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。
英文摘要：
In order to better understand the nature of active region outflows, the electron density was measured by using a density-sensitive line pair Fe xiv 264.78A/274.20A.Since coronal line profiles of the outflow region are composed of a major component with a Doppler shift of < 10 km s^-1 and a minor component (enhanced blue wing: EBW) blueshifted by up to 100 km s^-1, we extracted EBW from the line profiles through double-Gaussian fitting. We tried applying the simultaneous fitting to those two Fe xiv lines with several physical restrictions. Electron density for both components (n_Major and n_EBW, respectively) was calculated by referring to the theoretical intensity ratio as a function of electron density as per the CHIANTI database. We studied six locations in the outflow regions around NOAA AR10978. The average electron density was n_Major = 10^(9.16 +- 0.16) cm^-3 and n_EBW = 10^(8.74 +- 0.29) cm^-3. The magnitude relationship between n_Major and n_EBW was opposite in the eastern and western outflow regions. The column depth was also calculated for each component, which leads to the result that the outflows possess only a small fraction (~ 0.1) in the eastern region, while they dominate over the major component in the line profiles by a factor of five in the western region. When taking into account the extending coronal structures, the western region can be thought to represent the mass leakage. In contrast, we suggest a possibility that the eastern region actually contributes to the mass supply to coronal loops.
On-Orbit Sensitivity Evolution of the EUV Imaging Spectrometer on Hinode
自2006年9月22日发射以来，Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪的灵敏度逐渐下降。使用太阳中心附近安静区域的Fe VIII 185.21埃和Si VII 275.35埃发射线的分光日光图，我们表征了这种衰变。对于2006年12月至2012年3月期间，灵敏度的下降可以被描述为指数衰减，平均时间常数为7358 +/- 1030天（20.2 +/- 2.8年）。在宁静太阳数据中，在温度>10^6.1 K时形成的发射线表现出太阳周期效应。
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。
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。
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）
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。
Initial radiometric calibration of the High-Resolution EUV Imager ($\textrm{HRI}_\textrm{EUV}$) of the Extreme Ultraviolet Imager (EUI) instrument onboard Solar Orbiter
Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Institut d’Astrophysique Spatiale, CNRS, Univ. Paris-Sud, Université Paris-Saclay（空间天体物理研究所，法国国家科学研究中心，巴黎南大学，巴黎萨克雷大学）；European Commission, DG Energy, Directorate D: Nuclear Energy, Safety and ITER（欧盟委员会，能源总司，D局：核能、安全与ITER）；Laboratoire Charles Fabry, Institut d’Optique Graduate School, Université Paris-Saclay（夏尔·法布里实验室，高等光学研究院，巴黎萨克雷大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；UCL-Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院-穆拉德空间科学实验室）；Centre Spatial de Liège, Université de Liège（列日航天中心，列日大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
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。
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。
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。
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。
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
