We have been monitoring yearly variation in the Sun's polar magnetic fields with the Solar Optical Telescope aboard {\it Hinode} to record their evolution and expected reversal near the solar maximum. All magnetic patches in the magnetic flux maps are automatically identified to obtain the number density and magnetic flux density as a function of th total magnetic flux per patch. The detected magnetic flux per patch ranges over four orders of magnitude ($10^{15}$ -- $10^{20}$ Mx). The higher end of the magnetic flux in the polar regions is about one order of magnitude larger than that of the quiet Sun, and nearly that of pores. Almost all large patches ($ \geq 10^{18}$ Mx) have the same polarity, while smaller patches have a fair balance of both polarities. The polarity of the polar region as a whole is consequently determined only by the large magnetic concentrations. A clear decrease in the net flux of the polar region is detected in the slow rising phase of the current solar cycle. The decrease is more rapid in the north polar region than in the south. The decrease in the net flux is caused by a decrease in the number and size of the large flux concentrations as well as the appearance of patches with opposite polarity at lower latitudes. In contrast, we do not see temporal change in the magnetic flux associated with the smaller patches ($ < 10^{18}$ Mx) and that of the horizontal magnetic fields during the years 2008--2012.
Polarity Reversal of the Polar Magnetic Fields in Solar Cycle 25
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；China Meteorological Administration（中国气象局）；Innovation Center for FengYun Meteorological Satellite（风云气象卫星创新中心）
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。
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。
Statistical Analysis of Current Helicity and Twist in Solar Active Regions over the Phases of the Solar Cycle Using the Spectro-Polarimeter Data of Hinode
Limitations and biases in the retrieval of the polar magnetic field I: the role of the magnetic filling factor in Milne-Eddington inversions of simulated Hinode/SP data
We examine in greater detail five events previously identified as being sources of strong transient coronal outflows in a solar polar region in Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS) Doppler data. Although relatively compact or faint and inconspicuous in Hinode/Soft X-ray Telescope (XRT) soft-X-ray (SXR) images and in Solar Dynamics Observatory (SDO)/Atmospheric Imaging Assembly (AIA) EUV images, we find that all of these events are consistent with being faint coronal X-ray jets. The evidence for this is that the events result from eruption of minifilaments of projected sizes spanning 5000 -- 1…
Expansion of magnetic flux concentrations: a comparison of Hinode SOT d ata and models
背景：网络磁场随高度的扩展是磁通管模型的一个基本属性。需要快速膨胀以形成磁性天篷。目的：我们观察到的磁网络元素的膨胀特性的特点，并将它们与薄通量管和片近似，以及磁对流模拟。研究方法：我们使用来自Hinode SOT NFI NaD 1通道和分光偏振仪的数据来研究圆偏振中所见的磁通量浓度随太阳盘面位置的变化。我们比较了观测与合成观测模型的基础上薄通量管近似和磁对流模拟两个不同的上边界条件的磁场（潜在的和垂直的）。结果如下：观测到的圆极化信号的磁通量浓度的变化从单极在磁盘中心的双极附近的边缘，这意味着一个扩大的磁场。所观察到的膨胀同意来自薄通量片和管近似的膨胀性能。磁对流模拟与位场作为上边界条件的磁场也产生双极功能附近的肢体，而模拟与垂直场边界条件没有。结论：在高分辨率的日出观测中看到的近翼表观双极磁特征可以用一个简单的通量片或管模型来解释。这进一步支持了这样一种观点，即尺寸变化很大的磁性特征具有相似的相对膨胀率。这里提出的数值模拟是不太有用的解释膨胀，因为我们感兴趣的诊断是强烈的影响，在纯粹的光球模拟的磁场的上边界条件的选择。
A Coronal Hole Jet Observed with Hinode and the Solar Dynamics Observatory
在2011年2月8日21：00 UT左右，在南极冕洞的边界观察到一个小的喷流。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的图像显示，一个膨胀的环从一个紧凑的双极亮点的一个脚点升起。SDO上的日震磁成像仪（HMI）的磁图显示，喷流是由亮点负极附近的寄生正极性特征抵消而触发的。喷流发射存在25分钟，并且从亮点延伸30 μ m。日之出号上的极紫外成像光谱仪测得的等离子体温度和密度分别为1.6 MK和0.9-1.7 x 10^8 cm^-3。视线速度高达250公里/秒，并发现随着高度的增加，这表明等离子体加速内的喷流。根据整个射流宽度的LOS速度的变化，发现了射流内扭转运动的证据。得到的角速度范围为9-12 x 10^-3 rad s^-1，与之前对喷流的测量结果一致。亮点的密度为7.6 x 10^8 cm^-3，亮点发射测量的峰值出现在1.3 MK，没有高于3 MK的等离子体。
Observations of Supersonic Downflows Near the Umbra-Penumbra Boundary of Sunspots as Revealed by Hinode
Hinode的高分辨率分光偏振观测揭示了3个太阳黑子的本影-半影边界处存在超音速下降流，这是Louis等人（2010年）最近报道的。观察到这些下行流与明亮的半影细丝共空间，并占据大于1.6弧秒$^2$的面积。它们位于中心侧的半影，与太阳黑子具有相同的极性，这表明它们与Evershed Flow无关。在本文中，我们描述了在NOAA AR 10923中观测到的超声速，并讨论了光球以及色球增亮，这是靠近下降区。我们的观测结果表明，这种现象是由动态和充满活力的物理过程中的内部半影影响上覆的色球层，从而提供了新的见解太阳黑子的数值模型。
Microflares have been considered to be among the major energy input sources to form active solar corona. To investigate the response of the low atmosphere to events, we conducted an ALMA observation at 3 mm coordinated with IRIS and Hinode observations, on March 19, 2017. During the observations, a soft X-ray loop-type microflare (active-region transient brightening) was captured using Hinode X-ray telescope in high temporal cadence. A brightening loop footpoint is located within narrow field of views ALMA, IRIS slit-jaw imager, and Hinode spectro-polarimeter. Counterparts of the microflare at…
Association of calcium network bright points with underneath photospheric magnetic patches
最近专门进行的日出极区活动揭示了太阳极区存在着集中的千高斯级磁场斑块，这些磁场斑块也被证明与光球层水平的光斑亮点有关。在这项工作中，我们证明，这种空间的磁场的不稳定性持续甚至到色球高度。在太阳网络结构的明亮网络通道中可见的小尺度明亮元素被称为网络亮点。我们使用特殊的日出活动，专门观察太阳的极地地区，研究在最后一个扩展的太阳极小期阶段的极网亮点。利用太阳光学望远镜（SOT）观测到的色球Ca ii H图像，研究了Ca ii H在色球中的分布.对于磁场信息，使用分光偏振计（SP）的2级数据。我们观察到极网亮点和磁场浓度之间有相当大的关联。发现这些亮点的强度与其下光球磁场强度有很好的相关性，两者之间存在线性关系。
A Statistical Comparison between Photospheric Vector Magnetograms Obtained by SDO/HMI and Hinode/SP
自2010年5月1日以来，我们已经能够（几乎）连续研究太阳中的矢量磁场，这要归功于两个天基天文台：太阳动力学天文台（SDO）和日出。两者都配备了能够测量光球线辐射的塞曼诱导偏振的斯托克斯参数的仪器。但是观测模式、谱线、空间、谱和时间采样，甚至用于从Stokes剖面恢复磁和热力学信息的反演代码都不同。我们将SDO上的HMI仪器观测到的矢量磁场与Hinode上的SP仪器观测到的矢量磁场进行了比较。本文给出了NOAA AR 11084的14幅图中本影区、半影区和谱斑区磁矢量分量之间的关系。重要的是，我们已经将SP数据转化为可观测的HMI，探索可能的影响，这两种仪器的不同操作模式，以及用于推断磁场的反演方案。假设的填充因子（包含塞曼签名的每个像素的分数）在导出的磁性中产生最显著的差异，特别是在谱斑中。光谱和角度采样具有第二大影响。我们建议在HMI和SP提供的数据中以相同的方式处理消歧。这将使从这些数据恢复的矢量磁场之间的关系更强，这将有利于同时或互补地使用两种仪器。
Doppler Velocity Variation near the Solar Limb in the Solar Photosphere Observed with Hinode
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；National Institute for Fusion Science（核聚变科学研究所）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）
本研究利用Hinode卫星数据分析了太阳临边附近Fe I 630.15 nm谱线，发现颗粒对流导致朝向临边的红移增加，且颗粒谱线形成区域比颗粒间区域更厚。
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。
Coherent Lateral Motion of Penumbral Filaments during X-class Flare
现在，对Hinode航天器搭载的天基50厘米太阳光学望远镜拍摄的太阳光球层高分辨率照片进行了例行观测。2006年12月13日，日野号拍摄了NOAA 10930中的三角洲黑子，当时该活动区发生了X级耀斑。两个明亮的丝带可见，即使在白光和G-波段的图像除了色球Ca II H图像。我们使用互相关技术对太阳黑子进行了全球登记，并分析了耀斑间隔期间的局部效应。我们发现在耀斑期间，半影暗条有横向运动。此外，我们定位两个补丁，一个在任何极性，这表明收敛运动的极性反转线（PIL）。在钙II H图像中，我们发现内核与耀斑前的增亮，位于沿PIL。
Statistics of convective collapse events in the photosphere and chromosphere observed with the Hinode SOT
目标。对流坍缩是一种理论上预测的过程，它会增强太阳大气层中现有的弱磁场，Nagata等人（2008年）首次使用日之出卫星的高分辨率太阳光学望远镜（SOT）在一次事件中直接观测到了这一过程。使用同一台太空望远镜，我们对对流坍缩事件进行了统计分析。方法.我们的数据集包括高分辨率时间序列的偏振光谱扫描的两个铁线形成在低光球层和过滤器的图像在Mg I B 2和Ca II H，谱线，形成在高光球层和低色球层，分别。因此，我们能够研究对流坍缩事件对高光球层和色球层的影响。用MERLIN Milne-Eddington反演程序得到了全Stokes剖面的物理参数。结果我们发现，在所有的情况下，该事件是伴随着一个连续的亮点，几乎总是由增亮的钙II H图像。镁多普勒图在镁多普勒图的视场内发生的事件中的约四分之三中表现出强的下行流。对于49个事件中的每一个，我们确定了持续时间，最大光球下降流，场强增加和大小。我们发现事件持续时间约为10分钟，磁性元素半径约为0.43弧秒和0.35弧秒，事件发生前后，分别和高达1.65千克的磁场强度。
