Three-dimensional Numerical Simulations of Magnetized Winds of Solar-Like Stars
通过自洽三维MHD数值模拟，我们分析了磁化的类太阳恒星风及其对等离子体β参数的依赖性。我们在我们的模拟中采用伽马描述的加热参数，这是负责风的热加速。我们分析风的极性磁场强度范围从1到20 G。我们表明，风的结构呈现出类似于太阳日冕风的特征。所有情况下的稳态磁场拓扑结构是相似的，呈现头盔拖缆类型的配置，封闭场线和开放场线共存的区域。更高的磁场强度导致更快更热的风。场强的增加会在风场中产生更大的死区，即：例如，阻止物质从低于45度的纬度逃逸的闭合环延伸到离恒星更远的地方。洛伦兹力自然地导致一种随纬度变化的风。我们表明，通过增加密度和保持B0=20G，系统恢复到较慢和较冷的风。对于一个固定的伽玛，我们表明，在确定风速廓线的关键参数是在日冕底部的β参数。因此，存在一组磁化流，只要等离子体β参数相同，不管其热能密度和磁能密度如何，它们将呈现相同的终极速度。然而，如果我们比较风的其他物理参数，如质量损失率，这种简并性就可以消除。我们分析了伽玛在我们的结果的影响，我们表明，它也是重要的，在确定风的结构。（节录）
2009-04-28 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. I. Magnetic Field Effects
对太阳大气的观测表明，内部重力波是由过冲对流产生的，但在磁通量的位置被抑制，这被认为是模式转换成磁声波的结果。在这里，我们提出了一个研究的声学重力波频谱出现一个现实的，自洽的模拟太阳（磁）对流。进行了无磁场的流体动力学模拟和初始垂直均匀磁场为50 G通量密度的磁流体动力学（MHD）模拟，并进行了相互比较，以突出磁场对太阳大气中内部重力波传播的影响。我们发现，内部的重力波是不存在的或部分反射回低层中存在的磁场，并认为抑制是由于耦合的内部重力波慢磁声波仍然在高β区域的上层光球。在我们的模型中，转换成阿尔芬波是极不可能的，因为不存在强烈倾斜的磁场。我们认为，内观测到的磁通量浓度内波的抑制也可能是由于非线性破裂的内波由于涡流是无处不在的上层光球和色球。
2016-12-14 astro-ph.SR
Magnetized supersonic downflows in the chromosphere. A statistical study using the He I 10830 Å lines
太阳活动区（AR）上方的色球层拥有磁化的超音速下降流。对这些超音速下行流的研究有助于破译色球层的磁性精细结构和动力学。我们进行了统计分析的磁化超声速下降流在一些AR和调查他们的特点。我们分析光谱偏振扫描的部分13 AR的红外He I 10830三重态中获得的记录与安装在格雷戈里太阳望远镜的格雷戈里红外光谱仪（GRIS）在上色球层。我们检索的视线速度和磁场矢量使用HeLIx+反演代码，假设米尔恩-爱丁顿大气。我们发现磁化超音速下降流在所有的AR，与较大的面积覆盖范围内的AR中观察到的新兴阶段期间，这样的流量。在所有的扫描中都探测到了超音速下降流，尽管它们只占观测视场的0.2 - 6.4%，这一事实表明它们是AR的上部色球层中的一种普遍现象。超音速下降流被认为是与许多AR功能，如孔隙，太阳黑子本影，太阳黑子半影，光桥，plages，他我循环的一部分，拱灯丝系统的新兴领域的特点，和灯丝。虽然有几种机制被确定为引起超音速下降流，但到目前为止，最常见的一种似乎是沿着上升磁环的腿排出等离子体。环主要流入形成的孔隙。超音速下降流的视线速度达到49 kms-1，速度分布显示出多个种群。几乎92%的这些超音速下降流与亚音速流分量共存。与超音速分量有关的较弱的、更水平的场表明它是在亚音速分量之上形成的。
2022-07-25 astro-ph.SR
Simulations of Prominence Formation in the Magnetized Solar Corona by Chromospheric Heating
从色球过渡区到日冕等离子体的剪切磁弧出发，模拟了日冕中静止日珥的原位形成和持续生长。与以前的工作相反，我们的模型捕捉到日珥形成的所有阶段，包括热平衡的丧失，它的高度和宽度连续增长到宏观尺度，以及作为质量积累的结果，拱形环逐渐弯曲成倾斜环。我们的2.5维，完全磁流体力学和磁流体动力学一致的模型模仿的正常极性的磁拓扑结构的光球中性线以上，并导致在窗帘状日珥以上的中性线，通过最终浸渍磁场线突出在一个有限的角度。的形成结果从色球层中的集中加热，然后通过等离子体蒸发和后来的快速冷凝在电晕由于热不稳定性，验证了线性不稳定性标准。低层大气的集中加热使等离子体从下面蒸发，在日冕环的顶部积累，并不断地为后来的日珥提供质量。这是第一个蒸发冷凝模型研究，我们可以证明形成的日珥如何保持在力平衡状态，这可以与Kippenhahn-Schluter型磁流体静力学模型相比较，所有这些都在有限的低β日冕中。
2012-02-28 astro-ph.SR
Ubiquitous Solar Eruptions Driven by Magnetized Vortex Tubes
太阳表面被高速喷流覆盖，这些喷流将质量和能量输送到日冕中，并供给太阳风。这些喷流中最突出的被称为针状体。然而，引发这些喷发事件的机制仍然未知。使用现实的数值模拟，我们发现，小规模的喷发是由无处不在的磁化涡流管产生的太阳的湍流对流在次表层。旋转的涡流管（类似于龙卷风）穿透太阳大气层，捕获并拉伸背景磁场，并将周围的物质向上推，产生准周期性的冲击。我们的模拟揭示了一个复杂的高速流动模式，和热力学和磁结构的爆发涡管。我们发现，爆发是在次表层，并驱动的高压梯度在光球和光球，并由洛伦兹力在更高的大气层。
2012-12-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Differential Rotation in Magnetized and Non-magnetized Stars
通过比较磁流体动力学（MHD）模型和流体动力学（HD）模型，研究了磁场对恒星差速自转的影响.在全球壳几何结构中进行旋转穿透对流的完全可压缩MHD模拟。通过对“Rossby数（${\rm Ro}$）”和“对流Rossby数（${\rm Ro}_{\rm conv}$）"的讨论，探讨了赤道自转从快（太阳型）向慢（反太阳型）转变的临界条件。从${\rm Ro}_{\rm conv}$依赖性的角度来看，MHD模型的相变比HD模型的相变更平缓，相变的临界值更高。在HD模型中，旋转剖面显示了在跃迁附近的双稳性，而当允许磁场增长时，除了以反太阳型解为初始条件的模型外，双稳性消失.我们发现在MHD和HD模型中，相变都发生在${\rm Ro} \simeq 1$处，与滞后无关。从${\rm Ro}$依赖性的角度来看，两种模型不仅临界值相似，而且过渡的尖锐度也相似。发电机产生的磁场和/或滞后对对流运动的影响反映在${\rm Ro}$中。这就是为什么从${\rm Ro}$依赖性的观点来看，跃迁是统一的。最后，我们讨论了${\rm Ro}$依赖的磁发电机活动，强调其可能的关系的动力学螺旋度配置文件。
2015-04-05 astro-ph.SR
The period ratio for standing kink and sausage modes in solar structures with siphon flow. I. magnetized slabs
在太阳磁震学的应用中，基模周期与其第一泛音周期的两倍之比$P_1/2P_2$起着重要的作用。我们研究如何场对准流影响的色散特性，因此，在太阳大气中的磁板支持的常设模式的周期比。我们数值求解色散关系，并设计了一个图形的方法来构建驻波模。对于日冕板块，我们发现，流动的影响是显着的，快速扭结和香肠模式一样。对于扭结的，他们可以减少$P_1/2P_2$高达23%的静态情况相比，和最小允许的$P_1/2P_2$可以下降到静态板的下限解析推导。对于香肠模式，虽然引入流相对于静态情况通常将$P_1/2P_2$减小$\lesssim 5$ %，但其显著增加了阈值纵横比，仅在该阈值纵横比以上可以支持站立的香肠模式，这意味着它们的可检测性被限制到甚至更宽的板。在光球板块的情况下，流动效应没有那么强。然而，站立模式是不同的冠状面的情况下，站立扭结模式示出了一个$P_1/2P_2$，偏离统一，即使是零宽度板，而站立香肠模式不再遭受阈值纵横比。我们的结论是横向结构等离子体密度和流速应考虑在地震学应用的多周期性太阳大气结构。
2013-03-07 astro-ph.SR
Stability of rotating magnetized jets in the solar atmosphere. I. Kelvin-Helmholtz instability
观测表明，太阳大气中的各种喷流具有显著的旋转运动，可能会经历不稳定性，导致周围等离子体变热。本文研究了由射流表面附近的速度突变引起的扭转旋转射流的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性。我们推导了一个色散方程与适当的边界条件的总压（包括管旋转的离心力），它支配不可压缩射流的动力学。在此基础上，得到了各种情况下Kelvin-Helmholtz不稳定性的解析判据，并通过数值求解色散方程进行了验证。我们发现，当旋转的动能大于扭转的磁能时，扭转和旋转的射流都不稳定于KH不稳定性。我们的分析表明，1-5 G的方位角磁场可以稳定观察到的旋转针状/macrosepicules和X射线/EUV喷流。另一方面，非扭转射流总是不稳定的KH不稳定性。在这种情况下，不稳定性的增长时间是几秒钟的针状体/macrosepicules和几分钟（或更少）的EUV/X射线射流。我们还发现，由于地表方位角速度的跳跃，扭结和扭转Alfven驻波在波腹附近总是不稳定的，而传播波一般是稳定的。KH涡旋可能导致增强的湍流发展和周围等离子体的加热，因此旋转喷流可以为色球和日冕加热提供能量。
2015-10-05 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. II. Energy Transport
本文是重力波（IGWs）系列的第二篇论文，我们研究了在不同磁场条件下的太阳大气模型中IGWs的产生和传播。使用CO $^{\rm 5}$ BOLD代码模拟了无磁场和三种磁场模型，这三种模型以10 G、50 G和100 G磁通密度的初始垂直均匀场开始。我们发现，IGW产生的方式相似，在所有四个模型中，尽管在磁环境的差异。IGW携带的机械能明显大于大气下部的声波，使其成为总波能收支的重要组成部分。机械能通量（10 $^{6}$ - 10 $^{3}$ W m $^{-2}$）比坡印廷通量（10 $^{3}$ - 10 $^{1}$ W m $^{-2}$）大几个数量级。坡印亭通量在对应于IGW的频率范围内显示出向下的分量，这证实了当场主要是垂直的和强的时，这些波在大气中不向上传播。我们的结论是，在上层光球，IGW的传播特性依赖于平均磁场强度，因此这些波可以作为这些层的磁场诊断的潜在候选人。然而，它们随后耦合到阿尔夫文波是不太可能在一个主要垂直场渗透的磁环境中，因此它们可能不会直接或间接地有助于加热层以上的等离子体- $β$小于1。
2019-01-25 astro-ph.SR
Electromagnetic radiation by turbulent, magnetized and randomly inhomogeneous solar radio sources generated by electron beams
本研究通过三种独立方法证明，III型太阳射电爆发中仅不到10%的电磁能量以O和X模式逃逸，大部分以Z模式辐射于源附近，为PSP和Solar Orbiter观测提供支持。
2025-06-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
[Plasma 2020 Decadal] Multipoint Measurements of the Solar Wind: A Proposed Advance for Studying Magnetized Turbulence
一个多机构、多国科学小组不久将提交美国航天局的一项建议，即建造一个航天器星座，以跨越多种尺度的群飞行进入近地太阳风，以便获得急需的测量数据，揭示磁化湍流的基本动力学。这份提交给等离子体2020年十年调查委员会的白皮书简要概述了构成引人注目的等离子体物理研究领域的湍流系统，包括为什么需要这项任务，以及这项任务将如何实现揭示能量如何在整个宇宙的等离子体中跨越尺度和边界转移的目标。
2019-08-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Polarized scattering with Paschen-Back effect, hyperfine structure, and partial frequency redistribution in magnetized stellar atmospheres
$F$态干涉显著地改变了太阳大气中散射过程产生的偏振。在没有磁场的情况下，它在出射斯托克斯光谱中的特征是线芯中的去极化。在本文中，我们推导出部分频率重分布（PRD）矩阵，其中包括在任意强度的磁场存在下的二能级原子的上超精细结构态之间的干扰。该理论应用于Na I D $_2$线，该线是由较低的$J=1/2$和较高的$J=3/2$态之间的跃迁产生的，由于与核自旋$I_s=3/2$的耦合而分裂成$F$态。的PRD矩阵的单散射的情况下的属性进行了探讨，特别是，在Paschen-回制度和它们的有用性作为诊断太阳磁场的工具的磁场的影响。
2015-12-24 astro-ph.SR
Magnetic reconnection in the low solar chromosphere with a more realistic radiative cooling model
磁重联是最有可能的机制，负责高温事件，观察到在强磁化的位置周围的温度最低的低太阳色球层。这项工作改进了我们以前的工作[”低太阳色球层强磁化区域的磁重联”，天体物理学杂志852，95（2018）]，通过使用从OPACITY项目和CHIANTI数据库计算的更现实的辐射冷却模型。我们发现等离子体的中性成分的电离速率仍然快于电流片区域内的复合。对于低$β$等离子体，电离和中性流体流耦合良好，整个重连区域类似于单流体Sweet-Parker模型动力学。在具有$β_0=1.46$的较高$β$情况下出现离子和中性流入的解耦，这导致重连速率比由Sweet-Parker模型预测的速率快约三倍。在所有情况下，电流片中等离子体温度都随时间增加，当重联磁场强度大于$500$ ~G时，等离子体温度最大值在$2\times10^4$ ~K以上。虽然更现实的辐射冷却模型不会导致磁重联特性的质的变化，但对于研究低层太阳大气强磁化区电流片内等离子体温度和电离分数的变化是必要的。这对研究氢等离子体接近完全电离时的磁重联过程中的能量转换也有重要意义。
2018-10-25 astro-ph.SR
Mass-Radius relation for magnetized white dwarfs from SDSS
本研究基于SDSS DR7数据，推导了47颗磁化白矮星的观测质量-半径关系，发现其与有限温度模型在低表面磁场下吻合，并提出该模型可外推至更高磁场，暗示超钱德拉塞卡质量白矮星的存在。
2024-03-20 astro-ph.SR
Dynamics of Magnetized Vortex Tubes in the Solar Chromosphere
我们使用3D辐射MHD模拟调查的形成和动力学的小规模（小于0.5微米直径）涡管自发产生的湍流对流在安静的太阳区域与最初的弱平均磁场。结果表明，涡管进入色球层后，对太阳大气的结构和动力学有着重要的影响。涡流管主要集中在颗粒间通道，其特征是强烈的（近音速）下降流和旋涡运动，捕获和扭曲磁场线，形成磁通量管，随着高度的扩大，并达到磁场强度范围从200 G的色球层到超过1千克的光球层。我们详细研究了这些涡流管的物理性质，包括热力学性质，流动动力学，动力学和电流螺旋度，并得出结论，磁化涡流管提供了一个重要的路径，从对流区到色球的能量和动量转移。
2012-01-26 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
Onset of secondary instabilities and plasma heating during magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar atmosphere
在一个2.5维多流体等离子体中性反应模型中，数值研究了太阳低层大气（距太阳表面约$300-800$ ~km）弱电离等离子体中不同空间尺度和不同高度的磁重联.我们考虑了强磁化等离子体（$β\sim 6\% $）从无力的磁位形演化而来，并被扰动以初始化重联电流片的形成。在大尺度上，观察到产生的电流片进行二次“等离子体团”不稳定性。一系列不同尺度下的模拟结果显示了一个级联电流片形成过程，该过程终止于宽度约为2 m，长度为$\sim100$ ~m的电流片，对应于临界电流片纵横比为$\sim50$。我们还观察到，等离子体团的不稳定性是主要的物理机制加速磁重联在这个等离子体参数制度。在等离子体团不稳定性出现后，重联率急剧增加到$\sim$ 0.035，观察到与Lundquist数无关。这些特征与完全电离等离子体中的磁重联非常相似。在这个低$β$导场重联制度，重组和碰撞的影响被观察到有一个小的贡献重联率。模拟结果表明，在磁重联过程中，将稠密的弱电离光球等离子体加热到$2\times10^4$ ~K以上是困难的。然而，当重联磁场为$500$ ~G或更强时，低太阳色球层中的等离子体可以被加热到$3\times10^4$ ~K以上。
2018-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar Magnetized Tornadoes: Rotational Motion in a Tornado-like Prominence
Su等人在2012年提出了一种新的解释，认为细丝的形成和喷发是由表面上的漩涡驱动的旋转磁性结构。当这些结构出现在边缘上方时，它们被认为是类似龙卷风的风暴。它们可能作为等离子体的来源和细丝的扭曲起着关键作用。然而，没有观测成功区分旋转运动的磁结构在龙卷风般的湍流从其他运动，如振荡和逆流等离子体流。在这里，我们报告的证据旋转运动在一个龙卷风般的突出。两条日冕线的光谱观测是由一个专门设计的Hinode/EIS观测程序获得的。这些数据揭示了在日珥腿中存在冷的和百万度的热等离子体，支持所谓的“日冕过渡区”。日珥两侧相反的速度和它们持续的时间演化，以及SDO/AIA暗结构中明显的周期性运动，表明冷、热等离子体都有一个旋转运动，速度为$\sim$ 5 km s $^{-1}$ .
2014-03-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic reconnection between a solar filament and nearby coronal loops
磁重联，即磁场拓扑结构的重新排列，是遍布宇宙的磁化等离子体系统中的基本物理过程1，2。其过程难以直接观察。日冕结构，如日冕环和暗条脊，经常描绘出太阳日冕中的磁场几何形状及其变化。在这里，我们展示了一个高度暗示性的观测，即在爆发的太阳暗条和附近的日冕环之间的磁重联，导致暗条连接的变化。当爆发的灯丝遇到环时，X型结构形成。灯丝变直，明亮的电流片在与线圈的界面处形成。许多等离子体团出现在这些电流片和双向传播。细丝从电流片断开，电流片逐渐分散和消失，重新连接到回路，并重新定向到回路足点。暗条和磁环的这种演化表明了理论1所预言的连续的磁重联，但在观测中很少能如此清晰地发现。我们的研究结果的形成，演变和消失的电流片，确认三维磁重联理论和耗散区的演变和释放的磁能在许多磁化等离子体系统的重联的影响。
2016-05-11 astro-ph.SR
Are solar chromospheric fibrils tracing the magnetic field?
原纤维是太阳色球层中磁化区域及其周围可见的细长特征。由于它们的视觉外观，它们传统上被认为是磁场线的示踪物。这是第一次，我们挑战这一概念，通过比较他们的方向的磁场，通过高分辨率的光谱偏振观测钙二线。对标题中提出的问题的简短回答是，大多数情况下是的，但并不总是。
2011-01-18 astro-ph.SR
Simulation of plasma emission in magnetized plasmas
帕克太阳探测器（PSP）最近对III型射电爆发的观测表明，有限背景磁场的影响可能是解释数据的一个重要因素。本文用粒子模拟方法研究了背景磁场对太阳日冕和行星际III型射电爆发的主要发射机制--等离子体发射过程的影响。通过改变等离子体频率与电子回旋频率的比值，系统地研究了环境磁场的影响。本研究表明，对于一个足够强的环境磁场，波粒相互作用过程导致一个高度场对准的纵模激发和各向异性的电子速度分布函数，伴随着显着增强的等离子体发射的二次谐波等离子体频率。在这种情况下，谐波发射的偏振几乎完全是非常模的意义。另一方面，对于中等强度的环境磁场，模拟结果的解释不太清楚。潜在的非线性模式耦合过程表明，正确理解和解释的模拟结果需要复杂的分析，涉及磁化等离子体正常模式，包括两个横向模式的磁活性等离子体，即异常和普通模式，以及电子回旋哨声，等离子体振荡，和上混合模式之间的相互作用。目前，用于定量分析磁化等离子体中这种复杂模式耦合过程的非线性理论尚不完善，需要进一步的理论研究，但本文的模拟结果可以为今后的理论研究提供指导。
2021-09-23 astro-ph.SR
Self-organization of solar magnetic fields
持续磁化等离子体的自组织特性被应用到选定的太阳数据，以了解太阳磁场。扭转振荡是与太阳活动周期相关的方位流的加速和减速带，它们意味着存在一个对称的太阳发电机，测得的极通量为3 × 10^14 Wb。结果表明，太阳发电机是薄的（~0.1微米梯度尺度大小）和强大的（~10^23 W）。这些特性是从扭转振荡的振幅和它们的速度等值线与太阳磁图的关系中发现的。发电机有足够的能量来加热色球层，并为日冕和太阳风提供能量。发电机也会导致日光层的刚性旋转，至少到日冕，日冕旋转与太阳磁图的关系也支持这一结果。薄薄的太阳发电机维持着薄薄的稳定的最低能量状态，似乎覆盖了光球层下方的大部分太阳表面。最低能态的磁力线应平行于太阳表面，并随着离太阳表面的距离以2π弧度的旋转在~1 μ m内旋转。电阻性扩散有助于将磁场推到表面，全球磁结构（GMS）似乎每11年失去π弧度，导致观测到的太阳磁场180度翻转。太阳黑子中的磁化等离子体薄片可能是GMS失去的薄片。为了完整起见，讨论了太阳黑子、日冕物质抛射和耀斑的形成。
2018-07-23 astro-ph.SR
Magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar chromosphere
采用MHD方法模拟了2.5维多流体反应模型中部分电离等离子体，研究了太阳低层大气温度极小区附近强磁化区的磁重联.结果表明，在低$β$等离子体中，在没有磁零点的情况下，电离和中性流体流在整个重联区域中耦合良好。然而，非平衡电离-复合动力学在确定重联区域的结构中起着关键作用，与假设等离子体处于电离-复合平衡的模拟相比，非平衡电离-复合动力学导致低得多的温度升高和更快的磁重联速率。即使初始等离子体$β$与$β_0=1.46$一样高，等离子体的中性成分的电离速率也总是快于电流片区域内的复合。当重联磁场超过千高斯并且等离子体$β$低于0.0145时，初始弱电离的等离子体可以在重联区域内变得完全电离，并且电流片可以被强烈加热到$2.5\times10^4$ ~K以上，即使大部分碰撞耗散的磁能被辐射走。霍尔效应略微增加了重联率，但在没有磁零点的情况下，它不会导致显著的不对称性或将重联电流片的特性改变到米级。
2017-12-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Suppression of parallel transport in turbulent magnetized plasmas and its impact on non-thermal and thermal aspects of solar flares
在太阳耀斑中，热电子和超热电子中所含能量的传输在我们理解耀斑现象的许多方面，从硬X射线发射的空间分布到全球能量学，都起着关键作用。最近的{ \em RHESSI}观测指出，存在一种机制，限制电子的耀斑环的日冕部分更有效地比库仑碰撞的动机，我们在这里考虑的影响，俯仰角散射湍流磁波动的电子在耀斑日冕环的平行运输。它示出，除了库仑碰撞散射这样的散射机制的存在下，可以显着降低平行的热传导率和电导率相对于它们的碰撞值。我们提供了说明性的表达式所产生的热电系数，涉及的热通量和电流密度的温度梯度和所施加的电场。然后，我们评估这些修改后的传输系数对耀斑日冕温度，可以达到的效果，后脉冲阶段冷却的加热日冕等离子体，和对环境加热和加速电子的能量损失率的重要性的束中和返回电流。我们还讨论了可能的方式，异常传输过程有影响所需的总能量与加速电子在太阳耀斑。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread. I. Effects of prominence magnetization and mass loading
太阳磁共振是由部分电离的等离子体形成的，其粒子间的碰撞频率通常与磁流体动力学处理无关。在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。我们进行2.5D的两种流体（电荷-中性粒子）的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）在一个光滑变化的界面之间的日珥线程和日冕的模拟。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了粘度，热导率和中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，以及摩擦加热。本文探讨了RTI动力学对日珥平衡位形的敏感性，包括支撑日珥线的磁场强度和剪切力，以及日珥质量负载量的影响。我们表明，在小尺度下，一个现实的光滑的双电晕接口导致定性不同的线性RTI演变比预期的不连续的接口，而磁场剪切具有稳定的影响，降低增长率或消除不稳定性。在非线性阶段，我们观察到，在场剪切的存在下的不稳定性的发展导致形成的相干和相互作用的2.5D磁结构，这反过来又会导致大量的等离子体流穿过磁场线和相关的去耦的流体速度的电荷和中性粒子。
2020-12-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Suppression of luminosity and mass-radius relation of highly magnetized white dwarfs
我们探讨了磁化白矮星的光度L及其对质量-半径关系的影响。我们自洽地得到了电子简并气体为主的内核和外部的理想气体的表面层或信封之间的界面，通过将整个模型白矮星的气体成分。这是通过求解牛顿框架中的静磁平衡、光子扩散和质量守恒方程组，针对不同的光度和磁场组而获得的。我们适当地使用磁性不透明度，而不是克莱默的不透明度，在需要的地方。我们证明，如果界面内的温度保持不变，即使在高光度到大约10^{-2}太阳光度，但没有磁场，仍然保持了Sirrasekhar极限。然而，大半径的白矮星的质量会增加，这是光子扩散的结果。然而，在中心强度约为10^{14} G的强磁场的存在下，即使界面内的温度保持不变，也会得到质量约为1.9个太阳质量的超级白矮星白矮星。最有趣的是，即使小半径磁性白矮星的光度降低到太阳光度的10^{-20}倍左右，它们仍然是超白矮星。然而，在相同的质量-半径关系中，它们的大半径对应物在低L时与Eschrasekhar的结果合并。因此，我们认为，高磁化，低亮度的超白矮星质量白矮星的可能性，由于他们的微弱，实际上可以隐藏。
2020-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scattering Polarization of Hydrogen Lines in Weakly Magnetized Stellar Atmospheres I. Formulation and Application to Isothermal Models
虽然氢的谱线包含有价值的信息的各种天体物理等离子体的物理特性，包括太阳色球层上部，相对较少的是知道他们的散射偏振信号的修改通过汉勒效应可以利用磁场诊断。在这里，我们报告的散射过程和汉勒效应在Ly-a，Ly-b和H-a考虑到多级辐射转移效应在等温恒星大气模型，氢能级的精细结构，以及与电子和质子碰撞的影响所产生的线偏振的基本理论研究。这第一篇论文的主要目的是阐明的物理机制，控制线极化的三条线，以及其灵敏度的扰动密度和强度和结构的微结构和确定性磁场。为此，我们应用一个有效的辐射转移代码，我们已经开发的Hanle效应在多层系统重叠线过渡进行数值模拟。对于低密度的等离子体，如太阳色球层上部的等离子体，碰撞去极化主要是由n=3的精细结构能级之间的碰撞跃迁引起的，所以它对Ly-a几乎不重要，但对Ly-b和H-a很重要。考虑到不同氢线跃迁之间的辐射转移耦合，我们显示了Hanle效应对三条线的影响。例如，我们证明了H-a线的线性偏振分布对线芯形成区域中的磁场梯度的存在是敏感的，并且在类太阳色球中偏振分量的选择性吸收对出射散射偏振不起任何重要作用。
2011-02-19 astro-ph.SR
Accretion, Outflows, and Winds of Magnetized Stars
许多类型的恒星都有强大的磁场，可以动态地影响星周物质的流动。在具有吸积盘的恒星中，恒星磁场可以截断内部吸积盘，并决定物质流向恒星的路径。这些路径在具有不同磁层和旋转周期的恒星中是不同的。外磁力线的磁层可能膨胀，并产生有利的条件，从磁盘磁层边界外流。在螺旋桨状态下，外流可能特别强烈，其中恒星的旋转速度比内盘更快。如果磁层被吸积物质压缩，流出也可能在缓慢旋转的恒星的盘-磁层边界形成。在孤立的强磁化恒星中，磁场可以影响恒星风外流的形成和/或传播。来自低质量太阳型恒星的风可能是热驱动或磁驱动的，而来自大质量明亮的O型和B型恒星的风则是辐射驱动的。在所有这些情况下，磁场会影响来自恒星的物质流，并决定许多观测性质。在这一章中，我们回顾了最近的吸积，外流和磁化恒星的风的研究，重点是三个主要议题：（1）吸积到磁化恒星;（2）从磁盘磁层边界流出;（3）风孤立的大质量磁化恒星。我们从全球磁流体动力学模拟得到的结果，并在一些情况下比较全球模拟与观测。
2016-05-16 astro-ph.SR
Spectro-polarimetric Imaging Reveals Helical Magnetic Fields in Solar Prominence Feet
太阳日冕是漂浮在太阳表面的冷等离子云，通过磁场与百万度的日冕绝缘。它们形成于复杂的磁拓扑区域，以非势场为特征，可以突然演变，瓦解日珥并将磁化物质喷射到日光层中。然而，它们的物理尚未完全理解，因为映射如此复杂的磁场配置和它们的演化是非常具有挑战性的，必须经常猜测代理从光度观测。使用最先进的光谱偏振数据，我们重建的磁场的结构在突出。我们发现日珥底部有螺旋形的磁场，连接日珥和下方的太阳表面。
2015-01-14 astro-ph.SR
Solar photosphere magnetization
最近的一项综述表明，用不同的望远镜、谱线和解释方法进行的观测都一致认为，当水平磁场梯度仅为0.3 G/km时，太阳活动区的垂直磁场梯度约为3 G/km，这与divB=0定律存在无法解释的差异。本文的目的是用磁化介质中的B=μ_0（H+M）定律来解释这些现象。磁化是由于等离子体抗磁性，这是由自由电子或电荷围绕磁场的螺旋运动引起的。它们通常的光球密度导致非常弱的磁化强度M，比H低四个数量级。然后假设电子从太阳内部逃逸，尽管有质子的影响，但它们的热速度远高于逃逸速度。它们以准静态扩散的方式从低层逃逸，并在光球层积累。本文通过计算一个基本原子在磁化介质中服从宏观定律B=μ_0（H+M）时的磁能，证明了塞曼哈密顿量是由H的影响引起的。因此，测量的是H。密度随高度的减小导致M的发散度为非零，这由H的发散度补偿，以确保divB=0。观察到的量的行为被恢复。太阳活动区观测到的磁场发散问题最终揭示了太阳光球层电子积累的证据。而较重的质子则不是这样，它们留在较低的层中。这样一来，太阳内部就会出现一个电场，但由于总电荷可以忽略不计，因此在恒星外部不会产生任何电场或效应。
2020-01-09 astro-ph.SR
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread II. Effects of collisionality
在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了中性粘度，热导率，中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，摩擦加热。在本文II中，RTI动力学的碰撞效应的敏感性不同的磁场配置支持日珥线程进行了探讨。这是通过修改模型方程人为地改变或消除弹性和非弹性碰撞的影响来实现的。我们发现，电离和中性流体之间的电离和重组反应，如果在平衡之前的不稳定性的发病，并没有实质性影响的发展的主要RTI。然而，这样的反应可能会在冷日珥和周围较热的日冕物质混合期间影响二级结构的发展。我们发现，电离和中性粒子种群内部和之间的碰撞在RTI的线性和非线性发展中起着重要的作用，离子-中性碰撞频率作为小尺度结构的发展或阻尼的主要决定因素。我们还观察到，离子和中性流体之间的流动解耦的程度和签名可以依赖于粒子间的碰撞和磁场配置的突出线程。
2021-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Surges and Si IV bursts in the solar atmosphere. Understanding IRIS and SST observations through RMHD experiments
太阳内部的磁化等离子体的出现经常会导致浪涌的出现。传统上，它们是在色球层谱线如H $α$ 6563和Ca II 8542中观测到的。然而，是否有一个响应浪涌的外观和演变中的Si IV线，或事实上，在许多其他过渡区线尚未研究。在本文中，我们分析了2016年9月3日在活动区AR 12585发生的H $α$浪涌和Si IV爆发的同时事件。为此，我们使用界面区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST）的协调观测。这是第一次，我们报告的硅IV的激增内的排放，发现配置文件，比平均更明亮，更广泛。此外，最亮的硅IV补丁的浪涌域内主要位于其脚点附近。为了了解过渡区谱线（如Si IV）中的浪涌和发射之间的关系，我们利用Bifrost程序进行了2.5维辐射MHD（RMHD）磁通量出现事件实验，包括硅的非平衡电离。通过光谱合成，我们解释了几个特点的意见。我们表明，硅IV发射补丁浪涌内的存在下，它们的位置附近的浪涌的足迹和各种观察到的光谱特征是一个自然的后果磁化等离子体的出现从内部到大气和随后的重连过程。
2017-10-24 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
Fractal multi-scale nature of solar/stellar magnetic field
在过去的几十年里，某些复杂物体的分形组织的抽象数学概念在天体物理学中受到了极大的关注。这一概念逐渐发展成为一个广泛的领域，包括多重分形和非线性、渗流理论、自组织临界性、灾变理论等。这种强大的数学和物理方法为探索天体物理的各个方面提供了新的可能性。特别是，在太阳和恒星的磁性，磁化等离子体的多重分形属性变成有用的理解爆发式的能量释放事件的动力学，湍流发电机行动的条件，湍流磁扩散率的性质，甚至太阳发电机的双重性质。在这篇综述中，我将简要地概述如何使用多重分形的思想来探索太阳磁性的上述方面。
2013-05-22 astro-ph.SR
Formation of Magnetized Prestellar Cores with Ambipolar Diffusion and Turbulence
利用三维数值模拟研究了湍流巨分子云星前核形成过程中磁场和双极扩散的作用。我们的模拟集中在一个GMC内的会聚流产生的冲击层，并调查不同的电离和上游流和磁场之间的角度。我们还包括理想的磁流体动力学（MHD）和流体动力学模型。从我们的模拟中，我们确定了数百个自引力核心，形成于1百万年内，质量M ~ 0.04 - 2.5太阳质量，大小L ~ 0.015 - 0.07 pc，与核心质量函数（CMF）峰值的观测结果一致。平均值为M = 0.47太阳质量，L = 0.03 pc。核心质量和大小不取决于电离或上游磁场方向。相反，质量与磁通量的比率随着较低的电离而增加，从临界值的两倍到四倍。对于低电离的较高的质量-通量比是当冲击层第一次形成时增强的瞬态双极扩散的结果。然而，双极扩散不是形成低质量超临界核所必需的。对于理想的MHD，我们发现类似的质量，其他情况下。这些质量比在冲击后环境条件下定义磁超临界球体的值低1 - 2个数量级。这种差异是沿场线各向异性收缩的结果，这在理想MHD和扩散模拟中都很明显。我们解释我们的数值研究结果使用一个简单的缩放参数，这表明引力临界核心质量将取决于声速和平均湍流压力的云，无论磁效应。
2014-03-03 astro-ph.SR
Maximum mass of stable magnetized highly super-Chandrasekhar white dwarfs: stable solutions with varying magnetic fields
我们解决的问题，最近提出的显着的超级超级拉塞卡白矮星的稳定性。本文给出了不同磁场分布下超超白矮星白矮星静磁平衡模型的稳定解。这已经通过自洽地包括在广义相对论框架中的磁压梯度和总磁密度的影响而获得。我们估计磁化白矮星的最大稳定质量可能超过3个太阳质量。这对于解释不符合传统的克拉塞卡质量极限的奇特的、过亮的Ia型超新星非常有用。
2014-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Non-linear dynamo waves in magnetized shear flows: a candidate mechanism for the solar cycle
Perimeter Institute for Theoretical Physics（Perimeter理论物理研究所）
该研究提出磁化剪切流中的非线性发电机波作为太阳周期机制，通过精确解揭示11年反转与观测相符，并解释长周期调制，支持浅层剪切层起源。
2026-09-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetized hot neutron matter: lowest order constrained variational calculations
研究了强磁场作用下自旋极化的热中子物质。本文采用有限温度下的最低阶约束变分法，采用$AV_{18}$核势，计算了自旋极化中子物质的自旋极化参数、自由能、物态方程和有效质量等热力学性质。结果表明，强磁场破坏了自由能的对称性，导致磁化的平衡态。我们发现，随着磁场和温度的增加，状态方程变得更硬。研究了自旋向上和自旋向下中子的有效质量随磁场的变化关系。
2012-12-04 astro-ph.SR nucl-th
Generation of Solar Spicules and Subsequent Atmospheric Heating
针状体是太阳色球层中快速演化的磁化等离子体的细尺度喷流。目前还不清楚这些普遍的喷流是如何从太阳表面起源的，以及它们在加热太阳大气中扮演什么角色。利用大熊太阳天文台的古德太阳望远镜，我们观察到在主极性磁场集中周围出现相反极性磁通量的几分钟内出现的针状体。来自太阳动力学观测站的数据显示，邻近的日冕随后被加热。在部分电离的太阳低层大气中，磁场的动态相互作用（可能是由于磁重联）似乎产生了这些针状体，并加热了太阳高层大气。
2020-06-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Near-cancellation of up- and down-gradient momentum transport in forced magnetized shear-flow turbulence
粘阻磁流体动力学湍流，由一个二维不稳定的剪切层，保持由施加体力驱动，检查分解成初始配置文件的无耗散线性本征模。正如所料，向下梯度动量通量来源于大尺度不稳定性。然而，连续向上梯度动量运输的大规模线性稳定，但非线性激发本征模式被确定，并发现几乎取消不稳定模式的向下梯度运输。稳定模态通过将能量传递给平均流来消耗大尺度湍流波动，从而实现这一点。这建立了一种物理机制，该机制是长期已知的观察结果的基础，即由不稳定性的非线性饱和形成的相干涡旋减少了湍流传输和波动，因为这种涡旋由稳定和不稳定模式组成，它们的振幅几乎相等。然后量化了磁场对非线性激发稳定模式的影响。即使施加几乎完全抑制不稳定性的强磁场，稳定模式的向上梯度输运至少是不稳定模式的向下梯度输运的三分之二，而对于较弱的磁场，这一部分达到$98\%$。这些影响是持久的变化，磁普朗特数和强迫强度。最后，连续模式被证明是积极的不太重要，但必不可少的捕获的磁波动和麦克斯韦应力。一个简单的解析标度律推导出它们的饱和湍流振幅。它预测的下降率的傅立叶波数，这是在数值模拟中证实的属性的倒数。
2022-08-05 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
SGRs and AXPs as massive fast rotating highly magnetized white dwarfs: the case of SGR 0418+5729
我们描述了一个所谓的低磁场磁星SGR 0418+5729，作为一个大质量的快速旋转的高磁化白矮星以下Malheiro等。等人，2012年。我们给出了这些源的质量，半径，转动惯量和磁场的界限，通过要求现实的广义相对论均匀旋转配置的稳定性。基于这些参数，我们改进了SGR 0418+5729自旋下降速率下限的理论预测。此外，我们还计算了与预测的表面磁场相对应的电子回旋频率。
2015-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal X-ray emission from massive, fast rotating, highly magnetized white dwarfs
有确凿的观测证据表明存在大质量、$M\sim 1~M_\odot$、高度磁化的白矮星（WD），其表面磁场高达$B\sim 10^9$ G。我们表明，如果除了这些功能，恒星是快速旋转，它可以成为一个旋转动力脉冲星一样的WD和发射可检测的高能辐射。我们推导了WD脉冲星死亡线的结构参数（质量、半径、转动惯量）、磁场、自转周期和自旋下降率。我们表明，死亡线以上的WD发射黑体辐射的软X射线波段通过回流对创建粒子轰击加热磁极帽和讨论作为一个例子的X射线发射的软γ重复和异常X射线光谱仪内的WD模型。
2016-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral line broadening in magnetized black holes
我们考虑弱磁化非旋转黑洞。在有规则磁场存在的情况下，黑洞附近带电粒子的运动被改变。因此，最内层稳定圆轨道（ISCO）的位置变得更接近地平线。当洛伦兹力是排斥力（从黑洞指向）时，ISCO半径可以达到引力半径。在吸积过程中，吸积物质的带电粒子（离子）可以聚集在它们的ISCO附近，而中性粒子在到达$6M$半径后落入黑洞。铁离子在这样的轨道上发射的尖锐的谱线Fe K $α$，当发射被远处的观测者记录时会变宽。在本文中，我们研究这种加宽效应，并讨论如何可以提取信息的强度磁场从观察到的频谱。
2014-07-07 astro-ph.SR gr-qc
Possible formation of lowly luminous highly magnetized white dwarfs by accretion leading to SGRs/AXPs
我们描绘了一个可能的进化场景，通过这种场景，一个高度磁化的超级白矮星白矮星可以通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上而形成。这是一个探索性的研究，当在灾难变量（CV）的物理是非常丰富和复杂的。在此基础上，我们还探讨了白矮星脉冲星AR Sco由于吸积和自旋下降的反复发生而获得高自旋和高磁场的可能性。我们发现，强磁场显着降低亮度的高磁化白矮星（B-WD），让他们低于目前的检测极限。这个周期的重复最终会导致B-WD，最近被认为是Ia型超新星过度发光的原因。旋转的B-WD也可能是连续引力辐射和软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）的理想来源。SGR/AXP通常被认为是高度磁化的，但尚未被观测证实的中子星。对B-WD进行建模并不需要磁场与基于中子星的模型一样高，但是完整地再现了其他观察到的性质。
2019-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-thermal emission from the interaction of magnetized exoplanets with the wind of their host star
我们研究的非热辐射的磁化类太阳系外行星和风从他们的主恒星之间的相互作用。行星通过风的超音速运动形成弓形激波，加速电子，产生宽波长范围的非热辐射。讨论了三种风质量损失率：$\dot{M}_{\rm w}\sim10^{-14}$、$10^{-9}$、$10^{-6}\,M_{\odot}\,\rm yr^{-1}$，分别对应于太阳型、金牛T型和大质量O/B型恒星。我们发现，预期的无线电同步辐射从一个类星体的行星可以检测到的Jansky甚大阵和平方公里阵列在~1-10 GHz的距离~ 100 pc，而红外辐射是检测到的詹姆斯韦伯太空望远镜了类似的距离。恒星辐射的逆康普顿散射导致钱德拉X射线天文台可探测到的X射线发射达到约150 pc。最后，我们将我们的模型的上限限制V380头，第一个恒星热木星系统观察到的无线电波长。我们的弓形激波模型提供了对V380 Tau的磁场、行星际介质和非热辐射效率的约束。
2019-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quark magnetar in three-flavor Nambu--Jona-Lasinio model with vector interaction and magnetized gluon potential
在SU（3）Nambu-Jona-Lasinio（NJL）模型框架下研究了强磁场下奇异夸克物质的性质.研究了矢量-等压线相互作用和矢量-等矢量相互作用对奇异夸克物质状态方程的影响，发现奇异夸克物质状态方程对矢量-等矢量相互作用不敏感，而矢量-等压线通道中的排斥相互作用使冷密夸克物质的状态方程更硬.在有磁场存在的情况下，胶子将通过夸克环被磁化，并估计了磁化胶子对状态方程的贡献。声速平方是衡量致密夸克物质软硬度的一个量，在零磁场下无矢量相互作用的NJL模型中，声速平方总是小于1/3。结果表明，矢量-等熵相互作用和磁化胶子的正压贡献可以使声速平方增大，甚至可以达到1。为了在强磁场下构造夸克磁星，我们考虑了各向异性压力，并使用密度依赖的磁场分布来模拟夸克星中的磁场分布。我们还分析了产生2个太阳质量夸克磁星的矢量-等压线相互作用的大小和磁化胶子的贡献的参数区域。
2014-12-16 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Effects of Resistivity on Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了湍流电阻率在强磁化大质量恒星核坍缩中的作用，进行了二维电阻MHD模拟。研究了不同初始磁场强度和旋转的三种情况：1.强磁化旋转铁芯; 2.中等磁化旋转铁芯; 3.非常强磁化的非旋转磁芯。在每种情况下，理想MHD模型和连续MHD模型计算。作为计算的结果，每个模型都显示了由磁加速（以及旋转情况下的离心加速）帮助的物质爆发。我们发现，电阻率衰减的情况下1和2的爆炸，而它增强的情况下3的爆炸。我们还发现，在旋转的情况下，在反弹后阶段的磁场的放大的主要机制是向外平流的磁场和绕组的极向磁场-线的差分旋转，这是有点阻尼与电阻率的存在。虽然磁旋转不稳定性似乎发生在旋转模型中，但它在磁场放大中只起很小的作用。电阻率的另一个影响是对纵横比的影响。在旋转的情况下，一个大的喷射物质的纵横比，$> 2.5$，在一个理想的MHD模型中获得的电阻模型在一定程度上减少。这些结果表明，电阻率可能在强磁化超新星的动力学中起着重要的作用。
2013-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coexistence of self-similar and anomalous scalings in turbulent small-scale solar magnetic fields
该研究通过按随机熵产生符号分组分析太阳光球层磁通量密度涨落，发现正熵产生涨落遵循磁流体湍流自相似标度，而负熵产生涨落呈现反常标度，揭示了两类标度行为在湍流介质中的共存。
2023-07-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Wave excitation by energetic ring-distributed electron beams in the solar corona
本文分析了中性无电流日冕等离子体中中等相对论性电子束沿磁场传播时所激发的波的性质。这些等离子体受到束流和电子回旋脉塞（ECM）的不稳定性驱动的环形束电子分布在平行和垂直于环境磁场的方向上的正动量梯度，分别。为了探索自洽的相关动力学过程，进行了2.5维全动力学粒子模拟（PIC）。为了量化不同日冕条件下激发波的性质，我们研究了它们的能量和极化对环形束电子密度和磁场的依赖性。通常，静电波支配波的能量学，并且非线性波是普遍存在的。在弱磁化等离子体中，其中电子回旋频率$ω_{ce}$低于电子等离子体频率$ω_{pe}$，难以产生具有频率$ω> ω_{pe}$和小折射率$|c k / ω| < 1$（$k$和$c$分别是波数和光速）的逃逸电磁波。然而，高极化和各向异性逃逸电磁波可以有效地激发在强磁化等离子体与$ω_{ce}/ω_{pe} \geq 1$。这些逃逸电磁波的能量、圆偏振度（CPD）和频谱图的各向异性强烈地依赖于环束电子与背景电子的数密度比。特别是，它们的CPD可以随着环束密度的降低而从左手变为右手，这可以解释太阳射电爆发的一些观测特性（例如，无线电尖峰）。
2020-01-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Time evolution of rotating and magnetized white dwarf stars
研究了孤立、零温和有限温、大质量、均匀旋转、高磁化白矮星在磁偶极制动驱动的角动量损失下的演化。我们考虑了白矮星等温核的结构和热演化，同时考虑了核燃烧和中微子发射过程。我们估计了白矮星在达到Ia型超新星爆发或引力坍缩为中子星的条件之前的寿命。我们研究了表面磁场从$10^6$到$10^{9}$ ~G，质量从$1.39$到$1.46~M_\odot$的白矮星，分析了白矮星的转动惯量、角动量、中心温度和磁场强度等参数随寿命的变化。磁场只会减慢白矮星的速度，而不会影响它们的状态方程和结构。此外，我们还计算了核反应的特征时间和动力学时标。的天体物理后果的结果进行了讨论。
2019-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A model for the non-universal power-law of the solar wind sub-ion scale magnetic spectrum
本文提出了一个磁化无碰撞等离子体中动力学Alfvén波的唯象湍流模型，该模型能再现在太阳风和地球磁层中观测到的亚离子尺度下的非普适幂律谱，讨论了Landau阻尼引起的沿畸变磁力线的温度均匀化过程，影响相干转移时间并导致临界平衡湍流的子离子幂律谱变陡，其指数对阿尔芬波周期与非线性时标之比敏感。从大尺度弱湍流到小尺度强湍流的转变被捕获，并考虑了非局部相互作用，在陡峭谱的情况下。
2015-11-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Spin-down of a pulsar with a yielding crust
针对长周期脉冲星PSR J0901-4046，研究指出即使外壳层屈服，中子星自转减慢仍可通过深层刚性层中的电磁力维持，且速率不变，其固态铁表面能承受制动应力。
2024-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Long term evolution of CFS-unstable neutron stars and role of differential rotation on short time-scales
我认为差异旋转，与辐射驱动的不稳定性及其可能的观测证据。我重点关注表观自旋频率的演变，它通常与恒星表面特定点的运动相关（例如，极冠）。我从长期演化开始（在不稳定性显著改变自旋频率的时间尺度上）。对于这种情况，我把演化方程简化为一个微分方程，并证明它可以直接从能量守恒定律导出。该方程通过一系列热平衡态来控制演化速率，并提供了冷却功率和旋转能量通过引力波发射损失的线性耦合。特别是，它表明，差异旋转不影响长期的自旋下降。相反，在短时间尺度上，如果一个人检查一个非常小的初始振幅的不稳定模式的强不稳定星，差分旋转可以显着修改的表观自旋下降。这一说法得到了牛顿非磁化理想流体和耗散恒星模型以及磁化恒星模型的证实。例如，尽管广泛应用的演化方程预测有效自旋在没有耗散的情况下是恒定的，但CFS不稳定星应该被观察为自旋下降。然而，对于中子星再循环的现实模型，差旋对表观自旋下降的影响可以忽略不计，除非：（1）中子星没有被磁化，（2）r模振幅的调制速度快于剪切粘度耗散时标，大到足以在调制时标上测量自旋下降。
2018-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Post-Merger Magnetized Evolution of White Dwarf Binaries: The Double-Degenerate Channel of Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae and the Formation of Magnetized White Dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）作为可测量的宇宙学蜡烛发挥着至关重要的作用，尽管它们的祖先的性质是一个积极研究的主题。最近的观测和理论工作指出合并的白矮星双星，称为双简并通道，可能是某些Ia型超新星的祖先系统。此外，最近的理论研究表明，未能引爆的合并可能会产生磁化的快速旋转的白矮星。在本文中，我们提出了第一个多维模拟合并后的白矮星双星的演变，包括磁场的影响。在这些系统中，两颗白矮星在动力学时间尺度上完成了最终的合并，并被潮汐破坏，产生了一个快速旋转的白矮星合并，周围环绕着一个热日冕和一个厚的，差速旋转的圆盘。磁盘是非常容易受到磁旋转不稳定性（MRI），我们证明，这导致了一个最初的动态弱磁场在磁盘中的快速增长，自旋下降的白矮星合并，并随后中央点火的白矮星合并。此外，这些磁化模型表现出在白矮星合并的先前流体动力学研究中不存在的新特征，包括在热盘中MRI湍流的发展，携带盘质量的显著部分的磁化流出，以及白矮星合并的磁场强度$\sim 2 \times 10^8$ G。我们讨论了我们的研究结果的起源，拱星介质，并观察到的Ia超新星和磁化白矮星的属性的影响。
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of AMR and grid stretching on the magnetized CME model in Icarus
本研究在Icarus模型中应用AMR和网格拉伸模拟磁化CME，发现AMR级别4在保持高分辨率细节的同时，计算效率最优，且到达时间与EUHFORIA接近。
2024-02-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
