统计上，利用界面区成像光谱仪（IRIS）提供的Si IV共振线观测对冷环足点进行诊断。在β-γ活动区（ARs）中，环足点的强度和半高全宽（FWHM）高于β活动区中足点的相应参数。然而，两类活动区中足点的多普勒速度彼此几乎相似。当两类活动区几乎同时观测时，β-γ活动区足点的强度约为β活动区的9倍。当考虑9年内观测到的所有活动区时，相同的强度差异几乎减少到一半（4倍）。因此，仪器退化影响比较强度分析。我们发现多普勒速度与FWHM具有良好的相关性，而峰值强度与多普勒速度或FWHM均不相关。β-γ活动区中环足点的Si IV光谱轮廓复杂度约为β活动区的四倍。足点显著位置处的强度比（Si IV 1393.78 Å/1402.77 Å）与理论比值2略有差异（即小于1.9或大于2.10），即β（β-γ）活动区中52%（55%）的位置显著偏离2。因此，我们认为超过一半的足点位置受到不透明度或共振散射的影响。我们得出结论：β-γ活动区中冷环足点的性质和属性与β活动区中的足点显著不同。
英文摘要：
Statistically, the cool loop's footpoints are diagnosed using Si~{\sc iv} resonance lines observations provided by Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS). The intensity and Full Width at Half Maximum (FWHM) of the loop's footpoints in $β${--}$γ$ active regions (ARs) are higher than the corresponding parameters of footpoints in $β$ ARs. However, the Doppler velocity of footpoints in both ARs are almost similar to each other. The intensities of footpoints from $β${--}$γ$ AR is found to be around 9 times that of $β$ AR when both ARs are observed nearly at the same time. The same intensity difference reduces nearly to half (4 times) when considering all ARs observed over 9 years. Hence, the instrument degradation affects comparative intensity analysis. We find that Doppler velocity and FWHM are well-correlated while peak intensity is neither correlated with Doppler velocity nor FWHM. The loop's footpoints in $β$-$γ$ ARs have around four times more complex Si~{\sc iv} spectral profiles than that of $β$ ARs. The intensity ratios (Si~{\sc iv} 1393.78~Å/1402.77~Å) of the significant locations of footpoints differ, marginally, (i.e., either less than 1.9 or greater than 2.10) from the theoretical ratio of 2, i.e., 52\% (55\%) locations in $β$ ($β${--}$γ$) ARs significantly deviate from 2. Hence, we say that more than half of the footpoint locations are either affected by the opacity or resonance scattering. We conclude that the nature and attributes of the footpoints of the cool loops in $β$-$γ$ ARs are significantly different from those in $β$ ARs.
Direct Observations of Plasma Upflows and Condensation in a Catastrophically Cooling Solar Transition Region Loop
最小的观测证据存在的快速过渡区（TR）的冷环的存在下，上升流。这种现象的观测挑战了标准太阳大气加热模型的概念，以及它们对明亮TR发射的描述。使用{\it Hinode}上的{\it EUV成像光谱仪}（EIS），我们在冷却环路（$\log T$\，$\le$\，6.0）的足点位置处观察到多个TR温度（5.8\，$\le$\，$\log T$ \，$\le$ 6.0）上的快速上升流（$v_λ$\，$\le$ \，$-$ 10 km s $^{-1}$）。在冷回路通电之前，在足点位置观察到$+$\，5 km s $^{-1}$和$-$\，60 km s $^{-1}$的不对称流动。这些流动速度和模式与从{ \it Solar Dynamics Observatory}（SDO）{ \it Helioseismic Magnetic Imager}（HMI）的视线磁象图得出的磁通量抵消（仅在上升流的位置）和日冕高度30%的质量通量同时发生。冷却回路的非平衡结构导致灾难性的冷却事件，随后的等离子体蒸发指示TR为加热部位。从磁通量的演变，我们得出结论，磁重联之间的足点和背景场是负责观察到的快速TR等离子体上升流。
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。
Explosive chromospheric evaporation driven by nonthermal electrons around one footpoint of a solar flare loop
我们探索了2014年10月27日（SOL 2014 -10-27）太阳耀斑脉冲阶段期间微波/HXR发射和多普勒速度之间的时间关系，在耀斑最大值之前，在微波（34 GHz）和硬X射线（HXR，25-50 keV）波段的光变曲线上显示脉冲。成像观测表明，该脉冲主要来自一个太阳耀斑环的一个足点。在这次太阳耀斑期间，界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝就停留在这个足点上。用高斯拟合方法提取了Fe XXI 1354.09 A和Si IV 1402.77 A的多普勒速度。结果表明，Fe XXI 1354.09 A（logT~7.05）在日冕中的热谱线发生了蓝移，而Si IV 1402.77 A（logT~4.8）在过渡区中的冷谱线发生了红移，表明色球发生了爆炸性蒸发。在AIA 131 A图像中还观察到沿火炬环的蒸发上升流。据我们所知，这是第一次报告色球蒸发的证据，从光谱和成像观测在同一耀斑。微波和HXR脉冲都与多普勒速度有很好的相关性，这表明色球蒸发是由太阳耀斑环的这个脚点周围的非热电子驱动的。
Hinode EIS Observations of Plasma Composition Evolution and Radiative Cooling of Solar Flare Loops
INAF Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Universities Space Research Association（大学空间研究协会）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Computational Physics Inc.（计算物理公司）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Konkoly Observatory（孔科利天文台）
We have performed microwave diagnostics of the magnetic field strengths in solar flare loops based on the theory of gyrosynchrotron emission. From Nobeyama Radioheliograph observations of three flare events at 17 and 34 GHz, we obtained the degree of circular polarization and the spectral index of microwave flux density, which were then used to map the magnetic field strengths in post-flare loops. Our results show that the magnetic field strength typically decreases from ~800 G near the loop footpoints to ~100 G at a height of 10--25 Mm. Comparison of our results with magnetic field modeling u…
First time delay observation between two mid-infrared channels in solar flare footpoints
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；School of Physics, Costa Rica Institute of Technology（哥斯达黎加理工学院物理学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Center for Radio Astronomy and Astrophysics Mackenzie (CRAAM), Engineering School, Mackenzie Presbyterian University（麦肯锡长老会大学工程学院麦肯锡射电天体物理学中心）
The acceleration and transport of energetic electrons during solar flares is one of the outstanding topics in solar physics. Recent X-ray and radio imaging and spectroscopy observations have provided diagnostics of the distribution of nonthermal electrons and suggested that, in certain flare events, electrons are primarily accelerated in the loop-top and likely experience trapping and/or scattering effects. By combining the focused particle transport equation with magnetohydrodynamic (MHD) simulations of solar flares, we present a macroscopic particle model that naturally incorporates electron…
Magnetic filed dynamics and varying plasma emission in large coronal loops
在这项研究中，我们报告了2016年5月5日在NOAA AR 12542（Loop I）和2015年12月17日在NOAA AR 12470（Loop II）观察到的两个暖冠环的四个足点的磁环境的详细观测结果。这些环连接着一个带太阳黑子外围的斑区（环I）和一个太阳黑子本影（环II）。我们使用太阳动力学天文台（SDO）和古德太阳望远镜（GST）的数据来描述这一现象并了解其原因。该研究表明，环路增亮事件与SDO的日震和磁成像仪（HMI）和GST的近红外成像光谱仪（NIRIS）数据中观察到的磁通量出现和消除过程有关。观测到的活动是由小规模出现的偶极子和大规模预先存在的磁场之间的磁重联驱动的，这表明磁重联发生在扩展谱区边缘的较低色球层中，环就是在那里扎根的。我们认为，等离子体，蒸发在这些重联事件，逐渐填补了环，因为它冷却了可见的密度前传播从一个足点的循环到另一个在90-110公里的速度$^{-1}$。这项研究还表明，在SDO大气成像组件图像中看到的至少一些明亮的环，可能是由于在遥远的（非太阳黑子）足点发生的磁活动而被加热的。
Observations of Post-flare Plasma Dynamics during an M1.0 Flare in AR11093 by SDO/AIA
我们使用SDO/AIA 304 μ m和171 μ m滤波器观测了2010年8月7日AR 11093中一个M1.0级双带状耀斑衰变阶段演化的多股耀斑后环系统中冷热等离子体的运动。观察到了多温度下环系统中的运动光强特征及其反射光强特征。所观察到的热等离子体的对应物，可能包围冷约束等离子体，相对较快地移动（$\sim$ 34 km s $^{-1}$）到后者（29 km s $^{-1}$）的形式的扩展强度功能。传播的等离子体和强度从环的另一个足点的区域反射。等离子体运动的亚声速和相关的强度特征很可能是在耀斑后环系统中通过脉冲耀斑加热过程演化出来的。补充我们的意见，移动多温度的强度功能后耀斑环系统及其反射，我们还试图解决二维理想磁流体动力学方程数值模拟使用VAL-IIIC大气作为初始条件来模拟所观察到的等离子体动力学。我们考虑耀斑过程中在环系统的一个足点附近脉冲产生的局部热脉冲，它沿太阳色球层的磁场线发射。脉冲在沿该环系统移动时在较高高度处变陡成缓慢冲击，这触发了密切显示所观察到的等离子体动力学的等离子体扰动。
Spectral diagnostics of cool flare loops observed by SST: I. Inversion of the Ca II 8542 Å and H$β$ lines
耀斑环是爆发事件的一个组成部分，在从X射线到冷的色球等离子体的温度范围内被检测到。虽然太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）定期观测到热环，但在边缘外看到的冷环是罕见的。在本文中，我们采用了SOL 2017 -09- 10 T16：06 X8.2级耀斑的独特观测结果，该耀斑产生了一个扩展的弧线。瑞典1米太阳望远镜（SST）拍摄了一系列Ca II 8542射电和氢H $β$谱线的冷离边环光谱图像。我们的重点是循环顶点。非LTE光谱反演是通过构建覆盖等离子体参数的实际范围的扩展模型网格来实现的。多级加速λ迭代（MALI）代码解决了非LTE的辐射传输问题，在一个一维的外部照明板，近似研究的环路段。Ca II 8542和H $β$线的反演产生了两个类似的解，都表明在$2 \times 10^{12}$ cm $^{-3}$附近有高电子密度，在25 km $^{-1}$附近有相对较大的微湍流。这些研究与相同或类似事件的其他独立研究具有合理的一致性。特别是，在$10^{12} - 10^{13}$ cm $^{-3}$范围内的高电子密度与SDO的日震和磁成像仪白光观测结果一致。在太阳爆发耀斑中存在如此高的密度，支持了对表现出超级耀斑的恒星的光学连续辐射的循环解释。
The Neutron star Interior Composition ExploreR (NICER) X-ray observatory observed two powerful X-ray flares equivalent to superflares from the nearby young solar-like star, kappa1 Ceti, in 2019. NICER follows each flare from the onset through the early decay, collecting over 30 cts s-1 near the peak, enabling a detailed spectral variation study of the flare rise. The flare in September varies quickly in ~800 sec, while the flare in December has a few times longer timescale. In both flares, the hard band (2-4 keV) light curves show typical stellar X-ray flare variations with a rapid rise and sl…
