小尺度脉冲EUV发射增强沿网络回路

脉冲太阳高能粒子事件源的光谱EUV观测

Spectroscopic EUV observations of impulsive solar energetic particle event sources

上下文太阳耀斑离子加速的远程观测是相当有限的。对于EUV谱线轮廓中的离子加速特征有理论预测。以前的测试涉及耀斑的观测，没有高能离子的证据。目的。我们的目标是检查源耀斑的脉冲（或3 He丰富）太阳高能粒子事件与EUV线光谱。方法.我们检查了所有（90+）报告的前太阳活动周期23的3 He丰富的耀斑，发现只有四个（经常性）喷流在SOHO CDS的视野。详细分析了具有最佳时空覆盖范围的射流。结果在较冷的色球/过渡区线中观察到两个增强的（非热）线加宽，它们位于闭合磁回路与开放磁场线重新连接的位置附近。这两种增强增宽都出现在谱线红移的位置，周围是蓝移区域。一个增强的谱线增宽与没有高能粒子特征的小耀斑有关，而另一个谱线增宽则发生在主耀斑的粒子加速特征终止之后。结论.所观察到的过度增宽似乎与高能离子的产生和运动没有直接关系。进一步的调查，其中的关键脉冲阶段的耀斑是必要的，理想的高分辨率光谱仪故意指向3 He丰富的太阳高能粒子源。

2022年5月4日日闪后激波毫米波发射

Post-impulsive millimeter emission of the 2022-05-04 solar flare

研究分析了2022年5月4日日闪后激波阶段的毫米波发射，发现其与中等热度等离子体相关，并确定日冕等离子体对毫米波发射贡献约20%。

利用SDO/EVE观测太阳耀斑脉冲相位发射

Solar Flare Impulsive Phase Emission Observed with SDO/EVE

利用极紫外光变率实验（EVE）观测数据和马尔可夫链蒙特卡罗方法，构造了太阳耀斑脉冲阶段的差分辐射测度（DEM）。在log T = 5.8 - 7.2的温度范围内形成的离子的发射线允许在宽的温度范围内以10秒的节奏研究DEM的演变。该技术被应用到几个M-和X-类耀斑，脉冲相EUV发射是可观察到的磁盘集成EVE光谱从发射线形成高达3 - 4 MK，我们使用空间未分辨的EVE观测来推断发射区域的热结构。对于所研究的九个事件的DEM表现出两个组件的分布在脉冲阶段，低温组件的峰值温度为1 - 2 MK，和一个广泛的高温从7 - 30 MK。一个双峰高温组件也被发现的几个事件，在脉冲阶段的峰值在8和25 MK。使用AIA图像验证了发射的起源是耀斑带和足点，表明构造的DEM代表了脉冲阶段色球耀斑发射的空间平均热结构。

日冕活动区合成EUV/SXR辐射的正演模拟：AR 1117个例

Forward Modeling of Synthetic EUV/SXR Emission from Solar Coronal Active Regions: Case of AR 11117

最近在利用Hinode、TRACE、SDO和最近的Hi-C飞行任务和软X射线波段获取极紫外线日冕高空间分辨率图像方面取得的进展为了解太阳物理学的主要目标-日冕加热开辟了一条新的途径。来自EUV/SXR任务的数据表明，日冕是一个非均匀的环境，由加热到超过5 MK温度的束磁环表示的活动区（AR）。任何可行的日冕加热模型都应该能够再现日冕活动区的EUV和SXR辐射以及动态活动。AR的发射测量（EM）的测量提供了线索的加热机制的时间依赖性：静态与脉冲。虽然静力平衡日冕环模型成功地再现了AR内的SXR发射，但它们不能充分预测明亮的EUV环。同时，脉冲加热能够再现EUV和SXR环发射。本文的主要目标是通过使用我们的一维完全非线性时间相关的单流体流体动力学代码来构建特定日冕活动区AR 11117的真实合成EM图像。我们首先使用AR 11117的HMI/SDO磁图构建整个活动区域的磁骨架，并用等离子体填充磁场线。然后，我们参数化地指定脉冲加热的个别股（通量管），包括日冕环。接下来，我们模拟了整个活动区域（具有LOS投影效应）对用磁场和空间尺度参数缩放的加热函数（体积加热速率）的响应，并找到合成和实际（重建）DEM之间的最佳匹配。

由AIA观测的火炬脚点处的UV和EUV排放

UV and EUV Emissions at the Flare Foot-points Observed by AIA

太阳耀斑是由磁重联产生的脉冲能量释放事件组成的，它形成并加热耀斑环。最近的研究揭示了在这些环脚下的紫外线1600nm发射的两个阶段的演变模式：持续几秒到几分钟的快速脉冲，然后是几十分钟的时间尺度上的逐渐衰减。AIA的多波段EUV观测进一步揭示了非常相似的特征。这两个阶段代表了日冕中脉冲能量释放的不同但相关的特征。快速脉冲是低层大气对日冕突然加热到高温所产生的强烈热传导通量的立即反应（由于缺乏显著的硬X射线发射，我们排除了高能粒子）。逐渐阶段与已经蒸发到电晕中的热等离子体的冷却相关联。所观察到的足迹发射再次由热传导（和焓）提供动力，但是现在是在回路中建立近似稳态条件的时段期间。因此，单个像素的UV和EUV光变曲线可以被分成来自两种不同物理机制的贡献，以揭示耀斑中能量传输的性质。我们证明了这种技术使用协调，空间分辨观测紫外线和极紫外线发射的足迹的C3.2热耀斑。

MK 10以上太阳耀斑带的脉冲加热

Impulsive Heating of Solar Flare Ribbons Above 10 MK

色球层对耀斑能量输入的响应以扩展的极紫外（EUV）带和硬X射线（HXR）足点为标志。这些现象通常被解释为在稠密的色球等离子体中加速的电子碰撞产生的加热和韧致辐射的结果。我们提出的证据，脉冲加热的耀斑带在10 MK以上的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像仪（AIA）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的观测数据，分析了C2. 6级太阳耀斑SOL 2013 -11- 09 T06：38的脉冲相，得到了耀斑区的温度、辐射测度和微分辐射测度，并研究了耀斑带中等离子体的演化.该带在所有SDO/AIA EUV/UV波长下都是可见的，特别是在94和131 nm滤光片下，对8 MK和12 MK的温度敏感。10 MK以上的等离子体的发射测量的时间演化在带的HXR峰值时间附近有一个峰值。RHESSI成像光谱分析进一步证实了低层大气中热等离子体的存在，它显示了与至少一个带状物相关的11-13 MK的解析源。我们发现，碰撞束加热只能勉强解释所需的功率加热的10 MK等离子体在带状。

日冕环光变曲线的大时滞能用脉冲加热解释吗？

Can Large Time Delays Observed in Light Curves of Coronal Loops be Explained by Impulsive Heating?

太阳日冕环的光变曲线通常首先在与较高温度相关的通道中达到峰值，然后在与较低温度相关的通道中达到峰值。不同的窄带EUV通道之间的时间延迟已经测量了许多单独的循环，最近为每个像素的活动区域观察。活动区域通道间的时间延迟值范围很广，最大值为$>$ 5，000 μ s。这些大的时间延迟占像素的3-26\%（取决于通道对），其中测量到显著的正时间延迟。有人认为，时间延迟可以用脉冲加热来解释。在本文中，我们调查是否可以解释这个假设，通过模拟一系列的日冕回路不同的加热速率，回路长度，丰度和几何形状，以确定一组四个EUV通道之间的预期时间延迟的范围。我们发现，脉冲加热不能解决在两个通道对中观察到的最大的时间延迟，并且大部分的大时间延迟只能用长的，扩大的光球丰度循环来解释。额外的观察可能会排除这些模拟作为长时间延迟的解释。我们认为，以这种方式发现的时间延迟可能不代表真正的环路演化，或者脉冲加热和冷却的情况可能太简单，无法解释的意见和其他加热的情况下，必须探讨。

快模波在日冕弧环中的部分反射和俘获

Partial Reflection and Trapping of a Fast-mode Wave in Solar Coronal Arcade Loops

我们报告的第一个直接观察到的快模波传播沿和垂直于冷（171欧姆）拱圈观察SDO/AIA。该波与一个冲动/紧凑的耀斑有关，靠近太阳黑子的边缘。EUV波前从耀斑中心向外径向扩展，并在日冕中在约3-4分钟内从1060-760 km/s减速。部分极紫外波沿着一个大规模的冷环拱廊传播，并被部分反射回耀斑现场。波的相速度约为1450 km/s，这被解释为快模波。第二个重叠的环形拱廊，垂直于冷拱廊，被加热，并成为可见的友邦保险热通道。当EUV波沿着较低的环路拱廊来回传播时，这些热环路随EUV波及时摆动。我们认为，一个脉冲能量释放在一个脚点的拱圈导致的EUV冲击波的发病，传播沿和垂直于磁场。

小的EUV明亮区在宁静的日冕层中：来自太阳轨道器任务的新见解

Small EUV Brightenings in the Quiet Solar Atmosphere: New Insights from the Solar Orbiter Mission

太阳轨道器任务揭示了宁静太阳大气中普遍存在的小尺度高脉冲性EUV明亮区，其动态特性揭示了能量传输和局部耗散过程，有助于理解日冕加热机制。

脉冲太阳高能粒子事件和相关日冕物质抛射和耀斑中绝对增强的变化

Variations in Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events and Related CMEs and Flares

我们研究了富铁脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素He到Pb丰度增强的事件间变化及其与相关日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑性质的关系。使用最小二乘法程序，我们适合的幂律增强元素丰度作为其质荷比A/Q的函数，以确定功率和日冕温度（决定Q）在每个111脉冲SEP事件之前确定的。具有最陡元素增强的单个SEP事件，例如~（A/Q）^[6]，往往是较小的、低通量的事件，具有更陡的能谱，与B级和C级X射线耀斑、较冷的（~2.5 MK）日冕等离子体以及狭窄的（<100 deg）、较慢的（<700 km/s）日冕物质抛射有关。另一方面，更高通量的SEP事件具有更平坦的能谱，重元素的增强不那么剧烈，例如~（A/Q）^[3]，并且来自与C、M甚至X级X射线耀斑和更宽的日冕物质抛射相关的更热的日冕等离子体（~3.2 MK）。~ 3 He/~ 4 He的增高与重元素的增高无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄、缓慢的日冕物质抛射、较冷的日冕等离子体以及B和C类X射线耀斑的关联甚至比其他富铁脉冲SEP事件更强，3 He的增强较小。

根据AIA/SDO EUV观测的活动区芯中间歇性环的加热机制

Heating Mechanisms for Intermittent Loops in Active Region Cores from AIA/SDO EUV Observations

我们调查的强度变化和能量沉积在活动区核心的五个日冕环。选择这些是因为它们在AIA/SDO 94射电强度通道中具有很强的可变性。我们通过建模和减去对发射的“温暖”贡献，分离出94 ° C和131 ° C的热Fe XVIII和Fe XXI组分。HMI/SDO数据使我们能够专注于回路中的“苔藓间”区域。苔藓间强度时间序列的详细演变揭示了在与纳米耀斑风暴兼容的模式中被脉冲加热的环路，其中热131个信号中的尖峰领先，其他五个EUV发射通道以渐进冷却的顺序跟随。电子温度的急剧上升往往紧随热131欧姆信号之后，证实了该过程的脉冲性质。一个更冷的增长排放量的过程随之而来，速度更慢。当在五个环路上取平均时，热131 μ m信号的傅立叶功率谱呈现出三种标度区域，其断裂频率为（0.1/min）和（0.7/min）。低频区域对应于1/f噪声;中间区域表示持续的缩放过程，高频区域显示白噪声。非常相似的结果被发现的能量耗散在一个2-D的“混合”壳模型的环路磁湍流，减少磁流体力学的基础上，这是兼容的纳米耀斑统计。我们认为，这种湍流耗散是我们的循环的能量来源。

太阳耀斑脉冲相的空间分辨非热谱线展宽

Spatially-Resolved Nonthermal Line Broadening During The Impulsive Phase of a Solar Flare

本文详细研究了C类太阳耀斑脉冲阶段极紫外辐射线的超宽现象。在这项工作中，利用来自Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）的数据，观察到加宽的线轮廓与RHESSI观察到的两个HXR足点是共空间的。通过绘制Fe XV和Fe XVI光栅内每个像素的非热速度与其相应多普勒速度的关系图，发现其中一个足点的两个参数之间存在很强的相关性（|r| > 0.59）。这表明，在这些温度下的过度增宽是由于流的叠加（湍流），可能是由于非热电子引起的色球蒸发的结果。还提出了使用五对密度敏感线比的电子密度的诊断。利用Mg XII和Si X线对得到的密度图显示，在足点处电子密度没有明显增加，而Fe XII、Fe XIII和Fe XIV线对显示的密度接近10^（11.5）cm^（-3）。利用这些信息，根据两条Fe XIV线的宽度得出的非热速度与根据它们的比率得出的相应密度值进行了对比。这表明具有大的非热速度的像素与中等密度的像素相关联。这表明，在这些温度下的非热展宽可能是由于在足点的密度增加，虽然不透明度展宽和压力展宽的估计似乎是可以忽略不计的。

伴随日冕物质抛射的脉冲太阳高能粒子事件的绝对增强

Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events with Associated Coronal Mass Ejections

研究了Wind卫星观测到的富含Fe的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中He ~ Pb元素的丰度，以及它们与SOHO卫星上的大角度光谱日冕仪（LASCO）观测到的日冕物质抛射（CME）的关系.平均而言，这些事件中的元素丰度与低Z下的日冕丰度相似，但对于较重的元素，离子的质荷比A/Q（在日冕温度为2.5-3 MK时）以幂律增加，Ne为3倍，Fe为9倍，75<Z<83为900倍。丰度的能量依赖性在2-15 MeV/amu范围内是最小的。在1994年11月至2013年8月期间，我们使用Wind航天器发现了111个富铁脉冲SEP事件，与CME的关联率为69%。日冕物质抛射是狭窄的，中位宽度为75度，典型地来自太阳的西半球，中位速度约为600公里/秒。几乎所有SEP发作都发生在CME发作后1.5-5 h内。越快（>700 km/s），我们样本中较宽的CME与具有日冕丰度的SEP有关，表明具有完全电离的He，C，N和O的热日冕等离子体以及相对于He的较重元素的适度增强，但较慢（<700 km/s），较窄的CME从较冷的等离子体中出现，其中较高的SEP质荷比A/Q产生更大的丰度增强，甚至对于C/He和O/He。显然，脉冲SEPs加速的开放磁重联区域也提供了驱逐CME等离子体的能量，这说明了一个强大的，可能是普遍的脉冲SEP-CME关联。

热耀斑等离子体的EUV变率实验观测

Observations of Thermal Flare Plasma with the EUV Variability Experiment

太阳耀斑的特征之一是极高温等离子体的脉冲形成。然而，热辐射的性质还没有得到很好的理解，对太阳耀斑观测结果的分析往往是基于耀斑等离子体是等温的假设。太阳动力学天文台（SDO）的极紫外变率实验（EVE）提供了对跨越广泛温度范围的发射线的光谱分辨观测（例如，Fe XV-Fe XXIV），并允许对热耀斑等离子体进行详细研究。本文描述了一种利用EVE观测计算耀斑中的差分辐射测量分布的方法，并将其应用于几个典型事件。我们发现，在耀斑的所有阶段的差分发射测量分布是广泛的。比较EVE谱与基于GOES软X射线通量的参数计算表明，等温近似一般是一个差的耀斑的热结构的代表。

脉冲太阳高能粒子源等离子体的温度

Temperature of the Source Plasma for Impulsive Solar Energetic Particles

脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素丰度增强对离子质荷比[A/Q]的陡峭幂律依赖性导致这些增强反映了源等离子体中离子Q的温度依赖性模式。我们搜索SEP事件的日冕等离子体是热或冷比有限的区域2.5 - 3.2 MK以前发现占主导地位的111脉冲SEP事件。发现了15个新事件，其中4个（3个）起源于2-MK（4-MK）等离子体，但没有一个来自该温度范围之外。虽然脉冲SEP事件与耀斑密切相关，但这一结果表明，这些离子不会从耀斑加热的等离子体中加速，而耀斑加热的等离子体通常会超过10 MK。很明显，我们在太空中观测到的2 - 20 MeV/amu的离子是从耀斑附近的开放磁场线上的活动区等离子体加速的，而不是从耀斑的闭合环加速的。从磁重联区域加速的理论模型中，预计丰度增强对离子A/Q的幂律依赖性。

耀斑产生的Shock Wave通过太阳日冕拱圈的传播和伴随的II型射电爆发

Flare Generated Shock Wave Propagation Through Solar Coronal Arcade Loops and Associated Type II Radio Burst

本文介绍了耀斑产生的II型射电爆发的多波长观测。来自II型的激波的运动学与通过日冕拱圈传播的快速EUV波密切匹配。极紫外波与没有相关日冕物质抛射的M1.0级脉冲耀斑密切相关，并在活动区NOAA 12035的拱廊环的一个足点处触发。它最初在AIA 335的图像中被观测到，速度约为800 km/s，在穿过拱廊环路后加速到约1490 km/s。在耀斑现场发现了一个扇脊磁拓扑结构。还观察到一个小的、受限的暗条喷发（~340 km/s），其运动方向与极紫外波相反。我们认为，突破重联的扇脊拓扑触发耀斑和相关的EUV波传播作为一个快速冲击通过拱廊环路。

2022年3月28日亚太赫兹耀斑的脉冲前与脉冲阶段

Pre-impulsive and Impulsive Phases of the Sub-Terahertz Flare of March 28, 2022

本研究针对2022年3月28日M4.0级太阳耀斑，结合多波段观测分析亚太赫兹辐射的起源，发现热自由-自由机制无法解释观测流量，排除了日冕加速电子和环顶热流的加热作用，探讨了脉冲前色球加热的可能机制。

太阳耀斑期间SDO/EVE宽频带Ly $α$发射的异常时间行为

The Anomalous Temporal Behaviour of Broadband Ly$α$ Emission During Solar Flares From SDO/EVE

尽管是太阳光谱中最突出的发射线，但近年来对太阳耀斑期间Ly $α$发射变化的研究明显不足。然而，少数确实存在的例子表明，Ly $α$辐射是太阳耀斑总能量预算的主要辐射体（约10%）。它也是地球电离层波动的已知驱动力。太阳动力学天文台上的极紫外光变率实验（EVE）现在提供宽带，光度Ly $α$数据在10秒的节奏与它的多极紫外光栅分光光度计（MEGS-P）组件，并观察了几十个太阳耀斑在5年以来，它被发射。然而，MEGS-P时间曲线似乎显示耀斑发作前后数十分钟的上升时间。这与在其他固有色球特征（H $α$、Ly $β$、LyC、C III等）中观察到的快速、脉冲式增加形成鲜明对比。此外，MEGS-P探测到的发射峰值出现在热软X射线发射峰值附近，而不是在色球层能量沉积（通常被认为是非热电子的形式）最大的脉冲阶段。由于SORCE/SOLSTICE耀斑期间的光谱分辨Ly $α$观测结果在脉冲阶段达到峰值，这表明MEGS-P数据的非典型行为是观测结果宽带性质的表现。这可能意味着在耀斑期间增强的其他谱线和/或连续谱发射可能有助于通带。在此敦促用户在解释太阳耀斑的宽带Ly $α$观测时要谨慎。还与其他宽带Ly $α$光度计（如PROBA 2/LYRA和GOES/EUVS-E）进行了比较。

关于日冕低层EUV亮化的小耗散尺度和电流片特性

On the Short Dissipation Scales and Current-Sheet Properties of Low-Coronal EUV Brightenings

研究揭示了低层日冕中EUV亮化的小耗散尺度和电流片特性，区分了突发亮化与持续加热两种耗散机制，支持多尺度能量释放框架。

脉冲富铁太阳高能粒子事件的日冕源

Coronal Sources of Impulsive Fe-Rich Solar Energetic Particle Events

我们回顾了1994年至2013年期间观测到的111个富铁脉冲太阳高能（$\sim$ 3 MeV/nuc）粒子（SEP）事件的最新工作。强元素丰度增强与A/Q（离子质荷比）成比例，为（A/Q）$^α$，其中2 $< α<$ 8用于不同事件。大多数富铁事件与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关，而那些具有较大$α$的事件与较小的耀斑、较慢和较窄的CME以及较低的SEP事件注量有关。满足观测到的A/Q增强所需的窄平衡温度范围为2.5- 3.2 MK，远低于$>$ 10 MK的特征耀斑温度。只有少量的SEP事件稍微超出这个温度范围，发现在扩大搜索的脉冲富铁事件。在时间上孤立的事件和在集群中发生的事件的特征是相似的。目前的挑战是确定富铁事件的太阳来源。在2.5- 3.2 MK范围内的环境日冕区广泛分布在活动区内外。我们探讨的可能性，从热等离子体在重接电流片的背景下观察到的标准和井喷射流加速。最近的电流片重连建模提供了一个基础的A/Q增强。

TESIS EUV望远镜观测到的爆发重连

Breakout Reconnection Observed by the TESIS EUV Telescope

我们目前的实验证据的日冕物质抛射（CME）突破重联，观察到的TESIS EUV望远镜。该望远镜在Fe 171日冕谱线上可以观测到距太阳中心2 $R_\odot$的日冕。从2009年4月8日TESIS开始，观察到一个活动区（AR），具有四极结构，X点在光球层上方0.5 $R_\odot$。根据MDI数据重建的磁场也具有多极结构，其中X点位于AR上方。4月9日21：45 UT，X点附近的环开始以$\approx$ 7 km s $^{-1}$的速度相互远离。在4月10日01：15 UT，在环之间出现了明亮的条纹，GOES 0.5-4毫米通道的通量增加。我们将环的侧向运动和明亮的条纹解释为突破重联的证据。在01：45 UT，X点以下的环开始慢慢向上移动。在15：10 UT，CME开始加速，同时在CME下方形成了一个耀斑拱廊。15时50分以后，日冕物质抛射以恒定速度移动。芝加哥商品交易所的演变完全遵循了突破模型的情景。

Detection of weak ubiquitous impulsive nonthermal emissions from the solar corona

A ubiquitous presence of weak energy releases is one of the most promising hypotheses to explain coronal heating, referred to as the nanoflare hypothesis. The accelerated electrons associated with such weak heating events are also expected to give rise to coherent impulsive emission via plasma instabilities in the meterwave radio band, making this a promising spectral window to look for their presence. Recently \citet{Mondal2020b} reported the presence of weak impulsive emissions from quiet Sun regions which seem to meet the requirements of being radio counterparts of the hypothesized nanoflar…

EUV辐照度的纳米耀斑模型能描述太阳日冕的加热吗？

Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?

作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。

三级磁重联过程中X级耀斑极紫外晚期相的产生

Production of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of an X Class Flare in a Three-Stage Magnetic Reconnection Process

我们报告了2011年9月6日太阳动力学天文台（SDO）上的仪器观测到的X级耀斑。耀斑发生在一个具有多重极性的复杂活动区。暖日冕辐射的极紫外（EUV）变率实验（EVE）观测揭示了三个增强，其中第三个对应于EUV晚期阶段。这三个增强与空间分辨大气成像组件（AIA）观测确定的耀斑演化的三个阶段一一对应，其特征分别是通量绳喷发，中等灯丝喷射和EUV晚期相位环的出现。EUV晚期相位环在空间和形态上与主耀斑环不同。多通道分析表明，在EUV后期阶段的温暖的日冕性质的后期阶段环路的结果，连续但分散的能量注入的存在。基于这些观测事实，我们提出了一个解释耀斑演化的三阶段磁重联方案。不同阶段的重联涉及不同的磁场，但它们之间表现出因果关系。极紫外后期相位环主要是由最后阶段能量最小的磁重联产生的。

多波长耀斑发射的研究

An investigation of flare emissions at multiple wavelengths

我们报告了2014年7月7日对四次太阳耀斑的多波长观测。我们首先根据极紫外光变率实验和地球同步轨道环境卫星观测到的软X射线（SXR）和极紫外（EUV）辐射数据，对耀斑进行了筛选。然后从大气成像组件（AIA）测量的全圆盘图像中识别它们的位置和几何形状，并识别不同通道中光变曲线之间的时间延迟。使用差分发射测量方法估计电子数密度。我们发现，四个耀斑中有三个在SXR通道和高温（>6 MK）EUV波长的脉冲阶段显示出强发射，即，AIA 131 A和94 A，然后在中温（~0.6-3 MK）EUV通道中发射峰值辐射.此外，它们持续时间长，电子密度小，这可能是由热扩散耀斑环的相互作用驱动的。只有一个耀斑几乎同时在所有观测到的波长中发出辐射，持续时间相对较短，并且具有较大的电子密度。它还伴随着III型射电爆发。在EUV通道处的明亮发射可以对应于相关联的爆发灯丝。

多重分形太阳EUV强度起伏及其对日冕加热模式的意义

Multifractal Solar EUV Intensity Fluctuations and their Implications for Coronal Heating Models

我们研究了SDO/AIA强度观测在四种太阳环境中的长期时间演化和不稳定性的标度特性：活动区核心，弱发射区和两个核心环。我们使用两种方法：时间序列增量的概率分布函数（PDF）和多重分形去趋势波动分析（MF-DFA）。噪声污染了结果，因此我们关注171埃波段，它具有最高的信噪比。波段对之间的滞后区分日冕与过渡区（TR）的发射。在所研究的所有物理区域中，15-45 min范围内的标度是多重分形的，并且时间序列平均上是反持续的。TR时间序列的反相关程度大于日冕发射。多重分形源于数据中的长期相关性，而不是强度的广泛分布。在335埃波段的观测可以用带有附加噪声的多重分形来描述。多尺度的EUV数据同意定性与脉冲爆发加噪声的现象学模型的辐射，也从欧姆耗散在一个减少的磁流体力学（RMHD）模型日冕环加热。必须进一步探索参数空间，以寻求数量上的一致。因此，通过增量PDF和MF-DFA的组合测试获得的观测签名提供了强有力的约束，可以系统地区分日冕加热模型。

宁静太阳中EUV微耀斑与小尺度磁场的关系

Relationship between EUV microflares and small-scale magnetic fields in the quiet Sun

微耀斑是在X射线和极紫外波段观测到的小型动力学特征。由于它们的脉冲发射增强和广泛的分布，它们被认为与日冕加热密切相关。通过使用大气成像装置提供的高分辨率171厘米图像和太阳动力学观测台上的日震和磁成像仪获得的视线磁图，我们在近盘中心的一个静区中，以960角秒$\times$ 1068角秒的视场，在24小时内追踪到10794个微耀斑，微耀斑的发生率为4.4 $\times$ 10 $^{3}$ hr $^{-1}$外推到整个太阳。它们的平均亮度、大小和寿命分别为1.7 I $_{0}$（宁静太阳）、9.6 Mm $^{2}$和3.6 min。微耀斑的亮度、面积和寿命之间存在着正相关关系。一般来说，微耀斑在整个太阳盘面上均匀分布，但在局部形成与磁网络结构相似且匹配的网络图案。典型事例表明，微耀斑更倾向于发生在网络边界的磁抵消区。我们粗略地计算了微耀斑提供的能量通量的上限，发现其结果仍然比日冕加热要求低$\sim$ 15倍。

First detection of transverse vertical oscillation during the expansion of coronal loops

In this Letter, we perform a detailed analysis of the M5.5-class eruptive flare occurring in active region 12929 on 2022 January 20. The eruption of a hot channel generates a fast coronal mass ejection (CME) and a dome-shaped extreme-ultraviolet (EUV) wave at speeds of 740$-$860 km s$^{-1}$. The CME is associated with a type II radio burst, implying that the EUV wave is a fast-mode shock wave. During the impulsive phase, the flare shows quasi-periodic pulsations (QPPs) in EUV, hard X-ray, and radio wavelengths. The periods of QPPs range from 18 s to 113 s, indicating that flare energy is relea…

EUV晚期相的起源：2010年5月5日C8 .8耀斑的个例研究

The Origin of the EUV Late Phase: A Case Study of the C8.8 Flare on 2010 May 5

自2010年2月11日NASA的太阳动力学观测站发射以来，极紫外线变率实验（EVE）已经观测到了许多耀斑。EVE观测到的一个有趣的特征是，在耀斑的软X射线发射数小时后，耀斑的一个子集表现出2-3百万K辐射的额外增强。从大气成像组件（AIA）的图像中，我们观察到这种被称为EUV晚期的二次发射发生在与耀斑相同的活动区域，但不是在相同的日冕环中。在这里，我们研究了2010年5月5日发生的C8.8耀斑作为EUV晚期耀斑的案例研究。除了介绍AIA和EVE的详细观测结果外，我们还开发了这种耀斑的物理模型，并使用基于焓的热演化环（EBTEL）模型对其进行测试。

用SDO/AIA和多链环模拟在EUV带中观察到的活动区亮热像元的时间分辨发射

Time-resolved emission from bright hot pixels of an active region observed in the EUV band with SDO/AIA and multi-stranded loop modeling

在活跃区域发现了少量非常热的等离子体的证据，这可能是脉冲加热的指示，在小于单个环的截面的空间尺度上释放。我们调查的加热和子结构的日冕环在这样的活动区域的核心，通过分析在两个EUV通道（94 A和335 A）的大气成像组件上的太阳动力学天文台的太阳观测的最小分辨率元素的光变曲线。我们通过流体动力学0D回路模型（EBTEL）模拟了一束由纳米耀斑风暴加热的股线的演化。从单链的随机组合获得的光变曲线相比，观察到的光变曲线无论是在一个单一的像素或在一行像素，同时在两个通道，并使用两个独立的方法：人工智能系统（概率神经网络，PNN）和一个简单的互相关技术。我们探索的参数空间，以约束热脉冲的分布，其持续时间和空间大小，并作为对数据的反馈，其签名的光变曲线。从这两种方法的最佳协议是获得一个相对较大的人口的事件（1000），持续时间短（小于1分钟）和一个相对较浅的分布（指数为1.5的幂律）在有限的能量范围内（1.5十年）。对数据的反馈表明，光变曲线中的凸起，特别是在94 A通道中，是几分钟前发生的过度加热的标志。

太阳高能粒子的元素丰度和源等离子体温度

Element Abundances and Source Plasma Temperatures of Solar Energetic Particles

30年前，布伦曼和斯通观察到，在大的太阳高能粒子（SEP）事件中，元素丰度的增强或抑制随元素质荷比A/Q的幂而变化。由于加速或传输期间的Q可能取决于源等离子体温度T，因此元件增强的图案可以提供T的最佳拟合测量。我们称之为3 He富集或“脉冲”的小SEP事件显示出相对于日冕丰度的平均增强，在（76<=Z<=82）/O和温度范围2-4 MK的情况下，随着A/Q的3.6次幂上升到~1000倍。据信这种加速发生在太阳耀斑和喷流中开放场线上的磁重联岛中。最近发现，大的激波加速“渐变”SEP事件的源等离子体温度范围很宽，69%的事件的日冕温度T <1.6MK，而24%的事件的日冕温度T ~ 3 MK，后者暗示了一个含有残余脉冲超热离子的种子粒子群。大部分的事件间丰度变化和它们的时间变化在很大程度上是由在运输过程中由A/Q相关分馏放大的T的变化来解释的。然而，脉冲SEP事件的非热方差（~30%）超过了~3 MK渐变事件的非热方差（~10%），因此必须将几个小脉冲事件与环境等离子体一起平均，以形成这些事件中用于冲击加速的种子种群。

由快速演化的磁结构触发的受限M4 .0耀斑中的脉冲能量释放和非热辐射

Impulsive energy release and non-thermal emission in a confined M4.0 flare triggered by rapidly evolving magnetic structures

我们提出了2011年9月26日NOAA 11302的M4.0局限耀斑的观测结果。太阳动力学天文台、拉马蒂高能太阳光谱成像仪和野边山射电日像仪的高时间、空间和光谱分辨率观测使我们能够探索这一耀斑的可能触发和能量释放过程，尽管它具有非常脉冲的行为和紧凑的形态。耀斑光变曲线表现出非热辐射的突然上升，同时出现硬X射线（HXR）和微波（MW）爆发，在没有任何前兆辐射的情况下立即达到峰值。该阶段与HXR发射相关，高达200 keV，遵循光子光谱指数（$δ$）$\sim$ 3的幂律。32秒后观察到的另一个非热峰在MW通量中比HXR曲线更明显。在MW和HXR光变曲线中的双峰结构表明了两步磁重联过程。极紫外（EUV）图像显示了磁回路系统的内外芯区域的顺序演变，而覆盖的环结构保持不变。HXR、（E）UV和H $α$的组合观测为包含冕环相互作用的耀斑模型提供了支持。日震磁象仪（HMI）的磁象图揭示了耀斑前5小时开始出现$\sim$的磁通量。然而，光球磁通量的更重要的变化发生在耀斑爆发前1分钟左右，相反极性的磁瞬变出现在早期耀斑的位置内的内核区域。磁瞬变的光谱、时间和空间特性表明，小尺度磁场的突然变化可能是通过破坏耀斑前高度剪切的磁结构而触发耀斑的。

太阳高能粒子的丰度、电离态、温度和FIP

Abundances, Ionization States, Temperatures, and FIP in Solar Energetic Particles

化学元素和同位素的相对丰度一直是我们识别和理解高能粒子的最有效工具。太阳高能粒子（SEP）的早期惊喜是3 He/4 He在小的“脉冲”SEP事件中的共振波-粒子相互作用中增强了1000倍，这些事件发射出产生III型射电暴的电子束。进一步的研究发现，在Fe/O的增强，然后在丰度的极端增强，增加了质荷比A/Q的1000倍，从He到Pb产生的磁重联在太阳喷流的开放场线。相比之下，在最大的SEP事件中，即“渐变”事件，加速发生在由快速、广泛的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波中。平均许多事件提供了一个衡量太阳日冕的丰度，但A/Q依赖的散射在运输过程中会导致随时间的变化，因此，如果铁散射小于O，铁/O是增强早期和耗尽后。使问题复杂化的是，冲击波经常会在产生许多脉冲事件的活动区域上方重新加速脉冲超热离子。由于脉冲和渐进SEP事件都具有随A/Q的幂变化的丰度增强，因此我们可以使用丰度来推断加速期间的Q值和1 - 3 MK源等离子体温度。比较来自SEP和来自慢太阳风的日冕丰度作为元素第一电离势（FIP）的函数，剩下的差异是元素C，P和S。阿尔文波对离子的分离理论表明，C、P和S在色球层传输过程中，在闭合的磁回路上受到波共振的抑制，而在提供太阳风的开放磁场上则没有。冲击波可以加速离子从封闭的日冕环中，很容易作为SEP逃逸，而太阳风必须出现在开放的领域。

与太阳耀斑EUV辐射同步的电离层TEC准周期脉动

Quasi-Periodic Pulsations in Ionospheric TEC Synchronized with Solar Flare EUV Emission

本文首次发现太阳耀斑色球层EUV辐射中的约85秒准周期脉动与地球电离层TEC同步脉动，利用SDO/EVE数据和TEC测量揭示了电离层对耀斑精细波动的响应及约30秒时间延迟。

关于太阳耀斑极紫外晚期的起源

On the origin of the Extreme-Ultraviolet late phase of solar flares

太阳耀斑通常有一个脉冲阶段，然后是一个渐进的阶段，最好的软X射线发射。最近基于太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测的发现表明，一些耀斑表现出第二个大峰，与第一个主相位峰相隔数十分钟至数小时，这被称为耀斑的EUV晚期。在本文中，我们详细分析了两个晚相耀斑，M2.9耀斑在2010年10月16日和M1.4耀斑在2011年2月18日，使用多通带成像观测大气成像组件（AIA）机载SDO的EUV晚相的起源。我们发现：（1）晚相发射源自不同的磁环系统，其比主相环系统大得多且高得多。(2)这两个环路系统具有不同的热演化过程。虽然后期相位环路拱廊在从高温到低温跨越一个多小时的稍后时间逐渐达到其峰值亮度，但主相位环路拱廊在所有温度下几乎同时（在几分钟内）达到其峰值亮度。(3)然而，两个环系统似乎是磁性连接的，形成了一个不对称的磁四重配置。(4)此外，紫外波长的足点增亮显示出从主耀斑区域到后期拱廊系统的远程足点的约一分钟的系统延迟。我们认为，EUV后期阶段是一个长期的冷却过程中的较大的磁拱廊系统的结果。

掠日彗星的EUV辐射

The EUV emission from sun-grazing comets

太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）观测到两颗掠日彗星穿过太阳大气层。这两个通道导致在几个AIA带通的极紫外（EUV）辐射的可测量的增强。我们解释这种EUV辐射考虑彗星大气的演变，因为它与周围的太阳大气相互作用。彗星中的分子在接近太阳时迅速升华。然后，它们被太阳辐射场光解，产生原子种类。这些原子的后续电离产生比日冕中通常存在的离子更高的丰度，并导致AIA望远镜通带波长范围内的EUV发射。

太阳高能粒子中元素丰度变化的成因

The Origin of Element Abundance Variations in Solar Energetic Particles

在渐变和脉冲太阳高能粒子（SEP）事件的加速和输运过程中，离子的质量电荷比[A/Q]近似按幂律变化。由于Q值取决于源等离子体的电子温度，这允许从元素丰度增强的模式确定该温度，并验证用于从SEP事件扩散传输离子的A/Q功率的预期逆时间依赖性，发现散射平均自由程在0.2和1 AU之间。不同温度等离子体产生的SEP事件在典型的丰度交会图中分布到不同的区域，使分布范围扩大。在SEP事件与温度高于2 MK的比较中，脉冲事件比渐变事件显示出更广泛的丰度非热变化。在渐变事件中加速离子的广泛冲击波可以在许多活跃区域上平均，在活跃区域中，大量但较小的磁重联（“纳米喷射”）产生超热种子离子，从而在变化的丰度上平均，而脉冲SEP事件仅对丰度变化的一个局部区域进行采样。的参考He/O丰度比为91，而不是57的证据，也被发现为较热的等离子体。然而，虽然这与太阳风的He/O丰度相似，但太阳风丰度为SEP丰度增强提供了不可接受的不良参考，产生了极大的误差。

日珥爆发期间的日冕绿线辐射：其与EUV晚相相对应的光谱证据

Coronal Green-Line Emission During a Solar Prominence Eruption: Spectroscopic Evidence of Its Correspondence with the EUV Late Phase

本研究通过Aditya-L1的VELC光谱观测，发现日珥爆发中5303 Å绿线辐射与EUV晚相相对应，线宽减小表明其源于等离子体冷却，为ELP起源提供首个空间光谱证据。

在30 THz探测到明亮的脉冲太阳爆发

A bright impulsive solar burst detected at 30 THz

对太阳耀斑从无线电波长到伽马射线的地面和空间观测已经产生了相当多的见解，但也引起了一些悬而未决的争议。太阳耀斑最后一个未被探索的波长前沿是亚毫米和红外波长范围。在这里，我们报告了一个强烈的脉冲在30太赫兹使用一个新的成像系统的检测。30 THz发射与微波、毫米/亚毫米、可见光、极紫外和硬X射线波长处观察到的峰具有显著的时间一致性。发射位置与非常弱的白光特征相吻合，并且与大气中温度最低值以下的加热一致。然而，将加热归因于加速的电子存在问题。峰值30太赫兹通量是几倍大于通常的微波峰值附近的9 GHz，归因于非热电子在电晕。30 THz发射可能与从低频到高频增加的光学厚光谱一致。它可能是在亚太赫兹频率下发现的相同光谱成分的一部分，其性质仍然是神秘的。在这些波长上的进一步观测将为耀斑研究提供一个新的窗口。

磁流体力学雪崩导致的日冕能量释放 II. 多丝状日冕环的极紫外谱线辐射

Coronal energy release by MHD avalanches II. EUV line emission from a multi-threaded coronal loop

本文基于三维磁流体力学模拟，预测MUSE极紫外成像光谱对多丝状日冕环中磁流体力学雪崩和纳耀斑加热过程的可观测特征，发现不同谱线可揭示足点动力学、环体增亮及环顶精细结构。

AIA和EIS观测到的两个耀斑环的分析和模拟

Analysis and Modeling of Two Flare Loops Observed by AIA and EIS

我们分析和模拟了SDO/AIA和Hinode/EIS观测到的一个M1.0耀斑，以研究耀斑环如何被加热和随后的演化。耀斑是由两个独特的环系统观察到的EUV图像。在这些环脚的紫外1600 nm的发射表现出快速上升，其次是增强发射在不同的EUV通道观察到的AIA和EIS。这种行为表明，脉冲能量沉积和随后的反应，在覆盖日冕循环，通过不同的温度演变。使用我们最近开发的方法，我们分别从两个环系统的UV光变曲线的快速上升推断经验加热函数，将它们视为横截面积为5 \arcsec乘5 \arcsec的两个大环，并使用EBTEL模型计算环中的等离子体演化（Klimchuk et al. 2008）。我们计算的合成EUV光曲线，其中，与模型的限制，合理地同意在多个AIA通道和EIS线获得的观察到的光曲线：它们显示出相同的演变趋势和它们的幅度是可比的两个因素。此外，我们还比较了计算的平均焓流速度与多普勒频移测量EIS在两个循环的衰减阶段。我们的结果表明，从足迹紫外发射推断出的具有不同加热函数的两个不同环，再加上从成像观测测量到的不同长度，导致了模型和观测中捕获的不同日冕等离子体演化模式。

Undercover EUV Solar Jets Observed by the Interface Region Imaging Spectrograph

It is well-known that extreme ultraviolet emission emitted at the solar surface is absorbed by overlying cool plasma. Especially in active regions dark lanes in EUV images suggest that much of the surface activity is obscured. Simultaneous observations from IRIS, consisting of UV spectra and slit-jaw images give vital information with sub-arcsecond spatial resolution on the dynamics of jets not seen in EUV images. We studied a series of small jets from recently formed bipole pairs beside the trailing spot of active region 11991, which occurred on 2014 March 5 from 15:02:21 UT to 17:04:07 UT. T…

利用SDO/AIA、Hinode/EIS和RHESSI直接观测太阳耀斑能量释放点

Direct observation of the energy release site in a solar flare by SDO/AIA, Hinode/EIS and RHESSI

我们提供了探测到非爆发性太阳耀斑（SOL 2013 -11- 09 T06：38 UT）中主要能量释放点的直接证据。这GOES C2.7事件的特点是两个耀斑带和一个紧凑的，明亮的日冕源位于它们之间，这是我们研究的重点。我们使用SDO/AIA的成像和RHESSI的成像光谱来分析来自日冕源的热和非热发射，以及来自Hinode/EIS的EUV光谱，其在脉冲峰值期间扫描日冕源，以分析Fe XII和Fe XXIV发射线的多普勒频移，并确定源密度。在脉冲阶段，日冕源在所有AIA滤波器中都表现出脉冲发射光变曲线。RHESSI硬X射线图像显示日冕源的热发射和非热发射，其等离子体温度从RHESSI成像光谱学得出，显示出脉冲上升，在硬X射线峰值前约10秒达到12-13 MK的最大值。与这个明亮的源相关联的高红移表明在很宽的温度范围内有40-250 km/s的下行流，解释为环收缩和/或沿磁场的外流。在171、193、211、304和1600 A的AIA图像上也观察到了从日冕源向每个带状物的流出。从Fe XIV线对获得的源的电子密度是$10^{11.50}$，其对于能量高达45-65 keV的电子是碰撞厚的，负责源的非热X射线发射。我们的结论是，明亮的日冕源是在这个耀斑的主要释放的磁能的位置，与组件之间的交叉，载流环重联的几何形状一致。我们认为，可以通过重联释放的能量，根据观测估计，可以合理地解释耀斑的非…

太阳耀斑中四极磁位形上磁重联引起的极紫外晚相

Extreme-ultraviolet Late Phase Caused by Magnetic Reconnection over Quadrupolar Magnetic Configuration in a Solar Flare

在某些太阳耀斑期间，暖日冕极紫外线（EUV）线（约2-7 MK）的第二次发射增强被称为EUV晚期。成像观测证实，晚相发射起源于一组比主耀斑环更长或更高的环。然而，一些问题仍然存在争议：这两个环路系统之间的关系是什么？后期发射的热源是什么？是主相加热的同时发生的加热，还是发生较晚的加热？在本文中，我们提出了明确的证据，在后期太阳耀斑的热源：磁重联的叠加场的四极磁位形。该事件是由爆发的核心结构引发的，最终导致日冕物质抛射（CME）。尖点特征及其收缩运动是主耀斑重联之后的后相重联的表现。利用基于量子力学的热演化环（EBTEL）模型，我们合理地再现了一些EUV谱线的后相辐射。我们认为，一个持续的额外加热是负责的外观延长EUV后期。

Solar flare hard X-rays from the anchor points of an eruptive filament

Context. We present an analysis of a GOES M1.8 flare with excellent observational coverage in UV, EUV, and X-ray, including observations from the instruments IRIS, SDO with AIA, Hinode/EIS, Hinode/XRT, and Solar Orbiter with the Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays (STIX). Hard X-ray emission is often observed at the footpoints of flare loops and is occasionally observed in the corona. In this flare, four nonthermal hard X-ray sources are seen. Aim. Our aim is to understand why we can observe four individual nonthermal sources in this flare and how we can characterize the physical propert…

太阳耀斑初期的一次极小超强斑马纹爆发

A Very Small and Super Strong Zebra Pattern Burst at the Beginning of a Solar Flare

在太阳耀斑和蟹状星云脉冲星中经常观测到具有光谱斑马结构的微波辐射。以往的观测表明，ZP只是一个叠加在宽带连续体上的结构，有轻微的增加和减少。这项工作报告了一个极不寻常的强烈ZP爆发发生在太阳耀斑的开始，由位于中国和捷克共和国的两台射电望远镜和美国宇航局卫星太阳动力学观测站上的极紫外（EUV）望远镜于2013年4月11日同时观测到。这是一个非常短暂和超强的爆炸，其强度超过了潜在的耀斑宽带连续辐射的几倍，持续时间仅为18秒。EUV图像显示，耀斑开始于几个小耀斑爆发点（FBPs）。在ZP突发期间，在这些FBP之一中存在具有额外增强的突然EUV闪光。分析表明，伴随着极紫外闪光的ZP爆发是一种不寻常的爆发，在耀斑开始时，在一个持续时间很短的小区域内，粒子加速、能量释放和等离子体快速加热同时发生。

一次小微耀斑的X射线、EUV和UV联合观测

Joint X-ray, EUV and UV Observations of a Small Microflare

我们提出了一个小的微耀斑在X射线与核光谱望远镜ARray（NuSTAR），紫外线与界面区域成像光谱仪（IRIS）和EUV与太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）的第一次联合观测。这些综合观测使我们能够研究微耀斑的热日冕和较冷的色球/过渡区发射。这个小的微耀斑在SOL 2016 -07- 26 T23：35到23：36 UT之间达到峰值，在NuSTAR、SDO/AIA和IRIS中都有。在空间上，这对应于SDO/AIA Fe XVIII发射中可见的一个小环，这与SJI 1330年和1400年的IRIS在太阳大气层中看到的类似结构相匹配。2.5-4 keV和4-6 keV的NuSTAR发射位于该环路位置处的小源中。IRIS狭缝位于微耀斑环的上方，拟合结果显示Mg II的变化很小，但确实显示强度增加，Si IV和O IV的宽度略有增强和红移，这表明该微耀斑在上色球层及其上方具有最重要的意义。NuSTAR微耀斑光谱与5.8MK和$2.3\times10^{44}$ cm $^{-3}$的热分量很好地拟合，这对应于$10^{26}$ erg的热能，使其比以前研究的X射线微耀斑小得多。未检测到非热发射，但这可能是由于观察的有效暴露时间有限。这一观察表明，即使是在紫外线和极紫外线中看到的普通特征，也可以显着具有在X射线中清晰可见的更高能量成分。

探测从光球到日冕的宁静太阳大气

Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona

我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。

在日冕极小期用NuSTAR观测静太阳脉冲事件

Quiet Sun impulsive events observed with NuSTAR during solar minimum

本文利用NuSTAR观测日冕极小期静太阳脉冲事件，发现其热参数与活跃区闪焰不同，可能涉及不同的能量释放机制。

用微波成像光谱学对驱动太阳耀斑极紫外晚期的附加等离子体加热的影响

Implications for additional plasma heating driving the extreme-ultraviolet late phase of a solar flare with microwave imaging spectroscopy

极紫外晚相（ELP）是指在某些太阳耀斑中观测到的第二次极紫外辐射增强，通常发生在软X射线发射峰值之后数十分钟至数小时。ELP辐射的日冕环系统通常不同于主耀斑拱廊，其中增强的EUV辐射可能意味着额外的加热过程。然而，ELP的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个C1.4耀斑的分析，具有这样的ELP，这也是观察到的微波波长的扩展欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。与ELP的情况类似，我们发现在主脉冲相位微波峰值之后约三分钟发生逐渐的微波增强。射电源与ELP环路的两个足点一致，并且随时间变化的微波光谱的光谱拟合表明电子分布与麦克斯韦情况有明显的偏差，这可能是由于注入的非热电子或对足点等离子体的不均匀加热造成的。我们进一步指出，延迟的微波增强表明存在一个额外的加热过程，这可能是负责加热等离子体的蒸发，填充ELP环路，产生延长的ELP发射。

来自SOL2017-09-10 X8 .2+太阳耀斑-日冕物质抛射的真正全球极端紫外波

A Truly Global Extreme Ultraviolet Wave from the SOL2017-09-10 X8.2+ Solar Flare-Coronal Mass Ejection

我们报告了SDO/AIA对2017年9月10日X8.2+耀斑-CME爆发引发的异常全球极紫外（EUV）波的观测。这是有史以来用现代仪器观测到的最好的极紫外波之一，但它可能是第24个太阳活动周期中最后一个这样的太阳活动周期。其显著特点包括以下几点。(1)这是第一次观测到该波在整个可见的太阳盘面和边缘外圆周上穿过整个太阳日冕，由于其异常大的振幅，表现出真正的全球性质，例如，在喷发1.1朗日时，EUV增强高达300%。(2)这导致了极冕洞内外的强烈传输（除了通常观察到的反射），这些极冕洞通常没有EUV波。它的波速度超过2000公里/秒，与预期的更高的快模式磁声波速度一致。冕洞本质上是作为新的“辐射中心”，用于折射出它们的波，然后向赤道行进并迎面碰撞，导致额外的EUV增强。(3)波在其撞击时对局部等离子体产生显著的压缩加热，这由在较高温度下的持久EUV强度变化和差分发射测量增加（例如，log T=6.2）伴随着在较低温度下的降低（例如，log T=6.0）。这些特征表明这种EUV波的潜力，新的磁和热诊断的太阳日冕{ \it在全球范围内}。

观测回路的三维重建和热模拟

Three-Dimensional Reconstruction and Thermal Modelling of Observed Loops

由于其特有的温度和密度，在极紫外（EUV）和软X射线图像中可以看到活跃区域（AR）中的环结构。基本物理参数（电子密度、温度和磁场）的三维（3D）分布的半经验确定是日冕加热模型的关键约束。在这项工作中，我们开发了一种技术的EUV明亮的环的研究的基础上的差分发射测量（DEM）的分析，我们首先将其应用到AR结构观测的大气成像组件（AIA）上的{太阳动力学天文台}（SDO）。观测到的EUV环的磁场的3D结构和强度使用基于SDO上的{日震和磁成像仪}（HMI）拍摄的磁图的无力场外推来建模。在这项工作中，我们报告了在不同的AR中确定的几个明亮的环路所获得的结果。我们的分析表明，温度分布的平均值和宽度几乎是不变的沿回路长度。对于一个特定的循环，我们研究其时间的演变，并发现这些特性保持近似恒定的大部分的生命时间。该循环的出现和消失发生的时间尺度比其$\approx 2.5$小时的寿命短得多。这种分析的结果进行了比较，使用零维（0 D）的流体动力学模型，基于焓的热演化的环路（EBTEL）的数值模拟。我们研究了两种替代的加热方案：第一，我们采用恒定的加热速率，假设回路处于准静力平衡，第二，我们使用脉冲事件或纳米片加热回路。我们发现，所有观察到的环路是相对于一个准静力平衡解决方案和nanoflare加热更好地再现所观察到的密度和温度过密。

EIT波与日冕物质抛射的关系

The Relation between EIT Waves and Coronal Mass Ejections

越来越多的证据表明，“EIT波”与日冕物质抛射（CME）密切相关。然而，目前还不清楚这两种现象是如何相互关联的。本文研究了1997年9月9日发生的一次CME事件，并比较了极紫外成像望远镜（EIT）和莫纳罗亚太阳天文台高频移MK 3日冕仪观测到的EIT波前与CME前导环的空间关系。结果表明，“EIT波”波前与CME的领先环是同空间的，扩展的EUV调光与CME腔是同空间的。还发现CME在冕洞边界附近停止，这是“EIT波”观测的共同特征。我们认为“EIT波”/调光是CME先导环/腔的EUV对应物，并据此提出CME先导环与“EIT波”一样，是由磁环的连续拉伸（或打开）产生的明显移动的密度增强。

小尺度和瞬态EUV核在日珥丝带中

Small-Scale and Transient EUV Kernels in Solar Flare Ribbons

研究日珥丝带中EUV核的空间和时间尺度，揭示能量注入的局部性和短暂性，为理解日珥能量沉积和太阳大气响应提供新视角。