Magnetic thread twisting in a simulated solar atmosphere
上下文等离子体流入伴随着太阳大气中的各种过程，如日冕环的加热和双折射的形成。目标。我们模拟了一个分层的太阳大气，其中模拟的日珥线程的经验，通过等离子体流入模拟形成过程中的密度积累。我们的目标是研究这样一个系统的相互作用与扭转扰动，以及可能的后果。方法.将线性化的运动方程和感应方程结合起来，分析光球足点处随机驱动的扭转扰动的空间和时间演化。结果我们的研究结果表明，磁性线程将经历扭曲放大。不同的源和汇的能量和相应的放大机制被确定。达到色球高度的螺纹最容易受到磁扭曲的影响，最大扭曲发生在它们的脚点附近。放大扭曲与沿模拟螺纹的驻波行为相关联。结论.我们的工作表明，扭转扰动可能在日珥螺纹内被放大，在足点处形成强烈的磁扭曲。背景磁场中的小长度尺度有利于放大过程。另一方面，背景密度中的小长度尺度抑制生长。可能的后果的放大扭曲，包括他们的作用，在支持致密的等离子体内的突出结构进行了讨论。
2022-08-04 astro-ph.SR
Investigating Performance Trends of Simulated Real-time Solar Flare Predictions: The Impacts of Training Windows, Data Volumes, and the Solar Cycle
本研究利用GSU的SWAN-SF基准数据集，模拟运行环境下的机器学习耀斑预测，发现20个月训练窗口下各窗口类型性能相当，且误报率与太阳X射线背景通量正相关，表明太阳活动周期影响显著。
2024-02-07 astro-ph.SR
Multi-Stranded Coronal Loops: Quantifying Strand Number and Heating Frequency from Simulated Solar Dynamics Observatory (SDO) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Observations
日冕环构成了磁封闭日冕的基本组成部分，但关于它们可能的精细结构和其中的热沉积速率，仍有许多问题有待确定。使用一个改进的多股环路模型，以更好地近似数值上具有挑战性的过渡区，本文研究了合成NASA太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）的排放模拟响应一系列规定的空间和时间随机，脉冲和局部加热事件在众多的子环元素与一个强大的权重对基地的结构;纳米耀斑加热方案。链的总数和nanoflare重复时间系统地变化，以这样一种方式，总能量含量在所有分析的情况下保持近似恒定。在发射时间序列期间的重复时滞检测为低频加热的纳米耀斑重复时间提供了良好的近似值。此外，使用AIA 171/193和193/211通道比的组合，结合在几个小时内的环顶点温度的标准偏差的光谱测定，以及从概述的多股环模型的模拟，它表明，施加的加热速率和股数都可以实现。
2021-05-26 astro-ph.SR
Simulated Magnetic Flows in the Solar Photosphere
最近的日出/IMaX观测揭示了超音速磁流的存在。我们的目标是通过使用现实的MHD模拟来确定这种流动的起源。我们模拟了磁通量通过太阳光球层的抵消和出现。我们的第一个数值实验从两个极性的磁场开始。为了模拟出露到一个区域与预先存在的领域，我们引入了一个大规模的水平均匀片的水平场。我们遵循随后的演变，创建合成偏振观测，包括已知的仪器效应的日出/IMAX和日出/SP仪器。我们比较了模拟和观测到的光谱偏振信号。强蓝移和红移的斯托克斯V信号产生的位置，其中强的视线速度与强的视线分量的磁场。模拟事件的大小和强度小于观测到的，它们大多与下降流有关，与观测相反。在少数情况下，它们出现在颗粒上方，由于磁场和速度的强梯度而产生单个蓝色叶状斯托克斯V。在这些情况下，沿视线没有检测到磁场符号的变化。在模拟出流的情况下，比在没有水平场的情况下，发生更多的高速磁化流。模拟结果表明，观测到的事件的结果从磁通量的出现，重联可能会发生，但似乎不是必要的。
2014-08-26 astro-ph.SR
Reconstruction of spectral solar irradiance since 1700 from simulated magnetograms
我们使用SATIRE-T2（望远镜时代版本2的光谱和总辐照度重建）模型重建了自1700年以来的光谱太阳辐照度。这个模型使用的输入磁图模拟与表面通量输运模型美联储与半合成记录新兴的太阳黑子群。我们利用太阳黑子群出现的性质（如纬度、面积和倾角）与太阳黑子周期强度和相位之间的统计关系，从1700年开始制作半合成的太阳黑子群记录。将半合成记录输入表面通量传输模型，以获得每日模拟磁图，该磁图绘制了活跃区域（太阳黑子和光斑）的磁通量分布及其在太阳表面的衰变产物。出现在短暂的地区的磁通量分别占的基础上的概念，其长度和幅度的太阳黑子周期，通过太阳黑子的数量。每个表面组件（太阳黑子、光斑和网络以及短暂区域）中的磁通量被用来计算1700年至2009年之间的光谱和总太阳辐照度。这种重建的目标是几个月或更长的时间尺度，尽管模型返回每日值。我们发现，SATIRE-T2除了再现其他相关的观测，如总磁通量，重建总太阳辐照度（TSI）的时间尺度为几个月或更长的时间与PMOD复合观测，以及重建开始于1878年的基础上RGO-SOON数据。该模型预测，从1700年到现在，TSI将增加1.2[+0.2，-0.3] Wm-2。光谱辐照度重建与UARS/SUSIM测量以及Lyman α复合物吻合良好。
2016-04-10 astro-ph.SR
Decay of a simulated mixed-polarity magnetic field in the solar surface layers
太阳表面的磁通量不断地被移除和补充。为了理解去除过程，我们进行了三维辐射MHD模拟的光球磁场与等量的正，负通量补丁的演变。我们发现，通量以对应于有效湍流扩散率（100--340 km^2/s）的速率被移除，这取决于边界条件。对于平均无符号磁通密度高于约70高斯，来自不同场强的表面磁能的百分比几乎不变。整个过程是磁性元素被水平颗粒运动平流输送，偶尔与极性相反的元素接触。这些重新连接以上光球在一个相对较短的时间尺度后，U环产生迅速逃逸通过上表面，而向下收缩的倒U环是显着较慢，因为更高的惯性和较低的等离子体β在较深的层。
2011-08-04 astro-ph.SR
Modelling total solar irradiance since 1878 from simulated magnetograms
本文提出了一个新的太阳总辐照度（TSI）模型，该模型基于表面通量输运模型（SFTM）和SATIRE（光谱和总辐照度重建）模型模拟的磁图。我们的模型提供了从1878年开始的光球场和TSI分布的每日地图。我们首先计算了活动区和短暂区太阳表面的磁通量。利用太阳黑子群面积和位置的观测记录，用表面通量输运模型计算了活动区磁通量的演化。在短暂的区域中的磁通量被单独处理使用重叠周期的概念。为了模拟短暂区域周期，我们假设它们的长度和振幅与太阳黑子周期的长度和振幅有关。然后，我们使用SATIRE模型的一个版本来计算TSI。SATIRE所需的不同磁特征的区域覆盖和分布作为时间的函数，从模拟的磁图和建模的短暂区域磁通量中提取。以前计算的强度谱的各种类型的磁功能。我们的模型再现的PMOD复合TSI测量从1978年开始，在日常和旋转的时间尺度更准确地比以前版本的SATIRE模型计算TSI在这段时间内。模拟的磁图提供了一个更真实的代表性的磁场演变的光球，也使我们能够利用信息的空间分布的磁场的时间之前，观测到的磁图。我们发现，长期增加TSI自1878年以来是相当稳定的修改的治疗短暂的区域磁通量。
2014-09-05 astro-ph.SR
Simulated Encounters of Parker Solar Probe with A Coronal-Hole Jet
太阳日冕喷流是一种小型的、短暂的、平行的喷射，最容易在日冕洞（CH）中观察到。即将到来的帕克太阳探测器（PSP）任务提供了第一次在太阳附近原位遇到CH喷流并检查其内部结构和动力学的机会。使用预计的任务轨道参数，我们模拟PSP遇到一个完全三维的磁流体动力学（MHD）模型的CH喷流。我们发现，三个内部射流区域，具有不同的波模式和水平的可压缩性，有不同的识别签名可检测的PSP。领先的阿尔文波前及其直接尾流的特点是trans-Alfvénic等离子体流与温和的密度增强。这方面表现出的特点，一个快速开关的MHD冲击，其到来的信号是突然发病的大幅横向速度和磁场振荡高度相关的空间和时间。尾部的特点是超音速，但亚阿尔夫文的密集等离子体与不相关的速度和磁场振荡的流出。这个可压缩区域包含了大部分的射流质量。近场尾流和密集射流之间的体积，即远场尾流，混合和过渡了其他两个区域的特征。除了分别探测每个区域，我们还模拟了一个共同旋转的PSP喷气相遇。在这种情况下，模拟航天器悬停在喷气生产CH，可能会发生在任务的共同旋转阶段，采样每个射流区域依次。我们估计PSP在任务的整个生命周期内将遇到许多CH喷气机。
2018-08-21 astro-ph.SR
Magnetic-Island Contraction and Particle Acceleration in Simulated Eruptive Solar Flares
在太阳耀斑中，将粒子加速到产生所观测到的高能脉冲辐射所需能量的机制还没有得到很好的理解。Drake等人（2006）提出了一种在多层电流片中动力学重联形成的收缩磁岛中加速电子的机制。我们将这些想法应用于模拟爆发耀斑中快速重联过程中形成的向日移动的磁通绳（2.5D磁岛）。一个简单的分析模型被用来计算在我们的超高分辨率2.5D数值模拟的收缩磁岛的场线轨道的粒子的能量增益。我们发现，估计在一个单一的岛屿范围内的能源收益高达5倍。这是高于德雷克等人发现的岛屿在地球磁层和日球顶，由于强烈的等离子体压缩，发生在耀斑电流片。为了将它们的能量增加两个数量级，并合理地解释观测到的高能耀斑发射，电子必须访问多个收缩的岛屿。这种机制应该产生零星的排放，因为岛的形成是间歇性的。此外，大量的粒子可以在每个磁流体动力学尺度的岛屿，这可能解释了耀斑的高能电子生产率推断。我们的结论是岛屿收缩的耀斑电流片是一个很有前途的候选人在太阳爆发的电子加速。
2016-03-03 astro-ph.SR
Intensity contrast of solar network and faculae -- II. Implications for solar irradiance modelling
我们的目标是从网络和光斑的视强度来了解它们对太阳辐照度的影响。利用太阳动力学天文台的全圆盘观测资料，研究了Fe I 6173线和1700 μ m连续谱和核心区的网络和光斑强度对比度随磁通量密度、距圆盘中心的距离、附近磁场和时间的变化。由于附近的磁场对对流的影响，网络和光斑的亮度被认为受到抑制。不同的研究指出，安静太阳网络和活动区域光斑之间的强度对比度的差异，是因为活动区域的磁拥挤程度更高，而不是由于网络和光斑之间的任何基本物理差异。这些结果强调了太阳辐照度模型需要包括附近磁场对网络和光斑亮度的影响。我们发现的证据表明，偏离局部热平衡（LTE）可能对强度对比度的影响有限。这可以解释为什么太阳辐照度模型是基于太阳表面磁场特征的强度对比度计算假设LTE再现观测到的光谱变化，即使LTE假设打破。某些太阳辐照度模型采用色球指数作为网络和光斑对太阳辐照度影响的直接指标。基于过去的研究的Ca II K线和强度对比度测量得出这里，我们表明，色球发射网络和光斑的波动是一个合理的估计，在中间光球的发射波动，但不是在较低的光球。从2010年到2018年的数据集表明，在此期间，强度对比度稳定在3%左右。
2021-02-18 astro-ph.SR
Simulated Coronal Mass Ejections on a young Solar-Type Star and the Associated Instantaneous Angular Momentum Loss
本文通过磁流体动力学模拟研究中等活动水平太阳型恒星上的日冕物质抛射，揭示其质量、能量特征及对角动量损失率的瞬时影响，发现能量更高或质量更大的CME更可能为恒星增加角动量。
2024-06-12 astro-ph.SR
Synthetic radio views on simulated solar flux ropes
在本文中，我们产生的合成无线电模拟通量绳在太阳日冕中，有限β磁流体动力学（MHD）模拟用于模拟通量绳的形成阶段，以及它们的稳定的终态。这些终态表示扭曲的磁通绳，其中平衡的洛伦兹力、重力和压力梯度确定整个磁通绳的全部热力学变化。所获得的模型需要量化无线电波段的辐射转移，并允许我们对比弱到强磁场条件。磁场强度高达100 G的磁通绳产生的无线电意见占主导地位的光学薄自由自由发射。形成的磁通绳显示出明确的形态变化，其发射结构，因为它从一个拱廊变形的磁通绳，无论是在磁盘和肢体。对于一个活跃的区域灯丝通道的磁场强度高达680 G的通量绳，回旋共振发射（从第三第四gyrolayer）可以检测到，甚至占主导地位的自由-自由发射的频率高达7 GHz。最后，我们还显示了合成视图上的模拟灯丝嵌入（弱场）通量绳，导致从一个积极一致的MHD模拟。对于这种灯丝，在肢体的合成视图显示出与实际观测的明显相似之处，从光学厚（低于10 GHz）到光学薄发射的过渡可以重现。在圆盘上，它的尺寸和温度条件还不足以产生观测到的射电亮度凹陷。
2016-01-11 astro-ph.SR
Energy Balance in Avalanche Models for Solar Flares
太阳耀斑能量和等待时间的分布还没有一个统一的物理模型来描述。在这项研究中，我们调查最近的雪崩模型是否可以描述的释放能量和等待时间的耀斑在活动区的分布。使用修改后的Lu和Hamilton模型（Lu和Hamilton（1991），ApJ，380，89）以及优化模型（Farhang等人（2018），ApJ，859，41）模拟了燃烧事件。应用概率平衡方程方法，我们研究了模拟耀斑事件的统计特性，并探讨了观测到的耀斑频率-尺度分布的幂律的起源。结果表明，幂律起源于跃迁率的分布（不同能量之间的跃迁概率的分布），而不是活性区的能量分布。还观察到，模拟耀斑事件的等待时间分布遵循一个q指数函数，它近似于一个简单的泊松分布。
2019-08-31 astro-ph.SR
Brightness Contrast of Solar Magnetic Elements Observed by Sunrise
太阳的辐照度在所有时间尺度上都是调制的。由平静太阳网络和活动区谱斑组成的小尺度太阳磁元对太阳周时间尺度的调制起着重要作用。作为其磁场强度函数的对比度的评估是太阳辐照度变化模型的重要约束。在这篇论文中，我们利用2009年和2013年气球载太阳观测站日出在其科学飞行期间提供的高分辨率数据，改进和扩展了早期对比研究的结果。除了高质量的日出数据外，对紫外波长的访问使这些数据在此类研究中独一无二。在本论文的前两部分，我们发现对比度随磁场强度的变化与宁静太阳的辐射磁流体动力学模拟定性一致。特别地，在约500nm的连续波长处，对比度在大的场强度下不降低，指示已经分辨了这些特征。此外，在安静的太阳网络中的所有波长的对比度被发现是高于在太阳谱斑，并根据通量管的经验模型的差异随大气高度减小。在论文的最后部分，我们利用日出观测到的太阳临边数据，计算了杂散光对望远镜总点扩散函数的贡献。
2021-08-31 astro-ph.SR
Rotating Solar Jets in Simulations of Flux Emergence with Thermal Conduction
我们通过数值模拟扭曲磁通量绳进入一个预先存在的开放磁场的出现来研究日冕喷流的形成。新兴的磁绳内的重联，除了新兴和预先存在的领域之间的产生的暴力喷发研究。模拟的事件与Hinode/XRT普遍观察到的日冕喷流非常相似，并表明加热的等离子体被驱动到上面的扩展大气中。在模型中实现的热传导，使我们能够定性地比较模拟和观察到的排放从这样的事件。我们发现重联后的退扭磁力线驱动射流柱中的等离子体旋转外流。模拟喷流中的坡印亭通量主要由高密度等离子体加载的磁场的解扭运动所决定。模拟射流是由螺旋形的untwisting场，加载了冷和热等离子体的混合物，并表现出旋转运动的顺序为20公里/秒，并匹配当代的观测。
2014-06-09 astro-ph.SR
Angular and Abundance Distribution of High-energy Gamma Rays and Neutrons Simulated by GEANT4 Code for Solar Flares
在2012年6月3日观测到的太阳耀斑中，观测到了高能伽马射线和中子。该事件包括一个显着的特点，高中子/伽马比的二次粒子。我们已经研究了这种高n/ $γ$比是否可以通过模拟来解释。作为使用GEANT 4程序的模拟结果，高n/ $γ$ -比可以再现的情况下，氦和其他重离子主要加速在耀斑。
2019-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Vortices in the solar photosphere
利用数值模拟的磁化太阳光球和模拟光球模型的辐射诊断，我们进一步分析了磁光球粒间涡旋的物理性质。我们确认的磁性性质的漩涡，并发现，大多数MHD Umov-Poynting通量产生的水平涡运动的磁化晶间车道。此外，我们考虑可能的方法来直接观察光球磁涡旋使用分光偏振。虽然水平等离子体运动不能检测到的太阳圆盘中心的分光偏振观测，我们发现一个观测签名的光球涡在模拟观测的斯托克斯-V振幅不对称接近太阳的边缘。讨论了在观测中寻找涡的可能方法。
2012-02-09 astro-ph.SR
Extreme-ultraviolet (EUV) observables of simulated plasmoid-mediated reconnection in the solar corona
本研究通过Bifrost模拟日冕等离子体团介导重联，并前向建模EUV可观测特征，评估了SDO、SO、MUSE和Solar-C等仪器的探测能力，发现高分辨率仪器可捕获小尺度等离子体团，为日冕加热研究提供新途径。
2024-05-02 astro-ph.SR
Solar Magnetic Flux Rope Eruption Simulated by a Data-Driven Magnetohydrodynamic Model
磁流体动力学（MHD）模拟与多波长观测相结合是研究磁通量绳状喷发机制的有效途径。我们发展了一个数据驱动的MHD模型使用零-$β$近似。初始条件由太阳动力学天文台（SDO）日震和磁成像仪（HMI）观测到的矢量磁场，通过磁摩擦法得到的非线性无力场提供。底部边界使用观测到的矢量磁场的时间序列和由矢量磁图差分仿射速度估计器（DAVE 4VM）导出的矢量速度。我们将数据驱动模型应用于2011年11月11日06：00 UT至约2小时后观测到的活动区11123。磁场拓扑结构的演变与大气成像组件在304和1600毫米$ $波段观测到的耀斑带相吻合。磁绳的形态、传播路径和传播范围与304 ° C的观测结果相当。我们还发现，一个数据约束的边界条件，其中的底部边界是固定的初始值，重现了类似的模拟结果。该模型可以再现磁通量绳在动态爆发阶段的演化过程。
2018-12-25 astro-ph.SR
Photometric Trends in the Visible Solar Continuum and Their Sensitivity to the Center-to-Limb Profile
太阳辐射在太阳自转时间尺度上的变化很大程度上取决于可见太阳盘面上的磁结构。太阳周期时间尺度的变化被认为是类似的，由于表面磁性的变化与活动。了解磁结构对太阳总辐照度和太阳光谱辐照度的贡献，需要评估它们作为磁盘位置的函数的贡献。由于只有相对测光是可能的，从地面，图像像素的对比度测量相对于中心到边缘的强度分布。使用九年的全磁盘红色和蓝色连续图像从精密太阳光度望远镜在莫纳罗亚太阳天文台（PSPT/MLSO），我们研究的灵敏度连续对比度测量的中心到边缘轮廓的定义。仅在用于确定它们的像素中允许的磁活动量不同的剖面产生相反符号的太阳周期长度连续体对比趋势;要么与Preminger等人（2011）的结果一致，显示与太阳周期负相关，要么不同意并显示与太阳周期正相关。在太阳活动周期的中心到边缘轮廓形状的变化是负责矛盾的对比度的结果，我们表明，最低的对比度结构，互联网和网络，是最敏感的。因此，全星盘、互联网和网络测光趋势的强度主要取决于宁静太阳定义中使用的磁通量密度。我们的结论是，低对比度的磁结构的贡献，在太阳连续输出的变化，特别是长期的变化，很难，如果不是不可能的话，确定不使用辐射成像。
2015-06-25 astro-ph.SR
3D MHD wave propagation and energy transport in a simulated solar vortex
本研究通过3D数值模拟探究太阳涡旋管中的MHD波，发现旋转流可提升坡印廷通量，原因是边界密度升高增强了波能捕获，且弱扭绞管中坡印廷通量始终向上。
2025-05-20 astro-ph.SR
Simulated Observations of Young Gravitationally Unstable Protoplanetary Discs
原行星盘的形成和最早期的阶段仍然缺乏观测的限制。ALMA将很快彻底改变这一领域。因此，重要的是提供预测，这将是有价值的解释未来的高灵敏度和高角分辨率观测。在这里，我们提出了模拟ALMA观测的基础上辐射转移建模的一个相对巨大的（0.39 M太阳）自引力盘嵌入在10 M太阳致密的核心，与结构类似的前恒星核心L1544。我们的重点是简单的物种，并得出结论，C17 O 3-2，HCO+ 3-2，OCS 26-25和H2 CO 404-303线可以用来探测光盘结构和运动学在所有尺度。
2013-05-16 astro-ph.SR
Comparing Observed with Simulated Solar Disk Center Scattering Polarization in the Sr I 4607 Å line
通过重建方法比较观测与模拟的Sr I 4607 Å盘心散射偏振，发现两者在考虑系统误差和图像退化后高度一致，支持170 G平均磁场的光球模型。
2024-02-07 astro-ph.SR
Vorticity in the solar photosphere
目标。我们使用磁性和非磁性的3D数值模拟的太阳颗粒和G-波段辐射诊断所产生的模型来分析太阳光球中的小尺度涡旋运动的产生。方法.磁对流的辐射MHD模拟用于产生光球模型。我们的出发点是一个非磁性的太阳对流模型，在这里我们引入了一个均匀的磁场，并遵循模拟光球场的演变。我们发现了两种不同类型的光球涡，并提供了一个链接之间的涡的产生和存在的晶间磁场。涡度方程的详细分析，结合G-波段辐射诊断，使我们能够识别模拟光球中光球涡度的来源和观测特征。结果两种不同类型的光球涡，磁性和非磁性，产生的域。非磁涡旋是由光球层中等离子体的斜压运动产生的，而磁涡旋是由颗粒间磁通量浓度中的磁张力产生的。这两种类型的涡具有不同的形状。我们发现，更有效地产生的涡流磁化模型。模拟的G-波段图像显示了磁涡旋和光球亮点旋转运动之间的直接联系，并表明磁亮点旋转和在大气高层观测到的小尺度涡旋运动之间可能存在联系。
2010-10-27 astro-ph.SR
Intensity contrast of solar network and faculae
本研究的目的是建立观测约束的网络和光斑的连续和线芯强度对比度，特别是它们与磁场和磁盘位置的关系。采用SDO机载HMI仪器的全磁盘磁图和强度图像。明亮的磁特征，代表网络和光斑，被确定和它们的强度对比度之间的关系，在连续谱和线核心与磁图信号和日心角检查。注意尽量减少磁冠和太阳黑子和孔隙的杂散光作为网络和光斑。与早期的研究一致，在每单位磁通量的基础上，网络功能比光斑功能更亮。在连续体和线核心的强度对比有很大的不同，最值得注意的是，他们表现出相反的中心到肢体的变化。我们发现这种行为上的差异可能是由于两种光谱成分形成的不同机制。从一个简单的模型的基础上二元多项式拟合测量的对比度，我们证实了谱线的变化是一个显着的驱动力光斑的贡献，在太阳辐照度的变化。这里报道的连续对比度和文献中的差异主要来自空间分辨率和邻近太阳黑子和孔隙的磁信号处理的差异。HMI是覆盖整个太阳圆盘的精确对比度和低噪声磁图的来源。对于辐照度研究，重要的是不仅要考虑连续谱的贡献，还要考虑谱线的贡献。为了不低估太阳辐照度的长期变化，辐照度模型应考虑到与低磁通量的磁性特征相关的每单位磁通量的较大对比度。
2013-02-06 astro-ph.SR
Solar limb faculae: intensity contrast from two vantage points
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
利用双视角观测，研究日日冕边缘黑子的亮度对比，发现其对比度高于单一视角观测。
2025-11-06 astro-ph.SR
Tracking Magnetic Bright Point Motions Through the Solar Atmosphere
采用高频差、多波长观测和模拟方法，对宁静太阳光球磁亮点进行了分析。这些观测是由邓恩太阳望远镜的太阳大气层快速振荡成像仪和干涉二维光谱仪获得的。我们的分析表明，光球MBPs的平均横向速度约为1 km/s，而它们的色球对应物的平均速度略高，为1.4 km/s。此外，色球的MBPs比相当的光球MBPs大63%左右。将这些速度值与使用MURaM代码生成的数值模拟的输出进行比较。模拟结果相似，但与观测数据相比略有升高。在模拟的G波段图像中发现的平均速度为1.3公里/秒，在连续体形成层上方500公里高度的速度域中发现的平均速度为1.8公里/秒。还分析了速度变化的延迟。建立了模拟数据集各层之间约4 s的平均延迟，并在G波段和Ca II K ROSA观测之间观察到约29 s的值。模拟中的延迟很可能是斜颗粒激波的结果，而观测中发现的延迟可能是半刚性通量管的结果。
2012-10-22 astro-ph.SR
Reconnection-Driven Magnetohydrodynamic Turbulence in a Simulated Coronal-Hole Jet
极端紫外线和X射线喷流经常出现在太阳的磁开放冕洞中，特别是在太阳高纬度地区。当这些喷流通过外日冕向内日球层传播时，白光日冕仪可以观测到其中的一些喷流，有人提出，它们会引起在太阳风中原位检测到的微流和扭转阿尔文波。为了预测和理解冠孔射流的签名，我们已经进行了详细的统计分析，这样的射流模拟自适应细化磁流体动力学模型。结果证实了三维的，reconnectiondriven磁湍流的模拟的产生和持久性。我们计算了喷流内磁涨落的空间相关性，发现它们与Müller - Biskamp标度模型吻合得最好，该模型包括通过流体动力学湍流级联耦合的各种大小的间歇电流片。磁涨落的各向异性和电流片的空间取向与非线性阿尔文波的集合一致。这些性质也反映了由重连磁场的几何形状所施加的总体准直射流结构。与湍流观测的比较表明，射流尾流中的湍流与快速太阳风中的湍流在数量上是一致的。
2016-07-13 astro-ph.SR
Large-amplitude longitudinal oscillations in solar prominences simulated with different resolutions
近几十年来，太阳射电中的大振幅纵向振荡（LALO）得到了广泛的研究。然而，它们的阻尼和放大机制还没有得到很好的理解。在这项研究中，我们调查的衰减和放大的LALO使用高分辨率的数值模拟逐步增加的空间分辨率。我们进行了随时间变化的数值模拟LALO使用的2D磁配置，其中包含一个浸渍区。在日珥质量在磁倾角加载后，我们通过沿磁场扰动日珥质量来触发LALO。我们使用四个空间分辨率值进行了实验。在具有最高分辨率的模拟中，周期与摆模型显示出良好的一致性。收敛实验表明，随着分辨率的提高，阻尼时间在底凸区达到饱和，这表明振荡阻尼的物理原因是存在的。在日珥顶部，振荡在最初的几分钟内被放大，然后慢慢衰减。特征时间表明在具有最高空间分辨率的实验中放大更显著。分析表明，底脊和顶脊之间的能量交换是LALO衰减和放大的主要原因。高分辨率的实验对于研究LALO的周期和阻尼机制是至关重要的。只有在足够高的空间分辨率下，周期才与单摆模型一致。结果表明，在空间分辨率不足的模拟数值扩散可以隐藏重要的物理机制，如放大振荡。
2021-08-02 astro-ph.SR
SuNeRF: Validation of a 3D Global Reconstruction of the Solar Corona Using Simulated EUV Images
太阳发出的极紫外线会影响卫星的运行和通信，并影响行星的可居住性。目前，EUV观测仪器仅限于从赤道（即，黄道），限制了我们预测其他观点（例如太阳极）的EUV辐射的能力，并将我们对太阳-地球系统的知识推广到其他宿主恒星。在这项工作中，我们适应神经辐射场（NeRFs）的太阳的物理特性，并证明，非黄道的观点可以重建从观测限于太阳黄道。为了验证我们的方法，我们训练太阳EUV发射的模拟，提供了一个地面真相的所有观点。我们的模型准确地重建了太阳的模拟三维结构，实现了43.3 dB的峰值信噪比和平均绝对相对误差为0.3\%的非黄道的观点。我们的方法提供了一个一致的3D重建的太阳从有限数量的观点，从而突出了潜在的创建一个虚拟仪器的卫星观测太阳。将其扩展到实际观测将提供缺失的一环，将太阳与其他恒星进行比较，并改进空间天气预报。
2022-11-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Sun-as-a-star analysis of simulated solar flares
本研究基于1D辐射流体力学和多线程耀斑模型，探讨了作为恒星的太阳光谱随耀斑量级和位置的变化，提出了诊断恒星耀斑量级与位置的新方法，并指出计算辐射能量时需注意转换比对耀斑位置的依赖。
2025-02-01 astro-ph.SR
High resolution soft X-ray spectroscopy and the quest for the hot (5-10 MK) plasma in solar active regions
我们讨论了诊断可用于研究5-10 MK等离子体在太阳日冕，这是关键，了解太阳活动区的核心加热。我们提出了几个模拟光谱，并表明，良好的诊断是可在软X射线，约100埃，作为六个电离阶段的铁可以同时观察到，和电子密度的推导，在一个狭窄的光谱区域。由于这一光谱范围几乎是未开发的，我们提出了一个可用的和模拟的光谱分析，比较热发射与冷却组件。我们采用最近设计的多层提出的估计计数率的热线，与基线光谱仪设计。优秀的计数率被发现，开辟了令人兴奋的机会，以获得高分辨率的光谱热等离子体。
2021-03-10 astro-ph.SR
Co-spatial velocity and magnetic swirls in the simulated solar photosphere
上下文速度或强度漩涡现在已经被证明广泛存在于整个光球层和色球层。有人认为，这些事件可能有助于加热太阳上层大气，通过激发阿尔文脉冲，可以携带大量的能量。然而，它们的激发所必需的物理条件，即磁场与速度场同时空旋转，尚未得到验证。目的。我们的目标是了解光球速度漩涡是否存在同空间和同时间与光球磁漩涡，以证明漩涡和脉冲之间的联系。方法.自动涡流检测算法（ASDA）应用于光球水平速度和垂直磁场从一系列的现实数值模拟使用RMHD代码彩虹。通过定义良好的相关指数（CI）的研究，进一步研究了检测到的速度和磁漩涡之间的空间关系。结果平均而言，在6 \times 6 Mm^{-2}的视场中探测到约63个短寿命光球速度漩涡（寿命大多小于20 s，平均半径约为37 km，旋转速度约为2.5 km/s），这意味着太阳光球中速度漩涡的总数量约为1.06 \times 10 ^7。超过80%的检测到的速度漩涡被认为是伴随着当地的磁浓度在晶间车道。平均而言，约71%的探测到的速度漩涡已被发现与光球磁漩涡具有相同的旋转方向共存。结论.光球速度和磁场的同时同空旋转证明了光球涡旋激发阿尔文脉冲的约束条件得到满足。
2019-11-25 astro-ph.SR
Characteristics of solar-like oscillations of clusters simulated by stellar population synthesis
采用恒星星族合成方法，研究了不同年龄和金属丰度的模拟星系团的v_max和Δ v的分布。除了红团星（RC星）的Δν有一个确定的峰（RC峰）外，年轻星团的ν_max和Δν分布中还存在一个空区和一个主序星峰。该间隙主要对应于Hertzsprung间隙演化阶段。RC峰是由于零龄水平支附近的许多RC星半径集中在一定范围内造成的。MS峰的出现也是由于在MS的早期阶段，许多位于一定质量范围内的MS星具有近似的半径，在年龄小于1.0 Gyr的模拟星团中几乎不存在MS峰。MS峰的位置随着年龄或金属丰度的增加而向较低频率移动，这可以用于限制年轻星系团的年龄和金属丰度。对于Z = 0.02的模拟星系团，当年龄< 1.2 Gyr时，主RC峰位置的频率随年龄的增加而增加，当年龄> 1.2 Gyr时，主RC峰位置的频率随年龄的增加而减少，而当年龄> 2.4 Gyr时，主RC峰位置的频率几乎没有变化。这与氦点燃时氢耗尽的核心的简并度有关。此外，RC峰对金属丰度不敏感，特别是年龄> 2.4 Gyr的星团。对年龄小于2.4 Gyr的星团进行星震观测，可能有助于检验氢耗尽核的简并理论。此外，对于1.1 M{ \odot } < M_hook < 1.3 M{ \odot }的星系团，在ν_max和Δν的分布中存在一个MS能隙和一个位于MS能隙左侧的峰，这可以用来限制MS能隙和峰中恒星的中心氢丰度.
2011-02-09 astro-ph.SR
Energetics and Emission in a Simulated Solar Flare Initialised by a Non-Force Free Magnetic Field
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Statkraft AS（斯塔特勒克公司）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
本文比较了两种三维电阻磁流体动力学模拟，探讨初始磁场假设对日冕暴能量和观测特征的影响，发现非力-free初始化模型释放更多磁能并更符合X类暴的预期。
2026-05-14 astro-ph.SR
Stokes Diagnostis of 2D MHD-simulated Solar Magnetogranulation
我们在小于太阳望远镜空间分辨率的尺度上研究太阳磁场的性质。一个合成的红外光谱偏振诊断的基础上的2D磁流体模拟磁对流用于此。我们分析了两个时间序列的快照，可能代表两个区域的网络场与他们的直接周围的太阳表面上的无符号磁通量密度为300和140 G。在第一个区域中，我们从磁场强度的概率密度函数中发现，在logtau_5=0处的最可几场强等于250 G。弱场（B < 500 G）占据了大约70%的表面，而强场（B 1000 G）只占据了9.7%的表面。磁通量为-28 G，其不平衡度为-0.04。在第二区域中，这些参数相应地等于150 G、93.3%、0.3%、-40 G和-0.10。我们估计了tau_5=-1的测井表面上的视向速度分布。在第一个模拟区域中，平均速度等于0.4 km/s。颗粒中的平均速度为-1.2 km/s，颗粒间的平均速度为2.5 km/s。在第二区，相应的平均速度值分别为0，-1.8，1.5 km/s。此外，我们分析了合成的Stokes-V轮廓的Fe I 1564.8 nm线的不对称性。振幅和面积不对称性的平均值不超过1%。空间平滑的幅度不对称性增加到10%，而面积不对称性仅略有变化。
2009-02-10 astro-ph.EP 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
Do Cellular Automaton Avalanche Models Simulate the Quasi-Periodic Pulsations of Solar Flares?
在太阳耀斑的辐射中，可以反复探测到起源于耀斑结构的磁流体动力学过程的不同周期的准周期脉动。我们应用二维元胞自动机（CA）雪崩模型来模拟QPP作为一个重复加载/卸载机制的结果。我们表明，频繁发生的磁重联在耀斑环可以诱导检测到的排放准周期模式。我们得到，在21070模拟耀斑，813事件持续超过50秒，缩放与横滨硬X射线望远镜的时间分辨率，这些相当长的事件中，约70%的表现出QPP。我们还说明，应用CA模型提供了广泛的周期性QPP。此外，我们观察到在近50%的情况下，应用Lomb-Scargle周期图存在多个周期。对数正态分布拟合的单峰分布的周期作为一个基本的乘法机制，代表了系统的独立变化的参数的效果的表现。周期对数正态分布的全局最大值位于29.29秒。我们比较了模拟的QPP的统计数据与宿主耀斑的参数，并讨论了耀斑性质对QPP周期的影响。考虑到元胞自动机模型的内在特性，即重复加载/卸载机制，以及所获得的证据，我们认为元胞自动机模型可能产生QPP。我们还研究了自回归综合移动平均模型的适用性来描述模拟和观测的QPP。
2022-08-28 astro-ph.SR
Small-scale loops heated to transition region temperatures and their chromospheric signatures in the simulated solar atmosphere
最近的观测揭示了在过渡区（TR）和日冕温度采样的观测数据中可见的非常小尺度的环状结构。它们的形成仍不清楚。我们研究了一个双极系统的例子，在现实的磁流体动力学模拟和前向合成的谱线，以调查这些功能是如何发生的。使用MURaM代码进行计算以生成模型大气。使用Multi3D代码在两个角度（$μ= 1$、$μ= 0.66$）计算合成H $α$和Si IV光谱。磁场线跟踪模型和底层场拓扑结构的演变进行了检查。合成的H $α$多普勒显示环在几分钟内急剧演变。合成的H $α$线剖面显示观察到的线芯的不对称性和多普勒频移。然而，它们也显示了线翼中的强发射峰，即使在石板视图中也是如此。合成的Si IV发射特征部分与H $α$多普勒图中可见的结构一致，部分遵循单独的磁场线。有些甚至在lg $(T /K)= [5.0, 5.5]$温度区间的排放测量图中可见。发射区描绘出双极区中极性相反的磁场线。我们发现，我们的研究结果在很大程度上再现了所观察到的功能和他们的特点。一个具有快速移动和洗牌的足迹的双极系统可以产生许多加热到高温的小规模重复事件。所得到的可观察特征的形态和演变可以根据视角而变化。
2022-11-16 astro-ph.SR
Intensity contrast from MHD simulations and from HINODE observations
被小尺度磁性元素覆盖的太阳表面积的变化被认为会引起太阳光谱辐照度的长期变化，这对于确定对地球气候的影响很重要。为了研究小尺度磁性元素对总辐照度和光谱辐照度的影响，我们从太阳大气的3-D MHD模拟中得出它们的对比。这种计算是必要的，因为小尺度通量管对比度的测量被限制在几个波长，并遭受散射光和仪器散焦，即使是空间观测。为了测试对比度的计算，我们比较均方根对比度与安装在太阳光学望远镜（SOT）板上的日之出卫星上的宽带滤波成像仪，并分析中心到肢体的变化（CLV）的模拟。三维MHD模拟包括对流和磁通量管之间的相互作用。他们已经运行了非灰色辐射转移使用MURaM代码。模拟的平均垂直磁场为0 G、50 G和200 G。出现的强度计算与光谱合成代码ATLAS 9和卷积的理论点扩散函数占观测的光学系统的属性。我们发现合理的协议模拟和观察到的强度分布在可见连续带。CN和G波段的一致性较差。模拟的分析表现出一个潜在的更现实的中心到肢体的行为比1-D模型大气的基础上计算。我们的结论是，从3-D MHD模拟开始，代表了一个强大的方法来获得强度对比度的宽波长覆盖范围和不同的位置上的太阳盘。这也为将来计算光斑和网络对比度作为磁通量的函数铺平了道路。
2010-11-28 astro-ph.SR
Precise and efficient modeling of stellar-activity-affected solar spectra using SOAP-GPU
本文提出使用SOAP-GPU进行两种太阳活动建模方法，通过对比HARPS-N真实数据，证明其能精确模拟恒星活动对径向速度和光谱线的影响，为评估光谱级恒星活动缓解技术提供测试平台。
2024-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Improved reconstruction of the century-long solar magnetic field by incorporating morphological asymmetry in sunspots
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
本文改进SFT模型，结合日珥形态不对称性、观测到的倾斜角和日珥面积数据，提高了对太阳磁场特别是极区磁场的重建精度，尤其在预测太阳活动周期方面有显著提升。
2026-03-24 astro-ph.SR
Ellerman Bombs - Evidence for Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
长期以来，光球磁重联的存在被认为会引起短脉冲事件，如埃勒曼炸弹（EB）和II型针状体。在这篇文章中，我们结合高分辨率，高节奏的观测干涉二维光谱仪（IBIS）和快速振荡在太阳大气（ROSA）仪器在邓恩太阳望远镜，国家太阳天文台，新墨西哥州与共同对齐的大气成像组件（SDO/AIA）和太阳光学望远镜（Hinode/SOT）的数据，以观察小规模的事件位于一个活跃的区域。然后将这些数据与使用MURaM代码对低层大气进行的最先进的数值模拟进行比较。据发现，增亮，在观察和模拟中，机翼的H α线轮廓，解释为EB，往往是空间相关的FeI 6302.5A线核心的强度增加。从Hinode/SOT磁场数据推断的双极区域显示了与这些EB在空间上相关的通量抵消的证据，表明磁重联可能是这些高能事件的驱动因素。通过对模拟低层大气中类似事件的分析，我们能够推断出与观测结果类似的线轮廓与强相反极性磁通量的区域在空间上发生。这些观测到的事件和它们的模拟对应物被解释为光球磁重联的证据，在使用当前的观测仪器可观察到的尺度。
2013-10-29 astro-ph.SR
Intensity contrast of the average supergranule
虽然超颗粒的速度波动在太阳表面的太阳对流光谱中占主导地位，但对超颗粒尺度下的温度或密度等其他物理量的波动知之甚少。利用SDO/HMI观测，我们描述了太阳表面超颗粒的强度对比。我们确定的位置${\sim}10^4$流出和流入区域在超颗粒尺度，从我们构建的平均流量图和共同对齐的强度和磁场地图。在平均流出中心，最大强度对比度为$(7.8\pm0.6)\times10^{-4}$（视线磁场中无相应特征）。这对应于约$1.1\pm0.1$ K的温度扰动，与先前的研究一致。我们发现了一个东西各向异性，稍深的强度最小值以东的外流中心。这种演变在时间上是不对称的：在参考时间（最大流出时间）之前8小时，强度过剩较大，而在参考时间之后8小时，强度过剩几乎消失。在平均流入区域，强度对比度主要遵循磁场分布，除了东-西各向异性分量占主导地位的参考时间前8小时。我们认为强度的东西向各向异性与超颗粒的波动性质有关。
2016-09-29 astro-ph.SR
Discriminant analysis of solar bright points and faculae II. Contrast and morphology analysis
在0.1弧秒的高空间分辨率下拍摄，发现亮点（BPs）与图像中的光斑共存，后者通常被分辨为相邻的条纹。了解这些不同特征的性质是进行代理磁力测量的基础。为了阐明BPs和光斑之间的关系，我们分别研究了它们的分类方法的应用程序后，开发和描述在以前的文件）在不同的日心角的活动区域图像。在本文中，我们探讨了不同方面的光度特性的BP和光斑，即它们的G-波段对比度的轮廓，它们的峰值对比度在G-波段和连续，以及形态参数。我们发现：（1）边缘光斑和边缘光斑的对比度分布宽度与盘心光斑的对比度分布宽度一致，间接证实了我们分类的正确性。（2）边缘光斑的对比度分布平均向边缘方向偏斜，而在盘心附近由于光斑的方向分布，其对比度分布既向中心方向偏斜，又向边缘方向偏斜。（3）BPs和光斑的峰值对比度与其表观面积的关系揭示了一种类似于磁图研究的趋势。光斑轮廓的偏斜度为光斑的三维MHD模型提供了新的约束条件。由于其对比度分布的不对称性和方向性，在盘中心附近的光斑可能是由倾斜场引起的，而在边缘附近的明显的BP似乎实际上是被错误识别的小光斑。BPs和光斑的表观面积可能用于代理磁力测量。
2014-10-20 astro-ph.SR
Intensity contrast of solar network and faculae close to the solar limb, observed from two vantage points
本研究利用SO/PHI和SDO/HMI双视角观测，克服临边磁场信号退化，更准确地确定了太阳临边附近谱斑的亮度对比度及其对磁通量密度的依赖关系。
2023-09-04 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic modeling of solar coronal dynamics with an initial non-force-free magnetic field
日冕中的磁场通常既不是无力的，也不是轴对称的，并且具有难以表征的复杂动力学。本文利用磁流体动力学模型模拟了太阳日冕磁场线的拓扑演化。模拟初始化的非轴对称非力自由磁场，最好的相关性与观测到的太阳活动区（AR）的矢量磁图。为了专注于这些想法，进行了模拟的扩口AR 11283指出，其复杂性和有据可查的动态。模拟的动力学发展的初始洛伦兹力推动等离子体，并促进连续的磁重联在两个X-型零线存在于初始字段。重要的是，模拟允许自发发展的质量流，独特的当代作品中，优先重新连接场线在X型零线之一。因此，一个由低位扭曲的MFL组成的磁通绳，它近似地跟踪主极性反转线，经历了一个不对称的单调上升。上升是由于磁张力的减少，在该地区覆盖的绳子，导致重新连接。绳索的单调上升符合火炬的标准场景。重要的是，模拟的动态导致磁通绳的分叉，这类似于AR 11283中观察到的细丝分叉，建立了描述AR的初始场的适当性。
2017-05-07 astro-ph.SR
Towards Extremely Precise Radial Velocities: I. Simulated Solar Spectra for Testing Exoplanet Detection Algorithms
最近和即将推出的稳定光谱仪正在推动多普勒光谱学的前沿，以检测和表征低质量行星。这些仪器的规格是如此令人印象深刻，以至于恒星的固有变化预计会限制它们对大多数目标恒星的多普勒精度（Fischer et al. 2016）。为了充分发挥它们的潜力，天文学家必须开发新的策略来区分真实的多普勒频移和恒星的内在变化。由于恒星黑子、光斑和其他与旋转相关的变化，恒星的变化特别令人担忧，因为恒星的旋转周期通常包括在潜在的行星轨道周期范围内。为了通过多普勒行星调查稳健地探测和准确地描述低质量行星的特征，系外行星界必须开发能够联合建模行星扰动和恒星固有变化的统计模型。为了实现这一目标，本文介绍了用SOAP 2.0（arXiv：1409.3594）创建的极高分辨率的太阳光谱的模拟，其中包括多个不断变化的恒星斑点。我们预计这组数据将有助于未来的研究开发，测试和比较统计方法测量物理径向速度之间的污染恒星的变化。
2020-04-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar Dynamo Model with Diamagnetic Pumping and Nonlocal Alpha-Effect
在太阳发电机模型中，反磁泵和巴布科克-莱顿型非局域α效应的结合有助于再现太阳磁活动的观测结果。太阳活动周期可以在不降低对流区大部分磁扩散率的情况下再现，而不降低标准混合长度值$10^{13}$ cm $^2$ s $^{-1}$。模拟的全局场关于赤道是反对称的，并且环向场与极向场之比约为一千。然而，在无纬向流的模式中，磁场的时纬图与观测结果不同。只有在考虑纬向流和α效应廓线在中纬度达到峰值的情况下，才能再现观测蝶形图。
2011-08-16 astro-ph.SR
Exploring the Influence of Density Contrast on Solar Near-Surface Shear
日震学的出现详细地确定了太阳的平均自转速率作为半径和纬度的函数。这些数据立即揭示了两个引人注目的剪切边界层在太阳对流区（CZ）：速跃层的底部，在那里的CZ的差异旋转过渡到固体旋转的辐射区，和35-Mm厚的近地表剪切层（NSSL）的顶部，在那里的旋转速率减慢约5%，随着半径的增加。虽然星震学无法像日震学那样探测遥远恒星的差异自转，但许多具有对流外层的冷恒星可能具有类似的差异自转特征，包括速跃层和NSSL。在这里，我们提出的3D全球流体动力学模拟的结果，球壳对流的类太阳恒星在不同水平的密度对比壳。高层结的模拟具有近地面切变的特征，特别是在低纬地区。我们详细讨论了动态平衡的扭矩引起的NSSL在我们的模型和解释这些平衡意味着真正的太阳。我们进一步讨论的动力学原因，可能有助于消除近地表切变在高纬度地区，并得出结论，提供一些理论，如何在未来的工作中可能会解决这个问题。
2018-11-01 astro-ph.SR
Intensity contrast of solar plage as a function of magnetic flux at high spatial resolution
磁性元素的强度对比度取决于它们所处的区域类型（例如平静的太阳或活动区）。观测值还取决于数据的空间分辨率。在这里，我们调查的对比度-磁场的依赖关系，在2013年的第二次飞行期间与日出盘中心附近观察到的活动区斑。所研究的波长范围从525 nm的可见光到300 nm和397 nm的近紫外（NUV）。我们使用准同步分光偏振和光度数据的成像磁实验（IMAX）和日出滤波成像仪（SuFI），分别。我们发现，在所有的波段，对比度表现出定性相似的依赖于视线磁场，$B_{\rm LOS}$，发现在安静的太阳，在525 nm的连续除外。在那里，谱带磁性元素的对比度在$B_{\rm LOS}$的中间值达到峰值，并在较高的场强下降低。相比之下，宁静太阳中磁性元素的对比度在大$B_{\rm LOS}$时达到最大值。我们发现，营业额的解释相反的有限空间分辨率的数据的影响是不正确的高空间分辨率的日出数据提供的证据，作为plage磁性元素大于安静的太阳磁性元素，并解决。营业额来自于这样一个事实，即这些较大的磁性元素的核心像素比安静的太阳暗。我们发现，在光球层深处形成的可见光连续谱和30 0 nm波段，斑的对比度比平静太阳的低.这种差异随着形成高度而减小，并且在Ca 1，{ \sc ii} H核中消失，这与磁性元素大气的经验模型一致。
2018-11-14 astro-ph.SR
Evolution of interplanetary coronal mass ejection complexity: a numerical study through a swarm of simulated spacecraft
由航天器进行的径向对准的原位测量对于推进我们对日冕物质抛射（CME）的演化行为及其在行星际空间传播期间的磁结构的认识至关重要。然而，缺乏径向对齐的CME交叉限制了对CME磁结构演变的调查，以少数案例研究，防止全面了解CME传播过程中的复杂性变化。在本文中，我们进行数值模拟的CME与不同的太阳风流的相互作用使用的线性力自由spheromak CME模型纳入欧洲日光层FORecasting信息资产（EUHFORIA）模型。我们的方法的新颖之处在于使用一群径向对齐的模拟航天器的CME复杂性的演变的调查。我们的范围是确定在何种条件下，在何种程度上，日冕物质抛射表现出变化的磁结构和复杂性在传播过程中，由航天器的径向对齐。结果表明，大规模的太阳风结构的相互作用，特别是与流相互作用的区域，加倍的概率来检测两个航天器之间的径向对齐的CME磁复杂性的增加，相比，没有这样的相互作用的情况下。这项工作代表了第一次尝试使用数值模拟来量化航天器在径向对准中检测CME磁结构复杂性变化的概率，它为解释涉及过去，当前（如帕克太阳探测器和太阳轨道器）和未来任务的多点CME观测提供了支持。
2021-06-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetohydrodynamic Seismology of Quiet Solar Active Regions
最近发现的等离子体回路的低振幅无衰减扭结振荡的普遍存在，允许在定期的基础上进行日冕的地震探测。特别是，在传统上应用的地震学是基于大振幅衰减扭结振荡激发耀斑和喷发，衰减振荡可能提供必要的诊断，其预测。我们分析了几个不同的环路属于活动区NOAA 12107在2010年7月10日在其安静的时间段，当它被观察到的西翼在EUV的大气成像组件上的太阳动力学天文台的无衰减扭结振荡。振荡周期估计与使用的运动放大技术。振荡环的长度是在假定其半圆形的范围内通过测量其足点的位置来确定的。环中的密度对比度估计从所观察到的强度对比度占未知的空间尺度的背景等离子体。这些测量的组合使我们能够确定扭结和阿尔文速度在活动区域中的分布。因此，我们证明了在平静时期获得日冕活动区地震学信息的可能性。
2019-10-09 astro-ph.SR
Compensating Faraday depolarization by magnetic helicity in the solar corona
模拟了具有外冕的球形湍流发电机，研究了其外冕区的磁螺旋度符号。与早期的研究一致，外日冕中的符号被发现与发电机内部的符号相反。本文综合了偏振辐射的视线观测资料，探讨了利用法拉第去极化的局部约化来推断日冕磁场螺旋度符号的可行性。这种方法以前被确定为银河系磁场背景下的观测诊断。基于我们的模拟，我们表明，这种方法可以成功地在太阳的背景下，如果收集足够的统计数据，通过使用平均分别在太阳赤道以北和以南地区的日冕环段。
2017-08-17 astro-ph.SR
