On the Nature and Genesis of EUV Waves: A Synthesis of Observations from SOHO, STEREO, SDO, and Hinode
太阳和日光层观测站飞行任务的一个重大发现，尽管是偶然的发现，是极紫外线望远镜观测到在太阳表面很大一部分上传播的大规模极紫外线强度锋。这些所谓的EIT或EUV波与喷发现象有关，并已被深入研究。然而，它们的波性质受到了非波（或伪波）解释的挑战，这个问题仍然存在争议。最近的一系列太阳任务提供了对这些波的大量详细的EUV观测，使我们更接近于解决它们的性质。通过这篇综述，我们收集了该领域的最新知识，并将其合成为CME横向扩展驱动的EUV波的图像。这张图可以解释观测结果的波和伪波解释，从而在很大程度上解决了关于EUV波性质的争议，但并不完全。最后，我们讨论了EUV波研究领域中的几个悬而未决的问题。
2012-03-06 astro-ph.SR
Study of EUV Emission and Properties of a Coronal Streamer from PROBA2/SWAP, Hinode/EIS and Mauna Loa Mk4 Observations
宽视场极紫外望远镜在对太阳上的1兆千兆赫等离子体敏感的光谱波段成像，经常观察到从活动区域径向延伸到1.5 - 2Rsun距离的扩展射线状日冕结构，这代表了白光流光的极紫外对应物。为了解释这一现象，我们研究了2010年10月20日至21日由PROBA 2/SWAP EUV望远镜与Hinode/EIS光谱仪（HOP 165）和Mauna Loa Mk4白光日冕仪一起观察到的流光的性质。在包括Fe ix-Fe xi线的SWAP 174 A带中，在2Rsun的距离处检测到流光。我们假设EUV辐射主要由来自下层日冕的单色辐射的碰撞激发和共振散射所控制。在1.2Rsun以下，用线比法从Hinode/EIS数据导出等离子体密度和温度。等离子体条件的流光和背景电晕以上1.2Rsun从磁盘中心确定的前向建模的发射，最适合的观测数据在EUV和白光。发现在1.2Rsun以上的流光中的等离子体接近等温，温度T = 1.43 ± 0.08MK。由估算的密度分布确定的流体静力学标度-高度温度明显较高（1.72 ± 0.08 MK），这表明沿流注存在向外的等离子体流。我们的结论是，在流光，碰撞激发提供了超过90%的观察到的EUV发射，而在背景电晕，共振散射的贡献变得可比的碰撞在R> 2Rsun。
2013-12-09 astro-ph.SR
Doppler Shift, Intensity, and Density Oscillations Observed with the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
用Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪在一些活动区的日冕发射线中观测到了低振幅多普勒频移振荡。驻波和传播波都已被探测到，许多周期也已被观测到，但所有可能与活跃区有关的波模式的清晰图像尚未出现。在这项研究中，我们研究了2007年8月22- 23日在活动区附近的plage中用EIS获得的额外观测结果。我们发现多普勒频移振荡的振幅在1和2公里/秒之间的发射线范围从Fe XI 188.23埃，这是在日志T = 6.07形成的Fe XV 284.16埃，这是在日志T = 6.32。典型周期接近10分钟。我们还观察到一些检测到的多普勒频移振荡的强度和密度振荡。在观察得较好的情况下，振荡与向上传播的慢磁声波一致。用日之出太阳光学望远镜宽带滤波成像仪同时观测Ca II H线也显示了10分钟振荡的一些证据。
2010-03-01 astro-ph.SR
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Physikalisch Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）
Hinode EIS观测到非日冕爆发期间的强多普勒位移，源于边缘活跃区域的小规模日冕喷射，表明EUV多普勒图比EUV图像更敏感地检测小规模爆发。
2025-12-02 astro-ph.SR
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。
2014-07-26 astro-ph.SR
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。
2009-04-30 astro-ph.SR
CHIANTI - An atomic database for emission lines. XI. EUV emission lines of Fe VII, Fe VIII and Fe IX observed by Hinode/EIS
介绍了对Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪观测到的Fe VII、Fe VIII和Fe IX发射谱线的详细研究。在170-212 A和246-292 A范围内的光谱显示了来自太阳过渡区上部（温度5.4 <= log T <= 5.9）的强烈增强的谱线，这使得可以进行许多新的谱线识别。Fe VII线与新的原子模型预测的比较揭示了新的等离子体诊断，但是理论和观测之间存在一些对密度和温度不敏感的发射线比率的分歧，这表明需要改进原子数据。Fe VIII的谱线比率也显示出与理论的差异，与192和198 A之间的谱线相比，强185.21和186.60谱线被低估了60- 80%。新发现的253.9和255.8之间的多重峰相对于185-198 A之间的谱线提供了极好的温度诊断机会，然而原子模型低估了这些谱线的强度3-6倍。在波长176.959和177.594处对Fe IX的两条新谱线进行了鉴别，而在186和200之间的另外七条谱线则被认为是Fe IX的谱线，但这些谱线不能进行跃迁鉴别。Fe VII和Fe IX的新原子数据被证明可以显著修改TRACE 195 A成像通道的响应函数模型，从而影响该通道的温度测定。这些数据还将影响其他太阳极紫外成像仪器的响应功能，如SOHO/EIT，STEREO/EUVI和太阳动力学观测台即将推出的AIA仪器。
2009-07-20 astro-ph.SR
EUV Emission and Scattered Light Diagnostics of Equatorial Coronal Holes as Seen by Hinode/EIS
太阳日冕等离子体的光谱诊断严重依赖于测量谱线强度的不确定性。不确定性的主要来源之一是仪器散射光，这在低亮度区域可能是最重要的。在日冕中，这些区域包括极地和赤道冕洞，它们是太阳风的源区;因此仪器散射光必然对太阳风源区的研究构成重大障碍。在本文中，我们调查的重要性，仪器散射光的观测赤道冕洞的日出/EIS光谱仪在两个不同阶段的太阳活动周期。我们发现，仪器散射光是显着的，在所有温度下，在这两个地区，它相当于约10%的平均强度的邻近安静的太阳区域。这种贡献占主导地位的谱线形成的温度大于日志T = 6.15 K的测量强度，并有深刻的影响，赤道冕洞等离子体的光谱诊断和研究的大部分到达地球的太阳风的源区。我们的研究结果表明，在冕洞等离子体分布的高温尾部的温度，但很小，是由于散射光的存在下的文物。
2018-01-28 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
Diagnostics of the Coronal Hole and the adjacent Quiet Sun by The Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS)
利用日冕仪/极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱诊断技术，对冕洞（CH）和邻近的宁静太阳（QS）进行了比较。日冕漏斗在新生快太阳风的形成和传播中起着重要作用。应用高斯拟合方法对观测到的谱线轮廓、多普勒速度、强度、谱线宽度和电子密度进行了估算。本研究的目的是根据光谱特征识别日冕漏斗。在QS和CH中发现了超宽区（超过阈值的超宽区）。在CH和QS的超宽区中，等离子体流反转（在特定高度处平均红移变为蓝移）发生在~ 5.01 $\times$ 10 $^{5}$ K。此外，在QS的宽度过大的区域中的高密度集中提供了这些区域是日冕漏斗的足迹的指示。我们还发现CH的非热速度比QS高，证实CH是快速太阳风的源区。多普勒和非热速度记录不同的温度线也与以前发表的结果进行了比较。从太阳低层大气到高层大气，低层大气以下降流为主，而日冕线则以上升流为主，最大值为10-12 km s $^{-1}$。非热速度首先增加，但在Log T $_{e}$ = 5.47之后，它在QS中进一步减小。这种趋势可以解释为阿尔文波消散的特征，而先前报告的增加趋势可能归因于阿尔文波在较低高度增长的特征。O { \sc vi}形成温度附近纳米耀斑的优势也可以解释非热速度趋势。
2014-09-03 astro-ph.SR
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
Electron density of active region outflows measured by the EUV Imaging Spectrometer onboard Hinode
为了更好地了解活动区外流的性质，利用密度敏感的Fe xiv 264.78A/274.20A线对测量了活动区外流的电子密度，由于外流区的日冕线轮廓由多普勒频移< 10 km s^-1的主分量和次分量组成，（增强型蓝翼：EBW）蓝移高达100 km/s，我们通过双高斯拟合从谱线轮廓中提取EBW。我们尝试将同时拟合应用于具有几个物理限制的这两条Fe xiv线。根据CHIANTI数据库，通过参考作为电子密度函数的理论强度比，计算两种组分的电子密度（分别为n_Major和n_EBW）。我们研究了NOAA AR 10978周围流出区域的六个位置。平均电子密度为n_Major = 10^（9.16 +- 0.16）cm^-3，n_EBW = 10^（8.74 +- 0.29）cm^-3。在东、西部外流区，n_Major与n_EBW的大小关系相反。还计算了每个分量的柱深，这导致流出在东部地区仅占一小部分（~ 0.1），而在西部地区，流出在线剖面中占主导地位的主要分量为5倍。当考虑到扩展的日冕结构时，西部区域可以被认为代表了质量泄漏。相反，我们提出了一种可能性，即东部地区实际上有助于日冕环的质量供应。
2015-02-25 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
Chromospheric Evaporation in an M1.8 Flare Observed by the Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer on Hinode
我们讨论的色球蒸发的复杂耀斑，发生在2012年3月9日03：30 UT附近的日之出航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的观测。这是一个具有强能量输入的多重事件，在EIS观察时达到了M1.8级。EIS获得了耀斑的全CCD光谱。色球蒸发的特征是150-200 km/s的上升流，在多个位置的数百万度谱线的耀斑离子，如Fe XXII，Fe XXIII，和Fe XXIV，同时20-60 km/s的上升流，在数百万度的日冕线的离子，如Fe XII - Fe XVI。较冷的过渡区离子如O VI、Fe VIII、He II和Fe X的行为更为复杂，但在Fe VIII和Fe X线中也观察到了上升流。在接近强能量输入的空间和时间点，耀斑离子Fe XXII，Fe XXIII和Fe XXIV揭示了一个等温源，温度接近14 MK，没有强蓝移成分。在该位置处，在较冷的活性区线中存在来自诸如Fe XIII和Fe XIV的离子的强向下流动。我们推测，这种下降流可能是MHD模拟中看到的电流片重联产生的向下冲击的证据。在这个位置附近也发生了一次日震。
2012-12-17 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
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。
2010-08-11 astro-ph.SR
Observational Evidence for Coronal Twisted Flux Rope
2007年1月16日NOAA AR 10938的多仪器数据集（例如，利用{ \emph{Hinode} }、{\it{STEREO} }、{\it{GOES} }、{ \it{MLSO} }和{ \it{ISOON} } H $α$）来研究表现出多个交叉线的磁环系统的精细结构和演化，其布置和各个形状非常暗示磁通绳中的各个场线。磁力线的足迹紧密地扎根于孔隙和斑块区域。{ \it{GOES} }在世界时2：35左右在多线系统的一个足点附近记录到的C级耀斑（以及极紫外数据显示的一圈环材料）导致磁结构变亮，揭示了它的精细结构，其中有几条线表明高度的连接（暗示了左手螺旋图案，如稍后形成的灯丝结构所示）。利用{ \emph{Hinode} }/EIS对2：46 UT的热谱线进行的极紫外观测显示出复杂的日冕环结构。大约20分钟后，在来自{ \emph{Hinode} }/XRT的X射线图像中观察到相同的特征，大约30分钟后，在具有更好分辨率的{ \it{STEREO} }/SECCHI/EUVI的EUV图像中观察到相同的特征。1H $α$和304 μ m图像显示在同一区域存在几个细丝原纤维。几个小时后，它们进化成一个更密集的结构，似乎显示出螺旋结构，持续几天，形成一段更大规模的细丝。目前的观测结果提供了一个重要的指示，通量袍作为一个太阳暗条的前兆。
2008-12-31 astro-ph.SR
Velocity Structure and Temperature Dependence of Extreme-Ultraviolet Jet Observed by Hinode
EUV/X射线喷流的加速机制仍不清楚。在大多数情况下，该机制有两个候选人。一个是磁重联，另一个是色球蒸发。我们利用太阳动力学天文台/大气成像组件、太阳光学望远镜、太阳X射线望远镜和极紫外成像光谱仪观测到了2011年2月18日10：50 - 11：10 UT之间的一个相对紧凑的X射线喷流。我们的结果如下：1）EUV和X射线观测显示了X射线喷流的一般特征，如横跨极性反转线的拱形结构，在拱形腿的一侧显示的喷流亮点，以及拱形上方的尖顶。2）多波长观测和Ca II H带图像显示存在低温（~10 000 K）等离子体（即，灯丝）在射流的中心。3)在磁象和Ca Ⅱ H带图象中，在极性反转线上存在暗条，拱结构也跨在它上面，另外，在观测到喷流前后几小时，喷流周围出现了磁抵消现象。4)由多普勒速度图、计算的差分辐射测量和合成谱估计的加速等离子体的温度分布表明，等离子体速度与温度之间没有明显的依赖关系。对于第三个结果，观测结果表明磁抵消可能与喷流和暗条的形成有关。这一结果表明，触发的喷流是磁抵消，而不是新兴的磁拱通量。第四个结果表明，伴随X射线喷流的等离子体加速似乎是由磁重联而不是色球蒸发引起的。
2019-04-23 astro-ph.SR
EUV spectral line formation and the temperature structure of active region fan loops: observations with Hinode/EIS and SDO/AIA
与研究AR风扇循环使用Hinode/EIS和SDO/AIA的目的，我们调查了一些不一致的Fe VIII和Si VII线的绝对强度建模，并解决为什么他们的图像看起来非常相似，尽管事实上，他们有显着不同的形成温度在电离平衡：日志T/K = 5.6和5.8。这些问题是重要的解决，因为信心已被破坏，在他们的使用DEM分析，和Fe VIII是在低温下的AIA 131 A通道的主要贡献者。此外，它们是用于速度研究的最佳EIS线，并且用于将正确的温度分配给风扇中的速度测量。我们发现，Fe VIII 185.213A线是特别敏感的DEM的斜率，导致其有效形成温度的不成比例的变化。如果DEM在log T/K = 5.6至5.8范围内具有陡峭的梯度，或者是强烈的峰值，则Fe VIII 185.213 A和Si VII 275.368 A将在相同的温度下形成。我们表明，这种效果解释了这些图像的相似性的球迷。此外，我们表明，最近的电离平衡汇编解决绝对强度的差异。然后，我们将EIS和AIA相结合，确定了若干扇环的温度结构，发现它们的峰值温度在0.8- 1.2MK之间。EIS数据表明，温度分布具有有限的（但窄的）宽度< log sigma/K = 5.5，在一种情况下，发现该宽度基本上朝向环底部加宽。AIA和EIS在风扇的温度、排放测量和热分布上产生类似的结果，尽管有时AIA数据表明相对较大的热宽度。结果表明…
2011-01-27 astro-ph.SR
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。
2007-12-03 astro-ph astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability in an active region jet observed with Hinode
在过去的十年中，在太阳大气中检测到了各种类似喷流的现象，包括在日冕温度范围内观察到的极紫外线（EUV）和X射线喷流等离子体喷射。我们研究了沿位于NOAA AR 10938西侧的EUV喷流传播的横向磁流体动力学（MHD）波的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性发展的可能性，并在2007年1月15日/16日由Hinode上的三台仪器观察到（Chifor等人，481，L57（2008））。在LogT_e = 6.2附近观测到了上升流速度超过150 km/s的喷流。用Fe XII线比186和195线比，测得的密度大于LogN_e = 11。我们将极紫外射流模拟为垂直运动的磁通量管（无扭曲和弱扭曲），研究了扭结（m = 1）模和高m模（方位角模数m = 2，3，4）的传播特性。结果表明，在112- 114.8km/s的流速范围内，所有这些MHD波都可能变得不稳定。当将射流模拟为包含在无扭曲磁通量管中的可压缩等离子体时，得到最低临界射流速度为112 km/s。我们比较了两个用解析方法求得的KH不稳定性发生的阿尔芬马赫数临界值的判据，并得出结论：其中一个判据能给出可靠的阿尔芬马赫数临界值。研究了在射流上传播的稳定和不稳定MHD模的性质，结果表明，在稳定区，所有的模都是纯表面波，而在无扭曲可压缩等离子体流管中，不稳定的扭结（m = 1）模则成为漏波。在不可压缩介质（对于射流及其环境）的…
2015-12-26 astro-ph.SR
Coronal Dimmings and the Early Phase of a CME Observed with STEREO and Hinode/EIS
我们研究了2009年2月13日日冕物质抛射（CME）的早期阶段。观测与双立体声航天器在正交使我们能够比较第一次在同一事件的时间演变的日冕EUV调光，同时观察到的磁盘和以上的肢体。我们发现，这些调光是同步的，并出现在脉冲加速阶段的CME，最高的EUV强度下降发生在几分钟后的最大CME加速。在传播阶段，两个封闭的，双极变暗区域，出现在附近的一个前耀斑S形结构的足点，显示出明显的迁移远离CME相关的耀斑的网站。此外，它们围绕耀斑现场的“中心”旋转，即，暗物质的结构表现出与耀斑后环相同的“剪切-势能”演化。我们的结论是，双昏暗的运动模式不仅反映了爆发的通量绳，但也随之而来的覆盖拱廊的拉伸。最后，我们发现：（1）全球范围的暗物质从爆发源区向外扩展，其传播速度与离开CME锋面的速度相似;（2）质量损失主要发生在CME加速最强的时期。爆发后两个小时，日出/EIS的观测结果显示，没有大量的等离子体流出，起源于“开放”领域的双调光区域。
2011-10-03 astro-ph.SR
Evidence of Twisting and Mixed-polarity Solar Photospheric Magnetic Field in Large Penumbral Jets: IRIS and Hinode Observations
最近一项利用{ \it Hinode}（SOT/FG）数据对太阳黑子进行的研究显示，一些异常大的半影喷流经常重复出现在半影的同一位置，即半影细丝的尾部或多个半影细丝的尾部会聚的地方。在SOT/FG获得的\NaI \ 5896 Stokes-V图像中，这些位置有明显的光球混合极性磁通量。最近的几项研究发现，太阳宁静区（QR）、冕洞（CH）和近活动区（AR）的极紫外（EUV）/X射线日冕喷流在其底部具有明显的混合极性通量，磁通量抵消准备并触发了驱动喷流的微丝通量绳喷发。典型的QR、CH和AR日冕喷流比大型半影喷流大100倍，在EUV/X射线图像中显示出它们的尖顶清晰的扭曲运动。在这里，使用IRIS \MgII \ k 2796太阳黑子的半影图像和光谱，我们的特点大半影喷流。我们发现红移和蓝移在几个大的半影喷流中彼此相邻，并将其解释为喷流尖顶中磁场的解扭。使用Hinode/SOT（FG和SP）数据，我们还发现混合极性的磁通量在这些喷流的基础。由于大的半影喷流在其底部具有混合极性场，并且在其尖端具有扭转运动，因此它们可能以与QR、CH和AR日冕喷流相同的方式被驱动。
2018-11-23 astro-ph.SR
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。
2009-10-28 astro-ph.SR
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。
2009-03-17 astro-ph.SR
Evidence of Explosive Evaporation in a Microflare Observed by Hinode/EIS
我们提出了一个详细的研究期间发生在2007年12月7日的微耀斑爆炸色球蒸发与极紫外成像光谱仪（EIS）的观测日之出。我们发现温度依赖的上升流形成的线从1.0至2.5 MK和下降流形成的线从0.05至0.63 MK在耀斑的脉冲阶段。线的强度和非热线宽出现在大多数的线增强，并在时间上与显着蒸发时观察到的时间。我们的结果与耀斑模型的数值模拟一致，耀斑模型考虑了强非热电子束在产生色球爆炸蒸发中的作用。在这个微耀斑中观察到的爆炸性蒸发意味着相同的动力学过程可能存在于震级非常不同的事件中。
2010-09-16 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
Spectroscopic Analysis of an EIT Wave/Dimming Observed by Hinode/EIS
EIT波是一种从日冕物质抛射（CME）源区向外传播的波状现象，其后伴随着扩展的暗化。我们提出了一个光谱研究的EIT波/调光事件所观察到的Hinode/EIS。虽然波前的识别在某种程度上受到预先存在的环路结构的影响，但扩展的调光是明确的。我们研究了4条EUV谱线的谱线强度、谱线宽度和多普勒速度。除了先前研究中发现的暗区等离子体流出的蓝移外，我们还发现在暗区的外缘，所有4条谱线的宽度都增加了。我们说明，这一功能可以很好地解释了场线拉伸模型，它声称EIT波显然是移动的亮，是由连续拉伸的封闭场线产生的。
2010-09-16 astro-ph.SR
Comprehensive Determination of the Hinode/EIS Roll Angle
本文提出了一种新的用于日出号航天器上极紫外成像光谱仪（EIS）的共对准方法。除了指向偏移和航天器抖动之外，这种方法还确定了从未系统测量过的仪器的滚转角，因此通常不会进行校正。EIS的最佳指向是通过最大化Fe XII 195.119 X射线与太阳动力学天文台（SDO）上大气成像组件（AIA）193 X射线波段图像的互相关来计算的。通过对3336个具有高信噪比的栅格数据进行共对齐，我们估计了EIS和AIA之间的旋转角，并探讨了其值的分布。我们报告的平均值为（-0.387 $\pm$ 0.007）°。我们还提供了这种方法的软件实现，可用于任何EIS光栅的共对齐。
2019-03-28 astro-ph.SR
EUV lines observed with EIS/Hinode in a solar prominence
我们报告的观测日珥获得2007年4月26日使用日之出极紫外成像光谱仪。在突出的几个区域被确定为进一步的分析。给出了地层温度在log（T）=4.7-6.3之间的谱线的选定剖面以及它们的积分强度。讨论了谱线轮廓。我们特别注意与日冕线混合的He II线。我们的分析证实，在EUV线的抑郁症可以解释两种机制：日冕辐射的氢和中性氦共振连续吸收，和发射率阻塞。我们提出了估计的He II线的综合强度在日珥的不同部分，根据不同的情况下的相对贡献的吸收和发射率阻塞的日冕线混合的He II线。我们估计的贡献，He II 256.32线在He II光栅图像变化之间的光栅的总强度的44%和70%的突出根据不同的模型来考虑到混合日冕线。He II谱线的积分强度与先前一维非LTE辐射转移计算得到的理论强度一致，初步估计中心温度为8700 K，中心压力为0.33 dyn/cm ^2，柱质量为2.5 × 10^{-4} g/cm ^2。相应的理论氢柱密度（10^{20} cm^{-2}）比根据195 ° C的不透明度估计值推断的高出两个数量级。非LTE的计算表明，He II 256.32三线基本上是由入射辐射的共振散射形成的双电晕过渡区。
2011-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Energy conversion rate of an active region transient brightening estimated by a spectroscopic observation of Hinode
我们统计估计的转换率的能量释放过程中的活动区瞬态增亮多普勒运动和热和非热能。我们使用了两种类型的数据集的能量估计和检测的瞬态增亮。一个包括由Hinode/EUV成像光谱仪观察到的Fe xiv，Fe xv和Fe xvi线的光谱图像。另一个包括从太阳动力学观测台/大气成像组件（AIA）的211毫米波段获得的图像。观测到的活动区域是2013年11月9日和之后一天的NOAA 11890。结果发现，在每次增强中，多普勒运动和非热能的释放量分别约为热能变化量的0.11%和10100%。使用这个转换率，我们估计的贡献的总能量通量的AIA瞬态增亮的活动区域加热的传导和辐射损失的最多为2%。
2021-06-11 astro-ph.SR
Solar radio burst associated with the falling bright EUV blob
在2015年11月4日耀斑开始时，在1300 - 2000 MHz频率范围内，我们观察到一个非常罕见的缓慢正漂移爆发。我们在IRIS，SDO/AIA，Hinode/XRT和H alpha观测的同时EUV观测中寻找相关现象。我们发现，这一射电爆发伴随着在过渡区、日冕和耀斑温度下可见的亮斑，沿暗环以约280 km/s的速度下落到色球层。暗环在H α中可见，但随后消失。此外，我们发现，下降的斑点与色球相互作用所表示的H α光谱的突然变化，在这个相互作用的位置。考虑到不同的可能性，我们建议所观察到的缓慢正漂移的突发产生的热传导前形成的下降热EUV斑点的前面。
2018-04-17 astro-ph.SR
The nascent fast solar wind observed by EIS onboard Hinode
太阳风的起源是空间和太阳物理学中尚未解决的重要问题之一。我们在这里报告的第一个光谱特征的新生快速太阳风的观测基础上的极冕洞，其中补丁的蓝移明显地存在于多普勒谱的日冕发射线与lg（T/K）=6.0的形成温度。相应的上升流与冕洞中的开放场线有关，似乎始于太阳过渡区，并随着温度的升高而变得更加突出。这种依赖于温度的等离子体外流被解释为极冕洞中新生快速太阳风的证据。具有显著上升流的斑块在上过渡区仍然是孤立的，但在日冕中合并，这与太阳风外流由膨胀的磁漏斗引导的情景一致。
2009-12-22 astro-ph.SR
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。
2010-11-20 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
Solar Ultraviolet Bursts in a Coordinated Observation of IRIS, Hinode and SDO
太阳紫外暴是过渡区图像中的小尺度致密增亮。在这些爆发中，过渡区谱线的光谱轮廓显著增强和加宽，并且经常与色球层吸收线如Ni~{ \sc{ii} } 1335.203和1393.330 λ重叠。我们使用界面区域成像光谱仪（IRIS），太阳动力学天文台（SDO）和\textit{Hinode}在2015年2月7日的协调观测来研究几个紫外线爆发的特性。我们共观测到12个紫外暴，其中11个紫外暴揭示了Ni~{ \sc{ii} }吸收线的小的蓝移。然而，在一个紫外爆发中，Ni~{ \sc{ii} }线出现了明显的$\sim$ 20 km s $^{-1}$的红移，这似乎与IRIS狭缝图像中观察到的冷等离子体下降流有关。我们还研究了三维磁场拓扑结构使用磁流体静力学模型，并发现一些紫外爆发与磁零点或秃斑。此外，我们发现，这些紫外线爆发揭示没有明显的日冕签名从SDO上的大气成像组件（AIA）和极紫外成像光谱仪（EIS）上的观测\textit{Hinode}。
2019-02-12 astro-ph.SR
Pre-flare and active region plasma flows and structure seen by the short wavelength camera on SOLAR-C/EUVST
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球-环境宇宙研究中心）
研究太阳耀斑触发和日冕加热机制，通过对太阳-C/EUVST 短波长相机正向建模并与前代 EIS 比较，发现其能分辨通量管、捕捉速度梯度，精度优于 1km/s，有望直接观测耀斑触发相关过程并确定活动区环结构。
2026-07-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Hinode/EIS Line Profile Asymmetries And Their Relationship with the Distribution of SDO/AIA Propagating Coronal Disturbance Velocities
利用太阳动力学天文台的Hinode/EIS和大气成像阵列（AIA）的联合观测，我们探讨了日冕EUV谱线轮廓的不对称性。我们发现，不对称存在于所有的谱线研究，而不仅仅是最近在文献中报道的最热的线。这些不对称性表明，第二发射分量的速度在不同温度下相对一致，并且与SDO/AIA图像中可见的低层大气中物质插入的表观速度一致，作为传播的日冕扰动。此外，所观察到的不对称性在整个采样的温度空间和所研究的小区域中具有相似的幅度（几个%）和宽度（从RB分析确定）。显然，在RB分析中发现不对称的位置有两个排放分量，它们的特征与SDO/AIA数据确定的特征一致。从我们的分析中没有证据表明第二个组成部分比线的主要组成部分更宽。
2012-01-25 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
Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with Solar Dynamics Observatory in non-flaring active region cores
我们利用SDO/AIA日冕成像观测和Hinode/EIS光谱数据，探索窄波段EUV成像数据诊断活动区热（T >~ 5 MK）日冕等离子体存在的潜力。我们分析了两个活动区（AR 11281，AR 11289）的观测，同时AIA成像，和EIS光谱数据，包括CaXVII线（在192.8A），这是为数不多的几条线在EIS光谱带敏感的热日冕等离子体，即使在耀斑外。经过仔细的图像和光谱数据的coalignment，我们比较了形态在一个3色图像相结合的171，335，和94 A AIA光谱带，从EIS光谱分析获得的图像CaXVII发射。我们发现，在选定的活动区域中，CaXVII发射仅在非常有限的区域中是强的，与94 A（和335 A）AIA通道中明亮的特征和171 A波段中较弱的特征表现出惊人的相似性。我们的结论是，太阳日冕的AIA成像观测可以用来跟踪热等离子体（6- 8 MK），从而研究其空间变化和时间演化的高时空分辨率。
2012-03-30 astro-ph.SR
Comparing UV/EUV line parameters and magnetic field in a quiescent prominence with tornadoes
上下文理解等离子体和磁场之间的密切关系对于描述和解释观测到的太阳磁场的复杂动力学是重要的。目的。我们确定，如果一个密切的关系，等离子体和磁场参数测量在一个良好的观测日珥与高空间分辨率可以找到。我们选择了2014年7月15日从太空（IRIS，Hinode，SDO）和地面（THEMIS）观察到的日珥。我们使用2D互相关技术对数据集进行稳健的共对准。我们推导出的磁场参数从分光偏振测量的He I D3线THEMIS。比较了IRIS观测到的Mg II h和k线的线比和视速度与磁场强度、倾角和方位角的关系。使用Hinode/EIS Fe XII线比率计算电子密度，并与THEMIS和IRIS数据进行比较。结果我们发现镁II k/h的比率约为1.4无处不在，类似于以前发现的值在brachiences。我们还发现，磁场是最强的（约30 G），主要是在龙卷风般的日珥腿水平。k3多普勒频移被发现是+/- 10公里/秒之间的任何地方。电子密度在1.5e6 K的温度下被发现是约1 e9/cm 3。磁场参数之间没有显着的相关性，和任何其他等离子体参数从EUV光谱推断，这可以解释在本研究中使用的线的温度的巨大差异。结论.这是第一次在日珥中以高空间分辨率对等离子体和磁场参数进行详细的统计研究。我们的研究结果提供了重要的约束未来模型的等离子体和磁场在这些结构。
2017-08-15 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
Multi-wavelength spectroscopic observation of EUV jet in AR 10960
我们研究了太阳极紫外射流的速度与温度之间的关系。2007年6月5日，高度加速的喷流出现在活动区NOAA 10960。EIS/Hinode的多波长光谱观测使我们能够在很宽的温度范围内研究多普勒速度。利用STEREO软件对射流进行了立体分析，得到了射流的三维角度。利用这个角度和多普勒速度，我们导出了射流的真实速度。结果发现，用\ion{He}{2} 256型$\log_{10}T_e[\rm{K}] = 4.9$观测到的冷喷流被加速到$220 \rm{km/s}$附近，这超过了色球蒸发的上限。其他谱线观测到的速度都低于色球蒸发的上限，而大多数热谱线的速度都高于冷谱线。我们认为色球蒸发和磁场加速是同时发生的。利用多仪器观测资料，给出了基于重联模型的形态学解释。
2012-09-05 astro-ph.SR
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。
2014-08-23 astro-ph.SR
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。
2012-06-01 astro-ph.SR
EUV Spectra of the Full Solar Disk: Analysis and Results of the Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer (CHIPS)
我们分析了来自宇宙热星际等离子体光谱仪（CHIPS）的整个太阳盘的EUV光谱，时间跨度为两年。观测是通过一个偶然的离轴光路在140 - 270埃的通带。在两年的时间内，光谱的总体外观保持相对稳定，但在1 MK和2 MK处显示峰值发射的两组Fe线之间确实显示出高达25%的显著变化。这些变化发生在27.2天的测量周期，是由更热和更冷的等离子体旋转进入和离开视场的区域引起的。Chianti谱码用于确定等离子体温度、密度和发射测量。一组五个等温等离子体适合全磁盘光谱。在CHIPS通带中，Fe的等离子体（1 ~ 2 MK）贡献了总发射的85%。与CHIANTI软件包一起提供的标准差分发射测量（DEM）与CHIPS光谱不匹配，因为它们在低于log（T）= 6.0和高于log（T）= 6.3的温度下过度预测发射。这些结果对于TIMED、SORCE、SOHO/EIT和CDS/GIS以及最近发射的太阳动力学观测站的交叉校准都很重要。
2010-07-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Coronal Loops Resolved by Hinode and SDO
尽管对太阳进行了数十年的研究，但日冕加热问题仍然没有解决。一个根本的问题是，我们不知道日冕加热机制的空间尺度。在1000公里或更高的空间分辨率下，大多数观测可能代表多个未分辨结构的叠加。在这封信中，我们使用的光谱数据的组合，从日之出EUV成像光谱仪（EIS）和高分辨率图像的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台，以确定日冕环的空间尺度。我们使用密度测量来构建所观察到的环的多线程模型，并使用更高的空间分辨率的成像数据来确认这些模型。结果允许我们对重现特定循环结构所需的线程数量设置约束。我们证明，在几种情况下，百万度的循环被发现是单一的单片结构，完全空间解决目前的仪器。然而，大多数循环必须由许多更精细的、未解决的线程组成;但模型表明，即使对于这些循环，线程的数量也可能很小，这意味着它们也接近于被解决。这些结果挑战了基于电晕中编织磁场重联的环路加热模型。
2012-06-06 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
The Relationship Between EUV Nonthermal Line Broadening and High-energy Particle During Solar Flare
利用太阳动力学观测站（\it）的太阳射电偏振仪、太阳射电日像仪和大气成像组件，研究了大耀斑期间极紫外非热展宽与高能粒子的位置关系。我们分析了五个大耀斑事件，其中包括热丰富，中间和热贫耀斑的定义，在文章中讨论的分类。我们发现，在富热耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时的耀斑环的顶部。17 GHz微波源位于耀斑环的足点。另一方面，在中等/热贫耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时耀斑环的足点。17 GHz微波的源位于燃烧环的顶部。基于非热展宽的空间信息，讨论了富热耀斑和中/贫热耀斑的区别，这可能为湍流在高能电子俯仰角散射中的重要作用提供了线索.
2013-08-15 astro-ph.SR
Hinode EIS: updated in-flight radiometric calibration
该研究更新了Hinode EIS的在轨辐射定标，分析2007-2022年宁静太阳和活动区全光谱观测，用CHIANTI 10调整相对有效面积，结合SDO/AIA 193 Å数据约束绝对值，经多方式验证，不确定性约±20%。
2024-11-29 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection along Quasi-Separatrix Layers as a Driver of Ubiquitous Active Region Outflows
Hinode的EUV成像光谱仪（EIS）已经发现了从活跃区域（AR）流出的几到50公里/秒的无处不在的外流。这些流出在AR边界处最突出，并出现在单极磁性区域上。它们与强的非热谱线展宽有关，并且在较热的EUV谱线中更强。外流至少持续了几天。使用Hinode EIS和X射线望远镜观测AR 10942加上磁性建模，我们证明了流出源自特定位置的磁场拓扑结构，其中磁力线显示强梯度的磁连接，即准分界线层（QSL），或在无限薄的QSL，分界线的限制。我们发现，最强的AR外流是在附近的QSL部分位于地区的强磁场。我们认为，磁重联在QSL分离封闭的磁场线的AR和大规模的外部连接或"开放"的磁场线是一个可行的机制，驱动AR外流，这是可能的缓慢的太阳风的来源。
2009-09-25 astro-ph.SR
First observations from the SPICE EUV spectrometer on Solar Orbiter
我们提出的第一个科学观测期间的光谱成像的日冕环境（SPICE）仪器的欧空局/美国宇航局太阳轨道飞行器任务的调试活动。SPICE是一种在极紫外（EUV）波长下工作的高分辨率成像光谱仪。在本文中，我们说明了可能的观测类型，让潜在的用户更好地了解SPICE的科学能力。本文讨论了太阳在不同目标上的第一次观测，并给出了一个安静太阳的全光谱的例子，从中性氢和碳、氧、氮、氖、硫、镁和铁离子中识别出40多条谱线。这些谱线覆盖了20，000 K到100万K之间的温度范围（耀斑中为10 MK），提供了太阳大气层在狭窄温度间隔内的切片。我们提供了23条最亮谱线的计数率列表。我们展示了几个强过渡区线条中安静太阳的光栅图像的例子，我们在安静太阳网络中发现了异常明亮，紧凑的结构，极端强度高达图像平均强度的25倍。这些结构的寿命可以超过2.5小时。我们将它们识别为日冕亮点的过渡区签名，并比较它们的面积和强度增强。我们还显示了第一个以上的肢体测量与SPICE以上的极肢在C III，O VI，和Ne VIII线，和远离肢体测量在赤道平面中的Mg IX，Ne VIII，和O VI线。我们讨论了使用丰度诊断方法来研究元素组成的变化的潜力，可以与现场测量进行比较，以帮助确认航天器位置和太阳表面之间的磁连接，并定位太阳风的来源。
2021-10-21 astro-ph.SR
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。
2022-07-14 astro-ph.SR
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。
2011-08-25 astro-ph.SR
