We present direct evidence for the detection of the main energy release site in a non-eruptive solar flare, SOL2013-11-09T06:38UT. This GOES C2.7 event was characterised by two flaring ribbons and a compact, bright coronal source located between them, which is the focus of our study. We use imaging from SDO/AIA, and imaging spectroscopy from RHESSI to characterise the thermal and non-thermal emission from the coronal source, and EUV spectroscopy from the Hinode/EIS, which scanned the coronal source during the impulsive peak, to analyse Doppler shifts in Fe XII and Fe XXIV emission lines, and determine the source density. The coronal source exhibited an impulsive emission lightcurve in all AIA filters during the impulsive phase. RHESSI hard X-ray images indicate both thermal and non-thermal emission at the coronal source, and its plasma temperature derived from RHESSI imaging spectroscopy shows an impulsive rise, reaching a maximum at 12-13 MK about 10 seconds prior to the hard X-ray peak. High redshifts associated with this bright source indicate downflows of 40-250 km/s at a broad range of temperatures, interpreted as loop shrinkage and/or outflows along the magnetic field. Outflows from the coronal source towards each ribbon are also observed by AIA images at 171, 193, 211, 304 and 1600 A. The electron density of the source obtained from a Fe XIV line pair is $10^{11.50}$ which is collisionally thick to electrons with energy up to 45-65 keV, responsible for the source's non-thermal X-ray emission. We conclude that the bright coronal source is the location of the main release of magnetic energy in this flare, with a geometry consistent with component reconnection between crossing, current-carrying loops. We argue that the energy that can be released via reconnection, based on observational estimates, can plausibly account for the non-thermal energetics of the flare.
Comparison of Hinode/XRT and RHESSI detection of hot plasma in the non-flaring solar corona
我们比较了观测的非耀斑太阳日冕同时与Hinode/XRT和RHESSI。2006年11月12日分析的日冕主要由一个单一的活动区。对排放措施进行了比较。我们推导出发射测量分布与温度的整个活动区从多滤波器XRT数据。我们检查的兼容性与总排放量的测量值估计的流量与RHESSI测量，如果排放来自等温等离子体。我们发现，RHESSI和XRT数据分析一致指向存在一个次要的排放测量组件峰值在log T ~ 6.8-6.9。XRT和RHESSI结果之间的差异在几个因素之内，表明交叉一致性的可接受水平。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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）
