Total Solar Irradiance Variability and the Solar Activity Cycle
有人认为，太阳的变化是由于太阳核心的扰动性质，这种变化是由太阳中微子探测器的太阳中微子通量的变化提供的，即，Homestake、Superkamiokande、SAGE和GALLEX-GNO。标准太阳模型（SSM）中的太阳中微子通量是在中微子光度L_nu =光学光度L_gamma的假设下计算的，这意味着如果光学光度发生变化，那么太阳中微子通量数据也会发生变化。提出了太阳活动周期是由太阳核内核能产生的周期性变化所引起的内部发电机所引起的，因此内部磁场也是变化的。同样，核能产生的变化引起结构变化，导致全球太阳参数的变化，即，通过对1970 ~ 2003年太阳总辐照度（TSI）资料的分析，发现太阳活动周期有5个阶段。第一阶段（I）开始于太阳黑子极小期前两年。第二阶段（II）开始于太阳黑子最小值的时候，第三阶段（III）开始于太阳黑子最大值的2 - 3年之前，第四阶段（IV）开始于太阳黑子最大值的时候，第五阶段（V）开始于太阳黑子最大值的2-3年之后。
2006-05-06 astro-ph
Variations of Core Luminosity and Solar Neutrino Fluxes
在动力学太阳模型（DSM）中，pp周期中微子的温度依赖性与由太阳模型计算的光度约束下的中微子的温度依赖性不同。用核反应速率公式pp ~ T^{4.2}，Be ~ T^{-1/2}，B ~ T^{13.5}代替了通常的中微子通量pp ~ T^{-1/2}，Be ~ T^{18}。后者的关系有很高的意义，在估计太阳中心温度的不确定性，而不假设的光度约束。虽然纯粹的天体物理解似乎被排除了，但对于除了中微子振荡之外还包括天体物理效应的模型来说，情况并非如此。因此，本文提出了一个DSM+MSW的组合模型来计算观测到的太阳中微子通量。组合SSM+MSW拟合速率+光谱+D/N变化给出了一个坏的拟合总速率，表明需要包括除了MSW效应的天体物理因素。DSM认为，核心动力学是由间歇性事件的旋转能量的耗散在太阳核心，相对于角动量耗散所产生的太阳和太阳系的质量中心的相对运动，它转移到一个更可接受的区域的MSW参数的允许范围。天体物理因素在太阳中微子问题中所起的作用是导致至今尚未发现中微子振荡的“确凿证据”的原因。
2002-01-23 astro-ph
Solar Core Homology, Solar Neutrinos and Helioseismology
精确的数值标准太阳模型（SSM）现在彼此一致，并与对流和外辐射区的日震观测。然而，这些模型模糊了光度、中微子产生和g模式核心日震学如何依赖于不透明度和核截面等输入。虽然太阳不是同源的，但它的内核本身是化学演化的，几乎是同源的，因为它的紧凑性，辐射能量传输和ppI主导的光度产生。我们应用光度固定的同源变换的核心估计SSM的理论不确定性，并获得广泛的一类非SSM，参数化的中心温度和密度和纯粹的辐射能量传输的核心。
2000-12-08 astro-ph hep-ph
A road map to solar neutrino fluxes, neutrino oscillation parameters, and tests for new physics
我们分析了所有现有的太阳中微子和相关的反应堆中微子实验，以及模拟未来的7 Be、p-p、pep和^8B太阳中微子实验。我们把所有的太阳中微子通量作为自由参数，条件是中微子代表的总光度等于观测到的太阳光度（“光度约束”）。现有实验表明，p-p太阳中微子通量是BP 00标准太阳模型预测通量的1.02 +- 0.02（1 sigma）倍; 7 Be中微子通量是预测通量的0.93^{+0.25}_{-0.63};^8B通量是预测通量的1.01 +- 0.04。中微子振荡参数为：Δ m^2 = 7.3^{+0.4}_{-0.6} \times 10^{-5} eV^2和tan ^2 theta_{12} = 0.41 +- 0.04。我们评估如何准确的未来实验必须更精确地确定中微子振荡参数和太阳中微子通量，并阐明从真空为主的过渡到物质为主的振荡在低能量。未来精确到± 10%的7 Be nu-e散射实验可以将实验确定的7 Be中微子通量的不确定性降低4倍，将p-p中微子通量的不确定性降低2.5倍（到± 0.8%）。未来的p-p实验必须精确到± 3%，以将tan ^2 theta_{12}的不确定度缩小15%以上。太阳发光是因为核聚变反应的想法可以通过比较观测到的太阳光子光度与从太阳中微子通量测量推断的光度来准确地检验。基于对目前和模拟未来实验的定量分析，我们回答了这样一个问题：为什么要进行低能…
2003-10-10 astro-ph hep-ex hep-ph
Accretion in the Early Outer Solar System
我们描述的小星子在太阳系外的合奏的演变计算。在质量是最小质量太阳星云数倍的太阳星云中，半径为100-1000公里的物体可以在10-100万年的时间尺度上形成。从这些计算得出的模型光度函数与目前观测到的海王星轨道以外的天体（柯伊伯带天体）一致。利用现有和计划中的仪器进行新的观测，可以通过测量28等或更大红色星等的光度函数，对太阳星云的质量和动力学进行更好的限制。
1999-06-08 astro-ph
Identifying the Low Luminosity Population of Embedded Protostars in the c2d Observations of Clouds and Cores
我们提出了一个搜索的所有嵌入式原恒星的内部光度< 1太阳光度的样品附近，低质量的恒星形成区域的斯皮策太空望远镜c2 d遗产项目调查。光源的内部光度（Lint）是中心光源的光度，不包括由外部加热产生的光度。平均而言，c2 d数据对Lint > 4 E-3（d/140 pc）^2太阳光度的嵌入原恒星是敏感的，比IRAS对这类天体的敏感性高25倍。我们提出的选择标准，用于确定候选人的斯皮策数据和检查补充数据，以决定是否每个候选人是真正的嵌入式原恒星。我们发现70微米的流量和内部光度的原恒星，一个经验的结果，根据观测和二维辐射转移模型的原恒星之间的紧密相关性。我们确定了50颗Lint < 1太阳光度的嵌入式原恒星; 15颗Lint < 0.1太阳光度。源光度的本征分布随光度的降低而增加。虽然我们发现了低于上述灵敏度极限的源，表明分布可能延伸到低于这些观测所探测的光度，但我们能够排除分布在0.1太阳光度以下的持续上升。在被斯皮策观测到之前，75-85%的核心被归类为无星，但在我们的光度敏感度下仍然是无星的;剩下的15-25%则隐藏着低光度的原恒星。我们编译完整的光谱能量分布的所有50个对象和计算标准的进化签名，并认为这些对象是不一致的恒星形成的最简单的图片，其中质量吸积从核心到原恒星以恒定的速率。
2008-06-10 astro-ph
The importance of neutrino opacities for the accretion luminosity in spherically symmetric supernova models
基于广义相对论三味玻尔兹曼中微子输运，我们比较了五个不同的恒星祖先与13和20太阳质量（野本和桥本'88），15，25，和40太阳质量（伍斯利和韦弗'95）的反弹后演化的模拟。
2002-03-15 astro-ph
Irradiance or luminosity changes?
然而，太阳光度L的变化将不可避免地引起太阳总辐照度S的类似变化，反之则不然。事实上，S的日变化和月变化的大部分可以完全用活动区穿过太阳盘面来解释。在这种情况下，L基本上保持不变。对于整个太阳周期观测到的总辐照度变化，这个问题更不确定。一种观点认为这种调制主要是活动区和磁网络的联合作用。这些成分会叠加到一个原本不变的光球层上。另一种观点认为，S的活动周期调制主要是由L的变化（R和T_{eff}）引起的，而L的变化是由变化的磁场引起的太阳内部的结构重组引起的。我们将提出支持第二种解释的证据和模型，我们还将提出我们的模型所暗示的过去5个世纪的S变化。
2000-10-20 astro-ph
The luminosity function of galactic ultra-compact HII regions and the IMF for massive stars
新形成的大质量恒星的人口，而仍然嵌入在他们的父母的分子云，在银盘尺度上进行了研究。我们分析了IRAS点状源的光度函数，具有超紧凑HII区域的远红外（FIR）颜色，已在CS（2-1）线中检测到-高密度分子气体的示踪剂。555个大质量恒星形成区（MSFR），其中413个位于太阳圈内，由它们在四个IRAS波段的通量和它们的运动学距离推断，使用CS（2-1）速度剖面。UCHII区域候选者的光度函数（LF）显示出远高于完整性极限的峰值，并且在太阳圈内外是不同的（96%置信水平）。在太阳圈内，LF最大值为2 E5 Lo，而在太阳圈外，最大值为5E 4 Lo。我们使用三个自由参数对LF进行建模：-alpha，以log（M/Mo）表示的初始质量函数（IMF）的指数; -beta，N* 中幂律分布的指数，每个MSFR的恒星数量;和N*max，N* 的上限。在整个银河系中，α的值为2.0，而β在太阳圈内的值为0.5，在太阳圈外的值为0.7，每个MSFR的最大恒星数为650和450（1 <M/Mo< 120）。虽然IMF似乎没有变化，但太阳圈内每个MSFR的平均恒星数量高于外星系。
1999-12-20 astro-ph
Helioseismological constraint on solar axion emission
日震声速剖面严格限制了标准太阳模型的可能偏差，使我们能够推导出普里马科夫轴子发射对异常太阳能损失的新限制。对于轴子-光子耦合的$g_{aγ} < 5 x 10^(-10) GeV^(-1)$，太阳模型几乎与标准情况无法区分，而$g_{aγ} > 10 x 10^(-10) GeV^(-1)$可能被排除在外，对应的轴子光度约为$0.20 L_(sun)$。这个对$g_{aγ}$的限制比众所周知的球状星团限制要弱得多，但比以前的太阳极限要严格3倍。我们的结果主要是大量的当前或拟议的搜索实验太阳轴子的兴趣，因为我们的限制定义的最大g_{aγ} $，它是自洽的使用标准的太阳能模型来计算轴子光度。
1998-12-03 astro-ph hep-ph
Spitzer Space Telescope evidence in NGC 6791: no super-mass-loss at super-solar metallicity to explain helium white dwarfs?
我们使用档案斯皮策太空望远镜测光的老，超太阳的金属丰度大规模疏散星团NGC 6791寻找证据的增强质量损失，这已被假定为解释光学光度函数和低白矮星质量在这个基准集群。我们发现一个明显缺乏证据的多产的拱星尘埃生产，本来预计伴随着这样的质量损失。我们还构造了光学和红外光度函数，并证明这些完全符合理论预期。因此，我们的结论是，没有证据表明超太阳金属量红巨星的质量损失足够高，以至于它们可以避免红巨星分支尖端的氦闪光。
2008-04-29 astro-ph
The $^{14}N(p, γ)^{15}O$ reaction, solar neutrinos and the age of the globular clusters
我们讨论了一个新的测量$^{14}N(p, γ)^{15}O$的太阳中微子，太阳模型和球状星团定年的影响。镓和氯实验的预测值分别减少了2和0.1 SNU。日震观测值的预测在不确定性范围内保持不变。由关断光度推断的球状星团的年龄增加了约0.7 Gyr。
2003-12-20 astro-ph hep-ph nucl-ex
Period-Luminosity-Colour distribution and classification of Galactic oxygen-rich LPVs II
用脉动模、质量和金属丰度解释了太阳附近富氧长周期变星的运动学和周期光度色分布。它首先表明，由于输入物理的不完善性，从现有的线性和非线性非绝热模型得出的周期和平均颜色必须显着偏离恒星的实际行为。因此，作为第一近似，必须对我们的线性模型网格进行系统校正。这些自由参数，以及混合长度，校准上的LMC和一些球状星团的LPV，假设一个太阳质量的LMC米拉类恒星的平均质量。然后，质量和金属丰度相应的四个运动学/光度人口的本地LPV进行评估。一个不同的混合长度参数的可能性进行了讨论，并考虑到。
2000-11-03 astro-ph
The X-ray luminosity of solar-mass stars in the intermediate age open cluster NGC 752
目标。虽然观测证据显示恒星X射线活动的大部分衰减发生在毕宿星团（~8 x 10^8年）和太阳的年龄之间，但对这些年龄之间恒星活动的演化知之甚少。为了获得恒星中间年龄日冕活动典型水平的信息，我们研究了1.9 Gyr年龄的疏散星团NGC 752中恒星的X射线辐射。方法.我们分析了NGC 752的~140 ksChandra观测和同一星系团的~50 ksXMM-Newton观测。我们在Chandra数据中检测到262个X射线源，在XMM-牛顿观测中检测到145个源。在钱德拉的视野中，大约90%的星群成员都能在X射线中被探测到。计算了所有观测到的星团成员（28颗恒星）和11个候选成员的X射线光度。结果我们的数据表明，在1.9 Gyr的年龄，M=0.8-1.2 Msun的星团成员的典型X射线光度为Lx = 1.3 x 10^28 erg s^-1，因此比在年轻毕宿星团中观测到的亮度大约低6倍。假设Lx与恒星自转速率的平方成正比，那么当t > 1 Gyr时，NGC 752的中值Lx与自转速度的衰减速率v_rot ~ t^-alpha（α ~ 0.75）是一致的，比Skumanich关系式更陡（α ~ 0.5），比在昂宿星团和毕宿星团之间观察到的要陡得多（其中α < 0.3），表明恒星内部的旋转机制在t ~ 1 Gyr发生了变化。
2008-08-26 astro-ph
On Variations in the Peak Luminosity of Type Ia Supernovae
我们探讨的想法，观察到的Ia型超新星的峰值亮度的变化起源于部分分散的金属丰度的主序星，成为白矮星。以前的数值研究并没有自洽地探索大于太阳的金属丰度。Ia型超新星的一维拉塞卡质量模型在燃烧中产生了大部分的56 Ni，在质量壳层0.2和0.8太阳质量之间的核统计平衡中，电子与核子的比例在燃烧过程中是恒定的。我们分析表明，在这些条件下，电荷和质量守恒约束的质量56镍生产线性依赖于原始的金属丰度的白矮星的祖先。W7类模型的详细后处理证实了这种线性相关性。我们确定的效果是最明显的金属丰度大于太阳能，并与以前的自洽计算的金属丰度范围内共同的计算。观测到的太阳附近金属丰度（1/3- 3倍太阳）的散射足以引起Ia型超新星喷出的~（56）Ni质量的25%的变化。这足以使峰值V波段亮度变化约0.2。这种金属丰度的分散性表现在当前观测的极限红移（z < 1）。~（22）Ne的沉积可能将~（56）Ni质量的变化放大50%。进一步的数值研究可以确定其他金属性引起的效应，如56 Ni产生区域的质量变化，是否抵消或增强了这种变化。
2003-05-07 astro-ph
Direct Distances to Cepheids in the Large Magellanic Cloud: Evidence for a Universal Slope of the Period-Luminosity Relation up to Solar Abundance
我们已经应用红外表面亮度（ISB）技术来获得距离13造父变星在LMC的跨度从3到42天的周期范围。从这些距离计算出的变量的绝对量，我们发现，LMC造父变星在V，I，W，J和K波段定义了紧密的周期-光度关系，这些关系与用相同技术得出的相应的银河系PL关系非常吻合，并且比OGLE-II项目在V，I和W波段观察到的LMC PL关系明显陡峭，以及J. P. son等人在J和K.我们发现LMC造父变星的倾斜校正的真距离模量显示出对周期的显著依赖性，这暗示了与恒星周期有关的ISB技术中的系统误差。我们认为最有可能的罪魁祸首是将径向速度转换为脉动速度的p因子;我们的数据意味着p因子的周期依赖性比以前认为的要陡得多，并且我们从我们的数据中得出p=1.58（+/-0.02）-0.15（+/-0.05）logP作为最佳拟合，零点与银河系疏散星团造父变星有关。使用这个修正的p因子定律，LMC造父变星距离模量的周期依赖性消失，同时银河系和LMC PL关系彼此一致，并且与直接观察到的LMC PL关系一致，在1 sigma不确定性内。我们的主要结论是，以前，陡峭的银河系PL关系是由错误的校准的p-因子法，现在有证据表明，造父变星PL关系的斜率是独立的金属丰度太阳金属丰度，在光学和近红外波段。
2005-03-29 astro-ph
SRVs in the Solar Neighbourhood
周期光度序列已经被证明存在于麦哲伦云（Wood et al，1999）、银河系隆起（Glass & Schultheis，2003）和其他地方的半规则变星（SRV）中。对这些关系进行绝对（三角）校准显然是有用的。本文研究了在太阳附近的M型巨太阳变星中是否能看到这种序列。还讨论了这些恒星之间的质量损失现象及其对周期和光谱子型的依赖性。
2006-09-18 astro-ph
Amplitudes of Stellar Oscillations: The Implications for Asteroseismology
对于其他恒星中类似太阳的振荡幅度，目前还没有很好的预测。在缺乏一个明确的对流模型的情况下，这被认为是激发这些振荡的机制，速度和光度测量的振幅必须通过从太阳的缩放来估计。在光度测量的情况下，甚至这是困难的，因为太阳振幅的分歧。这最后一点使我们研究振荡的光度振幅（dL/L）是否可以从速度振幅v_osc导出。利用线性理论和观测数据，我们证明了大样本脉动星中的p模振荡满足（dL/L）_bol正比于v_osc/T_eff。利用这一关系，结合最佳估计值vosc（Sun）=（23.4 +/-1.4）cm/s，我们估计550 nm处太阳振荡的光度振幅为dL/L =（4.7 +/-0.3）ppm。接下来，我们讨论如何缩放类太阳（即，从太阳到其他恒星的振荡。唯一的预测来自模型计算（Christensen-Dalsgaard & Frandsen，Sol. Phys.82，469）。然而，他们的恒星模型网格不够密集，无法预测任意恒星的振幅。尽管如此，尽管对流理论很复杂，我们可以预期对流的一般性质-包括振荡幅度-应该通过颜色-星等图平滑地变化。实际上，我们发现模型预测的速度幅值
1994-03-08 astro-ph
Metallicity dependent calibrations of flux based SFR tracers
我们提出了新的校准广泛使用的H_α，[OII]，和UV光度与恒星形成率（SFR）的关系。使用我们的进化合成代码GALEV，我们计算5个金属丰度的不同校准，从1/50太阳到2.5太阳。我们发现显着的变化，较低的金属丰度的校准相比，使用太阳能输入物理的标准校准。
2005-10-09 astro-ph
New water masers in Seyfert and FIR bright galaxies. II
最近，在一个由100 μ m通量密度> 50 Jy和角速度>-30 °的北半球星系组成的样品中进行的22 GHz脉泽巡天，发现了水脉泽探测率与远红外（FIR）通量密度之间的关系。该调查已扩展到较低的FIR流量密度的星系，以确认这种相关性，并发现更多的微波激射源相关的后续干涉研究。为了< 50 Jy and Dec. >寻找22千兆赫的水汽谱线，在Effelsberg用100米望远镜观测了41个30 Jy < S（100微米）-30度的星系样本。调查的平均3-西格玛噪声水平为40毫焦耳为1公里/秒的通道，对应于各向同性脉泽光度约0.5太阳光度在25百万秒差距的距离的检测阈值。报告了两个检测结果：在Seyfert/HII星系NGC 613中有一个各向同性光度约为35个太阳光度的超脉泽，在合并系统NGC 520中有一个约为1个太阳光度的千脉泽。[删节]
2007-12-05 astro-ph
Burst Neutrinos from Nitrogen Flash
中微子是探索天体内部深处的一种新的探测器，这是光学观测无法达到的;其中值得注意的例子是太阳和超新星中微子。我们发现氦燃烧中存在一类新的强中微子发射，N + alpha --> 18 F gamma，随后是β衰变18 F--> 18 O + e+ + nu_e，其最大中微子亮度为10^8倍1 M太阳恒星氦核闪光时太阳热光度，而该闪光无法通过光学手段观察到。这意味着，如果恒星位于10 pc，中微子的平均能量为0.382 MeV，将是地球上太阳CNO中微子通量的10%。
2005-09-07 astro-ph hep-ph
Solar neutrino limit on axions and keV-mass bosons
萨德伯里中微子天文台（Sudbury Neutrino Observatory，SNO）测量到的各种太阳中微子通量将非标准能量损失限制在太阳光子光度的10%以下，取代了日震学的论点，并为低质量粒子的相互作用强度提供了新的限制。对于轴子-光子耦合强度，我们发现g_aγ<7 E-10 1/GeV。我们还得到明确的限制Yukawa耦合到电子的赝标，标量和矢量玻色子与千电子伏规模的质量。
2009-04-29 astro-ph
Chandra observation of an unusually long and intense X-ray flare from a young solar-like star in M78
LkHA 312是在Chandra上的ACIS-I探测器上偶然观测到的，连续曝光26小时。这颗H_alpha发射线星属于恒星形成区M78（NGC 2068）。从光学和近红外数据，我们表明，它是一个前主序星（PMS）的低质量恒星与弱近红外过剩。这颗真正的金牛座T型恒星显示出一个X射线耀斑，具有不寻常的长上升阶段（~ 8小时）。X射线发射在观察的前18小时内几乎恒定，然后在快速上升阶段（~ 2小时）增加13倍，在缓慢上升阶段（~ 6小时）结束时达到静止X射线水平以上16倍。据我们所知，这个耀斑，~0.4-~0.5 cts/s，具有最高的计数率，迄今为止观察到的钱德拉从PMS低质量恒星。碰巧，源位置离轴8.2'，保护了该观察结果免于堆积。对X射线发射随时间的变化进行了光谱分析，结果表明，静止相和耀斑峰的等离子体温度分别达到29 MK和88 MK。在0.5- 8 keV能量范围内，由吸收修正后的静态和耀斑亮度分别为6 E30 erg/s和~ 1 E32 erg/s。LkHA 312的静态X射线光度与热光度之比很高，log（LX/L_bol）=-2.9，表明LkHA 312的日冕已达到“饱和”状态。耀斑峰值的X射线光度达到恒星热光度的2%。最后在太阳耀斑的框架下讨论了这一耀斑的不同阶段，这导致了磁环高度从3.1E10到1 E11 cm（0.2-0.5 R*，即，0.5-1.3 R_sun）。
2004-02-27 astro-ph
An observational signature of evolved oceans on extra-solar terrestrial planets
主序星的光度随时间增加，最终会导致绕地行星上的海洋大量蒸发。随后，行星上层大气中的气相水可以被恒星紫外线光解，产生的氢原子可能会在风中消失。这个气体包层可能会经过主星的前面，在年龄超过1 Gyr的系统中产生短暂的、可检测到的莱曼线紫外吸收。
2004-02-25 astro-ph
How Does the Sun Shine?
假设MSW中微子振荡发生，忽略所有的太阳物理除了核聚变产生的太阳光度的约束，我们表明，新的太阳中微子实验需要排除经验的假设，太阳通过CNO循环发光。
1996-02-13 astro-ph hep-ph nucl-ex
Astrophysical Solutions are Incompatible with the Solar Neutrino Data
我们考虑了最一般的太阳模型，把中微子通量作为自由参数，只受太阳光度的约束，并指出在98 C. L.我们对$^7$ Be和$^8$ B通量的最佳拟合分别为标准太阳模型预测的$<$ 7%和37 $\pm$ 4%，但只有大的$χ^2$（1 d.f.为5.6）。这种对通量的最佳拟合与明确的非标准太阳模型相矛盾，后者通常比$^7$ Be更能减少$^8$ B的通量。这些模型都是由一个单一的参数，中心温度参数化。
1993-06-02 astro-ph hep-ph
Solar Models: An Historical Overview
我在四张幻灯片中总结了用于预测太阳中微子通量的标准太阳模型40年的发展，然后描述了预测中的当前不确定性。其次，我消除了p-p中微子通量由太阳光度决定的误解，并给出了一个相关的公式，该公式给出了p-p和7 Be中微子通量，终止p-p聚变链的两种主要方式的比率。我还将试图解释为什么花了这么长的时间，大约35年，才达成一个共识，即新的物理学正在从太阳中微子实验中学习。最后，我以一个个人的忏悔结束。
2002-10-18 astro-ph hep-ph nucl-ex
The stellar populations of early-type galaxies in the Fornax cluster
我们测量了天炉座星系团中一个星等有限的早型星系样本的中心线强度，该样本包括11个椭圆星系（E）和11个透镜状星系（S 0），亮度大于MB=-17。与单次爆发的恒星星族模型相比，我们发现天炉座椭圆星系的中心遵循一个固定年龄的轨迹，金属丰度大致从半个太阳到两倍太阳。然而，（低光度）透镜状星系的中心，表现出大量的传播到年轻的光度加权年龄，表明一个更长的恒星形成历史。星系与老恒星星族金属线指数和中心速度色散之间的密切标度关系。值得注意的是，Fe线也与σ很好地相关。我们对恒星星族的详细分析表明，这些比例关系主要是由金属丰度驱动的。具有年轻恒星成分的星系通常偏离主关系式。特别地，较低的光度S 0显示出大的扩散。此外，我们发现，椭圆星系和一个明亮的S 0的隆起是镁过剩，最明亮的星系表现出最强的过剩。年轻和微弱的S 0的恒星星族与太阳丰度比或弱镁丰度不足是一致的。（略）
2000-01-12 astro-ph
Solar Models: current epoch and time dependences, neutrinos, and helioseismological properties
我们计算精确的太阳模型，并报告重要太阳量的详细时间依赖性。我们使用日震学来约束太阳的光度演化，并报告了在包括扩散的演化太阳模型中发现的半对流。此外，我们比较计算的声速与BiSON，GOLF，GONG，LOWL和MDI仪器的p模式观测结果。我们对比了中微子的预测，从一组八个标准的太阳模型和四个偏离（或缺陷）的太阳模型与太阳中微子实验的结果。对于太阳中微子和日震学的应用，我们提出了目前时代的标准太阳模型的特征作为太阳半径的函数，包括主要的物理和成分变量，声速，中微子通量，和计算太阳中微子振荡所需的功能的数值表格。
2001-03-13 astro-ph hep-ex hep-ph
New type astrophysical solution to the solar neutrino problems and its predicitons to the SNO
太阳核心异常缓慢的旋转只是一系列显著的基本迹象中的一个，这些迹象表明太阳核心与表面活动周期有某种联系。另一方面，大气、LSND和太阳中微子问题并不一致，因此一个或多个中微子实验必须至少部分归因于中微子振荡以外的某些现象，或者需要第四个中微子。我们在尚未考虑的一般情况下使用光度约束，考虑到太阳核心中存在的小热泡中发生的核反应（Grandpierre，2000）。即使没有振荡，动态太阳模型也能在1.5 sigma内拟合观测到的中微子通量。这种拟合被证明比目前的MSW和VAC拟合更好。为同时解决中微子问题和与太阳核有关的天体物理问题提供了一个有吸引力的前景。动态太阳模型的预测SNO的测量。
2000-05-10 astro-ph
A Dynamic Solar Core model: the SSM-like solution
我指出，所有反对天体物理解决方案的论点并不排除一个尚未得到承认的太阳模型，其中除了标准的pp和CNO循环外，太阳核心中还存在爆炸性能源。第一原理物理学表明，恒星有一个非pp的CNO源：局部热核失控。导出了一个与模型无关的不等式，指出铍中微子的缺失问题在于SuperKamiokande中含有一个由逃逸源产生的中微子项，该逃逸源能产生高能电子、高能轴子、μ子和τ中微子。我指出，单个中微子通量的温度依赖性与纯核物理有关，但通常的光度约束是依赖于模型的，实际上是一个有问题的假设。允许非pp，CNO反应链的一种新的方法来解释中微子探测器的数据。明确的温度依赖性导致$Φ_{pp} \propto T^4$而不是通常的$Φ_{pp} \propto T^{-1/2}$的SSM光度约束。我假设一个太阳模拟的SSM与不同的$T_c$。单独的中微子探测器方程导致与中微子探测器数据相关的单独的探测器温度。结果显示，中心温度略低于标准。我试图表明，日震学是不是在一个动态的太阳模型在这里提出的必要冲突。计算的结果可能会提出解决太阳和大气中微子振荡的问题，而无需特别引入不育中微子和Borexino和SNO测量的预测。{ \it PACS编号}：26.65+t，26.30.+ k，96.60Jw，95.30.Cq
1998-08-31 astro-ph hep-ph
Does the Sun Shine by pp or CNO Fusion Reactions?
我们发现，太阳中微子实验设定了一个上限为7.8%（7.3%，包括最近的KamLAND测量）的能量，太阳产生的部分通过CNO聚变循环，这是一个数量级的改进后，以前的限制。需要新的实验来检测CNO中微子，这相当于标准太阳模型预测的太阳光度的1.5%由CNO循环产生。
2002-12-15 astro-ph hep-ex hep-ph
Standard Solar Neutrinos
本文用改进的标准太阳模型计算了标准太阳中微子的通量。它包括主序演化、元素扩散、部分电离效应和主元素间所有可能的核反应。它使用了初始太阳元素丰度、太阳年龄、太阳光度、核反应速率和辐射不透明度的最新值。既不假设核平衡，也不假设完全电离。计算的太阳中微子通量与公布的结果进行了比较，从四个太阳中微子实验。计算的$^8$ B太阳中微子通量与Homestake和Kamiokande的太阳中微子观测结果在理论和实验不确定度范围内是一致的。观测结果表明，$^7$ Be太阳中微子流比预测的小得多。然而，要找到$^7$ Be太阳中微子流被抑制的确凿证据，还需要像BOREXINO和HELLAZ这样的实验。如果$^7$ Be太阳中微子通量被抑制，它仍然可能是由于标准物理和天体物理或中微子性质超出了标准电弱模型。只有未来的中微子实验，如SNO，Superkamiokande，BOREXINO和HELLAZ，才能证明太阳中微子问题是中微子性质超出标准电弱模型的结果。
1996-04-02 astro-ph hep-ph
