3D MHD models of the centrifugal magnetosphere from a massive star with an oblique dipole field
我们提出了新的自洽的三维磁流体模拟的结果，从大质量的恒星与偶极磁轴，有一个非零的倾角（$β$）的恒星的旋转轴的磁层。作为一个初始的直接应用程序，我们比较了全球结构的同向旋转磁盘近对齐（$β=5^o$）与半斜（$β=45^o$）模型，无论是适度快速旋转（$\sim$ 0.5临界）。我们发现，积累表面大致类似的分析刚性旋转磁层（RRM）模型预测的形式，但质量积累到离心突破对磁约束的临界水平附近扭曲的字段从施加的初始偶极子。这导致聚集表面朝向旋转赤道的相关翘曲，其中最高密度集中在以磁赤道和旋转赤道之间的交叉点为中心的{ \em翼}中。这些MHD模型可以用来合成光度吸收和H $α$发射的转动调制，以便与观测直接比较。
2023-01-27 astro-ph.SR
Modelling stellar jets with magnetospheres using as initial states analytical MHD solutions
在本文中，我们专注于建设恒星流出模型出现在赤道地区的磁层所包围的极冕洞型区域在静态吸积阶段。这些模型是基于初始解析解。我们采用了一个与时间无关的轴对称MHD方程，它有效地描述了一个喷流起源于一个恒星的日冕的自相似解决方案。我们适当地修改这个解决方案，以纳入物理上一致的恒星磁层。我们发现，封闭的场线区域可能会表现出不同的行为取决于相关的边界条件和热通量的分布。然而，恒星喷流在所有的最终平衡态是非常相似的分析中规定的初始条件。当初始净热通量保持不变时，磁层表现为动态的头盔状流，并伴随着准稳态的慢磁层风。由于没有热通量，赤道周围形成一个小的死区，周围环绕着一个弱流光，这是低质量通量磁层喷射的来源。当冕洞较大并延伸到减小的闭合场线静态区时，发现了没有流光和头盔形死区的平衡。这项研究表明，自相似解决方案的鲁棒性和他们的能力，提供准稳态射流模拟与现实的边界和赤道磁层包围。
2016-02-25 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic waves in the pulsar magnetosphere
MHD波可以负责等离子体波动和脉冲星发射的短期变化。我们考虑的平面和柱面波，可以存在于无力磁层的属性。波被认为是通过一个线性分析的无力MHD方程。我们认为，这些特殊类型的波可以存在于磁星的磁层。这些波是密切相关的标准磁流体力学的阿尔芬波，但修改的无力条件和非零电荷密度。我们推导出磁层波的色散关系，并表明波的周期可能在$\sim 10^{-2}-10^(-4}$ s范围内，取决于磁层参数。
2011-10-28 astro-ph.SR
First 3D MHD simulation of a massive-star magnetosphere with application to Hαemission from θ^1 Ori C
我们提出了第一个完整的三维磁流体模拟磁沟道和约束的辐射驱动，恒星风。我们选择了一些特定的参数来代表典型的缓慢旋转的O型磁性恒星θ^1 Ori C，对于它来说，离心和其他旋转动力学效应可以忽略不计。计算出的全球纬度和半径结构与之前的二维模拟结果相似，磁极附近的开放磁力线上有不受阻碍的外流，恒星表面附近有一个复杂的内风赤道带，被封闭的环路捕获，让位给阿尔文半径以上的外流。与之前的2D工作相比，这里描述的3D模拟还显示了这个复杂结构如何在方位角上分裂，在阿尔文半径内形成不同的闭合环落块，在外部风中过渡到密度增强的径向辐条，其特征方位角分离为$15-20 \degr$。将这些结果应用于线辐射转移的3D程序中，我们发现来自相关3D“动力磁层”的辐射与观测到的来自θ^1 Ori C的Hα辐射很好地匹配，既拟合了它在旋转相位上的动力学谱，也拟合了观测到的周期到周期的随机变化水平。与以前开发的2D模型的动态磁层的巴耳末辐射的比较一般证实，时间平均超过2D快照可以是一个很好的代理空间平均超过3D的方位角风结构。尽管如此，仍然需要全三维模拟来模拟具有非偶极场分量的磁层的发射，例如θ^1 Ori C的Hα等效宽度曲线中的不对称特征。
2012-10-19 astro-ph.SR
Magnetic launching and collimation of jets from the disk-magnetosphere boundary: 2.5D MHD simulations
我们使用轴对称磁流体动力学（MHD）模拟来研究吸积磁化恒星的磁盘磁层边界出现的射流的发射和准直。我们的分析表明，物质从吸积盘的内缘流入喷流。它沿着从磁盘向上延伸的磁力线被磁加速，同时被磁箍缩力准直。在我们用于分析的参考运行中，射流中的物质穿过盘上方几个R_* 的Alfvén表面和盘上方~13 R_* 的快磁声表面。在更大的距离上，磁压力比总物质压力小几倍，但磁力继续加速和校准喷流。在稳定状态下，我们观察到的物质喷射吸积比约为0.2。在不同的模拟运行中，我们在模拟区域的顶部测量了Θ \approx 4°和20°之间的半开角范围，这取决于流出物中的磁化程度。我们考虑的情况下，恒星经历时代的高吸积（如EXOR，FUOR，和CTTS）的恒星磁层强烈压缩的传入吸积盘。对于一个典型的EXor（质量为0.8 M_sun，半径为2 R_sun），以~10^-5 M_sun/yr的速度吸积，我们测量了喷流的极向速度，范围从喷流外缘的30 km/s到喷流内缘的260 km/s以上。总的来说，这些模型可以应用于各种磁化恒星--白矮星、中子星和棕矮星--它们表现出高吸积周期。
2011-11-03 astro-ph.SR
Magnetic Interaction of a Super-CME with the Earth's Magnetosphere: Scenario for Young Earth
太阳爆发，被称为日冕物质抛射（CME），经常在我们的太阳上被观察到。最近开普勒观测G型恒星上的超级耀斑表明，所谓的超级日冕物质抛射，拥有动能10倍于太阳上观测到的最强大的日冕物质抛射事件，可以以每800-2000年一次的频率在类太阳缓慢旋转的恒星上产生。我们进行了一个三维的时间相关的全球磁流体动力学模拟的磁相互作用，这样的CME云与地球的磁层。我们计算了扰动磁层的全球结构，并导出了开闭磁场边界的纬度。我们还估计了能量通量穿透地球的电离层，并讨论了早期地球上的生物系统的高能粒子通量的后果。
2014-10-28 astro-ph.SR
MHD study of planetary magnetospheric response during extreme solar wind conditions: Earth and exoplanet magnetospheres applications
背景：恒星风和行星际磁场改变了行星磁层的拓扑结构。因此，直接暴露于恒星风的危险影响，例如对绕地球运行的卫星的完整性或系外行星的可居住性的影响，取决于空间天气条件。目的：这项研究的目的是分析类地磁层对各种空间天气条件和行星际日冕物质抛射的反应。计算了磁层顶间距、开闭场线边界和等离子体流向行星表面的流动。研究方法：我们使用球坐标系下的MHD程序PLUTO对恒星风的动压和温度以及行星际磁场强度和方向进行了参数化研究。所分析的参数范围从正常的空间天气条件到极端的空间天气条件，这些条件与太阳主序的当前和早期地球轨道上的日冕物质抛射相一致。此外，分析了亚阿文太阳风配置对地球和系外行星磁层的影响。结果如下：即使在超级日冕物质抛射期间，在赤道纬度的地球日侧，太阳风的直接降水也是极不可能的。另一方面，在沿着太阳主序的早期演化阶段，一旦太阳自转速率至少快了$5$倍（<4.4亿年），地球表面在日冕物质抛射期间直接暴露在太阳风中。如今，高轨道、地球同步轨道和中轨道的卫星在日冕物质抛射期间直接暴露于太阳风，因为地球日侧的部分轨道超出弓形激波的鼻部。
2022-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
MHD simulations of accretion onto a dipolar magnetosphere. II. Magnetospheric ejections and stellar spin-down
本文研究了恒星磁层与吸积盘相互作用的外流。特别是，我们调查的磁层喷射（ME）由于膨胀和重联的磁力线连接的恒星与磁盘。我们的目的是研究外流的动力学性质，并评估其对年轻原恒星角动量演化的影响。我们的模型是基于轴对称的时间相关的磁流体动力学模拟的偶极磁层的旋转原恒星的粘性和电阻盘的相互作用，使用阿尔法处方的运输系数。我们的模拟设计，以模型：吸积过程和吸积漏斗的形成;周期性的膨胀/重连的磁层和相关的ME;恒星风。类似于磁弹弓，ME可以由磁盘和恒星的旋转提供动力，以便它们可以有效地从两者中去除角动量。根据吸积速率，ME可以提取吸积扭矩的相关部分，并且与弱但不可忽略的恒星风扭矩一起，可以平衡由于吸积而引起的自旋。当盘截断接近共转半径时，系统进入“螺旋桨”状态，其中盘和ME施加的扭矩甚至可以平衡由于恒星收缩而引起的自旋上升。MEs的自旋下降效率可以与其他场景进行比较，例如Ghosh & Lamb，X-wind或恒星风模型。然而，对于所有的情况下，一个有效的自旋下降扭矩需要一个相当强的偶极分量，这是很少观察到的经典金牛T星。一个更好的分析作用在原恒星上的扭矩必须考虑到非轴对称和多极磁分量与观测一致。
2012-11-20 astro-ph.SR
Analyses of Laser Propagation Noises for TianQin Gravitational Wave Observatory Based on the Global Magnetosphere MHD Simulations
天琴是一个拟议中的星载引力波（GW）观测站，由三颗相同的卫星组成，围绕地球中心运行，半径为$10^5$ km。它的目的是在0.1 mHz - 1 Hz的频率范围内探测地球引力波。GW的检测依赖于$10^{-12}$ ~m级的高精度光程长度测量。空间等离子体的色散会导致激光束在任意一对卫星间传播时产生光程差（OPD，$Δl$）。在这里，我们研究了天琴的OPD噪声。空间气象建模框架用于模拟地球磁层与太阳风之间的相互作用。通过模拟计算，得到了天琴卫星星座在地球磁层四个相对位置上的磁场和等离子体参数。我们计算了单链路、迈克尔逊组合和时延干涉（TDI）组合（$α$和$X$）的OPD噪声。对于单连杆和迈克尔逊干涉仪，$|Δl|$的最大值在1 pm的数量级。对于TDI组合，对于$α$和$X$，这些可以被抑制到约0.004和0.008 μ m。迈克尔逊组合的OPD噪声在相关频率范围内是有色的;而TDI组合的OPD噪声近似为白色。计算了OPD噪声与TQ噪声的等效应变之比，发现在TQ最敏感的频率范围内，TDI组合的OPD噪声可以忽略不计。
2021-04-28 astro-ph.IM astro-ph.SR gr-qc
MHD Simulations of Magnetospheric Accretion, Ejection and Plasma-field Interaction
回顾了近年来轴对称和三维磁流体动力学（MHD）数值模拟对磁层吸积、等离子体-场相互作用和盘-磁层边界外流的研究。
2013-11-19 astro-ph.SR
Alfvén Waves at Mars
本研究分析火星弓激波上游、磁鞘及电离层等区域的阿尔文波与质子回旋波特性，明确了不同区域的波活动规律与湍动特征，指出电离层阿尔文波观测结论性证据不足的问题。
2024-03-26 astro-ph.SR physics.space-ph
An MHD Simulation of the Possible Modulations of Stellar CMEs Radio Observations by an Exoplanetary Magnetosphere
本研究通过MHD模拟发现，近距系外行星和恒星磁场共同调制恒星CME驱动的II型射电暴频谱，弱行星磁场使辐射向高频转移，强磁场则抑制激波产生低频弱辐射。
2025-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetospheric launching in resistive MHD simulations
我们在一个缓慢旋转的年轻恒星物体附近进行数值模拟。使用我们自己的电阻MHD Zeus347代码在二维轴对称，磁层相互作用的演变经历了四个强大的阶段。准静止的轴向和锥形流出物质流可以持续许多轨道周期，这是磁致伸缩性促进的磁重联的结果。磁场的形状取决于磁层的电阻率。
2011-10-26 astro-ph.SR
Magnetospheric Accretions and the Inner Winds of Classical T Tauri Stars
最近的分光偏振观测表明，年轻的低质量恒星，如经典的金牛T星（CTTS）具有相对较强的（~kG）磁场。这支持了这样一种情况，即恒星表面的最终吸积通过磁层进行，风是在磁流体动力学（MHD）过程中形成的。我们研究了最近的数值模拟磁层吸积通过一个倾斜的偶极子和一个复杂的磁场。一个稳定的吸积制度，其中吸积发生在有序的漏斗流，和一个不稳定的制度，其中气体穿透磁层在几个不稳定的流由于磁瑞利-泰勒不稳定性之间的差异将被讨论。我们描述了如何MHD模拟结果可以用于单独的辐射转移（RT）模型来预测可观察到的分位数，如线剖面和光变曲线。吸积流和流出预测的MHD模拟（通过RT模型）的可扩展性可以测试对观测。我们还讨论了CTTS最里面部分产生的外流/风的问题。首先，我们讨论了简单盘风和星风模型中的谱线形成。然后，我们讨论了形成的圆锥形磁驱动流出，所产生的磁盘磁层边界时，磁层被压缩成X型配置。
2013-10-05 astro-ph.SR
Resistive MHD Simulations of Star-Disk-Jet System
恒星磁层和吸积盘相互作用，结果应该是从原恒星物体的最内部附近发射出外流。我们通过电阻性磁流体动力学模拟来模拟该区域的物理条件。类似于观测到的流出并不发生在最近的附近，除了准静止的漏斗流到恒星上，但可能发生在恒星上方几十个恒星半径处。我们使用ZEUS-3D代码的电阻版本ZEUS 347进行了数值模拟。
2009-08-18 astro-ph.SR
Electric fields and waves in the Venus nightside magnetosphere
帕克太阳探测器首次实现金星夜侧磁层高精度电场测量，发现该区域以数赫兹纯静电信号为主、电磁波极少，揭示太阳风与带电离层非磁化天体的相互作用或异于磁化天体，为后续阴影区电场测量技术提供参考。
2025-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Three-dimensional, Time-dependent MHD Simulation of Disk-Magnetosphere-Stellar Wind Interaction in a T Tauri, Protoplanetary System
本文通过三维含时MHD模拟T Tauri系统中原行星盘与恒星日冕的短期相互作用，发现自洽日冕加热和恒星风会将盘推至$10R_\star$以外，仅产生微弱零星吸积，并解释X射线光变与盘蒸发行为。
2023-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Contemporaneous Appearances of Auroral Spiral and Transpolar Arc: Polar UVI Observations and Global MHD Simulations
National Institute of Communication and Technology（日本国立通信与技术研究所）；Department of Arctic Geophysics, The University Centre in Svalbard（斯瓦尔巴群岛大学中心北极地球物理系）
利用极地紫外成像仪观测和全球MHD模拟，研究了亚暴恢复相晚期同时出现的极光螺旋和跨极弧，发现螺旋的场向电流比跨极弧弱约三个数量级，且其形成可能不需要显著的亚暴效应。
2026-06-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Topside Reconnection
有人建议，重联将是一个主要的机制，在极光时间尺度上的等离子体过程在顶侧电离层/高纬度磁层过渡。它发生在两个狭窄的平行的、间隔很近的向下电流片之间的向下电流区域。场向电流由向上的冷的上电离层电子携带，在邻近区域关闭向上的电流。这种局部过程基本上不影响环境场，但会产生异常扩散率。
2020-09-02 astro-ph.SR physics.geo-ph physics.plasm-ph
The Dynamics of Stellar Coronae Harboring Hot-jupiters II. A Space Weather Event on A Hot-jupiter
我们进行了一个数值模拟，描述了一个日冕物质抛射（CME）事件的影响，在一个太阳系外的近距离巨行星。我们以类似于模拟地球上空间天气事件的方式驱动CME。模拟包括行星轨道运动，这导致形成一个彗星状的行星磁尾，其方向几乎垂直于CME的传播方向。这一特征与CME到达行星时不会膨胀太多的事实相结合，导致了独特的CME-磁层相互作用，CME本身受到行星磁层的高度影响。我们发现这颗行星被很好地屏蔽了，即使是在相对较弱的内部磁场下。与这样的事件相关的行星角动量损失与总的行星角动量相比可以忽略不计。我们还发现，这是存储在磁层的能量是远远高于在地球的情况下，我们的模拟表明，有一个大规模的变化，磁层电离层电流系统的方向在CME事件。
2011-07-07 astro-ph.SR
The Dynamics of Stellar Coronae Harboring Hot-jupiters I. A Time-dependent MHD Simulation of the Interplanetary Environment in the HD 189733 Planetary System
首次对太阳系外行星系统进行了含时磁流体动力学数值模拟，研究了恒星磁场和风与行星磁层和外流的相互作用。我们的模型基于HD 189733系统的参数，该系统拥有一颗近距离的巨行星。我们的模拟揭示了一个高度结构化的恒星日冕，其特征在于具有不同等离子体性质的部门。恒星与行星之间的相互作用在大小和复杂程度上各不相同，这取决于行星相位、行星磁场强度以及恒星场和行星场的相对方向。它还揭示了一个长的彗星状的尾巴，这是行星磁层尾巴被其快速轨道运动包裹的结果。重联事件发生在特定的轨道相位，导致行星磁层的质量损失，从而在恒星表面产生热点。模拟还表明，该系统有足够的能量来产生在巨行星宿主恒星的Ca II线中观察到的热点。然而，重新连接事件的短持续时间表明不能持续观察到这种SPI。
2011-01-25 astro-ph.SR
A study of the Heliocentric dependence of Shock Standoff Distance and Geometry using 2.5D MHD Simulations of CME-driven shocks
我们在2.5维（2.5维）的快速日冕物质抛射（CME）及其相关的激波锋面之间的10 Rs和300 Rs的四个数值磁流体动力学模拟。我们调查的相对变化，在冲击的距离，Sd，作为一个分数的CME径向半宽度，Dob（即Sd/Dob）。以前的流体动力学研究已经将地球磁层的激波间隔距离与穿过弓形激波测量的密度压缩比（DR，Ru/Rd）联系起来（Spreiter，Summers和Alksne 1966）。DR系数kdr是相对间隔距离（Sd/Dob）和压缩比之间的比例常数，其半经验地估计为1.1。对于日冕物质抛射，我们表明，这个值线性变化的函数的日心距离和变化显着不同的曲率半径的日冕物质抛射的前缘。我们发现0.8 ± 0.1的值对于较小的日心距离（<30 Rs）更合适，这与Seiff（1962）提出的磁层球形几何相对应。随着日冕物质抛射的传播，其截面逐渐变扁，kdr值随日心距线性增加，在日心距为80 Rs时，kdr= 1.1是最合适的。对于地球距离（215 Rs），我们估计kdr= 1.8+-0.3，这也表明CME的横截面结构通常比地球磁层的横截面结构更扁。这些改变的比例系数可能有助于改善调查的磁场在日冕物质抛射上游的估计，以及在现场测量的CME的纵横比。
2012-09-10 astro-ph.SR
MRI-driven Accretion onto Magnetized stars: Axisymmetric MHD Simulations
我们提出的第一个结果的全球轴对称模拟吸积到旋转磁化恒星从湍流，MRI驱动的磁盘。角动量通过湍流的磁应力以对应于Shakura-Sunyaev粘度参数α \approx 0.01-0.04的速率向外传输。盘-磁层相互作用的结果取决于盘中极向场相对于盘-磁层边界处恒星极向场的取向。如果场具有相同的极性，则磁通量在边界处积聚，并阻挡导致物质在边界处积聚的吸积。随后，这些物质在爆发中吸积到恒星上，然后再次积累。因此，周期性的，'突发'的吸积观察。如果圆盘和恒星磁场具有相反的极性，那么磁场重联会增强圆盘物质向磁层更深磁力线的渗透。然而，由于磁场重联，边界处的磁应力较低。这降低了吸积速率，并导致在较低速率下更平滑的吸积。实验模拟表明，在α =0.05-0.1的较高吸积率情况下，吸积在两种极性情况下都是突发的。另一方面，在对应于α < 0.01的低得多的吸积速率下，吸积在任何这些情况下都不是爆发的。我们的结论是，在较高的吸积率在磁盘期间的情节，突发吸积预计，在某些情况下，它可能会交替之间的突发和平滑吸积，如果磁盘带来的极向场的极性交替。我们发现，一个旋转的，磁主导的日冕形成的上方和下方的磁盘，它慢慢地向外扩展，由磁力驱动。
2011-02-05 astro-ph.SR
Warps, bending and density waves excited by rotating magnetized stars: results of global 3D MHD simulations
我们报告的第一个全球性的三维磁流体动力学模拟的结果，在吸积盘中激发的波由一个旋转的恒星与偶极子磁场从恒星的旋转轴（这是与磁盘轴对齐）错位。主要结果如下：（1）如果恒星的磁层近似与内盘共转，则观测到一个强的单臂弯曲波（翘曲）。这种弯曲与恒星共转，并在共转半径和垂直共振半径之间具有最大振幅。圆盘的质心可以偏离赤道面达z_w \approx 0.1 r.然而，由于盘的有限厚度，翘曲的有效高度可以更大，h_w \approx 0.3 r。具有一系列错位角的恒星会激发翘曲。然而，对于15度和60度之间的未对准角，翘曲的幅度较大。(2)如果磁层的旋转速度慢于内盘，则在盘-磁层边界处会激发出弯曲波，但不会形成大尺度的翘曲。相反，高频振荡在圆盘的内部区域变得很强。它们是（a）在圆盘角速度最大的半径内形成的俘获密度波，和（b）在通过磁性瑞利-泰勒不稳定性吸积的情况下出现的内弯曲波。这两类波与内盘有关，它们的频率随吸积率而变化。在较低频率的弯曲振荡也被激发，包括盘的全局振荡。在模拟区域很小的情况下，会形成缓慢的旋进翘曲。模拟适用于年轻的恒星，激变变星和吸积毫秒恒星。
2013-03-19 astro-ph.SR
Mass loss and magnetospheres of massive stars
大约有百分之十的OB星显示出强大的、大规模的表面磁场。磁场和风的相互作用被认为是这些物体发射X射线的原因。因此，我们运行的数值模拟在两个维度的O型星和沃尔夫拉叶星，研究这些恒星的恒星磁场与他们的风的相互作用。虽然弱的偶极磁场使风在很大程度上未被改变，并且场打开并变成分裂的风，但是磁场和流出的气体之间的相互作用更加复杂，因为磁场在一些区域中保持闭合并且流出的气体可以被捕获。我们使用Nirvana MHD代码与自适应网格细化研究这种相互作用与高数值分辨率模型的情况下，约束参数高达$10^4$。
2018-04-06 astro-ph.SR
Magnetically Driven and Collimated Jets from the Disc-Magnetosphere Boundary of Rotating Stars
我们讨论了最近的进展，了解发射的外流/喷气机从磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化恒星。在大多数讨论的模型中，假设盘的内部具有湍流粘性和磁扩散率（如由两个"α“参数所描述的），而盘外部的冠状区域使用理想磁流体动力学（MHD）来处理。广泛的MHD模拟已经建立了在缓慢和快速旋转的恒星的情况下发生的长期外流。在{ \it慢转恒星}的情况下，发现并研究了一种新的外流，{ \it a锥形风}。当恒星的磁通量因吸积盘向内运动而聚集时，就会出现锥形风。在其发源地附近，风的形状是一个半开角为$ \sim 30^\circ$的薄锥壳。在大的距离，这些流出成为磁准直的环形磁场和形式的物质占主导地位的射流。也就是说，射流是载流的。锥形风的主要驱动力是与环形磁场平方的负梯度成比例的磁力，而不是离心力。在{ \it快速旋转的恒星}处于“螺旋桨状态”的情况下，观察到两个分量的流出。第一个分量类似于物质主导的锥形风。在这种状态下，盘状物质的很大一部分可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导{ \it轴向喷流}，其中物质沿着恒星的开放极场线流动。
2013-06-05 astro-ph.SR
Resistive MHD Simulations of Stellar Wind-Magnetosphere Coupling in TRAPPIST-1e
Escuela Nacional de Estudios Superiores (ENES) Unidad Morelia, Universidad Nacional Autónoma de México（国立自治大学高级研究国家学院莫雷利亚分部）；Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Autónoma de México（国立自治大学核科学研究所）
通过三维电阻性磁流体动力学模拟，研究了TRAPPIST-1e磁层与恒星风在不同磁扩散率下的耦合，发现磁扩散率增大会拓宽耦合层并改变能量转换区域分布，同时估算的射电功率代理随扩散率增加而增大，但数值扩散率过高使得结果仅作为敏感性研究，且行星磁场强度下的最大回旋频率低于地面观测窗口，需空间观测。
2026-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Numerical Model for Accretion in Intermediate Polars with Dipolar Magnetic Fields
建立了一个研究磁激变变星中白矮星磁层吸积过程的三维数值模型。该模型假设白矮星具有对称轴倾斜于旋转轴的偶极磁场。该模型是基于修正的MHD方程，该方程描述了波动MHD湍流中的平均流动参数。考虑了磁场的扩散以及辐射加热和冷却。通过模拟一个典型的中间极地的吸积过程，证实了该模型的适用性。计算结果表明，吸积体周围形成了磁层，吸积作用通过磁柱发生。吸积柱呈幕状，由于物质的流入，在白矮星表面的磁极区域形成了弧形的能量释放区。
2016-02-03 astro-ph.SR
The photometric and polarimetric variability of magnetic O-type stars
大质量星风是星际介质的能量、动量和化学富集的重要贡献者。在一小部分大质量O-型恒星中，已经发现了强的、有组织的、占主导地位的偶极磁场。磁性大质量恒星被认为表现出许多可观测量的相位锁定变化，这被假设是由于存在通过其强烈外流风的磁约束形成的倾斜旋转磁层而产生的。因此，分析观测到的磁性O型恒星的调制是更好地理解其磁层内发生的物理过程的关键一步。磁层形成的动力学过程，导致正式解决利用复杂的MHD模拟。最近，一个解析动态磁层（ADM）模型已经发展起来，可以快速地用于计算动态磁层内的时间平均密度，温度和速度梯度。在这里，我们利用ADM模型来计算光度和偏振观测的磁性？p星，以测试从磁力学推断的几何模型。我们展示的原型的重要成果？p型恒星HD 191612，这导致更好地描述大质量恒星风和磁性。
2020-04-28 astro-ph.SR
Properties of Strong and Weak Propellers from MHD Simulations
我们研究的性质磁化的恒星在螺旋桨制度使用轴对称数值模拟。我们模拟了螺旋桨制度的恒星与现实的大磁层（5-7恒星半径），使我们的研究结果可以应用于不同类型的磁化恒星，包括经典的金牛座T星，激变变量，吸积毫秒双星。人们已经研究了各种各样的螺旋桨强度，从非常强的螺旋桨（磁层的旋转速度比内盘快得多）到非常弱的螺旋桨（磁层的旋转速度只比内盘略快）。在这两个螺旋桨中，物质在大部分时间内都聚集在内盘上，而吸积到恒星上和喷射到风中的时间相对较短。螺旋桨的效率，它的特点是内部磁盘的物质流入风的一部分，强烈地依赖于紧固参数ω_s：螺旋桨效率增加ω_s。在强螺旋桨和弱螺旋桨中，风的性质是不同的。在强螺旋桨中，物质被迅速加速到逃逸速度以上，并以40-45度的相对小的开度角流动。在弱螺旋桨中，物质可以比逃逸速度更快或更慢地流动，并且以60-70度的大开度角流动。星盘系统会损失能量和角动量。恒星的一部分旋转能量被喷射到磁主导（坡印廷通量）喷流中，这只存在于强螺旋桨中。另一部分能量从内盘流入螺旋桨驱动的风中。恒星自转下降的部分原因是角动量沿着开放场线从恒星流向日冕或坡印廷通量喷流，部分原因是角动量沿着闭合场线流向内盘。
2017-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence of changes in the low-latitude plasma drift under IMF $B_z$ coupling: a TIEGCM simulation approach
研究地磁扰动条件下低纬度电离层的动态性质，特别是在EIA和磁赤道区域，对于了解基本物理学以及减轻空间天气对人类文明必不可少的尖端技术系统的危害至关重要。空间天气研究的一个重要方面是深入了解太阳风与地球磁层-电离层系统之间的耦合及其对低纬电离层的影响。本文研究了行星际磁场南北分量（IMF，$B_z$）的实际值对EIA和地磁赤道附近等离子体垂直漂移的影响。2016年10月13日的强风暴事件，落在太阳周期24的下降阶段，已被作为案例研究。热层-电离层-电动力学大气环流模式（TIEGCM）的模拟运行已在两种情况下：第一，当没有耦合存在（IMF $B_z$ = 0 nT），第二，当IMF $B_z$的值的实际观测值作为输入到模式。观测结果表明，当实际资料输入模式时，垂直漂移有明显的西移，而反转前增强后的西移峰值有所增加。本研究是了解强磁暴主相期间低纬等离子体运动变化的初步尝试。这一初步工作将跟进了解全球等离子体漂移的影响下的其他组成部分的IMF附近的EIA和倾角赤道地区的变化。
2022-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Modeling the Young Sun's Solar Wind and its Interaction with Earth's Paleomagnetosphere
我们提出了一个集中的参数研究太阳风磁层相互作用的年轻的太阳和地球，$~3.5$ Ga ago，依赖于磁流体动力学（MHD）模拟的太阳风和磁层。通过模拟静止的年轻太阳和太阳风，我们可以将MHD模拟结果传播到地球磁层，并得到一个物理上真实的太阳强迫。我们评估了年轻的太阳风对日冕基底密度、太阳黑子位置和磁场强度、偶极磁场强度以及太阳自转周期变化的敏感程度。从这个分析中，我们得到了一个合理的太阳风条件的古磁层可能受到的范围。文献中的尺度关系表明，年轻的太阳会有不同于现在太阳的质量通量。我们评估如何与上述因素的质量通量的变化，并确定这个和其他几个关键的太阳和磁层变量的重要性，就其对古磁层的影响。我们改变了太阳风的速度，密度，行星际磁场强度和方向，以及地球的偶极子磁场强度和倾斜在一些稳态的情况下，是年轻的太阳-地球相互作用的代表。这项研究是为了更全面地了解太阳-地球相互作用对行星大气演变的影响而进行的第一步。
2011-01-31 astro-ph.SR
