A Two-Temperature Model of Magnetized Protostellar Outflows
我们探索的运动学和形态的分子外流驱动的年轻的原恒星使用磁流体动力学模拟的上下文中的统一风模型尚等。该模型解释了所观察到的高速射流和低速壳功能。在这项工作中，我们调查这些特性是如何受到底层温度和磁场强度。我们研究的问题，一个温暖的风运行到一个寒冷的环境环面通过使用示踪剂领域，保持跟踪的风材料。当采用等温状态方程时，有效温度根据风的质量分数局部确定。在统一的风模型中，风的密度呈圆柱形分层，并且高度集中于外流轴。我们的模拟表明，对于一个充分磁化的风，喷流身份可以很好地保持，即使在高温下。然而，对于具有低磁化的高温风，风气体的热压力可以驱使材料远离轴线，使得射流在传播时不那么准直。我们还研究了环的极向磁场的作用。它示出，风环境界面变得更耐磨损时，极向场是存在的，和极向场，聚束内的环形防止扫起的材料被压缩成一个薄层。这表明，环境极向场可能发挥作用，在产生一个更平滑和更厚的扫起壳结构的分子流出。
2015-12-08 astro-ph.SR
Models of the Mass-Ejection Histories of pre Planetary Nebulae, IV. Magnetized Winds and the Origins of Jets, Bullets, and FLIERs
环形磁场的影响和后果在塑造前行星状星云（“prePNe”）的可见叶进行了探讨，在这一系列的论文prePN演变的参数研究的最后。为了探索这些影响，我们从我们以前论文中的稳定，发散和无场风模型开始，并在风中添加弱到中等的环形场，以便在500年后产生一系列结果，之后结构几乎同源地生长。正如预期的那样，恒星风中的环形场总是形成非常薄而致密的轴向特征，其结构最好描述为尖端具有超致密和中性领先结或“子弹”的薄冷喷流。主导结的速度仅取决于密度对比度（喷嘴处注入的气体密度与环境气体密度的比率）和风注入速度，而不取决于场强或开度角。由风的冲压压力形成的波瓣采取各种形式和尺寸，这主要取决于注入气体的几何结构和密度对比。大约20%的prePNe的HST图像显示出由环形场形成的独特特征。沿着完全电离的PNe的长轴看到的成对的低电离结，通常被称为“FLIER”，很容易解释为磁形成结的非常致密，寒冷和中性的残余物。
2019-11-28 astro-ph.SR
Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. I. Chemical model and first results
在年轻恒星1000天文单位的范围内已经发现了与原子喷流对应的分子。再现它们对于提出的弹射模型来说是一个挑战。我们探讨分子是否可以生存在磁流体磁盘风调用复制的运动学和暂定的旋转签名的金牛座T星的原子射流。利用星际介质中磁化激波的计算方法，计算了给定磁流体盘风解下沿尘埃流流线的电离、化学和热耦合演化。辐射的风衰减日冕X射线和FUV光子吸积热点包括，与自屏蔽的H2和CO。磁盘吸积率为5e-6，1 e-6和1 e-7太阳质量每年被认为是代表低质量的年轻原恒星（0类），演化的原恒星（I类）和非常活跃的金牛T星（II类）。盘风具有洋葱状的热化学结构，从较大半径发射的流线具有较低的温度和电离，以及较高的H2丰度。带电流体和中性流体之间的耦合足以将分子从圆盘中喷射出9 AU。大多数H2生存的发射半径随着进化阶段而向外移动。CO在0级中存活，但在I/II级中显著光解。双极加热和分子冷却之间的平衡建立了一个渐近温度700-3000 K，与较冷的喷流在早期的原恒星阶段。吸热形成的H2O是有效的丰度高达1 e-4，而CH+和SH+可以超过1 e-6的I/II级风。从0.2-1天文单位以外发射的离心MHD盘风可以在年轻的低质量恒星中产生速度高达100公里/秒的分子喷流/风。该模型预测随着源的发展，H2/CO比率较高，分子发射半径、温度和流动宽度增加，这与当前观察到的趋势一致。
2011-12-14 astro-ph.SR
Spin-down dynamics of magnetized solar-type stars
人们早就知道，太阳型恒星在它们的主序星寿命期间通过磁制动经历了显著的自旋下降。然而，磁制动只作用于表面层;目前还不完全了解角动量如何在恒星内部传输，以及自旋下降信息如何快速传递到内部深处。在这项工作中，我们利用最近在了解太阳内部动力学方面取得的进展来模拟其他太阳型恒星的内部。按照Gough和McIntyre（1998）的观点，我们假设这些恒星的辐射区的大部分是由于嵌入的大尺度原始场的存在而保持均匀旋转的，该原始场被从对流区向下涌来的大尺度纬向流限制在稳定分层的无磁速跃层之下。我们推导出简单的方程来描述该模型内部对表面层自旋下降的响应，这与MacGregor和Brenner（1991）的两区模型相同，耦合时标与速度跃层上的局部Eddington-Sweet时标成比例。这个时间尺度取决于恒星的自转速率和速跃层的厚度，根据恒星的性质，可以从几十万年到几个陀螺。模型的定性预测似乎与观测结果一致，但敏感地依赖于假设的速度跃层厚度对恒星自转速率的函数依赖性。
2014-01-05 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. I. Magnetic Field Effects
对太阳大气的观测表明，内部重力波是由过冲对流产生的，但在磁通量的位置被抑制，这被认为是模式转换成磁声波的结果。在这里，我们提出了一个研究的声学重力波频谱出现一个现实的，自洽的模拟太阳（磁）对流。进行了无磁场的流体动力学模拟和初始垂直均匀磁场为50 G通量密度的磁流体动力学（MHD）模拟，并进行了相互比较，以突出磁场对太阳大气中内部重力波传播的影响。我们发现，内部的重力波是不存在的或部分反射回低层中存在的磁场，并认为抑制是由于耦合的内部重力波慢磁声波仍然在高β区域的上层光球。在我们的模型中，转换成阿尔芬波是极不可能的，因为不存在强烈倾斜的磁场。我们认为，内观测到的磁通量浓度内波的抑制也可能是由于非线性破裂的内波由于涡流是无处不在的上层光球和色球。
2016-12-14 astro-ph.SR
Simulations of Prominence Formation in the Magnetized Solar Corona by Chromospheric Heating
从色球过渡区到日冕等离子体的剪切磁弧出发，模拟了日冕中静止日珥的原位形成和持续生长。与以前的工作相反，我们的模型捕捉到日珥形成的所有阶段，包括热平衡的丧失，它的高度和宽度连续增长到宏观尺度，以及作为质量积累的结果，拱形环逐渐弯曲成倾斜环。我们的2.5维，完全磁流体力学和磁流体动力学一致的模型模仿的正常极性的磁拓扑结构的光球中性线以上，并导致在窗帘状日珥以上的中性线，通过最终浸渍磁场线突出在一个有限的角度。的形成结果从色球层中的集中加热，然后通过等离子体蒸发和后来的快速冷凝在电晕由于热不稳定性，验证了线性不稳定性标准。低层大气的集中加热使等离子体从下面蒸发，在日冕环的顶部积累，并不断地为后来的日珥提供质量。这是第一个蒸发冷凝模型研究，我们可以证明形成的日珥如何保持在力平衡状态，这可以与Kippenhahn-Schluter型磁流体静力学模型相比较，所有这些都在有限的低β日冕中。
2012-02-28 astro-ph.SR
Ubiquitous Solar Eruptions Driven by Magnetized Vortex Tubes
太阳表面被高速喷流覆盖，这些喷流将质量和能量输送到日冕中，并供给太阳风。这些喷流中最突出的被称为针状体。然而，引发这些喷发事件的机制仍然未知。使用现实的数值模拟，我们发现，小规模的喷发是由无处不在的磁化涡流管产生的太阳的湍流对流在次表层。旋转的涡流管（类似于龙卷风）穿透太阳大气层，捕获并拉伸背景磁场，并将周围的物质向上推，产生准周期性的冲击。我们的模拟揭示了一个复杂的高速流动模式，和热力学和磁结构的爆发涡管。我们发现，爆发是在次表层，并驱动的高压梯度在光球和光球，并由洛伦兹力在更高的大气层。
2012-12-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. II. Predicted H2O line profiles versus Herschel/HIFI observations
我们调查是否广泛的翅膀H2O排放确定与赫歇尔对低质量的0类和1类原恒星可能是一致的起源在一个充满灰尘的MHD盘风，它会设置在底层磁盘属性的约束。我们提出了一个典型的磁流体磁盘风的解决方案与各种值的磁盘吸积率，恒星质量，发射区的延伸，和视角的合成H2O线轮廓预测。我们比较他们的线条形状和强度与HIFI配置文件所观察到的WISH关键程序。我们发现，从0.2- 0.6AU AU到3- 25 AU的尘埃MHD盘风可以在很大程度上再现观测到的宽H_2O分量的形状和强度，无论是在557 GHz的基本谱线上还是在更高激发谱线上。如果在1000天文单位处的入射速率是在风喷射区的盘吸积速率的1- 3倍，这样的模型也容易地再现所观察到的557 GHz谱线光度与包络密度的相关性。它也是兼容的典型磁盘的大小和测辐射热光度在观察到的目标。然而，1类源中较窄的线剖面表明，这些源中的MHD盘风（如果存在的话）必须比0类源更慢和/或更少的水。总之，MHD盘风似乎是一个有效的（虽然不是唯一的）选择，考虑广泛的H2O组分在低质量原恒星的起源。ALMA似乎非常适合进一步测试这个模型，通过搜索将被预测的温暖和缓慢的广角分子风的解决签名。
2015-11-12 astro-ph.SR
Differential Rotation in Magnetized and Non-magnetized Stars
通过比较磁流体动力学（MHD）模型和流体动力学（HD）模型，研究了磁场对恒星差速自转的影响.在全球壳几何结构中进行旋转穿透对流的完全可压缩MHD模拟。通过对“Rossby数（${\rm Ro}$）”和“对流Rossby数（${\rm Ro}_{\rm conv}$）"的讨论，探讨了赤道自转从快（太阳型）向慢（反太阳型）转变的临界条件。从${\rm Ro}_{\rm conv}$依赖性的角度来看，MHD模型的相变比HD模型的相变更平缓，相变的临界值更高。在HD模型中，旋转剖面显示了在跃迁附近的双稳性，而当允许磁场增长时，除了以反太阳型解为初始条件的模型外，双稳性消失.我们发现在MHD和HD模型中，相变都发生在${\rm Ro} \simeq 1$处，与滞后无关。从${\rm Ro}$依赖性的角度来看，两种模型不仅临界值相似，而且过渡的尖锐度也相似。发电机产生的磁场和/或滞后对对流运动的影响反映在${\rm Ro}$中。这就是为什么从${\rm Ro}$依赖性的观点来看，跃迁是统一的。最后，我们讨论了${\rm Ro}$依赖的磁发电机活动，强调其可能的关系的动力学螺旋度配置文件。
2015-04-05 astro-ph.SR
The period ratio for standing kink and sausage modes in solar structures with siphon flow. I. magnetized slabs
在太阳磁震学的应用中，基模周期与其第一泛音周期的两倍之比$P_1/2P_2$起着重要的作用。我们研究如何场对准流影响的色散特性，因此，在太阳大气中的磁板支持的常设模式的周期比。我们数值求解色散关系，并设计了一个图形的方法来构建驻波模。对于日冕板块，我们发现，流动的影响是显着的，快速扭结和香肠模式一样。对于扭结的，他们可以减少$P_1/2P_2$高达23%的静态情况相比，和最小允许的$P_1/2P_2$可以下降到静态板的下限解析推导。对于香肠模式，虽然引入流相对于静态情况通常将$P_1/2P_2$减小$\lesssim 5$ %，但其显著增加了阈值纵横比，仅在该阈值纵横比以上可以支持站立的香肠模式，这意味着它们的可检测性被限制到甚至更宽的板。在光球板块的情况下，流动效应没有那么强。然而，站立模式是不同的冠状面的情况下，站立扭结模式示出了一个$P_1/2P_2$，偏离统一，即使是零宽度板，而站立香肠模式不再遭受阈值纵横比。我们的结论是横向结构等离子体密度和流速应考虑在地震学应用的多周期性太阳大气结构。
2013-03-07 astro-ph.SR
Stellar Wind Erosion of Protoplanetary Discs
本文建立了一个高速磁化星风对原行星气盘侵蚀的解析模型。这些风是从快速旋转的、强磁化的年轻恒星表面离心驱动的。风中磁场的存在导致雷诺数足够大，以引起强烈的湍流风/盘边界层，其夹带并带走盘气体。该模型在湍流边界层中采用质量和动量守恒。显著侵蚀的时间尺度取决于盘的吸积速度和吸积率以及风的质量损失率和风速。时间尺度估计为2 E6年。对圆盘侵蚀的一个重要贡献可能来自频繁的强大日冕物质抛射（CME），CME的平均质量损失率和速度与稳定风的值相当。
2015-01-09 astro-ph.SR
Stability of rotating magnetized jets in the solar atmosphere. I. Kelvin-Helmholtz instability
观测表明，太阳大气中的各种喷流具有显著的旋转运动，可能会经历不稳定性，导致周围等离子体变热。本文研究了由射流表面附近的速度突变引起的扭转旋转射流的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性。我们推导了一个色散方程与适当的边界条件的总压（包括管旋转的离心力），它支配不可压缩射流的动力学。在此基础上，得到了各种情况下Kelvin-Helmholtz不稳定性的解析判据，并通过数值求解色散方程进行了验证。我们发现，当旋转的动能大于扭转的磁能时，扭转和旋转的射流都不稳定于KH不稳定性。我们的分析表明，1-5 G的方位角磁场可以稳定观察到的旋转针状/macrosepicules和X射线/EUV喷流。另一方面，非扭转射流总是不稳定的KH不稳定性。在这种情况下，不稳定性的增长时间是几秒钟的针状体/macrosepicules和几分钟（或更少）的EUV/X射线射流。我们还发现，由于地表方位角速度的跳跃，扭结和扭转Alfven驻波在波腹附近总是不稳定的，而传播波一般是稳定的。KH涡旋可能导致增强的湍流发展和周围等离子体的加热，因此旋转喷流可以为色球和日冕加热提供能量。
2015-10-05 astro-ph.SR
Magnetized Rotating Isothermal Winds
本文利用 athena++ 磁流体模拟研究旋转磁化恒星的等温风，系统计算不同自转速率和声速下的质量、角动量与能量损失率，并讨论其在恒星自转减慢、系外行星及新生中子星中的应用。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Solar Wind Energy Flux
在黄道附近测得的太阳风能量通量与太阳风的速度无关。使用等离子体数据从太阳神，太阳风，风覆盖了大范围的纬度和时间，我们表明，太阳风能量通量是独立的太阳风的速度和纬度在10%以内，这个量在太阳周期变化很弱。换句话说，能量通量表现为全球太阳常数。我们还表明，非常高速的太阳风（VSW > 700 km/s）与较慢的风（VSW < 700 km/s）具有相同的平均能量通量，但具有不同的直方图。我们利用这个结果来推导太阳风速度和密度之间的关系，这正式这些量之间的反相关。
2012-03-06 astro-ph.SR
Non-thermal emission from the interaction of magnetized exoplanets with the wind of their host star
我们研究的非热辐射的磁化类太阳系外行星和风从他们的主恒星之间的相互作用。行星通过风的超音速运动形成弓形激波，加速电子，产生宽波长范围的非热辐射。讨论了三种风质量损失率：$\dot{M}_{\rm w}\sim10^{-14}$、$10^{-9}$、$10^{-6}\,M_{\odot}\,\rm yr^{-1}$，分别对应于太阳型、金牛T型和大质量O/B型恒星。我们发现，预期的无线电同步辐射从一个类星体的行星可以检测到的Jansky甚大阵和平方公里阵列在~1-10 GHz的距离~ 100 pc，而红外辐射是检测到的詹姆斯韦伯太空望远镜了类似的距离。恒星辐射的逆康普顿散射导致钱德拉X射线天文台可探测到的X射线发射达到约150 pc。最后，我们将我们的模型的上限限制V380头，第一个恒星热木星系统观察到的无线电波长。我们的弓形激波模型提供了对V380 Tau的磁场、行星际介质和非热辐射效率的约束。
2019-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
2D solar wind speeds from 6 to 26 solar radii in solar cycle 24 by using Fourier filtering
太阳附近太阳风速度的测量对于理解太阳风的加速机制具有重要意义。在这项研究中，我们确定2D太阳风速度从6到26太阳半径应用傅立叶运动滤波器的\textit{SOHO} /LASCO C3电影从1999年到2010年观察。我们的方法成功地再现了人工生成的数据以及流光斑点的原始流速。我们测量了从1天到1年时间尺度的二维太阳风速度及其在第24个太阳活动周的变化。我们发现，太阳风的速度在时间尺度上超过一个月的太阳极大期是相对均匀的方位角方向，而他们显然是双峰的最低时期，预期从\textit{Ulysses}的观测和IPS重建。双峰结构出现在2006年左右，在2009年变得最明显，并在2010年突然消失。太阳风速度的径向演化类似于帕克的太阳风解。
2018-06-22 astro-ph.SR
Two timescale dispersal of magnetized protoplanetary disks
原行星盘很可能被垂直磁场的弱净通量穿过，这是分子云核心中存在的大得多的通量的残余。如果这个通量近似守恒，其动力学重要性将随着质量的增加而增加，最初是通过刺激磁旋转盘湍流，随后通过使风角动量损失。利用拟合方法对双极主导盘湍流进行数值模拟，建立了弱磁化原行星盘的简化一维演化模型。我们发现，在风中的显着角动量损失的晚发病可能会引起“两个时间尺度”磁盘的演变，其中一个长阶段的粘性演变之前，风成为主导的快速分散。因此，磁盘寿命的广泛分散可能是由于净通量的初始水平不同。磁流体动力学（MHD）风引发的分散不同的光蒸发分散在预测质量损失从小（小于1 AU）尺度，热风被抑制。我们的特定模型是基于一组有限的模拟，仍然不确定，但定性类似的演变似乎可能，如果质量从磁盘损失更快的流量，如果磁流体风成为重要的等离子体β下降。
2013-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Matching temporal signatures of solar features to their corresponding solar wind outflows
小规模日冕喷发现象在太阳风的产生和加热中的作用仍然是一个悬而未决的问题。在这里，我们调查所发挥的作用，日冕射流形成的太阳风通过测试是否与喷射在EUV强度的时间变化可以确定在外流的太阳风等离子体。这种类型的比较是具有挑战性的，由于源的遥感观测和流出等离子体的现场观测之间的固有差异，以及整个日光层的太阳风的传播时间和演变。为了克服这些问题，我们提出了一种新的算法相结合的信号滤波，两步太阳风弹道反映射，窗口移动，经验模态分解。我们首先使用合成数据验证该方法，然后将其应用于太阳动力学天文台和风航天器的测量。该算法使得能够直接比较日冕喷发现象的遥感观测与现场测量的太阳风参数，以及其他潜在用途。应用这些数据集后，我们发现几个时间窗口，在日冕中发现的动态签名嵌入在太阳风流，在一个时间明显早于预期从简单的弹道映射，最好的表现在原位参数是太阳风质量通量。
2021-03-16 astro-ph.SR
Wavelet Analysis on Solar Wind Parameters and Geomagnetic Indices
太阳作为振荡器产生的频率在日光层中传播，通过太阳风到达地球磁层。我们在近地球太阳等离子体参数和过去四个太阳周期的地磁指数中搜索这些频率。在这项工作中使用的太阳风参数是行星际磁场，等离子体β，阿尔芬马赫数，太阳风速度，等离子体温度，等离子体压力，等离子体密度和地磁指数DST，AE，Ap和Kp。我们发现太阳风的各个参数都具有一定的周期性，并且在每个周期内都有区别。我们的研究结果表明，间歇性周期在我们的数据，其中一些共享之间的太阳风参数和地磁指数。
2012-05-10 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. II. Energy Transport
本文是重力波（IGWs）系列的第二篇论文，我们研究了在不同磁场条件下的太阳大气模型中IGWs的产生和传播。使用CO $^{\rm 5}$ BOLD代码模拟了无磁场和三种磁场模型，这三种模型以10 G、50 G和100 G磁通密度的初始垂直均匀场开始。我们发现，IGW产生的方式相似，在所有四个模型中，尽管在磁环境的差异。IGW携带的机械能明显大于大气下部的声波，使其成为总波能收支的重要组成部分。机械能通量（10 $^{6}$ - 10 $^{3}$ W m $^{-2}$）比坡印廷通量（10 $^{3}$ - 10 $^{1}$ W m $^{-2}$）大几个数量级。坡印亭通量在对应于IGW的频率范围内显示出向下的分量，这证实了当场主要是垂直的和强的时，这些波在大气中不向上传播。我们的结论是，在上层光球，IGW的传播特性依赖于平均磁场强度，因此这些波可以作为这些层的磁场诊断的潜在候选人。然而，它们随后耦合到阿尔夫文波是不太可能在一个主要垂直场渗透的磁环境中，因此它们可能不会直接或间接地有助于加热层以上的等离子体- $β$小于1。
2019-01-25 astro-ph.SR
Electromagnetic radiation by turbulent, magnetized and randomly inhomogeneous solar radio sources generated by electron beams
本研究通过三种独立方法证明，III型太阳射电爆发中仅不到10%的电磁能量以O和X模式逃逸，大部分以Z模式辐射于源附近，为PSP和Solar Orbiter观测提供支持。
2025-06-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Heliolatitude and time variations of solar wind structure from in situ measurements and interplanetary scintillation observations
太阳风的三维结构及其随时间的演化是日光层建模和高能中性原子观测解释所必需的。我们提出了一个模型来检索太阳风结构的日纬度和时间，使用所有可用的和互补的数据源。我们确定了太阳风速度的日纬度结构的年时间网格上的过去1.5个太阳活动周的基础上，遥感观测的行星际赤纬，在现场外的黄道测量从OMNI-2数据库，并在现场黄道测量。由于黄道外太阳风密度结构的现场信息只能从行星际闪烁观测中获得，因此本文推导了太阳风速度与密度的相关公式，并利用行星际闪烁观测中的太阳风速度信息反演了太阳风密度的三维结构。利用太阳风密度和速度随时间的变化以及太阳纬度，在稳态H原子近似下，计算了太阳风通量、动压和电荷交换率的变化。
2012-04-04 astro-ph.SR
A new method to estimate annual solar wind parameters and contributions of different solar wind structures to geomagnetic activity
本文用主成分分析和独立成分分析方法研究了26个台站的两组地磁局部指数。我们证明，每年平均指数可以准确地表示为线性组合的两个第一个组件的权重系统地依赖于纬度。结果表明，日冕物质抛射（CME）和高速流（HSS）对地磁活动的贡献与第一次和第二次IC密切相关。第一个和第二个IC也被发现是非常高度相关的行星际磁场（IMF）的强度和太阳风的速度，分别，因为太阳风速度是最重要的参数驱动地磁活动在HSS期间，而IMF强度占主导地位的CME期间。这些结果有助于更好地理解地磁活动的长期驱动，并获得有关太阳风参数和不同太阳风结构的长期演变的信息。
2015-01-15 astro-ph.SR
Clustering Wind data at 1 AU to contextualize magnetic reconnection in the solar wind
研究利用SOM和K-Means对1 AU处Wind航天器太阳风数据进行聚类，发现磁重联事件分布在五种物理特征不同的太阳风中，为理解其发生条件提供了背景。
2025-08-07 astro-ph.SR
Solar cycle variation of coronal mass ejections contribution to solar wind mass flux
日冕物质抛射（CME）对日球层太阳风的扰动有贡献。因此，CME对地球附近太阳风参数的贡献随太阳活动周期的不同阶段和CME发生的速率而变化。在本研究中，我们研究了CME的长期发生率，它们的速度，角宽度和质量。我们试图找到近太阳参数之间的相关性，确定使用白光图像从日冕仪，与太阳风测量地球附近的现场仪器。重要的是，我们试图找到在太阳活动周期的不同阶段，地球附近的平均太阳风质量中有多少是由日冕物质抛射提供的。
2018-05-19 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Observations of the Solar Wind
ngVLA有可能在表征外日冕的性质以及太阳风进入内日球层的加热和加速方面发挥重要作用。特别是，使用遥远的背景源透射的前景日冕和太阳风，各种无线电传播现象可以用来映射等离子体的性能作为整个太阳周期的太阳伸长率和位置角的函数。这些包括角展宽、行星际倾斜和法拉第旋转微分，它们可以用来绘制太阳风的速度，确定太阳风湍流的性质，并限制太阳风的磁场。这些观测将提供太阳风的全球特征，这将与各种航天器进行的实地观测高度互补。此外，这类观测可用于探测太阳风中可能影响近地环境的扰动，例如日冕物质抛射。
2018-10-15 astro-ph.SR
Magnetically-driven jets and winds from weakly magnetized accretion disks
盘流出的半解析模型已经成功地描述了来自开普勒吸积盘附近的磁驱动、自约束的超阿尔夫文喷流。这些喷射发射脉冲可用于高水平的盘磁化$μ$，定义为$μ=2/β$，其中β是通常的等离子体参数。在近均分的JED中，吸积是超音速的，喷流带走了大部分的圆盘角动量。然而，这些解决方案被证明难以与前沿的数值模拟进行比较，因为数值模拟显示出风一样的流出，但在小磁化的域中。在这项工作中，我们首次提出了自相似的等温解决方案的吸积-喷射结构在小磁化水平。我们阐明的作用，磁共振成像的结构在加速过程中，推动这类新的解决方案。磁盘磁化$μ$是主要的控制参数：大量的流出驱动的环形磁场的压力获得高达$μ\sim 10^{-2}$，而更稀薄的离心驱动的流出，在更大的$μ$值。广义参数空间和天体物理后果进行了讨论。我们相信，这些新的解决方案可能是理解天体物理盘驱动风或喷流的方式的垫脚石。定义射流作为自限流出和风作为非准直流出，我们提出了一个简单的分析标准的基础上的流出的初始能量含量，从风中区分射流。我们表明，射流的解决方案，实现在所有的磁化水平，而风只能在弱磁化磁盘功能加热。
2019-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
ACE SWICS observations of solar cycle variations of the solar wind
在目前的工作中，我们利用ACE/SWICS现场测量的ICME外的太阳风的属性，以确定是否，以及在何种程度上是太阳风属性受太阳周期的影响。我们专注于质子温度和密度，离子温度和速度差，电荷态分布和相对和绝对元素丰度。我们进行这项工作，将风分为速度箱，以研究不同速度的风如何对太阳活动周期作出反应。我们也重复这项研究，如果可能的话，SWICS测量受库仑碰撞的影响较小的子集。我们发现，除了差速（我们没有足够的测量值）之外，所有风的特性都随着太阳周期的变化而变化。我们的研究结果指向的情况下，慢和快的太阳风被波加速，但来自不同的来源（开放/封闭的磁结构的快/慢风，分别），其相对贡献的变化沿太阳周期。我们还发现，一边的加热和加速的签名，和FIP效应的另一边，表明基于波的等离子体加热，加速和分馏保持活跃的整个太阳周期，但降低其有效性在所有的风，虽然慢风的影响比快的。
2022-01-14 astro-ph.SR
The solar wind from a stellar perspective: how do low-resolution data impact the determination of wind properties?
阿尔文波驱动的3D磁流体动力学（MHD）模型越来越多地用于预测恒星风的性质，它包含无约束的参数，并依赖于低分辨率的恒星磁图。我们探讨了输入阿尔文波能量通量和表面磁图对阿尔文波太阳模型（AWSoM）预测的风特性的影响。利用球谐分解方法降低了太阳周极大期和极小期两个太阳磁图的分辨率。阿尔芬波的能量是根据太阳双星18 Sco的远紫外光谱确定的非热速度而改变的。此外，低分辨率磁图的三个太阳类似物获得使用塞曼多普勒成像（ZDI）。最后，模拟的风特性进行了比较，高级成分探测器（ACE）的观测。AWSoM模拟使用从太阳观测中得到的良好约束的输入参数，可以再现观测到的太阳风质量和角动量损失率。磁图的分辨率对风场的影响很小，且仅在周期极大值期间。然而，阿尔文波能量的变化会影响风的特性，而与太阳活动周期水平无关。此外，使用三颗恒星的低分辨率磁迹图而不是太阳磁迹图进行太阳风模拟，可能导致模拟的风特性有一个数量级的差异。与磁图分辨率相比，Alfvén能量的选择对风力输出的影响更大。对于那些输入边界条件不像太阳那样受约束的恒星，这种影响可能会更大。毫不奇怪，用恒星磁场图代替太阳磁场图可能会导致完全不准确的太阳风特性，在太阳风和恒星风模拟中应该避免。
2020-02-24 astro-ph.SR
Global solar magnetic field organization in the outer corona: influence on the solar wind speed and mass flux over the cycle
太阳风的动态本质上取决于全球太阳磁场的结构，而全球太阳磁场在11年的太阳周期中经历着根本性的变化。例如，风的终极速度被认为与膨胀因子是反相关的，膨胀因子是一种测量磁场如何随日冕高度变化的方法，通常在固定的高度计算（$\approx 2.5 R_{\odot}$，源表面半径，近似于所有磁场线变得开放的距离）。然而，磁场膨胀以更详细的方式影响太阳风，其对太阳风性质的影响在源表面之外仍然显著。我们证明了这一点，使用三维全球磁流体模拟的太阳日冕，表面磁图的半个太阳周期（1989-2001年）的约束。自洽扩展超过太阳风的临界点（甚至高达$10R_{\odot}$），使我们的模型符合观测到的太阳风的特点，即，径向磁场强度成为纬度无关，在一定距离的太阳，和质量通量是大多独立的终端风速。在活动极小值附近，日冕高层的膨胀比$2.5 R_{\odot}$以下的膨胀对风速的影响更大。
2017-10-09 astro-ph.SR
Charge States and FIP Bias of the Solar Wind from Coronal Holes, Active Regions, and Quiet Sun
将太阳风等离子体特性与太阳典型区域相结合，可以为各种太阳风模型提供有效的约束和检验。我们研究了起源于不同类型源区的太阳风的统计特征。结果表明，冕洞风速分布呈双峰型，在400 km/s附近出现慢峰，在600 km/s附近出现快峰。太阳风的速度和O 7 +/O 6+离子的比例之间的反相关仍然有效的所有三种类型的太阳风，以及在三个研究的太阳活动周期阶段，即太阳活动的最大，下降和最小。在不同类型的太阳风中，随着太阳风风速的增大，N_Fe/N_O的变幅及其平均值均减小。AR风的N_Fe/N_O范围（0.06-0.40，FIP偏置范围1-7）比CH风的（0.06-0.20，FIP偏置范围1-3）宽，而N_Fe/N_O的最小值（0.06）不随风速的变化而变化，且各源区的N_Fe/N_O最小值相似。波动湍流驱动（WTD）和重联环开放（RLO）模型均能定性地解释CH风的双峰分布以及CH风速度与O 7 +/O 6+的反相关性，而RLO模型能更合理地解释不同太阳风源区的N Fe/N O分布特征。
2017-01-27 astro-ph.SR
[Plasma 2020 Decadal] Multipoint Measurements of the Solar Wind: A Proposed Advance for Studying Magnetized Turbulence
一个多机构、多国科学小组不久将提交美国航天局的一项建议，即建造一个航天器星座，以跨越多种尺度的群飞行进入近地太阳风，以便获得急需的测量数据，揭示磁化湍流的基本动力学。这份提交给等离子体2020年十年调查委员会的白皮书简要概述了构成引人注目的等离子体物理研究领域的湍流系统，包括为什么需要这项任务，以及这项任务将如何实现揭示能量如何在整个宇宙的等离子体中跨越尺度和边界转移的目标。
2019-08-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Equatorwards Expansion of Unperturbed, High-Latitude Fast Solar Wind
我们利用行星际闪烁（IPS）和极长基线（ELB）的双站射电观测，研究了在24-85太阳半径（R \odot）的天平面日心距离处环境快速太阳风的纬向流特征。结果表明，在第23太阳活动周下降阶段的不同时间，南、北半球的整体快太阳风流向向赤道方向偏离3-4°。
2012-07-17 astro-ph.SR
The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 astro-ph.SR
Polarized scattering with Paschen-Back effect, hyperfine structure, and partial frequency redistribution in magnetized stellar atmospheres
$F$态干涉显著地改变了太阳大气中散射过程产生的偏振。在没有磁场的情况下，它在出射斯托克斯光谱中的特征是线芯中的去极化。在本文中，我们推导出部分频率重分布（PRD）矩阵，其中包括在任意强度的磁场存在下的二能级原子的上超精细结构态之间的干扰。该理论应用于Na I D $_2$线，该线是由较低的$J=1/2$和较高的$J=3/2$态之间的跃迁产生的，由于与核自旋$I_s=3/2$的耦合而分裂成$F$态。的PRD矩阵的单散射的情况下的属性进行了探讨，特别是，在Paschen-回制度和它们的有用性作为诊断太阳磁场的工具的磁场的影响。
2015-12-24 astro-ph.SR
Magnetic reconnection in the low solar chromosphere with a more realistic radiative cooling model
磁重联是最有可能的机制，负责高温事件，观察到在强磁化的位置周围的温度最低的低太阳色球层。这项工作改进了我们以前的工作[”低太阳色球层强磁化区域的磁重联”，天体物理学杂志852，95（2018）]，通过使用从OPACITY项目和CHIANTI数据库计算的更现实的辐射冷却模型。我们发现等离子体的中性成分的电离速率仍然快于电流片区域内的复合。对于低$β$等离子体，电离和中性流体流耦合良好，整个重连区域类似于单流体Sweet-Parker模型动力学。在具有$β_0=1.46$的较高$β$情况下出现离子和中性流入的解耦，这导致重连速率比由Sweet-Parker模型预测的速率快约三倍。在所有情况下，电流片中等离子体温度都随时间增加，当重联磁场强度大于$500$ ~G时，等离子体温度最大值在$2\times10^4$ ~K以上。虽然更现实的辐射冷却模型不会导致磁重联特性的质的变化，但对于研究低层太阳大气强磁化区电流片内等离子体温度和电离分数的变化是必要的。这对研究氢等离子体接近完全电离时的磁重联过程中的能量转换也有重要意义。
2018-10-25 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
Full compressible 3D magnetohydrodynamic simulation of solar wind
确定日冕的加热机制和太阳风的驱动机制是理解太阳物理学的关键挑战。采用全三维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟方法，对开阔场区域上方快速太阳风的加热机制进行了区分。我们的模拟描述了Alfvénic波的演化，其中包括从光球到日球层距离为27个太阳半径（$s$）的可压缩效应。由于阿尔文波的消散，热日冕和快速太阳风同时再现。包括过渡区和低层大气，使我们能够推导出太阳的质量损失率第一次通过执行一个完整的三维可压缩MHD模拟。Alfvén湍流被确定为太阳风加速区（$s>1.3 R_\odot$）的主要加热机制，正如以前的太阳风模型所建议的那样。此外，在下转捩区（$s<1.03R_\odot$）以下，激波的形成和相混合也很重要。
2020-11-06 astro-ph.SR
Solar Wind and its Evolution
利用我们以前对开放通量管中太阳风的磁流体动力学模拟结果，讨论了过去的太阳风与现在的太阳风的不同之处。模拟是在固定的一维超径向开放的磁通量管中进行的，通过输入来自光球的各种类型的波动，它以向前的方式自动确定太阳风的性质。决定太阳风物理性质的三个重要参数是表面起伏、磁场强度和磁通量管的结构。将这些参数调整到早期太阳的定性意义上，我推断，如果磁离心力的影响不显著，那么过去太阳风的准稳态分量更密集，并且稍慢。我还讨论了磁离心力的影响和日冕物质抛射的作用。
2011-04-28 astro-ph.SR
Sources of The Slow Solar wind During the Solar Cycle 23/24 Minimum
研究了2006-2009年太阳活动低周期间（23 - 24周）慢（< 450 km/s）太阳风的特征和来源。我们使用一套全面的近地太阳风（风和ACE）的原位观测，并删除大规模行星际日冕物质抛射存在的时期。在所调查的这段时期，全球日冕结构发生了重大变化，包括2006-2007年低纬度活动区频繁出现，2006 -2008年中期存在长期存在的低纬度和中纬度冕洞，2009年太阳基本平静。我们研究卡林顿旋转平均选定的太阳等离子体，电荷状态和成分参数和这些参数的分布相关的安静的太阳，活动区太阳和冕洞太阳。虽然一些研究的参数（例如，速度、C^{+6}/C^{+4}和He/H比）在我们的研究期间显示出明显的变化，而对于太阳风源类型，某些（Fe/O）表现出很小的变化。我们的研究结果突出的困难，在区分缓慢的太阳风源的基础上检查的太阳风的条件。
2016-06-16 astro-ph.SR
Asymmetry, Gap Opening and High Accretion Rate on DM Tau: A Hypothesis Based on Interaction of Magnetized Disk Wind with Planet
针对DM Tau的高吸积率挑战传统缝隙理论的问题，提出磁化盘风与中等质量行星相互作用的开创性多流体模拟，成功重现观测到的缝隙与不对称结构，推断行星可能存在于20 au内且盘湍流较低。
2024-06-04 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating the interaction of a non-magnetized planet with the stellar wind produced by a sun-like star using the FLASH Code
磁流体动力学（MHD）流体与固体相互作用的研究在物理学中具有重要意义，因为它产生了许多重要的物理现象，如行星与其宿主恒星产生的恒星风相互作用。有几种计算工具可以用来模拟流体动力学和MHD流体，例如FLASH代码。在这个代码中，有一个功能，它允许在域中的刚体的位置进行模拟。然而，它是可用的，并测试纯流体动力学的情况下，只有。我们的目标是适应现有的FLASH资源，使一个刚体的位置在MHD的情况下，这样一个计划，产生模拟的非磁化行星与恒星风产生的类太阳恒星。此外，我们认为这颗行星没有重要的大气层。我们的分析集中在行星周围的密度、磁场和速度的模式上，以及粘性对这些模式的影响。最后，一个改进的方法的方法提供给其他感兴趣的用户。
2019-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Dynamics of Magnetized Vortex Tubes in the Solar Chromosphere
我们使用3D辐射MHD模拟调查的形成和动力学的小规模（小于0.5微米直径）涡管自发产生的湍流对流在安静的太阳区域与最初的弱平均磁场。结果表明，涡管进入色球层后，对太阳大气的结构和动力学有着重要的影响。涡流管主要集中在颗粒间通道，其特征是强烈的（近音速）下降流和旋涡运动，捕获和扭曲磁场线，形成磁通量管，随着高度的扩大，并达到磁场强度范围从200 G的色球层到超过1千克的光球层。我们详细研究了这些涡流管的物理性质，包括热力学性质，流动动力学，动力学和电流螺旋度，并得出结论，磁化涡流管提供了一个重要的路径，从对流区到色球的能量和动量转移。
2012-01-26 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
Turbulent Action at a Distance due to Stellar Feedback in Magnetized Clouds
分子云的一个基本特性是它们是湍流的，但这种湍流是如何产生和维持的还不清楚。一种可能性是，在星云中形成的恒星通过它们的外流、风和辐射（“反馈”）再生湍流。然而，从最初的云湍流中分离出由反馈产生的运动是一个挑战。在这里，我们面对恒星反馈和湍流之间的关系，通过识别和分离的本地和全球的恒星风的影响。我们分析magnetohydrodynamic模拟中，我们跟踪风的材料，因为它与周围的云相互作用。通过区分发射的物质，风夹带的气体和原始气体，我们表明能量通过膨胀的风壳激发的磁波从源转移出去。与压缩运动相比，在一定距离处的这种超距作用增强了搅拌运动的分数，并产生了更平坦的速度功率谱。我们的结论是恒星反馈占分子云内的显着能量转移，磁波增强的影响，这在以前被忽略的观测。总之，恒星反馈可以部分抵消全球湍流耗散。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Onset of secondary instabilities and plasma heating during magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar atmosphere
在一个2.5维多流体等离子体中性反应模型中，数值研究了太阳低层大气（距太阳表面约$300-800$ ~km）弱电离等离子体中不同空间尺度和不同高度的磁重联.我们考虑了强磁化等离子体（$β\sim 6\% $）从无力的磁位形演化而来，并被扰动以初始化重联电流片的形成。在大尺度上，观察到产生的电流片进行二次“等离子体团”不稳定性。一系列不同尺度下的模拟结果显示了一个级联电流片形成过程，该过程终止于宽度约为2 m，长度为$\sim100$ ~m的电流片，对应于临界电流片纵横比为$\sim50$。我们还观察到，等离子体团的不稳定性是主要的物理机制加速磁重联在这个等离子体参数制度。在等离子体团不稳定性出现后，重联率急剧增加到$\sim$ 0.035，观察到与Lundquist数无关。这些特征与完全电离等离子体中的磁重联非常相似。在这个低$β$导场重联制度，重组和碰撞的影响被观察到有一个小的贡献重联率。模拟结果表明，在磁重联过程中，将稠密的弱电离光球等离子体加热到$2\times10^4$ ~K以上是困难的。然而，当重联磁场为$500$ ~G或更强时，低太阳色球层中的等离子体可以被加热到$3\times10^4$ ~K以上。
2018-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar Magnetized Tornadoes: Rotational Motion in a Tornado-like Prominence
Su等人在2012年提出了一种新的解释，认为细丝的形成和喷发是由表面上的漩涡驱动的旋转磁性结构。当这些结构出现在边缘上方时，它们被认为是类似龙卷风的风暴。它们可能作为等离子体的来源和细丝的扭曲起着关键作用。然而，没有观测成功区分旋转运动的磁结构在龙卷风般的湍流从其他运动，如振荡和逆流等离子体流。在这里，我们报告的证据旋转运动在一个龙卷风般的突出。两条日冕线的光谱观测是由一个专门设计的Hinode/EIS观测程序获得的。这些数据揭示了在日珥腿中存在冷的和百万度的热等离子体，支持所谓的“日冕过渡区”。日珥两侧相反的速度和它们持续的时间演化，以及SDO/AIA暗结构中明显的周期性运动，表明冷、热等离子体都有一个旋转运动，速度为$\sim$ 5 km s $^{-1}$ .
2014-03-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar chromosphere
采用MHD方法模拟了2.5维多流体反应模型中部分电离等离子体，研究了太阳低层大气温度极小区附近强磁化区的磁重联.结果表明，在低$β$等离子体中，在没有磁零点的情况下，电离和中性流体流在整个重联区域中耦合良好。然而，非平衡电离-复合动力学在确定重联区域的结构中起着关键作用，与假设等离子体处于电离-复合平衡的模拟相比，非平衡电离-复合动力学导致低得多的温度升高和更快的磁重联速率。即使初始等离子体$β$与$β_0=1.46$一样高，等离子体的中性成分的电离速率也总是快于电流片区域内的复合。当重联磁场超过千高斯并且等离子体$β$低于0.0145时，初始弱电离的等离子体可以在重联区域内变得完全电离，并且电流片可以被强烈加热到$2.5\times10^4$ ~K以上，即使大部分碰撞耗散的磁能被辐射走。霍尔效应略微增加了重联率，但在没有磁零点的情况下，它不会导致显著的不对称性或将重联电流片的特性改变到米级。
2017-12-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Planet-disk-wind interaction: the magnetized fate of protoplanets
本文通过3D非理想MHD模拟研究MHD风主导吸积下的行星-盘相互作用，发现大质量行星打开不对称间隙并可能反转迁移方向，低质量行星则表现出随机向外迁移。
2023-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Suppression of parallel transport in turbulent magnetized plasmas and its impact on non-thermal and thermal aspects of solar flares
在太阳耀斑中，热电子和超热电子中所含能量的传输在我们理解耀斑现象的许多方面，从硬X射线发射的空间分布到全球能量学，都起着关键作用。最近的{ \em RHESSI}观测指出，存在一种机制，限制电子的耀斑环的日冕部分更有效地比库仑碰撞的动机，我们在这里考虑的影响，俯仰角散射湍流磁波动的电子在耀斑日冕环的平行运输。它示出，除了库仑碰撞散射这样的散射机制的存在下，可以显着降低平行的热传导率和电导率相对于它们的碰撞值。我们提供了说明性的表达式所产生的热电系数，涉及的热通量和电流密度的温度梯度和所施加的电场。然后，我们评估这些修改后的传输系数对耀斑日冕温度，可以达到的效果，后脉冲阶段冷却的加热日冕等离子体，和对环境加热和加速电子的能量损失率的重要性的束中和返回电流。我们还讨论了可能的方式，异常传输过程有影响所需的总能量与加速电子在太阳耀斑。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Stability of Parker's Solar Wind Solution Near the Solar Surface
通过提出Sturm-Liouville问题，证明Parker稳态太阳风解在太阳表面附近从静止、共转或缓慢运动状态起始时具有稳定性，且在放宽等温假设并采用更现实的正压和绝热模型后该稳定性依然成立，表明该解是动力学系统的稳定吸引子。
2021-08-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetized winds of M-type stars and star-planet magnetic interactions: uncertainties and modeling strategy
针对M型恒星，基于最新质量损失率估计和阿尔文波驱动风模型，提出估算风性质及不确定性的策略，并发现TRAPPIST-1行星和Proxima Cen b的磁相互作用可解释观测现象。
2025-02-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Proton-proton collisional age to order solar wind types
太阳风流的性质是由它的源区和传输效应决定的。与太阳风类型无关，现场测量的太阳风总是受到两者的影响。我们考虑质子-质子碰撞年龄作为1 AU处太阳风的排序参数，并探讨其与Xu & Borovsky（2015）开发的太阳风分类方案的关系。我们用这个来表明，明确的磁场信息是不需要这种太阳风分类。基于这一分类的三种基本太阳风类型涵盖不同的质子-质子碰撞年龄$a_{col,p-p}$方面的制度的观察，我们提出了一个简化的太阳风分类方案，仅基于质子-质子碰撞年龄。由此产生的所谓PAC太阳风分类器是完整的Xu & Borovsky（2015）太阳风分类方案的替代方案，并导致与完整的Xu & Borovsky（2015）方案非常相似的分类。质子-质子碰撞年龄使太阳风有序化。这意味着潜在的内在关系的等离子体属性，特别是质子温度和磁场强度在每个等离子体制度。我们认为，扇区反转等离子体是一个组合，特别缓慢和密集的太阳风和大多数流相互作用的边界。大多数太阳风参数（例如，磁场强度B和氧电荷状态比$n_{O^{7+}}$ / $n_{O^{6+}}$）随太阳活动周期而变化。因此，所有基于阈值的太阳风分类方案也需要适应太阳活动周期。
2020-03-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread. I. Effects of prominence magnetization and mass loading
太阳磁共振是由部分电离的等离子体形成的，其粒子间的碰撞频率通常与磁流体动力学处理无关。在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。我们进行2.5D的两种流体（电荷-中性粒子）的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）在一个光滑变化的界面之间的日珥线程和日冕的模拟。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了粘度，热导率和中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，以及摩擦加热。本文探讨了RTI动力学对日珥平衡位形的敏感性，包括支撑日珥线的磁场强度和剪切力，以及日珥质量负载量的影响。我们表明，在小尺度下，一个现实的光滑的双电晕接口导致定性不同的线性RTI演变比预期的不连续的接口，而磁场剪切具有稳定的影响，降低增长率或消除不稳定性。在非线性阶段，我们观察到，在场剪切的存在下的不稳定性的发展导致形成的相干和相互作用的2.5D磁结构，这反过来又会导致大量的等离子体流穿过磁场线和相关的去耦的流体速度的电荷和中性粒子。
2020-12-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Centennial evolution of monthly solar wind speeds: Fastest monthly solar wind speeds from long-duration coronal holes
高速太阳风流（HSS）是高纬度地区地磁活动非常有效的驱动力。在本文中，我们使用最近开发的地磁活动的$Δ{H}$参数，从Sodankylä天文台的夜间每小时磁场测量计算，作为代理太阳风（SW）速度在1914-2014年（太阳活动周期15-24）的每月时间分辨率。通过计算每个月的$Δ{H}$和SW速度之间的独立回归，考虑了月$Δ{H}$和太阳风速度之间关系的季节变化。从而，我们得到了一个均匀的一系列的代理值的每月太阳风的速度在过去的100年。我们发现每个太阳活动周期中最强的HSS活跃月份出现在下降阶段，分别是1919年、1930年、1941年、1952年、1959年、1973年、1982年、1994年和2003年。实际上，所有这些年都与年最大太阳风速度的年份相同或相邻。这意味着最持久的冕洞，持续几个太阳旋转，并导致最高的年西南速度，也是最高的月西南速度的来源。因此，在过去的100年里，没有一个持续时间短（大约一个太阳旋转）的冕洞会产生比每个太阳周期中最长寿的冕洞更快的每月（或太阳旋转）平均太阳风。
2017-02-13 astro-ph.SR physics.space-ph
