We report the first unambiguous observational evidence of Rydberg Enhanced Recombination (RER), a potentially important recombination mechanism that has hitherto been unexplored in low-temperature photoionized plasmas. RER shares similarities with dielectronic recombination, with the difference that the electron is captured into a highly excited state below the ionization threshold -- rather than above the threshold -- of the recombining ion. We predict transitions of carbon and oxygen ions that are formed via the RER process, and their relative strengths with collisional-radiative spectral models. Optical C II RER features are detected in published high-resolution spectra of eight planetary nebulae, and a C III transition has been found in the ultraviolet spectrum in a symbiotic star system. The relative intensities of these lines are consistent with their production by this recombination mechanism. Because RER has not previously been accounted for in photoionized plasmas, its inclusion in models can significantly impact the predicted ionization balance and hence abundance calculations of important astrophysical species. Calculations for C+ suggest that the enhancement in the total recombination rate can amount to a factor of 2.2 at 8100 K, increasing to 7.5 at T = 3500 K. These results demonstrate the importance of including RER in models of photoionized astrophysical plasmas and in elemental abundance determinations.
The Formation of IRIS Diagnostics. VII. The Formation of the OI 135.56 nm Line in the Solar Atmosphere
O I 135.56 nm谱线被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务所覆盖，该任务研究太阳大气层如何被激发。我们在这里研究的形成和诊断潜力，这条线的非LTE建模采用一维半经验和三维辐射磁流体动力学（RMHD）模型。我们研究的基本形成机制，并得出一个典型的模型原子，采用了必要的原子物理学的O I 135.56 nm线的形成。该原子模型有16个能级，并通过有效复合率描述了通过高激发能级的复合级联。电离平衡O I/O II通过电荷交换反应由氢电离平衡设定。在O I 135.56 nm线中的发射由复合级联主导，并且该线是光学薄的。最大发射的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.0 - 1.5 μ m高度。线发射的总强度与电子密度的平方相关。由于O I 135.56 nm线在光学上很薄，因此发射线的宽度是非热速度的非常好的诊断。我们的结论是，O I 135.56 nm线是一个很好的探针的中间色球层，并恭维其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的H & K线和C II线周围133.5 nm。
PyEMILI: A New Generation Computer-aided Spectral Line Identifier -- II. Emission-line Identification and Plasma Diagnostics of a Sample of Gaseous Nebulae
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences (NAOC)（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Laboratory for Space Research, Faculty of Science, The University of Hong Kong（香港大学科学学院太空研究实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天体物理前沿研究院）；New Cornerstone Science Laboratory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台新基石科学实验室）
Deriving the Coronal Hole Electron Temperature: Electron Density Dependent Ionization/Recombination Considerations
将理论推导出的谱线比与观测数据进行比较，可以估算出等离子体的物理参数，如电子密度或温度。计算谱线比的通常做法是假设电子/质子激发，然后辐射衰变。此外，使用所谓的日冕近似是正常的，即只考虑电离和从基态的复合。更准确的处理方法是包括到亚稳态水平和从亚稳态水平的电离/复合。在这里，我们将其应用于相邻电离阶段的两条线; Mg IX 368 A和Mg X 625 A，这已被证明是一个非常有用的温度诊断。在典型的冕洞条件下的密度，假设零密度极限导出的电子温度与电子密度相关的电离/复合之间的差异很小。然而，对于电子密度大几个数量级的耀斑，情况并非如此。太阳活动最大时冕洞的温度约为1.04 MK，而太阳活动最小时的温度略低于0.82 MK。
Detailed and simplified non-equilibrium helium ionization in the solar atmosphere
氦电离在色球上层和过渡区的能量平衡中起着重要的作用。氦谱线也经常被用作这些区域的诊断。我们对太阳大气进行了一维辐射流体动力学模拟，发现氦的电离主要是由光电离和直接碰撞电离引起的，并被辐射复合级联所抵消。通过引入一个模拟复合级联的附加复合率，我们构造了一个简化的仅由基态组成的三能级氦原子模型。该模型适用于三维数值模型中的非平衡氦电离模拟。我们对He I 10830和He II 304谱线的形成进行了简要的研究。这两条线都显示了统计平衡模型无法恢复的非平衡特征，因此，在使用这种模型作为解释观测结果的基础时应谨慎行事。
Radio Diagnostics of Particle Acceleration in Solar Flares with SKAO Observations
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University College London（伦敦大学学院）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
The Temperature Diagnostic Properties of the MG I 457.1 NM Line
我们分析了Mg I 457.1 nm谱线的重要形成过程。这条线是一条内部耦合线，并且源函数接近于局部热力学平衡（LTE）值。强耦合到当地的温度和相对较高的人口较低的水平（基态的镁I），使这条线在较低的色球/温度最低区域的温度诊断的理想候选人。由于非LTE电离，将探测的温度与绝对物理高度联系起来并不简单。我们分析了非LTE效应，发现低能级的光电离和级联碰撞复合共同主导电离平衡。适当考虑紫外线的线覆盖效应是获得正确的光电离率的必要条件。识别线中的主要非LTE效应使我们能够构建一个典型的模型原子，非常适合计算要求高的任务，例如全3D和/或时间相关的辐射转移。此外，我们分析了诊断潜力，这条线在类太阳大气中的温度，通过合成线从一系列参数化的大气模式。这些模型都是用固定的有效温度，但在能量方程中加入一个可变的热量项，以获得不同高度的色球温升。我们的结论是，该线具有显着的潜力，在诊断较低的色球层温度结构，特别是对于较冷的大气，如太阳黑子。
