Magnetic Energy and Helicity Budgets in the Active-Region Solar Corona. II. Nonlinear Force-Free Approximation
扩展早期的工作，依赖于线性无力磁场，我们自洽地推导出的瞬时自由磁能和相对磁螺旋度预算的一个未知的三维非线性无力的磁性结构延伸到一个单一的，已知的下限磁场矢量。所提出的方法不依赖于详细的三维场配置的知识，但一般足以只采用下边界上的磁连接矩阵。计算得到了最小自由磁能和与此自由磁能一致的相对磁螺旋度。该方法直接适用于太阳活动区的光球或色球矢量磁图。经验证，它基本上再现了由众所周知的，但计算更密集和非唯一的，依赖于外推的三维磁场矢量的方法获得的磁能和螺旋度。我们将该方法应用于三个活动区域，通过模拟退火计算光球连接矩阵，而不是依赖于模型的非线性无力外推。对于其中两个地区，我们纠正了固有的线性自由力高估的自由能和相对螺旋度是更大的，更喷发，活跃的地区。在第三个研究区域，我们的计算可以导致观察到的喷发表现的物理解释。我们的结论是，所提出的方法，包括磁连接矩阵的推断，是足够实用的，有助于太阳活动区的动力学演化的物理解释。
2012-09-25 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy budget around large confined and eruptive solar flares
我们调查了十个太阳AR的日冕磁能和螺旋度预算，在大耀斑的时间。特别是，我们感兴趣的是导出量与AR产生的特定类型耀斑的可能关系，即，无论它们是与日冕物质抛射有关还是被限制了。使用优化方法，我们采用时间序列的三维非线性无力磁场模型的10 AR，涵盖了几个小时左右的时间跨度发生的大太阳耀斑（GOES类M1.0及以上）。随后，我们使用有限体积法计算与模型3D冠状磁场相关的3D磁矢量势。这使我们能够相应地计算日冕磁能和螺旋度预算，以及相关的（密集的）量，如自由磁能的相对贡献，$E_{\mathrm{F}}/{E}$（能量比），非潜在（载流）螺旋度的分数，$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$（螺旋度比），和归一化的载流螺旋度，$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$。产生耀斑的AR的总能量和螺旋度收支（广泛参数）涵盖了广泛的量级范围，与单个AR的爆发潜力没有明显的关系，即，无论日冕物质抛射是否与耀斑有关。然而，对于产生日冕物质抛射相关的大耀斑的AR，与产生局限耀斑的AR相比，密集喷发率代理$E_{\mathrm{F}}/{E}$、$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$和$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$似乎明显不同。对于我们样本中的大多数AR，我们能够识别出特征性的耀斑前强度，这与随后的CM…
2021-06-16 astro-ph.SR
The energy budget of stellar magnetic fields: comparing non-potential simulations and observations
现在已经用分光偏振法绘制了超过55颗冷恒星表面磁场的磁几何。为了更好地理解这些观测结果，我们比较了观测到的和模拟的冷星在不同表面尺度上的磁场拓扑。为了便于比较高分辨率的非潜在的磁摩擦模拟和相对低分辨率的观测，我们过滤出的模拟中使用球谐分解的小尺度场。我们表明，大规模的基于太阳能的模拟场拓扑产生的极向/环向场的值和能量分数的轴对称模式是类似的观测。这些全球非势演化模型模拟通过表面通量输运和磁通量出现的过程捕获了所观察到的类太阳恒星的关键磁性特征。然而，它们不能再现M-矮星或以环向场为主的恒星的磁场。此外，我们分析的磁场拓扑结构的个人球谐函数的模拟，并发现，偶极子是占主导地位的极向，而四极显示最高分数的环向场。小于四极的磁场结构显示极向和环向磁能之间的固定比率。
2016-10-26 astro-ph.SR
Toroidal Magnetic Flux Budget in Mean-Field Dynamo Model of Solar Cycles 23 and 24
本研究针对第23和24太阳周的三维平均场发电机模型，分析其轴对称部分的环向磁通量收支，揭示了各因素对环向场产生的贡献及三维模型相对二维模型的通量产生速率差异。
2023-11-08 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy of emerging solar active regions and their erruptivity
目标。我们研究了磁螺旋度和磁能的积累在新兴太阳活动区（AR）产生日冕物质抛射（CME）中的作用。方法.利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪获得的矢量磁场数据，我们计算了52个新出现的AR的磁螺旋度和磁能注入率以及由此产生的累积预算，从磁通量出现的开始时间，直到它们到达太阳经度45 $^{\circ}$西（W45）。结果其中7个AR产生了CME，而45个没有。在统计意义上，喷发AR积累了更大的预算的磁螺旋度和能量比noneruptive的间隔，开始于磁通量出现的开始时间和结束（i）在磁通量出现阶段的结束，（ii）当AR产生其第一个CME或交叉W45，无论哪个先发生。我们发现磁螺旋度和能量阈值的$9 \times 10^{41}$ Mx $^2$和$2 \times 10^{32}$尔格，分别，如果越过，AR很可能爆发。隔离，在累积的磁螺旋度和能量预算，从noneruptive的喷发AR的违反在一种情况下，当AR爆发早期在其出现阶段，在6种情况下，noneruptive AR表现出大的磁螺旋度和能量预算。衰变指数的计算可能表明，这些AR没有爆发，因为覆盖的磁场提供了更强或更广泛的约束比喷发AR。结论.我们的研究结果表明，新兴的AR往往会产生CME时，他们积累了显着的预算的磁螺旋度和能量。对它们喷发潜力的任何研究都应该把磁螺旋度与磁能放在同等的地位。
2022-02-24 astro-ph.SR
Magnetic helicity budget of solar active regions prolific of eruptive and confined flares
我们比较了两个太阳活动区（AR）的日冕磁能和螺旋度，主要爆发（AR~11158）和局限（AR~12192）耀斑多产，并分析了推断代理预测即将到来的耀斑的潜力。基于具有高度螺线管性的非线性无力（NLFF）日冕磁场模型，采用三种不同的计算方法对日冕磁螺旋度进行了研究，得到了可信度较高的结论。根据对两个太阳AR的实际观测，我们检查了活动区日冕潜在喷发的趋势，正如早期基于数值模拟或太阳观测的工作所建议的那样。我们的研究结果支持载流螺旋度与总螺旋度之比$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$具有很强的指示太阳AR爆发潜力的能力。然而，$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$似乎并不能指示即将到来的耀斑的大小或类型（局限或喷发）。解释与早期的观测研究的背景下，我们的研究结果进一步支持，总的相对螺旋度归一化的磁通量在NLFF模型的下边界，$H_\mathrm{V}/ϕ^2$，代表没有指标的喷发。
2019-10-15 astro-ph.SR
High-Resolution SOFIA/EXES Spectroscopy of $\mathrm{SO}_2$ Gas in the Massive Young Stellar Object MonR2 IRS3: Implications for the Sulfur Budget
据观察，硫在密集的云层中严重耗尽，导致包含它的分子及其演变背后的化学性质的不确定性。在这里，我们的目标是阐明硫化学在年轻的恒星物体（YSO）的吸收高分辨率红外光谱的$ν_3$振转带的SO $_2$获得与Echelon-Cross-Echelle光谱仪的平流层红外天文台。使用局部热力学平衡模型，我们推导出的SO $_2$气体在大规模的YSO MonR2 IRS3的物理参数。这产生了$5.6\pm0.5\times10^{-7}$的SO $_2$/$\mathrm{H}$丰度下限，或宇宙硫收支的$>\!4\%$，以及$b<3.20\;\mathrm{km\;s}^{-1}$的本征线宽（多普勒参数）。小线宽和高温（$T_\mathrm{ex}=234\pm15\;\mathrm{K}$）将气体定位在YSO附近相对静止的区域，可能是在冰蒸发的热核心。这种升华打开了挥发性硫储层（例如，硫的同素异形体，如在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko中大量检测到的），随后通过温暖、致密的气相化学形成SO PDMATHAMN。谱线的狭窄使得在冲击波中从颗粒上溅射下来的硫形成SO PDMATHAMN的可能性较小。
2018-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Helicity and Free Magnetic Energy as Tools to Probe Eruptions in two Differently Evolving Solar Active Regions
利用HMI/SDO的矢量磁图和基于磁连通性的方法，我们计算了两个太阳活动区（AR），AR 11890和AR 11618，都具有复杂的光球磁场配置几天的瞬时相对磁螺旋度和自由磁能预算。AR产生了几个主要的爆发耀斑，而它们的光球磁场在AR 11890中主要表现出通量衰减，在AR 11618中主要表现出通量出现。在它们的大部分演化过程中，两个AR都有大量的自由磁能和正负螺旋度预算。事实上，它们的螺旋度的符号分量之间的不平衡与安静太阳中的一样低，它们的净螺旋度最终在最后一次大耀斑后14-19小时改变了符号。尽管有这样的不一致性，爆发发生在净螺旋度峰值的时间，这是同时间的自由磁能的峰值。在标准化的自由磁能中，与爆发耀斑相关的损失在10- 60%的范围内。对于螺旋度，变化范围从25%到去除占主导地位的符号的整个多余螺旋度，导致净螺旋度大致为零，但两种螺旋度意义上的预算显著相等和相反。缓慢变化的背景成分的自由能和螺旋度时间序列的去除显示，所有的火山爆发相关的峰值的数量超过2 $σ$水平的去趋势时间序列。当这些量中只有一个或没有一个超过其2 $σ$水平时，没有喷发。我们的研究结果表明，不同的发展AR可能会产生重大的爆发耀斑，即使当除了积累显着的自由磁能预算，他们积累了大量的负和正螺旋度没有一个强大的优势，一个手超过其他。
2023-01-20 astro-ph.SR
Magnetic Modulation of Stellar Angular Momentum Loss
角动量损失对于理解天体物理现象，如恒星自转、磁场活动、密近双星和灾变变星等都很重要。磁性破碎是年轻晚型恒星自旋下降的主要机制。我们研究了角动量损失作为恒星磁活动的函数。我们认为，该领域的复杂性和纬度分布是至关重要的角动量损失率。在这项工作中，我们讨论了角动量是如何调制的磁周期，以及如何恒星自旋下降不只是一个简单的函数的大尺度磁场强度。
2014-08-08 astro-ph.SR
Planetesimal Formation Across the Stellar Mass Spectrum and its Influence on Exoplanet-Inherited Volatile Budgets
University of Exeter（埃克塞特大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
研究跨越恒星质量谱的星子形成，通过一维粘性演化盘模拟结合云坍缩和星子形成的方法，发现其对恒星质量敏感，低质量M矮星周围盘情况特殊，该研究有助于解释系外行星挥发性物质预算及JWST观测现象。
2026-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Six Methods for Distinguishing Rotation and Reversal in a Stellar Magnetic Field
恒星磁场的周期性变化可以用两种方法来解释：斜转子模型或太阳周期模型。虽然许多论文倾向于斜转子模型，但还没有足够的证据明确地排除太阳周期模型。本文提出了五个新的观测（连同一个旧的），可以进行区分磁场旋转和磁场反转。
2009-04-16 astro-ph.SR
Forward Modeling of Magnetic-field Measurements at the Bases of Stellar Coronae through Extreme-Ultraviolet Spectroscopy
恒星日冕磁场的测量对了解恒星的磁活动具有重要意义，但测量一直是一个非常困难的问题。最近的研究提出了一种基于Fe~{ \sc{x} }离子的磁场诱导跃迁（MIT）的磁场测量新方法。本文建立了一系列的恒星日冕磁流体动力学（MHD）模型，合成了几条极紫外波段的Fe~{ \sc{x} }发射线，并利用MIT技术诊断了日冕底部的磁场强度。我们的研究结果表明，该技术可以应用于一些恒星的磁场超过三倍的太阳在太阳极大。此外，我们还研究了由光子计数误差引起的磁场强度的不确定性，发现为了有效地测量恒星日冕磁场，需要Fe~{$\sim$} 175 μ ~谱线的信噪比为50。
2022-09-19 astro-ph.SR
Measurements of the magnetic field strengths at the bases of stellar coronae using the magnetic-field-induced transition theory
测量恒星日冕中的磁场是极其困难的。最近，有人提出利用Fe X 257超导线的磁场感生跃迁（MIT）来测量太阳日冕磁场。我们进行了一系列的全球恒星磁流体动力学模型的正演模拟，探讨这种方法扩展到其他晚型恒星的可能性。我们首先合成了每个恒星模型的几条Fe X线的发射，然后根据MIT理论，利用Fe X 257的强度与其他几条Fe X线的强度比计算了磁场强度。最后，我们将导出的场强与模型中的场强进行了比较，并得出结论，该方法至少可以用于测量表面平均磁通量密度比太阳高一个数量级的恒星冕底的磁场强度。我们的研究表明，需要一个极紫外光谱仪进行日常测量的恒星日冕磁场。
2021-08-18 astro-ph.SR
Variability of young stellar objects: accretion, disks, outflows and magnetic activity
本文对年轻天体的光变特性作了简要的回顾。光变是年轻恒星的一个重要特性。两个主要的起源可以区分：在主序星上看到的磁活动的放大版本和与星周盘，吸积和流出有关的各种过程。
2015-04-24 astro-ph.SR
Perturbations of Stellar Oscillations: a General Magnetic Field
这篇短文的目的是给出一个微扰方法的推导总结，以评估任意三维磁场配置的影响，其能量相对于引力结合能处处都很小，对恒星振荡的本征频率和本征函数的形式和值。
2018-11-11 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
Magnetic Inflation and Stellar Mass IV. Four Low-mass Kepler Eclipsing Binaries Consistent with Non-magnetic Stellar Evolutionary Models
低质量食双星系统地显示出比模型预测的质量，金属丰度和年龄更大的半径。对暴胀的突出解释涉及恒星快速旋转产生的增强的磁场，它抑制了对流和/或抑制了恒星通过星点的通量。然而，个别食双星系统的质量和半径在文献中往往不一致。在本文中，我们继续研究低质量食双星（EB）由美国宇航局的{ \it开普勒}航天器观测，推导恒星质量和半径使用高品质的空间为基础的光变曲线和径向速度从高分辨率红外光谱。我们报告的质量和半径为三个{ \it开普勒} EB，其中两个同意以前公布的质量和半径（KIC 11922782和KIC 9821078）。对于第三个EB（KIC 7605600），我们报告了新的肿块，并显示次级成分可能是完全对流的（$M_2 = 0.17 \pm 0.01 M_{\sun}$和$R_2 = 0.199^{+0.001}_{-0.002} R_{\sun}$）。结合Han等人（2017）的KIC 10935310，我们发现四个低质量{ \it Kepler} EB的质量和半径与M矮星的现代恒星演化模型一致，并且不需要磁场抑制对流来解释恒星半径。
2019-07-15 astro-ph.SR
The evolution of magnetic hot massive stars: Implementation of the quantitative influence of surface magnetic fields in modern models of stellar evolution
大规模的偶极表面磁场已被发现在一小部分OB星，但只有少数的大质量恒星的恒星演化模型已经考虑到这些化石场的影响。我们正在进行一维流体动力学模型计算，考虑到以简化的参数方式的磁层风相互作用的演变后果。考虑两种效应：i）由于质量损失猝灭，整体质量损失率降低，以及ii）由于磁制动，表面角动量损失增强。由于磁质量损失淬灭的结果，磁性大质量恒星的质量仍然接近它们的初始质量。因此，磁性大质量恒星--即使在银河系的金属丰度下--也有可能成为“重”恒星质量黑洞的祖先。同样，在银河系金属丰度下，对不稳定超新星的形成似乎有磁性的祖先。
2017-02-15 astro-ph.SR
Energy budget in the 2017-09-07 "cold" solar flare
本文研究2017年9月7日的冷耀斑，结合扩展欧文斯谷太阳阵列等仪器首次动态测量其日冕磁场，发现非热电子光谱演化显著，非热能量沉积或足以驱动热响应，磁能不确定度高于热与非热能一个数量级。
2025-06-18 astro-ph.SR
Stellar magnetic activity and their influence on the habitability of exoplanets
恒星磁性，可通过旋光测量进行探索，是恒星环境中活动，电离，光解，化学和风的关键驱动力。因此，它对周围行星的大气层和磁层有重要影响。恒星磁场及其风的建模无论从观测还是理论的角度都是极具挑战性的，只有最近在观测仪器方面取得了突破性的进展--正如本次研讨会期间所讨论的那样--对恒星中磁流体动力学过程的更深入的理论理解使我们能够模拟恒星磁场和风及其对周围行星的影响，详细我们发起了一个国家和国际研究网络（NFN）：“可居住性之路-从恒星到活跃恒星，行星到生命”，以解决年轻，活跃恒星/行星系统中环境的形成和可居住性问题。在这篇文章中，我们讨论了我们正在进行的工作，在这个项目中，并专注于如何恒星磁场，他们的风和恒星旋转的关系可以评估观测与相关技术，如塞曼多普勒成像（ZDI），场外推和风模拟。
2015-06-19 astro-ph.SR
The Direct Effect of Toroidal Magnetic Fields on Stellar Oscillations: An Analytical Expression for the General Matrix Element
太阳能发电机在哪里，它的工作方式是什么？这些在太阳物理学中仍然是悬而未决的问题。日震学和星震学可以帮助我们通过全球振荡来研究太阳和恒星的内部结构。太阳和恒星声学模的性质随着磁活动水平的变化而变化。然而，到目前为止，利用地震测量对地下磁场的推断非常有限。本文的目的是发展一种计算大尺度环形磁场对太阳和恒星全局振荡本征函数和本征频率的影响的形式。如果在平衡态的运动方程中加上洛伦兹力，恒星的本征模就可以耦合。在准简并微扰理论中，这种耦合，也称为直接效应，可以用一般矩阵元来量化。本文给出了地下带状环形磁场位形叠加时的矩阵元解析表达式。矩阵元对于摄动太阳和恒星本征函数以及频率摄动的正演计算是很重要的。本文的结果将有助于确定太阳和恒星大尺度次表面磁场的几何结构、强度及其在活动周期中的变化。
2017-09-07 astro-ph.SR
Stellar longitudinal magnetic field determination through multi-Zeeman signatures
上下文人们已经投入了大量的努力来探测和确定恒星磁场，利用从数百或数千条单独谱线的组合中获得的光谱信号，这种方法被称为多谱线技术。然而，迄今为止，大多数的多线技术发展，检索恒星平均纵向磁场诉诸有时沉重的简化有关的线型和塞曼分裂。目标。在精确的极化谱线合成的基础上，利用主成分分析和塞曼多普勒成像（PCA-ZDI）多谱线技术确定恒星纵向磁场。方法.在本文中，我们提出的方法来执行反演与PCA-ZDI获得的配置文件。结果不同磁几何形状、场强和旋转速度的反演表明，使用PCA-ZDI方法可以正确确定恒星的有效纵向磁场。
2016-10-13 astro-ph.SR
Self-Consistent Magnetic Stellar Evolution Models of the Detached, Solar-Type Eclipsing Binary EF Aquarii
我们引入了一个新的一维恒星演化代码，现有的达特茅斯代码的基础上，自洽占全球普遍存在的磁场。介绍和讨论了恒星结构方程、状态方程和对流混合长度理论的扰动方法。作为第一个测试的代码的可行性，恒星演化模型计算的组件的太阳型，脱离食双星（DEB）系统，EF宝瓶座，表现出很大的分歧与恒星模型。磁场扰动的加入修正了在EF宝瓶座观测到的半径和有效温度差异。此外，所需的磁场强度在模型光球的磁场强度的两个因素内的ROSAT测量的恒星X射线光度估计和预测的钙II K线核心排放。这些模型提供了有力的证据，证明磁场的存在对热对流的抑制足以显著改变太阳型恒星的结构，产生明显膨胀的半径和较低的有效温度。在恒星演化模型中加入磁效应有着广泛的应用，从DEB和系外行星宿主星到灾变变星的供体星。
2012-11-13 astro-ph.SR
Generation and evolution of stable stellar magnetic fields in young A-type stars
虽然低质量恒星上磁场的存在被归因于基本上由对流运动驱动的发电机过程，但中等质量恒星上磁场的存在很可能有其他原因。假设我们所看到的磁场在时间上几乎是恒定的，本文重点讨论了在恒星演化早期阶段稳定磁位形的产生。在一个非常简单的模型星中研究了主序前阶段初始磁场的对流过程。方位磁场被发现是典型的残余在即将到来的辐射信封后，对流已经消退。
2013-09-27 astro-ph.SR
Scaling and Evolution of Stellar Magnetic Activity
本文综述了恒星磁活动的标度关系与长期演化，涵盖直接磁场测量、光球活动模式建模及磁制动机制，并提出了改进建模与分析的方向。
2023-10-14 astro-ph.SR
Reconciling solar and stellar magnetic cycles with nonlinear dynamo simulations
据观测，太阳型恒星的磁场以十年为周期循环，太阳为11年。这些场起源于恒星的湍流对流层，对恒星的自转速率有着复杂的依赖性。我们已经进行了一组湍流的全球模拟，表现出不同的恒星旋转和光度系统的磁周期。我们发现磁循环周期与罗斯比数成反比，罗斯比数量化了旋转对湍流对流的影响。这种趋势依赖于一个基本上非线性的发电机过程，并且与太阳和其他太阳型恒星的周期相一致。
2017-07-13 astro-ph.SR
Analytical maximum likelihood estimation of stellar magnetic fields
恒星辐射的偏振光谱编码了关于恒星大气状况和渗透其中的磁场的宝贵信息。在本文中，我们给出了明确的表达式来估计磁场矢量和它的相关误差，从观察到的斯托克斯参数。我们研究太阳的情况下，观察到特定的强度，然后恒星的情况下，我们收到的偏振通量。在这第二种情况下，我们集中在一个缓慢的转子与偶极磁场几何形状的情况下的显式表达式。此外，我们还给出了明确的公式来检索磁场矢量从LSD的配置文件，而不假设平均值的LSD人工谱线。这些公式是在假定谱线可以在弱场区描述的条件下，用极大似然方法得到的。误差通过厄米矩阵恢复。对估计量的偏差进行了深入分析。
2011-08-22 astro-ph.SR
Mapping Stellar Magnetic Fields
本文讨论了早期型恒星表面磁场拓扑重建问题，重点讨论了利用高分辨率光谱偏振观测信息内容的制图方法。本文概述了塞曼多普勒成像层析成像技术的基本原理，并总结了它在磁早型星研究中的应用。目前的观测和建模所面临的挑战，在这些恒星的表面磁场的研究进行了讨论。
2019-12-16 astro-ph.SR
Tracing the role of AGB stars in the Galactic Fluorine budget
氟的宇宙起源仍在争论中。渐近巨星分支（AGB）星是银河系中少数几个有效合成F的候选星之一，但它们的相对贡献尚不清楚。本文从恒星产额模型和AGB星外流中含F分子的化学平衡模型两个方面简要综述了近年来的理论研究。以前的检测的F-轴承物种对AGB和后AGB星也突出显示。我们认为，高分辨率ALMA观测的AGB星流出的F的两个主要载体之一，AlF，可以提供一个可靠的示踪剂的F-预算在AGB星。这将有助于量化AGB星在银河系F预算中的作用。
2022-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of variable stellar magnetic fields on the spin state of T Tauri stars
University of Vienna（维也纳大学）
研究变星磁场对T Tauri星自转状态的影响，发现磁场变化可显著影响自转，其效果取决于磁场变化时标与自转加速时标及吸积盘黏性时标的关系。
2026-06-05 astro-ph.SR
Application of a magnetic-field-induced transition in Fe X to solar and stellar coronal magnetic field measurements
磁场在驱动太阳和其他恒星大气层中广泛的动态现象方面发挥着关键作用。常规和精确测量所有大气层的磁场对于了解这些磁活动至关重要，但在太阳和恒星日冕中，由于场强弱和温度高，这样的测量仍然是一个挑战。最近，有人提出了Fe X在257.26 Å处的磁场诱导跃迁（MIT），用于太阳和恒星日冕中的磁场测量。本文综述了该方法在天体物理中的应用进展。我们首先介绍了MIT方法的理论基础，并回顾了现有的原子数据的光谱建模的Fe X线的关键。我们还讨论了实验室的测量，验证了潜在的能力的MIT技术作为探针诊断等离子体磁场。然后，我们继续调查的适用性和准确性的太阳和恒星日冕磁场测量的MIT方法的基础上，通过正演模拟。此外，我们讨论了MIT方法的应用，现有的光谱观测所获得的极紫外成像光谱仪船上日之出。这项新技术为太阳和恒星日冕中的磁场的常规测量提供了一种可能的方法，但仍需要进一步努力来提高其准确性。最后，对该课题的挑战和未来研究的展望进行了讨论。
2022-12-07 astro-ph.SR
A first family of stable configurations to model magnetic fields in stellar radiation zones
我们进行3D磁流体动力学（MHD）模拟，以测试Duez & Mathis（2010）描述的磁平衡配置的稳定性。这个解析推导的组态描述了恒星辐射带中给定螺旋度的最低能量状态。强调了考虑大尺度全球场的非无力性质的必要性。然后，我们表明，这种配置是稳定的。因此，它提供了一个有用的模型，以初始化的磁拓扑结构在即将到来的MHD模拟和恒星演化代码考虑磁旋转输运过程。
2010-09-28 astro-ph.SR
Stellar magnetic fields from four Stokes parameter observations
磁多普勒成像从四个斯托克斯参数的观测发现了一个新的水平的复杂性恒星磁场以前不知道。这些新的信息对研究中、大质量恒星的磁场演化和结构具有重要意义。最近，我们进行了磁多普勒成像研究的化学奇特的恒星HD 24712使用相位分辨光谱偏振观测线轮廓在所有四个斯托克斯参数。观测是用欧洲南方天文台3.6米望远镜上的HARPSpol仪器获得的。我们的分析表明，HD 24712的磁场具有很强的偶极分量，小尺度贡献很弱。HD 24712的类偶极磁场的发现为古老的Ap星主要具有偶极磁场的假说提供了证据。我们计划对其他Ap/Bp恒星的四个斯托克斯参数观测进行磁多普勒成像，这将有助于我们了解这些恒星中磁场的性质。
2014-07-30 astro-ph.SR
Updating the Dartmouth Stellar Evolution Model Grid: Pre-Main-Sequence Models & Magnetic Fields
我们目前的努力，以创建一个更新的网格的低质量恒星演化质量轨道和等时线计算使用达特茅斯恒星演化代码的状态。重点放在可靠地扩展目前的网格的主序前，建模的不确定性有最大的影响。对原始代码发布的修订包括：更新表面边界条件，引入氘燃烧和磁场。质量追踪网格包含质量大于0.1 $M_{\odot}$、金属丰度在-0.5至+0.5 dex范围内的模型。使用两种不同的磁对流处方计算表面磁场强度在0.1 kG和4.0 kG之间的磁质量轨迹。标准和磁性模型等时线可用于年龄超过100万年的年龄。表中的量包括恒星的基本性质，绝对光度星等，磁场性质，对流周转时间，拱点运动常数和锂丰度。将向公众提供完整的质量轨迹和等时线网格。
2014-08-08 astro-ph.SR
Stellar mid-life crisis: subcritical magnetic dynamos of solar-like stars and the breakdown of gyrochronology
最近的观测揭示了恒星陀螺年代学关系在太阳年龄附近的惊人崩溃，暗示着中年的类太阳恒星过渡到磁性不活跃的未来。我们为这些有趣的观测提供了理论基础，这些观测的灵感来自于一个可以探索长期太阳周期波动的数学发电机模型的模拟。我们重现所观察到的太阳黑子数的双峰分布，但只为亚临界发电机。基于分叉分析，我们认为，太阳类恒星的老化使得弱磁发电机制度容易访问。弱磁场生产在这一制度妥协风驱动的角动量损失，从而破坏霸权的恒星旋转自旋下降的磁制动。类太阳恒星的{ \emph{subcritical magnetic dynamos} }假说为太阳-恒星现象的多样性提供了自洽、统一的物理基础，例如为什么超过中年的恒星不像年轻时那样快速自旋，恒星陀螺年代学关系的破裂，观察到的双峰分布的长-长期的太阳黑子观测和最近的发现表明，太阳可能会过渡到一个磁不活跃的未来。
2021-07-28 astro-ph.SR
On the influence of magnetic helicity on X-rays emission of solar and stellar coronae
对类太阳恒星的观测表明，X射线发射与它们的自转之间存在着明显的关系。更高的恒星自转可以导致更大的恒星磁螺旋度的产生。我们的目标是了解恒星表面的磁螺旋度与其日冕X射线发射之间的关系。我们使用3D MHD模拟来模拟类太阳恒星的日冕。我们把观测到的磁图作为光球活动的输入，并注入不同的磁螺旋度值。我们使用合成发射来计算每个模拟的X射线发射通量，并研究这如何与注入的磁螺旋度成比例。我们发现，对于较大的注入磁螺旋度的温度增加和X射线发射的增加。X射线发射与注入的螺旋度成正比。我们可以把这与水平磁场的增加，从而在日冕底部更高的坡印廷通量。使用典型的缩放与恒星旋转的磁螺旋度的生产，我们可以解释的X射线辐射的增加与旋转，只有在一个恒星表面的磁螺旋度的增加。
2019-10-16 astro-ph.SR
The Baryon Budget of Galaxies across the First Billion Years
INAF-Italian National Institute of Astrophysics（意大利国家天体物理研究所）；Institute for Fundamental Physics of the Universe（基础物理宇宙研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Université, CNRS, LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille)（艾克斯马赛大学、法国国家科学研究中心、马赛天体物理学实验室）
研究早期星系中气体和恒星的相态及其预算，探讨重子预算、耗尽时间及恒星回流比例随红移和恒星年龄的变化，利用冷模拟方法分析不同相态。
2026-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependence of stellar magnetic activity cycles on rotational period in nonlinear solar-type dynamo
本文用非线性发电机模型研究了太阳型恒星在14 ~ 30天自转周期范围内大尺度磁场的湍流产生。我们的模型考虑到非线性效应的动力学淬火的磁螺旋，和逃逸的磁场从发电机区域由于磁浮力。结果表明，所观察到的旋转周期和活动周期的持续时间之间的相关性可以解释的分布式发电机模型的框架下，从磁浮力或磁螺旋度的湍流产生的动态磁反馈作用。我们讨论的影响，我们的研究结果的理解发电机过程中运行的类太阳恒星。
2016-02-25 astro-ph.SR
On the Stability of a General Magnetic Field Topology in Stellar Radiative Zones
本文简要介绍了恒星古磁场的形成以及在特定的磁场结构下可能出现的不稳定性。特别地，如Tayler（1973）、Markey & Tayler（1973）和Tayler（1980）最初研究的，对于极向、环向和混合极向-环向轴对称磁场位形，可以发生纯磁不稳定性。然而，在大质量恒星表面观测到的大多数磁场配置都是非轴对称的。因此，扩展早期研究的轴对称泰勒不稳定性的球形几何（Goossens，1980），我们介绍了一个制定的全球变化的势能包含在一个对流稳定的区域给定的任意拉格朗日扰动，它允许包括轴对称和非轴对称磁场。有了这个工具在手，一个路径示出了更一般的稳定性准则可以建立。
2016-10-27 astro-ph.SR
Rossby waves and polar spots in rapidly rotating stars: Implications for stellar wind evolution
快速旋转的恒星表现出磁场活动的短周期振荡和星点的极性外观。本论文的目的是研究快速旋转恒星的轨道线中的大尺度浅水波及其与高纬度恒星黑子的周期性和形成的联系。利用浅水磁流体动力学方程组研究了在环形磁场存在下，快速旋转恒星轨道线上大尺度波的动力学行为。导出了波模的频散关系和纬向分布。我们发现，低频磁Rossby波往往位于两极，但高频磁庞加莱波集中在赤道附近的快速旋转的恒星。这些结果对年轻类太阳恒星的星风演化具有重要意义。不稳定的磁Rossby波可能导致快速旋转恒星中近场线高纬处的局部磁通量增强。增强的磁通量可能由于磁浮力以管状形式向上上升，并在极区出现星点。磁Rossby波也可能导致观测到的恒星磁场活动的短期周期性。
2011-07-18 astro-ph.SR
Validation of a Scaling Law for the Coronal Magnetic Field Strengths and Loop Lengths of Solar and Stellar Flares
Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出了一种基于磁流体动力学模拟的磁重联模型估算太阳耀斑和恒星耀斑的日冕磁场强度（$B$）和磁环长度（$L$）的方法。利用Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出的标度律，得到了$B$和$L$随耀斑峰值处的辐射量（$EM=n^2L^3$）和温度（$T$）的变化关系。这里，$n$是耀斑的日冕电子密度。利用该标度律，可以从观测物理量$EM$和$T$估算出未分辨恒星耀斑的$B$和$L$，有助于研究恒星表面活动。为了将这个标度律应用于恒星耀斑，我们讨论了它对空间分辨太阳耀斑的有效性。根据GOES软X射线通量数据计算了$EM$和$T$，并利用标度律对$B$和$L$进行了理论估算。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）94毫米波段的图像，对同一耀斑事件的$B$和$L$进行了观测估算。正如预期的那样，发现理论和观测估计值之间的正相关。我们把这个结果解释为耀斑是由磁重联引起的间接证据。此外，这一分析使我们有信心在恒星耀斑以及太阳耀斑的有效性，适用于此标度律。
2016-10-31 astro-ph.SR
The magnetic fields of intermediate-mass T Tauri stars : I. Magnetic detections and fundamental stellar parameters
上下文在5%到10%的中等质量主序星中检测到的化石磁场的起源仍然存在很大争议。目的。我们想把观测的限制，以大量的中等质量的前主序星（PMS）的恒星，以测试的理论，对流发电机领域产生的PMS阶段的恒星演化偶尔可以放松到化石领域的主序星。方法.使用距离估计，光度测量，和分光偏振数据从HARPSpol和ESPaDOnS的38个中等质量的PMS恒星，我们确定了基本的恒星参数（Teff，L和v sin i）和测量表面磁场特性（包括检测极限为非检测，和纵向场和基本拓扑结构为积极的检测）。利用PMS演化模型，我们确定了这些恒星的质量、半径和内部结构。我们比较了不同的PMS模型，以检查我们的决定不是模型依赖的。然后，我们比较了我们的样品的恒星参数和内部结构的磁性特征。结果我们在大约一半的样本中检测到磁场。大约90%的磁星的外对流包层大于恒星半径的25%，并且重于恒星质量的2%。在质量更高的恒星中，我们发现中等质量恒星的磁场入射率下降得非常快，在0.1百万年量级的时间尺度内。最后，我们提出，中等质量的金牛座T星与大对流信封，接近完全对流的限制，有复杂的领域，他们的偶极分量的强度可能会减少，因为他们的对流信封的大小减少，类似于低质量的金牛座T星。
2018-10-30 astro-ph.SR
Multiple, short-lived "stellar prominences" on the O giant $ξ$ Persei: a magnetic star?
我们提出了强有力的证据，O型巨星$ξ$英仙座的旋转周期为2.0406 d，来自NIV $λ$ 1718风线在12年的IUE数据。我们预测，$ξ$ Per有一个磁偶极子场，叠加可变磁序。可以预测未来磁测量的有利日期。我们还分析了1989年一次活动中He II 4686的时间分辨光谱，方法是使用与之前$λ$ Cephei相同的简化模型，即附着在表面的多个球形斑点，称为恒星散射（Sudnik & Henrichs 2016）。这些代表了表面上的瞬态多个磁回路，我们发现其寿命大多小于5小时。
2017-11-05 astro-ph.SR
The Revolution Revolution: magnetic morphology driven spin-down
对年轻疏散星团的观测显示出旋转周期的双峰分布，这很难用现有的恒星自旋下降模型来解释。详细的MHD恒星风模拟表明，表面磁场形态对风驱动的角动量损失有很大的影响。观测表明，旋转速度较快的恒星在磁场的高阶多极分量中存储了更大比例的磁通量。在这项工作中，我们提出了一个新的模型恒星自旋下降，第一次，占恒星表面磁场配置。我们展示了如何磁复杂性，从复杂到简单的配置，作为一个恒星自旋可以解释恒星旋转演化的显着特点，包括双峰分布的年轻疏散星团中看到的慢和快的转子。
2018-06-15 astro-ph.SR
Study of stellar magnetic activity with CoRoT and Kepler data
我们对恒星磁活动的认识主要是基于对太阳的研究和对几百颗恒星的光谱测量。然而，太阳磁活动周期的详细机制尚未完全了解。开普勒任务为连续监测超过三年的数十万颗恒星提供了精确的光度数据，我们可以研究与磁活动有关的光变曲线的变化。我们在这里展示了一些恒星的例子，我们做了时间-频率分析来寻找这样的签名。
2013-08-03 astro-ph.SR
EXor outbursts from disk amplification of stellar magnetic cycles
EXor爆发-在I类和II类原恒星源中观察到的中等幅度的盘吸积事件-具有与死区边界附近的内盘中的粘性积累和气体释放一致的时间尺度和幅度。我们认为，爆发是间接触发恒星发电机周期，通过极向磁通量，径向向外扩散通过磁盘。在死区内部，净场的强度通过磁旋转不稳定性调制角动量输运的效率。在死区中，净场极性的变化可能会导致更强的爆发，因为霍尔效应在盘的这个区域中起主导作用。在简单的估计水平，我们表明，千克强度的恒星场的变化可能会刺激磁盘爆发0.1 AU尺度，虽然这一乐观的结论取决于不确定的效率，通过内部磁盘的净通量运输。该模型预测的恒星磁活动和EXor事件的观测示踪剂之间的密切关联。
2016-12-05 astro-ph.SR
Magnetic torques on T Tauri stars: accreting vs. non-accreting systems
经典的金牛座T星（CTTs）与周围的圆盘发生磁相互作用，这一过程被认为是调节其旋转演化的过程。在这项工作中，我们计算扭矩作用到恒星表面的CTTs所产生的不同吸积（吸积漏斗）和喷射（恒星风和磁层喷射）流组件。此外，我们比较了两个不同的系统中由于恒星风的磁制动：孤立和吸积恒星。2.5D磁流体动力学，时间相关，轴对称模拟。对于这两个系统，恒星风都是热驱动的。在星-盘相互作用（SDI）模拟中，吸积盘是开普勒的、粘性的和电阻性的。两个系列的模拟，一个为每个系统。我们发现，在经典的金牛座T系统的磁层喷射的存在限制了星风膨胀，导致沙漏形的几何流出。此外，吸积柱的形成改变了恒星风利用的开放磁通量的数量。这些效应对恒星风的性质有很大的影响，我们表明，恒星风制动是更有效的恒星盘相互作用系统比孤立的。我们还推导出扭矩缩放，在很宽的范围内的磁场强度，直接适用于恒星表面上的扭矩的SDI系统中的每个流组件。在所有进行SDI模拟的恒星风提取不到2%的质量吸积率和磁盘被截断到66%的共转半径。所有的模拟都显示了净起转扭矩。为了达到恒星自旋平衡，我们需要更大质量的恒星风或更接近共转半径的圆盘，这会增加磁层喷射的扭矩效率。
2020-09-02 astro-ph.SR
Budget equations and astrophysical nonlinear mean-field dynamos
本研究针对现有非线性平均场发电机代数淬灭理论的不足，引入总湍流动能预算方程分析三类湍流中的磁场反馈效应，发现非线性发电机数随大尺度磁场增强而减小，最终使三类平均场发电机不稳定性被饱和。
2023-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Modelling stellar coronal magnetic fields
我们对恒星日冕的结构和动力学的理解随着恒星黑子和磁场矢量的表面图的可用性而发生了巨大的变化。从这些表面图推断出的磁场揭示了令人惊讶的恒星日冕结构，这些恒星的质量以及内部结构和发电机模式可能与太阳非常不同。关键因素是开放的磁通量的比例（决定了恒星在老化过程中的自旋下降速率）和封闭场区域的位置和等离子体密度，这决定了X射线和无线电发射特性。最近在模拟恒星日冕方面取得了进展，特别是在明亮的表面区域检测到的场和可能隐藏在黑暗的星斑中的场的相对贡献。对于太阳，在太阳活动周期中，黑子中的场与大尺度场之间的关系已经得到了很好的研究。然而，其他恒星似乎可以表现出非常不同的关系。
2010-08-28 astro-ph.SR
Magnetic braking of accreting T Tauri stars: Effects of mass accretion rate, rotation, and dipolar field strength
吸积前主序星的自转演化受其与周围星周盘的磁相互作用的影响。使用PLUTO代码，我们进行2.5维磁流体动力学，轴对称，随时间变化的模拟星盘相互作用-与初始偶极磁场结构，和粘性和电阻性吸积盘-为了模拟三种机制，有助于净恒星扭矩：吸积流，恒星风，磁层喷射（周期性膨胀和重连事件）。我们研究了恒星磁场强度、自转速率和质量吸积速率（改变初始盘密度）的变化如何影响净恒星扭矩。所有的模拟都是在一个净自旋制度。我们适合半解析函数的三个恒星扭矩的贡献，允许我们的参数制度的净恒星扭矩的预测，并调查自旋演化使用1D恒星演化代码的可能性。吸积盘的存在似乎增加了恒星扭矩的效率相比，孤立的恒星，流出率比吸积率小得多的情况下，因为星盘相互作用打开更多的恒星磁通量相比，从孤立的恒星。在我们的参数范围内，质量损失率为质量吸积率的$\approx 1 \%$的恒星风能够提取吸积角动量的$\lesssim 50 \%$。这些模拟表明，在我们的参数范围内，BP Tau，将需要质量吸积率的$\approx 25\%$的风质量损失率。
2020-11-02 astro-ph.SR
How Magnetic Field Strength Affects Stellar Coronal Mass Ejection Dynamics
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
研究恒星日冕物质抛射动力学，通过对不同磁场强度进行日冕物质抛射模拟，发现磁场强度增加会增强促进力，使抛射速度和质量增加，还确定了向上洛伦兹力的作用。
2026-07-07 astro-ph.SR
Stability of the toroidal magnetic field in stellar radiation zones
了解辐射区磁场的稳定性对恒星内部的各种过程如混合、环流和角动量输运等具有至关重要的意义。在Boussinesq近似下，考虑热传导效应，通过线性稳定性分析，研究了辐射区中含有显著环向场的恒星的稳定性.详细计算了不稳定性的增长率，并讨论了稳定层结和热输运的影响。虽然稳定层结可以显著地降低辐射区不稳定性的增长率，但重力的稳定作用并不能完全抑制辐射区电流引起的不稳定性
2011-10-14 astro-ph.SR
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: stellar core and outflow formation in radiation magnetohydrodynamics simulations
我们已经进行了平滑粒子辐射磁流体力学（SPRMHD）模拟的崩溃旋转，磁化分子云核心，形成原恒星。计算遵循的第一个流体静力学核心的形成和演化，崩溃，形成一个恒星的核心，从第一个流体静力学核心和恒星的核心，和恒星流出的第一个核心的残余物的爆发的流出。我们研究了磁场和热反馈对恒星外流发射过程的影响，发现磁场和热反馈对恒星外流的发射都有贡献。我们还跟踪恒星的核心，直到它们的质量达到20千万亿质量，并确定它们的性质。我们发现，在这个早期阶段，融合开始之前，恒星的核心半径$\approx 3$ R $_\odot$与径向熵的配置文件，增加向外（即对流稳定）和最小熵每重子的$s/k_{\rm B} \approx 14$在其内部。恒星核心的结构被发现是不敏感的初始磁场强度的变化。有了相当强的初始磁场，吸积到恒星的核心发生通过吸入磁化伪光盘与辐射损失可以忽略不计，而不是第一个核心，有效地辐射了释放的能量在吸积冲击在其表面。我们发现，磁场强度>10千克可以植入恒星的核心在出生。
2013-10-03 astro-ph.SR
Coronal mass ejections and type II radio emission variability during a magnetic cycle on the solar-type star $ε$ Eridani
我们模拟了在波江座$ε$磁周期上可能的恒星日冕物质抛射（CME）情景。我们使用2008年，2011年和2013年的三个独立时期，并估计与这些事件相关的无线电发射频率。这些恒星爆发已被证明是难以捉摸的，虽然一个有前途的方法来检测和解释这些现象是低频无线电观测潜在的II型爆发的CME诱导的冲击传播通过恒星日冕。恒星II型射电爆发预计发射低于450兆赫，类似于它们的太阳对应。我们表明，这些事件的时间长度保持以上的电离层截止不一定依赖于恒星的磁周期，但更多的是对相对于恒星磁场的喷发位置。我们发现，这些II型爆发将保持在LOFAR的频率范围内的最大的20-30分钟后爆发的极地CME，（50分钟的二次谐波）。我们发现了赤道CME较慢的证据，这导致2008年和2013年模拟的可观测窗口略长。恒星磁场的几何形状和强度对这些事件的可探测性有重大影响。我们把CME放在恒星质量损失率（27-48 $\times$太阳质量损失率）的背景下，表明它们可以达到$ε$波江座恒星风质量损失率的3-50%。需要用低频射电望远镜持续监测可能的恒星CME候选者，以检测这些瞬态事件。
2021-11-03 astro-ph.SR
