Current helicity and electromotive force of magnetoconvection influenced by helical background fields
基于太阳表面电流螺旋度的半球规则并不严格这一经验发现，证明了大尺度螺旋磁场背景场对非旋转磁对流的影响对小尺度电流螺旋度的激发作用.它示出内驱动湍流的准线性分析理论和磁对流的非线性模拟，由此产生的小尺度电流螺旋度具有相同的符号作为大尺度电流螺旋度，而这两个伪标量的比率是对流的磁雷诺数的顺序。相同的模型不提供小尺度动力学螺旋度的有限值。另一方面，产生的磁感应电动势包括抗磁泵浦项以及涡流扩散率，但没有α效应。因此，Pouquet & Patterson（1978）和Keinigs（1983）关于同时存在小尺度电流螺旋度和α效应的关系式，对所考虑的非旋转磁对流模型不成立。计算的各种值的磁普朗特数表明，对于所考虑的扩散率的电流螺旋增长的磁雷诺数是不正确的反磁泵的速度-在协议的准线性分析近似的结果。
2016-01-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Observational Evidence for the Internal Excitation of Sunspot Oscillations Inferred from the Fe I 5435 A Line
在太阳黑子色球层中，经常可以观察到速度的本影振荡。它们的来源被认为是外部p模驱动或磁对流的内部激发。尽管经常考虑p模驱动的可能性，但很少研究内部激发。我们报告的振荡模式，可能是密切相关的事件的内部激发从两个太阳黑子的温度最低区域的速度振荡的观测识别。这些速度是根据Fe I 5435 A线的光谱数据确定的，这是一条对磁不敏感的线，由大熊太阳天文台1.6米古德太阳望远镜的快速成像太阳光谱仪拍摄。结果，我们确定了4个相干大小为2.0 * 10 ^-3 km的振荡模式，这些振荡模式清晰地识别了约7.9分钟，振幅为9.3 * 10^-2 km/s。这些中心的振荡功率集中在3分钟波段。所有的振荡中心都位于以上的本影点进行明显的形态和动力学的变化，可以被视为一个可观察到的签名的小尺度磁对流内的本影。我们的研究结果支持这样的观点，即磁对流与太阳黑子内的本影点可以驱动3分钟的本影振荡。
2019-06-05 astro-ph.SR
Seismic probes of solar interior magnetic structure
太阳黑子是太阳磁对流的突出表现，成像其地下结构是一个具有广泛物理意义的突出问题。传播通过这些结构的地震波的传播时间通常用作反演的输入。尽管存在强烈的各向异性磁波导，这些测量一直被解释为各向同性的波速和流动平流相关的多普勒频移的变化。在这里，我们采用偏微分方程约束优化，以确定适当的参数化的磁内部的结构特性。七个不同的波速度充分表征日震波传播：各向同性的声速，多普勒频移流平流速度和各向异性的磁速度。磁介质的结构通过磁声慢模式和快模式以及Alfvén波来感知，每种模式都以不同的波速传播。我们表明，即使在弱磁场的情况下，显着的错误可能会招致，如果这些各向异性不占反演。翻译不变性明显丧失。这些发展使得太阳磁对流的精确地震成像似乎是合理的。
2012-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar Fe abundance and magnetic fields - Towards a consistent reference metallicity
我们调查的影响，包括磁通量在一系列的三维辐射MHD模拟太阳对流，我们用来合成光谱强度分布对应于光盘中心的铁丰度测定。差分方法被用来量化的变化，在理论上等效宽度的一组28铁谱线跨越一个很宽的范围内的拉姆达，激发电位，振荡器强度，Landé因子，和地层高度。在LTE中使用频谱合成代码LILIA计算这些线。我们使用的输入磁对流快照，涵盖50分钟的太阳演化，属于一个系列的平均垂直磁通量密度为0，50，100和200 G。对于相关计算，我们使用哥本哈根交错代码。磁场的存在会对具有非零Landé因子的谱线产生直接（塞曼展宽）效应，并通过光球T-tau分层的变化对温度敏感谱线产生间接效应。估计的原子丰度的相应校正范围从百分之几到百分之二十。|δ测井（Fe）|~ 0.15 dex，取决于谱线和我们考虑的值范围内的平均磁通量的量。塞曼加宽效应在红外光谱中相对更重要。对以前基于可见谱线的太阳丰度测定的最大修改是由于间接效应，即，在光学深度尺度上，由较暖的层结引起的谱线减弱。我们的研究结果表明，平均太阳铁丰度时，使用磁对流模型可以是0.03-0.11德克斯高时，使用简单的HD对流的方法。我们证明，占磁通量是重要的，在国家的最先进的太阳光球丰度测定的基础上的三维模拟。
2012-09-13 astro-ph.SR
Continuum intensity and [O I] spectral line profiles in solar 3D photospheric models: the effect of magnetic fields
本文研究了磁场在太阳光球三维磁对流模型中的重要性，讨论了磁场对不同观测倾角下连续谱强度的影响，以及对两条[O I]谱线强度分布的影响。我们使用的RH数值辐射转移代码进行后验谱合成的磁场丰度测定的影响，在我们的出版物中使用的相同的时间序列的磁对流模型。我们获得了一个很好的匹配的合成光盘中心连续强度的绝对连续值从FTS观测光谱的中心到边缘变化（CLV）的合成数据的观测匹配也很好，部分原因是三维辐射传输功能的RH代码。数值时间序列中不同水平的磁通量不会改变匹配的质量。关于目标[O I]谱线，我们发现，相反，磁场导致合成谱中不可忽略的变化，较大的平均磁通量导致线变得明显较弱。因此，如果使用非磁性的数值模型，人们将得到的光球氧丰度将降低几个到几个厘米。列入磁场被证实是重要的，以改善目前的太阳建模，这里特别是在谱线的形成和推导一致的化学丰度。这些结果可能会进一步阐明有关太阳氧丰度精确值的仍然有争议的问题。
2015-01-27 astro-ph.SR
Simulations of Stellar Magnetoconvection using the Radiative MHD Code `StellarBox'
真实的数值模拟，即，那些最少使用特别建模的方法，对于理解太阳和其他恒星内部和大气的复杂湍流动力学及其磁活动和变化的基本机制至关重要。本文的目标是提出一个详细的描述和测试结果的可压缩辐射MHD代码，'StellarBox'，专门开发用于模拟对流区，表面和大气的太阳和中等质量的恒星。该程序采用四阶Padé空间微分格式和四阶Runge-Kutta时间积分格式求解三维完全耦合可压缩MHD方程。辐射转移方程求解使用Feautrier方法的双向射线追踪和不透明度分箱技术。该代码的一个具体特点是实施亚网格尺度MHD湍流模型。根据计算网格和可用处理器的数量自动配置数据结构，以实现良好的负载平衡。我们目前的测试结果，并说明了代码的能力，模拟颗粒对流的太阳和一组主序星。结果揭示了这些恒星近表面湍流对流的实质性变化，这反过来又影响了表面磁场的性质。例如，在太阳的情况下，最初均匀的垂直磁场往往会自组织成紧凑的（孔隙状）磁性结构，而在质量更大的恒星中，不会形成这样的结构，并且磁场或多或少均匀地分布在粒间通道中。
2015-07-29 astro-ph.SR
Spectral variability of photospheric radiation due to faculae I: The Sun and Sun-like stars
上下文恒星光谱在一天或更长的时间尺度上的变化，由磁性表面特征如黑点和亮斑引起，是描述太阳系外行星时的一个重要噪声源。目前的1D光斑模型没有捕捉到的几何特性，并未能再现所观察到的太阳光斑对比度。磁对流模拟提供光斑对比占几何形状。目标。我们计算太阳光球的磁对流模型的光斑对比度光谱，以期提高（a）未来的参数测定与早期G型宿主恒星的行星和（b）重建太阳光谱的变化。方法.利用三维辐射-磁流体动力学程序MURaM模拟了初始平均垂直磁场（100 ~ 500 G）范围内的太阳孪晶（G2，log g=4.44）大气区，并利用ATLAS 9辐射转移程序计算了从紫外（149.5 nm）到远红外（160000 nm）的合成强度谱.九个视角进行了调查，占光斑的位置，在大多数恒星盘。结果具有不同水平的磁通量的模拟箱相对于没有磁场的大气的辐射的对比度是位置、波长和磁场强度的复杂函数，其不能由1D光斑模型再现。一般来说，对比度增加的肢体，但在紫外线波长的饱和和减少观察到接近肢体。从可见光到紫外线，对比度也会强烈增加;有丰富的光谱依赖性，在分子带和强谱线中有明显的峰。在圆盘中心，发现了与磁场的复杂关系，强磁场的区域可以出现黑暗或明亮，这取决于波长。
2017-05-12 astro-ph.SR
The pre-penumbral magnetic canopy in the solar atmosphere
半影是磁对流在高度倾斜（垂直方向）的磁场中的表现。太阳黑子的半影最初倾向于沿着本影的弧形成，该弧与通量出现的主要区域相对。高度倾斜的磁场如何沿着本影的对映曲线集中，至少在最初，这个问题还有待回答。以前的观测研究表明，存在某种形式的上覆磁冠，作为半影的祖先。我们认为，这种覆盖的磁冠层是磁场如何进入大气层的结果，因此，是新兴区域的一部分。我们表明，通过扭曲的磁通管出现的模拟，高度倾斜的磁场檐篷形成优先在光球上方的所需位置。
2016-10-21 astro-ph.SR
Realistic Magnetohydrodynamical Simulation of Solar Local Supergranulation
利用真实物理模型对太阳表面磁对流进行了三维数值模拟。研究了对流运动进入光球上层辐射层的热结构、对流单体的主要尺度和对流的穿透深度。我们采取的太阳光球的一部分，大小为60 x60毫米，在水平方向和深度20毫米，从可见的太阳表面的水平。我们使用一个现实的太阳初始模型，并应用状态方程和恒星物质的不透明度。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射磁流体力学方程。我们适用于：1）磁流体力学的守恒TVD差分格式，2）辐射转移的扩散近似，3）亚网格尺度动力学粘性模拟。在模拟中，我们采用了均匀的二维网格，在垂直方向上的不均匀网格，单元数为600 × 600 × 204。我们使用512个处理器与分布式内存多处理器的超级计算机MVS-100 K在联合计算中心的俄罗斯科学院。
2009-06-29 astro-ph.SR
A low upper limit on the subsurface rise speed of solar active regions
太阳表面的磁场以黑子和活动区的形式出现。这个过程从上升的环形通量管产生极向磁场，这是太阳发电机的一个关键但知之甚少的方面。磁场的出现也很重要，因为它是太阳活动的关键驱动力。我们发现，在太阳表面的水平流动的测量新兴的活动区域，结合太阳磁对流的数值模拟，可以约束地下上升速度新兴的磁通量。所观察到的流动意味着，磁场的上升速度是不大于150米/秒的深度为20毫米，也就是说，远低于（标准）薄通量管模型的预测，但在该深度的对流速度预期的范围内。我们的结论是，对流控制的动态上升通量管在太阳的上层，不能被忽视的模型中的通量出现。
2016-07-18 astro-ph.SR
Expansion of magnetic flux concentrations: a comparison of Hinode SOT d ata and models
背景：网络磁场随高度的扩展是磁通管模型的一个基本属性。需要快速膨胀以形成磁性天篷。目的：我们观察到的磁网络元素的膨胀特性的特点，并将它们与薄通量管和片近似，以及磁对流模拟。研究方法：我们使用来自Hinode SOT NFI NaD 1通道和分光偏振仪的数据来研究圆偏振中所见的磁通量浓度随太阳盘面位置的变化。我们比较了观测与合成观测模型的基础上薄通量管近似和磁对流模拟两个不同的上边界条件的磁场（潜在的和垂直的）。结果如下：观测到的圆极化信号的磁通量浓度的变化从单极在磁盘中心的双极附近的边缘，这意味着一个扩大的磁场。所观察到的膨胀同意来自薄通量片和管近似的膨胀性能。磁对流模拟与位场作为上边界条件的磁场也产生双极功能附近的肢体，而模拟与垂直场边界条件没有。结论：在高分辨率的日出观测中看到的近翼表观双极磁特征可以用一个简单的通量片或管模型来解释。这进一步支持了这样一种观点，即尺寸变化很大的磁性特征具有相似的相对膨胀率。这里提出的数值模拟是不太有用的解释膨胀，因为我们感兴趣的诊断是强烈的影响，在纯粹的光球模拟的磁场的上边界条件的选择。
2010-05-19 astro-ph.SR
Solar Vortex Tubes: Vortex Dynamics in the Solar Atmosphere
在这项工作中，一个国家的最先进的涡流检测方法，瞬时涡度偏差，应用于定位三维涡管边界的数值模拟太阳光球磁对流的MURaM代码进行。我们检测到的三维旋涡沿晶间区域分布，并显示从光球层延伸到低色球层的锥形。基于定义明确的涡流中心和边界，我们能够确定平均径向轮廓，从而研究不同高度水平涡流的动态特性。太阳涡管呈现出不均匀的角旋转速度，并且在所有高度水平上，涡内都存在涡粘性效应，当等离子体向中心移动时，涡粘性效应会减慢等离子体的速度。涡流影响磁场，因为它们有助于增强下沉点处的磁场，并且反过来，磁场最终在涡流动力学中发挥重要作用。发现磁场对涡度的演化起着特别重要的作用。另一方面，它示出，在一般情况下，运动学涡旋不引起磁涡旋，除非它们的切向速度在不同的高度水平是足够高的，以克服磁张力。
2020-07-08 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
Solar System Elemental Abundances from the Solar Photosphere and CI-Chondrites
本文整合更新太阳光球层与CI球粒陨石数据，给出太阳系元素及同位素丰度，提高太阳金属丰度，并评估挥发性元素、s/p过程核素及凝聚温度相关性。
2025-02-14 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
The solar nitrogen abundance under the LTE assumption
太阳能化学丰度的研究相当详细，因为太阳能金属量的差异值推断从不同的指标，在目前的工作中，我们已经使用了28个合适的原子光谱太阳氮线，依靠新的等效宽度测量确定氮丰度。对应于28个太阳中性氮线，我们推导出一个太阳的氮丰度使用Holweger和Muller太阳模型和测量的等效宽度从文献中。我们的研究报告的太阳氮丰度结果是8.05（西格玛= 0.09）使用的GF值从Wiese和Fuhr。
2018-09-12 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
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。
2020-04-14 astro-ph.SR
Element Abundances in Solar Energetic Particles and the Solar Corona
这是对1994年11月至2012年6月期间在Wind航天器上测量的54个大的太阳高能粒子（SEP）事件期间2 - 15 MeV amu-1区域中的元素He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca和Fe的丰度的研究。重元素丰度的大部分时间和空间变化的起源在于，在由日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波中，粒子远离加速点的运输过程中，刚性相关的散射。Fe丰度的变化与Fe光谱指数相关，正如散射理论所预期的那样，但以前没有注意到。聚类的Fe丰度在“水库”期间，晚在SEP事件，也是新的报道。在一个地区的运输引起的增强平衡的耗尽在另一个，因此，平均这些变化产生SEP丰度是能量独立的，确认以前的SEP丰度在这个能量区域，并提供了一个可靠的措施，元素丰度在太阳日冕。这些SEP确定的日冕丰度不同于那些在太阳光球由一个众所周知的功能，取决于第一电离势（FIP）或电离时间的元素。
2013-06-10 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
Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Halogens Fluorine, Chlorine, Bromine, and Iodine
我们回顾了大量关于陨石中卤素浓度的文献和用于太阳系丰度的恒星卤素数据（即，太阳系形成时的代表性丰度）和相关的分析问题。根据最近对Cl-辉石的分析，认为太阳系氯、溴和碘丰度较低的说法是站不住脚的，因为这样低的值与核丰度系统学和太阳及其他恒星中卤素的测量不相容。我们怀疑与这些特殊岩石类型相关的分析问题在几项研究中导致了较低的分析结果。Cl-磷灰石的质量浓度为F=92+-20 ppm，Cl=717+-110 ppm，Br=3.77+-0.90 ppm，I=0.77+-0.31 ppm，N（Si）=10^6原子的丰度为N（F）=1270+-270，N（Cl）=5290+-810，N（Br）=12.3+-2.9，N（I）=1.59+-0.64。在log N（H）=12的情况下，陨石的丰度值按比例换算为现今的光球丰度，分别为A（F）=4.61+-0.09，A（Cl）=5.23+-0.06，A（Br）=2.60+-0.09，A（I）=1.71+-0.15。这些推荐的现今太阳系丰度值与太阳黑子的N（F）=776+-260，A（F）=4.40+-0.25，N（Cl）=5500+-810，A（Cl）=5.25+-0.12相比较，并且与其他恒星和其他天文环境中的F和Cl丰度比相一致。Yokoyama等人（2022年）对CI球粒陨石类小行星Ryugu的氯丰度为776+-21 ppm，这与此处对CI球粒陨石…
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The LTE solar abundance of neodymium
利用傅里叶变换光谱仪（FTS）获得的高分辨率光谱数据研究了太阳光球中单电离态钕（Nd II）的丰度。基于局部热力学平衡（LTE）假设，导出了新的Nd丰度值。我们成功地选择了51条太阳Nd II谱线，这些谱线具有Den Hartog等人（2003）实验测量的精确跃迁几率，并具有从文献中确定的精确阻尼参数。根据不透明度分布函数（ODF）的原子数据，我们建立了理论光球太阳模型。51条Nd Ⅱ谱线的平均值为log εNd=1.45 +-0.08，与大气的平均值相近。
2017-12-18 astro-ph.SR
The solar abundance problem: the effect of the turbulent kinetic flux on the solar envelope model
最近的三维模拟表明，湍流动力学通量（TKF）是显着的。我们讨论了TKF对对流区大小的影响，发现TKF可能有助于解决太阳丰度问题。太阳丰度问题是，随着新的丰度，太阳对流区深度、辐射内部的声速、对流包层中的氦丰度和密度与日震反演不一致。为了检验TKF廓线对太阳对流包络模式的影响，我们对不同廓线的太阳对流包络模式进行了蒙特卡罗模拟。AGSS 09组成的标准太阳对流包层模式在密度上与日震逆温存在显著差异（$\rm{\sim 10 %}$），而旧组成GN93的模式在密度上差异较小（$\rm{\sim 0.5 %}$）。在采用不同TKF的试验模型中，发现对流层底部的密度廓线对TKF值敏感，对流层底部的密度廓线对TKF结构不敏感。底部湍流动力学光度的要求值约为$\rm{-13%\sim-19%L_{\odot}}$。与3D模拟相比，该值是合理的。本研究仅针对太阳对流层。为了研究TKF对对流层以下太阳内部结构的影响以及整个太阳丰度问题，需要使用TKF的演化太阳模型，但需要TKF在过冲区的廓线。
2014-04-19 astro-ph.SR
Solar Models with Revised Abundance
我们提出了新的太阳模型中，我们使用最新的低丰度，我们进一步包括旋转，磁场和额外的混合过程的影响。我们假设外元素的混合可以看作是一个扩散过程，扩散系数主要取决于太阳内部的旋转和磁场的配置。我们发现，这样的模型可以很好地再现所观察到的太阳自转廓线的辐射区。此外，所提出的模型可以更好地匹配地震的限制比标准的太阳模型，也当这些包括最新的丰度，但忽略了旋转和磁场的影响。
2011-04-06 astro-ph.SR
Exploring mass loss, low-Z accretion, and convective overshoot in solar models to mitigate the solar abundance problem
使用Asplund等人（2005，2009）或Caffau等人（2008，2009）新的较低丰度的太阳模型与日震推断的一致性不如使用Grevesse & Noels（1993）或Grevesse & Sauval（1998）较高丰度的模型。采用新的丰度会导致模型在对流区底部以下的声速差异高达1.4 $%$（与旧丰度的差异小于0.4 $%$相比），对流区太浅，对流区氦丰度太低。在这里，我们简要回顾最近试图恢复协议，我们评估模型的三个变化：早期质量损失，吸积低Z材料，对流过冲。这些尝试的一个目标是探索可以保留旧丰度获得的内部结构，同时容纳表面新丰度的模型。虽然质量损失和吸积模型显示出一些改进的协议与地震的限制，一个令人满意的解决方案，太阳丰度的问题仍然有待发现。此外，我们进行了初步的分析模型与Caffau等人。（2008年，2009年）丰度，表明声速差异减少到只有约0.6 $%$在对流区的基础上，相比之下，Asplund等人（2005）的丰度为1.4 $%$，Grevesse & Noels（1993）的丰度为0.4 $%$。此外，在具有Caffau等人（2008，2009）丰度的模型中包括质量损失可能会提高声速一致性，并有助于解决太阳能锂问题。
2010-02-23 astro-ph.SR
Li abundances for solar twins in the open cluster M67
我们确定锂（Li）丰度的太阳孪晶在M67疏散星团增加有价值的信息之间的相关性，锂耗尽和恒星年龄，然后，更好地了解恒星的结构和演化。我们使用高分辨率和良好的信噪比光谱来表征来自M67的三个太阳孪晶中的Li耗尽，在不对称的6707.75 μ\，Li I特征区域使用光谱合成。我们的M67太阳双星样本（我们的三颗恒星加上文献中先前分析的第四颗太阳双星）的A（Li）$=1.6\pm0.2$ dex的平均Li丰度值代表了其年龄的Li丰度。此外，在这项工作中，从Li丰度的标准差估计的散射是类似的典型的散射发现在文献中提出的现场太阳双胞胎的样本。
2020-01-07 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 astro-ph.SR
Understanding the variability of helium abundance in the solar corona using three-fluid modeling and UV observations
本研究受HERSCHEL探空火箭的内日冕氦丰度紫外观测启发，构建首个三维三流体倾斜日冕冕流带与慢太阳风模型，揭示氦丰度分异变化的物理过程，增进对慢太阳风起源的理解。
2024-06-21 astro-ph.SR
The solar silicon abundance based on 3D non-LTE calculations
我们提出了三维（3D）非局部热力学平衡（非LTE）辐射转移计算硅在太阳光球，使用广泛的模型原子，包括最近，现实的中性氢碰撞截面。我们发现，光子损失的SiI线引起轻微的负非LTE丰度修正的顺序-0.01德克斯。我们推断基于3D非LTE的太阳能硅丰度为7.51 dex。由于硅通常被选为光球和陨石丰度之间的锚，我们发现陨石丰度尺度与Asplund等人（2009）和Lodders等人（2009）的结果相比保持不变。
2016-09-23 astro-ph.SR
Shallow extra mixing in solar twins inferred from Be abundances
锂和铍在恒星内部的不同温度下被破坏。因此，它们的相对丰度提供了很好的探针的性质和程度的混合过程内和以下的对流区。我们确定的8个太阳能双胞胎的样本，其中锂丰度已被确定的丰度。所分析的太阳孪晶跨越了非常宽的年龄范围，0.5-8.2 Gyr，这使我们能够研究Li和Be耗尽的长期演化。我们收集了高质量的UVES/VLT光谱，并通过光谱合成的Be II 313 nm的双峰获得Be丰度。铍丰度随年龄的变化不明显。然而，更脆弱的Li，随着年龄的增加，呈现出单调递减的丰度。因此，对流区下方相对较浅的额外混合是必要的，同时考虑到所观察到的太阳和太阳孪晶中的Li和Be行为。
2015-03-26 astro-ph.SR
Solar Twins and Possible Solutions of the Solar and Jupiter Abundance Problems
最近发现的太阳和两个集合的“太阳双胞胎”之间的系统丰度差异的影响进行了讨论。这些差异可以被理解为行星中重元素的锁定所造成的太阳对流区丰度的印记。这样一种情况也自然地导致其他两个丰度特性的可能解决方案; 1）从太阳光球精确三维模型推导出的光球丰度与从日震学推导出的太阳内部重元素丰度之间的差异，以及2）木星的丰度模式，这可以很难地解释为普通元素如碳、氮和硫以及稀有惰性气体如氩、氪和氙的普遍和类似的过量，或者--更简单地说--氢的丰度不足。
2009-08-26 astro-ph.EP 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
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
Origin of Deep Acoustic Sources Associated with Solar Magnetic Structures
人们普遍认为，太阳声（p）模式激发近地表湍流运动，特别是，由下沉气流和相互作用的旋涡在颗粒间通道。最近对太阳动力学观测数据的分析（Zhao等人，2015）揭示了太阳黑子周围的快速移动波，这与太阳黑子下方约5 Mm处激发的磁声波一致。我们分析了具有自组织孔隙状磁结构的太阳磁对流的3D辐射MHD模拟，并确定了该结构内外的600多个单独的声学事件。通过一个案例一个案例的研究，我们发现，周围的磁性结构，声源与下降气流。它们的深度与下沉气流速度和磁场有关。下沉气流往往能将这些物质输送到更深层。在强下沉气流或倾斜下沉气流的情况下，波阵面形状可以沿着下沉气流伸展。在磁性结构内部，声波的激发由会聚流驱动。通常，强会聚的等离子体流撞击结构边界，导致其内部的压缩，从而激发声波。声事件的深度分布的分析表明，最强的浓度在0.2 - 1毫米的表面以下的外部源和2.5 - 3毫米的结构内的激励事件。
2018-10-15 astro-ph.SR
Higher metal abundances do not solve the solar problem
上下文太阳是恒星物理学的基石。由于光谱、日震和中微子通量观测，我们可以在极端条件下将太阳用作基础物理实验室。然后，我们得出的结论将用于为宇宙中所有其他恒星的演化模型提供信息和校准。然而，太阳能模型与日震的限制处于紧张状态。关于“太阳问题”的辩论迄今已导致许多出版物讨论太阳模型和丰度的潜在问题。目标。使用最近提出的太阳高金属丰度，我们调查是否标准的太阳模型，以及宏观运输模型再现太阳表面锂丰度和分析其性质的日震和中微子通量观测。方法.我们计算太阳的演化模型，并结合光谱和日震的约束，以及中微子通量，这些测量上的宏观运输的影响进行调查。结果当校准高金属丰度太阳模型以再现测量到的太阳锂耗尽时，日震学和中微子通量方面的紧张局势就会出现。这又一次证明，太阳问题也与太阳演化模型的物理处方有关，而不仅仅是化学成分。结论.为了提高我们对恒星结构和演化的理解，需要对太阳模型的物理成分进行修订。如果考虑到轻元素的损耗，太阳问题就不仅限于光球丰度。此外，对太阳铍丰度的更严格限制将在改进太阳模型方面发挥关键作用。
2022-12-13 astro-ph.SR
Impact of the low solar abundance on the ages of globular clusters
本文介绍了Asplund及其合作者（2004）关于低太阳丰度对基于等时线拟合的最古老星团年龄的影响的研究结果。我们已经建立了新的恒星模型和相应的等时线使用这种新的太阳混合适当的太阳校准。我们发现使用Asplund et al.（2004）的金属丰度会导致银河系中老球状星团的典型年龄大约增加10%。虽然这可能看起来很小，但它对解释银河系球状星团的形成时代有重要影响。Asplund等人（2004）的丰度可能不一定会威胁到目前的和谐宇宙学，但会表明银河系球状星团在再电离之前和主星系体开始形成之前形成。这与目前对星系形成的理解形成对比。
2010-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Corotating Shock Waves and the Solar-Wind Source of Energetic Ion Abundances: Power Laws in A/Q
我们发现，元素丰度的高能离子加速的冲击波形成的共转相互作用区（CIR）的镜子的丰度的太阳风修改的递减幂律依赖于离子的质荷比A/Q。这种行为在性质上类似于著名的幂律依赖于A/Q的丰度在大的渐进太阳高能粒子（SEP）。CIR离子反映了A/Q的模式，在这种情况下，源等离子体温度或冻结温度的Q值为1.0 - 1.2 MK，这是快速太阳风的典型值。因此，CIR中的相对离子丰度是（A/Q）**a的形式，其中a几乎总是负的，并且随着与激波的距离而明显减小，通常开始于1 AU以上。对于一个不寻常的历史CIR事件，a ~ 0，CIR的反向冲击波似乎发生在1 AU，这些高能离子的丰度成为快速太阳风丰度的直接代理。
2018-08-18 astro-ph.SR
Solar cycle observations of the Neon abundance in the Sun-as-a-star
太阳内部的性质可以通过对太阳振荡的日震学测量来精确地确定。然而，这些测量结果与使用太阳大气的3-D流体动力学模型得出的光球元素丰度相冲突。这种理论和日震学的分歧被称为$"$太阳模拟问题$"$。一种可能的解释是，光球层的氖丰度比一般公认的要大，而这种丰度是由日冕层的氖/氧比值与光球层的氧丰度相结合而间接推导出来的。对冷恒星的观测也支持了这一观点。在最慢的太阳风流和日冕流中，Ne/O丰度比也随着太阳周期而变化，并且在流中从太阳最大值到最小值的变化（$\sim$ 0.1到0.25）足够大，可能使一些太阳模型与地震数据相一致。本文利用2010- 2014年太阳动力学观测站EUV变率实验（EVE）的日采样观测资料，研究了当太阳被看作恒星时，日冕Ne/O丰度比是否随太阳活动周期而变化。我们发现，只有一个弱的依赖，和适度的反相关，与太阳活动周期与测量的比率约0.2- 0.3 MK从0.17下降到0.11在太阳活动最小的。在较高的温度下（0.3- 0.6 MK），这种效应被放大，反相关性更强，比值从太阳活动极小期的0.16下降到太阳活动极大期的0.08。我们在太阳极小期找到的值太低，无法解决太阳建模问题。
2018-05-18 astro-ph.SR
High Precision Abundances of the Old Solar Twin HIP 102152: Insights on Li Depletion from the Oldest Sun
我们提出了第一个详细的化学丰度分析的老8.2 Gyr太阳双胞胎，HIP 102152。利用8.2米甚大望远镜获得的超高分辨率（R = 110，000）、高信噪比的紫外可见光谱，我们得到了21种元素相对于太阳的丰度差，精度高达0.004 dex（$\lesssim$ 1%）。我们测定的HIP 102152的金属丰度为[Fe/H] = -0.013 $\pm$ 0.004。恒星的大气参数被确定为比太阳冷54 K，表面重力低0.09 dex，微湍流与我们推导的太阳值相同。元素丰度比与尘埃凝结温度的关系揭示了这颗恒星的太阳丰度模式，与大多数太阳双星相反。HIP 02152的丰度模式似乎是任何已知的太阳双星中与太阳最相似的。年轻的2.9 Gyr太阳孪生子18 Sco的丰度也是从紫外线光谱中确定的，以作为HIP 102152的比较。HIP 102152的太阳化学模式使其成为类地行星的潜在候选者，这一点因其类地行星区域缺乏巨行星而得到加强。HIP 102152、18 Sco和太阳的非局部热力学平衡Li丰度分别为：log $ε$（Li）= 0.48 $\pm$ 0.07、1.62 $\pm$ 0.02和1.07 $\pm$ 0.02。HIP 102152的锂丰度是迄今为止报道的最低的太阳双星，并允许我们考虑一个新兴的，严格限制的锂年龄趋势的太阳双星。
2013-08-27 astro-ph.SR
Determining the initial helium abundance of the Sun
我们确定的依赖性的初始氦丰度和现今的氦丰度在对流信封的太阳模型（$\yim$和$\ysm$分别）的参数，用于构建模型。我们这样做是通过使用参考标准太阳模型来计算$\yim$和$\ysm$对输入参数的依赖性的幂律系数。我们使用这些依赖关系来确定$\yim$和$\ysm$之间的相关性，并使用这种相关性来消除除微观扩散率外的所有太阳模型输入参数中的$\yim$的不确定性。我们发现一个表达式的$\yim$，只依赖于$\ysm$和扩散率。通过采用日震法测定太阳表面氦丰度$\ysms= 0.2485\pm0.0035$和扩散率的不确定度为20%，我们发现初始太阳氦丰度$\yims$为$0.278 \pm 0.006$，与推导$\yim$和$\ysm$之间的相关性所使用的参考标准太阳模型（特别是所采用的太阳丰度）无关。当使用具有额外混合的非标准太阳模型时，我们导出了$\yims = 0.273 \pm 0.006$。在这两种情况下，推导出的$\yims$值高于直接从太阳模型校准中推导出的值，当低金属性太阳丰度（例如Asplund等人）在模型中采用。
2010-06-01 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of carbon.Analysis of atomic carbon lines with the CO5BOLD solar model
使用流体动力学模拟，原子数据的选择，和计算偏离局部热力学平衡的太阳光谱分析意味着向下修订的太阳金属丰度。我们正在使用CO 5 BOLD代码计算的最新模拟来重新评估太阳的化学成分。本文用辐射-流体动力学CO_5BOLD模型计算了太阳光球层碳丰度，并用Kiel程序计算了对局部热力学平衡的偏离。我们在高分辨率、高信噪比的太阳图谱上测量了原子CI线的等效宽度。偏离局部热力学平衡计算在一维基尔代码。我们推荐的太阳碳丰度值依赖于对观测线的98次独立测量，为A（C）=8.50+-0.06，引用的误差是统计误差和系统误差的总和。结合我们最近对太阳氧和氮丰度的结果，这意味着太阳的金属丰度Z=0.0154和Z/X=0.0211。我们的分析意味着太阳的碳丰度是约0.1德克斯高于在以前的分析中发现的基于不同的三维流体动力学计算。这种差异部分是由我们的等效宽度测量结果驱动的（我们平均测量的等效宽度大于基于3D模型的其他工作），部分原因可能是由于流体动力学模拟和频谱合成代码的不同特性。我们从CO 5 BOLD分析中获得的太阳金属丰度与日震学的约束比以前的3D丰度结果稍微好一点。（节录）
2010-02-12 astro-ph.SR
Solar abundance problem
太阳的化学成分是天体物理学中最重要的量之一。太阳丰度是建模恒星大气，恒星结构和演化，人口合成，星系作为一个整体。太阳丰度问题是指日震学的观测数据与恒星内部模型对太阳的预测之间的冲突，如果这些模型使用3D和NLTE辐射转移模型获得的最新太阳化学成分。在这里，我们从观察和理论的角度来仔细研究这个问题。我们还提供了一个可能的解决方案列表，这些解决方案尚未经过测试。
2014-03-12 astro-ph.SR
Solar abundances and 3D model atmospheres
我们目前的太阳光球丰度的12个元素的光学和近红外光谱。丰度分析采用三维流体力学（CO5BOLD）以及标准的一维流体静力学模型大气。我们将我们的结果与其他人进行比较，强调差异和仍然存在的问题，特别是氧气的关键丰度。我们认为，低太阳光球的热结构是非常好的代表我们的3D模型。我们得到了一个很好的匹配所观察到的中心到肢体的变化的线覆盖的连续强度，也在波长shorthormance的巴耳末跳跃。
2009-11-22 astro-ph.SR
Rotating Solar Models with Low Metal Abundances as Good as Those with High Metal Abundances
根据低金属丰度建造的标准太阳模型（SSM）与地震推断的结果不一致。我们构建了低金属丰度的旋转太阳模型，包括增强沉降和对流过冲。在我们的一个旋转模式\textbf{AGSSr2a}中，对流过冲使我们能够恢复对流区底部（CZ）的半径，其水平为$1σ$。旋转混合几乎完全抵消了表面氦丰度的增强沉降，但只有部分表面重元素丰度。在$1σ$水平上，旋转和增强沉降的结合使地表氦丰度与$0.2485\pm0.0035$的地震推断值一致，并使模型具有比根据高金属丰度构造的SSM更好的声速和密度剖面。CZ的底部半径和\textbf{AGSSr2a}的表面氦丰度分别为$0.713$ $R_{\odot}$和$0.2472$;它与太阳之间的声速和密度相对差的绝对值分别小于$0.0025$和$0.015$。此外，我们的模型预测的中微子通量与以前的研究工作的预测是可比的。
2019-01-31 astro-ph.SR
Unveiling Mass Transfer in Solar Flares: Insights from Elemental Abundance Evolutions Observed by Chang'E-2 Solar X-ray Monitor
本文利用嫦娥二号太阳X射线监测器数据，首次揭示耀斑中Fe的逆第一电离势效应并发现罕见的丰度耗尽现象，基于CSHKP模型结合惯性效应解释了FIP与IFIP效应的形成机制。
2024-07-02 astro-ph.SR
The Origin of Element Abundance Variations in Solar Energetic Particles
在渐变和脉冲太阳高能粒子（SEP）事件的加速和输运过程中，离子的质量电荷比[A/Q]近似按幂律变化。由于Q值取决于源等离子体的电子温度，这允许从元素丰度增强的模式确定该温度，并验证用于从SEP事件扩散传输离子的A/Q功率的预期逆时间依赖性，发现散射平均自由程在0.2和1 AU之间。不同温度等离子体产生的SEP事件在典型的丰度交会图中分布到不同的区域，使分布范围扩大。在SEP事件与温度高于2 MK的比较中，脉冲事件比渐变事件显示出更广泛的丰度非热变化。在渐变事件中加速离子的广泛冲击波可以在许多活跃区域上平均，在活跃区域中，大量但较小的磁重联（“纳米喷射”）产生超热种子离子，从而在变化的丰度上平均，而脉冲SEP事件仅对丰度变化的一个局部区域进行采样。的参考He/O丰度比为91，而不是57的证据，也被发现为较热的等离子体。然而，虽然这与太阳风的He/O丰度相似，但太阳风丰度为SEP丰度增强提供了不可接受的不良参考，产生了极大的误差。
2016-07-21 astro-ph.SR
Solar Elemental Abundances
太阳系元素丰度的历史回顾，并根据CI-同位素和太阳数据对元素和同位素丰度进行新的评估。太阳系元素丰度（Solar elemental abundance）是指整个太阳系中化学元素的丰度。太阳包含了太阳系中超过99%的质量，因此太阳的组成是整个太阳系组成的一个很好的代表。太阳系的组成可以看作是45.67亿年前形成太阳系的星际介质中分子云的整体组成。天文学和宇宙化学的活跃研究领域模拟太阳组成的分子云坍缩成具有行星系统的恒星，以及行星形成和分化过程中元素的物理和化学分馏。太阳系组成是太阳系中所有天体（太阳、类地行星、气态巨行星、行星卫星和卫星、小行星、柯伊伯带天体和彗星）的初始组成。（摘要截断）。
2019-12-02 astro-ph.EP 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
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
Photospheric parameters and C abundances in solar-like stars with and without planets
我们一直在分析大量的类太阳恒星样本，包括有行星和无行星的恒星，以便均匀地测量它们的光球参数和碳丰度。我们的样本包含大约200颗太阳附近的恒星，这些恒星是用SDUDIE摄谱仪观测到的，观测数据是公开的。我们对C $_{2}$和C I谱线的主要谱带进行了光谱合成，目的是准确地获得C丰度。我们打算贡献均匀的结果，比较元素丰度的恒星与已知的行星。新的论点将被提出来讨论可能的化学异常，已在文献中提出，使我们更好地了解行星的形成过程。在这项工作中，我们专注于我们的样本中的两个恒星群的碳丰度。
2009-10-01 astro-ph.SR
Vorticity in the solar photosphere
目标。我们使用磁性和非磁性的3D数值模拟的太阳颗粒和G-波段辐射诊断所产生的模型来分析太阳光球中的小尺度涡旋运动的产生。方法.磁对流的辐射MHD模拟用于产生光球模型。我们的出发点是一个非磁性的太阳对流模型，在这里我们引入了一个均匀的磁场，并遵循模拟光球场的演变。我们发现了两种不同类型的光球涡，并提供了一个链接之间的涡的产生和存在的晶间磁场。涡度方程的详细分析，结合G-波段辐射诊断，使我们能够识别模拟光球中光球涡度的来源和观测特征。结果两种不同类型的光球涡，磁性和非磁性，产生的域。非磁涡旋是由光球层中等离子体的斜压运动产生的，而磁涡旋是由颗粒间磁通量浓度中的磁张力产生的。这两种类型的涡具有不同的形状。我们发现，更有效地产生的涡流磁化模型。模拟的G-波段图像显示了磁涡旋和光球亮点旋转运动之间的直接联系，并表明磁亮点旋转和在大气高层观测到的小尺度涡旋运动之间可能存在联系。
2010-10-27 astro-ph.SR
Uncertainties in the solar photospheric oxygen abundance
这项工作的目的是为了更好地了解来自三维模型的光球太阳氧丰度的置信限，使用禁止[OI]线在6300 ° C，包括与其他参数的相关性。我们使用了一个三维经验模型和两个太阳强度图集。我们采用贝叶斯推断作为一种工具，以确定最有可能的太阳氧丰度的值所选择的模型。我们考虑了一些误差源，如在连续推导中的不确定性，在波长校准和丰度/强度的镍。我们的研究结果表明，在推导中采用的几个参数的影响之间的相关性。贝叶斯分析提供了稳健的置信限，以严格的方式考虑了所有这些因素。我们得到，给定的经验三维模型和阿特拉斯观测在这里，太阳氧丰度的最可能的值是$\log(ε_O) = 8.86\pm0.04$。然而，我们注意到，这种不确定性没有考虑由于模型选择而导致的系统误差的可能来源。
2017-01-24 astro-ph.SR
Solar System Abundances of the Elements
概述了在天文学和行星研究中用作太阳丰度标准的化学元素的代表性丰度。根据陨石和光球测量，提出了太阳系丰度的最新丰度表。
2010-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Abundances in the Solar Neighborhood: The Hypatia Catalog
我们编译光谱丰度数据从84个文献来源的50个元素在3058颗恒星在太阳附近，在150 pc的太阳，产生Hypatia目录。我们评估了不同调查报告的同一颗恒星的丰度测量的变化。我们还探讨了银河系内的恒星可能的关联，相应的观测和丰度测定方法Hypatia的所有目录，特定目录的整体丰度趋势的影响，以及将所有丰度归一化到相同的太阳尺度的效果。希帕蒂娅星表中大量的恒星丰度测定结果仅针对薄盘恒星进行分析，其观测结果与文献来源之间是一致的。由于我们的大数据集，我们发现，在太阳附近的恒星可能揭示了一个不对称的丰度分布，这样一个[Fe/H]-丰富的集团接近中平面是缺乏镁，硅，硫，钙，钪II，铬II，和镍相比，恒星远离平面。Hypatia星表有着广泛的应用，包括系外行星宿主，厚盘星和薄盘星，或具有不同运动学特性的恒星。
2014-05-26 astro-ph.SR
