论光斑亮度的起源

本文研究 CaIIH 线线核亮度对光球磁场强度和倾角，以及对太阳圆面中心处光斑区对流和波动运动参数的依赖关系。我们使用在德国真空塔望远镜（特内里费岛，泰德天文台）获得的三个同时数据集：（1）用 TESOS 仪器记录的 BaII 4554 A 线光谱，以测量通过光球直至温度极小的强度和速度变化；（2）FeI 1.56 $\mu$m 线中的光谱偏振数据（用 TIP II 仪器记录）以测量光球磁场；（3）CaIIH 滤光片图像，给出色球亮度波动信息。结果表明，光斑中的 CaIIH 亮度强烈依赖于周期在 5 分钟范围内的向上传播的波功率，也依赖于从 BaII 线测量的底部光球与温度极小高度附近速度振荡之间的相位差。当温度与速度振荡之间的相位差在 0-100 度内时，CaIIH 亮度最大。对流运动对 CaIIH 亮度有间接影响。即，对流速度振幅越高，其运动方向改变的高度越大，光斑越亮。总之，我们的结果得出结论：光斑区域呈现明亮不仅因为磁结构中的威尔逊凹陷，还由于真实的加热。