To reveal details of the internal structure, the relationship between chromospheric activity and the Rossby number has been extensively examined for main-sequence stars. For active pre-main sequence (PMS) stars, it is suggested that the level of activity be assessed using optically thin emission lines, such as Mg I. We aim to detect Mg I chromospheric emission lines from PMS stars and determine whether the chromosphere is activated by the dynamo process or by mass accretion from protoplanetary disks. We analyzed high-resolution optical spectra of $64\ $PMS stars obtained with Very Large Telescope (VLT)/X-shooter and UVES and examined the infrared Ca II (8542 A) and Mg I (8807 A) emission lines. To detect the weak chromospheric emission lines, we determined the atmospheric parameters ($T_{\rm eff}$ and $\log\ g$) and the degree of veiling of the PMS stars by comparing the observed spectra with photospheric model spectra. After subtracting the photospheric model spectrum from the PMS spectrum, we detected Ca II and Mg I as emission lines. The strengths of the Mg I emission lines in PMS stars with no veiling are comparable to those in zero-age main-sequence (ZAMS) stars if both types of stars have similar Rossby numbers. The Mg I emission lines in these PMS stars are thought to be formed by a dynamo process similar to that in ZAMS stars. In contrast, the Mg I emission lines in PMS stars with veiling are stronger than those in ZAMS stars. These objects are believed to have protoplanetary disks, where mass accretion generates shocks near the photosphere, heating the chromosphere. The chromosphere of PMS stars is activated not only by the dynamo process but also by mass accretion.
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。
Chromospheric Thermal Continuum Millimetre Emission from non-dusty K and M Red Giants
我们研究的热自由毫米通量预计从非尘埃和非脉动K通过中M巨星的基础上，我们有限的了解他们的不均匀色球。我们提出了一个半分析模型，提供了毫米波长的无线电通量的估计（例如，CARMA，ALMA，JVLA Q波段）的有效温度，角直径和色球Mg II h & k发射通量的基础上的知识。在250 GHz时，色球光学深度预计将显著小于1，这意味着毫米和亚毫米范围内的通量将具有来自色球材料的贡献，该色球材料产生紫外发射光谱，以及已知存在于光球层上方的冷分子材料。我们预测的下限推断的亮度温度的红巨星的基础上加热的基础上，如果上色球填充因子为1。多频毫米观测应提供重要的新信息的结构的不均匀色球，包括边界层，并允许测试竞争的理论模型大气加热。我们评论这些恒星毫米通量校准器的适用性。
Chromospheric activity on the late-type star V1355 Ori using Lijiang 1.8-m and 2.4-m telescopes
利用丽江1.8 m和2.4 m望远镜获得了新的高分辨率光谱，研究了V1355 Ori色球活动的Ca ii H&K，H δ，H γ，H β，Na i D1，D2，H α和Ca ii红外三线态（IRT）的行为。在Ca ii H和K谱线上有明显的连续谱以上的发射，在H δ、H γ、H β和Na i D1、D2谱线上有明显的自反发射，在H α谱线上有可变的行为（填充吸收、有芯吸收成分的部分发射或连续谱以上的发射），在Ca ii IRT谱线的强填充吸收中有弱的自反发射。我们使用谱减法技术来分析我们的数据。结果表明，在H δ和H γ谱线中没有过量发射，在Na i D1、D2谱线中有非常弱的过量发射，在H β谱线中有过量发射，在H α谱线中有明显的过量发射，在Ca ii IRT谱线中有过量发射。EW 8542/EW 8498比值在0.9 ~ 1.7之间，表明色球活动可能是由谱斑事件引起的。比值E H α/E H β大于3，表明巴耳末线可能来自类双折射物质。我们还发现，特别是在Na i D1，D2，Ca ii IRT和H alpha线的色球活动线的等效宽度的光变曲线的时间变化。这些现象可以用谱斑事件来解释，这与色球活动指示器的行为是一致的。
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。
Chromospheric emission of solar-type stars with asteroseismic ages
在冷恒星的主序星寿命期间，由于磁制动驱动恒星自旋下降，恒星的磁活动会衰减。年轻恒星的色球发射演化已经得到了很好的研究，但是在确定主序上较老的冷恒星的年龄方面的困难使得过去对较老恒星的研究变得复杂。在这里，我们报告的色球Ca II H和K线测量的26个主序星冷星的星震年龄超过一千兆年和光谱类型F和G。我们发现，对于G星和较冷的F型星仍然有对流信封的磁活动继续减少恒星年龄超过10亿年。我们的磁活动测量没有显示出磁制动机制停滞的证据，这已经被报道为G和F型恒星的恒星自转与年龄。我们还发现，在我们的样本中的冷F星的测量R 'HK指标值低于预测的年龄-活动关系，主要是从年轻的星团的数据校准。我们的结论是，在个人的光谱类型箱，色球磁活动与恒星年龄，即使是老恒星。
Chromospheric emission from nanoflare heating in RADYN simulations
太阳大气中小尺度磁重联事件的加热特征已证明难以通过观测探测到。再现耀斑条件的数值模型对于理解纳米耀斑如何作为日冕的加热机制至关重要。我们研究了非热电子在合成光谱的影响，从一维流体动力学RADYN模拟的nanoflare加热环调查的诊断潜力的色球发射从小尺度事件。Mg II H和K，Ca II H和K，Ca II 854.2 nm，H-α和H-β色球线是从各种RADYN模型的日冕环受电子束的nanoflare能量合成的。计算了谱线强度的贡献函数，以更好地理解大气对非热电子的响应如何影响谱线的形成及其谱线轮廓的详细形状。由电子束产生的谱线特征高度依赖于环的密度和电子的较低截止能量。低能量（5 keV）的电子在日冕和过渡区沉积能量，产生强烈的等离子体流，导致色球光谱的红移和蓝移。较高能量（10和15 keV）的电子将其能量沉积在较低的过渡区和色球层，导致局部加热的发射增加。我们的研究结果表明，可以用地面望远镜观察到小规模事件的影响，扩大了对纳米耀斑存在和性质的可能诊断列表。
Further Investigation on Chromospheric Activity Patterns of the RS Canum Venaticorum Star V711 Tauri
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（国际超新星中心云南省重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
Hα photometry of low mass stars in 47 Tucanae: chromospheric activity and exotica
我们利用哈勃空间望远镜的高级巡天照相机（Advanced Camera for Surveys）获得的观测资料，研究了球状星团47 Tuccenda中主序星的Hα发射特性。利用F606W、F814W和F658N波段的多波段观测组合，我们搜寻了具有Hα过量发射的恒星。精确的光度测量它们的Hα等效宽度使我们能够识别具有大Hα发射的天体，我们将其归因于质量吸积而不是增强的色球层活动。其中一些恒星的空间位置与已知的X射线源一致，它们在颜色星等图中的位置使我们能够将它们分类为活动双星或激变变星（CV）。我们表明，这种方法，通常采用研究吸积盘在年轻的恒星物体，可以成功地用于识别和识别候选CV。
A search for star-planet interactions in chromospheric lines
大质量行星在非常靠近其中心恒星的轨道上可以引起所谓的恒星-行星相互作用（SPI），这可能是磁性或引力性质的。在这两种情况下，SPI都有可能在Ca II H & K和/或H $α$中引起主星的色球层发射。辐射将与行星轨道相联系，而不是与恒星的自转周期相联系。我们使用HRS（HET）和FEROS（La Silla）的高分辨率光谱数据在7颗具有大质量近距离行星的恒星样本中搜索SPI。我们在行星所在的恒星中没有发现周期性的重复发射。在HD 41004 AB的情况下，一个由K矮星和M矮星组成的双星系统，其中M矮星被一个棕矮星伴星环绕，我们发现Ca II K和H $α$发射线的周期变化的迹象，这可能与M矮星和它的伴星之间的相互作用有关。我们提出了我们的第一个结果，这个有趣的系统，可能成为一个重要的系统，了解SPI。
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。
我们检查的Ca II H线，在良好的看到条件下获得的VTT阶梯摄谱仪在2007年6月，和更高的分辨率数据的Ca II 8542埃线的法布里-珀罗仪器。VTT目标是靠近盘中心的区域，包括安静的太阳和一些分散的斑。红外数据包括宁静太阳和与小孔相关的谱带。明亮的色球网络发射斑块随着波长从线翼到线中心，即随着线不透明度和高度的增加，几乎没有扩展。我们认为，这个简单的观察色球的力和能量平衡的影响，因为明亮的色球网络发射传统上与增强局部机械加热，增加温度和压力。简单的物理考虑表明，网络色球层可能无法与周围环境达到水平力平衡，但网络是一个长寿的结构。我们推测观察到的行为的可能原因。通过提请注意一个潜在的难题，我们希望有助于更好地理解一个长期未解决的问题：色球网络的加热。
On the correlation between stellar chromospheric flux and the surface gravity of close-in planets
有近距离凌日行星的恒星的色球层辐射已经被发现与其行星的表面重力相关。具有低重力行星的恒星平均有较低的色球通量。我们认为这种相关性是由于行星蒸发产生的星周物质的吸收。重力较低的行星有更大的质量损失率，导致更高的星周吸收柱密度，这反过来解释了在其宿主恒星中观察到的色球层发射水平较低。我们估计了所需的柱密度，发现行星蒸发可以解释它。我们推导了在Ca II H&K线核心测得的色球发射与行星引力之间的理论关系。我们应用这种关系的一个样本的过境系统，恒星钙II H&K的排放量和行星表面的重力是已知的，并发现了很好的协议，鉴于各种来源的不确定性和内在的变化的恒星排放量和行星蒸发率。我们认为径向速度抖动适用于适应光谱轨道和年龄估计的行星系的色球活动水平的基础上，他们的宿主恒星的影响。
The Search for Super-saturation in Chromospheric Emission
我们研究了在日冕X射线波段观测到的超饱和现象是否存在于快速旋转的晚型恒星的色球层中。获得了快速旋转EUV和X射线选择的晚型星的中等分辨率光谱。在北半球用艾萨克·牛顿2.5米望远镜和IDS摄谱仪观测α Per星。从IC 2391和IC 2602中选出的天体在南半球用CTIO的Blanco 4米望远镜和R-C摄谱仪观测。在我们的样本中，测量了所有恒星的Ca II H & K通量。我们发现Ca II K的饱和水平为log（L_CaK/L_bol）=-4.08。的钙II K通量不显示作为增加的旋转速度或较小的Rossby数的函数的减少，如在X射线中观察到的。这种“超饱和”的缺乏支持了日冕剥离是恒星色球和日冕饱和和超饱和原因的想法，但详细的潜在机制仍在研究中。
Properties of chromospheric evaporation and plasma dynamics of a solar flare from IRIS observations
太阳耀斑色球热等离子体动力学是理解耀斑能量释放和粒子加速机制的关键。2014年6月12日的中等M1.0级耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）同时被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS），其他航天器和BBSO的新太阳望远镜（NST）观测到。本文介绍了我们的调查的第一部分集中在IRIS数据的分析。对IRIS不同谱线的观测资料进行分析，发现耀斑前色球物质中存在一个速度约为100 km/s的强红移喷流。强的非热发射的C II k 1334.5 A线，形成于色球-日冕过渡区，在脉冲阶段的开始时，在几个小的（与~1 arcsec的大小）点观察。还发现C Ⅱ k线在脉冲相之前、期间和之后都发生了跨越耀斑区的红移。Fe XXI 1354.1 A谱线中的热（1.1 MK）等离子体的积分发射峰在较低温度C II k的积分发射峰之后约5分钟被检测到。一个强大的蓝移的Fe XXI线在整个耀斑区域对应的热色球等离子体的蒸发流的速度为50公里/秒。对拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据的进一步分析支持这样一种观点，即IRIS观测到的上色球层动态具有“温和”蒸发的特征，这是由加速电子和耀斑能量释放点的热通量加热太阳色球层驱动的。
NUV Excess in Slowly Accreting T Tauri Stars: Limits Imposed by Chromospheric Emission
被质量吸积率非常低的圆盘包围的年轻恒星可能处于内部圆盘演化的最后阶段，因此特别值得研究。利用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）和空间望远镜成像光谱仪（STIS）对500 - 900万年前的两颗恒星RECX-1和RECX-11进行了紫外（UV）观测，并对它们进行了光学和近红外光谱观测。这两颗恒星的近紫外辐射水平相似，尽管光谱证据表明RECX-11正在吸积，而RECX-1没有。在RECX-11中，H α和He I 10830的谱线轮廓显示出随时间变化的宽和窄的红移吸收分量，揭示了吸积流的复杂性。我们发现，吸积指标通常用于测量质量吸积率，例如U带过剩光度或钙II三线光度是不可靠的低吸积物，至少在中间K光谱范围。以RECX-1作为光球层和色球层发射本征水平的模板，我们确定RECX-11的上限为3 x 10^-10太阳质量/年。在如此低的吸积率下，最近的光蒸发模型预测，在圆盘中应该已经形成了一个内孔。然而，RECX-11的光谱能量分布显示，在近红外波段的通量与金牛座的中值相当，这表明仍然存在大量的尘埃。在RECX-11中观测到了在最内侧盘中形成的荧光H_2发射线，表明在内侧盘中存在气体和尘埃。
No "Maunder minimum" candidates in M67: mitigating interstellar contamination of chromospheric emission lines
M67的太阳类似物让我们看到了太阳在超过人类文明持续时间的时间尺度上的可能行为。M67可以作为太阳的代理，因为它的恒星与太阳有着相似的年龄和成分。先前对M67的观测发现，其中15%的类太阳恒星的色球活动水平低于太阳活动极小值，这表明这些恒星可能处于类似于蒙德极小值的活动极小状态。所使用的活性诊断，HK指数（Ca II H&K系的相对强度，相对于1 Ang.带通），从低分辨率光谱（$R\approx 5000$）测量，这是传统的，适用于附近的明亮恒星。然而，对于超出本地气泡的恒星，星际介质（ISM）在Ca II H&K的光谱中留下吸收线的印记，当这些线落入HK指数带通范围内时，这些吸收线会使活动测量产生负偏差。我用蓝色离散星和太阳类似物的高分辨率光谱模拟了M67前景中的ISM云。我证明了ISM吸收不同的集群，必须占一个明星的基础上。然后，我将ISM模型应用于太阳光谱，并将其扩展到先前调查所采用的较低光谱分辨率。比较从ISM的自由和ISM污染的光谱测量的HK指数，我发现，所有的恒星观察到低于太阳极小期可以解释这个ISM的偏见。我的结论是，目前没有令人信服的证据表明M67中存在蒙德最低候选人。
Solar Flare Chromospheric Line Emission: Comparison Between IBIS High-resolution Observations and Radiative Hydrodynamic Simulations
太阳耀斑涉及脉冲能量释放，这导致在宽光谱范围和宽高度范围内的辐射增强。特别是，从色球层的线发射可以提供等离子体加热过程的关键诊断。因此，高分辨率光谱观测和先进的数值模拟结果之间的直接比较可能是非常有价值的，但尚未尝试。在本文中，我们提出了在本文中这样一个自洽调查的M3.0耀斑观测的邓恩太阳望远镜的干涉二维光谱仪（IBIS）在2011年9月24日，我们与辐射流体动力学代码RADYN建模。我们用IBIS在H $α$ 6563和Ca II 8542中获得了耀斑区的图像和光谱，并用X射线的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）获得了耀斑区的图像和光谱。后者的观测被用来推断非热电子的人口，这是通过RADYN模拟大气响应电子碰撞加热。然后，我们合成了谱线，并将它们的形状和强度与IBIS观察到的进行了比较，发现两者基本一致。特别是，合成的Ca II 8542钙离子谱与观察到的谱拟合良好，而合成的H $α$谱在岩心中比观察到的更暗。这表明H $α$发射比Ca II 8542发射对非热电子通量更敏感。我们认为，有必要改进能量输入和其他过程是必要的，以解决这种差异。
