Atomic Radiative Data for Oxygen and Nitrogen for Solar Photospheric Studies
我们最近重新分析的太阳光球光谱与非本地热力学平衡（非LTE）模型导致更高的金属丰度相比，以前的作品。当将新的化学丰度应用于标准太阳模型计算时，新的成分解决了日震学对太阳结构的独立约束长期存在的差异。确定化学丰度的关键是原子数据的准确性，特别是辐射转移模型中使用的$f$值。在这里，我们详细描述了我们的非LTE模型中使用的中性氧和氮的$f$值的计算。我们的计算$f$值是基于多方法，多代码的方法，是最详细和广泛的同类谱线的利益。本文还报道了氧光电离截面的广义R矩阵计算的细节。我们的计算得到了可靠的$f$值，具有良好的不确定性约束。我们比较我们的结果与以前的理论和实验测定{原子数据。我们还使用来自不同来源的数据，量化了所采用的光电离横截面对太阳O丰度光谱估计的影响。我们确认，我们的3D非LTE值是稳健的，不受光电离数据选择的影响，与Nahar最近的声明相反。
2022-06-28 astro-ph.SR physics.atom-ph
Nitrogen Enrichment in Atmospheres of A- and F- Type Supergiants
使用30个银河系A和F超巨星的新的精确基本参数，即它们的有效温度Teff和表面重力log g，我们对其大气中的氮丰度进行了非LTE分析。结果表明，N丰度的非LTE校正随Teff的增加而增加。氮过剩作为这类恒星的一般特征得到了证实。大多数恒星的氮过剩[N/Fe]在0.2和0.9 dex之间，恒星的氮过剩[N/Fe]分布的最大位置在0.4和0.7 dex之间。的N过剩进行了讨论，在光的预测B型主序星（MS）与旋转诱导的混合，并为他们的下一个演化阶段，即A-和F-型超巨星，经历了第一次疏浚。超巨星的MS祖先中旋转引起的混合可能是氮过剩的一个重要原因。当将我们的结果与理论对混合恒星的预测进行比较时，我们发现大部分超巨星（30个中的28个）显示了可以预期的N富集（i）对于初始旋转速度v0 = 200-400 km s-1的恒星，在MS阶段之后，（ii）或者对于v0 = 50-400 km s-1的恒星，在第一次疏浚之后。后一种可能性是首选的，因为在第一次挖掘之后，红蓝环上的恒星寿命更长。两颗没有明显N富集的超巨星，即HR 825和HR 7876，可能是后MS天体，其初始旋转速度相对较低，约为100 km s-1。v0的建议范围与从观测到的B型MS星（A和F超巨星的祖先）的投影旋转速度推断的结果大致一致。
2010-08-31 astro-ph.SR
The solar photospheric silicon abundance according to CO5BOLD: Investigating line broadening, magnetic fields, and model effects
在这项工作中，我们提出了一个光球太阳硅丰度来自CO 5 BOLD模型大气和LINFOR 3D光谱合成代码。以前的工作在谱线样本和模型大气的选择以及观测材料的处理方面有所不同，近年来太阳硅丰度经历了向下的修正。我们还显示了选定的线样本，由于速度场，碰撞加宽，模型空间分辨率，和磁场的影响。太阳的CO 5 BOLD模型大气与LINFOR 3D光谱合成代码一起使用，以生成模型光谱，然后将其与汉堡太阳图集中的观测结果相匹配。我们提出了一个样本的11个精心挑选的线（从最初选择的39条线）在光学和红外线，使新确定的振子强度为大多数这些线。我们的最终样品包括七条光学Si I线，三条红外Si I线和一条光学Si II线。我们推导了光球太阳硅丰度$\log ε_\mathrm{Si} = 7.57 \pm 0.04$，包括从非局域热力学平衡（NLTE）效应的$-0.01$ dex校正。将其与陨石丰度和先前确定的光球丰度相结合，得到金属质量分数Z/X = $0.0220 \pm 0.0020$。我们发现了获得过宽合成线的趋势。我们通过设计一个去加宽程序来减轻这种影响。合成谱线的过度加宽基本上不影响最终测定的丰度。主要是线选择影响最终拟合丰度。
2022-12-14 astro-ph.SR
On standing sausage waves in photospheric magnetic waveguides
通过研究位于太阳低层大气中磁波导的截面积和强度的振荡，我们的目标是探测和识别磁流体动力学（MHD）香肠波。通过采集一系列高分辨率的孔隙和太阳黑子图像，并结合小波分析和经验模态分解（EMD），使磁流体动力学波分析成为可能。在本文中，两个太阳黑子和一个孔（与光桥）被选为代表性的例子MHD波导在太阳低层大气。太阳黑子和太阳孔的周期从4分钟到65分钟不等。太阳黑子支持比孔隙更长的周期-通常使最大孔隙振荡周期增加一倍或四倍。所有这些结构显示区域振荡指示MHD香肠模式和在区域和强度之间的同相行为，提出安装的证据，这些波导内的慢香肠模式的存在。在低太阳光球层的三种不同的磁波导中探测到了快、慢MHD香肠波的存在。此外，这些振荡是潜在的驻波谐波支持的波导夹在垂直之间的温度最低在较低的太阳大气和过渡区。通过太阳磁震学的方法，驻波谐振可以使我们深入了解光球磁流体波导的亚分辨率结构。
2013-12-05 astro-ph.SR
Diagnostic capabilities of spectropolarimetric observations for understanding solar phenomena I. Zeeman-sensitive photospheric lines
未来的地面望远镜将扩大我们在从近紫外到近红外的广泛波长范围内同时进行多线偏振观测的能力。这就产生了对比较候选谱线以建立最适合于每个观测目标的谱线的指南的强烈需求。我们的第一项工作集中在可见光和红外线的塞曼敏感光球线上。我们首先研究了他们的偏振信号和响应函数使用一维半经验的气氛。然后，我们研究了空间分布的线芯强度和线性和圆偏振信号，使用现实的三维数值模拟。我们对合成剖面进行了反演，并比较了输入和推断的大气之间高度相关的高度。我们还利用这个机会重新审视了我们在这些谱线上的原子信息，并计算了所有研究的谱线由于与中性氢原子碰撞而产生的增宽截面。结果表明，四条谱线在安静太阳和网络条件下脱颖而出：Fe I 5250.2，6302，8468和15648 A。前三条谱线在大气层较高处形成，最后一条谱线主要对光球层底部的大气参数敏感。然而，由于它们达到不同的高度，我们强烈建议使用前三个候选者中的至少一个与Fe I 15648 A线一起使用，以优化我们推断低层大气的热和磁性的能力。
2021-06-09 astro-ph.SR
Carbon, Nitrogen and Oxygen Abundances in Atmospheres of the 5-11 M B-type Main Sequence Stars
测定了22颗距离600秒差距、自转速度慢（vsini达66 km/s）的B型恒星的基本参数和碳、氮、氧丰度。恒星的选择是根据它们的有效温度Teff和表面重力log g，即：Teff在15300和24100 K之间，log g大多大于3.75;因此，选择质量为5-11 M的中等质量的恒星。理论预测，对于具有这样的参数的恒星，其大气中的C、N和O丰度应该与它们的初始值相对应。实现C II、N II和O II线路的非LTE分析。C、N和O的平均丰度分别为log ε（C）= 8.31 ± 0.13、log ε（N）= 7.80 ± 0.12和log ε（O）= 8.73 ± 0.13。这些值是在最近的数据上的C，N和O的丰度附近的B星从其他作者非常好的协议，重要的是，不同的技术，我们和其他作者应用。在排除HR 1810和HR 2938这两颗可以混合的恒星后，我们得到了其余20颗恒星的平均丰度：log ε（C）= 8.33 ± 0.11，log ε（N）= 7.78 ± 0.09，log ε（O）= 8.72 ± 0.12;这些值与Nieva & Przybilla的当前宇宙畸变标准（CAS）非常一致。
2012-12-05 astro-ph.SR
On the 5-Minute Oscillations of Photospheric and Chromospheric Swirls
本文通过小波分析研究光球和色球涡旋的集体与个体行为，发现3-8分钟和10-14分钟两个周期簇，提出全球p模通过产生涡旋等向上层大气输送能量和质量的新机制。
2023-04-17 astro-ph.SR
Non-magnetic photospheric bright points in 3D simulations of the solar atmosphere
上下文太阳光球层中的小尺度明亮特征，如光斑或G波段亮点，与小尺度磁通量集中有关。目标。在这里，我们报告一类新的光球亮点，是免费的磁场。到目前为止，这些仅在数值模拟中可见。我们探索的观测检测所需的条件。方法.对太阳近表层进行了辐射（磁）流体动力学数值模拟。无磁场的模拟显示了微小的亮点，让人想起磁性亮点，只是更小。一个简单的玩具模型，这些非磁性亮点（nMBPs）的建立，作为一个基础的算法，其自动检测的发展。提取357个检测到的nMBPs的基本物理性质并进行统计学评价。我们制作了模拟各种太阳望远镜观测的合成强度图，以获得关于其可探测性的提示。结果模拟的nMBPs显示相对于其颗粒间环境的平均测辐射热强度对比度约为20%，尺寸为60-80 km，光学深度单位的等值面位于其位置处，凹陷80-100 km。它们是由旋转的下沉气流造成的，下沉气流通过向心力提供必要的压力梯度，形成从次表层进入光球层的质量密度降低的漏斗。类似地，经常出现的漏斗并没有到达光球层，也不会产生亮点。结论.非磁性亮点是光球层中垂直延伸的涡旋（涡管）的可观测表现。4米级望远镜的分辨能力，如DKIST，是需要一个明确的检测它们。
2016-12-13 astro-ph.SR
Nitrogen line spectroscopy of O-stars -- I. Nitrogen III emission line formation revisited
这是第一个文件中的一系列处理光学氮光谱的O型星，旨在分析氮丰度。我们在NLTE大气/光谱合成代码FASTWIND中实现了一个新的氮模型原子，并将得到的4634/40/42 A处的光学NIII线与其他预测进行了比较，这些预测主要来自Mihalas和Hummer（1973，ApJ 179，827，“MH”）以及替代代码CMFGEN。使用与MH类似的模型大气（没有覆盖和无风），我们能够重现他们的结果，特别是三重态发射线。根据MH，这些应该与双电子复合（DR）和某些双电子跃迁的漏极密切相关。然而，使用现实的，完全线覆盖的大气在太阳丰度，DR控制这些排放功能的关键作用被取代-O-星的条件-由恒星风和金属丰度的强度。在无风模型的情况下，由此产生的较低的电离极紫外通量严重抑制了排放。随着质量损失率的增加，在近光球速度场存在下通过NIII共振线的泵浦导致净光学三重线发射。与来自CMFGEN的结果的比较基本上是令人满意的，除了30 kK < Teff < 35 kK的范围之外，其中CMFGEN在比FASTWIND低的Teff处触发三重态发射。这种效应可以追溯到NIII和OIII谐振线之间的线重叠效应，到目前为止，FASTWIND无法模拟这种效应。由于DR和“两个电子漏”的效率强烈依赖于线覆盖/阻塞的程度，我们预测的排放变得更强，在金属贫乏的环境中，虽然较低的风强度和氮丰度可能会抵消这种效果。弱风的恒…
2011-09-16 astro-ph.SR
Evolution of photospheric flows under an erupting filament in the quiet-Sun region
我们研究了2010年10月21日爆发的大型安静太阳暗条区域的太阳大气动力学。暗条喷发开始于其北端，并在几小时内从H $α$线-芯部过滤图线上消失。AIA用紫外线记录了北支的快速运动。我们的目标是研究广泛的可用数据集，描述太阳大气的动态周围的灯丝喷发五天。这段时间涵盖了丝状体演化的三天，即丝状体生长前一天和喷发后一天。我们寻找可能的触发器，导致灯丝的爆发。利用时距日震学和相干结构跟踪技术测量了暗条区的表面速度场。通过跟踪30.4nm AIA观测的特征，估算了高层大气的视速度。为了捕捉磁场的演化，我们外推光球的视线磁图，并计算了磁场的衰减指数。我们发现光球速度场具有一些特殊性。在细丝激活之前，我们观察到朝向细丝的脊柱的会聚流的时间增加。此外，均方速度在激活前暂时增加，并在激活前达到峰值，随后急剧下降。我们进一步看到，在长丝的区域中的纬向流分量的平均剪切的增加，随后急剧下降。光球的l.o.s.磁场显示从丝棘向东的感应持续增加。磁场的衰减指数在10微米左右的高度显示出一个大于临界值在连接点的北灯丝端。
2020-03-27 astro-ph.SR
Three-dimensional surface convection simulations of metal-poor stars -- The effect of scattering on the photospheric temperature stratification
贫金属晚型恒星的三维辐射流体动力学模型大气层的特点是上层光球层温度比一维低。3D模型的这一特性可以显著影响从温度敏感谱线导出的元素丰度。我们调查是否可以归因于在辐射转移散射的近似处理的金属贫3D模型预测的冷表面温度。我们使用的彩虹代码测试三种不同的方法来处理散射的3D模型大气中的贫金属恒星。首先，我们自洽地求解含有相干散射项的源函数的辐射转移方程。其次，我们解决了辐射转移方程的普朗克源函数，忽略连续散射消光的光学薄层的贡献，这一直是默认模式，在我们以前的模型。第三，我们将散射视为处处的纯吸收，这是CO 5 BOLD模型中的标准情况。我们发现，第二种方法产生的温度结构与冷上层光球层非常相似的正确的相干散射解决方案。相比之下，将散射视为纯吸收会导致明显更热和更浅的温度分层。我们公布的模型和CO 5 BOLD代码生成的模型之间的温度结构的主要差异可以追溯到散射的不同处理。忽略光学薄层中连续散射对消光的贡献，为贫金属恒星的完整辐射转移解提供了一个很好的近似。我们的研究结果表明，我们以前的模型预测的金属贫晚型恒星大气的冷温度分层是不是一个工件的近似处理的散射。
2011-01-17 astro-ph.SR
Solar Chemical Abundances Determined with a CO5BOLD 3D Model Atmosphere
在过去的十年中，光球太阳金属丰度从光谱测定经历了显着的向下修正。这种影响的一部分可以归因于原子数据的改进和NLTE计算的纳入，但流体动力学模型大气的使用似乎也发挥了作用。太阳光球层金属丰度随时间的“减少”增加了与日震学结果的不一致。借助太阳大气的CO 5 BOLD 3D模型，巴黎天文台的CIFIST团队重新确定了几种元素的光球太阳丰度，其中包括C，N和O。光谱丰度通过将观测到的谱线的等效宽度和/或轮廓与从3D模型大气计算的合成光谱拟合来获得。我们的结论是，颗粒波动的影响取决于个别行的特性，但发现只有在少数特定情况下是相关的。3D效应不是近年来太阳丰度系统性降低的原因。太阳的金属丰度Z=0.0153，Z/X=0.0209。
2010-03-05 astro-ph.SR
Chromospheric Polarization in the Photospheric Solar Oxygen Infrared Triplet
我们提出了多层次的辐射转移建模的散射偏振在太阳O I红外三重态777 nm左右。我们证明了在太阳盘面上观察到的散射偏振模式形成于色球层，远高于光球区域，那里是大部分出射强度分布的起源。通过Hanle效应研究了偏振模式对太阳大气热结构和弱磁场（0.01 - 100 G）的敏感性，表明氧红外三重态的散射偏振信号编码了太阳色球层磁性的信息.
2015-07-13 astro-ph.SR
3D Temperature Mapping of Solar Photospheric Fine Structure Using Ca II H Filtergrams
上下文Ca II H和K线的侧翼提供了极好的光球温度诊断。在瑞典的1米太阳望远镜中，Ca II H的蓝翼被安装在旋转台上的窄带干涉滤光片扫描。这在高节奏下提供了高达0 - 10的空间分辨率滤波图，其与较长波长下的其他诊断同时进行。目标。目的是开发观测技术，以尽可能高的空间分辨率提供光球温度分层，并利用这些技术比较不同高度的模拟和观测。方法.我们使用的过滤图中的钙II H蓝翼与倾斜的干扰过滤器在SST。合成观测值由三维HD和三维MHD数值模拟产生，并退化以匹配观测值。将该方法应用于合成数据得到的温度结构与模拟大气中的已知结构和活动区域的观测结果进行了比较。利用恢复后的非同时连续图像进行互相关处理，以消除差分数据时因帧间非同时性而引入的高空小尺度视宁信号。结果在模拟3D大气测试时，使用Ca II H蓝翼中的高分辨率滤波图进行温度提取的效果相当好。互相关技术成功地补偿了小尺度视宁度差异的问题，并在差分数据中提供了对来自该源的伪信号的测量。从模拟大气（包括孔隙）的合成数据匹配以及在不同的观测高度和垂直温度梯度的观测形态。
2012-12-17 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: IV. 3D-NLTE investigation of the 777 nm triplet lines
太阳光球层的氧丰度仍有广泛的争论。采用基于“低”氧丰度的太阳化学成分，如使用三维（3D）流体动力学模型大气所确定的，导致理论太阳模型和日震测量之间众所周知的不匹配，迄今尚未解决。我们进行了一个独立的重新测定的太阳氧丰度的调查中心到肢体的变化OI IR三线在777 nm的光谱在不同的集合的帮助下详细的合成线配置文件的基础上三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气和三维非LTE线形成计算与NLTETD。我们的想法是同时获得氧丰度，A（O），和比例因子SH描述的非弹性碰撞与中性氢相对于经典Drawin公式的横截面。CO 5 BOLD 3D太阳模型实现的三重线中心到边缘变化的最佳拟合与标准1D模型大气获得的线轮廓拟合相比，显然具有更高的质量。我们对3D非LTE太阳氧丰度的最佳估计是A（O）= 8.76 +/- 0.02，比例因子SH在1.2和1.8之间。所有1D非LTE模型的氧丰度都要低得多，最高可达-0.15 dex。这主要是一个$μ$独立的微湍流的假设的结果。
2015-08-14 astro-ph.SR
Using Molecular Lines to Determine Carbon and Nitrogen Abundances in the Atmospheres of Cool Stars
同时分析5100-5200和7930- 8100 A光谱区的C_2和CN分子谱带，对于精确测定类太阳恒星大气中的碳（C）和氮（N）丰度是一种很有前途的选择。在最近改进了两种分子的分子常数之后，这种新方法的实际实施成为可能。新的分子数据预测了正确的谱线强度和谱线位置;因此，它们被收录在维也纳原子谱线数据库（VALD）中，该数据库被天文学家和光谱学家广泛使用。在本文中，我们证明了分子数据分析提供C，特别是N丰度与原子线的一致。我们通过对三星的分析来说明这一点。考虑到在类太阳恒星的观测光谱中使用N1谱线的困难，我们的结果为使用C_2和CN分子谱线的组合来精确测定氮丰度提供了有力的论据。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flows and magnetic field structures in reconnection regions of simulations of the solar atmosphere: do flux pile-up models work?
在数值电阻率为常数、极性相反的磁场作用下，模拟了太阳光球层和色球层磁化后的磁场湮灭和重联过程。利用重联湮灭的精确解析解解释了太阳大气中磁通抵消模拟中的磁重联特征。我们使用MURaM高分辨率光球辐射磁对流模拟来证明磁场重联的存在与磁通量堆积模型一致。此外，一个模拟的数据驱动的色球磁流体动力学模拟被用来证明磁场和流动结构，这是类似的理论预测。这两个模拟表明，流动和磁场结构大致符合加速重联与磁通量堆积。在较强的光球磁场中也证明了标准Sweet-Parker型重联的存在。
2018-09-03 astro-ph.SR
Tracking Magnetic Bright Point Motions Through the Solar Atmosphere
采用高频差、多波长观测和模拟方法，对宁静太阳光球磁亮点进行了分析。这些观测是由邓恩太阳望远镜的太阳大气层快速振荡成像仪和干涉二维光谱仪获得的。我们的分析表明，光球MBPs的平均横向速度约为1 km/s，而它们的色球对应物的平均速度略高，为1.4 km/s。此外，色球的MBPs比相当的光球MBPs大63%左右。将这些速度值与使用MURaM代码生成的数值模拟的输出进行比较。模拟结果相似，但与观测数据相比略有升高。在模拟的G波段图像中发现的平均速度为1.3公里/秒，在连续体形成层上方500公里高度的速度域中发现的平均速度为1.8公里/秒。还分析了速度变化的延迟。建立了模拟数据集各层之间约4 s的平均延迟，并在G波段和Ca II K ROSA观测之间观察到约29 s的值。模拟中的延迟很可能是斜颗粒激波的结果，而观测中发现的延迟可能是半刚性通量管的结果。
2012-10-22 astro-ph.SR
Carbon stars with increased oxygen and nitrogen abundances: hydrostatic dust-free model atmospheres
我们已经计算了一个网格的流体静力学球形COMARCS模型的C星覆盖金属丰度从[Z/H]=0到-2和值的碳过剩[C-O]从6.41到9.15，加上一些温度序列，其中的氧和氮的量增加相对于缩放的太阳元素混合物。这种丰度的变化可能出现在恒星演化的晚期。我们的研究涵盖了[O/Z]和[N/Z]上升到+0.5的变化。根据大气结构，我们计算了合成光谱和光度学的所有模式在一个一致的方式。改变[O/Z]和[N/Z]的序列可用于导出校正项，这些校正项应用于针对有效温度、表面重力、金属丰度和碳过量的特定组合预测的颜色。如果在氧含量变化的情况下忽略这些变化，则采用[C-O]而不是C/O得到更好的结果，因为第一个量主导许多重要分子种类的形成。对于较暖、脉动较弱的C巨星，当模型和观测性质的辐射转移计算中的不透明度处理一致时，原则上可以从高分辨光谱确定[C-O]、[O/Z]或[N/Z]。相应的变化，由于丰度往往成为显着大于偏差所造成的恒星参数的不确定性或光学薄尘埃壳。光度数据和低或中分辨率光谱不足以得出上述数量。
2019-05-22 astro-ph.SR
Photospheric properties and fundamental parameters of M dwarfs
M矮星是研究和探测赫兹-罗素图（HR）低端的重要信息来源，直到氢燃烧极限。作为银河系中数量最多、最古老的恒星，它们携带着银河系化学史的基本信息。它们大气中的分子以及各种凝聚态物质的存在，使我们对它们物理性质的理解变得复杂，从而使确定它们的基本恒星参数变得更具挑战性和困难。本研究的目的是对M矮星的高分辨率H波段光谱进行详细的光谱分析，以确定它们的基本恒星参数并验证大气模型。目前的研究也将帮助我们了解各种过程，包括尘埃的形成和金属耗尽到尘埃颗粒在M矮大气中。高光谱分辨率还提供了一个独特的机会，以限制在冷大气中发生的其他化学和物理过程。M矮星的高分辨率APOGEE光谱覆盖了整个H波段，提供了一个独特的机会来测量它们的基本参数。我们已经进行了详细的光谱合成，通过比较这些高分辨率的H-波段光谱的最新的BT-沉降模型，并获得了基本参数，如有效温度，表面重力，金属丰度（Teff，log g和[Fe/H]）分别。
2017-09-22 astro-ph.SR
Mechanisms for MHD Poynting flux generation in simulations of solar photospheric magneto-convection
本文研究了磁化太阳光球层中磁流体坡印廷通量的产生机制。使用辐射MHD建模的太阳光球与初始磁配置，不同的场强和几何形状，我们显示存在两种不同的机制MHD坡印亭通量产生模拟太阳光球磁对流。较弱的机制是连接到垂直运输弱水平磁场在对流稳定层的上层光球，而较强的是生产坡印亭通量在强磁化粒间车道经历水平涡旋运动。这些机制可能是太阳对流层向太阳大气高层能量传输的原因。
2012-05-31 astro-ph.SR
Rotational Mixing in Be Stars: Nitrogen Abundances for a Sample of Be Stars from the MiMeS Survey
利用大质量恒星磁性（MiMeS）光谱调查的高分辨率光谱，发现了26颗Be星和16颗正常B星样本的光球氮丰度。使用非LTE等效宽度和线轮廓获得氮丰度，并且使用蒙特卡罗模拟来确定由于所采用的恒星参数、连续统归一化和原子数据中的不确定性而导致的所测量的氮丰度的误差范围。此外，还研究了引力暗化和盘污染对Be星氮丰度的影响。大约三分之一的样本Be星和一半的正常B-型星具有氮富集，这可能是由于这些快速旋转的物体中的旋转混合。引力变暗和磁盘污染的校正并没有显着改变Be星样本的整体结果。B星和Be星样本的平均氮丰度与太阳丰度一致，尽管Be星样本中氮丰度的分散性要大得多。Be星样本中也有相当一部分太阳下的氮丰度天体，这些天体在B星样本中并不存在。这可能指向Be星分析中尚未解决的系统误差
2017-07-10 astro-ph.SR
Photospheric Magnetic Free Energy Density of Solar Active Regions
本文给出了由观测矢量磁图推断的两个太阳活动区磁场的光球能量密度，并与光球中可能存在的不同定义的磁场能量参数进行了比较。我们分析了活动区NOAA 6580-6619-6659和11158的磁场。指出1/4 π Bn·Bp是一个重要的能量参数，它反映了磁剪切对有势磁场（Bp）与无势磁场（Bn）之差的贡献，也反映了磁剪切对活动区磁中性线附近自由磁能的贡献。结果表明，在耀斑爆发前，NOAA 11158活动区光球平均磁能密度发生了明显的变化，这与耀斑爆发时低层大气磁场的变化是一致的。
2016-12-08 astro-ph.SR
Flare Induced Photospheric Velocity Diagnostics
利用RADYN和RH程序对太阳耀斑进行了辐射流体动力学模拟，研究了电子束加热引起的光球Fe I谱线的扰动。我们调查如何在光束参数的变化导致在诱导光球速度的可辨别的差异。线合成显示显着的色球贡献的线轮廓，导致一个明显的红色不对称性高达40米/秒接近最大的光束加热的时间，这是不反映的上升流速度，在这些时间产生的辐射流体动力学模拟。整个谱线轮廓的明显红移是由显着的色球发射产生的，它的蓝移高达400米/秒，并填充了近静止光球吸收轮廓的蓝色一侧。因此，在耀斑期间从光球线剖面中可以得到的速度信息必须小心处理，以减轻大气较高部分提供错误速度信号的影响。
2021-05-05 astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 astro-ph.SR
Spectral Diagnostics of Solar Photospheric Bright Points
利用2013年6月6日大熊座太阳天文台古德太阳望远镜的高分辨率光谱数据和宽带成像，分析了3个典型光球亮点的光谱特征。基于H $α$和Ca II 8542谱线廓线，以及TiO连续谱发射，首次计算了PBPs的非LTE半经验大气模式。吸引的特征是低光球层的温度增强。在与宁静太阳大气模型相同的柱质量密度下，温度增加约200 - 500 K。典型PBP的总过剩辐射能估计为1 $\times$ 10 $^{27}$ - 2 $\times$ 10 $^{27}$尔格，这可以被认为是PBP的下限能量。PBPs在可见光连续谱中的辐射通量约为5.5 $\times$ × 10 $^{10}$尔格·cm $^{-2}$·s $^{-1}$。我们的结果还表明，PBPs上方的大气温度接近于谱斑的温度。这清楚地证明了PBPs对谱带大气的加热有重要贡献。使用我们的半经验大气模型，我们估计自洽的平均磁通量密度$B$的PBPs。结果表明，最大值约为1千高斯，并向高层和低层递减，使我们想起光球颗粒之间的通量管结构。
2020-07-19 astro-ph.SR
Resonances in the Photoionization Cross Sections of Atomic Nitrogen Shape the Far-Ultraviolet Spectrum of the Bright Star in 47 Tucanae
47 Tuc（NGC 104）中亮星（B8 III）的远紫外（FUV）光谱显示了一个显着的模式：它在比莱曼β更长的波长上与LTE模型很好地拟合，但在更短的波长上，它比模型暗两倍。远紫外光谱探测器（FUSE）获得的这颗恒星的光谱显示，在995和1010 A处有尖锐边缘的宽吸收槽，在1072 A处有深吸收特征，这些都不是模型预测的。我们发现这些特征是由氮原子第一和第二激发态（2s $^2$、2p $^3$、$^2$ D $^0$和$^2$ P $^0$）的光电离截面共振引起的。使用不透明度计划的截面，我们可以重现这些特征，但前提是我们使用全分辨率的截面，而不是通常用于模拟恒星大气的共振平均截面。这些共振在恒星大气中是最强的，具有增强的氮和耗尽的碳丰度，这是后AGB恒星的典型模式。
2013-07-05 astro-ph.SR
Signatures of photospheric convection throughout the solar atmosphere: the EVE Sun-as-a-star mHz continuum
SUPA School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Space Science Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Warwick（华威大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）
利用太阳动力学天文台EVE的观测，构建发射线质心波长的多普勒功率谱，研究太阳大气中对流驱动运动产生的变化，揭示谱特征，未发现柯尔莫哥洛夫湍流证据，检测到高于10mHz的EUV多普勒变化。
2026-09-28 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of zirconium
锆（Zr）与锶和钇一起，是理解银河核合成的重要元素。事实上，Sr-Y-Zr三元组构成s过程元素的第一个峰。尽管它的一般相关性没有太多的研究太阳丰富的锆进行。我们推导出锆的丰度在太阳光球与相同的CO 5 BOLD太阳大气的流体动力学模型，我们以前用来调查的C-N-O的丰度。我们回顾了在所观察到的太阳光谱中可用的锆线，并选择了一个样本的线来确定锆的丰度，考虑中性和单离子化锆线。我们采用不同的线轮廓拟合策略的Zr线，混合其他元素的线的可靠分析。从中性锆谱线得到的丰度是非常不确定的，因为这些谱线通常是混合的，在太阳光谱中很弱。然而，我们认为，一些线的离子化锆是可靠的丰度指标。将集合限制为Zr II线，从CO 5 BOLD 3D模式大气中，我们得出A（Zr）=2.62+/-0.06，其中引用的误差是RMS线到线散射。
2010-12-05 astro-ph.SR
Deconstructing Photospheric Spectral Lines in Solar and Stellar Flares
本研究通过辐射流体动力学模拟解构太阳和恒星耀斑中光球谱线的形成，发现谱线变化主要由色球上升流引起，深形成谱线需多分量处理以准确探测大气速度流。
2024-01-04 astro-ph.SR
A study of the propagation of magnetoacoustic waves in small-scale magnetic fields using solar photospheric and chromospheric Dopplergrams: HMI/SDO and MAST observations
该研究结合 HMI/SDO 与 MAST 的光球、色球多普勒图，通过小波、相位和相干分析揭示 2.5–4 mHz 磁声波沿倾斜磁场间歇传播，并观测到高频声晕。
2023-04-26 astro-ph.SR
Fine structures in the atmosphere above a sunspot umbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904，获得与瑞典太阳望远镜（SST）的拉帕尔马，加那利群岛。时间序列的高分辨率\ion{Ca}{ii} \、$H$图像显示，太阳黑子本影中的瞬变喷流状结构被拉长，我们称之为本影微喷流。这些射流大致平行于附近的半影微射流，表明它们与背景磁场对齐。一般来说，首先会出现一个明亮的点状结构，之后会出现喷流，尽管有些喷流出现时没有相关的色球点。明亮的光球本影点与产生于外影的本影微喷流有关。然而，在类似喷流的事件和潜在的本影点之间没有一对一的对应关系。它们的长度通常小于1 \arcsec，宽度小于0 \farcs 3。本影微射流的典型寿命约为一分钟。这些结构的亮度随着局部背景的亮度从本影中心向本影-半影边界增加。
2013-02-12 astro-ph.SR
On the properties of slow mhd sausage waves within small-scale photospheric magnetic structures
磁声波在太阳大气中的磁结构中的存在是有据可查的。应用太阳磁震学（SMS）技术，使我们能够推断这些结构的背景属性。在这里，我们的目标是确定所观察到的磁声波的属性，并研究低层太阳大气中的磁结构的背景属性。使用荷兰开放望远镜（DOT）和太阳大气层快速振荡（ROSA）仪器，我们捕获了两个系列的高分辨率强度图像，其中两个孤立的磁孔具有短节奏。结合小波分析和经验模态分解（EMD），我们确定了横截面内的特征周期（即，时间序列和强度序列。然后，应用线性磁流体力学（MHD）理论，我们确定了这些振荡的MHD框架内的模式。在这两个磁孔内检测到几个振荡。它们的周期从3到20分钟不等。结合小波分析和EMD使我们能够自信地找到面积和强度振荡之间的相位差。从这些观察到的特征，我们得出结论，检测到的振荡可以归类为慢香肠MHD波。此外，我们确定了这些振荡的几个关键属性，如径向速度扰动，磁场扰动和垂直波数使用太阳磁震学。相关波数的估计范围揭示了这些振荡被困在这些磁性结构中。我们的研究结果表明，检测到的振荡是驻谐波，这使我们能够估计的扩展因子的波导采用SMS。计算的膨胀系数范围为4 - 12。
2015-10-29 astro-ph.SR
MHD wave transmission in the Sun's atmosphere
MHD波在太阳大气中的传播与太阳的磁场拓扑结构密切相关。例如，磁场能够降低声波的截止频率，从而允许原本会被捕获在光球层以下的波传播到高层大气中。另一个例子是，MHD波可以在声速等于阿尔文速度的高度传输或转换为其他形式的波。我们利用IBIS实验提供的大视场的优势，研究了在两个高度的太阳大气中的波的传播，作为采样的光球Fe 617.3 nm的谱线和色球Ca 854.2 nm的谱线，其与本地磁场的关系。通过对Hinode SOT/SP资料的分光偏振反演，我们还发现了光球功率谱与磁场倾角之间的关系;特别地，对于5分钟波，在25 \degree附近以及对于3分钟波，在15 \degree附近具有明确的透射峰值。我们提出了一个基于波传输理论的非常简单的模型来解释这种行为。最后，功率谱和色球放大谱的分析表明存在纵向声波沿磁场线。
2011-08-23 astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
IRIS observations of magnetic interactions in the solar atmosphere between pre-existing and emerging magnetic fields. I. Overall evolution
我们报告的多波长紫外线观测与IRIS卫星，有关的出现阶段在上层色球层和过渡区的新兴通量区（EFR）嵌入在活动区NOAA 12529的预先存在的领域。IRIS数据得到太阳动力学观测卫星与光球和日冕有关的全磁盘观测的补充。EFR的光球配置也进行了分析的测量与日之出卫星上的分光偏振计，当EFR完全开发。在EFR的边缘，发现了类似于紫外线爆发的经常性强烈增亮，在所有日冕通带中都有对应物。在色球层和日冕层，在观测到的增亮附近也观测到喷流活动。对IRIS谱线剖面的分析揭示了太阳低层大气中稠密等离子体的加热以及在相同位置上速度高达100 km/s的双向高速流的驱动。与以前的观测和数值模型相比，这些签名表明，新兴的双极和环境场之间的几个长期的，小规模的磁重联事件的证据。这一过程导致先前存在的光球通量浓度被取消，并且似乎在大气中比通常在紫外线爆发中发现的更高，解释了观测到的日冕对应物。
2018-02-15 astro-ph.SR
Ellerman Bombs - Evidence for Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
长期以来，光球磁重联的存在被认为会引起短脉冲事件，如埃勒曼炸弹（EB）和II型针状体。在这篇文章中，我们结合高分辨率，高节奏的观测干涉二维光谱仪（IBIS）和快速振荡在太阳大气（ROSA）仪器在邓恩太阳望远镜，国家太阳天文台，新墨西哥州与共同对齐的大气成像组件（SDO/AIA）和太阳光学望远镜（Hinode/SOT）的数据，以观察小规模的事件位于一个活跃的区域。然后将这些数据与使用MURaM代码对低层大气进行的最先进的数值模拟进行比较。据发现，增亮，在观察和模拟中，机翼的H α线轮廓，解释为EB，往往是空间相关的FeI 6302.5A线核心的强度增加。从Hinode/SOT磁场数据推断的双极区域显示了与这些EB在空间上相关的通量抵消的证据，表明磁重联可能是这些高能事件的驱动因素。通过对模拟低层大气中类似事件的分析，我们能够推断出与观测结果类似的线轮廓与强相反极性磁通量的区域在空间上发生。这些观测到的事件和它们的模拟对应物被解释为光球磁重联的证据，在使用当前的观测仪器可观察到的尺度。
2013-10-29 astro-ph.SR
Flare activity and photospheric analysis of Proxima Centauri
分析了M5.5V类地行星母星Proxima Centauri（Proxima）的高分辨光谱中的发射谱线。我们对观测到的光谱进行了详细的分析，以更好地了解这颗恒星大气的物理条件。我们确定了一系列的147个高分辨率光谱的恒星在不同水平的活动，并比较它们与合成光谱计算在一个很宽的光谱范围内的发射线。用PHOENIX 2900/5.0/0.0模式大气计算的合成光谱与观测到的光学-近红外光谱能量分布吻合得很好。然而，在蓝色光谱（3900- 4200 nm）中模拟强原子线需要实现额外的不透明度。我们发现，在比邻星的高温层至少包括三个发射部分：a）恒星色球层，许多发射线的形式。b）色球层上方的耀斑区，在那里形成了氢原子的高跃迁能级（10- 2）; c）在某些巴耳末谱线中，可以看到一个具有V ${r}$ \，=\，$-$ 30 \kmps{}的星风分量，作为蓝移的发射谱线。我们认为，在4026 in发射观测到的He线可以在非常热的区域中形成。我们表明，比邻星大气层的真实结构是相当复杂的。这颗恒星的光球层最适合正常的M5矮光谱。另一方面，在色球层、耀斑区和扩展的热包层中形成发射谱线。
2017-06-14 astro-ph.SR
A study of solar photospheric temperature gradient variation using limb darkening measurements
在太阳黑子周期测量的平静磁网络的面积的变化应调制的空间平均光球温度梯度，因为温度下降与光学深度更逐渐在磁通量管大气。然而，肢体暗化测量显示不依赖于活动水平，即使在0.04%的均方根精度。我们使用磁化光球的三维MHD模型研究了临边暗化对区域填充因子变化的敏感性。临边暗化变化预计从测得的11年面积变化低于测得的临边暗化变化的水平，在一个合理的范围内的磁通量在安静的网络和网络间的地区。因此，在太阳活动周期中观测到的显著的临边昏暗与静磁网络面积的11年变化并不矛盾。我们的研究结果提供了一个独立的限制光球温度梯度的变化报告从测量的太阳光谱辐照度的光谱辐照度监测器（SIM），最近，从波长差分分光光度法使用太阳光学望远镜（SOT）搭载的HINODE航天器。
2016-11-30 astro-ph.SR
Ultra-high-resolution Observations of MHD Waves in Photospheric Magnetic Structures
本文综述了太阳光球层中小尺度磁元振荡的探测、检验、表征和解释的最新进展。太阳大气层的这个区域特别动态，重要的是，充满了丰富的磁场集中。这种磁性特征的直径可以从几百公里到几万公里不等，因此通常被称为太阳磁性大气层的“组成部分”。然而，它是近年来上升到太阳物理学研究前沿的最小磁性元素。包括磁亮点的结构，即使是最大的太阳望远镜也经常处于衍射极限。重要的是，近年来设施、仪器、成像技术和处理算法的改进使研究人员能够在迄今为止最小的空间和时间尺度上研究这些特征的运动、动态和演变。很明显，虽然这些结构可能表现出显着的磁场强度，它们的小尺寸使它们易于由无处不在的周围对流等离子体运动提供的抖振。在这里，据信可以感应磁流体动力学波，其沿着场线传播，携带能量向上到达日冕的最外端。这种波现象可以以各种形式存在，除了阿尔芬波之外，还包括快磁声模式和慢磁声模式。再加上磁流体动力学波动理论的快速发展，我们现在处于一个理想的位置，以彻底调查波动是如何产生的太阳光球，其中振荡模式是最普遍的，以及这些波在供应能量的太阳大气层的各个层中发挥的作用。
2015-02-24 astro-ph.SR
Helicity at Photospheric and Chromospheric Heights
在太阳大气中，扭转参数$α$与磁螺旋度符号相同。利用光球矢量磁图观测到，负/正螺旋度在太阳的北/南半球占主导地位。色球特征显示在北/南半球右旋/左旋的优势和S形观察到的X射线也有一个主导意义的反向S/前S在北/南半球。有趣的是，在不同的大气高度上，各个特征在螺旋度方面是否有一一对应的关系。我们使用UBF \Halpha图像从邓恩太阳望远镜（DST）和其他\Halpha数据从乌代布尔太阳天文台和大熊太阳天文台。从DST的近同时矢量磁图被用来建立一对一的对应关系的螺旋度在光球和色球高度。我们计划用包括日冕强度在内的更多数据来扩展这项调查。
2009-04-28 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Nitrogen abundances for Be-type stars in the Magellanic Clouds
目标。我们比较了早期型恒星的演化模型的预测与大气参数，预计旋转速度和氮丰度估计的Be型恒星的样本。我们的目标位于以大麦云星系团NGC 2004和N11区域以及小麦哲伦星系团NGC 330和NGC 346为中心的4个区域。方法.大气参数和光球丰度是使用非LTE大气代码tlusty确定的。根据观测到的光谱特征，使用三种不同的方法推导出有效的温度估计值;一般来说，发现它们产生一致的估计值。重力推导出巴尔末线的轮廓和微双折射从Si III光谱。此外，还估算了星周盘连续辐射的贡献。考虑到它在约束恒星演化模型中的重要性，我们推导出了所有分析过的恒星的氮丰度（或上限）。结果我们的氮丰度是不一致的目标支出的大部分主要序列的生活旋转接近临界速度的预测。这是一致的结果，我们从我们的样本和其他调查人员的推断旋转速度分布建模。我们考虑了一些可能性来解释我们的Be型样品的氮丰度和旋转速度。
2011-09-29 astro-ph.SR
Could switchbacks originate in the lower solar atmosphere? I. Formation mechanisms of switchbacks
最近重新发现的磁场之字形或偏转嵌入在太阳风流的帕克太阳探测器任务导致了巨大的兴趣，在建模的形成机制和起源，这些之字形。本文利用三维磁流体动力学（MHD）数值模拟方法，研究了低层太阳太阳风中磁之字形的形成机制。该模型是在一个开放的磁场区域的强通量管，旨在代表一个磁亮点开放到一个开放的日冕磁场结构，如冕洞。该模型由光球层中不同的等离子体流驱动，例如快速上射射流，以及由涡旋运动或扭转振荡产生的剪切流。在所有考虑的情况下，我们目睹了形成的磁之字形在相应的色球高度的区域。因此，光球等离子体流周围的脚点的强通量管似乎是合适的驱动程序，在较低的太阳大气中形成的磁之字形。然而，这些之字形似乎无法进入本模型模拟的日冕高度。总之，根据所提出的模拟，在太阳风中测量的之字形不太可能源于光球或色球动力学。
2021-03-05 astro-ph.SR
NLTE water lines in Betelgeuse-like atmospheres
在过去的十年里，红超巨星大气中水线的解释一直备受争议。引入所谓的MOLspheres来解释近红外“额外”吸收一直存在争议。我们建议在考虑任何光球层外贡献之前，应考虑非LTE效应。在简要介绍了辐射转移的处理方法以及经典处理方法在大尺度系统（如分子）中的不足之后，我们提出了一种新的基于预条件Krylov子空间方法的计算程序。初步结果表明，NLTE效应导致更深的水带，以及额外的冷却。
2013-04-15 astro-ph.SR
Solar and Solar-type Stars Atmosphere's Activity at 11-year and Quasi-biennial Time Scales
我们研究了新的同步观测的光球和色球辐射的33个太阳型恒星和太阳在香港的项目，在过去的20年中进行的通量变化。除了威尔逊山天文台发现的已知的11年时间尺度的恒星色球发射周期变化外，我们还发现了一种类似于太阳辐射准两年变化的递归现象。给出了在准两年尺度上恒星辐射通量变化周期的计算结果。
2011-02-19 astro-ph.SR
The origin of net electric currents in solar active regions
在太阳物理学中有一个反复出现的问题，即电流是否在活动区（AR）中被中和。这个问题最近重新使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）数值模拟的磁通量出现到太阳大气中。这种模拟表明，磁通出现可以在AR中产生大量的净电流。AR流的另一个来源是光球水平流。我们的目的是确定第二种机制下净电流与中和电流的发生条件。利用三维磁流体力学模拟，我们系统地施加线绑，准静态，光球扭曲和剪切运动的双极位磁场。我们发现，这种流动：（1）产生{ \it直流}和{ \it回流}电流，（2）在载流场附近的环境场中感应出非常弱的压缩电流（在2.5 D中未观察到），以及（3）可以产生具有净电流的无力磁场。我们证明，中和电流一般只产生在没有磁剪切的光球极性反转线-一个特殊的条件下很少观察到的。我们的结论是，随着磁通量的出现，光球流可以在太阳大气中建立净电流，与最近的观测结果一致。因此，这些结果提供了支持喷发模型的基础上，喷发前磁场拥有净冠电流。
2015-07-17 astro-ph.SR
The Velocity Distribution of Solar Photospheric Magnetic Bright Points
利用高空间分辨率观测和数值模拟方法研究了太阳光球磁亮点的速度分布。观测是用邓恩太阳望远镜的太阳大气层快速振荡仪器获得的，而数值模拟是用平均磁场为200 G和400 G的MURaM代码进行的。我们在数据集上实现了自动亮点检测和跟踪算法，并研究了超过6000个结构的后续速度特征，发现平均速度约为1 km/s，最大值为7 km/s。此外，合并的磁亮点被发现有相当高的速度，并显着更长的寿命，比孤立的结构。通过实施一种新的和新颖的技术，我们能够估计我们的观测数据的背景磁通量，这与400 G的场强一致。
2011-09-16 astro-ph.SR
Investigation of Relationship Between High-Energy X-ray Sources and Photospheric and Helioseismic Impacts of X1.8 Solar Flare of October 23, 2012
2012年10月23日的X级太阳耀斑产生了连续光球发射和强烈的日震波（“日震”），表明太阳大气层的稠密部分有密集的能量释放。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）的光球数据和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线观测数据，研究了具有高时空分辨率的能量释放特性。对于该分析，我们使用1级HMI数据（滤波图），通过以$\sim 3.6$ s的时间节奏和每个像素$\sim 0.5^{\prime\prime}$的空间分辨率扫描Fe I线（6731 μ m）获得。发现耀斑引起的光球扰动在空间上与硬X射线发射区一致，但延迟了$\lesssim 4$秒。这种延迟与耀斑流体动力学RADYN模型的预测是一致的。然而，这些模型无法解释HMI观察到的变化幅度。这些数据表明，光球碰撞和日震波可能是由远高于现有耀斑辐射流体动力学模型的电子能量通量引起的。
2017-06-08 astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
Magnetic shocks and substructures excited by torsional Alfvén wave interactions in merging expanding flux tubes
在太阳光球层上经常观测到涡旋运动。这些运动可能在能量和动量从低层大气输送到太阳上层大气的过程中发挥关键作用，有助于日冕加热。太阳的低层大气也由复杂的通量管网络组成，这些通量管在色球层和高层大气中扩展和合并。我们进行了数值模拟，以调查的行为的涡旋驱动波传播在一对这样的通量管在一个非力自由的平衡与现实模拟的太阳大气。两个通量管在其足点处被反向旋转的涡流运动独立地扰动。当通量管合并时，涡运动既有线性的也有非线性的相互作用。线性相互作用产生了许多小尺度的瞬态磁子结构，由于由涡旋运动施加的磁应力。因此，由于光球涡旋运动，最初的整体管被分离成复杂的多螺纹管。波的相互作用还驱动振幅增加的叠加，直到它超过局部马赫数，并产生以大约$ 50$ km s $^{-1}$的速度向上传播的激波。冲击波作为向上输送动量和能量的管道，并将局部等离子体加热超过一个数量级，峰值温度约为$60,000$ K。因此，我们提出了一个新的机制，从太阳低层大气到日冕的磁波导的产生。这种波导出现的结果，在相邻的通量管相互作用的扰动。因此，光球涡旋运动的相互作用是太阳低层大气向高层大气能量传输的一个潜在的重要机制。
2018-03-16 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in the solar atmosphere through 3D realistic numerical modeling
通过Bifrost代码的三维RMHD模拟，研究了太阳大气中磁通量对消事件，揭示了色球重联机制及与观测的对比，强调日冕层建模的重要性。
2025-10-22 astro-ph.SR
On magnetic inhibition of photospheric macro-turbulence generated in the iron-bump opacity zone of O-stars
大质量的热OB星在其光球谱线中显示出强烈的宏观加宽（除了旋转）的明显证据。本文探讨了这种“宏观动荡”的发生在缓慢旋转的O型星强，有组织的表面磁场。聚焦于CIV 5811 A线，我们发现了除NGC 1624 -2外所有恒星都存在显著的宏观湍流增宽的证据，NGC 1624 -2也具有（迄今为止）最强的磁场。相反，非常尖锐的CIV线在NGC 1624 -2占主导地位的磁塞曼加宽，从我们估计的偶极场约为20 kG。相比之下，其他恒星的磁场展宽可以忽略不计（由于它们的磁场强度较弱，约为1 kG），它们的CIV轮廓通常非常宽，与在非磁性O星中观察到的相应线相似。通过各向同性的高斯宏观湍流来量化这一点，我们推导出NGC 1624 -2的vmac = 2.2（+-0.9/2.2）km/s，其余磁性样品的vmac = 20-65 km/s。我们使用这些观测结果来测试的假设，该领域可以稳定的气氛和抑制产生的宏观湍流下降到恒星层的磁压力PB和气体压力Pg是可比的。利用一个简单的灰色大气层来估计PB = Pg时的温度T0，我们发现对于所有被研究的磁星T0 > Teff，但是只有NGC 1624 -2的T0达到了与热星中的铁不透明度凸起相关的~160000 K层。这与光球O星宏观湍流的物理机制可能是由次表面对流区激发的恒星重力模式振荡的观点一致，并表明足够强的磁场可以抑制这种铁凸产生的对流和相关的脉动激发。
2013-05-23 astro-ph.SR
On the propagation of gravity waves in the lower solar atmosphere in different magnetic configurations
该研究利用多高度强度与速度观测构建互谱和色散图，发现磁场会降低重力波相干性与相移，表明其在太阳低层大气中抑制、散射并反射重力波。
2023-05-04 astro-ph.SR
Non-linear propagation of kink waves to the solar chromosphere
宁静太阳中的小尺度磁场浓度（磁性元素）被认为有助于太阳大气层上层的能量收支，因为它们被观察到支持大量的MHD模式。近年来，在太阳大气层的不同高度，从光球层到日冕，观测到了磁性元素的扭折波。然而，这些波的传播尚未得到充分评估。我们的目标是研究扭折波在太阳大气中小磁性元素中的传播。我们分析了光谱偏振数据的高质量和长时间的光球安静的太阳区域附近的磁盘中心观察到的分光偏振仪CRISP在瑞典太阳望远镜（SST），并补充同步和同空间宽带色球观测同一地区。我们的研究结果揭示了一个明确的向上传播的频率高于$~2.6$兆赫的扭结波。此外，还观察到非线性传播过程的签名。通过比较光球和色球的功率谱，至少在分析数据所处的大气高度上没有发现能量耗散的特征。这意味着扭结波携带的大部分能量（在研究中的频率范围$< 17$ mHz内）流向太阳大气层的上层。
2015-02-25 astro-ph.SR
