The hard X-ray (HXR) emission in solar flares comes almost exclusively from a very small part of the flaring region, the footpoints of magnetic loops. Using RHESSI observations of solar flare footpoints, we determine the radial positions and sizes of footpoints as a function of energy in six near-limb events to investigate the transport of flare accelerated electrons and the properties of the chromosphere. HXR visibility forward fitting allows to find the positions/heights and the sizes of HXR footpoints along and perpendicular to the magnetic field of the flaring loop at different energies in the HXR range. We show that in half of the analyzed events, a clear trend of decreasing height of the sources with energy is found. Assuming collisional thick-target transport, HXR sources are located between 600 and 1200 km above the photosphere for photon energies between 120 and 25 keV respectively. In the other events, the position as a function of energy is constant within the uncertainties. The vertical sizes (along the path of electron propagation) range from 1.3 to 8 arcseconds which is up to a factor 4 larger than predicted by the thick-target model even in events where the positions/heights of HXR sources are consistent with the collisional thick-target model. Magnetic mirroring, collisional pitch angle scattering and X-ray albedo are discussed as potential explanations of the findings.
Explosive chromospheric evaporation driven by nonthermal electrons around one footpoint of a solar flare loop
我们探索了2014年10月27日（SOL 2014 -10-27）太阳耀斑脉冲阶段期间微波/HXR发射和多普勒速度之间的时间关系，在耀斑最大值之前，在微波（34 GHz）和硬X射线（HXR，25-50 keV）波段的光变曲线上显示脉冲。成像观测表明，该脉冲主要来自一个太阳耀斑环的一个足点。在这次太阳耀斑期间，界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝就停留在这个足点上。用高斯拟合方法提取了Fe XXI 1354.09 A和Si IV 1402.77 A的多普勒速度。结果表明，Fe XXI 1354.09 A（logT~7.05）在日冕中的热谱线发生了蓝移，而Si IV 1402.77 A（logT~4.8）在过渡区中的冷谱线发生了红移，表明色球发生了爆炸性蒸发。在AIA 131 A图像中还观察到沿火炬环的蒸发上升流。据我们所知，这是第一次报告色球蒸发的证据，从光谱和成像观测在同一耀斑。微波和HXR脉冲都与多普勒速度有很好的相关性，这表明色球蒸发是由太阳耀斑环的这个脚点周围的非热电子驱动的。
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares I: Modeling the Brightest NUV Footpoints in the X1 Solar Flare of 2014 March 29
What Causes the Asymmetry of Conjugate Hard X-Ray Footpoints in Solar Flares?
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Samarkand State University（撒马尔罕国立大学）；Institute of Nuclear Technologies, Samarkand State University（撒马尔罕国立大学核技术研究所）；University of Delhi（德里大学）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）
First time delay observation between two mid-infrared channels in solar flare footpoints
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；School of Physics, Costa Rica Institute of Technology（哥斯达黎加理工学院物理学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Center for Radio Astronomy and Astrophysics Mackenzie (CRAAM), Engineering School, Mackenzie Presbyterian University（麦肯锡长老会大学工程学院麦肯锡射电天体物理学中心）
Evidence for Solar Tether-cutting Magnetic Reconnection from Coronal Field Extrapolations
磁重联是引发太阳爆发事件的主要机制之一，但对其快速过程的直接观测一直是一个挑战。在这封信中，我们提出，使用非线性无力场（NLFFF）外推技术，可视化的场线连接的变化，在2011年2月13日在NOAA AR 11158的M6.6耀斑约30分钟的系绳切割重联。首先通过多波长观测收集了系绳切割重连的证据，然后通过分析从事件发生时观察到的四个明显的耀斑1700 A足点的位置追踪到的磁力线。就在耀斑之前，这四个足点非常靠近磁扭曲指数的局部最大值区域。特别地，来自内部两个足点的场线形成两个强扭曲的磁通束（高达~1.2匝），其彼此剪切并分别接近外部两个足点。耀斑发生后，足点周围区域的扭曲指数立即大大减小，上述磁力线变得低洼，扭曲程度降低（约0.6圈），由连接后来形成的两个耀斑带的环所覆盖。来自内部足点的大约10%的通量（~3x10^19 Mx）经历了足点交换。这部分光通量源自首先变亮的内部足点的边缘区域。从NLFFF外推推断的磁场连通性的这些快速变化与系留切割磁重联模型是一致的。
Multi-point study of the energy release and transport in the 28 March 2022, M4-flare using STIX, EUI, and AIA during the first Solar Orbiter nominal mission perihelion
Quadrupole White-light Sources in an X1.2 Flare Observed by ASO-S/LST/WST and SDO/HMI
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
Chromospheric condensations and magnetic field in a C3.6-class flare studied via He I D3 spectro-polarimetry
上下文耀斑期间的磁重联发生在日冕中，但耀斑能量的很大一部分沉积在色球层中。然而，耀斑的高分辨率光谱偏振色球观测是非常罕见的。最常用的观测量是Ca II 8542和He I 10830。目的。我们的目标是研究色球在C3.6级耀斑通过光谱偏振观测的He I D3线。方法.我们提出了第一个SST/CRISP光谱偏振观测He I D3。我们使用反演程序HAZEL分析数据，并估计LOS速度和磁场矢量。结果在耀斑期间观测到耀斑足点处的强He I D3发射以及追踪耀斑环的强He I D3吸收剖面。耀斑足点处的He I D3移动发射核在其前缘表现出高达$\sim$ 60 km/s的强烈色球凝聚。我们的观测结果表明，这种凝聚的结果在震撼深色球层，造成广泛的和适度的蓝移He I D3的配置文件，表明随后的上升流。在耀斑脚点测得一个高达$\sim$ 2500 G的强而相当垂直的磁场，证实He I D3线很可能在这些位置的深色球层中形成。我们提供色球视线速度和磁场地图通过He I D3反演。我们提出了一个扇形脊柱配置耀斑磁场拓扑结构。结论. He Ⅰ D3谱线是研究耀斑色球层的极好诊断谱线。观测到了强凝聚对深色球层的影响。获得了耀斑动力学和磁场的详细地图。
Infrared spectropolarimetry of a C-class solar flare footpoint plasma -- I. Spectral features and forward modelling
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Evgeni Kharadze Georgian National Astrophysical Observatory（叶夫根尼·哈拉泽格鲁吉亚国家天文台）；Space Research Centre, Ilia State University（伊利亚州立大学太空研究中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕拉纳大学天体物理学系）；AG, Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；National Solar Observatory（美国国家太阳观测台）
Derivation of Stochastic Acceleration Model Characteristics for Solar Flares From RHESSI Hard X-Ray Observations
湍流对粒子的随机加速模型已成功地解释了太阳耀斑的许多观测特征。本文提出了一种利用RHESSI（RavenRamaty High Energy Solar Spectroscopic Imager）提供的高分辨率硬X射线观测数据获得加速电子能谱和重要加速模型参数的新方法。在我们的模型中，电子加速或非常接近环顶部产生薄的目标韧致辐射，然后向下逃逸产生厚的目标发射在循环的足点。基于RHESSI计数粒子的正则化反演得到的电子通量谱图像，我们导出了加速模型的几个重要参数。我们将此方法应用于2003年11月03日的太阳耀斑，它显示了一个环顶源高达100- 150千电子伏的硬X射线与一个相对平坦的频谱，除了两个脚点源。结果表明，存在强散射和湍流能量的高密度与陡峭的频谱中的加速区域。
Tracing magnetic flux rope footpoints in AR 12975 with coronal dimmings and data-driven magnetofrictional simulations
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Graz, Institute of Physics（格拉茨大学物理研究所）；University of Graz, Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research（格拉茨大学坎泽勒霍厄太阳与环境研究天文台）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）
How important are electron beams in driving chromospheric evaporation in the 2014 March 29 flare?
我们提出了耀斑SOL 2014 -03- 29 T17：48色球蒸发的高空间分辨率观测。FeXXI 1354.1 A线的界面区域成像光谱仪（IRIS）观测表明，在耀斑峰值期间和进入衰变阶段的几分钟内，沿耀斑带在10 MK的温度下蒸发等离子体，上升流速度在30 km s $^{-1}$和200 km s $^{-1}$之间。在耀斑峰值期间，通过RHESSI观察硬X射线（HXR）足点两分钟。它们的位置与南部耀斑带部分上升气流的位置相吻合，但HXR足点源比FeXXI的上升气流早30-75秒。然而，在南部带状的其他部分和北部带状的观察到的上升流不符合HXR源的时间和空间，最突出的是在衰变阶段。在这种情况下，蒸发很可能是由能量输入引起的，通过在整个观测时间间隔内存在的热（25 MK）日冕源和色球层之间建立的传导通量。所提出的意见表明，传导可能会驱动蒸发不仅在衰变阶段，但也在耀斑峰值。电子束加热可能只在耀斑的初始阶段起驱动蒸发的作用。
Quasi-periodic pulsations and three-dimensional magnetic reconnection during 2022 March 31 flare observed by IRIS & STIX
Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛马太阳能与天体物理实验室）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland (FHNW)（西北瑞士应用科学与艺术大学）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Oregon State University（俄勒冈州立大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Southwest Research Institute（西南研究院）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
