The Plasma $β$ in quiet Sun Regions: Multi-Instrument View
本研究联合多台天基与地基观测设备，结合模型测定了宁静太阳区域从光球到日冕不同高度的等离子体$β$，验证了其分布规律，为研究日冕底部等离子体动力学提供基础。
2024-01-31 astro-ph.SR
Plasma flow vs. magnetic feature-tracking speeds in the Sun
我们模拟的磁特征跟踪（MFT）的速度，在一维和二维的平流扩散传输模型。通过沉积在不同纬度的太阳表面的磁双极区，并按照它们的演变为一个规定的纬向环流和磁扩散率的配置文件，我们得出的MFT速度作为纬度的函数。我们发现，在一个一维的表面输运模型中，模拟的MFT速度在表面上总是相同的纬向流的速度作为输入的模型，但在纬向（r，θ）平面的二维输运模型是不同的。这种差异取决于磁扩散率的值和纬向速度的径向梯度。我们已经证实了我们的结果与两个不同的代码在球坐标和笛卡尔坐标。
2011-07-24 astro-ph.SR
Sunward Flows in the Magnetosheath Associated with Magnetic Pressure Gradient and Magnetosheath Expansion
该研究通过航天器观测，发现磁鞘中由磁压力梯度力驱动的磁力线膨胀，在极低β等离子体中引起了太阳向流动，并验证了加速度与磁压力梯度力的一致性。
2025-04-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Corrections to linear mixing in binary ionic mixtures and plasma screening at zero separation
利用广泛的蒙特卡罗模拟的结果，我们讨论了强耦合二元离子混合物的线性混合规则的修正。我们分析了强耦合二元混合物中两种离子（类型j= 1，2和k= 1，2）在零分离时的等离子体屏蔽函数H_{jk}（0）。函数H_{jk}（0）通过两种方法估计：（1）从大分离和零分离下的亥姆霍兹库仑自由能的差;（2）通过将H_{jk}（x）的Widom展开式以电子距离x的幂拟合到径向对分布函数g_{jk}（x）上的Monte Carlo数据。这些方法被证明是在良好的协议。为了说明，我们分析了等离子体屏蔽增强致密恒星物质的核燃烧速率。
2009-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Diffraction of light by the gravitational field of the Sun and the solar corona
我们研究了太阳引力透镜（SGL）的静态球对称引力场的太阳-建模内的第一后牛顿近似的广义相对论-和太阳日冕-建模为一个通用的，稳态的，球对称的自由电子等离子体的综合影响下的光学性质。为此，我们考虑太阳附近的单色电磁波（EM）的传播，并开发一个米氏理论，占太阳的引力场和自由电子等离子体在扩展的太阳系的折射特性。我们建立了边值问题的紧凑、封闭形式的解，该解将先前已知的结果扩展到重力和等离子体都存在的新区域。依靠波动光学的方法，我们考虑了三个不同的区域的SGL的实际重要性，包括阴影区直接在太阳后面，该区域的几何光学和干涉区域。我们证明了太阳等离子体的存在会影响入射非偏振光的所有特性，包括电磁波的传播方向、振幅和相位。我们表明，太阳等离子体的存在导致减少的SGL的光放大和扩大其点扩散函数。我们还表明，波长相关的等离子体效应是重要的，在射频，在那里它大大降低了SGL的放大因子，也是它的角分辨率。然而，对于光学和更短的波长，等离子体对EM波的贡献小得可以忽略，使得SGL的无等离子体光学特性几乎不受影响。
2019-01-30 astro-ph.SR gr-qc physics.plasm-ph
Nuclear fusion reaction rates for strongly coupled ionic mixtures
我们分析了等离子体屏蔽对由一种或两种类型的原子核组成的致密物质中的核反应速率的影响。我们进行半经典计算的库仑势垒穿透考虑到径向平均场电位的等离子体离子。平均场势是从大量的蒙特卡罗计算的结果中提取的径向对分布函数的离子在二元离子混合物。我们计算的反应速率在很宽的范围内的等离子体参数和近似这些速率的分析表达式，预计将适用于多组分离子混合物。此外，我们分析了伽莫夫峰能量的反应离子在各种核燃烧制度。为了说明，我们研究核燃烧的C-O混合物。
2009-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ionized Plasma and Neutral Gas Coupling in the Sun's Chromosphere and Earth's Ionosphere/Thermosphere
我们回顾我们的理解电离等离子体和中性气体耦合在弱电离，分层，电磁渗透区域的太阳的色球层和地球的电离层/热层。使用代表性的模型，为每个环境中，我们得到的基本描述的组成部分相互耦合和电场和磁场，我们检查的电离组件的磁化强度的变化。利用这些描述，我们比较了两种环境中的相关现象，并讨论了电流，能量转移和耗散。我们提出了一个耦合的等离子体不稳定性的理论和数值研究，在这两个环境中，作为一个例子，如何色球层和电离层社区可以进一步合作。我们还建议未来的合作研究，这将有助于提高我们对这两种不同大气的理解，这两种大气有许多相似之处，但在关键数量上存在很大差异。
2016-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the plasma flow inside magnetic tornadoes on the Sun
瑞典1米太阳望远镜（SST）和太阳动力学观测台（SDO）的高分辨率观测揭示了从太阳表面延伸到色球层和日冕的旋转磁场结构。这些所谓的磁龙卷风主要是在Ca II 854.2 nm线核心（也称为色球漩涡）的旋转等离子体环或螺旋中检测到的。详细的数值模拟表明，观测到的色球等离子体运动是由磁场结构的旋转引起的，而这些结构又是由其足点处的光球涡旋流驱动的。在适当的条件下，两个涡流系统相互叠加。我们把从低光球层延伸到对流区的低层涡旋称为粒间涡旋流（IVF）。一旦磁场结构与IVF共同定位，旋转被介导到上层大气中，并产生大气涡流（AVF，或磁龙卷风）。与Shelyag等人最近的工作相反，我们证明了在模拟的磁龙卷风中粒子的轨迹确实是螺旋形的，并认为轨迹的性质决定性地取决于在大气中的位置和磁场的强度。
2014-06-27 astro-ph.SR
Comparative Analyses of Plasma Properties and Composition in Two Types of Small-Scale Interplanetary Flux-ropes
行星际小尺度磁通量绳（SIMFR）的起源以及SIMFR与磁云（MC）的关系至今仍存在争议。在这项研究中，收集了两个SMIFR群体，即，源自太阳的SIMFR（SIMFR-SUN）和源自太阳风的SIMFR（SIMFR-SW）。我们定义SIMFR-SUN（SIMFR-SW）为包含（排除）逆流超热电子并远离（接近）日球电流片的SMIFR。通过对1998年2月至2011年8月ACE观测到的52个SIMFR-SUN和57个SIMFR-SW事件进行无力磁绳模型拟合，验证了SIMFR-SUN和SIMFR-SW事件的有效性。使用的方法，有关的测量，其空间位置内的磁通绳，一个比较调查的等离子体和成分特性内的两个人口SIMFR。结果表明，两类SIMFR具有明显的差异。与SIMFR-SW相比，SIMFR-SUN具有类似于MC的特征，具有较低的中心质子密度、较高的Vrad、较高的低FIP元素丰度、较高且波动较大的平均离子电荷态和与低电晕加热有关的离子电荷态比。此外，SIMFR-SUN内部离子电荷态分布向阳侧高于地球侧，这可能是由耀斑加热引起的。此外，SIMFR-SUN和MCs都显示出血浆β与He/P趋势之间的反相关性。这些特征表明SIMFR-SUN和MC很可能具有相同的起源。这项研究支持SIMFR的两个来源，即，日冕和太阳风。
2020-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Inference of chromospheric plasma parameters on the Sun
通过强吸收线可以很好地观测到太阳色球层。我们推断的色球等离子体的物理参数，从这些线使用多层光谱反演。这是一种新的光谱反演技术。我们假定大气层是由有限层数组成的。在每一层中，吸收轮廓是恒定的，并且源函数以恒定的梯度随光学深度而变化。具体地说，我们考虑了一个三层模型的辐射转移，其中最低层被确定与光球层和两个上层被确定与色球层。光球层中的吸收轮廓由Voigt函数描述，色球层中的轮廓由高斯函数描述。这个三层模型由13个参数完全指定。四个参数可以固定为规定值，一个参数可以通过分析卫星光球线来确定。其余8个参数是从约束最小二乘拟合确定的。利用古德太阳望远镜（GST）的快速成像太阳光谱仪（FISS）在宁静区拍摄的H $α$和Ca II 854.21 nm谱线的光谱数据，进行了多层光谱反演。我们发现，我们的模型成功地适合大多数观察到的配置文件，并产生定期的模型参数的地图。这两条线的多普勒宽度推断的组合产生合理的估计的温度和非热的速度在色球层。我们的结论是，我们的多层反演是有用的，以推断色球等离子体参数的太阳。
2020-06-22 astro-ph.SR
Plasma Waves near the Electron Cyclotron Frequency in the near-Sun Solar Wind
基于帕克太阳探测器数据，研究近太阳太阳风中电子回旋频率附近的等离子体波，识别出静电哨声模波和电子伯恩斯坦波，并发现其与电子热通量调节及低湍流近径向磁场相关。
2024-04-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetohydrostatic modeling of AR11768 based on a SUNRISE/IMaX vector magnetogram
上下文高分辨率的磁场测量通常只在太阳光球层中进行。像色球层和日冕这样的高层可以通过向上外推光球层的磁场来模拟。在日冕中，等离子体力可以忽略，洛伦兹力消失。在上层光球层和色球层中，磁性和非磁力是同等重要的。解决这个问题的一种方法是用磁流体静力学（MHS）模型自洽地计算等离子体和磁场。目标。我们的目标是推导出磁场，等离子体的压力和密度的AR 11768通过应用新开发的外推技术的日出/IMaX数据。方法.采用优化方法对MHS进行建模。初始条件由非线性无力场（NLFFF）和重力层结大气组成。结果在非无力层，这是空间上解决了新的代码，洛伦兹力有效地平衡的气体压力梯度力和重力。在强场区，气压和密度都是亏损的，这与观测结果是一致的。然而，在有源区边缘的某些部分也观察到更致密的等离子体。在色球层中，纤维状等离子体结构很好地跟踪磁场。在日出/SuFI 3000 { $Å$ }图像中的亮点通常伴随着等离子体压力和电流浓度。此外，MHS场线与所选色球纤维之间夹角的平均值为$11.8^\circ$，小于由NLFFF模型（$15.7^\circ$）和线性MHS模型（$20.9^\circ$）计算的结果。这表明，MHS解决方案提供了一个更好的代表性的磁场在色球层。
2020-05-28 astro-ph.SR
Kinetic turbulence in space plasmas observed in the near-Earth and near-Sun solar wind
当强迫尺度远大于耗散尺度时，湍流在任何应力流中发展。在中性流体中，它由物理空间中的混沌运动组成，但在傅立叶空间中具有普适的能谱。间歇性（波动的非高斯统计）是另一个一般性质，它与相干结构的存在有关。空间等离子体也是湍流的。在这里，我们专注于动力学等离子体尺度，这还没有得到很好的理解。我们解决了以下基本问题：（1）在动力学尺度上的湍流涨落是否形成一个普适谱？（2）波动的性质是什么？利用对太阳风的测量，我们发现在距太阳0.3，0.6和0.9天文单位处的动力学湍流磁谱与距地球轨道1天文单位处的动力学湍流磁谱具有相同的形状，表明了这种现象的普遍性。形成该光谱的波动通常是倾向于产生磁丝的非线性相互作用的涡流。
2020-04-02 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Spectrum of kinetic plasma turbulence at 0.3-0.9 astronomical units from the Sun
我们研究了太阳风中湍流的光谱特性，太阳风是一种弱碰撞的天体物理等离子体，可以进行现场观测。使用太阳神搜索线圈磁强计测量在快速的太阳风，在内日球层，我们专注于在尺度小于离子特征尺度的湍流磁波动的属性，所谓的动力学等离子体湍流。在这样的小尺度下，我们发现，从太阳0.3和0.9 AU之间的磁功率谱具有通用的形状$\sim f^{-8/3}\exp{(-f/f_d)}$的耗散频率$f_d$与多普勒频移$f_{ρe}$的电子拉莫尔半径。该行为具有统计学显著性：所有观察到的动力学光谱均通过该模型（使用$f_d = f_{ρe}/1.8$）进行了良好描述。结果表明，电子回旋半径在太阳风中起着耗散尺度的作用，标志着电磁级联的结束。
2021-12-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the Relaxed States in the Mixture of Degenerate and Non-Degenerate Hot Plasmas of Astrophysical Objects
结果表明，一个相对论热电子组件的小污染可以诱导一个新的规模（结构形成）的离子简并电子等离子体组成的系统。在数学上，这个额外的尺度长度是增加准平衡Beltrami-Bernoulli状态的指数，这些状态已被调用来模拟几个感兴趣的天体物理系统。这两种电子，由于其相对论有效质量的不同来源，表现为两个不同的组件（每个都有自己的保守螺旋），并增加了丰富的准平衡态。由系统的具体参数决定，新的宏观尺度长度（比短的内在尺度长度（趋肤深度）大得多，通常比系统尺寸短得多）为能量转换开辟了新的途径。
2019-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar wind density turbulence and solar flare electron transport from the Sun to the Earth
太阳耀斑加速的电子束从太阳传播出去，可以与行星际湍流介质相互作用，产生等离子体波和III型射电辐射。这些电子束在地球附近被探测到，具有双幂律能谱。我们模拟电子束从太阳到地球的弱湍流制度考虑到自洽产生的等离子体波和随后的波与密度波动的相互作用，从低频MHD湍流。由不稳定电子束引起的等离子体波的速率被背景密度波动降低，当波动具有大幅度或小波长时最剧烈。这种对等离子体波的抑制改变了波的分布，从而改变了电子束的传输。假设5/3 Kolmogorov型功率密度谱的波动经常观察到的地球附近，我们调查相应的能量谱的电子束后，它已经传播了1 AU。我们发现双幂律谱低于破缺能量和背景等离子体的湍流强度之间的直接相关性。对于初始光谱指数为3.5，我们发现一个范围内的光谱低于1.6-2.1之间的断裂能量，与较高的湍流水平对应于较高的光谱指数。
2010-07-29 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Spatial distribution and statistical properties of small-scale convective vortex-like motions in a quiet Sun region
本文分析了位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜对宁静的太阳网间区域的高分辨率观测。我们通过计算时间序列图像上小尺度结构的水平自行来确定太阳光球区小尺度涡旋运动的位置。这些等离子体对流驱动的漩涡运动与以下两个方面有关：（1）下降气流（通常解释为对应于等离子体冷却并因此返回到可见光球层以下的内部的位置），以及（2）水平速度矢量收敛到中心点。下沉核被证明是被动浮子追踪等离子体流向每个漩涡中心的最终目的地。对于这里分析的两个时间序列，我们确定这些事件的发生分别为1.4 x 10^（-3）和1.6 x 10^（-3）涡旋Mm^（-2）min^（-1）。
2011-05-12 astro-ph.SR
On the extrapolation of magneto-hydro-static equilibria on the sun
模拟太阳光球层和日冕之间的界面区域是具有挑战性的，因为磁场和等离子体力的相对重要性变化了几个数量级。虽然日冕可以用无力假设来模拟，但我们需要注意光球层和色球层中的等离子体力（压力梯度和重力），这里是在磁流体静力学（MHS）模型中。我们利用最优化原理求解MHS方程，并以矢量磁图作为边界条件。通过用两个新的基本变量替换正压和密度来确保它们。在优化过程中引入洛伦兹力来更新底部边界上的等离子体压力，使得新的外推方法在没有光球层压力测量的情况下也能有效地进行。我们的代码进行了测试，使用线性MHS模型作为参考。从详细的分析，我们发现，新开发的MHS外推恢复参考模型在高精度。然而，MHS外推法在数值上比非线性无力场（NLFFF）外推法更昂贵，因此应将其应用限制在等离子体力变得重要的区域，例如在光球层上方约2 μ m的层中。
2018-10-12 astro-ph.SR
Inevitable consequences of ion-neutral damping of intermediate MHD waves in Sun-like stars
在太阳大气的背景下，我们重新研究中性和电离物质的作用，在耗散的有序能量的中间模式MHD波成热。我们解决守恒方程的流体动力学和氢和氦电离阶段，沿封闭管的磁场。首先，我们研究了日冕加热突然停止的条件下日冕等离子体的演变。我们发现，冷（$< 10^5$ K）结构形成持续数小时。中等振幅的MHD波可以通过离子中性碰撞加热等离子体，具有足够的能量率以支持等离子体对抗重力。然后我们从较冷的大气开始研究计算。计算表明，热的（$> 10^4 $）K长（$>$几μ m）等离子体管也是以同样的机理产生的。我们推测这些解决方案的相关性，以观察到的太阳和类似的恒星，其大气层中渗透着新兴的磁场和对流搅拌的属性。也许这个基本过程可能有助于解释太阳过渡区中“冷环”的存在以及过渡区线的广泛组成部分的产生。从这样一个简单的，也许是不可避免的机制产生电离氢可能是一个重要的一步，寻找更复杂的机制，需要产生温度超过10 $^6$ K的日冕，独立于恒星的金属丰度。
2020-08-08 astro-ph.SR
Center-limb dependence of photospheric velocities in regions of emerging magnetic fields on the Sun
本文研究了太阳表面出现磁场区光球等离子体流的垂直速度和水平速度之比。我们利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的数据，对磁通量超过10^21 Mx的83个活动区出现后的最初几个小时内的光球速度进行了研究。正在调查的新兴磁通量是从现有磁场的扩展集中分离出来的;它们具有不同的空间尺度，位于离太阳盘中心不同的距离处。我们发现，在第一个12小时内，伴随活动区磁场出现的最大负多普勒速度的值随着日心角的增加而非线性增加。这一结果表明，在活动区出现的最初几个小时内，等离子体外流的水平光球速度高于等离子体上升流的垂直光球速度。在新兴的活动区的网站上的水平速度分量超过了安静的太阳对流。速度和总磁通量的最大值之间的比较没有揭示任何关系。
2011-02-03 astro-ph.SR
Accurate Diffusion Coefficients for Dense White Dwarf Plasma Mixtures
扩散系数是模拟白矮星演化的基本微观物理输入，因为它们影响结晶和沉积热源的相分离。计算扩散系数的现有方案在弱耦合（$Γ\ll 1$）下是准确的，但在强耦合液体状态（$1 \lesssim Γ\lesssim 200$）下它们具有大到两倍的误差。利用现代分子动力学程序，可以精确地确定选定系统中的扩散系数，其精度可达100%。在这项工作中，我们开发了一个理论上的动力定律的扩散系数的工作范围广泛的参数典型的白矮星内部。我们进行分子动力学模拟的纯系统和两个混合物，分别模拟一个典型的质量的C/O白矮星和一个更高质量的O/Ne白矮星，并解决了几个微量富中子核素的扩散系数。我们适合的纯系统的模型，并提出了一个物理动机的混合物的推广。我们表明，这种模型是准确的，大约15%相比，分子动力学的条件下，典型的白矮星的许多个别元素，是直接实施的恒星演化代码。
2022-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic fields and plasma heating in the Sun's atmosphere
本研究利用 DKIST/ViSP 并结合 SDO、IRIS 数据分析单极网络磁场与多温度等离子体加热的关系，发现超米粒尺度以下二者无显著相关，否定了若干基于可识别双极场的加热模型。
2023-11-02 astro-ph.SR
Magnetic connections across the chromosphere-corona transition region
对冷色球层（$\le 10^4$ K）和热日冕（$\ge 10^6$ K）之间太阳发射的等离子体有许多不同的解释。在这里，我们看看这个过渡区（TR）等离子体的磁结构，根据石川等人最近发表的CLASP 2数据的影响，和较早的平静区IRIS和SDO数据。Ishikawa等人发现，在低等离子体- $β$条件下的下过渡区中形成的\ion{Mg}{2}共振线的核心中，大面积的太阳黑子斑是磁单极的。在这里，我们表明，IRIS图像中的线核心的原纤维，以及与覆盖的冠状环段在SDO的171毫米通道中看到。当活动区的TR辐射来自与日冕磁热连接的等离子体时，线芯可以为扩展到日冕的无力计算提供第一个可信的磁边界条件。我们还重新审视IRIS图像的动态TR冷却回路以前报道的一个主要贡献者从安静的太阳过渡区发射。动态冷环只占安静太阳总TR辐射的一小部分。
2021-04-15 astro-ph.SR
Crystallization of classical multi-component plasmas
本文发展了一种计算经典、理想、多组分等离子体中液-固相变平衡性质的方法。我们的方法是一个半解析计算，依赖于扩展的精确拟合公式可用于一个，两个和三个组件的等离子体的情况下，与任意数量的组件的等离子体。我们将我们的结果与Horowitz，Berry和Brown（Phys. Rev. E，75，066101，2007）的结果进行了比较，他们使用分子动力学模拟来研究与吸积中子星的海洋-地壳边界相关的17种混合物的化学性质，在该点上，一半的混合物已经固化。考虑到与Horowitz等人相同的初始组成，我们能够以良好的精度再现半冰点下的液体和固体成分;我们发现大多数物种的丰度在模拟值的10%以内。我们的方法允许复杂的混合物的相图进行探索比可能的数值模拟更彻底。我们简要地讨论了吸积中子星的液固边界的性质的影响。
2010-02-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Effects of partial ionization on magnetic flux emergence in the Sun
本文通过三维单流体MHD模拟比较完全电离与部分电离情形，揭示部分电离如何改变太阳磁通量浮现、磁场结构、磁通量、冷却及不稳定性爆发。
2023-05-31 astro-ph.SR
Direct Imaging of a Prolonged Plasma/Current Sheet and Quasiperiodic Magnetic Reconnection on the Sun
本研究利用GST和SDO/AIA的高分辨率观测，首次对太阳上持续约20小时的等离子体/电流片及准周期磁重联直接成像，证实了太阳爆发的breakout模型，为日冕能量释放研究提供新依据。
2024-07-15 astro-ph.SR
Photospheric downward plasma motions in the quiet-Sun
我们分析分光偏振数据采取与日之出航天器在安静的太阳区域在磁盘中心。扭曲的红移斯托克斯$V$配置文件被发现显示出的特性的演变，总是遵循相同的相位序列。我们研究了这些事件的统计特性，使用分光偏振数据从Hinode/SP。我们还研究了上层光球和低色球层使用Mg i b2和Ca ii h数据从Hinode。最后，我们应用SIRGAUSS反演码的偏振数据，以推断大气层结的物理参数。我们还得到了这些物理参数考虑到动力学项的运动方程。Stokes V剖面显示了一个以四个不同时间步长演变的凹凸，整个过程持续108秒。斯托克斯I显示出强烈弯曲的红色翼，连续信号在晶间通道内显示出亮点。这个亮点与Mg i b2线的强红移和Ca ii h图像中的明亮特征相关。从斯托克斯轮廓反演得到的模型比平均安静的太阳模型更热，垂直磁场配置和场强在KG值的范围内。它还提出了一个高斯扰动的LOS速度分层，其中心随着时间的推移，移动到更深的层。我们研究了一种特殊类型的事件，它可以被描述为热等离子体的等离子体团，它从光球的顶部向下移动，放置在颗粒间的通道上，并且总是与强磁场浓度有关。我们认为，这种等离子体团的起源可能是一个磁重联，是发生在色球层。
2014-05-07 astro-ph.SR
Photospheric Velocity Structures during the Emergence of Small Active Regions on the Sun
我们研究了两个小活动区NOAA 9021和10768出现时太阳光球层中的等离子体流。利用SOHO/MDI观测资料，发现在活动区形成的初期就出现了较强的等离子体上升流，最大上升流速度分别为-1650和-1320 m/s。上升流增强结构的直径约为8 μ m，存在时间为1-2小时，上升流增强结构的参数与大活动区NOAA 10488的参数一致，这可能表明在活动区形成的最早阶段出现的初级新兴磁回路可能具有相似的性质，无论活动区的规模如何。将观测结果与磁通量出射的数值模拟结果进行了比较，结果显示出惊人的一致性。我们发现，等离子体上升流的驱动力首先是气压梯度，然后是磁压梯度。
2017-04-08 astro-ph.SR
Spectroscopic evidence of cool plasma in quiet Sun HRIEUV small scale brightenings
本研究结合HRIEUV、SPICE、EIS与AIA观测，对宁静太阳11个小尺度EUV增亮进行温度和密度诊断，发现其主要为色球层和过渡区冷等离子体，难以达到日冕温度。
2024-05-17 astro-ph.SR
Properties of magnetohydrodynamic modes in compressively driven plasma turbulence
我们研究磁流体动力学（MHD）本征模式的性质，通过将MHD模拟的数据分解成线性MHD模式-即Alfven，慢磁声和快磁声模式。我们用螺线管和压缩驱动的混合物驱动湍流，同时改变阿尔芬马赫数（MA）、等离子体β和从亚音速到跨音速的音速马赫数。我们发现，模式混合中的快，慢模式的比例增加，增加压缩力。磁声模式的这一比例也可以成为模式混合中的主要部分。利用结构函数分析了模式的各向异性。Alfven模各向异性与Goldreich-Sridhar理论一致。当我们从低到高MA时，我们发现从弱到强的Alfvenic湍流的过渡。慢速模式属性类似于Alfven模式。另一方面，各向同性性质的快模式的情况下，其中快模式是一个显着的分数的模式混合验证。快模行为在从低MA到高MA的过程中没有表现出任何转变。我们发现有迹象表明，有一些不同的模式之间的相互作用和主导模式的属性可以影响较弱的模式的属性。这项工作确定的条件下，磁声模式可以是一个主要部分的湍流天体物理等离子体，包括制度的弱湍流。讨论了宇宙线输运和磁重联的重要天体物理意义。
2020-05-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Propagating brightenings in small loop-like structures in the quiet Sun corona: Observations from Solar Orbiter/EUI
在太阳极紫外（EUV）图像中观察到的增亮通常被解释为在过渡区或日冕温度下发生的微米或纳米耀斑的特征。太阳轨道飞行器上的极紫外线成像仪（EUI）最近的观测显示，在安静的太阳日冕中，这种亮度（称为篝火）最小。从2020年5月30日开始，以约400 km的分辨率分析太阳上的EUI 174数据，节奏为5 s，我们在这里报告了一些情况，这些篝火沿着其明显的小（3-5 Mm）环状结构表现出传播特征。测量的传播速度通常在25 km s $^{-1}$和60 km s $^{-1}$之间。如果假设环形等离子体的温度为一百万开尔文，那么这些视在的运动将比局部声速慢。此外，这些增亮表现出非平凡的传播特性，如分叉，合并，反射和重复等离子体喷射。我们认为，这些功能是这些小尺度的磁结构的内部动力学的表现，并可以提供重要的见解的动态响应（$\sim$ 40秒）的环路等离子体的加热事件，以及到加热事件本身的位置。
2021-11-15 astro-ph.SR
Inward Propagating Plasma Parcels in the Solar Corona: Models with Aerodynamic Drag, Ablation, and Snowplow Accretion
虽然太阳风主要从太阳向外流动到行星际空间，但有时也会观察到小规模的等离子体流入。STEREO-A航天器上的COR 2日冕探测器在7至12个太阳半径的日心距离处探测到了极冕洞内传的密度波动，这些波动似乎在靠近太阳时大大减速。线性磁流体动力学波的模型还不能解释这些减速模式，所以最近人们把它们解释为来自磁重联日冕部位的喷流。在本文中，我们开发了一系列的离散等离子体包裹的动力学模型，目的是更好地了解所观察到的减速趋势。我们发现，具有恒定质量的包裹不像所观察到的流动，也没有包裹经历烧蚀质量损失。然而，如观察到的那样，以雪犁状方式吸积质量的包裹可以变得减速。我们还外推OMNI在原位数据到所谓的阿尔芬表面，发现所观察到的包裹的初始发射点可能往往高于这个临界半径。换句话说，为了使包裹流回太阳，它们的初始速度可能有点非线性（即，超阿尔文），因此，包裹体可能与结构，如冲击，射流，或剪切不稳定性。
2021-03-22 astro-ph.SR
Thermodynamic properties of small flares in the quiet Sun observed by H$α$ and EUV: plasma motion of the chromosphere and time evolution of temperature/emission measure
本研究结合多台太阳观测设备数据，分析25例宁静太阳小耀斑的热性质，发现其存在Hα红移增亮、热参数符合标度律、温峰早于密峰等特征，证实色球蒸发/凝聚对其热性质的关键作用。
2023-04-24 astro-ph.SR
The Horizontal Component of Photospheric Plasma Flows During the Emergence of Active Regions on the Sun
利用SOHO/MDI资料分析了太阳光球活动区磁通量出现的最初几个小时内水平等离子体流的动力学。四个活跃的地区出现在太阳边缘已被认为是。已经发现，具有不同符号的多普勒速度的扩展区域形成在水平速度场中的磁通量出现的第一个小时。观察到的流动与出现的磁通量直接相关;它们在活动区出现之初形成，并持续几个小时。所观察到的流动的多普勒速度逐渐增加，并在磁通量出现开始后4-12小时达到峰值。平均多普勒速度（在+/-500 m/s等值线内）和最大多普勒速度的峰值分别为800-970 m/s和1410-1700 m/s。观测到的多普勒速度大大超过光球磁通量外边界的分离速度。检测到的不对称性之间的速度结构的领先和跟随极性。多普勒速度结构位于领先的磁极性的区域更强大，存在的时间比在以下的极性区域。相反符号的速度结构之间的多普勒速度不对称性在羽化后很快达到峰值，然后在7-12小时内逐渐下降。平均和最大多普勒速度的不对称峰值分别达到240-460 m/s和710-940 m/s。本文给出了光球等离子体可观测流动的解释。
2012-12-16 astro-ph.SR
Effective Potential and Interdiffusion in Binary Ionic Mixtures
我们计算的互扩散系数在两个组件，弱或强耦合离子等离子体（气体或液体，由两个离子物种浸入到一个中和电子背景）。我们使用Baalrud和Daligaut最近提出的有效势方法[PRL，110，235001，（2013）]。它使我们能够扩展标准的Chapman-Enskog程序计算的互扩散系数的情况下，强库仑耦合。我们计算了几种离子混合物的二元扩散系数，并将其拟合为广义库仑对数的方便表达式。这些拟合涵盖了从弱到强库仑耦合的广泛等离子体参数。它们可以用来模拟离子在普通恒星以及白矮星和中子星中的扩散。
2014-09-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The high helium abundance and charge states of the interplanetary CME and its material source on the Sun
确定日冕物质抛射（CME）中物质的来源和理解CME的发生机制是太阳和空间物理学中的基本问题。与等离子体成分有关的参数，例如电荷状态和He丰度（\ahe），对于源自太阳上不同过程或区域的等离子体可能不同。因此，研究CME成分的现场测量与太阳活动之间的关系至关重要。我们研究了2014年9月10日爆发的CME，与X1.6耀斑相关，通过分析AIA成像和IRIS光谱观测及其由Wind和ACE检测到的原位特征。我们发现，在缓慢膨胀和强度增加的S形，等离子体温度为9 MK，更高，首先出现在S形的脚点，与色球增亮。然后高温区沿乙状结肠延伸。IRIS观测证实了这种延伸是由热等离子体上升流的输送引起的。我们的研究结果表明，色球物质可以加热到9 MK，以上，色球蒸发在S形脚点耀斑爆发前。被加热的色球物质可以输运到S形结构中，并为CME提供质量。上述CME大量供应情景为在相关ICME中检测到高电荷状态和升高的\ahe \提供了合理的解释。观测结果还表明，准稳态演化的先驱相是由磁重联之间的上升磁通绳和上覆的磁场结构。
2020-08-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Searching for evidence of subchromospheric magnetic reconnection on the Sun
本研究结合三维可视化与AR 11504的I-FIP观测，在光桥磁通管间发现加热、外流及反平行磁场特征，为色球层下磁重联提供间接证据。
2024-05-13 astro-ph.SR
Single-fluid simulation of partially-ionized, non-ideal plasma facilitated by a tabulated equation of state
本文提出一种基于表格化状态方程的单流体模拟方法，将部分电离等离子体视为单一混合物，通过相对速度量和预构建查找表高效捕捉中性粒子非理想效应及宏观-微观非线性反馈。
2024-11-25 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
Space-Time Localization of Inner Heliospheric Plasma Turbulence Using Multiple Spacecraft Radio Links
利用航天器无线电信号对日光层进行无线电遥感已被用于研究黄道内外、靠近太阳的近地等离子体，其空间和时间尺度是其他技术无法达到的。由于希望了解和预测空间天气，研究内太阳风的时空变化特别及时，因为空间天气会干扰1天文单位的卫星和系统，并影响人类的空间探索。在这里，我们展示了一个新的无线电科学应用航天器无线电科学链路的概念验证。可以利用等离子体不规则性到航天器无线电上行和下行链路的不同传递函数来定位沿视线的等离子体散射。我们证明了这一想法的实用性，使用卡西尼号在2001-2002年采取的无线电数据。在有利的情况下，我们演示了这种技术，与其他遥感方法不同，可以确定散射中心的位置在千分之几的AU和散射区域的厚度小于约0.02 AU。该方法适用于大数据集，并与白光数据等其他太阳遥感数据结合使用，在研究近日太阳风的不均匀性和非平稳性方面具有空间天气应用。
2010-03-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Three dimensional magnetic reconnection mediated with plasmoids and the resulted multi-thermal emissions in the cool atmosphere of the Sun
本研究利用 MURaM 代码进行三维辐射磁流体动力学模拟，探讨了太阳低层大气中由等离子体团介导的磁重联过程，发现该过程产生冷热等离子体共存现象，合成的光谱与图像特征解释了 Ellerman bombs 与 UV bursts 的时空关联。
2025-08-14 astro-ph.SR
The Role of Coronal Hole and Active Region Boundaries in Solar Wind Formation
日出观测提供了太阳外流的新视角。这些研究特别侧重于从活动区域边缘发出的气流。这些流动是长期的，似乎在每一个活跃地区都有某种程度的存在。测得的流量值在几十km/s $^{-1}$和200 km/s $^{-1}$之间。人们提出了各种解释来解释这些流动，包括重联、波和压缩。在冕洞中也观察到了外流，本文将讨论这些外流以及冕洞与活动区的相互作用。虽然从平静太阳到活跃区域的所有区域都观察到了流出的等离子体，但尚不清楚这些等离子体对太阳风的贡献有多大。我将讨论各种试图证明流出的等离子体形成太阳风的一部分。
2012-01-23 astro-ph.SR
Equation of state for partially ionized carbon and oxygen mixtures at high temperatures
在等离子体化学图像的框架下，用自由能最小化方法计算了部分电离的碳、氧和碳氧混合物在3 \times 10^5 K <~ T <~ 3 \times 10^6 K范围内的物态方程.自由能模型是我们以前为纯碳开发的模型的改进扩展（Phys. Rev. E，72，046402; arXiv：physics/0510006）。结合物种的内部配分函数的计算通过在考虑压力电离的等离子体环境中的每个电离阶段的自洽处理。长程库仑离子之间的相互作用和筛选的离子由自由电子包括使用我们以前发表的分析模型，最近改进，特别是对于混合物的情况下。我们还提出了一个简单而准确的方法计算的部分电离的二元混合物的状态方程的基础上详细的电离平衡计算纯物质。
2011-11-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Comparison of plasma dynamics in Coronal Holes and Quiet Sun using flux emergence simulations
通过2.5D MHD磁通浮现模拟比较冕洞与宁静区等离子体动力学，发现冕洞在喷流和下流期间表现出强度降低、速度与磁场强相关等特征，支持太阳风形成与日冕加热的统一机制。
2025-03-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Full-Disk Spectroscopy of the Solar Corona Across a Solar Cycle with Hinode/EIS
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部太阳物理实验室）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）
通过分析Hinode/EIS在2013-2024年间的18次全盘光谱扫描，研究日冕等离子体在太阳周期中的变化，发现盘积分强度与太阳周期强相关，而多普勒速度和非热速度分布无明显周期变化，表明日冕强度变化主要由活动区覆盖面积驱动。
2026-07-14 astro-ph.SR
A publicly available simulation of an enhanced network region of the Sun
上下文太阳色球层是太阳表面和日冕之间的界面。这个区域的建模是困难的，因为它代表了从光学厚到薄的辐射逃逸，从气体压力主导到磁压力主导，从中性到电离状态，从MHD到等离子体物理，以及从近平衡（LTE）到非平衡条件的转变。目的。我们的目标是为社会提供现实的模拟磁性太阳外层大气。这将使现有的和即将到来的观测结果与模拟的合成观测值进行详细的比较，从而阐明磁场和等离子体的复杂相互作用，这对我们理解动态的外层大气至关重要。方法.我们使用辐射磁流体动力学代码Bifrost进行模拟的计算体积与磁场拓扑结构类似的增强网络区域的太阳。结果完整的模拟立方体可在线获得。模拟的一般属性进行了讨论，并讨论了局限性。
2015-10-26 astro-ph.SR
A Magnetic Reconnection model for Hot Explosions in the Cool Atmosphere of the Sun
紫外线爆发和埃勒曼弹是在新兴通量区域的低太阳大气中观察到的短暂增亮。观测发现了同时空的EB和紫外暴，但其形成机制尚不清楚。这些事件中具有大温度跨度的多热成分挑战了我们对太阳低层大气中磁重联和加热机制的理解。我们研究了出现的和背景磁场之间的磁重联。初始等离子体参数基于C7大气模型。当光球层等离子体密度较大的电流片出现在距太阳表面$0.5$ Mm处时，等离子体团不稳定性开始出现。等离子体团相互碰撞并聚，使得不同密度和温度的等离子体在湍流重联区混杂在一起。因此，对应于UV发射的热等离子体和对应于来自其他波长的发射的较冷等离子体可以一起移动并且在大约相同的高度处发生。与此同时，热湍流结构基本上集中在$0.4$ Mm以上，而冷等离子体延伸到电流片底部的低得多的高度。这些现象与Chen et al. 2019，ApJL.合成的Si IV谱线轮廓与紫外暴中观测到的相似，谱线轮廓的增强翼可扩展到约$100$ km s $^{-1}$。不同分辨率的数值结果之间的差异是显着的，这表明，现实的磁扩散率是至关重要的，以揭示精细结构和现实的等离子体加热在这些重联事件。我们的结果还表明，在温度最低区附近的低色球层中，由双极扩散贡献的重联加热是无效的。
2020-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Diffusion of Neon in White Dwarf Stars
富中子同位素$^{22}$ Ne的沉积可能是白矮星冷却过程中的一个重要引力能量来源。这取决于$^{22}$ Ne在强耦合等离子体混合物中的扩散常数。我们从碳、氧和氖混合物的分子动力学模拟计算自扩散常数$D_i$。我们发现，混合物中的$D_i$与早期的单组分血浆结果没有很大差异。对于强耦合（库仑参数$Γ>$很少），$D_i$对离子种类的电荷$Z_i$有适度的依赖性，$D_i \propto Z_i^{-2/3}$。然而，对于弱耦合（较小的$Γ$），$D_i$更强烈地依赖于$Z_i$。我们的结论是，自扩散常数$D_{\rm Ne}$的$^{22}$氖在碳，氧，氖等离子体的混合物是准确地知道，使$D_{\rm Ne}$的不确定性应该是不重要的模拟白矮星冷却。
2010-11-29 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech nucl-th
Magnetic Jam in the Corona of the Sun
太阳的外层大气，日冕，含有温度超过一百万K的等离子体，比太阳表面热100倍以上。这种气体如何被加热是一个与高层大气磁场结构紧密交织在一起的基本问题。基于磁流体动力学进行数值实验，我们考虑了大气的三维结构和磁场与等离子体的复杂相互作用。这些共同定义了日冕环的形成和演变，这是在X射线和极紫外线（EUV）图像中突出显示的基本组成部分。在极紫外线中被视为日冕环的结构可以与磁场完全不同地演变。当新的磁通量通过太阳表面出现时，磁场不断膨胀，等离子体在连续出现的场线上被加热，从而产生一个大致保持在同一位置的EUV环。对于每个快照，EUV图像勾勒出磁场的轮廓，但是与传统视图相比，磁场和EUV环的时间演变可以是不同的。通过这一点，我们表明，在一个冷的恒星的外层大气中的热和磁演化必须一起处理，不能简单地分开，因为大多数到目前为止。
2015-05-05 astro-ph.SR
Parker Solar Probe Observations of Compound Reconnection Exhaust Boundaries and Mirror-Mode Structures in the Near-Sun Heliospheric Current Sheet
Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Department of Physics and Astronomy, Dartmouth College（达特茅斯学院物理与天文学系）；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）；Earth, Planetary and Space Sciences, and Institute of Geophysics and Space Physics, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球、行星与空间科学及地球物理与空间物理研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
帕克太阳探测器观测到日球电流片中复合重联喷嘴边界和镜模结构，揭示了重联喷嘴边界的结构及其在近日等离子体中的能量转换作用。
2026-04-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Effects of electromagnetic fluctuations in plasmas on solar neutrino fluxes
利用涨落耗散定理，研究了等离子体中电磁涨落对太阳中微子通量的影响。我们发现，由于太阳的高密度，在太阳核心的电磁频谱增强的电磁波动，这增加了辐射能量密度和压力。当太阳中心气压不变时，利用修正的辐射公式计算出的电磁涨落，中心温度降低。借助于从数值太阳模型中导出的中心温度与中微子通量之间的经验关系，我们给出了电磁涨落对太阳各中微子通量的影响。我们还讨论了其他天体的电磁涨落对辐射压和能量密度的增强作用。
2022-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
EUV and X-ray Spectroscopy of the Active Sun
本论文致力于提高我们对太阳活动的理解，特别是太阳耀斑和日冕物质抛射的行为。利用RHESSI、CDS、GOES和TRACE等资料对一次局限性太阳耀斑的流体动力学演化进行了研究。耀斑前加热，爆炸性和温和的色球蒸发和环路排水的证据中观察到的数据。的意见进行了比较，0-D流体动力学模型，EBTEL，以帮助解释。这导致了这样的结论，即耀斑并不像以前认为的那样纯粹由非热束加热加热，而是还需要直接加热等离子体。然后，对日冕物质抛射和爆发性耀斑的起始机制进行了观测研究，同样利用了信使号/SAX、RHESSI、EUVI、Cor 1和Cor 2等各种航天器的观测结果。观察结果提供了CME触发内部系绳切割，而不是突破重新连接的证据。封闭耀斑和爆发耀斑的比较表明，虽然它们具有不同的特征，时间尺度和拓扑结构，但这两种现象是相同的基本过程的结果。最后，对极紫外成像望远镜的灵敏度进行了研究。本研究建立了一种计算EUV成像仪对冕洞、宁静太阳、活动区和太阳耀斑四种不同类型等离子体的灵敏度的新方法。这是针对六种仪器进行的：Proba-2/SWAP、TRACE、SOHO/EIT、STEREO A/EUVI、STEREO B/EUVI和SDO/AIA。考虑到这些仪器的多热性质的重要性，然后被放在调查爆炸性太阳活动的范围内。
2012-10-17 astro-ph.SR
Numerical simulation of dark lanes in post-flare supra-arcade
我们整合MHD理想方程来模拟耀斑后拱廊上的暗空洞向日移动结构。我们研究了内部等离子体不稳定性的发生和演化，与观测结果进行比较，并深入了解这些现象的物理过程和特征参数。数值方法采用有限体积Harten-Yee TVD格式积分一维1/2 MHD方程，该方程是专门为捕捉超音速流动间断而设计的。积分是在两个方向上进行的，即向阳的径向方向和磁场的横向方向。这是第一次，我们数值再现了Verwichte等人（2005）中描述的观测暗空洞。我们发现，黑暗的轨道是由反弹和干扰的冲击和膨胀波产生的等离子体真空，上游的初始缓慢磁声冲击产生的局部沉积的能量建模与压力扰动。相同的压力扰动产生横向的磁场或垂直的磁冲击引起的非线性波组成的扭结状等离子体空隙结构，具有相同的功能向阳下降的相速度和恒定性与高度的周期，由观测确定。
2009-09-30 astro-ph.SR
An assessment of observational coverage and gaps for robust Sun to heliosphere integrated science
本文评估了从日冕到日球层观测太阳风的覆盖与空缺，指出需通过协调遥感与原位观测统一认识，并展望未来任务使协调研究常规化。
2025-04-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
New views on the emission and structure of the solar transition region
太阳是我们唯一可以空间分辨的恒星，它可以被视为天体物理学的基本等离子体实验室。太阳过渡区（TR）是位于色球层和日冕层之间的一层，在太阳风的起源和日冕加热中起着重要作用。SOHO、TRACE和Hinode最近进行的高分辨率观测表明，TR是高度不均匀的，具有磁性结构。通过光谱观测和磁场外推的结合，我们发现冕洞和宁静太阳的TR磁结构和等离子体性质是不同的。在活动区，TR密度和温度结构在太阳黑子和周围的斑区也不同。虽然TR被认为是一个动态层，但在安静的太阳、冕洞和活动区经常出现持续数小时至数天的准稳态流动，这表明TR和日冕中存在某种等离子体循环/对流。氢莱曼线的发射，它起源于较低的TR，最近也被深入研究。观测结果表明，在TR中上部的流动和动力学可以大大修改莱曼线的轮廓。
2013-05-09 astro-ph.SR
