LBT/PEPSI Spectropolarimetry of a Magnetic Morphology Shift in Old Solar-type Stars
太阳型恒星在诞生时就具有相对较快的自转和较强的磁场。通过一个被称为磁制动的过程，随着恒星风逐渐从系统中移除角动量，旋转会随着时间的推移而减慢。角动量损失的速率敏感地取决于磁场的形态，偶极磁场对恒星施加的扭矩最大。最近的观测表明，磁制动的效率可能会显着下降，在接近其主序星寿命的中间。解释这种效率降低的一个假设是磁形态从主要的较大空间尺度向较小空间尺度的转变。我们的目标是测试这一假设与光谱偏振测量两颗恒星的样本色球活动水平的相对两侧的拟议的磁过渡。正如预测的那样，更活跃的恒星（HD 100180）由于非轴对称的大尺度磁场而表现出显着的圆偏振信号，而不太活跃的恒星（HD 143761）则没有显着的信号。我们确定类似物的两颗恒星之间的一个样本的特征良好的开普勒目标，我们预测，从未来的TESS观测HD 143761的星震年龄将大大超过预期的年龄从陀螺年代学。我们的结论是，磁形态的变化可能有助于中年恒星磁制动的损失，这似乎与其全球发电机的关闭相吻合。
2019-12-04 astro-ph.SR
An Old Disk That Can Still Form a Planetary System
根据绕太阳运行的行星的质量和相对元素丰度，估计太阳系诞生时，在距离恒星100天文单位的范围内，其盘的最小质量约为0.01太阳质量。主要成分气态分子氢并不从星盘质量库中释放出来，因此星盘质量最常见的测量方法是尘埃的热发射和气态一氧化碳的谱线。一氧化碳的排放通常会探测到星盘表面，而从尘埃排放到气体质量的转换需要了解颗粒的性质和气体与尘埃的质量比，这可能与它们的星际值不同。因此，质量的估计会因数量级的不同而不同，例如相对较老（3- 10百万年）的恒星TW Hya，估计值从0.0005到0.06太阳质量不等。在这里，我们报告的检测的基本转动过渡的氘化氢，HD，向TW Hya。HD是一种很好的盘状气体示踪剂，因为它遵循分子氢的分布，并且它的发射对总质量敏感。HD探测，结合现有的观测和详细的模型，意味着盘质量>0.05太阳质量，足以形成像我们这样的行星系统。
2013-03-05 astro-ph.SR
The magnetic sensitivity of the resonance and subordinate lines of Mg II in the solar chromosphere
我们进行了理论研究的偏振太阳Mg II的h-k的双重（包括其扩展的翅膀）和下属的UV三重态约280 nm。这些谱线具有很大的诊断意义，因为它们编码了从光球层上部到色球-日冕过渡区的太阳大气物理性质的信息。我们的研究是基于太阳大气宁静区和谱区一维模型中谱线偏振的辐射转移计算。我们的计算考虑了原子极化、量子能级干涉、频率重新分布和任意强度的磁场的综合作用。特别是，我们研究的灵敏度的紧急斯托克斯配置文件的变化，磁场通过塞曼和汉勒效应。我们还研究了色球等离子体动力学对出现的斯托克斯轮廓的影响，考虑到在h-k共振跃迁的角度依赖的频率重新分布。这里提出的结果是在太阳紫外光谱的这一重要区域的分光偏振观测的解释感兴趣。
2020-04-20 astro-ph.SR
Ensemble Properties of the White Dwarf Population of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67
白矮星是研究低质量和中等质量恒星生命终结问题的绝佳工具，而古老的太阳金属丰度疏散星团Messier 67是研究太阳型恒星恒星演化的可靠实验室。在本文中，我们提出了一个详细的光谱研究，（M_g < 12.4）白矮星，结合之前发表的自行成员测定，我们确定了一个干净的，有代表性的星团白矮星样本，包括13个以氢为主的成员，其中至少有一个是候选的双简并，和5个以氦为主的成员。使用这个样本，我们测试围绕太阳型恒星的恒星演化的最后阶段的多个预测。特别是，~1.5太阳质量的恒星损失的综合质量的随机性小于白矮星残余质量的7%。我们确定了可能是由双星演化产生的白矮星，包括至少一个蓝离散星遗迹和两个氦核白矮星。我们没有观察到一个显着的人口的氦核心白矮星形成的增强质量损失的红巨星分支的集群。白矮星大气成分的分布是完全一致的领域，限制了提出的机制，抑制氦大气白矮星形成的星团。简而言之，Messier 67的白矮星数量与太阳金属丰度恒星的单星和多星恒星演化理论的基本预测完全一致。
2018-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The White Dwarfs of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67: Properties and Progenitors
古老的太阳金属量疏散星团Messier 67一直被认为是研究和理解太阳型恒星结构和演化的关键。对于恒星残骸来说也是如此--M67的白矮星种群为理解和解释白矮星种群和演化提供了至关重要的观测数据。在这项工作中，我们确定白矮星的质量，并推导出他们的祖先恒星质量使用高信噪比光谱的温暖（$\gtrsim10,000$ K）DA白矮星在集群。由此，我们能够推导出每个白矮星在初始-最终质量关系中的位置，以及平均$M_{\mathrm WD} = 0.60\pm 0.01 M_{\odot}$和祖先质量$M_i = 1.52\pm 0.04 M_{\odot}$。这些值是完全符合最近发表的线性和分段线性拟合的半经验的初始-最终质量关系，并提供了一个至关重要的，精确的锚点的初始-最终质量关系的太阳金属丰度，低质量的恒星。M67白矮星的平均质量也与局部场白矮星质量分布中的尖锐窄峰相一致，这表明大多数新近形成的场白矮星来自质量为$\approx 1.5 M_{\odot}$的恒星。我们的研究结果，使更精确的建模编码的领域WD质量分布的银河系恒星形成率。
2021-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Observations of the Oldest White Dwarfs in the Solar Neighborhood
本文报道了一颗冷白矮星的Spitzer 5-15微米光谱和51颗冷白矮星的3.6-8微米光度测量结果。我们的大多数目标都有精确的BVRIJHK测光和三角视差测量，这使我们能够使用其光学，近红外和中红外测光与最先进的模型大气进行详细的模型大气分析。我们证明了冷白矮星的光学和红外光谱能量分布很好地再现了我们的网格模型。我们的最佳拟合模型与所有滤波器中的观察结果在5%内一致，除了IRAC 8微米波段，其具有最低的信噪比光度测定。除了超冷的白矮星，我们样本中没有一颗恒星显示出明显的中红外线通量不足或过剩。在我们的2-9 Gyr老目标周围没有检测到中红外过量通量，这将具有温暖碎片盘的冷白矮星的比例限制在0.8%（+1.5% -0.8%）。
2009-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
GeMs/GSAOI observations of La Serena 94: an old and far open cluster inside the solar circle
物理性质的候选人疏散星团拉塞雷纳94，最近公布的VVV合作。由于GeMS/GSAOI提供的精致的角分辨率，我们可以详细地描述这个系统，第一次，在JHK $_{s}$波段的深测光。净化后的JHK $_{s}$图在H中的星团关闭点以下达到约5等。利用红团簇巨星在色图中的轨迹和消光定律，得到了$A_V =14.18 \pm 0.71$的平均消光。同样的恒星被认为是标准烛光，用来计算星团距离$8.5 \pm 1.0$ kpc.等时线与星团颜色-星等图相匹配，以确定其年龄$\log{t(yr)}=9.12\pm 0.06$和金属丰度$Z=0.02\pm0.01$ .通过将King模型拟合到径向密度分布，发现$r_{c}=0.51\pm 0.04$ pc的核心半径。通过将可见恒星质量与外推质量函数相加，星团质量估计为$M=(2.65\pm0.57) \times 10^3$ M $_{\odot}$，与积分星等$M_{K}=-5.82\pm0.16$和潮汐半径$r_{t}=17.2\pm2.1$ pc一致。拉塞雷纳94的整体特征证实它是一个古老的疏散星团，位于南十字旋臂，朝向银河系第四象限，距离银河系中心$7.30\pm 0.49$千秒差距。星系团的畸变结构、质量分离和年龄表明它是一个动态演化的恒星系统。
2015-11-26 astro-ph.SR
Tidally excited gravity waves in the cores of solar-type stars: resonances and critical-layer formation
我们模拟了潮汐引起的非线性重力波在太阳型恒星核中的传播和耗散。我们进行流体动力学模拟先前开发的Boussinesq模型使用的谱元代码来研究恒星的核心作为一个波腔，周期性地被迫在外边界与给定的方位波数和可调频率。对于低振幅强迫，该系统表现出共振与固定的g模式在特定的频率，对应的情况下，潮汐扭矩是高度依赖于频率。对于高振幅强迫，激发波迅速打破中心附近和旋转的核心，使随后的波被吸收在一个不断扩大的临界层，在以前的工作中发现，导致潮汐扭矩与平滑的频率依赖性。对于中等振幅的强迫，我们发现，线性阻尼的波逐渐旋转的核心，这样的共振条件可以大大改变。该系统可以朝着或远离g模式共振，这取决于强迫频率和最接近的本征频率之间的差异。最终，临界层形成并吸收入射波，导致类似于高振幅情况的情况，其中波迅速破碎。我们研究了这个过程的强迫振幅和频率的依赖关系，以及对扩散系数。我们强调，小普朗特数的中心太阳状恒星有利于发展的差分旋转核心由于非线性反馈波。我们的模拟和分析表明，这一重要机制可能会急剧改变重力波的相位，因此，在太阳型恒星的共振锁定的经典图片需要修改。
2023-02-20 astro-ph.SR
Solar neutrinos as indicators of the Sun's activity
研究了利用太阳中微子流观测太阳耀斑（SF）预报的时机。在三代中微子中，我们考虑了中微子流在作为SF源的耦合太阳黑子（CS）上的演化。假设中微子同时具有偶极磁矩和反偶极磁矩，而CS以上的磁场可达$10^5-10^6$ Gs，具有扭曲性质，并具有非势特征。研究了太阳中微子流可能的共振转换。因为$ν_{eL}\to ν_{μL}$共振发生在对流区之前，所以它的存在与SF没有任何联系。然而，当太阳中微子通量在耀斑前穿过CS时，它可能会经历额外的共振转换，结果可能会观察到电子中微子通量的耗尽。
2020-04-21 astro-ph.SR
The Origin of Weakened Magnetic Braking in Old Solar Analogs
主序星的自转速度会随着时间的推移而变慢，因为它们逐渐失去磁化恒星风的角动量。角动量的损失率取决于磁场的强度和形态、质量损失率、恒星自转周期、质量和半径。先前的观测表明，两颗自转速率相似但年龄差异很大的F型恒星（狮子座88和rho CrB）之间的磁形态发生了变化。在这封信中，我们确定了一个可比较的过渡在2-7 Gyr之间的年龄的太阳类似物的进化序列。我们提出了新的光谱偏振18斯科和16天鹅座A & B从大双筒望远镜，我们重新分析以前发表的塞曼多普勒图像的HD 76151和18斯科，提供额外的限制，这种过渡的性质和时间。我们将档案X射线观测与盖亚的最新距离相结合，以估计质量损失率，并采用来自星震学和其他来源的精确恒星属性。然后，我们计算了演化序列中每颗恒星的风制动扭矩，表明角动量损失率在HD 76151和18 Sco（2.6-3.7 Gyr）之间下降了一个数量级以上，并继续适度减少到16 Cyg A & B（7 Gyr）的年龄。我们认为，这种磁过渡可能代表了较弱的差分旋转所产生的全球发电机的中断，我们概述了计划，以探测这种现象在其他恒星跨越广泛的光谱类型。
2022-06-17 astro-ph.SR
Detection of a magnetic field in three old and inactive solar-like planet-hosting stars
我们对晚型恒星磁场的理解强烈地受到我们对太阳磁场的了解的推动。出于这个原因，了解太阳能发电机的典型性至关重要。要做到这一点，我们需要将太阳的磁场与尽可能类似于太阳的其他恒星的磁场进行比较，无论是在恒星参数和年龄方面，还是在活动方面。在这里，我们提出了一个磁场在三个行星托管类太阳恒星的质量，年龄和活动水平与太阳相媲美的检测。我们使用HARPSpol分光偏振仪获得HD 70642、HD 117207和HD 154088的高分辨率高质量圆偏振光谱，使用最小二乘去卷积技术检测磁场。从斯托克斯I光谱，我们计算出每颗恒星的logR活动指数。我们将赫兹-罗素图中恒星的位置与演化轨迹进行了比较，以估计它们的质量和年龄。我们使用锂丰度，来自斯托克斯光谱，以进一步限制年龄。我们获得了HD 70642和HD 154088的明确磁场检测，而对于HD 117207，我们获得了边缘检测。由于观测的信噪比较低，我们无法在HD 117207和HD 154088的第二组观测中检测到磁场。根据有效温度、质量、年龄和活动水平，这三颗恒星可以被认为是太阳的类似物。HD 70642、HD 117207和HD 154088是比较研究太阳磁场和太阳类似物的理想目标。
2013-02-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Na I and Sr II Resonance Lines in Solar Prominences
我们估计的电子密度，n_e，和它的空间变化，从观察到的发射比的共振线Na I 5890（D2）和Sr II 4078在静态双折射。对于明亮的日珥（τ_α ~ 25），我们得到连续两天的平均n_e ~ 2*10^10 /cm ^3;对于暗淡的日珥（τ_α ~ 4），n_e ~ 4*10^10 /cm ^3，具有中等的内部波动，并且没有随太阳边缘以上高度的系统变化。从NaI/SrII的发射比推导出n_e所需的对谱线展宽的热和非热贡献T_kin和V_nth不能从观察到的不同质量原子的谱线宽度明确地确定。假设T_kin和V_nth相同，Sr II 4078的减小宽度Δ-λ_D /Δ_0显示出超过来自NaD 2和H-δ的减小宽度。我们把这种过度的展宽归因于离子与日珥磁场的相互作用引起的更高的非热展宽。这是由发现SrII 4078的宏观位移高于NaD 2的宏观位移所暗示的。
2017-05-06 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Probing the lithium abundances in old metal-rich dwarf stars in the Solar vicinity
我们测试的情况下，径向迁移可能会影响锂丰度模式的矮星在太阳附近。这可能证实了这些恒星中的Li丰度不能作为星际介质中Li丰度的探针。我们使用Gaia-ESO调查第6次内部数据发布的高质量数据（包括Li丰度）。在这个例子中，我们通过层次聚类，根据化学丰度的相似性对恒星进行分组。我们的分析对待测得的锂丰度和上限。先前发现的径向迁移恒星的Li包层远低于基准陨石值（<3.26 dex）;探测到丰度最高的恒星的A（Li）= 2.76 dex。这证实了以前观察到的老矮星的趋势（中位年龄$\sim$ 8 Gyr），其中Li减少[Fe/H] $\gtrsim$ 0。这一结果作为支持的证据，在老矮星的上包层中测量的锂丰度不应该被认为是星际介质锂的代理。我们的方案还表明，[M/H]>0的恒星产额不应该减少，最近在文献中提出。我们的研究支持了最近的研究，这些研究声称，在倾角的热侧的老矮星是锂的ISM丰度的有效探针，前提是原子扩散不会显着降低富含金属的物体大气中的初始锂丰度。
2022-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Debris discs in the 27 Myr old open cluster IC4665
我们目前斯皮策IRAC和MIPS 24微米成像的成员的27+/-500万年的老疏散星团IC 4665。通过星子碰撞和合并的类地行星组合模型预测了这一时期的尘埃碎片盘。我们确定，42（+18-13）%的太阳型（F5-K5）星团成员在24 μ m处有过量的发射，这表明这些碎片盘，是迄今为止斯皮策研究的星团中频率最高的。这些盘的大多数具有中等水平的过剩（F_24/F_phot < 2），并且没有发现源具有指示与稳态碰撞演化相反的最近瞬态事件的极端水平的过剩。我们没有发现证据表明，在这个集群样本的多重性和24微米过量之间的联系。只有早型星TYC 424 -473-1（T_eff~ 8420 K）在4.5 μ m以上有明显的近红外线过剩。两个太阳型靶具有低显著性的8 μ m过量，但没有显著性的24 μ m过量。所有其他目标显示没有近红外线过量的证据，这可能表明存在光学厚的原始盘，表明观察到的24微米过量来自碎片盘。
2010-10-11 astro-ph.SR
Radial velocities and metallicities of red giant stars in the old open cluster NGC 7762
我们提出并讨论了径向速度和第一次测量的金属丰度为9个演变的恒星在鲜为人知的老疏散星团NGC 7762。我们分离出八个径向速度星系团成员和一个闯入者。径向速度与以前的研究结果一致。NGC 7762的金属丰度在不确定度范围内（[Fe/H]=0.04 $\pm$ 0.12）。对于这个金属丰度来说，星团的年龄是2.5 $\pm$ 0.2 Gyr，并且落在一个只有几个老的疏散星团已知的年龄范围内。相对于以前的研究，我们发现一个更大的距离，这意味着集群位于900 $^{+70}_{-50}$ pc从太阳。对于大多数元素，我们测量太阳尺度的丰度比。我们在文献中搜索了太阳附近类似年龄的疏散星团，发现NGC 7762可以被认为是鲁普雷希特147的孪生兄弟，鲁普雷希特147是一个类似年龄的星团，距离太阳只有300 pc。事实上，除了年龄，金属丰度和丰度比也非常接近Ruprecht 147值的观测不确定性。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anti-Solar Differential Rotation May Have Revived Magnetic Braking in the Subgiant 31 Aquilae
Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（太阳-恒星联系中心，WDRC）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、CEA、CNRS、AIM）；Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文系）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Vanderbilt University, Department of Physics & Astronomy（范德堡大学物理与天文系）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文系）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天体物理研究所(SIfA)）
通过TESS和LBT观测，研究亚巨星31 Aql的磁场和自转，发现其非循环磁场和慢自转支持反太阳式差分自转，恢复磁制动。
2026-03-17 astro-ph.SR
The K2 M67 Study: Revisiting old friends with K2 reveals oscillating red giants in the open cluster M67
对星团的观测对形成我们对恒星演化的理解产生了巨大的影响。疏散星团M67由于其接近太阳的组成和年龄，作为恒星演化理论的校准基准具有特别重要的作用。因此，它被广泛观测，包括试图探测其主序和红巨星中类似太阳的振荡。然而，由于难以测量这些极低振幅的振荡，迄今为止，任何星震推断仍然难以捉摸。在这里，我们报告的第一个明确的检测类太阳振荡的红巨星M67。我们使用开普勒黄道任务K2的数据来测量全球星震特性。我们发现了一个与模型无关的地震距离为816+/-11pc，或（m-M）o=9.57+/-0.03mag，平均红巨星质量为1.36+/-0.01Msun，与星团关闭附近的食双星的动力学质量一致，并且单个恒星的年龄与等时线拟合一致。我们没有看到红巨星分支有强烈质量损失的证据。我们还确定了所有星团巨星的地震测井g，典型精度为~0.01dex。我们的结果一般表现出良好的协议与独立的方法，并支持使用地震标度关系，以确定全球性的红巨星与太阳附近的金属丰度。我们进一步说明，数据是如此高的质量，未来的工作对个别模式的频率应该是可能的，这将扩大范围的地震分析这一集群。
2016-10-10 astro-ph.SR
Direct N-Body Modeling of the Old Open Cluster NGC 188: A Detailed Comparison of Theoretical and Observed Binary Star and Blue Straggler Populations
在最近完成的对老（7 Gyr）疏散星团NGC 188的径向速度观测的基础上，我们详细研究了星团中的太阳型硬双星和蓝离散星，在这里我们通过一个复杂的N体模型研究了NGC 188的动力学演化。在可能的情况下，我们利用观测到的年轻（1.5亿年）疏散星团M35的双星特性来指导我们选择初始双星种群的参数。在7 Gyr的主序太阳型硬二进制人口的模型中匹配的NGC 188的二进制频率和轨道参数的分布。模型和观测结果之间的这种一致性在很大程度上是由于NGC 188和M35太阳型双星之间的相似性。事实上，在模型中的7个Gyr主序星双星中，只有那些P>1000天的双星显示出动力学碰撞的潜在可观测证据。这强调了为星团模型定义精确初始条件的重要性，我们建议最好通过与像M35这样的年轻疏散星团的观测进行比较来完成。此外，这表明，即使是在古老的疏散星团中对现今双星的观测也可以提供有关其原始双星种群的有价值的信息。然而，尽管该模型成功地匹配了真正的星团，但与NGC 188相比，该模型产生的蓝离散星不足，并产生了过多的长周期圆形主序星-白矮星双星。我们的结论是，改进物理的质量传递和共同的信封，实际上可以解决这两个与观察的差异。该项目突出了疏散星团对综合观测调查和全尺度N体模拟的独特可及性，并强调了疏散星团对星团动力学研究的重要性。
2012-11-02 astro-ph.SR
Old, Metal-Poor Extreme Velocity Stars in the Solar Neighborhood
我们报告了在盖亚-DR 2档案中发现的30颗具有极端空间速度（$>$ 480 km/s）的恒星。这些恒星是1743颗恒星的子集，具有高精度视差，大切向速度（$v_{tan}>$ 300 km/s），并在DR 2中测量视线速度。通过追踪恒星的轨道，我们发现其中至少有一颗恒星与银河系中心的超大质量黑洞喷出的恒星相一致。另一颗恒星的轨道在大约2亿年前经过大麦云云（LMC）附近。与以前发现的蓝色超高速恒星不同，我们的样本是贫金属的（-1.5 $<$ [Fe/H] $<$ -1.0）和相当古老的（$>$ 1 Gyr）。我们讨论了加速老恒星到这种极端速度的可能机制。相对于潜在的加速机制，观测到的这一群体的高空间密度意味着这些恒星可能与银河系（MW）有关。如果它们被束缚，发现这个种群将需要大约600 km/s的局部逃逸速度，因此意味着MW的位力质量为$M_{200} \sim 1.4 \times 10^{12} M_\odot$。
2018-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustering analysis of Ca {\sc i} 4227 line polarization using magnetohydrodynamic simulations of the solar atmosphere
本文利用太阳大气三维磁流体动力学模拟和1.5维辐射转移，结合聚类分析研究了Ca I 4227谱线共振散射线偏振对温度和密度结构的敏感性，并通过源函数比值图对14类偏振轮廓进行了定性解释。
2025-03-10 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Fast Magnetoacoustic Waves due to Coupling into the Slow and Alfven Continua in the Solar Atmosphere
研究了非均匀、弱耗散、一维平面、强各向异性色散等离子体中快磁声波的共振吸收。磁位形由夹在两个半无限均匀磁性等离子体区域之间的非均匀磁性板组成。横向驱动的FMA波穿透与局部慢波或Alfven波存在于非均匀层中的相互作用的非均匀板，并且部分地被该区域反射、耗散和透射。本研究的目的是找到太阳色球和日冕条件下的波能吸收系数。数值结果进行了分析，以找到波能吸收系数的慢和阿尔芬共振位置。数学推导是基于两个简化的假设，即（i）非线性很弱，（ii）非均匀层的厚度与波的波长相比很小，即我们采用所谓的长波长近似。慢共振被发现是由非线性理论描述，而在阿尔芬共振的动力学可以在线性框架内描述。我们引入了耦合共振的新概念，当两个不同的共振彼此非常接近时，会发生这种情况，从而导致入射波的行为就像它同时受到两个共振的影响一样。我们的结果表明，波的能量吸收是很大程度上依赖于入射波的角度结合平衡磁场的倾角。此外，它被发现，FMA波是非常有效地吸收在阿尔芬共振日冕条件下。在色球条件下，FMA波的吸收效率要低得多，尽管由于耦合共振而增加了效率。
2010-06-12 astro-ph.SR
Twists to Solar Spicules
II型太阳针状体看起来像是细长的、高度动态的场束缚物质链，它们为日冕和太阳风提供了大量的质量和能量。最近的一个结果是，它们除了加速外流和横向阿尔文波引起的摇摆运动外，还表现出扭转阿尔文波。我总结了这一发现，然后根据它重新解释了以前的观测结果：Hα外蓝翼和红翼的近临景象惊人的相似性，以及1973年拍摄的日食光谱中吸收线相对于发射线的倾斜。
2012-05-23 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
Ensemble Simulations of Proton Heating in the Solar Wind via Turbulence and Ion Cyclotron Resonance
质子在日冕和日球层表现出各向异性的速度分布，违反磁矩守恒，并普遍缺乏与其他粒子的热平衡。关于在太阳风中激发非麦克斯韦质子的物理过程的身份还没有达成一致，但传统上最喜欢的是离子回旋共振阿尔芬波的耗散。本文提出了动力学模型，离子回旋波加热质子的旅程从日冕到行星际空间。它还得到了广泛的新的解决方案，相关的色散关系，边际稳定边界，和非共振速度空间扩散率。本文建立了一个包含回旋阻尼和湍流级联的唯象模型来解释低α-质子微分流速下质子加热的抑制。这些影响是在一个大规模的模型中实现的质子热演化从日冕1 AU。一个真实的风速，密度，磁场强度，和加热率的蒙特卡罗合奏产生一个充满的区域的参数空间（在一个平面所描述的平行等离子体β和质子温度各向异性比）类似的测量。该填充区域的高β边缘由等离子体不稳定性和强加热速率控制。低β边缘对应于较弱的质子加热和回旋共振的相对贡献范围。总的来说，这些模型与其他研究一致，这些研究发现只有一小部分湍流功率谱需要由离子回旋波组成。
2014-06-03 astro-ph.SR
Nonlinear and chaotic resonances in solar activity
结果表明，1749-2009年太阳黑子数的小波回归去趋势波动具有较强的周期性，周期约为3.7年。小波回归方法从大约11年的时间段的数据去趋势。因此，三分之一次谐波共振可以作为11年太阳周期的背景。它还表明，小波回归去趋势波动谱的宽带部分表现出指数衰减，连同积极的最大李雅普诺夫指数，是混沌的标志。利用复时分析方法，从理论上分析了光谱宽带部分的指数衰减率与卡林顿太阳自转周期的关系。简要讨论了次谐波共振的驱动周期（3.7年）与活动经度翻转现象的关系，即太阳黑子活动的主要部分平均每3.7年改变一次经度。
2010-05-04 astro-ph.SR nlin.CD
Activity time series of old stars from late F to early K. V. Effect on exoplanet detectability with high-precision astrometry
恒星活动强烈地影响并可能阻碍径向速度技术在太阳型恒星的宜居带中探测地球质量的行星。天体测量学原则上对恒星活动不太敏感，因为情况比较有利：与径向速度相比，恒星天体测量学信号预计比行星天体测量学信号要微弱。我们量化的恒星活动的影响，高精度天体测量时，地球质量的行星在宜居带周围的老主序星太阳型恒星搜索。我们使用了一个非常大的磁活动合成时间序列的恒星天体测量信号的属性。然后，我们研究了基于不同方法的系外行星的可探测性：首先基于来自合成时间序列的假阳性的理论水平，然后对旧的主序星F6-K4进行盲测。信号的振幅可以高达太阳值的几倍，这取决于对活动水平、光谱类型和斑点对比度所做的假设。然而，1 MEarth行星的探测率非常好，在F6-K4范围内的恒星的宜居带中，10 pc的假阳性率极低。标准的假警报概率，使用经典的时间序列的自举强烈高估了假阳性的水平。这影响了检测率。我们的结论是，如果技术挑战可以克服，并达到非常高的精度，天体测量是更适合探测地球质量的行星在附近的太阳型恒星周围的宜居带比径向速度，和探测率高得多的行星质量范围和时期时，天体测量技术的使用比径向速度技术。
2020-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Linear and Non-Linear Landau Resonance of Kinetic Alfvén Waves: Consequences for Electron Distribution and Wave Spectrum in the Solar Wind
研究了太阳风中的动力学Alfven波湍流，结果表明非麦克斯韦电子分布函数对太阳风等离子体动力学有重要影响。线性朗道阻尼导致平行电子分布函数中的平台的形成，其显著减小朗道阻尼率。波的非线性散射等离子体粒子被推广到短波长，它被发现，对于太阳风参数，这种散射是占主导地位的过程相比，三波衰减和合并的波矢量范围。合并这些影响导致陡峭的频谱之间的惯性和耗散范围的频谱指数在2和3之间。该区域可以被标记为散射范围。在太阳风等离子体中已经观察到这种陡峭化。
2010-08-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The oldest low-$α$ thin disc stars
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Institute of Theoretical Physics and Astronomy, Faculty of Physics, Vilnius University（维尔纽斯大学物理学院理论与天体物理研究所）
本研究利用GALAH DR4数据发现银河系薄盘中存在年龄高达125亿年的低α元素恒星，表明薄盘形成可能早于预期，并提供星表供后续观测。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of exocometary CO within the 440 Myr-old Fomalhaut belt: a similar CO+CO$_2$ ice abundance in exocomets and Solar System comets
最近的ALMA观测提供了越来越多的证据，证明在附近主序星周围的柯伊伯带类似物中释放出的外彗星气体存在。这代表了一个独特的机会，可以在年轻的时候研究他们的冰库，因为这时最有可能发生挥发性物质向行星的输送。在这里，我们提出了检测CO J=2-1排放同位尘埃排放彗星带在4.4亿岁的北落师门系统。通过光谱空间滤波，我们实现了5.4 $σ$检测，并确定环的天空投影旋转轴匹配的明星。CO质量（$0.65-42 \times10^{-7}$ M $_{\oplus}$）是迄今为止探测到的所有拱星盘中最低的，并且必须是系外彗星起源的。使用稳态模型，我们估计的CO+CO $_2$质量分数的外彗星周围北落师门之间的4.6- 76%，符合太阳系彗星和其他两个带已知的主机外彗星气体。这是第一次表明在行星系中彗星组成的相似性，这可能与它们的形成情景有关，并与ISM的直接遗传相一致。此外，我们发现初步的证据表明，$(49\pm 27)$ %的检测到的流量来自偏心带的近心附近的区域。如果得到证实，后者可能是通过最近的影响事件或CO pericentre辉光由于外彗星释放内的稳态碰撞级联解释。在后一种情况下，我们展示了如何方位角的依赖性的CO释放率导致偏心彗星带的气体观测的不对称性。
2017-05-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resonance of low-frequency electromagnetic and ion-sound modes in the solar wind
本文揭示太阳风中低频电磁涨落与离子声波模式的非线性共振机制，通过 Hall-MHD 模拟证明该共振仅在斜向传播时发生，可将回旋共振离子的能量转移至 Landau 共振粒子。
2024-04-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Gaia-ESO Survey: Old super-metal-rich visitors from the inner Galaxy
我们报告了一组古老的超富金属矮星的识别，轨道的低偏心率，达到最大高度从银河系平面之间的~0.5-1.5千秒差距。我们讨论它们的性质以了解它们的起源。我们使用的数据来自Gaia-ESO调查的内部数据版本6。我们选择了在高分辨率下观测到的恒星，其丰度为18种元素的21种。我们应用层次聚类的完整的化学丰度空间内的类似的化学丰度的恒星分组。根据它们的化学性质，这组超级富金属恒星可以分为五个亚组。四个似乎遵循化学富集流，几乎所有的丰度增加与铁同步。第五个亚组显示出不同的化学特征。所有亚群都有以下特征：平均年龄为7-9 Gyr，太阳或亚太阳[Mg/Fe]比，最大高度在0.5-1.5 kpc之间，低偏心率，以及从预期的金属丰度梯度中脱离。我们恒星的高金属丰度与太阳附近的形成不相容。它们的动力学性质与理论预期一致，即这些恒星由于模糊和最重要的是由于搅动而从银河系内部旅行。我们认为，大多数这类恒星起源于银河系的内部区域（内盘和/或凸起），后来迁移到太阳附近。恒星起源的区域有着复杂的化学富集历史，Ia型和II型超新星以及可能的渐近巨星分支星都有贡献。
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Escapees from the bar resonances. On the presence of low-eccentricity, metal-rich stars at the Solar vicinity
了解径向迁移是建立相关的化学和动力学演化模型的关键。在本文中，我们分析了一个高分辨率的N体模拟的银河系型星系研究的作用，恒星棒的减速产生迁移从内部到外部盘。恒星粒子被主共振（共转和外林德布拉德共振）捕获，然后由于棒减速而向外传播穿过盘。一旦棒强度达到最大振幅，一些被送到外盘的恒星就会逃脱共振，其中一些会停留在近似圆形的轨道上。逃逸星的数量逐渐增加也是由于当方形/花生状凸起形成时棒强度的降低。我们表明，这种机制不仅限于近圆形轨道上的恒星：也开始在更偏心的轨道上的恒星可以向外转移（出OLR位置），并可以结束近圆形轨道。因此，棒共振向外传播可以引起一些迁移恒星轨道的圆化。本文研究的机制可以解释在太阳附近和更普遍的外星系盘中存在的富金属恒星。我们的动力学模型预测，多达3%的恒星之间的共转和OLR可以形成在银河系的最里面的区域。通过分析太阳附近最富金属恒星的年龄分布，可以潜在地限制银河系棒形成的时代。
2020-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Present-Day Mass Function of Star Clusters in the Solar Neighborhood
本研究利用Gaia DR3数据分析了93个星团的现今质量函数，发现其与动力学演化的Kroupa初始质量函数一致，α值随星团年龄增大而减小，且与形态相关，但与金属丰度无关。
2024-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
H-alpha Activity of Old M Dwarfs: Stellar Cycles and Mean Activity Levels For 93 Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood
通过麦克唐纳天文台M矮行星搜索，我们已经获得了近3,000个高分辨率光谱的93晚型（K5-M5）恒星超过十年使用HET/HRS。这个样本为研究低质量恒星长期恒星活动周期的发生提供了一个独特的机会。在本文中，我们研究我们的目标，反映在H-α功能的恒星活动。我们已经确定了6颗恒星的周期信号，周期从几天到10年以上不等，并发现了其他7颗恒星的长期趋势。P > 1年的恒星周期至少占我们目标的5%。此外，我们提出了我们的样本的时间平均活动水平的分析，并寻找与其他恒星属性的相关性。特别是，我们发现更大质量的早期类型（M0-M2）恒星往往比后期类型的矮星更活跃。此外，高金属量恒星在给定的恒星质量下往往更活跃。我们还评估了H-α变异性作为活动引起的径向速度（RV）变化的示踪剂。对于M矮星GJ 1170，H-alpha变化揭示了与RV中所见相匹配的恒星活动模式，模仿了巨行星的信号，并且我们发现了先前确定的GJ 581恒星活动周期可能是该系统中最近缩回的行星f（Vogt et al. 2012）的证据。然而，一般来说，我们发现在我们测量的精度（通常为6-7 m/s）下，H-α与RV并不经常相关。
2012-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The McDonald Accelerating Stars Survey (MASS): Discovery of a Long-Period Substellar Companion Orbiting the Old Solar Analog HD 47127
具有明确年龄、光度和质量的褐矮星为低温大气和演化模型提供了罕见但有价值的测试。本文介绍了HD 47127的一颗亚恒星伴星的发现和动力学质量测量，HD 47127是一颗老的（$\approx$ 7-10 Gyr）G5主序星，质量与太阳相似。主恒星的径向速度与哈伦J.史密斯望远镜揭示了一个低振幅的加速度为1.93 $\pm$ 0.08 m s $^{-1}$ yr $^{-1}$的基础上，20年的监测。我们随后用后续的凯克/NIRC 2自适应光学成像在1.95 $''$（52天文单位）处恢复了一个微弱的（$ΔH$ =13.14 $\pm$ 0.15等）同向运动的伴星。HD 47127的径向加速度以及依巴谷和盖亚EDR 3天体测量的切向加速度提供了宿主恒星三维加速度矢量的直接测量，使得HD 47127 B的动力学质量约束（67.5-177 $M_\mathrm{Jup}$，置信度为95%），尽管观测的轨道覆盖率很小。HD 47127 B的绝对$H$波段星等比基准T矮星HD 19467 B和Gl 229 B暗，但比Gl 758 B和HD 4113 C亮，这表明它属于晚T光谱类型。总的来说，HD 47127 B的质量极限是由它的动力学质量和亚恒星边界决定的，假设它是单颗的，它的质量范围是67-78 $M_\mathrm{Jup}$，尽管从动力学的限制来看，更倾向于高质量的$\approx$ …
2021-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
PIC Simulation of Double Plasma Resonance and Zebra Pattern of Solar Radio Bursts
最新研究表明，在等离子体振荡频率与电子回旋频率之比（$ω_{pe}/Ω_{ce}$）较大的等离子体中，具有DGH分布的高能电子通过电子回旋脉塞不稳定性（ECMI）可以产生等离子体发射。本文在ECMI等离子体发射机制的基础上，采用不同的$ω_{pe}/Ω_{ce}$，利用PIC模拟方法研究了等离子体双共振（DPR）效应以及相应的谐波（H）和基波（F）带等离子体发射。这使我们能够直接模拟斑马纹（ZP）的太阳射电爆发中观察到的第一个特征。我们发现：（1）从强度和线性增长率随$ω_{pe}/Ω_{ce}$的变化可以看出，模拟很好地再现了上杂化（UH）和Z模的DPR效应;（2）H发射的强度比F发射的强度强2个数量级，并随$\sim$的增加而周期性地变化，而F发射的强度太弱而不明显，（3）H的总强度的峰谷对比度为$\sim 4$，峰值位于$ω_{pe}/Ω_{ce}$的整数值（= 10和11）附近。我们还评估了高能电子能量对ECMI激发波和等离子体辐射特性的影响。该研究为太阳射电爆发ZPs的物理起源提供了新的见解。
2021-02-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Two Super-Earths Orbiting the Solar Analogue HD41248 on the edge of a 7:5 Mean Motion Resonance
已知的多行星系统的数量正在增加，这些系统围绕其宿主恒星运行，其轨道周期使它们处于平均运动共振状态。在大多数情况下，这些系统是在一阶共振和动力学的研究集中在他们的努力，了解这种动态共振的起源和演变。我们在这里报告发现了两个接近二阶动力学共振的超级地球，它们围绕着贫金属（[Fe/H]=-0.43 dex）和不活跃的G2 V恒星HD 41248运行。我们分析了这颗恒星的62个HARPS档案径向速度，到目前为止，还没有证据表明有行星伴星。使用我们新的贝叶斯多普勒信号检测算法，我们在数据中发现了两个显著的信号，周期分别为18.357天和25.648天，这表明它们可能是7：5二阶平均运动共振的一部分。两个半振幅都低于3 m/s，最小质量分别为12.3和8.6Mearth。我们的模拟发现，拱点对齐使系统稳定，即使没有看到共振角的天平动，系统也会受到共振的影响，并且可能占据7：5的可伸缩性，这将是这种动力学共振中的第一个行星配置。考虑到未来几年将发现的大量低质量多行星系统，我们预计这些二阶共振配置将从数据中出现，突出了更好地理解形成微行星之间动力学相互作用的必要性。
2013-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Kepler423b: a half-Jupiter mass planet transiting a very old solar-like star
我们报告了开普勒天体KOI-183.01（开普勒-423b）的光谱确认，这是一颗质量为木星一半的行星，每2.7天经过一颗类似太阳的恒星。我们的分析是第一个结合完整的开普勒测光（季度1-17）与高精度径向速度测量与FIES光谱仪在北欧光学望远镜。我们同时建模的光度和光谱数据集，使用贝叶斯方法加上马尔可夫链蒙特卡罗采样。我们发现KOI-183的开普勒预搜索数据条件（PDC）光变曲线显示出过境深度的季度到季度的系统变化，峰到峰幅度约为4.3%，每四个季度重复出现一次季节趋势。我们将这些系统化归因于对拥挤度量的季度变化的不正确评估。主恒星KOI-183是一颗G4矮星，其恒星的编号为$M_\star=0.85\pm0.04$ M $_\rm{Sun}$，$R_\star=0.95\pm0.04$ R $_\rm{Sun}$，$T_\mathrm{eff}=5560\pm80$ K，$[M/H]=-0.10\pm0.05$ dex，年龄为$11\pm2$ Gyr。行星KOI-183 b的质量为$M_\mathrm{p}=0.595\pm0.081$ M $_\mathrm{Jup}$，半径为$R_\mathrm{p}=1.192\pm0.052$ R $_\mathrm{Jup}$，行星体积密度为$ρ_\mathrm{p}=0.459\pm0.083$ g/cm $^{3}$。KOI-183 …
2015-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
HD45364, a pair of planets in a 3:2 mean motion resonance
使用HARPS摄谱仪精确的径向速度测量揭示了两颗行星围绕太阳型恒星HD 45364运行。伴星的质量分别为0.187 Mjup和0.658 Mjup，半长轴分别为0.681 AU和0.897 AU，偏心率分别为0.168和0.097。对系统的动力学分析进一步显示了两颗行星之间3：2的平均运动共振，这防止了近距离相遇，并确保了系统在5 Gyr以上的稳定性。这是第一次在太阳系外的行星上观察到这样的共振结构，尽管在我们的太阳系中有一个由海王星和冥王星组成的类似结构。这个奇异的行星系可能对行星的形成和迁移情景提供重要的限制。
2009-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Time resolved 2 million year old supernova activity discovered in Earth's microfossil record
理论上预测，大质量恒星会以核心坍缩超新星的形式终止演化，喷出超过1 E-5太阳质量的放射性同位素60 Fe。如果这样的事件发生在离我们太阳系足够近的地方，超新星碎片的痕迹可能会沉积在地球上。在这里，我们报告了一个时间分辨60 Fe信号驻留，至少部分地，在生物油藏。使用加速器质谱仪，通过直接检测次生氧化铁中含有的活性60 Fe原子发现了这种信号，其中包括磁化石，由趋磁细菌产生的磁铁矿晶体的结晶链。磁化石是从两个太平洋沉积物钻孔岩心中化学提取的。结果表明，60 Fe信号起始于2.6 ~ 2.8Ma，在下更新统界线附近，终止于1.7Ma左右，峰值出现在2.2Ma左右。
2017-10-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Double plasma resonance instability as a source of solar zebra emission
双等离子体共振（DPR）不稳定性在太阳射电斑马的产生中起着基础作用。在等离子体中，由热电子的损失锥型分布和更密集和更冷的背景等离子体组成，这种不稳定性产生上混合波，然后将其转化为电磁波并作为无线电斑马观察。在本文中，我们从斑马解释的角度数值研究了双等离子体共振不稳定性。我们使用一个三维电磁粒子在细胞（3-D PIC）的相对论模型。首先利用多模模型研究了双等离子体共振不稳定性的细节。我们展示了如何在这种不稳定性的热电子的分布函数的变化。然后，我们表明，有一个非常好的协议之间得到的结果由多模式和特定模式的模型，这是由一个优势的波的最大增长率。因此，对于在广泛的模型参数范围内的计算，我们使用特定模式模型。我们计算了双等离子体共振不稳定性的最大增长率。并与解析解进行了比较。我们发现数值和分析的增长率之间有很好的一致性。我们还计算了在一个非常广泛的参数范围内的上混合波的饱和能。我们发现，上混合波的饱和能量显示出极大值和极小值几乎相同的值的$ω_\mathrm{UH}/ω_\mathrm{ce}$的增长率。此外，我们还发现上杂化波的饱和能与超热电子密度成正比。最大饱和能量可以达到热电子动能的百分之一。这些发现可用于太阳射电斑马的解释。
2017-11-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A hot Jupiter orbiting a 2-Myr-old solar-mass T Tauri star
热木星是一种巨大的类木星系外行星，其轨道距离其宿主恒星的距离比木星到太阳的距离近100倍。这些行星可能形成于原始圆盘的外部，中心恒星和周围的行星都是从那里诞生的，然后向内迁移，但避免落入它们的宿主恒星。然而，目前还不清楚这是否发生在热彗星的生命早期，当时仍然嵌入原行星盘中，或者后来，一旦多个行星形成并相互作用。虽然在成熟的类太阳恒星周围探测到了大量的热彗星，但它们的存在还没有在年轻恒星中得到证实，年轻恒星的磁场活动如此强烈，以至于它掩盖了近距离巨行星可能引起的径向速度信号。在这里，我们表明，年轻恒星周围的热彗星可以从扩展的高分辨率光谱中发现。一旦从活动中过滤出来，从2015年底收集的新数据中得出的V830 Tau径向速度显示出周期为4.93 d的正弦波和半振幅为75 m/s，检测到的虚警概率<0.03%。我们发现，这个信号是完全无关的2.741-d的旋转周期的V830头，我们把它归因于存在的0.77木星质量的行星轨道在距离0.057 AU的主恒星。我们的研究结果表明，热行星可以向内迁移在<200万年，最有可能是由于行星盘的相互作用，从而产生强有力的支持，在气态原行星盘巨行星迁移的理论。
2016-06-20 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
