Coronal winds powered by radiative driving
最初为船尾座ζ开发的双组分唯象模型进行了修订，以模拟表现出弱风现象的晚型O型矮星的外流。根据该理论对一般弱风星的标准参数，周围的气体在半径大于1.4 R时被加热到日冕温度~ 3 x 10^{6}K，然后冷的辐射驱动气体被限制在填充因子~ 0.02的致密团块中。辐射驱动在半径~ 2.1R处停止，此时团块最终被来自日冕气体的热传导破坏。此后，外流是纯日冕风，冷却并减速达到无穷大，终速终极速度~ 980$ km/ s。
2012-01-02 astro-ph.SR
Investigating the Relationship Between Physical Properties and Spatial Irregularities at Coronal Hole Boundaries
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Predictive Science Inc.（预测科学公司）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Graz（格拉茨大学）；Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）
本文通过差分发射量分析和关联维度映射分析，研究了日冕洞边界处的等离子体性质和空间不规则性，发现前缘边界温度更高、磁场更强且单极性更明显，推测这与局部磁场结构有关。
2026-05-07 astro-ph.SR
Elemental Abundances at Coronal Hole Boundaries as a Means to Investigate Interchange Reconnection and the Solar Wind
本研究通过测量日冕洞边界的元素丰度（FIP偏置）来量化互换重连的作用，发现边界区域宽度约30-50 Mm，并贡献约30%的额外开放磁通，从而约束了慢太阳风起源模型。
2025-02-27 astro-ph.SR
Existence of The Closed Magnetic Field Lines Crossing The Coronal Hole Boundaries
冕洞（CH）是具有不平衡磁通量的区域，并且已经与开放磁场（OMF）结构相关联。然而，据报道，一些CH不与OMF区域相交。为了研究这种不一致性，我们应用势场（PF）模型来构造冕洞的磁场。作为比较，我们还使用了热力学磁流体动力学（MHD）模型合成冠状图像，并确定CH从合成图像。结果表明，有一个显着的百分比的封闭场线延伸超出CH边界和超过50%（17%）的PF（MHD）CH不包含OMF线。在活跃时期，越界磁力线更可能出现在低纬度地区。虽然它们往往比非边界穿越的CH边界更靠近CH边界，但PF（MHD）CH中近40%（20%）的它们不位于边界区域。没有开磁力线的CH通常比那些开磁力线的CH更小，单极性更差。MHD模型表明，沿边界交叉磁力线的温度变化比非边界交叉磁力线的温度变化大。两种模型计算结果的主要区别在于，PF和MHD CH中的主导磁力线分别为闭合磁力线和开放磁力线。
2022-06-11 astro-ph.SR
Coronal hole boundaries at small scales: III. EIS and SUMER views
我们报告的等离子体性质的小规模的瞬态事件中确定的安静的太阳，冕洞和它们的边界。我们使用SUMER/SoHO和EIS/Hinode的光谱联合观测，结合XRT/Hinode的高节奏成像数据。我们测量多普勒频移使用单一和多个高斯拟合的过渡区和日冕线，以及电子密度和温度。我们结合同时成像和光谱分离增亮膨胀等离子体流。冕洞及其边界的瞬态增亮事件被发现是非常动态的，产生高密度的高速外流。这些事件中的大多数代表来自X射线温度下预先存在或新出现的日冕亮点的X射线喷流。喷流的平均电子密度为logNe ~ 8.76 cm^-3，而在耀斑区为logNe ~ 9.51 cm^-3。射流温度最高达到2.5 MK，但在大多数情况下，温度不超过1.6 MK。喷流的足点具有最大2.5 MK的温度，尽管在燃烧后一分钟扫描的单个事件中，测量的温度为12 MK。喷流是由过渡区和日冕中的多次微耀斑产生的。色球发射只在它们的足点被检测到，并且只与下流有关。在平静的太阳瞬态增亮的多普勒频移测量证实，这些事件不产生喷流的现象。在这些现象中的等离子体流仍然被困在闭合回路中。
2012-07-05 astro-ph.SR
A turbulence-driven model for heating and acceleration of the fast wind in coronal holes
提出了一个在冕洞中产生快速太阳风的模型，该模型依赖于由在太阳大气中向上传输的MHD波动的湍流耗散主导的加热。尺度分离的输运方程包括大尺度场、横向阿尔芬涨落和由于过渡区附近的平行剪切引起的小的压缩耗散。该模型考虑了质子温度、密度、风速和波动幅度，如在遥感和原位卫星数据中观察到的。
2009-11-27 astro-ph.SR
The Contribution of Coronal Jets To The Solar Wind
日冕中的瞬时准直等离子体爆发，通常称为日冕（或X射线）喷流，是太阳活动最有趣的表现之一。有人认为，这些事件有助于日冕和太阳风的质量和能量含量，但这些贡献的程度仍然不确定。我们最近模拟了日冕喷流的形成和演化，使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）代码与热力学在一个大的球形域，其中包括太阳风。我们的模型是耦合到三维MHD通量出现模拟，即，我们使用这样的模拟提供的边界条件来驱动一个随时间变化的日冕演化。该模型包括参数日冕加热，辐射损失和热传导，这使我们能够模拟日冕射流的动力学和等离子体特性，比迄今为止所做的更逼真。在这里，我们采用这些模拟计算的质量和能量的日冕喷流传输到外日冕和内日光层。根据观测到的喷流发生率，我们估计日冕喷流对太阳风质量和能量的总贡献分别为（0.4-3.0）%和（0.3-1.0）%。我们的研究结果与之前从观测中获得的几个粗略估计基本一致，支持了日冕喷流仅为太阳风提供少量质量和能量的猜想。然而，我们强调，需要更先进的观测和模拟来证实这一猜想。
2016-10-10 astro-ph.SR
Impact of Non-potential Coronal Boundary Conditions on Solar Wind Prediction
预测地球上的太阳风是空间天气预测的一个核心方面。然而，这种预测的结果对计算日冕中磁场的方法非常敏感。我们分析的影响，取代势场日冕边界条件，在业务空间天气预测工具，由非潜在的条件。为此，我们比较预测的太阳风等离子体参数与观测在1 AU的两个6个月的时间间隔，一个在太阳最大和一个在当前周期的下降阶段。作为一个基线，我们比较与操作Wang-Sheeley-Arge模型。我们发现，对于太阳极大，非势日冕模型和适应太阳风速度公式导致最好的太阳风的预测在统计意义上。对于下降相，势冠模型表现最好。Wang-Sheeley-Arge模型在预测高速增强和流注相互作用方面优于其他模型。改进后的风速公式参数拟合效果较好，有望提高非势流模型的性能。
2017-09-06 astro-ph.SR
Relation of Microstreams in the Polar Solar Wind to Switchbacks and Coronal X-ray Jets
在1994年和2007年太阳活动最小期间在太阳高纬度获得的数据进行检查，以确定称为微流和折叠的磁场称为之字形的速度结构之间的关系。一个高的相关性被发现。速度峰值的可能性，在来自日冕X射线射流的微流重新检查，我们现在建议，微流是交替的补丁之字形和安静的时期，其中之字形可以产生的微丝/通量绳爆发，导致日冕射流的后果。
2021-09-30 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
Coronal hole boundaries at small scales: IV. SOT view Magnetic field properties of small-scale transient brightenings in coronal holes
我们研究了冕洞中小尺度瞬变的磁性。我们发现所有的增亮事件都与双极区有关，并且是由磁通量的出现以及与先前存在的和新出现的磁通量的抵消所引起的。在冕洞中，22个事件中有19个具有单一稳定的极性，其位置不随时间变化。在11种情况下，这是占主导地位的极性。冕洞的主导通量形成了最大的磁通量集中，而相反极性则分布在较小的集中。在冕洞中，主导极性的磁性元素的数量是非主导极性的四倍。在大约9个小时的观测中，超颗粒结构似乎保持了它的一般形状，尽管网络中的大浓度确实发生了变化，并略有位移，它们的强度或增加或减少。在X射线亮点中看到的发射波动与足点中重复发生的磁抵消有关。对X射线喷流的独特观测揭示了足点中类似的磁行为，即相反极性的磁通量的抵消。我们发现，在喷流期间的磁通量抵消率远高于亮点。并不是所有的磁抵消都会导致X射线增强，这表明存在一个涉及抵消的磁通量的阈值，高于该阈值，在X射线温度下会发生增亮。我们的研究表明，冕洞中的磁通量通过磁重联不断循环，这是许多小尺度瞬态事件形成的原因。形成冕孔现象的开路磁通量在很大程度上参与了这些瞬态特征。
2012-10-06 astro-ph.SR
Solar cycle variation of coronal mass ejections contribution to solar wind mass flux
日冕物质抛射（CME）对日球层太阳风的扰动有贡献。因此，CME对地球附近太阳风参数的贡献随太阳活动周期的不同阶段和CME发生的速率而变化。在本研究中，我们研究了CME的长期发生率，它们的速度，角宽度和质量。我们试图找到近太阳参数之间的相关性，确定使用白光图像从日冕仪，与太阳风测量地球附近的现场仪器。重要的是，我们试图找到在太阳活动周期的不同阶段，地球附近的平均太阳风质量中有多少是由日冕物质抛射提供的。
2018-05-19 astro-ph.SR
Helicity Condensation as the Origin of Coronal and Solar Wind Structure
太阳大气中最重要和最令人困惑的三个特征是闭合场日冕的平滑性，光球极性反转线（PIL）处磁切变的积累，以及慢风的复杂性。我们建议，一个单一的过程，螺旋度凝聚，是产生所有三个功能的物理机制。本文提出了一个螺旋度在闭合日冕中通过磁重联注入和输运的简化模型。用这个模型，我们证明了螺旋度必须凝聚到PIL和冕洞边界，并估计在PIL的螺旋度积累率和风的损失。我们的结果可以解释许多观测到的特性的封闭的日冕和风。
2012-11-17 astro-ph.SR
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
Population of Bright Plume Threads in Solar Polar Coronal Holes
冕洞是公认的快速太阳风的源区。日冕羽流作为冕洞中常见的结构之一，可能对初生太阳风的起源有一定的贡献。为了估计日冕羽流对新生太阳风的贡献，我们首次尝试估计它们在太阳极冕洞中的数量。通过比较STEREO双星从两个不同角度观测的结果和蒙特卡罗模拟的结果，我们估计在太阳活动极小期附近极冕洞的$4\times10^4$弧秒$^2$范围内，大约有16- 27个羽流，它们占极冕洞面积的2- 3.4%。在此基础上，讨论了日冕羽流对初生太阳风的贡献。进一步的研究表明，从三个或更多的视角进行观测，可以计算出更精确的日冕羽流数量。
2021-01-11 astro-ph.SR
Real-time solar wind prediction based on SDO/AIA coronal hole data
我们提出了一个经验模型的基础上的日冕洞覆盖的可见区域接近中央子午线，以预测太阳风的速度在1 AU的提前时间长达4天提前1小时的时间分辨率。线性预测函数用于关联冕洞面积与太阳风速度。功能参数通过使用前3次卡林顿旋转的信息自动调整。因此，该算法自动地对太阳循环的不同阶段期间的太阳风速度的变化做出反应。自适应算法已被应用于SDO/AIA-193 A观测和ACE测量在2011-2013年期间，覆盖41卡林顿旋转和测试。太阳风速度到达时间延迟，平均需要4.02 +/- 0.5天才能到达地球。该算法对156个太阳风高速流峰值振幅产生了良好的预测，相关系数为cc~0.60。对于80%的峰，预测到达匹配的时间窗口内的ACE原位测量的0.5天。同样的算法，使用线性预测，也适用于预测的磁场强度从冕洞地区，但没有给出可靠的预测（cc~0.2）。
2015-01-27 astro-ph.SR
The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 astro-ph.SR
Reconnection-Driven Coronal-Hole Jets with Gravity and Solar Wind
冕洞喷流普遍存在于太阳冕洞中，在极紫外线和X射线亮点处，与少数磁极性的侵入有关。这些喷流的嵌入偶极模型假设它们是由嵌入偶极的应力闭合场与周围冕洞的开放场之间的爆炸性、快速重联驱动的。以前的数值研究在笛卡尔几何，假设均匀的环境磁场和等离子体，而忽略重力和太阳风，表明该模型是强大的，可以产生类似喷流的事件在简单的配置。我们扩展了这些调查，包括球面几何，重力，和太阳风在一个不均匀的，冕洞般的环境大气。我们的模拟证实，射流是由一个扭结状的不稳定性的内部封闭的字段，这会导致一个突发的封闭和外部开放的字段之间的重新连接，发射螺旋射流的发病。我们的新结果表明，射流传播是持续通过外电晕，在一个旅行的非线性阿尔芬波前的形式落后于缓慢移动的等离子体密度增强被压缩和加速的波。这一发现与白光冕洞喷流的观测结果一致，并可以解释在太阳风中原位检测到的微流和扭转阿尔芬波。我们还使用我们的数值结果来推导出的日冕源区域的属性和所产生的喷流，这可以对观测测试的特性之间的标度关系。
2016-06-29 astro-ph.SR
The Dependence of the Peak Velocity of High-Speed Solar Wind Streams as Measured in the Ecliptic by ACE and the STEREO satellites on the Area and Co-Latitude of their Solar Source Coronal Holes
我们研究了从2010/08到2017/03的时间范围内115个冕洞的特性，在黄道上测量的相应高速流的峰值速度为1 AU，以及相应的Kp指数变化作为其地理有效性的标志。我们发现高速流的峰值速度强烈地依赖于它们的太阳源冕洞的面积和相对于卫星日光层纬度的同纬度。因此，它们的源冕洞同纬是预测地球附近高速流性质的一个重要参数。我们导出了位于太阳赤道附近的冕洞的最大太阳风峰值速度，它们随冕洞纬度的增加而线性减小。对于位于纬度60°的冕洞，它们在统计上变为零，表明相关的高速流很有可能错过地球。类似地，每个冕洞面积的Kp指数对于位于太阳赤道附近的冕洞是最高的，并且随着冕洞纬度的增加而强烈减小。我们将这些结果解释为日光层中高速气流的三维传播效应，即，从太阳赤道附近的日冕洞产生的高速气流朝地球方向传播并直接撞击地球，而从太阳高纬度处的日冕洞产生的太阳风气流仅擦过或甚至错过地球。
2018-04-26 astro-ph.SR
Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle
本文回顾了我们对日冕加热（在开放区域）和太阳风加速背后的物理学的不断增长的理解。许多新的见解来自上一个太阳活动周期的观测和理论工作。对扩展日冕中等离子体特性的测量是区分竞争理论的关键，扩展日冕是主要太阳风加速的地方。我们描述了如何在过去的14年中，UNODC/SOHO测量冕洞和流光提供了有关详细的动力学过程，为快速和慢速风区提供了线索。我们还提出了一个简短的调查，目前的想法，涉及日冕源地区的快速和缓慢的风流，以及这些如何在太阳周期的变化。这些源区域的背景下，讨论了最近的理论模型（基于阿尔芬波和MHD湍流），已开始成功地预测加热和加速度在快速和慢速风区基本上没有自由参数。关于这些模型的一些新的结果-包括在1 AU的较低的密度和温度的定量预测，在目前的太阳能最低期相比，以前的最低-也显示。
2010-02-01 astro-ph.SR
Relationship Between Solar Wind Speed and Coronal Magnetic Field Properties
利用1986 ~ 2009年24年的行星际闪烁和太阳磁场资料，研究了各纬度太阳风速$[V]$和日冕磁场特性（通量膨胀因子[ $f$ ]和光球磁场强度[ $B_{\mathrm{S}}$ ]）之间的关系。使用交叉相关分析，我们验证了$V$与$f$成反比，并且发现如果$f$相同，则$V$倾向于随$B_{\mathrm{S}}$增加。因此，我们发现$V$与$B_{\mathrm{S}}/f$具有非常好的线性相关性。然而，这种线性关系的$V$和$B_{\mathrm{S}}/f$不能用于预测太阳风的速度没有信息的太阳风的质量通量。我们讨论了为什么$V$和$f$之间的反比关系已成功地用于太阳风速度预测，即使它没有明确包括质量通量和磁场强度，这是太阳风加速的重要物理参数。
2015-07-14 astro-ph.SR
Magnetic Field-Constrained Ensemble Image Segmentation of Coronal Holes in Chromospheric Observations
提出STRIDE-CH方法，利用色球He I 10830 Å图像与光球磁图，结合经典计算机视觉技术约束辐射和磁特性生成置信度图，有效分割日冕洞并区分暗条等干扰，为日冕洞研究提供中层大气视角。
2025-02-02 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
The effect of limited spatial resolution of stellar surface magnetic field maps on MHD wind and coronal X-ray emission models
本文研究了$5°$尺度和较小尺度太阳表面磁场图的空间分辨率对全球磁流体动力学太阳风模型和日冕加热和X射线发射模型的影响。我们比较驱动的解决方案，由低分辨率的威尔科克斯太阳天文台磁地图，相同的地图与空间分辨率人为增加的细化算法，和高分辨率的太阳和日光层天文台迈克尔逊多普勒成像仪地图。我们发现风结构和X射线形貌都受到精细尺度表面磁结构的影响。此外，X射线形态主要由较小尺度上混合极性之间的闭环结构控制，并且在高分辨率图和低分辨率图之间显示出显著变化。我们的结论是，冠状X射线发射的三维建模有更大的表面磁场空间分辨率的要求比风建模，可以是不可靠的，除非占主导地位的混合极性磁通量是正确的解决。
2012-12-10 astro-ph.SR
Evolution of Coronal Mass Ejections in Different Data-Driven Solar Wind Conditions
University of Michigan（密歇根大学）；Boston University（波士顿大学）
本研究通过不同数据驱动模型驱动AWSoM，探讨输入磁场图谱对CME传播的影响，揭示不同输入条件对日冕物质抛射演化的重要性。
2026-02-02 astro-ph.SR
Challenges in identifying the coronal hole wind
本文对比电荷态成分、质子等离子体及k-means方法识别冕洞风的差异，发现极小期电荷态方案可能误判慢速太阳风，并建议纳入太阳活动周阶段改进分类。
2025-01-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Influence of Non-Potential Coronal Magnetic Topology on Solar-Wind Models
通过比较低日冕磁场的磁摩擦模型和位场源面模型，我们研究了非位磁结构对经验太阳风模型的可能影响。这些经验模型（如Wang-Sheeley-Arge）仅从低日冕的磁场结构来估计太阳风速度的分布。我们的模型计算在太阳表面和2.5太阳半径之间的域，并使用Schatten电流片模型扩展到0.1 AU。非势场具有比势场更复杂的磁骨架和准分界线结构，导致太阳风速度代理函数中的子结构不同。它包含扭曲的磁结构，可以扰动从日光层电流片底部向下追踪的分界线表面。两种模型之间的一个显著差异是在非电势模型中开放的磁通量更大。使用现有的经验公式，这会导致更高的预测风速有两个原因：部分原因是磁通量管膨胀不快的高度，但更重要的是，因为更多的开放磁力线更远离冕孔边界。
2015-11-02 astro-ph.SR
Stellar Coronal and Wind Models: Impact on Exoplanets
表面磁性被认为是日冕加热和恒星风加速的主要驱动力。日冕被认为是由等离子体形成的，这些等离子体被限制在恒星的闭合磁日冕环中，风主要起源于开放的磁场线区域。在这一章中，我们回顾了一些基本性质的恒星日冕和风，并提出了一些现有的模型。在本章的最后一部分，我们将讨论日冕风对系外行星的影响。
2017-09-22 astro-ph.EP 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
A turbulence index independent framework for deriving solar wind speed and coronal electron density from radio spectral broadening
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Indian Space Research Organization, Vikram Sarabhai Space Centre（印度空间研究组织，维克拉玛·萨拉巴伊航天中心）；University of Kerala（喀拉拉大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）
本文提出一种不依赖湍流指数的框架，通过航天器无线电信号频谱展宽同时推导近日区域的日风速度和日冕电子密度，适用于多种无线电频率，验证了日冕模型和在 situ 观测的一致性。
2026-03-24 astro-ph.SR
Testing Models of Accretion-driven Coronal Heating and Stellar Wind Acceleration for T Tauri Stars
经典的金牛T型星是主序前的天体，同时经历吸积、风外流和日冕X射线发射。来自磁层吸积流的等离子体对恒星表面的影响可能是这些恒星上层大气中能量和动量的主要来源。本文提出了一套模型的动力学和加热的三个不同的地区的金牛座T星的吸积影响：（1）直接下方的磁层吸积流的冲击等离子体，（2）恒星风，加速沿开放的磁通量管，（3）封闭的磁回路，类似于太阳的日冕活动区。对于环，日冕加热的自洽模型来自太阳场线缠结和湍流耗散的数值模拟。对金牛座-御夫座恒星形成区的14颗观测良好的恒星的性质建立了独立的模型。平均而言，风质量损失率的预测略低于观测值，这表明盘风或X风也可能有助于测量的外流。然而，对于某些恒星，模拟的恒星风似乎对测量的质量通量有很大的贡献。对激波和环的X射线光度的预测与现有的观测结果基本一致。吸积率最高的恒星往往具有由高温（5-10 MK）环主导的X射线光度。吸积率较低的恒星的X射线光度主要由较冷的吸积激波所控制。
2009-10-14 astro-ph.SR
Transverse waves in coronal flux tubes with thick boundaries: The effect of longitudinal flows
观测表明，在日冕磁环中，横向磁流体动力学（MHD）波和流经常同时存在。由于等离子体和/或磁场的不均匀性，波在阿尔文连续谱中被共振阻尼。共振阻尼在日冕加热的背景下是相关的，因为它提供了一种机制，级联能量到耗散尺度。理论上已经表明，流动的存在会影响波的传播和阻尼，但大多数研究都依赖于不合理的假设，即横向不均匀性被限制在比环半径薄得多的边界层内。在这里，我们提出了一个半解析的技术来探讨流动的影响，共振磁流体波在日冕通量管厚不均匀的边界。我们扩展了已发表的方法，这是最初开发的静态等离子体，为了将流量的影响。我们允许流动速度在非均匀边界内从内部速度到外部速度连续变化。该方法的分析部分是基于表达的波扰动厚的非均匀边界的环路作为一个Frobenius级数，其中包含一个奇异项占阿尔芬共振，而该方法的数值部分包括迭代求解超越色散关系连同方程的阿尔芬共振位置。作为该方法的一个应用，我们研究了流动对磁流体扭折波相速度和共振阻尼长度的影响。我们一致地恢复在以前的研究中得到的薄边界近似的结果。我们将这些结果推广到了厚边界的情形。我们还探讨了使用薄边界近似超出其适用范围的错误。
2019-01-30 astro-ph.SR
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
Observational Quantification of the Energy Dissipated by Alfvén Waves in a Polar Coronal Hole: Evidence that Waves Drive the Fast Solar Wind
我们提出了一个测量的能量携带和消散的阿尔文波在极冕洞。阿尔文波被认为是加热日冕并驱动太阳风的能源。先前的工作表明，在冕洞中，线宽随着高度的增加而减小，这是波阻尼的特征，但无法量化波损失的能量。这是因为线宽取决于非热速度v_nt和离子温度T_i两者。我们已经实现了一种方法来分离的T_i和v_nt的贡献使用的观察，在低高度的波是无阻尼和离子温度不随高度变化。这使我们能够确定在低高度处波浪携带的能量，该能量与v_nt成比例。我们发现，在2007 - 2009年的太阳活动极小期，存在的初始能流密度为6.7 +/- 0.7 x 10^5 erg cm^-2 s^-1，这足以加热冕洞并加速太阳风。此外，我们发现，大约85%的这种能量耗散低于1.5 R_太阳，足够低的热传导可以传输整个冕洞的能量，加热它和驱动快速的太阳风。剩余的能量与模型显示的为快速太阳风提供音速点以上的扩展加热所需的能量大致一致。我们还研究了T_i，发现T_i随离子种类的不同而在1 - 2 MK的范围内。
2013-08-29 astro-ph.SR
Observations of high and low Fe charge states in individual solar wind streams with coronal-hole origin
起源于冕洞的太阳风比较容易理解，其特点是与所谓的慢速太阳风相比，密度和平均电荷状态较低。除波扰动外，冕洞太阳风的平均性质是大致恒定的。在这个案例研究中，我们专注于观测的太阳风离子成分谱仪（SWICS）的高级成分探测器（ACE）的单个流的冕洞太阳风，说明虽然O和C的电荷状态是低的冕洞风，铁电荷分布是更多变的。特别是，\markmeold{we illustrate that the Fe charge states in coronal-hole solar wind are frequently as high as in slow solar wind. We selected individual coronal-hole solar wind}流基于它们的碰撞年龄以及它们各自的O和C电荷态，并分析了它们的Fe电荷态分布。此外，结合简单的弹道反映射和势场源表面模型，高和低Fe电荷状态的流之间的转换被映射回光球。2004年和2006年的相对频率高，低铁电荷态流进行了比较。我们发现了几个其他典型的冕洞流，包括铁的电荷状态或高或低，在缓慢的太阳风。在2006年的八个这样的过渡被映射回赤道冕洞，要么是孤立的或连接到北冕洞。到目前为止，识别与过渡相关的冠状结构的尝试还没有定论。
2018-09-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Small-scale Flux Emergence, Coronal Hole Heating, and Flux-tube Expansion: A Hybrid Solar Wind Model
太阳动力学天文台的极紫外线图像经常显示在磁图中看不到少数极性通量的地方存在环状精细结构，这表明在“单极”区域内短暂区域（ER）出现的速度被低估了。假设这一速率是相同的日冕洞内的安静的太阳，我们表明，ER和开放的场线之间的交换重联引起的太阳风能通量超过10 $^5$ erg厘米$^{-2}$ s $^{-1}$和规模作为在日冕底部的场强，与观测一致。除了在低日冕中提供欧姆加热外，这些重连事件可能是Alfv{é}n波的来源，其周期范围从$\sim$ 10分钟的颗粒时间尺度到许多小时的超颗粒/羽流时间尺度，其中一些较长周期的波在外日冕中被反射和消散。渐近风速取决于加热的径向分布，这在很大程度上是由通量管膨胀率控制。沿着与慢风相关的快速发散的通量管，加热很好地集中在音速点内部（1）因为向外传导的热通量密度和外部日冕温度降低，（2）因为净波能通量以与当地阿尔夫速度成比例的速率耗散。在这个“混合”太阳风模型中，重联加热了较低的日冕并驱动了质量通量，而波在更远的距离上将能量和动量传递给外流。
2021-04-08 astro-ph.SR
Backmapping of the High- and Low-latitude Solar Wind under Multiple Heliospheric and Coronal Magnetic Field Configurations
本研究系统评估了两种日球层磁场模型与三种日冕磁场模型组合下的太阳风反向映射，发现简单模型（PFSS+帕克）足以研究极区冕洞风，而低纬/黄道太阳风对模型选择更敏感。
2025-10-24 astro-ph.SR
Coronal sources and in situ properties of the solar winds sampled by ACE during 1999-2008
我们确定了1999-2008年期间ACE航天器采样的太阳风的日冕源，并研究了作为风源函数的现场太阳风特性。采用标准的两步成图技术建立ACE风流经的磁通量管的光球足点。然后将这些足迹放在EIT 284~（TM）图像和光球磁图的背景下，使我们能够将源分为四组：冕洞（CH），活动区（AR），安静太阳（QS）和“未定义”。这种做法也使我们能够建立对太阳活动的反应的分数所占据的每一种太阳风，其速度和O $^{7+}$ /O $^{6+}$的比例在现场测量。我们发现，在最大阶段，大多数ACE风来自AR。在下降阶段，CHs和AR是同样重要的贡献者ACE太阳风。QS的贡献随着太阳活动的减少而增加，并在最小阶段达到最大值，此时QS似乎是ACE风的主要供应商。随着活动的减少，来自所有来源的风都趋于变冷，表现为O $^{7+}$ /O $^{6+}$比率越来越低。另一方面，在每个活动阶段，AR风往往是最慢的，并与最高的O $^{7+}$ /O $^{6+}$的比例，和CH风对应的另一个极端，与QS风之间躺在。仅将相同的分析方法应用于慢风，这里定义为速度低于500 km/s $^{-1}$的风，我们发现，就单个源组的贡献而言，基本上相同的总体行为。这一统计研究表明，QS区是太阳风在最低阶段的一个重要来源。
2015-05-03 astro-ph.SR
Solar wind rotation rate and shear at coronal hole boundaries, possible consequences for magnetic field inversions
几个航天器进行的现场测量表明，太阳风经常受到快速远离太阳远距离传播的瞬态结构（磁褶、喷流、波、通量绳）的扰动。帕克太阳探测器探测到在小的日心距离上磁场矢量的频繁旋转，伴随着令人惊讶的大太阳风旋转速率。这种磁场弯曲的物理起源，它们在行星际空间中生存的条件，以及它们与太阳风旋转的关系，都还没有被清楚地理解。我们跟踪测量的太阳风流从航天器的位置下降到太阳表面，以确定其潜在的源区，并使用全球MHD模型的日冕和太阳风，将它们与低太阳日冕的旋转状态。我们确定了太阳日冕的区域，其中太阳风的速度和旋转剪切是重要的和长寿命的，可以有利于磁偏转的发展和它们的传播跨越扩展高度的太阳风。我们发现，日冕旋转是高度结构化的，增强的流动剪切发展的边界附近的冕洞和流光，周围和以上的伪流光，即使当这样的边界与太阳旋转的方向对齐。PSP识别的大部分之字形都映射到这些区域，无论是瞬时磁场连通性还是到达航天器的风流轨迹。这些强剪切区域很可能在很远的距离上给太阳风留下印记，并增加慢速太阳风的横向速度变化。模拟和连通性分析表明，它们可能是帕克太阳探测器观察到的曲折和尖峰的来源。
2021-04-16 astro-ph.SR
Sensitivity of solar wind mass flux to coronal temperature
太阳风模型预测，在太阳风中从太阳带走的质量通量对日冕中的温度非常敏感，在那里太阳风被加速。我们在冕洞和活动区进行直接测试，使用现场和遥感观测相结合的预测。对于冕洞，温度从0.8 MK增加到1.2 MK，增加50%与日冕质量流量的三倍有关。在活动区域内，当温度超过2百万K时，这一趋势得以维持，温度增加4倍，对应的日冕质量流量增加200倍。
2021-01-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Charge States and FIP Bias of the Solar Wind from Coronal Holes, Active Regions, and Quiet Sun
将太阳风等离子体特性与太阳典型区域相结合，可以为各种太阳风模型提供有效的约束和检验。我们研究了起源于不同类型源区的太阳风的统计特征。结果表明，冕洞风速分布呈双峰型，在400 km/s附近出现慢峰，在600 km/s附近出现快峰。太阳风的速度和O 7 +/O 6+离子的比例之间的反相关仍然有效的所有三种类型的太阳风，以及在三个研究的太阳活动周期阶段，即太阳活动的最大，下降和最小。在不同类型的太阳风中，随着太阳风风速的增大，N_Fe/N_O的变幅及其平均值均减小。AR风的N_Fe/N_O范围（0.06-0.40，FIP偏置范围1-7）比CH风的（0.06-0.20，FIP偏置范围1-3）宽，而N_Fe/N_O的最小值（0.06）不随风速的变化而变化，且各源区的N_Fe/N_O最小值相似。波动湍流驱动（WTD）和重联环开放（RLO）模型均能定性地解释CH风的双峰分布以及CH风速度与O 7 +/O 6+的反相关性，而RLO模型能更合理地解释不同太阳风源区的N Fe/N O分布特征。
2017-01-27 astro-ph.SR
Recent Observations of Plasma and Alfvenic Wave Energy Injection at the Base of the Fast Solar Wind
我们采取股票最近的观察，确定情节等离子体加热和注入的Alfvenic能量的基础上快速太阳风（在冕洞）。等离子体加热与色球针状体的出现有关，这些针状体以100 km/s的速度离开太阳低层大气，较热的日冕针状体发出根部加热的辐射特征，迅速达到1 MK的温度。此外，相同的针状体和它们的日冕对应物（“日冕扰动”; PCD）表现出大振幅、高速度、阿尔文（横向）运动，其能量足以将物质加速到高速。我们建议，这些（脱节的）加热和加速组件形成一个一个两冲供应，然后加速，快速太阳风。我们认为这个概念上的一些成分的限制，延长的前提下，缓慢的太阳风，并确定未来的探索途径。
2012-05-16 astro-ph.SR
Origins of the Ambient Solar Wind: Implications for Space Weather
太阳的外层大气被加热到数百万度，太阳等离子体以超音速流入行星际空间。本文回顾了我们目前对这些相互关联的问题的理解：日冕加热和环境太阳风的加速。我们还讨论了社区在预测太阳风变化（即，快速和缓慢的气流）影响地球。虽然在过去的几十年里，我们在观测和建模方面取得了重大进展，但我们仍然没有对相关物理过程的完整理解，也没有对日冕结构对特定类型的太阳风的贡献进行定量精确的普查。已知快速流与大型冕洞的中心区域相连。然而，慢流似乎来自广泛的来源，包括流光，伪流光，日冕环，活动区和冕洞边界。使我们的理解更加复杂的是，湍流、流-流相互作用和库仑碰撞等过程可能会使我们很难明确地将一个在1 AU处测量的包裹映射回其日冕源。我们还回顾了最近的进展-在理论建模，观测数据分析，和预测技术，坐在数据和理论之间的接口-这给了我们希望，上述问题确实是可以解决的。
2017-08-23 astro-ph.SR
Automated Coronal Hole Detection using Local Intensity Thresholding Techniques
我们确定冕洞使用直方图为基础的强度阈值技术，并比较其属性快速太阳风流在日光层的三个不同点。阈值技术进行了测试的EUV和X射线图像上使用仪器板载STEREO，SOHO和Hinode。将整张图像转换为Lambert等面积投影图，并将其划分为一系列重叠的子图像，从这些子图像中提取局部直方图。直方图被用来确定低强度区域的阈值，然后使用SOHO/MDI的磁图将其分类为日冕洞或细丝。对于所有三种仪器，发现局部阈值算法以一致的方式成功确定冠状孔边界。冠状孔使用分割算法提取的性能进行了比较，然后在现场测量的太阳风在1 AU的ACE和STEREO。我们的研究结果表明，植根于冕洞的通量管在1 AU内超径向扩展，较大（较小）的冕洞导致较长（较短）的持续时间的高速太阳风流。
2009-05-12 astro-ph.SR
The nascent fast solar wind observed by EIS onboard Hinode
太阳风的起源是空间和太阳物理学中尚未解决的重要问题之一。我们在这里报告的第一个光谱特征的新生快速太阳风的观测基础上的极冕洞，其中补丁的蓝移明显地存在于多普勒谱的日冕发射线与lg（T/K）=6.0的形成温度。相应的上升流与冕洞中的开放场线有关，似乎始于太阳过渡区，并随着温度的升高而变得更加突出。这种依赖于温度的等离子体外流被解释为极冕洞中新生快速太阳风的证据。具有显著上升流的斑块在上过渡区仍然是孤立的，但在日冕中合并，这与太阳风外流由膨胀的磁漏斗引导的情景一致。
2009-12-22 astro-ph.SR
Turbulence-Driven Coronal Heating and Improvements to Empirical Forecasting of the Solar Wind
太阳风的预测模型通常依赖于磁场的简单参数化，而忽略了整个磁场几何形状的影响。在本文中，我们提出了两个太阳风预测模型的结果，考虑了完整的磁场剖面，并包括阿尔文波对日冕加热和风加速的影响。一维MHD代码ZEPHYR自洽地发现太阳风的解决方案，而不需要经验加热功能。本文介绍的另一个1D代码（高效的改进型帕克方程求解工具，TEMPEST）可以作为一个更小的独立代码用于预测管道。TEMPEST是用Python编写的，它将成为一个易于适应和扩展的公共函数库。我们讨论的磁场剖面和性能的太阳风，可用于独立验证预测模型之间的重要关系。ZEPHYR为TEMPEST提供了基础和校准，最终我们将使用这些模型来预测观测结果，并解释由大量太阳风造成的空间天气。我们能够再现与这两种模式的一般的风速在1 AU和通量管膨胀因子的比较中看到的关系。有显着较小的传播比比较两个模型的结果比ZEPHYR和传统的通量管膨胀关系。我们认为，新的代码，TEMPEST，将成为一个有价值的工具，在预测空间天气。
2014-04-23 astro-ph.SR
A self-consistent model of the coronal heating and solar wind acceleration including compressible and incompressible heating processes
我们提出了一个新的一维模型，其中包括冲击和湍流加热和资格这些过程如何有助于加热日冕和驱动的太阳风。可压缩MHD模拟允许我们自动考虑激波的形成和耗散，而湍流耗散是通过基于Alfvén波湍流的一点闭合来建模的。数值模拟了不同的光球垂直相关长度$λ_0$和不同均方根光球横波振幅$δv_0$的阿尔文波湍流的关键参数。对于不同的$λ_0$，我们得到一个低温色球，高温日冕，和超音速太阳风。我们的分析表明，湍流加热总是占主导地位时，$λ_0 \lesssim 1{\rm \ Mm}$。这一结果并不意味着我们可以忽略可压缩性，因为分析表明，可压缩波及其相关的密度波动增强了Alfvén波的反射，从而增强了湍流加热。密度涨落和十字螺旋度受$λ_0$的影响很大，而日冕温度和质量损失率受$λ_0$的影响很小。
2018-02-14 astro-ph.SR
Automated Coronal Hole Identification via Multi-Thermal Intensity Segmentation
日冕洞（CH）是开放的磁场区域，由于其密度和温度较低，与周围安静的日冕相比，在日冕中表现为黑暗区域。到目前为止，准确识别和分割的CH一直是一项艰巨的任务，由于其可比的强度，当地安静的太阳地区。当前的分割方法通常依赖于使用单个EUV通带和磁图图像来提取CH信息。本文介绍了一种基于多热辐射识别算法的冕洞识别方法（CHIMERA），该方法利用太阳动力学天文台（SDO）大气图像采集系统（AIA）采集的多热辐射图像，通过171 nm、193 nm和211 nm三个通带的强度比来分割冕洞边界。该算法可以准确地提取CH边界和它们的许多属性，如面积，位置，纬度和经度的宽度，以及分段CH的磁极性。根据这些特性，在磁暴持续时间和冕洞面积之间确定了一个明确的线性关系。因此，CHIMERA可以成为更准确地预测地磁暴开始和持续时间的基础。
2017-11-30 astro-ph.SR
The solar wind as seen by SOHO/SWAN since 1996: comparison with SOHO/LASCO C2 coronal densities
我们更新了SOHO/SWAN H莱曼α亮度分析，以涵盖1996-2008年的时间间隔。应用于强度图的前向模型提供了超过一个完整太阳周期的星际氢电离率的纬度和时间依赖性。氢的电离几乎完全是由于与太阳风离子的电荷交换，它密切地反映了太阳风通量。我们的研究结果表明，太阳风的纬度结构在目前的太阳极小期是惊人的不同，从以前的最低，更广泛的慢太阳风赤道带，持续到至少2008年底。我们使用OMNI太阳风数据计算黄道H电离率的绝对值，并使用它们来校准我们在所有日射纬度的电离率。然后，我们比较由此产生的通量与天气LASCO/C2电子密度在6个太阳半径。在整个周期中，这两种时间-纬度模式惊人地相似。这种比较表明，6个太阳半径处的密度可以用来推断靠近其来源的太阳风类型，具有高的（分别为1000和1000）太阳风密度。低）密度追踪慢（分别）。快）太阳风，仅仅是因为密度反映了加速发生的高度。这两个极小值之间的比较表明，快速极风加速发生在更大的距离在当前的最低相比，前一个。这种差异，可能与磁场的减少或（和）日冕温度的降低，应该重现太阳风膨胀模型。
2010-03-22 astro-ph.SR
Solar Wind Drag and the Kinematics of Interplanetary Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）是日冕中大尺度的等离子体和磁场抛射，以100--2500 km~s $\sim$的速度在行星际空间传播。虽然对日冕物质的天平面测量已经提供了一些关于它们在太阳附近运动学的信息（$<$ 32~R $_\odot$），但是在它们的早期加速和后期传播过程中，是什么力量控制着它们的演化仍然不清楚。在这里，我们使用的双重视角的日地关系天文台（STEREO）航天器推导出的三维运动学的日冕物质抛射体的日心距离范围内（$\sim$ 2- 250\，R $_{\odot}$）。我们发现的证据太阳风（SW）的阻力作用在行星际空间，与一个快速的CME减速和一个缓慢的CME加速向典型的SW速度。我们还发现，快速CME表现出线性（$δ=1$）依赖于CME和SW之间的速度差，而缓慢CME表现出二次（$δ=2$）依赖。两个日冕物质抛射的不同形式的阻力表明了作用力，因此导致加速的机制可能不同。
2010-10-01 astro-ph.SR
Nonlinear Processes in Coronal Heating and Slow Solar Wind Acceleration
本工作由两部分组成：第一部分致力于磁约束日冕的加热研究，第二部分致力于慢太阳风的加速研究。直接三维简化MHD模拟。他们在“帕克情景”的框架内，通过光球足点运动对日冕磁力线的纠缠，模拟了太阳大气中日冕环的加热。我们导出了物理量随圈长的标度，以及光球与日冕阿尔芬速度之比。湍流动力学的发展使得耗散率与雷诺数无关。物理空间中的动力学是由弱湍流描述的，弱湍流是当MHD系统嵌入强轴向磁场中时产生的。慢风起源于日冕流光带及其周围。SOHO航天器上的LASCO仪器已经观测到在头盔流光的尖端之外形成的等离子体密度增强。改进了已有的密度增强的形成和初始运动的理论模型。平均膨胀所遭受的一个包裹的等离子体向外传播，和反磁力由于整体磁场径向梯度现在包括在内。结果表明，磁化后的尾流结构是不稳定的，在流的中心形成一个向外加速的磁岛，磁岛内部出现密度增强现象。加速度和密度对比度的值可以与LASCO的观测结果很好地吻合，只要磁力线的球面发散开始超过离太阳的临界距离。该结果提供了对磁场的拓扑的约束。
2010-01-12 astro-ph.SR
Correlation of Coronal Hole Area Indices and Solar Wind Speed
本研究对比不同冕洞目录的面积指数与ACE测得的太阳风速度，发现特定目录下赤道30度内冕洞的1年平均面积与太阳风速度相关系数达0.9，同时指出相关性受目录选择影响，并提出可用时间-纬度滚动相关图识别高速太阳风的源冕洞。
2025-07-29 astro-ph.SR
Insights into Solar Wind Flow Speeds from the Coronal Radio occultation Experiment: Findings from the Indian Mars Orbiter Mission
本研究利用印度火星轨道飞行器数据，通过分析无线电信号多普勒谱宽并引入简化方程估计太阳风速度，发现观测值处于理论模型下边缘，该差异源于观测期太阳活动较弱。
2025-02-13 astro-ph.SR
Magnetic braking of Sun-like and low-mass stars: Dependence on coronal temperature
类太阳和低质量恒星拥有高温日冕，并在热压力和复杂的磁流体动力学过程的驱动下以恒星风的形式损失质量。这些磁化流出物可能不会显著影响恒星在主序星上的结构演化，但它们通过移除角动量来制动恒星的旋转，这种机制称为磁制动。先前的研究已经表明，制动扭矩如何取决于磁场强度和几何形状，恒星质量和半径，质量损失率，以及恒星的旋转速度，假设日冕温度固定。在这项研究中，我们探讨了不同的日冕温度如何影响恒星扭矩。我们采用2.5维，轴对称，磁流体动力学模拟，计算与PLUTO代码，获得稳态风的解决方案，从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括30个模拟与日冕温度和表面磁场强度的变化。我们认为帕克（即热压力驱动）风，因此，日冕温度是确定的速度和加速度的流量配置文件的关键参数。由于这些类型的恒星的质量损失率没有得到很好的约束，我们确定如何扭矩规模的恒星质量损失率的巨大范围。更热的风导致更快的加速度，我们表明，（对于给定的磁场强度和质量损失率）一个更热的外流导致恒星上的扭矩较弱。我们推导出新的预测扭矩公式为每个温度，量化这种影响的范围内可能的风加速度剖面。
2017-10-03 astro-ph.SR
