为了研究磁结构与斑区加热特征之间的关系，我们在2018年10月3日使用安装在GREGOR望远镜上的GREGOR红外光谱仪（GRIS）的积分场单元模式观测了具有He I 1083.0 nm和Si I 1082.7 nm谱线的斑区。在GRIS观测过程中，界面区成像光谱仪（IRIS）获得了从同一区域发射的紫外Mg II双峰的光谱。在GRIS观测到的有限视场范围内，在谱斑区域的外围，我们发现Mg II辐射通量随着色球层中的磁场的增加而增加，比例因子为2.38 \times 10^4 erg cm^{-2} s^{-1} G^{-1}。这种正相关关系表明，磁通量管可以被阿尔夫文波湍流加热，也可以被离子与中性原子碰撞加热。在谱斑区域内，光球层中的强磁场强度斑块之间或磁斑块边缘的辐射通量很大。另一方面，我们没有发现任何显着的空间相关性之间的增强辐射通量和色球磁场强度或电流。在色球层中，除了与阿尔芬波有关的阿尔芬波湍流或离子与中性原子的碰撞外，还可能存在其他与磁通量管相互作用产生的磁场扰动有关的加热机制。
英文摘要：
In order to investigate the relation between magnetic structures and the signatures of heating in plage regions, we observed a plage region with the He I 1083.0 nm and Si I 1082.7 nm lines on 2018 October 3 using the integral field unit mode of the GREGOR Infrared Spectrograph (GRIS) installed at the GREGOR telescope. During the GRIS observation, the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) obtained spectra of the ultraviolet Mg II doublet emitted from the same region. In the periphery of the plage region, within the limited field of view seen by GRIS, we find that the Mg II radiative flux increases with the magnetic field in the chromosphere with a factor of proportionality of 2.38 \times 10^4 erg cm^{-2} s^{-1} G^{-1}. The positive correlation implies that magnetic flux tubes can be heated by Alfv'en wave turbulence or by collisions between ions and neutral atoms relating to Alfv'en waves. Within the plage region itself, the radiative flux was large between patches of strong magnetic field strength in the photosphere, or at the edges of magnetic patches. On the other hand, we do not find any significant spatial correlation between the enhanced radiative flux and the chromospheric magnetic field strength or the electric current. In addition to the Alfv'en wave turbulence or collisions between ions and neutral atoms relating to Alfv'en waves, other heating mechanisms related to magnetic field perturbations produced by interactions of magnetic flux tubes could be at work in the plage chromosphere.
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。
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。
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。
Propagation of Waves above a Plage as Observed by IRIS and SDO
上下文MHD波被认为是从光球层中传输足够的能量来加热过渡区和日冕。然而，这些波的各个方面，如它们的性质，传播特性和在大气加热过程中的作用仍然知之甚少，是一个进一步调查的问题。目的。我们的目标是调查波传播的活动区（AR）plage使用IRIS和AIA的观测。主要的动机是了解光球和TR振荡之间的关系。我们计划确定的位置，在plage区的磁通量管基本上是垂直的，并进一步了解这些波的传播和性质。方法.我们使用了AIA的光球观测（即，AIA 1700 mm）以及TR成像观察（IRIS/SJI Si iv 1400.0 mm）。我们已经使用小波分析研究了波从光球到TR的传播（例如，交叉功率、相干性和相位差），包括定制的噪声模型。结果快速傅立叶变换（FFT）给出了光球层和TR高度上的波功率分布.周期在2.0- 9.0分钟之间的波似乎与光球和TR之间相关。我们利用定制的噪声模型来估计IRIS观测的95%置信水平。基于TR中的声速和估计的传播速度，这些波最好被解释为慢磁声波（SMAW）。结果发现，几乎所有的位置显示相关/传播的波在广泛的范围内的周期从光球TR。这表明，波的相关性/传播空间出现频率是非常高的谱区内。
Oscillations in the Solar Faculae. III. The Phase Relations between Chromospheric and Photospheric LOS Velocities
对9个太阳光斑的视向速度振荡进行了分析，目的是研究色球层（He i 10830 A线）和光球层（Si i 10827 A线）5分钟振荡的位相关系。我们发现色球信号相对于光球信号的时滞在-12到100秒之间，平均约为50秒，我们认为观测到的小时滞有三种可能的解释：（1）He i 10830 A和Si i 10827 A的形成能级在光斑中的会聚，（2）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（3）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（4）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加，（5）光斑上方5分钟振荡传播速度的显著增加。iii）驻波和行波的同时存在。
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
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。
Variation of Chromospheric Features as a Function of Latitude and Time using Ca-K Spectroheliograms for Solar Cycles 15-23: Implications for Meridional Flow
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。
Stellar Chromospheric Activity Database of Solar-like Stars Based on the LAMOST Low-Resolution Spectroscopic Survey: II. the bolometric and photospheric calibration
Turbulent Diffusion in the Photosphere as Derived from Photospheric Bright Point Motion
根据大熊座太阳天文台新太阳望远镜（NST）对太阳颗粒的观测，探讨了太阳宁静区、冕洞和活动区斑中亮点的自行。我们自动检测和跟踪亮点（BP），并推导出它们的均方位移作为时间的函数（从每个BP的出现开始）为所有可用的时间间隔。在所有三种磁场环境中，我们都发现了超扩散机制的存在，这在10-300秒的时间间隔内最为明显。通过光谱指数$γ$（均方位移光谱的斜率）测量的超扩散从谱斑区（$γ=1.48$）到宁静太阳区（$γ=1.53$）再到冕洞（$γ=1.67$）增加。我们还发现，湍流扩散系数的变化与时间和空间尺度成正比。对于最小空间尺度（22 km）和最小时间尺度（10 sec），冕洞和宁静太阳区的$^{2}$ s $^{-1}$分别为22和19 km，而对于斑区，对于最小时间尺度15 sec，$^{2}$ s $^{-1}$约为12 km。我们应用我们的BP跟踪代码的三维MHD模型数据的太阳对流（Stein等。2007），并发现超扩散与$γ=1.45$。得到了湍流扩散系数随尺度和$γ$变化的表达式。
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。
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。
