We present EIS/Hinode & SUMER/SoHO joint observations allowing the first spectroscopic detection of accelerating disturbances as recorded with coronal lines in inter-plume and plume regions of a polar coronal hole. From time-distance radiance maps, we detect the presence of propagating disturbances in a polar inter-plume region with a period of 15 to 20 min and a propagation speed increasing from 130+/-14 km/s just above the limb, to 330+/-140 km/s around 160" above the limb. These disturbances can also be traced to originate from a bright region of the on-disk part of the coronal hole where the propagation speed was found to be in the range of 25+/-1.3 to 38+/-4.5 km/s, with the same periodicity. These on-disk bright regions can be visualized as the base of the coronal funnels. The adjacent plume region also shows the presence of propagating disturbance with the same range of period but with propagation speeds in the range of 135+/-18 to 165+/-43 km/s only. To our knowledge, this result provides first spectroscopic evidence of acceleration of propagating disturbances in the polar region close to the Sun (within 1.2 solar radii). We suggest that the waves are likely either Alfv'enic or fast magnetoacoustic in the inter-plume and slow magnetoacoustic in plume regions. This may lead to the conclusion that inter-plumes are preferred channel for the acceleration of the fast solar wind.
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。
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。
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。
Coronal Densities, Temperatures and Abundances During the 2019 Total Solar Eclipse: The Role of Multi-Wavelength Observations in Coronal Plasma Characterization
机载红外光谱仪（AIR-Spec）为探索近红外（NIR）波长范围提供了前所未有的机会。它曾在2017年和2019年的两次日全食中飞行。在第二次飞行（2019年7月2日）中，大大改进的仪器的波长范围被转移到覆盖S XI的两条密度敏感线。在本文中，我们研究了详细的诊断温度，电子密度和元素丰度的比较结果从AIR-Spec狭缝位置以上的东，西翼与Hinode/EIS，PolarCam探测器和SDO/AIA。我们发现从EIS EUV线比率获得的电子密度，从NIR S XI比率获得的电子密度和从偏振亮度PolarCam测量获得的电子密度非常一致。电子密度的范围从靠近肢体的Log Ne [cm] $^{-3}]$ = 8.4，下降到$R_0=1.3$的7.2。EIS谱表明，西翼以上的温度分布是近等温的约1.3 MK，而在东部有一个额外的高T分量。AIR-Spec在Si X和S XI中的辐射率以及AIA在171、193和211埃波段的数据与EIS结果一致。EIS和AIR-Spec数据表明，硫丰度（相对于硅）在这两个地区都是光球，证实了我们之前对2017年日食的结果。AIA数据还表明，铁的绝对丰度是光球的。我们的分析证实了近红外波长范围的诊断潜力的重要性，这一重要的波长范围可以可靠地和独立地用于确定日冕等离子体参数。
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。
Comparative Analysis of a Transition Region Bright Point with a Blinker and Coronal Bright Point Using Multiple EIS Emission Lines
自二十年前发现过渡区亮点以来，还从未在光谱上观测到过。亮点的性质还没有与类似的过渡区和日冕结构进行比较。在这项工作中，我们研究了三个瞬态安静的太阳增亮，包括TRBP，日冕BP（CBP）和闪光灯。我们使用时间序列观测的极紫外线发射线的温度T（log T = 5.3 - 6.4）从极紫外成像光谱仪（EIS）机载日之出卫星。我们提出的EIS温度图和多普勒地图，这是比较从迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）的SOHO卫星上的磁图。TR BP和闪光灯的多普勒速度<，25 km s $^{-1}$，这是典型的瞬态TR现象。发现CBP的多普勒速度< 20 km s^{-1}，但在log T = 6.2时测得的速度除外，此时观察到明显的双向喷流。从EM位点分析，我们发现的证据，单和双等温组件的TRBP和CBP，分别。TRBP和CBP基因座曲线的特点是广泛的分布，表明存在未解决的结构。通过比较和对比事件的物理特性，我们发现BP现象是多尺度自相似性的指示，给出了它们的基本磁场配置和演化与EUV通量变化的相似性。相比之下，闪光现象和TRBP在其观察到的性质上足够不同，从而构成不同的事件类别。我们的工作表明，跨多个事件类型的相似特征的测量具有类别预测能力，并且是朝向未解析瞬态EUV源的自动化太阳大气多类别分类的重要一步。
在耀斑开始时的成像和光谱观测中都报告了太阳日冕环的振荡。图像显示横向振荡，而频谱检测视线速度或多普勒频移振荡。多普勒频移振荡通常被解释为纵向模式。我们的目标是研究在TRACE 19511图像中观察到的环动力学和流动与SUMER在Si III 1113.211和Fe XIX 1118.111中观察到的多普勒频移之间的关系，当时是C.8级临边耀斑和相关的CME。我们仔细地将TRACE 195 X射线图像序列与SUMER Si III、Ca X和Fe XIX发射线中看到的结构进行了比对。此外，在6563.3附近的三个波段中，可以观测到与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关的抬升日珥的H-α观测。它们对时间和几何形状进行了限制。大规模的多普勒频移振荡在Fe XIX和横向振荡强度图像中观察到了一个大的区域的电晕后，通过一个广泛的明亮的极紫外线（EUV）的干扰，这表明电离，加热，并加速热等离子体在爆炸波后。
Full-Disk Spectroscopy of the Solar Corona Across a Solar Cycle with Hinode/EIS
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部太阳物理实验室）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）
Elemental Composition Evolution during the 2024 September 30 Solar Eruption: A Comparison of Hot and Cool Plasma Components with Solar Orbiter/SPICE, Hinode/EIS, and Chandrayaan-2/XSM
Southwest Research Institute（西南研究所）；Ann and H.J. Smead Aerospace Engineering Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校安与H.J.斯梅德航空航天工程科学系）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）
这项工作的目的是确定瞬态EUV增亮的真正性质，称为闪光。共空间和共时间的多仪器数据，包括成像（EUVI/STEREO，XRT和SOT/Hinode），光谱（CDS/SoHO和EIS/Hinode）和磁图（SOT/Hinode）数据，一个孤立的赤道冕洞。应用CDSOV 629 A和EUVI 171 A的瞬态增亮自动识别程序.我们在CDS O V 629 A光栅图像中识别出28个闪光灯组。所有CDS O V 629 A眼罩均在EUVI 171 A和304 A图像中显示对应物。我们将这些闪光分为两类，一类与冠状对应物相关，另一类与XRT图像和EIS Fe XII 195.12 A光栅图像中所见的无冠状对应物相关。大约三分之二的闪光灯显示了日冕对应物，并对应于各种事件，如EUV/X射线喷流，日冕亮点的增亮或较大环的足点增亮。这些增亮重复发生，在过渡区温度下的寿命约为40分钟。在XRT和EIS Fe XII 195.12 A中没有日冕对应物的剩余闪烁群看起来像点状增亮，并且有色球/过渡区的起源。它们只发生一次，寿命约为20分钟。一般来说，闪光灯的寿命在不同的波长，即不同的温度下是不同的，从色球层到日冕逐渐减少。这项工作表明，术语blinker涵盖了一系列现象。闪烁是起源于日冕、过渡区和色球高度的各种瞬态事件的EUV响应。因此，与闪光灯相关的事件有助于形成和维持过渡区和日冕中的温度梯度。
SDO/AIA and Hinode/EIS Observations of Interaction Between an EUV Wave and Active Region Loops
我们提出了详细的分析极紫外（EUV）波和它的相互作用与活动区（AR）的太阳动力学观测/大气成像组件和日出极紫外成像光谱仪（EIS）所观察到的环路。该波于2011年8月4日从AR 11261开始，以430- 910 km \s的速度传播。观察到它穿过另一个AR并穿过其路径上的细丝通道。EUV波扰动邻近的AR环并激发向这些环的足点传播的扰动。对AR环的EIS观测表明，在波过境时，原始红移增加了约3 km \s，而原始蓝移略有下降。波过境后，这些变化被逆转。当极紫外波到达极冕洞边界时，会先后产生两个反射波，其中一部分反射波在日边上方传播。第一波反射波在太阳边缘上方遇到了一个大规模的环路系统，第二波以更高的速度在它前面144 Mm处迅速出现。这些发现可以解释在一个快速模式的磁声波解释的EUV波，其中观察到的EUV波产生的扩展日冕物质抛射的框架。
Plasma diagnostics of an EIT wave observed by Hinode/EIS and SDO/AIA
我们提出了等离子体诊断的EIT波的观察与高节奏的Hinode/EIS坐盯光谱和SDO/AIA图像在HOP-180观测活动期间获得的2011年2月16日。在传播的EIT波前，我们观察到向下的等离子体流的EIS Fe XII，Fe XIII，和Fe XVI谱线（log T ~ 6.1-6.4）的视线（LOS）的速度高达20公里/秒。这些红移之后是蓝移，向上的速度高达-5 km/s，表明波前后面的等离子体弛豫。在波的演化过程中，向下的速度脉冲从几公里/秒变陡到20公里/秒，随后衰减，与线强度的相对变化相关。在EIT波阵面的等离子体密度的预期增加估计从观察到的强度增加位于我们的密度诊断从EIS XIII 202/203 AA线比的噪声水平。没有显着的LOS等离子体运动中观察到的He II线，这表明波脉冲是不够强，扰动底层色球。这与没有Halpha Moreton波与事件相关的结果一致。沿EIS狭缝传播的EIT波显示出~ -540 m/s ~ 2的强减速度和~ 590 km/s的起始速度。这些发现与日冕快模式MHD波的通过是一致的，它将等离子体向下推动并在日冕底部压缩。
