Solar Elemental Abundances
太阳系元素丰度的历史回顾，并根据CI-同位素和太阳数据对元素和同位素丰度进行新的评估。太阳系元素丰度（Solar elemental abundance）是指整个太阳系中化学元素的丰度。太阳包含了太阳系中超过99%的质量，因此太阳的组成是整个太阳系组成的一个很好的代表。太阳系的组成可以看作是45.67亿年前形成太阳系的星际介质中分子云的整体组成。天文学和宇宙化学的活跃研究领域模拟太阳组成的分子云坍缩成具有行星系统的恒星，以及行星形成和分化过程中元素的物理和化学分馏。太阳系组成是太阳系中所有天体（太阳、类地行星、气态巨行星、行星卫星和卫星、小行星、柯伊伯带天体和彗星）的初始组成。（摘要截断）。
2019-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar System Abundances of the Elements
概述了在天文学和行星研究中用作太阳丰度标准的化学元素的代表性丰度。根据陨石和光球测量，提出了太阳系丰度的最新丰度表。
2010-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar models with convective overshoot, the solar-wind mass loss, and a PMS disk accretion: helioseismic quantities, Li depletion and neutrino fluxes
日震观测揭示了太阳的许多性质：对流区的深度和氦丰度，太阳内部的声速和密度分布。这些约束条件已被用来判断恒星演化理论。与旧的太阳组成（例如，GS 98），太阳标准模型是在合理的协议与日震约束。然而，一个具有修正成分的太阳模型（例如，AGSS 09）与低丰度的重元素$Z$不符合这些限制。这就是所谓的“太阳丰度问题”，即使最近向上修正了Ne丰度，也存在了十多年。已经提出了许多机制来缓解这个问题。然而，仍然没有一个低的$Z$太阳模型满足所有日震约束。在本文中，我们报告了一个可能的解决方案的太阳丰度问题。通过添加一些标准模型中未包含的额外物理过程，可以显著改进太阳能模型。我们的新的太阳模型与对流过冲，太阳风，和早期的质量吸积与日震约束，太阳锂丰度，太阳中微子通量的观测结果一致。
2019-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unprecedented accurate abundances: signatures of other Earths?
140多年来，我们太阳的化学成分一直被认为是典型的太阳型恒星。我们对太阳相对于太阳双胞胎的高度微分元素丰度分析具有前所未有的精度（~0.01 dex），表明太阳具有特殊的化学成分，与太阳双胞胎相比，相对于挥发性元素，难熔元素消耗约20%。丰度差异与元素的冷凝温度密切相关。一项类似的行星巡天太阳类似物研究表明，这种特殊性也适用于与已知有近距离巨行星的太阳类似物的比较，而大多数没有探测到巨行星的太阳类似物显示出太阳丰度模式。太阳化学成分的特殊性可以解释为像我们自己的地球这样的类地行星形成的标志。
2009-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A solar spectroscopic absolute abundance of argon from RESIK
利用CORONAS-F航天器上的RESIK X射线谱仪对3.949埃和3.733埃的类He和类H Ar（Ar XVII和Ar XVIII）谱线的观测，结合GOES两个通道的温度和发射测量，分析了日冕耀斑等离子体中Ar的丰度。线通量每单位排放量的措施显示温度的依赖性，如从理论上预测，并导致光谱确定的绝对Ar丰度值，A（Ar）= 6.44 pm 0.07（Ar XVII）和6.49 pm 0.16（Ar XVIII），这是在协议内的不确定性。加权平均值为6.45 pm 0.06，这是最近的两个汇编之间的太阳Ar丰度，并建议光球和日冕的Ar丰度是非常相似的。
2010-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar System chemical abundances corrected for systematics
CI陨石与太阳光球层之间的相对化学丰度随凝结温度的变化呈现出明显的趋势。当把太阳光球的丰度与附近的太阳孪生体进行比较时，也可以看到凝结温度的趋势。我们使用这两种趋势来确定的元素丰度的流星和光球分馏的变化，并计算一组新的原始太阳系的丰度。
2014-06-02 astro-ph.SR
Solar abundance corrections derived through 3D magnetoconvection simulations
我们探讨的效果时，使用现实的三维对流实验，以确定太阳元素丰度的磁场。通过进行磁对流模拟与辐射水代码（哥本哈根交错代码），并通过后验谱合成的三个Fe I线，我们得到的证据表明，中等量的平均磁通量导致显着的变化，推导出的等效宽度相比，那些为非磁性的情况下。相应的Fe丰度校正的平均通量密度为200 G达到~0.1德克斯的数量级。这些结果的基础上的空间和时间平均线的轮廓在2.5个太阳小时的时间跨度在统计稳定的对流制度。引起等效宽度变化的主要因素，即塞曼加宽和温度分层的改变，以不同的量起作用，并且对于这里考虑的铁谱线，以相反的方向起作用;然而，所得到的$|Δ\logε_{\odot}(Fe)|$在所有铁谱线中都在因子2内一致，尽管可见谱线和红外谱线的总丰度校正的符号不同。我们的结论是，在讨论太阳和恒星丰度的精确值时，应考虑到磁效应，并有必要进行深入的研究。
2010-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The solar nitrogen abundance under the LTE assumption
太阳能化学丰度的研究相当详细，因为太阳能金属量的差异值推断从不同的指标，在目前的工作中，我们已经使用了28个合适的原子光谱太阳氮线，依靠新的等效宽度测量确定氮丰度。对应于28个太阳中性氮线，我们推导出一个太阳的氮丰度使用Holweger和Muller太阳模型和测量的等效宽度从文献中。我们的研究报告的太阳氮丰度结果是8.05（西格玛= 0.09）使用的GF值从Wiese和Fuhr。
2018-09-12 astro-ph.SR
Evidence that the Hot Jupiter WASP-77 A b Formed Beyond Its Parent Protoplanetary Disk's H2O Ice Line
理想化的原行星盘和巨行星形成模型被解释为，巨行星的大气丰度可以用来推断其在其母原行星盘中的形成位置。最近有报道称，热木星WASP-77 A b具有太阳大气层下的碳和氧丰度，具有太阳的C/O丰度比。假设它的主星WASP-77 A的太阳碳和氧丰度，WASP-77 A b的大气碳和氧丰度可能表明它从贫碳气体中将其包层内部吸积到其母原行星盘的H2O冰线，随后几乎没有星子吸积或核心侵蚀。我们全面建模WASP-77 A，并使用我们的结果来更好地表征WASP-77 AB。我们发现，在WASP-77 A的光球碳和氧的丰度是超太阳的亚太阳的C/O丰度比，这意味着WASP-77 AB的大气具有显着的亚恒星的碳和氧丰度与超恒星的C/O比。我们的结果可能表明WASP-77 AB的包层是被行星吸积在其母原行星盘的H2O冰线之外的。虽然这些理想化模型的许多理论复杂性现在已经被确定，非太阳原行星盘丰度比的可能性甚至混淆了最复杂的原行星盘和巨型行星形成模型。因此，我们认为，巨行星大气丰度比只能有意义地解释相对于可能的非太阳平均组成的父母原行星盘记录在光球丰度的太阳型矮宿主恒星。
2022-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The solar photospheric nitrogen abundance. Analysis of atomic transitions with 3D and 1D model atmospheres
背景：近年来，太阳化学丰度的研究已经相当详细，因为不同的指标，即推断太阳金属丰度的差异值，一方面是借助太阳大气三维流体动力学模型进行光谱化学成分分析得出的“太阳下”光球丰度，另一方面是日震学推断的高金属丰度。目标：在以前的工作中使用CO 5 BOLD 3D流体动力学太阳模型研究了太阳氧丰度之后，我们采用了类似的方法研究了太阳氮丰度，因为该元素占整个太阳金属丰度Z的很大一部分。实验方法：我们使用的原子谱线的选择，以确定太阳氮丰度，主要依靠在文献中的等效宽度测量。我们调查的丰度分析的影响，从当地的热力学平衡（“NLTE效应”）和光球的不均匀性（“造粒效应”）的偏差。结果：我们推荐使用太阳氮丰度A（N）=7.86+-0.12，其误差线反映了线到线的散射。结论：基于CO 5 BOLD的氮和氧丰度所暗示的太阳金属丰度在0.0145<= Z <= 0.0167的范围内。这一结果是一个步骤，协调光球丰度与日震约束Z。我们最合适的估计是Z=0.0156和Z/X=0.0213。
2009-03-19 astro-ph.SR
The peculiar solar composition and its possible relation to planet formation
我们进行了差异元素丰度分析的前所未有的准确性（0.01德克斯）的太阳相对于11个太阳孪生从依巴谷目录和10个太阳类似物从行星搜索。我们发现，太阳显示出一个特征的签名与一个~20%的消耗耐火元素相对于挥发性元素相比，太阳孪生。丰度差异与元素的冷凝温度密切相关。这一特点也适用于与已知有近距离巨行星的太阳类似物的比较，而大多数太阳类似物在径向速度监测中没有发现这样的巨行星，显示出太阳丰度模式。我们讨论了对这种特殊性的各种解释，包括丰度模式的差异与像我们这样的行星系统的形成有关的可能性，特别是与类地行星的存在有关。
2009-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
A possible signature of terrestrial planet formation in the chemical composition of solar analogs
最近的研究表明，与大多数（约85%）邻近的太阳双星相比，太阳的元素丰度是异常的。与它的孪生子相比，太阳表现出相对于挥发物（Tc<900 K）缺乏难熔元素（那些冷凝温度Tc> 900 K的元素）。这一发现被推测是行星形成的一个标志，与大多数太阳双胞胎相比，太阳周围的行星形成效率更高。此外，在这种情况下，发现的丰度模式似乎更有可能与类地行星的形成有关。在这项工作中，我们分析了丰富的结果，从六个大型独立的恒星丰度调查，以确定他们是否确认或拒绝这一观测结果。我们发现，在这六项研究中，太阳类似物的元素丰度与建议作为行星形成签名的Tc趋势一致。当这些结果被不均匀地平均时，得出相同的结论。我们还研究了丰度与第一电离势（FIP）的依赖关系，这与Tc相关。与FIP的趋势将表明一个不同的起源的丰度模式发现，但我们表明，与Tc的相关性是统计上更显着。我们鼓励对富含金属的太阳类似物和晚期F型矮星进行类似的研究，对于这些恒星，元素丰度中的行星形成签名的假设做出了非常具体的预测。最后，我们研究了最近的一篇论文，该论文声称，两颗拥有超级地球般行星的恒星的丰度模式与行星形成签名假设相矛盾。相反，我们发现这两颗恒星的化学成分与我们的假设完全一致。
2010-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
An updated discussion of the solar abundance problem
我们讨论了新一代标准太阳模型（SSM），巴塞罗那2016或简称B16，与日震和太阳中微子数据的一致性水平，证实了基于太阳大气的精细三维流体动力学模拟，实现AGSS 09 met表面丰度的模型不会再现日震约束。我们澄清，这个太阳能丰度的问题可以同样解决的太阳等离子体的组成和/或不透明度的变化，因为金属丰度的变化所产生的影响是等同于通过适当的修改所产生的太阳不透明度的配置文件。我们讨论了在CNO循环中产生的中微子对于消除成分不透明度简并的重要性以及未来探测的前景。
2020-04-14 astro-ph.SR
Element Abundances in Solar Energetic Particles and the Solar Corona
这是对1994年11月至2012年6月期间在Wind航天器上测量的54个大的太阳高能粒子（SEP）事件期间2 - 15 MeV amu-1区域中的元素He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca和Fe的丰度的研究。重元素丰度的大部分时间和空间变化的起源在于，在由日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波中，粒子远离加速点的运输过程中，刚性相关的散射。Fe丰度的变化与Fe光谱指数相关，正如散射理论所预期的那样，但以前没有注意到。聚类的Fe丰度在“水库”期间，晚在SEP事件，也是新的报道。在一个地区的运输引起的增强平衡的耗尽在另一个，因此，平均这些变化产生SEP丰度是能量独立的，确认以前的SEP丰度在这个能量区域，并提供了一个可靠的措施，元素丰度在太阳日冕。这些SEP确定的日冕丰度不同于那些在太阳光球由一个众所周知的功能，取决于第一电离势（FIP）或电离时间的元素。
2013-06-10 astro-ph.SR
Solar abundances and granulation effects
太阳丰度在过去十年中经历了一次重大的向下修正，据说是由于采用三维流体动力学模拟来模拟太阳光球的不均匀结构。Asplund等人（2004年）提出的氧丰度非常低，A（O）=8.66，加上碳和氮丰度的向下修正，给太阳模型解释日震测量带来了严重的问题。在努力促进争议，我们重新推导光球丰度的几个元素独立于以前的分析。我们应用了最先进的3D（CO 5 BOLD）流体动力学模拟的太阳颗粒以及不同的一维模型大气的线分光丰度测定。分析是基于标准的光盘中心和光盘集成的光谱图谱;对于氧，我们在不同的日心角获得另外的光谱。导出的丰度是可用原子线的等效宽度和/或线轮廓拟合的结果。我们讨论了不同的颗粒对太阳丰度的影响，并将我们的结果与以前的调查进行比较。根据我们的调查，流体动力学模型是重要的太阳丰度的测定，但不负责最近在文献中的太阳金属丰度的向下修订。
2009-10-25 astro-ph.SR
The LTE solar abundance of neodymium
利用傅里叶变换光谱仪（FTS）获得的高分辨率光谱数据研究了太阳光球中单电离态钕（Nd II）的丰度。基于局部热力学平衡（LTE）假设，导出了新的Nd丰度值。我们成功地选择了51条太阳Nd II谱线，这些谱线具有Den Hartog等人（2003）实验测量的精确跃迁几率，并具有从文献中确定的精确阻尼参数。根据不透明度分布函数（ODF）的原子数据，我们建立了理论光球太阳模型。51条Nd Ⅱ谱线的平均值为log εNd=1.45 +-0.08，与大气的平均值相近。
2017-12-18 astro-ph.SR
The solar abundance problem: the effect of the turbulent kinetic flux on the solar envelope model
最近的三维模拟表明，湍流动力学通量（TKF）是显着的。我们讨论了TKF对对流区大小的影响，发现TKF可能有助于解决太阳丰度问题。太阳丰度问题是，随着新的丰度，太阳对流区深度、辐射内部的声速、对流包层中的氦丰度和密度与日震反演不一致。为了检验TKF廓线对太阳对流包络模式的影响，我们对不同廓线的太阳对流包络模式进行了蒙特卡罗模拟。AGSS 09组成的标准太阳对流包层模式在密度上与日震逆温存在显著差异（$\rm{\sim 10 %}$），而旧组成GN93的模式在密度上差异较小（$\rm{\sim 0.5 %}$）。在采用不同TKF的试验模型中，发现对流层底部的密度廓线对TKF值敏感，对流层底部的密度廓线对TKF结构不敏感。底部湍流动力学光度的要求值约为$\rm{-13%\sim-19%L_{\odot}}$。与3D模拟相比，该值是合理的。本研究仅针对太阳对流层。为了研究TKF对对流层以下太阳内部结构的影响以及整个太阳丰度问题，需要使用TKF的演化太阳模型，但需要TKF在过冲区的廓线。
2014-04-19 astro-ph.SR
Solar Models with Revised Abundance
我们提出了新的太阳模型中，我们使用最新的低丰度，我们进一步包括旋转，磁场和额外的混合过程的影响。我们假设外元素的混合可以看作是一个扩散过程，扩散系数主要取决于太阳内部的旋转和磁场的配置。我们发现，这样的模型可以很好地再现所观察到的太阳自转廓线的辐射区。此外，所提出的模型可以更好地匹配地震的限制比标准的太阳模型，也当这些包括最新的丰度，但忽略了旋转和磁场的影响。
2011-04-06 astro-ph.SR
Exploring mass loss, low-Z accretion, and convective overshoot in solar models to mitigate the solar abundance problem
使用Asplund等人（2005，2009）或Caffau等人（2008，2009）新的较低丰度的太阳模型与日震推断的一致性不如使用Grevesse & Noels（1993）或Grevesse & Sauval（1998）较高丰度的模型。采用新的丰度会导致模型在对流区底部以下的声速差异高达1.4 $%$（与旧丰度的差异小于0.4 $%$相比），对流区太浅，对流区氦丰度太低。在这里，我们简要回顾最近试图恢复协议，我们评估模型的三个变化：早期质量损失，吸积低Z材料，对流过冲。这些尝试的一个目标是探索可以保留旧丰度获得的内部结构，同时容纳表面新丰度的模型。虽然质量损失和吸积模型显示出一些改进的协议与地震的限制，一个令人满意的解决方案，太阳丰度的问题仍然有待发现。此外，我们进行了初步的分析模型与Caffau等人。（2008年，2009年）丰度，表明声速差异减少到只有约0.6 $%$在对流区的基础上，相比之下，Asplund等人（2005）的丰度为1.4 $%$，Grevesse & Noels（1993）的丰度为0.4 $%$。此外，在具有Caffau等人（2008，2009）丰度的模型中包括质量损失可能会提高声速一致性，并有助于解决太阳能锂问题。
2010-02-23 astro-ph.SR
Li abundances for solar twins in the open cluster M67
我们确定锂（Li）丰度的太阳孪晶在M67疏散星团增加有价值的信息之间的相关性，锂耗尽和恒星年龄，然后，更好地了解恒星的结构和演化。我们使用高分辨率和良好的信噪比光谱来表征来自M67的三个太阳孪晶中的Li耗尽，在不对称的6707.75 μ\，Li I特征区域使用光谱合成。我们的M67太阳双星样本（我们的三颗恒星加上文献中先前分析的第四颗太阳双星）的A（Li）$=1.6\pm0.2$ dex的平均Li丰度值代表了其年龄的Li丰度。此外，在这项工作中，从Li丰度的标准差估计的散射是类似的典型的散射发现在文献中提出的现场太阳双胞胎的样本。
2020-01-07 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 astro-ph.SR
Understanding the variability of helium abundance in the solar corona using three-fluid modeling and UV observations
本研究受HERSCHEL探空火箭的内日冕氦丰度紫外观测启发，构建首个三维三流体倾斜日冕冕流带与慢太阳风模型，揭示氦丰度分异变化的物理过程，增进对慢太阳风起源的理解。
2024-06-21 astro-ph.SR
The solar silicon abundance based on 3D non-LTE calculations
我们提出了三维（3D）非局部热力学平衡（非LTE）辐射转移计算硅在太阳光球，使用广泛的模型原子，包括最近，现实的中性氢碰撞截面。我们发现，光子损失的SiI线引起轻微的负非LTE丰度修正的顺序-0.01德克斯。我们推断基于3D非LTE的太阳能硅丰度为7.51 dex。由于硅通常被选为光球和陨石丰度之间的锚，我们发现陨石丰度尺度与Asplund等人（2009）和Lodders等人（2009）的结果相比保持不变。
2016-09-23 astro-ph.SR
Shallow extra mixing in solar twins inferred from Be abundances
锂和铍在恒星内部的不同温度下被破坏。因此，它们的相对丰度提供了很好的探针的性质和程度的混合过程内和以下的对流区。我们确定的8个太阳能双胞胎的样本，其中锂丰度已被确定的丰度。所分析的太阳孪晶跨越了非常宽的年龄范围，0.5-8.2 Gyr，这使我们能够研究Li和Be耗尽的长期演化。我们收集了高质量的UVES/VLT光谱，并通过光谱合成的Be II 313 nm的双峰获得Be丰度。铍丰度随年龄的变化不明显。然而，更脆弱的Li，随着年龄的增加，呈现出单调递减的丰度。因此，对流区下方相对较浅的额外混合是必要的，同时考虑到所观察到的太阳和太阳孪晶中的Li和Be行为。
2015-03-26 astro-ph.SR
The Solar Photospheric Nitrogen Abundance: Determination with 3D and 1D Model Atmospheres
我们提出了一个新的太阳氮丰度的测定利用太阳光球的三维流体动力学模型，这是更物理的动机比传统的静态一维模型。我们选择了合适的原子谱线，依靠等效宽度测量已经存在于文献中。对于大气建模，我们使用了co 5 bold 3D辐射流体动力学代码。我们研究了偏离当地热力学平衡（非LTE效应）和光球不均匀性（颗粒效应）对丰度的影响。我们还比较了几个图集的太阳通量和中心盘强度目前可用。作为我们分析的结果，光球太阳氮丰度为A（N）= 7.86 +/- 0.12。
2009-12-02 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
Higher metal abundances do not solve the solar problem
上下文太阳是恒星物理学的基石。由于光谱、日震和中微子通量观测，我们可以在极端条件下将太阳用作基础物理实验室。然后，我们得出的结论将用于为宇宙中所有其他恒星的演化模型提供信息和校准。然而，太阳能模型与日震的限制处于紧张状态。关于“太阳问题”的辩论迄今已导致许多出版物讨论太阳模型和丰度的潜在问题。目标。使用最近提出的太阳高金属丰度，我们调查是否标准的太阳模型，以及宏观运输模型再现太阳表面锂丰度和分析其性质的日震和中微子通量观测。方法.我们计算太阳的演化模型，并结合光谱和日震的约束，以及中微子通量，这些测量上的宏观运输的影响进行调查。结果当校准高金属丰度太阳模型以再现测量到的太阳锂耗尽时，日震学和中微子通量方面的紧张局势就会出现。这又一次证明，太阳问题也与太阳演化模型的物理处方有关，而不仅仅是化学成分。结论.为了提高我们对恒星结构和演化的理解，需要对太阳模型的物理成分进行修订。如果考虑到轻元素的损耗，太阳问题就不仅限于光球丰度。此外，对太阳铍丰度的更严格限制将在改进太阳模型方面发挥关键作用。
2022-12-13 astro-ph.SR
Corotating Shock Waves and the Solar-Wind Source of Energetic Ion Abundances: Power Laws in A/Q
我们发现，元素丰度的高能离子加速的冲击波形成的共转相互作用区（CIR）的镜子的丰度的太阳风修改的递减幂律依赖于离子的质荷比A/Q。这种行为在性质上类似于著名的幂律依赖于A/Q的丰度在大的渐进太阳高能粒子（SEP）。CIR离子反映了A/Q的模式，在这种情况下，源等离子体温度或冻结温度的Q值为1.0 - 1.2 MK，这是快速太阳风的典型值。因此，CIR中的相对离子丰度是（A/Q）**a的形式，其中a几乎总是负的，并且随着与激波的距离而明显减小，通常开始于1 AU以上。对于一个不寻常的历史CIR事件，a ~ 0，CIR的反向冲击波似乎发生在1 AU，这些高能离子的丰度成为快速太阳风丰度的直接代理。
2018-08-18 astro-ph.SR
Solar cycle observations of the Neon abundance in the Sun-as-a-star
太阳内部的性质可以通过对太阳振荡的日震学测量来精确地确定。然而，这些测量结果与使用太阳大气的3-D流体动力学模型得出的光球元素丰度相冲突。这种理论和日震学的分歧被称为$"$太阳模拟问题$"$。一种可能的解释是，光球层的氖丰度比一般公认的要大，而这种丰度是由日冕层的氖/氧比值与光球层的氧丰度相结合而间接推导出来的。对冷恒星的观测也支持了这一观点。在最慢的太阳风流和日冕流中，Ne/O丰度比也随着太阳周期而变化，并且在流中从太阳最大值到最小值的变化（$\sim$ 0.1到0.25）足够大，可能使一些太阳模型与地震数据相一致。本文利用2010- 2014年太阳动力学观测站EUV变率实验（EVE）的日采样观测资料，研究了当太阳被看作恒星时，日冕Ne/O丰度比是否随太阳活动周期而变化。我们发现，只有一个弱的依赖，和适度的反相关，与太阳活动周期与测量的比率约0.2- 0.3 MK从0.17下降到0.11在太阳活动最小的。在较高的温度下（0.3- 0.6 MK），这种效应被放大，反相关性更强，比值从太阳活动极小期的0.16下降到太阳活动极大期的0.08。我们在太阳极小期找到的值太低，无法解决太阳建模问题。
2018-05-18 astro-ph.SR
High Precision Abundances of the Old Solar Twin HIP 102152: Insights on Li Depletion from the Oldest Sun
我们提出了第一个详细的化学丰度分析的老8.2 Gyr太阳双胞胎，HIP 102152。利用8.2米甚大望远镜获得的超高分辨率（R = 110，000）、高信噪比的紫外可见光谱，我们得到了21种元素相对于太阳的丰度差，精度高达0.004 dex（$\lesssim$ 1%）。我们测定的HIP 102152的金属丰度为[Fe/H] = -0.013 $\pm$ 0.004。恒星的大气参数被确定为比太阳冷54 K，表面重力低0.09 dex，微湍流与我们推导的太阳值相同。元素丰度比与尘埃凝结温度的关系揭示了这颗恒星的太阳丰度模式，与大多数太阳双星相反。HIP 02152的丰度模式似乎是任何已知的太阳双星中与太阳最相似的。年轻的2.9 Gyr太阳孪生子18 Sco的丰度也是从紫外线光谱中确定的，以作为HIP 102152的比较。HIP 102152的太阳化学模式使其成为类地行星的潜在候选者，这一点因其类地行星区域缺乏巨行星而得到加强。HIP 102152、18 Sco和太阳的非局部热力学平衡Li丰度分别为：log $ε$（Li）= 0.48 $\pm$ 0.07、1.62 $\pm$ 0.02和1.07 $\pm$ 0.02。HIP 102152的锂丰度是迄今为止报道的最低的太阳双星，并允许我们考虑一个新兴的，严格限制的锂年龄趋势的太阳双星。
2013-08-27 astro-ph.SR
Determining the initial helium abundance of the Sun
我们确定的依赖性的初始氦丰度和现今的氦丰度在对流信封的太阳模型（$\yim$和$\ysm$分别）的参数，用于构建模型。我们这样做是通过使用参考标准太阳模型来计算$\yim$和$\ysm$对输入参数的依赖性的幂律系数。我们使用这些依赖关系来确定$\yim$和$\ysm$之间的相关性，并使用这种相关性来消除除微观扩散率外的所有太阳模型输入参数中的$\yim$的不确定性。我们发现一个表达式的$\yim$，只依赖于$\ysm$和扩散率。通过采用日震法测定太阳表面氦丰度$\ysms= 0.2485\pm0.0035$和扩散率的不确定度为20%，我们发现初始太阳氦丰度$\yims$为$0.278 \pm 0.006$，与推导$\yim$和$\ysm$之间的相关性所使用的参考标准太阳模型（特别是所采用的太阳丰度）无关。当使用具有额外混合的非标准太阳模型时，我们导出了$\yims = 0.273 \pm 0.006$。在这两种情况下，推导出的$\yims$值高于直接从太阳模型校准中推导出的值，当低金属性太阳丰度（例如Asplund等人）在模型中采用。
2010-06-01 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of carbon.Analysis of atomic carbon lines with the CO5BOLD solar model
使用流体动力学模拟，原子数据的选择，和计算偏离局部热力学平衡的太阳光谱分析意味着向下修订的太阳金属丰度。我们正在使用CO 5 BOLD代码计算的最新模拟来重新评估太阳的化学成分。本文用辐射-流体动力学CO_5BOLD模型计算了太阳光球层碳丰度，并用Kiel程序计算了对局部热力学平衡的偏离。我们在高分辨率、高信噪比的太阳图谱上测量了原子CI线的等效宽度。偏离局部热力学平衡计算在一维基尔代码。我们推荐的太阳碳丰度值依赖于对观测线的98次独立测量，为A（C）=8.50+-0.06，引用的误差是统计误差和系统误差的总和。结合我们最近对太阳氧和氮丰度的结果，这意味着太阳的金属丰度Z=0.0154和Z/X=0.0211。我们的分析意味着太阳的碳丰度是约0.1德克斯高于在以前的分析中发现的基于不同的三维流体动力学计算。这种差异部分是由我们的等效宽度测量结果驱动的（我们平均测量的等效宽度大于基于3D模型的其他工作），部分原因可能是由于流体动力学模拟和频谱合成代码的不同特性。我们从CO 5 BOLD分析中获得的太阳金属丰度与日震学的约束比以前的3D丰度结果稍微好一点。（节录）
2010-02-12 astro-ph.SR
Impact of the low solar abundance on the ages of globular clusters
本文介绍了Asplund及其合作者（2004）关于低太阳丰度对基于等时线拟合的最古老星团年龄的影响的研究结果。我们已经建立了新的恒星模型和相应的等时线使用这种新的太阳混合适当的太阳校准。我们发现使用Asplund et al.（2004）的金属丰度会导致银河系中老球状星团的典型年龄大约增加10%。虽然这可能看起来很小，但它对解释银河系球状星团的形成时代有重要影响。Asplund等人（2004）的丰度可能不一定会威胁到目前的和谐宇宙学，但会表明银河系球状星团在再电离之前和主星系体开始形成之前形成。这与目前对星系形成的理解形成对比。
2010-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar abundance problem
太阳的化学成分是天体物理学中最重要的量之一。太阳丰度是建模恒星大气，恒星结构和演化，人口合成，星系作为一个整体。太阳丰度问题是指日震学的观测数据与恒星内部模型对太阳的预测之间的冲突，如果这些模型使用3D和NLTE辐射转移模型获得的最新太阳化学成分。在这里，我们从观察和理论的角度来仔细研究这个问题。我们还提供了一个可能的解决方案列表，这些解决方案尚未经过测试。
2014-03-12 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
Rotating Solar Models with Low Metal Abundances as Good as Those with High Metal Abundances
根据低金属丰度建造的标准太阳模型（SSM）与地震推断的结果不一致。我们构建了低金属丰度的旋转太阳模型，包括增强沉降和对流过冲。在我们的一个旋转模式\textbf{AGSSr2a}中，对流过冲使我们能够恢复对流区底部（CZ）的半径，其水平为$1σ$。旋转混合几乎完全抵消了表面氦丰度的增强沉降，但只有部分表面重元素丰度。在$1σ$水平上，旋转和增强沉降的结合使地表氦丰度与$0.2485\pm0.0035$的地震推断值一致，并使模型具有比根据高金属丰度构造的SSM更好的声速和密度剖面。CZ的底部半径和\textbf{AGSSr2a}的表面氦丰度分别为$0.713$ $R_{\odot}$和$0.2472$;它与太阳之间的声速和密度相对差的绝对值分别小于$0.0025$和$0.015$。此外，我们的模型预测的中微子通量与以前的研究工作的预测是可比的。
2019-01-31 astro-ph.SR
Unveiling Mass Transfer in Solar Flares: Insights from Elemental Abundance Evolutions Observed by Chang'E-2 Solar X-ray Monitor
本文利用嫦娥二号太阳X射线监测器数据，首次揭示耀斑中Fe的逆第一电离势效应并发现罕见的丰度耗尽现象，基于CSHKP模型结合惯性效应解释了FIP与IFIP效应的形成机制。
2024-07-02 astro-ph.SR
The Origin of Element Abundance Variations in Solar Energetic Particles
在渐变和脉冲太阳高能粒子（SEP）事件的加速和输运过程中，离子的质量电荷比[A/Q]近似按幂律变化。由于Q值取决于源等离子体的电子温度，这允许从元素丰度增强的模式确定该温度，并验证用于从SEP事件扩散传输离子的A/Q功率的预期逆时间依赖性，发现散射平均自由程在0.2和1 AU之间。不同温度等离子体产生的SEP事件在典型的丰度交会图中分布到不同的区域，使分布范围扩大。在SEP事件与温度高于2 MK的比较中，脉冲事件比渐变事件显示出更广泛的丰度非热变化。在渐变事件中加速离子的广泛冲击波可以在许多活跃区域上平均，在活跃区域中，大量但较小的磁重联（“纳米喷射”）产生超热种子离子，从而在变化的丰度上平均，而脉冲SEP事件仅对丰度变化的一个局部区域进行采样。的参考He/O丰度比为91，而不是57的证据，也被发现为较热的等离子体。然而，虽然这与太阳风的He/O丰度相似，但太阳风丰度为SEP丰度增强提供了不可接受的不良参考，产生了极大的误差。
2016-07-21 astro-ph.SR
The Solar Oxygen Abundance from an Empirical Three-Dimensional Model
太阳光球层中的氧丰度，以及由此产生的太阳金属丰度本身，仍然是一个有争议的问题，在天体物理学的许多领域具有深远的影响。本文提出了一种新的测定方法，它是用观测的三维模型拟合6300 A的禁氧线而得到的。这里提出的方法是新颖的，因为以前的决定是基于一维经验分层或三维理论模型。得到的最佳拟合丰度为lg E（O）=8.90和lg E（Ni）=6.15。然而，在模型和程序中引入微小的调整，可以检索非常不同的值，甚至低至lg E（O）=8.70。丰度对可能的系统效应的这种极端敏感性并不是这项特定工作所特有的，但可能反映了基于规定的模型大气的所有丰度测定所固有的真正不确定性。
2014-09-24 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
Photospheric parameters and C abundances in solar-like stars with and without planets
我们一直在分析大量的类太阳恒星样本，包括有行星和无行星的恒星，以便均匀地测量它们的光球参数和碳丰度。我们的样本包含大约200颗太阳附近的恒星，这些恒星是用SDUDIE摄谱仪观测到的，观测数据是公开的。我们对C $_{2}$和C I谱线的主要谱带进行了光谱合成，目的是准确地获得C丰度。我们打算贡献均匀的结果，比较元素丰度的恒星与已知的行星。新的论点将被提出来讨论可能的化学异常，已在文献中提出，使我们更好地了解行星的形成过程。在这项工作中，我们专注于我们的样本中的两个恒星群的碳丰度。
2009-10-01 astro-ph.SR
Uncertainties in the solar photospheric oxygen abundance
这项工作的目的是为了更好地了解来自三维模型的光球太阳氧丰度的置信限，使用禁止[OI]线在6300 ° C，包括与其他参数的相关性。我们使用了一个三维经验模型和两个太阳强度图集。我们采用贝叶斯推断作为一种工具，以确定最有可能的太阳氧丰度的值所选择的模型。我们考虑了一些误差源，如在连续推导中的不确定性，在波长校准和丰度/强度的镍。我们的研究结果表明，在推导中采用的几个参数的影响之间的相关性。贝叶斯分析提供了稳健的置信限，以严格的方式考虑了所有这些因素。我们得到，给定的经验三维模型和阿特拉斯观测在这里，太阳氧丰度的最可能的值是$\log(ε_O) = 8.86\pm0.04$。然而，我们注意到，这种不确定性没有考虑由于模型选择而导致的系统误差的可能来源。
2017-01-24 astro-ph.SR
A New Technique for Determining Europium Abundances in Solar-Metallicity Stars
我们提出了一种新的技术来测量铕，一个代表性的r-过程元素，在太阳金属丰度恒星的丰度。我们的算法比较LTE合成光谱与高分辨率观测光谱使用卡方最小化例程。分析是完全自动化的，因此即使在非常大的恒星样本中也可以对混合线进行一致的测量。我们将我们的结果与文献铕丰度测量结果进行比较，发现它们是一致的，我们也发现我们的方法产生较小的误差。
2009-05-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar Abundances in the Solar Neighborhood: The Hypatia Catalog
我们编译光谱丰度数据从84个文献来源的50个元素在3058颗恒星在太阳附近，在150 pc的太阳，产生Hypatia目录。我们评估了不同调查报告的同一颗恒星的丰度测量的变化。我们还探讨了银河系内的恒星可能的关联，相应的观测和丰度测定方法Hypatia的所有目录，特定目录的整体丰度趋势的影响，以及将所有丰度归一化到相同的太阳尺度的效果。希帕蒂娅星表中大量的恒星丰度测定结果仅针对薄盘恒星进行分析，其观测结果与文献来源之间是一致的。由于我们的大数据集，我们发现，在太阳附近的恒星可能揭示了一个不对称的丰度分布，这样一个[Fe/H]-丰富的集团接近中平面是缺乏镁，硅，硫，钙，钪II，铬II，和镍相比，恒星远离平面。Hypatia星表有着广泛的应用，包括系外行星宿主，厚盘星和薄盘星，或具有不同运动学特性的恒星。
2014-05-26 astro-ph.SR
The Solar Flare Sulphur Abundance from RESIK Observations
在太阳耀斑期间，{ \em CORONAS-F}航天器上的RESIK仪器在其四个通道中的三个通道中观测到了几条覆盖3.8-6.1 nm波长范围的硫X射线线。分析通量以给出硫丰度。选择仪器参数优化时的数据。在4.089处测量的\ion{S}{15} $1s^2-1s4p$（$w4$）谱线的通量给出了$A({\rm S}) = 7.16 \pm 0.17$（与$A({\rm H}) = 12$的对数标度丰度），我们认为这是最可靠的。其他行的估计值从7.13到7.24不等。首选的S丰度估计是非常接近最近的光球丰度估计和安静的太阳太阳风和陨石丰度。这意味着硫没有分馏过程倾向于增加来自光球的日冕丰度，这取决于第一电离势（FIP），或者硫，虽然它的FIP有一个中间值10.36 eV，像一个“高FIP”元素。
2012-03-27 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
Solar models in light of new high metallicity measurements from solar wind data
我们研究了新的金属丰度测量的影响，从太阳风数据，对太阳模型。“太阳模型问题”是指日震观测与采用最先进的光球丰度计算的太阳模型预测之间持续存在的差异。我们批判性地重新评估了这个问题，特别是考虑到von Steiger \& Bubuchen 2016年的新丰度，通过\textit{in situ}收集极地日冕洞的太阳风样本来确定。这组新的丰度表明，太阳金属丰度$Z_{\odot} \geq 0.0196 \pm 0.0014$明显高于目前确定的值。新的值暗示挥发性元素（即C、N、O、Ne）的丰度接近Grevesse \& Sauval 1998的先前结果，而难熔元素（即Mg、Si、S、Fe）的丰度显著增加。使用线性太阳模型的形式主义，我们确定日震观测值的变化响应元素丰度的变化，以探索这些新的测量与日震学的约束条件的一致性。我们发现，对于可观测量是特别敏感的挥发性元素的丰度，特别是对流区边界（CZB）的半径和周围的CZB半径的声速，改进的协议比以前的模型。相反，高丰度的耐火材料与更高的核心温度相关，导致中微子的过度产生和表面氦丰度的巨大增加。我们的结论是，“太阳模型问题”仍然没有解决。
2017-03-22 astro-ph.SR hep-ph
The Solar Flare Chlorine Abundance from RESIK X-ray Spectra
在2002年和2003年之间的太阳耀斑期间，利用{ \em CORONAS-F}上的RESIK仪器获得的X射线光谱确定氯的丰度。利用类氦Cl的弱谱线\ion{Cl}{16}，在4.44和4.50欧姆之间，并在等温假设下，利用{ \em GOES}的温度和发射测量，我们得到了$A({\rm H}) = 12$尺度上的$A({\rm Cl}) = 5.75 \pm 0.26$。的不确定性反映了一个近似因子2的分散在测得的线通量。尽管如此，我们的值代表了可能是迄今为止获得的最好的太阳测定值。它比红外太阳黑子光谱和附近\ion{H}{2}地区的Cl丰度估计值高1.8和2.7倍。RESIK丰度值在大范围耀斑（{ \em GOES}级从C1以下到X1）上的恒定性表明，可能存在于低太阳大气中的任何分馏都与太阳活动的程度无关。
2011-06-07 astro-ph.SR
Constraint on the cosmic age from the solar $r$-process abundances
宇宙年龄是宇宙学中一个重要的物理量。基于辐射测量方法，利用太阳系的$r$过程丰度和贫金属星的观测资料，导出了宇宙年龄的可靠下限为$15.68\pm 1.95$ Gyr。这个值比普朗克2013年的最新宇宙年龄$13.813\pm 0.058$ Gyr大，但在不确定性范围内，两者仍然一致。$1.95$ Gyr的不确定性主要来源于对贫金属星CS 22892-052中钍丰度观测的误差，因此未来需要对CS 22892-052进行高精度的丰度观测来理解这种年龄偏差。
2014-03-07 astro-ph.SR
The solar carbon, nitrogen, and oxygen abundances from a 3D LTE analysis of molecular lines
碳、氮和氧是太阳中第四、第六和第三丰富的元素。由于所谓的太阳模型问题已经持续了几乎$20$年，它们的丰度仍然是激烈的争论。我们重新审视这个问题，提出了一个均匀的分析的$408$分子线在$12$诊断组，观察到的太阳强度谱。利用一个真实的三维辐射流体动力学模型和局部热力学平衡线的形成，我们发现了$\logε_{C} = 8.47\pm0.02$、$\logε_{N} = 7.89\pm0.04$和$\logε_{O} = 8.70\pm0.04$。规定的不确定度主要反映了结果对模式大气的敏感性;这种敏感性在不同诊断组之间是相关的，这些诊断组都与平均结果一致，在$0.03$ dex内。对于碳和氧，分子结果与我们对原子线的3D非LTE分析非常一致。然而，对于氮，分子指标给出的$0.12$ dex比原子指标更大，我们对太阳氮丰度的最佳估计是平均值：$7.83$ dex。这里所提倡的太阳氧丰度接近于我们早先确定的$8.69$ dex，因此目前的结果并不能显著缓解太阳模型的问题。
2021-09-10 astro-ph.SR
The Evolution of Heavy Ion Abundances with Solar Activity
本研究基于元素特征速度划分快慢太阳风，量化重离子丰度演化，发现其与太阳黑子数的关联规律及驱动机制，揭示可用加速能量对丰度演化的关键作用。
2025-04-25 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronae of Stars with Super Solar Elemental Abundances
已知日冕元素丰度偏离其母星的光球值，偏离程度取决于第一电离势（FIP）。这项研究的重点是具有超太阳光球丰度的恒星的日冕组成。我们给出了六颗这样的恒星的日冕丰度：11 LMi，$ι$ Hor，HR 7291，$τ$ Boo和$α$ Cen A和B。这些恒星都有高统计的X射线光谱，其中三个是首次提出。本文中测量的丰度是使用反射光栅光谱仪（RGS）的线分辨光谱结合XMM-牛顿天文台上的高通量EPIC-pn相机光谱获得的。碰撞电离等离子体模型的两个或三个温度分量被发现代表的光谱。所有的元素被发现是一致的耗尽在日冕相比，其各自的光球。对于11 LMi和$τ$ Boo，不存在FIP效应，而$ι$ Hor、HR 7291和$α$ Cen A和B显示出明显的FIP趋势。无论是用太阳丰度还是单个恒星丰度进行比较，这些结论都成立。与低FIP元素富集的日冕不同，在这些恒星中，FIP效应始终是由于高FIP元素相对于实际光球丰度的耗尽。与太阳丰度（而不是恒星）相比，产生了与太阳相同的分馏趋势。在这两种情况下，一个类似的FIP偏见推断，但不同的分馏机制需要调用。
2015-02-26 astro-ph.SR
Non-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Solar Atmospheric Abundances in Space & Time
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）
本文综述了太阳大气中元素丰度的研究，探讨了FIP效应及其逆效应在太阳和其他恒星中的观测，以及磁力线拓扑结构、色球中波动和湍流的作用等未解问题，并介绍了通过跨学科合作产生的16篇论文及未来研究方向。
2026-05-19 astro-ph.SR
