Energy Cascade Rate In Compressible Fast And Slow Solar Wind Turbulence
对太阳风湍流惯性范围内的能量级联率的估算，目前大多是在不可压缩磁流体力学（MHD）理论下进行的。在这里，我们超越了近似，包括等离子体压缩性使用一个简化的形式最近推导出的精确的法律可压缩，等温MHD湍流。利用THEMIS/ARTEMIS航天器在快速和慢速太阳风中的现场数据，我们详细研究了可压缩波动在修正不可压缩MHD模型预测的能量级联率方面的作用。特别是，我们发现，能量级联率：i）放大，特别是在缓慢的太阳风; ii）表现出较弱的波动，在空间尺度上，这导致一个更广泛的惯性范围比以前报道的; iii）具有幂律缩放与湍流马赫数; iv）具有较低的空间各向异性水平。太阳风湍流的其他功能进行了讨论，以及与以前的研究，使用不可压缩或启发式（非精确）可压缩MHD模型的比较。
2016-12-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Differentiating the acceleration mechanisms in the slow and Alfvénic slow solar wind
本研究利用Solar Orbiter与Parker Solar Probe的联合观测，对比慢太阳风与阿尔芬慢太阳风的能量学，发现阿尔芬慢太阳风需波压力梯度驱动，而非阿尔芬慢太阳风可由热压梯度驱动。
2025-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Slow wind belt in the quiet solar corona
在2020年5月15日太阳轨道器上的Metis日冕观测仪在第24周期的活动最小值期间，在从3.8 $R_\odot$延伸到7.0 $R_\odot$的视野中，安静日冕中的缓慢太阳风带是由沿着日冕电流片运行的缓慢而密集的风流形成的，在径向上加速并达到6.8 $R_\odot$，速度在150 km s $^{-1}$和190 km s $^{-1}$之内，这取决于对日冕等离子体中中性氢原子速度分布的假设。慢速流被高速剪切的薄区域与快速流分开，相对于电流片几乎对称，峰值速度在175 km/s $^{-1}$和230 km/s $^{-1}$之间，处于同一日冕层。讨论了慢风区的密度-速度结构的开放的磁场线，这是已知的准稳态太阳风的速度有关的膨胀因子，并在有关的准分界线层，S-网络，潜在的网站的重联释放到风中的日冕等离子体的存在。根据三维MHD模型计算，导出了表征日冕磁场线的参数。的S-网络被发现与纬度地区的慢风观察到的外日冕，并包围在一个非单调的方式扩展的开放的磁力线薄层。
2023-02-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Cross Helicity and the Helium Abundance as an in situ Metric of Solar Wind Acceleration
该研究利用28年Wind卫星数据，结合氦丰度与交叉螺旋度，提出新的太阳风分类方案，揭示阿尔芬慢风源于开放场区域，并挑战传统双态范式。
2025-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
The Temperature Anisotropy and Helium Abundance Features of Alfvénic Slow Solar Wind Observed by Parker Solar Probe, Helios, and Wind Missions
本文利用PSP、Helios和Wind数据统计分析高度阿尔芬尼化慢速太阳风的温度各向异性与氦丰度，发现其近太阳普遍存在、呈U形速度分布并含低速群体，且与快速太阳风源区不完全相同。
2025-06-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Detection of stellar-like abundance anomalies in the slow solar wind
太阳炽热大气层的元素组成，日冕，显示出一种不同于其下表面或光球层的独特模式（Pottasch 1963）。在色球层中容易被吸收的元素在日冕中的丰度比它们在光球层中的丰度高。在低速（< 500 km/s）的太阳风（Meyer 1985）和类太阳恒星日冕（Drake et al. 1997）中经常观察到类似的行为模式，而在M矮星中观察到相反的效应（Liefke et al. 2008）。在过去，由于这些恒星目标只有未解析的（点源）光谱数据，因此对逆效应的研究一直受到阻碍。在这里，我们报告的发现，在现场观察到的几个逆事件的缓慢太阳风使用粒子计数技术。这些非常罕见的事件都发生在太阳活动频繁的时期，模拟了M矮星上更普遍的条件。这些检测提供了一种将慢风与其太阳源联系起来的新方法，并且与振幅为8-10 km/s的色球快模式波引起的丰度变化的理论模型大致一致;足以加速太阳风。这些结果意味着M-矮星风主要由易电离元素耗尽的等离子体主导，并使以前的光谱测量变得可信。
2022-04-20 astro-ph.SR physics.space-ph
On slow solar wind with high Alfvénicity: from composition and microphysics to spectral properties
阿尔夫维尼波动是太阳风中非常常见的特征，尤其是在快风流的主要部分，而慢风通常不那么阿尔夫维尼波动，变化更大。一般来说，快风和慢风表现出许多差异，从大尺度结构到小尺度现象，包括不同的湍流行为。然而，最近的研究表明，即使是缓慢的风有时也会具有高度的阿尔夫文性，其波动与快速风一样大。本研究致力于介绍这Alfvénic慢太阳风的许多方面，包括例如源区的研究及其与日冕结构、大尺度特性和微尺度现象的联系，以及对光谱特征的影响。这项研究将进行比较分析与典型的慢风和快风。已经发现，快风和阿尔夫维尼亚慢风具有共同的特征，这可能归因于它们相似的太阳起源，即冕洞太阳风。考虑到这些相似性，我们认为在阿尔夫维尼克慢风中，超径向膨胀对较低的速度起着重要作用。将讨论这些新发现对即将到来的太阳轨道器和太阳探测器+任务的相关影响，以及更一般的接近太阳的湍流测量。
2018-12-05 astro-ph.SR physics.data-an physics.plasm-ph
Tearing instability and periodic density perturbations in the slow solar wind
与起源于冕洞的快速太阳风相比，慢速太阳风的来源仍然存在争议。通常是间歇性的，富含低FIP元素-类似于在封闭的日冕环中观察到的-缓慢的风可以在头盔流光附近的突发事件中形成。慢风也表现出密度扰动，这已被证明是周期性的，可能与从头盔拖缆尖端喷射出的通量绳有关，如最近帕克太阳探测器（PSP）上的WISPR白光成像仪所示。在这项工作中，我们提出的主要机制控制释放的通量绳是一个流修改撕裂模式在日光层电流片（HCS）。我们使用MHD模拟的太阳风和日冕再现现实的配置和流出周围的HCS。我们发现，这个过程是能够解释长（$\sim 10-20$ h）和短（$\sim 1-2$ h）的时间尺度的密度结构中观察到的缓慢太阳风。这项研究还揭示了慢太阳风的结构，拓扑结构和组成的新的光，并可能在不久的将来，与白光和原位PSP观测。
2020-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Spectral Features of Magnetic Fluctuations at Proton Scales from Fast to Slow Solar Wind
这封信调查的光谱特性的行星际磁场波动在质子尺度在几个时间间隔选择沿速度剖面的快速流。在第一个频率十年内的波动的字符，超出位于流体和动力学制度之间的高频休息，强烈地依赖于风的类型。虽然快速风显示出明显的右手和左手极化波动特征，可能分别与KAW和离子回旋波有关，但稀疏区（风速和低频波动的Alfvénicity降低）显示出离子回旋特征的快速消失，随后KAW逐渐消失。此外，与垂直和平行波动相关联的功率也经历快速耗尽，然而，保持功率各向异性有利于垂直光谱。
2015-09-16 astro-ph.SR physics.space-ph
On the low-frequency boundary of Sun-generated MHD turbulence in the slow solar wind
研究了慢太阳风湍流加热和加速的新方面。本文研究了太阳大气和太阳风中阿尔文波湍流谱下界的物理意义，论证了这一自然参数的意义。通过分析和定量处理的问题，我们表明，截断的波谱从较低的频率侧，这是一个后果的太阳磁场结构和它的周期性变化，结果显着减少的产热和加速率。一个适当的分析与现有的观测数据和缓慢的太阳风启动的情况下考虑的问题的联系。
2012-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
On the origin of the 1/f spectrum in the solar wind magnetic field
我们提出了一个机制，形成的低频1/f磁谱的基础上的数值解的壳简化MHD模型的湍流动力学内的亚阿尔夫文太阳风。我们分配合理的现实配置文件的风速和密度沿径向方向，和径向磁场。短周期（600 s）的阿尔文波注入色球层底部，穿透日冕并被部分反射，从而引发湍流级联。对于反射波，级联是强的，而对于向外传播的波，级联是弱的。在过渡区的反射将强湍流谱转换为向外的弱谱，该弱谱被平流超过Alfvénic临界点而没有实质性的演变。在那里，磁场具有垂直幂律谱，其斜率接近Kolmogorov -5/3。平行谱是从大（垂直）涡旋的频谱继承而来的。形状是双幂律，在低频和高频处斜率分别为-1和-2，断裂的位置取决于注入的频谱。我们认为，太阳神在0.3天文单位测得的双幂律谱，其中平均磁场不与径向对齐（与我们的假设相反）的结果，从这种不同的光谱斜率的组合。在低频率下，平行谱以其特征1/f形状占主导地位，而在较高频率下，其陡峭的谱斜率（-2）被更高能量的垂直谱（斜率-5/3）所掩盖。
2012-04-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Propagation of Alfvén waves in the expanding solar wind with the fast-slow stream interaction
我们进行了二维磁流体动力学（MHD）模拟的阿尔夫文波动在结构化的，扩大太阳风，包括存在的快速和缓慢的太阳风流传播的合奏。使用适当的扩展箱模型，模拟包括快速-慢速流剪切和压缩和稀疏自洽的影响。我们研究了交叉螺旋度的径向和纵向演化，总能量和剩余能量以及向外和向内的Alfvénic涨落的功率谱。流的相互作用被发现强烈影响的Alfvénic湍流的径向演变。阿尔文波的总能量在速度切变区域内被耗尽，伴随着归一化的交叉螺旋度的减小。流压缩的存在促进了这一过程。由于向内/向外波之间的相关性和去相关性，剩余能量在零附近波动，但没有观察到剩余能量的净增长或减少。向内/向外的阿尔文波的径向功率谱显示出显着的纵向变化。只有在快流和慢流中，并且当压缩和剪切都存在时，才会产生类似Kolmogorov的光谱。另一方面，沿纵向方向的光谱显示在所有情况下清晰的柯尔莫哥洛夫惯性范围。
2019-12-08 astro-ph.SR physics.space-ph
On Kinetic Slow Modes, Fluid Slow Modes, and Pressure-balanced Structures in the Solar Wind
对太阳风的观测表明，惯性范围内太阳风湍流的压缩分量主要由慢模式控制。太阳风的低碰撞性允许非热特征存活，这表明需要动力学等离子体描述。最小阻尼的动力学慢模式与离子声（IA）波和非传播（NP）模式。我们推导出解析表达式的IA-波的色散关系在各向异性等离子体的框架中的gyrokinetics，然后比较它们的全动力学的数值计算，从双流体理论，和MHD的结果。这种比较表明，在中等到高$β$下，MHD和动力学理论预测的波相速度存在重大差异。磁流体力学和动力学理论还规定，所有的等离子体正常模式表现出独特的签名方面的极化。我们量化的相对振幅的波动在三个最低的粒子速度的时刻与IA和NP模式的gyrokinetic限制，并比较这些预测与MHD的结果和太阳风湍流的原位观测。波偏振的观测结果和我们的MHD预测之间的一致性好于动力学预测，这表明等离子体的行为比预期的更像太阳风中的流体。
2017-05-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Direct observations of a complex coronal web driving highly structured slow solar wind
太阳风由从太阳逃逸到日球层的连续带电粒子流组成，并分为快速和慢速分量，快速风从日冕洞内部出现。在黄道面附近，来自低纬度冕洞的快风夹杂着高度结构化的慢太阳风，其来源区域和驱动因素尚不清楚。在这里，我们报告的极紫外线观测，揭示了一个空间复杂的网络磁化等离子体结构，持续相互作用，并重新连接在中间的日冕。日冕白光图像显示，在这些日冕网结构上同时出现了缓慢的风流。利用先进的全球MHD日冕模型，我们证明了观测到的日冕网是磁分界线网（S-web）的直接印记。通过揭示S-网的高度动态部分，我们的观测打开了一扇窗口，进入重要的中冕过程，这些过程似乎在驱动结构化缓慢的太阳风中发挥着关键作用。
2022-11-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Slow Radiation-Driven Wind Solutions of A-Type Supergiants
辐射驱动风理论成功地描述了大质量恒星的终极速度和质量损失率。然而，对于A型超巨星，标准m-CAK解预测的质量损失和终极速度值比观测值高。基于快速旋转大质量恒星中慢风解的存在性，我们数值探索了辐射驱动流的参数空间，以寻找新的慢旋转恒星中的风解，从而解释这些差异的来源。我们解决了1-D流体动力学方程的旋转辐射驱动的风在不同的恒星纬度和探索的影响，电离的变化，整个风的速度剖面。我们已经发现，对于特定的恒星和线力参数，一个新的慢解存在于整个恒星的旋转速度很慢，甚至为零时。在慢转A型超巨星的情况下，这种新的慢解在所有纬度的存在导致质量损失和风的终极速度，这是与观测值一致。由这些慢解导出的风动量-亮度关系式与经验关系式吻合得很好。此外，终端和逃逸速度之间的比率，这提供了一个简单的方法来预测恒星风的能量和动量输入到星际介质，也适当跟踪。
2011-05-27 astro-ph.SR
Observation of an MHD Alfvén vortex in the slow solar wind
在太阳风中，磁场的功率谱通常呈现几种幂律。在本文中，磁场数据从集群任务在一个未受干扰的时间间隔缓慢的太阳风进行了分析，在0.28赫兹，附近的离子惯性和耗散/色散范围之间的频谱断点。假设泰勒冻结条件，它对应于质子动力学标度$kv_A/Ω_p \sim 0.38$，其中$v_A$和$Ω_p$分别是阿尔文速度和质子角回转频率。数据显示，星团航天器通过了一系列波包。发现一个强孤立波包与四个星团卫星穿过一个Alfvén涡相一致，这是不可压缩MHD方程的一个非线性解。来自四颗卫星的数据与半径为$40$乘以当地质子陀螺半径数量级的模型涡旋之间存在高度一致。在不同的航天器的偏振进行了比较，并发现同意涡模型，而它不能单独解释的线性平面波的方法。
2016-02-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Classification of Enhanced Geoeffectiveness Resulting from High-Speed Solar Wind Streams Compressing Slower Interplanetary Coronal Mass Ejections
本研究分析了1996至2020年的太阳风数据，发现高速太阳风流压缩慢速行星际日冕物质抛射（ICMEs）的相互作用会显著增强地磁暴活动，其地磁效应几乎是SIR风暴事件的两倍，主要归因于动态压力升高及磁场分量放大。
2024-02-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Full-Sun observations for identifying the source of the slow solar wind
快（>700 km/s）和慢（~400 km/s）的风从太阳流来，渗透到日光层并影响近地环境。虽然已知快风主要来自极地冕洞，但慢风的来源仍然未知。在这里，我们使用整个太阳的缓慢太阳风源地图来确定可能的起源地点，我们从特别设计的，来自日之出卫星的全磁盘观测和磁场模型中构建。我们的地图提供了一个完整的太阳观测，结合了三个关键因素，以确定来源：速度，等离子体成分和磁拓扑结构，并显示它们作为太阳风组成等离子体流出开放的磁场线。所识别的源的面积覆盖足够大，它们的质量贡献之和可以解释太阳风的质量损失率的很大一部分。
2016-05-31 astro-ph.SR
The S-Web Origin of Composition Enhancement in the Slow-to-Moderate Speed Solar Wind
研究通过Wind和ACE航天器数据，分析了太阳风中成分和变率增强区域与S-Web结构的关系，发现HS和PS风中的相干磁结构特征差异，为动态S-Web模型提供了观测支持。
2023-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Alfvénic solar wind intervals observed by Solar Orbiter: Exploiting the capability of the SWA plasma suite and source region investigation
Institute for National Astrophysics (INAF), Institute for Space Astrophysics and Planetology (IAPS)（意大利国家天体物理研究所，空间天体物理学与行星学研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Advanced Heliophysics（高级日球物理学）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院，穆拉德空间科学实验室）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, CNRS, Université de Toulouse, CNES（天体物理学与行星学研究所在，法国国家科学研究中心，图卢兹大学，法国国家空间研究中心）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（日球物理学部，NASA戈达德太空飞行中心）；ASI - Italian Space Agency（意大利航天局）
太阳轨道器通过SWA等离子体套件和源区调查，研究阿尔芬太阳风流的起源与特性，揭示其与太阳源条件的关系。
2025-12-23 astro-ph.SR physics.space-ph
The Slow Winds of A-Type Supergiants
线驱动和旋转调制风理论预测的替代缓慢的解决方案，除了从标准的m-CAK解决方案，当旋转速度接近临界速度。我们研究了A型超巨星（Asg）的风的行为，并表明在特定条件下，例如，当δ线力参数约为0.25时，慢解可能存在于整个恒星上，即使在转速很慢或为零的情况下也是如此.我们讨论密度和速度分布以及可能的观测对应物。
2010-09-27 astro-ph.SR
Slow Solar Wind Connection Science during Solar Orbiter's First Close Perihelion Passage
本文介绍了太阳轨道器首次近近日点穿越期间执行的慢太阳风连接观测计划，通过磁连接工具协同遥感与原位测量，成功将慢太阳风溯源至目标区域，为未来观测活动提供了规划蓝图。
2023-04-20 astro-ph.SR physics.space-ph
A Stealth CME Bracketed between Slow and Fast Wind Producing Unexpected Geo-effectiveness
我们研究了2016年10月8日发射的弱日冕物质抛射（CME）如何在低日冕中没有明显的特征，从而产生了相对强烈的地磁风暴。利用SDO、STEREO和SOHO的遥感观测和WIND的现场观测，对日地日冕物质抛射进行了跟踪。利用一个梯度圆柱壳（GCS）模型，我们估计了太阳附近日冕物质抛射的传播方向和形态。CME运动学是由STEREO A的广角成像观测确定的，并用于预测CME到达地球的时间和速度。我们比较了ENLIL MHD模拟结果与现场测量结果，以说明CME传播的背景太阳风。我们还应用了一个梯度-Shafranov技术，以了解与CME磁场结构的地质有效性重建的磁通绳结构从原位测量。研究结果表明：（1）低纬日冕物质抛射产生的日冕物质抛射与行星际高速气流相互作用，产生了强烈的磁暴;（2）日冕物质抛射位于慢风和高速气流之间，增强了日冕物质抛射内部向南的磁场，产生了强烈的磁暴。
2018-05-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Structured Slow Solar Wind Variability: Streamer-blob Flux Ropes and Torsional Alfvén Waves
缓慢的太阳风在从几分钟到几天的时间尺度上表现出很强的变化，这可能与扩展日冕中的磁重联过程有关。Higginson 2017 b提出了一个数值磁流体动力学模拟，该模拟显示交换磁重联是普遍存在的，并且很可能是释放大部分缓慢太阳风的原因，特别是沿着被称为分离网（S-Web）的拓扑特征。在这里，我们继续我们的分析，侧重于结构缓慢的太阳风变化的两个具体方面。第一种是存在于缓慢的太阳风附近的日光层电流片，第二种我们预测应该存在于任何地方的S-Web慢太阳风观察。对于第一种类型，我们研究了三维磁通量绳的演变形成的头盔流光带的顶部重联在日光层电流片（HCS）。第二，我们研究了模拟的远程和现场签名的大规模扭转阿尔文波（TAW）传播沿S-Web弧高纬度。我们描述了HCS中重联产生的通量绳之间的相似性和差异，这类似于众所周知的“流光斑点”的观测，和类似结构的TAW。我们讨论了我们的研究结果的复杂性的HCS和周围的等离子体片，粒子加速的潜力，以及交换重连的情况下，可能会产生TAW在太阳日冕的影响。我们讨论的预测，从我们的模拟结果的动态缓慢太阳风在扩展的日冕和内日光层。
2018-05-10 astro-ph.SR
Correlation of the sunspot number and the waiting time distribution of solar flares, coronal mass ejections, and solar wind switchback events observed with the Parker Solar Probe
在4个太阳活动周（1974-2012年）的年观测数据中，太阳耀斑和{ \sl日冕物质抛射（CME）}的等待时间分布呈现幂律分布函数，斜率在$α_τ \approx 1.4-3.2$范围内。我们发现等待时间幂律斜率$α_τ$和{ \sl太阳黑子数（SN）}之间有密切的相关性，即，$α_τ$ = 1.38 + 0.01 $\times$ SN。等待时间分布可以用$N(τ) = N_0$ $(τ_0 + τ)^{-α_τ}$形式的帕累托型函数拟合，其中偏移$τ_0$取决于仪器灵敏度、事件的检测阈值和脉冲堆积效应。等待时间分布的时变幂律斜率$α_τ(t)$仅取决于太阳总磁通量（由太阳黑子数量化）或耀斑速率，与{ \sl自组织临界（SOC）}或{ \sl磁流体动力学（MHD）}湍流模型的其他物理参数无关。在太阳风之字形事件中也发现了$α_τ\approx 1.2-1.6$的幂律斜率，正如{ \sl Parker Solar Probe（PSP）}所观察到的那样。我们的结论是，在日光层太阳风之字形事件的年度变化调制耀斑和日冕物质抛射率起源于光球和低日冕。
2021-02-03 astro-ph.SR
Source-dependent properties of two slow solar wind states
利用帕克太阳探测器（PSP）在距太阳50个太阳半径范围内对慢太阳风进行了现场观测，确定了慢太阳风的两种状态。在这样的距离，在PSP测得的风还没有经历与风的扩张和传播有关的显着变化。在这项研究中，我们的重点是没有磁之字形的安静的太阳风的属性。这两种状态的区别在于它们的等离子体β，通量和磁压。PSP的磁连接建立与位场源表面（PFSS）重建，对极紫外线（EUV）和白光成像测试，揭示了这两种状态对应于从流光到赤道冕洞的过渡。流注中磁场线的膨胀因子比冕洞中心附近的膨胀因子大20倍。由于磁场的膨胀率非常不同，导致在两种等离子体状态下用PSP测量的磁压不同。沿着这些不同的通量管运行的太阳风模拟再现了在流光中测量的更慢和更密集的风以及在冕洞中测量的更稀薄的风。等离子体加热是更强烈的基础上的流光场线扎根附近的赤道孔的边界比那些扎根更接近中心的孔。这导致在拖缆内部驱动的风通量高于赤道孔内部更深处。
2021-02-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Standing shocks in the inner slow solar wind
缓慢的太阳风，或者至少是其中的一个重要部分，起源于与流光头盔接壤的区域，在那里，流管的几何形状与根植于冕洞中心的流管不同。我们研究是否这种特殊的管的几何形状导致在该地区的内部慢风的驻波。为了隔离管的几何形状的影响，一个简单的等温风模型，并解决了Lambert W函数。除了一个连续的解决方案，该模型也可以承认的解决方案与冲击，很容易构建与图形的方法。在允许的情况下，激波解成对出现，一个激波位于流光茎中，另一个激波位于沿流光边界的尖点下方。我们发现，解决方案与驻激波存在于一个广泛的区域中的参数空间表征风的温度和流管。特别是，位于日心距离$\gtrsim 3.2 R_\odot$的尖点的拖缆可以很容易地支持温度略高于1 MK的不连续的慢风。
2011-03-27 astro-ph.SR
Comparison of Helium Abundance between ICMEs and Solar Wind near 1 AU
氦的丰度定义为$A_{He}=n_{He}/n_{H}\times 100$，在光球层中为$\sim$ 8.5，在快速太阳风中很少超过5。先前的统计数据表明，缓慢太阳风中的$A_{He}$与太阳黑子数量密切相关。然而，很少有人关注行星际日冕物质抛射（ICME）中$A_{He}$的太阳周期依赖性，以及比较ICME和太阳风的$A_{He}$特征。本文利用1998 - 2019年的\textit{Advanced Composition Explorer}观测资料，对1 AU附近ICME和太阳风的氦丰度进行了统计比较，发现ICME $A_{He}$也表现出明显的太阳周期依赖性。同时，我们发现ICME中的$A_{He}$明显高于太阳风，分别有37%和12%的ICME的平均值超过5和8.5。这是有趣的回答在哪里和如何高氦丰度起源。结果表明，在太阳活动极大期前后，有21%（3%）的ICME（慢风）$A_{He}$数据点的$A_{He}$值超过8.5，在太阳活动极小期附近，$A_{He}$值急剧下降，而在整个太阳活动周的快风中没有出现如此高的$A_{He}$值。这表明高$A_{He}$（例如，$>$ 8.5）认为，当ICME和慢风都来自活动区时，慢风的来源主要来自活动区，并支持活动区和太阳平静区都是慢风的来源。我们认为，高$A_{He}$从有源区可以解释的磁环约束模型和/或光电离效应。
2021-11-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Quasi-Periodic Releases of Streamer Blobs and Velocity Variability of the Slow Solar Wind near the Sun
利用\textit{Solar and Heliospheric Observatory}上的大角度光谱日冕仪，对2007年期间流注团的持续性和准周期性释放事件进行了观测，并通过测量流注团的动力学参数，估算了慢太阳风沿流注团上方等离子体片的速度。我们发现10个准周期释放事件的流光斑点持续三到四天。在这些事件的每一天，我们观察到三到五个斑点。这一结果与之前使用最近一次太阳活动极小期附近观测数据进行的研究结果一致。使用测量的斑点速度作为代理的平均流，我们建议，在太阳附近的背景慢太阳风的速度可以在几个小时内发生显着变化。这提供了一个观测的表现，大的速度变化缓慢的太阳风靠近太阳。
2009-07-05 astro-ph.SR
Modeling the slow solar wind during the solar minimum
在太阳活动极小期，STEREO观测表明日冕的三维结构可以用倾斜的双极磁位形很好地描述。慢太阳风采用三流体模型，包括重离子，如He II和O VI。模型初始化为偶极子磁场和球对称密度。与此模型计算得到的稳态非电位和非均匀的流光配置进行比较，立体观测的流光密度结构。SOHO/UNODC观测用于比较O VI排放模式的结果。我们讨论了这种配置中产生的太阳风的独特性质。
2010-04-27 astro-ph.SR
Line-Driven Winds Revisited in the Context of Be Stars: $Ω$-slow Solutions with High $k$ Values
m-CAK线驱动风理论的标准解或快速解不能解释像Be星周围那样缓慢流出的圆盘。以前已经表明，存在另一个家庭的解决方案-的$Ω$ -慢的解决方案-其特点是慢得多的终极速度和更高的质量损失率。对于后一种解，我们已经求解了旋转辐射驱动风的一维m-CAK流体动力学方程，从线力参数（$α$、$k$和$δ$）的标准值开始，然后系统地改变$α$和$k$的值。终极速度和质量损失率是在很好的协议中发现的Be星得到的解决方案具有较低的$α$和较高的$k$值。此外，这些解决方案的赤道密度是可比的，通常假设在特设模型。当$k$的值很高时，我们发现风的解表现出一种新的行为。
2014-11-06 astro-ph.SR
A Model for the Sources of the Slow Solar Wind
慢太阳风起源的模型必须解释两个看似矛盾的观测结果：慢太阳风具有闭合场日冕的成分，这意味着它起源于开闭场边界处通量的连续开闭。另一方面，慢风也有很大的角宽度，高达~ 60{ \circ }，这表明它的来源延伸到远的开闭边界。我们提出了一个可以解释这两种观察结果的模型。关键的想法是，太阳上的慢风来源是一个狭窄（可能是单一的）开放领域走廊的网络，映射到日光层中的分界线和准分界线层的网络。我们计算解析的开放领域的走廊的拓扑结构，并表明，它产生了一个准分界线层的日光层，延伸到远离日光层电流片的角度。然后，我们使用的MHD代码和MDI/SOHO观测的光球磁场数值计算，具有高空间分辨率，准稳态太阳风和磁场的一段时间之前，2008年8月1日日全食。我们的数值结果意味着，至少在这段时间内，一个网络的separatrices（我们称之为一个S-网络）的形式与足够的密度和范围内的日光层占所观察到的特性的慢风。我们讨论了我们的S-网络模型的结构和动态的日冕和日光层的影响，并提出了进一步的测试模型。
2011-02-17 astro-ph.SR
Period spacings of $γ$ Doradus pulsators in the Kepler field: detection methods and application to 22 slow rotators
在$γ$剑鱼座星中，g模周期间隔与周期近似成线性关系。斜率是一种新的星震诊断，与旋转速率和方位阶数$m$有关。我们报告了两种自动化的方法，“移动窗口傅里叶变换”和“互相关”，检测和测量周期间隔的基础上四年的光变曲线从\textit{Kepler}卫星。结果表明，互相关方法在检测周期间距及其斜率方面有较好的效果。在本文中，我们将我们的方法应用到22个$γ$ Dor星的g-模多重线分裂旋转。旋转周期类似于g模式的周期间隔，导致多重峰重叠。为了澄清重叠的模式，我们使用埃歇尔图，并介绍了一个“复制移位”图来辨别和测量分裂。斜率和分裂之间的第一个观测关系。正如理论预测的那样，当分裂增加时，斜率偏离零。我们发现，两颗恒星的旋转分裂实际上是由两个几乎相同的双星重叠模式造成的。
2018-10-08 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
The Evolution of Heavy Ion Abundances with Solar Activity
本研究基于元素特征速度划分快慢太阳风，量化重离子丰度演化，发现其与太阳黑子数的关联规律及驱动机制，揭示可用加速能量对丰度演化的关键作用。
2025-04-25 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal hole picoflare jets are progenitors of both fast and Alfvénic slow solar wind
本研究利用太阳轨道器的遥感与原位观测，揭示了冕洞中广泛存在的皮耀斑喷流是快太阳风和阿尔芬尼性慢太阳风的共同来源，并指出冕洞径向膨胀决定太阳风速度。
2025-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Variability of the slow solar wind: New insights from modelling and PSP-WISPR observations
本文通过建模和PSP-WISPR观测分析慢太阳风中的瞬变结构，发现撕裂诱导磁重联是导致慢太阳风高变率的重要机制。
2023-07-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Compositional metrics of fast and slow Alfvenic solar wind emerging from coronal holes and their boundaries
本研究结合 Solar Orbiter 与 PSP 会合观测及 PFSS、MHD 映射，识别源自冕洞内部和边界的快速与高阿尔文性慢速太阳风，并揭示其成分差异。
2024-04-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Co-existence and switching between fast and $Ω$-slow wind solutions in rapidly rotating massive stars
大多数辐射驱动的大质量星风可以用m-CAK理论模拟，从而得到所谓的快速解。然而，其中旋转最快的恒星，特别是当恒星旋转速度高于临界旋转速度的$\sim 75\%$时，可以采用一种不同的解决方案，称为$Ω$ -慢解，其特征是密集而缓慢的风。在这里，在这项工作中，我们研究的过渡区的解决方案，快速的解决方案的变化的$Ω$ -慢。使用时间稳定和时间相关的数值代码，我们研究这个过渡区的不同赤道模型的B型星。在所有的情况下，在一定的转速范围内，我们发现了一个区域的快速和$Ω$ -缓慢的解决方案可以共存。我们发现，在此共存区域中获得的解决方案的类型在很大程度上取决于我们的模型的初始条件。我们还测试了共存区域内的解决方案的稳定性，通过在风中进行基密度扰动。我们发现，在一定的条件下，快速的解决方案可以切换到一个$Ω$ -慢的解决方案，反之亦然。这样的解决方案切换可能是一个可能的贡献者的材料注入到拱星环境的Be星，而不需要转速接近临界值。
2018-03-20 astro-ph.SR
Sources of The Slow Solar wind During the Solar Cycle 23/24 Minimum
研究了2006-2009年太阳活动低周期间（23 - 24周）慢（< 450 km/s）太阳风的特征和来源。我们使用一套全面的近地太阳风（风和ACE）的原位观测，并删除大规模行星际日冕物质抛射存在的时期。在所调查的这段时期，全球日冕结构发生了重大变化，包括2006-2007年低纬度活动区频繁出现，2006 -2008年中期存在长期存在的低纬度和中纬度冕洞，2009年太阳基本平静。我们研究卡林顿旋转平均选定的太阳等离子体，电荷状态和成分参数和这些参数的分布相关的安静的太阳，活动区太阳和冕洞太阳。虽然一些研究的参数（例如，速度、C^{+6}/C^{+4}和He/H比）在我们的研究期间显示出明显的变化，而对于太阳风源类型，某些（Fe/O）表现出很小的变化。我们的研究结果突出的困难，在区分缓慢的太阳风源的基础上检查的太阳风的条件。
2016-06-16 astro-ph.SR
Characterization of the slow wind in the outer corona
这项研究涉及在第22个太阳活动周期的最低点期间用SOHO上的紫外线日冕光谱仪（UNOPS）以高光谱分辨率观测到的流光带。在对O-VI双重态光谱分析的基础上，推断了扩展日冕中的太阳风等离子体参数。分析占日冕磁拓扑结构，外推通过一个三维磁流体动力学模型，以确定流光边界和分析冕洞的边缘。分析的结果允许一个准确的识别的源区域的慢日冕风被确认为沿流光边界的开放磁场区域。
2011-03-08 astro-ph.SR
Coronal Heating Rate in the Slow Solar Wind
本文首次通过太阳轨道器和帕克太阳探测器联合观测，估算慢太阳风中日冕加热率，发现能量损失占太阳风能量通量小部分，并给出加热率下限，有助于改进湍流模型。
2023-06-19 astro-ph.SR physics.space-ph
On the Origin of the Slow Speed Solar Wind: Helium Abundance Variations
第一电离势（FIP）效应是在日冕和低速太阳风中观测到的Fe和其他第一电离势低于约10 eV的元素的丰度高于光球值的现象。在我们的模型中，这种分离是通过有质动力来实现的，当阿尔文波通过太阳色球层中陡峭的密度梯度传播或反射时，就会产生有质动力。这也是低FIP元素被电离的区域，并且高FIP元素在很大程度上是中性的，导致分离，因为离子与波相互作用，而中性元素不与波相互作用。氦是具有最高FIP的元素，因此在向上移动时最后保持中性，可以在这种模型中耗尽。在这里，我们调查这种消耗不同的环路长度和磁场强度。色球层顶部有质动力的浓度随着阿尔芬波频率的变化而变化，阿尔芬波频率与上覆冕环的共振频率、磁场以及环的长度有关。我们发现，更强的损耗，他获得较弱的磁场，在频率接近或略高于环共振。这些结果可能与观测到的慢风太阳He丰度随风速的变化有关，慢速度太阳风具有更强的He损耗。
2012-04-12 astro-ph.SR
Probing Protoplanetary Disk Winds with C II Absorption
我们提出了一个分析的风吸收的C II $λ1335$双峰对40个经典的金牛座T星档案远紫外（FUV）光谱的哈勃太空望远镜。在我们的样本中，通常检测到由快速或慢速风产生的吸收特征（40个目标中的36个）。快风的风速随着圆盘倾角的减小而减小，这与准直射流的预期一致。慢风吸收检测主要是在磁盘与中间或高的倾斜，没有一个显着的依赖于磁盘倾斜的风速。在中性或单电离原子的FUV谱线中，快速和慢速风吸收都被优先探测到。Mg II $λλ2796,2804$谱线显示风吸收与C II谱线中的吸收一致。我们开发了简化的半解析圆盘/风模型来解释观测的圆盘风吸收。快风和慢风都与热磁化盘风模型的预期一致，并且通常与纯热风不一致。这两个模型和观测分析表明，风的吸收发生优先从内部磁盘，提供了一个风诊断补充光学禁止线发射，跟踪风在更大的体积。
2021-07-23 astro-ph.SR
Effects of a Companion Star on Slow Nova Outbursts -- Transition from Static to Wind Evolutions
在~0.5-0.7 M_sun的低质量白矮星中，可以实现两种类型的新星演化，即，一种是像通常的经典新星那样，有光学厚风的演化，或者是另一种没有光学厚风的演化，比如共生新星PU Vul。后者的特点是光谱没有强风的迹象，以及在其光变曲线的一个长期平坦的光学峰。我们提出了一个过渡，从没有光学厚风的演变，通常的演变与光学厚风作为一个新的爆发模型的慢新星，表现出一个相对较长的持续时间的多峰阶段，然后风阶段一样，在慢新星V723 Cas，HR Del，和V5558 Sgr。我们用一维近似的伴星效应计算了新星包层，发现当伴星深深嵌入扩展的新星包层中时，静态包层的结构接近光学厚风解的结构。因此，从静态到风的解决方案的过渡是由同伴的影响。这种转变发生在像V723 Cas这样的近距离双星新星中，但不会在像PU Vul这样的长周期双星中触发。我们再次证实了我们以前的结果，摩擦能量沉积是可以忽略不计的小，几乎所有的氢/氦新星，因为在轨道上的低包络密度。
2011-09-30 astro-ph.SR
The slow-mode nature of compressible wave power in solar wind turbulence
我们使用一个大的，统计的一组测量从风航天器在1 AU，并支持合成航天器的动力学等离子体理论的基础上的数据，表明惯性范围太阳风湍流的可压缩分量主要是在动力学慢模式。质子密度波动delta n和磁场delta B_parallel的场向（可压缩）分量之间的零滞后互相关C（delta n，delta B_parallel）为负，接近-1。C（delta n，delta B_parallel）对离子等离子体β_i的典型依赖性与几乎完全处于动力学慢模式的可压缩波能量谱一致。这对密度波动谱的性质和短波长的动力学湍流级联都有重要的影响，有利于动力学Alfven波模式而不是（快）哨声模式的演变。
2011-06-21 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
Bimodal distribution of the solar wind at 1 AU
在这里，我们的目标是分离两个主要的贡献，缓慢和快速的太阳风出现在1 AU。提出双高斯函数作为太阳风两个主要分量的概率分布函数。每一条简单高斯曲线的峰值位置与每一种贡献对太阳风的典型值有关。我们使用了来自高级成分探测器（ACE）任务的整个数据集，对数据集进行了整体分析和年度系列分析。太阳周期的依赖性被认为是提供更准确的结果，为不同的参数的典型值。在1天文单位处的太阳风的分布是明显的双峰，不仅是速度，而且质子密度，温度和磁场。提出了1天文单位处太阳风慢分量和快分量主要参数的新的典型值。
2021-12-01 astro-ph.SR physics.space-ph
STEREO-Wind Radio Positioning of an Unusually Slow Drifting Event
2010年3月13日，STEREO-B和Wind航天器上的无线电频谱仪观测到了一个持续时间异常长的事件。活动于3月14日世界时13：00左右开始，于世界时06：00左右结束。该事件本身表现为在非常窄的频率间隔中缓慢漂移的准连续发射，具有从约625 kHz到约425 kHz的明显频率漂移。利用Leblanc、Dulk和Bougeret（1998）的行星际密度模型，我们确定了射电源的漂移速度分别为$\approx$ 33 km s $^{-1}$和$\approx$ 52 km s $^{-1}$，密度分别是Leblanc模型的0.2和0.5倍，在1 AU处的归一化密度为7.2 cm $^{-3}$。对无线电测向数据、日冕仪白光观测和建模的联合分析表明，无线电源似乎局限于密度相对较高和太阳风速度较慢的相互作用区域。
2014-10-10 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Slow Mode with Drifting He$^{++}$: Implications for Coronal Seismology and the Solar Wind
MHD慢模波在日冕地震学、MHD湍流和太阳风中有着广泛的应用。我们考虑分析如何漂移离子物种（例如，他$^{++}$）影响的线性慢模波主要是电子-质子等离子体，与上述应用的潜在后果。本文的主要结论是：1.对于波矢高度倾斜的磁场，我们发现的解决方案，其特点是非常小的扰动的总压力。因此，我们的结果可能有助于区分MHD慢模式与动力学阿尔芬波和非传播压力平衡结构，后者也可能具有非常小的总压扰动。2.对于小的离子浓度，有解决方案，是类似于通常的慢模式在电子-质子等离子体，和解决方案，主要是由漂移离子，但对于小漂移的波模式不能简单地表征。3.即使离子漂移为零，高倾斜慢模的标准色散关系也不能与使用质子和离子密度之和计算的阿尔文速度以及根据所有物质的压力和密度之和计算的声速一起使用。4.在某些情况下，离子可以驱动非共振不稳定性。对于低等离子体β，阈值漂移可以小于使电磁模式不稳定所需的阈值漂移，但是朗道共振的阻尼可以完全消除这种不稳定性，除非$T_{\mathrm e}/T_{\mathrm p}\gg1$。
2014-04-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Polytropic Behavior in Corotating Interaction Regions: Evidence of Alfvénic Heating
本研究针对太阳风中共转相互作用区（CIRs）的多方行为展开分析，利用Wind数据计算117个事件的多方指数（γ），发现压缩区域的加热由阿尔文波耗散驱动，未压缩快太阳风的γ值超绝热值且与强阿尔文波活动相关。
2025-02-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Slow ionized wind and rotating disklike system associated with the high-mass young stellar object G345.4938+01.4677
我们报告的检测，使用ALMA，92 GHz的连续谱和氢复合线（HRL）的H40 $α$，H42 $α$，和H50 $β$发射到电离风与高质量的年轻恒星对象G345.4938+01.4677。这是位于与IRAS 16562 $-$ 3959相关的大质量致密分子团中的发光中心主导源。HRL表现出Voigt轮廓，这是Stark加宽的强烈特征。我们成功地再现了所观察到的连续性和HRL同时使用一个简单的模型，在当地的热力学平衡的慢电离风，不需要一个高速组件。洛伦兹线翼意味着平均电子密度为$5\times10^7$ cm $^{-3}$。此外，我们检测到SO和SO $_2$发射所产生的一个紧凑的（$\sim3000$ AU）与中央年轻恒星的分子核心。分子核心表现出垂直于射流轴的速度梯度，我们将其解释为旋转的证据。对G345.4938+01.4677的观测结果表明，它是一颗年轻的高质量恒星，伴随着缓慢的光电离风。
2014-10-15 astro-ph.SR
