It has so far proven impossible to reproduce all aspects of the solar plage chromosphere in quasi-realistic numerical models. The magnetic field configuration in the lower atmosphere is one of the few free parameters in such simulations. The literature only offers proxy-based estimates of the field strength, as it is difficult to obtain observational constraints in this region. Sufficiently sensitive spectro-polarimetric measurements require a high signal-to-noise ratio, spectral resolution, and cadence, which are at the limit of current capabilities. We use critically sampled spectro-polarimetric observations of the \cair line obtained with the CRISP instrument of the Swedish 1-m Solar Telescope to study the strength and inclination of the chromospheric magnetic field of a plage region. This will provide direct physics-based estimates of these values, which could aid modelers to put constraints on plage models. We increased the signal-to-noise ratio of the data by applying several methods including deep learning and PCA. We estimated the noise level to be $1\cdot10^{-3} I_c$. We then used STiC, a non-local thermodynamic equilibrium (NLTE) inversion code to infer the atmospheric structure and magnetic field pixel by pixel. We are able to infer the magnetic field strength and inclination for a plage region and for fibrils in the surrounding canopy. In the plage we report an absolute field strength of $|B| =440 \pm 90$ G, with an inclination of $10^\circ \pm 16^\circ$ with respect to the local vertical. This value for $|B|$ is roughly double of what was reported previously, while the inclination matches previous studies done in the photosphere. In the fibrillar region we found $|B| = 300 \pm 50$ G, with an inclination of $50^\circ \pm 13^\circ$.
Network and Plage Indices from Kodaikanal Ca-K Data
利用科代卡纳太阳天文台的Ca II K滤光片研究了太阳活动。图像主要由色球网络和谱斑组成。已开发出程序，以获得网络和谱带指数从每日的图像作为太阳纬度和时间的函数。分析的初步结果报告在这里。网络和谱斑指数被发现遵循太阳黑子周期。在这两个指数的下降活动期间发现了一个次峰。通过对南北半球网络指数的比较，发现南北半球网络指数较活跃。然而，这种不对称性在谱斑指数的情况下并不明显。
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。
我们检查的Ca II H线，在良好的看到条件下获得的VTT阶梯摄谱仪在2007年6月，和更高的分辨率数据的Ca II 8542埃线的法布里-珀罗仪器。VTT目标是靠近盘中心的区域，包括安静的太阳和一些分散的斑。红外数据包括宁静太阳和与小孔相关的谱带。明亮的色球网络发射斑块随着波长从线翼到线中心，即随着线不透明度和高度的增加，几乎没有扩展。我们认为，这个简单的观察色球的力和能量平衡的影响，因为明亮的色球网络发射传统上与增强局部机械加热，增加温度和压力。简单的物理考虑表明，网络色球层可能无法与周围环境达到水平力平衡，但网络是一个长寿的结构。我们推测观察到的行为的可能原因。通过提请注意一个潜在的难题，我们希望有助于更好地理解一个长期未解决的问题：色球网络的加热。
Determination of the chromospheric quiet network element area index and its variation during 2008-2011
一般认为，谱斑和黑子是太阳辐照度的主要贡献者。太阳上有一些小尺度的结构，它们的中间磁场也可能对太阳辐照度有贡献。目前还没有量化这些小尺度结构对太阳辐照度的贡献以及它在太阳周期中的变化程度。在本文中，我们使用的Ca II K图像从安装在Kodaikanal天文台的望远镜。我们报告了一种方法来分离网络元素的背景结构和plage区域。我们计算了太阳活动周最小阶段和第24周上升阶段的一部分网络元素面积指数的变化。在2008年2月至2011年2月的观测期间，网络元素所占的面积约为太阳盘面的30%，谱斑不到1%。在延长的最小活动期内，观察到网络元件面积指数与2008年网络元件所占面积相比下降了约7%。需要对网络元素面积指数进行长期研究，以了解太阳周期的变化。
Variation of Chromospheric Features as a Function of Latitude and Time using Ca-K Spectroheliograms for Solar Cycles 15-23: Implications for Meridional Flow
Energetics of magnetic transients in a solar active region plage
密集的日冕环扎根于太阳活跃区附近的斑中。这些磁斑下的光球磁特征是在太阳表面延伸几角秒的大部分单向磁场的斑块。我们的目标是探索的瞬态性质的磁场，其混合极性的特点，并在plages使用高分辨率的观测和模拟相关的能量。我们使用光球Fe I 6173的光谱偏振观测的一个衰减的活动区从SST。这些数据进行了反演，以恢复光球磁场的plage从SDO/AIA获得的EUV发射图中确定的基础。为了更好地了解谱斑的演变，我们进行了三维辐射磁流体动力学模拟磁对流使用的MURaM代码。观测结果表明，瞬态磁通量出现和取消的时间尺度上的几个100秒和空间尺度上的颗粒的plage内的事件。这些瞬态事件发生在活动区斑环的足点。在一种情况下，这些环足点处的冠状响应明显与基础瞬态相关。模拟还揭示了类似的磁通量出现和取消事件，扩展到更小的空间和时间尺度。个别模拟的瞬态事件通过光球传递的能量通量超过1 MW m $^{-2}$。我们认为，磁瞬变可能在活动区斑能量学中起重要作用。在观测和模拟中，由瞬变磁通产生的反极性磁场与周围的谱斑场相抵消。与这种瞬变事件相关的磁重联可能会引导磁能为上覆的色球和日冕环提供动力。
Stratification of canopy magnetic fields in a plage region. Constraints from a spatially-regularized weak-field approximation method
磁场在色球加热问题中的作用仍然是不受限制的。大多数来自数值模型的理论预测都依赖于磁场配置、场强和连通性，其细节尚未通过观测研究得到很好的确定。对色球磁场谱区的高分辨率研究很少或根本不存在。我们的目的是研究谱区磁场矢量的分层。利用瑞典1米太阳望远镜CRISP仪器在Mg I $λ$ 5173、Na I $λ$ 5896和Ca II $λ$ 8542谱线上获得的高空间分辨率全斯托克斯观测数据。基于空间正则化的思想，我们发展了一种空间正则化弱场近似（WFA）方法。该方法允许快速计算扩展视场的磁场图。这种新技术的保真度进行了评估，使用快照从一个现实的三维磁流体动力学模拟。本文导出了谱区光球层到色球层的磁场视线分量的深度分层。磁场集中在光球层的粒间通道，并向色球层水平扩展，填满所有空间，形成天篷。我们的研究结果表明，这个树冠层的下边界必须位于大约400-600公里的光球。在低色球层（$z\approx760$ km），平均冠层总磁场强度为658 G.在$z=1160$ km处，我们估计$<B_\parallel>\approx 417$ G。我们提出了一个修改的WFA，提高其适用性的数据更差的信噪比。这些方法为研究多层磁场观测提供了一种快速可靠的方法，而没有其他反演方法所固有的许多困难。
Chromospheric activity on the late-type star V1355 Ori using Lijiang 1.8-m and 2.4-m telescopes
利用丽江1.8 m和2.4 m望远镜获得了新的高分辨率光谱，研究了V1355 Ori色球活动的Ca ii H&K，H δ，H γ，H β，Na i D1，D2，H α和Ca ii红外三线态（IRT）的行为。在Ca ii H和K谱线上有明显的连续谱以上的发射，在H δ、H γ、H β和Na i D1、D2谱线上有明显的自反发射，在H α谱线上有可变的行为（填充吸收、有芯吸收成分的部分发射或连续谱以上的发射），在Ca ii IRT谱线的强填充吸收中有弱的自反发射。我们使用谱减法技术来分析我们的数据。结果表明，在H δ和H γ谱线中没有过量发射，在Na i D1、D2谱线中有非常弱的过量发射，在H β谱线中有过量发射，在H α谱线中有明显的过量发射，在Ca ii IRT谱线中有过量发射。EW 8542/EW 8498比值在0.9 ~ 1.7之间，表明色球活动可能是由谱斑事件引起的。比值E H α/E H β大于3，表明巴耳末线可能来自类双折射物质。我们还发现，特别是在Na i D1，D2，Ca ii IRT和H alpha线的色球活动线的等效宽度的光变曲线的时间变化。这些现象可以用谱斑事件来解释，这与色球活动指示器的行为是一致的。
Software tool for automatic detection of solar plages in the Coimbra Observatory spectroheliograms
自1926年以来，科英布拉每天都在Ca II K线（K1和K3）上拍摄全圆盘太阳光谱图。后来，在1989年，随着设备的升级，有可能开始对H-α谱线进行观测。科英布拉的太阳分光光度图构成了一个巨大的太阳图像数据集，这需要一个有效的自动工具来检测和分析太阳活动特征。这项工作提出了一个数学形态学方法应用于CaII K3系列。我们的目标是创建一个工具的基础上分割的分水岭变换结合其他形态学算子自动检测和分析色球谱段在太阳活动周期24。通过将第23次循环的结果与Dorotovic等人（2007，2010）提供的结果进行比较，对该工具进行了验证。所获得的结果是非常好的协议，包括在非理想的气象条件下获得的图像（如。天空中的云）。并与ASSA模型应用于SDO HMI磁图的结果进行了定性比较。
Helioseismic Signature of Chromospheric Downflows in Acoustic Travel-Time Measurements from Hinode
我们报告的一个签名的色球下降流在两个新兴的通量地区检测的时间距离日震学分析。我们使用Hinode/SOT获得的Ca II H线的色球强度振荡数据和Fe I 557.6nm线的光球多普勒数据进行分析。通过互相关的钙II振荡信号，我们已经检测到了一个旅行时间异常的plage地区，向外旅行时间比向内旅行时间短0.5-1分钟。然而，这样的异常是不存在的Fe I数据。这些结果可以解释为低色球层下行流的证据。下降速度估计低于10 km/s。这一结果表明，一个新的可能性研究色球流的时距分析。
Tomography of a solar plage with the Tenerife Inversion Code
我们应用特内里费岛反演代码（TIC）的色球层分光偏振仪（CLASP 2）获得的谱斑分光偏振观测。这些前所未有的数据包括完整的斯托克斯配置文件在光谱区域周围的Mg II的H和K线的一个单一的狭缝位置，约三分之二的200弧秒的狭缝交叉斑区和其余的交叉增强网络。以前的分析这些数据使我们能够推断的磁场的纵向分量，通过应用弱场近似（WFA）的圆偏振配置文件，并分配推断的磁场到不同层的太阳大气的基础上，以前的理论辐射转移调查的结果。在这项工作中，我们应用最近开发的TIC相同的数据。我们得到了分层的模型大气，它适合于沿着摄谱仪狭缝的每个位置处的强度和圆偏振分布，并且我们将我们对磁场的纵向分量的结果与先前获得的WFA结果进行了比较，突出了总体上良好的一致性，尽管已知WFA在应用于Mg II h和k圆形外叶时会产生低估极化曲线最后，我们使用反演的模型大气，给出了一个粗略的估计，可以通过阿尔文波传播沿色球层中的plage和网络区域的能量，这表明它是足够的，以补偿估计的能量损失在色球层的太阳活动区。
An Image Processing approach to identify solar plages observed at 393.37 nm by the Kodaikanal Solar Observatory
Indian Institute of Technology Bombay（孟买印度理工学院）；Tata Consultancy Services（塔塔咨询服务公司）；Manipal Institute of Technology（马尼帕尔理工学院）；Birla Industrial & Technological Museum（比拉工业技术博物馆）；National Council of Science Museums（国家科学博物馆委员会）
本文提出一种自动图像处理算法，用于识别 Kodaikanal 天文台 Ca K 数据中的太阳谱斑并计算谱斑指数；跨太阳周期验证显示相关系数均高于 0.90，且已提供可自定义超参数的 Web 应用与开源代码。
Mapping the longitudinal magnetic field in the atmosphere of an active region plage from the inversion of the near-ultraviolet CLASP2.1 spectropolarimetric data
本研究利用 HanleRT 反演 CLASP2.1 近紫外 Mg II h & k 光谱偏振数据，绘制活动区谱斑与超半影的大气参数及纵向磁场，揭示二者加热机制的异同。
Magnetic Field Stratification in Active-Region Plage from Ca II K and Ca II 8542 Å Spectropolarimetry
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Consejo Superior de Investigaciones Científicas（西班牙高等科学研究委员会）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Grupo de Estudios en Heliofísica de Mendoza, CONICET, Universidad de Mendoza（门多萨日球学研究组，阿根廷国家科学研究委员会，门多萨大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
