Reconnection Outflows and Current Sheet Observed with Hinode/XRT in the 2008 April 9 "Cartwheel CME" Flare
已经用Yohkoh/SXT（软X射线（SXR））、TRACE（极紫外线（EUV））、SoHO/LASCO（白光）、SoHO/SUMER（EUV光谱）和Hinode/XRT（SXR）观察到了超拱廊下行流（SAD）。低发射率和轨迹，如他们到达拱廊的顶部缓慢的特点是一致的后重联磁通量管从一个重联网站收回高的日冕，直到他们达到一个较低的能量磁配置。从垂直的角度看，SAD应该表现为收缩的环，而不是向下流动的空洞。我们目前的XRT观测超拱道下降环（SADLs）后，日冕物质抛射（CME）在2008年4月9日，并表明，它们的速度和减速是一致的SAD确定的。我们还提出了一个可能的电流片在此耀斑期间观察到的耀斑拱廊和CME之间延伸的证据。此外，我们显示了与XRT观察到的重连接流出和与LASCO观察到的流出之间的关联。
2010-08-14 astro-ph.SR
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…
2015-03-04 astro-ph.SR
Coronal Temperature Diagnostic Capability of the Hinode/X-Ray Telescope Based on Self-Consistent Calibration
Hinode卫星上的X射线望远镜（XRT）是一个X射线成像仪，以前所未有的高角分辨率（与其1 "像素大小一致）观测日冕。XRT有九个X射线分析过滤器，具有不同的温度响应。该望远镜最重要的科学特征之一是它能够诊断日冕温度从低于1 MK到超过10 MK，这是以前从未实现过的。为了充分利用这一能力，精确校准的日冕温度响应的XRT是必不可少的，在这篇文章中。在轨污染的影响也被考虑在校准中。在此基础上，我们对XRT的日冕温度诊断能力进行了评述。
2010-11-12 astro-ph.SR
Post-flare evolution of AR 10923 with Hinode/XRT
耀斑是一种日冕磁场拓扑结构迅速变化和能量释放的动力学事件.即使它们可能是局部现象，在它们的起源处的磁扰动也可以传播，并且在有源区的较大部分中是有效的。我们调查的时间演化的耀斑活动区域的环的形态，温度和排放措施的分布。我们考虑2006年11月12日C1.1耀斑的$Hinode/XRT$数据。我们还检查了燃烧区域的形态的演变与TRACE数据的帮助。XRT滤波器比率用于导出温度和排放测量图和演变。分析的耀斑包括几个增亮。我们确定了一个连贯的序列的纠缠和放松的循环结构之前，期间和之后的增亮。虽然热信息是不完整的，因为在耀斑峰值的像素饱和，热图显示精细，不断发展的空间结构。温度和排放量的变化显示非常详细，我们能够检测到一个较大的环路接近适当的燃烧区域的二次加热。最后，我们估计了耀斑衰变过程中这些耀斑环释放的能量。
2010-10-15 astro-ph.SR
Temperature distribution of a non-flaring active region from simultaneous Hinode XRT and EIS observations
我们分析了协调的日珥XRT和EIS观测的非耀斑活动区调查日冕等离子体的热特性，利用这两种仪器提供的互补诊断。特别是，我们要探讨在非耀斑区域的热等离子体的存在。来自XRT多滤波器数据集的独立温度分析和EIS光谱，包括仪器的整个波长范围，提供了分别适用于宽带和光谱数据的不同温度诊断技术的交叉检查，并深入了解两种仪器的交叉校准。我们从两个数据集导出的排放测量分布EM（T）具有相似的宽度和峰值温度，但显示出绝对值的系统性偏移，EIS EM（T）比XRT EM（T）小约2倍。我们探讨这种差异的可能原因，我们讨论的等离子体元素丰度的假设的影响。具体来说，我们发现，从两个仪器的结果之间的分歧显着减轻假设的化学成分更接近太阳光球的组成，而不是经常采用的“日冕”组成（费尔德曼1992）。我们发现，这些数据并没有提供确凿的证据上的高温（log T[K] >~ 6.5）尾部的等离子体温度分布，但是，表明它的存在与最近的研究结果的其他非耀斑区域的水平。
2010-12-01 astro-ph.SR
Prominence Visibility in Hinode/XRT images
本文研究了一个特殊日珥的软X射线（SXR）特征。这里使用的X射线观测是由Hinode/XRT仪器使用两种不同的过滤器进行的。它们的响应函数在10 A附近都有一个明显的峰值。其中一个在170 A附近有一个较小的次峰，这导致SXR图像的污染。在这两种滤光器中观察到的暗化具有非常大的垂直延伸。暗化的位置和形状与SDO/AIA图像中看到的日珥结构很好地对应。首先，我们研究了暗化是由X射线吸收引起的可能性。但是，在这个光谱范围内对光学厚度的详细计算清楚地表明，这种影响是完全可以忽略的。因此，另一种选择是存在一个扩展的区域与一个大的发射率赤字，这可能是由冷突出等离子体的存在，否则热日冕。为了再现所观察到的暗化，需要沿着该区域的视线进行非常大的延伸，达到大约10 $^5$ km。我们解释这一地区的突出脊柱，这也是一致的SDO/AIA观测EUV。
2015-06-19 astro-ph.SR
Widespread nanoflare variability detected with Hinode/XRT in a solar active region
人们普遍认为，被称为纳米耀斑的小脉冲能量爆发至少是太阳热日冕的一部分，但它们是否是数百万度等离子体的大部分解释一直是一个持续争论的问题。我们在这里提出的证据表明，nanoflares是广泛的活动区域观察到的X射线望远镜上的日出任务。强度波动的分布具有小但重要的不对称性，无论是从单个像素、多像素子区域还是整个有源区域。负波动（对应于降低的强度）在数量上更大，但在幅度上更弱，因此与零的平均值相比，中值波动是负的。使用蒙特卡罗模拟，我们表明，只有部分的这种不对称性可以解释泊松光子统计。其余的可以用强度呈指数下降的趋势来解释，例如从纳米耀斑产生的冷却等离子体中预期的那样。我们认为，nanoflars是一个普遍的加热过程中的活动区域。
2011-05-12 astro-ph.SR
Physical properties of solar polar jets: A statistical study with Hinode XRT data
这项工作的目标是，根据对Hinode XRT望远镜获得的X射线图像的分析，研究日冕中极地喷流的物理性质及其对日冕加热和太阳风流动的可能贡献。我们估计了与这些小规模喷发有关的不同形式的能量，特别是动能和焓。选择了两个聚焦于两个极冕洞的Hinode XRT活动数据集来分析日冕喷流的物理特性;使用一系列三个XRT滤波器获得分析数据。典型的运动学特性（例如，长度、厚度、寿命、喷射率和速度），从而提供了它们对日冕洞快速太阳风逃逸的可能贡献的信息。电子的温度和密度的极射流等离子体也估计使用不同的过滤器中观察到的强度的比率。我们发现最终提供给日冕的最大能量是热能。波浪产生的能量也可能很大，但其价值相对不确定。动能低于热能，而其他形式的能量相对较低。较小和较暗的事件似乎更热，因此极地喷流对日冕加热的总贡献可能被低估了。动能通量通常比焓通量小三倍左右，这意味着该能量更多地转化为等离子体加热而不是等离子体加速。这一结果表明，大多数极地喷流很可能不会逃离太阳，只有较冷的喷射可能有足够的动能来贡献总的太阳风流。
2015-05-27 astro-ph.SR
G-band and Hard X-ray Emissions of the 2006 December 14 flare observed by Hinode/SOT and RHESSI
我们报告的G-波段发射观测太阳光学望远镜船上的日之出卫星与2006年12月14日的X1.5级耀斑。G波段增强源自耀斑日冕磁回路的足点，与Reuven Ramaty高能太阳光谱成像仪观察到的非热硬X射线韧致辐射源相一致。在可用的2分钟节奏下，G带和硬X射线强度在时间上进一步良好地相关。假设G波段的增强是黑体的连续辐射，我们推导出白光耀斑的总辐射损失（白光功率）。如果G-波段增强另外有来自线的贡献，则导出的值被高估。在厚靶假设下，我们比较了白光功率和硬X射线产生电子的功率。与加速电子谱的截止能量无关，白光功率与加速电子的功率大致成正比。使用所观察到的截止能量的上限~30 keV，硬X射线产生电子提供比产生白光发射所需的功率多至少2倍的功率。对于高于40 keV的电子，功率大致匹配脉冲阶段期间可用的所有四个时间间隔。因此，耀斑加速的电子包含足够的能量来产生白光耀斑辐射。观测到的时间、空间和能量的相关性强烈地表明，太阳耀斑中的电子加速和白光产生是密切相关的。然而，结果也呼吁注意的不一致性，在视源高度的硬X射线（色球）和白光（上层光球）源。
2010-04-24 astro-ph.SR
Coronal-Temperature-Diagnostic Capability of the Hinode/X-Ray Telescope Based on Self-Consistent Calibration. II. Calibration with on-Orbit Data
Hinode卫星上的X射线望远镜（XRT）是一个观测日冕的X射线成像仪，能够诊断日冕温度从低于1兆克拉到超过10兆克拉。为了充分利用这一能力，Narukage等人（Solar Phys.269，169，2011）根据地面端到端测试的校准测量值确定了每个X射线焦平面分析滤波器的厚度。然而，在他们的论文中，由于测量中使用的X射线通量不足，用于活动区和耀斑观测的较厚滤光片，即中等Be、中等Al、厚Al和厚Be滤光片的校准不足。在这项工作中，我们重新校准这些较厚的过滤器使用静态活动区的数据与多个过滤器的XRT。在我们更新的校准结果的基础上，我们提出了修订后的日冕温度诊断能力的XRT。
2013-07-17 astro-ph.SR
Modeling Evolving Coronal Loops with Observations from STEREO, Hinode, and TRACE
高密度，长寿命，和狭窄的发射测量分布在日冕环与顶点温度接近1兆千K是很难调和的太阳大气的物理模型。有人提出，观察到的循环实际上是由亚分辨率的“线程”组成的，这些线程已经被脉冲加热并正在冷却。我们应用这种加热的情况下，几乎同时观察到的EUVI/ \textit{STEREO}，XRT/ \textit{Hinode}和\textit{TRACE}成像仪和EIS光谱仪上\textit{HINODE}的一个不断发展的耀斑后环拱廊。我们发现，只要能量释放的时间尺度足够短，就可以用多线程流体动力学模型再现延长的循环寿命、高电子密度和窄差分发射测量。然而，该模型并没有再现XRT观测到的非常高的温度发射的演变。在XRT中，发射看起来是弥散的，这种差异可能仅仅是由于在这些温度下难以隔离单个环路。这种差异也可能反映了我们对环演变的传导冷却阶段期间重连后动力学的理解存在的根本问题。
2009-09-04 astro-ph.SR
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。
2009-04-06 astro-ph.SR
Microflare Heating of a Solar Active Region Observed with NuSTAR, Hinode/XRT, and SDO/AIA
NuSTAR是一个高灵敏度聚焦硬X射线望远镜，在其初始太阳指向中观测到了几个小的微耀斑。本文介绍了NuSTAR和Hinode/XRT在2015年4月29日~11：29 UT首次联合观测到的微耀斑。这个微耀斑显示材料加热到几百万开尔文，用Hinode/XRT在软X射线（SXR）中观察到，并且用SDO/AIA在极紫外（EUV）中隐约可见。对于该区域的四个NuSTAR观测中的三个（前，衰变和后阶段），光谱很好地拟合了3.2-3.5 MK的单一热模型，但在脉冲阶段的光谱显示出高达10 MK的额外发射，相当于A0.1 GOES类的发射。我们使用SDO/AIA，Hinode/XRT和NuSTAR恢复差分发射测量（DEM），在温度方面提供前所未有的覆盖范围。我们发现耀斑前的DEM峰值约为3 MK，并在5 MK时急剧下降;但在微耀斑的脉冲阶段，高于3 MK的发射更亮，并延伸到10 MK，给出约$2.5 \times 10^{25}$ erg s $^{-1}$的加热速率。由于NuSTAR光谱是纯热的，我们确定了可能的非热韧致辐射的上限。我们发现，加速电子的加热源需要一个低能量截止$E_{c} \lesssim 7$ keV的$δ\ge 7$的幂律谱。总之，这第一个NuSTAR微耀斑非常类似于更强大的耀斑。
2017-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disentangling Thermal and Abundance Characteristics in a Solar Flare Using SDO/AIA, Hinode/XRT, and MinXSS-1 Observations
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；Bowdoin College（鲍登学院）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理跨大学中心）
该研究结合 SDO/AIA、Hinode/XRT 与 MinXSS-1 观测，识别耀斑环上方稀薄高温等离子体云，并澄清低 FIP 元素丰度信号来自耀斑环而非该云。
2025-10-20 astro-ph.SR
Mass and energy of erupting solar plasma observed with the X-Ray Telescope on Hinode
我们调查了七个爆发等离子体观测Hinode/XRT。它们相应的EUV和/或白光CME特征在某些事件中是可见的。在X射线的几个通带中观察到五个事件，这允许使用滤波器比率方法确定爆发等离子体温度。我们发现，等温温度变化从1.6到10 MK。这些温度是朝向较高温度等离子体加权的平均值。我们通过假设等离子体具有等温等离子体温度的简化几何结构来确定爆发等离子体的质量约束。这种方法提供了一个上限的质量观测喷发等离子体在X射线通带，因为任何结块导致高估的质量。对于另外两个事件，我们假设温度处于XRT温度响应函数的最大温度，这给出了质量的下限。我们发现XRT中的质量约为3 × 10 13 - 5 × 10 14 g，其上限小于LASCO获得的总质量约为1 × 10 15 g。此外，我们估计的辐射损失，热传导，热和动能的爆发等离子体在X射线。对于四个事件，我们发现，热传导的时间尺度是远远短于喷发的持续时间。这一结果意味着，可能需要在喷发过程中的额外加热来解释这四个事件的X射线等离子体观测。
2014-11-09 astro-ph.SR
Hinode X-Ray Telescope Detection of Hot Emission from Quiescent Active Regions: A Nanoflare Signature?
日本/美国/英国{ \it Hinode（Solar-B）}航天器上的X射线望远镜（XRT）探测到了来自静止活动区核心的发射，这与纳米耀斑加热一致。利用10个宽频带X射线滤光片及其组合的辐射通量建立了差分辐射测量（DEM）曲线。除了在Log T = 6.3-6.5处的预期活性区域峰之外，我们还发现在Log T $>$ 7.0处具有显著发射测量的高温组分。与主峰相比，这一排放量很弱-DEM下降了近三个数量级-这说明了以前的仪器没有观测到这一点。这也是与静止的活性区的光谱一致的：没有Fe XIX线观察到使用XRT DEM分布产生的CHIANTI合成光谱。DEM结果成功地再现了一个简单的两个组件的nanoflare模型。
2009-01-20 astro-ph.SR
Velocity Characteristics of Evaporated Plasma Using Hinode/EIS
本文介绍了一个详细的研究色球蒸发使用的EUV成像光谱仪（EIS）的太阳能电池板上结合从RHESSI的HXR观测。EIS的先进能力被用来测量多普勒频移在15个发射线覆盖温度范围T=0.05-16 MK在2007年12月14日的C级耀斑的脉冲阶段。在Fe XIV-XXIV（2-16 MK）的六条发射线中观察到指示蒸发材料的蓝移。发现上升流速度（v_up）与温度成比例，v_up（km s^-1）~8-18 T（MK）。尽管最热的发射谱线Fe XXIII和Fe XXIV的上升流大于200 km s^-1，但与标准耀斑模型的预测相反，它们的谱线轮廓主要由一个稳定分量所支配。发现O VI-Fe XIII谱线（0.5-1.5 MK）的发射红移了约60-17 T（MK）的v_down（km s^-1），并解释为爆炸蒸发的向下移动的“栓塞”特征。这些下降流发生在明显高于先前预期的温度下。上升流和下降流都与RHESSI观察到的HXR发射在空间和时间上相关，RHESSI提供了被认为是蒸发驱动器的电子束的特性。电子束的能量通量大于5 × 10^10尔格·cm^-2·s^-1，这与流体动力学模拟中驱动色球层爆炸蒸发所需的数值一致。
2009-05-13 astro-ph.SR
Modeling Active Region Transient Brightenings Observed with XRT as Multi-Stranded Loops
强有力的证据表明，在EUV和软X射线中观察到的日冕环可能不是单一的各向同性结构，但通常可以更准确地建模为独立束。在这个框架内模拟所观察到的活动区瞬态增亮（ARTBs）允许探索这些分层结构的能量分支和特性。在这里，我们提出了一个简单的方法，检测和建模ARTB观察与日野/X射线望远镜（XRT）作为组的0维股，这使我们能够探测参数空间，以更好地了解脉冲加热循环中的股加热的空间和时间依赖性。这种部分自动化的方法可用于分析大量的观测数据，以获得对日冕结构参数的统计洞察，包括给定模型中所需的加热事件数量，以拟合观测数据。在这篇文章中，我们提出的方法，并证明其使用在检测和建模ARTB的样本数据集从Hinode/XRT。这些初步结果表明，在一般情况下，多个加热事件是必要的复制观察到的ARTB，但这些加热事件的空间依赖性还不能建立。
2014-03-30 astro-ph.SR
Flare Footpoint Regions and a Surge Observed by the Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS), RHESSI, and SDO/AIA
Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪观测到的耀斑足点区域与2011年9月25日在N12 E33活动区11302观测到的M3.7耀斑的激增相吻合。在O VI、Fe X、Fe XII、Fe XIV、Fe XV、Fe XVI、Fe XVII、Fe XXIII和Fe XXIV的谱线上观察到耀斑。EIS的观测结果与Rheaven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测到的硬X射线爆发一致。在不同波长的EIS光栅图像上的RHESSI图像的叠加显示了在RHESSI图像中的特征与EIS的上流和下流区域以及环顶或近环顶区域的空间重合。观测到了一系列复杂的现象，包括多个蒸发区和浪涌，太阳动力学观测台/大气成像装置的望远镜也观测到了这一现象。EIS光谱仪的狭缝覆盖了几个耀斑足点区域，从这些区域观测到Fe XXIII和Fe XXIV线的蒸发上升流，多普勒速度大于500 km/s $^{-1}$。对于Fe XV等离子，观察到蒸发流出（~200 km s $^{-1}$）和下降流（~30-50 km s $^{-1}$）。在耀斑谱线上测量了120 ~ 300 km/s $^{-1}$的非热运动。在浪涌中，多普勒速度被发现从约0到超过250公里秒$^{-1}$的离子，如铁XIV线。非热运动可能是由于多个源彼此略微多普勒偏移或蒸发等离子体中的湍流。我们估计了硬X射线爆发的能量，得到了$\geq7\t…
2015-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Differential Emission Measures from the Regularized Inversion of Hinode and SDO data
我们开发并应用了一种增强的正则化算法，用于RHESSI X射线光谱分析，以约束不适定的反问题，确定DEM从太阳观测。我们展示了这种计算快速的技术应用于一系列DEM模型模拟宽带成像数据SDO/AIA和高分辨率线光谱从Hinode/EIS，以及实际的活动区域观测与Hinode/EIS和XRT。由于这种正则化方法自然提供了垂直和水平（温度分辨率）误差条，因此我们能够测试数据和响应函数中不确定性的作用。正则化方法能够成功地从各种模型DEM（单高斯，多高斯和CHIANTI DEM模型）的模拟数据恢复DEM。它能够做到这一点，最好的，超过四个数量级的DEM空间，但通常超过两个数量级的峰值发射。水平和垂直的误差酒吧和正规化的解决方案矩阵的组合，使我们能够很容易地确定正规化DEM的准确性和鲁棒性。我们发现，水平误差的典型范围是$Δ$日志$T\approx 0.1 -0.5$，这是依赖于所观察到的信号噪声，响应函数的不确定性，以及源模型和温度。与Hinode/EIS的20%的不确定性大大拓宽了正则化DEM的高斯和Chianti模型，虽然有关的底层DEM的信息仍然是可恢复的。当应用到真正的活动区域观测与Hinode/EIS和XRT的正则化方法是能够恢复DEM类似的发现通过MCMC方法，但在相当少的计算时间。
2012-01-13 astro-ph.SR
The x-ray detectability of electron beams escaping from the sun
我们研究了电子束在离开低日冕加速点时通过非热X射线韧致辐射向行星际空间发射的可探测性和特征。我们证明了最大的行星际电子束（大于等于10 keV的10^35电子）可以用当前和未来的仪器在X射线中检测到，例如RHESSI或Hinode上的X射线望远镜（XRT）。我们列出了最佳观测条件和光束特性。其中，需要良好的成像（而不是仅仅定位或检测空间综合数据）来进行适当的表征，要求逃逸电子（10 keV以上）的数量：RHESSI>= 3 \times 10^36，Hinode/XRT>=3 \times 10^35，计划于2011年飞行的FOXSI探空火箭>=10^33。此外，我们发现，简单的模拟暗示了日冕软X射线射流可能是传播电子束局部加热的结果。
2011-11-18 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observation of Electron Acceleration in the 2006 December 13 Flare
利用日本日出、RHESSI和野边山射电天文台对2006年12月13日发生的一次太阳耀斑进行了多波长观测，研究了电子加速的位置和机制。日出号上的太阳光学望远镜（SOT）观测到拉长的耀斑带，RHESSI观测到双足点硬X射线（HXR）源出现在部分耀斑带中。由SOT得到的光球矢量磁图表明，HXR源位于水平磁场改变方向的区域。该区域被解释为磁分界线的足点。用野边山射电日像仪拍摄的微波图像显示了连接HXR源的环形结构。微波强度的较亮部分位于环的顶部和脚部之间。我们认为这些观测结果是磁分界线附近电子加速和平行于磁力线注入的证据。
2009-03-06 astro-ph.SR
Solar Dynamics Observatory and Hinode observations of a blowout jet in a coronal hole
2011年2月9日09：00 UT，南冕洞内发生了一次喷流，太阳动力学观测站上的大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）以及日之出航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）和X射线望远镜（XRT）在作为日之出操作计划第177号的一部分进行的冕洞监测期间观测到了喷流。来自AIA的图像显示，从一个小亮点开始，热环和冷环不断扩大，等离子体在一个高达30毫米宽的幕帘中喷出。喷流的初始强度锋的预计速度为200 km/s，EIS测量的视线（LOS）速度在100和250 km/s之间。LOS速度沿射流增加，这意味着在射流体内有一种加速机制。喷射等离子体的密度为2.7 x 10^8 cm^-3，温度为1.4 MK。在事件中，在亮点的底部看到了许多明亮的内核。核的大小约为1000公里，亮度可变，寿命为1-15分钟。XRT滤波器比率产生核的1.5-3.0 MK的温度。亮点存在了至少10个小时，但在喷射后两个小时内消失，持续了30分钟。HMI数据显示，在亮点的位置有会聚的光球流，在喷流的两侧，混合极性的磁通量在四个小时内被抵消。
2014-01-23 astro-ph.SR
Locating Hot Plasma in Small Flares using Spectroscopic Overlappogram Data from the Hinode {\it EUV} Imaging Spectrometer
与“标准”耀斑模型相关的关键过程之一是色球蒸发，这是一个通过在耀斑足点处的能量沉积而加热到高温的等离子体被向上驱动到日冕中的过程。尽管经过几十年的研究，仍然存在一些悬而未决的问题，包括在此过程中产生的等离子体与早期“超热”等离子体的观测之间的关系。Hinode/EIS有一个宽槽，常用作He II发射谱带的耀斑触发器。一旦强度超过阈值水平，研究切换到聚焦于张开区域的研究。然而，当强度不足以达到耀斑触发阈值时，这些数据集在整个耀斑期间可用，并在大视场内提供高节奏的光谱观测。我们使用一分钟的节奏数据从两个这样的研究C4.7耀斑和C1.6耀斑探测热Fe XXIV等离子体和RHESSI和XRT观测到的等离子体之间的关系，以跟踪发射来自哪里，当它开始。虽然空间和光谱信息合并在宽缝数据，它仍然是可能的提取时，热等离子体出现使用Fe XXIV光谱图像。也可以从EIS数据中获得光谱纯的Fe XXIV光变曲线，并将其与硬X射线的光变曲线进行比较，从而全面探索热发射的演变。Fe XXIV的发射峰值正好在硬X射线光变曲线的峰值之后;与能量转移到低层大气后加热等离子体蒸发的起源一致。在RHESSI峰值温度中还发现了C4.7耀斑的峰值，该峰值发生在硬X射线峰值之前。这表明热等离子体发射的第一个峰值可能与能量释放过程直接相关。
2020-03-05 astro-ph.SR
Evidence for Steady Heating: Observations of an Active Region Core with Hinode and TRACE
先前的观测无法排除高温活动区环实际上是由许多处于不同加热和冷却阶段的小尺度线程组成的可能性，并且似乎只是处于平衡状态。利用极紫外成像光谱仪（EIS）和X射线望远镜（XRT）对\textit{Hinode}的新观测，我们有能力对高温日冕等离子体的性质进行非常详细的研究。我们研究的排放在一个活跃的区域的核心，并找到三个独立的证据线稳定加热。我们发现，在XRT中观察到的发射通常是稳定的数小时，在一个单独的像素约15%的波动水平。观察到短暂的脉冲加热事件，但它们似乎是无关的稳定的排放占主导地位的活动区域。此外，我们发现没有证据表明温暖的排放，是空间相关的热排放，如预期的，如果高温循环是脉冲加热的结果。最后，我们还发现，强度的“苔藓”，高温回路的足点，是一致的稳定加热模型，只要我们考虑到局部膨胀的循环从基地的过渡区的日冕。结合起来，这些结果提供了强有力的证据表明，在一个活跃的区域的核心加热是有效的稳定，也就是说，加热事件之间的时间相对于相关的辐射和传导冷却时间短。
2010-01-14 astro-ph.SR
An improved MHD simulation of the 2006 December 13 coronal mass ejection of active region NOAA 10930
我们对2006年12月13日出现的三角洲太阳黑子活动区10930中的日冕物质抛射（CME）进行了磁流体动力学（MHD）模拟，改进了Fan（2016）之前的模拟，如下所示。(1)将太阳风纳入环境，而不是使用静态位磁场外推作为初始状态。(2)除了施加扭曲磁通绳的出现之外，还在下边界处施加表示湍流对流的效果的随机电场，其驱动场线编织并在电晕中产生电阻和粘性加热。包括这种加热，这取决于磁场拓扑结构，我们能够模拟合成软X射线图像，将观察到的X射线望远镜（XRT）的日之出卫星，由模拟的日冕磁场。我们发现，模拟的预喷发磁场与建立一个扭曲的磁通量绳，产生合成的软X射线发射，显示定性相似的形态所观察到的日野/XRT的活动区和中央的反S形的“S形”，锐化之前爆发的发病。合成的耀斑后环增亮也显示出类似的形态，在爆发的脉冲阶段在日出/XRT图像中看到的。研究发现，磁绳喷发的运动学特征受活动区附近的开放磁场和快速太阳风流的影响显著。
2022-11-07 astro-ph.SR
Constraining Hot Plasma in a Non-flaring Solar Active Region with FOXSI Hard X-ray Observations
我们提出了新的限制高温排放措施的非耀斑太阳活动区的观测，从最近飞行的聚焦光学X射线太阳成像仪探空火箭有效载荷。FOXSI在2012年11月2日的首次成功飞行中首次对太阳进行了聚焦硬X射线（HXR）观测。聚焦光学器件与小型条形探测器相结合，使以前的间接成像仪能够进行高灵敏度的观察。这种能力，以及HXR制度对高温排放的敏感性，提供了更好地表征日冕中高温等离子体的潜力，正如纳米耀斑加热模型所预测的那样。我们提出了一个联合分析的差分发射测量（DEM）的活动区11602使用协调观测FOXSI，Hinode/XRT和Hinode/EIS。Hinode派生的DEM预测显着的排放量之间的1 MK和3 MK，在DEM预测在2.0-2.5 MK的峰值。组合的XRT和EIS DEM还显示了来自8 MK以上的较小群体的等离子体的发射。这与FOXSI观测结果相矛盾，FOXSI观测结果显著限制了8 MK以上的发射。这表明，在较高的温度下，Hinode DEM分析具有较大的不确定性，并且在该活动区域中排除了高于3 × 10^44 cm^-3发射测量值的>8 MK等离子体。
2015-09-17 astro-ph.SR
Multi-wavelength observations by XSM, Hinode and SDO of an active region. Chemical abundances and temperatures
我们回顾了Chandrayaan-2上太阳X射线监视器（XSM）的第一年观测，以及补充XSM数据的可用多波长观测，重点是太阳动力学天文台AIA和Hinode XRT，EIS观测。XSM提供了1- 15千电子伏能量范围内的圆盘积分太阳光谱，观测到大量微耀斑。本文分析了AR 12759的多波长观测。我们使用一个新的辐射校准EIS发现，静态AR核心排放在其磁盘交叉的温度和化学丰度的分布，不随时间的推移而显着变化。XSM光谱的分析证实了EIS的结果，并表明，低的第一电离势（FIP）的元素被增强，与他们的光球值相比。频繁的微耀斑产生的AR并没有影响到的丰度的静止AR核心。我们还分析了它产生的其中一个耀斑SOL 2020 -04- 09 T09：32。XSM分析表明等温温度达到6 MK。AIA证实了没有非常高的T排放。我们发现观察到的XSM光谱和使用AIA DEM分析预测的光谱之间非常吻合。相比之下，XRT Al-Poly / Be-thin过滤器比率为静态和燃烧阶段提供了较低的温度。我们发现，这是由于这个比率的敏感性，低温，XRT过滤器的比例预测与DEM分析的基础上EIS和AIA给出的值与观测值吻合得很好。
2022-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2012-05-15 astro-ph.SR
Broad Non-Gaussian Fe XXIV Line Profiles in the Impulsive Phase of the 2017 September 10 X8.3 class Flare Observed by Hinode/EIS
我们分析了\emph{Hinode} /EIS在2017年9月10日X8.3级耀斑脉冲阶段观测到的高温\fexxiv ~线的光谱。线条轮廓很宽，显示出明显的翅膀，明显偏离单一的高斯形状。这些线可以很好地与$κ$分布拟合，$κ$的值在~ $\approx$ 1.7至3之间变化。我们观察到的非高斯分布的区域与\emph{RHESSI}观察到的高能（$\approx$ 100- 300 keV）HXR源的位置相一致，表明存在粒子加速或湍流，也证实了与\emph{Expanded Owens Valley Solar Array}（EOVSA）的非热微波源在HXR looptop源和以上的观察。我们还研究了在基于\fexxiii ~263.76~ EIS ~和\fexxiv ~255.1~ EIS ~的比率的温度诊断中考虑$κ$分布的效果。我们发现，这些线可以形成在比预期高得多的温度（高达log（$T$ \，[K]）\，$\approx$\，7.8），如果偏离麦克斯韦分布考虑在内。尽管由于这些较高的形成温度而预期较大的线宽，但是观察到的线宽仍然意味着超过~200 μ l，\kps的非热加宽。与HXR发射有关的非热展宽更好地解释为湍流，而不是色球蒸发。
2018-07-24 astro-ph.SR
Multi-instrument observations of a failed flare eruption associated with MHD waves in a loop bundle
我们介绍了2015年1月24日发生的B7.9级耀斑的观测结果，使用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA），EUV成像光谱仪（EIS）和Hinode的X射线望远镜。耀斑触发了一个稠密的冷等离子体团的爆发，如在AIA 171中所看到的，它无法完全爆发，并且仍然被限制在活动区域环的局部束中。在此过程中，观察到的线程的横向振荡。然后观察到冷的等离子体沿着每个环链下降回到色球层。同时，在SDO/AIA和Hinode/XRT的热波段中观察到一个较大的漫射共空间环，沿其长度呈现周期性的强度变化。磁流体动力学（MHD）波的形成和演化依赖于局部等离子体参数（如密度、温度和磁场）的值，因此可以通过日冕地震学来推断。在这项研究中，我们的目的是评估如何观察到的MHD模式的密度和温度的变化的影响。我们使用SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT将EUV/X射线成像和光谱学分析相结合。我们发现，所检测到的波的演变是由当地的等离子体参数的时间变化，所造成的耀斑加热和随之而来的冷却。我们将日冕地震学应用于这两种波，以获得背景等离子体参数的估计。
2016-12-06 astro-ph.SR
Photospheric Abundances of Polar Jets on the Sun Observed by Hinode
在太阳的两极地区，许多喷流在X射线波长下被探测到，沿着喷流喷射的等离子体被认为是快速太阳风的质量来源。从磁层的现场测量中发现，快太阳风具有光球丰度，而慢太阳风具有日冕丰度。因此，我们研究了极地喷流的丰度，以确定它们是否与快速太阳风的丰度相同。在这项研究中，我们选择了22个喷流在极地地区观测的日出/EIS（EUV成像光谱仪）和XRT（X射线望远镜）同时在2007年11月1日至3日。我们利用EIS谱计算了高（S）和低（Si，Fe）FIP元素之间的强度比的第一电离势（FIP）偏置因子。极区喷流的FIP偏置因子值在0.7-1.9之间，其中75个$\%$的偏置因子值在0.7-1.5之间，表明极区喷流具有与快速太阳风相似的光球丰度。结果与光球等离子体出现并被迅速喷入快风的重联喷流模型一致。
2015-07-15 astro-ph.SR
Benchmark Test of Differential Emission Measure Codes and Multi-Thermal Energies in Solar Active Regions
通过模拟模拟合成数据，比较了11种差分辐射测量（DEM）正演和反演方法对活动区和太阳耀斑性质的约束能力，这些方法分别使用SDO/AIA、SDO/EVE、RHESSI和GOES/XRS仪器响应函数。这些程序包括单高斯DEM、双高斯DEM、固定高斯DEM、线性样条DEM、空间合成DEM、Monte-Carlo马尔可夫链DEM、正则化DEM反演、Hinode/XRT方法、多项式样条DEM、EVE+GOES和EVE+RHESSI方法。平均所有11种DEM方法的结果，我们发现以下物理参数的反演精度：EM加权温度$T_w^{fit}/T_w^{sim}=0.9\pm0.1$，峰值发射测量$EM_p^{fit}/EM_p^{sim}=0.6\pm0.2$，总发射测量$EM_t^{fit}/EM_t^{sim}=0.8\pm0.3$，和多热能$E_{th}^{fit}/EM_{th}^{sim}=1.2\pm0.4$。我们发现，AIA空间合成，EVE+GOES，和EVE+RHESSI方法产生最准确的结果。
2015-09-24 astro-ph.SR
Oscillations in solar Jets Observed with the SOT of Hinode: Viscous Effects during Reconnection
本文利用 Hinode/SOT 观测研究太阳喷流横向振荡，并通过二维粘性电阻 MHD 模拟揭示粘性效应在磁重联激发振荡中的作用，结果与观测定性一致。
2023-08-13 astro-ph.SR
Solar microflares: a case study on temperatures and the Fe XVIII emission
本文讨论了一次微耀斑的温度分布和演化，这是由太阳耀斑XRT、EIS和SDO AIA同时观测到的。我们发现，使用EIS线，在峰值发射的分布几乎是等温的，并在4.5 MK左右达到峰值。这个温度与XRT滤波器比率获得的温度非常一致，验证了使用XRT来研究这些小事件，这些小事件被GOES等全太阳X射线监视器所看不到。在AIA 94 100波段估计的Fe XVIII排放量的增加主要可以用背景温度的小幅温度升高来解释。Fe XVIII排放的存在并不能保证达到7 MK的温度，正如通常假设的那样。我们还重新审视了新的原子数据的温度所测量的一个活动区域，产生微耀斑的SoHO SUMER观测，也发现低温度（3 - 4 MK）从Fe XVIII / Ca XIV比率。
2019-05-21 astro-ph.SR
Observations of magnetic reconnection and particle acceleration locations in solar coronal jets
利用SDO/AIA、RHESSI、Hinode/XRT和IRIS的数据，我们对2014年11月13日的两个耀斑相关喷流进行了多波长分析。与大多数日冕喷流不同，硬X射线（HXR）发射通常在喷流底部附近观察到，在这些事件中，HXR发射在几个位置被发现，包括日冕。我们进行了第一次差分发射测量（DEM）分析，结合AIA（和XRT时可用）带通滤波器数据和RHESSI HXR测量日冕射流，并获得自洽的结果在很宽的温度范围内，到非热能。在这两个事件中，热等离子体首先出现在射流底部，但随着底部等离子体逐渐冷却，热等离子体也出现在射流顶部附近。此外，非热电子，虽然只有温和的能量，在多个HXR位置发现，并包含大量的总能量。特别是，在喷流顶部产生HXR源的高能电子在顶部位置附近加速，而不是从喷流底部的重连位置行进。这意味着在每个事件中有不止一个粒子加速点。喷流速度与以前的研究一致，包括向上和向下的速度分别约为~200 km/s和~100 km/s，以及400-700 km/s的快速流出。我们还研究了后一事件中的能量分配，发现加速电子中的非热能与所考虑的其他能量形式相比是最重要的。我们讨论的解释，并提供限制日冕射流形成的机制。
2022-07-12 astro-ph.SR
Transition Region and Chromospheric Signatures of Impulsive Heating Events. II. Modeling
太阳峰年任务的结果表明，硬X射线和太阳耀斑过渡区发射之间存在密切联系。类似地，RHESSI和IRIS数据的现代组合可以以前所未有的方式告知加热过程的细节。我们研究了RHESSI，IRIS，SDO和Hinode观测到的一个小事件，使我们能够强烈地约束耀斑的加热和流体动力学性质，详细的观测结果在以前的论文中介绍。在这一事件中观察到的过渡区线的长时间红移，以及许多其他事件，从根本上与色球凝聚在一个单一的环不相容。我们结合RHESSI和IRIS数据来测量组成耀斑的许多磁链之间的能量分配。使用观测确定的能量分区，我们表明，一个适当的多线程模型可以重现这些红移的幅度，持续时间和线强度，同时被很好地约束所观察到的密度，温度和排放措施。我们评论了RHESSI和IRIS耀斑观测的一般意义，即：（1）单圈模型与长持续时间红移等观测量不一致;（2）两股X射线之间的平均间隔时间小于10秒，这意味着对于持续10分钟的硬X射线爆发，在耀斑带上的单个IRIS像元内至少有60条线：（3）这些线中的大多数被爆炸加热，能量分布符合幂律斜率$\approx -1.6$;（4）多链模型再现了观测到的谱线轮廓、峰值温度、差分发射测量分布和密度。
2016-07-22 astro-ph.SR
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。
2014-02-26 astro-ph.SR
On orbit performance of the solar flare trigger for the Hinode EUV Imaging Spectrometer
我们评估的耀斑事件触发的日野EUV成像光谱仪的在轨性能。我们的目标是了解耀斑发生之间的时间延迟，定义为软X射线发射的迅速上升，并开始响应观测研究。利用He II 256.32 A谱线上的宽（266 $''$）狭缝巡天图像进行耀斑搜索，当达到预定强度阈值时触发响应。我们使用了一个样本的13个$>$ M级耀斑，成功地触发了一个响应，并比较的时间与软X射线数据从GOES，硬X射线数据从RHESSI和费米。排除难以解释的复杂事件，我们样本的平均在轨响应时间为2分10秒，不确定性为84秒。这些结果可能是有用的规划自主行动，为未来的任务，并提供一些指导，如何改进可以捕捉耀斑的重要脉冲阶段。
2023-03-23 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Temperature and Density Structure of a Recurring Active Region Jet
本文介绍了SDO/AIA、Hinode/XRT和Hinode/EIS于2011年10月31日观测到的一个循环喷流的研究。我们讨论的物理参数的射流，如密度，差分发射测量，峰值温度，速度和填充因子获得成像和光谱观测。差分排放测量（DEM）分析进行了在该地区的喷气尖顶和足迹使用EIS观测，并结合AIA和XRT观测。DEM曲线被用来创建与CHIANTI原子数据库的合成光谱。在喷流尖端和喷流足点沿视线方向的等离子体在2.0 MK处达到峰值。我们使用Fe XII（$λ$ 186/ $λ$ 195）线比计算了尖顶区域（Ne = 7.6 x $10^{10}$ $cm^{-3}$）和足点区域（1.1 x $10^{11}$ $cm^{-3}$）的电子密度。喷流的天平面速度为524 km/s。由此产生的EIS DEM值与AIA-XRT获得的值吻合良好。没有高温的迹象，例如在喷流尖顶中看到的Fe XVII（$λ$ 254.87）（log T [K] = 6.75）的发射。在喷射足点的情况下，合成光谱预测来自Ca XVII（$λ$ 192.85）和Fe XVII（$λ$ 254.87）的弱贡献。通过进一步的研究，我们证实了来自足点区域中的AIA 94 $Å$通道中的Fe XVIII（$λ$ 93.932）线的发射。我们还发现，估计和预测的Fe XVIII计数率之间的良好协议。对喷流足点的时间演化和Fe …
2016-09-27 astro-ph.SR
Determining Energy Balance in the Flaring Chromosphere from Oxygen V Line Ratios
太阳耀斑的脉冲阶段是太阳低层大气快速能量沉积和加热的时期，导致该区域温度和密度结构的变化。我们使用的O V密度诊断形成的192至248线比，由Hinode EIS提供的，以确定耀斑足点等离子体的密度，在O V形成温度为250,000 K，给出了约束的加热过渡区的属性。使用了2007年12月2次小耀斑事件的日之峰EIS光栅。共对齐光栅图像以识别和建立足点像素，进行光谱的多分量高斯线拟合以分离诊断对，并计算几个足点区域的密度。平衡电离和光学薄辐射的O V线的假设被认为是可以接受的。的电子分布的属性，为一个事件，推导出早期RHESSI硬X射线观测和用于计算等离子体加热速率，提供了一个电子束采用碰撞厚目标的假设，为2个模型大气。在耀斑脉冲阶段测得的电子数密度至少为log n = 12.3 cm-3，远高于先前的预期。对于一个支点，该等离子体的辐射损失率被发现超过了RHESSI数据所暗示的电子束可以提供的辐射损失率。然而，当假设目标大气完全电离时，加热速率超过了损失。一个色球厚度为70-700公里，被认为是需要平衡的传导输入到O V发射区的辐射损失。分析表明，对于碰撞电子的加热，如果不假设完全电离的大气，很难或不可能提高色球层的温度来解释观测到的密度。
2015-09-14 astro-ph.SR
Dynamics and plasma properties of an X-ray jet from SUMER, EIS, XRT and EUVI A & B simultaneous observations
宁静太阳中的小尺度瞬态现象被认为在日冕加热和太阳风产生中起着重要作用。其中一种称为“X射线射流”的射流是我们研究的对象。我们试图研究这一现象的动力学、演化和物理性质。我们结合空间和时间多仪器观测同时获得的SUMER光谱仪机载SoHO，EIS和XRT机载Hinode，EUVI/SECCHI机载的Ahead和Behind STEREO航天器。我们推导等离子体参数，如温度和密度以及动力学通过使用谱线形成的温度范围从10 000 K到12 MK。我们还使用图像差分技术来研究所研究的现象的复杂结构的演变。利用现有的独特的数据组合，我们能够确定喷流状事件的形成是由不是一个而是几个能量沉积触发的，这些能量沉积最有可能源自磁重联。每次能量沉积之后是沿着开放磁场线排出预先存在的或新的重新连接的回路和/或准直流。详细推导了X射线射流形成和演化的动力学过程。我们还首次用光谱学方法在宁静的太阳中发现了重联点的温度为12 MK，密度为4 × 10 ^10 cm^-3。我们提出了一个问题，在使用SUMER Mg X 624.9 A线日冕诊断的不确定性。我们清楚地确定了两种类型的上升流：一种是沿着开放磁场线的准直上升流，另一种是由排出的BP环形成的等离子体云。我们还报告了冷却器沿闭合磁场线下降流。与Moreno-Insertis \etal \（2008）开发的模型进行比较。
2010-08-24 astro-ph.SR
C-1.4 Class Flare and An Associated Peculiar Coronal Jet
利用HINODE/XRT，GOES，SDO/AIA观测，我们研究了2014年10月4日AR 12178主黑子外的紧凑C-1.4级耀斑。这种耀斑与一种特殊的日冕喷流有关，这种喷流在致密耀斑区上方的覆盖日冕中分两个阶段爆发。在耀斑最大值时，喷流爆发的第一阶段发生在耀斑能量释放点上方，此后在第二阶段，其磁等离子体系统与其附近上覆的明显磁场域相互作用，进一步形成典型的喷流等离子体柱。
2018-05-15 astro-ph.SR
Coronal hole boundaries evolution at small scales: II. XRT view Can small-scale outflows at CHBs be a source of the slow solar wind?
我们开发了一个自动化的程序，用于识别瞬态增亮的图像从X射线望远镜上的日出采取与铝聚过滤器在赤道日冕洞，极地日冕洞，和安静的太阳和没有瞬态日冕洞。我们发现，与安静的太阳相比，冕洞的边界是丰富的增亮事件，包括封闭的磁场结构存在的冕洞内的区域。对这些增亮的视觉分析显示，其中约70%位于赤道、极地和瞬态冕洞及其边界，显示出扩张的环结构和/或准直流出。在安静的太阳中，只有30%的亮区显示出流动，其中大部分似乎被封闭的磁场线包含在日冕中。这有力地表明，同空间开放和封闭的磁场线的磁重联为等离子体流出到大的距离创造了必要的条件。喷射的等离子体总是源自预先存在的或新出现的（在X射线温度下）亮点。目前的研究证实了我们的发现，称为日冕亮点的环结构的演变与冕洞边界的小尺度变化有关。环形结构显示出膨胀和喷发，捕获的等离子体因此沿着“准”开放磁场线逃逸。这些喷射似乎是由磁重联触发的，例如所谓的冕洞闭合磁场线（BP）和开放磁场线之间的交换重联。我们认为，这些等离子体外流可能是缓慢的太阳风的来源之一。
2010-02-08 astro-ph.SR
Thermal Evolution of an Active Region through Quiet and Flaring Phases as Observed by NuSTAR XRT, and AIA
研究结合 NuSTAR、SDO/AIA 与 Hinode/XRT，对 AR 12712 的 170 个时段进行 DEM 分析，揭示微耀发加热过程及不同活动区间极热物质分布的显著差异。
2023-12-08 astro-ph.SR
Inconspicuous Solar Polar Coronal X-ray Jets as the Source of Conspicuous Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS) Doppler Outflows
我们更详细地研究了五个事件，以前确定为在太阳极区的日出/极紫外成像光谱仪（EIS）多普勒数据的强瞬态日冕外流的来源。虽然在日出/软X射线望远镜（XRT）的软X射线（SXR）图像和太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的EUV图像中，这些事件相对紧凑或微弱且不明显，但我们发现所有这些事件都与微弱的日冕X射线喷流相一致。这方面的证据是，这些事件是由预测大小为5，000 - 14，000公里的微丝爆发造成的，爆发速度为19 - 46公里/秒，这在已证实的X射线极冕洞喷流的情况下观察到的数值范围内。在SXR图像和一些EUV图像中，所有五个事件都显示出底部增亮，以及喷射尖顶的微弱迹象（在五种可确定的情况下有四种）远离最亮的底部增亮;这些属性对于更明显的X射线喷射是共同的。对于一个相对低纬度的事件，微暗条从附近（<~几角秒）的位置附近的喷发时间相反极性的磁通量补丁的收敛，这再次是与许多观测到的日冕喷流一致。因此，虽然太过微弱而无法被先验地识别为喷流，但所有五个事件都与典型的日冕喷流相同。这表明，喷流可能比以前的研究中认识到的更多，并可能大大有助于太阳风外流，并在帕克太阳探测器（PSP）的数据中观察到的磁之字形人口。
2022-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Non-equilibrium ionization effects on solar EUV and X-ray imaging observations
在短暂的事件中，如主要的太阳爆发，等离子体可以远离平衡电离状态，因为快速加热或冷却。非平衡电离~（NEI）在快速演化的系统中是重要的，因为系统的演化时间尺度比电离或复合时间尺度短。本文研究了NEI对太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）和日之出（Hinode）X射线望远镜（XRT）的EUV和X射线观测的影响。我们的模型假设等离子体在低温下处于电离平衡，并通过冲击或磁重联快速加热。我们将AIA和XRT通带的响应作为温度和特征时间尺度$n_{e}t$的函数制成表格。我们发现大多数离子在$n_{e}t\leq$ 10 $^{12}$ cm $^{-3}$ s时达到平衡。比较不同通带之间的响应比率，使我们能够确定在电离平衡温度下的等离子体组合是否可以解释给定的AIA和XRT观测。它还表示观察到的等离子体离平衡电离有多远。我们应用的比例，以超拱廊等离子片2012年1月27日。我们发现离拱廊越近的等离子体越接近电离平衡时的单温等离子体。我们还利用一组响应来估计与2010年6月13日的日冕物质抛射相关的冲击等离子体的温度和密度。我们得到的温度和密度范围是在合理的协议与以前的作品。
2019-05-28 astro-ph.SR
Forward Modeling Transient Brightenings and Microflares around an Active Region Observed with Hi-C
活动区周围的小规模耀斑状增亮是日冕中最小和最基本的高能瞬态事件之一，为加热和活动区动力学模型提供了测试平台。在以前的研究中，我们使用EBTEL对Hinode/XRT观测到的大量微耀斑进行了建模，发现它们需要多个加热事件，但无法区分单个链上的多个加热事件，或多个链每个经历一个加热事件。我们在这里提出了一个类似的研究，但与EUV数据的活动区11520从高分辨率日冕成像仪（Hi-C）探空火箭。Hi- C为XRT的空间分辨率提供了一个数量级的改进，以及更冷的温度灵敏度，这些结合起来为我们探测和模拟活动区域周围微耀斑活动的能力提供了显着的改进。我们已经发现，在Hi-C的空间分辨率（约0.3弧秒），事件发生的频率比预期的要高得多（检测到57个事件，预期只有1或2个），并且最有可能是由100公里宽的链组成的，每个链都被多次加热事件脉冲加热。这些发现倾向于支持爆发性重连是导致增亮的能量释放的原因。
2014-08-22 astro-ph.SR
Thermodynamic evolution of a sigmoidal active region with associated flares
活动区通常在日冕中显示S形结构，称为S形。这些是沿着极性反转线形成的高度剪切和扭曲的环。它们被认为是CME爆发前最好的标志之一。在这里，我们研究了2015年12月24日至28日期间观察到的盘上S形的热力学演化。为此，我们采用了发射测量（EM）和滤波器比技术的观测记录的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）和X射线望远镜（XRT）的日出。EM分析显示沿S形的多热等离子体，并为所有观测到的耀斑提供了10-12.5 MK的峰值温度。S形结构显示分别来自AIA 94和131 π通道中的Fe XVIII（93.93 π）和Fe XXI（128.75 π）线的发射。我们的研究结果表明，热等离子体往往局限于非常热的股。发现从EM分析获得的温度与使用XRT、AIA和GOES过滤比方法获得的温度良好一致。这些结果提供了重要的约束，在活动区的核心S形结构的热力学模拟。此外，这项研究还基准不同的技术可用于太阳日冕结构的温度估计。
2021-03-17 astro-ph.SR
Reconnection in the Post-Impulsive Phase of Solar Flares
利用最近发展起来的分析方法，我们确定了爆发性太阳耀斑的“标准”模型中的磁重联率。在晚期阶段，中性线位于重联电流片的下尖附近，电流片的上部区域分叉成一对Petschek型激波。尽管存在这些冲击，如果电阻率是均匀的，并且流动是层流，则重连速率仍然很慢。只有当有一些额外的机制可以缩短中性线处扩散区的长度时，才能实现快速重连。在日出星上用X射线望远镜（XRT）观测等离子体流，意味着扩散区实际上相当短。减小扩散区长度的两种可能机制是局部电阻率和MHD湍流。
2018-04-01 astro-ph.SR
Evidence for plasmoid formation related to a hot UV burst in the solar atmosphere
University of Oslo（奥斯陆大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰德太阳物理中心）；Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory（洛马太阳与天体物理学实验室）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）
本研究通过多仪器协同观测，发现太阳大气中与热紫外爆发相关的等离子体团形成证据，揭示磁重联驱动的多热态爆发可达百万开尔文温度。
2026-10-06 astro-ph.SR
Dynamics of Late-Stage Reconnection in the 2017 September 10 Solar Flare
在这篇多仪器论文中，我们寻找持续磁重联的证据，远远超过2017年9月10日X8.2级太阳耀斑的脉冲阶段。利用Hinode/EIS、CoMP、SDO/AIA、K-Cor、Hinode/XRT、RHESSI和IRIS等方法，研究了耀斑动力学和拓扑结构的后期演化，并与标准太阳耀斑模型的重联特征进行了比较。检查以前未发表的EIS数据，我们提出了著名的等离子体片结构内的非热的速度和温度的演变，耀斑的持续时间的前四个小时。在更长的时间尺度上，我们使用差分发射测量和偏振数据来研究耀斑等离子体片和尖点结构的寿命，发现等离子体片在2017年9月11日的CoMP线性偏振观测中仍然可见，在其最后一次出现在EUV之后很久。我们推断，在耀斑爆发后27小时，某种形式的磁重联仍在进行中。
2020-09-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
FOXSI-2 Solar Microflares I : Multi-instrument Differential Emission Measure Analysis and Thermal Energies
本文介绍了2014年12月11日FOXSI-2探空火箭实验在硬X射线（HXR）中观测到的两个亚A级微耀斑的差分发射测量（DEM）。第二次FOXSI（聚焦光学X射线太阳成像仪）飞行与Hinode/XRT和SDO/AIA仪器协调，提供软X射线（SXR）和极紫外（EUV）观测。这个独特的数据集提供了前所未有的温度覆盖范围，可用于表征微耀斑的等离子体温度分布。通过结合FOXSI-2，XRT和AIA的数据，我们确定了一个约束良好的DEM的微耀斑。由此产生的DEM在3 MK左右达到峰值，并延伸到10 MK以上。从FOXSI-2确定的排放措施低于10 26 cm-5的温度高于5 MK;微弱的发射在这个范围内是最好的测量HXR。协调FOXSI-2观测产生了微耀斑中5 MK以上等离子体分布和数量的少数确定性测量之一。我们利用多热DEM来计算微耀斑期间释放的热能量，微耀斑1为~ 5.0 x 10 28尔格，微耀斑2为~ 1.6 x 10 28尔格。我们还表明，多热DEM提供了一个更全面的热能估计比等温近似，系统地低估了释放的热能的量。
2020-02-11 astro-ph.SR
Active Region Moss: Basic physical parameters and their temporal variation
我们提出了一个物理等离子体参数，如电子温度，电子密度，柱深和填充因子在苔藓地区和它们的变化在一个短的（一个小时）和一个长的时间（连续5天）的研究。首先，我们分析了日本日之出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱观测结果。此外，我们还使用了来自TRACE和X射线望远镜（XRT）的补充观测结果。我们发现，苔藓的发射是最强的Fe十二和Fe十三行。基于使用线比和排放量的分析，我们发现，苔藓区具有特征温度的日志T = 6.2。用Fe xii比率在苔藓区域不同位置测得的电子密度约为1-3 \times 1010 cm ^（-3），用Fe xiii和Fe xiv测得的电子密度约为2-4 \times 10^9 cm^（-3）。当进行背景扣除时，电子密度显著增加（在某些情况下增加约3-4倍或甚至更多）。密度和温度随时间变化很小。苔藓等离子体的填充因子可以在0.1-1之间变化，并且发射源所沿的路径长度从几百公里长到几千公里长。结合TRACE、EIS和XRT的观测结果，我们发现苔藓区对应于热圈和暖圈的足点。
2010-05-12 astro-ph.SR
