Detection of large acoustic energy flux in the solar atmosphere
我们研究了对流运动激发的声波携带的能量通量。对利用IMAX/日出拍摄的高分辨率分光偏振数据的分析提供了在5.2-10 mHz范围内、高度约为250公里处的约6400- 7700 Wm $^{-2}$的总能通量，即至少是以前工作中发现的最大能通量的两倍。根据Anderson & Athay（1989）的估计，我们的估计值在平衡色球层辐射损失所需的能量通量的2倍之内，并恢复了对将能量传输到色球层的声波的兴趣。声通量主要存在于颗粒间通道中，但也存在于快速演化的小颗粒和亮边界处，形成分裂颗粒的黑点和通道。
2010-09-24 astro-ph.SR
Simulations of magneto-acoustic pulsations in atmospheres of rapidly oscillating Ap stars
快速振荡的Ap型恒星在天体物理学上表现出一种有趣的组合，即类似偶极的强磁场和类似太阳的高泛音p型脉动。最近对这些恒星的时间分辨光谱分析揭示了一幅复杂的磁声脉动波传播图，其振幅和相位随大气高度的变化而强烈变化。为了解释这些观测结果，并获得一个新的见解到大气动力学的roAp星，我们进行了2-D的时间依赖性，非线性磁流体动力学模拟波的一个现实的大气分层的一个冷Ap星。我们探索了一个网格的模拟在一个很宽的参数空间，治疗振荡的速度，磁场和热力学量在自洽的方式。我们的模拟促进了一个新的理解大气和磁场对磁声波的传播和反射特性的影响，节点表面的形成，以及不同数量的相对变化。我们的模拟再现了所观察到的roAp星脉动行为的所有主要特征。我们表明，第一次，在roAp大气中的脉动的整体深度依赖性的强烈影响，在光球基地的密度反演。
2009-09-07 astro-ph.SR
Non-LTE oxygen line formation in 3D hydrodynamic model stellar atmospheres
OI 777 nm谱线是FGK型恒星大气中氧丰度最常用的诊断方法之一。然而，它们在远离局部热力学平衡（LTE）的条件下形成。我们探讨偏离LTE的原子氧，和他们的影响OI线，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于OI 777 nm三重态，我们发现与LTE的显著偏离。这些偏离在具有较大有效温度、较小表面重力和较大氧丰度的恒星中更大。我们提出了OI616 nm、[OI] 630 nm、[OI] 636 nm和OI 777 nm线的预测3D非LTE等效宽度的网格，以及对基于1D LTE的结果的丰度校正。
2015-11-03 astro-ph.SR
Radiation hydrodynamics in simulations of the solar atmosphere
几乎所有在太阳核聚变产生的能量最终都在太阳大气中辐射到太空中，而剩余的能量则以中微子的形式被带走。因此，太阳气体和辐射场之间的能量交换是大气模拟的一个重要组成部分。描述这些相互作用的方程是已知的，但是它们的解在计算上是如此昂贵，以至于它们只能在多维辐射MHD建模中以近似形式求解。在这篇评论中，我讨论了最常用的近似气体和辐射之间的能量交换的光球，色球，和日冕。
2020-02-11 astro-ph.SR
Influence of the Conversion Layer on the Dispersion Relation of Waves in the Solar Atmosphere
在两个高度的磁光滤波器（MOTH）实验进行的观察表明，向上的行波包的磁性区域的频率低于声学截止。我们证明了所观察到的旅行时间的频率依赖性，即色散关系显示出显着的差异，在磁性和非磁性区域。更重要的是，在阿尔芬速度等于声速的层处和层上方，我们看不到具有较低截止频率的慢声模式的色散关系。我们与理论色散关系的比较并不表明这是向上低频波的慢声波类型。由此我们推测可能发生了从快声波到快磁波的部分模式转换。
2010-01-28 astro-ph.SR
An Acoustic Model for Sunquakes Unifying the Solar Interior and Atmosphere
本研究扩展全球太阳声学模型至日冕，利用RADYN模拟的加热率激发日震，并观察到类似莫顿-拉姆齐波和LCPFs的波，为约束日震激发模型提供新途径。
2025-09-08 astro-ph.SR
Oxygen spectral line synthesis: 3D non-LTE with CO5BOLD hydrodynamical model atmospheres
在这项工作中，我们目前的项目，旨在结合非LTE（NLTE）的谱线合成的一些关键的化学物种的三维流体动力学恒星大气的方法提出的第一个结果。我们进行了一个完整的3D-NLTE光谱合成的氧IR 777 nm三重态，使用我们的NLTE 3D包的修改和改进的版本来计算偏离系数的CO 5 BOLD三维流体动力学太阳模型大气中的氧原子水平。随后使用Linfor 3D代码进行谱线合成。与以前的研究一致，我们发现，在NLTE条件下，由于线形成区域中的线源功能减弱，氧三重态的线产生更深的核心。这意味着太阳氧IR 777 nm线在NLTE中应该更强，导致负3D NLTE-LTE丰度校正。这一结果将支持先前关于太阳氧丰度相对较低的说法。最后，我们概述了几个进一步的步骤，需要采取，以提高我们目前的3D-NLTE计算的物理现实主义和数值精度。
2013-03-08 astro-ph.SR
3D hydrodynamical model atmospheres: a tool to correct radial velocities and parallaxes for Gaia
对流在盖亚观测到的许多恒星的新兴强度中起着至关重要的作用。对流相关的表面结构会影响吸收线的形状，位移和不对称性，phocentric和光度变化导致盖亚测量的偏差。考虑到盖亚任务及其目标的重要性，必须拥有观测恒星的最佳模型。表面对流的三维时变流体动力学模拟对于以非常真实的方式模拟晚型恒星的光球层至关重要。这些模拟是一个重要的工具，以纠正径向速度和更好地估计的视差和光度变化。
2011-11-28 astro-ph.SR
Non-zero phase-shifts of acoustic waves in the lower solar atmosphere measured from realistic simulations and their role in local helioseismology
本研究通过模拟辐射对流大气并合成Fe I 6173.3埃谱线计算相移，验证了低层太阳大气倏逝声波的非零相移现象，揭示非绝热性的额外贡献及中心-边缘变化规律，助力理解日震学相关效应的物理成因。
2023-04-04 astro-ph.SR
Investigation of Phase Shift and Travel Time of Acoustic Waves in the Lower Solar Atmosphere Using Multi-Height Velocities
本文利用多高度速度观测研究太阳低层大气中低频声波的相位移动与传播时间，发现其具有非倏逝性质并持续至光球层-色球层界面，同时揭示高频声波的向下传播现象。
2024-06-28 astro-ph.SR
Two-dimensional non-LTE \ion{O}{I} 777\,nm line formation in radiation hydrodynamics simulations of Cepheid atmospheres
氧丰度测量对于理解恒星结构和演化非常重要。在造父变星中测量，它们进一步提供了银河系金属丰度梯度和化学动力学演化的线索。然而，大多数造父变星的丰度分析迄今已基于一维（1D）流体静力学模型大气。在这里，我们测试了这种方法的有效性的关键氧丰度诊断，\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$ ~三线。我们进行了两个不同的造父变星大气的二维辐射流体力学模拟的二维非LTE辐射传输计算，恒星参数$T_\mathrm{eff}= 5600$ K，太阳化学成分，和$\log\,g= 1.5$和$2.0$，分别对应于9和3天的脉动周期。我们发现，2D非LTE与1D LTE丰度差异范围从$-1.0$ ~dex到$-0.25$ ~dex取决于脉动相位。2D非LTE与1D非LTE丰度差异的范围为$-0.2$ ~dex至$0.8$ ~dex。当造父变星大气最接近流体静力平衡时，丰度差异最小，对应于$0.3$到$0.8$附近的相位，我们建议观察者使用1D流体静力模型从\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$三重态导出氧丰度。
2019-04-17 astro-ph.SR
The influence of convection on the atmospheric structures and observable properties of red giant stars
近年来，借助于三维流体动力学模式大气程序，红巨星大气的模拟取得了重大进展。在这方面的贡献，我们提供了一个概述选定的结果，在这方面利用三维流体动力CO 5 BOLD恒星模型大气。流体动力学模拟表明，对流运动导致红巨星的大气结构与经典的一维模型大气预测的大气结构有显着差异。这些模拟的结果还表明，在某些情况下，1D模型甚至不能再现3D流体动力学模型的平均特性，例如P-T剖面。3D模型大气中的大的水平温度波动，以及平均和1D模型的温度分布之间的差异<3D>，导致3D和1D模型大气预测的谱线的强度有很大的差异。这在最低金属丰度（[M/H]<-2.0）的模型中尤其重要，其中中性原子和分子线的3D-1D丰度差异可能达到（甚至超过）-0.6dex。我们还讨论了几个简化和数值方面的红巨星大气的三维流体动力学模拟，并简要地解决几个问题，迫切需要的进展。
2013-05-15 astro-ph.SR
Impact of rotation on the amplitude of acoustic modes in solar-like stars: Insights from hydrodynamical simulations
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学与分子相互作用研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA), Northwestern University（西北大学跨学科天文探索与研究中心）
研究通过流体动力学模拟探讨自转如何影响太阳型恒星声学模振幅，发现自转增强导致振幅下降和模衰减率增加，揭示了自转对振荡特性的影响。
2026-04-29 astro-ph.SR
Impact of thermal misbalance on acoustic-gravity waves in the solar atmosphere
本文研究了重力与热失衡对太阳大气中声重波动力学的联合影响，发现热过程在不同温度区间对声重波色散性质有显著作用，可导致声学截止频率降低并改变重力模式特性。
2023-04-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Energy Loss of Solar $p$ Modes due to the excitation of Magnetic Sausage Tube Waves: Importance of Coupling the Upper Atmosphere
我们考虑太阳能$p$模式的阻尼和吸收，由于它们的能量损失的磁管波，可以自由地进行能量的声腔。本文研究了由多变大气层和等温高层大气组成的模式大气中$p$模与香肠管波的耦合。由$p$模式激发的香肠管波沿磁纤维传播，磁纤维被假定为垂直排列的、分层的、薄的磁通量管。通过阻尼率$Γ$和吸收系数$α$来量化$p$模式能量的不足。详细研究了$Γ$和$α$随频率和管等离子体特性的变化。以前的类似研究只考虑了光球层以下的一层，被模拟为在光球层被截断的多面体（Bogdan等人（1996年），Hindman和Jain 2008年，Gascoyne等人（2011年））。这些研究发现，由$p$模式产生的能量损失对上边界条件非常敏感，由于缺乏高层大气，上边界条件是以某种特别的方式施加的。这里提出的模型避免了这样的问题，通过使用等温层来模拟上覆的大气层（色球），因此，允许我们分析的传播$p$模式驱动的香肠波以上的光球。在本文中，我们限制我们的注意力低于声学截止频率的频率。我们证明了耦合所有波（声，磁）的重要性，在太阳表面下的大气与上覆的大气，以准确地模拟太阳$f$和$p$模式与香肠管波的相互作用。
2014-05-06 astro-ph.SR
Stochastic transients as a source of quasi-periodic processes in the solar atmosphere
太阳动力学和湍流发生在太阳大气层的所有高度，可以被描述为随机过程。我们提出，有限寿命的瞬态在某个地方反复发生可能会触发准周期过程中的相关结构。在这项研究中，我们开发了一个数学模型的有限寿命和随机发生的瞬态，并发现准周期过程，周期长于时间尺度的瞬态，是可检测的火车的形式本质上。我们在一个包含色球层、过渡区和日冕的经验太阳大气模型中模拟了它们的传播。我们发现，由于色球腔的滤波作用，只有声谐振器的谐振周期才能传播到高层大气，这种情况适用于太阳黑子和活动区的慢磁声波。如果大气热结构不太剧烈，声共振不起作用，则长周期振荡可以传播到高层大气。这种情况更有可能发生在极地羽流中。
2016-03-29 astro-ph.SR
Efficient Calculation of Non-Local Thermodynamic Equilibrium Effects in Multithreaded Hydrodynamic Simulations of Solar Flares
了解太阳色球层的动力学对于了解太阳大气层的能量传输至关重要。色球层在许多波长下都是光学厚度，并由非局部热力学平衡（NLTE）描述，使得很难解释观测结果。此外，有相当多的证据表明，大气层是膨胀的，目前的仪器不足以解决小规模的功能。在耀斑中，很可能需要多线程模型来描述加热。NLTE效应和多线程建模的结合需要计算上苛刻的计算，这促使开发一种可以有效处理两者的模型。我们描述了一个求解器的实现在一个流体动力学代码的氢水平的人口，近似NLTE的解决方案。我们推导出一个准确的电子密度在整个大气中，其中包括非平衡电离的影响，氦和金属。我们展示了对流体动力学模拟的影响，这些模拟用于使用后处理辐射转移代码来合成光变曲线。我们证明了这个模型的实用性IRIS观测的一个小耀斑。我们表明，在镁II，C II和O I的多普勒频移可以解释与多线程模型的循环进行电子束加热，只要NLTE效应进行治疗。然而，强度与观测值并不匹配，这是由于对初始大气的假设。我们简要地展示了如何改变初始大气可以大大改变线的轮廓，因此导出量，并建议它应该调整到耀斑前的观测。
2018-11-23 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. I. Magnetic Field Effects
对太阳大气的观测表明，内部重力波是由过冲对流产生的，但在磁通量的位置被抑制，这被认为是模式转换成磁声波的结果。在这里，我们提出了一个研究的声学重力波频谱出现一个现实的，自洽的模拟太阳（磁）对流。进行了无磁场的流体动力学模拟和初始垂直均匀磁场为50 G通量密度的磁流体动力学（MHD）模拟，并进行了相互比较，以突出磁场对太阳大气中内部重力波传播的影响。我们发现，内部的重力波是不存在的或部分反射回低层中存在的磁场，并认为抑制是由于耦合的内部重力波慢磁声波仍然在高β区域的上层光球。在我们的模型中，转换成阿尔芬波是极不可能的，因为不存在强烈倾斜的磁场。我们认为，内观测到的磁通量浓度内波的抑制也可能是由于非线性破裂的内波由于涡流是无处不在的上层光球和色球。
2016-12-14 astro-ph.SR
Frequency Distribution of Acoustic Oscillation in the Solar Atmosphere During Flare Event
本文对2015年5月23日在活动区NOAA 12353观测到的一次C 2.3太阳耀斑进行了多波长观测研究，揭示了耀斑区声波的新特性。本文使用了在真空塔望远镜、大气成像装置和太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪上运行的大区域干涉仪测量的空间和地面数据。首先，利用太阳振荡的功率谱，我们确定了主频率和它们的位置在七个不同的大气层耀斑事件之前和之后。其次，基于AIA在6个极紫外滤光片上的观测数据，我们得到了耀斑的差分辐射测量（DEM）剖面和DEM图。最后，我们确认了活动区磁场的σ-分类，它与耀斑直接相关。我们的结果如下：耀斑爆发前后，光球中的高频波（ν>5 mHz）都是在色球环的足点产生的，而在色球（Hα线）中，耀斑爆发前的功率增强表现为耀斑发射的最大值，而爆发后的所有频率的增强只在耀斑后的环区观察到。此外，耀斑爆发前孔隙周围区域的振荡功率具有随机性，而耀斑爆发后，振荡功率集中在孔隙内，而在孔隙外减弱。我们的结论是，在活动区域中的高频声波的准确检测可以导致更快，更容易的预测高能量事件。
2022-03-04 astro-ph.SR
On the Source of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves in Sunspots
最近使用地面和空间望远镜同时进行的太阳黑子振荡高分辨率观测揭示了太阳大气层不同层之间的内在联系。然而，尚不清楚这些振荡是外部驱动的还是原位产生的。我们解决这个问题，通过使用沿日冕扇环系统传播的慢磁声波的观测。除了通常观察到的振荡幅度随距离减小之外，还发现观察到的波幅度随时间调制，在波列的整个传播路径中观察到类似的变化。利用多波长、多仪器观测资料，研究了太阳大气中光波在不同层中传播时振幅随时间的变化。通过比较不同层的振幅调制周期，我们发现在太阳黑子中观察到的慢磁声波是由光球p模式驱动的，这些模式在消散之前向上传播到日冕中。
2015-10-12 astro-ph.SR
Improving 1D stellar atmosphere models with insights from multi-dimensional simulations II. 1D versus 3D hydrodynamically consistent model comparison for WR stars
本研究对比了 cWR 星的多维平均模型与一维流体动力学一致模型 PoWR$^{HD}$，发现一维模型能较好重现三维密度和速度结构，在调整参数后两者可得出一致的恒星参数。
2025-05-22 astro-ph.SR
3-D non-LTE radiative transfer effects in Fe I lines: III. Line formation in magneto-hydrodynamic atmospheres
非局部热力学平衡（NLTE）的诊断重要的太阳Fe I线的影响是重要的，由于Fe I电离紫外辐射，这可能会导致一个相当大的人口不足的Fe I水平在太阳大气中，因此，到一个相当大的削弱Fe I线的强烈敏感性。在三维结构大气中，水平辐射转移（RT）可以增强或减弱这种NLTE效应。我们分析了水平RT的影响，常用的Fe I线的快照的3-D辐射磁流体动力学（MHD）模拟的斑区。在分析的快照中，NLTE和水平RT效应具有相当大的强度（高达线深或等效宽度的50%）。由于它们可能具有任何一个符号，并且两个符号都以近似相同的频率和强度出现，因此在考虑空间平均量时，净效应很小。谱带大气中的情况变得相当复杂。水平传输导致线弱化相对于1-D NLTE传输附近的边界的千克磁性元素。然而，在这些元素的中心周围，我们发现了一个经常显著的线强化。这种行为是在相反的预期从以前的3-D RT计算在理想化的磁通管模型，只显示线弱化。这种意想不到的行为的起源在于磁性元件被致密且相对较冷的向下流动的气体包围的事实，该气体形成磁性元件的壁。这些致密壁中的连续体通常形成于比磁性元件的中心部分更冷的气体中。因此，磁性元件的中心部分经历次平均UV照射，导致观察到的3-D NLTE线强化。
2015-07-15 astro-ph.SR
Numerical simulations of wave propagation in the solar chromosphere
我们提出了一个现实的，非稳态模型的太阳大气中的波传播的二维模拟。该模型显示了一个颗粒速度场和磁通量浓度的颗粒间通道类似于观察到的速度和太阳上的磁结构，并考虑到辐射转移。我们提出了三种情况下的磁声波传播通过模型大气，在那里我们专注于不同的磁声波在类似的声音和Alfvén速度的层，我们称之为均分层的相互作用。在该层处，声和磁模式可以根据波矢量和磁场矢量之间的角度来交换能量。我们的结果表明，在均分层以上，在所有三种情况下，快磁模折射回太阳大气。因此，磁波在色球层中表现出倏逝行为。在低等离子体- $β$状态下沿磁场传播的声模可以是低- $β$状态内或外的声源的直接结果，或者它可以由磁模的转换产生，当波穿过一系列均分层时可能由几个这样的转换产生。
2010-09-28 astro-ph.SR
Radiative Hydrodynamic Simulations of the Spectral Characteristics of Solar White-light Flares
作为太阳大气中最剧烈的活动之一，白光耀斑（WLF）通常以其增强的白光（或连续光）发射而闻名，其主要起源于太阳低层大气。然而，我们对白光发射是如何产生的知之甚少。在这项研究中，我们的目标是调查的连续在3600 ℃和4250 ℃的响应，以及H $α$和Ly $α$线在WLF模拟与辐射流体力学模拟。我们采用非热电子束作为两种不同初始大气中的WLF的能量源，并改变它们的参数。我们的结果表明，非热电子束加热的模型可以清楚地显示在3600 ℃和4250 ℃以及在H $α$和Ly $α$线的连续增强。较大的电子束通量、较小的谱指数或半影初始大气导致3600 nm、4250 nm和H $α$谱线上较强的发射增加。然而，对于Ly $α$线，它更优选地在具有较大的电子束光谱指数的安静太阳初始大气中增强。还值得注意的是，在3600 ° C和4250 ° C的连续谱和H $α$线在加热开始时表现出变暗，并且在加热函数的峰值时间之后达到其峰值发射，而Ly $α$线没有表现出这样的行为。这些结果可作为分析未来WLF观测的参考。
2020-07-20 astro-ph.SR
Reflection and Conversion of Magneto-Gravity Waves in the Solar Chromosphere: Windows to the Upper Atmosphere
Straus等人最近报道了在太阳色球层底部探测到向上传播的内部重力波，他假设这些可以有效地耦合到磁性区域中的阿尔芬波。这在将能量输送到更高水平方面可能是重要的。在这里，我们探讨了线性重力波在VAL C大气中的传播，反射和模式转换，并发现即使是弱磁场通常反射回重力波向下慢磁声波以及之前，他们到达阿尔芬/声学均分高度，在模式转换可能发生。然而，对于其中重力波设法在均分水平附近穿透或穿过均分水平的某些高度倾斜的磁场取向，可以存在向上行阿尔芬波和声波中的任一个或两者的实质性转换。预计波能通量与色球辐射损失相当。
2009-10-26 astro-ph.SR
Phase Shifts Measured in Evanescent Acoustic Waves above the Solar Photosphere and Their Possible Impacts to Local Helioseismology
一组464分钟的高分辨率高节奏的观测获得了一个区域附近的太阳的磁盘中心使用干涉仪的双维光谱仪（IBIS）安装在邓恩太阳望远镜。从近似对应不同大气高度的谱线平分线得到10组多普勒图，其中两组多普勒图是用类MDI算法和重心法得到的。然后对这些数据进行滤波，只保留声学模式，并计算不同大气高度的多普勒速度之间的相移作为声频的函数。频率和高度相关的相移的分析表明，对于倏逝声波，在较高的大气中的振荡导致在低层大气中的1秒的顺序时，他们的频率是低于约3.0 mHz，和滞后约1秒时，他们的频率是高于3.0 mHz。不可忽略的相移也被发现在系统向上或向下流动的地区。所有这些与频率相关的相移不能用垂直流动或对流蓝移来解释，而可能是由于光球层及其上方非绝热大气中复杂的流体动力学和辐射转移造成的。倏逝波中的这些相移对解释一些当地日震测量结果提出了巨大挑战，这些测量结果涉及在不同大气高度或具有系统垂直流的区域获得的数据。需要对这些相移进行更多的定量表征，以便在测量过程中将其去除，或者在日震反演中将其考虑在内。
2022-05-20 astro-ph.SR
Hydrodynamic escape of water vapor atmospheres near very active stars
当暴露在一颗非常活跃的恒星的高能X射线和紫外线辐射下时，行星上层大气中的水蒸气可以被光解并迅速消失在太空中。在本文中，我研究的化学，热和流体动力学过程中的高层大气的类地行星，集中在水蒸气占主导地位的大气中运行的活动恒星的宜居带。我考虑了不同的恒星活动水平，发现在所有情况下都有很高水平的大气逃逸，流出的气体主要是氢原子和氧原子的中性和离子形式。在较低的活动情况下，我发现，积累的O $_2$和增加的D/H比在大气中由于质量分馏是可能的，但在较高的活动情况下，没有质量分馏发生。连接这些结果的恒星活动演化轨道的太阳质量的恒星，我表明，大量的水蒸气可能会丢失，和的损失和O $_2$的量，可以在大气中积累依赖于敏感的恒星的初始旋转速率。对于一颗位于低质量M矮星适宜居带的地球质量行星，我的研究结果表明，除非在恒星最活跃的阶段之后发生水分流失，否则大气中O $_2$的积累是不可能的。
2019-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
On Linear and Nonlinear Acoustics in Stratified, Variable-Area Ducts and Atmospheres, and Lighthill's Proposition
本文研究了在一维流动约束下，变截面通道内分层流体中的线性和非线性波。我们推导出一个修改后的版本的黎曼不变量，是有关波的光度。这个量服从线性理论中的一个简单动力学方程，从中可以很容易地看出波的反射规律，并且在高频极限下是守恒的。根据Lighthill的建议，我们应用线性绝热不变量来预测轻度非线性波。这只会引起适度的误差。我们发现，莱特希尔的标准，冲击形成基本上是准确的领先的冲击，并在高频波的冲击。我们的结论是，近似不变量可以用来准确地预测低振幅声脉冲的自失真，以及弱冲击的耗散模式，在复杂的环境，如恒星信封。我们还确定了完全非线性解决方案的一类限制性问题。
2020-11-14 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The benchmark halo giant HD 122563: CNO abundances revisited with three-dimensional hydrodynamic model stellar atmospheres
我们提出了一个丰富的低金属丰度基准红巨星HD 122563的基础上现实的，国家的最先进的，高分辨率，三维（3D）模型恒星大气，包括非灰色辐射转移通过不透明度分仓与4，12，48箱。在高层大气中，48箱3D模拟达到的温度比相应的1D模型低约300 - 500 K。不透明度分级、采用的线不透明度或化学混合物的微小变化可以使光球层进一步冷却~ 100 - 300 K，并使有效温度改变~ 100 K。一个3D的本地热力学平衡（LTE）光谱分析的Fe I和Fe II线给出不一致的结果，推导出的Fe丰度，我们归因于非LTE效应和系统误差的恒星参数。我们还确定C，N和O的丰度，同时拟合CH，OH，NH和CN的分子谱带和紫外线，可见光和红外线。我们发现碳（+0.03 dex）的3D-1D丰度修正为正值，氮（-0.07 dex）和氧（-0.34 dex）的丰度修正为负值。从6300.3 nm处的[O I]线的分析中，我们得到了比分子线明显更高的氧丰度（3D中+0.46 dex和1D中+0.15 dex）。我们排除了重要的OH光解效应作为可能的解释的差异，并注意到，降低表面重力将减少分子和原子指标之间的氧丰度差异。
2017-12-21 astro-ph.SR
Conversion and Smoothing of MHD Shocks in Atmospheres with Open and Closed Magnetic Field and Neutral Points
在模拟的二维等温分层大气的高$β$基底上激发平面声主导磁流体动力学波，其中位磁场具有开场区、闭场区和中性点.它们在向阿尔文-声学均分面$a=c$的方向上激波，其中$a$和$c$分别是阿尔文速度和声速。扩展最近的1.5D研究结果，这种冲击模式转换为快速冲击和缓慢的平滑波通过$a=c$，我们探讨这些更复杂的磁几何形状的影响。据发现，1.5D的行为进行到更复杂的情况下，与快速冲击强烈吸引中性点，这是破坏生产广泛的精细结构。我们还观察到，从$a>c$到$a<c$的相反方向运动的激波也分裂成快分量和慢分量，而且慢分量也被平滑了。
2021-05-05 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
The effect of local magnetic fields in quiet regions of stellar atmospheres simulated with MANCHA
本文利用MANCHA对G2V、K0V和M2V恒星进行流体动力学与磁流体动力学模拟，发现宁静区局部磁场对速度与平均分层影响可忽略，但会改变米粒间暗径强度、小尺度功率谱及动能，其能量差异可由小尺度发电机将动能转化为磁能解释。
2025-07-01 astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics of Line-Driven Winds
Dimtri Mihalas在70年代和80年代编写的关于“恒星大气”和“辐射流体力学基础”的教科书为理解大质量发光恒星的移动大气和风奠定了早期基础。事实上，恒星辐射动量在推动物质外流中的核心作用使得这种恒星风成为辐射流体动力学过程的关键原型。本文回顾了这种辐射驱动的动力学，首先建立在标准的CAK模型，然后讨论与发展和饱和的不稳定性，以及附近的音速点基地的风启动的微妙之处。总体目标是阐明辐射驱动的丰富物理学和未来发展动力学模型的挑战，这些模型可以解释质量损失率和流速与恒星性质的广泛缩放，以及在恒星外流中观察到的通常复杂的结构和可变性。
2009-08-11 astro-ph.SR
Observations of Locally Excited Waves in the Low Solar Atmosphere Using the Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST)
本文利用DKIST观测和MURaM辐射磁流体动力学模拟，识别出太阳低层大气中三种不同高度的声波源机制，揭示了观测波前的可能起源，并指出其中激波与下沉等离子体相互作用机制对激波耗散及多层大气诊断具有重要意义。
2024-03-20 astro-ph.SR
Dislocations in magnetohydrodynamic waves in a stellar atmosphere
我们描述了分层恒星大气中磁流体动力学波中波前位错的存在。标量位错，如边缘和漩涡，可以出现在阿尔文波，以及在一般的磁声波。我们在太阳色球层黑子的磁流体动力学波观测中发现了这些位错。通过对所观测到的位错电荷的测量，我们首次估计了太阳黑子中沿磁场传播的波的模式贡献。
2013-08-01 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamic modelling and observations of the X-class solar flare on 2011 March 9
利用辐射转移和流体动力学模拟程序RADYN研究了太阳大气对非热电子束加热的响应。描述非热电子能量分布的参数的时间演化来自硬X射线观测的一个特定的耀斑，我们比较了建模和观测参数。通过对RHESSI X射线能谱的分析，获得了2011年3月9日发生的X1. 5级太阳耀斑期间非热电子束参数的演化。RADYN耀斑模型允许演化110秒，之后电子束加热结束，然后允许继续演化300秒。模拟耀斑参数进行了比较，从极紫外光谱测定的观测参数。该模型产生了一个比观测到的更热、更密集的耀斑环，也更快地冷却，这表明在耀斑的衰变阶段需要额外的能量输入。在爆炸蒸发阶段，一个高密度的冷物质区域通过日冕向上传播。这种材料经历了温度的快速上升，因为它无法辐射掉所有通过非热电子束和热传导沉积在它上面的能量。耀斑过渡区底部的一个狭窄的高密度（$n_{e} \le 10^{15}$ cm $^{-3}$）区域是模式大气中的光学线发射源。在耀斑的整个演化过程中计算了电子的碰撞停止深度，发现低层大气的压缩可能允许电子更远地穿透到耀斑大气中，而不是安静的太阳大气。
2015-04-28 astro-ph.SR
Solar slow magneto-acoustic-gravity waves: an erratum correction and a revisited scenario
慢波通常在整个太阳大气中观测到。假设薄通量管近似，Costa等人（2018）获得了从光球层传播到日冕的慢模式磁声重力波的截止周期。然而，在那篇论文中，定压比热系数$c_{\mathrm{p}}$值中的一个排印错误导致了截止值计算的不一致性，这只在过渡区有意义。由于该区域温度的突然变化，平均原子量也会发生变化（约为2倍），但为了简单起见，在分析模型中经常被忽略。在本文中，我们回顾了Costa等人（2018）中磁声重力波截止周期的计算，考虑了具有温度分布的流体静力平衡大气，包括平均原子量的变化和对上述不一致性的校正。此外，我们表明，分析得到的截止期是一致的，在一个特定的活动区域的观测测量的相应的周期。
2020-04-20 astro-ph.SR
The hydrodynamic thermal continuum, with applications to stratified atmospheres and 1D coronal loop models
本文通过解析与数值方法证明了非绝热分层大气及一维日冕环模型中存在热连续统，提出了控制所有本征模的通用方程，并阐明了其在驱动日冕雨等多热现象中的关键作用。
2025-06-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Acoustic Events in the Solar Atmosphere from Hinode/SOT NFI observations
我们调查的声学事件（AE）的属性，定义为空间集中和短时间的能量通量，在安静的太阳使用观测的二维视场（FOV）提供的高空间和时间分辨率的太阳光学望远镜（SOT）板载\textit{Hinode}。Fe \textsc{i} 557.6 nm的谱线轮廓通过窄带滤光成像仪（NFI）在$82" \times 82"$ FOV上以28.75 s的时间步长和0.08 $"$像素大小在75 min期间记录。使用平分线技术计算了三个大气层（80、130和180公里）的垂直速度，从而可以使用两种互补方法（希尔伯特变换和傅立叶功率谱）确定3-10兆赫范围内的能流。水平速度的计算使用局部相关跟踪（LCT）的连续强度提供分歧。净能量通量是向上的。在3-10 mHz范围内，2700 W m $^{-2}$（下层80-130 km）和2000 W m $^{-2}$（上层130-180 km）的全FOV空间和时间平均通量以窄（0.3 $"$）AE的形式集中在不到1%的太阳表面。它们的总持续时间（包括上升和衰减）为$10^{3}$ s量级。在每个AE内，平均通量为$1.6 10^{5}$ W m $^{-2}$（下层）和$1.2 10^{5}$ W m $^{-2}$（上层）。每个事件携带$2.5 10^{19}$ J（下层）到$1.9 10^{19}$ J（上层）的平均能量（在空间和时间上积分的通量）。超过$…
2012-07-05 astro-ph.SR
The Solar Photospheric Nitrogen Abundance: Determination with 3D and 1D Model Atmospheres
我们提出了一个新的太阳氮丰度的测定利用太阳光球的三维流体动力学模型，这是更物理的动机比传统的静态一维模型。我们选择了合适的原子谱线，依靠等效宽度测量已经存在于文献中。对于大气建模，我们使用了co 5 bold 3D辐射流体动力学代码。我们研究了偏离当地热力学平衡（非LTE效应）和光球不均匀性（颗粒效应）对丰度的影响。我们还比较了几个图集的太阳通量和中心盘强度目前可用。作为我们分析的结果，光球太阳氮丰度为A（N）= 7.86 +/- 0.12。
2009-12-02 astro-ph.SR
Wave Conversion, Decay and Heating in a Partially Ionized Two-Fluid Magneto-Atmosphere
本文利用双流体射线理论研究了部分电离磁化等离子体中快慢波的转换与衰减，发现有限碰撞频率会降低同类模式透射、增强异类模式转换，并在模式转换区产生局部加热，对理解太阳色球层加热具有重要意义。
2023-03-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
3D simulations of realistic power halos in magneto-hydrostatic sunspot atmospheres: linking theory and observation
观测良好的声晕是相对于安静太阳值的时间平均多普勒速度和强度功率的增强，这对于太阳黑子和活动区的半影周围的弱和高度倾斜的场是突出的。我们进行三维线性波建模与现实的分布式声源在MHS太阳黑子大气中，并比较由此产生的模拟增强与多高度SDO观测的现象。我们发现，模拟晕是在良好的定性与观测。我们还提供了进一步的证据，负责晕的基本过程是折射和返回的快磁波已经历了模式转换的关键$a=c$大气层。此外，我们还发现了强有力的证据表明，快速阿尔文模式转换在晕的结构中起着重要的作用，以场向阿尔文波的形式从光球和色球高度带走能量。这种转换过程可以解释在较高频率（$> 8 $ mHz）下观察到的“双环”晕结构。
2015-12-04 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport by Acoustic Modes Generated in the Boundary Layer I: Hydrodynamical Theory and Simulations
吸积盘边界层中角动量输运的性质一直是吸积盘理论的核心和长期的研究课题之一。在这项工作中，我们表明，在边界层的超声速剪切激发的声波作为一个有效的机制，在磁盘和吸积物体之间的界面处的质量，动量和能量的传输。我们开发的理论的角动量传输的声学模式在边界层，并支持我们的研究结果与三维流体动力学模拟，使用等温状态方程。我们的第一个主要结果是在边界层的三种类型的全球模式的识别。我们推导出这些模式的色散关系，准确地捕捉在模拟中观察到的模式速度在百分之几。其次，我们表明，角动量传输在边界层本质上是非本地的，并驱动辐射的角动量远离边界层到恒星和磁盘。波在边界层中的角动量传输的图像可以在消散和重新分配角动量和能量到盘和星之前传播很长的距离，这与湍流应力的局部传输的传统概念不一致。我们的研究结果具有重要的意义，半解析模型描述的光谱发射从边界层。
2012-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamic simulations of the upper atmosphere of $π$ Men c: comparison with Ly$α$ transit observations
目的：我们的目标是约束条件的风和高能量发射的宿主星再现Ly $α$行星吸收的非检测。研究方法：我们模拟逃逸的行星大气，恒星风，以及它们之间的相互作用，采用多流体，三维流体动力学代码。我们假设行星大气由氢和氦组成。我们运行的模型不同的恒星高能发射和恒星质量损失率，进一步计算每种情况下的Ly $α$合成行星大气吸收，并将其与观测结果进行比较。结果如下：我们发现，一个非检测的Ly $α$的吸收采用恒星的高能量发射估计从远紫外线和X射线数据需要恒星风的恒星质量损失率约6倍低于太阳。这一结果是一个事实的后果，即$π$男子c，可检测的Ly $α$吸收可以完全由高能中性原子，这变得更加丰富的速度和/或密度的恒星风。相反，考虑到这颗恒星有类似太阳的风，没有探测到需要比估计高出四倍的恒星电离辐射。这是因为，尽管更强的恒星高能辐射会更快地电离氢，但它也会增加高层大气的加热和膨胀，将与恒星风的相互作用区域推离行星更远，保持中性的行星大气密度变得更小，产生高能中性原子的效率更低。结论：比较我们的网格模型的结果与预期和估计的恒星风和高能量的排放，分别，我们支持的想法，大气层的$π$门c可能不是氢为主。
2020-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
M3DIS -- A grid of 3D radiation-hydrodynamics stellar atmosphere models for stellar surveys. II. Carbon-enhanced metal-poor stars
针对传统一维恒星大气模型的偏差问题，本研究用M3DIS构建碳增丰贫金属星的三维辐射流体动力学模型，推导丰度修正值，修正后CEMP星占比等结果更符合银河系化学演化模型预期。
2025-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Source of Three-minute Magneto-acoustic Oscillations in Coronal Fans
我们使用高空间，光谱和时间分辨率的图像，获得使用地面和空间为基础的仪器，调查在太阳大气中的许多高度观察到的波现象之间的耦合。强度振荡3分钟，观察到包括光球本影点结构，与功率至少三个数量级高于周围的本影。同时色球速度和强度的时间序列揭示了一个87 \pm 8度异相行为，这意味着存在的驻波模式创建的过渡区边界的部分波反射的结果。平均蓝移多普勒速度约为1.5公里/秒，加上光球和色球振荡现象之间的时间滞后，证实了在太阳低层大气中存在向上传播的慢模波。在日冕扇结构中检测到EUV强度的振荡，周期为172 \pm 17 s，传播速度为45 \pm 7 km/s。数值模拟表明，磁声波列的阻尼主要是由热传导引起的。日冕扇被认为是锚定到光球的位置，大振幅的本影点振荡的表现。导出的动力学温度和排放测量时间序列显示出突出的异相特性，当与先前建立的亚声波速度相结合时，我们得出结论，所观察到的EUV波是在太阳低层大气中检测到的向上传播的磁声慢模的日冕对应物。因此，第一次，我们揭示了3分钟的磁声波在太阳日冕结构中的传播是如何发生在光球本影点的振幅增强的直接结果。
2012-08-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
M3DIS -- A grid of 3D radiation-hydrodynamics stellar atmosphere models for stellar surveys
本研究基于经典RHD程序、MULTI3D程序与DISPATCH框架开发M3DIS新方法，可高效计算3D恒星大气RHD模型与合成光谱，经太阳观测验证性能，突破3D NLTE光谱学瓶颈，支撑大规模恒星巡天的参数与丰度分析。
2024-07-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Learned infinite elements for helioseismology -- Learning transparent boundary conditions for the solar atmosphere
针对太阳大气计算成本高的问题，提出基于 Dirichlet-to-Neumann 算子的学习型无限元方法，以低计算成本高精度求解波动方程并实现透明边界条件。
2024-02-12 astro-ph.IM astro-ph.SR math-ph
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
