Regularne obserwacje spektroskopowe w zakresie ultrafioletowym są prowadzone przez satelitę IRIS od 2013 roku. Instrument ten dał możliwość diagnostyki atmosfery Słońca za pomocą linii Mg II h i k, powstających w chromosferze słonecznej, jak również linii C II czy Si IV, formowanych w obszarze przejściowym. Pozwoliło to na obserwacje zjawisk drobnoskalowych, o rozmiarach rzędu 1 sek. łuku, w zakresie widmowym dotąd niedostępnym. Przykładem takich zjawisk są znane od 1917 roku bomby Ellermana, obserwowane do tej pory głównie w linii Hα oraz liniach Ca II H i K. Obserwacje IRIS dały też możliwość poznania i sklasyfikowania nowego typu zjawisk – wybuchów ultrafioletowych, z których najbardziej interesujące wydają się bomby IRIS. Obserwacje IRIS obszaru aktywnego AR 11850 z 24.09.2013 roku zawierały liczne przykłady aktywnych zjawisk drobnoskalowych o zróżnicowanej charakterystyce widmowej, na podstawie której wyodrębniono 3 typy zjawisk. Typ 1 wykazywał wzrost emisji w centralnych częściach linii Mg II h i k, typ 2 w centralnej części i skrzydłach linii Mg II h i k, natomiast zjawiska typu 3 prezentowały emisję głównie w skrzydłach linii Mg II h i k. Spośród kilkudziesięciu zjawisk obserwowanych tego dnia przez instrument IRIS do dalszej analizy wybrano 5, tak by mieć reprezentację dla każdego z zaobserwowanych typów pojaśnień. Dla każdego z pojaśnień na podstawie profilu linii widmowej wyznaczono parametry takie jak: separacja maksimów emisyjnych, średnie natężenie maksimów emisyjnych, natężenie emisji w centrum linii Mg II h, natężenie emisji integrowane w zakresie od -1 do +1 ˚A od centrum linii Mg II h oraz natężenie emisji w długości fali +1 ˚A od centrum linii Mg II h. Przy użyciu procedur liczących transfer promieniowania w linii Mg II h, przy założeniu NLTE oraz w przybliżeniu jednowymiarowym atmosfery słonecznej, obliczono profile linii w Mg II h dla 243 różnych modeli zjawiska, różniących się jego lokalizacją i temperaturą. Każdy z modeli bazował na zmodyfikowanym modelu atmosfery spokojnego Słońca. Modyfikacja polegała na podniesieniu temperatury atmosfery słonecznej w pewnym wąskim zakresie wysokości wynoszącym około 360 km. Modyfikacji dokonano dla 27 różnych lokalizacji w dolnej części atmosfery Słońca, dla każdej z nich zastosowano 9 różnych wariantów wzrostu temperatury. W celu znalezienia najlepszego modelu dla każdego zjawiska, za pomocą obliczonych wcześniej parametrów, porównywano profile obserwowane z teoretycznymi. Dla wszystkich zjawisk uzyskano temperatury ich formowania w zakresie od 6150 K do 8000 K, natomiast miejscem powstawania była okolica temperaturowego minimum Słońca. Pomimo podobnego miejsca i temperatury formowania tylko część zjawisk wykazywała dodatkową emisję w liniach C II i Si IV. Badanie wspólnej emisji linii Mg II h i k, C II i Si IV stało się jedną z motywacji do rozpoczęcia drugiej części badań – przeglądu statystycznego zjawisk drobnoskalowych obserwowanych w liniach Mg II h i k. Główną motywacją dla przeprowadzenia wspomnianego przeglądu statystycznego było dokonanie charakterystyki zjawisk drobnoskalowych obserwowanych w liniach Mg II h i k. Wykorzystując dane z instrumentu IRIS z lat 2013-2018, zawierające tylko gęste skany obszarów aktywnych obserwowanych w liniach Mg II h i k, C II i Si IV, prze prowadzono przegląd statystyczny zjawisk drobnoskalowych posiadających emisję w liniach Mg II h i k. Za pomocą automatycznych procedur napisanych przez autora znaleziono 2053 zjawiska drobnoskalowe przedstawiające zdecydowanie bardziej różnorodną charakterystykę widmową od zjawisk analizowanych w pierwszej części rozprawy. Każde ze zjawisk było prezentowane przez zestaw parametrów wyznaczonych na podstawie profilu linii widmowej Mg II k (kontrasty obliczone dla różnych długości fali na podstawie profilu linii widmowej zjawiska i profilu spokojnego Słońca, szerokość profilu w połowie wysokości, maksymalne natężenie emisji). Dodatkowo obliczono również parametry związane z linią Si IV, C II oraz z liniami trypletowymi Mg II UV. Jednym z celów było dokonanie klasyfikacji zjawisk z podziałem na 3 typy, bazując na wynikach pierwszej części pracy. Znaleziono 556 zjawisk typu 1, 1096 zjawisk typu 2 i 401 zjawisk typu 3. Badając emisję w liniach dalekiego ultrafioletu – Si IV i C II otrzymano następujące wyniki: 54.5% wszystkich zjawisk posiada dodatkową emisję w liniach Si IV, natomiast 72.6% z nich w liniach C II. Relacje te rozkładają się następująco w poszczególnych typach: 96.4% zjawisk typu 1 posiada dodatkową emisję w liniach Si IV, natomiast 99.4% emisję w C II, 47.6% zjawisk typu 2 posiada dodatkową emisję w liniach Si IV, a 74.5% emisję w C II, wśród zjawisk typu 3 znajduje się 15.4% zjawisk z dodatkową emisją w liniach Si IV i 30.3% w liniach C II. Okazało się również, że istnieje silna korelacja pomiędzy parametrami opisującymi szerokość w połowie wysokości dla profili Mg II k i Si IV. Sprawdzono również emisję zjawisk w liniach 2 i 3 trypletu Mg II UV. Okazało się, że 36.5% wszystkich zjawisk wykazuje aktywność linii trypletowych: 70.3% zjawisk typu 1, 27.2% zjawisk typu 2 i 15.2% zjawisk typu 3. Sprawdzono również relację pomiędzy aktywnością w liniach trypletowych oraz liniach Si IV i C II. Wysnuto wniosek, że dla każdego z typów zjawisk aktywność trypletu wiąże się z silniejszą emisją w dalekim ultrafiolecie. Przeprowadzono analizę występowania pojaśnień w zależności od rodzaju obszaru aktywnego, wyróżniając 3 następujące rodzaje obszarów aktywnych – nowo formowane obszary, pola po chodni, obszary wokół plam słonecznych. Dodatkowo wprowadzono czwartą kategorię, obszaru spokojnego, który nie zawierał żadnych widocznych struktur aktywnych. Jako wniosek z analizy otrzymano następującą prawidłowość: zjawiska typu 1 występują głównie w nowo formowanych obszarach aktywnych, zjawiska typu 2 w równym stopniu pojawiają się we wszystkich rodzajach obszarów aktywnych, zjawiska typu 3 najczęściej formują się wokół plam słonecznych. W obszarach spokojnych znaleziono tylko kilkadziesiąt zjawisk typu 2 i 3. Istotne było również badanie występowania wśród wszystkich pojaśnień zjawisk typu bomby Ellermana, wybuchów ultrafioletowych, w tym bomb IRIS. Zlokalizowano 273 zjawiska, które prawdopodobnie są bombami Ellermana oraz 121 wybuchów ultrafioletowych, w tym 48 bomb IRIS. Okazało się, że wśród zjawisk typu bomby Ellermana 18% z nich spełnia kryteria pozwalające zakwalifikować je do wybuchów UV, natomiast wśród wszystkich znalezionych wybuchów UV 40.5% wykazuje własności bomb Ellermana.