With gravity, ionization, and radiation being considered, we perform 2.5D compressible resistive MHD simulations of chromospheric magnetic reconnection using the CIP-MOCCT scheme. The temperature distribution of the quiet-Sun atmospheric model VALC and the helium abundance (10%) are adopted. Our 2.5D MHD simulation reproduces qualitatively the temperature enhancement observed in chromospheric microflares. The temperature enhancement $ΔT$ is demonstrated to be sensitive to the background magnetic field, whereas the total evolution time $Δt$ is sensitive to the magnitude of the anomalous resistivity. Moveover, we found a scaling law, which is described as $ΔT/Δt \sim {n_H}^{-1.5} B^{2.1} {η_0}^{0.88}$. Our results also indicate that the velocity of the upward jet is much greater than that of the downward jet and the X-point may move up or down.
New Types of the Chromospheric Anemone Microflares: Case Study
色球海葵微耀斑（AMF）是一种瞬变太阳现象，其发射区具有多条带状结构。与同样具有几条带状结构的“非典型”太阳耀斑不同，AMF的时空尺度要小几倍，带状结构也更特殊（类似恒星）。以前报道的AMF通常有三个或更少的四个丝带;我们最近的论文中显示了这一点（Dumin和Somov：2019，Astron. Astrophys。623，L4），它们可以合理地描述为所谓的GKSS模型的磁场，涉及少至四个点状磁源具有不同的极性和安排。为了寻找新类型的AMF，我们进行了检查的大组的发射模式在色球线Ca II H记录的Hinode/SOT和面对他们与SDO/HMI获得的各自的磁图。根据这种分析，确实有可能识别新的异常AMF。首先，这些耀斑发生在具有不平衡磁通量的区域。其次，也是最有趣的，可以识别具有更复杂空间配置的AMF，例如，包括五条排列整齐的发光带。从相应的磁图可以看出，它们是由不同极性的有效磁源（太阳黑子）间歇性排列产生的，但它们的数量比标准GKSS模型中的要多。
Bidirectional outflows as evidence of magnetic reconnection leading to a solar microflare
磁重联是一种快速的能量释放过程，被认为是太阳和恒星耀斑的原因。然而，这种与耀斑相关的重联大多发生在日冕中，而关于色球层或光球层中重联的研究很少。在这里，我们提出的光谱和成像观测的磁重联在色球导致微耀斑。在耀斑高峰期，色球谱线在耀斑两侧显示出明显的蓝移/红移分量，对应于速度为$\pm$（70- 80）km s $^{-1}$的上升流和下降流，与色球重联所预期的当地阿尔文速度相当。三维非线性无力场的配置进一步揭示了扭曲的磁力线（磁通绳）在低海拔，共空间与黑暗的线程在He I 10830的图像。磁绳的不稳定性可能引发耀斑相关的重联。这些观测结果提供了色球层磁重联的明确证据，并显示了微耀斑与大耀斑相似的机制。
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
在过去的5年里，太阳色球层的数值模拟变得越来越现实。然而，许多观察到的色球结构和行为没有再现。目前的模型没有显示Ca II 8542中的原纤维，也没有再现Ca II 8542的平分线。从模型中计算出的紧急H-α线核心强度显示出颗粒化，而不是色球冲击或原纤维。我讨论了这些不足之处，并推测应该包括哪些物理学来减轻这些缺点。
Magnetic swirls and associated fast magnetoacoustic kink waves in a solar chromospheric flux tube
我们进行了数值模拟脉冲产生的磁漩涡在一个孤立的通量管，这是植根于太阳光球。这些漩涡是由速度的水平分量中的初始脉冲触发的。初始脉冲或者：（a）在局部磁通量管内的中心发射;或者（b）在周围介质中偏离中心发射。磁通管的演变和动力学是由三维的，理想的磁流体动力学方程。通过数值求解这些方程，发现在（a）情况下，产生了与快磁声扭折和$m=1$ Alfvén波相关的偶极状涡旋。在情况（b）中，快磁声扭折和$m=0$ Alfvén模式被激发。在这两种情况下，激发的快磁声扭折波和阿尔文波由相似的流型组成，磁壳也由顺时针和逆时针旋转的等离子体产生，这可以是偶极形色球漩涡的代理。涡旋和波扰动的复杂动力学揭示了足够数量的能量的通道，以满足色球层（$\sim$ 10 $^{4}$ W m $^{-1}$）和日冕（$\sim$ 10 $^{2}$ W m $^{-1}$）中的能量损失。其中一些数字发现让人想起最近观测数据中的特征。
Impact of opacity effects on chromospheric oscillations inferred from NLTE inversions
色球推论依赖于对在非局部热力学平衡（NLTE）条件下形成的谱线的解释。在存在振荡的情况下，不透明度的变化会影响谱线的响应高度，并妨碍对波动的真实性质的确定。我们的目标是探索NLTE反演代码推断的色球振荡和波的速度和温度的内在波动之间的关系。用MANCHA程序对波在阴影中的传播进行了数值模拟。NLTE的合成和反演代码NICOLE已被用来计算光谱偏振的Ca II 8542从模拟获得的模型的光谱线配置文件。合成的配置文件已被倒置和反演的推论已与已知的模拟大气进行了比较。Ca II 8542的NLTE反演捕获了低频振荡，包括在6 mHz左右的色球振荡主带中的振荡。相比之下，频率高于9 mHz的波的特征很差。在这些较高频率的速度振荡表现出明显的不透明度波动的迹象。谱线对速度起伏的主要响应来自低色球层高度，而对温度的响应则表现为高光球层和低色球层之间的突然跳跃。这种强烈的变化的高度线是敏感的温度被揭示为一个强大的振荡功率在推断的波动。我们的研究结果验证了使用NLTE反演研究频率低于9兆赫的色球振荡。解释更高的频率振荡和温度振荡的功率必须小心处理，因为它们表现出不透明度振荡的签名。
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
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。
Plasmoid-Trapped Condensation Associated with a Transient Thermal-Instability-Like Process in Chromospheric Magnetic Reconnection
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Dr. K. S. Krishnan Geomagnetic Research Laboratory, Indian Institute of Geomagnetism（印度地球磁学研究所K.S.克里希南地磁研究实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）
Chromospheric magnetic fields. Observations, simulations and their interpretation
平静的太阳色球层的磁场对太阳物理学家来说仍然是一个谜。色球谱线数量的减少本质上很难建模，只有少数色球谱线是磁敏感的。在这项工作中，我们使用的太阳大气外层的三维数值模拟，以评估非LTE反演的可靠性，在这种情况下，适用于Ca II 8542的太阳系。我们表明，NLTE反演提供了现实的估计合成观测的物理量。
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。
Non-LTE inversions of a confined X2.2 flare: I. Vector magnetic field in the photosphere and chromosphere
准确获得太阳大气中的磁场矢量对于研究耀斑期间磁场拓扑结构的变化和可靠地模拟空间天气至关重要。我们通过将各种反演方法应用于2017年9月6日NOAA AR 12673中的受限X2.2耀斑来解决这个问题，将光球和色球磁场矢量与该事件的两个数值模型进行比较。我们从Milne-Eddington（ME）和（非）局部热平衡（非LTE）反演的Hinode SOT/SP Fe I 6301.5 μ m和6302.5 μ m得到光球场。色球场是从空间正则化弱场近似（WFA）和非LTE反演的钙II 8542观察CRISP在瑞典1米太阳望远镜。LTE和非LTE推断的光球场分量在整个大气中具有很强的相关性，在非LTE反演中具有更强的场和更高的温度。对于色球场，非LTE反演与空间正则化的WFA相关性很好。我们发现强场补丁超过4.5千克的光球，共同位于类似的浓度超过3千克的色球。得到的场强比数值模型高2-3倍，更集中和结构化的光球到色球剪切接近极性反转线。LTE和非LTE的Fe I反演产生基本上相同的光球场，而ME反演未能再现Fe I在发射的场矢量方向。我们的反演证实了由数值模型预测的磁通绳足点的位置。然而，预处理和较低的空间分辨率导致模型中的场比数据显示的更弱和更平滑。这强调了需要更高的空间分辨率的模型，以更好地约束喷发前的通量绳。
Cause of chromospheric opposite polarity intrusions discovered in Sunrise III/SCIP data: MURaM-ChE simulations point to twisted flux ropes
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）
