随着越来越多的高分辨率图像的太阳表面在众多的波长，在小的空间尺度上发生的各种过程已经成为我们关注的焦点。据报道，复杂的小尺度磁场似乎有足够的储存来加热色球层。虽然在了解小规模现象方面取得了重大进展，但许多具体情况仍然难以捉摸。我们在这里提出了一个详细的研究，一个单一的事件消失的磁偶极子和相关的色球活动。根据新太阳望远镜H $α$资料和{ \it Hinode}光球视线磁象图及Ca II H图象，我们报告如下结果。1)我们的分析表明，即使是非常小的偶极子（元素分离约0 \arcsec .5或更少）可能会达到色球层，并触发不可忽略的色球活动。2)仔细考虑新通量沉积的磁环境可能会揭示太阳表面磁通量去除的细节。我们认为，两个相反极性元素的明显碰撞和消失可能不一定表明它们的取消（即，重新连接、“U”形管出现或$ Ω$环浸没）。在我们的例子中，磁偶极子通过与上覆的大规模倾斜斑场重新连接而消失。3)在带外H $α$图像中看到的亮点与Ca II H亮点非常相关，而Ca II H亮点又与G带亮点共空间。我们进一步推测，在一般情况下，H $α$亮点预计与光球BPs共空间，然而，需要直接比较来完善它们的关系。
英文摘要：
With the ever increasing influx of high resolution images of the solar surface obtained at a multitude of wavelengths, various processes occurring at small spatial scales have become a greater focus of our attention. Complex small-scale magnetic fields have been reported that appear to have enough stored to heat the chromosphere. While significant progress has been made in understanding small-scale phenomena, many specifics remain elusive. We present here a detailed study of a single event of disappearance of a magnetic dipole and associated chromospheric activity. Based on New Solar Telescope H$α$ data and {\it Hinode} photospheric line-of-sight magnetograms and Ca II H images we report the following. 1) Our analysis indicates that even very small dipoles (elements separated by about 0\arcsec.5 or less) may reach the chromosphere and trigger non-negligible chromospheric activity. 2) Careful consideration of the magnetic environment where the new flux is deposited may shed light on the details of magnetic flux removal from the solar surface. We argue that the apparent collision and disappearance of two opposite polarity elements may not necessarily indicate their cancellation (i.e., reconnection, emergence of a "U" tube or submergence of $ Ω$ loops). In our case, the magnetic dipole disappeared by reconnecting with overlying large-scale inclined plage fields. 3) Bright points seen in off-band H$α$ images are very well-correlated with the Ca II H bright points, which in turn are co-spatial with G-band bright points. We further speculate that, in general, H$α$ bright points are expected be co-spatial with photospheric BPs, however, a direct comparison is needed to refine their relationship.
Helioseismic Signature of Chromospheric Downflows in Acoustic Travel-Time Measurements from Hinode
我们报告的一个签名的色球下降流在两个新兴的通量地区检测的时间距离日震学分析。我们使用Hinode/SOT获得的Ca II H线的色球强度振荡数据和Fe I 557.6nm线的光球多普勒数据进行分析。通过互相关的钙II振荡信号，我们已经检测到了一个旅行时间异常的plage地区，向外旅行时间比向内旅行时间短0.5-1分钟。然而，这样的异常是不存在的Fe I数据。这些结果可以解释为低色球层下行流的证据。下降速度估计低于10 km/s。这一结果表明，一个新的可能性研究色球流的时距分析。
Chromospheric Jet and Growing "Loop" Observed by Hinode: New Evidence of Fan-Spine Magnetic Topology Resulting From Flux Emergence
我们目前的观测色球喷流和不断增长的“环”系统，显示了新的证据，扇脊拓扑结构导致磁通量出现。这一事件发生在2007年2月9日的赤道冕洞，由日野太阳光学望远镜在Ca II H线上以前所未有的细节观测到。喷流的前身是一束延伸到色球层上方的细物质线，似乎以约50 km/s（周期<200 s）的速度围绕束轴旋转。这些旋转或横向振荡以高达786 km/s的速度向上传播。这个星系团先是缓慢地向上摆动，然后迅速地向上摆动，转变发生在A4.9耀斑的开始。一个环在这两个阶段同时膨胀（速度：16-135 km/s）。在耀斑的峰值附近，环似乎破裂;同时向上喷出物和质量下降流比自由落体更快地出现在一个环腿。然后，物质束以鞭打的方式摆动回来，并发展成准直射流，其沿着推断出的开放场线取向，横向振荡以较慢的速率继续。一些物质沿着平滑的流线回落，不再显示振荡。在低海拔，流线分叉，大概在一个磁零点和绕过推断圆顶，描绘了一个倒Y几何形状。这些流线在空间上与晚期Ca II H环和X射线耀斑环密切匹配。这些观察结果与模型一致，即在开放场区域出现的磁通导致磁重联，形成喷流和扇脊拓扑结构。我们提出，物质束和准直射流分别代表准静态和喷发阶段的外脊，而生长环是三维扇面的二维投影。
On the temporal evolution of spicules observed with IRIS, SDO and Hinode
针状体是在色球谱线边缘外观察到的普遍存在的快速移动的喷流。结合最近推出的界面区域成像光谱仪与太阳动力学天文台和Hinode，我们有一个独特的机会，同时在多个通带和看到自由的环境中研究针状体。这使得有可能在很大的温度范围内研究它们的热演化。最近的一项研究表明，针状体出现在几条色球和过渡区谱线中，这表明针状体从Ca II H中消失后在较热的通带中继续演变。在这篇后续论文中，我们回答了在介绍性研究中提出的一些问题。此外，我们还首次对C Ⅱ 1330型的离肢骨针进行了研究。我们发现，Ca II H针状体比最初报道的更类似于Mg II 2796针状体。对于一个样本的54针状，我们发现，44%的硅IV 1400的针状物是光明的顶部，56%的针状物显示增加硅IV排放时，钙II H组件褪色。我们发现几个例子的针状物，从通带以外的钙II H褪色，我们观察到，如果一个针状物从通带褪色，它也一般褪色的通带较低的形成温度。我们将讨论这些新的，多光谱的结果意味着分类的I型和II型骨针。
Observations of Supersonic Downflows Near the Umbra-Penumbra Boundary of Sunspots as Revealed by Hinode
Hinode的高分辨率分光偏振观测揭示了3个太阳黑子的本影-半影边界处存在超音速下降流，这是Louis等人（2010年）最近报道的。观察到这些下行流与明亮的半影细丝共空间，并占据大于1.6弧秒$^2$的面积。它们位于中心侧的半影，与太阳黑子具有相同的极性，这表明它们与Evershed Flow无关。在本文中，我们描述了在NOAA AR 10923中观测到的超声速，并讨论了光球以及色球增亮，这是靠近下降区。我们的观测结果表明，这种现象是由动态和充满活力的物理过程中的内部半影影响上覆的色球层，从而提供了新的见解太阳黑子的数值模型。
Using MHD simulations to model H-alpha and UV spectral lines for interpretation of IRIS and NST data
我们提出了H-α 6563 A和Mg II K&H 2796 A和2803 A线的非LTE建模结果。这个模型对于解释最近发射的美国宇航局IRIS任务和大熊太阳天文台的新太阳望远镜的协调观测非常重要。在用于非LTE建模的可用代码中，RH代码被选择为最适合于对线路轮廓进行建模。最合适的氢和镁原子模型是通过对代码进行多次测试来选择的。研究了电离度对谱线轮廓的影响。辐射MHD模拟的太阳大气，获得与彩虹代码，被用作输入数据的H-α和Mg II H&K线的合成光谱的计算随时间的特定位置。谱线的变化揭示了模拟结果中MHD波的存在。我们构造了不同波长谱线强度的振荡功率谱，并与模拟得到的大气参数随高度变化的功率谱进行了比较。我们发现在某些波长的线轮廓的强度的功率谱和大气参数的功率谱在这些波长的τ-统一高度之间的相关性。这些结果提供了一个新的诊断方法的色球振荡，然而，需要大量的数据来确认这些相关性。
Multi-wavelength high-resolution observations of a small-scale emerging magnetic flux event and the chromospheric and coronal response
最先进的太阳仪器以前所未有的分辨率揭示了太阳的磁活动。大熊太阳天文台的1.6米新太阳望远镜的观测正在我们对太阳表面结构的理解中迈出下一步。颗粒尺度磁通量的出现和太阳大气的响应是其中的关键研究。作为与美国宇航局IRIS任务联合观测计划的一部分，NST在光球和色球波长上观测了活动区NOAA 11810。SDO和Hinode天基望远镜提供了补充数据。该区域显示了一组太阳孔，在其附近，我们检测到一个小规模的浮力水平磁通量管造成异常颗粒化和与预先存在的环境场在高层大气层的相互作用。随着变形颗粒的膨胀，我们观察到HeI数据中突然出现了一个扩展的激增。IRIS捕捉到了与HeI浪涌相关的热等离子体射流的喷射。SDO/HMI数据揭示了新兴的磁环状结构。Hinode/Ca II H和IRIS滤波图详细描述了太阳色球层下部新出现的磁场的连通性。从这些数据中，我们证实，新兴的通量管的方向几乎垂直于上覆的环境场。然而，新出现的磁场线与预先存在的上覆场的相互作用产生高温发射区域并促进浪涌/射流产生。在喘振/射流喷射的第一迹象之前和之后检测局部加热。我们将结果与之前的观察和理论模型进行比较，并提出了激活等离子体射流/浪涌和限制加热的场景。这一过程在日冕物质流和能量流中起着重要的作用。
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。
Precursor of Sunspot Penumbral Formation discovered with Hinode SOT Observations
我们目前的观测的一个间接的签名，这将有助于了解太阳黑子半影的形成过程。日之出太阳光学望远镜成功地捕捉到了一个太阳黑子从小孔到一个大的发育良好的太阳黑子的整个演化过程，其中半影出现在NOAA活动区11039的一个新兴通量区。我们发现在Ca II H图像中，在本影周围形成半影之前，围绕本影（孔）的环形区（宽度为3”-5”）。半影的发展似乎是为了填补环形区。环形带显示弱磁图信号，意味着那里的磁通量较小或磁场高度倾斜。移动预先存在的环境磁场岛，使其分布在环形区的外边缘，并且不进入该区域。在该区域没有强烈的系统性流动模式，但我们偶尔观察到小的磁通量斑块流出。观测结果表明，环形带不同于黑子沟流区，它代表了色球层的结构。我们的结论是，环形带反映了形成的磁冠覆盖在周围的区域在色球水平的本影，在光球水平的半影形成之前。半影的形成过程需要考虑色球层中的磁场结构。
Flare Energy Release in the Lower Solar Atmosphere Near the Magnetic Field Polarity Inversion Line
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解光球层和色球层中耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构和电流。NLFFF模型揭示了PIL中两个具有相反方向磁场的磁通量绳的相互作用。在NST的高分辨率宽带连续图像中，这些磁绳被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了一个薄的三带结构的形成，对应于一个小规模的光球磁拱。观测结果表明，在极性反转线附近有强电流集中的色球等离子体中存在初级能量释放点。在这种情况下，通过相互作用的磁通量绳触发磁重联，从而形成沿PIL伸长的电流片。
Chromospheric evaporation in sympathetic coronal bright points
色球蒸发是太阳耀斑中的一个重要过程，人们利用光谱观测对色球蒸发进行了广泛的研究。然而，直接软X射线（SXR）成像的过程是罕见的，特别是在远程增亮与最近引起了极大的关注的主要耀斑。{We试图找到色球蒸发的证据，并找出交感日冕亮点（CBP）过程的原因，即，由主CBP引起的远程增亮。{We利用2009年8月23日在日之出航天器上的X射线望远镜（XRT）对CBPs进行的高节奏和高分辨率SXR观测。{We发现从主CBP传播的热传导前沿，即，BP1，到交感神经CBP之一，即，BP 2与BP 1相距60 $\arcsec$。热传导的视速度为$\sim$ 138 km s $^{-1}$。之后，热等离子体以$\sim$ 76 km s $^{-1}$的速度向上流入连接BP1和BP2的环，这是色球蒸发的明显特征。在连接BP 1和另一交感神经CBP的环路中也观察到类似的上行流，即，BP3与BP1相差80 $\arcsec$，但不如BP2显著。上升流的视速度为$\sim$ 47 km s $^{-1}$。从BP1到BP3的热传导前沿传播没有被很好地识别，除了同样源自BP1的射流状运动。{We提出交感CBP中的温和色球蒸发是由源自初级CBP的热传导引起的。
Statistics of convective collapse events in the photosphere and chromosphere observed with the Hinode SOT
目标。对流坍缩是一种理论上预测的过程，它会增强太阳大气层中现有的弱磁场，Nagata等人（2008年）首次使用日之出卫星的高分辨率太阳光学望远镜（SOT）在一次事件中直接观测到了这一过程。使用同一台太空望远镜，我们对对流坍缩事件进行了统计分析。方法.我们的数据集包括高分辨率时间序列的偏振光谱扫描的两个铁线形成在低光球层和过滤器的图像在Mg I B 2和Ca II H，谱线，形成在高光球层和低色球层，分别。因此，我们能够研究对流坍缩事件对高光球层和色球层的影响。用MERLIN Milne-Eddington反演程序得到了全Stokes剖面的物理参数。结果我们发现，在所有的情况下，该事件是伴随着一个连续的亮点，几乎总是由增亮的钙II H图像。镁多普勒图在镁多普勒图的视场内发生的事件中的约四分之三中表现出强的下行流。对于49个事件中的每一个，我们确定了持续时间，最大光球下降流，场强增加和大小。我们发现事件持续时间约为10分钟，磁性元素半径约为0.43弧秒和0.35弧秒，事件发生前后，分别和高达1.65千克的磁场强度。
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。
Response of the solar atmosphere to magnetic field evolution in a coronal hole region
方法.我们研究了2007年7月27日由HINODE和STEREO同时观测到的赤道CH。利用HINODE/SP图计算了光球的物理参数，研究了光球的磁场演化和分布。利用HINODE/BFI高时空分辨率的G波段和Ca II H图像以及STEREO/EUVI多波长数据，研究了不同上覆层对应的大气响应。结果我们探讨了一个新兴的偶极子位于CH边界。伴随着新兴的偶极子的小型弓丝（AF）观察与Ca II H线。在偶极足点分离过程中，出现3个AF，依次扩大。第一次房颤晚期分裂为两段，第二次和第三次房颤晚期爆发。这三个AF的寿命分别为4、6、10分钟，三次分裂或喷发之间的两次间隔分别为18和12分钟。我们显示一个例子的混合极性通量出现在CH内的IN字段，并提出相应的色球响应。随着积分磁通量的增加，Ca II H图像的亮度呈现增加的趋势。我们还研究了位于CH边界的NT场的磁通量抵消，并给出了明显的色球和日冕响应。我们注意到，在171 A图像中看到的较亮区域与相互作用的磁性元素有关。通过对NT和IN元素的分析以及不同大气层的响应，得到NT磁通量密度与G带（相关系数为0.85）和Ca II H（相关系数为0.58）亮度之间的良好线性正相关关系。
Coherent Lateral Motion of Penumbral Filaments during X-class Flare
现在，对Hinode航天器搭载的天基50厘米太阳光学望远镜拍摄的太阳光球层高分辨率照片进行了例行观测。2006年12月13日，日野号拍摄了NOAA 10930中的三角洲黑子，当时该活动区发生了X级耀斑。两个明亮的丝带可见，即使在白光和G-波段的图像除了色球Ca II H图像。我们使用互相关技术对太阳黑子进行了全球登记，并分析了耀斑间隔期间的局部效应。我们发现在耀斑期间，半影暗条有横向运动。此外，我们定位两个补丁，一个在任何极性，这表明收敛运动的极性反转线（PIL）。在钙II H图像中，我们发现内核与耀斑前的增亮，位于沿PIL。
The chromospheric magnetic field in active regions derived from spectropolarimetry of Ca II 8542
分析了Dunn太阳望远镜上的干涉二维光谱仪（IBIS）对色球Ca II 8542谱线的分光偏振观测，以及Hinode卫星上的分光偏振仪（SP）的太阳光学望远镜（SOT）对光球Fe I 6302谱线的分光偏振观测。这些数据是在2012年1月29日获得的，目标是NOAA活动区（AR）11408和AR 11410。本文用重心法计算了Fe I 6301.5/6302.5在SP航天器上观测到的谱线在活动区各处的视线场强。此外，我们还构造了Ca Ⅱ 8542线色球IBIS数据的COG图，并与由场强SP导出的COG图进行了比较。我们发现，光球场强度范围高达2 kG的plages和高达2 kG或更高的值内的本影区。在色球场强的情况下，在本影区域内的LOS场增加到800 G，并且场强向太阳黑子的边缘减小。
