Low-lying loops have been discovered at the solar limb in transition region temperatures by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS). They do not appear to reach coronal temperatures, and it has been suggested that they are the long-predicted unresolved fine structures (UFS). These loops are dynamic and believed to be visible during both heating and cooling phases. Making use of coordinated observations between IRIS and the Swedish 1-m Solar Telescope, we study how these loops impact the solar chromosphere. We show for the first time that there is indeed a chromospheric signal of these loops, seen mostly in the form of strong Doppler shifts and a conspicuous lack of chromospheric heating. In addition, we find that several instances have a inverse Y-shaped jet just above the loop, suggesting that magnetic reconnection is driving these events. Our observations add several puzzling details to the current knowledge of these newly discovered structures; this new information must be considered in theoretical models.
Three-dimensional modeling of chromospheric spectral lines in a simulated active region
由于控制色球谱线形成的复杂物理学，解释太阳色球观测结果是困难的。因此，许多色球特征的起源和特征还没有得到解决。我们在这里集中研究两个突出的特点：长纤维和耀斑带。为了对它们进行建模，我们使用了一个自洽地再现它们两者的活动区域的3D MHD模拟。我们使用3D非LTE辐射转移代码Multi3D对H $α$、Mg II k、Ca II K和Ca II 8542的X射线线进行建模。这个模拟再现了跨越相反极性太阳黑子之间的长纤维，高度可达4毫米。由于密度的原因，它们可以在所有的线中被追踪。与以前的研究相反，H $α$、Mg II h&k和Ca II H&K在该模型中形成于相似的高度。磁场线与H $α$原纤维对齐，但后者在较小程度上适用于Ca II 8542的磁场线。模拟显示了H $α$线核心的结构，看起来像耀斑带。带中的发射是由致密色球层和高柱质量的过渡区引起的。在所有的色球谱线中都可以看到这些条带，但在Ca II 8542的色球谱线中最不明显。在一些像素中，产生具有单个发射峰的宽不对称轮廓，类似于在耀斑带中观察到的轮廓。它们是由色球温度上升和大的速度梯度的深发病。模拟产生的长纤维与观察中看到的相似。它还产生了类似于耀斑带的结构，尽管在模拟中缺乏非热电子。后者表明，热传导可能是一个重要的代理人在传输耀斑能量的色球层除了非热电子。
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。
这项工作的目的是确定瞬态EUV增亮的真正性质，称为闪光。共空间和共时间的多仪器数据，包括成像（EUVI/STEREO，XRT和SOT/Hinode），光谱（CDS/SoHO和EIS/Hinode）和磁图（SOT/Hinode）数据，一个孤立的赤道冕洞。应用CDSOV 629 A和EUVI 171 A的瞬态增亮自动识别程序.我们在CDS O V 629 A光栅图像中识别出28个闪光灯组。所有CDS O V 629 A眼罩均在EUVI 171 A和304 A图像中显示对应物。我们将这些闪光分为两类，一类与冠状对应物相关，另一类与XRT图像和EIS Fe XII 195.12 A光栅图像中所见的无冠状对应物相关。大约三分之二的闪光灯显示了日冕对应物，并对应于各种事件，如EUV/X射线喷流，日冕亮点的增亮或较大环的足点增亮。这些增亮重复发生，在过渡区温度下的寿命约为40分钟。在XRT和EIS Fe XII 195.12 A中没有日冕对应物的剩余闪烁群看起来像点状增亮，并且有色球/过渡区的起源。它们只发生一次，寿命约为20分钟。一般来说，闪光灯的寿命在不同的波长，即不同的温度下是不同的，从色球层到日冕逐渐减少。这项工作表明，术语blinker涵盖了一系列现象。闪烁是起源于日冕、过渡区和色球高度的各种瞬态事件的EUV响应。因此，与闪光灯相关的事件有助于形成和维持过渡区和日冕中的温度梯度。
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。
Fine-scale downflows above flare ribbons captured by Solar Orbiter/EUI
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文研究所）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Institute of Physics and Astronomy, University of Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）
Multi-Wavelength Diagnostics of Pre-Flare Evolution with Aditya-L1: From the Solar Chromosphere to the Corona
Manipal Academy of Higher Education（马尼帕尔高等教育学院）；Physical Research Laboratory（物理研究所）；U R Rao Satellite Centre（U R Rao卫星中心）；Centre for Excellence in Space Sciences India, Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度空间科学卓越中心，加尔各答科学与研究教育研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；Sri Dharmasthala Manjunatheshwara College (Autonomous)（斯里达尔马斯塔拉曼朱纳特什瓦拉学院（自治））
An active region filament studied simultaneously in the chromosphere and photosphere: I - Magnetic structure
本文对紧凑型活动区（AR）灯丝（NOAA 10781）中的矢量磁场进行了多波长、多高度的研究。我们提出了一个进化的情况下，这种灯丝。用TIP-II在包括色球He I 10830 A多重峰和光球Si I 10827 A谱线的光谱范围内获得全斯托克斯矢量。在2005年7月3日的He I吸收图像中检测到AR细丝（在我们的观测运行之前形成）。色球矢量磁场在这部分的灯丝强烈剪切，而光球场线下面有一个相反的极性配置。从7月3日到7月5日，记录了极性反转线（PIL）两侧极性的打开和关闭，类似于最近发现的Hinode看到的滑动门效应过程。7月5日，从色球层光谱中推断出一个正常的极性结构，同时在光球层中发现了与PIL对齐的强烈剪切场线。在同一数据集中，在FOV的不同部分也观察到了细丝的脊柱，并通过硅线芯清楚地映射。所推断的灯丝的矢量磁场建议磁通绳拓扑结构。此外，观测表明暗条被分成两部分，一部分位于色球层，另一部分被困在光球层。因此，只有螺旋结构的顶部才能被氦线看到。在PIL的孔隙和孤儿半影似乎是光球对应的极低的灯丝。我们认为，孤立半影形成于致密AR的非常狭窄的PIL中，是光球中通量绳的光球表现。
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）
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。
