The helium-peculiar star a Cen exhibits line profile variations of elements such as iron, nitrogen and oxygen in addition to its well-known extreme helium variability. New high S/N, high-resolution spectra are used to perform a quantitative measurement of the abundances of the star and determine the relation of the concentrations of the heavier elements on the surface of the star to the helium concentration and the magnetic field orientation. Doppler images have been created using programs described in earlier papers by Rice and others. An alternative surface abundance mapping code has been used to model the helium line variations after our Doppler imaging of certain individual helium lines produced mediocre results. We confirm the long-known existence of helium-rich and helium-poor hemispheres on a Cen and we measure a difference of more than two orders of magnitude in helium abundance from one side of the star to the other. Helium is overabundant by a factor of about 5 over much of the helium-rich hemisphere. Of particular note is our discovery that the helium-poor hemisphere has a very high abundance of helium-3, approximately equal to the helium-4 abundance. a Cen is therefore a new member of the small group of helium-3 stars and the first well-established magnetic member of the class. For the three metals investigated here, there are two strong concentrations of abundance near the equator consistent with the positive magnetic maximum and two somewhat weaker concentrations of abundance where the helium concentration is centered and roughly where the negative peak of the magnetic field would be found. Another strong concentration is found near the equator and this is not explainable in terms of any simple symmetry with the helium abundance or the apparent magnetic field main polar locations.
Helium-Abundance and Other Composition Effects on the Properties of Stellar Surface Convection in Solar-like Main-sequence Stars
利用三维辐射流体动力学模拟网格，研究了氦丰度和$α$元素增强对类太阳主序星包层对流性质的影响。氦的丰度增加了气体的平均分子量，并通过取代氢来改变不透明度。由于氦的影响规模可能取决于金属丰度，网格由三个氦丰度（$Y=0.1, 0.2, 0.3$）的模拟组成，每个氦丰度有两个金属丰度（$Z=0.001, 0.020)$）。我们发现，改变氦的质量分数一般会影响结构和对流动力学的方式相反的金属丰度。此外，这种影响比金属丰度的影响小得多。氦的特征与金属丰度的特征不同之处在于它影响光球速度分布的方式。\rev{We also find that helium abundance and surface gravity behave largely in similar ways, but differ in the way they affect the mean molecular weight}。谱线形成的一个简单模型表明，谱线的平分线和绝对多普勒频移取决于氦的丰度。我们看看$α$元素增强的效果，发现它有一个相当小的影响，在SAL的对流动力学相比，氦丰度。
Observations of Ellerman bomb emission features in He I D3 and He I 10830 Å
上下文埃勒曼炸弹（EB）是短寿命的发射功能，其特点是延长翼发射的氢巴耳末线。到目前为止，在He I 10830线上还没有发现明显的EB信号，在He I D3中也没有发现EB的结论性观测。目的。我们的目标是研究中性氦三重线中电子束的特征。方法.观测包括10个连续的SST/TRIPPEL光栅扫描接近临边，具有H $β$，He I D3和He I 10830的光谱区域。我们还获得了光栅扫描与IRIS和使用SDO/AIA 1700的可编程逻辑器件通道。我们用Hazel来反转中性氦三重态线。结果我们的数据中的三个EB在中性氦三重态线中显示出不同的发射特征，最显著的是在He I D3线中可见。氦谱线有两个组成部分：一个是与电子束相关的宽的蓝移发射分量，另一个是在上覆色球层中形成的窄吸收分量。在我们的数据中，其中一个EB在其发射分量中显示出强速度梯度的证据。其他两个EB的发射分量可以使用恒定板来拟合。我们的分析提示热多普勒运动有很大的贡献氦和IRIS线的加宽。我们的结论是，电子束必须有高温表现出中性氦三重线的发射信号。一个数量级的估计将我们观察到的EB置于$T\sim 2\cdot 10^4-10^5$ K的范围内。
A Magnetic Calibration of Photospheric Doppler Velocities
测量的光球多普勒频移的零点是不确定的，至少有两个原因：仪器变化（例如，热漂移），对流蓝移，强度和上升流之间的已知相关性。校准多普勒速度将是有用的（一）提高估计的坡印廷通量的磁能通过光球，和（二）约束过程的基础通量抵消，相互明显的损失磁通量在紧密间隔，相反极性的磁图功能。本文提出了一种利用三幅连续的矢量磁图和一幅与中心磁图重合的多普勒图来绝对标定太阳活动区视向速度的方法。它利用的事实，多普勒频移测量沿极性反转线（PIL）的LOS磁场确定垂直于磁场的速度的一个组成部分，并优化在PIL附近的LOS通量的变化和横向磁通量的运输LOS速度之间的一致性，假设理想的电场支配的磁场演变。我们将我们的方法应用于AR 11158的矢量磁图，由太阳动力学天文台的日震和磁成像仪（HMI）观测，并找到了多普勒零点偏移的明确证据，在50 - 550 m s $^{-1}$的范围内。此外，我们注意到，一个更简单的校准可以确定从LOS磁图和多普勒对从所有近磁盘中心PIL像素之间的中值多普勒速度。我们简要讨论了我们的初步实施的缺点，并提出了解决这些问题的方法。此外，作为我们的数据减少的一个步骤，我们讨论了使用的时间连续性的横向磁场方向，以纠正明显的虚假波动的分辨率的180 $^\circ$模糊。
Convective blueshifts in the solar atmosphere II. High-accuracy observations of the Fe i 6173.3Å line and deviations of full-disk Dopplergrams
颗粒状对流运动到达太阳大气层的下层，通常会导致光球谱线出现不同的谱线偏移。这种向较短波长的多普勒频移通常被称为对流蓝移。我们用德国真空塔望远镜的激光绝对参考光谱仪（LARS）对安静的太阳进行了系统的观测。沿子午线和赤道扫描太阳圆盘，从圆盘中心向边缘。用激光频率梳在绝对波长尺度上校准了6173 nm附近的太阳光谱，精度为几m/s。通过对谱线的平分线分析，揭示了不同日心位置对流蓝移和谱线不对称性的变化。作为对流运动的标志，Fe i 6173.3的平分线曲线描述了盘中心的C形。当接近太阳边缘时，平分线变成一个\形状。时间和等分线平均线位移的分析产生三个不同的结果。首先，用LARS测量的多普勒速度的中心到边缘的变化揭示了一个显着的差异（高达200米/秒）的全磁盘的日震和磁成像仪（HMI）的多普勒图。其次，我们得到了一个显着的减少对流蓝移向太阳边缘。第三，太阳活动的视线效应导致在中间日心位置的散射高达100米/秒。用LARS对绝对对流蓝移的精确观测可以识别与HMI测量的多普勒速度的系统差异。HMI的中心到肢体的变化遭受了额外的向肢体的蓝移，这与我们的结果不一致。LARS测量结果可作为天气HMI多普勒图中系统误差校正的参考。
Neutral Helium Triplet Spectroscopy of Quiescent Coronal Rain with Sensitivity Estimates for Spectropolarimetric Magnetic Field Diagnostics
由于其极化性和磁场敏感性，以及中性氦在部分电离太阳环境中的作用，中性氦三重态（orthohelium）系统提供了重要的，但未充分利用，诊断太阳日冕雨。这项工作描述了在NOAA活动区12468冠状雨的离边观测，在他我10830 $Å$三重获得使用大规模MultipleXed成像光谱仪实验在邓恩太阳望远镜以及从美国宇航局的太阳动力学观测和界面区域成像光谱仪的同时观测。我们在IRIS 1400 $Å$和2796 $Å$通道以及He I 10830 $Å$中同时探测雨。所有通道之间存在的空间相干性与以前观测到的日冕雨的多热性质一致。通过自动探测确定的He I谱廓线的统计分析表明，He I谱线辐射平均为$10^{4}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ ;平均平移速度为70 km s $^{-1}$，多普勒宽度分布在10 km s $^{-1}$左右。基于这些结果，预期He I极化信号的前向模型使我们能够使用合成观测值和反演算法（包括适合散射角约束材料沿视线的位置）来估计即将到来的美国国家科学基金会的Daniel K. Inouye太阳望远镜。我们预测联合观测的He I 10830 $Å$和5876 $Å$多重，使用第一光仪器，将提供反向磁场错误的$\pm3.5$ G（$2σ$）的空间尺度的$0.5''$（$\sim360$公里）假设动态有限的积分时间…
Accreting pre-main sequence models and abundance anomalies in globular clusters
我们研究了在主序前阶段通过吸积污染物质在球状星团中产生氦增强星的可能性。我们遵循两个不同的类的前主序星吸积模型的演变，一个忽略和其他考虑到原恒星的演化。我们分析了最终的中央氦丰度的依赖关系，在HR图中的轨道位置和表面锂丰度演化的年龄，在该年龄的污染物质的吸积开始和主要的物理参数，统治的原恒星演化。后者是晚期吸积的开始，而较低的是吸积阶段结束时和ZAMS（零年龄主序列）的中心氦和表面锂丰度。为了使中心氦含量相应地增加，污染物质的吸积应该在小于100万年的年龄开始。原恒星演化的包含对ZAMS模型也有很大的影响。采用一个非常低的种子质量（即0.001 M $_{\odot}$）的结果在模型中具有最低的中心氦和表面锂丰度。吸积速率越高，核心和剩余表面锂中的最终氦含量越低。在最坏的情况下，即种子质量为0.001 M $_\odot$，吸积速率为$\ge 10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，中心氦根本没有增加，表面锂在最初的几百万年内完全耗尽。
Line Profile Studies of Coronal Active Regions in Fe XII λ195.12 Using Hinode/EIS
利用2006年12月至2019年12月的太阳极紫外线Fe XII λ195.12的Hinode/EIS观测资料，分析了日冕活动区的谱线轮廓。这一时期完全覆盖了太阳活动周期23和24的最后两年。活动区是太阳大气磁场的主要来源，对太阳大气的加热和动力学有重要意义。线轮廓，从各种活跃的地区遍布太阳上每月的基础上，我们得到的强度，线宽，多普勒速度，和质心，并检查它们的变化在太阳周期。多普勒速度和质心的直方图表明，它们以六种不同的方式相对于静止波长的位置的行为。此外，质心的位移被发现是更多的相比，多普勒速度。谱线宽度随多普勒速度或质心的变化基本上服从二次多项式。模拟了多分量谱线轮廓，解释了多普勒速度和质心随谱线宽度变化的差异。我们还发现，不同的数据集的强度和线宽显示出一个全球性的依赖于太阳活动周期具有良好的相关性。最后指出了这些结果对日冕加热和动力学的意义。
The Gradients in the 47 Tuc Red Giant Branch Bump and Horizontal Branch are Consistent With a Centrally-Concentrated, Helium-Enriched Second Stellar Generation
Exploring the surface of HD 189733 via Doppler shadow analysis of planetary transits
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（葡萄牙波尔图大学空间与天体物理研究所）；Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto（葡萄牙波尔图大学理学院物理与天文系）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）
