The Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer (EIS) on the Hinode spacecraft obtains high resolution spectra of the solar atmosphere in two wavelength ranges: 170 - 210 and 250 - 290 angstroms. These wavelength regions contain a wealth of emission lines covering temperature regions from the chromosphere/transition region (e.g., He II, Si VII) up to flare temperatures (Fe XXIII, Fe XXIV). Of particular interest for understanding coronal heating is a line of Ca XVII at 192.858 angstroms, formed near a temperature of 6 million degrees. However, this line is blended with two Fe XI and six O V lines. In this paper we discuss a specific procedure to extract the Ca XVII line from the blend. We have performed this procedure on the raster data of five active regions and a limb flare, and demonstrated that the Ca XVII line can be satisfactorily extracted from the blend if the Ca XVII flux contributes to at least ~10% of the blend. We show examples of the high-temperature corona depicted by the Ca XVII emission and find that the Ca XVII emission has three morphological features in these active regions -- 1) `fat' medium-sized loops confined in a smaller space than the 1 million degree corona, 2) weaker, diffuse emission surrounding these loops that spread over the core of the active region, and 3) the locations of the strong Ca XVII loops are often weak in line emission formed from the 1 million degree plasma. We find that the emission measure ratio of the 6 million degree plasma relative to the cooler 1 million degree plasma in the core of the active regions, using the Ca XVII to Fe XI line intensity ratio as a proxy, can be as high as 10. Outside of the active region core where the 1 million degree loops are abundant, the ratio has an upper limit of about 0.5.
Comparison of Hinode/XRT and RHESSI detection of hot plasma in the non-flaring solar corona
我们比较了观测的非耀斑太阳日冕同时与Hinode/XRT和RHESSI。2006年11月12日分析的日冕主要由一个单一的活动区。对排放措施进行了比较。我们推导出发射测量分布与温度的整个活动区从多滤波器XRT数据。我们检查的兼容性与总排放量的测量值估计的流量与RHESSI测量，如果排放来自等温等离子体。我们发现，RHESSI和XRT数据分析一致指向存在一个次要的排放测量组件峰值在log T ~ 6.8-6.9。XRT和RHESSI结果之间的差异在几个因素之内，表明交叉一致性的可接受水平。
On-Orbit Sensitivity Evolution of the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
自2006年9月22日发射以来，Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪的灵敏度逐渐下降。使用太阳中心附近安静区域的Fe VIII 185.21埃和Si VII 275.35埃发射线的分光日光图，我们表征了这种衰变。对于2006年12月至2012年3月期间，灵敏度的下降可以被描述为指数衰减，平均时间常数为7358 +/- 1030天（20.2 +/- 2.8年）。在宁静太阳数据中，在温度>10^6.1 K时形成的发射线表现出太阳周期效应。
Rapid Disappearance of Penumbra-Like Features Near a Flaring Polarity Inversion Line: The Hinode Observations
我们观测到耀斑区极性反转线附近的半影状特征。PIL位于活动区的护城河边界（NOAA 10960）。PLFs在形态上与太阳黑子半影相似，但面积较小，约为6 $\times10^{7}$ km $^{2}$，与太阳黑子或太阳黑子孔隙不相关。我们观察到一个C1.7级耀斑后，PLF的快速消失，这发生在PIL附近。这些特征的局部相关跟踪（LCT）显示了远离PLF端点的水平流的存在，类似于在规则太阳黑子周围发现的径向向外流，这也被称为护城河流。在RHESSI观测中发现了与PLF位置一致的硬X射线发射，这表明耀斑的发生与PLF的衰变之间存在空间相关性。由日野分光偏振仪SOT/SP观测得到的耀斑前后的矢量磁场表明，耀斑后磁场的水平分量和垂直分量都发生了显著变化。耀斑间隔中磁场的两个分量的减弱表明，在耀斑间隔期间发生了PLF中磁场的快速消除和/或淹没。
Doppler Shift, Intensity, and Density Oscillations Observed with the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
用Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪在一些活动区的日冕发射线中观测到了低振幅多普勒频移振荡。驻波和传播波都已被探测到，许多周期也已被观测到，但所有可能与活跃区有关的波模式的清晰图像尚未出现。在这项研究中，我们研究了2007年8月22- 23日在活动区附近的plage中用EIS获得的额外观测结果。我们发现多普勒频移振荡的振幅在1和2公里/秒之间的发射线范围从Fe XI 188.23埃，这是在日志T = 6.07形成的Fe XV 284.16埃，这是在日志T = 6.32。典型周期接近10分钟。我们还观察到一些检测到的多普勒频移振荡的强度和密度振荡。在观察得较好的情况下，振荡与向上传播的慢磁声波一致。用日之出太阳光学望远镜宽带滤波成像仪同时观测Ca II H线也显示了10分钟振荡的一些证据。
Thermal structure of hot non-flaring corona from Hinode/EIS
在以往的研究中，人们曾通过SDO/AIA三个不同窄带通道的图像诊断出太阳活动区存在一个非常热的等离子体成分。这种诊断从EUV成像数据也支持了匹配形态的发射在热的Ca XVII线，与Hinode/EIS观察。这一证据是有争议的，因为未知的分布的排放措施沿视线。在这里，我们详细调查的热分布的一个这样的区域使用EUV光谱数据。在SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT观测到的活动区域中，我们选择了一个具有非常热的等离子体成分的子区域和另一个较冷的子区域进行比较。提取两者的平均光谱，并选择14条强谱线进行分析，这些谱线均匀地探测5.5 < log T < 7的温度范围。从这些线的发射测量分布与MCMC方法重建。结果进行交叉检查与比较的两个分区，用不同的反演方法，与图像的形态，并与从窄和宽带成像仪测量的通量。我们发现，而冷区域具有平坦且无特征的分布，其在温度log T >= 6.3时下降，热区域的分布在log T = 6.6处显示出明确的峰值，并且在两侧上逐渐减小趋势，从而支持用成像仪诊断的热分量的非常热的性质。其他交叉检查与此结果一致。这项研究提供了一个完整的活动区组件的分析，并由此产生的方案支持在核心的一个小的非常热的等离子体组件的存在，与温度log T > 6.6。
Evidence of widespread hot plasma in a non-flaring coronal active region from Hinode/XRT
纳米耀斑，在空间上无法分辨的磁链中的短而强的热脉冲，现在被认为是解决日冕加热问题的主要候选者。然而，频繁出现的纳米耀斑要求耀斑热等离子体始终存在于日冕中。到目前为止，它的探测被证明是难以捉摸的，部分原因是预测的强度非常微弱。在这里，我们报告的一个活跃的区域观察到的5个过滤器的日之出/XRT在2006年11月的分析。我们已经使用的过滤器比率的方法来获得软，硬比率的温度和排放量的地图。这些图是近似的，因为等离子体被假设为沿着每个视线是等温的。尽管如此，最难的可用比率揭示了约10 MK的血浆的明显存在。为了获得更详细的等离子体特性的信息，我们进行了蒙特卡罗模拟假设各种非等温发射测量分布沿视线。我们发现，所观察到的过滤器的比率意味着双峰分布组成的一个强冷（log T ~ 6.3-6.5）的组件和较弱（百分之几）和较热（6.6 < log T < 7.2）的组件。数据与沿所有视线的双峰分布一致，即，整个活跃区域。我们还发现，从过滤器的比率推断的等温温度敏感地依赖于冷组件的精确温度。该分量的轻微偏移可能导致热分量在硬比率测量中被遮蔽。因此，以硬比率和软比率制作的温度图往往是反相关的。我们的结论是，这一观察结果支持存在广泛的nanoflaring活动的活跃区域。
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
Rapid Enhancement of Sheared Evershed Flow Along the Neutral Line Associated with an X6.5 Flare Observed by Hinode
本文介绍了2006年12月6日由Hinode/SOT获得的NOAA AR 10930的G波段和Ca II H观测结果，其中包括一个X6.5耀斑。采用局部相关跟踪（LCT）技术，对经透视缩短校正的G波段图像序列进行处理，获取了该复杂的β-γ-δ活动区的水平自行。利用连续的高质量、空间和时间分辨率的G波段数据，我们不仅证实了外半影的快速衰减和中心结构在耀斑中性线附近的变暗，而且第一次明确地检测到剪切Evershed流的增强，（平均水平流速从330 ± 3.1 m/s增加到403 ± 4.6 m/s）。耀斑后的Ca II H图像表明，原本在中性线两侧呈扇形分布的场线被连接起来。由于半影结构和Evershed流与光球磁倾角或水平场强度密切相关，我们将黑子结构和表面流的快速变化解释为耀斑引起的磁场重组的结果。磁场由向外成扇形变为向内连接，导致外半影衰减，同时，在耀斑中性线附近的磁场变得更加水平，导致那里的Evershed流更强。中性线附近水平磁场增强的推断与最近的磁观测和耀斑引起的光球磁场变化的理论预测是一致的。
SDO/AIA and Hinode/EIS Observations of Interaction Between an EUV Wave and Active Region Loops
我们提出了详细的分析极紫外（EUV）波和它的相互作用与活动区（AR）的太阳动力学观测/大气成像组件和日出极紫外成像光谱仪（EIS）所观察到的环路。该波于2011年8月4日从AR 11261开始，以430- 910 km \s的速度传播。观察到它穿过另一个AR并穿过其路径上的细丝通道。EUV波扰动邻近的AR环并激发向这些环的足点传播的扰动。对AR环的EIS观测表明，在波过境时，原始红移增加了约3 km \s，而原始蓝移略有下降。波过境后，这些变化被逆转。当极紫外波到达极冕洞边界时，会先后产生两个反射波，其中一部分反射波在日边上方传播。第一波反射波在太阳边缘上方遇到了一个大规模的环路系统，第二波以更高的速度在它前面144 Mm处迅速出现。这些发现可以解释在一个快速模式的磁声波解释的EUV波，其中观察到的EUV波产生的扩展日冕物质抛射的框架。
A Coronal Hole Jet Observed with Hinode and the Solar Dynamics Observatory
在2011年2月8日21：00 UT左右，在南极冕洞的边界观察到一个小的喷流。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的图像显示，一个膨胀的环从一个紧凑的双极亮点的一个脚点升起。SDO上的日震磁成像仪（HMI）的磁图显示，喷流是由亮点负极附近的寄生正极性特征抵消而触发的。喷流发射存在25分钟，并且从亮点延伸30 μ m。日之出号上的极紫外成像光谱仪测得的等离子体温度和密度分别为1.6 MK和0.9-1.7 x 10^8 cm^-3。视线速度高达250公里/秒，并发现随着高度的增加，这表明等离子体加速内的喷流。根据整个射流宽度的LOS速度的变化，发现了射流内扭转运动的证据。得到的角速度范围为9-12 x 10^-3 rad s^-1，与之前对喷流的测量结果一致。亮点的密度为7.6 x 10^8 cm^-3，亮点发射测量的峰值出现在1.3 MK，没有高于3 MK的等离子体。
Signatures of Alfven waves in the polar coronal holes as seen by EIS/Hinode
上下文我们诊断的性质的羽流和羽流间区域在极冕洞和波的作用，在加速的太阳风。目标。我们试图检测阿尔芬波是否存在于极冕洞通过EUV线宽的变化。方法.使用光谱观测在极冕洞区域与EIS光谱仪日出，我们研究的线宽和电子密度的变化作为高度的函数。我们使用了Fe xii 186.88 A & 195.119 A和Fe xiii 203.82 A & 202.04 A的密度敏感线对。结果对于极地地区，线宽数据表明，非热视线速度从26公里/秒，在1000以上的边缘增加到42公里/秒，约15000（即110，000公里）以上的边缘。在相同的距离上，电子密度从3：3 × 10^9 cm^-3下降到1：9 × 10^8 cm^-3。结论.这些结果意味着，非热速度是成反比的平方根的电子密度，在很好的协议与无阻尼径向传播的线性阿尔芬波的预测。我们的数据提供了在极冕洞区域的阿尔芬波的签名，这可能是重要的太阳风的加速。
Active Region Moss: Doppler Shifts from Hinode/EIS Observations
研究苔藓区的多普勒频移和多普勒频移与温度的关系，可以帮助我们了解活动区核心的加热过程。在本文中，我们使用了一个活跃的区域观测记录的极紫外成像光谱仪（EIS）在2007年12月12日出测量的多普勒频移的苔藓地区。我们通过定义Tripathi等人（2010年）推导的低密度截止值，将苔藓区域与其他活动区域区分开来。我们根据Young等人（2012）中描述的方法对EIS波长校准进行了非常仔细的分析。对于在log T = 5.85和log T = 6.25 K之间具有最大灵敏度的谱线，我们发现速度分布峰值在0 km/s附近，估计误差为4-5 km/s。分布的宽度随温度而减小。分布的平均值显示出随温度升高而增加的蓝移，并且分布也显示出朝向蓝移的不对称性。将这些结果与不同的日冕加热模型预测的观测值进行比较，我们发现这些结果与稳定和脉冲加热情景是一致的。然而，事实上，有大量的像素显示速度振幅超过5公里的不确定性的$^{-1}$是暗示脉冲加热。显然，需要进一步的观测约束来区分这两种加热情景。
