Chromospheric activities prior to solar flares provide important clues to solar flare initiation, but are as yet poorly understood. We report a significant and rapid H$α$ line broadening before the solar flare SOL2011-09-29T18:08, that was detected using the unprecedented high-resolution H$α$ imaging spectroscopy with the Fast Imaging Solar Spectrograph (FISS) installed on the 1.6 m New Solar Telescope (NST) at Big Bear Solar Observatory.The strong H$α$ broadening extends as a blue excursion up to -4.5 A and as a red excursion up to 2.0 A, which implies a mixture of velocities in the range of -130 km/s to 38 km/s by applying the cloud model, comparable to the highest chromospheric motions reported before. The H$α$ blueshifted broadening lasts for about 4 minutes, and is temporally and spatially correlated with the start of a rising filament, which is later associated with the main phase of the flare as detected by the Atmosphere Imaging Assembly (AIA) onboard Solar Dynamics Observatory (SDO). The potential importance of this H$α$ blueshifted broadening as a preflare chromospheric activity is briefly discussed within the context of the two-step eruption model.
Time-resolved spectroscopy and photometry of an M dwarf flare star YZ Canis Minoris with OISTER and TESS: Blue asymmetry in H$α$ line during the non-white light flare
在本文中，我们提出的光谱和光度观测的M-型耀斑星YZ CMi的框架内的光学和红外协同望远镜的教育和研究（OISTER）的合作在过境系外行星调查卫星（TESS）的观测期间的结果。我们从TESS光变曲线中检测到145个白光耀斑，并从2019-01-16和2019-01-18之间进行的OISTER观测中检测到4个H $α$耀斑。其中，3 H $α$耀斑与白光耀斑有关。然而，其中一个没有表现出明显的连续增亮，在这次耀斑期间，H $α$线表现出蓝不对称，持续了$\sim 60$ min。蓝移分量的视线速度为$-80$ - $-100$ km s $^{-1}$。这表明，即使没有可检测到的红色/近红外连续增亮，色球层冷等离子体也可以向上流动。假设H $α$线的蓝色不对称是由YZ CMi上的日珥爆发引起的，我们估计了向上运动的物质的质量和动能分别为$10^{16}$ - $10^{18}$ g和$10^{29.5}$ - $10^{31.5}$ erg。估计的质量是可比的预期从耀斑X射线能量和质量的恒星耀斑和太阳日冕物质抛射的向上移动的材料之间的经验关系。相比之下，YZ CMi上的非白光耀斑的估计动能大致是$2$数量级小于耀斑X射线能量和太阳CME动能之间的关系所预期的。这可以通过日冕物质抛射和日珥爆发之间速度的差异来理解。
Halpha line profile asymmetries and the chromospheric flare velocity field
在太阳耀斑谱线轮廓中观察到的不对称性可以为耀斑大气的性质和动力学提供重要的诊断。本文利用瑞典1米太阳望远镜对M1.1耀斑的高空间、时间和光谱分辨率地面观测资料研究了Halalpha和Ca II 8542耀斑谱线的演化。从耀斑内核的H α线轮廓的时间演变显示过量的排放在红翼（红色不对称）耀斑最大之前，和过量的蓝翼（蓝色不对称）最大之后。然而，Ca II 8542的红外线并不遵循相同的模式，在耀斑期间只显示出微弱的红色不对称性。用RADYN模拟方法合成了耀斑大气的谱线廓线，与观测结果符合较好。我们发现，在Halpha中观察到的红色不对称性不一定与等离子体向下流动，蓝色不对称性可能与等离子体向上流动无关。事实上，我们的结论是，陡峭的速度梯度在耀斑色球修改的波长的中心反转的H α线的配置文件。最大不透明度的波长向较短和较长波长的偏移分别产生红色和蓝色不对称性。
Analysis of the coronal green line profiles: evidence of excess blueshifts
日冕绿线（Fe XIV 5303 A）剖面是2001年6月21日在赞比亚卢萨卡日全食期间通过法布里-珀罗干涉仪观测日冕获得的。仪器宽度约为0.2A，光谱分辨率约为26000。在1.0-1.5 R \odot的径向范围内和大约240 \circ的位置角覆盖范围内获得大约300个线轮廓。用单高斯拟合谱线轮廓，得到谱线的强度、多普勒速度和线宽。还获得了线轮廓的质心，这给出了线不对称性的度量。多普勒速度的直方图显示过量的蓝移，而质心揭示了一个占主导地位的蓝翼线的轮廓。已经发现，质心和多普勒速度高度相关。这表明在具有过量蓝移分量的线轮廓中存在多个分量。然后，我们得到了（蓝-红）翼强度，它清楚地揭示了第二个组成部分，其中大部分是蓝移的。这证实了日冕绿线轮廓通常包含多分量，这些分量具有过量的蓝移，这也取决于太阳活动。二次分量的多普勒速度的大小是在20-40公里s-1的范围内，他们表现出向两极增加。这种多分量的可能解释可能是最近发现的对日冕加热或新生太阳风流有重要作用的II型针状体，但冠缘上方日冕线的蓝色不对称的原因尚不清楚。
High-Time-Cadence Spectroscopy and Photometry of Stellar Flares on M-dwarf YZ Canis Minoris with Seimei Telescope and TESS. II. Statistical Properties of Blue/Red Asymmetries in the H$α$ Line
High-Time-Cadence Spectroscopy and Photometry of Stellar Flares on M-dwarf YZ Canis Minoris with Seimei Telescope and TESS. I. Discovery of Rapid and Short-Duration Prominence Eruptions
Convective blueshifts in the solar atmosphere II. High-accuracy observations of the Fe i 6173.3Å line and deviations of full-disk Dopplergrams
颗粒状对流运动到达太阳大气层的下层，通常会导致光球谱线出现不同的谱线偏移。这种向较短波长的多普勒频移通常被称为对流蓝移。我们用德国真空塔望远镜的激光绝对参考光谱仪（LARS）对安静的太阳进行了系统的观测。沿子午线和赤道扫描太阳圆盘，从圆盘中心向边缘。用激光频率梳在绝对波长尺度上校准了6173 nm附近的太阳光谱，精度为几m/s。通过对谱线的平分线分析，揭示了不同日心位置对流蓝移和谱线不对称性的变化。作为对流运动的标志，Fe i 6173.3的平分线曲线描述了盘中心的C形。当接近太阳边缘时，平分线变成一个\形状。时间和等分线平均线位移的分析产生三个不同的结果。首先，用LARS测量的多普勒速度的中心到边缘的变化揭示了一个显着的差异（高达200米/秒）的全磁盘的日震和磁成像仪（HMI）的多普勒图。其次，我们得到了一个显着的减少对流蓝移向太阳边缘。第三，太阳活动的视线效应导致在中间日心位置的散射高达100米/秒。用LARS对绝对对流蓝移的精确观测可以识别与HMI测量的多普勒速度的系统差异。HMI的中心到肢体的变化遭受了额外的向肢体的蓝移，这与我们的结果不一致。LARS测量结果可作为天气HMI多普勒图中系统误差校正的参考。
What can we learn about solar coronal mass ejections, coronal dimmings, and Extreme-Ultraviolet jets through spectroscopic observations?
我们分析了几个数据集获得的Hinode/EIS和CME和EUV喷流爆发过程中发现各种类型的流量。CME诱导的调光区域的特征在于显着的蓝移和增强的线宽，通过使用一个单一的高斯拟合。而红蓝（RB）不对称性分析和RB引导的双重高斯拟合的日冕线轮廓表明，这些可能是由一个强的背景发射分量和一个相对较弱（~10%）的高速（~100 km s-1）的上升流分量的叠加。这一发现表明，在变暗区的外流速度可能是100 km s-1的顺序，而不是之前报道的~20 km s-1。密度和温度诊断表明，调光主要是密度降低的影响，而不是温度变化。不同方法估算的暗区质量损失基本一致，约为相关日冕物质抛射质量的20%-60%。在RB不对称性分析的指导下，我们还发现了几个与温度相关的流出（速度随温度增加）（最深）调光区域之外。在爆发的CME环和EUV喷流中，在日冕和过渡区温度下形成的发射线的轮廓被发现表现出两个分离良好的组件，一个几乎固定的组件占背景发射和高度蓝移（~200 km s-1）的组件表示从喷发物质的发射。这两个分量可以很容易地分解，通过双高斯拟合，我们可以诊断的电子密度，温度和质量的喷出物。结合蓝移分量的速度和来自同步成像观测的喷发物质的投影速度，我们可以计算出喷出物的真实速度。
Non-LTE Calculations of the Fe I 6173 Å Line in a Flaring Atmosphere
Fe I 6173超导线被广泛用于包括日震和磁成像仪（HMI）在内的仪器对矢量磁场的测量。我们进行非本地热力学平衡计算的基础上，在一个燃烧的大气中的辐射流体动力学模拟这条线。我们采用了安静的太阳大气和半影大气作为我们的模拟初始之一。我们发现，在宁静的太阳大气中，线中心在中间耀斑期间有明显的增强。增强的发射是由光球层的辐射回暖和色球层下部的粒子束加热共同作用的结果。蓝色的不对称的线轮廓也出现由于在较低的色球层向上的质量运动。如果初始大气为半影大气，谱线对耀斑加热的响应更为显著，表现为中心发射和明显的不对称性。HMI的低光谱分辨率将指示一些信息损失，但增强和线不对称性仍然保持。通过计算偏振线轮廓，我们发现Stokes I和V轮廓可以作为耀斑加热的结果而改变。因此，这条线的畸变对从这条线测量的磁场有着至关重要的影响，在解释太阳耀斑中经常观测到的磁瞬变现象时应谨慎。
Full velocities and propagation directions of coronal mass ejections inferred from simultaneous full-disk imaging and Sun-as-a-star spectroscopic observations
Characteristics of the Solar Coronal Line Profiles from Fabry-Perot Interferometric Observations
本文报道了一组法布里-珀罗干涉图的分析，研究探测内日冕的物理参数。这些观测是在2001年6月21日发生在赞比亚卢萨卡的日全食期间，在日冕绿线Fe XIV 5302.86日冕上进行的。这项研究是在1.1-1.5 Ro的径向范围内进行的，并检查了多普勒速度，半宽度，质心和不对称性及其相互之间的相关性在电晕的各个点。发现59%的谱线轮廓发生蓝移，34%的谱线轮廓为单分量谱线，只有7%的谱线轮廓发生红移。半宽和多普勒速度相对于冠状高度的变化有很大的分散性，没有表现出显着的变化。结果表明，半宽度随多普勒速度或质心的变化呈抛物线趋势，相关性较弱，而半宽度与非对称性的关系尚不明确。这些结果将为日冕动力学研究提供更多的信息，并有助于理解日冕物理问题。
APO & SMARTS flare star campaign observations I. Blue wing asymmetries in chromospheric lines during mid M dwarf flares from simultaneous spectroscopic and photometric observation data
NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）
本文通过对三颗中期 M 矮星的同时光谱与测光观测，发现 7 次耀发在 Hα 等色球谱线中呈现蓝翼不对称性，并据此估计了可能的暗条爆发质量及其与 CME 的关系。
Comparing the Ca II H and K Emission Lines in Red Giant Stars
本文报道了105颗巨星Ca Ⅱ H谱线核心发射峰不对称性的测量结果。用参数V/R量化不对称性，V/R定义为发射曲线的蓝峰和红峰中的最大计数数之间的比率。Ca II H和K发射线探测恒星大气中某些色球层的差分运动。Ca II K线的V/R数据来自以前的论文，并与类似的H线比率进行比较，H和K光谱来自相同的观测结果。发现H线V/R值平均比等效K线比值大+0.04，但其差值随B-V颜色而变化。温度低于B-V = 1.2的红巨星，H线V/R更可能大于K线V/R，而温度高于B-V = 1.2的红巨星则相反。Ca II H和K线不对称性之间的差异可能是由色球层材料层引起的，这些发射特征产生以不同的速度在扩大流出。
Observations and simulations of the Na I D1 line profiles in an M-class solar flare
利用Dunn太阳望远镜IBIS高光谱分辨率观测数据，结合辐射流体动力学模拟，研究了M3.9耀斑SOL 2014 -06- 11 T21：03 UT中Na I D1谱线的时间演化.我们的结果表明，在耀斑期间，线芯和机翼强度显着增加。对耀斑带谱线轮廓的分析表明，Na I D1谱线在蓝翼有一个中心反转和过量发射（蓝不对称）。我们结合RADYN和RH模拟合成的Na I D1线轮廓的耀斑大气，并找到良好的协议与观测。用电子束加热会改变燃烧大气中的辐射场，并将电子从基态$\mathrm{3s~^2S}$激发到第一激发态$\mathrm{3p~^2P}$，这又会改变两种状态的相对布居。温度和能态布居密度的变化使钠谱线轮廓从吸收回复到发射。对模拟光谱的分析还表明，Na I D1耀斑廓线的不对称性是由太阳低层大气中产生的速度梯度和不透明度效应引起的。
The Chromospheric Response to the Sunquake generated by the X9.3 Flare of NOAA 12673
活动区域NOAA 12673在2017年9月极度不稳定，产生了许多太阳耀斑，包括2017年9月6日太阳活动周期24中最大的X9.3耀斑。据报道，这次耀斑沿着耀斑带产生了一些太阳地震（Sharykin & Zhao vichev 2018; Zhao & Chen 2018）。我们已经使用了同时间和同空间的日震和磁成像仪（HMI）的视线（LOS）和瑞典1米太阳望远镜观测显示这些太阳地震的色球层响应的证据。对Ca II 8542的\space谱线波前轮廓的分析表明，波峰产生强烈的蓝色不对称，而波谷最多产生非常轻微的红色不对称。我们使用组合HMI，SST数据集创建时间-距离图，并推导出响应的视横向速度和加速度。这些速度范围从4.5 km s $^{-1}$到29.5 km s $^{-1}$，恒定加速度为8.6 x 10 $^{-3}$ km s $^{-2}$。除了重心（COG）方法外，我们还采用了NICOLE反演方法来推导2.4 km s $^{-1}$至3.2 km s $^{-1}$的LOS速度。这两种技术都表明，波峰是由上升流造成的。我们相信这是耀斑引起的第一个色球层信号。
