Network Loop Oscillations with EIS/Hinode
我们分析了一个时间序列的He II 256.32埃的图像与EIS/Hinode，采样一个小的磁网络中的磁环。小波分析表明，11分钟的周期接近循环顶点。我们把这种振荡看作是底层无场腔的基本声学本征模通过向上泄漏的强迫。观察到的环长度对应于从该机制预测的值。
2009-03-02 astro-ph.SR
On the detection of fast moving upflows in the quiet solar photosphere
在我们对太阳大气的动力学和能量学的研究中，我们在Hinode SOT/NFI的高质量观测中发现了无处不在的小尺度上升流，这些上升流在安静的太阳中以超音速水平移动。我们提出这些快速移动的上升流（FMU）的属性，并讨论不同的解释。
2010-02-17 astro-ph.SR
Observational signatures of a kink-unstable coronal flux rope using Hinode/EIS
通过正演模拟研究了扭结不稳定日冕通量绳的能量释放和能量输运特征。合成强度和多普勒地图生成的三维数值模拟。CHIANTI数据库用于计算覆盖环路热范围的三条Hinode/EIS发射线的强度。模拟分辨率下的强度和多普勒速度在空间上退化为Hinode/EIS像素大小（1 \arcsec），使用高斯点扩散函数（3 \arcsec）进行卷积，并曝光50秒的特征时间。对光栅（移动狭缝）和静坐凝视（静止狭缝）产生的合成图像进行分析，以找到扭曲通量和相关不稳定性的签名。我们发现，有几个质量的扭结不稳定的日冕通量绳，可以检测到观测使用Hinode/EIS，即增长的环路半径，增加强度对径向边缘的环路，和多普勒速度以下的内部扭曲的磁场线。然而，EIS无法解析模拟中存在的小的瞬态特征，例如小规模重连的位点（例如纳米片）。
2017-05-15 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
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
The small-scale structure of photospheric convection retrieved by a deconvolution technique applied to Hinode/SP data
太阳颗粒是明亮的图案，周围环绕着太阳光球层中称为粒间通道的黑暗通道，是过度对流的表现。观测研究一般发现较强的颗粒和较弱的颗粒间通道的下行流的上升。然而，这一趋势与数值模拟的结果不一致，在数值模拟中，通过重力加速/减速和压力梯度的联合作用，下行流比上行流强。这种差异的一个原因是由成像仪器中发生的光学失真和光衍射和散射引起的图像退化。我们应用反卷积技术的日出/SP数据，试图恢复原始的太阳场景。我们的研究结果表明，对流上升流和下降流，但特别是后者的显着增强。反褶积后，上升流和下降流在平均几何高度约为50 km处分别达到-3.0 km/s和+3.0 km/s的最大振幅。我们发现反褶积后的速度分布与数值模拟得到的速度分布相匹配。在反卷积之后，在整个FOV上平均的净LOS速度接近于零，正如从质量平衡的粗略意义上所预期的那样。
2017-09-20 astro-ph.SR
On active region loops: Hinode/EIS observations
日冕环是太阳活动区和日冕的基本组成部分。因此，清楚地了解日冕环的物理学将有助于我们理解活动区加热的物理学，特别是一般的日冕加热。这需要精确测量物理量，如电子密度和填充因子，温度和日冕环中的流动。在本文中，我们已经进行了调查的空间分辨日冕环使用的EIS机载日出测量上述物理量。基于这项研究，我们发现一个纳米耀斑模型可以解释大多数观察到的特征，这个环。
2008-12-31 astro-ph.SR
Plasma composition measurements in an active region from Solar Orbiter/SPICE and Hinode/EIS
太阳轨道飞行器任务的一个关键目标是将包裹航天器的太阳风的元素丰度测量与其太阳源的EUV光谱观测联系起来，但这并不是一件容易的事情。以前的飞行任务的观测揭示了日冕中元素丰度的时空变化的高度复杂的情况。我们已经使用了来自Hinode和太阳轨道器的协调观测，尝试使用SPICE（日冕环境光谱成像）仪器进行新的丰度测量，并将其与EIS（EUV成像光谱仪）的标准分析进行基准测试。我们使用了2020年11月10日EIS从面向地球的视角拍摄的AR 12781中的几个太阳特征的观测结果，以及一周后在2020年11月17日获得的SPICE数据;当时AR已经旋转到太阳轨道器的视野中。我们确定了一系列的谱线，是有用的，用于确定过渡区和低日冕温度结构与SPICE，并证明SPICE测量能够区分光球和日冕Mg/Ne丰度。SPICE和EIS的结合能够建立活动区边缘的扇环/外流区的大气成分结构。我们还讨论了用SPICE解决元素分馏程度的问题，这是更具挑战性的，没有进一步的温度结构的限制，并评论什么可以告诉我们关于太阳风和太阳高能粒子的来源。
2022-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
CHIANTI - An atomic database for emission lines. X. Spectral atlas of a cold feature observed with Hinode/EIS
在这项工作中，我们报告了一个冷，明亮的一部分，由Hinode/EIS观察到的活动区域。在过渡区温度下，发射的等离子体非常明亮，在10^5-10^6 K之间形成的离子线强度比正常值有所增强。该数据集构成了一个很好的实验室，过渡区离子的发射可以进行测试。我们首先确定所观察到的等离子体的热结构，然后我们使用它1）开发光谱图谱，2）通过比较预测的发射率与观察到的强度来评估CHIANTI原子数据的质量。我们确定了几条从未观察到的太阳光谱线，并找到了一个整体极好的协议Chianti预测的发射率和观测。
2009-07-20 astro-ph.SR
Hinode EIS line widths in the quiet corona up to 1.5 Rsun
我们提出了一个分析的几个日野EIS观测日冕线宽在安静的太阳，高达1.5 Rsun径向距离。没有发现明显的变化，这表明没有阻尼的阿尔文波在静止的日冕。然而，估计仪器宽度的不确定性意味着不能得出确切的结论。我们提出了一个讨论各种EIS仪器的问题，并建议最强的线，从Fe XII在193.5和195.1 A，有异常的仪器宽度。我们展示了如何在EIS的线宽是不确定的，当信号是低的，沿狭缝的仪器变化也是不确定的。我们还发现了一个异常的减少（高达40%），这些线的强度在许多离边和活动区的观察，并建议这是由于不透明的影响。我们发现，最可靠的测量是从较弱的线。
2019-05-23 astro-ph.SR
Apparent and Intrinsic Evolution of Active Region Upflows
我们分析了Fe XII日冕等离子体上升流的演变，从十个活动区（AR）的边缘，因为它们穿过太阳盘使用日出极紫外成像光谱仪（EIS）。重复Demoulin等人（2013，Sol.物理283，341），我们发现，对于每个AR有一个观察到的长期演变的上升流，这在很大程度上是由于太阳旋转逐渐改变的观点占主导地位的静止上升流。从这个投影效果，我们估计的未投影的上升流速度和它的倾斜当地垂直。AR上升流通常以40度的角度从AR核心散开。接近垂直的极性。倾斜角的跨度对于具有-29度角的流动的主导极性来说更大。（向AR中心倾斜）至28度。（远离AR）。除了肢体肢体明显的演变，我们确定了一个内在的演变的上升流由于冠状活动，这是AR依赖。此外，仅对于具有最大速度的少数AR，线宽与多普勒速度相关。我们的结论是，线的宽度受到太阳旋转的影响，上升流速度的空间梯度必须足够大，这样的线加宽超过Fe XII的热线宽。最后，我们发现，发生在成对或多对的上升流是一个共同的特点，由日之出/EIS观察到的AR，与AR 11575中存在多达四对。这对于约束上升流驱动机制是重要的，因为它意味着该机制不是在单个极性上发生的局部机制。AR上升流源于超压AR回路和相邻的欠压回路之间的准分界线层（QSL）的重连与成对发生的上升流是一致的，不像其他提出的机制在一个极性中局部作用。
2017-02-20 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
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
Slow solar wind sources. High-resolution observations with a quadrature view
本研究利用Solar Orbiter等卫星的高分辨率直角立体观测，探究了活动区边缘等离子体上行流产生慢太阳风的机制与拓扑结构，识别出日冕与色球环重联两种上行流机制。
2023-03-20 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
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
Velocity Characteristics of Evaporated Plasma Using Hinode/EIS
本文介绍了一个详细的研究色球蒸发使用的EUV成像光谱仪（EIS）的太阳能电池板上结合从RHESSI的HXR观测。EIS的先进能力被用来测量多普勒频移在15个发射线覆盖温度范围T=0.05-16 MK在2007年12月14日的C级耀斑的脉冲阶段。在Fe XIV-XXIV（2-16 MK）的六条发射线中观察到指示蒸发材料的蓝移。发现上升流速度（v_up）与温度成比例，v_up（km s^-1）~8-18 T（MK）。尽管最热的发射谱线Fe XXIII和Fe XXIV的上升流大于200 km s^-1，但与标准耀斑模型的预测相反，它们的谱线轮廓主要由一个稳定分量所支配。发现O VI-Fe XIII谱线（0.5-1.5 MK）的发射红移了约60-17 T（MK）的v_down（km s^-1），并解释为爆炸蒸发的向下移动的“栓塞”特征。这些下降流发生在明显高于先前预期的温度下。上升流和下降流都与RHESSI观察到的HXR发射在空间和时间上相关，RHESSI提供了被认为是蒸发驱动器的电子束的特性。电子束的能量通量大于5 × 10^10尔格·cm^-2·s^-1，这与流体动力学模拟中驱动色球层爆炸蒸发所需的数值一致。
2009-05-13 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
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。
2015-12-20 astro-ph.SR
Atmospheric Imaging Assembly Response Functions: Solving the Fe VIII Problems with Hinode EIS Bright Point Data
太阳动力学天文台上的大气成像组件（AIA）是一种最先进的成像仪，有可能在每个像素上进行前所未有的时间依赖性多热分析，其尺度短于辐射和传导冷却时间。然而，最近的结果，已经确定了失踪的谱线在CHIANTI原子物理学数据库，这是用来构建仪器的响应函数。我们已经做了差分发射测量分析，同时使用AIA和Hinode/EIS观测六个X射线亮点。我们的研究结果不仅支持的结论，CHIANTI是不完整的131埃附近，但更重要的是，建议的Fe VIII发射率/响应的峰值温度可能是更接近日志T = 5.8比日志T = 5.7的当前值。使用修订的发射率/响应计算Fe VIII，我们发现，所观察到的AIA 131埃通量可以低估约1.25，这是小于以前的比较。
2013-01-09 astro-ph.SR
Hinode/EIS measurements of active region magnetic fields
目前的工作说明了一种新的诊断技术，允许测量的日冕磁场强度在太阳活动区利用少数明亮的\ion [Fe x]和\ion [Fe xi]线通常观察到的日出/EIS高分辨率光谱仪的潜力。这种新的诊断技术的重要性在于两个基本事实：1）日冕磁场可能是日冕物理学中最重要的量，因为它是调节空间天气和日冕性质的过程的核心，2）这项技术可以应用于2007年至2020年的现有EIS档案，包括一个以上完整的太阳活动周期，并涵盖了大量的活动区，耀斑，甚至日冕物质抛射。这种新的诊断技术打开了一扇全新的研究领域的大门，补充了即将到来的DKIST和UCoMP地面观测站的磁场测量，并将我们的范围扩展到磁盘上观察到的活动区域，直到现在才通过无线电测量进行采样。在这项工作中，我们提出了几个例子，这种技术的应用，在EIS任务期间的不同时间采取的EIS观测，讨论其目前的局限性和步骤，以提高其精度。我们还提出了一个列表的EIS观测序列，其数据包括所有必要的应用这种诊断技术的线路，以帮助太阳社区导航的巨大的EIS数据集，并找到适合测量日冕磁场的意见。
2020-08-08 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
The Absolute Calibration of the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
我们调查的绝对校准的极紫外成像光谱仪（EIS）日出太阳动力学天文台的EUV变率实验（EVE）的辐射观测比较EIS全磁盘马赛克。我们还使用超深（> 10^5秒）的曝光的安静的日冕以上的肢体结合一个简单的差分发射测量模型，建立新的有效面积曲线，纳入信息，从最新的原子物理学计算。我们发现，EIS仪器灵敏度的变化是时间和波长的复杂函数。我们发现灵敏度随时间呈指数衰减，衰减常数随波长变化。EIS短波长通道显示出比长波长通道明显更长的衰减时间。
2013-10-23 astro-ph.SR
Underflight calibration of SOHO/CDS and Hinode/EIS with EUNIS-07
2006年和2007年，戈达德太空飞行中心的极紫外正入射光谱仪（EUNIS）探空火箭的飞行为SOHO/CDS和Hinode/EIS提供了更新的辐射校准。EUNIS携带了两台独立的成像光谱仪，一阶覆盖300-370 A，二阶覆盖170-205 A。在每次飞行之后，在用于发射前校准CDS和EIS的同一设施中对火箭有效载荷进行端到端的辐射测量校准。在2007年的飞行中，EUNIS、SOHO CDS和Hinode EIS观测到了相同的太阳位置，这使得EUNIS的校准可以直接应用于CDS和EIS。用标准（版本4）响应度和标准长期校正校准的实测CDS NIS 1线强度由于响应度的降低而过低1.5倍。EIS校准更新以两种方式执行。一种是使用校准的EUNIS-07短波长（SW）通道的直接校准传输。另一种是使用不敏感线对，其中一个成员用EUNIS-07长波通道观测，另一个成员用EIS在长波或短波波段观测。从这两种方法的测量是在良好的协议，并确认（测量不确定性内）直接测量仪器的发射前的EIS响应度。测量结果还表明，EIS的响应度下降了约1.2的因素后，第一年的操作。EUNIS-07获得的EIS SW响应曲线的形状与发射前在实验室中测量的一致。EUNIS-07测量的宁静太阳He II 304 A强度的绝对值与CDS NIS测量的宁静区近盘中心的辐射亮度以及最近由CDS NIS和SDO/EVE获得的太阳最…
2011-09-29 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
Scattered light in the Hinode/EIS and SDO/AIA instruments measured from the 2012 Venus transit
2012年金星凌日的观测结果被用来推导由日出极紫外成像光谱仪和太阳动力学观测台大气成像组件仪器观测到的太阳盘面上各个位置的长距离和短距离散射光的经验公式。长距离散射光来自整个太阳盘，而短距离散射光被认为来自感兴趣区域50”内的区域。这些公式是由EIS和AIA 193 A通道观察到的Fe XII 195.12 A发射线导出的。在凌日期间对较弱的Fe XIV 274.20 A线的研究以及对AIA 193 A和304 A通道中散射的比较表明，EIS散射公式适用于EIS波段中的其他发射线。这两个公式应该在相当均匀的发射区域有效，如日冕洞和安静的太阳，但不是靠近明亮活动区（约100”）的昏暗区域。EIS的公式用于估计2010年至2018年期间观察到的7个盘上冕洞的Fe XII 195.12的散射光分量。发现散射光的贡献为56%至100%，这表明这些特征由散射光主导，与Wendeln \& Landi的早期工作一致。来自S X和Si X离子的发射线-在与Fe XII相同的温度下形成，并且通常用于从EIS数据导出第一电离势（FIP）偏置-也被预期由冕洞中的散射光主导。
2022-07-19 astro-ph.SR
Using HINODE/EIS to Confirm a Seismologically Inferred Coronal Temperature
HINODE卫星上的极紫外成像光谱仪用于通过应用光谱诊断方法检查Marsh等人（2009年）所述的环路系统。一个简单的等温映射算法被应用到确定等温等离子体的假设可能是有效的，和排放测量loxis技术被用来确定沿环路系统的基础上的温度分布。研究发现，沿着底部，该环具有均匀的温度分布，平均温度为0.89 +- 0.09 MK，这与Marsh等人（2009年）使用慢磁声模式观测结果在地震学上确定的温度一致。结果进一步加强了慢模式解释，以均匀声速传播，以及Marsh等人（2009）中应用的分析方法。发现在目前观测的精度范围内，不可能区分慢模相速和声速。
2009-10-20 astro-ph.SR
The Spectroscopic Signature of Quasi-periodic Upflows in Active Region Timeseries
在日冕强度图像序列中经常观察到准周期传播扰动。这些扰动在历史上被解释为传播到日冕的慢模磁声波的签名。详细分析的Hinode EUV成像光谱仪（EIS）的时间序列观测的活动区域（已知包含传播扰动）显示出强烈的相关性，准周期性，振荡强度，多普勒频移，和线宽。在后者中没有可见的倍频。在谱线轮廓的时刻的增强通常伴随着一个微弱的，准周期性发生的，在日冕发射谱线的蓝翼在~100 km/s的过量发射。准周期性的多余的机翼排放和线轮廓的时刻的对应关系表明，重复的高速上升流是负责观察到的振荡行为。此外，我们表明，相同的准周期性的上升流可以直接确定在同时获得的图像序列的日出型X射线望远镜（XRT）。这些结果与De Pontieu & McIntosh（2010）最近的断言一致，即数据的波浪解释不是唯一的。事实上，考虑到几个实例被视为沿着EIS狭缝的方向传播，其清楚地显示出强度、速度、宽度的同相准周期性变化，（没有倍频），和蓝翼增强发射这个数据集似乎提供了一个令人信服的例子，上升流更有可能是这里观察到的准周期性的主要原因，因为这样的对应在波范例中很难调和。
2010-12-22 astro-ph.SR
Temperature distribution of a non-flaring active region from simultaneous Hinode XRT and EIS observations
我们分析了协调的日珥XRT和EIS观测的非耀斑活动区调查日冕等离子体的热特性，利用这两种仪器提供的互补诊断。特别是，我们要探讨在非耀斑区域的热等离子体的存在。来自XRT多滤波器数据集的独立温度分析和EIS光谱，包括仪器的整个波长范围，提供了分别适用于宽带和光谱数据的不同温度诊断技术的交叉检查，并深入了解两种仪器的交叉校准。我们从两个数据集导出的排放测量分布EM（T）具有相似的宽度和峰值温度，但显示出绝对值的系统性偏移，EIS EM（T）比XRT EM（T）小约2倍。我们探讨这种差异的可能原因，我们讨论的等离子体元素丰度的假设的影响。具体来说，我们发现，从两个仪器的结果之间的分歧显着减轻假设的化学成分更接近太阳光球的组成，而不是经常采用的“日冕”组成（费尔德曼1992）。我们发现，这些数据并没有提供确凿的证据上的高温（log T[K] >~ 6.5）尾部的等离子体温度分布，但是，表明它的存在与最近的研究结果的其他非耀斑区域的水平。
2010-12-01 astro-ph.SR
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。
2013-08-08 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
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。
2011-11-15 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
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
Probing Upflowing Regions in the Quiet Sun and Coronal Holes
帕克太阳探测器最近的观测表明，太阳风具有高度可变的结构。这种复杂的行为是如何在日冕中形成的尚不清楚，因为它需要无所不在的波动，不断地释放出物质来供给风。在这篇文章中，我们分析了太阳日冕中的14个上升流区域，以寻找等离子体流的潜在来源。上升流区域是从来自Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）的光谱数据导出的，该光谱数据确定了它们的多普勒速度并定义了具有比$-6\,km\,s^{-1}$更强的蓝移的区域。为了确定这种蓝移的来源，使用了来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）以及日野号上的X射线望远镜（XRT）的数据。分析显示，14个上升流中只有5个与频繁的瞬变有关，如明显的射流或亮点。与此相反，7个事件与小规模的功能，这表明了各种各样的动态。一些类似于小亮点，而另一些则表现出爆发的性质，所有这些都是微弱的，只活了几分钟;我们不能排除其中几个来源可能更微弱，因此，不太明显的喷流。由于太阳风的复杂结构是已知的，这表明必须考虑新的来源或使用更好的方法来分析已知的来源。这项工作表明，以前被忽视的小而频繁的特征可以在日冕中引起强烈的上升流。这些结果强调了太阳轨道器上极紫外成像仪（EUI）的第一次观测的重要性，它揭示了复杂的小尺度日冕结构。
2021-10-25 astro-ph.SR
Hinode/EIS coronal magnetic field measurements at the onset of a C2 flare
在目前的工作中，我们研究的Hinode/EIS观测的活动区采取之前，期间和之后的一个小C2.0耀斑，以监测的演变的磁场的演变和它的关系的耀斑事件。我们发现，虽然耀斑离开活动区本身不变，事件包括一个大的磁场增强（MFE），其中包括一个大的磁场的强度增加到短短的500 G在一个相当小的区域，没有磁场测量耀斑之前。在耀斑的脉冲阶段，在耀斑环的足点处观察到这种MFE，其磁能足以为整个耀斑的辐射损失提供能量，并且在耀斑之后完全消散。我们认为MFE可能发生在触发耀斑的重连事件的位置，并注意到它在耀斑开始的22分钟内形成（由EIS光栅返回时间给出）。这些结果为一系列新的研究打开了大门，这些研究的目的是确定MFE 1）是否可以是耀斑前兆事件，2）是否可以用于空间天气预报; 3）它们可以允许的提前预警时间;以及探索哪些物理过程导致它们的形成和消散，这些过程在长持续时间和脉冲耀斑中是否相同，以及它们是否可以通过理论模型来预测。
2021-02-11 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
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
Broad Non-Gaussian Fe XXIV Line Profiles in the Impulsive Phase of the 2017 September 10 X8.3 class Flare Observed by Hinode/EIS
我们分析了\emph{Hinode} /EIS在2017年9月10日X8.3级耀斑脉冲阶段观测到的高温\fexxiv ~线的光谱。线条轮廓很宽，显示出明显的翅膀，明显偏离单一的高斯形状。这些线可以很好地与$κ$分布拟合，$κ$的值在~ $\approx$ 1.7至3之间变化。我们观察到的非高斯分布的区域与\emph{RHESSI}观察到的高能（$\approx$ 100- 300 keV）HXR源的位置相一致，表明存在粒子加速或湍流，也证实了与\emph{Expanded Owens Valley Solar Array}（EOVSA）的非热微波源在HXR looptop源和以上的观察。我们还研究了在基于\fexxiii ~263.76~ EIS ~和\fexxiv ~255.1~ EIS ~的比率的温度诊断中考虑$κ$分布的效果。我们发现，这些线可以形成在比预期高得多的温度（高达log（$T$ \，[K]）\，$\approx$\，7.8），如果偏离麦克斯韦分布考虑在内。尽管由于这些较高的形成温度而预期较大的线宽，但是观察到的线宽仍然意味着超过~200 μ l，\kps的非热加宽。与HXR发射有关的非热展宽更好地解释为湍流，而不是色球蒸发。
2018-07-24 astro-ph.SR
A revised radiometric calibration for the Hinode/EIS instrument
对日出型极紫外成像光谱仪（EIS）的空中辐射定标进行了初步评估。这是通过将线比技术应用于2006年至2012年对安静太阳、活动区域和耀斑的广泛观测来完成的。详细讨论了最佳诊断线和有关的原子数据。还考虑了安静太阳的辐射，并与以前的测量结果进行了比较。在任务开始时，发现地面校准响应率的形状有些偏离。这些形状不随时间显著改变，除了EIS短波长（SW）通道的较短波长，其显示出一些退化。SW通道在较长波长处的灵敏度没有显示出显著的劣化，而长波长（LW）通道的灵敏度随着时间显示出显著的劣化。到2010年初，LW通道的响应度已经比地面测量值低两倍或更多。提出了一阶修正。通过这种修正，两个通道中主要谱线的比率变得恒定，相对误差在20%以内，平静太阳上的He II 256 A辐射也随着时间的推移变得恒定。这种校正消除了长期存在的差异，为一些线和离子，特别是那些涉及最强的Fe X，Fe XIII，Fe XIV，Fe XVII和Fe XXIV线，其中的差异的因素超过两个被发现。这些结果有重要的影响，各种EIS科学分析，特别是测量的温度，排放措施和元素丰度。
2013-04-23 astro-ph.SR
Plasma Diagnostics From Active Region and Quiet Sun Spectra Observed by Hinode/EIS: Quantifying the Departures from a Maxwellian Distribution
我们进行等离子体诊断，包括非麦克斯韦$κ$分布，在几个结构中观察到的日冕的极紫外成像光谱仪（EIS）船上的日出号航天器。为了防止由于飞行中校准的EIS的不确定性，我们选择了发射后不久观察到的光谱图谱。一个光谱图集包含一个活动区域的观测，而另一个是离边安静的太阳区域。为了最大限度地减少诊断的不确定性，我们只依赖于强线，并在选定的结构内的空间区域内对信号进行平均。多个等离子体参数的诊断，如电子密度，差分发射测量，和非麦克斯韦参数$κ$。为了做到这一点，我们使用一个简单的，收敛性好的迭代方案的基础上，通过DEM和$κ$细化的初始密度估计。我们发现，虽然安静的太阳光谱与麦克斯韦分布一致，但在活跃区域内观察到的日冕环和苔藓与$κ$ $\lessapprox$ 3强烈非麦克斯韦分布。通过使用作为$κ$的函数获得的DEM计算合成比率来检查这些结果。假设$κ$ -分布收敛到在安静的太阳和日冕环中观察到的比率，使用DEM预测的比率。据我们所知，这项工作提出了一个强有力的证据，不同的电子分布之间的两个物理上不同的部分的太阳日冕。
2020-03-16 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
Active Region Moss: Doppler Shifts from Hinode/EIS Observations
研究苔藓区的多普勒频移和多普勒频移与温度的关系，可以帮助我们了解活动区核心的加热过程。在本文中，我们使用了一个活跃的区域观测记录的极紫外成像光谱仪（EIS）在2007年12月12日出测量的多普勒频移的苔藓地区。我们通过定义Tripathi等人（2010年）推导的低密度截止值，将苔藓区域与其他活动区域区分开来。我们根据Young等人（2012）中描述的方法对EIS波长校准进行了非常仔细的分析。对于在log T = 5.85和log T = 6.25 K之间具有最大灵敏度的谱线，我们发现速度分布峰值在0 km/s附近，估计误差为4-5 km/s。分布的宽度随温度而减小。分布的平均值显示出随温度升高而增加的蓝移，并且分布也显示出朝向蓝移的不对称性。将这些结果与不同的日冕加热模型预测的观测值进行比较，我们发现这些结果与稳定和脉冲加热情景是一致的。然而，事实上，有大量的像素显示速度振幅超过5公里的不确定性的$^{-1}$是暗示脉冲加热。显然，需要进一步的观测约束来区分这两种加热情景。
2012-04-30 astro-ph.SR
Establishing a Connection Between Active Region Outflows and the Solar Wind: Abundance Measurements with EIS/Hinode
日之出太阳观测站上的X射线望远镜和极紫外成像光谱仪（EIS）最有趣的发现之一是活动区域边缘存在持续的高温高速外流。EIS的测量表明，流出的速度达到50公里/秒的谱线的不对称性接近200公里/秒。有人认为，这些外流可能位于连接日光层的开放磁力线上，它们可能是低速太阳风的重要来源。然而，很难建立直接联系。在这封信中，我们使用的谱线强度的EIS测量是敏感的Si和S的相对丰度的变化，作为第一电离势（FIP）的效果，以测量在AR 10978的流出区域的化学成分在2007年12月的5天内。我们发现Si总是比S增强3- 4倍。这通常是一致的增强因子的低FIP元素在缓慢的太阳风原位测量的非光谱方法。因此，具有慢风状成分的等离子体从活动区边缘流出至少5天。此外，在12月10- 11日，当从西侧流出的气流有利地朝向地球方向时，发现Si/S比与几天后ACE/SWICS测量的值相匹配。这些结果为太阳风和外流区日冕等离子体之间的直接联系提供了强有力的观测证据。
2010-11-30 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
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。
2023-02-21 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation flows and density changes deduced from Hinode/EIS during an M1.6 flare
我们分析了在M级耀斑期间用Hinode/EIS光谱仪获得的高节奏坐凝视观测和用RHESSI获得的HXR测量。在耀斑脉冲阶段，我们没有观察到显着的流动在较冷的Fe XIII线，但强烈的上升流，高达80-150公里/秒，在较热的Fe XVI线。在Fe XVI线中观察到的最大多普勒频移与尖锐的强度峰同时出现。从Fe XIII线对比得到的电子密度显示出快速增加（在两分钟内），从耀斑前的5.01 × 10 ^（9）cm^（-3）增加到耀斑峰值期间的3.16 × 10 ^（10）cm^（-3）。在耀斑峰值期间，从日冕加速点向低层大气沉积的非热能通量密度被发现为1.34x10^（10）erg/s/cm^（2），其低能截止能量估计为16 keV。在下降耀斑阶段，我们发现了一个次要的强度和密度峰值较低的振幅之前，15公里/秒的上升流，在这两条线检测。耀斑还伴随着一个暗条喷发，这部分被EIS观测所捕获。我们导出了上升流暗条物质的多普勒速度为250-300 km/s，耀斑峰值的光谱结果与色球层爆炸蒸发的情况一致，尽管在耀斑的这一阶段确定了一个相对较低的非热能通量密度值。这一结果进行了讨论，在最近的流体动力学模拟的背景下。它提供的观测证据表明，大气等离子体的响应强烈依赖于负责加热的电子束的性质，特别是能量分布的陡度。
2016-02-05 astro-ph.SR
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。
2022-05-23 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
Differential Emission Measures from the Regularized Inversion of Hinode and SDO data
我们开发并应用了一种增强的正则化算法，用于RHESSI X射线光谱分析，以约束不适定的反问题，确定DEM从太阳观测。我们展示了这种计算快速的技术应用于一系列DEM模型模拟宽带成像数据SDO/AIA和高分辨率线光谱从Hinode/EIS，以及实际的活动区域观测与Hinode/EIS和XRT。由于这种正则化方法自然提供了垂直和水平（温度分辨率）误差条，因此我们能够测试数据和响应函数中不确定性的作用。正则化方法能够成功地从各种模型DEM（单高斯，多高斯和CHIANTI DEM模型）的模拟数据恢复DEM。它能够做到这一点，最好的，超过四个数量级的DEM空间，但通常超过两个数量级的峰值发射。水平和垂直的误差酒吧和正规化的解决方案矩阵的组合，使我们能够很容易地确定正规化DEM的准确性和鲁棒性。我们发现，水平误差的典型范围是$Δ$日志$T\approx 0.1 -0.5$，这是依赖于所观察到的信号噪声，响应函数的不确定性，以及源模型和温度。与Hinode/EIS的20%的不确定性大大拓宽了正则化DEM的高斯和Chianti模型，虽然有关的底层DEM的信息仍然是可恢复的。当应用到真正的活动区域观测与Hinode/EIS和XRT的正则化方法是能够恢复DEM类似的发现通过MCMC方法，但在相当少的计算时间。
2012-01-13 astro-ph.SR
Oscillations in active region fan loops: Observations from EIS/{\it Hinode} and AIA/SDO
研究了AR 11076中的活动区扇形环，以寻找振荡，使用来自Hinode上的EIS的高节奏光谱观测结合来自SDO上的AIA的成像序列。在两个光谱窗口\FeXII 195.12 μ m和\FeXIII 202.04 μ m中分析了EIS的光谱，并在171 μ m和193 μ m通道中分析了AIA的图像。我们发现短（$<$ 3分钟）和长（$\approx$ 9分钟）期间在两个不同的位置。较短周期的谱线三个参数都有振荡，而较长周期的谱线只有强度和多普勒频移有振荡，谱线宽度没有振荡。在这两个位置的线轮廓不显示任何可见的蓝移分量，并且可以很好地与单个高斯函数以及多项式背景拟合。使用来自AIA/SDO的同空间和同时间数据的结果没有显示出对应于较短周期的任何显著峰值，但是在171 kHz和193 kHz通道中清楚地观察到较长的周期。使用AIA/SDO的图像对这些扇环进行时空分析，显示出正斜率的交替倾斜脊，表明向外传播的扰动。在171 kHz和193 kHz信道中，表观传播速度估计分别为83.5 $\pm$ 1.8 \kms和100.5 $\pm$ 4.2 \kms。所观察到的短周期振荡的建议是由同时存在一个以上的MHD模式，而长周期的建议作为签名的慢磁声波。在周期较短的情况下，形成温度相对较高的EIS谱线的振荡幅度较大。较长的周期，从AIA观察时，显示在较热的AIA通道，这可能表明由于热传导由于…
2012-08-07 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
