A jet is a considerable amount of plasma being ejected from the chromosphere or lower corona into the higher corona and is a common phenomenon. Usually, a jet is triggered by a brightening or a flare, which provides the first driving force to push plasma upward. In this process, magnetic reconnection is thought to be the mechanism to convert magnetic energy into thermal, nonthermal, and kinetic energies. However, most jets could reach an unusual high altitude and end much later than the end of its associated flare. This fact implies that there is another way to continuously transfer magnetic energy into kinetic energy even after the reconnection. The picture described above is well known in the community, but how and how much magnetic energy is released through a way other than reconnection is still unclear. By studying a prominence-like jet observed by SDO/AIA and STEREO-A/EUVI, we find that the continuous relaxation of the post-reconnection magnetic field structure is an important process for a jet to climb up higher than it could through only reconnection. The kinetic energy of the jet gained through the relaxation is 1.6 times that gained from the reconnection. The resultant energy flux is hundreds of times larger than the flux required for the local coronal heating, suggesting that such jets are a possible source to keep the corona hot. Furthermore, rotational motions appear all the time during the jet. Our analysis suggests that torsional Alfvén waves induced during reconnection could not be the only mechanism to release magnetic energy and drive jets.
Simultaneous transverse and longitudinal oscillations in a quiescent prominence triggered by a coronal jet
在本文中，我们报告了2015年6月29日在静止日珥中同时进行的横向和纵向振荡的多波长观测。在活动区12373发生了一次C2.4耀斑，它与一对短带和一个远带有关。在耀斑的脉冲阶段，一个日冕喷流喷出的主耀斑网站，并在西北方向传播的$\sim$ 224 km s $^{-1}$的视速度。飞机的一部分在远处的丝带附近停了下来。剩下的一部分继续前进，最后停在了日珥的东边。一旦喷流遇到日珥，它就会推动日珥周期性地振荡。日珥东部的横向振荡可分为两个阶段。在阶段I中，初始振幅、速度、周期和阻尼时标分别为$\sim$ 4.5 μ m、$\sim$ 20 km s $^{-1}$、$\sim$ 25 min和$\sim$ 7.5 hr。在第二阶段，初始振幅增加到$\sim$ 11.3 Mm，而初始速度减半到$\sim$ 10 km s $^{-1}$。该周期增加了$\sim$ 3.5倍。日珥西部也经历了横向振荡。初始振幅仅为$\sim$ 2 μ m，速度小于10 km/s $^{-1}$。周期（$\sim$ 27分钟）略长于I相的EP。在日珥以东，少数水平线经历了纵向振荡。初始振幅、速度、周期和阻尼时标分别为$\sim$ 52 μ m、$\sim$ 50 km s $^{-1}$、$\sim$ 99分钟和2.5小时。据我们所知，这是第一个由日冕喷流引发的日珥横向和纵向同时振荡的报告。
Kinematics and Untwisting Motion of an Intriguing Jet-like Prominence Eruption
School of Advanced Sciences and Languages, VIT Bhopal University（维特博帕尔大学高级语言与科学学院）；Institute of Physics, University of South Bohemia（南波希米亚大学物理研究所）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳）航天学院太阳活动与空间天气国家重点实验室）
Magnetic field in atypical prominence structures: Bubble, tornado and eruption
在四年的协调活动中，用THEMIS望远镜获得了对双折射的分光偏振观测。我们现在的目标是了解“非典型”磁共振中冷等离子体和磁性的条件，即当测得的磁场倾角在某种程度上偏离“典型”磁共振中占主导地位的水平场时。在这些日珥类型中，磁场的作用是什么？在这些情况下，等离子体动力学是否比磁性支撑更重要？我们的研究集中在三种类型的“非典型”的爆发（龙卷风，气泡和喷流状的日珥爆发），都已被THEMIS观测到的He I D_3线，从中可以得到斯托克斯参数。在考虑Hanle效应的单次散射模型上，利用主成分分析反演方法，得到了每个像元的磁场强度、倾角和方位角。龙卷风中的磁场被发现或多或少是水平的，而对于爆发日珥，它主要是垂直的。我们估计，气泡内部的磁场强度值比周围日珥外部的更高。在我们数据库中的所有模型中，每个像素只考虑一个磁场方向。虽然这个假设对于大多数主日珥天体来说是足够的，但对于非典型日珥结构来说，这个假设似乎过于简单化了。我们应该把这些观测结果看作是多个磁场叠加的结果，甚至可能有一个湍流场分量。
Magnetic Field Configuration of a Quiescent Prominence Revealed by Large-amplitude Longitudinal Oscillations in End-view Observations
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（暗物质与空间天文重点实验室，中国科学院紫金山天文台）；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
Energy release from impacting prominence material following the 2011 June 7 eruption
太阳暗条表现出一系列类似喷发的动态活动，从暗条质量和周围磁结构的全部或部分喷发（如日冕物质抛射（CME））到完全受限或“失败”的喷发。2011年6月7日，SDO和STEREO上的多台仪器观察到一个巨大的丝状体部分喷发。这一事件的一个有趣的方面是太阳大气层的反应，因为在重力的影响下，非逃逸物质向内下落。撞击地点显示出明显的证据，表明由于能量释放，观测到的极紫外波长变亮。两个合理的物理机制解释的增亮被认为是：加热的等离子体由于压缩等离子体的撞击材料的动能，或低线圈的磁场和碰撞材料所携带的字段之间的重连。通过分析几个SDO/AIA波长的增亮发射，并将撞击物质的动能（7.6 x 10^26 - 5.8 x 10^27尔格）与辐射能（1.9 x 10^25 - 2.5 x 10^26尔格）进行比较，我们发现，在观测到的增亮中，能量释放的主要机制是等离子体压缩。
The near-Sun Heliospheric Current Sheet, fluid and kinetic properties
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, CNES, CNRS（天体物理学与行星学研究所以及法国国家研究中心、法国国家空间研究中心）；The Blackett Laboratory, Department of Physics, Imperial College（帝国理工学院物理学院布莱克特实验室）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校太空科学实验室）；School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）；National Institute for Astrophysics (INAF)—Institute for Space Astrophysics and Planetology (IAPS)（意大利国家天体物理研究所（INAF）——空间天体物理学与行星学研究所（IAPS））
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。
