Aims: We generate theoretical ultraviolet and extreme-ultraviolet emission line ratios for O IV and show their strong versatility as electron temperature and density diagnostics for astrophysical plasmas. Methods: Recent fully relativistic calculations of radiative rates and electron impact excitation cross sections for O IV, supplemented with earlier data for A-values and proton excitation rates, are used to derive theoretical O IV line intensity ratios for a wide range of electron temperatures and densities. Results: Diagnostic line ratios involving ultraviolet or extreme-ultraviolet transitions in O IV are presented, that are applicable to a wide variety of astrophysical plasmas ranging from low density gaseous nebulae to the densest solar and stellar flares. Comparisons with observational data, where available, show good agreement between theory and experiment, providing support for the accuracy of the diagnostics. However, diagnostics are also presented involving lines that are blended in existing astronomical spectra, in the hope this might encourage further observational studies at higher spectral resolution.
The formation of IRIS diagnostics. III. Near-ultraviolet Spectra and Images
Mg II h&k线是NASA界面区成像光谱仪（IRIS）的主要色球诊断线。在本系列的前几篇论文中，我们使用了一个真实的三维辐射磁流体动力学模型来详细计算h&k线，并研究了它们的光谱特征与下垫面大气的关系。在这项工作中，我们采用相同的方法来研究如何H&K诊断票价时，考虑到有限分辨率的IRIS和不同的噪声水平。此外，我们调查的诊断潜力的其他几个光球线和近连续区域存在于近紫外（NUV）窗口的IRIS和研究的NUV缝颚图像的形成。我们发现IRIS的仪器分辨率对H&K诊断的质量影响很小，光谱特征与大气性质之间的关系基本不变。峰分离是最受影响的诊断，但主要是由于模拟的局限性。噪声的影响在信噪比（S/N）为20时开始变得明显，但我们表明，通过噪声滤波，至少可以在S/N为5时获得可靠的诊断。NUV窗口中的许多光球线提供了至少八个不同光球高度的速度信息。利用h&k远翼中的无谱线区域，我们得到了至少三个高度的光球温度的良好估计。这两种诊断，特别是后者，甚至可以在S/Ns低至5时获得。
Variability of Solar Five-Minute Oscillations in the Corona as Observed by the Extreme Ultraviolet Spectrophotometer (ESP) on the Solar Dynamics Observatory Extreme Ultraviolet Variability Experiment (SDO/EVE)
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
Extreme resonance line profile variations in the ultraviolet spectra of NGC 1624-2: probing the giant magnetosphere of the most strongly magnetized known O-type star
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
Quadrature Observations of Wave and Non-Wave Components and Their Decoupling in an Extreme-Ultraviolet Wave Event
我们报告了2011年1月27日极紫外（EUV）波事件的正交观测结果，由极紫外成像仪（EUVI）机载\emph{Solar Terrestrial Relations Observatory}（\emph{STEREO}）和大气成像组件（AIA）机载\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）。在极紫外波事件中揭示了两个分量。以$\sim$ 440 km s $^{-1}$的初始速度发射主锋。在较热的通道中出现显著的排放增强，而在较冷的通道中出现深度排放减少。当主锋遇到一个大的日冕环系统并减速时，一个次要的更微弱的锋从主锋发出，具有相对较高的$\sim$ 550 km s $^{-1}$的起始速度。之后，两个波前独立地传播，分离度增加。主锋最后停在磁分界线上，而次锋在它消失之前行进得更远。此外，当次级锋到达时，会触发日珥的横向振荡。我们认为这两个组成部分具有不同的性质。主锋属于非波型日冕物质抛射（CME）分量，可以用场线拉伸模型合理解释。这种多温度行为可能是由于CME锋面环的非线性绝热压缩所引起的相当大的加热所造成的。对于次级锋，它很可能是一个线性快模磁流体（MHD）波，通过典型的日冕温度的介质传播。X射线和无线电数据为我们提供了支持上述情况的补充证据。
Synthetic Extreme-ultraviolet Emissions Modulated by Leaky Fast Sausage Modes in Solar Active Region Loops
我们研究了太阳活动区环中漏快香肠模（FSM）调制的极紫外（EUV）辐射，并通过EIS等光谱仪检查了它们的观测特征。在用MHD模拟计算了有漏FSM的流体变量后，我们通过在计算相关离子分数时加入非平衡电离（NEI），对Fe X 185~（185）和Fe XII 195~（195）~（195）线的强度和光谱性质进行了正演模拟。然后将从强度变化中得到的阻尼时间与波值进行比较，即直接从我们的MHD模拟中得到的阻尼时间。我们的结果表明，在平衡电离的情况下，密度变化和强度变化可以是同相或反相，这取决于回路温度。NEI显著影响强度变化，但对导出的多普勒速度或多普勒宽度仅具有边际影响。我们发现，如果回路温度与相应发射线的名义形成温度没有太大差异，则由强度推导出的衰减时间可以在很大程度上反映波衰减时间。这些结果有助于理解泄漏FSM对EUV辐射的调制，从而有助于识别太阳活动区环路中的FSM。
Transients and Stellar Activity as Revealed by Ultraviolet Diagnostic Tracers
Macquarie University（麦考瑞大学）；International Space Science Institute–Beijing（国际空间科学研究所北京分部）；University of Leicester（莱斯特大学）；Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）；INAF–Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Imperial College London（伦敦帝国理工学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）
Ca II H&K stellar activity parameter: a proxy for stellar Extreme Ultraviolet Fluxes
大气逃逸是形成系外行星种群的一个重要因素，因此推动了我们对行星形成的理解。巨行星的大气逃逸主要是由恒星X射线和极紫外（EUV）辐射驱动的。此外，极紫外和更长波长的紫外辐射功率不平衡化学中高层大气。因此，我们对大气逃逸和化学的理解取决于我们对恒星紫外线通量的了解。虽然可以观测到某些恒星的远紫外线通量，但由于缺乏具有极紫外线能力的空间望远镜，以及对于更遥远的恒星，由于星际介质的吸收，大部分极紫外线范围是不可观测的。因此，具有用于从在其他波长处可观察到的特征推断EUV通量的间接手段变得至关重要。我们在这里提出的分析功能预测的EUV辐射的F-，G-，K-和M-型恒星的日志$R'_{HK}$活动参数，通常是从地面光学观测的Ca II H&K线。标度关系的基础上收集了大约100个附近的恒星与公布的日志$R'_{HK}$和EUV通量值，后者是直接测量或推断高质量的远紫外（FUV）光谱。这里给出的标度关系返回EUV通量值，精度约为3，这略低于基于FUV或X射线测量的其他类似方法。
Cross-loop propagation of a quasi-periodic extreme-ultraviolet wave train triggered by successive stretching of magnetic field structures during a solar eruption
太阳极紫外（EUV）波通常是指在极紫外成像观测中从太阳爆发地点向外传播的大尺度扰动。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的观测资料，我们报道了一个以平均速率$\sim$ 308 km/s $^{-1}$向外传播的准周期波列。至少可以清楚地识别出周期为$\sim$ 120 s的五个波前。这些波前起源于冕环膨胀，其传播的表观速度为$\sim$ 95 km s $^{-1}$，比波列慢约3倍。在没有强烈横向膨胀的情况下，这些观测结果可以用Chen等人（2002）的理论模型来解释，该模型预测EUV波可能有两个分量：一个是快模式磁声波或冲击波的较快分量，以及由于闭合磁场线的连续拉伸而形成的较慢的表观前沿。在这种情况下，我们观察到的波列和连续的环路扩展可能分别对应于模型中的快分量和慢分量。
