Non-LTE line formation of Fe in late-type stars IV: Modelling of the solar centre-to-limb variation in 3D
我们对太阳光谱中铁谱线的形状和强度进行建模的能力是对太阳铁丰度准确性的关键测试，它设置了所有恒星金属丰度的绝对零度点。我们使用一个广泛的463级Fe原子与新的光电离截面FeI以及碰撞激发和电荷转移与中性氢的量子力学计算;后者有效地消除了一个自由参数，阻碍了所有以前的线形成研究Fe在非局部热力学平衡（NLTE）。这是第一次，我们使用现实的3D NLTE计算的铁定量比较太阳观测。我们面对我们的理论线剖面与意见采取不同的视角在整个太阳盘与瑞典1米太阳望远镜。我们发现，三维建模很好地再现了所观察到的中心到肢体的行为的谱线整体，但突出方面，可能需要进一步的工作，特别是横截面的非弹性碰撞与电子。我们推断的太阳铁丰度为log（eps（Fe））=7.48+-0.04。
2017-03-11 astro-ph.SR
Variations of magnetic bright point properties with longitude and latitude as observed by Hinode/SOT G-band data
小尺度磁场可以在高分辨率G波段滤波图中观测到，作为磁亮点（MBP）。我们研究了日出/太阳光学望远镜（SOT）的经度和纬度扫描的安静的太阳表面在G波段，以确定中心到肢体的MBP属性（大小和强度）的依赖性。我们发现，MBP的大小增加，他们的强度从太阳中心向肢体减少。可以使用对数正态函数拟合尺寸分布。该函数的平均值（参数μ）的自然对数遵循二阶多项式，广义标准差（参数σ）遵循四阶多项式或同样（在统计误差范围内）正弦函数。这些特征的亮度下降小于人们从正常太阳中心到边缘变化所预期的;也就是说，MBP的亮度与图像的平均强度的比率朝着边缘增加。中心到边缘的MBPs和安静的太阳场的强度的变化可以拟合的二阶多项式。导致MBP的亮度和大小从太阳中心到边缘增加的详细物理过程尚未被理解，必须在未来进行更详细的研究。
2012-12-06 astro-ph.SR
Convective characteristics of Fe I lines across the solar disc
本文利用空间分辨宁静太阳光谱分析1000余条Fe I谱线在日心到日缘的对流多普勒位移、线深、波长及形成温度关系，以约束太阳和恒星大气模型。
2023-10-24 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: III. Investigation of the centre-to-limb variation of the 630nm [OI]-NiI blend
太阳光球层的氧气丰度仍然是一个有争议的问题。大约10年来，一些测定结果支持低氧丰度，这与日震学推断的值不一致。在氧丰度指标中，630 nm处的禁止线通常被认为是最可靠的，即使它与NiI线混合。在本系列的论文I和论文II中，我们报道了在包括太阳在内的矮星中，由630 nm和636 nm处的从属[OI]线得出的氧丰度的差异。在这里，我们分析了几个，部分新的，太阳观测的光谱区域的中心到边缘的变化，包括在630 nm的混合，以分离的氧和镍的个人贡献。我们分析了在不同的肢体角度观察到的强度谱进行比较线形成计算的CO 5 BOLD三维流体动力学模拟的太阳大气。如果在我们的局部热力学平衡计算中假设通常采用的镍丰度为6.25，则从不同肢角的禁戒线获得的氧丰度是不一致的。在镍丰度略低的情况下，A（Ni）~6.1，我们获得一致的拟合，表明氧丰度为A（O）=8.73+/-0.05。在该值下，与辅助氧气管线的差异仍然存在。导出的氧丰度值支持太阳热层中氧丰度相当低的概念。然而，令人不安的是，在630和636 nm处的禁氧线给出了明显不同的结果，并且从630 nm混合物中获得的镍丰度低于其他镍线的预期。
2015-06-02 astro-ph.SR
A compilation of solar atlases (from Delbouille, Kurucz, Gandorfer, Stenflo) at disk centre and at limb from $λ$ 3000 Å to $λ$ 8800 Å
本文汇编了 $λ$ 3000 Å 至 $λ$ 8800 Å 的太阳图谱，结合 Moore 表识别谱线并标注等效 Lande 因子 g*，使用了日面中心及边缘的多条光谱数据。
2024-04-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic topology of the north solar pole
我们研究了当这些地区改变极性时，活动最大值附近的极性磁性，预计其磁性受全球磁场的影响较小。为了充分地估计磁场矢量，我们使用了15648.5和15652.8 FeI线的深全斯托克斯偏振观测。我们观察了北极以及盘中心的安静区，以比较它们的场分布。为了校准投影效应，我们在东翼观察到一个额外的安静区域。我们发现，两个肢体数据集共享相似的磁场矢量分布。这意味着接近极大值时，两极看起来像典型的边缘，安静的太阳区域。然而，四肢处的磁场分布与盘中心处推断的分布不同。在四肢，我们推断一个新的人口磁场相对较强的强度（$\sim$ 600- $\sim$ 800 G），倾斜30度的视线，并与太阳盘径向方向的方位角对齐。我们认为，这个新的人口在四肢是由于观察到的未解决的磁环接近肢体。这些环具有在盘中心测量的典型颗粒尺寸。在四肢，空间分辨率降低，我们观察到他们的空间未解决的，这解释了新的人口的磁场推断。这是第一个（间接的）证据表明在圆盘中心之外存在小规模的磁环，这意味着这些小规模的结构在整个太阳表面无处不在。这一结果不仅对光球层的能量学，而且对外层的能量学都有深远的影响，因为据报道这些环可以到达色球层和低日冕。
2018-04-24 astro-ph.SR
3D NLTE modelling of Y and Eu. Centre-to-limb variation and solar abundances
该研究构建并更新Y与Eu的3D NLTE模型，结合IAG高分辨率太阳光谱测定其太阳丰度，并证明3D NLTE可消除传统建模的系统偏差。
2024-01-24 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
Modelling the Rossiter-McLaughlin Effect: Impact of the Convective Centre-to-Limb Variations in the Stellar Photosphere
罗斯特-麦克劳克林效应的观测提供了恒星-行星排列的信息，可以为行星迁移和演化理论提供信息。在这里，我们超越了经典的RM建模和探索的对流蓝移的影响，不同的恒星盘和非高斯恒星光球配置文件。我们模拟了一个对齐的热木星的4 d轨道约太阳类恒星和注入中心到肢体的速度（和轮廓形状）的变化的基础上辐射的3D磁流体动力学模拟太阳表面对流。我们的模型和经典RM模型之间的残差依赖于固有的轮廓宽度和v sin i;残差的幅度随着v sin i的增加而增加，并且随着固有轮廓宽度的减小而增加。对于缓慢旋转的恒星，中心到边缘的对流变化占主导地位的残差（振幅为10 s cm/s到~1 m/s）;然而，对于快速旋转的恒星，主要的残差特征是由于非高斯的内在轮廓（振幅为0.5-9 m/s）。当影响因子为0时，忽略对流中心到边缘的变化导致了约10-20度的不确定性，即使真实的v sin i是已知的。此外，忽略对非对称内禀轮廓进行适当建模，对旋转速度更快的恒星（例如v sin i = 6 km/s）有更大的影响，并在测量的双折射率中造成约20度的系统误差。因此，忽略恒星表面对流的影响可能会使恒星-行星排列测量产生偏差，从而也会使行星迁移和演化理论产生偏差。
2016-01-09 astro-ph.EP 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
The centre-to-limb variations of solar Fraunhofer lines imprinted upon lunar eclipse spectra - Implications for exoplanet transit observations
系外行星的大气层通常通过观察行星在其母星前面经过的凌日来研究。凌日期间恒星盘部分的遮蔽将揭示其表面结构的各个方面，这些结构是由一般的中心到边缘变化（CLV）造成的。当形成进入和离开凌日的恒星光之间的比率时，这些就变得明显了。这些现象在半影月食的过程中可以特别清楚地看到，在月食过程中，地球穿过太阳盘并掩盖了太阳盘的不同区域。在推断行星大气的性质时，必须适当地考虑这种源自恒星的效应。利用安装在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上的ESPaDOnS光谱仪从2014年4月15日月食观测到的数据，我们首次获得了半影光谱的时间序列。这些半影光谱使我们能够研究太阳夫琅和费线的中心到边缘的变化时，地球过境太阳。在以往月食观测中发现的Na i和Ca ii吸收特征是CLV特征，它们支配着相应的谱线轮廓，掩盖了可能的行星信号。通过凌日光谱检测系外行星的大气物种必须考虑CLV效应。
2015-01-10 astro-ph.EP 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
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: I. interpretation of interferometric observations
上下文有人认为红超巨星（RSG）中的对流会产生大尺度的颗粒，导致可观察到的表面不均匀性。这种对流也非常强烈，被怀疑是RSG质量损失的原因之一。因此，必须详细地理解它。虽然有证据表明RSG光球中存在不对称性，但对颗粒化的详细研究还很缺乏。干涉观测为解决这个问题提供了一个令人兴奋的可能性，但它们仍然经常使用平滑对称的边缘变暗强度分布或非常简单的斑点特设模型来解释。目标。我们探索的颗粒化的影响，能见度曲线和关闭阶段使用辐射转移代码OPTIM3D。我们同时评估如何在RSG与CO5BOLD对流的三维模拟可以测试对这些观测。方法.我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟对流计算强度图在不同的波长和时间，从中我们得到干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们随时间、位置角和波长的行为，并将它们与RSG alpha Ori结果的观测结果进行了比较。我们提供了平均边缘暗化系数的RSG。我们详细介绍了RSG颗粒（对比度，大小）的检测和表征的前景。我们证明，我们的RHD模拟提供了一个很好的适合现有的干涉观测的阿尔法奥利，相反，肢体变暗的磁盘。这证实了参宿四表面存在大型对流单体。
2009-07-10 astro-ph.SR
Solar limb faculae: intensity contrast from two vantage points
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
利用双视角观测，研究日日冕边缘黑子的亮度对比，发现其对比度高于单一视角观测。
2025-11-06 astro-ph.SR
Transit polarimetry of exoplanetary system HD189733
我们提出并讨论了一个偏振效应所造成的行星过境恒星盘，从而打破了对称性的光分布，并导致线偏振的偏食恒星。对于凌日行星的这种效应的估计只是最近才做出的。特别是，我们证明了凌日期间的最大偏振强烈依赖于主恒星的线偏振的中心到肢体的变化。然而，临边偏振的观测和理论研究主要集中在太阳上。在这里，我们解决了偏振光的辐射转移问题，并计算了中心到边缘的偏振最亮的过境行星主机HD 189733考虑到各种不透明度。利用该模型，我们模拟了HD189733的凌日效应，并估计了该事件期间的通量和线偏振的变化。由于星盘上的斑点也破坏了边缘偏振对称性，我们模拟了由于星盘上的斑点引起的通量和偏振变化。
2014-08-21 astro-ph.SR
Optimal parameter space for detecting stellar differential rotation and centre-to-limb convective variations
本文的目的是研究最佳的参数空间使用重新加载Rossiter-McLaughlin技术检测差异旋转（DR）和中心到边缘的对流变化。我们模拟了一个恒星-行星系统，有和没有对流效应，以映射参数空间的最佳区域，用于检索注入的差异旋转。我们的模拟探索了所有可能的范围内的投影椭圆度（自旋轨道角），恒星倾角，和碰撞参量，以及仪器配置，恒星等，和曝光时间的差异。我们发现，DR是更容易检索在低碰撞参量，对应的系统配置中，过境行星穿越最大数量的恒星纬度。检测的主要热点（即DR可检测性高的区域）平均为$i_*<90^{\rm{o}}$的$120^{\rm{o}}<|λ|<180^{\rm{o}}$和$i_*>90^{\rm{o}}$的$|λ|<60^{\rm{o}}$，并且它们倾向于随着碰撞参量的增加而缩小。此外，与亮度的关键影响相反，我们发现曝光时间对检测DR的难度的影响可以忽略不计，因为在较长曝光时间下信噪比（S/N）的增加被降级的采样率抵消。我们确定，与HARPS的$V = 10$相比，仪器配置和灵敏度的ESPRESSO样设置可以检索高达$V = 12$的DR。我们没有得出明确的结论，肢体依赖的对流效应和可能的混淆与DR;然而，初步结果表明，在某些情况下，虽然似乎一种效果可能被误认为是其他的，拟合的准确性（特别是$α$）不支持额外的审查。
2022-03-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
ExoTiC-LD: thirty seconds to stellar limb-darkening coefficients
本文介绍ExoTiC-LD工具，可在三十秒内快速计算恒星临边昏暗系数，支持多种函数形式，用于系外行星探测与表征。
2024-08-19 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Average radial structures of gas convection in the solar granulation
在太阳光球层中观察到的气体对流是颗粒化，即，具有高度时间依赖性的细胞模式，由许多称为颗粒的明亮细胞和称为粒间通道的黑暗环绕通道组成。人们已经做了许多努力来表征颗粒化，它可以被用作各种类型的动力学现象的能源。虽然颗粒间通道中的水平气体流动动力学可能起着至关重要的作用，但人们对它们的了解却很少。这是因为多普勒信号只能在太阳边缘处获得，在那里，信号由于透视缩短效应而严重退化。为了减少这种退化，我们使用Hinode的光谱数据，这是免费的，从一个看到引起的图像退化，并提高其图像质量，通过校正仪器中的杂散光。数据集连续覆盖从太阳盘到边缘，提供针对肉芽的多方向视线（LOS）诊断。所获得的穿过盘的LOS流场变化表明水平流速为1.8-2.4 km/s。我们还推导出水平流速的空间分布，这是1.6公里/秒的颗粒和1.8公里/秒的粒间车道，其中最大速度是粒间车道内。这一结果新提出了以下顺序的水平流动：一个热上升的气体包裹强烈加速从颗粒中心，甚至超出了过渡从颗粒到粒间通道，导致在最快的速度内的粒间通道，和气体也可能经历减速在粒间通道。
2020-01-10 astro-ph.SR
Effects of Asymmetric Flows in Solar Convection on Oscillation Modes
许多日震测量都存在很大的系统误差。一个特别令人沮丧的是，时间-距离测量受到大的中心到边缘效应的影响，这看起来非常类似于有限的光旅行时间，除了幅度取决于所使用的可观测值，并且可以具有相反的符号Zhao et al.（2012）。这使得确定太阳对流区中的深纬向流的尝试受挫，Zhao等人（2012）应用了一种没有物理基础的特别校正来校正数据。在这封信中，我们提出，这种效果的一部分可以解释的高度不对称性质的太阳能颗粒，结果出现在什么样的振荡模式作为一个净径向流，从而赋予相移的模式作为一个函数的观察高度，从而日心角。
2012-10-04 astro-ph.SR
The effect of the stellar absorption line centre-to-limb variation on exoplanet transmission spectrum observations
凌日光谱学是最常用的外行星大气表征技术之一。这项技术已被用来检测电离和中性物种在系外行星大气中，通过比较观察到的恒星线和过境。恒星线的中心-边缘变化（CLV）是透射光谱学的一个重要效应，因为当行星通过恒星盘的不同部分时，它会导致恒星线深度的变化。我们重新分析了HD 189733 b的HARPS摄谱仪凌日数据，研究了凌日过程中的CLV效应。由此获得的Na i D线的透射光曲线显示出CLV效应的清晰印记。我们使用一维非LTE恒星光谱模型来模拟CLV效应。应用校正后，HD 189733 b大气中Na i吸收的测量变得更好。我们比较了HD 189733 b和HD 209458 b的CLV效应。这两个基准行星系的CLV效应是不同的，这归因于它们不同的恒星有效温度和凌日碰撞参量。然后，我们探讨了一般CLV的影响，发生在系外行星过境。通常，有效温度较低的恒星会表现出较强的CLV效应，并且其CLV特征在相对较宽的波长范围内延伸。凌日碰撞参量（b）描述了恒星盘上的凌日轨迹，从而决定了CLV效应的实际表现。我们引入了一个b图，它描述了作为不同碰撞参量的函数的CLV效应的行为。随着观测精度的提高，对CLV效应的仔细建模和校正对于利用凌日光谱进行系外行星大气特征描述是必要的。
2017-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of granulation on the visibility of solar oscillations
上下文太阳振荡与近地面对流的相互作用知之甚少。这些相互作用可能是日震学和星震学中几个问题的原因，包括所谓的表面效应和明显非物理的旅行时间变化作为中心到边缘距离的函数。因此，显然需要进一步的理论理解和观测测试。目的。其目的是确定所观察到的模式是如何受到对流的影响。方法.我使用HMI速度和强度图像来构建k- $ω$图，显示振荡幅度和相位如何取决于局部造粒强度。结果观察到的振荡特性与局部对流状态有明显且显着的依赖关系。
2015-07-31 astro-ph.SR
Is there NaI in the atmosphere of HD 209458b? Effect of the centre-to-limb variation and Rossiter-McLaughlin effect in transmission spectroscopy studies
HD 209458 b是第一颗发现凌日的行星，也是第一颗发现大气层的行星。随着时间的推移，它已成为最常被研究的行星之一，使用低分辨率和高分辨率光谱学进行了大量的大气研究。在这里，我们提出了过境光谱观测HD 209458 b使用HARPS-N和CARMENES摄谱仪。我们通过结合两种仪器的径向速度数据（共9次凌日）来拟合Rossiter-McLaughlin效应，测量投影的自旋轨道角为$-1.6\pm0.3~{\rm deg}$。我们还提出了高分辨率透射光谱分析周围的碘化钠区域在$590~{\rm nm}$，共使用五个过境观测。在以往的研究中，大气碘化钠吸收检测，我们发现，对于所有的夜晚，无论是单独或组合，透射光谱可以解释的组合的中心到肢体的变化和罗斯特-麦克劳克林效应。这也可以在时间演化图和透射光变曲线中观察到，但是在较低的信噪比下。其他强线，如H $α$，CaII IRT，MgI三重态区域，和KI D1的分析，也是一致的模拟效果，不考虑任何贡献的系外行星大气。因此，透射光谱显示HD 209458 b中没有可检测到的NaI吸收。我们讨论了如何以前的开拓性研究，这个基准对象可能忽略了这些影响。虽然对于某些恒星-行星系统，这些影响很小，但对于其他行星大气，文献中报告的结果可能需要修订。
2020-02-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Limb and gravity-darkening coefficients for the TESS satellite at several metallicities, surface gravities, and microturbulent velocities
我们提出了新的重力和边缘暗化系数的有效温度，重力，金属丰度，和微湍流速度的范围很广。这些系数可以用于恒星物理学的许多不同领域，如食双星和行星凌日的合成光变曲线，恒星直径，旋转恒星的线轮廓等。临边暗化系数是专门为TESS空间飞行任务的测光系统计算的，并采用最小二乘法进行计算。此外，采用通量守恒方法，还可以得到线性和双参数系数。另一方面，考虑到潮汐和旋转扭曲的影响，我们计算的通带重力暗化系数$y(λ)$使用一个一般的微分方程，其中我们认为对流和偏导数$\left(\partial{\ln I(λ)}/{\partial{\ln g}}\right)_{T_{\rm eff}}$的影响。我们采用两种恒星大气模型：ATLAS（平面平行）和PHOENIX（球形，准球形，和$r$ -方法）来产生边缘暗化系数。使用五种方法拟合比强度分布：线性、二次、平方根、对数和具有四个项的更一般的方法。这些网格覆盖了19个金属丰度，从10 $^{-5}$到10 $^{+1}$太阳丰度，0 $\leq$ log g $\leq$ 6.0和1500 K $\leq$ T $_{\rm eff}$ $\leq$ 50000 K。计算了所有平面平行ATLAS模型的重力暗化系数。
2018-04-26 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
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
The 3D geometry of active region upflows deduced from their limb-to-limb evolution
我们分析了AR 10978边缘的日冕等离子体上升流的演变，AR 10978具有最好的边缘到边缘的数据覆盖范围，使用Hinode的EUV成像光谱仪（EIS）。我们发现，所观察到的演变在很大程度上是由于太阳自转逐渐改变了近静止流的观点。从系统的变化，在上升流区域作为一个函数，从光盘中心的距离，我们推导出它们的三维几何性质的倾斜度和角展在三个日冕线（SiVII，FeXII，FeXV）。在协议与磁外推，我们发现，流是薄的，扇形结构植根于准分界线层（QSL）。风扇远离AR中心倾斜。在这三条谱线中的最高等离子体速度具有相似的大小，并且它们的高度随着温度的增加而增加。SiVII、FeXII和FeXV谱线中上升流区域的空间位置和范围不同，这是由于（i）温度分层和（ii）具有显著不同背景的光谱剖面的视线积分。我们的结论是，我们在不同的温度下采样相同的流量。此外，我们发现，在光盘通道的线宽的演变是兼容的流动中的速度范围很广。考虑到一切，我们的研究结果是兼容的AR上升流起源于沿超压AR环路和相邻的欠压环路之间的QSL重连。在分层大气中，压力梯度驱动气流沿磁场线流动。我们建议，在任何给定的时间，我们观察到连续重连所产生的流的叠加，导致广泛的速度分布。
2012-11-26 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.space-ph
Effect of surface magnetic fields on limb darkening in main-sequence stars
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Graz（格拉茨大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Imperial College London（帝国理工学院）
研究表面磁场对不同基本参数主序星临边昏暗的影响，发现磁场效应在较热、富金属恒星中显著，在M矮星中可忽略，并提供了不同磁化水平的中心-临边光谱数据库。
2026-06-23 astro-ph.SR
The Hot Neptune WASP-166~b with ESPRESSO I: Refining the Planetary Architecture and Stellar Variability
本文介绍了ESTERO对超海王星WASP-166~b的高分辨率光谱凌日观测。除了光谱ESTO数据，我们分析光度数据从{ \sl TESS}的六个WASP-166~b的过渡，同时NGTS观测的ESTO运行。这些观测结果被用来拟合行星参数，以及评估ESTERO观测期间存在的恒星活动水平（例如斑点交叉，耀斑）。我们利用的RRM技术空间解决恒星表面，表征中心到肢体对流引起的变化，并完善恒星行星的相似性。我们发现WASP-166~b的预测结晶度为$λ= -15.52^{+2.85}_{-2.76}$ $^{\circ}$和$v\sin(i) = 4.97 \pm 0.09$ ~kms $^{-1}$，这与文献结果一致。我们第一次能够观测到恒星表面几公里$^{-1}$量级的颗粒化导致的中心到边缘的对流变化。我们模拟的中心到肢体的对流变化，使用线性，二次和立方模型与立方是首选。此外，通过同时模拟差异旋转和中心到边缘的对流变化，我们能够检索潜在的反太阳差异旋转剪切（$α\sim$-0. 5）和恒星倾角（$i_*$，如果恒星指向或远离我们，则为42. 03 $^{+9.13}_{-9.60}$ $^{\circ}$或133. 64 $^{+8.42}_{-7.98}$ $^{\circ}$）。最后，我们研究了互相关函数的形状如何随着翼角的变化而变化，并将我们的结果与磁流体动力学模拟进行了比较。
2022-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring the surface of HD 189733 via Doppler shadow analysis of planetary transits
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（葡萄牙波尔图大学空间与天体物理研究所）；Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto（葡萄牙波尔图大学理学院物理与天文系）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）
研究利用ESPRESSO光谱仪分析HD 189733表面的中心到边缘变化，通过多普勒阴影技术区分恒星和行星贡献，揭示恒星大气层特征。
2026-03-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
High polarization lines of the second solar spectrum of the Solar limb
本文发布了利用THEMIS望远镜获取的太阳临边第二太阳光谱高分辨率全斯托克斯偏振数据集，涵盖CaI、SrI、BaII等强偏振谱线，其中CaI 4227 Å偏振率达7%，并以FITS格式公开。
2025-05-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Decoding the Radial Velocity Signatures of Solar Faculae with 3D MHD Simulations
University of Graz（格拉茨大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高级研究理事会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Flinders University（弗林德斯大学）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP), University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
本文通过3D磁流体动力学模拟研究太阳日冕对径向速度信号的影响，发现日冕位置对径向速度信号有显著影响，并揭示了不同谱线测量中日冕信号的依赖性。
2026-05-21 astro-ph.SR
Characterising solar surface convection using Doppler measurements
太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）记录了表面对流的视线多普勒图像。这些图像被用来获得多尺度对流谱。我们设计了一个流水线来处理原始图像，以去除大规模的特征，如差分旋转，双腔循环，肢体移位和成像伪影。分层等面积像素化方案（HEALPix）用于对清洁图像执行球谐变换。由于我们只能获得太阳表面一半的视线速度，我们定义了一个“混合矩阵”，将观测到的光谱和真实光谱联系起来。这使得通过混合矩阵的反演在一个单一的步骤中的极向和环形流谱的推断。通过对几个流型的反演，我们发现极向流的恢复是最可靠的。我们还发现，极向谱是定性一致的推论，从局部相关跟踪（LCT）的颗粒。垂直运动中的功率分数随波数的增加而增加，对于$\ell = 1500$，功率分数在8%的水平。与地震结果和LCT相反，流动几乎没有时间-频率依赖性。极向流功率在$\ell - |m| \approx 150-250$范围内达到峰值，这可能暗示对流的纬度偏好。
2021-05-25 astro-ph.SR
Intensity contrast of solar network and faculae close to the solar limb, observed from two vantage points
本研究利用SO/PHI和SDO/HMI双视角观测，克服临边磁场信号退化，更准确地确定了太阳临边附近谱斑的亮度对比度及其对磁通量密度的依赖关系。
2023-09-04 astro-ph.SR
What causes the large extensions of red-supergiant atmospheres? Comparisons of interferometric observations with 1-D hydrostatic, 3-D convection, and 1-D pulsating model atmospheres
给出了三颗红超巨星的大气结构和基本参数，增加了近红外光谱干涉法观测到的RSG样本。此外，我们测试可能的机制，可以解释大型观察到的大气扩展的RSG。我们用VLTI/AMBER仪器在近红外K波段对3个RSG进行了中等光谱分辨率的光谱干涉观测。为了理解扩展的大气，我们将我们的观测结果与现有的流体静力学PHOENIX，现有的3-D对流和新的1-D自激脉动模型的RSG的预测进行了比较。我们的近红外通量谱很好地再现了PHOENIX模式大气。连续可见度值与PHOENIX模型预测的边缘变暗盘一致，使我们能够确定我们源的角直径和基本参数。尽管如此，在V602 Car和HD 95686的情况下，PHOENIX模型vibrium不能预测观察到的分子层的大扩展，最明显的是在CO带。同样，三维对流模式和一维脉动模式与RSG的典型参数导致紧凑的大气结构，以及类似的结构的静力PHOENIX模式。它们也不能解释所观察到的vitamins的减少，从而大的大气分子扩展。我们的RSG的完整样本表明，随着光度的增加和表面重力的降低，观测到的大气扩展增加，与有效温度或变率幅度没有相关性，这支持多普勒频移分子线上的辐射加速的情况。
2015-01-07 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
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
Solar coronal loop dynamics near the null point above active region NOAA 2666
我们分析了2017年7月18日太阳西翼上方日冕中鞍状结构的观测结果。结构清晰地被日冕环所勾勒，典型的日冕温度不超过1 MK。环的动力学表现出收敛的鞍在垂直方向上的中心和水平方向上的发散。该事件是平滑日冕磁场重联的一个明显例子。在重连区域或磁连接区域未观察到发热现象。位磁场计算使用7月14日拍摄的SDO/HMI磁图作为边界条件，显示在光球上方122英寸高度处存在一个零点，该零点位于鞍形结构的中心。磁场线的形状符合NOAA 2666上方的扇形脊磁结构。
2018-05-22 astro-ph.SR
Properties of the CO and H$_2$O MOLsphere of the red supergiant Betelgeuse from VLTI/AMBER observations
上下文参宿四是最近的红超巨星（RSG）;因此，它非常适合研究其大气层中导致星际介质化学富集的复杂过程。目的。我们打算研究围绕恒星的紧密分子层（也称为MOL层）的形状和组成。这项分析是一个更广泛的计划的一部分，该计划旨在了解参宿四的拱星包络的动力学。方法. 2011年1月和2月，利用甚大望远镜干涉仪（VLTI）的天文多波束组合仪（AMBER）在H和K波段观测了参宿四。使用中等光谱分辨率的仪器（R $\sim$ 1500），我们能够研究一氧化碳带头和水蒸气带。我们使用了两种不同的方法来分析我们的数据：一个模型适合于连续谱线和吸收谱线，然后适合于辐射流体动力学（RHD）模拟。结果利用连续谱数据，我们导出了均匀盘直径$41.01 \pm 0.41$ ~mas，幂律型边缘暗化盘直径$42.28 \pm 0.43$ ~mas和边缘暗化指数$0.155 \pm 0.009$。在吸收线内，使用单层模型，我们得到了MOL球的参数。使用RHD模拟，我们揭示了对流模式的vitrium。结论.我们导出了K波段连续谱中参宿四角直径的一个新值。我们在吸收线中的观察被一个在1.2恒星半径处的分子层很好地再现，该分子层包含CO和H $_2$ O。在RHD模拟中，较高空间频率下的vibrations与对流模式相匹配。
2014-10-02 astro-ph.SR
A new view on exoplanet transits: Transit of Venus described using three-dimensional solar atmosphere Stagger-grid simulations
恒星活动，特别是对流相关的表面结构，可能会导致波动，影响凌日光变曲线。地面对流模拟可以帮助解释ToV。我们使用现实的三维辐射流体动力学模拟的太阳交错网格和合成图像计算的辐射转移代码Optim3D提供预测的金星凌日在2004年观察到的卫星ACRIMSAT。我们计算了太阳的RHD模拟的强度图，并产生了合成的恒星盘图像。我们计算了光变曲线，并将其与ACRIMSAT观测结果进行了比较，还与使用具有不同边缘变暗规律的径向剖面进行太阳表面表示所获得的光变曲线进行了比较。我们还采用了相同的球形瓦片成像方法的观测中心到肢体太阳颗粒与HINODE。我们设法解释ACRIMSAT观测2004年ToV，并表明，颗粒图案的原因在过境光曲线的波动。我们评估了颗粒对ToV的贡献。我们发现，颗粒模式可以部分解释模型和数据之间观察到的差异。这证实了在3D RHD Sun中模拟的边缘变暗和颗粒图案很好地代表了HINODE的成像。最后，我们发现在ToV期间金星的光环贡献不如太阳光球强烈，因此可以忽略不计。能够一致地解释2004年ToV的数据是3D RHD模拟的一个新的进步，对于系外行星的探测和表征至关重要。他们表明，由于恒星的变异性，颗粒必须被认为是一种内在的不确定性，对系外行星凌日的精确测量，最有可能是小直径的行星。
2015-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Intensity contrast from MHD simulations and from HINODE observations
被小尺度磁性元素覆盖的太阳表面积的变化被认为会引起太阳光谱辐照度的长期变化，这对于确定对地球气候的影响很重要。为了研究小尺度磁性元素对总辐照度和光谱辐照度的影响，我们从太阳大气的3-D MHD模拟中得出它们的对比。这种计算是必要的，因为小尺度通量管对比度的测量被限制在几个波长，并遭受散射光和仪器散焦，即使是空间观测。为了测试对比度的计算，我们比较均方根对比度与安装在太阳光学望远镜（SOT）板上的日之出卫星上的宽带滤波成像仪，并分析中心到肢体的变化（CLV）的模拟。三维MHD模拟包括对流和磁通量管之间的相互作用。他们已经运行了非灰色辐射转移使用MURaM代码。模拟的平均垂直磁场为0 G、50 G和200 G。出现的强度计算与光谱合成代码ATLAS 9和卷积的理论点扩散函数占观测的光学系统的属性。我们发现合理的协议模拟和观察到的强度分布在可见连续带。CN和G波段的一致性较差。模拟的分析表现出一个潜在的更现实的中心到肢体的行为比1-D模型大气的基础上计算。我们的结论是，从3-D MHD模拟开始，代表了一个强大的方法来获得强度对比度的宽波长覆盖范围和不同的位置上的太阳盘。这也为将来计算光斑和网络对比度作为磁通量的函数铺平了道路。
2010-11-28 astro-ph.SR
Combined analysis of stellar and planetary absorption lines via global forward-transit simulations
本文利用 EVE 全局凌星正向模拟表征 POLDs，分析恒星自转与中心到边缘变化，并重新解释 HD209458b 和 MASCARA-1b 的 ESPRESSO 钠信号。
2023-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar fine-scale structures. I. Spicules and other small-scale, jet-like events at the chromospheric level: observations and physical parameters
在过去20年中，从许多航天器上的优秀望远镜进行的不间断的高分辨率太阳观测，再加上从先进的地面望远镜进行的观测，开辟了一个新的世界，产生了比以往更加完整的关于太阳大气层物理条件的信息。太阳低层大气中的能量是由次表层对流产生的，而日冕与低层大气之间的界面构成了色球层，色球层主要由喷流状的动态结构所控制，在安静区域被称为斑点，在活跃区域被称为原纤维，在太阳边缘被称为针状物。最近，Hinode的空间观测表明应该存在两种不同类型的针状体，称为I型和II型，它们具有不同的性质。Ca II H和K滤波图的地面观测揭示了在靠近边缘的观测中存在长而薄的发射特征，称为吸管，以及一类被称为快速蓝移偏移的短命事件，其特征是仅出现在Ca II红外线的蓝翼中的大多普勒频移。有人认为，理解太阳等离子体如何被加速和加热的关键可能会在这些类似喷流的动态事件的研究中找到。然而，尽管这些结构在可见光区以及紫外和极紫外发射线和连续谱中被观察和研究了130多年，但仍有许多问题需要回答。在这篇评论中，我们提出的意见和物理性质的小规模的喷色球活动和安静的地区，在磁盘上，并在肢体观察到，并讨论它们之间的相互关系。
2012-07-17 astro-ph.SR
CHARA Near-Infrared Imaging of the Yellow Hypergiant Star $ρ$ Cassiopeiae: Convection Cells and Circumstellar Envelope
本文利用CHARA阵列近红外干涉观测黄特超巨星仙后座ρ星，通过图像重建发现其表面存在巨型对流元并探测到延展星周包层，为理解大质量恒星质量抛射机制提供了新证据。
2024-08-07 astro-ph.SR
The EUV spectrum of the Sun: SOHO CDS NIS radiances during solar cycle 23
首次提出并讨论了太阳过渡区和日冕在一个太阳活动周期内的极紫外辐射。这些测量是在1996年至2010年期间使用SOHO/日冕诊断光谱仪（CDS）获得的。我们发现，边缘增亮显着影响任何表征的太阳辐射。我们提出的肢体增亮功能的主线，并发现它不会改变可测量的周期。我们证实了先前的研究结果，即辐射直方图的冷却线有一个很好的定义，对数正态安静的太阳组件，虽然我们的结果不同于以前的。最低辐射率对数正态分布的宽度沿周期是恒定的。无论是分析的中心到边缘的变化和辐射率的统计分布指向一个恒定的QS发射沿太阳活动周期23。在1 MK以上形成的谱线会受到活跃区域的显著影响，事实上，在最大活动期间，没有“安静的太阳”区域可以被定义。在低于1.5 MK下形成的线中的大部分辐照度变化是由于发射区域的变化。对于较热的线，发射面积饱和到几乎100%的全太阳盘在最大的活动，而同时由于活动区域的排放增加了一个数量级以上。我们发现，活跃地区周围的结构，有时被称为黑暗的晕或黑暗的檐篷，是常见的，并讨论他们的相似性和差异与冕洞。特别是，我们展示了它们是如何在TR线中清晰可见的，与冕洞相反。
2014-01-29 astro-ph.SR
A comparison between solar plage and network properties
我们比较了高空间分辨率下太阳网络和活动区斑中的kG磁结构的性质。我们的分析使用了六个SP扫描的太阳盘中心日出SOT和倒置的光球6302的光谱线对使用二维SPINOR代码。网区和谱区的光球磁场浓度平均为1.5 kG，倾角为10-20度，内部下降流小于400 m/s，外部下降流为2-3 km/s。在圆盘中心，网络中磁场浓度的连续强度平均比平均安静的太阳亮10%，而它们的谱斑则暗3%。更详细的分析显示，网络中所有大小的单个kG斑块的平均场强都高出150 G，连续对比度高出5%，周围的下行流比滩中类似大小的斑块快800 m/s。周围下降流的速度也与斑块面积相关，含有孔隙的斑块可以在单个像素中产生超过11 km/s的超音速流。此外，与网络相比，kG斑块的磁冠层在plage中的水平度平均高9度。网络和谱斑之间的大部分差异是由于它们不同的斑块大小分布，但相似大小的斑块之间的内在差异可能是由于对流光球对流的修改与增加量的磁通量。
2019-08-20 astro-ph.SR
A novel investigation of the small-scale magnetic activity of the quiet Sun via the Hanle effect in the Sr I 4607 Å line
恒星物理学的关键研究问题之一是破译宁静太阳大气的小尺度磁活动。最近的磁对流模拟，占小规模发电机的行动提供了三维（3D）模型的太阳光球的特点是高度的小规模的磁活动，类似于通过理论解释发现的散射偏振观察到的Sr I 4607线。在这里，我们提出了一个新的调查结果的Hanle效应在这条共振线，基于三维辐射转移计算的高分辨率磁对流模型具有大部分的对流区磁化接近均分和表面平均场强${\langle B \rangle}{\approx}170$ G。由模型的磁场产生的Hanle效应显著地使零场散射极化信号去极化，以至于计算出的空间平均极化振幅的中心到边缘变化与观测结果相容。计算的散射偏振信号的水平波动的标准偏差是非常敏感的模型的磁场，我们发现，预测的空间变化是足够大的，以便能够检测到它们，特别是与下一代的太阳望远镜。我们发现，在所有的磁盘上的位置的理论散射偏振信号是反相关的连续强度。为了促进达到新的观测突破，我们展示了如何在恶化的信噪比和模拟观测的光谱和空间分辨率时，修改理论预测的偏振信号和空间变化。
2018-06-19 astro-ph.SR
Analysis of spatially deconvolved polar faculae
极斑是太阳临边观测中可以探测到的明亮特征，它们与磁场浓度有关。虽然有大量的工作研究它们，一些问题的性质，如它们在不同高度的磁性仍然是开放的。因此，我们的目标是提高太阳极地光斑的理解。在这个意义上，我们推断的温度，气体压力，视线速度和磁场矢量的极光斑区域的垂直分层。我们进行了反演的Stokes轮廓观察Hinode/SP后，消除杂散光污染所产生的空间点扩散函数的望远镜。此外，在解决方位模糊后，我们将磁场矢量转换到当地的太阳坐标。结果表明，极斑是由热等离子体组成的，具有低的视线速度和千高斯范围内的单极磁场，几乎垂直于太阳表面。我们还发现，这些磁场的空间位置是轻微移动相对于对光盘中心的连续观测。我们认为这是由于热壁效应，允许检测来自更靠近太阳边缘的更深层的光子。
2016-05-02 astro-ph.SR
Simulations of the solar near-surface layers with the CO5BOLD, MURaM, and Stagger codes
太阳和恒星表面对流的辐射流体动力学模拟已成为探索晚型恒星的包层和大气结构和气体动力学以及提高我们对恒星光谱形成的理解的重要工具。我们定量地比较了三个数值代码CO5BOLD，MURaM和STAGGER和不同的模拟设置产生的太阳表面附近的对流的三维辐射流体动力学模拟结果，以研究相似性的水平，并交叉验证模拟。对于所有三个模拟，我们考虑了各种量（温度，压力，流速等）的平均分层。在恒定几何或光学深度的表面上，以及它们的时间和空间波动。我们还比较了观测，如空间分辨图案的新兴的强度和垂直速度在太阳光学表面，以及中心到肢体的变化，在各种波长的连续强度。的深度剖面的物理量和对流速度以及它们的空间波动相当一致。轻微的偏差可以理解为在框大小，空间分辨率和在模拟之间的非灰色辐射转移的治疗方面的差异。结果给出了全面的辐射流体动力学模拟结果的可靠性的信心。
2012-01-05 astro-ph.SR
Thermodynamic fluctuations in solar photospheric three-dimensional convection simulations and observations
太阳对流的数值3D辐射（M）HD模拟用于了解太阳光球的物理特性。为了验证这种方法，重要的是要检查，没有过度的热力学波动出现的结果，部分不完全处理的辐射转移。我们调查的现实主义的三维对流模拟进行了与交错代码。我们比较了几个谱线在太阳盘中心的观测与模拟合成的光谱的特性。我们退化的合成光谱的空间分辨率的观察使用连续强度分布。我们通过比较图谱光谱和平均观测光谱来估计必要的光谱退化。除了直接导出一组线参数外，我们还使用SIR码来反转谱。观测数据中的大部分线参数与退化模拟谱匹配良好。反演预测在全空间分辨率下模拟的宏观湍流速度低于10 m/s，而在空间分辨率为0.3”时，反演结果约< 1000 m/s。退化模拟反演中的温度波动不超过观测数据的温度波动（-2<log tau<-0.5时为100-200 K rms）。空间平均剖面中的线参数与空间分辨剖面中的线参数的平均值的比较表明，在0.13”和0.3”之间的空间尺度下，（平均）线特性发生了显著变化。高达0.3”的空间分辨率，我们没有发现在3D HD模拟中存在过度热力学波动的迹象。为了明确证实没有空间退化的模拟包含完全真实的热力学波动，需要更好的空间分辨率的观测。
2013-09-28 astro-ph.SR
WASP-131 b with ESPRESSO I: A bloated sub-Saturn on a polar orbit around a differentially rotating solar-type star
利用 ESPRESSO 高分辨率凌星数据，结合多种光度观测，首次确定 WASP-131 b 处于极轨道（三维倾角约124°），并测量了恒星差旋与赤道速度，探讨了系统形成演化机制。
2023-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hybrid C-O-Ne white dwarfs as progenitors of type Ia supernovae: dependence on Urca process and mixing assumptions
当碳在超AGB星的CO核心偏离中心被点燃时，它在对流壳层中的燃烧倾向于传播到中心。C火焰实际上是否能够到达中心取决于C对流壳层下额外混合的效率。而温盐混合是太低效的干扰C-火焰传播，对流边界混合可以防止C燃烧到达中心。结果，在恒星失去其外壳后，形成了一颗C-O-Ne白矮星（WD）。这种“混合”WD具有被厚ONe区包围的小CO核。在我们的一维恒星演化计算中，混合WD被允许吸积富C物质，就像它在一个近距离双星系统中一样，并以足够高的速率从它的伴星吸积富H物质，以这种速率，吸积的H将在静止条件下被处理成He，假设He可以转化成C。当质量的吸积WD接近的Ekrasekhar极限，我们发现一系列的对流Urca壳闪光与高丰度的23 Na和25 Mg。随后是偏离中心的C点火，导致几乎占据整个恒星的对流。为了模拟Urca过程，我们使用最新的反应和中微子能量损失率的高分辨率数据。由于强调对流Urca过程中的不确定性，在我们的混合WD模型的超新星Ia祖先，我们考虑了一些潜在的可能的替代实例不同的混合假设，所有这些都达到了一个阶段的爆炸性C点火，无论是关闭或在中心。我们的混合超新星Ia祖模型有更低的C到O的丰度比在爆炸性的C点火的时刻比他们的纯CO同行，这可以解释所观察到的多样性的超新星Ia。
2014-12-05 astro-ph.SR
GCIRS 7, a pulsating M1 supergiant at the Galactic centre. Physical properties and age
银河系中央秒差距内的恒星星族主要由古老的（几个Gyr）恒星族组成，但年轻的大质量恒星主导光度函数。我们已经研究了这些恒星中最明亮的GCIRS 7，以限制银河系中心最近恒星形成事件的年龄，并将其作为银河系中心重力仪观测的干涉参考，这将在不久的将来装备甚大望远镜干涉仪。我们提出的第一个H波段干涉观测GCIRS 7，获得了使用的PIONIER访问仪器的VLTI使用四个8.2米单位望远镜。此外，我们提出了未发表的K波段VLTI/AMBER数据，建立JHKL光变曲线的基础上跨越40年的数据，并测量了恒星的有效温度使用SINFONI光谱。GCIRS 7在H波段的分辨率很低（2013年：均匀盘直径=1.076+/-0.093 mas，R=960+/-92 Rsun at 8.33+/-0.35kpc）。我们检测到一个显着的拱星的贡献在K波段。这颗恒星及其周围的环境在亮度和大小上都是可变的。光球H波段的变化有两个周期：P0~470+/-10天（振幅~ 0.64等）和长次周期LSP~2700-2850天（~ 1.1等）。从CO等效宽度测量，<Teff>=3600+/-195K。它的大小、周期、光度（<Mbol>=-8.44+/-0.22）和有效温度都符合M1超巨星的标准，其初始质量为22.5+/-2.5Msun，年龄为6.5- 1000万年（取决于自转）。这个年龄与最近中央秒差距恒星形成事件的大多数…
2014-06-20 astro-ph.SR
On internal wave breaking and tidal dissipation near the centre of a solar-type star
我们研究的命运内部重力波，这是由一个短周期的行星在对流和辐射区的界面，接近太阳型恒星的中心潮汐强迫激发。我们研究了这些波在多大的振幅下会发生不稳定性。当振幅超过临界值时，这些不稳定性导致波破碎。低于这个值，波从恒星的中心完全反射。波的破碎导致恒星中心区域的旋转，并形成一个临界层，作为吸收进入波的屏障。当这些波被吸收时，恒星从内向外旋转。这导致潮汐品质因数Q '的重要幅度依赖性。如果潮汐强迫振幅超过波浪破碎所需的值，则在连续的潮汐频率范围内会产生有效的耗散，导致当前太阳的Q' \approx 10^5（P/1天）^（8/3）。对于给定的轨道，在整个G型和K型主序星的范围内，这种变化小于5倍。我们预测，由于这一过程的效率，如果它们在中心引起破裂，那么围绕这些恒星的轨道周期小于约2天的巨行星会更少。然而，这种机制在具有对流核心的恒星中是无效的，例如WASP-18，WASP-12和OGLE-TR-56，也许部分解释了它们的亲密行星同伴的生存。
2010-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise. I. Multi-component Parameterisation of Absorption Line Profiles
我们概述了我们的技术，以消除光球颗粒作为天体物理噪声源。一个四分量的参数化的颗粒，可用于重建恒星线的不对称性和径向速度的变化，由于光球对流运动。这四个组成部分是由颗粒，磁性颗粒间车道，非磁性颗粒间车道，和磁盘中心的磁亮点计算的吸收线轮廓。这些组件是通过平均Fe I $6302 \mathrmÅ$磁敏感的吸收线轮廓输出详细的太阳光球辐射输运计算。所采用的四个类别中的每一个都是基于磁场和连续强度极限，该极限是通过检查三维磁流体动力学模拟确定的，平均磁通量为$200 \mathrm{G}$。使用这四个组成部分的线配置文件，我们准确地重建造粒配置文件，从建模12 × 12毫米$^2$地区的太阳能表面上，在$\sim \pm$ 20厘米秒$^{-1}$的$\sim$ 100米秒$^{-1}$造粒信号。我们还成功地重建了颗粒配置文件从$50 \mathrm{G}$模拟使用参数化线配置文件从$200 \mathrm{G}$平均磁场模拟。这个测试表明，适用性的表征范围内的磁性恒星活动水平。
2012-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
