Quasi-Periodic Releases of Streamer Blobs and Velocity Variability of the Slow Solar Wind near the Sun
利用\textit{Solar and Heliospheric Observatory}上的大角度光谱日冕仪，对2007年期间流注团的持续性和准周期性释放事件进行了观测，并通过测量流注团的动力学参数，估算了慢太阳风沿流注团上方等离子体片的速度。我们发现10个准周期释放事件的流光斑点持续三到四天。在这些事件的每一天，我们观察到三到五个斑点。这一结果与之前使用最近一次太阳活动极小期附近观测数据进行的研究结果一致。使用测量的斑点速度作为代理的平均流，我们建议，在太阳附近的背景慢太阳风的速度可以在几个小时内发生显着变化。这提供了一个观测的表现，大的速度变化缓慢的太阳风靠近太阳。
2009-07-05 astro-ph.SR
Line-Driven Winds Revisited in the Context of Be Stars: $Ω$-slow Solutions with High $k$ Values
m-CAK线驱动风理论的标准解或快速解不能解释像Be星周围那样缓慢流出的圆盘。以前已经表明，存在另一个家庭的解决方案-的$Ω$ -慢的解决方案-其特点是慢得多的终极速度和更高的质量损失率。对于后一种解，我们已经求解了旋转辐射驱动风的一维m-CAK流体动力学方程，从线力参数（$α$、$k$和$δ$）的标准值开始，然后系统地改变$α$和$k$的值。终极速度和质量损失率是在很好的协议中发现的Be星得到的解决方案具有较低的$α$和较高的$k$值。此外，这些解决方案的赤道密度是可比的，通常假设在特设模型。当$k$的值很高时，我们发现风的解表现出一种新的行为。
2014-11-06 astro-ph.SR
A Model for the Sources of the Slow Solar Wind
慢太阳风起源的模型必须解释两个看似矛盾的观测结果：慢太阳风具有闭合场日冕的成分，这意味着它起源于开闭场边界处通量的连续开闭。另一方面，慢风也有很大的角宽度，高达~ 60{ \circ }，这表明它的来源延伸到远的开闭边界。我们提出了一个可以解释这两种观察结果的模型。关键的想法是，太阳上的慢风来源是一个狭窄（可能是单一的）开放领域走廊的网络，映射到日光层中的分界线和准分界线层的网络。我们计算解析的开放领域的走廊的拓扑结构，并表明，它产生了一个准分界线层的日光层，延伸到远离日光层电流片的角度。然后，我们使用的MHD代码和MDI/SOHO观测的光球磁场数值计算，具有高空间分辨率，准稳态太阳风和磁场的一段时间之前，2008年8月1日日全食。我们的数值结果意味着，至少在这段时间内，一个网络的separatrices（我们称之为一个S-网络）的形式与足够的密度和范围内的日光层占所观察到的特性的慢风。我们讨论了我们的S-网络模型的结构和动态的日冕和日光层的影响，并提出了进一步的测试模型。
2011-02-17 astro-ph.SR
Coronal Pseudostreamers: Source of Fast or Slow Solar Wind?
本文讨论了赝流的观测结果及其用位场源面（PFSS）模型重建的三维磁位形，以研究它们对太阳风的贡献。为了了解从伪拖缆流出的三维膨胀因子必须正确估计。伪拖缆可能包含在其基地的灯丝通道，在这种情况下，开放的磁力线发散更强烈，相应的更大的膨胀系数导致更慢的风流出，与伪拖缆中的灯丝通道是缺席。在伪流光附近，膨胀因子并不随离太阳的距离单调增加，并且不简单地依赖于伪流光零点的高度，而是依赖于整个磁场配置。
2012-11-27 astro-ph.SR
Co-existence and switching between fast and $Ω$-slow wind solutions in rapidly rotating massive stars
大多数辐射驱动的大质量星风可以用m-CAK理论模拟，从而得到所谓的快速解。然而，其中旋转最快的恒星，特别是当恒星旋转速度高于临界旋转速度的$\sim 75\%$时，可以采用一种不同的解决方案，称为$Ω$ -慢解，其特征是密集而缓慢的风。在这里，在这项工作中，我们研究的过渡区的解决方案，快速的解决方案的变化的$Ω$ -慢。使用时间稳定和时间相关的数值代码，我们研究这个过渡区的不同赤道模型的B型星。在所有的情况下，在一定的转速范围内，我们发现了一个区域的快速和$Ω$ -缓慢的解决方案可以共存。我们发现，在此共存区域中获得的解决方案的类型在很大程度上取决于我们的模型的初始条件。我们还测试了共存区域内的解决方案的稳定性，通过在风中进行基密度扰动。我们发现，在一定的条件下，快速的解决方案可以切换到一个$Ω$ -慢的解决方案，反之亦然。这样的解决方案切换可能是一个可能的贡献者的材料注入到拱星环境的Be星，而不需要转速接近临界值。
2018-03-20 astro-ph.SR
Sources of The Slow Solar wind During the Solar Cycle 23/24 Minimum
研究了2006-2009年太阳活动低周期间（23 - 24周）慢（< 450 km/s）太阳风的特征和来源。我们使用一套全面的近地太阳风（风和ACE）的原位观测，并删除大规模行星际日冕物质抛射存在的时期。在所调查的这段时期，全球日冕结构发生了重大变化，包括2006-2007年低纬度活动区频繁出现，2006 -2008年中期存在长期存在的低纬度和中纬度冕洞，2009年太阳基本平静。我们研究卡林顿旋转平均选定的太阳等离子体，电荷状态和成分参数和这些参数的分布相关的安静的太阳，活动区太阳和冕洞太阳。虽然一些研究的参数（例如，速度、C^{+6}/C^{+4}和He/H比）在我们的研究期间显示出明显的变化，而对于太阳风源类型，某些（Fe/O）表现出很小的变化。我们的研究结果突出的困难，在区分缓慢的太阳风源的基础上检查的太阳风的条件。
2016-06-16 astro-ph.SR
Characterization of the slow wind in the outer corona
这项研究涉及在第22个太阳活动周期的最低点期间用SOHO上的紫外线日冕光谱仪（UNOPS）以高光谱分辨率观测到的流光带。在对O-VI双重态光谱分析的基础上，推断了扩展日冕中的太阳风等离子体参数。分析占日冕磁拓扑结构，外推通过一个三维磁流体动力学模型，以确定流光边界和分析冕洞的边缘。分析的结果允许一个准确的识别的源区域的慢日冕风被确认为沿流光边界的开放磁场区域。
2011-03-08 astro-ph.SR
On the Origin of the Slow Speed Solar Wind: Helium Abundance Variations
第一电离势（FIP）效应是在日冕和低速太阳风中观测到的Fe和其他第一电离势低于约10 eV的元素的丰度高于光球值的现象。在我们的模型中，这种分离是通过有质动力来实现的，当阿尔文波通过太阳色球层中陡峭的密度梯度传播或反射时，就会产生有质动力。这也是低FIP元素被电离的区域，并且高FIP元素在很大程度上是中性的，导致分离，因为离子与波相互作用，而中性元素不与波相互作用。氦是具有最高FIP的元素，因此在向上移动时最后保持中性，可以在这种模型中耗尽。在这里，我们调查这种消耗不同的环路长度和磁场强度。色球层顶部有质动力的浓度随着阿尔芬波频率的变化而变化，阿尔芬波频率与上覆冕环的共振频率、磁场以及环的长度有关。我们发现，更强的损耗，他获得较弱的磁场，在频率接近或略高于环共振。这些结果可能与观测到的慢风太阳He丰度随风速的变化有关，慢速度太阳风具有更强的He损耗。
2012-04-12 astro-ph.SR
Probing Protoplanetary Disk Winds with C II Absorption
我们提出了一个分析的风吸收的C II $λ1335$双峰对40个经典的金牛座T星档案远紫外（FUV）光谱的哈勃太空望远镜。在我们的样本中，通常检测到由快速或慢速风产生的吸收特征（40个目标中的36个）。快风的风速随着圆盘倾角的减小而减小，这与准直射流的预期一致。慢风吸收检测主要是在磁盘与中间或高的倾斜，没有一个显着的依赖于磁盘倾斜的风速。在中性或单电离原子的FUV谱线中，快速和慢速风吸收都被优先探测到。Mg II $λλ2796,2804$谱线显示风吸收与C II谱线中的吸收一致。我们开发了简化的半解析圆盘/风模型来解释观测的圆盘风吸收。快风和慢风都与热磁化盘风模型的预期一致，并且通常与纯热风不一致。这两个模型和观测分析表明，风的吸收发生优先从内部磁盘，提供了一个风诊断补充光学禁止线发射，跟踪风在更大的体积。
2021-07-23 astro-ph.SR
Effects of a Companion Star on Slow Nova Outbursts -- Transition from Static to Wind Evolutions
在~0.5-0.7 M_sun的低质量白矮星中，可以实现两种类型的新星演化，即，一种是像通常的经典新星那样，有光学厚风的演化，或者是另一种没有光学厚风的演化，比如共生新星PU Vul。后者的特点是光谱没有强风的迹象，以及在其光变曲线的一个长期平坦的光学峰。我们提出了一个过渡，从没有光学厚风的演变，通常的演变与光学厚风作为一个新的爆发模型的慢新星，表现出一个相对较长的持续时间的多峰阶段，然后风阶段一样，在慢新星V723 Cas，HR Del，和V5558 Sgr。我们用一维近似的伴星效应计算了新星包层，发现当伴星深深嵌入扩展的新星包层中时，静态包层的结构接近光学厚风解的结构。因此，从静态到风的解决方案的过渡是由同伴的影响。这种转变发生在像V723 Cas这样的近距离双星新星中，但不会在像PU Vul这样的长周期双星中触发。我们再次证实了我们以前的结果，摩擦能量沉积是可以忽略不计的小，几乎所有的氢/氦新星，因为在轨道上的低包络密度。
2011-09-30 astro-ph.SR
The slow-mode nature of compressible wave power in solar wind turbulence
我们使用一个大的，统计的一组测量从风航天器在1 AU，并支持合成航天器的动力学等离子体理论的基础上的数据，表明惯性范围太阳风湍流的可压缩分量主要是在动力学慢模式。质子密度波动delta n和磁场delta B_parallel的场向（可压缩）分量之间的零滞后互相关C（delta n，delta B_parallel）为负，接近-1。C（delta n，delta B_parallel）对离子等离子体β_i的典型依赖性与几乎完全处于动力学慢模式的可压缩波能量谱一致。这对密度波动谱的性质和短波长的动力学湍流级联都有重要的影响，有利于动力学Alfven波模式而不是（快）哨声模式的演变。
2011-06-21 astro-ph.SR
Observations of Slow Solar Wind from Equatorial Coronal Holes
由于其独特的组成特性和可变性，低速（$\lesssim 450$ km s $^{-1}$）太阳风被广泛认为是来自日冕流光，而不像高速风，它来自日冕洞。另一种情况是，大部分慢风（不包括日光层电流片附近的慢风）源自扎根于小日冕洞或大日冕洞边界内的快速发散通量管。这种观点主要是基于光球场的外推，这种外推具有相当大的不确定性，并且不包括动力学效应，因此很难确定一个源是位于黑洞边界之内还是之外，或者一个高纬度的黑洞是否与地球相连。为了最大限度地减少对场线外推的依赖，我们已经寻找了在中央子午线赤道冕洞的情况下，其次是在地球上的低速流。我们描述了2014 - 2017年期间的14个例子，涉及位于活动区附近的Fe XIV 21.1 nm冕洞，赤道宽度为$\sim$ 3 $^\circ$-10 $^\circ$。相关的现场风的特征是速度$v\sim 300$-450 km s $^{-1}$和O $^{7+}$/O $^{6+}$的比值为$\sim$ 0.05 - 0.15，其中$v$显示出通常与质子温度的相关性。此外，与最近的其他研究一致，这种缓慢的风具有非常高的阿尔夫维尼性，类似于高速气流。我们的结论是，小冕洞是一个主要的贡献者缓慢的太阳风在最大和早期后极大阶段的太阳周期。
2021-04-14 astro-ph.SR
The origin of slow Alfvénic solar wind at solar minimum
虽然缓慢的太阳风的起源还不清楚，但越来越多的证据表明，至少有一部分太阳风是在过度膨胀的冕洞磁场线上以稳定状态释放出来的。这种类型的慢风与快太阳风具有相似的性质，包括高度的阿尔文性。在这项研究中，质子，α粒子和电子测量的组合被用来研究在0.35 AU的慢Alfvénic风的一个单一的间隔的动力学特性。结果表明，这种缓慢的Alfvénic间隔的特点是高α粒子丰度，明显的α-质子差分流，强质子束，和大的α质子温度比。这些都是在快速太阳风中持续观察到的特征，增加了至少一些Alfvénic慢太阳风也起源于冕洞的证据。观测到的速度，质量通量和电子温度之间的差异慢Alfvénic风和快的解释不同的磁场几何形状在较低的日冕。
2020-01-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Explaining the Early Exit of Eta Carinae from its 2009 X-Ray Minimum with the Accretion Model
我们使用吸积模型来解释早期退出的海山二从2009年的X射线最低。在吸积模型中，次级恒星在近星点附近吸积来自主风的质量，这是一个抑制次级风的过程。由于激波次级风是造成大部分X射线发射的原因，吸积过程是造成X射线最小值的原因。2009年X射线最低值出现4周后就提前结束，而不是前两次最低值出现的10周，这是因为上一次最低值出现的主要风比前两次X射线最低值出现的速度更快，质量损失率也更低。这导致在X射线最小值期间的质量吸积率低得多。我们表明，使用这些量的波动范围内推导出的最小值以外的X射线通量的波动，可以占最后X射线最小的持续时间短。较短的X射线最小值可能对系统从光谱事件中的恢复有进一步的影响。
2009-06-23 astro-ph.SR
STEREO-Wind Radio Positioning of an Unusually Slow Drifting Event
2010年3月13日，STEREO-B和Wind航天器上的无线电频谱仪观测到了一个持续时间异常长的事件。活动于3月14日世界时13：00左右开始，于世界时06：00左右结束。该事件本身表现为在非常窄的频率间隔中缓慢漂移的准连续发射，具有从约625 kHz到约425 kHz的明显频率漂移。利用Leblanc、Dulk和Bougeret（1998）的行星际密度模型，我们确定了射电源的漂移速度分别为$\approx$ 33 km s $^{-1}$和$\approx$ 52 km s $^{-1}$，密度分别是Leblanc模型的0.2和0.5倍，在1 AU处的归一化密度为7.2 cm $^{-3}$。对无线电测向数据、日冕仪白光观测和建模的联合分析表明，无线电源似乎局限于密度相对较高和太阳风速度较慢的相互作用区域。
2014-10-10 astro-ph.SR
Clustering Wind data at 1 AU to contextualize magnetic reconnection in the solar wind
研究利用SOM和K-Means对1 AU处Wind航天器太阳风数据进行聚类，发现磁重联事件分布在五种物理特征不同的太阳风中，为理解其发生条件提供了背景。
2025-08-07 astro-ph.SR
Slow ionized wind and rotating disklike system associated with the high-mass young stellar object G345.4938+01.4677
我们报告的检测，使用ALMA，92 GHz的连续谱和氢复合线（HRL）的H40 $α$，H42 $α$，和H50 $β$发射到电离风与高质量的年轻恒星对象G345.4938+01.4677。这是位于与IRAS 16562 $-$ 3959相关的大质量致密分子团中的发光中心主导源。HRL表现出Voigt轮廓，这是Stark加宽的强烈特征。我们成功地再现了所观察到的连续性和HRL同时使用一个简单的模型，在当地的热力学平衡的慢电离风，不需要一个高速组件。洛伦兹线翼意味着平均电子密度为$5\times10^7$ cm $^{-3}$。此外，我们检测到SO和SO $_2$发射所产生的一个紧凑的（$\sim3000$ AU）与中央年轻恒星的分子核心。分子核心表现出垂直于射流轴的速度梯度，我们将其解释为旋转的证据。对G345.4938+01.4677的观测结果表明，它是一颗年轻的高质量恒星，伴随着缓慢的光电离风。
2014-10-15 astro-ph.SR
The drivers of active region outflows into the slow solar wind
从活跃区域边缘流出的等离子体被认为是缓慢太阳风的可能来源。光谱测量表明，这些外流具有增强的元素组成，这是慢风的独特特征。然而，目前的光谱观测没有足够的空间分辨率来区分正在测量的结构或确定流出的驱动因素。高分辨率日冕成像仪（Hi-C）于2018年5月在探空火箭上飞行，并以有史以来最高的空间分辨率（250公里）观察了活跃区域流出的区域。在这里，我们使用Hi-C数据解开与日之出卫星在飞行过程中观察到的外流成分签名。我们发现，有两个组成部分的流出排放：大量的贡献，从膨胀的等离子体，似乎已被驱逐出封闭的环路中的活动区核心，和第二个贡献，从动态活动的活动区斑，与组成签名，反映太阳光球丰度。外流的两个相互竞争的驱动力可以解释缓慢的太阳风的可变成分。
2020-04-16 astro-ph.SR
The Interaction of the Eta Carinae Primary Wind with a Century Old Slow Equatorial Ejecta
我们认为，蓝移和红移成分的流出在数百个AU的大规模的双星系统船底座伊塔的不对称形态可以理解的碰撞的主要恒星风与缓慢膨胀的密集赤道气体。最近对一些禁谱线的高空间观测，例如[Fe III] Aldida 4659，揭示了从Eta Car流出的气体在大约1弧秒（2300 AU）内。蓝移和红移分量的分布是关于中心不对称的，并且它们彼此有很大的不同。蓝移和红移成分的形态与密集的缓慢移动的赤道气体（称为Weigelt blob环境; WBE）的位置相关，这被认为是在1887 - 1895年的小喷发期间喷出的。在我们的模式中，蓝移和红移分量的划分是由主风与西半球边界层碰撞后在赤道面两侧的激波后气流引起的。来自次级恒星的快速风在我们的模型中对这些成分没有作用，它是自由膨胀的主风与WBE碰撞。因为视线倾斜于双星轴，所以两个分量不对称。我们表明，激波后气体也可以解释观测到的强度在[Fe III]的A4659线。
2012-03-13 astro-ph.SR
Solar wind magnetic field background spectrum from fluid to kinetic scales
太阳风在快速和缓慢的流动中是高度结构化的。这两种动力学区域不仅在磁场和等离子体参数的平均值上有显著的不同，而且在它们所传输的涨落类型上也有显著的不同。快风的特点是振幅大，不可压缩的波动，主要是Alfvénic，慢风一般是由较小的振幅和较少的Alfvénic波动，主要是压缩。典型的共转快流具有流界面、快风区和由流尾膨胀边形成的慢稀疏区的特征。移动{在这两个区域之间}，从快到慢的风，我们观察到以下行为：a）在惯性范围内磁波动的功率水平大大降低，保持典型的Kolmogorov标度; b）在质子尺度下，在高频突变之后的大约十年内，谱指数变得越来越平坦，接近-2.7左右的值; c）在较高频率下，在电子定标之前，谱指数保持在-2.7左右，并且{基于可用于$4$共旋转流的适当观测}，功率水平不改变，而与流速无关。所有这些光谱特征，高速流的特点，建议存在一种磁场背景谱。这种光谱对于速度较快和速度较慢的风都是常见的，但是，任何时候观测者穿过将速度较快的风引导到行星际空间的通量管的内部时，湍流和大振幅的阿尔夫文光谱都会叠加到它上面。
2017-08-03 astro-ph.SR
A Steady-State Picture of Solar Wind Acceleration and Charge State Composition Derived from a Global Wave-Driven MHD Model
与快速流相比，在慢速（$<$ 400 km s $^{-1}$）太阳风流中发现的更高的电荷状态支持了慢风起源于封闭的日冕环并通过重连间歇性释放的假设。在这里，我们研究是否一个高度电离的慢风也可以形成沿稳定和开放的磁场线。我们使用AWSoM模型的稳态太阳大气，一个全球磁流体动力学模型驱动的Alfv{é}n波，并应用电离代码来计算电荷状态的演变沿建模的开放场线。这构成了覆盖现实磁场中所有纬度的第一电荷状态计算。的比率$O^{+7}/O^{+6}$和$C^{+6}/C^{+5}$相比，在现场观测，并被发现是较高的慢风，观察到的，但是，他们在两种风类型的预测。建模的离子分数的S，Si和Fe被用来计算线的视线强度，这是比较的EIS观测以上的冕洞。该协议是部分的，并表明所有的电离率都低于预测。假设超热电子的存在，改善了与EIS和ESTA观测的一致性;重要的是，保持了慢风中较高电离的趋势。结果表明，可能存在一种稳定且高度电离的慢风子类。进一步的分析表明，它起源于日冕洞边界（CHB），其中模拟的电子密度和温度高于洞内，导致更快的电离。CHB的这种性质是全球性的，并且得到EUV层析成像的观测支持。
2014-12-29 astro-ph.SR
Limb-Darkened Radiation-Driven Winds from Massive Stars
我们计算了大质量恒星辐射驱动风理论中边缘变暗的有限圆盘修正因子的影响。我们求解了旋转辐射驱动风的一维m-CAK流体动力学方程的所有三个已知解，即，fast、Ω-slow和δ-slow。我们发现，对于快速的解决方案，质量损失率增加了一个因素\sim 10%，而终极速度减少约10%，当与解决方案相比，使用一个有限的磁盘校正因子从一个均匀明亮的恒星。对于另外两种慢解，变化几乎可以忽略不计。虽然临边暗化对风动量-光度关系没有影响，但它会影响合成线廓线的计算和精确风参数的推导。
2012-07-25 astro-ph.SR
Disk formation in oblate B[e] stars
我们调查的可能作用的线驱动的风在拱星包络中的B[e]星，主要的作用的$Ω$ -慢风的解决方案，其特点是一个较慢的终极速度和较高的质量损失率，与标准（m-CAK）风的解决方案。在这项工作中，我们假设两种情况：1）一个球对称的恒星和2）的情况下，考虑扁圆形状，只考虑扁圆校正因子。对于某些值的线力参数（根据以前的作品），我们得到在这两种情况下的赤道和极地密度之间的密度对比$\gtrsim10^{2}$，其特征在于一个快速的极地风和一个缓慢和密集的风时，获得的$Ω$ -慢风的解决方案。所有这些属性时，扁圆校正因子包括在我们的计算得到增强。
2016-10-13 astro-ph.SR
Ultraviolet Line Profiles of Slowly Rotating Massive Star Winds Using the "Analytic Dynamical Magnetosphere" Formalism
最近的大规模分光偏振测量已经确定，一个小的，但显着的大质量恒星主机的百分比稳定，表面偶极磁场的强度为千吉级。这些磁场将密集的、辐射驱动的恒星风引导到星周磁层，其密度和速度结构可以使用风敏感共振线的紫外光谱来探测。结合适当的磁层模型，紫外光谱提供了一个有价值的方式来研究风场的相互作用，并可以产生定量的估计的风参数的磁性大质量恒星。本文系统地研究了具有动态磁层的慢旋转大质量磁性恒星中紫外线共振线的形成。我们配对的解析动力学磁层（ADM）的形式主义与简化的辐射转移技术，以产生合成的紫外线轮廓。使用网格的模型，我们检查的磁层大小，线强度参数，和冷却参数的结构和调制的线轮廓的效果。我们发现，磁性大质量恒星独特地表现出红移吸收在大多数视角和磁层的大小，和显着的变化的形状和变化的线轮廓与不同的线强度可以解释通过检查中描述的ADM形式主义的个别风分量。最后，我们表明，冷却参数对线轮廓的影响可以忽略不计。
2021-06-25 astro-ph.SR
On the transition from Slow to Fast Wind as Observed in Composition Observations
该研究针对太阳风高速与低速分界缺乏严格定义的问题，利用重离子丰度测试两态范式，发现转变速度与重离子质量/电荷态无关且慢于氦丰度指示值，揭示高速风重离子分馏机制及低速风源混合问题，完善了太阳风分类模型。
2024-11-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Analytical Solutions for Radiation-Driven Winds in Massive Stars II: The $δ$-slow Regime
精确的质量损失率和大质量恒星风的终极速度对于从辐射转移计算中获得合成光谱和确定大质量恒星的演化路径是必不可少的。从理论的角度来看，风参数和速度分布的解析表达式将比解决复杂的非线性流体动力学方程组的数值计算具有许多优点。在以前的工作中，我们得到了一个快速风制度的分析描述。现在，我们提出了一个近似表达式的线力的新参数，并获得速度剖面封闭形式的解决方案（在朗伯$W$功能）的$δ$ -慢政权。使用此分析速度分布，我们能够获得基于m-CAK理论的质量损失率。此外，我们还建立了这组新的线力参数与已知恒星和m-CAK线力参数之间的关系。为此，我们计算了网格的数值流体动力学模型，并进行了多元多元回归。数值和我们的描述导致它们的值之间的良好一致性。
2021-04-07 astro-ph.SR
ISOSCELES Project: II. Modelling galactic B-type stars for fast and $δ-$slow wind regimes
Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；Universidad Mayor（马约尔大学）；Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学）；CONICET-UNLP（阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学联合中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
通过光学光谱分析，发现B型超巨星和巨星主要适用δ-慢速风模型，而矮星和亚巨星更符合经典快速风模型，揭示了光度级间的二分性。
2026-06-18 astro-ph.SR
Radiation-driven stellar winds at the fast-slow transition: new hydrodynamic solutions
Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学）；CONICET-UNLP（阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；Universidad Mayor（麦瑟尔大学）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）
本文研究辐射驱动风在快速与δ-慢速过渡区的水动力学解，通过ZEUSS-3D代码计算H I、He I和Si IV的谱线轮廓，发现新的稳定解并探讨其对风结构的影响。
2026-04-17 astro-ph.SR
Differentiating the acceleration mechanisms in the slow and Alfvénic slow solar wind
本研究利用Solar Orbiter与Parker Solar Probe的联合观测，对比慢太阳风与阿尔芬慢太阳风的能量学，发现阿尔芬慢太阳风需波压力梯度驱动，而非阿尔芬慢太阳风可由热压梯度驱动。
2025-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Plasma Properties, Switchback Patches and Low $α$-Particle Abundance in Slow Alfvénic Coronal Hole Wind at 0.13 au
帕克太阳探测器（PSP）的任务提供了一个独特的机会，研究近太阳太阳风比以往任何航天器。在其第四次和第五次与太阳相遇期间，PSP具有相同的轨道轨迹，这意味着在相同的纬度和径向距离测量太阳风。我们确定了两个流测量在相同的日心距离（$\sim$ 0.13 AU）和纬度（$\sim$ -3.5 $^{\circ}$）在这些遭遇，以减少空间演变的影响。通过比较每个流的等离子体，我们确认，他们并不占主导地位的变量瞬态事件，尽管PSP的接近日光层电流片。这两个流是一致的与以前的慢Alfvénic太阳风研究一旦径向效应被认为是起源于南极冕洞边界。我们还表明，这两个流之间的切换属性没有明显的不同。在遭遇5流中观察到低$α$ -粒子丰度（$\sim$ 0.6%），这表明某些物理机制必须作用于冕洞边界风，以导致$α$ -粒子耗尽。我们的观察结果可能的解释进行了讨论，但目前还不清楚是否耗尽发生在释放或风的加速。使用通量管参数，我们注意到在这种低速风中$\sim$ 0.6%的$α$粒子丰度可以对应于1 au处$\sim$ 0.9%的丰度。最后，由于这两个流大致对应于一个之字形补丁的空间范围，我们建议，补丁是冕洞风的独特功能。
2021-06-02 astro-ph.SR
The low-frequency break observed in the slow solar wind magnetic spectra
太阳风磁场和等离子体参数的起伏呈现出典型的湍流功率谱，谱指数在$\sim -5/3$和$\sim -3/2$之间。特别是在$1$ AU，在快速共转流中观测到的磁场谱，在高于典型质子标度的频率下（$\sim 3\times10^{-1}$ Hz的量级）也显示出明显的陡峭，在低于$\sim 10^{-3}$ Hz的频率下，磁场谱向$1/f$方向变平。然而，目前的文献报道的观察低频突破只为快速流。据目前观察，缓慢的溪流没有明显的断裂，这通常是由于缓慢的风间隔时间不够长。实际上，由于从太阳经过的时间较长，慢风湍流将较老，频率突变将相对于快风转移到较低的频率。基于这一假设，我们进行了仔细的搜索，在整个$12$多年的风卫星测量的长期缓慢的风间隔。我们的搜索不仅基于对风速的严格要求，而且基于对湍流波动的磁压缩性和Alfvénicity水平的严格要求，产生了持续时间超过$7$天的$48$慢风流。这一结果使我们能够将我们的研究扩展到足够低的频率，并且在文献中首次能够表明，只要间隔足够长，$1/f$磁谱标度也存在于缓慢的太阳风中。然而，这是不是这种情况下的慢风速谱，保持典型的柯尔莫哥洛夫缩放整个分析的频率范围。在排除了压缩性和Alfvénicity对1/f标度的可能作用后，提出了一种可能的解释，即最近文献中提出的磁振幅饱和。
2019-06-27 astro-ph.SR physics.space-ph
On slow solar wind with high Alfvénicity: from composition and microphysics to spectral properties
阿尔夫维尼波动是太阳风中非常常见的特征，尤其是在快风流的主要部分，而慢风通常不那么阿尔夫维尼波动，变化更大。一般来说，快风和慢风表现出许多差异，从大尺度结构到小尺度现象，包括不同的湍流行为。然而，最近的研究表明，即使是缓慢的风有时也会具有高度的阿尔夫文性，其波动与快速风一样大。本研究致力于介绍这Alfvénic慢太阳风的许多方面，包括例如源区的研究及其与日冕结构、大尺度特性和微尺度现象的联系，以及对光谱特征的影响。这项研究将进行比较分析与典型的慢风和快风。已经发现，快风和阿尔夫维尼亚慢风具有共同的特征，这可能归因于它们相似的太阳起源，即冕洞太阳风。考虑到这些相似性，我们认为在阿尔夫维尼克慢风中，超径向膨胀对较低的速度起着重要作用。将讨论这些新发现对即将到来的太阳轨道器和太阳探测器+任务的相关影响，以及更一般的接近太阳的湍流测量。
2018-12-05 astro-ph.SR physics.data-an physics.plasm-ph
Observational Evidence of S-Web Source of the Slow Solar Wind
本研究通过Solar Orbiter和Hinode/EIS联合观测活动区12967，发现狭窄开放磁场走廊的等离子体上行流是慢太阳风的源区，证实了S-Web理论并揭示了此类走廊对太阳风极端特性的影响。
2023-03-21 astro-ph.SR
Symbolic analysis of slow solar wind data using rank order statistics
我们用秩序统计量分析了慢太阳风速度波动的时间序列数据。我们总共选择了18个数据集，这些数据集是由太阳神飞船在距离太阳0.32天文单位的内日光层测量的。这些数据集对应于1975-1982年，涵盖了太阳活动周期20的结束到活动周期21的中期。我们首先将秩序统计量应用于已知非线性系统的时间序列，然后将分析扩展到太阳风数据。我们发现，在一个活动周期中，控制太阳风速度的基本动力学几乎保持不变。然而，在一个太阳活动周期中，慢太阳风时间序列中的波动在活动周期的最大值之前增加
2011-12-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Dominance of Bursty over Steady Heating of the 4--8 MK Coronal Plasma in a Solar Active Region: Quantification using Maps of Minimum, Maximum, and Average Brightness
表征活动区（AR）日冕加热的一个挑战是将瞬态（突发）环路加热与扩散背景（稳定）加热分开。我们提出了一种方法来量化日冕加热的突发和稳定的组件在AR，应用它的FeXVIII（热94）发射的AR观测SDO/AIA。在24小时周期内，每个像素的最大、最小和平均亮度值产生AR的最大亮度图、最小亮度图和平均亮度图。运行这三个图的集合来自于针对运行20、16、12、8、5、3、1和0.5小时的窗口的每个时间步重复该过程。从每个运行窗口的三个映射中，我们获得了AR的三个相应的亮度光曲线。我们发现：（1）最小亮度图亮度与平均亮度图亮度的时间平均比值随时间窗的减小而增大，最大亮度图亮度与平均亮度图亮度的时间平均比值随时间窗的减小而减小。(2)对于24小时窗口，最小亮度图的光度是平均亮度图光度的5%，这表明AR的hot 94光度中最多有5%来自24小时稳定的加热。(3)在30分钟的运行窗口中，稳定加热的热94光度的上限增加到33%。这就要求在AR中4- 8 MK等离子体的加热大部分是持续时间少于30分钟的爆发：最多三分之一的加热是稳定的30分钟。
2022-11-17 astro-ph.SR
The Wind of Variable C in M33
我们讨论了光谱的变分C在M33的发病前，其目前的增亮和最近的光谱在其目前的“爆发”或光学厚风阶段。这些光谱说明了典型的LBV过渡在明显的光谱类型或温度，其特征在于经典的LBV或S-Dor型的可变性。众所周知，LBV在其最大阶段具有缓慢而密集的风。有趣的是，与具有类似温度的正常热超巨星相比，Var C即使在其炎热的静止阶段也有缓慢的风。它的外流或风速在这两种状态之间也几乎没有变化。
2014-01-21 astro-ph.SR
Peculiar Current Solar-Minimum - Structure of the Heliosphere
在本文中，我审查的3-D演变的结果，在太阳活动周期#23，行星际闪烁（IPS）的观测的基础上，在327 MHz的Ooty射电望远镜。最低峰的太阳风速度和密度湍流的大尺度特征与前一个周期有明显的不同。对太阳风密度湍流的研究结果表明：（1）当前太阳极小期正经历一个低水平的日冕密度湍流，目前的数值比前一个类似阶段低约50%;（2）日冕散射直径在2003年后稳步下降。对太阳风速度的计算结果与两极磁场强度强度和日球电流片的弯曲是一致的。
2011-04-01 astro-ph.SR
The Formation of Heliospheric Arcs of Slow Solar Wind
太阳和日光层物理学的一个主要挑战是了解太阳上远小于1度的高度局部化区域如何成为地球附近跨越20度以上的太阳风结构的来源。太阳的大气层分为磁开放区域，日冕洞，太阳风等离子体自由流出并充满太阳系，以及封闭区域，等离子体被限制在日冕环中。这些区域之间的边界向外延伸的日光层电流片（HCS）。等离子体成分的测量结果表明，HCS附近的太阳风，所谓的慢太阳风，起源于封闭的区域，可能是通过场线开放或交换重联的过程。然而，神秘的是，在远离HCS的地方也经常看到缓慢的风。我们使用高分辨率，三维磁流体动力学模拟计算的冕洞，其几何形状包括一个狭窄的走廊两侧封闭的领域，并在冕洞边界的超颗粒状流驱动的动态。我们发现，这些动力学导致形成巨大的封闭场等离子弧，这些弧从HCS延伸到遥远的地方，在地球上跨越数十度的纬度和经度，解释了缓慢的太阳风观测。
2017-04-26 astro-ph.SR physics.space-ph
Tearing instability and periodic density perturbations in the slow solar wind
与起源于冕洞的快速太阳风相比，慢速太阳风的来源仍然存在争议。通常是间歇性的，富含低FIP元素-类似于在封闭的日冕环中观察到的-缓慢的风可以在头盔流光附近的突发事件中形成。慢风也表现出密度扰动，这已被证明是周期性的，可能与从头盔拖缆尖端喷射出的通量绳有关，如最近帕克太阳探测器（PSP）上的WISPR白光成像仪所示。在这项工作中，我们提出的主要机制控制释放的通量绳是一个流修改撕裂模式在日光层电流片（HCS）。我们使用MHD模拟的太阳风和日冕再现现实的配置和流出周围的HCS。我们发现，这个过程是能够解释长（$\sim 10-20$ h）和短（$\sim 1-2$ h）的时间尺度的密度结构中观察到的缓慢太阳风。这项研究还揭示了慢太阳风的结构，拓扑结构和组成的新的光，并可能在不久的将来，与白光和原位PSP观测。
2020-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
ACE SWICS observations of solar cycle variations of the solar wind
在目前的工作中，我们利用ACE/SWICS现场测量的ICME外的太阳风的属性，以确定是否，以及在何种程度上是太阳风属性受太阳周期的影响。我们专注于质子温度和密度，离子温度和速度差，电荷态分布和相对和绝对元素丰度。我们进行这项工作，将风分为速度箱，以研究不同速度的风如何对太阳活动周期作出反应。我们也重复这项研究，如果可能的话，SWICS测量受库仑碰撞的影响较小的子集。我们发现，除了差速（我们没有足够的测量值）之外，所有风的特性都随着太阳周期的变化而变化。我们的研究结果指向的情况下，慢和快的太阳风被波加速，但来自不同的来源（开放/封闭的磁结构的快/慢风，分别），其相对贡献的变化沿太阳周期。我们还发现，一边的加热和加速的签名，和FIP效应的另一边，表明基于波的等离子体加热，加速和分馏保持活跃的整个太阳周期，但降低其有效性在所有的风，虽然慢风的影响比快的。
2022-01-14 astro-ph.SR
The temporal and spatial scales of density structures released in the slow solar wind during solar activity maximum
在最近的一项研究中，我们利用高度倾斜的日冕中性片来表明，在几个太阳半径（Rs）上径向延伸的密度结构在太阳表面上方约4-5 Rs处形成的缓慢太阳风中释放（Sanchez-Diaz等人，2017）。我们相关的签名，这一形成过程中间歇性的磁重联连续发生以上头盔流光。我们现在利用日地关系天文台（STEREO）的日光层图像映射的空间和时间分布的喷射结构。我们证明，流光经历准周期性的突发活动的同时涌出的小瞬变在大范围的纬度在日冕。这种循环活动导致了明确定义和广泛结构的出现。推导出的轨迹和运动学特性的个人小瞬变，使这些大尺度结构确认其与形成慢太阳风（SSW）。我们发现，这些瞬变释放，平均每19.5小时，同时在所有纬度与典型的径向尺寸为12 Rs。它们的空间分布，释放速率和三维范围被用来估计这种循环活动的贡献，进行向外的SSW的质量通量。我们的研究结果表明，在行星际空间，日光层电流片的全球结构是由一系列的斑点和相关的通量绳。我们用STEREO-A现场测量的一个例子证明了这一点。
2017-11-07 astro-ph.SR
Energy Cascade Rate In Compressible Fast And Slow Solar Wind Turbulence
对太阳风湍流惯性范围内的能量级联率的估算，目前大多是在不可压缩磁流体力学（MHD）理论下进行的。在这里，我们超越了近似，包括等离子体压缩性使用一个简化的形式最近推导出的精确的法律可压缩，等温MHD湍流。利用THEMIS/ARTEMIS航天器在快速和慢速太阳风中的现场数据，我们详细研究了可压缩波动在修正不可压缩MHD模型预测的能量级联率方面的作用。特别是，我们发现，能量级联率：i）放大，特别是在缓慢的太阳风; ii）表现出较弱的波动，在空间尺度上，这导致一个更广泛的惯性范围比以前报道的; iii）具有幂律缩放与湍流马赫数; iv）具有较低的空间各向异性水平。太阳风湍流的其他功能进行了讨论，以及与以前的研究，使用不可压缩或启发式（非精确）可压缩MHD模型的比较。
2016-12-07 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
Slow wind belt in the quiet solar corona
在2020年5月15日太阳轨道器上的Metis日冕观测仪在第24周期的活动最小值期间，在从3.8 $R_\odot$延伸到7.0 $R_\odot$的视野中，安静日冕中的缓慢太阳风带是由沿着日冕电流片运行的缓慢而密集的风流形成的，在径向上加速并达到6.8 $R_\odot$，速度在150 km s $^{-1}$和190 km s $^{-1}$之内，这取决于对日冕等离子体中中性氢原子速度分布的假设。慢速流被高速剪切的薄区域与快速流分开，相对于电流片几乎对称，峰值速度在175 km/s $^{-1}$和230 km/s $^{-1}$之间，处于同一日冕层。讨论了慢风区的密度-速度结构的开放的磁场线，这是已知的准稳态太阳风的速度有关的膨胀因子，并在有关的准分界线层，S-网络，潜在的网站的重联释放到风中的日冕等离子体的存在。根据三维MHD模型计算，导出了表征日冕磁场线的参数。的S-网络被发现与纬度地区的慢风观察到的外日冕，并包围在一个非单调的方式扩展的开放的磁力线薄层。
2023-02-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Wind Dependence on Source Distance from the Open-Closed Boundary
School of Science, University of Newcastle（纽卡斯尔大学理学院）；Department of Mathematical Sciences, Durham University（杜伦大学数学科学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Department of Climate and Space Sciences and Engineering, University of Michigan（密歇根大学气候与空间科学与工程系）
利用两种日冕磁场模型，发现太阳风成分强烈依赖于源磁通量距开闭边界的距离，增强的电荷态比、元素丰度和成分变化集中在边界周围超米粒尺度区域，支持互换磁重联在慢太阳风释放中的关键作用。
2026-06-19 astro-ph.SR
Spectral Slope Variation at Proton Scales from Fast to Slow Solar Wind
我们研究了行星际磁场波动在质子尺度上的光谱斜率的行为，选择高分辨率的时间间隔从风和信使号航天器在$1$ AU和$0.56$ AU，分别。分析是在高速气流的剖面内进行的，从快速风区移动到慢速风区。谱斜率显示出$-3.75$和$-1.75$之间的较大变化性，并且在这两种状态之间逐渐过渡之后，该参数在速度较高的后缘内变得更陡，并且在随后的较慢的风内变得更平坦。谱指数的值似乎完全取决于惯性范围内波动的功率，功率越高，斜率越陡。我们的结果支持以前的分析表明，必须有一些响应的耗散机制的能量传递率沿惯性范围的水平。
2014-08-20 astro-ph.SR physics.space-ph
On Kinetic Slow Modes, Fluid Slow Modes, and Pressure-balanced Structures in the Solar Wind
对太阳风的观测表明，惯性范围内太阳风湍流的压缩分量主要由慢模式控制。太阳风的低碰撞性允许非热特征存活，这表明需要动力学等离子体描述。最小阻尼的动力学慢模式与离子声（IA）波和非传播（NP）模式。我们推导出解析表达式的IA-波的色散关系在各向异性等离子体的框架中的gyrokinetics，然后比较它们的全动力学的数值计算，从双流体理论，和MHD的结果。这种比较表明，在中等到高$β$下，MHD和动力学理论预测的波相速度存在重大差异。磁流体力学和动力学理论还规定，所有的等离子体正常模式表现出独特的签名方面的极化。我们量化的相对振幅的波动在三个最低的粒子速度的时刻与IA和NP模式的gyrokinetic限制，并比较这些预测与MHD的结果和太阳风湍流的原位观测。波偏振的观测结果和我们的MHD预测之间的一致性好于动力学预测，这表明等离子体的行为比预期的更像太阳风中的流体。
2017-05-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Cross Helicity and the Helium Abundance as an in situ Metric of Solar Wind Acceleration
该研究利用28年Wind卫星数据，结合氦丰度与交叉螺旋度，提出新的太阳风分类方案，揭示阿尔芬慢风源于开放场区域，并挑战传统双态范式。
2025-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Direct observations of a complex coronal web driving highly structured slow solar wind
太阳风由从太阳逃逸到日球层的连续带电粒子流组成，并分为快速和慢速分量，快速风从日冕洞内部出现。在黄道面附近，来自低纬度冕洞的快风夹杂着高度结构化的慢太阳风，其来源区域和驱动因素尚不清楚。在这里，我们报告的极紫外线观测，揭示了一个空间复杂的网络磁化等离子体结构，持续相互作用，并重新连接在中间的日冕。日冕白光图像显示，在这些日冕网结构上同时出现了缓慢的风流。利用先进的全球MHD日冕模型，我们证明了观测到的日冕网是磁分界线网（S-web）的直接印记。通过揭示S-网的高度动态部分，我们的观测打开了一扇窗口，进入重要的中冕过程，这些过程似乎在驱动结构化缓慢的太阳风中发挥着关键作用。
2022-11-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Instability constraints for the electron temperature anisotropy in the slow solar wind. Thermal core vs. suprathermal halo
这封信提出了一个先进的参数化的太阳风电子温度各向异性和不稳定性的（双）麦克斯韦核心和（双）卡帕晕人口在缓慢的太阳风的相互作用所造成的结果。大量的观测数据（来自太阳神、太阳神和星团飞行任务）被用来对这些组成部分进行参数化，并建立它们之间的相互关系。的不稳定性显着刺激存在的超温，和不稳定性阈值形状的限制的温度各向异性的核心和晕人口重新陈述的不可恢复的稳定的作用，自生的不稳定性可以发挥约束电子各向异性。这些结果证实了超热电子的一个特殊含义，它比热电子密度小，但温度高。
2017-06-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Observations and models of slow solar wind with Mg9+ ions in quiescent streamers
静止流光的特征是一个特殊的紫外线特征，正如SOHO上的紫外线和日冕光谱仪（UNOPS）的观测结果所指出的那样：重离子发射线（如OVI）的强度显示相对于边缘较暗的核心。以前的模型表明，重离子流发射的结构与流腿处的慢太阳风的加速区域和流芯中的重力沉降过程有关。太阳活动极小期日冕流光中Mg ~（9+）离子极紫外辐射的观测结果是由Udron仪器首次报道的。Mg X 625 A的发射比OVI 1032 A的发射小一个数量级，需要更长的暴露时间才能获得统计学显著的结果。在这里，MgX日冕观测进行了分析和比较，第一次，在氢和OVI排放的太阳最小流光结构。我们采用2.5D三流体模型，以前开发的研究的性质的O 5+离子的流光，并计算第一次的密度，温度，和流出结构的Mg 9+离子在太阳极小流光。Mg 9+离子加热的经验径向加热功能的约束下观察的动力学离子温度从MgX发射线轮廓。Mg 9+密度、温度和流出速度的详细结构由库仑动量和能量交换以及在流注的三流体模型中与电子和质子的电磁相互作用确定。该模型的结果是在良好的定性协议与观测，并提供见解的磁结构的流光，慢太阳风源，重离子的相对丰度之间的可能联系。
2012-11-26 astro-ph.SR
Rotational evolution of slow-rotator sequence stars. II. Modeling the wind braking and the rotational coupling in the entire mass range of solar-like stars
Università di Catania（卡塔尼亚大学）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
本研究通过建模太阳类恒星的旋转演化，提出了一种基于动量矩的风制动定律，揭示了质量依赖的旋转耦合时间尺度。
2025-12-14 astro-ph.SR
The Temperature Anisotropy and Helium Abundance Features of Alfvénic Slow Solar Wind Observed by Parker Solar Probe, Helios, and Wind Missions
本文利用PSP、Helios和Wind数据统计分析高度阿尔芬尼化慢速太阳风的温度各向异性与氦丰度，发现其近太阳普遍存在、呈U形速度分布并含低速群体，且与快速太阳风源区不完全相同。
2025-06-05 astro-ph.SR physics.space-ph
The State of the Solar Wind, Magnetosphere, and Ionosphere During the Maunder Minimum
直接观测和各种数据集的重建都表明，蒙德极小期（MM）期间的条件与太空时代完全不同。利用磁流体模型，我们开发了一套可行的解决方案，以推断在此期间的太阳风的属性。此外，我们使用这些结果来驱动全球磁层模型。最后，使用2008/2009年太阳极小期作为MM条件的上限，我们使用国际参考电离层（ILI）模型的结果来推测电离层的状态。结果描述了行星际，磁层和电离层的条件，与今天有很大的不同。举例来说：（1）太阳风密度和磁场强度低了一个数量级;（2）地球的磁层顶和激波间隔距离大了两倍;（3）电离层中的最大电子密度大大降低。
2018-03-19 astro-ph.SR physics.space-ph
