我们使用3D辐射磁流体动力学模型来研究模拟中的热力学量如何以可观测的量编码，从而探索133.5 nm线的诊断潜力。我们发现线芯强度与地层高度的温度有相关性，但相关性很弱，特别是当线芯强度较强时。线芯多普勒频移是在地层高度处的视线速度的良好量度。线宽取决于吸收曲线的宽度（热和非热宽度）和1.2-4的不透明度增宽因子，这是由于光学粗线形成，对于双峰曲线具有更大的增宽。133.5 nm线可以形成为高于和低于Mg II k线的核心，这取决于在14-50 kK温度范围内的等离子体的量。在该温度范围内更多的等离子体给出相对于Mg II k线芯更高的133.5nm形成高度。合成线的配置文件进行了比较IRIS观测。从模拟的线剖面导出的参数覆盖了观测中看到的参数范围，但平均而言，合成剖面太窄。我们将这种差异解释为在模拟箱中色球温度下缺乏等离子体和太小的非热速度的组合。合成谱和观测谱之间的性质分布的巨大差异表明，133.5 nm谱线是上色球层和下过渡区的强有力的诊断。
英文摘要：
We use 3D radiation magnetohydrodynamic models to investigate how the thermodynamic quantities in the simulation are encoded in observable quantities, thus exploring the diagnostic potential of the 133.5 nm lines. We find that the line core intensity is correlated with the temperature at the formation height but the correlation is rather weak, especially when the lines are strong. The line core Doppler shift is a good measure of the line-of-sight velocity at the formation height. The line width is both dependent on the width of the absorption profile (thermal and non-thermal width) and an opacity broadening factor of 1.2-4 due to the optically thick line formation with a larger broadening for double peak profiles. The 133.5 nm lines can be formed both higher and lower than the core of the Mg II k line depending on the amount of plasma in the 14-50 kK temperature range. More plasma in this temperature range gives a higher 133.5 nm formation height relative to the Mg II k line core. The synthetic line profiles have been compared with IRIS observations. The derived parameters from the simulated line profiles cover the parameter range seen in observations but on average the synthetic profiles are too narrow. We interpret this discrepancy as a combination of a lack of plasma at chromospheric temperatures in the simulation box and too small non-thermal velocities. The large differences in the distribution of properties between the synthetic profiles and the observed ones show that the 133.5 nm lines are powerful diagnostics of the upper chromosphere and lower transition region.
The formation of IRIS diagnostics. III. Near-ultraviolet Spectra and Images
Mg II h&k线是NASA界面区成像光谱仪（IRIS）的主要色球诊断线。在本系列的前几篇论文中，我们使用了一个真实的三维辐射磁流体动力学模型来详细计算h&k线，并研究了它们的光谱特征与下垫面大气的关系。在这项工作中，我们采用相同的方法来研究如何H&K诊断票价时，考虑到有限分辨率的IRIS和不同的噪声水平。此外，我们调查的诊断潜力的其他几个光球线和近连续区域存在于近紫外（NUV）窗口的IRIS和研究的NUV缝颚图像的形成。我们发现IRIS的仪器分辨率对H&K诊断的质量影响很小，光谱特征与大气性质之间的关系基本不变。峰分离是最受影响的诊断，但主要是由于模拟的局限性。噪声的影响在信噪比（S/N）为20时开始变得明显，但我们表明，通过噪声滤波，至少可以在S/N为5时获得可靠的诊断。NUV窗口中的许多光球线提供了至少八个不同光球高度的速度信息。利用h&k远翼中的无谱线区域，我们得到了至少三个高度的光球温度的良好估计。这两种诊断，特别是后者，甚至可以在S/Ns低至5时获得。
The Formation of IRIS Diagnostics. VII. The Formation of the OI 135.56 nm Line in the Solar Atmosphere
O I 135.56 nm谱线被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务所覆盖，该任务研究太阳大气层如何被激发。我们在这里研究的形成和诊断潜力，这条线的非LTE建模采用一维半经验和三维辐射磁流体动力学（RMHD）模型。我们研究的基本形成机制，并得出一个典型的模型原子，采用了必要的原子物理学的O I 135.56 nm线的形成。该原子模型有16个能级，并通过有效复合率描述了通过高激发能级的复合级联。电离平衡O I/O II通过电荷交换反应由氢电离平衡设定。在O I 135.56 nm线中的发射由复合级联主导，并且该线是光学薄的。最大发射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1.0 - 1.5 μ m高度。线发射的总强度与电子密度的平方相关。由于O I 135.56 nm线在光学上很薄，因此发射线的宽度是非热速度的非常好的诊断。我们的结论是，O I 135.56 nm线是一个很好的探针的中间色球层，并恭维其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的H & K线和C II线周围133.5 nm。
The Formation of IRIS diagnostics. IV. The Mg II triplet lines as a new diagnostic for lower chromospheric heating
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。
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。
The formation of IRIS diagnostics II. The formation of the Mg II h&k lines in the solar atmosphere
美国宇航局的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务将研究太阳大气层是如何被激活的。IRIS包含一个成像摄谱仪，覆盖Mg II h&k线，以及一个以Mg II k为中心的狭缝式成像仪。了解的意见，需要从三维辐射MHD模型的Mg II H&K线形成的正演模拟。我们计算垂直出射的H&K强度从一个动态的三维辐射MHD模型的太阳大气的快照，并调查的诊断信息的大气中包含在合成线配置文件。我们发现，中心线低压的多普勒频移强烈相关的垂直速度在光学深度单位，这是典型的位于低于200公里的过渡区（TR）。通过结合h线和k线的多普勒频移，我们可以恢复TR正下方的速度梯度的符号。中心线凹陷的强度与地层高度相关，特别是在几平方微米的子场中。因此，该强度可用于测量过渡区高度的空间变化。线芯发射峰的强度与其形成高度处的温度相关，特别是对于强发射峰。因此，可以将峰值用作温度诊断。蓝色和红色峰值之间的波长差提供了对上部色球层中速度梯度的诊断。蓝峰和红峰的强度比与上色球层的平均速度密切相关。我们的结论是镁II的H&K线是很好的探针的非常上部色球层的过渡区，高度制度，是不可能探测与其他谱线。
The formation of IRIS diagnostics I. A quintessential model atom of Mg II and general formation properties of the Mg II h&k lines
NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）太空任务将研究太阳大气层是如何被激发的。IRIS包含一个成像摄谱仪，覆盖Mg II h&k线，以及一个以Mg II k为中心的狭缝式成像仪。理解观测结果需要从三维辐射-MHD模型中对Mg II h&k线的形成进行正演模拟。本文是我们进行这种正演模拟的系列文章中的第一篇。讨论了与h&k线形成有关的原子物理学，提出了一个可用于辐射转移计算的典型模型原子，讨论了部分再分布（PRD）和三维辐射转移对出射线轮廓的影响。我们的结论是，Mg II的H&K可以准确地模拟与4级加连续Mg II模型原子。理想情况下，辐射转移计算应在3D中进行，包括PRD效应。在实践中，这目前是不可能的。一个合理的折衷方案是使用1D PRD计算来模拟直到并包括中心发射峰的线轮廓，并使用3D传输（假设完全重新分布）来模拟中心凹陷。
Diagnostics of non-Maxwellian electron distributions in solar active regions from Fe XII lines observed by Hinode/EIS and IRIS
我们提出了联合Hinode/EIS和IRIS观测Fe XII线在活动区域，无论是在磁盘上和关闭的肢体。我们使用一个改进的校准EIS数据，发现192.4 A / 1349 A观测到的比值是一致的预测值Chianti和日冕近似在静止的地区，但不是在所有的活动区域的观测，其中的比例往往低于预期的高达约2倍。我们研究了一些物理机制，可能会影响这个比例，如不透明度和吸收较冷的材料。我们发现显着的不透明度在EIS Fe XII 193和195 A线，但不是在192.4 A线，与以前的研究结果一致。由于我们不能排除在盘上观测中H、He和He II可能的EUV吸收，因此我们专注于这种吸收最小的离臂观测。考虑到这些，以及可能的非平衡效应后，我们认为，最可能的解释所观察到的低Fe XII 192.4 A / 1349 A的比例是存在的非麦克斯韦电子分布在活动区域。这是在协议与以前的研究结果的基础上EIS和IRIS观察独立。
Recovering thermodynamics from spectral profiles observed by IRIS (II): improved calculation of the uncertainties based on Monte Carlo experiments
界面区成像光谱仪（IRIS）对Mg II h & k谱线的观测为了解太阳色球层复杂的物理条件提供了一个新的诊断窗口。专注于理解这些线行为的理论努力使我们能够获得更好、更准确的色球层图像。这些工作包括正演模拟、数值模拟和反演。在本文中，我们专注于我们的注意力与热力学模式大气后，Mg II的H & K线反演的不确定性。我们使用IRIS 2数据库的约50;000个合成代表性剖面来表征反演过程中最重要的不确定性来源，即：观测值的固有噪声、过程的随机初始化以及高维空间中的选择准则。我们已经应用了蒙特卡罗方法来解决这个问题。因此，对于给定的合成代表性配置文件，我们已经创建了五个随机噪声实现（代表IRIS观测中最流行的曝光时间），并使用不同的反演初始化将这些配置文件反演五次。根据标准偏差和拟合优度的经验选择标准，将得到的25个反演剖面、对噪声数据的拟合和模型大气用于确定模型大气中的不确定性。通过这种方法，IRIS 2数据库中可用的模型的新的不确定性在Mg II h & k线对热力学变化敏感的光学深度处更可靠。
IRIS observations of magnetic interactions in the solar atmosphere between pre-existing and emerging magnetic fields. II. UV emission properties
IRIS卫星在活动区NOAA 12529进行的多波长紫外线观测最近指出，在二次通量出现期间，在上层色球层和过渡区存在类似紫外线爆发的持久增亮和同时发生的等离子体喷射。这些签名已被解释为证据的小规模，经常性的磁重联发作之间的新兴通量区（EFR）和预先存在的谱斑场。在这里，我们描述了这些强的，间歇性的增亮的紫外线发射，我们研究了以上的色球拱丝系统（AFS）覆盖EFR的浪涌活动。我们分析了在不同波长下观测到的浪涌和共空间增亮。我们发现Si IV 1402和Mg II k 2796.3线的蓝色和红色翅膀之间的发射不对称，这清楚地概述了在小规模爆发现象期间形成的AFS上方结构的动态。我们还检测到的Si IV 1394和1402线轮廓的UV突发像素的多普勒速度和偏度之间的相关性。最后，我们表明，真正的发射在Fe XII 1349.4 μ线是同空间的Si IV的亮度。这无疑揭示了一个与重联事件对应的纯日冕。
A Si IV/O IV electron density diagnostic for the analysis of IRIS solar spectra
基于Si IV $λ$ 1402.77与O IV $λ$ 1401.16的大强度比，来自界面区成像光谱仪（IRIS）的紫外线爆发和耀斑带的太阳光谱表明，在0.1 MK的过渡区温度下，电子密度为$>10^{12}$ cm $^{-3}$。在这项工作中，一个罕见的弱O IV $λ$ 1343.51线的观测报告来自2014年10月24日21：41 UT达到峰值的X级耀斑。该线用于开发Si IV $λ$ 1402.77与O IV $λ$ 1401.16比率作为密度的函数的理论预测，其推荐用于高密度区域。该方法利用新的压力依赖性电离分数，考虑到在高密度的双电子复合的抑制。它适用于两个序列的耀斑内核观测从10月24日耀斑。第一个位置显示了在七分钟时间段内在$3\times 10^{12}$到$3 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$之间变化的密度，而第二个位置显示了在三分钟时间段内约$2\times 10^{12}$ cm $^{-3}$的稳定密度值。
Properties of the C II 1334 Å line in Coronal Hole and Quiet Sun as observed by IRIS
在日冕温度下，与宁静太阳（QS）相比，冕洞（CH）具有减弱的强度和净蓝移。在过渡区的温度，这样的差异是获得相同的光球绝对磁通量密度（$\vert$ B $\vert$）的区域。在这项工作中，我们使用的光谱测量的界面区域成像光谱仪（IRIS）的\car 1334~ 1334线，在色球温度下形成的，调查的强度，多普勒频移，线宽，偏斜，和过剩峰度的变化与$\vert$ B $\vert$。我们发现，对于CH和QS，强度、多普勒频移和线宽随着$\vert$ B $\vert$而增加。对于具有相同$\vert$ B $\vert$的区域，CH显示强度不足和总宽度超过QS。对于仅具有上升流的像素，CH示出超过QS的过量上升流，而对于仅具有下降流的像素，CH示出超过QS的过量下降流，其在$\vert$ B $\vert$ $\le$ 40处停止存在。最后，发现光谱轮廓比高斯更偏斜和平坦，CH和QS之间没有差异。这些结果对于理解CH和QS中大气的加热，包括太阳风的形成是很重要的，并为太阳大气的建模提供了进一步的限制。
Investigating the propagation of small-scale flare energy in the lower and upper atmosphere of solar active region
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）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）
Semi-empirical model atmospheres for the chromosphere of the sunspot penumbra and umbral flashes
上下文太阳色球层和下过渡区被认为在日冕加热中起着至关重要的作用。到目前为止，还缺乏描述色球层（和低过渡区）的模型，说明其高度动态和结构化的特点。这部分是由于色球层中的完整频率重新分布的崩溃，也是因为难以获得完整的观测数据，以充分限制所有相关高度的太阳大气。目的。我们的目标是获得半经验模型大气再现的Mg II H&K线剖面的样本中色球层的焦点上的太阳黑子的功能。方法.我们使用分光偏振观测的钙II 8542 A光谱获得的瑞典1米太阳望远镜（SST），并使用NICOLE反演获得半经验模型大气中和周围的太阳黑子的不同功能。这些都是用来合成Mg II H&K光谱使用RH1.5D代码，我们与观察采取的接口区域成像光谱仪（IRIS）进行比较。结果合成配置文件与IRIS观测的比较表明，有几个领域，特别是在太阳黑子的半影，其中大多数观察到的Mg II H&K配置文件是非常好的再现。此外，我们发现，超音速热下降流，目前在我们的模型收集中的本影，导致合成的配置文件，同意与IRIS镁II H&K的配置文件，除了线芯。结论.我们提出并提供了四个半经验模型大气。两个用于半影，反映了色球层获得的温度范围，一个用于本影闪光，一个代表太阳黑子安静环境的模型。这些资料有电子版和表格版。
Velocity Response of the Observed Explosive Events in the Lower Solar Atmosphere: I. Formation of the Flowing Cool Loop System
我们使用接口区域成像光谱仪（IRIS）上的狭缝钳口成像仪（SJI）观察冷回路中的等离子体流动。Huang等人（2015年）在这些环的足点处观察到异常加宽的Si IV 1403埃线轮廓，这归因于爆炸事件（EE）的特征。我们选择了一个这样的单向流动的冷却回路系统，IRIS观察到的其中一个足点是与显着加宽的硅IV线轮廓。线轮廓增宽间接地表明在过渡区（TR）下方发生了许多EE，而它直接推断出大的速度增强/扰动进一步导致所观察到的回路系统中的等离子体流动。所观察到的功能是在一个模型大气中，其中一个低洼的双极磁场系统的扰动色球层的速度脉冲的最大振幅为200公里/秒。数据驱动的2-D数值模拟表明，等离子体运动的演变与IRIS观察到的类似，以流动等离子体填充冷却回路系统骨架的形式。我们比较的时空演化的冷环系统在我们的模型的框架与观测，并得出结论，他们的形成主要是与速度响应的瞬态能量释放以上的脚点在色球层/TR。我们的观测和模拟结果表明，最有可能与EE的速度响应可能是在低层太阳大气中流动的冷回路系统的动力学和能量学的主要候选人之一。
Transition region loops in the very late phase of flux-emergence in IRIS sit-and-stare observations
环是追踪太阳大气中磁场几何形状的基本结构之一。它们的演化和动力学为研究磁化结构如何在太阳大气中形成和加热提供了至关重要的代理。在这里，我们报告的光谱观测的一组过渡区环所采取的界面区成像光谱仪（IRIS）在Si IV 1394与坐和凝视模式。这些环对应于在光球中出现的磁特征已经充分发展的非常晚期的通量出现。我们发现过渡区环仍在膨胀，并以每秒几公里（$\lesssim$ 10 km/s）的速度向上移动。环的膨胀导致它们与周围磁场之间的相互作用，这可以驱动磁重联，这可以通过多次强烈的增亮来证明，包括过渡区爆炸事件和与移动极性相关的足点区域中的IRIS炸弹。一组准周期性的增亮周期约为130 s的环的顶点，从该Si IV 1394的轮廓是显着的非高斯增强在蓝色和红色的翅膀在多普勒速度约为50公里/秒。我们认为，过渡区循环在非常晚的阶段通量出现可以供电的加热事件之间的相互作用所产生的膨胀循环和周围的领域，也由（准）周期性过程，如振荡调制编织重联。
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。
Synchronized Observations of Bright Points from the Solar Photosphere to Corona
太阳大气中最重要的特征之一是磁网络及其与过渡区（TR）和日冕亮度的关系。了解能量是如何进入日冕的，以及它是如何沿着深光球层和色球层之间的磁力线穿过TR和日冕的。一个很好的运输代理是界面区域成像光谱仪光栅扫描和成像观测近紫外和远紫外发射通道，具有高时空分辨率。在这项研究中，我们专注于与IRIS观察到的安静的太阳。Si IV、C II和Mg II k线的高信噪比和强发射强度的数据在TR亮网点中显示出高相关性。将IRIS强度图和多普勒图的结果与太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的结果进行了比较。平均网络强度剖面显示出与AIA日冕通道的强相关性。此外，我们应用HMI的磁网络同步观测，发现太阳大气层各级网络亮点之间存在很强的关系。这些网络元素的特征表现出高多普勒速度区域和大的磁特征。日冕亮点发射的占主导地位的部分，伴随着光球中的磁源，表明磁场集中在网络rophiles可以帮助内外太阳大气之间的耦合。
Quantifying the Influence of Key Physical Processes on the Formation of Emission Lines Observed by IRIS: I. Non-Equilibrium Ionization and Density-Dependent Rates
Spectroscopic and imaging observations of transient hot and cool loops by IRIS and SDO
日冕环是太阳大气的基本组成部分，可以在各种长度尺度上观测到。但其形成机制尚不清楚。在本文中，我们提出的光谱和成像观测的小尺度瞬变和随后形成的瞬态循环。为此，我们利用了AIA和IRIS-SJI记录的多波长观测，以及IRIS提供的光谱测量。对于光球磁场数据，我们获得了HMI提供的视线磁图数据。同时观察到小规模的瞬态与几个EUV和UV通带的AIA和IRIS-SJI。HMI磁图提供了这些瞬变下负通量抵消的证据。差分发射测量（DEM）分析表明，瞬态达到的温度高达8 MK，而另一个只达到0.4 MK。这些瞬态进一步导致形成具有相似温度分布的小尺度回路，因此分别称为热回路和冷回路。在事件发生的过程中，IRIS狭缝对该区域进行光栅扫描，从而提供了瞬态和相关环路的光谱测量。这使我们能够对热回路和冷回路进行深入研究。利用密度敏感的O-IV线对，我们得到了沿热环和冷环的平均电子密度分别为$10^{11.2}$和$10^{10.8}$ cm $^{-3}$。能量估计表明，磁通抵消可以很容易地为热瞬态供电，而不足以为冷瞬态供电。寿命估计和磁场外推表明存在小规模和精细结构内这些循环。结果提供了至关重要的成分的物理回路的形成和相关的热力学。
Emergence of internetwork magnetic fields through the solar atmosphere
互联网（IN）磁场是高度动态的，短暂的磁性结构，填充在超颗粒细胞的内部。由于它们遍布太阳，这些小规模的场给太阳表面带来了大量的通量，因此也带来了能量。正因为如此，IN场对于理解安静的太阳（QS）磁性至关重要。然而，它们很弱，产生非常小的偏振信号，这就是为什么它们的特性以及对太阳大气能量学和动力学的影响知之甚少的原因。在这里，我们使用协调，高分辨率，多波长观测获得的瑞典1米太阳望远镜（SST）和\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）遵循的演变中的磁回路，因为它们出现到光球，到达色球层和过渡区。本文研究了总无符号磁通量为$1.9\times10^{18}$、$2.5\times10^{18}$和$5.3\times10^{18}$ ~Mx的三个磁通浮现事件。在\ion{Fe}{1} 6173\/和\ion{Mg}{1} b $_2$ 5173\/磁图中，可以清楚地看到出现的IN双极的足迹出现在光球层中，并穿过太阳大气层上升。我们在色球层\ion{Ca}{2} 8542线上进行的偏振测量首次提供了直接的观测证据，证明IN场能够到达色球层。此外，利用IRIS数据，我们还研究了这些弱场对色球层和过渡区加热的影响。
A First Comparison of Millimeter Continuum and Mg II Ultraviolet Line Emission from the Solar Chromosphere
我们目前的联合观测太阳的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和接口区域成像光谱仪（IRIS）。2015年12月18日，作为ALMA科学验证工作的一部分，对太阳活动区进行了观测。ALMA利用镶嵌技术在1.25毫米（239千兆赫）波长处获得了一张尺寸为$2.4' \times 2.3'$的太阳连续辐射图。通过IRIS在2803.5 nm处的Mg II h双联体系中获得了分子量$1.9'\times 2.9'$的同期图谱。毫米/亚毫米$-λ$连续发射和紫外线（UV）线发射被认为是来自太阳色球层，都有可能作为强大的和补充诊断的物理条件，在这个知之甚少的太阳大气层。虽然观察到mm- $λ$亮度温度$T_B$和Mg II h线辐射温度$T_{rad}$之间存在明显的相关性，但斜率为$<1$，这可能是因为这些诊断对色球层的不同部分敏感和/或Mg II h线源函数包括散射分量。平均$T_B$（1.25 mm）和平均$T_{rad}$（Mg II）之间存在显著偏移，前者的$\approx 35\%$大于后者。将图划分为“黑子区”、“安静区”和“斑区”，我们发现IRIS Mg II h线$T_{rad}$和ALMA亮温$T_B$之间散点图的斜率分别为0.4（黑子区）、0.56（安静区）和0.66（斑区）。我们认为，这种变化可能是由区域依赖性的形成高度的IRIS和ALMA诊断，和/或增加的程度之间的…
Evidence for plasmoid formation related to a hot UV burst in the solar atmosphere
University of Oslo（奥斯陆大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰德太阳物理中心）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛马太阳与天体物理学实验室）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）
