Extreme Ultraviolet (EUV) waves have been found for about 15 years. However, significant controversy remains over their physical natures and origins. In this paper, we report an EUV wave that was accompanied by an X1.9 flare and a partial halo coronal mass ejection. Using high temporal and spatial resolution observations taken by the {\em Solar Dynamics Observatory} and the Solar-TErrestrial RElations Observatory, we are able to investigate the detailed kinematics of the EUV wave. We find several arguments that support the fast-mode wave scenario: (1) The speed of the EUV wave (570 km/s) is higher than the sound speed of quiet-Sun corona. (2) Significant deceleration of the EUV wave (-130 m/s2) is found during its propagation. (3) The EUV wave resulted in the oscillations of a loop and a filament along its propagation path, and a reflected wave from the polar coronal hole is also detected. (4) Refraction or reflection effect is observed when the EUV wave was passing through two coronal bright points. (5) The dimming region behind the wavefront stopped to expand when the wavefront started to become diffuse. (6) The profiles of the wavefront exhibited a dispersive nature, and the magnetosonic Mach number of the EUV wave derived from the highest intensity jump is about 1.4. In addition, triangulation indicates that the EUV wave propagated within a height range of about 60-100 Mm above the photosphere. We propose that the EUV wave observed should be a nonlinear fast-mode magnetosonic wave that propagated freely in the corona after it was driven by the CME expanding flanks during the initial period.
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。
Thermal Diagnostics with the Atmospheric Imaging Assembly onboard the Solar Dynamics Observatory: A Validated Method for Differential Emission Measure Inversions
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。
Initial radiometric calibration of the High-Resolution EUV Imager ($\textrm{HRI}_\textrm{EUV}$) of the Extreme Ultraviolet Imager (EUI) instrument onboard Solar Orbiter
Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Institut d’Astrophysique Spatiale, CNRS, Univ. Paris-Sud, Université Paris-Saclay（空间天体物理研究所，法国国家科学研究中心，巴黎南大学，巴黎萨克雷大学）；European Commission, DG Energy, Directorate D: Nuclear Energy, Safety and ITER（欧盟委员会，能源总司，D局：核能、安全与ITER）；Laboratoire Charles Fabry, Institut d’Optique Graduate School, Université Paris-Saclay（夏尔·法布里实验室，高等光学研究院，巴黎萨克雷大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；UCL-Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院-穆拉德空间科学实验室）；Centre Spatial de Liège, Université de Liège（列日航天中心，列日大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
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)
Dynamics of Coronal Bright Points as seen by Sun Watcher using Active Pixel System detector and Image Processing (SWAP), Atmospheric Imaging Assembly AIA), and Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
\textit{PRoject for OnBoard Autonomy\todash 2}（PROBA \todash 2）航天器上的\textit{Sun Watcher using Active Pixel system detector and Image Processing}（SWAP）提供了以174 ° C为中心的极紫外通道中的日冕图像。这些数据与\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）和\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）一起用于研究日冕亮点的动力学。的磁极性的演变和相关的形态变化进行了研究，使用磁图和多波长成像。在低分辨率SWAP图像和高分辨率AIA图像中看到的亮点的形态显示出不同的结构，而强度随时间的变化在SWAP 174和AIA 171通道中显示出相似的趋势。我们观察到，在对应于$10^{18}$ Mx量级的磁通量的EUV通道中看到亮点。我们发现，在几个紫外\todash EUV通道的亮点的总发射和总的无符号光球磁通量超过一定的阈值之间存在着良好的相关性。亮点也显示出周期性的增亮，我们试图找到亮点的振荡周期及其与磁通量变化的联系。观测到的周期一般都很长（10 \todash-25…
Nature of the energy source powering solar coronal loops driven by nanoflares
需要磁能来加热日冕，太阳的外层大气，达到数百万度。我们研究的性质的磁能源，这可能是负责在太阳活动区的核心纳米耀斑驱动的日冕环的增亮。我们考虑观察两个活跃的区域（AR），11890和12234，在其中已检测到nanoflars。为此，我们使用紫外线（UV）和极紫外线（EUV）的图像从大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的日冕循环诊断。这些图像与SDO上的日震和磁成像仪（HMI）的同时视线磁场图相结合，以研究日冕环与光球层磁根之间的连接。这些AR的核心在AIA的多个EUV通道中表现出环路增亮，特别是在其9.4 nm滤光片中。HMI磁场标测图显示在这些环底部存在复杂的混合极性磁场分布。我们在这些位置检测到光球磁通量的抵消率约为$10^{15}$ Mx s $^{-1}$。直接在抵消磁特征上方的相关致密日冕增亮指示由于色球磁重联而导致的等离子体加热。我们认为，复杂的磁拓扑结构和磁场的演变，如在光球和由此产生的色球重联通量抵消，可以发挥重要的作用，在激励活动区日冕环驱动的纳米耀斑。我们估计在安静的太阳通量抵消过程中释放的磁能表明，色球重联也可以为安静的日冕提供动力。
Multi-Channel Auto-Calibration for the Atmospheric Imaging Assembly using Machine Learning
NASA, Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美国天主教大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Frontier Development Lab（前沿发展实验室）；SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory (LMSAL)（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Institut d’astrophysique spatiale（空间天体物理研究所）；University of Oxford（牛津大学）
Large-scale Coronal Propagating Fronts in Solar Eruptions as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly on Board the Solar Dynamics Observatory\,--\,An Ensemble Study
Unraveling the Secrets of the lower Solar Atmosphere: One year of Operation of the Solar Ultraviolet Imaging Telescope (SUIT) on board Aditya-L1
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理学中心）；Manipal Centre for Natural Sciences, Manipal Academy of Higher Education（马尼拉高等教育学院自然科学中心）；Department of Physics, University College, Research Centre, University of Kerala（喀拉拉大学研究学院物理系）；Tezpur University（特佐普尔大学）；Center of Excellence in Space Sciences India, Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度空间科学卓越中心，加尔各答印度科学与教育研究所）
Dynamics and Kinematics of the EUV Wave Event on 6 May 2019
我们在这里提出的运动学的EUV波与GOES M1.0级太阳耀斑，起源于NOAA AR 12740。太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）以高时空分辨率对该事件进行了全面观测。这一事件显示了EUV波的许多特征，这些特征对于理解EUV波的性质具有决定性意义。这些特征包括：快模式波，伪波，慢模式波和固定的前，可能是由于模式转换。一个快模波也向位于北极附近的冕洞传播，当它遇到冕洞时，波速不会改变。我们打算为所有这些不同的功能提供自洽的解释。
Reflection and refraction of (magneto-)acoustic waves at the magnetic canopy: further evidences from multi-height seismic data
我们最近提出的证据（Rajaguru et al. 2012）表明，在太阳低层大气中膨胀的磁性结构周围的地震晕与声波到磁声波的转换有关，使用来自太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和大气成像组件（AIA）（1700和1600毫米波通道）的多高度数据。利用相同的数据，我们在这里提出和讨论进一步的证据，通过分析从不同高度的观测值之间的相移的地图和它们与振荡功率的对应关系。相移图提供了（磁）声波模式的反射和折射的更直接的特征。
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。
