We present version 8 of the CHIANTI database. This version includes a large amount of new data and ions, which represent a significant improvement in the soft X-ray, EUV and UV spectral regions, which several space missions currently cover. New data for neutrals and low charge states are also added. The data are assessed, but to improve the modelling of low-temperature plasma the effective collision strengths for most of the new datasets are not spline-fitted as previously, but are retained as calculated. This required a change of the format of the CHIANTI electron excitation files. The format of the energy files has also been changed. Excitation rates between all the levels are retained for most of the new datasets, so the data can in principle be used to model high-density plasma. In addition, the method for computing the differential emission measure used in the CHIANTI software has been changed.

The CHIANTI spectral code consists of an atomic database and a suite of computer programs to calculate the optically thin spectrum of astrophysical objects and carry out spectroscopic plasma diagnostics. The database includes atomic energy levels, wavelengths, radiative transition probabilities, collision excitation rate coefficients, and ionization and recombination rate coefficients, as well as data to calculate free–free, free–bound, and two-photon continuum emission. Version 7 has been released, which includes several new ions, significant updates to existing ions, as well as Chianti-Py, the implementation of CHIANTI software in the Python programming language. All data and programs are freely available at http://www.chiantidatabase.org, while the Python interface to CHIANTI can be found at http://chiantipy.sourceforge.net.

Context. The Extreme Ultraviolet Imager (EUI) is part of the remote sensing instrument package of the ESA/NASA Solar Orbiter mission that will explore the inner heliosphere and observe the Sun from vantage points close to the Sun and out of the ecliptic. Solar Orbiter will advance the “connection science” between solar activity and the heliosphere. Aims. With EUI we aim to improve our understanding of the structure and dynamics of the solar atmosphere, globally as well as at high resolution, and from high solar latitude perspectives. Methods. The EUI consists of three telescopes, the Full Sun Imager and two High Resolution Imagers, which are optimised to image in Lyman- α and EUV (17.4 nm, 30.4 nm) to provide a coverage from chromosphere up to corona. The EUI is designed to cope with the strong constraints imposed by the Solar Orbiter mission characteristics. Limited telemetry availability is compensated by state-of-the-art image compression, onboard image processing, and event selection. The imposed power limitations and potentially harsh radiation environment necessitate the use of novel CMOS sensors. As the unobstructed field of view of the telescopes needs to protrude through the spacecraft’s heat shield, the apertures have been kept as small as possible, without compromising optical performance. This led to a systematic effort to optimise the throughput of every optical element and the reduction of noise levels in the sensor. Results. In this paper we review the design of the two elements of the EUI instrument: the Optical Bench System and the Common Electronic Box. Particular attention is also given to the onboard software, the intended operations, the ground software, and the foreseen data products. Conclusions. The EUI will bring unique science opportunities thanks to its specific design, its viewpoint, and to the planned synergies with the other Solar Orbiter instruments. In particular, we highlight science opportunities brought by the out-of-ecliptic vantage point of the solar poles, the high-resolution imaging of the high chromosphere and corona, and the connection to the outer corona as observed by coronagraphs.

CHIANTI contains a large quantity of atomic data for the analysis of astrophysical spectra. Programs are available in IDL and Python to perform calculation of the expected emergent spectrum from these sources. The database includes atomic energy levels, wavelengths, radiative transition probabilities, rate coefficients for collisional excitation, ionization, and recombination, as well as data to calculate free-free, free-bound, and two-photon continuum emission. In Version 9, we improve the modelling of the satellite lines at X-ray wavelengths by explicitly including autoionization and dielectronic recombination processes in the calculation of level populations for select members of the lithium isoelectronic sequence and Fe XVIII-XXIII. In addition, existing datasets are updated, new ions added and new total recombination rates for several Fe ions are included. All data and IDL programs are freely available at http://www.chiantidatabase.org or through SolarSoft and the Python code ChiantiPy is also freely available at https://github.com/chianti-atomic/ChiantiPy.

X-Ray and Ultraviolet (UV) observations of the outer solar atmosphere have been used for many decades to measure the fundamental parameters of the solar plasma. This review focuses on the optically thin emission from the solar atmosphere, mostly found at UV and X-ray (XUV) wavelengths, and discusses some of the diagnostic methods that have been used to measure electron densities, electron temperatures, differential emission measure (DEM), and relative chemical abundances. We mainly focus on methods and results obtained from high-resolution spectroscopy, rather than broad-band imaging. However, we note that the best results are often obtained by combining imaging and spectroscopic observations. We also mainly focus the review on measurements of electron densities and temperatures obtained from single ion diagnostics, to avoid issues related to the ionisation state of the plasma. We start the review with a short historical introduction on the main XUV high-resolution spectrometers, then review the basics of optically thin emission and the main processes that affect the formation of a spectral line. We mainly discuss plasma in equilibrium, but briefly mention non-equilibrium ionisation and non-thermal electron distributions. We also summarise the status of atomic data, which are an essential part of the diagnostic process. We then review the methods used to measure electron densities, electron temperatures, the DEM, and relative chemical abundances, and the results obtained for the lower solar atmosphere (within a fraction of the solar radii), for coronal holes, the quiet Sun, active regions and flares.

ABSTRACT We present new calculations of atomic data needed to model auto-ionizing states of Fe xvi. We compare the state energies, radiative and excitation data with a sample of results from previous literature. We find a large scatter of results, the most significant ones in the auto-ionization rates, which are very sensitive to the configuration interaction and state mixing. We find relatively good agreement between the auto-ionization rates and the collisional excitation rates calculated with the R-matrix suite of programs and autostructure. The largest model, which includes J-resolved states up to $n=10$, produces ab-initio wavelengths and intensities of the satellite lines which agree well with solar high-resolution spectra of active regions, with few minor wavelength adjustments. We review previous literature, finding many incorrect identifications, most notably those in the NIST data base. We provide several new tentative identifications in the 15–15.7 Å range, and several new ones at shorter wavelengths, where previous lines were unidentified. Compared to the previous CHIANTI model, the present one has an increased flux in the 15–15.7 Å range at 2 MK of a factor of 1.9, resolving the discrepancies found in the analysis of the Marshall Grazing Incidence X-Ray Spectrometer observation. It appears that the satellite lines also resolve the long-standing discrepancy in the intensity of the important Fe xvii 3D line at 15.26 Å.