Damping of Compressional MHD Waves In Quiescent Prominences and Prominence-Corona Transition Region (PCTR)
本文考虑了牛顿冷却和磁流体湍流引起的辐射损失的影响，研究了线性压缩波在静止日冕和日冕-日冕过渡区（PCTR）中的空间阻尼。辐射损耗给出了辐射弛豫时间在（10- 1000 s）范围内的慢模波的可接受的阻尼长度。从日珥地震学中，可以推断出不透明度和湍流运动粘滞系数的值。已经发现，对于给定的辐射弛豫时间值，高频慢模波是高度阻尼的。我们还研究了MHD湍流在MHD波阻尼中的可能作用，发现湍流粘性可以再现在湍流中，特别是在PCTR中观测到的阻尼时间和阻尼长度。
2006-09-10 astro-ph
MHD simulations of radiative jets from young stellar objects: Halpha emission
本文采用二维轴对称模拟方法研究了射流中的H $α$发射。我们比较从流体动力学（HD）模拟获得的排放与磁流体动力学（MHD）模拟。假设磁场仅存在于射流中，并且具有环形配置。模拟具有随时间变化的喷射速度和不同的初始磁场强度。结果表明，相对于HD的情况下，磁化的情况下，在H $α$发射沿射流的增加。发射的增加是由于在MHD情况下射流的更好的准直，以及激波速度的小幅增加。这些结果可能有重要的影响，从年轻的恒星物体的喷流观测的解释。
2005-12-07 astro-ph
Convection and the origin of Evershed flows in sunspot penumbrae
本文讨论了小黑子半影精细结构的三维辐射-磁流体动力学数值模拟。该模拟显示了与所观察到的Evershed流类似的水平流的短对流结构的发展，以及这些结构以与观测结果一致的速度向内传播。我们的结论是，Evershed流代表翻转对流的水平流分量的差距，大大降低了磁场强度。由于倾斜的磁场导致对称性破缺，因此气流的顶部总是向外--远离本影。上升流发生在间隙的内部，大部分气体径向翻转（向外和侧向），并再次下降。上升、冷却和翻转的气流倾向于使磁场线向下弯曲，迫使磁场减弱，这使得位于邻近层的气体更容易开始类似的运动序列，这有助于横向加热，从而导致灯丝向内传播。
2008-02-13 astro-ph
Solar surface emerging flux regions: a comparative study of radiative MHD modeling and Hinode SOT observations
我们提出的结果，从数值模拟的新兴通量区域的太阳表面。通过三维辐射MHD模拟浮磁通量管通过对流区和光球的上升进行建模。由于对流区的强烈分层，上升导致管横向膨胀成磁性片，其作为在颗粒化规模的小规模通量出现事件的水库。向下的对流和上升的磁通量的相互作用使其波动，形成蜿蜒的磁力线进入光球层。观测的特点，包括新兴的通量区域的模式，取消表面通量和相关的高速下行流，对流崩溃的光球通量管，外观的异常变暗，形成亮点和可能存在的瞬态千高斯水平场的范围内讨论的新观测日出太阳光学望远镜。新兴的通量区域的当地日震学的影响进行了讨论。
2008-10-31 astro-ph
Synthetic Molecular Clouds from Supersonic MHD and Non-LTE Radiative Transfer Calculations
分子云的动力学特征是在磁场存在下的超音速随机运动。我们研究这种情况下使用的三维可压缩磁流体动力学（MHD）方程的数值解在一个制度的高度超音速随机运动。通过求解MHD方程得到的复密度场和速度场进行了非LTE辐射转移计算，得到了5 × 10^5以上的合成分子谱。我们使用没有重力或外力的数值流。流动是超Alfvenic的，对应于Padoan和Nordlund（1997）的模型A。合成数据由具有60个速度通道的90 x90合成光谱的集合组成，在五个分子跃迁中：12 CO和13 CO的J=1-0和J=2-1，以及CS的J=1-0。虽然我们不考虑恒星辐射，重力，或机械能输入从离散源的影响，我们的模型包含磁流体动力学和非LTE辐射传输的基本物理，因此比以前的计算更现实。因此，这些合成的云图和光谱与相应的实际云的观测结果有着惊人的相似之处。
1997-11-06 astro-ph
Magnetic flux emergence in granular convection: Radiative MHD simulations and observational signatures
我们研究了从太阳对流层近地层进入光球层的磁通量的出现。为了模拟磁通量的出现，我们进行了一组数值辐射磁流体力学模拟。我们的模拟考虑了状态方程中的可压缩性、通过辐射转移的能量交换和部分电离的影响。所有这些物质成分对于正确处理这个问题都是必不可少的。此外，包括辐射转移，使我们能够直接比较模拟结果与实际观测的新兴通量。我们发现磁通量管与外部流场之间的相互作用对磁场的出射形态有重要影响。根据通量管的初始属性（例如，场强、扭曲、熵等），出苗过程也可以改变局部颗粒化模式。具有$10^{19}$ Mx通量的磁通量管的出现干扰了颗粒化，并导致与向上流动的材料一致的暗巷的瞬时出现。这些结果与观测到的出现的磁通量的性质是一致的。
2007-02-25 astro-ph
Cooling Rates of Molecular Clouds Based on Numerical MHD Turbulence and non-LTE Radiative Transfer
我们计算了星际分子云模型中主要冷却组分的线发射冷却率。该模型是基于超音速磁流体动力学（MHD）湍流的数值模拟。非LTE的辐射转移计算已被执行，以适当地考虑复杂的密度和速度结构的MHD模拟。使用了三种模型。两个模型是基于不同的磁场强度的MHD模拟和第三个包括计算的自重（在超阿尔文制度的湍流）。模拟中的密度场和速度场由超音速湍流动力学自洽地确定。这些模型旨在代表线性大小为L~6 pc、平均密度为<n>~300 cm^-3的分子云，致密核的密度超过10^4 cm^-3。本文给出了动力学温度为10- 80 K的等温云中~（12）CO、~（13）CO、~（18）C、O_2、OI、Cl和H_2 O的冷却速率。解析近似推导出的冷却速率。模型的不均匀性减少了光子捕获，增强了云致密部分的冷却。与早期的模型相比，冷却速率受光学深度效应的影响较小，因此更高。然而，主要的影响来自密度变化，因为冷却效率随着密度而增加。这对于整个云层的冷却非常重要，因为大多数冷却是由密度高于平均值的气体提供的。
2001-08-26 astro-ph
Stratification of sunspot umbral dots from inversion of Stokes profiles recorded by Hinode
这项工作的目的是约束的物理性质的本影点（UD）使用高分辨率光谱偏振。本文分析了日面分光偏振计记录的51个近中心黑子的全斯托克斯光谱。的温度，磁场矢量，和视线的速度在每个UD的高度依赖性是从在630 nm的两个FeI线的斯托克斯矢量的反演。在较高海拔（-3 <= log（tau）<= -2），UDs和弥散本影背景之间没有差异。低于该水平的差异迅速增加，因此在连续体形成水平（log（tau）= 0），我们发现平均温度增加570 K，磁场减弱510 G，和800 m/s的上升流外围UD，而中央UD显示平均550 K的过度温度，磁场减弱480 G，没有显着的上升流。结果，特别是，周边的UD，包括削减的磁矢量和速度通过它们，看起来非常相似的输出最近的辐射MHD模拟。他们强烈建议，UD是由对流上升。
2008-11-28 astro-ph
Radiatively inefficient MHD accretion-ejection structures
我们提出了磁流体动力学模拟的电阻吸积盘连续发射transmagnetosonic，准直射流。我们的时间演变的全套磁流体动力学方程，但忽略能量辐射损失（辐射效率低下）。我们的计算表明，喷流是由一个开放的，最初弯曲的大尺度磁场的相互作用的吸积盘自洽产生的。一个恒定比例的加热磁盘材料发射在内部均分磁盘区域，导致形成一个热日冕和明亮的准直，superfastmagnetosonic射流。我们说明了完整的动态的“热”近稳态流出（其中热压力$\simeq$磁压力），通过显示力平衡，能量预算和电流电路。这个近稳态的演化进行了分析控制能量的吸积盘的能量通量的时间变化。我们发现，不同于平流主导的吸积流，吸积释放的能量主要是发送到喷流，而不是转化为磁盘焓。这些磁化的，辐射效率低下的吸积-喷射结构可以解释支持明亮的快速准直喷流的发光薄盘，如在许多显示喷流的系统中所看到的（例如M87）。
2003-10-12 astro-ph
MHD simulations of penumbra fine structure
我们提出了一个大约4毫米宽的小太阳黑子的精细结构的辐射能量转移的数值三维MHD模拟的结果。模拟显示的发展是，除了长丝的长度，非常类似于观察到的那些附属结构和流动模式。该导电结构由相对于其周围环境具有减小的场强的间隙组成。计算的合成图像显示了与观测中看到的一样的暗核;暗核是局部升高的$τ=1$表面的结果。这些核心中的磁场比邻近较亮的结构更弱，更水平，核心支持系统的外流。电影显示暗核结构向本影迁移，以及磁通量的碎片被大规模的“护城河流”从现场带走。我们的结论是，模拟是在定性协议与观察到的半影结构，Evershed流和移动磁功能。
2007-01-12 astro-ph
Three-dimensional MHD Simulations of Radiatively Inefficient Accretion Flows
我们提出了旋转辐射低效吸积流到黑洞的三维MHD模拟。在模拟中，我们不断地将磁化物质注入到外边界附近的计算域中，并且我们运行足够长的计算时间，以使所产生的吸积流达到准稳态。研究了注入磁场几何形状的两种极限情况：纯环向场和纯极向场。在环向场注入的情况下，吸积物质形成一个近轴对称的，几何厚度，湍流吸积盘。盘类似于在许多方面的对流为主的吸积流中发现的粘性流体动力学流动的数值和分析研究。具有极向场注入的模型通过两个不同的阶段发展。在最初的瞬态阶段，流动形成一个相对平坦的，准开普勒磁盘与热日冕和双极外流。然而，当流动后来达到稳定状态时，其性质完全改变。磁化的吸积气体变成两相，大部分体积由强偶极磁场控制，从该磁场流出热的低密度风。吸积主要是通过狭窄的缓慢旋转的径向流发生的，这些径向流借助磁重联事件通过磁场“扩散”。
2003-04-09 astro-ph
The dynamical disconnection of sunspots from their magnetic roots
在一个动态活跃的浮现阶段之后，太阳表面的磁通量很快就不再显示出其母磁结构的地下动态的强烈迹象。这表明，在深对流区中，出现的通量与其根源之间应该发生某种分离。我们提出了一种机制，为动态断开的表面通量的基础上，沿场线的等离子体的浮力上升流。这种流动出现在上升通量环的上部，在其浮力上升到表面的最后阶段。由上升流产生的压力和由表面处的辐射损失产生的出现的通量管的上层的冷却的组合导致磁场在几个Mm深度中的逐渐减弱。当磁场强度变得足够低时，对流运动和凹槽不稳定性将通量管破坏成薄的被动平流通量碎片，从而提供了从其根部出现的部分的动态断开。我们证实了这种情况下，考虑准静态的辐射冷却，对流能量传输和压力积累的影响下的太阳黑子模型的演变在模型底部的规定流入。对于薄通量管模拟所示的范围内的流入速度，我们发现，断开发生在2和6毫米之间的深度断开时间长达3天。
2005-06-27 astro-ph
3-D SPH Simulations of HD and MHD Jets
本文基于光滑粒子流体动力学（Smoothed Particle Hydrodynamics）技术，对超声速辐射冷却射流在均匀和分层环境中的传播进行了全三维流体动力学和磁流体动力学模拟。
1995-10-27 astro-ph
Three-dimensional MHD simulations of Radiatively cooling, Pulsed Jets
本文通过全三维光滑粒子磁流体动力学数值模拟，研究了不同初始磁场拓扑结构和强度（$B \simeq 260 μ$ G-0）下，磁场对过密、辐射冷却脉冲射流的影响。先前在涉及不同磁场配置的2-D模拟中检测到的相对差异在3-D流中减小。虽然存在的环形磁组件可以修改的形态接近的喷射头抑制其碎片在早期的射流演化，如以前在文献中报道的，脉冲诱导的内部结的影响导致出现一个复杂的形态在喷射头（所需的观察H-H射流），即使在MHD射流模型与环形组件。磁场的存在也可以显著改变内部工作表面的详细结构和发射特性。磁场强度的增加改善了射流准直性，并放大了密度（放大倍数高达1.4和4）和Hα $ intensity (by factors up to 4, and 5) behind the knots of jets with helical field and $ β \simeq 1-0.1 $ (respectively), relative to a non magnetic jet. As a consequence, the corresponding $ I_{[SII]} }/ I_{H} α} $ ratio (which is frequently used to determine the excitation level of HH objects) can be decreased…
2001-06-26 astro-ph
Evolution of a Magnetic Flux Tube in a Sunspot Penumbra
本文用数值方法研究了黑子半影内单个磁通量管的运动。在这里，我们提出了初步的结果。薄通量管近似与一个简化的辐射热交换与周围环境一起被用来研究嵌入到一个全球静磁太阳黑子模型的背景通量管的演变。进行调查，以验证的猜想，对流在太阳黑子半影发生的交换磁通量管。正在开发的代码可用于研究半影中的对流结构的动态方面：温度和磁场的时间和空间波动，明亮半影颗粒的运动，或Evershed效应。在这里，我们提出了一个由管的碎片出现在半影光球和本影迁移形成的波的演变。这种波的性质显示了所观察到的明亮半影颗粒的定性特征，其具有相应的向上速度，以及其与亮度和磁场倾角的相关性，以及Evershed效应。
1995-08-28 astro-ph
The Fine-Structure of the Net-Circular Polarization in a Sunspot Penumbra
我们提出了新的证据观察到的精细结构的净圆偏振（NCP）的太阳黑子半影的分光偏振测量的基础上，利用塞曼敏感FeI 630.2 nm线。我们第一次检测到一个有组织的精细结构的NCP在空间尺度上，类似于半影流场中发现的不均匀性。我们还观察到可见NCP的一个额外的属性，在中心侧半影的外部NCP的零交叉，这是以前没有认识到的。为了验证观测结果，我们求解了嵌入磁通量管的半影模型中偏振光的辐射转移方程。我们表明，所观察到的零交叉的NCP可以解释为增加磁场强度内的磁通量管在外部半影结合在背景场的磁场强度降低。我们的结果强烈支持的概念，未梳半影。
2007-10-24 astro-ph
High-resolution proper motions in a sunspot penumbra
局部相关跟踪技术用于测量一系列高角分辨率（~0.1 arcsec）半影图像中的自行。如果这些运动跟踪真正的等离子体运动，那么我们已经检测到收敛流，安排在狭长的长丝等离子体与黑暗的半影长丝空间。假设这些流动是静止的，大气的垂直分层和质量守恒表明细丝中的下行流为200 m/s。下降流和暗特征之间的联系可能是对流的标志，就像非磁性颗粒一样。空间分辨率不足可以解释为什么估算的垂直速度不足以提供半影的辐射损失。
2005-10-07 astro-ph
Oscillations of MHD shock waves on the surfaces of T Tauri stars
这项工作将物质减速的磁流体动力学辐射冲击波在表面的恒星。这个问题与经典的金牛座T星有关，在那里，下落的物质沿着恒星的磁场流动，并在光球层的致密层中停止。目前工作的一个重要的新方面是，磁场相对于恒星表面的法线具有任意角度。我们考虑的极限是，在恒星表面的磁场不是很强，在这个意义上说，流入是超阿尔夫文尼克。在此极限下，等离子体的初始减速和加热（在冷却区的入口处）发生在快速磁流体动力学冲击波中。为了计算辐射损失的强度，我们使用“实数”和“幂律”辐射函数。我们确定的稳定性/不稳定性的辐射冲击波作为一个函数的参数的传入流：速度，强度的磁场，和它的倾角的表面的恒星。在一些模拟运行与“真正的”辐射功能，我们发现一个简单的标准稳定的辐射冲击波。对于宽范围的参数，冲击波的振荡周期为0.02-0.2秒的量级。
2008-03-13 astro-ph
Magneto-convection in a sunspot umbra
结果从一个现实的模拟三维辐射磁对流在一个强的背景磁场对应的条件下，在太阳黑子本影。对流能量输送主要是由狭窄的上升气流羽流与相邻的下降流，这成为几乎无场近地面层。强大的外部磁场迫使羽流在其顶部呈现尖状，在那里上升的等离子体失去了浮力。由此产生的亮度图像中的明亮功能对应良好（在亮度，大小和寿命方面），在太阳黑子本影的中心部分观察到的本影点。大多数模拟的本影点具有水平伸长的形式，具有中央暗道。在尖点以上，大多数羽流显示出狭窄的上升气流，这是由下面堆积的等离子体的压力驱动的。羽流中的大速度和低场强被有效地从光谱观测中屏蔽掉，因为等光学深度的表面被局部抬高，所以谱线大部分形成在尖点上方。我们的模拟表明，近场自由的上升流羽流和本影点是一个自然的结果，对流在一个强大的，最初单片磁场。
2006-03-03 astro-ph
Numerical simulations of rotating axisymmetric sunspots
本文提出了一个有垂直磁通量束和绕轴旋转的轴对称对流的数值模型。该模型包含一个可压缩等离子体描述的非线性MHD方程，密度和温度梯度模拟太阳的对流区的上层。该解决方案表现出一个中心的磁通量管在一个圆柱形的数值域，与对流细胞形成环流管周围。当数值域以恒定的角速度旋转时，等离子体形成朗肯涡旋，其中等离子体作为刚体旋转，其中磁场是强的，如在通量管中，同时在周围的对流单元中经历剪切方位流，形成自由涡旋。结果，方位角速度分量在靠近通量管的外边缘处具有其最大值。磁通量管内的方位流和涡流相对于旋转圆柱参考系是平行的。外壁出现逆行流动。通量管外最显著的对流单体是方位磁场分量的最大值的位置。方位流和磁结构不是自发产生的，而是在没有任何强加的旋转的圆柱形域的情况下指数衰减。
2008-04-28 astro-ph
Multi-Resolution Radiative Transfer for Line Emission
我们提出了一种新的计算机程序，解决了多分辨率网格上的辐射转移问题。如果云模型来自于规则网格上的MHD模拟，则基于例如局部密度或速度梯度的标准用于通过将所选单元划分为子单元来细化网格。划分可以分层重复。或者，如果云模型来自具有自适应网格细化的MHD模拟，则在辐射转移计算中采用用于MHD模拟的相同多分辨率网格。通常只需要在总体积的一小部分中进行高度离散化。这使得能够以良好的精度模拟谱线图，还最小化单元的总数和计算成本（时间和存储器）。多分辨率模型进行了比较，在规则的网格模型。在中等光学深度（τ ~几个）的情况下，使用多分辨率模型可以达到10%的精度，其中仅使用全网格的10%的单元。对于光学厚的物质（τ ~100），使用15%的细胞实现相同的精度。在我们所研究的两种MHD模型中，准确度与单元数之间的关系没有显著差异。新代码用于研究LTE和非LTE光谱之间的差异，以及等温和非等温云模型之间的差异。我们发现显着差异线比和个人谱线轮廓的等温和LTE模型相对于更现实的非等温的情况下。相反，在所有模型中，积分强度的功率谱的斜率非常相似。
2004-08-18 astro-ph
A dynamical model for the penumbral fine structure and the Evershed effect in sunspots
在假设磁通量管的交换对流是黑子半影存在的物理原因的基础上，我们提出了一个模型，其中薄磁通量管的动力学演化再现了Evershed效应和半影的精细结构，如亮暗丝和半影颗粒。根据我们的模型，半影颗粒是磁通量管的足点的表现，热的亚光球等离子体沿着这些足点以几公里/秒的速度向上流动。在光球层上方，管内的热等离子体在水平向外流动时，由于辐射损失而冷却。只要流动的等离子体比周围环境更热，它就构成了明亮的径向灯丝。限制在一个薄的高架通道的流动达到与周围大气的温度平衡，并成为光学薄的半影的外缘附近。在这里，该管在连续体上方具有大约100 km的高度，并且流速高达14 km/s。这样的流动通道可以再现所观察到的Evershed效应的特征。
1997-12-02 astro-ph
The dynamics of internal working surfaces in MHD jets
辐射赫比格-哈罗喷流模型中磁场的动力学效应已在许多论文中作过研究。例如，已用轴对称和3D数值模拟研究了来自可变源的磁化辐射射流。在本文中，我们提出了一个分析模型，描述了一个环形磁场的影响，在内部工作表面上，导致在喷射速度的变化。我们发现，HH射流的参数适当的力与磁场占主导地位的工作表面内的气体压力。取决于射流的冲压压力径向横截面，磁场可产生强轴向箍缩，或者可替代地，扩大内部工作表面。我们检查的有效性的分析模型与轴对称数值模拟变量，磁化射流。
2008-08-18 astro-ph
The Effects of Magnetic Fields on Radiative Cooling Jets
本文综述了磁场对高密度、辐射冷却、定常和脉冲射流结构和演化的影响的最新研究结果，这些研究是借助全三维MHD模拟进行的。三个初始的磁场拓扑被认为是：（i）一个螺旋和（ii）一个纵向场，这两个渗透的射流和周围介质，和（iii）一个纯的环形场的射流。使用一组参数，这是特别适合于原恒星喷流，我们检查的内部节点和领先的工作表面的发射结构，并与一个ESTA基线和2-D MHD计算进行比较。
2001-01-15 astro-ph
The multi-component field topology of sunspot penumbrae - A diagnostic tool for spectropolarimetric measurements
背景：太阳黑子的半影区拥有高度结构化的磁场和磁场流。移动通量管模型提供了几个观察到的现象，如Evershed效应和明亮的半影颗粒的解释。目的：可以从分光偏振观测中提取大量信息。为了推断太阳黑子半影区的磁场结构，必须进行详细的正演模拟。一方面，它使人们能够深入了解各种谱线对不同物理场景的敏感性。另一方面，它是指导反演技术的一个非常有用的工具。在这项工作中，我们提出了一个广义的三维几何模型，嵌入一个任意形状的磁通管在分层磁化大气。方法：新的半解析几何模型作为前端的偏振辐射转移代码。该模型的优点是保留了通量管边界上物理参数的不连续性。这对于出现的斯托克斯轮廓的详细形状和由此产生的净圆偏振（NCP）是重要的。结果：（a）外半影区的下降气流倾斜度必须小于约15度。(b)观测Fe I 1564.8 nm谱线中太阳黑子边缘侧的NCP提供了一种有希望的方法来识别流动通道中的降低的磁场强度。(c)背景大气的选择可以显着影响的形状的斯托克斯配置文件，但不会改变全球特性的NCP曲线的测试大气模式。
2006-09-22 astro-ph
Three Dimensional MHD Wave Propagation and Conversion to Alfven Waves near the Solar Surface. I. Direct Numerical Solution
太阳黑子表面层中快/慢MHD模式转换的有效性近年来已被证明，使用一些建模技术，包括射线理论，微扰理论，微分本征系统分析，和直接数值模拟。这些表明，在Alfven和声速一致的均分层附近，快速和慢速模式之间可能会转移大量能量。然而，到目前为止，大多数模型都是二维的。在三维空间中，阿尔芬波可以耦合到磁声波，这对日震模式的能量损失和现场上方大气中的振荡具有重要意义。在本文中，我们进行了一个数值"散射实验“，放置一个声学驱动器4毫米以下的太阳表面和监测的声学和Alfven波的能量通量高在等温大气放置在它上面。这些计算确实表明，能量转换为向上行进Alfven波可以是实质性的，在许多情况下超过损失慢（声）波。典型地，在半影磁场强度下，当磁场与垂直方向倾斜30-40度时产生最强的阿尔芬通量，其中波传播的垂直平面与包含磁力线的垂直平面偏移大约60-80度。
2007-11-04 astro-ph
Magnetic flux tubes evolving in sunspots. A model for the penumbral finestructure and the Evershed effect
假设磁通量元素的交换对流是黑子中存在暗半影的物理原因，我们研究了深半影中单个纤维的行为。原纤维近似薄磁通量管动态演变的全球静磁模型的太阳黑子的环境中。我们的模拟表明，通量管，最初定位在半影-安静的太阳边界的模型，将通过其深半影发展的流动沿管，指向向上下方的光球，并径向向外以上的光球。我们的研究结果表明，明亮的细丝可能是由半影晶粒的延伸尾部形成的。这样的细丝在光学上是厚的，比周围的环境更热，并且高于较暗的背景。半影颗粒中的上升气流在光球层上方水平向外弯曲，并由于辐射损失而逐渐冷却，导致尾部逐渐变暗。然后，通量管内的等离子体流变得透明，并且该管构成薄的升高的流动通道，其可以再现所观察到的Evershed效应的特征。我们还提出了一个新的加速机制的Evershed流。它表明，局部过剩的气体压力发展管内，因为它通过特定的（超绝热和磁化）半影背景上升。由此产生的气体压力梯度可以驱动沿着管的流动。
1998-07-03 astro-ph
Numerical simulation of excitation and propagation of helioseismic MHD waves: Effects of inclined magnetic field
研究MHD波在太阳中的传播、转换和散射，对于理解太阳黑子和活动区中观测到的振荡和波动的机制是非常重要的。建立了三维线性MHD数值模型，研究了磁场对MHD波的激发和性质的影响。结果表明，磁场能显著改变表面重力波（f模）的性质，但对声波（p模）的影响不大。模拟结果与SOHO/MDI的时距日震观测结果比较表明，即使在1400-1900 G的强磁场下，倾斜磁场引起的走时变化也不超过观测振幅的25%。这可能表明其他效应（例如，背景流和磁场的非均匀分布）可能对观察到的传播时间变化有影响。如果在光球层上方300 km处等离子体参数β <<1的高度上取多普勒速度，则波与磁场相互作用引起的走时变化与1400-1900 G强场的观测结果同相。模拟结果表明，旅行时仅弱依赖于速度观测的高度。对于光球层的旅行时间是系统的小约0.12分钟，然后为300公里以上的光球的磁场强度和倾角的所有研究范围内的高度。数值MHD波建模和来自太阳动力学观测台HMI仪器的新数据将大大提高我们对太阳上强磁场波相互作用的认识，并改善当地日震学诊断。
2008-06-18 astro-ph
Evidence of convective rolls in a sunspot penumbra
目标：我们研究了最近发现的明亮半影细丝的扭曲运动，目的是限制它们的几何形状和相关的磁场。方法：利用瑞典1米太阳望远镜对距日珥中心$40\degr$的大黑子进行高分辨率观测。反演的多波长偏振数据和散斑重建的连续图像的时间序列被用来确定自行，以及半影丝的速度和磁结构。结果：连续电影揭示了明显的横向运动的明亮和黑暗的结构内的明亮的细丝平行于肢体，确认最近的Hinode结果。在这些细丝中，我们测量了$\approx 1.1 \mathrm{km/s}$在其边缘一侧的上升流和在其中心一侧的弱下降流。其中的磁场明显比邻近的暗丝更弱，也更水平。结论：在近水平磁场作用下，纤维中存在强对流卷。它们被更强、更垂直的磁场所分隔。由于气体压力降低，我们可以更深入地观察后者。当在临边附近观察时，水平场暗条的盘中心一侧由于光斑中已知的\textit{hot wall}效应而显得明亮。我们估计，对流卷运输所需的大部分能量来解释半影辐射通量。
2008-08-18 astro-ph
