Photospheric activity of the Sun with VIRGO and GOLF: Comparison with standard activity proxies
我们研究太阳活动的变化，使用新的光球代理最初开发的恒星磁性的分析与CoRoT和开普勒光度观测。这些代理是通过跟踪与太阳旋转时的黑子和磁特征相关的观测中的时间调制来获得的。我们在这里分析了21年，跨越太阳活动周期23和24日，收集的观测空间为基础的光度处女座和径向速度高尔夫仪器板上的SOHO卫星。然后计算三个VIRGO光度计中的每一个的光球活动代理SPH，以及从径向速度GOLF观测的相关Svel代理。比较几个标准的太阳活动代理敏感的不同层的太阳表明，这些新的活动代理，SPH和SVEL，提供了一种新的方式来监测太阳活动。我们发现，长期和短期的磁变分别与11年周期和准两年振荡得到很好的监测，和地下的磁场之间的相互作用，光球，色球层的太阳，被修改的周期24和23之间。此外，光度代理显示的三个通道的处女座光度计之间的太阳光球的响应函数的波长依赖性，提供输入的研究类太阳恒星的恒星磁性。
2017-09-15 astro-ph.SR
Spatial extent of the magnetic influence of an active region on the solar atmosphere
本文将太阳活动区建模为光球层下的磁偶极子，研究其磁场对光球层和日冕的空间影响范围，并给出典型活动区的可忽略距离阈值。
2025-07-24 astro-ph.SR
Dark dots on the photosphere and counting of the sunspots index
现代卫星对太阳进行高空间分辨率的连续观测，以及高质量的地面观测，可以观测到大量的小暗区。这些区域没有半影，对比度高达20%，类似于太阳孔。这样的结构的特征面积是$0.3\div5\ μ$ hm或$0.5\div5$ Mm。在一个图像中这样的点的数量可以是几百个。这些地层的性质仍不清楚。我们选择了暗区，对比度至少为安静太阳水平的3%，在2010-2020年连续的SDO/HMI观测数据。研究了“暗点”的性质，包括随活动周期的变化、面积分布和对比度。我们还将此类结构与磁场强度进行了比较。我们发现，面积小于5 mhm的暗点的数量，其中磁场是不显着的，小于|B| <30 G，是从60%到80%的结构的总数量的这种大小。这意味着这些物体与磁活动无关。这种结构的存在会显著影响太阳黑子指数的计算，因为它们可能被误认为是孔隙。
2022-05-26 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Flux across Solar Active Region Photospheres: II. Association of Hemispheric Sign Preference with Flaring Activity during Solar Cycle 24
在我们对该系列的早期研究中（Park等人，2020，论文I），我们检查了在太阳活动周期24期间观测到的1105个独特活动区（AR）的4802个样本的光球表面磁螺旋度通量$dH/dt$的半球符号偏好（HSP）。在这里，我们调查HSP的任何关联，表示为依从性程度，与燃烧活动，分析相同的一套$dH/dt$的估计中使用的文件I。研究中的AR样本被分配到在卡林顿经纬度平面上定义的日光区域（HR），网格间距为经度45 $^\circ$和纬度15 $^\circ$。对于每个定义的HR中的AR样本，我们计算HSP依从性的程度和平均软X射线耀斑指数。最强的耀斑活动被发现是在一个独特的HR与一个非常低的HSP依从性为41%相比，平均值和标准差分别为62%和7%，在所有的HR。该唯一的HR显示抗HSP（即，小于50%），并且包括高耀斑产生性AR NOAA 12673，然而，该AR不是HR的低HSP的唯一原因。我们还发现，所有具有最高耀斑活动的HR都位于南半球，并且它们往往具有较低程度的HSP依从性。这些研究结果表明，对流区存在局部区域，湍流增强，使一些上升的磁通量管具有更大的磁复杂性和更高的燃烧率。
2021-02-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Far beyond the Sun: II. Probing the stellar magnetism of the young Sun ι Horologii from the photosphere to its corona
本研究结合 HARPS、TESS 与 HST 多波段长期观测，通过 GPS、ZDI 及紫外谱线诊断年轻太阳型恒星 ι Horologii 的自转、磁场和耀斑活动，实现从光球到日冕的联合探测。
2023-07-04 astro-ph.SR
A study of the stellar photosphere-hydrogen ionisation front interaction in pulsating variables using period-color relations
周期色关系可以用来研究恒星光球层与氢电离锋的相互作用。天琴座RR型变星（RRL）和长周期经典造父变星（P > 10 d）在最大和最小光照下表现出不同的PC行为，这可以用基于它们在HR图上的位置的HIF-光球相互作用来解释。在这项工作中，我们将研究扩展到包括II型造父变星（T2 Cs），目的是在广泛的变星类型中测试HIF-光球相互作用理论。我们发现W Vir星和BL Her星分别与长周期和短周期经典造父变星具有相似的PC关系。我们还使用MESA计算RRL，BL Her和经典的造父变星模型，研究理论的HIF-光球距离，发现结果是相当一致的HIF-光球相互作用理论。
2020-10-13 astro-ph.SR
The Evolving Radio Photospheres of Long-Period Variable Stars
与Karl G.利用46 GHz（7 mm）的Jansky甚大天线阵测量了狮子座R（R Leo）、狮子座IRC+10216（CW Leo）、天鹅座chi（chi Cyg）和长蛇座W（W Hya）四颗长周期变星的射电光球的大小和形状。恒星的形状从近似圆形到椭圆度约0.15不等。与几年前的观测结果比较表明，每颗恒星的光球参数（平均直径、形状和/或通量密度）都随着时间的推移而变化。在可见度域和使用稀疏建模图像重建技术获得的图像中也可以看到整个无线电表面的亮度不对称和不均匀性的证据。这些趋势可以解释为恒星表面大规模不规则对流的表现，尽管不能排除非径向脉动的影响。我们的数据还允许IRC+10216的自行的新的评价。我们的测量是在协议与以前的值从无线电波长测量，我们没有发现统计上显着的天体测量扰动的证据，从一个二进制的伴侣。
2018-05-14 astro-ph.SR
The L dwarf/T dwarf transition: multiplicity, magnetic activity and mineral meteorology across the hydrogen burning limit
L型矮星和T型矮星光谱类别之间的过渡是恒星/棕矮星主序中最显著的一个，将含有矿物凝析云的光球源与含有甲烷和氨气的光球源分开。这种转变的不寻常的特征包括在视差样本和同时代的双星中观察到的L型和T型矮星之间的1微米增亮;多重性分数的峰值;光度变化增加的证据，可能是由斑片状的云结构引起的;以及年轻的行星质量物体的延迟转变。所有这些特征都可以解释，如果这种转变是由“快速”（不均匀）的光球云雨，由温度，表面重力，金属丰度和（也许）旋转效应触发。虽然这种雨灭的潜在机制仍在争论中，但现在正在利用这种转变来发现和精确表征紧密（< 1 AU）的非常低质量的双星，这些双星可用于测试棕矮星演化和大气理论，并解决进一步限制这种显着转变的性质的双星。
2012-12-31 astro-ph.SR
Chromospherically active stars: Chemical composition of photospheres in 20 RS CVn stars
本研究通过分析20颗RS CVn星的高分辨率光谱，发现处于红巨星分支凸起以下的恒星碳同位素比值降低，证明磁活动可触发额外混合过程。
2025-03-31 astro-ph.SR
Effects of non-radial magnetic field on measuring magnetic helicity transport across solar photosphere
一般认为，磁螺旋度的演化与太阳活动有着密切的关系。在SDO发射之前，早期的研究大多使用MDI/SOHO视线磁图，并假设磁场是径向的，从光球磁图计算磁螺旋度注入率。然而，这种假设不一定正确。在这里，我们使用矢量磁图和视线磁图，都采取了HMI/SDO，估计非径向磁场测量磁螺旋注入率的影响。我们发现：1）非径向磁场对切向速度的影响相对较小：2）在磁螺旋度注入率的估算中，当观测到活动区靠近盘边缘时，非径向磁场的影响较强，而当观测到活动区靠近盘中心时，非径向磁场的影响相对较小; 3）如果只考虑累积磁螺旋度的大小，则非径向磁场的影响较小。
2015-03-30 astro-ph.SR
Mapping Solar Magnetic Fields from the Photosphere to the Base of the Corona
太阳高层大气的常规紫外线成像显示了太阳活动的壮观表现;然而，我们仍然看不到它的主要驱动力，磁场。在这里，我们报告了前所未有的光谱偏振观测的一个活跃的区域plage及其周围的增强网络，显示圆偏振的紫外线（镁II $h$和$k$和Mn I）和可见光（Fe I）线。我们推断了光球层到色球层最上层的纵向磁场。在谱斑色球层的顶部，场强达到300高斯以上，与Mg II $k$线的核心强度和电子压力密切相关。这幅独特的地图显示了磁场如何耦合不同的大气层，并揭示了色球层加热的磁源。
2021-03-02 astro-ph.SR
Stochastic coupling of solar photosphere and corona
观测到的太阳活动被认为是由光球层动力学过程注入日冕的非势能的耗散驱动的。相互作用涉及的尺度范围很大，这使得追踪每个日冕耗散事件的光球起源变得困难，特别是在存在复杂的磁拓扑结构的情况下。在本文中，我们提出了一个集成为基础的方法来测试光球-日冕耦合在一个安静的太阳能区域所代表的间歇性活动SOHO MDI和STEREO EUVI图像集。对于对应于光球和日冕中相同程度间歇性的适当调整的检测阈值，两个太阳区域的动态可以用相同的能量释放事件发生概率分布来描述，但几何性质显着不同。我们推导出一组比例关系，调和两组结果，并使统计描述的日冕动力学的光球观测的基础上。我们的分析表明，在日冕的多尺度间歇性耗散在空间尺度> 3毫米是由湍流光球对流。光球网络的复杂拓扑结构使得这种耦合本质上是非局部的和不确定的。我们的结果是在协议与帕克的耦合方案中，随机光球洗牌产生轻微稳定的磁不连续性在日冕水平，但他们也是一致的脉冲波加热涉及多尺度Alfvenic波包和/或MHD湍流级联。由于日冕磁场的重新配置而对光球产生的反作用可能是一个促成因素。
2013-03-27 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
The convective photosphere of the red supergiant CE Tau. I. VLTI/PIONIER H-band interferometric imaging
上下文红超巨星是大质量恒星演化的最新阶段之一。它们的光球对流可能在其质量损失的发射机制中发挥重要作用;然而，其特性和动力学仍然缺乏约束。目标。通过对不同历元红超巨星的近红外干涉观测，我们期望揭示其恒星表面亮对流特征的演化。方法.我们用VLTI/PIONIER仪器在H波段对M2 Iab-Ib红超巨星CETau进行了两个相隔一个月的观测。结果我们推导了恒星的角直径和基本恒星参数，并重建了两个可靠的H波段光球图像。对于我们的两个观察时期，重建图像的对流模式的对比度为$5 \pm 1 \%$和$6 \pm 1 \%$。结论.恒星光球在两个时期之间几乎没有变化。对流模式的对比度低于在30个随机选择的最佳匹配3D辐射流体动力学模拟的快照上获得的平均对比度变化：原始模拟图像为$23 \pm 1~\%$，降级到重建分辨率的地图为$16 \pm 1~\%$。我们提出两个假设来解释这一观察结果。CE Tau可能正在经历一个安静的对流活动事件，或者它可能是与模拟相比其更温暖的有效温度（因此其半径更小）的结果。
2018-02-16 astro-ph.SR
Discovery of a weak magnetic field in the photosphere of the single giant Pollux
目的：我们观测附近的弱活动单巨星，Pollux，以便直接研究和推断其磁场的性质。研究方法：我们使用新一代的光谱偏振仪ESPaDOnS和NARVAL观测和探测Pollux光球吸收线内的圆偏振。我们的观察时间跨度为2007-2009年的18个月。我们使用最小二乘反卷积方法处理分光偏振数据，以创建高信噪比平均斯托克斯V轮廓。我们还测量了经典的活动指标的Ca H&K线的S指数，和恒星的径向速度（RV）。结果如下：我们已经明确地检测到一个微弱的斯托克斯V信号的谱线的Pollux，并测量相关的表面平均纵向磁场B1。在观测跨度上平均的纵向场低于一高斯。我们的数据表明，纵向磁场的变化，但没有显着的变化的S指数。我们观察到的RV的变化，这是定性一致的建议外行星轨道Pollux公布的星历。观察到的BI的变化似乎与RV的变化相似，但这种关系的其他数据有待建立。利用演化模型，包括旋转的影响，我们推导出的质量，我们讨论了它的演化状态和它的磁场的起源。结论：这项工作提出了第一次直接检测的磁场的Pollux，并表明ESPaDOnS和NARVAL能够获得亚G测量的表面平均纵向磁场的巨恒星，并直接研究之间的关系的磁活动，恒星演化和行星托管这些恒星。
2009-07-09 astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Diagnostic capabilities of strong K I lines for photosphere and chromosphere
在M矮星的光谱中发现了几条强的KI线，其中一条在7700 AA附近，另一条在12500 AA附近。我们研究这些光学和近红外线的双峰在324 M矮星的样本，观察与CARMENES，高分辨率的光学和近红外光谱仪在卡拉尔阿尔托，并调查如何以及线可以用作光球和色球诊断。这两个双星在不活跃的恒星中都有一个占主导地位的光球成分，可以用作有效温度和重力的示踪剂。对于使用光学偶极子的变异性研究，我们集中在红线分量，因为这是不太容易从个别光谱中的大地校正的文物。光学偶线对活动敏感，特别是对于晚于M5.0 V的M矮星，其中线发展出发射核心。对于早期的M型矮星，光学双线的红色分量也与H $α$活性相关。我们通常发现，具有H $α$的星在辐射上是正相关的，而具有H $α$的早型M星在吸收上是反相关的。在耀斑期间，光学偶线可以表现出我们最新光谱类型的强填充或发射核心。另一方面，近红外线偶线很少显示相关或反相关的H $α$和不改变线的形状显着，即使在最强的观测耀斑。尽管如此，近红外线双线显示了大约20颗活跃恒星的显著的塞曼分裂，这使得可以估计磁场B。
2021-11-02 astro-ph.SR
Simultaneous Observations of a Large-Scale Wave Event in the Solar Atmosphere: From Photosphere to Corona
首次报道了在太阳大气的光球层、色球层、过渡区和低日冕层同时观测到的大尺度波动。利用飞田天文台的太阳磁活动研究望远镜和太阳动力学天文台的大气成像组件（AIA）的高时间和高空间分辨率观测资料，发现该波在太阳大气的不同高度上同步演化，它以605公里/秒的速度传播，在极紫外线（EUV）观测中显示出显着的减速（-424米/秒2）。在初始阶段，EUV观测的波速为1000 km/s，与AIA 1700 kHz（967 km/s）和1600 kHz（893 km/s）观测的波速相似。该波被一个具有开阔场地的偏远地区反射，并且在主要快波之后还确定了速度为220 km/s的较慢的波状特征。此外，还观测到一个II型射电爆发与该波有关。我们认为这是一种快速的磁声激波，它首先受到伴随的日冕物质抛射的驱动，然后在日冕中自由传播。当冲击波传播时，它的腿扫过太阳表面，从而导致在太阳大气层的较低层中观察到的波特征。慢波状结构后的主要波可能是由低日冕磁场的重新配置，在场线拉伸模型的预测。
2012-09-12 astro-ph.SR
Solar cycle indices from the photosphere to the corona: measurements and underlying physics
已经提出了各种各样的指数，以代表许多不同的观测调制的太阳周期。这些指数中的大多数都是高度相关的，因为它们与太阳磁场和占主导地位的11年周期有着内在的联系，但它们的变化可能在细节上以及短期和长期趋势上有所不同。在本文中，我们提出了一个概述的指数，经常被用来描述太阳活动周期的许多功能，移动到指的是直接观测的内部太阳大气层，光球和色球层，那些来自测量的过渡区和日冕。对于每一个指标，我们总结了现有的测量{ \bf和典型的使用}，对于那些量化物理观测，我们描述了基础物理。
2017-05-19 astro-ph.SR
Decomposing wave activity in the solar atmosphere: Shocks, jets and swirls in the quiet Sun
Universitetet i Oslo（奥斯陆大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）
本研究通过3D静太阳模拟，分析了波活动在太阳大气中的传输，揭示了激波、喷流和旋涡对振荡传播的影响，并发现3.5和5 mHz信号对总波功率贡献达50%。
2025-09-14 astro-ph.SR
Transport of internetwork magnetic flux elements in the solar photosphere
太阳光球层中小尺度磁通量元的运动可以提供对流的拉格朗日性质的某种度量。这些运动的测量一直是至关重要的通量传输发电机模型中的湍流扩散系数的估计，并在确定阿尔芬波的日冕加热模型的激发谱。我们研究了24小时长的日珥/NFI磁测序列与90秒的节奏，网络间的通量元素的运动，并研究其均方位移的缩放和位移概率分布的形状作为时间的函数。我们发现，均方位移尺度超扩散的斜率约为1.48。在其他研究中，对于小至5秒的时间增量，观察到超扩散缩放，预期超过该时间增量的弹道缩放。使用高节奏的MURaM模拟，我们表明，所观察到的超扩散标度在短时间内的增量是由于通量演变的重心位置的随机变化的后果。我们还发现，对于长时间的增量，超出颗粒寿命，所观察到的位移分布偏离预期的扩散过程，从瑞利高斯演变。这种分布的变化可以通过考虑超颗粒平流以及由于颗粒化引起的运动来分析建模。这些结果复杂的解释严格平流或扩散的磁性元素运动的短期和长期的时间尺度，并建议必须谨慎使用的湍流扩散或波激励模型中的磁性元素运动的测量。我们建议，被动跟踪运动测量光球流可能会产生更强大的运输统计。
2017-12-12 astro-ph.SR
Evolution of solar and stellar coronal abundances due to magnetic activity
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；National Institutes of Natural Sciences, National Astronomical Observatory of Japan（国立自然科学研究所，日本国立天文台）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文研究了太阳和恒星日冕丰度随磁活动演变的机制，通过FIP效应解释其变化，并扩展到不同时间尺度的磁活动和恒星演化。
2025-12-15 astro-ph.SR
Semi-empirical Modeling of the Photosphere, Chromosphere, Transition Region, and Corona of the M-dwarf Host Star GJ 832
本研究针对中等活动M型矮星GJ 832构建半经验大气模型，结合非LTE辐射转移技术合成光谱，验证了模型EUV辐射的可靠性，为系外行星大气演化研究提供恒星辐射输入依据。
2016-08-02 astro-ph.SR
Synthetic activity indicators for M-type dwarf stars
在这里，我们提出了一套随时间变化的3D RMHD模拟的M-矮星代表的AD狮子座，从上对流区延伸到色球层。3D模型大气的特点是在小的空间和时间尺度上具有非常动态和间歇性的结构，以及丰富的物理过程，这在本质上是无法通过1D静态模型大气来描述的。这些模型的人工观测意味着，互补的诊断，如钙II线和连续强度从紫外线到毫米波长的组合，探测光球和色球层的动力学，热和磁结构的各种特性，从而提供恒星活动的措施，这可以与观测相比较。复杂的磁场结构及其在综合诊断中的印记可能对理解和表征恒星活动具有重要意义，并可能对评估活动M矮星周围的行星可居住性具有重要意义。
2016-01-04 astro-ph.SR
Hints of enhanced magnetic activity after the intermediate rotation period gap as traced by the chromospheric Ca ii infrared triplet
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉古纳大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（波尔图大学空间科学与天体物理研究所）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学信息与方法实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究低质量恒星中中间旋转周期间隙对磁活动的影响，以开普勒观测恒星为目标，利用盖亚 DR3 数据计算钙 II IRT 指数，发现间隙后色球层磁活动增强，揭示该间隙标志着恒星磁行为转变，凸显其对多方面的影响。
2026-07-08 astro-ph.SR
Ellerman bombs and UV bursts: transient events in chromospheric current sheets
埃勒曼炸弹（EB）和紫外线爆发都是与通量出现区域有关的增亮，特别是与在光球中相遇的相反极性的磁通量有关。这两个与重连有关的现象，名义上形成的距离很远，偶尔会发生在同一地点和同一时间，从而挑战了我们对重连和太阳低层大气加热的理解。我们认为，形成一个活跃的地区，包括长纤维和热，致密的日冕等离子体。本文研究了光球层下注入$2.5$ ~Mm的无扭曲磁通量片穿透光球层并与已存在的环境场相互作用的过程。具体来说，我们的目标是研究是否EB和紫外线爆发产生的结果，这种通量的出现，并检查它们的物理关系。彩虹辐射磁流体动力学代码被用来模拟通量出现在一个模型大气中，其中包含一个相当强的环境场，约束新兴的领域，以有限的体积，其中多个重联事件发生的领域突破光球，并扩大到外层大气。使用$1.5$ D RH代码和全三维MULTI 3D代码计算不同重联事件的合成谱。紫外线爆发和电子束的形成强度和线轮廓与观察到的光谱非常相似，这被认为是新兴通量与其自身在一个持久的电流片中重新连接的结果，该电流片在色球层中延伸了几个标度高度。合成诊断表明，没有令人信服的理由假设光球中发生紫外线爆发。相反，EB和紫外线爆发偶尔会在长电流片的两端形成，该电流片位于冷气体的延伸气泡中。
2019-04-25 astro-ph.SR
Markov properties of the magnetic field in the quiet solar photosphere
观测到的太阳表面磁场具有非常复杂的空间和时间特性。虽然特征跟踪算法使我们能够加深对这种行为的理解，但主观性在识别和跟踪这些特征方面起着重要作用。本文研究了太阳表面\textit{without}上磁场的时间随机性，既不依赖于磁特征的概念，也不依赖于对它们的识别和相互作用的主观假设。该分析应用于平流层气球{ \sc日出}上搭载的IMaX仪器对平静太阳光球层的磁场进行的观测。我们表明，联合概率分布函数的纵向（$B_\parallel$）和横向（$B_\perp$）分量的磁场，以及磁压力（$B^2=B^2_\perp+B^2_\parallel$），验证马尔可夫链的必要和充分条件。因此，我们建立了磁场，如通过分辨率为0.15 \arcsec -0.18 \arcsec和$33$ ~秒节奏的IMAX所看到的，可以被认为是无记忆的时间波动量。
2016-06-11 astro-ph.SR
The origin and early evolution of a bipolar magnetic region in the solar photosphere
在相对较弱的太阳全球磁场控制下，寻找强的局部磁场双极位形的形成机制是太阳活动物理的一个关键问题。这项研究的目的是区分是否磁场或流体运动在这个过程中发挥了主要的，积极的作用。根据2016年5月20- 25日的SDO/HMI观测，研究了活动区12548的起源和早期发展阶段。全矢量磁场和速度场进行了并行分析。的领导和尾随磁极性被发现增长不对称的幅度，磁通量，以及这些量的时间变化。前极性磁性元件起源于分布式后极性场背景下的紧凑特征，具有已经存在的后极性磁性元件。在两个磁极之间没有检测到强水平磁场的迹象。在这个双极磁区（BMR）的起源之前，它们未来的位置之间没有主要的上升流;相反，上升流和下降流是混合的，有一些下降流的流行。任何迹象表明，一个大规模的水平发散流从该地区的BMR发展是失踪，相反，一个正常的supergranulation和mesogranulation模式被保存。这种早期BMR演化的情景与基于强磁场通量管的上升$Ω$形环的模型的预期强烈矛盾，并且磁场放大和结构化的\emph{in situ}机制应该在这种情况下起作用。
2018-12-24 astro-ph.SR
Periodicities in the occurrence of solar coronal mass ejections
对SOHO卫星观测到的CME发生数据的傅立叶分析表明，在1.9年左右，1.2 yr.，265天、39天和26天的周期性，这几乎类似于傅立叶分析中检测到的光球活动的周期性。CME事件的小波分析也显示出显着的权力，这些期间发生在太阳活动的高峰附近。为了比较，发生的H-α耀斑进行傅立叶和小波分析。众所周知的时期（1.3年，152天，27天）的耀斑发生检测。对这两次事件的小波分析结果表明：（1）CME和耀斑的长周期（~ 1.3年）活动只发生在太阳活动极大期前后;（2）长周期耀斑活动，特别是1.3年的耀斑活动滞后于长周期CME活动近6个月。对1.2年日冕物质抛射准周期的可能物理解释作了简要讨论。
2009-09-24 astro-ph.SR
Long-term trends in the solar activity. Variations of solar indices in last 40 years
分析了近40年来几个太阳活动指数（AI）的长期变化。研究了表征太阳大气不同区域通量的大气指数。我们考虑的太阳指数之间的相互关系是基于1950年至1990年期间它们之间的关系的研究。这一时期涵盖活动周期19 - 22，其特点是指数之间的关系相对稳定。我们已经研究了这些指数的归一化变化，在最近的时间与它们的值已计算出的帮助下，在1950年至1990年的无线电范围内的波长为10.7厘米（F10.7）的太阳辐射。对23 - 24太阳活动周的归一化AI（AIFF）变化时间序列的分析表明，不同指数的长期变化趋势不同。我们认为，近40年来标准化SSN、F530.3和耀斑指数的急剧下降可能与光球层（SSN）和日冕（日冕指数和耀斑指数）中大尺度磁场强度的下降有关。
2018-12-31 astro-ph.SR
Temporal evolution of small-scale internetwork magnetic fields in the solar photosphere
虽然主导光球网络区域的纵向场已经被广泛研究，但最近发现小尺度的横向场在安静的网间光球中无处不在。很少有观察捕捉到这个领域是如何演变的。我们的目标是统计的磁性和观察小尺度磁性特征的时间演化。我们提出了两个高空间/时间分辨率的观测，揭示了两个磁盘中心互联网络区域的动态所采取的新的GRIS/IFU（GREGOR红外光谱仪积分场单元）与高磁敏感的Fe I线对在15648.52 <$和15652.87 <$。利用SIR码，我们考虑了两种反演方案：方案1（S1），其中磁性大气嵌入在无场介质中，方案2（S2），具有两个磁性模型和固定的杂散光分量。S1反演分别返回两个数据集的中值磁场强度为200和240 G。我们认为中值横向（水平）分量，在像素与斯托克斯Q或U，和中值无符号的纵向（垂直）分量，在像素与斯托克斯V，高于噪声阈值。我们确定前者分别为263 G和267 G，后者分别为131 G和145 G。我们提出了三个感兴趣的区域（ROI），跟踪小尺度磁特征的动态。我们将S1和S2反演应用于特定的配置文件，并发现S2产生更好的近似时，有证据表明混合极性。我们发现补丁的线性极化与磁通量密度在130和150 G之间，优先出现在颗粒/晶间巷（IGL）的边界。弱hG磁场似乎是有组织的复杂的环路结构，横向领域往往两侧的极性相反的纵向领域。
2021-07-05 astro-ph.SR
Formation of a disk structure in the symbiotic binary AX Per during its 2007-10 precursor-type activity
AX Per是一个食共生二进制。在活跃期，其光变曲线出现了深窄的极小值，双星的电离结构发生了显著变化。从2007年5月开始，AX Per进入了一个新的活跃阶段。这与炽热星风的显著增强有关。同时，我们确定了一个可变的光学厚暖（Teff ~ 6000 K）源，有助于显着的复合光谱。这个辐射源位于这颗热恒星的赤道上，形状像一个张开的圆盘，其外缘模拟温暖的光球层。吸积体周围中性盘状区的形成与吸积体风的增强有关。我们认为，这种连接代表了一个共同的起源温暖的假光球，在共生星的活跃阶段表示。
2011-10-12 astro-ph.SR
Periodic activity on the (sub)mm surface of the AGB star Mira A
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN)（国家天文台）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
本研究通过ALMA多波段观测，表征AGB星Mira A的亚毫米光球层，发现其表面存在周期性演化的高温致密热点，或与质量损失相关。
2026-10-21 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
上下文最近的观测表明，光球层的磁通量抵消比以前认为的更频繁。目的。为了理解由磁通抵消驱动的重联释放的能量，我们先前研究了一个简单的模型，两个相等磁通的抵消极性。在这里，我们进一步发展我们的分析，以实现一个更一般的设置，其中两个抵消极性具有不相等的磁通量，并揭示了许多新的功能。方法.我们进行了分析研究的两个磁性片段的不平等和相反的磁通量，相互接近，并位于一个覆盖的水平磁场的取消。结果微耀斑和纳米耀斑的能量释放主要发生在两个阶段。在阶段1a期间，形成分离器，并且当分离器上升到最大高度时在分离器处驱动重连，然后向下移动回到光球层，在该过程中加热等离子体并加速等离子体射流。在阶段1b期间，一旦分离器移回光球，它就会分叉成两个零点。在分离器处不再驱动重新连接，并且形成连接两个极性的隔离磁畴。在第二阶段，极性在光球层抵消，因为磁通量淹没在光球层之下，并且在光球层和光球层之上发生重联，可以产生等离子体射流和迷你灯丝喷发。
2021-04-07 astro-ph.SR
Origin of extreme solar eruptive activity from the active region NOAA 12673 and the largest flare of solar cycle 24
在2017年，当太阳正朝着太阳活动周期24的最小阶段移动时，一个异常喷发的活动区（AR）NOAA 12673在8月28日至9月10日期间出现在太阳上。在最高活动水平期间，AR变成了一个三角形的黑子区，这表明了从光球到日冕高度的磁场的最复杂的配置。AR 12673产生了4个X级和27个M级耀斑，以及许多C级耀斑，使其成为太阳活动周期24中最强大的AR之一。值得注意的是，它产生了太阳活动周期24的最大耀斑，即2017年9月6日的X9.3事件。在这项工作中，我们强调了我们的综合分析的结果，涉及多波长成像和日冕磁场建模，以了解AR 12673的演变和喷发。我们特别关注2017年9月6日两个X级耀斑的形态，光谱和运动学演化。我们探讨各种大规模和小规模的磁场结构的活动区，这是与触发和随后爆发在强大的太阳瞬变。
2022-12-21 astro-ph.SR
Solar Activity Phases and Intermediate-degree Mode Frequencies
我们分析了GONG和MDI/SOHO在一个太阳周期内测量的中间度p模本征频率，以研究其变化的来源。我们进行了相关性分析之间的变化频率和几个措施的太阳的磁活动是敏感的太阳大气层中的不同层次的变化。观测时间跨度约为12年，从1996年中期（第23周的最低值）到2008年初（接近第24周的最低值），相当于一个几乎完整的太阳活动周期。我们表明，频率的变化与太阳活动指数的相位，但相关程度不同的阶段，阶段的周期。在上升和下降阶段，模式频率的变化与活动代理强烈相关，而在高活动期间，移动有显着较低的相关性与所有活动代理，除了10.7厘米的无线电通量。特别是在高活动期，只受光球磁场强分量变化影响的代用指标相关性更低。另一方面，位移与对磁场的弱分量的变化敏感的代理更好地相关。我们的相关性分析表明，在所有活动阶段的振荡频率的变化超过90%可以解释的磁场的两个组件的变化。此外，从线性回归分析获得的斜率也不同阶段，并显示出很强的相关性与频率偏移和太阳活动之间的相关系数。
2009-02-09 astro-ph.SR
Stellar magnetic activity and variability of oscillation parameters - An investigation of 24 solar-like stars observed by Kepler
上下文太阳和类太阳恒星经历活动周期，其基本机制尚未得到很好的理解。已知太阳的振荡随其活动周期而变化，这些变化提供了对光球层以下条件的诊断。开普勒探测器已经探测到数百颗类太阳恒星的振荡，但到目前为止，还没有广泛探测到这些恒星振荡参数中的磁活动周期特征的报道。目的。我们分析了一组24个类太阳恒星的光度短节奏开普勒时间序列，每个观测至少960天，目的是找到恒星磁活动的振荡参数的签名。方法.我们分析的振荡参数的时间演变，通过测量模式的频率偏移，变化的高度的p-模式的信封，以及造粒的时间尺度。结果对于24颗被调查的恒星中的23颗，我们发现了时间上的显着频率变化。我们提出的证据表明，在其中六个磁活动。我们发现频率移动的幅度随着恒星的年龄和自转周期而减小。对于最突出的例子，KIC 8006161，我们发现，类似于太阳的情况下，频率偏移是最小的最低和最大的最高的p模式频率。结论.这些发现表明，磁活动可以在类太阳恒星的振荡参数中常规观察到，这开辟了通过星震学将太阳活动周期置于其他恒星背景下的可能性。
2016-11-07 astro-ph.SR
Relationship between magnetic field properties and statistical flow using numerical simulation and magnetic feature tracking on solar photosphere
我们进行辐射磁流体动力学计算的太阳宁静区调查的依赖性的统计流的磁性和三维（3D）结构的磁补丁在存在的大规模流动，模仿差分旋转。已经证实，强磁场斑块在太阳表面的纵向移动更快。因此，强磁补丁更深入地渗透到太阳内部。深层磁斑的运动受深层较快的微分转动的影响。在这项研究中，我们使用R2D2代码进行现实的辐射磁流体动力学计算，以验证较强的补丁有更深的根源。我们还添加了大规模的流动来模拟差分旋转。自动检测和跟踪磁块，并评估30，000个磁块的深度。然后在光球层测量了290万个磁斑的速度。我们得到的依赖这些值的磁性，如磁场强度和通量。我们的研究结果证实，强磁补丁往往表现出更深的根源和更快的运动，我们比较我们的结果与观测使用的点扩散函数的仪器在日出和太阳动力学天文台（SDO）。我们的结果是定量一致的SDO以前的观测结果。
2021-03-05 astro-ph.SR
On the evolution of pre-flare patterns of a 3-dimensional model of AR 11429
我们采用了一种新的耀斑前跟踪太阳黑子群对改善耀斑爆发时间的估计，通过专注于AR 11429的三维磁场建设的演变。三维磁结构是基于位场外推法，包括从光球层到色球层和过渡区到低日冕的垂直范围。我们的活动预测的代理措施的基础是所谓的加权水平梯度的磁场（WG_M）之间定义的点的极性相反的极性接近的极性反转线的活动区。相反极性的重心距离的时间变化也被发现具有潜在的重要诊断信息，关于耀斑爆发时间估计作为高度的函数，类似于Korsos等人（2015）最初在光球层的应用中引入的对应物。我们将太阳黑子群的光球耀斑前行为模式应用于其相关的3D构建AR 11429的高度函数的演变。我们发现，在太阳低层大气中的某一高度，开始时间可能比在光球层或任何其他高度早得多。因此，我们提出了一种工具和配方，可以潜在地确定太阳大气中耀斑预测的最佳高度，从而提高我们的耀斑预测能力和容量。
2018-01-01 astro-ph.SR
Ionization balance of Ti in the photospheres of the Sun and four late-type stars
本文研究了晚型星大气中Ti的统计平衡。Ti I/Ti II能级粒子数的计算与现有的实验原子数据，除了光电离和碰撞诱导的跃迁率，我们必须依赖于理论近似。对于太阳，调整H I非弹性碰撞率和MAFAGS-OS模型大气的NLTE线形成解决了Ti I和Ti II线之间长期存在的差异。从两个电离阶段确定的NLTE丰度同意在$0.01$ dex与彼此和Ti丰度的C I陨石。Ti NLTE模型对贫金属恒星的表现并不相似，高估了矮星大气中的NLTE效应，但低估了巨星的过电离。调查不同来源的错误，我们发现，只有[Ti/Fe]比的基础上Ti II和Fe II线可以安全地用于研究银河系化学演化。为了避免金属丰度和矮星/巨星差异的虚假丰度趋势，强烈建议在丰度分析和确定表面重力时忽略Ti I线。
2011-01-04 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Inversion in Four Dimensions with Deep Learning (SPIn4D): II. A Physics-Informed Machine Learning Method for 3D Solar Photosphere Reconstruction
提出一种物理信息机器学习方法，通过耦合解决180度方位角模糊和几何高度映射并强制无散度条件，实现了三维太阳光球矢量磁场的自洽重建。
2025-10-11 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 astro-ph.SR
Hamiltonian distributed chaos in long-term solar activity
结果表明，长期太阳活动（由1750- 2005 yy周期的太阳黑子数动态覆盖的月时间序列表示）表现出时间平移对称性自发破缺的Hamilton分布混沌的谱特性。
2018-03-05 astro-ph.SR
A Long-Term Spectral Study of the Single Active Giant OP Andromedae
本文对1979 - 2018年期间单个磁活动K巨星OP And的光谱进行了研究，监测了活动指示线H $α$的变化。本研究提供了2015 - 2018年期间在保加利亚国家天文台罗真2米望远镜上使用阶梯光谱仪ESpeRo获得的原始数据，1997 - 2007年期间和2013年同一望远镜上使用Coude光谱仪获得的未发表的原始数据，以及文献中的数据。H $α$线的变异性表明，OP And的活动水平在1993 - 2000年期间较高，而在2008 - 2010年期间较低，可能接近最低水平。此外，我们2015 - 2018年期间的数据显示，活动水平再次上升。在研究期间，活动指标CaII H&K线和CaII IR三重态的光谱观测是稀疏的。我们使用这样的，当可能的话，以确认一些耀斑事件的检测。H $α$的结构随着活动水平的变化而变化：当活动较高时，我们观察到这条线的蓝移成分，解释为光球上方的扩展区域，但在较低的活动期间，它几乎不存在。我们的结果与磁场控制质量外流的观点是一致的。需要更多年的观测来确定OP And的最终活动周期。
2022-02-02 astro-ph.SR
Exploring coronal abundances of M dwarfs at moderate activity levels
本文通过XMM-Newton观测中等活动M矮星HD 223889，发现其仍呈现iFIP效应，并暗示中等活动M矮星在Teff-Fbias图中可能存在平台，为理解恒星冕区元素丰度模式提供新线索。
2025-03-12 astro-ph.SR
Properties of Magneto-Hydrodynamic Waves in the Solar Photosphere with Hinode
本文报道了在太阳光球层中沿磁通量管传播的磁流体动力学波的观测结果。我们在l.o.s.的功率谱中识别出20个孤立的强峰（8个孔峰和12个颗粒间磁性结构峰）。（视线）磁通量，L.O.S.速度和14种不同磁浓度的强度。观测是用\emph{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的分光偏振仪进行的。如果磁场强度沿斜视线方向随高度减小，则观测到的磁场强度涨落与光度强度涨落之间的相位关系将与不透明度效应所引起的相位关系不一致。我们认为，所观察到的波动是由于纵向（香肠模式）和/或横向（扭结模式）MHD波。观测到的磁通量波动与速度之间的相位关系与色球/日冕边界反射的上升波和下降波的叠加（驻波）相一致。即使有这样的反射波，剩余的向上坡印亭通量估计为$2.7 \times 10^{6}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的情况下的扭结波。磁通量管的地震学可以从观测到的振荡周期和振幅中获得各种物理参数。
2009-08-11 astro-ph.SR
Rossby rogons in atmosphere and in the solar photosphere
基于相干Rossby波包的调制不稳定性，证明了Rossby反常波的产生以及Rossby包络亮孤子和暗孤子的激发.振幅调制Rossby波包的演化过程由一维非线性薛定谔方程（NLSE）控制。后者被用来研究Rossby波包的振幅调制的流体在地球大气层和太阳光球。当载波Rossby波数满足$k^2 < 1/2$或$\sqrt{2}+1<k^2<3$（$k^2 >3$或$1/2<k^2<\sqrt{2}+1$）时，振幅调制的Rossby波包在准定常长波长（相对于Rossby波长）扰动下变得稳定（不稳定）.研究还表明，在浅水近似下，太阳光球层中的Rossby波可以激发出Rossby包络孤子或Rossby包络亮孤子。然而，在电离层$E-$层中的磁化等离子体可能激发小尺度或大尺度扰动。
2012-11-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic activity, differential rotation and dynamo action in the pulsating F9IV star KIC 5955122
我们提出了光度点建模的近四年的长光曲线的开普勒目标KIC 5955122持续黑暗的圆形表面功能。通过贝叶斯技术，我们制作了一张看似合理的表面图，显示了数十个小点。在去除一些伪影之后，残差为$\pm 0.16$ \，mmag。发现的最短旋转周期是$P = 16.4 \pm 0.2$天。赤道到极点的外推差分旋转是$0.25 \pm 0.02$ rad/d。这些斑点的亮度大约是未受扰动的恒星光球的一半。点纬度限于区域$\pm 60^\circ$纬度。没有迹象表明有任何近极点的斑点。此外，p模式脉动使我们能够确定恒星的演化状态、对流区的延伸范围及其半径和质量。我们讨论的可能性，F9 IV星KIC 5955122的光变曲线中的活动区域的明确签名是由一个通量运输发电机行动的对流区的底部。特别是，我们认为，这颗恒星已经从一个活跃的Q 0-Q16期间的观察，我们预测，根据我们的发电机模型，该特征活动周期的顺序是太阳的一个安静的状态。
2014-08-18 astro-ph.SR
Gnevyshev gap in the large-scale magnetic field
本研究探讨了Gnevyshev gap在磁场数据中的表现，发现其反映了大尺度磁场的行为，并在太阳磁场极性反转时出现，在光球层和日冕源表面尤为明显。
2024-03-27 astro-ph.SR
The total solar irradiance, UV emission and magnetic flux during the last solar cycle minimum
我们分析了太阳总辐照度（TSI）和光谱太阳辐照度作为紫外线发射（UV）在波长范围115-180 nm，在SORCE（太阳辐射和气候实验）的框架内的仪器TIM和SOLSTICE观察到的第23和第24周期之间的长太阳极小期。小波分析揭示了太阳黑子活动纬向带的磁通量增加，伴随着太阳活动复合体表面自转时标的TSI和UV的增加。当太阳活动的长寿命复合体存在时，中纬磁通量和TSI/UV之间出现同相相干结构。这些复合体与光球层下长寿命的磁场源有关，它们是由在同一纵向区域重新出现的磁通量维持的。在深太阳极小期（没有太阳黑子的时期）的相干结构已被发现，其中的综合中纬度磁通量之间的相位是提前的总太阳辐照度的时间尺度上的表面旋转。
2013-07-23 astro-ph.SR
A Comparative Study of Magnetic Fields in the Solar Photosphere and Chromosphere at Equatorial and Polar Latitudes
除了他们自己的内在利益，正确解释太阳表面磁场观测是至关重要的，我们的能力，以描述全球的太阳大气磁结构。在日冕模型中，光球磁图常被用作下边界条件，而不是来自几乎没有力的色球层的数据。国家太阳观测台的太阳天气光学长期研究矢量分光磁仪每天从光球层和色球层产生全圆盘视线磁通量图像。在本文中，我们调查的关键属性的磁场在这两个层使用超过五年的VSM数据。我们从近赤道测量中发现，大多数光球场的东西倾角小于12°，而色球场在所有方向上都有很大程度的扩展。使用一个简单的立体反演，我们发现的证据表明，光球极场也接近径向，但在2008年期间，色球场在南极超径向扩大。我们得到了一个空间分辨的极区光球通量分布，直到80°纬度，其强度向极方向增加，近似为余弦（余纬度）的9-10次方。该分布将给出5-6 G的极场强。我们简要讨论了未来天气图的建设和建模的影响。
2010-10-28 astro-ph.SR
The effect of M dwarf starspot activity on low-mass planet detection thresholds
鉴于人们对寻找低质量岩石行星的兴趣越来越大，我们研究了恒星黑子对M矮星轨道上地球质量行星径向速度搜索的影响。由于针对M矮星的新调查可能会在红外波长下进行，因此对V和Y波段的星点引起的抖动进行了比较，表明在Y波段观察时减少了一个数量级。抖动的精确减少取决于光球与光斑的对比度，在较小的对比度下有较大的改善。我们外推一个用来描述太阳黑子分布的模型来模拟我们期望在M矮星上找到的黑子模式。在假设M矮星接近或完全对流的情况下，我们在恒星表面随机放置星点，模拟不同程度的星点覆盖。线的轮廓，扭曲的斑点推导出，并用于调查星点引起的抖动。通过对黑子活动程度的假设，模拟了10到500个观测时期内宜居带中地球质量行星的探测极限。我们发现，需要<= 50个历元才能检测到1 - 2颗MEarth行星（误报概率<1%），它们绕着0.1和0.2 MSun恒星缓慢旋转。当考虑每种恒星质量/光谱类型的典型自转速度和活动水平时，这种敏感性会降低。对于vsini >= 20 km/s和暗斑的最活跃恒星，预计在<= 500次观测中不会探测到低于20颗MEarth行星。
2010-11-04 astro-ph.SR
On Midrange Periodicities in Solar Radio Flux and Sunspot Areas
利用Hilbert-Huang变换技术，我们研究了1947年2月1日至2016年9月30日期间2800 MHz（F10.7）太阳射电流量和太阳黑子面积（SA）的中期周期性。结果表明：（1）两个数据集的准周期振荡不完全相同，如自转周期、中程周期和Schwabe周期。特别是37.9 ~ 297.3天的中程周期与磁Rossby型波有关; 2）太阳活动指标的1.3年和1.7年波动是地表表现太阳内部深处产生的磁通量变化（从光球到日冕）; 3）在Schwabe周期的时间尺度上，1947-1958、1959-1988和1989-2016三个时段的\textbf{the complicated phase relationships}与磁Rossby型波的周期性一致。\textbf {研究结果表明，磁Rossby型波是太阳活动指标的中期周期背后的可能物理机制。此外，光球和日冕活动之间的关系的显着变化发生在第22周的最大值可以解释的磁Rossby型波。
2018-11-12 astro-ph.SR
A Comparison Between Global Proxies of the Sun's Magnetic Activity Cycle: Inferences from Helioseismology
按照最近的标准，上一次太阳活动极小期异常的深和长。我们现在接近随后的太阳周期的最大值，这是相对较弱的。在这篇文章中，我们对太阳磁活动的不同全球（未解决的）测量进行了比较，以研究它们如何响应这个弱活动时期。我们侧重于日震数据，这是敏感的条件，包括磁场的特点，在太阳内部。还考虑了光球层（太阳黑子数和太阳黑子面积）、色球层和日冕（10.7厘米射电通量和530.3纳米绿日冕指数）中的磁场测量值，以及两个靠近地球的太阳磁场活动测量值（行星际磁场和银河宇宙射线强度）。活动代理的缩放版本偏离日震数据在2000年左右，表明代理之间的关系的变化。太阳黑子面积和10.7cm通量的偏离程度随代理的不同而不同，而太阳黑子数、日冕指数和两个行星际代理的偏离程度则要大得多。在第24个太阳活动周期中，太阳代用指标和日震数据的偏差减小，这增加了第23个太阳活动周期中观测到的偏差仅仅是22年海尔周期的征兆的可能性。然而，日震数据和行星际代理的偏差在第24周增加。有趣的是，太阳代用指标和日震数据的差异并没有反映在主导的11年太阳周期之上观察到的短期变化（通常称为准两年期振荡）中。然而，尽管在第22周期中高度相关，行星际代理的短期变化与第23和24周期的日震数据几乎没有相关性。
2015-07-10 astro-ph.SR
Variation of Solar Microwave Spectrum in the Last Half Century
从1957年到1994年，在日本的丰川，从1994年到现在，在日本的野边山，用现有的野边山射电偏振计连续观测了1，2，3.75和9.4 GHz的太阳总通量。我们检验了多频率和长期数据集，发现微波太阳通量及其月标准差都很好地反映了太阳活动的长期变化。此外，我们还发现，在太阳活动20~24周的极小期，微波谱是一致的。这些结果表明，在安静的太阳上色球层的平均大气结构没有改变了半个世纪，并建议，在安静的太阳，尽管在过去的五个太阳活动周期显着不同的强度，从次光球到日冕的大气加热的能量输入没有改变。
2017-09-12 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
