将理论推导出的谱线比与观测数据进行比较，可以估算出等离子体的物理参数，如电子密度或温度。计算谱线比的通常做法是假设电子/质子激发，然后辐射衰变。此外，使用所谓的日冕近似是正常的，即只考虑电离和从基态的复合。更准确的处理方法是包括到亚稳态水平和从亚稳态水平的电离/复合。在这里，我们将其应用于相邻电离阶段的两条线; Mg IX 368 A和Mg X 625 A，这已被证明是一个非常有用的温度诊断。在典型的冕洞条件下的密度，假设零密度极限导出的电子温度与电子密度相关的电离/复合之间的差异很小。然而，对于电子密度大几个数量级的耀斑，情况并非如此。太阳活动最大时冕洞的温度约为1.04 MK，而太阳活动最小时的温度略低于0.82 MK。
英文摘要：
Comparison of appropriate theoretical derived line ratios with observational data can yield estimates of a plasma's physical parameters, such as electron density or temperature. The usual practice in the calculation of the line ratio is the assumption of excitation by electrons/protons followed by radiative decay. Furthermore, it is normal to use the so-called coronal approximation, i.e. one only considers ionization and recombination to and from the ground state. A more accurate treatment is to include the ionization/recombination to and from meta-stable levels. Here, we apply this to two lines from adjacent ionization stages; Mg IX 368A and Mg X 625A, which has been shown to be a very useful temperature diagnostic. At densities typical of coronal hole conditions, the difference between the electron temperature derived assuming the zero density limit compared with the electron density dependent ionization/recombination is small. This however is not the case for flares where the electron density is orders of magnitude larger. The derived temperature for the coronal hole at solar maximum is around 1.04 MK compared to just below 0.82 MK at solar minimum.
A turbulence index independent framework for deriving solar wind speed and coronal electron density from radio spectral broadening
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Indian Space Research Organization, Vikram Sarabhai Space Centre（印度空间研究组织，维克拉玛·萨拉巴伊航天中心）；University of Kerala（喀拉拉大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）
Non-conventional Approach for Deriving the Radial Sizes of Coronal Mass Ejections at Different Instances: Discrepancies in the Estimates Between Remote and In Situ Observations
Statistical Analysis and Catalog of Non-polar Coronal Holes Covering the SDO-era using CATCH
冕洞通常被定义为在极紫外和X射线光谱中看到的暗结构，通常与开放的磁场有关。可靠地推导出冕洞边界是非常有意义的，因为它的面积，潜在的磁场和其他属性提供了重要的线索，高速太阳风加速过程和压缩区域到达地球。在这项研究中，我们提出了一个新的阈值为基础的提取方法，采用沿冕洞边界的强度梯度，这是一个用户友好的SSWIDL图形用户界面。日冕洞分析工具集（CATCH）使用户能够下载数据，执行引导日冕洞提取和分析底层光球磁场。我们使用CATCH来分析SDO时代的非极地日冕洞，基于大气成像组件（AIA）拍摄的193张滤光片和日光层和磁成像仪（HMI）拍摄的磁图，两者都在太阳动力学天文台（SDO）上。在2010年至2019年期间，我们调查了707个位于中央子午线附近的冕洞。我们发现冕洞分布在大约+/- 60度的纬度上，我们推导出其大小在1.6 x 10 9和1.8 x 10 11 km ^2之间。平均符号磁场强度的绝对值趋向于平均值2.9 +/- 1.9 G。就冕洞的丰度和大小而言，我们没有发现明显的北半球或南半球趋势。我们发现，局部和全球条件的变化可能会显着改变可靠的冕洞提取所需的阈值，因此，我们可以强调单独评估和提取冕洞的重要性。
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。
Solar coronal magnetic field measurements using spectral lines available in Hinode/EIS observations: Strong and weak field techniques and temperature diagnostics
最近，有人提出可以利用Fe X中的磁场感生跃迁（MIT）来测量日冕磁场强度。本文发展了几种将MIT理论应用于Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）光谱观测的技术，包括直线比技术和弱、强磁场技术。然而，基于弱和强磁场技术的日冕磁场测量的适用性尚未得到评价。此外，温度诊断对于基于MIT理论的日冕磁场测量也很重要，但如何从EIS观测中确定Fe X线的准确形成温度仍需研究。在这项研究中，我们合成了几个谱线的太阳活动区的三维辐射磁流体动力学模型的发射，然后推导出磁场强度使用不同的方法。我们首先比较了从弱和强磁场技术得到的磁场强度与模型中的值。我们的研究表明，弱和强磁场技术都低估了日冕磁场强度。在此基础上，我们提出了两种计算Fe X线形成温度的方法。一种是基于差分发射测量分析，另一种是从Fe IX和Fe XI线对导出温度。然而，这两种方法都不能提供精确的日冕磁场测量的温度确定，如那些来自Fe X 174/175和184/345的磁力线比。利用EIS观测进行日冕磁场的精确测量还需要更多的努力。
He I 10830 Å Dimming During Solar Flares, I. The Crucial Role of Non-Thermal Collisional Ionisations
虽然太阳耀斑的主要特点是强烈的宽带增强太阳辐射输出，某些谱线和连续，在理论上，将表现出耀斑诱导的调光。正氦He I $λλ10830$跃迁和He I D3跃迁的观测显示了这种变暗的证据，通常伴随着增强的发射。有人认为，氦的非热碰撞电离由电子束，其次是重组为orthohelium，是负责过度填充这些水平，导致更强的吸收。然而，在观测上还不可能排除正氦通过来自闪耀日冕的EUV辐照增强He I的光电离，然后再组合而过量填充的可能性。在这里，我们提出了非热电子束驱动耀斑的辐射流体动力学模拟，其中（1）包括非热碰撞电离的氦和日冕辐照度，（2）只包括日冕辐照度。覆盖由电子束沉积的总能量的范围和非热电子束低能量截止值的范围的模拟网格被模拟。为了获得耀斑引起的He I 10830Xe线的变暗，非热碰撞电离是必要的。这种效应在具有较大低能截止值的耀斑中更为突出，在较弱的耀斑和具有更平缓能量沉积时间尺度的耀斑中寿命更长。这些结果证明了正氦谱线发射作为耀斑能量输送诊断的有用性。
The density compression ratio of shock fronts associated with coronal mass ejections
提出了一种新的方法来提取白光日冕图像中观测到的与日冕物质抛射（CME）有关的激波阵面的三维电子密度分布和密度压缩比。我们证明了快速晕日冕物质抛射（$\sim$ 2000 km s $^{-1}$）的两个例子的方法观察到2011年3月7日和2014年2月25日。我们的方法使用椭球模型来推导三维（3D）的几何形状和运动学的前线。鞘层的密度分布采用具有四个自由参数的双高斯函数模型，电子分布在前面后面的薄壳层内。模型化的密度沿视线进行积分，以与COR 2-A中观察到的亮度进行比较，并且使用$χ^2$方法来获得高斯分布的最佳参数。上游密度是从事件前图像中的亮度反演和经验模型中获得的。导出了密度比和Alfvénic马赫数。我们发现密度压缩在CME头部附近达到最大值，并在较大的位置角处减小。这种行为与机头处的驱动激波和CME侧翼处的自由传播激波一致。有趣的是，我们发现超临界区在大面积的冲击和持续时间（几十分钟）比过去的报告。因此，日冕物质抛射冲击能够在扩展的空间和时间尺度上加速日冕中的高能粒子，并且可能是这些粒子在内日球层中广泛纵向分布的原因。我们的研究结果还表明，多视点日冕观测和正演模拟的权力，在远程推导关键的冲击属性，否则无法访问的制度。
我们在一个配有摄谱仪的地面望远镜上观测到一个小尺度耀斑SOL 2012 -09- 21 T02：19（B2）发生在一个一尘不染的活动区。在耀斑期间，我们记录到He I 10830的吸收增加了25%，而其他色球和日冕谱线在同一位置的亮度增加。这种被称为负耀斑的现象以前很少在太阳上观察到。在本文中，我们描述了这个耀斑的形态，并研究其动力学的基础上，我们的光谱观测和空间成像数据。H $α$和He I 10830 γ谱线在171 γ谱线之后5和6分钟达到它们的极端强度。太阳动力学天文台的171度和193度频道首先出现增亮现象，两分钟后，天文台又分别发出94度、304度和1600度的信号$\sim$。然而，色球层谱线中视线速度的突然变化与304和1600日冕谱线的强度变化同时发生：我们观察到一个向下的运动，然后是两个向上的运动。测得的扰动传播的水平速度接近70公里/秒$^{-1}$在色球和日冕线。我们假设我们观测到了日冕耀斑过渡区紫外辐射引起的光电离-复合过程。由此，我们指出了解释SDO UV通道中的发射最大值与He I 10830中的第二吸收最大值之间的时滞的困难。
CHIANTI -- an atomic database for emission lines -- Paper XVIII. Version 11, advanced ionization equilibrium models: density and charge transfer effects
