推法中的一个假设是等离子体β很低，但在光球层中这种情况被认为是不正确的。我们检查直接测量的色球磁场在两个活跃的地区，通过分光偏振观测在He I 10830 A，这是比较的潜在领域和NLFFF外推的光球。比较允许定量估计的不确定性在NLFFF外推从光球。我们的分析表明，观测到的色球磁场可能比光球磁场具有更大的无势性。此外，在色球高度的大的非潜在性可能不会被复制的NLFFF从光球磁场外推。色球高度上的非势的低估幅度在某些位置上可达30-40度的切变符号角。这种偏离可能是由于光球层中的非力自由所造成的。我们的研究表明，在NLFFF模型中加入测得的色球磁场对改进日冕外推的重要性。
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。
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。
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）
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。
The chromospheric magnetic field in active regions derived from spectropolarimetry of Ca II 8542
分析了Dunn太阳望远镜上的干涉二维光谱仪（IBIS）对色球Ca II 8542谱线的分光偏振观测，以及Hinode卫星上的分光偏振仪（SP）的太阳光学望远镜（SOT）对光球Fe I 6302谱线的分光偏振观测。这些数据是在2012年1月29日获得的，目标是NOAA活动区（AR）11408和AR 11410。本文用重心法计算了Fe I 6301.5/6302.5在SP航天器上观测到的谱线在活动区各处的视线场强。此外，我们还构造了Ca Ⅱ 8542线色球IBIS数据的COG图，并与由场强SP导出的COG图进行了比较。我们发现，光球场强度范围高达2 kG的plages和高达2 kG或更高的值内的本影区。在色球场强的情况下，在本影区域内的LOS场增加到800 G，并且场强向太阳黑子的边缘减小。
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
Chromospheric heating and magnetic topology above the shared penumbra of a delta-spot: Multi-line inversions and multi-height magnetic-field extrapolations
Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文系太阳物理研究所）
