本研究利用Ca II 854.2 nm和Mg II h & k谱线观测及反演技术诊断色球纤维热力学结构，发现纤维足点温度比中点高约300 K且呈对称变化，并指出单一Ca II谱线对温度响应不足，需结合多谱线才能准确推断其热力学性质。
摘要：
背景。色球纤维是连接附近相反极性光球磁场集中区域的细长结构。目标。我们评估使用现有仪器和反演技术推断色球纤维热力学结构的可能性与 drawbacks。方法。我们使用了瑞典 1 米太阳望远镜上的 CRISP 仪器获取的 Ca II 854.2 nm 线光谱观测数据，并与 IRIS 卫星观测的紫外 Mg II h & k 线协调进行。我们研究了这些色球谱线对温度的敏感性，以使用 Stockholm inversion Code 正确反演其光谱轮廓，并确定视场中手动追踪的色球纤维的温度、视线速度和微湍流速度。结果。纤维状结构显示出其温度沿长度位置非常特殊的依赖关系。它们在探测到的足点处的温度平均比中点高 300 K。温度变化在形状上几乎对称，部分追踪的纤维显示出类似的温度变化趋势。此外，对于纤维区域的大气反演模型，Ca II 854.2 nm 线核对温度变化的响应似乎不足以正确解析上述温度结构。只有添加更多对温度敏感的谱线（如 Mg II h & k 线）才能正确推断色球纤维的热力学性质。将此处获得的结果与之前针对明亮 Ca II K 纤维的研究进行比较，发现这些结构在温度方面具有极大的相似性。
英文摘要：
Context. Chromospheric fibrils are thin and elongated structures that connect nearby photospheric magnetic field concentrations of opposite polarities. Aims. We assess the possibilities and drawbacks related to the use of current instrumentation and inversion techniques to infer the thermodynamic structure of chromospheric fibrils. Methods. We employed spectroscopic observations obtained in the Ca ii 854.2 nm line with the CRISP instrument at the Swedish 1-m Solar Telescope and in coordination with observations in the ultraviolet Mg ii h & k lines taken with the IRIS satellite. We studied the temperature sensitivity of these chromospheric lines to properly invert their spectral profiles with the Stockholm inversion Code and determine the temperature, line-of-sight velocity, and microturbulent velocity of manually traced chromospheric fibrils present in the field of view. Results. Fibril-like structures show a very particular dependence of their temperature as a function of the position along their length. Their temperatures at the detected footpoints are, on average, 300 K higher than the temperature at the midpoint. The temperature variation appears to be almost symmetrical in shape, with partially traced fibrils showing a similar trend for the temperature variation. Additionally, the response of the Ca ii 854.2 nm line core to variations of the temperature for the inverted models of the atmosphere in fibril areas seems to be insufficient to properly resolve the aforementioned temperature structure. Only the addition of more temperature sensitive lines such as the Mg ii h & k lines would make it possible to properly infer the thermodynamic properties of chromospheric fibrils. Comparisons between the results obtained here and in previous studies focused on bright Ca ii K fibrils yield great similarities between these structures in terms of their temperature.
Aims: We examine the movements of mass elements within dense fibrils using passive tracer particles (corks) in order to understand fibril creation and destruction processes. Methods: Simulated fibrils were selected at times when they were visible in an H$α$ image proxy. The corks were selected within fibril H$α$ formation regions. From this set, a cork was selected, and the field line passing through it was constructed. Other fibrilar corks close to this fieldline were also selected. Pathlines were constructed, revealing the locations of the mass elements forward and backward in time. The forc…
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）
Three-dimensional modeling of chromospheric spectral lines in a simulated active region
由于控制色球谱线形成的复杂物理学，解释太阳色球观测结果是困难的。因此，许多色球特征的起源和特征还没有得到解决。我们在这里集中研究两个突出的特点：长纤维和耀斑带。为了对它们进行建模，我们使用了一个自洽地再现它们两者的活动区域的3D MHD模拟。我们使用3D非LTE辐射转移代码Multi3D对H $α$、Mg II k、Ca II K和Ca II 8542的X射线线进行建模。这个模拟再现了跨越相反极性太阳黑子之间的长纤维，高度可达4毫米。由于密度的原因，它们可以在所有的线中被追踪。与以前的研究相反，H $α$、Mg II h&k和Ca II H&K在该模型中形成于相似的高度。磁场线与H $α$原纤维对齐，但后者在较小程度上适用于Ca II 8542的磁场线。模拟显示了H $α$线核心的结构，看起来像耀斑带。带中的发射是由致密色球层和高柱质量的过渡区引起的。在所有的色球谱线中都可以看到这些条带，但在Ca II 8542的色球谱线中最不明显。在一些像素中，产生具有单个发射峰的宽不对称轮廓，类似于在耀斑带中观察到的轮廓。它们是由色球温度上升和大的速度梯度的深发病。模拟产生的长纤维与观察中看到的相似。它还产生了类似于耀斑带的结构，尽管在模拟中缺乏非热电子。后者表明，热传导可能是一个重要的代理人在传输耀斑能量的色球层除了非热电子。
在过去的5年里，太阳色球层的数值模拟变得越来越现实。然而，许多观察到的色球结构和行为没有再现。目前的模型没有显示Ca II 8542中的原纤维，也没有再现Ca II 8542的平分线。从模型中计算出的紧急H-α线核心强度显示出颗粒化，而不是色球冲击或原纤维。我讨论了这些不足之处，并推测应该包括哪些物理学来减轻这些缺点。
The solar chromosphere hosts a wide variety of transients, including dynamic fibrils (DFs) that are characterised as elongated, jet-like features seen in active regions, often through H$α$ diagnostics. So far, these features have been difficult to identify in coronal images primarily due to their small size and the lower spatial resolution of the current EUV imagers. Here we present the first unambiguous signatures of DFs in coronal EUV data using high-resolution images from the Extreme Ultraviolet Imager (EUI) on board Solar Orbiter. Using the data acquired with the 174~Å High Resolution Imag…
Context. A proper estimate of the chromospheric magnetic fields is believed to improve modelling of both active region and coronal mass ejection evolution. Aims. We investigate the similarity between the chromospheric magnetic field inferred from observations and the field obtained from a magnetohydrostatic (MHS) extrapolation. Methods. Based Fe i 6173 Å and Ca ii 8542 Å observations of NOAA active region 12723, we employed the spatially-regularised weak-field approximation (WFA) to derive the vector magnetic field in the chromosphere from Ca ii, as well as non-LTE inversions of Fe i and Ca ii…
Morphological properties of slender Ca II H fibrils observed by SUNRISE II
我们使用的日出天文台获得的高空间分辨率的Ca II H数据，以确定在较低的太阳色球层中的细长纤维的属性。在这项工作中，我们使用SUFI仪器在日出天文台第二次科学飞行期间在Ca II H线上拍摄的强度图像来识别和跟踪细长的明亮结构。鉴定后，我们分析这些结构，以提取其形态学特征。我们确定了598个细长的Ca II H纤维（SCF），平均宽度约为180 km，长度在500 km ~ 4000 km之间，平均寿命约为400 s，平均曲率为0.002 arcsec^-1。在我们的57分钟的时间序列内，SCF的最大寿命为~2000 s。我们讨论的SCFs与其他小规模，色球结构，如针状的I型和II型，或钙II K纤维的相似性和差异。
Chromospheric Inversions of a Micro-flaring Region
利用瑞典1米太阳望远镜（SST）的Ca II 8542~（12）谱线的分光偏振观测，试图通过反演来恢复太阳黑子附近微耀斑区的动力学活动。这些反演表明，在色球层和上层光球的$\sim$ 1000~K的局部平均温度增强，以及5 - 10 km s $^{-1}$的同空间双向多普勒频移。这种加热也沿着附近的色球纤维延伸，与10 - 15 km/s的$^{-1}$下行流同空间。强磁通量抵消也是明显的一个足点，集中在色球层。这一事件更类似于埃勒曼炸弹（EB），尽管它被放置在比通常观察到的略高的大气层中。
Physical properties of bright Ca II K fibrils in the solar chromosphere
在活跃区域周围的Ca II H&K线核心中，太阳色球层的宽带图像覆盖着被称为明亮纤维的精细明亮细长结构。形成这些结构并使它们看起来明亮的机制仍然未知。我们的目标是研究产生明亮原纤维的大气中的物理特性，例如温度、视线速度和微湍流，并将其与周围大气的特性进行比较。我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP和CHROMIS仪器同时观测Fe I 6301-2、Ca II 8542、Ca II K和H $α$的谱斑区域。我们手动选择了282个Ca II K亮原纤维的样品。我们将我们样品中的原纤维外观与Ca II 8542和H $α$数据进行了比较。我们使用反演程序STIC对Fe I 6301-2线、Ca II 8542线、Ca II K线进行了非局域热力学平衡（non-LTE）反演，以推断大气的物理性质。与周围大气中形成的谱相比，明亮原纤维中的谱线在其K $_2$峰中具有更高的强度。反演结果表明，在光学深度记录$(τ) = -4.3$处，纤维中的大气与周围相比平均热$100-200$ ~K。在色球高度的纤维的视线速度没有显示出任何偏好向上流或向下流。与周围环境相比，纤维中的微湍流平均高0.5 km s $^{-1}$。我们的研究结果表明，纤维有一个有限的高度范围内，他们应该被视为热线程弥漫色球。
The Mg I b triplet and the 4571 Å line as diagnostics of stellar chromospheric activity
上下文在文献中，Mg I 4571三线态和b三线态被认为是太阳和恒星活动的诊断，因为它们是在低色球层形成的。目的。研究这四条谱线作为类太阳恒星色球活动诊断的潜力，通过改变大气模型和恒星参数，研究这些谱线的强度与当地大气变化的关系。方法.从Next-Gen光球模型出发，建立了包括光球、色球和过渡区的大气模型网格，求解了辐射转移，得到了合成轮廓，并与主序星、类太阳恒星（有效温度在4800-6400 K之间）、太阳重力和太阳金属丰度的观测光谱进行了比较。结果我们发现，Mg I 4571的线是显着敏感的局部变化，在大气模式周围的最低温度。相反，b三重态的谱线对当地大气结构的变化没有明显的响应。
Small-scale umbral brightenings (SSUBs), umbral microjets, spikes or short dynamic fibrils (SDFs), and umbral dark fibrils are found in any observation of the chromosphere with sufficient spatial resolution. We study the spatial and spectral co-evolution of SDFs, SSUBs, and umbral flashes in Ca II 8542 spectral profiles. We produce models that generate the spectral profiles for all classes of features using non-LTE radiative transfer with a recent version of the NICOLE inversion code. We find that both bright (SSUBs) and dark (SDFs) structures are described with a continuous feature in the par…
Observations, analysis and interpretation with non-LTE of chromospheric structures of the Sun
这篇论文是基于在真空塔望远镜（特内里费岛）进行的观测。从2004年到2006年，我们使用了红外分光偏振仪（TIP）和法布里-珀罗光谱仪（G-FPI）。我们应用了几种成像散斑重建技术，并对它们进行了比较。我们利用具有很高的空间、光谱和时间分辨率的Hα研究了太阳盘内部和边缘的色球动力学。关键词（详见全文摘要）：纤丝，浪涌，MHD波，斑点，盲解卷积，Fabry-Perot，迷你耀斑，云模型，Halpha中的针状体，在圆盘上继续的针状体）我们用He I 10830研究了远缘针状体光谱I随高度的变化。分析表明，作为到可见太阳临边的距离的函数的离临边发射分布的变化。研究了多重态的强度比（与光学厚度和日冕辐射有关），并与标准大气模型进行了比较。我们报告的观测性能，从高分辨率的H $α$谱线与G-FPI的过滤图。我们发现，骨针可以达到8毫米以上的肢体。我们表明，骨针外的肢体继续作为黑暗的原纤维内的光盘。
It has so far proven impossible to reproduce all aspects of the solar plage chromosphere in quasi-realistic numerical models. The magnetic field configuration in the lower atmosphere is one of the few free parameters in such simulations. The literature only offers proxy-based estimates of the field strength, as it is difficult to obtain observational constraints in this region. Sufficiently sensitive spectro-polarimetric measurements require a high signal-to-noise ratio, spectral resolution, and cadence, which are at the limit of current capabilities. We use critically sampled spectro-polarime…
The Formation of IRIS diagnostics. IV. The Mg II triplet lines as a new diagnostic for lower chromospheric heating
在h&k线周围的区域存在Mg II的三条次级线。在太阳光谱中，这些谱线主要出现在吸收谱线中，但在某些情况下也会变成发射谱线。这项工作的目的是研究这种三联体的形成，并调查它们可能带来的任何诊断价值。使用3D辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和耀斑通量出现，我们合成光谱，并调查光谱特征如何响应底层大气。我们发现，发射线是罕见的，通常是由较低的色球（1500 K以上，电子密度高于10 $^{18}$ m $^{-3}$）的温度急剧上升。在这两种模拟中，谱线对柱质量>= 5 e-4 g cm $^{-2}$时发生的温度升高敏感。另外的信息也可以从峰翼比和谱线轮廓的形状中推断出来。使用NASA的界面区域成像光谱仪的观测结果，我们发现吸收和发射线轮廓与合成光谱具有相似的形状，这表明这些线代表了一个有用的诊断，补充了MgII h&k线。
太阳黑子色球显示有力的振荡签名时，观察色球诊断像强钙II线和H-α。来自瑞典1米太阳望远镜的新的高分辨率太阳黑子观测显示，小规模周期性喷流状特征无处不在，上下移动。这种现象以前没有描述过。它们的典型宽度约为0.3弧秒，在时空图中显示出清晰的抛物线轨迹。喷流顶部的最大延伸在本影中最低，只有几百公里，在半影中逐渐远离本影，最长超过1000公里。这些射流类似于在plage区域中发现的动态原纤维，但延伸较小。LTE反演光谱偏振Ca II 8542观测，使磁场倾斜度和这些短喷流的属性进行比较。我们发现，这些喷流中最长的也有较长的周期，往往位于更水平的磁场的区域。这是对长周期波沿倾斜磁场传播到太阳色球层的机制的直接观测确认。这种机制在早期被确定为动态原纤维的驱动程序，在安静的太阳斑驳的一部分，和I型骨针在肢体。我们在这里报告的太阳黑子动态纤维代表了这种机制的一种新的表现形式。它们与先前报道的瞬变半影和本影微射流不同。
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere. II. Non-LTE chromospheric diagnostics and inversions
太阳外层的磁通量是向色球层和日冕释放能量的基本机制。在本文中，我们研究了颗粒大小的通量浓度的出现和相应的物理参数的结构和大气诊断在上层光球和色球层。我们利用一个现实的三维MHD模拟的外层太阳研究的Ca II 8542线的形成。我们还从我们的观察的非LTE反演中获得半经验3D模型。这些模型包含深度依赖的温度和视线分层的信息。我们的分析解释了奇特的钙II 8542配置文件中观察到的磁通新兴地区。此外，我们推导出详细的温度和速度图描述的上升磁泡从光球到色球层。反演表明，在活跃区域，颗粒大小的气泡出现到较低的色球层，现有的大规模领域阻碍了他们的上升。当磁场到达色球层时，我们报告了加热的迹象。
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。
Tracing the Chromospheric and Coronal Magnetic Field with AIA, IRIS, IBIS, and ROSA Data
本研究的目的是探讨活动区的磁模拟的色球图像的适用性。我们使用高分辨率的图像（0.1 "），来自Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS），H-α 6563 A线的太阳大气快速振荡（ROSA）仪器，2796 A线的界面区成像光谱仪（IRIS），并将这些色球图像得到的非势磁场模型与日冕（171 A等）大气成像组件（AIA）图像得到的非势磁场模型进行了比较。和色球层（304 A）波长。曲线-线性结构自动跟踪在这些图像中的OCCRENT-2代码，我们向前拟合磁场线计算的垂直电流近似非线性力自由场（VCA-NLFFF）代码。我们发现色球图像：（1）显示出清晰的曲线-线性结构（2）这些曲线-线性结构通过约4 - 7度的中值未对准角与最佳拟合解场对准;（3）由日冕资料计算的自由能可能低估由色球资料计算的自由能约2 - 4倍，（4）色球特征的高度范围仅限于h~4000 $ km, while coronal features are detected up to h ~ 35,000$ km，（5）等离子体β参数为β~10 ^（-5）-10 ^（-1）。我们的结论是，色球图像揭示了重要的磁结构，是互补的日冕图像，需要包括在全面的磁场模型，一个追求，是不适应标准NLFFF代码。
On the stellar parameter dependence of the combined Fe I and Fe II chromospheric emission-line in the wings of the Ca II K line
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Guanajuato（瓜纳华托大学天文学系）；Chamberlin Observatory, University of Denver（丹佛大学钱伯林天文台）
分析21颗G和K巨星Ca II K线翼中Fe I+Fe II色球发射，发现其与Ca II K流量成比例，并受有效温度和金属丰度影响，在log g≈2.5 dex处斜率变化，指示色球热结构和形成高度差异。
Modelling chromospheric line profiles as diagnostics of velocity fields in ω Centauri red giant stars
上下文星族II红巨星（RGB）的质量损失约为0.1-0.3 M $_{\odot}$是恒星演化理论的一个要求，以解释球状星团中的一些观测证据。目标。本研究的目的是探测星团ω Cen中六颗明亮红巨星的向外速度场，这是质量外流的指示。方法.我们比较合成线配置文件计算使用相关的模型色球观察到的Hα和Ca II K线的配置文件。光谱是用UVES（R= 45，000）拍摄的，恒星被选择为其中三颗属于富金属星群，三颗属于贫金属星群，并且采样比各自的RGB尖端暗1到2.5等。结果我们确实揭示了六个目标中的四个存在低速向外运动，与天体物理参数没有任何明显的相关性。结论.这提供了直接的证据，向外的速度场和质量运动存在于RGB恒星中，比尖端暗2.5等。假设质量外流最终可能导致恒星的质量损失，我们估计质量损失率约为10^{-9}-10 ^{-10} M $_{\odot}$ yr^{-1}，这与恒星演化的要求是一致的。这些速率似乎与光度有关，而不是与金属丰度有关。
Heating signatures from small-scale magnetic reconnection events in the solar atmosphere have proven to be difficult to detect through observations. Numerical models that reproduce flaring conditions are essential in the understanding of how nanoflares may act as a heating mechanism of the corona. We study the effects of non-thermal electrons in synthetic spectra from 1D hydrodynamic RADYN simulations of nanoflare heated loops to investigate the diagnostic potential of chromospheric emission from small-scale events. The Mg II h and k, Ca II H and K, Ca II 854.2 nm, H-alpha and H-beta chromosph…
Observation and analysis of chromospheric magnetic fields
太阳色球层是太阳的一个活跃的动态区域，波和磁场在其中起着重要的作用。为了提高色球诊断，我们提出了新的观测在Ca II 8542进行的SST/CRISP在拉帕尔马，工作在全斯托克斯模式。我们测量了斯托克斯线轮廓的活动区域。靠近太阳临边观测到的线剖面显示所有四个斯托克斯参数的信号，而靠近盘中心观测到的剖面仅显示斯托克斯I和V的噪声水平以上的信号。我们使用LTE反演代码“NICOLE”推导出在没有半影的小圆黑子中存在的本影闪光中的大气参数。
