太阳对流的高度湍流性质导致了次表层与光球层和色球层之间强烈的多尺度相互作用。根据真实的三维辐射MHD数值模拟无处不在的小尺度涡管产生的湍流下可见的表面和集中在颗粒间的车道。涡管可以捕获和放大磁场，穿透色球层，并引发准周期性的流动爆发，产生Alfvénic波，将质量和能量输送到太阳大气中。模拟揭示了高速流动模式，复杂的热力学和磁结构的爆发涡流管。近地层强烈的压力梯度是自发喷发的启动和驱动力，而低色球层的洛伦兹力则加速了自发喷发。在本文中，模拟数据被用来进一步调查的喷发，其光谱偏振特性的Fe I 6301.5和6302.5 A谱线的动力学，并展示预期的签名的喷发日出SP数据。我们发现，复杂的动力学结构的涡管（在涡核和周边的上升流下降）可以捕捉到的斯托克斯I型。在喷发过程中，下降流和上升流的比例会突然改变，这种效应可以在斯托克斯V剖面中观察到。此外，在喷发期间，线偏振信号增加，这也可以用Hinode SP检测到。
英文摘要：
Highly turbulent nature of convection on the Sun causes strong multi-scale interaction of subsurface layers with the photosphere and chromosphere. According to realistic 3D radiative MHD numerical simulations ubiquitous small-scale vortex tubes are generated by turbulent flows below the visible surface and concentrated in the intergranular lanes. The vortex tubes can capture and amplify magnetic field, penetrate into chromospheric layers and initiate quasi-periodic flow eruptions that generates Alfvénic waves, transport mass and energy into the solar atmosphere. The simulations revealed high-speed flow patterns, and complicated thermodynamic and magnetic structures in the erupting vortex tubes. The spontaneous eruptions are initiated and driven by strong pressure gradients in the near-surface layers, and accelerated by the Lorentz force in the low chromosphere. In this paper, the simulation data are used to further investigate the dynamics of the eruptions, their spectro-polarimetric characteristics for the Fe I 6301.5 and 6302.5 A spectral lines, and demonstrate expected signatures of the eruptions in the Hinode SP data. We found that the complex dynamical structure of vortex tubes (downflows in the vortex core and upflows on periphery) can be captured by the Stokes I profiles. During an eruption, the ratio of down and upflows can suddenly change, and this effect can be observed in the Stokes V profile. Also, during the eruption the linear polarization signal increases, and this also can be detected with Hinode SP.
Spectro-polarimetric simulations of the solar limb: absorption-emission FeI $6301.5\mathrmÅ$ and $6302.5\mathrmÅ$ line profiles and torsional flows in the intergranular magnetic flux concentrations
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）
Magnetic braids in eruptions of a spiral structure in the solar atmosphere
我们报告的高分辨率成像和光谱观测喷发的螺旋结构在过渡区，这是采取了界面区域成像光谱仪（IRIS），大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）。这次喷发同时出现了两组喷流，其速度与阿尔芬速度相当。磁编织的几件证据在喷发中被揭示，包括局部明亮的结，多个良好分离的喷流线程，过渡区爆炸事件和事实，这三个都落入同一位置的喷发结构。通过分析外推的三维磁场，我们发现喷发螺旋结构与沿长度方向旋度值变化的扭曲磁通量管的位置相对应。喷发发生在获得强平行电流、高挤压因子和大扭曲数的地方。喷发结构的电子数密度为$\sim3\times10^{12}$ cm $^{-3}$，表明喷流可以将大量的质量泵入日冕。在火山爆发后，外推显示了一组看似松弛的环，这在AIA 94通道中可见，表明温度约为6.3 MK。根据这些观测结果，我们认为磁编织可能是解释太阳爆发形成以及日冕物质和能量补充的部分机制。
Chromospheric condensations and magnetic field in a C3.6-class flare studied via He I D3 spectro-polarimetry
上下文耀斑期间的磁重联发生在日冕中，但耀斑能量的很大一部分沉积在色球层中。然而，耀斑的高分辨率光谱偏振色球观测是非常罕见的。最常用的观测量是Ca II 8542和He I 10830。目的。我们的目标是研究色球在C3.6级耀斑通过光谱偏振观测的He I D3线。方法.我们提出了第一个SST/CRISP光谱偏振观测He I D3。我们使用反演程序HAZEL分析数据，并估计LOS速度和磁场矢量。结果在耀斑期间观测到耀斑足点处的强He I D3发射以及追踪耀斑环的强He I D3吸收剖面。耀斑足点处的He I D3移动发射核在其前缘表现出高达$\sim$ 60 km/s的强烈色球凝聚。我们的观测结果表明，这种凝聚的结果在震撼深色球层，造成广泛的和适度的蓝移He I D3的配置文件，表明随后的上升流。在耀斑脚点测得一个高达$\sim$ 2500 G的强而相当垂直的磁场，证实He I D3线很可能在这些位置的深色球层中形成。我们提供色球视线速度和磁场地图通过He I D3反演。我们提出了一个扇形脊柱配置耀斑磁场拓扑结构。结论. He Ⅰ D3谱线是研究耀斑色球层的极好诊断谱线。观测到了强凝聚对深色球层的影响。获得了耀斑动力学和磁场的详细地图。
Direct Observations of Magnetic Reconnection Outflow and CME Triggering in a Small Erupting Solar Prominence
我们研究了2014年5月1日01：35 UT发生的一次小日珥喷发，并由太阳动力学天文台（SDO）的界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）观测到。爆发前和爆发后的图像是由日之上的X射线望远镜（XRT）拍摄的。在爆发前，日珥上方存在一个圆顶状的结构，以日冕雨为分界。随着喷发的进行，我们发现了日珥磁场和上覆磁场重连的证据。在AIA和IRIS中可以看到快速流动，表明重新连接流出。在AIA 171 A通道中，沿一条可能重新连接的磁力线观测到了~300 km s $^{-1}$的天平面流。IRIS探测到与AIA气流一致的、约200 km s $^{-1}$的间歇性快速视线气流。差分排放测量计算表明，加热的快速流动的起源。喷发后的XRT图像显示，热环可能是由于重新配置的磁场在喷发和随后的加热等离子体在这些环路。虽然有证据表明在爆发期间日珥上方的重连，但IRIS的高空间分辨率图像显示了日珥下方的潜在重连地点。对爆发日珥的高度-时间分析表明，日珥的初始上升速度为~0.4 km/s $^{-1}$，随后迅速加速，最终速度为~250 km/s $^{-1}$。在这两个阶段之间的过渡期间，IRIS的亮度表明，爆发的快速部分的爆发触发器可能是一个系绳切割机制，而不是突破机制。
Exploring the long-term temporal variability in polarization through multi-epoch optical spectro-polarimetry - Part I: A sample of Herbig Ae/Be and classical Be stars
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）
Exploring the long-term temporal variability in polarization through multi-epoch optical spectro-polarimetry - Part II: A sample of symbiotic and red-giant stars
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德航天飞行中心）
Systematic and Statistical Properties of Prominence Eruptions on the M-dwarf YZ CMi
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Kyoto University（京都大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（美国国家太阳天文台）；Hitotsubashi University（一桥大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
Non-thermal Broadening of IRIS Fe XXI Lines Caused by Turbulent Plasma Flows in the Magnetic Reconnection Region During Solar Eruptions
磁重联是太阳爆发中能量释放的重要机制，其中高温辐射是研究磁重联过程中等离子体性质的主要诊断手段。紫外光谱仪在重联电流片和耀斑环顶区都观测到了高温谱线的非热展宽，但其成因尚不清楚。在这项工作中，我们使用最近开发的三维磁流体动力学（MHD）模拟磁重联在标准的太阳耀斑的几何形状和揭示高度动态的等离子体流的重联区域。利用MHD模型的参数，包括等离子体的密度、温度和速度，计算了界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的Fe XXI 1354谱线的合成剖面。我们的模型表明，在CS和耀斑环顶区域的湍流体等离子体流负责的非热加宽的Fe XXI发射线。模拟的非热速度范围从几十公里秒$^{-1}$到超过两百公里秒$^{-1}$，这是与IRIS观测一致。模拟的二维谱线图也揭示了高度动态的下行流结构，其中高的非热速度很大，这是与观测一致的。
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
