Aims: We investigate magnetic tracers in the photosphere and the chromosphere of the ultra-rapid rotator ($P\sim0.32d$) V530 Per, a cool member of the open cluster $α$ Persei, to characterize the short-term variability of the magnetic activity and large-scale magnetic field of this prototypical young, rapidly rotating solar-like star. Methods: With time-resolved spectropolarimetric observations spread over four close-by nights, we reconstructed the brightness distribution and large-scale magnetic field geometry of V530 Per through Zeeman-Doppler imaging. Simultaneously, we estimated the short-term variability of the surface through latitudinal differential rotation. Using the same data set, we also mapped the spatial distribution of prominences through tomography of H$α$ emission. Results: As in our previous study, a large dark spot occupies the polar region of V530 Per with smaller, dark, and bright spots at lower latitudes. The large-scale magnetic field is dominated by a toroidal, mostly axisymmetric component. The maximal radial field strength is equal to $\sim1$ kG. The surface differential rotation is consistent with a smooth Sun-like shear d$Ω= 0.053 \pm 0.004$ rad.d$^{-1}$, close to the solar shear level. The prominence pattern displays a stable component that is confined close to the corotation radius. We also observe rapidly evolving H$α$ emitting structures, over timescales ranging from minutes to days. The fast H$α$ evolution was not linked to any detected photospheric changes in the spot or magnetic coverage.
The eruption of a prominence carrying coronal flux rope: forward synthesis of the magnetic field strength measurement by the COronal Solar Magnetism Observatory Large Coronagraph
Can We Distinguish the Source Region Location of Filament/Prominence Eruptions from the Sun-as-a-star H$α$ Spectrum?
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）
Multi-Viewpoint Observation of a Failed Prominence Eruption on the Sun
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Northumbria University（诺森比亚大学）；University of Graz（格拉茨大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）
Synthetic polarimetric spectra from stellar prominences
在快速旋转的恒星中探测到的恒星磁场可以作为冷恒星日冕中磁性的探测器。我们已经合成的斯托克斯配置文件中产生的He I 10830和5876 A三胞胎在日珥围绕恒星旋转的时间演化。合成进行了HAZEL代码使用云模型，其中的突出的特点是位于一个固定的纬度和高度的板。它解释了散射极化和塞曼和汉勒效应。分析了几种不同日珥磁场强度和方向的情况。结果表明，当日珥在恒星盘外时，辐射特征在剖面上漂移。当日珥遮蔽恒星时，强度轮廓显示出吸收。由日珥引起的散射产生斯托克斯Q和U分布中的线偏振信号，当存在磁场时，该线偏振信号被汉勒效应修改。由于塞曼效应，当沿视线的磁场不为零时，Stokes V剖面显示具有非常低幅度的信号。估计的线偏振信号可能会被未来的分光偏振计MIRADAS检测到，将被附加到GTC望远镜。
Magnetic field in atypical prominence structures: Bubble, tornado and eruption
在四年的协调活动中，用THEMIS望远镜获得了对双折射的分光偏振观测。我们现在的目标是了解“非典型”磁共振中冷等离子体和磁性的条件，即当测得的磁场倾角在某种程度上偏离“典型”磁共振中占主导地位的水平场时。在这些日珥类型中，磁场的作用是什么？在这些情况下，等离子体动力学是否比磁性支撑更重要？我们的研究集中在三种类型的“非典型”的爆发（龙卷风，气泡和喷流状的日珥爆发），都已被THEMIS观测到的He I D_3线，从中可以得到斯托克斯参数。在考虑Hanle效应的单次散射模型上，利用主成分分析反演方法，得到了每个像元的磁场强度、倾角和方位角。龙卷风中的磁场被发现或多或少是水平的，而对于爆发日珥，它主要是垂直的。我们估计，气泡内部的磁场强度值比周围日珥外部的更高。在我们数据库中的所有模型中，每个像素只考虑一个磁场方向。虽然这个假设对于大多数主日珥天体来说是足够的，但对于非典型日珥结构来说，这个假设似乎过于简单化了。我们应该把这些观测结果看作是多个磁场叠加的结果，甚至可能有一个湍流场分量。
Influence of magnetic cycles on stellar prominences and their mass loss rates
对快速旋转的冷恒星的观测经常显示出日冕弹弓的连续性，当它们被喷射出来时，会带走质量和角动量。导出的质量的这些双折射显示出一些两个数量级的分散。为了研究这种散射是否可能是内在的，我们使用一个完整的太阳磁图的磁周期来模拟年轻太阳的日冕结构和日珥分布，在那里我们根据$ B \propto Ω^{-1.32} $用角速度缩放磁图中的场强。我们再现了观测到的日珥质量和它们的散射。我们表明，磁场强度和场的几何形状有助于突出的质量，可以支持和它们被弹出的速度。预测的日珥质量遵循磁周期，但只有周期的一半，在周期最大值和周期最小值都达到峰值。我们表明，在双折射的质量损失率小于预测的恒星风。我们还研究了小尺度场的作用，可能是未解决的典型恒星磁图。这只提供了预测的日珥总质量的一个小的减少，主要是通过减少可以支持弹弓连续性的大磁环的数量。我们的结论是，观测到的日珥质量的分散可以解释由潜在的磁循环。
Propagating Waves Transverse to the Magnetic Field in a Solar Prominence
我们报告了一组不寻常的观测波在一个大的日珥柱，其中包括脉冲传播垂直于日珥磁场。2012年10月10日，我们用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）在EUV中观察到一个巨大的静止日珥，而只有一部分，即柱，这是日珥的一个脚或倒钩，用日出太阳光学望远镜（SOT）（Ca II和Hα系），Sac峰（Hα、Hβ和Na-D线），Themis（“Télescope Héliographique pour l' Etude du Magnétisme et des Instabilités Solaires”）与MTR（MultiTi-Raies）分光偏振计（He D_3线）。THEMIS/MTR数据表明，柱中的磁场基本上是水平的，并且在光学域中的观测显示出大量水平对齐的特征，其尺度比柱整体小得多。这些数据是一致的冷日珥等离子体被困在水平场线的倾角模型。SOT和Sac Peak在4小时观测期间的数据显示，垂直振荡表现为波脉冲。这些脉冲，其中包括多普勒签名，垂直移动，垂直于磁场方向，沿着薄准垂直列在更广泛的支柱。脉冲的传播速度约为10 km/s，周期约为300 sec，波长约为2000 km。我们解释这些波的快速磁声波，并讨论可能的波驱动程序。
Multi-wavelength Observation of a Failed Eruption from a Helical Kink-unstable Prominence
对日珥喷发的多波长观测提供了揭示喷发触发和演化过程的物理机制的机会。在本文中，我们研究了2012年10月14日爆发的日珥，记录在Hα，EUV和X射线波长。喷发过程证明了螺旋磁结构的存在，并显示了扭曲向扭动的转化。估计的扭曲约为6π（3圈），超过了扭结不稳定性的阈值。上升的等离子体然后达到一个高的速度，估计在228公里s-1，随后突然快速加速在2715米s-2，并与太阳弧同步。在AIA 131磁共振和94磁共振图像中均观察到了同空间的尖点状结构，表明了磁重联的位置。爆发的通量绳最终经历了一个最大值为391 m s-2的减速，这甚至大于太阳上的自由落体加速度（273 m s-2），这表明爆发最终失败了，可能是由于向内的磁张力。
Historical Reconstruction of Solar Surface Magnetism from Cycle 1-24 Using the Synthetic Active Region Generator (SARG) and the Advective Flux Transport (AFT) Model
Southwest Research Institute（西南研究所）；University of Colorado（科罗拉多大学）
Linking Solar Magnetism, Extreme Solar Particle Events and Stellar Superflares
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Space Physics and Astronomy Research Unit and Sodankylä Geophysical Observatory, University of Oulu（奥卢大学空间物理与天文学研究部及索丹屈莱地球物理观测站）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学宇宙地球环境研究所）
