Chromospheric sunspots in the millimeter range as observed by the Nobeyama Radioheliograph
我们调查的上层色球和过渡区的太阳黑子本影使用无线电亮度温度在34 GHz（对应于8.8毫米观测）所观察到的野边山射电日像仪（NoRH）。在过渡区周围产生较长毫米范围的射电自由-自由辐射，其亮温产生该区域的温度和密度分布。我们使用的NoRH数据在34 GHz的应用Steer-CLEAN图像合成。这些数据和分析方法使我们能够以高的空间分辨率和足够的分辨率研究更长毫米波段的色球结构。我们还使用NoRH和Nobeyama 45米望远镜在115 GHz下同时观测一个太阳黑子。我们确定，115-GHz的发射主要来源于较低的色球层，而34-GHz的发射主要来源于较高的色球层和过渡区。这些观测结果与目前色球大气模式估计的射电辐射特征是一致的。另一方面，观测到的暗区亮温与宁静区几乎相同。这一结果与目前的太阳黑子模型不一致，后者预测太阳黑子本影在34 GHz处的亮度温度要高得多。这种不一致性表明，34 GHz无线电发射变得光学厚的区域的温度应该低于模型预测的温度。
2015-12-28 astro-ph.SR
Radiation magnetohydrodynamics modeling of an impulsively driven chromospheric jet in the solar atmosphere
Escuela Nacional de Estudios Superiores (ENES) Unidad Morelia, Universidad Nacional Autónoma de México, Unidad Morelia（墨西哥国立自治大学莫雷利亚高级研究学院）
通过非理想磁流体动力学方程耦合辐射传输方程，模拟了太阳色球中脉冲驱动的射流形成与演化，发现辐射传输在光学薄日冕中作为冷却机制主导射流耗散。
2025-10-07 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Non-linearities in Sunspot Atmospheres: Chromospheric Detections of Intermediate Shocks
太阳大气层内激波的形成仍然是少数几个可观测到的能量耗散的特征之一，这种能量耗散是由太阳表面附近产生的大量磁流体动力学波引起的。活动区观测提供了波行为及其对周围大气影响的特殊视图。在太阳低层大气中存在的分层等离子体梯度允许许多理论上的激波现象的潜在形成。在这项研究中，使用色球钙II 854.2nm的光谱偏振数据的一个大的太阳黑子，我们研究波动的等离子体参数在强大的冲击事件，证明极化反转在其演变过程中的后果。现代反演技术被用来揭示扰动的温度，视线速度，和矢量磁场发生在一个范围内的光学深度同义的冲击形成。这些非线性签名的分类进行比较，观察得出的慢，快，和阿尔文冲击的理论朗肯-Hugoniot关系的解决方案。使用超过200，000个独立的测量，我们揭示了阿尔文（中间）激波解在光学深度log（tau）=-4处提供了理论和观测之间最接近的匹配，与上层光球和下层色球之间边界的几何高度一致。这项工作首次揭示了太阳黑子本影中色球层中间激波的证据，为一系列磁结构（包括孔隙、磁通量绳和磁亮点）中波能的潜在热化提供了一种新方法。
2020-02-27 astro-ph.SR
Chromospheric Bubbles in Solar Flares
我们分析了太阳耀斑的辐射流体动力学模拟网格，以研究非热电子束加热的能量平衡和大气响应。色球泡的出现是我们在模拟中发现的最显著的特征之一。这些色球等离子体的口袋被困在过渡区和低层大气之间，因为它被粒子束过热。在合成光谱中可以看到色球泡，它是巴耳末线轮廓的一个额外组成部分，具有高达200 km/s的高多普勒速度。在Ca II 8542 A谱线的两翼也可以看到它们的特征。这些色球等离子体气泡被能量沉积冲击引起的波前向上驱动，需要特定的加热速率和大气位置才能显现出来。
2020-05-21 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
Statistically-derived flaring chromospheric-coronal density structure from non-thermal X-ray observations of the Sun
这是第一次，我们已经使用RHESSI的空间和能量分辨率，以确定合并的色球和日冕密度分布的耀斑的太阳大气中的统计方式，使用的数据集838耀斑观察到的硬X射线超过25千电子伏。假设厚目标光束模型，我们的“平均耀斑大气”在低海拔（色球层，到光球层以上约1-1.5 Mm）有131+/-16 km的密度标度高度，在高海拔（日冕，到光球层以上约2-3 Mm）有5-6 Mm。假设电离水平的单位阶跃变化，建模得出完全中性到完全电离大气之间过渡的高度为1.3+/-0.2 Mm。此外，由类似或更高能量的电子产生的50 keV以上的发射质心大多位于垂直方向上约0.5 μ m的小区域内，这里的中性密度超过3 × 10^13 cm^-3。
2011-11-18 astro-ph.SR
Formation of chromospheric Fe I lines in the near ultraviolet in 1D atmospheres
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Aalto University（阿尔托大学）
研究一维大气中近紫外波段Fe I线的形成机制，揭示其受过电离和散射影响，为3D磁流体动力学模拟提供基础。
2025-09-10 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
MHD wave modes resolved in fine-scale chromospheric magnetic structures
在过去的十年中，由于显着改善的空间和时间分辨率的色球数据，磁流体动力学（MHD）波在这个迷人的太阳大气层的研究已经上升到太阳物理学研究的前沿。在这篇综述中，我们首先回顾的挑战和辩论，表现在MHD波模式识别在精细尺度色球磁结构，包括针状，纤维和斑驳。接下来，我们继续讨论如何准确识别MHD波模式的过程中也有一个至关重要的作用，估计他们的波能通量。这对于估计磁流体动力学波对太阳大气加热的可能贡献是至关重要的。最后，我们详细介绍了如何在色球MHD波研究的进展也使我们能够，第一次，实施尖端的磁震技术，提供了新的见解低太阳大气层的次分辨率等离子体结构。
2015-05-05 astro-ph.SR
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere. II. Non-LTE chromospheric diagnostics and inversions
太阳外层的磁通量是向色球层和日冕释放能量的基本机制。在本文中，我们研究了颗粒大小的通量浓度的出现和相应的物理参数的结构和大气诊断在上层光球和色球层。我们利用一个现实的三维MHD模拟的外层太阳研究的Ca II 8542线的形成。我们还从我们的观察的非LTE反演中获得半经验3D模型。这些模型包含深度依赖的温度和视线分层的信息。我们的分析解释了奇特的钙II 8542配置文件中观察到的磁通新兴地区。此外，我们推导出详细的温度和速度图描述的上升磁泡从光球到色球层。反演表明，在活跃区域，颗粒大小的气泡出现到较低的色球层，现有的大规模领域阻碍了他们的上升。当磁场到达色球层时，我们报告了加热的迹象。
2015-03-12 astro-ph.SR
A Signature of Chromospheric Activity in Brown Dwarfs Revealed by 2.5-5.0 Micron AKARI Spectra
我们认为2.7微米H_2O、3.3微米CH_4和4.6微米CO吸收带可以作为棕矮星色球活动的良好示踪。在我们以前的研究中，我们发现有困难的解释整个光谱之间的1.0和5.0微米的统一云模型（UCM），褐矮星大气模型。基于简单的辐射平衡，模式大气中的温度通常随高度单调下降。然而，如果棕矮星有色球层，正如一些观测所推断的那样，高层大气的温度更高。我们构建了一个简单的模型，考虑到加热由于色球活动通过设置在高层大气中的温度地板，并发现3个棕矮星的模型光谱与中等的H-α发射，色球活动的指标，大大改善，以匹配AKARI光谱。由于高层大气温度较高，CH_4分子的数量减少，吸收带强度减弱。H_2O和CO的吸收带强度也变弱。另一方面，其他具有弱H-α发射的物体不能通过我们的处理来拟合。我们还简要地讨论了磁加热过程，可能在高层大气中运行，通过扩展我们的数值模拟太阳和恒星的表面对流的棕矮星大气。
2014-03-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polarised kink waves in magnetic elements: evidence for chromospheric helical waves
近年来，对太阳大气层进行的新的高空间分辨率观测显示，存在大量小尺度磁性元素，其分辨率已达到目前太阳望远镜组群的分辨率极限（太阳光球层上的$\sim 100-120$公里）。这些小的磁场浓度，由于颗粒抖振，可以支持和引导几个磁流体动力学（MHD）波模式，最终有助于大气上层的能量收支。利用瑞典1米太阳望远镜（SST）获得的高时空分辨率色球数据，应用经验模态分解（EMD）技术跟踪太阳磁场特征，分析了一组色球磁元水平速度矢量的扰动。我们发现观测证据表明，速度矢量本身的两个分量之间的相位关系，导致其螺旋运动。
2017-04-07 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
Parameterizations of Chromospheric Condensations in dG and dMe Model Flare Atmospheres
耀斑中近紫外和连续光辐射的起源对于理解恒星大气中的粒子加速和脉冲加热至关重要。一维辐射流体动力学模拟表明，电子束的高能量沉积速率在T~10^4 K时会在色球层中产生两个耀斑层：一个是冷却的凝结（下流压缩），另一个是加热的不运动（静止）耀斑层，就在凝结层下方。这些大气再现了耀斑光谱中的几种观测现象，如太阳耀斑中发射线的红翼不对称性和M矮星耀斑中的小巴耳末跳跃比。在1D中，高光束通量模拟在计算上是昂贵的，并且在3D中完成具有自适应网格的NLTE模型的（人类）时间尺度在未来一段时间内可能会很笨拙。我们已经开发了一个处方，用于预测的近似演化状态，连续光学厚度，和紧急连续通量谱的辐射流体动力学模型耀斑大气。这些近似的处方是基于一个重要的大气参数：柱质量（m_ref），在该柱质量处，氢在电子束加热的近似稳态的深度处变得几乎完全电离。使用这种新的建模方法，我们发现，需要高能量通量密度（>F11）的电子束来再现2014年3月29日X1太阳耀斑的IRIS数据中观测到的最亮的连续谱强度，并且m_ref从0.001到0.02 g/cm 2的变化再现了M矮耀斑峰值处的光学连续谱通量比的大部分观测范围。
2017-11-26 astro-ph.SR
The quiet solar atmosphere observed and simulated in NaD1
太阳光谱中的NaD 1线有时被认为是太阳色球层。我们研究了它在quiet-Sun网络和互联网络中的形成。我们首先提出了高分辨率的轮廓分辨图像在这条线与成像光谱仪IBIS在邓恩太阳望远镜，并比较这些同时在Ca 8542和Ha采取的色球图像。然后，我们进行三维NLTE配置文件合成的快照从三维辐射磁流体动力学模拟模型NaD 1的形成。我们发现，大多数NaD 1亮度不是色球，但样品的磁浓度，使安静的太阳网络在光球，远低于高度，他们合并成色球冠层，从3D共振散射的光环。线芯是敏感的磁声冲击和附近的磁浓度，冲击发生在更深的地方比其他地方，并可能提供证据的加热深入磁浓度内。
2009-12-11 astro-ph.SR
Small-scale chromospheric spectropolarimetric observables in the internetwork from a 3D radiative MHD model
磁场的存在对于通过太阳大气层传输能量是至关重要的。新一代的望远镜将为磁场如何进入色球层及其在太阳大气能量平衡中的作用提供新的见解。本文采用Bifrost程序计算了一个高空间分辨率（4~km）的太阳大气三维辐射MHD数值模式。该程序求解了沿磁场线的非格雷和非LTE辐射转移和热传导的完整MHD方程。该模型显示了互联网络中的较低色球层（一个由磁声冲击主导的区域，等离子体β大于1）如何能够原位产生磁场Martinez-Sykora等人2019。我们已经合成了全偏振斯托克斯轮廓从这个模型的几个谱线形成的光球和色球。这些合成剖面说明了DKIST和IRIS预期的可观测量类型。我们的工作为如何解释这些天文台的观测提供了见解。我们发现，为了分辨色球磁观测值，关键是要补偿多普勒频移，而不是使用固定的波长范围。
2022-11-15 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of scattering polarization and the Hanle effect in MHD chromospheric models
散射线偏振和汉勒效应是诊断太阳和恒星大气的最重要的机制之一。恒星大气在水平方向上的不均匀性使得光谱合成和解释变得非常困难，因为热力学涨落对谱线偏振的影响与磁场的作用纠缠在一起。这适用于空间分辨光谱以及平均光谱。对这种光谱的解释的必要步骤是研究足够逼真的3D MHD模型中的线形成，并将合成光谱与观测结果进行比较。本文综述了用辐射转移程序PORTA研究偏振谱线的三维非线性光学合成的最新进展。
2015-10-30 astro-ph.SR
Chromospheric Heating by MHD Waves and Instabilities
色球层在太阳大气层内的质量和能量传输中的重要性现在已被广泛认识。本文综述了大尺度色球结构和磁通量管中的磁流体力学（MHD）波和不稳定性的物理机制。我们强调了一些关键的观测方面，帮助我们了解太阳色球层在各种动态过程和波动现象中的作用，并讨论了太阳色球层的加热方案。该审查的重点是波的物理学和调用的背景下，这一重要的太阳大气层的等离子体不稳定性的基础知识。潜在的影响，未来的趋势和悬而未决的问题也划定。
2021-04-05 astro-ph.SR
Observations of solar chromospheric oscillations at 3 mm with ALMA
我们研究了色球振荡使用阿塔卡马大毫米和亚毫米阵列（ALMA）的时间序列的干涉观测安静的太阳在3毫米获得的2秒的节奏和几个角秒的空间分辨率。对1600 A的同时大气成像组件（AIA）图像序列在相同的视场和相同的时间间隔上进行了相同的分析。空间分辨色球振荡在3毫米，频率为$ 4.2 +- 1.7$兆赫的观察在安静的太阳，在细胞和网络。振荡的相干长度尺度与我们的ALMA观测的空间分辨率相当。单个像素中的温度-温度波动可以达到几百K，而空间平均功率谱密度产生的均方根在~ 55-75 K的范围内，即，高达平均亮度温度的~ 1%，并表现出朝向边缘的适度增加。对于AIA 1600 A，振荡频率为3.7 +- 1.7 mHz。相对均方根高达背景强度的6%，向盘中心（单元，平均值）有微弱的增加。ALMA 3 mm时间序列滞后AIA 1600 A ~ 100 s，相当于地层高度差~ 1200 km。我们探测到的ALMA振荡比White等人（2006年）在3.5 mm处从较低（~ 10 arcsec）分辨率观测得到的振幅更高。因此，色球振荡在色球网络的长度尺度上并没有完全解决，甚至可能在我们的ALMA观测的空间分辨率上也没有解决。任何在毫米域的瞬态增亮的研究都应该考虑到振荡。
2019-12-07 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal heating in active region plage by dissipation of currents from braiding
目前还不清楚是哪些物理过程导致了恒星大气温度随高度的急剧增加，即色球（$\sim$ 10，000 K）和日冕（几百万K）加热问题。对类太阳恒星的统计研究表明，色球和日冕的辐射在全球范围内是相关的，这在原则上限制了潜在加热机制的理论模型。然而，到目前为止，对太阳的空间分辨观测令人惊讶地未能在小空间尺度上显示出类似的相关性，使得模型约束不足。在这里，我们使用独特的协调高分辨率观测色球层（从界面区域成像光谱仪或IRIS卫星）和低日冕（从Hi-C 2.1探空火箭），和基于机器学习的反演技术，显示在几百公里的空间尺度上的色球层加热和低日冕之间的强相关性强磁场（“plage”）的地区。这些结果是兼容的最近先进的三维辐射磁流体动力学模拟中，由于编织的磁场线在大气深处形成的电流片的耗散负责加热等离子体同时色球和日冕温度。我们的研究结果提供了深入了解太阳活动区的加热机制的性质。
2022-11-15 astro-ph.SR
Innovative and automated method for vortex identification. II. Application to numerical simulations of the solar atmosphere
本文评估SWIRL算法在太阳大气数值模拟中的适用性，统计光球和色球涡旋特性，发现其数密度和半径，并揭示旋转速度与阿尔芬速度的线性相关。
2023-12-22 astro-ph.SR
Calcium bright knots and the formation of chromospheric anemone jets on the Sun
本文利用三维磁流体力学模拟提出色球喷流新模型，揭示了小尺度扭曲磁通量绳持续上升驱动磁重联并发射喷流，为色球海葵状喷流及纳耀斑的形成提供了普遍机制。
2024-01-29 astro-ph.SR
RADYNVERSION: Learning to Invert a Solar Flare Atmosphere with Invertible Neural Networks
在太阳耀斑期间，据信在日冕中发生重联，随后快速能量传输到色球层。由此产生的强烈加热强烈扰动色球结构，并引起复杂的辐射流体动力学效应。解释太阳大气层的物理性质是太阳物理学中最具挑战性的任务之一。在这里，我们提出了一种新的深度学习方法，一种可逆的神经网络，通过反演Hα和Ca II λ8542中观测到的太阳线轮廓来理解耀斑太阳大气的色球物理。我们的网络是使用耀斑模拟从一维辐射流体动力学代码RADYN作为预期的大气和线轮廓。然后将该模型应用于M1.1太阳耀斑观测的单个像素，该观测是在耀斑爆发后用SST/CRISP仪器进行的。从观测中获得的倒置大气提供了在整个太阳大气中从0-10 Mm高度范围内的等离子体的电子数密度、温度和体积速度流的物理信息。密度和温度分布似乎与预期的大气响应一致，而体等离子体速度提供了产生宽谱线所需的梯度，同时也预测了耀斑加热的预期色球蒸发。我们的结论是，我们已经教我们的新算法的物理学的太阳耀斑根据RADYN，这可以自信地用于分析耀斑数据在这两个波长。该算法也适用于一系列反问题，提供极快（$\sim$ 10 μs）的反演样本。
2019-04-29 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
Comparison of chromospheric diagnostics in a 3D model atmosphere: H$α$ linewidth and mm continua
本研究比较了基于Bifrost 3D rMHD大气模型合成的H$α$ 6565Å线宽与毫米波连续谱亮温，发现两者高度相关且在ALMA Band 7（0.8 mm）处相关性最强，该关系可用于校准ALMA观测的毫米波图。
2023-03-27 astro-ph.SR
Chromospheric impact of an exploding solar granule
在整个太阳大气层的事件之后，对多波长的观测以及因此对高度相关的信息的观测，以及对这些快速演变的层之间的关系的明确分配，是罕见的，也是难以获得的。然而，它们对于我们理解耦合太阳大气中不同状态的物理过程至关重要。我们的特征与同时观测的太阳光球和Hinode宽带CaIIH图像结合界面区域成像光谱仪（IRIS）狭缝光谱的Hinode光谱数据的爆炸颗粒事件。我们跟随爆炸颗粒的演化及其在整个大气中的连通性，并分析了受到异常颗粒影响的磁性元素的动力学。除了磁通量地图，我们使用了当地的相关跟踪方法来推断光球中的水平速度流和应用小波分析的几个IRIS色球发射功能，如MgIIk2v和MgIIk3检测振荡现象，表明波的传播。在异常颗粒的剧烈膨胀过程中，我们检测到径向向外的水平流动，导致与周围颗粒的水平流动一起，在相邻的粒间通道中的磁性元素被挤压和拉长。在反应的压缩，我们检测到色球强度和速度振荡脉冲，我们确定为一个向上旅行的热激波前传播清楚地通过IRIS谱线诊断Mg IIh &K。结论：爆炸颗粒可以触发向上传播的激波阵面，并在色球层中消散。
2017-06-02 astro-ph.SR
Small-scale loops heated to transition region temperatures and their chromospheric signatures in the simulated solar atmosphere
最近的观测揭示了在过渡区（TR）和日冕温度采样的观测数据中可见的非常小尺度的环状结构。它们的形成仍不清楚。我们研究了一个双极系统的例子，在现实的磁流体动力学模拟和前向合成的谱线，以调查这些功能是如何发生的。使用MURaM代码进行计算以生成模型大气。使用Multi3D代码在两个角度（$μ= 1$、$μ= 0.66$）计算合成H $α$和Si IV光谱。磁场线跟踪模型和底层场拓扑结构的演变进行了检查。合成的H $α$多普勒显示环在几分钟内急剧演变。合成的H $α$线剖面显示观察到的线芯的不对称性和多普勒频移。然而，它们也显示了线翼中的强发射峰，即使在石板视图中也是如此。合成的Si IV发射特征部分与H $α$多普勒图中可见的结构一致，部分遵循单独的磁场线。有些甚至在lg $(T /K)= [5.0, 5.5]$温度区间的排放测量图中可见。发射区描绘出双极区中极性相反的磁场线。我们发现，我们的研究结果在很大程度上再现了所观察到的功能和他们的特点。一个具有快速移动和洗牌的足迹的双极系统可以产生许多加热到高温的小规模重复事件。所得到的可观察特征的形态和演变可以根据视角而变化。
2022-11-16 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
Chromospheric heating by acoustic waves compared to radiative cooling
声波和磁声波是加热太阳大气上层的可能机制之一。2008年10月15日，邓恩太阳望远镜上的干涉双维分光仪（IBIS）在大太阳孔NOAA 11005附近观测到一个微弱的色球谱斑，谱线为Fe I 617.3 nm和Ca II 853.2 nm。分析Ca II观测的空间和时间分辨率为0.4”和52秒，声波沉积的能量与辐射损失释放的能量进行了比较。沉积的声通量估计从功率谱的多普勒振荡测量的钙II线核心。辐射损失的计算使用一个网格的七个一维流体静力学半经验模型大气。比较结果表明，辐射损失图和声通量图的空间相关性为72%。在宁静色球层中，声能通量对辐射损失的贡献很小，仅为15%左右。在光球磁场强度在300 G和1300 G之间、倾角为20-60度的活动区，贡献从23%（色球网）增加到54%（斑）。然而，这些值必须被认为是下限，它可能是主要的贡献者加热的明亮的色球网络和plages的声能通量。
2016-05-16 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
Modeling of Chromospheric Features and Dynamics in Solar Plage
色球层是一个动态和复杂的层，所有相关的物理过程都发生在非常小的时空尺度上。一些谱线可以用来诊断色球，给我们提供了复杂的信息，如果没有现实的理论模型，很难解释。这些模型需要包含哪些关键要素？磁场对色球层结构有着至关重要的影响。这是显而易见的，从色球动力纤维结构的无处不在的存在，可见在太阳盘和边缘。本文中的数值实验说明了建模的现状。它们展示了我们的模型在多大程度上再现了各种色球特征及其动态。该出版物描述了不同成分对色球模型的影响，并提供了构建一对一模型的方法。将这些模型与观测相结合，将有助于深入了解太阳大气中发生的物理过程。
2022-08-07 astro-ph.SR
Magnetic Field Diagnostics with Strong Chromospheric Lines
强色球线周围复杂的分光偏振模式是微妙的分光和传输机制的结果，有时以意想不到的方式对色球层中存在的磁场敏感，这可能被用于诊断。本文应用数值偏振辐射转移方法，在任意磁场存在下，研究了平行恒星大气中多项偏振原子部分相干散射的几个重要光谱特征：Mg Ⅱ H-K二重态、Ca Ⅱ H-K二重态和IR三重态。我们确认部分再分配效应的重要性，在形成的Mg II的H-K双重在磁化的气氛中，如前所述的非磁性的情况下。Morevover，我们表明，数值和分析，一个磁场产生可测量的modications的宽带线极化，即使相对较小的场强，而圆极化仍然很好地表示的magnetograph公式。我们注意到，这种现象已经（不知不觉地）被UVSP/SMM观测到，以及在太阳以外的恒星中观测的兴趣和可能性。Ca II的H-K双峰中的部分再分布与其IR三重态中的亚稳水平极化之间的相互作用允许诊断不同层和强度的色球磁场。我们的研究结果提出了几个新的途径来调查经验的磁性太阳和恒星色球。
2017-10-11 astro-ph.SR
Non-Linear Convergence of Solar-like Stars Chromospheres using Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Observations
在这项工作中，我们提出了一种新的方法来适应观测和合成光谱的类太阳恒星在毫米，亚毫米和红外波长通过半经验模型的太阳色球。我们使用Levenberg-Marquardt算法作为非线性方法，PakalMPI作为太阳色球层的半经验模型，最近的观测结果从阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的半人马座阿尔法A作为测试案例。我们的结果表明，我们可以使用太阳色球半经验模型作为一个输入模型，重现观测到的光谱的太阳类恒星。新的配置文件显示类似的太阳色球的最低温度（没有限制CO排放）和高原的高色球。我们的方法提供了一个新的快速数值工具来估计类太阳恒星的物理条件。
2019-12-05 astro-ph.SR
Two-fluid numerical model of chromospheric heating and plasma outflows in a quiet-Sun
\textbf{Purpose:}本文讨论了长期存在的太阳物理问题，即太阳色球层的加热和太阳风的起源。我们的目标是揭示在安静太阳中色球加热和等离子体流出背后的相关机制。\textbf{Methods:}该方法基于双流体数值模型，该模型考虑了质子+电子和氢原子的热非平衡（电离/复合）、非绝热和非理想动力学。应用该模型数值模拟了粒化波在色球层和等离子体流中的传播和耗散。\textbf{Results:}-所获得的结果表明，质子+电子和氢原子之间的碰撞补充等离子体粘度，磁电阻率和重组导致热能释放，这补偿了色球层中的辐射和热损失，并维持了大气层的平均温度和周期的垂直分布与最近的观测数据相一致。\textbf{Conclusion:}我们的模型描绘了一个最强大的和全球性的颗粒化产生的波动，等离子体流，和随后的加热，形成和动态耦合的太阳大气层的各个层的物理图片。
2022-11-22 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of Small-Scale Reconnection Events triggered by Magnetic Flux Emergence in the Solar Atmosphere
新兴的磁通量和预先存在的环境场之间的相互作用已经成为一个“热”的话题，无论是数值模拟和高分辨率的太阳大气观测。在磁通量出现期间出现的增亮和浪涌被认为是磁重联过程的标志。我们提出了一个小规模的通量出现事件的NOAA 10971，同时观察到瑞典1米太阳望远镜在拉帕尔马和\emph{Hinode}卫星在2007年9月的联合活动。极高分辨率的G波段、H $α$和\ion{Ca}{2} H滤波图、\ion{Fe}{1}和\ion{Na}{1}磁图、极紫外光栅扫描和X射线图像显示，该新兴区域与色球、过渡区和日冕增亮以及色球浪涌有关。我们认为这些特征是由大气中低空的磁重联引起的。为了支持这一想法，我们使用FROMAGE服务执行潜在的和线性的无力场外推。外推表明，出现的网站是一个三维零点，从脊柱起源的空间。这种磁场配置和出现的通量区域上方的磁力线的整体取向与在不同大气层中观察到的结构是兼容的，并且对无力场参数的变化保持稳定。我们的分析支持最近的三维数值模拟的预测，充满活力的现象可能会导致新兴的通量和预先存在的色球和日冕领域之间的相互作用。
2010-07-27 astro-ph.SR
Effect of coronal temperature on the scale of solar chromospheric jets
利用二维磁流体动力学模拟研究了日冕温度对太阳色球层喷流形成过程的影响。我们开发了一个新的辐射磁流体动力学代码的动态模拟的太阳大气，采用LTE状态方程，光学厚的光球辐射损失，光学薄的色球层和日冕辐射损失，以及热传导沿磁场线。在模拟中，激波通过过渡区产生了许多色球喷流。我们发现，当日冕温度较低时，这些喷流向外投射得更远（类似于冕洞），而当日冕温度较高时，喷流会更短（类似于活动区）。当日冕温度较高时，色球喷流的减速与周期性色球激波决定减速的模型一致。然而，当日冕温度较低时，重力减速变得更加重要，色球喷流接近弹道运动。
2015-09-22 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
Multi thermal atmosphere of a mini solar flare during magnetic reconnection observed with IRIS
界面区成像光谱仪（IRIS）具有很高的空间和时间分辨率，可以对磁重联期间的太阳色球和日冕活动进行特殊的等离子体诊断。本工作的目的是研究等离子体的精细结构和动力学在喷流的基础上形成一个小型耀斑之间的两个新兴的磁通量（EMF）与IRIS和太阳动力学天文台（SDO）的仪器观测。我们进行时空分析的IRIS光谱中观察到的光谱范围内的Mg II，C II，和Si IV离子。利用云模型技术计算了Mg Ⅱ谱线的多普勒速度。强不对称Mg II和C II线剖面与扩展的蓝色翅膀观察重联网站（喷基地）解释存在两个色球温度云，一个爆炸云蓝移在290公里/秒和一个云较小的多普勒频移（约36公里/秒）。同时在相同的位置（喷气基地），几个过渡区线（如O IV和Si IV），镁II的三重线的巴尔默连续和吸收的识别色球线在Si IV广泛的配置文件的发射强发射已被观察和分析。这样的IRIS线和连续辐射的观测，使我们能够提出一个分层模型的白光迷你耀斑大气层的多层不同的温度沿视线，在重联电流片。这是我们第一次能够通过使用云模型技术来量化垂直于喷流方向喷射的冷云的快速（可能是Alfvénic流）。我们推测，在重联过程中，被抛射出的云团可能来自于被束缚在两个电磁场之间的等离子体，也可能是色球层温度（冷）的上升流物质引起的
2020-10-29 astro-ph.SR
The Radiated Energy Budget of Chromospheric Plasma in a Major Solar Flare Deduced From Multi-Wavelength Observations
本文介绍了在X级太阳耀斑（SOL 2011 -02- 15 T01：56）期间，太阳低层大气在光学、紫外和极紫外波长处辐射的能量的测量结果，该测量结果响应于假定为非热电子形式的能量注入。RHESSI的硬X射线观测被用来跟踪非热电子分布参数的演变，以揭示耀斑加速电子中包含的总功率。通过在脉冲阶段的持续时间内积分，发现包含在非热电子中的总能量为$>2\times10^{31}$ erg。在自由束缚的H I（Lyman）、He I和He II的EUV连续谱中，加上He II在304 nm和H I的发射线，测量了太阳低层大气的响应。（Ly $α$）在1216 ℃（SDO/EVE），UV连续谱在1600 ℃和1700 ℃（SDO/AIA），WL连续谱在4504 ℃、5550 ℃和6684 ℃，以及使用Hinode/SOT在3968 nm处的Ca II H线。这些仪器检测到的能量总和为$\sim3\times10^{30}$ erg;约占总非热能的15%。发现Ly $α$线主导测量的辐射损失。参数的驱动电子分布和由此产生的色球响应的详细介绍，以鼓励耀斑加热的数值模拟，这一事件，以确定太阳大气的深度，这些线和连续过程的起源，以及负责其生成的机制（S）。
2014-06-30 astro-ph.SR
Correlation between the solar magnetic field strength and the millimeter brightness temperature
由ALMA获得的太阳毫米波图像显示出与磁图的显著对应。在本文中，我们调查了这种对应关系，通过比较ALMA全磁盘太阳图像在1.2毫米SDO/HMI磁图，并分析它们的相关性。发现色球网络与活动区存在正相关关系，亮温随视线磁场强度增大而增大，黑子则呈负相关关系。宁静太阳区的亮温与磁场没有任何关系。给出了热韧致辐射作为最好的解释所观察到的相关性。
2022-03-22 astro-ph.SR
The key role of solar dynamics in the chromospheric Hanle polarization
偏振光的量子理论允许人们模拟太阳大气中的散射，以推断其性质。这种强有力的方法揭示了太阳物理学中两个长期存在的关键问题：理论和观测之间的困惑在几个偏振谱线和推断无处不在的弱色球磁场的需要，这需要区分动态光学厚等离子体中的汉勒效应。然而，始终存在的动态，即，加热和宏观运动的时间演化在建模和解释散射偏振时被广泛忽略。这阻碍了一个一致的理论解决方案的难题，而伪造的汉勒诊断。在这里，我们表明，动态演化是解决这两个问题的关键，因为它的系统的影响，允许从“异常”的瞬时偏振信号的观测解释。进化占，我们再现的振幅和（光谱和空间）形状的钙I 4227 A偏振在太阳盘中心，确定一个限制性的安排磁场，运动学，加热，和时空分辨率。我们发现，动力学，汉勒效应，和低时间分辨率的联合行动模仿塞曼线性偏振配置文件，真正的弱场塞曼信号可以忽略不计。我们的研究结果允许重新解释太阳光谱的许多偏振信号，并支持随时间变化的散射偏振作为一个强大的工具，用于破译色球加热和字段的时空分布。这种方法可能是一个关键的援助，在发展汉勒诊断太阳大气。
2016-10-31 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
The He I and He II chromospheric shells and the Transition Region
日全食观测在2008年和2009年进行，以研究He I和He II壳在太阳边缘以上1毫米高度附近。他们认为日冕沿着磁通道深入色球层。由于使用了快速CCD相机，第二个电离氦壳层的观察是第一次证明。过渡区在非常低的高度，那里出现针状体。针状脚也进行了讨论，使用最佳分辨率的SOT/Hinode HCaII图像处理的非线性运营商Madmax来看看这个无处不在的太阳大气的一部分的细节。
2010-08-02 astro-ph.SR
Observations of the chromospheric Evershed flow of sunspot penumbra
本文利用自组织映射技术分析Ca II和Hα谱线数据，测量了黑子半影色球层等离子体速度，发现埃弗谢德流与逆埃弗谢德流相邻共存且共同贡献下行流，证实了非梳状模型并提示下行流源于磁场拖拽。
2023-09-20 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in the solar atmosphere through 3D realistic numerical modeling
通过Bifrost代码的三维RMHD模拟，研究了太阳大气中磁通量对消事件，揭示了色球重联机制及与观测的对比，强调日冕层建模的重要性。
2025-10-22 astro-ph.SR
Multi-dimensional radiative transfer to analyze Hanle effect in Ca {\sc ii} K line at 3933 Å\,
太阳线偏振光谱（第二光谱）的辐射转移（RT）研究主要集中在谱线的形成上，目的是利用一维（1D）模式大气来了解太阳大气的垂直结构。线偏振线剖面观测中的空间结构建模需要求解多维（多维）偏振RT方程和通过磁流体动力学（MHD）模拟得到的太阳大气模型。本文的目的是用多维极化RT方法分析3933 nm的色球共振线Ca { \sc ii} K，同时考虑线散射中的Hanle效应和部分频率重分布。我们使用的大气层是由一个二维快照的三维MHD模拟的太阳光球，结合列的色球层中的一维大气。本文首次应用极化多维RT探测多维MHD大气色球谱线，并以PRD作为谱线散射机制。我们发现，MHD引起的水平不均匀性在低层的大气是负责强烈的空间不均匀性在机翼的线偏振配置文件，而使用水平均匀色球层（CNOC）产生空间均匀的线偏振的线芯。
2013-08-15 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetohydrodynamic Waves in the Magnetized Solar Atmosphere
本文对太阳磁通量管中磁流体动力学（MHD）波的传播进行了三维数值模拟。我们的研究旨在了解不同光球运动产生的MHD波模式的性质。我们认为，在较低的太阳光球层，即颗粒抖振和涡状运动，在一个强大的，本地化的磁通量浓度内的波的产生的最简单的机制中观察到的两种情况。我们表明，颗粒抖振可能会产生更强的慢，快磁声波相比，漩涡运动。相应地，所传输的能通量由于驱动运动而不同。我们还表明，颗粒抖振产生的波很可能表现在更强的发射色球网络。我们认为，不同的机制波的产生是活跃的磁性元素在晶间巷的演变过程中，导致在色球高度随时间变化的发射。
2012-07-31 astro-ph.SR
Alfven Waves in the Solar Atmosphere
阿尔芬波被认为是加热太阳静止大气所需的非热能的可行传输者。大量的最新观测，从国家的最先进的设施，报告了阿尔芬波的存在范围内的色球和日冕结构。本文综述了横向扭折和扭转线性磁流体动力学（MHD）波解纠缠特性的研究进展。我们概述了简单而强大的理论，描述了它们在（非）均匀磁结构中的基本特性，这些结构非常类似于真实太阳大气的构建块。
2012-10-12 astro-ph.SR
The Limb Brightening and its Relationship with the Millimeter-wave Cavity
通过对毫米波、亚毫米波和红外波段（从10 GHz到10 THz）的局域发射的详细理论分析，我们发现，与温度最低值相关联的是，存在一个光学薄腔，腔体周围有两个高的局域发射率区域。我们称这种结构为色球太阳毫米波腔（CSMC）。为了在太阳边缘的射电观测中寻找这个空腔的踪迹，我们开发了一种鲁棒的方法，将不同高度的辐射与观测到的亮度温度联系起来。我们预见，这种方法将使我们能够确定CSMC和太阳临边增亮之间的关系。
2014-01-25 astro-ph.SR
Heating at the remote footpoints as a brake on jet flows along loops in the solar atmosphere
我们报告了太阳动力学天文台（SDO），界面区成像光谱仪（IRIS）和1米新真空太阳望远镜（NVST）沿日冕环传播的太阳喷流的观测结果。喷流的喷出物由多热成分组成，并以大于100 km/s的速度传播。在Halalpha图像中，在具有紧凑和圆形形状的冠状环的远程足点处发现了增亮。大气成像组件（AIA）94 μ m通带中的远程增亮发射峰比喷流基座中的发射峰滞后60 s。在遥远的脚点的增亮被认为是由非热电子加热的后果，MHD波和/或由喷流的磁重联过程产生的传导前沿。在遥远的足点加热导致沿环向喷流底部的增亮延伸，这被认为是色球蒸发。这显然是作为一个制动器上的喷出物，导致减速的范围从1.5到3公里秒$^{-2}$的误差为$\sim1.0$ \，公里秒$^{-2}$时，色球蒸发和喷出物满足在附近的位置环顶点。这种喷流的动力学提供了一个独特的机会来诊断色球蒸发从遥远的足迹，从我们推断的速度在330- 880公里/秒的范围。
2020-07-08 astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Chromospheric modeling of M2-3 V stars with PHOENIX
色球模拟观测到的恒星活动线的差异是必要的，以充分了解晚型恒星的上层大气。我们提出了一个一维参数化色球模型计算的大气程序PHOENIX使用3500 K的底层光球。这项工作的目的是模拟在CARMENES框架内观察到的50个M2-3矮星样本的色球线，用近红外和光学中阶梯光谱仪对M矮星进行高分辨率搜索，系外行星调查。在Na I D2、H $α$和最蓝的Ca II红外三重线的色球谱线中进行观测数据和模型之间的光谱比较，以获得样本中每个恒星的最佳拟合模型。我们发现，对于不活跃的恒星，一个单一的模型与VAL C-样的温度结构是足够的同时充分描述所有三条线。活动恒星是通过非活动模型和活动模型的组合来建模的，还给出了非活动区域和活动区域的填充因子。此外，变星的线性组合的拟合产生填充因子和活动状态之间的关系，表明更多的活动阶段耦合到一个更大的部分在恒星表面上的活动区域。
2019-02-11 astro-ph.SR
The Role of Non-local Thermal Transport in Flare-Driven Chromospheric Evaporation
University of Warwick（华威大学）
该研究通过MHD模拟比较三种热传导模型，发现非局部SNB模型能更真实地模拟耀斑加热后的色球蒸发，为下一代太阳耀斑模拟提供可行方案。
2026-09-22 astro-ph.SR
Measuring the solar atmosphere
瑞典1米太阳望远镜的新CRISP滤光片为以前所未有的空间分辨率和节奏观测太阳大气层提供了机会。为了受益于高质量的观测数据，从这个仪器，我们已经开发出的方法来校准和恢复偏振斯托克斯图像，在光学和近红外波长，考虑到视野的变化的过滤器的属性。为了便于速度测量，从三维流体动力学颗粒模拟的时间序列被用来计算安静的太阳谱线轮廓在不同的日心角。合成线的配置文件，其对流蓝移，可以用作视线速度的绝对参考。利用Ca Ⅱ 8542的磁谱线观测研究色球纤维中的磁场。线翼显示在光球层中部高度的颗粒状图案，而上覆的色球层则位于线的核心。利用完整的斯托克斯数据，我们试图通过观测验证色球纤维与磁场的排列。我们的研究结果表明，在大多数情况下，原纤维沿磁场方向排列，但我们也发现的例子，这是不是这样的。可以使用非LTE反演代码对来自色球数据中形成的谱线的斯托克斯数据进行详细解释。我们首次使用安静太阳的真实3D MHD色球模拟来评估NLTE反演如何从Ca II 8542 Å的分光偏振观测中恢复物理量。我们证明，反演提供了现实的估计深度平均量的色球，虽然需要高光谱分辨率和高灵敏度来测量安静的太阳色球磁场。
2012-04-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
