Ellerman bombs (EBs) seem to be a part of a whole spectrum of phenomena that might have the same underlying physical mechanism, but with observed characteristics which pose a considerable challenge to models. The aim of this study is to investigate whether the proposed mechanism, applied to the circumstances of EBs, produce the observed characteristics. For this, realistic 3D MHD simulations are used. Two different cases are presented: the quiet Sun and an active region. Both runs confirm that EB-like brightenings coincide with hot and dense plasma which is in agreement with predictions of 1D and 2D modellings. The simulated EB-like phenomena assume the observed flame-like form, which depends on the complexity of the ongoing reconnection and the viewing angle. At the layers sampled by H$α$-wings, near temperature minimum and below, the magnetic field topology seem to be always the same. The field lines there trace the base of the current sheet and the reconnected $\cap$-loops. So, the EB features are caused by reconnection of strong-field patches of opposite polarity in the regions where the surface flows are the strongest. The weakest cases among them can be reproduced quantitatively by the current simulations.
H-alpha features with hot onsets. I. Ellerman bombs
埃勒曼炸弹是巴耳末线翅膀的短暂增亮，它独特地标志着太阳光球层的重联。它们在强的Ca II和紫外线以及紫外连续谱中也是明亮的，但它们在光学连续谱和Na I D和Mg I b线中不可见。这些不一致的活力使所有已发表的埃勒曼炸弹模型无效。我认为，假设的Saha-Boltzmann较低水平的人口是翔实的估计这些不同的诊断，甚至特别是H-α炸弹发病的不透明性，并采用这种估计来衡量在所有的埃勒曼炸弹发病的活力。它们将埃勒曼弹的形成限制在10，000 ~ 20，000 K的温度和10^15 cm^-3左右的氢密度。类似的论点可能适用于H-α可见性在其他瞬态现象与热和密集的开始。
Ellerman bombs at high resolution. IV. Visibility in Na I and Mg I
埃勒曼炸弹是太阳巴耳末线翅膀的短暂变亮，标志着光球层的重联。埃勒曼在1917年指出，他在Na I D和Mg I b谱线中没有观察到这种增亮。这种不可见性应限制EB解释，但尚未在已发表的炸弹模型中得到解决。因此，我们测试Ellerman的观察结果，并使用瑞典1米太阳望远镜的高质量成像光谱仪进行确认。然而，我们发现这些线中的漫射亮度似乎是由先前的EB引起的。我们初步认为，这是一个爆炸后的热云现象，也发现在最近的电子束光谱在紫外线。
Ellerman Bombs at high resolution: II. Visibility, triggering and effect on upper atmosphere
我们使用高分辨率成像光谱与瑞典1米太阳望远镜（SST）研究的瞬态增亮的翅膀的巴耳末Halalpha线在新兴的活跃地区，被称为埃勒曼炸弹。同时采样的钙II 854.2 nm的SST证实，大多数埃勒曼炸弹也发生在这条线的翅膀，但有显着不同的形态。来自太阳动力学天文台（SDO）的同步图像显示，埃勒曼炸弹也可以在光球170 nm连续谱中检测到，同样具有不同的形态。它们也可以在160 nm SDO图像中观察到，但在过渡区特征中有很多来自C IV发射的污染。同时SST光谱偏振在Fe I 630.1 nm表明，埃勒曼炸弹发生在网站的强场磁通量小双极强场补丁之间的抵消，迅速移动到一起在太阳表面。在He II 30.4 nm，Fe IX 17.1 nm和Fe XIV 21.1 nm的同时SDO图像显示，Ellerman炸弹对上覆过渡区和日冕没有明显的影响。这些结果加强了我们先前的建议，根据单独的H α形态，埃勒曼炸弹现象是一个纯粹的光球重联现象。
Solar Ellerman Bombs in 1-D Radiative Hydrodynamics
最近的观测从接口区域成像光谱仪（IRIS）似乎显示脉冲增亮高温线，这与同时在H $α$地面观测相结合时，出现同空间的埃勒曼炸弹（EBs）。我们使用的RADYN一维辐射转移代码，试图重现所观察到的线轮廓和模拟这些事件的大气条件。结合MULTI/RH谱线合成程序，我们计算了这些模拟事例的H $α$、Ca Ⅱ 8542~ K和Mg Ⅱ h \& k谱线，并与以前的观测结果进行了比较。我们的研究结果暗示，光球层（$>$ 10，000 K）中过热区域的存在并不是EB信号产生的合理解释。虽然我们能够在H $α$、Ca II 8542~+和Mg II h \& k中重建EB样线轮廓，但我们不能同时与所有这些一致。
Observations of Ellerman bomb emission features in He I D3 and He I 10830 Å
上下文埃勒曼炸弹（EB）是短寿命的发射功能，其特点是延长翼发射的氢巴耳末线。到目前为止，在He I 10830线上还没有发现明显的EB信号，在He I D3中也没有发现EB的结论性观测。目的。我们的目标是研究中性氦三重线中电子束的特征。方法.观测包括10个连续的SST/TRIPPEL光栅扫描接近临边，具有H $β$，He I D3和He I 10830的光谱区域。我们还获得了光栅扫描与IRIS和使用SDO/AIA 1700的可编程逻辑器件通道。我们用Hazel来反转中性氦三重态线。结果我们的数据中的三个EB在中性氦三重态线中显示出不同的发射特征，最显著的是在He I D3线中可见。氦谱线有两个组成部分：一个是与电子束相关的宽的蓝移发射分量，另一个是在上覆色球层中形成的窄吸收分量。在我们的数据中，其中一个EB在其发射分量中显示出强速度梯度的证据。其他两个EB的发射分量可以使用恒定板来拟合。我们的分析提示热多普勒运动有很大的贡献氦和IRIS线的加宽。我们的结论是，电子束必须有高温表现出中性氦三重线的发射信号。一个数量级的估计将我们观察到的EB置于$T\sim 2\cdot 10^4-10^5$ K的范围内。
Ellerman bombs and UV bursts: transient events in chromospheric current sheets
埃勒曼炸弹（EB）和紫外线爆发都是与通量出现区域有关的增亮，特别是与在光球中相遇的相反极性的磁通量有关。这两个与重连有关的现象，名义上形成的距离很远，偶尔会发生在同一地点和同一时间，从而挑战了我们对重连和太阳低层大气加热的理解。我们认为，形成一个活跃的地区，包括长纤维和热，致密的日冕等离子体。本文研究了光球层下注入$2.5$ ~Mm的无扭曲磁通量片穿透光球层并与已存在的环境场相互作用的过程。具体来说，我们的目标是研究是否EB和紫外线爆发产生的结果，这种通量的出现，并检查它们的物理关系。彩虹辐射磁流体动力学代码被用来模拟通量出现在一个模型大气中，其中包含一个相当强的环境场，约束新兴的领域，以有限的体积，其中多个重联事件发生的领域突破光球，并扩大到外层大气。使用$1.5$ D RH代码和全三维MULTI 3D代码计算不同重联事件的合成谱。紫外线爆发和电子束的形成强度和线轮廓与观察到的光谱非常相似，这被认为是新兴通量与其自身在一个持久的电流片中重新连接的结果，该电流片在色球层中延伸了几个标度高度。合成诊断表明，没有令人信服的理由假设光球中发生紫外线爆发。相反，EB和紫外线爆发偶尔会在长电流片的两端形成，该电流片位于冷气体的延伸气泡中。
Shock-induced magnetic reconnection driving Ellerman bomb emission and a spicule
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris – PSL, École Polytechnique, Institut Polytechnique de Paris, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP)（索邦大学、巴黎天文台-PSL、巴黎综合理工学院、巴黎理工学院、法国国家科学研究中心等离子体物理实验室）；SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）
Properties of ubiquitous magnetic reconnection events in the lower solar atmosphere
太阳大气层深处的磁重联会增强巴耳末氢谱线的辐射，这种现象被称为埃勒曼弹。最近的高质量H $β$观测表明，埃勒曼炸弹比以前认为的更常见，估计在任何时候，大约有50万个埃勒曼炸弹存在于安静的太阳中。在这些新的H $β$观测中，我们对安静的太阳埃勒曼炸弹（QSEBs）进行了广泛的统计表征。我们分析了瑞典1米太阳望远镜观测到的安静太阳的1小时数据集，包括H $β$和H $α$线的光谱成像，以及Fe I 617.3 nm的光谱偏振成像。我们总共检测到2809个QSEB。寿命在9 s和20.5 min之间变化，中位数为1.14 min。最大面积范围在0.0016和0.2603 Mm $^2$之间，中位数为0.018 Mm $^2$。一个子集（14%）的QSEB显示H $β$线核心增强。平均而言，线核增亮出现在机翼增亮开始后0.88 min，这些增亮之间的距离为243 km。这导致表观传播速度在$-$ 14.3和+23.5 km s $^{-1}$之间，平均值为+4.4 km $^{-1}$向上传播。平均取向几乎平行于向肢方向。QSEBs几乎均匀地分布在整个视场中，但我们发现空的区域的尺寸的mesogranulation。QSEB更频繁地位于磁网络附近，它们通常更大，寿命更长，更明亮。我们的结论是，QSEB普遍存在于宁静太阳中，除了磁场最弱的中颗粒大小的区域（$B_{\rm{LOS}}\less…
Three-dimensional Magnetic Structures of Ellerman Bombs revealed by SUNRISE III/SCIP
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Astronomy, The University of Tokyo（东京大学天文学系）；Department of Astronomical Science, The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（advanced studies 高级研究大学院大学天体科学系）；Advanced Research Center for Space Science and Technology, Institute of Science and Engineering, Kanazawa University（金泽大学理工学研究科宇宙科学技术高级研究中心）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Centre for Integrated Data Science, Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球环境空间研究所综合数据科学中心）；National Institute for Fusion Science（日本核融合科学研究所）
IRIS Burst Spectra Co-Spatial To A Quiet-Sun Ellerman-Like Brightening
埃勒曼炸弹（EB）在过去的二十年里得到了广泛的研究;然而，直到最近才在安静的太阳中观察到这些事件的对应物。本文的目的是进一步了解小规模的安静太阳Ellerman样增亮（QSEBs）通过研究他们的光谱特征，包括调查是否与一些EB相关的热签名也是可见的任何QSEBs的空间。我们结合H $α$和Ca II $8542$在太阳边缘的光谱和成像数据采样的接口区域成像光谱仪（IRIS）。鉴定出21个QSEB，其平均寿命、长度和宽度分别测量为大约$120$“、$0.63$“和$0.35$“。其中三个QSEBs显示出明确的重复燃烧，通过他们的生命周期，在活动区（AR）的EB的行为。在SDO/AIA $1600$和IRIS裂隙颌成像仪$1400$的数据中，该样本中的两个QSEB与发射增加共空间发生，然而，这些强度增加小于与EB共空间报告的强度增加。一个QSEB在其寿命期间也被IRIS狭缝取样，显示Si IV $1393$和Si IV $1403$核心以及C II和Mg II线翼的强度增加，类似于IRIS爆发（IB）。使用RADYN模拟，我们无法重现所观察到的QSEB H $α$和钙II $8542$的轮廓线离开QSEB的温度分层的问题开放。我们的研究结果表明，一些QSEBs可以加热到过渡区的温度，这表明IB配置文件应在整个安静的太阳。
埃勒曼弹是磁重联的标志，磁重联是太阳大气中的一个重要物理过程。它们如何以及在哪里发生是一个争论的主题。在本文中，我们分析日出/IMaX数据与3D MHD模拟，旨在重现这些功能的形成所提出的确切方案。虽然观察到的事件似乎是更动态和暴力比模拟的，模拟清楚地证实了生产的EB的基本情况。模拟还揭示了潜在过程的全部复杂性。模拟观测表明，Fe I 525.02 nm谱线没有给出重联发生的高度信息。它只能提供关于重新连接后加热的线索。然而，在这种空间分辨率下的磁场矢量和速度的信息是非常有价值的，因为它显示了数值模型遗漏了什么以及如何改进它们。
Plausibility of ultraviolet burst generation in the low solar chromosphere
紫外暴和埃勒曼弹是发生在太阳低层大气中的小尺度磁重联事件。目前还不清楚紫外线爆发是否必须在比EB更高的大气层产生，或者紫外线爆发和EB是否都可以发生在低色球层。数值研究了太阳温度极小区（TMR）附近的低$β$磁重联过程。在MHD程序中加入了氢和氦随时间变化的电离度，从而更真实地模拟了由电子与中性粒子碰撞和双极扩散引起的磁扩散。模拟中包括来自Carlsson & Leenaarts 2012的更现实的辐射冷却模型。我们的高分辨率结果表明，当重联磁场强度达到$500$ G时，重联区的等离子体被加热到$20,000$ K以上，这表明在致密的低色球层中可以产生紫外暴.在低色球层产生紫外暴的主要机制是加热，这是重联过程中局部压缩的结果。发生在重联区的热能迅速增加后，由等离子体团介导的湍流重联调用。在重联区域中产生的热能的平均功率密度可以达到超过$1000$ erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，这与占UV爆发的平均功率密度相当。当重联磁场强度超过$900$ G时，合成的Si IV 1394 A多峰谱线宽度可达$100$ km s $^{-1}$，与观测结果一致。
