We present new measurements of the time variability of intensity, Doppler and non-thermal velocities in moss in an active region core observed by the EUV Imaging Spectrometer on Hinode in 2007, June. The measurements are derived from spectral profiles of the Fe 12 195A line. Using the 2" slit, we repeatedly scanned 150" by 150" in a few mins. This is the first time it has been possible to make such velocity measurements in the moss, and the data presented are the highest cadence spatially resolved maps of moss Doppler and non-thermal velocities ever obtained in the corona. The observed region produced numerous C- and M- class flares with several occurring in the core close to the moss. The magnetic field was therefore clearly changing in the active region core, so we ought to be able to detect dynamic signatures in the moss if they exist. Our measurements of moss intensities agree with previous studies in that a less than 15% variability is seen over a period of 16 hours. Our new measurements of Doppler and non-thermal velocities reveal no strong flows or motions in the moss, nor any significant variability in these quantities. The results confirm that moss at the bases of high temperature coronal loops is heated quasi-steadily. They also show that quasi-steady heating can contribute significantly even in the core of a flare productive active region. Such heating may be impulsive at high frequency, but if so it does not give rise to large flows or motions.
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。
Non-LTE Calculations of the Fe I 6173 Å Line in a Flaring Atmosphere
Fe I 6173超导线被广泛用于包括日震和磁成像仪（HMI）在内的仪器对矢量磁场的测量。我们进行非本地热力学平衡计算的基础上，在一个燃烧的大气中的辐射流体动力学模拟这条线。我们采用了安静的太阳大气和半影大气作为我们的模拟初始之一。我们发现，在宁静的太阳大气中，线中心在中间耀斑期间有明显的增强。增强的发射是由光球层的辐射回暖和色球层下部的粒子束加热共同作用的结果。蓝色的不对称的线轮廓也出现由于在较低的色球层向上的质量运动。如果初始大气为半影大气，谱线对耀斑加热的响应更为显著，表现为中心发射和明显的不对称性。HMI的低光谱分辨率将指示一些信息损失，但增强和线不对称性仍然保持。通过计算偏振线轮廓，我们发现Stokes I和V轮廓可以作为耀斑加热的结果而改变。因此，这条线的畸变对从这条线测量的磁场有着至关重要的影响，在解释太阳耀斑中经常观测到的磁瞬变现象时应谨慎。
Chromospheric Inversions of a Micro-flaring Region
利用瑞典1米太阳望远镜（SST）的Ca II 8542~（12）谱线的分光偏振观测，试图通过反演来恢复太阳黑子附近微耀斑区的动力学活动。这些反演表明，在色球层和上层光球的$\sim$ 1000~K的局部平均温度增强，以及5 - 10 km s $^{-1}$的同空间双向多普勒频移。这种加热也沿着附近的色球纤维延伸，与10 - 15 km/s的$^{-1}$下行流同空间。强磁通量抵消也是明显的一个足点，集中在色球层。这一事件更类似于埃勒曼炸弹（EB），尽管它被放置在比通常观察到的略高的大气层中。
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
Estimate of the Upper Limit on Hot Plasma Differential Emission Measure (DEM) in Non-Flaring Active Regions and Nanoflare Frequency Based on the Mg XII Spectroheliograph Data from CORONAS-F/SPIRIT
纳米火焰加热理论预测稳定的热等离子体发射的非耀斑活动区域。传统的非单色成像仪（如大气成像组件或X射线望远镜）很难发现这种辐射，因为它们的图像包含一个冷的温度背景。在这项工作中，我们寻找热等离子体在非耀斑活动区使用Mg XII spectroheliographer板载复杂轨道观测近地活动的太阳（CORONAS）-F/SPectroheliographIc X射线成像望远镜（SPIRIT）。这台仪器在Mg XII 8.42 μ m谱线上获得了日冕的单色图像，该谱线仅在温度高于4 MK时发射。Mg XII图像仅包含来自热等离子体的信号，而没有任何低温背景。利用2002年2月18-28日的SPIRIT数据研究了活动区的热等离子体。在此期间，Mg XII太阳光谱仪以105秒的节奏工作，几乎没有数据缺口。热等离子体仅在耀斑活动区观察到。我们没有观察到任何热等离子体在非耀斑活动区。非燃烧活性区中的热等离子体柱发射测量值不应超过$3 \times 10^{24}$ cm $^{-5}$。热辐射差异测量值（DEM）小于主要温度分量DEM的0.01%。在非燃烧活性区域中没有Mg XII发射可以通过弱且频繁的纳米火花（延迟小于500秒）或通过导致非平衡电离的非常短且强烈的纳米火花来解释。
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
Mapping the longitudinal magnetic field in the atmosphere of an active region plage from the inversion of the near-ultraviolet CLASP2.1 spectropolarimetric data
本研究利用 HanleRT 反演 CLASP2.1 近紫外 Mg II h & k 光谱偏振数据，绘制活动区谱斑与超半影的大气参数及纵向磁场，揭示二者加热机制的异同。
Ca II 8542 Å brightenings induced by a solar microflare
我们研究小规模的增亮在Ca II 8542的磁力线核心图像，以确定其性质和局部加热和质量传递的影响，在活动区域。高分辨率的二维光谱观测的一个活动区域在Ca II 8542的ESTA线获得了与GFPI连接到1.5米的GREGOR望远镜。使用NICOLE进行光谱反演。我们确定了三个大小为2“x2”的增亮物。我们发现的证据表明，增亮属于一个微耀斑（MF）的足点。观察到的增亮的性质使埃勒曼炸弹或IRIS炸弹的方案不合格。然而，这种MF与张开的活性区原纤维或张开的拱丝（FAF）具有一些共同的性质：（1）根据AIA通道，FAF和MF在色球层和日冕层中都很明显，并且（2）都显示出寿命约为3.0-3.5分钟且长度约为20”的张开的拱。反演显示加热600 K的足迹位置在周围的色球层在脉冲阶段。连接足点，在Ca II线核图像中出现了一个黑暗的附属结构。在MF开始之前，这个结构的光谱已经显示出平均蓝移，这意味着等离子体沿着LOS向上运动。在脉冲阶段，这些速度增加到-2.2 km/s。下游主要是在脚点。然而，在上层光球，轻微的上升流发生在脉冲阶段。因此，双向流动存在于MF的足点中。结论：我们检测到钙II增亮，符合足点位置的MF。MF事件导致上升的等离子体在上层光球，无论是在脉冲阶段之前和期间。先前最多上升到色球层的多余质量，沿着朝向MF足点的拱门缓慢向下排出。
The Formation of IRIS diagnostics. IV. The Mg II triplet lines as a new diagnostic for lower chromospheric heating
在h&k线周围的区域存在Mg II的三条次级线。在太阳光谱中，这些谱线主要出现在吸收谱线中，但在某些情况下也会变成发射谱线。这项工作的目的是研究这种三联体的形成，并调查它们可能带来的任何诊断价值。使用3D辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和耀斑通量出现，我们合成光谱，并调查光谱特征如何响应底层大气。我们发现，发射线是罕见的，通常是由较低的色球（1500 K以上，电子密度高于10 $^{18}$ m $^{-3}$）的温度急剧上升。在这两种模拟中，谱线对柱质量>= 5 e-4 g cm $^{-2}$时发生的温度升高敏感。另外的信息也可以从峰翼比和谱线轮廓的形状中推断出来。使用NASA的界面区域成像光谱仪的观测结果，我们发现吸收和发射线轮廓与合成光谱具有相似的形状，这表明这些线代表了一个有用的诊断，补充了MgII h&k线。
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。
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
