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
The Magnetic Field in the Solar Atmosphere
这份出版物提供了太阳大气层中磁场的概述，重点放在日冕上。太阳磁场将太阳内部与太阳的可见表面及其大气层耦合起来。它也是所有太阳活动的众多表现形式的原因。因此，日冕物质抛射和耀斑等动态现象是由磁驱动的。此外，该场在加热太阳色球层和日冕以及加速太阳风方面也起着至关重要的作用。我们的主要重点是在太阳上层大气的磁场，使光球和色球的磁结构主要讨论相关的更高的太阳层。此外，对太阳大气和活动的讨论仅限于与磁场直接相关的那些主题。在简要介绍了太阳磁场的一般情况及其全球结构之后，我们详细讨论了活动区、宁静太阳和冕洞的磁场。
2014-10-15 astro-ph.SR
Iron abundance in the atmosphere of Arcturus
根据对铁丰度敏感的弱谱线的剖面或剖面区域，确定了大角星大气中铁的丰度。用MARCS大气理论模型合成了Fe Ⅰ和Fe Ⅱ的选定谱线。根据Hinkle和Wallace（2005年）的图集中提供的高光谱分辨率谱线观测剖面，获得了大角星的铁丰度值$A = 6.95 \pm 0.03$和径向-切向宏观湍流速度值$5.6 \pm 0.2$ km/s。太阳作为恒星时也有同样的物理量，分别是$7.42 \pm 0.02$和$3.4 \pm 0.3$ km/s。大角星的铁丰度相对于太阳铁丰度，用微分法测定为[Fe/H] $=-0.48 \pm 0.02$。
2015-09-05 astro-ph.SR
Project VeSElkA: results of abundance analysis for HD53929 and HD63975
VeSElkA项目（元素丰度垂直分层）已经启动，目的是探测和研究化学性质特殊的恒星大气中元素丰度的垂直分层。在流体动力学稳定的恒星大气中，由于原子扩散引起的元素迁移，会发生异常层化。从VeSElkA样本中选择了两颗HgMn星，HD 53929和HD 63975，并使用ZEEMAN 2代码进行了分析，目的是检测一些丰度特性。本文介绍了最近用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS偏振分光光度计观测到的HD 53929和HD 63975的丰度分析结果。在这两颗恒星的大气中发现了磷垂直分层的证据。在这两种情况下，磷丰度强烈增加向表层。这两颗恒星大气中Mn的强烈过剩证实了它们是HgMn型恒星。
2018-03-13 astro-ph.SR
Abundances of Na, Mg, and K in the atmospheres of red giant branch stars of Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc中32颗RGB恒星大气中Na、Mg和K的丰度，目的是研究Na-K和Mg-K相关/反相关的可能存在，类似于最近在另外两个GGC（NGC 2419和2808）中发现的相关。K，Na和Mg的丰度测定使用高分辨率2DF光谱获得的AAT。一维NLTE丰度估计是使用一维流体静力学ATLAS 9模型大气和用MULTI软件包合成的谱线剖面获得的。我们还使用了三维流体动力CO5BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算三维-一维LTE丰度修正，$Δ_{\rm 3D-1D~LTE}$，用于我们研究中使用的钠，镁和钾的谱线。这些丰度校正被用来了解对流在形成谱线中的作用，以及估计与三维流体动力学和一维流体静力学模型大气中获得的丰度的差异。在我们的RGB恒星样本中，由于恒星与恒星之间的丰度差异，元素与铁的平均丰度比及其RMS变化为$\langle{\rm [Na/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.42\pm0.13$、$\langle{\rm [Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.41\pm0.11$和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.05\pm0.14$。我们发现，在这里研究的三种元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，没有丰度的趋势，从集群中心的距离，也没…
2017-07-27 astro-ph.SR
VeSElkA: Vertical Stratification of Element Abundances in CP stars
一部分的上主序星，称为化学特殊（CP）星，显示出显着的丰度异常，主要是由于这些恒星的恒星大气中的化学元素的原子扩散。缓慢旋转的CP星可能有流体动力学稳定的大气层，其中引力和辐射力之间的竞争导致原子扩散，这可能是CP星中观察到的丰度特性的原因。最近，VeSElkA（元素丰度垂直分层）项目启动，旨在探测和研究CP星大气中元素丰度的垂直分层。本文介绍了最近用ESPaDOnS对几颗慢转CP星（V $\sin{i}$ <40 km/s）进行丰度分析的结果。在HD~22920、HD~41076、HD~95608、HD~116235、HD~148330和HD~157087的恒星大气中发现了几种化学元素垂直丰度分层的特征。
2020-03-05 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. V. Oxygen abundance in the metal-poor giant HD 122563 from OH UV lines
虽然氧是早期星系演化的重要示踪物，但在[Fe/H] <-2.5时，其丰度与金属丰度的趋势仍然相对知之甚少。这部分是由于缺乏可靠的贫金属恒星氧丰度指标，部分是由于一维LTE丰度分析的缺点。在这项研究中，我们确定了贫金属晕巨星HD 122563使用三维流体动力学CO 5 BOLD模式大气中的氧丰度。我们的主要目标是了解3D LTE分析是否有助于提高从OH UV线确定的氧丰度的可靠性，与使用标准1D LTE方法获得的氧丰度相比。使用位于308-330 nm波长范围内的71条OH UV线测定HD 122563中的氧丰度。分析是使用高分辨率VLT UVES光谱与一维LTE谱线合成使用SYNTHE包和经典的ATLAS 9模型大气。随后，一个三维流体动力CO 5 BOLD，和一维流体静力LHD模型的气氛中使用，以计算3D-1D丰度校正。为此，与一维LHD模式大气中使用的微湍流速度来自流体动力学CO 5 BOLD模式大气。在以前的研究中，我们发现的1D LTE氧丰度的趋势确定从OH UV线与线参数，如线激发电位和线强度。这些趋势在3D LTE中变得明显不那么明显。使用OH UV线，我们确定HD 122563中的3D LTE氧丰度为A（O）= 6.23 +/- 0.13。这与从OH IR线获得的氧丰度A（O）= 6.39 +/-0.11相当一致，但它明显低于使用禁[OI]线确定的氧丰度A（O）= 6…
2016-11-10 astro-ph.SR
Three-dimensional abundance distributions in ApBp star atmospheres: non-axisymmetric magnetic geometry
在过去，磁性ApBp星大气的数值模型只处理中心偶极磁场的几何形状。这些模型包括原子扩散，根据局部磁场强度和相对于表面法线的方向对金属的丰度进行分层。然而，大多数观测良好的恒星的磁随旋转相位的变化表明，这种假设过于简单。在这项工作中，我们首次建立了一个三维（3D）模型与丰度分层所产生的原子扩散的16种金属，采用非轴对称的磁场几何形状的灵感来自一个真正的ApBp星的配置。我们发现，化学元素在所有三个维度上都以复杂的模式分布，远离简单的环，这些环被认为是假设完美中心偶极磁性几何结构的计算中的主要丰度结构
2017-02-27 astro-ph.SR
The role and contribution of magnetic fields, characterized via their magnetic flux, to the statistical structuring of the solar atmosphere
太阳高层大气异常加热是现代天文学的八大关键问题之一。此外，太阳大气层结是太阳物理中一个突出的关键问题。在这项研究中，发现一个热的蝴蝶状图案穿过色球层到达日冕，日冕正好位于光球层中太阳黑子的磁性蝴蝶图案的顶部。因此，我们建议引入术语蝴蝶体来描述三维大气中的蝴蝶图。此外，我们还讨论了不同层的极性增亮现象。在光球层和色球层中，它与太阳活动周期统计上是反相的，而在日冕中，它与太阳活动周期统计上是同相的。因此，我们描述了不同的磁通量强度的太阳磁性元素的作用和关系，以解释在太阳周期的蝴蝶体的太阳大气的统计结构。
2022-09-28 astro-ph.SR
A self-consistent empirical model atmosphere, abundance and stratification analysis of the benchmark roAp star alpha Circini
化学奇特（CP）星是研究化学元素微观扩散过程的独特天然实验室。在重力和辐射压的影响下，元素的分凝导致CP星大气中出现强的丰度梯度。因此，这些天体的大气温度-压力结构可能与丰度均匀的正常恒星的大气层有很大差异。在这项研究中，我们进行了一个自洽的，经验模型大气研究的最明亮的快速振荡Ap星α Cir。我们占模式大气计算中的化学分层和评估的重要性，非均匀的垂直元素分布的模式结构，能量分布和氢线配置文件。基于35种元素的52种离子的化学丰度分析，4种元素（Si，Ca，Cr和Fe）的分层建模和随后的大气结构的重新计算的迭代过程，我们推导出一个新的模型大气的α Cir，这是与推断的大气化学的恒星。我们发现Teff=7500 K，logg=4.1，并表明，化学分层模型结构上有显着的影响，并修改氢巴耳末线的形成。我们用光谱测定的α Cir的Teff与这颗恒星的基本有效温度一致。这表明，在冷磁CP星的详细光谱分析推断的温度不受大的系统偏差。
2009-03-20 astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
The Solar Photospheric Nitrogen Abundance: Determination with 3D and 1D Model Atmospheres
我们提出了一个新的太阳氮丰度的测定利用太阳光球的三维流体动力学模型，这是更物理的动机比传统的静态一维模型。我们选择了合适的原子谱线，依靠等效宽度测量已经存在于文献中。对于大气建模，我们使用了co 5 bold 3D辐射流体动力学代码。我们研究了偏离当地热力学平衡（非LTE效应）和光球不均匀性（颗粒效应）对丰度的影响。我们还比较了几个图集的太阳通量和中心盘强度目前可用。作为我们分析的结果，光球太阳氮丰度为A（N）= 7.86 +/- 0.12。
2009-12-02 astro-ph.SR
Abundances and search for vertical stratification in the atmospheres of four HgMn stars
利用高分辨率、高信噪比的紫外可见光谱资料，我们对4颗HgMn星（HD 71066、HD 175640、HD 178065和HD 221507）进行了详细的光谱分析。利用光谱合成方法，得到了16种元素的22种离子的平均光球化学丰度。我们发现我们的衍生丰度和以前发表的其他作者之间的协议。对于5个元素，目前有足够数量的合适的线，我们试图通过分析作为光学深度的函数导出的丰度的依赖性来检测垂直化学分层。对于大多数元素和大多数恒星，我们没有发现化学分层的证据，其典型的3σ上限为Δ \log N_elem/N_tot~0.1-0.2 dex/单位光学深度。然而，对于锰在大气中的HD 178065，我们发现令人信服的证据分层。使用Mn丰度的两步模型对谱线剖面进行建模，得到局部丰度在光学深度范围log τ_5000=-3.6至-2.8内近似线性变化约0.7 dex。
2010-02-17 astro-ph.SR
Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD101065
在已知的Ap星中，HD 101065可能是最有趣的天体之一，它展示了非常丰富的稀土元素（REE）光谱。这颗恒星的光度参数非常特殊，任何现代理论计算都无法完全重现，即使是那些解释其大气层化学的计算。在这项研究中，我们调查的作用，失踪稀土线不透明度和准确的丰度和化学分层分析的基础上构建一个自洽的大气模式。我们采用LLmodels恒星模式大气程序，结合DDAFit和SynthMag软件包，推导了52种化学元素的均匀和分层丰度，并构建了一个自洽的HD 101065大气模型。通过最新的大量理论计算，详细地解释了稀土元素谱线的不透明度。结果表明，REE元素在HD101065大气辐射能量平衡中起着关键作用，导致了与正常恒星不同的Balmer跃迁和能量再分配的强烈抑制。引入新的稀土元素谱线列表使我们能够首次重现HD 101065的光谱能量分布，并在异常小的观测Strömgren c1指数与模型预测之间实现了更好的一致性。结合光度法和光谱法，根据丰度和分层分析的迭代过程，我们得到HD 101065的有效温度为Teff=6400K。
2010-04-01 astro-ph.SR
The formation of strong electric fields and volumetric charges in the Solar atmosphere
太阳大气中发生的过程多种多样，取决于许多重要因素。例如，从磁场，它们的突然变化，从物质的排放从太阳深处，冲击波和等离子体喷流的分布，等等。本文描述了模型的形成的带电体积的气体在太阳大气中，这是所谓的太阳“风暴云”，通过类比地球风暴云。该模型将基于电离平衡理论和Saha方程。
2012-12-10 astro-ph.SR
Effective temperatures, rotational velocities, microturbulent velocities and abundances in the atmospheres of the Sun,. HD1835 and HD10700
我们描述我们的程序来确定有效的温度，旋转速度，微湍流速度，和化学丰度的大气中的太阳类恒星。我们使用独立的铁丰度测定，使用所观察到的Fe I和Fe II原子吸收线的拟合。我们选择最好的解决方案，从适合这些光谱特征的模型大气，提供了最好的信心，在确定的日志N（Fe），Vt，和vsini。首先，我们计算了一组采用的微湍流速度的铁的丰度。为了确定最自洽的有效温度和微湍流速度在任何恒星的大气中，我们使用了一个额外的约束条件，我们最大限度地减少依赖的衍生丰度的Fe I和Fe II的激发电位的相应线路。我们分析了太阳和两个著名的太阳型恒星，HD 1835和HD 10700的光谱，以确定它们的丰度，微湍流速度和旋转速度。对于太阳，从其吸收特征的拟合中获得的元素丰度与太阳的已知值吻合得足够好（+/- 0.1 dex）。我们确定了太阳作为恒星的光谱的旋转速度vsini = 1.6 +/- 0.3 km/s。在5807/4.47/+0.2和微湍流速度Vt = 0.75 km/s的模式大气中，对HD 1835，得到了Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线log N（Fe）=+0.2的自洽解，并得到vsini = 7.2 $\pm$ 0.5 km/s。对于HD 10700，采用5383/4.59/-0.6的模式大气和微湍流速度Vt = 0.5 km/s，得到自洽解log N（Fe）= -4.93。Fe I和Fe II谱线产…
2012-02-07 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. III. Line formation in the atmospheres of giants located close to the base of RGB
我们利用最先进的三维流体动力学和经典的一维恒星模型大气来研究对流对位于红巨星分支RGB底部附近的四颗红巨星大气中各种原子和分子谱线形成特性的影响（$T_{\mathrm eff}\approx5000$ K，$\log g=2.5$），并通过四种不同的金属度表征，[M/H] = 0.0，-1.0，-2.0，-3.0。对流在谱线形成中的作用借助于丰度校正来评估，即，在3D和1D模型大气中，对于特定谱线的给定等效宽度预测的丰度差异。我们发现，对于某些中性原子的线，丰度修正强烈地依赖于给定的模型大气的金属丰度和线激发势。虽然在太阳金属丰度下，中性元素和电离元素的所有谱线的丰度修正值都很小，但对于电离势低、$χ$从低到中的中性元素谱线，它们会随着金属丰度的降低而迅速增加，极端值达到-0.6. 0.8德克斯在所有这些情况下，大的丰度校正是由于在三维流体动力学模型中的水平温度波动。分子谱线的绝对改正对下垫面模式大气的金属丰度非常敏感，在[M/H] = -3.0（CO为-1.5 dex）时，绝对改正值可能大于-0.5 dex。我们还发现，在3D模型计算中的散射的近似处理导致的丰度校正，改变小于~0.1德克斯，无论是原子和分子（CO）线，相对于散射被视为真正的吸收在整个大气中的模型，与最大的差异的共振和低激发线。
2013-10-29 astro-ph.SR
New limb-darkening coefficients and synthetic photometry for model-atmosphere grids at Galactic, LMC, and SMC abundances
使用修正的对流参数和更新的不透明度分布函数计算了新的MCA 9模式网格，用于代表太阳、[M/H] =+0.3、+0.5、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）丰度的化学成分。网格覆盖T（eff）= 3.5- 50 kK，从log（g）= 5.0到有效Eddington极限。对于这些模型以及Castelli的可比“新ODF”网格，在UBVRIJHKLM、uvby、ugriz、WFCAM、Hipparcos/Tycho和Kepler通带中提供了临边变暗系数和合成测光。给出了新模型的磁通分布。说明了边缘暗化系数对所采用物理的敏感性。
2010-11-13 astro-ph.SR
On the Nature of the Chromosphere-Corona Transition Region of the Solar Atmosphere
当气体压力或浓度在整个层深上恒定时，得到了缓慢加热和快速加热的极限情况下固定加热的太阳大气中的温度和发射测量的分布。在这些条件下，温度随深度的分布由辐射损失和导热系数决定。结果表明，无论是在缓慢加热和脉冲加热的情况下，温度分布在这样一种方式，经典的碰撞热传导是有效的色球日冕过渡区的太阳大气。
2010-04-15 astro-ph.SR
The heavily polluted atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们报道了一颗新的严重污染的白矮星的发现。DAZ白矮星GALEX J193156.8+011745是在GALEX/GSC对紫外线过量天体的联合调查中确定的。在ESO NTT获得的光学光谱显示镁和硅的强吸收线和详细的丰度分析的基础上VLT-Kueyen UVES光谱揭示硅和镁的超太阳丰度，和近太阳的氧，钙和铁的丰度。总体丰度模式显示出白矮星大气层正在不断吸积的迹象。红外光谱能量分布显示，在H和K波段可能与吸积源有关的过剩。
2010-02-10 astro-ph.SR
The Influence of Solar Flares on the Lower Solar Atmosphere: Evidence from the Na D Absorption Line Measured by GOLF/SOHO
据推测，太阳耀斑对太阳大气层的最深层有影响，但这种影响的观测证据很少。使用十年的测量Na D $_{1}$和Na D $_2$夫琅和费线，测量的GOLF船上SOHO，我们表明，这光球线确实是受耀斑。个别耀斑的影响被太阳振荡所掩盖，但基于条件平均的统计分析揭示了一个清晰的信号。虽然GOLF只能探测一个单一的波长在同一时间，我们表明，两翼的钠线仍然可以比较。变化的线不对称性可以被解释为在耀斑的峰值期间来自低层太阳大气的向上的等离子体运动，随后是向下的运动。
2010-05-20 astro-ph.SR
Abundance analysis for long period variables. Velocity effects studied with O-rich dynamic model atmospheres
测量AGB星的表面丰度是研究中低质量恒星在最后演化阶段内部核合成和混合效应的重要工具。然而，AGB星的大气层会受到恒星脉动和星风发展的强烈影响，因此这些天体的丰度测定应该基于动态模型大气层。我们调查恒星脉动和质量损失的影响，选定的光谱特征（线轮廓，线强度）的外观和派生的元素丰度进行系统的比较流体静力学和动力学模型大气。在近红外范围内的高分辨率合成光谱计算的基础上两个动态模型大气（在脉动周期的各个阶段），以及网格的流体静力学COMARCS模型。在这两种情况下，原子和分子线的选择的等效宽度，并相互比较。在动态模型的情况下，所有研究的特征的等效宽度在脉动周期内变化。用一套流体静力学模式一致地再现所导出的变化是不可能的，但在特定的流体静力学大气模式的帮助下，可以很好地再现几个单独的相位和光谱特征。此外，我们表明，在等效宽度的变化，我们发现的基础上采用的动力学模型大气同意定性与观测结果的Mira R Cas在其光周期。我们的建模结果形成了一个起点，以处理强动态AGB星（即，长期变量）。
2010-04-20 astro-ph.SR
The solar photospheric nitrogen abundance. Analysis of atomic transitions with 3D and 1D model atmospheres
背景：近年来，太阳化学丰度的研究已经相当详细，因为不同的指标，即推断太阳金属丰度的差异值，一方面是借助太阳大气三维流体动力学模型进行光谱化学成分分析得出的“太阳下”光球丰度，另一方面是日震学推断的高金属丰度。目标：在以前的工作中使用CO 5 BOLD 3D流体动力学太阳模型研究了太阳氧丰度之后，我们采用了类似的方法研究了太阳氮丰度，因为该元素占整个太阳金属丰度Z的很大一部分。实验方法：我们使用的原子谱线的选择，以确定太阳氮丰度，主要依靠在文献中的等效宽度测量。我们调查的丰度分析的影响，从当地的热力学平衡（“NLTE效应”）和光球的不均匀性（“造粒效应”）的偏差。结果：我们推荐使用太阳氮丰度A（N）=7.86+-0.12，其误差线反映了线到线的散射。结论：基于CO 5 BOLD的氮和氧丰度所暗示的太阳金属丰度在0.0145<= Z <= 0.0167的范围内。这一结果是一个步骤，协调光球丰度与日震约束Z。我们最合适的估计是Z=0.0156和Z/X=0.0213。
2009-03-19 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Two-Fluid Magnetoacoustic Waves in the Solar Atmosphere
本文研究了部分电离的低层太阳大气中磁声双流体波周期的垂直变化，该双流体由离子（质子）+电子和中性（氢原子）流体组成，它们通过离子-中性碰撞耦合。这项研究可以找到波周期截止及其在太阳大气中的变化，以及建立这些截止在确定波传播条件的作用。大气层是由一个均匀的垂直磁场所允许的。我们进行数值模拟的框架中的一维（1D），双流体模型，其中平面波是由谐波驱动器在垂直离子和中性速度，操作在太阳光球的底部。我们观察到的波的激发与截止波周期除了波直接设置的驱动程序。我们还看到，由驱动器激发的一些波可以到达日冕。尽管它的局限性，如缺乏非绝热和非理想的条款和一个简单的一维结构，开发的双流体模型的太阳大气中的截止设置在太阳大气中的波的传播条件，并找到周期的波，可能携带他们的能量从太阳表面的日冕的作用，揭示了一个新的光。
2022-11-29 astro-ph.SR
Extreme Ultra-Violet Spectroscopy of the Lower Solar Atmosphere During Solar Flares
太阳光谱的极紫外线部分包含了丰富的诊断工具，用于探测太阳低层大气层对能量注入的反应，特别是在太阳耀斑的脉冲阶段。其中包括温度和密度敏感线比，多普勒频移发射线和非热加宽，丰度测量，差分发射测量剖面，连续温度和能量，等等。在本文中，我将回顾近年来使用这些技术所取得的一些进展，主要集中在研究，利用数据从日出/EIS和SDO/EVE，同时也提供了一些历史背景和总结未来的光谱仪器。
2015-05-29 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic Modeling of the Solar Atmosphere
了解太阳表面多层结构中磁场和等离子体的结构和演化是非常重要的。由于等离子体$β$较低，无力磁场是日冕的精确近似，已被广泛研究并用于模拟日冕磁结构。虽然力自由假设在日冕中得到很好的满足，但由于等离子体$β$很高，低层大气并非力自由。因此，磁流体静力学（MHS）平衡，考虑等离子体力，如压力梯度和重力，被认为是更合适的描述低层大气。本文综述了基于MHS假设的解析外推法和数值外推法，它们用于由实测磁象计算太阳大气中的磁场和等离子体。
2022-03-29 astro-ph.SR
Two-dimensional non-LTE \ion{O}{I} 777\,nm line formation in radiation hydrodynamics simulations of Cepheid atmospheres
氧丰度测量对于理解恒星结构和演化非常重要。在造父变星中测量，它们进一步提供了银河系金属丰度梯度和化学动力学演化的线索。然而，大多数造父变星的丰度分析迄今已基于一维（1D）流体静力学模型大气。在这里，我们测试了这种方法的有效性的关键氧丰度诊断，\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$ ~三线。我们进行了两个不同的造父变星大气的二维辐射流体力学模拟的二维非LTE辐射传输计算，恒星参数$T_\mathrm{eff}= 5600$ K，太阳化学成分，和$\log\,g= 1.5$和$2.0$，分别对应于9和3天的脉动周期。我们发现，2D非LTE与1D LTE丰度差异范围从$-1.0$ ~dex到$-0.25$ ~dex取决于脉动相位。2D非LTE与1D非LTE丰度差异的范围为$-0.2$ ~dex至$0.8$ ~dex。当造父变星大气最接近流体静力平衡时，丰度差异最小，对应于$0.3$到$0.8$附近的相位，我们建议观察者使用1D流体静力模型从\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$三重态导出氧丰度。
2019-04-17 astro-ph.SR
Variation of acoustic cutoff period with height in the solar atmosphere: theory versus observations
最近，Wijniewska等人用观测方法证明了在太阳大气层（包括光球层上部和色球层下部和中部）中声波截止频率随高度的变化，并指出现有的声波截止理论公式不能解释观测结果。为了再现观测到的截止值随大气高度的变化，对太阳大气中脉冲产生的声波进行了数值模拟，并利用时间波剖面的谱分析数值计算了声波截止值随高度的变化。数值计算结果与观测数据的比较表明，两者吻合较好，这清楚地表明，所得结果可用于确定背景太阳大气的结构。
2016-08-09 astro-ph.SR
Alfven Waves in the Solar Atmosphere
阿尔芬波被认为是加热太阳静止大气所需的非热能的可行传输者。大量的最新观测，从国家的最先进的设施，报告了阿尔芬波的存在范围内的色球和日冕结构。本文综述了横向扭折和扭转线性磁流体动力学（MHD）波解纠缠特性的研究进展。我们概述了简单而强大的理论，描述了它们在（非）均匀磁结构中的基本特性，这些结构非常类似于真实太阳大气的构建块。
2012-10-12 astro-ph.SR
Magneto-acoustic wave propagation and mode conversion in a magnetic solar atmosphere: comparing results from the CO5BOLD code with ray theory
我们提出了模拟磁声波在磁性，平面平行分层太阳模型大气中的传播，采用CO5BOLD代码。测试是针对两个太阳大气模型进行的，这两个模型与Cally（2007）和Schunker & Cally（2006）使用的模型相似。这两种模型的不同之处仅在于磁场的方向。定性的比较表明，数值计算结果与射线理论的结果吻合良好。的测试是在考虑到目前的数值代码的应用程序的传播到一个动态演变的磁性太阳大气的声波的能量通量的计算。为此，我们考虑频率高于声学截止频率的波。
2010-09-28 astro-ph.SR
The development of lower-atmosphere turbulence early in a solar flare
利用界面区成像光谱仪在80，000 K的温度下观测等离子体，首次对太阳低层大气中太阳耀斑湍流的发生和演化进行了前所未有的1.7 s时间尺度的观测研究。在这个时间分辨率，非热谱线加宽，表明湍流速度波动，在此温度下的耀斑发作之前，是一致的净蓝移。展宽随耀斑变亮而减小，然后以~10 s的周期振荡。这些观测结果与耀斑爆发时太阳低层大气中的湍流相一致，当它消散时，该区域会被加热。这挑战了目前标准太阳耀斑模型中能量释放和传输的观点，表明湍流部分加热了低层大气。
2018-12-24 astro-ph.SR
Abundance of zirconium in the atmospheres of red giants in Galactic globular cluster 47 Tuc
我们测定了球状星团47 Tuc中327颗红巨星分支（RGB）恒星大气中的锆丰度。一维LTE丰度从档案VLT GIRAFFE光谱，使用一维流体静力学ATLAS 9恒星模型大气和合成Zr I线配置文件计算的SYNTHE包。在RGB星样本中测得的平均锆丰度[Zr/Fe] = +0.38 +/- 0.12，与银河系场星中在该金属丰度下测得的锆丰度以及在其他银河系球状星团中观测到的锆丰度吻合得很好。
2019-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we trust elemental abundances derived in late-type giants with the classical 1D stellar atmosphere models?
本文比较了一个T_eff= 3640 K，log g = 1.0，[M/H] = 0.0的晚型巨星中各种化学物种的丰度，计算结果与经典的一维恒星大气程序的结果一致。对于这组特定的大气参数，中性原子和分子的3D-1D丰度差异通常很小，但在离子的情况下，它们可能达到0.3-0.4 dex。3D-1D差异通常在较高激发电位下变得越来越负，并且通常在光学波长范围内最大。它们的符号可以是正的也可以是负的，并且取决于给定谱线的激发电势和波长。虽然我们用这种特殊的晚型巨星模型获得的结果表明，1D恒星大气模型可以安全地使用中性原子和分子，但如果使用离子，则应小心。
2009-10-18 astro-ph.SR
The benchmark halo giant HD 122563: CNO abundances revisited with three-dimensional hydrodynamic model stellar atmospheres
我们提出了一个丰富的低金属丰度基准红巨星HD 122563的基础上现实的，国家的最先进的，高分辨率，三维（3D）模型恒星大气，包括非灰色辐射转移通过不透明度分仓与4，12，48箱。在高层大气中，48箱3D模拟达到的温度比相应的1D模型低约300 - 500 K。不透明度分级、采用的线不透明度或化学混合物的微小变化可以使光球层进一步冷却~ 100 - 300 K，并使有效温度改变~ 100 K。一个3D的本地热力学平衡（LTE）光谱分析的Fe I和Fe II线给出不一致的结果，推导出的Fe丰度，我们归因于非LTE效应和系统误差的恒星参数。我们还确定C，N和O的丰度，同时拟合CH，OH，NH和CN的分子谱带和紫外线，可见光和红外线。我们发现碳（+0.03 dex）的3D-1D丰度修正为正值，氮（-0.07 dex）和氧（-0.34 dex）的丰度修正为负值。从6300.3 nm处的[O I]线的分析中，我们得到了比分子线明显更高的氧丰度（3D中+0.46 dex和1D中+0.15 dex）。我们排除了重要的OH光解效应作为可能的解释的差异，并注意到，降低表面重力将减少分子和原子指标之间的氧丰度差异。
2017-12-21 astro-ph.SR
Radiation hydrodynamics in simulations of the solar atmosphere
几乎所有在太阳核聚变产生的能量最终都在太阳大气中辐射到太空中，而剩余的能量则以中微子的形式被带走。因此，太阳气体和辐射场之间的能量交换是大气模拟的一个重要组成部分。描述这些相互作用的方程是已知的，但是它们的解在计算上是如此昂贵，以至于它们只能在多维辐射MHD建模中以近似形式求解。在这篇评论中，我讨论了最常用的近似气体和辐射之间的能量交换的光球，色球，和日冕。
2020-02-11 astro-ph.SR
Solar System chemical abundances corrected for systematics
CI陨石与太阳光球层之间的相对化学丰度随凝结温度的变化呈现出明显的趋势。当把太阳光球的丰度与附近的太阳孪生体进行比较时，也可以看到凝结温度的趋势。我们使用这两种趋势来确定的元素丰度的流星和光球分馏的变化，并计算一组新的原始太阳系的丰度。
2014-06-02 astro-ph.SR
Interaction of convective plasma and small-scale magnetic fields in the lower solar atmosphere
在下面的简短回顾中，我们将概述一些可能的相互作用过程的低太阳大气等离子体与嵌入的小尺度太阳磁场。在介绍了这一主题之后，概述了太阳小尺度磁场元素的重要类型，重点介绍了它们的产生和演化，最后描述了这些磁场参与的最重要的过程，如磁场线的重联和磁流体动力学波的产生。这种小规模现象在太阳大气层中的发生率和全球覆盖范围平均超过主要与太阳活动区有关的爆炸性和强烈事件，因此，即使在11年太阳活动周期的较弱阶段，它们作为太阳活动的组成部分也发挥着关键作用。特别是，了解太阳活动从低层到高层大气的最佳成分可能是充分了解日冕加热的决定性因素，这是当今天体物理学中最有趣的问题之一。
2022-10-05 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
SLiM: a code for the simulation of wave propagation through an inhomogeneous, magnetised solar atmosphere
在本文中，我们描述了半谱线性MHD（SLiM）代码，我们已经编写的后续通过一个非均匀的三维太阳大气的线性波的相互作用。背景模型允许密度、温度、声速以及磁场和速度场的几乎任意扰动。我们给出了我们用来检查代码的几个测试的细节。该代码将有助于了解包括太阳黑子在内的各种太阳特征的日震特征。
2010-02-11 astro-ph.SR
Using Flare-Induced Modulation of Three- and Five-Minute Oscillations for Studying Wave Propagation in the Solar Atmosphere
我们提出了一种方法，用于诊断的物理条件，在太阳大气中使用的振荡幅度的增加，导致微小的太阳耀斑。作为一个例子，我们考虑一个B2耀斑，它导致了急剧的短暂增加的振幅在太阳大气层的低层3分钟和5分钟的振荡。增强的三分钟和五分钟振荡从大气层的下层传播到日冕。这种短的振荡列使得有可能消除在层之间的相位和群滞后的测量中产生的不确定性。此外，到达日冕的振荡放大可能会增加重复耀斑的可能性。研究小型耀斑事件中的振荡具有在准安静条件下探索大气的优势，而不是强大的耀斑，后者会对环境造成大量和长期的干扰。此外，小型耀斑比强大的耀斑更常见，这使得人们可以从更大的观测材料样本中进行选择。
2021-10-26 astro-ph.SR
The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 astro-ph.SR
Diagnostic of Spectral Lines in Magnetized Solar Atmosphere: Formation of the H\b{eta} Line in Sunspots
H $β$ $λ$ 4861.34磁力线的形成是太阳和恒星色球层磁场基本位形诊断的重要课题。具体地说，由于太阳大气中的磁场和微电场，H $β$ $λ$ 4861.34谱线发生加宽。基于非局域热力学平衡假设，讨论了模式本影大气中H $β$的形成。结果表明，模型本影色球对H_PDMATHABMM线的Stokes参数是透明的，这意味着通过H_PDMATHABMM线观测到的黑子本影磁场信号来源于太阳深层大气，其中$\lg τ_c\approx-1$（在我们计算的光球层中约300 km）。这与观测到的来自非太阳黑子区域的斯托克斯信号形成对比，后者被认为主要形成于太阳色球层。
2020-09-08 astro-ph.SR
Sodium in the Atmospheres of Thick-Disk Red Giants
用模型恒星大气的方法，从高分辨光谱中测定了10颗厚盘红巨星的大气参数和元素丰度。的[Na/Fe]丰度在大气中的研究恒星和薄盘红巨星的比较分析的结果。钠在厚盘红巨星的大气中没有薄盘红巨星的典型过剩。
2013-11-20 astro-ph.SR
Stochastic transients as a source of quasi-periodic processes in the solar atmosphere
太阳动力学和湍流发生在太阳大气层的所有高度，可以被描述为随机过程。我们提出，有限寿命的瞬态在某个地方反复发生可能会触发准周期过程中的相关结构。在这项研究中，我们开发了一个数学模型的有限寿命和随机发生的瞬态，并发现准周期过程，周期长于时间尺度的瞬态，是可检测的火车的形式本质上。我们在一个包含色球层、过渡区和日冕的经验太阳大气模型中模拟了它们的传播。我们发现，由于色球腔的滤波作用，只有声谐振器的谐振周期才能传播到高层大气，这种情况适用于太阳黑子和活动区的慢磁声波。如果大气热结构不太剧烈，声共振不起作用，则长周期振荡可以传播到高层大气。这种情况更有可能发生在极地羽流中。
2016-03-29 astro-ph.SR
Structures in the outer solar atmosphere
本文综述了太阳外层大气的结构和动力学，着重讨论了磁场所起的作用。当代的观测集中在一系列温度下的高分辨率成像，以及UV，EUV和硬X射线光谱学，表明存在广泛的时间和空间尺度，质量运动和粒子能量。通过关注色球层、日冕和太阳风的最新发展，表明小尺度过程，特别是磁重联，在决定所有区域的大尺度结构和性质方面起着核心作用。这种尺度的耦合是理解大气的核心，但对理论模型构成了巨大的挑战。
2014-12-23 astro-ph.SR
Thermal fine structure and magnetic fields in the solar atmosphere: spicules and fibrils
在太阳大气中观测到的结构和穿过它们的磁场之间的关系只有太阳光球层才知道，即使是不精确的。我们认为，一些更纤细的色球层和日冕的精细结构-特别是一些人口的针状体和原纤维-对应于在二维片状结构的翘曲，作为一种替代传统的解释方面的管状结构。这些磁片可能与磁切向不连续性有关，帕克认为这是在低β条件下自然产生的。这一建议的一些后果，如果它可以被证实，进行了讨论。
2011-02-08 astro-ph.SR
RADYNVERSION: Learning to Invert a Solar Flare Atmosphere with Invertible Neural Networks
在太阳耀斑期间，据信在日冕中发生重联，随后快速能量传输到色球层。由此产生的强烈加热强烈扰动色球结构，并引起复杂的辐射流体动力学效应。解释太阳大气层的物理性质是太阳物理学中最具挑战性的任务之一。在这里，我们提出了一种新的深度学习方法，一种可逆的神经网络，通过反演Hα和Ca II λ8542中观测到的太阳线轮廓来理解耀斑太阳大气的色球物理。我们的网络是使用耀斑模拟从一维辐射流体动力学代码RADYN作为预期的大气和线轮廓。然后将该模型应用于M1.1太阳耀斑观测的单个像素，该观测是在耀斑爆发后用SST/CRISP仪器进行的。从观测中获得的倒置大气提供了在整个太阳大气中从0-10 Mm高度范围内的等离子体的电子数密度、温度和体积速度流的物理信息。密度和温度分布似乎与预期的大气响应一致，而体等离子体速度提供了产生宽谱线所需的梯度，同时也预测了耀斑加热的预期色球蒸发。我们的结论是，我们已经教我们的新算法的物理学的太阳耀斑根据RADYN，这可以自信地用于分析耀斑数据在这两个波长。该算法也适用于一系列反问题，提供极快（$\sim$ 10 μs）的反演样本。
2019-04-29 astro-ph.SR
A self consistent chemically stratified atmosphere model for the roAp star 10 Aquilae
内容：化学奇特A型（Ap）星是CP 2星的一个亚群，具有异常的超丰度，包括Fe、Cr、Sr和稀土元素。脉动子群的Ap星，roAp星，目前理想的实验室，观察和模拟脉动签名，以及相互作用的脉动与强磁场和垂直丰度梯度。目的：基于高分辨率光谱观测和观测到的恒星能量分布，我们构建了一个自洽的模型大气，占调制的温度压力结构所造成的垂直丰度梯度，为roAp星天鹰座10（HD 176232）。我们证明，这样的分析可以用来精确地确定脉动建模所需的基本大气参数。方法：对56种鸟类的平均丰度进行计算。对于Mg，Si，Ca，Cr，Fe，Co，Sr，Pr和Nd垂直分层配置文件是经验性地使用ddafit最小化例程与磁谱合成代码EMAG一起导出的。模型大气是用LLModels代码计算的，该代码考虑了化学元素的个体丰度和分层。结果：对于最终模型，采用Teff=7550 K和log g=3.8。虽然Mg、Si、Co和Cr表现出陡峭的丰度梯度，但Ca、Fe和Sr表现出在log tau_5000=-1.5和0.5之间宽得多的丰度梯度。元素Mg和Co被认为是最分层的，而Ca和Sr显示出强烈的深度变化，丰度高达~ 6 dex。
2012-12-13 astro-ph.SR
Alfvén Reflection and Reverberation in the Solar Atmosphere
阿尔文速度[a]随高度单调增加的磁大气常被用来模拟太阳大气，至少在几个太阳半径范围内。一个常见的例子是等温大气中均匀的垂直或倾斜的磁场，其阿尔文速度是指数的。我们解决了这种大气中的内反射问题，包括时间谐波和瞬态波。人们发现，可以设计一个数学边界条件，对应于完美的吸收在无穷远，并使用这一点，许多大气中，a（x）是解析和无界目前没有内反射谐波阿尔文波。然而，除了某些特殊情况，这种解决方案是伴随着一个尾流，这可能被认为是一种反射。对于初始值问题，谐波源突然打开（并可选地关闭），也有一个相关的瞬态，通常随时间衰减为O（t-1）或O（t-1 ln t），取决于驱动器的相位。与稳态谐波解不同，瞬态反射很弱。由有限持续时间的p模式训练驱动的日冕中的阿尔文波预计会留下这样的瞬变。
2012-06-11 astro-ph.SR
Upflows in the upper solar atmosphere
在极端和远紫外波长的光谱观测显示，在太阳过渡区和日冕系统的上升流。这些上升流在宁静太阳和冕洞的网络结构、活动区的边界以及与日冕物质抛射有关的变暗区中看得最清楚。由于它们很可能与太阳风的形成和太阳高层大气的加热密切相关，因此在过去的二十年里一直受到人们的广泛关注。我们提出了这些上升流的特性的概述，介绍了它们可能的形成机制，并讨论了它们在太阳大气中的质量和能量传输的潜在作用。虽然过去的调查大大提高了我们对这些上升流的理解，但它们给我们留下了一些悬而未决的问题和未解决的问题，这些问题应该在未来得到解决。太阳轨道飞行器任务的新观测结果，丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和帕克太阳探测器可能会提供关键信息，以促进我们对这些上升流的产生，传播和传播的理解。
2021-02-07 astro-ph.SR
Generation of Electrostatic Waves via Parametric Instability and Heating of Solar Corona
在太阳大气的上层，温度急剧上升。我们研究了中性粒子运动能量转化为静电波的可能性，静电波在太阳大气上层可以衰减，其能量可以转化为太阳大气等离子体的热能。在研究太阳大气低空等离子体动力学时，我们研究了由电子、离子和中性粒子三种成分组成的等离子体的流体动力学。为了研究高振幅扰动的演化，采用了参数共振技术。导出了中性粒子运动激发的静电波的色散关系。求出了由于声波的存在而可能激发的电磁波的频率，确定了激发静电波的增量。中性粒子在电离率较低的太阳低层大气中的运动可以激发静电波。在太阳高层大气中，电离率增加，中性粒子的运动不能支持静电波，这些波会由于带电粒子的碰撞而衰减。阻尼波的能量可以转化为高层大气等离子体的热能。
2013-03-01 astro-ph.SR
Numerical simulations of multi-shell plasma twisters in the solar atmosphere
我们进行数值模拟的脉冲产生的阿尔文波在一个孤立的光球通量管，并探讨这些波的传播沿这样的磁结构，从光球，这些波被触发，太阳日冕延伸，并分析产生的磁壳。我们的太阳大气模型是通过采用基于半经验模型的温度分布和指定的弯曲磁场线，构成磁通量管，这是植根于太阳光球。太阳大气的演变是由三维，理想的磁流体动力学方程，数值求解的FLASH代码。我们的数值模拟显示，基于多壳层磁旋的物理性质和与它们相关的能量和动量的量，这些多壳层磁旋可能是负责所观察到的加热低太阳日冕和太阳风的形成。此外，这些龙卷风的存在很可能可以通过高分辨率观测来验证。
2015-05-14 astro-ph.SR
1D atmosphere models from inversion of Fe I 630 nm observations with an application to solar irradiance studies
目前太阳辐照度（SI）变化的半经验模型采用代表各种太阳表面特征的一维大气模型（1D模型）计算的光谱来重建SI变化，测量时间尺度大于一天。然而，最近的各种研究指出，在一维模型上合成的光谱并不能反映高分辨率太阳观测所揭示的不均匀大气的辐射发射。我们的目标是从这些观测中获得基于观测的大气，并测试它们对SI估计的准确性。我们分析了光谱偏振数据的Fe I 630 nm线对光球区域代表的颗粒，安静的太阳图案（QS）和小规模和大规模的磁功能，明亮和黑暗的QS。这些数据拍摄于2011年8月6日，由瑞典太阳望远镜的CRISP在极佳的观测条件下拍摄。利用SIR程序反演了观测区域的大气模式。我们研究了空间分辨率和时间演变的结果的敏感性，并讨论了获得的大气相对于几个一维模型。从我们的研究得出的大气同意与大多数比较一维模型，定性和定量（差异在10%以内），但孔隙区域。从QS观测中获得的大气光谱合成计算返回的SI在400 nm和2400 nm之间，平均与标准参考测量值在2.2%以内，与最先进的SI变化半经验模型在安静太阳大气中计算的SI在-0.14%以内。
2017-05-08 astro-ph.SR
Modelling 3D magnetic networks in a realistic solar atmosphere
从光球层（太阳半径$\simeq R_\odot$）到低日冕层（$R_\odot + 10$ Mm）的磁网络在太阳大气的加热机制中起着重要的作用。在这里，我们进一步发展的模型与现实开放的磁通量管的作者，以模拟更复杂的配置。封闭的磁回路，以及封闭和开放的磁通量管的组合进行建模。这些都是嵌入在分层的大气层，来自观测动机的半经验和数据驱动的模型受到太阳引力和能够跨越从光球到色球层和较低的日冕。构造了由自相似磁通量管组成的磁场，导出了等离子体动压和密度的解析解。结合相反极性的通量管，可以创建一个稳定的背景磁场配置，模拟具有真实分层的太阳大气。这一结果可应用于SOHO/MDI和SDO/HMI等太阳表面磁图，从而模拟光球运动，探索能量输运机制。我们展示了这个强大的和多功能的方法与应用程序的日震和磁成像仪数据。
2019-07-24 astro-ph.SR
