The spectral difference between solar flare HXR coronal and footpoint sources due to wave-particle interactions
研究耀斑加速电子束在太阳大气中碰撞输运和波粒相互作用下硬X射线（HXR）发射的空间和光谱演化。我们数值跟踪的幂律的加速电子在一维空间和时间的传播与响应的背景等离子体的形式的朗缪尔波使用准线性近似。{We发现对于初始注入的瞬态电子束，在碰撞输运中加入波粒相互作用会使足点源的谱变窄。日冕源没有变化，因此日冕源和足点源之间的光谱指数差Δγ> 2，这比纯粹碰撞输运的预期要大。一个稳定状态的电子束显示两种情况下的差异不大，如前所述，作为一个瞬态注入的电子束需要产生显着的波的增长，特别是在较高的速度。对于这种瞬时注入的光束，波粒相互作用在日冕中占主导地位，而碰撞损失在色球层中占主导地位。在波粒相互作用的情况下，随着电子束密度的增加，光谱的形状是不同的，而纯粹的碰撞运输，只有归一化被改变。我们还发现，源电子束以上的光球的起始高度的影响时，朗缪尔波增长的足点的光谱指数。这可以解释不同的光谱指数之间发现的双足点，如果不对称注入发生在燃烧环路。
2011-03-11 astro-ph.SR
Validity of the Taylor Hypothesis for Linear Kinetic Waves in the Weakly Collisional Solar Wind
航天器对太阳风湍流的单点测量是在相对于湍流等离子体作相对运动的参考系中进行的，这一事实使对这种测量的解释变得复杂。泰勒假设-在快速流动的流体中由静止探针测量的时间波动由流体静止框架中的空间结构的平流主导-通常被假设为简化分析。但是，在即将到来的任务中，如太阳探测器+，湍流的测量可能会违反泰勒假设，这要么是由于等离子体相对于航天器的缓慢流动，要么是由于等离子体波动在小尺度上的分散性质。假设湍流起伏的频率由等离子体支持的线性波的频率表征，我们评估了弱碰撞太阳风中线性动力波模的Taylor假设的有效性。分析表明，哨声波支持的太阳风湍流耗散范围可能违反泰勒假设，而动力学Alfven波支持的耗散范围则不违反泰勒假设。
2014-05-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the collisional sensitivity of polarized Mg II solar lines
本研究计算了 Mg II 与氢原子碰撞的退偏振、偏振和布居数转移速率，发现部分 Mg II 谱线偏振在氢密度大于 $10^{14}$ cm$^{-3}$ 时对碰撞敏感。
2024-09-25 astro-ph.SR physics.atom-ph
Inelastic O+H collisions and the OI 777nm solar centre-to-limb variation
OI 777 nm三重态是FGK型恒星大气中氧丰度的关键诊断;然而，它对偏离局部热力学平衡（LTE）很敏感。非LTE谱线形成计算的准确性迄今为止受到非弹性O+H碰撞速率系数误差的限制：最近的几项研究使用了所谓的Drawin方法，尽管有一个校正因子$\mathrm{S_{H}}$，该因子是根据三重态的太阳中心到边缘的变化进行校准的。我们提出了一个新的模型氧原子，结合非弹性O+H碰撞速率系数使用渐近两电子模型的基础上的线性组合的原子轨道，结合自由电子模型，基于脉冲近似。使用三维流体动力学交错模型太阳大气和三维非LTE线形成计算，我们证明，这种物理动机的方法是能够再现太阳中心到肢体的变化的三重态为0.02 dex，没有任何校准的非弹性碰撞率系数或其他自由参数。我们仅从三重态推断出$\logε_{\mathrm{O}}=8.69\pm0.03$，加强了太阳氧丰度低的情况。
2018-10-28 astro-ph.SR
Numerical MHD Simulation of the Coupled Evolution of Collisional Plasma and Magnetic Field in the Solar Chromosphere. I. Gradual and Impulsive Energisation
通过数值求解包含电阻率、热传导和气体动力学粘性的非线性碰撞MHD方程的完全自洽二维初值问题，研究了太阳色球等离子体与磁场之间的动力学耦合.考虑了两个极性相反的水平磁场接触区的过程。假设等离子体最初是静止的，并且在整个等离子体体积中具有均匀的50，000 K的温度;特征磁场对应于等离子体$β\gtrsim 1$。在一个通常由计算运行覆盖的17秒的物理时间间隔内，等离子体温度逐渐增加2到3倍。在此背景下，在电流层变薄（香肠型变形，或$m=0$箍缩不稳定性）的位置处发生电流对准的等离子体速度的脉冲（在0.1秒或更短时间内）增加。这样的“速度爆发”在物理上可以解释为超热质子产生的事件。香肠不稳定性的进一步发展导致质子的动力学温度增加到很高的值，甚至达到耀斑中观察到的温度。我们的MHD方程系统的形式表明，这种增加是在适当选择的参数系统的精确解的属性。磁重联在这个解中并不明显：它会产生被所选几何所禁止的流动。因此，捏香肠效应可以作为上色球层的增能器，并且可以替代磁重联过程作为耀斑的产生者。
2015-08-14 astro-ph.SR
Scattering polarization of the $d$-states of ions and solar magnetic field: Effects of isotropic collisions
太阳磁场的观测分析以及理论解释的散射偏振通常被指定为一个高度优先领域的太阳研究。对观测到的偏振现象的解释对这一领域的研究人员提出了严峻的理论挑战。事实上，现实的解释需要详细调查的各向同性碰撞中性氢的去极化作用。本文的目的是确定新的关系式，这种关系式允许通过简单地确定n^* 和$E_p$的值来计算离子d能级的任何碰撞速率，而不需要确定相互作用势和处理碰撞动力学。n^* 和E_p的测定很容易，并且基于通常可在线获得的原子数据。精确的碰撞率可以对太阳磁场进行可靠的诊断。在这项工作中，我们应用我们的碰撞FORTRAN代码，大量的情况下，涉及复杂和简单的离子。之后，利用这些结果并将其注入到用C语言开发的遗传编程代码中，以推断原始关系，这将对太阳能应用有很大帮助。讨论了极化复杂原子和具有超精细结构原子碰撞率的准确性。的关系表示张量的基础上，我们解释如何将其贡献的主方程给出的密度矩阵元素的变化。作为测试，我们比较了通过本工作中提供的一般关系获得的结果与直接通过运行我们的碰撞代码获得的结果。这些比较显示平均值的误差百分比约为10%。
2017-03-02 astro-ph.SR
Collisional effects in modeling solar polarized lines
本研究指出太阳偏振谱线建模中帕邢-巴克效应与碰撞效应结合模型的不一致性，通过密度矩阵方法求解K I原子统计平衡方程，明确碰撞退偏振的氢密度敏感区间，提示零场碰撞速率不适用于磁化介质的帕邢-巴克区偏振分析。
2024-02-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Variations on Debris Disks III. Collisional Cascades and Giant Impacts in the Terrestrial Zones of Solar-type Stars
我们分析了两套新的凝聚计算的固体粒子轨道内的地球区域的太阳型恒星。在碰撞级联模型中，数值模拟表明，总质量，质量在1毫米和更小的颗粒，和尘埃光度随时间的下降比预测的分析模型，$\propto t^{-n}$与$n \approx$ 1.1-1.2，而不是1更快。从数值计算得出的尺寸分布遵循分析预测在半径小于0.1公里，但比预测的更大的尺寸更浅。在行星形成的模拟中，尘埃光度的下降比纯粹的碰撞级联要慢，$n \approx$为0.5-0.8，而不是1.1-1.2。在这一衰减过程中，巨大的撞击产生了巨大的、可观测到的尘埃亮度峰值，持续时间大约为0.01-0.1百万年，每隔1-10百万年重复一次。如果大多数太阳型恒星都有地球质量的行星，其$a \lesssim$为$a \lesssim$ 1-2 AU，那么对1- 1亿年恒星周围的碎片的观测就可以对理论进行有趣的测试。目前的数据排除了类地行星是由1000公里或更大的微行星形成的理论。虽然观测到的$\gtrsim$ 3000万年老恒星中碎片盘的频率与我们的计算结果一致，但观测到的500 - 2000万年老恒星中温暖碎片的频率比预测的要小。
2015-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Measurement of the Effective Mean-Free-Path of Solar Wind Protons
弱碰撞等离子体受到非线性弛豫过程的影响，其速率可以比粒子碰撞频率快得多。这导致等离子体像磁化流体一样响应，尽管具有长的粒子平均自由程。在这封信中，有效的碰撞机制在等离子体动力学方程中建模，以产生密度、压力和磁场响应，与航天器测量的1 AU处的太阳风压缩波动进行比较。这使得测量的有效平均自由程的太阳风质子，发现是4.35 $\times 10^5$公里，这是$\sim 10^3$倍短于碰撞平均自由程。这些测量结果表明，支持有效的流体行为的太阳风在尺度以上的质子回旋半径，并表明有效的碰撞过程改变了热力学和运输弱碰撞等离子体。
2022-03-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Collisional Thermalization of Hydrogen and Helium in Solar Wind Plasma
对太阳风的现场观测经常显示出$α$粒子（完全电离的氦）的温度（$T_α$）与质子（电离的氢）的温度（$T_p$）有很大的不同。等离子体中的许多加热过程优先作用于$α$ -粒子，即使离子之间的碰撞作用于逐渐建立热平衡。从$\textit{Wind}$航天器的法拉第杯的测量显示，在$r=1.0\ \textrm{AU}$从太阳，观测值的$α$质子温度比，$θ_{αp} \equiv T_α\,/\,T_p$有一个复杂的，双峰分布。本研究将$θ_{αp}$径向演变的简单模型应用于这些数据，以计算$r=0.1\ \textrm{AU}$处的$θ_{αp}$预期值。这些推断的$θ_{αp}$ -值没有在$r=1.0\ \textrm{AU}$测量的$θ_{αp}$ -值中看到的双峰性的痕迹，而是与$α$ -颗粒优先加热的已知机制的作用一致。这一结果强调了碰撞过程中的太阳风的动力学的重要性，并表明，类似的机制可能会导致优先$α$ -粒子加热在慢风和快风。
2013-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
The collisional relaxation of electrons in hot flaring plasma and inferring the properties of solar flare accelerated electrons from X-ray observations
X射线观测是对太阳耀斑中产生的快速电子的直接诊断，这些电子在能量释放过程中被激发并射向太阳。由于加速电子的性质在其传输和与背景等离子体的相互作用过程中会发生很大的变化，因此最终必须将一个模型应用于X射线观测，以了解加速电子的机制。冷厚靶模型被普遍用于此任务，因为它提供了一个简单的分析关系之间的加速电子谱和发射电子谱的X射线源，后者的数量很容易从X射线观测。然而，这样的模型对于大多数太阳耀斑来说是不合适的，因为它没有考虑到快速电子热化的物理学。使用一个更现实的模型，适当考虑背景等离子体的性质，碰撞扩散和热化的电子，可以减轻或甚至消除许多传统的问题与冷厚靶模型和推导加速电子光谱从X射线光谱，如数量问题和需要强加一个特设的低能量截止。
2015-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two-fluid simulations of waves in the solar chromosphere II. Propagation and damping of fast magneto-acoustic waves and shocks
穿过太阳色球等离子体的波和激波受到其部分电离和弱碰撞耦合的影响，并且可能变得容易受到多流体效应的影响，类似于星际激波。在这项研究中，我们考虑快速磁声冲击波的形成和传播的分层介质中，这是由一个水平的磁场，具有类似的性质，太阳色球。等离子体和中性粒子的演变是使用两种流体的代码，演变成一组耦合方程两个单独的流体建模。我们观察到，在中性和等离子体中的波，最初耦合在上层光球，成为在色球层的更高的高度解耦。这种退耦可能是冲击波阵面处的特征空间尺度（变得类似于碰撞尺度）或波频率、离子回旋频率和碰撞频率与高度之间的关系变化的结果。退耦高度是波频率、波幅和磁场强度的敏感函数。我们观察到，去耦导致波的阻尼和背景温度的增加，由于摩擦加热。分析和数值结果之间的比较，使我们能够分离的作用，非线性效应的线性波的解耦和阻尼。
2019-08-14 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
A unified numerical model of collisional depolarization and broadening rates due to hydrogen atom collisions
解释太阳偏振光谱占部分或全部频率重新分布需要各种碰撞过程的数据。去偏振和偏振转移的数据是需要的，但往往丢失，而碰撞增宽的数据通常更容易获得。Sahal-Bréchot和Bombardy最近的工作得出结论，尽管碰撞增宽和去极化过程的物理学具有潜在的相似性，但它们之间的关系不可能纯粹通过分析得出。我们的目标是得到精确的数值关系碰撞加宽率和碰撞退极化和极化转移率之间的氢原子碰撞。这种关系将能够为太阳能应用准确和有效地估计碰撞数据。使用较早的结果加宽和去极化过程的基础上一般（即不特定于一个给定的原子），半经典计算采用相互作用势从微扰理论，遗传编程（GP）已被用来拟合现有的数据，并生成分析功能描述它们之间的关系。将基于GP的模型的预测关系与原始数据进行比较，以估计该方法的准确性。
2015-08-26 astro-ph.SR physics.atom-ph
Collisional and magnetic effects on the polarization of the solar oxygen infrared triplet
Astronomy and Space Science Department, Faculty of Science, King Abdulaziz University（阿卜杜勒阿齐兹国王大学理学院天文与空间科学系）
研究碰撞与磁场对太阳氧红外三重态偏振的影响，揭示碰撞和磁场共同作用下原子对齐的机制。
2025-11-13 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.plasm-ph
Fe IX Calculations for the Solar Dynamics Observatory
新的计算的能级，辐射跃迁率和碰撞激发率的\ion{Fe}{ix}已进行使用灵活的原子代码，密切关注实验确定的水平和扩展现有的计算到更高的能级。对于较低的水平，R-矩阵碰撞激发率从早期的工作已被使用。通过这些计算预测了5 f-3d跃迁中的显著发射，这将影响使用94 μ m滤波器对SDO AIA观测的分析。
2011-09-20 astro-ph.SR physics.atom-ph
General model of depolarization and transfer of polarization of singly ionized atoms by collisions with hydrogen atoms
对原子极化产生的模拟对于解释第二太阳光谱是必要的。为此，严格确定与中性氢的各向同性碰撞对中性原子、电离原子和分子的原子极化的影响是重要的。我们的目的是一般性地处理单电离原子与处于基态的中性氢原子之间的去极化各向同性碰撞问题。用我们的数值程序计算了离子的$p$ -能级在大量有效主量子数$n^{*}$和Unsöld能量$E_p$值下的碰撞退极化率。然后，遗传编程已被用来拟合可用的去极化率。结果表明，碰撞退偏率、$n^{*}$和$E_p$之间存在强非线性关系，并能以明显优于10%的精度再现原始数据.这些关系允许快速计算任何简单离子的去极化碰撞率，这对太阳物理界非常有用。此外，从我们的结果中可以很容易地导出与络合离子和超精细能级相关的去极化率。在这项工作中，我们已经表明，通过使用强大的数值方法和我们的碰撞方法，一般模型给出的离子的去极化，可以得到利用太阳能应用。
2016-08-23 astro-ph.SR
Unveiling Key Factors in the Solar Eruptions Leading to the Solar Superstorm in 2024 May
该研究针对2024年5月太阳超级风暴，分析NOAA活动区13664/8的爆发机制，发现异常磁通量浮现通过碰撞剪切引发同源CMEs，其浮现率、磁场梯度与CME强度相关，为太阳风暴预测提供关键依据。
2024-11-13 astro-ph.SR
Wave-particle interactions in non-uniform plasma and the interpretation of Hard X-ray spectra in solar flares
上下文在太阳耀斑期间，日冕和行星际空间都有大量的被加速的高能电子。通常，太阳上的非热电子的数量和能量是使用硬X射线（HXR）光谱观测（例如RHESSI）和单粒子碰撞近似来估计的。目标。研究光谱演化朗缪尔湍流对日冕高能电子布居的作用。方法.我们数值模拟了在包含波粒和波波相互作用的碰撞非均匀等离子体中幂律非热电子布居的弛豫过程。结果数值模拟结果表明，当考虑非均匀等离子体中的波粒相互作用时，20 keV以上电子布居的长时间演化与碰撞近似有很大的偏离.由于大尺度密度涨落和波-波相互作用，朗缪尔波谱向更小波数的演化导致电子的有效加速。此外，非热电子的时间积分谱，这是通常观察到的HXR高于20 keV，是显着增加，由于非热电子的加速朗缪尔波。结论.结果表明，所观察到的HXR光谱，当解释的碰撞弛豫，可以导致高估的数量和能量的高能电子加速在日冕。
2011-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Collisional formation of very massive stars in dense clusters
我们调查的收缩吸积原星团使用的n-体技术的扩展，包括吸积增长的恒星从气体水库，他们被嵌入。继戴维斯等人的蒙特卡罗研究之后，我们的实验目标是人口众多的星系团，它们可能会因吸积驱动的收缩而发生碰撞。我们证实，在不太极端的恒星形成环境中，类似于猎户座，恒星密度足够低，碰撞不重要，但在大n星团中，即n ~ 30，000，更容易满足恒星碰撞的条件（我们认为，拱门星系团的密度不足以让我们预期在星系团之前的演化中发生过恒星碰撞）。我们发现，碰撞过程的特点是不是这样的，它是一条通往顺利地填补质谱的顶端。相反，一个或两个极端物体的失控增长可能在吸积关闭后不到100万年内发生，导致少数物体的质量是吸积达到的最大值的几倍。这些天体的快速形成不仅仅是由于星团形成后的动力学演化，而是动力学和恒星吸积生长的相互作用。我们发现，吸积驱动的集群收缩的气体和恒星的分布，抵消了气体驱逐的破坏性影响的结果，我们提出，这个过程可以导致大量的双星和早期的质量分离的星团。
2010-09-09 astro-ph.SR
Two-fluid simulations of waves in the solar chromosphere I: numerical code verification
太阳色球层由部分电离的等离子体组成，这使得太阳色球层的建模成为一项特别具有挑战性的数值任务。在这里，我们数值模拟色球波使用一个新开发的数值代码的双流体方法。该代码解决了两个流体方程的质量，动量和能量守恒，连同感应方程，对于纯氢等离子体的情况下，带电和中性流体成分之间的碰撞耦合。半隐式算法的实现使我们能够克服由于刚性碰撞项的数值稳定性约束。我们将该程序与均匀介质中声波和Alfvén波在几种碰撞耦合情况下的传播解析解进行了比较，模拟结果与解析估计以及文献中描述的其他结果一致。在大的碰撞频率的限制下，波以单一流体的共同速度传播。在另一个碰撞频率极小的极限下，阿尔文波仅以带电流体的阿尔文速度传播，而中性流体中的扰动非常小。在这些极限中的声波以对应于电荷或中性粒子的声速传播，而在其他流体组分中的扰动非常小。反之，当碰撞频率与波频率的实部相近时，电荷与中性粒子通过动量转移碰撞的相互作用引起波频率的改变和振幅的衰减。
2019-05-09 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.plasm-ph
The effect of wave-particle interactions on low energy cutoffs in solar flare electron spectra
RHESSI观测到的太阳耀斑硬X射线谱通常被解释为纯粹的碰撞电子束传播，忽略了空间演化和集体效应。在本文中，我们提出了自洽的数值模拟的空间和时间演化的电子束碰撞输运和束驱动的朗缪尔波湍流。这些波粒相互作用代表了背景等离子体对从日冕传播到色球层的电子束的响应，并且发生在比库仑碰撞快得多的时间尺度上。从这些模拟中，我们得到的平均电子通量谱，恢复从高分辨率的硬X射线观测的太阳耀斑与RHESSI等光谱。我们发现，负谱指数（即随能量增加的谱），或局部极小值时，包括预期的热谱分量在低能量，发生在标准的厚靶模型，当库仑碰撞只考虑。包含波粒相互作用不会产生局部极小值，保持正的谱指数。这些模拟是一个更完整的治疗太阳耀斑的电子输运的一步，并建议，一个平坦的光谱（光谱指数为0至1）下降到热能可能是一个更好的近似，而不是在注入的电子光谱急剧截止。
2009-11-02 astro-ph.SR
Polarized line formation with J-state interference in the presence of magnetic fields: A heuristic treatment of collisional frequency redistribution
本文导出了包含精细结构谱线间J态干涉的二项原子谱线散射的部分频率重分布矩阵的表达式。碰撞（弹性和非弹性）和外部磁场的散射过程的影响被考虑在内。较低的一项被假定为非极化和无限尖锐。线性塞曼制度中的塞曼分裂是远远小于精细结构分裂被认为是。在我们的处理中包括了不同层次之间的非弹性碰撞率。我们考虑了高阶精细结构态之间的碰撞耦合引起的退偏振，而忽略了精细结构态之间的偏振转移。当精细结构分裂为零时，我们恢复了代表二能级原子（仅表现出m态干涉--即Hanle效应）上散射的再分布矩阵。讨论了散射原子的多极指数通过碰撞分支比进入再分布矩阵表达式的方式。重新分配矩阵的属性进行了探索，为一个L=0到1到0的散射过渡与S=1/2（一个假设的双峰中心在5000和5001）的单散射过程。此外，一种方法求解Hanle辐射转移方程的两项原子存在的碰撞，PRD，和J-态干涉。本文计算了等温常物性介质中的Stokes剖面。
2012-09-03 astro-ph.SR
On differences between the B- and E-approaches and the implications for the Solar atmosphere
一个简单的碰撞三分量等离子体模型，包括电子，离子和中性粒子的任意碰撞频率和动态时间尺度被认为是。它表明，通常的MHD处理磁场扰动的方法可以得到其他的结果比的方法，其中所有的扰动表示通过扰动电场。对于中性粒子与离子强碰撞耦合的部分电离等离子体，得到了中性粒子对磁声波（无阻尼）和Alfvén波（弱阻尼）的修正.结果表明，阿尔文波的磁扩散率出现，只是由于纵向电流与场$E_{1z}$在角传播的扰动相对于背景磁场。该模型可适用于太阳大气和对流层的不同部分。
2014-02-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Structure formation with primordial black holes: collisional dynamics, binaries, and gravitational waves
本研究首次开展一致纳入少体碰撞、后牛顿修正、引力波轨道衰减及并合的PBH暗物质宇宙结构形成模拟，揭示晕结构、热成分与双星族群，并讨论引力波背景约束。
2024-12-03 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for Solar-Cycle Modulation of the Alpha-to-Proton Temperature Ratio in Solar Wind
Physical Research Laboratory (PRL)（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology (IIT), Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Iowa（爱荷华大学物理与天文系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Department of Geosciences, Tel Aviv University（特拉维夫大学地球科学系）
本研究利用Wind航天器近三十年原位观测，首次证实太阳风α粒子-质子温度比存在太阳活动周调制，揭示不同速度风区的加热特性差异，表明1 AU处离子质量比例加热受太阳风源区周变调制。
2026-08-12 astro-ph.SR
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Debris disc formation induced by planetary growth
数百颗年龄超过1000万年的恒星被观测到有红外线过剩。这些观测结果可以用隐藏的微行星碰撞碎裂形成的尘埃颗粒来解释。这种尘埃状的小行星盘被称为碎片盘。在一个动态冷的星子盘中，星子的碰撞凝聚产生行星胚胎，然后搅动周围剩余的星子。因此，由行星形成而产生的星子碰撞碎裂形成了一个碎片盘。我们的目标是通过数值模拟星子种群的凝聚和分裂来确定碎片盘中底层星子的属性。碎片盘的亮度和时间演化取决于星子盘的径向分布、内外边缘的位置、总质量和盘中星子的大小。我们发现，一个径向狭窄的星子盘是最有可能导致的碎片盘，可以解释的趋势，观察到的红外线过剩的碎片盘周围的G型恒星，行星形成只发生在1亿年前。早期的碎片盘形成是由行星形成引起的，而后期的演化则是由已经形成的行星周围剩余星子的碰撞衰变所解释的。在$\approx 30$ AU上，具有半径为$\sim 100\,$ km的基本星子的星子盘最容易解释斯皮策太空望远镜24和70 $ μ$ m来自G型恒星周围碎片盘的通量。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Partially-ionised two-fluid shocks with collisional and radiative ionisation and recombination -- multi-level hydrogen model
本研究基于植入多能级氢模型的双流体PIP代码，模拟太阳色球层典型环境下的部分电离慢模激波，发现非平衡电离导致激波温度更低、压缩更强，指出用Rankine-Hugoniot条件推断低层大气激波性质可能有误。
2023-08-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Depolarization and Polarization-Transfer Rates for Solar He I Lines due to Collisions with Neutral Hydrogen
Astronomy Department, Faculty of Science, King Abdulaziz University（阿卜杜勒阿齐兹国王大学理学院天文学系）
本研究在冻结核近似下计算了太阳He I诊断谱线相关能级和项与中性氢各向同性碰撞的退偏、偏振转移和布居转移速率，为太阳谱线偏振统计平衡方程提供碰撞输入。
2026-06-04 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.plasm-ph
Neutral oxygen spectral line formation revisited with new collisional data: large departures from LTE at low metallicity
我们提出了一个详细的研究的非本地热力学平衡（非LTE）的高激发中性氧777 nm三重态在MARCS模型大气中的光谱类型为F至K的晚型恒星的代表形成。我们使用统计平衡代码MULTI进行了计算，包括对元素丰度分析影响的估计。所采用的原子模型包括，特别是，最近的量子力学电子碰撞数据。我们证实，O I三重态线的形式在非LTE条件下的晚型星，遭受负丰度修正相对于LTE。在低金属丰度时，大的谱线不透明度源于三重态-五重态系间电子碰撞，这是一种以前没有考虑或严重低估的耦合形式。对于具有较高T_eff的模型（包括巨星和矮星），非LTE效应通常变得严重。有趣的是，在贫金属的关闭恒星中，负的非LTE丰度修正往往会迅速变得更严重，朝向较低的金属丰度。当忽略H碰撞时，它们分别在[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-3.5时达到~ 0.9 dex和~ 1.2 dex。即使当包括这样的碰撞时，LTE丰度仍然是严重高估的，在这样低的金属丰度下相应地高估了~ 0.5 dex和~ 0.9 dex。虽然鲜为人知的非弹性氢碰撞因此仍然是一个重要的不确定性，大的金属依赖非LTE效应似乎指向一个“低”（与LTE相比）[O/Fe]的贫金属晕星。
2009-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Depolarization and polarization transfer rates for the C$_2$ $(X ^1Σ^+_g, a ^3Π_u)$ + H$(^2S_{1/2})$ collisions in the solar photosphere
本文通过 MOLPRO 和 MOLSCAT 计算了太阳光球层中 C$_2$ 与氢原子碰撞的去极化和极化转移速率，并用遗传规划给出解析表达式，证明中性氢碰撞只能部分去极化 C$_2$ 下能态。
2025-01-01 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.chem-ph
Local starburst conditions and formation of GRB 980425 / SN 1998bw within a collisional ring
我们提出了第一个空间分辨的研究分子气体在附近的伽马射线暴，使用CO（2-1）发射线观测与阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）在~50 pc尺度。GRB 980425的宿主星系包含一个高柱密度的HI气体环，这可能是由于GRB宿主星系和它的伴星星系之间的碰撞而形成的。我们在星系中探测到11个分子气体团，其中7个在气环内。最接近伽玛暴位置的团簇的投影间距约为280秒差距。虽然这是合理的，伽玛射线暴的祖先是从集群中形成的，在这个丛喷射，我们认为，在原地形成的伽玛射线暴的祖先是最有可能的情况。我们测量了团块的分子气体质量，发现它们足以形成大质量的星团。团簇的分子气体耗尽时间显示出~2 dex的变化，与附近宇宙中星暴星系中发现的耗尽时间的大变化相当。这证明了在星系中局部尺度上存在恒星形成的星暴模式，即使星系作为一个整体不能根据其全球性质被归类为星暴。我们的研究结果表明，GRB 9802425的祖先起源于一个年轻的大质量星团，形成于恒星形成的星暴模式。
2020-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Depolarization of MgH Solar Lines by Collisions with Hydrogen Atoms
由于完全缺乏关于MgH和氢原子之间碰撞速率的任何信息，对MgH分子非常丰富的第二太阳光谱的解释面临着严重的问题。这项工作的目的是开始填充这个空白的过程中提供，第一次，量子激发，去极化，和极化转移碰撞率的MgH基态$X^2Σ$。为了实现这项工作的目标，势能面计算，然后包括在薛定谔方程，以获得碰撞的概率，因此，所有的碰撞率。我们的速率是在从$T \!\!=$ 2000 K到$T \!\!=$ 15,000 K的温度范围内获得的。采用先进的遗传编程方法，以适应所有的去极化率与有用的分析功能的两个变量：总分子角动量和温度。我们研究了太阳的影响，我们发现，$X^2Σ$状态的MgH是部分去极化的各向同性碰撞中性氢在其基态$^2S$。我们的研究结果表明，广泛使用的近似，其中忽略了较低级别的偏振的适用性的限制。
2021-07-25 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.chem-ph
Fomalhaut b as a Cloud of Dust: Testing Aspects of Planet Formation Theory
我们认为三个模型的能力-影响，捕获和碰撞级联-占北落师门b明亮的尘埃云。我们的分析是基于一种新的方法，以幂律的固体颗粒的尺寸分布的中心，每个模型。当撞击产生的碎片（一）最大的残留物中物质很少，（二）大小分布陡峭时，碎片的横截面积足以与北落师门b的观测结果相匹配。然而，已发表的100公里物体之间碰撞的数值实验表明，这种结果不太可能。如果碰撞过程在很宽的颗粒尺寸范围内（300微米到10公里）保持陡峭的尺寸分布，那么地球质量的行星可以捕获足够的物质超过1- 1亿年，产生可检测的尘埃云。否则，捕获失败。当年轻的行星被巨大的云或卫星盘包围时，碰撞级联是北落师门b产生尘埃的最简单机制。使用HST或JWST数据的几个测试-包括测量北落师门b的膨胀/伸长，寻找北落师门b轨道上的小粒子轨迹，以及获得低分辨率光谱-可以区分这些模型。
2014-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
SN 2025adpq: A Type Ia supernova in a collisional ring formed during a major galaxy merger
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）
报告了在碰撞环Pika's Halo中发现的Ia型超新星SN 2025adpq，该环由两个质量相当的星系合并形成，超新星位于距主星系核约11.4 kpc的环上，可能源于合并过程中被剥离的老年前身星系统。
2026-06-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of the isotropic collisions with neutral hydrogen on the polarization of the CN solar molecule
本文通过计算 CN 分子与中性氢碰撞的势能面和去偏振速率系数，揭示了在太阳光球层典型氢密度下，CN 的 X²Σ 态散射偏振会被各向同性碰撞部分或完全消除。
2019-10-22 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.chem-ph
