The sunspot umbra harbors the coolest plasma on the solar surface due to the presence of strong magnetic fields. The routinely used atomic lines to observe the photosphere have weak signals in the umbra and are often swamped by molecular lines. This makes it harder to infer the properties of the umbra, especially in the darkest regions. The lines of the Ti I multiplet at 2.2 $μ$m are formed mainly at temperatures $\le\!4500$ K and are not known to be affected by molecular blends in sunspots. Since the first systematic observations in the 1990's, these lines have been seldom observed due to the instrumental challenges involved at these longer wavelengths. We revisit these lines and investigate their formation in different solar features. We synthesize the Ti I multiplet using a snapshot from 3D MHD simulation of a sunspot and explore the properties of two of its lines in comparison with two commonly used iron lines at 630.25 nm and $1.5648\,μ$m. We find that the Ti I lines have stronger signals than the Fe I lines in both intensity and polarization in the sunspot umbra and in penumbral spines. They have little to no signal in the penumbral filaments and the quiet Sun, at $μ=1$. Their strong and well-split profiles in the dark umbra are less affected by stray light. Consequently, inside the sunspot it is easier to invert these lines and to infer the atmospheric properties, compared to the iron lines. The Cryo-NIRSP instrument at the DKIST will provide the first ever high resolution observations in this wavelength range. In this preparatory study, we demonstrate the unique temperature and magnetic sensitivities of the Ti multiplet, by probing the Sun's coolest regions which are not favourable for the formation of other commonly used spectral lines. We thus expect such observations to advance our understanding of sunspot properties.
Correlation of the sunspot number and the waiting time distribution of solar flares, coronal mass ejections, and solar wind switchback events observed with the Parker Solar Probe
Chromospheric resonances above sunspots and potential seismological applications
太阳黑子本影的振荡在光球层和色球层表现出明显的差异。我们评估了两个相互竞争的情况下提出的解释这些意见：色球谐振腔和波从光球层上层大气层。我们采用数值模拟来分析这两种模型中的振荡。并与低色球层（Na I D2）和高色球层（He I 10830）的观测结果进行了比较。谐振腔的节点可以被检测为相位跳变或功率骤降，尽管后者的识别不足以声称谐振的存在。与此相反，速度和温度波动之间的相位差揭示了驻波，并明确地证明了存在的声学谐振器以上的阴影。我们的研究结果提供了一种新的地震方法来探测活动区色球通过检测共振节点。
我们分析了太阳黑子中的波从光球到色球层的传播，使用时间序列的同空间Ca II H强度谱（包括其线混合）和偏振光谱的Si I 10827和He I 10830多重态。从这些线的多普勒频移，我们检索沿视线在几个高度的速度的变化。相位谱用于获得振荡信号之间的关系。我们的分析揭示了驻波在低于4兆赫的频率和连续传播的波在较高的频率，陡峭的冲击在色球层接近形成高度的Ca II H核心。Ca II H中观察到的非线性比He I线弱。我们的分析表明，钙II H核心的形式在一个较低的高度比He I 10830线：约20秒的时间延迟之间的多普勒信号在两个波长检测测量。根据牛顿冷却定律，将线性慢磁声波在有辐射损耗的分层大气中的传播模型拟合到相位谱上，并推导出谱线的形成高度差。我们发现，线性模型描述了波的传播形成高度的Ca II H，非线性开始变得非常重要。
Oscillation Period Properties of Sunspots in the 8-10 $μ$m Infrared Band: A Multi-Dataset Analysis
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
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）
Detection of supersonic downflows and associated heating events in the transition region above sunspots
IRIS数据使我们能够以前所未有的0.33角秒的空间分辨率研究太阳过渡区（TR）。在2013年8月30日，我们观测到了高多普勒频移的爆发，这表明在谱线Mg II h和k、C II 1336、Si IV 1394和1403谱线中存在着高达200 km/s的强烈超音速下降流和较弱、稍慢的上升流，这些谱线与缝口图像（SJIs）中的增亮相关。在整个2小时的观察中，爆发行为持续，平均爆发持续时间约为20秒。这些短暂事件的位置似乎是EUV环的本影和半影足点。在SJIs和AIA中，沿着这些环路观察到快速明显的下行流，这表明环路是热不稳定的。我们解释的观测作为冷物质从日冕高度下降，特别是沿热不稳定环产生的日冕雨，这导致在环足点的强度增加，可能表明在TR的密度和温度的增加。雨的速度是在较高的一端以前报告的速度为这种现象，并可能高于自由落体速度沿环路。在其他观测日，类似的亮点有时会排列成带状，类似于小耀斑带。这些观测首次提供了对TR太阳黑子小尺度加热事件的深入了解。
A closer look at a coronal loop rooted in a sunspot umbra
太阳日冕中的极紫外线（EUV）和X射线环连接着磁场活动增强的区域，但它们通常不会植根于太阳黑子的黑暗阴影中，因为那里发现的强磁场抑制了对流。这意味着，只要没有光桥或本影点，进入高层大气的磁能坡印廷通量在本影内就不重要。在这里，我们报告了一个罕见的观测日冕环植根于黑暗的本影的太阳黑子没有任何痕迹的光桥或本影点。我们使用的狭缝颚图像和光谱数据从IRIS和集中的线配置文件的O IV和Si IV，显示持久的强红移成分的循环植根于本影。利用O-IV的比值，我们可以估计密度，从而研究质量通量。通过AIA的EUV通道提供这些观测的日冕背景和温度诊断。日冕环，嵌入在较冷的下降流，主机超音速下降流。超过100公里秒的速度$^{-1}$是在相同的数量级的过渡区线的O IV和Si IV，甚至可以看到在色球Mg II线的速度相当。在足点$1"$内的投影距离处，我们看到激波过渡到较小的下降流速度，约为15 km s $^{-1}$，这与静止等温激波的质量守恒是一致的。我们没有看到能量输入到环中的直接证据，因为环植根于本影的黑暗均匀部分，附近没有光桥或本影点。因此，人们可能会得出结论，我们看到的是从循环另一端的足点驱动的虹吸流。然而，对于最终结果，需要在另一个足点处具有类似质量的数据，但这太远而不能被IRIS视场覆盖。
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。
Standing oscillations in a resonant sunspot atmosphere captured by integral field spectroscopy
California State University Northridge（北岭加州州立大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；National Institute for Space Research (INPE/Brazil)（巴西国家空间研究所）
利用积分场单元FRANCIS观测Na I D1/D2线形成高度上的振荡，通过小波互相关分析发现黑子本影中心存在驻波行为，边缘为传播模式，能量通量随高度衰减，阻尼长度约363 km。
Spectropolarimetry of Atomic and Molecular Lines near 4135nm
利用4135nm附近的光球原子和分子吸收谱线进行了新的空间扫描偏振光谱黑子观测。测量了几条原子谱线之间的相对分裂，结果表明与组态相互作用和中间耦合计算的值一致。在4137nm处的Fe I谱线中观察到大的分裂，显示出多个Stokes V分量和不寻常的线性偏振。这条谱线将成为宁静太阳磁场的灵敏探测器，其磁灵敏度比著名的1565nm Fe I谱线高2.5倍。
