Coronal Seismology and the Propagation of Acoustic Waves Along Coronal Loops
我们结合解析理论、数值模拟和数据分析来研究声波沿冠状环的传播。我们表明，波的强度扰动取决于许多因素，包括耗散的波能量，压力和温度梯度的回路大气中，波和流动之间的工作动作，和观测仪器的灵敏度特性。特别地，强度扰动的标度长度直接随耗散标度长度变化（即，阻尼长度）以及压力、温度和速度的标度长度。我们模拟了三种不同的平衡环模型中的波传播，发现耗散和压力和温度分层是最重要的影响，在低日冕中，波是最容易检测到的。速度效应很小，横截面积的变化对垂直于环轴的视线没有直接影响。在我们的模拟中的强度扰动尺度长度同意非常好的尺度长度，我们测量的样本中观察到的TRACE环。中位观测值为4.35x10^9 cm。在某些情况下，强度扰动随高度增加，这可能是环中温度反转的指示（即，温度随高度降低）。我们最重要的结论是，热传导，主要的阻尼机制，是准确地描述了经典的传输理论。没有必要援引反常过程来解释观测结果。
2004-12-03 astro-ph
Links between magnetic fields and plasma flows in a coronal hole
我们比较小尺度的功能可见的Ne VIII多普勒频移图中的赤道冕洞（CH）的SUMER观察到的小尺度结构的磁场作为构建从一个同时光球磁图的潜在磁场外推。合并的数据集进行分析，相对于小规模的流动的日冕物质，这意味着Ne VIII多普勒频移作为示踪剂的等离子体流的研究与环境磁场密切相关。一些小的闭场区域，在这个很大程度上开放的CH也被发现在冠状体积考虑。多普勒频移模式被发现是清楚地与现场拓扑结构。
2008-01-30 astro-ph
First nonlinear force-free field extrapolations of SOLIS/VSM data
研究了活动区日冕磁场结构及其时间演化。我们试图比较一个活动区在一个非常安静的时期，在耀斑的同一地区的磁位形。可能是第一次，我们使用矢量磁像数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）模拟日冕磁场作为一个序列的非线性无力平衡。我们研究了2007年6月7日观测到的活动区NOAA 10960，在一个小的C1.0耀斑的时间节奏10分钟和6个快照在一个安静的时期。活动区的总磁能约为$3 \times 10^{25}$ J，耀斑前自由磁能约为位场能的5%。在耀斑期间释放了一部分多余的能量，在平静期开始时几乎产生了一种潜在的配置。在研究期间，日冕磁场能量仅比位场能量高百分之几，因此只发生了一次小的C1.0耀斑。这是与早期研究的活动区10540相比，其中的自由磁能比产生两个M级耀斑的势场高约60%。然而，自由磁能积累之前，并在耀斑期间被释放，这似乎是大，小耀斑的情况。
2008-09-08 astro-ph
On Tripolar Magnetic Reconnection and Coronal Heating
利用太阳大气光球-色球区的最新数据，通过Sturrock（1999）的方法研究了三极几何中的磁重联。特别关注重联区域的宽度、快速增长的撕裂模的波数、岛长度尺度、MHD波动频率、撕裂模增长率、能量耗散率和将色球等离子体加热到日冕温度所需的最小磁场强度。发现在色球上层形成了小尺度。撕裂模不稳定性的最大增长率与能量耗散率的峰值一致，两者都发生在同一高度的上层色球层。人们认识到，磁场随高度的分布对于更好地理解日冕加热问题至关重要。
2003-01-08 astro-ph
Quiet Sun coronal heating: statistical model
Krucker & Benz（1998）最近的观测结果有力地支持了Parker的假说（Parker 1988），即小尺度耗散事件对平静的日冕加热做出了主要贡献。他们还表明，这些小规模事件不仅与磁网络有关，而且与细胞内部有关（Benz & Krucker，1998）。此外，考虑到Priest与合著者（Priest等人，2000年）进行的分析结果，他们证明了加热沿着弧是准均匀的，我们得出的结论是，驱动这些耗散事件的源也是小尺度源。通常，它们的数量级等于或小于观测到的事件的线性尺度，即小于2000公里。为了描述由微耀斑、纳米耀斑甚至更小的事件引起的宁静日冕加热的统计特性，我们考虑了一个服从均匀小尺度驱动和耗散的元胞自动机模型.该模型由两个部分组成，磁场源假定与光球对流的小尺度流体动力学湍流和小尺度电流的局部耗散有关。假设耗散是由异常电阻率（当电流密度超过某个阈值时）或由磁重联提供的。考虑的主要问题是如何耗散的能量流的统计特性取决于磁场源的特性和物理机制负责的磁场耗散。随着阈值电流的增加，我们观察到从高斯统计到幂律型的过渡。此外，我们发现，由重联提供的耗散导致更强的偏离高斯分布。
2001-08-17 astro-ph
Nonlinear force-free modeling of the solar coronal magnetic field
日冕磁场是一个重要的量，因为磁场控制着日冕的结构。不幸的是，通常无法直接测量日冕磁场。光球磁场是用矢量磁象仪进行常规测量的。这些光球层的测量值被外推到日冕中。外推的日冕磁场取决于关于日冕等离子体的假设，例如无力。无磁力意味着所有的非磁力如压力梯度和重力都被忽略。由于等离子体β较低，这种方法在日冕中是合理的。然而，人们必须注意光球层中的模糊性，噪音和非磁力，磁场矢量是在光球层测量的。本文综述了非线性无力日冕磁场外推的几种数值方法：Grad-Rubin程序、向上积分法、MHD松弛法、最优化法和边界元法。我们简要地讨论了不同的方法的主要特点，并主要集中在最近开发的新代码。
2008-01-18 astro-ph
How to use magnetic field information for coronal loop identification?
太阳日冕的结构主要由磁场控制，因为磁压比等离子体压力高出大约四个数量级。由于高传导性，发射的日冕等离子体（例如在SOHO/EIT中可见）勾勒出磁场线。发射等离子体结构的梯度在平行于磁场线的方向上比在垂直方向上显著更低。因此，有关日冕磁场的信息可以用于日冕等离子体结构的解释。我们从光球磁场测量值外推日冕磁场。外推法取决于关于日冕电流的假设，例如势场（无电流）或无力场（平行于磁场的电流）。作为下一步，我们将重建的3D磁场线投影到EIT图像上，并与发射等离子体结构进行比较。冠状回线被识别为闭合的磁场线，在EIT中具有高发射率，并且沿磁场的发射率梯度小。
2008-01-30 astro-ph
First Stereoscopic Coronal Loop Reconstructions from Stereo Secchi Images
我们提出了第一次重建的三维形状的磁回路在一个活跃的区域从两个不同的有利位置的基础上同时记录的图像。这些图像是由最近发射的STEREO航天器上的SECCHI仪器的两个EUVI望远镜拍摄的，当时两个空间探测器的日心分离度为12度。我们证明，这些数据允许获得一个可靠的三维重建足够明亮的循环。结果进行了比较，来自日冕磁场模型外推的光球磁图几乎同时记录SOHO/MDI的磁力线。我们的属性之间的差异重建的环路和外推的场线的线性无力场模型用于外推的不足。
2008-02-06 astro-ph
The Magnetic Topology of Coronal Mass Ejection sources
在试图测试当前的启动模型的日冕物质抛射（CME），重点是磁爆发模型，我们检查的背景下，他们的色球和日冕响应的26 CME事件的源的磁拓扑结构，在大约9小时的时间间隔爆发开始。首先，我们执行电流免费（潜在的）外推的光球磁图检索的关键拓扑成分，如日冕磁零点。然后，我们比较的重连签名中观察到的高节奏和高空间分辨率的过渡区和日冕探测器（TRACE）的图像与相关的拓扑特征的位置。比较结果表明，只有七个事件可以解释的爆发模型，这需要一个多极拓扑结构与爆发前的重新连接在日冕零。然而，我们发现，更多的事件（12）不能用这些术语来解释。其中6个没有发现磁零点。其他七个案件仍然难以解释。我们还表明，在不同的解释下，事件的CME速度和耀斑能量之间没有系统的差异。
2007-03-02 astro-ph
Effects of partitioning and extrapolation on the connectivity of potential magnetic fields
日冕磁场的特征可能在于它的磁力线如何将相反光球通量的区域连接起来--它的连通性。连通性可以被量化为一旦识别出这样的区域，连接相对区域对的净通量。一种现有的算法将典型的活动区域划分成范围从几十到几百的单极区域的数量，这取决于算法参数。这项工作探讨了分区的属性如何取决于一些算法参数，以及连接性如何取决于一个特定的活动区域磁图分区的粗糙度。我们发现它们之间的连接数量与区域的数量成比例，即使可能的连接数量与其平方成比例。有几种方法可以产生日冕场，甚至是势场。场可以在导电边界内或在无限半空间上计算。对于连通性的计算，单极区域可以用点源代替，或者精确的磁图可以用作下边界条件。我们的调查显示，来自这些不同领域的连通性只有轻微的差异-不超过15%。最大的区别是在导电壁内的场和半空间内的场之间。随着更精细的划分产生更多的源区，它们的连通性变得更加不同。这也给出了一种定量的方法，确定传导边界必须放置多远，以便不显著影响外推。对于相同的外边界，使用点源而不是精确的磁图在连通性上产生较小的差异：通常为6%，与源区的数量无关。
2008-11-08 astro-ph
On the Heating of the Solar Corona and the Acceleration of the Low-Speed Solar Wind by Acoustic Waves Generated in Corona
我们调查的可能性，太阳日冕加热的声波产生的不是在光球，但在日冕，旨在加热中，低纬度的日冕，低速风预计来自。色球重联是Sturrock最近提出的小尺度磁重联事件的一种模型，它触发了周期为τ ~ 100 s的声波。这些具有有限振幅的波最终形成冲击波，从而形成N波（N波），并通过其波能量的耗散直接加热周围的日冕。基于弱激波理论处理N波的外传播，使得加热速率可以与背景日冕等离子体的物理性质一致地进行评估，而无需以特设的方式设置耗散长度。我们用能流范围为F_{w,0} =（1-20）× 10^5 erg cm^{-2} s^{-1}和周期τ = 60- 300 s的各种声波输入，构造了从上色球层到1天文单位外的日冕结构。N波耗散的加热作用有效地作用于日冕内部，我们发现F_{w,0} >= 2 × 10^5 erg cm^{-2} s^{-1}和τ>= 60 s的N波能维持峰值日冕温度，T_{max} > 10^6 K。该模型还可以再现在流注区观察到的密度分布。然而，由于其短的耗散长度，T_{max}的位置比观测更接近地面，因此太阳风的合成流速低于观测到的低速风廓线。为了再现真实的日冕，与其他耗散长度较大的加热源和加速度源的合作是不可避免的。
2002-08-06 astro-ph
Turbulent coronal heating and the distribution of nanoflares
我们进行直接数值模拟的外部驱动的二维磁流体动力学系统在较长的时间内模拟的一个太阳日冕环的横截面的动态。施加一个固定的和大规模的磁场强迫，模拟光球运动的磁环脚点。达到湍流稳定制度，这对应于能量耗散率与日冕环的加热要求一致。诸如能量耗散率之类的量的时间行为显示出明显的非线性指示，这完全是由于系统的强非线性。我们尝试将这些磁能量耗散的脉冲事件与所谓的纳米片联系起来。这些事件的统计分析产生一个幂律分布作为其能量的函数，负斜率为1.5，这是一致的，从X射线观测报告的耀斑能量分布。
1997-05-07 adap-org astro-ph nlin.AO
Modeling a coronal loop heated by MHD-turbulence nanoflares
我们模拟的等离子体的流体动力学演化局限在一个日冕环，30000公里长，受到加热的纳米耀斑由于间歇性磁耗散事件的MHD湍流产生的循环足点运动。我们使用的能量耗散的随时间变化的分布沿环从一个混合壳模型，发生在电晕约10 G的磁场;相关的加热每单位体积沿环中使用的Palermo-Harvard环路等离子体流体动力学模型。我们描述的结果集中在最强烈的热脉冲产生的影响，这导致1和1.5 MK之间的环路温度。
2005-06-28 astro-ph
An Ab Initio Approach to the Solar Coronal Heating Problem
我们提出了一个从头算的方法来模拟太阳日冕加热问题的一小部分，太阳日冕在一个计算箱中使用三维MHD代码，包括现实的物理。观测到的太阳颗粒速度模式和它的振幅和涡度功率谱，作为再现的加权Voronoi镶嵌法，被用作边界条件，产生坡印亭通量的存在下的磁场。初始磁场是SOHO/MDI高分辨率磁图的潜在外推，标准层结大气被用作热初始条件。除了色球温度结构保持不变外，初始条件很快就被遗忘了，因为包含的斯皮策电导率和辐射冷却函数的时间尺度比模拟的时间跨度短得多。在短暂的初始启动期之后，磁场能够在高度间歇的日冕中耗散3-4 10^6尔格cm^{-2} s^{-1}，维持$\sim 10^6$ K的平均温度，在日冕密度值下，过渡区和日冕探测器（TRACE）171和195通带的模拟图像再现了观测到的光子计数率。
2004-07-13 astro-ph
Hyperdiffusion as a Mechanism for Solar Coronal Heating
提出了日冕磁通量绳加热的理论。耗散的磁能有两种不同的贡献：（1）由于颗粒尺度的随机足点运动而注入日冕的能量，以及（2）来自通量绳的大尺度非势磁场的能量。第二种耗散可以用超扩散来描述，这是一种磁扩散，其中平均磁场的螺旋度是守恒的。相关的加热速率取决于平均磁场的扭转参数的梯度。构造了一个简单的含有日冕磁绳的活动区模型。我们发现，在轴上的磁通绳的温度和密度低于在当地的环境中，与日冕空洞的观测相一致。该模型要求磁绳中的磁场在本质上是随机的，其垂直长度尺度为1000 km。
2008-02-13 astro-ph
Modelling the Global Solar Corona II: Coronal Evolution and Filament Chirality Comparison
利用新开发的模拟真实光球和三维日冕磁场在6个月的时间内，在全球范围内考虑太阳灯丝的半球模式。模拟中的磁场方向直接与观察到的细丝在其观察位置处的手性进行比较。在我们的模型中，日冕磁场通过一系列连续的非线性无力平衡而演化，以响应光球边界条件的变化和新的磁通量的出现。总共插入了119个磁性双极，其属性与观察到的活动区域相匹配。这些双极扭曲出现，并将磁螺旋度注入太阳大气层。当我们选择这个活跃区域螺旋度的符号来匹配在每个半球观察到的螺旋度时，该模型为高达96%的细丝产生了正确的手性，包括半球模式的例外。如果出现的双极子的螺旋度为零，或者螺旋度的符号相反，那么这个百分比就会大大减少。此外，该模拟在较长时间后产生具有正确手性的更高比例的细丝。这表明日冕场演变的一个关键因素是它的长期记忆，以及螺旋度在许多个月内从低纬度到高纬度的积累和传输。它强调了日冕场连续演化的重要性，而不是在不同时间独立的外推。这对未来的建模，如与日冕物质抛射的起源和发展有关的建模，具有重要的影响。
2007-11-19 astro-ph
MHD versus kinetic effects in the solar coronal heating: a two stage mechanism
使用Particle-In-Cell模拟，即在动力学等离子体描述中，最近报道了平行电场产生的新机制的发现。在这里，我们表明，电场产生平行于均匀的未扰动磁场可以得到一个更简单的框架，使用理想的磁流体动力学（MHD）的描述。在理想磁流体力学中，弱非线性阿尔文波与横向密度不均匀性相互作用产生的快磁声波，会产生平行于均匀无扰磁场的电场。在日冕加热问题的背景下，一个新的{ \it两阶段机制}的等离子体加热提出的重点，首先，在一个{ \it理想MHD}的描述直接平行电场的产生，而不是专注于增强耗散机制的阿尔文波，第二，这些平行电场的耗散通过{ \it动力学}的影响。结果表明，对于一个单一的阿尔文波谐波频率$ν= 7$ Hz，和纵向波长$λ_A = 0.63$ Mm的一个假定的阿尔文速度为4328 km s $^{-1}$，所产生的平行电场可以占10%的必要的日冕加热要求。我们推测，宽频谱（10 $^{-4}-10^3$ Hz）阿尔文波，根据观测约束的频谱，可以提供必要的日冕加热的要求。通过比较MHD与动力学的结果，我们还表明，有一个明确的指示{ \it异常电阻率}是100倍以上的经典Braginskii值。
2006-06-27 astro-ph
Long period slow MHD waves in the solar wind source region
考虑压缩粘性和热导率，研究了长周期慢纵向MHD波在极冕洞中的传播和耗散。我们讨论了它们可能在谱线变窄中的作用，以及在冕洞和太阳风的能量收支中的作用。我们比较了纵向MHD波和高频Alfven波的贡献。
2007-12-17 astro-ph
A Mechanism for Coronal Hole Jets
秃斑是一种磁拓扑结构，其中磁场在光球极性反转线的一部分上是凹的。秃斑拓扑被认为是灯丝通道的基本成分，并且经常在观测到的光球场的外推中发现。使用解析源-表面模型来计算嵌入在全球磁偶极子场中的小双极区域的磁拓扑，我们证明了虽然在靠近太阳赤道的封闭场区域中很常见，但在日冕洞的开放场拓扑中不太可能发生秃斑。我们的结果引起了以下问题：当周围的场线打开时，秃斑拓扑会发生什么？当秃斑移动到冕洞中时，或者当冕洞在包含秃斑的区域中形成时，就会出现这种情况。我们的静磁模型表明，在这种情况下，秃补丁拓扑几乎总是变换成一个零点拓扑的脊椎和风扇。我们认为，这种情况下的时间依赖性的演变将是非常动态的，因为从一个光秃秃的补丁到零点拓扑结构的变化不能发生通过一个简单的理想的演变在日冕。我们讨论了这些研究结果的影响，最近的日野XRT观测冕洞射流，并给出了计划的时间依赖的三维MHD模拟的轮廓，以充分评估这种情况。
2008-04-24 astro-ph
Preprocessing of Hinode/SOT vector magnetograms for nonlinear force-free coronal magnetic field modelling
太阳磁场是了解太阳大气物理过程的关键。非线性无力代码已被证明在从基础矢量边界数据外推日冕场方面是有用的[概述见Schrijver等人，2006]。然而，我们只能在光球层中常规地高精度测量磁场矢量，例如，Hinode/SOT，不幸的是，这些数据不满足Aly（1989）定义的无力一致性条件。因此，我们必须对这些数据进行一些变换，然后才能合理地应用非线性无力外推代码。为此，我们已经开发了一个最小化的过程，使用测量的光球场矢量作为输入，以近似一个更色球一样的字段，该方法被称为预处理。详情见Wiegelmann et al. 2006]。该程序包括力自由的一致性积分和空间平滑。该方法已经过模型活动区的深入测试[见Metcalf等人，2008年]，并已应用于几个地面矢量磁图数据之前。在这里，我们应用预处理程序的光球磁场测量与Hinode/SOT仪器。
2008-01-18 astro-ph
Successful Coronal Heating and Solar Wind Acceleration by MHD Waves by Numerical Simulations from Photosphere to 0.3AU
通过一维、含时、非线性磁流体动力学模拟，考虑辐射冷却和热传导，我们发现日冕加热和冕洞内快速太阳风的加速是光球层磁场足点起伏的自然结果。我们施加低频（<0.05Hz）横向光球运动，对应于颗粒化，速度<dv>= 0.7km/s。尽管色球层中的反射衰减，所产生的出射阿尔芬波的足够的能量传输到电晕加热和加速的等离子体的非线性耗散。我们的结果清楚地表明，初始冷（10^4K）和静止的大气被自然加热到10^6K，并加速到800 km/s，并解释了最近的SOHO观测和行星际闪烁测量。
2006-05-22 astro-ph
A mechanism for parallel electric field generation in the MHD limit: possible implications for the coronal heating problem in the two stage mechanism
我们解决理想的数值，2.5D，MHD方程在笛卡尔坐标系中，与等离子体β 0.0001从平衡，模仿一个大曲率半径的太阳日冕环或极地羽脚点。在这样的平衡之上，一个纯粹的Alfvénic，线性极化的平面波被发射。在日冕加热问题的背景下，提出了一个新的两阶段机制的等离子体加热，把重点放在，第一，在一个理想的MHD描述直接平行电场的产生，而不是专注于增强耗散机制的阿尔文波，第二，这些平行电场耗散通过{ \it动力学}的影响。结果表明，一个单一的阿尔文波谐波频率$ν= 7$ Hz和纵向波长$λ_A = 0.63$ Mm，对于一个假定的阿尔文速度为4328 km s $^{-1}$，所产生的平行电场可以占10%的必要的日冕加热需求。我们推测，宽频谱（10 $^{-4}-10^3$ Hz）阿尔文波，根据观测约束的频谱，可以提供必要的日冕加热的要求。通过我们的平行电场产生机制，这种波可以沉积的确切能量只有在完成更完整的参数研究后才能计算出来。因此，需要获得存储在平行电场中的能量与频率的“理论谱”。
2006-06-27 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
