Meteors: Light from Comets and Asteroids
在对最古老的太阳系天体-彗星和小行星-的研究中，正是它们的碎片-流星体-以尘埃颗粒或陨石的形式为详细的实验室分析提供了最容易获得的行星物质。航天器访问了一些小行星和彗星，并将行星际样本送回地球，而访问小行星Ryugu和Bennu的Hayabusa 2和OSIRIX-REx飞行任务正在进行中。然而，由于缺乏彗星和小行星的代表性样本，因此有可能从流星体的直接观测中获得更多的知识。在与地球大气层碰撞时，流星体产生称为流星的光现象。可以使用不同的方法来观察流星，使我们能够研究小的行星际碎片，否则这些碎片将无法被发现。在有记录的历史中，发生了无数令人印象深刻的流星雨、风暴和陨石撞击，现在可以更详细地预测和分析。通过了解流星体的动力学、组成和物理性质，我们能够研究太阳系的形成历史和动力学演化。这项工作介绍了流星天文学，其基本过程和当前研究课题的例子。
2020-07-08 astro-ph.EP
Direct measurement of decimeter-sized rocky material in the Oort cloud
奥尔特云被认为是一个冰质微行星的储存库，也是巨型行星形成期间从外太阳系注入的长周期彗星（LPC）的来源。大量的岩石无冰天体是太阳系形成模型的一个关键诊断，因为它可以区分"大规模”和"枯竭”的原小行星带场景，从而解开竞争的行星形成模型。在这里，我们报告的直接观测分米大小（$\sim2$公斤）的岩石流星体逆行LPC轨道（$e \approx 1.0$，i = $121^{\circ}$）。在飞行过程中，它在动态压力下碎裂，类似于火球坠落普通球粒陨石。数值烧蚀模型拟合产生的体积密度和烧蚀特性也与小行星流星体一致。我们估计从奥尔特云撞击地球的岩石天体的通量为$1.08^{+2.81}_{-0.95} \mathrm{meteoroids/10^6 km^2/yr}$，质量限制为10 g。这对应于源自奥尔特云并撞击地球至这些质量的所有物体中大量的$\sim6^{+13}_{-5}$岩石流星体。我们的研究结果提供了支持的迁移为基础的动力学模型的太阳系的形成预测，显着的岩石材料被植入的奥尔特云，传统的太阳系形成模型无法解释的结果。
2022-12-13 astro-ph.EP
Alpha-Meteoroids then and now: Unearthing an overlooked micrometeoroid population
本文揭示α-流星体术语定义的历史变迁，指出原始所指粒子（束缚的β-流星体）被忽视，并论证其形成源于黄道云碰撞磨碎，对理解内太阳系尘埃至关重要。
2023-09-05 astro-ph.EP
Hyperbolic meteors: interstellar or generated locally via the gravitational slingshot effect?
来自我们太阳系以外的固体粒子的到来将为我们提供宝贵的科学信息来源。试图在地球大气层中观测到的流星中检测这种星际粒子的尝试几乎完全假设那些以高于太阳系逃逸速度运动的粒子-相对于太阳的双曲线轨道上的粒子-正是正在寻找的太阳系外粒子。在这里，我们表明，双曲粒子可以产生完全在太阳系内的引力散射的行星际尘埃和流星体的行星。这些粒子的寿命必然很短，因为它们很快就逃离了我们的恒星系统;尽管如此，有些粒子到达地球的速度可能与星际流星体的速度相当。其中一些与行星与个别彗星的碎片流相遇有关;然而，这种相遇相对罕见。双曲线散射的零星流星的出现率也相当低。在地球上观测到的光学流星中，每10，000颗中只有一颗是这种局部产生的双曲线流星，其日心速度通常仅比地球轨道上的日心逃逸速度高出100米/秒。水星和金星被预测会产生微弱的“双曲线流星雨”：散射到我们星球的限制性几何形状意味着双曲线流星到达地球的太阳附近的辐射应该随着行星的会合周期而重现。然而，虽然行星散射可以产生速度与星际流星体相当的流星体，并且其通量接近目前这类事件的上限，但双曲线流星体的这种局部产生的组成部分的大多数刚好高于日心逃逸速度，应该很容易与真正的星际流星体区分开来。
2014-04-08 astro-ph.EP
A Dynamic Trajectory Fit to Multi-Sensor Fireball Observations
具有已知轨道起源的陨石是我们理解太阳系形成和地球生命来源的关键。然而，这些原始的太空物质样本非常罕见。在全世界收藏的6万颗陨石中，只有不到40颗具有已知的动力学起源。全球范围内开发了火球网络，通过使用多个天文台来记录、三角测量和动态分析进入大气层的烧蚀流星体，从而统一努力增加这一数字。所选流星体三角测量方法的准确性直接影响到确定轨道的准确性和可能回收陨石的可能性。在文献中讨论了流星体三角测量的三种主要技术：平面法、直线最小二乘法和多参数拟合法。在这里，我们描述一种替代方法流星体三角测量，称为动态轨迹拟合。这种方法使用流星体的三维动态运动方程，将实际轨迹直接与多传感器视线观测相吻合。这一方法能够分辨碎裂事件，拟合观测站系统的时间偏差，并确定流星体沿其可观测轨道的质量估计数。通过对超过10万个轨迹模拟的全面Monte-Carlo分析，我们发现与现有的流星体三角测量技术相比，这种新方法可以更准确地估计慢速进入事件（$<$ 25 km/s）和从低会聚角观察到的事件（$<$ 10 $^{\circ}$）的流星体轨迹。此外，我们使用各种三角测量方法对观察到的火球事件进行三角测量，以显示所提出的动态轨迹拟合实现碎片化，以最好地匹配捕获的多传感器视线数据。
2019-11-03 astro-ph.EP
Linking studies of tiny meteoroids, zodiacal dust, cometary dust and circumstellar disks
进入地球大气层并引发流星雨的微小流星体一直被认为部分来自彗星尘埃。它们与其他尘埃粒子一起，在太阳周围形成一个巨大的云，称为黄道云。根据我们以前对黄道光的研究，以及其他独立的方法（动力学研究，红外观测，与地球环境有关的数据），现在已经确定，进入地球大气层的尘埃颗粒中有很大一部分来自彗星家族（JFC）。本文依赖于我们对黄道带云和彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的关键特性的理解，这些特性由Rosetta任务对JFC进行了广泛的研究。解释，通过数值和实验模拟的黄道光本地偏振相位曲线，最近使我们能够建立行星际尘埃是丰富的吸收有机物和蓬松的颗粒组成。罗塞塔提供的地面实况目前确定彗星尘埃颗粒富含有机化合物，并由非常蓬松和不规则的聚集体组成。我们的目标如下：（1）将奇特的微陨石、微小流星体、行星际尘埃颗粒、彗星尘埃颗粒与太阳系的早期演化联系起来，（2）表明对这些流星体和彗星尘埃颗粒的详细研究如何能够改进对原行星盘和碎片盘中尘埃观测结果的解释。未来的尘埃在这样的磁盘建模应该有利于不规则的多孔颗粒，而不是更传统的紧凑的球形颗粒。
2020-03-06 astro-ph.EP
Helios spacecraft data revisited: Detection of cometary meteoroid trails by in-situ dust impacts
彗星附近存在着彗星流星体的尾迹，形成行星际尘埃云的精细结构。这些尾迹主要由尺寸约为0.1毫米至1厘米的彗星颗粒组成，它们以低速喷射，并在围绕太阳旋转的几周内保持非常接近彗星轨道。在重新分析1970年代测量的太阳神尘埃数据时，Altobelli等人（2006年）确认了在一个非常狭窄的空间区域以135度的真实异常角探测到的7次撞击的集群，作者认为这是潜在的彗星轨迹粒子。我们重新分析这些候选彗星尾迹粒子调查的可能性，他们中的一些或全部确实来自彗星尾迹，我们限制其源彗星。空间探索行星际流星体环境（IMEX）尘埃流模型是Soja等人（2015）开发的一种新的内太阳系彗星流星体流通用模型。利用IMEX，我们研究彗星的踪迹穿越太阳神。在围绕太阳旋转的10圈中，以及在太阳神号探测到候选尘埃粒子的狭窄空间区域，宇宙飞船反复穿越彗星45 P/Honda-Mrkos-Pajduvsakova和72 P/Denning-Fujikawa的轨迹。根据探测时间和粒子撞击方向，探测到的四个粒子与这两颗彗星的起源相一致。我们在这些尾迹中发现了大约10^-8 ~ 10^-7 m^-3的尘埃空间密度。利用航天器上的尘埃分析仪对流星体尾迹粒子进行现场探测和分析，可追溯到其来源天体，这为无需驾驶航天器前往或甚至在这些天体上着陆而对彗星和小行星进行远距离成分分析打开了一扇新的窗口。这为未来的任务提供了新的科学机会，如Des…
2020-09-22 astro-ph.EP
Analysing Meteoroid Flights Using Particle Filters
来自照相机网络的火球观测提供了沿流星轨迹的位置和时间信息，流星正在穿过我们的大气层。可以使用贝叶斯滤波技术估计流星体在每个测量时间的完整动力学状态。粒子滤波器是一种新颖的方法，用于模拟流星体轨迹的不确定性，并将初始参数、所用动力学模型和观测位置测量值中的误差纳入其中。与其他随机方法不同，粒子滤波器不需要初始条件或不可观测轨迹参数的预定义值。澳大利亚沙漠火球网络（DFN）于2007年观测到的Bunburra Rockhole火球（Spurnaly等人，2012年）用于确定粒子滤波器在火球轨迹建模中的有效性。最终质量确定为$2.16\pm1.33\, kg$，最终速度为$6030\pm216\, m\,s^{-1}$，与先前计算的值相似。这一方法的完全自动化将能够对DFN观测到的所有事件进行公正的评价，并有助于更好地了解内太阳系小行星和彗星碎片的动态和大小频率分布。
2017-11-06 astro-ph.EP physics.data-an
Achondrites in meteor data: Spectra, dynamics, and physical properties of candidate aubrite and eucrite impactors
Faculty of Mathematics, Physics and Informatics, Comenius University Bratislava（布拉迪斯拉发康斯坦丁神学家大学数学、物理与信息学院）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Space Science and Technology Centre, School of Earth and Planetary Sciences, Curtin University（科廷大学地球与行星科学学院空间科学与技术中心）；International Centre for Radio Astronomy Research, Curtin University（科廷大学国际射电天文学研究中心）
本文通过陨石光谱分析首次识别出两种非球粒陨石，揭示其内部异质性及动态物理特性，为未来陨石调查提供参考。
2026-02-02 astro-ph.EP
Dynamical Model for the Zodiacal Cloud and Sporadic Meteors
太阳系充满灰尘，随着时间的推移，小行星碰撞和彗星解体，灰尘会变得更大，只是行星际空间中的小碎片颗粒不会持续很长时间。它们可能被木星从太阳系中抛出，在太阳附近被热破坏，或者被碰撞破坏。此外，一些被地球（和其他行星）扫过，产生流星。在这里，我们开发了一个动力学模型的太阳系流星体，并用它来解释流星雷达观测。我们发现，木星家族彗星（JFC）的主要来源的突出集中的流星到达地球的太阳和antihelion方向。为了匹配辐射和轨道分布，由加拿大流星轨道雷达（CMOR）和先进的流星轨道雷达（AMOR）测量，我们的模型意味着彗星，特别是JFC，必须经常解体时，达到低近日点距离的轨道。此外，毫米粒子的碰撞寿命（在1天文单位时大于10^5年）可能比标准碰撞模型中假设的（在1天文单位时为10^4年）更长，这可能是因为这些球粒大小的流星体比以前认为的更强。利用红外天文卫星（IRAS）的观测数据对模型进行校正，得到内太阳系小流星体的总截面和质量分别为（1.7-3.5）× 10^11 km ^2和4 × 10^19 g，与前人的研究结果吻合较好。保持黄道带云（ZC）处于稳定状态所需的质量输入估计为10^4-10^5 kg/s。输入比以前发现的大10倍，主要是因为靠近太阳释放的粒子具有较短的碰撞寿命，并且需要以更快的速度提供。
2011-09-14 astro-ph.EP
Properties of outer solar system pebbles during planetesimal formation from meteor observations
通过分析47个年轻流星雨观测，发现长周期彗星和木星族彗星的流星体密度、尺寸分布及致密物质比例差异显著，揭示了它们分别形成于温和吸积环境与靠近太阳的碎裂环境。
2024-08-21 astro-ph.EP
An observational synthesis of the Taurid meteor complex
我们提供了四个主要金牛座流星雨的观测特性的概述，即北金牛座和南金牛座流星雨（#017 NTA和#002 STA），贝塔金牛座流星雨（#173 BTA）和Zeta英仙座流星雨（#172 ZPE）。通过分析二十多年来的流星观测，从视觉，光学和雷达测量，我们提出了金牛座的平均活动，强度的年度变化，辐射漂移和轨道变化作为太阳经度和粒子大小的函数。金牛座流星雨在春季和秋季的几周内被发现，但它们的年度活动水平通常很低（每小时不到15颗可见流星）。我们发现STA在秋季占主导地位，而它的孪生ZPE在春季占主导地位的BTA。由于持续时间较长，每次流星雨的辐射和轨道要素的位置随时间而变化。光学测量以前记录了增强STA活动和增加火球率所造成的返回一群流星体被困在7：2的平均运动共振与木星。然而，我们没有发现存在的群在雷达数据，这表明，小流星体被删除的共振速度比火球生产流星体。我们还发现STA在其活动期的早期富含较小的颗粒。我们在我们的分析中确定在不同的粒子大小的阵雨之间的差异提供了强大的观测约束，未来的金牛座流星体复杂的动力学建模。
2022-02-10 astro-ph.EP
The birth and growth of a solar wind cavity around a comet -- Rosetta observations
罗塞塔号飞行任务提供了关于67 P/CG彗星周围太阳风空洞生长的详细观测资料。当彗星接近太阳时，彗星产生的等离子体的密度和体积都增长到足以阻碍太阳风。我们的研究结果表明，如何初步轻微的扰动的太阳风预示形成一个太阳风腔，特别感兴趣的不连续性（太阳风腔边界）通过航天器。太阳风的变慢和变热可以用单粒子运动来跟踪和理解。我们提出了一个简单的几何说明，占的意见，并显示了彗星磁层是如何播种从最初轻微的太阳风扰动逐渐陡峭。最后对反磁腔和太阳风腔的区别进行了展望。
2018-05-16 astro-ph.EP
Mass-loading of the solar wind at 67P/Churyumov-Gerasimenko -- Observations and modelling
上下文由欧洲罗塞塔号航天器提供的对彗星附近等离子体环境的首次长期现场观测。目的。在这里，我们提供的太阳风流附近的67 P/Churyumov-Gerasimenko（67 P）和它的长期演变在低核活动的特性。我们的目标也是量化和解释的偏转和减速的流动预期从电离的中性彗星粒子在未受干扰的太阳风。方法.我们分析了现场离子和磁场数据，并结合这与混合建模之间的相互作用的太阳风和彗星大气。结果太阳风的偏转随着日心距离的减小而增加，并且表现出非常小的减速。这在观测和模拟的太阳风质子中都可以看到。根据我们的模型，能量和动量从太阳风转移到一个单一的区域中的彗发，以核为中心，大小为1000公里。这种相互作用在较大尺度上影响下游模拟的太阳风流。彗星离子所获得的能量只是太阳风能量的一小部分。结论.太阳风的偏转是小的、低活动彗星的质量负荷的最强和最清晰的标志，而太阳风几乎没有减速。
2018-05-15 astro-ph.EP
Solar wind origin of terrestrial water
地球水资源的起源是地球演化史上的一大奇迹。通常的解释是在地壳还没有形成的时候，水储存在地幔中，以及在晚期的重撞击期间彗星沉积水。这两种解释都有不同的问题-特别是当与火星和金星的进化相比时。在这里，我们讨论了早期地球磁层从太阳风中收集到的氢的可能作用。虽然太阳风捕获产生的水在今天非常小，但在行星形成后的第一个十亿年期间可能很重要，因为当时太阳风要强得多，地球磁层配置可能不同。我们估计，当我们假设地球偶极子作为一个收集器和早期的太阳风比今天强1000倍时，太阳风氢对地球水储量的贡献可达10%。我们甚至不能排除太阳风氢是地球水储量的主要贡献者。
2011-02-02 astro-ph.EP
A Multi-station Meteor Monitoring (M$^3$) System. I. Design and Testing
本文设计并测试了多站点流星监测（M$^3$）系统，通过内置GPS的CMOS相机和自研软件实现全天候流星自动检测与轨道计算，在双子座流星雨期间验证了其高精度与可扩展性，为未来构建中国大规模流星监测网络奠定基础。
2024-09-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Using in-situ solar-wind observations to generate inner-boundary conditions to outer-heliosphere simulations, 1: Dynamic time warping applied to synthetic observations
通过远程观测和现场观测探索了外行星，特别是土星和木星的磁层结构和动态。解释这些观测结果往往需要同时了解撞击磁层的太阳风条件。如果没有一个可用的上游监测器，太阳风的背景下，通常提供使用模型启动的输出磁图约束的日冕模型，或更常见的是，在现场观测从1 AU。虽然1天文单位观测提供了对太阳风状况的直接测量，但它们是单点观测，因此需要进行插值，以便为外日光层太阳风模型提供输入。在这项研究中，我们测试了不同的插值方法，使用合成1 AU观测的时间演变的太阳风结构。最简单的方法是“共转”，它假设太阳风结构是稳定的，并与太阳一起旋转。当新的观测结果出现时，这种重建方法在太阳风输入中产生了不连续性。这可以通过在时间上前后共转来减少，但这仍然会在太阳风流的大小和时间上引入很大的误差。我们展示了如何动态时间弯曲（DTW）算法可以提供约一个数量级的改善太阳风输入外日光层模型从现场观测近1 AU。这是为了建立进一步工作的基础，证明和验证的方法，以改善内边界条件外日光层太阳风模型，包括处理太阳风瞬变和量化的改善土星和木星。
2021-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effects of Solar Wind Dynamic Pressure on the Structure of the Topside Ionosphere of Mars
我们使用火星大气和挥发性演化观测的上游太阳风，和火星快车观测电离层电子密度和磁场，研究如何顶侧电离层（$>$ 320公里）的火星是受影响的变化，太阳风动态压力。我们发现，高太阳风动态压力的结果在顶部电离层被耗尽的等离子体在所有的太阳天顶角，与增加的感应磁场强度一致。在地壳磁场较强和较弱的区域，观测到了顶侧等离子体对高太阳风动压的响应。两者合计，我们的研究结果表明，高太阳风动态压力导致电离层压缩，增加离子逃逸，并减少白天到夜间的等离子体传输在高海拔夜侧电离层。
2019-07-31 astro-ph.EP physics.space-ph
Dependence of Intensities of Major Geomagnetic Storms (Dst $\le$ -100 nT) on Associated Solar Wind Parameters
地磁暴是带有南向磁场的太阳风与磁层持续相互作用的结果。为研究不同太阳风参数对大磁暴强度的影响，利用1998 - 2006年发生的67次大磁暴，计算了大磁暴强度与南行星际磁场$B_s$时间积分的相关系数，相关磁暴主相期间的太阳风电场（$E_y$）和注入函数（Q）。SYM-H $_{min}$表示伴随的大磁暴强度，I（$B_z$）、I（$E_y$）和I（Q）分别表示伴随的大磁暴主相期间$B_z$、$E_y$和Q的时间积分。I（$B_z$）和SYM-H $_{min}$之间的推导出的CC为0.33，而I（$E_y$）和SYM-H $_{min}$之间的CC为0.57，I（Q）和SYM-H $_{min}$之间的CC为0.86。结果表明，除了南向磁场和太阳风速度外，太阳风动压或太阳风密度对太阳风能量向磁层的传递起着重要作用。具有强地球有效性的太阳风需要太阳风动态压力$>$ 3 nPa或太阳风密度$>3$ nPa $/V_{sw}^2$。大而长的持续时间$B_s$本身并不能确保一个大的地磁暴，特别是如果太阳风动压非常低，因为大而长的持续时间Bs不是一个充分的条件，只是触发一个大的地磁暴的必要条件。
2020-03-06 astro-ph.EP physics.space-ph
Characteristics of solar wind rotation
利用1963年11月27日至2017年12月31日54年来的每小时太阳风速度平均值，通过自相关分析研究了太阳风自转周期的特征。结果表明，高速的太阳风比低速的太阳风自转快，且自转速率随速度的增大而增大，而低速的太阳风自转速率随速度的增大而减小。我们的分析表明，较高速度的太阳风在统计上具有更快的旋转速率的整个太阳风。太阳风速度的年旋转率不遵循Schwable循环，但在超前3年时与年太阳黑子数显著负相关。对这些发现提出了物理解释。
2019-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Solar wind ion charge state distributions and compound cross sections for solar wind charge exchange X-ray emission
该研究汇编ACE的太阳风丰度数据与文献原子数据，计算不同太阳风类型和太阳活动周条件下软X射线能段的SWCX复合截面，为SWCX辐射建模及观测信号解读与去除提供支撑。
2023-08-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolution of the solar wind
太阳风是如何进化到今天的样子的？在这篇综述中，我将讨论太阳风的长期演化，包括观测到的与太阳风密切相关的性质的演化：旋转、磁性和活动。鉴于我们无法获得40亿年前太阳风的数据，这篇综述依赖于恒星数据，试图更好地将太阳和太阳风置于恒星背景下。我概述了一些聪明的检测方法的风的类太阳恒星，并从这些观测到的太阳风质量损失率的演变序列。然后，我将这些观测性质（包括旋转，磁性和活动）与恒星风模型联系起来。最后，我通过讨论太阳风的演化对地球和太阳系其他行星的影响来结束这篇评论。我认为，研究系外行星系统可以为我们理解太阳风的演变开辟新的途径。
2021-03-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Constraining Low-Frequency Alfvenic Turbulence in the Solar Wind Using Density Fluctuation Measurements
一个被提出的加热太阳风的机制，从接近太阳到超过10天文单位，调用低频，倾斜，阿尔芬波湍流。由于小尺度斜阿尔芬波（动力阿尔芬波）是压缩的，在太阳风中测量到的密度波动对动力阿尔芬波的振幅设置了上限，因此对太阳风可以被低频阿尔芬湍流加热的速率设置了上限。我们评估这两个冕洞在5太阳半径和在近地太阳风的上限。在这两个半径，上限，我们发现是一致的模型中，太阳风加热低频阿尔文湍流。在1天文单位，从测量的密度波动的湍流加热率的上限是在测量的太阳风加热率的2倍。因此，如果低频阿尔文湍流有助于加热近地太阳风，动力阿尔文波必须是一个主要来源的太阳风密度波动的频率为1赫兹。我们还提出了一个简单的论点，为什么密度波动测量似乎排除模型中，太阳风加热的非湍流高频波"扫“通过离子回旋共振，但与加热的低频阿尔芬湍流兼容。
2009-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Characterizing the Impact of Alfvén Wave Forcing in Interplanetary Space on the Distribution of near-Earth Solar Wind Speeds
本文利用近日动能通量观测和太阳风演化模型，论证了行星际空间中的阿尔文波强迫是产生近地最快非瞬态太阳风速度分布的主要加速机制，并表明太阳风阿尔文性可将近地观测统计映射至源区拓扑结构。
2025-04-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
How has the solar wind evolved to become what it is today?
在这篇文章中，我简要回顾了太阳风的长期演变（其质量损失率），包括观测到的与太阳风密切相关的性质（旋转，磁性和活动）的演变。我还简要地讨论了太阳风的演变对地球演变的影响。我认为，研究系外行星系统可以为我们理解太阳风的演变开辟新的途径。
2022-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Sharp changes of solar wind ion flux and density within and outside current sheets
对Interball-1航天器数据（1995-2000年）的分析表明，太阳风离子通量有时会在几秒钟或几分钟的时间内突然增加或减少20%以上。通常情况下，这种太阳风离子通量（SCIF）急剧变化的幅度大于0.5 × 10^8 cm^-2 s^-1。WIND航天器上的太阳风实验也观测到了离子通量的这些突然变化，因为太阳风密度增加和减少，而太阳风速度的变化可以忽略不计。SCIF不规则地发生在1 AU处，当具有特定性质的等离子体流到达地球轨道时。SCIF通常在缓慢、湍流的太阳风中观测到，其密度和行星际磁场强度都有所增加。使用太阳风密度、磁场及其标准偏差作为输入参数，模拟了一天中SCIF发生的次数，为期5年。模型和实验数据之间的相关系数为~0.7。研究发现，SCIF与日冕物质抛射（CME）、共转相互作用区（CIR）或行星际激波无关;然而，85%的扇形边界被SCIF包围。在SCIF观测次数为5次或5次以上的天数内，太阳风等离子体的性质与扇形边界处的太阳风等离子体的性质相同。一个可能的解释SCIF（扇区边界附近）的发生是磁重联在日光层电流片或本地电流片。SCIF（扇区内）的其他可能原因是缓慢的太阳风和通量管交叉处的湍流过程。
2011-02-05 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
Sun-Earth connection Event of Super Geomagnetic Storm on March 31, 2001: the Importance of Solar Wind Density
2001年3月29日，在NOAA太阳活动区9393（N20 W19）观测到了一次X1.7级耀斑和一次日冕日冕物质抛射，预计速度为942 km/s。当CME到达地球时，它引发了一场超级地磁风暴（以下简称超级风暴）。我们发现日冕物质抛射总是按照不同能量质子的强度-时间分布向地球方向移动。考虑L1点太阳风的延迟地磁效应，利用SYM-H指数，分析了2001年3月31日超级风暴主相的太阳风参数。根据SYM-H指数在超级风暴主位相期间的变化特征，将超级风暴主位相分为两个阶段。对比研究了引起这两部分的太阳风参数，发现除了南向磁场和太阳风速度外，太阳风密度对太阳风能量向磁层的传递起着重要作用。
2019-10-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
On the low-frequency boundary of Sun-generated MHD turbulence in the slow solar wind
研究了慢太阳风湍流加热和加速的新方面。本文研究了太阳大气和太阳风中阿尔文波湍流谱下界的物理意义，论证了这一自然参数的意义。通过分析和定量处理的问题，我们表明，截断的波谱从较低的频率侧，这是一个后果的太阳磁场结构和它的周期性变化，结果显着减少的产热和加速率。一个适当的分析与现有的观测数据和缓慢的太阳风启动的情况下考虑的问题的联系。
2012-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Suprathermal particle addition to solar wind pressure: possible influence on magnetospheric transmissivity of low energy cosmic rays?
高能（超热）太阳粒子在行星际介质中加速，对太阳风压力有贡献，特别是在太阳活动高峰期。本文以最近的一次太阳事件为例，估计了超热粒子引起的太阳风增加对银河系宇宙射线磁层透射的影响。
2013-07-19 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The exoplanetary magnetosphere extension in Sun-like stars based on the solar wind -- solar UV relation
太阳活动水平通过太阳风特性控制地球磁层的扩展。理解太阳系中的这种关系对于预测类太阳恒星附近的系外行星磁层的状况也很重要。我们使用测量的色球代理，钙II K指数，和太阳风OMNI参数连接的太阳活动的变化，在十年的时间尺度上，太阳风属性。这些数据跨越了1965-2021年的时间间隔，几乎完全涵盖了过去5个太阳活动周期。利用互相关和互信息分析，发现太阳风速度与Ca II K指数之间存在3.2年的滞后，而考虑动压时，太阳风速度与Ca II K指数之间存在3.6年的滞后。发现了太阳风动压和太阳紫外辐射之间的相关性，并利用它导出了地球磁层顶离地距离。此外，使用色球代理的优势，如钙II K指数，打开了可能性，以扩大发现的关系，太阳类太阳的恒星，通过连接恒星的变化，恒星风的属性。该模型被应用到一个样本的类太阳恒星作为一个案例研究，我们假设存在一个类地系外行星在1 AU。最后，我们比较我们的结果与以前的估计磁层扩展相同的类太阳恒星。
2023-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
How Nanoflares Produce Kinetic Waves, Nano-Type III Radio Bursts, and Non-Thermal Electrons in the Solar Wind
对日冕和太阳风的观测发现，太阳风是不稳定的，起源于太阳大气表面附近的脉冲事件。日冕活动如何影响太阳风的性质是太阳物理学中的一个基本问题。我们报告了纳米耀斑加速电子束如何影响太阳风的动力学尺度特性和产生相干射电辐射的模拟和理论研究。我们表明，纳米级的加速电子束可以触发非线性电子双流不稳定性，产生动力学阿尔文和哨声波，以及非麦克斯韦电子速度分布函数，与观测的太阳风一致。在我们的模型中产生的等离子体相干辐射与III型、J型和V型太阳射电爆发的观测结果一致。对太阳风动力学模型中存在的问题进行了讨论。
2018-07-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Menura: a code for simulating the interaction between a turbulent solar wind and solar system bodies
尽管行星科学和等离子体物理之间有着密切的关系，但很少有先进的数值工具能够将这两个主题联系起来。代码Menura提出了对这些重叠领域的自洽建模的突破，在一个新的两步的方法，允许一个完全湍流的太阳风和太阳系的各种机构之间的相互作用的全球模拟。本文介绍了新的代码和它的两步全局算法，通过第一个例子：湍流太阳风和彗星之间的相互作用进行说明。
2021-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
