Cyclotron line formation in the magnetized atmospheres of compact stars: I. The transfer equations for polarized radiation
我们发现的形式的传输方程的偏振回旋辐射的大气中的紧凑型恒星，这是足够简单，允许实际实施，仍然保留所有重要的物理效应。我们考虑了回旋加速器线内辐射的频率重新分布以及相对论和量子电动力学效应。我们的分析是有效的磁场高达$10^{13}$ G和温度远低于500 keV。我们提出并比较了两种形式的辐射传递方程。第一种形式适用于中等磁场强度的致密星，典型中子星的磁场强度可达$10^{11}$ G，磁性白矮星的磁场强度可达$10^9$ G。第二种形式，斯托克斯参数，是更复杂的，但适用于即使线性模式耦合发生在散射为主的大气中的某个地方。分析磁化等离子体的色散特性{在后一种情况下，我们描述了线性模式耦合是可能的和必要的参数范围。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scattering Polarization of Hydrogen Lines in Weakly Magnetized Stellar Atmospheres I. Formulation and Application to Isothermal Models
虽然氢的谱线包含有价值的信息的各种天体物理等离子体的物理特性，包括太阳色球层上部，相对较少的是知道他们的散射偏振信号的修改通过汉勒效应可以利用磁场诊断。在这里，我们报告的散射过程和汉勒效应在Ly-a，Ly-b和H-a考虑到多级辐射转移效应在等温恒星大气模型，氢能级的精细结构，以及与电子和质子碰撞的影响所产生的线偏振的基本理论研究。这第一篇论文的主要目的是阐明的物理机制，控制线极化的三条线，以及其灵敏度的扰动密度和强度和结构的微结构和确定性磁场。为此，我们应用一个有效的辐射转移代码，我们已经开发的Hanle效应在多层系统重叠线过渡进行数值模拟。对于低密度的等离子体，如太阳色球层上部的等离子体，碰撞去极化主要是由n=3的精细结构能级之间的碰撞跃迁引起的，所以它对Ly-a几乎不重要，但对Ly-b和H-a很重要。考虑到不同氢线跃迁之间的辐射转移耦合，我们显示了Hanle效应对三条线的影响。例如，我们证明了H-a线的线性偏振分布对线芯形成区域中的磁场梯度的存在是敏感的，并且在类太阳色球中偏振分量的选择性吸收对出射散射偏振不起任何重要作用。
2011-02-19 astro-ph.SR
Three-dimensional numerical simulation of magnetohydrodynamic-gravity waves and vortices in the solar atmosphere
通过修改FLASH代码，我们模拟了磁流体动力学-重力波和涡旋及其在不同高度的磁化三维（3D）太阳大气中的响应，以了解局部能量输运过程。在太阳大气中强烈结构的引力和磁力，我们推出了一个本地化的速度脉冲（水平和垂直分量）内的底层三维太阳大气建模初始VAL-IIIC条件，这触发波和涡。涡的旋转方向取决于初始扰动的方向。垂直驱动器产生磁声-重力波，其导致过渡区的振荡，并且其导致具有垂直定向的对称轴的涡旋。水平脉冲激发所有磁流体动力学-重力波和水平取向的涡旋。这些波向上传播，穿过过渡区，进入日冕。在高β等离子体区，磁场线随等离子体运动，时间演化表明它们带有涡旋。我们估计的能量通量进行的波在磁化的太阳大气中，并得出结论，这样的波的动力学和涡旋可能是显着的能量传输，以充分平衡的能量损失在本地化的日冕。此外，过渡区的结构高度影响这种能量传输，并导致传播波进入内日冕的通道。
2013-09-02 astro-ph.SR
Onset of secondary instabilities and plasma heating during magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar atmosphere
在一个2.5维多流体等离子体中性反应模型中，数值研究了太阳低层大气（距太阳表面约$300-800$ ~km）弱电离等离子体中不同空间尺度和不同高度的磁重联.我们考虑了强磁化等离子体（$β\sim 6\% $）从无力的磁位形演化而来，并被扰动以初始化重联电流片的形成。在大尺度上，观察到产生的电流片进行二次“等离子体团”不稳定性。一系列不同尺度下的模拟结果显示了一个级联电流片形成过程，该过程终止于宽度约为2 m，长度为$\sim100$ ~m的电流片，对应于临界电流片纵横比为$\sim50$。我们还观察到，等离子体团的不稳定性是主要的物理机制加速磁重联在这个等离子体参数制度。在等离子体团不稳定性出现后，重联率急剧增加到$\sim$ 0.035，观察到与Lundquist数无关。这些特征与完全电离等离子体中的磁重联非常相似。在这个低$β$导场重联制度，重组和碰撞的影响被观察到有一个小的贡献重联率。模拟结果表明，在磁重联过程中，将稠密的弱电离光球等离子体加热到$2\times10^4$ ~K以上是困难的。然而，当重联磁场为$500$ ~G或更强时，低太阳色球层中的等离子体可以被加热到$3\times10^4$ ~K以上。
2018-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Synthetic observations of internal gravity waves in the solar atmosphere
我们研究了太阳大气真实数值模拟合成观测中探测到的内重力波（IGW）的性质。我们使用了四种不同的模拟太阳磁对流使用CO 5 BOLD代码。模拟了一种无磁场模型和三种磁场模型。后三个模型开始与初始的垂直，均匀的领域10，50和100 G的磁通量密度，代表不同地区的安静的太阳表面。我们使用NICOLE代码来计算合成光谱图从所有的模拟模型的两个磁不敏感的中性铁线Fe I 5434 <$N和5576 <$N。我们发现合成光谱中的内部重力波的特征与真实太阳的观测结果是一致的。使用谱线获得的相位差与模拟中的相位差显著不同。在重力波制度中的两个大气层之间的相位相干性是高度相关的，并且被认为是随着所观察的层之间的旅行距离而减小。我们的结论是，从相位差分析确定的IGW的能流可能被高估了一个数量级。较弱且对温度不太敏感的谱线可能更适合于探测内波并准确地确定它们在太阳大气中的能流。
2019-12-13 astro-ph.SR
Magnetized Neutron Star
我们的主要目标是利用LORENE软件包\footnote{http://www.lorene.obspm.fr}中的完全广义$-$相对论方法研究磁化中子星。这里我们采用了一种依赖于重子密度的非均匀磁场分布。这个轮廓已经在许多以前的作品中使用，似乎是一个很好的选择，以探索这些对象的内部磁场的最大影响。同样重要的是，这里讨论的磁场是极向和轴对称的。初步结果表明，被赋予强磁场的恒星会发生形变，质量有所增加。
2015-04-09 astro-ph.SR
High speed magnetized flows in the quiet Sun
我们已经研究了这些事件的空间和偏振特性，使用各种数据从日之出航天器。我们还推断了大气层结的物理参数反演的观测斯托克斯轮廓采用斯托克斯反演响应函数（SIR）代码的基础上。最后，我们使用同一仪器的时间序列分析了它们的演变。蓝移事件倾向于出现在颗粒边缘的明亮区域，而红移事件主要出现在颗粒间通道的黑暗区域。在连接它们的区域中可以看到大的线性偏振信号。从时间序列推断的磁性结构显示，该结构对应于一个$Ω$环，一个足点总是在颗粒的边缘和其他内部的粒间巷。从这两个事件中观测到的斯托克斯剖面反演得到的物理参数表明，相对于哈佛-史密斯参考大气，$\logτ_{500} \in (-1, -3)$的温度增加，大气底部的强磁场$B \ge 1$ kG迅速向上减小，直到在$\logτ_{500} \approx -2$消失。在蓝移事件中，视线速度从大气底部的上升流变为大气顶部的下降流。红移事件显示相反的速度分层。视线速度的符号变化发生在磁场为零的相同光学深度处。最好地解释推断的磁场配置和流动运动的物理机制是沿拱形磁通量管的虹吸流。然而，需要进一步的调查，因为虹吸流的预期特征不能明确识别。
2014-07-28 astro-ph.SR
Ubiquitous Solar Eruptions Driven by Magnetized Vortex Tubes
太阳表面被高速喷流覆盖，这些喷流将质量和能量输送到日冕中，并供给太阳风。这些喷流中最突出的被称为针状体。然而，引发这些喷发事件的机制仍然未知。使用现实的数值模拟，我们发现，小规模的喷发是由无处不在的磁化涡流管产生的太阳的湍流对流在次表层。旋转的涡流管（类似于龙卷风）穿透太阳大气层，捕获并拉伸背景磁场，并将周围的物质向上推，产生准周期性的冲击。我们的模拟揭示了一个复杂的高速流动模式，和热力学和磁结构的爆发涡管。我们发现，爆发是在次表层，并驱动的高压梯度在光球和光球，并由洛伦兹力在更高的大气层。
2012-12-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Radiation intensity and polarization in atmosphere with chaotic magnetic field
我们考虑了混沌磁场中法拉第旋转对多重散射辐射强度和线偏振的影响。所有的波动被假定为高斯型和各向同性。磁场值小于$10^5$高斯。在这种情况下，参数$ ω_B/ω=(eB/m_ec)/ω\simeq 0.93\cdot 10^{-8}λ$（$μ$ m）$B($ G $)$很小，辐射散射是自由电子上的通常散射。只有法拉第旋转影响辐射的强度和偏振。本文考虑了无平均磁场的电子磁化大气中的Milne问题。我们发现混沌磁场并不增加H-函数的个数，描述了Milne问题。在非磁化的情况下，有四个H-函数，就像在米尔恩问题中一样。计算结果表明，出射辐射的偏振度随磁涨落水平的增加而强烈减弱。计算结果可用于吸积盘倾角$i$和磁涨落水平的估计。
2019-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the influence of magnetic topology on the propagation of internal gravity waves in the solar atmosphere
太阳表面是一个连续的内重力波源。IGW被认为为低层太阳大气提供了大部分的波能，但它们的存在和对上层能量平衡的作用仍然不清楚，主要是由于缺乏关于太阳磁场对其传播影响的知识。在这项工作中，我们看自然激发IGW在现实的太阳大气模型和研究不同的磁场地形对它们的传播效果。我们进行辐射磁流体动力学（R-MHD）模拟的磁场自由和两个磁模型-一个初始的，均匀的，垂直场的100 G的磁通量密度和一个初始水平场的100 G的磁通量密度。通过观察$k_{h}$ - $ω$诊断图中的相位差谱和相干谱，研究了IGW的传输特性。我们发现，IGW在太阳上层大气中的向上传播的模式与主导水平场的磁场没有类似的模型。与此相反，具有主要垂直场的模型显示向下传播。在传播方向上的这一关键差异也揭示了在低于0.8微米的高度的波传输的能量的差异。更高，传播特性显示出一种特殊的行为，这需要进一步研究。我们的分析表明，IGWs可能发挥了重要作用，在加热的色球层的互联网络区域的水平领域被认为是普遍的。
2020-10-14 astro-ph.SR
Surges and Si IV bursts in the solar atmosphere. Understanding IRIS and SST observations through RMHD experiments
太阳内部的磁化等离子体的出现经常会导致浪涌的出现。传统上，它们是在色球层谱线如H $α$ 6563和Ca II 8542中观测到的。然而，是否有一个响应浪涌的外观和演变中的Si IV线，或事实上，在许多其他过渡区线尚未研究。在本文中，我们分析了2016年9月3日在活动区AR 12585发生的H $α$浪涌和Si IV爆发的同时事件。为此，我们使用界面区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST）的协调观测。这是第一次，我们报告的硅IV的激增内的排放，发现配置文件，比平均更明亮，更广泛。此外，最亮的硅IV补丁的浪涌域内主要位于其脚点附近。为了了解过渡区谱线（如Si IV）中的浪涌和发射之间的关系，我们利用Bifrost程序进行了2.5维辐射MHD（RMHD）磁通量出现事件实验，包括硅的非平衡电离。通过光谱合成，我们解释了几个特点的意见。我们表明，硅IV发射补丁浪涌内的存在下，它们的位置附近的浪涌的足迹和各种观察到的光谱特征是一个自然的后果磁化等离子体的出现从内部到大气和随后的重连过程。
2017-10-24 astro-ph.SR
A viscous magnetohydrodynamic Kelvin Helmholtz instability in the interface of two fluid layer Part II An application to the atmosphere of the Sun
本次提交的主要目的是使用Hoshoudy，Cavus和Mahdy（2019）的模型，研究波数，剪切速度，磁场和温度等参数对发生在太阳大气中的两个粘性流体层界面上的磁化Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）增长率的影响。在这次检查中，KHI的存在被确定为波数，磁场，剪切速度和温度在太阳大气中的各种情况下。获得了这些参数的敏感值。
2019-07-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Alfvén Reflection and Reverberation in the Solar Atmosphere
阿尔文速度[a]随高度单调增加的磁大气常被用来模拟太阳大气，至少在几个太阳半径范围内。一个常见的例子是等温大气中均匀的垂直或倾斜的磁场，其阿尔文速度是指数的。我们解决了这种大气中的内反射问题，包括时间谐波和瞬态波。人们发现，可以设计一个数学边界条件，对应于完美的吸收在无穷远，并使用这一点，许多大气中，a（x）是解析和无界目前没有内反射谐波阿尔文波。然而，除了某些特殊情况，这种解决方案是伴随着一个尾流，这可能被认为是一种反射。对于初始值问题，谐波源突然打开（并可选地关闭），也有一个相关的瞬态，通常随时间衰减为O（t-1）或O（t-1 ln t），取决于驱动器的相位。与稳态谐波解不同，瞬态反射很弱。由有限持续时间的p模式训练驱动的日冕中的阿尔文波预计会留下这样的瞬变。
2012-06-11 astro-ph.SR
Explaining the thermal emission of old neutron stars with rotochemical heating and magnetized superconducting protons
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad Metropolitana de Ciencias de la Educación（教育与科学都市大学）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP)（天体物理学与行星学研究所在）；Indiana University（印第安纳大学）
研究发现，老中子星的热辐射可通过旋转化学加热和磁化超导质子机制解释，质子配对间隙较大而中子间隙较小，毫秒脉冲星需弱磁场。
2026-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic Fields of Slowly Rotating Magnetized Gravastars
我们研究了缓慢旋转重力星内部背景时空中的偶极磁场结构并给出了麦克斯韦方程组的解。将磁场穿透的引力星壳层模拟为由无限大电导率的理想高磁化流体组成的球体。引力星的偶极磁场是由一个在赤道平面上以$a$为半径对称放置的圆形电流回路产生的。
2009-02-02 astro-ph.SR gr-qc
Axisymmetric and stationary structures of magnetized barotropic stars with extremely strong magnetic fields deep inside
我们已经成功地获得了磁化恒星模型，这些模型在恒星内部具有极强的磁场。在我们的公式中，磁通量函数的任意函数出现在电流密度的表达式中。通过适当地选择对应于环形电流密度分布的任意函数之一的函数形式，我们已经获得了具有高度局部化的中心部分内和磁轴区域附近的磁场分布的配置。中心磁场的绝对值比表面区域强两个数量级。通过将我们的结果应用于磁星，内部磁极向场可能为10^17 G，尽管磁星的表面磁场约为10^15 G。对于白矮星，当表面磁场为10^9 - 10^10 G时，内部磁极向场可能为10^12 G。
2013-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Magnetized "Tornadoes": Relation to Filaments
太阳磁化“龙卷风”是在太阳大气中发现的一种现象，在日冕中表现为龙卷风状结构，但根在光球层。像其他太阳现象一样，太阳龙卷风是磁化等离子体的一个特征，因此与地球上的龙卷风截然不同。在这里，我们报告了对太阳“龙卷风”的第一次分析{在本信的修订期间，分别在《天体物理学杂志快报》（Li et al. 2012）和《自然》（Wedemeyer-Böhm et al. 2012）上发表了两篇专注于太阳龙卷风不同方面的论文。对两个事件的详细案例研究表明，它们是旋转的垂直磁结构，可能是由光球层中的底层涡旋流驱动的。它们通常作为一个群体存在，并与暗条/日珥有关，这是另一种重要的太阳现象，其形成和喷发仍然是个谜。太阳龙卷风可能在供应质量和扭曲的细丝方面发挥着独特的作用。这些发现可能为丝状体的形成和喷发提供新的解释。
2012-08-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Influence of the Lower Atmosphere on Wave Heating and Evaporation in Solar Coronal Loops
本文通过三维磁柱模型研究低层大气如何影响日冕环中扭结振荡驱动的波加热与色球蒸发，发现焓流重分布可增强日冕波能耗散并补偿热传导损失。
2023-05-05 astro-ph.SR
Hydrogen ionization equilibrium in magnetic fields
本文计算了在较宽场强范围内磁化氢原子在热力学平衡时的配分函数和电离度，即$B\approx 10^5$ - $10^{12}$ ~G.评估包括拟合公式为任意数量的结合能，内部原子结构和质量中心的运动之间的耦合，通过磁场，和所谓的偏心状态的形成（与电子从库仑阱移动的结合状态）。非理想气体效应在职业概率法中处理.给出了零场极限与高场极限之间束缚态对应的一般数学表达式。这让我们评估原子配分函数在一个连续的方式从塞曼微扰制度非常强的领域。结果显示了在磁性白矮星（MWD）大气中发现的条件，温度为$T\approx 5000$ - $80000$ ~K，密度为$ρ\approx 10^{-12}$ - $10^{-3}$ ~g~cm $^3$。我们的评估表明，由于在强MWD的大气中的磁场的气体电离显着减少。我们还发现，偏心状态可以存在于目前已知的热MWD的大气中，在最强的磁化大气中的配分函数的显着贡献。
2020-02-13 astro-ph.SR physics.atom-ph
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
Conversion and Damping of Nonaxisymmetric Internal Gravity Waves in Magnetized Stellar Cores
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Northwestern University（西北大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
研究探讨了恒星核心中非轴对称内重力波在磁场作用下的转换与阻尼机制，发现磁场可将内重力波转化为慢磁声波并引发阿尔芬波混合模式，导致能量损耗。
2026-03-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Waves of magnetic moment and generation of waves by neutron beam in quantum magnetized plasma
本文致力于研究具有自旋的磁化等离子体中波的色散，探索在等离子体中产生波的新方法。我们考虑了等离子体中由于磁矩的动力学作用而存在的波的色散。结果表明，由于磁矩动力学的影响，磁化等离子体中出现了九种新的波。我们表明，在通过等离子体的中子束传播的不稳定性。计算了中子束引起的不稳定性增量。为了研究这种效应，我们推广并使用了多粒子量子流体力学的方法。所描述的过程在核反应堆的稳定性和安全性计算以及中子星大气过程的研究中具有重要作用。
2012-08-05 astro-ph.SR cond-mat.mes-hall physics.plasm-ph
The effect of internal gravity waves on cloud evolution in sub-stellar atmospheres
亚恒星物体表现出光度变化，这被认为是由一些过程引起的，如磁驱动的斑点或不均匀的云层覆盖。最近的模型表明，湍流和波，包括内部重力波，可能在云的演变中起重要作用。本文的目的是研究IGW对尘埃成核和尘埃生长的影响，以及由此产生的云结构的观测是否可以用来恢复大气密度信息。对于二维简化大气，数值求解控制流体方程，模拟了IGW通过对尘埃成核和地幔生长的影响。此外，我们推导出一个表达式，将波致云结构的属性与可观测参数联系起来，以推断大气密度。数值模拟表明，$ρ, p, T$变化所造成的重力波导致的成核率的增加高达20倍，和地幔生长率的增加高达1.6倍，相比其平衡值。更广泛的参数空间的探索表明，在绝对值方面，由于IGW的成核增加是较强的冷却器（T矮星）和富TiO 2亚恒星大气。然而，相对增加，是更大的温暖（L矮）和TiO 2-穷人的气氛中，由于条件不太适合有效的成核平衡。这些变化导致了带状区域，其中尘埃的形成更加明显，类似于在地球上观察到的云结构。我们表明，IGW在亚恒星物体的大气中可以产生类似于在地球上观察到的带状云结构。我们提出了一种方法，其中潜在的带状云的观测可以用来估计亚恒星物体的大气密度。
2020-02-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Continuous gravitational waves from magnetized white dwarfs: Quantifying the detection plausibility by LISA
Indian Institute of Science（印度科学学院）；University of Warsaw（华沙大学）
本研究量化了LISA等天基探测器探测磁化白矮星连续引力波的可能性，通过建模磁场致形变和角动量损失，预测可探测数十个强磁白矮星，并验证了ZTF J1901+1458的可探测性。
2025-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Conversion of Internal Gravity Waves into Magnetic Waves
天文地震学通过研究恒星表面的振荡模式来探测恒星内部。虽然类太阳振荡器的脉动光谱已经被很好地理解，但开普勒观测到的红巨星中有相当一部分表现出异常低振幅的偶极振荡模式。Fuller等人（2015年）认为，这种效应是由将偶极内部重力波（IGW）散射成更高的多极IGW或磁波的强核心磁场产生的。在本文中，我们研究了IGWs与磁场的相互作用来验证这一机制。我们考虑两个背景恒星结构：一个具有均匀的磁场，另一个具有水平和垂直变化的磁场。我们推导出波传播问题的解析解，并通过数值模拟进行验证。在这两种情况下，我们发现从IGWs到磁波的IGWs传播到一个超过临界磁场强度的区域时，完美的转换。向下传播的IGW不能反射到向上传播的IGW中，因为它们的垂直波数从不接近零。相反，它们被转换成向上传播的慢（Alfvenic）波，我们表明它们可能会消散，因为它们传播回弱磁化区域。因此，强的内部磁场可以在红巨星中产生偶极模抑制，而重力模将可能完全不存在于充分磁化的恒星的脉动谱中。
2016-12-26 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Dynamics of Magnetized Vortex Tubes in the Solar Chromosphere
我们使用3D辐射MHD模拟调查的形成和动力学的小规模（小于0.5微米直径）涡管自发产生的湍流对流在安静的太阳区域与最初的弱平均磁场。结果表明，涡管进入色球层后，对太阳大气的结构和动力学有着重要的影响。涡流管主要集中在颗粒间通道，其特征是强烈的（近音速）下降流和旋涡运动，捕获和扭曲磁场线，形成磁通量管，随着高度的扩大，并达到磁场强度范围从200 G的色球层到超过1千克的光球层。我们详细研究了这些涡流管的物理性质，包括热力学性质，流动动力学，动力学和电流螺旋度，并得出结论，磁化涡流管提供了一个重要的路径，从对流区到色球的能量和动量转移。
2012-01-26 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
Magnetized stars with differential rotation and a differential toroidal field
我们成功地获得了具有微分旋转和微分环向磁场的磁化平衡态。如果原中子星的内部环向场是由初始极向磁场通过差动旋转卷起的，那么环向磁场的分布由差动旋转的轮廓决定。然而，在以往的磁化平衡研究中，环向场的分布并不能代表恒星的差动旋转所产生的磁绕组。在本文中，我们研究了代表由差动旋转缠绕的磁场的差动环形磁场的公式。我们已经开发了两个功能形式的微分环场，对应于一个v-常数和一个j-常数场的类比微分旋转。当微分的程度变得非常高时，环形磁场变得高度局部化并集中在旋转轴附近。即使总磁场能量比非差分环形磁场的能量小得多，这种差分环形磁场也将更有效地抑制低T/ |W|不稳定性。
2015-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Generation of Solar Spicules and Subsequent Atmospheric Heating
针状体是太阳色球层中快速演化的磁化等离子体的细尺度喷流。目前还不清楚这些普遍的喷流是如何从太阳表面起源的，以及它们在加热太阳大气中扮演什么角色。利用大熊太阳天文台的古德太阳望远镜，我们观察到在主极性磁场集中周围出现相反极性磁通量的几分钟内出现的针状体。来自太阳动力学观测站的数据显示，邻近的日冕随后被加热。在部分电离的太阳低层大气中，磁场的动态相互作用（可能是由于磁重联）似乎产生了这些针状体，并加热了太阳高层大气。
2020-06-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Wave turbulence in magnetohydrodynamics
本章主要回顾了近二十年来在不可压缩和可压缩情况下磁化等离子体（MHD、Hall MHD和电子MHD）中波动湍流的研究进展。重点是均匀和各向异性湍流，通常提供了最好的理论框架，调查空间和实验室等离子体。行星际介质和太阳大气作为两个例子的介质中的各向异性波湍流是相关的。波湍流的最重要的结果报告和讨论的背景下，空间和模拟磁化等离子体。重要的问题和可能的虚假解释最终进行了讨论。
2012-01-06 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
Rossby rogons in atmosphere and in the solar photosphere
基于相干Rossby波包的调制不稳定性，证明了Rossby反常波的产生以及Rossby包络亮孤子和暗孤子的激发.振幅调制Rossby波包的演化过程由一维非线性薛定谔方程（NLSE）控制。后者被用来研究Rossby波包的振幅调制的流体在地球大气层和太阳光球。当载波Rossby波数满足$k^2 < 1/2$或$\sqrt{2}+1<k^2<3$（$k^2 >3$或$1/2<k^2<\sqrt{2}+1$）时，振幅调制的Rossby波包在准定常长波长（相对于Rossby波长）扰动下变得稳定（不稳定）.研究还表明，在浅水近似下，太阳光球层中的Rossby波可以激发出Rossby包络孤子或Rossby包络亮孤子。然而，在电离层$E-$层中的磁化等离子体可能激发小尺度或大尺度扰动。
2012-11-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Poloidal-Field Instability in Magnetized Relativistic Stars
我们通过三维广义相对论磁流体动力学模拟研究了非旋转中子星中纯极向磁场的不稳定性，扩展了Ciolfi等人（2011）的工作。我们的目标是绘制一个清晰的动态与不稳定性，并研究系统达到的最终配置，从而获得在磁化中子星可能的平衡的迹象。此外，由于磁场的内部重排是一个高度动态的过程，这已被认为是磁星巨耀斑的背后，我们的模拟可以提供一个现实的估计电磁和引力波的排放，应该伴随着耀斑事件。我们的主要发现是：（1）不稳定性的初始发展符合扰动研究的所有预期，包括不稳定性种子的位置、不稳定性增长的时间尺度和环形分量的产生;（ii）在系统随后的非线性重组中，约90%的磁能主要通过电磁发射在几个阿尔芬时间尺度中损失，（iii）所有的恒星模型都趋向于实现显著的磁螺旋度和极向和环向磁场之间的能量均分，并演化到一个新的构型，在动力学或阿尔芬时间尺度上不显示出随后的不稳定性;（iv）电磁辐射与在巨型耀斑中观测到的初始亮度爆发的持续时间相匹配，支持内部重排的假设;（v）在该过程中释放的能量中只有一小部分被转换成f模式振荡和随后的引力波发射，从而导致检测到该信号的机会非常低。
2012-11-01 astro-ph.SR gr-qc
Identifying highly magnetized white dwarfs: A dimensionality reduction framework for estimating magnetic fields
University of Warsaw（华沙大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本文利用无监督机器学习技术分析氢气大气白矮星样本，通过UMAP和DBSCAN降维和聚类，区分高磁化白矮星与其他非磁化或弱磁化星体，并估计未测磁场的磁场强度。
2026-03-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar chromosphere
采用MHD方法模拟了2.5维多流体反应模型中部分电离等离子体，研究了太阳低层大气温度极小区附近强磁化区的磁重联.结果表明，在低$β$等离子体中，在没有磁零点的情况下，电离和中性流体流在整个重联区域中耦合良好。然而，非平衡电离-复合动力学在确定重联区域的结构中起着关键作用，与假设等离子体处于电离-复合平衡的模拟相比，非平衡电离-复合动力学导致低得多的温度升高和更快的磁重联速率。即使初始等离子体$β$与$β_0=1.46$一样高，等离子体的中性成分的电离速率也总是快于电流片区域内的复合。当重联磁场超过千高斯并且等离子体$β$低于0.0145时，初始弱电离的等离子体可以在重联区域内变得完全电离，并且电流片可以被强烈加热到$2.5\times10^4$ ~K以上，即使大部分碰撞耗散的磁能被辐射走。霍尔效应略微增加了重联率，但在没有磁零点的情况下，它不会导致显著的不对称性或将重联电流片的特性改变到米级。
2017-12-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
