The High Resolution Imager (HRI_EUV) telescope of the Extreme Ultraviolet Imager (EUI) instrument onboard Solar Orbiter has observed EUV brightenings, so-called campfires, as fine-scale structures at coronal temperatures. The goal of this paper is to compare the basic geometrical (size, orientation) and physical (intensity, lifetime) properties of the EUV brightenings with regions of energy dissipation in a non-potential coronal magnetic field simulation. In the simulation, HMI line-of-sight magnetograms are used as input to drive the evolution of solar coronal magnetic fields and energy dissipation. We applied an automatic EUV brightening detection method to EUV images obtained on 30 May 2020 by the HRI_EUV telescope. We applied the same detection method to the simulated energy dissipation maps from the non-potential simulation to detect simulated brightenings. We detected EUV brightenings with density of 1.41x10^{-3} brightenings/Mm^2 in the EUI observations and simulated brightenings between 2.76x10^{-2} - 4.14x10^{-2} brightenings/Mm^2 in the simulation, for the same time range. Although significantly more brightenings were produced in the simulations, the results show similar distributions of the key geometrical and physical properties of the observed and simulated brightenings. We conclude that the non-potential simulation can successfully reproduce statistically the characteristic properties of the EUV brightenings (typically with more than 85% similarity); only the duration of the events is significantly different between observations and simulation. Further investigations based on high-cadence and high-resolution magnetograms from Solar Orbiter are under consideration to improve the agreement between observation and simulation.
Propagating brightenings in small loop-like structures in the quiet Sun corona: Observations from Solar Orbiter/EUI
在太阳极紫外（EUV）图像中观察到的增亮通常被解释为在过渡区或日冕温度下发生的微米或纳米耀斑的特征。太阳轨道飞行器上的极紫外线成像仪（EUI）最近的观测显示，在安静的太阳日冕中，这种亮度（称为篝火）最小。从2020年5月30日开始，以约400 km的分辨率分析太阳上的EUI 174数据，节奏为5 s，我们在这里报告了一些情况，这些篝火沿着其明显的小（3-5 Mm）环状结构表现出传播特征。测量的传播速度通常在25 km s $^{-1}$和60 km s $^{-1}$之间。如果假设环形等离子体的温度为一百万开尔文，那么这些视在的运动将比局部声速慢。此外，这些增亮表现出非平凡的传播特性，如分叉，合并，反射和重复等离子体喷射。我们认为，这些功能是这些小尺度的磁结构的内部动力学的表现，并可以提供重要的见解的动态响应（$\sim$ 40秒）的环路等离子体的加热事件，以及到加热事件本身的位置。
Accessing the fine temporal scale of EUV brightenings and their quasi-periodic pulsations: 1 second cadence observations by Solar Orbiter/EUI
Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（太阳-地球卓越中心–SIDC，比利时皇家天文台）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；Astronomy & Astrophysics Section, School of Cosmic Physics, Dublin Institute for Advanced Studies, DIAS Dunsink Observatory（都柏林高等研究院宇宙物理学院天文学与天体物理系，DIAS邓辛克天文台）；ETH-Zurich（苏黎世联邦理工学院）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）
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）
A universal scaling between damping time and period of quasi-periodic pulsations from solar EUV brightenings to X-ray stellar flares
Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（太阳-星际卓越中心–SIDC，比利时皇家天文台）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（KU鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Physics Department, University of Warwick（华威大学物理部聚变、空间与天体物理学中心）；Engineering Research Institute “Ventspils International Radio Astronomy Centre (VIRAC)”, Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学“文茨皮尔斯国际射电天文中心（VIRAC）”工程研究所）；Centro de Investigacion en Astronomía, Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学天文学研究中心）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚玻塔观测科学研究所（ARIES））
Fine-scale downflows above flare ribbons captured by Solar Orbiter/EUI
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文研究所）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Institute of Physics and Astronomy, University of Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）
这项工作的目的是确定瞬态EUV增亮的真正性质，称为闪光。共空间和共时间的多仪器数据，包括成像（EUVI/STEREO，XRT和SOT/Hinode），光谱（CDS/SoHO和EIS/Hinode）和磁图（SOT/Hinode）数据，一个孤立的赤道冕洞。应用CDSOV 629 A和EUVI 171 A的瞬态增亮自动识别程序.我们在CDS O V 629 A光栅图像中识别出28个闪光灯组。所有CDS O V 629 A眼罩均在EUVI 171 A和304 A图像中显示对应物。我们将这些闪光分为两类，一类与冠状对应物相关，另一类与XRT图像和EIS Fe XII 195.12 A光栅图像中所见的无冠状对应物相关。大约三分之二的闪光灯显示了日冕对应物，并对应于各种事件，如EUV/X射线喷流，日冕亮点的增亮或较大环的足点增亮。这些增亮重复发生，在过渡区温度下的寿命约为40分钟。在XRT和EIS Fe XII 195.12 A中没有日冕对应物的剩余闪烁群看起来像点状增亮，并且有色球/过渡区的起源。它们只发生一次，寿命约为20分钟。一般来说，闪光灯的寿命在不同的波长，即不同的温度下是不同的，从色球层到日冕逐渐减少。这项工作表明，术语blinker涵盖了一系列现象。闪烁是起源于日冕、过渡区和色球高度的各种瞬态事件的EUV响应。因此，与闪光灯相关的事件有助于形成和维持过渡区和日冕中的温度梯度。
Synchronic coronal hole mapping using multi-instrument EUV images: Data preparation and detection method
我们描述了一种使用同时多仪器EUV成像数据自动绘制冕洞（CH）的方法。对来自STEREO/EUVI A & B 195 A和SDO/AIA 193 A的同步EUV图像进行预处理，包括PSF去卷积和应用数据导出的强度校正，该校正考虑了中心到边缘的变化（边缘增亮）和仪器间强度归一化。我们系统地推导出一个强大的肢体增亮校正，利用无偏的长期平均数据，并尊重问题的物理性质。新的预处理大大有助于CH检测，允许使用一个简化的可变连接双阈值区域生长图像分割算法，以获得一致的检测结果。我们生成同步EUV和CH地图，并显示CH演变的初步分析。几个数据和代码产品提供给社区（www.predsci.com/chd）：在本研究期间（2010年6月10日至2014年8月18日），我们提供了同步EUV和冕洞地图数据，6小时的节奏，数据衍生的边缘增亮校正STEREO/EUVI A & B 195A和SDO/AIA 193A，以及仪器间校正因子，以等同于它们的强度。我们还提供了冕洞图像分割代码模块（ezseg）实现在两个FORTRAN的OpenMP和GPU加速的C-CUDA。我们还提供了一个完整的冕洞检测管道的实现，它是一个利用ezseg的即用型MATLAB驱动程序脚本euv2chm。
Quasi-periodic microjets driven by granular advection as observed with high-resolution imaging at He I 10830 Å
利用GST的高分辨率窄带He I 10830射电滤波图，我们对4个颗粒大小的微喷发进行了广泛的分析，这些微喷发表现为He I 10830射电波段的温和物质喷射。该分析得到了来自AIA的EUV数据和SDO上HMI的视线磁图的帮助。微喷发位于磁极反转线（PIL），其根源被精确地追踪到粒间通道。它们的持续时间是不同的，两个微喷发是重复的微射流，分别持续约50和27分钟，而其他两个事件是单一的，持续约5分钟。在He I 10830波段，两个微喷流都是连续的、周期性的，且周期约为5分钟。我们发现，只有短暂的同空间EUV增亮观察到的持续时间较长的微射流和EUV增亮是缺席的两个奇异的微喷发。长持续时间的微射流的关键是具有正磁场浓度的颗粒持续地将磁场传输到PIL，抵消相反的磁通量，并使两个微射流的底部和下面的颗粒以~ 0.25和1.0 km/s的速度迁移。观测结果支持了准周期微喷流的磁重联假设，并进一步表明磁重联连续产生多温度分量，特别是具有色球温度的冷分量.此外，正在进行的重联是由太阳内部的p模式振荡调制的。
Multi-point study of the energy release and transport in the 28 March 2022, M4-flare using STIX, EUI, and AIA during the first Solar Orbiter nominal mission perihelion
An extreme ultraviolet wave generating upward secondary waves in a streamer-like solar structure
极紫外（EUV）波是低日冕中水平传播的扰动，当它遇到日冕结构时，往往会触发水平二次波。我们提出了第一个例子，向上SW在一个流光状的结构后，通过的EUV波。事件发生在2017年6月1日。极紫外波发生在一次典型的太阳爆发中，包括暗条爆发、CME、C6.6耀斑。EUV波与准周期快速传播（QFP）波列和代表日冕激波存在的II型射电爆发有关。极紫外波有一个快速的初始速度$\sim$ 1000 km s $^{-1}$，相当于高速度的冲击波和QFP波列。有趣的是，向上SW上升缓慢（$\sim$ 80 km s $^{-1}$）的流光状结构后，扫描的EUV波。向上的SW似乎起源于由EUV波引起的临边增亮。结果表明，极紫外波是一种快模磁流体动力学激波，可能是由耀斑脉冲触发的。我们认为部分EUV波可能被捕获在类似流光结构的闭合磁场中，向上的SW可能是由于捕获波以慢模形式释放而产生的。据认为，日冕激波的强烈压缩和流光状结构的配置的相互作用是形成向上SW的关键。
Early Evolution of an Energetic Coronal Mass Ejection and Its Relation to EUV Waves
我们研究了与X级耀斑相关的一次日冕物质抛射（CME），它的起源在低日冕中被高节奏、高分辨率的EUV图像清楚地观测到，这为我们提供了一个难得的机会来详细地见证高能CME的早期演化。喷发开始于活动区外围的类似喷流的事件之后，冷却的覆盖环（~1 MK）缓慢膨胀。在扩展环路系统的下方，在热EUV通带中的增亮有源区的正上方看到反向S形调光。变暗与上升的弥漫拱（~6 MK）有关，我们将其解释为预先存在的高通量绳。这是其次由双热通道（~10 MK）从有源区的核心出现。较高的结构比较低的结构上升得更早、更快，其前沿经历了高达35 km s $^2$的极快加速度。这表明，环面的不稳定性是主要的喷发机制，它是高的平躺通量绳，而不是热通道，驱动喷发。日冕等离子体的压缩，裙和覆盖在扩大的环系统，其纵横比$h/r$随着时间的增加，作为一个快速的向上加速的结果，在驱动向外传播的全球EUV波和向日传播的本地EUV波，分别起着重要的作用。
