We present the first high-resolution, simultaneous observations of the solar chromosphere in the optical and millimeter wavelength ranges, obtained with ALMA and the IBIS instrument at the Dunn Solar Telescope. In this paper we concentrate on the comparison between the brightness temperature observed in ALMA Band 3 (3 mm; 100 GHz) and the core width of the H$α$ 656.3 nm line, previously identified as a possible diagnostic of the chromospheric temperature. We find that in the area of plage, network and fibrils covered by our FOV the two diagnostics are well correlated, with similar spatial structures observed in both. The strength of the correlation is remarkable, given that the source function of the mm-radiation obeys local thermodynamic equilibrium, while the H$α$ line has a source function that deviates significantly from the local Planck function. The observed range of ALMA brightness temperatures is sensibly smaller than the temperature range that was previously invoked to explain the observed width variations in H$α$. We employ analysis from forward modeling with the RH code to argue that the strong correlation between H$α$ width and ALMA brightness temperature is caused by their shared dependence on the population number $n_2$ of the first excited level of hydrogen. This population number drives millimeter opacity through hydrogen ionization via the Balmer continuum, and H$α$ width through a curve-of-growth-like opacity effect. Ultimately, the $n_2$ population is regulated by the enhancement or lack of downward Ly$α$ flux, which coherently shifts the formation height of both diagnostics to regions with different temperature, respectively.
The Mg I b triplet and the 4571 Å line as diagnostics of stellar chromospheric activity
上下文在文献中，Mg I 4571三线态和b三线态被认为是太阳和恒星活动的诊断，因为它们是在低色球层形成的。目的。研究这四条谱线作为类太阳恒星色球活动诊断的潜力，通过改变大气模型和恒星参数，研究这些谱线的强度与当地大气变化的关系。方法.从Next-Gen光球模型出发，建立了包括光球、色球和过渡区的大气模型网格，求解了辐射转移，得到了合成轮廓，并与主序星、类太阳恒星（有效温度在4800-6400 K之间）、太阳重力和太阳金属丰度的观测光谱进行了比较。结果我们发现，Mg I 4571的线是显着敏感的局部变化，在大气模式周围的最低温度。相反，b三重态的谱线对当地大气结构的变化没有明显的响应。
Solar ALMA: Observation-Based Simulations of the mm and sub-mm Emissions from Active Regions
我们开发了一种集成在我们的3D建模工具GX Simulator（Nita et al. 2015）中的高效算法，可以快速计算ALMA光谱范围内太阳活动区（AR）的合成强度和偏振图。该算法分析光球输入（白光和磁图），将给定的光球像素分类为属于给定的光球结构。然后，在每个像素的顶部添加1D色球模型（Fontenla等人，2009），这形成AR的色球模型。下一步是计算从色球模型产生的毫米和亚毫米辐射。这种方法的一个巨大优点是，来自任何给定AR的发射可以非常快地合成，在AR选择后几分钟的量级。使用GX模拟器工具，还可以从同一AR模型生成微波（陀螺共振）和EUV发射的合成图，并将其与ALMA合成图以及相应的观测微波和/或EUV数据进行比较。
The Formation of IRIS diagnostics. IV. The Mg II triplet lines as a new diagnostic for lower chromospheric heating
在h&k线周围的区域存在Mg II的三条次级线。在太阳光谱中，这些谱线主要出现在吸收谱线中，但在某些情况下也会变成发射谱线。这项工作的目的是研究这种三联体的形成，并调查它们可能带来的任何诊断价值。使用3D辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和耀斑通量出现，我们合成光谱，并调查光谱特征如何响应底层大气。我们发现，发射线是罕见的，通常是由较低的色球（1500 K以上，电子密度高于10 $^{18}$ m $^{-3}$）的温度急剧上升。在这两种模拟中，谱线对柱质量>= 5 e-4 g cm $^{-2}$时发生的温度升高敏感。另外的信息也可以从峰翼比和谱线轮廓的形状中推断出来。使用NASA的界面区域成像光谱仪的观测结果，我们发现吸收和发射线轮廓与合成光谱具有相似的形状，这表明这些线代表了一个有用的诊断，补充了MgII h&k线。
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。
On the stellar parameter dependence of the combined Fe I and Fe II chromospheric emission-line in the wings of the Ca II K line
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato（瓜纳华托大学天文学系）；Chamberlin Observatory, University of Denver（丹佛大学钱伯林天文台）
分析21颗G和K巨星Ca II K线翼中Fe I+Fe II色球发射，发现其与Ca II K流量成比例，并受有效温度和金属丰度影响，在log g≈2.5 dex处斜率变化，指示色球热结构和形成高度差异。
Modelling chromospheric line profiles as diagnostics of velocity fields in ω Centauri red giant stars
上下文星族II红巨星（RGB）的质量损失约为0.1-0.3 M $_{\odot}$是恒星演化理论的一个要求，以解释球状星团中的一些观测证据。目标。本研究的目的是探测星团ω Cen中六颗明亮红巨星的向外速度场，这是质量外流的指示。方法.我们比较合成线配置文件计算使用相关的模型色球观察到的Hα和Ca II K线的配置文件。光谱是用UVES（R= 45，000）拍摄的，恒星被选择为其中三颗属于富金属星群，三颗属于贫金属星群，并且采样比各自的RGB尖端暗1到2.5等。结果我们确实揭示了六个目标中的四个存在低速向外运动，与天体物理参数没有任何明显的相关性。结论.这提供了直接的证据，向外的速度场和质量运动存在于RGB恒星中，比尖端暗2.5等。假设质量外流最终可能导致恒星的质量损失，我们估计质量损失率约为10^{-9}-10 ^{-10} M $_{\odot}$ yr^{-1}，这与恒星演化的要求是一致的。这些速率似乎与光度有关，而不是与金属丰度有关。
Observation and analysis of chromospheric magnetic fields
太阳色球层是太阳的一个活跃的动态区域，波和磁场在其中起着重要的作用。为了提高色球诊断，我们提出了新的观测在Ca II 8542进行的SST/CRISP在拉帕尔马，工作在全斯托克斯模式。我们测量了斯托克斯线轮廓的活动区域。靠近太阳临边观测到的线剖面显示所有四个斯托克斯参数的信号，而靠近盘中心观测到的剖面仅显示斯托克斯I和V的噪声水平以上的信号。我们使用LTE反演代码“NICOLE”推导出在没有半影的小圆黑子中存在的本影闪光中的大气参数。
Chromospheric Flashes in a Solar Pore: Insights from Multi-line Spectropolarimetric Diagnostics
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测台，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；National Solar Observatory (NSO)（国家太阳天文台）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Instituto de Astrofı́sica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
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。
The Formation of IRIS Diagnostics. IX. The Formation of the C I 135.58 Line in the Solar Atmosphere
C I 135.58谱线位于NASA接口区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务的波长范围内。在这里，我们研究的形成和诊断潜力，这条线通过非本地热力学平衡建模，采用一维和三维辐射磁流体动力学模型。C I/C II电离平衡强烈地受到Ly-alpha发射的光电离的影响。在C I 135.58线的发射是由复合级联和线形成区域是光学厚占主导地位。谱线的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.5 μ m高度。利用IRIS，CI 135.58线通常与O I 135.56线一起观测，从两条线的多普勒频移，我们得到两条线的线形成区之间的速度差。根据Cl/OI线芯强度的比值，我们可以确定Cl和OI形成层之间的距离。结合速度差，可以导出色球中层高度的速度梯度。C I/O I总强度线比与中色球层电子密度的倒数相关。我们的结论是，C I 135.58线本身是一个很好的中间色球层的探针，并与O I 135.56线一起提供更多的信息，这补充了其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的h和k线和C II线约133.5 nm。
