Observational signatures of lithium depletion in the metal-poor globular cluster NGC6397
宇宙学锂问题的“恒星”解决方案提出，低质量、贫金属恒星中锂的表面耗尽可以使星系晕恒星的低丰度与原始预测相一致。球状星团是研究锂表面演化的理想环境，对于主序星和巨星都有可能获得大量的统计数据。我们讨论了球状星团NGC6397中超过450颗恒星的锂丰度测量结果，重点是锂贫化的证据，特别强调了早期星团自富集和有效温度测定中的系统不确定性对推断的丰度和解释的影响。
2010-01-28 astro-ph.SR
Observational signatures of a kink-unstable coronal flux rope using Hinode/EIS
通过正演模拟研究了扭结不稳定日冕通量绳的能量释放和能量输运特征。合成强度和多普勒地图生成的三维数值模拟。CHIANTI数据库用于计算覆盖环路热范围的三条Hinode/EIS发射线的强度。模拟分辨率下的强度和多普勒速度在空间上退化为Hinode/EIS像素大小（1 \arcsec），使用高斯点扩散函数（3 \arcsec）进行卷积，并曝光50秒的特征时间。对光栅（移动狭缝）和静坐凝视（静止狭缝）产生的合成图像进行分析，以找到扭曲通量和相关不稳定性的签名。我们发现，有几个质量的扭结不稳定的日冕通量绳，可以检测到观测使用Hinode/EIS，即增长的环路半径，增加强度对径向边缘的环路，和多普勒速度以下的内部扭曲的磁场线。然而，EIS无法解析模拟中存在的小的瞬态特征，例如小规模重连的位点（例如纳米片）。
2017-05-15 astro-ph.SR
Observational Signatures of Simulated Reconnection Events in the Solar Chromosphere and Transition Region
本文给出了在太阳大气模型中波致磁重联的数值模拟结果。在磁场几何形状，我们在这篇文章中研究，波，驱动的单色活塞和驱动器采取从日出观测，诱导周期性重联的磁场，这种重联似乎有助于驱动长周期色球喷流。通过综合对各种波长的观测，这些波长对大范围的温度敏感，我们揭示了太阳大气中大量的喷流现象之间经常令人困惑的关系，例如，爆炸事件、针状物、闪光和其他被认为是由重连引起的现象。
2009-02-05 astro-ph.SR
Observational signatures of the coronal kink instability with thermal conduction
数值模拟结果表明，沿磁场线的热传导对日冕环扭结不稳定性的演化起着重要的作用。这项研究提出了观测签名的扭结不稳定性在长日冕环路时，平行的热传导。通过数值求解三维非线性磁流体动力学方程组，模拟了初始处于不稳定平衡状态的日冕环的演化过程。该环的长度为80 μ m，宽度为8 μ m，初始最大扭曲为Φ = 11.5 π，其中Φ是半径的函数。从TRACE 171 A波段观测到的一个高扭曲环中获得了初始环参数。从数据中生成合成观测值。这些观测量包括空间和时间平均值，以说明TRACE图像的分辨率和曝光时间。平行热传导将最大局部温度降低多达一个数量级。这意味着形成不同的谱线，并且在包括或不包括热传导的情况下，不同的内部回路结构是可见的。然而，响应函数对宽范围的温度进行采样。结果是，包含平行热导率对观测特征的影响并不像最高温度的数量级降低所暗示的那样大;净效应是模糊了环结构的内部特征。
2011-11-02 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Heating in MHD Simulations Without Radiation or a Lower Atmosphere
模拟日冕加热的细节以及对辐射进行有意义的预测是极其困难的。因此，用观测值测试现实模型是一个重大挑战。日冕加热的观测特征主要取决于辐射，热传导，以及与过渡区和色球层的质量和能量交换。许多磁流体动力学模拟研究不包括这些影响，而是选择将计算资源投入到问题的磁性方面。我们已经开发了一种简单的方法来近似地解释缺失效应。它被应用于事后的模拟输出，因此可能是许多研究的有价值的工具。我们已经用它来预测从一个模型日冕，是由涡旋边界运动的意思是代表光球对流驱动的发射。我们发现，个别磁股经历短期增亮，分散在整个计算量和局部集群。前者可以解释观测到的日冕的扩散成分，而后者可以解释明亮的日冕环。几个观察到的性能循环再现合理：宽度，寿命和准圆形横截面（纵横比不大）。我们的研究结果支持了这样一种观点，即循环是由纳米片的“风暴”加热的多股结构。
2022-10-31 astro-ph.SR
Observational signatures of mixing-induced cooling in the Kelvin-Helmholtz instability
通过二维数值模拟研究日珥与日冕混合中的Kelvin-Helmholtz不稳定性，发现混合层以辐射冷却为主，但产生暖谱线增强发射，表明冷线减弱与热线增强可作为混合而非加热的观测特征。
2025-01-20 astro-ph.SR
Evolutionary and Observational Properties of Red Giant Acoustic Glitch Signatures
本文利用 π 模式表征红巨星 He II 声学故障，揭示其振幅与声学深度的演化规律，并证明声学深度可区分红巨星演化阶段。
2023-02-22 astro-ph.SR
Diagnostics from solar and stellar glitches
恒星内部结构的突然变化，位于对流和辐射区域之间的界面，部分电离区域，或由于核燃烧而获得不同化学成分的层之间，通常会在恒星振荡光谱中产生特定的特征。通过对这些特征的研究，人们可以获得关于形成产生它们的区域的物理过程的信息，包括对流不稳定区域之外的扩散和化学混合，以及关于恒星氦含量的信息。在这次演讲中，我将回顾多年来为实现这一目标所做的重要理论和观测工作。我将强调在不同质量和演化阶段的恒星中观察到的声学、重力和混合模式的研究所提供的潜力，此时天基数据使我们能够建立在从太阳和白矮星的研究中获得的知识的基础上，这些努力已经进行了很长时间，将开发的方法扩展到整个HR星系的恒星。
2021-09-08 astro-ph.SR
Observational signatures of outbursting protostars - I: From hydrodynamic simulations to observations
在原恒星上的吸积可能发生在急剧的爆发中。年轻原恒星嵌入阶段的吸积爆发可能是最强烈的，但只能通过长波长观测间接推断。我们进行辐射转移计算年轻的恒星物体（YSO）形成的流体动力学模拟预测的长波长，亚毫米和毫米，通量响应情节吸积事件，考虑到加热的年轻原恒星和星际辐射场。我们发现，由于幕式吸积事件造成的通量增加在亚毫米波段比毫米波段更为显著;例如，因子~ 570的年轻原恒星的光度增加导致在250微米处的通量增加47倍，但在1.3毫米处仅增加10倍。波长我们发现，在FU Ori-type爆发期间，由于物体以较短波长发射的辐射的较大部分，热测量温度和光度可能错误地将源分类为更演化的YSO
2019-06-05 astro-ph.SR
Observational Signatures of SNIa Progenitors, as Predicted by Models
确定Ia型超新星（SNIa）的祖先几十年来一直是一个难题。单简并方案$-$是一个白矮星（WD）在一个半分离的双星系统吸积质量从它的次级$-$是一个合理的路径，但是，没有模拟日期已经表明，这样的结果是可能的。在这项研究中，我们允许一个WD与附近的拉塞卡质量的$1.4M_\odot$演变超过数万个新星周期，积累质量世俗，而经历周期性的新星爆发。我们提出的质量吸积的限制内，SNIa可能发生。结果表明，对于允许范围内的每个参数组合，有数万个几乎相同的新星周期，其中吸积质量超过喷出质量，即WD的质量缓慢但稳定地增长。最后，WD变得不稳定，最高温度上升了近两个数量级，重元素的产生增加了几个数量级，核和中微子的光度变得巨大。我们还发现，这一机制导致WD崩溃是强大的，与WD的范围$1.0 - 1.38M_\odot$，和吸积率$5*10^{-7}M_\odot/yr$，都稳步增长的质量。这些模拟SNIa事件的发生，使观测可检验的预测前SN恒星的光变曲线，并对SNIa喷出物的化学。
2014-11-03 astro-ph.SR
Observational signatures of past mass-exchange episodes in massive binaries: The case of HD 149 404
近距离大质量双星中的质量和动量交换在它们的演化中起着重要作用，并产生了几个观测特征，如异步旋转和改变的化学成分，这些特征在恒星再次分离后仍然存在。我们研究了分离的大质量O星双星HD 149404（O7.5If + ON9.7I，P = 9.81天）的这些影响，这被认为是经历了过去的情节情况下A罗奇叶溢出（RLOF）。使用相位分辨光谱学，我们进行了两颗恒星的光谱解纠缠。然后用CMFGEN模型大气代码分析重建的初级和次级光谱，以确定恒星参数，如有效温度和表面重力，并限制组分的化学组成。我们补充了光学研究与IUE光谱的研究，我们比较合成的二元光谱。恒星的性质与进化模型进行了比较。我们证实了一个强大的过剩的氮（$\left[\rm N/C\right]\sim150\left[\rm N/C\right]_{\odot}$）的第二和轻微的氮过剩（$\left[\rm N/C\right]\sim5\left[\rm N/C\right]_{\odot}$）的主星。比较这两颗恒星，我们发现了异步旋转的证据，旋转周期比为$0.50 \pm 0.11$。HD 149404中的一个过去的案例A RLOF相互作用的假设是最合理的，以解释其化学丰度和旋转双折射性。一些观察到的属性，如丰度模式，显然是一个挑战，目前的情况下，二元演化模型，但是。
2016-02-03 astro-ph.SR
Observational signatures of transverse MHD waves and associated dynamic instabilities
MHD波渗透太阳大气层，构成潜在的日冕加热剂。然而，迄今为止探测到的波浪可能只是真实存在的波浪能量的一小部分。检测是有限的仪器的限制，但也由波的过程，本地化的波功率在不可检测的空间尺度。在这项研究中，我们进行三维MHD模拟和正向模拟的冠环均匀和不均匀的温度变化的垂直截面的横向MHD驻波。所观察到的签名主要是由开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI），共振吸收和相位混合的组合。在存在的交叉环温度梯度，我们发现，发射线敏感的环路核心捕捉不同的签名比那些更敏感的环路边界和周围的电晕，导致异相的强度调制所产生的KHI混合。所有考虑模型的共同签名包括在扭结周期的一半处的强度和环路宽度调制、细股状结构、多普勒图中的特征箭头形结构、时间上的整体线加宽，但特别是在环路边缘处。对于我们的模型，大部分这些功能可以捕获的空间分辨率为$0.33\arcsec$和光谱分辨率为25 km~s $^{-1}$，虽然严重高估的线宽。共振吸收导致从多普勒运动观察到的动能随着时间的推移显着减少，这是不能恢复的相混合和KHI运动的线宽的相应增加。我们估计这个隐藏的波能量是观测值的$5-10$的一个因子。
2017-02-02 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Loop Heating and Cooling Driven by Footpoint Shuffling
利用HYPERION程序对三维磁流体动力学方程组进行数值模拟，研究了日冕环的演化。环形磁场的足点由随机运动平流。因此，回路中的磁场被激励，并发展出湍流非线性动力学，其特征在于场对准电流片的连续形成和耗散：能量在发生加热的小尺度上沉积。耗散是不均匀分布的，因此在任何时候只有一小部分日冕物质和体积被加热。温度和密度是高度结构化的尺度，在太阳日冕中，仍然无法观测到：我们模拟的环路的等离子体是多热的，其中高度动态的较热和较冷的等离子体束分散在整个环路中的亚观测尺度。数值模拟的日冕环的长度为50000公里，轴向磁场强度范围从0.01到0.04特斯拉。为了将这些模拟与观测结果联系起来，我们使用计算出的数密度和温度来合成通常用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的发射线的预期强度。这些强度被用来计算差分发射测量分布使用蒙特卡罗马尔可夫链代码，这是非常相似的太阳活动区的观测。我们的结论是，日冕加热在空间和时间上都是间歇性的，只有一小部分日冕环被加热：事实上，在任何给定的时间，大部分日冕都在冷却。
2015-12-09 astro-ph.SR
Observational signatures of linear warps in circumbinary discs
近年来，越来越多的观测研究已经暗示了原行星盘中存在翘曲，然而，对翘曲盘的观测诊断的一般性综合描述缺失。我们进行了一系列的三维SPH流体动力学模拟，并将它们与三维辐射转移计算相结合，研究了环双星盘中翘曲的可观测性，环双星盘的平面相对于中心双星的轨道平面是不对准的。我们的数值流体动力学模拟证实了先前的分析结果的依赖性的翘曲结构的粘度和初始之间的不对准的二进制和光盘。为了研究翘曲的观测特征，我们计算了近红外和亚毫米波长的连续图像，以及亚毫米波段CO的纯旋转跃迁图像。在近红外散射光图像中，以及在亚毫米波长的光学厚气体线中，翘曲的环双星盘显示出表面亮度不对称。不对称性是由内部翘曲区域对盘的自遮蔽引起的，因此不对称性的强度取决于翘曲的强度。投影速度场，来自线观测，显示出特征的偏差，扭曲和旋转曲线的斜率变化，从一个未扰动的磁盘。在极端的情况下，甚至旋转的方向也会在圆盘的特征半径内发生变化。经纱运动特征的强度随倾角的增大而减小。所有经纱特征的强度都随着粘度的降低而降低。
2017-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae and Its Observational Signatures
大质量恒星的死亡被许多谜团所笼罩。其中之一是将简并铁核的坍缩转变为爆炸的机制，这一过程决定了超新星爆炸的能量、幸存的致密残骸的性质以及核合成产额。由于现代时域天文测量和对爆炸机制的新测试成为可能，核心坍缩超新星观测的数量一直在加速增长。我们回顾了参数化超新星爆炸模型的预测，并将其与从观测到的光变曲线、光谱和中子星质量推断出的爆炸性质进行了比较。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flybys in protoplanetary discs: II. Observational signatures
在星团中潮汐的相遇扰动了年轻原恒星周围的圆盘。在Cuello等人（2019 a，论文I）中，我们详细描述了气体和尘埃中恒星飞越的动力学特征。飞越产生翘曲的盘，螺旋与演变的俯仰角，增加吸积率，和盘截断。在这里，我们提出了相应的观测签名，这些功能在光学/近红外散射光和（亚）毫米连续和CO线发射。使用有代表性的逆行和逆行的遭遇直接比较，我们后处理流体动力学模拟与辐射转移方法，以产生一个目录的多波长观测。这为在最近的近红外和亚毫米观测中识别飞掠提供了参考（例如，RW Aur、AS 205、HV Tau & DO Tau、FU Ori、V2775 Ori和Z CMa）。
2019-10-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
GMC Collisions as Triggers of Star Formation. V. Observational Signatures
我们提出了计算的分子，原子和离子线发射的模拟巨分子云（GMC）的碰撞。我们对Wu等人（2017）在本系列早期论文中提出的碰撞和非碰撞GMC的磁流体动力学模拟的快照进行了后处理。利用光离解区化学和辐射转移计算了$^{12}$ CO $J=1-0$，[CI] $^3{\rm P}_1\rightarrow{^3{\rm P}}_0$在$609\,μ$ m，[CII] $158\,μ$ m和[OI] $^3{\rm P}_1\rightarrow{^3{\rm P}}_0$在$63\,μ$ m跃迁的能级布居和发射性质.从积分强度发射图和位置-速度图中，我们发现精细结构谱线，特别是[CII] $158\,μ$ m，可以作为云-云碰撞活动的诊断示踪剂。这些结果甚至在分子线中的碰撞特征已经减少的更进化的系统中也成立。
2017-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of Astrophysical Bubbles and Bubble-Driven Shocks: Basic Theory, Analytical Solutions and Observational Signatures
星际介质中的气泡是由天体物理源产生的，这些天体物理源连续地或爆炸性地将大量能量沉积到周围介质中。这些膨胀的气泡可以驱动它们前面的冲击波，这与广泛使用的Sedov-von Neumann-Taylor爆炸波解有明显的不同。在这里，我们提出了一个气泡驱动的冲击波的理论，并显示其属性和演变是如何确定的源能量输出的时间历史，通常被称为源光度法，$L(t)$。特别是，我们发现在两种情况下的驱动冲击的解析解：自相似缩放$L\propto (t/t_s)^p$法律（与$p$和$t_s$是常数）和有限的活动时间的情况下，$L\propto (1-t/t_s)^{-p}$。后者与$p>0$描述了有限时间奇异行为，这是与各种各样的系统与爆炸型能量释放。对于这两个光度定律，我们导出了驱动激波存在所需的条件，并预测了激波的观测特征。我们的结果可以与恒星系统的强风，合并中子星/磁星/黑洞系统，和大质量恒星演化到超新星爆炸。
2012-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the possible observational signatures of white dwarf dynamical interactions
我们计算了稠密恒星环境中白矮星动力学相互作用的可能观测特征。具体来说，我们计算了引力波的发射，并将其与计划中的星载引力波探测器的灵敏度曲线进行了比较。我们还计算了这些相互作用的光变曲线，在这些相互作用中发生爆炸，其中一颗恒星被摧毁，以及相应的中微子光度。我们发现，对于这些相互作用的三种可能结果--形成偏心双星系统，发生几次质量转移事件的横向碰撞，以及只发生一次质量转移事件的直接碰撞--只有那些形成偏心双星的结果可能被计划中的引力波任务eLISA探测到，而更灵敏的探测器将能够探测到在横向碰撞中发出的信号。另一方面，这些相互作用的光变曲线（和热中微子发射）是相当不同的，产生非常强大的爆发和低光度事件。最后，我们还计算了合并发生后的相互作用产生的X射线特征。我们发现，时间演化遵循幂律的情况下，发现在合并的两个中子星相同的指数，虽然释放的总能量较小。
2014-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Age and mass segregation of multiple stellar populations in galactic nuclei and their observational signatures
核星团（NSC）是已知存在于星系核中大质量黑洞（MBH）周围的星团。它们被认为是通过气体流入星系核后的原位恒星形成和/或通过多个星团的坠落而形成的。在这里，我们研究后者，并探讨的NSC的复合结构，其关系的各种恒星星族起源于它的祖先落星系团。我们使用N-体模拟集群坠落，并表明，这种情况下可能会产生观测签名的形式年龄分离：在NSC的恒星属性（如恒星年龄和/或金属丰度）的分布反映了不同的集群的坠落历史。在不同的时间（动力学年龄）坠落的星团的恒星星族，在NSC中是有差别的分离，并且即使经过几个Gyrs的演化也没有完全混合。此外，径向属性的恒星星族在祖集群映射到他们的径向分布在最后的NSC，可能导致有效的质量分离NSC，即使是那些弛豫时间长于哈勃时间。最后，整体结构的恒星星族目前的非球形配置，并显示出显着的集群集群人口的差异。
2014-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Signatures of Planets in Protoplanetary Disks: Planet-Induced Line Broadening in Gaps
原行星可以通过引力盘与行星的相互作用在原行星盘中产生结构。一旦被发现，这些结构就成为行星形成的路标。在这里，我们调查的多木星质量（$M_{\rm J}$）行星使用三维流体力学和辐射转移模拟产生的磁盘的运动学签名。这样的行星打开了一个很深的缝隙，并在内部驱动跨音速垂直运动。这样的运动包括整个半盘柱的整体运动，以及尺度与尺度高度相当或小于尺度高度的湍流。他们显着扩大分子线的差距，在某些位置产生双峰线轮廓，和运动学速度色散可比热方位角平均后。同一颗行星在间隙之外并不驱动快速的垂直运动，除了在内旋臂和盘表面。寻找由多个$M_{\rm J}$行星在间隙内引起的谱线展宽需要与间隙宽度相当的角分辨率、对间隙气体温度的评估在2倍以内、以及检测来自间隙的谱线发射所需的高灵敏度。
2019-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observational signatures for depletion in the Spite plateau: solving the cosmological Li discrepancy?
我们使用改进的IRFM温度（Casagrande et al. 2010），主要从星际NaI D线获得精确的E（B-V）值，以及高质量的等效宽度（误差约3%），在金属丰度范围-3.5 < [Fe/H] < -1.0的73颗恒星的Li丰度。在所有的金属丰度，我们发现了一个精细的结构，在锂丰度的Spite高原恒星，我们追溯到锂耗尽，取决于金属丰度和质量。包括原子扩散和湍流混合的模型似乎再现了所观察到的锂消耗假设原始锂丰度ALi = 2.64 dex（MARCS模型）或2.72（Kurucz超调模型），与目前的预测（ALi = 2.72）从标准BBN良好的协议。我们目前正在扩大我们的样本，以更好地覆盖高金属丰度和低金属丰度端的不同进化阶段，以验证我们的发现。
2009-12-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Observational signatures of neutron stars in low-mass X-ray binaries climbing a stability peak
在Gusakov、Chugunov和Kantor（2014）最近的论文中，提出了一种描述低质量X射线双星中快速旋转中子星演化的新方案。这种情况解释了在某些特定的恒星内部温度（“共振温度”）下，正常r模与超流惯性模的共振相互作用。这种相互作用的结果在增强阻尼的r模式和外观的“稳定性峰”的温度-自旋频率平面，分裂的r-模式的不稳定性窗口附近的共振温度。这种情况表明，热的和快速旋转的NS花费了它们生命中的大部分时间爬上这些山峰，特别是现在在那里被观察到。我们详细分析了这一建议可能的观测签名。特别是，我们表明，这些对象可能会表现出“反毛刺”-突然频率跳跃的时间尺度上的小时，月。
2015-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
First Observational Signature of Rotational Deceleration in a Massive, Intermediate-age Star Cluster in the Magellanic Clouds
虽然麦哲伦星云中几乎所有1- 2 Gyr-old星团中的扩展主序星序关闭（eMSTO）通常都是通过假设扩展的恒星形成历史来解释的，但在某些星团中看到的紧密次巨星分支（SGBs）挑战了这种流行的说法。令人困惑的是，eMSTO星系团NGC 419的SGB在蓝色时比在红色时明显更宽。我们仔细评估并确认了这一观察趋势的现实性。如果我们假设颜色-星等空间中特征的宽度完全取决于恒星年龄的范围，那么eMSTO恒星和蓝色SGB区域的恒星形成历史将明显比SGB红色部分的恒星形成历史更长。这不能通过假设内部年龄分布来解释。我们表明，旋转减速人口的快速旋转的恒星，目前激烈争论的替代方案，自然解释了沿SGB观察到的趋势。我们的分析表明，一个'收敛' SGB可以产生，如果集群主要是由快速旋转的恒星，随着时间的推移，由于其从主序星关闭红巨星的演化膨胀过程中的角动量守恒而减慢。
2016-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass-loss, composition and observational signatures of stellar winds from X-ray bursts
本研究将非相对论辐射风模型与X射线暴流体动力学模拟耦合，应用于连续暴发模型，确定风抛射物的质量损失和化学成分，并模拟了可观测特征。
2024-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Signatures of Planets in Protoplanetary Disks: Temperature structures in spiral arms
原行星盘的高分辨率成像揭示了螺旋结构的丰富多样性，其中一些可能是由盘-行星相互作用产生的。使用三维流体力学与$β$冷却到垂直分层的背景，以及辐射传输建模，我们调查的温度上升行星驱动的螺旋。在快速冷却的盘中，温度上升主要是由恒星辐射的贡献，在行星半径内为0.3-3%，但在行星半径外总是<0.5%。然而，当冷却时间等于或超过动力学时间时，这会被流体动力学PdV工作所淹没，它会在行星轨道半径的2倍范围内引入10-20%的扰动。我们设计了一个螺旋振幅$Δ(T)$的经验拟合，以考虑这两种效应。在冷却缓慢的地方，我们还发现，浮力螺旋的温度扰动-一个严格的3D，非等温现象-变得几乎一样强大的林德布拉德螺旋，这是服从2D和等温研究。我们的研究结果可能有助于解释在TW Hydrae和CQ Tauri等磁盘中观察到的热特征，并强调3D效应对磁盘结构具有定性的重要影响。
2021-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fragmenting protostellar disks: properties and observational signatures
利用数值流体动力学模拟方法，研究了质量为1.2M太阳的前星核坍缩过程中形成的不稳定原恒星盘的引力碎裂。正在形成的碎片的质量范围从木星质量到非常低质量的原恒星，距离从几十到一千天文单位不等，很少有小于100天文单位的天体。我们探讨了通过流出腔在250 pc的距离观察检测椎间盘中碎片的可能性。我们证明，一个小时的集成时间与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是足够的检测质量低至1.5兆焦耳的碎片在轨道距离高达800 AU的原恒星。ALMA决议对可探测碎片的最小轨道距离设定了限制。对于我们模拟的ALMA图像的分辨率为0.1”，可以在50 AU的距离处检测到碎片。在较小的距离处，碎片通常与中心密度峰合并。对于0.5”的较低分辨率，检测碎片的可能性显著降低。一些质量最大的碎片，无论其轨道距离如何，都可以在大约5微米处产生特征峰，因此可以从观测到的原恒星光谱能量分布中间接推断出它们的存在。
2013-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observational Signatures of Tearing Instability in the Current Sheet of a Solar Flare
磁重联是各种天体物理现象中将磁能转化为等离子体能和粒子能的基本物理过程。在这封信中，我们展示了一个独特的太阳耀斑数据集，其中各种等离子体团是由一个不断拉伸的电流片形成的。EUV图像捕捉到了重连流入、流出，特别是重复出现的等离子体团（等离子体团）。X射线图像揭示了电流片下端的非热发射源，可能是捕获了足够数量的高能电子的大等离子体团。在射电域，观测到一个向上缓慢漂移的脉动结构，随后是一对罕见的反向漂移结构。这些结构被认为是映射的演化的初级和次级等离子体团形成的电流片。我们对不同位置和尺度的等离子体团的研究结果揭示了湍流电流片中的动力学、等离子体加热、粒子加速和输运过程，并为级联磁重联过程提供了观测证据。
2022-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Signatures of Coronal Heating Mechanisms
亚光球运动或太阳低层大气中的磁重联产生的阿尔芬波似乎是日冕加热的良好候选者。然而，日冕也可能被磁重联更直接地加热，耗散发生在电流片中。从观测上区分这两种加热机制是一项极其困难的任务。我们进行1.5维MHD模拟的日冕环受到每种类型的加热，并得出观测量，可以让这些被区分。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections from Young Suns: An Observational View through the Solar-Stellar Connection
The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学白兔高级研究中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心太阳物理学部）；Department of Physics, The Catholic University of America（美国天主教大学物理系）
本综述聚焦年轻太阳型恒星的日冕物质抛射（CME），以多普勒位移方法为主要观测手段，总结其与太阳现象的相似性、物理性质及对行星空间天气的影响，并展望未来研究方向。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
