Spectroscopic Determination of Capella's Photospheric Abundances: Possible Influence of Stellar Activity
五车二是一颗光谱双星，由两颗G型巨星组成，其中第一颗（G8 III）是一颗正常的红团巨星，而第二颗（G 0 III）是一颗色球活跃的快旋巨星，显示出相当丰富的锂。最近，Takeda & Tajitsu（2017）报道了特定轻元素（例如，[C/Fe]或[O/Fe]）往往高得惊人，他们怀疑这只是由于高活动引起的异常大气结构造成的表面现象。为了验证这一假设，我们根据每个组分的解纠缠光谱确定了五车二的初级和次级元素丰度，以查看两者之间是否存在任何明显的分歧，这应该是由相同的化学成分形成的。我们发现，对于较重的元素，如Fe，主星略微超日（约+0.1dex），而次级星则是日下（约十分之几dex），导致主星和次级星之间存在明显的差异，尽管这种趋势在轻元素中没有看到（例如，C或0）。这些观测事实表明，在富锂巨星中发现的异常大的[X/Fe]比主要是由于Fe丰度的明显减少，我们推测这是由色球紫外辐射引起的过电离效应造成的。因此，我们的结论是，传统的模式大气分析将无法正确地确定丰度的快速旋转的巨星的高活动，正确的处理色球效应是需要得到真正的光球丰度。
2018-06-23 astro-ph.SR
Non-magnetic photospheric bright points in 3D simulations of the solar atmosphere
上下文太阳光球层中的小尺度明亮特征，如光斑或G波段亮点，与小尺度磁通量集中有关。目标。在这里，我们报告一类新的光球亮点，是免费的磁场。到目前为止，这些仅在数值模拟中可见。我们探索的观测检测所需的条件。方法.对太阳近表层进行了辐射（磁）流体动力学数值模拟。无磁场的模拟显示了微小的亮点，让人想起磁性亮点，只是更小。一个简单的玩具模型，这些非磁性亮点（nMBPs）的建立，作为一个基础的算法，其自动检测的发展。提取357个检测到的nMBPs的基本物理性质并进行统计学评价。我们制作了模拟各种太阳望远镜观测的合成强度图，以获得关于其可探测性的提示。结果模拟的nMBPs显示相对于其颗粒间环境的平均测辐射热强度对比度约为20%，尺寸为60-80 km，光学深度单位的等值面位于其位置处，凹陷80-100 km。它们是由旋转的下沉气流造成的，下沉气流通过向心力提供必要的压力梯度，形成从次表层进入光球层的质量密度降低的漏斗。类似地，经常出现的漏斗并没有到达光球层，也不会产生亮点。结论.非磁性亮点是光球层中垂直延伸的涡旋（涡管）的可观测表现。4米级望远镜的分辨能力，如DKIST，是需要一个明确的检测它们。
2016-12-13 astro-ph.SR
Evolution of photospheric flows under an erupting filament in the quiet-Sun region
我们研究了2010年10月21日爆发的大型安静太阳暗条区域的太阳大气动力学。暗条喷发开始于其北端，并在几小时内从H $α$线-芯部过滤图线上消失。AIA用紫外线记录了北支的快速运动。我们的目标是研究广泛的可用数据集，描述太阳大气的动态周围的灯丝喷发五天。这段时间涵盖了丝状体演化的三天，即丝状体生长前一天和喷发后一天。我们寻找可能的触发器，导致灯丝的爆发。利用时距日震学和相干结构跟踪技术测量了暗条区的表面速度场。通过跟踪30.4nm AIA观测的特征，估算了高层大气的视速度。为了捕捉磁场的演化，我们外推光球的视线磁图，并计算了磁场的衰减指数。我们发现光球速度场具有一些特殊性。在细丝激活之前，我们观察到朝向细丝的脊柱的会聚流的时间增加。此外，均方速度在激活前暂时增加，并在激活前达到峰值，随后急剧下降。我们进一步看到，在长丝的区域中的纬向流分量的平均剪切的增加，随后急剧下降。光球的l.o.s.磁场显示从丝棘向东的感应持续增加。磁场的衰减指数在10微米左右的高度显示出一个大于临界值在连接点的北灯丝端。
2020-03-27 astro-ph.SR
Three-dimensional surface convection simulations of metal-poor stars -- The effect of scattering on the photospheric temperature stratification
贫金属晚型恒星的三维辐射流体动力学模型大气层的特点是上层光球层温度比一维低。3D模型的这一特性可以显著影响从温度敏感谱线导出的元素丰度。我们调查是否可以归因于在辐射转移散射的近似处理的金属贫3D模型预测的冷表面温度。我们使用的彩虹代码测试三种不同的方法来处理散射的3D模型大气中的贫金属恒星。首先，我们自洽地求解含有相干散射项的源函数的辐射转移方程。其次，我们解决了辐射转移方程的普朗克源函数，忽略连续散射消光的光学薄层的贡献，这一直是默认模式，在我们以前的模型。第三，我们将散射视为处处的纯吸收，这是CO 5 BOLD模型中的标准情况。我们发现，第二种方法产生的温度结构与冷上层光球层非常相似的正确的相干散射解决方案。相比之下，将散射视为纯吸收会导致明显更热和更浅的温度分层。我们公布的模型和CO 5 BOLD代码生成的模型之间的温度结构的主要差异可以追溯到散射的不同处理。忽略光学薄层中连续散射对消光的贡献，为贫金属恒星的完整辐射转移解提供了一个很好的近似。我们的研究结果表明，我们以前的模型预测的金属贫晚型恒星大气的冷温度分层是不是一个工件的近似处理的散射。
2011-01-17 astro-ph.SR
Solar Chemical Abundances Determined with a CO5BOLD 3D Model Atmosphere
在过去的十年中，光球太阳金属丰度从光谱测定经历了显着的向下修正。这种影响的一部分可以归因于原子数据的改进和NLTE计算的纳入，但流体动力学模型大气的使用似乎也发挥了作用。太阳光球层金属丰度随时间的“减少”增加了与日震学结果的不一致。借助太阳大气的CO 5 BOLD 3D模型，巴黎天文台的CIFIST团队重新确定了几种元素的光球太阳丰度，其中包括C，N和O。光谱丰度通过将观测到的谱线的等效宽度和/或轮廓与从3D模型大气计算的合成光谱拟合来获得。我们的结论是，颗粒波动的影响取决于个别行的特性，但发现只有在少数特定情况下是相关的。3D效应不是近年来太阳丰度系统性降低的原因。太阳的金属丰度Z=0.0153，Z/X=0.0209。
2010-03-05 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: IV. 3D-NLTE investigation of the 777 nm triplet lines
太阳光球层的氧丰度仍有广泛的争论。采用基于“低”氧丰度的太阳化学成分，如使用三维（3D）流体动力学模型大气所确定的，导致理论太阳模型和日震测量之间众所周知的不匹配，迄今尚未解决。我们进行了一个独立的重新测定的太阳氧丰度的调查中心到肢体的变化OI IR三线在777 nm的光谱在不同的集合的帮助下详细的合成线配置文件的基础上三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气和三维非LTE线形成计算与NLTETD。我们的想法是同时获得氧丰度，A（O），和比例因子SH描述的非弹性碰撞与中性氢相对于经典Drawin公式的横截面。CO 5 BOLD 3D太阳模型实现的三重线中心到边缘变化的最佳拟合与标准1D模型大气获得的线轮廓拟合相比，显然具有更高的质量。我们对3D非LTE太阳氧丰度的最佳估计是A（O）= 8.76 +/- 0.02，比例因子SH在1.2和1.8之间。所有1D非LTE模型的氧丰度都要低得多，最高可达-0.15 dex。这主要是一个$μ$独立的微湍流的假设的结果。
2015-08-14 astro-ph.SR
Flows and magnetic field structures in reconnection regions of simulations of the solar atmosphere: do flux pile-up models work?
在数值电阻率为常数、极性相反的磁场作用下，模拟了太阳光球层和色球层磁化后的磁场湮灭和重联过程。利用重联湮灭的精确解析解解释了太阳大气中磁通抵消模拟中的磁重联特征。我们使用MURaM高分辨率光球辐射磁对流模拟来证明磁场重联的存在与磁通量堆积模型一致。此外，一个模拟的数据驱动的色球磁流体动力学模拟被用来证明磁场和流动结构，这是类似的理论预测。这两个模拟表明，流动和磁场结构大致符合加速重联与磁通量堆积。在较强的光球磁场中也证明了标准Sweet-Parker型重联的存在。
2018-09-03 astro-ph.SR
Tracking Magnetic Bright Point Motions Through the Solar Atmosphere
采用高频差、多波长观测和模拟方法，对宁静太阳光球磁亮点进行了分析。这些观测是由邓恩太阳望远镜的太阳大气层快速振荡成像仪和干涉二维光谱仪获得的。我们的分析表明，光球MBPs的平均横向速度约为1 km/s，而它们的色球对应物的平均速度略高，为1.4 km/s。此外，色球的MBPs比相当的光球MBPs大63%左右。将这些速度值与使用MURaM代码生成的数值模拟的输出进行比较。模拟结果相似，但与观测数据相比略有升高。在模拟的G波段图像中发现的平均速度为1.3公里/秒，在连续体形成层上方500公里高度的速度域中发现的平均速度为1.8公里/秒。还分析了速度变化的延迟。建立了模拟数据集各层之间约4 s的平均延迟，并在G波段和Ca II K ROSA观测之间观察到约29 s的值。模拟中的延迟很可能是斜颗粒激波的结果，而观测中发现的延迟可能是半刚性通量管的结果。
2012-10-22 astro-ph.SR
Photospheric properties and fundamental parameters of M dwarfs
M矮星是研究和探测赫兹-罗素图（HR）低端的重要信息来源，直到氢燃烧极限。作为银河系中数量最多、最古老的恒星，它们携带着银河系化学史的基本信息。它们大气中的分子以及各种凝聚态物质的存在，使我们对它们物理性质的理解变得复杂，从而使确定它们的基本恒星参数变得更具挑战性和困难。本研究的目的是对M矮星的高分辨率H波段光谱进行详细的光谱分析，以确定它们的基本恒星参数并验证大气模型。目前的研究也将帮助我们了解各种过程，包括尘埃的形成和金属耗尽到尘埃颗粒在M矮大气中。高光谱分辨率还提供了一个独特的机会，以限制在冷大气中发生的其他化学和物理过程。M矮星的高分辨率APOGEE光谱覆盖了整个H波段，提供了一个独特的机会来测量它们的基本参数。我们已经进行了详细的光谱合成，通过比较这些高分辨率的H-波段光谱的最新的BT-沉降模型，并获得了基本参数，如有效温度，表面重力，金属丰度（Teff，log g和[Fe/H]）分别。
2017-09-22 astro-ph.SR
Two semi-automated computational approaches for spectroscopic analysis of stellar photospheres: detailed characterization at high resolution and abundance determination at medium resolution
我们报告两个不同的计算方法，自洽测量光球性质的大样本的恒星。这两个过程都由一组基于shell和Python脚本的半集成任务组成，这些任务可以有效地运行我们自己的代码或天文社区通常采用的开源软件。一种方法的目的是通过分析来自均匀建造的给定公共图书馆的高分辨率光谱，得出主要的恒星光球参数和一些元素的丰度。另一个应用于恢复一个已知的光球参数的恒星中的单个元素的丰度，通过使用中分辨率的光谱从另一个开放的同质数据库和校准导出的丰度。这两种半自动计算方法为过程的每一步提供了均匀性和客观性，并代表了一种快速获得部分和最终结果以及估计测量误差的方法，从而可以系统地评估和改进不同的步骤。
2013-09-02 astro-ph.SR
Signatures of photospheric convection throughout the solar atmosphere: the EVE Sun-as-a-star mHz continuum
SUPA School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Space Science Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Warwick（华威大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）
利用太阳动力学天文台EVE的观测，构建发射线质心波长的多普勒功率谱，研究太阳大气中对流驱动运动产生的变化，揭示谱特征，未发现柯尔莫哥洛夫湍流证据，检测到高于10mHz的EUV多普勒变化。
2026-09-28 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of zirconium
锆（Zr）与锶和钇一起，是理解银河核合成的重要元素。事实上，Sr-Y-Zr三元组构成s过程元素的第一个峰。尽管它的一般相关性没有太多的研究太阳丰富的锆进行。我们推导出锆的丰度在太阳光球与相同的CO 5 BOLD太阳大气的流体动力学模型，我们以前用来调查的C-N-O的丰度。我们回顾了在所观察到的太阳光谱中可用的锆线，并选择了一个样本的线来确定锆的丰度，考虑中性和单离子化锆线。我们采用不同的线轮廓拟合策略的Zr线，混合其他元素的线的可靠分析。从中性锆谱线得到的丰度是非常不确定的，因为这些谱线通常是混合的，在太阳光谱中很弱。然而，我们认为，一些线的离子化锆是可靠的丰度指标。将集合限制为Zr II线，从CO 5 BOLD 3D模式大气中，我们得出A（Zr）=2.62+/-0.06，其中引用的误差是RMS线到线散射。
2010-12-05 astro-ph.SR
Deconstructing Photospheric Spectral Lines in Solar and Stellar Flares
本研究通过辐射流体动力学模拟解构太阳和恒星耀斑中光球谱线的形成，发现谱线变化主要由色球上升流引起，深形成谱线需多分量处理以准确探测大气速度流。
2024-01-04 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
Stellar Chromospheric Activity Database of Solar-like Stars Based on the LAMOST Low-Resolution Spectroscopic Survey: II. the bolometric and photospheric calibration
本研究基于LAMOST低分辨率光谱数据，利用PHOENIX模型和经典方法计算了112万余颗类太阳恒星的色球活动指数，发现两者呈线性相关，并揭示了恒星色球活动水平与有效温度的关系及太阳在样本中的位置。
2024-05-22 astro-ph.SR
Low-frequency photospheric and wind variability in the early-B supergiant HD 2905
尽管空间星震学在过去十年中取得了重要进展，但到目前为止，对质量在$\sim$ 15 M $_{\odot}$以上的恒星演化的早期阶段的探索还很模糊。我们的目标是利用长期的、地基的、高分辨率的光谱学来探测、分析和解释早期B型超巨星HD\，2905的变化。我们总共收集了1141个高分辨率光谱，覆盖了大约2900天。我们用$Hipparcos$光变曲线补充了这些观测结果，该光变曲线包括在$\sim$ 1200天的时间跨度内获得的160个数据点。我们调查光谱的变化多达12个诊断线，通过使用零和第一时刻的线轮廓。我们进行光谱和光度数据集的频率分析。HD 1，2905是一个光谱变量，在光球线的零和一阶矩的峰-峰振幅分别高达15\%和30 \kms。谱线变化的幅度与光球层谱线形成的深度和风场有关。所有调查的线路目前复杂的时间行为指示多周期的变化与几天到几个星期的时间尺度。依巴谷光变曲线的斯卡格尔周期图和纯光球谱线的一阶矩揭示了在\it 0.37 d $^{-1}$处的低频振幅过剩和明显的主频。在光谱学中，在0.1 - 0.4 d $^{-1}$范围内存在几个附加频率。这些可能与热驱动重力模式、对流驱动重力波或地表下对流运动有关。在0.1 d $^{-1}$以下检测到其他频率。在H $α$的特殊情况下，它们是由非球对称恒星风的旋转调制产生的。
2017-12-07 astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics of lead stratification in hot subdwarf atmospheres
本文通过理论光谱模拟研究热亚矮星大气中铅的垂直分层效应，发现铅浓度所在区域会以波长依赖方式改变谱线轮廓，表明需结合光学与紫外观测来诊断真实恒星中的元素分层。
2024-03-28 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity in V405 And: An M dwarf binary with components on the two sides of the full convection limit
本文用光度BV（RI）_C和光谱数据研究了快速旋转（P_orb=P_rot=0.465d）的活动矮双星V405和（M0V+M5V）。光的变化是由斑点和双星与小日食的综合影响造成的。我们估计系统参数从现有的光和径向速度曲线。在观测过程中发生了三次耀斑事件：两次是在光谱数据中发现的，一次是在BV（RI）_C颜色中用光度计观测到的。一个有趣的爆发现象出现在光度测量中，可以解释为一系列持续至少3个系统轨道（旋转）的耀斑后爆发，起源于跨赤道磁环，连接两个半球的活动区域。V405和V405的两个组成部分的质量远远超过和低于完全对流的理论极限。这一罕见的特性使双星成为观测和测试恒星发电机作用模型的理想目标。
2009-09-28 astro-ph.SR
Ultra-high-resolution Observations of MHD Waves in Photospheric Magnetic Structures
本文综述了太阳光球层中小尺度磁元振荡的探测、检验、表征和解释的最新进展。太阳大气层的这个区域特别动态，重要的是，充满了丰富的磁场集中。这种磁性特征的直径可以从几百公里到几万公里不等，因此通常被称为太阳磁性大气层的“组成部分”。然而，它是近年来上升到太阳物理学研究前沿的最小磁性元素。包括磁亮点的结构，即使是最大的太阳望远镜也经常处于衍射极限。重要的是，近年来设施、仪器、成像技术和处理算法的改进使研究人员能够在迄今为止最小的空间和时间尺度上研究这些特征的运动、动态和演变。很明显，虽然这些结构可能表现出显着的磁场强度，它们的小尺寸使它们易于由无处不在的周围对流等离子体运动提供的抖振。在这里，据信可以感应磁流体动力学波，其沿着场线传播，携带能量向上到达日冕的最外端。这种波现象可以以各种形式存在，除了阿尔芬波之外，还包括快磁声模式和慢磁声模式。再加上磁流体动力学波动理论的快速发展，我们现在处于一个理想的位置，以彻底调查波动是如何产生的太阳光球，其中振荡模式是最普遍的，以及这些波在供应能量的太阳大气层的各个层中发挥的作用。
2015-02-24 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of DA white dwarfs with 3D model atmospheres
基于三维模型大气，首次给出了纯氢（DA）白矮星的平均三维（3D）光谱网格。我们使用CO 5 BOLD辐射流体动力学的三维模拟，而不是混合长度理论的对流治疗。模拟覆盖了6000 < Teff（K）<15，000的有效温度范围和7 < log g < 9的表面重力范围，其中大多数具有对流大气的DA位于该范围内。我们依靠水平平均的3D结构（在恒定的Rosseland光学深度上）来计算<3D>光谱。结果表明，我们<3D>的光谱可以顺利地连接到他们的一维对应在较高和较低的Teff的3D效果是小的。提供分析功能，以便将光谱确定的一维有效温度和表面重力转换为三维大气参数。我们应用我们的改进模型，以及研究的光谱数据集从斯隆数字巡天和白矮星目录。我们确认，所谓的高对数g的问题是不存在的，当采用<3D>光谱和问题是由不准确的一维混合长度的方法。具有辐射和对流大气层的白矮星的平均质量在~0.01 Msun范围内是相同的，这与我们对恒星演化的理解更加一致。此外，3D大气参数与独立的Teff和log g值从光度和视差测量更好地一致。
2013-09-04 astro-ph.SR
The origin of net electric currents in solar active regions
在太阳物理学中有一个反复出现的问题，即电流是否在活动区（AR）中被中和。这个问题最近重新使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）数值模拟的磁通量出现到太阳大气中。这种模拟表明，磁通出现可以在AR中产生大量的净电流。AR流的另一个来源是光球水平流。我们的目的是确定第二种机制下净电流与中和电流的发生条件。利用三维磁流体力学模拟，我们系统地施加线绑，准静态，光球扭曲和剪切运动的双极位磁场。我们发现，这种流动：（1）产生{ \it直流}和{ \it回流}电流，（2）在载流场附近的环境场中感应出非常弱的压缩电流（在2.5 D中未观察到），以及（3）可以产生具有净电流的无力磁场。我们证明，中和电流一般只产生在没有磁剪切的光球极性反转线-一个特殊的条件下很少观察到的。我们的结论是，随着磁通量的出现，光球流可以在太阳大气中建立净电流，与最近的观测结果一致。因此，这些结果提供了支持喷发模型的基础上，喷发前磁场拥有净冠电流。
2015-07-17 astro-ph.SR
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres. II. Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
上下文为了更好地理解早期宇宙的化学过程，我们需要对我们观察到的贫金属恒星进行更严格的限制。在3D中计算恒星光谱可以模拟复杂的恒星行为，这在1D中无法复制。目的。我们研究的影响，固有的CNO丰度的3D模型结构和由此产生的3D光谱合成。方法.使用CO 5 BOLD模式大气程序对三种不同的CNO化学成分的模式大气进行了三维计算，并对它们的内部结构进行了检验。使用Linfor 3D从这些模型计算合成光谱，并对它们进行比较。新的3D丰度校正的G-波段和选择的UV OH线也进行了计算。结果不同的CNO丰度改变了3D模型的金属含量。这对模型结构和合成结果产生了影响。然而，发现C/O比具有比模型的总金属含量更大的影响。结论.我们的研究结果表明，不同的C/O比的内部结构的3D模型，即使在热关断的明星模型在这里探讨有重大影响。这表明应寻求针对特定CNO丰度的定制3D模型。在这些温度制度下，在1D中看不到这种效应。
2017-01-31 astro-ph.SR
Statistical investigation of wave propagation in the quiet-Sun using IRIS spectroscopic observations
本研究利用IRIS光谱观测宁静太阳，通过统计多普勒速度时间序列和相位差分析，揭示了不同大气层的振荡周期特征，并提出了磁声波在太阳大气中双向传播的机制。
2024-03-15 astro-ph.SR
Solar abundances and 3D model atmospheres
我们目前的太阳光球丰度的12个元素的光学和近红外光谱。丰度分析采用三维流体力学（CO5BOLD）以及标准的一维流体静力学模型大气。我们将我们的结果与其他人进行比较，强调差异和仍然存在的问题，特别是氧气的关键丰度。我们认为，低太阳光球的热结构是非常好的代表我们的3D模型。我们得到了一个很好的匹配所观察到的中心到肢体的变化的线覆盖的连续强度，也在波长shorthormance的巴耳末跳跃。
2009-11-22 astro-ph.SR
The relationship between photometric and spectroscopic oscillation amplitudes from 3D stellar atmosphere simulations
我们建立了一个定量的光度和光谱检测的类太阳振荡之间的关系，使用从头算，三维（3D），恒星大气的流体动力学数值模拟。我们提出了一个理论推导作为我们的方法的概念证明。我们进行现实的谱线形成计算，以量化光度和径向速度幅度的两个案例研究：太阳和红巨星$ε$头之间的比率。亮度振幅是根据三维模拟预测的热辐射通量计算的，其中颗粒背景的建模方式与小行星地震观测相同。径向速度振幅是由合成谱线的波长偏移确定的，方法与BiSON和SONG观测中使用的方法非常相似。因此，理论上的光度与径向速度振幅比可以直接与相应的观测结果相比较。对于太阳，我们预测BiSON和SONG的理论比值分别为21.0和23.7 ppm/[m/s]，与观测值19.1和21.6 ppm/[m/s]非常一致。对于$ε$ Tau，我们预测K2和SONG比率为48.4 ppm/[m/s]，再次与观测值42.2 ppm/[m/s]良好一致，并且比传统经验标度关系的结果（给出23.2 ppm/[m/s]）有很大改进。因此，这项研究通过详细的3D恒星大气建模，为定量了解太阳振荡开辟了道路。
2021-02-03 astro-ph.SR
On the consistent treatment of the quasi-hydrostatic layers in hot star atmospheres
光谱分析仍然是推导大质量恒星质量的最常用方法，这是最基本的恒星参数。虽然双星轨道和恒星脉动可以对恒星质量提供更精确的约束，但这些方法很少适用于大质量恒星。不幸的是，大质量恒星的光谱质量在很大程度上取决于模型大气的详细物理性质。目的：我们证明了一致的治疗辐射压力推断的重力和光谱质量的大质量恒星的影响。具体来说，我们调查的贡献线和连续过渡的光球辐射压力。我们进一步探讨了模型参数的影响，例如，丰度，在推导的光谱质量。最后，我们比较我们的结果与平面平行TLUSTY代码，通常用于分析大质量恒星的光球光谱。方法：我们计算了一个小的O-星模型的波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）代码使用不同的方法的准流体静力学的一部分。这些模型使我们能够量化一致的辐射压力的影响。我们进一步使用PoWR模型来显示多普勒宽度的线轮廓和元素的丰度，如铁的影响的辐射压力，并作为一个结果，派生的光谱质量。研究结果：我们的研究意味着，在推断的光谱质量的两个因素的顺序上的错误是可以预期的，当忽略的贡献线和连续过渡的光球中的辐射加速。使用令人难以置信的微观湍流速度，或忽略重要的不透明度来源，如铁，可能会导致约50%的光谱质量的误差。与TLUSTY模型大气的比较表明，在低质量损失率的极限下，与PoWR非常一致。
2015-03-04 astro-ph.SR
MESAS: Measuring the Emission of Stellar Atmospheres at Submm/mm wavelengths
在行星形成的早期阶段，小的尘埃颗粒在恒星周围的碎片盘中成长为毫米大小的颗粒。原则上，这些圆盘可以通过它们在亚毫米和毫米波长下的发射来表征。要确定A型主序星的未分辨星周盘中碎片的出现和丰度，就需要精确模拟恒星光球层的发射。为了更好地约束这样的系统的光球发射，我们目前的观测天狼星A，A型恒星，没有已知的碎片，从JCMT，SMA，和VLA在0.45，0.85，0.88，1.3，6.7，和9.0毫米。我们使用这些观测通知凤凰模型天狼星A的大气。我们发现，该模型提供了一个很好的匹配这些数据，并可用作模板的submm/mm发射的其他早期A型恒星，未解决的碎片可能存在。这些观测是正在进行的观测活动的一部分，该活动名为测量恒星大气在亚毫米/毫米波长的发射（MESAS）。
2018-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-LTE time-dependent spectroscopic modelling of type II-plateau supernovae from the photospheric to the nebular phase: case study for 15 and 25Msun progenitor stars
我们提出了第一个非LTE的时间相关的超新星（SNe）II-Plateau（II-P）的辐射传输模拟，涵盖光球和星云阶段，从爆炸后的~10到>~ 1000 d，并基于1.2B活塞驱动的喷出物产生的15 Msun和25 Msun的非旋转太阳金属丰度的恒星。逐渐冷却的光球的径向膨胀导致了爆炸后直到>~100d的近恒定光度。爆发后光球仍留在喷出物的0.5Msun外层，时间长达50天。当光球层到达氦核的边缘时，SN的光度会下降，下降的幅度会被原始半径和56 Ni质量所减轻。合成光变曲线呈现出钟形形态，对于更紧凑的祖细胞进化得更快，并且在更蓝的过滤器中具有更早的峰值和更窄的宽度。紫外和U带通量对谱线覆盖、金属丰度和所采用的模型原子非常敏感。在复合时期的合成光谱主要由HI和金属线，并在很大程度上是不敏感的不同的H/He/C/N/O组成的我们的两个祖星。相比之下，合成星云相光谱揭示了一个更广泛/更强的OI双线在更高质量的祖模型，反映了更大的质量的氧和镍的喷射。我们的模拟高估了标准SNe II-P的典型亮度和视觉上升时间，这可能是我们的祖星太大和/或氢太丰富的结果。模拟结果与SN 1999 em的同色光球相观测结果的比较是令人满意的。我们忽略了非热过程，导致在平台阶段结束时连续辐射和巴耳末线发射的快速消失。除了HI线，我们的星云光谱显示出惊人的相似性，同时期的观测SN 1999 em。
2010-08-19 astro-ph.CO astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs -- Photospheric parameters of target stars from high-resolution spectroscopy. II. Simultaneous multiwavelength range modeling of activity insensitive lines
我们提出了精确的光球参数的282 M矮星确定拟合的最新版本的PHOENIX模型的高分辨率CARMENES光谱在可见光（0.52 - 0.96 $μ$ m）和近红外波长范围（0.96 - 1.71 $μ$ m）。它的目标是寻找M矮星周围的可居住行星，已经探测到了几颗不同质量的行星。目标样本的特性对于推导和限制被探测到的任何行星系统的物理特性的能力是重要的。作为以前工作的延续，在这种情况下，我们推导出的基本恒星参数有效温度，表面重力，和金属度的CARMENES M-矮星目标从凤凰模型拟合使用$χ^2$方法。我们计算了更新的PHOENIX恒星大气模型，其中包括一个新的状态方程，特别是考虑到低温恒星大气的光谱特征以及新的原子和分子线列表。我们显示的重要性，选择磁不敏感的线拟合，以避免恒星活动的影响，在线配置文件。我们第一次直接比较来自多波长范围光谱的恒星参数，同时观察到同一颗恒星。与文献值相比，我们表明，来自可见光谱和可见光和近红外光谱相结合的基本参数是在更好的协议比那些来自相同的光谱在近红外单独。
2019-07-01 astro-ph.SR
Hard X-ray emitting energetic electrons and photospheric electric currents
太阳耀斑期间释放的能量被认为储存在与日冕中流动的电流相关的非潜在磁场中。虽然目前没有日冕电流的测量数据，但现在可以从SDO/HMI观测中得出光球电流的地图。光球电流已被证明是日冕电流的示踪物。粒子加速可以由与日冕电流相关的电场引起。我们在这里重新审视太阳耀斑中粒子加速和活动区中电流之间关系的某些方面。我们研究了2011年2月15日在ARNOAA 11158中的X2. 2耀斑期间，太阳大气中高能电子相互作用位点与光球层水平上测量的垂直电流密度的大小和变化之间的关系。来自RHESSI的X射线图像覆盖在磁场和电流密度图上，这些密度图是使用UNNOFIT反演和Metcalf消歧代码从SDO/HMI的分光偏振测量计算的。还将X射线图像与SDO/AIA的EUV图像进行了比较，以补充耀斑分析。来自热电子和非热电子的部分拉长的X射线发射覆盖了在光球层水平上观察到的拉长的窄电流带。在耀斑过程中观测到一个新的50-100 keV的X射线源（由非热电子产生），它与同期出现新的垂直光球电流的区域（增加15%）同空间。这些观测结果进行了讨论的背景下，其中磁重联（和随后的等离子体加热和粒子加速）发生在载流层的电晕。
2015-06-08 astro-ph.SR
An Optical Spectroscopic Study of T Tauri Stars. I. Photospheric Properties
从年轻恒星在HR图中的位置测量它们的质量和年龄不仅受到适用于场星的典型观测不确定性的限制，而且还受到与星周现象相关的大系统不确定性的限制。本文分析了283颗邻近金牛座T星的通量定标光谱，并测量了它们的光谱类型和色散。本文的主要进展是：（1）在全光波长范围内计算的光谱类型和消光测量中加入了简单的吸积连续体;（2）对大样本恒星的统一分析。非吸积TTS光球模板和恒星光球模型之间的比较被用来获得从光谱类型到温度的转换。光谱类型之间的差异可能是微妙的，难以辨别，特别是在考虑吸积和灭绝时。这里测量的光谱类型与过去十年测量的光谱类型基本一致。然而，我们的新的光谱类型是1-2子类晚于文献光谱类型的原始成员的TWA和文献值的一些著名的金牛座CTTS是不一致的。我们的消光测量与其他光学消光测量一致，但通常比NIR测量低1 mag，可能是方法差异和大多数CTTS中存在NIR过量的结果。作为一个说明的吸积，SPT，和灭绝的不确定性的年轻星团的HR图的影响，我们发现，由此产生的恒星在TWA的光度传播是15- 30%。TWA中的光度分布和之前测量的金牛座双星的光度分布表明，对于大多数恒星来说，原恒星的吸积率不足以显着改变随后的演化。
2014-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Lorentz force in atmospheres of CP stars: 56 Arietis
磁化学奇特（mCP）星大气中电流的存在对研究此类星的磁场的性质和演化具有重要的理论意义。磁场与感应电流之间的相互作用产生的洛伦兹力改变了大气结构，并引起了压敏光谱特征的特有旋转变化，可以使用相位分辨光谱观测进行分析。在这项工作中，我们继续介绍的结果的磁压研究的mCP星集中在高分辨率光谱观测的Bp星56Ari。我们已经发现了一个显着的变化的H α，H β和H γ谱线在完整的旋转周期的恒星。然后在模式大气分析的框架中解释这些观测结果，该框架解释了洛伦兹力效应。我们使用LLmodels恒星模型大气代码来计算56Ari大气中的磁压效应，同时考虑到恒星的实际化学性质和微观等离子体性质的精确计算。采用Synth3程序模拟Balmer谱线的相位分辨变异性。我们证明了在偶极+四极配置中具有向外指向的洛伦兹力的模型很可能再现所观察到的氢线变化。这些结果为这颗早型磁星大气中存在非零全局电流提供了强有力的证据。
2009-10-03 astro-ph.SR
BD-22 3467, a DAO-type star exciting the nebula Abell 35
光谱分析的热，致密的恒星与NLTE（非本地热平衡）模型大气技术可以精确测定光球参数。由此导出的光球金属丰度是恒星演化理论的关键约束。先前对星云A 35的激发星BD-22 3467的光谱分析仅基于He+C+N+O+Si+Fe模型。对于我们的分析，我们使用最先进的全金属线覆盖的NLTE模型大气，考虑从氢到镍的23种元素的不透明度。为了分析高分辨率和高信噪比FUV（远紫外，FUSE）和UV（HST/STIS）观测，我们结合了恒星大气模型和星际线吸收模型，以完全再现整个观测到的紫外光谱。在Teff = 80 +/- 10 kK和log g =7.2 +/- 0.3时，与BD-22 3467的UV观察结果最一致。虽然验证了先前分析的Teff，但log g显著较低。我们重新分析了硅和铁的谱线（分别为太阳丰度的1/100和大约1/100），并首次在这颗恒星中确定了氩、铬、锰、钴和镍，并确定了丰度分别为太阳的12、70、35、150和5倍。我们的结果与DA型白矮星扩散模型的预言部分一致。光球和星际线吸收模型的组合再现了90%以上的观测到的吸收功能。恒星质量为M ~ 0.48 Msun。BD-22 3467的质量可能不足以上升到渐近巨星分支，并且可能直接从延伸的水平分支进化到了白矮星状态。这就可以解释为什么它周围没有行星状星云。然而，恒星电离周围的星际物质，模仿行星状星云。
2012-10-29 astro-ph.SR
Segmentation of spectroscopic images of the low solar atmosphere by the Self Organizing Map technique
我们描述了语义分割的应用程序，通过使用自组织映射技术的高空间和光谱分辨率的数据集，沿H $α$线在656.28 nm的干涉二维光谱仪安装在焦平面的邓恩太阳望远镜。这种机器学习方法使我们能够识别与太阳光球层和色球层的主要结构相对应的几个特征。结果表明，该方法对低层大气中表征太阳活动的精细结构的识别和分析是可行的。这是SOM技术在天体物理数据集上的首次成功应用。
2021-02-23 astro-ph.SR physics.space-ph
GD424 -- a helium-atmosphere white dwarf with a large amount of trace hydrogen in the process of digesting a rocky planetesimal
白矮星的光球金属污染现在被公认为是行星碎片吸积的标志。然而，在许多具有氦大气的白矮星中检测到的微量氢的来源仍然存在争议。在这里，我们报告的分析GD 424：金属污染，氦大气白矮星与大量的微量氢。我们使用混合分析确定大气参数，该分析将光谱学对大气成分$\log(\mathrm{H/He})$的灵敏度与测光和天体测量对有效温度$T_{\mathrm{eff}}$和表面重力$\log g$的灵敏度相结合。由此得到的白矮星质量、半径和冷却年龄分别为$M_{\mathrm{WD}}=0.77\pm0.01\,\mathrm{M}_{\odot}$、$R_{\mathrm{WD}}=0.0109\pm0.0001\,\mathrm{R}_{\odot}$和$τ_\mathrm{cool}=215\pm10$ Myr。我们确定并测量了11个光球金属的丰度，并认为吸积事件最有可能是在增加或稳定的状态，并中断的星子类似于无论是CI陨石或散装地球在其组成。我们认为，所观察到的$1.33\times 10^{22}$ g的微量氢在GD 424至少部分收购通过吸积的水丰富的行星碎片在较早的吸积插曲。
2020-12-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can instrumental effects obscure the true photospheric wave spectrum?
University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本研究通过高分辨率观测揭示仪器效应可能掩盖真实光球波谱，指出低分辨率仪器下的波能量贡献可能被低估。
2026-01-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Biological Damage due to Photospheric, Chromospheric and Flare Radiation in the Environments of Main-Sequence Stars
我们探讨了在F、G、K和M型主序星环境中由于光球、色球和耀斑辐射而引发的生物损伤。色球辐射的数量，在统计意义上，直接与恒星的年龄以及显著的恒星磁场和发电机活动的存在相关联。关于光球辐射，我们还考虑了详细的合成模型，考虑到原子和分子的数百万或数亿条线。年轻恒星的色球紫外辐射在所有恒星光谱型中都有所增加。耀斑活动在K型和M型恒星中最为明显，这也有可能剥离附近行星的行星大气，包括位于恒星宜居带的行星。在我们的研究中，我们将DNA作为碳基大分子的替代物，以碳可能构成地外生命形式的生物化学核心的范式为指导。行星大气衰减被认为是在一个近似的方式。
2009-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Brown Dwarf-Exoplanet Connection
褐矮星通常被认为是系外行星研究的容易观察的模板，具有可比的质量，物理大小和大气特性。最冷的棕矮星（光谱类别L和T）和最热的系外行星的光球温度确实有相当大的重叠。然而，与褐矮星和系外行星大气相关的性质和过程在细节上可能有很大的不同;光球气体压力、元素丰度变化、与外部驱动源相关的过程以及进化效应都是相关的例子。在这篇文章中，我回顾了目前已知的褐矮星种群的一些基本理论和经验性质，并详细介绍了它们的可见大气层与太阳系外行星的相似性和差异。最后，我从褐矮星的研究，可能证明在未来的系外行星观测相关的一些具体结果。
2009-03-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accurate determination of accretion and photospheric parameters in Young Stellar Objects: the case of two candidate old disks in the Orion Nebula Cluster
目前的行星形成模型主要是基于观测约束，即原行星盘的寿命为300万年。然而，最近的研究报告指出，PMS星的存在具有吸积的特征（与星周盘的存在密切相关），光度测定的年龄为3000万年或更高。在这里，我们提出了一个光谱研究的两个主要的年龄异常的ONC。我们使用宽带，中分辨率VLT/X-Shooter光谱结合一个精确的方法来确定恒星参数和相关的目标年龄，以确认其特有的年龄估计和正在进行的acceptance.The分析是基于多分量拟合技术，同时派生的SpT，消光和吸积对象的属性。用这种方法，我们确认和量化正在进行的增长。从恒星的光球参数，我们推导出它们在HRD上的位置，以及演化模型给出的年龄。结合锂当量宽度等其他年龄指标，我们可以高精度地估计物体的年龄。我们的研究表明，分析的两个对象并不比ONC的典型人群年龄大。我们的研究结果表明，虽然光度测定的光球参数是一个准确的方法来估计大部分年轻的恒星星族的参数，那些个别物体的吸积率高，灭绝可能会受到很大的不确定性。因此，应使用宽带光谱测定来确认单个物体的性质。我们的分析表明，这种方法使我们能够准确地确定任何附近恒星形成区域中吸积YSO的光球参数。我们建议，我们详细的，宽带光谱方法应被用来获得准确的候选人老和吸积YSO的属性。
2013-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric Hot Spots at Solar Coronal Loop Footpoints Revealed by Hyperspectral Imaging Observations
本文利用高光谱 Hα 成像在日冕环足点发现光球热斑，通过谱线反演和磁场分析表明其源于对流驱动的磁场增强而非磁重联，可能标志着能量向高层大气注入的位置和起始。
2024-11-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs - Photospheric parameters of target stars from high-resolution spectroscopy
新的CARMENES仪器包括两个高分辨率和高稳定性的摄谱仪，用于通过多普勒技术在可见光和近红外区域搜索M矮星周围的可居住行星。表征我们的目标样本对于限制任何被检测到的行星系统的物理特性非常重要。本文的目的是从CARMENES观测到的高分辨率光谱中确定CARMENES M矮星靶样品的基本恒星参数。为了完整起见，我们还包括了其他高分辨率摄谱仪（CAFE、FEROS和HRS）观测到的几个M矮星光谱。我们使用{chi}^2方法，通过将最新版本的PHOENIX-ACES模型与高分辨率光谱数据拟合，推导出目标恒星的恒星参数有效温度T_eff、表面重力log g和金属丰度[Fe/H]。这些恒星大气模型采用了一个新的状态方程来描述低温恒星大气的光谱特征。由于T_eff、log g和[Fe/H]都表现出简并性，因此表面重力可以用恒星演化模型独立确定。我们得到了总共300颗恒星的恒星参数。PHOENIX模型和观测光谱之间的拟合达到了非常好的一致性。我们估计，我们的方法提供的参数与{sigma} T_eff = 51 K，{sigma} log g = 0.07，和{sigma} [Fe/H] = 0.16的不确定性，并表明低质量恒星的大气模型在过去几年中有显着改善。我们的工作还提供了一个新的PHOENIX-ACES模型的独立测试，并使用低分辨率光谱的其他方法的比较。特别是，我们的有效温度与文献值吻合良…
2018-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Type I Superluminous Supernova Catalogue II: Spectroscopic Evolution in the Photospheric Phase, Velocity Measurements, and Constraints on Diversity
本文构建了迄今最大的234颗贫氢超亮超新星974条光谱样本，通过平均光谱、主成分分析和聚类研究其光球层光谱演化与速度特征，发现其更支持单一连续群体及内部供能机制，而非多个显著子群体。
2025-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The VSPEC Collection: A suite of utilities to model spectroscopic phase curves of 3D exoplanet atmospheres in the presence of stellar variability
本文介绍 VSPEC Collection：一套结合 PSG/GlobES 与可定制时变恒星模型的 Python 工具，用于模拟恒星变率下三维系外行星大气的凌星、次食及相位曲线光谱观测。
2024-10-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A Principal Component Analysis-based method to analyse high-resolution spectroscopic data
高分辨率光谱学（HRS）已被用于研究系外行星大气的组成和动力学。特别是，安装在ESO-VLT上的光谱仪CRIRES已被用于记录气态系外行星的近红外高分辨率光谱。在这里，我们提出了一个新的自动管道来分析CRIRES数据集。所述流水线基于主成分分析（PCA）和交叉关联函数（CCF）的新用途。系外行星的大气层是用$τ$ -REx程序模拟的，该程序使用ExoMol项目的高温不透明度。在这项工作中，我们测试了我们的分析工具在检测CO和H $_2$ O的气氛中的热蒸发器HD 209458 b和HD 189733 b。我们的管道的结果与文献和其他技术中的先前结果一致。
2019-06-26 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The formation and dissipation of current sheets and shocks due to compressive waves in a stratified atmosphere containing a magnetic null
我们研究了磁流体动力学波在一组数值模型中的传播和耗散，每个模型都包括一个类似太阳的分层大气和一个具有零点的磁场。所有模拟具有相同的磁场配置，但不同的过渡区高度。压缩波包被引入到模拟的光球部分，并朝着零作用，使其坍缩成电流片，然后进行重连。坍缩的零形成电流片，这是由于磁扰动无法穿过零而导致的强磁压梯度。虽然零电流片经历了多次重联事件，由于反复反射的下边界，我们没有发现任何证据的振荡重联所产生的动力学零本身。波模转换周围的零产生一系列的慢模式冲击本地化附近的每个分界线。冲击强度在每个分界线上是不对称的，因此随后的冲击阻尼在每个分界线上产生切向不连续性，具有长寿命的电流密度。注入波能量达到零的参数研究证实了我们以前的WKB估计。最后，使用目前估计的光球声功率，我们估计，冲击和欧姆加热，我们描述的可能占$\approx1-10\%$的辐射损失从日冕亮点具有类似的拓扑结构，同样不足以占较大的结构，如短暂的区域的损失。与此同时，动力学是可比的拟议机制产生II型针状体。
2019-06-05 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
