关于太阳大气中磁通浮现期间的色球加热

背景。太阳色球中的辐射损失在宁静太阳中为 4~kW~m$^{-2}$，在活动区中为 20~kW~m$^{-2}$。将非热能量传输至色球并沉积其中的机制仍未被理解。目的。我们旨在研究一处浮现磁通区中太阳色球的大气结构与加热。方法。我们使用瑞典 1 米太阳望远镜上 CHROMIS 和 CRISP 仪器在 Ca II K、Ca II 854.2 nm、H$\alpha$ 以及 Fe I 630.1 nm 和 630.2 nm 谱线处所拍摄的观测。我们分析各种谱线轮廓，并额外进行多谱线、多物种、非局部热动平衡（non-LTE）反演，以估算色球结构在空间和时间上的变化。结果。我们考察 Ca II K 的哪些光谱特征对频率积分的 Ca II K 亮度有贡献，并将其用作色球辐射损失的示踪量。大部分辐射损失并不与局地化的高 Ca II K 亮度事件相关，而是与一种更温和、空间延展且持续的加热相关。频率积分的 Ca II K 亮度与 Ca II 854.2 nm 谱线中的总线性偏振强相关，而 Ca II K 轮廓形状表明大部分辐射损失发生于下色球。non-LTE 反演指示加热从集中于 $\log{\tau_{500}} =-3$ 以下光球磁元周围，转变为 $\log{\tau_{500}} =-4$ 以上更充满空间且时间持续的加热。在 $\log{\tau_{500}} =-3.8$ 处推断的气体温度与 Ca II 854.2 nm 谱线中的总线性偏振强相关，表明加热率与低色球中水平磁场的强度相关。