The winds of young Solar-type stars in Coma Berenices and Hercules-Lyra
我们提出了10个年轻的太阳型恒星在武仙座天琴座协会和后发座星系团年龄分别约0.26 Gyr和0.58 Gyr的风模型。结合五个以前建模的恒星在毕宿星团，年龄0.63 Gyr，我们得到一个大图集的15个观测为基础的风模型。我们发现不同的几何形状，多臂结构在赤道平面，和一个更大的传播量，如角动量损失。在我们的模型中，我们推断风的角动量损失$\dot J$的一个因素~6的变化和风的质量损失$\dot M$的一个因素~2的磁场几何差异的基础上调整无符号的表面磁通量。我们观察到一个类似地球的行星的风压的大的变化系数~4;我们把这归因于相对于恒星旋转轴的磁偶极子轴的“磁倾角”的变化。在我们的模型中，我们观察到无符号的开放磁通量和角动量损失之间的紧密相关性。为了解释观测到的磁场强度可能被低估，我们研究了第二系列风模型，其中磁场被缩放了5倍。这给出了作为纯磁标度的结果的$\dot M \propto B^{0.4}$和$\dot J \propto B^{1.0}$。
2021-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic disk winds in protoplanetary disks: Description of the model and impact on global disk evolution
提出基于剪切盒模拟的磁风驱动吸积全局模型，自洽纳入FEOSAD代码，含自引力和自适应alpha，合成观测与ALMA数据相符，推动盘演化完整描述。
2025-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Temporal variability of the wind from the star τ Boötis
我们提出了新的风模型τ Boötis（τ Boo），热木星的主机星，其可观测的磁周期使其成为一个独特的有用的目标，我们的目标是监测恒星风的时间变化及其系外行星的影响。利用2009年5月至2015年1月的分光偏振观测，这是迄今为止最广泛的此类信息，为了重建恒星磁场，我们产生了多个3D磁流体动力学恒星风模型。我们的研究结果表明，在大规模的磁场的恒星经历磁周期的特征变化产生的风的性质的变化，在全球和本地的轨道行星的位置。虽然恒星的质量损失率变化很小（$\sim$ 4%），但角动量损失率和相关的自旋下降时间尺度变化很大（高达$\sim$ 140%），这些发现与以前的研究一致并扩展了以前的研究。此外，我们发现，在全球风的时间变化主要是由总磁通量的变化，而不是风等离子体特性的变化。磁压随时间和位置而变化，并主导行星轨道上的恒星风压。通过假设τ Boo b的木星行星磁场，我们仍然得出结论，行星磁层的大小可以保持稳定的所有观测到的恒星周期的时期，尽管显着的变化，在恒星场和由此产生的本地空间天气环境。
2016-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of the line-driven instability in magnetic hot star winds
由于线消影不稳定性（LDI），热亮恒星的线驱动风本质上是不稳定的。在非磁性热星中，LDI导致由小尺度、空间分离的团块组成的非均匀风的形成，这对观测诊断有很大影响。然而，对于磁热星的LDI产生的结构，风动力学，并对观测诊断的影响还没有直接调查到目前为止。我们研究了一个典型的O超巨星的磁力线驱动风中LDI产生的结构和动力学的非线性发展。我们采用二维轴对称磁流体动力学（MHD）模拟的LDI使用平滑源函数近似评估假设的一维线力。为了便于解释这些磁模型，他们进行了比较，相应的非磁性的LDI模拟，以及忽略LDI的磁模拟。一个中心的结果是，风的形态和风聚团性质的变化强烈的风-磁约束。最值得注意的是，在磁约束流，LDI导致大规模的，shellular片（“煎饼”），这是相当不同的空间分离，小规模的团块在非磁力线驱动的风。我们讨论了这些发现的影响，观测诊断研究和磁热星的恒星演化模型。
2021-10-11 astro-ph.SR
Magnetic reconnection sustains the mass budget of the solar wind
提出太阳风源区的自洽数值模型，揭示闭合与开放磁场间的磁重联产生喷流并转移物质，量化发现其质量通量足以维持太阳风。
2025-09-16 astro-ph.SR
Incorporating Velocity Shear into the Magneto-Boussinesq Approximation
出于考虑太阳速跃层，我们推导出，通过渐近过程，一组新的方程，将速度剪切和磁浮力到Boussinesq近似。通过增加磁场标度高度，我们证明了这些方程是如何与Spiegel和Weiss（1982）的磁Boussinesq方程相联系的。
2014-04-11 astro-ph.SR
Magnetic winding: what is it and what is it good for?
磁绕组是表征磁螺旋度和衡量磁场线纠缠度的基本拓扑量。与磁螺旋度一样，磁绕组也是理想磁流体力学的不变量。在本文中，我们详细描述了磁绕组所描述的内容、如何计算它以及如何根据螺旋度解释它。我们展示了如何磁绕组提供了一个清晰的拓扑描述磁场（开放或关闭），我们给出的例子来展示如何磁绕组和螺旋度可以表现出不同的，从而揭示不同的和重要的信息有关的基础磁场。
2020-09-24 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Hot-star wind models with magnetically split line blanketing
部分热恒星具有强大的磁场，引导其辐射驱动的外流。我们研究了磁场中的谱线分裂（塞曼效应）对风的影响。我们使用我们自己的全球风的代码与辐射转移的共动框架，以了解塞曼分裂的线力的影响。结果表明，对于弱于100~kG的磁场，塞曼分裂对线力的影响可以忽略不计。这意味着风的质量损失率和终极速度不受磁场的磁力线分裂的影响，这是典型的非简并恒星表面上发现的。我们也没有发现任何强烈的通量变化，这将是由于磁分裂线覆盖。
2018-10-30 astro-ph.SR
Clustering Wind data at 1 AU to contextualize magnetic reconnection in the solar wind
研究利用SOM和K-Means对1 AU处Wind航天器太阳风数据进行聚类，发现磁重联事件分布在五种物理特征不同的太阳风中，为理解其发生条件提供了背景。
2025-08-07 astro-ph.SR
Exploring the connection of weak winds and magnetic fields
辐射驱动风理论成功地解释了热大质量恒星星风的关键点。然而，当L/Lsun<5.2时，这种范式有一个明显的突破：星风动量比来自贫金属环境的低光度早型星的预测要小，也有一些银河系的例子。在这项工作中，我们探讨是否磁场正在发挥作用。
2010-10-11 astro-ph.SR
Can the Solar Wind be Driven by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet?
加热日冕和加速太阳风的物理过程经过多年的研究仍然未知。有些人认为风是由开放的磁通量管中的波和湍流驱动的，另一些人则认为等离子体是通过具有闭合回路的磁重联注入开放的管中的。为了检验后一种想法，我们开发了光球“磁毯”的蒙特卡罗模拟，并外推随时间变化的日冕场。这些模型是针对一系列不同的磁通量不平衡比构建的。完全平衡的模型代表太阳上的安静区域和缓慢的太阳风流的来源区域。高度不平衡的模型代表了冕洞和快速气流的来源区域。该模型与观测到的出现率，表面磁通密度，和磁性元素的数量分布。尽管没有强加的超颗粒运动，一个真实的磁“漏斗”网络自发出现。我们计算了闭合场线打开的速率（即，开放通量的回收时间），我们估计了涉及开放封闭通量管的重连事件中释放的能通量。对于安静的区域和混合极性的冕洞，这些能量通量被发现比加速太阳风所需的要低得多。对于最不平衡的冕洞，能量通量可能大到足以为太阳风提供动力，但回收时间远远长于太阳风加速进入低日冕所需的时间。因此，无论是慢的还是快的太阳风都不太可能是由磁毯中的重联和开环过程驱动的。
2010-07-14 astro-ph.SR
Magnetic fields, winds and X-rays of the massive stars in the Orion Nebula Cluster
在一些大质量恒星中，磁场被认为限制了向外流动的辐射驱动风。虽然理论模型和MHD模拟能够说明这种磁化风的动力学，但这种风场相互作用对磁星的可观测特性（X射线发射，光度和光谱变化）的影响仍然不清楚。本研究的目的是通过提供经验观测和对抗理论来检验OB星的磁性、星风和X射线发射之间的关系。结合COUP调查的猎户座星云星团，我们进行了spectropolarimatric ESPaDOns观测，以确定该集群的大质量OB星的磁特性。
2010-10-11 astro-ph.SR
Prospective Implications of EUV Coronal Plumes for Magnetic-network Genesis of Coronal Heating, Coronal-hole Solar Wind, and Solar-wind Magnetic-field Switchbacks
我们建议，在极紫外日冕羽的日冕加热是弱，而不是强，比相邻的非羽日冕磁漏斗。这种预期源于（i）观测到极紫外羽流是由于羽流磁漏斗底部的磁通量紧密堆积在一起而产生的，以及（ii）观测到平静区域的日冕加热与底层磁网络的海岸线长度成比例增加。我们不排除极紫外线羽流中的日冕加热可能更强，而不是更弱的可能性，但我们指出相反的情况是合理的。我们的理由是，增加日冕加热在羽诞生过程中会导致同时增加净向上的质量通量在羽，而减少日冕加热在羽诞生过程中会导致同时净向下的质量通量在安静区羽和同时减少净向上的质量通量，甚至净向下的质量通量在冕洞羽。我们进一步推断，极紫外羽流中日冕加热较弱的确凿证据将加强磁扭曲波的可能性，磁扭曲波来自磁网络边缘的细尺度磁爆炸（1）为安静区域的大部分日冕加热提供动力，（2）为日冕洞中的大部分日冕加热和太阳风加速提供动力，许多扭曲波幸存下来，成为来自日冕洞的太阳风中的磁场之字形。
2023-02-28 astro-ph.SR
On the Effect of Magnetic Spots on Stellar Winds and Angular Momentum Loss
我们模拟了星斑位置的纬度变化以及它们的磁场强度对恒星风中恒星角动量损失的影响。我们使用密歇根州的太阳日冕全球磁流体动力学模型，它包含了现实的磁场拓扑结构和风分布之间的关系。发现星斑的位置对星风结构有显著的影响，从而影响到星风的总质量损失率和角动量损失率。特别是，我们发现，角动量损失率控制的质量通量时，斑点位于低纬度，但控制的恒星表面和阿尔芬表面之间的等离子体密度增加时，斑点位于高纬度。我们的研究结果表明，可能有一个反馈机制之间的磁场分布，风分布，通过风的角动量损失，并在对流区的运动，产生磁场。这种反馈也许可以解释日冕磁场在恒星发电机中的作用。
2009-05-12 astro-ph.SR
Is the Wind of the Galactic Oe Star HD 155806 Magnetically Confined?
光谱偏振观测HD 155806 -最热的银河系Oe星-获得CFHT/ESPaDOnS测试的假设，磁盘签名在其频谱是由于磁沟道和禁闭的恒星风。我们没有探测到足够强度的偶极子场来限制风，也无法证实先前关于磁场探测的报道。看来恒星的磁性并不是产生HD 155806圆盘的原因。
2010-10-11 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
Winds of Massive Magnetic Stars: Interacting Fields and Flow
我们目前的结果的三维数值模拟的磁约束，辐射驱动的恒星风的大质量恒星，进行使用天体物理MHD代码冥王星，重点是了解无线电和亚毫米发射的旋转变化。辐射驱动根据Castor，Abbott和Klein的辐射驱动风理论来实现。许多磁性大质量恒星的磁轴相对于自转轴是倾斜的。这种错位导致了复杂的风结构，因为磁约束、离心加速和辐射驱动作用将星周等离子体引导到弯曲的盘中，其可观察的特性在多个波长中应该是明显的。这种结构被分析来计算自由-自由热射电辐射，并确定特征强度图和射电光变曲线。
2017-11-30 astro-ph.SR
Global solar magnetic field organization in the outer corona: influence on the solar wind speed and mass flux over the cycle
太阳风的动态本质上取决于全球太阳磁场的结构，而全球太阳磁场在11年的太阳周期中经历着根本性的变化。例如，风的终极速度被认为与膨胀因子是反相关的，膨胀因子是一种测量磁场如何随日冕高度变化的方法，通常在固定的高度计算（$\approx 2.5 R_{\odot}$，源表面半径，近似于所有磁场线变得开放的距离）。然而，磁场膨胀以更详细的方式影响太阳风，其对太阳风性质的影响在源表面之外仍然显著。我们证明了这一点，使用三维全球磁流体模拟的太阳日冕，表面磁图的半个太阳周期（1989-2001年）的约束。自洽扩展超过太阳风的临界点（甚至高达$10R_{\odot}$），使我们的模型符合观测到的太阳风的特点，即，径向磁场强度成为纬度无关，在一定距离的太阳，和质量通量是大多独立的终端风速。在活动极小值附近，日冕高层的膨胀比$2.5 R_{\odot}$以下的膨胀对风速的影响更大。
2017-10-09 astro-ph.SR
An Observational Evaluation of Magnetic Confinement in the Winds of BA Supergiants
磁风禁闭被认为是光谱类型为B和A的超巨星的复杂风结构的一种解释。对这一假设进行了观察性研究，使用高分辨率（λ/Δλ { \sim } 65，000）圆偏振六颗晚B型和早A型超巨星的（Stokes V）光谱（4 Lac，B9Iab; η Leo，A0Ib; HR 1040，A0Ib; α Cyg，A2Iae; ν Cep，A2 Iab），由加拿大-法国-夏威夷望远镜和伯纳德·李奥望远镜的ESPaDONS和Narval仪器获得。所有恒星的斯托克斯V光谱的最小二乘反卷积（LSD）分析没有产生磁场的证据，对于大多数恒星，最佳纵向场1σ误差线范围为{ \sim }0.5到{ \sim }4.5 G。使用贝叶斯推断的LSD配置文件的频谱合成分析产生的上限与95.4%的可信度的极强度的（未检测到的）表面偶极场的个别恒星从3到30 G。这些结果强烈表明，磁风禁闭由于有组织的偶极磁场是不是起源的风变率的BA超巨星。磁斑的上限也可能与磁风约束在大的斑点尺寸和填充因子的限制不一致，这取决于所采用的风参数。因此，如果磁斑是造成BA超巨星风变化的原因，它们可能只占据光球的一小部分。
2013-11-20 astro-ph.SR
Helical distributed chaos in magnetic field of solar wind
利用直接数值模拟（以磁螺旋度为主）、等离子体风洞实验和太阳风测量（以磁螺旋度和交叉螺旋度组合效应为主）的结果，研究了磁场中螺旋分布的混沌。用于光谱计算的太阳风测量值是由Helios-1号和Helios-2号飞行任务分别针对低日纬度和高日纬度以及针对$0.4 < R <4.5$ AU（其中$R$是距太阳的距离）的高太阳风速度产生的。
2019-07-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.space-ph
Least-Squares Fitting Methods for Estimating the Winding Rate in Twisted Magnetic-Flux Tubes
我们探讨最小二乘拟合方法估计的缠绕率的磁场线的轴扭曲磁通量管。这些方法通过找到一组参数的值来估计缠绕率，这些参数对应于磁场测量值与来自扭曲磁通管模型的预测值之间的差异的最小值。对于拟合中使用的通量管模型，我们假设磁场是静态的、轴对称的，并且在垂直方向上不变化。使用无误差，合成矢量磁场数据与扭曲的磁通量管模型构建，我们测试的拟合方法在恢复真实的绕组率的功效。此外，我们演示了如何假设内置到用于拟合的磁通管模型的影响的准确性的缠绕率估计。我们确定的磁通管内的绕组率的径向变化作为一个假设，可以有一个显着的影响绕组率估计。我们表明，所造成的错误，使一个固定的，不正确的假设的径向变化的缠绕率可以在很大程度上避免直接拟合的径向变化的缠绕率。我们调查的其他假设包括缺乏在用于拟合的通量管模型中的方位角和垂直方向上的场的变化，以及通量管轴的倾斜度、曲率和位置。当观测到的磁场偏离用于拟合的通量管模型时，我们发现缠绕率估计可能是不可靠的。我们的结论是，在这项调查中使用的磁通量管模型可能是太简单了，产生可靠的估计在太阳磁场结构的磁力线的缠绕率一般，除非有额外的信息来证明选择的磁通管模型用于拟合。
2012-10-11 astro-ph.SR
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
Line-drag damping of Alfvén waves in radiatively driven winds of magnetic massive stars
来自大质量恒星的线驱动恒星风具有很强的线消影不稳定性。最近，分光偏振测量已经收集了大量的证据，表明银河系的一部分大质量恒星拥有强大的表面磁场。我们在这里调查的传播和稳定性的磁辐射波在这样一个磁化，线驱动风。我们的分析，线性稳定性分析包括线散射恒星辐射，并占径向和非径向扰动。我们建立了任意扰动波长的桥接定律，然后分别分析了长、短波长极限。虽然长波长的辐射波和磁波被发现是完全解耦的，但一个关键的结果是短波长的径向传播的阿尔文波耦合到散射辐射场，并且由于线拖曳效应而被强烈阻尼。在散射线驱动流中磁波的阻尼可能对调节非线性风动力学产生重要影响，因此也可能对风结构的观测诊断和磁力线驱动风的聚集产生强烈影响。
2020-10-12 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability of twisted magnetic flux tubes in the solar wind
太阳风等离子体被认为是由太阳表面携带的磁通量管构成的。在单个管的边界附近切向速度的不连续性可能导致Kelvin-Helmholtz不稳定性，这可能有助于太阳风湍流。虽然轴向磁场可以稳定不稳定性，但是磁场中的小扭曲可以允许亚阿尔文运动不稳定。本文研究了在不同的外磁场配置下，太阳风中扭曲磁通量管的Kelvin-Helmholtz不稳定性。利用圆柱形磁流体力学方程，推导了扭转磁通量管在无扭和有扭外场作用下沿轴向运动的色散方程。然后，我们解决了色散方程的解析和数值计算，并找到了阈值的Kelvin-Helmholtz不稳定性在这两种情况下的外场。解析解和数值解都表明，在亚阿尔夫文运动条件下，外加轴向磁场可以抑制扭转管内的Kelvin-Helmholtz不稳定性。然而，即使在外部磁场的小扭曲允许开尔文-亥姆霍兹不稳定性开发任何亚阿尔文运动。不稳定的谐波对应于由流动携带的具有高方位角模式数的涡流。当扭曲的磁通量管相对于太阳风主流以较小的速度运动时，会发生Kelvin-Helmholtz不稳定性，Kelvin-Helmholtz涡旋对太阳风湍流有重要贡献。
2013-11-18 astro-ph.SR
Magnetic braking of supermassive stars through winds
超大质量恒星（SMSs）是高红移超大质量类星体的祖先。然而，它们的形成过程需要强大的机制，能够提取SMS吸积的气体的角动量。我们调查在什么条件下吸积SMS和它的风之间的磁耦合可以删除足够的角动量吸积进行开普勒光盘。我们数值计算吸积SMS的旋转特性，旋转在$ΩΓ$的限制和估计的磁场，是需要保持在这个限制的旋转速度，使用处方从磁流体模拟恒星风。我们发现，在恒星表面的磁场为10 kG，需要满足从$ΩΓ$ -限制恒星旋转的约束。如果磁场位于目前观测到的恒星磁场的上端，那么SMS的包络与其风之间的磁耦合可以通过开普勒圆盘的吸积形成SMS。这些场与原始起源是一致的。
2019-02-28 astro-ph.SR
The Influence of Magnetic Complexity of Active Regions on Solar Wind Properties During Solar Cycles 23 and 24
本研究利用威尔逊山磁分类，分析1999-2020年活动区磁复杂性对太阳风性质的影响，发现复杂活动区更高效地产生太阳风，并具有更高磁场强度、电荷态、氦丰度及FIP偏差。
2025-10-10 astro-ph.SR
Magnetic Field Geometry and Composition Variation in Slow Solar Winds: The Case of Sulfur
我们提出了一个检查的第一电离势（FIP）分馏方案调用色球层中的有质动力，其影响的来源（S）的低速太阳风通过使用先进的成分探测器（ACE）的观测。根据最近的一项推测，在慢太阳风中，中间FIP元素S、P和C的丰度增加可以用在开放场上分离的等离子体的释放来解释，尽管这些释放来自比通常与快太阳风源区相关的磁场更强的区域，我们确定了2008年的一个时期，其中包含四个太阳旋转周期，这些周期显示了与太阳活动减少相对应的硫丰度增加的重复模式。风速我们确定了这些慢风在全球磁场模型的源区域，并发现它们位于冕洞和其相邻的活动区域之间的边界，在封闭和开放的初始场配置的起源。基于磁场外推，我们模拟分馏和比较我们的结果与ACE测量的元素丰度估计的太阳风的贡献，从开放和封闭的领域，并强调潜在的有用方向，为进一步的工作。
2020-05-21 astro-ph.SR
Solar wind magnetic turbulence: Inferences from spectral shape
从理论上解释了太阳风湍流谱斜率的理论、数值和观测测定之间的某些差异。在太阳风磁湍流和磁流体动力学模拟中湍流Kolmogorov斜率的计算显示出微小的差异。这些被用来推断熵产生的湍流级联和推断的异常湍流碰撞频率的耗散范围内，以及平均能量输入太阳风湍流。获得了v < 200 Hz量级的异常湍流碰撞频率。相应的固定太阳风磁能输入到磁湍流中的Kolmogorov惯性范围内得到的数量级为50 eV/s。讨论了它的热命运。
2016-02-27 astro-ph.SR physics.space-ph
3D Simulations of Magnetic Massive Star Winds
由于计算的要求和数值计算的困难与坐标奇异性在球面几何，完全动态的三维磁流体动力学（MHD）模拟的大质量星风是不容易的。在这里，我们报告的第一个这样的三维模拟使用$θ^1$ Ori C（O5.5 V）作为模型的初步结果。倾斜磁旋转体$θ^1$ Ori C是其环星环境中的硬X射线发射等离子体源。我们的数值模型可以解释这颗恒星的硬度和X射线发射的位置，证实磁约束风激波（MCWS）是一些大质量恒星中硬X射线的主要机制。
2012-03-07 astro-ph.SR
Application of a Solar Wind Model Driven by Turbulence Dissipation to a 2D Magnetic Field Configuration
虽然人们普遍认为光球运动提供了能量来源，而且磁场在这一过程中发挥了关键作用，但人们仍然没有完全理解加热日冕和加速太阳风的详细机制。Cranmer等人（2007年）开发了一个复杂的、带有湍流耗散的太阳风的一维时间稳定模型。通过改变日冕磁场，他们获得了一个单一的选择波的属性，一个现实的范围内的缓慢和快速的风的条件与尖锐的纬度之间的过渡两个流。使用Lionello等人（2014）的太阳风的一维时变模型，该模型结合了Alfvén波的湍流耗散以提供等离子体的加热和加速，我们探索了类似的配置，获得了定性等效的结果。然而，我们的计算表明，由这个1D模型建议的慢风和快风之间的快速过渡可能会被打乱在多维MHD模拟的横向力平衡的要求。
2014-10-07 astro-ph.SR
On the Fast Magnetic Rotator Regime of Stellar Winds
目标：我们研究了快速旋转的低质量恒星的星风加速以及慢磁转子和快磁转子区域之间的转变。我们的目标是了解恒星风的性质在快速磁转子制度和影响的磁离心力风速和质量损失率。方法：我们将Johnstone等人（2015 b）的太阳风模型扩展到旋转恒星风的一维磁流体动力学（MHD）模拟。我们检验了两个假设，即如何将风温换算成其他恒星的风温，并假设在不饱和状态下，质量损失率的尺度为Mdot ~ Rstar ^2 OmegaStar ^1.33 Mstar^-3.36，正如Johnstone等人（2015 a）所估计的那样。结果如下：对于1.0 Msun的恒星，风可以加速到几千km/s，而对于较低质量的恒星，磁离心力的影响要弱得多。我们发现，不同的假设如何缩放风的温度，以其他恒星导致显着不同的质量损失率的快速旋转。如果我们假设一个恒定的温度，太阳质量的恒星的质量损失率不饱和在快速旋转，这与我们观察到的旋转演化不一致。如果我们假设风的温度与旋转成正比，则质量损失率仅在旋转率高于75 OmegaSun时受到显着影响。我们建议，更快速的转子与风速增加的模型是最好的那些假设一个恒定的风速。如果这一结论得到更复杂的风模型的证实。它可能会提供一个有趣的观测约束的性质恒星风。
2016-10-07 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
Scale dependent alignment between velocity and magnetic field fluctuations in the solar wind and comparisons to Boldyrev's phenomenological theory
Boldyrev最近发展的不可压缩MHD湍流理论预言了速度和磁场波动之间存在一个与尺度有关的排列角，它与波动长度的1/4次方成正比。在这项研究中，等离子体和磁场数据从风航天器被用来调查之间的角度速度和磁场波动的太阳风作为一个功能的时间尺度的波动，并寻找幂律标度预测的Boldyrev。
2009-02-07 astro-ph.SR
Automated detection of small-scale magnetic flux ropes in the solar wind: First results from the Wind spacecraft measurements
我们已经开发了一种新的自动化小规模磁通量绳（SSMFR）检测算法的基础上的梯度Shafranov（GS）重建技术。在1996 - 2016年期间，我们将这种探测算法应用于Wind航天器的现场测量，覆盖了两个太阳活动周，并成功地探测到了总共74，241个持续时间从9到361分钟的小尺度磁通量绳事件。这种大量的小尺度磁通量绳还没有发现任何其他以前的研究通过这种独特的方法。我们利用新开发的数据库对小尺度磁通量绳事件进行了统计分析，主要研究结果如下。(1)小尺度磁绳的出现具有很强的太阳周期依赖性，平均每月几百个。(2)黄道平面上的小尺度磁通量绳倾向于沿着帕克螺旋线排列。(3)在低速（$<$ 400 km/s）太阳风中，通量绳的质子温度和质子数密度较低，而在高速（$\ge$ 400 km/s）太阳风中，通量绳的质子温度和质子数密度较高。(4)小尺度磁通量绳的持续时间和尺度尺寸分布均服从幂律。(5)小尺度磁通量绳索的等待时间分布可以用指数函数（对于较短的等待时间）和幂律函数（对于较长的等待时间）来拟合。(6)壁-壁时间分布服从双幂律，转折点在60分钟（对应于相关长度）。(7)小尺度的磁通量绳倾向于在日球电流片（HCS）附近聚集。整个数据库可以在\url{http://fluxrope.info}上获得，本文中以机器可读的格式提供。
2018-10-02 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
Toward more realistic analytic models of the heliotail: Incorporating magnetic flattening via distortion flows
全球日球层的物理参数和模拟表明，尾向日球层顶在垂直于来流和大尺度星际磁场的方向上是相当平坦的。尽管如此，所有现有的外日鞘磁场的全球分析模型都假设日尾的截面是圆形的。为了消除这种不一致性，我们引入了一个数学程序，任何解析或数值给定的磁场可以变形的方式，沿heliotail轴的截面达到自由规定的，空间依赖的值，其总面积和纵横比。该方法的扭曲变换尊重螺线管条件和相对于伴随流场的定常感应方程，只要这两个约束在变换之前已经满足原始磁场和流场。为了获得上述参数的现实值，我们提出了第一个定量分析的heliotail的整体失真，看到在国家的最先进的三维混合MHD动力学模拟。
2016-01-04 astro-ph.SR
Shock-wave radio probing of solar wind sources in coronal magnetic fields
近地环境以及其他类地行星大气中的空间天气效应是由太阳的微粒辐射引起的，称为太阳风。太阳磁场控制着日冕结构。太阳风源中的磁场强度值--空间天气气候建模和预测的关键信息--来自各种太阳空间和地面观测，但迄今为止还没有考虑到特定类型的无线电爆发。这些是“断裂”的II型射电爆发，归因于冲击波与发出太阳风的日冕结构的碰撞。在这里，我们报告的两个“断裂”II型爆发的无线电观测，以证明一种新的工具，探测磁场变化的太阳风源。这些结果对解释这类爆发有直接的影响，并有助于当前对太阳风辐射源的研究。
2021-10-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Measurement of the electron density and magnetic field of the solar wind using millisecond pulsars
太阳附近的太阳风的磁场很难直接测量。对被太阳风遮蔽的线偏振射电源的法拉第旋转的测量提供了一个估计这种磁场的独特机会，并且该技术在过去已经被广泛使用。然而法拉第旋转是电子密度与磁场在路径上的投影的乘积的路径积分。太阳附近的电子密度可以用几种方法测量，但变化很大。本文表明，用毫秒级射电星作为线偏振射电源，在6-10 $R_\odot$处同时测量路径积分电子密度和法拉第旋转是可能的。通过分析法拉第旋转测量与不同时的电子密度的意见，我们表明，这些意见显着提高磁场估计的准确性。
2012-02-10 astro-ph.SR
Alfvén-wave driven magnetic rotator winds from low-mass stars I: rotation dependences of magnetic braking and mass-loss rate
对恒星自转的观测表明，低质量恒星在主星序期间会失去角动量。我们模拟了类太阳恒星的风与一系列的旋转速率，涵盖了快速和慢速磁转子制度，包括两者之间的过渡。我们概括了阿尔文波驱动的太阳风模型，建立在以前的作品，包括明确的磁离心力。在该模型中，表面平均开放磁通量被假定为按比例缩放为$B_\ast f^{\rm open}_\ast \propto {\rm Ro}^{-1.2}$，其中$f^{\rm open}_\ast$和${\rm Ro}$分别是表面开放磁通填充因子和Rossby数。我们发现，1。风的角动量损失率（扭矩）被描述为$τ_w \approx 2.59 \times 10^{30} {\rm \ erg} \ \left( Ω_\ast / Ω_\odot \right)^{2.82}$，产生自旋下降定律$Ω_\ast \propto t^{-0.55}$。2.质量损失率在$\dot{M}_w \sim 3.4 \times 10^{-14} M_\odot {\rm \ yr^{-1}}$达到饱和，这是由于色球层中阿尔文波的强烈反射和耗散。这表明色球层在连接恒星表面和星风方面具有很强的影响。同时，风冲压压力的标度为$P_w \propto Ω_\ast^{0.57}$，这是能够解释所观察到的恒星风的下包络伍德等。阿尔文半径的位置被示出以与一维解析理论一致的方式缩放。此外，A…
2020-05-22 astro-ph.SR
Direct Observations of Magnetic Reconnection in the Solar Wind Current Sheets near Mars
Boston University（波士顿大学）；Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院）；University of Iowa（爱荷华大学）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Toulouse（图卢兹大学）；Kyoto University（京都大学）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
利用MAVEN数据首次直接观测到火星附近太阳风流片中的磁重联，发现Petschek型重联排气区，表明重联可显著拓宽流片。
2026-06-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
X-rays from Magnetically Confined Wind Shocks: Effect of Cooling-Regulated Shock Retreat
我们使用2D MHD模拟研究辐射冷却和逆康普顿（IC）冷却的影响，从磁约束风冲击（MCWS）的X射线辐射在磁性大质量恒星与辐射驱动的恒星风。对于质量损失率对光度$\Mdot \sim L^{1.7} $的标准依赖关系，用$L$对IC冷却和用$\Mdot$对辐射冷却进行标度化，意味着IC冷却在形式上对低光度恒星变得更加重要。然而，由于趋势的意义是相似的，我们发现包括IC冷却的整体效果是相当温和的。更重要的是，对于具有足够高质量损失以保持激波辐射的恒星，MHD模拟表明X射线光度与质量损失率成线性比例;但对于具有弱风的低光度恒星，X射线发射被较大的激波后冷却长度导致的{ \em激波撤退}减少和软化，其在闭合磁回路的固定长度内迫使冲击返回到较低的冲击前风速。一个半解析的尺度分析，占风磁约束和这种冲击撤退产生的X射线光度有一个类似的缩放趋势，但一个因素几个更高的值相比，从MHD模拟计算的时间平均值。因此，这里的模拟和缩放结果提供了一个很好的基础，解释现有的X射线观测，从不断增长的大质量恒星的确认大规模磁场。
2014-04-21 astro-ph.SR
Solar Wind Dependence on Source Distance from the Open-Closed Boundary
School of Science, University of Newcastle（纽卡斯尔大学理学院）；Department of Mathematical Sciences, Durham University（杜伦大学数学科学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；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）
利用两种日冕磁场模型，发现太阳风成分强烈依赖于源磁通量距开闭边界的距离，增强的电荷态比、元素丰度和成分变化集中在边界周围超米粒尺度区域，支持互换磁重联在慢太阳风释放中的关键作用。
2026-06-19 astro-ph.SR
Magnetic Configurations Related to the Coronal Heating and Solar Wind Generation I. Twist and Expansion Profiles of Magnetic Loops Produced by Flux Emergence
从太阳流出的气流称为太阳风，与日冕的加热相结合，这两个过程都在太阳上形成的磁性结构中进行。为了研究负责这些过程的磁配置，我们使用三维磁流体动力学模拟再现磁结构通过磁通出现，并调查他们的配置。我们专注于两个关键量表征的磁位形：无力参数α和磁通膨胀率fex，其中前者表示有多少磁场是扭曲的，而后者表示如何急剧的磁场扩展。我们得到这些量的分布在一个新兴的通量区域。结果表明，出射磁通区由两部分组成：外部分是磁通膨胀率大的磁回路，而光球足点处α值小;内部分是强电流流过的磁回路。我们还研究了组成新兴磁通区域的磁环的膨胀轮廓。在太阳表面附近的轮廓是由一个指数扩展型，而它是由一个二次扩展型在外层大气中。这些详细的磁位形的研究有助于发展一个现实的模型，日冕加热和太阳风的产生。
2013-12-31 astro-ph.SR
Magnetic winding -- a key to unlocking topological complexity in flux emergence
磁螺旋度是理想磁流体力学（MHD）的一个不变量，它编码了磁场线的拓扑信息。长期以来，人们一直认为磁拓扑结构是磁流体磁场演化的重要约束。在太阳大气层的应用中，了解磁拓扑对于跟踪磁场的演化和爆发至关重要。目前，在太阳观测中可以测量磁螺旋度通量，但由于各种干扰因素的组合，对结果的解释是困难的。我们建议的重正化的螺旋度通量，\emph{magnetic winding}，可以用来检测更详细的磁场的拓扑特征，从而提供一个更可靠的签名，预测太阳爆发的开始。
2020-09-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar wind magnetic field background spectrum from fluid to kinetic scales
太阳风在快速和缓慢的流动中是高度结构化的。这两种动力学区域不仅在磁场和等离子体参数的平均值上有显著的不同，而且在它们所传输的涨落类型上也有显著的不同。快风的特点是振幅大，不可压缩的波动，主要是Alfvénic，慢风一般是由较小的振幅和较少的Alfvénic波动，主要是压缩。典型的共转快流具有流界面、快风区和由流尾膨胀边形成的慢稀疏区的特征。移动{在这两个区域之间}，从快到慢的风，我们观察到以下行为：a）在惯性范围内磁波动的功率水平大大降低，保持典型的Kolmogorov标度; b）在质子尺度下，在高频突变之后的大约十年内，谱指数变得越来越平坦，接近-2.7左右的值; c）在较高频率下，在电子定标之前，谱指数保持在-2.7左右，并且{基于可用于$4$共旋转流的适当观测}，功率水平不改变，而与流速无关。所有这些光谱特征，高速流的特点，建议存在一种磁场背景谱。这种光谱对于速度较快和速度较慢的风都是常见的，但是，任何时候观测者穿过将速度较快的风引导到行星际空间的通量管的内部时，湍流和大振幅的阿尔夫文光谱都会叠加到它上面。
2017-08-03 astro-ph.SR
The effect of magnetic topology on thermally-driven winds: towards a general formulation of the braking law
星风被认为是主序星自旋下降的主要过程。磁化风提取角动量的研究已经进行了几十年，导致产生的扭矩的几个公式。然而，以前的研究一般考虑简单的偶极或分裂的恒星磁拓扑结构。在这里，我们考虑除了一个偶极恒星磁场，四极和八极配置，同时也改变旋转速率和磁场强度。使用2.5D、圆柱形和轴对称装置进行60次模拟，并使用PLUTO代码进行计算，以找到每种拓扑结构的扭矩公式。我们进一步成功地给出了一个独特的法律，适合每一个拓扑结构的数据，制定在风中的开放磁通量的扭矩。我们还表明，我们的配方可以应用到更现实的磁拓扑结构，太阳在其最小和最大相位的例子观察到的Wilcox太阳天文台，和一个年轻的K星（TYC-0486- 4943-1），其拓扑结构已获得塞曼多普勒成像（ZDI）。
2014-11-27 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
Quantifying Uncertainties in Solar Wind Forecasting Due to Incomplete Solar Magnetic Field Information
本研究通过模拟不完整的磁场图并输入WSA、HUXt和EUHFORIA等模型，量化了太阳风预测中的不确定性，发现磁场数据缺失会导致预测RMSE达59-121 km/s，并提出基于点云预测可缓解20-77%的不确定性。
2025-04-28 astro-ph.SR
The dynamo-wind feedback loop: Assessing their non-linear interplay
虽然太阳磁场产生于对流层深处，但它通过帕克螺旋对地球空间环境产生直接影响。它强烈地调制着整个日球层的太阳风，特别是它的纬向和经向速度分布。然而，风也通过打开冕洞中的磁场线来影响冕磁场的拓扑结构，这可以通过改变发电机边界条件来影响恒星的内部磁场。这种耦合是特别难以建模，因为它涵盖了大量的各种时空尺度。准静态研究已经开始帮助我们揭示发电机产生的磁场是如何塑造风的，但太阳发电机和太阳风之间的全面相互作用仍然没有得到我们的理解。我们使用可压缩磁流体动力学（MHD）程序PLUTO，在2.5维空间中同时计算了恒星内部磁场通过α-Ω发电机过程的产生和演化，以及年轻太阳在几个活动周期中多变日冕风的相应演化。恒星表面的多层边界条件连接了内部和外部恒星层，使两者都能动态地适应。我们的连续耦合发电机-风模型使我们能够描述太阳风条件如何随周期相位而变化，并量化积分量（如阿尔文半径）的演变。我们进一步评估太阳风对发电机本身的影响，通过比较我们的结果与无风反馈。
2019-12-03 astro-ph.SR
Massive star winds interacting with magnetic fields on various scales
大质量恒星演化的一个决定性过程是它们通过密集的超音速线驱动风持续的质量损失。在OB星的情况下，也主机的表面磁场，该领域和电离流出之间的相互作用导致复杂的星周结构称为磁层。在这篇文章中，我们回顾了大质量恒星磁层领域的最新进展，包括目前对O型恒星周围最大磁层的表征：NGC 1624-2。我们还讨论了潜在的“分析动力磁层”（ADM）模型来解释多波长观测。最后，我们研究了迄今未被发现的小尺度磁场对大质量星风的可能影响，并将其假设的后果与现有的无法解释的观测结果进行了比较。
2018-01-24 astro-ph.SR
Deep-SWIM: A few-shot learning approach to classify Solar WInd Magnetic field structures
太阳风由从太阳喷射到行星际空间并朝向地球的带电粒子组成。了解太阳风的磁场对于预测未来的空间天气和行星大气损失至关重要。与大尺度的磁事件相比，像磁不连续性这样的小尺度结构很难探测，但却蕴含着太阳风演化的重要信息。缺乏标记数据使得这些不连续性的自动检测具有挑战性。我们提出了Deep-SWIM，这是一种利用对比学习，伪标记和在线硬示例挖掘的进步来鲁棒地识别太阳风磁场数据中的不连续性的方法。通过系统的消融研究，我们表明，尽管只从有限的标记数据学习，我们可以准确地分类不连续性。此外，我们表明，我们的方法推广良好，并产生的结果，同意专家的手标记。
2022-03-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Circular Polarimetry of Suspect Wind-accreting Magnetic pre-Polars
我们目前的结果，从候选人的分离磁白矮星- M矮双星获得使用北欧光学望远镜，拉帕尔马圆偏振调查。我们获得了相位分辨光谱偏振和成像偏振的七个系统，其中五个显示出清晰的可变圆偏振。数据表明，这些目标具有磁场强度> 80 MG的白矮星。我们的研究表明，回旋辐射可以主导的光学光度在相应的回旋辐射谐波的波长，即使在系统中的白矮星只有风吸积。这意味着伴星的恒星风中有很大一部分被磁性白矮星捕获，减少了前CV中的磁制动。此外，几个分离的，风吸积磁系统的极化确认提供了观测约束的磁CV演化和白矮星磁场产生的模型。我们还发现，白矮星磁场配置在至少两个这些系统似乎是非常复杂的。
2022-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field measurements and wind-line variability of OB-type stars
上下文在O型和B型恒星中首次发现了不属于Bp型恒星的磁场。周期性的紫外线风线变化，这已被观察到在一个显着的早期类型的恒星的一部分，很可能是与这种磁场。目标。我们试图提高我们的理解，恒星的磁场，并观察25个精心挑选的，OB型恒星。方法.在这些恒星中，我们获得了136个磁场强度测量值。我们提出的紫外线风线的变化，所有选定的目标和总结获得的分光偏振观测使用MUSICOS分光偏振仪，安装在TBL，南峰，1998年12月和2004年11月之间。从平均斯托克斯I和V线轮廓，使用LSD方法，我们测量的磁场强度，径向速度，和第一时刻的线轮廓。结果在我们观测到的任何OB型恒星中都没有发现明显的磁场。典型的1σ误差在15和200 G之间。一个可能的磁场检测O 9V星10湖仍然不确定，因为现场测量严重依赖于条纹效应校正斯托克斯V光谱。我们发现，在紫外线风线，围绕休息波长为中心的过量发射，是一个新的间接指标存在的磁场在早期的B型星。最有希望拥有磁场的候选者是B型星Cet δ和Cep 6，以及一些O型星。结论.虽然某些O星和B星具有强偶极场，导致紫外风线的周期性变化，但这种强偶极场并不普遍。如果在OB星的紫外线风线中观察到的变化通常是由表面磁场引起的，那么这些磁场要么很弱（<~几百G），要么是局部的。
2010-08-25 astro-ph.SR
Magnetically Confined Wind Shocks in X-rays - a Review
大质量恒星的一个子集（~ 10%）呈现出强的、全局有序的（主要是偶极的）磁场。恒星风在闭合的磁环中被捕获和引导，导致磁约束风激波（MCWS），激波前的气流速度是风终端速度的一小部分。这些冲击产生热等离子体，一种X射线源。在过去的十年中，发生了一些发展，特别是使用XMM-牛顿和钱德拉确定大样本物体的热等离子体特性，以及完全自洽的MHD建模和识别弱风中的激波撤退效应。尽管有一些例外，但磁约束、冲击波撤退和旋转效应的结合似乎能够解释大质量OB星的X射线发射。在这里，我们回顾这些新的观测和理论方面的X射线发射，并设想下一代的X射线天文台的一些观点。
2015-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
