在h&k线周围的区域存在Mg II的三条次级线。在太阳光谱中，这些谱线主要出现在吸收谱线中，但在某些情况下也会变成发射谱线。这项工作的目的是研究这种三联体的形成，并调查它们可能带来的任何诊断价值。使用3D辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和耀斑通量出现，我们合成光谱，并调查光谱特征如何响应底层大气。我们发现，发射线是罕见的，通常是由较低的色球（1500 K以上，电子密度高于10 $^{18}$ m $^{-3}$）的温度急剧上升。在这两种模拟中，谱线对柱质量>= 5 e-4 g cm $^{-2}$时发生的温度升高敏感。另外的信息也可以从峰翼比和谱线轮廓的形状中推断出来。使用NASA的界面区域成像光谱仪的观测结果，我们发现吸收和发射线轮廓与合成光谱具有相似的形状，这表明这些线代表了一个有用的诊断，补充了MgII h&k线。
英文摘要：
A triplet of subordinate lines of Mg II exists in the region around the h&k lines. In solar spectra these lines are seen mostly in absorption, but in some cases can become emission lines. The aim of this work is to study the formation of this triplet, and investigate any diagnostic value they can bring. Using 3D radiative magnetohydrodynamic simulations of quiet Sun and flaring flux emergence, we synthesize spectra and investigate how spectral features respond to the underlying atmosphere. We find that emission in the lines is rare and is typically caused by a steep temperature increase in the lower chromosphere (above 1500 K, with electron densities above 10$^{18}$ m$^{-3}$). In both simulations the lines are sensitive to temperature increases taking place at column masses >= 5e-4 g cm$^{-2}$. Additional information can also be inferred from the peak-to-wing ratio and shape of the line profiles. Using observations from NASA's Interface Region Imaging Spectrograph we find both absorption and emission line profiles with similar shapes to the synthetic spectra, which suggests that these lines represent a useful diagnostic that complements the MgII h&k lines.
Properties of chromospheric evaporation and plasma dynamics of a solar flare from IRIS observations
太阳耀斑色球热等离子体动力学是理解耀斑能量释放和粒子加速机制的关键。2014年6月12日的中等M1.0级耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）同时被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS），其他航天器和BBSO的新太阳望远镜（NST）观测到。本文介绍了我们的调查的第一部分集中在IRIS数据的分析。对IRIS不同谱线的观测资料进行分析，发现耀斑前色球物质中存在一个速度约为100 km/s的强红移喷流。强的非热发射的C II k 1334.5 A线，形成于色球-日冕过渡区，在脉冲阶段的开始时，在几个小的（与~1 arcsec的大小）点观察。还发现C Ⅱ k线在脉冲相之前、期间和之后都发生了跨越耀斑区的红移。Fe XXI 1354.1 A谱线中的热（1.1 MK）等离子体的积分发射峰在较低温度C II k的积分发射峰之后约5分钟被检测到。一个强大的蓝移的Fe XXI线在整个耀斑区域对应的热色球等离子体的蒸发流的速度为50公里/秒。对拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据的进一步分析支持这样一种观点，即IRIS观测到的上色球层动态具有“温和”蒸发的特征，这是由加速电子和耀斑能量释放点的热通量加热太阳色球层驱动的。
Internetwork chromospheric bright grains observed with IRIS
界面区域成像光谱仪（IRIS）揭示了小规模的快速增亮，其形式是遍布冕洞和安静太阳的明亮颗粒。这些明亮的颗粒是用IRIS 1330 μ m、1400 μ m和2796 μ m狭缝颚式过滤器看到的。我们结合协调观测与IRIS和从地面与瑞典1米太阳望远镜（SST），使我们有色球（Ca II 8542 <$，Ca II H 3968 <$，Hα和Mg II k 2796 <$）和过渡区（C II 1334 nm，Si IV 1402）光谱成像，以及Fe I 6302 nm的高空间（0.33”）、时间和光谱分辨率的单波长斯托克斯图。我们的结论是，IRIS缝颚颗粒是所谓的声学颗粒的对应物，即，这是由非磁性环境中的色球声波引起的。我们比较狭缝颚图像与光谱从IRIS摄谱仪。我们的结论是，在2796年的狭缝颚式过滤器的晶粒强度来自Mg II K核心和翅膀。在C II和Si IV线的信号是太弱，以解释在1300年和1400年的狭缝颚图像中的颗粒的存在，我们得出结论，在这些通带中的颗粒信号主要来自连续。即使很弱，在IRIS C II光谱中也经常可以检测到声学颗粒的特征冲击信号。对于某些颗粒，可以在IRIS Si IV中找到光谱特征。这表明向上传播的声波有时会一直到达过渡区。
Tracing the Chromospheric and Coronal Magnetic Field with AIA, IRIS, IBIS, and ROSA Data
本研究的目的是探讨活动区的磁模拟的色球图像的适用性。我们使用高分辨率的图像（0.1 "），来自Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS），H-α 6563 A线的太阳大气快速振荡（ROSA）仪器，2796 A线的界面区成像光谱仪（IRIS），并将这些色球图像得到的非势磁场模型与日冕（171 A等）大气成像组件（AIA）图像得到的非势磁场模型进行了比较。和色球层（304 A）波长。曲线-线性结构自动跟踪在这些图像中的OCCRENT-2代码，我们向前拟合磁场线计算的垂直电流近似非线性力自由场（VCA-NLFFF）代码。我们发现色球图像：（1）显示出清晰的曲线-线性结构（2）这些曲线-线性结构通过约4 - 7度的中值未对准角与最佳拟合解场对准;（3）由日冕资料计算的自由能可能低估由色球资料计算的自由能约2 - 4倍，（4）色球特征的高度范围仅限于h~4000 $ km, while coronal features are detected up to h ~ 35,000$ km，（5）等离子体β参数为β~10 ^（-5）-10 ^（-1）。我们的结论是，色球图像揭示了重要的磁结构，是互补的日冕图像，需要包括在全面的磁场模型，一个追求，是不适应标准NLFFF代码。
Active chromospheric fibril singularity: Coordinated observations from Solar Orbiter, SST, and IRIS
University of Oslo（奥斯陆大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；George Mason University（乔治梅森大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris - PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Statkraft AS（Statkraft公司）
Spectroscopic Observations of Magnetic Reconnection and Chromospheric Evaporation in an X-shaped Solar Flare
我们提出了在一个非典型的X形耀斑（SOL 2014 -11- 09 T15：32）期间，由界面区域成像光谱仪（IRIS）观测到的不同位置的不同紫外光谱特性的观测结果。在这个耀斑中，出现了四条色球带，并会聚在一个X点，那里有一个分离器被锚定。在X点上方，两组非共面冠状环横向接近并在分离器处重新连接。IRIS狭缝位于X点附近，穿过一些扩口带和环。在分离器附近，Si IV 1402.77 A线表现出明显加宽的线翼，延伸到200 km/s，但线芯没有移动。这些光谱特征表明可能与分离器重连有关的双向流动的存在。而在耀斑带中，热的Fe XXI 1354.08 A谱线出现蓝移，冷的Si IV 1402.77 A，C II 1335.71 A和Mg II 2803.52 A谱线出现明显的红移，红移速度可达80 km/s，这与色球蒸发/凝结的情况相一致。
The Mg I b triplet and the 4571 Å line as diagnostics of stellar chromospheric activity
上下文在文献中，Mg I 4571三线态和b三线态被认为是太阳和恒星活动的诊断，因为它们是在低色球层形成的。目的。研究这四条谱线作为类太阳恒星色球活动诊断的潜力，通过改变大气模型和恒星参数，研究这些谱线的强度与当地大气变化的关系。方法.从Next-Gen光球模型出发，建立了包括光球、色球和过渡区的大气模型网格，求解了辐射转移，得到了合成轮廓，并与主序星、类太阳恒星（有效温度在4800-6400 K之间）、太阳重力和太阳金属丰度的观测光谱进行了比较。结果我们发现，Mg I 4571的线是显着敏感的局部变化，在大气模式周围的最低温度。相反，b三重态的谱线对当地大气结构的变化没有明显的响应。
Heating signatures in the disk counterparts of solar spicules in IRIS observations
我们使用协调的观测与接口区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST），以确定磁盘对应的II型针状体在上色球和过渡区（TR）诊断。这些圆盘对应物早先通过色球层谱线中的短暂不对称性：快速蓝移或红移偏移（RBE或RRE）被识别。我们发现清晰的签名RBE和RRE在Mg II H & K，经常与中央H3和K3吸收功能的不对称性在同时间和空间的H-α光谱分布一致的偏移。我们发现光谱特征的RBE和RRE在C II 1335和1336 A和Si IV 1394和1403 A谱线，并解释这是一个迹象，II型针状体被加热到至少TR温度，支持其他最近的工作。在我们的数据中，这些C II和Si IV光谱信号对于更小的网络区域比对于更扩展的网络区域更弱。在IRIS狭缝颚图像SJI 1330和1400中观察到的扩展网络区域周围的一些明亮特征，最近被确定为网络喷流，可以清楚地连接到我们协调数据中的H-α RBE和/或RRE。我们推测，IRIS SJI 1330和1400图像中网络区域周围的扩散晕的至少一部分可以归因于II型针状体，其在C II和Si IV线中的不透明度不足，从而在这些通带中突出为单一特征。
Multi-wavelength high-resolution observations of a small-scale emerging magnetic flux event and the chromospheric and coronal response
最先进的太阳仪器以前所未有的分辨率揭示了太阳的磁活动。大熊太阳天文台的1.6米新太阳望远镜的观测正在我们对太阳表面结构的理解中迈出下一步。颗粒尺度磁通量的出现和太阳大气的响应是其中的关键研究。作为与美国宇航局IRIS任务联合观测计划的一部分，NST在光球和色球波长上观测了活动区NOAA 11810。SDO和Hinode天基望远镜提供了补充数据。该区域显示了一组太阳孔，在其附近，我们检测到一个小规模的浮力水平磁通量管造成异常颗粒化和与预先存在的环境场在高层大气层的相互作用。随着变形颗粒的膨胀，我们观察到HeI数据中突然出现了一个扩展的激增。IRIS捕捉到了与HeI浪涌相关的热等离子体射流的喷射。SDO/HMI数据揭示了新兴的磁环状结构。Hinode/Ca II H和IRIS滤波图详细描述了太阳色球层下部新出现的磁场的连通性。从这些数据中，我们证实，新兴的通量管的方向几乎垂直于上覆的环境场。然而，新出现的磁场线与预先存在的上覆场的相互作用产生高温发射区域并促进浪涌/射流产生。在喘振/射流喷射的第一迹象之前和之后检测局部加热。我们将结果与之前的观察和理论模型进行比较，并提出了激活等离子体射流/浪涌和限制加热的场景。这一过程在日冕物质流和能量流中起着重要的作用。
The Formation of IRIS Diagnostics. IX. The Formation of the C I 135.58 Line in the Solar Atmosphere
C I 135.58谱线位于NASA接口区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务的波长范围内。在这里，我们研究的形成和诊断潜力，这条线通过非本地热力学平衡建模，采用一维和三维辐射磁流体动力学模型。C I/C II电离平衡强烈地受到Ly-alpha发射的光电离的影响。在C I 135.58线的发射是由复合级联和线形成区域是光学厚占主导地位。谱线的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.5 μ m高度。利用IRIS，CI 135.58线通常与O I 135.56线一起观测，从两条线的多普勒频移，我们得到两条线的线形成区之间的速度差。根据Cl/OI线芯强度的比值，我们可以确定Cl和OI形成层之间的距离。结合速度差，可以导出色球中层高度的速度梯度。C I/O I总强度线比与中色球层电子密度的倒数相关。我们的结论是，C I 135.58线本身是一个很好的中间色球层的探针，并与O I 135.56线一起提供更多的信息，这补充了其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的h和k线和C II线约133.5 nm。
What do iris observations of Mg II k tell us about the solar plage chromosphere?
我们分析观测的Mg II K线，Mg II UV从属线，和O I 135.6 nm线的接口区域成像光谱仪，以更好地了解太阳斑色球。我们还比较了瑞典1米太阳望远镜的Hα线，Ca II 8542线，太阳动力学天文台/大气成像组件的日冕19.3 nm线的观测。为了了解所观察到的Mg II配置文件，我们比较这些意见的数值实验的结果。在谱斑中发现的单峰或平顶的Mg II K分布意味着在高柱质量和约6500 K的热而致密的色球层处存在一个过渡区。这种情况是支持所观察到的苔藓亮度和填充的配置文件很少或没有自我逆转之间的大规模相关性。在斑中发现的大的翼宽也意味着一个热而致密的色球层，色球层温度急剧上升。Mg II次级谱线中没有发射限制了色球温度和温度升高的高度，而O I 135.6 nm谱线的宽度限制了非热速度为约7 km/s。
High-frequency dynamics of active region moss as observed by IRIS
界面区成像光谱仪（IRIS）的高时间、空间和光谱分辨率为理解色球和过渡区（TR）高度上发生的不同小尺度过程提供了新的见解。我们研究的动态高频振荡的活动区（AR 2376）苔藓记录同时成像和光谱数据的IRIS。小波变换，功率图产生的狭缝颚图像中的Si IV 1400毫米的通带，和坐和凝视光谱观测的Si IV 1403毫米的光谱线揭示了存在的高频振荡与$\sim$ 1-2分钟的周期在明亮的苔藓地区。这种低周期性的存在进一步证实了本征模式函数（IMF）的经验模式分解（EMD）技术获得的。我们发现慢波和重连事件存在的证据，它们共同导致了明亮苔藓区域的高频振荡。
Transition Region and Chromospheric Signatures of Impulsive Heating Events. I. Observations
利用界面区成像光谱仪（IRIS）的高空间分辨率和高节奏，研究了小耀斑期间过渡区和色球层对能量沉积的响应。RHESSI的同时观测提供了对高能电子沉淀到耀斑足点的限制，而XRT，AIA和EIS的观测使我们能够测量由此产生的耀斑环的温度和发射措施。我们找到了明确的证据加热在一个单一的IRIS像素的空间尺度上的一段时间。在这一事件的脉冲阶段期间，Si IV 1402.770、C II 1334.535、Mg II 2796.354和O I 1355.598发射线的每个像素中的强度的特征在于通常持续60秒或更短的许多小规模爆发。在脉冲阶段期间，在Si IV、C II和Mg II中观察到红移。Mg II在爆发期间显示红移，在其他时间则显示稳定发射。相比之下，Si IV和C II的配置文件，观察到在所有的时间在脉冲阶段期间的红移。这些持续的红移是一个挑战的一维流体动力学模型，预测只有短期的下降流，以响应脉冲加热。我们推测，能量被释放在许多小规模的灯丝与幂律分布的加热速率。
On the temporal evolution of spicules observed with IRIS, SDO and Hinode
针状体是在色球谱线边缘外观察到的普遍存在的快速移动的喷流。结合最近推出的界面区域成像光谱仪与太阳动力学天文台和Hinode，我们有一个独特的机会，同时在多个通带和看到自由的环境中研究针状体。这使得有可能在很大的温度范围内研究它们的热演化。最近的一项研究表明，针状体出现在几条色球和过渡区谱线中，这表明针状体从Ca II H中消失后在较热的通带中继续演变。在这篇后续论文中，我们回答了在介绍性研究中提出的一些问题。此外，我们还首次对C Ⅱ 1330型的离肢骨针进行了研究。我们发现，Ca II H针状体比最初报道的更类似于Mg II 2796针状体。对于一个样本的54针状，我们发现，44%的硅IV 1400的针状物是光明的顶部，56%的针状物显示增加硅IV排放时，钙II H组件褪色。我们发现几个例子的针状物，从通带以外的钙II H褪色，我们观察到，如果一个针状物从通带褪色，它也一般褪色的通带较低的形成温度。我们将讨论这些新的，多光谱的结果意味着分类的I型和II型骨针。
Predicting the thermodynamics in the chromosphere from the translation of SDO data into the IRIS$^{2}$ inversion results using a visual transformer model
SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；Henry M. Gunn Senior High School（亨利·M·冈恩高中）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁高级技术中心）
High-resolution observations of the solar photosphere, chromosphere and transition region. A database of coordinated IRIS and SST observations
NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）通过紫外光谱和成像提供太阳大气的高分辨率观测。自2013年6月IRIS发射以来，我们与位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜协调开展了系统观测活动。SST提供了对光球层和色球层的补充性高分辨率观测。SST观测包括光球Fe I线的光谱偏振成像和色球Ca II 8542 A、H-α和Ca II K线的光谱分辨成像。我们提出了一个共同对齐的IRIS和SST数据集的数据库，该数据库对科学界开放供分析。该数据库涵盖了各种目标，包括活动区，太阳黑子，plage，安静的太阳和日冕洞。
Blue wing enhancement of the chromospheric Mg II h and k lines in a solar flare
我们对AR 12205进行了协调观测，该事件于2014年11月11日产生了C级耀斑，与飞田天文台的界面区域成像光谱仪（IRIS）和圆顶太阳望远镜（DST）进行了协调观测。利用IRIS的Si IV 1403、C II 1335和Mg II h和k线以及DST的Ca II K、Ca II 8542和H $α$线的光谱数据，我们研究了耀斑期间的运动耀斑核。在Mg Ⅱ h线上，耀斑核的前缘在蓝翼处强度增强，蓝侧峰（h ~ 2 v）的强度小于红侧峰（h ~ 2 r）的强度。蓝移持续了9-48秒，典型速度为10.1 $\pm$ 2.6 km s $^{-1}$，随后是高强度和大红移，在Mg II h线上检测到速度高达51 km s $^{-1}$。大的红移是所有六条谱线的共同特性，但在此之前的蓝移只在Mg II谱线中发现。镁II h线的云模拟表明，蓝翼增强与这样的峰值差异可以引起色球温度（冷）上升流。我们讨论了一个方案，其中冷等离子体的上升流被解除了膨胀的热等离子体由于非热电子的深度穿透到色球层。此外，我们发现，蓝移持续没有任何随后的红移在耀斑内核的前沿在其衰减阶段。本文还讨论了这种蓝移现象持续时间长的原因。
