We present a comprehensive set of spectral data from two quiescent solar prominences observed in parallel from space and ground: with the VTT, simultaneous two-dimensional imaging of H-beta 4862 and Ca II 8542 yields a constant ratio, indicating small spatial pressure variations over the prominences. With the Gregory, simultaneous spectra of Ca II 8542 and He I 10830 were taken, their widths yielding 8000< T_kin< 9000 K and v_nth<8 km/s. The intensity ratio of the helium triplet components gives an optical thickness of tau < 1.0 for the fainter and tau < 2.0 for the brighter prominence. The tau_0 values allow to deduce the source function for the central line intensities and thus the relative population of the helium 3S and 3P levels with a mean excitation temperature T_ex = 3750 K.
With SUMER, we sequentially observed 6 spectral windows containing higher Lyman lines, 'cool' emission lines from neutrals and singly charged atoms, as well as 'hot' emission lines from ions like O IV, O V, N V, S V and S VI. The EUV lines show pronounced maxima in the main prominence body as well as 'side-locations' where the 'hot' lines are enhanced with respect to the 'cool' lines. The line radiance of 'hot' lines blue-wards of the Lyman series limit (lambda<912 A) appear reduced in the main prominence body. This absorption is also visible in TRACE images of Fe IX/X 171 as fine dark structure which covers only parts of the main ('cool') prominence body.
The Lyman lines show a smooth decrease of line widths and radiance with increasing upper level k = 5 through 19. For k= 5 through 8 the level population follows a Boltzmann distribution with T_ex >6 *10^4 K; higher levels k > 8 appear more and more overpopulated. The larger widths of the Lyman lines require high non-thermal broadening close to that of 'hot' EUV lines. In contrast, the He II emission is more related to the 'cool' lines.
On the Branching in the Emission Relations of Ca II lines in Solar Prominences
我们同时观察到的Ca II K，Ca II 8542和H-β的排放在太阳能电池在高空间和光谱分辨率。我们确认分支的钙II和H-β的发射关系。这与非热谱线展宽有关，其对Ca II谱线的影响远大于H-β。经典的非热（麦克斯韦）线加宽，确定由氢线的宽度与钙线的宽度比较，是不足以解释钙II宽度。这表明了未解决的日珥精细结构的大尺度运动的额外增宽。
Prominence Plasma Parameters Maps Inferred From Lyman $β$ and Lyman $γ$ Observations and Non-LTE Modelling
SUPA School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体分子基础研究实验室）
High-Time-Cadence Spectroscopy and Photometry of Stellar Flares on M-dwarf YZ Canis Minoris with Seimei Telescope and TESS. I. Discovery of Rapid and Short-Duration Prominence Eruptions
Comparing UV/EUV line parameters and magnetic field in a quiescent prominence with tornadoes
上下文理解等离子体和磁场之间的密切关系对于描述和解释观测到的太阳磁场的复杂动力学是重要的。目的。我们确定，如果一个密切的关系，等离子体和磁场参数测量在一个良好的观测日珥与高空间分辨率可以找到。我们选择了2014年7月15日从太空（IRIS，Hinode，SDO）和地面（THEMIS）观察到的日珥。我们使用2D互相关技术对数据集进行稳健的共对准。我们推导出的磁场参数从分光偏振测量的He I D3线THEMIS。比较了IRIS观测到的Mg II h和k线的线比和视速度与磁场强度、倾角和方位角的关系。使用Hinode/EIS Fe XII线比率计算电子密度，并与THEMIS和IRIS数据进行比较。结果我们发现镁II k/h的比率约为1.4无处不在，类似于以前发现的值在brachiences。我们还发现，磁场是最强的（约30 G），主要是在龙卷风般的日珥腿水平。k3多普勒频移被发现是+/- 10公里/秒之间的任何地方。电子密度在1.5e6 K的温度下被发现是约1 e9/cm 3。磁场参数之间没有显着的相关性，和任何其他等离子体参数从EUV光谱推断，这可以解释在本研究中使用的线的温度的巨大差异。结论.这是第一次在日珥中以高空间分辨率对等离子体和磁场参数进行详细的统计研究。我们的研究结果提供了重要的约束未来模型的等离子体和磁场在这些结构。
Multi-Viewpoint Observation of a Failed Prominence Eruption on the Sun
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Northumbria University（诺森比亚大学）；University of Graz（格拉茨大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）
High-Time-Cadence Spectroscopy and Photometry of Stellar Flares on M-dwarf YZ Canis Minoris with Seimei Telescope and TESS. II. Statistical Properties of Blue/Red Asymmetries in the H$α$ Line
SDO/AIA Detection of Solar Prominence Formation within a Coronal Cavity
我们报告的第一个分析SDO/AIA观测的形成一个静止的极冠突出的冕腔。He II 304 He（log T_{max} ~ 4.8 K）数据显示，由于等离子体的垂直引流和横向输送，日珥逐渐消失，约12小时后形成新的日珥。在日珥形成之前，在冕腔的中心区域会出现明亮的发射“云”。云的峰值亮度在时间上从Fe XIV 211通道，通过Fe XII 193通道，到Fe IX 171通道逐渐移动（log T_{max}分别为6.2，6.1，5.8 K），同时高度降低。过滤器比分析估计的云在腔中的初始温度约为log T \sim 6.25 K的冷却随着时间的推移的证据。随后日珥的增长伴随着211通道中空洞的变暗。这些观测结果暗示了通过冕腔中热等离子体的原位冷凝形成日珥的可能性，支持了日冕磁通量绳中磁热对流的拟议过程。
Time-resolved spectroscopy and photometry of an M dwarf flare star YZ Canis Minoris with OISTER and TESS: Blue asymmetry in H$α$ line during the non-white light flare
在本文中，我们提出的光谱和光度观测的M-型耀斑星YZ CMi的框架内的光学和红外协同望远镜的教育和研究（OISTER）的合作在过境系外行星调查卫星（TESS）的观测期间的结果。我们从TESS光变曲线中检测到145个白光耀斑，并从2019-01-16和2019-01-18之间进行的OISTER观测中检测到4个H $α$耀斑。其中，3 H $α$耀斑与白光耀斑有关。然而，其中一个没有表现出明显的连续增亮，在这次耀斑期间，H $α$线表现出蓝不对称，持续了$\sim 60$ min。蓝移分量的视线速度为$-80$ - $-100$ km s $^{-1}$。这表明，即使没有可检测到的红色/近红外连续增亮，色球层冷等离子体也可以向上流动。假设H $α$线的蓝色不对称是由YZ CMi上的日珥爆发引起的，我们估计了向上运动的物质的质量和动能分别为$10^{16}$ - $10^{18}$ g和$10^{29.5}$ - $10^{31.5}$ erg。估计的质量是可比的预期从耀斑X射线能量和质量的恒星耀斑和太阳日冕物质抛射的向上移动的材料之间的经验关系。相比之下，YZ CMi上的非白光耀斑的估计动能大致是$2$数量级小于耀斑X射线能量和太阳CME动能之间的关系所预期的。这可以通过日冕物质抛射和日珥爆发之间速度的差异来理解。
Four decades of advances from MSDP to S4I and SLED imaging spectrometers
多通道减法双通（MSDP）是一种成像光谱技术，它允许在具有高空间和时间分辨率的二维视场上观察谱线轮廓。自1977年以来，它一直被广泛用于各种光谱仪（Meudon，Pic du Midi，德国真空塔望远镜，THEMIS，Wrocketaw）。我们总结了以前的发展，并描述了一个新的设计，已在Meudon开发的能力，具有更高的光谱分辨率和增加的通道数：光谱采样与切片器的太阳能仪器（S4I），它可以结合一个新的和快速的偏振分析。这种新一代MSDP技术非常适合大型望远镜。还介绍了一个衍生的紧凑版本的仪器，太阳能谱线发射多普勒仪（SLED），致力于动态研究的日冕循环中观察到的禁止的铁线，和双折射的目标。它是为观测日全食而设计的，并可分别用于观测日珥和日冕的弗罗茨瓦夫和隆姆尼奇峰日冕仪。
Doppler-shifted Signatures in the Chromospheric Line Profiles of II Pegasi
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
