Element Abundances and Source Plasma Temperatures of Solar Energetic Particles
30年前，布伦曼和斯通观察到，在大的太阳高能粒子（SEP）事件中，元素丰度的增强或抑制随元素质荷比A/Q的幂而变化。由于加速或传输期间的Q可能取决于源等离子体温度T，因此元件增强的图案可以提供T的最佳拟合测量。我们称之为3 He富集或“脉冲”的小SEP事件显示出相对于日冕丰度的平均增强，在（76<=Z<=82）/O和温度范围2-4 MK的情况下，随着A/Q的3.6次幂上升到~1000倍。据信这种加速发生在太阳耀斑和喷流中开放场线上的磁重联岛中。最近发现，大的激波加速“渐变”SEP事件的源等离子体温度范围很宽，69%的事件的日冕温度T <1.6MK，而24%的事件的日冕温度T ~ 3 MK，后者暗示了一个含有残余脉冲超热离子的种子粒子群。大部分的事件间丰度变化和它们的时间变化在很大程度上是由在运输过程中由A/Q相关分馏放大的T的变化来解释的。然而，脉冲SEP事件的非热方差（~30%）超过了~3 MK渐变事件的非热方差（~10%），因此必须将几个小脉冲事件与环境等离子体一起平均，以形成这些事件中用于冲击加速的种子种群。
2016-12-05 astro-ph.SR
Spatial Distribution of Element Abundances and Ionization States in Solar Energetic-Particle Events
我们已经研究了空间和时间分布的化学元素的丰度在大型"渐进"的太阳高能粒子（SEP）的事件，特别是源等离子体温度，来自这些丰度，使用测量从风和太阳地球关系天文台（STEREO）航天器，广泛分离的太阳经度。丰度增加和离子质荷比[A/Q]之间的幂律关系可用于确定远程航天器上的Q值和源等离子体温度，其中仪器不是为电荷状态测量而设计的。我们沿着加速冲击波寻找可能的源变化，发现一个明显的例子，加速冲击波似乎将离子从3.2 +-0.8 MK等离子体发送到一个航天器，而将离子从1.6 +-0.2 MK等离子体发送到116度远的另一个航天器。这种差异持续了三天，然后逐渐消失。其他三个SEP事件显示不同航天器的源温度变化不太极端，其中一个在经度222度以上观察到。这项初步研究表明，丰度增强和离子A/Q值之间的幂律关系提供了一种新的技术，以确定Q和等离子体温度的种子人口的SEP离子在一个广阔的空间区域使用远程航天器的仪器，最初不是为测量电离态而设计的。
2017-07-03 astro-ph.SR
What are the Sources of Solar Energetic Particles? Element Abundances and Source Plasma Temperatures
50年来，我们一直在热烈讨论哪些太阳高能粒子（SEP）在耀斑中被加速，哪些被日冕物质抛射（CME）从太阳中驱逐出的冲击波加速。大的“渐进”SEP事件与冲击加速的关联得到SEP的广泛空间分布和粒子延迟加速的支持。这些渐变事件中元素的相对丰度是对周围日冕中元素相对丰度的测量，与光球中元素相对丰度的不同之处在于元素的第一电离势（FIP）的广泛观测函数。SEP事件，我们称之为“脉冲”，传统的“3 He丰富”的事件与增强重元素丰度，与III型射电暴，耀斑，和狭窄的日冕物质抛射，他们选择性地填充通量管，线程本地化的源，他们适合新的粒子在细胞模型的磁重联上的开放场线发现太阳喷流。这些模型有助于解释从He到Pb的整个周期表中重元素的质荷比A/Q的幂（2 - 8）的强烈增强。对A/Q随温度变化的研究表明，脉冲SEP事件中的源等离子体必须在2-4 MK范围内才能解释丰度的分布。这比在太阳耀斑的闭合环上看到的>10 MK的温度低得多。最近的研究A/Q依赖的增强或supplement从散射过程中运输显示源等离子体温度在逐渐SEP事件为0.8-1.6 MK的事件，即日冕等离子体的69%，24%的事件显示再加速脉冲事件的材料。
2015-10-20 astro-ph.SR
Follow-up observations of X-ray emitting hot subdwarf stars: the compact He-poor sdO star Feige 34
我们报告了2018年4月对Feige 34进行的XMM-牛顿观测所获得的结果。这是第一次光谱X射线观测紧凑和氦贫乏的热亚矮星。在0.2-3 keV能量范围内，在通量水平$f_{\rm X}$ = 3.4 $\times10^{-14}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$处检测到该源，这意味着X射线与测热辐射通量比$f_{\rm X}/f_{\rm bol} \simeq 10^{-6.5}$。源光谱可以用两个热等离子体成分的总和来描述，其在$\simeq$ 0.3和1.1千电子伏的温度下具有太阳下丰度。这些性质与在早期主序星中观察到的类似，早期主序星的X射线发射归因于恒星风中的湍流和冲击。因此，同样的现象也可以解释飞鸽34的X射线特性。然而，它是不可能重现所观察到的光谱与热等离子体模型，如果元素丰度固定在从光学和紫外光谱获得的值。此外，我们表明，X射线光度和光谱是一致的预期从一个年轻的主序星的晚光谱类型。因此，我们讨论了观测到的X射线发射是由于M0光谱型伴星的可能性，其存在是由Feige 34光谱能量分布中的IR过剩所暗示的。
2021-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Flare Composition and Thermodynamics from RESIK X-ray Spectra
以前对太阳耀斑中Si、S、Cl、Ar和K丰度的估计是根据CORONAS-F航天器上的RESIK X射线晶体光谱仪进行的，是在假设等温X射线发射的基础上进行的。我们研究了这些估计的影响，通过放松这一假设，而不是确定差分发射措施（DEM）或热结构的发射等离子体重新分析的RESIK数据的GOES类M1.0耀斑2002年11月14日（SOL 2002 -11- 14 T22：26），有很好的数据覆盖。分析方法使用最大似然（Withbroe-Sylwester）例程用于评估DEM。在第一步中，这里称为AbuOpt，发现Si，S，Ar和K的丰度的优化集合与所观察到的光谱一致。丰度优化导致耀斑等离子体中硅和硫的丰度修正：$A({\rm S}) = 6.94 \pm 0.06$和$A({\rm Si}) = 7.56 \pm 0.08$（与$A({\rm H}) = 12$在对数尺度上）。以前确定的丰度的Ar，K和Cl从等温假设仍然是首选的值。在耀斑的最大相位期间，发射X射线的等离子体基本上具有双温结构，较冷的等离子体具有近似恒定的温度（3- 6 ~MK），较热的等离子体具有温度$16-21$ ~MK。利用RHESSI硬X射线航天器的成像数据，推导了热等离子体的发射体积，并由此给出了等离子体的电子密度$N_e$和热含量的下限。
2014-04-24 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
The Abundance of Helium in the Source Plasma of Solar Energetic Particles
在大的太阳高能粒子（SEP）事件中，元素相对于日冕丰度的丰度增强模式的研究，以及它们对离子质荷比A/Q的幂律依赖性的研究，已被用来确定定义离子Q值的有效源等离子体温度T。我们发现，一个单一的假设值的日冕参考He/O比在所有SEP事件往往是不一致的运输引起的幂律趋势的其他元素。事实上，日冕He/O实际上从一个SEP事件到另一个SEP事件变化相当大。在大型富铁SEP事件与T = 3 MK，冲击波，驱动出的日冕物质抛射（CME），有再加速残留离子从脉冲超热事件发生在太阳活动区，He/O = 90，一个类似的比率，在缓慢的太阳风，这也可能来自活动区。T < 2 MK的大SEP事件中的离子可能在活动区之外被加速，并且具有40 < He/O < 60的值。决定日冕丰度的机制，包括He/O的变化，可能发生在日冕底部附近（约1.1 RS），从而影响SEP（约2 - 3 RS）和太阳风。除He外，较重元素的参考日冕丰度显示SEP事件之间的温度依赖性或系统差异很小; He，具有最高第一电离势的元素，是唯一的。日冕物质抛射驱动的冲击波探测了相同的空间区域，在活动区域附近的~2 RS处，这些区域也可能是缓慢太阳风的来源，提供了这些区域条件的补充信息。
2017-08-16 astro-ph.SR
Follow-up observations of X-ray emitting hot subdwarf star: the He-rich sdO BD +37° 1977
我们报告了2014年4月进行的第一颗XMM-牛顿卫星对明亮和富含氦的O型亚矮星BD +37 ° 1977的观测结果。探测到的X射线辐射通量约为4*10^（-14）erg/cm ~ 2/s（0.2-1.5 keV），对应的f_X/f_bol比约为10^（-7）;源谱非常软，能很好地拟合不同温度下两个等离子体分量之和。这两个特征都与在主序星早期型恒星中观察到的一致，在主序星早期型恒星中观察到的X射线发射是由于恒星风中的湍流和冲击。在BD +37 ° 1977也观测到了一个较小但仍然重要的星风;因此，我们认为在这种情况下，探测到的X射线通量也有相同的起源。
2015-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines
光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。
2011-12-23 astro-ph.SR
The Evolution of Plasma Composition During a Solar Flare
我们分析了日冕元素丰度在一个小耀斑使用Hinode/EIS观测。与耀斑前的元素丰度相比，我们观察到日冕中Ca XIV 193.84 eV的丰度大幅增加，这是一条具有低第一电离电位（FIP < 10 eV）的发射线，由耀斑期间的Ca/Ar比率量化。这与使用Si X 258.38 Ω/S X 264.23 Ω观察到的不变丰度比形成对比。我们提出了两种不同的机制来解释不同的组合物的结果。首先，小耀斑引起的加热可能电离了S，但没有电离惰性气体Ar，因此耀斑驱动的阿尔芬波通过作用于离子的有质动力将Si，S和Ca串联起来。其次，耀斑位于两个黑子之间的强磁场中，这可能表明分馏发生在低色球层，那里的背景气体是中性H。在该区域中，高FIP S可以表现得更像低FIP而不是高FIP元件。提出的物理解释产生了新的见解耀斑期间太阳大气中等离子体丰度的演变，并建议必须更新当前的模型，以反映动态而不仅仅是静态的情况。
2021-02-19 astro-ph.SR
proEQUIB: IDL Library for Plasma Diagnostics and Abundance Analysis
针对气态星云光谱的等离子体诊断和丰度分析需求，开发了IDL库proEQUIB，含多API函数，支持GDL使用，依赖特定IDL库，可通过CEL、RL等确定物理条件与丰度，适用于积分场光谱的空间分辨研究。
2018-12-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Plasma Properties, Switchback Patches and Low $α$-Particle Abundance in Slow Alfvénic Coronal Hole Wind at 0.13 au
帕克太阳探测器（PSP）的任务提供了一个独特的机会，研究近太阳太阳风比以往任何航天器。在其第四次和第五次与太阳相遇期间，PSP具有相同的轨道轨迹，这意味着在相同的纬度和径向距离测量太阳风。我们确定了两个流测量在相同的日心距离（$\sim$ 0.13 AU）和纬度（$\sim$ -3.5 $^{\circ}$）在这些遭遇，以减少空间演变的影响。通过比较每个流的等离子体，我们确认，他们并不占主导地位的变量瞬态事件，尽管PSP的接近日光层电流片。这两个流是一致的与以前的慢Alfvénic太阳风研究一旦径向效应被认为是起源于南极冕洞边界。我们还表明，这两个流之间的切换属性没有明显的不同。在遭遇5流中观察到低$α$ -粒子丰度（$\sim$ 0.6%），这表明某些物理机制必须作用于冕洞边界风，以导致$α$ -粒子耗尽。我们的观察结果可能的解释进行了讨论，但目前还不清楚是否耗尽发生在释放或风的加速。使用通量管参数，我们注意到在这种低速风中$\sim$ 0.6%的$α$粒子丰度可以对应于1 au处$\sim$ 0.9%的丰度。最后，由于这两个流大致对应于一个之字形补丁的空间范围，我们建议，补丁是冕洞风的独特功能。
2021-06-02 astro-ph.SR
Coronal Densities, Temperatures and Abundances During the 2019 Total Solar Eclipse: The Role of Multi-Wavelength Observations in Coronal Plasma Characterization
机载红外光谱仪（AIR-Spec）为探索近红外（NIR）波长范围提供了前所未有的机会。它曾在2017年和2019年的两次日全食中飞行。在第二次飞行（2019年7月2日）中，大大改进的仪器的波长范围被转移到覆盖S XI的两条密度敏感线。在本文中，我们研究了详细的诊断温度，电子密度和元素丰度的比较结果从AIR-Spec狭缝位置以上的东，西翼与Hinode/EIS，PolarCam探测器和SDO/AIA。我们发现从EIS EUV线比率获得的电子密度，从NIR S XI比率获得的电子密度和从偏振亮度PolarCam测量获得的电子密度非常一致。电子密度的范围从靠近肢体的Log Ne [cm] $^{-3}]$ = 8.4，下降到$R_0=1.3$的7.2。EIS谱表明，西翼以上的温度分布是近等温的约1.3 MK，而在东部有一个额外的高T分量。AIR-Spec在Si X和S XI中的辐射率以及AIA在171、193和211埃波段的数据与EIS结果一致。EIS和AIR-Spec数据表明，硫丰度（相对于硅）在这两个地区都是光球，证实了我们之前对2017年日食的结果。AIA数据还表明，铁的绝对丰度是光球的。我们的分析证实了近红外波长范围的诊断潜力的重要性，这一重要的波长范围可以可靠地和独立地用于确定日冕等离子体参数。
2022-12-22 astro-ph.SR
Solar Flare Element Abundances from the Solar Assembly for X-rays (SAX) on MESSENGER
在$1.5-8.5$ ~keV范围内的X射线光谱已经分析了2007年至2013年期间水星{ \em MESSENGER}航天器上的X射线太阳组件（SAX）探测到的526个大耀斑。对于每个耀斑，发射等离子体的温度和发射测量从光谱的连续。此外，在6 keV能量分辨率为0.6keV（FWHM）下，测定了6.7keV和3.9keV清晰分辨的Fe线络合物和Ca线络合物的强度，以及较低能量下未分辨的S、Si和Ar线络合物的强度。这些线强度与理论光谱的比较允许这些元素相对于氢的丰度被导出，由于仪器校准和未知的发射等离子体的温度分布的不确定性。虽然在不同的耀斑之间发现Fe和Ca的丰度有显著的差异，但发现在所有耀斑上平均的丰度在光球值上增加了$1.66 \pm 0.34$（Fe）、$3.89~\pm~0.76$（Ca）、$1.23~\pm~0.45$（S）、$1.64~\pm~0.66$（Si）和$2.48~\pm~0.90$（Ar）的因子。这些因素不同于以前报道的Fe和Si的值至少。他们提出了一个更复杂的关系，丰度增强与第一电离势（FIP）的元素比以前考虑的，与分馏发生在耀斑的可能性，FIP小于$\sim$ 7~eV，而不是$\sim10$ ~eV的元素。
2015-03-05 astro-ph.SR
Exploring circumstellar chemistry in X-ray emitting AGB stars
本文通过观测和化学动力学模型研究了X射线发射AGB双星的星周包层化学，发现内部X射线源能显著改变分子丰度，如增加$HCO^{+}$等并消耗CO，而紫外辐射影响较弱。
2025-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE spectroscopy of the high abundance discrepancy planetary nebula NGC 6153
本研究利用MUSE光谱仪观测高丰度偏差行星状星云NGC 6153，开发定制化分析方法证实其存在低温等离子体相，明确多等离子体相对精确测定高ADF行星状星云化学丰度的必要性。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
pyEQUIB Python Package, an addendum to proEQUIB: IDL Library for Plasma Diagnostics and Abundance Analysis
pyEQUIB 是一个纯 Python 开源软件包，将 IDL 库 proEQUIB 移植到 Python 并与 AtomNeb 耦合，为天文学家提供等离子体诊断、丰度分析和消光分析的 API 函数。
2024-10-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Element Abundances in the Unshocked Ejecta of Cassiopeia A
我们分析和模拟仙后座A超新星遗迹的红外光谱，目的是确定未受冲击的喷出物中各种元素的质量。通过这种方式，我们补充了Hwang & Laming（2012）对X射线发射喷出物的调查，以提供Cas A喷出物元素组成的完整普查。我们计算光电离复合平衡，以确定作为密度的函数的喷出物中的各种元素的电离平衡，使用的X射线和紫外线发射的正向和反向冲击的电离辐射。假设所有的发射线主要是在喷出物的密度，最大限度地提高他们的发射激发，我们可以将观察到的线强度转换成元素质量。我们发现，大多数的$\sim 3 $ M_sun喷出物已经通过了反向冲击，今天在X射线中看到。少数，$\sim 0.47\pm 0.05$ M_sun，这里引用的不确定性仅来自数据拟合过程，仍然在反向激波内部膨胀并发射红外线。该组分主要由O、Si和S组成，不容易检测到Fe。排除来自我们的建模估计的不确定性，我们引用$0.47 \pm {0.47\atop 0.24}$ M_sun。我们推测，高达0.07 M太阳的Fe可能存在于内部喷出物中的扩散气体中，这取决于Fe的电荷状态。
2020-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A search for line intensity enhancements in the far-UV spectra of active late-type stars arising from opacity
辐射转移计算预测，在某些条件下，天体物理等离子体的光学厚发射线的强度增强，而不是正常的强度降低。特别是，预测的结果是依赖于发射等离子体的几何形状和观察者的取向。因此，原则上，强度增强的检测可以提供一种确定未分辨天文源的几何形状的方法。为了研究这种增强，我们分析了在远紫外光谱区观察到的活动晚型恒星的样本。在FUSE卫星光谱中的O-VI发射线，I-Peg和Prox Cen被搜索，以寻找由于不透明而导致的强度增强。我们已经发现了强有力的证据，线强度增强，由于不透明的活动期间或耀斑样活动的所有三颗恒星。的O VI 1032/1038线强度比，预测有一个值为2.0的光学薄的情况下，被发现是高达30%以上的几个轨道阶段。我们的测量，结合辐射转移模型，使我们能够约束我们的恒星源和观测方向的O VI发射区的几何形状。可以排除球形发射等离子体，因为这将导致没有强度增强。此外，该理论告诉我们，等离子体的视线必须接近垂直于其表面，因为在与表面成小角度的观察导致没有强度增强或通常的线强度在光学薄值上降低。对于未来，我们概述了一个实验室实验，可以进行与目前的设施，这将提供一个明确的测试线强度增强的预测，由于不透明度，特别是对等离子体几何形状的依赖。
2011-09-02 astro-ph.SR
Element Abundances of Solar Energetic Particles and the Photosphere, the Corona, and the Solar Wind
太阳高能粒子（SEP）中元素丰度的研究经历了一个动荡的历史，现已发展成为一个广泛的领域，它探讨了日冕和SEP加速和传输的物理过程。潜在的SEP是日冕的丰度，它不同于光球丰度作为元素的第一电离势（FIPs）的函数。SEP的FIP依赖性也不同于太阳风;每种都有不同的磁场环境，其中低FIP离子和高FIP中性原子上升到日冕。两个主要来源产生SEP：小的“脉冲”SEP事件与太阳喷流中的磁重联有关，其产生1000倍的增强，从H到Pb作为质荷比A/Q的函数，以及由共振波-粒子相互作用产生的3 He/4 He增强1000倍。在大的“渐进”事件中，SEP被广泛的、快速的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波加速。离子输运的A/Q依赖性允许我们估计Q，从而估计源等离子体温度T。较弱的冲击波有利于再加速超热离子积累从早期脉冲SEP事件，以及质子从周围的等离子体。在强冲击中，周围的等离子体占主导地位。来自脉冲源的离子具有T ~ 3 MK，而来自环境日冕等离子体的离子具有T = 1 - 2 MK.这些FIP和A/Q的依赖性探索复杂的新的相互作用的电晕和SEP源。
2019-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Origins of Very Low Helium Abundance Streams Detected in the Solar Wind Plasma
本研究针对太阳风中异常低氦丰度（<1%）事件的起源问题，结合多航天器观测数据与ADAPT-WSA模型模拟，证实这类事件源于冕洞边界的大型盔状冕流，由冕流核心重力沉降后的等离子体经尖点磁重联释放形成。
2024-10-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Excess H, Suppressed He, and the Abundances of Elements in Solar Energetic Particles
最近对太阳高能粒子（SEP）事件中H和He相对于重离子丰度的研究表明，SEP事件的物理基础具有新的特征。脉冲SEP事件，定义为独特的大增强的Fe/O，出现在太阳喷流的磁重联。在小的、“纯的”、无激波的脉冲SEP事件中，质荷比A/Q = 1的质子符合元素丰度增加与从较重元素2 < Z < 57外推的A/Q的幂律依赖性。有时这些事件有数量级的He的supplement，即使H适合较重的元素，也许是因为在等离子体从色球层快速上升期间，He的电离较慢。在较大的脉冲SEP事件中，He符合，但相对于Z > 2离子的幂律拟合，存在较大的质子过剩，这可能是因为相关的日冕物质抛射（CME）驱动冲击波的速度足够快，可以重新加速脉冲SEP，但也可以从周围的太阳等离子体中采样质子。相比之下，逐渐SEP事件加速宽，快速日冕物质抛射驱动的冲击波，但那些较小，较弱的冲击，也许是准垂直，有利于脉冲超热残留物留下的许多以前的射流，再次补充过剩的质子从周围的日冕等离子体。在更大、更常见的渐变SEP事件中，更快、更强的冲击波对周围日冕等离子体的采样更深，压倒了任何脉冲离子成分，因此质子丰度再次符合与所有其他元素相同的幂律分布。因此，幂律行为的研究，在A/Q的SEP元素丰度提供了引人注目的新的信息，不同的物理SEP加速和性能的基础电晕。
2019-10-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Measurements of Absolute Abundances in Solar Flares
利用太阳动力学观测站（SDO）的极紫外光变率实验（EVE）对太阳耀斑中的元素丰度进行了测量。EVE观测到高温Fe发射线（Fe XV-Fe XXIV）和与H丰度成正比的热韧致辐射的连续发射。通过比较线和连续辐射的相对强度，可以确定耀斑等离子体相对于光球成分的富集程度。这是第一电离电位或FIP偏置（$f$）。由于EUV波长下的热韧致辐射对电子温度相对不敏感，因此考虑发射等离子体中电子温度的分布是重要的。我们通过使用观测到的光谱来同时推断差分发射测量分布和FIP偏置来实现这一点。在我们分析的21个耀斑中，我们发现观察到的成分接近光球。我们样本中的平均FIP偏倚为$f=1.27\pm0.23$。这一分析表明，耀斑期间蒸发的等离子体大部分来自色球层深处，低于元素分馏发生的区域。
2013-10-17 astro-ph.SR
Disentangling Thermal and Abundance Characteristics in a Solar Flare Using SDO/AIA, Hinode/XRT, and MinXSS-1 Observations
该研究结合 SDO/AIA、Hinode/XRT 与 MinXSS-1 观测，识别耀斑环上方稀薄高温等离子体云，并澄清低 FIP 元素丰度信号来自耀斑环而非该云。
2025-10-20 astro-ph.SR
Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events with Associated Coronal Mass Ejections
研究了Wind卫星观测到的富含Fe的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中He ~ Pb元素的丰度，以及它们与SOHO卫星上的大角度光谱日冕仪（LASCO）观测到的日冕物质抛射（CME）的关系.平均而言，这些事件中的元素丰度与低Z下的日冕丰度相似，但对于较重的元素，离子的质荷比A/Q（在日冕温度为2.5-3 MK时）以幂律增加，Ne为3倍，Fe为9倍，75<Z<83为900倍。丰度的能量依赖性在2-15 MeV/amu范围内是最小的。在1994年11月至2013年8月期间，我们使用Wind航天器发现了111个富铁脉冲SEP事件，与CME的关联率为69%。日冕物质抛射是狭窄的，中位宽度为75度，典型地来自太阳的西半球，中位速度约为600公里/秒。几乎所有SEP发作都发生在CME发作后1.5-5 h内。越快（>700 km/s），我们样本中较宽的CME与具有日冕丰度的SEP有关，表明具有完全电离的He，C，N和O的热日冕等离子体以及相对于He的较重元素的适度增强，但较慢（<700 km/s），较窄的CME从较冷的等离子体中出现，其中较高的SEP质荷比A/Q产生更大的丰度增强，甚至对于C/He和O/He。显然，脉冲SEPs加速的开放磁重联区域也提供了驱逐CME等离子体的能量，这说明了一个强大的，可能是普遍的脉冲SEP-CME关联。
2014-04-12 astro-ph.SR
On the N/O abundance ratio and the progenitor mass for the most luminous planetary nebulae of M 31
等离子体诊断是研究线发射气体系统物理和化学性质的基础。为了正确地执行等离子体诊断，必须正确地校正输入光谱的消光。这仅仅是因为确定消光程度取决于线发射气体的物理性质。因此，消光校正和等离子体诊断必须同时进行，并自洽。通过比较的分析结果进行了9个明亮的行星状星云在M 31的样本，并没有适当的消光校正和等离子体诊断，我们演示了如何初始假设的物理条件的线发射气体消光校正将损害整个分析的结果。虽然电子密度/温度相对不受强加的不一致假设的影响，但受损的消光将导致经消光校正的谱线强度的系统性偏移，这因此将对所得离子和元素丰度以及从不正确的结果做出的其他推断产生不利影响。我们发现，这M 31 PN样本只是代表周围的低质量行星状星云祖星的质量范围的高质量端从现有的理论模型的预期。看来，在以前的研究中提出的怀疑-这些PNE是有害的氮过剩-仅仅是由于明显低估灭绝，起源于灭绝校正强加的不一致的假设。在更大的范围内，在文献中的等离子体诊断的结果，而不寻求同时与消光校正的自洽性，必须谨慎处理。理想情况下，这些先前的结果应该通过寻求同时自我一致性来重新评估。
2022-10-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The close T Tauri binary system V4046 Sgr: Rotationally modulated X-ray emission from accretion shocks
我们报告的初步结果，从准同步X射线/光学观测活动的目标V4046 Sgr，一个密切的，同步旋转的经典金牛座T星（CTTS）的两个组件都积极吸积。V4046 Sgr是一个强X射线源，其X射线主要产生于温度为3-4 MK的高密度（n_e ~ 10^（11-12）cm^（-3））等离子体。我们的多波长运动的目的是同时限制这个X射线发射等离子体，大规模的磁场和吸积几何的属性。在本文中，我们提出了通过时间分辨的X射线光栅光谱，收集在一个360 ks的XMM-牛顿观测，覆盖2.2系统旋转获得的关键结果。我们发现，由这种高密度等离子体产生的发射线显示出周期性的通量变化，测量周期为1.22+/-0.01 d，正好是双星系统（2.42 d）的一半。观测到的旋转调制可以解释为假设高密度等离子体占据恒星表面的一小部分，与恒星共转，并且高密度等离子体相对于每个恒星的旋转轴不是方位对称分布的。这些结果强烈支持模型中，高密度，X射线发射CTTS等离子体的材料加热吸积冲击，位于基地的吸积流绑到系统的磁场线。
2012-04-04 astro-ph.SR
Variable X-ray emission from the accretion shock in the Classical T Tauri Star V2129 Oph
CTTS中高密度等离子体的软X射线发射与吸积过程有关。目前还不清楚这种高密度冷等离子体是否在吸积激波中被加热，或者它是否是由吸积过程提供/修改的日冕等离子体。我们对CTTS V2129 Oph进行了协调的准同时光学和X射线观测活动（Chandra/HETGS数据用于约束发射等离子体成分的X射线，光学观测用于约束吸积和磁场的特性）。我们分析了200千分之一钱德拉/HETGS观测V2129 Oph，细分为两个100千分之一的部分，对应于两个不同的阶段内的一个恒星旋转。X射线发射等离子体覆盖了宽范围的温度：2-34 MK。V2129 Oph的冷等离子体成分在钱德拉观测的两个部分之间变化：在第一部分中存在高密度等离子体（log Ne ~ 12.1），在~ 3-4 MK处具有高EM;在第二部分中，该等离子体成分具有较低的EM和较低的密度（log Ne < 11.5），尽管这些差异的统计意义是微不足道的。较热的等离子体成分，T > 10 MK，在短时间尺度（~ 10 ks）上显示出变化，这是典型的日冕等离子体。在第一段观测到的一个清晰的耀斑，可能位于一个大的日冕环（> 3颗R星）中。我们的观测进一步证实了CTTS中几个MK的稠密冷等离子体是在吸积激波中被加热的物质。V2129 Oph上这种冷等离子体成分的变化可以用吸积激波中发射的X射线来解释，并在我们的观察所探测的两个旋转相位处用不同的视角观…
2011-02-28 astro-ph.SR
Determining the forsterite abundance of the dust around AGB stars
我们提出了一个诊断工具，以确定镁橄榄石丰度的尘埃喷出的AGB星。我们的方法是基于观察到的镁橄榄石和模型计算的光谱带的强度之间的比较。我们发现，11.3 μm的镁橄榄石带是一个强大的指标，目前的质量损失期的AGB星与光学厚的尘埃壳的镁橄榄石丰度。镁橄榄石的33.6 μm波段对发射尘埃壳的密度和几何形状的变化很敏感，因此是一个不太可靠的指标。我们将这种方法应用于六个高质量损失率的AGB星，表明AGB星可以有镁橄榄石丰度的12%的质量和更高，这是超过以前发现的最大丰度的5%。
2010-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variations in Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events and Related CMEs and Flares
我们研究了富铁脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素He到Pb丰度增强的事件间变化及其与相关日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑性质的关系。使用最小二乘法程序，我们适合的幂律增强元素丰度作为其质荷比A/Q的函数，以确定功率和日冕温度（决定Q）在每个111脉冲SEP事件之前确定的。具有最陡元素增强的单个SEP事件，例如~（A/Q）^[6]，往往是较小的、低通量的事件，具有更陡的能谱，与B级和C级X射线耀斑、较冷的（~2.5 MK）日冕等离子体以及狭窄的（<100 deg）、较慢的（<700 km/s）日冕物质抛射有关。另一方面，更高通量的SEP事件具有更平坦的能谱，重元素的增强不那么剧烈，例如~（A/Q）^[3]，并且来自与C、M甚至X级X射线耀斑和更宽的日冕物质抛射相关的更热的日冕等离子体（~3.2 MK）。~ 3 He/~ 4 He的增高与重元素的增高无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄、缓慢的日冕物质抛射、较冷的日冕等离子体以及B和C类X射线耀斑的关联甚至比其他富铁脉冲SEP事件更强，3 He的增强较小。
2014-07-29 astro-ph.SR
Transient Inverse-FIP Plasma Composition Evolution within a Confined Solar Flare
了解太阳日冕中元素丰度的变化，可以深入了解物质和能量如何从色球层流入日光层。观测到的变化取决于太阳大气层主要元素的第一电离势（FIP）。高FIP元素（>10 eV）维持日冕中光球层的丰度，而低FIP元素的丰度增加。相反，反FIP（IFIP）是指高FIP元素的增强或低FIP元素的耗尽。我们使用空间分辨的光谱观测，特别是Ar XIV/Ca XIV强度比，从日出的极紫外成像光谱仪调查的分布和演化的等离子体成分在两个封闭的耀斑在一个新出现的，高度剪切的活动区域。在第一次耀斑的衰减阶段，耀斑带上的斑块从FIP效应演化为IFIP效应，而耀斑环顶则表现出较强的FIP效应。然后，斑块和环的组成朝着耀斑前的基础状态发展。我们提出了一个解释如何耀斑在股的高度剪切新兴磁场可以导致耀斑调制IFIP等离子体组成的合并的阴影是由耀斑带状交叉。次表面之间的重新连接的聚结的阴影导致的低FIP元素的枯竭，作为一个结果，从下面增加的波通量。当耀斑带穿过本影时，这种物质就蒸发了。我们的结果与用于产生IFIP偏置等离子体的有质动力分馏模型（Laming 2015）一致。
2019-02-19 astro-ph.SR
Coronal Elemental Abundances in Solar Emerging Flux Regions
太阳和恒星大气层的化学成分与它们的光球层不同。第一电离势（FIP）低的元素的丰度在日冕中相对于光球层的高FIP元素增强。这被称为FIP效应，它对于理解太阳和恒星大气中的质量和能量流动非常重要。我们使用Hinode天文台上的极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱观测来研究日冕洞内太阳出射通量区域内日冕等离子体成分的空间分布和时间演变。等离子体演变的价值超过了安静的太阳日冕在出现/早期衰变阶段在一个类似的速率为两个数量级的磁通量，一个速率相当于在大的活动区域中观察到的一个数量级更多的通量。在晚期衰变阶段，变化率明显快于在大的衰变活动区域中观察到的变化率。我们的结果表明，出现/早期衰变阶段的增加率与导致FIP效应的分馏机制有关，而后期衰变阶段的减少率取决于与周围磁场的重联率及其等离子体组成。
2018-01-25 astro-ph.SR
The high helium abundance and charge states of the interplanetary CME and its material source on the Sun
确定日冕物质抛射（CME）中物质的来源和理解CME的发生机制是太阳和空间物理学中的基本问题。与等离子体成分有关的参数，例如电荷状态和He丰度（\ahe），对于源自太阳上不同过程或区域的等离子体可能不同。因此，研究CME成分的现场测量与太阳活动之间的关系至关重要。我们研究了2014年9月10日爆发的CME，与X1.6耀斑相关，通过分析AIA成像和IRIS光谱观测及其由Wind和ACE检测到的原位特征。我们发现，在缓慢膨胀和强度增加的S形，等离子体温度为9 MK，更高，首先出现在S形的脚点，与色球增亮。然后高温区沿乙状结肠延伸。IRIS观测证实了这种延伸是由热等离子体上升流的输送引起的。我们的研究结果表明，色球物质可以加热到9 MK，以上，色球蒸发在S形脚点耀斑爆发前。被加热的色球物质可以输运到S形结构中，并为CME提供质量。上述CME大量供应情景为在相关ICME中检测到高电荷状态和升高的\ahe \提供了合理的解释。观测结果还表明，准稳态演化的先驱相是由磁重联之间的上升磁通绳和上覆的磁场结构。
2020-08-20 astro-ph.SR physics.space-ph
First detection of AlF line emission towards M-type AGB stars
氟（F）的核合成生产仍然是一个有争议的问题。渐近巨星分支（AGB）星是F产生的主要候选者之一。然而，由于缺乏观察，它们对F预算总额的贡献并不完全清楚。在本文中，我们报告的检测AlF线的发射，两个主要载体的F在气相中流出的演化恒星，对附近的五个富氧AGB星，$o$鲸鱼座，R狮子座，IK Tau，R多尔，和W Hya。从空间分辨的观测，我们估计的AlF发射区的半径$\sim11R_{\star}$的$o$鲸和$\sim9R_{\star}$的R狮子座。从人口图分析，我们报告的AlF柱密度$\sim 5.8\times10^{15}$ cm $^{-2}$和$\sim 3\times10^{15}$ cm $^{-2}$的$o$鲸和狮子座，分别在这些地区。对于$o$ Ceti，我们使用C $^{18}$ O（$v=0$，$J=3-2$）观测来估计发射区的H $_2$柱密度。我们发现了$f_{\rm AlF/H_2}\sim(2.5\pm1.7)\times10^{-8}$的丰度分数。这给出了$o$ Ceti中F预算的下限，并且与太阳F预算$f_{\rm F/H_2}=(5\pm2)\times10^{-8}$兼容。对于R狮子座，一个分数丰度$f_{\rm AlF/H_2}=(1.2\pm0.5)\times10^{-8}$估计。对于其他来源，我们无法根据现有数据精确确定发射区域。假设发射…
2022-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Plasma diagnostic potential of 2p4f in N$^+$ -- accurate wavelengths and oscillator strengths
在星云光谱中经常可以观察到来自氮及其离子的辐射发射线，其中N $^{2+}$的丰度可以从2 p4 f组态的谱线中推断出来。此外，2 p3 p-2 p3 s和2 p4 f-2 p3 d过渡阵列的线之间的强度比可以用作温度诊断。为了帮助丰度测定和等离子体诊断，从N $^{+}$的2 p4 f构型水平高精度地计算了电偶极（E1）跃迁的波长和振子强度。在多组态Dirac-Hartree-Fock（MCDHF）方法的框架内，系统地考虑了电子关联和相对论效应，包括Breit相互作用.除了波长较大的2 p4 f-2 p4 d跃迁和双电子-单光子2 p4 f-2s 2 p $^3$跃迁外，计算的波长和振子强度的不确定度分别控制在3%和5%以内.我们还将我们的结果与其他理论和实验值进行了比较。由于忽略了相对论效应，我们的计算结果与前人的计算结果有很大的差别。
2015-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.atom-ph
