Magnetic reconnection in the low solar chromosphere with a more realistic radiative cooling model
磁重联是最有可能的机制，负责高温事件，观察到在强磁化的位置周围的温度最低的低太阳色球层。这项工作改进了我们以前的工作[”低太阳色球层强磁化区域的磁重联”，天体物理学杂志852，95（2018）]，通过使用从OPACITY项目和CHIANTI数据库计算的更现实的辐射冷却模型。我们发现等离子体的中性成分的电离速率仍然快于电流片区域内的复合。对于低$β$等离子体，电离和中性流体流耦合良好，整个重连区域类似于单流体Sweet-Parker模型动力学。在具有$β_0=1.46$的较高$β$情况下出现离子和中性流入的解耦，这导致重连速率比由Sweet-Parker模型预测的速率快约三倍。在所有情况下，电流片中等离子体温度都随时间增加，当重联磁场强度大于$500$ ~G时，等离子体温度最大值在$2\times10^4$ ~K以上。虽然更现实的辐射冷却模型不会导致磁重联特性的质的变化，但对于研究低层太阳大气强磁化区电流片内等离子体温度和电离分数的变化是必要的。这对研究氢等离子体接近完全电离时的磁重联过程中的能量转换也有重要意义。
2018-10-25 astro-ph.SR
The Chemical Composition of the Solar Surface
太阳提供了一个标准参考，我们可以将其与宇宙中其他任何地方发现的化学丰度进行比较。然而，并没有一个独特的“太阳”组成，因为在太阳内部、光球层、高层大气或太阳风中发现的化学丰度并不完全相同。太阳光球层的组成，通常作为一个参考，随着时间的推移，由于扩散，对流，并可能吸积的变化。此外，我们不知道太阳光球的丰度，从太阳光谱分析使用模型大气推断，具有高精度，许多元素的不确定性超过25%。本文概述了光谱分析的方法和缺陷，并讨论了太阳系中的太阳化学。
2021-06-20 astro-ph.SR
The s- and r- components of the proto-solar composition
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS and Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所，法国国家科学研究中心和索邦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN-Sezione di Perugia（意大利国家核物理研究院佩鲁贾分部）；Dept. Física Teórica y del Cosmos, Universidad de Granada（格拉纳达大学理论与宇宙学物理系）
综述了推导原太阳化学组成中s-和r-分量的多种方法，并讨论了旋转大质量星、核测量、低质量渐近巨星分支星物理、太阳前SiC颗粒同位素组成及新推导等最新进展。
2026-05-22 astro-ph.SR
Cooling Models for the Most Massive White Dwarfs
我们提出了一套超大质量白矮星模型，集中在质量以上的$1.3\,M_\odot$。考虑到这些天体的形成和组成的不确定性，我们构建了参数化的模型序列，包括单星和双白矮星合并形成通道的演化计算指导。我们证明，超过$10^9\,\rm g\,cm^{-3}$的中心密度的对象的冷却占主导地位的中微子冷却通过Urca过程中的第一个$\approx 100$百万年后形成。我们的模型表明，最近发现的超大质量白矮星ZTF J190132.9+145808.7很可能经历了这种Urca主导的冷却制度。我们还表明，高密度意味着扩散是不太可能显着改变这些对象的核心组成之前，他们结晶。
2021-06-30 astro-ph.SR
Direct Observations of Plasma Upflows and Condensation in a Catastrophically Cooling Solar Transition Region Loop
最小的观测证据存在的快速过渡区（TR）的冷环的存在下，上升流。这种现象的观测挑战了标准太阳大气加热模型的概念，以及它们对明亮TR发射的描述。使用{\it Hinode}上的{\it EUV成像光谱仪}（EIS），我们在冷却环路（$\log T$\，$\le$\，6.0）的足点位置处观察到多个TR温度（5.8\，$\le$\，$\log T$ \，$\le$ 6.0）上的快速上升流（$v_λ$\，$\le$ \，$-$ 10 km s $^{-1}$）。在冷回路通电之前，在足点位置观察到$+$\，5 km s $^{-1}$和$-$\，60 km s $^{-1}$的不对称流动。这些流动速度和模式与从{ \it Solar Dynamics Observatory}（SDO）{ \it Helioseismic Magnetic Imager}（HMI）的视线磁象图得出的磁通量抵消（仅在上升流的位置）和日冕高度30%的质量通量同时发生。冷却回路的非平衡结构导致灾难性的冷却事件，随后的等离子体蒸发指示TR为加热部位。从磁通量的演变，我们得出结论，磁重联之间的足点和背景场是负责观察到的快速TR等离子体上升流。
2016-01-12 astro-ph.SR
Damping of slow magnetoacoustic oscillations by the misbalance between heating and cooling processes in the solar corona
在太阳日冕结构中经常观察到快速衰减的慢磁声波，这为日冕等离子体的地震学诊断提供了一个很有前途的工具，包括其物理特性。考虑到场向热导率和辐射冷却与某些未指定加热率之间的波动引起的不平衡，研究了日冕环中静止慢磁声振荡的阻尼效应。允许非绝热项任意大，对应于观测值。导热系数取其经典形式，并假设加热函数对密度和温度的幂律依赖性。分析是在线性状态和无限磁场近似下进行的。波动动力学被发现是高度敏感的特征时间尺度的热不平衡。根据某些值的不平衡时间尺度的波的演化的三个制度，即制度的抑制阻尼，增强阻尼的阻尼率下降到观测值，和声学过稳定。具体的制度是由依赖的辐射冷却和加热功能的物理参数的等离子体附近的扰动热平衡。观测到的和理论推导的衰变时间和振荡周期的比较，使我们能够约束日冕加热功能。对于典型的日冕参数，所观察到的性能的常设慢磁声振荡可以很容易地再现与合理选择的加热功能。
2019-07-16 astro-ph.SR
Compositional Freeze-Out of Neutron Star Crusts
我们研究了没有回退吸积的中子星的地壳性质。我们计算了三种不同情况下中子星地壳的化学演化（没有地壳热影响的改进型Urca过程、厚地壳和薄地壳的直接Urca过程），以确定核反应冻结时包层和大气的详细组成。利用一个直到锝的核反应网络，我们计算了中子星不同深度的原子核分布。当冷却时间尺度短于反应速率的倒数时，核反应淬灭。计算出的同位素中的微量轻元素可能有足够的时间在层结晶并形成中子星的大气或外壳之前漂浮到表面。中子星包层的组成决定了来自表面的总光子通量，而大气层的组成决定了出射光谱。我们的计算使用的三个冷却模型表明，没有吸积的回落的中子星的气氛是依赖于假设的冷却过程的中子星。每种冷却方法都有不同的大气成分：对于改良的Urca过程，大气成分是$^{28}$ Si，厚地壳的大气成分是$^{50}$ Cr，薄地壳的大气成分是$^{40}$ Ca。在这三种情况下，大气都是由比铁轻的元素组成的。
2009-08-21 astro-ph.SR
Solar Cycle Dependence of ICME Composition
日冕物质抛射（CMEs）是太阳大气中能量最高的爆发之一，其发生率具有明显的太阳活动周期依赖性，在太阳活动极大期附近发生的事件较多。行星际日冕物质抛射（ICMEs）的组成是指离子的电荷状态和元素丰度，是研究CMEs的重要途径。本文对1998 - 2011年ICME中Mg、Fe、Si、C和O 5种元素的电荷态和Mg/O、Fe/O、Si/O、C/O、Ne/O和He/O 6种元素的相对丰度进行了统计分析，发现所有ICME成分都具有太阳周期依赖性。所有的离子电荷状态和大部分的相对元素丰度与太阳黑子数（SSN）呈正相关，只有C/O比与SSN呈负相关。在上升阶段（1998- 2000年和2009- 2011年），SSN的组成（C/O除外）随SSN的增加而增加，在太阳活动最大和最小阶段（2000- 2005年），SSN的组成（C/O除外）相对于太阳活动最小阶段（2007- 2009年）保持较高水平。低FIP（第一电离势）元素（Mg、Fe和Si）的电荷态和它们的相对丰度之间有很好的相关性，而C $^{6+}$ /C $^{5+}$或C $^{6+}$ /C $^{4+}$和C/O之间没有明显的相关性。最有趣的是，我们发现ICME和慢速太阳风的Ne/O比值具有相反的太阳周期依赖性。
2021-06-06 astro-ph.SR
A Solar cycle correlation of coronal element abundances in Sun-as-a-star observations
低活动类太阳恒星的日冕中的元素组成似乎与恒星的基本性质有关，如旋转，表面重力和光谱类型。在这里，我们使用太阳动力学天文台的全太阳观测，表明当太阳被观察为恒星时，日冕成分的变化与太阳活动的代理，F10.7厘米无线电通量高度相关，因此与太阳周期阶段。因此，类似的周期变化应该可以在太阳类似物的X射线观测中用光谱检测到。太阳全圆盘观测中的等离子体成分与日冕磁场活动的演化有关。因此，我们的观测结果在日冕成分和固定恒星性质之间的任何关系的性质中引入了不确定性。这些结果突出了系统的全周期观测对于了解类太阳恒星日冕的元素组成的重要性。
2018-02-02 astro-ph.SR
Catastrophic cooling and cessation of heating in the solar corona
在极紫外线（EUV）下，通常可以观察到温度超过10^6 K的太阳热日冕中的凝聚。虽然它们对太阳EUV总辐射的贡献仍然是一个有争议的问题，但这些凝结无疑为研究日冕对加热过程的动态响应提供了一个有价值的工具。我们研究了不同的能量输入在时间和空间上的分布，以研究哪个过程与理解这些日冕凝聚最相关。为了与观测结果进行比较，我们从一个随时间变化的一维模型中合成了EUV辐射，其中我们采用了两种加热方案：简单地关闭加热和加热非常集中在循环足点的模型，同时保持总热输入恒定。加热关/开模型不会导致使用SDO/AIA观察到的显著EUV计数率。相比之下，足点附近的加热集中导致环路顶部附近的热不平衡，从而导致众所周知的灾难性冷却。这一过程与日冕凝聚的观测结果非常吻合。这表明日冕需要稳定的能量供应来支持日冕等离子体，即使在日冕凝聚期间。否则，电晕会非常快地流失，太快了，甚至不能形成冷凝。
2011-12-15 astro-ph.SR
The chemical composition of the Sun from helioseismic and solar neutrino data
我们使用统计方法，使我们能够结合日震和太阳中微子数据提供的信息，以有效的方式进行定量分析的太阳组成的问题。我们包括在我们的分析日震测定的表面氦丰度和对流信封的深度，测量的$^7{\rm Be}$和$^8{\rm B}$中微子通量，声速剖面推断日震频率。我们提供了所有的成分来描述这些量如何依赖于太阳表面的组成，并评估太阳模型预测的（相关）不确定性。我们包括传统上不考虑的误差源，如从日震数据反演。然后，我们应用所提出的方法来推断太阳的化学成分。我们表明，太阳的不透明度轮廓是很好的太阳观测性能的约束。在两个参数的分析，其中元素被分组为挥发物（即C，N，O和Ne）和耐火材料（即Mg，Si，S，Fe）的上下文中，最佳的组成是通过增加的丰度挥发物由$\left( 45\pm 4\right)\%$和$\left( 19\pm 3\right)\%$的耐火材料相对于AGSS 09提供的值。这对应于丰度$\varepsilon_{\rm O}=8.85\pm 0.01$和$\varepsilon_{\rm Fe}=7.52\pm0.01$。作为我们的分析的一个额外的结果，我们表明，观测数据的首选值的标准太阳模型的输入参数（辐射不透明度，重力沉降率，天体物理因素$S_{34}$和$S_{17}$），不同的$\sim 1σ$水平，从目前采用的。
2013-12-13 astro-ph.SR
Magnetic Field Geometry and Composition Variation in Slow Solar Winds: The Case of Sulfur
我们提出了一个检查的第一电离势（FIP）分馏方案调用色球层中的有质动力，其影响的来源（S）的低速太阳风通过使用先进的成分探测器（ACE）的观测。根据最近的一项推测，在慢太阳风中，中间FIP元素S、P和C的丰度增加可以用在开放场上分离的等离子体的释放来解释，尽管这些释放来自比通常与快太阳风源区相关的磁场更强的区域，我们确定了2008年的一个时期，其中包含四个太阳旋转周期，这些周期显示了与太阳活动减少相对应的硫丰度增加的重复模式。风速我们确定了这些慢风在全球磁场模型的源区域，并发现它们位于冕洞和其相邻的活动区域之间的边界，在封闭和开放的初始场配置的起源。基于磁场外推，我们模拟分馏和比较我们的结果与ACE测量的元素丰度估计的太阳风的贡献，从开放和封闭的领域，并强调潜在的有用方向，为进一步的工作。
2020-05-21 astro-ph.SR
Influence of Cross-sectional Expansion on Coronal Emissions from a Radiatively Cooling Solar Flare Loop
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））
研究横截面扩张对太阳耀斑环日冕辐射的影响，发现其能有效抑制环状结构材料流失并改变辐射输出温度分布。
2026-02-23 astro-ph.SR
Solar Soft X-ray Coronal Dimming in a Failed Eruption Associated with Plasma Cooling
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research, University of Graz（格拉茨大学坎泽勒霍厄太阳与环境研究天文台）；Yunnan University（云南大学）
研究发现与失败暗条爆发相关的M8.8级耀斑产生了无显著CME驱动质量损失的高温太阳软X射线冕洞变暗，其成因是高温等离子体冷却，为恒星变暗机制提供了新解释。
2026-09-03 astro-ph.SR
Probing the Production of Extreme-ultraviolet Late-Phase Solar Flares by Using the Model Enthalpy-Based Thermal Evolution of Loops
最近的极紫外（EUV）波长观测揭示了一些太阳耀斑的极紫外晚期阶段，其特征是在软X射线（SXR）峰值之后几十分钟到几个小时出现暖日冕发射（$\sim3$ ~MK）的第二个峰值。本文利用基于湍流的环热演化（EBTEL）模型，对极紫外晚期太阳耀斑的产生进行了数值研究。从产生EUV后期的两个主要机制开始，即，长时间冷却和二次加热两个过程，我们进行了两组数值实验，研究这两个过程对后期环路辐射特性的影响。在这两个过程中的任何一个过程中，都可以数值合成出符合观测标准的EUV晚期太阳耀斑。然而，在这两个合成耀斑的情况下，在后期相环的基本流体动力学和热力学演化是不同的。由于长期冷却过程的后期峰值总是发生在辐射冷却阶段，而由二次加热供电的峰值更可能发生在传导冷却阶段。然后，我们提出了一种新的方法诊断的两个机制的基础上的EUV后期光曲线的形状。此外，从能量输入的分配，我们讨论了为什么大多数太阳耀斑不是EUV晚期耀斑。最后，通过讨论可能影响环辐射的其他因素，我们还讨论了为什么EUV晚期相位主要在暖日冕辐射中观察到。
2018-04-21 astro-ph.SR
Constraints on the opacity profile of the sun from helioseismic observables and solar neutrino flux measurements
出于太阳的组成问题，并通过使用最近开发的线性太阳模型的方法，我们分析了太阳中的不透明度和金属的作用。在简要讨论了由组合物的变化所产生的影响和由辐射不透明度的修改所产生的影响之间的关系之后，我们数值计算了不透明度核，该不透明度核在线性近似中将任意的不透明度变化与太阳可观测性质的相应修改相关联。我们使用这些不透明度内核讨论目前的限制不透明度（和组成）所提供的日震和太阳中微子数据。
2010-06-19 astro-ph.SR
Enhanced Peak and Extended Cooling of the Extreme-ultraviolet Late Phase in a Confined Solar Flare
研究分析一次X1.8非爆发性太阳耀斑，提出磁通量绳失败爆发加热及环截面随高度扩张机制，解释EUV晚期相的增强峰值与延长冷却。
2024-10-24 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
Relationship of ICME Composition Signatures with Solar Activity during 2009-2025
Samarkand State University（撒马尔罕国立大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
研究2009 - 2025年ICME成分与太阳活动关系，利用ACE卫星上SWICS数据，分析多个参数，发现$\langle Q_{\rm Fe}\rangle$等与太阳黑子数有不同相关性，Fe/O在特定阶段升高，证实ICME成分受太阳周期强烈调制。
2026-07-23 astro-ph.SR
Chemical composition of a sample of bright solar-metallicity stars
我们提出了一个详细的分析，七个年轻的恒星观察到的光谱仪索菲在天文台上普罗旺斯的化学成分是不完整的或在文献中没有。对于五颗恒星，我们使用我们为F，G和K星优化的自动管道导出恒星参数和化学成分，而对于另外两颗具有高旋转速度的恒星，我们通过使用其他信息（视差）导出恒星参数，并进行逐行分析。色球发射线通量从CaII获得的所有目标。我们得到的恒星参数一般是在很好的协议与文献中提供的。我们首次对其中两颗恒星进行了化学分析。恒星HIP 80124在670.8 nm处显示出强烈的锂特征，意味着高锂丰度。它的化学模式并不像人们所认为的那样，与它是太阳系的兄弟姐妹相一致。
2015-10-14 astro-ph.SR
The impact of composition choices on solar evolution: age, helio- and asteroseismology, and neutrinos
太阳是研究最多和最知名的恒星，因此，太阳的基本参数经常被用来弥补其他恒星知识的空白，当这些需要建模时。然而，目前可用于推断太阳内部结构的两种最强大和精确的独立方法存在分歧。我们的目标是显示在恒星的整体演化的组成选择的潜在影响，使用太阳作为一个例子。为此，我们创建了两个标准太阳模型和一个比较模型，使用金属丰度和相对元素丰度的不同组合，并比较每个模型的演化、日震和中微子相关特性。我们报告了校准到HR图中相同点的模型的年龄差异，在红巨星分支中，超过1 Gyr，并发现目前的星震测量精度水平足以区分这些模型，这些模型将显示出1.30- 2.58%的priod间距差异。我们表明，对来自碳-氮-氧循环的中微子通量进行测量，精确度约为17%，这可以通过下一代太阳中微子实验实现，有助于解决恒星丰度问题。
2020-10-04 astro-ph.SR
Elemental composition in quiescent prominences
第一电离势（FIP）偏置目前用于跟踪风和太阳爆发（日冕物质抛射）喷射出的太阳特征的传播。FIP的偏差也有助于我们理解日珥等离子体的形成，因为它是日珥等离子体起源的示踪剂。这项工作的目的是提供元素组成和FIP偏置在静态太阳能电池。这是关键的信息，这些功能连接到太阳喷发的残留物在日光层内测量现场和限制日冕或光球的日珥等离子体的起源。我们使用差分发射测量技术来推导两个双折射的FIP偏置。宁静太阳色球和过渡区数据被用来测试原子数据和谱线形成过程。我们使用来自\ion{Si}{}、\ion{S}{}、\ion{Fe}{}、\ion{C}{}、\ion{N}{}、\ion{O}{}、\ion{Ni}{}、\ion{Mg,}{}和\ion{Ne}{}的低电离阶段的谱线，将FIP偏置限制在$4.2 \le \log T \le 5.8$范围内。我们采用了密度依赖的电离平衡。我们证明了这两个双折射都具有光球成分。我们确认了宁静太阳中的光球成分。我们还确定了不透明度和/或辐射激发的贡献，定期观察到的几条线的形成。因此，我们的研究结果提供了重要的元素，正确解释即将到来的太阳轨道器/SPICE光谱数据，并限制日珥的形成。
2019-05-02 astro-ph.SR
Does the anomalous solar chemical composition come from planet formation?
我们推导出19种元素的丰度在64颗恒星的基本参数非常相似的太阳，这最大限度地减少了我们的光谱1D-LTE差分分析中的系统误差的影响，使用高分辨率（R=60,000），高信噪比（S/N=200）光谱。相对于太阳的元素丰度的估计误差小至0.025 dex。丰度比[X/Fe]作为[Fe/H]的函数与先前建立的银河系薄盘化学演化模式密切相关。有趣的是，我们的大多数恒星显示出[X/Fe]和凝聚温度（Tc）之间的显着相关性。在22颗参数最接近太阳的恒星的样本中，我们发现，平均而言，低Tc元素相对于太阳孪晶中的高Tc元素被耗尽约0.08 dex（20%）。在900<Tc<1800 K时，观察到丰度随Tc的变化而增加的趋势，而较低Tc元素的丰度似乎大致恒定。我们推测，这是发生在太阳周围的行星形成的特征，但不是大多数太阳双胞胎。如果这个假设是正确的，那么拥有像我们这样的行星系统的恒星，虽然很罕见（频率为15%），但可以通过对其宿主恒星的化学成分进行非常详细的检查来识别。
2009-11-10 astro-ph.SR
i-Process Contribution of Rapidly Accreting White Dwarfs to the Solar Composition of First-Peak Neutron-Capture Elements
快速吸积的白矮星（RAWD）被认为是银河系中重元素化学演化的贡献者。在这里，我们测试这种情况下的第一次，并确定的贡献RAWD的第一峰中子捕获元素的太阳组成。我们将RAWD的金属性相关贡献添加到单区星系化学演化代码OMEGA中，根据来自恒星星族模型的RAWD速率，结合根据Denissenkov等人（2017）的模型计算的金属性相关$i$过程恒星产额。用这种方法，我们发现，RAWD的贡献，在银河系中的重元素的演变可能是负责一个显着的部分，从$2$到$45\%$取决于元素，银河系气体的富集历史，和总质量喷射每个RAWD的太阳组成的Kr，Rb，Sr，Y，Zr，Nb，Mo。这一贡献可以解释一些元素（例如，Sr、Y和Zr）。相对于太阳的组成，我们并没有过度产生任何同位素，但$^{96}$ Zr的产生量与之相似。$i$方法有效地产生Mo稳定同位素$^{95}$ Mo和$^{97}$ Mo。当核反应速率的不确定性与我们的GCE的不确定性相结合，预测的RAWD贡献的上限增加了$1.5-2$的一个因素，Rb，Sr，Y和Zr，由3.8和2.4 Nb和Mo，分别。我们讨论了RAWD恒星演化性质对单个简并Ia型超新星的影响。
2018-01-21 astro-ph.SR
Analysis of High Cadence In-Situ Solar Wind Ionic Composition Data Using Wavelet Power Spectra Confidence Levels
太阳风组成的固有可变性对日冕源区物理条件的可变性有影响，对日冕加热和太阳风产生的模型提供了限制。我们提出了一个广义的处方，用于构建一个小波功率的显着性措施（置信水平）的目的，在高节奏的太阳风离子成分测量的缺失数据的影响进行表征。我们描述了2008年期间O 7 +/O 6+的12分钟ACE/SWICS观测中存在的数据缺口。将现场观测分解为“良好测量”和“无测量”信号允许我们评估填充信号的性能，即，填补数据空白的各种处方。我们构建蒙特卡罗模拟的合成O 7 +/O 6+组成的数据，并施加实际的数据差距，存在于观察，以调查两个不同的填充信号：一个，相邻的良好的数据点之间的线性插值，和两个，恒定的平均值的测量数据。应用到这些合成数据加填料信号组合，我们量化的能力的功率谱显著性水平的程序，以再现合奏平均时间积分小波功率每尺度的理想情况下，即没有强加的数据间隙的合成数据。最后，我们提出了小波功率谱的O 7 +/O 6+数据使用的置信水平来自平均值和线性插值数据间隙填充信号，并讨论了结果。
2013-10-23 astro-ph.SR
Is the composition of the Solar atmosphere unusual, and if so, why? Possible interpretations
本文评述太阳化学组成与多数类太阳恒星的差异（挥发物与难熔物比值高10%-20%），梳理多种相关演化场景并探讨其对太阳系宜居性的启示。
2025-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A signature of chemical separation in the cooling curves of transiently accreting neutron stars
我们发现，由化学分离驱动的对流可以显着影响吸积中子星进入静止后的冷却曲线。我们计算了中子星海洋和地壳的热弛豫，包括对流引起的热通量和成分通量。在向内传播的冷却波到达中子星海洋的底部后，海洋开始冻结，推动化学分离。由此产生的对流向内输送热量，使表面层的冷却速度比假设海洋被动冷却的速度快得多。包括对流在内的光变曲线显示，爆发后数周，温度迅速下降。在观测到的冷却曲线中识别这种特征将限制海洋的温度和成分，并提供经典多组分等离子体冻结的实时探测。
2014-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Emission from Cooper Pairs and Minimal Cooling of Neutron Stars
中子星冷却的最小冷却范式假设，由于任何直接Urca过程的中微子发射，无论是核子还是超子，玻色凝聚或解除限制夸克等外来物质，都不会发生增强冷却。这个方案的发展是为了取代和扩展所谓的标准冷却方案，包括中微子发射的库珀对打破和形成过程中发生的临界温度附近的超流体/超导体配对。最近，人们发现，库珀对中微子发射的矢量通道被抑制了一个大的因素相比，违反矢量电流守恒的原始估计。我们表明，库珀对中微子发射仍然是，然而，一个有效的冷却机制，通过轴向通道。因此，通过矢量通道消除库珀配对核子的中微子发射对中子星在最小冷却范式下的长期冷却只有很小的影响。我们进一步精确地量化了中子3 P2能隙大小的影响，并证明了观测结果与最小冷却范例之间的一致性，要求该能隙的临界温度T_c在恒星核心中的范围介于T_c^min < 0.2 x 10^9 K到T_c^max > 0.5 \times 10^9 K之间。此外，年轻的中子星必须具有不均匀的包层成分：一些必须具有轻元素成分，另一些必须具有重元素成分。除非满足这两个条件，否则大约有一半观测到的年轻冷却中子星与最小冷却范式不一致，并提供了存在增强冷却的证据。
2009-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fundamental properties of solar-like oscillating stars from frequencies of minimum $Δν$: I. Model computations for solar composition
低振幅是类太阳振荡的主要特征。空间项目$Kepler$和$CoRoT$使我们有很大机会成功地探测到许多目标中的这种振荡。星震学的成就取决于振荡频率与恒星性质之间联系的新发现。在以前的研究中，最大振幅的频率和频率之间的大分离被用于此目的。在本研究中，我们确认，大的分离频率有两个最小值在两个不同的频率值。这些是He { \small II}电离区的特征，因此具有很强的诊断潜力。我们将这些极小值与恒星的基本性质，如质量、半径、光度、年龄和对流带质量联系起来。对于质量，该关系简单地基于最小$Δν$的频率与最大振幅的频率之比。这些频率比较可以非常精确地计算，因此可以高精度地确定类太阳振荡星的质量和半径。我们还开发了一个新的星震图，预测与这些数据的恒星的结构和演化特性。我们推导出表达式的质量，半径，有效温度，光度和年龄方面的纯粹的小行星地震量。对于类似太阳的振荡恒星，我们现在将有五个非常重要的星震工具（两个最小频率$Δν$，最大振幅的频率，以及振荡频率之间的大小间隔）来破译恒星内部天体物理学的性质。
2014-05-24 astro-ph.SR
Solar Wind Dependence on Source Distance from the Open-Closed Boundary
School of Science, University of Newcastle（纽卡斯尔大学理学院）；Department of Mathematical Sciences, Durham University（杜伦大学数学科学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Department of Climate and Space Sciences and Engineering, University of Michigan（密歇根大学气候与空间科学与工程系）
利用两种日冕磁场模型，发现太阳风成分强烈依赖于源磁通量距开闭边界的距离，增强的电荷态比、元素丰度和成分变化集中在边界周围超米粒尺度区域，支持互换磁重联在慢太阳风释放中的关键作用。
2026-06-19 astro-ph.SR
Directly comparing coronal and solar wind elemental fractionation
随着太阳风在日光层中传播，动力学过程不可逆转地消除了近太阳加热和加速过程的特征。然而，太阳风的元素分馏在过境期间应该不会改变，使其成为这些过程的理想示踪剂。我们的目的是直接验证，如果太阳风元素分馏是反映日冕源区分馏，无论是在不同的太阳风源区域内和跨。一个反映射方案被用来预测高级成分探测器（ACE）测量的太阳风起源于日冕。然后将由日之出极紫外成像光谱仪（EIS）在源区测量的日冕成分与现场太阳风成分进行比较。在每小时的时间尺度上，日冕和太阳风成分之间没有明显的相关性。与此相反，在日冕和太阳风中，各个源区内分馏值的分布是相似的，但不同源区之间的分布有明显的重叠。匹配的分布直接验证了元素组成是保守的等离子体从日冕的太阳风，进一步验证它作为加热和加速过程的示踪剂。源之间的分馏值的重叠意味着不可能仅通过比较太阳风和日冕成分测量来确定太阳风源区，但可以使用比较来验证与预测的航天器-日冕连接的一致性。
2020-08-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Cycle Variation of 0.3-1.29 MeV/nucleon Heavy Ion Composition during Quiet Times near 1 AU in Solar Cycles 23 and 24
基于ACE/ULEIS二十余年观测，研究揭示1 AU附近宁静时重离子超热组成随太阳活动周变化，并推断其极小期源自CIR、极大期源自GSEP。
2023-05-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Cooling of neutron stars with diffusive envelopes
研究了中子星的热包层对中子星冷却的影响。为了这个目的，我们进行冷却模拟，使用新构建的模型的信封组成的二元离子混合物（H-He，He-C，C-Fe）不同的质量较轻的离子（H，He或C）的信封。计算结果进行了比较，使用标准模型的信封，其中包含层的轻（吸积）元素（H，He和C）的Fe层的顶部，不同的吸积元素的质量。主要的影响是包层的化学成分影响它们的导热性，从而影响恒星的隔热性。为了说明，我们应用这些结果来估计船帆座脉冲星的内部温度，并研究年龄为0.1 - 100万年的中子星在光子冷却阶段的冷却。冷却模型的不确定性与我们对绝热包层的化学成分知之甚少有关，这使得从表面热辐射观测中对冷却中子星内部结构的理论重建变得非常复杂。
2016-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Forming planets around stars with non-solar elemental composition
在太阳附近的恒星，其难熔元素的比例与太阳略有不同。目前还不清楚固体的凝结以及在这些恒星周围形成的行星的成分受到了多大的影响。我们的目标是了解在150秒差距内的太阳型恒星中观察到的范围内改变难熔元素Mg，Si和Fe的比例对周围形成的行星组成的影响。我们使用GGchem程序模拟了太阳附近的G型主序星周围具有最小质量太阳星云的原行星盘中固体的凝聚。我们从Hypatia数据库中提取恒星的元素组成。我们发现，较低的Mg/Si比移动的凝聚序列从镁橄榄石（Mg $_2$ SiO $_4$）和SiO顽火辉石（MgSiO $_3$）和石英（SiO $_2$）;较低的Fe/S比导致形成FeS和FeS $_2$和很少或没有含铁的硅酸盐。对于$T\,<\,1000$~K，难熔元素的比例直接从气相转化到凝聚相。然而，相对于挥发性元素的比率（例如，氧和硫）的冷凝物-行星的基石-不同于原始的恒星组成。我们的研究表明，行星的组成在很大程度上取决于被调查恒星系统的丰度。我们的研究结果可能对行星内部产生重要影响，这在很大程度上取决于氧化程度和硫丰度。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Implications of solar wind measurements for solar models and composition
我们批判性地研究了von Steiger \& Rumbuchen（2016）最近基于太阳风的\textit{in situ}测量结果而不是标准光谱推断的丰度（Asplund et al. 2009）的太阳金属丰度高的说法。我们测试了Vageli等人（2016）的说法，即基于太阳风的组合物使人们能够构建与日震观测一致的标准太阳模型，从而解决数十年的太阳建模问题。我们发现，虽然一些日震观测值与光谱丰度计算模型相比有所改善，但大多数实际上更糟。高丰度的难熔元素导致中微子的过度产生，预测的$^8$ B通量几乎是观测值的两倍，而$^7$ Be和CNO通量在实验上被排除在高置信度之外。综合似然分析表明，使用vSZ 16丰度的模型比AGSS 09更差，尽管金属丰度更高。我们还提出了天体物理和光谱参数显示vSZ 16组成是一个令人难以置信的太阳内部的代表，确定第一电离潜在的影响，在太阳外层大气和风可能的罪魁祸首。
2016-08-01 astro-ph.SR hep-ex nucl-ex
The peculiar solar composition and its possible relation to planet formation
我们进行了差异元素丰度分析的前所未有的准确性（0.01德克斯）的太阳相对于11个太阳孪生从依巴谷目录和10个太阳类似物从行星搜索。我们发现，太阳显示出一个特征的签名与一个~20%的消耗耐火元素相对于挥发性元素相比，太阳孪生。丰度差异与元素的冷凝温度密切相关。这一特点也适用于与已知有近距离巨行星的太阳类似物的比较，而大多数太阳类似物在径向速度监测中没有发现这样的巨行星，显示出太阳丰度模式。我们讨论了对这种特殊性的各种解释，包括丰度模式的差异与像我们这样的行星系统的形成有关的可能性，特别是与类地行星的存在有关。
2009-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The cooling of the Cassiopeia A neutron star as a probe of a triplet neutron pairing in the core
仙后座A中子星（Cas A NS）的快速冷却可以解释为在恒星的核心中中子超流的开始触发，导致中子库珀对破裂和形成（PBF）的中微子发射增强。这为探测堆芯中的中子凝聚物提供了独特的可能性。使用一致的中子星内核和地壳的状态方程和成分，我探讨了这种解释的敏感性的三重态超流凝析油的相态。通过在预期的中子星质量和包层组成范围内模拟冷却，发现Cas A NS的快速冷却不能用传统的含$m_{j}=0$的$^3$ P $_2$凝聚体中的PBF过程来解释。
2015-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Solar chemical composition
Uppsala University（乌普萨拉大学）；Université de Liège（列日大学）
本文综述太阳元素丰度测定的最新进展，采用3D辐射流体动力学模拟与non-LTE方法，给出83种长寿命元素的当前及原太阳丰度推荐值，探讨其对天体物理相关问题的意义。
2026-08-25 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The chemical composition of the Sun
太阳的化学成分是我们理解太阳和太阳系的形成、结构和演化的重要组成部分。此外，它是一个重要的参考标准，用于比较其他天体的元素含量。在这篇评论中，我们评估目前的理解，太阳光球的组成。特别是，我们提出了一个重新确定的丰度几乎所有可用的元素，使用一个现实的新的三维（3D），随时间变化的太阳大气流体动力学模型。我们仔细考虑了原子输入数据和谱线的选择，并尽可能考虑了与LTE的偏离。最终的结果是一个全面和均匀的太阳元素丰度汇编。特别值得注意的发现是，与十年前广泛使用的值相比，碳，氮，氧和氖的丰度明显降低。新的太阳化学成分得到了现有丰度指标之间高度内在一致性的支持，并与太阳附近和最原始陨石中获得的值一致。然而，根据日震学，这与太阳内部的标准模型有着明显的冲突，这种差异还没有找到令人满意的解决方案。
2009-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
New Solar Composition: The Problem With Solar Models Revisited
我们用不同的太阳丰度组构建了更新的太阳模型，包括Asplund等人（2009）的最新测定。后一项工作预测太阳金属丰度（$\sim 10%$）比同一作者以前的测量值更大，但（$\sim 25%$）比Grevesse & Sauval（1998）十年前的建议值要低得多。我们比较我们的模型的结果与通过日震学测量推断的太阳结构的测定。使用最新太阳丰度测定的模型预测太阳对流包层的底部位于$R_{\rm CZ}= 0.724{\rm R_\odot}$，表面氦的质量分数为$Y_{\rm surf}=0.231$。这些结果与日震学资料（$R_{\rm CZ}= 0.713\pm0.001{\rm R_\odot}$和$Y_{\rm surf}=0.2485\pm0.0035$）分别在5个和11个$-σ$水平上存在矛盾。使用新的太阳丰度，我们计算的幅度，辐射不透明度应修改，以恢复与日震学的协议。我们发现，在对流区的底部的最大变化的$\sim 15%$需要一个平滑的减少向核心，其中所需的变化是$\sim 5%$。对流包络底部所需的变化约为先前估计值的一半。我们还介绍了新模型预测的太阳中微子通量。新的太阳丰度带来的最重要的变化是增加了$\sim 10%$在预测的$^{13}$ N和$^{15}$ O通量，主要是由于在新确定的太阳组成的C和N丰度的增加。
2009-10-07 astro-ph.SR hep-ph
Solar origins: Place and Chemical Composition
我们讨论了一个化学演化模型与Z-依赖的产量，再现的O/H，C/H和C/O梯度的银河系盘和太阳附近的化学历史。该模型拟合了来自HII区M17复合线的H、He、C和O丰度（包括嵌入尘埃中的C和O原子的分数）;原太阳H、He、C、O和Fe丰度;以及来自太阳附近恒星的C/O-O/H、C/Fe-Fe/H和O/Fe-Fe/H关系。该模型与太阳形成时的原太阳丰度的一致性表明，太阳起源于一个混合良好的ISM，银河系中心距离为7.6 $\pm$ 0.8 kpc。
2011-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The S-Web Origin of Composition Enhancement in the Slow-to-Moderate Speed Solar Wind
研究通过Wind和ACE航天器数据，分析了太阳风中成分和变率增强区域与S-Web结构的关系，发现HS和PS风中的相干磁结构特征差异，为动态S-Web模型提供了观测支持。
2023-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
The Chemical Composition of the Sun
本章介绍太阳的化学成分，重点分析太阳光球的物理结果，结合陨石等数据推导太阳系元素与同位素组成，并以表格形式展示原初化学成分及氢、氦、金属的初始与现今质量分数。
2025-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable Ion Compositions of Solar Energetic Particle Events in the Inner Heliosphere: A Field-line Braiding Model with Compound Injections
我们提出了一个模型来解释帕克太阳探测器（PSP）最近在$0.3 - 0.45$天文单位观测到的太阳高能粒子（SEP）事件中高度可变的离子组成比。我们使用数值模拟来计算SEP在湍流行星际磁场中的传播，从大尺度到高能粒子的回转尺度，其功率谱都是Kolmogorov谱。我们表明，当不同物种的源区被偏移的距离相当于源区的大小，所观察到的高能粒子组成的He/H可以强烈的变化超过两个数量级，即使源比是在标称值。假设脉冲$^3$富He事件中的$^3$ He/ $^4$ He源比为$10 \%$，并且源区的空间偏移相同，则观测点处的$^3$ He/ $^4$ He比也变化很大。离子组成比的可变性取决于径向距离，这可以通过在不同径向位置进行的观察来测试。我们讨论了这些结果的脉冲事件的离子组成的变化和进一步的PSP和太阳轨道器观测接近太阳的影响。
2021-10-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Helioseismic and Neutrino Data Driven Reconstruction of Solar Properties
在这项工作中，我们使用贝叶斯推断，以定量重建太阳的太阳属性最相关的太阳组成的问题，作为输入的日震和太阳中微子数据提供的信息。特别是，我们使用高斯过程来模拟不透明度不确定性的函数形状，以获得灵活性，并在这方面尽可能不受偏见的影响。有了这些工具，我们首先重新讨论太阳组成问题的统计意义。此外，从一个组成公正的标准太阳模型，我们能够统计选择那些与太阳的化学成分和其他太阳能输入更好地描述日震和中微子观测。特别是，我们能够重建的太阳不透明度配置文件中的数据驱动的方式，独立于任何参考不透明度表，获得4%的不确定性在对流信封的基础上，在太阳能核心0.8%。当包括系统不确定度时，结果分别为7.5%和2%。此外，我们发现，大部分的其他输入的标准太阳模型所需的更好地描述日震和中微子数据的值是在良好的协议与那些通过作为标准先验，除了天体物理因子$S_{11}$和微观扩散率，数据表明分别减少1%和30%。作为研究的输出，我们得到相应的数据驱动的太阳中微子通量的预测。
2017-10-05 astro-ph.SR hep-ph
Statistical Study of Solar White-light Flares and Comparison with Superflares on Solar-type Stars
近年来，在太阳型恒星上发现了许多白光耀斑（WLF）。超耀斑的能量（E）和持续时间（t）之间的关系式为$t\propto E^{0.39}$，这可以用磁重联（$t\propto E^{1/3}$）理论解释。在这项研究中，我们进行了统计研究的50个太阳能WLF SDO/HMI检查的t-E关系。结果表明，太阳WLF（$t\propto E^{0.38}$）的t-E关系与恒星超耀斑非常相似，但恒星超耀斑的持续时间比太阳WLF外推的持续时间短得多。我们提出了以下两种解释：（1）在太阳耀斑中，WL发射的冷却时间尺度可能比重联时间尺度长，衰减时间可以由冷却时间尺度决定;（2）这种分布可以通过应用由磁重联理论导出的标度律$t\propto E^{1/3}B^{-5/3}$来理解。
2018-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas: II. Did late accretion flows change the chemical composition of the solar atmosphere?
太阳大气的化学成分已经受到辐射尘埃清洗的后期和弱吸积流的原太阳本身的可能性，进行了探讨。估计，使用半解析方法和数值模拟的尘埃颗粒的运动在一个崩溃的非磁性和非旋转的气体球与中心光源，以模拟可能的尘埃净化效果。我们的计算表明，清洁材料的数量可能与太阳与类太阳恒星相比所观察到的丰度差异以及这些差异与元素冷凝温度之间的关系相一致。如果确实发生了较晚且相对较弱的吸积作用，那么所提出的机制很可能产生了在太阳中观察到的显著的丰度效应。然而，净化的效果可能会受到太阳外流、磁场和吸积盘的存在和动力学以及早期太阳在丰富的星团中的可能存在和位置的影响。
2018-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Plausible constraints on the range of bulk terrestrial exoplanet compositions in the Solar neighbourhood
本研究基于恒星化学丰度分析，约束太阳邻域岩石系外行星的组成范围，发现恒星Fe/Mg与核心大小强相关，Mg/Si指示地幔矿物学，并提出21种代表性行星组成供建模研究使用。
2022-12-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal Trigger for Solar Flares I: Fragmentation of the Preflare Current Layer
我们考虑了热平衡对耀斑前电流层结构稳定性的影响。小扰动的问题是解决在分段均匀MHD近似考虑到粘性，导电性和导热性，和辐射冷却。该问题的解决方案允许形成热性质的不稳定性。在平衡态下，电流层内部没有外磁场，但当电流层受到扰动时，外磁场可以向内部穿透。层内磁场扰动的形成在经受热不稳定性的宽带扰动中产生专用频率。在线性阶段，不稳定性的增长时间与等离子体辐射冷却的特征时间成正比，并取决于辐射冷却函数相对于等离子体参数的对数导数。不稳定性的结果在横向碎裂的电流层的空间周期为1-10微米沿层在很宽的范围内的日冕等离子体参数。讨论了这种不稳定性在触发太阳耀斑初级能量释放中的作用。
2021-04-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Polluted White Dwarfs Reveal Exotic Mantle Rock Types on Exoplanets in our Solar Neighborhood
先前的研究假设，一些受污染的白矮星记录了类似大陆的花岗岩地壳-这在地球上很丰富，可能是板块构造的唯一标志。但这些推论只来自少数几个元素，没有一个能定义岩石类型。因此，我们提出了第一次估计的岩石类型的系外行星，一旦轨道污染的白矮星-恒星的大气成分记录下降的以前轨道行星物体-检查的情况下，镁，硅，钙和铁的测量精度。我们没有发现陆壳或其他地壳类型的证据，即使在校正了地核形成之后。然而，这些系外行星的硅酸盐地幔是可以辨别的：一个例子是类似地球的，但大多数在成分和矿物学上都是外来的。由于这些系外行星的成分分布超过了附近4,000颗以上的主序星，它们独特的硅酸盐成分不太可能反映母星成分的变化。相反，被污染的白矮星揭示了我们太阳系附近的行星种类比目前所认识的要多，因此具有独特的行星吸积和分化路径，在我们的太阳系中没有直接的对应物。这些需要新的岩石分类方案，石英+斜方辉石和方镁石+橄榄石组合，这是这里提出的。
2021-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Plasma composition measurements in an active region from Solar Orbiter/SPICE and Hinode/EIS
太阳轨道飞行器任务的一个关键目标是将包裹航天器的太阳风的元素丰度测量与其太阳源的EUV光谱观测联系起来，但这并不是一件容易的事情。以前的飞行任务的观测揭示了日冕中元素丰度的时空变化的高度复杂的情况。我们已经使用了来自Hinode和太阳轨道器的协调观测，尝试使用SPICE（日冕环境光谱成像）仪器进行新的丰度测量，并将其与EIS（EUV成像光谱仪）的标准分析进行基准测试。我们使用了2020年11月10日EIS从面向地球的视角拍摄的AR 12781中的几个太阳特征的观测结果，以及一周后在2020年11月17日获得的SPICE数据;当时AR已经旋转到太阳轨道器的视野中。我们确定了一系列的谱线，是有用的，用于确定过渡区和低日冕温度结构与SPICE，并证明SPICE测量能够区分光球和日冕Mg/Ne丰度。SPICE和EIS的结合能够建立活动区边缘的扇环/外流区的大气成分结构。我们还讨论了用SPICE解决元素分馏程度的问题，这是更具挑战性的，没有进一步的温度结构的限制，并评论什么可以告诉我们关于太阳风和太阳高能粒子的来源。
2022-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
A Chondritic Solar Neighborhood
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究发现被污染白矮星周围的岩石成分与典型球粒陨石一致，表明系外行星系统可能由与地球相似的组成构建块形成。
2023-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Structure and Cooling of Neutron and Hybrid Stars
中子星的研究是研究强压缩强子物质性质的重要课题。而在重离子碰撞中，在碰撞区产生的火球包含非常热的物质，其密度随束能量而变化，中子星主要在冷而致密的物质区域采样，除了原始中子星存在的非常短的时间段。因此，中子星物理学除了在天体物理学中具有普遍的重要性外，在研究强相互作用物质方面也是重离子物理学的重要补充。在下文中，将介绍模型方法来计算包含重子和夸克的中子星的性质。这些方法也能够描述在很宽的温度和密度范围内的物质状态，如果想要连接和关联恒星观测值和重离子碰撞的结果，这是必不可少的。奇异粒子和夸克核对中子星性质的影响将被考虑。除了恒星的总体性质，如它们的质量和半径，它们预期的内部组成对所使用的模型非常敏感。成分的影响可以通过分析恒星的冷却曲线来研究。此外，我们还考虑了旋转的影响，因为在这种情况下，恒星的粒子组成可能会发生相当大的变化。
2012-02-23 astro-ph.SR nucl-th
Unprecedented accurate abundances: signatures of other Earths?
140多年来，我们太阳的化学成分一直被认为是典型的太阳型恒星。我们对太阳相对于太阳双胞胎的高度微分元素丰度分析具有前所未有的精度（~0.01 dex），表明太阳具有特殊的化学成分，与太阳双胞胎相比，相对于挥发性元素，难熔元素消耗约20%。丰度差异与元素的冷凝温度密切相关。一项类似的行星巡天太阳类似物研究表明，这种特殊性也适用于与已知有近距离巨行星的太阳类似物的比较，而大多数没有探测到巨行星的太阳类似物显示出太阳丰度模式。太阳化学成分的特殊性可以解释为像我们自己的地球这样的类地行星形成的标志。
2009-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
