Context. Prominence oscillations have been mostly detected using Doppler velocity, although there are also claimed detections by means of periodic variations in half-width or line intensity. However, scarce observational evidence exists about simultaneous detection of oscillations in several spectral indicators. Aims. Our main aim here is to explore the relationship between spectral indicators, such as Doppler shift, line intensity, and line half-width, and the linear perturbations excited in a simple prominence model. Methods. Our equilibrium background model consists of a bounded, homogeneous slab, which is permeated by a transverse magnetic field, having prominence-like physical properties. Assuming linear perturbations, the dispersion relation for fast and slow modes has been derived, as well as the perturbations for the different physical quantities. These perturbations have been used as the input variables in a one-dimensional radiative transfer code, which calculates the full spectral profile of the hydrogen H-alpha and H-beta lines. Results. We have found that different oscillatory modes produce spectral indicator variations in different magnitudes. Detectable variations in the Doppler velocity were found for the fundamental slow mode only. Substantial variations in the H-beta line intensity were found for specific modes. Other modes lead to lower and even undetectable parameter variations. Conclusions. To perform prominence seismology, analysis of the H-alpha and H-beta spectral line parameters could be a good tool to detect and identify oscillatory modes.
Synthetic polarimetric spectra from stellar prominences
在快速旋转的恒星中探测到的恒星磁场可以作为冷恒星日冕中磁性的探测器。我们已经合成的斯托克斯配置文件中产生的He I 10830和5876 A三胞胎在日珥围绕恒星旋转的时间演化。合成进行了HAZEL代码使用云模型，其中的突出的特点是位于一个固定的纬度和高度的板。它解释了散射极化和塞曼和汉勒效应。分析了几种不同日珥磁场强度和方向的情况。结果表明，当日珥在恒星盘外时，辐射特征在剖面上漂移。当日珥遮蔽恒星时，强度轮廓显示出吸收。由日珥引起的散射产生斯托克斯Q和U分布中的线偏振信号，当存在磁场时，该线偏振信号被汉勒效应修改。由于塞曼效应，当沿视线的磁场不为零时，Stokes V剖面显示具有非常低幅度的信号。估计的线偏振信号可能会被未来的分光偏振计MIRADAS检测到，将被附加到GTC望远镜。
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。
Detection of Doppler velocity differences between ions and neutrals in an erupting prominence
Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）；College of Science and Engineering, Ritsumeikan University（立命馆大学理工学部）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用IRIS对太阳双折射中的Mg II h和k线进行观测，发现了从简单的非反转轮廓到典型的双峰反转轮廓以及许多其他复杂线形的各种线形。造成这种变化的物理条件还不很清楚。我们的目的是了解如何突出板内的物理条件影响的形状和性质的紧急镁II线配置文件。我们使用一维非LTE辐射转移代码计算Mg II线的光谱，两个大网格的模型大气（等温等压，过渡区）。详细讨论了等离子体参数对出射光谱的影响。我们的结果与以前的研究一致。我们提出了几个可观测量和突出参数之间的依赖关系，这将有助于解释的意见。与已知的限制所观察到的线参数的比较表明，大多数观察到的发射在Mg II H和K线的冷，低压，光学厚的结构。结果表明，Mg Ⅱ k线强度与氢线强度以及发射强度之间有很好的相关性。一维非LTE辐射转移代码非常适合了解太阳能电池中Mg II h和k线剖面的主要特征，但需要更先进的代码进行详细的比较。
Non-LTE Analysis of Pre-eruptive Prominence Plasma Parameters Effects on the Lyman-beta and Lyman-gamma Lines with Solar Orbiter SPICE Observations
University of Glasgow（格拉斯哥大学）；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、天体物理分子信息实验室）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
Multi-wavelength synthesis of a flux rope-trapped mini-prominence eruption and post-flare coronal rain
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Northumbria University（诺森比亚大学）
From simulations to observations of cool plasma: What we can learn from synthetic spectra
NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Northumbria University（诺森比亚大学）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局（ESA）欧洲航天天文中心）
Synthetic [CII] emission maps of a simulated molecular cloud in formation
C-$^{+}$离子是星际气体的重要冷却剂，因此[CII]精细结构线在星际介质中经常被观测到。然而，[CII]排放气体的物理和化学性质仍不清楚。我们进行非LTE辐射传输模拟与RADMC-3D研究[CII]线发射从一个年轻的，湍流分子云开始恒星形成之前，使用SILCC-Zoom项目的数据。[CII]发射的光学厚度超过可观测面积的40%，具有$I_{[\textrm{CII}]} > 0.5$ K km s $^{-1}$。为了确定[CII]发射气体的物理性质，我们将[CII]发射视为光学薄。我们发现，[CII]发射主要来自冷，中等密度的气体（$40 \lesssim T \lesssim 65$ K和$50 \lesssim n \lesssim 440$ cm $^{-3}$），主要由原子氢和有效的视觉消光之间的$\sim 0.50$和$\sim 0.91$。以分子氢为主的气体仅贡献总[CII]线发射的$\lesssim$ 20%。因此，[CII]不是一个很好的示踪剂CO暗H $_2$在这个早期阶段的云的生命。我们还发现，总气体，H和C $^+$柱密度都与集成[CII]线发射，幂律斜率范围从0.5到0.7。此外，总柱密度和[CII]线发射之间的中值比为$Y_{\rm CII}\approx 1.1 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$（K km s $^{-1}$）…
