Many jets are detected at X-ray wavelengths in the Sun's polar regions, and the ejected plasma along the jets has been suggested to contribute mass to the fast solar wind. From in-situ measurements in the magnetosphere, it has been found that the fast solar wind has photospheric abundances while the slow solar wind has coronal abundances. Therefore, we investigated the abundances of polar jets to determine whether they are the same as that of the fast solar wind. For this study, we selected 22 jets in the polar region observed by Hinode/EIS (EUV Imaging Spectrometer) and XRT (X-Ray Telescope) simultaneously on 2007 November 1-3. We calculated the First Ionization Potential (FIP) bias factor from the ratio of the intensity between high (S) and low (Si, Fe) FIP elements using the EIS spectra. The values of the FIP bias factors for the polar jets are around 0.7-1.9, and 75$\%$ of the values are in the range of 0.7-1.5, which indicates that they have photospheric abundances similar to the fast solar wind. The results are consistent with the reconnection jet model where photospheric plasma emerges and is rapidly ejected into the fast wind.
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。
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。
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。
Spicules Intensity Oscillations in SOT/HINODE Observations
目标。利用HINODE/SOT的观测资料，研究了平静太阳、活动太阳和活动区太阳针状体强度随太阳边缘高度增加的相干振荡。直到过渡区的相干性的存在强化了通过能量传输和光球振荡进行日冕加热和太阳风的理论。方法.使用的时间序列从HINODE/SOT在Ca II H线，我们调查的振荡强度分布在不同高度以上的太阳翼。我们使用傅立叶和小波分析来测量在高度处的强度的主频峰，以及在两个特定高度处的振荡之间的相位差，以找到振荡的相干性的证据。最后，根据不同高度针状体的密度值，计算出针状体在能量平衡时所输送的能量和质量。为了扩展这项工作，我们还可以考虑在不同纬度的相干振荡，并建议研究可能从其他卫星的观测中获得的振荡。
Rapid Enhancement of Sheared Evershed Flow Along the Neutral Line Associated with an X6.5 Flare Observed by Hinode
本文介绍了2006年12月6日由Hinode/SOT获得的NOAA AR 10930的G波段和Ca II H观测结果，其中包括一个X6.5耀斑。采用局部相关跟踪（LCT）技术，对经透视缩短校正的G波段图像序列进行处理，获取了该复杂的β-γ-δ活动区的水平自行。利用连续的高质量、空间和时间分辨率的G波段数据，我们不仅证实了外半影的快速衰减和中心结构在耀斑中性线附近的变暗，而且第一次明确地检测到剪切Evershed流的增强，（平均水平流速从330 ± 3.1 m/s增加到403 ± 4.6 m/s）。耀斑后的Ca II H图像表明，原本在中性线两侧呈扇形分布的场线被连接起来。由于半影结构和Evershed流与光球磁倾角或水平场强度密切相关，我们将黑子结构和表面流的快速变化解释为耀斑引起的磁场重组的结果。磁场由向外成扇形变为向内连接，导致外半影衰减，同时，在耀斑中性线附近的磁场变得更加水平，导致那里的Evershed流更强。中性线附近水平磁场增强的推断与最近的磁观测和耀斑引起的光球磁场变化的理论预测是一致的。
Photospheric downward plasma motions in the quiet-Sun
我们分析分光偏振数据采取与日之出航天器在安静的太阳区域在磁盘中心。扭曲的红移斯托克斯$V$配置文件被发现显示出的特性的演变，总是遵循相同的相位序列。我们研究了这些事件的统计特性，使用分光偏振数据从Hinode/SP。我们还研究了上层光球和低色球层使用Mg i b2和Ca ii h数据从Hinode。最后，我们应用SIRGAUSS反演码的偏振数据，以推断大气层结的物理参数。我们还得到了这些物理参数考虑到动力学项的运动方程。Stokes V剖面显示了一个以四个不同时间步长演变的凹凸，整个过程持续108秒。斯托克斯I显示出强烈弯曲的红色翼，连续信号在晶间通道内显示出亮点。这个亮点与Mg i b2线的强红移和Ca ii h图像中的明亮特征相关。从斯托克斯轮廓反演得到的模型比平均安静的太阳模型更热，垂直磁场配置和场强在KG值的范围内。它还提出了一个高斯扰动的LOS速度分层，其中心随着时间的推移，移动到更深的层。我们研究了一种特殊类型的事件，它可以被描述为热等离子体的等离子体团，它从光球的顶部向下移动，放置在颗粒间的通道上，并且总是与强磁场浓度有关。我们认为，这种等离子体团的起源可能是一个磁重联，是发生在色球层。
Chromospheric signatures of small-scale flux emergence as observed with NST and Hinode instruments
随着越来越多的高分辨率图像的太阳表面在众多的波长，在小的空间尺度上发生的各种过程已经成为我们关注的焦点。据报道，复杂的小尺度磁场似乎有足够的储存来加热色球层。虽然在了解小规模现象方面取得了重大进展，但许多具体情况仍然难以捉摸。我们在这里提出了一个详细的研究，一个单一的事件消失的磁偶极子和相关的色球活动。根据新太阳望远镜H $α$资料和{ \it Hinode}光球视线磁象图及Ca II H图象，我们报告如下结果。1)我们的分析表明，即使是非常小的偶极子（元素分离约0 \arcsec .5或更少）可能会达到色球层，并触发不可忽略的色球活动。2)仔细考虑新通量沉积的磁环境可能会揭示太阳表面磁通量去除的细节。我们认为，两个相反极性元素的明显碰撞和消失可能不一定表明它们的取消（即，重新连接、“U”形管出现或$ Ω$环浸没）。在我们的例子中，磁偶极子通过与上覆的大规模倾斜斑场重新连接而消失。3)在带外H $α$图像中看到的亮点与Ca II H亮点非常相关，而Ca II H亮点又与G带亮点共空间。我们进一步推测，在一般情况下，H $α$亮点预计与光球BPs共空间，然而，需要直接比较来完善它们的关系。
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。
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。
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
Evidence for coherent spicule oscillations by correcting Hinode/SOT Ca II H in the southeast limb of the Sun
由于光球波动而加热色球层、日冕和太阳风的波动理论由于观测到的波相干性的存在而得到加强。利用太阳光学望远镜（SOT）研究了日珥强度振荡的相干性。我们使用了2015年4月3日获得的Ca II H线的Hinode/SOT东南区域附近的时间序列，并将去卷积程序应用于骨针，以说明我们的恢复方法如何有效地作用于骨针等精细结构。此外，还利用小波变换分析了日缘以上不同高度的强度振荡。然后，在两个特定高度测量振荡之间的相位差，以寻找相干振荡的证据。小波变换的结果显示，在2，4，5.5，和6.5分钟在四个不同的高度的主周期峰。发现相干水平高于75%的主导频率在5.5和8.5 mHz左右。测量的平均相速度为155-360 km s-1。我们发现，平均相速度随高度增加。结果表明，相干波携带的能量通量进入日冕和日光层可能比以前的估计大几倍，以前的估计仅基于恒定的速度。我们提供了令人信服的证据向上传播的相干波的存在。
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
Dynamics of the solar magnetic bright points derived from their horizontal motions
与太阳低层大气小尺度磁场有关的亚弧秒亮点（BP）是由光球颗粒演化平流产生的。我们测量了在两个波长上观测到的与BPs水平运动有关的各种量，包括速度自相关函数。在\textit{Swedish 1-m Solar Telescope}（\textit{SST}）进行的宽带H $α$观测的1小时时间序列，和与太阳光学望远镜观测的4小时\textit{Hinode} \textit{G} -波段时间序列在这项工作中使用。我们跟踪了97例\textit{SST}和212例\textit{Hinode} BP，分别测量了3800和1950个个体速度。与\textit{Hinode}数据的30 s相比，其5 s的高节奏，我们更强调来自\textit{SST}数据的结果。由\textit{SST}实现的BP位置不确定性低至3 km。位置误差对观测速度方差的贡献为0.75 km $^2$ s $^{-2}$。两个方向上的\textit{raw}和\textit{corrected}速度测量，即，$(v_x,v_y)$具有高斯分布，其标准偏差分别为$(1.32,1.22)$和$(1.00, 0.86)$ km s $^{-1}$。BP运动的相关时间约为$22 - 30$ s。我们构建的水平运动的功率谱作为频率的函数，一个量，这是有用的和相关的生成的阿尔文波的研究。光球湍流扩散在小于200秒的时间尺度被…
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
Seismological determination of the Alfvén speed and plasma-beta in solar photospheric bright points
对\textit{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的宽带滤波成像仪观测到的光球亮点中的阿尔文速度和等离子体β进行了地震学估算。诊断是基于慢磁声波在一个非等温分层光球均匀垂直磁场的理论。我们使用3D区域生长方法识别和跟踪G波段电影中的亮点，并将它们与蓝色连续图像对齐，以获得它们的亮度温度。从118个亮点的连续光变曲线的傅立叶功率谱中，我们发现91个亮点的光变曲线具有明显不同于平静区的振荡特性，周期在2.2- 16.2 min之间。我们发现，当$γ$位于5/3附近时，模型给出了中等的等离子体β值。计算得到的阿尔文速度为9.68 $\pm$ 2.02 km s $^{-1}$，范围为6.3- 17.4 km s $^{-1}$。血浆β估计为0.93 $\pm$ 0.36，范围为0.2- 1.9。
