The role of magnetic fields in governing the angular momentum evolution of solar-type stars
我回顾了发展的想法，关于太阳型恒星的角动量演化，从60年代初到最近几年。磁场是支配太阳型恒星旋转演化的中心因素，在前主序星期间通过星盘磁耦合，在主序星期间通过磁化风。主要的理论发展以及重要的观测结果进行了总结。
2008-10-27 astro-ph
On the reliability of the fractal dimension measure of solar magnetic features and on its variation with solar cycle
有几项研究探讨了太阳光球层磁特征的分形和多重分形性质及其随太阳磁活动周期的变化。在这里，我们扩展这些研究，通过检查在较高的大气层，特别是在太阳色球层的明亮的磁功能的分形几何。我们分析了在罗马天文台（OAR）和莫纳罗亚太阳天文台（MLSO）的精密太阳光度望远镜（PSPTs）获得的CAIIK图像中识别的结构。分形维数的估计取决于所采用的估计器，图像的质量，以及所使用的结构识别技术。我们检查真实和模拟数据，并采用两种不同的周长面积估计，以了解推导出的分形属性的像素化和图像质量的敏感性。CaIIK图像中明亮的“磁性”特征的分形维数范围分别为1.2和1.7之间的小结构和大结构的值。这种尺寸依赖性在很大程度上反映了图像像素化在小物体测量中的重要性。色球特征的分形维数没有显示出任何明确的系统变化，随着时间的推移，在这段时间内检查，太阳活动周期23的下降阶段。这些结论，以及对它们所依据的真实图像和合成图像的分析，在解释先前报道的结果中是重要的。
2006-09-27 astro-ph
Testing a Riemannian twisted solar loop model from EUV data and magnetic topology
利用太阳极紫外线观测数据对紧凑型黎曼太阳扭曲磁通量管表面模型进行了检验，计算了太阳等离子体环的直径和高度。对于非平面太阳扭曲环，发现了磁能和挠能之间的关系为$10^{9}$，表明挠能对太阳环的贡献远弱于磁能的贡献.在这种情况下，可以达到直径高达$5000 km$的太阳环。$220.000 km$的高度被用来获得基于黎曼通量管表面的挠率估计，这产生了$τ_{0}=0.9{\times} 10^{-8} m^{-1}$，其与Lopez-Fuentes等人（2003）获得的$(0.9{\pm}0.4){\times}10^{-8}m^{-1}$的数据之一一致。这一结果表明，等离子体太阳环的黎曼通量管模型与太阳物理实验结果是一致的。这些结果是针对均匀扭曲的太阳环得到的。利用Moffatt-Ricca定理，将其应用于磁拓扑学，得到了极紫外太阳环长度的界。新的结果作为沿管的等离子体流的涡度也计算在通量管扭曲。
2008-01-12 astro-ph
Nonlinear force-free modeling of the solar coronal magnetic field
日冕磁场是一个重要的量，因为磁场控制着日冕的结构。不幸的是，通常无法直接测量日冕磁场。光球磁场是用矢量磁象仪进行常规测量的。这些光球层的测量值被外推到日冕中。外推的日冕磁场取决于关于日冕等离子体的假设，例如无力。无磁力意味着所有的非磁力如压力梯度和重力都被忽略。由于等离子体β较低，这种方法在日冕中是合理的。然而，人们必须注意光球层中的模糊性，噪音和非磁力，磁场矢量是在光球层测量的。本文综述了非线性无力日冕磁场外推的几种数值方法：Grad-Rubin程序、向上积分法、MHD松弛法、最优化法和边界元法。我们简要地讨论了不同的方法的主要特点，并主要集中在最近开发的新代码。
2008-01-18 astro-ph
On Solar Radius Variation with Magnetic Field
Dziembowski等人（2001）声称太阳半径随着磁活动以1.5 km/年的速率减小，对此，我们考虑了是否预期半径随太阳周期变化的理论问题。如果半径的变化是由对流区底部环形通量管的磁压引起的，那么Nandy和Choudhuri（2002）的发电机模型将表明半径随着磁场活动而减小，而其他发电机模型则表明半径增加。然而，半径的减少估计仅为数百米量级。
2003-11-03 astro-ph
Large-scale solar cycle features of solar photospheric magnetic field
人们普遍认为，太阳活动周期起源于太阳内部深处的磁流体动力发电机。长期以来，许多发电机模型都是基于大量的观测约束而提出的。本文利用342张NSO/Kitt Peak太阳天气图，研究了不同太阳纬度带的太阳活动周期位相，为进一步建立太阳活动的约束条件提供了依据。我们的结果可以总结如下。(1)太阳极区面积的变化与总无符号磁通量提前5年存在相关性。(2)高纬地区在整个太阳活动周中主要表现为单极，其通量峰值滞后于太阳黑子活动周3年。(3)对于活动带来说，它的位相与太阳黑子的位相相同并不奇怪. (4)低纬地区的通量峰值时间以32.2 $day/deg$的平均梯度前移。这些典型的特性可以为建造实际的太阳能发电机提供一些启示。
2007-05-14 astro-ph
Searching for the Signature of the Magnetic Fields at the Base of the Solar Convection Zone with Solar-Cycle Variations of p-Mode Travel Time
我们研究了不同波包的太阳p模走时的太阳周期变化，以探测太阳对流区底部的磁场。我们选择的波包，返回到同一个空间点后，围绕太阳的整数次反弹。在一个反弹旅行时间的变化，在太阳最大值相对于最小值是大致相同的所有波包研究，除了一个波包的下转折点位于对流区的底部。相对于其他波包，这个特定的波包在太阳活动极大期的传播时间有额外的减少。这个特殊的波包的旅行时间的额外减少的幅度随着太阳活动而增加。这种额外的旅行时间的减少可能是由对流区底部的磁场扰动和声速扰动引起的。假设这种额外的下降仅仅是由对流区底部的磁场扰动引起的，如果填充因子为1，则在太阳活动最大时的磁场强度估计为4- 7 × 10 ^5高斯。我们还讨论了这种解释的问题。
2002-08-29 astro-ph
The Role of Magnetic Reconnection in Solar Activity
我们认为，磁重联起着决定性的作用，在许多太阳活动的各种表现。特别是，它是能量最大的太阳事件、日冕物质抛射和爆发性耀斑的触发机制。我们提出，为了获得爆炸性喷发，磁重联在日冕必须有一个“开-关”的性质，并表明，在剪切多极场配置的重联确实有这个属性。数值模拟结果支持这一模型，并讨论了日冕物质抛射/爆发耀斑预测的影响。
1998-09-13 astro-ph
The magnetic field of solar prominences
在他著名的专著中，Einar Tandberg-Hanssen写道：“在电磁学研究中，物理上最重要的参数可能是磁场。日珥等离子体的磁场、运动以及实际上的磁共振的存在都取决于贯穿日珥等离子体的磁场的性质”。本文综述了近年来太阳磁场磁场研究的贡献和进展。它主要依赖于高分辨率和高灵敏度的光谱偏振在可见光和近红外。
2008-10-15 astro-ph
The Magnetic Field of the Solar Corona from Pulsar Observations
我们提出了一个新的实验与独立测量的电子密度和太阳日冕的磁场的能力。我们实现这一点，通过测量的过量法拉第旋转由于传播的偏振发射从一些恒星通过太阳日冕的磁场。该方法通过脉冲信号和磁场的色散，通过法拉第旋转量，产生积分电子密度的独立测量。在原则上，这允许确定的综合磁场通过太阳日冕沿许多视线，而无需任何假设的电子密度分布。我们提出了一个检测的脉冲星J1801 $-$ 2304的旋转措施增加约160 \rad在0.95 $^\circ$从太阳盘中心的伸长率。这对应于沿着$> 393μ\mathrm{G}$的该视线的磁场强度的下限。积分电子密度测量的精确度不足限制了这一结果，但日冕等离子体模型的应用可以进一步将其限制在大约20 mG，沿着从太阳边缘经过2.5个太阳半径的路径。这与使用Wilcox太阳天文台发表的源表面模型的扩展获得的预测一致
2007-05-14 astro-ph
On the transport of magnetic fields by solar-like stratified convection
利用三维MHD数值模拟方法研究了太阳和晚型恒星发电机中磁场与分层对流的相互作用。分层的不对称和翻转对流的拓扑结构使泵送机制，可以使磁通量存储问题过时。包括开放边界条件导致相当大的通量损失，除非开放边界被放置在接近物理边界。模拟包括太阳一样的纬向剪切表明，一个几十千高斯的环向场可能会举行了泵机制。
2000-06-26 astro-ph
Solar Physics and the Solar-Stellar Connection at Dome C
太阳磁场在许多时间尺度上演化，例如，太阳22年磁周期中磁通量的产生、迁移和消散。活跃区域在数周内发展和衰退。活跃区域的磁剪切的积累可以在不到一天的时间内发生。在最短的时间尺度上，磁场拓扑结构可以在几分钟内迅速变化，这是耀斑、暗条爆发和日冕物质抛射等爆发事件的结果。Dome C独特的日间视觉特征，即，在几乎整个南极洲的夏天，连续的非常好的时期，使我们能够解决许多与太阳磁场演变有关的顶级科学案例。我们介绍了先进的太阳光度成像仪和辐射实验，并提出了在圆顶C天气太阳观测的科学案例。此外，在拟议的国际康科迪亚探索者望远镜的背景下讨论了有关太阳-恒星连接的常见科学案例。
2007-12-10 astro-ph
Current Helicity and Twist as Two Indicators of The Mirror Asymmetry of solar Magnetic Fields
本文比较了反映太阳活动区磁场镜像不对称性的两种示踪剂--螺旋度和电流螺旋度。结果表明，对于个别活动区域，这些示踪剂不具有可见的相似性，而平均时间超过太阳周期，或纬度，揭示了它们的行为的相似性。该数据集的主要属性是在太阳赤道上的反对称性。考虑到螺旋性质在太阳周期的演变，我们发现在周期开始时可能的符号变化的签名，虽然需要更系统的观测数据进行明确的确认。我们讨论的背景下，太阳发电机理论的示踪剂的作用。
2008-02-25 astro-ph
Measurements of solar irradiance and effective temperature as a probe of solar interior magnetic fields
我们认为，各种各样的太阳能数据表明，活动周期的时间尺度变化的总辐照度，是由太阳内部的结构调整。假设这些调整是由内部磁场的变化引起的，我们使用测量的总辐照度和有效温度在1978年至1992年期间，推断的大小和位置的磁场。使用一个更新的恒星演化模型，其中包括磁场，我们发现，观测可以解释的领域，其峰值范围从120 k到2.3 k高斯，位于对流区之间的$0.959R_{\sun}$和$0.997R_{\sun}$，分别。当磁场位于$0.959R_{\sun}$时，相应的最大半径变化为17 km，当磁场位于$0.997R_{\sun}$时，相应的最大半径变化为3 km。在这些深度，$W$参数（由$Δ\ln R / Δ\ln L$定义，其中$R$和$L$是半径和光度）的范围为0.02至0.006。所有这些预测都与日震学和最近在SOHO上进行的MDI实验的测量结果相一致。
2000-10-20 astro-ph
Solar differential rotation and properties of magnetic clouds
最具地球效应的太阳驱动力是磁云--日冕物质抛射（CME）的一个子类，以结构内部磁场的平稳旋转为特征。CME的磁云部分在太阳黑子最小时最大，在太阳黑子最大时最小。这部分由CME带走的螺旋度的量决定，而CME又取决于从太阳内部转移到表面的螺旋度的量，以及表面的差异旋转。后者可以增加或减少，甚至扭转出现的磁通量管的扭曲，从而增加或减少在日冕中的螺旋度，或导致违反半球螺旋度规则，分别。我们调查了与上一个太阳活动周的主要磁暴有关的日冕物质抛射，发现在12个违反半球螺旋度规则或没有磁场旋转的高地球有效日冕物质抛射的情况下，有10个日冕物质抛射来自“反太阳”型表面差异旋转的区域。
2005-11-09 astro-ph
Assessing the tilt of the solar magnetic field axis through Faraday rotation observations
内容：在日冕掩星期间，对河外射电源的法拉第旋转测量可以评估外太阳日冕中的电子密度分布和三维磁场拓扑结构。目的：我们模拟的三维结构的日冕磁场和电子密度分布，以重现过剩法拉第旋转措施（RM）的掩星无线电源在太阳活动最低。特别是，我们推断太阳磁轴相对于旋转轴的倾斜。研究方法：我们比较输出的模型与甚大阵（VLA）的射电偏振测量的样本在1997年5月观察到的河外源。关于磁场几何形状的信息可以通过微调最好地描述观测的无模型参数集来检索。结果：我们发现，预测和观察到的法拉第旋转措施是非常一致的，从而支持该模型。我们的最佳拟合模型产生的倾斜角$θ_{RB}=3.3^{\circ}$的太阳磁轴相对于太阳自转轴卡林顿旋转1923年。这一结果与类似的，但独立的估计计算的膨胀系数的光球场观测在威尔科克斯太阳天文台（WSO）是一致的。
2007-02-27 astro-ph
Enhanced solar anti-neutrino flux in random magnetic fields
我们讨论了最近KamLAND约束对太阳反中微子通量的影响，在Majorana中微子跃迁磁矩和太阳磁场的存在下，对太阳中微子数据的分析。我们考虑不同的固定太阳磁场模型，定期和随机的，突出的反中微子生产率的强增强，表征湍流太阳磁场模型。此外，我们还表明，对于太阳内部的这种磁场，无论底层湍流模型的细节如何，都可以将内禀中微子磁矩限制到小于10^-12 x mu_B的几倍的mu_nu水平。这个极限比目前所有的实验灵敏度更严格，并且类似于从恒星冷却获得的最严格的界限。我们还评论了这个限制的鲁棒性，并表明，在非常不可能的情况下，它最多可能被削弱一个数量级。
2004-10-13 astro-ph hep-ph
Efficient solar anti-neutrino production in random magnetic fields
我们已经证明，在自旋味转换机制的框架下，电子反中微子的出现在中微子通过随机磁场传播的情况下比通过规则磁场传播的情况下更有效。这一结果导致更强的限制的产品的中微子跃迁磁矩和太阳磁场的基础上，最近的KamLAND数据。我们认为，太阳对流带中随机磁场的存在是对流带磁场演化的自然序列。
2004-05-12 astro-ph hep-ph
Solar neutrino oscillations and bounds on neutrino magnetic moment and solar magnetic field
如果观测到的太阳中微子的不足是由于中微子振荡，中微子转换所造成的过渡磁矩与太阳磁场的相互作用（自旋味进动）仍然可以在次优势水平。在这种情况下，中微子振荡和自旋味进动的共同作用可以导致来自太阳的电子反中微子的小但可观测的通量。如果不观测到这些核棒，中微子跃迁矩μ和太阳磁场B_ \perp的强度和坐标依赖性将受到限制。在太阳中微子问题的真空振荡（VO）解中，核通量对乘积μB_ \perp的敏感性最强，在LOW解中，核通量对乘积μ B_ \perp的敏感性较弱，在LMA解中，核通量对乘积μB_ \perp的敏感性最弱。对于不同的解，探讨了太阳磁场B_ \perp（r）的不同特性：对于VO解，核通量由B_ \perp（r）在太阳对流区的积分决定，对于LMA，核通量由B_ \perp在中微子产生区的大小决定，对于LOW，它取决于该量级与B_ \perp（r）在太阳表面的导数之间的竞争。
2002-09-18 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutrino magnetic moments and low-energy solar neutrino-electron scattering experiments
太阳中微子对电子的散射通过电磁干扰和截面上的弱振幅对中微子磁矩敏感。我们表明，未来的低能量太阳中微子实验具有良好的角分辨率可以敏感的事件数的方位角不对称性，并应提供有用的信息，如磁矩的非标准中微子的属性。我们比较预期在HELLAZ（主要是pp中微子）与那些在神冈和超级神冈实验（硼中微子）的不对称性，无论是狄拉克和马约拉纳中微子的情况下，并讨论低能量的优势。关于太阳磁场的潜在有趣的信息可能是可访问的。
1998-09-22 astro-ph hep-ph
Distinguishing magnetic moment from oscillation solutions of the solar neutrino problem with Borexino
假设观测到的太阳中微子的亏损是由于它们的跃迁磁矩与太阳磁场的相互作用，我们推导出即将到来的Borexino实验的预测。三个不同的模型磁场配置文件，使目前可用的太阳中微子数据的很好的全球拟合。Borexino的预期信号明显低于太阳中微子问题的LMA、LOW和VO中微子振荡解所预测的信号。它与SMA振荡解相似，但在日、夜光谱和天顶角分布上，SMA振荡解与Super-Kamiokande观测资料有很大的差别。因此，太阳中微子问题的中微子磁矩解可以明确地区别于目前流行的Borexino振荡解。
2002-01-31 astro-ph hep-ex hep-ph
Does the neutrino magnetic moment have an impact on solar neutrino physics?
太阳中微子观测和最近的KamLAND数据表明，自旋味旋进方案在太阳物质中的中微子传播中并不起主要作用。当磁矩和磁场的组合较小时，我们给出了近似的解析公式和数值计算结果来估计自旋-味旋进（如果有的话）对电子中微子存活几率的贡献.
2005-07-16 astro-ph hep-ex hep-ph
The Peculiarities of the Interaction of Phobos with the Solar Wind are Evidence of the Phobos Magnetic Obstacle (from Phobos-2 Data)
利用“Phobos-2”任务期间在未探测区域获得的磁场和等离子体数据，研究了太阳风与Phobos的相互作用。火卫一周围的太阳风的悬垂磁场出现在距离火卫一日侧200-300公里的地方，这是由于密度和磁场堆积在火卫一障碍物前面。相互作用的性质和观察到的磁场特征与质子趋肤深度与火卫一障碍物对太阳风的实际大小之比是一致的。火卫一偏转了太阳风的流动，偏转的太阳下距离约为16-17火卫一半径。火卫一中等效磁矩M '= 10^{15} A m^2的源导致了火卫一周围太阳风流动的这种障碍的发展。这些数据为研究小型磁化物体与太阳风的相互作用提供了一个借鉴。
2003-04-01 astro-ph physics.pop-ph physics.space-ph
Wavelets and Solar Magnetic Activity I: Wavelets on the Edge
传统的连续小波变换受到影响锥的困扰，即延伸超过有限时间序列两端的小波返回的变换系数往往会随着更多的小波被截断而减小。这些系数可以简单地通过重新缩放剩余的小波来校正。校正后的小波变换显示没有锥的影响，并保持重建的边缘接近。作为一个应用和例子，我们给出了年国际太阳黑子数Ri的校正小波变换作为太阳磁活动的度量，并将年太阳磁功率与Oerlemans的冰川全球温度重建进行了比较。
2010-04-13 astro-ph physics.data-an physics.space-ph
