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。
英文摘要：
Ellerman bombs (EBs) have been widely studied over the past two decades; however, only recently have counterparts of these events been observed in the quiet-Sun. The aim of this article is to further understand small-scale quiet-Sun Ellerman-like brightenings (QSEBs) through research into their spectral signatures, including investigating whether the hot signatures associated with some EBs are also visible co-spatial to any QSEBs. We combine H$α$ and Ca II $8542$ Å line scans at the solar limb with spectral and imaging data sampled by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS). Twenty one QSEBs were identified with average lifetimes, lengths, and widths measured to be around $120$ s, $0.63$", and $0.35$", respectively. Three of these QSEBs displayed clear repetitive flaring through their lifetimes, comparable to the behaviour of EBs in Active Regions (ARs). Two QSEBs in this sample occurred co-spatial with increased emission in SDO/AIA $1600$ Å and IRIS slit-jaw imager $1400$ Å data, however, these intensity increases were smaller than reported co-spatial to EBs. One QSEB was also sampled by the IRIS slit during its lifetime, displaying increases in intensity in the Si IV $1393$ Å and Si IV $1403$ Å cores as well as the C II and Mg II line wings, analogous to IRIS bursts (IBs). Using RADYN simulations, we are unable to reproduce the observed QSEB H$α$ and Ca II $8542$ Å line profiles leaving the question of the temperature stratification of QSEBs open. Our results imply that some QSEBs could be heated to Transition Region temperatures, suggesting that IB profiles should be observed throughout the quiet-Sun.
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。
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。
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。
A multi-wavelength analysis of small-scale brightenings observed by IRIS
太阳大气观测中的小尺度增亮是加热和/或能量传输事件的表现。我们通过应用于1330、1400和2796 Å IRIS斜颌图像时间序列的新检测方法呈现了亮度的统计特征。共记录了2377个事件，这些事件在所有三个通道中共存，使人们高度相信它们是真实的。这些中的$\approx$ 1800是空间相干的，等于在34.5分钟内$90\arcsec\times100\arcsec$ FOV内的$\sim9.7\times10^{-5}$ arcsec $^{-2}$ s $^{-1}$的事件密度。确定总亮度（$2.78<α<3.71$）、最大亮度（$3.84<α<4.70$）和平均面积（$4.31<α<5.70$）分布的幂律指数估计。持续时间和速度分布不服从幂律。事件的空间碎片化，面积和持续时间之间的相关性，以及与总亮度的弱关系，表明更大/更长的持续时间的事件更有可能在其生命周期中的碎片。速度分布显示所有事件都处于运动中，平均速度为$\sim7$ \kms。这些事件的空间轨迹表明，较冷的2796次事件倾向于稍晚出现，并占据与较热通道结果不同的位置/轨迹。这表明，其中许多是由重连引起的脉冲事件，随后迅速冷却，或者触发事件发生在TR附近，随后传播到较冷的大气层的扰动。事件的空间分布并不均匀，广泛的区域没有事件。空间分布与其他大气层的属性的比较表明，高磁场强度，日冕的多热性，高IRIS增亮活动之间的初…
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…
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。
Fine-scale explosive energy release at sites of prospective magnetic flux cancellation in the core of the solar active region observed by Hi-C 2.1, IRIS and SDO
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。
IRIS observational approach to the oscillatory and damping nature of network and internetwork chromosphere small-scale brightening (SSBs) and their unusual dynamical and morphological differences in different regions on the solar disk
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。
Ca II 8542 Å brightenings induced by a solar microflare
我们研究小规模的增亮在Ca II 8542的磁力线核心图像，以确定其性质和局部加热和质量传递的影响，在活动区域。高分辨率的二维光谱观测的一个活动区域在Ca II 8542的ESTA线获得了与GFPI连接到1.5米的GREGOR望远镜。使用NICOLE进行光谱反演。我们确定了三个大小为2“x2”的增亮物。我们发现的证据表明，增亮属于一个微耀斑（MF）的足点。观察到的增亮的性质使埃勒曼炸弹或IRIS炸弹的方案不合格。然而，这种MF与张开的活性区原纤维或张开的拱丝（FAF）具有一些共同的性质：（1）根据AIA通道，FAF和MF在色球层和日冕层中都很明显，并且（2）都显示出寿命约为3.0-3.5分钟且长度约为20”的张开的拱。反演显示加热600 K的足迹位置在周围的色球层在脉冲阶段。连接足点，在Ca II线核图像中出现了一个黑暗的附属结构。在MF开始之前，这个结构的光谱已经显示出平均蓝移，这意味着等离子体沿着LOS向上运动。在脉冲阶段，这些速度增加到-2.2 km/s。下游主要是在脚点。然而，在上层光球，轻微的上升流发生在脉冲阶段。因此，双向流动存在于MF的足点中。结论：我们检测到钙II增亮，符合足点位置的MF。MF事件导致上升的等离子体在上层光球，无论是在脉冲阶段之前和期间。先前最多上升到色球层的多余质量，沿着朝向MF足点的拱门缓慢向下排出。
Subarcsecond Bright Points and Quasi-periodic Upflows Below a Quiescent Filament Observed by the IRIS
利用IRIS的紫外光谱和SJIs，以及太阳动力学天文台（SDO）的日冕图像和磁图，我们提出了一个静止的暗条通道的新特征：亚弧秒亮点（BPs）和准周期上升流。TR中的BP具有约350 $-$ 580 km的空间尺度和超过几十分钟的寿命。它们位于细丝通道中较强的磁性结构处，磁通量约为10 $^{17}$ $-$ 10 $^{18}$ Mx。准周期性的增亮和上升流中观察到的BP和周期约为4 $-$ 5分钟。BP和相关的射流状上升流包括一个“蝌蚪形”的结构。上升流沿明亮的细丝运动，其方向几乎平行于细丝的脊。从具有相反极性磁场的BPs发起的上升流具有相反的方向。上升气流在天空平面内的速度约为5 $-$ 50 km s $^{-1}$。Si IV 1402.77的发射线在上升流处出现了约5 $-$ 30 km s $^{-1}$的明显蓝移，谱线轮廓展宽，宽度超过20 km s $^{-1}$。这些边界点似乎是细丝的基础，并且上升流能够输送质量以实现细丝的动态平衡。先前观测中的“逆流”流动可能是由相反极性磁场引发的双向上升流的传播引起的。我们认为，准周期性增亮的BPs和准周期性上升流的小尺度振荡的磁重联，这是由太阳p模式波调制的结果。
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）
Investigating datasets with high IRIS burst prevalence
在2013年和2014年由界面区域成像光谱仪（IRIS）采样的所有Si IV 1394 A光谱中，约0.01%具有IRIS爆发轮廓。然而，这些事件在数据集中并不是均匀分布的，其中19.31%的光谱仅在六个栅格中被识别。在这里，我们调查了这六个数据集中的五个，以了解为什么它们包含如此多的IRIS突发配置文件。这项研究将有助于指导未来IRIS爆发的有针对性的分析。我们分析了IRIS卫星采集的五个数据集，研究了Si IV 1394 A光谱和1400 A滤波器狭缝颚成像仪（SJI）数据。通过使用自动算法识别IRIS爆破曲线。此外，我们研究了太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（SDO/HMI）仪器采样的同空间视线光球磁场地图。在本文分析的5个数据集中发现的大多数识别的IRIS爆发轮廓（13904个中的12401个）局限于时间-距离域中的7个小区域（时间持续时间<4小时，沿狭缝的空间长度<12”）。与这些区域同空间的SJI数据包含长寿命或重复的紧凑增亮，与紫外线爆发的定义属性相匹配，这些属性在整个演化过程中保持接近IRIS狭缝。IRIS猝发轮廓不限于视场（FOV）中的最亮像素，它们也不包括大部分亮（>500 DN/s）像素。这些IRIS爆发分布与演变（例如，抵消）相反极性磁场共空间发生，其中认为磁重联是可能的。在整个2013年和2014年期间确定的IRIS爆发轮廓中，有超过10%包含在时间-距离…
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。
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）
