我们研究了与之相关的双极磁环中光球层上方日冕亮点的发射高度。由于BPs是在相对于圆盘的投影中看到的，因此它们的真实发射高度是未知的。详细研究了EIT Fe XII辐射图上BP位置与磁场特征（特别是中性线）的相关性。日冕磁场是由光球场外推到圆盘上方不同高度而确定的。发现大多数BPs位于光球中性线上或附近，但发射发生在大约5微米的高度。一些BPs，虽然在投影中看到，似乎仍然与中性线重合，尽管它们的排放发生在10微米以上的高度，但这种巧合在20微米以上的排放中几乎消失。我们还预测了3-D磁场线的上方不同高度，分别落在x-y平面上。将每个BP的形状与附近的相应场线段进行比较。这种比较表明，大多数日冕BPs实际上位于其相关磁环的顶部。最后，我们计算了每个选定的BP区域的Fe XII强度增强和外推的磁场矢量的水平分量之间的相关系数，分别在不同高度的平面中的相同的x-y位置。我们发现，对于几乎所有的BP区域，我们研究的相关系数，随着高度的增加，增加到一个最大值，然后再次下降。对应于该最大值的高度被定义为相关高度，对于大多数亮点，发现其范围低于20 μ m。
英文摘要：
We study the emission heights of the coronal bright points (BPs) above the photosphere in the bipolar magnetic loops that are apparently associated with them. As BPs are seen in projection against the disk their true emission heights are unknown. The correlation of the BP locations on the Fe XII radiance map from EIT with the magnetic field features (in particular neutral lines) was investigated in detail. The coronal magnetic field was determined by an extrapolation of the photospheric field to different altitudes above the disk. It was found that most BPs sit on or near a photospheric neutral line, but that the emission occurs at a height of about 5 Mm. Some BPs, while being seen in projection, still seem to coincide with neutral lines, although their emission takes place at heights of more than 10 Mm. Such coincidences almost disappear for emissions above 20 Mm. We also projected the upper segments of the 3-D magnetic field lines above different heights, respectively, on to the x-y plane. The shape of each BP was compared with the respective field-line segment nearby. This comparison suggests that most coronal BPs are actually located on the top of their associated magnetic loops. Finally, we calculated for each selected BP region the correlation coefficient between the Fe XII intensity enhancement and the horizontal component of the extrapolated magnetic field vector at the same x-y position in planes of different heights, respectively. We found that for almost all the BP regions we studied the correlation coefficient, with increasing height, increases to a maximal value and then decreases again. The height corresponding to this maximum was defined as the correlation height, which for most bright points was found to range below 20 Mm.
A spectroscopic survey of infrared 1-4μm spectra in regions of prominent solar coronal emission lines of Fe XIII, Si X, and Si IX
红外太阳光谱包含有关太阳的大量物理数据，目前正在利用现代探测器和新的地面太阳望远镜技术进行探索。其中一种仪器将是丹尼尔K。Inouye太阳望远镜将能够对具有完整Stokes I，Q，U和V偏振状态的微弱红外日冕光谱进行灵敏成像。在星系和日冕中观测到了高度电离的磁偶极发射线。要量化光谱反演程序的准确性，需要对观测进行精确的光谱校准。对突出的磁偶极线周围的光谱进行仔细的解释对于导出物理参数，特别是对于量化DKIST的离边日冕观测是必不可少的。在这项工作中，我们的目标是提供一个分析的红外日冕发射线周围的Fe XIII 1074.68 nm，Fe XIII 1079.79 nm，Si X 1430.10 nm，和Si IX 3934.34 nm，与确定太阳光球线和大地线的目标相一致，这将有助于从四套太阳光球和大地线中产生可靠的反演和数据产品。太阳日冕观测这些产出将被纳入处理管道，以产生2级科学就绪数据，提供给DKIST观察员。
Line Profile Studies of Coronal Active Regions in Fe XII λ195.12 Using Hinode/EIS
利用2006年12月至2019年12月的太阳极紫外线Fe XII λ195.12的Hinode/EIS观测资料，分析了日冕活动区的谱线轮廓。这一时期完全覆盖了太阳活动周期23和24的最后两年。活动区是太阳大气磁场的主要来源，对太阳大气的加热和动力学有重要意义。线轮廓，从各种活跃的地区遍布太阳上每月的基础上，我们得到的强度，线宽，多普勒速度，和质心，并检查它们的变化在太阳周期。多普勒速度和质心的直方图表明，它们以六种不同的方式相对于静止波长的位置的行为。此外，质心的位移被发现是更多的相比，多普勒速度。谱线宽度随多普勒速度或质心的变化基本上服从二次多项式。模拟了多分量谱线轮廓，解释了多普勒速度和质心随谱线宽度变化的差异。我们还发现，不同的数据集的强度和线宽显示出一个全球性的依赖于太阳活动周期具有良好的相关性。最后指出了这些结果对日冕加热和动力学的意义。
The [Fe XIII] Infrared 10747 Angstrom and 10798 Angstrom Lines in Novae
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Keele University（基尔大学）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（双子座天文台/美国国家科学基金会NOIRLab）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
Non-equilibrium Ionization Effects on Extreme-Ultraviolet Emissions Modulated by Standing Sausage Modes in Coronal Loops
在不同的通带的发射特性的前向建模是非常重要的，自信地识别结构日冕中的磁流体动力学波。以Fe IX 171和Fe XII 193发射线为例，研究了非平衡电离（NEI）对冕环中固定快香肠模（FSM）调制的极紫外（EUV）辐射的影响.从直圆柱体中的线性FSM的表达式开始，通过将自洽导出的离子分数纳入相关贡献函数，我们合成了两条谱线的比强度和光谱轮廓。我们发现，相对于平衡电离（EI）假设的情况下，NEI相当大的影响的强度调制，但基本上没有表现出对多普勒速度或宽度的影响。此外，NEI可能会影响强度变化之间的相位差和那些在多普勒宽度为Fe XII 193时，视线是倾斜的环轴。当假设EI时，该差值为$180^\circ$，而当为我们选择的参数引入NEI时，该差值为$\sim 90^\circ$。我们的结论是，除了视角和仪器分辨率，NEI进一步复杂化的检测FSM的光谱测量中的EUV通带中的日冕循环。
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。
Study of the three-dimensional shape and dynamics of coronal loops observed by Hinode/EIS
我们研究了2006年12月3日用日之出的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的NOAA活动区10926中沿选定日冕环的等离子体流动。从强度图像上追踪的环的形状和沿其长度测量的多普勒频移，我们使用一个简单的几何模型计算它们的三维（3D）形状和等离子体流速。对Fe VIII 185 Ang.中可见的环进行该计算，Fe X 184角，Fe XII 195 Ang.，Fe XIII 202 Ang.，和Fe XV 284 Ang.谱线。在大多数情况下，从一个足迹到另一个足迹的流动是单向的，但也有从循环顶部到其足迹的排水运动的情况。我们的研究结果表明，相同的环路可能会显示不同的流动模式时，在不同的谱线观察，这表明一个动态的复杂，而不是一个整体结构。我们还进行了磁外推的线性无力场近似使用SOHO/MDI磁图，旨在对一阶识别的外推磁场线对应的重建的循环。在所有情况下，最佳拟合的外推线都表现出左手扭曲（α < 0），与该区域的主导扭曲一致。
Diagnosing the magnetic field structure of a coronal cavity observed during the 2017 total solar eclipse
我们在2017年8月21日的日全食期间，使用北京大学的望远镜在日冕红线Fe X 6374和使用中国科学院云南天文台的望远镜在绿线Fe XIV 5303的西边缘上方观测到日冕空洞。利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪在日食前一周拍摄的地磁图，建立了一系列的磁场模型。然后将模型场线与SDO上的大气成像组件拍摄的图像和我们的日冕红线图像中看到的日冕结构进行比较。最佳拟合模型由扭角为3.1 $π$的通量绳组成，这与在1天文单位观测到的行星际通量绳总扭角的最可能值一致。根据这个模型计算的Fe XIII 10747的线偏振显示了一个“lagomorphic”的特征，这也被高海拔天文台的日冕多通道偏振仪观测到。我们还发现，在Fe XIII 10747的视线速度的环形结构，这意味着热等离子体沿螺旋磁场结构，在腔中。这些结果表明，空腔的磁结构是一个高度扭曲的磁通绳，最终可能爆发。利用Fe XIII 10747 γ和Fe X 6374 γ的强度比研究了腔的温度结构。
Diagnostics of non-Maxwellian electron distributions in solar active regions from Fe XII lines observed by Hinode/EIS and IRIS
我们提出了联合Hinode/EIS和IRIS观测Fe XII线在活动区域，无论是在磁盘上和关闭的肢体。我们使用一个改进的校准EIS数据，发现192.4 A / 1349 A观测到的比值是一致的预测值Chianti和日冕近似在静止的地区，但不是在所有的活动区域的观测，其中的比例往往低于预期的高达约2倍。我们研究了一些物理机制，可能会影响这个比例，如不透明度和吸收较冷的材料。我们发现显着的不透明度在EIS Fe XII 193和195 A线，但不是在192.4 A线，与以前的研究结果一致。由于我们不能排除在盘上观测中H、He和He II可能的EUV吸收，因此我们专注于这种吸收最小的离臂观测。考虑到这些，以及可能的非平衡效应后，我们认为，最可能的解释所观察到的低Fe XII 192.4 A / 1349 A的比例是存在的非麦克斯韦电子分布在活动区域。这是在协议与以前的研究结果的基础上EIS和IRIS观察独立。
Spectroscopic Observations and Modelling of Impulsive Alfvén Waves Along a Polar Coronal Jet
利用Hinode/EIS 2 $"$光谱观测，我们研究了沿喷流的最强Fe XII 195.12谱线的强度、速度和半高宽变化，以寻找Alfvén波的特征。我们数值模拟脉冲产生的阿尔文波垂直哈里斯电流片内，形成射流等离子体流，并模仿他们的观测签名。利用FLASH程序，在垂直Harris电流片内嵌入弱膨胀磁场位形的大气模型下，求解二维半维（2.5-D）理想磁流体动力学（MHD）方程，研究了等离子体射流形成过程中Alfvén波和垂直气流的演化.在距喷流底部高度为$\sim 5~\mathrm{Mm}$处，Fe XII 195.12谱线的红移速度分量达到最大值（$5~\mathrm{km\,s}^{-1}$），并在高度为$5-10~\mathrm{Mm}$之间转变为蓝移速度分量。光谱强度持续增加，直到$10~\mathrm{Mm}$，而FWHM仍然表现出几乎恒定的趋势的低值。这表明喷流磁场拓扑结构中的重连点位于日冕$5-10~\mathrm{Mm}$中，而日冕的脚点则固定在太阳表面。超过这个高度，FWHM显示出增长的趋势。这可能是阿尔文波的特征，由于重连而冲动地演变并沿着喷流传播。从我们的数值数据，我们评估了空间和时间平均阿尔文波速度振幅在不同高度的喷流的电流片，这有助于非热运动和谱线加宽。Fe XII $195.12~\mathrmÅ$线的合成宽度呈现出与观测数据相似的增加趋势，可能证明了…
Laboratory Calibrations of Fe XII-XIV Line-Intensity Ratios for Electron Density Diagnostics
我们用电子束离子阱测量了波长为185-205 255-276埃的FXII，XIII和XIV极紫外线的电子密度诊断线强度比。这些比率可以用作天体物理光谱的密度诊断，特别是与太阳物理学有关。我们发现，使用Fe XIII 196.53/202.04和Fe XIV 264.79/274.21和270.52A/274.21线比的密度诊断是可靠的，使用灵活原子代码计算的原子数据。另一方面，我们发现FAC理论和实验之间的一个很大的差异，为常用的Fe XII（186.85 + 186.88）/195.12线比。这些FAC理论计算给出了类似于Chianti中列出的数据的结果，这些数据通常用于分析太阳观测。我们的研究结果表明，使用Fe XII（186.85 + 186.88）/195.12和Fe XIII 196.54/202.04线比测量太阳日冕密度之间的差异可能是由于Fe XII的原子计算问题。
Spectroscopic analysis of interaction between an EIT wave and a coronal upflow region
我们报告了2010年6月12日发生在活动区11081的EIT波事件的光谱分析，该事件与M2.0级耀斑有关。波以近似圆形的方式传播。波阵面的东南部经过磁偶极附近的上升流区。利用该区域的EIS光栅观测，我们研究了波阵面中等离子体动力学的性质，以及波与上升流区域之间的相互作用。我们发现Fe XII λ195.12和Fe XIII λ202.04线在波前处有微弱的蓝移。由波阵面的视线速度和投影效应推导出的沿太阳表面的局部速度远低于波的典型传播速度。一个更有趣的发现是，在上升流区的上升流和非热的速度突然减少后，过境的波前。这意味着当波通过时磁场方向的显著变化。由于上流区域中的线被重定向，因此沿视线的速度减小。我们认为，这种情况是更符合所提出的EIT波的场线拉伸模型。
Coronal Diagnostics from Narrowband Images around 30.4 nm
在以30.4 nm为中心的波段拍摄的图像通常用于绘制太阳盘面上He II Ly α线的辐射。该谱线是在太阳光谱中观察到的极紫外线中最强的谱线之一，也是该波长范围内提供有关上色球层或下过渡区信息的少数谱线之一。然而，当观察离边日冕时，来自附近Si XI 30.3 nm线的贡献可能变得显着。在这项工作中，我们的目标是估计这两条线在太阳活动最小的太阳日冕的相对贡献。我们将2008年8月CDS的测量结果与日冕半经验模型的温度和密度分布相结合，计算了两条线以及其他代表性日冕线（例如，Mg X 62.5nm，Si XII 52.1nm）。考虑到两个诊断量从线比（温度和密度）和线辐射的绝对单位，我们得到一个很好的整体观测和模型之间的匹配。我们发现，在流光中，Si XI谱线从临边上方一直到~2 RSun，对He II谱线的贡献占主导地位，而在~2 - 3RSun以外的日冕中，Si XI谱线对30.4nm波段窄带成像的贡献将变小，甚至可以忽略不计，其精确值强烈地依赖于日冕温度廓线。
SuNeRF-CME: Physics-Informed Neural Radiance Fields for Tomographic Reconstruction of Coronal Mass Ejections
High Altitude Observatory, NSF National Center for Atmospheric Research（高海拔观测台，美国国家科学基金会国家大气研究中心）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部）；Oxford Robotics Institute, University of Oxford（牛津大学牛津机器人研究所）；Applied Intelligence and Data Analysis Group, School of Computer Science, Universidad Politécnica de Madrid（马德里理工大学计算机科学学院应用智能与数据分析组）；Institute of Biomedical Engineering, Department of Engineering Science, University of Oxford（牛津大学工程科学系生物医学工程研究所）；Department of Information Technology and Electrical Engineering, ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院信息技术与电气工程系）；Department of Computer Science, University of Helsinki（赫尔辛基大学计算机科学系）；Applied Physics Laboratory, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；European Space Research and Technology Centre (ESTEC), European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）
Solar coronal lines in the visible and infrared. A rough guide
我们回顾了日冕的可见光和红外线，收集以前的观测，并比较，只要可用，观察到的辐射与预测的各种模型：安静的太阳，一个适度活跃的太阳，和一个活跃的区域附近观察到的肢体，约1.1 R $_{\odot}$。我们还为安静的太阳情况下的离边辐射建模。我们在CHIANTI版本8中使用了最新的原子数据。比较结果是令人满意的，因为所有的强可见线现在都有了明确的标识。我们修正了以前的几个鉴定，并提出了一些新的鉴定。我们还列出了大量我们目前没有原子数据的观察到的谱线，因此仍在等待确定。我们还表明，一个显着的日冕线的数量应该是在近红外光谱区域观察到的丹尼尔K。Inouye太阳望远镜（DKIST）和AIR-Spec仪器，在2017年8月21日日食期间观察日冕。我们还简要讨论了许多潜在的光谱诊断可用于可见光和红外线，特别强调电子密度和化学丰度的测量。我们简要地指出了一些潜在的诊断，可以与未来的红外仪器，正在建造的DKIST和计划的日冕太阳磁场观测站（COSMO）。最后，我们强调需要进一步改进原子数据。
Contribution of spicules to solar coronal emission
最近的高分辨率成像和光谱观测重新引起了人们对针状体在解释热日冕中的作用的兴趣。一些研究表明，一些针状体，通常被归类为II型，可能为日冕提供重要的质量和能量。在这里，我们使用数值模拟来研究是否这样的针状体可以产生所观察到的日冕发射没有任何额外的日冕加热剂。将由冷体和热尖端组成的模型针状体注入到具有不同尖端温度和注入速度的暖（$0.5$ MK）平衡环的底部。产生活塞驱动和压力驱动的冲击。我们发现，热尖迅速冷却，并从日冕发射线，如Fe XII $195$和Fe XIV $274$消失。长时间的热发射是由预先存在的回路材料产生的，该回路材料被冲击加热，并且由来自冲击的热传导产生。然而，合成线轮廓的形状和多普勒频移显示与观测有显着差异。此外，空间和时间上的平均强度都非常低，这表明如果从安静的太阳和活动区域观察到的强度仅仅是由于II型针状体，则需要比文献中报道的多一到几个数量级的针状体。这一结论严格适用于喷出的针状物质。我们不主张与波或日冕电流有关的排放，这些排放可能在喷射过程中产生，并加热周围地区。
Joint Diagnostics of Circumsolar Sky Brightness Using Coronagraphic Measurements and Aerosol Optical Inversions at Mauna Loa
National Solar Observatory（国家太阳观测台）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（高空观测站，美国国家大气研究中心）；Solar Scientific LLC（太阳科学有限责任公司）；Akamai Workforce Initiative, Institute for Scientist & Engineer Educators, University of California Observatories（阿卡迈劳动力倡议，科学家与工程师教育研究所，加州大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校物理与天文学系）
Determining the Polarisation of a Coronal Standing Kink Oscillation Using Spectral Imaging Techniques with the Coronal Multi-channel Polarimeter (CoMP)
