Different relationships between the H$α$ and Ca II chromospheric emissions have been reported in solar-type stars. In particular, the time-series of emissions in these two lines are clearly anti-correlated for a few percent of the stars, contrary to what is observed on the Sun. Our objective is to characterise these relationships in more detail using complementary criteria, and to constrain the properties of filaments and plages that are necessary to explain the observations. We analysed the average level and variability of the H$α$ and Ca II emission for 441 F-G-K stars, paying particular attention to their (anti-)correlations on both short and long timescales. We also computed synthetic H$α$ and Ca II time-series for different assumptions of plage and filament properties and compared them with the observations. We were not able to find plage properties that, alone, are sufficient to reproduce the observations at all timescales simultaneously, even when allowing different H$α$ and Ca II emission relationships for different stars. We also specified the complex and surprising relationship between the average activity levels of both indexes, in particular for low-activity stars.We conclude that plages alone are unlikely to explain the observed variety of relationships between Ca II and H$α$ emission, and that the presence of other phenomena like filaments may help to reconcile the models with observations.
Chromospheric magnetic field extrapolations reveal the flux-rope configuration of a solar filament
High Altitude Observatory, NSF National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；National Solar Observatory（美国国家太阳天文台）；School of Electrical and Electronic Engineering, University of Sheffield（谢菲尔德大学电气与电子工程学院）；Department of Astronomy, Eötvös Loránd University（罗兰大学天文学系）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO), Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（久洛·巴约·佐尔坦太阳观测站（匈牙利太阳物理基金会））；Solar Physics and Space Plasma Research Centre (SP2RC), School of Mathematics and Statistics, The University of Sheffield（谢菲尔德大学数学与统计学院太阳物理与空间等离子体研究中心）；Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research, University of Graz（格拉茨大学卡恩泽霍厄太阳能与环境研究观测站）
Chromospheric mass motions and intrinsic sunspot rotations for NOAA Active Regions 10484, 10486, and 10488 using ISOON data
这项工作利用改进的太阳观测光学网络（ISOON：Neidig et al. 2003）连续谱（630.2 nm）和Hα（656.2 nm）数据：1）探测和测量光球和色球层中发生的太阳黑子旋转，2）识别和测量色球暗条质量运动，3）评估任何大尺度光球和色球质量耦合。2003年10月27日至29日，使用Brown等人（2003年）的技术得到的重要结果表明，10月29日NOAA AR 10486中的两个大太阳黑子之间存在显著的反向旋转，以及10月27日NOAA AR 10484中的离散暗条质量运动，这似乎与至少一次C级太阳耀斑有关。
Microwave Negative Bursts as Indications of Reconnection between Eruptive Filaments and Large-Scale Coronal Magnetic Environment
在太阳爆发中喷射出的低温等离子体可以屏蔽活跃区域以及安静的太阳区域。吸收现象可以在微波中观察到，作为“负爆发”和在不同的光谱域。我们分析了两个非常不同的最近的事件与这样的现象，并提出了一个更新的系统的观点与负爆发的太阳事件。相关的暗条爆发可以是正常的，没有形状和磁场配置的本质变化，并且是“异常的”。后者的特点是一个喷发的灯丝解体和其残余物作为一个云在太阳盘的很大一部分分散。这种现象可以在He II 304 A谱线中观察到巨大的凹陷。根据暗条内部磁场与外部大尺度日冕环境的重联，提出了异常喷发的一种可能性。
The fast filament eruption leading to the X-flare on March 29, 2014
我们调查了导致太阳X1耀斑的事件序列SOL 2014 -03- 29 T17：48。由于与地面Dunn太阳望远镜和IRIS、Hinode、RHESSI、STEREO和SDO航天器对X耀斑进行了前所未有的联合观测，我们可以从光球层到日冕的许多太阳层进行采样。在先前磁通量出现的区域上方观察到暗条爆发，这可能导致磁场配置的变化，从而导致X耀斑。这是从硬X射线发射的时间和位置得出的结论，它在灯丝加速后不到一分钟就开始增加。在耀斑发生前的至少一个小时，暗条在色球温度下的多普勒速度为2-5 km s $\sim$，大部分是蓝移，但在其脚点附近也有红移。在耀斑爆发前15分钟，其色球多普勒频移增加到6-10 km/s $\sim$，可以观察到等离子体加热，然后以至少600 km/s $^{-1}$的速度升空，如IRIS数据所示。与以前的研究相比，这种加速度（$\sim$ 3-5 km s $^{-2}$）非常快，而速度在日冕物质抛射的常见范围内。一个有趣的特征是在喷发的丝状体附近有一个低洼的扭曲的第二丝状体，它似乎没有参与喷发。在耀斑带开始在第二个灯丝的每一个侧面，它似乎已经解开和消失在耀斑。这些观测结果是迄今为止X级耀斑的一些最高分辨率数据，并揭示了一些尚待解释的小尺度特征。
Spectropolarimetric observations of an arch filament system with the GREGOR solar telescope
拱丝系统出现在活跃的太阳黑子群中，其中纤维结构连接相反磁极性的区域，与遵循极性反转线的活动区细丝形成对比。我们使用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得了Si I 1082.7 nm、He I 1083.0 nm和Ca I 1083.9 nm三条谱线的全斯托克斯矢量。我们主要利用近红外钙线研究光球磁场和速度，利用氦线的线芯强度和速度研究色球等离子体。弓丝系统的单个纤维将太阳黑子与磁极性相反的斑块连接起来。这些斑块不一定与磁场最强的孔隙重合。相反，优选离极性反转线不远的区域。这些地区表现出中等速度的光球下行流，但显着更高的下行流高达30公里/秒的色球氦线。我们的研究结果可以解释与新出现的通量的物质沿着上升的通量管的场线向下流动，与早期的结果一致。
Active chromospheric fibril singularity: Coordinated observations from Solar Orbiter, SST, and IRIS
University of Oslo（奥斯陆大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；George Mason University（乔治梅森大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris - PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Statkraft AS（Statkraft公司）
Star-spot distributions and chromospheric activity on the RS CVn type eclipsing binary SV Cam
使用高分辨率光谱和高质量的多色测光的时间序列，我们重建的RS CVn型快速旋转食双星，SV凸轮（F9 V + K4 V）的主要组成部分的表面地图。我们使用我们最高质量的光谱测量质量比q为0.641（2），并获得主要成分的表面亮度图，其中主要显示位于60-70度纬度之间的高纬度斑点，平均填充因子约为35%。这也表明了R波段光变曲线反演，受到严格的数值试验。H-α谱线的谱减法揭示了次级组分的强活性。在次极小值附近探测到的过量H-α吸收暗示了存在部分遮蔽主星的冷物质。Ca II IRT过量发射的通量比表明，与星斑相关的色球谱区的贡献是占主导地位的，即使在通过的类似的吸收功能。
Transition Region and Chromospheric Signatures of Impulsive Heating Events. I. Observations
利用界面区成像光谱仪（IRIS）的高空间分辨率和高节奏，研究了小耀斑期间过渡区和色球层对能量沉积的响应。RHESSI的同时观测提供了对高能电子沉淀到耀斑足点的限制，而XRT，AIA和EIS的观测使我们能够测量由此产生的耀斑环的温度和发射措施。我们找到了明确的证据加热在一个单一的IRIS像素的空间尺度上的一段时间。在这一事件的脉冲阶段期间，Si IV 1402.770、C II 1334.535、Mg II 2796.354和O I 1355.598发射线的每个像素中的强度的特征在于通常持续60秒或更短的许多小规模爆发。在脉冲阶段期间，在Si IV、C II和Mg II中观察到红移。Mg II在爆发期间显示红移，在其他时间则显示稳定发射。相比之下，Si IV和C II的配置文件，观察到在所有的时间在脉冲阶段期间的红移。这些持续的红移是一个挑战的一维流体动力学模型，预测只有短期的下降流，以响应脉冲加热。我们推测，能量被释放在许多小规模的灯丝与幂律分布的加热速率。
The HADES RV Programme with HARPS-N@TNG IV. Time resolved analysis of the Ca ii H&K and Hα chromospheric emission of low-activity early-type M dwarfs
M矮星是行星搜索计划的主要目标，特别是那些专注于探测和描述宜居带中岩石行星的计划。了解它们的磁场活动很重要，因为它影响了我们探测小行星的能力，并且在恒星环境的表征中起着关键作用。我们分析了Ca II H&K和Hα线的观测结果，作为低活动早型M矮星色球活动的诊断。我们分析了71个早期型M矮星的光谱的时间序列为行星搜索目的的HADES项目收集。HARPS-N谱同时提供了H&K双峰和Hα谱线。我们开发了一个简化方案，能够纠正仪器和大气的影响HARPS-N光谱，并提供通量校准的光谱通量单位在恒星表面。比较了H&K通量和Hα通量，分析了它们的变化规律。我们发现H和K通量过剩彼此之间有很强的相关性，而Hα通量过剩一般与H&K双重态的相关性较小。我们还发现Hα发射并不随H&K线通量的增加而单调增加，当H&K活动增加时，在被色球发射填充之前，Hα发射表现出一定的吸收。分析的发射通量的时间变化，我们得到一个初步的估计旋转周期（几十天的顺序）的一些程序的恒星，和典型的色球活动区的寿命（几个恒星旋转）。我们的研究结果与以前的研究结果是一致的。特别是，我们发现证据表明，早期型M矮星的色球可以通过不同的细丝覆盖来表征，从而影响Hα线的形成机制。我们还表明，色球结构可能与光谱类型。
Triple coronal hard X-ray source observed by STIX during a failed filament eruption
Space Research Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院空间研究中心）；Astronomical Institute, University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学天文研究所）；ETH-Zürich（苏黎世联邦理工学院）；PMOD/WRC（帕默尔太阳物理观测站/世界辐射中心）
TESS flares and chromospheric variability in the Pleiades, the Hyades, and Praesepe
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与创新学院地球科学与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy, Department of Astronomy（罗兰大学，物理与天文学研究所，天文学系）
