Spatially resolving the thermally inhomogeneous outer atmosphere of the red giant Arcturus in the 2.3 micron CO lines
K巨星的外层大气具有热不均匀结构，由热的色球气体和冷的分子气体组成。我们目前的光谱干涉观测的多组分外大气的K1.5巨大的大角星（α Boo）在CO的第一泛音线附近2.3微米。我们在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上用AMBER仪器在2.28- 2.31微米处观测大角星，光谱分辨率为12000，投影基线为7.3，14.6和21.8米。VLTI/琥珀仪器的高光谱分辨率使我们能够在空间上解决大角星在个别CO线。观测到的干涉数据与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比模型预测的要大得多。它表明存在一个扩展的组件，这是不占目前的光球模型，这一良好的研究明星。我们发现，所观察到的AMBER数据可以解释的模型与两个额外的CO层以上的光球。内CO层位于光球层上方，恒星半径为1.04 +/- 0.02，温度为1600 +/- 400 K，CO柱密度为10^{20 +/- 0.3} cm^-2。另一方面，我们发现CO外层延伸到2.6 +/- 0.2恒星半径，温度为1800 +/- 100 K，CO柱密度为10^{19 +/- 0.15} cm^-2。内CO层的性质与先前从空间未分辨光谱分析中推断的那些基本一致。然而，我们的ABER观测表明，准静态冷分子成分延伸到2- 3个恒星半径，在该区域内色球风急剧加速。
2018-09-04 astro-ph.SR
Spatially resolving the outer atmosphere of the M giant BK Vir in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
虽然在红巨星中，变异幅度较小的正常K-M巨星占大多数，但它们的质量损失机制还不清楚。我们提出了高空间和高光谱分辨率的观测的2.3微米CO线在M7巨大的BK Vir的空间分辨率为9.8 mas和光谱分辨率为12000，使用琥珀在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。在CO谱线上观察到的角直径比在连续谱中测得的角直径大12 - 31%。我们还检测到不对称的CO线形成区域。相隔1.5个月的数据显示可能的时间变化的空间尺度为30质量（对应于3倍恒星直径）在CO带头。与MARCS光球模型的观测数据的比较表明，虽然观测到的CO线光谱可以很好地再现的模型，在CO线观测到的角的大小是远远大于模型预测。我们的模型与两个额外的CO层以上的MARCS光球再现观测到的光谱和干涉数据的CO线同时。该模型表明，在~1.2恒星半径处的CO内层非常致密和温暖，CO柱密度为~10 ^{22} cm ^{-2}，温度为1900 - 2100 K，而在2.5 - 3.0恒星半径范围内的CO外层，其柱密度为10 ^{19}-10 ^<$20} cm ^{-2}，温度为1500 - 2100 K。我们对BK Vir的AMBER观测首次在单个CO谱线中空间分辨了正常M巨星的扩展分子外大气。CO层的温度高于或等于MARCS光球模式的最上层，这意味着在外层大气中的某些加热机制的运作。
2011-11-25 astro-ph.SR
Small magnetic loops connecting the quiet surface and the hot outer atmosphere of the Sun
太阳黑子是太阳磁场最壮观的表现形式，然而，在太阳活动周期的任何时候，99%的太阳表面都保持“安静”。然而，安静的太阳并非没有磁场;它们在较小的空间尺度上组织起来，并且演化得相对较快，这使得它们难以被检测到。因此，虽然广泛的安静的太阳磁场是太阳外层大气均匀、稳定加热的自然驱动力，但由于缺乏观测证据，尚不清楚所涉及的物理过程。我们报告的拓扑结构和动力学的磁场在太阳非常安静的地区从分光偏振观测的日出卫星，显示连续注入的磁通量与一个组织良好的拓扑结构的欧米茄环从太阳表面以下到上层。在第一阶段，当环穿过光球层时，它有一个扁平的（像订书钉一样的）几何形状和$\sim3$ km/s的平均速度上升。当线圈穿过最低温度区域时，足点处的磁场几乎变成垂直的，并且线圈拓扑类似于一个势场。色球层高度的平均上升速度为$\sim12$ km/s。色球层下边界的这些小尺度环的能量输入率（至少）为1.4x10^6-2.2x10^7 erg cm-2 s-1。我们的研究结果为太阳磁场作为一个多尺度系统提供了经验证据，其中小尺度低通量磁场起着至关重要的作用，至少与活动区域一样重要，耦合太阳大气的不同层，并且是色球和日冕加热模型的重要组成部分。
2010-03-05 astro-ph.SR
Influence of the Outer Boundary Condition on models of AGB stars
目前恒星大气的实现通常从灰色平面平行大气或缩放的太阳大气中推导出内部模型的边界条件，这两种情况都不能被认为对热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）有适当的基本假设。本文讨论了在恒星演化程序中外边界条件的处理和影响，以及由此产生的对AGB演化的影响。控制TP-AGB的复杂的相互作用过程，如第三次疏浚和质量损失，可以通过改变该边界条件的处理来影响。这里介绍的是从改变的几何形状，不透明度和实施网格的MARCS/COMARCS模式的气氛，以改善这种治疗的结果。虽然TP-AGB演化过程中有变化，但可观测的量，如最终核心质量，并没有因为大气处理的变化而显著改变。在研究过程中，我们观察到了AGB模型中一个以前没有见过的现象，并进一步研究了这个现象。这被认为是物理性的，尽管是由特定的条件引起的，使其不太可能存在。如果它存在于恒星中，这种现象将使碳星的寿命增加到1000万年以上，并在观测到它的狭窄初始质量范围（$\sim2-2.3M_{\odot}$）内使最终核心质量增加$\sim0.1M_{\odot}$。
2018-07-10 astro-ph.SR
High spectral resolution imaging of the dynamical atmosphere of the red supergiant Antares in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
我们使用VLTI/ABER在单个CO第一泛音线中呈现了红色超巨星心宿二（alpha Sco）的高光谱分辨率孔径合成成像。重建的图像显示，该恒星在蓝翼，线中心和红翼中的表现不同，并显示出不对称的延伸组件。恒星在CO谱线内的外观在一年内发生了剧烈的变化，这意味着大气中的速度场发生了显着的变化。我们的模拟表明，外层大气（MOL球）延伸到1.2- 1.4恒星半径，CO柱密度为（0.5- 1 × 10 ^{20} cm^{-2}），温度约为2000 K。虽然2009年的速度场的特点是20- 30公里/秒的强烈上升流运动，但在2010年，它变成了强烈的下降流。另一方面，连续体中的AMBER数据仅显示出与边缘变暗的盘的轻微偏差，并且仅显示出边缘的时间变化。我们推导出边缘变暗的盘直径为37.38+/-0.06 mas，幂律型边缘变暗参数为（8.7+/-1.6 x10 ^{-2}（2009）和37.31+/-0.09 mas和（1.5+/-0.2 x10 ^{-1}（2010）。我们还得到Teff = 3660+/-120 K和log L/Lsun = 4.88+/-0.23，这表明质量为15+/-5 Msun，年龄为11-15百万年。这个年龄与最近估计的上天蝎座OB协会的年龄一致。北斗星外层大气的性质与另一颗研究得很好的红超巨星参宿四相似。猎户座和参宿四的扩展外层大气的密度比目前的三维对流模拟预测…
2013-04-30 astro-ph.SR
A reduced-order NLTE kinetic model for radiating plasmas of outer envelopes of stellar atmospheres
目前的工作提出了一个自洽的降阶NLTE动力学模型辐射等离子体，如发现在恒星大气的外层。从最新的从头算和实验数据，高度复杂的碰撞-辐射动力学机制，简化了集中的束缚能状态的群体。不同的分组策略进行了研究，如均匀和麦克斯韦-玻尔兹曼。基于矩量法得到了材料气体和辐射场的简化控制方程组。应用考虑了部分电离氢中激波的定常流动。结果表明，采用麦克斯韦-玻尔兹曼分组允许，一方面，大量减少未知数的数量，另一方面，以保持气体和辐射量的准确性。据观察，当忽略线辐射时，使用两个组已经导致光电离前体、内部弛豫和辐射冷却区域的非常精确的分辨率。线辐射的包含需要采用仅仅一个额外的组来解释巴尔末和帕邢系的α、β和γ线中的光学薄损耗。在很宽的冲击波速度范围内观察到这种趋势。
2016-12-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Evolved stars with complex atmospheres - the high spectral resolution, mid-IR view
红巨星外层大气的物理结构尚不清楚。它们当然是复杂的，最近的一系列观测表明，我们需要接受非经典大气模型来解释这些地区。这个区域的性质对于理解这些恒星的质量损失机制非常重要，而这一点仍然不清楚。在这里，我们提出了观测约束的外部区域的红巨星，基于中红外，高光谱分辨率光谱。我们还讨论了可能的非LTE效应，并强调了一个新的非LTE代码，将用于分析这些大气层的光谱。最后，我们提到我们新的SOFIA/EXES在6微米处对红巨星的观测，其中水蒸气的振动-旋转线可以首次被检测到并被光谱解析。
2014-08-26 astro-ph.SR
The extended atmospheres of Mira variables probed by VLTI, VLBA, and APEX
我们提出了一个概述我们的项目，研究扩展的大气和尘埃形成区的米拉星使用协调的观测与甚大望远镜干涉仪（VLTI），甚长基线阵列（VLBA），和阿塔卡马探路者实验（APEX）。数据解释使用的方法相结合，最近的动态模型大气与辐射转移模型的尘埃壳，并结合由此产生的模型结构与微波激射器传播模型。
2011-05-17 astro-ph.SR
Structure and shaping processes within the extended atmospheres of AGB stars
我们目前的研究，使用近红外仪器的VLT干涉仪（VLTI）的琥珀色调查的结构和扩展的大气中的AGB星的形成过程。光谱分辨的近红外琥珀色观测的米拉变量S奥里揭示了波长依赖的表观角大小。这些数据被成功地与动态模型大气进行了比较，动态模型大气由于几何扩展的分子层而预测波长依赖的半径。最近，对几颗AGB星的ABER闭合相位测量还揭示了与0/180度的波长相关偏差，表示偏离点对称。闭合相位随波长的变化表明扩展大气层存在复杂的非球形分层，并可能揭示所观察到的不对称性是否位于光球层附近或外分子层中。对位于扩展分子层内的一氧化硅脉泽的同步观察为我们提供了有关该壳层的形态、条件和运动学的更多信息。这些观测结果有望为我们提供新的重要见解的塑造过程中的工作在AGB阶段。随着VLTI成像能力的提高，我们希望将行星状星云成像研究的成功故事扩展到AGB恒星的光球和扩展的外层大气。
2011-05-17 astro-ph.SR
VLTI/AMBER spectro-interferometric imaging of VX Sgr's inhomogenous outer atmosphere
目标。我们的目标是探索光球的非常冷的晚型恒星VX Sgr，特别是分子层以上的连续形成光球的存在和表征。方法.我们用VLTI/AMBER干涉仪在光谱域1.45- 1.50中用条纹跟踪仪FINITO获得了干涉观测结果。我们对不同波长段的干涉数据进行了独立的图像重建，并用几何玩具模型拟合了干涉数据，并将数据与Miras的一维动力学模型进行了比较大气和红超巨星（RSG）和渐近巨星分支（AGB）恒星的三维流体动力学模拟。结果重建的图像和可见光显示出很强的波长依赖性。H波段图像显示两个亮点，其位置由几何玩具模型确认。的不均匀性定性预测的三维模拟。在大约2，00微米和2，35 - 2，50微米的区域中，光球出现扩展，半径大于H带。在这个光谱区域中，几何玩具模型将第三个亮点定位在光球层之外，这可能是分子层的特征。可见度的波长依赖性可以用Mira大气的一维动力学模型定性地解释。最佳拟合的光球模型显示出与观测到的vibrium很好的匹配，给出的光球直径为θ = 8.82 ± 0.50 mas。H2O分子似乎是分子层中的主要吸收剂。结论.我们表明，VX Sgr的大气，而不是RSG模型大气的Mira/AGB星模型大气。特别是，我们看到了Mira星典型的分子（水）层。
2009-11-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
A multi-wavelength view of AB Dor's outer atmosphere - Simultaneous X-ray and optical spectroscopy at high cadence
我们研究的色球和日冕的超快旋转AB D或A在高时间和光谱分辨率使用同时观测XMM-牛顿在X射线，VLT/UVES在光学，和ATCA在无线电。我们的光谱具有约50 000的分辨率与时间的节奏约1分钟。我们的观测连续覆盖一个以上的旋转周期，包括静止期和三个不同强度的耀斑事件。从X射线观测中，我们研究了日冕温度、发射量、密度和丰度的变化。我们用循环模型来解释我们的数据。从光学数据中，我们使用耀斑过程中出现的大量发射线来确定耀斑色球物质。详细分析的线条形状和线中心，使我们能够推断的物理特性的耀斑色球层和粗略本地化的耀斑事件的明星。我们特别使用光学高节奏光谱来证明，在第一次耀斑的前十分钟，湍流和斯塔克增宽都存在。此外，在耀斑的最初几分钟，我们在Hα和Ca ii K线中发现了短寿命（一到几分钟）的发射子分量，由于它们的高内禀速度，我们将其解释为与耀斑相关的激波。结合我们的光谱学的结果，基于空间的数据，我们得到耀斑填充因子。最后，比较X射线，光学宽带，线发射，我们发现有两个三个耀斑事件的相关性，而有一个事件没有明确的相关性。此外，我们没有发现无线电数据与任何其他观测数据的任何相关性。
2013-09-19 astro-ph.SR
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere. II. Non-LTE chromospheric diagnostics and inversions
太阳外层的磁通量是向色球层和日冕释放能量的基本机制。在本文中，我们研究了颗粒大小的通量浓度的出现和相应的物理参数的结构和大气诊断在上层光球和色球层。我们利用一个现实的三维MHD模拟的外层太阳研究的Ca II 8542线的形成。我们还从我们的观察的非LTE反演中获得半经验3D模型。这些模型包含深度依赖的温度和视线分层的信息。我们的分析解释了奇特的钙II 8542配置文件中观察到的磁通新兴地区。此外，我们推导出详细的温度和速度图描述的上升磁泡从光球到色球层。反演表明，在活跃区域，颗粒大小的气泡出现到较低的色球层，现有的大规模领域阻碍了他们的上升。当磁场到达色球层时，我们报告了加热的迹象。
2015-03-12 astro-ph.SR
Measuring Magnetic Fields in the Solar Atmosphere
自从黑尔在20世纪初发现太阳黑子具有强磁场以来，磁性在我们理解太阳和日光层的过程中变得越来越重要。许多现有的和计划中的仪器都能够诊断太阳大气中的磁场。光球磁力测量法现在已经很完善了。然而，仍然存在许多挑战。例如，色球层和日冕中的磁场的诊断是困难的，对测量结果的解释更是困难。因此，到目前为止只进行了很少的测量，但很明显，如果我们要了解太阳外层大气，我们必须研究磁场。我将回顾太阳磁场测量的历史，描述和讨论三种类型的磁力测量，并对未来进行展望。
2012-07-04 astro-ph.SR
Magnetic Jam in the Corona of the Sun
太阳的外层大气，日冕，含有温度超过一百万K的等离子体，比太阳表面热100倍以上。这种气体如何被加热是一个与高层大气磁场结构紧密交织在一起的基本问题。基于磁流体动力学进行数值实验，我们考虑了大气的三维结构和磁场与等离子体的复杂相互作用。这些共同定义了日冕环的形成和演变，这是在X射线和极紫外线（EUV）图像中突出显示的基本组成部分。在极紫外线中被视为日冕环的结构可以与磁场完全不同地演变。当新的磁通量通过太阳表面出现时，磁场不断膨胀，等离子体在连续出现的场线上被加热，从而产生一个大致保持在同一位置的EUV环。对于每个快照，EUV图像勾勒出磁场的轮廓，但是与传统视图相比，磁场和EUV环的时间演变可以是不同的。通过这一点，我们表明，在一个冷的恒星的外层大气中的热和磁演化必须一起处理，不能简单地分开，因为大多数到目前为止。
2015-05-05 astro-ph.SR
X-Ray, UV and Optical Observations of Classical Cepheids: New Insights into Cepheid Evolution, and the Heating and Dynamics of Their Atmospheres
为了扩大对经典造父变星结构、演化和大气的理解，我们通过获得XMM/钱德拉X射线观测结果以及哈勃空间望远镜（HST）/宇宙起源摄谱仪（COS）对明亮的造父变星附近的北极星δ Cep和β Dor的FUV-UV光谱，延长了造父变星计划的持续秘密寿命。国际紫外探测器（IUE）先前的研究表明造父变星中的紫外线发射线数量有限。众所周知的问题，散射光污染的IUE光谱的明亮的恒星，随着HST/COS提供的优秀的灵敏度和分辨率组合，动机这项研究，得到的光谱比我们预期的更丰富和复杂得多。观测到了大量的发射谱线，表明10^4 K到~3 x 10^5 K的等离子体，表明造父变星有着复杂的、动态的外层大气，这些大气也随着光球脉动周期而变化。FUV谱线发射峰值在相位范围λ ~ 0.8-1.0内，变化因子高达10倍。当HST/COS的结果与我们用XMM-牛顿和钱德拉获得的相同恒星的X射线观测相结合时，就完成了造父变星外层大气的更完整的图片。迄今为止探测到的造父变星的X射线亮度为log Lx ~ 28.5-29.1尔格/秒，等离子体温度在2-8 × 10^6 K范围内。考虑到增强发射的相位定时，最合理的解释是形成了一个脉冲诱导的冲击，激发（和加热）光球周围的大气等离子体。脉冲驱动的α^2等效发电机机制也是一个可行且有趣的替代方案。然而，增强发射的紧密相空间（峰值在0.8-1.0 μ m附近）支持冲击加热机制假说。
2012-06-19 astro-ph.SR
On the understanding of pulsations in the atmosphere of roAp stars: phase diversity and false nodes
基于快速振荡Ap星的高分辨率光谱数据的研究表明，大气层中的脉动行为具有令人惊讶的多样性，特别是运行和驻波的共存。正确解释这些数据需要仔细模拟这些磁星的脉动。鉴于此，在这项工作中，我们提出了一个理论分析的脉动roAp星，考虑到直接影响的磁场。我们推导出近似的解析解的位移分量平行和垂直于方向的磁场，这是适当的最外层。从这些，我们确定的理论径向速度的表达式为一个观察者在一般的位置，并计算相应的脉动幅度和相位作为高度的函数在大气中。我们表明，径向速度的积分有三种不同类型的波的解决方案，即，运行波，倏逝波，和驻波的振幅几乎恒定的贡献。然后，我们考虑了一些案例研究，以说明在观察中发现的不同的脉动行为的起源。关于脉动幅度，我们发现它一般随大气高度而增加。然而，脉动相位表现出多种行为，包括随大气高度而恒定、增加或减少的相位。最后，我们表明，有情况下，脉动幅度通过一个零，伴随着相位跳跃的$π$，并认为这种行为并不对应于脉动节点在最外层的恒星，而是一个视觉效果，从观察者无法解决恒星表面。
2011-03-02 astro-ph.SR
Modeling the Dynamics and Thermochemistry for the Outer Atmospheres of the Ultra-hot Jupiter WASP-121b
The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔·弗里克天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文系）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文系）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天体物理研究所）
研究通过三维模拟揭示了WASP-121b外大气层中不同物种分布与喷流结构的关系，展示了恒星辐射对大气热化学和动力学的影响。
2026-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Scaling of the asymptotic entropy jump in the superadiabatic layers of stellar atmospheres
恒星结构计算能够精确预测恒星演化过程中的性质。然而，对流仍然是模拟的混合长度理论，因此，光学表面附近的上边界条件不同意与asteroseisic观测。我们希望改进恒星结构计算中确定外边界条件的方法。我们研究现实的3D恒星大气模型，以找到替代属性。我们发现，渐近熵运行的超绝热对流表面层表现出明显的普遍分层时，归一化的熵最小值和跳跃。归一化熵可以非常精确地由5阶多项式表示，并且3阶多项式也产生精确的系数。这种通用的熵分层或太阳分层，当缩放的熵跳跃和最小值，可以用来改善模拟的超绝热表面层的恒星结构计算。此外，这一发现表明，表面对流对所有冷恒星的作用方式都是相同的，但需要进一步研究，以提高我们对恒星大气的理解。
2016-01-08 astro-ph.SR
Signatures of ubiquitous magnetic reconnection in the deep atmosphere of sunspot penumbrae
Ellerman炸弹是在活动区和安静太阳的深层大气中具有增强的巴耳末线翼发射和标记磁重联的区域。它们经常在相反磁极非常接近的地区被发现。最近的高分辨率观测表明，埃勒曼炸弹比以前认为的更普遍。我们的目标是确定埃勒曼炸弹在太阳黑子半影区的发生。我们分析了高空间分辨率的观测太阳黑子的巴尔末H-α和H-β线，以及辅助连续通道与瑞典1米太阳望远镜和应用的k-均值聚类技术，系统地检测和表征埃勒曼炸弹。具有埃勒曼炸弹所有定义特征的特征在整个半影区大量发现。这些事件的真实发生率只有在H-β谱线中才能完全理解，因为它具有最高的空间分辨率和较低的色球不透明度。我们发现，半影区拥有一些最高的埃勒曼炸弹密度，只有在太阳黑子周围的护城河超过。一些半影埃勒曼炸弹显示火焰形态和快速的动力学演变。许多半影埃勒曼炸弹以3.7公里/秒的速度快速移动，有时超过10公里/秒。许多半影埃勒曼炸弹从内半影迁移到外半影数百公里，有些继续移动到外半影边界进入护城河。许多半影埃勒曼炸弹被发现在附近的地区具有相反的磁极性。我们的结论是，重联是一个近连续的过程中，在低层大气中的半影的太阳黑子表现在半影埃勒曼炸弹的形式。这些是如此普遍，它们可能是太阳黑子磁能的主要汇。
2021-01-27 astro-ph.SR
Wolf-Rayet stellar evolution models with improved treatment of the atmosphere
LUPM, Univ. Montpellier, CNRS（蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心）
本文研究了改进大气处理对沃尔夫--Rayet相的影响，通过使用先进的大气模型进行计算，发现对有效半径和温度有显著影响，但对内部结构影响较小。
2026-05-18 astro-ph.SR
Hot Explosions in the Cool Atmosphere of the Sun
传统上，太阳大气是用一个简单的一维模型来表示的。在过去的几十年里，这种范式转变为构成外层大气的色球层和日冕，现在被认为是一个动态结构的信封。IRIS（界面区域成像光谱仪）最近的观测表明，即使在太阳表面上方6000 K的冷光球层中也很难确定什么是向上和向下的：这个区域拥有瞬间加热到近100，000 K的热等离子体。加热和加速等离子体的能量需要来自耀斑的相当大一部分能量，耀斑是最大的太阳分裂。IRIS的这些观测不仅证实了光球层比传统认为的要复杂，而且还提供了对磁重联过程中能量转换的深入了解。
2014-10-21 astro-ph.SR
3D magnetic field configuration of small-scale reconnection events in the solar plasma atmosphere
太阳的外层大气，即，日冕和色球层充满了小的能量释放事件，并伴随着短暂的增亮和喷流状的喷射。这些事件被认为是太阳等离子体中的磁重联事件，利用Hinode航天器和其他空间和地面观测站最近的先进观测对其动态进行了研究。这些事件发生在太阳大气中的不同位置，并且在其形态和释放的能量方面有所不同。这些重联事件的磁场配置推断的磁场在光球水平的观测的基础上。观测表明，这些磁结构可以分为两组。在第一组中，两个反平行的磁场彼此重新连接，产生2D新兴磁通配置。在第二组中，螺旋或扭曲的磁通量管彼此平行或成相对角度。重新连接只能发生在磁通量管的反平行分量之间，并且可以被称为分量重新连接。后一种配置类型对于较大类别的小规模重连事件可能更重要。在实验室等离子体碰撞实验中，这两种类型的磁位形可以分别与反螺旋位形和共螺旋位形进行比较。
2015-08-22 astro-ph.SR
Fine structures in the atmosphere above a sunspot umbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904，获得与瑞典太阳望远镜（SST）的拉帕尔马，加那利群岛。时间序列的高分辨率\ion{Ca}{ii} \、$H$图像显示，太阳黑子本影中的瞬变喷流状结构被拉长，我们称之为本影微喷流。这些射流大致平行于附近的半影微射流，表明它们与背景磁场对齐。一般来说，首先会出现一个明亮的点状结构，之后会出现喷流，尽管有些喷流出现时没有相关的色球点。明亮的光球本影点与产生于外影的本影微喷流有关。然而，在类似喷流的事件和潜在的本影点之间没有一对一的对应关系。它们的长度通常小于1 \arcsec，宽度小于0 \farcs 3。本影微射流的典型寿命约为一分钟。这些结构的亮度随着局部背景的亮度从本影中心向本影-半影边界增加。
2013-02-12 astro-ph.SR
Plasma Beta Stratification in the Solar Atmosphere: A Possible Explanation for the Penumbra Formation
等离子体β是理解等离子体动力学的一个重要和基本的物理量，特别是在磁活跃恒星的背景下，因为它讲述了磁场与热力学过程对等离子体运动的主导作用。我们估计等离子体β在太阳大气层内的不同区域的值范围，我们描述了一种可能的机制，有助于形成半影。为此，我们评估的数据从一个三维磁流体动力学模型的太阳日冕以上的磁活动区域。我们将我们的结果与先前建立的数据进行比较，这些数据是基于磁场外推的，并且与一些观测结果相匹配。我们的模型数据表明，光球层中的等离子体β应该被认为是大于太阳黑子外的单位。然而，在日冕中，我们也发现β值范围比以前认为的要低，这与最近的观测结果相吻合。我们提出了一个想法的基础上的重力驱动的过程中的高β制度，可能是负责太阳黑子本影周围的半影的形成，其中的垂直场强度达到一个给定的阈值。这一过程也可以解释逆Evershed流动。关于混合极性太阳大气中的热压力和磁压力，包括非垂直磁场和安静区域，等离子体β可以在从光球到外日冕的几乎任何高度达到统一。
2017-11-29 astro-ph.SR
A tale of two exoplanets: the inflated atmospheres of the Hot Jupiters HD 189733 b and CoRoT-2 b
在靠近其主星的轨道上运行的行星会受到强烈的辐射。来自恒星日冕和色球层的高能辐射是系外行星大气蒸发的主要原因。我们对短轨道上的凌日系外行星进行了多次X射线观测，以确定其外部行星大气的范围和加热。在HD 189733 b的情况下，我们在X射线中发现了令人惊讶的深过境轮廓，表明大气层延伸到1.75光学行星半径。这些高海拔层的X射线不透明度表明密度大或金属丰度高。我们初步报告的观测热木星CoRoT-2 b从我们的大型计划与XMM-牛顿，这是最近进行的。此外，我们目前的结果如何系外行星可能会改变恒星活动的演变，通过潮汐相互作用。
2014-08-14 astro-ph.HE 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
Scattering Polarization and Hanle Effect in Stellar Atmospheres with Horizontal Inhomogeneities
来自各向异性光源的光的散射在谱线和连续谱中产生线性偏振。在恒星大气层的外层，辐射场的各向异性通常由逃逸的辐射主导，但物理条件的局部水平波动也可能起作用，扭曲照明，从而扭曲偏振模式。另外，磁场可以通过汉勒效应扰动和修改线散射偏振信号。在这里，我们研究这种破坏性的影响。本文发展了一种方法来求解偏振辐射在散射大气中的传输，这种散射大气具有弱的不透明度和源函数的水平起伏。它包括线性化（小的不透明度波动假设），减少到一个准planepallel问题，通过调和分析，和数值解广义标准技术。我们应用这种方法来研究散射偏振在大气中的水平波动的普朗克函数和不透明度。我们得到几个非常普遍的结果和限制的对称性和维数的问题，我们给出了明确的解决方案，特别感兴趣的一些说明性问题。例如，我们示出（a）分数线性极化信号的幅度如何改变时，考虑越来越小的水平大气不均匀性，（b），在这种不均匀性的存在下，即使是一个垂直的磁场可以修改的散射线极化，和（c），前向散射极化可以产生，而不需要一个倾斜的磁场。这些结果对于理解问题的物理性质和作为多维辐射转移代码的基准是重要的。
2011-08-15 astro-ph.SR
Direct observation of the radial magnetic field gradient in HD58260 from spectropolarimetry of NLTE lines in emission
由于磁场在恒星中的存在是毋庸置疑的，因此它们在恒星大气结构中的作用长期以来一直是人们猜测的主题。在我们对这一讨论的贡献中，我们提出了分光偏振证据，证明了主序上的B型磁星HD 58260的大气层中磁场的径向分量随高度而减小。我们表明，斯托克斯V型配置文件的金属线在发射的外层大气的证据是一个领域的三倍弱于从内层的吸收线。由于磁梯度泵机制而产生的高能粒子的额外流动可能是这类恒星周围磁层的起源，也是观测到的高能现象的基础。我们还列出了一系列的谱线用于测量早期型恒星的表面场。
2021-11-11 astro-ph.SR
Plasmoid ejections driven by dynamo action underneath a spherical surface
本文提出了一个统一的太阳对流层和高层大气的三维球几何模型。在这个模型中，磁场，产生的螺旋强制发电机在对流区，出现没有磁浮力的援助。我们使用一个等温状态方程与重力和密度分层。经常性的等离子体团喷射，通过外层大气上升，观察。此外，小尺度场的电流螺旋度向外传输，形成磁云等大结构。
2010-11-18 astro-ph.SR
Magnetically coupled atmosphere, fast sausage MHD waves, and forced magnetic field reconnection during the SOL2014-09-10T17:45 flare
我们研究了2014年9月10日GOES X1.6太阳耀斑期间太阳大气的物理性质和行为。用小波分离方法分析了稳态等离子体流和快速香肠型MHD波。利用垂直流近似非线性无力场程序研究了磁耦合大气和强迫磁场重联。本文研究了磁流体波从光球到达日冕前不经耗散或反射的传输机制和日冕上的波能分布机制。我们报告了一个共同的行为（极）紫外稳态等离子体流（速度15.3 -> 10.9 km/s）和快香肠MHD波（阿尔芬速度13.7 -> 10.3 km/s，特征周期1587-> 1607 s），在SDO/AIA/HMI和IRIS空间仪器观测到的各个大气层（光球-日冕）的圆柱形等离子体波导中传播。本文分析了黑子本影上方磁场通量管引起的磁耦合太阳大气和波强迫的磁场重联。太阳地震与捕获，泄漏和隧道模式的波，消散，特别是在太阳日冕，讨论了其可能的贡献，外层大气加热。我们证明了快速香肠MHD波的色散性质，它可以很容易地产生泄漏和其他模式传播的波导外，和磁场通量管连接的各个大气层可以分配整个活动区域的磁场能量。这种机制有助于日冕能量平衡和我们对日冕加热如何维持的了解。
2020-10-04 astro-ph.SR
AMBER observations of the AGB star RS Cap: extended atmosphere and comparison with stellar models
本文报道了在中等光谱分辨率（$\sim$ 1500）下对M6/M7 III半规则AGB星摩羯座RS的K波段VLTI/AMBER观测结果。从光谱色散的vibrants，我们测量的恒星直径作为观测波长从2.13到2.47微米的函数。我们推导出Rosseland角直径为$7.95 \pm 0.07$ mas，这对应于$3160 \pm 160$ K的有效温度。我们检测到的CO带头的大小变化约为10%，表明在恒星光球的CO强不透明度的影响。我们还检测到作为波长的函数的尺寸的线性增加，从2.29微米开始。恒星大气的模型，基于恒星的质量，从恒星演化模型估计，预测CO尺寸的影响约为观察到的一半，并且不能再现线性尺寸随波长的增加，红色的2.29微米。我们能够模拟这种线性的大小增加，增加了一个扩展的水蒸气信封周围的恒星。然而，我们无法将数据拟合在CO带头中。要么恒星的质量被恒星演化模型高估了，要么在大气层的外部有一个额外的扩展CO包层。在任何情况下，无论是水蒸气信封，也没有CO信封，可以解释使用当前的模型。
2011-03-24 astro-ph.SR
Recent advances in coronal heating
日冕是太阳外层稀薄的大气，比太阳表面热几个数量级。这种“日冕加热问题”需要确定一个热源，以平衡由于热传导、辐射和（在某些地方）对流造成的损失。Theo Murphy会议本期中的评论论文概述了最近的观测发现、太阳大气中发生的物理过程的大规模和小规模数值模拟以及可能影响我们对拟议加热机制的理解的其他方面。与此同时，他们也提出了未来研究必须解决的方向和挑战。在这个简短的介绍中，我们总结了一些在本期中反复出现的问题和主题。
2015-10-04 astro-ph.SR
Effects of Plasma Drag on Low Earth Orbiting Satellites due to Heating of Earth's Atmosphere by Coronal Mass Ejections
太阳活动，如日冕物质抛射和太阳耀斑，使高层大气和近地空间环境升温。由于太阳发射的高能紫外线、X射线和粒子对外层大气的这种加热和膨胀，低地球轨道卫星（LEOS）变得容易受到膨胀大气中离子和分子的增强阻力的影响。在各种类型的扰动中，地球指向的CME起着最重要的作用。它们在太阳大约11年周期的活跃（太阳活动最大期）阶段更加频繁和强烈。2013年晚些时候，我们将接近另一个太阳活动高峰期，利用空间环境参数档案数据作为指标，分析过去太阳活动周期对轨道卫星的影响可能是有益的。在本文中，我们计算的等离子体阻力模型LEOS由于大气加热的CME和其他太阳事件作为太阳参数的函数。利用目前对下一个太阳活动高峰期的时间和强度的预测，我们预测了未来几年现有卫星轨道可能受到的影响。
2013-05-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Evolution of the Earth's Atmosphere during Late Veneer Accretion
我们对太阳系动力学历史的理解的最新进展改变了在月球形成撞击之后，晚单板吸积期间推断的地球撞击历史。我们研究了类地行星形成后，从类地行星区域遗留下来的星子以及小行星和彗星的撞击如何影响地球早期大气的演化。我们开发了一个新的统计代码的随机轰击大气演变，结合处方的大气损失和挥发性交付来自流体动力学模拟和理论的结果，从动态建模的现实人口的冲击。我们发现，对于一个最初的地球一样的大气层的影响，造成适度的大气侵蚀与随机交付的大小行星给大幅增长（$\times 10$）在几个$\%$的情况下。大气质量的确切变化本质上是随机的，并取决于剩余微行星的动力学。我们还考虑了对未知因素的依赖性，包括撞击物的挥发物含量，发现大气通常完全被特别干燥的遗留星子（$<0.02 ~ \%$挥发物）剥离。值得注意的是，对于大范围的初始大气质量和成分，大气收敛到类似的最终质量和成分，即最初的低质量大气增长，而大质量大气耗尽。虽然最后的性质对假设的撞击物性质很敏感，但由此产生的大气质量接近于当前地球的质量。唯一的例外是，一个大的初始大气层不可能被侵蚀到现在的质量，除非大气层最初的成分是原始的。
2020-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Atmospheres
本文系统阐述了恒星大气数值模型的计算基础，涵盖辐射转移、对流、恒星风及磁场等物理机制，并介绍了定量光谱分析观测光谱的基本方法。
2024-09-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Unified simulations of planetary formation and atmospheric evolution: Effects of pebble accretion, giant impacts, and stellar irradiations on super-Earth formation
已经发现了大量的超级地球，并且通过透射光谱也观察到了过境超级地球的大气。几条观测证据表明，大多数超级地球并不拥有大量的H $_2$ /He大气。然而，超级地球上质量较小的大气层的吸积和保留对行星形成理论提出了挑战。我们考虑了以下三种机制：（i）由卵石吸积产生的包层加热，（ii）巨大撞击过程中的质量损失，以及（iii）由恒星X射线和EUV光蒸发产生的大气损失。我们研究这些机制是否会影响超级地球周围形成的大气量。我们开发了一个代码相结合的N体模拟卵石驱动的行星形成和大气演化模拟。我们表明，我们的模拟结果很好地再现了观测到的超级地球的轨道特性。然而，（i）加热卵石吸积停止磁盘分散之前，（ii）巨大的影响事件的频率太低，雕塑大规模的大气，和（iii）许多超级地球具有H $_2$ /He大气层的$\gtrsim 10$重量%的生存对恒星辐射为1 Gyr。因此，可能需要其他机制，如抑制气体吸积来解释超级地球的质量较小的大气（$\lesssim 10$ wt%）。
2020-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
