The Limb Brightening and its Relationship with the Millimeter-wave Cavity
Victor De la Luz, Miguel Chavez, Emanuele Bertone
备注：
conference: New Quests in Stellar Astrophysics III
发表信息：
Proceedings of an International Conference held at Puerto Vallarta, Jalisco, Mexico 12-16 March, 2012. Edited by M. Chavez, E. Bertone, O. Vega and V. De la Luz. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2013, p.253
Through a detailed theoretical analysis of the local emission at millimeter,sub-millimeter and infrared wavelength regimes (from \~ 10 GHz up to \~ 10 THz), we found that, associated with the temperature minimum, there is an optically thin cavity surrounded by two regions of high local emissivity. We call this structure the Chromospheric Solar Millimeter Cavity (CSMC). In order to search for traces of this cavity in the available radio observations on the solar limb, we have developed a robust method to associate the radiation at different heights with the observed brightness temperatures. We foresee that this approach will allow us to determine the relationship between the CSMC and the solar limb brightening.
High-frequency wave power observed in the solar chromosphere with IBIS and ALMA
我们目前的观测限制太阳色球加热的贡献，从声波频率在5和50兆赫之间。我们利用新墨西哥州邓恩太阳望远镜的观测结果，并补充了2017年4月23日收集的阿塔卡马大型毫米波阵列的观测结果。各种量的功率谱的性质是从Ca II 854.2 nm、H I 656.3 nm的谱线以及1.25 mm和3 mm处的毫米连续谱导出的。（斜率、峰值和白噪声本底）与太阳特征的类型（互联网、网络、谱斑）相关。为了解开的垂直与横向等离子体运动，我们检查两个不同的领域，一个接近磁盘中心和其他接近的肢体。为了推断中色球层的声通量，我们将我们的观测结果与随时间变化的辐射流体动力学RADYN代码的合成观测值进行了比较。我们的研究结果表明，声波携带高达约1千瓦米$^{-2}$的能量通量在中间色球，这是不足以维持安静的色球，相反，以前的出版物。
A Statistical Study of Solar White-Light Flares Observed by the White-light Solar Telescope of the Lyman-alpha Solar Telescope on the Advanced Space-based Solar Observatory (ASO-S/LST/WST) at 360 nm
An extreme ultraviolet wave generating upward secondary waves in a streamer-like solar structure
极紫外（EUV）波是低日冕中水平传播的扰动，当它遇到日冕结构时，往往会触发水平二次波。我们提出了第一个例子，向上SW在一个流光状的结构后，通过的EUV波。事件发生在2017年6月1日。极紫外波发生在一次典型的太阳爆发中，包括暗条爆发、CME、C6.6耀斑。EUV波与准周期快速传播（QFP）波列和代表日冕激波存在的II型射电爆发有关。极紫外波有一个快速的初始速度$\sim$ 1000 km s $^{-1}$，相当于高速度的冲击波和QFP波列。有趣的是，向上SW上升缓慢（$\sim$ 80 km s $^{-1}$）的流光状结构后，扫描的EUV波。向上的SW似乎起源于由EUV波引起的临边增亮。结果表明，极紫外波是一种快模磁流体动力学激波，可能是由耀斑脉冲触发的。我们认为部分EUV波可能被捕获在类似流光结构的闭合磁场中，向上的SW可能是由于捕获波以慢模形式释放而产生的。据认为，日冕激波的强烈压缩和流光状结构的配置的相互作用是形成向上SW的关键。
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
