本文介绍了一种用于配准来自不同望远镜的太阳观测数据的方法。我们利用太阳动力学天文台（SDO）的日面投影坐标作为参考，对 ALMA 和 IRIS 的图像进行配准。该配准基于相关分析，同时采用 Pearson 相关系数（PCC）和结构相似性指数（SSIM）来评估数据相关性。由于 PCC 在多样化数据集上的有效性以及相较于 SSIM 的计算效率，它更受青睐。两种方法所得平均中心的偏差小于 1.0 角秒，确保了结果的一致性。我们以 Solar ALMA Science Archive（SALSA）中标记为 D06 的 ALMA 观测为例，对该方法进行了说明。
英文摘要：
This paper introduces a method for aligning solar observations from different telescopes. We utilized helioprojective coordinates from the Solar Dynamics Observatory (SDO) as a reference to align images from ALMA and IRIS. The alignment is based on correlation analysis, employing both the Pearson Correlation Coefficient (PCC) and the Structural Similarity Index (SSIM) for assessing data correlations. PCC was preferred for its effectiveness with diverse datasets and its computational efficiency compared to SSIM. The alignment demonstrated less than 1.0\,arcsec variation in average centers between the two methods, ensuring consistent results. We illustrate this method using ALMA observations, labeled D06 in the Solar ALMA Science Archive (SALSA), as a case study.
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
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。
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。
Simultaneous ALMA-Hinode-IRIS observations on footpoint signatures of a soft X-ray loop-like microflare
微耀斑被认为是形成活动日冕的主要能量输入源之一。为了研究低层大气对事件的响应，我们于2017年3月19日与IRIS和Hinode观测协调进行了3 mm的ALMA观测。在观测过程中，利用日出X射线望远镜在高时间节奏下捕捉到了软X射线环型微耀斑（活动区瞬时增亮）。增亮环足点位于窄视场ALMA、IRIS狭缝颚式成像仪和Hinode分光偏振仪内。在硅IV和ALMA图像中检测到对应的微耀斑的足迹，而对应的C II和Mg II K图像中不太明显。它们的脉冲时间曲线表现出与软X射线强度演化有关的Neupert效应。使用ALMA测量的热能的大小比在日冕中测量的小大约100倍。这些结果表明，脉冲对应物可以检测到在过渡区和上色球等离子体的热加热通过碰撞非热粒子。我们的能量评估表明，一个赤字的加速粒子撞击的脚点的一小类软X射线微耀斑。对应的足点由几个增亮核组成，它们都位于光球层强磁通量斑片状分布的弱磁区（空磁区）。内核提供了一个概念性的图像，其中的瞬态能量释放发生在多个位置上的鞘的磁通量束的电晕。
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…
A First Comparison of Millimeter Continuum and Mg II Ultraviolet Line Emission from the Solar Chromosphere
我们目前的联合观测太阳的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和接口区域成像光谱仪（IRIS）。2015年12月18日，作为ALMA科学验证工作的一部分，对太阳活动区进行了观测。ALMA利用镶嵌技术在1.25毫米（239千兆赫）波长处获得了一张尺寸为$2.4' \times 2.3'$的太阳连续辐射图。通过IRIS在2803.5 nm处的Mg II h双联体系中获得了分子量$1.9'\times 2.9'$的同期图谱。毫米/亚毫米$-λ$连续发射和紫外线（UV）线发射被认为是来自太阳色球层，都有可能作为强大的和补充诊断的物理条件，在这个知之甚少的太阳大气层。虽然观察到mm- $λ$亮度温度$T_B$和Mg II h线辐射温度$T_{rad}$之间存在明显的相关性，但斜率为$<1$，这可能是因为这些诊断对色球层的不同部分敏感和/或Mg II h线源函数包括散射分量。平均$T_B$（1.25 mm）和平均$T_{rad}$（Mg II）之间存在显著偏移，前者的$\approx 35\%$大于后者。将图划分为“黑子区”、“安静区”和“斑区”，我们发现IRIS Mg II h线$T_{rad}$和ALMA亮温$T_B$之间散点图的斜率分别为0.4（黑子区）、0.56（安静区）和0.66（斑区）。我们认为，这种变化可能是由区域依赖性的形成高度的IRIS和ALMA诊断，和/或增加的程度之间的…
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。
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。
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。
The solar chromosphere at millimetre and ultraviolet wavelengths. I. Radiation temperatures and a detailed comparison
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的太阳观测为我们提供了太阳色球层亮温的直接测量。我们研究的温度分布与ALMA带6（在1.21，1.22，1.29，和1.3毫米的四个子带）在不同的地区，并在附近的，一个太阳黑子，包括准安静和活跃的地区与不同数量的底层磁场。我们将这些温度与在近紫外和远紫外（UV）波长（以及光学薄远紫外光谱的线芯强度）下获得的温度进行比较，这些温度与界面区域成像光谱仪（IRIS）探测器共同观测。这些包括Mg II k 279.6 nm和Mg II h 280.4 nm线的发射峰和核心，以及C II 133.4 nm、O I 135.6 nm和Si IV 139.4 nm的线核心，对中高色球层和低过渡区进行采样。分裂的ALMA子带导致在个别温度图的空间分辨率略有增加，因此，解决较小规模的结构相比，与标准的平均例程。我们发现，辐射温度有不同的，虽然有些重叠，在不同的波长和不同的磁区的分布。然而，ALMA温度与UV诊断温度的比较应非常谨慎地解释，前者是在局部热力学平衡（LTE）条件下形成的，后者是在非LTE条件下形成的。ALMA波段6的平均辐射温度与IRIS C II线提取的辐射温度在所有区域相似，除了太阳黑子和孔隙，其中C II具有较高的辐射温度。在所有的磁性区域，镁II线与最低的平均辐射温度在我们的样品。这些将为未来的数值模型提供约束。
A study of sunspot 3 minute oscillations using ALMA and GST
波和振荡是重要的太阳现象，不仅因为它们可以在色球层中传播和耗散能量，还因为它们携带了关于它们传播的大气结构的信息。在太阳黑子本影区观察到的三分钟振荡的性质被认为是磁流体动力学（MHD）波从光球层以下向上传播的影响。我们提出了一个研究太阳黑子振荡和波传播在NOAA AR 12470使用约一个小时长的数据集获得的2015年12月17日由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），古德太阳望远镜（GST）在大熊太阳天文台（BBSO），大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO），界面区成像光谱仪（IRIS）ALMA的数据是独一无二的，它提供了太阳黑子色球层直接温度测量的时间序列。ALMA图像的两秒节奏使我们能够很好地解决色球层中典型的太阳黑子振荡的三分钟周期。傅立叶分析应用于ALMA频带3（$\sim$ 100 GHz，$\sim$ 3 mm）和GST H $α$数据集以获得功率谱以及振荡相位信息。我们分析了波的传播特性，结合多个波长，探测太阳大气的物理参数在不同的高度。我们发现，ALMA的温度波动与预期的传播声波是一致的，轻微的不对称性表明非线性陡峭。
Active chromospheric fibril singularity: Coordinated observations from Solar Orbiter, SST, and IRIS
University of Oslo（奥斯陆大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；George Mason University（乔治梅森大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris - PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Statkraft AS（Statkraft公司）
