Plasma Diagnostics of Active Region Evolution and Implications for Coronal Heating
本文介绍了太阳和日光层观测站（SOHO）上的日冕诊断光谱仪（CDS）、迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）和极紫外成像望远镜（EIT）对衰减太阳活动区NOAA 10103的观测结果。利用Si X射线（356.03 A/347.41 A）形成的电子密度图显示，其密度变化范围从活动区核心的~10^10 cm^-3到区域边界的~7x10^8 cm^-3。在五天的观测中，平均电子密度下降了约30%。使用Fe XVI（335.41 A）/Fe XIV（334.18 A）形成的温度图显示，活动区核心的电子温度为2.34 × 10^6 K，区域边界的电子温度为2.10 × 10^6 K。与电子密度类似，平均电子温度在五天内也有小幅下降。计算了辐射、传导和质量流损失，并用于确定所得加热速率（P_H）。辐射损失被发现占主导地位的活动区冷却过程。随着该区域的衰减，在观测的第一天和最后一天之间，加热速率几乎下降了五倍。然后将加热速率与总无符号磁通量（Phi_tot）进行比较，得到形式为P_H ~ Phi_tot^（0.81 +/- 0.32）的幂律。这一结果表明，波，而不是nanoflars可能是占主导地位的加热机制，在这个活跃的地区。
2005-09-08 astro-ph
A new approach to analyzing solar coronal spectra and updated collisional ionization equilibrium calculations. II. Additional ionization rate coefficients
我们用新的碰撞电离平衡（CIE）计算重新分析了SUMER观测到的日冕气体。这些改进的CIE分数丰度是使用现有技术的K-壳层、L-壳层、Na-样和Mg-样离子的电子-离子复合数据计算的，所述离子为从H到Zn的所有元素，以及另外的Al-到Fe的Ar-样离子。它们还包括最新推荐的电子碰撞电离数据的所有离子的H通过锌。改进的CIE计算的基础上，这些重组和电离数据在这里。我们还发展了一种新的系统方法，用于确定等温等离子体的平均发射量度（$EM$）和电子温度（$T_e$）。利用我们新的CIE数据和我们确定平均$EM$和$T_e$的新方法，我们重新分析了SUMER对日冕的观测。我们将我们的结果与以前的研究结果进行了比较，发现导出的$EM$和$T_e$存在一些显著差异。我们还计算了日冕元素丰度的增强与它们的光球丰度相比，使用SUMER观测本身来确定每个发射元素的丰度增强因子。我们观测得到的第一电离势（FIP）因子与Laming（2008）的理论模型相当一致。
2008-09-05 astro-ph
Collisional Plasma Models with APEC/APED: Emission Line Diagnostics of Hydrogen-like and Helium-like Ions
新的X射线天文台（钱德拉和XMM-牛顿）提供了丰富的高分辨率X射线光谱，其中氢和氦离子通常是强特征。我们目前的结果，从一个新的碰撞辐射等离子体代码，天体物理等离子体发射代码（APEC），它使用原子数据的同伴天体物理等离子体发射数据库（APED）计算光谱模型热等离子体。APED包含必要的原子数据，如碰撞和辐射率，复合截面，双电子复合率，和卫星线波长。我们比较亚太经合组织的结果，其他等离子体代码的氢和氦样诊断，并测试我们的结果的灵敏度，包括在模型中的水平的数量。我们发现，双电子复合到高（n=6-10）主量子数的类氢离子影响一些类氦线比从低位（n=2）的转变。
2001-06-26 astro-ph
Ion Temperatures in the Low Solar Corona: Polar Coronal Holes at Solar Minimum
在目前的工作中，我们使用的深曝光光谱所采取的SUMER光谱仪在极冕洞在1996年测量的离子温度的大量离子在许多不同的高度以上的肢体之间的0.03和0.17太阳半径。我们发现，测量的离子温度几乎总是大于电子温度，并表现出非单调的荷质比的依赖性。我们使用这些测量提供经验约束的离子加热和加速的理论模型的基础上逐步补充离子回旋波。我们比较所需的波功率加热离子的观测水平的预测的基础上的各向异性磁流体动力学湍流模型。我们发现，经验加热模型和湍流级联模型同意彼此，并解释了测量的离子温度，为荷质比小于约0.25。然而，荷质比超过0.25的离子与模型不一致;它们需要被加热到测量的离子温度的波功率显示出随着荷质比的增加（即，随着频率的增加），这不能用传统的级联模型来解释。我们讨论了可能的额外的过程，可能是负责推断盈余的波能。
2008-09-30 astro-ph
X-ray powerful diagnostics for highly-ionized plasmas: He-like ions
重新计算类氦离子X射线线从C V到Si XIII的比率，以便将结果应用于新一代X射线卫星Chandra和XMM-Newton的高分辨率光谱数据的密度、温度和电离过程诊断。与早期的计算相比，Porquet & Dubau（2000），辐射跃迁概率使用了最佳实验值。考虑了外辐射场（光激发）、未分辨双电子伴线和光学厚度的影响。这些诊断可以应用于碰撞主导的等离子体（例如，恒星日冕），光电离等离子体（例如，活动星系核中的“暖吸收体”）和瞬态等离子体（例如，SNR）。
2002-04-08 astro-ph
Ray tracing of ion-cyclotron waves in a coronal funnel
对日冕洞的远距离观测强烈暗示了离子回旋波与离子的动力学相互作用是等离子体加热和加速快速太阳风的主要机制。为了研究这些波，线性摄动分析中使用的无碰撞多流体模型的工作框架。我们考虑一个非均匀的背景等离子体描述的漏斗区域，并使用射线跟踪方程计算的射线路径的波，以及它们的属性的空间变化。
2007-06-07 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
Helium-like ions as powerful X-ray plasma diagnostics
我们重新计算了类氦离子"三重态“（共振，相互结合和禁戒线）的比率，Z=6至14（CV，N VI，O VII，Ne IX，Mg XI，Si XIII），以便为Chandra和XMM-牛顿的新高分辨率光谱数据提供温度，密度和电离诊断。与以前的计算相比，碰撞率更新和辐射跃迁概率的最佳实验值被使用。讨论了外辐射场（光激发）的影响以及未分辨双电子伴线对谱线比的贡献。碰撞为主的等离子体（如恒星日冕），光电离等离子体（如AGN）或瞬态等离子体（如信噪比）被认为是。
2000-12-12 astro-ph
Coronal density diagnostics with Helium-like triplets: CHANDRA--LETGS observations of Algol, Capella, Procyon, Eps Eri, Alpha Cen A&B, UX Ari, AD Leo, YY Gem, and HR1099
本文分析了钱德拉X射线天文台低能透射光栅光谱仪（LETGS）观测到的10颗冷星（大陵五、五车二、南河三、Eps Eri、Alpha Cen A&B、UX Ari、AD Leo、YY Gem和HR 1099）。这个样本包含了我们目前可用的LETGS观测到的所有冷星，其积分时间足够长，足以保证进行有意义的光谱分析。我们的样本包括不活跃，中度活跃和过度活跃的恒星和样本的大部分活动水平遇到的日冕X射线源。我们使用LETGS光谱进行密度和温度诊断，重点是H-类和He-类离子。我们发现的Lyman-Alpha和He类共振线与平均X射线表面通量的线通量比之间的相关性。我们确定密度使用氦样三重态。对于活跃的恒星，我们没有发现显着偏离低密度极限的离子的Ne，Mg和Si，而测得的线比的离子的C，N和O的证据表明偏离低密度极限的活跃的恒星，但不是在不活跃的恒星。最好的测量可以为OVII三重态，我们发现显着偏离低密度极限的恒星大陵五，南河三，YY宝石，Eps Eri和HR 1099。我们讨论了辐射场的影响解释的He-样的三线态线的比率在低Z离子，这是相关的大陵五，和双电子卫星线的影响，这是相关的南河三。对于活动星YY Gem、Eps Eri和HR 1099，低f/i比可以毫无疑问地归因于OVII温度下1--3 × 10^10 cm^-3范围内的高密度。我们发现我们的LETGS光谱是一个非常有用的工具等离子…
2002-09-02 astro-ph
Modeling Non-Confined Coronal Flares: Dynamics and X-Ray Diagnostics
持久、强烈的恒星X射线耀斑可能接近打破磁约束的条件，并在开放空间中演化。我们探索这个假设与流体动力学模拟耀斑发生在一个非封闭的日冕：模型耀斑是由一个短暂的脉冲加热注入一个平面平行的分层日冕。等离子体的演化是通过一个数值的二维模型在圆柱几何R，Z。我们探索基本参数的空间。作为一个参考模型，我们认为耀斑触发的加热脉冲，将导致20 MK耀斑，如果在一个40000公里长的闭环交付。描述了模型化的等离子体演化。从这些模型中合成了ASCA/SIS焦平面上和两条强X射线谱线（Mg XI在9.169和Fe XXI在128.752）上的X射线发射、光谱和光变曲线。结果进行了讨论和比较的封闭事件的功能，并导出标度律。光变曲线总是显示出非常快速的上升，只要持续加热就有一个恒定的相位，然后是非常快速的衰减，在几秒钟的时间尺度上，然后是一个更渐进的（几分钟）。我们表明，这种演变的排放，特别是快速衰减，连同其他潜在的可观察到的效果，是内在的非约束的假设。它们的缺乏表明，观测到的持久恒星X射线耀斑应该涉及强烈限制的磁场等离子体。
2001-12-14 astro-ph
Geometry Diagnostics of a Stellar Flare from Fluorescent X-rays
我们目前的铁荧光发射的证据在钱德拉HETGS光谱的单个G型巨星HR 9024在一个大耀斑。类似于太阳X射线观测，我们解释所观察到的Fe K $α$线产生电离日冕X射线的光球照明，在这种情况下，对于一个给定的Fe光球丰度，其强度取决于X射线源的高度。HETGS观测，连同三维蒙特卡罗计算模拟的荧光发射，被用来获得一个直接的几何约束的规模高度的耀斑日冕等离子体。我们计算了Fe荧光发射引起的一个单一的耀斑日冕环，以及再现所观察到的X射线的时间和光谱特性，根据一个详细的流体动力学模型的发射。在观测不确定性范围内，预测的Fe荧光发射与观测值非常一致，指向标度高度$\lesssim 0.3$ \rstar。HR 9024耀斑与Swift最近在II Peg上观测到的耀斑的比较表明，后者与X射线光电离激发一致。
2008-01-24 astro-ph
Physics of Stellar Coronae
恒星日冕是恒星光球层和色球层上方的磁场结构以及它们的热等离子体或非热等离子体的集合体，在我们理解恒星磁场、恒星磁发电机以及恒星与环境之间的相互作用方面起着重要作用。最重要的波长区域，我们已经学会了诊断恒星日冕包括无线电范围和X射线域。前者对磁场中的加速电子很敏感，这是通过甚长基线干涉测量术对恒星日冕结构成像的唯一直接手段。软X射线的诊断能力有助于我们理解热的、磁捕获的日冕等离子体中的物理过程，最近出现的高分辨率X射线光谱学现在可以直接获得日冕等离子体的物理参数。相邻的极紫外线范围包含与X射线相同温度范围相关的诊断。本章提供了一个磁冕的“恒星天文学家的观点”，总结了与我们理解日冕恒星的无线电/X射线观测有关的基本物理过程。
2006-09-14 astro-ph
X-ray He-like ions diagnostics: New Computations for Photoionized Plasmas: I. preliminary considerations
利用新版本的光电离程序Titan设计的平面平行光电离厚热介质，这是前所未有的从线传输的角度来看，我们进行了研究的影响，不同的参数对类氦和类氢发射的介质光电离的X射线源。我们解释了为什么在建模的发射介质中，重要的是要解决在一个自洽的方式的热和电离平衡，并考虑到不同的离子之间的互连。对于最重要的类氦离子，在密度、柱密度和电离参数一定范围内，给出了等密度介质中类氦三重态和三重态强度比$G$和$R$的等效宽度.我们表明，从一个给定的离子的线强度可以占，无论是小的值的柱密度和电离参数，或两个量的大值，它是必要的，以考虑到几个离子解开这些可能性。我们还表明，“纯复合光谱”几乎从来没有存在于光致电离介质中：要么它是薄的，共振线形成的辐射激发，或者它是厚的，自由束缚吸收破坏共振光子，因为它们经历共振扩散。
2003-10-24 astro-ph
Non-equilibrium Ionization and FIP Effect Diagnostics
我们研究了一个常见的FIP效应诊断的准确性，在太阳过渡区的Ne VI到Mg VI线的比例。由于这两种离子在平衡时的最大值附近具有非常相似的贡献函数，因此这两种离子的比率通常被认为是Ne和Mg的丰度比。首先，我们计算非平衡电离效应的比例f（Ne+5）/f（Mg+5）的离子分数为各种简单的流动通过过渡区。计算的谱线比率的几个例子，然后，我们表明，非平衡效应以及温度和密度的依赖性，必须评估用于诊断中的每个线的比率。
2000-06-20 astro-ph
Chemical Fractionation and Abundances in Coronal Plasma
现代天体物理学的大部分是基于观测到的恒星的化学成分和弥漫在恒星、星系和星系团之间的空间的扩散等离子体。恒星外层大气中热等离子体的X射线和极紫外光谱表明，这些环境受到化学分馏的影响，其中元素的丰度可以增加或减少一个数量级或更多。这些日冕丰度异常进行了讨论，并检查可能负责生产它们的一些物理机制。有人认为，日冕丰度可以提供重要的新的诊断物理过程中的工作在太阳和恒星日冕。其他高温天体物理等离子体似乎也会受到类似的影响。
2003-08-13 astro-ph
Ion Charge States in the Fast Solar Wind: New Data Analysis and Theoretical Refinements
我们提出了一个进一步的调查，观察到的元素电荷态的快速太阳风相比，其冕洞源区的电离增加。一旦离子开始被离子回旋波垂直加热并执行大的回旋轨道，流中的密度梯度可以激发较低的混合波，然后通过在平行方向上加热电子来衰减。我们进一步分析了极冕洞和赤道冕洞的电荷态数据。我们还考虑进一步的阻尼较低的混合波的离子和非麦克斯韦电子分布函数的电离度增加的影响，这两个似乎是可以忽略不计的太阳风的情况下考虑在这里。我们还认为，所需的密度梯度加热电子足以进一步的太阳风可以合理地导致从湍流级联的MHD波。
2007-02-05 astro-ph
Coronal density diagnostics with Si X: CHANDRA/LETGS observations of Procyon, $α$ Cen A$&$B, Capella and $ε$ Eri
本文用低能透射光栅光谱仪（LETGS）和高分辨率照相机（HRC）对南河三、$α$ Cen A、$&$ B、五车二和$ε$ Eri的X射线谱进行了基于Si X线强度比的电子密度诊断。采用50.524 nm和50.691 nm处Si X线强度的比值$R_1$。$R_1$在低密度极限区附近出现了一定的温度效应，这是由于50.703 Ω的Si X线的污染。使用Audard等人（2001）推导的Capella发射测量分布（EMD）模型和Smith等人（2001）使用APEC模型计算的发射率，我们成功地估计了Fe XVI谱线在50.367和50.576的贡献（分别为73%和62%）。观测到的比率和理论预测之间的比较将南河三的电子密度（对数）限制为8.61 $^{+0.24}_{-0.20}$ cm $^{-3}$，而$α$ Cen A $&$ B、Capella和$ε$ Eri分别为8.81 $^{+0.27}_{-0.23}$ cm $^{-3}$、8.60 $^{+0.39}_{0.32}$ cm $^{-3}$、9.30 $_{-0.48}$ cm $^{-3}$和9.11 $^{+1.40}_{-0.38}$ cm $^{-3}$。与类氦碳三重态限制下的结果进行了比较，结果吻合较好。对于正常星，我们的结果显示出很小的不确定性，而对于活动星，由于Fe XVI线的污染，我们的结果显示出相对…
2006-04-10 astro-ph
The influence of coronal EUV irradiance on the emission in the He I 10830 A and D3 multiplets
He I 10830 A和5876 A（或D3）多重态的谱线是研究太阳色球层和日冕等离子体结构物理性质的两个最有吸引力的光谱窗口，它们的偏振信号对Hanle效应和Zeeman效应敏感。然而，为了能够进行可靠的诊断，至关重要的是要有一个良好的物理理解的灵敏度观察到的谱线辐射的各种竞争的驱动机制。在这里，我们报告了一系列的非肢体非LTE计算的He I D3和10830 A的发射轮廓，集中我们的调查，他们的灵敏度的EUV日冕辐射和模型大气中使用的计算。我们特别表明，蓝色到红色分量的强度比的He I 10830 A多重峰的发射轮廓原来是一个很好的候选人作为诊断工具的日冕辐照度。对这一观测值的测量作为到边缘的距离的函数，以及它与辐射转移建模的对抗，可能会给我们提供关于太阳大气的物理特性和从上面穿透色球层的相关波长的极紫外辐射量的宝贵信息。
2007-12-13 astro-ph
Ground-state alignment of atoms and ions: New Diagnostics of Astrophysical Magnetic field in diffuse medium
本文讨论了一种研究弥漫性天体物理介质（如星际和星系间气体/等离子体）中磁场的新技术。该技术基于原子和离子在其基态或亚稳态中的角动量排列。由于处于这种状态的原子的寿命很长，各向异性辐射诱导的排列对弱磁场（$1{\rm G}\gtrsim B\gtrsim0.1μ$ G）敏感。这种排列通过吸收光和发射光的偏振来显示。各种具有基态或亚稳态精细或超精细分裂的原子表现出对齐，并且在某些情况下产生的偏振度超过20%。我们表明，在吸收的情况下，极化方向是平行或垂直于磁场，而更复杂的依赖关系出现的情况下，发射的对齐原子。我们表明，相应的研究磁场可以进行光学和紫外偏振。这些研究的一个独特之处在于它们可以揭示磁场的3D方向。此外，我们指出，从地面水平的精细和超精细状态之间的过渡所产生的辐射的偏振可以提供另一个有前途的诊断磁场，包括早期宇宙中的磁场。我们列举了几个行星际、星周和星际磁场的例子，利用基态原子排列效应研究这些磁场是很有前途的。
2008-06-23 astro-ph
Electron impact excitation of Helium-like ions up to n=4 levels including radiation damping
类氦离子在高温聚变和天体物理等离子体中提供了最重要的X射线光谱诊断。我们以前提出的O~VII的计算碰撞强度，包括相对论精细结构，水平高达$n=4$复杂和辐射阻尼的自电离共振。我们将这一工作推广到其它类氦离子（N，Ne，Mg，Al，Si，S，Ca）。计算使用Breit-Pauli R-矩阵（BPRM）方法与31级本征函数展开。在X射线等离子体诊断中重要的主线的碰撞强度，w，x，y和z，对应于4个跃迁到基态水平1s^2（^1S_0）<-1 s2 p（^1P^o_1），1 s2 p（^3P^o_2），1 s2 p（^3P^o_1），1 s2 s（^3S_1），明确显示。我们发现辐射阻尼的影响是显着的禁戒跃迁在较重的类氦离子，这应该会影响诊断线的比率。我们使用Burgess-Tully外推技术将碰撞强度外推到无限能量下的值。这是计算高温下麦克斯韦平均碰撞强度所必需的。结果表明，随着离子电荷的增加，偶极允许跃迁和组合跃迁之间的耦合对n^1S_0- n' ^3P_1跃迁的有效碰撞强度的影响越来越大.这显然影响到对碰撞强度无限能量点的外推处理。这项工作是作为Iron Project-RmaX网络的一部分进行的。
2006-03-17 astro-ph
X-ray photoionized plasma diagnostics with Helium-like ions. Application to Warm Absorber-Emitter in Active Galactic Nuclei
我们提出了完全和部分光电离介质的类氦线比（共振，互组合和禁戒线）。对于太阳等离子体，这些线比已经广泛用于日冕（碰撞）等离子体的密度和温度诊断。在完全和部分光电离等离子体的情况下，类氦线比允许确定等离子体中涉及的电离过程（有或没有额外的碰撞电离过程的光电离），以及密度和电子温度。有了新一代的X射线卫星、Chandra/AXAF、XMM和Astro-E，就有可能获得高光谱分辨率和高灵敏度的观测。因此，在未来几年内，这三个组成部分的比例将可用于大量非太阳天体的测量。特别是，这些比率可以应用于温暖的吸收体-Ehrs，通常存在于活动星系核（AGN）中。更好地理解暖吸收体与活动星系核中其他区域（宽线区，窄线区）的联系（Seyferts 1型和2型，低和高红移类星体...）将是一个重要的关键，以获得强约束的统一计划。我们计算了Z=6、7、8、10、12和14时的类氦谱线比，并考虑了我们针对辐射和双电子重组以及碰撞激发计算的上层辐射级联。原子数据在很宽的温度范围内制成表格，以便用于解释各种各样的天体物理等离子体。
2000-02-16 astro-ph
Outflows of very ionized gas in the center of Seyfert galaxies: kinematics and physical conditions
本文利用中分辨光谱对Seyfert星系的[FeXI]、[FeX]、[FeVII]、[SiVI]和[SiVII]谱线的观测，推断了该星系日冕气体的大小和运动学。这些日冕线（CL）从未分辨的核心延伸到几十到几百秒差距。研究的最高电离离子的区域，[FeXI]和[FeX]，是空间上延伸最少的，并且集中在中心;中间电离线从核延伸到几十到几百秒差距;较低的[OIII]-类离子已知延伸在kpc范围内。所有这些都表明电离气体中的分层，通常解释为驱动电离机制的核光电离。然而，CL配置文件显示出各种特点：它们是由一个因素的两个更广泛的比低电离线，扩大是在不对称的蓝色翅膀，和他们的质心位置在核蓝移了几百公里/秒。此外，在NGC 1386和NGC 1068中，在核区和扩展日冕区检测到双峰[FeVII]线，这是活动星系核CL中这种类型轮廓的首次报道。如果解释为流出签名，在零强度水平的线的总加宽意味着气体速度高达2000公里/秒。虽然整个日冕区域的离子分层意味着光致电离是主要的动力机制，但从轮廓推导出的高速度，发射的相对较大的空间延伸，以及光致电离模型的结果表明，还有一种机制在起作用。我们认为，流出所产生的冲击可以提供额外的所需的电力线的形成。
2006-09-29 astro-ph
All Coronal Loops are the Same: Evidence to the Contrary
1998年4月20日，\it太阳和日光层观测站日冕诊断光谱仪（CDS）的谱线数据显示，在太阳边缘存在一个日冕环。我们对这些数据的原始分析表明，等离子体是多热的，无论是沿着环路的长度还是沿着视线。然而，其他作者最近的结果表明，背景减除可能会改变这些结论，所以我们考虑背景减除对我们的分析的影响。我们显示了三个代表性像素的发射测量（EM）轨迹图：环顶点，大腿和小腿。原始和背景扣除强度的比较表明，EM位点更紧密地聚集在背景扣除后，但等离子体仍然不能很好地代表一个等温模型。我们的结果与其他作者的结果一起表明，各种温度结构可能存在于环路内。
2005-05-30 astro-ph
Studying Transition Region Phenomena with Solar-B/EIS
活动区中的过渡区线可以在冠状足点和活动区闪光灯中强烈增强。因此，在Solar-B/EIS波段发现的弱过渡区线将成为有用的诊断研究这些事件。从SOHO/CDS光谱预测的EIS计数率，并突出显示镁VII密度诊断。
2007-08-13 astro-ph
