Rotating models of young solar-type stars : Exploring braking laws and angular momentum transport processes
利用包含物理成分的一维旋转演化模型，研究了太阳型恒星从主序前到太阳年龄的预测旋转演化。采用Maeder和Zahn的方法，利用STAREVOL程序计算了包含外部恒星风矩和内部角动量输运的太阳型恒星旋转演化模型。我们探讨了不同的形式主义和处方可从文献中。我们测试了预测的模型对最近的旋转周期数据，从广泛的测光调查，锂丰度的太阳质量的恒星在年轻的集群，和日震旋转配置文件的太阳。我们找到了一个最佳匹配的组合处方的内部运输和表面提取角动量。这种组合提供了一个非常好的适合所观察到的太阳型恒星从早期演化到太阳年龄的旋转周期的演变。此外，我们表明，快速旋转经历更强的耦合之间的辐射区域和对流信封。然而，不管这套方法如何，我们都无法同时重现太阳表面的角速度和内部轮廓，也无法重现锂丰度的演化。我们确认的想法，额外的运输机制必须发生在太阳型恒星，直到他们达到太阳的年龄。这些过程是否与在更高级的演化阶段解释最近的星震数据所需的过程相同，仍然是一个悬而未决的问题。
2016-01-08 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport In Solar-Type Stars: Testing the Timescale For Core-Envelope Coupling
我们批判性地研究内部角动量输运的限制，可以推断出的自旋下降的疏散星团恒星。从旋转速度和周期推断的旋转分布是一致的较大和较新的样本，但较小的样本旋转周期出现偏差相对于vsini研究。因此，我们专注于在恒星形成区观察到的旋转周期分布是否可以演变成在昴星团，NGC 2516，M34，M35，M37，和M50与合理的假设，从磁化太阳风的星盘耦合和角动量损失的观察。固体模型与低质量完全对流恒星的数据是一致的，但对于更高质量的恒星，表面对流区可以从辐射内部解耦角动量的目的是高度不一致的。泰勒-斯普鲁特磁角动量输运机制，通常用于大质量恒星的模型，预测固体在极短的时间尺度上旋转，因此不太可能在太阳型前MS和MS恒星中以预测的速率运行。核心-包层解耦模型可以解释1.0和0.8太阳质量的慢转子的自旋下降，其特征耦合时标分别为55+-25Myr和175+-25Myr。旋转分布的上包络线比旋转分布的下包络线耦合得更强，这与理论预测一致，即旋转更快的恒星的角动量输运时间尺度应该更短。还讨论了太阳自转曲线所施加的约束（节略）
2009-11-05 astro-ph.SR
Investigation of the dependence of angular momentum transport on spatial scales for construction of differential rotation
通过对类太阳恒星的数值模拟，研究了角动量输运与空间尺度的关系。湍流在太阳差异自转的形成中起着重要的作用。在一个广泛使用的方法来分析DR的建设机制，流分为两个组成部分，“平均流”和“湍流”，其中“湍流”包括一个广泛的空间尺度。AMT的功能预计将取决于规模。在这项研究中，我们分解的角动量通量（AMF）的空间尺度上的依赖关系进行调查。我们将所得结果与反日型（快极）和太阳型（快赤道）DR进行了比较。在旋转约束系统中，径向向外AMT在大范围内可见（60 Mm < L <120 Mm）。2.即使尺度积分AMF为负，我们有时也会在某些尺度上观察到正AMF。3.小尺度湍流倾向于将角动量径向向内传输，导致反太阳DR，表明高分辨率模拟是类太阳DR的负面因素。我们的AMF分解方法提供了对DR角动量和构建机制的深入理解。
2022-12-22 astro-ph.SR
Lithium depletion and angular momentum transport in solar-type stars
在太阳型恒星的辐射内部发生的输运过程可以通过轻元素（特别是Li）的表面变化及其自转速率的演变来证明。对于太阳，日震数据的反演表明，其辐射区的角速度的径向分布几乎是均匀的，这意味着角动量传输机制的存在。虽然有许多独立的角动量和化学物种的传输模型，有一个缺乏自洽的理论，允许恒星演化模型，以同时匹配目前的太阳锂丰度和径向旋转配置文件的观测。我们探讨如何额外的运输过程可以提高旋转恒星的演化模型和观测之间的协议。我们约束由此产生的模型，同时使用的演变的表面旋转速率和锂丰度的太阳型恒星的疏散星团，和太阳表面和内部的旋转配置文件从日震学反转。我们证明了穿透对流与Li耗尽的相关性。旋转的穿透对流的深度的依赖性产生的初始旋转速率和锂耗尽之间的反相关性，在我们的太阳型恒星的模型，与观察到的趋势一致。同时，增加一个特设的垂直粘度导致有效的传输角动量之间的核心和信封。我们还自洽计算的速度跃层的厚度的第一次，并发现它是兼容的日震估计。然而，在太阳型恒星的主序星亏损的锂只有复制时，添加一个参数的湍流混合下面的对流信封。证实了在恒星演化模型中需要附加的输运过程。
2020-12-07 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Angular Momentum Loss in Young Stars
在我们自己的太阳系中，了解空间天气的必要性显而易见。幸运的是，我们最近的恒星邻居相对安静，其活动水平比年轻的太阳型恒星低几个数量级。在原行星系统中，观测到的恒星磁现象类似于太阳的情况，但在所有物理尺度上都大大增强：更大，更有活力，更频繁。虽然日冕物质抛射（CME）可能在原行星的演化中发挥重要作用，但它们也可能影响中央恒星本身的演化。为了评估日珥爆发/日冕物质抛射的后果，我们调用了太阳-恒星的联系来估计，对于年轻的太阳型恒星，恒星日冕物质抛射可能发生的频率以及伴随的质量和角动量损失率。我们将证明CME减缓恒星自转的必要条件。
2014-02-28 astro-ph.SR
The Solar Wind Angular Momentum Flux as Observed by Parker Solar Probe
太阳自转周期的长期演化无法直接观测到，只能从其他类太阳恒星的自转周期来推断。假设太阳随着年龄的增长而向下旋转，按照旋转速率$\propto$年龄$^{-1/2}$，需要当前太阳角动量损失率大约为$6\times 10^{30}$ erg。磁流体动力学模型和以前对太阳风的观测（来自Helios和Wind航天器）通常分别预测接近$1\times 10^{30}$ erg或$3\times 10^{30}$ erg的a值。最近，帕克太阳探测器（PSP）观测到切向太阳风的速度高达$\sim50$公里/秒的局部地区的内日光层。如果这样的旋转流在整个日冕中普遍存在，这将意味着太阳风角动量损失率比之前所有的估计都要大一个数量级。在这封信中，我们评估的角动量通量的太阳风，使用的数据从前两个轨道的PSP。观测到的太阳风包含大的正角动量通量（如近日点期间所见）和负角动量通量。我们分析了两个太阳风流，PSP反复穿越，第一个是一个缓慢的风流，其平均角动量通量波动之间的积极到消极的，第二个是一个中速流包含一个积极的角动量通量（更符合恒定流的角动量）。当对PSP的数据进行整体评估时，平均赤道角动量通量意味着全球角动量损失率约为$2.6-4.2\times 10^{30}$ erg（这与以前航天器的观测结果更为一致）。
2020-09-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss I: The Solar Wind Torque During Sunspot Cycles 23 & 24
冷恒星的旋转演化是由磁化的恒星风控制的，在它们的主序星寿命期间，磁化的恒星风减缓了恒星的旋转。在类太阳恒星中经常观察到磁变，全球磁场的强度和拓扑结构的变化预计会影响星风施加的扭矩。本文提出了三种计算太阳风角动量损失的方法。其中两个基于Finley & Matt（2018）的MHD模拟，一个使用太阳风中测量的开放通量，另一个使用远程观测的表面磁图。这两种方法都同意通过太阳周期看到的太阳扭矩的变化，并显示出从第23到24周期减少了30-40%。这两种方法计算不同的平均值，$2.9\times10^{30}$ erg（开放通量）和$0.35\times10^{30}$ erg（表面场）。这种差异是由于众所周知的困难与观察到的开放磁通量的磁图，这是目前还不了解，导致无法区分这两个计算的扭矩。第三种方法是基于观测到的类太阳恒星的自旋速率，它随着年龄的增长而下降，直接探测平均角动量损失。该方法给出的太阳力矩的$6.2\times10^{30}$ erg大于其他方法。这可能表明太阳扭矩在比磁周期长得多的时间尺度上的进一步变化。我们讨论的影响，适用于其他类似太阳的恒星，只有表面场的测量是可用的，并在那里的磁场变化是病态约束的公式。
2018-08-23 astro-ph.SR
Solar Angular Momentum Loss Over the Past Several Millennia
太阳和类太阳恒星的角动量被它们的磁化星风所抵消。该制动扭矩耦合到恒星磁场，使得场的强度和/或几何形状的变化改变该过程的效率。自太空时代以来，我们已经能够使用原位航天器直接测量太阳风特性。此外，间接代理，如太阳黑子数，地磁指数，宇宙成因放射性核素，约束百年和千年时间尺度上的太阳风属性的变化。我们利用近地测量的太阳风等离子体和磁场来计算整个太空时代对太阳的扭矩。然后，重建的太阳开放的磁通量被用来估计随时间变化的制动扭矩在过去的九千年。我们假设的太阳质量损失率的关系，在太空时代的观测的基础上，由于弱依赖的扭矩质量损失率，并没有强烈影响我们的预测扭矩。在过去九千年的平均扭矩被发现是$2.2\times10^{30}$尔格，这是从过去的二十年的平均值相媲美。我们的数据集包括太阳活动的极大极小值（如蒙德极小值）和极大值，其中扭矩分别从$\sim1-5\times10^{30}$ erg（在十年时间尺度上平均）变化。我们没有发现任何证据表明，在小于$9000$年的时间尺度上的扭矩的长期变化。
2019-07-30 astro-ph.SR
Tracing sunspot groups to determine angular momentum transfer on the Sun
本文的目的是调查雷诺应力，并检查是否是合理的，他们负责向太阳赤道的角动量转移。分析了纬向速度、自转速度残差以及速度之间的相关性。我们使用了来自GPR（格林威治摄影结果）和SOON/USAF/NOAA（太阳观测光学网络/美国空军/国家海洋和大气管理局）数据库的太阳黑子群位置测量结果，涵盖了1878年至2011年的时间段。为了计算速度，我们使用了太阳黑子群的日常运动。为了避免太阳临边效应，样本也被限制在中央子午线距离（CMD）的$\pm$ 58 \degr。我们主要研究了太阳活动周期相位和纬度对速度分布的影响。我们发现，太阳黑子群的纬向运动是从所有可用的纬度和太阳周期的所有阶段的活动中心。椭圆速度的范围是$\pm10$ m s $^{-1}$。水平雷诺应力在所有可用纬度上均为负值，表明在$b\approx\pm$ 30 $^{0}$处存在最小值（$q\approx$ - 3000 m $^2$ s $^{-2}$）。在我们的惯例中，这意味着角动量向太阳赤道传输，与观测到的太阳旋转轮廓一致。
2014-01-23 astro-ph.SR
Determination of Solar Wind Angular Momentum and Alfvén Radius from Parker Solar Probe Observations
作为太阳的基本参数，阿尔文半径和角动量损失决定了太阳风如何从亚阿尔文转变为超阿尔文，以及太阳如何向下旋转。本文提出了一种基于帕克太阳探测器（PSP）观测资料确定太阳风角动量通量的方法。通过对距太阳0.3 au以内的前四次相遇的平均数据，得到了黄道面附近约为$0.15\times10^{30}$ dyn cm sr $^{-1}$的通量以及粒子与磁场之间0.7：1的通量分配。角动量通量及其粒子分量随太阳风速度的增大而减小，而场中的通量则保持显著的恒定。阿尔文半径的速度依赖性也被观察到，这表明太阳周围有一个“崎岖”的阿尔文表面。根据PSP的轨道设计，只有在相对缓慢的太阳风下，阿尔文表面以下的大量潜水才是合理的。根据在PSP观测到的相同太阳风流的加速度剖面和1天文单位附近的径向对准航天器的加速度剖面，对未探测器进行了评估。我们说明了Réville等人提出的“角动量佯谬”可以通过考虑α粒子的贡献来消除。PSP观测到的大的质子横向速度可能是太阳风加速过程中所固有的，在角动量守恒的情况下，α粒子产生了相反的横向速度。一些恢复的α参数的初步分析往往同意的结果。
2021-02-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Comparison of the sidereal angular velocity of subphotospheric layers and small bright coronal structures during the declining phase of solar cycle 23
上下文我们比较太阳的差异旋转的光球层来自本地日震学分析的GONG++多普勒和一个来自跟踪小明亮的日冕结构（SBCS）使用EIT/SOHO图像期间2001年8月至2006年12月，这对应于太阳活动周期23的下降阶段。目标。本研究的目的是找出SBCS的自转与光球下角速度之间的关系。两个旋转速度测量的南北不对称性也进行了研究。方法.利用GONG++1 min频次全圆盘多普勒图像的环图分析，推导出了光球下的差旋。采用自动识别和跟踪方法，在6小时拍频的EIT全盘图像上识别和跟踪小的明亮日冕结构，从而得到日冕旋转。结果我们发现，SBCS旋转速度比所考虑的上亚光球层（3毫米）约0.5度/天在赤道。这一结果结合了其他几个磁特征（太阳黑子、斑、光斑等）的结果。旋转速度比太阳等离子体更快SBCS和次光球层的自转速率纬向梯度非常相似。在第23周的下降阶段，SBCS的运动表现出约0.005度/日/月的加速度，而次表层的角速度除了具有众所周知的扭转振荡模式外，没有表现出任何明显的随时间变化的特征。最后，南半球的次光球和日冕自转都明显大于北半球。在南北不对称的角速度增加（减少）与活动的SBCS的纬度，它减少（增加）的次光球层。
2009-07-23 astro-ph.SR
Nova-produced Common Envelope: Source of the Non-solar Abundances and an Additional Frictional Angular Momentum Loss in Cataclysmic Variables
大部分激变变星（CVs）揭示了非太阳的丰度。一个完整的简历列表，其中包括那些已经检查这些丰度。这些非太阳丰度的三个可能的来源是在红巨星共同信封阶段，一个演变的主序列的次级和新星处理的材料吸积。利用次级恒星的横截面来改变逃逸新星物质的对流区的丰度，一直是考虑新星处理物质的致命障碍。在其他研究中被忽略的关键因素是，白矮星上的热核逃逸会导致强烈的传播激波，不仅会蒸发物质，还会产生大量的非喷射物质，形成一个共同的包层。这个新星产生的普通包层包含大量的非太阳物质。我们证明，二次有能力和时间重新吸积足够的这种材料，以获得一个显着的非太阳对流区。这个包层与双星的相互作用将产生一个相对的角动量损失，它可以是CV白矮星平均质量、WD质量吸积率、周期最小值、轨道周期分布和CV空间密度问题所需的相应角动量损失。这种相互作用将减少轨道周期，这可能导致最近观察到的新星爆发周期突然减少。一个简单的，快速的二次演化模型，包括扫了新星产生的材料和增加对流区域的开发和应用到个人简历。
2021-03-25 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
Probing the Solar Corona and the Solar Wind Using Angular Broadening Observations with the SKA
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；North-West University（西北大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；University of Turku（图尔库大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）
通过SKA的角弥散观测研究日冕和日风的湍流结构和磁场特性，利用高灵敏度和分辨率探索更多背景源，拓展对太阳风和日球层的理解。
2026-07-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Inversion for Inferring Solar Meridional Circulation: The Case with Constraints on Angular Momentum Transport inside the Sun
本文利用正则化最小二乘法反演日震传播时间，并引入角动量向赤道传输的 HK21 型约束，发现太阳经向环流可能呈双胞结构且拟合度与单胞相当，但约束会降低反演分辨率。
2024-06-17 astro-ph.SR
New Insights into Type-I Solar Noise Storms from High Angular Resolution Spectroscopic Imaging with the Upgraded Giant Metrewave Radio Telescope
利用升级版巨型米波射电望远镜的高角分辨率观测，首次在I型太阳噪声暴中探测到约9角秒的小尺度结构，并提出传播扰动在不同日冕高度引发磁重联导致宽频段I型暴形态相关变化的机制。
2024-11-21 astro-ph.SR
Angular momentum fluxes caused by Lambda-effect and meridional circulation structure of the Sun
利用太阳角动量平衡的平均场流体动力学模型，我们表明，由λ效应引起的径向角动量通量的非单调的纬度依赖性可以影响太阳对流区中径向堆积的纬向环流单体的数量。特别是，我们的研究结果表明，一个复杂的三胞纬向环流结构的可能性。这种模式由两个大的逆时针环流圈（北半球）和一个较小的顺时针环流圈组成，位于低纬度的对流区底部。
2016-01-20 astro-ph.SR
The Solar Wind Environment in Time
我们利用从Zeeman Doppler Imaging（ZDI）获得的8个年龄在3000万年到3.6亿年之间的太阳类似物的磁象图和两个太阳磁象图，驱动磁流体动力学（MHD）风模拟，构建了太阳风环境及其角动量损失率的演化情景。将观测到的径向场强磁图作为风模型中的唯一变量，我们发现，拟合到推导出的角动量损失率随时间变化的幂律模型$t$，导致角速度$Ω$的自旋下降关系$Ω\propto t^{-0.51}$，这与Skumanich定律非常一致成熟的$Ω\propto t^{-0.5}$。我们使用模型的风条件来估计磁层的对峙距离的类地测试行星位于1~AU的每一个恒星的情况下，并获得的最小和最大的风冲压压力和平均冲压压力在太阳系的时间趋势。风冲压压力随着时间的推移下降为$\overline{P_{ram}}\propto t^{2/3}$，在太阳系目前的寿命中达到50倍左右。
2018-02-16 astro-ph.SR
Direct Detection of Solar Angular Momentum Loss with the Wind Spacecraft
太阳风从太阳提取角动量的速率已经被理论模型预测了几十年，但我们缺乏现场观测的结论性测量。在这封信中，我们提出了一个新的估计赤道太阳风中的时变角动量通量，由\textit{Wind}航天器从1994年至2019年观察。我们将角动量通量分成质子、α粒子和磁应力的贡献，表明质子中的机械通量是$\sim$ 3倍于磁场应力。我们观察到的趋势，为角动量通量的快速气流是相反的签署，以缓慢的气流，如以前的作者所指出的。由平均总通量，我们估计太阳的全球角动量损失率为$3.3\times10^{30}$ erg，它位于文献中各种MHD风模型的范围内。这个角动量损失率是$\sim$ 2的一个因子，比类Skumanich自转周期演化（$Ω_*\propto $恒星年龄$^{-1/2}$）所需的要弱，这在类太阳恒星自转周期演化的研究中应该考虑。
2019-10-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Improved reconstruction of the century-long solar magnetic field by incorporating morphological asymmetry in sunspots
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
本文改进SFT模型，结合日珥形态不对称性、观测到的倾斜角和日珥面积数据，提高了对太阳磁场特别是极区磁场的重建精度，尤其在预测太阳活动周期方面有显著提升。
2026-03-24 astro-ph.SR
The effect of turbulence on the angular momentum of the solar wind
本文利用雷诺平均平均场磁流体动力学理论、湍流输运模拟和Parker Solar Probe观测，量化了湍流对太阳风角动量的修正约为3%-10%且倾向为负，并讨论了其对太阳和恒星自转演化的意义。
2025-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Dependence of the WIMP Angular Kinetic-Energy Distribution on the Solar Galactic Orbital Velocity
在这篇文章中，我们研究的角度动能分布的晕弱相互作用大质量粒子（WIMP），并考虑两个简单的修改与太阳银河系的轨道速度在我们的蒙特卡罗模拟的三维WIMP速度作为第一次尝试，未来的调查区分模型的银河系结构的暗物质粒子通过使用定向直接检测数据。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Contribution of Alpha Particles to the Solar Wind Angular Momentum Flux in the Inner Heliosphere
太阳角动量（AM）损失率的准确评估是描述类太阳恒星旋转演化模型的一个独立约束。帕克太阳探测器（PSP）在$\sim 28-55R_{\odot}$的径向距离上对太阳风进行了现场测量，用于约束太阳风AM损失率。这是PSP第一次测量α粒子的贡献。在太阳风质子（核心和光束），和α粒子的机械AM通量，以及通过应力在行星际磁场中的AM的运输。太阳风上午通量平均超过三个小时的增量，使我们的研究结果更准确地代表了整体流量。在PSP的第三和第四次近日点通过期间，α粒子包含了太阳风中大约五分之一的机械AM通量（其余的由质子携带）。质子束被发现包含质子AM通量的$\sim 10-50\%$。α粒子AM通量的符号被观察到与质子核相关。慢风有一个正的AM通量（如预期的那样从太阳中移除AM），而快风有一个负的AM通量。与先前的工作一样，阿尔法粒子和质子核心之间的速度差往往与行星际磁场一致。在未来，通过利用α-质子微分速度的趋势，当只有质子核心的测量结果可用时，可能会估计α粒子的贡献。基于这项工作的观测结果，α粒子贡献了一个额外的$10-20\%$估计的太阳风AM损失率，只考虑质子和磁场的贡献。此外，质子束的AM通量可能与α粒子一样重要，因此在未来的研究中不应忽视。
2020-10-30 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
Improved angular momentum evolution model for solar-like stars II. Exploring the mass dependence
我们发展了0.5和0.8 $M_{\odot}$星的角动量演化模型。参数模型包括一个新的风制动法的基础上最近的数值模拟磁化恒星风，特定的发电机和质量损失率的处方，以及核心/信封解耦。我们比较模型预测的分布属于恒星形成区和年轻的疏散星团的低质量恒星测量的旋转周期。此外，我们探索的质量依赖模型参数通过比较这些新的模型，我们以前开发的太阳质量模型。旋转演化模型的计算慢，中位数，和快速旋转在每个恒星质量。该模型合理地再现了低质量恒星的旋转行为之间的1万年和8-10 Gyr，包括前主序到零年龄的主序自旋上升，提示零年龄的主序自旋下降，和早期的主序收敛的表面旋转速率。快速转子被发现有系统的磁盘寿命短于中等和缓慢的转子，从而使戏剧性的前主序列自旋。它们还具有较短的核心-包络耦合时间尺度，即，更均匀的内部旋转。在质量依赖性方面，低质量恒星需要比太阳型恒星更长的核-壳耦合时间尺度，这导致在主序早期恒星内部产生强烈的差异旋转。质量较低的恒星也需要较弱的制动力矩来解释它们在早期主序星上较长的自旋下降时间尺度，而它们最终会在较长时间内收敛到比太阳型恒星更低的旋转速度，这是由于它们的转动惯量减小。我们还发现证据表明，质量依赖的风制动效率可能与低质量恒星的磁拓扑结构的变化。
2015-03-02 astro-ph.SR
Modeling of differential rotation in rapidly rotating solar-type stars
我们调查的差异旋转在快速旋转的太阳型恒星的轴对称平均场模型，以前适用于太阳。这为计算纬向熵梯度提供了合理的物理基础。我们的结论是：（1）当恒星自转快于恒星自转时，微分自转接近于泰勒-普劳德曼态。(2)当恒星角速度较大时，对流区下面的亚绝热层产生的熵梯度相对较小。(3)湍流粘性和湍流角动量输运决定了角速度的空间差异$ΔΩ$。(4)我们的平均场模型的结果可以解释恒星差旋观测。
2011-07-13 astro-ph.SR
The internal rotation of low-mass stars from solar and stellar seismology
由于日震学和星震学，测量太阳和恒星内部自转的可能性对恒星内部的水动力学和磁流体动力学过程提供了巨大的限制。了解恒星内部角动量传输的过程至关重要，因为它们也会影响化学物质的传输，从而影响恒星的演化。在这里，我们提出了一些关键的结果，在这两个领域，以及如何详细的地震分析可以提供严格的限制，在低质量恒星内部的角动量输运的物理，并可能排除一些候选人。
2022-02-21 astro-ph.SR
Short story of stratospheric and ground-based observations of solar photosphere with high angular resolution in the 70s of the XX century at the Pulkovo Observatory
上世纪70年代，普尔科沃天文台发射了平流层太阳天文台“土星”，配备100厘米望远镜。45年多来，在它上面获得的照片和光谱在角分辨率方面保持着破纪录的水平。然后，为了在帕米尔高原4.5公里高空对太阳精细结构进行地面观测，安装了一台50厘米的开放式普尔科沃移动望远镜。用土星望远镜获得的可见光范围的照片和光谱是在太阳物理学方面发展高空间分辨率技术的一个重要步骤。然而，迄今为止，这些研究的细节仍然不为全球科学界所知。本文试图部分填补这一空白。
2020-07-01 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.hist-ph
Coronal turbulence and the angular broadening of radio sources - the role of the structure function
在扩展的日冕中，特别是在耗散尺度附近，密度湍流的振幅影响着当前感兴趣的几个问题。通过湍流太阳风观测到的射电源由于密度不均匀性的折射和散射而变宽，并且散射增宽的观测经常被用来约束湍流振幅。这种散射展宽的程度通常使用结构函数来计算，结构函数给出了由干涉仪测量的空间相关性的度量。大多数此类处理都采用了对结构函数的解析逼近，这些逼近在渐进极限$s \gg l_{i}$或$s \ll l_{i}$中有效，其中$s$是干涉仪间距，而$l_{i}$是密度湍流谱的内部尺度。相反，我们使用一个通用的结构函数（GSF），跨越这些制度，并量化这些近似的使用所引入的错误。我们已经包括了通过小伸长的太阳风观测到的遥远宇宙源的各向异性散射效应。我们表明，GSF的预测是更准确的渐近表达式的制度不仅具有实际意义，但内部尺度效应的影响估计的散射加宽。两者合计，我们认为，GSF今后应用于散射加宽计算和估计的湍流振幅在日冕和太阳风。
2014-12-20 astro-ph.SR
Mass loss in pre-main sequence stars via coronal mass ejections and implications for angular momentum loss
我们发展了一个经验模型来估算太阳型前主序星（PMS）通过日冕物质抛射（CME）的质量损失率。我们的方法从观测到的PMS X射线耀斑能量估计CME质量损失率，使用我们经验确定的太阳X射线耀斑能量和CME质量之间的关系：log（M_CME [g]）= 0.63 x log（E_flare [erg]）- 2.57。使用质量确定的最大耀斑的磁性结构上观察到的PMS星，我们建议，这种太阳校准的关系可能会保持超过10个数量级的耀斑能量和7个数量级的CME质量。我们计算的典型太阳型PMS星的CME总质量损失率在1 e-12到1 e-9 Msun/yr之间。然后，我们使用这些CME质量损失率的估计，以推断随之而来的角动量损失导致的主要序列。假设一颗典型的~1 M_sun T Tauri星的CME流出速率<1 e-10 M_sun/yr，那么在最初的~ 100万年期间，由此产生的自旋下降力矩太小，不足以抵消由于收缩和吸积而引起的恒星自旋上升。然而，如果CME的质量损失率大于1 e-10 M_sun/yr，在我们的计算允许的范围内，CME的自旋下降力矩可能会影响到几百万年后恒星的自旋演化。
2012-09-28 astro-ph.SR
Accounting for Differential Rotation in Calculations of the Sun's Angular Momentum-loss Rate
本文利用PFSS模型和ADAPT-GONG磁图构建开放磁通量加权旋转速率，量化太阳表面较差自转对风制动扭矩的影响，发现其在太阳极小期使扭矩降低约10-15%、极大期略增，整体影响较小。
2023-02-24 astro-ph.SR
Improved AI-generated Solar Farside Magnetograms by STEREO and SDO Data Sets and Their Release
在这里，我们大大提高了人工智能（AI）生成的太阳背面磁图使用的数据集的日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）。我们修改了之前的深度学习模型和输入数据集的配置，以生成比以前更真实的磁图。首先，我们的模型称为Pix2PixCC，使用更新的目标函数，其中包括真实数据和生成数据之间的相关系数（CC）。其次，我们构建我们的模型的输入数据集：太阳远侧STEREO极紫外（EUV）观测与最近的前端SDO数据对EUV观测和磁图。我们期望前端数据对提供磁场极性分布的历史信息。我们证明，我们的模型产生的磁场分布比以前更符合实际的几个指标。在8 × 8分仓的情况下，真实磁图和AI生成磁图之间的全磁盘、活动区域和安静区域的平均像素到像素CC分别为0.88、0.91和0.70。人工智能产生的磁图的总无符号磁通量和净磁通量与测试数据集的真实磁图一致。值得注意的是，我们的远侧磁图在太阳活动周24和25与附近的前侧磁图产生一致的极场强度和磁场极性。现在，我们可以监测活动区的时间演变与太阳的远侧磁图的模型结合起来。我们的人工智能生成的太阳远侧磁图（AISFM）现已在韩国数据中心（KDC）为SDO公开提供。
2022-09-06 astro-ph.SR
$A'$ view of the sunrise: Boosting helioscopes with angular information
太阳可能会产生大量假设的光粒子，如轴子或暗光子，这种情况可以用所谓的日光望远镜进行实验探测。在这里，我们调查的角度和光谱分布的太阳暗光子对这些仪器的灵敏度的影响。我们首次评估了整个质量范围内暗光子通量的光谱和角度依赖性，并将这些信息应用于日之出太阳X射线望远镜的现有数据。具体来说，我们使用校准图像的经典日光镜分析，以及从日食的数据提供灵敏度异常大的振荡长度。我们表明，利用信号的功能可以提高约束的混合参数相比，一个天真的计数实验的一个以上的数量级。
2022-10-31 astro-ph.SR hep-ph
Improved detection of farside solar active regions using deep learning
对太阳可见一面的波进行分析，可以通过当地日震学技术探测太阳背面的活动区域。对整个太阳（包括不可见的半球）的磁性的了解，对于若干空间天气预报应用至关重要。地震活动远区的识别受到信噪比降低的挑战，只有大而强的活动区才能被可靠地检测到。在这里，我们开发了一种新的方法，以提高远侧地震图中的活动区签名的识别。我们已经构建了一个深度神经网络，将从日震全息术获得的远侧地震图与远侧活动区域存在的概率相关联。该网络已与日震相移图和日震和磁成像仪磁图对后获得半个太阳旋转，这被用来作为一个代理的存在下，在远侧的活动区域进行了训练。该方法已使用一组人工数据进行了验证，并已应用于太阳活动周期24最低活动期间的实际太阳观测。我们的方法显示了更高的灵敏度，远侧活动区的存在比标准的方法应用到最新。神经网络可以显著增加探测到的远侧活动区的数量，并将潜在地改进远侧地震学在空间天气预报中的应用。
2019-11-04 astro-ph.SR
Improved SOT (Hinode mission) high resolution solar imaging observations
我们认为最好的今天可用的观测太阳的湍流地球大气的影响，采取了太阳光学望远镜（SOT）机载日之出航天器。为了提高分辨率，对仪器拖尾和观测到的杂散光进行了分析。通过分析i/太阳边缘和ii/2012年金星凌日期间拍摄的图像，推导出450 nm附近蓝色连续宽带滤波成像仪（BFI）对应的点扩散函数（PSF）。选择高斯函数和洛伦兹函数的组合来构造PSF，以便去除由于仪器衍射效应（PSF芯）引起的拖尾和由于蜘蛛和中心遮蔽（PSF的翼）引起的大角度杂散光，所述蜘蛛和中心遮蔽是寄生杂散光的原因。本文讨论了一种基于最佳迭代次数的最大似然反褶积方法。它适用于几个太阳能场的图像，包括附近的肢体肉芽。将正常的非磁性颗粒与我们称为磁性的异常颗粒进行比较。在定义太阳边缘和太阳直径的背景下，讨论了第一次出现在盘的极端边缘（最后100公里）的一个新特征。一个单一的太阳黑子被认为是为了说明如何有效地恢复工作的太阳黑子核心。一组125个连续的去卷积图像被组装在一个45分钟长的电影中，说明了太阳黑子内部和周围动力学行为的复杂性。
2015-06-27 astro-ph.SR
Gyroscopic Pumping in the Solar Near-Surface Shear Layer
我们使用全球和本地日震反演，探讨在太阳近地表剪切层（NSSL）的现行动态平衡。差异旋转和纬向环流密切相关，共同起源于太阳对流区上部的湍流应力。NSSL的存在和结构不能归因于太阳表面对流的角动量守恒，因为通常认为。相反，湍流的角动量输送占向极纬向流，而经常被忽视的纬向力平衡维持中纬度旋转切变。我们认为，该基地的NSSL的标志是由过渡斜压湍流应力在赤道平面，抑制科里奥利诱导的环流，否则将建立一个圆柱形的旋转配置文件。湍流角动量输运必须是非扩散性的，并且是径向向内的。推断的平均流量是一致的湍流对流往往混合角动量的想法，但只有当混合效率是不均匀的和/或各向异性的。估计的湍流输送的纬向和纵向分量在振幅上是可比的，并且比垂直分量大一个数量级。我们估计，它需要2- 4%的太阳光度，以维持太阳NSSL对惯性的平均流量。大部分的能量都与角动量的湍流输送有关，旋转下降的时间尺度为$\sim$ 600天。我们还解决这些结果的影响，数值模拟的NSSL。
2011-08-26 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Source Surface Height Optimisation for Improved Solar Wind Velocity Forecasting Across Solar Cycles 23, 24 and 25
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（印度理工学院甘地纳加尔分校）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
本研究优化势场源表面模型中的源表面高度，显著提高了Wang-Sheeley-Arge模型在L1点的太阳风速度预测性能，并发现最优高度随太阳周期相位变化。
2026-06-15 astro-ph.SR
The relationship between solar and stellar tachoclines, dynamos, and spin-down
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；U.S. National Science Foundation（美国国家科学基金会）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
本研究通过两类三维流体模拟发现，含磁场情形下的自激发电机可限制太阳差旋层并传递自转减速，推测差旋层与自转减速及全局发电机密切相关。
2026-09-03 astro-ph.SR
The open flux evolution of a solar-mass star on the main sequence
已知磁场活动与中等活跃的主序星的自转周期有关。反过来，恒星自转周期的演变是由于磁化的恒星风带走角动量的结果。因此，了解磁场活动和恒星自转之间的相互作用是恒星天体物理学的中心任务。角动量演化模型通常采用根据表面磁场强度制定的自旋下降扭矩。然而，这些公式无法解释磁场的几何形状，不像那些用开放通量表示的公式，即恒星风流动的磁通量。在这项工作中，我们使用的扭矩法制定的开放通量的主序星太阳质量的角动量演化模型。这是使用一个潜在的场源表面模型结合塞曼多普勒磁图的样本大致太阳质量的恒星。我们探讨这些恒星的开放通量如何随恒星自转和源表面半径的选择而变化。我们还探讨了通过使用两种方法来确定开放通量的字段的几何形状的效果。第一种方法只考虑偶极子分量，而第二种方法考虑了塞曼多普勒磁图中的全部球谐函数。我们发现这两种方法之间只有一个很小的差异，这表明主序星太阳质量恒星的开放通量，实际上是自旋下降，可能是由磁场的偶极分量主导的。
2017-11-10 astro-ph.SR
A Poynting-Robertson-like drag at the Sun's surface
太阳的内旋度Ω（r，Θ）先前已经用日震学技术测量过，并发现它是同纬度θ和半径r的复杂函数。从日震学和对明显“扎根”的太阳磁示踪剂的观测中，我们知道表面的旋转速度比内部的大部分要慢。这种减速的原因还不清楚，但它对理解恒星的旋转和任何合理的太阳内部理论都很重要。一项新的分析使用5分钟的太阳p模式临边振荡作为旋转“示踪剂”，发现在光球顶部的一个薄区域中有更大的速度梯度。这种切变发生在太阳大气辐射能量和角动量的地方。我们认为，光球角动量损失的净效应类似于坡印廷-罗伯逊的“光子制动”，例如，太阳轨道尘埃。由此产生的光球扭矩很容易计算，在太阳的寿命，被发现是可比的近地表剪切层中的明显角动量赤字。
2016-12-02 astro-ph.SR
Radius Dependent Angular Momentum Evolution in Low-Mass Stars. I
低质量恒星的角动量演化取决于恒星形成的初始条件、恒星结构演化和恒星磁场的行为。在这里，我们表明，角动量演化的经验图片自然出现，如果旋转有关的磁场强度，而不是磁通量，并制定了一个修正的制动定律的基础上。角动量演化成为恒星半径的一个强函数，解释了在疏散星团和场星中观察到的几个Gyr的主要趋势：在边界处旋转到完全对流的急剧过渡主要来自于穿过这个边界的半径的大变化，并且不需要发电机模式或场拓扑的变化。此外，这些数据表明，太阳型恒星之间存在瞬时的核心-包络解耦，而在极低质量恒星中，磁场饱和的周期更长。对于太阳型恒星，我们的模型也符合经验Skumanich定律。最后，在进一步支持的理论，我们表明，在我们的模型中，低质量恒星自旋从饱和到不饱和的领域制度的预测年龄对应的非常好，在这些恒星的磁活动的观察寿命。
2011-11-30 astro-ph.SR
Towards a self-consistent hydrodynamical model of the solar tachocline
本研究指出经典SZ92太阳差旋层流体动力学模型的输运假设与最新分层湍流模型不符，提出角动量和热输运均由水平湍流扩散主导的自洽新模型，给出厚度标度关系并分析其特性与局限。
2025-01-13 astro-ph.SR
Incorporating Polar Field Data for Improved Solar Flare Prediction
在本文中，我们考虑将数据与太阳的北极和南极磁场强度，以提高太阳耀斑预测性能，使用机器学习模型。当用于补充来自太阳光球磁场上的活动区域的局部数据时，极场数据向预测器提供全局信息。虽然这种全球性的功能已经提出了预测下一个太阳活动周期的强度，在本文中，我们建议使用它们来帮助分类个人太阳耀斑。我们使用HMI数据进行实验，采用四种不同的机器学习算法，可以利用极场信息。此外，我们提出了一种新的概率混合专家模型，可以简单有效地将极场数据，并提供与最先进的太阳耀斑预测算法，如递归神经网络（RNN）的预测性能。我们的实验结果表明，极场数据的太阳耀斑预测的有用性，它可以提高高达10.1%的Heidke技能评分（HSS 2）。
2022-12-04 astro-ph.SR stat.ML
Meridional Circulation in Solar and Stellar Convection Zones
我们提出了一系列的3-D非线性模拟的类太阳对流，进行了滞弹性球谐（ASH）代码，旨在隔离这些过程中，驱动器和形状的恒星对流区内的对流环流。这些模拟的构建是为了跨越类似太阳的差异旋转（快赤道/慢极点）和“反太阳”差异旋转（慢赤道/快极点）之间的过渡。当对流受到旋转约束时，产生类似太阳的差分旋转状态，其特征在于与反太阳制度相比，对流雷诺应力非常不同，其中对流仅微弱地感知科里奥利力。我们发现，对流雷诺应力的角动量输运在建立这些模拟中的对流流动剖面中起着核心作用。我们发现，从单细胞的过渡到多细胞的回旋环流配置文件在强和弱制度的旋转约束是联系在一起的对流雷诺应力的变化，一个明确的演示陀螺泵。这些不同的制度之间的垂直热变化不同，与那些在太阳的制度合谋，以抑制一个单细胞的赤道环流，而建立在反太阳状态的冷极和温暖的赤道往往会促进单细胞环流。虽然对流角动量输送在中纬度的反太阳区域变成径向向内，但主要负责建立快速旋转极的是纬向环流。最后，我们讨论了这些结果与太阳的关系，并建议太阳可能位于快速旋转和缓慢旋转制度之间的过渡附近。
2015-01-26 astro-ph.SR
The solar-wind angular-momentum flux observed during Solar Orbiter's first orbit
目的：我们提出的第一次测量的太阳风角动量（AM）通量记录的太阳轨道器航天器。我们的目标是验证这些测量结果，以支持未来对太阳AM损失的研究。研究方法：我们结合60分钟的平均质子体矩和磁场测量的太阳风分析仪（SWA）和磁力计（MAG）板载太阳轨道器。我们使用2020年期间任务巡航阶段第一轨道的数据计算每个立体角元素的AM通量。我们分离的贡献，从质子和磁应力的总AM通量。结果：AM通量随时间变化显著。在我们的测量间隔期间，粒子贡献通常占主导地位。总的AM通量显示出最大的变化，并且通常与径向太阳风速度反相关。我们确定了一个压缩区域，可能与一个共同旋转的相互作用区域或日冕物质抛射，导致一个显着的本地化增加的AM流量，但没有显着增加AM每单位质量。我们使用来自无线电和等离子体波（RPW）仪器的密度估计重复我们的分析。使用这种独立的方法，我们发现减少的峰值正AM通量，但在其他方面一致的结果。结论：我们的结果在很大程度上同意与以前的测量太阳风AM通量的振幅，变化，并依赖于径向太阳风散装速度。我们的分析突出了未来的潜力，更详细的研究太阳风的AM和其他大规模的属性与太阳轨道器的数据。我们强调，需要研究的径向演变和纬度的依赖性的AM通量结合从帕克太阳探测器和资产在日心距离1 AU及以上的数据。
2021-06-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Star formation with disc accretion and rotation I. Stars between 2 and 22 Msol at solar metallicity
恒星在形成过程中角动量的积累方式可能会影响它们的进一步演化。在冷盘吸积方案的框架中，我们第一次研究了角动量在恒星形成过程中如何在恒星内部积累，以及它在主序列（MS）上的演化后果。计算开始于Hayashi线上的0.7 Msol太阳金属丰度（Z=0.014）的流体静力核心作为一个固体旋转。吸积速率取决于吸积物体的光度，被认为在1.5e-5和1.7e-3 Msol/yr之间变化。假设吸积物质的角速度等于吸积恒星外层的角速度。模型计算的质量范围在零年龄的主要序列（ZAMS）之间的2和22 Msol。我们研究了如何内部和表面速度变化作为一个函数的时间在吸积阶段和朝着ZAMS的演变。恒星模型，其演变已遵循沿前MS阶段，被发现表现出浅梯度的角速度的ZAMS。有趣的是，对于ZAMS上的质量大于8 Msol，存在一个最大的表面速度，可以达到通过目前的情况下形成。通常，对于14 Msol的模型，只有表面速度低于临界速度45%的恒星才能形成。为了达到更高的速度，需要从核心旋转超过临界极限开始。我们发现，这个速度上限是较小的更高的质量。相比之下，低于8 Msol，没有限制，整个速度域，直到临界速度，可以达到。
2013-06-25 astro-ph.SR
Quasi-periodic Variations of Coronal Mass Ejections with Different Angular Widths
日冕物质抛射（CME）是太阳有组织的磁性特征的高能抛射。对日冕物质抛射准周期性的研究有助于建立日冕物质抛射、太阳耀斑和地磁扰动之间可能的联系。我们使用CME的角宽度作为CME分类的标准。利用25年的观测资料，采用频率和时频分析方法，系统分析了南北半球不同角宽CME发生率的准周期变化。不同角宽的日冕物质抛射有不同的周期：9个月、1.7年和3.3-4.3年。与以往基于CME发生率的研究相比，我们获得了相同的周期1.2（+-0.01）个月，3.1（+-0.04）个月，~6.1（+-0.4）个月，1.2（+-0.1）年，和2.4（+-0.4）年。我们还发现了所有CME的额外周期，这些周期只出现在一个半球或特定的太阳周期。例如，7.1（+-0.2）个月和4.1北半球（+-0.2）年，1（+-0.004）个月，5.9（+-0.2）个月，1（+-0.1）年，1.4（+-0.1）年和2.4年南半球（+-0.4）年，6.1太阳活动周期23（SC 23）为6.1（+-0.4）个月，太阳活动周期24（SC 24）为1.2（+-0.1）年和3.7（+-0.2）年。分析表明，日冕物质抛射的准周期变化是日冕磁活动振荡、太阳耀斑爆发和行星际空间振荡之间的联系。
2023-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Toward Improved Understanding of Magnetic Fields Participating in Solar Flares: Statistical Analysis of Magnetic Field within Flare Ribbons
剧烈的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）都是磁现象。然而，如何磁场重联在耀斑不同于非耀斑磁场仍然不清楚，由于缺乏研究的耀斑的磁性。在这里，我们提出了第一个统计研究的耀斑（突出的耀斑带）矢量磁场在光球。我们的系统的方法使我们能够描述太阳耀斑磁性的关键物理特性，包括分布的磁通量，磁剪切，垂直电流和净电流在耀斑与非耀斑部分的活动区域，并比较这些与耀斑/CME属性。我们的分析表明，虽然耀斑是由与AR大小成比例的物理性质引导的，如参与重联过程的磁通量总量和总电流（广泛的属性），日冕物质抛射是由平均属性，如部分AR磁通量，参与（强度特性），对极性反转线（PIL）处的剪切量或净电流的依赖性很小。我们发现，非中和电流是成比例的剪切量在PIL，提供直接的证据表明，净垂直电流形成的任何机制，可以产生沿PIL的磁剪切的结果。我们还发现，喷发事件往往有较小的PIL通量和较大的磁剪切比封闭事件。我们的分析为更现实的太阳和恒星耀斑模型提供了参考。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑磁性的定量研究。
2021-11-11 astro-ph.SR
Improved near optimal angular quadratures for polarised radiative transfer in 3D MHD models
精确的角积分对于三维（3D）辐射转移问题的数值解是至关重要的，特别是当包括由各向异性辐射的散射产生的谱线偏振时。求最佳积分有两个要求，它们很难同时满足：高精度和短的计算时间。通过施加某些对称性，我们最近能够导出一组接近最佳的角积分。在这里，我们通过考虑其他对称性来扩展我们以前的研究。此外，我们测试的性能，我们的新的正交数值求解的辐射转移问题的共振线偏振在一个三维模型的太阳大气中产生的磁流体动力学模拟。这里推导出的新的角求积优于以前的射线的数量方面，需要达到任何给定的精度。
2021-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flaring together: A preferred angular separation between sympathetic flares on the Sun
本文通过对SDO/AIA、RHESSI和STIX观测的大量耀斑进行统计分析，发现太阳上存在经度相隔约30度、1.5小时内相继触发的共生耀斑，发生率约5%，并基于磁场线足点间距解释了其角尺度。
2024-12-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Diameters and Temperatures VII: High-angular resolution measurements of Solar-type stars with the CHARA Array
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；University of Sydney（悉尼大学）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；University of Rochester（罗切斯特大学）
研究利用CHARA阵列的PAVO组合器测量27颗类太阳恒星的角直径，结合多数据得出恒星参数，为相关研究提供经验基准。
2026-10-15 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Parker Solar Probe observations of near-$f_{\rm ce}$ harmonics emissions in the near-Sun solar wind and their dependence on the magnetic field direction
波的发射频率接近电子回旋频率谐波观测到在小的日心距离低于约40太阳半径，并已知发生在静态磁场的区域。我们显示了这些波与磁场的大尺度性质的密切联系。只有当周围磁场指向由相应$80^{\circ} \lesssim θ_B \lesssim 100^{\circ}$和$10^{\circ} \lesssim ϕ_B \lesssim 30^{\circ}$的RTN坐标系中的极角和方位角范围所限定的窄范围的方向时，才发生近电子回旋频率谐波发射。我们发现，当两个角度都接近各自的角度间隔的中心有利于波的发射波的振幅是最高的。波发射的强度与磁场角度变化在大和小的时间尺度。波发射间隔与10 Hz-100 Hz低频宽带磁波动幅度减小的间隔相关。我们讨论了可能的生成机制的波。
2022-08-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Heliocentric Distance Where the Deflections and Rotations of Solar Coronal Mass Ejections Occur
了解日冕物质抛射（CME）的轨迹，包括径向路径的任何偏转，以及其磁场的方向，对于空间天气预测至关重要。Kay等人（2015 b）开发了一个模型，预测CME的改变轨迹（ForeCAT），由于磁力导致的CME偏转和旋转，不包括重连的影响。ForeCAT能够再现观测到的日冕物质抛射的偏转（Kay等人，2015年a）。偏转的日冕物质抛射倾向于在靠近太阳的地方表现出角动量的快速增加，然后在更远的距离上几乎没有增加。在这里，我们量化CME偏转“确定”的距离，我们定义为背景太阳风对总偏转的影响可以忽略不计的距离。我们认为在CME质量和径向速度的范围很广，并确定这些CME的偏转和旋转可以很好地描述，假设它们传播的恒定角动量超过10 Rs。超过10 Rs的恒定角动量的假设产生低估的总偏转在1 AU的只有1%至5%和低估的旋转10%。由于磁力的偏转是由10 Rs决定的，所以在CME角动量增加的情况下，非磁力必须对任何观测到的行星际偏转或旋转负责。
2015-09-16 astro-ph.SR physics.space-ph
An improved technique for measuring plasma density to high frequencies on the Parker Solar Probe
在空间测得的等离子体密度与带有偏置电场探测器的导电卫星体的表面电位之间的相关性已得到确认，并被用来提供密度代用指标。然而，对于帕克太阳探测器，这种相关性在很长一段时间内没有产生定量的密度估计，因为它取决于光电发射光谱的能量依赖指数变化，电子温度，偏置表面积与传导航天器表面积的比率，航天器二次或热发射，航天器与太阳的距离，本文用最小二乘拟合的方法确定了等离子体密度随时间和频率的函数，直至电子回旋频率。该函数允许校正对航天器电势的许多影响，而不是由于等离子体密度引起的影响。给出了用此方法计算等离子体密度的一些实例。
2022-01-22 astro-ph.SR physics.space-ph
