本研究的目的是利用最新的高分辨率观测资料重新研究本影点的物理参数，为科学认识其形成和演化做出贡献。在这项研究中，我们应用了一种粒子跟踪算法来检测2015年6月14日由古德太阳望远镜（GST）观测到的NOAA AR 12384中的UD。我们分析了平均位置分布，位置依赖性，和检测到的总2892 UD的一般属性分别在其生命周期和周期性行为，只有选定的10个长寿的UD。我们发现，i）最亮、最大、最快和最椭圆的UD倾向于位于本影-半影边界处，而它们的寿命不显示任何有意义的位置依赖性，ii）所有检测到的UD的平均动态速度约为（0.76 km/s），iii）从寿命最长的354个UD获得的轨迹显示它们通常具有向内运动，iv）选择的10个长寿命UD通常具有相似的周期性行为，显示8.5-32、3.5-4.1、1.5-1.9和1.1-1.3分钟的周期性，v）通常，检测到的UD具有椭圆形状，平均偏心率为0.29，标准偏差为0.11，vi）较大的UD往往更椭圆且更动态。
英文摘要：
The aim of this study is revisit the physical parameters of umbral dots (UDs) with the latest high resolution observations and contribute to the scientific understanding of their formation and evolution. In this study, we applied a particle tracking algorithm for detecting UDs in NOAA AR12384 observed on June 14, 2015 by the Goode Solar Telescope (GST). We analyzed average position distributions, location dependencies, and general properties of detected total 2892 UDs separately during their life time and the periodic behavior of only selected 10 long living UDs. We found; i) brightest, largest, fastest and most elliptic UDs tend to be located at the umbra-penumbra boundary while their lifetime does not display any meaningful location dependency, ii) average dynamic velocity of all detected UDs is about twice (0.76 km/s) of the previously reported average values, iii) obtained trajectories from the longest living 354 UDs show that they have generally inward motion, iv) chosen 10 long living UDs generally have similar periodic behavior showing 8.5-32, 3.5-4.1, 1.5-1.9, and 1.1-1.3 minutes periodicities, v) generally, detected UDs have an elliptical shape with the averaged eccentricity of 0.29, with a 0.11 standard deviation, vi) larger UDs tend to be more elliptic and more dynamic.
Investigation of Umbral Dots with the New Vacuum Solar Telescope
本影点（UDs）是在太阳黑子本影中观测到的孤立的小亮斑。它们是存在于本影内部的对流现象。根据UDs在本影中的位置，通常将其分为中心UDs（CUDs）和外围UDs（PUDs）。我们的目的是研究UD的性质，分析它们之间的关系，并进一步发现这些性质是否依赖于本影磁场强度。因此，我们选择了中国云南天文台富县太阳天文台的\textit{New Vacuum Solar Telescope}在最佳视宁条件下拍摄的四个活动区（AR）的高分辨率TiO图像。四个AR（NOAA 11598、11801、12158和12178）包含六个太阳黑子。共确定了1220个CUD和603个PUD。同时，利用\textit{Solar Dynamics Observatory}上的\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}拍摄的太阳黑子矢量磁场的径向分量，分析了UD特性与本影磁场强度之间的关系。我们发现，直径和寿命的UD表现出增加的趋势与亮度，但速度不。此外，直径、强度、寿命和速度取决于周围的磁场。CUD的直径被发现更大，CUD更明亮，它的寿命更长，它的运动在弱的阴影磁场环境中比在一个强的慢。
我们在1565.7 nm处的近红外（NIR）连续光谱中获得的数据中，在活动区NOAA AR 10707的中心太阳黑子本影中检测到3分钟和~6.5分钟的振荡功率峰值。近红外数据集捕捉到光球层以下约50公里的本影动态。本影并不作为一个整体振荡，而是在分布在本影表面上的不同部分中振荡。最强大的振荡，接近6.5的周期，不向上传播。我们注意到大量的大阴影点持续了30多分钟，并停留在相同的位置。检测到的本影点上方的振荡功率的峰值位于3分钟和5分钟的振荡处，但与~ 6.5分钟的振荡相比非常弱。
Inversions of synthetic umbral flashes: selection of wavelength sampling
成像光谱仪是用于获取太阳数据的常用仪器。它们在选定的波长位置记录准单色图像。通过扫描线的光谱范围，可以获得具有中等光谱分辨率的FoV的二维图。在这项工作中，我们评估质量的分光偏振反演得到的各种波长的采样期间的阴影闪光。我们计算了太阳黑子中非线性波传播的数值模拟，并使用NLTE程序NICOLE在阴影闪光期间构造了Ca II 8542谱线中的合成Stokes剖面。斯托克斯分布的光谱分辨率被降级到不同的情况下的波长覆盖范围的差异。分析了大量的波长采样，并通过将推断的色球温度、速度和磁场与数值模拟的色球实际值进行比较来评估反演的性能。反演结果中的误差在很大程度上取决于波长点在谱线轮廓上的位置。随着光谱分辨率的提高，推断的磁场得到改善。在速度和温度的情况下，低光谱分辨率数据产生的反演大气与实际值相匹配，可与具有更高分辨率的波长采样相媲美，同时在数据采集中提供更高的时间节奏。我们验证了NLTE反演的光谱偏振数据从Ca II 8542在阴影闪烁，在此期间，由于冲击波的传播，大气发生突然的戏剧性变化。我们的研究结果有利于使用精细的光谱分辨率的分析，专注于推断的磁场，而温度和速度波动的估计可以用较低的光谱分辨率。
The Magnetic Response of the Solar Atmosphere to Umbral Flashes
对太阳黑子本影的色球观测为磁声冲击现象及其对周围磁主导等离子体的影响提供了一个特殊的视角。我们采用同步狭缝光谱偏振和光谱成像观测的色球He I 10830和Ca II 8542线检查的本影磁场的波动所造成的陡峭的磁声波到本影闪光。现代反演程序的应用程序，我们发现的证据支持的情况下，本影冲击事件造成的嵌入磁场线的膨胀，由于绝热压力的增加。采用的大量统计数据使我们能够计算绝热指数，伽玛= 1.12 +/- 0.01，色球本影位置。对垂直于太阳法线的矢量磁场波动的检查显示，在本影闪光的位置处，变化高达~200 G。这种横向磁场波动以前没有描述过。通过与非线性无力场外推的比较，我们发现横向场分量的扰动与静态场几何形状的方向相同。这意味着由本影闪光产生的磁场增强沿着发展中的冲击波的运动路径定向，因此在磁场的倾斜和/或方位角方向上产生相对小的变化，最大为~8度。重要的是，这项工作突出了本影闪光能够修改全矢量磁场，与检测较弱的横向磁场组件，使高分辨率数据与现代反演程序相结合成为可能。
A Hot Downflowing Model Atmosphere For Umbral Flashes And The Physical Properties Of Their Dark Fibrils
我们执行NLTE反演在一个大的本影闪光，包括黑暗的纤维可见，在他们，并在静止的本影通过使用反演代码NICOLE上的一组全斯托克斯高分辨率的Ca II 8542 A观测的太阳黑子在磁盘中心。我们发现，暗结构的斯托克斯配置文件是不同的静态和闪光区。它们最好由在速度方面更类似于闪光大气的大气再现，即使振幅减小。我们还发现了两套解决方案，精细地适合闪光的配置文件：一组是向上流动，具有过渡区，这是更深的比在静止的情况下，并在温度略有下降之前，和第二个解决方案，在色球层中的一个较热的气氛，但具有接近声速在这样的高度下降流。这种下降流可能与日冕环的存在有关，甚至取决于日冕环的存在，日冕环植根于太阳黑子的本影，就像在分析的区域中的情况一样。类似的环最近被观察到在过渡区有超音速的下降流，这与早期的“太阳黑子羽流”一致，后者总是被发现在太阳黑子中显示出强烈的下降流。最后，我们发现，平均而言，磁场减少的闪光区，这表明冲击压力是移动的磁力线在上层。
Chromospheric resonator model for sunspot revealed by multi-height observation of umbral wave
Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen, Guangdong, China（哈尔滨工业大学深圳学院航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Shenzhen Key Laboratory of Numerical Prediction for Space Storm, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen, Guangdong, China（哈尔滨工业大学深圳学院航天学院空间风暴数值预测深圳市重点实验室）；Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi-221005, India（印度瓦拉纳西贝拿勒斯印度理工学院物理系）
Physical Properties of a Sunspot Chromosphere with Umbral Flashes
我们提出了对太阳黑子本影闪光的新的高分辨率分光偏振Ca II 8542观测结果。在近0.18”，并跨越约一个小时的连续观察，这是迄今为止公布的最详细的数据集。我们的研究涉及LTE和非LTE反演（但也包括弱场分析作为健全性检查），以量化温度，质量流量和完整的磁场矢量几何形状。我们证实了早先的报道，超高频有非常精细的结构，热和冷的材料在亚弧秒尺度上混合。冲击波阵面比周围的物质热大约1000 K。我们没有观察到本影中的场的显著波动。然而，在半影中，运行的半影波的通过使磁场强度改变约200 G（峰-峰幅度），但它不改变场的方向（至少在我们几度的灵敏度内不显著）。我们发现对于视线速度和磁场强度，随着磁场倾斜度的增加，高频调制功率有减小的趋势。在外部半影中，我们发现没有高频功率，而朝向本影的高频功率越来越多。
New assignments of the CaH $A^{2}Π-X^{2}Σ^{+}$ transitions in the sunspot umbral spectrum and effective temperature estimation using molecular lines
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究大学院大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Astrobiology Center（天体生物学中心）；University of Toyama（富山大学）；Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan（昴星望远镜，日本国立天文台）；Kyoto University（京都大学）
Chromospheric Dynamics of an Umbral Flare Kernel - Based on Coordinated SUNRISE III SCIP and Domeless Solar Telescope Observations
Kyoto University（京都大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Kanazawa University（金泽大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高级研究大学院大学）
本研究利用SUNRISE III SCIP与DST的协同观测，揭示了太阳黑子本影内M1.4级耀斑核的色球精细结构与等离子体运动，解释了耀斑红不对称性的成因。
