Neutrinos from CNO cycle at the present epoch of the solar neutrino research
A. Kopylov, V. Petukhov
本文根据目前已获得的数据，讨论了研究CNO循环产生的太阳中微子的重要性。重点是作为未来实验计划的一个主要课题，精确测定低能pp中微子的通量。
The importance of the study of solar neutrinos generated in CNO cycle is discussed in view of the presently obtained data. The emphasis is given to the precise detemination of the flux of low energy pp-neutrinos as a main topic of future experimental program.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Neutrino fluxes from CNO cycle in the Sun in the non stationary case with mixing
计算分析了当$^{13}N$衰变产生的中微子通量$F_{13}$大于标准太阳模型预测的中微子通量时，太阳模型中存在混合的非定常情形
Peculiarity of the stellar CNO cycle with energetic particles
本文研究MeV级高能粒子在恒星核心引发的超热反应，发现其可在CNO循环第二分支触发异常核流，并推测该现象普遍存在于恒星非爆炸演化阶段。
Sensitivity of a low threshold directional detector to CNO-cycle solar neutrinos
对太阳CNO聚变循环中中微子的首次测量将有助于解决当前太阳金属丰度问题。这些低能量中微子的检测需要一个低阈值的检测器，而在感兴趣的区域的放射性背景的歧视显着增强通过定向灵敏度。这种组合可以在水基液体闪烁体靶中实现，其提供超过标准水切伦科夫探测器的增强的能量分辨率。我们研究了这样的探测器的灵敏度CNO中微子在各种探测器和背景的情况下，并得出这样的探测器成功地测量CNO中微子通量的要求的结论。设计用来测量CNO中微子的探测器也可以实现对PEP中微子的百分之几的测量。
Constant light element abundances suggest that the extended P1 in NGC 2808 is not a consequence of CNO-cycle nucleosynthesis
最近的光度测量结果在球状星团中发现了一个新的星群。这个人口，被称为“扩展P1”，被认为是一种新的丰度模式的表现，其中He的初始质量分数在共享相同CNO值的星团恒星之间发生变化。目前在球状星团中形成多个恒星星族的范例假设，He的变化是由hoc循环的灰烬化学"富集“的产物（同时改变He和其他元素，如C，N和O）。我们获得了NGC 2808中六颗巨星的MIKE@Magellan光谱，NGC 2808是扩展P1人口最强的例子之一。我们提供了第一个完整的表征的轻元素丰度的恒星沿扩展P1光度组的一个显着的范围。从我们的样本中的恒星似乎是均匀的C，N，O，Na，Mg和Al。缺乏显着的变化，在这些产品的hoc周期，表明不像其他的人口确定的日期，光度变化负责扩展P1功能的结果是一种替代机制。我们的测量，是一致的解释，这些恒星之间的He质量分数的变化可能是p-p链核合成的后果（这可能会增加恒星中的He，而不影响更重的元素）。话虽如此，直接测量他是必要的，以得出结论，如果这种元素的变化存在于扩展的P1恒星。
Atmospheric composition of weak G band stars: CNO and Li abundances
我们确定了一个大样本的弱G波段恒星的化学成分-一种罕见的G和K巨星的中间质量与不寻常的丰度的C，N和Li。我们用麦克唐纳天文台的2.7米哈兰·史密斯望远镜观测了24颗弱G波段恒星，并导出了C、N、O和Li以及Na - Eu中选定元素的光谱丰度。结果表明，弱G波段星的大气中存在着CN-循环产物的高度污染。碳的丰度不足是正常巨星的20倍，而$^{12}$ C/ $^{13}$ C的比值接近CN循环的平衡值。除了引人注目的CN-循环签名的强N过剩可能表明存在的部分ON-循环的材料在大气中的弱G波段的明星。负责将元素输送到表面的确切机制尚未确定，但可能是由恒星的主序星的快速旋转引起的。一些恒星中锂的丰度异常高，这是卡梅隆-福勒机制产生锂的一个指标。弱G波段恒星Li丰度的定量预测由于机制及其参与者的强温度敏感性而变得复杂。除了不寻常的丰富的CN-循环元素和李，我们发现一个过剩的Na，这是根据NeNa链运行在平行的CN-循环。除了这些特殊性，弱G波段恒星大气中的元素丰度与正常的巨星一致。
Surface abundances of ON stars
大质量恒星在大部分演化过程中通过CNO循环燃烧氢。当混合是有效的，或当质量转移在双系统发生时，化学处理的材料在O和B星的表面被观察到。ON星比形态正常的恒星显示出更强的氮线。这是否对应于通过CNO循环处理的材料的存在，尚不清楚。我们的目标是回答这个问题。我们进行光谱分析的一个样本的ON星的大气模型。我们确定的基本参数，以及他，C，N和O的表面丰度。我们还测量了投影旋转速度。我们比较的ON星的正常O星的属性。我们表明，ON星通常是富氦的。它们的CNO表面丰度与核合成的预测完全一致。ON星的化学演化程度更高，平均旋转速度比正常的O星更快。演化模型，包括旋转不能占极端富集之间观察到的主序星。一些ON星是双星系统的成员，但其他的则是稳定径向速度的单星。因此，传质不是对所观察到的化学性质的简单解释。我们的结论是，ON星在其表面显示出极端的化学富集，通过CNO循环与核合成一致。其起源目前尚不清楚。
Spectral Disentangling Reveals Deep CNO-cycle Exposure in ET Cru
通过光谱解缠技术，研究ET Cru双星系统的有效温度和化学丰度，发现次星存在极端碳贫氮富异常，证实主星为 rejuvenated gainer，揭示深CNO循环暴露的直接光谱证据。
Sensitivity to neutrinos from the solar CNO cycle in Borexino
在太阳的碳、氮、氧（CNO）聚变循环中释放的中微子是太阳中微子的一个次要但关键的组成部分，其通量尚未被测量。Borexino实验在Gran Sasso的Nazionali del Gran Sasso（意大利）有一个独特的机会，直接探测到它们，这要归功于探测器的辐射纯度和对探测器背景的精确理解。我们讨论了Borexino对CNO中微子的敏感性，这是基于我们采取的策略来限制两个最相关的背景源，来自太阳pp链的pep中微子和来自Pb-210的液体闪烁体的本征污染的Bi-210 β衰变的速率。假设高金属丰度标准太阳模型预测的CNO通量和1000天x71.3吨的曝光量，Borexino对CNO中微子的灵敏度中位数高于3 σ。在相同的假设下，假设Bi-210相互作用速率的独立估计的不确定度为1.5 cpd/100 t，则CNO中微子通量的预期实验不确定度为23%。最后，我们评估了预期的不确定性的C和N丰度和高，低金属丰度标准太阳模型（HZ和LZ）与未来更精确的测量的CNO太阳中微子通量之间的预期歧视意义。
Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun
对于大多数恒星来说，它们的燃料是通过两个理论上很好理解的过程，即$pp$链和CNO循环，将氢聚变成氦。在太阳核心的这种融合过程中释放出的中微子是对恒星内部深处的唯一直接探测。\cite{bib:Nature-2018}已经完成了对产生约99%太阳能的{ \it pp}链中微子的完整光谱分析。在这里，我们报告的直接观察，具有很高的统计意义，在太阳的CNO循环中产生的中微子。这是通过位于意大利Gran Sasso地下实验室的前所未有的放射纯大容量液体闪烁体Borexino探测器获得的这一过程的第一个实验证据。这项实验工作的主要困难是确定由于CNO中微子相互作用超过背景，每天每100吨目标的几个计数的过量。一种限制\bi污染闪烁体速率的新方法依赖于过去5年实现的探测器热稳定性。在CNO循环中，氢聚变是由碳（C）-氮（N）-氧（O）催化的，因此它的速率以及发射的CNO中微子的通量直接取决于太阳核心中这些元素的丰度。因此，这一结果为利用CNO中微子直接测量太阳金属丰度铺平了道路。虽然这一结果量化了太阳中CNO聚变的相对贡献为1%，但这一过程在大质量恒星的能量产生中占主导地位。宇宙中恒星将氢转化为氦的主要机制已经被证实。
Anticipating the Sun's heavy-element abundance
我们对太阳内部结构的理解大部分来自所谓的标准理论太阳模型。不幸的是，这些模型都不完全符合观察。这种差异通常与化学丰度有关，并导致了现在所谓的太阳丰度问题，该问题的解决方案以前是看不到的。但是现在，最近宣布测量pp链太阳中微子的Borexino合作组织乐观地认为，在未来，他们将能够测量相对较弱的CNO循环发射的中微子的通量$Φ_{\rm CNO}$。由于C、N和O构成了重元素的大部分，该测量将允许对太阳能量产生核心中的重元素丰度$Z_{\rm c}$进行关键性的确定，从而对该问题提供重要的启示。为了完成该确定，将需要$Z_{\rm c}$和$Φ_{\rm CNO}$之间的稳健关系。该关系为$Z_{\rm c}= 0.400\, Φ_{\rm CNO}$，其中$Φ_{\rm CNO}$的单位为$10^{10} {\rm cm}^{-2}{\rm s}^{-1}$。
Solar-Type Activity: Epochs of Cycle Formation
日冕和色球活动指数图使我们能够揭示出现太阳型活动和形成规则周期的恒星。利用日冕活动和自转速率之间关系的新考虑，以及关于疏散星团年龄的新数据，我们估计了年轻太阳的年龄，它对应于太阳周期形成的时代。这个年轻的太阳，年龄略大于10亿年的活动的属性进行了简要的讨论。对晚型恒星长期规律性变化的现有数据进行分析后得出的结论是，与太阳型活动有关的周期的持续时间随着恒星自转的减速而增加;即，随年龄本文讨论了相对年轻的G星的磁场的新数据以及大尺度和局部磁场在年轻太阳活动形成中的作用的变化。这一领域的研究旨在提供观测测试，以确定主序星下部恒星周期活动的形成条件，并测试发电机理论的一些结果。
North--South Asymmetry in Solar Activity and Solar Cycle Prediction, IV: Prediction for Lengths of Upcoming Solar Cycles
我们分析了1874-1976年期间格林威治日光观测结果（GPR）和1977-2017年期间德布勒森日光观测数据（DPD）报告的每日太阳黑子群数据，并研究了太阳活动周期12-24的最大值和最小值的南北不对称性。我们推导了13个月的平滑月平均校正的太阳黑子群在太阳的整个球体（WSGA），北半球（NSGA），南半球（SSGA）的整个斑点面积的时间序列。从这些平滑的时间序列中，我们获得了WSGA、NSGA和SSGA周期12-24的最大值和最小值以及相应的历元。我们发现，极小值的南北不对称存在44-66年的周期。极大值的不对称性可能存在一个长周期（130-140年）。SSGA循环n的最大值与WSGA循环n + 2的上升时间之间存在统计学显著相关性。WSGA循环n的最大值与WSGA循环n + 2的下降时间之间也存在合理的显著相关性。这些关系表明，太阳发电机至少在三个太阳周期内保持记忆。利用这些关系，我们得到了WSGA周期24、25和26的长度分别为11.7 +或-0.15年、11.2 +或-0.2年和11.45 +或-0.3年，因此，最小历元为2020年7月、2031年10月和2043年3月（开始日期）。我们还获得了WSGA周期25和26的最大时期分别为2025年5月和2036年3月。在蒙德晚期，似乎在NSGA周期的极大值和SSGA周期的极小值的时期附近没有太阳黑子活动最小值，并且在一些SSG…
Solar fusion cross sections II: the pp chain and CNO cycles
我们总结和批判性地评估现有的数据核聚变截面重要的能源发电在太阳和其他氢燃烧的恒星和太阳中微子的生产。给出了关键截面的推荐值和不确定度，并给出了8 B太阳中微子的推荐谱。我们还讨论了进一步提高关键速率精度的机会，包括新的设施，新的实验技术和理论上的改进。这篇综述总结了2009年1月在西雅图核理论研究所举行的一次研讨会的结论，旨在作为《现代物理学评论》70（1998）1265的10年更新和补充。
Long-term Variations in Solar Activity: Predictions for Amplitude and North--South Asymmetry of Solar Cycle 25
我们分析了1874-1976年格林威治太阳光日射观测结果（GPR）和1977-2017年德布勒森太阳光日射观测结果（DPD）的太阳黑子群资料，研究了13个月平滑的全球太阳黑子群月平均面积（WSGA）、北半球太阳黑子群月平均面积（NSGA）在太阳黑子活动12-24周的极大期，以及WSGA、NSGA和SSGA活动12- 24周的极大期，太阳黑子活动的最大值出现在南半球和南半球（SSGA）。余弦函数与太阳黑子数最大值、WSGA、NSGA和SSGA周12-24时的WSGA、NSGA和SSGA值以及相应的南北不对称值拟合，表明北半球活动存在约132年的周期性，南半球活动存在54-66年的周期性，南北活动不对称的周期为50-66年。通过外推最佳拟合余弦曲线，我们预测了第25个WSGA，NSGA和SSGA周期的振幅和相应的南北不对称性。我们发现，太阳黑子群面积的平均太阳活动25周将在某种程度上小于太阳黑子群面积的太阳活动24周。然而，通过将第25个WSGA、NSGA和SSGA周期的预测振幅输入到太阳黑子群面积与太阳黑子数量之间的线性关系中，我们发现第25个太阳黑子周期的振幅（130 +或-12）将略大于合理小的第24个太阳黑子周期的振幅。它仍然证实，即将到来的格雷斯堡周期的开始将发生在太阳周期25左右。我们还发现，除了在NSGA周期25的最大活动的强度在北半球将占主导地位，在太阳黑子的第25，W…
North-South Asymmetry in Solar Activity and Solar Cycle Prediction, V: Prediction for the North-South Asymmetry in the Amplitude of Solar Cycle 25
我们分析了1874-1976年期间格林威治日光照相结果（GPR）和1977-2017年期间德布勒森日光照相数据（DPD）报告的每日太阳黑子群数据，以及1874-2017年期间修订的ISSN第2版。我们测定了第12-24太阳活动周的振幅和第12-24太阳活动周极大值时期太阳全球、北半球和南半球黑子群的13个月平滑月平均校正面积。利用所有这些，我们得到了类似于我们以前分析中发现的关系，即，在太阳活动周期的最大时期之后的一个小间隔（7-9个月）内，南半球近赤道带太阳黑子群的面积总和与下一个太阳活动周期的振幅之间存在着高度的相关性-分别对太阳的整个球体和南北半球而言。通过使用这些关系，我们预测~701 msh（太阳半球的百万分之一），~429 msh，和~366 msh的WSGA，NSGA和SSGA的值，分别在太阳活动周期25的最大时期。我们预测第25太阳活动周的振幅为86 +或-18。13个月平滑的月平均黑子群面积与ISSN的相关性很好。利用这个关系式和WSGA、NSGA、SSGA的预测值，我们得到第25周太阳活动振幅为68 +或-11，比上述预测值略低;第25周太阳活动极大期南北半球黑子数分别为39 +或-4和31 +或-6。总的来说，我们的结果表明，太阳活动周期25的振幅将是25%-40%，相应的南北不对称性将小得多，比太阳活动周期24。
Improved measurement of solar neutrinos from the Carbon-Nitrogen-Oxygen cycle by Borexino and its implications for the Standard Solar Model
我们提出了一个改进的测量CNO太阳中微子在地球上的相互作用率与完整的Borexino第三阶段数据集。测得的速率R $_{\rm CNO}$ = $6.7^{+2.0}_{-0.8}$计数/（日$ \cdot$ 100吨），允许我们排除CNO信号的缺失，约7 $σ$ C.L.相应的CNO中微子通量是$6.6^{+2.0}_{-0.9} \times 10^8$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，考虑到中微子味转换。我们使用新的CNO测量来评估太阳中的C和N丰度与H丰度的第一次与太阳中微子。我们的结果$N_{\rm CN}$ = $(5.78^{+1.86}_{-1.00})\times10^{-4}$显示了一个$\sim$ 2 $σ$张力与“低金属丰度”光谱光球测量。另一方面，我们的结果与同样由Borexino测量的$^7$ Be和$^8$ B太阳中微子通量一起使用，允许在3.1 $σ$ C. L.处不利。“低金属量”SSM B16-AGSS 09 met作为“高金属量”SSM B16-GS 98的替代品。
Will Solar Cycles 25 and 26 Be Weaker than Cycle 24 ?
鉴于太阳活动对空间天气和全球气候的影响，研究太阳活动的变化对于了解太阳活动的基本机制和预测活动水平十分重要。在这里，我们已经使用的振幅（13个月平滑的国际太阳黑子数的峰值）的太阳周期1-24预测太阳周期的相对振幅在上升阶段的即将到来的Gleissberg周期。在减去振幅的线性拟合后，我们将余弦函数拟合到太阳周期的振幅和时间。最佳余弦拟合显示整体属性（周期、最大值、最小值等）Gleissberg循环，但具有很大的不确定性。我们获得了即将到来的Gleissberg周期的上升阶段的模式，但有相当大的模糊性。利用1610-2015年期间违反格涅维舍夫-奥尔规则（G-O规则）和“暂定逆G-O规则”的时期，以及1600-2099年期间太阳轨道角动量急剧下降的时期，我们推断太阳活动周期25将弱于周期24。周期25和26将具有几乎相同的强度，并且它们的历元处于当前和即将到来的Gleissberg周期之间的最小值。此外，预计第27周期强于第26周期，弱于第28周期，第29周期强于第28周期和第30周期。预计第29周期的最大值代表下一个Gleissberg最大值。我们的分析还表明，即将到来的第25个周期的最大振幅值要低得多（30-40）。
On the Strength and Duration of Solar Cycle 25: A Novel Quantile-based Superposed Epoch Analysis
本文提出一种可逐月更新的基于分位数的叠加纪元分析方法，用于预测太阳活动第25周的强度与时间，预测其峰值约为130（13个月平均110），可能出现在2024年12月，并在对前24个周期的后报验证中优于基线模型75%的情况。
A solar-like magnetic cycle on the mature K-dwarf 61 Cyg A (HD 201091)
长期监测冷恒星的磁周期是了解结构与太阳相似的恒星如何产生发电机和放大磁场的关键诊断。我们调查的时间演变的一个可能的磁周期，确定从其大规模的领域，61天鹅座A在其活动周期使用分光偏振观测和比较太阳的情况下。我们使用塞曼多普勒成像（ZDI）重建大规模的磁几何在多个观测时期的时间跨度为九年。我们调查的大尺度场的不同组成部分的时间演化，并通过测量三个不同的色球指标：钙II H&K，H-α和钙II红外三线通量的色球活动的演变进行比较。我们还比较了我们的结果与恒星的日冕活动使用XMM-牛顿观测。天鹅座61 A的大尺度磁几何结构在极向和环向场分量中都表现出极性反转，与色球活动周期同相。我们还检测到弱的类太阳的差异旋转与剪切水平类似的太阳。在我们九年的观测时间跨度中，天鹅座61 A在其大尺度场几何形状中表现出类似太阳的变化，因为它从最小活动演变到最大活动，反之亦然。在2007.59时期的活动最小值期间，ZDI重建了简单的偶极几何结构，该几何结构在接近2010.55时期的活动最大值时变得更加复杂。径向场翻转极性并恢复到2013.61纪元的简单几何形状。场是强偶极的，场的偶极分量的演化使人想起太阳的行为。大尺度磁场的极性反转表明了一个与色球和日冕周期同相的磁周期。
Resolving asymmetries along the pulsation cycle of the Mira star X Hya
米拉星的质量损失过程可能以不对称的方式发生，尘埃可以形成不均匀的星周分子团。沿着脉动周期的不对称性可以为我们提供关于这些质量损失过程的线索。我们拍摄了Mira星X Hya及其在不同时期的图像，以跟踪连续谱和分子谱带中形态的演变。我们在J-H-K中以低分辨率观测了两个历元的X Hya和AMBER。我们用几何和物理模型模拟了平方维。我们还提出了成像重建结果与米拉和物理先验图像的基础上获得。我们报告的角度尺度变化的X Hya之间的两个时代。一维CODEX剖面使我们能够理解和模拟平方维的光谱变化，并限制恒星参数。重建模型相关的图像，使我们能够重现关闭相位信号和方位角的平方vibrations的依赖。它们显示了位于恒星周围环境中的物质不均匀性的证据。
Prediction of the amplitude of solar cycle 25 from the ratio of sunspot number to sunspot-group area, low latitude activity, and 130-year solar cycle
本文通过分析1874–2017年太阳黑子群面积与国际太阳黑子数的关系及其长期周期变化，预测第25太阳活动周幅度约为135±8，极大期在2024年3月前后。
Model description of non-Maxwellian nuclear processes in the solar interior
本文提出了一个描述太阳核中由快反应产生的粒子触发的非麦克斯韦核过程的自洽模型。它基本上扩展了研究先前讨论的超热太阳反应的方法[Phys. Rev. C 91，028801（2015）]，并改进了其预测。该模型被应用于详细检查8.7 MeV的α粒子的PP链的7 Li（p，α）α反应中产生的慢下来，并研究在太阳CNO循环中的超热过程中由它们引起的。通过飞行中反应几率和快粒子发射速率阐明了电子简并度和电子屏蔽对超热反应的影响。特别地，这些效应解释了在R < 0.2Rsun时14 N（alpha，p）17 O反应速率增加20%。这种新型的修正对于像14 N（alpha，p）17 O这样的超热反应是重要的，因为它被认为能够扭曲太阳核心95%区域的CNO循环。在该区域内，正常分支的14 N-17 O--> 18 F核流转变为异常的14 N--> 17 O--> 18 F核流，14 N（α，p）17 O反应速率超过了常规17 O（p，α）14 N和17 O（p，γ）18 F核流的17 O燃耗速率。结果表明，这些因素可以提高17 O丰度的核心相比，标准的估计。对于稳定状态的情况下，丰度增加估计高达~ 100的外核心区域。推测其他CNO超热（α，p）反应也可能改变CNO元素的丰度，包括那些产生太阳中微子。
Energetic Particle and Other Space Weather Events of Solar Cycle 24
我们报告的空间天气事件的太阳周期24相比，在一个类似的时代在周期23。我们发现所有空间天气事件的主要区别：太阳高能粒子，地磁暴和行星际冲击。在第24周期间，地面增强（GLE）事件和主要的地磁风暴明显突出。空间天气事件似乎反映了太阳爆发的不那么频繁和太阳活动周期24的整体弱点。
The Sun's magnetic (Hale) cycle and 27 day recurrences in the $aa$ geomagnetic index
我们构建了一个新的太阳活动周期相位时钟，它将过去18个太阳活动周期中的每一个映射到大约22年海尔（磁极性）周期的单个归一化历元上，使用自1818年以来每日太阳黑子数（SSN）的希尔伯特变换。太阳极大值的出现几乎没有海尔周期的依赖性，证实了时钟是同步的极性反转。奇数周期最小值领先偶数周期最小值约1.1标准化年，而奇数周期终止子（McIntosh et al.（2019））落后偶数周期终止子约2.3标准化年。因此，对于奇数周期，最小终止符间隔相对延长，而对于偶数周期，最小终止符间隔缩短。我们重新设计了Sargent（1985，2021）R27指数，并将其与我们的历元分析相结合，得到了aa，<acv（27）>中27天复发的高时间分辨率参数。这表明向重现的转变，即向高速气流主导的有序太阳风的转变是快速的，发生在2-3个太阳自转或更短的时间内，它解决了一个扩展的晚期下降阶段，该阶段在偶数Schwabe周期上的时间大约是奇数周期的两倍。银河宇宙线通量与<acv（27）>同步上升，但随后保持较高水平。我们的分析还确定了一个缓慢的时间尺度的趋势，简单地跟踪Gleissberg周期的SSN。我们发现，这种趋势与太阳黑子纬度模的慢时标趋势是同相的，而与R27指数的慢时标趋势是反相的。
Long term variation of the solar diurnal anisotropy of galactic cosmic rays observed with the Nagoya multi-directional muon detector
我们分析了银河宇宙线（GCR）强度的三维各向异性独立观察在日本名古屋的μ子探测器和中子监测器在四个太阳活动周期。我们清楚地看到，由于平行于平均磁场的各向异性分量减少，在A>0的历元中，自由空间的周日各向异性的相位在太阳活动最小值附近向更早的几个小时移动。平均平行分量与刚度无关谱一致，而垂直分量随GCR刚度增加而增加。我们认为，这种更硬的垂直分量的光谱是由于漂移流的贡献。结果表明，在A>0时，双向纬向密度梯度为正，而在A<0时，双向纬向密度梯度为负，这与漂移模型的预测相一致。另一方面，径向密度梯度的变化周期约为11年，在太阳活动的极大（极小）期出现极大（极小）值，但在A>0和A<0的历元中，平均径向梯度没有显著差异。平均平行平均自由程在A0处较大<0 than in A>.然而，我们也发现，平行平均自由程（径向梯度）似乎持续增加（减少）在过去三个周期的太阳活动减弱。我们认为，这些参数之间的简单差异在A>0和A<0的时代是严重的偏见，这些长期趋势。
Dynamics of Large Scale Solar Wind Streams Obtained by the Double Superposed Epoch Analysis: 5. Influence of the Solar Activity Decrease
在第23-24太阳活动周，太阳活动明显减少，因此，太阳风参数减少。基于OMNI基地1976-2019年的测量数据，采用双叠加历元方法研究了磁层扰动主要行星际驱动因素（太阳风类型CIR、鞘、喷出物和MC）的主要太阳风参数和磁层指数的时间剖面。研究的主要任务是比较太阳活动高峰期（21-22个太阳活动周期）和低活动期（23-24个太阳活动周期）的时间剖面。获得了以下结果。(1)该分析没有显示在最小值时期驾驶员持续时间的统计学显著变化。(2)低活动期各类型SW各参数的时间剖面形状与高活动期相同，但参数值较低。(3)在CIR事件中，太阳风流的经度角具有特征性的S形，但在低活动时期，它的变化范围比前一时期更大。
CNO Neutrino Grand Prix: The race to solve the solar metallicity problem
几个下一代实验的目标是对来自碳-氮-氧（CNO）太阳聚变循环的中微子通量进行首次测量。我们计算这些实验需要运行多长时间，才能以足够的精度测量这种通量，以告诉我们太阳核心的金属含量，从而帮助解决太阳金属丰度问题。对于中微子-电子散射的实验，我们发现SNO+在其纯闪烁体模式下五年后将以足够的精度测量CNO中微子通量，前提是其$^{210}$ Bi背景测量精度为1%。相比之下，像Argo这样的100吨级液氩实验在Gran Sasso实验室需要10年，在SNOLAB或锦屏实验室需要5年。Borexino可以在10年内获得这种精度，但这种预测对背景假设非常敏感。对于中微子-核散射的实验，低阈值固态探测器（采用锗或硅）的前景最好。这就需要新的技术来降低实验阈值，使其接近于探测单个电子-空穴对，并使曝光量超出下一代暗物质探测器的预期。
20 Years of ACE Data: How Superposed Epoch Analyses Reveal Generic Features in Interplanetary CME Profiles
行星际日冕物质抛射（ICME）是从日冕传播到行星际介质的磁性结构。在L1天平动点进行了20多年的观测，ACE提供了数百个ICME，这些ICME在几个太阳周期的不同时间被探测到，具有不同的特征，如传播速度。我们调查了一个重访的目录超过400 ICME使用叠加历元的方法的平均值，中位数，和最可能的值的分布的磁场和等离子体参数。我们还研究了ICME相对于太阳风的速度、太阳活动周期以及磁云的存在对ICME的影响。我们发现，快速传播的ICME（相对于前面的太阳风）仍然显示出在1 AU的压缩迹象，如压缩鞘和磁场的不对称轮廓。虽然太阳活动周期的演变并不影响ICME的一般特征，但在活动周期的活动部分有更多的极端事件，扩大了所有参数的分布。最后，我们发现有或没有检测到磁云的ICME显示出类似的配置文件，这证实了没有检测到磁云的ICME更远离磁绳核心的假设。这种研究提供了对形成太阳风中ICME总体特征的过程的一般性了解，并可在今后太阳系不同地点的飞行任务中加以推广。
On using the CMD morphology of M67 to test solar abundances
疏散星团M67具有太阳金属丰度，年龄约为4 Gyr。关闭质量接近太阳金属丰度恒星在主序星演化过程中由于氢燃烧循环的发展而形成对流核的最小质量。M67的色星等图（CMD）在转折点附近的形态显示出明显的钩状特征，这是靠近转折点的恒星具有对流核的直接迹象。VandenBerg等人研究了使用M67关闭的形态来限制太阳金属丰度的可能性，特别是CNO元素，在过去几年中，太阳丰度已经向下修正了30%以上。在这里，我们扩展了他们的工作，填补了他们分析中的空白。为此，我们计算等时线适用于M67使用新的（低金属丰度）和旧的（高金属丰度）的太阳丰度和研究是否特征关闭CMD的M67可以复制或不。我们还研究了其他本构物理的重要性，确定存在这样一个钩子，特别是元素扩散，过冲和核反应率。我们发现，使用新的太阳丰度测定，与低CNO丰度，使得它更难以再现的特征CMD的M67。这一结果与VandenBerg等人的结果一致。然而，模型的本构物理变化，特别是过冲，可能会影响和改变这一结果，以至于使用低CNO太阳丰度模型构建的等时线也可以重现M67的关闭形态。我们的结论是，只有当所有影响关断形态的因素都完全在控制之下（而事实并非如此），M67才能用来限制太阳丰度。
Mid-infrared interferometric monitoring of evolved stars - The dust shell around the Mira variable RR Aql at 13 epochs
2004年4月至2007年7月期间，我们在VLTI的VLTI仪器上获得了13个中红外干涉仪，涵盖了四个周期内的脉动相位0.45-0.85。数据建模与辐射转移模型的尘埃壳的中央恒星强度分布描述了一系列的无尘动力学模型大气的基础上自激脉动模型。我们研究了两种尘埃，硅酸盐和氧化铝颗粒。我们进行了模型模拟，使用模型相位和尘埃壳参数的变化，以调查我们的光度和干涉数据的预期变化。观测到的可见度光谱没有显示出任何变化的迹象，作为脉动相位和周期的函数。所观察到的光度测定光谱可以指示在1-2个标准偏差水平下的周期内和周期间变化。我们的平均脉动相位为0.64+/-0.15的最佳拟合模型包括动力学模型大气M21 n（T_model=2550 K），光球角直径为7.6+/-0.6质量，硅酸盐尘埃壳层光学厚度为2.8+/-0.8，内半径为4.1+/-0.7 R_Phot，密度分布的幂律指数为2.6 ± 0.3。添加Al 2 O3防尘壳并没有改善模型拟合。光球的角直径对应于半径520^+230_-140 R_sun和有效温度~ 2420+/-200 K。我们的建模模拟证实，在我们的不确定性范围内，预计RR Aql在中红外波长处的可见度不会发生显著变化。我们的结论是，我们的RR Aql数据可以描述由硅酸盐尘埃壳包围的脉动大气。脉动对中红外通量和能见度值的影响预计分别小于约25%和20%，并且在我们的测量不确定度…
On Polar Magnetic Field Reversal in Solar Cycles 21, 22, 23, and 24
太阳的极地磁场在太阳黑子活动最活跃的时候会改变极性。分析了第21 - 24太阳周的极性反转期。在第24太阳活动周，北半球出现了三次反转，其余的都是一次反转。时代的极性反转从测量的Wilcox太阳天文台（WSO）进行了比较，当反转完成在N-和S-半球。反转时间与半球太阳黑子活动和日光层电流片（HCS）倾斜进行了比较。结果发现，反转发生在第21和23周的太阳黑子活动最大值的时期，在第22和24周的相应的最大值之后，以及在WSO计算的最大HCS倾斜之后的一至两年。第21、22、23和24太阳活动周的反转分别在0.6、1.1、0.7和0.9年后首先在北半球完成，然后在南半球完成。近极纬度\pm（55-90）^ \circ的极性反转比相应半球极性反转完成的时间早0.5 - 2.0年。利用最大平滑WSO极场作为前兆，我们估计太阳活动周期25的振幅将达到116 \pm 12的值平滑的每月太阳黑子数，并将与当前周期的振幅等于116.4。
Solar cycle prediction
回顾了太阳活动周期的预测方法及其性能，包括对第25周的早期预测。审查的重点是那些方面的太阳周期预测问题，发电机理论的影响。审查的范围进一步限于预测不迟于给定周期开始后即将到来的太阳活动极大期的振幅（以及可选的历元）的问题。在过去几个太阳活动周期的总体表现中，前兆方法显然优于外推法。在过去的几个太阳活动周期中，有一种方法一直在正确的范围内产生预测，这就是极场前兆。然而，一些外推方法可能仍值得进一步研究。以模型为基础的预测正迅速发挥作用，尽管没有长期的证明记录，但社区对他们的预测越来越有信心。
Multiple dynamo modes as a mechanism for long-term solar activity variations
太阳磁场活动既有平滑的长期变化，如现代大极大期，也有相当突然的下降，称为大极小期。对流驱动发电机的直接数值模拟（DNS）提供了一种研究这些事件背后机制的方法。在这项工作中，我们分析了一个类似太阳的DNS的解决方案，该解决方案已经进化了大约80个4.9年的磁周期，在此期间检测到不规则行为的时代。我们分析的重点是寻找这种行为的物理原因。DNS采用的是一个半全球（楔形）磁对流模式。对于数据分析，我们使用Encourage经验模式分解（EEMD）和相位色散（$D^2$）方法。DNS的一个特殊性质是在不同深度和纬度存在多个发电机模式。主导模式是类太阳模式。该模式伴随着表面附近的高频模式和对流区底部的低频模式。发电机解决方案的整体行为是非常复杂的表现出可变的周期长度，时代的干扰，甚至停止表面活动，和强烈的短期半球不对称性。令人惊讶的是，最突出的抑制表面活动时期实际上是全球磁能最大值。我们解释的整体不规则的行为是由于不同的发电机模式显示不同的赤道对称性的相互作用，特别是平滑的部分的不规则的变化与模式的强度的变化，演变与不同的和可变的周期长度。突然的低活动时期在占主导地位的发电机模式附近的表面是一个强大的最大值的底部环向场强度，这会导致突然的干扰，特别是在差分旋转剖面通过抑制的雷诺应力。
Solar Rotation Rate During the Cycle 24 Minimum in Activity
第24太阳活动周的极小期在持续时间和异常低的活动水平方面与大多数其他极小期有很大不同。使用现有的日震数据，涵盖时代的最低周期23到现在，我们研究的差异，太阳自转的性质之间的最低周期23和24。我们发现，有显着差异的旋转速率在两个极小。在带状流型上也存在差异。我们发现赤道附近的快速旋转带在2005年左右分叉，到2008年又重新合并。该行为与循环23最小期间的行为不同。通过将带状流模式与时间偏移进行自相关，我们发现，就太阳动力学而言，第23个太阳活动周持续了11.7年，与Howe等人的结果一致。自相关系数也证实了带状流型贯穿对流区。
Solar cycle variations in the growth and decay of sunspot groups
我们分析了格林威治（1874-1976）和太阳光学观测站网络（1977-2011）关于太阳黑子群的数据。光斑群面积的日变化率是利用光斑群在其生命期内任何连续两天的观测历元之间的差异以及光斑群在这些历元的校正后的整个光斑面积之间的差异来计算的。光斑群面积日变化率的正/负值代表光斑群的增长/衰减率。我们发现，在一个给定的时间间隔（比如一年）内，生命时间>或= 2天的黑子群的增长和衰减总量与同一时间间隔内的活动量密切相关。我们还发现，在对应的连续日的第一天，黑子群的衰减率和面积的对数值之间存在相当好的相关性和近似线性关系，这在很大程度上表明大/小面积（磁通量）以较快/较慢的速率减小。线性关系的斜率存在长期变化（约90年）。黑子群衰变的太阳周期变化可能与相应的太阳高能现象如太阳耀斑活动的变化有很强的关系。黑子群的衰变也可能对太阳总辐照度和太阳活动变化之间的相干关系有重要贡献。
Acoustic Mode Frequencies of the Sun during the Minimum Phase between Solar Cycles 23 and 24
我们调查的空间和时间变化的高度模式的频率计算超过本地化的太阳区域在太阳活动周期23和24之间的扩展最低阶段。相对于空间平均在太阳盘上测量的频移表明，在低活动阶段的频移和磁场强度之间的相关性是弱的。相对于最小活动期计算的磁盘平均频移也揭示了与不同活动指数的适度相关性，最大线性相关性约为72%。从不同纬度带的频率变化的调查，我们没有找到一个共识的周期开始的太阳活动周24。对应于北半球大部分纬度和赤道以南30度的频移表明，最小的历元是2008年2月，这比从太阳活动指数推断的要早。
Analysis of the Solar Flare Index for Solar Cycles 18-24: Extremely Deep Gnevyshev Gap in the Chromosphere
本文分析第18–24太阳活动周SFI，发现其第一主成分存在极深GG，并量化耀斑对IMF与Ap指数的快速及滞后响应。
Variation of global and local flows in the solar convection zone during activity cycles 24 and 25
基于2010-2024年日震数据，研究了太阳对流区流动，发现巨细胞尺度结构呈经向拉长，流动谱功率与活动水平在浅层反相关、深层正相关，并追踪了22年纬向流周期及第25周中清晰的次生子午流。
An updated discussion of the solar abundance problem
我们讨论了新一代标准太阳模型（SSM），巴塞罗那2016或简称B16，与日震和太阳中微子数据的一致性水平，证实了基于太阳大气的精细三维流体动力学模拟，实现AGSS 09 met表面丰度的模型不会再现日震约束。我们澄清，这个太阳能丰度的问题可以同样解决的太阳等离子体的组成和/或不透明度的变化，因为金属丰度的变化所产生的影响是等同于通过适当的修改所产生的太阳不透明度的配置文件。我们讨论了在CNO循环中产生的中微子对于消除成分不透明度简并的重要性以及未来探测的前景。
Evidence of solar-cycle related structural changes in the solar convection zone
虽然确定与太阳周期有关的太阳动力学变化相对容易，但确定太阳深层结构的变化已被证明是困难的。通过使用日震数据获得了两个太阳周期，并牺牲分辨率有利于较低的不确定性，我们表明，有显着的变化，在太阳对流区，甚至低于it. Using MDI数据，我们发现一个相对的平方声速差$(2.56\pm 0.71)\times 10^{-5}$在对流区的基础之间的最大太阳周期~23和周期~23和24之间的最小值。使用HMI数据获得的循环~24最大值的声速差平方为$(1.95\pm 0.69)\times 10^{-5}$。GONG的数据支持这些结果。我们还发现，随着太阳变得更加活跃，太阳对流区中的声速与其下方的声速相比会降低。我们发现的证据的变化的径向导数的声速差异之间的太阳极小期和其他时代的对流区的基础上，这意味着可能的对流区的基础的位置的小的变化，但是，结果是太嘈杂，使任何明确的估计的变化。
Corrections of Sun-as-a-star p-mode frequencies for effects of the solar cycle
太阳的p模频率随太阳活动而变化。在比较从跨越太阳周期不同区域的历元观测到的频率时，考虑到这一点很重要。我们提出的细节，如何正确观察到的p-模式频率的太阳周期的影响。我们描述了三种类型的校正。第一个允许模式频率被校正到标称活动水平，如典型的安静太阳水平。第二个帐户上观察到的模式频率，功率和阻尼率的不断变化的太阳周期的影响，是有关的频率从很长的数据集。第三个修正了太阳作为恒星的观测没有看到所有的模式。这三个校正程序的适当组合允许从不同的数据集获得的频率进行比较，并使太阳内部的活动无关的反演。作为如何应用校正的一个例子，我们描述了那些用于产生一组确定的太阳作为一个明星的频率。
$α$ Centauri revisited: 2nd epoch ALMA observations
对亚毫米级恒星的观测研究最近才开始，主要是由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）实现的。这种辐射从正常MS星的发射机制和它的物理意义的外层大气层是激烈的当代研究的主题。我们以前的ALMA观测半人马座α双星系统检测到的submm发射起源于这些太阳型恒星的色球层。另一个时期的观测旨在进一步描述这些大气层及其随时间的变化。两个时期数据的比较应为更先进的理论建模提供基础。在第4周期，这两颗恒星再次在与第2周期相同的波段被探测到。这些早期的数据表明，SED向更长的波长变平。现在，SED在整个频率范围（90至675 GHz）内表现出单一频谱斜率。循环4的SED可以通过形式为S（f）~f^a的幂律拟合，其中α Cen A的a=1.76+/-0.01，α Cen B的a=1.71+/-0.02。此外，我们的目标是澄清最近发现的U源的状态及其与α Cen系统的关系。U源的自行数据应建立其与α Cen系统的关系，U的亚毫米SED应提供有关其物理性质的信息。对于U源，其自行的上限比α Cen的pm小得多，这基本上排除了与双星的任何物理关系。对于，U的ALMA-SED适用a=2.55+/-0.14。如果U的辐射是由尘埃产生的，那么它的不透明度指数b=a-2大约是0.5，这表明它的颗粒尺寸大于星际介质的颗粒尺寸，其中b（ISM）~2），但与在环星盘中发现的颗粒尺寸相当。
Deciphering Solar Magnetic Activity. The Solar Cycle Clock
太阳的变化是由磁化系统的进展和相互作用控制的，这些磁化系统形成了22年的磁活动周期（“黑尔周期”），从它们的原点$\sim$ 55度纬度到赤道，经过$\sim$ 19年。我们将讨论这一进程的终点，被称为“终结者”事件，以及我们诊断它们的方法。基于海尔磁周期的终止，我们构建了一个新的太阳活动“时钟”，它将所有的太阳磁活动映射到一个单一的归一化历元。终结者出现在这个时钟上的相位$0 * 2π$（根据定义），然后太阳极场反转开始于$\sim0.2 * 2π$，地磁安静间隔以太阳极小期为中心，开始于$\sim0.6 * 2π$，结束于终结者，持续归一化周期长度的40%。随着这种被称为“前终结者”的静止期的开始，太阳显示出活动区域复杂性的急剧降低，并且（像终结者事件一样）与太阳射电通量穿过F10.7=90 sfu的时间有关-有效地标志着太阳最小条件的开始。在本文中，我们使用的终结者为基础的时钟来说明一系列的现象，进一步强调的强相互作用的全球尺度的海尔周期的磁系统。arXiv：2010.06048是一篇配套文章。
The Evolving Magnetic Topology of $τ$ Boötis
我们提出了六个时代的光谱偏振观测的热木星托管恒星$τ$牧夫座，扩展了特殊的前多年的数据集，其大规模的磁场。我们的研究结果证实，$τ$牧夫座的大规模磁场周期性变化，并观察到两个进一步的磁场逆转; 2013年12月和2014年5月之间和2015年1月和3月之间。我们还表明，该领域的演变，在广泛的太阳型的方式相比，其他F型恒星。我们进一步提出了新的结果，表明色球活动周期和磁活动周期是相关的，这将表明一个非常快速的磁循环。作为长期磁场演化的典范，$τ$牧夫座和这一长期监测活动为研究恒星磁循环提供了一个独特的机会。
Signature of Extended Solar Cycles as Detected from Ca II K Synoptic Maps of Kodaikanal and Mount Wilson Observatory
近年来，通过观测替代物（主要是极紫外线）研究延长太阳活动周（ESC）的活动又重新兴起。但它们中的大多数仅限于基于太空的时代，仅涵盖大约两个太阳周期。长期的历史数据集值得检查ESC的一致性。Kodaikanal Solar Observatory（KSO）和Mount Wilson Observatory（MWO）分别是1907-2007和1915-1985年两个主要的长期Ca II K数字化分光日像图来源。在这项研究中，我们检测超颗粒边界，通常被称为网络，使用卡林顿地图从KSO和MWO数据集。随后，我们排除了谱斑区域，仅考虑安静太阳（QS），并通过QS网络上的强度阈值来检测小尺度明亮特征。这些特征的垂直密度被我们命名为“网络亮元”（NBE），可以清楚地描绘出存在着重叠的周期，其中向赤道的分支从纬度$\approx 55^{\circ}$开始，大约需要$15\pm1$年才能到达赤道。我们进行了叠加历元分析，以描绘这些延长的周期的相似性。知识，这种赤道病房带的相互作用，为几个周期，可能会提供关键的限制太阳发电机模型。
Solar Modulation of Cosmic Rays during the Declining and Minimum Phases of Solar Cycle 23: Comparison with Past Three Solar Cycles
我们研究太阳调制银河宇宙射线（GCR）在深太阳极小期，包括下降阶段，太阳活动周期23和比较的结果，这一不寻常的时期与以前的太阳活动周期20，21和22的类似阶段期间获得的结果。这些周期包括两个历元，每个历元的负极性和正极性的日光层磁场从北极地区的太阳。除了宇宙射线数据，我们利用同步太阳和行星际等离子体/场数据，包括日光层电流片的倾斜角。我们研究了宇宙线强度的同时变化和太阳/行星际参数的下降和最低阶段的第23周。我们将这些关系与前三个太阳周期中相同阶段的关系进行比较。我们在太阳活动周期23的极小期观测到宇宙线调制的某些特殊特征，包括创纪录的高GCR强度。我们发现，在这个不寻常的最低值，GCR强度与太阳黑子数的相关性差（R = -0.41），行星际磁场（R = -0.66），更好的太阳风速度（R = -0.80）和日光层电流片的倾斜角（R = -0.92）更好。在我们看来，这不仅是扩散或漂移，但太阳风对流是最有可能的额外影响，负责在太阳活动周期23的深最低期间观察到的创纪录的高GCR强度。
The luminosity constraint in the era of precision solar physics
光度约束是一个非常精确的关系，它将太阳以光子形式释放的能量与太阳中微子通量联系起来。这种关系是控制太阳内部能量产生和传输的物理过程的直接结果，对于太阳中微子的研究非常重要，并且对于从CNO循环中寻找中微子具有特殊作用，最近Borexino合作组织宣布首次探测到具有5 $σ$意义的中微子。在这里，我们修改了光度约束，讨论和验证其基本假设，根据最新的太阳中微子和光度测量。我们概括了目前制定的光度约束关系，使它可以很容易地用于未来的太阳中微子数据分析，我们提供了一个具体的应用程序显示CNO和PP中微子通量之间的联系。
Deciphering Solar Magnetic Activity: 140 Years Of The `Extended Solar Cycle' -- Mapping the Hale Cycle
我们调查的“扩展太阳周期”（ESC）的发生，因为它发生在主机观测数据跨越140年。调查日冕，色球，光球和内部诊断，我们开发了一个一致的图片太阳活动迁移与22年的海尔（磁）周期使用叠加时代分析（SEA）使用以前确定的海尔周期终止事件的关键时间SEA。我们的分析表明，ESC和海尔周期，突出的终端键控SEA，是强烈的经常性在整个观测记录研究，约140年。将同样的SEA方法应用于太阳黑子记录，证实了蒙德的蝴蝶图案是潜在的海尔周期的一个子集，强烈表明太阳黑子的产生不是海尔周期的基本特征，但ESC是。ESC（和黑尔循环）图案突出了55 \degree \纬度在太阳磁场演化和可能产生中的重要性。
Evolution of Coronal Mass Ejection Properties through Superposed Epoch Analysis from 0.2 to 2.2 au
基于HELIO4CAST目录中1600多个事件，利用叠加历元分析研究0.2至2.2 au范围内日冕物质抛射的全局性质，发现活跃期CME更快、磁场更强，而宁静期密度更高但磁场较弱，且磁场强度与分量的幂律衰减表明各向同性膨胀，前-后比随日心距离增加。
The Instantaneous Response of Geomagnetic Field, near-Earth IMF and Cosmic-Ray Intensity to Solar Flares
通过叠加历元分析，研究发现太阳耀斑后近地质子通量迅速响应，而地磁指数和宇宙线强度滞后2-3天，且响应幅度随太阳周期强度变化。
Evidence of non-Solar elemental composition in the clocked X-ray burster SRGA J144459.2$-$604207
本研究针对新发现的时钟型X射线暴源SRGA J144459.2$-$604207的异常光变特征，通过多区模型计算证实其具有非太阳元素组成，为中子星及双星演化研究提供了新线索。
27-day Variation of the Three Dimensional Solar Anisotropy of Galactic Cosmic Ray: 1965-2014
研究了1965-2014年三维（3D）银河宇宙线（GCR）各向异性的27天变化的时间评估。根据中子监测器和名古屋μ子望远镜的数据，得到了三维各向异性矢量。我们分析了（1）黄道平面内的二维（2D）GCR各向异性和（2）垂直于黄道平面的南北各向异性的27天变化。研究了2D GCR各向异性的27天变化的时间线，我们证实，在太阳活动的最低时期的平均振幅是极性相关的，因为它是从漂移理论的预期。在负极性时期的振幅是较小的，正如我们以前所示。在1965-2014年的27天变化中，可以看到与太阳周期相关的弱11年变化和与太阳磁周期相关的强22年变化模式。我们发现，27天的变化的GG指数（是南北不对称性的措施）根据太阳周期的变化与11年的周期，是在良好的协议与27天的变化的GCR各向异性的IZMIRAN组计算的组件的At。详细分析了2007-2008年第23周太阳活动极小期和2013-2015年第24周太阳活动极大期。在第24太阳周，利用名古屋望远镜资料计算的GG指数与行星际磁场（IMF）的By分量有很好的相关性，并显示出明显的周期性变化。
No evidence for synchronization of the solar cycle by a "clock"
太阳活动周期的长度波动很大。相应的周期相位的时间演化，即活动最小或最大的时期与严格的周期性的偏差，提供了有关周期性磁活动的物理机制的相关信息。一个基本的严格周期性过程（类似于一个完美的“时钟”），观察者看到一个完美的时钟和一个小的随机相位扰动的叠加，导致观测的长期相稳定性。如果周期是由绕轨道运行的行星引起的潮汐或太阳辐射内部的假设扭转振荡同步的话，这种行为是可以预期的。或者，在没有这种同步的情况下，相位波动积累和随机行走的相位enquiry，这是一个典型的属性随机扰动发电机模型。基于太阳黑子记录和由宇宙成因C14重建的太阳活动周，我们进行了严格的统计检验，以破译是否存在相位同步或随机游走。在95%（来自太阳黑子数据的28个周期）和超过99%（从C14重建的84个周期）之间的显著性水平上拒绝同步，而相位中随机游走的存在与所有数据集一致。这一结果强烈支持随机扰动发电机模型与小周期间的记忆。
Multi-Observatory Research of Young Stellar Energetic Flares (MORYSEF): X-ray Flare Related Phenomena and Multi-epoch Behavior
本研究作为MORYSEF多天文台项目的一部分，利用钱德拉等多台望远镜数据，分析了猎户座主序前恒星X射线耀斑的特性、多历元行为及与恒星参数的关联，发现兆级耀斑具有普遍性。
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