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。
英文摘要：
Coronal loops are basic building blocks of solar atmosphere and are observed on various length scales. However, their formation mechanism is still unclear. In this paper, we present the spectroscopic and imaging observations of small-scale transients and subsequent formation of transient loops. For the purpose, we have utilized the multi-wavelength observations recorded by AIA and IRIS-SJI, along with spectroscopic measurements provided by IRIS. For the photospheric magnetic field data, we obtained line-of-sight magnetogram data provided by HMI. Small-scale transients are simultaneously observed with several EUV and UV passbands of AIA and IRIS-SJI. HMI magnetogram provides evidence of negative flux cancellations beneath these transients. Differential Emission Measure (DEM) analysis shows that one of the transient attains temperature up to 8 MK whereas another one reaches only up to 0.4 MK. These transients further lead to the formation of small-scale loops with similar temperature distributions, and thus termed as hot and cool loops respectively. During the course of events, IRIS slit was rastering the region and thus provided spectroscopic measurements at both transients and associated loops. This enabled us to perform in-depth investigations of hot and cool loops. Using density sensitive O IV line pair, we obtained average electron densities along the hot and cool loop to be $10^{11.2}$ and $10^{10.8}$ cm$^{-3}$ respectively. Energy estimates suggest that flux cancellation can easily power the hot transient whereas is insufficient for cool transient. Life time estimates and magnetic field extrapolation suggest presence of small-scale and fine structures within these loops. Results provide crucial ingredients on the physics of loop formation and involved thermodynamics.
Predicting the thermodynamics in the chromosphere from the translation of SDO data into the IRIS$^{2}$ inversion results using a visual transformer model
SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；Henry M. Gunn Senior High School（亨利·M·冈恩高中）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁高级技术中心）
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
Interaction between an emerging flux region and a pre-existing fan-spine dome observed by IRIS and SDO
2014年3月9日，我们利用\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）和\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的大气成像组件对NOAA 11996活动区的扇脊圆顶进行了多波长观测。首次观察到了扇形脊拓扑结构由于其磁场和附近的出射磁通区（EFR）之间的相互作用而被破坏。SDO上的日震和磁成像仪的视线磁图显示，圆顶位于混合磁场上，其边缘植根于围绕少数寄生负场的冗余正极性。圆屋顶的扇形表面由细丝系统组成，沿其脊柱观察到反复出现的射流。大约在13：54 UT发生的喷流伴随着一个准圆形的带状物，沿着圆顶的底部边缘顺时针方向变亮，这可能表明在扇脊拓扑结构中发生了滑动重连。EFR连续出现并与圆顶的磁场相遇。磁抵消发生在新出现的负极性和圆顶磁场的外部正极性之间，这导致连接EFR和与圆顶相关的增亮的环的上升。在分析中使用对IRIS SI IV 1394谱线的曲线的单高斯拟合。除了视线方向上的上升外，沿狭缝似乎有两个上升分量。取消过程一次又一次地重复。最终，扇形脊状穹顶被摧毁，形成了新的连通性。我们认为，EFR和扇形脊穹的磁场之间的磁重联是造成穹破坏的原因。
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。
On the temporal evolution of spicules observed with IRIS, SDO and Hinode
针状体是在色球谱线边缘外观察到的普遍存在的快速移动的喷流。结合最近推出的界面区域成像光谱仪与太阳动力学天文台和Hinode，我们有一个独特的机会，同时在多个通带和看到自由的环境中研究针状体。这使得有可能在很大的温度范围内研究它们的热演化。最近的一项研究表明，针状体出现在几条色球和过渡区谱线中，这表明针状体从Ca II H中消失后在较热的通带中继续演变。在这篇后续论文中，我们回答了在介绍性研究中提出的一些问题。此外，我们还首次对C Ⅱ 1330型的离肢骨针进行了研究。我们发现，Ca II H针状体比最初报道的更类似于Mg II 2796针状体。对于一个样本的54针状，我们发现，44%的硅IV 1400的针状物是光明的顶部，56%的针状物显示增加硅IV排放时，钙II H组件褪色。我们发现几个例子的针状物，从通带以外的钙II H褪色，我们观察到，如果一个针状物从通带褪色，它也一般褪色的通带较低的形成温度。我们将讨论这些新的，多光谱的结果意味着分类的I型和II型骨针。
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）
A Two-ribbon White-light Flare Associated with a Failed Solar Eruption Observed by ONSET, SDO, and IRIS
双带增亮是爆发型太阳耀斑最显著的特征之一，常被用来预测日冕物质抛射（CME）的发生。然而，最近有人质疑是否所有的双带耀斑都是爆发性的。在本文中，我们研究了一个两个带状白光（WL）耀斑，这是与失败的磁通量绳（MFR）爆发2015年1月13日，没有伴随CME在WL日冕。\textit{Optical and Near-infrared Solar Eruption Tracer}和\textit{Solar Dynamics Observatory}的观测结果表明，随着耀斑发射的增加和未成功爆发的MFR的加速，在WL 3600的通带处出现了两个孤立的核，并迅速发展成两个细长的带状结构。WL连续谱增强的演化与\textit{Fermi}硬X射线26- 50 keV通量的变化在时间上完全一致。在\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}观察到的整个FUV和NUV通带处，连续发射的增加也是清晰可见的。此外，在一个WL核中，\ion{Si}{4}、\ion{C}{2}和\ion{Mg}{2} h/k线显示显著增强和非热增宽。然而，它们的多普勒速度模式是依赖于位置的。在强烈明亮的像素，这些线表现出蓝移;而在中等明亮的，线通常是红移。这些结果表明，失败的MFR爆发也能够产生一个双带耀斑和高能电子，加热低层大气，导致WL和FUV/NUV连续辐射和色球…
Connecting Atmospheric Properties and Synthetic Emission of Shock Waves Using 3D RMHD Simulations of Quiet Sun
我们分析了高分辨率的三维辐射MHD模拟安静的太阳和他们的合成发射特性的冲击波的演变。模拟模型的动态12.8x12.8x15.2 Mm安静的太阳区域（包括5.2 Mm层的上层对流区和10 Mm的大气层从光球到日冕）与初始均匀的垂直磁场为10 G，自然驱动的对流。我们综合了IRIS卫星观测到的Mg II和C II谱线以及SDO/AIA望远镜观测到的EUV辐射。使用RH1.5D辐射转移代码和温度响应函数在数值和仪器分辨率下获得合成观测。我们发现，C II 1334.5 A IRIS线的多普勒速度跳跃和335 A SDO/AIA通道中发射的相对增强是冲击波沉积到日冕中的焓的最佳代理（Kendall的$τ$相关系数分别为0.59和0.38）。在激波传播过程中，谱线的合成发射与极紫外通带是相互关联的。所有研究的冲击大多是流体动力学的（即，水平场携带的磁能是所有事件焓的$\leq{}$ 2.6%），并且在低日冕中具有马赫数> 1.0-1.2。该研究揭示了通过IRIS和SDO/AIA传感观测诊断冲击波进入日冕的能量传输及其其他特性的可能性。
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。
A multi-wavelength analysis of small-scale brightenings observed by IRIS
太阳大气观测中的小尺度增亮是加热和/或能量传输事件的表现。我们通过应用于1330、1400和2796 Å IRIS斜颌图像时间序列的新检测方法呈现了亮度的统计特征。共记录了2377个事件，这些事件在所有三个通道中共存，使人们高度相信它们是真实的。这些中的$\approx$ 1800是空间相干的，等于在34.5分钟内$90\arcsec\times100\arcsec$ FOV内的$\sim9.7\times10^{-5}$ arcsec $^{-2}$ s $^{-1}$的事件密度。确定总亮度（$2.78<α<3.71$）、最大亮度（$3.84<α<4.70$）和平均面积（$4.31<α<5.70$）分布的幂律指数估计。持续时间和速度分布不服从幂律。事件的空间碎片化，面积和持续时间之间的相关性，以及与总亮度的弱关系，表明更大/更长的持续时间的事件更有可能在其生命周期中的碎片。速度分布显示所有事件都处于运动中，平均速度为$\sim7$ \kms。这些事件的空间轨迹表明，较冷的2796次事件倾向于稍晚出现，并占据与较热通道结果不同的位置/轨迹。这表明，其中许多是由重连引起的脉冲事件，随后迅速冷却，或者触发事件发生在TR附近，随后传播到较冷的大气层的扰动。事件的空间分布并不均匀，广泛的区域没有事件。空间分布与其他大气层的属性的比较表明，高磁场强度，日冕的多热性，高IRIS增亮活动之间的初…
Multi-wavelength high-resolution observations of a small-scale emerging magnetic flux event and the chromospheric and coronal response
最先进的太阳仪器以前所未有的分辨率揭示了太阳的磁活动。大熊太阳天文台的1.6米新太阳望远镜的观测正在我们对太阳表面结构的理解中迈出下一步。颗粒尺度磁通量的出现和太阳大气的响应是其中的关键研究。作为与美国宇航局IRIS任务联合观测计划的一部分，NST在光球和色球波长上观测了活动区NOAA 11810。SDO和Hinode天基望远镜提供了补充数据。该区域显示了一组太阳孔，在其附近，我们检测到一个小规模的浮力水平磁通量管造成异常颗粒化和与预先存在的环境场在高层大气层的相互作用。随着变形颗粒的膨胀，我们观察到HeI数据中突然出现了一个扩展的激增。IRIS捕捉到了与HeI浪涌相关的热等离子体射流的喷射。SDO/HMI数据揭示了新兴的磁环状结构。Hinode/Ca II H和IRIS滤波图详细描述了太阳色球层下部新出现的磁场的连通性。从这些数据中，我们证实，新兴的通量管的方向几乎垂直于上覆的环境场。然而，新出现的磁场线与预先存在的上覆场的相互作用产生高温发射区域并促进浪涌/射流产生。在喘振/射流喷射的第一迹象之前和之后检测局部加热。我们将结果与之前的观察和理论模型进行比较，并提出了激活等离子体射流/浪涌和限制加热的场景。这一过程在日冕物质流和能量流中起着重要的作用。
Velocity Response of the Observed Explosive Events in the Lower Solar Atmosphere: I. Formation of the Flowing Cool Loop System
我们使用接口区域成像光谱仪（IRIS）上的狭缝钳口成像仪（SJI）观察冷回路中的等离子体流动。Huang等人（2015年）在这些环的足点处观察到异常加宽的Si IV 1403埃线轮廓，这归因于爆炸事件（EE）的特征。我们选择了一个这样的单向流动的冷却回路系统，IRIS观察到的其中一个足点是与显着加宽的硅IV线轮廓。线轮廓增宽间接地表明在过渡区（TR）下方发生了许多EE，而它直接推断出大的速度增强/扰动进一步导致所观察到的回路系统中的等离子体流动。所观察到的功能是在一个模型大气中，其中一个低洼的双极磁场系统的扰动色球层的速度脉冲的最大振幅为200公里/秒。数据驱动的2-D数值模拟表明，等离子体运动的演变与IRIS观察到的类似，以流动等离子体填充冷却回路系统骨架的形式。我们比较的时空演化的冷环系统在我们的模型的框架与观测，并得出结论，他们的形成主要是与速度响应的瞬态能量释放以上的脚点在色球层/TR。我们的观测和模拟结果表明，最有可能与EE的速度响应可能是在低层太阳大气中流动的冷回路系统的动力学和能量学的主要候选人之一。
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。
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。
Formation and evolution of coronal rain observed by SDO/AIA on February 22, 2012
日冕雨的形成和动力学目前还不完全清楚。日冕雨是由日冕中的热不稳定性形成的凉爽而致密的团块以小于重力自由降落的加速度向太阳表面落下。我们的目标是研究日冕雨形成的观测证据，并追踪单个斑点的详细动态。我们使用了2012年2月22日在活动区域AR 11420上方的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的171个和304个谱线的时间序列。观测结果表明，一个冕环消失在171 K通道中，一个多小时后出现在304 K线$\text{}\text{}$中，这表明冕环从1 MK迅速冷却到0.05 MK。能量估计表明辐射高于热输入，这表明所谓的灾难性冷却。冷却伴随着以冷等离子体形式下降的日冕雨的形成。我们研究了两种不同的水滴坠落序列。第一个序列包括三个不同的斑点。这些团块的平均速度估计为50 km s $^{-1}$、60 km s $^{-1}$和40 km s $^{-1}$。多项式拟合显示了不同团块的不同加速度值，其低于日冕中的自由落体。第一和第二斑点沿着相同的路径移动，但是分别具有和不具有加速度。我们进行了简单的数值模拟两个连续的斑点，这表明，第二个斑点移动的介质中，是由第一个斑点的通道修改。因此，第二斑点具有相对高的速度并且没有加速度，如观察所示。第二个序列包括两个不同的斑点，其平均速度分别为100 km s $^{-1}$和90 km s $^{-1}$。
