Theory of gyroresonance and free-free emissions from non-Maxwellian quasi-steady-state electron distributions
目前，经典热（麦克斯韦）分布描述太阳大气中包括活动区的准稳态等离子体的能力受到关注。特别地，已经提出了其他分布来更好地拟合观察，例如，kappa-和$n$ -分布。如果存在，这些分布将产生与经典的回旋共振（GR）或自由-自由发射相比具有不同可观测性质的无线电发射，这意味着在无线电观测中远程检测这些非麦克斯韦分布的方法。在这里，我们提出了解析推导的GR和自由的发射率和吸收系数的κ-和$n$ -分布，并讨论了它们的属性，这实际上是显着不同的彼此和从经典的麦克斯韦等离子体。特别地，对于卡帕分布，来自回旋层的射电亮温随光学深度$τ$的增加而增加，而对于$n$分布，则随$τ$的增加而减小。这个性质有一个显著的结果，允许一个简单的观测测试：来自非麦克斯韦分布的回旋共振无线电发射被认为是明显的极化，即使在光学厚的情况下，在麦克斯韦等离子体的情况下，发射将严格为零极化。这为远距离探测包括太阳活动区在内的天体物理源中的等离子体分布提供了一个生动的例子。
2013-12-07 astro-ph.SR
Non-Maxwellian analysis of the transition-region line profiles observed by the Interface Region Imaging Spectrograph
本文研究了用界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的过渡区离子的谱线轮廓的性质。在这种情况下，我们分析了IRIS在其1400 A光谱窗口中进行的活动区观测。过渡区谱线在谱线剖面上表现出明显的“翅膀”现象，与非麦克斯韦κ分布拟合良好。具有κ分布的拟合可以比双高斯拟合更好地执行，特别是对于最强的线Si IV 1402.8 A。发现的$κ$的典型值约为2，出现在过渡区线对称的大多数空间像素中，即，可以进行配合。此外，所有五个谱线研究（从硅IV，O IV和S IV）似乎有相同的FWHM，无论线是允许的或互组合过渡。如果假设光球丰度，则通过拟合相对于Si IV 1402.8 A的线强度来获得电子分布的Kappa值。然而，卡帕分布并没有消除非热增宽的存在。相反，它们实际上增加了非热宽度。这是因为对于κ分布，过渡区离子在较低温度下形成。观察到的大的非热宽度降低了Si IV线的不透明度，足以使该线变得光学薄。
2017-05-05 astro-ph.SR
Modeling of Ionization and Recombination Processes in Plasma with Arbitrary Non-Maxwellian Electron Distributions
本研究提出两种基于麦克斯韦分解策略拟合非麦克斯韦电子分布的方法，应用于磁重联加速电子分布与太阳风截断κ分布场景，发现非麦克斯韦分布会使基于麦克斯韦或κ分布假设的等离子体温度诊断出现高估。
2025-06-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Simple Method for Modeling Collision Processes in Plasmas with a Kappa Energy Distribution
我们证明，非热分布的粒子描述的卡帕分布可以准确地近似由加权和麦克斯韦-玻尔兹曼分布。我们将这种方法应用于卡帕分布等离子体中的碰撞过程建模，特别关注对太阳物理学重要的原子过程。通过对适当加权的麦克斯韦速率系数求和来产生相关的碰撞过程速率系数。该方法再现了Kappa分布的速率系数，估计精度优于5%。这等于或优于使用“逆向工程”方法生成的速率系数的精度，该方法试图从公开的麦克斯韦速率系数数据中提取所需的截面，然后将提取的截面与所需的κ分布进行反卷积。我们的方法总结麦克斯韦速率系数是很容易实现使用现有的频谱分析软件。此外，在麦克斯韦-玻尔兹曼分布速率系数的总和的权重可以找到任何值的参数kappa，从而使一个模型等离子体与随时间变化的kappa。表中给出了特定kappa值从1.7到100的麦克斯韦拟合参数。我们还提供多项式拟合这些参数在这个整个范围内。给出了该方法的几个应用，包括等离子体平衡电荷态分布（CSD）、预测谱线比、模拟电子碰撞多重电离对K分布等离子体平衡电荷态分布的影响以及计算太阳耀斑期间等离子体随时间变化的电荷态分布。
2015-07-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Transition-Region Lines Observed by the Interface Region Imaging Spectrograph: Diagnostics for the O IV and Si IV Lines
形成的过渡区O IV和Si IV线观察到的界面区域成像光谱仪（IRIS）的麦克斯韦和非麦克斯韦条件下，其特征在于卡帕分布表现出高能量的尾巴。对于所有kappa，\ion{Si}{4}线在比O IV线更低的温度下形成。在具有较低kappa的非麦克斯韦情况下，贡献函数被转移到较低温度。结合差分发射测量的斜率，Si IV线可能形成于与O IV线非常不同的太阳过渡区区域，可能接近太阳色球层。IRIS可能会发现这种情况。据发现，光激发可以是重要的Si IV线，但可以忽略不计的O IV线。的有用性的O IV比率的密度诊断独立的κ进行了研究，它被发现，O IV 1404.78A /1399.77A的比例提供了一个很好的密度诊断，除了非常低的T结合极端的非麦克斯韦的情况。
2013-11-27 astro-ph.SR
Spectroscopic indication of suprathermal ions in the solar corona
使用光谱数据，我们支持超高温分布的日冕离子的可能性，通过拟合等效的卡帕函数，他们的发射线配置文件。我们适合不同的Kappa和高斯模型函数的强Fe XV线在284.16埃，在太阳活动区采取的两个大视场光谱光栅的线配置文件。应用单和双组分高斯模型，以及两个卡帕模型，一个具有自由宽度参数，允许和其他具有约束宽度，排除“微湍流”。然后，我们比较每个模型计算出的最佳拟合的拟合优度。Kappa分布是麦克斯韦分布的推广或超集，因此它们能够比高斯分布更精确地拟合线轮廓。在大多数数据中，最佳拟合kappa模型在整个曲线上产生的残差比任何单高斯模型（有时是双高斯模型）都要低得多。最重要的是，估计的kappa值的分布被发现主要是在低kappa范围内，这意味着离子人口远离麦克斯韦。即使当宽度作为拟合的自由参数被移除时，kappa模型仍然能够合理地拟合数据，同样具有较低的kappa最佳拟合值。我们发现的Fe XV线的形状，在绝大多数的数据分析，是一个高度超热离子人口的指示。
2013-05-13 astro-ph.SR
Evidence for Asymmetry in the Velocity Distribution of the Interstellar Neutral Helium Flow Observed by IBEX and Ulysses
我们使用的观测从星际边界探测器（IBEX）和太阳能电池板探索的可能性，星际中性氦流经内太阳系具有内在的非麦克斯韦速度分布。在拟合IBEX和IBEX数据时，我们用Kappa分布和双麦克斯韦分布进行实验，而不是通常的麦克斯韦假设。kappa分布并没有改善IBEX或IBEX数据的拟合质量，我们分别从IBEX和IBEX分析中发现kappa参数的下限为kappa>12.1和kappa>6.0。相比之下，我们确实发现了双麦克斯韦改进拟合质量的证据。对于IBEX，存在一个明显的双麦克斯韦解，T_perp/T_par=0.62+/-0.11，其方向为黄道坐标（lambda_axis，b_axis）=（57.2+/-8.9 deg，-1.6+/-5.9 deg）。尽管统计学显著性较低，但该研究的数据支持这一结果。在日心静止坐标系中，轴向接近ISM流动方向，因此不太可能指示ISM固有的速度分布不对称性。更有可能的是，这些结果表明存在由外部日光层相互作用引起的不对称性。
2019-07-01 astro-ph.SR physics.space-ph
The diagnostic temperature discrepancy as evidence for non-Maxwellian coronal electrons
Final Stop Consulting LLC
研究通过两种电子温度诊断方法发现系统性差异，提出非麦克斯韦分布可能解释该差异，且与观测数据一致。
2026-04-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Expansion of Hot Plasma into Cold Plasma
日冕耀斑源的X射线辐射可以用kappa电子分布来解释。出于这一事实，我们研究的问题，如何热等离子体与卡帕分布的电子被限制在这些来源。为了比较，我们分析了同样的问题，但与麦克斯韦分布。我们使用一个3-D粒子在细胞的代码，这是大的一个方向，因此有效地只有一维，但描述所有的电磁效应。在麦克斯韦分布的情况下，并与以前的研究一致，我们表明在热-冷过渡区，抑制热电子从热等离子体到冷的通量的双层的形成。在kappa分布的情况下，相反的麦克斯韦的情况下，我们发现，有几个锋的双层在热-冷过渡区。这是由于卡帕事例中的尾巴比麦克斯韦事例中的尾巴更长。来自延伸尾部的电子自由地从热等离子体逃逸到冷等离子体中。它们形成一个光束，产生返回电流和朗缪尔湍流，朗缪尔波在某些位置积累。在这些位置，由于有质动力，朗缪尔波产生密度凹陷，在那里形成的双层与热锋，抑制热电子通量。我们还展示了质子在这些过程中是如何被加速的。最后，我们比较了卡帕和麦克斯韦的情况下，并讨论了如何观察这些过程。
2020-06-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Electromagnetic ion-cyclotron instability in a dusty plasma with product-bi-kappa distributions for the plasma particles
研究了尘埃等离子体中平行传播的离子回旋波的色散关系，考虑了等离子体粒子沿垂直方向的速度色散大于沿平行方向的速度色散的情况，并考虑了等离子体粒子采用乘积双κ（PBK）速度分布的情况.数值求解色散关系得到的结果表明，在电子具有各向同性麦克斯韦分布，离子具有PBK分布的情况下，电磁离子回旋不稳定性（EMIC）的发生，并表明PBK离子分布的kappa指数的减小导致增长率的大小和不稳定性发生的波数范围的显著增加.另一方面，对于离子的各向异性麦克斯韦分布和电子的PBK分布，PBK电子分布中的kappa指数的减小有助于降低EMIC不稳定性的增长率，但降低效果不如具有相同$κ$指数的离子PBK分布所获得的增加明显。得到的结果还表明，作为一般规则，尘埃人口的存在有助于减少增长率和范围的大小的不稳定性，但在小kappa指数的PBK离子分布的情况下，不稳定性可能会继续发生的尘埃人口，这将完全消除双麦克斯韦离子分布的情况下的不稳定性。还可以看出，对于等效的有效温度值，由于离子PBK分布中的kappa指数引起的各向异性在产生EMIC不稳定性方面不如垂直和平行离子温度的比率有效。
2016-12-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The ultraviolet CII lines as a diagnostic of kappa-distributed electrons in planetary nebulae
非麦克斯韦$κ$电子能量分布（EEDs）是近年来为解决行星状星云（PNe）研究中的“电子温度和丰度差异问题”而提出的。因此，需要开发诊断工具，以确定从观察的EED的PNE提出。从高能级产生的，紫外线（UV）的发射线从PNe目前的强度，敏感地依赖于高能尾部的EED。在这项工作中，我们调查的可行性，使用\ion{C}{2} ] $λ$ 2326/ \ion{C}{2} $λ$ 1335强度比作为诊断的EED偏离麦克斯韦分布（由$κ$指数表示）。我们使用Maxwell分解方法来推导理论上基于$κ$ -EED的\ion{C}{2}的碰撞激发系数，然后计算作为$κ$指数的函数的\ion{C}{2} UV强度比。我们分析了由{ \it International Ultraviolet Explorer}获得的存档光谱，并测量了来自12个PNe的\ion{C}{2} UV线的强度。通过比较观测到的谱线比和理论预测，我们可以推断出它们的$κ$值。在麦克斯韦EED假设下，发现观察到的\ion{C}{2} ] $λ$ 2326/ \ion{C}{2} $λ$ 1335比率通常低于从观察到的光谱预测的比率。这种差异可以用$κ$ EED来解释。我们的研究结果表明，推断的$κ$值范围从15到无穷大，表明轻微或适度偏离麦克斯韦分布。然而，$κ$分布的电子不可能存在于整个星云中。一个玩具模型表明，如果PN中大…
2022-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray Spectra from Plasmas with High-Energy Electrons: kappa-distributions and e-e Bremsstrahlung
冲击、湍流和风都会影响热等离子体中的电子速度分布，激发低能电子并产生高能（通常为幂律）尾。这种效应，通常被描述为kappa分布，可以影响等离子体发射的线和连续X射线光谱。Hahn & Savin（2015）提出了一种“麦克斯韦分解”来生成kappa分布的速率系数。使用他们的方法和AtomDB原子数据库，我们已经开发了一个通用模型来计算具有kappa分布的等离子体的发射。我们比较我们的Kappa结果的电荷态分布和光谱的氧，从KAPPA包与离子数据内的CHIANTI原子数据库。足够高能量的电子，无论是在卡帕分布或仅仅是一个非常热的麦克斯韦等离子体中产生，也可以通过电子-电子（e-e）韧致辐射发射，这是一个以前没有包括在AtomDB中的过程。我们已经将这个过程添加到AtomDB中，并将其应用于计算温度梯度，以及吸积磁激变变量（CV）的激波后区域的总光谱。我们发现，在KT \sim 100 keV时，电子-电子韧致辐射对总光谱的贡献超过10%，而在能量高于60 keV时，激波后吸积流的总发射率相差超过10%。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.atom-ph
Non-equilibrium ionization by a periodic electron beam. I. Synthetic coronal spectra and implications for interpretation of observations
上下文日冕加热目前被认为是通过纳米耀斑机制进行的，小规模和可能重复的加热事件释放磁能。目标。研究了周期性高能电子束对日冕Fe离子合成谱的影响。方法.最初，日冕等离子体被假定为麦克斯韦，温度为1 MK。然后，在P/2的持续时间内，在每个周期$P$接通由卡帕分布描述的高能束。这些周期大约是几十秒，类似于太空光谱仪的曝光时间或节奏。电离，重组，和各自的分布的激发速率被用来计算所产生的非平衡电离态的Fe和瞬时和周期平均合成光谱。结果在周期性电子束作用下，等离子体始终处于电离平衡之外。所得的光谱平均在一个时期内几乎总是多热的，如果解释的麦克斯韦或卡帕分布的电离平衡。然而，在某些kappa_s值下，EM-轨迹曲线似乎有一个接近等温的交叉点。瞬时光谱显示了某些谱线强度的快速变化，特别是如果假设电离平衡，则在相应EM（T）分布的峰值之外形成的谱线。
2016-03-14 astro-ph.SR
Heating of a plasma sheet in nonequilibrium ionization with nonthermal electrons
Kyung Hee University（庆熙大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Air Force Research Laboratory（美国空军研究实验室）；G-LAMP NEXUS Institute/School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学G-LAMP NEXUS研究所/空间研究学院）；Korea Astronomy & Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）
研究通过观测2017年9月10日的日冕环暴，探讨了非麦克斯韦电子分布和非平衡电离对等离子体薄片加热的影响，发现脉冲加热主导能量预算，非麦克斯韦分布对加热有显著作用。
2026-04-02 astro-ph.SR
Heat-flux Instabilities of Regularized Kappa Distributed Strahl Electrons Resolved with ALPS
本文利用正则化Kappa分布刻画电子strahl，并通过ALPS求解器研究太阳风中的whistler和firehose热流不稳定性，揭示了理想化Maxwellian和标准Kappa模型在评估不稳定性效应方面的偏差。
2025-07-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the modeling of oblique firehose instabilities in regularized Kappa plasmas using ALPS
Ruhr-Universität Bochum（波鸿鲁尔大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University College London（伦敦大学学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本文首次采用规则化Kappa分布（RKD）结合ALPS求解器研究空间等离子体中斜向消防水带不稳定性，验证了超热粒子对增长率的增强作用，并揭示了RKD在高斜向传播时对非周期性模式的显著影响。
2026-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Energetic Particle Charge States and Abundances with Nonthermal Electrons
本研究针对太阳高能粒子事件源区温度估算问题，分析非热电子分布对A/Q法温度估算的影响，发现电子分布偏离麦克斯韦分布对源区温度结果无显著影响，且SEP加速离开加速区的时间短于电离时间尺度。
2024-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
The Evolution of Ion Charge States in Coronal Mass Ejections
本文通过求解电离平衡方程并引入电子加热与非麦克斯韦分布，对日冕物质抛射中的离子电荷态演化进行建模，发现非热电子硬能谱能更好匹配观测，并讨论了磁重联与反常电阻率的意义。
2023-07-28 astro-ph.SR
Towards a realistic evaluation of transport coefficients in non-equilibrium space plasmas
最近的研究概述了对空间等离子体中输运系数的评估的兴趣，其中观察到的等离子体粒子的速度分布不仅受到二元碰撞的影响，例如，在低能量下，但也通过粒子与波湍流和波动的相互作用而激发，产生超热卡帕分布的种群。本文提供了基于正则化Kappa分布（RKDs）的主要输运系数的第一次估计，与标准Kappa分布（SKDs）不同，它使宏观参数化没有数学分歧或物理不一致。这里导出的所有输运系数，即对于所有的$κ> 0$值，扩散系数和迁移率系数、电导率、热电系数和热导率是有限的并且是明确定义的。此外，对于低的$κ$值（即，低于SKD极点），输运系数可能比相应的麦克斯韦极限高几个数量级，这意味着如果忽略超热电子，则可能会大大低估。
2022-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Non-equilibrium ionization by a periodic electron beam II. Synthetic Si IV and O IV transition region spectra
过渡区（TR）的光谱通常显示的Si IV 1402.8 A线被增强了5倍或更多相比，相邻的O IV 1401.2 A，相反的电离平衡模型和麦克斯韦分布的粒子能量的预测。因此，在TR光谱的非平衡效应是预期的。为了研究非平衡电离和高能粒子的结合，我们将周期性电子束模型应用于色球温度为10^4 K的等离子体，该模型由以几秒为周期重复出现的卡帕分布表示。这个简单的模型可以近似一个涉及加速粒子的能量释放爆发。计算了硅和氧的瞬时含时电荷态，并用于合成Si IV和O IV的瞬时和周期平均光谱。电子束使等离子体失去平衡。当电子密度为N_e = 10^10 cm^-3时，在我们考虑的所有情况下，等离子体始终处于电离平衡之外，而当电子密度更高（N_e = 10^11 cm^-3）时，取决于条件，电离平衡可以在每个周期结束时达到。而周期平均合成谱的性质也取决于光束的性质。虽然kappa = 2的情况导致具有强或甚至占主导地位的O IV的光谱，但较高的kappa值可以近似于所观察到的TR光谱的范围。对于kappa = 3，获得了与通常观察到的光谱类似的光谱，其中Si IV 1402.8 A线比O IV 1401.2 A高约5倍。甚至更高的kappa = 5的值导致仅由Si IV主导的光谱，具有可忽略的O IV发射。这是一个可能的解释TR光谱的紫外线爆发，虽然解释，需要的密度是1-3个数量级低于平衡估计。
2017-11-17 astro-ph.SR
Kappa Distribution Model for Hard X-Ray Coronal Sources of Solar Flares
太阳耀斑产生硬X射线发射，其光子光谱通常由热分布和幂律分布的组合表示。然而，非热电子的数量和总能量的估计是敏感的幂律截止能量的确定。在这里，我们重新审视了RHESSI在2007年12月31日观察到的一个“环上”日冕源，并表明卡帕分布模型也可以用来拟合其光谱。由于kappa分布除了具有高能量的幂律尾外，还具有类似麦克斯韦的核，因此可以在不假设截止能量的情况下导出瞬时电子的发射测度和温度。此外，电子数/能量密度的非热分数可以唯一地估计，因为它们是幂律指数的函数。根据卡帕分布模型，我们估计日冕源区的总电子密度约为2.4 × 10^10 cm^-3。我们还估计，在不假设源体积的情况下，源区中的中等比例（约20%）的电子是非热的，并且携带总电子能量的约52%。温度为28 MK，电子密度分布的幂律指数d为-4.3。这些结果进行了比较，传统的幂律模型和没有一个热核心组件。
2012-12-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Can the Kappa-distributed electron energies account for the intensity ratios of O II lines in photoionized gaseous nebulae?
在行星状星云和\ion{H}{2}区域的研究中，一个令人烦恼的难题是基于碰撞激发线的等离子体诊断结果与基于复合线的结果系统地不同。一个相当推测性的解释是存在具有所谓$κ$能量分布的非热电子，但几乎没有观测证据来验证或反驳这一假设。在本文中，我们研究的影响$κ$分布的电子对\ion{O}{2}复合线的发射率使用近似的方法，其中的速率系数为$κ$分布的Maxwellian-Boltzmann速率系数与适当的权重求和计算。结果表明，如果引入$κ$分布电子，由[ \ion{O}{3} ] $(\lambda4959+\lambda5007)/\lambda4363$比值得到的温度与由\ion{O}{2} $\lambda4649/\lambda4089$比值得到的温度相吻合.然而，估计的温度和$κ$值是不一致的，通过比较得到的[ \ion{O}{3} ] $(\lambda4959+\lambda5007)/\lambda4363$比率和氢复合光谱，这表明电子能量是不可能遵循$κ$ -分布在全球范围内的星云区域。然而，仅根据这一观测结果，我们不能明确地排除在星云内部某些微结构中存在$κ$分布的电子。
2020-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quasi-linear approach of bi-Kappa distributed electrons with dynamic $κ$ parameter. EMEC instability
Universidad de Chile（智利大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Ruhr-Universität Bochum（波鸿鲁尔大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Comisión Chilena de Energía Nuclear（智利国家核能委员会）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯克沃多夫斯卡大学）
本文提出了一种新的准线性方法，研究具有动态κ参数的双κ分布电子的EMEC不稳定性，通过自洽变化κ参数改进了之前的方法，发现κ参数减少导致超热电子被激发。
2026-01-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Impact of nonthermal electron distributions on the triggering of the ion-ion acoustic instability near the Sun: Kinetic simulations
本研究针对太阳风电子的非麦克斯韦分布特征，通过解析研究与动力学模拟探究kappa、核-窄束电子分布对离子-离子声不稳定性（IIAI）阈值的影响，证实等效麦克斯韦有效温度表达式可简化未来观测的稳定性评估。
2025-09-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Electron energy partition across interplanetary shocks: I. Methodology and Data Product
本文介绍了\emph{Wind}航天器在1天文单位附近观测到的52个行星际激波在$\pm$ 2小时内的15314个电子速度分布函数的分析结果。电子VDFs适合冷密核，热稀薄晕，和场对准束/strahl组件的三个模型函数的总和。最好的结果是通过将核心建模为双κ或对称（或不对称）双自相似速度分布函数，而晕和束/strahl分量最适合双κ速度分布函数。这是第一次统计研究表明，核心电子分布是更好地适应一个自相似的速度分布函数比双麦克斯韦在所有条件下。自相似分布偏离麦克斯韦分布是粒子从波和/或湍流散射的非弹性的量度。由κ指数的上、下四分位数确定的数值范围是：核心的$κ{\scriptstyle_{ec}}$ $\sim$ 5.40- 10.2，晕的$κ{\scriptstyle_{eh}}$ $\sim$ 3.58- 5.34，束/strahl的$κ{\scriptstyle_{eb}}$ $\sim$ 3.40- 5.16。对称双自相似核心指数的下到上四分位数范围是$s{\scriptstyle_{ec}}$ $\sim$ 2.00--2.04，对于平行指数，不对称双自相似核心指数是$p{\scriptstyle_{ec}}$ $\sim$ 2.20--4.00，对于垂直指数，是非对称双自相似核心指数是$q{\scriptstyle_{ec}}$ $\sim$ 2.00--2.46。还介绍…
2019-05-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Modeling complex plasma instabilities in space plasmas - Three-component electron formalism of heat-flux instabilities
Ruhr-Universität Bochum（波鸿鲁尔大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Comisión Chilena de Energía Nuclear（智利核能委员会）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯克沃多夫斯卡大学）
本文研究了空间等离子体中热流不稳定性，通过三组分电子模型揭示了等离子体不稳定性机制，展示了三组分模型在热流不稳定性分析中的有效性。
2026-04-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Electron-acoustic solitary waves in the presence of a suprathermal electron component
本文研究了无碰撞非磁化等离子体中电声局域结构的非线性动力学，等离子体由“冷”惯性电子、具有κ分布的“热”电子和静止离子组成。因此，无惯性热电子分布具有长尾超热（非麦克斯韦）形式。本文导出了线性电声波的色散关系。它们显示出电荷屏蔽机制对过量超热性（通过κ）的强烈依赖性。采用非线性赝势方法研究了定常轮廓孤波的发生，重点研究了它们的特征如何依赖于谱指数κ以及热-冷电子温度和密度比。只有负极性孤立波被发现存在，在一个参数区域，这变得越来越窄，偏离麦克斯韦（超热）的增加，而孤子振幅在固定的孤子速度增加。然而，对于真实马赫数的恒定值，振幅随着κ的减小而减小。
2011-07-26 astro-ph.SR nlin.PS physics.plasm-ph
Temperature anisotropy instabilities of solar wind electrons with regularized Kappa-halos resolved with ALPS
本文利用ALPS数值求解器，针对太阳风电子温度各向异性引发的哨声和火蛇管不稳定性，首次采用正则化Kappa分布描述超热晕，实现了自洽建模，提高了结果置信度。
2025-04-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The abundance discrepancy factor and t^2 in nebulae: are non-thermal electrons the culprits?
光致电离产生超热电子，这些电子的能量比在星云的电子温度特征下的热化气体中发现的能量大得多。这些高能电子的存在可能会解决长期存在的t^2/ADF难题，即从复合和碰撞激发线获得的丰度不一致的观察结果，以及不同的温度指标给出不同的结果，如果它们存活足够长的时间以影响诊断发射线。这些非麦克斯韦分布的电子的存在通常由术语κ表示。在这里，我们使用成熟的方法来表明，加热速率变化的距离比超热电子可以移动的距离长得多，并且使这些电子热化的时间尺度比加热或冷却的时间尺度短得多。这些估计建立了超热电子将消失到麦克斯韦速度分布，很久之前，他们影响碰撞激发禁止和重组线，用于推导相对于氢的丰度。星云中的电子速度分布应该是接近热的。
2016-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Electron Temperature and Anisotropy in the Solar Wind. I. Comparison of the Core and Halo Populations
估计太阳风粒子的温度及其各向异性对于理解这些偏离热平衡的起源以及它们的影响是特别重要的。在没有高能事件的情况下，电子的速度分布揭示了一种双重结构，具有热（麦克斯韦）核和超热（卡帕）晕。本文提出了一个详细的观测分析，这两个组件，提供它们的温度和温度各向异性的估计和解码任何潜在的相互依存关系，它们的属性可能表明。本研究中使用的数据集包括在日心距离从0.3到超过4~AU的扩展范围内的黄道上的三个任务检测到的超过120 $\,$ 000个事件。核心和晕温度的反相关性与Kappa模型的径向演化一致，澄清了以前观测分析中的一个明显矛盾，并提供了有关Kappa分布种群温度的有价值的线索。然而，这两种组分表现出明显的趋势，在相同的方向上偏离各向同性，这似乎证实了存在对两种组分具有相似影响的机制，例如，太阳风的膨胀，或者是粒子的加热。另一方面，存在的等离子体状态与反相关的各向异性的核心和晕人口表明这些组件的动态相互作用，介导的，最有可能的，由各向异性驱动的不稳定性。
2016-02-26 astro-ph.SR physics.space-ph
First evidence of non-Gaussian solar flare EUV spectral line profiles and accelerated non-thermal ion motion
太阳耀斑等离子体的性质可以通过对光学细线的观测来确定。发射离子分布决定了线的形状，等温麦克斯韦离子分布产生高斯分布。非高斯线可以指示更复杂的离子分布。我们调查的可能性，确定耀斑加速的非热离子或等离子体的速度分布。利用日之出极紫外成像光谱仪（EIS）研究了耀斑SOL 2013 -05- 15 T01：45期间的极紫外谱线。该耀斑位于太阳东翼附近，具有扩展的环结构，可以在紫外线，极紫外线和X射线中清楚地观察到不同的耀斑特征：带状，硬X射线（HXR）足点和环顶源。EUV线光谱在七个不同的区域进行。我们研究了在2-4 MK温度下形成的孤立和未混合的Fe XVI线（262.976 A）的线轮廓。Fe XVI线轮廓在同一时间接近峰值软X射线发射和自由的定向质量运动检查使用：1。高阶矩分析，2.高斯拟合，以及3.通过拟合与高斯卷积的Kappa分布曲线来解释EIS仪器曲线。铁XVI线轮廓的环顶，HXR的脚点和带状区域可以放心地拟合与kappa线轮廓，给出低，非热kappa值在2-3.3之间。更高的矩分析还发现，许多线峰度值高于高斯值3，即使存在广泛的高斯仪器配置文件。耀斑加速的非热离子人口可以占两个观察到的非高斯线的轮廓，和从高斯拟合发现的Fe XVI过量增宽，如果发射离子与热化的4 MK电子人口相互作用，和仪器配置文件是很好的近似高斯。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the Ulysses electron data with a triple fit of velocity distributions
由于它们的独特性，太阳风数据仍然可以为我们提供关于太阳风中等离子体种群特性的有价值的新线索，特别是关于它们随日面坐标的变化。我们重新审视了1990年至2008年初期间由SWOOPS仪器在船上的ESTA航天器上报告的电子数据。这些观察揭示了速度分布的热平衡，各向异性（例如，平行漂移或/和不同的温度，平行和垂直于背景磁场），以及具有不同性质的准热和超热粒子群。我们应用二维非线性最小二乘拟合程序，使用Levenberg-Marquardt算法，同时拟合速度电子数据（高达几千电子伏）与三重模型相结合的三个不同的人口：更多的中央准热核和超热晕，和第二超热人口主要由电子strahl（或光束人口与一个主要的场对准漂移）。最近推出的$κ$ -食谱是用来描述每个组件与以下各向异性分布函数（食谱）：麦克斯韦，正则化卡帕，广义卡帕分布。最佳拟合量化的温度各向异性被认为是表征电子布居的主要参数的案例研究。与核心相比，两个超热群体都表现出更高的温度各向异性，随着电子能量的增加而略有增加。
2022-05-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Electrostatic waves in astrophysical Druyvesteyn plasmas: I. Langmuir waves
KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本文提出了一种基于广义Druyvesteyn分布模型的线性波建模方法，用于描述非麦克斯韦分布等离子体中的兰姆波特性。
2025-12-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Multi-diagnostic convergence: a single measurement in weakly collisional plasmas
Final Stop Consulting LLC
研究探讨了多电子温度诊断在弱碰撞等离子体中收敛的现象，指出这种收敛是由于共同的电离瓶颈导致的，所有碰撞电离下游的诊断报告有效温度而非核心温度，并提出了一种分类方法，通过有效温度与核心温度的比值确定κ值，应用于太阳日冕和托卡马克边缘层，证明了单κ分布能准确描述电子能量分布函数。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
