alx-ai/arxiv_papers · Datasets at Hugging Face

text stringlengths 0 44.4k
[3] Stebbins, J., H uffer, C.H. and Whitford, A.E., 1939, Astrophys. J, 90, 209.
[4] Spitzer , L. Jr ., 1941, Astrophys. J., 93, 369.
[5] Hartquist, T.W., Pilipp, W. and Havnes, O ., 1997, Astrophys. Space. Sci., 246, 243.
[6] Myers, P.C., 1990, in T.W.Hartqu ist (ed). Mole cular Astrophy sics – A volum e honouring
Alexander Dalgarno, Cambridg e University Press, Cambr idge, 328.
12[7] O ppenhe imer, M. and Dalgarno, A., 1974, Astrophys. J., 192, 29.
[8] Gail, H.-P . and Sedlmayr , E., 1975, Astron. Astrophys., 43, 17.
[9] Elm egreen, B.G., 1979, Astrophys. J., 232, 729.
[10] D raine, B.T . and Sutin, B., 1987, Astrophys. J., 320, 803.
{11] Umebayashi, T. and Nakano, T., 1990, M on.Not.R. astr . Soc., 243,103.
[12] Shukla, P.D. and Mamun, A.A., 2002, Introdu ction to Dusty Plasma Physics, Inst. Of
Physics, Bristo l, U.K.
[13] Ward-Thompson, D., André. P., Crutch er, R., Johnstone, D., Onishi, T. and Wilson, C.,
2007, in B. Reipu th, D.Jewit t, and K. Keil (eds.), Protostar and Protoplanet V, University of
Arizona Press, Tucson, 951.
[14] van Loo.S., Falle, S.A.E.G., Hartqu ist, T.W. and Barker , A.J., 2008, Astron.Ast rophys.,
484, 275.
[15] Baker , P.L., 1979, Astron.Ast rophys. 75 54.
[16] Nakano, T. and Umebay ashi, T., 1980, Publ. Astron. Soc. Japan, 32, 405.
[17] Ciolek, G.E. and Mou schovi as, T. Ch. ,1995, Astrophys.J., 454, 194.
[18] Tassis, K. and Mou schovi as, T. Ch., 2007, Astrophys. J, 660, 370.
[19] Rao, N. N., Shukla, P.K. and Yu, M. Y. ,1990, Plane t. Space Sci., 38,543.
[20] Pilipp, W., Morfill, G.E., Hartquist, T.W.,and Havne s, O., 1987, Astrophys. J., 314, 341.
[21] K ulsrud, R.M. and Pearc e, W.A.,1969, Astrophys.J., 156, 445.
[22] D raine, B.T . 1980., Astrophys. J, 241, 1021.
[23] D raine, B.T ., Rober ge, W.G. and Dalgarno, A. 1983, Astrophys. J., 241, 1021.
13[24] Pilipp, W., Hartquist, T.W. and Havnes, O ., 1990, Mon.Not.R. astr. Soc, 243, 685.
[25] G uillet, V., Jones, A.P. and Pineau des Forêts, G.,2007, Astron. Astrophys., 476, 263.
[26] G uillet, V., Jones, A.P. and Pineau des Forêts, G. 2009, Astron. Astrophys., 497, 145.
[27] Pilipp, W. and Hartquist, T.W., 1994, Mon.Not.R.astr .Soc., 267, 801.
[28] Falle, S.A.E.G. and Komissarov , S.S. ,2001, J. Plasma Phys., 65, 29.
[29] Wardle, M.,1998, M on.Not.R.astr .Soc., 298, 507.
[30] Chapmann, J.F. and Wardle, M.,2006, Mon.Not.R.astr . Soc., 371, 513.
[31] Falle, S.A.E.G., 2003, Mon.Not.R.astr .Soc., 344, 1210.
[32] Van Loo, S., Ashmore, I., Caselli, P., Falle, S.A.E.G. and Hartquist, T.W.,2009,
Mon.Not.R.astr .Soc., 395, 319.
[33] Ashmore, I., Van Loo, S., Caselli, P., Falle, S.A.E.G. and Hartquist, T.W., 2010, Astron.
Astrophys., in pres s.
14Figure 1. The veloc ity structure, in the shock frame, along the shock normal for a steady- state
C-type shock propaga ting at 25 km/s through a homogeneous mediu m with nH =105 cm-3.
Each grain has a radius of 0.4 μm and a mass of 8x10-13 g and one percent of the mass is in
grains. The upstrea m magn etic field strength is 10-4 G. The shock veloci ty is at an angle of
45owith respect to the upstream magnet ic field. The blue line represents the neutr al fluid, the
red line the ion and ele ctron fluids and the black line th e grain fluid.
15
Figure 2. The ratio of Bz to By in the shock for w hich results are shown in Fig.1.
16
Figure 3. The veloci ty structure, in the initial shock frame, along the shock normal 5000 yr
after the steady shock for which results are shown in Fig.1 propaga tes into a region of lower
density (from nH = 105 cm-3 to 104 cm-3). The blue line represents the neutr al fluid, the red
line the ion and elec tron fluids and the bl ack lin e the grain flu id.
17
Local Helioseismology 1
Local Helioseismology: Three Dimensional
Imaging of the Solar Interior
Laurent Gizon
Max-Planck-Institut f ur Sonnensystemforschung, Max-Planck-Strae 2, 37191
Katlenburg-Lindau, Germany; email: [email protected]
Aaron C. Birch
NorthWest Research Associates, Colorado Research Associates Division, 3380
Mitchell Lane, Boulder, CO 80301, USA; email: [email protected]
Henk C. Spruit
Max-Planck-Institut f ur Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Strae 1, 85748
Garching, Germany; email: [email protected]
Key Words Solar oscillations, convection zone dynamics, solar magnetism,
sunspots, solar cycle
Abstract The Sun supports a rich spectrum of internal waves that are continuously excited
by turbulent convection. The GONG network and the MDI/SOHO space instrument provide
an exceptional data base of spatially-resolved observations of solar oscillations, covering an
entire sunspot cycle (11 years). Local helioseismology is a set of tools for probing the solar
interior in three dimensions using measurements of wave travel times and local mode frequencies.
Local helioseismology has discovered (i) near-surface vector
ows associated with convection
(ii) 250 m s1subsurface horizontal out
ows around sunspots (iii) 50 m s1extended horizontal

ows around active regions (converging near the surface and diverging below), (iv) the eect of
the Coriolis force on convective
ows and active region
ows (v) the subsurface signature of the
15 m s1poleward meridional
ow, (vi) a 5 m s1time-varying depth-dependent component of
the meridional circulation around the mean latitude of activity, and (vii) magnetic activity on
the far side of the Sun.
CONTENTS
INTRODUCTION : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 2
SOLAR OSCILLATIONS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 6
Observations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 6arXiv:1001.0930v1 [astro-ph.SR] 6 Jan 2010Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2010 48
Modes : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 9
LOCAL HELIOSEISMOLOGY : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 11
Ring Diagram Analysis : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 11
The Cross-Covariance Function : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 14
Time-Distance Helioseismology : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 15
Helioseismic Holography : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 16
Direct Modeling : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 17
Fourier-Hankel Analysis : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 17
THE FORWARD AND INVERSE PROBLEMS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 18
Weak Perturbation Approximation : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 18
Strong Perturbation Regime : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 21
NEAR-SURFACE CONVECTION : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 22

[3] Stebbins, J., H uffer, C.H. and Whitford, A.E., 1939, Astrophys. J, 90, 209.

[4] Spitzer , L. Jr ., 1941, Astrophys. J., 93, 369.

[5] Hartquist, T.W., Pilipp, W. and Havnes, O ., 1997, Astrophys. Space. Sci., 246, 243.

[6] Myers, P.C., 1990, in T.W.Hartqu ist (ed). Mole cular Astrophy sics – A volum e honouring

Alexander Dalgarno, Cambridg e University Press, Cambr idge, 328.

12[7] O ppenhe imer, M. and Dalgarno, A., 1974, Astrophys. J., 192, 29.

[8] Gail, H.-P . and Sedlmayr , E., 1975, Astron. Astrophys., 43, 17.

[9] Elm egreen, B.G., 1979, Astrophys. J., 232, 729.

[10] D raine, B.T . and Sutin, B., 1987, Astrophys. J., 320, 803.

{11] Umebayashi, T. and Nakano, T., 1990, M on.Not.R. astr . Soc., 243,103.

[12] Shukla, P.D. and Mamun, A.A., 2002, Introdu ction to Dusty Plasma Physics, Inst. Of

Physics, Bristo l, U.K.

[13] Ward-Thompson, D., André. P., Crutch er, R., Johnstone, D., Onishi, T. and Wilson, C.,

2007, in B. Reipu th, D.Jewit t, and K. Keil (eds.), Protostar and Protoplanet V, University of

Arizona Press, Tucson, 951.

[14] van Loo.S., Falle, S.A.E.G., Hartqu ist, T.W. and Barker , A.J., 2008, Astron.Ast rophys.,

484, 275.

[15] Baker , P.L., 1979, Astron.Ast rophys. 75 54.

[16] Nakano, T. and Umebay ashi, T., 1980, Publ. Astron. Soc. Japan, 32, 405.

[17] Ciolek, G.E. and Mou schovi as, T. Ch. ,1995, Astrophys.J., 454, 194.

[18] Tassis, K. and Mou schovi as, T. Ch., 2007, Astrophys. J, 660, 370.

[19] Rao, N. N., Shukla, P.K. and Yu, M. Y. ,1990, Plane t. Space Sci., 38,543.

[20] Pilipp, W., Morfill, G.E., Hartquist, T.W.,and Havne s, O., 1987, Astrophys. J., 314, 341.

[21] K ulsrud, R.M. and Pearc e, W.A.,1969, Astrophys.J., 156, 445.

[22] D raine, B.T . 1980., Astrophys. J, 241, 1021.

[23] D raine, B.T ., Rober ge, W.G. and Dalgarno, A. 1983, Astrophys. J., 241, 1021.

13[24] Pilipp, W., Hartquist, T.W. and Havnes, O ., 1990, Mon.Not.R. astr. Soc, 243, 685.

[25] G uillet, V., Jones, A.P. and Pineau des Forêts, G.,2007, Astron. Astrophys., 476, 263.

[26] G uillet, V., Jones, A.P. and Pineau des Forêts, G. 2009, Astron. Astrophys., 497, 145.

[27] Pilipp, W. and Hartquist, T.W., 1994, Mon.Not.R.astr .Soc., 267, 801.

[28] Falle, S.A.E.G. and Komissarov , S.S. ,2001, J. Plasma Phys., 65, 29.

[29] Wardle, M.,1998, M on.Not.R.astr .Soc., 298, 507.

[30] Chapmann, J.F. and Wardle, M.,2006, Mon.Not.R.astr . Soc., 371, 513.

[31] Falle, S.A.E.G., 2003, Mon.Not.R.astr .Soc., 344, 1210.

[32] Van Loo, S., Ashmore, I., Caselli, P., Falle, S.A.E.G. and Hartquist, T.W.,2009,

Mon.Not.R.astr .Soc., 395, 319.

[33] Ashmore, I., Van Loo, S., Caselli, P., Falle, S.A.E.G. and Hartquist, T.W., 2010, Astron.

Astrophys., in pres s.

14Figure 1. The veloc ity structure, in the shock frame, along the shock normal for a steady- state

C-type shock propaga ting at 25 km/s through a homogeneous mediu m with nH =105 cm-3.

Each grain has a radius of 0.4 μm and a mass of 8x10-13 g and one percent of the mass is in

grains. The upstrea m magn etic field strength is 10-4 G. The shock veloci ty is at an angle of

45owith respect to the upstream magnet ic field. The blue line represents the neutr al fluid, the

red line the ion and ele ctron fluids and the black line th e grain fluid.

15

Figure 2. The ratio of Bz to By in the shock for w hich results are shown in Fig.1.

16

Figure 3. The veloci ty structure, in the initial shock frame, along the shock normal 5000 yr

after the steady shock for which results are shown in Fig.1 propaga tes into a region of lower

density (from nH = 105 cm-3 to 104 cm-3). The blue line represents the neutr al fluid, the red

line the ion and elec tron fluids and the bl ack lin e the grain flu id.

17

Local Helioseismology 1

Local Helioseismology: Three Dimensional

Imaging of the Solar Interior

Laurent Gizon

Max-Planck-Institut f ur Sonnensystemforschung, Max-Planck-Strae 2, 37191

Katlenburg-Lindau, Germany; email: [email protected]

Aaron C. Birch

NorthWest Research Associates, Colorado Research Associates Division, 3380

Mitchell Lane, Boulder, CO 80301, USA; email: [email protected]

Henk C. Spruit

Max-Planck-Institut f ur Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Strae 1, 85748

Garching, Germany; email: [email protected]

Key Words Solar oscillations, convection zone dynamics, solar magnetism,

sunspots, solar cycle

Abstract The Sun supports a rich spectrum of internal waves that are continuously excited

by turbulent convection. The GONG network and the MDI/SOHO space instrument provide

an exceptional data base of spatially-resolved observations of solar oscillations, covering an

entire sunspot cycle (11 years). Local helioseismology is a set of tools for probing the solar

interior in three dimensions using measurements of wave travel times and local mode frequencies.

Local helioseismology has discovered (i) near-surface vector

ows associated with convection

(ii) 250 m s1subsurface horizontal out

ows around sunspots (iii) 50 m s1extended horizontal

ows around active regions (converging near the surface and diverging below), (iv) the eect of

the Coriolis force on convective

ows and active region

ows (v) the subsurface signature of the

15 m s1poleward meridional

ow, (vi) a 5 m s1time-varying depth-dependent component of

the meridional circulation around the mean latitude of activity, and (vii) magnetic activity on

the far side of the Sun.

CONTENTS

INTRODUCTION : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 2

SOLAR OSCILLATIONS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 6

Observations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 6arXiv:1001.0930v1 [astro-ph.SR] 6 Jan 2010Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2010 48

Modes : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 9

LOCAL HELIOSEISMOLOGY : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 11

Ring Diagram Analysis : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 11

The Cross-Covariance Function : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 14

Time-Distance Helioseismology : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 15

Helioseismic Holography : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 16

Direct Modeling : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 17

Fourier-Hankel Analysis : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 17

THE FORWARD AND INVERSE PROBLEMS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 18

Weak Perturbation Approximation : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 18

Strong Perturbation Regime : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 21

NEAR-SURFACE CONVECTION : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 22