Reduced Microwave Brightness Temperature in a Sunspot Atmosphere due to Open Magnetic Fields
A. Vrublevskis, B. I. Ryabov, S. M. White
备注：
26 pages, 12 figures. [v1] replaced to include journal reference after publication. This preprint has not undergone peer review or any post-submission improvements or corrections. The Version of Record of this article is published in Solar Physics, and is available online at https://doi.org/10.1007/s11207-021-01891-5
受SOHO / EIT 284 EUV观测中暗日冕通道的启发，我们构建并优化了AR 8535太阳黑子的大气模型，通过在等离子体体积中沿使用位场源表面（PFSS）外推法确定的开场线添加冷而致密的成分。我们的模型定性地再现了1999年5月13日VLA观测中观测到的太阳黑子北部微波亮度温度的降低，并为日冕暗带提供了物理解释。我们建议将这种方法应用于其他太阳黑子，这些黑子在EUV或软X射线中观察到的暗区，并同时进行微波观测，以确定开放区域的意义。开放领域和由此产生的等离子体温度和密度变化之间的联系是相关的缓慢太阳风源的调查。
英文摘要：
Motivated by dark coronal lanes in SOHO / EIT 284 Å EUV observations we construct and optimize an atmosphere model of the AR 8535 sunspot by adding a cool and dense component in the volume of plasma along open field lines determined using the Potential Field Source Surface (PFSS) extrapolation. Our model qualitatively reproduces the observed reduced microwave brightness temperature in the northern part of the sunspot in the VLA observations from 13 May 1999 and provides a physical explanation for the coronal dark lanes. We propose application of this method to other sunspots with such observed dark regions in EUV or soft X-rays and with concurrent microwave observations to determine the significance of open field regions. The connection between open fields and the resulting plasma temperature and density change is of relevance for slow solar wind source investigations.
Modeling brightness temperature of sunspots using ALMA single-dish observations
Hvar Observatory, Faculty of Geodesy, University of Zagreb（萨格勒布大学测量学学院哈弗尔天文台）；Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心州立天文台）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学与艺术大学）；NAT - Núcleo de Astrofísica, Universidade Cidade de São Paulo（圣保罗城市大学天体物理核心）；Center for Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院太阳-地球研究数据中心）；Protostar Labs d.o.o.（原恒星实验室有限责任公司）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）
独立于正常的太阳活动周期，在美国国家天文台基特峰麦克马思-皮尔斯望远镜上利用塞曼分裂的1564.8nm Fe I谱线观测到了太阳黑子磁场强度的下降。太阳黑子亮度和分子吸收线强度也发生了相应的变化。这种趋势在新的太阳活动周期24的第一批太阳黑子的观测中被认为是持续的，并且外推线性拟合这种趋势将导致第24周期的黑子数量只有第23周期的一半，并且意味着第25周期几乎没有太阳黑子。我们检查了从NSO基特峰真空望远镜的天气观测，最初（有4000个斑点）发现了太阳黑子亮度的变化，这与红外观测大致一致。对黑子亮度和视线磁通量的更详细的检查（13，000个黑子）显示，黑子磁场与黑子亮度和大小的关系在太阳活动周期中保持不变。在这个较大的样本中，光斑亮度、大小和视线通量只有很小的时间变化。由于两个数据集之间的明显分歧，我们讨论了红外谱线如何提供一个独特的直接测量太阳黑子的磁场。
Semi-empirical model atmospheres for the chromosphere of the sunspot penumbra and umbral flashes
上下文太阳色球层和下过渡区被认为在日冕加热中起着至关重要的作用。到目前为止，还缺乏描述色球层（和低过渡区）的模型，说明其高度动态和结构化的特点。这部分是由于色球层中的完整频率重新分布的崩溃，也是因为难以获得完整的观测数据，以充分限制所有相关高度的太阳大气。目的。我们的目标是获得半经验模型大气再现的Mg II H&K线剖面的样本中色球层的焦点上的太阳黑子的功能。方法.我们使用分光偏振观测的钙II 8542 A光谱获得的瑞典1米太阳望远镜（SST），并使用NICOLE反演获得半经验模型大气中和周围的太阳黑子的不同功能。这些都是用来合成Mg II H&K光谱使用RH1.5D代码，我们与观察采取的接口区域成像光谱仪（IRIS）进行比较。结果合成配置文件与IRIS观测的比较表明，有几个领域，特别是在太阳黑子的半影，其中大多数观察到的Mg II H&K配置文件是非常好的再现。此外，我们发现，超音速热下降流，目前在我们的模型收集中的本影，导致合成的配置文件，同意与IRIS镁II H&K的配置文件，除了线芯。结论.我们提出并提供了四个半经验模型大气。两个用于半影，反映了色球层获得的温度范围，一个用于本影闪光，一个代表太阳黑子安静环境的模型。这些资料有电子版和表格版。
利用\it Hinode上的宽带滤波成像仪（BFI）获得的三个时间序列的蓝色连续图像，分析了日心角从$30^\circ$到$48^\circ$的黑子半影暗条的扭曲运动。研究了扭曲运动与暗条亮度、暗条内位置和半影内位置的关系。只有某些部分的长丝显示出扭转运动。从统计学意义上讲，最靠近本影的长丝扭转部分最亮，扭转运动最快，平均扭转速度为2.1 km s $^{-1}$。灯丝扭曲部分的中间和外部部分（离本影越来越远）亮度较低，其平均速度分别为1.7，km，s $^{-1}$和1.35，km，s $^{-1}$。所观察到的朝向长丝的外部区段的亮度和加捻速度的降低可能是由于减少了沿着长丝的长轴的向上流动。没有显着的变化的扭曲速度作为视角的函数被发现。亮度和速度的相关性表明，翻转对流引起的半影灯丝观察到的扭曲运动，可能是所需的能量的来源，以保持亮度的灯丝。
The formation of small-scale umbral brightenings in sunspot atmospheres
太阳黑子的大气是高度不均匀的，具有准稳定和瞬时的特征，如“本影微喷流”和暗纤维状事件。我们试图了解小规模的本影增亮（SSUBs;类似于本影微射流）的形态学特性和形成机制，并了解这些事件与短动态原纤维，本影闪光和本影点之间的联系是否可以建立。使用了对Ca II H线进行采样的SST滤波图时间序列和CRISP全斯托克斯15点Ca II 8542 A线扫描数据集。在太阳黑子本影中发现的54个SSUB的平均寿命和长度分别为44.2秒（sigma=20秒）和0.56”（sigma=0.14”）。这些事件的空间定位和形态演变进行了调查，发现没有证据的抛物线或弹道轮廓，也没有偏好与本影闪光共空间形成。斯托克斯V剖面反转的存在提供了证据，表明这些事件可以通过色球层中的激波发展形成。弱场近似的应用表明，视线磁场的变化并不是导致谱线轮廓改变的原因，并表明热力学效应是发射增加的实际原因。最后，一个子集的SSUBs被观察到形成在脚点的短动态原纤维。总的来说，我们发现这些事件的空间位置与本影点和本影闪光的发生之间没有相关性。然而，SSUBs的寿命和光谱特征与本影闪光相当，并且位于短动态原纤维的足点处，在红移阶段期间或结束时。因此，这些特征可能是由于纤维状物质在重力作用下返回时在低层大气中受到冲击而形成的。
Observations of Supersonic Downflows in a Sunspot Light Bridge as Revealed by Hinode
最近从Hinode进行的高分辨率分光偏振观测发现了太阳黑子光桥中超音速下降流的存在（Louis等人，2009年）。这些下降流发生在局部补丁，接近该领域的方位角改变了一个大的值。这种明显的方位不连续性是沿着光桥西部边缘的一条薄脊看到的。其中一些（但不是全部）下流斑块与Ca II H滤光图中看到的色球亮度增强是同空间的。在0.3弧秒尺度下的磁场不均匀性的存在，可能有助于在较低的色球层中磁力线的重联，其特征可能是已经观察到的超音速下降流和亮度增强。
A Hot Downflowing Model Atmosphere For Umbral Flashes And The Physical Properties Of Their Dark Fibrils
我们执行NLTE反演在一个大的本影闪光，包括黑暗的纤维可见，在他们，并在静止的本影通过使用反演代码NICOLE上的一组全斯托克斯高分辨率的Ca II 8542 A观测的太阳黑子在磁盘中心。我们发现，暗结构的斯托克斯配置文件是不同的静态和闪光区。它们最好由在速度方面更类似于闪光大气的大气再现，即使振幅减小。我们还发现了两套解决方案，精细地适合闪光的配置文件：一组是向上流动，具有过渡区，这是更深的比在静止的情况下，并在温度略有下降之前，和第二个解决方案，在色球层中的一个较热的气氛，但具有接近声速在这样的高度下降流。这种下降流可能与日冕环的存在有关，甚至取决于日冕环的存在，日冕环植根于太阳黑子的本影，就像在分析的区域中的情况一样。类似的环最近被观察到在过渡区有超音速的下降流，这与早期的“太阳黑子羽流”一致，后者总是被发现在太阳黑子中显示出强烈的下降流。最后，我们发现，平均而言，磁场减少的闪光区，这表明冲击压力是移动的磁力线在上层。
Standing oscillations in a resonant sunspot atmosphere captured by integral field spectroscopy
California State University Northridge（北岭加州州立大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；National Institute for Space Research (INPE/Brazil)（巴西国家空间研究所）
利用积分场单元FRANCIS观测Na I D1/D2线形成高度上的振荡，通过小波互相关分析发现黑子本影中心存在驻波行为，边缘为传播模式，能量通量随高度衰减，阻尼长度约363 km。
Downflowing umbral flashes as an evidence of standing waves in sunspot umbrae
暗闪是在色球层谱线的核心处通常可见的突然增亮。理论和数值模拟表明，它们是由冲击波的传播产生的。根据这些模型和早期的观测，本影闪光与上升气流有关。然而，最近的研究报告了在下降的大气中的本影闪光。我们的目的是了解下降的本影闪光的起源。我们探讨了如何存在的驻波在本影色球层的影响产生的闪光的配置文件。我们用MANCHA程序对太阳黑子本影中的波传播进行了数值模拟。Ca II 8542 Å线的斯托克斯轮廓是用NICOLE合成的。对于自由传播的波，色球温度的振荡增强的相位与速度上升。在这种情况下，Ca II 8542的高强度核心在振荡的上升阶段被加热。如果我们考虑一个不同的情况与谐振腔，波反射在急剧的温度梯度的过渡区导致驻波振荡。在这种情况下，温度波动向后移动，温度升高部分与振荡的下流阶段一致。在由静止振荡产生的本影闪光中，当振荡向下流动时，产生发射特征的反转。色球层温度在大气由下降流向上升流转变的过程中持续升高。在闪烁的Ca Ⅱ 8542芯出现期间，大气大部分时间是上升流，只有38%的闪烁剖面与下降流有关。我们发现了一个方案，显着解释了最近的经验发现，作为一个自然的结果，存在的常设振荡以上的太阳黑子本影的下行本影闪光。
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
