Carbon monoxide in the solar atmosphere II. Radiative cooling by CO lines
本文研究了一氧化碳作为冷却剂对网间太阳大气中光球层至低色球层热结构的作用。通过一氧化碳（CO）的谱线进行辐射冷却的处理已添加到辐射化学流体动力学代码CO 5 BOLD中。[...] CO的不透明性确实会在色球层中传播激波的前沿引起额外的冷却。在那里，与时间相关的方法导致更高的CO数密度相比，平衡的情况下，因此在一个更大的净辐射冷却速率。然而，模型大气的平均气体温度分层仅减少了大约100 K。此外，温度波动和CO数密度仅在很小程度上受到影响。一个无动力学的数值实验表明，CO冷却过程在原理上起作用，并使大气达到冷辐射平衡态。在色球层的高度，大气的辐射弛豫到冷态需要几千秒。因此，与大气动力学相比，CO的冷却过程似乎太慢了，不可能是太阳大气中观测到的非常冷的温度区域的原因。我们的太阳大气模型中的流体动力学时间尺度太短，不允许辐射弛豫到冷态，从而抑制了由于一氧化碳作为冷却剂而导致的潜在热不稳定性。显然，外部模型大气的热结构和动力学主要由冲击波决定。
2006-12-11 astro-ph
Resonant conversion of standing acoustic oscillations into Alfv{é}n waves in the $β~ 1$ region of the solar atmosphere
结果表明，在太阳大气的$β{\sim}1$区，5分钟的声波振荡可以共振地转换成Alfv{é}n波.将5分钟振荡看作沿未扰动垂直磁场振荡的泵浦驻波，通过求解理想MHD方程，我们发现当声速和Alfv {é}n速度相等时，具有两倍于声波周期和波长的Alfv {é}n波的振幅随时间呈指数增长，即$c_s \approx v_A$。在太阳大气层中发生这种相等的区域，我们称之为{ \it摆动层}。放大后的Alfv{é}n波可以很容易地穿过色球层和过渡区，携带p模能量进入日冕。
2005-10-14 astro-ph
Study of cosmogenic radiocarbon concentration variations in the Earth's atmosphere during solar activity of Mounder minimum (1645-1715)
在我们用光谱分析方法进行实验研究的基础上，研究了过去350年（1600-1950年）年轮中放射性碳浓度的变化。从这个时间间隔特别注意所谓的蒙德极小期（1645-1715）的太阳活动。在相应周期的实验序列中，揭示了两种类型的周期性：20年和8年。
2004-09-05 astro-ph
Propagation of High Frequency Waves in the Quiet Solar Atmosphere
高频波（5 mHz至20 mHz）以前曾被认为是一种能量来源，可以部分加热安静的太阳大气。这里分析了以前检测到的高频波的动力学。图像序列是使用德国真空塔望远镜（VTT），天文台德尔泰德，伊扎纳，特内里费岛，与法布里-珀罗光谱仪。对采集的数据进行了散斑抑制和小波分析。小波相位差分析进行，以确定是否波传播。我们观察波的传播频率范围为10 mHz至13 mHz。我们还观察到传播的低频波的范围内，他们被认为是在磁性结构存在的区域倏逝。
2008-10-13 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
New Model Atmospheres: Testing the Solar Spectrum in the UV
我们目前的合成光谱的计算与Cardona，Crivellari和Simonneau开发的恒星模型大气获得的初步结果。这些新的模型已被用作输入的SYNTHE系列代码开发的库鲁茨。作为第一步，我们已经测试了SYNTHE是否能够处理这些模型，这些模型下降到log tau（Ross）=-13。我们成功地计算了波长范围为2000- 4500埃的高分辨率（R= 522，000）合成太阳光谱。在这个初始测试中，我们发现log tau（Ross）< -7的光学深度层显着影响从太阳模型计算的合成光谱的中紫外特性。我们预计，这些新的扩展模型将是一个有价值的工具，分析紫外恒星光所产生的最外层的大气。
2007-10-05 astro-ph
Uncertainties in Dielectronic Recombination Rate Coefficients: Effects on Solar and Stellar Upper Atmosphere Abundance Determinations
我们已经调查了从太阳高层大气推断的相对元素丰度是如何受到用于分析光谱的双电子复合（DR）速率系数的不确定性的影响。我们发现，推断的相对丰度可以高达一个因素的~5小或~1.6倍，比使用目前推荐的DR率系数推断。我们还发现了一组合理的DR速率系数的变化，这改善了在距离太阳边缘>~ 50弧秒高度处日冕观测的推断（和预期）等温性质。我们的研究结果可以用来帮助确定建模太阳和恒星高层大气所需的大量DR数据的优先级。基于这里的工作，我们列出了DR到特定等电子序列上所需的速率系数，按重要性降序排列，如下：O-样，C-样，Be-样，N-样，B-样，F-样，Li-样，He-样和Ne-样。我们希望，这项工作将有助于激励和优先考虑未来的实验和理论研究的DR。
2001-08-01 astro-ph
Acoustic wave propagation in the solar atmosphere. V. Observations versus simulations
我们研究了在对流区产生的声波的频谱的演变，并向上传播到光球，在那里我们比较模拟的声学频谱与Fe I线中观察到的频谱。虽然在对流区产生的光谱中没有明显的3分钟分量，但在理论光谱中有占主导地位的3分钟特征，与观察到的光谱一致。我们解释的3分钟功能的发生作为响应的太阳大气的声波的高频波能量转移到低频。我们还发现定性协议之间的波模拟和观测的声功率。
1997-04-08 astro-ph
Channeling 5-min photospheric oscillations into the solar outer atmosphere through small-scale vertical magnetic flux tubes
我们报告的二维MHD模拟表明，光球5分钟振荡可以泄漏到色球内的小尺度垂直磁通量管。我们的数值实验结果与用Tenerife红外偏振仪（TIP）在10830 A对光球层和色球层同时进行分光偏振观测所得到的结果是一致的。我们的结论是，太阳光球层中辐射的能量交换效率可以导致截止频率的显着降低，并可能允许5分钟波垂直传播到色球层。
2008-02-07 astro-ph
Resonant energy conversion of 3-minute intensity oscillations into Alfven waves in the solar atmosphere
研究了太阳低层大气中3分钟振荡与阿尔芬波的非线性耦合。3-微小振荡被认为是被捕获在色球腔中的声波沿着横向不均匀的垂直磁场振荡。结果表明，在振荡的作用下，阿尔芬波的时间动力学服从Mathieu方程。因此，具有两倍周期和3分钟振荡波长的阿尔芬波的谐波在声速和阿尔芬速度相等的层附近随时间呈指数增长。因此，3分钟的振荡被共振层附近的纯阿尔芬波共振吸收。共振阿尔芬波可以穿透日冕，从色球层获取能量。因此，层c_s=v_A可以起到能量通道的作用，否则被捕获的声振荡。
2007-03-19 astro-ph
Observations Supporting the Role of Magnetoconvection in Energy Supply to the Quiescent Solar Atmosphere
确定静止日冕和太阳风产生和维持背后的两种物理机制，是当今太阳物理学中两个突出的问题。我们目前的分析，从太阳和日光层天文台的光谱观测是一致的一个单一的物理机制负责的一个重要部分的热量供应到较低的太阳日冕和太阳风的初始加速，无处不在的磁对流驱动的再处理和交换重联太阳的磁场在超颗粒尺度上的行动。我们推断，虽然净磁通量的规模上的超颗粒控制的质量和能量注入到过渡区等离子体的速率，它是全球磁拓扑的等离子体，决定是否释放的喷出物提供热输入到安静的太阳日冕或成为一个支流，饲料的太阳风。
2006-09-18 astro-ph
Turbulence in the Solar Atmosphere: Manifestations and Diagnostics via Solar Image Processing
间歇性的磁流体动力学湍流最有可能在磁化的太阳大气中起作用。因此，一系列的缩放和多尺度图像处理技术可以用来测量预期的太阳磁场的自组织。虽然这些技术促进了我们对工作中的物理系统的理解，但尚不清楚它们是否可用于预测太阳爆发，从而对空间天气具有实际意义。我们解决这个问题的一部分，通过关注太阳活动区和调查的有用性，缩放和多尺度图像处理技术在太阳耀斑预测。由于太阳耀斑表现出空间和时间的不稳定性，我们认为它们是湍流磁位形中临界阈值不稳定性的产物。在标度谱和多标度谱中识别这一阈值将对太阳耀斑的预测有意义。我们发现，太阳磁场的分维及其多重分形谱的广义关联维数不具有显著的预测能力。然而，各自的多重分形结构函数和它们的惯性范围标度指数，可能提供了一些统计上的区别特征之间的耀斑和非耀斑活动区。更重要的是，在耀斑活动区的上述标度指数的时间演变可能显示出一个独特的行为开始前几个小时的耀斑，因此，这种时间行为可能是实际上有用的耀斑预测。这项研究的结果需要验证更全面的工作，在大量的太阳活动区。
2005-11-15 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
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
Growing drift-cyclotron modes in the hot solar atmosphere
众所周知的分析结果处理离子回旋和漂移波，并遵循从动力学理论和色散方程，它描述了耦合的两种模式，数值求解。利用适用于日冕的等离子体密度、磁场和温度值获得的数值结果清楚地表明了两种模式的耦合和不稳定性（增长）。耦合发生在非常短的波长，这是离子陀螺半径的顺序，并为特征尺度长度的平衡密度是高度相关的，可能成为只有几米的顺序。通过使用严格的动力学理论模型和现实的参数值得到的两个耦合模式（由平衡密度梯度驱动）的证明不稳定性。耦合背后的物理机制很简单，预计将在整个太阳大气和太阳风中发生，太阳大气和太阳风包含各种尺寸的非常细长的密度结构。该模式由于密度梯度而增长，它本质上是离子模式，并且其进一步耗散应导致增加的离子加热。
2008-05-31 astro-ph
CP star atmospheres based on individual ODFs
本文提出了一种计算局部热平衡（LTE）下一维模式大气不透明度分布函数（ODF）的新方法。新的方法是足够快的应用在当前的工作站，并允许模型大气的计算显着偏离（缩放）太阳的化学成分。它复制了现有的ODF和太阳丰度模型大气。视化学特性的类型而定，“个别”模型大气层的结构和表面通量可能类似于基于（比例）太阳丰度的大气层，或以任何传统模型都无法复制的方式偏离。最后给出了一些例子来说明这种行为。具有"个性化“丰度的模型的可用性对于极端CP星的丰度分析和多普勒成像至关重要。
1998-05-06 astro-ph
NLTE model calculations for the solar atmosphere with an iterative treatment of opacity distribution functions
模拟太阳光谱辐照度的变化是了解太阳对地球气候影响的关键因素。作为计算太阳光谱辐照度变化的第一步，我们在宽波长范围内重现了安静太阳的太阳光谱，重点是紫外线。介绍了计算非局域热力学平衡条件下太阳合成光谱的辐射转移程序COSI。一个自洽的同时解决方案的辐射转移和统计方程的水平人口保证正确的物理被认为是波长区域的假设局部热力学平衡（LTE）打破。提出了迭代不透明度分布函数（NLTE-ODF）的新概念，将所有谱线不透明度都纳入NLTE辐射转移计算中。我们表明，它是必不可少的，包括线不透明度的辐射转移再现太阳光谱的紫外线。通过NLTE-ODF的实现方案，COSI码成功地再现了宁静太阳的光谱能量分布。
2008-10-20 astro-ph
Evolution of the Solar Activity over Time and Effects on Planetary Atmospheres: I. High-energy Irradiances (1-1700 A)
我们报告的结果，太阳在时间多波长计划（X射线的紫外线）的太阳类似物的年龄覆盖~0.1-7 Gyr。主要科学目标是研究太阳磁发电机，并确定太阳在主序星演化过程中的辐射和磁特性。本论文的重点是后一个目标，它的最终目的是提供光谱辐照度演变的太阳型恒星用于研究和建模的行星大气。太阳在时间计划的结果表明，年轻的主序星太阳的日冕X射线-极紫外辐射比现在的太阳强100-1000倍。同样，年轻太阳的过渡区和色球层FUV-UV辐射预计将分别比现在强20-60倍和10-20倍。当考虑到从1到1200 A的综合高能发射时，由此产生的关系表明，太阳高能通量在2.5 Gyr前约为现在值的2.5倍，在3.5 Gyr前约为现在值的6倍（当生命在地球上出现时）。推测的强辐射发射应该对行星大气的热结构、光化学和光电离产生了重大影响，并在太阳系原始生命的发展中发挥了重要作用。一些例子的应用太阳在时间的结果对系外行星和早期太阳系行星进行了讨论。
2004-12-10 astro-ph
Carbon monoxide in the solar atmosphere I. Numerical method and two-dimensional models
辐射流体动力学程序CO5BOLD已补充了与时间相关的化学反应网络的处理。由于流体动力流场的颗粒密度平流也包括在内。到目前为止，辐射转移是与频率无关的，即灰色的。升级后的程序已应用于非磁性太阳光球层和低色球层一氧化碳（CO）的二维模拟。为此，考虑到在太阳大气的物理条件下对CO的形成和分解最重要的反应，构建了一个反应网络。该网络已被大大减少到27个反应，涉及化学物种H，H2，C，O，CO，CH，OH和一种代表性的金属。由此产生的CO数密度是最高的反向颗粒图案在中间光球高度的冷区，并强烈下降以上。在那里，CO丰度保持接近8.3的值，在通常的对数丰度尺度上，[H]=12，但在热冲击波中减少，热冲击波是模型大气中普遍存在的现象。为了进行比较，已经基于反应网络计算了相应的平衡密度，但是也在瞬时化学平衡的假设下通过应用Uitenbroek（2001）的Rybicki & Hummer（RH）代码计算。由于化学时间尺度很短，这一假设适用于大部分大气层，特别是光球层。相反，CO数密度强烈偏离色球激波附近的相应的平衡值。模拟结果表明，在太阳大气条件下，氢氧化物（OH）是最重要的生成通道。
2005-03-23 astro-ph
Chemical Abundances from Inversions of Stellar Spectra: Analysis of Solar-Type Stars with Homogeneous and Static Model Atmospheres
晚型恒星的光谱通常是在局部热力学平衡（LTE）和均匀的平面平行或球对称几何的静态模型大气中分析的。能量平衡需要特别注意，因为两个特别难以建模的元素起着重要作用：线覆盖和对流。反演技术能够绕过详细描述能量平衡的困难。假设大气处于流体静力平衡和LTE，就有可能从光谱观测中限制其结构。其中最严重的近似仍然隐含在该方法是一个静态和齐次几何。在本文中，我们利用一个现实的三维辐射流体动力学模拟的太阳表面检查的系统误差反演假设一个平面平行的水平均匀的大气。恢复的热结构类似于三维大气的空间和时间平均。此外，检索的丰度通常在用于构建模拟的丰度的10%（0.04 dex）以内。应用到一个相当完整的数据集从太阳光谱提供了进一步的信心，在以前的分析太阳的组成。只有很窄的一维热结构能够符合太阳光谱中的吸收线。对于我们精心挑选的数据集，随机误差大约是系统误差的二分之一。少量的强金属线可以提供非常可靠的结果。我们预见，将这项技术应用于其他类似恒星并获得类似精度，不会有什么大的困难，使用的光谱分辨率约为50，000，信噪比低至30。
2001-05-15 astro-ph
Oscillations of solar atmosphere neutrinos
太阳是宇宙射线在太阳大气中相互作用产生的高能中微子（E > 10 GeV）的来源。我们研究了三味振荡（在真空和物质）对太阳大气中微子的影响，并计算了它们在地球上的可观测通量，以及它们在水或冰中的更大尺度探测器中的事件率。我们发现，奇特的三味振荡效应的物质，它可以发生在太阳大气中微子探测的能量范围内，显着抑制平均生产区域和中微子和反中微子组件。特别是，我们发现在太阳和地球的中微子通量之间的关系，可以近似表示在相位平均的“真空”振荡，由一个单一的混合参数（角θ_23）为主。
2006-11-10 astro-ph hep-ph
Acceleration of Plasma Flows in the Solar Atmosphere Due to Magnetofluid Coupling - Simulation and Analysis
在双流体描述的框架内，建立了在低层太阳大气中产生快速流动（动态和稳态）的可能途径。它示出了一个主要的等离子体流（局部次Alfvénic）的加速时，与新兴的/周围的拱廊-封闭场结构的相互作用。加速意味着热能和场能转换为流的动能。用于产生相当快的流（$\gtrsim 100$ km/s）的时间尺度由初始离子趋肤深度决定，而流的放大取决于局部$β$。它示出，第一次，在流动变得“快”的距离是$\sim 0.01 R_s$从相互作用表面，后来的快速流动本地化（尺寸$\lesssim 0.05 R_S$）在原来的拱廊的上中心区域。对于固定的初始温度，加速流的最终速度（$\gtrsim 500 km/s$）和场结构的修改与初始流的持续时间（寿命）无关。在耗散存在的情况下，这些流动可能在加热精细结构的太阳大气层中发挥重要作用。
2005-02-17 astro-ph physics.plasm-ph
