Simulation of Alfven wave propagation in magnetic chromosphere with radiative loss: effects of non-linear mode coupling on chromospheric heating
利用磁流体动力学（MHD）方法研究了阿尔芬波在磁色球层中的传播。我们使用1.5维膨胀通量管的几何设置和横向扰动在底部产生的阿尔芬波。与以前的研究相比，我们的扩展是，我们包括由Carlsson & Leenaarts（2012）引入的辐射损失项。我们发现，当一个基于观测的横波发生器的应用，在我们的模拟的时间平均辐射损失剖面的空间分布是一致的，在经典的大气模式。此外，日冕中的能流大于宁静区日冕加热所需的值。我们的研究表明，阿尔芬波驱动模型有可能解释色球加热和输送足够的能量到日冕的同时。
2020-03-12 astro-ph.SR
XMM-Newton X-ray Observations of LkCa 15: A T Tauri Star With a Formative Planetary System
金牛座T星LkCa 15的高分辨率地面图像揭示了多个被认为构成形成行星系统的同伴。候选的原行星轨道距离约15 - 20天文单位，在星周盘的尘埃耗尽的内部区域。由于它的年轻（1 - 4百万年），LkCa 15提供了一个测试行星形成模型的基准系统。我们在2009年的一次短的10 ks钱德拉观测中探测到LkCa 15作为一个明亮的X射线源。我们在这里报告了2014年从更深的37 ksXMM-牛顿观测中获得的新结果。新的数据提供了更好的采样在时域和提高灵敏度在低能量低于1千电子伏。与热发射模型的光谱拟合需要至少两个温度分量，kT_cool ~ 0.4 keV和kT_hot ~ 2.2 keV。kT_hot的值比Chandra推断的值小约2倍，表明热分量温度是可变的。最佳拟合的吸收柱密度与消光系数A_v = 1.3 - 1.7 mag. X射线本征光度L_x（0.2 - 10 keV）= 3e ~（30）ergs/s的结果符合得很好。对内盘和原行星的X射线加热率的估计对假设的盘气体表面密度很敏感，最近的ALMA观测估计在距离恒星1天文单位处Sigma_0（气体）~ 100 g/cm ^2。在这样的密度下，X射线加热主要局限于盘的上层，X射线穿过盘的中平面到达r ~ 15 - 20 AU的原行星是可以忽略的。
2017-03-20 astro-ph.SR
Radiative accretion shocks along nonuniform stellar magnetic fields in classical T Tauri stars
（略）AIMS。研究了激波后等离子体流沿非均匀恒星磁场在吸积柱碰撞区的动力学和稳定性。我们研究如何的磁场配置和强度确定的结构，几何形状和位置的冲击加热等离子体。方法.我们用二维轴对称磁流体动力学方法模拟了吸积流对CTTS色球层的影响。我们的模型考虑了重力、辐射冷却和磁场导向的热传导。结果冲击等离子体的结构、稳定性和位置强烈地依赖于磁场的结构和强度。对于弱磁场，B的大分量可能在吸积柱底部垂直于流发展，限制了冲击等离子体下沉到色球层。一个致密而寒冷的色球物质包层也可能在激波柱周围形成。对于强磁场，磁场结构决定了冲击波的位置和它的离地高度。如果磁场在色球层附近强烈地逐渐变细，则斜激波可能在恒星表面上方形成。一般来说，非均匀磁场使受冲击等离子体的发射测量与温度的分布低于均匀磁场的情况。结论.在流的冲击区域中的磁场的初始强度和配置预计会影响色球吸收，因此，在X射线波段中的冲击加热等离子体的可观测性。场强度和结构也影响冲击等离子体的能量平衡，其在T > 1 MK时的发射测量低于均匀场的预期。上述效应有助于低估在X射线波段导出的质量吸积率。
2013-09-19 astro-ph.SR
HST FUV C IV observations of the hot DG Tauri jet
原恒星喷流与吸积过程密切相关，并调节吸积星盘系统的角动量平衡。DG Tau喷流是研究得最好的原恒星喷流之一，在喷流最里面的50 AU内含有温度超过三个数量级的等离子体。我们首次利用哈勃空间望远镜（HST）的远紫外（FUV）长缝光谱空间分辨了喷流的CIV发射（T~ 1 e5 K），并准同步观测了光学禁戒发射谱线（[O I]，[N II]，[S II]和[O III]）和荧光H2谱线。CIV辐射在距离恒星42天文单位处达到峰值，沿喷流方向的半高宽为52天文单位。它的反投影速度约为200 km/s，随着远离驱动源而单调下降。此外，我们比较了我们的HST数据与X射线发射的DG头喷流。我们调查的要求来解释的数据，由一个最初的热射流相比，局部加热。这两种情况都表明T~ 1 e5 K喷流的质量损失约为1 e-9 Msun/年，即，在较低温度射流（T~ 1 e4 K）和较热X射线发射部分（T> 1 e6 K）的值之间。然而，一个简单的初始热风需要一个大的发射区域（~1 AU），因此我们倾向于局部加热。
2012-12-27 astro-ph.SR
Three-dimensional, Time-dependent MHD Simulation of Disk-Magnetosphere-Stellar Wind Interaction in a T Tauri, Protoplanetary System
本文通过三维含时MHD模拟T Tauri系统中原行星盘与恒星日冕的短期相互作用，发现自洽日冕加热和恒星风会将盘推至$10R_\star$以外，仅产生微弱零星吸积，并解释X射线光变与盘蒸发行为。
2023-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Surface magnetic fields on two accreting T Tauri stars: CV Cha and CR Cha
我们已经制作了CV Cha和CR Cha表面的亮度和磁场图：两颗活跃吸积的G型和K型T型金牛星在Chamaeleon I恒星形成云中，年龄为3-5百万年。我们的磁场图显示了强大的，复杂的多极场的证据，类似于年轻的快速旋转的主序星。亮度图显示了暗极帽和低纬度点的存在-这些亮度图与其他前主序星和快速旋转的主序星非常相似。到目前为止，只有另外两颗经典的金牛座T星被使用类似的技术研究过：V2129 Oph和BP Tau。CV Cha和CR Cha显示的磁场模式比完全对流的金牛T星BP Tau的磁场模式要复杂得多。我们讨论了这种差异的可能原因，并建议恒星的磁场的复杂性与对流区，与更复杂的领域被发现在金牛座T星的辐射核心（V2129 OPH，CV Cha和CR Cha）。然而，显然有必要对金牛座T恒星系统进行磁场研究，探索广泛的恒星参数，以确定它们如何影响磁场的产生，从而确定这些磁场如何影响金牛座T恒星系统在接近主序星时的演化。
2009-05-06 astro-ph.SR
Chandra Resolves the T Tauri Binary System RW Aur
RW Aur是一个多T型金牛座系统，由一个早K型主星（A）和一个K5伴星（B）组成，距离为1.4角秒。RW Aur A驱动双极光学射流，其光学特性良好。我们目前的一个敏感的钱德拉观测结果，其主要目标是寻找证据的软扩展X射线发射沿射流，已经看到了其他一些附近的金牛T星。钱德拉望远镜清楚地分辨出这对双星，并发现这两颗恒星都是X射线源。这两颗恒星的X射线光谱揭示了冷等离子体和热等离子体的证据。令人惊讶的是，质量较小的次级恒星的X射线光度至少是初级恒星的两倍，并且是可变的。这种差异是由于其X射线光度是在低端的经典金牛座T星类似的质量的基础上建立的相关性的范围内的主要。去卷积软带图像显示的证据轻微向外伸长的源结构的RW Aur A沿蓝移射流轴内的中央弧秒。此外，在距离恒星1.2 +- 0.2角秒的红移轴上，还存在一个微弱的X射线发射峰。从以前的光学研究中确定的非投影射流速度太低，无法将这种微弱的发射峰解释为激波加热的射流等离子体。因此，除非在红移喷流的流速被低估，其他机制，如磁喷流加热可能涉及。
2014-04-09 astro-ph.SR
Rotation Effects in Classical T Tauri Stars
在经典金牛T星（CTTS）的磁活动和质量吸积引起的表面温度的不均匀性导致旋转调制的光度和光谱参数的这些恒星。使用Grankin等人（2007）的扩展测光表，我们推导出了31个CTTS的亮度和颜色旋转调制的周期和振幅;其中6个的周期是首次揭示。测定了CTTS的自转轴倾角和赤道自转速度。我们发现，一些CTTS的亮度变化的已知周期不是轴向旋转周期，但在尘埃盘的内边界附近的开普勒周期。我们发现，金牛座-御夫座复合体中质量为0.3 - 3M_sun的CTTS的角速度在1 - 1000万年的年龄范围内保持恒定。辐射演化轨道上的CTTS比完全对流的CTTS旋转快。CTTS的比角动量依赖于Hα线的绝对光度。
2013-01-22 astro-ph.SR
X-ray impact on the protoplanetary disks around T Tauri stars
金牛座T星的X射线光度范围为L_X = 10^28-10^32 erg/s。这些光度与紫外线光度（L_UV 10^30-10^31 erg/s）相似，因此X射线预计会影响周围原行星盘上层的物理和化学。目的：本文研究了X射线对原行星盘化学结构和流体静力学结构的影响和重要性，确定了X射线辐照的种类示踪（L_X >= 10^29 erg/s），并提供了[OI]、[CII]和[NII]精细结构线通量的预测。方法：将X射线物理学和化学学的相关知识嵌入到ProDiMo化学物理磁盘程序中。我们包括库仑加热和H2电离作为加热过程和初级和次级电离由于在化学中的X射线。结果：X射线加热气体，使其在光学薄的表面层中膨胀。中性分子物种的丰度和空间分布没有太大的影响，但带电的物种，如N+，OH+，H2O+和H3 O+显示在磁盘表面的丰度增强。结论：X射线的库仑加热改变了圆盘的垂直结构，在50 AU的距离内产生约8000 K的温度。磁盘表面气体中的高电子丰度改变了化学结构，导致有效的离子-分子化学。其产物OH+、H2O+和H3 O+对赫歇尔空间天文台观测低质量年轻恒星天体具有重要意义。[OI]（在63和145 mic）和[CII]（在158 mic）精细结构发射仅在LX> 10^30 erg/s时受到影响。
2010-11-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chromospheric Heating by Acoustic Waves Compared to Radiative Cooling: II -- Revised Grid of Models
声波和磁声波被认为是色球加热的可能因素。我们提出了一个比较的沉积声能量通量与总的综合辐射损失的中间色球的宁静太阳和弱的plage。比较是基于一组一致的高分辨率观测获得的IBIS仪器在Ca II 854.2 nm线。沉积的声通量能量来自于线芯中观察到的多普勒速度和一组1737非LTE 1D流体静力学半经验模型，该模型还提供了辐射损失。通过缩放五个初始模型VAL B-F的温度和柱质量来获得模型，以获得合成的最佳拟合以观察到的轮廓。我们发现，沉积在安静的太阳色球层的声通量能量平衡30- 50%的辐射释放的能量。在谱斑中，在具有垂直磁场的位置，它的贡献为50- 60%，在磁场与太阳表面法线倾斜超过50度的区域，它的贡献为70- 90%。
2020-01-10 astro-ph.SR
The First 3D Coronal Loop Model Heated by MHD Waves against Radiative Losses
为了解决长期存在的日冕加热问题，半个世纪前就有人提出日冕环可以被波加热。尽管不断积累的观测证据表明日冕波的可能重要性，仍然没有3D MHD模拟存在，显示显着加热的MHD波。在这里，我们报告的第一个三维日冕环模型加热等离子体对辐射冷却。冠状环在足点处由横向振荡驱动，随后诱导的开尔文-亥姆霍兹不稳定性使环横截面变形并产生小尺度结构。波能被转移到较小的尺度，在那里它被耗散，克服了辐射引起的内部内能损失。这些结果为解决日冕加热问题开辟了新的途径。
2021-02-25 astro-ph.SR
Chromospheric heating by acoustic waves compared to radiative cooling
声波和磁声波是加热太阳大气上层的可能机制之一。2008年10月15日，邓恩太阳望远镜上的干涉双维分光仪（IBIS）在大太阳孔NOAA 11005附近观测到一个微弱的色球谱斑，谱线为Fe I 617.3 nm和Ca II 853.2 nm。分析Ca II观测的空间和时间分辨率为0.4”和52秒，声波沉积的能量与辐射损失释放的能量进行了比较。沉积的声通量估计从功率谱的多普勒振荡测量的钙II线核心。辐射损失的计算使用一个网格的七个一维流体静力学半经验模型大气。比较结果表明，辐射损失图和声通量图的空间相关性为72%。在宁静色球层中，声能通量对辐射损失的贡献很小，仅为15%左右。在光球磁场强度在300 G和1300 G之间、倾角为20-60度的活动区，贡献从23%（色球网）增加到54%（斑）。然而，这些值必须被认为是下限，它可能是主要的贡献者加热的明亮的色球网络和plages的声能通量。
2016-05-16 astro-ph.SR
Revisiting the Spectral Features of Ellerman Bombs and UV Bursts. I. Radiative Hydrodynamic Simulations
埃勒曼炸弹（EB）和紫外线爆发都是发生在活跃区域的小规模太阳活动。它们现在被认为是在低层大气的不同高度形成的。在本文中，我们使用一维辐射流体动力学模拟来计算响应于不同大气层加热的各种线轮廓。我们确认，加热上层光球的低色球层可以产生典型的EB的光谱特征，而加热中上部色球层可以产生典型的紫外线爆发的光谱特征。EB中H $α$线翼的强度演化呈现上升-平台模式，而UV爆发中Si IV 1403线心的强度演化呈现上升-下降模式。然而，1400 ° C附近的EB的FUV连续增强的预测很少报道，需要进一步的观测来检验它。在大气中有两个加热源或一个扩展的加热源，EB和UV爆发的功能可以同时再现。
2021-08-05 astro-ph.SR
Spatio-temporal analysis of chromospheric heating in a plage region
我们的知识加热机制，在色球层的plage地区的工作仍然是高度不受约束的观测研究。我们的研究的目的是估计色球加热条款从一个plage数据集，其时空分布特征和设置的加热过程中的工作约束。我们利用NLTE反演推断模型的光球和色球层的一个plage数据集获得的瑞典1米太阳望远镜。我们使用这个模型大气计算的色球辐射损失H i，Ca ii和Mg ii原子。我们近似的色球加热项由反演模型预测的净辐射损失。为了使时间序列的分析在一个大的视野计算上易于处理，我们利用神经网络。在低色球层，来自Ca ii线的贡献占主导地位，位于光球脚点周围。在上层色球层，H i的贡献占主导地位.在上层色球层的辐射损失形成一个均匀的补丁，覆盖的plage区域。净辐射损失可分为平均振幅为ampQ = 7.6 kW m^{-2}的周期性分量和平均值为-26.1 kW m^{-2}的静态（或非常缓慢演变）分量。我们的解释是，在较低的色球层，辐射损失跟踪尖锐的下边缘的热磁冠，那里的电流预计是大的。在色球上层，磁场和净辐射损耗的分布都是充满空间的，而周期分量的振幅最大。我们的研究结果表明，声波加热可能是负责三分之一的能量沉积在上层色球层，而其他加热机制必须负责的休息。
2022-03-30 astro-ph.SR
Using Multiwavelength Variability to Explore the Connection between X-ray Emission, the Far-Ultraviolet H2 Bump, and Accretion in T Tauri Stars
金牛座T星（TTS）的高能辐射场应该会影响周围的拱星盘，对盘的运输和加热有影响。然而，高能场对圆盘影响的观测证据很少。在这里，我们调查之间的联系X射线发射和最里面的气体盘利用TTS的可变性。我们获得了多个时期的协调数据（采取同时或在几个小时内）的吸积TTS与哈勃太空望远镜，尼尔Gehrels斯威夫特天文台和钱德拉X射线天文台。我们测量了1600 A的远紫外（FUV）H2隆起特征，它跟踪恒星<1 AU的气体;近紫外（NUV）发射，从中我们提取吸积光度;以及X射线光度。我们没有发现FUV H2碰撞和X射线亮度之间的相关性。因此，在最内层的圆盘中，X射线电离效应的可观测示踪物仍然难以捉摸。我们报告的FUV H2凸点和吸积光度之间的相关性，将此功能的磁盘表面密度。我们还看到了X射线光度和吸积柱密度之间的相关性，这意味着耀斑活动可能会影响吸积。这些结果强调协调多波长的工作，了解TTS的重要性。
2019-04-10 astro-ph.SR
A New Mechanism for Chondrule Formation: Radiative Heating by Hot Planetesimals
我们认为，陨石球粒是由辐射加热预先存在的尘埃团在近距离飞越的星子与白炽熔岩在他们的表面。我们表明，所需的温度和冷却速率很容易实现在这种情况下，并讨论它是如何与大部分方面的南极陨石，包括互补性和混合的FeO贫和FeO富球粒。
2015-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effect of Thermal Conductivity, Compressive Viscosity and Radiative Cooling on the Phase Shift of Propagating Slow Waves with and without Heating-Cooling Imbalance
我们研究了日冕环中传播慢波的相移，并引入了热导率、压缩粘性、辐射损失和加热-冷却不平衡的影响。我们推导出一个一般的色散关系，并解决它来确定相对于速度和它们的依赖平衡参数（$ρ_0$，$T_0$）的密度和温度扰动的相移。我们估计了密度和温度扰动之间的相位差（$Δϕ$）及其对$ρ_0$和$T_0$的依赖性。发现粘度对相移的影响可以忽略不计。辐射损失的作用，随着h/c的不平衡，选择特定的加热功能（$H(ρ, T) \propto ρ^{-0.5} T^{-3}$）在确定相移，被发现是显着的高密度和低温回路。与恒定加热情况（$Δϕ\approx 30^\circ$）相比，h/c不平衡可增加低温回路的相位差（$Δϕ\approx 140^\circ$）。我们推导出多变指数的一般表达式。我们发现，在热传导单独存在下，多变指数仍然接近其经典值为所有考虑的$ρ_0$和$T_0$。然而，当环密度与其正常冠状值相比降低一个数量级时，它降低到值$1.2$。我们发现，包括辐射损失，有或没有h/c的不平衡，不能解释所观察到的多变指数。热比（$d$）需要提高一个数量级，以解释其在太阳环中的观测值$1.1 \pm 0.02$。我们还探讨了不同的加热功能的典型日冕参数的作用，并发现，虽然多变指数保持接近其经典值，相位差是高度依赖于加热功能的形式（摘要是为arxiv重组）。
2021-06-30 astro-ph.SR
Vertical Structure of Magnetized Accretion Disks around Young Stars
我们模型的磁化吸积盘的垂直结构受到粘性和电阻加热，和辐射的中心恒星。我们应用我们的形式主义的磁化吸积盘的径向结构，由极向磁场牵引过程中的恒星形成的舒和同事开发。我们认为磁盘周围的低质量原恒星，金牛座T，和FU猎户座恒星。我们考虑两个级别的磁盘磁化，$λ_{sys} = 4$（强磁化磁盘），和$λ_{sys} = 12$（弱磁化磁盘）。强磁化圆盘的自转速率与开普勒自转有很大的偏差。在这些模型中，电阻加热占主导地位的FU Ori磁盘的热结构。金牛座T的盘非常薄和冷，因为它被磁压强烈压缩;与观测相比，它可能太薄了。相反，在弱磁化的磁盘，旋转速度接近开普勒，和电阻加热总是小于粘性加热的7%。在这些模型中，金牛座T盘具有更大的长宽比，与从观测中推断的一致。所有的磁盘具有空间上扩展的热气氛中的辐射通量被吸收，虽然大部分的质量（$\sim 90-95$ \%）是在磁盘中平面。随着ALMA的出现，人们期望直接测量磁盘尺度的磁场及其形态。这样就有可能确定年轻恒星周围磁化吸积盘的质量-通量比，这是其结构和演化的一个基本参数。我们的模型有助于理解这些磁盘的垂直结构和排放。
2015-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray deficiency on strong accreting T Tauri stars - Comparing Orion with Taurus
根据金牛座T型恒星是否吸积来自其周星盘的物质，可以发现不同的X射线发射特性。吸积冲击产生等离子体的冷却加热，有助于从恒星发射软X射线。利用钱德拉猎户座超深计划的X射线数据和哈勃空间望远镜/WFPC 2在猎户座星云团的光度测量获得的吸积率，我们研究了该区域金牛座T源相干样品的吸积过程与X射线发射之间的关系。我们进行了回归和相关分析，我们的样本金牛座T星之间的X射线参数，恒星性质，吸积测量。我们发现，一个明确的反相关性之间存在的剩余X射线光度和吸积率在我们的样品在猎户座，这是一致的，发现在XMM-牛顿扩展调查金牛座分子云（XEST）的研究。我们提供了一个猎户座星云团（ONC）金牛座T星样本的X射线光度（从距离校正）和吸积测量的目录。虽然猎户座和金牛座显示出强烈的差异，在他们的属性（总气体和尘埃质量，恒星密度，强辐射的大质量恒星），我们发现，一个类似的关系之间的残留X射线发射和吸积率是存在于金牛座分子云和在吸积样本猎户座星云星团。数据的分布表明吸积速率和X射线光度的依赖性，而不是恒星质量，但猎户座和金牛座之间的相似性暗示了环境不是其中之一。金牛座T星的剩余X射线光度和质量吸积率之间的反相关性是金牛座T星所固有的，与它们的出生地和环境无关，也是早期恒星演化所固有的。
2015-12-30 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Fields in Transient Seismic Emission Driven by Atmospheric Heating in Flares
耀斑中的瞬态地震辐射的物理学在很大程度上仍然是个谜。它的发现者提出，这些“日震”是由耀斑色球层的“厚目标加热”驱动的冲击的特征。H-α观测显示了这种冲击的证据。然而，对脉冲色球加热驱动的冲击的模拟显示，随着冲击的向下进行，辐射损失逐渐减少。受冲击气体的压缩加热并增加其密度，使其更具辐射性。因此，辐射损失随着冲击的强度急剧增加。这引起了怀疑，从这样的冲击足够的能量可以渗透到太阳内部，以匹配所显示的日震签名。我们指出，由脉冲加热驱动的声学瞬变的模拟没有考虑瞬态震源环境的磁场特性。这对传导到太阳内部的地震通量一定有重大影响。例如，一个强的水平磁场会大大增加色球介质的压缩模量。这大大减少了气体的压缩，从而减少了瞬变通过时的辐射损失，这可以解释震源与强的、高度倾斜的半影磁场区域的强烈亲和力。因此，倾斜磁场的作用对于我们理解脉冲加热在瞬态地震辐射中的作用至关重要。
2013-03-13 astro-ph.SR
Multidimensional models of hydrogen and helium emission line profiles for classical T Tauri Stars: method, tests and examples
本文提出了经典金牛T星（CTTS）吸积流和流出流中形成的氢和氦谱线轮廓的多维非LTE辐射转移模型。在Sobolev近似假设下，用辐射转移程序TORUS进行了统计平衡计算，改进后的计算包括了He I和He II的能级。这使我们能够探测CTTS的内部风的物理条件，同时模拟强大的风诊断线He I（10830）和吸积诊断线，如Pa-β，Br-γ和He I（5876）。该代码已在1和2-D的问题进行了测试，我们已经表明，结果与既定的代码。我们将该模型应用于CTTS的复杂流动几何形状。模型剖面的例子是使用（1）磁层吸积和盘风，以及（2）磁层吸积和恒星风的组合计算的。在这两种情况下，该模型产生的线轮廓是定性类似的观察中发现的。我们的模型是一致的情况下，窄蓝移的吸收分量的He I（10830）的观察是由盘风引起的，和更广泛的蓝移吸收分量（P-Cygni配置文件）是由双极恒星风。然而，我们对风和磁层对于“排放”部分的相对重要性没有很强的限制。我们的初步计算表明，根据氢线的强度，盘风、恒星风和磁层的温度不会比~ 10，000 K高得多。在这些低温下，我们发现高能光子（如X射线）的光电离是产生He I（10830）发射和产生蓝移吸收成分所必需的。
2011-06-09 astro-ph.SR
IRIS observations of chromospheric heating by acoustic waves in solar quiet and active regions
目的：为了研究声波和磁声波对太阳色球磁区和磁区的加热，将来自强色球线观测的沉积声能通量与总积分辐射损失进行比较。方法：用界面区成像光谱仪（IRIS）在Mg Ⅱ的K线和H线上观测了23个静日区和弱斑区。沉积的声能通量来自多普勒速度观测在两个不同的几何高度对应的中间和上部色球。一组缩放的非局部热力学平衡一维流体静力学半经验模型（通过拟合合成观测线轮廓获得）被施加到计算辐射损失。用小波分析方法研究了观测波的特征。结果：观察到的波以超声速向上传播。在安静的色球层中，沉积的声通量足以平衡辐射损失，并保持所研究的层中的半经验温度。在色球活动区，声能通量对辐射损失的贡献仅为10 - 30%。结论：声波和磁声波在色球加热中起着重要的作用，它们的能量主要集中在色球层。声波补偿了安静区域中色球辐射损失的很大一部分。在活跃区，它们的贡献太小，无法平衡辐射损失，色球层必须通过其他机制加热。
2021-02-17 astro-ph.SR
Periodic Coronal Rain Driven by Self-consistent Heating Process in a Radiative Magnetohydrodynamic Simulation
本文利用MURaM代码开展三维辐射磁流体动力学模拟，首次在活动区中自洽再现周期性日冕雨及强度脉动，揭示其源于热非平衡下的循环能量演化，并刻画了复杂时空分布的日冕加热率，为理解日冕加热过程提供了新模板。
2024-08-30 astro-ph.SR
Interpretation of the Veiling of the Photospheric Spectrum for T Tauri Stars in Terms of an Accretion Model
金牛座T星的大气层被吸积激波辐射加热的问题已经解决。在LTE近似下计算了新出现的所谓热点的结构和辐射谱。在计算点谱时，首次考虑了连续谱和谱线的发射。与观测结果的比较表明，这些谱线中最强的谱线表现为氦和金属发射谱线的窄分量，而较弱的谱线则显著降低了光球层吸收谱线的深度，尽管到目前为止，这种效应一直被认为是由于发射连续谱。即使在一个狭窄的光谱范围内，不同光球层线的深度也会被线的遮蔽改变到一个非常不同的程度。因此，非单调的波长依赖性的程度面纱r发现一些CTTS不建议一个非平凡的频谱能量分布的面纱连续。一般来说，只有通过提供一组光球线来确定遮蔽度r，才有意义。我们表明，考虑到的贡献线的光球光谱的面纱可以导致现有的估计到金牛座T星的吸积率降低了几倍，这也是真实的恒星相对较弱的面纱光谱。忽略线对面纱的贡献也会导致在确定有效温度、星际消光、径向速度和vsin（i）时产生明显的误差。
2012-09-09 astro-ph.SR
Self-consistent 3D radiative MHD simulations of coronal rain formation and evolution
日冕雨由冷而稠密的等离子体凝结组成，这些凝结是由于热不稳定性而在日冕环中形成的。以前对热不稳定性和日冕雨形成的数值模拟依赖于人为地在能量方程中加入日冕加热项。为了再现日冕的大尺度特征，需要使用更真实的日冕加热公式。我们分析了日冕雨的形成和演变的三维辐射磁流体动力学模拟跨越对流区的电晕，这是自洽加热的磁场编织作为对流运动的结果。我们调查的时空演变的能量耗散沿日冕环成为热不稳定。模型中的欧姆耗散导致加热事件能够诱导足够的色球蒸发到环路中，以触发热不稳定性和凝结形成。热不稳定等离子体的冷却发生在与各个脉冲加热事件的持续时间相当的时间尺度上。脉冲加热有足够的持续时间来触发环中的热不稳定性，但不会持续足够长的时间来导致日冕雨极限循环。我们表明，凝聚可以生存和落入色球层或被破坏的强烈的焦耳加热与磁重联事件。此外，我们还发现沿开放的磁场线也可以形成凝聚。
2020-05-07 astro-ph.SR
The Surface Magnetic Activity of the Weak-Line T Tauri Stars TWA 9A and V1095 Sco
我们提出了一个详细的分析的高分辨率光谱偏振观测的弱线金牛座T星（wTTSs）TWA 9A和V1095 Sco的一部分，更广泛的调查的磁性和活动的弱线金牛座T星，称为MaTYSSE（年轻恒星的磁性拓扑结构和生存的近在巨型系外行星）。我们的目标有相似的质量，但不同的年龄，跨越太阳质量恒星辐射核心形成的阶段。我们使用的强度线轮廓重建两颗星的表面亮度图。TWA 9A和V1095 Sco的重建亮度图用于建模和减去活动诱导抖动，将TWA 9A径向速度测量值的RMS降低$\sim$ 7倍，将V1095 Sco径向速度测量值的RMS降低$\sim$ 3倍。我们检测到显着的圆偏振的两颗星，但只有获得高品质的圆偏振时间序列TWA 9A。我们重建的大规模磁场分布TWA 9A表明一个强大的，非轴对称的领域。我们还分析了这两颗恒星的色球活动，通过调查他们的H $α$发射，发现过量的蓝色向发射的V1095斯科的大多数观测，对称，双峰发射TWA 9A，在一个时代的增强发射可能表明一个耀斑事件。
2018-07-20 astro-ph.SR
Modelling solar low-lying cool loops with optically thick radiative losses
我们研究了由于小而冷的磁环（高度$\lesssim8$ ~Mm，$T\lesssim10^5$ ~K）导致的DEM（差分发射测量）向色球层的增加。在以前的论文中，我们分析了这些循环的存在和稳定性的条件，通过流体动力学模拟，侧重于它们的依赖于所使用的光学薄辐射损失函数的细节。在本文中，我们扩展这些流体动力学模拟，以验证这类环路是否存在，它是稳定的，当使用光学厚辐射损失函数。我们研究了两种情况：恒定的背景加热和加热取决于密度。还计算了这些回路对过渡区EUV输出的贡献。我们发现，稳定的，准静态的冷却回路可以通过使用光学厚的辐射损失函数和背景加热依赖于密度。然而，这些环路的DEM无法再现$4.6<\log T<4.8$之间温度的观测DEM。我们还显示了通过考虑恒定的加热速率得到的动态回路的瞬态阶段，并发现其平均DEM，解释为一组不断发展的动态回路，再现相当好的所观察到的DEM。
2015-08-24 astro-ph.SR
Magnetic fields of intermediate mass T Tauri stars
目标。在本文中，我们的目标是测量的表面磁场的强度为五个中等质量的金牛座T星和一个低质量的金牛座T星从晚F到中K光谱类型的样本。虽然磁场的金牛座T星在低质量范围内已被广泛的特点，我们的工作补充了以前的研究对中间质量范围，这种互补的研究是关键，以评估如何磁场演变过程中的对流辐射的核心。方法.研究了用CRIRES高分辨近红外光谱仪测得的H波段磁敏谱线的塞曼展宽。这些数据是使用磁谱合成和模型大气模拟的。对非磁性线加宽机制的额外约束从K波段中的分子线或光波长区域中的原子线的建模中获得。结果我们检测和测量的平均表面磁场的五个恒星在我们的样本：CHXR 28，COUP 107，V2062 Oph，V1149斯科，和Par 2441。从最灵敏的磁诊断线推断的磁场强度范围为0.8至1.8 kG。我们还根据替代诊断估计COUP 107的磁场强度为1.9 kG。YLW 19上的磁场是我们样本中最弱的，仅能勉强检测到，强度为0.8 kG。结论.我们填充一个未知的区域的前主序HR图与平均磁场测量从高分辨率近红外光谱。我们的中等质量金牛座T星样本一般表现出较弱的磁场比他们的低质量同行。我们的测量结果将与其他光谱偏振研究的中间质量和较低质量的金牛座T星提供输入到主序恒星演化模型相结合。
2017-11-14 astro-ph.SR
Magnetospheric Accretions and the Inner Winds of Classical T Tauri Stars
最近的分光偏振观测表明，年轻的低质量恒星，如经典的金牛T星（CTTS）具有相对较强的（~kG）磁场。这支持了这样一种情况，即恒星表面的最终吸积通过磁层进行，风是在磁流体动力学（MHD）过程中形成的。我们研究了最近的数值模拟磁层吸积通过一个倾斜的偶极子和一个复杂的磁场。一个稳定的吸积制度，其中吸积发生在有序的漏斗流，和一个不稳定的制度，其中气体穿透磁层在几个不稳定的流由于磁瑞利-泰勒不稳定性之间的差异将被讨论。我们描述了如何MHD模拟结果可以用于单独的辐射转移（RT）模型来预测可观察到的分位数，如线剖面和光变曲线。吸积流和流出预测的MHD模拟（通过RT模型）的可扩展性可以测试对观测。我们还讨论了CTTS最里面部分产生的外流/风的问题。首先，我们讨论了简单盘风和星风模型中的谱线形成。然后，我们讨论了形成的圆锥形磁驱动流出，所产生的磁盘磁层边界时，磁层被压缩成X型配置。
2013-10-05 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
3D Radiative MHD Modeling of Particle Beam Heating of the Solar Atmosphere
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探讨了粒子束加热在白光闪焰中能量沉积的作用，揭示了大气结构对连续亮化的影响。
2026-09-15 astro-ph.SR
Variations of the 10 um Silicate Features in the Actively Accreting T Tauri Stars: DG Tau and XZ Tau
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们观测到附近金牛座-御夫座恒星形成区中11颗活跃吸积的金牛座T星的多个时期。在第2和第3周期的1.5年中，共收集了88个低分辨率中红外光谱。这个多时期的调查结果表明，10微米的硅酸盐复杂的光谱中的两个源- DG Tau和XZ Tau -经历了显着的变化与硅酸盐的功能越来越弱和强，超过一个月和一年的时间尺度。较短的时间尺度变化的一天到一周的时间尺度内没有检测到测量通量的错误。该数据集的时间分辨率覆盖范围不足以确定变化是否是周期性的。纯发射组成模型的硅酸盐复合物在每个时代的DG头和XZ头光谱提供不良的拟合所观察到的硅酸盐功能。这些结果与以前的小组，试图只适合这些来源的单历元观测结果。简单的两个温度，两个板坯模型具有相似的成分成功地再现了所观察到的硅酸盐特征的变化。这些模型暗示了硅酸盐复合物减少的自吸收起源，而不是排放尘埃颗粒的人口组成变化。我们讨论了几种情况下产生这种变化，包括磁盘阴影，垂直混合，磁盘加热的变化，和磁盘风事件与吸积爆发。
2009-10-19 astro-ph.SR
X-ray Photoevaporation-starved T Tauri Accretion
观测到吸积的金牛座T星的X射线光度系统地低于非吸积星。对于这种效应，目前还没有被广泛接受的物理解释，尽管有人认为吸积在某种程度上抑制、干扰或掩盖了日冕X射线的活动。在这里，我们认为，相反的情况可能是：日冕X射线调制吸积流。我们重新研究了猎户座星云团中金牛座T星的X射线光度，发现不仅吸积恒星系统地变暗，而且质量吸积速率和恒星X射线光度之间存在相关性。我们使用Ercolano等人的X射线加热吸积盘模型来表明，原行星盘光蒸发质量损失率强烈依赖于恒星的X射线光度和足够高的吸积率竞争。X射线磁盘加热似乎提供了一个可行的机制，用于调制气体吸积流，并可能至少部分负责所观察到的吸积率和金牛座T星的X射线光度之间的相关性。
2009-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: Coronal Heating and Dynamics in an Emerging Active Region
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文学和天体物理学教育部重点实验室）
本文提出利用MURaM代码的数据驱动分支，模拟活动区域11640四天的演化，重现了远程观测中的日冕极紫外发射特征。通过结合理想化零β模型和辐射MHD模型，揭示了日冕加热和等离子体性质的三维细结构及MHD波动态。
2026-05-13 astro-ph.SR
The magnetic obliquity of accreting T Tauri stars
经典金牛T星（CTTS）通过磁层从它们的圆盘中吸积物质。吸积流的几何形状强烈地依赖于磁性，即，旋转轴和磁轴之间的角度。我们的目标是在10个CTTS的样品中推导出磁性的分布。为此，我们监测了这些恒星光谱中HeI $λ$ 5876线沿其自转周期的径向速度变化。HeI产生于吸积激波中，靠近磁极。当磁轴和自转轴不对齐时，这条线的径向速度会受到恒星自转的调制。调制幅度与恒星的投影旋转速度$v\sin i$和热点的纬度有关。通过从我们的谱中导出$v\sin i$和HeI $λ$ 5876径向速度曲线，我们从而获得了磁密度的估计。我们发现在我们的样品中平均结晶度为11.4 $^{\circ}$，均方根色散为5.4 $^{\circ}$。因此磁轴看起来与这些吸积的金牛座T星的旋转轴几乎一致，但并不完全一致，这与光谱偏振法的研究有些不一致，光谱偏振法发现了几个CTTS的显著不一致（$\gtrsim 20^{\circ}$）。这可能只是低数量统计的影响，也可能是由于我们样本的选择偏差。我们讨论了我们的样本可能受到的可能的偏见。我们还发现初步的证据表明，磁密度可能会有所不同，根据恒星内部，可能有一个显着的差异完全对流和部分辐射的恒星。
2020-07-13 astro-ph.SR
Accretion dynamics in the classical T Tauri star V2129 Oph
我们分析了经典金牛座T星V2129 Oph在几个旋转周期的光度和光谱变化，以测试磁层吸积模型的动力学预测。光球谱线的光度变化和径向速度变化可以用冷斑的旋转调制来解释，而He I（5876）谱线的径向速度变化和面纱变化则是由热点的旋转调制引起的。热点和冷点位于高纬度，相位大致相同，但热点预计位于色球层，而冷点位于光球层。使用偶极+八极磁场配置以前提出的文献中的系统，我们计算的三维MHD模拟的星盘系统的磁层。我们使用模拟的密度，速度和缩放的温度结构作为输入到一个辐射转移代码，从该代码中，我们计算在所有旋转阶段的理论线轮廓。理论轮廓往往比观测的窄，但理论轮廓很好地再现了Hα和Hβ发射线的定性行为和观测到的旋转调制。在V2129 Oph观测到的光谱和光度变化支持复杂的磁层吸积模型与非轴对称，多极场的一般预测。
2012-03-28 astro-ph.SR
Observational study of chromospheric heating by acoustic waves
目的。为了研究声波和磁声波在加热太阳色球层中的作用，通过比较沉积的声能通量与总的综合辐射损失来分析强色球线中的观测结果。方法. 2019年10月3日，在1.6米古德太阳望远镜（GST）上使用快速成像太阳光谱仪（FISS）在Ca II 854.2 nm和H-α谱线中观察到了安静太阳和弱斑区，并在2018年12月11日和2019年6月6日使用连接到真空塔望远镜（VTT）的阶梯光栅光谱仪在H-α和H-β谱线中观察到了安静太阳和弱斑区。沉积的声能通量的频率高达20兆赫来自线中心和机翼中观察到的多普勒速度。辐射损失计算的一组缩放的非LTE一维流体静力学半经验模型，通过拟合合成观察到的线轮廓。结果在中色球层（h = 1000-1400 km），静日区沉积的声能通量可以完全平衡辐射损失。在上色球层（h > 1400 km），沉积的声通量与平静区和谱区的辐射损失相比很小。决定沉积声通量量的关键参数是给定高度处的气体密度。结论.声能流有效地沉积在色球层中部，那里的气体密度足够高。大约90%的安静太阳区域的可用声能通量沉积在这些层中，因此它是中色球层辐射损失的主要贡献者。在上层色球层，沉积的声通量太低，因此其他加热机制必须起作用来平衡辐射冷却。
2020-08-06 astro-ph.SR
Synthetic Light Curves of Accretion Variability in T Tauri Stars
吸积、低质量、主序前恒星（即，经典金牛座T星（CTTS）揭示了不同类别的变化。其中几种分类与$\dot{M}$的变化有关。为了测试吸积的变化条件如何导致不同的光变曲线形态，我们使用一维流体动力学模拟沿磁场线的吸积加上辐射转移模型和旋转的简单处理，以产生合成光变曲线。我们采用了以前开发的指标，以分类观察，以促进观察和我们的模型之间的比较。我们发现，恒星质量，磁场几何形状，共转半径，倾角和湍流都发挥作用，在生产所观察到的光变曲线，没有一个参数是完全占主导地位的控制所观察到的变化。虽然光变曲线的周期性行为受倾角的影响最大，但它也是磁场几何形状和内部盘湍流的函数。具有纯偶极场、强排列八极分量或内部盘中的高湍流的物体都倾向于显示吸积爆发。具有反对齐的八极分量或对齐的、较弱的八极分量的物体往往会显示出光变曲线，但爆发略少。我们没有发现明显的单调趋势恒星质量和经验分类。这项工作为更详细地描述经过充分研究的目标奠定了基础，因为通过凌日系外行星调查卫星（TESS）等任务可以获得更多CTTS的光变曲线。
2021-01-12 astro-ph.SR
The Magnetic Topology of the Weak-Lined T Tauri Star V410 - A Simultaneous Temperature and Magnetic Field Inversion
我们提出了一个详细的温度和磁场调查的金牛座T星V410头通过同步多普勒和塞曼多普勒成像。此外，我们提出了一种新的基于奇异值分解（SVD）的线轮廓重建方法来提取弱极化线轮廓。线轮廓重建的关键特征之一是SVD线轮廓可在我们的塞曼-多普勒成像代码iMap中进行辐射转移建模。该代码还利用了一个新的迭代正则化方案，这是独立的任何额外的表面约束。为了提供更多的稳定性，我们的反演策略的一个重要组成部分是反演斯托克斯I和斯托克斯V轮廓，同时重建温度和磁场表面分布的V410头。一个新的图像剪切分析也实现了允许搜索的图像和线轮廓失真引起的差分旋转的明星。我们获得的V410 Tau的磁场结构与表面温度表现出良好的空间相关性，并且由冷极斑内的强磁场主导。塞曼-多普勒地图展示了一个大规模组织的两极周围的极帽的形式扭曲的双极结构。磁场在极地区域内达到几乎2 kG的值，但在低纬度地区也存在较小的磁场。明显的非轴对称场结构和未检测到V410 Tau的差分旋转支持了一个潜在的$α^2$型发电机的想法，这是预测弱线金牛T星。
2012-11-12 astro-ph.SR
Predicting the time variation of radio emission from MHD simulations of a flaring T-Tauri star
我们使用三维理想磁流体动力学模拟结合回旋同步辐射和辐射转移模型，模拟了金牛座T星盘吸积事件中随时间变化的射电辐射。我们预测的第一次，多频（1 $-$ 1000 GHz）的强度和圆偏振从一个闪耀的T-金牛星。一个通量管，连接着恒星和它的拱星盘，充满了非热电子的分布，这些电子在盘中的加热事件后可以指数衰减，系统可以进化。电子的能量分布，以及非热幂律指数和损失率，是不同的，看看它们对总通量的影响。光谱是从不同的视线产生的，给出了通量管和磁盘的不同视图。峰值通量通常发生在20 $-$ 30 GHz附近，射电光度与金牛T星的观测结果一致。对于所有的模拟，峰值通量被发现减少，并移动到较低的频率随着时间的推移。与频率有关的圆偏振可以达到10 $-$ 30 $\%$，但具有随着耀斑的发展而发展的复杂结构。我们的模型表明，观测光谱的演变及其偏振可以提供重要的约束的物理性质的耀斑环境和相关的吸积事件。
2020-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
On chromospheric heating during flux emergence in the solar atmosphere
上下文太阳色球层的辐射损失从宁静太阳的4 kW~m $^{-2}$到活动区的20 kW~m $^{-2}$不等。将非热能输送到色球层并将其储存在色球层中的机制仍然不清楚。目标。我们的目标是调查的大气结构和加热的太阳色球在新兴的通量区。方法.我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CHROMIS和CRISP仪器在Ca II K、Ca II 854.2 nm、H $α$和Fe I 630.1 nm和630.2 nm谱线上进行的观测。我们分析了各种线的配置文件，并进行多线，多物种，非本地热力学平衡（非LTE）反演，以估计色球结构的空间和时间变化。结果我们调查的光谱特征的钙II K有助于频率积分钙II K亮度，我们用它作为示踪剂的色球辐射损失。大多数的辐射损失与本地化的高钙II K-亮度事件无关，而是与一个更温和的，空间上扩展的，持久的加热。频率积分钙II K亮度与钙II 854.2 nm线中的总线性偏振强烈相关，而钙II K剖面形状表明，大部分辐射损失发生在较低的色球层。非LTE反演表明，从加热集中在光球磁元素低于$\log{τ_{500}} =-3$到一个更充满空间和时间持续加热以上$\log{τ_{500}} =-4$。在$\log{τ_{500}} =-3.8$推断的气体温度强烈相关的总线性极化在Ca II 854.2 nm线，这表明加热速率与低色球层的水平磁场的强度。
2017-12-01 astro-ph.SR
Alfvén Wave Heating of the Solar Chromosphere: 1.5D models
利用高分辨率1.5D非理想MHD模型分析了可能导致太阳色球加热的物理过程。我们证明，它是可能的加热色球等离子体的直接电阻耗散的高频阿尔文波通过彼得森电阻率。然而，这不可能足以平衡辐射和传导损耗，除非使用不切实际的场强或光球速度。精确的加热曲线由输入驱动光谱确定，因为在1.5D中不可能存在阿尔文波湍流。包含霍尔项不影响加热速率。如果考虑等离子体的可压缩性，冲击波是通过有质动力耦合的阿尔文波慢模式和冲击加热主导的电阻耗散。在1.5D冲击聚结放大冲击的影响，并为可压缩模拟与现实的驱动器光谱的加热速率超过所需的匹配辐射和传导损失。因此，虽然这些1.5维模拟的加热速率是一个高估，他们确实表明，有质动力耦合阿尔文波声波是更重要的色球加热比彼得森耗散通过离子中性碰撞。
2015-12-17 astro-ph.SR
The role of magnetic fields in pre-main sequence stars
强，千高斯，磁场需要解释一系列的观测性质，在年轻的，吸积前主序星（PMS）系统。我们回顾了用于检测PMS星磁场的技术。从一个长期运行的运动，旨在描述吸积金牛座T星的大尺度磁场的关键结果。这些系统中的表面磁通量地图可以用来建立三维模型，探索磁场的作用以及磁场将吸积从星周盘引导到年轻恒星的效率。金牛座T星磁场的长期变化强烈地指向磁场的发电机起源。研究正在进行中，以量化磁场的变化如何影响它们的吸积特性。我们还提出了第一个结果，从一个新的方案，调查磁场的演变在中间质量（1.5-3 Msun）前主序星，因为它们从对流金牛座T星充分辐射Herbig AeBe星的演变。
2014-02-28 astro-ph.SR
Reexamination of Induction Heating of Primitive Bodies in Protoplanetary Disks
我们重新审视单极感应机制加热小行星最初提出的一系列经典论文Sonett和合作者。正如最初设想的那样，感应加热是由"运动电场"引起的，该电场出现在浸没在完全电离的磁化太阳风中的小行星的框架中，并驱动电流通过其内部。然而，我们指出，经典的感应加热包含一个微妙的概念错误，其结果是小行星内的电场计算不正确。问题在于，Sonett等人使用的运动电场是远离小行星的自由流动等离子体中的电场;事实上，对于等离子体密度的现实假设，运动场在小行星表面消失。本文通过以下几个方面重新审视和改进了感应加热方案：（1）通过自洽地计算小行星-等离子体界面处边界层内和周围的电场来修正概念上的错误;（2）考虑弱电离等离子体，使其与当前关于原行星盘的观点一致;和（3）考虑更现实的情况，不需要完全电离，强大的金牛T风在磁盘中平面。我们提出了两个高度理想化的流动，这表明，内部电场可以消失或相当于由经典感应预测的领域取决于流动的几何形状的示例性解决方案。我们将这些流动驱动的加热称为“电动加热”，计算其上限，并将其与短寿命放射性核素产生的加热进行比较。
2013-08-19 astro-ph.SR
Effect of a Radiation Cooling and Heating Function on Standing Longitudinal Oscillations in Coronal Loops
在大的热日冕环（温度高于3 MK）中观察到长周期（周期大于几分钟）振荡，作为EUV和微波强度发射的准周期调制以及日冕发射线的多普勒频移，并被解释为慢磁声（纵向）振荡。在太阳耀斑的热辐射和非热辐射中检测到的周期较短的准周期脉动也可以通过类似的机制产生。我们提出的理论建模的常设慢磁声模式，表明这种模式的振荡是高度敏感的辐射冷却和加热功能的特性。我们概括了在热等离子体中的稳态慢磁声振荡的理论模型，包括辐射损失的影响，并考虑等离子体加热。加热机制没有指定，并采取经验，以补偿辐射和热传导的冷却。它示出的振荡的演化描述的广义Burgers方程。对演化方程初值问题的数值解表明，辐射冷却和等离子体加热对温度的不同依赖性导致了振荡的不同区域，包括增长、准稳态和快速衰减。我们的发现为探索日冕加热函数提供了理论基础，并可能解释耀斑中无衰减长周期准周期脉动的观测。在模拟与耀斑有关的非热辐射时，应谨慎考虑本研究中采用的流体动力学方法，因为它忽略了潜在的重要非流体动力学效应。
2016-03-28 astro-ph.SR
Experimental study of radiative shocks at PALS facility
我们报告的调查产生的强辐射冲击的高能量，亚纳秒碘激光在PALS。这些冲击波的特点是发达的辐射前体和他们的动态分析在长时间尺度（~50 ns），接近准静止的限制。我们提出的第一个初步结果的背面XUV光谱。这些研究是相关的吸积冲击在经典金牛T星的光谱签名的理解。
2010-03-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chandra X-ray Observations of V830 Tau: A T Tauri Star Hosting an Evanescent Planet
Donati等人（2016年）的径向速度研究报告称，在约200万年前的弱线金牛座T星V830 Tau周围的4.93 d轨道上发现了一颗近距离巨行星。由于像V830 Tau这样的非常年轻的主星会对热木星形成模型和向内迁移机制产生严格的时间尺度限制，需要独立确认行星的存在，但到目前为止还没有获得。我们提出了新的钱德拉X射线观测的V830头。钱德拉的观测与先前的XMM-牛顿观测相结合，揭示了强烈的可变X射线发射，其X射线亮度范围为log Lx = 30.10 - 30.87尔格/秒。钱德拉高能透射光栅（HETG）光谱显示在从~4 MK（Ne IX）到~16 MK（S XV）的等离子体温度范围内形成的发射线。在报告的行星（0.057 au）的分离处，X射线通量是太阳在木星的X射线通量的~10 $^{6}$ - 10 $^{7}$倍。我们提供了估计的X射线电离和大气加热率在行星的分离，并确定领域的不确定性，将需要在任何未来的大气模型。
2021-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Extension of the MURaM radiative MHD code for coronal simulations
我们提出了一个新版本的MURaM辐射MHD代码，允许模拟从上层对流区到日冕。我们实现了相关的日冕物理光学薄辐射损失，场对准热传导和平衡电离状态方程。我们人为地限制了日冕Alfv{é}n和热传导速度的计算管理的值使用近似半相对论MHD与人工降低的光速（鲍里斯校正）。我们提出的例子解决方案，从安静到活跃的太阳，以验证我们的方法的有效性。我们量化的数值扩散率的有效日冕加热的作用。我们发现，（数值）磁普朗特数决定的电阻粘性加热的比例，由于非常大的磁普朗特数的太阳日冕，加热预计主要是通过粘性耗散发生。我们发现，合理的解决方案，可以得到的值的减少光的速度只是略大于最大声速。总的来说，这导致了一个完全明确的代码，可以计算的时间演化的太阳日冕响应光球驱动使用数值时间步长不小于$0.1$秒。使用这种方法，可以很容易地对日冕对几天时间跨度的通量出现的反应进行数值模拟。
2016-09-30 astro-ph.SR
Formation of chondrules in radiative shock waves I. First results, spherical dust particles, stationary shocks
原行星状星云中球粒的形成引起了许多关于形成过程、熔化边缘的能量来源以及原始物质的组成的问题。这项工作的目的是探讨加热的球粒在一个单一的前体是典型的辐射流体动力学冲击波。我们考虑到气体-颗粒摩擦的冲击过渡的持续时间和计算到球粒的热传导。这些过程发生在2.5天文单位附近的原行星状星云中，这被认为是最有可能形成球粒的地方。目前的模型是计算在粒子丰富的环境中发生的辐射冲击波的第一步。我们计算了冲击波使用一维，时间无关的辐射流体力学方程，涉及现实的气体和尘埃的不透明性和气体颗粒摩擦。球形球粒的演化是通过在自适应网格上求解热传导方程来实现的。冲击加热事件的结果与球粒性质的宇宙化学约束是一致的。计算产生一个相对较窄的范围内的密度或温度，以满足所要求的加热速率的$R > 10^4\,K\, h^{-1}$从宇宙化学约束。分子气体、不透明的尘埃和吸积的原行星状星云是快速加热过程的必要条件。在远冲击后区域的热结构是不完全一致的实验约束球粒的形成，因为模型不包括额外的分子冷却过程。
2013-04-04 astro-ph.SR
Interpreting Near Infrared Hydrogen Line Ratios in T Tauri Stars
在吸积的年轻恒星中，近红外线的一个显著光谱特征是发射的帕邢和布拉开系。我们研究了16个经典的金牛座T星的氢线比从SpeX光谱和评估的趋势与面纱和吸积。观测到的谱线比率与两种谱线形成的理论模型进行了比较：（1）Baker和Menzel（1938年）的辐射电离和复合案例B和（2）一组局部谱线激发计算，旨在复制T Tauri风和磁吸积柱中的条件（Kwan & Fischer 2011）。虽然情况B和观察到的线比之间的比较意味着在金牛座T星的氢线形成区域之间的电子密度和温度的范围很广，本地线激发模型的预测给出了一致的结果在多个诊断。在局域线激发计算的假设下，我们发现氢线形成区的n_H被限制在2 × 10^10 - 2 × 10^11 cm^-3，吸积率较高的恒星的密度在这个范围的高端。由于消光的不确定性，温度没有被很好地描绘出来，但落在碰撞激发产生线光子的预期范围内。我们介绍了新的诊断评估消光的基础上近红外氢线比从本地线激发计算。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray Irradiation of the Giant Planet Orbiting the T Tauri Star TAP 26
针对约17 Myr 的 T Tauri 星 TAP 26 的 Chandra 观测，表征了其 X 射线发射并估算了行星大气模型所需的电离和加热速率。
2024-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Subresolution Activity in Solar and Stellar Coronae from Magnetic Field Line Tangling
日冕环的加热进行了研究，以了解观测结果的热力学和辐射损失，从太阳以及磁化日冕的恒星与外部对流信封。本文研究了在光球强迫速度时间尺度$t_p$与沿环$t_A$的阿尔文穿越时间的不同比值下Parker日冕加热模型的动力学。结果表明，对于$t_p/t_A \gtrsim$ 10- 24，加热速率和最高温度最大，且与$t_p/t_A$无关，导致X射线和EUV的强发射。相反，将$t_p/t_A$减小到较小的值导致较低的加热速率和等离子体温度，并且因此一旦$t_p/t_A \lesssim$ 1- 3就衰减高能辐射发射。平均体积环路加热速率被示出为$\ell_p u_p B_0^2/4πL^2$，其中$\ell_p$和$u_p$分别是对流颗粒的长度尺度和速度，$B_0$是穿过环路的强磁场的强度，并且$L$是环路长度。这些发现支持了最近的一个假说，解释了对具有相似磁场强度但具有完全不同的拓扑结构，显示出不同辐射发射的恒星的超冷矮观测。
2018-05-01 astro-ph.SR
Radiative heating achieves the ultimate regime of thermal convection
光或辐射的吸收驱动恒星、超新星、冰冻湖泊和地幔内部的湍流对流。在这些背景下，实验室和数值研究的目标是确定内部温度梯度和由湍流输送的热通量之间的关系。这是湍流对流的本构律，将输入到这种自然流动的大尺度模型中。然而，与自然流动的辐射加热相反，实验室实验集中在由加热和冷却板驱动的对流上：热传输受到板附近的边界层的严格限制，这阻止了地球物理和天体物理流动演化模型中使用的混合长度标度律的实现。因此，在实验室实验中测得的标度律与例如，在恒星演化模型中。在这里，我们提供的实验和数值证据表明，辐射驱动的对流自发实现混合长度缩放制度，也被称为“最终”制度的热对流。这构成了对这种湍流对流状态的第一次清晰观察。因此，我们的研究弥合了自然流动模型和实验室实验之间的差距。它开辟了一个实验途径的先验确定的本构关系，以实施到模型的地球物理和天体物理流量，而不是经验适合这些本构关系的稀缺的观测数据。
2021-01-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Cyclic Variability of the Circumstellar Disc of the Be Star $ζ$ Tau. II. Testing the 2D Global Disc Oscillation Model
目标。在本文中，我们模型，在自洽的方式，偏振，光度，分光光度和干涉观测的经典Be星$ζ$金牛座。我们的主要目标是对全球振荡情景进行关键的定量测试。方法.我们已经进行了详细的三维，NLTE辐射转移计算使用的辐射转移代码HDUST。对于输入的代码，我们使用了最先进的最新的研究Be星，包括一个物理上逼真的描述，中央恒星和拱星盘。我们采用一个旋转变形，重力变暗的中央恒星，由一个光盘，其未扰动状态是由稳态粘性decretion光盘模型包围。我们进一步假设圆盘处于垂直流体静力平衡。结果采用$ζ$ Tauri的粘性衰减圆盘模型和严格的辐射转移解，得到了圆盘时间平均性质的很好拟合。这为粘滞衰减圆盘模型是圆盘形成的机理提供了强有力的理论依据。用全球振荡模型，我们成功地拟合了VLTI/AMBER空间分辨观测和H $α$和Br $γ$线的V/R时间变化。这个结果令人信服地表明，在光盘的振荡模式是一个单臂螺旋。可能的模型的缺点，以及未来的改进建议，也进行了讨论。
2009-01-08 astro-ph.SR
