Ross 128 -- GL 447A possible activity cycle for a slow-rotating fully-convective star
上下文长期色球活动在缓慢旋转的完全对流的恒星几乎没有探索。Ross 128（Gl 447）是一颗被广泛观测到的慢自转恒星。它是距离地球第四近的太阳系外行星。目标。Ross 128是检验低速旋转低质量恒星发电机理论的理想目标。方法.为了表征Ross 128的磁活性，我们研究了来自CASLEO、HARPS、FEROS、UVES和XSHOOTER光谱的SK指数。使用广义Lomb-Scargle和CLEAN周期图，我们分析了2004年至2018年期间获得的整个SK时间序列。我们进行了类似的分析，我的Na指数，我们分析其与SK指数的关系。结果从这两个指数，我们得到一个可能的活动周期与5年的周期，这是一个小的少数活动周期报告的一个缓慢旋转的完全对流的恒星。
2020-06-10 astro-ph.SR
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
Investigating Performance Trends of Simulated Real-time Solar Flare Predictions: The Impacts of Training Windows, Data Volumes, and the Solar Cycle
本研究利用GSU的SWAN-SF基准数据集，模拟运行环境下的机器学习耀斑预测，发现20个月训练窗口下各窗口类型性能相当，且误报率与太阳X射线背景通量正相关，表明太阳活动周期影响显著。
2024-02-07 astro-ph.SR
Global solar magnetic field organization in the outer corona: influence on the solar wind speed and mass flux over the cycle
太阳风的动态本质上取决于全球太阳磁场的结构，而全球太阳磁场在11年的太阳周期中经历着根本性的变化。例如，风的终极速度被认为与膨胀因子是反相关的，膨胀因子是一种测量磁场如何随日冕高度变化的方法，通常在固定的高度计算（$\approx 2.5 R_{\odot}$，源表面半径，近似于所有磁场线变得开放的距离）。然而，磁场膨胀以更详细的方式影响太阳风，其对太阳风性质的影响在源表面之外仍然显著。我们证明了这一点，使用三维全球磁流体模拟的太阳日冕，表面磁图的半个太阳周期（1989-2001年）的约束。自洽扩展超过太阳风的临界点（甚至高达$10R_{\odot}$），使我们的模型符合观测到的太阳风的特点，即，径向磁场强度成为纬度无关，在一定距离的太阳，和质量通量是大多独立的终端风速。在活动极小值附近，日冕高层的膨胀比$2.5 R_{\odot}$以下的膨胀对风速的影响更大。
2017-10-09 astro-ph.SR
2D solar wind speeds from 6 to 26 solar radii in solar cycle 24 by using Fourier filtering
太阳附近太阳风速度的测量对于理解太阳风的加速机制具有重要意义。在这项研究中，我们确定2D太阳风速度从6到26太阳半径应用傅立叶运动滤波器的\textit{SOHO} /LASCO C3电影从1999年到2010年观察。我们的方法成功地再现了人工生成的数据以及流光斑点的原始流速。我们测量了从1天到1年时间尺度的二维太阳风速度及其在第24个太阳活动周的变化。我们发现，太阳风的速度在时间尺度上超过一个月的太阳极大期是相对均匀的方位角方向，而他们显然是双峰的最低时期，预期从\textit{Ulysses}的观测和IPS重建。双峰结构出现在2006年左右，在2009年变得最明显，并在2010年突然消失。太阳风速度的径向演化类似于帕克的太阳风解。
2018-06-22 astro-ph.SR
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
Flux-tube geometry and solar wind speed during an activity cycle
1天文单位处的太阳风速度随纬度和时间的变化反映了活动周期期间全球背景磁场的演变。一般认为，磁通量-管中的终端风速与其膨胀比是反相关的，这激发了广泛使用的半经验标度律的定义。在实践中，这样的标度律需要特别的修正。一个完全基于物理原理的预测定律仍然缺失。我们测试是否磁通管膨胀是控制因素的风速在所有阶段的周期和在所有纬度使用一个非常大的样本风载开放磁通量管。此外，我们还寻找额外的物理参数的基础上的几何形状的日冕磁场的终端风速的影响。我们使用MHD模拟的电晕和风耦合到发电机模型，以提供一个大的统计合奏开放的通量管，我们分析结合，以确定风速和几何参数之间的依赖关系的通量管是有效的全球（所有纬度和时刻的周期）。我们的研究证实，终端速度的太阳风非常强烈地依赖于几何形状的开放的磁通量-管，它流过。总通量管膨胀是更明显的反相关的风速快，而不是慢的风流动，并有效地控制这些流动的位置，在太阳能极小期。总的来说，实际的渐近风速也很大程度上取决于磁力线倾角和脚点处的磁场振幅。我们建议的方式，包括这些参数对未来的预测标度律的太阳风的速度。
2016-05-28 astro-ph.SR
Solar cycle changes of large-scale solar wind structure
本文给出了1985 - 2009年内日球层太阳风密度湍流大尺度演化的结果。在离太阳一定距离的地方，密度湍流在太阳活动周期的最大相位附近达到最大值，在最小相位附近降低到约70%。然而，在目前的太阳活动最低点，湍流水平逐渐下降，从2005年开始，到目前的水平约为30%。这些结果表明，太阳风的来源在全球范围内发生了变化，其重要意义在于，在目前活动水平较低的情况下，太阳向行星际空间提供的质量和能量已大大减少。
2011-04-01 astro-ph.SR
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
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
Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle
本文回顾了我们对日冕加热（在开放区域）和太阳风加速背后的物理学的不断增长的理解。许多新的见解来自上一个太阳活动周期的观测和理论工作。对扩展日冕中等离子体特性的测量是区分竞争理论的关键，扩展日冕是主要太阳风加速的地方。我们描述了如何在过去的14年中，UNODC/SOHO测量冕洞和流光提供了有关详细的动力学过程，为快速和慢速风区提供了线索。我们还提出了一个简短的调查，目前的想法，涉及日冕源地区的快速和缓慢的风流，以及这些如何在太阳周期的变化。这些源区域的背景下，讨论了最近的理论模型（基于阿尔芬波和MHD湍流），已开始成功地预测加热和加速度在快速和慢速风区基本上没有自由参数。关于这些模型的一些新的结果-包括在1 AU的较低的密度和温度的定量预测，在目前的太阳能最低期相比，以前的最低-也显示。
2010-02-01 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
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
Simulations of solar wind variations during an 11-year cycle and the influence of north-south asymmetry
我们希望研究太阳内部产生的磁场与撞击地球的太阳风之间的联系，特别是南北不对称对磁场和速度场的影响。本文采用准静态的方法研究了类太阳11年周期：利用Babcock-Leighton机制的2.5维通量输运模式产生非对称发电机场，并将其作为可压缩2.5维太阳风模拟的底边界条件。我们恢复太阳值的质量损失率，自旋下降的时间尺度和Alfvén半径，并能够重现所观察到的延迟在纬度变化的风和一般的风结构观察到的太阳。我们发现，偶极子分量的能量和总的表面磁能之间的相位滞后的全球量的变化的幅度有很大的影响。我们特别表明，在磁周期的磁转矩的变化可以链接到拓扑变化，而质量损失率的变化似乎是由磁能的变化驱动。
2018-09-10 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
The fossil wind structures of Eta Carinae: changes across on 5.54-year cycle
船底座η星是最近的、活跃的、大质量的双星，包含一个高度不稳定的LBV，表现出膨胀的、压缩的风壳，可以在发射中看到，这是由\hst / \stis在空间和光谱上分辨的。从2009年6月开始，这些结构被绘制在其5.54年的高度椭圆的双星轨道上，以跟踪[Fe~III] 4659和[Fe~II] 4815的时间变化。这些排放物追踪了风壳化石的一部分，这些化石是由每个循环中的风与风的相互作用形成的。在高电离态，密集的电弧，光电离的远紫外辐射从热的次级，在[Fe~III]。其他的弧，被来自主星的中紫外线辐射电离，在[Fe II]中可见。[Fe III]结构倾向于位于[Fe II]结构的内部，这些结构追踪广泛的，较少干扰的主风。在短暂的近星点通过期间，当次级恒星深入到主星的极密风中时，在主星的远侧，高电离[Fe III]结构消失并在[Fe II]中重新出现。在5.7年的监测间隔中追踪了多个化石风结构。膨胀的[Fe II]壳层的高度相似性表明，在过去的几个轨道周期中，这颗大质量联星的风和光电离特性从一个轨道到下一个轨道没有发生实质性变化。这些观测跟踪结构，可用于测试三维流体动力学和辐射传输模型的大规模，相互作用的风。它们还为后续Eta Carinae的未来变化提供了基线，特别是它的风和光电离特性。
2016-08-22 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 astro-ph.SR
Visibility graph analysis of solar wind velocity
分析了1998-2012年和1975-1983年期间先进成分探测器（ACE）和太阳神号探测器分别获得的太阳风速度的现场测量结果。这些数据主要分别属于第23太阳活动周（1996-2008）和第21太阳活动周（1976-1986）。我们使用有向水平可见图（Directed Horizontal Visibility graph，DHVg）算法并估计一个图泛函，即度距离（degree distance，D）作为Kullback-Leibler散度（KLD）的参数来理解太阳风时间序列的时间不可逆性。我们估计了这些时间序列在太阳活动周期的不同阶段的度距离不可逆性参数。首先对已知的动力学数据建立不可逆性参数，然后将其应用于太阳风速度时间序列。据观察，太阳风速度波动的不可逆性在0.3天文单位（太阳神数据）和1天文单位（ACE数据）表现出类似的行为。此外，它在太阳活动周期的不同阶段发生变化。
2013-06-08 astro-ph.SR
Variations in solar wind fractionation as seen by ACE/SWICS over a solar cycle and the implications for Genesis Mission results
我们使用ACE/SWICS的元素组成数据比较的变化，太阳风分馏的SWICS测量的最后一个太阳活动高峰期（1999年至2001年），太阳活动极小期（2006年至2009年）和期间的起源航天器收集太阳风（2001年底至2004年初）。我们区分我们的分析方面的太阳风制度（即起源于流间或日冕洞流，或日冕物质抛射）。将丰度归一化为低FIP离子镁以揭示归一化为高FIP离子时不明显的相关性。我们发现，相对于镁，其他低FIP元素是可测量的分馏，但分馏的程度并没有显着变化的太阳周期。对于高FIP离子，分馏在太阳周期的变化是显着的：最大的Ne/Mg和C/Mg，O/Mg，和最少的He/Mg。当丰度比作为太阳风速度的函数进行检查时，我们发现了很强的相关性，与显着的观察，分馏的程度遵循质量依赖的趋势。我们讨论了纠正成因样本返回结果的光球丰度的影响。
2015-08-19 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
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
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
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
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 Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss I: The Solar Wind Torque During Sunspot Cycles 23 & 24
冷恒星的旋转演化是由磁化的恒星风控制的，在它们的主序星寿命期间，磁化的恒星风减缓了恒星的旋转。在类太阳恒星中经常观察到磁变，全球磁场的强度和拓扑结构的变化预计会影响星风施加的扭矩。本文提出了三种计算太阳风角动量损失的方法。其中两个基于Finley & Matt（2018）的MHD模拟，一个使用太阳风中测量的开放通量，另一个使用远程观测的表面磁图。这两种方法都同意通过太阳周期看到的太阳扭矩的变化，并显示出从第23到24周期减少了30-40%。这两种方法计算不同的平均值，$2.9\times10^{30}$ erg（开放通量）和$0.35\times10^{30}$ erg（表面场）。这种差异是由于众所周知的困难与观察到的开放磁通量的磁图，这是目前还不了解，导致无法区分这两个计算的扭矩。第三种方法是基于观测到的类太阳恒星的自旋速率，它随着年龄的增长而下降，直接探测平均角动量损失。该方法给出的太阳力矩的$6.2\times10^{30}$ erg大于其他方法。这可能表明太阳扭矩在比磁周期长得多的时间尺度上的进一步变化。我们讨论的影响，适用于其他类似太阳的恒星，只有表面场的测量是可用的，并在那里的磁场变化是病态约束的公式。
2018-08-23 astro-ph.SR
The Tale of Two Minima and a Solar Cycle in Between: An Ongoing Fast Solar Wind Investigation
利用SOHO卫星上的UNOPS观测系统，对太阳活动23周（1996-1997）至24周（2007-2009）的极冕洞的物理性质进行了观测。观测H I莱曼α（121.6纳米）和O VI（103.2，103.7纳米）提供光谱诊断质子和O 5+散装外流速度和速度分布的函数以上的太阳两极的日心距离。这些观测使我们能够跟踪太阳活动周期23期间极地冕洞的物理性质变化及其接近目前的最低点。最近的地面和空间观测报告了与当前最低点有关的各种现象。我们提出了观测到的氧线强度，线比，和极冕洞在最低点和太阳活动周期23期间的配置文件的比较，并显示这个新的最低体现在紫外线日冕。这两个最小的物理特性的比较，看到Udarin在扩展的日冕，现在可能是第一次，可能会提供关键的经验约束模型的扩展日冕加热和加速的快速太阳风。
2010-05-18 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
The origin of slow Alfvénic solar wind at solar minimum
虽然缓慢的太阳风的起源还不清楚，但越来越多的证据表明，至少有一部分太阳风是在过度膨胀的冕洞磁场线上以稳定状态释放出来的。这种类型的慢风与快太阳风具有相似的性质，包括高度的阿尔文性。在这项研究中，质子，α粒子和电子测量的组合被用来研究在0.35 AU的慢Alfvénic风的一个单一的间隔的动力学特性。结果表明，这种缓慢的Alfvénic间隔的特点是高α粒子丰度，明显的α-质子差分流，强质子束，和大的α质子温度比。这些都是在快速太阳风中持续观察到的特征，增加了至少一些Alfvénic慢太阳风也起源于冕洞的证据。观测到的速度，质量通量和电子温度之间的差异慢Alfvénic风和快的解释不同的磁场几何形状在较低的日冕。
2020-01-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Hysteresis in a Solar Activity Cycle
我们分析了在太阳活动周期23的高级成分探测器（ACE）航天器获得的太阳风速度的现场测量。我们计算了一个稳健的复杂性度量，在太阳活动周期的不同阶段的太阳风时间序列的排列熵（S）。在将其应用于太阳风时间序列之前，首先在已知的动力学数据上对置换熵测度进行了检验。结果表明，在1天文单位处，太阳风速度波动的复杂性表现为滞后现象，并遵循活动周期的上升和下降阶段。这表明在一个太阳活动周期内，太阳风速度的动力学存在多稳定性。
2011-12-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Dynamical coupling of a mean-field dynamo and its wind: Feedback loop over a stellar activity cycle
我们集中在内部发电机磁场和恒星风之间的联系。如果恒星有一个循环发电机，磁场的调制可以影响风，风反过来可以对恒星的边界条件产生反作用，形成一个反馈回路。我们已经开发了一个2.5维的数值设置来模拟这种重要的耦合。我们已经实现了一个α-欧米茄平均场发电机的PLUTO代码，然后将其耦合到一个球形多变风模型通过一个接口组成的四个网格层专用的边界条件。我们在这里提出了一个发电机模型接近一个年轻的太阳周期性的磁活动。首先，我们展示了这个模型如何允许通过显示活动周期，日冕结构和综合量的时间演化之间的相关性来跟踪发电机活动对日冕的影响。然后，我们加入反馈的风的发电机和讨论的变化，观察到的发电机对称性和风的变化。我们解释这些变化的发电机模式：在这个参数制度，反馈回路导致发电机家庭之间的耦合通过一个首选的增长的四极模式。我们还研究了我们的接口的磁螺旋度，并表明，它导致一个小的注入发电机。这个模型证实了物理耦合内部和外部恒星层的重要性，因为它对发电机和风都有直接影响。
2021-02-02 astro-ph.SR
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
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
Modelling the rotation dependence of cycle variability in sun-like stars: Answering why only slowly rotating stars produce grand minima
采用通量传输发电机模型研究类太阳恒星磁活动周期变化，发现慢速自转恒星因较低超临界发电机更易产生延长的极小期，而快转恒星则无此现象。
2024-01-15 astro-ph.SR
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
Solar wind parameters in rising phase of solar cycle 25
本研究分析第25太阳活动周上升期太阳风数据，结合1976-2022年OMNI数据库资料按活动周阶段和太阳风类型分类对比，推测第25太阳活动周强度将弱于第21、22周，与第24周相近。
2023-04-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Identifying the Coronal Source Regions of Solar Wind Streams from Total Solar Eclipse Observations and in situ Measurements Extending Over a Solar Cycle
这封信利用了2006年至2020年期间在白光Fe XI 789.2 nm下获得的一组独特的日全食观测结果（$\rm T_{fexi}$ = $1.2 \pm 0.1$ MK）和Fe XIV 530.3 nm（$\rm T_{fexiv}$ = $ 1.8 \pm 0.1$ MK）发射，辅以ACE/SWEPAM-SWICS的原位Fe电荷状态和质子速度测量，以确定不同太阳风流的源区。日食观测揭示了开放结构的普遍存在，总是与$\rm Fe^{10+}$的Fe XI发射有关，因此在膨胀的日冕中有一个恒定的电子温度，$\rm T_{c}$ = $\rm T_{fexi}$。原位Fe电荷状态被发现集群周围$\rm Fe^{10+}$，独立的300至700公里的$\rm s^{-1}$流的速度，被称为连续的太阳风。因此，$\rm Fe^{10+}$在连续的太阳风和太阳上的$\rm T_{fexi}$源之间产生了基准联系。虽然Fe XIV发射的空间分布，从$\rm Fe^{13+}$，与流光，整个太阳周期的变化，零星出现的电荷状态$> \rm Fe^{11+}$，在原地，表现出没有周期依赖性，无论速度。这些后者流被证明是从热日冕等离子体中释放的温度$\ge \rm T_{fexiv}$内的隆起的流光和活跃的地区，驱动的动态行为的磁链接到他们。连续的慢、中、快太阳风流的发现，以膨胀日冕中的相同$\r…
2021-03-03 astro-ph.SR
The drivers of active region outflows into the slow solar wind
从活跃区域边缘流出的等离子体被认为是缓慢太阳风的可能来源。光谱测量表明，这些外流具有增强的元素组成，这是慢风的独特特征。然而，目前的光谱观测没有足够的空间分辨率来区分正在测量的结构或确定流出的驱动因素。高分辨率日冕成像仪（Hi-C）于2018年5月在探空火箭上飞行，并以有史以来最高的空间分辨率（250公里）观察了活跃区域流出的区域。在这里，我们使用Hi-C数据解开与日之出卫星在飞行过程中观察到的外流成分签名。我们发现，有两个组成部分的流出排放：大量的贡献，从膨胀的等离子体，似乎已被驱逐出封闭的环路中的活动区核心，和第二个贡献，从动态活动的活动区斑，与组成签名，反映太阳光球丰度。外流的两个相互竞争的驱动力可以解释缓慢的太阳风的可变成分。
2020-04-16 astro-ph.SR
Helium Variation Across Two Solar Cycles Reveals A Speed-Dependent Phase Lag
我们研究了太阳风氦氢丰度比（$A_\mathrm{He}$）、太阳风速度（$v_\mathrm{SW}$）和太阳黑子数（SSN）之间的关系。这是第一个完整的22年海尔周期测量与风航天器涵盖了一个完整的周期的太阳发电机与两个极性逆转。虽然以前的研究已经建立了很强的相关性之间的$A_\mathrm{He}$和SSN，我们表明，相位延迟之间的$A_\mathrm{He}$和SSN是一个单调递增的函数$v_\mathrm{SW}$。校正该滞后，在给定SSN下，在所有上升和下降阶段以及在太阳风速度上，$A_\mathrm{He}$返回到相同值。我们推断，这种速度依赖的滞后是一种机制，消耗慢风$A_\mathrm{He}$从它的快风值在太阳风形成的后果。
2019-06-28 astro-ph.SR physics.space-ph
The Interaction of the Eta Carinae Primary Wind with a Century Old Slow Equatorial Ejecta
我们认为，蓝移和红移成分的流出在数百个AU的大规模的双星系统船底座伊塔的不对称形态可以理解的碰撞的主要恒星风与缓慢膨胀的密集赤道气体。最近对一些禁谱线的高空间观测，例如[Fe III] Aldida 4659，揭示了从Eta Car流出的气体在大约1弧秒（2300 AU）内。蓝移和红移分量的分布是关于中心不对称的，并且它们彼此有很大的不同。蓝移和红移成分的形态与密集的缓慢移动的赤道气体（称为Weigelt blob环境; WBE）的位置相关，这被认为是在1887 - 1895年的小喷发期间喷出的。在我们的模式中，蓝移和红移分量的划分是由主风与西半球边界层碰撞后在赤道面两侧的激波后气流引起的。来自次级恒星的快速风在我们的模型中对这些成分没有作用，它是自由膨胀的主风与WBE碰撞。因为视线倾斜于双星轴，所以两个分量不对称。我们表明，激波后气体也可以解释观测到的强度在[Fe III]的A4659线。
2012-03-13 astro-ph.SR
Solar wind magnetic field background spectrum from fluid to kinetic scales
太阳风在快速和缓慢的流动中是高度结构化的。这两种动力学区域不仅在磁场和等离子体参数的平均值上有显著的不同，而且在它们所传输的涨落类型上也有显著的不同。快风的特点是振幅大，不可压缩的波动，主要是Alfvénic，慢风一般是由较小的振幅和较少的Alfvénic波动，主要是压缩。典型的共转快流具有流界面、快风区和由流尾膨胀边形成的慢稀疏区的特征。移动{在这两个区域之间}，从快到慢的风，我们观察到以下行为：a）在惯性范围内磁波动的功率水平大大降低，保持典型的Kolmogorov标度; b）在质子尺度下，在高频突变之后的大约十年内，谱指数变得越来越平坦，接近-2.7左右的值; c）在较高频率下，在电子定标之前，谱指数保持在-2.7左右，并且{基于可用于$4$共旋转流的适当观测}，功率水平不改变，而与流速无关。所有这些光谱特征，高速流的特点，建议存在一种磁场背景谱。这种光谱对于速度较快和速度较慢的风都是常见的，但是，任何时候观测者穿过将速度较快的风引导到行星际空间的通量管的内部时，湍流和大振幅的阿尔夫文光谱都会叠加到它上面。
2017-08-03 astro-ph.SR
Wavelet Analysis on Solar Wind Parameters and Geomagnetic Indices
太阳作为振荡器产生的频率在日光层中传播，通过太阳风到达地球磁层。我们在近地球太阳等离子体参数和过去四个太阳周期的地磁指数中搜索这些频率。在这项工作中使用的太阳风参数是行星际磁场，等离子体β，阿尔芬马赫数，太阳风速度，等离子体温度，等离子体压力，等离子体密度和地磁指数DST，AE，Ap和Kp。我们发现太阳风的各个参数都具有一定的周期性，并且在每个周期内都有区别。我们的研究结果表明，间歇性周期在我们的数据，其中一些共享之间的太阳风参数和地磁指数。
2012-05-10 astro-ph.SR
A Steady-State Picture of Solar Wind Acceleration and Charge State Composition Derived from a Global Wave-Driven MHD Model
与快速流相比，在慢速（$<$ 400 km s $^{-1}$）太阳风流中发现的更高的电荷状态支持了慢风起源于封闭的日冕环并通过重连间歇性释放的假设。在这里，我们研究是否一个高度电离的慢风也可以形成沿稳定和开放的磁场线。我们使用AWSoM模型的稳态太阳大气，一个全球磁流体动力学模型驱动的Alfv{é}n波，并应用电离代码来计算电荷状态的演变沿建模的开放场线。这构成了覆盖现实磁场中所有纬度的第一电荷状态计算。的比率$O^{+7}/O^{+6}$和$C^{+6}/C^{+5}$相比，在现场观测，并被发现是较高的慢风，观察到的，但是，他们在两种风类型的预测。建模的离子分数的S，Si和Fe被用来计算线的视线强度，这是比较的EIS观测以上的冕洞。该协议是部分的，并表明所有的电离率都低于预测。假设超热电子的存在，改善了与EIS和ESTA观测的一致性;重要的是，保持了慢风中较高电离的趋势。结果表明，可能存在一种稳定且高度电离的慢风子类。进一步的分析表明，它起源于日冕洞边界（CHB），其中模拟的电子密度和温度高于洞内，导致更快的电离。CHB的这种性质是全球性的，并且得到EUV层析成像的观测支持。
2014-12-29 astro-ph.SR
Variations in Differential Rotation and Meridional Flow within the Sun's Surface Shear Layer 1996-2022
我们通过跟踪SOHO/MDI和SDO/HMI在太阳活动周期23，24和25（1996-2022）开始时的磁图中看到的磁网络运动，测量太阳表面剪切层中的差分旋转和纬向流。我们检查轴对称流来自15-24日测量平均超过个人27天卡林顿旋转。差异旋转的变化包括赤道扭转振荡--气旋性气流集中在活跃纬度，在活跃纬度的极地一侧流动较慢，而向赤道方向流动较快。在前一个循环的下降阶段，快速气流带开始于$\sim$ 45 $^\circ$纬度，并向赤道漂移，大约在循环最小值的时候终止于赤道。差异旋转的变化还包括在45 $^\circ$以上的极振荡，在周期最大值处旋转较快，在周期最小值处旋转较慢。第24周赤道变化强于第23周，而极移变化弱于第23周。纬向流的变化包括在周期上升和最大期间活动纬度的向极流的减慢和在周期下降和最小期间向极流的加速。活动纬度的减缓在第24个周期中不如第23个周期明显。极地反环流（向赤道流动）不时从两极向下延伸到$\sim$ 60 $^\circ$纬度（1996-2000年和2016-2022年在南方，2001-2011年和2017-2022年在北方）。这两种轴对称流的强度随深度而变化。旋转速率向内增加，而纬向流向内减弱。
2022-12-20 astro-ph.SR
Limb-Darkened Radiation-Driven Winds from Massive Stars
我们计算了大质量恒星辐射驱动风理论中边缘变暗的有限圆盘修正因子的影响。我们求解了旋转辐射驱动风的一维m-CAK流体动力学方程的所有三个已知解，即，fast、Ω-slow和δ-slow。我们发现，对于快速的解决方案，质量损失率增加了一个因素\sim 10%，而终极速度减少约10%，当与解决方案相比，使用一个有限的磁盘校正因子从一个均匀明亮的恒星。对于另外两种慢解，变化几乎可以忽略不计。虽然临边暗化对风动量-光度关系没有影响，但它会影响合成线廓线的计算和精确风参数的推导。
2012-07-25 astro-ph.SR
The Influence of Magnetic Complexity of Active Regions on Solar Wind Properties During Solar Cycles 23 and 24
本研究利用威尔逊山磁分类，分析1999-2020年活动区磁复杂性对太阳风性质的影响，发现复杂活动区更高效地产生太阳风，并具有更高磁场强度、电荷态、氦丰度及FIP偏差。
2025-10-10 astro-ph.SR
Investigating width distribution of slow and fast CMEs in solar cycles 23 and 24
日冕物质抛射（CME）是起源于太阳大气的高度动态事件，具有广泛的运动学特征，是空间天气的主要驱动因素。日冕物质抛射的角宽度是研究其运动学的一个重要参数。慢的和快的日冕物质抛射（根据它们与平均太阳风速度的相对速度）是否与它们抛射位置的不同过程有关，这一事实仍然是有争议的。因此，在这项研究中，我们研究它们的角宽度，以了解慢和快CME之间的差异。我们研究了慢、快日冕物质抛射的宽度分布，发现它们遵循不同的幂律分布，快、慢日冕物质抛射的幂律指数（$α$）分别为-1.1和-3.7。为了减少投影效应，我们进一步限制我们的分析，只有肢体事件，从手动目录，我们发现类似的结果。然后，我们将慢速和快速CME与它们的源区相关联，并将源分类为活动区（AR）和日珥爆发（PE）。我们发现，慢和快的CME来自AR和PE，也遵循不同的幂律在其宽度分布。这清楚地暗示了一种可能性，即不同来源的慢速和快速CME的宽度扩展可能涉及不同的机制，这些结果从空间天气的角度来看也是至关重要的，因为CME的宽度是这方面的一个重要因素。
2021-04-26 astro-ph.SR
Disk formation in oblate B[e] stars
我们调查的可能作用的线驱动的风在拱星包络中的B[e]星，主要的作用的$Ω$ -慢风的解决方案，其特点是一个较慢的终极速度和较高的质量损失率，与标准（m-CAK）风的解决方案。在这项工作中，我们假设两种情况：1）一个球对称的恒星和2）的情况下，考虑扁圆形状，只考虑扁圆校正因子。对于某些值的线力参数（根据以前的作品），我们得到在这两种情况下的赤道和极地密度之间的密度对比$\gtrsim10^{2}$，其特征在于一个快速的极地风和一个缓慢和密集的风时，获得的$Ω$ -慢风的解决方案。所有这些属性时，扁圆校正因子包括在我们的计算得到增强。
2016-10-13 astro-ph.SR
Ultraviolet Line Profiles of Slowly Rotating Massive Star Winds Using the "Analytic Dynamical Magnetosphere" Formalism
最近的大规模分光偏振测量已经确定，一个小的，但显着的大质量恒星主机的百分比稳定，表面偶极磁场的强度为千吉级。这些磁场将密集的、辐射驱动的恒星风引导到星周磁层，其密度和速度结构可以使用风敏感共振线的紫外光谱来探测。结合适当的磁层模型，紫外光谱提供了一个有价值的方式来研究风场的相互作用，并可以产生定量的估计的风参数的磁性大质量恒星。本文系统地研究了具有动态磁层的慢旋转大质量磁性恒星中紫外线共振线的形成。我们配对的解析动力学磁层（ADM）的形式主义与简化的辐射转移技术，以产生合成的紫外线轮廓。使用网格的模型，我们检查的磁层大小，线强度参数，和冷却参数的结构和调制的线轮廓的效果。我们发现，磁性大质量恒星独特地表现出红移吸收在大多数视角和磁层的大小，和显着的变化的形状和变化的线轮廓与不同的线强度可以解释通过检查中描述的ADM形式主义的个别风分量。最后，我们表明，冷却参数对线轮廓的影响可以忽略不计。
2021-06-25 astro-ph.SR
Quantifying the Anisotropy and Solar Cycle Dependence of "$1/f$" Solar Wind Fluctuations Observed by Ace
演变中的太阳风的功率谱显示了在较高频率的湍流波动的惯性范围和较低频率的“$1/f$“状区域之间的谱断裂的证据。在$\sim 1$ AU的黄道面上，这种破裂大约发生在几个小时的时间尺度上，并在速度和磁场分量的功率谱中观察到。“$1/f$“的能量范围比惯性范围更直接的日冕起源，并携带复杂的太阳日冕磁场结构的签名，并在太阳光球的脚点搅拌。为了量化的标度特性，我们使用通用的统计方法，如广义结构函数和PDF，专注于太阳周期的依赖性和各向异性的背景磁场。我们提出了结构函数分析的磁场和速度场的波动，使用一种新的技术来分解的波动方向平行和垂直于平均本地背景磁场。虽然磁场接近“$1/f$“，我们表明，速度场是“$1/f^α$“与$α\neq1$。对于速度，$α$的值在平行和垂直波动之间变化，并随太阳活动周期变化。$α$也随太阳风速度而变化。我们已经研究了快速、安静的太阳风中的PDF，有趣的是，虽然平行和垂直是不同的，但${\boldmath$ B $}$场和速度都显示出相同的垂直波动PDF，这接近于伽马或逆Gumbel。这些结果指出了日冕中不同的物理过程，以及它们映射到太阳风中的过程。得到的标度指数约束这些过程的模型。
2009-06-18 astro-ph.SR
