Photospheric and chromospheric activity in four young solar-type stars
本文对HD 166、K1 Eri、chi 1 Ori和kappa 1 Cet四颗G-K矮星进行了光度和光谱研究。在三种情况下，我们发现一个明确的光球和色球活动区之间的空间关联。对于chi 1猎户座，我们没有发现光球温度和色球H α发射的明显变化。我们采用了点/斑模型观测到的旋转调制的温度和流量，推导出点/斑参数，并重建一个粗略的三维地图的外层大气的kappa 1 Cet，HD 166和EklEri。
2006-09-19 astro-ph
Hard X-ray Spectra and Positions of Solar Flares observed by RHESSI: photospheric albedo, directivity and electron spectra
本文研究太阳耀斑硬X射线谱中光球散射贡献的特征、电子谱低能截止的影响以及硬X射线辐射的方向性。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测的耀斑数据，对太阳耀斑的空间积分光谱和位置进行了统计分析。我们证明了明确的中心到肢体变化的光子光谱指数在15-20千电子伏的能量范围和较弱的依赖性在20-50千电子伏的范围内，这是一致的光球的反射作为原因。结果还表明，有时推断的平均电子能谱的低能量截止是一个人工制品的电子能谱。我们还推导出各向异性（向下/观察者定向光子的比率）的硬X射线发射在15-20 keV范围内的各种日心角。
2007-01-30 astro-ph
Latitudinal variation of the solar photospheric intensity
我们研究了莫纳罗亚太阳天文台（MLSO）的精密太阳光度望远镜（PSPT）的图像，以寻找太阳光球强度的纬度变化。随着太阳活动带的预期增亮，我们发现极纬平均连续谱强度的微弱增强（连续谱强度增强$\sim0.1 - 0.2%$对应于亮温增强$\sim2.5{\rm K}$）。这似乎是热的起源，而不是由于弱磁性元素的极性积累，连续和CaIIK强度分布向更高的值移动，形状几乎没有变化，从他们的中纬度分布。由于增强是低空间频率和非常小的幅度，它是很难分开的系统仪器和处理误差。我们提供了一个彻底的讨论，并得出结论，测量捕获真正的太阳纬度强度变化。
2007-10-16 astro-ph
The intensity contrast of solar photospheric faculae and network elements II. Evolution over the rising phase of solar cycle 23
我们研究了1996 - 2001年太阳活动23周上升阶段小磁性元素（活动区光斑和网络）的辐射特性，确定了它们的对比度作为日心角、磁迹信号和太阳活动周相位的函数。我们结合了SOHO航天器上MDI仪器提供的视线磁场和光球连续强度的近同时全磁盘图像。将磁图信号分类到不同的范围使我们能够区分不同磁结构的对比度。我们发现，这些小的磁性元素的对比度中心到边缘的变化（CLV）是独立的时间与10%的精度，在太阳活动周23的上升阶段测量。一个2维的经验表达式的对比度的光球功能的磁盘上的位置和平均磁场强度的函数被确定，通过研究的时间段显示其有效性。对磁象信号与峰值对比度关系的研究表明，在太阳活动周期间，网状磁通管的本征对比度（单位磁通量的最大对比度）高于活动区光斑的本征对比度。
2006-02-25 astro-ph
Can Recently Derived Solar Photospheric Abundances Be Consistent with Helioseismology?
最近的太阳丰度分析（Asplund等人，2004年; Lodders，2003年）向下修正了C、N、O、Ne和Ar的丰度，使太阳光球层Z/X降低到0.017，Z降低到~0.013。太阳能模型的标准不透明度和扩散处理，使用这些新的丰度得到较差的协议与日震推断声速剖面，对流区氦丰度，对流区深度。在这里，我们提出了日震结果与这些减少光球丰度的演变太阳模型，尝试不同的扩散处理。我们比较模型的结果没有扩散，增强热扩散，和增强扩散的C，N，O，Ne，和Mg只。我们发现，虽然这些模型中的每一个都提供了一些改进，与新的丰度和标准物理学演变的太阳模型相比，没有一个恢复与使用早期丰度获得的日震学的良好一致，例如，Grevesse & Sauval（1998）.我们建议，不透明度增加约20%的对流区以下的条件下，或吸积的低Z材料在表面的太阳到达的主要序列的可能性，应调查恢复协议。此外，应重新考虑新的丰度测定结果，因为如果这些结果是正确的，将很难使太阳模型与日震结果相一致。
2005-01-25 astro-ph
Line formation in solar granulation: II. The photospheric Fe abundance
太阳光球铁丰度已确定使用现实的从头算三维，时间依赖性，流体动力学模型大气。这项研究是基于预测和观察到的线轮廓直接，而不是等效宽度之间的良好协议，因为固有的多普勒展宽的对流运动和振荡提供了必要的非热展宽。因此，在最近的太阳Fe丰度争议中心的四个激烈争论的参数（等效宽度，微湍流和阻尼增强因子）中的三个不再进入分析，留下的过渡概率作为主要的不确定性。研究了FeI（使用牛津和基尔研究的线样品）和FeII线，得到了一致的结果：log FeI = 7.44 +- 0.05和log FeII = 7.45 +- 0.10。此外，强FeI线的翅膀返回一致的丰度，日志FeII = 7.42 +- 0.03，但由于固有的不确定性，在强线的分析，我们给这个决定较低的重量比弱和中间强线的结果。鉴于最近陨石Fe丰度log Fe = 7.46 +-0.01略有向下修正，陨石和光球值之间的一致性很好，从而似乎解决了由FeI线计算光球Fe丰度的争论。
2000-05-15 astro-ph
Line formation in convective stellar atmospheres. I. Granulation corrections for solar photospheric abundances
为了估计光球温度波动对光谱丰度测定的未知影响，我们研究了基于太阳对流表面层的详细二维辐射流体动力学模拟的非均匀太阳光球LTE线形成问题。通过一个严格的差分1D/2D比较的紧急等效宽度，我们推导出“颗粒丰度校正”的个别线，这必须适用于标准丰度测定的基础上均匀的1D模型大气，以纠正光球温度波动的影响。在一般情况下，我们发现一个线加强的存在下的温度不均匀性作为一个后果的非线性温度依赖性的线不透明度。对于许多具有实际意义的测线，丰度校正的幅度可通过本文件所附图表中的内插法来估计。丰度校正的应用往往可能是一个可以接受的替代详细拟合的个别线剖面的基础上流体动力学模拟。本研究将有助于提供光谱丰度分析可能误差的上限，并确定对光球温度不均匀性影响最不敏感的谱线。
2002-03-08 astro-ph
Line formation in solar granulation VI. [C I], C I, CH and C2 lines and the photospheric C abundance
利用含时三维太阳大气流体动力学模型，从[Cl]、Cl、CH振转线、CH A-X电子线和C2 Swan电子线计算了太阳光球层碳丰度。对于CI线路，已经考虑了来自LTE的配置。事实证明，这些对于更强的线路越来越重要，并且对于消除LTE丰度与线路强度的趋势至关重要。非常令人满意的协议，发现在所有的原子和分子丰度诊断，尽管其广泛不同的线形成的灵敏度。基于四个主要丰度指标（[C I]，C I，CH振转，C_2 Swan）的太阳碳丰度的平均值为log C = 8.39 +/- 0.05，包括我们对可能的系统误差的最佳估计。一致的结果也来自CH电子线，我们已经降级到一个辅助作用，由于其灵敏度的线加宽。新的基于3D的太阳碳丰度明显低于先前使用1D模型大气研究中估计的丰度。
2004-10-28 astro-ph
The Cause of Photospheric and Helioseismic Responses to Solar Flares: High-Energy Electrons or Protons?
通过对2002年7月23日太阳耀斑期间Michelson多普勒成像仪（MDI）观测到的光球流体动力学和日震效应以及RHESSI的高能图像的分析，发现这些效应与硬X射线辐射源密切相关，而在耀斑γ射线辐射的质心区域不存在这种效应。这些结果表明，与预期相反，流体动力学和日震响应（“日震”）更可能是由加速电子而不是高能质子引起的。高能电子的一系列多重脉冲形成了一个在光球中以超音速运动的流体动力源。运动震源在各向异性日震波阵面的形成中起着关键作用。
2007-10-03 astro-ph
Line formation in solar granulation: IV. [O I], OI and OH lines and the photospheric O abundance
利用太阳大气的三维流体动力学模型，根据[OI]、OI、OH振动-转动和OH纯转动谱线，计算了太阳光球层的氧丰度。在OI线的情况下，已经进行了3D非LTE计算，揭示了由于线中的光子损失而导致的与LTE的显著偏离。我们得出太阳氧丰度log O = 8.66 +/- 0.05。所有的氧诊断产生高度一致的丰度，与经典的一维模型大气的结果形成鲜明对比。这个低值与对本地星际介质和附近B星的测量结果非常一致。这种低丰度也得到了非常不同的线形成灵敏度的线之间的良好对应关系，以及观测和预测的线形状和中心到边缘变化之间的良好对应关系的支持。再加上相应的向下修订的太阳碳，氮和氖的丰度，由此产生的太阳金属质量分数Z = 0.0126的显着下降，但是，可能会破坏令人印象深刻的协议之间的预测和观察到的太阳内部的声速从日震学确定。
2003-12-11 astro-ph
Explosive Events and the Evolution of the Photospheric Magnetic Field
过渡区爆发事件一直被认为是太阳大气中磁重联的直接标志。在寻求进一步的观测证据，以支持这一解释，我们研究的爆炸事件和太阳磁场的演变之间的关系，在视线光球磁图。我们发现，约38%的事件显示的变化，在光球的磁结构的爆炸事件的位置在一个时间段内的1小时。我们还讨论了潜在的模糊性，在分析高灵敏度磁图。
2008-08-07 astro-ph
On the intensity contrast of solar photospheric faculae and network elements
太阳黑子、光斑和磁网络对太阳辐照度变化有贡献。由于光斑和网络的贡献是基本的重要性，但遭受相当大的不确定性。我们确定了活动区光斑和网络的对比度，两者都是日心角和磁图信号的函数。为了实现这一点，我们分析了近同时全光盘图像的光球连续强度和视线磁场提供的迈克尔逊多普勒干涉仪（MDI）上的SOHO航天器。从太阳磁场的表面分布出发，我们首先构造一个掩模，然后用它分别确定磁场特征的亮度和光球层相对无场部分的亮度。通过将磁图信号分类到不同的箱中，我们能够区分不同浓度的磁场的对比度。我们发现活动区光斑（大磁图信号）和网络（小信号）的对比度表现出非常不同的CLV，表明磁通量管的布居是不同的。这意味着在高精度地重建太阳总辐照度的变化时，这些元素需要单独处理。通过对观测数据进行二维拟合，得到了光球磁特征对比度与盘面位置和磁场强度的函数关系的解析表达式。
2002-06-29 astro-ph
SOLIS-VSM Solar Vector Magnetograms
作为太阳综合光学长期研究项目的一部分，矢量分光磁仪自2003年8月以来每周记录一次全圆盘光球矢量磁图。在VSM数据处理系统全面部署后，一个典型的观测日将包括三个Fe I 630.2 nm全圆盘光球矢量磁图、一个全圆盘光球和三个Ca II 854.2 nm色球纵向磁图，以及三个He I 1083 nm分光日像。光球矢量磁图将分两个阶段在因特网上提供：首先，在数据采集后几分钟内作为快速浏览产品，然后在每次观测后一天内作为Milne-Eddington反演产品。
2006-12-20 astro-ph
The photospheric solar oxygen project: I. Abundance analysis of atomic lines and influence of atmospheric models
在过去的十年中，太阳氧丰度经历了一次重大的向下修正，最引人注目的是更新，包括三维流体动力学模拟来模拟太阳光球。到目前为止，这样的分析已经进行了只有一个小组使用一个辐射流体动力学代码。我们研究光球氧丰度考虑线从原子跃迁。我们还考虑了所使用的太阳模型和由此产生的太阳氧丰度之间的关系，以了解是否向下的丰度修订是特别相关的三维流体动力学效应。利用最新一代CO 5 BOLD三维太阳模型大气，通过分析不同的高分辨率高信噪比太阳通量和盘中心强度图集，对太阳光球层氧丰度进行了新的测定。我们发现8.73 <logN氧/N氢+12 < 8.79。较低和较高的值表示中性氢的中性氧的NLTE水平种群的碰撞激发和电离的作用的极端假设。我们分析的误差为+-0.04 +-0.03 dex，最后一个误差与NLTE修正有关，第一个误差与任何其他效应有关。3D“颗粒效应”在降低氧丰度方面不起决定性作用。考虑到我们目前对与氢原子碰撞对NLTE水平氧布居数的作用的无知，我们推荐的值为log（N氧/N氢）= 8.76 +- 0.07。过去导致O丰度较低的原因是（1）采用较低的等效宽度，（2）在氧的统计平衡计算中选择忽略与氢原子的碰撞。
2008-05-28 astro-ph
The solar photospheric abundance of phosphorus: results from co5bold 3D model atmospheres
目的：我们使用co 5 bold三维流体动力学模型大气来确定太阳磷的丰度。方法：高分辨率，高信号-噪声太阳光谱的PI线的多重1在1051-1068 nm进行比较，线形成计算co 5 bold太阳能模型大气。结果：由于Mult. 1.受3D效果影响较小。我们不能证实早些时候的索赔，由其他作者的太阳P丰度的向下修正0.1德克斯采用3D模型大气。关于其他恒星，我们发现适度（<0.1 dex）的3D丰度修正P在四个F矮模型大气中的不同金属丰度，最大的金属丰度最低。结论：我们的结论是，三维丰度校正通常是相当小的PI线在这项工作中研究。它们与贫金属恒星的关系不大，但在太阳中可能被忽略。
2007-08-12 astro-ph
The solar photospheric abundance of hafnium and thorium. Results from CO5BOLD 3D hydrodynamic model atmospheres
内容：稳定元素铪（Hf）和放射性元素钍（Th）最近被认为是恒星放射性年代测定的合适配对。这种元素对的适用性需要建立恒星光谱学。目的：利用\cobold三维流体动力学模式大气，对太阳光球中Hf和Th的丰度进行了光谱测定。我们把这纳入一个更广泛的背景下，通过调查的3D丰度校正一组G-和F-型矮星。方法：高分辨率，高信噪比的太阳光谱进行了比较，太阳CO 5 BOLD模型上进行的线合成计算。对于其他大气，我们比较了CO 5 BOLD 3D和相关的1D模型的合成光谱。结果：对于Hf，我们发现光球丰度A（Hf）=0.87+-0.04，与以前的分析，基于一维模型大气。弱Th ii 401.9 nm线构成太阳光谱中唯一可用的Th丰度指示器。它位于镍铁混合物的红翼中，表现出不可忽略的对流不对称性。考虑到与不对称相关的额外吸收，我们得到A（Th）=0.09+-0.03，与陨石丰度一致，比以前的光球丰度测定低约0.1德克斯。结论：据我们所知，只有第二次强调了对流线不对称性对丰度推导的不可忽略的影响。三维流体动力学模拟应采用测量Th丰度的矮星，如果类似的混合存在，在太阳的情况下。相比之下，3D对Hf丰度的影响在G-到中等F-型矮星和次巨星中很小，并且可以方便地使用1D模型大气。
2008-03-25 astro-ph
'Ultimate' Information Content in Solar and Stellar Spectra: Photospheric line asymmetries and wavelength shifts
光谱线不对称和波长偏移是太阳和恒星大气中流体动力学的特征。理论可以精确地预测理想化的谱线，但观测到的光谱受到混合物、太少合适的谱线、不精确的实验室波长和仪器缺陷的限制。目标：二等分线和位移提取，直到最高质量的太阳和恒星光谱的“最终”精度限制，以了解恒星物理，观测技术和实验室数据的限制。方法：对太阳和明亮的太阳型恒星的光谱图集进行了检查，以获得具有最准确的实验室波长的数千条“未混合”线，产生平分线和偏移，作为类似线组的平均值，从而最大限度地减少光度噪声和随机混合的影响。研究结果：对于太阳光谱，平分线的形状和位移提取以前很少研究的物种（铁II，钛I，钛II，铬II，钙I，C I），使用最近确定的非常准确的实验室波长。在南河三和其他F型恒星中，光谱连续区附近的平分线向蓝弯曲，揭示了向上移动的光球颗粒中的线饱和和阻尼翼。由“天体物理学”噪声、有限的仪器分辨率、叠加的大地吸收和不准确的波长所设定的精确度限制，共同将绝对线移研究限制在大约50-100 m/s。结论：分辨率R = 300，000的光谱学将使许多恒星的平分线研究成为可能。规避线混合和旋转涂抹配置文件中的天体物理噪声的剩余限制，最终可能需要跨空间分辨恒星盘光谱。
2008-10-14 astro-ph
Line formation in solar granulation: V. Missing UV-opacity and the photospheric Be abundance
晚型恒星紫外线中不透明源的可能性经常被用来解释预测和观测到的通量分布和谱线强度之间的差异。除其他外，这种缺少紫外线不透明度的情况可能对在该波长区域仅可获得相关光谱特征的元素（如Be）的丰度测定产生重大影响。在这里，Balachandran和Bell（1998）的研究是根据一个现实的三维流体动力学太阳模型大气和最近显着向下修正的太阳O丰度与相同的模型大气。缺失的UV不透明度的量（如果有的话）通过强制313 nm附近的OH A-X电子线产生与其他可用诊断相同的O丰度来量化：IR中的OH振动-旋转和纯旋转线、禁止的[OI] 630.0和636.3 nm线以及高激发、允许的OI线。这种额外的不透明度，然后应用于合成的Be II线在313.0 nm，以获得一个太阳光球Be丰度与陨石值非常一致，从而加强Balachandran和贝尔的结论。约50%的额外不透明度占不透明度的来源可以很好地解释了最近的计算由铁项目的光电离的FeI。
2003-12-11 astro-ph
Photospheric magnetic field of the Sun: two patterns of the longitudinal distribution
利用美国国家太阳观测站（Kitt Peak）1976 - 2003年的观测资料，研究了光球磁场的纵向分布，结果表明，在11年太阳活动周期的不同阶段，光球磁场的纵向分布呈现出两种相反的模式。一方面，太阳活动周期的上升阶段和最大值的日长分布不同，另一方面，下降阶段和最小值的日长分布不同，描绘了两个相对的卡林顿周期（180度）附近的最大值。和0/360 °）。因此，分布的最大值将其位置移动了180度。从一个特征周期过渡到另一个特征周期。这两个特征周期对应着太阳22年磁周期中出现的不同情况，在此过程中，全球磁场和太阳黑子群中的领先黑子的磁场都改变了它们的符号。在上升阶段和最大值（活动经度180度）。全球磁场的极性与领先黑子的极性一致，而对于下降相和最小值（活动经度0/360 °），极性相反。因此，在22年的磁周期中，观测到的活动星系的变化可能与太阳磁场的极性变化有关。
2007-12-17 astro-ph
Solving the discrepancy between the seismic and photospheric solar radius
两种方法被用来观测确定太阳半径：一个是在边缘的强度分布的观察，另一个使用f-模式频率，以获得一个“地震”的太阳半径，然后校正到光学深度单位。这两种方法是不一致的，并导致差异的太阳半径$\sim$ 0.3微米。由于几何延伸的太阳光球和增加的路径长度的切向射线的太阳似乎是更大的观察者谁的措施，太阳盘的程度。基于辐射转移的计算，我们表明，这种差异可以解释的高度之间的差异在磁盘中心$τ_{\mathrm{5000}}=1$（$τ_{\mathrm{Ross}}=2/3$）和拐点上的边缘上的强度分布。我们计算了两种大气结构的MDI连续谱和5000 μ m连续谱的临边强度分布，并比较了$τ_{\mathrm{5000}}=1$（$τ_{\mathrm{Ross}}=2/3$）处拐点的位置和半径。“地震”半径和拐点之间的计算差是$0.347\pm 0.06$ Mm相对于$τ_{\mathrm{5000}}=1$，以及$0.333\pm 0.08$ Mm相对于$τ_{\mathrm{Ross}}=2/3$。我们的结论是，标准的太阳半径在进化模型必须降低$0.333\pm 0.08$毫米，是695.66毫米。此外，这种校正调和拐点测量和“地震”半径的不确定性。
2007-11-16 astro-ph
Compton backscattered and primary X-rays from solar flares: angle dependent Green's function correction for photospheric albedo
观测到的来自太阳耀斑的硬X射线（HXR）通量谱$I(ε)$是初级韧致辐射光子$I_P(ε)$与来自光球康普顿后向散射的向下初级辐射的光谱修正分量的组合。后者可能是重要的，扭曲或隐藏了主光谱的真实特征，这些特征是高能电子的加速和传播及其能量预算的关键诊断。在太阳物理学中，我们第一次使用格林函数方法来解决后向散射光谱反卷积问题，构建了一个包含光电吸收的格林矩阵。这种方法允许光谱独立提取的主要光谱的几个HXR耀斑观察到的{ \it拉马迪高能太阳光谱成像仪}（RHESSI）。我们发现，观测到的光谱和主光谱有很大的不同，硬光谱接近磁盘中心的耀斑。我们特别表明，能量依赖的光子光谱指数$γ(ε)=-d \log I/d \log ε$是非常不同的$I_P(ε)$和$I(ε)$和推断的平均源电子光谱${\bar F}(E)$差异很大。即使对于参数${\bar F}(E)$到数据的前向拟合，当拟合到$I_P(ε)$时，即当包括双稳态校正时，拟合$I(ε)$所需的清晰的低能量截止基本上消失。因此，背散射光子的自洽校正被证明是至关重要的，在确定耀斑加速电子的能谱，因此，他们的总数和能量。
2005-10-06 astro-ph
On the Detectability of Oxygen X-ray Fluorescence and its Use as a Solar Photospheric Abundance Diagnostic
蒙特卡罗计算的O Ka线荧光的日冕X射线和太阳大气的温度最低区域以上发射的已被用来调查使用这一功能作为一个丰富的诊断。虽然相当弱，我们估计线等效宽度在0.02-0.2 AA的范围内，这取决于X射线等离子体温度。当日冕温度T =<3e 6 K时，这条谱线基本上没有受到混合物的污染，并且应该是相当可观测的，通量>~ 2 ph/s/arcmin ^[2]。太阳能化学混合物的模型计算与O丰度上下调整了2倍，表明35-60%的变化O Ka线等效宽度，提供了一个潜在的有用的O丰度诊断。等效宽度对最近推荐的解释日震观测重要的CNO三重元素的“高”和“低”补充的化学成分之间的差异的敏感性较低，在日冕温度T ~<2 e6 K时为20-26%。虽然区分这两种混合物仍然可行，但测得的谱线等效宽度和用于解释的模型的不确定性需要大大低于20%。如果能建立一个分辨率>= 1000的灵敏X射线谱仪和性能良好的仪器轮廓，X射线荧光将为解决太阳"氧危机“提供一种可行的手段。
2008-02-04 astro-ph
The photospheric environment of a solar pore with light bridge
太阳表面出现磁场，在光球层中形成各种特征，其中之一就是孔隙。它们位于微小的磁性元素和较大的太阳黑子之间的边界。光桥，在这样的结构中，是明亮的特征，将阴影区域分隔成两个或多个不规则区域。通常，光桥表明磁性区域的合并，或者相反，该区域的分裂正在进行中。我们研究了带有光桥的太阳孔（AR 10812）和附近安静的太阳光球的速度结构，分析了高空间和光谱分辨率的图像。孔面积已观察到与干涉双维光谱仪（IBIS）在邓恩太阳望远镜，获取单色图像在Ca II 854.2 nm线和Fe I 709.0 nm线，以及G-波段和宽带图像。我们还计算了与Fe I和Fe II光球线相关的视线（LoS）速度场。的LoS速度波动的幅度，孔内，是小于所观察到的安静的造粒附近的活动区域。我们计算了方位平均LoS速度，并推导出其径向轮廓。整个孔隙的特征是向下速度为-200 m/s，相对于附近的安静太阳，环形向下流动结构的平均速度为-350 m/s。孔内的光桥，当观察到的宽带通道的IBIS和钙II 854.2 nm线的红翼，显示了一个细长的黑暗结构沿其轴运行，我们解释与半解析模型。在最高分辨率的LoS速度图像中，光桥显示出与对流卷一致的轮廓：弱的上升流，50- 100 m/s，对应于暗巷，两侧是下降流，-（200-300）m/s。
2007-05-25 astro-ph
The forbidden 1082 nm line of sulphur: the photospheric abundance of sulphur in the Sun and 3D effects
硫是一种在阿尔法过程中形成的元素，在外部星系的气相中很容易测量。由于它不形成粉尘，因此它是α元素的首选指示剂，而不是Si或Mg，因此必须进行粉尘校正。恒星中硫丰度的测量不是一件容易的事，主要依赖于高激发线，与LTE有不可忽略的偏差。1082 nm的硫禁戒跃迁对偏离LTE的敏感性较低，并且与通常用作丰度指标的其他硫谱线相比，对温度不确定性的依赖性较低。因此，它应该提供更强大的丰度诊断。目的：从1082 nm [SI]线推导出太阳光球层硫的丰度，并研究太阳和低金属丰度下G型和F型大气中存在的三维效应。方法：利用高分辨率、高信噪比的太阳辐射强度和通量谱测量[SI] 1082 nm谱线上的硫丰度。co 5 bold流体动力学模型大气被用于预测[SI]线的3D丰度校正。实验结果：太阳硫丰度被推导为7.15+-（0.01）stat +-（0.05）sys，其中统计不确定性表示使用四种不同的太阳光谱的测定中的分散性，并且系统不确定性是由于混合线的建模。从这条线获得的硫丰度是不敏感的微湍流。从一维和三维模型之间的严格差分比较中发现的三维丰度修正在太阳中可以忽略不计，但对于更多的贫金属矮星来说变得相当大。
2007-03-15 astro-ph
Photospheric Abundances of the Hot Stars in NGC1399 and Limits on the Fornax Cluster Cooling Flow
我们目前的远紫外光谱的巨大椭圆星系NGC 1399，获得远紫外光谱探测器。在所有静止的椭圆星系中，NGC 1399具有最强的已知“紫外线上升”--一个2500 A的急剧光谱上升。现在已经确定这种辐射来自热水平分支（HB）恒星及其后代;然而，这些恒星的化学成分一直是长期争论的主题。在对任何椭圆星系的观测中，我们的光谱第一次清楚地显示了在紫外线上升区的光球金属吸收线。N的丰度为45%太阳能，Si为13%太阳能，C为2%太阳能。这种丰度异常是引力扩散的自然结果。这些光球丰度落在银河系场的亚矮星B的观测范围内。虽然NGC 1399位于天炉座星系团的中心，但我们没有发现O VI冷却流排放的证据。1032，1038辐射的上限为3.9E-15 erg/s/cm ~ 2，相当于0.14 M_sun/yr，比NGC 1399 X射线光度的简单冷却流模型预测的值要小。
2002-02-19 astro-ph
Automated Coronal Hole Detection using He I 1083 nm Spectroheliograms and Photospheric Magnetograms
本文介绍了一种利用He I 1083 nm太阳光谱图和光球磁图自动探测冕洞的方法。氦谱线的独特谱线形成允许在观测到的太阳盘面上以最小的视线遮蔽来探测与太阳冕洞相关的区域。自动检测算法利用形态学图像分析，阈值和平滑来估计候选冠状孔区域的位置，边界，极性和通量。该算法利用阈值的基础上确定的平均值从10多年的基特峰真空望远镜每天手绘冕洞图像。从1992年开始的11年期间，自动创建和手绘图像之间的比较概述。此外，还讨论了利用每日自动冕洞图像制作天气图的问题。
2007-01-05 astro-ph
Dynamics of Magnetic Flux Elements in the Solar Photosphere
在日冕加热问题的背景下，磁场和对流的相互作用进行了研究。我们研究光球磁元素的运动，使用在瑞典真空太阳望远镜在拉帕尔马获得的滤波图。我们使用位场模型来外推磁场和速度场到更大的高度。我们发现色球层中的速度可以在相邻通量管之间的分界面处局部增强。预测的速度是几公里/秒，显着大于光球通量管，这可能有重要的影响日冕加热。S
1998-02-27 astro-ph
Strong horizontal photospheric magnetic field in a surface dynamo simulation
用日出分光偏振仪进行的观测显示，在平静的太阳光球层中有很强的水平互联磁场。我们的目的是解释的意见，通过数值模拟的结果。从垂直和水平磁场分量之间的关系出发，分析了近地表对流发电机作用的辐射MHD模拟。发电机产生的领域显示出一个明显的优势，水平场的高度范围内的谱线用于观察形成。平均的水平和垂直场分量之间的比率与从观测中得出的值一致。这种行为是由于发电机场的间歇性，在表面层中具有小尺度的极性混合。我们的研究结果提供了进一步的证据表明，当地近地表发电机的行动作出了显着贡献的太阳互联网络领域。
2008-01-08 astro-ph
Proper orthogonal decomposition of solar photospheric motions
利用MDI/SOHO高分辨率观测资料，对视线速度场进行了本征正交分解（POD），研究了光球层的时空动力学。使用这种技术，我们能够识别和表征不同的动态制度在系统中发挥作用。低频振荡，频率在20-130微赫兹的范围内，占主导地位的最有力的POD模式（不包括太阳自转），其特征在于空间模式与典型的规模约为3微米。模式与较大的典型规模为10微米，与p-模式振荡的频率约为3000微赫兹。
2005-06-27 astro-ph nlin.CD physics.data-an
