Center-to-limb observations of the Sun with ALMA
我们测量了中心到边缘的亮度温度，$T_b$，从ALMA全磁盘图像在两个频率和反转的传输方程的解决方案，以获得电子温度，$T_e$作为光学深度的函数，$τ$。ALMA图像与AIA在1600 ° C下的图像非常相似。在239和100 GHz处，盘心亮温分别为6180和7250 K，色散分别为100和170 K。在239/100 GHz的强度比中，斑区明显突出，而光斑和细丝道则不突出。在239和100 GHz处，太阳盘半径约为1 AU，分别为$961.1\pm2.5$和$964.1\pm4.5$角秒。在两个频率下都观察到轻微但具有统计学意义的肢体增亮。中心-边缘曲线的反演表明，$T_e$随$0.34<τ_{100\,GHz}<12$光学厚度的对数线性变化，斜率为$d\ln T_e/dτ=-608$ K。我们的结果比Fontenla等人（1993）的平均安静太阳模型C的预测值低5%，但不能证实以前的报告，即mm- $λ$太阳光谱与电池内部模型更好地拟合。
2017-05-25 astro-ph.SR
Modelling the Center-to-Limb systematic in normal-mode-coupling measurements
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Center for Space Science, New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校太空科学中心）
本文提出了一种建模中心到边缘系统误差的方法，用于改进全球日震学交叉谱分析中经向环流的推断。
2024-11-12 astro-ph.SR
Center-to-limb variations in coronal hole and quiet Sun regions obtained with IRIS spectroscopic observations
本文利用 IRIS 全日盘观测，首次报告了冕洞和宁静太阳过渡区 Si IV 谱线的高斯拟合参数随日心角线性变化的中心至边缘变化特征。
2023-09-12 astro-ph.SR
On Doppler shift and its Center-to-Limb Variation in Active Regions in the Transition Region
全面了解过渡区多普勒运动的结构，包括中心到边缘的变化及其与磁场结构的关系，对于理解太阳大气中的质量和能量传输是至关重要的。本文利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）和界面区成像光谱仪（IRIS）记录的Si IV 1394~ 1394发射线，在活动区进行了这样的研究。活动区有两个极性相反的强场区，由弱场走廊隔开，弱场走廊随着活动区的演化而变宽。强场区（走廊）的平均红移为5{--}10（3{--}9）km~s $^{-1}$（取决于观测日期）。然而，在走廊的中间有一条狭窄的通道，在所有的圆盘位置都有接近零的多普勒频移，这表明那里的任何流动都非常缓慢。走廊的多普勒速度分布似乎有两个分量，一个是以0 km/s为中心的低速分量，另一个是以10 km~s $^{-1}$为中心的高速分量。高速度分量与强场区的速度分布相似，只有一个分量。两者都表现出一个小的中心到肢体的变化，似乎来自同一人口的流动。为了解释这些结果，我们建议，从较低的过渡区的排放主要来自温暖的II型针状体，我们介绍了一个“色球壁”的想法--与经典的冷针状体--占减少中心到肢体的变化。
2019-10-26 astro-ph.SR
NLTE modeling of Stokes vector center-to-limb variations in the CN violet system
太阳表面磁场与太阳活动的大部分现象有关，甚至控制着太阳活动的大部分现象。塞曼效应诊断允许仅测量类分形结构的磁场的一小部分。其余隐藏的磁场只能通过汉勒效应来访问。由于分子线在窄光谱区具有宽范围的磁灵敏度，因此非常便于应用Hanle效应诊断。利用安装在Istituto Ricerche Solari Locarno（IRSOL）45 cm望远镜上的Zurich成像偏振仪ZIMPOL II的紫外版，我们同时观测了CN B2-X2- X系统（0，0）和（1，1）波段的强度和线偏振中心到边缘的变化。在这里，我们提出了这些意见的分析。我们已经实现了相干散射的分子线到NLTE辐射转移代码。采用了分两步走的办法。首先，我们分别求解了统计平衡方程，并在忽略偏振的情况下计算了不透明度和强度。然后，我们使用这些量作为计算散射偏振和汉勒效应的输入。我们发现，在标准的一维建模框架中，不可能同时拟合不同肢角处的强度和偏振。由于缺乏辐射场各向异性，提供正确强度中心到边缘变化的大气模型不能拟合线性极化中心到边缘变化。我们必须通过特别引入的自由参数来增加各向异性。这使我们能够成功地解释我们的观察。我们讨论了可能的原因低估的各向异性的1D建模。
2011-03-13 astro-ph.SR
FTS atlas of the Sun's spectrally resolved center-to-limb variation
太阳的光谱随着中心到边缘的距离而变化。这种变化是由太阳大气层的温度-密度结构决定的。为了探索光谱分辨的中心到边缘的变化（CLV），我们利用两个光谱图集记录的傅里叶变换光谱仪（FTS）在麦克马思皮尔斯设施在基特峰。其中一个光谱图是在1978年至1979年作为第二太阳光谱的第一次调查的一部分记录的，而另一个是用于盘中心的参考NSO/Kitt Peak FTS地图集。两个图谱都代表了完全分辨的光谱，没有任何光谱杂散光。然后，我们构建了一个图谱的边缘/盘中心比的两个光谱之间的波长范围4084-9950 nm。这个比率谱表示CLV相对于连续谱的振幅，其结构与强度谱本身一样丰富，但是线轮廓在形状和振幅上都有很大不同。这就好像我们正在处理一个新的，不熟悉的太阳光谱，明显不同于强度光谱（我们在这里用缩写SS 1表示）和第二太阳光谱的线性偏振（我们使用缩写SS 2）。类似地，我们将新的比率谱称为SS 3。虽然SS 3和SS 2之间几乎没有任何相似之处，但是我们能够识别出在弱到中强谱线的情况下可以将SS 1转换为SS 3的非线性映射，所述中强谱线主要在LTE中形成（直接耦合到局部温度-密度结构）。这种非线性映射成功地建模的两个自由参数，发现近似线性变化的整个波长范围内覆盖。这些参数和各种SS 3谱线轮廓提供了一个新的，丰富的模型大气观测约束。
2014-10-30 astro-ph.SR
Limb Darkening and Planetary Transits: Testing Center-to-limb Intensity Variations and Limb-Darkening Directly from Model Stellar Atmospheres
由MOST、\emph{Kepler}和各种地面测量所采用的凌日方法使太阳系外行星的特征描述达到了前所未有的精确度。这些结果足够精确，可以开始测量行星大气成分、行星扁率、恒星黑子和其他百万分之几百的现象。然而，这些结果取决于我们对恒星临边变暗的理解，也就是说，当行星过境时，恒星盘上的强度分布被顺序阻挡。通常情况下，恒星的边缘暗化被假定为一个简单的参数化与两个系数，来自恒星大气模型或直接拟合。在这项工作中，我们重新审视这一假设和计算合成行星过境光变曲线直接从模型恒星大气中心到边缘强度变化（CLIV）使用平面平行\textsc{Atlas}和球对称\textsc{SAtlas}代码。我们将这些光变曲线与使用最佳拟合的边缘变暗参数化构建的光变曲线进行比较。我们发现，采用参数恒星边缘变暗的法律导致系统的差异，从几何更现实的模型恒星大气CLIV约50 - 100 ppm的过境中心和高达300 ppm的入口/出口。虽然这些误差很小，但它们是系统性的，似乎限制了测量次级效应所需的精度。我们的研究结果也可能有显着的影响过境光谱。
2017-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Center to limb variation of transition region Doppler shift in active regions
研究多普勒频移可以更深入地了解太阳大气中的质量和能量流动。利用界面区成像光谱仪（IRIS）记录的\ion{Si}{4} 1394~ G谱线，对50个活动区（AR）的过渡区多普勒频移及其强场区（$|\textbf{B}| \geq$ 50 G）的中心-边缘变化（CLV）进行了全面测量.为了定位AR和确定强场区域，我们使用了日震和磁成像仪（HMI）获得的磁图。我们发现，在强场区，平均而言，所有的AR都表现出4 ~ 11 km/s的平均红移，并且随着AR的不同而变化。这些流动显示出温和的CLV，在边缘有相当大的幅度，在中经度范围有相当大的分散。我们的观测结果不支持下过渡区（T $<\sim$ 0.1 MK）的红移是由脉冲加热导致的场向下流产生的观点，并需要另一种解释，例如在较冷的\rm{I}型针状体产生色球壁的情况下，\rm{II}型针状体的下流。
2023-02-18 astro-ph.SR
Photometric Trends in the Visible Solar Continuum and Their Sensitivity to the Center-to-Limb Profile
太阳辐射在太阳自转时间尺度上的变化很大程度上取决于可见太阳盘面上的磁结构。太阳周期时间尺度的变化被认为是类似的，由于表面磁性的变化与活动。了解磁结构对太阳总辐照度和太阳光谱辐照度的贡献，需要评估它们作为磁盘位置的函数的贡献。由于只有相对测光是可能的，从地面，图像像素的对比度测量相对于中心到边缘的强度分布。使用九年的全磁盘红色和蓝色连续图像从精密太阳光度望远镜在莫纳罗亚太阳天文台（PSPT/MLSO），我们研究的灵敏度连续对比度测量的中心到边缘轮廓的定义。仅在用于确定它们的像素中允许的磁活动量不同的剖面产生相反符号的太阳周期长度连续体对比趋势;要么与Preminger等人（2011）的结果一致，显示与太阳周期负相关，要么不同意并显示与太阳周期正相关。在太阳活动周期的中心到边缘轮廓形状的变化是负责矛盾的对比度的结果，我们表明，最低的对比度结构，互联网和网络，是最敏感的。因此，全星盘、互联网和网络测光趋势的强度主要取决于宁静太阳定义中使用的磁通量密度。我们的结论是，低对比度的磁结构的贡献，在太阳连续输出的变化，特别是长期的变化，很难，如果不是不可能的话，确定不使用辐射成像。
2015-06-25 astro-ph.SR
Center-to-limb variation of intensity and polarization in continuum spectra of FGK stars for spherical atmospheres
解释凌日系外行星或食双星的光变曲线，以及恒星或微透镜事件的干涉测量所需的必要参数之一是光的强度和偏振如何从中心到边缘变化。恒星大气中的散射和吸收过程同时影响恒星中心到边缘的强度变化（CLVI）和偏振变化（CLVP）。在本文中，我们提出了一个研究的CLVI和CLVP在连续光谱考虑不同的贡献的散射和吸收不透明度的不同光谱类型的恒星与球形大气。我们解决了偏振辐射传输方程中存在的连续散射，考虑球形恒星模型大气。我们开发了两个独立的代码的基础上Feautrier和短特征的方法来交叉检查我们的结果。我们计算的CLVI和CLVP连续的凤凰网格的球形恒星模型大气的范围内的$T_{eff} = 4000 - 7000 \rm K$，$\log g = 1.0 - 5.5$和$λ= 4000 - 7000 \rm Å$，这是列表和可在CDS。对于亚巨星和矮星（$\log g = 3.0 - 4.5$），较低的$\log g$和较低的$T_{eff}$导致较高的恒星边缘极化。对于巨星和超巨星（$\log g = 1.0 - 2.5$），最高的有效温度产生最大的偏振。当恒星的$T_{eff}$降低到$4500 - 5500 \rm K$（取决于$\log g$）时，边缘极化降低并达到局部最小值。它再次增加到$T_{eff}$的$4000 \rm K$。对于最致密的矮星（$\log g = 5.0 - 5.…
2015-11-23 astro-ph.SR
Spectral atlases of the Sun from 3980 to 7100 Å at the center and at the limb
在这项工作中，我们使用UTS-IAP和RIAAM（大不里士大学Siderostat，望远镜和摄谱仪与巴黎天体物理研究所和马拉加天文学和天体物理研究所联合开发）拍摄的数据，展示了太阳盘中心和太阳两极附近的边缘光谱的数字和图形地图集。本文给出并讨论了太阳盘两个不同部分的高分辨率和高信噪比（SNR）CCD狭缝谱，即$μ$ ~=~1.0（太阳中心）和$μ$ ~=~ 0.3太阳边缘）。虽然有几个太阳盘中心的光谱图集，但这是第一个在这个光谱范围内制作的太阳边缘光谱图集。光谱分辨率约为\emph{R} ~ $\sim$ ~70 000（$Δλ$ ~ $\sim$ ~0.09 μ m），信噪比（SNR）为400 ~ $-$ 600。完整的地图集涵盖了3980到7100个太阳光谱区域，包含44页，每一页上有三个太阳光谱的部分光谱，使其紧凑。标准化的太阳盘中心和太阳边缘的差异光谱也包括在图集的图形中，以显示线轮廓的差异，包括远翼。地图集的图示中包括了对最重要的日线的识别。大地线在不同的光谱上产生一个明确的特征，这很容易注意到。在本文的最后，我们只提供了整个地图集的两个示例页面，而整个地图集的图形表示及其ASCII文件可以通过斯特拉斯堡CDS的FTP服务器通过匿名FTP访问cdsarc.u-strasbg.fr（130.79.128.5）或通过此链接\footnote{\url{http://cdsar…
2014-07-22 astro-ph.SR
Center to limb variation of penumbral Stokes V profiles
我们调查的水平和垂直分量的Evershed流（EF）。为此，我们计算了平均斯托克斯V剖面的半影在不同的日心角的各种速度类。我们的研究结果表明，蓝移的配置文件的额外的波瓣具有相同的极性的斑点是目前在蓝边的平均斯托克斯V配置文件。附加波瓣的振幅随蓝移和日心角的增大而增大。对于小的红移，该配置文件显示了一个额外的波瓣与平均斯托克斯V配置文件的红色一侧的斑点相反的极性。即使在盘中心，原来的极性的平均斯托克斯V轮廓是反向的强红移。不同类型的Stokes V剖面之间的过渡是连续的，表明不仅垂直的，而且水平的EF是一个磁化的等离子体流的磁背景场。
2010-08-13 astro-ph.SR
Atlas of the solar intensity spectrum and its center to limb variation
太阳临边暗化函数是众所周知的，并广泛应用于太阳大气模型中。然而，一直缺乏系统的光谱分辨测量。因此，我们最近决定在洛迦诺的IRSOL用格雷戈里·库德望远镜开始一项观测活动，以制作一个在10个不同日心角$θ$上获得的光谱图集，选择这些日心角，使$μ= \cosθ$以0.1的步长覆盖从0.1到1.0的区间。迄今为止进行的测量包括439 nm至666 nm的光谱范围。收集的数据提供了有关太阳表面出射辐射场各向异性的信息，从而可以更好地模拟第二太阳光谱。此外，这些数据提供了在模拟太阳大气时应考虑的观测限制。
2017-08-10 astro-ph.SR
A Comprehensive Method to Measure Solar Meridional Circulation and Center-to-Limb Effect Using Time-Distance Helioseismology
子午线环流是太阳内部动力学的一个重要组成部分，但它在太阳内部深处的推断由于日震测量技术中的系统中心到边缘效应而变得复杂。以前，使用经验方法，从中央子午线区域的南北向行波测量值中去除赤道区域的东西向行波测量值的走时偏移，但其有效性和准确性需要评估。在这里，我们开发了一种新的方法，以更稳健的方式分离中心-边缘效应δ τ_CtoL和湍流引起的走时偏移δ τ_MF。使用7年的观测SDO/HMI，我们详尽地测量沿太阳盘的径向方向的所有方位角和所有跳跃距离的两个表面位置之间的走时位移。实测走时偏移量是δ τ_CtoL和δ τ_MF的线性组合，可以通过求解线性方程组进行解纠缠。发现δ τ_CtoL相对于方位角是各向同性的，然后对纬向环流反演了δ τ_MF。我们的反演结果显示了一个三层流动结构，低纬地区的向赤道流动在0.82和0.91之间，高纬地区的向赤道流动在0.85和0.91之间。在向赤道气流区的下方和上方都有向极气流，表明在每个半球都有双胞环流。
2017-09-22 astro-ph.SR
Center-to-limb polarization in continuum spectra of F, G, K stars
上下文恒星大气中的散射和吸收过程影响恒星辐射强度（CLVI）和线偏振（CLVP）的中心到边缘变化。目标。有几个使用不同恒星模型的CLVI理论和观测研究，然而，大多数CLVP的研究集中在太阳大气中，而没有考虑在较冷的非灰色恒星大气中的CLVP。本文从理论上研究了不同光谱类型恒星连续光谱中强度和线偏振的CLV。方法.在无磁场的条件下，考虑大气的平面平行模型和各种不透明度，迭代求解了偏振光的辐射转移方程。结果我们计算的CLVI和CLVP凤凰恒星模型大气的有效温度（4500 K-6900 K），重力（log g = 3.0 - 5.0），波长（4000 - 7000 nm）的范围内，这是列表和可在斯特拉斯堡天文数据中心（CDS）。此外，我们提出了几个测试我们的代码，并比较我们的结果与测量和计算的CLVI和CLVP的太阳。本文用多项式拟合了CLVI，并给出了拟合系数。结论.对于重力和有效温度较低的恒星模型大气，CLVP较大。
2015-01-19 astro-ph.SR
The Center-to-Limb Variation of Non-Thermal Velocities using IRIS Si IV
我们研究的非热的速度在安静的太阳使用各种高空间，时间和光谱分辨率的观测接口区域成像光谱仪（IRIS）。我们将我们的分析集中在过渡区使用的光学细线（Si IV 1393.7），并选择线的轮廓，接近高斯。我们发现证据的中心到肢体的变化，使用不同的观察具有不同的曝光时间，范围从5-30秒。观测到临边附近的非热速度分布在20 km/s $^{-1}$附近达到峰值，而圆盘观测则在15 km/s $^{-1}$附近达到峰值。分布也不同。如前所述，非热速度的总体变化与线的强度相关。盘上的速度小于大多数以前的观测。在一般情况下，我们发现，非热速度是独立的选定的曝光时间。Si IV线似乎没有表现出任何显著的不透明效果。我们的结论是，这些多普勒运动主要是横向的径向方向。从这些IRIS观测中验证了摇摆/扭转运动导致这种变化的可能性。
2022-01-18 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variation of the Inverse Evershed Flow
我们提出的逆Evershed流（IEF）的基础上的等离子体的速度和色球superpenumbral纤维环的几何形状在11个太阳黑子，位于一个广泛的日心角从12到79度的中心到肢体的变化的属性。这些观测是在邓恩太阳望远镜上获得的，它们的谱线分别是656 nm的Halpha、854 nm的CaII和1083 nm的HeI。所有的太阳黑子在边缘和中心侧显示相反的视线（LOS）速度，在外部半影边缘附近具有明显的激波特征。我们开发了一个简化的灵活的太阳黑子模型，假设轴对称和规定的径向流速分布在一个已知的环路几何复制观察到的二维IEF模式在不同的视角。模拟的流图与色球环的观测结果相吻合，色球环的长度为10-20 μ m，起始于0.8-1.1太阳黑子半径，顶点高度为2- 3 μ m，真实恒流速度为2- 9 km/s。我们发现平均一个很好的协议的模拟速度和观测椭圆环周围的太阳黑子。个别IEF通道显示出显着的变化范围在其属性，并达到最大的LOS速度高达12公里/秒。向上或向下的气流在日心角大于30度时，在LOS速度中没有显示出符号的变化。我们的研究结果是一致的IEF所造成的虹吸流动机制驱动流在一个恒定的声速沿高架环路与平顶色球层。
2020-08-28 astro-ph.SR
Solar oxygen abundance using SST/CRISP center-to-limb observations of the O I 7772 Å line
本文利用SST/CRISP获得的日面中心到边缘O I 7772 Å线光谱拼接观测，验证三维NLTE模型对太阳谱线形成的描述，并测得太阳氧丰度为8.73±0.03 dex。
2023-04-03 astro-ph.SR
Empirical Investigation on the Impact of Hydrogen Collisions for the Formation of CI 1.07 mu~m Lines Based on the Solar Center-to-Limb Variation
为了检验多重态1在1.068-1.069 μ m处的强Cl线的非LTE线形成计算的有效性，特别是在与中性氢原子碰撞的处理方面，我们计算了理论上的等效宽度（W_lambda）对应于不同角度的特定强度（μ = cos（θ）），并与飞田天文台无圆顶太阳望远镜的光谱观测结果进行了比较。结果表明，我们的观测数据与用经典公式计算的H I碰撞率所做的理论模拟几乎一致，这表明对其进行重大修正的必要性（例如，减少的可能性不大。
2013-11-06 astro-ph.SR
Center-to-limb variation of the area covered by magnetic bright points in the quiet Sun
安静的太阳磁场产生无处不在的亮点（BPs），覆盖了太阳表面的很大一部分。它们对太阳总辐照度（TSI）的贡献迄今尚不清楚。目的：测量平静太阳磁亮点覆盖的太阳表面部分的中心-边缘变化（CLV）。该分数被称为“覆盖表面分数”或FCS。方法：用位于拉帕尔马的1米瑞典太阳望远镜在不同日心角获得的G波段图像中BPs覆盖面积的计算。通过复原，图像接近仪器的衍射极限（~0.1 arcsec）。结果：FCS在盘中心最大（~ 1%），然后下降到0.2%，在'mu'= 0.3（其中'mu'是日心角的余弦）。这种关系具有较大的分散性，我们通过比较FOV内的不同子场来评估。我们制定了一个玩具模型来描述所观察到的CLV，它认为的BP是凹陷的平均太阳光球的深度，宽度和传播的倾斜。尽管该模型受观测的约束很差，但它表明BP是具有大范围倾角的浅结构（深度<宽度）。我们还估计了太阳圆盘的不同部分如何对TSI变化做出贡献，发现90%是由'mu' > 0.5的BPs贡献的，一半是由于'mu' > 0.8的BPs。
2011-12-12 astro-ph.SR
The center-to-limb variation across the Fraunhofer lines of HD 189733; Sampling the stellar spectrum using a transiting planet
中心-边缘变化（CLV）描述了恒星盘的亮度作为边缘角的函数。在强吸收线上，CLV可以变化相当显著。我们获得了一个密集采样的时间序列的高分辨率过境光谱的活动行星的主恒星HD 189733与UVES。使用通过行星盘的热木星HD 189733 b作为探针，我们研究了CLV的翅膀的钙II H和K和钠I D1和D2夫琅和费线，这是不强烈的活动引起的变化。与模型预测一致，我们的分析表明，研究的夫琅和费线的翅膀是临边增亮相对于（准）连续。CLV引起的效应的强度可以与热木星大气层的信号相同。因此，仔细处理强吸收线中恒星CLV的波长依赖性在行星凌日光谱学的解释中是高度相关的。
2015-09-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discriminant analysis of solar bright points and faculae I. Classification method and center-to-limb distribution
虽然光球磁性元素主要出现在盘中心的亮点（BPs）和边缘附近的光斑，但高分辨率图像显示BPs和光斑在日心角范围内共存。这是不能解释的“热壁”效应，通过垂直通量管，并建议从BP光斑的过渡需要进行定量研究。为了实现这一目标，我们首次记录的尝试区分BP和光斑，使用基于线性判别分析（LDA）的统计分类方法。本文给出了我们的方法的详细描述，并显示其应用程序的高分辨率图像的活动区域检索的中心到肢体分布的BP和光斑。明亮的“磁”功能检测在不同的磁盘位置的分割算法，同时使用G-波段和连续信息。通过使用这些特征的选定样本来表示BP和光斑，确定了合适的光度参数以进行LDA。因此，我们得到了中心到肢体的变化（CLV）的相对数量的BP和光斑，揭示了光斑的优势，在所有磁盘的位置，除了接近磁盘中心（mu > 0.9）。虽然目前的数据集受到有限的统计，我们的结果是一致的，在不同的磁盘位置的BP和光斑的其他观测。检索CLV表明，在高分辨率，光斑是整个太阳盘的活动区域的重要组成部分。我们推测，靠近盘中心的光斑以及远离盘中心的BPs与倾斜场有关。
2010-01-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Center-limb dependence of photospheric velocities in regions of emerging magnetic fields on the Sun
本文研究了太阳表面出现磁场区光球等离子体流的垂直速度和水平速度之比。我们利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的数据，对磁通量超过10^21 Mx的83个活动区出现后的最初几个小时内的光球速度进行了研究。正在调查的新兴磁通量是从现有磁场的扩展集中分离出来的;它们具有不同的空间尺度，位于离太阳盘中心不同的距离处。我们发现，在第一个12小时内，伴随活动区磁场出现的最大负多普勒速度的值随着日心角的增加而非线性增加。这一结果表明，在活动区出现的最初几个小时内，等离子体外流的水平光球速度高于等离子体上升流的垂直光球速度。在新兴的活动区的网站上的水平速度分量超过了安静的太阳对流。速度和总磁通量的最大值之间的比较没有揭示任何关系。
2011-02-03 astro-ph.SR
Magnetic flux structuring of the quiet Sun internetwork. Center-to-limb analysis of solar-cycle variations
现在已经确定，平静的太阳比活跃的区域包含更多的磁通量，是重要的磁能储存库。但这些领域的性质和演变在很大程度上仍然未知。我们研究太阳周期和中心到肢体的磁通量结构的变化在小尺度上在互联网地区的安静的太阳。我们使用了2008年至2016年辐照度计划中的Hinode SOT/SP数据。磁通量密度的地图是从重心的方法适用于FeI 630.15 nm和FeI 630.25 nm线。为了纠正从仪器涂抹的地图，我们采用了反卷积方法的基础上的主成分分析的线轮廓和Richardson-Lucy反卷积的系数。然后，我们对跨越广泛纬度的10”x 10”互联网络区域中磁通量密度的空间波动进行了谱分析。在低纬度和中纬度地区，功率谱不随太阳活动周期发生显著变化。然而，在太阳最大的一个扫描活动带显示增强的网络，边际增加的磁波动的功率观察颗粒和更大的尺度在互联网。在高纬度地区，我们观察到颗粒和更大尺度的变化，其中功率在太阳活动最大时下降。在所有的纬度上，尺度小于0.5“的磁波动的功率在整个太阳周期中保持不变。我们的研究结果有利于一个小规模的发电机，在互联网络中运行，但他们表明，全球发电机也有助于互联网络领域。
2021-05-18 astro-ph.SR
Center-to-limb variation of spectral lines and their effect on full-disk observations
研究提出NESSI工具，将部分视场的高分辨率太阳观测转换为盘积分光谱，以测试恒星物理假设，解决谱线临边昏暗变化表征难题。
2023-11-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Characterizing Solar Center-to-Limb Radial-Velocity Variability with SDO
本研究利用 SDO/HMI 和 AIA 观测数据，分析了太阳表面各种不均匀性引起的径向速度临边变率，发现黑子、网络及谱斑等特征具有独特的 CLV 特征，强调应将其视为天体物理信号而非简单噪声。
2024-04-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quiet Sun Center to Limb Variation of the Linear Polarization Observed by CLASP2 Across the Mg II h & k Lines
CLASP2（Chromospheric LAyer SpectroPolarimeter 2）探测火箭任务于2019年4月11日发射。CLASP2测量的四个斯托克斯参数的Mg II H & K光谱区域约2800埃沿200弧秒的狭缝在太阳盘面上的三个位置，实现了第一次空间和光谱分辨观测太阳偏振在这个近紫外区域。这里提出的工作的重点是中心到肢体的变化，这些共振线，这是由各向异性辐射在太阳大气中的散射产生的线性偏振。Mg Ⅱ h & k线的线偏振信号通过Hanle效应和磁光效应对从色球低层到高层的磁场敏感。我们比较观察到的理论预测从辐射转移计算在非磁化半经验模型，认为磁场和水平不均匀性需要解释所观察到的偏振信号和空间变化。这种比较是验证和完善我们对这些偏振特征的物理起源的理解的重要一步，也为未来通过紫外分光偏振法探测太阳高层大气磁场的太空望远镜铺平了道路。
2022-07-05 astro-ph.SR
Discriminant analysis of solar bright points and faculae II. Contrast and morphology analysis
在0.1弧秒的高空间分辨率下拍摄，发现亮点（BPs）与图像中的光斑共存，后者通常被分辨为相邻的条纹。了解这些不同特征的性质是进行代理磁力测量的基础。为了阐明BPs和光斑之间的关系，我们分别研究了它们的分类方法的应用程序后，开发和描述在以前的文件）在不同的日心角的活动区域图像。在本文中，我们探讨了不同方面的光度特性的BP和光斑，即它们的G-波段对比度的轮廓，它们的峰值对比度在G-波段和连续，以及形态参数。我们发现：（1）边缘光斑和边缘光斑的对比度分布宽度与盘心光斑的对比度分布宽度一致，间接证实了我们分类的正确性。（2）边缘光斑的对比度分布平均向边缘方向偏斜，而在盘心附近由于光斑的方向分布，其对比度分布既向中心方向偏斜，又向边缘方向偏斜。（3）BPs和光斑的峰值对比度与其表观面积的关系揭示了一种类似于磁图研究的趋势。光斑轮廓的偏斜度为光斑的三维MHD模型提供了新的约束条件。由于其对比度分布的不对称性和方向性，在盘中心附近的光斑可能是由倾斜场引起的，而在边缘附近的明显的BP似乎实际上是被错误识别的小光斑。BPs和光斑的表观面积可能用于代理磁力测量。
2014-10-20 astro-ph.SR
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。
2018-11-21 astro-ph.SR
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
Investigating the Center-to-Limb Effects in Helioseismic Data Using 3D Radiative Hydrodynamic Simulations
NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）
本文通过三维辐射水动力模拟研究太阳日震数据中的中心到边缘效应，揭示了旋转诱导流对振荡功率和模式不对称性的影响，为校正日震观测提供了框架。
2026-04-02 astro-ph.SR physics.space-ph
High-spectral Resolution, Multi-wavelength Center-to-limb Observations of the Sun
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文利用0.7米真空塔望远镜的阶梯光栅光谱仪漂移扫描获取太阳光球层和色球层谱线的日面中心到边缘变化数据，展示其诊断潜力，并为恒星和系外行星大气研究提供理想数据集。
2025-11-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Center-to-limb variation of spectral lines and continua observed with SST/CRISP and SST/CHROMIS
谱线和连续谱的中心-边缘变化（CLV）观测为太阳和恒星大气结构和谱线形成模型的准确性提供了很好的检验。它们也被广泛用于限制元素丰度，并在系外行星的大气研究中变得越来越重要。然而，只有少数这样的数据集存在的色球线。我们的目标是创建一套标准的配置文件，通过镶嵌与CRISP和CHROMIS仪器的瑞典1米太阳望远镜（SST），以及探索使用这种方法获得的配置文件的鲁棒性。对于每条谱线，我们使用从中心到边缘的马赛克。这些马赛克中的每一个被平均为50个单独的光谱轮廓，在$μ$尺度中间隔0.02。这些配置文件进行校正的p-模式振荡，和他们的线参数（等效宽度，线位移，半高全宽，和线深度），然后与文献值进行比较，在可能的情况下。我们提出了一套50平均配置文件，是等距沿余弦日心角（$μ$），对于4001和7772 nm之间的五个连续点以及SST上最常观察到的十条谱线，步长为0.02（Ca II H & K、H $β$、Mg I 5173 Mg、C I 5380 Mg、Fe I 6173 Mg、Fe I 6301 Mg、H $α$、O I 7772 Mg和Ca II 8542 Mg）。中心到肢体的变化线的轮廓和连续的共享在CDS的机器可读的表格，提供了定量约束的理论模型，旨在模拟恒星大气。
2023-03-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comparison of limb-darkening laws from plane-parallel and spherically-symmetric model stellar atmospheres
临边变暗是模拟食双星和行星凌日光变曲线的基本约束。随着开普勒、CoRot和Most的观测变得越来越精确，有必要对边缘变暗有更深入的了解。然而，边缘暗化通常被建模为简单的参数化适合平面平行模型恒星大气，忽略恒星大气的扩展。在这项工作中，我计算线性，二次和四个参数的边缘变暗的法律从网格的平面平行和球对称模型恒星大气中的温度和重力范围代表恒星的红巨星分支上发展。每个几何形状的边缘变暗的关系进行了比较，发现适合平面平行模型比球对称模型好得多。假设球对称模型大气的边缘变暗比平面平行模型更能代表实际的恒星边缘变暗，那么这些边缘变暗定律将不适合恒星盘的边缘，导致光变曲线拟合的误差。这个误差会随着恒星大气层的延伸而增加。
2011-09-21 astro-ph.SR
Empirical H- and K-band Limb Darkening for 31 CHARA Stars: A Near-Infrared Benchmark for Stellar-Atmosphere Models
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；University of Michigan（密歇根大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高等研究院）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文学研究组织（ESO））；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心）
研究利用CHARA阵列对31颗恒星在H和K波段进行干涉临边昏暗测量，用四种定律拟合数据并与五个恒星大气网格预测比较，测量角直径精度约0.2 - 0.3%，结果为恒星大气模型提供近红外基准。
2026-07-29 astro-ph.SR
Center-to-limb variations of solar active regions: Observations of spots, faculae, and network in the 6173 Å continuum
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特拉菲斯研究所）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学系）；Evangelisches Gymnasium Kleinmachnow（克莱因马霍瑙福音中学）
通过SDO/HMI观测太阳黑子、光斑和网络在6173 Å连续谱的中心-边缘变化，发现除本影外所有成分在边缘处变暗减弱，光斑和网络在μ≈0.3处对比度最大，现有模型无法捕捉此行为。
2026-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
IRIS Mg II Observations and Non-LTE Modeling of Off-limb Spicules in a Solar Polar Coronal Hole
我们研究了在太阳极冕洞中用IRIS观测到的Mg II h和k线的离边针状体。我们分析了获得的光谱的大数据集，以提取有关谱线强度、位移和宽度的定量信息。观测到的Mg II谱线在低海拔处宽而双峰，在中海拔处宽而平顶，在高海拔处窄而单峰，多普勒频移最大。我们使用一维非LTE垂直板模型（即模型，考虑偏离局部热力学平衡）在单板和多板配置解释的意见，并探讨如何叠加的针状沿视线（LOS）影响的合成镁II线配置文件。所使用的多板模型是静态的，即没有任何LOS速度，或者假设随机分配的LOS速度的各个板，代表针状动态。我们进行了这样的单板坯和多板坯建模的一组广泛的模型输入参数，并显示了依赖于这些参数的Mg II线配置文件。我们表明，所观察到的线宽的h和k线的配置文件的强烈影响，沿LOS的多个针状的存在。我们后来表明，在更高的海拔地区获得的配置文件可以复制的单板模型代表个别骨针。我们发现，多板模式与随机分布的LOS速度范围从-25至25公里秒$^{-1}$可以很好地再现的宽度和形状的Mg II剖面在中等高度观察。
2019-11-27 astro-ph.SR
Non-thermal Velocity in the Transition Region of Active Regions and its Centre-to-Limb Variation
利用界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1393.78 μ m谱线，计算了活动区过渡区的非热速度（NTV），并与太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的光球磁场进行了比较。活动区由两个极性相反的强场区组成，由弱场走廊隔开，随着活动区的演变而变宽。强场区（弱场走廊）NTV分布的平均值在$\sim$ 18{--}20（16{--}18）~km~s $^{-1}$之间，尽管NTV图显示的范围要大得多。此外，我们确定了一个狭窄的车道在走廊的中间显着降低NTV。NTVs没有显示出强烈的中心到肢体的变化，虽然有点大的值附近的磁盘中心。NTV与红移和谱线强度有很好的相关性。这里得到的结果和我们的同伴文件中提出的多普勒频移建议两个人口的等离子体在活动区域发射\ion{Si}{4}。第一个种群存在于强场区，并延伸到弱场走廊的一半。我们将这种等离子体归因于加热到$\sim$ 0.1 MK的针状体（通常称为II型针状体）。它们相对于垂直方向有一定的倾斜度。第二个群体存在于走廊的中心，相对较弱，并且具有较小的速度，可能是水平的。这些结果提供了进一步的见解加热的过渡区。
2021-03-28 astro-ph.SR
Spectroscopy at the solar limb: I. Average off-limb profiles and Doppler shifts of Ca II H
我们提出的限制色球层的结构，从观测的Ca II H线轮廓附近和关闭的太阳翼。我们获得了一个数据集的Ca II H线在一个领域的视野延伸20”跨越肢体。我们分析了离边谱的性质。我们使用了多普勒频移的示踪剂，例如吸收核心的位置，两个发射峰H2 V和H2 R的比率，以及固定波长处的强度图像。平均离临配置文件显示出一个平滑的变化与增加的肢体距离。线宽度增加到高于肢体约2 μ m的高度。轮廓形状是相当对称的，具有几乎相同的H2 V和H2 R强度;在5 μ m的高度处，它变成没有发射峰的单一高斯分布。我们发现，所有的离临频谱显示大的多普勒频移波动的最小分辨率的空间尺度。这种变化在平行于太阳边缘的切割中比垂直于太阳边缘的切割中更为突出。只要在我们的空间分辨率下可以明确地识别出单个结构，我们就发现了强度增强和多普勒频移之间的特定关系：细长的增亮区通常沿着其延伸方向被相反方向的速度所包围。平均离边光谱的钙II H提出了一个很好的机会来测试静态色球大气模型，因为它们缺乏光球的贡献，是存在于磁盘中心的光谱。我们认为，所观察到的强度增强和多普勒频移之间的关系可能是由沿通量管表面传播的波引起的：通量管的固有扭曲或波传播倾斜的管轴将导致螺旋形状的多普勒偏移，可见作为相反的速度在通量管的两侧。
2011-06-03 astro-ph.SR
Three-Year Global Survey of Coronal Null Points from Potential-Field-Source-Surface (PFSS) Modeling and Solar Dynamics Observatory (SDO) Observations
本文编译和检查了一个全面的日冕磁零点调查创建的位场源表面（PFSS）建模和太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）的观测。在卡林顿自转（CR）2098（2010年6月）和2139（2013年7月）之间，从PFSS模型预测了日冕中582个潜在的磁零点的位置。这些位置都是人工检查的，使用对比度增强的SDO/AIA图像在东，西太阳边缘的171埃，与零相关的结构。阿Kolmogorov-Smirnov（K-S）测试表明，观测到的和预测的纬度分布的零点之间的统计显着差异。这一发现进一步探讨表明，零点的可观测性可能会受到太阳的不对称半球活动。额外的K-S测试表明，与风扇和脊柱结构周围的零点或脊柱的方向相关的特征值的可观测性没有影响。我们发现，从PFSS模型获得的零值的约31%，观察SDO/AIA图像在一个太阳的肢体。在太阳东翼观测到的零有51.6%的机会在太阳西翼被观测到。预测的零点可以追溯到CR 1893年（1995年3月）也被用来比较径向和纬度分布的空以前的工作，并测试太阳活动的相关性预测的空的数量。
2014-10-16 astro-ph.SR
Convective blueshifts in the solar atmosphere: III. High-accuracy observations of spectral lines in the visible
太阳大气中的对流运动使谱线变得不对称，并使波长偏移。对于光球线，这种差分多普勒频移从太阳盘中心到边缘变化。对对流蓝移及其中心到边缘变化的精确和全面的观测提高了我们对大气流体动力学和随后的线形成的理解，并为改进太阳大气的3D模型提供了基础。我们进行了系统的光谱测量的对流蓝移的安静的太阳与激光绝对参考光谱仪（LARS）在德国真空塔望远镜。太阳圆盘的空间扫描覆盖四个径向（赤道和赤道）轴。用激光频率梳对26条光球-色球谱线的高分辨光谱进行了绝对波长的1 m/s精度标定。应用星历和参考校正，平分线分析提供了线不对称性和多普勒频移，其不确定性只有几米/秒。为了与其他观测结果进行比较，我们将结果卷积到较低的光谱分辨率。通常情况下，一个蓝移的“C”形曲线在磁盘中心转变成一个蓝移较少的“”形向太阳边缘。所有线的比较揭示了对流蓝移线深度的系统依赖性。合成模型产生相当大的偏差，从观察到的中心到肢体的变化。所获得的安静太阳的多普勒频移可以作为其他观测、多普勒图的相对校准以及大气模型的必要改进的绝对参考。在此基础上，恒星表面对流的高精度模型的开发将通过径向速度测量推进对（潜在可居住的）系外行星的探测。
2019-01-22 astro-ph.SR
Sunrise III/SUSI reveals extended and spectrally structured Ca II K emission above the solar limb
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；University of Belgrade（贝尔格莱德大学）；Astronomical Observatory（天文台）；SUPA School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Universidad de Mendoza（门多萨大学）
本文利用Sunrise III/SUSI观测到太阳临边外Ca II K发射延伸至6 Mm，发现模拟虽能产生该发射但光谱宽度偏低，需更精细建模。
2026-10-01 astro-ph.SR
Limb Shift of the Fe I 6569 Å line on the Sun
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
本研究利用观测数据和模拟分析，揭示了太阳Fe I 6569 Å线的边缘位移效应，发现方法1在低分辨率下仍保持经典行为，而方法2则出现显著偏离。
2026-02-04 astro-ph.SR
On the center-to-limb variations of the He I 10830 Å triplet
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿佩尔天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna, Departamento de Astrofísica（拉帕拉大学天体物理学系）
本研究利用高分辨率光谱观测分析了He I 10 830 Å三重线及邻近Si I线的中心到边缘变化，发现He I线光学深度增加、红分量反转蓝移，而Si I线表现出更典型的光球线特征。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise II. Center-to-Limb Parameterisation of Absorption Line Profiles and Comparison to Observations
众所周知，恒星活动的表现形式（如星点、斑/光斑和对流）会引起光谱信号，这些信号通常被系外行星猎人称为天体物理噪声。例如，设定探测真实地球类似物的最终目标需要达到约9 cm/s的径向速度（RV）精度。虽然这在最新一代高稳定度光谱仪的技术上变得可行，但天体物理噪声对可达到的RV精度设置了真正的基本障碍。在本文中，我们参数化的影响，太阳表面磁对流的吸收线轮廓，并延长分析从太阳盘中心（文件I）的太阳翼。偏离圆盘中心，垂直于颗粒顶部的等离子体流开始沿着视线分布，而平行于颗粒顶部的等离子体流不再完全与观察者对齐。此外，颗粒是波纹状的，并且颗粒可以阻挡其他颗粒以及粒间通道组分。总的来说，可见的等离子体流和波纹表面的几何形状显著影响所得的线轮廓，并引起形状和净位置的中心到分支的变化。我们在这里详细介绍这些，并与各种太阳观测进行比较。我们发现我们的颗粒参数化可以重建现实的线轮廓和诱导径向速度的变化，整个恒星盘，这表明在计算量大的辐射三维磁流体动力学模拟和经验太阳观测中发现的。
2018-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Chromospheric Solar Limb Brightening at Radio, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths
对日面中心射电、毫米波、亚毫米波和红外波段辐射的观测，证实了色球层半经验模型的自洽性。从理论上讲，这些模型必须再现太阳边缘的辐射。在这项工作中，我们测试了VALC和C7半经验模型计算其发射光谱的频率范围从2 GHz到10太赫兹，在太阳边缘的高度。我们计算了太阳的理论半径以及它们的边缘增亮。计算了氢、电子密度和H-的非局部热力学平衡（NLTE）。为了求解辐射转移方程，采用三维几何形状来确定射线路径，并在光学深度中集成韧致辐射、H-和逆韧致辐射不透明度源。我们将计算的太阳半径与Clark（1994）在临边获得的高分辨率观测值进行了比较。我们发现，在20 GHz，5000公里，100 GHz和1000公里，在3太赫兹的两个半经验模型的观测和计算的太阳半径之间的差异。将我们的结果与Hα观测到的太阳边缘针状体高度进行比较，发现太阳半径相差8000 km。我们的结论是，在射电-红外波段，VALC和C7半经验模型不能再现太阳半径。因此，在高色球层的结构提供了一个更好的测量太阳半径和他们的临边增亮在以前的调查所示。
2016-05-04 astro-ph.SR
An Empirical Bayesian Approach to Limb-darkening in Modeling WASP-121b Transit Light Curves
我们提出了一种新的，迭代的方法，使用经验贝叶斯方法建模的肢体变暗的WASP-121 b过境从TESS光变曲线。我们的方法的动机是需要提高$R_{p}/R_{\ast}$估计系外行星大气建模，是特别有效的临边昏暗（LD）的二次定律，不需要事先从恒星大气模型的中心值。由于采用了非线性LD律，该方法具有不需要大气模型的优点，但不收敛。与现有的非迭代方法相比，迭代方法在1 $σ$的显著性水平下给出了WASP-121 b的不同$R_{p}/R_{\ast}$。为了评估这种差异的起源和影响，我们生成和分析光变曲线与已知值的临边暗化系数（LDCs）。我们发现，非迭代模拟与LDC先验恒星大气模型的结果不一致的$R_{p}/R_{\ast}$在1.5 $σ$水平时，已知的LDC值是以前发现的模拟真实数据时，通过迭代方法。相比之下，来自迭代建模的LDC值产生$R_{p}/R_{\ast}$的正确值，其在0.25 $σ$内。对于更一般的情况下，不同的已知输入，蒙特卡罗模拟表明，迭代方法获得无偏的最不发达国家和正确的$R_{p}/R_{\ast}$内的显着性水平为0.3 $σ$。偏置的LDC先验可导致偏置的LDC后验，并导致$R_{p}/R_{\ast}$中的偏置，对于二次律，偏置高达0.82 $\%$、2.5 $σ$，对于非线性律，偏置高达0.32 $\%$、1.0 $σ$。我们在$R_{p}/R_{\…
2021-04-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Structure of the transition region and the low corona from TRACE and SDO observations near the limb
我们研究了连续谱的TRACE图像和1600和171 A波段以及连续谱（来自HMI）和所有AIA波段的SDO图像中的太阳边缘附近的结构。利用水星在1999年和2012年分别在太阳盘前过境时的位置作为TRACE和金星在SDO的位置，对不同波段的图像进行了仔细的对准。TRACE 171 A波段的色球吸收结构在白光边缘上方7”处最清晰可见，非常接近内边缘，定义为中心到边缘强度变化的上升部分的拐点。它们与1600 A波段的发射中的针状体相关，但不完全相同。从AIA和SOT图像获得了类似的结果。304 A中的高针状体与高温带中的任何吸收无关。在靠近N、S、E和W分支的15度扇区上执行强度的方位角平均，我们测量了所有AIA频带中的分支和峰值强度的高度。我们发现，在过渡区AIA带的内肢高度随波长增加，从中性H和他的吸收的束缚自由的起源一致。由此，我们计算出柱密度和中性氢密度随高度的变化。我们估计的高度为（2300 $\pm$ 500）公里的过渡区的基础。最后，我们测量了日冕的AIA发射的标度高度，并将其与温度相关联;我们推导出极冕的值为（1.24 $\pm$ 0.25）10 $^6$ K。
2019-06-22 astro-ph.SR
Abrupt longitudinal magnetic field changes in flaring active regions
本文用Gong的1分钟磁象图描述了38次X级和39次M级耀斑期间位于盘心$65^{\circ}$内的光球纵向磁场的变化。在所有77例中，我们确定至少有一个网站在耀斑活动区，明确的，永久的，逐步的字段发生变化。场变化的中位持续时间约为15分钟，X级和M级耀斑的场变化的中位持续时间大致相等。在两个例外情况下，场变化的绝对值范围从$\sim\!\!10$ ~G的检测限到高达$\sim\!\!450$ ~G。中位值为69~G。X级耀斑的磁场变化明显强于M级耀斑，肢体耀斑的磁场变化明显强于盘心耀斑。纵向磁场变化小于100~G时，无论是靠近盘中心还是靠近肢体，纵向磁场强度都有降低的趋势，而磁场变化大于100~G时，纵向磁场强度没有降低的趋势。同样地，在耀斑期间，纵向通量强度趋于减小。通量的变化，特别是净通量的变化，磁盘中心附近，相关性比当地的磁场变化与GOES峰值X射线通量。最强的纵向场和通量的变化发生在耀斑观察接近的肢体。我们估计了与每次耀斑相关的洛伦兹力的变化，并发现在某些情况下这足够大，可以为地震波提供动力。我们发现，纵向场的减少可能会超过增加在所有部分的太阳盘中心的$65^{\circ}$，在我们的观察，如果光球场倾斜增加耀斑期间预测的哈德森等人。
2010-09-23 astro-ph.SR
Solar center-to-limb variation in Rossiter-McLaughlin and exoplanet transmission spectroscopy
本研究利用太阳临边昏暗光谱图集，评估辐射传输模型在透射和Rossiter-McLaughlin曲线中的系统性偏差，发现模型高估透射曲线达两倍、RM振幅偏差5–10 m/s，强调精确太阳CLV模型的重要性。
2023-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Convective blueshifts in the solar atmosphere, I. Absolute measurements with LARS of the spectral lines at 6302 Å
太阳对流在太阳表面表现为粒化和粒间对流。在光球中，对流运动引起谱线的差分多普勒频移。观测到的对流蓝移在太阳盘面上各不相同。我们专注于太阳对流对大气的影响，旨在解决其速度分层的光球。我们用真空塔望远镜上的激光绝对参考光谱仪（LARS）对6302 μ m波段的太阳光谱进行了高分辨率的光谱观测。激光频率梳使得光谱能够以${\rm 1\,m\,s^{-1}}$的精度校准到绝对波长标度。我们在十个选定的日心位置从盘中心到边缘系统地扫描了安静的太阳。分析包括99个时间序列，最长为20min。通过星历和参考改正，我们将波长漂移转化为绝对视距速度。对谱线剖面的平分线分析得到了7条光球谱线的形状和对流位移。在圆盘中心，铁谱线的平分线轮廓具有明显的C形特征，在谱线翼中具有高达${\rm -450\,m\,s^{-1}}$的最大对流蓝移。向太阳边缘，平分线变为\textbackslash形状，在红移为${\rm +100\,m\,s^{-1}}$的线核中具有饱和。线芯速度的中心到边缘的变化表明，当离开盘中心较大的日心角时，蓝移略有增加。这种蓝移的增加在磁性不太活跃的子午线上比在赤道上更明显。朝向太阳边缘，蓝移减少，并可能转变为红移。最好的光谱测量能够准确确定太阳光球中的绝对对流位移。
2017-12-19 astro-ph.SR
Doppler Velocity Variation near the Solar Limb in the Solar Photosphere Observed with Hinode
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；National Institute for Fusion Science（核聚变科学研究所）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）
本研究利用Hinode卫星数据分析了太阳临边附近Fe I 630.15 nm谱线，发现颗粒对流导致朝向临边的红移增加，且颗粒谱线形成区域比颗粒间区域更厚。
2026-09-29 astro-ph.SR
Subterahertz Radius and Limb Brightening of the Sun Derived from SST and ALMA
对太阳半径和临边增亮的测量提供了关于太阳大气结构和温度的重要信息。太阳半径随着射频观测的减少而增加，这表明每次发射都起源于大气层的更高位置。因此，太阳大气的不同层可以通过多个波长的观测来探测。在这项工作中，我们使用太阳亚毫米望远镜和ALMA的单碟观测数据确定了100，212，230和405 GHz的平均半径和边缘增亮。首次估计了212和405 GHz频率的临边增亮值。在亚太赫兹频率下，观测到的临边增亮可能会影响太阳半径的测量。我们使用两种不同的和众所周知的方法来确定半径：半功率法和拐点法。我们研究如何天线波束的大小和肢体增亮水平，LB，可以影响半径测量使用这两种方法。我们的研究结果表明，拐点方法是受这些参数的影响最小，因此，应用于太阳半径估计在无线电波长。测得的平均半径为968”~ $\pm$ ~3”（100 GHz）、963”~ $\pm$ ~3”（212 GHz）、963”~ $\pm$ ~2”（230 GHz）和963”~ $\pm$ ~5”（405 GHz）。最后，我们使用前向建模来估计太阳盘的LB范围，得到5%-19%（100 GHz）、2%-12%（212 GHz）、6%-18%（230 GHz）和3%-17%（405 GHz）。半径和肢体增亮的估计同意以前的测量报告中的文献。
2021-11-30 astro-ph.SR
Response of Ionospheric Total Electron Content to the Impulsive and Late Phases of X-Class Solar Flares with Various Center-to-Limb Locations
针对14次具显著EUV晚期相位的X级耀斑，本文首次建立TEC增量与脉冲相、晚期相位太阳通量增强的经验关系，并揭示耀斑日面位置的影响。
2025-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
