I report on observations of a set of magnetic loops above a region with late-phase flux emergence taken by IRIS, Hinode and SDO. The loop system consists of many transition region loop threads with size of 5--12\arcsec\ in length and $\sim0.5$\arcsec in width and coronal loops with similar length and $\sim2$\arcsec width. Although the loop system consists of threads with different temperatures, most individual loop thread have temperature in a narrow range. In the middle of the loop system, it shows clear systematic blue-shifts of about 10\,\kms\ in the transition region that is consistent with a flux emerging picture, while red-shifts of about 10\,\kms\ in the corona is observed. The nonthermal velocity of the loop system are smaller than the surrounding region in the transition region but are comparable in the corona. The electron densities of the coronal counterpart of the loop system range from $1\times10^9$\,cm$^{-3}$ to $4\times10^9$\,cm$^{-3}$. Electron density of a transition region loop is also measured and found to be about $5\times10^{10}$\,cm$^{-3}$, a magnitude larger than that in the coronal loops. In agreement with imaging data, the temperature profiles derived from the differential emission measurement technique confirms that some of the loops have been heated to corona. Our observations indicate that the flux emergence in its late phase is much different from that at the early stage. While the observed transition region is dominated by emerging flux, these emerging loops could be heated to corona and the heatings (if via nonthermal processes) most likely take place only after they reaching the transition region or lower corona.
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。
A Statistical Comparison between Photospheric Vector Magnetograms Obtained by SDO/HMI and Hinode/SP
自2010年5月1日以来，我们已经能够（几乎）连续研究太阳中的矢量磁场，这要归功于两个天基天文台：太阳动力学天文台（SDO）和日出。两者都配备了能够测量光球线辐射的塞曼诱导偏振的斯托克斯参数的仪器。但是观测模式、谱线、空间、谱和时间采样，甚至用于从Stokes剖面恢复磁和热力学信息的反演代码都不同。我们将SDO上的HMI仪器观测到的矢量磁场与Hinode上的SP仪器观测到的矢量磁场进行了比较。本文给出了NOAA AR 11084的14幅图中本影区、半影区和谱斑区磁矢量分量之间的关系。重要的是，我们已经将SP数据转化为可观测的HMI，探索可能的影响，这两种仪器的不同操作模式，以及用于推断磁场的反演方案。假设的填充因子（包含塞曼签名的每个像素的分数）在导出的磁性中产生最显著的差异，特别是在谱斑中。光谱和角度采样具有第二大影响。我们建议在HMI和SP提供的数据中以相同的方式处理消歧。这将使从这些数据恢复的矢量磁场之间的关系更强，这将有利于同时或互补地使用两种仪器。
Predicting the thermodynamics in the chromosphere from the translation of SDO data into the IRIS$^{2}$ inversion results using a visual transformer model
SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；Henry M. Gunn Senior High School（亨利·M·冈恩高中）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁高级技术中心）
SynthIA: A Synthetic Inversion Approximation for the Stokes Vector Fusing SDO and Hinode into a Virtual Observatory
University of Michigan（密歇根大学）；NASA GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Stanford University（斯坦福大学）
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。
SDO/AIA and Hinode/EIS Observations of Interaction Between an EUV Wave and Active Region Loops
我们提出了详细的分析极紫外（EUV）波和它的相互作用与活动区（AR）的太阳动力学观测/大气成像组件和日出极紫外成像光谱仪（EIS）所观察到的环路。该波于2011年8月4日从AR 11261开始，以430- 910 km \s的速度传播。观察到它穿过另一个AR并穿过其路径上的细丝通道。EUV波扰动邻近的AR环并激发向这些环的足点传播的扰动。对AR环的EIS观测表明，在波过境时，原始红移增加了约3 km \s，而原始蓝移略有下降。波过境后，这些变化被逆转。当极紫外波到达极冕洞边界时，会先后产生两个反射波，其中一部分反射波在日边上方传播。第一波反射波在太阳边缘上方遇到了一个大规模的环路系统，第二波以更高的速度在它前面144 Mm处迅速出现。这些发现可以解释在一个快速模式的磁声波解释的EUV波，其中观察到的EUV波产生的扩展日冕物质抛射的框架。
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。
Plasma diagnostics of an EIT wave observed by Hinode/EIS and SDO/AIA
我们提出了等离子体诊断的EIT波的观察与高节奏的Hinode/EIS坐盯光谱和SDO/AIA图像在HOP-180观测活动期间获得的2011年2月16日。在传播的EIT波前，我们观察到向下的等离子体流的EIS Fe XII，Fe XIII，和Fe XVI谱线（log T ~ 6.1-6.4）的视线（LOS）的速度高达20公里/秒。这些红移之后是蓝移，向上的速度高达-5 km/s，表明波前后面的等离子体弛豫。在波的演化过程中，向下的速度脉冲从几公里/秒变陡到20公里/秒，随后衰减，与线强度的相对变化相关。在EIT波阵面的等离子体密度的预期增加估计从观察到的强度增加位于我们的密度诊断从EIS XIII 202/203 AA线比的噪声水平。没有显着的LOS等离子体运动中观察到的He II线，这表明波脉冲是不够强，扰动底层色球。这与没有Halpha Moreton波与事件相关的结果一致。沿EIS狭缝传播的EIT波显示出~ -540 m/s ~ 2的强减速度和~ 590 km/s的起始速度。这些发现与日冕快模式MHD波的通过是一致的，它将等离子体向下推动并在日冕底部压缩。
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
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。
Interaction between an emerging flux region and a pre-existing fan-spine dome observed by IRIS and SDO
2014年3月9日，我们利用\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）和\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的大气成像组件对NOAA 11996活动区的扇脊圆顶进行了多波长观测。首次观察到了扇形脊拓扑结构由于其磁场和附近的出射磁通区（EFR）之间的相互作用而被破坏。SDO上的日震和磁成像仪的视线磁图显示，圆顶位于混合磁场上，其边缘植根于围绕少数寄生负场的冗余正极性。圆屋顶的扇形表面由细丝系统组成，沿其脊柱观察到反复出现的射流。大约在13：54 UT发生的喷流伴随着一个准圆形的带状物，沿着圆顶的底部边缘顺时针方向变亮，这可能表明在扇脊拓扑结构中发生了滑动重连。EFR连续出现并与圆顶的磁场相遇。磁抵消发生在新出现的负极性和圆顶磁场的外部正极性之间，这导致连接EFR和与圆顶相关的增亮的环的上升。在分析中使用对IRIS SI IV 1394谱线的曲线的单高斯拟合。除了视线方向上的上升外，沿狭缝似乎有两个上升分量。取消过程一次又一次地重复。最终，扇形脊状穹顶被摧毁，形成了新的连通性。我们认为，EFR和扇形脊穹的磁场之间的磁重联是造成穹破坏的原因。
Large-Scale Spatial Cross-Calibration of Hinode/SOT-SP and SDO/HMI
University of Michigan（密歇根大学）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Stanford University（斯坦福大学）；NASA GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
Propagation of Waves above a Plage as Observed by IRIS and SDO
上下文MHD波被认为是从光球层中传输足够的能量来加热过渡区和日冕。然而，这些波的各个方面，如它们的性质，传播特性和在大气加热过程中的作用仍然知之甚少，是一个进一步调查的问题。目的。我们的目标是调查波传播的活动区（AR）plage使用IRIS和AIA的观测。主要的动机是了解光球和TR振荡之间的关系。我们计划确定的位置，在plage区的磁通量管基本上是垂直的，并进一步了解这些波的传播和性质。方法.我们使用了AIA的光球观测（即，AIA 1700 mm）以及TR成像观察（IRIS/SJI Si iv 1400.0 mm）。我们已经使用小波分析研究了波从光球到TR的传播（例如，交叉功率、相干性和相位差），包括定制的噪声模型。结果快速傅立叶变换（FFT）给出了光球层和TR高度上的波功率分布.周期在2.0- 9.0分钟之间的波似乎与光球和TR之间相关。我们利用定制的噪声模型来估计IRIS观测的95%置信水平。基于TR中的声速和估计的传播速度，这些波最好被解释为慢磁声波（SMAW）。结果发现，几乎所有的位置显示相关/传播的波在广泛的范围内的周期从光球TR。这表明，波的相关性/传播空间出现频率是非常高的谱区内。
Multi-thermal dynamics and transverse oscillations of solar spicules revealed by coordinated SST, IRIS, and SDO observations
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测站，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）
