A solar-cycle study of coronal rotation: large variations, rapid changes, and implications for solar wind models
关于日冕旋转速率及其随纬度和太阳周期变化的信息，对于在日冕和太阳之间建立全球联系、对重新连接速率进行全球估计以及作为太阳风建模的基本参数都很有价值。在这里，我们使用从2007 - 2020年之间的日冕观测中获得的时间序列断层摄影图来直接测量高密度流光随时间的纵向漂移。该方法揭示了旋转速率的突然变化，揭示了日冕旋转和底层光球之间的复杂关系。大多数发生率在-1.0至+0.5 $^\circ$/天之间，而标准Carrington发生率为14.18 $^\circ$ /天，尽管测量的发生率低至-2.2 $^\circ$ /天，高至1.6 $^\circ$ /天。2008年太阳活动极小期期间的赤道自转速率略快于卡林顿速率，并在2009年突然转向缓慢自转，然后在2017年恢复到更快的速率。在所有纬度都可以看到速率的突变和大的变化。与磁模型的比较表明，赤道快速旋转的周期与时间相关联时，赤道流光的大部分磁足点在赤道附近，我们解释的流光光球足点的纬向分布的突变。日冕旋转速率是太阳风模型的一个关键参数，每天一度或更大的变化会导致在几天以上的预测期内产生很大的系统误差。本文所述的方法给出了修正值，可以形成未来预测工作的一部分。
2022-03-07 astro-ph.SR physics.space-ph
On the 27-day Variations of Cosmic Ray Intensity in Recent Solar Minimum 23/24
我们已经研究了27天的变化及其谐波的银河宇宙线（GCR）的强度，太阳风的速度，行星际磁场（IMF）的组成部分，在最近延长太阳极小23 - 24。与太阳自转有关的这些参数的准周期随时间的演化表明，它们的会合周期是稳定的，大约为26-27天。这意味着考虑到太阳的自转差异，太阳风速度和IMF的变化与赤道附近的太阳有关。然而，在地球轨道附近观测到的太阳风参数仅提供了日光层赤道区域有限局部附近（纬度范围内）的条件。我们还证明了与太阳自转有关的GCR强度的观测周期在2009年增加到约33-36天。这意味着驱动GCR强度27天变化的过程不仅发生在赤道区域的有限局部环境中，而且发生在日光层的全球3-D空间中，也覆盖了更高的纬度区域。在2009年发现的一个相对较长的周期（大约34天），在GCR强度提供了可能的证据，由于活动区在高纬度和旋转缓慢，因为太阳的差异旋转的24周的开始。我们还讨论了差异旋转对GCR强度27天变化理论模型的影响。
2015-04-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Preconditioning of interplanetary space due to transient CME disturbances
行星际空间的结构特点主要是由冕洞发出的高速太阳风气流和日冕物质抛射（CME）等瞬态扰动构成。虽然高速的太阳风流构成了连续的外流，但日冕物质抛射突然破坏了相当稳定的结构，导致与安静的太阳风条件有很大的偏差。我们首次给出了CME对行星际空间扰动条件（预处理）持续时间的量化。为此，我们调查的等离子体速度分量的太阳风和现场检测到的CME（ICME）的影响，比较不同的背景太阳风模型（ESWF，WSA，持久性模型）的时间范围2011-2015。我们量化的标准误差措施之间的偏差建模的背景太阳风速度和观测到的太阳风速度。利用平均绝对误差，我们得到了宁静太阳活动的平均偏差在75.1-83.1 km/s的范围内。与该基线水平相比，ICME间期内的时间段显示出比预期背景增加18-32%，ICME后2天的时间段显示出增加9- 24%。我们获得了ICME开始后大约3到6天的增强偏差的总持续时间，这比ICME扰动本身的平均持续时间（约1.3天）长得多，得出的结论是行星际空间需要约2-5天才能从ICME的影响中恢复过来。所得结果对研究日冕物质抛射的传播行为和空间天气预报具有重要意义。
2016-12-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Dependence of the 27-Day Variation of Cosmic Rays on the Global Magnetic Field of the Sun
结果表明，太阳风速度在正极性期（Apos）的日长不对称性范围大于负极性期（Aneg），这是1995-1997年（Apos）银河宇宙线（GCR）强度27天变化幅度大于1985-1987年（Aneg）的重要原因之一。随后，太阳风速度的日长不对称性的不同范围以及相应的漂移效应是GCR强度27天变化幅度的极性依赖性的一般原因。同时，我们发现，极性的依赖性是微弱的最后一个不寻常的最低时期的太阳活动2007-2009年（Aneg）的GCR强度的27天的变化幅度只显示了极性的依赖性的趋势。本文根据Parkers输运方程，建立了一个GCR 27天变化的三维模式。在3-D模型中，实现了太阳风速度的纵向变化，再现了现场测量和相应的行星际无发散磁场（IMF）从麦克斯韦方程推导。我们表明，建议的3-D模拟的27天变化的GCR强度为不同极性的太阳磁周期的结果与中子监测器的实验数据吻合得很好。为了使理论模型与2007-2009年太阳活动最后一个最小时期（Aneg）的观测结果相一致，平行扩散系数增加了40
2015-04-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Minimising magnetic activity effects in PLATO observations: insights from the Sun-as-a-star
Uppsala University（乌普萨拉大学）；University of Warwick（华威大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Imperial College London（伦敦帝国理工学院）
通过分析不同时长的时间序列，量化了太阳-as-a-star中磁活动效应随观测基线平滑的程度，发现四年窗口最有效抑制偏差，而两年窗口改善有限。
2026-06-16 astro-ph.SR
Multi-modal encoder-decoder neural network for forecasting solar wind speed at L1
本文提出一种多模态编码器-解码器神经网络，融合历史太阳风观测与EUV日冕图像，预报L1点未来四天日平均太阳风速，在2019-2023年测试中四天预报RMSE为53 km/s，优于已有方法。
2025-07-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Pulsation-triggered mass loss from AGB stars: the 60-day critical period
低质量和中等质量的恒星在演化的后期，红巨星分支（RGB）阶段喷射出大部分质量。它们强烈的恒星风的物理学仍然知之甚少。在标准模型中，恒星的脉动使大气层扩张，使得风能够通过对凝结的尘埃粒子的辐射压力而被驱动。在这里，我们调查风的开始，使用从依巴谷目录中提取的附近RGB恒星。我们发现，当恒星第一次达到60天的脉动周期时，尘埃的产生就急剧开始了。这大约与恒星过渡到第一泛音脉动模式的点重合。光谱能量分布的模型显示，此时恒星质量损失率突然增加，比现有的（色球驱动的）风增加约10倍。尘埃辐射与脉动周期和振幅都有很强的相关性，表明恒星脉动是强烈质量损失的主要触发因素，并决定了质量损失率。尘埃辐射与恒星光度没有很强的相关性，表明尘埃上的辐射压力对质量损失率的影响很小。RGB星通常不会产生尘埃，而由渐近巨星分支星产生的尘埃似乎很常见，并且可能在RGB尖端光度以上无处不在。我们的结论是强风开始于质量损失率的阶跃变化，并由恒星脉动触发。第二个快速的质量损失率增强建议当恒星过渡到基本的脉动模式，在一个周期约300天。
2016-05-09 astro-ph.SR
Real-time solar wind prediction based on SDO/AIA coronal hole data
我们提出了一个经验模型的基础上的日冕洞覆盖的可见区域接近中央子午线，以预测太阳风的速度在1 AU的提前时间长达4天提前1小时的时间分辨率。线性预测函数用于关联冕洞面积与太阳风速度。功能参数通过使用前3次卡林顿旋转的信息自动调整。因此，该算法自动地对太阳循环的不同阶段期间的太阳风速度的变化做出反应。自适应算法已被应用于SDO/AIA-193 A观测和ACE测量在2011-2013年期间，覆盖41卡林顿旋转和测试。太阳风速度到达时间延迟，平均需要4.02 +/- 0.5天才能到达地球。该算法对156个太阳风高速流峰值振幅产生了良好的预测，相关系数为cc~0.60。对于80%的峰，预测到达匹配的时间窗口内的ACE原位测量的0.5天。同样的算法，使用线性预测，也适用于预测的磁场强度从冕洞地区，但没有给出可靠的预测（cc~0.2）。
2015-01-27 astro-ph.SR
Dusty wind of W Hya. Multi-wavelength modelling of the present-day and recent mass-loss
低质量和中等质量的恒星在生命的尽头会经历一段强烈的质量损失，这个阶段被称为渐近巨星分支（AGB）。在AGB期间，它们的初始质量的很大一部分被驱逐出恒星风。这个过程控制着它们演化的最后阶段，并有助于星系的化学演化。然而，AGB星的风驱动机制尚未得到很好的理解，特别是对于富氧源。表征当今的质量损失和风结构以及这些恒星的质量损失率的演变对于推进我们对这一过程的理解至关重要。我们使用先进的辐射转移代码模拟了W Hya的尘埃包络。尘埃模型进行了分析，在以前计算的气相风模型的光，并在文献中，如红外光谱，红外图像，光学散射光分数的测量进行比较。我们发现，W Hya的尘埃光谱可以部分地解释由一个引力约束的尘埃壳，可能是负责大部分的无定形铝$_2$ O $_3$发射。解释散射光所需的大颗粒（$\sim$\，0.3\，$μ$ m）的组成无法受到限制，但可能以硅酸盐为主。硅酸盐发射的热红外线被发现起源于超过40天文单位的恒星，我们发现，他们需要有大量的近红外不透明度，在这样大的距离可见。在这些距离的尘埃的近红外不透明度的增加大致符合膨胀速度的突然增加，从气相CO线推断。最后，W Hya最近的质量损失被证实是高度可变的，我们确定了一个强大的峰值，发生在大约3500年前，持续了几百年的质量损失率。
2015-03-16 astro-ph.SR
Coherent Structure in Solar Wind C$^{6+}$/C$^{4+}$ Ionic Composition Data During the Quiet-Sun Conditions of 2008
这项分析提供了证据的特征尺度的大小在太阳风充电状态的数据测量在2008年的十三个安静的太阳卡林顿旋转现场。使用先前建立的新方法，我们分析的小波功率谱的电荷状态比C $^{6+}$ /C $^{4+}$原位测量的ACE/SWICS为2小时和12分钟的节奏。我们在小波功率谱中构建了一个统计显著性水平，以量化因填充时间序列中缺失数据而产生的干扰效应（Edmondson等人，2013），从而可以从测量数据中提取显著功率，分辨率为24分钟。我们分析每个小波功率谱的瞬态相干性，和全球周期性重复相干结构的叠加。从显着的小波功率谱，我们发现一个一般的上限$\sim$ 10天的个人瞬态相干性的证据。我们发现了一组全球周期在4-5小时和35- 4 - 5天之间的证据。我们发现的证据，由两个不同的人群组成的个人瞬态相干尺度的分布。在$\sim$ 2天时间尺度下，分布通过逆幂律合理地近似，而对于尺度$\gtrsim$ 2天，分布趋于平稳，在共同的相干尺度下显示离散峰。此外，通过组织风类型的瞬态相干尺度分布，我们发现这些更大的，共同的相干尺度更普遍和定义良好的冕洞风。最后，我们讨论了我们的研究结果的影响，目前的理论太阳风发电和描述未来的工作，以确定我们的离子成分数据和结构的日冕磁场的相干结构之间的关系。
2013-09-12 astro-ph.SR
Multiwavelength modeling the SED of nova V339~Del: Stopping the wind and long-lasting super-Eddington luminosity with dust emission
在经典新星爆发期间，白矮星（WD）表面层中氢的核燃烧产生的辐射被外部物质再处理成不同形式的较软能量，其光谱分布取决于新星年龄。使用多波长建模的SED的方法，我们确定的物理参数的恒星，星云和尘埃成分的辐射分离的光谱的经典新星V339 Del从第35天到第636天爆炸后。从铁幕阶段过渡到超软源阶段（35 - 72天），当光学亮度下降3-4等时，吸收柱密度由其环周分量从$\sim 1\times 10^{23}$下降到$\sim 1\times 10^{21}$ cm $^{-2}$，发射量度从$\sim 2\times 10^{62}$下降到$\sim 8.5\times 10^{60}$ cm $^{-3}$，这是由于WD停止质量损失造成的。第35天的模型SED表明，WD的假光球呈扁圆形，并且存在位于赤道上缓慢集中流出的尘埃。粉尘排放在第59天左右达到峰值。它与强超软X射线源在100天模型SED中的共存限制了盘状外流的存在，尘埃可以在那里停留很长时间。两个模型SED都显示了燃烧的WD在$1-2\times 10^{39}\,(d/4.5{\rm kpc})^2$ erg s $^{-1}$水平上的超爱丁顿光度，从$\sim$第2天持续到至少第100天。
2019-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2010 nova outburst of the symbiotic Mira V407 Cyg
共生双星Mira V407 Cyg在2010年经历的新星爆发已经在光学和红外波段进行了广泛的研究，包括光度和光谱观测。这一爆发，让人想起RS Oph所显示的类似事件，可以被描述为一个非常快速的He/N新星爆发，同时深深嵌入其凉爽的巨大同伴的稠密风中。最初的热核闪光产生的硬辐射电离并激发了很远距离的米拉风（在4天的时间尺度上观察到复合）。新星喷出物被发现随着时间的推移逐渐减速，因为它扩展到米拉风。这是从线宽从+2.3天的2760 km/s到+196天的200 km/s的变化推导出来的。米拉的风是巨大的，并且足够扩展到一个外部中性和未受干扰的区域，以在所有爆发阶段生存下来。
2010-11-03 astro-ph.SR
Coordinated UV and X-ray spectroscopic observations of the O-type giant xi Per: the connection between X-rays and large-scale wind structure
我们提出了新的，同期的HST STIS和XMM观测的O7 III（n）（（f））星XI每。我们补充新的数据与档案IUE光谱，分析风线和X射线通量的xiPper的变化。这颗恒星的风周期为2.086天。我们使用一个简单的，启发式的点模型，适合低速（近地面）IUE风线变率非常好，证明在新的STIS光谱的N IV 1718和Si IV 1402的低速吸收变化与相同的2.086天的周期。值得注意的是，STIS数据的周期和振幅与22年前获得的IUE谱一致。我们还表明，新的XMM通量的时间变化也与2.086天的周期一致。因此，我们新的多波长协调观测表明，导致紫外线风线变化的机制也是单个O星中X射线的重要组成部分。多波长光变曲线最小值的事件序列是：Si IV 1402、N IV 1718和X射线通量，每个事件相对于2.086天的周期间隔约0.06的相位。对X射线通量的分析表明，随着它们的减弱，它们变得更软。如果变异性是由周期性过度吸收引起的，则这与预期相反。此外，高分辨率的X射线光谱表明，在最大值的个别发射线更强烈的蓝移。如果我们根据我们的模型解释低速风线光变曲线，它意味着有两个明亮的区域，即，吸收较少的区域，相隔180度，在恒星表面。我们注意到，存在和持续的两个点分开180度表明，一个弱的偶极磁场是负责的紫外线风线吸收和X射线通量的变化在xi Per。
2019-01-28 astro-ph.SR
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
Establishing a Connection Between Active Region Outflows and the Solar Wind: Abundance Measurements with EIS/Hinode
日之出太阳观测站上的X射线望远镜和极紫外成像光谱仪（EIS）最有趣的发现之一是活动区域边缘存在持续的高温高速外流。EIS的测量表明，流出的速度达到50公里/秒的谱线的不对称性接近200公里/秒。有人认为，这些外流可能位于连接日光层的开放磁力线上，它们可能是低速太阳风的重要来源。然而，很难建立直接联系。在这封信中，我们使用的谱线强度的EIS测量是敏感的Si和S的相对丰度的变化，作为第一电离势（FIP）的效果，以测量在AR 10978的流出区域的化学成分在2007年12月的5天内。我们发现Si总是比S增强3- 4倍。这通常是一致的增强因子的低FIP元素在缓慢的太阳风原位测量的非光谱方法。因此，具有慢风状成分的等离子体从活动区边缘流出至少5天。此外，在12月10- 11日，当从西侧流出的气流有利地朝向地球方向时，发现Si/S比与几天后ACE/SWICS测量的值相匹配。这些结果为太阳风和外流区日冕等离子体之间的直接联系提供了强有力的观测证据。
2010-11-30 astro-ph.SR
WR 110: A Single Wolf-Rayet Star With Corotating Interaction Regions In Its Wind?
用MOST卫星对WN 5 - 6 b恒星WR 110（HD 165688）进行的30天连续测光显示，基本周期为P = 4.08 +/- 0.55天，以及一些周期为P/n的谐波，n = 2，3，4，5和6，以及一些其他可能的杂散周期和/或时间尺度大于一天的随机变化。光谱RV研究未能揭示任何合理的同伴与一个时期在这个范围内。因此，我们推测，所观察到的振幅约为0.01等的光变曲线尖点，在4.08天的时间尺度上重现，可能出现在内部，或在底部，一个共转相互作用区（CIR）看到的发射，因为它旋转周围的恒星在恒定的角速度。在WR 110中看到的硬X射线分量可能是CIR激波的高速分量与几个恒星半径处的环境风相互作用的结果。考虑到大多数显示CIR的炽热明亮恒星都有两个CIR臂，可能基本周期是8.2天，或者更可能在WR 110的情况下，确实存在第二个较弱的CIR臂，P = 4.08天，发生在主CIR之后大约三分之二的旋转周期。如果这种解释是正确的，WR 110因此与其他三颗单WR星（均为WN）加入行列，具有确认的CIR旋转周期（WR 1、WR 6和WR 134），尽管WR 110的光度调制幅度迄今为止最低。这说明了能够从MOST等天基平台获得高强度、连续高精度测光的能力。它也为揭示其他WN恒星的低振幅光度变化打开了大门，以前的尝试失败了。如果所有的WN恒星都有一定程度的CIR，这对于揭示除了旋转周期之…
2011-05-04 astro-ph.SR
Observations of an Electron-cold Ion Component Reconnection at the Edge of an Ion-scale Antiparallel Reconnection at the Dayside Magnetopause
太阳风参数对重联率起主导作用，它控制着地球磁层顶太阳风-磁层耦合效率。此外，在磁层顶磁层一侧经常探测到的来自电离层的低能离子也会影响磁重联。然而，低能离子在重联中的具体作用仍然是一个正在积极讨论的悬而未决的问题。在目前的工作中，我们报告了在2015年9月11日使用NASA的磁层多尺度数据在低能离子存在下对多尺度，多类型磁层顶重联的原位观测。这项研究将离子分为冷离子群和热离子群。观测结果可以解释为二次重联主要由电子和冷离子位于离子尺度重联的边缘。这一分析表明，冷离子在没有热离子响应的二次重联中起主导作用。冷离子和电子被次级过程加速和加热。该研究为反平行和分量重联的同时发生提供了观测证据。结果表明，二次重联中的预加速和加热冷离子和电子可能参与了一次离子尺度的重联，影响了太阳风-磁层顶耦合，而复杂的磁场拓扑结构影响了重联率。
2021-09-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Soft X-Ray Imaging of Magnetopause Reconnection Outflows Under Low Plasma-$β$ Solar Wind Conditions
利用全球磁流体动力学模拟模型研究了地球磁层周围太阳风电荷交换过程的软X射线辐射。向阳面的磁层顶重联加热并加速了等离子体，从而使X射线发射变得像南行星际磁场条件下的$\sim 6 \times 10^{-6} {\rm\ eV}\ {\rm cm}^{-3}\ {\rm s}^{-1}$一样明亮。特别是，在低等离子体$β$太阳风条件下，我们发现，X射线强度反映了从重联区流出的批量运动。我们建议，这种特殊的太阳风条件将允许可视化的中尺度磁层顶重联网站，在日华观察。
2022-10-04 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Improving solar wind forecasting using Data Assimilation
资料同化（DA）技术的发展极大地提高了地面业务天气预报的水平。在这项研究中，我们使用了一个变分DA方案与计算效率高的太阳风模式和在现场观测STEREO-A，STEREO-B和ACE。这一方案使太阳风观测远离太阳，如在1天文单位，更新和改进的太阳风模型（在30太阳半径）的内边界条件。这样，观测信息可用于改进对近地太阳风的估计，即使观测不是直接在地球下游。这允许将太阳风的改进的初始条件传递到预测模型中。为此，我们采用HUXt太阳风模型，在STEREO-B的运行寿命期间（2007年11月1日至2014年9月30日），对太阳风进行27天的预测。在近地空间，我们比较了这些DA预测与非DA预测和简单的STEREO-B观测共转的准确性。我们发现，27天的根均方误差（RMSE）的STEREO-B共转和DA预测是可比的，都显着低于非DA预测。然而，DA的预测，以改善太阳风的预测时，STEREO-B的纬度是从地球偏移，这是一个问题的共转预测。DA方案能够改进太阳和地球之间的整个模型域中的太阳风的表示，这将能够改进CME到达时间和速度的预测。
2021-06-01 astro-ph.SR physics.data-an physics.space-ph
P2D - A Two-Dimensional Multi-Spacecraft Solar Wind Persistence Model
University of Graz（格拉茨大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Reading（雷丁大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
该研究利用太阳风约27天的自相关特性，提出P2D二维多航天器持续性模型，通过弹道传播和纵向旋转生成太阳风参数图，显著降低预测误差，并强调L5任务对提升预测可靠性的价值。
2026-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Forecasting High-Speed Solar Wind Streams from Solar Images
本研究针对地球附近太阳风速度预报问题，利用冕洞面积等少量物理特征结合多项式回归与分布变换，实现提前4天的高速太阳流预报，效果优于深度神经网络与MHD模拟方法，并解决了均方误差低估峰值速度的问题。
2025-01-06 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
MHD study of planetary magnetospheric response during extreme solar wind conditions: Earth and exoplanet magnetospheres applications
背景：恒星风和行星际磁场改变了行星磁层的拓扑结构。因此，直接暴露于恒星风的危险影响，例如对绕地球运行的卫星的完整性或系外行星的可居住性的影响，取决于空间天气条件。目的：这项研究的目的是分析类地磁层对各种空间天气条件和行星际日冕物质抛射的反应。计算了磁层顶间距、开闭场线边界和等离子体流向行星表面的流动。研究方法：我们使用球坐标系下的MHD程序PLUTO对恒星风的动压和温度以及行星际磁场强度和方向进行了参数化研究。所分析的参数范围从正常的空间天气条件到极端的空间天气条件，这些条件与太阳主序的当前和早期地球轨道上的日冕物质抛射相一致。此外，分析了亚阿文太阳风配置对地球和系外行星磁层的影响。结果如下：即使在超级日冕物质抛射期间，在赤道纬度的地球日侧，太阳风的直接降水也是极不可能的。另一方面，在沿着太阳主序的早期演化阶段，一旦太阳自转速率至少快了$5$倍（<4.4亿年），地球表面在日冕物质抛射期间直接暴露在太阳风中。如今，高轨道、地球同步轨道和中轨道的卫星在日冕物质抛射期间直接暴露于太阳风，因为地球日侧的部分轨道超出弓形激波的鼻部。
2022-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection of a high-velocity sodium feature on the ultra-hot Jupiter WASP-121 b
本研究利用ESPRESSO数据在超热木星WASP-121 b出凌阶段探测到高速钠蓝移吸收特征，通过MERC反演将其归因为位于昏侧的局地赤道昼-夜侧射流，并严格限制了该射流的空间分布与高度边界。
2023-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The X-ray Evolution of the Symbiotic Star V407 Cygni during its 2010 Outburst
我们总结了Swift和Suzaku对2010年共生星天鹅座V407新星爆发的X射线观测。在第30天获得的朱雀光谱表明存在来自白矮星表面的超软成分，以及来自新星喷出物和米拉风之间的激波的光学薄成分。Swift的观测结果使我们能够跟踪这两种成分从第4天到第150天的演变。最值得注意的是在第20天左右光学薄组分的突然变亮。我们确定这是冲击波到达米拉光球层附近的时间。我们建立了一个简单的爆炸波-风相互作用模型，该模型可以再现天鹅座V407的X射线演化的总体特征，并探索了抛射质量、双星分离和Mira质量损失率的参数空间。如果这个模型是正确的，那么双星的分离度可能比之前提出的要大，而米拉的质量损失率可能相对较低。
2012-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
