Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 astro-ph.SR
Centre-to-limb properties of small, photospheric quiet Sun jets
用搭载在日出平流层球载望远镜上的IMaX仪器在平静的太阳中探测到了强多普勒频移斯托克斯$V$剖面。为了产生这样的信号，需要高速度，因此这些事件被解释为射流，尽管其他来源也是可能的。我们的目标是描述这些事件的主要属性（发生率，寿命，大小和速度）的变化与它们在太阳盘中心和太阳边缘之间的太阳盘上的位置。这些事件已在日出/IMaX数据中根据相同的客观标准在太阳盘面上所有可用位置确定。使用标准技术测定它们的性质。我们的研究对这一现象产生了一些新的见解。最重要的是，这些事件的数量密度是独立的日心角，即研究的超音速流几乎各向同性分布。大小和寿命也几乎独立于日心角，而它们的强度对比度向太阳边缘增加。Stokes $V$射流与从Stokes $I$推导出的上升流速度有关，该上升流速度朝向肢体更强。它们的强度随时间而减小，而它们的视线（LOS）速度没有显示出明确的时间演变。它们与线性偏振信号的关联朝向肢体减小。事件的密度似乎与日心角无关，这表明它们的方向几乎是随机的。如果这些事件是由新兴的磁通量和环境场之间的磁重联触发的喷流，那么我们的结果表明，重联过程没有优选的几何形状。
2014-12-04 astro-ph.SR
Oxygen lines in solar granulation. II. Centre-to-limb variation, NLTE line formation, blends and the solar oxygen abundance
背景：关于太阳氧丰度和3D模型在最近向下修订中的作用有一场激烈的辩论。这些模型已经用高分辨率的太阳地图集进行了测试。进一步的测试可以使用中心到肢体的变化来完成。目的：使用高质量的观测整个太阳表面的氧线，我们试图测试，如果3D和1D模型再现其所观察到的中心到边缘的变化（CLV）。特别是，我们试图评估是否三维模型是适当的，以获得太阳氧丰度。研究方法：利用我们最近对OI 777 nm、OI615.81nm、[OI] 630.03nm和其他元素的9条谱线的观测结果，对宁静日面的5个视角（0.2我们将它们与使用最新的线路形成代码，线路数据和允许LTE偏离计算的3D和1D模型的预测线路轮廓进行比较。OI 777 nm谱线的CLV也被用于获得对与H的非弹性碰撞的知之甚少的效率的经验校正。结果：3D模型通常很好地再现了管线的CLV观察结果，特别是氧气管线。从OI 777 nm线，我们发现，经典的Drawin配方稍微高估了H碰撞。OI 615.82 nm谱线的临边观测使我们能够确定这条谱线的分子的一个以前未知的贡献，在太阳临边普遍存在。[OI] 630.03 nm谱线的详细处理表明，3D建模与观测结果非常吻合。用三维模型导出的氧丰度分别为8.68（OI 777 nm）、8.66（[OI] 630.03 nm）和8.62（OI 615.82 nm）。结论：这些额外的测试加强了丰度分析的3D模型和线条形…
2009-09-12 astro-ph.SR
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
Solar polar brightening and radius at 100 and 230 GHz observed by ALMA
太阳在射频的极地增亮已经研究了近50年，但在太阳大气模型和观测之间仍然存在分歧。一些观测报告的增亮值远小于从模型中获得的预期值，在毫米波长处差异特别大。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）射电干涉仪的出现为大气模型的校准提供了新的线索。在这项工作中，我们分析了ALMA在2015年12月16日至20日的科学验证期间在100和230 GHz观测到的极地增亮的下限。我们发现，在100和230 GHz的平均极性强度高于磁盘强度，在南极的9张地图分析的8个较大的亮度强度。将观测结果与两个半经验大气模型FAL-C（Fontenla等人，1993年）和SSC（Selhorst等人，2005年a）的毫米波临边增亮辐射计算结果进行了比较。两种模型都呈现出比平均观测值更大的肢体强度。SSC模型得到的强度更接近观测结果，在100和230 GHz的极区增亮分别为10.5%和17.8%。这种差异可能是由于色球特征（如针状体）在靠近边缘的区域的存在。
2018-11-29 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
Where is the base of the Transition Region? Evidence from TRACE, SDO, IRIS and ALMA observations
经典的太阳模型将色球-日冕过渡区（CCTR）定位在$τ_{5000} = 1$水平之上的$\sim2$ Mm处，而rMHD模型将其定位在更宽的高度范围内。观察性验证很少。我们回顾和讨论最近的结果，从各种仪器和光谱域。在SDO和TRACE图像中，针状体出现在1600、1700和304 A波段的发射和EUV波段的吸收中;后者是由于H和He I的光电离。在最短的可用AIA波长，并考虑到光球边缘是$\sim0.34$ Mm以上的$τ_{5000}=1$水平，我们发现，CCTR发射开始于$\sim3.7$ Mm;外推到$λ=0$，那里没有色球吸收，我们推断出$3.0\pm 0.5$ Mm的高度，以上的值2.14 Mm的Avrett & Loeser模型。色球范围的另一个指标是网络结构的高度。高度的差异会使地磁图中的特征相对于它们的对应物产生向边缘的移动。使用这种方法，我们测量了太阳盘中心的$0.14\pm0.04$ Mm（1700 A），$0.31\pm0.09$ Mm（1600 A）和$3.31\pm 0.18$ Mm（304 A）的高度。先前报道的可能的太阳周期变化没有得到证实。第三个指标是在紫外线的肢体的位置，其中镁II三重线IRIS观测显示，他们延伸到$\sim2.1$ Mm以上的2832 A的肢体，而AIA/SDO图像给出的肢体高度$1.4 \pm 0.2$ Mm（1600 A）和…
2022-07-07 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars. IV. Effect of small-scale magnetic flux concentrations on centre-to-limb variation and spectral lines
磁场影响恒星光球层的局部结构。它们可以显著地影响光学表面附近的辐射特性、流速以及温度和压力分布。我们的目的是定性地了解小磁通量浓度在单极谱区的强度和对比度的中心到边缘的变化和冷主序星的谱线轮廓的形状的影响。我们分析了辐射热和连续强度和它的角度依赖性的24辐射磁流体动力学模拟的近表层的主序星与6个不同的恒星参数（光谱类型F早期M）和4个不同的平均磁场强度（包括非磁性的情况下）。我们还计算了三条谱线的圆盘积分轮廓。在模拟的磁运行中形成的小磁通量浓度对强度及其中心到边缘的变化具有相当大的影响。谱线不仅由于塞曼效应而展宽，而且还受到改变的晶体结构和流型的强烈影响。这种对谱线轮廓的间接磁影响通常大于塞曼效应。磁场对离开恒星的辐射的影响是相当大的，并且不限于塞曼效应引起的谱线展宽和极化。小尺度上磁场的非均匀结构及其对局部磁场结构和近地表流场的影响（和空间相关性）影响着全局场性质和恒星参数的测量。在解释观测结果时需要考虑到这些影响。
2015-05-18 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
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
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
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
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
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
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
Can spicules be detected at disc centre in broad-band Ca II H filter imaging data ?
我们估计形成的高度范围有助于宽带和窄带滤波器的成像数据在钙II H调查是否可以检测到在这样的观测在太阳圆盘的中心针状。我们应用光谱滤波器的FWHMs从0.03 nm到1 nm观察到的钙线轮廓模拟钙成像数据。我们估计的相对强度的贡献，离边和光盘上的结构。我们比较了合成钙过滤器成像数据与钙光谱在不同波长的强度图和温度图在不同的光学深度。我们确定了不同FWHM滤光片覆盖的波长的强度响应函数。太阳边缘辐射的强度约为盘中心强度的5%。对于0.3 nm宽的Ca II H过滤器，高达约1/3的离边强度来自Hepatocellular中的发射。在光盘上，只有大约15%的强度通过宽带过滤器来自线芯区域。在椎间盘中心的成像数据中没有可见的细长纤维状结构的痕迹，与Ca光谱的线芯图像相反。0.3 nm宽的滤波器的响应函数在约200 km处达到峰值。800公里以上大气层的相对贡献约为10%。反演结果表明，宽波段Ca成像资料中光球磁网络周围的微弱增强发射是由高度约600 km的热冠层引起的。宽波段钙II H成像数据不跟踪上色球结构，如针状物在太阳圆盘的观测，因为太小的相对贡献的线核心的总波长积分滤波器强度。
2013-06-21 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
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
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
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
Observations of solar chromospheric oscillations at 3 mm with ALMA
我们研究了色球振荡使用阿塔卡马大毫米和亚毫米阵列（ALMA）的时间序列的干涉观测安静的太阳在3毫米获得的2秒的节奏和几个角秒的空间分辨率。对1600 A的同时大气成像组件（AIA）图像序列在相同的视场和相同的时间间隔上进行了相同的分析。空间分辨色球振荡在3毫米，频率为$ 4.2 +- 1.7$兆赫的观察在安静的太阳，在细胞和网络。振荡的相干长度尺度与我们的ALMA观测的空间分辨率相当。单个像素中的温度-温度波动可以达到几百K，而空间平均功率谱密度产生的均方根在~ 55-75 K的范围内，即，高达平均亮度温度的~ 1%，并表现出朝向边缘的适度增加。对于AIA 1600 A，振荡频率为3.7 +- 1.7 mHz。相对均方根高达背景强度的6%，向盘中心（单元，平均值）有微弱的增加。ALMA 3 mm时间序列滞后AIA 1600 A ~ 100 s，相当于地层高度差~ 1200 km。我们探测到的ALMA振荡比White等人（2006年）在3.5 mm处从较低（~ 10 arcsec）分辨率观测得到的振幅更高。因此，色球振荡在色球网络的长度尺度上并没有完全解决，甚至可能在我们的ALMA观测的空间分辨率上也没有解决。任何在毫米域的瞬态增亮的研究都应该考虑到振荡。
2019-12-07 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
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
High-frequency wave power observed in the solar chromosphere with IBIS and ALMA
我们目前的观测限制太阳色球加热的贡献，从声波频率在5和50兆赫之间。我们利用新墨西哥州邓恩太阳望远镜的观测结果，并补充了2017年4月23日收集的阿塔卡马大型毫米波阵列的观测结果。各种量的功率谱的性质是从Ca II 854.2 nm、H I 656.3 nm的谱线以及1.25 mm和3 mm处的毫米连续谱导出的。（斜率、峰值和白噪声本底）与太阳特征的类型（互联网、网络、谱斑）相关。为了解开的垂直与横向等离子体运动，我们检查两个不同的领域，一个接近磁盘中心和其他接近的肢体。为了推断中色球层的声通量，我们将我们的观测结果与随时间变化的辐射流体动力学RADYN代码的合成观测值进行了比较。我们的研究结果表明，声波携带高达约1千瓦米$^{-2}$的能量通量在中间色球，这是不足以维持安静的色球，相反，以前的出版物。
2021-07-19 astro-ph.SR
A first look at the submillimeter Sun with ALMA
我们提出了第一个完整的磁盘太阳图像获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在波段7（0.86毫米; 347 GHz）。尽管空间分辨率很低（21”），但还是获得了一些有趣的结果。在我们的观测期间，太阳实际上没有活动区域。静日盘上的太阳结构类似于大气成像组件（AIA）在1600 A和304 A的图像，在后者被平滑到ALMA分辨率之后，如前面提到的波段6（1.26毫米）和波段3（3毫米）图像;它们也类似于相同分辨率的负H $α$图像。在304 A带和小H $α$细丝中清晰可见的极冕洞在0.86 mm处无法检测到。我们计算了在同一活动期间获得的带7以及带6和带3中的亮度温度$T_b$的中心到边缘变化（CLV），并将它们组合成独特的$T_b(\logμ_{100})$曲线，其中，$μ_{100}$是换算为100 GHz的日心角的余弦。假设波段3调试观测的绝对校准是准确的，我们推断出波段7的盘中心的亮度温度为6085 K，而不是从波段3和6的推荐值外推的5500 K。更重要的是，$T_b(\logμ_{100})$曲线在$μ_{100}$的大值处是平滑的，相应的$T_e(\logτ_{100})$在大$τ_{100}$处也是如此。这可能表明我们正在接近最低温度。
2022-05-02 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
The Sun at millimeter wavelengths I. Introduction to ALMA Band 3 observations
我们提出了一个初步的研究，第一个ALMA波段3的太阳观测，目的是验证诊断潜力的亮度温度测量与ALMA在太阳上。观测持续48分钟，以2秒的节奏，目标是圆盘中心的安静太阳区域。相应的时间序列的亮度温度图构建的第一个版本的太阳ALMA管道（SoAP），并比较同步SDO观测。观测值的角分辨率由合成波束（1.4 × 2.1 as）设置。ALMA地图展示了网络补丁，互联网的地区，也细长的薄功能，连接到大规模的磁回路与SDO地图的比较确认。ALMA波段3图与SDO/AIA 171、131和304通道的相关性最好，因为它们表现出网络特征，尽管在ALMA图中非常弱，但它们具有大规模环路的印记。一组紧凑的磁环在ALMA Band 3中非常清晰地可见。环顶的亮度温度达到约8000 - 9000K的值，在极端的时刻高达10000K。ALMA波段3早期观测周期的干涉观测已经揭示了太阳色球层的温度差异。弱的磁环印记和与171，131和304 SDO通道的相关性表明，ALMA波段3中映射的辐射可能比以前假设的更大范围的大气高度，但波段3的确切形成高度需要更详细地研究。由总功率测量设定的绝对亮度温度范围仍然不太确定，必须在未来改进。尽管有这些复杂情况和有限的角分辨率，ALMA波段3的观测对于定量研究太阳色球层的小尺度结构和动力学具有很大的潜力。
2020-01-07 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
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
Propagation of transverse waves in the solar chromosphere probed at different heights with ALMA sub-bands
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）为我们提供了一个很好的诊断工具，用于研究太阳色球层的动力学，尽管目前是通过一个单一的接收波段。每个ALMA频带由四个子频带组成，这些子频带由多个频谱通道组成。然而，迄今为止，为了确保最佳成像而忽略了光谱域，因此时间序列观测大多限于全波段数据产品，从而将研究限制在单一色球层。在这里，我们报告的动态事件（即波传播）的ALMA带3的数据（中心在3毫米，100 GHz）被分成一个较低的和一个上边带的第一次观察。原则上，这种方法的目的是绘制太阳大气中略有不同的层。边带数据与太阳ALMA管道（SoAP）一起减少，从而产生每个边带的亮度-温度图的时间序列。通过磁静区的相位分析，其中纯声波预计占主导地位，两个边带之间的平均高度差估计为$73\pm16$ ~km。此外，我们研究了横波在小尺度亮结构的传播，通过小波相位分析在两个大气高度的振荡之间。我们发现有6%的波是驻波，而其余的波分别有54%和46%是向上和向下传播的，其绝对传播速度约为$\approx96$ ~km/s，导致平均能通量为$3800$，W/m $^2$ .
2022-08-25 astro-ph.SR
An overall view of temperature oscillations in the solar chromosphere with ALMA
通过直接测量气体温度，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）已经产生了一个新的诊断工具，研究太阳色球层。在这里，我们提出了一个概述的亮度温度波动，从几个高质量和高时间分辨率（即，1和2秒的节奏）时间序列的图像获得的前两年的太阳观测与ALMA，在波段3和波段6，集中在约3毫米（100 GHz）和1.25毫米（239 GHz）分别。不同的数据集表示具有不同水平的磁通量的太阳区域。我们执行快速傅立叶和Lomb-Scargle变换来测量主频率的空间结构和振荡的平均全局频率分布（即，在整个视场上平均）。我们发现，观测到的频率从一个数据集到另一个数据集显著不同，这是根据观测捕获的太阳区域（即，与它们的基本磁拓扑相关联）。虽然对于大多数磁静止数据集，在3-5 mHz的频率范围内存在增强的功率，但是当存在来自强的潜在磁场浓度（存在于观察到的视场的内部和/或附近）的显著影响时，较低的频率占主导地位。我们在这里讨论了一些原因，可能有助于在ALMA观测约5.5兆赫的功率抑制。然而，目前尚不清楚其他色球诊断（除了H α线核心强度）如何不受类似影响，即，它们显示了非常明显的3分钟振荡，主导着色球层的动力学，而在这里分析的10个ALMA数据集中，所有像素中只有非常小的一部分显示出接近5.5 mHz的峰值功率。
2020-11-05 astro-ph.SR
ALMA Observations of the Coldest Place in the Universe: The Boomerang Nebula
飞去来器星云是宇宙中已知最冷的天体，也是行星前星云的极端成员，代表了AGB和行星星云演化阶段之间的短暂过渡阶段。以前的单碟CO（J=1-0）观测（45弧秒光束）表明，该物体中的高速外流已经冷却到明显低于宇宙背景辐射温度的温度。在这里，我们报告的第一次观测回旋镖与ALMA在CO J=2-1和J=1-0线，以解决这个超冷星云的结构。我们发现了一个中央沙漏状星云，被一个不规则的，但大致圆形的，冷的高速外流所包围。我们比较了ALMA数据与HST获得的可见光图像，并确认在这些数据中看到的边缘增亮的双极叶代表具有分子气体和尘埃的致密壁的空腔，产生在毫米和可见波长处看到的分子发射线和散射光结构。在可见光中看到的大的弥漫的双锥状星云可能是由于冷的高速外流的优先照明。我们发现一个紧凑的毫米波连续源在星云腰部-这些数据，加上敏感的上限上的无线电连续使用ATCA的意见，表明存在大量的非常大（毫米大小）的颗粒在星云的腰部。另一个意想不到的结果是检测到CO排放区域超出超冷区域，这表明冷气体的重新升温，最有可能是由于光电谷物加热。
2013-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The PICARD Payload Data Centre
PICARD是一项科学空间飞行任务，致力于研究太阳变化的起源。一颗法国微型卫星将携带一个成像望远镜，用于测量太阳直径、边缘形状和太阳振荡，以及两个辐射计，用于测量太阳总辐照度和从紫外线到红外线的五个光谱域的辐照度。该飞行任务计划于2009年发射，为期3年。本文介绍了PICARD有效载荷数据中心，其作用是收集，处理和分发PICARD数据。有效载荷数据中心是实验室、空间机构和工业界之间的一个联合项目。比利时科学政策办公室为欧洲航天局计划下的工业发展和未来运营提供资金。该项目由SPACEBEL公司开发。比利时业务中心负责PICARD有效载荷数据中心的运营。法国航天局与负责提供所有科学算法的法国科学研究中心合作，领导开发工作。PICARD有效载荷数据中心的体系结构（软件和硬件）。该软件系统是基于面向服务的体系结构。主机结构由数据管理、任务调度和系统监控等基本功能组成，包括操作员用于与系统交互的图形界面。其他功能是针对具体任务的：数据交换（获取、分发）、数据处理（科学和非科学处理）和有效载荷管理（编程、监测）。PICARD有效载荷数据中心计划运行5年。所有数据将在此期间后存储到特定的数据中心。
2017-09-20 astro-ph.IM 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
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
ALMA reveals the coherence of the magnetic field geometry in OH 231.8+4.2
在一个持续的努力，以调查磁场的作用，在演变的低和中等质量的恒星（主要是关于他们的信封的形状），我们提出了新的ALMA高分辨率偏振数据获得的星云OH 231.8+4.2。我们发现，极化发射很可能是由于在磁场的存在下，而不是辐射排列和自散射的晶粒排列。ALMA的数据显示，在大部分的星云和推断的磁场矢量（旋转90度）的电场方向组织良好的跟踪沙漏形态集中在星云的中央系统。OH 231.8+4.2南部的一个区域显示出较少的组织分布，可能是由于冲击环境。这些发现，结合早期的调查（微波激射器研究和其他尺度和波长的尘埃排放分析）表明，一个整体的磁沙漏位于一个环形场。我们提出的想法，磁场结构是密切相关的磁塔的架构，因此，流出的磁性发射。虽然主要由于包层的演变，赤道平面上的磁场的当前动力学效应可能很弱，但它仍然会影响外流。在这方面，在恒星表面的磁场的测量，这仍然是失踪，结合完整的磁流体力学治疗需要更好地理解和约束的事件发生在OH 231.8+4.2。
2020-05-21 astro-ph.GA 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
Oxygen lines in solar granulation. I. Testing 3D models against new observations with high spatial and spectral resolution
目的：我们寻求提供额外的测试线形成的理论三维太阳光球模型。特别是，我们开始测试的空间分辨线形成在几个视角，从太阳盘中心的肢体和原子氧线的重点。这些测试的目的是提供关于3D模型是否适合导出太阳氧丰度的额外信息。我们的目标还在于经验约束中性氢碰撞的NLTE配方，使用OI 777 nm线的空间分辨观测。研究方法：利用瑞典1米太阳望远镜，我们获得了高空间分辨率的观测结果，在太阳盘面的五个位置上观测到五条氧原子谱线（以及其他种类的谱线）。这些观测具有高的空间和光谱分辨率，以及在615 nm处高达9%的连续强度对比度。使用3D模型计算理论谱线轮廓，其中氧气采用全3D NLTE处理，其他谱线采用LTE处理。结果：在磁盘中心，我们发现一个很好的协议之间的预测和观察到的线位移，强度，半高宽和不对称性。在其他视角下，一致性也很好，但较小的连续强度对比度使定量比较变得困难。我们利用盘心观测值来约束与中性氢碰撞效率的标度因子S_H。我们发现，S_H=1提供了最好的匹配的观察。结论：总的来说，预测和观测到的太阳颗粒线特性之间有很好的一致性。这进一步强化了3D模型是现实的，是导出太阳氧丰度的可靠工具的观点。
2009-09-12 astro-ph.SR
Molecular complexity on disk-scales uncovered by ALMA: The chemical composition of the high-mass protostar AFGL 4176
高质量原恒星的化学成分反映了与恒星形成不同阶段相关的物理演化。在这项研究中，正在形成的高质量恒星AFGL 4176的分子清单详细研究了高角分辨率（~0.35 arcsec）使用ALMA。这种高分辨率使得有可能将与形成中的恒星周围的内部热包层和盘相关的发射与其冷却的外部包层的发射分开。此外，ALMA的高灵敏度使其能够识别弱的和光学上的细线，并允许检测许多同位素体，从而提供更完整和准确的源清单。在AFGL 4176的光谱中总共检测到23种不同的分子种类及其同位素体。最丰富的物质是甲醇（CH 3OH），其余物质的含量相对于CH 3OH为0.003%-15%。提示，含氮物种的峰值比含O物种的峰值更接近峰值连续发射的位置。AFGL 4176包含丰富的化学品库存，包括盘级上存在的许多复杂物质。平均而言，相对于甲醇的O-轴承物种的衍生柱密度比高于那些来自N-轴承物种的三个因素。这可能表明AFGL 4176是一个相对年轻的来源，因为氮化学通常需要更长的时间才能在气相中形成。以甲醇为参考，AFGL 4176的组成更接近于低质量原恒星IRAS 16293- 2422 B，而不是位于银河系中心附近的高质量恒星形成区。这种相似性表明，复杂物种的化学成分已经在冷云阶段确定，并意味着AFGL 4176是一个年轻的来源，其化学成分尚未被中央原恒星强烈处理。
2019-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable structure in the PDS70 disc and uncertainties in radio-interferometric image restoration
深ALMA观测揭示的PDS 70盘中心腔中的紧凑毫米波长信号与未解析的Halpha发射对准，并被认为源于PDS 70 c周围的环行星盘（CPD）。我们重新审视了可用的ALMA数据PDS 70 c与替代成像策略，并特别注意的不确定性和所谓的“JvM校正”，这被认为是提高恢复图像的动态范围的影响。我们还提出了一个多历元能见度数据的对齐和联合成像的过程。我们发现，JvM校正夸大了峰值信噪比的数据，高达10倍。在PDS 70的情况下，我们从2019年7月的数据中恢复了PDS 70 c的检测，但仅在8 sigma下。然而，在2017年12月未检测到它表明，在1.75年的时间跨度内，PDS 70 c的变异至少为42%+-13%，因此与Halalpha变异性模型相似。我们还在内部圆盘中拾取精细结构，使得其峰值从圆盘中心偏移约0.04”。内盘也是可变的，我们暂时归因于开普勒旋转以及内在的形态变化。
2022-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): HD 34700 A unveils an inner ring
本研究利用 SPHERE、LMIRCam 和 ALMA 多波段观测，在年轻双星系统 HD 34700 A 中首次发现 H$α$ 波段内环，揭示其复杂盘结构可能源于未探测行星或环境相互作用。
2023-10-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Automatic Recognition of Sunspots in HSOS Full-Disk Solar Images
本文介绍了在怀柔太阳观测站获得的太阳全日面光球图像中自动识别太阳黑子的方法。首先采用高斯算法对图像进行预处理。太阳黑子识别的形态Bot-hat操作和大津阈值。通过太阳黑子性质的标准，排除了太阳黑子的错误选择。此外，为了计算太阳黑子面积和太阳中心，太阳边缘提取的过程中，使用形态学关闭和腐蚀操作，并设置一个自适应阈值。太阳黑子识别的结果表明，该方法与人工方法检测到的太阳黑子数目有很好的一致性。太阳黑子的识别率为95%，错误率为1.2%。用该方法计算的太阳黑子面积与USAF/NOAA的黑子面积数据有很高的相关性（95%）。
2016-05-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
