The impact of M-dwarf atmosphere modelling on planet detection
能够根据光谱观测准确估计恒星参数不仅对了解恒星本身很重要，而且对确定系外行星参数也至关重要。M矮星被认为是行星探测的目标，因为这些恒星质量较小，亮度较低，半径较小，因此可以探测到更小和更轻的行星。因此，M矮星可能被证明是研究行星分布的低质量端的有价值的来源，但为了做到这一点，必须首先注意足够好地了解宿主恒星的特征。到目前为止，有几个家庭的恒星模型大气。我们重点讨论M-矮星参数空间中的ATLAS 9、MARCS和Drift-Phoenix族。我们研究的差异（Tgas，pgas）结构，合成光度通量和相关的颜色indics.We发现ATLAS和MARCS模型之间的恒星大气的较热区域的差异。MARCS和Drift-Phoenix模型似乎在方差小于300 K的情况下更好地一致。我们编制了Johnson UBVRI和2 MASS JHK所有模型的宽波段合成测光通量。MARCS的通量在光学范围内不同于ATLAS和Drift-Phoenix模式。
2013-07-03 astro-ph.SR
Time dependence of Fe/O ratio within a 3D Solar Energetic Particle propagation model including drift
上下文在太阳高能粒子（SEP）事件中，铁和氧的强度分布经常显示出不同，从而导致Fe/O比随时间而降低。这种行为背后的物理机制尚未完全了解，但这些观测特征为物理建模工作提供了重要的测试。目标。在本文中，我们研究了铁和氧SEP离子的传播使用的三维模型的传播，其中包括帕克螺旋磁场中的引导中心漂移的效果。我们得到的时间强度分布的各种观察员的位置和研究的Fe/O比的时间演化。方法.我们使用3D全轨道测试粒子模型，其中包括散射。行星际磁场的结构是单极帕克螺线。粒子从2个太阳半径的致密区域瞬间释放，并允许在3D中传播。结果由于梯度和曲率漂移，Fe和O都经历了显著的跨磁场的传输。我们发现，Fe离子漂移比O离子，由于其较大的质荷比，使观察者，这是不是磁连接到源区将观察到Fe到达O之前，在相同的范围内的能量每核子的粒子。因此，对于大多数观察者位置来说，Fe/O比随着时间的推移而下降。结论.我们的结论是，传播效应与漂移产生的Fe/O比随时间的衰减，定性再现SEP事件配置文件中观察到的。
2016-10-19 astro-ph.SR
Collisional polarization of molecular ions: a signpost of ambipolar diffusion
磁场在许多天体物理过程的动力学中起着作用，但它们很难被检测到。在部分电离的等离子体中，磁场直接作用在电离介质上，而不作用在中性介质上，这导致它们之间的速度漂移：双极扩散。这个过程被认为是恒星形成过程中的重要过程，但从未被直接观察到。我们介绍了一种方法，可用于检测双极扩散和产生它的磁场，在那里我们利用带电和中性介质之间的速度漂移。通过使用一个有代表性的经典模型的碰撞动力学，我们表明，分子离子部分对齐时，存在的分子离子和它的主要碰撞伙伴H2之间的速度漂移。我们表明，双极扩散有力地对齐分子离子的区域密度比其临界密度，随后导致部分极化发射这些物种。我们包括一个模型HCO+和碰撞极化可以检测到的双极漂移预测的内部原恒星盘区域的数值模拟。极化矢量垂直于投影在天空平面上的磁场方向排列。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of photo-induced processes and charge transfer on carbon and oxygen in the lower solar atmosphere
为了预测太阳大气中的线发射，需要根据发射是来自色球层还是日冕而有根本不同的模型。在两个区域之间的某个时刻，两种模拟制度之间必须有变化。最近对太阳过渡区碳线和氧线日冕模型的扩展表明，单电荷和双电荷离子以及类锂离子的发射有所改善。然而，仍然存在差异，特别是对于单电荷离子和互组合线。这项工作的目的是探索额外的原子过程，可以进一步改变离子内的电荷态分布和能级分布，以解决一些差异。为此，激发和电离所造成的辐射场和原子-离子碰撞已包括在内，随着重组通过电荷转移。建模进行使用的条件，将存在于安静的太阳，这使得原子过程的一部分，在不断变化的日冕建模，独立于动态和瞬态事件发生在等离子体中发挥评估。的分数离子布居的过程中的效果，以及在水平人口所带来的新的激发机制的变化。还显示了低电荷状态的选定谱线的贡献函数，以展示低层大气中谱线发射可能受到新模型影响的程度。
2021-02-18 astro-ph.SR physics.atom-ph
On differences between the B- and E-approaches and the implications for the Solar atmosphere
一个简单的碰撞三分量等离子体模型，包括电子，离子和中性粒子的任意碰撞频率和动态时间尺度被认为是。它表明，通常的MHD处理磁场扰动的方法可以得到其他的结果比的方法，其中所有的扰动表示通过扰动电场。对于中性粒子与离子强碰撞耦合的部分电离等离子体，得到了中性粒子对磁声波（无阻尼）和Alfvén波（弱阻尼）的修正.结果表明，阿尔文波的磁扩散率出现，只是由于纵向电流与场$E_{1z}$在角传播的扰动相对于背景磁场。该模型可适用于太阳大气和对流层的不同部分。
2014-02-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Instability of the kinematic state in the atmosphere of the hypergiant Rho Cas outside outburst
在2007-2011年获得的黄色超巨星Rho Cas在宽波长区域的光谱分辨率约为60000的观测，使详细研究其光谱的功能，并带来了光以前未知的扩展大气的恒星的特性。由于光球附近大气层的低振幅脉动，从金属对称散射测量的径向速度在系统速度Vsys=-47 km/s附近以约+/-7 km/s的振幅变化。在某些时候，在恒星的深层大气层中发现了速度梯度。第一次探测到恒星大气中的轻微速度分层，表现为从中性金属和离子的吸收线测量的速度差异为3-4 km/s。BaII，SrII，TiII和其他较低水平的低激发电位的强谱线的分裂衍射的长波长分量被附近的发射谱线扭曲。这表明，短波长成分，其位置对应于狭窄的速度范围Vr（蓝色）从约-60至-70公里/秒，是在拱星包层中形成的，一个成分的D~NaI的双重和发射成分的Fe Ⅱ 6369.46和6432.68离子也形成。
2013-12-25 astro-ph.SR
Collisions, magnetization, and transport coefficients in the lower solar atmosphere
太阳低层大气是一个多成分的碰撞环境，电子和质子的碰撞频率在$10^{8}-10^{10}$ Hz范围内，可能比这两种物质的陀螺频率高得多。我们的目标是提供一个可靠的定量数据的碰撞频率，磁化强度，粘度和热导率的最重要的物种在太阳低层大气。手头有这样的数据是必不可少的任何建模，旨在描述所考虑的环境的现实属性。我们描述的高度依赖性的参数和不同的物理带电物种之间的碰撞，带电和中性物种之间。每类碰撞的主要区域都得到明确的确定。我们确定其中电子或离子或两者都未磁化的层。质子被证明是未磁化的低层大气中的一层，至少有1000公里厚，即使是一个千高斯磁场，随高度呈指数下降。在这些层中，带电物质的动力学不受磁场的影响，这一事实被用于我们的建模。粘度和导热系数计算层中的离子未磁化。我们比较粘度和摩擦，并确定每个现象的主导区域。我们提供了最可靠的定量值，最重要的参数在低太阳大气中使用的各种现象，如波，运输和磁化的粒子，和日冕物质抛射的触发机制的分析建模和数值模拟。
2013-04-15 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle drifts and the energy dependence of 1 AU charge states
重离子太阳高能粒子（SEPs）的事件平均电荷态（在距离太阳1 AU处测量）通常随离子的动能而增加。这种行为的起源被归因于加速区域内发生的过程。在本文中，我们研究了通过行星际空间的SEP Fe离子的传播，注入太阳附近的各种电荷状态，均匀分布的能量，通过一个3D的测试粒子模型。在我们的模拟中，由于梯度和曲率漂移与帕克螺旋磁场，不同电荷的离子传播的效率非常不同的观察者，是不是磁连接到源极区。因此，我们发现，对于许多观察者的位置，1 AU的事件平均的电荷状态<Q>，从我们的模型中获得的，显示粒子能量E的增加，在定性协议与航天器的观测。我们的结论是漂移相关的传播是一个可能的解释所观察到的分布<Q>与E在SEP事件，并在行星际空间测量的分布不能被用来代表在注射。
2016-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
The non-ideal finite Larmor radius effect in the solar atmosphere
部分电离的太阳大气动力学是由占主导地位的中性氢原子和带电离子之间频繁的碰撞和电荷交换控制的。在低于碰撞或电荷交换频率的信号频率下，带电粒子和中性粒子同时感受到磁应力{ \it}。离子的中性质量负载导致有效离子-回旋频率的重新缩放-它变成霍尔频率，并且所得的有效拉莫尔半径变成几公里的量级。因此，有限拉莫尔半径（FLR）效应，表现为离子和中性压力应力张量在宏观尺度上运作。而平行和垂直（相对于磁场）的粘性动量传输竞争的欧姆和霍尔扩散的磁场在光球-色球，陀螺粘性效应变得重要，只有在色球和日冕之间的过渡区，它与双极扩散竞争。波在回旋粘性效应主导的介质中的传播取决于等离子体$β$（热能和磁能的比率）。自由能的丰富使陀螺波不稳定的起始条件正好相反的霍尔不稳定性。然而，最大增长率是相同的霍尔不稳定性。对于流动梯度$\sim 0.1 \,\mbox{s}^{-1}$，不稳定性增长时间为1分钟。因此，过渡区可能会受到这种快速增长的回转粘性不稳定性的影响。
2022-04-13 astro-ph.SR
Influence of the magnetic field topology in the evolution of small-scale two-fluid jets in the solar atmosphere
我们进行了一系列的数值模拟，重新创建小规模的两种流体射流使用JOANNA代码，考虑磁流体力学的两种流体（离子+电子和中性粒子）。我们首先激发射流在一个均匀的磁场通过使用速度脉冲扰动位于$y_{0}=$ 1.3，1.5，和1.8毫米，考虑在$y=0$ Mm光球的基础。然后，我们重复的激励射流在一个磁场，模仿通量管。主要是，在上色球层（$y\sim1.8$ Mm）激发的喷流到达的高度低于在下色球层（$y\sim1.3$ Mm）激发的喷流;这是由于等离子体拖曳量较少，初始垂直位置较高。在这两种情况下，中性粒子和离子的动力学表现出类似的行为，但是，我们仍然可以确定一些差异的速度漂移，这在我们的模拟是$10^{-3}$ km s $^{-1}$的顺序，一旦他们达到最大高度的射流的尖端。此外，我们估计由于离子和中性粒子（$Q^{in}_{i,n}$）之间的摩擦产生的热量，这是$0.002-0.06$ W m $^{-3}$的顺序，但它是小的太阳日冕周围的加热作出贡献。在两个磁场环境中的喷流没有显示出实质性的差异，除了在达到的最大高度上的轻微变化之外，特别是在均匀磁场的情况下。最后，由三种不同的射流达到的最大高度是在对应于macrosepicules，I型骨针，和II型骨针的一些形态参数的范围内。
2023-01-31 astro-ph.SR
Dust in brown dwarfs and extra-solar planets II. Cloud formation for cosmologically evolving abundances
亚恒星物体的寿命非常长。对于较老天体的宇宙学结果是重元素的丰度较低，这导致了天体在金属丰度上的广泛分布，因此在年龄上。在其凉爽的大气中，尘埃云成为主要特征，影响重元素的不透明度和剩余的气相丰度。研究了恒星金属丰度对亚恒星大气尘埃形成的影响，以及对尘埃云结构的影响和对大气的反馈。我们利用数值模拟，我们解决了一组力矩方程，以确定准静态尘埃云结构（DRIFT）。这些方程模型的成核，复合颗粒的动力学生长，它们的蒸发和重力沉降作为一个固定的尘埃形成过程。元素守恒方程增加了这个系统的方程，包括元素补充对流过冲。与大气代码（PHOENIX）的集成允许确定一致的（T，p，v_conv）结构，因此也可以计算合成光谱。DRIFT-PHOENIX模型大气的网格计算了广泛的金属丰度，以便系统地研究整个宇宙演化过程中的大气云结构。我们甚至在最贫金属（[M/H]=-6.0）的褐矮星大气中也发现了尘埃云。只有最年轻的褐矮星和巨型气体行星中质量最大的才能抵抗尘埃的形成。对于非常低的重元素丰度，逆温的发展有一个巨大的影响尘埃云结构。我们进一步表明，灰尘与气体的比例不与对象的[M/H]的线性比例对于一个给定的有效温度。
2009-08-25 astro-ph.SR
The Hubble PanCET program: An extensive search for metallic ions in the exosphere of GJ 436 b
安静的M2.5恒星GJ 436拥有一个温暖的海王星，它显示出一个扩展的大气层，使它自己的宿主恒星相形见绌。对这类行星大气逃逸的预测表明，氢原子在碰撞状态下从高层大气逃逸，并且流动可以将较重的原子拖到高层大气。然而，目前还不清楚是什么天体物理机制驱动了这一过程。我们的目标是利用HST/COS对GJ 436远紫外光谱的广泛观测来寻找GJ 436 b高层大气中金属离子的信号。我们分析了GJ 436的FUV光谱以及Lyman- $α$线中存在的物质的通量时间序列。GJ 436显示频率为$\sim$ 10 d $^{-1}$的FUV燃烧事件。有证据表明，一个可能存在很长时间的活动区域或经度，可以调制恒星的FUV金属线，振幅高达20%。尽管COS光谱中存在强烈的地冠污染，但我们在莱曼- $α$线的蓝翼和红翼中分别检测到了$\sim$ 50%和$\sim$ 30%的过境过量吸收信号。我们排除了在凌日过程中恒星金属线的大量过量吸收。在Lyman- $α$透射谱中观测到的GJ 436 b的大的大气损失在几年的时间尺度上是稳定的，红翼信号支持除了稳定的外逸层之外还存在可变的氢吸收源。先前声称的在Si III线中的过境吸收可能是恒星磁循环造成的假象。在吸收中未检测到金属离子可能表明逃逸不是流体动力学的，或者大气混合在将金属拖曳到足够高的高度以使升华产生可检测的离子逃逸率到外逸层方面效率不高。
2019-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nitrate ions spikes in ice cores are not suitable proxies for solar proton events
极地冰芯中的硝酸盐离子峰值被争议地用于估计历史上太阳质子事件的强度、频率和概率，这些数量是为潜在的社会瘫痪空间天气事件做准备所需要的。我们使用全大气社区气候模式来计算一个事件需要多大的规模才能在整个大气中产生足够多的奇数氮，从而在地球表面可以识别为硝酸盐峰值。这些假设的大事件的发生概率估计来自测量事件，太阳黑子记录，宇宙成因放射性核素档案进行比较。我们的结论是，产生奇数氮增强相当于格陵兰冰芯中的硝酸根离子的尖峰所需的太阳质子事件的通量和光谱不太可能发生在整个全新世，确认冰芯中的硝酸根离子是不合适的代理历史个人太阳质子事件。
2015-11-11 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.space-ph
Magnetic Transport On The Solar Atmosphere By Turbulent Ambipolar Diffusion
太阳低层大气由部分电离的湍流等离子体组成，其中包含有速度场、磁场和电流密度涨落。这些小尺度波动之间的相关性引起大尺度流动和磁场，其决定性地影响所有的传输过程。由电子、离子和中性粒子组成的三流体系统支持诸如霍尔效应和双极扩散的非理想效应。在这里，我们研究磁输运双极扩散和比较的层流和湍流双极扩散过程的特征时间尺度。正如从湍流传输过程中预期的那样，湍流双极扩散的时间尺度被发现是较小的数量级相比，层流双极diffusion.The非线性的双极扩散创建具有尖锐梯度的磁结构，这是服从过程，如磁重联和能量释放，从而加热和耀斑的太阳等离子体。
2009-04-22 astro-ph.SR
Ion Traps at the Sun: Implications for Elemental Fractionation
为什么稀薄的太阳外层大气，或日冕，比下面的层热得多，仍然是太阳建模的最大挑战之一。日冕热结构的详细诊断来自极紫外（EUV）发射。EUV发射由处于各种电离状态的重离子产生，并且取决于这些离子的量以及等离子体温度和密度。任何元素在空间分布的不均匀性或时间的变化都会影响日冕的热诊断。在这里，我们从理论上预测电离的化学元素浓度在某些地区的太阳大气中，那里的电流是向上的。然后，我们检测这些地区的观测，通过比较电流密度与EUV亮度在一个活跃的地区。我们发现在具有正电流密度而不是负电流密度的区域中EUV亮度显著过量。因此，我们报告的观测发现，大量的重离子浓度载流磁通量管，这可能有重要的意义，在太阳日冕中的元素分馏被称为第一电离势（FIP）的影响。我们把这种重离子集中的区域称为“离子阱”。“这些陷阱保持增强的离子水平，直到它们被耀斑破坏，无论大小。
2018-03-07 astro-ph.SR
Effects of ambipolar diffusion on waves in the solar chromosphere
色球层是太阳大气层的一个部分电离层，是光球层和日冕层之间的过渡层，光球层中的气体运动由气压决定，日冕层由磁场控制。本文研究了部分电离对二维波在具有类似太阳色球性质的重力分层磁化大气中传播的影响。我们在传播平面上采用了一个倾斜的均匀磁场，其强度适合于安静的太阳区域。所使用的理论模型是一个单一的流体磁流体动力学近似，其中离子中性相互作用的双极扩散项建模。通过离子和中性粒子之间漂移产生的电流的耗散，磁能可以转化为内能。我们使用数值模拟，在大气层底部连续驱动快速波。随着密度的减小，离子与中性粒子的碰撞耦合减弱，双极效应变得重要。在大气层底部激发的快波到达均分层后作为慢波反射或透射。当波在大气中传播时，密度下降，波变陡成为冲击波。双极扩散的主要作用是波的衰减。我们发现，在这项工作中选择的参数，双极扩散影响的快波之前，它被反射，阻尼更明显的波在垂直于磁场的方向上发射。慢波受双极效应的影响较小。阻尼随着较短的周期和较大的磁场强度而增加。由非线性效应和在均分高度处产生的不同类型波的叠加产生的小尺度被双极扩散有效地衰减。
2021-05-21 astro-ph.SR
Ion acceleration to MeV by the ExB wave mechanism in collisionless shocks
结果表明，在垂直于磁场的方向上，离子可以通过静电波的ExB机制加速到MeV能量范围。加速发生在离散的步骤的持续时间是一个小部分的gyroperiod，可以解释观测到的离子电子伏特到10千电子伏在准垂直冲击和100-1000千电子伏在准平行冲击。给出了任意形状冲击波中加速离子的最大能量的一般表达式。参与加速的波与三个交叉场电流驱动的不稳定性有关：由激波和小激波中的密度梯度引起的低混合漂移（LHD）不稳定性，其次是由强LHD波电场中电子的ExB漂移引起的修正双流（MTS）和电子回旋漂移（ECD）不稳定性。ExB波机制将重离子加速到与原子质量数成比例的能量，这与弓形激波上游的卫星观测以及超新星遗迹中的后激波观测是一致的。
2021-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Abundance of Deuterium and He3 in the Solar Wind
氘（D）在太阳大气中的相对丰度是未知的。D不仅在恒星中被破坏，它也在活跃恒星的大气中被合成（Rumanovic & Fields 2003）。在几种情况下，当太阳耀斑发生时，通过高能粒子测量（Anglin 1975）和探测D发射的2.223 MeV伽马射线（Terekhov等人，1996; Shih等人，2009），已经探测到太阳中D的产生。我们描述了一个项目，以测量氘的丰度在太阳风，并监测其演变在几年的时间。该仪器由两个栅极、一个氚靶和半导体粒子探测器组成。半球形和同心的网格使用约80至100 kV的电势差加速入射的太阳风离子，并将离子集中在氚靶上。一小部分加速的太阳风氘核与目标相互作用产生3.6 MeV的α粒子，其中一些被相邻的半导体探测器记录下来。1975年，类似的仪器在太空中成功测试，以观察氢极光中的正极光离子。
2009-09-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Efficiency of MHD Wave Generation in Weakly Ionized Atmospheres
该研究针对弱电离大气中双流体等离子体的MHD波产生效率问题，通过十维谱分析发现激发效率依赖初始流差模式能量分配，电荷速度激发低效而磁场扰动激发高效，并给出高碰撞频率区的解析本征解。
2023-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The EUV emission from sun-grazing comets
太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）观测到两颗掠日彗星穿过太阳大气层。这两个通道导致在几个AIA带通的极紫外（EUV）辐射的可测量的增强。我们解释这种EUV辐射考虑彗星大气的演变，因为它与周围的太阳大气相互作用。彗星中的分子在接近太阳时迅速升华。然后，它们被太阳辐射场光解，产生原子种类。这些原子的后续电离产生比日冕中通常存在的离子更高的丰度，并导致AIA望远镜通带波长范围内的EUV发射。
2012-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraint on ion-neutral drift velocity in the Class 0 protostar B335 from ALMA observations
双极扩散会导致离子和中性粒子之间的速度漂移。这是一个非理想的MHD效应，建议使开普勒磁盘的大小为几十个AU的形成。为了从观测上研究坍缩原恒星包层中的双极扩散，我们比较了由0类原恒星B335中的H13 CO+（3-2）和C18 O（2-1）线追踪的气体运动学与我们的ALMA观测结果。在两条线上都观察到一个中心致密（~1”-2”）分量，该分量垂直于流出方向延伸，并沿流出方向表现出明显的速度梯度，并且很可能追踪下落的扁平包层。我们建立了运动学模型，以适应所观察到的速度结构，并测量在B335的100 AU尺度上的电离和中性气体的下落速度。在半径为100 au处，H_（13）CO ~+和C_（18）O的下落速度均为0.85 ± 0.2 km/s，表明在半径为100 au处，电离气体和中性气体之间的速度漂移最多为0.3 km/s。在B335中，H13 CO+的霍尔参数在100 au尺度上估计为>>1，因此H13 CO+预期附着于磁场。我们的非检测或上限的离子和中性粒子之间的速度漂移可能表明，磁场仍然相当好地耦合到该源中的100 au尺度上的大块中性材料，并且任何显着的场物质去耦，如果存在的话，可能只发生在较小的尺度上，导致磁通量的积累，从而在内部信封中有效的磁制动。然而，由于我们有限的角分辨率，我们不能排除一个显着的双极漂移，只有在中平面的下降包络。未来的观测需要更高的角分辨率（~0.1”）来…
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of Plasma Drag on Low Earth Orbiting Satellites due to Heating of Earth's Atmosphere by Coronal Mass Ejections
太阳活动，如日冕物质抛射和太阳耀斑，使高层大气和近地空间环境升温。由于太阳发射的高能紫外线、X射线和粒子对外层大气的这种加热和膨胀，低地球轨道卫星（LEOS）变得容易受到膨胀大气中离子和分子的增强阻力的影响。在各种类型的扰动中，地球指向的CME起着最重要的作用。它们在太阳大约11年周期的活跃（太阳活动最大期）阶段更加频繁和强烈。2013年晚些时候，我们将接近另一个太阳活动高峰期，利用空间环境参数档案数据作为指标，分析过去太阳活动周期对轨道卫星的影响可能是有益的。在本文中，我们计算的等离子体阻力模型LEOS由于大气加热的CME和其他太阳事件作为太阳参数的函数。利用目前对下一个太阳活动高峰期的时间和强度的预测，我们预测了未来几年现有卫星轨道可能受到的影响。
2013-05-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Energetic Particle drifts in the Parker spiral
帕克螺旋行星际磁场中的漂移是银河宇宙射线传播的重要组成部分，而对于太阳高能粒子（SEP），它们被认为是可以忽略的。因此，在SEP传播建模和数据分析中，它们迄今为止一直被忽略。我们研究漂移速度的帕克螺旋内的单粒子一阶绝热理论，在一个本地坐标系的轴平行于磁场。我们表明，在行星际空间中存在散射时，SEP能量范围高端的质子经历了显着的梯度和曲率漂移。在无散射的情况下，存在由于磁场曲率引起的漂移。漂移速度的大小在高日面纬度比在黄道附近增加了一个数量级以上;它与太阳的径向距离r有很强的依赖性，在低日面纬度r~1 AU和高日面纬度r~10 AU时达到最大值。由于漂移速度的质量对电荷的依赖性，部分电离的SEP重离子的漂移效应比质子强。因此，漂移很可能是一个相当大的来源，跨场运输的高能量SEP。
2013-07-08 astro-ph.SR physics.space-ph
