Unresolved Mixed Polarity Magnetic Fields at Flux Cancellation Site in Solar Photosphere at 0".3 Spatial Resolution
这是一个后续调查的磁通量抵消事件的极性反转线（PIL）在太阳上观察到的分光偏振仪在日之出。异常圆偏振（斯托克斯V）的配置文件中观察到的光球沿PIL在取消网站。Kubo等人（2010年）先前报告说，在这一事件中，在颗粒尺度上没有检测到理论上预期的相互抵消的相反极性磁性元素之间的水平场。我们表明，通过添加在紧邻PIL的像素处观察到的几乎对称的斯托克斯V轮廓，可以成功再现观察到的异常斯托克斯V轮廓。这一结果表明，这些观察到的异常斯托克斯V轮廓不是通量去除过程的指示，而是未分辨的相反极性磁性元素的混合物或PIL的未分辨宽度的结果，估计分辨率元素约为0”。在观测期间造成磁通量大规模消失的迄今未被探测到的磁通量去除过程也可能低于分辨率。
2014-08-25 astro-ph.SR
Characterising the surface magnetic fields of T Tauri stars with high-resolution near-infrared spectroscopy
我们的目标是从高分辨率近红外光谱中获得8颗金牛座T星样品的表面磁场。我们样本中的一些恒星从以前的光谱或光谱偏振研究中已知是磁性的。我们的目标是：1）应用塞曼加宽模型的金牛座T星的高分辨率数据，2）扩大样本的恒星测量表面磁场强度，3）调查可能的旋转或长期的磁变化，通过比较光谱时间序列的给定目标，和4）比较磁场模量<B>跟踪小尺度磁场的大尺度磁场由斯托克斯V塞曼多普勒成像。我们模拟的磁敏感谱线在近红外K-波段的高分辨率光谱的塞曼加宽，通过使用基于现实的模型大气的磁谱合成，并通过使用不同的描述的表面磁场。我们开发了一个贝叶斯框架，根据数据中包含的信息选择磁场处方的复杂性。我们使用四种不同的模型获得了样本中每颗恒星的单独磁场测量值。我们发现贝叶斯模型4在样品上测量的磁场范围内（从1.5 kG到4.4 kG）表现最好。我们没有检测到一个强大的旋转变化<B>的平均峰到峰的变化为0.3千克。我们的置信区间是相同的数量级，这表明塞曼加宽是由均匀分布在恒星表面的小尺度磁场产生的。我们的结果与平均大规模磁场测量斯托克斯V ZDI的比较显示不同的分数的平均场强被恢复，从25-42%相对简单的极向轴对称场拓扑结构的2-11%，更复杂的领域。
2019-09-11 astro-ph.SR
The magnetic field at milliarcsecond resolution around IRAS20126+4104
IRAS 20126 +4104是一颗被研究得很好的B0.5原恒星，它被一个约1000 au的开普勒盘所包围，并且是一个大规模外流的起源。6.7-GHz CH 3OH脉泽和22-GHz H2O脉泽都被探测到朝向这个年轻的恒星天体。CH_3OH脉泽跟踪开普勒盘，而H_2 O脉泽则与锥形喷流的表面有关。最近，在9角秒（~15000 AU）的角分辨率的尘埃偏振发射（350 μ m）的观测揭示了IRAS 20126 +4104周围的磁场的S形形态。在毫角秒分辨率（~20 au）下对偏振脉泽发射的观测可以为理解IRAS 20126 +4104附近磁场的方向做出至关重要的贡献。这将使我们能够确定磁场形态是否从角秒分辨率变化到毫角秒分辨率。利用欧洲VLBI网络对6.7 GHz甲醇脉泽在IRAS 20126 +4104上的线偏振和塞曼分裂进行了测量。利用NRAO甚长基线列阵测量了22 GHz水脉泽的线偏振和塞曼分裂。我们在高角分辨率下探测到26个CH_3OH脉泽和5个H_2 O脉泽。对三个CH_3OH脉泽和一个H_2 O脉泽观测到线性偏振发射。在一个CH_3OH脉泽中测量到显著的塞曼分裂（Δ V_{Z} =-9.2 +/- 1.4 m/s）。使用H2O脉泽没有测量到显著的（5 σ）磁场强度。我们发现在IRAS 20126 +4104中转动能小于磁能。
2014-01-30 astro-ph.SR
The Relationship between Solar Coronal X-Ray Brightness and Active Region Magnetic Fields: A Study Using High Resolution Hinode Observations
利用太阳光学望远镜分光偏振计和X射线望远镜日冕X射线数据的高分辨率观测资料，重新讨论了日冕X射线亮度与全球磁场之间的关系。本研究使用了共对准矢量磁图和X射线数据。活动区域上的总X射线亮度与诸如总无符号磁通量、总无符号垂直电流以及垂直和水平磁场的面积积分平方的积分磁量很好地相关。考虑到磁量的相互依赖性，我们推断总磁通量是观测到的积分X射线亮度的主要决定因素。我们的观测结果表明，较强的日冕X射线通量与活动区磁场的高非电势无关。这些数据甚至表明，X射线亮度和活动区非电位的代表之间存在轻微的负相关。虽然有小的数值差异，在建立的相关性，主要结论是定性一致的两个不同的X射线过滤器，铝聚和钛聚过滤器，这证实了我们的结论的强度，并验证和扩展早期的研究，使用低分辨率的数据。我们讨论了我们的研究结果的影响和限制，他们设置的太阳日冕加热理论。
2015-03-02 astro-ph.SR
Resolution Dependence in Magnetohydrodynamic Simulations of Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae
Keele University（基尔大学）；Monash University（蒙纳士大学）
研究不同分辨率和初始磁场强度对非旋转13太阳质量前体核心塌缩超新星中冲击波复活、爆炸动力学和致密残余体性质的影响，发现更强的初始磁场和更高分辨率导致更高的爆炸能量，但冲击波复活时间与分辨率和初始磁场强度无关。
2026-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling and Interpreting The Effects of Spatial Resolution on Solar Magnetic Field Maps
比较了模拟空间分辨率对磁场图影响的不同方法，包括通常用于仪器间比较的方法。研究首先使用合成数据，并用{ \it Hinode}/SpectroPolarimeter数据证实结果。四种方法进行检查，操纵的斯托克斯光谱模拟空间分辨率退化，和三个“事后”的方法，直接操纵的磁场地图。在整个过程中，退化地图与原始地图的统计比较有助于量化结果。总的来说，我们发现，推断的磁性填充分数接近统一的地区可能是不敏感的光学空间分辨率的子单位填充分数的地区是非常敏感的。空间分辨率变差的趋势可以包括平均场强增加、总通量降低以及场矢量更靠近视线。进一步的导出量，如垂直电流密度，即使在高平均磁填充分数的区域也显示出变化。简而言之，未分辨的地图不能代表潜在的未分辨场的分布，而“事后”方法通常不能再现较小望远镜孔径的影响。有人认为，选择一种方法，以调和不同的空间分辨率的影响应取决于目标，因为一种方法可以更好地保持场分布，而另一种方法可以重现空间分辨率退化。所提出的结果应有助于指导今后的仪器间比较。
2011-06-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Response to "Comment on `Resolving the 180deg Ambiguity in Solar Vector Magnetic Field Data: Evaluating the Effects of Noise, Spatial Resolution, and Method Assumptions'"
我们讨论了最近在Georgoulis（2011）中讨论的Leka等人（2009 b）的观点。最重要的是，我们发现Georgoulis（2011）的结果支持Leka等人（2009 b）的结论：有限的空间分辨率和未分辨的磁性结构的存在可能会挑战模糊度-分辨率算法。此外，Metcalf等人（2006）和Leka等人（2009 b）的发现在Georgoulis（2011）中得到了证实：当观测场不符合该方法的假设时，该方法的性能可能会降低。讨论了边界在太阳磁结构模型中的含义;我们确认Leka等人（2009 b）使用的模型中的场分量分布比Georgoulis（2011）提出的更接近太阳上观测到的分布。它也表明，该方法确实重要的模拟有限的空间分辨率和避免无意中引入的偏见。最后，分配类别的数据分析算法被重新审视，我们认为，分配是有用的，只有当使用适当的说明。
2011-10-12 astro-ph.SR
Intensity contrast of solar plage as a function of magnetic flux at high spatial resolution
磁性元素的强度对比度取决于它们所处的区域类型（例如平静的太阳或活动区）。观测值还取决于数据的空间分辨率。在这里，我们调查的对比度-磁场的依赖关系，在2013年的第二次飞行期间与日出盘中心附近观察到的活动区斑。所研究的波长范围从525 nm的可见光到300 nm和397 nm的近紫外（NUV）。我们使用准同步分光偏振和光度数据的成像磁实验（IMAX）和日出滤波成像仪（SuFI），分别。我们发现，在所有的波段，对比度表现出定性相似的依赖于视线磁场，$B_{\rm LOS}$，发现在安静的太阳，在525 nm的连续除外。在那里，谱带磁性元素的对比度在$B_{\rm LOS}$的中间值达到峰值，并在较高的场强下降低。相比之下，宁静太阳中磁性元素的对比度在大$B_{\rm LOS}$时达到最大值。我们发现，营业额的解释相反的有限空间分辨率的数据的影响是不正确的高空间分辨率的日出数据提供的证据，作为plage磁性元素大于安静的太阳磁性元素，并解决。营业额来自于这样一个事实，即这些较大的磁性元素的核心像素比安静的太阳暗。我们发现，在光球层深处形成的可见光连续谱和30 0 nm波段，斑的对比度比平静太阳的低.这种差异随着形成高度而减小，并且在Ca 1，{ \sc ii} H核中消失，这与磁性元素大气的经验模型一致。
2018-11-14 astro-ph.SR
Magnetic field amplification in accretion discs around the first stars: implications for the primordial IMF
磁场在现代分子云的动力学中起着重要的作用。最近的研究表明，磁场对形成宇宙中第一批恒星的原始云同样重要。虽然宇宙尺度上的原始磁场强度在很大程度上是不受约束的，但理论模型强烈表明，在早期宇宙中存在一个弱的种子场。我们研究了这样一个弱场的放大如何影响第一恒星周围吸积盘的演化，从而影响原始初始质量函数（IMF）。我们进行了一套三维理想磁流体动力学（MHD）模拟与不同的初始场强和数值分辨率。我们发现，在模拟具有足够的空间分辨率，以解决在崩溃的金斯尺度，即使最初弱磁场指数增长，成为动态的重要性，由于这两个所谓的“小规模的湍流发电机”和“大规模的平均场发电机”。捕捉小尺度的发电机动作主要取决于我们如何解决牛仔裤长度，而捕捉大尺度的发电机取决于牛仔裤分辨率以及最大绝对分辨率。提供足够的分辨率，我们发现，碎片并不强烈依赖于初始场强，因为即使是弱场增长成为强大的。然而，在有磁场的运行中的碎裂与没有磁场的运行中的碎裂显著不同。我们的结论是，在第一批恒星形成过程中，动态强磁场的发展可能是不可避免的，这些领域有一个显着的影响，原始IMF。
2021-02-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Measurements of stellar magnetic fields with the autocorrelation of spectra
我们提出了一种新的技术，利用恒星光谱的自相关性来测量由其平均表面磁场的模量引起的谱线展宽。自相关的优点来自这样的事实，即它可以检测非常小的谱线加宽效应，因为它在许多谱线上求平均值，因此给出具有非常高的信噪比的平均值。我们验证的技术与已知的磁星的光谱，并获得自相关曲线是完全一致的公布与塞曼分裂获得的磁性曲线。自相关也给出较少的噪声曲线，使得其可用于获得非常精确的曲线。我们降低这些磁星的光谱分辨率，以降低光谱分辨率的塞曼分裂是不可检测的。在这些分辨率下，自相关仍然给出良好质量的曲线，从而表明它可以用于测量频谱中的磁场，其中塞曼分裂显著小于谱线的宽度。因此，这将允许用低分辨率摄谱仪观测非常微弱的Ap星的磁场，从而大大增加已知磁星的数量。它还表明，自相关可以测量磁场在快速旋转的恒星，以及弱磁场，使塞曼分裂小于本征宽度的谱线。最后指出，在低分辨率分光巡天中，自相关可以用来寻找未知的磁星。
2015-09-15 astro-ph.SR
Resolving numerical star formation: A cautionary tale
测试问题的解决方案研究设定基线，并帮助确定最低解决方案要求，然而，解决方案研究还必须在科学模拟上进行，以确定解决方案对特定科学结果的影响。我们通过模拟14个数量级的密度的气体崩溃，对原恒星的形成进行分辨率研究。这是使用可压缩辐射非理想磁流体力学。我们的套件包括一个理想的磁流体力学（MHD）模型和两个非理想的MHD模型，我们测试三个分辨率为每个模型。理想MHD模型的结果结构近似与分辨率无关，尽管在更高分辨率的模型中实现了更高的磁场强度。非理想MHD模型更依赖于分辨率，特别是磁场强度和结构。更强的磁场是在更高分辨率的模型中实现的，而磁壁等详细结构的演变只有在我们最高分辨率的模拟中才能解决。在几种非理想MHD模型中，最大磁场强度的位置与最大密度之间存在偏移，该偏移在较低分辨率下经常被掩盖或丢失。因此，理解分辨率对恒星形成的影响对于理解恒星的形成至关重要。
2019-06-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
The nature and origin of magnetic fields in early-type stars
我回顾了我们目前的知识，磁场的恒星质量超过1.5 Msun，特别是他们的性质和起源。这包括在一部分恒星群中发现的强磁场，以及用来解释它们的古场论;在织女星和天狼星中发现的亚高斯场及其可能的起源;以及我们可以推断的大质量恒星中的磁场活动以及它如何与地下对流联系起来。
2013-12-17 astro-ph.SR
Spatial resolution effects on the solar open flux estimates
本研究通过端到端模拟与反演，发现望远镜空间分辨率降低会显著低估太阳开放磁通量，即使完全分辨时仍因光球表面波纹存在偏差，这对太阳活动周期建模有重要影响。
2024-02-04 astro-ph.SR
A Research on the Force-Freeness of Photosphere Magnetic Field
本文对光球层磁场无力度进行了统计研究。这些研究是根据日之出号上的太阳光学望远镜/分光偏振计观测到的矢量磁场进行的。引入三个参数（$F_{x}/ F_{p}$、$F_{y}/ F_{p}$和$F_{z}/ F_{p}$）来研究光球活动区磁场的无力度。选择不同的阈值和原始分辨率的降低来计算参数。至于分辨率，应用原始分辨率数据的因子2、4和8的降低。而对于阈值，它们是从单个活动区域计算的，所有原始数据的$B_{x}$ / $B_{y}$ / $B_{z}$的平均值为75/77/57 G。当分辨率降低2、4和8时，对于$B_{x}$ / $B_{y}$ / $B_{z}$，相应的平均值分别为72/75/55、66/68/49和57/59/41 G。发现由$F_{x}/ F_{p}$和$F_{y}/ F_{p}$指示的力随着阈值/分辨率增加/减少而增加。而对于$F_{z}/ F_{p}$，趋势变得更加复杂。低阈值时，$F_{z}/ F_{p}$与$F_{x}/ F_{p}$、$F_{y}/ F_{p}$的变化趋势相似;高阈值时，$F_{z}/ F_{p}$与$F_{x}/ F_{p}$、$F_{y}/ F_{p}$的变化趋势不同。对于原始分辨率，由$F_{y}/ F_{p}$表示的力随着阈值的增加而增加，而对于其他分辨率，由$F_{y}/ F_{p}$表示的力随着阈值的增加而减小。
2019-02-01 astro-ph.SR
The magnetic properties of photospheric magnetic bright points with high resolution spectropolarimetry
磁亮点是遍布太阳盘面的小尺度磁性元素，主流理论认为它们是由于对流坍缩过程而形成的。采用一个独特的全斯托克斯光谱偏振数据集的一个安静的太阳区域接近磁盘中心获得的瑞典太阳望远镜，我们看看在一般趋势的磁亮点的属性。我们总共跟踪了数据集中的300个MBPs，并采用NICOLE反演来确定亮点的各种参数，例如视线磁场强度和视线速度，以进行比较。我们观察到一个双峰分布的最大磁场强度在亮点的峰值在~480 G和~1700 G，虽然我们不能属性的千高斯场在这个分布的对流崩溃的过程中。MURaM模拟的分析没有返回相同的双峰分布。然而，模拟提供了强有力的证据表明，新通量的出现和这种新通量的扩散在产生我们观测到的弱亮点分布中起着重要作用。
2019-06-18 astro-ph.SR
Asymmetric distribution of weak photospheric magnetic field values
利用Wilcox太阳天文台、Mount Wilson天文台、Kitt Peak、SOHO/MDI、SOLIS/VSM和SDO/HMI的光球磁场观测资料，研究了1974-2018年光球弱磁场值的分布。我们分别用参数化的高斯函数拟合六个数据集的每个天气图的弱场值的直方图分布，以计算高斯分布的最大值从零开始的可能的偏移（这里称为弱场不对称性）。我们估计的统计意义的弱场不对称性为每个旋转。我们还计算了几个版本的低分辨率天气图从高分辨率的地图，并计算其旋转弱场不对称性。我们发现，弱场的不对称性增加，降低地图分辨率。很大一部分弱场不对称性在统计上是显著的，显著的弱场不对称性的比例随着分辨率的降低而增加。高分辨率和低分辨率图像的显著弱场不对称性主要出现在相同的时间并且具有相同的符号。不同数据集和分辨率的弱场不对称性在时间上变化非常相似，它们的相互相关性非常高，特别是对于低分辨率地图。这些结果提供了强有力的证据弱场不对称反映了弱场值的真实特征，这是最好的中，低分辨率天气图，最有可能与光球场的超颗粒尺度。
2019-04-24 astro-ph.SR
Brightness of Solar Magnetic Elements as a Function of Magnetic Flux at High Spatial Resolution
本文研究了宁静太阳（QS）盘中心小尺度磁性元素的光球磁场与214 nm、300 nm、313 nm、388 nm、397 nm和525.02 nm亮度的关系。为此，我们分析了分光偏振和成像时间序列同时获得的IMaX磁力仪和SuFI滤波成像仪上的气球载天文台日出在其第一次科学飞行在2009年，具有高的空间和时间分辨率。我们发现一个明确的依赖关系的对比度在近紫外（NUV）和可见光的视线分量的磁场，$B_{\rm LOS}$，这是最好的对数模型描述。该函数很好地代表了Ca II H线发射和$B_{\rm LOS}$之间的关系，并且比以前的研究所采用的幂律拟合效果更好。这一点，以及在这些波长下达到的高对比度，将有助于确定QS中小尺度元素对388 nm以下波长辐照度变化的贡献。在包括525.40 nm处的连续谱的所有波长处，强度对比度不随$B_{\rm LOS}$的增加而降低。这一结果也有力地支持了日出已经解决了互联网络中的小强磁场元素，导致我们在525.40 nm处的连续对比度与$B_{\rm LOS}$散点图中的大磁场的恒定对比度，与以前的观测研究中获得的营业额不同。这种翻转是由于明亮的磁性特征与围绕它们的暗粒间通道的混合。
2017-01-03 astro-ph.SR
Magnetic field measurements at milliarcsecond resolution around massive young stellar objects
磁场直到最近才被纳入大质量恒星形成的理论模拟中。模拟结果表明，磁场不仅在分子外流的形成和动力学过程中起着至关重要的作用，而且在星周盘的演化过程中也起着至关重要的作用。因此，新的测量磁场在毫弧秒分辨率接近大质量的年轻恒星物体（YSO）的数值模拟和理解大质量恒星的形成过程中提供新的输入的基础。利用6.7 GHz CH3OH脉泽的偏振发射，我们可以研究大质量YSO附近的磁场，在那里形成了外流和盘。最近，我们用EVN CH3OH脉泽探测到了10个大质量YSO的偏振辐射。从第一个统计分析，我们发现的证据表明，磁场主要是沿着分子流出方向。为了改进我们的统计数据，我们正在对总共19个来源进行大型观测EVN活动，前7个来源的初步结果在本文中介绍。此外，我们还描述了我们的努力，估计朗德'g因子的CH 3OH脉泽跃迁，以确定磁场强度从我们的塞曼分裂测量。
2015-03-09 astro-ph.SR
High-resolution observations of flare precursors in the low solar atmosphere
太阳耀斑一般被认为是由储存在日冕中的自由磁能提供动力，但日冕能量的积累本身可能不足以使即将发生的耀斑发生。耀斑爆发的机制是一个关键的，但了解较少的问题，可以从小规模的能量释放，被称为前体，这是观察到的小耀斑前在各种波长的增亮，也从某些小规模的磁配置，如相反的极性通量，其中小双极的磁取向是相反的环境主极性。然而，缺乏对耀斑前兆以及相关光球磁场动态的高分辨率观测。在这里，我们研究耀斑的前兆使用前所未有的时空分辨率的1.6米新太阳望远镜，辅以新颖的微波数据。两个情节的前体增亮开始在一个小规模的磁通道（一种形式的相反极性的通量）与多个极性反转和增强的磁通量和电流，位于附近的脚点剪切磁回路。微波光谱证实了这些前体排放的低大气层来源。我们认为，新兴的磁通道场与剪切弧相互作用，导致在主耀斑核心区域的前体增亮。这些高分辨率的结果提供了低大气层小规模能量释放的证据，并可能与主耀斑的发生有关。
2017-03-29 astro-ph.SR
Quantifying how Surface Complexity Influences Properties of the Solar Corona and Solar Wind
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Cooperative Institute for Research in Environmental Sciences（环境科学研究合作研究所）；Predictive Science Inc.（预测科学公司）
本文利用三维全球日冕模型和球谐分解，量化表面边界条件空间分辨率对日冕磁场与加热的影响，发现小尺度磁通量显著增强加热，最佳分辨率模拟加热量比基础分辨率高40%，为低分辨率模型遗漏效应提供参考。
2025-11-04 astro-ph.SR
Characterizing the Motion of Solar Magnetic Bright Points at High Resolution
太阳光球层中的磁亮点，在连续谱和G波段图像中都可以看到，表明千高斯磁通量管延伸到日冕的足迹。因此，亮点运动的功率谱也是阿尔芬波激发的功率谱，阿尔芬波将能量沿通量管向上输送到日冕。这个光谱是日冕和日光层模型的关键输入。我们使用辐射磁流体动力学模拟产生了亮点运动的功率谱，利用比当今观测所能获得的空间分辨率更高的空间分辨率，同时使用自动跟踪来产生大量数据。与基于观测的光谱相比，我们发现在所有频率下的功率略高，同时确认了最近观测的光谱形状。这也为DKIST观测亮点提供了预测，它将实现类似的分辨率和高灵敏度。我们还发现了一个颗粒大小分布在支持观察到的两个人口分布，我们提出了跟踪被动示踪剂，显示出类似的功率谱的亮点的结果。最后，我们介绍了一个简化的，层流模型的颗粒，我们探讨的角色，湍流和性质的颗粒图案在确定亮点运动。
2017-10-12 astro-ph.SR
A fast method for deriving relative small-scale magnetic field variations from high-resolution spectroscopy
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
本文提出一种快速方法，通过高分辨率光谱时间序列提取小尺度磁场估计，研究其时间演变，以揭示低质量恒星的磁场特性及循环。
2026-03-26 astro-ph.SR
High-resolution spectro-polarimetry of a flaring sunspot penumbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904在一个弱耀斑爆发（GOES震级B7.8），获得与瑞典太阳望远镜（SST）在拉帕尔马，加那利群岛。高分辨率的\ion{Ca}{ii} $H$图像显示了一个典型的双带结构，迄今为止只知道较大的耀斑，耀斑出现在一个有限的区域，是由明亮的边界可辨别的。下面的光球层显示出一个被干扰的半影结构，半影丝状物的分支交叉。高分辨率多普勒和矢量磁图显示出方向相反的Evershed流和磁场矢量在个别半影分支，导致在几个区域的磁方位不连续和几个岛屿的垂直磁场是反向的。不连续区域与耀斑带的起始位置是同空间的。从结果中，我们得出这样的结论：被限制的耀斑区域从全球磁场结构分离的分界线标记的明亮的边界在\ion{Ca}{ii} $H$。我们进一步得出结论，垂直场反转岛的出现是由于磁通量的出现，而在磁方位不连续区域出现的强磁剪切触发了耀斑。
2009-08-26 astro-ph.SR
High resolution imaging of NGC 2346 with GSAOI/GeMS: disentangling the planetary nebula molecular structure to understand its origin and evolution
我们提出了高空间分辨率（$\approx$ 60- 90毫角秒）的图像的分子氢发射的行星状星云（PN）NGC 2346。在Gemini多共轭自适应光学系统+ Gemini South自适应光学成像仪的系统验证期间采集数据。在距离NGC 2346，700 pc处，物理分辨率对应于$\approx$ 56 AU，这略高于用HST/WFPC 2获得的NGC 2346的[N II]图像。有了这个前所未有的分辨率，我们能够第一次详细研究星云内H $_2$气体的结构。我们发现它是由结和细丝组成的，在较低的分辨率下似乎是一个均匀的材料环面。我们解释了如何形成的团块和细丝在这个PN是一致的机制，其中一个中心的星云气体周围的中心恒星的热气泡已被减压，和光电离区域的热压力驱动的碎片扫壳。
2015-06-11 astro-ph.SR
High-resolution Observations of Small-scale Flux Emergence by GST
最近的观测表明，新兴的通量区，构成了太阳活动区的早期阶段，包括大量的小尺度磁性元素的出现。它们又相互作用，合并，形成成熟的太阳黑子。然而，由于观测设备的限制，对光球精细磁结构的亚弧秒分辨率观测非常罕见。在这项工作中，利用1.6米古德太阳望远镜的高分辨率，我们共同分析了2017年7月13日NOAA AR 12665的矢量磁场，连续图像和Hα观测，目的是了解小尺度通量出现的特征，以及它们在光球和色球层中出现时的大气响应。在0.1”到0.2”的高分辨率下，我们的结果证实了两种小尺度磁通量的出现：与新形成的颗粒相关联的磁通量片的出现和传统的磁通量环的出现。在宽带TiO直接成像，我们观察到，这两种类型的磁通出现与变暗的颗粒边界，而只有磁通片拉长颗粒沿新兴的磁场的方向和横向扩展。对于10- 15分钟的寿命，两种类型的羽化的总羽化垂直通量为10 $^{18}$ Mx。垂直场和水平场的大小在通量片中是相当的，而在通量环中前者更强。Hα观测揭示了在磁环出现的事件中，机翼中的瞬时增亮，这很可能是埃勒曼炸弹的特征。
2020-09-14 astro-ph.SR
High-resolution X-ray spectroscopy of the magnetic Of?p star HD148937
高分辨率数据的特殊磁性大质量恒星HD 148937获得了Chandra-HETGS，并在这里提出了结合重新分析旧的XMM-RGS数据。高Z元素（Mg，Si，S）的谱线没有移动，且相对较窄（FWHM约为800 km/s），比RGS记录的O谱线窄，这可能表明热等离子体是多热源的，有多个起源。这些数据进一步表明，主等离子体温度约为0.6 keV，X射线发射形成于光球层上方约一个恒星半径处。然而，从光谱拟合和氢-氦线比来看，确认了非常热的等离子体的存在，尽管其相对强度比原型磁倾斜旋转体$θ^1$ \，Ori\，C.因此，这两颗恒星有许多相似之处，但HD 148937似乎没有$θ^1$ \，Ori\，C那么极端，尽管也有一个大的磁约束参数。
2011-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterising the magnetic fields of the Herbig Ae/Be stars HD97048, HD150193, HD176386, and MWC480
我们对中等质量前主序星中磁场的存在和作用的了解仍然很少。我们提出了四个赫比格Ae/Be星，以前没有详细研究的磁性。我们的三个Herbig Ae/Be星HD 97048，HD 150193和HD 176386的结果是基于多历元的低分辨率光谱与FORS 2安装在VLT的分光偏振模式。新的高分辨率偏振光谱获得MWC 480与SOFIN摄谱仪安装在北欧光学望远镜。本文讨论了41个低分辨率FORS 2观测的Herbig Ae/Be星HD 97048、HD 150193和HD 176386，并确定了它们的自转周期。利用恒星的基本参数和纵向磁场相位曲线，我们对磁场的几何形状进行了约束。三个高分辨率的圆偏振SOFIN光谱获得MWC 480使用的时刻技术，其中右侧和左侧的圆偏振光谱之间的波长偏移被解释在纵向磁场方面进行测量<B_z>。我们对周期性的搜索结果是，HD 97048的P= 0.693 d，HD 150193的P= 1.317 d，HD 176386的P= 0.899 d。磁场的几何形状可以用一个中心偶极子来描述，其极磁场强度B_d为几百高斯。MWC 480的纵向磁场测量揭示了一个强kG场的存在，这是我们以前用FORS 1进行的低分辨率偏振观测中未检测到的。在Ca II H&K线和Na I D线的星周分量中检测到弱磁场，表明恒星磁场与星周环境之间存在复杂的相互作用。
2011-11-09 astro-ph.SR
Analytic Origin of Advection of Magnetic Fields by Diffusivity Gradients
从磁感应强度方程出发，推导了由于磁扩散率梯度引起的磁场平流。我们讨论的物理例子，并比较我们的结果在文献中。我们的感应和扩散方程可能是有用的太阳发电机的研究，空间和实验室等离子体。
2013-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
QCD Origin of Strong Magnetic Field in Compact Stars
讨论了夸克物质的某些磁性和致密星中强磁场的微观起源，用费米液体理论讨论了铁磁序，并在NJL模型下提出了自旋密度波的可能出现.这些磁特性的影响简要讨论了紧凑型恒星。
2011-02-01 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Magnetic reconnection, plasmoids and numerical resolution
本文通过高分辨率数值模拟表明 plasmoid instability 对数值分辨率高度敏感，在充分分辨条件下即使高 Lundquist 数也不出现，从而质疑其作为快速磁重联机制的解释。
2024-06-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
A new Jeans resolution criterion for (M)HD simulations of self-gravitating gas: Application to magnetic field amplification by gravity-driven turbulence
宇宙结构的形成是以重力、湍流和磁场之间复杂的相互作用为特征的。然而，人们对引力能转化为湍流能和磁能的过程仍然知之甚少。在这里，我们显示与高分辨率，自适应网格模拟，MHD湍流是有效地驱动提取能量的重力势在致密的气体云的崩溃。在收缩期间产生的可压缩运动被转换成螺线管的湍流运动，导致E_sol/E_tot的自然能量比约为2/3。我们发现，引力驱动湍流的能量注入尺度接近于局域的金斯尺度。如果存在小的磁场种子，它们通过小尺度发电机过程以指数方式快速放大。磁场在最小尺度上增长最有效，在这种尺度上，磁力线的拉伸、扭曲和折叠以及湍流涡旋都能得到充分的分辨。我们发现，这个规模对应于约30个网格单元的模拟。因此，我们建议一个新的最小分辨率标准的30个细胞每牛仔长度（磁）流体动力学模拟的自引力气体，以解决湍流的牛仔尺度，并捕捉最小的发电机放大的磁场。然而，由于数值扩散，今天任何现有的模拟最多只能提供物理增长率的下限。我们的结论是，一个小的，初始的磁场可以增长到动态的重要强度的时间尺度上显着短于云的自由落体时间。
2011-02-16 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars
我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
