An X1.6 flare occurred in AR 12192 on 2014 October 22 at 14:02 UT and was observed by Hinode, IRIS, SDO, and RHESSI. We analyze a bright kernel which produces a white light (WL) flare with continuum enhancement and a hard X-ray (HXR) peak. Taking advantage of the spectroscopic observations of IRIS and Hinode/EIS, we measure the temporal variation of the plasma properties in the bright kernel in the chromosphere and corona. We found that explosive evaporation was observed when the WL emission occurred, even though the intensity enhancement in hotter lines is quite weak. The temporal correlation of the WL emission, HXR peak, and evaporation flows indicate that the WL emission was produced by accelerated electrons. To understand the white light emission process, we calculated the energy flux deposited by non- thermal electrons (observed by RHESSI) and compared it to the dissipated energy estimated from a chromospheric line (Mg II triplet) observed by IRIS. The deposited energy flux from the non-thermal electrons is about 3 ~ 7.7 X 10^(10) erg cm^(-2) s^(-1) for a given low energy cut-off of 30 ~ 40 keV, assuming the thick target model. The energy flux estimated from the temperature changes in the chromosphere measured using the Mg II subordinate line is about 4.6 - 6.7 X 10(9) erg cm^(-2) s^(-1): ~6-22% of the deposited energy. This comparison of estimated energy fluxes implies that the continuum enhancement was directly produced by the non-thermal electrons.
Comparison of Hinode/XRT and RHESSI detection of hot plasma in the non-flaring solar corona
我们比较了观测的非耀斑太阳日冕同时与Hinode/XRT和RHESSI。2006年11月12日分析的日冕主要由一个单一的活动区。对排放措施进行了比较。我们推导出发射测量分布与温度的整个活动区从多滤波器XRT数据。我们检查的兼容性与总排放量的测量值估计的流量与RHESSI测量，如果排放来自等温等离子体。我们发现，RHESSI和XRT数据分析一致指向存在一个次要的排放测量组件峰值在log T ~ 6.8-6.9。XRT和RHESSI结果之间的差异在几个因素之内，表明交叉一致性的可接受水平。
Simultaneous ALMA-Hinode-IRIS observations on footpoint signatures of a soft X-ray loop-like microflare
微耀斑被认为是形成活动日冕的主要能量输入源之一。为了研究低层大气对事件的响应，我们于2017年3月19日与IRIS和Hinode观测协调进行了3 mm的ALMA观测。在观测过程中，利用日出X射线望远镜在高时间节奏下捕捉到了软X射线环型微耀斑（活动区瞬时增亮）。增亮环足点位于窄视场ALMA、IRIS狭缝颚式成像仪和Hinode分光偏振仪内。在硅IV和ALMA图像中检测到对应的微耀斑的足迹，而对应的C II和Mg II K图像中不太明显。它们的脉冲时间曲线表现出与软X射线强度演化有关的Neupert效应。使用ALMA测量的热能的大小比在日冕中测量的小大约100倍。这些结果表明，脉冲对应物可以检测到在过渡区和上色球等离子体的热加热通过碰撞非热粒子。我们的能量评估表明，一个赤字的加速粒子撞击的脚点的一小类软X射线微耀斑。对应的足点由几个增亮核组成，它们都位于光球层强磁通量斑片状分布的弱磁区（空磁区）。内核提供了一个概念性的图像，其中的瞬态能量释放发生在多个位置上的鞘的磁通量束的电晕。
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。
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
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。
Rapid Disappearance of Penumbra-Like Features Near a Flaring Polarity Inversion Line: The Hinode Observations
我们观测到耀斑区极性反转线附近的半影状特征。PIL位于活动区的护城河边界（NOAA 10960）。PLFs在形态上与太阳黑子半影相似，但面积较小，约为6 $\times10^{7}$ km $^{2}$，与太阳黑子或太阳黑子孔隙不相关。我们观察到一个C1.7级耀斑后，PLF的快速消失，这发生在PIL附近。这些特征的局部相关跟踪（LCT）显示了远离PLF端点的水平流的存在，类似于在规则太阳黑子周围发现的径向向外流，这也被称为护城河流。在RHESSI观测中发现了与PLF位置一致的硬X射线发射，这表明耀斑的发生与PLF的衰变之间存在空间相关性。由日野分光偏振仪SOT/SP观测得到的耀斑前后的矢量磁场表明，耀斑后磁场的水平分量和垂直分量都发生了显著变化。耀斑间隔中磁场的两个分量的减弱表明，在耀斑间隔期间发生了PLF中磁场的快速消除和/或淹没。
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。
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。
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。
Dynamics of plasma heating and energy distributions of accelerated electrons during solar flares based on X-ray and ultraviolet emission
本论文的目的是通过重建加速/加热电子的能量分布来研究太阳耀斑的性质，基于EUV和X射线观测的耀斑等离子体诊断，以及在“标准”耀斑模型中估计热平衡。X射线数据来自Ramaty高能太阳光谱成像仪和俄罗斯太阳观测台KORONAS-F（IRIS实验）。太阳动力学观测/大气成像组件（SDO/AIA）提供的EUV数据。在第一章中，提出了一种新的技术，它允许在第一次确定的光子谱的基础上KORONAS-F/IRIS的观测，然后使用随机搜索方法和Tikhonov正则化方法重建的发射电子的能谱。在第二章中，介绍了同时拟合模型差分发射测量函数（DEM）RHESSI和SDO/AIA数据的技术，它允许推断电子分布的X射线和EUV观测。所提出的方法允许重建加速/加热电子的光谱和耀斑等离子体的基本参数，如温度，发射测量，总电子数密度，和耀斑能量。此外，还开发和应用了适合于DEM分析和耀斑平均电子通量谱的解析函数，以及以差分发射测度形式表示的卡帕分布。第三章考虑了在“标准”耀斑模型下不同耀斑区日冕环的热平衡和硬X射线发射。本论文基于以下论文：Motorina等人，TePh，2012，Motorina & Kontar，Ge&Ae，2015，Battaglia et al.，ApJ，2015，Motorina等人，TePh，2016，Tsap等人，Ge&Ae，2016.
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）
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。
Multiwavelength observation of a large-scale flux rope eruption above kinked mini-filament
我们分析了2012年4月30日发生在AR NOAA 111465的西临耀斑（C3.9）的多波长观测。SDO/AIA 304、1600射电望远镜和Hinode/SOT H $α$记录的高分辨率图像显示了一个与扭结不稳定性相关的小暗条（上升速度$\sim$ 40 km s $^{-1}$）的激活和暗条南支附近C级耀斑的开始。第一次磁重联发生在暗条的一个足点，导致其南支断裂。花丝显示北支和顶点逆时针方向的解绕运动，未能爆发。磁通绳（仅在热通道中可见，即，AIA 131和94通道和Hinode/SXT）结构在扭结丝上发生第二次磁重联时沿中性线出现。在扭曲的暗条上方形成RHESSI硬X射线源（12-25 keV），同时出现与光球增亮（AIA 1700 <$）相关的131 <$s热环，表明粒子从暗条顶部沿着这些环加速。此外，在171光年的灯丝上方观察到的EUV扰动/波也显示出与磁重联的密切联系。磁通绳慢慢上升（$\sim$ 100 km s $^{-1}$）可能通过在$\sim$ 15-20分钟内与周围剪切磁场重联而产生相当大的扭曲结构，AIA 171和SWAP 174的图像显示了一个冷压缩锋，（或CME锋面环）周围的热通量绳结构。
