Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
Assessing the accuracy of the gravity determination in late-type stars with solar-like pulsators
在表现出类似太阳脉动的矮星和巨星中测量到的最大振荡功率的频率提供了一个精确的，并且可能是准确的恒星表面引力的推断。一个广泛的比较约40个研究的脉动星与重力使用经典的方法（电离平衡，压力敏感的光谱特征或位置相对于演化轨道）支持这种技术的有效性，并揭示了一个整体显着的协议，平均差异不超过0.05德克斯（虽然与分散高达~0.2德克斯）。理论等时线的内插可能是用传统方法估算近地矮星引力的最精确方法。提请注意地震目标作为大规模调查基准的有用性。
2011-10-10 astro-ph.SR
Determination of sub-resolution structure of jet by solar magnetoseismology
在171 A、193 A和211 A以及部分在304 A中的UV/EUV太阳喷流中观察到薄的暗丝。暗线似乎起源于色球层，但其温度似乎不在太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带范围内。因此，我们实施太阳磁震学来估计暗线的等离子体参数。一个快速传播的扭结（横向）波被观察到沿暗线程。沿着暗线的轴线放置多个狭缝，可以在约7000公里的范围内跟踪波。估计了波的相速度和振幅，并利用磁震学理论确定了等离子体参数。我们能够估计等离子体的温度，密度梯度，磁场梯度和亚分辨率膨胀的暗线程。暗线是冷的，T~ 3 × 10^4 $，具有很强的密度和磁场梯度。通量管沿其长度的膨胀为~300- 400 km。
2011-09-22 astro-ph.SR
Determination of the Solar System contribution to the soft X-ray sky
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Osservatorio Astronomico di Brera - Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（布雷拉天文台 - 意大利国家天体物理研究所）
本文利用eROSITA仪器分析西银河半球的X射线数据，确定太阳风电荷交换过程对软X射线天空的贡献，并通过减去该贡献以获得更纯净的观测结果，同时展示X射线可用于映射星际物质通过太阳系的流动。
2026-04-28 astro-ph.SR
On the Determination of the Solar Rotation Elements i, Ω and Period using Sunspot Observations by Ruđer Bošković in 1777
1777年9月，鲁什·博什科维奇对太阳黑子进行了为期六天的观测。根据这些测量，他用自己的方法计算出太阳自转的要素、交点的经度、太阳赤道的倾角和周期。他出版了描述的方法，方法的观察和详细说明计算的第二章第五部分的歌剧于1785年。本文公布了Bošković的原始计算和用他的方法进行的重复计算。通过对输入量、过程和结果的分析，讨论了误差的输入量和计算结果。成功地再现了Bošković的计算结果，并得到了非常相似的结果。结论部分提出了博什科维奇研究与现代天文学的关系。
2022-03-04 astro-ph.SR
Determination of rotation periods in solar-like stars with irregular sampling: the Gaia case
我们提出了一项研究，从欧空局盖亚任务的光度不规则时间采样确定类太阳恒星的旋转周期（P），目前定于2013年发射，考虑到它对黄道坐标的依赖。我们研究了太阳孪生子的情况，以及成千上万的合成时间序列的类太阳恒星旋转速度比太阳快。在太阳双胞胎的情况下，我们假设盖亚未过滤的光度通带G将模仿由处女座实验测量的总太阳辐照度（TSI）的变化。对于旋转速度比太阳快的恒星，光变曲线模拟使用合成光谱的安静的大气，斑点，和光斑相结合的应用半经验关系的光球磁活动水平的恒星旋转和盖亚仪器响应。的能力的认定，Lomb-Scargle，和相位色散最小化方法在恢复正确的旋转周期进行了测试和比较。利用蒙特卡罗模拟计算了虚警概率，并与解析公式进行了比较。盖亚扫描定律使得旋转周期的正确检测率强烈依赖于黄道纬度（β）。我们发现，对于P ~ 1d，正确探测率随黄道纬度的增加而增加，从β ~ 0°时的20- 30%增加到β =45°时的70%，然后在β> 45°时突然下降到10%以下。对于P > 5 d，正确检测率相当低，对于太阳孪星，平均只有5%。
2012-02-03 astro-ph.SR
First Empirical Determination of the Fe 10+ and Fe 13+ Freeze-in Distances in the Solar Corona
重离子是物理过程的标志，这些物理过程负责定义日冕形状的整个精细尺度磁结构的密度和温度分布。它们的特性之一是“冻结”距离（Rf），在那里它们达到固定的电离状态，在太阳风的作用下膨胀。我们提出了Fe 10+和Fe 13+的Rf的第一个经验推断，这些推断来自于2015年3月20日日全食期间获得的相应FeXI（Fe 10+）789.2 nm和FeXIV（Fe 13+）530.3 nm发射的多波长成像观测。我们发现，这两个离子冻结在不同的日心距离。在极冕洞中，Fe 10+的Rf约为1.45 Rs，Fe 13+的Rf低于1.25 Rs。沿着流光区域中的开路场线，Rf对于Fe 10+为1.4至2 Rs，对于Fe 13+为1.5至2.2 Rs。这些第一个经验Rf值：（1）反映了冕洞和流光之间的不同等离子体参数以及它们内部的结构，包括日冕物质抛射和日冕物质抛射（CME）;（2）远低于目前引用的经验模型研究得出的值;（3）对基于电离平衡超过1.2 Rs的假设的等离子体诊断的可靠性产生怀疑。
2018-05-08 astro-ph.SR
Effects of the chromospheric Lyα line profile shape on the determination of the solar wind HI outflow velocity using the Doppler dimming technique
太阳风外流速度的测定是探讨日冕风加速机制的基础。利用多普勒调光技术研究色球Lyα谱线轮廓形状对日冕HI原子流出速度测定的影响。多普勒调光技术考虑了HI原子在太阳风中流出区域日冕Lyα辐射的减少。本文从日冕Lyα线的紫外观测（UNOPS/SOHO）和pB同步观测（LASCO/SOHO和Mk 3/MLSO）出发，通过SOHO/SUMER、UVSP/SMM和LPSP/OSO-8的观测，研究了色球层Lyα线的抽运效应，这些观测是在太阳活动周期中，在代表性的盘上区域进行的，是时间的函数。特别地，我们考虑了四个色球线参数的影响：线宽，中心反转的深度，不对称性和峰的距离。我们发现，这些参数的变化范围是约50%的宽度，69%的中心反转的深度，35%的不对称性，和50%的峰的距离。然后，我们发现Lyα剖面的变化对日冕HI速度的估计值的影响约为9- 12%。因此，这种不确定性比其他物理量的不确定性小，可以采用时间常数和太阳盘面上Lyα廓线的独特形状来估计太阳风外流速度。
2021-08-12 astro-ph.SR
The solar wind from a stellar perspective: how do low-resolution data impact the determination of wind properties?
阿尔文波驱动的3D磁流体动力学（MHD）模型越来越多地用于预测恒星风的性质，它包含无约束的参数，并依赖于低分辨率的恒星磁图。我们探讨了输入阿尔文波能量通量和表面磁图对阿尔文波太阳模型（AWSoM）预测的风特性的影响。利用球谐分解方法降低了太阳周极大期和极小期两个太阳磁图的分辨率。阿尔芬波的能量是根据太阳双星18 Sco的远紫外光谱确定的非热速度而改变的。此外，低分辨率磁图的三个太阳类似物获得使用塞曼多普勒成像（ZDI）。最后，模拟的风特性进行了比较，高级成分探测器（ACE）的观测。AWSoM模拟使用从太阳观测中得到的良好约束的输入参数，可以再现观测到的太阳风质量和角动量损失率。磁图的分辨率对风场的影响很小，且仅在周期极大值期间。然而，阿尔文波能量的变化会影响风的特性，而与太阳活动周期水平无关。此外，使用三颗恒星的低分辨率磁迹图而不是太阳磁迹图进行太阳风模拟，可能导致模拟的风特性有一个数量级的差异。与磁图分辨率相比，Alfvén能量的选择对风力输出的影响更大。对于那些输入边界条件不像太阳那样受约束的恒星，这种影响可能会更大。毫不奇怪，用恒星磁场图代替太阳磁场图可能会导致完全不准确的太阳风特性，在太阳风和恒星风模拟中应该避免。
2020-02-24 astro-ph.SR
The Solar Oxygen Abundance from an Empirical Three-Dimensional Model
太阳光球层中的氧丰度，以及由此产生的太阳金属丰度本身，仍然是一个有争议的问题，在天体物理学的许多领域具有深远的影响。本文提出了一种新的测定方法，它是用观测的三维模型拟合6300 A的禁氧线而得到的。这里提出的方法是新颖的，因为以前的决定是基于一维经验分层或三维理论模型。得到的最佳拟合丰度为lg E（O）=8.90和lg E（Ni）=6.15。然而，在模型和程序中引入微小的调整，可以检索非常不同的值，甚至低至lg E（O）=8.70。丰度对可能的系统效应的这种极端敏感性并不是这项特定工作所特有的，但可能反映了基于规定的模型大气的所有丰度测定所固有的真正不确定性。
2014-09-24 astro-ph.SR
Trajectory Determination for Coronal Ejecta Observed by WISPR/Parker Solar Probe
{\it Parker Solar Probe}（PSP）上的{\it太阳探测器宽视场成像仪}（WISPR）在白光下进行观测，具有固定的角视场，从13.5 $^{\circ}$到108 $^{\circ}$，横向约为50 $^{\circ}$。由于PSP的高度椭圆轨道，成像的日冕区域的物理范围直接随着与太阳的距离而变化，需要新的技术来分析观测到的密度特征的运动。在这里，我们提出了一种技术，用于确定的三维轨迹的CME和其他日冕喷出物以恒定的速度径向移动，首先跟踪运动的图像序列，然后应用曲线拟合过程来确定的轨迹参数（距离与时间，速度，经度和纬度）。为了验证该技术，我们已经确定了WISPR观察到的两个CME的轨迹，这两个CME也被另一个白光成像仪LASCO/C3或STEREO-A/HI 1观察到。第二个观点被用来验证这种新技术的轨迹结果，并帮助确定其不确定性。
2020-09-19 astro-ph.SR
Updated determination of the solar neutrino fluxes from solar neutrino data
我们提出了一个更新的太阳中微子通量的测定从全球分析的太阳和地球的中微子数据的框架内的三中微子混合。使用贝叶斯分析，我们重建后验概率分布函数的8个归一化参数的太阳中微子通量加上相关的质量和混合，有和没有施加的光度约束。然后，我们使用这些结果来比较不同标准太阳模型提供的描述。我们的研究结果表明，目前，这两个模型与低和高金属丰度可以描述的数据具有等效的统计协议。我们还认为，即使与目前的实验精度的太阳中微子数据有可能提高太阳模型预测的准确性。
2016-01-05 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Age Determination for 346 Nearby Stars in the Herschel DEBRIS Survey
DEBRIS是赫歇尔空间天文台对附近恒星（光谱类型A-M）进行的通量有限的调查，以寻找碎片盘的证据。调查的一个目标是确定盘入射角作为各种恒星参数的函数。要了解碎片盘的演化，必须先了解这些碎片盘周围恒星的精确年龄，然而，要确定场星的年龄是非常困难的。此外，在像DEBRIS这样的无偏样本中，人们正在研究许多光谱类型的恒星。这就需要采用多种方法来确定年龄。在本文中，我们概述了几种方法的年龄划分的光谱类型，包括每种方法的一些优势和局限性。总的来说，我们能够计算出274颗F，G和K型恒星中的263颗，以及碎片样本中所有83颗A型恒星的年龄。
2012-03-29 astro-ph.SR
Helioseismic determination of the solar metal mass fraction
本研究通过结合多种反演方法与物态方程的日震包层重建技术，测定太阳金属质量分数，支持Z/X=0.0187的低金属丰度结果，否定了近期<3D>模型得出的高值结论。
2023-08-25 astro-ph.SR
Age determination of the HR8799 planetary system using asteroseismology
在HR8799周围直接成像发现了第一个行星系统，这使得确定主恒星的年龄成为一项非常重要的任务。这一确定是获得行星精确质量和研究系统动力学稳定性的关键。这颗恒星的年龄是用不同的方法估算出来的。在这项工作中，我们表明，这些程序中的一些问题和较大的不确定性，这颗恒星的真实年龄仍然是未知的，需要更多的观测约束。因此，我们已经开发了一个全面的建模HR8799，并利用其伽马剑鱼座型脉动，我们估计了恒星的年龄使用asteroseismology。年龄测定的精度取决于恒星的自转速度，因此需要一个准确的倾角值来解决这个问题。尽管如此，我们发现先前在文献中发表的这颗恒星的年龄估计（[30，160] Myr）是不可能的，更准确的值可能更接近Gyr。这一确定对绕HR 8799轨道运行的物体的质量值有着深刻的影响。年龄在$\approx$ 1 Gyr左右意味着这些天体是棕矮星。
2010-03-30 astro-ph.SR
Determination of the chromospheric quiet network element area index and its variation during 2008-2011
一般认为，谱斑和黑子是太阳辐照度的主要贡献者。太阳上有一些小尺度的结构，它们的中间磁场也可能对太阳辐照度有贡献。目前还没有量化这些小尺度结构对太阳辐照度的贡献以及它在太阳周期中的变化程度。在本文中，我们使用的Ca II K图像从安装在Kodaikanal天文台的望远镜。我们报告了一种方法来分离网络元素的背景结构和plage区域。我们计算了太阳活动周最小阶段和第24周上升阶段的一部分网络元素面积指数的变化。在2008年2月至2011年2月的观测期间，网络元素所占的面积约为太阳盘面的30%，谱斑不到1%。在延长的最小活动期内，观察到网络元件面积指数与2008年网络元件所占面积相比下降了约7%。需要对网络元素面积指数进行长期研究，以了解太阳周期的变化。
2011-10-18 astro-ph.SR
Direct determination of the solar neutrino fluxes from solar neutrino data
我们确定太阳中微子通量的太阳和地球中微子数据的全球分析的框架下的三中微子混合。使用贝叶斯方法，我们重建后验概率分布函数的8个归一化参数的太阳中微子通量加上相关的质量和混合，有和没有施加的光度约束。这是通过马尔可夫链蒙特卡罗采用大都会黑斯廷斯算法。我们还描述了如何将这些结果应用于测试标准太阳模型的预测。我们的研究结果表明，目前，低和高金属丰度的模型可以描述数据具有良好的统计协议。
2011-06-16 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Improvements in the determination of ISS Ca II K parameters
电离Ca II K线的测量是长期研究太阳和恒星活动的主要资源之一。它们还在与太阳辐照度变化有关的许多研究中发挥关键作用，特别是作为地面代用指标，模拟可能影响地球气候的太阳紫外线通量变化。100多年来，各种天文台都可以获得太阳在Ca II K中的完整圆盘图像，而在Ca II K中进行的太阳作为恒星的天气观测始于20世纪70年代初。其中一个仪器，综合太阳光谱仪（ISS）自2006年底以来一直在基特峰（亚利桑那州）运行。国际空间站每天在9个光谱波段观测太阳光谱，包括Ca II K和H线。我们描述了最近的改进，在数据减少钙II K观测，目前的时间变化的9个参数来自这条谱线的配置文件。
2011-06-21 astro-ph.SR
Determination of Speed and Source Height of Coronal Shock Waves Using Type II Solar Radio Bursts
本研究利用eCALLISTO档案中的II型太阳射电暴数据，结合等离子体振荡与电子密度模型，推导出日冕激波速度与源高度的显式表达式，计算得平均激波速度为650±226 kms$^{-1}$，并验证了该方法在提升空间天气预报精度方面的有效性。
2025-04-01 astro-ph.SR
Two-dimensional MHD models of solar magnetogranulation. Testing of the models and methods of Stokes diagnostics
我们进行了斯托克斯诊断新的二维磁流体动力学模型的磁粒化的连续演变过程中的两个小时的流体动力学（太阳）的时间。我们的结果与在平静网元和活动谱区中观测到的太阳小尺度通量管的斯托克斯诊断结果符合得令人满意。利用磁流体动力学模型对太阳小尺度磁元的Stokes诊断中常用的直接方法进行了检验。我们得出结论，最可靠的方法是通过分离红外Fe I线1564.8 nm的斯托克斯V剖面中的峰来确定磁场强度，以及通过比率tan^2-gamma约（Q^2 + U^2）^{1/2}/V^2来确定磁倾角。这种测定的下限分别为约20 mT和10度。我们还认为，太阳磁粒化的二维MHD模型与观测结果是一致的，可以成功地用于研究太阳光球层的磁对流。
2012-10-24 astro-ph.SR
Two Practical Methods for Coronal Intensity Determination
确定日冕的相对亮度是日食研究中最关键的阶段之一。为此，使用在白光观测中以不同曝光和偏振角拍摄的图像。通过组合不同曝光的图像来产生每个偏振角的合成图像。借助这些图像的强度校准函数，可以计算电晕的相对强度。利用由三个偏振角强度值得到的斯托克斯参数计算了日冕的总亮度。本研究提出了两种方法：第一种是利用校准图像获得感光材料的强度校准函数，第二种是计算不同偏振角拍摄的图像的组合强度值。
2017-11-30 astro-ph.SR
Determination of the Height-Temperature Profile Above a Solar Active Region from Multi-Frequency Radio Observations
Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）
本文提出一种迭代方法，利用多频无线电观测重建太阳活跃区域的高度-温度剖面，并验证其在 3-18 GHz 范围内的光谱拟合精度。
2026-03-05 astro-ph.SR
Determination of Solar System R-Process Abundances using ENDF/B-VIII.0 and TENDL-2015 libraries
最近对双中子星合并（GW 170817）的多信使探测激发了天体物理学界的活力，并鼓励了对确定核物理观测值的进一步研究。对宇宙中原子核的全面研究为研究这些天体物理现象和获取可利用最新核数据加以核实的恒星核合成过程的补充信息提供了机会。评价核数据文件库包含与天体物理学、裂变产额和衰变数据有关的能量范围内的反应截面的完整集合。这些数据收集已在世界范围内用于核科学、工业和国家安全应用。人们对探索ENDF/B-VIII.0和TADOS评估核数据库（TENDL-2015）的核天体物理学目的以及将结果与卡尔斯鲁厄天体物理学恒星核合成数据库（KADoNiS）进行比较非常感兴趣。利用ENDF/B-VIII.0和TENDL-2015评估数据集计算了麦克斯韦平均截面（MACS）和天体物理反应速率。计算出的截面与太阳系丰度相结合，并使用恒星核合成的经典模型进行拟合。天体物理快中子和慢中子俘获，$r$ -和$s$ -过程，分别从目前的数据，并与现有的值进行了比较。对MACS的进一步分析揭示了潜在的评估库数据缺陷和对新测量的强烈需求。目前的结果表明，评估图书馆和核工业和研究工作之间的互利关系的巨大核天体物理潜力。
2021-04-27 astro-ph.SR
Quantum Langevin molecular dynamics determination of the solar-interior equation of state
利用量子朗之万分子动力学（QLMD）的\textit{ab initio}模拟方法，在$1 \leq T \leq 1500$ eV的温度范围和$58 \leq P \leq 4.6\times10^5$ Mbar的压力范围内，精确而光滑地确定了太阳内部的状态方程.计算了中心压力，并与其它模型进行了比较。讨论了碳、氧等重元素对物态方程的影响。
2010-08-05 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.plasm-ph
Age determination of galactic B-type stars in double-lined eclipsing binaries
本文给出了双线食双星中的B型主序星的年龄测定结果。只考虑分离系统。我们分析了38个符合这些标准的二元系统。分析是基于进化计算，我们认为，年龄是确定的，如果有一个共同的价值从半径年龄图和协议的位置，两个组件在赫兹-罗素图。在某些情况下，为了满足这两个条件，有必要调整金属丰度的值，Z或/和对流核心的过冲参数，$α_{ov}$。我们确定了38个双星中的33个的一致年龄。此外，我们还进行了大量的计算，给出了每个系统的相容解存在的$α_{ov}$和Z的范围。所研究的B型主序星的年龄范围，从零年龄主序星开始计算，从大约2.5百万年到大约2亿年。
2019-09-10 astro-ph.SR
Digitized archive of the Kodaikanal images: Representative results of solar cycle variation from sunspot area determination
摄影图像是研究太阳磁场长期变化及其对地球气候和天气影响的宝贵数据资源。我们将从1904年开始在Kodaikanal天文台提供的100多年来存储在照相底片和胶片中的白光图像数字化。这些数字化的图像经过了相对板块密度的校准，并以这样一种方式进行了排列，即太阳北方处于向上的方向。半自动太阳黑子探测技术被用来识别数字化图像上的太阳黑子。除了描述的校准程序和数据的可用性，我们在这里提出的太阳黑子面积测量及其随时间的变化的初步结果。结果表明，在90年的观测中，白光图像具有均匀的空间分辨率。然而，从1968年起，图像的对比度下降。图像是圆形的，没有显示任何重大的几何失真。在这里研究的四个太阳活动周期中，测得的月平均太阳黑子面积与格林尼治太阳黑子面积非常吻合。年平均太阳黑子面积与格林尼治太阳黑子面积有很高的相关性。虽然月平均太阳黑子数与月平均太阳黑子面积有很好的相关性，但在太阳活动最大期，两者之间有轻微的反相关性。http://kso.iiap.res.in Kodaikanal白光图像的长时间序列为太阳黑子区域和其他代理提供了一致的数据集。许多研究可以单独使用Kodaikanal数据进行，而不需要不同数据源之间的相互校准。
2012-12-19 astro-ph.SR
Determination of Intrinsic Mode and Linear Mode Coupling in Solar Microwave Bursts
本文导出了微波辐射在视距和局部磁场之间传播角的显式表达式。在太阳微波观测的一系列典型参数下，清楚地证明了传播角解的存在性。它可用于确定太阳微波爆发中的本征模和线性模耦合。然而，在纵向磁场的方向上仍然存在180度的模糊性，从而产生固有模式的不确定性。以2001年9月25日日本野边山射电日像仪和旋光仪观测到的中央子午圈附近的环状结构为例，验证了该方法的可行性。在最大相位的两个时间间隔内，一个足点（FP）的角度变化约为90度，这直接证明了辐射通过发生线性模耦合的准横向区域传播，而另一个足点的角度始终小于90度，其中没有发生模耦合。此外，在两个FP中都观测到了17 GHz的直角圆指向，这支持了第一个FP的跃迁频率应该大于17 GHz，并且光球层中存在超过2000高斯的强磁场，应该发生弱耦合的情况。此外，由于180度模糊性，在两个FP中存在两种本征模式的可能性。
2013-01-13 astro-ph.SR
Accounting for Convective Blue-Shifts in the Determination of Absolute Stellar Radial Velocities
对于晚型非活动恒星，引力红移和对流蓝移是径向速度测定中偏差的主要来源。如果忽略这些影响，可能会引入约0.5 km/s的系统误差。我们证明，太阳表面对流的三维流体动力学模拟可以用来预测的对流蓝移弱谱线在类太阳恒星~ 0.070 km/s。使用精确的三角函数和恒星演化模型，引力红移可以被限制在类似的不确定性，导致绝对径向速度精确到优于~ 0.1 km/s。
2009-09-02 astro-ph.SR
Solar-cycle variation of sound speed near the solar surface
我们提出的证据表明，声速随太阳活动的变化有一个两层的配置，类似于下面的一个活动区，其中包括一个负层附近的太阳表面和一个积极的一层的下面的第一个。利用SOHO上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测到的太阳活动周期23的最小值和最大值之间的频率差，确定了从对流层底部到太阳表面以下几毫米处的声速变化。我们发现，在我们的测定极限（5.5毫米），在太阳极大时的声速小于太阳极小时的声速。在较大的深度，在太阳能最大的声速大于在太阳能最小和他们的差异随深度增加，直到~10微米。在这个深度，相对差异小于在最低深度测定观察到的值的一半。在较深的地层中，它随着深度缓慢下降，直到最大和最小活动之间没有差异。
2011-12-07 astro-ph.SR
Seismological determination of the Alfvén speed and plasma-beta in solar photospheric bright points
对\textit{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的宽带滤波成像仪观测到的光球亮点中的阿尔文速度和等离子体β进行了地震学估算。诊断是基于慢磁声波在一个非等温分层光球均匀垂直磁场的理论。我们使用3D区域生长方法识别和跟踪G波段电影中的亮点，并将它们与蓝色连续图像对齐，以获得它们的亮度温度。从118个亮点的连续光变曲线的傅立叶功率谱中，我们发现91个亮点的光变曲线具有明显不同于平静区的振荡特性，周期在2.2- 16.2 min之间。我们发现，当$γ$位于5/3附近时，模型给出了中等的等离子体β值。计算得到的阿尔文速度为9.68 $\pm$ 2.02 km s $^{-1}$，范围为6.3- 17.4 km s $^{-1}$。血浆β估计为0.93 $\pm$ 0.36，范围为0.2- 1.9。
2019-01-18 astro-ph.SR
Empirical determination of the integrated red giant and horizontal branch stellar mass loss in omega Centauri
本文测定了银河系球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）中贫金属星族（[Fe/H] ~ --1.7）恒星在红巨星和水平分支演化过程中的平均积分质量损失。质量的经验计算从光谱测量表面重力和光度测量温度和光度。系统的不确定性阻碍了在演化阶段对质量的绝对测量。然而，早期渐近巨星分支星和中心红巨星分支星的相对质量是可以测量的，并可以用来推导这两个阶段之间的质量损失。然后，这可以用作水平分支（HB）星模型的物理检查。对于omega Cen，发现平均差异为26 +/-4%。假设初始和最终质量分别为0.83和0.53太阳质量，我们确定RGB上损失了0.21 +/- 0.03太阳质量，AGB上损失了0.09 +/- ~0.05太阳质量。这意味着HB恒星的质量为0.62 +/- 0.04太阳质量，与文献中对该星团HB恒星质量的测定相当。这种测量的准确性可以通过更好地选择恒星和光谱覆盖范围来提高，并应用于水平分支模型目前不同意的其他星团。
2011-06-06 astro-ph.SR
Modelling early-type stars in eclipsing binaries of open clusters: a new method for age determination from ratio of radii
双星系统，特别是食双星，是我们了解恒星基本性质的重要来源。双星是疏散星团的成员，它们的年龄受到自身基本性质和宿主星团性质的限制。本文通过对12个食双星组成部分的模型计算，确定了11个疏散星团的年龄。用等时线拟合得到的星团年龄与我们得到的星团年龄相差达40%。对于NGC 7160中的双星系统V497 Cep，差异约为100%。主成分接近主序寿命的双星系统，如V453 Cyg和V906 Sco，是最适合测定年龄的双星系统。使用这些恒星的模型结果，我们推导出一个表达式敏感和简单的相对年龄测定的二元系统（年龄除以主星的主序星寿命）。该表达式以半径比的对数除以质量比的对数给出。这个表达式的两个优点是：（i）由于半径比的出现，它几乎与模型的假设化学成分无关;（ii）半径和质量的比值在观测上比它们的绝对值精确得多。我们还推导出另一种表达式使用光度，而不是半径和比较结果。
2011-01-06 astro-ph.SR
Accurate age determinations of several nearby open clusters containing magnetic Ap stars
目的：我们的目标是尽可能准确地获得7个附近的疏散星团alpha Per、Coma Ber、IC 2602、NGC 2232、NGC 2451 A、NGC 2516和NGC 6475的年龄，每个星团都至少包含一颗磁性Ap或Bp星。同时，我们测试了目前的Te和光度的Ap/Bp恒星成员的校准，并确定明确的蓝离散的集群研究。方法：我们探讨的可能性，等时线拟合的理论Hertzsprung-Russell图（即日志（L/L）与日志Te），而不是在传统的颜色星等图，可以提供更精确和准确的集群年龄，具有明确的不确定性。结果：定义明确的年龄被发现的所有集群研究。对于附近的集群研究，推导出的年龄是不是很敏感的距离，红化，成员资格，金属丰度，或选择等时线的小的不确定性。我们的年龄测定都在以前确定的值的范围内，但相关的不确定性是相当小的传播比最近的年龄测定从文献。此外，自行和HR图的检查证实，在这些集群中确定的Ap星的成员，目前接受的温度标度和辐射热校正的Ap星是近似正确的。我们表明，在这些理论HR图蓝离散特别容易识别。结论：通过构造附近疏散星团的理论HR图，可以精确测定年龄，并具有明确的不确定性。这种星团的诊断也为研究Ap星和蓝离散星等不寻常的恒星提供了有用的工具。
2014-07-17 astro-ph.SR
Status of Direct Determination of Solar Neutrino Fluxes after Borexino
基于Borexino最终数据，通过全球分析确定太阳中微子通量，并与标准太阳模型预测比较，量化了模型比较对CNO循环通量归一化及通量集合选择的依赖性。
2024-02-10 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
A new age determination Gamma^2 Velorum from binary stellar evolution models
通过将最近的观测结果与我们的双星模型进行比较，我们得出了速度γ ^2双星的新年龄。我们发现，恒星之间不可能没有相互作用，这意味着之前对3.5+/-0.4 Mrs的单星模型的年龄估计是不正确的。我们倾向于5.5+/-100万年的年龄，这与船帆座OB星协中其他低质量恒星的年龄一致。我们还发现，我们喜欢的二元模型显示的组件的二进制相互作用的情况下B，后主序列，质量转移事件。在质量传递事件期间，辐射和潮汐力的阻尼的两个分量的包络相对较弱。这就解释了为什么双星在质量转移后仍然是偏心的。
2009-09-02 astro-ph.SR
Time evolution of high-energy emissions of low-mass stars:I. Age determination using stellar chronology with white dwarfs in wide binaries
恒星的年龄是非常难以确定的，而且经常受到很大的不确定性的影响，特别是对于低质量恒星。我们计划对低质量GKM恒星高能辐射随时间的减少进行校准，因此精确的年龄测定是一个关键因素。我们研究的总体目标是研究这些高能排放的时间演化，作为研究系外行星大气的重要输入。我们建议用基于宽双星的方法测定恒星年龄。我们感兴趣的是由一颗低质量恒星和一颗白矮星（WD）组成的系统，后者充当系统的恒星计时器。我们的目标是获得可靠的年龄晚型恒星的样本年龄大于1 Gyr。我们选择了一个样本组成的DA型WD和GKM同伴宽的二进制文件。高信噪比，低分辨率的光谱观测，获得了大多数的WD成员的样品。大气参数通过将光谱数据拟合到适当的WD模型来确定。系统的总年龄是通过使用冷却序列，初始-最终质量关系和演化轨迹来计算的。光谱观测使我们能够确定年龄的双星系统使用WD作为宇宙计时器。我们获得了可靠的年龄为27颗恒星之间的1和5 Gyr，这是一个范围内的年龄确定变得困难的领域对象。
2011-05-02 astro-ph.SR
Empirical determination of atomic line parameters of the 1.5 $μ$m spectral region
由于望远镜及其仪器的改进，天体物理学数据的质量和数量随着时间的推移不断提高。这就需要相应地改进用于获得和分析结果数据的技术。在1.56 $μ$ m处的红外光谱范围通常由位于GREGOR太阳望远镜的GREGOR红外光谱仪（GRIS）观测到，其宽度约为30 $Å$，并且包括至少15条谱线。通常情况下，只有少数谱线（最多五条）用于使用GRIS的研究，因为缺乏其他的原子参数。包括更多的谱线可以减轻太阳大气参数之间的一些已知的模糊性。我们使用反演技术来推断太阳大气模型和原子参数的谱线，在当地的热力学平衡（LTE）近似下，重现光谱偏振观测。我们提出了精确的原子参数的光谱范围内的15个谱线从15644 $Å$到15674 $Å$。这个光谱范围通常用于太阳研究，因为它可以研究低光球层。此外，红外谱线是比光学更好的磁场示踪剂。
2021-03-06 astro-ph.SR
Determination of the horizontal velocity field in the solar atmosphere: Method validation using 3D MHD model
Astronomical Observatory of Ivan Franko National University of Lviv（利沃夫伊万·弗兰科国立大学天文台）
该研究改进并验证了一种从光谱观测物理参数重建太阳大气水平速度场的方法，依赖连续性方程等，经算法改进可用于大网格，通过3D MHD模拟测试，在光球层效果好，为光球层水平流动重建提供可靠工具，改进后适用于大型观测数据集。
2026-07-28 astro-ph.SR
A Bayesian estimation of the helioseismic solar age
日震测定太阳年龄一直是几项研究的主题，因为它为我们提供了对太阳系年龄的独立估计。我们提出了太阳日震年龄的贝叶斯估计，这是通过校准的太阳模型，采用不同的状态方程和核反应速率。我们使用来自8640天的低$\ell$ BiSON频率的17个频率分离比$r_{02}(n)=(ν_{n,l=0}-ν_{n-1,l=2})/(ν_{n,l=1}-ν_{n-1,l=1})$，并考虑取决于这些$r_{02}(n)$比的误差的处理的三个似然函数。此外，我们采用2010年CODATA推荐的牛顿常数，太阳质量和半径的值来校准一个大网格的太阳能模型，跨越一个可以想象的太阳年龄范围。结果表明，对于采用Irwin EOS和NACRE反应速率的模型，最受约束的太阳年龄后验分布导致$t_\odot = 4.587 \pm 0.007$ Gyr，而采用Irwin EOS和Adelberger等人的模型，Reviews of Modern Physics，83，195（2011）反应速率具有$t_\odot = 4.569 \pm 0.006 $ Gyr.在太阳模型中实施OPAL EOS会导致证据比（贝叶斯因子）降低，并导致与太阳系陨石测年不一致的年龄。太阳年龄的估计，依赖于日震年龄指标，如$r_{02}(n)$原来是基本上独立的似然函数的类型。然而，关于模型选择，放弃任何信息的错误的$r_{02}(n)$比率导致不…
2015-07-21 astro-ph.SR
Numerical determination of the cutoff frequency in solar models
在分层大气中，声波只有在其频率高于截止值时才能传播。不同的理论提供不同的截止值。我们开发了一种替代方法来推导几种标准太阳模型的截止频率，包括各种安静的太阳和阴影大气。我们进行了数值模拟波在太阳大气中的传播。通过对两个大气高度上的速度信号之间的相位差谱的检验来确定截止频率。这个过程是通过选择光球层和色球层之间所有层的高度对来进行的，以推导出太阳模型中截止层的垂直分层。理论计算预测的截止频率与我们的测量结果有很大的偏差。在安静的太阳大气中，截止显示出很强的依赖于磁场的绝热波传播。当考虑辐射损耗时，截止频率大大降低，并且截止频率随磁场强度的变化较小。在截止辐射损失的影响是必要的，以了解最近安静的太阳和太阳黑子的观测。在倾斜磁场的存在下，我们的数值计算证实了截止频率的减少，由于减少重力沿场线传播的波所经历的。由于沿场导波路径的温度梯度较低，在温度变化显著的区域中也发现了额外的减少。我们的研究结果表明，截止值是不正确的捕获理论估计。此外，大多数广泛使用的解析截止公式忽略了磁场和辐射损耗的影响，其作用是至关重要的，以确定的倏逝波或传播的性质。
2020-05-31 astro-ph.SR
Determination of the most pertinent EUV proxy for use in thermosphere modeling
在热层密度的规格的两个主要问题是适当的太阳输入的定义和热层响应太阳和地磁强迫的经验建模。这一规格对于低地球轨道卫星的跟踪至关重要。在这里，我们解决这两个问题，使用14年的每日密度测量的斯特拉卫星在813公里的高度，并通过进行多尺度统计分析的各种太阳输入。首先，我们发现26-34 nm之间的光谱积分太阳辐射在密度重建中提供了最佳的整体性能。其次，我们引入线性参数传递函数模型来描述密度对太阳和地磁强迫的动态响应。这些传递函数模型导致一个重大的错误减少，并在热层动力学的物理解释打开新的视角。
2011-10-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Rotation periods for cool stars in the 4 Gyr-old open cluster M67, the solar-stellar connection, and the applicability of gyrochronology to at least solar age
我们报告20个冷（FGK）的主序星成员星的4 Gyr-old的疏散星团M 67（= NGC 2682）的旋转周期，通过分析从活动5的K2任务与开普勒太空望远镜的数据。自转周期在颜色周期图（CPD）中描绘了一个随颜色变红而增加的周期序列。这个序列代表了在星团表面年龄P = P（t，M）的横截面，在先前的工作中建议至少延伸到太阳年龄。目前的太阳位于边缘（约。一个σ），因为它的相对年龄使我们预期，并且位于P = P（t，M）表面上，在测量精度范围内。因此，我们得出结论，与星团恒星相比，太阳的自转速率是正常的，这一事实加强了太阳与恒星的联系。M1，67自转周期测量值与先前预测值之间的一致性进一步表明，自转周期，特别是当与适当的支持工作（如光谱学）相结合时，可以通过陀螺年代学为其他类似的FGK矮星提供从主序早期到太阳年龄以及可能直到主序关闭的可靠年龄。M 67旋转星的旋转年龄为4.2 Gyr，标准偏差为0.7 Gyr，这意味着类似的恒星可以精确到17%。因此，M 67星系团整体的旋转年龄为4.2 Gyr，但不确定性较低（平均）为0.2 Gyr。
2016-03-30 astro-ph.SR
Helioseismological determination of the subsurface spatial spectrum of solar convection: Demonstration using numerical simulations
了解对流在恒星物理学中很重要，例如作为恒星演化模型的输入。日震估计对流振幅在太阳内部较深的地区不同意的数量级之间和模拟。我们的目标是评估现有的太阳对流振幅上限的有效性，在0.96太阳半径的深度使用时距日震学和几个简化的假设。我们产生的合成观测对流场的磁流体动力学模拟（MURaM）使用走时灵敏度函数和噪声模型。我们将流量的估计值与实际值进行了比较。对于感兴趣的尺度（$\ell<100$），我们发现，目前的程序获得的上限给出了正确的顺序的流量的大小为给定的流场。我们还表明，这种估计是不是一个严格意义上的上限，因为它低估了流量振幅在最大尺度的一个因素约为2，因为尺度依赖的信噪比必须考虑。在对此进行校正并考虑傅立叶空间中测量值对方向的依赖性之后，我们证明了所获得的估计确实是上限。我们的结论是，时距日震学是能够正确地估计的数量级（或上限）的太阳对流在更深的内部时，不同的流分量的垂直关联函数是已知的，并考虑到尺度依赖的信噪比。我们建议，未来的工作应包括来自不同目标深度的信息，以更好地分离近地表流的影响，从那些在更大的深度。测量结果对所有三个流动方向都很敏感，应将其考虑在内。
2021-02-17 astro-ph.SR
Spectroscopic determination of C, N, and O abundances of solar-analog stars based on the lines of hydride molecules
通过对118颗类日星的光谱进行合成拟合分析，确定了它们的C、N和O丰度，并与[Fe/H]进行了比较，以阐明这些丰度的行为。结果表明，在-0.6<[Fe/H]<+0.3范围内，[C/Fe]随[Fe/H]的降低而略有增加，在[Fe/H]~0附近略有回升，[N/Fe]随[Fe/H]的降低而略有降低，[O/Fe]随[Fe/H]的降低而系统地增加（从而[C/O]降低）。虽然这些结果与以前主要基于原子线的测定定性一致，但这些[C/Fe]，[N/Fe]和[O/Fe]在近太阳金属丰度的分布中心略负百分之几，这被解释为由于不寻常的太阳丰度可能与我们太阳系的行星形成有关。然而，在行星宿主星的[C，N，O/Fe]比值中没有观察到明显的异常。在4颗非常缺Be的恒星中，有3颗显示出异常的[C/Fe]或[N/Fe]，这可能是由于演化伴星的质量转移，但其与Be耗尽机制的关系尚不清楚。
2022-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determination of Solar Wind Angular Momentum and Alfvén Radius from Parker Solar Probe Observations
作为太阳的基本参数，阿尔文半径和角动量损失决定了太阳风如何从亚阿尔文转变为超阿尔文，以及太阳如何向下旋转。本文提出了一种基于帕克太阳探测器（PSP）观测资料确定太阳风角动量通量的方法。通过对距太阳0.3 au以内的前四次相遇的平均数据，得到了黄道面附近约为$0.15\times10^{30}$ dyn cm sr $^{-1}$的通量以及粒子与磁场之间0.7：1的通量分配。角动量通量及其粒子分量随太阳风速度的增大而减小，而场中的通量则保持显著的恒定。阿尔文半径的速度依赖性也被观察到，这表明太阳周围有一个“崎岖”的阿尔文表面。根据PSP的轨道设计，只有在相对缓慢的太阳风下，阿尔文表面以下的大量潜水才是合理的。根据在PSP观测到的相同太阳风流的加速度剖面和1天文单位附近的径向对准航天器的加速度剖面，对未探测器进行了评估。我们说明了Réville等人提出的“角动量佯谬”可以通过考虑α粒子的贡献来消除。PSP观测到的大的质子横向速度可能是太阳风加速过程中所固有的，在角动量守恒的情况下，α粒子产生了相反的横向速度。一些恢复的α参数的初步分析往往同意的结果。
2021-02-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Radius determination of solar-type stars using asteroseismology: What to expect from the Kepler mission
对于遥远的恒星，正如美国宇航局开普勒卫星所观察到的那样，视差信息目前质量相当低，并且不完整。这限制了传统方法确定恒星及其潜在凌日行星的绝对大小的精度。天文地震学将用于帮助确定在美国宇航局开普勒任务期间观察到的恒星的半径。我们报告了最近的小行星FLAG野兔和猎犬探测2号，其中一组“野兔”模拟的F-K主序星数据，一组“猎犬”试图分析，旨在确定恒星半径。基于从开普勒任务的4年时间序列数据的模拟获得的asteroseismic大频率间隔，我们证明了恒星半径可以正确和精确地确定，结合传统的恒星参数从开普勒输入目录。当使用大的频率间隔时，每个独立的猎犬使用的各种方法所得到的半径通常与人造星的真实值在3%以内一致。这比没有应用地震学的结果好5- 10倍。这些结果给出了强有力的信心，半径估计可以执行优于3%的太阳类恒星使用自动管道减少。即使在恒星的距离和光度未知的情况下，我们也能得到同样程度的一致。
2009-06-03 astro-ph.SR
The Solar Twin Planet Search III. The [Y/Mg] clock: estimating stellar ages of solar-type stars
太阳孪生子是具有与太阳相似的恒星（表面）参数的恒星，年龄范围很大。这提供了一个机会，以分析其化学丰度随年龄的变化。Nissen（2015）最近提出，s-过程元素Y和$α$ -元素Mg的丰度可以用来估算恒星年龄。本文的目的是确定高精度的Y，Mg和Fe丰度的88个太阳双星的样本，跨越了广泛的年龄范围（$0.3-10.0$ \，Gyr），并探讨其用于估计年龄。我们获得了高质量的麦哲伦稻盛京瓷Echelle（MIKE）光谱，并确定Y和Mg的丰度使用等效宽度和线的差分方法在一维LTE框架内。本系列的第一篇论文测量了所有恒星的恒星参数和铁丰度，但有几颗（三颗）需要进行小的修改。[Y/Mg]比值与年龄有很强的相关性。其斜率为-0.041 $\pm$ 0.001 dex/Gyr，显著性为41 $σ$。这与Nissen（2015）首次提出的关系非常一致。我们发现了一些异常值，原来是二进制的质量转移可能提高了钇丰度。在太阳孪星中，[Y/Mg]的典型误差为0.02 dex，我们的公式可以用来确定恒星年龄，在0到10 Gyr范围内，其精度为$\sim$ 0.8 Gyr。
2016-04-19 astro-ph.SR
An Improved Determination of the Lithium Depletion Boundary Age of Blanco 1 and a First Look on the Effects of Magnetic Activity
锂贫化边界（LDB）是一种精确测定年轻星团年龄的可靠方法，但大多数用于计算LDB年龄的主序前模型都没有考虑磁活动对恒星性质的影响。有鉴于此，我们提出的结果，我们的光谱研究的非常低质量的成员的南部疏散星团布兰科1使用双子北望远镜，程序ID：GN-2009 B-Q-53和GN-2010 B-Q-96。我们获得了GMOS光谱在中等分辨率的集群候选成员与$I$ $\approx$ 13- 20马格。从我们的样本43光谱，我们发现14个可能的集群成员考虑接近集群序列中的$I/I-K\rm_s$色星等图，协议与集群的系统径向速度，和磁活动作为一个年轻的指标。我们系统地分析了H $α$和Li特征，并将Blanco 1的LDB年龄更新为$126^{+13}_{-14}$ Myr。我们对布兰科1的新LDB年龄显示出与基准昴星团疏散星团显著的共形性。使用现有的经验活动校正，我们调查的影响，磁活动的LDB年龄的布兰科1。考虑到活动性，我们推断校正的LDB年龄为$114^{+9}_{-10}$ Myr。这项工作表明了磁活动对LDB推断的恒星年龄的重要性，这表明需要重新调查以前的LDB年龄测定。
2014-09-23 astro-ph.SR
First solar models with OPAS opacity tables
星震学越来越成为更好地确定太阳型恒星基本性质的有力工具。然而，Sun的特殊情况仍然具有挑战性。日震声速的测定结果与标准太阳模型（SSM）的预测结果在大约十年的时间里一直不一致，这就质疑了这个模型的可靠性。不确定性的来源之一可能是如何处理从太阳核心到表面的辐射传输。在这封信中，我们使用新的OPAS不透明度表，最近可用于太阳能建模，以解决这个问题。我们首先讨论这些表的特点，然后我们量化它们对太阳声速和密度分布的影响，使用OPAL的网格上采取的减少OPAS表。我们使用两个演变代码MESA和CLES，导致类似的结论，在太阳辐射区。在比较常用的OPAL不透明度表，新的太阳模型计算，为最近的光球组成，与OPAS表的对流区的基地的位置和太阳辐射区的描述相比，日震观测，即使在Rosseland平均不透明度的差异不超过6%，目前的改进。最后，我们进行了比较，以太阳能模型计算的OP不透明度表。
2015-10-19 astro-ph.SR
Age Determinations of the Hyades, Praesepe, and Pleiades via MESA Models with Rotation
毕宿星团、仙女座星团和昂宿星团都是研究得很好的星团，它们是重要的次级恒星年龄指示器。最近的研究表明，这些星团的主序星关闭年龄可能取决于基础恒星模型的旋转程度。自转导致结构不稳定，这可以增强恒星的化学混合，延长其燃料供应。此外，旋转引入了恒星的观测到的亮度和颜色的调制，由于重力暗化的影响。我们的目标是调查在何种程度上恒星自转影响星团的年龄测定。我们利用MESA恒星演化代码来创建模型，该模型覆盖了对应于$Ω/Ω_c=0.0$到$0.6$的旋转速率范围，以$0.1$ dex步骤，从而可以评估该维度的变化。利用MATCH统计分析软件包，将MESA模型拟合到第谷$B_T$、$V_T$和2MASS $J$、$K_s$等色星等图上，得到年龄和金属丰度。我们发现，派生的年龄是相对不敏感的旋转的影响。对于毕宿星，Praesepe，和昴宿星，我们得出的年龄的基础上合成人口模型的旋转速率或固定速率的分布。在每种情况下，推导出的年龄往往在误差范围内大致一致，分别接近毕宿星、普雷塞普星和昴宿星的$680$、$590$和$110-160$ Myr。这些年龄与锂耗尽边界为基础的年龄和以前的分析，使用非旋转等时线。我们的方法不提供一个强有力的约束这些集群的金属。
2018-07-13 astro-ph.SR
New evolutionary sequences for extremely low mass white dwarfs: Homogeneous mass and age determinations, and asteroseismic prospects
我们提供了一个质量为0.15-0.45 Msun的He核白矮星演化序列的精细均匀网格，包括ELM白矮星（<0.20 Msun）的质量范围。网格是适当的质量和年龄的测定，并研究他们的脉动特性。白矮星序列的计算是通过执行全面的进化计算，考虑的主要能源和化学丰度的变化过程中，白矮星的演变。通过计算一个由Msun ZAMS星和1.4 Msun中子星组成的双星系统在不同轨道周期下的非保守演化，得到了演化白矮星的初始模型。为了推导出He核白矮星的冷却年龄和质量，我们使用一个方案，考虑到模型在Teff-g平面不同区域所花费的时间，对我们的序列所提供的M（Teff，g）和年龄（Teff，g）关系进行最小二乘拟合。当在热态闪蒸序列的情况下，冷却年龄和质量确定的多个解决方案是可能的时，这是有用的。我们还探讨了CNO闪光（~0.2 Msun）的发展临界质量附近的模型的绝热脉动特性。这是由于发现了恒星质量接近这个阈值的脉动白矮星。我们获得了58颗极低质量白矮星（包括3颗脉动星）的可靠和均匀的质量和冷却年龄测定。此外，我们发现有很大的差异的周期间隔分布的g-模式的模型与恒星质量~ 0.2 Msun，这可以被用来作为一种地震工具，以区分恒星经历了CNO闪光在其早期冷却阶段，从那些没有。最后，为了便于应用我们的结果，我们提供了一个简化的网格值有用的获得质量和年龄的氦核白矮星。
2013-07-07 astro-ph.SR
Solar abundances and granulation effects
太阳丰度在过去十年中经历了一次重大的向下修正，据说是由于采用三维流体动力学模拟来模拟太阳光球的不均匀结构。Asplund等人（2004年）提出的氧丰度非常低，A（O）=8.66，加上碳和氮丰度的向下修正，给太阳模型解释日震测量带来了严重的问题。在努力促进争议，我们重新推导光球丰度的几个元素独立于以前的分析。我们应用了最先进的3D（CO 5 BOLD）流体动力学模拟的太阳颗粒以及不同的一维模型大气的线分光丰度测定。分析是基于标准的光盘中心和光盘集成的光谱图谱;对于氧，我们在不同的日心角获得另外的光谱。导出的丰度是可用原子线的等效宽度和/或线轮廓拟合的结果。我们讨论了不同的颗粒对太阳丰度的影响，并将我们的结果与以前的调查进行比较。根据我们的调查，流体动力学模型是重要的太阳丰度的测定，但不负责最近在文献中的太阳金属丰度的向下修订。
2009-10-25 astro-ph.SR
Determination of the total accelerated electron rate and power using solar flare hard X-ray spectra
太阳耀斑硬X射线光谱学是加速电子光谱的关键诊断。然而，使用碰撞冷厚靶模型的标准方法对加速电子谱的较低能量部分的约束很差，因此加速电子的总体能量通常仅被约束在一个或两个数量级内。在这里，我们开发和应用一个物理上自洽的温暖的目标的方法，涉及到使用硬X射线光谱和成像数据。该方法允许一个准确的确定的电子分布低能量截止，因此，电子加速率和加速的电子释放的总能量的贡献，通过约束的日冕等离子体参数。利用{ \em RHESSI}航天器在X射线中观测到的太阳耀斑，我们证明了使用标准冷靶方法，低能截止（因此电子中的能量含量）基本上是不确定的。然而，热靶方法可以确定与$\sim$ 7\%的不确定度在$3σ$水平的低能电子截止，因此允许一个精确的定量研究加速电子的重要性，在太阳耀斑能量学。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Constraint on the cosmic age from the solar $r$-process abundances
宇宙年龄是宇宙学中一个重要的物理量。基于辐射测量方法，利用太阳系的$r$过程丰度和贫金属星的观测资料，导出了宇宙年龄的可靠下限为$15.68\pm 1.95$ Gyr。这个值比普朗克2013年的最新宇宙年龄$13.813\pm 0.058$ Gyr大，但在不确定性范围内，两者仍然一致。$1.95$ Gyr的不确定性主要来源于对贫金属星CS 22892-052中钍丰度观测的误差，因此未来需要对CS 22892-052进行高精度的丰度观测来理解这种年龄偏差。
2014-03-07 astro-ph.SR
