本文利用 GRIS/GREGOR 的 spectropolarimetric 观测和谱线反演，研究近边缘稳定太阳黑子从光球到色球的磁场高度依赖性，首次直接确定 He I 1083 nm 谱线形成高度为光球上方 970 km，并揭示本影与半影中不同磁场分量随高度的变化规律。
摘要：
太阳黑子的物理参数尚未被完全理解，尤其是磁场随高度的变化。迄今为止，He I 1083 nm 谱线究竟形成于哪些高度仍是一个悬而未决的问题。我们的目标是研究太阳黑子上方大气中从光球层到色球层的磁性和动力学性质。我们利用 GREGOR 上的 GRIS 获得的 spectropolarimetric 观测数据，分析了 2016 年 6 月 20 日活动区 AR 12553 中一个稳定太阳黑子的光球层和色球层磁场性质。采用光谱线反演技术从完整 Stokes 轮廓中推断磁场矢量和多普勒速度。总共反演了三条谱线，并利用径向圆的平均值来量化磁性质的变化。该太阳黑子位于太阳边缘附近，因此使我们能够从几何上确定 He I 1083 nm 谱线的高度。我们直接通过对一个稳定太阳黑子的观测发现，氦谱线的高度位于光球谱线上方 970 km 处。总磁场强度在太阳黑子上方随高度减小；本影的减小率为 -0.34 G/km，半影的减小率为 -0.28 G/km。在本影中，倾角随高度增加而增大，但在半影中倾角随高度增加而减小。在本影中，垂直分量（$B_z$）随高度减小，而水平分量（$B_{hor}$）几乎保持不变。在半影中情况相反，$B_z$ 随高度几乎保持不变，而 $B_{hor}$ 减小。我们还在黑子中心侧的小尺度色球斑块中观测到 30 km/s 的快速速度。太阳黑子中随高度变化的关键参数是本影磁场的 $B_z$ 分量和半影磁场的 $B_{hor}$ 分量。
英文摘要：
The physical parameters of the sunspot are not fully understood, especially the height dependence of the magnetic field. So far, it is also an open question as to which heights the He I 1083 nm spectral line is formed at. Our aim is to investigate the magnetic and dynamical properties in the atmosphere above a sunspot, from the photosphere to the chromosphere. We analyzed the photospheric and chromospheric magnetic field properties of a stable sunspot in AR 12553 on June 20, 2016 using spectropolarimetric observations obtained with GRIS at GREGOR. A spectral-line inversion technique was used to infer the magnetic field vector and Doppler velocities from the full Stokes profiles. In total, three spectral lines were inverted and the variation of the magnetic properties was qualified using the average values of the radial circles. The sunspot is located close to the solar limb, and thus this allows us to make a geometrical determination of the height of the spectral line He I 1083 nm. We find the height of helium spectral line to be 970 km above the photospheric spectral lines directly from observation at a stable sunspot. The total magnetic field strength decreases with height over the sunspot; the rates are -0.34 G/km for the umbra and -0.28 G/km for the penumbra. The inclination increases with increasing height in the umbra, but decreases in the penumbra. In the umbra, the vertical component ($B_z$) decreases with height, while the horizontal component ($B_{hor}$) remains almost constant. In the penumbra this is reversed, as $B_z$ remains nearly constant over height, while $B_{hor}$ decreases. We also observe fast velocities with 30 km/s in small chromospheric patches on the central side of the spot. The key parameters depending on height in the sunspot are the $B_{z}$ component of the magnetic field for the umbra and the $B_{hor}$ component of the magnetic field for the penumbra.
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。
Correlation Between Sunspot Number and ca II K Emission Index
长期天气观测的共振线的Ca II K构成了一个基本的数据库，为各种回顾性分析的状态的太阳磁性。对Ca II K的天气观测始于1904年末，地点在印度的Kodaikanal天文台。在1970年代早期，美国萨克拉门托峰的国家太阳天文台（NSO）开始了一项新的计划，在Ca II K线上进行每日太阳作为恒星的观测。今天，国家统计局正在通过其太阳光学长期观测设施继续进行这些观测。这些不同的数据集可以合并成一个单一的磁盘集成钙II K指数时间序列，描述了色球发射的平均性能在几个太阳周期。我们提出了这样一个钙II K复合材料，并讨论其与新的完全修订的太阳黑子数数据系列的相关性。对于这一初步调查，确定了成对时间序列之间的比例因子，假设重叠观测期间月平均值之间的关系为简单线性模型。
Center-to-limb variations of solar active regions: Observations of spots, faculae, and network in the 6173 Å continuum
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特拉菲斯研究所）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学系）；Evangelisches Gymnasium Kleinmachnow（克莱因马霍瑙福音中学）
太阳黑子的稳定性是太阳磁学领域长期以来未解决的难题之一。我们研究的影响，不稳定和稳定的模拟太阳黑子在对流区上部的通量管。分析了槽纹不稳定性、浮力和时间尺度对通量管深度变化的影响。用MURaM程序进行了模拟计算。该域具有98 Mm x 98 Mm的横向延伸，并在太阳表面以下延伸近18 Mm。30小时的分析数据集显示，太阳表面有一个稳定的太阳黑子。通过对通量管周长和面积的相对变化进行线性稳定性分析，研究了通量管在水平层中的演化。我们发现，沿通量管的周边，收益最快的深度约8毫米以下的表面。朝向表面和朝向更深的层，致密性的降低被阻尼。从稳定性分析，我们发现，在2毫米的深度以上，太阳黑子是稳定的浮力。由于凹槽的不稳定性，斑点在约3 μ m的深度处最不稳定。太阳表面黑子的稳定性通过磁张力影响深层磁力线的行为。因此，凹槽不稳定性在大约3微米的深度处被阻尼，并且致密性的降低在大约8微米的深度处最强。磁场的更垂直取向和更长的对流时间尺度减缓了在深度超过10微米的层中的凹槽过程。在表面下方形成的无场等离子体的大侵入体使太阳黑子不稳定，并最终导致太阳黑子的分裂和衰减。这一过程在太阳表面是不可见的，因为太阳黑子是靠浮力稳定下来的。太阳黑子衰减的开始发生在更深的层，而太阳黑子在光球层中似乎仍然稳定。
Observed Variability of the Solar Mg II h Spectral Line
Mg Ⅱ的h&k双峰是太阳指向界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的两条主要谱线。这些线是从光球层到上色球层的磁和热环境的示踪物。我们使用双高斯模型来拟合2014年8月24日拍摄的全太阳镶嵌数据集的Mg II h轮廓。我们使用高质量的配置文件拟合的合奏进行统计研究的变化的线轮廓，因为它涉及的磁结构，动力学，和中心到肢体的视角。平均互联网络配置文件包含一个深反转的核心，并在h2弱不对称。在互联网络中，我们发现h3波长和轮廓不对称性以及h1宽度和h2宽度之间有很强的相关性。h3磁芯的平均反转深度与磁场成反比。斑和黑子显示出许多不包含反转的轮廓。这些配置文件也很少出现在互联网中。我们在与线核相关的统计数据中看到了磁排列结构在斑和网络中的迹象，但这些结构在互联网络中并不清楚或延伸。的中心到肢体的变化进行了比较与半经验模型大气的预测。我们测量到一个显着的肢体变暗的线核心，这是没有预测的模型。这项工作的目的是提供一个全面的测量基线和初步分析所观察到的结构和形成的镁II剖面观测IRIS。
Ubiquitous hundred-Gauss magnetic fields in solar spicules
目的。利用SST对Ca ii 8542 A谱线的高分辨率偏振光谱观测，研究了太阳针状体中的磁场。方法.将弱场近似（WFA）应用于辐射转移方程，得到的方程用于推导磁场（BLOS）的LOS分量。两个限制性条件施加在斯托克斯I和V配置文件在每个像素之前，它们可以用于贝叶斯反演计算其BLOS。结果LOS磁场分量已被推断在六个数据集共计448光谱扫描的Ca ii 8542 A线，并包含活跃区和安静的太阳区域，与数百G的值被大量推断。从统计学的观点来看，在平静的太阳和活跃区域附近的针状体的磁场强度之间似乎没有差别。另一方面，BLOS分布在盘上的值比离边的值小，这一事实可以用盘上结构的色球层叠加效应来解释。我们发现，在太阳黑子附近的针状体有一个磁场极性（即北或南）等于太阳黑子。本文还分析了离边重叠结构对观测到的Stokes I和V参数以及由WFA得到的BLOS的影响。发现该值等于或小于两种结构的最大LOS磁场分量。此外，使用随机BLOS，多普勒速度和线强度的这两种结构导致在~50%的情况下，斯托克斯I和V参数不适合与WFA一起使用。结论.我们的研究结果提出了一个不足的LOS磁场分量小于约50 G，这不能被视为证据反对这些磁场强度的存在，在针状。
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。
Spectropolarimetry of Sunspot Penumbrae -- A Comprehensive Study of the Evershed Effect Using High Resolution Data from the Space-Borne Solar Observatory HINODE
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
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）
这是MOSiC封装的手册。MOSiC是IDL程序的集合，用于对Mg II h/k线进行轮廓分析和高斯拟合，以及对使用IRIS近紫外和远紫外光谱仪观察到的C II 133.5 nm线对、O I 135.6、Cl I 135.2、Si IV 139.7和140.3以及O IV 140.0 nm线进行高斯拟合。它通过分析一百多个不同的IRIS数据集（安静的太阳，太阳黑子，......）进行了测试。它适用于肢体数据，尽管它仍然是实验性的。MOSiC分别分析不同的谱线，并返回每条谱线的谱线强度、宽度和速度。本手册中包括一些示例剖面和地图。
The polarization signals of the solar K I D lines and their magnetic sensitivity
这项工作的目的是确定相关的物理过程中形成的强度和偏振模式的太阳K I D线通过光谱合成，特别强调的D2线。通过数值求解偏振辐射的辐射转移问题，并考虑太阳大气的一维半经验模型，得到了理论Stokes廓线。计算考虑了散射极化、部分频率再分布（PRD）效应、超精细结构（HFS）、J-和F-态干涉、多种同位素以及任意强度和方向的磁场。在忽略J态干涉和HFS的情况下，可以适当地建模两条D线的强度和圆偏振分布。磁像仪公式可以应用于这两条线，不包括HFS，以估计弱纵向磁场在较低的色球层。相比之下，建模其散射偏振信号需要包括HFS。D2散射偏振振幅被HFS强烈地去偏振，但它仍然是可测量的。如果不考虑PRD效应，散射偏振剖面将产生明显的误差。散射过程中的碰撞也有明显的去极化效应。最后，D2散射极化信号对强度在10 G左右的磁场特别敏感，并且强烈依赖于它们的取向。尽管如此，它的中心到肢体的变化相对于在肢体的幅度是很大程度上不敏感的场强和方向。这些发现突出了K I D 2线偏振对诊断太阳磁性的价值，并表明该线的线偏振和圆偏振信号分别主要对色球层下部和光球层上部的磁场敏感。
Three-dimensional radiative transfer simulations of the scattering polarization of the hydrogen Ly$α$ line in a MHD model of the chromosphere-corona transition region
