Solar Center--Limb Variation of the Strengths of Spectral Lines: Classification and Interpretation of Observed Trends
在距太阳盘面中心31个连续点上，计算了4690- 6870 A波长范围内565条谱线的等效宽度（W（mu=cos（theta）=1）到肢体附近（μ =0.25）通过应用合成谱拟合技术，为了澄清它们的中心-边缘变化的性质，特别是观测到的斜率在线路之间的差异及其根据线路特性的解释。我们发现，梯度β（= -dlog W/dlog mu）的分布与dlog W/dlog T指数的分布有很好的相关性，这意味着W的中心到边缘的变化主要取决于各条线的T敏感性，因为当我们向边缘移动时，线形成区域向较低T的上层移动。此外，理解dlog W/dlog T行为的关键（取决于数量种群的温度敏感性）是所考虑的物种是否处于次要种群阶段或主要种群阶段，由此解释了激发电位和谱线强度差异方面的β分布。所有的中心-肢体数据的等效宽度（以及视线湍流速度色散，元素丰度，和平均线形成深度作为副产品），以及用于我们的分析太阳光谱可作为在线材料。
2019-05-07 astro-ph.SR
Center-to-limb Variations in Solar Plage using IRIS Observations
本研究利用IRIS观测首次揭示太阳谱斑过渡区谱线参数的临边变化规律，验证其与宁静太阳模式一致但参数值更高，解释了视线效应和磁场对谱线特征的影响机制。
2024-11-04 astro-ph.SR
Systematic Center-to-Limb Variation in Measured Helioseismic Travel Times and Its Effect on Inferences of Solar Interior Meridional Flows
我们报告了一个系统的中心到肢体的变化，在测量日震旅行时间，这必须考虑到一个准确的测定太阳内部纬向流。利用SDO/HMI和SDO/AIA观测资料进行日震时距分析时发现，不同观测量的日震系统变化在走时大小和变化趋势上存在差异。目前尚不清楚是什么导致了这种系统性影响。从沿中央子午线区域获得的南北向走时中减去沿赤道区域获得的与纬度相关的东西向走时，对于不同的观测值给出了非常相似的结果。我们建议这是一个有效的程序，消除系统的中心到肢体的变化。从校正的旅行时间反演得到的地下湍流比不去除系统效应得到的慢约10 m/s。探测到的中心到边缘的变化可能有重要的影响，在推导的深层内部的对流，需要更好地理解。
2012-03-08 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variability of Hot Coronal EUV Emissions During Solar Flares
一般认为，宁静太阳和活动区等离子体的密度足够低，以证明光学薄近似的合理性，并且它通常用于分析日冕等离子体的线发射。然而，太阳耀斑环的密度要高得多，这就影响了光学薄近似。这项研究开始于一个辐射转移模型，该模型使用典型的太阳耀斑密度和几何形状来显示热日冕发射线通常不是光学薄的。此外，该模型表明，所观察到的线强度应表现出中心到边缘的变化（CTLV），与耀斑观察到的边缘附近比发生在磁盘中心附近的暗淡。该模型的预测进行了验证与分析的200多个耀斑观察到的EVE上SDO使用6条线，峰值形成温度在8.9和15.8 MK之间，显示肢体耀斑系统比盘中心耀斑暗淡。然后，数据被用来表明，沿视线的电子柱密度通常增加了1.76 × 1019 cm-2的边缘耀斑超过盘中心耀斑值。结果表明，热日冕发射的CTLV减少了传播到太阳系的电离辐射量，并改变了通常用于光谱分析的谱线和谱带的相对强度。
2017-12-18 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variation of Radio Emissions from Thermal-Rich and Thermal-Poor Solar Flares
利用1996-2009年野边山射电日像仪事件表，对射电耀斑事件进行了统计分析。我们研究了中心到肢体的变化，17 GHz和34 GHz的流量划分耀斑事件到不同的组相对于“热等离子体丰富度”（软X射线的峰值通量的比率，非热无线电发射）和无线电爆发的持续时间。结果发现，对于短持续时间的富热耀斑，17和34 GHz的峰值通量倾向于向临边偏高。我们建议，热丰富的耀斑，这应该是与高能量粒子到色球层的有效沉淀，有一个俯仰角分布的非热电子具有较高的人口沿耀斑环。
2011-07-10 astro-ph.SR
Center-to-limb variations of solar active regions: Observations of spots, faculae, and network in the 6173 Å continuum
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特拉菲斯研究所）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学系）；Evangelisches Gymnasium Kleinmachnow（克莱因马霍瑙福音中学）
通过SDO/HMI观测太阳黑子、光斑和网络在6173 Å连续谱的中心-边缘变化，发现除本影外所有成分在边缘处变暗减弱，光斑和网络在μ≈0.3处对比度最大，现有模型无法捕捉此行为。
2026-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Center--limb variation of solar photospheric microturbulence
微湍流是恒星光谱学中的一个重要参数，它通过在谱线不透明度剖面中加入一个热增宽项来解释饱和谱线的强度。虽然我们的太阳可以作为一个重要的测试平台来检查通常假设的常数，从磁盘中心到边缘的详细行为似乎从来没有被调查过。为了填补这一空白，太阳盘面上的局部丰度值是根据从中心到边缘的32个点的46条Fe I线的等效宽度确定的，要求从不同强度的线得出的丰度之间的一致性。观测发现，随θ（视线与表面法线之间的夹角）变化的速度从~ 1.0 km/s（sinθ= 0：盘中心）到~ 1.3 km/s（sinθ = 0.7：三分之二径向距离）是缓慢的;但之后会急剧增加到~ 2 km/s（sinθ= 0.97：边缘）。这一结果进一步表明，从盘积分太阳的通量谱导出的微湍流比盘中心值大约20%，这与3D流体动力学模型大气的预测几乎一致。
2021-12-02 astro-ph.SR
Center-to-limb observations of the Sun with ALMA
我们测量了中心到边缘的亮度温度，$T_b$，从ALMA全磁盘图像在两个频率和反转的传输方程的解决方案，以获得电子温度，$T_e$作为光学深度的函数，$τ$。ALMA图像与AIA在1600 ° C下的图像非常相似。在239和100 GHz处，盘心亮温分别为6180和7250 K，色散分别为100和170 K。在239/100 GHz的强度比中，斑区明显突出，而光斑和细丝道则不突出。在239和100 GHz处，太阳盘半径约为1 AU，分别为$961.1\pm2.5$和$964.1\pm4.5$角秒。在两个频率下都观察到轻微但具有统计学意义的肢体增亮。中心-边缘曲线的反演表明，$T_e$随$0.34<τ_{100\,GHz}<12$光学厚度的对数线性变化，斜率为$d\ln T_e/dτ=-608$ K。我们的结果比Fontenla等人（1993）的平均安静太阳模型C的预测值低5%，但不能证实以前的报告，即mm- $λ$太阳光谱与电池内部模型更好地拟合。
2017-05-25 astro-ph.SR
Modelling the Center-to-Limb systematic in normal-mode-coupling measurements
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Center for Space Science, New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校太空科学中心）
本文提出了一种建模中心到边缘系统误差的方法，用于改进全球日震学交叉谱分析中经向环流的推断。
2024-11-12 astro-ph.SR
Center-to-limb variations in coronal hole and quiet Sun regions obtained with IRIS spectroscopic observations
本文利用 IRIS 全日盘观测，首次报告了冕洞和宁静太阳过渡区 Si IV 谱线的高斯拟合参数随日心角线性变化的中心至边缘变化特征。
2023-09-12 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
On Doppler shift and its Center-to-Limb Variation in Active Regions in the Transition Region
全面了解过渡区多普勒运动的结构，包括中心到边缘的变化及其与磁场结构的关系，对于理解太阳大气中的质量和能量传输是至关重要的。本文利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）和界面区成像光谱仪（IRIS）记录的Si IV 1394~ 1394发射线，在活动区进行了这样的研究。活动区有两个极性相反的强场区，由弱场走廊隔开，弱场走廊随着活动区的演化而变宽。强场区（走廊）的平均红移为5{--}10（3{--}9）km~s $^{-1}$（取决于观测日期）。然而，在走廊的中间有一条狭窄的通道，在所有的圆盘位置都有接近零的多普勒频移，这表明那里的任何流动都非常缓慢。走廊的多普勒速度分布似乎有两个分量，一个是以0 km/s为中心的低速分量，另一个是以10 km~s $^{-1}$为中心的高速分量。高速度分量与强场区的速度分布相似，只有一个分量。两者都表现出一个小的中心到肢体的变化，似乎来自同一人口的流动。为了解释这些结果，我们建议，从较低的过渡区的排放主要来自温暖的II型针状体，我们介绍了一个“色球壁”的想法--与经典的冷针状体--占减少中心到肢体的变化。
2019-10-26 astro-ph.SR
NLTE modeling of Stokes vector center-to-limb variations in the CN violet system
太阳表面磁场与太阳活动的大部分现象有关，甚至控制着太阳活动的大部分现象。塞曼效应诊断允许仅测量类分形结构的磁场的一小部分。其余隐藏的磁场只能通过汉勒效应来访问。由于分子线在窄光谱区具有宽范围的磁灵敏度，因此非常便于应用Hanle效应诊断。利用安装在Istituto Ricerche Solari Locarno（IRSOL）45 cm望远镜上的Zurich成像偏振仪ZIMPOL II的紫外版，我们同时观测了CN B2-X2- X系统（0，0）和（1，1）波段的强度和线偏振中心到边缘的变化。在这里，我们提出了这些意见的分析。我们已经实现了相干散射的分子线到NLTE辐射转移代码。采用了分两步走的办法。首先，我们分别求解了统计平衡方程，并在忽略偏振的情况下计算了不透明度和强度。然后，我们使用这些量作为计算散射偏振和汉勒效应的输入。我们发现，在标准的一维建模框架中，不可能同时拟合不同肢角处的强度和偏振。由于缺乏辐射场各向异性，提供正确强度中心到边缘变化的大气模型不能拟合线性极化中心到边缘变化。我们必须通过特别引入的自由参数来增加各向异性。这使我们能够成功地解释我们的观察。我们讨论了可能的原因低估的各向异性的1D建模。
2011-03-13 astro-ph.SR
Solar center-to-limb variation in Rossiter-McLaughlin and exoplanet transmission spectroscopy
本研究利用太阳临边昏暗光谱图集，评估辐射传输模型在透射和Rossiter-McLaughlin曲线中的系统性偏差，发现模型高估透射曲线达两倍、RM振幅偏差5–10 m/s，强调精确太阳CLV模型的重要性。
2023-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
FTS atlas of the Sun's spectrally resolved center-to-limb variation
太阳的光谱随着中心到边缘的距离而变化。这种变化是由太阳大气层的温度-密度结构决定的。为了探索光谱分辨的中心到边缘的变化（CLV），我们利用两个光谱图集记录的傅里叶变换光谱仪（FTS）在麦克马思皮尔斯设施在基特峰。其中一个光谱图是在1978年至1979年作为第二太阳光谱的第一次调查的一部分记录的，而另一个是用于盘中心的参考NSO/Kitt Peak FTS地图集。两个图谱都代表了完全分辨的光谱，没有任何光谱杂散光。然后，我们构建了一个图谱的边缘/盘中心比的两个光谱之间的波长范围4084-9950 nm。这个比率谱表示CLV相对于连续谱的振幅，其结构与强度谱本身一样丰富，但是线轮廓在形状和振幅上都有很大不同。这就好像我们正在处理一个新的，不熟悉的太阳光谱，明显不同于强度光谱（我们在这里用缩写SS 1表示）和第二太阳光谱的线性偏振（我们使用缩写SS 2）。类似地，我们将新的比率谱称为SS 3。虽然SS 3和SS 2之间几乎没有任何相似之处，但是我们能够识别出在弱到中强谱线的情况下可以将SS 1转换为SS 3的非线性映射，所述中强谱线主要在LTE中形成（直接耦合到局部温度-密度结构）。这种非线性映射成功地建模的两个自由参数，发现近似线性变化的整个波长范围内覆盖。这些参数和各种SS 3谱线轮廓提供了一个新的，丰富的模型大气观测约束。
2014-10-30 astro-ph.SR
Center to limb variation of transition region Doppler shift in active regions
研究多普勒频移可以更深入地了解太阳大气中的质量和能量流动。利用界面区成像光谱仪（IRIS）记录的\ion{Si}{4} 1394~ G谱线，对50个活动区（AR）的过渡区多普勒频移及其强场区（$|\textbf{B}| \geq$ 50 G）的中心-边缘变化（CLV）进行了全面测量.为了定位AR和确定强场区域，我们使用了日震和磁成像仪（HMI）获得的磁图。我们发现，在强场区，平均而言，所有的AR都表现出4 ~ 11 km/s的平均红移，并且随着AR的不同而变化。这些流动显示出温和的CLV，在边缘有相当大的幅度，在中经度范围有相当大的分散。我们的观测结果不支持下过渡区（T $<\sim$ 0.1 MK）的红移是由脉冲加热导致的场向下流产生的观点，并需要另一种解释，例如在较冷的\rm{I}型针状体产生色球壁的情况下，\rm{II}型针状体的下流。
2023-02-18 astro-ph.SR
Photometric Trends in the Visible Solar Continuum and Their Sensitivity to the Center-to-Limb Profile
太阳辐射在太阳自转时间尺度上的变化很大程度上取决于可见太阳盘面上的磁结构。太阳周期时间尺度的变化被认为是类似的，由于表面磁性的变化与活动。了解磁结构对太阳总辐照度和太阳光谱辐照度的贡献，需要评估它们作为磁盘位置的函数的贡献。由于只有相对测光是可能的，从地面，图像像素的对比度测量相对于中心到边缘的强度分布。使用九年的全磁盘红色和蓝色连续图像从精密太阳光度望远镜在莫纳罗亚太阳天文台（PSPT/MLSO），我们研究的灵敏度连续对比度测量的中心到边缘轮廓的定义。仅在用于确定它们的像素中允许的磁活动量不同的剖面产生相反符号的太阳周期长度连续体对比趋势;要么与Preminger等人（2011）的结果一致，显示与太阳周期负相关，要么不同意并显示与太阳周期正相关。在太阳活动周期的中心到边缘轮廓形状的变化是负责矛盾的对比度的结果，我们表明，最低的对比度结构，互联网和网络，是最敏感的。因此，全星盘、互联网和网络测光趋势的强度主要取决于宁静太阳定义中使用的磁通量密度。我们的结论是，低对比度的磁结构的贡献，在太阳连续输出的变化，特别是长期的变化，很难，如果不是不可能的话，确定不使用辐射成像。
2015-06-25 astro-ph.SR
Discriminant analysis of solar bright points and faculae I. Classification method and center-to-limb distribution
虽然光球磁性元素主要出现在盘中心的亮点（BPs）和边缘附近的光斑，但高分辨率图像显示BPs和光斑在日心角范围内共存。这是不能解释的“热壁”效应，通过垂直通量管，并建议从BP光斑的过渡需要进行定量研究。为了实现这一目标，我们首次记录的尝试区分BP和光斑，使用基于线性判别分析（LDA）的统计分类方法。本文给出了我们的方法的详细描述，并显示其应用程序的高分辨率图像的活动区域检索的中心到肢体分布的BP和光斑。明亮的“磁”功能检测在不同的磁盘位置的分割算法，同时使用G-波段和连续信息。通过使用这些特征的选定样本来表示BP和光斑，确定了合适的光度参数以进行LDA。因此，我们得到了中心到肢体的变化（CLV）的相对数量的BP和光斑，揭示了光斑的优势，在所有磁盘的位置，除了接近磁盘中心（mu > 0.9）。虽然目前的数据集受到有限的统计，我们的结果是一致的，在不同的磁盘位置的BP和光斑的其他观测。检索CLV表明，在高分辨率，光斑是整个太阳盘的活动区域的重要组成部分。我们推测，靠近盘中心的光斑以及远离盘中心的BPs与倾斜场有关。
2010-01-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Center-to-limb variation of intensity and polarization in continuum spectra of FGK stars for spherical atmospheres
解释凌日系外行星或食双星的光变曲线，以及恒星或微透镜事件的干涉测量所需的必要参数之一是光的强度和偏振如何从中心到边缘变化。恒星大气中的散射和吸收过程同时影响恒星中心到边缘的强度变化（CLVI）和偏振变化（CLVP）。在本文中，我们提出了一个研究的CLVI和CLVP在连续光谱考虑不同的贡献的散射和吸收不透明度的不同光谱类型的恒星与球形大气。我们解决了偏振辐射传输方程中存在的连续散射，考虑球形恒星模型大气。我们开发了两个独立的代码的基础上Feautrier和短特征的方法来交叉检查我们的结果。我们计算的CLVI和CLVP连续的凤凰网格的球形恒星模型大气的范围内的$T_{eff} = 4000 - 7000 \rm K$，$\log g = 1.0 - 5.5$和$λ= 4000 - 7000 \rm Å$，这是列表和可在CDS。对于亚巨星和矮星（$\log g = 3.0 - 4.5$），较低的$\log g$和较低的$T_{eff}$导致较高的恒星边缘极化。对于巨星和超巨星（$\log g = 1.0 - 2.5$），最高的有效温度产生最大的偏振。当恒星的$T_{eff}$降低到$4500 - 5500 \rm K$（取决于$\log g$）时，边缘极化降低并达到局部最小值。它再次增加到$T_{eff}$的$4000 \rm K$。对于最致密的矮星（$\log g = 5.0 - 5.…
2015-11-23 astro-ph.SR
Spectral atlases of the Sun from 3980 to 7100 Å at the center and at the limb
在这项工作中，我们使用UTS-IAP和RIAAM（大不里士大学Siderostat，望远镜和摄谱仪与巴黎天体物理研究所和马拉加天文学和天体物理研究所联合开发）拍摄的数据，展示了太阳盘中心和太阳两极附近的边缘光谱的数字和图形地图集。本文给出并讨论了太阳盘两个不同部分的高分辨率和高信噪比（SNR）CCD狭缝谱，即$μ$ ~=~1.0（太阳中心）和$μ$ ~=~ 0.3太阳边缘）。虽然有几个太阳盘中心的光谱图集，但这是第一个在这个光谱范围内制作的太阳边缘光谱图集。光谱分辨率约为\emph{R} ~ $\sim$ ~70 000（$Δλ$ ~ $\sim$ ~0.09 μ m），信噪比（SNR）为400 ~ $-$ 600。完整的地图集涵盖了3980到7100个太阳光谱区域，包含44页，每一页上有三个太阳光谱的部分光谱，使其紧凑。标准化的太阳盘中心和太阳边缘的差异光谱也包括在图集的图形中，以显示线轮廓的差异，包括远翼。地图集的图示中包括了对最重要的日线的识别。大地线在不同的光谱上产生一个明确的特征，这很容易注意到。在本文的最后，我们只提供了整个地图集的两个示例页面，而整个地图集的图形表示及其ASCII文件可以通过斯特拉斯堡CDS的FTP服务器通过匿名FTP访问cdsarc.u-strasbg.fr（130.79.128.5）或通过此链接\footnote{\url{http://cdsar…
2014-07-22 astro-ph.SR
Center to limb variation of penumbral Stokes V profiles
我们调查的水平和垂直分量的Evershed流（EF）。为此，我们计算了平均斯托克斯V剖面的半影在不同的日心角的各种速度类。我们的研究结果表明，蓝移的配置文件的额外的波瓣具有相同的极性的斑点是目前在蓝边的平均斯托克斯V配置文件。附加波瓣的振幅随蓝移和日心角的增大而增大。对于小的红移，该配置文件显示了一个额外的波瓣与平均斯托克斯V配置文件的红色一侧的斑点相反的极性。即使在盘中心，原来的极性的平均斯托克斯V轮廓是反向的强红移。不同类型的Stokes V剖面之间的过渡是连续的，表明不仅垂直的，而且水平的EF是一个磁化的等离子体流的磁背景场。
2010-08-13 astro-ph.SR
Atlas of the solar intensity spectrum and its center to limb variation
太阳临边暗化函数是众所周知的，并广泛应用于太阳大气模型中。然而，一直缺乏系统的光谱分辨测量。因此，我们最近决定在洛迦诺的IRSOL用格雷戈里·库德望远镜开始一项观测活动，以制作一个在10个不同日心角$θ$上获得的光谱图集，选择这些日心角，使$μ= \cosθ$以0.1的步长覆盖从0.1到1.0的区间。迄今为止进行的测量包括439 nm至666 nm的光谱范围。收集的数据提供了有关太阳表面出射辐射场各向异性的信息，从而可以更好地模拟第二太阳光谱。此外，这些数据提供了在模拟太阳大气时应考虑的观测限制。
2017-08-10 astro-ph.SR
A Comprehensive Method to Measure Solar Meridional Circulation and Center-to-Limb Effect Using Time-Distance Helioseismology
子午线环流是太阳内部动力学的一个重要组成部分，但它在太阳内部深处的推断由于日震测量技术中的系统中心到边缘效应而变得复杂。以前，使用经验方法，从中央子午线区域的南北向行波测量值中去除赤道区域的东西向行波测量值的走时偏移，但其有效性和准确性需要评估。在这里，我们开发了一种新的方法，以更稳健的方式分离中心-边缘效应δ τ_CtoL和湍流引起的走时偏移δ τ_MF。使用7年的观测SDO/HMI，我们详尽地测量沿太阳盘的径向方向的所有方位角和所有跳跃距离的两个表面位置之间的走时位移。实测走时偏移量是δ τ_CtoL和δ τ_MF的线性组合，可以通过求解线性方程组进行解纠缠。发现δ τ_CtoL相对于方位角是各向同性的，然后对纬向环流反演了δ τ_MF。我们的反演结果显示了一个三层流动结构，低纬地区的向赤道流动在0.82和0.91之间，高纬地区的向赤道流动在0.85和0.91之间。在向赤道气流区的下方和上方都有向极气流，表明在每个半球都有双胞环流。
2017-09-22 astro-ph.SR
Center-to-limb polarization in continuum spectra of F, G, K stars
上下文恒星大气中的散射和吸收过程影响恒星辐射强度（CLVI）和线偏振（CLVP）的中心到边缘变化。目标。有几个使用不同恒星模型的CLVI理论和观测研究，然而，大多数CLVP的研究集中在太阳大气中，而没有考虑在较冷的非灰色恒星大气中的CLVP。本文从理论上研究了不同光谱类型恒星连续光谱中强度和线偏振的CLV。方法.在无磁场的条件下，考虑大气的平面平行模型和各种不透明度，迭代求解了偏振光的辐射转移方程。结果我们计算的CLVI和CLVP凤凰恒星模型大气的有效温度（4500 K-6900 K），重力（log g = 3.0 - 5.0），波长（4000 - 7000 nm）的范围内，这是列表和可在斯特拉斯堡天文数据中心（CDS）。此外，我们提出了几个测试我们的代码，并比较我们的结果与测量和计算的CLVI和CLVP的太阳。本文用多项式拟合了CLVI，并给出了拟合系数。结论.对于重力和有效温度较低的恒星模型大气，CLVP较大。
2015-01-19 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
On the magnetic field of off-limb spicules
确定与太阳针状体有关的磁场对于开发这些等离子体射流的适当模型至关重要，这些等离子体射流被认为在色球层的热，动力和磁结构中起着关键作用。在这里，我们报告的磁特性的离肢针状体在一个非常安静的区域的太阳大气中，推断出新的光谱偏振观测的He I 10830 A三重态与特内里费岛红外偏振仪。我们已经使用了一种新的反演代码的斯托克斯配置文件所造成的联合行动的原子级极化和汉勒和塞曼效应（HAZEL）来解释的观察。在狭缝的非常局部的区域中检测到强至~ 40 G的磁场，这可能代表有组织的网络针状物的场强的可能较低值。
2009-11-16 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variation of the Inverse Evershed Flow
我们提出的逆Evershed流（IEF）的基础上的等离子体的速度和色球superpenumbral纤维环的几何形状在11个太阳黑子，位于一个广泛的日心角从12到79度的中心到肢体的变化的属性。这些观测是在邓恩太阳望远镜上获得的，它们的谱线分别是656 nm的Halpha、854 nm的CaII和1083 nm的HeI。所有的太阳黑子在边缘和中心侧显示相反的视线（LOS）速度，在外部半影边缘附近具有明显的激波特征。我们开发了一个简化的灵活的太阳黑子模型，假设轴对称和规定的径向流速分布在一个已知的环路几何复制观察到的二维IEF模式在不同的视角。模拟的流图与色球环的观测结果相吻合，色球环的长度为10-20 μ m，起始于0.8-1.1太阳黑子半径，顶点高度为2- 3 μ m，真实恒流速度为2- 9 km/s。我们发现平均一个很好的协议的模拟速度和观测椭圆环周围的太阳黑子。个别IEF通道显示出显着的变化范围在其属性，并达到最大的LOS速度高达12公里/秒。向上或向下的气流在日心角大于30度时，在LOS速度中没有显示出符号的变化。我们的研究结果是一致的IEF所造成的虹吸流动机制驱动流在一个恒定的声速沿高架环路与平顶色球层。
2020-08-28 astro-ph.SR
Solar oxygen abundance using SST/CRISP center-to-limb observations of the O I 7772 Å line
本文利用SST/CRISP获得的日面中心到边缘O I 7772 Å线光谱拼接观测，验证三维NLTE模型对太阳谱线形成的描述，并测得太阳氧丰度为8.73±0.03 dex。
2023-04-03 astro-ph.SR
Solar off-limb emission of the OI 7772 Å line
本文的目的是了解在太阳色球层中7772的OI线的形成。我们使用SST/CRISP观测在太阳边缘附近的几个地方观测OI 7772。在一维球面几何模式下，我们将观测结果与RH程序计算的合成谱进行了比较。新的精确的氢碰撞率被包括在RH计算中。观测结果揭示了色球层下部的暗隙，这是由我们的模型所示的线不透明度的变化引起的。7772跃迁的较低能级由连续谱的向下级联填充。我们研究了光学干涉中的Lyman- $β$抽运效应以及三重态和五重态系统之间的碰撞效应。两者都对线强度有很小但不可忽略的影响。
2017-05-18 astro-ph.SR
Empirical Investigation on the Impact of Hydrogen Collisions for the Formation of CI 1.07 mu~m Lines Based on the Solar Center-to-Limb Variation
为了检验多重态1在1.068-1.069 μ m处的强Cl线的非LTE线形成计算的有效性，特别是在与中性氢原子碰撞的处理方面，我们计算了理论上的等效宽度（W_lambda）对应于不同角度的特定强度（μ = cos（θ）），并与飞田天文台无圆顶太阳望远镜的光谱观测结果进行了比较。结果表明，我们的观测数据与用经典公式计算的H I碰撞率所做的理论模拟几乎一致，这表明对其进行重大修正的必要性（例如，减少的可能性不大。
2013-11-06 astro-ph.SR
Response of Ionospheric Total Electron Content to the Impulsive and Late Phases of X-Class Solar Flares with Various Center-to-Limb Locations
针对14次具显著EUV晚期相位的X级耀斑，本文首次建立TEC增量与脉冲相、晚期相位太阳通量增强的经验关系，并揭示耀斑日面位置的影响。
2025-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Investigating the Center-to-Limb Effects in Helioseismic Data Using 3D Radiative Hydrodynamic Simulations
NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）
本文通过三维辐射水动力模拟研究太阳日震数据中的中心到边缘效应，揭示了旋转诱导流对振荡功率和模式不对称性的影响，为校正日震观测提供了框架。
2026-04-02 astro-ph.SR physics.space-ph
IRIS Observations of Spicules and Structures Near the Solar Limb
我们已经分析了IRIS光谱和缝颚观测南极附近的一个安静的地区。在这篇文章中，我们提出了一个概述的观测，校正，和绝对校准的强度。我们专注于平均配置文件的强（Mg二H和K，C二和Si四），以及弱谱线在近紫外（NUV）和远紫外（FUV），包括Mg二三重态，从而探测太阳大气从低色球过渡区。我们给出了体谱参数以及线比和湍流速度的径向变化。我们提出的形成高度的测量线和NUV连续，从中我们发现的肢体的位置和强度标度高度之间的线性关系。我们还发现，低形成线，如镁二三重态，没有时间变化以上的肢体与骨针，这表明这样的线形成在一个均匀的大气层，并可能，骨针形成以上的高度2弧秒。我们讨论的时空结构附近的肢体从图像的强度作为位置和时间的函数。在这些图像中，我们确定的P-模式振荡的核心线形成在低高度以上的光球，缓慢移动的明亮功能O i和快速移动的明亮功能C二。最后，我们比较了Mg II K和H线的轮廓，以及从文献中的巴耳末线的强度值，从PROM 57 Mg非LTE模型在空间天体物理研究所开发的计算和物理参数的估计值。我们得到的电子温度范围内的$\sim8000$ K在小高度$\sim20000$ K在大高度，电子密度从$1.1 \times 10^{11}$到$4 \times 10^{10}$ cm $^{-3}$和湍流速度$\sim24$ km/s。
2018-01-06 astro-ph.SR
High-spectral Resolution, Multi-wavelength Center-to-limb Observations of the Sun
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文利用0.7米真空塔望远镜的阶梯光栅光谱仪漂移扫描获取太阳光球层和色球层谱线的日面中心到边缘变化数据，展示其诊断潜力，并为恒星和系外行星大气研究提供理想数据集。
2025-11-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: IV. 3D-NLTE investigation of the 777 nm triplet lines
太阳光球层的氧丰度仍有广泛的争论。采用基于“低”氧丰度的太阳化学成分，如使用三维（3D）流体动力学模型大气所确定的，导致理论太阳模型和日震测量之间众所周知的不匹配，迄今尚未解决。我们进行了一个独立的重新测定的太阳氧丰度的调查中心到肢体的变化OI IR三线在777 nm的光谱在不同的集合的帮助下详细的合成线配置文件的基础上三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气和三维非LTE线形成计算与NLTETD。我们的想法是同时获得氧丰度，A（O），和比例因子SH描述的非弹性碰撞与中性氢相对于经典Drawin公式的横截面。CO 5 BOLD 3D太阳模型实现的三重线中心到边缘变化的最佳拟合与标准1D模型大气获得的线轮廓拟合相比，显然具有更高的质量。我们对3D非LTE太阳氧丰度的最佳估计是A（O）= 8.76 +/- 0.02，比例因子SH在1.2和1.8之间。所有1D非LTE模型的氧丰度都要低得多，最高可达-0.15 dex。这主要是一个$μ$独立的微湍流的假设的结果。
2015-08-14 astro-ph.SR
Center-to-limb variation of the area covered by magnetic bright points in the quiet Sun
安静的太阳磁场产生无处不在的亮点（BPs），覆盖了太阳表面的很大一部分。它们对太阳总辐照度（TSI）的贡献迄今尚不清楚。目的：测量平静太阳磁亮点覆盖的太阳表面部分的中心-边缘变化（CLV）。该分数被称为“覆盖表面分数”或FCS。方法：用位于拉帕尔马的1米瑞典太阳望远镜在不同日心角获得的G波段图像中BPs覆盖面积的计算。通过复原，图像接近仪器的衍射极限（~0.1 arcsec）。结果：FCS在盘中心最大（~ 1%），然后下降到0.2%，在'mu'= 0.3（其中'mu'是日心角的余弦）。这种关系具有较大的分散性，我们通过比较FOV内的不同子场来评估。我们制定了一个玩具模型来描述所观察到的CLV，它认为的BP是凹陷的平均太阳光球的深度，宽度和传播的倾斜。尽管该模型受观测的约束很差，但它表明BP是具有大范围倾角的浅结构（深度<宽度）。我们还估计了太阳圆盘的不同部分如何对TSI变化做出贡献，发现90%是由'mu' > 0.5的BPs贡献的，一半是由于'mu' > 0.8的BPs。
2011-12-12 astro-ph.SR
Center to limb observations and modeling of the Ca I 4227 A line
观测到的太阳第二光谱不同谱线的散射偏振的中心-边缘变化（CLV）可以用来约束各种大气参数的高度变化，特别是通过Hanle效应的磁场。在这里，我们试图模拟非磁性CLV观测的$Q/I$配置文件的钙I 4227 A线记录与ZIMPOL-3在IRSOL。对于建模，我们使用偏振辐射转移与部分频率重新分布与一些现实的1-D模型大气。我们发现，所有的标准FAL模型大气，我们使用，不能同时符合观察到的（$I$，$Q/I$）在所有的肢体距离（$μ$）。然而，试图找到一个单一的模型，该模型可以提供至少对所观察到的$Q/I$的CLV的拟合，而不是同时拟合到（$I$，$Q/I$）的全部$μ$。为此，我们构建了一个新的1-D模型，结合两个标准模型修改后，在适当的高度范围内的温度结构。该新的组合模型在所有$μ$处紧密地再现了所观察到的$Q/I$，但是在不同的$μ$处未能再现所观察到的静息强度。因此，我们发现，没有一个单一的1-D模型的大气层成功地提供了一个很好的代表性，真正的太阳。然而，1-D模型的故障不会对Ca I 4227 A线的磁场诊断电位造成障碍。为了证明这一点，我们推导出在不同的$μ$位置的场强，而不调用辐射转移的使用。
2014-07-21 astro-ph.SR
Center-limb dependence of photospheric velocities in regions of emerging magnetic fields on the Sun
本文研究了太阳表面出现磁场区光球等离子体流的垂直速度和水平速度之比。我们利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的数据，对磁通量超过10^21 Mx的83个活动区出现后的最初几个小时内的光球速度进行了研究。正在调查的新兴磁通量是从现有磁场的扩展集中分离出来的;它们具有不同的空间尺度，位于离太阳盘中心不同的距离处。我们发现，在第一个12小时内，伴随活动区磁场出现的最大负多普勒速度的值随着日心角的增加而非线性增加。这一结果表明，在活动区出现的最初几个小时内，等离子体外流的水平光球速度高于等离子体上升流的垂直光球速度。在新兴的活动区的网站上的水平速度分量超过了安静的太阳对流。速度和总磁通量的最大值之间的比较没有揭示任何关系。
2011-02-03 astro-ph.SR
Magnetic flux structuring of the quiet Sun internetwork. Center-to-limb analysis of solar-cycle variations
现在已经确定，平静的太阳比活跃的区域包含更多的磁通量，是重要的磁能储存库。但这些领域的性质和演变在很大程度上仍然未知。我们研究太阳周期和中心到肢体的磁通量结构的变化在小尺度上在互联网地区的安静的太阳。我们使用了2008年至2016年辐照度计划中的Hinode SOT/SP数据。磁通量密度的地图是从重心的方法适用于FeI 630.15 nm和FeI 630.25 nm线。为了纠正从仪器涂抹的地图，我们采用了反卷积方法的基础上的主成分分析的线轮廓和Richardson-Lucy反卷积的系数。然后，我们对跨越广泛纬度的10”x 10”互联网络区域中磁通量密度的空间波动进行了谱分析。在低纬度和中纬度地区，功率谱不随太阳活动周期发生显著变化。然而，在太阳最大的一个扫描活动带显示增强的网络，边际增加的磁波动的功率观察颗粒和更大的尺度在互联网。在高纬度地区，我们观察到颗粒和更大尺度的变化，其中功率在太阳活动最大时下降。在所有的纬度上，尺度小于0.5“的磁波动的功率在整个太阳周期中保持不变。我们的研究结果有利于一个小规模的发电机，在互联网络中运行，但他们表明，全球发电机也有助于互联网络领域。
2021-05-18 astro-ph.SR
3D non-LTE modeling of the stellar center-to-limb variation for transmission spectroscopy studies
本研究通过三维非LTE辐射转移建模太阳 Na I D₁ 与 K I 线的中心到边缘变化，并用高分辨率观测验证，证明其比一维模型更能准确修正透射光谱中的恒星污染。
2023-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quiet Sun Center to Limb Variation of the Linear Polarization Observed by CLASP2 Across the Mg II h & k Lines
CLASP2（Chromospheric LAyer SpectroPolarimeter 2）探测火箭任务于2019年4月11日发射。CLASP2测量的四个斯托克斯参数的Mg II H & K光谱区域约2800埃沿200弧秒的狭缝在太阳盘面上的三个位置，实现了第一次空间和光谱分辨观测太阳偏振在这个近紫外区域。这里提出的工作的重点是中心到肢体的变化，这些共振线，这是由各向异性辐射在太阳大气中的散射产生的线性偏振。Mg Ⅱ h & k线的线偏振信号通过Hanle效应和磁光效应对从色球低层到高层的磁场敏感。我们比较观察到的理论预测从辐射转移计算在非磁化半经验模型，认为磁场和水平不均匀性需要解释所观察到的偏振信号和空间变化。这种比较是验证和完善我们对这些偏振特征的物理起源的理解的重要一步，也为未来通过紫外分光偏振法探测太阳高层大气磁场的太空望远镜铺平了道路。
2022-07-05 astro-ph.SR
Discriminant analysis of solar bright points and faculae II. Contrast and morphology analysis
在0.1弧秒的高空间分辨率下拍摄，发现亮点（BPs）与图像中的光斑共存，后者通常被分辨为相邻的条纹。了解这些不同特征的性质是进行代理磁力测量的基础。为了阐明BPs和光斑之间的关系，我们分别研究了它们的分类方法的应用程序后，开发和描述在以前的文件）在不同的日心角的活动区域图像。在本文中，我们探讨了不同方面的光度特性的BP和光斑，即它们的G-波段对比度的轮廓，它们的峰值对比度在G-波段和连续，以及形态参数。我们发现：（1）边缘光斑和边缘光斑的对比度分布宽度与盘心光斑的对比度分布宽度一致，间接证实了我们分类的正确性。（2）边缘光斑的对比度分布平均向边缘方向偏斜，而在盘心附近由于光斑的方向分布，其对比度分布既向中心方向偏斜，又向边缘方向偏斜。（3）BPs和光斑的峰值对比度与其表观面积的关系揭示了一种类似于磁图研究的趋势。光斑轮廓的偏斜度为光斑的三维MHD模型提供了新的约束条件。由于其对比度分布的不对称性和方向性，在盘中心附近的光斑可能是由倾斜场引起的，而在边缘附近的明显的BP似乎实际上是被错误识别的小光斑。BPs和光斑的表观面积可能用于代理磁力测量。
2014-10-20 astro-ph.SR
Convective blueshifts in the solar atmosphere II. High-accuracy observations of the Fe i 6173.3Å line and deviations of full-disk Dopplergrams
颗粒状对流运动到达太阳大气层的下层，通常会导致光球谱线出现不同的谱线偏移。这种向较短波长的多普勒频移通常被称为对流蓝移。我们用德国真空塔望远镜的激光绝对参考光谱仪（LARS）对安静的太阳进行了系统的观测。沿子午线和赤道扫描太阳圆盘，从圆盘中心向边缘。用激光频率梳在绝对波长尺度上校准了6173 nm附近的太阳光谱，精度为几m/s。通过对谱线的平分线分析，揭示了不同日心位置对流蓝移和谱线不对称性的变化。作为对流运动的标志，Fe i 6173.3的平分线曲线描述了盘中心的C形。当接近太阳边缘时，平分线变成一个\形状。时间和等分线平均线位移的分析产生三个不同的结果。首先，用LARS测量的多普勒速度的中心到边缘的变化揭示了一个显着的差异（高达200米/秒）的全磁盘的日震和磁成像仪（HMI）的多普勒图。其次，我们得到了一个显着的减少对流蓝移向太阳边缘。第三，太阳活动的视线效应导致在中间日心位置的散射高达100米/秒。用LARS对绝对对流蓝移的精确观测可以识别与HMI测量的多普勒速度的系统差异。HMI的中心到肢体的变化遭受了额外的向肢体的蓝移，这与我们的结果不一致。LARS测量结果可作为天气HMI多普勒图中系统误差校正的参考。
2018-11-21 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
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
Spectroscopy at the solar limb: I. Average off-limb profiles and Doppler shifts of Ca II H
我们提出的限制色球层的结构，从观测的Ca II H线轮廓附近和关闭的太阳翼。我们获得了一个数据集的Ca II H线在一个领域的视野延伸20”跨越肢体。我们分析了离边谱的性质。我们使用了多普勒频移的示踪剂，例如吸收核心的位置，两个发射峰H2 V和H2 R的比率，以及固定波长处的强度图像。平均离临配置文件显示出一个平滑的变化与增加的肢体距离。线宽度增加到高于肢体约2 μ m的高度。轮廓形状是相当对称的，具有几乎相同的H2 V和H2 R强度;在5 μ m的高度处，它变成没有发射峰的单一高斯分布。我们发现，所有的离临频谱显示大的多普勒频移波动的最小分辨率的空间尺度。这种变化在平行于太阳边缘的切割中比垂直于太阳边缘的切割中更为突出。只要在我们的空间分辨率下可以明确地识别出单个结构，我们就发现了强度增强和多普勒频移之间的特定关系：细长的增亮区通常沿着其延伸方向被相反方向的速度所包围。平均离边光谱的钙II H提出了一个很好的机会来测试静态色球大气模型，因为它们缺乏光球的贡献，是存在于磁盘中心的光谱。我们认为，所观察到的强度增强和多普勒频移之间的关系可能是由沿通量管表面传播的波引起的：通量管的固有扭曲或波传播倾斜的管轴将导致螺旋形状的多普勒偏移，可见作为相反的速度在通量管的两侧。
2011-06-03 astro-ph.SR
Convective blueshifts in the solar atmosphere: III. High-accuracy observations of spectral lines in the visible
太阳大气中的对流运动使谱线变得不对称，并使波长偏移。对于光球线，这种差分多普勒频移从太阳盘中心到边缘变化。对对流蓝移及其中心到边缘变化的精确和全面的观测提高了我们对大气流体动力学和随后的线形成的理解，并为改进太阳大气的3D模型提供了基础。我们进行了系统的光谱测量的对流蓝移的安静的太阳与激光绝对参考光谱仪（LARS）在德国真空塔望远镜。太阳圆盘的空间扫描覆盖四个径向（赤道和赤道）轴。用激光频率梳对26条光球-色球谱线的高分辨光谱进行了绝对波长的1 m/s精度标定。应用星历和参考校正，平分线分析提供了线不对称性和多普勒频移，其不确定性只有几米/秒。为了与其他观测结果进行比较，我们将结果卷积到较低的光谱分辨率。通常情况下，一个蓝移的“C”形曲线在磁盘中心转变成一个蓝移较少的“”形向太阳边缘。所有线的比较揭示了对流蓝移线深度的系统依赖性。合成模型产生相当大的偏差，从观察到的中心到肢体的变化。所获得的安静太阳的多普勒频移可以作为其他观测、多普勒图的相对校准以及大气模型的必要改进的绝对参考。在此基础上，恒星表面对流的高精度模型的开发将通过径向速度测量推进对（潜在可居住的）系外行星的探测。
2019-01-22 astro-ph.SR
Limb Shift of the Fe I 6569 Å line on the Sun
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
本研究利用观测数据和模拟分析，揭示了太阳Fe I 6569 Å线的边缘位移效应，发现方法1在低分辨率下仍保持经典行为，而方法2则出现显著偏离。
2026-02-04 astro-ph.SR
Spatially resolved spectroscopy across stellar surfaces. III. Photospheric Fe I lines across HD189733A (K1 V)
光谱在空间分辨的恒星表面揭示谱线轮廓免费旋转加宽，其从磁盘中心向恒星肢体的逐渐变化反映了大气的精细结构，这是可能的模型由3-D流体动力学。以前的研究光球谱线跨越恒星盘存在的太阳和HD 209458（G0 V），现在扩展到行星托管HD 189733 A的样本较冷的K型恒星，并探索未来的潜力的方法。在系外行星过境期间，恒星表面部分相继变得隐藏，各个过境阶段之间的差分光谱揭示了暂时隐藏在行星后面的小表面部分的光谱。在纸我，可观察到的签名进行了定量预测，从流体动力学模拟。从HD189733A的观测与ESO的HARPS光谱仪在R = 115，000，配置文件较强和较弱的Fe I线检索在几个中心到边缘的位置，达到足够的S/N后，平均超过许多类似的线。检索线轮廓的宽度和深度进行比较，从模型与括号的目标星的参数合成的，并被发现是一致的3-D模拟。中心到肢体的变化强烈地依赖于表面的颗粒结构和更大的线宽变化预测在较热的F型恒星与激烈的颗粒比在较冷的K型。这些参数，从拟合到完整的线配置文件，是现实的检索更明亮的行星托管恒星，而他们的流体动力学建模提供了以前未探索的诊断恒星大气精细结构和3-D线的形成。在寻找K型恒星周围类似地球的系外行星时，可能需要精确的建模，其更平静的表面颗粒和较低的随之而来的微变可能使这种检测成为可能。
2018-05-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Chromospheric Solar Limb Brightening at Radio, Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared Wavelengths
对日面中心射电、毫米波、亚毫米波和红外波段辐射的观测，证实了色球层半经验模型的自洽性。从理论上讲，这些模型必须再现太阳边缘的辐射。在这项工作中，我们测试了VALC和C7半经验模型计算其发射光谱的频率范围从2 GHz到10太赫兹，在太阳边缘的高度。我们计算了太阳的理论半径以及它们的边缘增亮。计算了氢、电子密度和H-的非局部热力学平衡（NLTE）。为了求解辐射转移方程，采用三维几何形状来确定射线路径，并在光学深度中集成韧致辐射、H-和逆韧致辐射不透明度源。我们将计算的太阳半径与Clark（1994）在临边获得的高分辨率观测值进行了比较。我们发现，在20 GHz，5000公里，100 GHz和1000公里，在3太赫兹的两个半经验模型的观测和计算的太阳半径之间的差异。将我们的结果与Hα观测到的太阳边缘针状体高度进行比较，发现太阳半径相差8000 km。我们的结论是，在射电-红外波段，VALC和C7半经验模型不能再现太阳半径。因此，在高色球层的结构提供了一个更好的测量太阳半径和他们的临边增亮在以前的调查所示。
2016-05-04 astro-ph.SR
Structure of the transition region and the low corona from TRACE and SDO observations near the limb
我们研究了连续谱的TRACE图像和1600和171 A波段以及连续谱（来自HMI）和所有AIA波段的SDO图像中的太阳边缘附近的结构。利用水星在1999年和2012年分别在太阳盘前过境时的位置作为TRACE和金星在SDO的位置，对不同波段的图像进行了仔细的对准。TRACE 171 A波段的色球吸收结构在白光边缘上方7”处最清晰可见，非常接近内边缘，定义为中心到边缘强度变化的上升部分的拐点。它们与1600 A波段的发射中的针状体相关，但不完全相同。从AIA和SOT图像获得了类似的结果。304 A中的高针状体与高温带中的任何吸收无关。在靠近N、S、E和W分支的15度扇区上执行强度的方位角平均，我们测量了所有AIA频带中的分支和峰值强度的高度。我们发现，在过渡区AIA带的内肢高度随波长增加，从中性H和他的吸收的束缚自由的起源一致。由此，我们计算出柱密度和中性氢密度随高度的变化。我们估计的高度为（2300 $\pm$ 500）公里的过渡区的基础。最后，我们测量了日冕的AIA发射的标度高度，并将其与温度相关联;我们推导出极冕的值为（1.24 $\pm$ 0.25）10 $^6$ K。
2019-06-22 astro-ph.SR
Correcting the effect of stellar spots on ARIEL transmission spectra II.The limb darkening effect
这篇论文是修正围绕活跃恒星运行的凌日行星的透射光谱的努力的一部分。在论文I（Cracchiolo et al. 2020）中，我们已经证明了一种方法，可以最大限度地减少透射光谱上未被遮蔽的星点引起的潜在偏差，假设一个由填充因子和温度参数化的星点模型。在这项工作中，我们介绍了临边暗化效应，因此，在恒星盘中的位置和过境行星的碰撞参量现在起着关键作用。在ARIEL分辨率下，对三种有代表性的行星系的凌日过程进行了数值模拟。我们发现，一个现实的治疗的肢体变暗需要可靠地估计两个点的参数和过境行星的透射光谱。此外，我们表明，点onthe检索的行星透射光谱的影响是显着的斑点靠近恒星的中心，覆盖一个分数大于0.05，温度对比度大于500 K，对于这些情况，我们的方法可以自信地提取出掩星和非掩星情况下过境行星的透射光谱和碰撞参量掩星点，只要我们有一个准确的恒星参数和仪器性能的可靠模拟器的特性。
2021-08-27 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Convective blueshifts in the solar atmosphere, I. Absolute measurements with LARS of the spectral lines at 6302 Å
太阳对流在太阳表面表现为粒化和粒间对流。在光球中，对流运动引起谱线的差分多普勒频移。观测到的对流蓝移在太阳盘面上各不相同。我们专注于太阳对流对大气的影响，旨在解决其速度分层的光球。我们用真空塔望远镜上的激光绝对参考光谱仪（LARS）对6302 μ m波段的太阳光谱进行了高分辨率的光谱观测。激光频率梳使得光谱能够以${\rm 1\,m\,s^{-1}}$的精度校准到绝对波长标度。我们在十个选定的日心位置从盘中心到边缘系统地扫描了安静的太阳。分析包括99个时间序列，最长为20min。通过星历和参考改正，我们将波长漂移转化为绝对视距速度。对谱线剖面的平分线分析得到了7条光球谱线的形状和对流位移。在圆盘中心，铁谱线的平分线轮廓具有明显的C形特征，在谱线翼中具有高达${\rm -450\,m\,s^{-1}}$的最大对流蓝移。向太阳边缘，平分线变为\textbackslash形状，在红移为${\rm +100\,m\,s^{-1}}$的线核中具有饱和。线芯速度的中心到边缘的变化表明，当离开盘中心较大的日心角时，蓝移略有增加。这种蓝移的增加在磁性不太活跃的子午线上比在赤道上更明显。朝向太阳边缘，蓝移减少，并可能转变为红移。最好的光谱测量能够准确确定太阳光球中的绝对对流位移。
2017-12-19 astro-ph.SR
Measuring Limb Darkening of Stars in high magnification Microlensing Events by the Finite Element Method
引力微透镜的有限尺寸效应为测量遥远恒星的临边暗化提供了可能。我们使用有限元方法（FEM）作为反演工具的离散和反演放大临边变暗积分方程。这种方法没有对亮度剖面的形状做出明确的假设，而只是假设了恒星盘中心附近的亮度剖面是平坦的。最后，将该方法应用于OGLE-2004-BLG-254（SAAO-I）、MOA-2007-BLG-233/OGLE-2007-BLG-302的单透镜高倍率凌日事例（OGLE-I，MOA-R），MOA-2010-BLG-436（MOA-R），MOA-2011-BLG-93（Canopus-V），MOA-2011-BLG-300/OGLE-2011-BLG-0990（Pico-I）和MOA-2011-BLG-325/OGLE-2011-BLG-1101（LT-I）其中光变曲线在峰\citep{Ch}附近观察到高节奏。通过对五个光变曲线的分析，得到了与线性临边变暗相一致的光强分布，其中两个事件的光强分布与平方根分布相一致。有限元法的优点是不需要对恒星的临边暗化模型作任何假设就可以提取出恒星的临边暗化。
2020-03-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
