We discuss the level of agreement of a new generation of standard solar models (SSMs), Barcelona 2016 or B16 for short, with helioseismic and solar neutrino data, confirming that models implementing the AGSS09met surface abundances, based on refined three-dimensional hydrodynamical simulations of the solar atmosphere, do not not reproduce helioseismic constraints. We clarify that this solar abundance problem can be equally solved by a change of the composition and/or of the opacity of the solar plasma, since effects produced by variations of metal abundances are equivalent to those produced by suitable modifications of the solar opacity profile. We discuss the importance of neutrinos produced in the CNO cycle for removing the composition-opacity degeneracy and the perspectives for their future detection.
Hyperfine Structure and Abundances of Heavy Elements in 68 Tauri (HD 27962)
HD 27962，也被称为金牛座68，是毕宿疏散星团的一颗化学性质特殊的Am恒星成员，位于银河系的本星系臂。我们已经模拟了高分辨率的SOPHIE（R=75000）光谱的68金牛座更新的模型大气和光谱合成，以获得其大气中的化学丰度。特别地，我们研究了各种钡同位素的超精细结构的包含对68金牛座中钡丰度测定的影响。我们还使用从NIST数据库中检索到的更新的准确原子参数推导出了新的丰度。
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. II. Expanding the Metallicity Range for Old Clusters and Updated Analysis Techniques
Rotating Solar Models in Agreement with Helioseismic Results and Updated Neutrino Fluxes
根据旧的太阳丰度构造的标准太阳模型（SSM）与地震推断的结果合理一致，但新的低金属丰度的SSM与地震推断的结果不一致。中微子通量对太阳模型的约束与日震结果的约束是平行存在的。太阳中微子通量由Borexino合作组织更新。我们构建了新的低金属丰度的增强扩散和对流过冲的影响，包括旋转太阳模型。一个旋转模型使用蛋白石不透明度和卡福丰度尺度有更好的声速和密度剖面比SSM与旧的太阳丰度和再现观测到的$p$模式频率比$r_{02}$和$r_{13}$。在$1σ$水平上，模型对流带的深度和氦丰度与地震推断的结果一致。更新后的中微子通量也被模型在$1σ$水平上再现。旋转和增强扩散的影响不仅改善了模型的声速和密度分布，但使中微子通量预测模型与检测到的一致。此外，计算表明，OP可能会低估太阳区域的不透明度与$T\gtrsim5\times10^{6}$ K约$1.5\%$，而OPAL可能会低估太阳区域的不透明度与$2\times10^{6}$ K $\lesssim T \lesssim 5\times10^{6}$ K约$1-2\%$。
Evolution of solar and stellar coronal abundances due to magnetic activity
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；National Institutes of Natural Sciences, National Astronomical Observatory of Japan（国立自然科学研究所，日本国立天文台）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
Updated constraints on velocity and momentum-dependent asymmetric dark matter
我们提出了更新的暗物质模型与动量相关或速度相关的相互作用与原子核的基础上，直接检测和太阳物理的约束。我们改进了我们以前的治疗能量传输在太阳内部的暗物质散射，导致显着的变化，适合许多观测。基于太阳物理学单独，DM与自旋无关的$q^{4}$耦合提供了最佳的数据拟合，和一个统计上令人满意的解决方案的太阳丰度问题。然而，一旦考虑到直接探测极限，最好的解决方案是自旋相关的$v^2$散射，其参考截面为10 $^{-35}$ cm $^2$（参考速度为$v_0=220$ km s $^{-1}$），暗物质质量约为5 GeV。
Northumbria University（诺森比亚大学）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）
The Evolution of Plasma Composition During a Solar Flare
我们分析了日冕元素丰度在一个小耀斑使用Hinode/EIS观测。与耀斑前的元素丰度相比，我们观察到日冕中Ca XIV 193.84 eV的丰度大幅增加，这是一条具有低第一电离电位（FIP < 10 eV）的发射线，由耀斑期间的Ca/Ar比率量化。这与使用Si X 258.38 Ω/S X 264.23 Ω观察到的不变丰度比形成对比。我们提出了两种不同的机制来解释不同的组合物的结果。首先，小耀斑引起的加热可能电离了S，但没有电离惰性气体Ar，因此耀斑驱动的阿尔芬波通过作用于离子的有质动力将Si，S和Ca串联起来。其次，耀斑位于两个黑子之间的强磁场中，这可能表明分馏发生在低色球层，那里的背景气体是中性H。在该区域中，高FIP S可以表现得更像低FIP而不是高FIP元件。提出的物理解释产生了新的见解耀斑期间太阳大气中等离子体丰度的演变，并建议必须更新当前的模型，以反映动态而不仅仅是静态的情况。
An updated picture of pre-solar history from short-lived radioactive isotopes and inferences on the birth of the Sun
Konkoly Observatory, HUN-REN CSFK（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络科学中心）；MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越中心）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南方实验室）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）
