Rossby waves and polar spots in rapidly rotating stars: Implications for stellar wind evolution
快速旋转的恒星表现出磁场活动的短周期振荡和星点的极性外观。本论文的目的是研究快速旋转恒星的轨道线中的大尺度浅水波及其与高纬度恒星黑子的周期性和形成的联系。利用浅水磁流体动力学方程组研究了在环形磁场存在下，快速旋转恒星轨道线上大尺度波的动力学行为。导出了波模的频散关系和纬向分布。我们发现，低频磁Rossby波往往位于两极，但高频磁庞加莱波集中在赤道附近的快速旋转的恒星。这些结果对年轻类太阳恒星的星风演化具有重要意义。不稳定的磁Rossby波可能导致快速旋转恒星中近场线高纬处的局部磁通量增强。增强的磁通量可能由于磁浮力以管状形式向上上升，并在极区出现星点。磁Rossby波也可能导致观测到的恒星磁场活动的短期周期性。
2011-07-18 astro-ph.SR
Beam me up, Spotty: Toward a new understanding of the physics of massive star photospheres
30年来，OB星的周期性风变一直困扰着天文学界。涉及同向旋转亮点的现象学模型为观察到的变化提供了一个潜在的解释，但其背后的物理机制仍然未知。我们提出了最近的结果，从流体动力学模拟约束亮点的属性，并比较它们可以推断出从空间为基础的测光。我们还探讨了这些斑点是由磁场引起的可能性，并讨论了这些领域的可探测性。
2014-07-31 astro-ph.SR
An Observational Evaluation of Magnetic Confinement in the Winds of BA Supergiants
磁风禁闭被认为是光谱类型为B和A的超巨星的复杂风结构的一种解释。对这一假设进行了观察性研究，使用高分辨率（λ/Δλ { \sim } 65，000）圆偏振六颗晚B型和早A型超巨星的（Stokes V）光谱（4 Lac，B9Iab; η Leo，A0Ib; HR 1040，A0Ib; α Cyg，A2Iae; ν Cep，A2 Iab），由加拿大-法国-夏威夷望远镜和伯纳德·李奥望远镜的ESPaDONS和Narval仪器获得。所有恒星的斯托克斯V光谱的最小二乘反卷积（LSD）分析没有产生磁场的证据，对于大多数恒星，最佳纵向场1σ误差线范围为{ \sim }0.5到{ \sim }4.5 G。使用贝叶斯推断的LSD配置文件的频谱合成分析产生的上限与95.4%的可信度的极强度的（未检测到的）表面偶极场的个别恒星从3到30 G。这些结果强烈表明，磁风禁闭由于有组织的偶极磁场是不是起源的风变率的BA超巨星。磁斑的上限也可能与磁风约束在大的斑点尺寸和填充因子的限制不一致，这取决于所采用的风参数。因此，如果磁斑是造成BA超巨星风变化的原因，它们可能只占据光球的一小部分。
2013-11-20 astro-ph.SR
The dependence of stellar mass and angular momentum losses on latitude and on active region and dipolar magnetic fields
晚型恒星的自转演化以磁制动为主，控制这种角动量损失的潜在因素对于恒星自转下降的研究非常重要。在这项工作中，我们研究角动量损失作为两个不同方面的功能的磁活动使用校准的阿尔文波驱动的磁流体动力学风模型：磁点的强度和它们在纬度上的分布。通过使用太阳和修改后的太阳表面磁图驱动模型，我们表明，拓扑结构的场所产生的净相互作用的小规模和大规模的领域是重要的自旋下降率和角动量损失不是一个简单的函数的大规模磁场强度。我们发现，改变磁点的纬度可以修改质量和角动量损失率的两个因素。造成这些差异的一般效应是由于小尺度场的加入而使中高纬度的大尺度开放场关闭。这些影响可能会引起调制的质量和角动量损失通过恒星周期，并提出了一个问题，从头尝试预测恒星自旋的基础上风模型。对于这里考虑的所有磁记录的情况下，从偶极子的各种斑点分布，我们发现，角动量损失是由中纬度地区的质量损失。因此，磁化风施加的自旋向下扭矩作用于特定的纬度，并不均匀地分布在恒星表面，尽管这方面对理解恒星的自旋向下和表面流动不太重要。
2015-09-29 astro-ph.SR
Global 3-D Simulations of Magnetospheric Accretion: II. Hot Spots, Equilibrium Torque, Episodic Wind, and Midplane Outflow
通过全球三维磁流体动力学模拟研究不同自转速率恒星的磁层吸积，揭示了热斑形成机制、平衡力矩、间歇性风及中平面外流，并给出可检验的观测预测。
2025-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of anisotropic winds on massive stars evolution
当恒星旋转非常快时（Omega/Omega_crit > 0.7，Omega_crit是恒星变形的开普勒角速度），极区的辐射星风会增强。这一理论预测现在被快速旋转恒星的干涉观测所证实。极风比球面风去除的角动量更少，从而使恒星保持更多的角动量。我们定量地评估了这种影响的重要性。首先，我们使用半解析的方法来估计角动量损失的变化时，旋转参数的增加。然后，我们计算完整的9个MSun恒星模型在非常高的角速度（开始ZAMS与欧米茄/欧米茄_crit = 0.8，并达到临界速度期间的主要序列）与无辐射风各向异性。当考虑风的各向异性时，相对于球形风的情况，当Omega/Omega_crit < 0.9时，角动量损失率减小不到4%。当恒星在临界速度附近旋转时，减少量最多为30%。这些值是由两个相互抵消的效应造成的：一方面，极风减少了角动量的损失，另一方面，表面变形意味着在高同纬度处损失的质量在离旋转轴更大的距离处损失，从而消除了更多的角动量。与之前忽略表面变形的研究相反，我们表明辐射风各向异性对快速旋转恒星的角动量含量的演化具有相对温和的影响。
2010-12-01 astro-ph.SR
Slowly, slowly in the wind: 3D hydrodynamical simulations of wind mass transfer and angular-momentum loss in AGB binary systems
AGB施主星双星系统中的风质量传递在钡星和CEMP星等多种天体的形成中起着重要作用。我们进行了一套全面的SPH模拟风失去AGB星的双星，为各种二进制质量比，轨道分离，初始风速和旋转速率的捐助者明星。模拟系统的初始参数被选择为与CEMP星的预期祖星相匹配。我们发现，风和恒星之间的相互作用的强度取决于风速轨道速度比（$v_\infty/v_\mathrm{orb}$）和二进制的质量比。强相互作用发生在接近的系统和可比的质量比，并引起了一个复杂的形态的外流和大量的角动量损失，这导致了轨道的收缩。随着轨道分离的增加和伴星质量的减少，外流的形态以及角动量损失变得更类似于球对称风的情况。我们还探讨了潮汐相互作用的影响，并发现，对于轨道分离高达7-10 AU，取决于质量比，自旋轨道耦合的施主星发生在某些点在AGB阶段。如果初始风速是相对较低的，我们发现，共转的捐助星的结果在一个修改后的外流形态，类似风罗什瓣溢出。在这种情况下，质量吸积效率和角动量损失与非旋转施主不同。最后，我们提供了一个关系的质量吸积效率和角动量损失的函数$v_\infty/v_\mathrm{orb}$和二进制的质量比，可以很容易地实现在人口合成代码研究人口的钡星，CEMP星和其他产品的相互作用在AGB双星。
2019-03-11 astro-ph.SR
Critical angular velocity and anisotropic mass loss of rotating stars with radiation-driven winds
对早期型恒星演化的理解与快速自转效应的理解密切相关。对于大质量恒星来说，快速旋转与强烈的辐射驱动风相结合。本文的目的是探讨两个问题是研究大质量快速旋转恒星演化的先决条件：（i）什么是恒星的临界角速度时，其大气中的辐射加速是显着的？(ii)质量和角动量的损失如何依赖于旋转速率？研究快速旋转，使恒星扁圆，我们使用的2D ESTER模型和一个简化的方法，$ω$ -模型，它给出了纬度依赖的辐射通量在一个离心扁平的辐射信封。我们发现，辐射加速度只有温和的影响临界角速度，至少对于恒星质量低于40 Msun。我们解释这种温和的减少临界角速度相比，经典开普勒角速度的重力暗化和减少赤道不透明度，这是由于离心加速度的综合影响。为了回答第二个问题，我们首先设计了一个局部表面质量通量的模型，我们用以前开发的一维模型进行了校准。一维模型的$\dot{M}-T_{\rm eff}$关系中包含的不连续性（所谓的双稳定性跳跃）意味着快速旋转恒星的质量通量受单风或双风状态的控制。质量和角动量的损失是强大的赤道附近，如果恒星是在两个风制度。我们还表明，选择被视为极上的大质量恒星的困难使得检测质量损失和有效温度之间的关系的不连续性也相当具有挑战性。
2019-04-10 astro-ph.SR
Aperture synthesis imaging of the carbon AGB star R Sculptoris: Detection of a complex structure and a dominating spot on the stellar disk
我们提出了近红外干涉测量的富碳渐近巨星分支（AGB）星R雕塑。可见度数据表明，一个广泛的圆形解决恒星盘与复杂的子结构。观测到的琥珀色平方可见度值在CO和CN带的位置显示下降，表明这些线形成于光球层上方的扩展层中。AMBER能见度值最适合无风模式。PIONIER数据与同一模型一致。我们得到的Rosseland角直径为8.9 ± 0.3质量，对应的Rosseland半径为355 ± 55 Rsun，有效温度为2640 ± 80 K，光度为log L/Lsun=3.74 ± 0.18。这些参数与初始质量1.5+-0.5 Msun和当前质量1.3+-0.7 Msun的演化轨迹相匹配。重建的PIONIER图像表现出复杂的结构内的恒星盘，包括一个占主导地位的亮点位于西部的恒星盘。该斑点的H波段峰值强度比边缘变暗校正后的星盘平均强度高出40%至60%。恒星盘面上最小和最大强度之间的对比度约为1：2.5。我们的观测结果与动态大气和风模型的预测大致一致，尽管有风的模型似乎有一个与我们的观测结果相比过于扩展的拱星包络。在星盘中发现的复杂结构很可能是由巨大的对流单体引起的，导致了大规模的激波锋面，以及它们对2-3个恒星半径距离上的光球层中的星团分子和尘埃形成的影响。
2017-02-08 astro-ph.SR
Numerical simulations of active region scale flux emergence: From spot formation to decay
我们提出了数值模拟的活动区域尺度通量出现的时间跨度长达6天。通量出现是由底部边界条件驱动的，该边界条件将具有$1.7 \times 10^{22}$ Mx通量的磁场的半环面平流到计算域中。模拟结果表明，即使在没有扭曲的情况下，磁通量也能够通过对流区上部的$15.5$ Mm上升，并进入光球层形成光斑。我们发现，斑点的形成是敏感的持续性的上升流在底部边界的脚点，即持续的上升流将防止斑点的形成。此外，环向流的存在（在通过对流区的通量绳上升期间，根据角动量守恒，预计这种流进入逆行方向）导致这对斑点之间的显着不对称性，与太阳上的领先斑点相对应的斑点更具轴对称性和相干性，但也相对于后续斑点延迟形成。斑点形成相变直接转变为衰减阶段。次表层的流动使磁场破碎，并导致光球层下几乎没有磁场的等离子体侵入。当这些侵入物到达光球层时，光斑就会碎裂。斑点衰减的时间尺度与模拟域中存在的最长对流时间尺度相当。我们发现，从一个模拟点在衰减阶段的前两天的通量的分散是一致的湍流扩散的自相似衰变。
2014-02-19 astro-ph.SR
Close binary evolution. III. Impact of tides, wind magnetic braking, and internal angular momentum transport
具有太阳金属丰度的大质量恒星通过它们的风失去了大量的旋转角动量。当恒星表面存在磁场时，即使质量损失率非常小，在较低的金属丰度或较低初始质量的恒星中，仍然可以实现有效的角动量损失。在密近双星系统中，风磁制动的作用还与潮汐的影响相互作用，导致旋转的复杂演化。研究了密近双星系统中风磁制动过程与潮汐的相互作用。利用Geneva恒星演化程序，讨论了一颗10 M $_\odot$星与一颗7 M $_\odot$伴星组成的密近双星系统的演化.初始轨道周期为1.2天。10 M的$_\odot$恒星表面的磁场为1 kG。考虑了各种初始旋转。我们使用两种不同的方法为内部角动量输运。在其中之一，角动量是通过剪切流和纬向流传输的。在另一种情况下，一个强的内部磁场会使固体产生近乎完美的旋转。计算初级的演化，直到第一次传质事件发生。简要讨论了不同的磁场值和不同的轨道周期和质量比的情况。我们表明，独立的初始旋转速率的主要和内部角动量传输的效率，表面旋转的主要将收敛，在一个时间是短的主序列的寿命，朝着一个缓慢发展的速度，是不同的同步速度。（节略）。
2017-09-06 astro-ph.SR
Accounting for Differential Rotation in Calculations of the Sun's Angular Momentum-loss Rate
本文利用PFSS模型和ADAPT-GONG磁图构建开放磁通量加权旋转速率，量化太阳表面较差自转对风制动扭矩的影响，发现其在太阳极小期使扭矩降低约10-15%、极大期略增，整体影响较小。
2023-02-24 astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss I: The Solar Wind Torque During Sunspot Cycles 23 & 24
冷恒星的旋转演化是由磁化的恒星风控制的，在它们的主序星寿命期间，磁化的恒星风减缓了恒星的旋转。在类太阳恒星中经常观察到磁变，全球磁场的强度和拓扑结构的变化预计会影响星风施加的扭矩。本文提出了三种计算太阳风角动量损失的方法。其中两个基于Finley & Matt（2018）的MHD模拟，一个使用太阳风中测量的开放通量，另一个使用远程观测的表面磁图。这两种方法都同意通过太阳周期看到的太阳扭矩的变化，并显示出从第23到24周期减少了30-40%。这两种方法计算不同的平均值，$2.9\times10^{30}$ erg（开放通量）和$0.35\times10^{30}$ erg（表面场）。这种差异是由于众所周知的困难与观察到的开放磁通量的磁图，这是目前还不了解，导致无法区分这两个计算的扭矩。第三种方法是基于观测到的类太阳恒星的自旋速率，它随着年龄的增长而下降，直接探测平均角动量损失。该方法给出的太阳力矩的$6.2\times10^{30}$ erg大于其他方法。这可能表明太阳扭矩在比磁周期长得多的时间尺度上的进一步变化。我们讨论的影响，适用于其他类似太阳的恒星，只有表面场的测量是可用的，并在那里的磁场变化是病态约束的公式。
2018-08-23 astro-ph.SR
Direct Detection of Solar Angular Momentum Loss with the Wind Spacecraft
太阳风从太阳提取角动量的速率已经被理论模型预测了几十年，但我们缺乏现场观测的结论性测量。在这封信中，我们提出了一个新的估计赤道太阳风中的时变角动量通量，由\textit{Wind}航天器从1994年至2019年观察。我们将角动量通量分成质子、α粒子和磁应力的贡献，表明质子中的机械通量是$\sim$ 3倍于磁场应力。我们观察到的趋势，为角动量通量的快速气流是相反的签署，以缓慢的气流，如以前的作者所指出的。由平均总通量，我们估计太阳的全球角动量损失率为$3.3\times10^{30}$ erg，它位于文献中各种MHD风模型的范围内。这个角动量损失率是$\sim$ 2的一个因子，比类Skumanich自转周期演化（$Ω_*\propto $恒星年龄$^{-1/2}$）所需的要弱，这在类太阳恒星自转周期演化的研究中应该考虑。
2019-10-22 astro-ph.SR physics.space-ph
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss II: The Sun, 61 Cygni A, $ε$ Eridani, $ξ$ Bootis A and $τ$ Bootis A
低质量恒星的磁场被观测到在十年时间尺度上是可变的，其行为从周期性到随机性不等。磁场的强度和几何形状的变化应该会改变恒星风造成的角动量损失的效率，但这还没有很好地量化。在Finley等人（2018）中，我们研究了太阳的变化，并计算了太阳风中随时间变化的角动量损失率。在这项工作中，我们专注于四个低质量的恒星，都有他们的表面磁场映射多个时代。使用从天体层Lyman- $α$吸收确定的质量损失率，结合Finley & Matt（2018）MHD模拟的标度关系，我们计算了磁化恒星风施加到每颗恒星上的扭矩。制动扭矩的可变性可能是显著的。例如，$ε$ Eri的最大扭矩是其十年平均值的两倍。这种变化可以与在太阳风中观察到的变化相比较，当采样稀疏时。平均而言，我们样品中的扭矩范围为平均值的0.5-1.5倍。我们将这些结果与Matt等人（2015）的扭矩进行了比较，后者使用观测到的恒星自转速率来推断恒星上的长时间平均扭矩。我们发现，我们的恒星风力矩系统地低于长期平均值，约3-30倍。星风变率似乎无法解决这种差异，这意味着观测到的风参数、星风模型或长期演化模型仍存在一些问题，这些问题尚未得到理解。
2019-03-23 astro-ph.SR
The Solar Wind Angular Momentum Flux as Observed by Parker Solar Probe
太阳自转周期的长期演化无法直接观测到，只能从其他类太阳恒星的自转周期来推断。假设太阳随着年龄的增长而向下旋转，按照旋转速率$\propto$年龄$^{-1/2}$，需要当前太阳角动量损失率大约为$6\times 10^{30}$ erg。磁流体动力学模型和以前对太阳风的观测（来自Helios和Wind航天器）通常分别预测接近$1\times 10^{30}$ erg或$3\times 10^{30}$ erg的a值。最近，帕克太阳探测器（PSP）观测到切向太阳风的速度高达$\sim50$公里/秒的局部地区的内日光层。如果这样的旋转流在整个日冕中普遍存在，这将意味着太阳风角动量损失率比之前所有的估计都要大一个数量级。在这封信中，我们评估的角动量通量的太阳风，使用的数据从前两个轨道的PSP。观测到的太阳风包含大的正角动量通量（如近日点期间所见）和负角动量通量。我们分析了两个太阳风流，PSP反复穿越，第一个是一个缓慢的风流，其平均角动量通量波动之间的积极到消极的，第二个是一个中速流包含一个积极的角动量通量（更符合恒定流的角动量）。当对PSP的数据进行整体评估时，平均赤道角动量通量意味着全球角动量损失率约为$2.6-4.2\times 10^{30}$ erg（这与以前航天器的观测结果更为一致）。
2020-09-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulence and magnetic spots at the surface of hot massive stars
热发光恒星在它们的光球层和它们的风中表现出各种各样的现象，目前仍然缺乏明确的物理解释。这些现象包括非热谱线展宽、谱线轮廓变化（LPV）、离散吸收分量（DAC）、风聚集和随机激发脉动。Cantiello等人（2009年）认为，靠近热的大质量恒星表面的对流区可能是造成这些现象的原因。该对流区是由铁复合引起的不透明度峰值引起的，因此被称为“铁对流区”（FeCZ）。3D MHD模拟被用来探索这种次表面对流对热的大质量恒星表面性质的可能影响。我们认为，湍流和局部磁点在表面的早期类型的恒星的次表面对流的可能后果。
2010-10-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Understanding the Angular Momentum Loss of Low-Mass Stars: The Case of V374 Peg
最近，获得了一小部分活跃M矮星的表面磁场图，显示出完全对流的恒星（光谱类型~M4及以后）拥有强烈的（~kG），主要是轴对称的极向场。特别是，快速旋转的M矮星V374 Peg（M4），被认为位于理论上的完全对流阈值附近，在1年的时间尺度上呈现出稳定的磁拓扑。V374 Peg的快速旋转（P=0.44天）及其强烈的磁场指向日冕风的磁离心加速。在这项工作中，我们的目标是调查的结构，日冕磁场在M矮V374 Peg的三维磁流体动力学（MHD）数值模拟的日冕风。第一次，观测推导的表面磁场地图实现在MHD模型的恒星风的低质量恒星。我们自洽地考虑了外流风与磁场的相互作用，反之亦然。因此，从磁力和风力之间的相互作用，我们能够确定磁场的配置和日冕风的结构。我们的研究结果使我们能够评估的角动量损失的快速旋转M矮星V374 Peg。
2011-01-06 astro-ph.SR
The Solar Wind Environment in Time
我们利用从Zeeman Doppler Imaging（ZDI）获得的8个年龄在3000万年到3.6亿年之间的太阳类似物的磁象图和两个太阳磁象图，驱动磁流体动力学（MHD）风模拟，构建了太阳风环境及其角动量损失率的演化情景。将观测到的径向场强磁图作为风模型中的唯一变量，我们发现，拟合到推导出的角动量损失率随时间变化的幂律模型$t$，导致角速度$Ω$的自旋下降关系$Ω\propto t^{-0.51}$，这与Skumanich定律非常一致成熟的$Ω\propto t^{-0.5}$。我们使用模型的风条件来估计磁层的对峙距离的类地测试行星位于1~AU的每一个恒星的情况下，并获得的最小和最大的风冲压压力和平均冲压压力在太阳系的时间趋势。风冲压压力随着时间的推移下降为$\overline{P_{ram}}\propto t^{2/3}$，在太阳系目前的寿命中达到50倍左右。
2018-02-16 astro-ph.SR
Estimating stellar wind parameters from low-resolution magnetograms
恒星风支配着类太阳恒星在主序星期的角动量演化。这个过程的效率取决于恒星磁场的几何形状。最近，可以通过分光偏振法确定这种几何形状的恒星数量迅速增加。我们提出了一种计算效率高的方法来确定三维几何形状的恒星风，并估计质量损失率和角动量损失率的基础上，这些意见。以太阳磁图为例，我们量化了恒星观测有限的空间分辨率对所获得的值的影响程度。我们发现，对于一个典型的恒星表面分辨率为20 $^{\rm o}$ -30 $^{\rm o}$，预测的风速是在5 $\%$的值在全分辨率。质量损失率和角动量损失率在5-20 $\%$范围内。相比之下，预测的X射线发射测量可以被低估1-2个数量级，并且它们的旋转调制被低估10-20 $\%$。
2016-11-10 astro-ph.SR
Testing Angular Momentum Transport and Wind Loss in Intermediate Mass Core Helium Burning Stars
两到三个太阳质量之间的恒星在主序星上快速旋转，它们在核心氦燃烧（次级团）阶段的旋转速率因此可以用来测试用于新制度中陀螺年代学的角动量损失模型。由于它们的核心和表面自转速率都可以测量，这些恒星也可以用来对恒星内部的角动量传输设置强约束。我们发现它们的旋转速度比角动量守恒和刚性旋转所预测的要慢。由于辐射核的转动惯量转动惯量很小，我们的结果对核包耦合的程度不敏感。我们讨论了两种可能的减慢这些恒星表面的机制：（1）大量的角动量损失，（2）在表面对流区的径向差异旋转。现代角动量损失处方用于太阳型恒星预测二次团块表面旋转率在更好的协议的数据比以前的变体在文献中使用，我们认为，这种增强的损失是需要了解的核心和表面旋转率的组合。然而，我们发现，假设在对流区的径向差分旋转配置文件有很大的影响，预测的表面旋转速率，并在表面对流区的增强损失和径向差分旋转的组合也是一致的数据。我们将讨论未来的测试，可以量化这两种现象的影响。目前的数据初步表明，这两个过程的某种组合比单独使用其中任何一个更适合数据。
2018-06-27 astro-ph.SR
Determination of Solar Wind Angular Momentum and Alfvén Radius from Parker Solar Probe Observations
作为太阳的基本参数，阿尔文半径和角动量损失决定了太阳风如何从亚阿尔文转变为超阿尔文，以及太阳如何向下旋转。本文提出了一种基于帕克太阳探测器（PSP）观测资料确定太阳风角动量通量的方法。通过对距太阳0.3 au以内的前四次相遇的平均数据，得到了黄道面附近约为$0.15\times10^{30}$ dyn cm sr $^{-1}$的通量以及粒子与磁场之间0.7：1的通量分配。角动量通量及其粒子分量随太阳风速度的增大而减小，而场中的通量则保持显著的恒定。阿尔文半径的速度依赖性也被观察到，这表明太阳周围有一个“崎岖”的阿尔文表面。根据PSP的轨道设计，只有在相对缓慢的太阳风下，阿尔文表面以下的大量潜水才是合理的。根据在PSP观测到的相同太阳风流的加速度剖面和1天文单位附近的径向对准航天器的加速度剖面，对未探测器进行了评估。我们说明了Réville等人提出的“角动量佯谬”可以通过考虑α粒子的贡献来消除。PSP观测到的大的质子横向速度可能是太阳风加速过程中所固有的，在角动量守恒的情况下，α粒子产生了相反的横向速度。一些恢复的α参数的初步分析往往同意的结果。
2021-02-05 astro-ph.SR physics.space-ph
A hybrid steady-state magnetohydrodynamic dust-driven stellar wind model for AGB stars
我们提出了一个磁化混合风模型的渐近巨星分支（AGB）星的计算。该模型采用了典型的韦伯-戴维斯（WD）恒星风与尘埃颗粒的信封中的AGB星。由此产生的混合图像保留了两种类型风的特征。可以看出，这种组合要求粉尘参数（$Γ_{d}$）小于1，以实现流出。风中临界点的出现改变了尘埃驱动外流的性质，同时，尘埃凝结半径的存在改变了风的磁流体动力学（MHD）解的形态。在这种情况下，我们还研究了AGB星赤道上的磁冷点的影响及其对尘埃形成的影响;这与以前的研究结果是一致的。
2012-02-07 astro-ph.SR
The nature of the light variability of magnetic Of?p star HD 191612
一小部分热的OBA恒星拥有全球磁场，磁场强度为0.1-10 kG。这导致了恒星表面结构（斑点）的形成，由于辐射扩散的结果，恒星的风足够弱。这些斑点在光谱和光度变化中变得明显。在有强风的恒星中，这种类型的变化是不可能的，因为风会抑制辐射扩散。因此，弱光度变化的磁性？p星HD 191612归因于星周云的光吸收。我们研究的性质的光度变化的HD 191612。我们假设的可变性的结果，从可变的风覆盖引起的表面变化的磁场倾斜和调制的恒星旋转。我们利用我们的全球动力学平衡（NLTE）风模型和由同动坐标系（CMF）中的辐射转移方程确定的辐射力来预测恒星出射通量。我们的模型以统一的方式描述了恒星大气，并考虑了风对大气的影响。计算了不同风质量损失率下的模型，以模拟磁场倾斜对出射通量的影响。我们整合的出射通量在可见光恒星表面的各个旋转阶段，并计算旋转调制的光变曲线HD 191612。在表面变化的风覆盖能够解释在这颗恒星中观察到的光变化的一部分。该机构甚至能够在相对低的质量损失率下操作。其余的变化很可能是由拱星云的通量吸收引起的。变动不居的风覆盖是大质量恒星光变的另一个来源。旋转光可变性的存在可以用作磁场的代表。
2016-08-25 astro-ph.SR
The Contribution of Alpha Particles to the Solar Wind Angular Momentum Flux in the Inner Heliosphere
太阳角动量（AM）损失率的准确评估是描述类太阳恒星旋转演化模型的一个独立约束。帕克太阳探测器（PSP）在$\sim 28-55R_{\odot}$的径向距离上对太阳风进行了现场测量，用于约束太阳风AM损失率。这是PSP第一次测量α粒子的贡献。在太阳风质子（核心和光束），和α粒子的机械AM通量，以及通过应力在行星际磁场中的AM的运输。太阳风上午通量平均超过三个小时的增量，使我们的研究结果更准确地代表了整体流量。在PSP的第三和第四次近日点通过期间，α粒子包含了太阳风中大约五分之一的机械AM通量（其余的由质子携带）。质子束被发现包含质子AM通量的$\sim 10-50\%$。α粒子AM通量的符号被观察到与质子核相关。慢风有一个正的AM通量（如预期的那样从太阳中移除AM），而快风有一个负的AM通量。与先前的工作一样，阿尔法粒子和质子核心之间的速度差往往与行星际磁场一致。在未来，通过利用α-质子微分速度的趋势，当只有质子核心的测量结果可用时，可能会估计α粒子的贡献。基于这项工作的观测结果，α粒子贡献了一个额外的$10-20\%$估计的太阳风AM损失率，只考虑质子和磁场的贡献。此外，质子束的AM通量可能与α粒子一样重要，因此在未来的研究中不应忽视。
2020-10-30 astro-ph.SR
HST/COS Spectra of the Wind Lines of VFTS 102 and 285
大质量恒星的快速旋转会使辐射驱动风造成的质量损失在纬度上发生变化，这可能导致两极（角动量损失很小）和/或赤道（角动量损失最大）的质量损失增加。在这里，我们提出了一个检查的两个O型星的恒星风线的最快的已知赤道速度，VFTS 102（$V\sin i = 610 \pm 30$ km/s; O 9：Vnnne+）和VFTS 285（$V\sin i = 609 \pm 29$ km/s; O 7.5 Vnnn）在大麦云云。这两颗恒星的紫外线光谱是由哈勃太空望远镜宇宙起源光谱仪获得的。频谱的VFTS 285显示一个快速外流在N V和一个慢得多的风在Si IV，我们认为，有一个两个风制度中，质量损失是强大的两极（快速和稀薄的风），但占主导地位的赤道（缓慢和密集的风）。这些离子和风线并没有出现在较冷的恒星VFTS 102的光谱中，但其光谱中的双峰H $α$发射意味着赤道质量损失进入了一个拱星盘。结果表明，在旋转速度最快的O型星中，大部分质量都是作为赤道外流而损失的，这促进了角动量的损失，从而导致随着时间的推移而自旋下降。
2019-11-21 astro-ph.SR
Effects of Stellar Rotation in Parker's Hydrodynamic Stellar Wind Model: How Protostars and Strong Rotators Lose their Angular Momentum Fast
本文讨论了在Parker [9]的流体动力学星风模型中，恒星自转和由此产生的方位星风流的影响。特别令人感兴趣的是一个全新的流体动力学物理学的出现，通过一个新的临界点在恒星风流动，这取代了临界点在帕克的[9]流体动力学模型。恒星自转的影响导致新的临界点出现在日冕的较低位置，因此恒星风在日冕中经历了更强的加力燃烧室（如飞机喷气发动机）作用。对于强转子，新的临界点出现在一个固定的位置，对于一个给定的恒星，只确定的基本恒星参数，如质量M和角速度，尽管在恒星风环境的变化。恒星的自转导致了更强的密度下降，并在距离恒星很远的地方增强了星风的加速-这种效应甚至在靠近恒星的地方实现，对于强旋转体。恒星旋转导致与恒星风流动相关的有效拉伐尔喷嘴的物理喉部截面变得更窄，表明流动加速增强。因此，恒星的自转导致了稀薄和更快的恒星风流动，而质量通量没有变化，因此提供了一个有效的物理机制，为原恒星和强转子快速失去角动量。
2018-09-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Gone with the wind: the impact of wind mass transfer on the orbital evolution of AGB binary systems
在低质量的双星系统中，当其中一颗恒星处于AGB阶段时，质量转移可能会通过缓慢而密集的恒星风发生。观测表明，许多经历过AGB质量转移的双星的轨道周期为1-10年，与双星人口合成模型的预测不一致。我们研究了AGB双星系统中通过风质量传递的质量吸积效率和角动量损失。我们用这些量来预测轨道的演变。我们进行三维流体动力学模拟的AGB星使用AMUSE框架失去的恒星风。我们近似的热演化的气体施加一个简单的有效的冷却平衡，我们改变轨道分离和速度的恒星风。我们发现，对于风速$v_{\infty}$大于相对轨道速度的系统$v_\mathrm{orb}$的流动所描述的Bondi-Hoyle-Lyttleton近似和角动量损失是适度的，导致轨道的扩展。当风速较低时，伴星周围会形成一个吸积盘，吸积效率和角动量损失都增加，意味着轨道会收缩。我们发现角动量从轨道到流出气体的转移发生在距离双星质心几个轨道的距离内。我们的结果表明，AGB双星的轨道演化可以预测为比例$v_{\infty}/v_\mathrm{orb}$的函数。我们的研究结果可以提供深入了解后AGB双星令人困惑的轨道周期，并建议进入共同信封阶段的恒星数量将增加。后者可能对低质量双星演化的最终产物（如激变双星、Ia型超新星和双白矮星合并）的预期形成率产生重大影响。[删节]
2018-05-08 astro-ph.SR
On the origin of orbital period change in WY Cancri: a genuine angular momentum loss?
巨蟹座WY是一颗短周期（$P$ =0.829 d）的食RS Canum Venaticorum星，两颗组成星都是晚型星。最近，由光度观测和光时极小值提供的观测结果表明，巨蟹座WY的轨道周期正以${\rm d} P/{\rm d}t=-1.2\times10^{-7}\rm d yr^{-1}$的速度经历长期减少。在这封信中，我们试图调查的周期变化的WY Cancri可以起源于角动量损失。在计算中，我们假设该源具有$\sim10^{-10} \rm M_{\odot} yr^{-1}$的高风损失率。为了解释观测结果，磁制动需要像Ap/Bp星一样的$\gtrsim 10000$ G强表面磁场。此外，如果这个源可能被环绕双星盘包围，并且6%的风损失供给盘，盘和双星之间的潮汐扭矩可以提供观测到的角动量损失率。如此强的磁场或极高的风输入分数似乎是极不可能的。
2013-04-08 astro-ph.SR
Wind-driven angular momentum removal and X-ray ionization effects in Roche-lobe overflowing HMXBs
Hokkai-Gakuen University（北海学园大学）；University of Delaware（特拉华大学）
研究高质量X射线双星中恒星风与RLO流的动力学相互作用，用三维SPH模拟，发现无X射线电离时风影响吸积流，有电离时系统响应非单调，中等电离更具破坏性，为调节吸积流提供新机制。
2026-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing the Solar Corona and the Solar Wind Using Angular Broadening Observations with the SKA
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；North-West University（西北大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；University of Turku（图尔库大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）
通过SKA的角弥散观测研究日冕和日风的湍流结构和磁场特性，利用高灵敏度和分辨率探索更多背景源，拓展对太阳风和日球层的理解。
2026-07-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spin Angular Momentum Evolution of the Long Period Algols
本文研究了大陵型双星吸积分量的自旋角动量演化。在更广阔的大陵谷，吸积是通过一个圆盘，这样吸积的物质就可以将足够的角动量传递给获得者，使赤道上的物质在分裂时旋转。我们证明，即使是少量的质量转移，远远低于需要产生今天的质量比，转移足够的角动量旋转增益到这个临界旋转速度。然而，这些系统中的吸积物的自旋通常在临界速率的10%到$40\,$ %之间。因此，需要某种机制来防止增益器的角动量损失。我们认为产生的磁场在辐射大气中的差分旋转的恒星和角动量损失的可能性，在中等质量的恒星，如主的Algols驱动的强恒星风。由吸积本身引起的差异旋转可能会产生这样的风，这些风带走了足够的角动量，使它们的旋转速度降低到今天的观测值。我们将这个模型应用于两个初始周期为5 μ d的系统，一个初始质量为5和$3\,\rm{M}_{\odot}$，另一个初始质量为3.2和$2\,\rm{M}_{\odot}$。我们的计算表明，如果恒星风中的质量流出率约为吸积率的$10\,$ %，偶极磁场大于约$1\,$ kG，即使在质量转移的快速阶段，增益器的自旋速率也会降低到分裂速度以下。较小的磁场需要较大的质量损失。在经典大陵五系统中增益子的缓慢旋转是由质量吸积引起的自旋上升和与磁场相关的恒星风引起的自旋下降之间的平衡来解释的。
2010-03-23 astro-ph.SR
"Stellar Prominences" on OB stars to explain wind-line variability
许多O型和B型恒星在其风中表现出无法解释的周期性变化，即在旋转时间尺度上对吸收特征的调制，但在更长的时间尺度上并不是严格的周期性。对于这些恒星，没有检测到偶极磁场，上限低于300 G。在许多形成于风底部的光学线中也发现了类似的周期性变化。我们提出，这些周期性变化是由存在多个，瞬态，短暂的，共转的磁回路，我们称之为“恒星磁场”。我们提出了一个简化的模型，代表这些双折射解释的周期性光学风线的变化在O超巨星λ造父变星。其他支持这种双折射的证据来自于最近在一颗类似的O型恒星中发现的光度变化，这可以用多个瞬变亮点的存在来解释，推测也是磁源。
2013-10-19 astro-ph.SR
Angular Momentum in Disk Wind Revealed in the Young Star MWC349A
盘风被认为在恒星诞生中起着关键作用。当风从吸积盘中吸取多余的角动量时，吸积盘中的物质可以被向内输送到恒星，以促进质量增长。然而，风携带角动量的观测证据非常有限。利用亚毫米波阵列（SMA）观测了年轻恒星MWC 349 A的H26 $α$和H30 $α$复合谱线。微波激射发射过程所带来的高信噪比使我们能够将微波激射点的相对天体测量限制在毫角秒的精度。以前用SMA和Plateau de Bure干涉仪（PdBI）对H30 $α$谱线的观测表明，脉泽分布在盘和风中。我们对H26 $α$线的新的高分辨率观测揭示了与H30 $α$线在空间分布上的差异。H26 $α$线脉泽是在一个半径约为25 AU的薄环中激发的，而H30 $α$线脉泽则是在一个半径为30 AU的稍大的环中激发的。这与在电子密度变化约为$R^{-4}$的情况下脉泽激发的预期是一致的。此外，H30 $α$和H26 $α$脉泽来自风中的不同部分。这种差异也是微波激射理论所预期的。两个脉泽的风分量都表现出严格遵循开普勒定律的视线速度。这一结果提供了强有力的证据，表明盘风提取了显着的角动量，从而促进了年轻恒星的质量吸积。
2017-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of turbulence on the angular momentum of the solar wind
本文利用雷诺平均平均场磁流体动力学理论、湍流输运模拟和Parker Solar Probe观测，量化了湍流对太阳风角动量的修正约为3%-10%且倾向为负，并讨论了其对太阳和恒星自转演化的意义。
2025-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Hot Jupiter accretion: 3D MHD simulations of star-planet wind interaction
我们提出了一个太阳型恒星和短周期热木星系外行星之间的风-风相互作用的三维MHD模拟。这是第一个这样的模拟中，恒星表面演化的详细研究。在我们的模拟中，基于系外行星高层大气的FUV蒸发模型的行星外流导致星周和行星际物质的积累，这些物质以日冕雨的形式吸积到恒星表面上，其中雨是落在恒星表面上的HJ风物质。我们已经进行了一套混合几何高分辨率的模拟，其中包括一个代表性的HJ托管系统的相互作用的恒星和行星风材料的行为。我们的研究结果表明，磁拓扑结构在形成恒星和HJ之间的吸积流中起着核心作用，吸积的性质在位置和速率上都是可变的，最终的吸积点发生在$ϕ~=~227^{\circ}$前面的亚行星点和$θ~=~53^{\circ}$下面的轨道平原。已发现吸积斑本身的大小随周期$67 \ \mathrm{ks}$而变化。在吸积点内，与周围的表面条件相比，温度略有下降，同时密度有所增加。我们还表明，磁场不能被忽略的吸积是高度依赖于磁拓扑结构的HJ和主机。我们将这种行为称为星-行星-风相互作用（SPWI）。
2018-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing photoevaporation and MHD disk wind models through future high-angular resolution radio observations: the case of TW Hydrae
我们目前的理论预测的自由-自由发射在厘米波长的光蒸发和MHD风盘模型调整到TW长蛇座年轻恒星对象的情况下。对于这个系统，由于来自恒星的高能光子引起的加热盘光蒸发被认为是打开ALMA尘埃发射中观察到的间隙的可能机制。我们发现，光蒸发盘模型预测的径向轮廓的自由-自由的排放是由两个主要的空间分量，一个起源于束缚盘大气在0.5-1 AU的恒星，另一个更扩展的组件从光蒸发风在更大的磁盘半径。我们还表明，恒星的X射线光度对这两个组件有显着的影响。从MHD风模型预测的无线电发射有一个平滑的径向分布，延伸到更近的距离比光蒸发的情况下的恒星。我们还表明，未来的射电望远镜，如\textit{Next Generation Very Large Array}（ngVLA）将有足够的灵敏度和角分辨率空间解决这些模型预测的主要结构。
2021-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Angular Momenta of Neutron Stars and Black Holes as a Window on Supernovae
现在很清楚，超新星的一个子集显示出喷流的证据，并被观察到伽马射线暴。大质量恒星端点的角动量分布提供了一种罕见的手段来限制核心坍缩爆炸中中心引擎的性质。与超大质量黑洞不同，X射线双星系统中恒星质量黑洞的自旋几乎不受吸积的影响，并且准确地反映了出生时的自旋。现在，我们已经用两种独立的X射线光谱技术测量了少量恒星质量的黑洞角动量。相比之下，旋转动力的行星会随着时间的推移通过磁制动而自旋下降，但现在已经估计出了适度数量的出生自旋周期。对于正则和极端中子星参数，统计检验强烈表明黑洞和中子星的角动量分布是明显不同的。在核心坍缩超新星的流行模型的背景下，角动量分布与通常在具有喷流的GRB类超新星中产生的黑洞以及通常在角动量太小而无法通过磁流体动力学过程产生喷流的超新星中产生的中子星是一致的。可能中子星在初始时具有高自旋，在超新星事件后不久迅速自旋下降，但现有的机制可能与某些观测到的脉冲星性质不一致。
2011-02-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Binaries under the Influence of Radiation-Driven Winds from a Stellar Companion
相互作用双星作为研究吸积物理学的实验室受到普遍关注，吸积是银河系中产生大量高能辐射的原因。它们使我们能够探测无法在单个恒星中研究的恒星演化过程。了解双星的轨道演化对于建立致密双星的形成模型是至关重要的。在这里，我们集中我们的注意力在研究轨道演化驱动的角动量损失通过恒星风在大质量的双星。我们运行一套流体动力学模拟的双星托管一个质量损失的恒星与不同的风速，质量比，风速剖面和绝热指数，并比较我们的结果的阻力和角动量损失的分析估计。我们发现，在首阶，轨道演化是由风速和二进制质量比。风与轨道速度的比值小，而伴随的质量大，导致角动量损失大，轨道收缩。对于较宽的双星和拥有较轻质量捕获伴星的双星，风的质量损失变得更加对称，这导致轨道变宽。我们提出了一个简单的解析公式，可以准确地解释角动量损失和轨道的变化，这取决于风速和质量比。作为我们的形式主义的一个例子，我们比较了潮汐和风在驱动高质量X射线双星轨道演化的影响，重点是船帆座X-1和天鹅座X-1为例。
2021-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using Kepler transit observations to measure stellar spot belt migration rates
行星凌日提供了一个独特的机会来研究表面的星点分布。我们的目标是确定，通过连续观测（例如开普勒任务将提供的数据），我们是否可以额外测量斑点带的漂移率。我们首先模拟适合太阳和更活跃的恒星的磁周期，将通量出现和表面运输。这提供了作为时间函数的恒星表面上的径向磁场分布。然后，我们建立了一个行星的轨道轴与恒星旋转轴不一致的过境模型。这样一颗行星可能会在一系列纬度上隐藏一些地点。这使我们能够完成过境光变曲线形状的正演建模。然后，我们尝试从单独的过境点位置恢复逆问题。由此，我们确定过境光变曲线是否可以用来测量点带位置作为时间的函数。我们发现，对于像太阳这样的低活动恒星，3.5年的开普勒窗口不足以确定这种漂移率。对于更活跃的恒星，可能很难区分通量出现性质的细微差异，例如“蝴蝶翅膀”的重叠程度。然而，可以确定这些恒星的斑点带漂移的速率和方向。这将为发电机理论提供一个关键的检验。
2012-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rotating Parker wind
我们重新考虑热驱动旋转帕克风的结构。旋转，没有\Bf，性质上改变了亚音速区域的结构：解决方案变得非单调，不延伸到原点。对于小角速度解有两个临界点-X点和O点，它们在中心恒星$Ω_{crit} = G M_\ast/(2 \sqrt{2} c_s R_{b}^2)$的临界角速度处合并（其中$M_\ast$和$R_{b}$是中心恒星的质量和半径，$c_s$是风中的声速）。对于较大的自旋，解中没有临界点。对于赤道发射的盘风（当风的底部以开普勒速度旋转时），日冕声速应小于$\approx 0.22 v_K$，以便连接到临界曲线（$v_K$是盘上给定位置的开普勒速度）。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar wind accretion and accretion disk formation: applications to neutron star high mass X-ray binaries
最近的X射线观测揭示了高质量X射线双星的复杂性和多样性。这种多样性挑战了对致密物体吸积过程的经典理解。在这项研究中，我们加强了传统的概念，风馈吸积到中子星的性质考虑的几何效应的辐射加速风，并重新评估输送角动量通过使用一个简单的风模型。我们的结果表明，即使在由星风供给的OB型HMXB中，如果双星分离足够紧密和/或星风缓慢，由于星风的不均匀性，大量的角动量也可以被输送形成吸积盘.我们将我们的模型应用到实际的系统，如LMC X-4和OAO 1657-415，并讨论在这些系统中形成盘的可能性。
2019-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular momentum in bipolar outflows: dynamical evolutionary model
我们模拟了乌尔里希研究的引力坍缩中恒星风和旋转云包层之间的时间相关相互作用产生的分子外流。我们考虑球形和各向异性恒星风。我们假设双极外流是一个薄的冲击壳，绕云旋转轴轴对称，并获得进入壳的质量和动量通量。我们数值求解一组偏微分方程的空间和时间，并获得壳的形状，质量表面密度，速度场，和角动量的壳中的材料。我们发现，有一个临界值之间的风和吸积流的动量率$β$，允许壳膨胀的比率。正如预期的那样，壳层的伸长随着星风各向异性的增加而增加。在我们的模型中，壳的旋转速度为0.1 - 0.2 km/s $^{-1}$的量级，比几个源中测得的值低5 - 10倍。我们将我们的模型与Wilkin和Stahler的早期进化模型进行比较，发现我们的壳在极点具有相同的尺寸，尽管我们在赤道使用不同的边界条件。
2019-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The winds of young Solar-type stars in Coma Berenices and Hercules-Lyra
我们提出了10个年轻的太阳型恒星在武仙座天琴座协会和后发座星系团年龄分别约0.26 Gyr和0.58 Gyr的风模型。结合五个以前建模的恒星在毕宿星团，年龄0.63 Gyr，我们得到一个大图集的15个观测为基础的风模型。我们发现不同的几何形状，多臂结构在赤道平面，和一个更大的传播量，如角动量损失。在我们的模型中，我们推断风的角动量损失$\dot J$的一个因素~6的变化和风的质量损失$\dot M$的一个因素~2的磁场几何差异的基础上调整无符号的表面磁通量。我们观察到一个类似地球的行星的风压的大的变化系数~4;我们把这归因于相对于恒星旋转轴的磁偶极子轴的“磁倾角”的变化。在我们的模型中，我们观察到无符号的开放磁通量和角动量损失之间的紧密相关性。为了解释观测到的磁场强度可能被低估，我们研究了第二系列风模型，其中磁场被缩放了5倍。这给出了作为纯磁标度的结果的$\dot M \propto B^{0.4}$和$\dot J \propto B^{1.0}$。
2021-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
A question of personalities: evolution of viscous and wind-driven protoplanetary discs in the presence of dead zones
本文通过一维气体模拟研究粘性与磁化风共同驱动且含死区的混合原行星盘演化，发现盘“个性”会削弱盘尺寸随时间变化的人口统计学信号，表明仅靠盘尺寸和恒星吸积率不足以区分角动量输运机制，需引入额外诊断手段。
2024-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
High Fidelity Imaging of the Inner AU Mic Debris Disk: Evidence of Differential Wind Sculpting?
我们使用哈勃太空望远镜成像光谱仪（HST/STIS）的BAR 5遮蔽器，于2018年7月26日至27日获得了AU Mic边缘碎片盘内部$\sim$ 50 au的新高保真光学日冕图像。这张新的图像显示，“特征A”，居住在一个投影的星心分离14.2 au的磁盘的SE侧，表现出明显的“环状”形态在我们的观察时间。该环的投影宽度为1.5天文单位，并上升2.3天文单位以上的磁盘中平面。我们还探索了TESS光度观测AU Mic，这与系统中两个恒星黑子复合体的证据一致。可能的恒星和磁盘旋转轴的共同对齐打破了详细的斑点模型的退化，表明AU Mic的投影磁场轴偏离其旋转轴。我们推测AU Mic盘中的小颗粒可能是由受此偏移磁场轴影响的随时间变化的风塑造的，类似于共同旋转的太阳相互作用区域，它塑造和影响我们自己的日光层的内部和外部区域。或者，如果观察到的斑点调制是一个显着的恒星和磁盘旋转轴的错位指示，我们建议磁盘仍然可以雕刻的差分赤道与极地风，它看到每一个恒星旋转。
2019-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Coronal Mass Ejection and Magnetic Ejecta Observed In Situ by STEREO-A and Wind at 55$^\circ$ Angular Separation
我们提出了一个分析{ \it原位}和遥感测量的日冕物质抛射（CME），爆发于2021年2月20日，并影响了太阳地关系天文台（STEREO）-A和{ \it风}航天器，这是由55 $^\circ$纵向分开。在2021年2月24日，两个航天器的测量结果都与磁喷出物（ME）的通过一致，使其成为报道的最广泛的多航天器ME探测之一。CME与太阳南半球的低倾斜和宽灯丝喷发有关，它在E34附近的STEREO-A和{ \it Wind}之间传播。在STEREO-A，测量结果表明，在高速流（HSS）结束后2- 3天，有一个中等速度（$\sim 425$ ~km\，s $^{-1}$）的激波驱动ME通过。在{ \it Wind}处，测量显示更快（$\sim 490$ ~km\，s $^{-1}$）和更短的ME，之前没有激波或鞘，并且发生在HSS的后部。在这两个航天器上测得的ME方向与靠近弯曲通量绳腿的通道一致。在{ \it Wind}观测到的ME持续时间很短，两个航天器之间的超热电子俯仰角数据存在差异，这是唯一不满足共同预期的结果。我们讨论的后果，这些测量对我们的理解的CME的形状和程度和缺乏明确的签名之间的相互作用的CME和HSS。
2022-03-30 astro-ph.SR physics.space-ph
The solar-wind angular-momentum flux observed during Solar Orbiter's first orbit
目的：我们提出的第一次测量的太阳风角动量（AM）通量记录的太阳轨道器航天器。我们的目标是验证这些测量结果，以支持未来对太阳AM损失的研究。研究方法：我们结合60分钟的平均质子体矩和磁场测量的太阳风分析仪（SWA）和磁力计（MAG）板载太阳轨道器。我们使用2020年期间任务巡航阶段第一轨道的数据计算每个立体角元素的AM通量。我们分离的贡献，从质子和磁应力的总AM通量。结果：AM通量随时间变化显著。在我们的测量间隔期间，粒子贡献通常占主导地位。总的AM通量显示出最大的变化，并且通常与径向太阳风速度反相关。我们确定了一个压缩区域，可能与一个共同旋转的相互作用区域或日冕物质抛射，导致一个显着的本地化增加的AM流量，但没有显着增加AM每单位质量。我们使用来自无线电和等离子体波（RPW）仪器的密度估计重复我们的分析。使用这种独立的方法，我们发现减少的峰值正AM通量，但在其他方面一致的结果。结论：我们的结果在很大程度上同意与以前的测量太阳风AM通量的振幅，变化，并依赖于径向太阳风散装速度。我们的分析突出了未来的潜力，更详细的研究太阳风的AM和其他大规模的属性与太阳轨道器的数据。我们强调，需要研究的径向演变和纬度的依赖性的AM通量结合从帕克太阳探测器和资产在日心距离1 AU及以上的数据。
2021-06-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
