我们提出了对太阳黑子本影闪光的新的高分辨率分光偏振Ca II 8542观测结果。在近0.18”，并跨越约一个小时的连续观察，这是迄今为止公布的最详细的数据集。我们的研究涉及LTE和非LTE反演（但也包括弱场分析作为健全性检查），以量化温度，质量流量和完整的磁场矢量几何形状。我们证实了早先的报道，超高频有非常精细的结构，热和冷的材料在亚弧秒尺度上混合。冲击波阵面比周围的物质热大约1000 K。我们没有观察到本影中的场的显著波动。然而，在半影中，运行的半影波的通过使磁场强度改变约200 G（峰-峰幅度），但它不改变场的方向（至少在我们几度的灵敏度内不显著）。我们发现对于视线速度和磁场强度，随着磁场倾斜度的增加，高频调制功率有减小的趋势。在外部半影中，我们发现没有高频功率，而朝向本影的高频功率越来越多。
英文摘要：
We present new high-resolution spectro-polarimetric Ca II 8542 observations of umbral flashes in sunspots. At nearly 0.18", and spanning about one hour of continuous observation, this is the most detailed dataset published thus far. Our study involves both LTE and non-LTE inversions (but includes also a weak field analysis as a sanity check) to quantify temperatures, mass flows and the full magnetic field vector geometry. We confirm earlier reports that UFs have very fine structure with hot and cool material intermixed at sub-arcsecond scales. The shock front is roughly 1000 K hotter than the surrounding material. We do not observe significant fluctuations of the field in the umbra. In the penumbra, however, the passage of the running penumbral waves alter the magnetic field strength by some 200 G (peak-to-peak amplitude) but it does not change the field orientation (at least not significantly within our sensitivity of a few degrees). We find a trend of decreasing high-frequency modulation power for more inclined magnetic fields for the line-of-sight velocity and magnetic field strength. In the outer penumbra we find an absence of high frequency power while there is increasingly more power at high frequencies towards the umbra.
Downflowing umbral flashes as an evidence of standing waves in sunspot umbrae
暗闪是在色球层谱线的核心处通常可见的突然增亮。理论和数值模拟表明，它们是由冲击波的传播产生的。根据这些模型和早期的观测，本影闪光与上升气流有关。然而，最近的研究报告了在下降的大气中的本影闪光。我们的目的是了解下降的本影闪光的起源。我们探讨了如何存在的驻波在本影色球层的影响产生的闪光的配置文件。我们用MANCHA程序对太阳黑子本影中的波传播进行了数值模拟。Ca II 8542 Å线的斯托克斯轮廓是用NICOLE合成的。对于自由传播的波，色球温度的振荡增强的相位与速度上升。在这种情况下，Ca II 8542的高强度核心在振荡的上升阶段被加热。如果我们考虑一个不同的情况与谐振腔，波反射在急剧的温度梯度的过渡区导致驻波振荡。在这种情况下，温度波动向后移动，温度升高部分与振荡的下流阶段一致。在由静止振荡产生的本影闪光中，当振荡向下流动时，产生发射特征的反转。色球层温度在大气由下降流向上升流转变的过程中持续升高。在闪烁的Ca Ⅱ 8542芯出现期间，大气大部分时间是上升流，只有38%的闪烁剖面与下降流有关。我们发现了一个方案，显着解释了最近的经验发现，作为一个自然的结果，存在的常设振荡以上的太阳黑子本影的下行本影闪光。
The Magnetic Response of the Solar Atmosphere to Umbral Flashes
对太阳黑子本影的色球观测为磁声冲击现象及其对周围磁主导等离子体的影响提供了一个特殊的视角。我们采用同步狭缝光谱偏振和光谱成像观测的色球He I 10830和Ca II 8542线检查的本影磁场的波动所造成的陡峭的磁声波到本影闪光。现代反演程序的应用程序，我们发现的证据支持的情况下，本影冲击事件造成的嵌入磁场线的膨胀，由于绝热压力的增加。采用的大量统计数据使我们能够计算绝热指数，伽玛= 1.12 +/- 0.01，色球本影位置。对垂直于太阳法线的矢量磁场波动的检查显示，在本影闪光的位置处，变化高达~200 G。这种横向磁场波动以前没有描述过。通过与非线性无力场外推的比较，我们发现横向场分量的扰动与静态场几何形状的方向相同。这意味着由本影闪光产生的磁场增强沿着发展中的冲击波的运动路径定向，因此在磁场的倾斜和/或方位角方向上产生相对小的变化，最大为~8度。重要的是，这项工作突出了本影闪光能够修改全矢量磁场，与检测较弱的横向磁场组件，使高分辨率数据与现代反演程序相结合成为可能。
Investigation of the subsurface structure of a sunspot based on the spatial distribution of oscillation centers inferred from umbral flashes
太阳黑子的次表层结构对黑子的稳定性和能量传输有重要影响。目前已提出了两种地下结构模型，即整体模型和簇模型，但迄今为止还没有发现支持特定模型的明确观测证据。为了获得太阳黑子的次表面结构的线索，我们分析了合并太阳黑子的本影闪光IRIS Mg II 2796埃缝颚图像（SJIs）注册。暗闪被认为是光球层下对流单体产生的磁流体冲击波的一种观测表现。通过跟踪单个本影闪光的运动，我们确定了对流单体的位置，即位于本影下方的振荡中心。我们发现，振荡中心优先位于暗核的本影核心，而不是在明亮的区域，如光桥或本影点。此外，振荡中心往往偏离合并的太阳黑子的收敛界面，在那里预计将发生剧烈的对流。我们还发现，推断的对流单体的深度没有明显的区域依赖性。这些结果表明，次表面的本影是一个环境，对流可以发生比收敛界面更容易，因此支持集群模型。为了得到更具体的结果，还需要进一步研究低层大气中的本影速度振荡。
A Hot Downflowing Model Atmosphere For Umbral Flashes And The Physical Properties Of Their Dark Fibrils
我们执行NLTE反演在一个大的本影闪光，包括黑暗的纤维可见，在他们，并在静止的本影通过使用反演代码NICOLE上的一组全斯托克斯高分辨率的Ca II 8542 A观测的太阳黑子在磁盘中心。我们发现，暗结构的斯托克斯配置文件是不同的静态和闪光区。它们最好由在速度方面更类似于闪光大气的大气再现，即使振幅减小。我们还发现了两套解决方案，精细地适合闪光的配置文件：一组是向上流动，具有过渡区，这是更深的比在静止的情况下，并在温度略有下降之前，和第二个解决方案，在色球层中的一个较热的气氛，但具有接近声速在这样的高度下降流。这种下降流可能与日冕环的存在有关，甚至取决于日冕环的存在，日冕环植根于太阳黑子的本影，就像在分析的区域中的情况一样。类似的环最近被观察到在过渡区有超音速的下降流，这与早期的“太阳黑子羽流”一致，后者总是被发现在太阳黑子中显示出强烈的下降流。最后，我们发现，平均而言，磁场减少的闪光区，这表明冲击压力是移动的磁力线在上层。
Inversions of synthetic umbral flashes: selection of wavelength sampling
成像光谱仪是用于获取太阳数据的常用仪器。它们在选定的波长位置记录准单色图像。通过扫描线的光谱范围，可以获得具有中等光谱分辨率的FoV的二维图。在这项工作中，我们评估质量的分光偏振反演得到的各种波长的采样期间的阴影闪光。我们计算了太阳黑子中非线性波传播的数值模拟，并使用NLTE程序NICOLE在阴影闪光期间构造了Ca II 8542谱线中的合成Stokes剖面。斯托克斯分布的光谱分辨率被降级到不同的情况下的波长覆盖范围的差异。分析了大量的波长采样，并通过将推断的色球温度、速度和磁场与数值模拟的色球实际值进行比较来评估反演的性能。反演结果中的误差在很大程度上取决于波长点在谱线轮廓上的位置。随着光谱分辨率的提高，推断的磁场得到改善。在速度和温度的情况下，低光谱分辨率数据产生的反演大气与实际值相匹配，可与具有更高分辨率的波长采样相媲美，同时在数据采集中提供更高的时间节奏。我们验证了NLTE反演的光谱偏振数据从Ca II 8542在阴影闪烁，在此期间，由于冲击波的传播，大气发生突然的戏剧性变化。我们的研究结果有利于使用精细的光谱分辨率的分析，专注于推断的磁场，而温度和速度波动的估计可以用较低的光谱分辨率。
The formation of small-scale umbral brightenings in sunspot atmospheres
太阳黑子的大气是高度不均匀的，具有准稳定和瞬时的特征，如“本影微喷流”和暗纤维状事件。我们试图了解小规模的本影增亮（SSUBs;类似于本影微射流）的形态学特性和形成机制，并了解这些事件与短动态原纤维，本影闪光和本影点之间的联系是否可以建立。使用了对Ca II H线进行采样的SST滤波图时间序列和CRISP全斯托克斯15点Ca II 8542 A线扫描数据集。在太阳黑子本影中发现的54个SSUB的平均寿命和长度分别为44.2秒（sigma=20秒）和0.56”（sigma=0.14”）。这些事件的空间定位和形态演变进行了调查，发现没有证据的抛物线或弹道轮廓，也没有偏好与本影闪光共空间形成。斯托克斯V剖面反转的存在提供了证据，表明这些事件可以通过色球层中的激波发展形成。弱场近似的应用表明，视线磁场的变化并不是导致谱线轮廓改变的原因，并表明热力学效应是发射增加的实际原因。最后，一个子集的SSUBs被观察到形成在脚点的短动态原纤维。总的来说，我们发现这些事件的空间位置与本影点和本影闪光的发生之间没有相关性。然而，SSUBs的寿命和光谱特征与本影闪光相当，并且位于短动态原纤维的足点处，在红移阶段期间或结束时。因此，这些特征可能是由于纤维状物质在重力作用下返回时在低层大气中受到冲击而形成的。
Semi-empirical model atmospheres for the chromosphere of the sunspot penumbra and umbral flashes
上下文太阳色球层和下过渡区被认为在日冕加热中起着至关重要的作用。到目前为止，还缺乏描述色球层（和低过渡区）的模型，说明其高度动态和结构化的特点。这部分是由于色球层中的完整频率重新分布的崩溃，也是因为难以获得完整的观测数据，以充分限制所有相关高度的太阳大气。目的。我们的目标是获得半经验模型大气再现的Mg II H&K线剖面的样本中色球层的焦点上的太阳黑子的功能。方法.我们使用分光偏振观测的钙II 8542 A光谱获得的瑞典1米太阳望远镜（SST），并使用NICOLE反演获得半经验模型大气中和周围的太阳黑子的不同功能。这些都是用来合成Mg II H&K光谱使用RH1.5D代码，我们与观察采取的接口区域成像光谱仪（IRIS）进行比较。结果合成配置文件与IRIS观测的比较表明，有几个领域，特别是在太阳黑子的半影，其中大多数观察到的Mg II H&K配置文件是非常好的再现。此外，我们发现，超音速热下降流，目前在我们的模型收集中的本影，导致合成的配置文件，同意与IRIS镁II H&K的配置文件，除了线芯。结论.我们提出并提供了四个半经验模型大气。两个用于半影，反映了色球层获得的温度范围，一个用于本影闪光，一个代表太阳黑子安静环境的模型。这些资料有电子版和表格版。
目标。了解太阳黑子本影色球层的形态。我们调查，如果观察到的水平结构的光谱核心的钙II H线是短暂的视觉冲击动力学更稳定的结构所造成的，并检查它们的关系与观测的H-α线。方法.过滤图在核心的钙II H和H-α线与瑞典1米太阳望远镜观察。我们利用一种技术，创建复合图像和水平跟踪闪光传播。结果我们发现0“15宽的水平结构，在所有的三个目标太阳黑子，为每一个闪光的视宁度是中等至良好的。离散的暗结构被确定为至少两个本影闪光是稳定的，以及结构的系统，生活长达24分钟。我们发现了具有类似稳定性的极端延伸结构的情况，其中一个这样的结构显示出5”的范围。其中一些结构在H-α中有对应关系，但我们无法找到每次出现的一一对应关系。如果暗条纹形成于与本影闪光相同的高度，那么对于所有三个被分析的太阳黑子来说，都存在强烈偏离垂直方向的结构系统。结论.长寿命的Ca II H平行水平结构是太阳黑子本影中常见且可能永远存在的特征。如果本影色球层中的磁场确实与这些结构一致，那么就需要重新审视目前对典型本影的理论理解。
Chromospheric Flashes in a Solar Pore: Insights from Multi-line Spectropolarimetric Diagnostics
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测台，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；National Solar Observatory (NSO)（国家太阳天文台）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Instituto de Astrofı́sica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
Chromospheric and photospheric properties of sunspots as inferred from Stokes inversions under magneto-hydrostatic and non-local-thermodynamic equilibrium
Institut für Sonnenphysik（太阳物理研究所）；Institute for Solar Physics, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文 Leibniz 研究所）；ETH Zürich, Institute for Particle Physics and Astrophysics（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana（意大利瑞士大学信息学院阿尔多和塞莱达科太阳研究所以及研究所）
Three-dimensional magnetic structure of a sunspot: comparison of the photosphere and upper chromosphere
我们调查的磁场的太阳黑子在上色球层，并比较它的领域的光球属性。我们用安装在德国真空塔望远镜（VTT）上的Tenrife红外偏振仪-2（TIP-2）对活动区NOAA 11124的主要前沿黑子进行了为期两天的观测。通过对He I三重态在1083.0 nm处的斯托克斯光谱反演，得到了上色球层的磁场矢量。为了与光球层进行比较，我们应用了Si I 1082.71 nm和Ca I 1083.34 nm线的高度依赖反转。我们发现，在上层色球的本影磁场强度是由一个1.30-1.65倍的光球相比，低。本影的磁场强度从光球层到上色球层以平均0.5-0.9 G km $^{-1}$的速率减小。两个大气层之间的磁场强度差异从太阳黑子中心到太阳黑子的外边界逐渐减小，而磁场（特别是其水平分量）在黑子外的色球层中更强，这暗示着一个磁冠。太阳黑子的扭曲在两个层中平均是相似的。然而，光球层和色球层之间的差异扭曲迅速增加的外部半影边界。光球层中的磁场矢量相对于太阳表面的水平度比色球层上部高出大约5-20 $^\circ$。在光桥之上，色球层的磁场与本影中的磁场一样强，而光桥的磁场比光球层中的磁场弱大约1 kG。这表明光桥上方有一个尖状的磁场结构。
太阳黑子色球显示有力的振荡签名时，观察色球诊断像强钙II线和H-α。来自瑞典1米太阳望远镜的新的高分辨率太阳黑子观测显示，小规模周期性喷流状特征无处不在，上下移动。这种现象以前没有描述过。它们的典型宽度约为0.3弧秒，在时空图中显示出清晰的抛物线轨迹。喷流顶部的最大延伸在本影中最低，只有几百公里，在半影中逐渐远离本影，最长超过1000公里。这些射流类似于在plage区域中发现的动态原纤维，但延伸较小。LTE反演光谱偏振Ca II 8542观测，使磁场倾斜度和这些短喷流的属性进行比较。我们发现，这些喷流中最长的也有较长的周期，往往位于更水平的磁场的区域。这是对长周期波沿倾斜磁场传播到太阳色球层的机制的直接观测确认。这种机制在早期被确定为动态原纤维的驱动程序，在安静的太阳斑驳的一部分，和I型骨针在肢体。我们在这里报告的太阳黑子动态纤维代表了这种机制的一种新的表现形式。它们与先前报道的瞬变半影和本影微射流不同。
Observation and analysis of chromospheric magnetic fields
太阳色球层是太阳的一个活跃的动态区域，波和磁场在其中起着重要的作用。为了提高色球诊断，我们提出了新的观测在Ca II 8542进行的SST/CRISP在拉帕尔马，工作在全斯托克斯模式。我们测量了斯托克斯线轮廓的活动区域。靠近太阳临边观测到的线剖面显示所有四个斯托克斯参数的信号，而靠近盘中心观测到的剖面仅显示斯托克斯I和V的噪声水平以上的信号。我们使用LTE反演代码“NICOLE”推导出在没有半影的小圆黑子中存在的本影闪光中的大气参数。
A study of sunspot 3 minute oscillations using ALMA and GST
波和振荡是重要的太阳现象，不仅因为它们可以在色球层中传播和耗散能量，还因为它们携带了关于它们传播的大气结构的信息。在太阳黑子本影区观察到的三分钟振荡的性质被认为是磁流体动力学（MHD）波从光球层以下向上传播的影响。我们提出了一个研究太阳黑子振荡和波传播在NOAA AR 12470使用约一个小时长的数据集获得的2015年12月17日由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），古德太阳望远镜（GST）在大熊太阳天文台（BBSO），大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO），界面区成像光谱仪（IRIS）ALMA的数据是独一无二的，它提供了太阳黑子色球层直接温度测量的时间序列。ALMA图像的两秒节奏使我们能够很好地解决色球层中典型的太阳黑子振荡的三分钟周期。傅立叶分析应用于ALMA频带3（$\sim$ 100 GHz，$\sim$ 3 mm）和GST H $α$数据集以获得功率谱以及振荡相位信息。我们分析了波的传播特性，结合多个波长，探测太阳大气的物理参数在不同的高度。我们发现，ALMA的温度波动与预期的传播声波是一致的，轻微的不对称性表明非线性陡峭。
Chromospheric Dynamics of an Umbral Flare Kernel - Based on Coordinated SUNRISE III SCIP and Domeless Solar Telescope Observations
Kyoto University（京都大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Kanazawa University（金泽大学）；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）；The University of Tokyo（东京大学）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高级研究大学院大学）
本研究利用SUNRISE III SCIP与DST的协同观测，揭示了太阳黑子本影内M1.4级耀斑核的色球精细结构与等离子体运动，解释了耀斑红不对称性的成因。
Standing oscillations in a resonant sunspot atmosphere captured by integral field spectroscopy
California State University Northridge（北岭加州州立大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；National Institute for Space Research (INPE/Brazil)（巴西国家空间研究所）
利用积分场单元FRANCIS观测Na I D1/D2线形成高度上的振荡，通过小波互相关分析发现黑子本影中心存在驻波行为，边缘为传播模式，能量通量随高度衰减，阻尼长度约363 km。
Multi-line Wave Signatures in a Sunspot from Near-UV Sunrise III/SUSI Observations
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）
