We obtained ultraviolet and optical spectra for 9 M~dwarfs across a range of rotation periods to determine whether they showed stochastic intrinsic variability distinguishable from flares. The ultraviolet spectra were observed during the Far Ultraviolet M~Dwarf Evolution Survey \emph{Hubble~Space~Telescope} program using the Space Telescope Imaging Spectrograph. The optical observations were taken from the Apache Point Observatory 3.5-meter telescope using the Dual Imaging Spectrograph and from the Gemini South Observatory using the Gemini Multi-Object Spectrograph. We used the optical spectra to measure multiple chromospheric lines: the Balmer series from H$α$ to H$10$ and the \ion{Ca}{2}~H and K lines. We find that after excising flares, these lines vary on the order of $1-20\%$ at minute-cadence over the course of an hour. The absolute amplitude of variability was greater for the faster rotating M~dwarfs in our sample. Among the 5 stars for which measured the weaker Balmer lines, we note a tentative trend that the fractional amplitude of the variability increases for higher order Balmer lines. We measured the integrated flux of multiple ultraviolet emission features formed in the transition region: the \ion{N}{5}, \ion{Si}{4} and \ion{C}{4} resonance line doublets, and the \ion{C}{2} and \ion{He}{2} multiplets. The signal-to-noise (S/N) ratio of the UV data was too low for us to detect non-flare variability at the same scale and time cadence as the optical. We consider multiple mechanisms for the observed stochastic variability and propose both observational and theoretical avenues of investigation to determine the physical causes of intrinsic variability in the chromospheres of M~dwarfs.
Plausibility of ultraviolet burst generation in the low solar chromosphere
紫外暴和埃勒曼弹是发生在太阳低层大气中的小尺度磁重联事件。目前还不清楚紫外线爆发是否必须在比EB更高的大气层产生，或者紫外线爆发和EB是否都可以发生在低色球层。数值研究了太阳温度极小区（TMR）附近的低$β$磁重联过程。在MHD程序中加入了氢和氦随时间变化的电离度，从而更真实地模拟了由电子与中性粒子碰撞和双极扩散引起的磁扩散。模拟中包括来自Carlsson & Leenaarts 2012的更现实的辐射冷却模型。我们的高分辨率结果表明，当重联磁场强度达到$500$ G时，重联区的等离子体被加热到$20,000$ K以上，这表明在致密的低色球层中可以产生紫外暴.在低色球层产生紫外暴的主要机制是加热，这是重联过程中局部压缩的结果。发生在重联区的热能迅速增加后，由等离子体团介导的湍流重联调用。在重联区域中产生的热能的平均功率密度可以达到超过$1000$ erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，这与占UV爆发的平均功率密度相当。当重联磁场强度超过$900$ G时，合成的Si IV 1394 A多峰谱线宽度可达$100$ km s $^{-1}$，与观测结果一致。
The solar chromosphere at millimetre and ultraviolet wavelengths. I. Radiation temperatures and a detailed comparison
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的太阳观测为我们提供了太阳色球层亮温的直接测量。我们研究的温度分布与ALMA带6（在1.21，1.22，1.29，和1.3毫米的四个子带）在不同的地区，并在附近的，一个太阳黑子，包括准安静和活跃的地区与不同数量的底层磁场。我们将这些温度与在近紫外和远紫外（UV）波长（以及光学薄远紫外光谱的线芯强度）下获得的温度进行比较，这些温度与界面区域成像光谱仪（IRIS）探测器共同观测。这些包括Mg II k 279.6 nm和Mg II h 280.4 nm线的发射峰和核心，以及C II 133.4 nm、O I 135.6 nm和Si IV 139.4 nm的线核心，对中高色球层和低过渡区进行采样。分裂的ALMA子带导致在个别温度图的空间分辨率略有增加，因此，解决较小规模的结构相比，与标准的平均例程。我们发现，辐射温度有不同的，虽然有些重叠，在不同的波长和不同的磁区的分布。然而，ALMA温度与UV诊断温度的比较应非常谨慎地解释，前者是在局部热力学平衡（LTE）条件下形成的，后者是在非LTE条件下形成的。ALMA波段6的平均辐射温度与IRIS C II线提取的辐射温度在所有区域相似，除了太阳黑子和孔隙，其中C II具有较高的辐射温度。在所有的磁性区域，镁II线与最低的平均辐射温度在我们的样品。这些将为未来的数值模型提供约束。
A First Comparison of Millimeter Continuum and Mg II Ultraviolet Line Emission from the Solar Chromosphere
我们目前的联合观测太阳的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和接口区域成像光谱仪（IRIS）。2015年12月18日，作为ALMA科学验证工作的一部分，对太阳活动区进行了观测。ALMA利用镶嵌技术在1.25毫米（239千兆赫）波长处获得了一张尺寸为$2.4' \times 2.3'$的太阳连续辐射图。通过IRIS在2803.5 nm处的Mg II h双联体系中获得了分子量$1.9'\times 2.9'$的同期图谱。毫米/亚毫米$-λ$连续发射和紫外线（UV）线发射被认为是来自太阳色球层，都有可能作为强大的和补充诊断的物理条件，在这个知之甚少的太阳大气层。虽然观察到mm- $λ$亮度温度$T_B$和Mg II h线辐射温度$T_{rad}$之间存在明显的相关性，但斜率为$<1$，这可能是因为这些诊断对色球层的不同部分敏感和/或Mg II h线源函数包括散射分量。平均$T_B$（1.25 mm）和平均$T_{rad}$（Mg II）之间存在显著偏移，前者的$\approx 35\%$大于后者。将图划分为“黑子区”、“安静区”和“斑区”，我们发现IRIS Mg II h线$T_{rad}$和ALMA亮温$T_B$之间散点图的斜率分别为0.4（黑子区）、0.56（安静区）和0.66（斑区）。我们认为，这种变化可能是由区域依赖性的形成高度的IRIS和ALMA诊断，和/或增加的程度之间的…
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）
Origin of small-scale evaporation flows deep in the chromosphere during a solar flare
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Grupo de Estudios en Heliofísica de Mendoza, CONICET, Universidad de Mendoza（门多萨日物理研究组，阿根廷国家科学研究委员会，门多萨大学）；Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（暗物质和空间天文重点实验室，中国科学院紫金山天文台）
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
Multi-Wavelength Diagnostics of Pre-Flare Evolution with Aditya-L1: From the Solar Chromosphere to the Corona
Manipal Academy of Higher Education（马尼帕尔高等教育学院）；Physical Research Laboratory（物理研究所）；U R Rao Satellite Centre（U R Rao卫星中心）；Centre for Excellence in Space Sciences India, Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度空间科学卓越中心，加尔各答科学与研究教育研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；Sri Dharmasthala Manjunatheshwara College (Autonomous)（斯里达尔马斯塔拉曼朱纳特什瓦拉学院（自治））
Magnetic Field Stratification in Active-Region Plage from Ca II K and Ca II 8542 Å Spectropolarimetry
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Consejo Superior de Investigaciones Científicas（西班牙高等科学研究委员会）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Grupo de Estudios en Heliofísica de Mendoza, CONICET, Universidad de Mendoza（门多萨日球学研究组，阿根廷国家科学研究委员会，门多萨大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
Quiet Sun Center to Limb Variation of the Linear Polarization Observed by CLASP2 Across the Mg II h & k Lines
CLASP2（Chromospheric LAyer SpectroPolarimeter 2）探测火箭任务于2019年4月11日发射。CLASP2测量的四个斯托克斯参数的Mg II H & K光谱区域约2800埃沿200弧秒的狭缝在太阳盘面上的三个位置，实现了第一次空间和光谱分辨观测太阳偏振在这个近紫外区域。这里提出的工作的重点是中心到肢体的变化，这些共振线，这是由各向异性辐射在太阳大气中的散射产生的线性偏振。Mg Ⅱ h & k线的线偏振信号通过Hanle效应和磁光效应对从色球低层到高层的磁场敏感。我们比较观察到的理论预测从辐射转移计算在非磁化半经验模型，认为磁场和水平不均匀性需要解释所观察到的偏振信号和空间变化。这种比较是验证和完善我们对这些偏振特征的物理起源的理解的重要一步，也为未来通过紫外分光偏振法探测太阳高层大气磁场的太空望远镜铺平了道路。
Signatures of photospheric convection throughout the solar atmosphere: the EVE Sun-as-a-star mHz continuum
SUPA School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Space Science Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Warwick（华威大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）
The Sunrise Chromospheric Infrared Spectro-Polarimeter SCIP: an instrument for SUNRISE III
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高等研究院 (SOKENDAI)）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学大学院理学研究系天文学专攻）
Disentangling Stellar and Airglow Emission Lines from HST-COS Spectra
H I Ly $α$（1215.67）和O I三重态（1302.17、1304.86和1306.03）是明亮的远紫外线（FUV）发射线，追踪恒星色球层。使用哈勃太空望远镜（HST）最灵敏的FUV摄谱仪，宇宙起源摄谱仪（COS）对恒星Ly $α$和O I的观测受到地冠发射或气辉的污染。这项研究表明，COS观测到的气辉发射轮廓足够稳定，可以创建气辉模板，这些模板可以从数据中可靠地减去，恢复底层的恒星通量。我们开发了一个图形用户界面来实现对COS数据档案中的171个主序列F，G，K和M型矮星的气辉减法。研究了恢复的恒星辐射和恒星活动测量之间的相关性。提出了几种预测恒星Ly $α$和O I发射的幂律关系。恒星辐射相对于气辉的视亮度是气辉扣除成功或失败的关键因素。我们开发了一个预测成功的气辉减法使用附近的色球发射线Si III（1206.51欧姆）的信噪比（SNR）。成功回收的最小衰减赖氨酸$α$通量为1.39 $\times$ 10 $^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，我们建议将此作为COS赖氨酸$α$回收的最小通量。
