对动力学现象的高分辨率观测使人们能够深入了解控制太阳低层大气的性质和过程。我们提出了类似喷气现象的分析，从活动区（AR）12192半影脚点使用成像和光谱观测的界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。这些喷流与$\pm$ 10-22 km s $^{-1}$的视线（LoS）多普勒速度和似乎以23-130 km s $^{-1}$的速度穿过天空平面（PoS）的明亮锋面有关。这样的速度比色球层中预期的声速高得多。在IRIS和AIA的冷通道和热通道中都可以看到喷流的特征。每次喷射平均持续15分钟，在2小时内发生5-7次。提出了解释这一现象的可能机制，其中最有可能的机制是由于光球波阵面或重力波的陡化而导致p模或Alfven波冲击序列撞击过渡区（TR）和日冕。
英文摘要：
High-resolution observations of dynamic phenomena give insight into properties and processes that govern the low solar atmosphere. We present the analysis of jet-like phenomena emanating from a penumbral foot-point in active region (AR) 12192 using imaging and spectral observations from the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) and the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) on board the Solar Dynamics Observatory. These jets are associated with line-of-sight (LoS) Doppler speeds of $\pm$ 10-22 km s$^{-1}$ and bright fronts which seem to move across the Plane-of-Sky (PoS) at speeds of 23-130 km s$^{-1}$. Such speeds are considerably higher than the expected sound speed in the chromosphere. The jets have signatures which are visible both in the cool and hot channels of IRIS and AIA. Each jet lasts on average 15 minutes and occur 5-7 times over a period of 2 hours. Possible mechanisms to explain this phenomenon are suggested, the most likely of which involve p-mode or Alfv\' en wave shock trains impinging on the transition region (TR) and corona as a result of steepening photospheric wavefronts or gravity waves.
Tracing the Chromospheric and Coronal Magnetic Field with AIA, IRIS, IBIS, and ROSA Data
本研究的目的是探讨活动区的磁模拟的色球图像的适用性。我们使用高分辨率的图像（0.1 "），来自Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS），H-α 6563 A线的太阳大气快速振荡（ROSA）仪器，2796 A线的界面区成像光谱仪（IRIS），并将这些色球图像得到的非势磁场模型与日冕（171 A等）大气成像组件（AIA）图像得到的非势磁场模型进行了比较。和色球层（304 A）波长。曲线-线性结构自动跟踪在这些图像中的OCCRENT-2代码，我们向前拟合磁场线计算的垂直电流近似非线性力自由场（VCA-NLFFF）代码。我们发现色球图像：（1）显示出清晰的曲线-线性结构（2）这些曲线-线性结构通过约4 - 7度的中值未对准角与最佳拟合解场对准;（3）由日冕资料计算的自由能可能低估由色球资料计算的自由能约2 - 4倍，（4）色球特征的高度范围仅限于h~4000 $ km, while coronal features are detected up to h ~ 35,000$ km，（5）等离子体β参数为β~10 ^（-5）-10 ^（-1）。我们的结论是，色球图像揭示了重要的磁结构，是互补的日冕图像，需要包括在全面的磁场模型，一个追求，是不适应标准NLFFF代码。
Direct Observations of Magnetic Reconnection Outflow and CME Triggering in a Small Erupting Solar Prominence
我们研究了2014年5月1日01：35 UT发生的一次小日珥喷发，并由太阳动力学天文台（SDO）的界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）观测到。爆发前和爆发后的图像是由日之上的X射线望远镜（XRT）拍摄的。在爆发前，日珥上方存在一个圆顶状的结构，以日冕雨为分界。随着喷发的进行，我们发现了日珥磁场和上覆磁场重连的证据。在AIA和IRIS中可以看到快速流动，表明重新连接流出。在AIA 171 A通道中，沿一条可能重新连接的磁力线观测到了~300 km s $^{-1}$的天平面流。IRIS探测到与AIA气流一致的、约200 km s $^{-1}$的间歇性快速视线气流。差分排放测量计算表明，加热的快速流动的起源。喷发后的XRT图像显示，热环可能是由于重新配置的磁场在喷发和随后的加热等离子体在这些环路。虽然有证据表明在爆发期间日珥上方的重连，但IRIS的高空间分辨率图像显示了日珥下方的潜在重连地点。对爆发日珥的高度-时间分析表明，日珥的初始上升速度为~0.4 km/s $^{-1}$，随后迅速加速，最终速度为~250 km/s $^{-1}$。在这两个阶段之间的过渡期间，IRIS的亮度表明，爆发的快速部分的爆发触发器可能是一个系绳切割机制，而不是突破机制。
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。
Multiwavelength observation of a large-scale flux rope eruption above kinked mini-filament
我们分析了2012年4月30日发生在AR NOAA 111465的西临耀斑（C3.9）的多波长观测。SDO/AIA 304、1600射电望远镜和Hinode/SOT H $α$记录的高分辨率图像显示了一个与扭结不稳定性相关的小暗条（上升速度$\sim$ 40 km s $^{-1}$）的激活和暗条南支附近C级耀斑的开始。第一次磁重联发生在暗条的一个足点，导致其南支断裂。花丝显示北支和顶点逆时针方向的解绕运动，未能爆发。磁通绳（仅在热通道中可见，即，AIA 131和94通道和Hinode/SXT）结构在扭结丝上发生第二次磁重联时沿中性线出现。在扭曲的暗条上方形成RHESSI硬X射线源（12-25 keV），同时出现与光球增亮（AIA 1700 <$）相关的131 <$s热环，表明粒子从暗条顶部沿着这些环加速。此外，在171光年的灯丝上方观察到的EUV扰动/波也显示出与磁重联的密切联系。磁通绳慢慢上升（$\sim$ 100 km s $^{-1}$）可能通过在$\sim$ 15-20分钟内与周围剪切磁场重联而产生相当大的扭曲结构，AIA 171和SWAP 174的图像显示了一个冷压缩锋，（或CME锋面环）周围的热通量绳结构。
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。
Explosive events on sub-arcsecond scale in IRIS observations: a case study
我们目前的研究，一个典型的爆炸事件（EE）在亚弧秒尺度见证了强非高斯分布与蓝移和红移发射高达150公里/秒的过渡区Si IV 1402.8，和色球Mg II K 2796.4和C II 1334.5观察到的界面区域成像光谱仪在前所未有的空间和光谱分辨率。第一次发现EE与非常小的规模（$\sim$ 120公里宽）等离子体喷射，然后在色球收缩。这些小规模的喷流源自一个紧凑的亮点状结构，大小为$\sim$ 1.5”，如IRIS 1330卫星图像所示。SDO/AIA和SDO/HMI联合观测表明，EE位于一个复杂的环状增亮系统的足点。在AIA 171 ℃、193 ℃和131 ℃的较高温度通道中检测到EE，表明其达到log T $=5.36\pm0.06$（K）的较高温度。在AIA通道中观察到的持续时间为90- 120秒的增亮可能是由色球层中看到的等离子体喷射引起的。的C II线的翅膀表现在一个类似的方式作为Si IV的指示接近形成温度，而Mg II K翼显示额外的多普勒频移发射。磁会聚或出现后以$5\times10^{14}$ Mx s $^{-1}$的速率消除与EE区有关。不同磁块的位置和磁通量的综合变化表明，磁重联一定发生过。我们的研究结果挑战了过去提出的几种解释非高斯线轮廓的理论，即EE。然而，我们的案例研究本身并不能否定这些理论，因此需要对产生EE的现象进行进一步深入的研究。
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
Synchronized Observations of Bright Points from the Solar Photosphere to Corona
太阳大气中最重要的特征之一是磁网络及其与过渡区（TR）和日冕亮度的关系。了解能量是如何进入日冕的，以及它是如何沿着深光球层和色球层之间的磁力线穿过TR和日冕的。一个很好的运输代理是界面区域成像光谱仪光栅扫描和成像观测近紫外和远紫外发射通道，具有高时空分辨率。在这项研究中，我们专注于与IRIS观察到的安静的太阳。Si IV、C II和Mg II k线的高信噪比和强发射强度的数据在TR亮网点中显示出高相关性。将IRIS强度图和多普勒图的结果与太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的结果进行了比较。平均网络强度剖面显示出与AIA日冕通道的强相关性。此外，我们应用HMI的磁网络同步观测，发现太阳大气层各级网络亮点之间存在很强的关系。这些网络元素的特征表现出高多普勒速度区域和大的磁特征。日冕亮点发射的占主导地位的部分，伴随着光球中的磁源，表明磁场集中在网络rophiles可以帮助内外太阳大气之间的耦合。
Fine structure above a light bridge in the transition region and corona
本文给出了太阳黑子光桥上方喷流的多波长、同空间和近同时间观测结果。这些数据是由Hinode上的太阳光学望远镜（SOT）、界面区光谱仪（IRIS）和太阳动力学观测台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的。Ca II H图像中的大多数喷流显示亮度随高度降低，而在IRIS狭缝钳口图像中，1330 m~2处的喷流显示明亮的前缘。这些射流显示上升和下降的运动，从时间-距离图中获得的抛物线轮廓明显。射流的上升和下降速度相似。这些喷流表现出相邻喷流之间的协调行为，共同上下移动。一些喷流显示了从前缘喷射的等离子体，在过渡区（TR）和日冕温度下也更热。在AIA波段也看到了类似的行为，这表明LB上方的喷流到达了较低的日冕，前缘被加热到日冕温度。这种喷流是向太阳黑子上方的过渡区和日冕传递质量和能量的重要手段。
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）
IRIS Burst Spectra Co-Spatial To A Quiet-Sun Ellerman-Like Brightening
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。
Multiwavelength observations of a partial filament eruption on 13 June 2011
本文报道了2011年6月13日在NOAA活动区11236观测到的一次C1.2级耀斑的部分暗条爆发。该事件发生在太阳动力学天文台（SDO）航天器上的大气成像组件（AIA）视场（FOV）的东翼，靠近后面的日地关系天文台（STEREO）航天器上的极紫外成像仪（EUVI）视场的磁盘中心。在喷发过程中，暗条分裂成两部分：主部分和逃逸部分。大部分沿闭合环路流动，并在环路顶部经历分叉。一些材料向前移动并到达远程足迹，而另一些材料返回到原始足迹。失控的部分沿着开放的场线流动，这是由耀斑相关的III型射电爆发证明。失控部分也经历分叉。上支脱离日冕，以324 km s-1的速度演化为喷流状的窄日冕物质抛射（CME），下支落回太阳表面。提出了一个示意图来解释这一事件，并提供了部分暗条爆发的新机制
Temporal and Spatial Scales in Coronal Rain Revealed by UV Imaging and Spectroscopic Observations
日冕雨对应于日冕中向太阳表面吸积的冷而致密的团块，并且经常在太阳活动区上方观察到。它们通常被认为是由日冕中的热不稳定性产生的，它们的寿命受到它们到达色球层的时间的限制。虽然雨通常在下落时分裂成较小的团块，但其具体的空间和时间尺度仍然不清楚。此外，雨与色球层的影响的观测特征还没有得到澄清。在这项研究中，我们调查的时间演变的速度和强度的日冕雨以上的SDO卫星上的AIA获得的日冕图像以及狭缝颚图像（SJIs）和光谱数据的IRIS卫星。我们确定黑暗和明亮的线程移动到本影在AIA图像和SJIs，分别和空间色球强度增强和红移在三个IRIS光谱，镁II K 2796埃，硅IV 1394埃，和C II 1336埃。强度增强和日冕雨红移几乎同时发生在所有三条谱线上，这清楚地表明了与日冕雨的因果关系。此外，我们检测到突发强度变化的时间尺度短于1分钟的Mg II K，Si IV和C II光谱，表明雨团的长度尺度约为2.7微米，如果我们乘以典型的时间尺度的突发强度变化在30秒的雨速度在90 $\mathrm{km\ s}^{-1}$。IRIS谱线的这种快速增强在时间分辨率限制的5.6秒的时滞内被激发。这些时间和空间尺度可能反映了负责雨形态的物理过程，并暗示了不稳定性，如开尔文-亥姆霍兹。
Rotating Network Jets in the quiet Sun as Observed by IRIS
目的。我们对网络喷流进行了详细的观测分析，以了解它们的运动学，旋转运动和潜在的触发机制。我们分析了安静太阳（QS）的数据。方法.利用IRIS高分辨率成像和光谱观测资料（SJI：Si iv 1400.0 μ m，Raster：Si iv 1393.75 μ m）分析了过渡区（TR）内无所不在的旋转网络喷流。此外，我们还使用了大气成像组件（AIA）机载太阳动态观测（SDO）的观测。结果对51个网络射流进行了统计分析，以了解它们的各种平均特性，例如，视速度（140.16+/-39.41 km/s）、长度（3.16+/-1.18 Mm）、寿命（105.49+/-51.75 s）。Si iv 1393.75高斯线具有次级分量以及其主高斯线，其是由于高速等离子体流（即，网络喷气机）。这些喷流的多普勒速度变化（即，一个边缘上的蓝移和另一个边缘上的红移）表示存在遗传的旋转运动。统计分析预测平均旋转速度（即，\delV）为49.56 km/s。与其他类型的太阳喷流相比，网络喷流具有较高的角速度。结论.网络喷流的特征在TR谱线中根据Si iv 1393.75谱线的次级分量继承。网络喷流的旋转运动是普遍存在的，这是首次报道这类喷流的特征。磁重联似乎是形成这些网络喷流的最有利机制。
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）
