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
Solar cycle variation of coronal mass ejections contribution to solar wind mass flux
日冕物质抛射（CME）对日球层太阳风的扰动有贡献。因此，CME对地球附近太阳风参数的贡献随太阳活动周期的不同阶段和CME发生的速率而变化。在本研究中，我们研究了CME的长期发生率，它们的速度，角宽度和质量。我们试图找到近太阳参数之间的相关性，确定使用白光图像从日冕仪，与太阳风测量地球附近的现场仪器。重要的是，我们试图找到在太阳活动周期的不同阶段，地球附近的平均太阳风质量中有多少是由日冕物质抛射提供的。
2018-05-19 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Observations of the Solar Wind
ngVLA有可能在表征外日冕的性质以及太阳风进入内日球层的加热和加速方面发挥重要作用。特别是，使用遥远的背景源透射的前景日冕和太阳风，各种无线电传播现象可以用来映射等离子体的性能作为整个太阳周期的太阳伸长率和位置角的函数。这些包括角展宽、行星际倾斜和法拉第旋转微分，它们可以用来绘制太阳风的速度，确定太阳风湍流的性质，并限制太阳风的磁场。这些观测将提供太阳风的全球特征，这将与各种航天器进行的实地观测高度互补。此外，这类观测可用于探测太阳风中可能影响近地环境的扰动，例如日冕物质抛射。
2018-10-15 astro-ph.SR
ACE SWICS observations of solar cycle variations of the solar wind
在目前的工作中，我们利用ACE/SWICS现场测量的ICME外的太阳风的属性，以确定是否，以及在何种程度上是太阳风属性受太阳周期的影响。我们专注于质子温度和密度，离子温度和速度差，电荷态分布和相对和绝对元素丰度。我们进行这项工作，将风分为速度箱，以研究不同速度的风如何对太阳活动周期作出反应。我们也重复这项研究，如果可能的话，SWICS测量受库仑碰撞的影响较小的子集。我们发现，除了差速（我们没有足够的测量值）之外，所有风的特性都随着太阳周期的变化而变化。我们的研究结果指向的情况下，慢和快的太阳风被波加速，但来自不同的来源（开放/封闭的磁结构的快/慢风，分别），其相对贡献的变化沿太阳周期。我们还发现，一边的加热和加速的签名，和FIP效应的另一边，表明基于波的等离子体加热，加速和分馏保持活跃的整个太阳周期，但降低其有效性在所有的风，虽然慢风的影响比快的。
2022-01-14 astro-ph.SR
The solar wind from a stellar perspective: how do low-resolution data impact the determination of wind properties?
阿尔文波驱动的3D磁流体动力学（MHD）模型越来越多地用于预测恒星风的性质，它包含无约束的参数，并依赖于低分辨率的恒星磁图。我们探讨了输入阿尔文波能量通量和表面磁图对阿尔文波太阳模型（AWSoM）预测的风特性的影响。利用球谐分解方法降低了太阳周极大期和极小期两个太阳磁图的分辨率。阿尔芬波的能量是根据太阳双星18 Sco的远紫外光谱确定的非热速度而改变的。此外，低分辨率磁图的三个太阳类似物获得使用塞曼多普勒成像（ZDI）。最后，模拟的风特性进行了比较，高级成分探测器（ACE）的观测。AWSoM模拟使用从太阳观测中得到的良好约束的输入参数，可以再现观测到的太阳风质量和角动量损失率。磁图的分辨率对风场的影响很小，且仅在周期极大值期间。然而，阿尔文波能量的变化会影响风的特性，而与太阳活动周期水平无关。此外，使用三颗恒星的低分辨率磁迹图而不是太阳磁迹图进行太阳风模拟，可能导致模拟的风特性有一个数量级的差异。与磁图分辨率相比，Alfvén能量的选择对风力输出的影响更大。对于那些输入边界条件不像太阳那样受约束的恒星，这种影响可能会更大。毫不奇怪，用恒星磁场图代替太阳磁场图可能会导致完全不准确的太阳风特性，在太阳风和恒星风模拟中应该避免。
2020-02-24 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
Charge States and FIP Bias of the Solar Wind from Coronal Holes, Active Regions, and Quiet Sun
将太阳风等离子体特性与太阳典型区域相结合，可以为各种太阳风模型提供有效的约束和检验。我们研究了起源于不同类型源区的太阳风的统计特征。结果表明，冕洞风速分布呈双峰型，在400 km/s附近出现慢峰，在600 km/s附近出现快峰。太阳风的速度和O 7 +/O 6+离子的比例之间的反相关仍然有效的所有三种类型的太阳风，以及在三个研究的太阳活动周期阶段，即太阳活动的最大，下降和最小。在不同类型的太阳风中，随着太阳风风速的增大，N_Fe/N_O的变幅及其平均值均减小。AR风的N_Fe/N_O范围（0.06-0.40，FIP偏置范围1-7）比CH风的（0.06-0.20，FIP偏置范围1-3）宽，而N_Fe/N_O的最小值（0.06）不随风速的变化而变化，且各源区的N_Fe/N_O最小值相似。波动湍流驱动（WTD）和重联环开放（RLO）模型均能定性地解释CH风的双峰分布以及CH风速度与O 7 +/O 6+的反相关性，而RLO模型能更合理地解释不同太阳风源区的N Fe/N O分布特征。
2017-01-27 astro-ph.SR
Equatorwards Expansion of Unperturbed, High-Latitude Fast Solar Wind
我们利用行星际闪烁（IPS）和极长基线（ELB）的双站射电观测，研究了在24-85太阳半径（R \odot）的天平面日心距离处环境快速太阳风的纬向流特征。结果表明，在第23太阳活动周下降阶段的不同时间，南、北半球的整体快太阳风流向向赤道方向偏离3-4°。
2012-07-17 astro-ph.SR
The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 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
Full compressible 3D magnetohydrodynamic simulation of solar wind
确定日冕的加热机制和太阳风的驱动机制是理解太阳物理学的关键挑战。采用全三维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟方法，对开阔场区域上方快速太阳风的加热机制进行了区分。我们的模拟描述了Alfvénic波的演化，其中包括从光球到日球层距离为27个太阳半径（$s$）的可压缩效应。由于阿尔文波的消散，热日冕和快速太阳风同时再现。包括过渡区和低层大气，使我们能够推导出太阳的质量损失率第一次通过执行一个完整的三维可压缩MHD模拟。Alfvén湍流被确定为太阳风加速区（$s>1.3 R_\odot$）的主要加热机制，正如以前的太阳风模型所建议的那样。此外，在下转捩区（$s<1.03R_\odot$）以下，激波的形成和相混合也很重要。
2020-11-06 astro-ph.SR
Solar Wind and its Evolution
利用我们以前对开放通量管中太阳风的磁流体动力学模拟结果，讨论了过去的太阳风与现在的太阳风的不同之处。模拟是在固定的一维超径向开放的磁通量管中进行的，通过输入来自光球的各种类型的波动，它以向前的方式自动确定太阳风的性质。决定太阳风物理性质的三个重要参数是表面起伏、磁场强度和磁通量管的结构。将这些参数调整到早期太阳的定性意义上，我推断，如果磁离心力的影响不显著，那么过去太阳风的准稳态分量更密集，并且稍慢。我还讨论了磁离心力的影响和日冕物质抛射的作用。
2011-04-28 astro-ph.SR
Sources of The Slow Solar wind During the Solar Cycle 23/24 Minimum
研究了2006-2009年太阳活动低周期间（23 - 24周）慢（< 450 km/s）太阳风的特征和来源。我们使用一套全面的近地太阳风（风和ACE）的原位观测，并删除大规模行星际日冕物质抛射存在的时期。在所调查的这段时期，全球日冕结构发生了重大变化，包括2006-2007年低纬度活动区频繁出现，2006 -2008年中期存在长期存在的低纬度和中纬度冕洞，2009年太阳基本平静。我们研究卡林顿旋转平均选定的太阳等离子体，电荷状态和成分参数和这些参数的分布相关的安静的太阳，活动区太阳和冕洞太阳。虽然一些研究的参数（例如，速度、C^{+6}/C^{+4}和He/H比）在我们的研究期间显示出明显的变化，而对于太阳风源类型，某些（Fe/O）表现出很小的变化。我们的研究结果突出的困难，在区分缓慢的太阳风源的基础上检查的太阳风的条件。
2016-06-16 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
The solar wind as seen by SOHO/SWAN since 1996: comparison with SOHO/LASCO C2 coronal densities
我们更新了SOHO/SWAN H莱曼α亮度分析，以涵盖1996-2008年的时间间隔。应用于强度图的前向模型提供了超过一个完整太阳周期的星际氢电离率的纬度和时间依赖性。氢的电离几乎完全是由于与太阳风离子的电荷交换，它密切地反映了太阳风通量。我们的研究结果表明，太阳风的纬度结构在目前的太阳极小期是惊人的不同，从以前的最低，更广泛的慢太阳风赤道带，持续到至少2008年底。我们使用OMNI太阳风数据计算黄道H电离率的绝对值，并使用它们来校准我们在所有日射纬度的电离率。然后，我们比较由此产生的通量与天气LASCO/C2电子密度在6个太阳半径。在整个周期中，这两种时间-纬度模式惊人地相似。这种比较表明，6个太阳半径处的密度可以用来推断靠近其来源的太阳风类型，具有高的（分别为1000和1000）太阳风密度。低）密度追踪慢（分别）。快）太阳风，仅仅是因为密度反映了加速发生的高度。这两个极小值之间的比较表明，快速极风加速发生在更大的距离在当前的最低相比，前一个。这种差异，可能与磁场的减少或（和）日冕温度的降低，应该重现太阳风膨胀模型。
2010-03-22 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
Comparative Study of MHD Modeling of the Background Solar Wind
关于背景太阳风的知识在空间天气预报框架中起着至关重要的作用。太阳风背景的现场测量仅限于航天器所在的日光层中的几个点，因此我们必须依赖日光层模型来推导行星际空间中太阳风参数的分布。我们测试不同的太阳风模型的性能，即磁流体动力学算法外的球体/ENLIL（MAS/ENLIL），王-希利-阿尔奇/ENLIL（WSA/ENLIL），和MAS/MAS，通过比较模型结果与位于1 AU距离太阳（ACE，风）的航天器的原位测量。为了排除行星际日冕物质抛射（ICME）的影响，我们选择2007年作为太阳活动较低的时期进行比较。我们发现，背景太阳风的一般结构是很好地再现所有模型。最好的模型结果得到的参数太阳风的速度。然而，高速太阳风流的预测到达时间具有约一天的量级的典型不确定性。不同观测站的天气磁图与模式运行的比较表明，天气图的选择显着影响模式的性能。
2013-12-04 astro-ph.SR
New Horizons Solar Wind Around Pluto (SWAP) Observations of the Solar Wind From 11-33 AU
美国宇航局新地平线冥王星任务上的环绕冥王星的太阳风（SWAP）仪器收集了从地球到冥王星的太阳风观测数据，这些观测数据将持续到冥王星之外。很少有任务探索外层日光层的太阳风，这使得该数据集成为该领域的重要补充。我们创建了SWAP计数率的正向模型，其中包括基于实验室和飞行校准的综合仪器响应函数。通过用该模型拟合计数率，确定质子密度（n）、速度（V）和温度（T）参数。SWAP参数和传播1 AU观测和旅行者2号观测之间的比较表明范围和平均风值的一致性。这些比较以及我们的其他发现证实，由于具有不同速度的风的动态相互作用，小型和中型太阳风结构随着距离的增加而磨损。例如，T-V关系变陡，因为V的范围比T的范围更受距离的限制。有时，T-V相关性在超过20 AU时会明显下降，这可能表明目前正在膨胀和冷却的风可能具有较高的T，反映了内部日光层中先前的加热和压缩。短周期风参数的功率随距离的增加而减小，而长周期风参数的功率随距离的增加而增强。太阳自转的周期性存在于20天文单位以上的温度中，这表明观测到的包裹温度不仅可以反映当前的加热或冷却，还可以反映更靠近太阳的加热。
2016-01-26 astro-ph.SR
SWASTi-SW: Space Weather Adaptive SimulaTion framework for Solar Wind and its relevance to ADITYA-L1 mission
太阳风气流作为背景，控制着空间天气驱动因子在日光层中的传播，从而诱发地磁暴活动。因此，太阳风参数的预报是空间天气预报的核心。本文提出了一个本土的三维（3D）太阳风模型（SWASTi-SW）。这一预测环境太阳风的数值框架是基于一个完善的方案，该方案使用半经验日冕模型和基于物理学的日光层内模型。本研究展示了一个更广义的版本的Wang-Sheeley-Arge（WSA）关系，它提供了一个速度剖面输入到日光层域。视线观测的宫和HMI磁图被用作输入的日冕模型，这反过来又提供了太阳风等离子体属性在0.1 AU。这些结果，然后被用来作为初始边界条件的磁流体动力学（MHD）模型的内日球计算太阳风的属性高达2.1 AU。随着多卡林顿旋转的验证运行，比热比的变化和流相互作用区（SIR）的研究的影响也被提出。这项工作展示了SIRs的多方向特征，并为印度空间研究组织即将进行的Aditya-L1太阳飞行任务机载Aditya太阳风粒子实验（ASPEX）有效载荷的太阳风离子谱仪（SWIS）子系统的潜在观测提供了综合测量。
2022-07-27 astro-ph.SR
Solar wind rotation rate and shear at coronal hole boundaries, possible consequences for magnetic field inversions
几个航天器进行的现场测量表明，太阳风经常受到快速远离太阳远距离传播的瞬态结构（磁褶、喷流、波、通量绳）的扰动。帕克太阳探测器探测到在小的日心距离上磁场矢量的频繁旋转，伴随着令人惊讶的大太阳风旋转速率。这种磁场弯曲的物理起源，它们在行星际空间中生存的条件，以及它们与太阳风旋转的关系，都还没有被清楚地理解。我们跟踪测量的太阳风流从航天器的位置下降到太阳表面，以确定其潜在的源区，并使用全球MHD模型的日冕和太阳风，将它们与低太阳日冕的旋转状态。我们确定了太阳日冕的区域，其中太阳风的速度和旋转剪切是重要的和长寿命的，可以有利于磁偏转的发展和它们的传播跨越扩展高度的太阳风。我们发现，日冕旋转是高度结构化的，增强的流动剪切发展的边界附近的冕洞和流光，周围和以上的伪流光，即使当这样的边界与太阳旋转的方向对齐。PSP识别的大部分之字形都映射到这些区域，无论是瞬时磁场连通性还是到达航天器的风流轨迹。这些强剪切区域很可能在很远的距离上给太阳风留下印记，并增加慢速太阳风的横向速度变化。模拟和连通性分析表明，它们可能是帕克太阳探测器观察到的曲折和尖峰的来源。
2021-04-16 astro-ph.SR
Tracking Back the Solar Wind to its Photospheric Footpoints from Wind Observations -- A Statistical Study
追踪太阳风到光球源区并识别相关的电流片是非常重要的，这将为研究太阳风的起源和预测提供关键信息。我们报告了一个与光球足点运动和现场观测太阳风中电流片有关的统计研究。我们使用的潜在无力源-表面（PFSS）模式和每日天气图跟踪太阳风从1 AU，由风航天器观测到的，到太阳表面。当足迹点沿着太阳表面移动时，我们得到不同点之间的跳跃时间的时间序列。这些跳跃可以在一个单元内，也可以在相邻单元之间。我们得到的分布的跳跃时间和分布的一个子集的跳跃时间，其中只有相邻细胞之间的跳跃计数。对于这两种情况，分布清楚地显示了两个总体。将这些分布与Miao Peng和Li（2011）的早期工作中报告的原位电流片分布进行了比较。讨论了它对电流片起源的影响。
2014-02-25 astro-ph.SR
Reconstructing the Solar Wind From Its Early History To Current Epoch
来自活跃太阳型恒星的恒星风在恒星角动量的去除和行星大气的侵蚀中起着至关重要的作用。然而，除了质量损失率之外，主要的风特性不能直接从观测中得出。利用三维磁流体动力学Alfven波驱动的太阳风模型ALF3D，重建了0.7，2和4.65 Gyr时的质量损失率、终极速度和风温等太阳风参数。我们的模型将风的热电子，质子和拾取质子作为单独的流体，并结合湍流传输，涡动粘度，湍流电阻率，湍流加热正确地描述质子和电子温度的太阳风。为了研究太阳风的演化，我们为三个符合观测约束的太阳风演化模型分别指定了三个输入模型参数，即等离子体密度、阿尔芬波振幅和风底偶极磁场强度。我们的模拟结果表明，在太阳早期历史的0.7 Gyr，古太阳风的速度是1 AU的两倍，密度约为50倍，温度为2倍。质量损失率的理论计算似乎与经验得出的各种年龄的恒星的值一致。这些结果可以为年轻的太阳和其他活跃恒星周围的（外）行星磁层上的风动压力提供约束，这对于现实评估电离层的焦耳加热和相应的大气侵蚀效应至关重要。
2016-01-15 astro-ph.SR
Extended MHD modeling of the steady solar corona and the solar wind
回顾了在定常或准定常日冕物理条件下，日冕和太阳风的大尺度磁流体动力学（MHD）模拟的历史和现状。我们把思想的演变导致认识到存在一个不断扩大的太阳大气层的历史背景。详细介绍了第一代全球日冕和太阳风模式的发展和主要特点。这一历史观点也适用于目前的全球日冕和太阳风模型套件。我们讨论了新思想的演变及其在数值模拟代码中的实现。我们指出了这些模型所面临的科学和计算挑战，并讨论了各个团体试图克服这些挑战的方法。接下来，我们将讨论最新的，最先进的模型，并指出在模拟日冕和行星际介质的预期下一步。
2018-07-01 astro-ph.SR
Relationship Between Solar Wind Speed and Coronal Magnetic Field Properties
利用1986 ~ 2009年24年的行星际闪烁和太阳磁场资料，研究了各纬度太阳风速$[V]$和日冕磁场特性（通量膨胀因子[ $f$ ]和光球磁场强度[ $B_{\mathrm{S}}$ ]）之间的关系。使用交叉相关分析，我们验证了$V$与$f$成反比，并且发现如果$f$相同，则$V$倾向于随$B_{\mathrm{S}}$增加。因此，我们发现$V$与$B_{\mathrm{S}}/f$具有非常好的线性相关性。然而，这种线性关系的$V$和$B_{\mathrm{S}}/f$不能用于预测太阳风的速度没有信息的太阳风的质量通量。我们讨论了为什么$V$和$f$之间的反比关系已成功地用于太阳风速度预测，即使它没有明确包括质量通量和磁场强度，这是太阳风加速的重要物理参数。
2015-07-14 astro-ph.SR
Self Consistent Models of the Solar Wind
热日冕和超音速膨胀的太阳风的起源仍然是许多争论的主题。本文总结了太阳风加速的现实和自洽模型的一些基本成分。它还概述了在最近的辩论中的主要问题是什么物理过程占主导地位的质量，动量和能量平衡的加速风。制作太阳-日光层系统的真实模拟的一个关键障碍是缺乏一种具体说明日冕加热速率的物理方法。最近的模型，假设能量来自阿尔芬波的部分反射，然后消散的磁流体动力学湍流，已被发现重现许多观测到的太阳风的功能。本文讨论了这些模型的结果，包括与测量的等离子体特性作为太阳风速度的函数的详细比较。对未来的工作也提出了一些建议，这些建议可以回答许多关于日冕加热和太阳风加速的遗留问题。
2010-07-06 astro-ph.SR
Validating a Time-Dependent Wave-Turbulence-Driven Model of the Solar Wind
虽然加热日冕和加速太阳风的机制仍在积极研究中，但人们普遍认为，光球运动提供了能源，磁场在这一过程中一定发挥了关键作用。\citet{2010ApJ...708L.116V}提出了一个基于阿尔文波湍流耗散的加热和加速太阳风的模型。我们首先使用一个随时间变化的模型的太阳风重现\citeauthor{2010ApJ...708L.116V}的解决方案之一，然后我们扩展其应用的情况下，能量方程包括热传导和辐射损失，和上层色球是计算域的一部分。使用这个模型，我们探索参数空间和描述的快速太阳风解决方案的特点。我们将讨论如何将此公式应用于日冕和太阳风的三维MHD模型\citep{2009ApJ...690..902L}。
2014-02-18 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
Magnetic reconnection sustains the mass budget of the solar wind
提出太阳风源区的自洽数值模型，揭示闭合与开放磁场间的磁重联产生喷流并转移物质，量化发现其质量通量足以维持太阳风。
2025-09-16 astro-ph.SR
Influence of the ambient solar wind flow on the propagation behavior of interplanetary CMEs
利用STEREO日球成像仪的遥感观测和现场等离子体和磁场测量，研究了2008年6月1-6日、2009年2月13-18日和2010年4月3-5日从太阳到1 AU的三次CME/ICME事件。我们重点研究了ICME在IP空间中的传播过程，该过程受两种力的控制，即推进力洛伦兹力和拖曳力。我们解决的问题，在日光层的距离范围内的阻力成为主导和日冕物质抛射得到调整的太阳风流。为此，我们分析ICME和周围的太阳风流之间的速度差异作为距离的函数。利用Wang-Sheeley-Arge（WSA）和MHD-Around-A-Sphere（MAS）两种太阳风模型，通过ENLIL三维MHD模型计算，得到了环境太阳风流场的演化。比较测得的CME运动学与太阳风模型，我们发现，CME的速度得到调整，太阳风的速度在非常不同的日光层距离在研究中的三个事件：从低于30 Rs，超过1 AU，这取决于CME和环境太阳风的特点。ENLIL可用于获得有关背景太阳风总体结构的重要信息，在太阳活动低的时候比在太阳活动高的时候提供更可靠的结果。这项研究的结果使我们能够更好地了解在IP空间距离范围内作用于CME的力，这是预测其1 AU过境时间的重要先决条件。
2011-10-04 astro-ph.SR
Quantifying Uncertainties in Solar Wind Forecasting Due to Incomplete Solar Magnetic Field Information
本研究通过模拟不完整的磁场图并输入WSA、HUXt和EUHFORIA等模型，量化了太阳风预测中的不确定性，发现磁场数据缺失会导致预测RMSE达59-121 km/s，并提出基于点云预测可缓解20-77%的不确定性。
2025-04-28 astro-ph.SR
Radio Wave Propagation as a Probe of the Solar Corona and Solar Wind
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育与研究学院）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
利用无线电波在太阳日冕和太阳风中传播时的畸变效应（如角展宽和闪烁），通过观测相位结构函数、湍流振幅等参数，研究日冕和太阳风的物理过程，SKA望远镜将大幅提升探测能力。
2026-06-28 astro-ph.SR
A comparison study of extrapolation models and empirical relations in forecasting solar wind
日冕物质抛射（CME）和高速太阳流作为背景太阳风的扰动，对空间天气动力学有重要影响。因此，准确预测背景风特性的强有力框架是开发任何空间天气预测工具箱的基本步骤。在这项试点研究中，我们专注于实施和比较的各种模型，是一个稳定的状态，太阳风预测框架的关键。具体来说，我们进行案例研究卡林顿旋转2053年，2082年和2104年，并比较了磁场外推模型的性能与速度经验公式预测太阳风性能在拉格朗日点L1。本文提出了两种不同的从日冕区域外推太阳风到日球内区域的模型，即（a）基于动力学的（日球逆风外推[HUX]）模型和（b）基于物理学的模型。基于物理的模型解决了一组保守的流体动力学方程，使用PLUTO代码，并可以额外地预测太阳风的热特性。通过统计方法对不同模式预测太阳风参数的能力进行了量化评价。我们进一步扩展这个框架，也评估行星际磁场在L1的极性。我们针对CR 2053情况的最佳模型给出了非常高的相关系数（$\sim$ 0.73-0.81），并且均方根误差为（$\sim$ 75-90 kms $^{-1}$）。此外，基于物理的模型具有与从每小时OMNI太阳风数据获得的标准偏差相当的标准偏差，并且还产生与从相同数据库在L1处测量的观测到的太阳风质子温度相当匹配的结果。
2020-10-26 astro-ph.SR
Impact of Non-potential Coronal Boundary Conditions on Solar Wind Prediction
预测地球上的太阳风是空间天气预测的一个核心方面。然而，这种预测的结果对计算日冕中磁场的方法非常敏感。我们分析的影响，取代势场日冕边界条件，在业务空间天气预测工具，由非潜在的条件。为此，我们比较预测的太阳风等离子体参数与观测在1 AU的两个6个月的时间间隔，一个在太阳最大和一个在当前周期的下降阶段。作为一个基线，我们比较与操作Wang-Sheeley-Arge模型。我们发现，对于太阳极大，非势日冕模型和适应太阳风速度公式导致最好的太阳风的预测在统计意义上。对于下降相，势冠模型表现最好。Wang-Sheeley-Arge模型在预测高速增强和流注相互作用方面优于其他模型。改进后的风速公式参数拟合效果较好，有望提高非势流模型的性能。
2017-09-06 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
Two-fluid numerical simulations of the origin of the fast solar wind
使用我们的JOANNA代码，它解决了离子+电子和中性流体的辐射方程，我们进行现实的2.5D数值模拟与太阳粒化等离子体外流。这些外流的物理量与色球上层、过渡区和内日冕的质量和能量损失的观测结果在数量级上是一致的，它们可能是快速太阳风的起源。
2019-06-06 astro-ph.SR
Core to solar wind: a stepwise model for heating the solar corona
聚变研究的操作经验表明，斯皮策电阻率如何使色球层中的欧姆加热自限，从而用于定义过渡区的下限。它的上限是在约6000 K，在那里的He：H等离子体的辐射冷却急剧减速。第三个也是最后一个阶段是膨胀到空间的稀薄等离子体中，这导致离子加速到高能量，这是航天器仪器长期记录的。因此，从太阳内部（对流区瑞利贝纳德环境中旋转柱的能量来源）到太阳风的日冕喷出，一路上都存在着动力连续性，这一发现应有助于空间天气分析，证明太阳风中的氦与日冕物质抛射的发生率之间的关联。
2021-01-20 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
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
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 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
Solar winds along curved magnetic field lines
利用行星际闪烁技术进行的遥感测量和利用地球观测卫星进行的现场测量都表明，在太阳活动极小期条件下，太阳风具有双峰结构。目前，是什么使快风快，慢风慢，还有待回答。虽然流管的冠状扩张速率$f_c$和原位测量的速度$v$之间存在稳健的经验相关性，但进一步的数据分析表明，$v$不仅仅取决于$f_c$。我们研究是否非径向形状的场线，这自然伴随着任何非径向膨胀，可能是一个额外的几何因素。我们解决了输运方程纳入加热由于湍流阿尔文波的电子质子太阳风沿弯曲的场线给出的分析磁场模型，代表太阳最低日冕。场线的形状被发现影响很大的太阳风参数，降低渐近速度高达$\sim 130$公里s $^{-1}$，或由$\sim 28%$在相对条款，与忽略场线曲率的情况相比。这种效应在太阳风中能量增加的一般框架中得到解释：相对于直的情况，场线曲率增强了亚音速流的有效能量沉积，导致更高的质子通量和更低的终端质子速度。我们的计算表明，场线曲率可能是一个几何因素，除了管膨胀，大大影响太阳风的速度。此外，在太阳活动极小期，尽管磁力线曲率不太可能影响极地快速太阳风，但它确实有助于使低纬度的风变慢，从而有助于更好地重现太阳能电池测量。
2011-03-27 astro-ph.SR
Stability of Parker's Solar Wind Solution Near the Solar Surface
通过提出Sturm-Liouville问题，证明Parker稳态太阳风解在太阳表面附近从静止、共转或缓慢运动状态起始时具有稳定性，且在放宽等温假设并采用更现实的正压和绝热模型后该稳定性依然成立，表明该解是动力学系统的稳定吸引子。
2021-08-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Proton-proton collisional age to order solar wind types
太阳风流的性质是由它的源区和传输效应决定的。与太阳风类型无关，现场测量的太阳风总是受到两者的影响。我们考虑质子-质子碰撞年龄作为1 AU处太阳风的排序参数，并探讨其与Xu & Borovsky（2015）开发的太阳风分类方案的关系。我们用这个来表明，明确的磁场信息是不需要这种太阳风分类。基于这一分类的三种基本太阳风类型涵盖不同的质子-质子碰撞年龄$a_{col,p-p}$方面的制度的观察，我们提出了一个简化的太阳风分类方案，仅基于质子-质子碰撞年龄。由此产生的所谓PAC太阳风分类器是完整的Xu & Borovsky（2015）太阳风分类方案的替代方案，并导致与完整的Xu & Borovsky（2015）方案非常相似的分类。质子-质子碰撞年龄使太阳风有序化。这意味着潜在的内在关系的等离子体属性，特别是质子温度和磁场强度在每个等离子体制度。我们认为，扇区反转等离子体是一个组合，特别缓慢和密集的太阳风和大多数流相互作用的边界。大多数太阳风参数（例如，磁场强度B和氧电荷状态比$n_{O^{7+}}$ / $n_{O^{6+}}$）随太阳活动周期而变化。因此，所有基于阈值的太阳风分类方案也需要适应太阳活动周期。
2020-03-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Centennial evolution of monthly solar wind speeds: Fastest monthly solar wind speeds from long-duration coronal holes
高速太阳风流（HSS）是高纬度地区地磁活动非常有效的驱动力。在本文中，我们使用最近开发的地磁活动的$Δ{H}$参数，从Sodankylä天文台的夜间每小时磁场测量计算，作为代理太阳风（SW）速度在1914-2014年（太阳活动周期15-24）的每月时间分辨率。通过计算每个月的$Δ{H}$和SW速度之间的独立回归，考虑了月$Δ{H}$和太阳风速度之间关系的季节变化。从而，我们得到了一个均匀的一系列的代理值的每月太阳风的速度在过去的100年。我们发现每个太阳活动周期中最强的HSS活跃月份出现在下降阶段，分别是1919年、1930年、1941年、1952年、1959年、1973年、1982年、1994年和2003年。实际上，所有这些年都与年最大太阳风速度的年份相同或相邻。这意味着最持久的冕洞，持续几个太阳旋转，并导致最高的年西南速度，也是最高的月西南速度的来源。因此，在过去的100年里，没有一个持续时间短（大约一个太阳旋转）的冕洞会产生比每个太阳周期中最长寿的冕洞更快的每月（或太阳旋转）平均太阳风。
2017-02-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Reconstruction of Helio-latitudinal Structure of the Solar Wind Proton Speed and Density
日光层的建模需要连续的三维太阳风数据。在黄道外的现场测量是非常罕见的，因此需要其他方法来探测太阳风。利用行星际闪烁（IPS）观测的太阳风速度遥感数据，重建了1985 - 2013年太阳风质子速度的时空结构。我们开发了一种方法来填补IPS观测中的数据空白，以获得连续和均匀的太阳风速度记录。利用太阳风动压和能通量随纬度变化的不变性，提出了一种由太阳风速度反演太阳风密度的方法。为了构造太阳风速度的天气图，我们使用每个卡林顿旋转图的球谐分解。为了填补时间上的空白，我们将奇异谱分析应用于球谐系数的时间序列。我们获得了近三个太阳活动周期的太阳风质子速度和密度的日纬分布。由于计算的限制，重建的精度约为20%。所提出的方法使我们能够提高空间和时间分辨率的模型的太阳风参数在我们以前的论文（Sokónoval等。2013），并提供了一个更好的洞察太阳风结构的时间变化。此外，重建的太阳风密度更准确，更好地符合现场测量的太阳风。
2015-10-26 astro-ph.SR physics.space-ph
Cross Helicity and the Helium Abundance as an in situ Metric of Solar Wind Acceleration
该研究利用28年Wind卫星数据，结合氦丰度与交叉螺旋度，提出新的太阳风分类方案，揭示阿尔芬慢风源于开放场区域，并挑战传统双态范式。
2025-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Directly comparing coronal and solar wind elemental fractionation
随着太阳风在日光层中传播，动力学过程不可逆转地消除了近太阳加热和加速过程的特征。然而，太阳风的元素分馏在过境期间应该不会改变，使其成为这些过程的理想示踪剂。我们的目的是直接验证，如果太阳风元素分馏是反映日冕源区分馏，无论是在不同的太阳风源区域内和跨。一个反映射方案被用来预测高级成分探测器（ACE）测量的太阳风起源于日冕。然后将由日之出极紫外成像光谱仪（EIS）在源区测量的日冕成分与现场太阳风成分进行比较。在每小时的时间尺度上，日冕和太阳风成分之间没有明显的相关性。与此相反，在日冕和太阳风中，各个源区内分馏值的分布是相似的，但不同源区之间的分布有明显的重叠。匹配的分布直接验证了元素组成是保守的等离子体从日冕的太阳风，进一步验证它作为加热和加速过程的示踪剂。源之间的分馏值的重叠意味着不可能仅通过比较太阳风和日冕成分测量来确定太阳风源区，但可以使用比较来验证与预测的航天器-日冕连接的一致性。
2020-08-08 astro-ph.SR physics.space-ph
The differences in the origination and properties of the near-Earth solar wind between solar cycles 23 and 24
本文通过改进的两步映射方法追溯1999-2020年近地太阳风源区，对比第23与24太阳活动周，发现太阳风源区比例、磁场强度、速度、氦丰度和电荷态等性质均受太阳活动周幅度影响。
2024-07-01 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Active region contributions to the solar wind over multiple solar cycles
冕洞和活动区都是太阳风的源区。这些日冕结构在空间和时间上的分布是众所周知的，但不清楚每个来源对太阳风的贡献有多大。在这项研究中，我们使用光球磁场地图在过去的四个太阳活动周期观测到的，以估计什么比例的磁开放太阳通量是植根于活动区，代理的所有太阳风的分数起源于活动区。我们发现，活动区的贡献率变化的太阳风在任何一个时间在30%至80%之间的太阳极大期，是可以忽略不计的太阳极小期，表现出很强的相关性与太阳黑子数。虽然活跃区域通常局限于日冕中的$\pm$ 30 $^{\circ}$纬度，但它们产生的太阳风可以到达高达$\pm$ 60 $^{\circ}$纬度。它们对太阳风的贡献也与日冕物质抛射率相关，并且变化很大，在单个太阳活动极大期内，每月的时间尺度变化$\pm$ 20%。我们推测，这些变化可能是由日冕物质抛射造成的日冕磁场在次月时间尺度上的重新配置。
2021-08-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Estimation of the solar wind extreme events
这项研究分析了由于太阳风扰动而在太阳风和磁层中发生的极端事件。极值理论已被应用到一个20年的数据集，从高级成分探测器（ACE）航天器的1998年至2017年期间。分析了太阳风中的质子速度、质子温度、质子密度和磁场等极端事件的特征。分析了太阳风电场vB $_{z}$，以表征太阳风中的极端扰动对磁层的影响。这些极端值是对40年一遇和80年一遇事件的估计，分别是原始数据集范围的2倍和4倍。通过与前几年记录的极端事件的测量值进行比较，验证了估计值。最后，我们的研究还表明，在所研究的幅度存在一个上限。
2021-11-30 astro-ph.SR physics.space-ph
The Near-Sun Streamer Belt Solar Wind: Turbulence and Solar Wind Acceleration
帕克太阳探测器（PSP）的第四个轨道到达日心距离下降到27.9 Rs，使太阳风湍流和加速机制能够在比以前更靠近太阳的地方进行现场研究。的湍流特性被认为是显着不同的PSP的第四次太阳能遇到的入境和出境部分，可能是由于接近日光层电流片（HCS）在出境期间。在HCS附近，在流光带风中，湍流被发现具有较低的振幅，较高的磁压缩性，较陡的磁场谱（谱指数接近-5/3而不是-3/2），较低的Alfvénicity，以及在低得多的频率下的“1/f”突变。这些也是1天文单位时慢风的特征，表明近太阳流带风是典型的慢太阳风。性质的转变发生在距HCS约4°的预测角距离处，这表明在这些距离处，流光带风的全宽约为8°。虽然大多数的Alfvénic湍流能量通量PSP测量的反射驱动的湍流模型所需的太阳风加速是一致的，在流光带的通量显着低于模型预测，这表明额外的机制是必要的，以解释加速的流光带太阳风。
2021-01-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Shock-wave radio probing of solar wind sources in coronal magnetic fields
近地环境以及其他类地行星大气中的空间天气效应是由太阳的微粒辐射引起的，称为太阳风。太阳磁场控制着日冕结构。太阳风源中的磁场强度值--空间天气气候建模和预测的关键信息--来自各种太阳空间和地面观测，但迄今为止还没有考虑到特定类型的无线电爆发。这些是“断裂”的II型射电爆发，归因于冲击波与发出太阳风的日冕结构的碰撞。在这里，我们报告的两个“断裂”II型爆发的无线电观测，以证明一种新的工具，探测磁场变化的太阳风源。这些结果对解释这类爆发有直接的影响，并有助于当前对太阳风辐射源的研究。
2021-10-29 astro-ph.SR physics.space-ph
A parametric study of solar wind properties and composition using fluid and kinetic solar wind models
本文提出一个从色球层延伸到内日球层的太阳风模型，通过中性与带电粒子相互作用模拟气体传输与电离过程，发现能量沉积显著影响太阳风性质，引入高能电子可改善模型与观测的一致性。
2025-04-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
