Convective blueshifts in the solar atmosphere, I. Absolute measurements with LARS of the spectral lines at 6302 Å
太阳对流在太阳表面表现为粒化和粒间对流。在光球中，对流运动引起谱线的差分多普勒频移。观测到的对流蓝移在太阳盘面上各不相同。我们专注于太阳对流对大气的影响，旨在解决其速度分层的光球。我们用真空塔望远镜上的激光绝对参考光谱仪（LARS）对6302 μ m波段的太阳光谱进行了高分辨率的光谱观测。激光频率梳使得光谱能够以${\rm 1\,m\,s^{-1}}$的精度校准到绝对波长标度。我们在十个选定的日心位置从盘中心到边缘系统地扫描了安静的太阳。分析包括99个时间序列，最长为20min。通过星历和参考改正，我们将波长漂移转化为绝对视距速度。对谱线剖面的平分线分析得到了7条光球谱线的形状和对流位移。在圆盘中心，铁谱线的平分线轮廓具有明显的C形特征，在谱线翼中具有高达${\rm -450\,m\,s^{-1}}$的最大对流蓝移。向太阳边缘，平分线变为\textbackslash形状，在红移为${\rm +100\,m\,s^{-1}}$的线核中具有饱和。线芯速度的中心到边缘的变化表明，当离开盘中心较大的日心角时，蓝移略有增加。这种蓝移的增加在磁性不太活跃的子午线上比在赤道上更明显。朝向太阳边缘，蓝移减少，并可能转变为红移。最好的光谱测量能够准确确定太阳光球中的绝对对流位移。
2017-12-19 astro-ph.SR
Convective line shifts for the Gaia RVS from the CIFIST 3D model atmosphere grid
要从恒星光谱的波长变化推导出恒星沿视线的空间速度，需要考虑一些二阶效应。对于大多数恒星，引力红移，对流蓝移和横向恒星运动是主要的贡献者。我们提供了理论修正的净速度移动，由于对流预期的测量从盖亚径向速度谱仪（RVS）。我们使用了一组三维的时间依赖的模拟恒星表面对流计算CO 5 BOLD计算光谱的晚型恒星在盖亚RVS范围内，并推断净速度偏移，对流运动将引起的径向速度来自互相关。由互相关得到的净速度位移取决于观测的波长范围和光谱分辨率。盖亚RVS观测的对流位移对于晚K型恒星小于0.1 km/s，并且它们随着恒星质量的增加而增加，对于早期F型矮星达到约0.3 km/s或更高。这一趋势是由于线形成区的温度和速度波动随有效温度的增加而增加的结果。我们的模拟还表明，在某些情况下，净RVS对流位移可以是正的（即红移）。总体而言，蓝移随着表面重力的增加而略有减弱，并在低金属含量时增强。引力红移量高达0.7公里/秒，并主导了矮星的对流蓝移，但在巨星中变得弱得多。
2013-01-16 astro-ph.SR
Convective heat transport in stratified atmospheres at low and high Mach number
我们研究完全可压缩对流的背景下，平面平行，多方分层大气。我们进行了一套二维和三维模拟，其中我们改变初始超绝热性（$ε$）和瑞利数（Ra），而固定的初始密度分层，纵横比，和普朗特数。演化的热输运，量化的努塞尔数（Nu），遵循的标度关系类似于那些在研究充分，不可压缩的瑞利-贝纳德问题。这种缩放在2D和3D中都成立，并且不受$ε$的大小的明显影响。
2017-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
He white dwarfs with large H contamination: Convective mixing or accretion?
白矮星是致密的天体，其大气层主要含有轻元素，氢或氦。由于它们的表面高引力场，重元素向下扩散的时间与进化的时间尺度相比非常短，最轻的元素留在信封的顶部。这导致了白矮星主要分为富氢和富氦两类。但是许多富含氦的白矮星在其大气中也显示出氢的痕迹，其起源仍然没有确定。在这里，我们研究的情况下，通过全面的演化计算，一个代表性的模型的“He-H-Z”白矮星，一个子群的氦丰富的白矮星显示重元素和大量的氢在其大气中。我们发现不可能用恒星中原始氢的对流混合来解释其大气中的氢含量。我们的结论是，最有可能的解释是吸积的氢丰富的材料，可能是水轴承，来自碎片盘。
2018-12-21 astro-ph.SR
Can magnetic fields suppress convection in the atmosphere of cool white dwarfs? A case study on WD2105-820
大约10%的白矮星表现出全球磁场结构，磁场范围从1 kG到数百MG。最近，白矮星大气的第一次辐射磁流体动力学模拟表明，对流应被抑制在其光球的磁场强度B $\gtrsim$ 50 kG。这些预测与我们对恒星物理学的了解（例如太阳光球层强磁场区域的能量转移）是一致的，但还没有从白矮星的观测中得到直接证实。我们获得了弱磁性、氢大气、白矮星WD 2105 -820和另外三个非磁性、对流残留物（都在$T_{\mathrm{eff}}$范围9000- 11000 K）的COS远紫外光谱。我们拟合的COS和已经可用的光学光谱与对流和辐射大气模型。正如预期的那样，我们发现，对于两个非磁性比较星，只有对流模型拟合预测一致的$T_{\mathrm{eff}}$值从光学和FUV光谱。相比之下，对于WD 2105 -820，只有最佳拟合的辐射模型产生一致的结果。
2017-10-05 astro-ph.SR
Granulation properties of giants, dwarfs, and white dwarfs from the CIFIST 3D model atmosphere grid
用CO5BOLD代码和部分CIFIST网格计算的巨星、矮星和白矮星的三维模型大气已被用于光谱和星震研究。与现有的平面平行1D结构不同，这些模拟预测了空间和时间分辨的紧急强度，以便可以分析颗粒化，这为对流能量转移如何在恒星中运作提供了见解。CIFIST 3D模拟的大气参数范围很广（3600 < Teff（K）<13，000和1 < log g < 9），可以比较明显不同环境中的对流过程。我们发现，相对强度对比度与光球中的马赫数和佩克莱数都相关。颗粒的水平尺寸在局部压力标度高度的3倍和10倍之间变化，该因子与流动的马赫数之间具有紧密的相关性。假设对流巨星、矮星和白矮星的马赫数和佩克莱数范围相同，我们可以得出结论，光球对流在这些天体中的作用方式非常相似。
2013-07-10 astro-ph.SR
The height of convective plumes in the red supergiant $μ$ Cep
目的。我们试图了解红超巨星中的对流以及引发冷演化恒星质量损失的机制。方法. $μ$ Cep光谱的原子线的线性分光偏振法揭示的信息远远超出了先前模型预期的波长范围。这被解释为扩张中的结构，在前半球可见，有时也在后半球可见。我们的模型的等离子体分布连同其相关的速度，通过反演算法，以适应所观察到的线性极化。结果我们发现，假设存在的等离子体超出肢体上升到足够高，可以看到上面可以解释所观察到的线性极化签名，以及它们的演变的时间。由此，我们能够推断出对流羽流的几何高度，并确定这种热等离子体上升到至少1.1 R*。结论. $μ$ Cep似乎处于活跃期，血浆浓度通常高于1.1 R*。我们将这个结果推广到所有处于类似演化阶段的红超巨星，在某些时期，红超巨星可以很容易地将等离子体发送到更高的高度，就像$μ$ Cep目前所做的那样。等离子体上升到这样的高度可以很容易地逃脱恒星引力。
2023-01-03 astro-ph.SR
Solution to the problem of the surface gravity distribution of cool DA white dwarfs from improved 3D model atmospheres
由光谱分析确定的冷（Teff <13，000 K）氢-大气DA型白矮星的表面重力值明显高于这些恒星的标准值log g ~ 8。最近得出的结论是，在混合长度理论的框架内对流能量传输的治疗问题是这个高对数g问题的最合理的解释。我们通过从一个小序列（11，300 K < Teff <12，800 K）的3D流体动力学模型大气中计算冷对流白矮星的模型光谱来研究这种差异，该模型大气具有对流和辐射转移的复杂处理。我们的方法是进行3D和标准1D模型之间的差异分析。我们发现，3D光谱预测显着较低的表面重力，与正确的振幅作为有效温度的函数，以获得平均值的log g ~ 8的校正。我们的结论是，冷对流DA白矮星的表面重力分布更接近热辐射物体时，使用，对流的治疗，而不是混合长度框架的三维模型。
2011-07-09 astro-ph.SR
The asteroseismic surface effect from a grid of 3D convection simulations. I. Frequency shifts from convective expansion of stellar atmospheres
本文分析了用平均的三维恒星表面对流模拟代替一维恒星结构模型中的近地层对绝热恒星振荡频率的影响。主要的区别是大气层的三维对流膨胀，预计可以解释大部分的小行星地震表面效应;由于表面物理不充分，系统高估了p模式频率。我们采用对1D恒星包络模型和3D模拟从以前的校准的混合长度参数，α。这种校准构成了迄今为止最一致的1D模型与3D模拟的匹配，确保它们的差异不是虚假的，而是完全由于对流的3D性质。由此产生的频率偏移被确定为表面效应的结构部分。重要的，典型的非绝热，表面效应的模态分量不包括在本分析中，但归入未来的文件。在最大模振幅频率$ν_{\rm max}$处评估结构表面效应，我们发现从$δν$ =-0.8 microHz（对于$\log g$ =2.2的巨星）到-35 microHz（对于（$T_{\rm eff}=6901$ K，$\log g$ =4.29）矮星）的位移。分数效应$δν(ν_{\rm max})/ν_{\rm max}$的范围从冷矮星（4185 K，4.74）的-0.1%和暖巨星（4962 K，2.20）的-6%不等。
2016-11-08 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars - II. Properties of granulation and spectral lines
冷主序星的大气层是由对流层的对流流构成的，对流层穿透光学薄层，导致恒星大气层的结构类似于太阳的颗粒化。这些流动对温度和压力的三维结构有很大的影响，并影响光球层中形成的谱线的轮廓。对于本系列第一篇论文中描述的冷主序星的六个3D辐射（M）HD模拟集，我们分析了近地表层。我们的目的是描述不同的恒星的颗粒化的性质，并在量化的热力学结构和流动的三维对流大气的谱线的影响。我们在模拟的亮度图像中检测和跟踪颗粒，以分析它们的统计特性，以及它们的演化和寿命。我们用谱线合成程序SPINOR计算了空间分辨的谱线轮廓。为了能够与恒星观测进行比较，我们实现了一个数值圆盘积分，其中包括（差分）旋转。虽然恒星参数沿模型序列变化很大，但颗粒的性质非常相似。大气层的三维结构对谱线的影响可以用圆盘积分谱来测量。对流引起的谱线不对称性受到恒星自转的调制。在利用光球谱线确定恒星参数时，必须考虑对流形成的冷恒星大气的三维结构。
2013-08-22 astro-ph.SR
Three-dimensional imaging of convective cells in the photosphere of Betelgeuse
了解红超巨星中的对流以及引发这些演化恒星质量损失的机制是大多数对参宿四及其内部星周环境观测的总体目标。参宿四光谱原子线的线性分光偏振法揭示了其大气中亮度的三维（3D）分布信息。我们模拟等离子体的分布及其速度，并使用反演算法来拟合所观察到的线性极化。我们获得了参宿四光球的第一张3D图像。在所使用的近似的限制内，我们恢复垂直对流，并测量上升等离子体在光球层不同高度的速度。在某些情况下，我们发现这个速度是恒定的高度，这表明存在的力量以外的重力作用在等离子体上，并抵消它。在某些情况下，这些力量足以维持等离子体上升在60\，\kms的高度，这个速度是可比的逃逸速度。参宿四的光球层中存在着使等离子体达到接近逃逸速度的力。这些机制可能足以引发质量损失，并维持这些演化恒星的大型恒星风。
2022-02-24 astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
Spatial distribution and statistical properties of small-scale convective vortex-like motions in a quiet Sun region
本文分析了位于拉帕尔马的瑞典1米太阳望远镜对宁静的太阳网间区域的高分辨率观测。我们通过计算时间序列图像上小尺度结构的水平自行来确定太阳光球区小尺度涡旋运动的位置。这些等离子体对流驱动的漩涡运动与以下两个方面有关：（1）下降气流（通常解释为对应于等离子体冷却并因此返回到可见光球层以下的内部的位置），以及（2）水平速度矢量收敛到中心点。下沉核被证明是被动浮子追踪等离子体流向每个漩涡中心的最终目的地。对于这里分析的两个时间序列，我们确定这些事件的发生分别为1.4 x 10^（-3）和1.6 x 10^（-3）涡旋Mm^（-2）min^（-1）。
2011-05-12 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models V. Synthetic stellar spectra and broad-band photometry
上下文冷星的表面结构和动力学的特征是存在对流运动和湍流，它们形成了出射光谱。目的。我们使用现实的三维辐射流体动力学模拟从交错网格计算合成光谱与辐射转移代码Optim 3D的恒星具有不同的恒星参数来预测光度颜色和对流速度的变化。方法.我们计算了1000至200 000 A的光谱，恒定分辨率为20 000，以及8470和8710 A（盖亚径向速度光谱仪- RVS -光谱范围），恒定分辨率为300 000。结果我们使用合成光谱来计算Johnson-Wavins UBV（RI）、SDSS、2 MASS、Gaia、SkyMapper、Stromgren系统和HST-WFC 3中的理论颜色。我们发现，除了跨越光谱的光学和紫外区域的窄滤光片外，1D与3D的差异仅限于很小的百分比。此外，我们推导出对流速度场对选定的Fe I线的影响。我们发现，相对于参考的一维流体静力学模型，三维模拟的整体对流位移在-0.235和+0.361 km/s之间。我们发现了一个净相关的对流位移与有效温度：较低的有效温度表示红移和较高的有效温度表示蓝移。我们的结论是，从RVS光谱提取准确的径向速度需要适当的对流位移的波长校正。结论.使用现实的3D流体动力学恒星大气模拟预测测光与经典的1D流体静力学模型晚型恒星相比，有一个小，但显着的影响。我们通过POLLUX数据库向社区公开所有光谱。
2018-01-05 astro-ph.SR
Pure-hydrogen 3D model atmospheres of cool white dwarfs
本文给出了DA白矮星表面重力log g = 8，有效温度6000 ~ 13000 K的纯氢CO_5 BOLD三维模型大气序列。我们发现，对流特性，如流速，特征颗粒尺寸和强度对比度的颗粒图案，在此范围内显着变化。我们证明，这些三维模拟是不敏感的数值参数不同的一维结构，在很大程度上取决于混合长度参数。我们的结论是，三维光谱可以直接用于DA白矮星的光谱分析。我们证实了一个早期的初步研究的结果，三维模型光谱提供了一个更好的表征质量分布的白矮星和1D混合长度理论的缺点是负责虚假的高log g冷白矮星的测定。特别是，一维理论无法解释高层大气对流过冲的冷却效应。
2013-02-08 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic Modeling of the Solar Atmosphere
了解太阳表面多层结构中磁场和等离子体的结构和演化是非常重要的。由于等离子体$β$较低，无力磁场是日冕的精确近似，已被广泛研究并用于模拟日冕磁结构。虽然力自由假设在日冕中得到很好的满足，但由于等离子体$β$很高，低层大气并非力自由。因此，磁流体静力学（MHS）平衡，考虑等离子体力，如压力梯度和重力，被认为是更合适的描述低层大气。本文综述了基于MHS假设的解析外推法和数值外推法，它们用于由实测磁象计算太阳大气中的磁场和等离子体。
2022-03-29 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - V. Fe line shapes, shifts and asymmetries
我们提出了一个理论研究的影响和签名的现实速度场和大气的不均匀性与对流运动在冷晚型恒星表面的铁谱线的出射轮廓的恒星参数的大范围。我们计算三维谱线通量分布的假设下，当地的热力学平衡（LTE），采用国家的最先进的，时间相关的，3D，辐射流体动力学大气模式从交错网格。一组35个真正的未混合，光学FeI和FeII线的不同激发电位被认为是。此外，虚构的Fe i和Fe ii线（5000 A和0，2，4 eV）被用来构建一般的生长曲线，并使线轮廓具有相同的线强度的比较，以说明系统的趋势，从不同的恒星参数的三维模型大气之间的内在结构差异。理论线位移和平分线推导出分析的形状，位移和不对称性印在全三维线轮廓出现自相一致的对流模拟速度场和大气的不均匀性。我们发现系统的变化线的强度，位移，宽度和平分线，这可以与各自的物理条件在恒星大气环境中的线形成的高度，特别是垂直速度场的振幅。线位移和不对称性的出现是由于对流速度的存在和普遍存在于观测到的冷恒星的恒星光谱中的颗粒图案。
2014-03-25 astro-ph.SR
The effect of horizontal plasma inhomogeneities in 3D NLTE radiation transfer in stellar atmospheres
{We目的是演示大气不均匀性对谱线辐射出射比强度和辐射通量的影响。} {We自洽地解决了三维大气中的二能级原子的NLTE问题，使用笛卡尔网格。为此，我们使用三维辐射转移程序PORTA。通过检查简单的例子，我们研究的情况下，在大气模型中的温度不均匀性导致的出射辐射的修改。{We表明模拟大气中特定的温度不均匀性影响出现的辐射，并且基于平面平行大气模型的恒星光谱解释可能导致关于大气结构的错误结论。
2019-01-04 astro-ph.SR
Electrical conductivity of plasmas of DB white dwarf atmospheres
本文计算了非理想、稠密、部分电离氦等离子体的静态电导率，给出了等离子体温度$1\cdot 10^{4}\textrm{K} \lesssim T \lesssim 1\cdot 10^{5}\textrm{K}$和质量密度$1 \times 10^{-6} \textrm{g}/\textrm{cm}^{3} \lesssim ρ\lesssim 2 \textrm{g}/\textrm{cm}^{3}$的变化范围。对于具有有效温度$1\cdot 10^{4}\textrm{K} \lesssim T_{eff} \lesssim 3\cdot 10^{4}\textrm{K}$的DB白矮星大气，在所考虑的等离子体参数范围内计算等离子体的电导率是有意义的。采用修正的无规相位近似和半经典方法计算了稠密、部分电离等离子体的电导率。结果进行了比较与现有的实验数据，包括与致密等离子体区域的结果。尽管实验数据的准确性不高，但与实验数据的一致性表明本文的结果是正确的。
2012-08-13 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
Resonant Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
上下文磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。在磁波导中，由于等离子体的不均匀性，共振吸收自然地将波能量从大尺度运动传递到小尺度运动。在太阳大气中较冷的部分，例如，色球层，由于部分电离的影响可能与波动动力学和加热有关。目标。研究了部分电离等离子体中的共振阿尔芬波。方法.我们在冷等离子体近似中使用多流体方程。本文研究了部分电离磁通管中共振磁流体动力学波的传播。我们使用近似分析理论的基础上正常模式的薄管和薄边界近似数值特征值计算。结果我们发现，波扰动跨越共振层的跳跃是相同的完全电离等离子体。由于共振吸收的阻尼长度与频率成反比，而由于离子-中性碰撞的阻尼长度与频率的平方成反比。对于太阳大气中观察到的频率，共振吸收比离子-中性碰撞更有效地衰减MHD扭结波的振幅。结论.色球扭折波携带的大部分能量被转换成局部方位角阿尔芬波，可以在日冕介质中沉积能量。色球层中由于离子与中性粒子碰撞而引起的波能耗散只对高频波有效。色球层对周期小于10 s的扭折波起着过滤器的作用。
2011-11-17 astro-ph.SR
Evolution of small-scale magnetic elements in the vicinity of granular-size swirl convective motions
太阳仪器的进步导致了广泛使用的时间序列来研究太阳功能的动态，特别是在小空间尺度和非常快的节奏。在这种尺度上的物理过程是决定性的，因为它是从太阳大气层的下层到上层以及更远的地方发生的许多其他物理过程的基石，最终是为了理解太阳活动的更大图景。地面（SST）和星载（Hinode）高分辨率的太阳数据进行了分析，在一个安静的太阳区域显示负极性小规模的磁浓度和G-波段和Ca II H图像中观察到的亮点集群。所研究的区域的特点是存在两个小尺度对流涡旋型等离子体运动，其中之一似乎是影响两者的动力学，磁功能和亮点在其附近，因此我们的调查的主要目标。我们跟踪了一组有趣的选定区域的亮点的演变，在不同的大气高度和磁场演变的强度变化。对流涡旋附近的区域的光球等离子体运动的演变的描述，以及一些似是而非的情况下检测到的斯托克斯轮廓对流崩溃。
2014-05-10 astro-ph.SR
On laminar convection in solar type stars
提出了一个新的太阳型恒星大尺度多层对流模型。这个模型使我们能够理解在太阳表面观察到的自相似结构，如颗粒，超颗粒和巨细胞。我们研究了无磁场、具有球对称对流带的慢自转氢星。光子流从恒星的中心热核区到达对流区。这些光子与含$T>10^5K$的完全电离氢等离子体的相互作用是通过光子通量在质子和电子上的汤姆逊散射来进行的。在这些条件下，等离子体相对于汤姆逊散射是光学厚的。这一事实是多层对流形成的基本事实。我们找到了对流区结构的定态解。这个解描述了负责恒星表面结构形成的对流层。
2010-12-16 astro-ph.SR
Ionization in Atmospheres of Brown Dwarfs and Extrasolar Planets V: Alfvén Ionization
对低质量天体的连续无线电和零星X射线发射的观测表明，它们的大气环境中存在局部等离子体。对于低质量物体，热电离的程度不足以将电离成分定性为等离子体，这就提出了一个问题：什么样的电离过程能够有效地产生作为辐射源的所需等离子体？我们提出阿尔文电离作为一种机制，在大气中产生电离气体的局部口袋，有足够的电离度（$\geq10^{-7}$），他们构成等离子体。我们概述了Alfvén电离所需的标准，并证明了它在低质量天体的大气中的适用性，如巨大的气体行星，棕矮星和M-矮星的太阳和亚太阳金属丰度。我们发现，阿尔文电离是最有效的在中到低大气压力，种子等离子体更容易磁化和驱动所需的中性流的压力梯度是最小的。对于所考虑的模型大气，我们的结果表明，$10^{-6}-1$的电离度可以作为阿尔文电离的结果。可观察到的后果包括连续韧致辐射发射，与等离子体离子种类的谱线（例如He、Mg、H $_{2}$或CO线）叠加。禁止线也预计从亚稳态人口。大气等离子体的存在为目前大气模型中尚未考虑的大量等离子体和化学过程打开了大门。阿尔文电离的发生也可能适用于其他天体物理环境，如原行星盘。
2013-08-13 astro-ph.SR
Cloud-convection feedback in brown dwarfs atmosphere
大量的观测证据表明，在棕矮星的大气中存在着活跃的气象现象。观测到了近红外亮度的变化。云在形成这些大气的热结构和光谱特性方面起着重要作用。这种变化的机制仍然不清楚，一维和全球环流模式不能充分研究这一问题，由于分辨率。在这项研究中，对流分辨率模式耦合到灰色带辐射转移，以研究对流大气和云的变化之间的耦合在一个大的温度范围内与数百公里的域。六种类型的云被认为是与微物理，包括解决。用Rosseland平均系数计算，云的辐射是活跃的。辐射云反馈可以驱动温度和云结构的自发大气变化，这是第一次三维建模。硅酸盐云具有最大的热结构的影响，在某些情况下，根据假设的颗粒大小，产生二次对流层。铁和铝云对大气也有很大的影响。热谱计算，我们发现云的最大影响是平滑的光谱特征在光学波长。在色星等图上，与观测到的L矮星和T矮星相比，模拟的大气在大多数情况下都偏红。有云洞存在的模拟更接近观测。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
3D magnetic field configuration of small-scale reconnection events in the solar plasma atmosphere
太阳的外层大气，即，日冕和色球层充满了小的能量释放事件，并伴随着短暂的增亮和喷流状的喷射。这些事件被认为是太阳等离子体中的磁重联事件，利用Hinode航天器和其他空间和地面观测站最近的先进观测对其动态进行了研究。这些事件发生在太阳大气中的不同位置，并且在其形态和释放的能量方面有所不同。这些重联事件的磁场配置推断的磁场在光球水平的观测的基础上。观测表明，这些磁结构可以分为两组。在第一组中，两个反平行的磁场彼此重新连接，产生2D新兴磁通配置。在第二组中，螺旋或扭曲的磁通量管彼此平行或成相对角度。重新连接只能发生在磁通量管的反平行分量之间，并且可以被称为分量重新连接。后一种配置类型对于较大类别的小规模重连事件可能更重要。在实验室等离子体碰撞实验中，这两种类型的磁位形可以分别与反螺旋位形和共螺旋位形进行比较。
2015-08-22 astro-ph.SR
The Mass Mixing Length in Convective Stellar Envelopes
恒星中对流混合质量的尺度长度可以计算为单向（向上或向下）质量通量的垂直导数的倒数。这与恒星对流混合长度理论中的混合长度有关。我们给出了一个三维表面对流模拟网格的质量混合长度与压力标度高度的比值，覆盖了从4300 K到6900 K的主序星，直到$\log g = 2.2$的巨星，所有这些都是太阳组成。这些模拟也证实了从太阳模拟中已经知道的，对流不是由离散的对流元素进行的，而是作为一个连续的，缓慢的，平滑的，温暖的上升流和湍流的，熵不足的，快速的下降气流。这种对流拓扑结构也会导致混合的经典混合长度配方的规模，只是一个分层大气中的流动质量守恒的后果。
2011-02-05 astro-ph.SR
Numerical simulations of multi-shell plasma twisters in the solar atmosphere
我们进行数值模拟的脉冲产生的阿尔文波在一个孤立的光球通量管，并探讨这些波的传播沿这样的磁结构，从光球，这些波被触发，太阳日冕延伸，并分析产生的磁壳。我们的太阳大气模型是通过采用基于半经验模型的温度分布和指定的弯曲磁场线，构成磁通量管，这是植根于太阳光球。太阳大气的演变是由三维，理想的磁流体动力学方程，数值求解的FLASH代码。我们的数值模拟显示，基于多壳层磁旋的物理性质和与它们相关的能量和动量的量，这些多壳层磁旋可能是负责所观察到的加热低太阳日冕和太阳风的形成。此外，这些龙卷风的存在很可能可以通过高分辨率观测来验证。
2015-05-14 astro-ph.SR
Scaling relations of convective granulation noise across the HR diagram from 3D stellar atmosphere models
来自太空任务的高精度测光数据提高了我们对恒星颗粒的理解。这些观测精确地显示了HR图上恒星的随机亮度波动，使我们能够更好地了解恒星表面对流对恒星参数变化的反应。这些波动需要理解和量化，以改善对系外行星的探测和定性。在这项工作中，我们提供了新的标度关系的亮度波动时间序列的两个特性，标准偏差（$σ$）和自相关时间（$τ\rm_{eff}$）。这是通过使用长时间序列的3D恒星大气模型在不同的金属丰度和整个HR图，生成的3D辐射流体动力学代码：STAGGER代码。我们将我们的合成颗粒特性与大样本开普勒恒星的值进行了比较，并分析了开普勒LEGACY样本中具有准确恒星参数的选定恒星。我们的3D模型显示，$σ\proptoν\rm_{max}^{-0.567\pm0.012}$和$τ\rm_{eff}\proptoν\rm_{max}^{-0.997\pm0.018}$的恒星在太阳的金属丰度。我们发现，$σ$和$τ\rm_{eff}$都随着金属度的降低而降低，尽管金属度依赖性对$σ$更显著。与以前的研究不同，我们发现开普勒目标的$σ$和$\log{g}\leq3.5$的3D模型之间有很好的一致性，恒星和模型之间有很好的相关性，$\log{g}\geq3.5$。对于$τ\rm_{eff}$，我们发现3D模型很好地再现了开普勒LEGACY星值。总的来说，这项研究表明，3D恒星大气模型再现了HR图中恒星…
2022-05-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magneto-static modelling of the mixed plasma Beta solar atmosphere based on SUNRISE/IMaX data
我们的目标是建立太阳上层大气的三维磁场结构模型，包括不可忽略的等离子体β区域。我们使用高分辨率的光球磁场测量从日出/IMaX作为边界条件的静磁磁场模型。IMaX的高分辨率使我们能够解析光球和日冕之间的界面区域，但由于以下原因，对该区域进行建模具有挑战性。虽然日冕磁场被认为是无力的（洛伦兹力消失），但在光球层和低色球层的混合等离子体$β$环境中并非如此。在我们的模型中，压力梯度和重力自洽考虑和补偿非零洛伦兹力。在一定高度（约2 μ m）以上，非磁力变得非常弱，因此磁场变得几乎无力。在这里，我们应用线性的方法，其中的电流密度由场线平行电流和电流垂直于太阳的重力场的叠加。我们说明了这种方法的前景和局限性，并展望了一个非线性模型的扩展。
2015-11-17 astro-ph.SR
Chromospheric plasma ejection above a pore
我们提出了高空间分辨率的观测短寿命的瞬变，带状和喷射像事件以上的孔在Ca II H图像中的细结构，如本影点，光桥和半影微丝存在于底层光球。我们发现，由于对流精细结构的水平场与环境垂直场之间的切变，在对流精细结构的边缘形成了电流层。高垂直电流密度补丁中观察到的光球周围的这些事件，这表明在重联网站的电流片的形成。在过去的研究框架中，低空重联可能是产生此类事件的机制。重联是由相反极性的字段所产生的弯曲的电场线由对流下降流在边缘的孔隙精细结构。
2020-02-11 astro-ph.SR
Generation of Electrostatic Waves via Parametric Instability and Heating of Solar Corona
在太阳大气的上层，温度急剧上升。我们研究了中性粒子运动能量转化为静电波的可能性，静电波在太阳大气上层可以衰减，其能量可以转化为太阳大气等离子体的热能。在研究太阳大气低空等离子体动力学时，我们研究了由电子、离子和中性粒子三种成分组成的等离子体的流体动力学。为了研究高振幅扰动的演化，采用了参数共振技术。导出了中性粒子运动激发的静电波的色散关系。求出了由于声波的存在而可能激发的电磁波的频率，确定了激发静电波的增量。中性粒子在电离率较低的太阳低层大气中的运动可以激发静电波。在太阳高层大气中，电离率增加，中性粒子的运动不能支持静电波，这些波会由于带电粒子的碰撞而衰减。阻尼波的能量可以转化为高层大气等离子体的热能。
2013-03-01 astro-ph.SR
Multiscale magnetic underdense regions on the solar surface: Granular and Mesogranular scales
太阳是一个非平衡的耗散系统，受到源自其核心的能量流的影响。对流过冲运动产生的温度和速度结构，表现出时间和空间的演变。因此，光球结构通常被认为是对流等离子体运动的直接表现。光球层上的等离子体流控制着单个磁性元素的运动。这些元素被安排在典型的模式，观察到的各种多尺度的磁性图案。平静太阳表面的高分辨率磁图揭示了太阳光球层中存在磁欠密区域，通常称为空洞，这可能被认为是底层对流结构的标志。这种模式的分析铺平了道路，从颗粒到全球的所有湍流对流尺度的调查。为了解决问题的磁结构驱动的湍流对流在颗粒和mesogranular尺度，我们使用了“空洞”的检测方法。计算出的空隙分布在2和10微米之间的尺度上显示出指数行为，并且在5-10微米的中颗粒尺度上没有特征。在2-10毫米的范围内的组织的首选尺度的情况下，支持太阳表面上的流动的多尺度性质和没有一个mesogranular对流尺度。
2012-08-13 astro-ph.SR
Plasma properties and Stokes profiles during the lifetime of a photospheric magnetic bright point
目的：利用三维磁流体动力学模拟和太阳颗粒的辐射诊断研究光球磁亮点中等离子体特性和斯托克斯参数的演变。方法：通过模拟研究了一个亮点演化过程中随时间变化的辐射参数和等离子体性质。合成斯托克斯配置文件的FeI 630.25 nm线进行了计算，这使得斯托克斯-I线强度和斯托克斯-V面积和振幅不对称性的演变也进行了研究。结果如下：我们的结果与理论预测和已发表的描述对流坍缩的观测结果一致，并证实这是亮点形成过程。通过退化的模拟数据，以匹配SOT的空间分辨率，我们表明，高空间分辨率是至关重要的检测不断变化的光谱偏振签名在整个磁亮点的生命周期。我们还表明，签名下降流与对流崩溃过程中减少到零的辐射强度在亮点的峰值，由于磁力限制流量管中的材料的流动。
2014-04-01 astro-ph.SR
The plasma $β$ evolution through the solar corona during solar cycles 23 and 24
等离子体$β$对研究太阳大气中等离子体和磁压的相互作用具有重要意义。它可以帮助描述光球上的特征及其在不同高度的变化。目标是获得在太阳活动周期23和24期间通过日冕的等离子体$β$变化。等离子体$β$在太阳大气的不同层重建。为此，我们使用更新版本的日冕密度和温度（CODET）模型。在这个版本中，我们选择了太阳大气中的不同特征，例如安静太阳（QS），光斑和活动区域（AR）。计算了日冕不同层的$β$变化（R= 1.14，1.19，1.23，1.28，1.34，1.40，1.46，1.53，1.61，1.74，1.79，1.84和1.90 $R_{\odot}$）。在光球层中，我们利用温度场模型计算了等离子体$β$在QS和光斑中的分布。此外，在日冕高度的最后一个太阳活动周期期间，模拟了磁压和动压的变化。已接受在ApJ中发表。
2019-10-03 astro-ph.SR
Probing the Extent of Vertical Mixing in Brown Dwarf Atmospheres with Disequilibrium Chemistry
许多T型和Y型矮星大气中的垂直混合导致化学不平衡的证据已经被推断为CO和NH $_3$的混合比增强。行星和褐矮星的大气模型通常用垂直涡流扩散系数$K_{\rm zz}$来描述这种垂直混合现象。虽然$K_{\rm zz}$在大气对流区中也许可以用混合长度理论来近似，但在辐射区中，垂直混合的强度在许多数量级上是不确定的。用一个新的网格的自洽一维模型大气从$T_{\rm eff}$的400 - 1000 K，计算与一个新的辐射对流平衡Python代码PICASO 3.0，我们的目标是评估如何分子丰度和相应的光谱可以被用作探针的深度依赖的$K_{\rm zz}$。在一个给定的表面重力，我们发现非单调行为的CO丰度作为$T_{\rm eff}$的函数，化学丰度有时淬火在两个潜在的大气对流区，或淬火在两个可能的辐射区。温度结构和化学猝灭行为也随重力的变化而变化。我们比较我们的模型与可用的近红外和M波段光谱的几个T和Y矮星，并评估其大气垂直混合配置文件。我们还比较了颜色-星等图，并对JWST谱进行了预测。这项工作产生了新的限制，并指出了未来的重大收益，在确定$K_{\rm zz}$，在亚恒星大气中的基本大气参数，化学和云建模的重要影响。
2022-08-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Heating mechanisms in the low solar atmosphere through magnetic reconnection in current sheets
模拟了太阳色球层/光球层低层的几种磁重联过程，包括辐射冷却、热传导和双极扩散。结果表明，在太阳低层大气（距太阳表面$100\sim600$ ~km）中，高温（$ \gtrsim 8\times10^4$ ~K）和低温（$\sim 10^4$ ~K）磁重联事件都可能发生。等离子体$β$受等离子体密度和磁场的控制，是决定等离子体被加热程度的重要因素。低温事件是在高$β$磁重联过程中形成的，焦耳热是加热等离子体的主要机制，最大温升只有几千K。在低$β$磁重联过程中可以产生高温爆炸，附着在发育良好的等离子体团边缘的慢模和快模激波是将等离子体从几千K加热到$8\times10^4$ ~K以上的主要物理机制。低色球层的重力能强烈地阻碍等离子体风的不稳定性和垂直电流片中慢模激波的形成。只有小的次级岛形成，这些岛屿，但是，不发达的水平电流片。这一工作可用于理解太阳低层大气的加热机制，并有可能扩展到解释常见的低温EB（$\sim10^4$ ~K）和高温IRIS炸弹（$\gtrsim 8\times10^4$）的形成。
2016-11-06 astro-ph.SR
UV spectra, bombs, and the solar atmosphere
最近对来自界面区域成像光谱仪{ \em IRIS}的紫外线数据的分析报告了太阳光球层内温度接近\hot{}的等离子体“炸弹”。这是一个奇怪的结果，首先是因为大多数炸弹等离子体压力$p$（最大的报告案例超过$10^3$ dyn~cm $^{-2}$）远低于光球层压力（$> 7\times10^3$），其次，紫外线辐射不容易从光球层逃逸。本文对{ \em IRIS}数据进行了独立分析。结果表明，爆炸前等离子体的压力在$\lta80$ ~ 800 dyne~cm $^{-2}$之间，即在$\lta850$ ~ $τ_{500}=1$上方550 km之间。这将现象的起源定位在中低色球层或以上。我认为，炸弹光谱与阿尔夫文湍流比与双向重联射流更相容。
2015-06-27 astro-ph.SR
Kilogauss magnetic fields from simulations of small-scale dynamo action in the convective envelope of a white dwarf
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学信息学院太阳物理研究所）；Euler Institute, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学欧拉研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心州立天文台）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Department of Physics, The University of Warwick（华威大学物理系）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，证实白矮星对流包层的小尺度湍流发电机可产生千高斯磁场，该磁场或使白矮星小尺度磁性比观测推断更普遍。
2026-08-07 astro-ph.SR
On the Possibility of Generating Harmonics of the Electron Plasma Frequency in the Solar Atmosphere due to Explosive Instability in a System of Interpenetrating Electron and Ion Flows
提出了一种替代机制的电子等离子体频率的谐波的产生，由于在太阳大气中的电子和质子流的互穿系统中的爆炸不稳定性的发展。新机制的效率与先前讨论的机制，涉及多级过程的波在等离子体中的非线性相互作用的比较被确定。结果表明，爆炸不稳定性的发展可以导致激发的等离子体频率的第二和第三谐波具有可比的振幅。
2018-12-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Radial Trapping of Thermal Rossby Waves within the Convection Zones of Low-Mass Stars
本研究推导了低质量恒星分层大气中大气波的色散关系，揭示了热Rossby波在恒星对流区内可被径向陷俘于波导中并沿纬向自由传播，并指出太阳对流区下部可能存在此类稳定波动。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Insight into atmospheres of extrasolar planets through plasma processes
太阳系外行星的化学多样性在我们的太阳系中是看不到的。尽管它们的大气层很冷，但连续和短暂的等离子体过程确实会影响这些大气层，云的形成效率很高。由于风的作用，云可能非常动态，例如在像HD 189733b这样的高辐射行星上，可能会出现闪电。闪电和一般的放电事件会留下光谱指纹，例如由于HCN的形成。在相互作用期间，闪电或其他闪电离事件也改变相干高能发射的电磁场，这导致初始未扰动（例如回旋发射）辐射束的特征阻尼。我们将其总结为“减肥食谱”。X射线或紫外线的外部电离，例如来自星际介质内部或来自白矮星伴星的电离，将引入额外的电离，导致色球层的形成。因此，等离子体过程的特征为研究太阳系外行星和褐矮星的大气提供了另一种方法。
2017-10-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
A systematic study of \ce{CO2} planetary atmospheres and their link to the stellar environment
银河系实际上充满了系外行星;已经发现了数千颗行星，还有数千颗候选行星。类地行星在其他恒星周围很常见，预计将来会大量发现。这些行星是在太阳系外寻找潜在的可居住条件的主要目标。确定系外行星的大气成分对于了解它们的起源和演化是必不可少的，因为大气过程在行星结构的许多方面起着至关重要的作用。在这项工作中，我们构建和开发一个一维辐射转移模型的基础上的离散坐标方法在平面平行几何。辐射结果与对流通量有关，对流通量在任何高度重新分配能量，产生辐射-对流平衡的大气剖面。该模型已被应用到大量（6250）的紧密干燥的合成\ce{CO2}的气氛，并由此产生的压力和热分布已被解释的参数变化。虽然不如3D大气环流模型准确，但不能正确解释，例如，云和大气和海洋动力学，一维描述是计算成本低，并保留了重要的价值，允许多维参数扫描相对容易。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Alfvén Wave Driven High Frequency Waves in the Solar Atmosphere: Implications for Ion Heating
本文的工作是Kaghashvili [1999]关于Alfvén波的离子回旋波耗散通道的讨论的推广。虽然我们早期的研究处理了通常讨论意义上的模式耦合，但在这里，我们研究了由于初始驱动器Alfvén波和等离子体不均匀性的相互作用而导致的初始波形的变化，这些变化隐含在方程中，但在Kaghashvili [1999]中没有详细说明。使用冷等离子体近似，我们展示了如何在不均匀的太阳等离子体流中产生高频波（高于初始驱动阿尔文波频率）。本文讨论了太阳大气中高频正向和反向传播的修正快磁声波/哨声波的产生以及驱动Alfvén波的产生。所产生的高频波具有较短的耗散时间尺度，并且它们还可以使用正常回旋和异常回旋相互作用通道与粒子共振相互作用。这些波在太空、地球磁层、电离层和实验室等离子体过程中也很重要。
2014-02-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Onset of secondary instabilities and plasma heating during magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar atmosphere
在一个2.5维多流体等离子体中性反应模型中，数值研究了太阳低层大气（距太阳表面约$300-800$ ~km）弱电离等离子体中不同空间尺度和不同高度的磁重联.我们考虑了强磁化等离子体（$β\sim 6\% $）从无力的磁位形演化而来，并被扰动以初始化重联电流片的形成。在大尺度上，观察到产生的电流片进行二次“等离子体团”不稳定性。一系列不同尺度下的模拟结果显示了一个级联电流片形成过程，该过程终止于宽度约为2 m，长度为$\sim100$ ~m的电流片，对应于临界电流片纵横比为$\sim50$。我们还观察到，等离子体团的不稳定性是主要的物理机制加速磁重联在这个等离子体参数制度。在等离子体团不稳定性出现后，重联率急剧增加到$\sim$ 0.035，观察到与Lundquist数无关。这些特征与完全电离等离子体中的磁重联非常相似。在这个低$β$导场重联制度，重组和碰撞的影响被观察到有一个小的贡献重联率。模拟结果表明，在磁重联过程中，将稠密的弱电离光球等离子体加热到$2\times10^4$ ~K以上是困难的。然而，当重联磁场为$500$ ~G或更强时，低太阳色球层中的等离子体可以被加热到$3\times10^4$ ~K以上。
2018-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Ambipolar electric field in multispecies plasma atmospheres: effects of alpha particles and stochastic heating
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）
本研究扩展Pannekoek-Rosseland理论至多组分多温度等离子体，推导出自洽双极电场，明确其引力与热电贡献，为研究天体等离子体的组分与随机加热联合效应提供框架。
2026-09-18 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech physics.plasm-ph
Reference study to characterise plasma and magnetic properties of ultra-cool atmospheres
褐矮星的无线电和X射线辐射表明，一定存在电离气体和具有足够通量密度的磁场。我们对晚M矮星、棕矮星和巨型气体行星进行了参考研究，以确定哪些超冷天体最容易受到等离子体和磁过程的影响。仅考虑热电离。我们利用{ \sc Drift-Phoenix}模式网格，其中局部大气结构由全球参数T $_{\rm eff}$、$\log(g)$和[M/H]确定。我们的研究结果表明，这是不是不合理的期望H $_α$或无线电发射起源于褐矮星大气，特别是稀薄的大气上部可以磁耦合，尽管有低程度的热气体电离。因此，这种超冷的大气层可以驱动极光发射，而不需要伴星的风或释气的月球。电子和离子被磁化所需的磁通量密度的最小阈值远高于棕矮星和巨型气体行星的全球磁场的典型值。Na $^{+}$、K $^{+}$和Ca $^{+}$是低密度大气（低log（g），太阳金属丰度）中的主要电子供体，与T $_{\rm eff}$无关。Mg $^{+}$和Fe $^{+}$主导M矮星大气内部的热电离。分子对于热电离仍然不重要。影响最丰富的电子供体Mg和Fe的化学过程（例如云的形成）将对超冷大气中的电离状态产生直接影响。
2015-09-08 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
A reduced-order NLTE kinetic model for radiating plasmas of outer envelopes of stellar atmospheres
目前的工作提出了一个自洽的降阶NLTE动力学模型辐射等离子体，如发现在恒星大气的外层。从最新的从头算和实验数据，高度复杂的碰撞-辐射动力学机制，简化了集中的束缚能状态的群体。不同的分组策略进行了研究，如均匀和麦克斯韦-玻尔兹曼。基于矩量法得到了材料气体和辐射场的简化控制方程组。应用考虑了部分电离氢中激波的定常流动。结果表明，采用麦克斯韦-玻尔兹曼分组允许，一方面，大量减少未知数的数量，另一方面，以保持气体和辐射量的准确性。据观察，当忽略线辐射时，使用两个组已经导致光电离前体、内部弛豫和辐射冷却区域的非常精确的分辨率。线辐射的包含需要采用仅仅一个额外的组来解释巴尔末和帕邢系的α、β和γ线中的光学薄损耗。在很宽的冲击波速度范围内观察到这种趋势。
2016-12-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Convectively coupled equatorial trapped waves in stars and planets
本文研究了旋转恒星中有无磁场的对流耦合赤道俘获波。赤道捕获HD和MHD庞加莱，Rossby，混合Rossby-Poincaré，开尔文波被确定。研究了层结和非传统科里奥利力项的影响。当水流为强分层时，对流耦合模型的波频与浅水模型的波频基本相同。然而，当流动是弱分层，波的频率受到浮力频率。非传统的科里奥利项影响赤道波的宽度和相位。随着非传统科里奥利参数的增加，宽度增加。当包含非传统的科里奥利参数时，会发生相移。当磁场较强时，磁效应显著。我们将该模型应用于太阳大气和太阳速跃层中，解释了Rieger型周期。对于太阳大气，当考虑磁场效应时，我们发现太阳光球层的磁场应小于$5G$。否则，Rieger型周期只能归因于长Rossby波。对于太阳速跃层，我们发现要观测到160天的Rieger周期，太阳速跃层的磁场应小于$50kG$。另外，我们还发现非传统科里奥利项在光球层中的影响并不明显，但它对速跃层的影响是显著的。
2021-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Cut-off wavenumber of Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
太阳大气部分电离等离子体中的阿尔芬波动力学表明，确实存在一个截止波数，即波数高于截止值的阿尔芬波是倏逝波。截止波数出现在单流体磁流体力学（MHD）的近似，但它是在多流体的方法缺席。截止波数的存在至今仍没有一个合理的解释。本文的目的是指出在单流体磁流体动力学中出现截止波数的原因。从三流体方程（电子，质子和中性氢原子）开始，我们进行连续近似，直到我们得到通常的单流体描述。我们求解了线性阿尔芬波在每一步的色散关系，并寻求了截止波数出现的近似。我们已经发现，忽略惯性项显着减少阿尔芬频率的实部，虽然它永远不会成为零。因此，截止波数在此阶段不存在。然而，当惯性项和霍尔项一起在感应方程中被忽略时，阿尔芬频率的实部变为零。在研究太阳大气部分电离区的阿尔芬波时，出现了截止波数，这是忽略惯性项和霍尔项的结果，没有物理根源。
2012-07-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Plasma chemistry and electron-moderated pathways in substellar atmospheres: a new perspective on the L/T transition
University of Glasgow（格拉斯哥大学）
研究褐矮星中CO/CH₄转变谜题，用SPARCKS代码对电子调节的大气化学建模，模拟不同脉冲系统，发现适度能量能强烈扰动大气成分，如3.0 eV电子能量可在1微秒内减半CH₄/CO比，该化学对次恒星大气成分影响深远。
2026-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
N-body model of magnetic flux tubes reconnecting in the solar atmosphere
太阳光球层小尺度磁场动力学的研究对于理解由于光球层和日冕层之间的磁耦合而在太阳大气高层发生的物理过程是必要的。我们提出了一个模拟能够解决这些现象调查统计的磁回路重联。模拟是基于N体模型的方法，分为两个计算层。我们简化了对流问题，解释了较大的对流尺度，mesogranulation，作为集体相互作用的结果对流下降的颗粒尺度。N体平流模型是生成由相互作用的磁环产生的纳米耀斑的合成时间序列的基础。磁场线的重联是磁足点随相互作用的下行流产生的速度场平流的结果。该模型给出了一个定量的概念，预计有多少能量将被释放的重新配置的磁环在安静的太阳。
2016-01-26 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.plasm-ph
The SPHINX M dwarf Spectral Grid. II. New Model Atmospheres and Spectra to Derive Fundamental Properties of mid-to-late type M-dwarfs
SPHINX II通过改进的模型大气和光谱，提高了中至晚期M矮星基本属性的确定精度。
2025-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
