Sulfur, Chlorine, and Argon Abundances in Planetary Nebulae. III: Observations and Results for a Final Sample
这篇论文是一系列论文中的第四篇，其目的是使用86个行星状星云的样本研究银河系中硫、氯和氩的星际丰度。在这里，我们提出了新的高质量的光谱观测20银河系行星状星云的光谱覆盖范围从3700-9600埃。我们在整个研究中观测的一个主要特点是包含了[S III] 9069，9532的近红外线，这使我们能够计算准确的S+2丰度，并改进或令人信服地证实早期硫丰度研究的结果。对于20个天体中的每一个，我们计算了S/O、Cl/O和Ar/O的比值，发现S/O=1.1E-2+/-1.1E-2，Cl/O=4.2E-4+/-5.3E-4，Ar/O=5.7E-3+/-4.3E-3。对于六个对象，我们能够比较丰度的S+3计算直接从可用的[S IV] 10.5微米的测量与间接推断的值的电离校正因子的硫。在该系列的最后一篇论文中，我们将汇编所有86个对象的结果，搜索和评估趋势，并使用化学演化模型来解释我们的结果。
2002-09-25 astro-ph
Argon and Silicon abundances in the damped Ly-alpha system I Zw 18
我们表明，来自FUSE吸收光谱和从HII区域的I ZW 18的Ar和Si的相对丰度比之间的差异是一个结果的微观湍流分析应用到吸收光谱。FUSE观测是用一个大的入口孔径进行的，完全覆盖了星系。这意味着，所观察到的配置文件是平均超过整个身体的I Zw 18，这意味着大规模的速度场影响的吸收线的配置文件。考虑到这一点，我们表明，吸收光谱与来自HII区域的相同的金属丰度一致。因此，不需要像Izotov和合作者所建议的那样，对阻尼Ly-alpha系统（DLA）中的金属含量进行显著的电离校正来模拟I Zw 18（局部DLA系统）中性气体中的丰度。采用中湍流方法并将广义辐射转移方程应用于Vidal-Madjar等人观测到的ArI 1048和SiII 1020谱线，我们发现，当log（Ar/Si）~=-0.8和N（Si Ⅱ）~= 4 × 10^{15} cm^{-2}时，可以再现这些剖面。
2000-11-28 astro-ph
UVES observations of QSO 0000-2620: Argon and Phosphorus abundances in the dust-free damped Ly-alpha system at zabs = 3.3901
利用8.2米ESO KUEYEN望远镜的紫外光谱仪，观测到中性氩ArI 1066 A和单电离磷PII 963 A在zabs = 3.3901的阻尼Ly_alpha系统（DLA）中向类星体0000 - 2620的紫外共振跃迁。到目前为止，这是在阻尼星系和高红移天体中进行的第一次ArI测量和第二次PII测量。该DLA是已知的具有最低的金属丰度和尘埃含量，和最低的分子氢H_2丰度的一个。测得的Ar丰度为[Ar/H] =-1.91（+/-0.09），其等于其它α链元素（O、S和Si）的丰度。Ar丰度与其他α链元素的相似性意味着在整个阻尼Ly_alpha系统中沿视线方向没有显著的紫外背景或恒星源光电离。log（Ar/O）和log（Ar/S）比值都接近于河外HII区域和蓝色致密星系中测得的比值，其中O的丰度至少高出一个数量级。这加强了Ar/O和Ar/S比率的普遍性，并支持存在一个普遍的货币基金组织。非难熔元素磷的丰度[P/H] =-2.31（+/-0.10）证实了DLA中的低量化学演变。这是对大多数贫金属物质中的P的测量，并显示太阳下[P/Fe] =-0.27。测得的比值[P/Si] =-0.40（+/-0.13）和[P/S] =-0.33（+/-0.13）提供了轻度奇偶效应的证据。最后，导出了OI的基态中3P_1能级布居的严格上限，从而为zabs = 3.3901系统提供了L > 7 pc的…
2000-10-21 astro-ph
Sulfur, Chlorine, and Argon Abundances in Planetary Nebulae. IV: Synthesis and the Sulfur Anomaly
我们编制了一个大样本的O，Ne，S，Cl，和Ar的丰度已确定的85个银河系行星状星云在一个一致的和均匀的方式使用的光谱从3600-9600埃。硫的丰度已经使用[S III] 9069，9532的近红外线以及[S III]温度计算。我们发现了用标准差表示的平均值，log（S/O）=-1.91（+/-.24），log（Cl/O）=-3.52（+/-.16），log（Ar/O）=-2.29（+/-.18），这些数字与以前对行星状星云和H II区的研究一致。我们还发现行星状星云的[O III]和[S III]温度之间存在很强的相关性。在分析Ne、S、Cl和Ar相对于O的丰度时，我们发现Ne-O的相关性较强，而Cl-O和Ar-O的相关性较弱。所有这三个趋势似乎是共线与观察到的H II区域的相关性。S和O也表现出相关性，但有一个明确的偏移H II区域和恒星所表现出的行为。我们认为，这种S异常最容易用S^+3的存在来解释，当只有光谱可用时，S^+3的丰度必须间接推断，其量超过了模型推导的电离校正因子的预测值。最后，对于盘PNe，O，Ne，S，Cl和Ar的丰度都显示梯度时，对银河系的距离绘制。这些斜率在统计学上是无法区分的，这一结果与这些元素的宇宙丰度同步演化的观点一致。
2004-01-09 astro-ph
Neon and Argon optical emission lines in ionized gaseous nebulae: Implications and applications
在这项工作中，我们提出了一个强的光学碰撞发射线的Ne和Ar的电离气体星云，它是可能的，直接导出电子温度，从而氖和氩的化学丰度的异质样品的研究。我们计算使用网格的光电离模型新的电离校正因子为这两个元素，我们研究的行为Ne/O和Ar/O丰度比与金属丰度。我们发现一个恒定的值Ne/O，而似乎有一些证据的存在的负径向梯度的Ar/O的磁盘附近的一些螺旋。研究了[NeIII] 3869 nm和[OIII] 4959 nm和5007 nm发射线强度之间的关系。这种关系可以用于经验校准和诊断比，将其适用性扩展到更蓝的波长，从而在更高的红移对象的样本。最后，我们提出了一个新的诊断使用[OII]，[NeIII]和Hdelta发射线，以获得在高z星系的金属丰度。
2007-07-18 astro-ph
IMAPS Observations of Interstellar Neutral Argon and the Implications for Partially Ionized Gas
我们使用中性氩在1048和1066 A的吸收特征来确定星际丰度或它们的下限朝向九个早型恒星。这些特征是用星际介质吸收剖面摄谱仪（IMAPS）沿着低红化和低分子氢丰度的视线观察到的。我们发现，星际Ar I相对于zeta Pup，gamma2 Vel和beta Cen A的氢丰度低于太阳和B星，其（对数）减少因子分别为-0.37 +/-0.09，-0.18 +/-0.10和-0.61 +/-0.12 dex。虽然Ar可以凝结在致密云内部的尘埃颗粒表面上，但在本研究中考虑的低密度视线中，氩原子不太可能被这个过程耗尽。相反，我们认为Ar的相对大的光电离截面使得它比H更容易隐藏在其电离形式中。在大约半电离的区域中，这种效应可以将Ar I/H I降低-0.11至-0.96 dex，这取决于光致电离辐射的能量及其强度除以局部电子密度。我们将这种解释应用于β Cen A前面的气体条件，这表明Ar的最大缺乏。此外，我们确定的差分电离的He，N，O，Ne和Ar的部分电离，温暖的气体在我们的太阳系周围的本地云的预期幅度。对于当地的云和其他人，可以探测紫外线的研究，所观察到的Ar I H I的比例可能是一个很好的判别两种可能的选择，碰撞电离或光电离，解释部分电离区域的存在。
1997-12-18 astro-ph
Determining solar abundances using helioseismology
最近对太阳光球中氧和其他重元素丰度的向下修正导致太阳模型与日震学确定的太阳结构之间存在严重差异。在这项工作中，我们调查的可能性，确定太阳的重元素丰度，而不参考光谱，通过使用日震数据。利用太阳对流区的无量纲声速导数，我们发现重元素丰度Z为0.0172 +/- 0.002，这更接近于较老的较高丰度值。
2006-02-28 astro-ph
Constraining solar abundances using helioseismology
最近对太阳光球丰度的分析表明，太阳大气中的氧丰度需要向下修正。在这项研究中，我们调查了这一修改对太阳对流区深度和太阳包层中氦丰度的日震分析的影响，发现没有显着影响。我们还发现，修订后的丰度以及目前的OPAL不透明度表与地震数据不一致。一个显着的向上修订的不透明度表，需要使太阳模型与低氧丰度与地震观测相一致。
2004-03-19 astro-ph
Measuring Solar Abundances with Seismology
Asplund等人对光球丰度的修正使不透明度理论与地震学确定的太阳不透明度不一致。这突出表明需要对太阳丰度进行直接的地震测量。在这里，我们描述的技术用于测量丰度与地震学，检查我们的能力，检测太阳模型之间的差异，使用这种技术，并讨论其在太阳中的应用。
2008-10-15 astro-ph
Helioseismology and Solar Abundances
日震学使我们能够以前所未有的细节研究太阳的结构。恒星演化理论的一个成就是日震研究表明，太阳模型的结构与太阳非常相似。然而，最近对太阳重元素丰度的修订破坏了这一协议。重元素丰度决定了恒星物质的不透明度，因此是恒星模型计算的重要输入。具有新的低丰度的模型不满足日震约束。在这里，我们回顾了重元素丰度如何影响太阳模型，如何用日震学测试这些模型，以及新丰度对标准太阳模型的影响。我们还讨论了试图提高与太阳的低丰度模型的协议，并讨论如何日震学被用来确定太阳的重元素丰度。目前的文献回顾表明，试图提高低重元素丰度的太阳模型和地震推理之间的协议迄今为止一直不成功。低金属丰度模型与地震数据的分歧最小，需要改变所有输入的物理恒星模型超出其可接受的范围。太阳重元素丰度的地震测定产生的结果与更老、更高的太阳丰度值相一致，因此，不需要对太阳模型的输入进行重大修改，就可以使更高金属丰度的太阳模型与日震数据相一致。
2007-11-28 astro-ph
Sensitivity of low degree oscillations to the change in solar abundances
上下文最近确定的太阳化学成分，使用随时间变化的三维流体动力学模型的太阳大气，表现出显着减少的C，N，O丰度相比，他们以前的值。使用这些新丰度的太阳模型与声速剖面、表面氦丰度和对流区深度的日震测定不一致。目标。我们研究了太阳丰度变化对太阳核的强约束的低阶p模和g模特性的影响。我们特别考虑在新的太阳混合物中氖丰度的增加，以减少使用新丰度和日震学的模型之间的差异。方法. GOLF仪器对太阳频率的观测测定被用来检验用不同化学成分计算的太阳模型。我们认为，特别是归一化的小频率间距在低度p模式的频率范围。结果低阶小频率间隔对重元素丰度的变化非常敏感，特别是氖。我们表明，通过考虑所有的地震的限制，包括小的频率间隔，一个相当大的增加氖丰度约（0.5 +/- 0.05）德克斯可以是一个很好的解决方案，使用新的丰度和低度日震学的太阳模型之间的差异，受到轻微调整的太阳年龄和最高丰度。我们还表明，太阳丰度的变化，特别是氖，大大影响g-模式的频率，与新老模型之间的相对频率差异高于1.5%
2007-04-22 astro-ph
The discrepancy between solar abundances and helioseismology
最近，太阳光球层中氧和其他重元素的丰度有所下降。这些修订后的丰度以及OPAL不透明度与地震限制不一致。在这项工作中，我们表明，最近发布的OP不透明度表不能解决这个矛盾。虽然不透明度的修正似乎没有解决这个冲突，但太阳光球层中氖丰度的向上修正为这个问题提供了一个可能的解决方案。
2005-01-07 astro-ph
The Solar Heavy Element Abundances: I. Constraints from Stellar Interiors
最新的太阳大气模型包括非LTE校正和3D流体动力学对流模拟。这些模型预测的太阳金属丰度的显着减少，这导致了日震数据和太阳内部模型的预测之间的严重冲突。我们表明，日震的表面对流区深度和氦丰度与恒星内部模型相结合的约束，可以用来定义一个给定的化学成分的拟合的拟合优度。在详细检查了理论模型的误差后，我们得出结论，用较老的太阳丰度建立的模型与地震数据是一致的（<2 σ）。用新提出的低丰度标度构建的模型非常不受欢迎，在15 σ水平上不一致。然后，我们使用的地震属性的灵敏度丰度变化来反转的问题，并推断地震太阳能重元素丰度混合两个组件：陨石丰度，和轻金属CNONE。地震退化之间的最佳解决方案的元素出现的相对CNONE丰度的变化和它们的影响进行量化。在GS 98混合物中，相对CNNe的Fe/H=7.50+/-0.045+/-0.003（CNNe）和O/H=8.86+/-0.041+/-0.025（CNNe）。推断的太阳氧丰度不同意从三维水模型推断的丰度。Ne丰度的变化可以模拟O的变化，以达到标量约束的目的。用低氧和高氖构建的模型与太阳声速剖面不一致。太阳丰度尺度的影响进行了讨论。
2005-11-29 astro-ph
A Low Solar Oxygen Abundance from the First Overtone OH Lines
一个极高分辨率（> 10^5）的高S/N（> 10^3）太阳光谱已被用于测量15条非常弱的第一泛音（Δ v = 2）红外OH线，当使用MARCS、3D和空间和时间平均的3D模型大气时，得到了A（O）~ 8.6的低太阳丰度。在Kurucz（A（O）~ 8.7）和Holweger & Muller（A（O）~ 8.8）模式大气中，得到了较高的丰度。在这项工作中获得的低太阳氧丰度与最近对[OI]，OI，OH基本（Δ v = 1）振动-旋转和OH纯旋转线的3D分析（Asplund等人，2004）非常一致。目前的结果为低太阳金属丰度提供了进一步的支持，尽管使用低太阳丰度和OPAL不透明度破坏了太阳对流区深度的计算和日震测量之间的一致性，但OP项目的最新结果表明，太阳对流区底部附近的不透明度比以前认为的要大，为低太阳氧丰度带来了进一步的信心。
2004-07-16 astro-ph
Low abundances of heavy elements in the solar outer layers: comparisons of solar models with helioseismic inversions
最近对太阳光球丰度的分析表明，与以前的测定相比，金属丰度大大减少。太阳能模型计算与标准的不透明度和扩散过程，使用这些新的丰度给出了较差的协议与日震反演的声速剖面，表面氦丰度，对流区深度。我们试图获得一个很好的协议日震反演和太阳模型，目前的“老”的混合物在内部和新的化学成分在对流区。为了达到这个结果，我们假设在主序的开始有一个金属下的吸积。我们计算太阳能模型与图卢兹-日内瓦演化代码，在其中我们模拟了在主序列的早期阶段的金属下吸积，以获得新的混合物的外对流区。我们比较的声速剖面，对流区深度，和表面氦丰度与日震学推断。与吸积，但没有任何混合过程的模型是在更好地符合日震学比太阳模型与新的丰度。然而，在对流区下有一个峰值，达到3.4%。此外，对流区深度和表面氦丰度太低。在对流区下方引入下冲使我们能够恢复良好的对流区半径，并且添加旋转诱导的混合和速跃层使我们能够调和表面氦丰度。但无论如何，声速剖面与日震推断的一致性比用旧丰度得到的要差。
2006-12-13 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
Neon Abundances in B-Stars of the Orion Association: Solving the Solar Model Problem?
我们报告非LTE Ne丰度的样本的B型恒星成员的猎户座协会。丰度是通过非LTE完全金属覆盖的模型大气和具有更新原子数据的广泛模型原子得出的。我们发现这些年轻的恒星有一个非常均匀的丰度A（Ne）= 8.27 +/- 0.05。这个丰度比目前采用的太阳值A（Ne）=7.84高出约0.4倍，该值来自日冕和活动区产生的谱线。B星的C、N和O的丰度与来自3-D流体动力学模型大气的这些元素的太阳丰度之间的普遍一致性强烈表明，太阳和B星中轻元素的丰度模式大致相似。如果这一假设是真的，那么这里推导出的Ne丰度在不确定性范围内与太阳模型与日震观测所需的值相同。
2006-06-29 astro-ph
On the solar nickel and oxygen abundances
太阳能氧含量的测定依赖于在630 nm处的中性禁戒跃迁取决于镍丰度，由于Ni I共混物。在这里，我们重新推导出太阳镍丰度，使用相同的从头算3D流体动力学模型的太阳光球在最近修订的C，N，O和其他元素的丰度。使用17条弱的未混合的Ni I谱线以及最精确的原子和观测数据，我们发现log N_2_Ni = 6.17 +/- 0.02（统计）+/- 0.05（系统），相对于以前的1D丰度向下移动了0.06至0.08 dex。我们调查的影响，新的镍丰度的太阳氧丰度的研究的基础上[O I] 630 nm线在安静的太阳。此外，我们还证明了Centeno和Socas-Navarro最近的太阳黑子分光偏振研究所暗示的氧丰度需要从log ω_O = 8.86 +/- 0.07向下修正到8.71 +/- 0.10。这次修订是基于新的镍丰度，应用最佳可用的gf值为630 nm禁氧线，和一个更透明的处理CO的形成。根据禁谱线确定的太阳氧含量现在似乎集中在log ω_O = 8.7附近。
2009-01-27 astro-ph
On the solar abundance of indium
一般采用的太阳能铟丰度值比陨石丰度值高出六倍以上。我们通过数值合成的451.13 nm线上，所有铟丰度的研究是基于，无论是安静的太阳和太阳黑子本影光谱，采用标准大气模型和占详细的超精细结构和塞曼分裂解决这种差异。这些结果以及对铟核合成的重新评价表明，太阳铟丰度接近陨石值，一些未识别的离子线导致了安静太阳光谱中的451.13 nm特征。
2007-11-14 astro-ph
Metal Abundance in the Solar Interior
结果表明，即使允许太阳中由于中微子振荡而发生中微子转换，太阳内部的金属丰度也受到当前太阳中微子实验的限制。结果表明，太阳内部的金属丰度应该是表面的0.4 - 1.4倍，这支持了太阳是由几乎均匀组成的气体云收缩形成的观点。
1997-06-18 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
A cosmic abundance standard: chemical homogeneity of the solar neighbourhood and the ISM dust-phase composition
一个有代表性的样本未演变的早期B型恒星在附近的OB协会和领域进行了分析，以前所未有的精度使用NLTE技术。由此产生的化学成分被发现是更丰富的金属和更均匀的比以前的工作所示。一个均方根散射的~10%的丰度被发现的六颗恒星（并证实了六个演变的恒星），相同的ISM气相丰度报告。提出了一个适用于现今太阳邻域的宇宙丰度标准，即氢、氦和金属的质量分数分别为X=0.715、Y=0.271和Z=0.014。与太阳光球丰度最近的3D辐射流体动力学模拟的太阳大气中的报告获得了很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用的宇宙丰度标准作为代理的本地ISM尘埃相组成的确定，把严格的观测约束尘埃模型。
2008-10-24 astro-ph
Abundance Ratios in Early-Type Galaxies
虽然越来越多的证据表明星系中的丰度比通常是非太阳系的，但它们还远未被理解。我恢复目前的非太阳丰度比的证据，补充Worthey（1998）最近的评论与一些新的结果。看来Mg/Fe丰度比只取决于星系的质量，而不是形成的时间尺度。对于大质量星系[Mg/Fe] > 0，而小星系显示太阳丰度比。关于其他元素丰度的信息很少，但新的证据表明[Ca/Fe]是太阳能的，或略低于太阳能，与α元素的预期相反。
1999-04-21 astro-ph
Solar Abundance of Elements from Neutron-Capture Cross Sections
在质量范围为25 ~ 207 amu的光球层中慢中子俘获的过量轻质产物证实了在质量范围为3 ~ 136 amu的太阳风中过量轻质同位素所记录的太阳质量分离[Solar Abstraction of the Elements，Meteoritics，volume 18，1983，pages 209 ~ 222]。两次测量都表明，太阳内部的主要元素是Fe，O，Ni，Si和S，就像岩石行星中的元素一样。
2004-12-19 astro-ph
Line formation in solar granulation: III. The photospheric Si and meteoritic Fe abundances
使用三维的，随时间变化的，不均匀的模型大气的太阳表面对流的现实流体动力学模拟，太阳光球硅丰度已被确定为日志Si = 7.51 +- 0.04。这与以前基于一维Holweger-Müller（1974）模型的估计值相比相差0.04 dex，其中一半归因于采用的模型大气，其余部分归因于改进的量子力学加宽处理。因此，所有陨石丰度都应向下调整相同的数额。特别是陨石铁丰度将是log Fe = 7.46 +- 0.01，与最近确定的光球铁丰度非常一致（Asplund等人，2000年b）。不幸的是，现有的不确定性阻止了对太阳中金属元素迁移的假设效应的观测确认。
2000-05-15 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 Model Problem" Solved by the Abundance of Neon in Stars of the Local Cosmos
类似于地球地震学，可以通过观察太阳的振荡来非常准确地研究太阳的内部结构。日震测量与理论太阳模型预测之间的精确一致性是现代天体物理学的胜利（Bahcall et al. 2005）。然而，最近对太阳中轻元素（如C、N、O和Ne）丰度的25-35%的向下修正（Asplund et al. 2004）打破了这一一致性：采用新丰度的模型错误地预测了对流区的深度、声速和密度的深度分布以及氦丰度（Basu Antia 2004，Bahcall et al. 2005）。这些差异远远超出了数据或模型预测的不确定性（Bahcall等人，2005年b）。在这里，我们报告的氖丰度相对于氧测量附近的太阳类恒星的样品从他们的X射线光谱。它们都非常相似，并且比最近修订的太阳能值大得多。太阳中的氖丰度是相当不确定的。如果将这些恒星的Ne/O丰度用于太阳，则模型将与日震学测量结果恢复一致（Antia Basu 2005，Bahcall et al. 2005 c）。
2005-06-08 astro-ph
Lithium Abundances in Wide Binaries with Solar-Type Twin Components
我们提出了高分辨率的光谱观测的\ion{Li}{1}共振线的样本中的62颗恒星，属于31个共同的自行对孪生F或G型组件。通过光谱合成分析得到了锂的光球丰度。对于其中的七对，我们测量到了很大的锂丰度差异。其他11对具有类似锂丰度的成分。我们无法确定剩下的13对是否有锂的差异，因为我们没有检测到\ion{Li}{1}线，因此我们只能提供两颗恒星丰度的上限。我们的研究结果表明，双星并不总是共享相同的锂丰度。太阳型恒星中的锂耗尽不仅取决于年龄、质量和金属丰度。这一结果与太阳年龄的疏散星团M67中太阳型恒星中锂丰度的分布一致。我们的恒星比类似光谱类型的M67成员更亮，使它们成为详细后续研究的良好目标，这些研究可以揭示太阳和太阳型恒星主序星演化期间锂耗尽的难以捉摸的机制。
2002-06-27 astro-ph
The Solar Helium Abundance in the Outer Corona Determined from Observations with SUMER/SOHO
在大约1.05太阳半径或更高的高度，平静太阳区域上方的日冕基本上是等温的。这避免了许多困难与反问题确定排放量分布，并允许相当简单的相对元素丰度测量。我们提出了新的价值，他的丰度。第一个是基于对以前使用SUMER获得的数据研究的He/O比的重新分析。一个更彻底的评估原子物理学的He II，包括辐射复合的详细治疗，增加了预测的发射在He II巴耳末系相比，早期的分析。我们使用最近修订的O丰度的值，推导出He/H丰度比为0.038，（质量分数，Y=0.13），与~17%的误差主要来自O丰度的不确定性。我们证明，这一结果可能会受到重力沉降的O相对于他。通过与H I莱曼系发射谱线的直接比较，我们也得到了He的丰度，结果He/H =0.052 +/- 0.005（Y=0.17），这个值与在低速太阳风中测定的He丰度值相似。
2000-08-28 astro-ph
Seismic study of the chemical composition of the solar convection zone
最近使用三维大气模型对太阳重元素丰度进行的向下修正导致了标准太阳模型与日震太阳结构推断之间的严重差异。在本文中，我们探讨了使用日震反演技术确定重元素丰度的可能性，希望提供一个独立的估计。我们使用绝热指数Gamma_1（在恒定熵下压力对密度的对数偏导数）作为探针来检查总重元素丰度的影响，以及由于单个元素丰度的影响。我们的反演结果表明，新的，较低的丰度增加了太阳和太阳模型之间的差异。
2007-06-20 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
The Absolute Abundance of Iron in the Solar Corona
我们提出了一个测量的丰富的Fe相对于H在太阳日冕中使用的技术，不同于以前的光谱和太阳风测量。我们的方法结合EUV线数据从CDS光谱仪SOHO与热韧致辐射的VLA的无线电数据。日冕Fe丰度是通过将从EUV Fe线数据计算出的热韧致辐射与用VLA观测到的热韧致辐射相等而得到的，将Fe/H丰度作为唯一的未知量。我们将这种方法应用于一个致密的冷活动区，发现Fe/H = 1.56 x 10^{-4}，约为太阳光球层中Fe/H值的4倍。在CDS辐射校准中，VLA强度测量，原子参数和光谱分析中的假设产生20%的净不确定度。这一结果意味着，低的第一电离势元素，如铁增强在太阳日冕相对光球值。
2000-04-03 astro-ph
Nucleosynthesis: Stellar and Solar Abundances and Atomic Data
抽象观测表明存在经常令人惊讶的大量中子俘获（即，s-和r-过程）的元素。这些观测提供了对银河系中最早几代恒星的性质的深入了解-晕星的祖先-负责中子捕获合成。丰度趋势的比较可以用来了解银河系的化学演化和重元素核合成的性质。此外，现在可以根据长寿命放射性核丰度确定年龄。这些恒星丰度的测定主要依赖于原子数据。最近已经获得了一些元素的改进的实验室跃迁几率。这些新的gf值已被用来大大改善在太阳光球和非常贫金属的星系晕星的中子捕获元素丰度的丰度。令人惊讶的是，新确定的恒星丰度与（相对）太阳系r-过程模式一致，也与这种中子俘获核合成的丰度预测一致。
2006-05-04 astro-ph
Solar Chemical Peculiarities?
对太阳附近的FGK恒星的几项研究表明，铁丰度类似于太阳的薄盘恒星似乎显示出更高的其他元素丰度，如硅，钛或镍。如果样本中包含的恒星的年龄、平均银河中心距离或运动学与太阳值平均不同，则可能会出现偏移。它们也可能是由于丰度测定中的系统误差而产生的，如果样本中包含的恒星在大气参数方面与太阳不同。我们通过研究80颗具有类似太阳的颜色和光度的邻近恒星来重新审视这个问题。在这些太阳“类似物”中，具有太阳铁丰度的物体显示出碳、硅、钙、钛和镍的太阳丰度。
2006-12-08 astro-ph
The solar photospheric abundance of europium. Results from CO5BOLD 3-D hydrodynamical model atmospheres
上下文铕是一种几乎纯的r过程元素，在核宇宙年代学中可能有参考价值。目标。利用CO 5 BOLD三维流体动力学模式大气确定光球太阳丰度。方法.圆盘中心和积分通量观测太阳光谱。铕的丰度是从等效宽度测量得出的。此外，还使用了1D模型大气作为参考。结果铕的光球太阳丰度为0.52 ± 0.02，与以前的测定结果一致。根据强度谱和通量谱，我们还确定了Eu（151）的光球同位素分数分别为49% ± 2.3%和50% ± 2.3。这与陨石同位素分数47.8%相比很好。我们还探讨了在~5000 K至~6500 K温度范围内的矮星和亚巨星以及太阳和1/10-太阳金属丰度的3D修正，发现它们对于所有研究的模型都可以忽略不计。结论.我们的光球铕丰度是在良好的协议与以前的确定基于一维模型。这与我们的结论一致，即在太阳的情况下，该元素的3D效应可以忽略不计。
2008-03-06 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 Heavy Element Abundances: II. Constraints from Stellar Atmospheres
根据最新一代大气模型得出的太阳金属丰度估计值明显低于早期的标准值。在论文I中，我们证明了如果引用的大气模型误差（0.05 dex阶）是正确的，那么低太阳金属丰度与日震学是不一致的。在本文中，我们进行了一个关键的分析，太阳金属丰度和它的不确定性，从模型大气的角度来看，侧重于CNO。我们认为，在最近的丰度研究中，来自原子特征的丰度的非LTE校正被高估，而绝对丰度的系统误差被低估。如果我们采用不同指标之间的内部一致性作为拟合优度的度量，我们得到中间丰度[C/H] = 8.44 +/- 0.06，[N/H] = 7.96 +/- 0.10和[O/H] = 8.75 +/- 0.08。误差太大，无法得出太阳丰度问题的结论，并且允许高和低尺度。然而，在模拟中预测的中心到边缘连续通量变化似乎与太阳数据不一致，这将有利于传统的热结构，并导致高CNO丰度（8.52，7.96，8.80）接近地震尺度。我们认为，需要进一步的经验测试的非LTE校正和热结构的精确的绝对丰度。铍贫化的影响和可能的误差来源的数值模拟进行了讨论。
2006-06-04 astro-ph
Another forbidden solar oxygen abundance: the [O I] 5577 A line
内容：最近的工作与改进的模型大气，线的形成，原子和分子的数据，并详细处理的混合物，导致了一个显着的向下修订的太阳氧丰度。目的：考虑到太阳作为天体物理学标准的重要性，以及目前标准太阳模型使用新的太阳丰度与日震观测的冲突，我们基于5577.34 A的禁[OI]线对太阳氧丰度进行了新的研究，以前没有考虑过。研究方法：采用三维（3D）和各种一维（时空平均的3D，Holweger & Muller，MARCS和Kurucz模型，有和没有对流过冲）模式大气，分析了[O I] 5577.34 A谱线的高分辨率（R > 500000）、高信噪比（S/N > 1000）太阳光谱。结果如下：从[OI] 5577.3 A禁限线获得的氧丰度几乎对输入模型大气不敏感，平均值为A（O）= 8.71 +/- 0.02（使用不同模型大气的σ）。总误差（0.07 dex）主要由log gf值（0.03 dex）、表观线变化（0.04 dex）以及连续体和线位置（0.05 dex）的不确定性决定。结论：这里导出的氧丰度接近于来自6300和6363 A处的另外两条[OI]线的基于3D的估计，所述另外两条[OI]线是允许的OI线以及红外中的振动和旋转OH跃迁。因此，我们的研究支持一个低的太阳氧丰度（A（O）~ 8.7），独立于所采用的模式大气。
2008-08-20 astro-ph
XMM-Newton Probes the Solar Past: Coronal Abundances of Solar Analogs at Different Ages
我们提出了一个X射线光谱分析的四个太阳类似物具有不同的年龄和磁活动水平。我们发现日冕的组成有很大的不同。最活跃的恒星往往表现出“逆第一电离势”（IFIP）效应，即，低FIP的元素是不充足的。不太活跃的恒星则倾向于相反的效果，低FIP元素相对过剩。等价的钱德拉结果支持这些结果。
2001-09-18 astro-ph
New Measurement of Metal Abundance in the Elliptical Galaxy NGC 4636 with Asca
用ASCA获得了NGC 4636的高质量X射线谱。发现理论模型不能再现Fe-L线区域的数据。高于1.4 keV的光谱数据表明Mg与Si的丰度比为$\sim 1$太阳能。假设$α$ -元素之间的丰度比与太阳比相同，在0.4- 1.6 keV范围内增加系统误差的光谱拟合给出了$α$ -元素和Fe的丰度都是$\sim$ 1太阳，通过将一个太阳的Fe数取为3.24 $\times 10^{-5}$。这些新的丰度结果解决了恒星和热气金属丰度之间的差异，但仍然暗示了低超新星率。我们还检测到强丰度梯度的$α$ -元素和铁以类似的方式。在$4'$内，丰度为$\sim 1$太阳能，从星系中心向外降低到$10'$处的$0.2\sim 0.3$太阳能。稀释由于延长热气体的建议。
1997-09-02 astro-ph
Helioseismic limit on heavy element abundance
精确测量的太阳振荡频率的主要反演，加上热平衡方程和其他输入物理，使我们能够推断太阳内部的温度和氢丰度分布。这些配置文件还有助于设置对输入物理以及对太阳核心中重元素丰度的限制。利用等离子体屏蔽对核反应速率的不同处理，得到了质子-质子核反应截面与太阳核中重元素丰度的函数关系，并由此导出了太阳核中重元素丰度的上限。
2002-09-08 astro-ph
Influence of gravity waves on the internal rotation and Li abundance of solar-type stars
在传统的恒星演化模型中，很难理解太阳的自转轮廓和锂含量。经典的流体动力学模型预测，太阳内部必须旋转高度差异，与观测不一致。最近的研究表明，太阳型恒星中对流产生的内波会产生一种不对称的剪切层振荡，类似于地球的准两年振荡，这会导致从核心到包层的有效角动量重新分配。我们提出了一个模型，成功地再现了旋转配置文件和表面丰富的锂在不同年龄的太阳型恒星的结果。
2005-11-09 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
3D non-LTE line formation in the solar photosphere and the solar oxygen abundance
我们研究了太阳光球三维流体动力学模型中O I和OH谱线的形成。在二能级原子近似下，O I 777 nm三重态的线源函数可以偏离局域热力学平衡（LTE）.从1D模型的结果比较表明，3D模型减轻，但不消除，从非LTE工作的777 nm三重态和从[O I] 630 nm和OH线的氧丰度之间的差异。后两者的结果可能意味着太阳氧丰度低于8.8（lg（H）= 12）。如果这一点得到证实，777 nm三重态谱线的理论和观测之间的差异可能会落在等效宽度测量和f值的误差范围内。在1.5D近似中的777 nm三重态的线源函数被示出为与全3D非LTE结果无显著差异。
1995-05-08 astro-ph
Solar model with CNO revised abundances
最近的三维，NLTE分析的太阳光谱表明，显着减少的C，N，O和Ne的丰度导致Z/X比的顺序为0.0177。我们已经用OPAL不透明度表中的这种新混合物计算了太阳模型。目前我们发现的He丰度似乎与日震值相当一致。然而，对流包络太浅，扩散，即使它减少了差异，是不能给电流值。我们提出了一些数值实验，包括在改变扩散速度和/或对流信封的底部的不透明度的值。
2004-08-05 astro-ph
New solar opacities, abundances, helioseismology, and neutrino fluxes
我们构建太阳模型与新计算的辐射不透明度从不透明度项目（OP）和最近确定的（较低）重元素丰度。我们比较新模型的结果与一系列模型的预测，使用OPAL辐射不透明度，旧的测定的表面重元素丰度，和改进的核反应率。对于我们所考虑的所有变化，Asplund等人（2005）所主张的新的和较低的重元素丰度构建的太阳模型与太阳对流区深度，表面氦成分，内部声速和密度分布的日震测定的估计测量误差的差异要大得多。用新的OP辐射不透明度，在9%的实验不确定度和16%的理论不确定度下，用较老和较大的重元素丰度（或较新和较低的重元素丰度）计算的8B中微子通量与萨德伯里中微子天文台测量的总中微子通量之比为1.09（0.87），误差为1 σ。
2005-01-19 astro-ph
Non-LTE Abundances of Magnesium, Aluminum and Sulfur in OB Stars Near the Solar Circle
非LTE的镁，铝和硫的丰度来自23个低v \sin i恒星的样本属于6个北OB协会的银河系盘在1千秒差距的太阳。丰度是由合成线剖面与高分辨率光谱的拟合得到的。我们的结果与HII区丰度的比较表明硫的良好协议，而造父变星丰度较高。Mg的丰度与造父变星的结果有很好的重叠。OB星的铝丰度明显低于造父变星。但是，OB星的结果显示出与有效温度的依赖性，需要进一步的研究。造父变星中的高铝丰度可能是混合的结果。对太阳圈附近天体氧丰度的讨论表明，该区域目前的平均银河系氧丰度为8.6-8.7，与最近修订的太阳光球层氧丰度一致。有意义的比较绝对的S，Al和Mg的丰度在OB星与太阳必须等待重新调查这些元素，以及陨石参考元素Si，与三维流体动力学模型的大气太阳。在本研究中，在有限的银心距范围内没有发现丰度梯度。只有当磁盘中存在大的金属丰度梯度时，才可能出现这种变化。
2002-12-09 astro-ph
Can Enhanced Diffusion Improve Helioseismic Agreement for Solar Models with Revised Abundances?
最近的太阳光球丰度分析（Asplund等人，2004年，2005年; Lodders，2003年）与Grevesse & Sauval（1998年）之前的测定相比，将C、N、O、Ne和Ar丰度下调了0.15至0.2 dex。经过这些修正后，光球Z/X下降到0.0165（0.0177 Lodders），Z下降到~0.0122（0.0133 Lodders）。一些论文报告说，太阳模型的发展与标准的不透明度和扩散处理，使用这些新的丰度与日震推论的协议差。在这里，我们探讨了不同的扩散处理，以减少光球的丰度，同时保持内部的丰度与早期的标准模型相同的演变的太阳模型。虽然增强的扩散提高了协议与一些日震的限制相比，太阳能模型的发展与新的丰度使用标称输入物理，所需的热扩散率的增加是非物理大，没有尝试恢复的变化达到良好的协议使用较早的丰度。适度的不透明度增加，扩散增强和丰度增加的不确定性的水平附近的组合，虽然有点做作，仍然是最合理的物理手段，以恢复与日震学的协议。增强扩散的情况下，将得到改善，如果推断的对流区氦丰度可以减少，我们建议重新考虑这种推导，根据修改后的丰度和其他改进的新的状态方程。我们还建议考虑，作为最后的手段，在太阳到达主序星后，通过吸积耗尽这些更易挥发的元素C，N，O，Ne和Ar的物质来稀释对流区，它只包含太阳质量的2.5%。
2005-03-24 astro-ph
The coronal Ne/O abundance of alpha Centauri
最近改进的太阳对流和线形成模型导致向下修订的太阳光球丰度较轻的元素，这反过来又导致了太阳内部的辐射不透明度的变化，因此与太阳对流区深度的冲突，从日震振荡频率推断。作为一个解决方案，已经提出了太阳Ne/O丰度增加到附近恒星所观察到的值。由于光学上没有强的氖线，氖的丰度很难测量，正确的太阳和恒星的氖/氧丰度目前正在激烈的争论中。基于XMM-牛顿获得的X射线光谱，我们确定了一个参考值的Ne/O的不活跃的，太阳般的恒星α Cen（主要是α Cen B，这是X射线的主要组成部分），三个独立的，基于线的方法，使用差分发射测量重建和发射测量独立的方法。我们的研究结果表明，一个值约。0.28对于α Cen的Ne/O，大约是太阳测量值的两倍，但仍然低于其他恒星的平均值。低Ne/O丰度的太阳是特殊的α Cen和其他恒星相比，我们的研究结果强调，需要获得更多和准确的Ne/O丰度测量低活动恒星。
2006-09-01 astro-ph
Line formation in solar granulation VII. CO lines and the solar C and O isotopic abundances
长期以来，太阳中CO谱线的形成一直是太阳物理学家惊恐的来源，它似乎暗示了元素丰度。我们模拟太阳CO线的形成，使用一个现实的，从头算，时间依赖的三维辐射流体动力学模型大气。将结果与天基ATMOS实验的观测结果进行了比较。我们利用12 C 16 O、13 C 16 O和12 C 18 O的基本和第一泛音带的弱线来确定太阳碳丰度以及12 C/13 C和16 O/18 O同位素比值。计算得到的加权碳丰度为log ε C = 8.39 ± 0.05，与我们最近基于Cl、[Cl]、C2和CH线的三维测定结果一致。使用1D模型进行了相同的计算，但只有3D模型能够产生不同的CO线和其他原子和分子诊断之间的丰度协议。太阳12 C/13 C和16 O/18 O比值分别为86.8 ± 3.9-3.7（δ 13 C = 30+46-44）和479 ± 29-28（δ 18 O = 41+67-59）。这些数值可能需要对目前的太阳系形成理论进行修正。观察到的和预测的弱CO线形状之间的良好协议，而不调用微观或宏观湍流。然而，对于最强的CO线，协议破裂，这些线形成于非常高的大气层中。最简单的解释是在3D模拟的最高层中高估了温度。因此，我们的分析支持存在一个COmosphere高于传统的光球温度最低，平均温度低于4000 K。模型大气的缺点并不令人惊讶，因为它从来没有打算正确地描述这样的高层。
2006-05-22 astro-ph
Neon Lights Up a Controversy: the Solar Ne/O Abundance
标准太阳模型是如此可靠，以至于它可以预测大质量中微子的存在。日震学的测量非常精确，可以确定对流区的深度。理论和观测之间的这种一致性是所有天体物理学都羡慕的，直到最近，对太阳大气的复杂三维流体动力学计算将金属含量减少了近两倍。Antia & Basu（2005）提出，太阳氖丰度的更高值，Ne/O = 0.52，将解决这一争议。Drake & Testa（2005）从21颗Chandra星的样本中提出了支持这一观点的强有力证据，这些恒星的氖丰度值提高了，Ne/O = 0.41。在本文中，我们分析了太阳活动区光谱的档案的平面晶体光谱仪的太阳极大期任务，从20世纪80年代的美国宇航局的任务，以及全太阳光谱的先驱天的X射线天文学在20世纪60年代。这些数据似乎与标准的氖-氧丰度值一致，Ne/O = 0.15（Grevesse & Sauval 1998）。如果这些结果被证明是正确的，那么增强氖假说将无法解决目前的争议。
2005-10-07 astro-ph
The Detectability of Neon Fluorescence and Measurement of the Solar Photospheric Neon Abundance
本文用Monte Carlo方法计算了日冕X射线激发的Ne K $α$谱线在太阳大气温度最低区附近的辐射，研究了利用这一特征直接测量太阳光球Ne丰度的方法。虽然非常弱，与谱线数据库的比较表明，在等离子体温度典型的安静的太阳和冷的活动区（$\leq 2\times 10^6$ K）的线是孤立的和未混合的。当在日心角$\sim 0$观测时，典型的太阳化学成分产生的等效宽度为$\sim 6$毫微电子伏特（0.3 eV）。对于一个1弧分的视野，在地球上的光子通量的顺序为0.2 ph s $^{-1}$的安静的太阳，呈现的Ne K $α$荧光线确定太阳光球Ne含量的一个非常可行的手段。
2007-08-07 astro-ph
Solar Carbon Monoxide, Thermal Profiling, and the Abundances of C, O, and their Isotopes
利用McMath-Pierce傅里叶变换光谱仪在基特峰观测到的一氧化碳（CO）的红外振转带，以及航天飞机搭载的ATMOS实验从地球大气层上方观测到的CO红外振转带，对太阳光球层进行了“热廓线”分析。可见光连续强度和中心边缘行为约束的温度分布的深光球，而CO中心边缘行为定义的热结构在较高的高度。氧丰度自洽地由弱CO吸附确定。我们的分析是为了补充最近的研究的基础上的3-D对流模型，除其他事项外，已修订了历史太阳氧（和碳）丰度下降了近2倍，虽然事实上我们的结论并不支持这样的修订。基于各种考虑，建议氧丰度为700+/-100 ppm（相对于氢的百万分之一）;很大的不确定性反映了模型对CO的敏感性。
2006-06-07 astro-ph
Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the Iron peak
我们已经建立了一个详细的标准化学演化模型来研究太阳附近直到铁峰的所有化学元素的演化。我们认为银河系是由河外气体经过两次指数递减的注入而形成的。在第一次的撞击事件中，持续时间为$\sim$ 1 Gyr，晕和厚盘是由原始气体组装而成的，而薄盘则是在第二次的撞击事件中形成的，时间尺度要长得多。该模型很好地再现了太阳附近的主要观测约束，太阳诞生时的元素丰度计算值与太阳丰度非常吻合。通过包含整个恒星质量范围内的金属丰度依赖的产率，我们遵循氢和锌之间的所有化学元素的76种同位素的演化。这些结果面临着大量的和最近的观测数据，我们详细讨论了恒星核合成的影响。
2000-12-27 astro-ph
