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
Heating of Heavy Ions by Interplanetary Coronal Mass Ejection (ICME) Driven Collisionless Shocks
激波加热和粒子加速过程是等离子体物理中最基本的物理现象之一，在实验室物理、空间物理和天体物理中有着无数的应用。这项研究的动机是由以前的观测非热加热的重离子在天体物理冲击（Korreck等人，2004年）。在这里，我们专注于行星际日冕物质抛射（ICME）加热太阳风和加速粒子驱动的冲击。这项研究特别关注这些冲击引起的重离子加热。以前的研究只集中在两个动态的优势物种，H+和He 2+。本研究利用先进成分探测器（ACE）航天器上的太阳风离子成分谱仪（SWICS）测量的热特性来研究重离子加热。该仪器提供了许多以前无法进行详细研究的重离子的数据，例如氧（O6+，O7+），碳（C5+，C6+）和铁（Fe10+）。离子加热被发现严重依赖于上游等离子体
2006-12-28 astro-ph
The Neupert effect in solar flares and implications for coronal heating
基于对太阳耀斑的硬X射线和软X射线同时观测，我们研究了纽珀特效应的几个方面。大约一半的1114个分析事件显示出与Neupert效应一致的时序行为。对于这些事件，获得软X射线峰值通量和硬X射线注量之间的高相关性，指示电子束驱动的蒸发。然而，对于大约四分之一的事件，有强有力的证据表明，除了电子束之外，还有其他的加热剂。我们讨论的相关性，这些研究结果就帕克的想法，日冕加热的nanoflares。
2002-08-05 astro-ph
Self-consistent Coronal Heating and Solar Wind Acceleration from Anisotropic Magnetohydrodynamic Turbulence
我们提出了一系列模型的等离子体性质沿开放磁通量管植根于太阳冕洞，流光，和活动区。这些模型代表了第一个自洽的解决方案，结合：（1）色球加热驱动的经验引导的声波频谱，（2）日冕加热阿尔芬波已被部分反射，然后阻尼各向异性湍流级联，和（3）太阳风加速的气体压力，声波压力和阿尔芬波压力的梯度。唯一的输入参数是光球波的下边界条件和沿通量管的背景磁场的径向依赖性。对于光球波特性的单一选择，我们的模型仅通过改变日冕磁场来产生一个真实的慢速和快速太阳风条件范围。具体来说，一个2D模型的日冕洞和流光在太阳极小再现纬度分叉的慢流和快流看到的太阳能电池。阿尔芬速度的径向梯度影响波被反射和阻尼的位置，从而影响能量是沉积在帕克临界点以下还是以上。正如早期研究所预测的那样，较大的日冕“膨胀因子”会导致更慢和更密集的风，日冕底部的温度更高，1 AU处的阿尔芬波强度较低，以及通常测量的离子电荷状态和FIP敏感丰度比率的相关趋势与观测结果基本一致。这些模型为日冕加热和太阳风加速（在开放的磁通量管中）可以作为波耗散和湍流级联的结果的想法提供了支持的证据。（摘要摘录）
2007-03-13 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
Magnetic reconnection: flares and coronal heating in Active Galactic Nuclei
磁结构的吸积盘日冕，在磁盘中的浮力不稳定性产生的，可以解释观测耀斑-活动星系核的事件。我们研究如何Petschek磁重联，与MHD湍流，可以导致在一个暴力的能量释放和加热的磁封闭区域的日冕到典型的X射线发射温度。X射线磁耀斑是慢激波释放的能量的后效应，可以解释塞弗特星系的大部分X射线光度，并一致地解释观察到的短时间尺度变化。
1998-05-28 astro-ph
Scaling law for the heating of solar coronal loops
我们报告的初步结果，从一系列的数值模拟的减少磁流体动力学方程，用来描述的动态磁环在活跃地区的太阳日冕。在光球边界处施加一个静止的速度场来模拟颗粒运动的驱动作用。达到湍流稳定制度，其特征在于由宽带功率谱$E_k\simeq k^{-3/2}$和加热率水平与活动区环路的加热要求兼容。方程的量纲分析表明，它们的解决方案是由两个无量纲参数：雷诺数和阿尔芬时间和光球周转时间之间的比率。从一系列的模拟不同值的这个比率，我们确定如何加热率尺度与物理参数的问题，这可能是有用的，这个模型的观测测试。
1999-10-18 astro-ph
Coronal heating and emission mechanisms in AGN
在AGN中形成X射线光谱的流行模型假设盘的角动量耗散的大部分发生在携带少量吸积质量的热日冕中。在这里，我讨论的形成磁结构的吸积盘日冕，产生的浮力不稳定性的磁盘和加热的局部耀斑区域的典型的X射线发射温度。我还研究吸积盘冠和ADAF之间的类比，并讨论在这两个吸积模型的相关排放机制，以及如何观测的限制，可以让我们区分它们。
1999-12-10 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
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
More on the determination of the coronal heating function from Yohkoh data
Priest等人（2000）用解析方法模拟了用Yohkoh/SXT观测到的太阳大而稳定的日冕环的温度分布，并得出沿日冕环加热是均匀的结论。Aschwanden（2001）发现，均匀加热导致沿视线的等离子体柱深度不合理地大，并且，使用两个组件回路模型，足点加热模型回路（具有较小的冷组件）产生更可接受的物理解。我们重新分析相同的回路系统，考虑传统的流体静力学单回路模型均匀分布的加热，并与加热局部化的足点和顶点，和一个非结构化的背景贡献外推从该地区以下的分析循环。从环路模型合成的通量分布进行了详细的比较，在两个滤波器通带中观察到的背景扣除和没有背景扣除，我们发现，背景扣除的数据与可接受的统计显著性拟合的模型相对较热的环路（~3.7 MK）加热的顶点，与列深度~1/10的环路长度。在讨论我们的结果时，我们对数据分析和建模方面的重要性提出了警告，例如考虑复杂环路区域中的漫射背景发射。
2002-07-25 astro-ph
The temporal evolution of coronal loops observed by GOES-SXI
我们使用GOES-12上的太阳X射线成像仪（SXI）的数据研究日冕环的时间演化。该仪器使我们能够详细跟踪日冕环的整个寿命。观察到的光变曲线表明三个不同的进化阶段：上升，主要和衰退。这些阶段的持续时间和特征时间尺度比冷却时间长得多，表明回路平均加热速率缓慢增加，达到维持水平，然后缓慢降低。这表明，一个单一的加热机制的整个生命周期的环路。对于整体回路，回路平均加热速率是加热机制的固有能量释放速率。对于作为脉冲加热股束的环，它是单个加热事件或纳米片发生频率的指示。我们表明，环平均加热速率的时间尺度是成比例的时间尺度所观察到的强度变化。环路中的辐射冷却时间与传导冷却时间之比略小于1，使其介于先前针对较热环路和较冷环路测量的值之间。我们的研究结果进一步支持了一种趋势的存在，即所有的循环都是由相同的机制加热的，或者不同的机制具有基本的相似性（例如，都是脉冲的或都是稳定的，具有相似的加热速率）。
2006-11-10 astro-ph
On Competing Models of Coronal Heating and Solar Wind Acceleration: The Debate in '08
为了准备2008年5月在劳德代尔堡举行的SPD/AGU会议上的激烈辩论，本文试图简要阐述我自己对太阳风如何加速的争论的看法。我们仍然不知道太阳风在多大程度上是由保持开放的通量管供给的（并由足点驱动的波动提供能量），以及在多大程度上大部分质量和能量是从闭合回路更间歇地输入到开放场区域的。事实可能会证明，要解释观测到的太阳风现象的全部范围，需要将这两种观点结合起来。
2008-04-18 astro-ph
Coronal Heating versus Solar Wind Acceleration
帕克在1958年的初步见解提供了日冕加热和太阳风加速之间的关键因果关系。然而，我们仍然不知道太阳风的质量、动量和能流中有多少是由帕克型气压梯度驱动的，又有多少是由，例如，波粒相互作用或湍流。SOHO在将这些想法带回日冕和太阳风研究的前沿方面发挥了关键作用。本文回顾了我们目前对快速和慢速太阳风加速背景下日冕加热的理解。对于快速的太阳风，阿尔芬波的产生，传播和非WKB反射的最新模型，并与最近的太阳极小期的Udash，SUMER，无线电和现场观测进行比较。从热过程和非热过程中导出的能量和动量附加分数与各种观测数据相一致。对于更混乱的慢太阳风，稳定的流光边缘流的相对作用（由Urestrial丰度分析强调）与明亮的斑点结构（由LASCO看到）需要了解流光加热和慢风加速度之间的关系之前，可以肯定地知道。最后，本报告总结了下一代遥感观测的需要，可以提供明确表征主导物理所需的严格约束。
2004-09-29 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
Coronal heating through braiding of magnetic field lines
像我们的太阳这样的冷恒星被一百万度的高温外层大气，日冕所包围。60多年来，日冕加热过程的物理性质一直令人困惑，其温度远远超过恒星表面的温度。观测技术和数值模拟的最新进展为解决这一问题打开了新的窗口。我们提出的第一个日冕发射线光谱合成的三维数值模型描述的动力学和能量的演变，以及在日冕中的磁场。在这些模型中，日冕通过恒星表面的运动而被加热，从而导致磁场线的编织，从而感应出最终消散的电流。这些前向模型使我们能够综合观测到的特性，如（平均）发射线多普勒频移或外大气中的发射测量，尽管过去已经提出了许多建议，但到目前为止，理论上还没有理解。由于我们的模型通过了这些观测测试，我们得出结论，通量编织机制是太阳和类太阳恒星磁封闭日冕的主要加热过程的主要候选者。
2004-09-21 astro-ph
Quiet Sun coronal heating: analyzing large scale magnetic structures driven by different small-scale uniform sources
Krucker和Benz（1998）最近对安静太阳加热事件的测量有力地支持了Parker（1988）的假设，即小尺度耗散事件对安静加热做出了主要贡献。此外，将他们的观测结果与Priest等人（2000年）的分析相结合，可以得出结论，驱动这些耗散事件的源也是小尺度源，通常为2000 km（或小于2000 km）的量级和现代仪器的分辨率。这就产生了一个问题，即这些小尺度事件如何参与到更大尺度的可观测现象中，以及如何从观测中提取关于小尺度的信息。这个问题是在Krasnoselskikh等人（2001）提出的一个简单的现象学模型的框架内处理的，该模型允许在各种小尺度源和耗散过程之间切换。本文用奇异值分解和导出的熵研究了磁场的大尺度结构。
2001-08-21 astro-ph
Three Dimensional Structure and Energy Balance of a Coronal Mass Ejection
2001年12月13日，紫外日冕物质抛射谱仪（UNOPS）观测到了部分晕日冕物质抛射（CME）的多普勒频移物质。所观察到的[OV]/OV]的比率是对于评估等离子体的状态重要的可靠的密度诊断。早期的天文学家对日冕物质抛射的观测发现，喷出的等离子体在喷发后很长一段时间内都被加热了。我们已经调查了加热率，这代表了一个显着的一部分CME的能量预算。采用参数化加热、辐射冷却和绝热冷却方法，结合含时电离态模型，计算了CME材料的温度演化。行星际磁云的磁绳模型的函数形式也被用来参数化加热。我们发现，需要持续加热，以配合UESTO的意见。为了匹配OVI亮结，需要更高的加热速率，使得加热能量大于动能。在Ly $α$和C III排放中亮结的温度表明，这些区域需要较小的加热速率。在磁绳模型的背景下，大约75%的磁能必须转化为热能，以匹配OVI观测。我们得到更严格的限制加热比以前的分析，我们表明，热传导与斯皮策电导率是不足以占加热在大的高度。
2008-10-27 astro-ph
Plasma Diagnostics of Active Region Evolution and Implications for Coronal Heating
本文介绍了太阳和日光层观测站（SOHO）上的日冕诊断光谱仪（CDS）、迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）和极紫外成像望远镜（EIT）对衰减太阳活动区NOAA 10103的观测结果。利用Si X射线（356.03 A/347.41 A）形成的电子密度图显示，其密度变化范围从活动区核心的~10^10 cm^-3到区域边界的~7x10^8 cm^-3。在五天的观测中，平均电子密度下降了约30%。使用Fe XVI（335.41 A）/Fe XIV（334.18 A）形成的温度图显示，活动区核心的电子温度为2.34 × 10^6 K，区域边界的电子温度为2.10 × 10^6 K。与电子密度类似，平均电子温度在五天内也有小幅下降。计算了辐射、传导和质量流损失，并用于确定所得加热速率（P_H）。辐射损失被发现占主导地位的活动区冷却过程。随着该区域的衰减，在观测的第一天和最后一天之间，加热速率几乎下降了五倍。然后将加热速率与总无符号磁通量（Phi_tot）进行比较，得到形式为P_H ~ Phi_tot^（0.81 +/- 0.32）的幂律。这一结果表明，波，而不是nanoflars可能是占主导地位的加热机制，在这个活跃的地区。
2005-09-08 astro-ph
Self-Regulation of Solar Coronal Heating Process via Collisionless Reconnection Condition
我提出了一个新的范式太阳日冕加热视为一个自我调节的过程，保持等离子体轻微碰撞。该机制是基于两个效应之间的耦合。首先，日冕密度控制等离子体的碰撞性，因此之间的缓慢碰撞Sweet-Parker和快速碰撞重联制度的过渡。反过来，日冕能量释放导致色球蒸发，增加密度，从而抑制新重新连接的环的后续重新连接。因此，从统计学上讲，密度在某个临界水平附近波动，与日冕中观察到的密度相当。从长远来看，日冕加热可以通过快速重连事件（纳米耀斑），蒸发事件和日冕等离子体的长期缓慢磁应力积累和辐射冷却的重复循环来表示。
2007-12-23 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
From Solar and Stellar Flares to Coronal Heating: Theory and Observations of How Magnetic Reconnection Regulates Coronal Conditions
目前还没有解释为什么日冕具有它所具有的温度和密度。我们提出了一个模型，解释了如何动态的磁重联调节条件的日冕。在临界状态下，磁重联的分叉会对给定密度的日冕温度施加一个上限。我们目前的观测证据，从107耀斑在37个类太阳恒星恒星的恒星日冕接近这一临界状态。该模型对日冕的自组织临界性模型有重要意义。
2008-02-05 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Constraining coronal heating: employing Bayesian analysis techniques to improve the determination of solar atmospheric plasma parameters
揭示日冕加热机制本质的一种方法是将简单的理论一维流体静力环模型与沿着这些特征的温度和/或密度结构的观测结果进行比较。处理这种比较的最著名的方法是$χ^2$方法。在本文中，我们认为这种方法所施加的限制，并提出了一种替代方法，使模型比较使用贝叶斯统计。为了量化我们的信念，我们使用贝叶斯因子和信息标准，如AIC和BIC。三个模拟数据集进行了分析，以验证该程序，并评估不同的误差条大小的影响。另外两个数据集（Ugarte-Urra等人，2005; Priest等人，2000）使用上述方法重新分析。在这两个数据集之一中（Ugarte-Urra等人，2005年），由于观测温度值的误差估计，无法区分不同的加热机制。为此，我们建议，经典和贝叶斯统计应适用于作出安全的假设的性质的日冕加热机制。
2011-02-01 astro-ph astro-ph.SR
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
Coronal Heating, Weak MHD Turbulence and Scaling Laws
在约化磁流体力学（RMHD）的框架内，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动态，以了解日冕加热由锚定在光球中的磁力线运动驱动。我们明确地确定MHD各向异性湍流的物理机制，负责运输的能量从大尺度，能量注入光球运动，到小尺度，在那里它被耗散。由于环路参数的变化，不同的制度的湍流发展：强湍流被发现为弱轴向磁场和长的环路，导致在垂直方向上的柯尔莫哥洛夫光谱，而较弱和较弱的制度（陡峭的总能量谱斜率）被发现为强轴向磁场和短的环路。因此，我们预测，缩放的加热速率与轴向磁场强度$B_0$，这取决于总能量的光谱指数为给定的环路参数，必须从$B_0^{3/2}$弱场$B_0^{2}$强场在给定的纵横比。预测的加热率是在较低的范围内观察到的活动区和安静的太阳日冕能量损失。
2007-07-15 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
The Sun as a MHD generator: application of a new heating mechanism for the coronal loops and closed magnetic structures
我们研究了太阳风（加上其他可能存在的流动）穿过磁场线（垂直于流动）加热太阳日冕活动区域中的环路和其他闭合磁结构的可能性，其方式与传统MHD发电机的工作方式类似。一个简单的模型，制定允许计算由这种机制产生的典型电流。这使得能够判断太阳能活动区的环路是否可以通过所提出的机制通过相关的欧姆耗散加热。它表明，即使加热区的宽度是几个质子拉莫尔半径的数量级，（这实际上意味着环由{ \it纳米线}表示，通过与纳米耀斑日冕加热机制类比，具有几个质子拉莫尔半径的宽度）并且等离子体流速为50 km s $^{-1}$，则仅约1%根据这一猜想，可以满足日冕环的加热要求。该模型的其他影响，如预测的空间热分布沿环以及应用模型的其他地方，如色球层和共转相互作用区域结构的太阳风进行了讨论。
2005-06-06 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Fast Collisionless Reconnection Condition and Self-Organization of Solar Coronal Heating
我认为，太阳日冕加热是一个自我调节的过程，使日冕等离子体大致边缘碰撞。自我调节机制基于两种效应的相互作用。首先，等离子体密度控制日冕能量释放之间的过渡缓慢碰撞Sweet-Parker制度和快速碰撞重联制度。当Sweet-Parker层变得比特征无碰撞重联尺度更薄时，就会发生这种转变。根据上游等离子体密度（n_e）、重联（B_0）和引导（B_z）磁场分量以及重联层的整体长度（L），我提出了一个简单的判据：L <6.10^9 cm [n_e/（10 ^{10}/cm^3）]^（-3）（B_0/30 G）^4（B_0/B_z）^2。接下来，日冕能量释放通过重连通过色球蒸发提高了周围的等离子体密度，这反过来又暂时抑制了随后的重连，包括新重连的环。然而，随着时间的推移，辐射冷却逐渐降低密度再次低于临界值，快速重联再次成为可能。因此，密度是高度不均匀和间歇性的，但在统计上，并没有强烈偏离临界值，这是与观测到的日冕密度。因此，从长远来看，日冕加热过程可以通过由快速重连事件组成的重复循环来表示（即，纳米片），接着是快速蒸发事件，接着是相对长的时间（1小时），在此期间磁应力建立，同时等离子体冷却并沉淀。
2007-08-30 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-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
Nonlinear Dynamics of the Parker Scenario for Coronal Heating
通过在约化磁流体力学（RMHD）框架内对日冕环在日冕几何中的动力学进行长时间高分辨率模拟，全面研究了日冕加热的Parker或磁力线缠结模型。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动的各向异性湍流级联占主导地位的磁能。在物理空间中，这对应于磁拓扑，其中磁场线几乎没有纠缠，然而电流片（对应于帕克假设的原始切向不连续性）连续地形成和消散。电流片是非线性级联的结果，该级联将能量从对流运动尺度（$\sim 1,000 km$）向下转移到耗散尺度，在耗散尺度处，能量最终转换为热量和/或粒子加速。电流片构成了系统的耗散结构，与之相关的磁重联在小尺度上引起脉冲“突发”加热事件。这张照片与最先进的（E）UV和X射线成像仪观察到的细长环是一致的，这些成像仪虽然表面上是静止的，但在这些波长下闪耀着明亮的光芒，几乎没有纠缠特征的证据。弱和强的MHD湍流的发展，以及它们对日冕加热定标的影响，不同的制度，被证明取决于环路参数，这种依赖性的定量特征：弱湍流制度和陡峭的光谱发生在{ \it较强的环路领域}，并导致{ \it较大的加热率}比在弱场区域。
2007-12-18 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
