定常加热的证据：对具有Hinode和TRACE的活动区核心的观测

太阳黑子光球层到色球层磁流体动力学波的Hinode和IRIS观测

Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot

磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。

太阳极区喷流的物理性质：用Hinode XRT资料的统计研究

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。

用Hinode/EIS观测活动区MHD波的模式识别

Mode identification of MHD waves in an active region observed with Hinode/EIS

为了更好地理解MHD波对日冕加热的可能性，我们分析了Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）观测到的Fe xii 195.12 μ m数据。我们在活动区日冕的EUV强度和多普勒速度的时间序列数据进行了傅立叶分析。显着的强度和多普勒速度振荡被发现的两个苔藓地区的五个研究，而只有小的振荡被发现的五个顶点的循环。振荡幅度为0.4 - 5.7%的强度和0.2 - 1.2公里/秒的多普勒速度。此外，仅多普勒速度的振荡在数据中相对较少见。我们比较了强度和多普勒速度的振幅以识别MHD波模式，并计算了强度的傅里叶分量和多普勒速度的傅里叶分量之间的相位延迟。结果用MHD波解释如下：（1）在苔藓区和环的顶点都观察到很少的扭折模或扭转Alfven模波;（2）在苔藓区发现向上传播的慢模波和驻波慢模波;（3）与以前的研究一致，波的能流估计值比加热活动区所需的值低几个数量级。

2014年10月27日X 2.0级耀斑的同时IRIS和Hinode/EIS观测和建模

Simultaneous IRIS and Hinode/EIS observations and modelling of the 27 October 2014 X 2.0 class flare

我们介绍了2014年10月27日发生的X2级耀斑的研究，并使用Hinode卫星上的界面区域成像光谱仪（IRIS）和EUV成像光谱仪（EIS）进行了观测。由于IRIS和EIS仪器的高节奏和空间分辨率，我们能够比较在色球蒸发阶段耀斑带中的\xxi ~1354.08~ K ~和\xxiii ~263.77~ K ~高温发射（$\gtrsim$ 10~MK）的同时观测。我们发现，IRIS观察到完全蓝移\xxi ~线轮廓，高达200 km s $^{-1}$在耀斑的上升阶段，表明等离子体上升流的网站是解决了IRIS。相反，\xxiii ~线通常是不对称的，我们将其解释为由于EIS的较低空间分辨率。SDO/AIA和Hinode/XRT的温度估计表明，热发射（log（$T$）[K] $>$ 7.2）在填充环路之前首先集中在足点。IRIS和EIS的密度敏感谱线给出了脉冲相过渡区谱线的电子数密度估计为$\gtrsim$ ~10 $^{12}$ ~cm $^{-3}$，日冕谱线的电子数密度估计为10 $^{10}$ ~cm $^{-3}$。为了将观测结果与理论预测进行比较，我们使用HYDRAD 1D Hydro代码对正在加热的耀斑环进行了模拟。我们发现，模拟的等离子体参数与IRIS，Hinode和AIA的观测值接近。这些结果支持电子束加热模型，而不是一个纯粹的热传导模型作为驱动机制，这个耀斑。

用RHESSI和Hinode观测到的一次热微耀斑

A Hot Microflare Observed With RHESSI and Hinode

结合RHESSI和Hinode对GOES B级耀斑的观测，研究了15 MK等离子体的起源。没有任何可探测到的硬X射线发射，加上微弱的蓝移发射线（表明向上的速度平均只有14 km/s），这表明这是日冕直接加热的结果，而不是非热电子沉淀导致色球层蒸发。这些发现与最近对微耀斑等离子体的流体动力学模拟一致，该模拟发现，当使用较少的能量来加速电子脱离热分布时，可以获得更高的温度。此外，不寻常的红移在2 MK铁XV线（表明向下的速度为14公里/秒），观察到同空间的耀斑带之一，在事件期间。这样的高温等离子体的下行流是没有任何常见的耀斑模型预测。

日冕的温度和密度结构。I.用EUV成像光谱仪（EIS）对日出上宁静太阳的观测

The Temperature and Density Structure of the Solar Corona. I. Observations of the Quiet Sun with the EUV Imaging Spectrometer (EIS) on Hinode

日冕的温度和密度结构的测量为日冕加热理论提供了关键的限制。不幸的是，太阳大气的复杂性、观测的不确定性以及当前原子计算的局限性，特别是对Fe的计算，都使得这项任务变得非常困难。对日冕中等离子体诊断的关键评估对于在日冕加热问题上取得进展至关重要。在本文中，我们提出了一个分析的温度和密度测量以上的肢体在安静的日冕使用新的观测从极紫外成像光谱仪（EIS）的\textit{Hinode}。通过比较与EIS观察到的Si和Fe的发射，我们能够识别发射线，产生一致的发射测量分布。有了这些数据，我们发现，在安静的冠以上的肢体的温度分布是强烈的峰值接近1 MK，与以前的研究一致。然而，我们也发现，有一个尾巴的排放量分布，延伸到更高的温度。EIS密度测量从几个密度敏感线的比率被发现是一般相互一致的，并与以前的测量在安静的电晕。然而，我们的分析还表明，在EIS波长范围内观察到的较弱发射线中有很大一部分无法用当前的原子数据来理解。

Line Profile Studies of Coronal Active Regions in Fe XII λ195.12 Using Hinode/EIS

Coronal active regions are studied using Hinode/EIS observations in the EUV line Fe XII λ195.12 by analyzing their line profiles from 2006 December to 2019 December. The period covers the last 2 yr of solar cycle 23 and solar cycle 24 fully. Active regions are the main source of magnetic field in the solar atmosphere, important in its heating and dynamics. Line profiles were obtained from various active regions spread across the Sun on a monthly basis from which we obtained the intensity, line width, Doppler velocity, and centroid and examined their variation during the solar cycle. The histog…

SOT/HINODE观测中的针状体强度振荡

Spicules Intensity Oscillations in SOT/HINODE Observations

目标。利用HINODE/SOT的观测资料，研究了平静太阳、活动太阳和活动区太阳针状体强度随太阳边缘高度增加的相干振荡。直到过渡区的相干性的存在强化了通过能量传输和光球振荡进行日冕加热和太阳风的理论。方法.使用的时间序列从HINODE/SOT在Ca II H线，我们调查的振荡强度分布在不同高度以上的太阳翼。我们使用傅立叶和小波分析来测量在高度处的强度的主频峰，以及在两个特定高度处的振荡之间的相位差，以找到振荡的相干性的证据。最后，根据不同高度针状体的密度值，计算出针状体在能量平衡时所输送的能量和质量。为了扩展这项工作，我们还可以考虑在不同纬度的相干振荡，并建议研究可能从其他卫星的观测中获得的振荡。

太阳黑子半影喷流的过渡区/日冕特征和磁背景：{ \it Hinode}（SOT/FG），Hi-C和{ \it SDO }/ AIA观测

Transition-Region/Coronal Signatures and Magnetic Setting of Sunspot Penumbral Jets: {\it Hinode} (SOT/FG), Hi-C and {\it SDO}/AIA Observations

半影微喷流（Penumbral microjet，PJ）是太阳黑子半影色球层中短暂的窄亮特征，Katsukawa等人（2007）首先使用{ \it Hinode}的太阳光学望远镜（SOT）上的\CaII \H线滤波器对其进行了表征。有人提出，PJ的形成是由于半影的两个磁分量（脊和脊间）之间的重联，它们可能有助于太阳黑子半影上方的过渡区（TR）和日冕加热。我们提出了一个修改后的图片形成的PJs的基础上最近的结果，太阳黑子半影丝的内部结构。利用高分辨率日冕成像仪（{ \it Hinode}/SOT）和\it太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）的不同通带的太阳黑子数据，我们检验了PJ是否在TR和日冕中具有特征。我们在任何AIA通带中几乎找不到正常PJ的任何可辨别的特征，除了其中一些在1600 μ m图像中出现。然而，我们发现了具有类似寿命但更大尺寸（宽达600公里）的异常强大的喷流，这些喷流在半影的几个位置反复出现，在斯托克斯-V图像中可以看到一些半影细丝尾部相反极性场的证据。这些大尾巴的PJ确实显示了TR的特征。他们是否有任何冠温等离子体是模糊的。我们推断，没有一个PJ，包括大尾巴PJ，直接加热AR中的日冕，但任何半影喷流都可能通过产生阿尔文波和/或编织日冕场间接驱动日冕加热。

用Hinode/SOT和SST/CRISP对日冕雨的一次锐利观察

A Sharp Look at Coronal Rain with Hinode/SOT and SST/CRISP

热带的智慧，当它是热的和密集的，我们可以期待雨可能也适用于太阳。事实上，观测和数值模拟已经表明，环足点的强烈加热，就像活跃区域的情况一样，使它们的日冕脱离热平衡，这可能导致一种被称为灾难性冷却的现象。在日冕中的局部压力损失之后，热等离子体在这些环中局部冷凝，并急剧冷却到色球温度。这些斑点在H-α和Ca II H中以分钟的时间尺度变得明亮，它们的动力学似乎更多地受到环中内部压力变化的影响，而不是重力。因此，它们成为磁场的追踪者，这导致了壮观的日冕雨，被观察到沿着日冕环落下。在这项工作中，我们报告的日冕雨的高分辨率观测与太阳光学望远镜（SOT）日出和CRISP在瑞典太阳望远镜（SST）。进行统计研究，其中属性，如速度和加速度的日冕雨的推导。我们展示了这种现象如何构成循环内部物理条件的诊断工具。此外，我们还分析了环状下落的日冕雨中的线状凝聚的横向振荡，并讨论了这种波的可能性质。这表明了日冕雨在日冕加热和日冕地震学领域中的重要作用。

Hinode观测的活动区核心磁场和色球辐射特征及其演化

Characteristics and Evolution of the Magnetic field and Chromospheric Emission in an Active Region Core Observed by Hinode

本文描述了日出太阳光学望远镜观测到的活动区核心的磁场和色球辐射的特征和演化。与以往的研究结果一致，我们发现苔藓是单极的，磁通量的空间分布演化缓慢，磁场只是适度倾斜。我们发现，磁力线的倾斜和水平分量是相干的，和磁场主要是剪切的最高磁通量变化被认为是在苔藓间的地区。使用SP磁图的外推，我们表明，磁连接的苔藓是不同的，比在安静的太阳，因为大部分的磁场延伸到显着的日冕高度。苔藓中的磁通量、场矢量和色球发射也呈现出高度动态性，但实际上只显示出在时间尺度上的小尺度变化，其幅度长于根据我们的外推计算的流体动力学环路的冷却时间，这表明存在高频（连续）加热事件。在20- 30分钟的时间尺度上，发现了通量（Ca 2强度）在100- 200 G（DN）量级上变化的一些证据，这可以被视为低频加热的指示。然而，我们发现，只有一小部分（10%）的我们的模拟循环预计将在这些时间尺度上冷却，我们没有发现明确的证据表明，通量的变化一贯产生色球强度的变化。磁通量和色球强度在大多数个别SOT像素的苔藓变化小于~ 20%和~ 10%，分别对环路冷却时间尺度。鉴于色球层的高能量需求，我们认为，这些变化可能足以加热的“温暖”的EUV环路，但高的基础水平可能是更重要的供电植根于苔藓的热核心环路。

Energy conversion rate of an active region transient brightening estimated by a spectroscopic observation of Hinode

We statistically estimate the conversion rate of the energy released during an active-region transient brightening to Doppler motion and thermal and non-thermal energies. We used two types of datasets for the energy estimation and detection of transient brightenings. One includes spectroscopic images of Fe xiv, Fe xv, and Fe xvi lines observed by the Hinode/EUV Imaging Spectrometer. The other includes images obtained from the 211 Åchannel of the Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly (AIA). The observed active region was NOAA 11890 on November 09, 2013, and the day after that.…

用Hinode/EIS观测耀斑区色球蒸发的不同模式

Different Patterns of Chromospheric Evaporation in a Flaring Region Observed with Hinode/EIS

利用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的谱线轮廓，研究了2007年1月16日耀斑中色球蒸发的过程。详细分析了不同磁极性耀斑带上的三个点。我们发现，这三个点显示出不同的模式的上升流和下降流的冲动阶段的耀斑。第一点的谱线大部分是蓝移的，较热的谱线显示出相对于静止谱线的主要蓝移分量。然而，在第二点，只检测到微弱的上升流;相反，在高温下（高达2.5-5.0 MK）出现明显的下降流。第三点与第二点相似，只是它显示了多组分下行流的证据。虽然蒸发的等离子体以暖雨的形式落回地面可能是导致点2和点3红移的原因，但三个点色球蒸发的不同模式意味着耀斑活动区存在不同的加热机制。

在太阳活动区用Hinode/XRT探测到的广泛的纳米耀斑变率

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。

从静止活动区热发射的日节点X射线望远镜探测：一个纳米耀斑信号？

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。

用Hinode/EIS观测暖环中的等离子体上升流

Observations of Plasma Upflow in a Warm Loop with Hinode/EIS

对活动区环的多普勒频移的全面认识有助于探索活动区环加热的基本物理机制。在这里，我们提出了观测的上升流在日冕循环检测的温度范围内（log T=5.8 - 6.2）。在高于这些温度时，环是不可辨别的。上升流速在足点处最大，随高度增加而减小。在Fe VIII中，在足点处的上升流速度约为20 km/s，其随温度而减小，在Fe X中约为13 km/s，在Fe XII中约为8 km/s，在Fe XIII中约为4 km/s。据我们所知，这是第一次观察提供证据的等离子体在日冕环结构在这些温度上升。我们解释这些观测作为色球蒸发的证据在准静态日冕环。

用STEREO、Hinode和TRACE的观测模拟演变的日冕环

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。

用XRT作为多股环模拟活动区瞬态增亮

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。

由Hinode/SOT观测得到的磁亮点的大小分布

The size distribution of magnetic bright points derived from Hinode/SOT observations

上下文磁亮点（Magnetic Bright Points，MBPs）是太阳光球层中的小尺度磁特征。它们可能是日冕加热的一个可能来源，通过快速的足点运动引起磁流体动力波。粒子的数量和尺寸分布对小尺度磁场能量的估算至关重要。目标。由Hinode/SOT仪器获得的G-波段图像的MBPs的尺寸分布。方法.为了识别的目的，开发了一种新的自动分割和识别算法。结果对于0.108弧秒/像素的采样，我们推导出的MBPs的平均直径为（218 +- 48）公里。对于采样为0.054弧秒/像素的全分辨数据集，大小分布移动到平均直径（166 +- 31）公里。所确定的直径与早期公布的值一致。这种变化很可能是由于不同的空间采样。结论.我们的结论是，最小的磁性元素在太阳光球层还不能解决G波段的观测。离散化效应（抽样）的影响也尚未得到充分的研究。

根据EIS日结观测对盘上羽流流出速度的测量

Measurements of Outflow Velocities in On-Disk Plumes from EIS Hinode Observations

在过去的几十年里，羽流对太阳风的贡献一直是热门话题。Hinode上的极紫外成像光谱仪提供了一种独特的手段，通过对日冕发射线的直接多普勒频移测量来推断日冕高度的外流速度。这样的直接多普勒频移测量是不可能与以前的光谱仪。我们测量的外流速度在日冕高度在几个磁盘上的长持续时间的羽流，这是位于冕洞，并在整个观测期间显示出显着的蓝移。在一种情况下，烟羽的测量间隔4小时。推导出的出流速度是一致的，表明流动是准定常的。此外，我们提供了沿羽流的流出速度分布，发现在1.02 $R_{\odot}$时，经视线效应校正的速度可达到10 km s $^{-1}$，在1.03 $R_{\odot}$时可达到15 km s $^{-1}$，在1.05 $R_{\odot}$时可达到25 km s $^{-1}$。这种稳定加速的明显特征，加上羽流底部没有明显的蓝移，为羽流模型提供了一个重要的限制。在1.03 $R_{\odot}$的高度，EIS还推导出密度为1.3 $\times10^{8}$ cm $^{-3}$，导致质子通量约为4.2 $\times10^9$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$换算为1 AU，这比假设径向膨胀的典型太阳风的质子输入高一个数量级。这表明，冕洞羽流可能是太阳风的一个重要来源。

通量出现初期的各种局部加热事件

Various Local Heating Events in the Earliest Phase of Flux Emergence

新兴通量区（EFR）是已知的表现出各种零星的局部加热事件在低层大气。为了研究这些事件的特征，特别是将光球磁场和大气动力学联系起来，我们分析了NOAA AR 12401中一个新的EFR的Hinode，IRIS和SDO数据。在Hinode/SOT Ca图像中识别的151个亮点（BP）中，有29个被SOT/SP扫描重叠。在EFR中心的七个BPs具有混合极性的光球磁背景。它们的IRIS UV光谱（例如，Si IV 1402.8 A）的亮度增强，并发生红移或蓝移，其尾部达到+/- 150 km/s，这高度暗示了双向喷流，每次增亮持续10 - 15分钟，留下类似耀斑的光变曲线。这一组中的大多数都显示出光秃秃的斑块，即U形的光球磁环。另外10个BP位于EFR边缘的单极区。它们的紫外线强度一般较弱，并表现出系统的红移，多普勒速度高达40公里/秒，这可能超过过渡区的当地声速。这两种类型的BP显示出强烈的温度上升的迹象，在低色球层。这些观测结果支持了EFR中心的加热事件是由于像Ellerman炸弹那样的抵消波动场内的磁重联引起的物理图象，而外围加热事件是由于沿着上覆的拱形细丝系统的快速下降流引起的冲击或强压缩引起的。

使用Hinode、TRACE和SOHO航天器数据的安静太阳振荡的性质

Nature of Quiet Sun Oscillations Using Data from the Hinode, TRACE, and SOHO Spacecraft

我们研究了安静的太阳振荡的性质，使用多波长观测从TRACE，日出，SOHO。目的是通过分析不同位置的功率统计分布，例如分别在亮磁（网络），亮非磁和暗非磁（网络间）区域，来研究太阳色球层和过渡区中传播波的存在。我们使用傅立叶功率和相位差技术结合小波分析。在2-4分钟、4-6分钟、6-15分钟和超过15分钟的周期带中构建二维傅立叶功率图。我们检测到存在的长周期振荡的周期在15和30分钟之间的明亮的磁性区域。这些振荡是从色球层到过渡区探测到的。傅立叶功率图表明，短周期功率主要集中在暗区，而长周期功率集中在亮磁区。这是第一次在平静的太阳网络区域的长周期波的报告。我们认为，所观察到的传播振荡是由于磁声波，这可能是重要的太阳大气加热。

AR 10923与Hinode/XRT的耀斑后演变

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。

两个活动区堆芯的辐射量分布和加热

Emission Measure Distribution and Heating of Two Active Region Cores

利用日之出极紫外成像光谱仪的观测数据，我们研究了两个活动区核心的日冕等离子体。集中在相反极性苔藓之间的区域，我们发现发射测量分布具有近似的幂律形式EM $\propto T^{2.4}$从$\log\,T = 5.5$到$\log\,T = 6.55$的峰值。我们表明，观察比较非常有利的一个简单的模型的纳米片加热环股。它们似乎也与更复杂的纳米耀斑模型相一致。然而，在没有额外限制的情况下，稳定加热也是一个可行的解释。

用Hinode/EUV成像光谱仪（EIS）观测日冕漏斗中热脉冲驱动的等离子体流

On Thermal-Pulse-Driven Plasma Flows in Coronal Funnels as Observed by Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS)

2007年2月5日，利用日出/极紫外成像光谱仪（EIS）的单弧秒狭缝扫描观测，我们发现在AR 10940东边界的开放和扩张的日冕漏斗中存在等离子体流出。Fe XII 195.120 A的多普勒速度图表明，弥散闭环系统大部分红移。在AR东部边界的开放拱门（漏斗）显示蓝移，最大速度约为10-15 km/s。这意味着通过这些磁性结构流出等离子体。为了支持这些观测结果，我们使用FLASH代码在适当的VAL-III C初始温度条件下通过求解一组理想MHD方程来进行扩展日冕漏斗的二维数值模拟。我们实现了一个稀薄的和更热的区域在模型漏斗的足点，这导致在缓慢的等离子体扰动的等离子体流的形式向外传播的演变。我们的结论是，加热，这可能是由于磁重联，可以触发所观察到的等离子体外流在这样的日冕漏斗。这可以将质量输送到更高的日冕中，从而形成新生的太阳风。

使用活动区核心中的差分发射测量和密度测量来测试稳态加热模型

Using a Differential Emission Measure and Density Measurements in an Active Region Core to Test a Steady Heating Model

日冕中加热事件的频率是日冕加热机制的一个重要制约因素。观测表明，在活动区核心测量的强度和速度是有效稳定的，这表明加热事件发生得足够快，以保持高温活动区回路接近平衡。本文利用\textit{Hinode}对活动区10955的XRT和EIS观测资料，对一个简单的定常加热模型进行了检验。首先，我们计算了有源区核心中的环的顶点区域的差分发射测度。我们发现DEM是广泛的，并在3\，MK左右达到峰值。然后，我们确定相应的足迹区域的密度。使用位场外推近似的环路长度和密度敏感线的比例来推断加热的大小，我们建立了一个稳定的加热模型的活动区核心，并发现我们可以匹配的一般性质的温度范围为6.3 $<$日志T $<$ 6.7所观察到的DEM。这个模型，第一次，占的基础压力，环路长度，和核心环路的顶点温度的分布。我们发现，密度敏感的谱线强度和大部分的热发射的活性区核心是一致的稳定加热。然而，我们还发现，稳定加热模型不能解决在较低温度下观察到的排放。这种发射可能是由于前景或背景结构，或者可能表明核心的加热更加复杂。必须测试不同的加热方案，以确定它们是否具有相同的一致性。

Hinode/SOT观测的日冕雨环的横向振荡

Transverse oscillations of loops with coronal rain observed by Hinode/SOT

在冷色球谱线H $α$和\ion{Ca}{2} H上观测到的沿环状结构下落的日冕雨凝聚是日冕中的一种壮观现象。然而，由于被认为是一种特殊的零星现象，它没有受到太多的关注。由于最近使用\textit{Hinode} /SOT、\textit{SST}的CRISP和\textit{SDO}等仪器进行的高分辨率观测，这种情况正在迅速改变。此外，数值模拟表明，日冕雨是与足点加热有关的环路热平衡的损失。这一结果突出了日冕雨在日冕加热领域的重要性。在这项工作中，我们进一步强调日冕雨的重要性，通过显示它可以在日冕磁场拓扑结构的理解中发挥的作用。我们分析了\textit{Hinode} /SOT观测的\ion{Ca}{2} H线的一个环，其中日冕雨提出了证据，在相位横向振荡的多股状结构。计算了周期、振幅、横向速度和相速度，从而可以通过日冕地震学的手段来估计波的能流和环内的日冕磁场。我们讨论了可能的解释波作为驻波或传播扭转阿尔文或快速扭结波。等离子体β参数的冷凝的估计表明，可能允许经常观察到的分离和伸长过程的冷凝的条件。我们还表明，来自横波的波压可以负责所观察到的日冕雨的低向下加速度。

Dominance of Bursty over Steady Heating of the 4--8 MK Coronal Plasma in a Solar Active Region: Quantification using Maps of Minimum, Maximum, and Average Brightness

A challenge in characterizing active region (AR) coronal heating is in separating transient (bursty) loop heating from the diffuse background (steady) heating. We present a method of quantifying coronal heating's bursty and steady components in ARs, applying it to FeXVIII (hot94) emission of an AR observed by SDO/AIA. The maximum, minimum, and average brightness values for each pixel, over a 24 hour period, yield a maximum-brightness map, a minimum-brightness map, and an average-brightness map of the AR. Running sets of such three maps come from repeating this process for each time step of run…

利用RHESSI、Hinode和TRACE观测到的一次有趣的太阳微耀斑

An Intriguing Solar Microflare Observed with RHESSI, Hinode and TRACE

研究太阳微耀斑中的粒子加速和加热。在一个微耀斑的非热发射非常高的能量（$>50$ keV），我们调查的硬X射线与RHESSI成像和光谱学和由此产生的热发射看到软X射线与Hinode/XRT和EUV与TRACE。用RHESSI观察到的非热足点在空间和时间上与软X射线和EUV中的亮足点发射相匹配。存在非热谱向下延伸至4keV的可能性。硬X射线爆发显然不符合预期的Neupert效应，时间积分的硬X射线与软X射线时间曲线不匹配。因此，尽管这是一个简单的微耀斑，具有良好的X射线观测覆盖范围，但它并不符合标准的耀斑模型。

Hinode/EIS观测的暗区上升流随温度变化的一维模拟

1D Modeling for Temperature-Dependent Upflow in the Dimming Region Observed by Hinode/EIS

我们以前发现了一个依赖于温度的上升流在昏暗的区域后，日冕物质抛射（CME）观察到的{ \it Hinode} EUV成像光谱仪（EIS）。在本文中，我们重新分析了观测结果以及以前对这一事件的工作，并提供了建模的边界条件。我们发现，耀斑爆发后30分钟内，调光区的强度急剧下降，在$\sim$爆发后1小时，调光区达到平衡。在平衡阶段，EIS观察到温度依赖性的上升流。在变暗区域的磁通管的横截面积并没有出现显着扩大。从观测约束出发，采用一种考虑质量和动量守恒定律的新方法，重建了与温度相关的上升流，并演示了等离子体条件在变暗区的高度变化。我们发现，一个超级径向膨胀的横截面积需要满足质量守恒和动量方程。在距太阳表面约7 μ m处有一个陡峭的温度和速度梯度。这一结果可能表明，强加热发生在距太阳表面7 μ m以上的暗区。我们还表明，在调光区的电离平衡假设被违反，特别是在较高的温度范围。

通过修正太阳东南边缘的Hinode/SOT Ca II H相干针状振动的证据

Evidence for coherent spicule oscillations by correcting Hinode/SOT Ca II H in the southeast limb of the Sun

由于光球波动而加热色球层、日冕和太阳风的波动理论由于观测到的波相干性的存在而得到加强。利用太阳光学望远镜（SOT）研究了日珥强度振荡的相干性。我们使用了2015年4月3日获得的Ca II H线的Hinode/SOT东南区域附近的时间序列，并将去卷积程序应用于骨针，以说明我们的恢复方法如何有效地作用于骨针等精细结构。此外，还利用小波变换分析了日缘以上不同高度的强度振荡。然后，在两个特定高度测量振荡之间的相位差，以寻找相干振荡的证据。小波变换的结果显示，在2，4，5.5，和6.5分钟在四个不同的高度的主周期峰。发现相干水平高于75%的主导频率在5.5和8.5 mHz左右。测量的平均相速度为155-360 km s-1。我们发现，平均相速度随高度增加。结果表明，相干波携带的能量通量进入日冕和日光层可能比以前的估计大几倍，以前的估计仅基于恒定的速度。我们提供了令人信服的证据向上传播的相干波的存在。

日冕X射线亮度与活动区磁场的关系：高分辨率日冕观测研究

The Relationship between Solar Coronal X-Ray Brightness and Active Region Magnetic Fields: A Study Using High Resolution Hinode Observations

利用太阳光学望远镜分光偏振计和X射线望远镜日冕X射线数据的高分辨率观测资料，重新讨论了日冕X射线亮度与全球磁场之间的关系。本研究使用了共对准矢量磁图和X射线数据。活动区域上的总X射线亮度与诸如总无符号磁通量、总无符号垂直电流以及垂直和水平磁场的面积积分平方的积分磁量很好地相关。考虑到磁量的相互依赖性，我们推断总磁通量是观测到的积分X射线亮度的主要决定因素。我们的观测结果表明，较强的日冕X射线通量与活动区磁场的高非电势无关。这些数据甚至表明，X射线亮度和活动区非电位的代表之间存在轻微的负相关。虽然有小的数值差异，在建立的相关性，主要结论是定性一致的两个不同的X射线过滤器，铝聚和钛聚过滤器，这证实了我们的结论的强度，并验证和扩展早期的研究，使用低分辨率的数据。我们讨论了我们的研究结果的影响和限制，他们设置的太阳日冕加热理论。

日之出X射线望远镜观测到的爆发太阳等离子体的质量和能量

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。

Hinode/SOT G波段观测中孤立磁亮点的动力学

Dynamics of isolated magnetic bright points derived from Hinode/SOT G-band observations

太阳光球层中的小尺度磁场可以在高分辨率磁图或G波段中被识别为磁亮点（MBP）。这些场的快速运动可以引起磁流体动力学波，并且还可以通过磁场编织和扭曲而导致纳米片。MBP速度分布是估算这些波的振幅和它们对日冕加热所能贡献的能量的关键参数。从太阳G波段图像的一个安静的太阳区域的Hinode/SOT仪器获得不同的时间和空间采样率的MBPs的速度和寿命分布。我们开发了一种自动分割，识别和跟踪算法来分析G波段图像序列，以获得MBPs的寿命和速度分布。时间/空间采样率对这些分布的影响进行了研究，并用于纠正这些数字化效果所获得的寿命和速度分布。在校正算法效应后，我们得到平均MBP寿命为（2.50 ± 0.05）min，平均MBP速度（取决于平滑处理）在（1 - 2）km/s范围内。对时间采样效应进行修正后，得到了有效速度分布的瑞利函数，其系数为（1.62 ± 0.05）km/s。速度分布的x和y分量是高斯分布.寿命分布可以用指数函数拟合。

由稳态加热与随机加热形成的日珥及日冕雨，以及如何将其与观测联系起来

Prominence and coronal rain formation by steady versus stochastic heating and how we can relate it to observations

本研究通过 MPI-AMRVAC 进行 2.5D 模拟，比较了稳态与随机加热对日珥形成的影响，并利用 Lightweaver 生成合成光谱，发现加热方式决定了日珥内部动力学呈垂直或水平取向。

An improved MHD simulation of the 2006 December 13 coronal mass ejection of active region NOAA 10930

We present a magnetohydrodynamic (MHD) simulation of the coronal mass ejection (CME) on 13 December 2006 in the emerging delta-sunspot active region 10930, improving upon a previous simulation by Fan (2016) as follows. (1) Incorporate an ambient solar wind instead of using a static potential magnetic field extrapolation as the initial state. (2) In addition to imposing the emergence of a twisted flux rope, also impose at the lower boundary a random electric field that represents the effect of turbulent convection, which drives field-line braiding and produces resistive and viscous heating in t…

太阳活动区弥散日冕等离子体的稳态加热

Steady-State Heating of Diffuse Coronal Plasma in a Solar Active Region

本研究通过三维建模与微波及极紫外观测协同，验证活动区最佳磁热模型，发现高频能量释放的稳态加热机制，且元素丰度无显著异常。

用磁通量输运和稳态加热模拟衰减活动区的日冕响应

Modeling Coronal Response in Decaying Active Regions with Magnetic Flux Transport and Steady Heating

我们提出了新的测量的极端紫外辐射的依赖性的总磁通量在活跃的地区，从大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪板上的太阳动力学天文台（SDO）。利用沿不同演化阶段跟踪的9个活动区的观测，我们将已知的辐射-磁通量幂律关系（$I\proptoΦ^α$）扩展到AIA 335 μ m通带，并将Fe XVIII 93.93 μ m谱线扩展到94 μ m通带。我们发现，总的无符号磁通量除以极性分离（$Φ/D$）是一个更好的指标的辐射度的Fe XVIII线的斜率为$α=3.22\pm0.03$。然后，我们使用这些结果来测试我们目前的理解磁通量的演变和日冕加热。我们使用磁记录从模拟衰减这些活动区域产生的平流通量传输（AFT）模型作为边界条件的潜在外推的磁场在日冕。然后，我们用基于焓的热循环演化（EBTEL）模型对每个单独的场线的流体动力学进行建模，其中稳定加热按平均场强度和长度（$\bar{B}/L$）的比率进行缩放，并呈现Fe XVIII和335 μ m的发射。我们发现，稳定的加热是能够部分再现的幅度和斜率的EUV辐射磁通量的关系，并讨论如何脉冲加热可以帮助调和的差异。这项研究表明，结合模型的磁通量运输，磁拓扑结构和加热可以产生现实的估计活动区辐射随时间的衰减。

Magnetic loops above a small flux-emerging region observed by IRIS, Hinode and SDO

I report on observations of a set of magnetic loops above a region with late-phase flux emergence taken by IRIS, Hinode and SDO. The loop system consists of many transition region loop threads with size of 5--12\arcsec\ in length and $\sim0.5$\arcsec in width and coronal loops with similar length and $\sim2$\arcsec width. Although the loop system consists of threads with different temperatures, most individual loop thread have temperature in a narrow range. In the middle of the loop system, it shows clear systematic blue-shifts of about 10\,\kms\ in the transition region that is consistent wit…

脉冲加热过程中的过渡区畸变测量

Transition Region Abundance Measurements During Impulsive Heating Events

众所周知，太阳大气中的元素丰度是变化的，这种变化是由第一电离势（FIP）组织的。以前的研究表明，在日冕中，低FIP元素，如Fe，Si，Mg和Ca，通常相对于高FIP元素，如C，N，O，Ar和Ne富集。在本文中，我们报告的等离子体成分的测量过程中观察到的脉冲加热事件在过渡区的温度与极紫外成像光谱仪（EIS）日出。在这些事件中，O IV，V和VI发射线的强度相对于Mg V，VI和VII以及Si VI和VII的发射线增强，并表示接近光球的组合物。与此相反，长寿命的日冕扇结构显示出低FIP元素的富集。我们推测，等离子体成分是日冕加热过程的一个重要特征，脉冲加热导致太阳大气层较低层的未分馏物质蒸发，高频加热导致长寿命的结构和日冕中低FIP元素的积累。

利用FOXSI硬X射线观测非耀斑太阳活动区的热等离子体

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。

太阳活动区制约日冕加热的热线光谱观测

Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions

对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。

日冕辐射时滞分析中的定常加热特征

Signatures of Steady Heating in Time Lag Analysis of Coronal Emission

在研究日冕加热的许多方法中，Viall & Klimchuk（2012）的时间滞后方法作为传统使用的分析技术的补充变得越来越普遍。时滞方法交叉相关的光曲线在一个给定的空间位置获得的光谱带，样品不同的温度等离子体。它最广泛地用于太阳动力学观测站大气成像组件的数据。我们之前已经将时间滞后方法应用于整个活动区域和周围安静的太阳，并创建结果地图（Viall & Klimchuk 2012; Viall & Klimchuk 2015）。我们发现，大部分的时间滞后是一致的冷却日冕等离子体已被脉冲加热。此外，地图区域的很大一部分具有零时滞。这并不表示缺乏可变性。相反，强可变性必须存在，并且它必须在不同通道中同步发生。我们之前已经表明，这些零时间滞后与过渡区对日冕纳米耀斑的响应一致（Viall & Klimchuk 2015; Bradshaw & Viall 2016），但其他解释也是可能的。一个常见的误解是，零时间滞后表明稳定的排放是由于稳定的加热。使用模拟和观察到的光变曲线，我们在这里证明，高度相关的光变曲线在零时滞是不兼容的平衡解决方案。这样的光变曲线只能通过进化来创造。

能量孤立宁静太阳瞬变的观测：准定常日冕加热的证据

Observations of an Energetically Isolated Quiet Sun Transient: Evidence of Quasi-Steady Coronal Heating

越来越多的证据表明，日冕加热的贡献来自较冷的太阳大气层，特别是安静的太阳（QS）条件，挑战标准的太阳大气描述明亮的过渡区（TR）的排放。因此，问题的作用，动态QS瞬变的贡献，总的日冕能量预算的升高。利用{\it大气成像组件}和{\it太阳动力学天文台}上的{\it日面磁成像仪}的观测数据，以及日冕磁场的数值模型外推，我们研究了一个动态QS瞬态，该瞬态与TR能量隔离，并从两个加热环弧共享的一个共同的足点挤出。一个非因果关系的QS瞬态和广泛传播的磁场重组事件的幕式加热之间建立，而证据被发现有利于典型的喷发过程的磁拓扑结构。准稳态交换重联事件牵连作为瞬态的明显明亮的辐射签名的来源。我们认为QS瞬态的时间稳定（$\approx$\，35\，min）的辐射性质发生的结果，大规模的磁场几何形状的QS和/或相对安静的性质的磁光球，这可能会起到抑制能量积累过程所需的启动灾难性的喷发阶段。这项工作提供了洞察QS的热力学和磁喷发过程准稳定加热的小规模动态和TR瞬态的关系。这项工作提高了参数的不可忽略的日冕加热贡献冷大气层在QS条件下，并增加了太阳风质量喂养的动态瞬变的证据。

来自Hinode/XRT的非耀斑日冕活动区中广泛热等离子体的证据

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。

单次局域加热触发日珥形成的条件

Conditions for Solar Prominence Formation Triggered by Single Localized Heating

针对日珥形成机制，通过1.5维磁流体动力学模拟研究单次局域加热触发凝聚的条件，发现加热率约为稳态加热10⁴倍、热传导效率低于冷却效率时发生凝聚，还扩展了热非平衡条件的公式。

利用 SDO/AIA、Hinode/XRT 和 MinXSS-1 观测分解太阳耀斑中的热特征与丰度特征

Disentangling Thermal and Abundance Characteristics in a Solar Flare Using SDO/AIA, Hinode/XRT, and MinXSS-1 Observations

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。

2012年1月27日与太阳日冕物质抛射相关的爆发日珥的加热

Heating of an erupting prominence associated with a solar coronal mass ejection on 2012 January 27

我们研究了与日冕物质抛射和X级耀斑有关的爆发日珥和环的加热。日珥在爆发初期的极紫外线吸收中可见。之后日珥变成放射状，这表明喷发的等离子体被加热。我们利用氢和氦在不同通带的吸收特性，求出了爆发日珥的密度。我们估计的温度和密度的爆发日珥和环被视为使用差分发射测量方法，它使用EUV和X射线观测大气成像组件板太阳动力学天文台和X射线望远镜板日之出发射功能。在这些计算中，我们考虑使用光球和日冕丰度的合成光谱。我们验证的方法估计的温度和密度的爆发等离子体。然后，我们估计的热，动力，辐射损失，热传导和加热的爆发日珥和环的能量。我们发现，加热的爆发日珥和环强烈发生在早期的爆发。这一事件显示了爆发日珥的扭动运动，这可能表明在磁重联过程中，热通量绳被热能释放加热。

由氧V线比确定耀斑色球的能量平衡

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。

Two-Phase Heating in Flaring Loops

We analyze and model a C5.7 two-ribbon solar flare observed by SDO, Hinode and GOES on 2011 December 26. The flare is made of many loops formed and heated successively over one and half hours, and their footpoints are brightened in the UV 1600 A before enhanced soft X-ray and EUV missions are observed in flare loops. Assuming that anchored at each brightened UV pixel is a half flaring loop, we identify more than 6,700 half flaring loops, and infer the heating rate of each loop from the UV light curve at the foot-point. In each half loop, the heating rate consists of two phases, an intense impu…

单极区中的三维磁重联：太阳日冕亮点案例研究

Three-dimensional magnetic reconnection in unipolar regions. A case study of coronal bright points in the Sun

本研究通过Bifrost三维辐射磁流体模拟，揭示单极区日冕亮点中无零点的三维磁重联反复驱动局部加热至约2 MK并产生上流，与Hinode/EIS观测的蓝移一致，为太阳大气加热提供新机制。

宁静日冕温度结构的Hinode/极紫外成像光谱仪观测

Hinode/Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer Observations of the Temperature Structure of the Quiet Corona

利用{\it Hinode}上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的数据，对静止日冕进行了差分辐射测量（DEM）分析。我们表明，预期的安静的太阳DEM分布可以从明智地选择线恢复，并且它们的平均强度可以再现到30%以内。我们提出了一个子集，这些选定的线跨越温度范围$\log$ T = 5.6至6.4 K，可以用来可靠地推导DEM分布。该子集可以使用，而不需要进行广泛的测量和观测强度可以复制到发射前校准的EIS的估计不确定性内。此外，使用这个子集，我们还表明，安静的日冕DEM分布可以恢复的大小尺度下的仪器（1 $"$像素）的空间分辨率。因此，该子集将是有用的小规模的空间不均匀性的研究，在日冕温度结构，例如，除了研究需要多个DEM推导在空间或时间。我们应用该子集到45安静的太阳数据集在2007年1月至4月期间，并表明，虽然日冕DEM的绝对幅度可能与释放的能量的量的规模，分布的形状是非常相似的至少$\log$ T $\sim$ 6.2 K在所有情况下。这一结果与以下观点一致：宁静太阳DEM的{\it形状}主要是等离子体的辐射和传导性质的函数，并且对能量沉积的位置和速率相当不敏感。这种{\it通用} DEM可能对其他因素敏感，如环路几何形状、流动和加热机制，但如果是这样，它们不会在安静的太阳区域之间有显著变化。

日出星极紫外成像光谱仪对非耀斑活动区热等离子体的观测

Hot Plasma in Non-Flaring Active Regions Observed by the Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer on Hinode

Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪在两个波长范围内获得太阳大气层的高分辨率光谱：170 - 210埃和250 - 290埃。这些波长区域包含覆盖来自色球/过渡区域的温度区域的大量发射线（例如，He II，Si VII）到耀斑温度（Fe XXIII，Fe XXIV）。对于理解日冕加热特别感兴趣的是在192.858埃处的Ca XVII线，其形成温度接近600万度。然而，这条线与两条Fe XI和六条O V线混合。在本文中，我们讨论了一个具体的程序，以提取钙XVII线的共混物。我们对五个活动区域和一个肢体耀斑的光栅数据执行了该程序，并证明如果Ca XVII通量占混合物的至少~10%，则可以从混合物中满意地提取Ca XVII线。我们展示了由Ca XVII发射描绘的高温日冕的例子，并发现Ca XVII发射在这些活动区域中具有三个形态特征-- 1）“胖”中等大小的环被限制在比100万度日冕更小的空间中，2）围绕这些环的较弱的扩散发射遍布活动区域的核心，以及3）强Ca XVII环的位置在由1百万度等离子体形成的线发射中通常较弱。我们发现，使用Ca XVII到Fe XI线强度比作为代理，在活动区域的核心中，600万度等离子体相对于较冷的100万度等离子体的发射测量比可以高达10。在活跃区核心之外，100万度环是丰富的，该比率的上限约为0.5。

差分发射测量能限制能量沉积的时间尺度吗

Can the Differential Emission Measure constrain the timescale of energy deposition

在本文中，Hinode/EIS仪器探测日冕加热的辐射特征的能力进行了研究。最近对AR核心的观测研究表明，低频和高频加热机制与观测结果一致。区分这些可能性对于识别加热的物理机制是重要的。差分发射测量（DEM）工具是一种诊断工具，可以通过日冕峰冷端DEM斜率的幅度进行这种区分。因此，了解与这些测量相关的不确定性至关重要。使用适当的估计的不确定性所涉及的DEM反演的问题，我们得到的置信水平上观察到的DEM斜率。结果表明，在斜坡重建的不确定性强烈地依赖于约束的斜率线的数量。在更有利的情况下，典型的不确定性估计约为$\pm 1.0$。