The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Diagnostic capabilities of strong K I lines for photosphere and chromosphere
B. Fuhrmeister, S. Czesla, E. Nagel, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, S. V. Jeffers, J. A. Caballero, D. Shulyak, E. N. Johnson, M. Zechmeister, D. Montes, Á. L… 展开作者
B. Fuhrmeister, S. Czesla, E. Nagel, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, S. V. Jeffers, J. A. Caballero, D. Shulyak, E. N. Johnson, M. Zechmeister, D. Montes, Á. López-Gallifa, I. Ribas, A. Quirrenbach, P. J. Amado, D. Galadí-Enríquez, A. P. Hatzes, M. Kürster, C. Danielski, V. J. S. Béjar, A. Kaminski, J. C. Morales, M. R. Zapatero Osorio
There are several strong K I lines found in the spectra of M dwarfs, among them the doublet near 7700 AA and another doublet near 12 500 AA. We study these optical and near-infrared doublets in a sample of 324 M dwarfs, observed with CARMENES, the high-resolution optical and near-infrared spectrograph at Calar Alto, and investigate how well the lines can be used as photospheric and chromospheric diagnostics. Both doublets have a dominant photospheric component in inactive stars and can be used as tracers of effective temperature and gravity. For variability studies using the optical doublet, we concentrate on the red line component because this is less prone to artefacts from telluric correction in individual spectra. The optical doublet lines are sensitive to activity, especially for M dwarfs later than M5.0 V where the lines develop an emission core. For earlier type M dwarfs, the red component of the optical doublet lines is also correlated with H$α$ activity. We usually find positive correlation for stars with H$α$ in emission, while early-type M stars with H$α$ in absorption show anti-correlation. During flares, the optical doublet lines can exhibit strong fill-in or emission cores for our latest spectral types. On the other hand, the near-infrared doublet lines very rarely show correlation or anti-correlation to H$α$ and do not change line shape significantly even during the strongest observed flares. Nevertheless, the near-infrared doublet lines show notable resolved Zeeman splitting for about 20 active stars which allows to estimate the magnetic fields B.
Three-dimensional magnetic structure of a sunspot: comparison of the photosphere and upper chromosphere
我们调查的磁场的太阳黑子在上色球层，并比较它的领域的光球属性。我们用安装在德国真空塔望远镜（VTT）上的Tenrife红外偏振仪-2（TIP-2）对活动区NOAA 11124的主要前沿黑子进行了为期两天的观测。通过对He I三重态在1083.0 nm处的斯托克斯光谱反演，得到了上色球层的磁场矢量。为了与光球层进行比较，我们应用了Si I 1082.71 nm和Ca I 1083.34 nm线的高度依赖反转。我们发现，在上层色球的本影磁场强度是由一个1.30-1.65倍的光球相比，低。本影的磁场强度从光球层到上色球层以平均0.5-0.9 G km $^{-1}$的速率减小。两个大气层之间的磁场强度差异从太阳黑子中心到太阳黑子的外边界逐渐减小，而磁场（特别是其水平分量）在黑子外的色球层中更强，这暗示着一个磁冠。太阳黑子的扭曲在两个层中平均是相似的。然而，光球层和色球层之间的差异扭曲迅速增加的外部半影边界。光球层中的磁场矢量相对于太阳表面的水平度比色球层上部高出大约5-20 $^\circ$。在光桥之上，色球层的磁场与本影中的磁场一样强，而光桥的磁场比光球层中的磁场弱大约1 kG。这表明光桥上方有一个尖状的磁场结构。
Tracking downflows from the chromosphere to the photosphere in a solar arch filament system
我们研究了从色球层到光球层的弓形灯丝系统（AFS）的腿上等离子体的动力学，用两个地面太阳望远镜的高节奏光谱数据观察到：格雷戈里望远镜（特内里费岛）使用He I 10830 nm范围内的GREGOR红外光谱仪（GRIS）和瑞典太阳望远镜（La Palma）中使用CRisp成像分光偏振仪观察Ca II 8542和Fe I 6173的谱线。从色球层到光球层，沿着单弓丝的腿，等离子体的排放的时间演化。He I 10830三重态在上色球层的平均多普勒速度可达20-24 km~s $^{-1}$，在下色球层和上光球层，Ca II 8542三重态和Si I 10827三重态谱线的多普勒速度分别可达11 km~s $^{-1}$和1.5 km~s $^{-1}$。多普勒速度在不同层的太阳大气（色球层和上层光球）的演变表明，他们遵循相同的LOS速度模式，这证实了观测证据，等离子体排水向光球提出的模型中的AFS。从低光球Ca I 10839或Fe I 6173谱线推断的多普勒速度图不显示相同的LOS速度图。因此，没有证据表明等离子体到达较低的光球层。观测结果和非线性无力场外推表明，AFS的磁场环随时间而增大。我们发现流动不对称性在不同的足点的AFS。磁场强度的NLFFF值为我们解释这些流动不对称性提供了线索。
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。
The Relation between the Radial Temperature Profile in the Chromosphere and the Solar Spectrum at Centimeter, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths
High-resolution observations of the solar photosphere, chromosphere and transition region. A database of coordinated IRIS and SST observations
NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）通过紫外光谱和成像提供太阳大气的高分辨率观测。自2013年6月IRIS发射以来，我们与位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜协调开展了系统观测活动。SST提供了对光球层和色球层的补充性高分辨率观测。SST观测包括光球Fe I线的光谱偏振成像和色球Ca II 8542 A、H-α和Ca II K线的光谱分辨成像。我们提出了一个共同对齐的IRIS和SST数据集的数据库，该数据库对科学界开放供分析。该数据库涵盖了各种目标，包括活动区，太阳黑子，plage，安静的太阳和日冕洞。
Statistics of convective collapse events in the photosphere and chromosphere observed with the Hinode SOT
目标。对流坍缩是一种理论上预测的过程，它会增强太阳大气层中现有的弱磁场，Nagata等人（2008年）首次使用日之出卫星的高分辨率太阳光学望远镜（SOT）在一次事件中直接观测到了这一过程。使用同一台太空望远镜，我们对对流坍缩事件进行了统计分析。方法.我们的数据集包括高分辨率时间序列的偏振光谱扫描的两个铁线形成在低光球层和过滤器的图像在Mg I B 2和Ca II H，谱线，形成在高光球层和低色球层，分别。因此，我们能够研究对流坍缩事件对高光球层和色球层的影响。用MERLIN Milne-Eddington反演程序得到了全Stokes剖面的物理参数。结果我们发现，在所有的情况下，该事件是伴随着一个连续的亮点，几乎总是由增亮的钙II H图像。镁多普勒图在镁多普勒图的视场内发生的事件中的约四分之三中表现出强的下行流。对于49个事件中的每一个，我们确定了持续时间，最大光球下降流，场强增加和大小。我们发现事件持续时间约为10分钟，磁性元素半径约为0.43弧秒和0.35弧秒，事件发生前后，分别和高达1.65千克的磁场强度。
Vertical Propagation of Acoustic Waves in the Solar Inter-Network as Observed by IRIS
利用界面区成像光谱仪（IRIS）对宁静太阳（QS）的观测，研究了光球过渡区（TR）中声波的传播。我们选取了几条IRIS谱线，包括光球层（Mn { \sc i} 2801.25~ K）、色球层（Mg { \sc ii} k 2796.35~ K）和TR（C { \sc ii} 1334.53~ K），研究了声波在光球层和色球层之间的传播.几分钟的振荡（即，周期为1.6 - 4.0分钟）成功地从光球层传播到色球层，这是由正相位滞后的优势所证实的。然而，在更高的周期制度（即，大于$\approx$ 4.5分钟），则向下传播占主导地位是由负相位滞后所明显的。波的广谱（即，2.5-6.0分钟）从色球层自由向上传播到TR。我们发现只有大约45%的位置（70%）显示色球层和TR之间的相关性。我们的结果表明，色球层/TR内观测到的3分钟振荡的根源位于光球层。观测还表明，5分钟振荡从色球层向下传播。\textbf{However, some locations within QS also show successful propagation of 5 minute oscillations as revealed by positive phase lags, which might be the result of magnetic field}。此外，我们的研究结果清楚地表明，一个显着的权力…
The energy of waves in the photosphere and lower chromosphere: III. Inversion setup for Ca II H spectra in local thermal equilibrium
Ca II H谱线是太阳光谱中最强的谱线之一，提供了从光球层到色球层下部的太阳大气的连续信息。我们描述了一种反演方法，再现所观察到的钙II H光谱假设LTE。我们开发了一种基于SIR码的反演策略。该方法使用一个两步的程序与存档的预先计算的光谱，以适应线的核心和随后的迭代修改，以提高线翼的拟合。630 nm范围内的同步光谱可用于固定连续谱温度。该方法检索一维温度分层忽略横向辐射传输。LOS速度包括一个经验的方法。大约300.000预计算的光谱的档案是足够的复制线核心观察到的钙II H光谱在安静的太阳和活跃的地区。最终的光谱分层与观测到的最佳拟合光谱相匹配，线翼（核心）中的Ic水平约为0.5（1）%。基于预先计算光谱的反演方案允许从观测到的色球光谱可靠且相对快速地反演太阳性质。该方法可以很容易地扩展到一个一维NLTE的情况下，通过一个简单的交换预先计算的存档光谱。
An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere: I - Magnetic structure
本文对紧凑型活动区（AR）灯丝（NOAA 10781）中的矢量磁场进行了多波长、多高度的研究。我们提出了一个进化的情况下，这种灯丝。用TIP-II在包括色球He I 10830 A多重峰和光球Si I 10827 A谱线的光谱范围内获得全斯托克斯矢量。在2005年7月3日的He I吸收图像中检测到AR细丝（在我们的观测运行之前形成）。色球矢量磁场在这部分的灯丝强烈剪切，而光球场线下面有一个相反的极性配置。从7月3日到7月5日，记录了极性反转线（PIL）两侧极性的打开和关闭，类似于最近发现的Hinode看到的滑动门效应过程。7月5日，从色球层光谱中推断出一个正常的极性结构，同时在光球层中发现了与PIL对齐的强烈剪切场线。在同一数据集中，在FOV的不同部分也观察到了细丝的脊柱，并通过硅线芯清楚地映射。所推断的灯丝的矢量磁场建议磁通绳拓扑结构。此外，观测表明暗条被分成两部分，一部分位于色球层，另一部分被困在光球层。因此，只有螺旋结构的顶部才能被氦线看到。在PIL的孔隙和孤儿半影似乎是光球对应的极低的灯丝。我们认为，孤立半影形成于致密AR的非常狭窄的PIL中，是光球中通量绳的光球表现。
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
Non-LTE inversions of a confined X2.2 flare: I. Vector magnetic field in the photosphere and chromosphere
准确获得太阳大气中的磁场矢量对于研究耀斑期间磁场拓扑结构的变化和可靠地模拟空间天气至关重要。我们通过将各种反演方法应用于2017年9月6日NOAA AR 12673中的受限X2.2耀斑来解决这个问题，将光球和色球磁场矢量与该事件的两个数值模型进行比较。我们从Milne-Eddington（ME）和（非）局部热平衡（非LTE）反演的Hinode SOT/SP Fe I 6301.5 μ m和6302.5 μ m得到光球场。色球场是从空间正则化弱场近似（WFA）和非LTE反演的钙II 8542观察CRISP在瑞典1米太阳望远镜。LTE和非LTE推断的光球场分量在整个大气中具有很强的相关性，在非LTE反演中具有更强的场和更高的温度。对于色球场，非LTE反演与空间正则化的WFA相关性很好。我们发现强场补丁超过4.5千克的光球，共同位于类似的浓度超过3千克的色球。得到的场强比数值模型高2-3倍，更集中和结构化的光球到色球剪切接近极性反转线。LTE和非LTE的Fe I反演产生基本上相同的光球场，而ME反演未能再现Fe I在发射的场矢量方向。我们的反演证实了由数值模型预测的磁通绳足点的位置。然而，预处理和较低的空间分辨率导致模型中的场比数据显示的更弱和更平滑。这强调了需要更高的空间分辨率的模型，以更好地约束喷发前的通量绳。
The energy of waves in the photosphere and lower chromosphere: 1. Velocity statistics
除了磁场外，声波是色球加热到辐射平衡温度以上的主要原因之一。我们推导出的机械波能量，看到在线芯速度，以获得一个测量的机械能通量与高度的能量需求在半经验大气模型进行比较。我们分析了1小时的时间序列和大面积的地图上的传播波的痕迹钙II H光谱。分析了Ca II H翼部几条谱线的速度统计，以及Ca II H的线核速度。我们将速度振幅转换成体积和质量能量密度。为了比较，我们使用了必要的内能的增加，以解除稀土气氛的HSRA温度分层。我们发现，速度振幅的增长与线性波理论一致，因此速度随高度的增长比能量守恒预测的要慢。在半经验的HSRA模式中，z~500 km以上的波的机械能不足以维持色球温度的上升。Ca线芯（z~1000 km）的强度变化可以追溯到所考虑的最低形成谱线（z~ 250 km）的速度变化。色球强度，因此，（辐射）温度的变化被认为是引起通过波起源于光球。
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
CARMENES input catalog of M dwarfs VI. A time-resolved Ca II H&K catalog from archival data
由恒星磁场活动引起的径向速度（RV）抖动是最先进的系外行星发现调查（如CARMENES）中的一个重要因素。恒星的自转，以及由活动引起的光球层和色球层的不均匀性，可能导致行星探测的假阳性。因此，有必要确定恒星的自转周期，并将其与任何假定的行星RV特征进行比较。长期测量活动指标，如Ca II H&K线中的色球发射，可以确定磁活动周期。为了确定恒星自转周期和研究CARMENES保证时间观测（GTO）样本的长期磁活动行为，从档案数据中提取Ca II H&K时间序列是有利的，因为CARMENES摄谱仪不覆盖包含Ca II H&K线的恒星光谱的蓝色范围。我们已经收集了一个目录的11634档案光谱的186 M矮星获得的七个不同的仪器，涵盖钙II H&K制度：ESPADONS，FEROS，竖琴，HIRES，NARVAL，TIGRE，和UVES。这些谱线中的相对色球通量直接通过与PHOENIX合成光谱通过Ca ii H&K谱线芯周围的窄通带进行整流而从光谱中提取。结合档案光谱从各种仪器的结果在时间序列的186颗恒星的CARMENES GTO样本。作为使用目录的一个例子，我们报告了三个以前未知的活动周期的M矮星的初步发现。我们的结论是，使用模型光谱提取钙II H&K通量的方法产生一致的结果，为不同的仪器，该目录的汇编将使大量的M矮星的长期活动时间序列的分析。
Chromospheric resonances above sunspots and potential seismological applications
太阳黑子本影的振荡在光球层和色球层表现出明显的差异。我们评估了两个相互竞争的情况下提出的解释这些意见：色球谐振腔和波从光球层上层大气层。我们采用数值模拟来分析这两种模型中的振荡。并与低色球层（Na I D2）和高色球层（He I 10830）的观测结果进行了比较。谐振腔的节点可以被检测为相位跳变或功率骤降，尽管后者的识别不足以声称谐振的存在。与此相反，速度和温度波动之间的相位差揭示了驻波，并明确地证明了存在的声学谐振器以上的阴影。我们的研究结果提供了一种新的地震方法来探测活动区色球通过检测共振节点。
Height Variations of Magnetoacoustic Cutoff Frequency in the Solar Atmosphere
VIT Bhopal University（维特博帕尔大学）；University of Texas at Arlington（德克萨斯大学阿灵顿分校）；Institute of Physics, University of M. Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯克沃多夫斯卡大学物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）
Height dependence of the penumbral fine-scale structure in the inner solar atmosphere
利用干涉二维光谱仪在光球Fe I 617.3 nm和色球Ca II 854.2 nm谱线上进行的全斯托克斯测量，研究了一个大型的、发育完全的太阳黑子半影区的物理参数，该黑子是过去两个太阳活动周中最大的黑子之一。用NICOLE程序反演测量，得到了从光球层底部到色球层中部半影区磁场的三维结构。我们分析了方位和垂直梯度的磁场强度和倾角。我们的研究结果提供了新的见解半影磁场在色球层的性质在大气高度未探索在以前的研究。我们发现的小规模的脊柱和脊柱内的磁场强度和倾斜度在所有调查的大气高度结构的签名。特别是，我们报告了典型的峰-峰变化的磁场强度和倾角的$\approx 300$ G和$\approx 20^{\circ}$，分别在光球，和$\approx 200$ G和$\approx 10^{\circ}$在色球。此外，我们还估算了半影区磁场强度的垂直梯度：在光球层和中色球层之间，我们发现磁场强度的垂直梯度为$\approx 0.3$ G km $^{-1}$。有趣的是，光球磁场梯度的变化标志从负的内部到正的外部半影。
Upper Chromospheric Magnetic Field of a Sunspot Penumbra: Observations of Fine Structure
本文将探讨上色球层黑子半影磁场的精细结构，并与光球层的磁场进行比较。高空间分辨率分光偏振观测是用1.5米的GREGOR望远镜使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）记录的。观测到的谱域包括色球上部He I三重态（1083.0 nm）和光球Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线。在Milne-Eddington型大气模型下，通过反演He I三重态得到了色球上层磁场。对Si I 1082.7 nm和Ca I 1083.3 nm谱线进行了与高度相关的反演，得到了光球磁场。我们发现磁场的倾角在光球层和上色球层都表现出方位角方向的变化。色球层的变化与光球场倾角的变化非常吻合，并且与半影光球层中众所周知的脊和脊间结构相似。发现上色球层磁场倾角的典型峰-峰变化为10-15度，即，大约是光球层变化的一半。相反，观测到的半影的磁场强度在上色球层的小空间尺度上并没有表现出变化。由于高空间分辨率的观测可能与格雷戈里望远镜在1.08微米，我们发现，突出的小尺度波动的磁场倾斜，这是一个显着的一部分，太阳黑子半影光球的属性，也坚持在色球层，虽然在有些减少的幅度。这种复杂的磁结构可能会促进半影色球动力学现象，如半影微喷流或瞬态亮点。
The histeresis of the indices of solar activity and of the ionospheric indices in 11-yr cycles. The histeresis of the stellar activity indices in the cyclic activity similar to the Sun
Inference of chromospheric plasma parameters on the Sun
通过强吸收线可以很好地观测到太阳色球层。我们推断的色球等离子体的物理参数，从这些线使用多层光谱反演。这是一种新的光谱反演技术。我们假定大气层是由有限层数组成的。在每一层中，吸收轮廓是恒定的，并且源函数以恒定的梯度随光学深度而变化。具体地说，我们考虑了一个三层模型的辐射转移，其中最低层被确定与光球层和两个上层被确定与色球层。光球层中的吸收轮廓由Voigt函数描述，色球层中的轮廓由高斯函数描述。这个三层模型由13个参数完全指定。四个参数可以固定为规定值，一个参数可以通过分析卫星光球线来确定。其余8个参数是从约束最小二乘拟合确定的。利用古德太阳望远镜（GST）的快速成像太阳光谱仪（FISS）在宁静区拍摄的H $α$和Ca II 854.21 nm谱线的光谱数据，进行了多层光谱反演。我们发现，我们的模型成功地适合大多数观察到的配置文件，并产生定期的模型参数的地图。这两条线的多普勒宽度推断的组合产生合理的估计的温度和非热的速度在色球层。我们的结论是，我们的多层反演是有用的，以推断色球等离子体参数的太阳。
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Activity indicators at visible and near-infrared wavelengths
CARMENES巡天计划使用径向速度法寻找围绕M矮星运行的类地行星。研究目标星的恒星活动对于避免错误的行星探测和提高我们对晚型恒星大气层的认识是非常重要的。在这项工作中，我们提出的活动指标在可见光和近红外波长的331 M矮星与CARMENES观察到的测量。我们的目标是确定最敏感和最容易衡量的活动指标，以及这些指标之间的相互关系。我们还希望消除它们的可变性。利用减谱技术，我们测量了He I D 3，H $α$，He I $λ$ 10833 μ m，和Pa $β$线，Na I D双重线和Ca II红外三重线的赝等效宽度，它们在活动M矮星中具有色球分量。此外，我们测量了两个TiO和两个VO带，这是在光球形成的强度指数。我们还搜索了这些活动指标的周期性，所有样本星使用广义隆斯卡格尔periodograms。我们发现每个光谱亚型中旋转最慢的恒星具有最强的H $α$吸收。H $α$与He I D 3的相关性最强，而Na I D和Ca II红外三重态也与H $α$相关。He I $λ$ 10833和Pa $β$与其他指标无明显相关性。TiO带显示出VO带中没有的活性效应。发现H $α$和He I D3的相对变化在高活动水平的恒星中较小，而Na I D和Ca II红外三重态的反相关较弱，而He I $λ$ 10833和Pa $β$的反相关不存在.随旋转周期的周期性变化最常见于TiO带、H $α$和…
Numerical simulations and observations of Mg II in the solar chromosphere
Mg II h&k线是太阳色球层上部最好的诊断工具之一。这个区域的大气层是特别感兴趣的，因为它是太阳大气层的最低区域，其中磁场在能量和动力学中占主导地位，定义了它的结构。虽然在光球层和色球层中下部非常成功，但数值模型已经产生了与观测结果不匹配的syntheticMg II线。我们提出了一些大规模的模型与磁场拓扑结构的代表安静的太阳，短暂的通量区域和plage，也模型的数值分辨率高，我们超越了MHD的范例。本研究的结果表明，模型与\iris \观测的强度和宽度方面有很大的改善，特别是强调了色球质量负载和捕获模拟中的磁场拓扑结构和演变的重要性。这是除了捕捉小尺度速度场的产生，包括非平衡电离和离子中性相互作用的影响的重要性。理解和建模所有这些影响及其相对重要性是必要的，以重现观察到的光谱特征。
Chromospheric heating due to cancellation of quiet Sun internetwork fields
太阳色球层的加热一直是太阳物理学中最重要的问题之一。我们目前的理解是，小规模互联网（IN）磁场作为一种加热剂发挥了重要作用。事实上，光球层中IN磁性元素的抵消可以在色球层和过渡区产生短暂的增亮。这些明亮的结构可能是能量释放和等离子体加热的标志，可能是由IN场线的磁重联驱动的。虽然单个事件预计不会释放大量的能量，但它们对色球层的全球贡献可能是显着的，因为它们在安静的太阳区域无处不在。在本文中，我们研究取消的IN元素，并分析其对平静的太阳大气的能量学和动力学的影响。我们使用高分辨率，多波长，协调观测获得的接口区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST），以确定取消的IN磁通量补丁，并遵循其演变。我们发现，平均而言，这些事件在光球层中的寿命约为3分钟，在色球层和/或过渡区中的寿命约为12分钟。采用多线反演的Mg II H & K线，我们表明，取消产生清晰的签名加热在高层大气层。然而，在SST所能达到的分辨率和灵敏度下，它们的数密度似乎仍然低一个数量级，无法解释全球色球加热。
