Axisymmetric Modes in Magnetic Flux Tubes with Internal and External Magnetic Twist
观测表明，扭曲的磁通量管在太阳的大气层中无处不在。本文的主要目的是在弱磁扭转情况下，通过对扭曲的内外磁场进行建模，进一步研究磁通量管的轴对称模态。在这项工作中，我们解决了推导出的波动方程数值假设扭曲外管是成反比的距离，其边界。我们还研究了恒定的情况下，磁扭曲管外，并解决这些方程的解析。我们表明，一个恒定的扭曲管外的解决方案是一个很好的近似的情况下，磁扭曲是成比例的$1/r$，即在所有情况下的误差小于$5.4\%$。该解决方案是在良好的协议与解决方案的扭曲磁通量管，即没有外部的磁扭曲的简单模型。结果表明，轴对称Alfvén波自然耦合磁扭曲的方位角分量的速度扰动是非零的。我们比较了我们的理论结果与观测和评论这些模式的多普勒签名是预期的。最后，我们认为，扭曲的磁通量管中的轴对称波的特性可能会导致假阳性识别与轴对称阿尔文波的观测。
2017-06-29 astro-ph.SR
II. The effect of axisymmetric and spatially varying equilibria and flow on MHD wave modes: Cylindrical geometry
磁流体动力学（MHD）波是太阳大气中经常观测到的现象。这些波在太阳物理学的背景下是重要的，因为人们普遍认为它们可以对太阳大气的能量预算做出贡献，并且是对日冕加热做出贡献的主要候选者。这些波的现实模型需要代表观察到的配置，使等离子体的性质可以更准确地确定，不能直接测量。这项工作利用以前开发的数值技术，找到不同的非均匀平衡条件下的笛卡尔磁板几何形状的可压缩本征值。在这里，我们调查的性质磁声波的非均匀平衡下的圆柱几何形状。以前获得的分析结果检索强调这种数值技术的力量和适用性。进一步的案例研究调查的效果，径向非均匀的等离子体密度和非均匀的等离子体流，建模为一系列的高斯分布，对不同的MHD波的属性。对于所有情况下的色散图和空间本征函数计算显示的平衡不均匀性的影响。结果表明，随着平衡非均匀性的增加，径向空间本征函数的影响和额外的节点介绍，类似于以前的调查的磁性板。此外，方位角扰动随着波导内引入涡旋运动的不均匀性的增加而增加。最后，2D和3D表示的速度场示出，这可能是有用的观察员波模式识别下的现实磁波导与不断增加的仪器分辨率。
2021-12-08 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic flux tube model in the solar atmosphere
本文构造了两类在分层太阳大气中从光球层到过渡区的轴对称扭曲磁场通量管的磁流体静力平衡。我们建立的模型，将特定形式的气体压力和极向电流的梯度-Shafranov方程。该模型给出了磁通管的闭场和开场结构。我们构造的另一个开放场模型是基于自相似公式，其中我们已经纳入了特定形式的气体压力，极向电流和两个不同的形状函数。我们研究了与太阳大气一致的参数空间的同调性，发现通量管内部磁结构的估计与磁亮点的观测和模拟结果是一致的。
2018-05-22 astro-ph.SR
Axisymmetric Scattering of p Modes by Thin Magnetic Tubes
我们研究了嵌入在重力分层大气中的薄磁纤维对声波p模的散射。散射是通过磁管上的慢香肠波的激发介导的，并且仅考虑波场的二阶分量的散射。由于这种管波不受声腔限制，并且可以沿着从声波场中移除能量的场线自由传播，因此原纤维振荡的激发是声波吸收以及散射的来源。我们计算所实现的模式混合以及吸收系数和相移。我们发现，对于薄管的模式混合是弱的，吸收系数是小的，是一个平滑的函数的频率在物理相关的频带内观察到的频率。在以前的非分层管的研究中看到的突出的吸收共振是不存在的。尽管吸收相对较小，但引起的相移可以惊人地大，对于f模式达到高达15度的值。此外，相移可以是正的或负的，这取决于入射模式阶数和频率。
2011-11-18 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. II. Three-dimensional multiple open magnetic flux tubes in the stratified solar atmosphere
一个系统的多个开放的磁通量管跨越太阳光球层和低日冕的解析建模，在一个现实的分层大气受到太阳引力。这扩展了Gent等人（MNRAS，435，689，2013）中描述的磁流体静力平衡中的单个磁通量管的结果。自相似的磁通量管组合在一起形成磁结构，这与高分辨率观测结果是一致的。观测的证据支持存在的股开放的通量管和环路持续在一个相对稳定的状态。自相似磁通量管，其中的等离子体密度和压力分布的解析解是可能的，结合起来。我们计算适当的平衡力，应用动量和能量守恒方程来保持平衡。多路通量管配置观察到保持相对稳定长达一天或更长时间，它是我们的目标，我们的模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从太阳表面的日冕。我们应用磁场强度，等离子体密度，压力和温度分布与观测和理论估计的太阳低层大气。尽管除了径向轴的位置之外，每个通量管在构造上是相同的，但是可以应用组合以利用多个非均匀通量管产生非轴对称磁场。这是在模拟太阳大气层的真实磁化三维平衡方面向前迈出的相当大的一步。
2014-06-13 astro-ph.SR
Five-minute oscillation power within magnetic elements in the solar atmosphere
人们早就知道，磁斑和太阳黑子是光球层中声波功率降低的区域。最近的观测结果表明，这种对能量的抑制延伸到了低色球层，并且也存在于远离活动区域的小磁性元素中。在本文中，我们调查所观察到的功率抑制在plage和磁性元素，通过建模作为一个垂直排列的磁纤维的集合，并假设每个纤维内的速度是由入射$p$模式在周围的无场大气抖振的响应。我们限制我们的注意力建模观测太阳盘中心附近，视线速度几乎是垂直的，因此，只有纵向分量的原纤维内的运动作出贡献。因此，我们只考虑轴对称香肠波的激发，而忽略扭结振荡，因为它们的运动主要是水平的。我们通过构造它们的功率比来比较纤维内的垂直运动与入射$p$模式的垂直运动。与观测测量结果一致，我们发现，总功率被抑制在强磁性元件的频率低于声学截止频率。我们还发现，功率赤字的大小增加与上面的光球在测量的高度。此外，我们认为，太阳能盘的面积的功率抑制延伸增加的高度的函数。
2014-05-06 astro-ph.SR
3D Numerical Simulations of f-Mode Propagation Through Magnetic Flux Tubes
本文用三维数值模拟方法研究了垂直磁通量管（半径从200 km到3 μ m）对多层大气中地面重力波包的散射。发现散射波主要由m=0（轴对称）和m=1模式组成。结果发现，这两种模式的振幅的比例是强烈依赖于磁通管的半径：扭结模式是主导模式在小半径的管中激发，而香肠模式是占主导地位的大管。这种类型的模拟提供了一种简单、有效和可靠的方法来开始理解最近开始被观察到的通量管的地震特征。
2010-10-29 astro-ph.SR
Two regimes of interaction of a Hot Jupiter's escaping atmosphere with the stellar wind and generation of energized atomic hydrogen corona
利用二维轴对称多流体动力学模型，模拟了HD 209458b的逃逸大气层与其宿主G型星的星风在不同轨道距离上的相互作用.一个现实的太阳一样的光谱的XUV辐射电离和加热的行星大气，氢光化学，以及恒星行星潮汐相互作用被考虑到产生自洽的大气流体动力外流。两个不同的制度的行星和恒星风的相互作用已经建模。这些是：1）“被恒星捕获”状态，当潮汐力和压力梯度驱使行星物质越过洛希瓣朝向恒星时，和2）“被风吹”状态，当足够强的恒星风限制逃逸的行星大气并将其引导到尾部时。该模型详细模拟了行星原子、质子和恒星风之间的流体动力学相互作用，以及行星原子和恒星质子之间的电荷交换导致的行星周围高能中性原子（ENA）的产生。ENA云的位置和形状无论是作为电离层顶和弓形激波之间的抛物面壳（对于“风吹”状态），还是作为行星流和恒星风之间接触边界处的湍流层（对于“恒星捕获”状态），对于解释系外行星凌日谱中Lyα吸收特征和表征等离子体环境都是重要的。
2017-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing Magnetic Fields in Protoplanetary Disk Atmospheres through Polarized Optical/IR Light Scattered by Aligned Grains
磁场在原行星盘中起着至关重要的作用。圆盘大气中的磁场特别令人感兴趣，因为它们与风发射机制有关。在这项工作中，我们研究了磁盘大气中的磁性排列的晶粒散射光的偏振，专注于从典型的方位角方向，这可能是可检测的近红外偏振仪与仪器，如VLT/SPHERE的偏振方向的偏差。我们表明，一个简单的磁盘模型，极化甚至可以沿径向（而不是方位角）方向，特别是在高度倾斜的磁盘与环形为主的磁场。这种极化反转是由取向晶粒的极化率的各向异性引起的，因此是这种晶粒的指示信号。我们发现，近红外光散射主要是由$μ$ m大小的颗粒或更小的$τ=1$表面和这样的颗粒可以磁性对齐，如果它们包含超顺磁性夹杂物。为了与观测结果进行比较，我们生成了$U_ϕ/I$和$Q_ϕ/I$比率的合成图，该合成图可用于通过负$Q_ϕ$（极化反转）和/或显著水平的$U_ϕ/I$来推断（磁性）对齐晶粒的存在。我们发现，在现有的数据中观察到的两个功能，$U_ϕ$的非对称分布相对于磁盘短轴和空间分布的$U_ϕ$，主要是积极的或消极的，是不兼容的轴对称磁盘中的球形颗粒的散射。它们为定向非球形颗粒的散射提供了间接证据。
2022-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Pulsation models for the roAp star HD 134214
精确的时间序列测光与MOST卫星导致10脉动频率的快速振荡Ap（roAp）恒星HD 134214的识别。我们用偶极磁场恒星模型网格中轴对称模的理论频率拟合了观测频率。我们发现，在具有标准组成的$(X,Z) = (0.70,0.02)$和抑制对流的模型中，具有$\log T_{\rm eff} = 3.858$和极磁场强度为4.1kG的$(X,Z) = (0.70,0.02)$模型的本征频率与观测到的频率最吻合。我们确定所观察到的脉动频率与变形偶极子（$\ell = 1$）模式的最大振幅，和四个次最大振幅的频率变形$\ell = 2$模式。这些模式在最外层大气层（$τ\sim 10^{-3}$）有一个径向准节点。虽然模型频率与观测频率大致一致，但它们都高于模型大气的声学截止频率，因此预计会被阻尼。HD 134214脉动的激发机制尚不清楚，但对这些模式的进一步研究可能是对这颗磁性化学奇特恒星大气结构的探索。
2011-10-19 astro-ph.SR
Matching the Spectral Energy Distribution and p Mode Oscillation Frequencies of the Rapidly Rotating Delta Scuti Star ? Ophiuchi with a 2D Rotating Stellar Model
光谱能量分布计算使用二维旋转恒星模型和NLTE平面平行模型大气。一个旋转的，二维恒星模型已被发现，这符合观察到的紫外和可见光谱？奥菲SED匹配发生干涉推导的表面形状和倾斜度，是从球面模型产生的SED不同。用8个勒让德多项式的线性组合来模拟纬向变化的p模式振荡频率。五个最高和七个最高振幅模式之间的计算轴对称，赤道对称模式频率和MOST观测到的模式频率的观测误差。包括非轴对称模式直到|m| = 2，并允许八个最低振幅模式可能由非赤道对称模式产生的可能性，产生35个MOST模式中的24个在观测误差范围内的匹配，以及另外八个在两倍观测误差范围内的匹配。其余三个观测到的模式可以在4.2倍的观测误差内拟合，但如果扩展计算模式的标准，即使这些模式也可以在观测误差内拟合。
2012-04-27 astro-ph.SR
M-dwarf stellar winds: the effects of realistic magnetic geometry on rotational evolution and planets
我们进行三维数值模拟的早期M矮星的恒星风。我们的模拟纳入观测重建的大规模表面磁地图，表明磁场的复杂性可以发挥重要作用的角动量演化的恒星，可能解释大的分布周期在外地dM星，在最近的工作报告。尽管在我们的样本中的恒星之间的磁场拓扑结构的多样性，我们发现，恒星风（旋转）赤道面附近流动进行大部分的恒星角动量，但没有首选的余纬有助于质量损失，因为质量通量是最大的不同的余纬不同的恒星。我们发现，更多的非轴对称磁场的结果在更多的不对称的质量通量和风总压$p_{\rm tot}$（定义为热，磁和冲压压力的总和）。因为行星磁层的大小是由行星磁场和$p_{\rm tot}$之间的压力平衡决定的，所以在$3$中，（如在行星轨道上离恒星几个恒星半径的情况下所发现的）导致沿行星轨道路径的磁层半径变化约20%。与撞击地球的宇宙射线通量类似，这是反向调制的总开放太阳磁通量的非轴对称分量，我们得出结论，行星绕M矮星像DT~Vir，DS~狮子座和GJ~182，这有显着的非轴对称场分量，应该更有效地屏蔽银河系宇宙射线，即使行星缺乏保护自己的厚大气层/大磁层。
2013-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The inner disk of RY Tau: evidence of stellar occultation by the disk atmosphere at the sublimation rim from K-band continuum interferometry
我们提出的模型，其目的是解释我们的近红外（$K$ -波段：$2.1\,μ$ m）干涉观测，同时保持一致的光谱能量分布的光学近红外部分的拱星盘的RY头的内部区域。我们的亚毫弧秒分辨率CHARA阵列观测补充较短的基线，档案数据从PTI，KI和VLTI/重力和建模使用轴对称蒙特卡罗辐射转移代码。$K$波段的vibrium很好地拟合模型，包括一个中心恒星照亮一个磁盘与一个内边缘形状的尘埃升华在$0.210\pm0.005\,$ au，假设观察几何形状采用毫米干涉（$65^{\circ}$倾斜与磁盘主轴位置角$23^{\circ}$）。这个升华半径与硅酸盐颗粒的预期一致，硅酸盐颗粒的最大尺寸为$0.36-0.40\,μ$ m，对不透明度有贡献，并且比理论上的磁层截断半径更远离恒星。CHARA探测到的最长基线上的可见光表明，我们缺乏对恒星光球层的清晰视线。相反，我们的分析表明，中心恒星被靠近升华边缘的盘表面层所掩盖。虽然我们没有看到我们的多历元CHARA观测的时间变化的直接证据，我们建议RY~Tau的非周期性光度变化可能与磁盘表面层结构的时间和/或方位角变化有关。
2020-05-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Open and closed magnetic configurations of twisted flux tubes
我们构建了两个类的磁流体静力（MHS）平衡的轴对称垂直通量管跨越从光球过渡区的下部在一个现实的分层太阳大气受到太阳引力。我们假设气体压力和极向电流的磁通量函数的一般二次表达式，并解析地求解Grad-Shafranov方程。该解决方案是一个同质和一个特定的部分的组合，其中前者是可分离的库仑函数在$r$和指数在$z$，而特定的部分是一个开放的配置，没有$z$的依赖性。我们还提出了另一个开放的领域的解决方案，通过使用自相似配方与两个不同的配置文件的功能，并将分层太阳引力，以保持磁流体静力平衡，这是一个修改早期的自相似模型与扭曲。我们研究了与太阳大气条件一致的参数空间，并推导出通量管内的磁结构和热力学结构，这些结构与根据观测和模拟估计的开放和封闭场库仑函数和自相似模型的光球磁亮点（MBP）是合理一致的。所得到的开场和闭场通量管解可作为研究波在通量管中传播的数值模拟的背景条件。这些解决方案也可以用来构建逼真的磁性天篷。
2019-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph
X-ray emitting MHD accretion shocks in classical T Tauri stars. Case for moderate to high plasma-beta values
目标。我们研究了CTTS中吸积激波的稳定性和动力学，考虑在激波后区域β>= 1的情况。在这些情况下，一维近似是无效的，多维MHD方法是必要的。方法.通过二维轴对称MHD模拟，我们模拟了一个吸积流在CTTS大气中传播并撞击到其色球层上的过程。该模型考虑了恒星磁场、重力、辐射冷却和热传导（包括热通量饱和效应）。结果吸积激波的动力学和稳定性强烈依赖于等离子体β。在β> 10的激波情况下，激波加热的物质（可能还有MHD波）会在吸积柱底部产生剧烈的外流，并强烈扰动周围的恒星大气和吸积柱本身（因此改变了激波的动力学）。在β ~ 1的冲击中，冲击后区域被磁场有效地限制。冷却不稳定性引起的激波振荡受β的影响很大：当β> 10时，振荡可能被磁场迅速甩出，接近准定态，或者由于激波后等离子体本身引起的流场扰动，振荡可能是无明显周期性的混沌; β ~ 1的振荡是准周期性的，尽管它们的振幅比一维模型预测的要小，频率比一维模型预测的要高。
2009-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of the chemically peculiar star HD 125248
中等质量的，化学性质奇特的恒星具有强磁场，这给我们提供了一个极好的机会来研究它们表面磁场的拓扑结构，以及它们大气层中磁性几何形状和丰度不均匀性之间的相互作用。我们重建的表面磁场和丰度分布的磁Ap星HD 125248的详细地图。我们进行了分析的基础上，相位分辨，四斯托克斯参数spectropolarimetric观测与HARPSpol仪器。这些数据与磁多普勒成像技术进行了解释。我们改进了该恒星的大气参数，T_eff = 9850K +/-250K，logg = 4.05 +/-0.10。我们进行了详细的丰度分析，发现垂直分层效应的Fe II和Cr II离子。我们计算了LSD斯托克斯轮廓，并研究了它们的行为与旋转相位。我们改进了恒星的自转周期P_rot = 9.29558（6）d。HD 125248的磁多普勒成像显示其磁场主要为极向和准偶极，具有两个不同极性和场强的大斑点。Fe、Cr、Ce、Nd、Gd、Ti等元素的丰度对比度为0.9 - 3.5 dex。在这些元素中，Fe丰度图没有显示出高对比度的特征。Cr在负磁极附近富集，丰度范围为3.5 dex。稀土元素和Ti在正磁极附近富集。HD 125248的磁场与经典的轴对称偶极场几何形状有很大的偏差。其他恒星使用四斯托克斯磁多普勒成像得出的结果的比较表明，随着年龄的增加，该领域的拓扑结构变得更简单。丰度图显示出与磁场几何形状的弱相关性，但它…
2016-01-27 astro-ph.SR
Towards a theory of rapidly oscillating Ap stars
奇特的A星之所以这样命名，是因为它们的大气层表现出丰富的特性。据信，这些是由于大磁斑中的化学物质的分化而产生的，在大磁斑中对流混合被抑制：可能只有两个对跖点，其轴与旋转轴倾斜。许多缓慢旋转的Ap星也有脉动，其周期比基本径向模式的周期短得多。脉动似乎是非径向的，但轴对称的，其共同的轴通常与斑点的轴对齐。在这堂课中，我将首先讨论斑点中对流的磁抑制，然后我将试图解释脉动现象，回顾一些已经提出的解释对齐和激励机制的建议，最后提出一些需要解决的问题。
2011-12-05 astro-ph.SR math-ph math.MP
Characterising the surface magnetic fields of T Tauri stars with high-resolution near-infrared spectroscopy
我们的目标是从高分辨率近红外光谱中获得8颗金牛座T星样品的表面磁场。我们样本中的一些恒星从以前的光谱或光谱偏振研究中已知是磁性的。我们的目标是：1）应用塞曼加宽模型的金牛座T星的高分辨率数据，2）扩大样本的恒星测量表面磁场强度，3）调查可能的旋转或长期的磁变化，通过比较光谱时间序列的给定目标，和4）比较磁场模量<B>跟踪小尺度磁场的大尺度磁场由斯托克斯V塞曼多普勒成像。我们模拟的磁敏感谱线在近红外K-波段的高分辨率光谱的塞曼加宽，通过使用基于现实的模型大气的磁谱合成，并通过使用不同的描述的表面磁场。我们开发了一个贝叶斯框架，根据数据中包含的信息选择磁场处方的复杂性。我们使用四种不同的模型获得了样本中每颗恒星的单独磁场测量值。我们发现贝叶斯模型4在样品上测量的磁场范围内（从1.5 kG到4.4 kG）表现最好。我们没有检测到一个强大的旋转变化<B>的平均峰到峰的变化为0.3千克。我们的置信区间是相同的数量级，这表明塞曼加宽是由均匀分布在恒星表面的小尺度磁场产生的。我们的结果与平均大规模磁场测量斯托克斯V ZDI的比较显示不同的分数的平均场强被恢复，从25-42%相对简单的极向轴对称场拓扑结构的2-11%，更复杂的领域。
2019-09-11 astro-ph.SR
Magnetic field topology and chemical spot distributions in the extreme Ap star HD 75049
中等质量的磁性化学特殊（Ap）恒星提供了一个独特的机会，详细研究恒星磁场的拓扑结构，并调查磁驱动的斑点形成过程。在这里，我们的目标是获得表面磁场的几何形状和化学丰度分布的非凡Ap星HD 75049。这个天体拥有一个约30 kG的表面场，是已知任何非简并恒星中最强的之一。我们使用高分辨率HARPS强度和圆偏振观测的时间序列。这些数据是在磁多普勒成像和模型大气层的帮助下解释的，模型大气层包含了非太阳化学成分和强磁场的影响。我们将HD 75049的自转周期修正为Prot=4.048267+/-0.000036 d。我们还导出了基本的恒星参数，Teff=10250+/-250 K和logg=4.3+/-0.1。磁多普勒成像显示，HD 75049的场拓扑结构是极向的，主要由偶极贡献，峰值表面场强为39千克。同时，偏离经典的轴对称斜偶极配置是显着的。Si，Cr，Fe和Nd的化学表面图显示丰度对比度为0.5-1.4 dex，与许多其他Ap星相比较低。发现Nd在靠近磁极处增强，而Si和Cr主要集中在磁赤道处。铁的分布在磁赤道和两极都表现出低对比度的特征。HD 75049的磁场形态和化学斑点性质与磁场较弱的Ap星在性质上相似。因此，无论中等质量主序星中形成和维持全球磁场的机制是什么，它在整个观测到的磁场强度范围内都以相同的方式运行。
2014-11-27 astro-ph.SR
The space weather around the exoplanet GJ 436b
本研究利用Narval的光学分光偏振数据，通过多种方法表征M型矮星GJ 436的磁场特征，为理解其与热海王星的相互作用及行星演化理论提供支撑。
2023-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Investigating the young AU~Mic system with SPIRou: large-scale stellar magnetic field and close-in planet mass
我们对2019年9月18日至11月14日期间使用高分辨率$YJHK$（0.98-2.35 $μ$ m）分光偏振仪SPIRou收集的2200万年M1恒星AU Microscopii（Au Mic）的27个观测结果进行了速度和分光偏振分析。我们的径向速度（RV）时间序列表现出45 m/s RMS的活动引起的波动，比在光域中测量的波动小约三倍，我们使用高斯过程回归过滤。我们报告了最近发现的8.46-d凌日行星AU Mic b的3.9 $σ$探测，估计质量为$17.1^{+4.7}_{-4.5}$ M $_{\odot}$，体积密度为$1.3 \pm 0.4$ g/cm $^{-3}$，在其宿主恒星的光谱中诱导了半振幅$K=8.5^{+2.3}_{-2.2}$ m/s的RV签名。当我们同时成像恒星表面的不均匀性，并估计与塞曼多普勒成像（ZDI）的行星参数时，独立地获得一致的检测。使用ZDI，我们将非偏振和圆偏振光谱的时间序列反演为表面亮度和大尺度磁图。我们发现一个主要的极向和轴对称场的475 G，具有，特别是，一个偶极子的450 G倾斜19°的旋转轴。此外，我们检测到一个强大的差分旋转d $Ω= 0.167 \pm 0.009$ rad/d剪切大尺度领域，约两倍强于剪切亮度分布，这表明这两个观测探测对流区的不同层。尽管我们警告说，需要更多的RV测量来准确地确定行星质量，但AU Mic b已…
2020-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
