The Solar Wind Energy Flux
在黄道附近测得的太阳风能量通量与太阳风的速度无关。使用等离子体数据从太阳神，太阳风，风覆盖了大范围的纬度和时间，我们表明，太阳风能量通量是独立的太阳风的速度和纬度在10%以内，这个量在太阳周期变化很弱。换句话说，能量通量表现为全球太阳常数。我们还表明，非常高速的太阳风（VSW > 700 km/s）与较慢的风（VSW < 700 km/s）具有相同的平均能量通量，但具有不同的直方图。我们利用这个结果来推导太阳风速度和密度之间的关系，这正式这些量之间的反相关。
2012-03-06 astro-ph.SR
2D solar wind speeds from 6 to 26 solar radii in solar cycle 24 by using Fourier filtering
太阳附近太阳风速度的测量对于理解太阳风的加速机制具有重要意义。在这项研究中，我们确定2D太阳风速度从6到26太阳半径应用傅立叶运动滤波器的\textit{SOHO} /LASCO C3电影从1999年到2010年观察。我们的方法成功地再现了人工生成的数据以及流光斑点的原始流速。我们测量了从1天到1年时间尺度的二维太阳风速度及其在第24个太阳活动周的变化。我们发现，太阳风的速度在时间尺度上超过一个月的太阳极大期是相对均匀的方位角方向，而他们显然是双峰的最低时期，预期从\textit{Ulysses}的观测和IPS重建。双峰结构出现在2006年左右，在2009年变得最明显，并在2010年突然消失。太阳风速度的径向演化类似于帕克的太阳风解。
2018-06-22 astro-ph.SR
Matching temporal signatures of solar features to their corresponding solar wind outflows
小规模日冕喷发现象在太阳风的产生和加热中的作用仍然是一个悬而未决的问题。在这里，我们调查所发挥的作用，日冕射流形成的太阳风通过测试是否与喷射在EUV强度的时间变化可以确定在外流的太阳风等离子体。这种类型的比较是具有挑战性的，由于源的遥感观测和流出等离子体的现场观测之间的固有差异，以及整个日光层的太阳风的传播时间和演变。为了克服这些问题，我们提出了一种新的算法相结合的信号滤波，两步太阳风弹道反映射，窗口移动，经验模态分解。我们首先使用合成数据验证该方法，然后将其应用于太阳动力学天文台和风航天器的测量。该算法使得能够直接比较日冕喷发现象的遥感观测与现场测量的太阳风参数，以及其他潜在用途。应用这些数据集后，我们发现几个时间窗口，在日冕中发现的动态签名嵌入在太阳风流，在一个时间明显早于预期从简单的弹道映射，最好的表现在原位参数是太阳风质量通量。
2021-03-16 astro-ph.SR
Wavelet Analysis on Solar Wind Parameters and Geomagnetic Indices
太阳作为振荡器产生的频率在日光层中传播，通过太阳风到达地球磁层。我们在近地球太阳等离子体参数和过去四个太阳周期的地磁指数中搜索这些频率。在这项工作中使用的太阳风参数是行星际磁场，等离子体β，阿尔芬马赫数，太阳风速度，等离子体温度，等离子体压力，等离子体密度和地磁指数DST，AE，Ap和Kp。我们发现太阳风的各个参数都具有一定的周期性，并且在每个周期内都有区别。我们的研究结果表明，间歇性周期在我们的数据，其中一些共享之间的太阳风参数和地磁指数。
2012-05-10 astro-ph.SR
Reconstructing solar wind inhomogeneous structures from stereoscopic observations in white-light: Small transients along the Sun-Earth line
日地关系观测台的两个航天器上的日光层成像仪提供了2007年至2014年从双重视角拍摄的太阳风瞬变白光图像。在本文中，我们开发了一种新的方法来识别和定位的瞬态自动从同时从两个内部望远镜，称为HI-1，基于相关分析的图像。从2010年1月1日至2011年2月28日期间，沿日地线的相关系数（CC）的地图构建。从地图上，瞬变沿日地线传播的确定，并揭示了一个27天的周期性模式，特别是小规模的瞬变。这种周期性的瞬态模式是一致的旋转的太阳的全球磁结构和周期性交叉的流光结构和缓慢的太阳风在太阳-地球线，这证实了我们的方法的可靠性和之间的关联度高的小尺度瞬态的缓慢太阳风和日冕流光。此外，它是由cc地图建议，沿日-地线的小尺度瞬变比大尺度瞬变更频繁至少2倍，并且它们迅速扩散到背景太阳风在约40 Rs的白光发射的信噪比。该方法为从多个角度重建日球层非均匀结构提供了一种新的工具。
2018-09-11 astro-ph.SR
Heliolatitude and time variations of solar wind structure from in situ measurements and interplanetary scintillation observations
太阳风的三维结构及其随时间的演化是日光层建模和高能中性原子观测解释所必需的。我们提出了一个模型来检索太阳风结构的日纬度和时间，使用所有可用的和互补的数据源。我们确定了太阳风速度的日纬度结构的年时间网格上的过去1.5个太阳活动周的基础上，遥感观测的行星际赤纬，在现场外的黄道测量从OMNI-2数据库，并在现场黄道测量。由于黄道外太阳风密度结构的现场信息只能从行星际闪烁观测中获得，因此本文推导了太阳风速度与密度的相关公式，并利用行星际闪烁观测中的太阳风速度信息反演了太阳风密度的三维结构。利用太阳风密度和速度随时间的变化以及太阳纬度，在稳态H原子近似下，计算了太阳风通量、动压和电荷交换率的变化。
2012-04-04 astro-ph.SR
A new method to estimate annual solar wind parameters and contributions of different solar wind structures to geomagnetic activity
本文用主成分分析和独立成分分析方法研究了26个台站的两组地磁局部指数。我们证明，每年平均指数可以准确地表示为线性组合的两个第一个组件的权重系统地依赖于纬度。结果表明，日冕物质抛射（CME）和高速流（HSS）对地磁活动的贡献与第一次和第二次IC密切相关。第一个和第二个IC也被发现是非常高度相关的行星际磁场（IMF）的强度和太阳风的速度，分别，因为太阳风速度是最重要的参数驱动地磁活动在HSS期间，而IMF强度占主导地位的CME期间。这些结果有助于更好地理解地磁活动的长期驱动，并获得有关太阳风参数和不同太阳风结构的长期演变的信息。
2015-01-15 astro-ph.SR
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
Mass loss from inhomogeneous hot star winds II. Constraints from a combined optical/UV study
目前用于热的大质量恒星的质量损失率最近受到了严重的质疑，主要是因为风聚集的影响。我们研究了聚集效应对诊断紫外共振谱线和光学复合谱线的影响。光学厚团块，一个非空的interclump介质，和一个非单调的速度场都占在一个单一的模型。我们使用了二维和三维随机和辐射流体动力学（RH）风模型，通过组装径向独立切片的一维快照。为了计算合成光谱，我们开发并使用了复合线（求解“形式积分”）和共振线（使用蒙特卡罗方法）的详细辐射转移代码。此外，我们提出了一种分析方法来模拟这些线cloudspeeds风，它不依赖于光学薄结块。结果如下：合成光谱计算直接从目前的RH风模型的线驱动的不稳定性是无法在平行复制战略光学和紫外线的银河系O-超巨星LCep。使用我们的随机风模型，我们获得一致的拟合基本上是通过增加内风的聚集。的质量损失率推导出，这是约2倍低于预测的线驱动风理论，但远高于相应的速率时，假设光学薄团块从光谱。我们的线形成的解析公式被用来证明在弱风星的光学厚聚集的潜在影响，并确认最近的结果，共振双峰可用作风结构和光学厚聚集的示踪剂。（节录）
2011-02-08 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
Ion Heating in Inhomogeneous Expanding Solar Wind Plasma: The Role of Parallel and Oblique Ion-Cyclotron Waves
日冕洞的遥感观测表明，重离子比质子热，并且它们的温度是各向异性的。对快速太阳风流的现场观测为湍流阿尔文波谱、左旋极化离子回旋波和He $^{++}$ -太阳风等离子体中的质子漂移-提供了直接证据，这种漂移可通过离子的共振吸收和垂直加热产生温度各向异性。此外，预计太阳风在接近太阳的尺度上是不均匀的。用2.5维混合程序研究了非均匀等离子体中太阳风离子的加热。我们包括膨胀的太阳风在一个不均匀的等离子体背景下，结合的影响的湍流波谱Alfvénic波动和初始离子质子漂移。我们研究了这些效应对垂直离子加热和冷却的影响，以及对非均匀背景风中磁涨落谱的影响。我们发现，在等离子体中的不均匀性导致增强加热相比，均匀的太阳风，并在太阳风等离子体的斜波的显着功率的产生。膨胀引起的冷却效应对于超阿尔夫文漂移并不显著，并且当我们包括不均匀的背景密度时进一步减弱。我们重现离子温度各向异性观察和以前的模型，这是目前无论垂直冷却由于太阳风膨胀。我们的结论是小尺度的不均匀性，在内部日光层可以显着影响共振波离子加热。
2014-09-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Mass loss from inhomogeneous hot star winds I. Resonance line formation in 2D models
在光谱分析中，热的大质量恒星风中的小尺度聚集通常是通过假设光学上薄的聚集体、空的聚集体间介质和平滑的速度场来进行的。为了协调这些模型中不同诊断的调查，需要调用具有非常低的质量损失率的高度聚集的风。特别是，不饱和的紫外共振线似乎表明速率的数量级（甚至更多）低于以前接受的值。利用二维随机和伪二维辐射流体动力学风模型研究了非均匀热星风中共振线的形成。本文介绍了一个蒙特卡罗辐射转移程序，并用于产生合成线谱。结果：光学薄聚团极限只适用于非常弱的谱线。对于中等强度的谱线，团簇的速度跨度至关重要。目前的流体动力学模型预测跨度太大，无法重现观测到的配置文件，除非调用一个非常低的质量损失率。通过在二维随机模型中模拟较低的跨度，剖面强度急剧降低，并且与较高的质量损失率一致。为了同时满足来自强线的约束，束间介质必须是非空的。第一个比较观察到的PV双峰在O6超巨星林Cep证实，随机的2D模型再现的观测质量损失率约为10倍以上，来自相同的线，但假设光学薄结块。然而，这可能会解决理论预测，进化的限制，和最近推导的质量损失率之间的差异，并建议重新调查的结构预测目前的流体动力学模型。
2010-01-06 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
Electromagnetic radiation by turbulent, magnetized and randomly inhomogeneous solar radio sources generated by electron beams
本研究通过三种独立方法证明，III型太阳射电爆发中仅不到10%的电磁能量以O和X模式逃逸，大部分以Z模式辐射于源附近，为PSP和Solar Orbiter观测提供支持。
2025-06-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Optimal Stereoscopic Angle for Reconstructing Solar Wind Inhomogeneous Structures
利用相关辅助重建（CORAR）方法，对太阳风非均匀结构的三维重建进行了研究。分析是基于双点日光层观测的立体HI-1相机。我们制作了合成的HI-1白光图像，在两台HI-1相机的共同视场中的不同位置包含人工斑点状结构，并使用CORAR方法重建结构。得到了$60^{\circ}$、$90^{\circ}$、$120^{\circ}$和$150^{\circ}$分离重构性能水平的分布。实验结果表明，当分离角为$120^{\circ}$时，重建效果最好，其次为分离角为$90^{\circ}$。并对结果进行了简要的讨论。基于这项研究，我们建议的最佳布局方案，最近提出的太阳环任务，这是为了定期观察太阳和内日光层从多个角度在黄道平面。
2020-07-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Spatially inhomogeneous acceleration of electrons in solar flares
Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的成像光谱能力使得能够检查整个太阳耀斑区域的加速电子分布。特别是，已经揭示了这些粒子的能量化发生在有限大小的区域上，有时通过RHESSI观测来解决。在本文中，我们提出了，第一次，一个空间分布的加速度模型和调查的作用，非均匀的加速度上观察到的X射线发射特性。我们模拟运输明确检查散射自由和扩散运输的加速区域内，并与分析漏箱解决方案进行比较。结果表明，包括这种空间变化时，电子加速在太阳耀斑建模的重要性。一个不均匀的，扩展的加速度区域的存在下产生的频谱指数，这是在大多数情况下，从简单的漏盒预测不同。特别是，它的结果在一般软的光谱指数比预测的漏箱解决方案，散射和扩散运输，因此应考虑在太阳耀斑的随机加速建模时。
2018-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dynamics of electron beams in the inhomogeneous solar corona plasma
在弱湍流理论框架下，研究了当电子束温度明显超过周围等离子体温度时，在非均匀日冕等离子体中空间受限电子束的动力学行为。动力学方程的数值解表明，伴随朗缪尔波的束流一般以束-等离子体结构的形式传播，其传播速度逐渐减小。与均匀等离子体的情况下，该结构传播的能量损失的形式的朗缪尔波。得到的结果进行了比较与III型爆发的观测结果。结果表明，III型源的减速可以解释的电晕不均匀性。第三类源的频率漂移率与束流动力学的数值结果吻合得很好。
2019-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Non-thermal radiation from a pulsar wind interacting with an inhomogeneous stellar wind
由于脉冲星和恒星风的相互作用，拥有一颗大质量恒星和一颗非吸积脉冲星的双星是强大的非热辐射源。大质量恒星的风被认为是不均匀的，这可能会对非热辐射产生影响。我们数值研究了非吸积脉冲星的高质量双星的高能非热辐射的影响，在恒星风中的不均匀性或团块的存在。我们计算的轨迹和物理性质的冲击脉冲星风中的流线没有团块，一个小的团块，和一个大的。这些信息被用来计算同步辐射和逆康普顿发射的非热人口，也占伽马射线吸收通过对创建的效果。对PSR B1259-63/LS 2883进行了特定研究。当恒星风团扰动两风相互作用区域时，同步辐射源的X射线波段和逆康普顿源的GeV-TeV波段的相关非热辐射受到以下几种效应的影响：（i）等离子体速度方向的强烈变化，其导致多普勒增强因子变化，（ii）主要增强同步辐射的磁场的加强，（iii）加强冲击波处的脉冲星风动能耗散，这可能可用于粒子加速;（iv）绝热损失率的变化，影响非热粒子群的较低能量部分。在PSR B1259-63/LS 2883的Be星盘的后近星点穿越期间探测到的100 GeV以上的辐射，可以粗略地再现，假设盘的穿越被建模为遇到大的不均匀性。
2016-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
