The relationship between solar and stellar tachoclines, dynamos, and spin-down
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；U.S. National Science Foundation（美国国家科学基金会）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
本研究通过两类三维流体模拟发现，含磁场情形下的自激发电机可限制太阳差旋层并传递自转减速，推测差旋层与自转减速及全局发电机密切相关。
2026-09-03 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
The impact of differential rotation on the stochastic excitation of acoustic modes in solar-like pulsators
本文研究较差自转对类太阳恒星声学模式随机激发的影响，利用旋转混合长理论并结合MESA和GYRE数值模拟，发现相同平均自转速率下较差自转可使功率注入差异达30%，反太阳较差自转进一步抑制轴对称模式激发。
2025-07-01 astro-ph.SR
Kinetic instability of drift-Alfven waves in solar corona and stochastic heating
太阳大气在水平和垂直方向上都是结构性的和不均匀的。日冕磁环的普遍存在意味着平衡等离子体的密度、磁场和温度等量的梯度。这些梯度负责激发漂移波，漂移波在双组分流体描述（存在碰撞和不存在碰撞）和双组分动力学描述（由于纯粹的动力学效应）中生长。在目前的工作中，密度梯度的影响，在垂直于磁场矢量的方向上的动力学理论的范围内进行了研究，在静电和电磁制度。电磁机制意味着梯度驱动的漂移波与阿尔芬波的耦合。计算并比较了两种情况的增长率。据发现，在一般情况下，静电制度的特点是更强的增长率，相比，电磁扰动。还讨论了与漂移波有关的随机加热。由于这种加热而释放的能量密度的量应该更多地取决于背景磁场的大小，而不是漂移波和阿尔芬波的耦合。在具有较强磁场的区域中，随机加热预计会高得多。总的来说，由随机加热引起的能量释放率可以比目前公认的可持续日冕加热所需的值高出几个数量级。
2010-07-28 astro-ph.SR
Hunting down the cause of solar magnetism
要了解太阳和恒星发电机结合本地和全球的数值模拟与长期观测是一项具有挑战性的任务：即使有最先进的计算方法和资源，恒星参数制度仍然无法实现。我们的目标是放松一些近似，以模拟更真实的系统，并尝试将结果与理论预测和最先进的观测结果联系起来。我们在这里提出了第一个测试场测量从我们的更高分辨率的运行与改进的热传导描述。它们表明与太阳和恒星发电机机制有关的最重要的感应效应的轮廓发生了显着变化。目前正在进行的更高分辨率的运行将使我们进入一个更加动荡的状态，在这种状态下，我们将能够首次以定量的方式研究小型和大型发电机的相互作用。
2021-02-04 astro-ph.SR
The impact of rotation on the stochastic excitation of stellar acoustic modes in solar-like pulsators
本研究针对类太阳恒星声振荡探测率与自转的关联问题，推导自转对流包层声模激发理论，结合数值模拟发现时间相关函数类型决定自转对激发功率的影响程度，为约束恒星对流性质提供新途径。
2025-03-10 astro-ph.SR
On the feasibility of employing solar-like oscillators as detectors for the stochastic background of gravitational waves
我们提出了一个流体动力学模型，描述激发线性恒星振荡的随机背景的引力波（SBGW）的天体物理学和宇宙学的起源。我们发现，这种激励机制是能够产生太阳能g-模式振幅接近或相当于预期的值从激励湍流对流，这被认为是类太阳振荡的主要驱动力。提出了一种方法，直接上界SBGW的频率范围内，其中SBGW预计包含丰富的天体物理信息。采用太阳g-模式振幅的估计，所提出的方法被证明有可能与其他频率范围内的引力波实验达到的灵敏度竞争。
2014-01-27 astro-ph.SR gr-qc
The Enhancement of Proton Stochastic Heating in the near-Sun Solar Wind
随机加热是一种非线性加热机制，由磁矩不变性的破坏驱动，磁矩不变性是由于大幅度湍流波动产生离子在垂直于磁场的方向上向更高动能扩散。它经常被用作太阳风中离子加热的机制。在这里，我们第一次量化质子随机加热率$Q_\perp$在径向距离太阳接近$0.16$ AU，使用测量的前两个帕克太阳探测器遇到。我们的结果的幅度和径向趋势的加热率，$Q_\perp \propto r^{-2.5}$，同意与以前的结果的基础上的太阳数据集的日心距离从0.3到0.9 AU。同样与以前的结果一致，$Q_\perp$在快速太阳风中明显大于在慢速太阳风中。我们确定的趋势，在快速的太阳风削减核心质子速度分布横向的磁场表现出平顶形状。观察到的分布与以前的理论预测快速太阳风随机加热是占主导地位的加热机制。
2019-12-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Grid of MHD Models for Stellar Mass Loss and Spin-down Rates of Solar Analogs
恒星风被认为是恒星随时间旋转的主导因素。然而，太阳类似物的恒星风由于观测它们的挑战而受到很大的限制。在过去的十年中，我们对太阳风加速机制的理解以及太阳风和恒星风数值模型的发展都有了很大的进步。在本文中，我们提出了一个网格的磁流体动力学（MHD）模型研究和量化的恒星质量损失率和角动量损失率作为恒星旋转周期，磁偶极子组件和日冕基底密度的函数的值。我们推导出简单的比例律的损失率作为这些参数的函数，并限制可能的质量损失率的恒星与热驱动风。尽管我们的标度律成功地匹配了模型的结果，但我们发现“太阳偶极子”情况与基于太阳观测的实际情况之间存在偏差，高估了实际太阳质量损失率3倍。这意味着恒星场的模型可能需要更复杂的进一步研究，其中可能包括使用活跃区域的填充因子，以及小尺度场的强度分布。质量损失率通常主要由磁场强度控制，风密度与围磁压力$B^2$成比例变化。我们还发现，使用我们的网格模型获得的质量损失率下降得更快的旋转周期的增加比使用观测到的恒星活动得出的标度律。对于主序星类太阳，我们的标度律角动量损失与极向磁场强度检索著名的Skumanich下降的角速度随时间的推移。
2014-01-07 astro-ph.SR
Radial evolution of stochastic heating in low-$β$ solar wind
我们考虑了由于阿尔芬和动力学阿尔芬波湍流破坏磁矩守恒而引起的垂直离子加热的径向演化。这个过程称为随机加热，可以通过离子回旋半径处的平均速度波动与垂直离子热速度$ε\equiv δv / v_{t\perp}$之间的比率来量化。使用17年的太阳神观测，我们限制了多少能量可以通过这种机制之间的0.29和0.98 AU耗散。我们发现，随机加热可能在整个日光层内，但其径向依赖性是陡峭的比经验得出的耗散率，$r^{-2.5}$相比，$r^{-2.08}$。与$r^{-1.8}$相比，这种差异在快速太阳风流中显著增加到$r^{-3.1}$。
2019-05-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar cycle variability induced by stochastic fluctuations of BMR properties and at different amounts of dynamo supercriticality
探究不同发电机超临界程度下太阳周期的变化，发现近临界机制变化更多，且不规则BMR性质中倾角离散度对太阳周期变化影响最大。
2024-01-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Sharper Than Ever: Do Modern Observations Pin Down the Solar Radius to Converge on New Standards?
Université de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）
本文从物理角度澄清太阳直径的定义，比较现代观测值，指出SOHO和SDO的“地震半径”是最佳测定，并强调测量层的重要性，以期达成新标准。
2026-05-22 astro-ph.SR
Stochastic Particle Acceleration by Helical Turbulence in Solar Flares
只有当磁场偏离一个位场时，日冕中的磁能才有可能发生耀斑释放。我们发现，在非势磁场上激发的线性MHD模具有非零的动力学螺旋度。因此，这必然会导致湍流的明显动力螺旋度，该湍流由初级能量释放在耀斑地点产生的具有各种尺度和随机相位的线性模式组成，这对于许多应用来说可能很重要。特别是，一个非零的湍流螺旋度有一个潜在的强烈影响的粒子加速，因为湍流的螺旋分量诱导的平均规则的大尺度（DC）电场能够直接加速带电粒子，除了通常认为的随机湍流电场。本文推导了在大尺度扭曲磁场上激发的线性MHD模的动力学螺旋度密度，估算了相应的湍流螺旋度，并考虑了湍流螺旋度对粒子随机加速的影响，特别地，我们将诱导的平均电场与电子和估算的有效离子Dreicer场进行了比较。我们已经发现，这一迄今为止缺失但非常重要的耀斑现场湍流成分可以负责耀斑中的热能与非热能的分配，通过控制粒子从热池中提取的过程和种子粒子群的形成，然后随机加速到更高的能量。此外，它也与令人困惑的耀斑现象相一致，如电子和质子发射点的空间分离、电子束的形成以及$^3He$和其他稀有离子对加速粒子群的富集。
2012-11-29 astro-ph.SR
A Dynamo Confinement Scenario for the Solar Tachocline and its Implications for Spin-down in the Radiative Spreading Regime
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
本文研究了太阳湍流层如何通过动力学约束对抗辐射扩散，发现湍流层的自转减退通过Maxwell应力传递至深层辐射区，揭示了自转减退的传播机制。
2026-04-16 astro-ph.SR
Stochastic Heating, Differential Flow, and the Alpha-to-Proton Temperature Ratio in the Solar Wind
我们扩展了以前的理论，随机离子加热占沿磁场的离子运动。假设随机加热是主要的离子加热机制，我们推导出一个解析表达式的离子质子垂直温度比在太阳风的任何离子种类。该表达式描述了该温度比如何取决于离子沿磁场方向的平均速度以及平行质子压力与磁压力的比率。我们比较我们的模型与以前发表的测量α粒子和质子的风航天器。我们发现，随机加热提供了一个很有前途的解释，这些测量时，分数交叉螺旋度和阿尔芬比在质子gyroradius尺度的值，是广泛一致的太阳风测量。
2013-07-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stochastic Acceleration of Electrons by Fast Magnetosonic Waves in Solar Flares: the Effects of Anisotropy in Velocity andWavenumber Space
我们发展了一个太阳耀斑中电子随机加速的模型。与之前的几个模型一样，电子通过传输时间阻尼（TTD）相互作用被湍流快磁声波（“快波”）加速。(In在TTD相互作用中，快波就像移动的磁镜，推动电子平行或反平行于磁场）。我们还包括库仑碰撞和波的平行电场的影响。与以前的模型不同，我们的模型是二维的动量空间和波数空间，并考虑到各向异性的波功率谱$F_k$和电子分布函数$f_{\rm e}$。我们利用弱湍流理论和准线性理论得到一组描述$F_k$和$f_{\rm e}$耦合演化的方程。我们数值求解这些方程，发现电子分布函数在有限的能量范围内发展出一个类似幂律的非热尾$E\in (E_{\rm nt}, E_{\rm max})$。我们获得近似的解析表达式$E_{\rm nt}$和$E_{\rm max}$，它描述了这些最小和最大能量如何依赖于参数，如电子数密度和速度，快波能量注入到加速区域在大尺度。我们对比我们的结果与以前的研究，假设$F_k$和$f_{\rm e}$是各向同性的，我们比较我们的数值计算与时间相关的硬X射线光谱观察期间，1980年6月27日耀斑。在我们的数值计算中，电子能谱比各向同性$F_k$和$f_{\rm e}$模型中的电子能谱更软（更陡），更接近于从太阳耀斑观测中推断出的值。
2014-06-03 astro-ph.SR
Stochastic Heating in the Sub-Alfvénic Solar Wind
本研究利用帕克太阳探测器数据，发现亚阿尔芬太阳风中线性共振加热不足以解释湍流耗散，而随机加热（通过质子磁矩破坏）结合湍流间歇性可解释观测到的离子增能，对低日冕等环境有重要意义。
2025-09-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stellar mid-life crisis: subcritical magnetic dynamos of solar-like stars and the breakdown of gyrochronology
最近的观测揭示了恒星陀螺年代学关系在太阳年龄附近的惊人崩溃，暗示着中年的类太阳恒星过渡到磁性不活跃的未来。我们为这些有趣的观测提供了理论基础，这些观测的灵感来自于一个可以探索长期太阳周期波动的数学发电机模型的模拟。我们重现所观察到的太阳黑子数的双峰分布，但只为亚临界发电机。基于分叉分析，我们认为，太阳类恒星的老化使得弱磁发电机制度容易访问。弱磁场生产在这一制度妥协风驱动的角动量损失，从而破坏霸权的恒星旋转自旋下降的磁制动。类太阳恒星的{ \emph{subcritical magnetic dynamos} }假说为太阳-恒星现象的多样性提供了自洽、统一的物理基础，例如为什么超过中年的恒星不像年轻时那样快速自旋，恒星陀螺年代学关系的破裂，观察到的双峰分布的长-长期的太阳黑子观测和最近的发现表明，太阳可能会过渡到一个磁不活跃的未来。
2021-07-28 astro-ph.SR
Terminal instability of the Solar System triggered by stochastic solar mass loss
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Michigan（密歇根大学）
研究揭示太阳质量损失的非平滑性（离散抛射）会引发外太阳系轨道随机游走，使其动力学寿命从10^18年骤降至约十亿年，数值实验显示多数系统在红巨星阶段即遭破坏。
2026-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring the predictability of the solar cycle from the polar field rise rate: Results from observations and simulations
针对太阳周强度难以预测的问题，本研究通过SFT模拟验证了极向场上升率与下一太阳周振幅相关性的稳健性，表明该特征可提前2到3年可靠预测太阳周峰值强度。
2024-02-02 astro-ph.SR
Nature of stochastic ion heating in the solar wind: testing the dependence on plasma beta and turbulence amplitude
太阳风在远离太阳传播的过程中会受到很大的加热;造成这种加热的确切机制还没有完全弄清楚。我们提出了第一次的统计检验所提出的机制之一，随机离子加热。我们使用附近的质子陀螺仪的磁场波动的幅度作为代理的陀螺仪速度波动的比例垂直（相对于磁场）质子热速度，定义为$ε_p$。当$ε_p$大于临界值（$\sim 0.019 - 0.025$）时，观察到增强的质子温度。这种增强强烈依赖于质子等离子体β（$β_{||p}$）;当$β_{||p} \ll 1$只有垂直质子温度$T_{\perp}$增加，而对于$β_{||p} \sim 1$增加平行和垂直质子温度都观察到。对于小于临界值的$ε_p$和$β_{||p} \ll 1$，未观察到$T_p$增强，而对于$β_{||p} \sim 1$，测量到$T_{\parallel}$轻微增加。在速度波动的临界阈值上观察到的质子温度变化与Spirran等人（2010）的随机离子加热模型一致。我们发现$ε_p > ε_{\rm crit}$在76%的研究期间意味着随机加热可能在1 AU的太阳风的大部分时间内运作。
2017-11-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Can meridional flow variations explain the observed rising/declining phase asymmetry in the solar cycle?
Département d’Astrophysique/AIM CEA/IRFU, CNRS/INSU, Univ. Paris-Saclay & Univ. de Paris Cité（天体物理系/AIM cea/IRFU，CNRS/INSU，巴黎萨克雷大学与巴黎西岱大学）；Toulouse Univ., Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, CNRS, CNES（图卢兹大学，天体物理学与行星学研究所以及CNRS、CNES）
经向流变化是太阳周期不对称性的关键因素，确定性变化能再现观测到的不对称性，而随机性变化则无法产生这种不对称性。
2025-12-08 astro-ph.SR
From Solar-like to Mira stars: a unifying description of stellar pulsators in the presence of stochastic noise
我们讨论并证明了一个模型的功率谱密度特性，该模型旨在描述恒星中从主序星到渐近巨星分支的脉动。我们表明，在随机噪声的存在下的脉动模式的功率谱密度的预测极限总是很好地近似的洛伦兹函数。虽然在主要是随机驱动的恒星中，洛伦兹的宽度由模式寿命定义，但在驱动主要是相干的恒星中，宽度由随机扰动的幅度定义。在两种驱动都相当的恒星中，宽度由这两个参数定义，并且小于纯随机驱动的预期。我们通过数值模拟说明了我们的模型，并提出了一个定义明确的恒星分类成主要是随机的（类太阳）和主要是相干的（经典的）embritator。我们将该模型应用到Mira变量U Per和半正则变量L2 Pup的研究中，并根据我们的分类得出结论，它们都是经典的双线性算子。我们的模型提供了一个自然的解释，在几个早期的作品中指出的脉动振幅周期关系的行为的变化。此外，我们对L2 Pup的研究使我们能够测试模式线宽和有效温度之间的标度关系，证实指数标度能够很好地再现从主序列到渐近巨分支的所有数据，直到低于先前研究中测试的温度约1000 K。
2020-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Coupling between turbulence and solar-like oscillations: a combined Lagrangian PDF/SPH approach. I -- The stochastic wave equation
目的。这一系列论文旨在建立一个新的形式主义，专门用于研究湍流对类太阳恒星整体振荡模式的影响。这第一篇论文的目的是推导出一个线性波动方程，直接和一贯包含的湍流作为模型的输入，因此自然包含的信息之间的耦合湍流和模式，通过随机性的方程。方法.我们使用基于概率密度函数方法的拉格朗日随机湍流模型，通过随机微分方程来描述单个流体颗粒的性质的演变。然后，我们转录这些随机微分方程从拉格朗日框架的欧拉框架，更适合恒星振荡的分析。我们结合这种方法与光滑粒子流体动力学，其中所有的平均场出现在拉格朗日随机模型估计直接从流体粒子本身的集合，通过使用一个加权核函数允许过滤存在于任何给定的附近的粒子。由此产生的随机微分方程的欧拉变量，然后线性化。结果我们得到一个随机的，线性波动方程的时间演化的相关波变量，而在同一时间包含的湍流的影响。波动方程概括了经典的，无扰动传播的声波在分层介质中的形式，通过建设，占湍流的影响模式在一个一致的方式。湍流的影响包括一个非均匀的强迫项，负责模式的随机驱动，和波动方程的均匀部分的随机扰动，负责模式的阻尼和模态表面效应。
2021-10-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stochastic diffusion of electrons interacting with whistler-mode waves in the solar wind
通过变分试验粒子模拟和共振宽度的计算，研究了哨声振幅和传播角的增加对共振宽度的影响。虽然在典型的1 AU太阳风参数的高振幅和斜哨声能够形成一个各向同性的人口没有任何额外的过程，异常的相互作用与准平行哨声可能是必不可少的太阳附近的晕形成的过程。高振幅和准平行哨声可以散射strahl电子到低速度（小于波相速度），形成一个晕人口，只要他们的振幅足够高。我们还提出了详细的对初始条件的敏感性的基础上计算的相空间体积，这是必要的高度随机运动的数值计算，由于共振相互作用与大振幅波的仔细治疗。我们的方法确保了鲍里斯算法的体积保持特性始终适用于随机和非随机粒子运动的模拟。
2022-01-23 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
Stochastic excitation of internal gravity waves in rotating late F-type stars: A 3D simulation approach
有没有强有力的限制放置到目前为止的内部重力波（IGW）的振幅是随机激发的辐射内部的太阳型恒星。晚期的F型恒星有相对较薄的对流包层，并有快速的对流，与晚期光谱类型的太阳型恒星相比，它们往往是快速的自转星。预计这两个元素将直接影响IGW的激发速率和性质。我们要估计的振幅随机激发的重力模式（g模式）在F型星的不同的旋转制度。我们使用的ASH代码进行3D模拟的深壳模型的1.3 $M_\odot$ F-型太阳型恒星，包括辐射内部和浅对流信封。IGW是由对流羽流和辐射内部顶部之间的界面相互作用激发的。我们能够计算IGW和g-模式的辐射内部的属性，我们比较这些属性使用的计算从一维振荡代码GYRE。低频模式的振幅是显着较高的快速旋转的模型和连续模式的周期间隔的演变表现出的行为是修改的科里奥利力的影响的证据。对于我们最快的旋转模型，我们能够检测到模拟域顶部附近的中间度g模式签名。然而，预测的光度扰动从个别模式仍然保持在小幅度。我们获得的模式振幅比先前的太阳模型的3D模拟高出几个数量级。我们的模拟表明，g模式的签名可以在后期F型恒星检测。[删节]
2022-08-31 astro-ph.SR
Measurement of Turbulence Injection Scale Down to the Chromosphere
本文利用最高分辨率日全食图像首次在距太阳表面0.33–9 Mm范围内测量湍流横向相关长度，发现色球层湍流注入尺度约为1.5 Mm，与米粒组织尺寸相当，并揭示了相关长度随高度的径向变化规律及其与过渡区磁场膨胀的关联。
2024-12-31 astro-ph.SR
Observational Test of Stochastic Heating in Low-$β$ Fast Solar Wind Streams
航天器的测量表明，质子在从太阳到外日光层的过程中经历了大量的垂直加热。在本文中，我们使用{ \em Helios~2}测量，以调查是否随机加热低频湍流能够解释这种垂直加热。我们分析{ \em Helios~2}在日心距离$r=0.29$ AU和$r=0.64$ AU之间的低$β$快速太阳风流中的磁场测量，以确定质子回旋半径尺度$ρ_{\rm p}$附近波动磁场$δB_{\rm p}$的均方根幅度。然后，我们评估的随机加热速率$Q_{\perp \rm stoch}$使用测量值的$δB_{\rm p}$和以前发表的分析公式为$Q_{\perp \rm stoch}$。使用{ \em Helios}测量，我们估计了解释$T_{\perp \rm p}$剖面所需的“经验”垂直加热速率$Q_{\perp \rm emp} = (k_{\rm B}/m_{\rm p}) B V (d/dr) (T_{\perp \rm p}/B)$。我们发现，$Q_{\perp \rm stoch} \sim Q_{\perp \rm emp}$，但只有当一个关键的无量纲常数出现在$Q_{\perp \rm stoch}$的公式位于一定范围内的值。这个范围是大致相同的整个径向间隔，我们分析，并与数值模拟的结果一致的随机加热的测试粒子在减少磁流体动力学湍流。这些结果支持的假设，随机加热占大部分的垂直质子加热发…
2013-07-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Determination of Stochastic Acceleration Model Characteristics in Solar Flares
在我们最近的论文（Petrosian & Chen 2010）之后，我们开发了一种反演方法，可以在漏箱框架下直接和非参数地从观测中确定粒子加速机制的基本特征。在上面的论文中，我们证明了这种方法获得的逃逸时间的能量依赖性。在这里，通过转换的Fokker-Planck方程的积分形式，我们推导出的能量扩散系数和直接加速率的随机加速的加速和逃逸粒子谱的能量依赖性。结合Piana等人2007年提出的正则化反演方法和我们的程序，我们将太阳耀斑的加速特征直接与RHESSI的计数能见度数据联系起来。我们确定的电子逃逸，俯仰角散射，能量扩散的时间尺度，并在环顶加速区的两个强烈的太阳耀斑的电子通量光谱图像的基础上的直接加速。X3.9级事件显示出加速和散射时间尺度的显著不同的能量依赖性，而M2.1级事件显示出较温和的差异。M2.1级事件可能与具有非常陡峭湍流谱的随机加速度模型一致。对X3.9级事件的一个可能的解释是，电子从加速区的逃逸不是由随机游走过程控制的，而是受磁镜像的影响，其中散射时间与逃逸时间成正比，并且具有类似于能量扩散时间的能量依赖性。
2013-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can the solar angular momentum problem be solved without internal gravity waves?
研究提出用剪切涡量模型替代纯剪切雷诺应力模型，以在不依赖IGW的情况下解释太阳辐射区减速，其作用和时间尺度与IGW相近。
2024-12-03 astro-ph.SR
Spin-down of solar-mass protostars in magnetospheric accretion paradigm
针对原恒星减旋机制难题，基于三维磁流体动力学模拟和恒星演化计算，提出由旋转磁层驱动的锥形盘风通过降低吸积扭矩实现恒星减旋的新图景。
2024-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
An upper bound from helioseismology on the stochastic background of gravitational waves
宇宙被认为是由天体物理学和宇宙学起源的引力辐射随机背景所渗透。这种背景能够激发类太阳恒星的振荡。在这里，我们表明，类太阳振荡器可以作为巨大的流体动力学探测器，这样的背景在muHz至mHz的频率范围内，这基本上一直未被探索，直到今天。我们证明了这种方法，使用高精度的径向速度数据的太阳约束的归一化能量密度的随机引力波背景约0.11兆赫。这些结果为像CoRoT和开普勒这样的行星地震任务探索基础物理学提供了可能性。
2014-03-28 astro-ph.SR gr-qc
Accelerated electrons observed down to <7 keV in a NuSTAR solar microflare
我们报告的检测从一个小的太阳微耀斑（GOES类A5.7）的核光谱望远镜阵列（NuSTAR）观察到的非热电子分布的发射，与支持观测的拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。耀斑等离子体是很好地占厚靶模型的加速电子碰撞热化内的循环，类似于“日冕厚靶”的行为偶尔观察到较大的耀斑。这是第一次使用直接成像仪（而不是间接成像仪器）对来自太阳的非热硬X射线进行积极探测。加速电子分布的光谱指数为6.3 +/- 0.7，向下延伸到至少6.5 keV，并以约2x 1027 erg/s的速率沉积能量，将耀斑环加热到至少10 MK。在低至<5 keV的X射线中，主要的非热发射的存在意味着RHESSI发射几乎完全是非热的，这与RHESSI光谱学中通常假设的相反。非热能与热能之比与大耀斑相似，而与先前对小RHESSI耀斑的研究结果相反。基于平均电子能量和碰撞平均自由程，我们认为日冕厚靶可能是许多小微耀斑的共同特性，未来的观测将有助于了解耀斑粒子加速度如何在能量尺度上变化，并将有助于推动对纳米耀斑的观测制度，这是一个可能的日冕加热源。
2020-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is there long-range memory in solar activity on time scales shorter than the sunspot period?
太阳黑子数（SSN），太阳总辐照度（TSI），一个TSI重建，和太阳耀斑指数（SFI），分析了长期持久性（LRP）。标准Hurst分析产生$H \approx 0.9$，这表明强LRP。然而，太阳活动时间序列是非平稳的，由于几乎周期的11年平滑分量，分析没有给出正确的$H$的随机分量。去趋势波动分析（DFA）得到了较好的估计，但由于时间记录短，估计值有偏差，误差很大。这些时间序列可以建模为$x(t)=y(t)+σ\sqrt{y(t)}\, w_H(t)$形式的随机过程，其中$y(t)$是平滑分量，而$w_H(t) $是具有赫斯特指数$H$的平稳分数噪声。从随机模型的数值解的集合和贝叶斯定理的应用，我们可以获得$H$上的偏差和误差条，以及过程不相关的假设的检验（$H=1/2$）。从目前的数据集的结论是，SSN，TSI和TSI重建几乎肯定是长期持续的，但最可能的值$H\approx 0.7$。然而，SFI过程要么是非常弱的持续性（$H<0.6$），要么是完全不相关的。TSI及其重建的随机特性之间的一些差异表明重建方案中存在一些错误。
2011-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph stat.AP
Fluctuating Sunspot Numbers Exhibit A Non-Markovian Damped Stochastic Process
本研究将太阳黑子数量的波动建模为由记忆参数μ和衰减参数\{eta}表征的调制布朗运动，推导出与数据高度吻合的概率密度函数，发现连续黑子数在长时间内呈负相关，且衰减参数的跨周期增加趋势暗示太阳活动可能正在减弱。
2023-06-25 astro-ph.SR physics.space-ph
Time-dependent Stochastic Modeling of Solar Active Region Energy
基于随机跳跃跃迁模型，提出了一个随时间变化的太阳活动区能量模型（Wheatland and Glukhov 1998; Wheatland 2008; Wheatland 2009）。模型活动区的磁自由能随时间变化，这是由于规定的（确定性的）能量输入率和规定的（随机的）耀斑能量向下跳跃。该模型已被证明重现观测到的耀斑统计，为特定的时间无关的选择的能量输入和耀斑过渡率。然而，许多太阳活动区在耀斑产生方面表现出时间变化，如NOAA活动区AR 11029（Wheatland 2010）所示。在这种情况下，需要时间依赖模型。时间变化被纳入两种情况下：1。耀斑跳跃速率的阶跃变化;以及2.系统能量供应速率的阶跃变化。分析参数描述的定性行为的系统在这两种情况下。在每种情况下，系统通过在分析估计的弛豫时间内转移到新的稳态来进行调整。新模型保留了类似耀斑的事件统计。在每种情况下，频率能量分布是一个幂律耀斑能量小于时间依赖的翻转设置的最大能量系统可能在给定的时间达到。对于情况1，该模型表现出双指数等待时间分布，对应于在两个间隔期间（之前和之后的阶跃变化），如果系统的平均能量是大的，在一个恒定的平均速率燃烧。对于情况2，等待时间分布是简单的指数分布，同样假设系统的平均能量很大。案例1的蒙特卡罗模拟证实了解析估计。模拟结果为活动区AR 11029观测到的耀斑统计提供了一个定性模型。
2010-08-03 astro-ph.SR stat.AP
The Complete Initial Mass Function Down to the Sub-Solar Regime in the Large Magellanic Cloud with Hubble Space Telescope ACS Observations
在对大麦云星云（LMC）中LH 95星协的光度学研究中，我们首次以主序前星群（PMS）为研究对象，构造了LMC中的亚太阳初始质量函数（IMF）。我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（ACS）在LMC中进行的最深测光。我们进行了蒙特卡罗技术，以减去LMC的一般领域的贡献，我们隔离的中心区域的协会的观察区域。我们研究了它的减场布居的质量函数。为此，我们引入了一套新的演化模型，来自Siess等人对PMS星演化的计算。我们使用这些模型与我们的观测LH 95的系统，这是可靠地构建到0.43 Msun，有史以来在合理的完整的麦哲伦云观测到的最低质量的IMF。因此，它的建设提供了一个突出的改善，我们的理解低质量恒星形成的大麦哲伦星云。LH 95的系统IMF在1 Msun处的斜率显示出一定的变化，在那里它变得更浅。总的来说，这个IMF的形状与银河系的平均IMF非常一致，直到太阳系下的区域。就这个系统IMF的斜率而言，它被发现比亚太阳系中相应的经典银河系IMF稍微浅一些，可能是由于未解决的双星性，而对于M>1M_sun的恒星，它变得稍微陡峭。我们没有发现显着差异的形状的整体IMF的LH 95从每个三个单独的子集群，这表明IMF的LH 95是不受局部变异。
2009-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Classification of High-resolution Solar Hα Spectra using t-distributed Stochastic Neighbor Embedding
Hα谱线是一条被充分研究的吸收线，它揭示了高度结构化和动态的太阳色球层的特性。Hα中具有独特光谱特征的典型特征包括暗条和暗斑、明亮的活动区斑、太阳黑子周围的超半影、浪涌、耀斑、埃勒曼炸弹、细丝、斑点和红斑等。这项研究是基于高光谱分辨率的Hα光谱获得的真空塔望远镜（VTT）的阶梯光栅摄谱仪位于天文台德尔泰德（ODT），特内里费岛，西班牙。t分布随机邻域嵌入（t-SNE）是一种用于非线性降维的机器学习算法。在该应用中，它将Hα光谱投影到二维地图上，在那里可以根据云模型（CM）反演的结果对光谱进行分类。CM参数光学厚度，多普勒宽度，视线速度，和源函数描述的云材料的属性。t-SNE的初步结果表明，它的强大的歧视权力，以分开安静的太阳和plage配置文件从那些适合CM反转。此外，各种t-SNE参数进行了详细的研究，看到的条件对分类的影响进行了评估，各种类型的输入数据的结果进行了比较，并确定集群与色球功能。虽然t-SNE被证明在聚类高维数据方面是有效的，但在每一步都需要人工推理来解释结果。这项探索性的研究提供了一个框架和想法，如何定制一个分类方案，对特定的光谱数据和科学问题。
2020-11-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stochastic coupling of solar photosphere and corona
观测到的太阳活动被认为是由光球层动力学过程注入日冕的非势能的耗散驱动的。相互作用涉及的尺度范围很大，这使得追踪每个日冕耗散事件的光球起源变得困难，特别是在存在复杂的磁拓扑结构的情况下。在本文中，我们提出了一个集成为基础的方法来测试光球-日冕耦合在一个安静的太阳能区域所代表的间歇性活动SOHO MDI和STEREO EUVI图像集。对于对应于光球和日冕中相同程度间歇性的适当调整的检测阈值，两个太阳区域的动态可以用相同的能量释放事件发生概率分布来描述，但几何性质显着不同。我们推导出一组比例关系，调和两组结果，并使统计描述的日冕动力学的光球观测的基础上。我们的分析表明，在日冕的多尺度间歇性耗散在空间尺度> 3毫米是由湍流光球对流。光球网络的复杂拓扑结构使得这种耦合本质上是非局部的和不确定的。我们的结果是在协议与帕克的耦合方案中，随机光球洗牌产生轻微稳定的磁不连续性在日冕水平，但他们也是一致的脉冲波加热涉及多尺度Alfvenic波包和/或MHD湍流级联。由于日冕磁场的重新配置而对光球产生的反作用可能是一个促成因素。
2013-03-27 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
Magnetic Field Line Random Walk and Solar Energetic Particle Path Lengths: Stochastic Theory and PSP/ISoIS Observation
背景：2020年5月至6月，帕克太阳探测器/ISoIS仪器套件在距离太阳0. 35 AU处观测到六次太阳高能离子事件。从标准的速度色散分析，表观离子路径长度是0.625 AU在每个事件的开始。目的：我们开发了一种形式主义的路径长度估计的随机行走磁场线，解释为什么在事件发生的明显的离子路径长度大大超过这些事件的径向距离从太阳。方法：我们开发了随机行走磁场线的路径长度的平均增加的分析估计，相对于未扰动的平均场。通过对太阳风湍流模型中的场线和粒子轨迹的蒙特卡罗模拟，验证了该形式，并研究了粒子导引中心和全轨道轨迹的路径长度。在全球太阳风模型中实现的形式主义，并与离子路径长度推断ISoIS观测结果进行比较。结果：得到了场线路径长度随大尺度场路径长度变化的简单估计和严格的理论公式。从模拟的场线和粒子轨迹，我们发现，粒子引导中心可以有比平均场线路径长度稍短的路径长度，而粒子轨道可以有相当大的路径长度，由于他们的陀螺运动与非零的有效俯仰角。结论：在这些太阳高能离子事件的长的视程长度可以解释为1）一个磁场线路径长度的增加，由于场线随机游走，和2）粒子传输的引导中心与非零的有效俯仰角。我们的形式主义计算的磁场线的路径长度，占湍流波动，可能是有用的应用到太阳粒子运输一般。
2020-11-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Evolution of Earth's Magnetosphere During the Solar Main Sequence
当一颗恒星在主序星期间向下旋转时，它的风属性会受到影响。在这项工作中，我们调查如何地球磁层已响应于太阳风的变化。地球磁层模拟使用三维磁流体动力学模型，将不断变化的本地属性的太阳风。另一方面，太阳风是在1.5D中建模的，其旋转速率范围Omega是当今太阳旋转（Omega_sun）的50到0.8倍。我们的太阳风模型使用了磁场强度、基础温度和密度的经验值，这些值来自于对类太阳恒星的观测。我们发现，旋转率~10 Ω_太阳，地球磁层是大大小于它是今天，表现出强烈的弓形冲击。当太阳向下旋转时，磁层顶的离地距离在较高的旋转速率下（早期年龄，> 1.4 Ω_sun）随Ω ^{-0.27}而变化，在较低的旋转速率下（老年，< 1.4 Ω_sun）随Ω ^{-2.04}而变化。这种突变是太阳风演化所采用的经验性质的结果。我们还看到了磁层顶距离和太阳下线上的激波厚度之间的线性关系，对于大多数的演变（< 10 Ω_太阳）。一个年轻的快速旋转的太阳可能有高达30到50欧米茄太阳的旋转速率。在这些推测的情况下，在30 Ω_太阳，一个弱的冲击会形成，但对于50 Ω_太阳，我们发现，没有弓形冲击可能存在于地球磁层周围。这意味着随着太阳继续向下旋转，强烈的冲击会在我们的星球周围发展，并在太阳主序的大部分时间内保持。
2019-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
A Hitch-hiker's Guide to Stochastic Differential Equations: Solution Methods for Energetic Particle Transport in Space Physics and Astrophysics
本文综述了随机微分方程在空间物理和天体物理中粒子输运问题中的应用。其目的是提出一个有用的工作指南的文献，并在同一时间通过“玩具模型”介绍的关键原则的可持续发展的方法。通过这些例子，我们希望为该领域的新手提供一种简单的方法，在他们自己的研究中使用这些方法。内容包括宇宙射线的太阳调制、扩散激波加速、银河宇宙射线传播和太阳高能粒子传输。我们相信，由于它的简单性和计算效率的现代计算机架构，在高能粒子的研究中，在未来几年内的显着相关性的方法。
2017-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
