We present a study of multi-wavelength observations, of a C 2.3 solar flare in Active Region NOAA 12353, observed on 2015 May 23, which reveal new properties of acoustic waves in the flaring region. The space-, and ground-based data measured by the HELioseismological Large Regions Interferometric Device, operating at the Vacuum Tower Telescope, the Atmospheric Imaging Assembly, and Helioseismic and Magnetic Imager on board the Solar Dynamic Observatory, were used in this paper. First, using power spectra of solar oscillations, we identified the dominant frequencies and their location at seven different atmospheric levels before and after the flare event. Second, based on AIA observations taken in six Extreme Ultraviolet filters, we derived Differential Emission Measure (DEM) profiles and DEM maps of the flare. Finally, we confirm the σ-classification of the magnetic field in the active area, directly related to the flare. Our results are as follows: the high-frequency waves (ν>5 mHz) in the photosphere, in both cases, before and after the flare, are generated at the foot-points of the chromospheric loop, while in the chromosphere (Hα line), before the event the power enhancement exhibits for maximum of flare emission, and after the eruption the enhancement by all frequencies is observed only in the post flare loop area. Moreover, the power of oscillation in the pores surrounding area before the flare has a random character, while after the flare oscillation's power is concentrated in the pore, and weakened outside of. We conclude that the accurate detection of high-frequency acoustic waves in the active regions can lead to faster and easier prediction of high-energy events.
The Influence of Solar Flares on the Lower Solar Atmosphere: Evidence from the Na D Absorption Line Measured by GOLF/SOHO
据推测，太阳耀斑对太阳大气层的最深层有影响，但这种影响的观测证据很少。使用十年的测量Na D $_{1}$和Na D $_2$夫琅和费线，测量的GOLF船上SOHO，我们表明，这光球线确实是受耀斑。个别耀斑的影响被太阳振荡所掩盖，但基于条件平均的统计分析揭示了一个清晰的信号。虽然GOLF只能探测一个单一的波长在同一时间，我们表明，两翼的钠线仍然可以比较。变化的线不对称性可以被解释为在耀斑的峰值期间来自低层太阳大气的向上的等离子体运动，随后是向下的运动。
Observational Investigation of Energy Release in the Lower Solar Atmosphere of a Solar Flare
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳低层大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解太阳大气层较低层（光球层和色球层）耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构。NLFFF模型揭示了PIL中反向磁通量管的相互作用。这两个相互作用的磁通量管在NST的高分辨率宽带连续图像中被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了对应于小尺度光球磁拱的薄三带结构的形成。观测结果表明，在致密色球层中，等离子体部分电离在极性反转线附近的强电流集中的区域，有利于初级能量释放的位置。磁重联可以由两个相互作用的磁通量管触发，形成沿着PIL伸长的电流片。
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
Flare Energy Release in the Lower Solar Atmosphere Near the Magnetic Field Polarity Inversion Line
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解光球层和色球层中耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构和电流。NLFFF模型揭示了PIL中两个具有相反方向磁场的磁通量绳的相互作用。在NST的高分辨率宽带连续图像中，这些磁绳被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了一个薄的三带结构的形成，对应于一个小规模的光球磁拱。观测结果表明，在极性反转线附近有强电流集中的色球等离子体中存在初级能量释放点。在这种情况下，通过相互作用的磁通量绳触发磁重联，从而形成沿PIL伸长的电流片。
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。
Global Forces in Eruptive Solar Flares: The Lorentz force Acting on the Solar Atmosphere and the Solar Interior
我们计算的变化，在洛伦兹力集成在太阳大气层外所观察到的变化，发生在大，爆发性太阳耀斑的矢量磁图暗示。这种力的扰动应该由作用在太阳光球层和太阳内部的大小相等、方向相反的力的扰动来平衡。太阳内部估计力变化的表达式概括了Hudson，Fisher和Welsch（CS-383，ASP，221，2008）提出的早期表达式，提供了水平和垂直力分量，并为扰动力的垂直分量提供了更准确的结果。我们表明，磁爆发应导致在光球的磁场变得更加水平，因此应导致一个向下（朝向太阳内部）的力的变化作用于光球和太阳内部，最近从分析磁记录数据由王和刘（Astrophys. J. Lett. 716，L195，2010）。我们建议存在一个观测之间的关系，从矢量磁图的变化计算力的变化，从耀斑喷出物携带的向外动量，和属性的日震扰动驱动的向下的力的变化。我们使用的脉冲驱动的洛伦兹力的变化，在太阳大气层外，推导出一个上限的爆发等离子体，可以逃离太阳的质量。最后，我们比较了预期的洛伦兹力的变化在光球与简单的估计耀斑驱动的气体动力学扰动和估计的扰动压力从辐射回暖的光球在耀斑的条件。
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
Investigating the propagation of small-scale flare energy in the lower and upper atmosphere of solar active region
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）
Stellar flare-driven evolution of primordial early exo-Earth atmospheres: Insights from a Young M Dwarf Flare model
University of Oslo（奥斯陆大学）；National Solar Observatory, University of Colorado Boulder（美国国家太阳天文台，科罗拉多大学博尔德分校）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理与行星科学系）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗森兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）
Radiative losses in the chromosphere during a C-class flare
太阳耀斑向日冕释放出巨大的能量。该能量的很大一部分被传输到低层大气，导致色球层加热。在耀斑期间将能量输送到太阳低层大气的机制仍然没有完全了解。我们的目标是估计在色球层中的辐射损失的时间演化的C级耀斑的脚点，为了设置观测约束的电子束参数的RADYN耀斑模拟。我们估计的辐射损失从氢，和单电离钙和镁使用半经验模型大气。为了估计色球层中的综合辐射损失，在温度最低值和温度达到10 kK的高度之间对净冷却速率进行了积分。净冷却率的分层表明，钙红外三线是负责在燃烧的大气中的大部分辐射损失。在耀斑的峰值时间，从Ca II H & K和Mg II H & K线的贡献是强的和可比的钙IR三重态（$\sim$ 32千瓦米$^{-2}$）。由于我们的耀斑是一个相对较弱的事件，色球没有被加热到11 kK以上，这反过来又产生了一个减弱的Lyα贡献（$\sim$ 7 kW m $^{-2}$）。总辐射损失随时间的变化表现为急剧上升（0.4 kW ~ m $^{-2}$ s $^{-1}$）和相对缓慢的衰减（0.23 kW~m $^{-2}$ s $^{-1}$）。总辐射损失的最大值在耀斑峰值时间附近达到，并且对于位于足点处的单个像素可以高达175 kW m $^{-2}$。经过一个小参数的研究，我们发现最好的模型数据一致性的辐射损失的幅度和整体大气结构的RADYN耀斑模拟注入能量通量的$5\times10^{1…
Observations and simulations of the Na I D1 line profiles in an M-class solar flare
利用Dunn太阳望远镜IBIS高光谱分辨率观测数据，结合辐射流体动力学模拟，研究了M3.9耀斑SOL 2014 -06- 11 T21：03 UT中Na I D1谱线的时间演化.我们的结果表明，在耀斑期间，线芯和机翼强度显着增加。对耀斑带谱线轮廓的分析表明，Na I D1谱线在蓝翼有一个中心反转和过量发射（蓝不对称）。我们结合RADYN和RH模拟合成的Na I D1线轮廓的耀斑大气，并找到良好的协议与观测。用电子束加热会改变燃烧大气中的辐射场，并将电子从基态$\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。
