太阳光球层的磁耗散谱和水平电流

Dissipative Photosphere Models of Gamma-ray Bursts and X-ray Flashes

We consider dissipative effects occurring in the optically thick inner parts of the relativistic outflows producing gamma-ray bursts and X-ray flashes, emphasizing specially the Comptonization of the thermal radiation flux that is advected from the base of the outflow. Such dissipative effects --e.g. from magnetic reconnection, neutron decay or shocks -- would boost the energy density of the thermal radiation. The dissipation can lead to pair production, in which case the pairs create an effective photosphere further out than the usual baryonic one. In a slow dissipation scenario, pair creatio…

GRB光球层的瞬发光谱

Prompt emission spectra from the photosphere of a GRB

我探讨的观测外观的光球的超相对论流与内部耗散的能量（“耗散”的伽玛射线暴模型）。作为一个案例研究，我使用的磁重联模型（AC模型），使强大的预测能量耗散率在不同半径的流动。与分析和数值工具的辐射转移的问题，我表明，流动开发一个热光球逆康普顿散射导致高度非热光谱。对于一个广泛的光度和重子负载的流量，这个频谱是非常接近所观察到的即时伽玛射线暴发射。它的光度范围从~ 3%到20%的总能量输入。

太阳光球层反粒化的起源

The origin of the reversed granulation in the solar photosphere

通过三维辐射流体动力学模拟，研究了太阳光球层中反向颗粒化的结构，揭示了其物理本质。我们使用的MURaM代码，以获得一个现实的对流区和光球层的近地表层的模型。光球底部的水平温度波动模式由相对较热的颗粒细胞和较冷的颗粒间下行流网络组成。随着光球层高度的增加，温度波动的幅度减小。在光球层z=130-140 km的高度，水平温度波动的模式反转，使得颗粒区域与粒间网络相比变得相对较冷。通过光球层的流体元素的轨迹的详细分析表明，流体的运动是非绝热的，由于强大的辐射冷却时，接近表面的光学深度单位，然后再加热的辐射场从下面。光球层的温度结构是上升流体元素膨胀与辐射加热竞争的结果。前者的作用是降低流体的温度，而后者的作用是使其朝着具有净熵增益的辐射平衡温度增加。在流体翻转并向对流区下降之后，辐射能量损失再次降低流体的熵。流体元素的辐射加热和冷却渗透到光球层和翻转不会发生等量。这些流体元素的累积加热和冷却的不平衡是光球层温度波动相对于高度的逆转的原因。

太阳光球对流的真实物理大涡模拟

Large Eddy Simulation of Solar Photosphere Convection with Realistic Physics

利用真实物理模型对太阳表面对流进行了三维大涡模拟。对流运动的热结构进入上层的光球辐射层，对流单体的大小范围，对流的穿透深度进行了研究。太阳光球层的一部分和对流区的上层，一个从0微米到可见表面以下20微米水平延伸60 × 60微米的区域，被认为是。我们从一个现实的初始模型的太阳状态方程和恒星物质的不透明度。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射流体力学方程。我们用途：1）流体力学的高阶守恒TVD格式，2）辐射转移的扩散近似，3）亚网格尺度动力粘性模拟。模拟是在俄罗斯科学院计算中心的超级计算机MVS-15000 BM上的144个具有分布式存储器多处理器的处理器上，在600 x 600的均匀水平网格上进行的，具有168个非均匀间隔的垂直网格点。

坡印廷通量驱动的GRB外流中的有效加速和辐射

Efficient acceleration and radiation in Poynting flux powered GRB outflows

我们研究了坡印亭磁通驱动伽玛暴中局部磁耗散过程对磁能释放的影响。对于典型的伽玛暴参数（能量和重子负载），耗散主要发生在光球层之外，产生非热辐射。该过程将总爆发能量以10- 50%的效率转化为瞬发辐射。同时，耗散具有将流动加速到大的洛伦兹因子的效果。对于较高的重子负载，耗散主要发生在光球层内，磁能转化为辐射的效率较低，结果是X射线闪光而不是GRB。我们证明了这些效果与数值一维稳态相对论MHD计算。

伽马射线暴耗散光球中的瞬发TeV中微子

Prompt TeV neutrinos from dissipative photospheres of gamma-ray bursts

最近，有人提出，光球的组成部分，从内部耗散发生在光学厚的内部相对论外流可能存在于提示$γ$ /X射线发射的伽马射线暴或X射线闪光。我们在这个耗散光球模型中探讨了高能中微子的发射，假设流出的成分是重子占主导地位。我们发现质子-质子碰撞过程产生的中微子辐射在中微子谱中形成了一个有趣的特征。在激波消散场的有利条件下，这些低能中微子可以被${\rm km^3}$探测器探测到，比如Icecube。质子-质子碰撞和光子-π介子产生过程中的高能（$\ga10$ TeV）中微子发射可以被显著抑制，因为质子的有效贝西-海特勒冷却和/或光球辐射中次级介子的辐射冷却可以使其在相对小的半径处耗散。随着耗散冲击继续向外，来自光π介子产生过程的高能中微子成为主导。

活动区日珥下螺旋磁通绳的出现

Emergence of a Helical Flux Rope Under an Active Region Prominence

在2007年4月28日至5月9日期间，利用\emph{Hinode}卫星上的太阳光学望远镜（SOT）对活动区10953进行了连续观测。日珥位于主黑子东南面的极性反转线（PIL）上。这些观测为我们提供了日珥下光球层矢量磁场的时间序列。我们发现了四个特征：（1）沿PIL两侧相邻的反极性区先横向增大，然后变窄。(2)这些相邻的区域包含垂直弱，但水平强的磁场。(3)光球层上沿PIL的水平磁场方向随时间逐渐由正极性向反极性变化。(4)水平磁场区域被蓝移。这表明螺旋形的磁绳是从光球层下沿日珥下的PIL进入日冕的。我们认为，这种供应的螺旋状磁通量进入日冕是与演化和维护活动区的磁共振。

耗散GRB光球的光谱和时间特性

Spectral and timing properties of a dissipative GRB photosphere

我们探讨观测外观的光球的超相对论性流与内部耗散的能量预测的磁重联模型。以往对光球区辐射转移的研究表明，能量的逐渐耗散导致光球区的热。在那里，逆康普顿散射的热辐射平流与流导致强大的光球发射光谱特性接近所观察到的即时伽玛射线暴发射。在这里，我们建立在该研究的基础上，通过计算大范围的流动特性的光谱。给出了一个精确的拟合公式，它提供了光球光谱能量分布在~10 keV到~10 MeV的能量范围内（在中央发动机框架内）作为流动的基本物理参数的函数。它有助于直接比较模型预测与观测，包括光变曲线的变化特性。我们验证了该模型自然地解释了在E*f（E）谱的峰值能量中观察到的聚类。在这个模型中，阿马蒂关系表明最明亮的爆发倾向于每个重子具有更多的能量。如果这种趋势也适用于单个伽玛射线暴脉冲，该模型预测观察到的脉冲宽度随着光子能量的增加而变窄。

地面发电机模拟中的强水平光球磁场

Strong horizontal photospheric magnetic field in a surface dynamo simulation

用日出分光偏振仪进行的观测显示，在平静的太阳光球层中有很强的水平互联磁场。我们的目的是解释的意见，通过数值模拟的结果。从垂直和水平磁场分量之间的关系出发，分析了近地表对流发电机作用的辐射MHD模拟。发电机产生的领域显示出一个明显的优势，水平场的高度范围内的谱线用于观察形成。平均的水平和垂直场分量之间的比率与从观测中得出的值一致。这种行为是由于发电机场的间歇性，在表面层中具有小尺度的极性混合。我们的研究结果提供了进一步的证据表明，当地近地表发电机的行动作出了显着贡献的太阳互联网络领域。

太阳大气和太阳风中的阿尔芬波和Turbulence

Alfven Waves and Turbulence in the Solar Atmosphere and Solar Wind

利用一个基于波反射的湍流耗散唯象模型，求解了Alfvenic湍流在由静止光球层、色球层、过渡区、开放日冕和太阳风组成的模型太阳大气中的传播和耗散问题.我们发现，对于一个给定的波频谱的耗散发生在较低的日冕，和波动的整体均方根振幅的演变方式与观测一致。频谱，柯尔莫哥洛夫样的斜率，没有发现显着改变光球的太阳风，但它确实保留了整个低层大气层传输的签名，即在频谱中的振荡在高频率，让人想起在线性情况下发现的共振。一旦引入非线性项的更现实的耦合，或者如果引入低层大气层的随时间变化的变化，这些可能会消失。

太阳活动区能量的维里估计

An Improved Virial Estimate of Solar Active Region Energy

MHD维里定理可用于基于在光球层或色球层处测量的矢量磁场来估计活动区域的磁能。然而，维里估计取决于所测量的矢量磁场是无力的。离开力自由导致一个未知的系统误差的维里能量估计，和一个原点依赖的结果。假设磁力只存在于光球层附近的一个薄层中，提出了一种估算系统误差的方法。如果在低层大气中的两个层次（例如光球层和色球层）上都可以进行矢量磁场测量，则可以利用观测到的水平和垂直磁场梯度直接计算系统误差，从而得出与原点选择无关的能量估计值。如果（通常情况下）测量仅在一个水平上可用，则系统误差可以使用所观察到的水平场梯度以及用于垂直场梯度的简单线性无力模型来近似。所得到的“改进的”维里能量估计与原点的选择无关，但取决于垂直场梯度模型的选择，即线性无力参数$α$的值。这一过程被证明为五个矢量磁，包括色球磁。

光球非线性低频阿尔芬波驱动的太阳风：快/慢风和太阳风消失的参数研究

Solar Winds Driven by Nonlinear Low-Frequency Alfven Waves from the Photosphere : Parametric Study for Fast/Slow Winds and Disappearance of Solar Winds

通过对光球层至0.3或0.1AU的一维MHD模拟，研究了日冕和太阳风的性质与表面磁场性质及其足点运动的关系。在不同光球场强度B和超径向截面膨胀f_max的开放通量管中，我们在光球上施加了具有不同振幅、频谱和偏振的低频（<0.05Hz）横向场线起伏。我们发现跨音速太阳风是普遍的结果。当光球振幅大于0.7km/s时，阿尔芬波通过压缩波的产生和反射而耗散，使大气稳定加热到大于10^6K<dv>。太阳风的密度和相应的质量通量，<dv>由于非线性阿尔芬波加热的不稳定性，显示出相当敏感的依赖性。在风速<dv>= 0.4 km/s的情况下，质量通量比风速= 0.7 km/s的基准情况小约50倍<dv>;只有当太阳风变为一半时，太阳风才几乎消失<dv>。我们还发现，太阳风速度与B/f_max有正相关关系，这与最近的观测结果是一致的。我们最后表明，无论是快，慢太阳风可以解释的单一过程，低频阿尔芬波的耗散，与不同的设置<dv>和B/f_max。我们的模拟自然地解释了观测到的（i）太阳风速度和日冕温度的关系，以及（ii）在快风中较大幅度的阿尔文波动。在附录中，我们还解释了我们的实施的出射边界条件的MHD波与一些数值试验。

用于时间-距离日震学的次光球流的正演模拟

Forward modelling of sub-photospheric flows for time-distance helioseismology

本文用局部日震学的方法，介绍和分析了在一个实际的太阳次光球层中声波传播的正演模拟结果，其中有两种稳定的水平流。模拟是基于完全可压缩的理想流体动力学模型在笛卡尔网格。初始模型的特点是太阳能密度和压力分层取自标准模型S和调整，以抑制对流不稳定。声波是由位于太阳可见表面深度以下的非谐波源激发的。对流速与深度线性和高斯相关的水平相干流进行了数值试验。这些流场可以模拟太阳黑子周围等离子体的水平运动、差异旋转或经向环流。从模拟的旅行时间差的速度剖面的反演进行。反演是基于射线近似。将反演结果与原始速度剖面进行了比较。本文分析了定常流对太阳内部声波传播的影响。此外，我们提出了一种方法来获得传播的波在光球太阳区域与水平流的走时差。该方法直接利用波在背景流中传播和在背景流中传播的走时图之间的差异。分析表明，基于射线近似的反演得到的流速剖面与原始的流速剖面不同。与射线理论相比，它们之间的差异是由于波包沿着具有有限范围的射线束传播，从而到达亚光球层的更深区域。

局部太阳超颗粒的真实感模拟

Realistic Simulation of Local Solar Supergranulation

我代表的结果三维数值模拟太阳表面对流尺度局部超颗粒与现实模型物理。研究了光球对流运动的热结构、对流单体的大小范围和对流的穿透深度。太阳光球的一部分，水平延伸100 × 100微米，从0微米到20微米以下的可见表面被认为是。本文从太阳标准模型出发，导出了恒星物质的状态方程、不透明度以及所有物理量随半径的分布。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射流体力学方程。采用高阶守恒PPML差分格式求解流体动力学问题，采用特征线法求解辐射转移问题，并采用亚网格尺度动力粘性数值模拟方法。模拟是在1000 × 1000的均匀水平网格上进行的，具有168个非均匀间隔的垂直网格点，在256个具有分布式存储器多处理器的超级计算机MVS 5000在计算中心的俄罗斯科学院。

从光球层到0.3AU的数值模拟中MHD波成功的日冕加热和太阳风加速

Successful Coronal Heating and Solar Wind Acceleration by MHD Waves by Numerical Simulations from Photosphere to 0.3AU

通过一维、含时、非线性磁流体动力学模拟，考虑辐射冷却和热传导，我们发现日冕加热和冕洞内快速太阳风的加速是光球层磁场足点起伏的自然结果。我们施加低频（&lt;0.05Hz）横向光球运动，对应于颗粒化，速度<dv>= 0.7km/s。尽管色球层中的反射衰减，所产生的出射阿尔芬波的足够的能量传输到电晕加热和加速的等离子体的非线性耗散。我们的结果清楚地表明，初始冷（10^4K）和静止的大气被自然加热到10^6K，并加速到800 km/s，并解释了最近的SOHO观测和行星际闪烁测量。

GRB火球中的大尺度磁场及其耗散

Large scale magnetic fields and their dissipation in GRB fireballs

我们考虑可能的几何形状的磁场在伽玛暴外流，以及它们的演变与距离的源。对于磁驱动的外流，与一个假设的比例的磁动能密度的顺序统一，场强是足够的有效生产的伽马射线同步辐射在标准的内部冲击的情况下，而不需要本地生成的小规模的字段。在这些条件下，MHD近似对大距离（> 10^19 cm）是有效的。在由非轴对称磁场驱动的外流中，磁场方向的改变会导致磁场能量因重联而耗散。这种耗散发生在外流的光球层之外，并且可以将相当大一部分的磁能通量转化为辐射。

太阳颗粒的高分辨率模型：2D情况

High-resolution models of solar granulation: the 2D case

使用网格细化，我们模拟了太阳颗粒在2D。细化的区域测量为1.97*2.58 Mm（垂直 * 水平）。网格间距为1.82*2.84 km。下降流表现出强烈的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。在光球层下面，产生了声脉冲。它们横向前进（在某些情况下，距离至少是我们精确区域的大小），并且在横向向下流动时可能会增强）以及向上，在光球层中，它们对“湍流”（速度梯度等）有显著贡献。声脉冲是无处不在的，因为在任何时候，在我们的高分辨率域中都可以看到它们中的几个。它们对色球层的p模激发或加热的可能贡献需要研究。

从对流区到日冕的扭曲磁通管出现

Twisted flux tube emergence from the convection zone to the corona

在从对流层上层到日冕下层的计算区域内，对不同扭曲度的水平磁通量管出射进行了三维数值模拟。我们使用奥斯陆交错编码来解决非灰色和非LTE的辐射转移和热传导沿磁场线的完整的MHD方程。介绍了弱磁化大气中底边界输入的磁通量管的出现。用磁图、合成图像和速度场分布描述了光球和色球的响应。一个磁通量管进入这样的大气中会导致不同的大气响应。在光球层中，当通量管从下面接近时，颗粒尺寸增加。在对流超冲区，光球层绝热膨胀产生冷却，暗区的结构与颗粒细胞。我们还发现在上升通量管的边界处有塌陷的颗粒。一旦通量管穿过光球层，在光球层上方500公里的高度发现了与集中的磁场、涡度、高垂直速度和压缩物质加热有关的亮点。在磁化色球层较高的高度，上升的通量管会产生一个冷的磁化气泡，倾向于驱逐通常的色球层振荡。此外，上升的通量管显著地增加了色球层的高度，将过渡区和日冕推到一边，使得色球层延伸到光球层上方6微米。磁通量管的出现通过光球层到低日冕是一个相对缓慢的过程，大约需要1小时。

作为太阳光球平均磁能诊断工具的Mn I近红外线

A near-IR line of Mn I as a diagnostic tool of the average magnetic energy in the solar photosphere

我们报告分光偏振观测的近红外线Mn I位于15262.702 A的强度和偏振分布是非常敏感的超精细结构的存在。对这条线对磁场的磁灵敏度的理论研究揭示了几个有趣的性质。最重要的一个是，由于超精细结构产生的强Paschen-Back扰动的存在产生强度线轮廓，其形状根据磁场强度的绝对值而变化。从谱线轮廓的本征变化出发，提出了谱线比技术。将这种线比技术应用于宁静太阳光球的分光偏振观测，以探索磁场强度的概率分布函数。特别注意的是观察到的视野，这是由一个增强的网络区域包围的最安静的区域。详细的理论研究表明，推断的分布产生的平均磁场强度和空间尺度的磁场组织的信息。第一次估计给出平均场强约为250 G，空间尺度的暂定值约为0.45”，观测到的磁场在该空间尺度上是水平组织的。

光球分量对GRB和XRF瞬发发射光谱的可观测影响

The observable effects of a photospheric component on GRB's and XRF's prompt emission spectrum

热辐射成分很可能伴随着伽马射线暴（GRB）和X射线闪光（XRF）的第一阶段的即时发射。我们分析了这样一个组件上的可观察到的光谱的效果，假设可观察到的效果是由于以下或附近的热光球发生的耗散过程。我们认为内部冲击模型和“缓慢加热”模型作为可能的耗散机制。对于热分量和轻子分量中可比较的能量密度，主要的发射机制是康普顿散射。这导致在0.03 <~ τ_{γe} <~ 100的宽光学深度范围内，在~10-100 keV热峰以上和10-100 MeV以下的几乎平坦的能谱（νF_ν \propto ν^0），而与耗散机制的细节或磁场的强度无关。在较低的能量陡峭的斜坡预计，而100兆电子伏以上的频谱取决于耗散过程的细节。对于更高的光学深度值，在100 keV - 1 MeV处形成Wien峰，并且不存在更高的能量分量。对于任何τ_{γe}值，产生的电子对数不超过重子相关电子数的几倍。我们的结论是热光球附近的耗散可以自然地解释在低能量下观察到的陡峭斜率和10 keV以上的平坦光谱，从而提供了一种替代方案的光学薄同步加速器- SSC模型。

太阳光球层的速度场

Velocity Fields in the Solar Photosphere

太阳光球层中的大尺度速度场经过多年的深入研究仍然是一个谜。本文提出了一种新的太阳光球流场测量方法。它基于应用于太阳和日光层天文台（SoHO）机载迈克尔逊多普勒图像（MDI）获得的全光盘多普勒图的局部相关跟踪算法。对该方法进行了调试，并用合成数据进行了检验，结果表明，该方法能够测量精度为15 \mps的水平速度场。它还表明，该方法提供的测量与时距当地日震学。该方法适用于实际数据集。它再现了众所周知的太阳光球速度场的特性。此外，案例研究表明，流场拓扑结构的变化对喷发的灯丝的稳定性的影响的证据，并支持双极太阳黑子从其磁根的动态断开的理论。该方法具有很好的应用前景。本文还研究了纬向通量的输运速度，指出在强磁场区，直接测量可能与时距局地日震学不同。这一结果对通量传输发电机模型产生了影响，这些模型使用纬向速度作为基本的观测输入参数。

阿尔芬波从太阳光球层到远日球层的产生、传播和反射

On the Generation, Propagation, and Reflection of Alfven Waves from the Solar Photosphere to the Distant Heliosphere

我们提出了一个全面的模型，在太阳大气和快速太阳风阿尔芬波的全球性质。线性非WKB波输运方程求解从光球到4 AU，波周期从3秒到3天。我们推导出沿超径向膨胀磁通量管在两个方向上传播的波的动能和磁能波动的径向变化的功率谱。这项工作与以前的模型在3个主要方面不同。(1)在色球层和低日冕，连续合并的颗粒和超颗粒尺度上的通量管描述使用的二维静磁模型的网络元素。低于临界合并高度的波被建模为薄壁管扭结模式，我们假设所有的扭结模式波能量转化为体积填充阿尔芬波合并高度以上。(2)水平运动的频谱仅根据先前对G-波段亮点运动学的分析在光球处确定。在其他任何地方，向外和向内传播的波的振幅都是在没有自由参数的情况下计算的。我们发现，在日冕中的波的振幅同意以及离临边非热线宽。(3)非线性湍流阻尼应用到线性模型的结果，使用现象学损失项。一个单一的选择规范化的湍流外尺度长度产生适当的阻尼量在大的距离（同意在现场测量）和适量的加热在扩展的日冕（同意经验风加速度模型）。在日冕中，建模的加热速率从基于各向同性Kolmogorov湍流的速率相差超过一个数量级。

Physical properties of the solar magnetic photosphere under the MISMA hypothesis III: sunspot at disk center

Small-scale fluctuations of magnetic field and velocity may be responsible for the Stokes asymmetries observed in all photospheric magnetic structures (the MISMA hypothesis). We support the hypothesis showing that atmospheres with optically-thin micro-structure reproduce the polarization of FeI 6301 A and FeI 6302 A observed in a sunspot. Ten thousand spectra were fitted by model MISMAs with two magnetic components interleaved along the line-of-sight. Combining all the fits, we set up a semi-empirical model sunspot characterized by two components with very different magnetic field inclination.…

电流加热磁色球吗？

Are Electric Currents Heating the Magnetic Chromosphere?

本文分析了从光球层到色球层的太阳黑子中观测到的三维矢量电流和温度，其高度范围约为1500公里。有了这个独特的数据集，基于850 nm光谱区域的新光谱偏振观测，有可能首次对电流和色球加热之间的关系进行实证研究。结果表明，虽然电阻电流耗散有助于加热太阳黑子色球层，它不是主导因素。电流耗散的加热效应在太阳黑子的半影中更为重要，但即使在那里，它的贡献仍然相对较小。