A formation mechanism for the type II radio emission in the solar corona unrelated to shock waves
Mark 4、COR 1/STEREO和LASCO/SOHO的数据分析表明，日冕中观测到的II型射电爆发中至少有一部分是在CME存在的情况下发生的，但它们前面没有激波。CME锋面结构中的漂移电流不稳定性作为一个可能的原因进行了讨论。
2011-05-18 astro-ph.SR
Small-scale solar jet formation and their associated waves and instabilities
小尺度喷流的形成、传播、演化和作用的研究，如太阳低层大气能量平衡中的I型和II型针状体、斑点和原纤维，由于详细的观测和复杂的数学建模的结合，已经取得了巨大的进展。本文综述了目前对喷流的认识，它们在太阳低层大气中的形成，以及它们从观测、数值和理论角度的演化。首先，我们回顾了一些结果来描述射流的属性，获得数值，解析和通过高空间和时间分辨率的观测。进一步，我们讨论了流体动力学和磁流体动力学的不稳定性，即瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，在喷流演化和它们的作用，通过太阳大气中的能量传输在完全和部分电离等离子体的作用。最后，我们详细讨论了小尺度太阳喷流中磁流体动力学波的产生、传播和能量输运的几种机制。这次审查确定了在理解小规模太阳喷流方面的一些差距，以及观测研究与通过理论研究和数值模拟获得的知识之间的一些不一致。预计随着高分辨率观测仪器的出现，如丹尼尔·K. Inouye太阳望远镜，太阳轨道器，帕克太阳探测器，和太阳立方体卫星的联动成像光谱偏振，结合进一步的理论和计算的发展。
2022-05-19 astro-ph.SR
Formation and plasma circulation of solar prominences
太阳日冕是太阳外层大气或日冕中存在的一种长寿命的冷而致密的等离子体幕。几十年来，它们形成的物理机制，特别是它们内部的血浆循环机制一直不确定。在静止磁场中观察到的普遍存在的向下流动很难解释，因为具有高电导率的等离子体似乎穿过水平磁场线移动。在这里，我们提出了三维数值模拟日珥的形成和演变的一个细长的磁通量绳作为一个结果，在原位等离子体凝聚燃料的连续等离子体蒸发从太阳色球。日珥的诞生和维持是在一个支离破碎的，高度动态的状态下，连续再现多个斑点和线程结构，主要是沿着质量加载的场线向下拖动。日珥等离子体循环的特征是日珥等离子体流回色球层和日珥等离子体通过连续凝聚形成之间的动态平衡。等离子体从色球层蒸发，凝结到日冕的日珥中，然后流回色球层，建立了一个稳定的色球-日冕等离子体循环。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日珥的合成图像与实际观测非常相似，在椭圆形的日冕空洞下有许多动力学线程。
2016-03-17 astro-ph.SR
Non-LTE line formation of Fe in late-type stars IV: Modelling of the solar centre-to-limb variation in 3D
我们对太阳光谱中铁谱线的形状和强度进行建模的能力是对太阳铁丰度准确性的关键测试，它设置了所有恒星金属丰度的绝对零度点。我们使用一个广泛的463级Fe原子与新的光电离截面FeI以及碰撞激发和电荷转移与中性氢的量子力学计算;后者有效地消除了一个自由参数，阻碍了所有以前的线形成研究Fe在非局部热力学平衡（NLTE）。这是第一次，我们使用现实的3D NLTE计算的铁定量比较太阳观测。我们面对我们的理论线剖面与意见采取不同的视角在整个太阳盘与瑞典1米太阳望远镜。我们发现，三维建模很好地再现了所观察到的中心到肢体的行为的谱线整体，但突出方面，可能需要进一步的工作，特别是横截面的非弹性碰撞与电子。我们推断的太阳铁丰度为log（eps（Fe））=7.48+-0.04。
2017-03-11 astro-ph.SR
Formation of solar quiescent coronal loops through magnetic reconnection in an emerging active region
日冕环是太阳活动区的组成部分。然而，其形成机制仍然没有很好地理解。在这里，我们提出了直接的观测证据，通过磁重联形成的日冕环作为新的磁通量进入太阳大气。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的极紫外观测清楚地显示了等离子体片内磁重联后新形成的环。环的形成也可以在新真空太阳望远镜拍摄的hα线核心图像中看到。SDO上的日震和磁成像仪的观测表明，在日冕环形成之前，正极性通量集中以约0.4 km/s的速度向负极性通量集中移动。在环的形成过程中，我们发现了磁通抵消和随后的增强的两个极性之间的横向场的签名。通过磁流体静力学模型重建的三维磁场结构显示出与AIA图像中的环一致的磁力线。在等离子体片中间歇性地出现了许多平均宽度为1.37 μ m的明亮斑点，并以约114 km/s的速度向上移动。这些团状物的温度、发射量和密度分别约为3 MK、2.0 × 10 ^（28）cm^（-5）和1.2 × 10 ^（10）cm^（-3）。这些斑点的功率谱分析表明，所观察到的重连可能不是由湍流过程为主。我们还发现了速度为20至50公里/秒的流向新形成的日冕环的足迹。
2021-05-07 astro-ph.SR
Formation and Reconnection of Three-dimensional Current Sheets with a Guide Field in the Solar Corona
通过一系列三维磁流体动力学数值模拟，研究了引导场分量对伪流光拱状位形中准稳态交换重联的影响。这项工作扩展了\citet{Edmondson2010b}的分析，通过量化的质量密度增强相干尺度与磁岛形成的非线性阶段的等离子体团不稳定的重联的电流片。我们比较了四个模拟的零，弱，中等，和一个强的引导场，$B_{GF}/B_0 = \lbrace 0.0 , 0.1 , 0.5 , 1.0 \rbrace$，量化的等离子体密度增强的纵向和横向相干尺度的引导场强度的函数的结果。我们从自相关和小波分析中获得这些相干尺度，并演示了如何使用这些尺度来解释密度增强波动的傅立叶功率谱的结构形成范围，能量延续范围和惯性范围-每个人口具有不同的光谱斜率。我们讨论了模拟结果的背景下，太阳和日光层观测的伪流光太阳风外流和可能的签名的重联产生的结构。
2017-08-11 astro-ph.SR
Empirical Investigation on the Impact of Hydrogen Collisions for the Formation of CI 1.07 mu~m Lines Based on the Solar Center-to-Limb Variation
为了检验多重态1在1.068-1.069 μ m处的强Cl线的非LTE线形成计算的有效性，特别是在与中性氢原子碰撞的处理方面，我们计算了理论上的等效宽度（W_lambda）对应于不同角度的特定强度（μ = cos（θ）），并与飞田天文台无圆顶太阳望远镜的光谱观测结果进行了比较。结果表明，我们的观测数据与用经典公式计算的H I碰撞率所做的理论模拟几乎一致，这表明对其进行重大修正的必要性（例如，减少的可能性不大。
2013-11-06 astro-ph.SR
The Formation Height of Millimeter-wavelength Emission in the Solar Chromosphere
在过去几年中，ALMA射电望远镜已可用于太阳观测。ALMA诊断太阳大气层的高度兴趣，因为在毫米波长的亮度温度和太阳大气层中的本地气体温度之间的理论预期的线性关系。解释太阳ALMA观测的关键是了解ALMA发射在太阳大气中的起源。最近的理论研究表明，在1.2（带6）和3毫米（带3）的ALMA带形成在显着不同的高度的中，上部色球层。我们研究了ALMA诊断的形成，使用2.5维辐射MHD模型，其中包括离子中性相互作用（双极扩散）和非平衡电离的氢和氦的影响。我们的研究结果表明，在活跃区域和网络区域，在这两个波长的观测最经常起源于类似的高度在上色球层，与以前的结果相反。非平衡电离增加了色球层的不透明度，因此ALMA主要观察到沿冠层的针状物和纤维。我们将这些模拟结果与IRIS、SDO和ALMA的观测结果相结合，对最近报道的“暗色球洞”（色球层中温度非常低的区域）提出了一种新的解释。
2020-04-01 astro-ph.SR
Solar-Type Activity: Epochs of Cycle Formation
日冕和色球活动指数图使我们能够揭示出现太阳型活动和形成规则周期的恒星。利用日冕活动和自转速率之间关系的新考虑，以及关于疏散星团年龄的新数据，我们估计了年轻太阳的年龄，它对应于太阳周期形成的时代。这个年轻的太阳，年龄略大于10亿年的活动的属性进行了简要的讨论。对晚型恒星长期规律性变化的现有数据进行分析后得出的结论是，与太阳型活动有关的周期的持续时间随着恒星自转的减速而增加;即，随年龄本文讨论了相对年轻的G星的磁场的新数据以及大尺度和局部磁场在年轻太阳活动形成中的作用的变化。这一领域的研究旨在提供观测测试，以确定主序星下部恒星周期活动的形成条件，并测试发电机理论的一些结果。
2015-05-24 astro-ph.SR
Oxygen lines in solar granulation. II. Centre-to-limb variation, NLTE line formation, blends and the solar oxygen abundance
背景：关于太阳氧丰度和3D模型在最近向下修订中的作用有一场激烈的辩论。这些模型已经用高分辨率的太阳地图集进行了测试。进一步的测试可以使用中心到肢体的变化来完成。目的：使用高质量的观测整个太阳表面的氧线，我们试图测试，如果3D和1D模型再现其所观察到的中心到边缘的变化（CLV）。特别是，我们试图评估是否三维模型是适当的，以获得太阳氧丰度。研究方法：利用我们最近对OI 777 nm、OI615.81nm、[OI] 630.03nm和其他元素的9条谱线的观测结果，对宁静日面的5个视角（0.2我们将它们与使用最新的线路形成代码，线路数据和允许LTE偏离计算的3D和1D模型的预测线路轮廓进行比较。OI 777 nm谱线的CLV也被用于获得对与H的非弹性碰撞的知之甚少的效率的经验校正。结果：3D模型通常很好地再现了管线的CLV观察结果，特别是氧气管线。从OI 777 nm线，我们发现，经典的Drawin配方稍微高估了H碰撞。OI 615.82 nm谱线的临边观测使我们能够确定这条谱线的分子的一个以前未知的贡献，在太阳临边普遍存在。[OI] 630.03 nm谱线的详细处理表明，3D建模与观测结果非常吻合。用三维模型导出的氧丰度分别为8.68（OI 777 nm）、8.66（[OI] 630.03 nm）和8.62（OI 615.82 nm）。结论：这些额外的测试加强了丰度分析的3D模型和线条形…
2009-09-12 astro-ph.SR
Triggered Star Formation Inside the Shell of a Wolf-Rayet Bubble as the origin of the Solar System
太阳系形成的一个关键限制是形成时$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al的丰度比为5 $\times 10^{-5}$，约为银河系平均丰度比的17倍，而$^{60}$ Fe/ $^{56}$ Fe值约为$2 \times 10^{-8}$，低于银河系的值。这挑战了一个假设，即附近的超新星负责将这些短寿命的放射性核素注入早期太阳系。我们表明，如果太阳系是由沃尔夫-拉叶（W-R）泡边缘的触发恒星形成形成而形成的，那么这个难题就可以解决。铝-26是在大质量恒星的演化过程中产生的，在W-R阶段被释放到风中，并凝结成W-R恒星周围的尘埃颗粒。尘埃颗粒通过反向激波和低密度激波风，到达被气泡扫过的致密壳层，从减速的风中分离并注入壳层。这个壳层的某些部分随后坍塌，形成致密的核心，从而形成太阳能型系统。随后的非球面超新星并没有向原太阳系注入可观数量的$^{60}$ Fe，因此解释了观测到的低丰度$^{60}$ Fe。我们讨论了模型中各种过程的细节，并得出结论，这是一个可行的模型，可以解释的初始丰度的$^{26}$铝和$^{60}$铁。我们估计，1-16%的类太阳恒星可能是在WR泡壳中触发恒星形成的。
2017-12-28 astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of the Formation of Solar Chromospheric Jets with Twisted Magnetic Field Lines
本文对具有扭曲磁场线的色球喷流进行了三维数值模拟。光球辐射转移和状态方程的详细处理，使我们能够模拟现实的热对流附近的太阳表面，激发各种MHD波，并产生色球喷流的模拟。在强磁场浓度以上形成一个高的色球喷流，其最大高度为10- 11 μ m，寿命为8- 10 min。磁场线在色球层中强烈纠缠，这有助于色球层喷流被洛伦兹力驱动。射流的振荡运动是其产生机制的自然结果。我们还发现，产生的色球喷流形成一个具有较细的股直径为几个毫米的集群。这些结果暗示了模拟的喷流和太阳针状体之间的密切关系。
2017-09-05 astro-ph.SR
The process of data formation for the Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays (STIX) in Solar Orbiter
X射线成像光谱仪/望远镜是一个硬X射线成像光谱装置，将安装在太阳轨道器集群上，目的是提供太阳耀斑区域在几千电子伏至150千电子伏左右的不同光子能量下的图像和光谱。该望远镜的成像方式基于莫尔图案概念，并利用30个子准直器，每个子准直器包含一对同轴网格。本文应用傅立叶分析提供了第一个严格的描述的数据形成过程中的STIX。具体而言，我们表明，在第一谐波近似下，由STIX子准直器测量的积分计数可以被解释为特定的空间傅立叶分量的入射光子通量，命名为vibrations。傅立叶分析还允许定量评估这种解释的可靠性。STIX数据的描述，在vibrations的图像重建过程中有显着的影响，因为它促进了傅立叶成像算法的应用。
2014-12-21 astro-ph.SR
Does the anomalous solar chemical composition come from planet formation?
我们推导出19种元素的丰度在64颗恒星的基本参数非常相似的太阳，这最大限度地减少了我们的光谱1D-LTE差分分析中的系统误差的影响，使用高分辨率（R=60,000），高信噪比（S/N=200）光谱。相对于太阳的元素丰度的估计误差小至0.025 dex。丰度比[X/Fe]作为[Fe/H]的函数与先前建立的银河系薄盘化学演化模式密切相关。有趣的是，我们的大多数恒星显示出[X/Fe]和凝聚温度（Tc）之间的显着相关性。在22颗参数最接近太阳的恒星的样本中，我们发现，平均而言，低Tc元素相对于太阳孪晶中的高Tc元素被耗尽约0.08 dex（20%）。在900<Tc<1800 K时，观察到丰度随Tc的变化而增加的趋势，而较低Tc元素的丰度似乎大致恒定。我们推测，这是发生在太阳周围的行星形成的特征，但不是大多数太阳双胞胎。如果这个假设是正确的，那么拥有像我们这样的行星系统的恒星，虽然很罕见（频率为15%），但可以通过对其宿主恒星的化学成分进行非常详细的检查来识别。
2009-11-10 astro-ph.SR
On the formation of solar wind & switchbacks, and quiet Sun heating
宁静太阳（QS）和冕洞（CH）的日冕加热，包括太阳风的形成，与磁场动力学有着密切的联系。因此，需要对这些区域进行详细的比较研究，以了解潜在的物理过程。已知CH在日冕中具有较低的强度和较大的蓝移。本工作调查的相似性和差异CHs和QS的色球层使用Mg II的h & k，C II线，和过渡区使用Si IV线，具有相同的绝对磁通量密度（|B|）的区域。我们发现CH在所有谱线中具有减弱的强度，其差异随谱线形成高度和|B|而增加。色球线显示CH中的过量上升流和下降流，而Si IV显示CH中的过量上升流（下降流）（QS），其中流量随着|B|而增加。我们进一步证明了Si IV中的上升流（下降流）与色球线中的上升流和下降流（仅下降流）相关。CH（QS）显示较大的硅IV的上升流（下降流）在色球层中的类似流量，这表明这些流量的共同起源。这些观察结果可以解释为由于脉冲加热通过交换（闭环）重联在CH（QS），导致在不同的高度，由于磁场拓扑结构的差异，在双向流动。最后，由于交换重联而产生的扭结磁力线可能会随着磁场的旋转而被带走，并被观察为之字形。因此，我们的研究结果提出了一个统一的图片太阳风的出现，日冕加热，和近太阳之字形形成。
2021-11-23 astro-ph.SR
Formation and morphology of anomalous solar circular polarization
谱线偏振形态是研究太阳大气磁性和动力学最有价值的观测资料。然而，为了发展太阳诊断，它是基本的，以了解不同种类的异常太阳信号，已被例行发现的线偏振和圆偏振（LP，CP）。本文的目的是解释和表征太阳CP信号的形态，通过理解的综合效应的磁场，速度梯度，和原子取向一般NLTE制度。为此，建立了偏振辐射转移方程的解析双层模型，并将其用于半参数求解含原子偏振的NLTE问题。极化的形成，从而深刻地描述了一定的精度，而不诉诸MHD模型或简化的关键物理成分。详细的计算显示了该模型再现太阳CP异常的潜力。描述了二向色性和原子取向的基本物理行为，引入了二向色性反转、中性和增强介质、临界强度谱和临界源函数的概念。结果表明，CP谱的过零点有助于对其形态进行分类和理解其形成。这导致识别和解释的七个最特征的CP信号的形态，一个单一的（深度分辨）散射层可以产生。此外，它被发现，一个最小数量的两个磁层沿LOS需要充分解释异常的太阳CP信号，和斯托克斯V的形态和极性取决于磁，辐射和原子的极性。这些结果的一些影响，提出了通过一个异常CP信号的Na-I-D和Fe-I 1564.8 nm线的Montear建模。
2019-06-09 astro-ph.SR
Formation of the Supersonic Solar Wind: Parker's Theory Revisited
本研究针对经典帕克太阳风理论中初始速度高于本征速度时动量方程无解的问题，提出在声速点与临界条件间引入不连续面，使日冕底部初始速度大于本征速度时也能形成超音速太阳风，明确传统模型临界解的分界作用。
2024-09-18 astro-ph.SR
Reconnection-Condensation Model for Solar Prominence Formation
我们提出了一个重联凝聚模型，其中日冕磁场的拓扑变化通过重联触发辐射凝聚，从而导致日珥的形成。以前的观测研究表明，在日冕拱廊场的极性反转线处的重联会产生一个可以维持日珥的通量绳;然而，他们没有解释冷的致密等离子体的起源。利用三维磁流体动力学模拟包括各向异性非线性热传导和光学薄辐射冷却，我们证明了重联不仅可以导致磁通绳的形成，而且在一定的条件下，辐射凝聚。在我们的模型中，这种情况是由场长度描述的，场长度被定义为辐射冷却和热传导之间的热平衡的尺度长度。这个临界条件对人工背景加热的依赖性很弱。我们的模拟结果合成的极紫外辐射有很好的协议，在以前的研究报告的观测签名。
2017-07-03 astro-ph.SR
Calcium bright knots and the formation of chromospheric anemone jets on the Sun
本文利用三维磁流体力学模拟提出色球喷流新模型，揭示了小尺度扭曲磁通量绳持续上升驱动磁重联并发射喷流，为色球海葵状喷流及纳耀斑的形成提供了普遍机制。
2024-01-29 astro-ph.SR
The First Ground Level Enhancement Event of Solar Cycle 24: Direct Observation of Shock Formation and Particle Release Heights
我们报道了2012年5月17日的地平面增强（GLE）事件，这是太阳活动周期24中的第一次。这是日地关系天文台（STEREO）任务在近地面充分观测到的第一次GLE事件。我们确定了相关的米制II型射电爆发开始时的日冕物质抛射（CME）高度（即，激波形成高度）为1.38 Rs（从太阳中心）。在GLE粒子释放时的CME高度直接从STEREO图像测量为2.32 Rs，这与CME运动学的估计吻合得很好。这些高度与使用后推法获得的第23周期GLE高度一致。通过对比2012年5月17日GLE与其他六个来自连接良好的区域的非GLE爆发，具有相似或更大的耀斑大小和CME速度，我们发现，由于非径向CME运动和不利的太阳B0角的组合，非GLE事件与黄道的纬度距离相当大，使得与地球的连接性较差。我们还发现，日冕环境可能起着决定冲击强度的作用。
2013-02-06 astro-ph.SR
High-Resolution Observations of Prominence Plume Formation with the New Vacuum Solar Telescope
日珥羽流是从日珥下方的气泡中产生的疏散上升流，其形成机制尚不清楚。在这里，我们提出了一个详细的研究羽在一个静止的日珥使用高分辨率的H-α过滤图线中心以及线翼在+/-0.4埃从新的真空太阳望远镜。在它们的形成过程中，发现了增亮、蓝移和羽流前沿湍流的增强。一些大的羽状物在它们的头部分裂，在它们之间形成手指状的结构。蓝移流动沿气泡突出界面之前和期间的羽形成。我们的观测结果与日珥羽流与耦合的Kelvin-Helmholtz和Rayleigh-Taylor（KH/RT）不稳定性有关的假设是一致的。羽流分裂和指状物是RT不稳定性的证据，流动可能会增加KH/RT不稳定性的增长率。然而，在羽流锋的显着湍流可能表明，RT不稳定性是由羽流渗透到日珥触发。在这种情况下，需要额外的机制来驱动羽流。
2021-09-04 astro-ph.SR
Direct observations of magnetic flux rope formation during a solar coronal mass ejection
日冕物质抛射（CME）是太阳大气中最壮观的喷发现象。一般认为日冕物质抛射是磁通量绳（MFR）喷发的结果。然而，一个激烈的辩论是关于最低限度储备是在喷发之前预先存在还是在喷发期间形成的。几个冠状签名，\textit{e.g.}，细丝，冠状腔，S形结构和热通道（或热斑点），建议作为MFR和观测前的爆发，支持预先存在的MFR的情况。几乎没有关于喷发期间MFR形成的观察报告。在这封信中，我们提出了一个有趣的观察太阳喷发事件发生在2013年11月21日与大气成像组件上的\textit{Solar Dynamic Observatory}，这表明了详细的形成过程中的MFR在喷发。这个过程开始于一个低洼的日冕拱的膨胀，可能是由下面的耀斑磁重联引起的。新形成的上升环从下面进一步推动拱廊向上，拉伸周围的磁场。拱廊和伸展的磁场线然后在拱廊顶点的正下方向内弯曲，形成X点。X点附近的磁力线继续相互接近，并引起第二次磁重联。正是这种高位置的磁重联导致了一个热团（$\sim$ 10 MK）的形成和喷发，可能是一个MFR，产生了CME。我们认为，两个空间分离的磁重联发生在这个事件中，负责产生耀斑和热团（CME），分别。
2014-08-09 astro-ph.SR
Testing 3D solar models against observations
我们提出了一系列的观测测试的结果，三维和一维太阳模型。特别是，重点是原子氧线的形成，用于获得备受争议的太阳氧光球丰度。使用高质量的观测获得的瑞典太阳望远镜（SST），我们研究的O I线的中心到肢体的变化，测试模型和线的形成（LTE和非LTE）。对于O I 777 nm三重态，中心到边缘的变化在非LTE线形成中设置了强约束，并且用于导出中性氢碰撞的经典Drawin配方的经验校正因子（S_H）。利用SST数据的空间分辨特征，还研究了用于测试3D模型和线形成的附加框架。从测试中，我们证实，所采用的三维模型是现实的，它的预测与观测吻合得很好。
2009-09-23 astro-ph.SR
Large Scale Properties of Tilt of Sunspot Groups and Joy's Law Near The Solar Equator
我们提出了一个物理机制，形成的倾斜角的太阳黑子的活动区的形成过程中，太阳光球。本文详细研究了科氏力因子对湍流介质中大尺度超颗粒对流流动的影响。在Kleeorin等人（2016）和Safiullin等人（2018）早期工作的基础上，我们给出了效应数量级的物理估计，并估计了太阳赤道附近的倾斜角，在太阳活动的“皇家”区域。上述模型基于小尺度和大尺度磁螺旋度的平衡，详细描述了过去五个太阳活动周（自1964年以来）的太阳黑子形成过程。我们采用这个模型来描述太阳活动的更广泛的表现形式。我们目前的纬度依赖于这五个太阳活动周期的平均倾斜和时间-纬度图在有限的纬度范围和阶段的太阳活动周期。
2018-12-13 astro-ph.SR
The Role of Coronal Hole and Active Region Boundaries in Solar Wind Formation
日出观测提供了太阳外流的新视角。这些研究特别侧重于从活动区域边缘发出的气流。这些流动是长期的，似乎在每一个活跃地区都有某种程度的存在。测得的流量值在几十km/s $^{-1}$和200 km/s $^{-1}$之间。人们提出了各种解释来解释这些流动，包括重联、波和压缩。在冕洞中也观察到了外流，本文将讨论这些外流以及冕洞与活动区的相互作用。虽然从平静太阳到活跃区域的所有区域都观察到了流出的等离子体，但尚不清楚这些等离子体对太阳风的贡献有多大。我将讨论各种试图证明流出的等离子体形成太阳风的一部分。
2012-01-23 astro-ph.SR
Response of the solar atmosphere to flux emergence: With emergence-driven prominence formation
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，探究了不同强度和角度的浮现通量与背景磁场的相互作用，揭示了磁重联驱动多结构形成的规律，提出了通量浮现供给注入的新型日珥形成机制，为太阳爆发研究提供了新见解。
2025-05-06 astro-ph.SR
Numerical simulations of spicule formation in the solar atmosphere
我们研究了一个本地化的速度脉冲，最初是在太阳大气层内的过渡区下方发射的向上传播。脉冲迅速变陡成冲击，这可能导致针状体的形成。我们数值求解二维含时磁流体动力学方程，以发现针状体的空间和时间动力学。数值模拟表明，强初始脉冲可能导致色球物质以针状物的形式准周期性地上升到下部日冕中。这种周期性是由于层结大气中脉冲后形成的非线性尾流引起的。上升和下降的等离子体部分的叠加类似于单针状体和双针状体（有时甚至是三针状体）的时间序列，这与观测结果一致。二维反弹激波模型可以解释所观察到的速度，宽度和I型针状体的高度，以及所观察到的多结构和双向流动。该模型还预测了由于连续冲击，出现3-5分钟周期的针状体。
2010-05-31 astro-ph.SR
Thermal conduction effects on formation of chromospheric solar tadpole-like jets
我们测量的非各向同性热传导对太阳色球射流的产生的影响，通过数值模拟进行了使用一个流体MHD程序MAGNUS。在Srivastava等人的工作之后。（2018），我们考虑了具有现实温度模型的大气状态，并通过在顶部色球层中操作的气体压力驱动器产生等离子体的喷射。我们认为磁场模仿通量管和执行参数的研究，通过改变磁场强度和振幅的驱动程序。我们发现，在热传导的情况下，触发射流表现出相当大的能量和质量通量和它们的形状更准直，穿透更多的太阳日冕比理想的MHD方程。低磁场允许这些射流更有能量，而较大的磁场由于包含热导率而降低质量和能量的增强。
2020-11-03 astro-ph.SR
Episodic formation of cometary material in the outburst of a solar-like young star
我们的太阳系起源于星际气体和尘埃;后者以无定形硅酸盐颗粒和碳质尘埃的形式存在。彗星物质的组成表明，在原太阳星云的早期演化过程中，相当一部分无定形硅酸盐转变为晶体形式。这种转变是如何以及何时发生的一直存在争议，主要的选择是由年轻的太阳加热或冲击加热。在这里，我们报告的中红外线特征的爆发光谱的年轻的类太阳恒星EX Lupi，不存在于宁静。我们将其归因于结晶镁橄榄石;这些晶体是通过爆发产生的热量在内部盘的表层进行热退火而产生的，这是一个迄今为止尚未被考虑的过程。所观察到的冷晶体的缺乏排除了在较大半径处的冲击加热。
2009-06-17 astro-ph.SR
The Formation of IRIS Diagnostics. VII. The Formation of the OI 135.56 nm Line in the Solar Atmosphere
O I 135.56 nm谱线被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务所覆盖，该任务研究太阳大气层如何被激发。我们在这里研究的形成和诊断潜力，这条线的非LTE建模采用一维半经验和三维辐射磁流体动力学（RMHD）模型。我们研究的基本形成机制，并得出一个典型的模型原子，采用了必要的原子物理学的O I 135.56 nm线的形成。该原子模型有16个能级，并通过有效复合率描述了通过高激发能级的复合级联。电离平衡O I/O II通过电荷交换反应由氢电离平衡设定。在O I 135.56 nm线中的发射由复合级联主导，并且该线是光学薄的。最大发射的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.0 - 1.5 μ m高度。线发射的总强度与电子密度的平方相关。由于O I 135.56 nm线在光学上很薄，因此发射线的宽度是非热速度的非常好的诊断。我们的结论是，O I 135.56 nm线是一个很好的探针的中间色球层，并恭维其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的H & K线和C II线周围133.5 nm。
2015-09-22 astro-ph.SR
Analysis of Eruptive Prominence Plasma Parameters' Effects on the \ion{He}{2} 304~Å Line with Solar Orbiter EUI Observations
SUPA School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）
利用Solar Orbiter EUI观测数据，研究日珥喷发中温度、径向速度和高度等参数对氦二304~Å线形成的影响，发现柱密度和温度梯度是关键因素，辐射过程主导线形成。
2026-04-15 astro-ph.SR
The formation of the Halpha line in the solar chromosphere
我们使用最先进的辐射-MHD模拟和3D非LTE辐射转移计算来研究太阳色球层中\Halpha的形成，并应用该研究的结果来开发\Halpha作为色球层诊断的潜力。我们表明，假设统计平衡和完整的频率重新分布，可以精确地模拟\Halpha线的形成，只要模型大气的计算包括氢的非平衡电离，并且莱曼- $α$和莱曼- $β$线轮廓由多普勒轮廓描述。我们发现，三维辐射转移是必不可少的模拟氢线由于低光子破坏概率\Halpha。色球上部的\Halpha \不透明度主要对质量密度敏感，对温度敏感性较弱。我们发现\Halpha-核心强度与平均地层高度相关：平均地层高度越大，强度越低。线芯宽度是线形成区域中的气体温度的量度。在根据我们的模型大气计算的\Halpha-核心图像中看到的纤维状暗结构正在跟踪磁场线。这些结构是由增强色球质量密度的场对准脊引起的，这些脊提高了它们的平均形成高度，因此使它们在更深的环境中显得更暗。我们与观测比较，发现模拟的线芯宽度与观测的非常相似，而不需要额外的微湍流。
2012-02-09 astro-ph.SR
Two Wide Planetary-Mass Companions to Solar-Type Stars in Upper Scorpius
在宽距离上，太阳型恒星的行星质量和褐矮星伴星占据了一个奇怪的参数空间区域，与双星形成或太阳系尺度的行星形成没有明显的联系。这些伴星提供了对伴星形成的极端情况（无论是双星还是行星）的深入了解，并且由于它们与亲密的伴星相比相对容易观察，它们为我们对更典型的行星的期望提供了有用的模板。我们提出的结果，从自适应光学成像调查广泛（50-500 AU）的同伴在上天蝎座太阳型恒星。本文报道了在GSC 06214-00210周围发现的一颗质量为14 MJ的伴星，并证实了Lafreniere等人（2008）发现的行星质量伴星1 RXS J160929.1-210524实际上是与主星同向运动的。在我们的调查中，这两个探测对应于约4%的太阳型恒星的伴星质量在6-20 M_J，距离在200-500 AU。这个数字高于如果从双星质量函数外推得出棕矮星和行星质量伴星的预期。最后，我们讨论了这些对象的形成的影响。
2010-11-09 astro-ph.SR
Simulations of Prominence Formation in the Magnetized Solar Corona by Chromospheric Heating
从色球过渡区到日冕等离子体的剪切磁弧出发，模拟了日冕中静止日珥的原位形成和持续生长。与以前的工作相反，我们的模型捕捉到日珥形成的所有阶段，包括热平衡的丧失，它的高度和宽度连续增长到宏观尺度，以及作为质量积累的结果，拱形环逐渐弯曲成倾斜环。我们的2.5维，完全磁流体力学和磁流体动力学一致的模型模仿的正常极性的磁拓扑结构的光球中性线以上，并导致在窗帘状日珥以上的中性线，通过最终浸渍磁场线突出在一个有限的角度。的形成结果从色球层中的集中加热，然后通过等离子体蒸发和后来的快速冷凝在电晕由于热不稳定性，验证了线性不稳定性标准。低层大气的集中加热使等离子体从下面蒸发，在日冕环的顶部积累，并不断地为后来的日珥提供质量。这是第一个蒸发冷凝模型研究，我们可以证明形成的日珥如何保持在力平衡状态，这可以与Kippenhahn-Schluter型磁流体静力学模型相比较，所有这些都在有限的低β日冕中。
2012-02-28 astro-ph.SR
Plasma Beta Stratification in the Solar Atmosphere: A Possible Explanation for the Penumbra Formation
等离子体β是理解等离子体动力学的一个重要和基本的物理量，特别是在磁活跃恒星的背景下，因为它讲述了磁场与热力学过程对等离子体运动的主导作用。我们估计等离子体β在太阳大气层内的不同区域的值范围，我们描述了一种可能的机制，有助于形成半影。为此，我们评估的数据从一个三维磁流体动力学模型的太阳日冕以上的磁活动区域。我们将我们的结果与先前建立的数据进行比较，这些数据是基于磁场外推的，并且与一些观测结果相匹配。我们的模型数据表明，光球层中的等离子体β应该被认为是大于太阳黑子外的单位。然而，在日冕中，我们也发现β值范围比以前认为的要低，这与最近的观测结果相吻合。我们提出了一个想法的基础上的重力驱动的过程中的高β制度，可能是负责太阳黑子本影周围的半影的形成，其中的垂直场强度达到一个给定的阈值。这一过程也可以解释逆Evershed流动。关于混合极性太阳大气中的热压力和磁压力，包括非垂直磁场和安静区域，等离子体β可以在从光球到外日冕的几乎任何高度达到统一。
2017-11-29 astro-ph.SR
The formation of IRIS diagnostics II. The formation of the Mg II h&k lines in the solar atmosphere
美国宇航局的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务将研究太阳大气层是如何被激活的。IRIS包含一个成像摄谱仪，覆盖Mg II h&k线，以及一个以Mg II k为中心的狭缝式成像仪。了解的意见，需要从三维辐射MHD模型的Mg II H&K线形成的正演模拟。我们计算垂直出射的H&K强度从一个动态的三维辐射MHD模型的太阳大气的快照，并调查的诊断信息的大气中包含在合成线配置文件。我们发现，中心线低压的多普勒频移强烈相关的垂直速度在光学深度单位，这是典型的位于低于200公里的过渡区（TR）。通过结合h线和k线的多普勒频移，我们可以恢复TR正下方的速度梯度的符号。中心线凹陷的强度与地层高度相关，特别是在几平方微米的子场中。因此，该强度可用于测量过渡区高度的空间变化。线芯发射峰的强度与其形成高度处的温度相关，特别是对于强发射峰。因此，可以将峰值用作温度诊断。蓝色和红色峰值之间的波长差提供了对上部色球层中速度梯度的诊断。蓝峰和红峰的强度比与上色球层的平均速度密切相关。我们的结论是镁II的H&K线是很好的探针的非常上部色球层的过渡区，高度制度，是不可能探测与其他谱线。
2013-06-04 astro-ph.SR
Kinematic active region formation in a three-dimensional solar dynamo model
我们提出了一个现象学的技术建模活动区域的出现在一个三维的，动态发电机的框架。通过施加局部速度扰动，我们在对流区底部的环形磁场中产生出射通量管，导致太阳表面活动区的爆发。速度扰动进行校准，以重现观测到的活动区域的属性（包括活动区域的大小和通量，以及倾斜角随纬度的分布），从而导致在一个更一致的治疗磁通管出现在运动发电机模型比人工通量沉积。我们演示了如何使用这种技术来同化观测和驱动的运动学三维模型，并用它来研究活动区的出现和衰减的极向场的来源的特性。我们发现，极向分量是最强的不是在太阳表面，但在中间的对流区，与通常的假设，即极向源位于太阳表面附近。我们还发现，虽然大部分的能量包含在较低的对流区，有一个很好的相关性之间的演变的表面和内部磁场。
2013-09-24 astro-ph.SR
Particle-In-Cell simulation of whistler heat flux instabilities in the solar wind: heat flux regulation and electron halo formation
我们提出的二维完全动力学粒子在细胞模拟的结果，以揭示哨声波的作用，散射的strahl电子和热通量的调节在太阳风。我们模拟的电子速度分布函数，最初由核心和strahl人口通常遇到的近太阳太阳风观察帕克太阳探测器。我们证明，作为电子速度分布函数的演变的结果，两个分支的哨声热通量不稳定性可以被激发，这可以驱动哨声波在倾斜或平行于背景磁场的方向上传播。首先，斜哨声波诱导俯仰角散射的strahl电子，向更高的垂直速度。这导致了strahl俯仰角分布的加宽，从而以strahl为代价形成了晕状粒子群。之后，电子速度分布函数经历平行哨声波的影响，这有助于在垂直方向上散射的粒子重新分布成更对称的晕，与观测一致。模拟结果与斜哨声热流不稳定性的线性理论有很好的一致性。这个过程伴随着strahl粒子携带的热通量的显著减少。
2020-10-22 astro-ph.SR
The peculiar solar composition and its possible relation to planet formation
我们进行了差异元素丰度分析的前所未有的准确性（0.01德克斯）的太阳相对于11个太阳孪生从依巴谷目录和10个太阳类似物从行星搜索。我们发现，太阳显示出一个特征的签名与一个~20%的消耗耐火元素相对于挥发性元素相比，太阳孪生。丰度差异与元素的冷凝温度密切相关。这一特点也适用于与已知有近距离巨行星的太阳类似物的比较，而大多数太阳类似物在径向速度监测中没有发现这样的巨行星，显示出太阳丰度模式。我们讨论了对这种特殊性的各种解释，包括丰度模式的差异与像我们这样的行星系统的形成有关的可能性，特别是与类地行星的存在有关。
2009-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of a solar filament by magnetic reconnection and coronal condensation
在太阳暗条的形成机制中，两组剪切弧之间的磁重联形成了具有许多磁凹陷的暗条螺旋结构，螺旋结构内捕获的等离子体的冷却和冷凝为暗条提供了质量。虽然这些过程中的每一个，即磁重联和日冕凝聚已经分别报告，观察显示整个过程的灯丝形成是罕见的。在这封信中，我们提出了通过两组冠环之间的重连形成S形，以及随后通过冷却和冷凝新形成的S形内的等离子体形成灯丝。2014年8月27日，活跃区12151中的一组环与位于东部的另一组环重新连接。一个较长的扭曲的S形结构和一组较短的低卧环，然后形成。观测结果与系绳切割模型吻合得很好。新形成的乙状结肠保持稳定，不会爆发为日冕物质抛射。从东部端点，检测到物质注入S形（作为增亮）的特征，这密切地勾勒出这些位置的排放量增加的特征。这可能表明色球层的蒸发是由重联引起的，将加热的等离子体供应到S形。在S形中，发生热不稳定性，并且发生等离子体的快速冷却和冷凝，形成细丝。然后，冷凝物双向流动到长丝端点。我们的结果为磁丝的形成是通过磁重联和日冕凝聚提供了明确的观测证据。
2021-09-13 astro-ph.SR
Numerical Study on In-Situ Prominence Formation by Radiative Condensation in the Solar Corona
我们提出了一个反极性日珥的原位形成模型，并证明它使用自洽的2.5维磁流体力学模拟，包括沿磁场的热传导和光学薄辐射冷却。该模型使我们能够通过辐射凝结在磁绳内部形成冷的稠密等离子体云，这被认为是一种反极性日珥。辐射凝聚是由磁拓扑结构的变化触发的，即，由于剪切拱廊场形成磁通绳，以及由于磁通绳内捕获的致密等离子体引起的热不平衡。磁通绳是通过在拱廊场上施加会聚和剪切运动而产生的。无论是当足点运动是在反剪切方向或当加热是成比例的局部密度，磁绳内的热状态成为冷却占主导地位，导致辐射冷凝。通过控制凝聚温度，我们研究了日珥温度与日珥密度的关系，并导出了这种关系的标度公式。这个公式表明，所提出的模型重现了观测到的日珥密度，它比日冕密度大10-100倍。此外，我们的模拟结果与太阳动力学天文台大气成像组件过滤器的响应函数相结合的合成的极紫外辐射的时间演化与观测到的时间和空间强度之间的移动在原位冷凝。
2015-05-01 astro-ph.SR
Study of Rapid Formation of a Delta Sunspot Associated with the 2012 July 2 C7.4 Flare Using High-resolution Observations of New Solar Telescope
近年来，人们系统地观测到与耀斑有关的磁拓扑和黑子结构的快速、不可逆变化。最显著的特征包括极性反转线（PIL）处水平场的增加和同空间半影的暗化。对上述现象的一个可能的解释是对爆发后日冕重组的反向反应：日冕物质抛射携带向上的动量，而向下的动量压缩PIL附近的磁力线。以前的研究只能使用低分辨率（1”以上）磁图和白光图像。因此，这些变化主要是在X级耀斑中观察到的。利用大熊太阳天文台新太阳望远镜的0.1”空间分辨率和15秒的时间节奏，我们详细报道了2012年7月2日与C7.4耀斑相关的PIL太阳黑子半影的快速形成。结果表明，太阳颗粒层的结构演化为明暗相间的纤维状结构，即典型的半影结构。有趣的是，这样一个半影的出现创造了一个新的三角洲太阳黑子。半影的形成也伴随着水平场的增强，使用从日震和磁成像仪的矢量磁图观察。我们解释我们的意见，由于喷发的磁通绳以下的磁抵消在PIL。随后，重新关闭的拱廊场被推向地表，形成新的半影。NLFFF外推法清楚地显示了靠近地表的通量绳和上覆磁场。
2013-08-12 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
The formation of the solar system
太阳系大约在4.56 Gyr前开始形成，尽管相隔时间很长，但仍然存在一些关于其形成的线索。这些信息的三个主要来源是陨石，目前的太阳系结构和年轻恒星周围的行星形成系统。在这篇介绍中，我们从所有这些不同的研究领域给出了当前对太阳系形成的理解的概述。这包括太阳原行星盘的寿命问题，行星形成的不同阶段，它们的持续时间，以及它们的相对重要性。我们考虑是否陨石证据和观测的原行星盘指向同一方向。这将告诉我们，我们的太阳系是否有一个典型的形成历史或一个特殊的。也有许多迹象表明，太阳系是作为一个星团的一部分形成的。在这里，我们研究了太阳可能形成的星团类型，特别是它的恒星密度是否在任何阶段都高到足以影响今天太阳系的性质。讨论了确定太阳兄弟姐妹的可能性。最后，讨论了太阳系形成以来可能的动力学演化及其未来。
2015-01-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of a signature of planet formation processes from solar neutrino fluxes
太阳演化模型迄今无法再现光谱，日震和中微子的约束一致，导致所谓的太阳建模问题。与此同时，行星形成模型预测，原太阳盘的不断演变的成分，以及原太阳吸积的气体成分，一定是可变的。我们表明，太阳演化模型，包括一个现实的行星形成的情况下，导致核心金属丰度增加了5%，这意味着准确的中微子通量测量是敏感的太阳系形成的初始阶段。具有均匀吸积的模型将中微子约束匹配到不超过2.7 $σ$。相比之下，由于行星形成过程，导致最后$\sim$ 4%的年轻太阳总质量的金属贫吸积，产生太阳模型在1.3 $σ$的所有中微子的限制。因此，我们证明，除了增加不透明的对流信封的基础上，太阳系的形成历史构成了一个关键因素，在解决目前的危机的太阳能模型。
2022-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR hep-ph
Chemical signatures of planets: beyond solar-twins
对太阳双星的元素丰度研究表明，太阳的化学成分包含太阳系中类地行星形成的特征，即难熔元素的少量但显著的耗尽。为了验证这一假设，我们研究了与太阳双胞胎相比，具有较小质量对流包络的恒星（因此增加了预测效应的幅度），或者可以说，更有可能拥有行星（因此增加了签名检测的频率）。我们测量了一个晚F型矮星样本（52颗恒星）和一个富含金属的太阳类似物样本（59颗恒星）的相对大气参数和元素丰度。我们检测到的幅度高达约0.15 dex的难熔元素耗尽。已知拥有气体巨行星的恒星的耗尽振幅分布与其他恒星没有什么不同。在5650 K到5950 K的有效温度范围内，最大耗减幅度随温度的升高而增大，而对于较暖的恒星（直到6300 K），耗减幅度似乎是恒定的。在太阳双星中观察到的耗尽具有最大幅度，与我们在这里看到的两个样本非常相似。气体巨星行星形成本身并不能解释观察到的耐火元素耗尽的分布，而岩石物质的形成更可能解释我们的观测结果。更多的岩石材料是必要的，以解释太阳双星的数据比金属丰富的恒星，而较少的温暖的恒星。然而，在行星形成时恒星对流层的大小可能会调节这些振幅。我们的结果可以解释，如果磁盘寿命更短，在更大的恒星，独立的观察似乎确实建议。
2013-10-31 astro-ph.SR
A Comprehensive Simulation of Solar Wind Formation from the Solar Interior: Significant Cross-field Energy Transport by Interchange Reconnection near the Sun
本研究利用扩展版RAMENS代码开展首个太阳风形成综合模拟，提出量化跨场能量输运新方法，发现超米粒尺度交换重联贡献约半数能量，揭示其在太阳风形成中的重要作用。
2023-06-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar System Formation in the Context of Extra-Solar Planets
系外行星调查证实了人类（以及所有青少年）最担心的事情之一：我们很奇怪。如果我们的太阳系用现在的地球技术来观察--把我们的系统和系外行星放在同一个基础上--木星是唯一可以探测到的行星。外星系的统计数据表明，太阳系在类太阳恒星中的异常率约为1%（或在所有恒星中的异常率约为0.1%）。但为什么我们不同呢？太阳系和系外行星系统的成功形成模型依赖于两个关键过程：轨道迁移和动力学不稳定性。接近超级地球或次海王星的系统需要大量的固体径向向内运动，无论是漂移毫米到厘米大小的鹅卵石还是迁移地球质量或更大的行星胚胎。我们认为，无论它们的形成模式，超地球系统的后期演化涉及到迁移到链的平均运动共振，通常其次是不稳定时，磁盘消散。这种模式可能在巨行星系统中也普遍存在。我们提出了三个模型的内部太阳系形成-低质量的小行星带，大钉，早期不稳定模型-每个调用迁移和不稳定的组合。我们确定了行星系形成的分叉点。我们提出了一系列的事件来解释为什么我们的太阳系是如此奇怪。木星核心的形成速度一定足够快，足以通过阻挡向内漂移的鹅卵石来抑制地球积木的生长。木星/土星的质量比在巨大的系外行星中是罕见的，但可能需要维持木星的宽轨道。巨行星的不稳定性一定是温和的，木星和土星之间没有近距离接触，这在更大的（系外行星）背景下也是不寻常的。因此，我们的太阳系是多个不寻常但并非闻所未闻的事件的结果。
2018-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Primordial Solar wind as a Sculptor of Terrestrial Planet Formation
我们的太阳系几乎完全没有水星轨道内部的物质，与通常居住在太阳系外行星系类似区域内的多个地球物质形成鲜明对比。最近的研究表明，在太阳系历史早期，木星的轨道迁移使内太阳系的原始行星物质碎片化。然而，在0.4天文单位内没有后续行星形成的原因仍然没有解决。在这里，我们表明，水星目前的轨道内部的碎片容易向外迁移驱动的早期太阳风，增强了太阳的原始快速旋转和强大的磁场。由太阳风等离子体的方位角运动产生的冲压压力将大约100米大小的物体从0.1天文单位运送到类地行星形成区，在地球形成的大约30-50万年的时间跨度内。这类物质的质量通常超过水星，可以与地球相媲美。因此，现今的类地行星和小行星带区域是由来自最内层、炽热的太阳系的大量物质提供的，这为一些小行星内部的高温蚀变和水星的高铁含量提供了可能的解释。
2018-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Formation to Disruption: Observing the Multiphase Evolution of a Solar Flare Current Sheet
在电流片中，磁能通过重联释放出来并转化为其他形式，被认为在太阳耀斑中发挥着核心作用，太阳耀斑是日光层中最强烈的爆炸。然而，对电流片的演化及其随后在耀斑相关现象（如粒子加速）中的作用却知之甚少。在这里，我们报告与美国宇航局的太阳动力学天文台获得的观测结果，揭示了一个多阶段的演变的电流片在早期阶段的太阳耀斑，从它的形成准稳定的演变和中断。我们的观测结果对于理解爆发性太阳耀斑早期阶段重联的发生和演化具有重要意义。
2021-04-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Star Formation History of the Solar Neighbourhood from the White Dwarf Luminosity Function
白矮星光度函数的终止是测量附近恒星星族总年龄的标准诊断工具。本文提出了一种反演白矮星全光度函数的算法，以获得宿主恒星星族的时变恒星形成率的极大似然估计。与合成数据的测试表明，该算法收敛于广泛的一类潜在的恒星形成率的形式。该算法成功地估计的移动平均恒星形成率作为一个函数的回望时间在现实的测量噪声的存在下，虽然遭受退化周围的基础恒星形成率的不连续性。反演结果对白矮星冷却模型的选择最为敏感，不同的研究小组所建立的模型给出了截然不同的结果。结果对大气层白矮星的初始金属丰度、初始质量函数、初末质量关系和H/He比值相对不敏感。应用于太阳邻域白矮星光度函数的两次独立测定，得到了类似的结果。恒星形成率有一个双峰形式，在过去的2-3 Gyr和7-9 Gyr有一个宽峰，根据冷却模型的选择，中间有一个30-90%的明显的间歇。恒星形成的开始发生在大约8-10 Gyr前。在太阳附近，对于质量大于0.6 M_{solar}的恒星，总的恒星形成率约为0.014颗恒星/pc 3。
2013-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Heliospheric Arcs of Slow Solar Wind
太阳和日光层物理学的一个主要挑战是了解太阳上远小于1度的高度局部化区域如何成为地球附近跨越20度以上的太阳风结构的来源。太阳的大气层分为磁开放区域，日冕洞，太阳风等离子体自由流出并充满太阳系，以及封闭区域，等离子体被限制在日冕环中。这些区域之间的边界向外延伸的日光层电流片（HCS）。等离子体成分的测量结果表明，HCS附近的太阳风，所谓的慢太阳风，起源于封闭的区域，可能是通过场线开放或交换重联的过程。然而，神秘的是，在远离HCS的地方也经常看到缓慢的风。我们使用高分辨率，三维磁流体动力学模拟计算的冕洞，其几何形状包括一个狭窄的走廊两侧封闭的领域，并在冕洞边界的超颗粒状流驱动的动态。我们发现，这些动力学导致形成巨大的封闭场等离子弧，这些弧从HCS延伸到遥远的地方，在地球上跨越数十度的纬度和经度，解释了缓慢的太阳风观测。
2017-04-26 astro-ph.SR physics.space-ph
Formation of Magnetic Switchbacks Observed by Parker Solar Probe
磁之字形反转是太阳风中径向磁场的快速高振幅反转，不涉及日球电流片交叉。70年代在水手号和太阳神号的数据中首次零星地看到，后来在1天文单位以外的地方由太阳系探测器航天器观察到，最近被帕克太阳探测器航天器确定为日光层内层太阳风波动的典型组成部分。在这里，我们提供了一个简单的预测理论，形成这些磁反转：之字形是由横向变化的径向波传播速度的圆偏振阿尔文波的剪切产生的。我们提供了一个解析表达式的磁场的变化，建立必要和充分条件，并表明，该机制的工作在一个现实的太阳风的情况。
2023-01-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Bifurcation of planetary building blocks during Solar System formation
地球化学和天文学证据表明，行星形成发生在两个空间和时间分离的水库。这种二分法的起源是未知的。我们使用数值模型来研究太阳原行星盘的演化如何影响原行星形成的时间和它们的内部演化。水雪线的迁移可以产生两个不同的星子形成的爆发，采样不同的源区域。这些储层以不同的地球物理模式演化，并形成不同的挥发分含量，与吸积年代学、热化学和太阳系内外质量差异的约束一致。我们的模拟结果表明，组成分馏和同位素二分法的太阳系是由磁盘动力学，非均匀吸积和内部演化形成的原行星之间的相互作用。
2021-01-21 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
