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
Coronal Alfven speeds in an isothermal atmosphere I. Global properties
估算阿尔芬速度对于模拟日冕、研究日冕加热问题和理解日冕物质抛射（CME）的发生和传播都有重要意义。这里我们假设日冕处于磁流体静力平衡，并且由于等离子体β较低，可以使磁力与压力和重力解耦。然后描述的磁场由一个无力场，我们进行了统计研究的磁场强度与高度为四个不同的活动区域。假设沿每条场线的等离子体处于流体静力平衡。作为第一近似，假设日冕等离子体是等温的，具有恒定或随高度变化的重力。我们研究了具有环形电流分布的双极磁场，并将这种方法应用于与不同喷发事件相关的四个活动区。通过研究活动区上方磁场强度的整体性质，我们得出结论：（i）大部分磁通量集中在光球层50 μ m以内，（ii）大部分能量储存在150 μ m以下的日冕中，（iii）大部分磁场强度随高度的衰减，非线性无力场比势场慢.在等温大气中的阿尔芬速度值可以变化两个数量级（高达100000公里/秒）。阿尔芬速度的全局性质对磁位形的性质很敏感。对于具有高度扭曲的通量管的活动区域，阿尔芬速度在扭曲的通量束的典型高度处显著增加;在燃烧区域，平均阿尔芬速度高于5000 km/s，并且强烈偏离势场值。
2008-09-06 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
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
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
Comments on "The Coronal Heating Paradox" by M.J. Aschwanden, A. Winebarger, D. Tsiklauri and H. Peter [2007, Astrophys J., 659, 1673]
我们指出我们的论文（Mahajan等人，2001，Phys. Plasmas，8，1340）优先于（Aschwanden等人，2007，Astrophys J.，659，1673）在引入术语“太阳日冕的形成和主要加热”制定明确的模型（理论以及模拟）日冕结构的形成和加热。在分析Aschwanden等人（2007）的日冕加热过程（转移到色球加热）的情景时，我们强调，为了有效地形成环，色球/过渡区中等离子体的主要上升流应该相对较冷和较快（与热相反）。正是在封闭场结构中的捕获和积累过程中，流热化（由于短尺度流能量的耗散），导致明亮和炎热的日冕结构。闭合日冕结构（末端的环）的形成和初始加热是同时发生的，像“热上升流填充空的日冕环”这样的过程纯粹是推测性的，完全不可能。
2007-09-11 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
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
Wide-Spectrum Slow Magnetoacoustic Waves in Coronal Loops
建立了一个将极紫外线亮度变化解释为慢磁声波的模型。回路被认为具有非零的平面倾角和圆形回路中心相对于基线的偏移。该模型还包括耗散和重力分层的影响。导出了一个线性演化方程，并将其应用于慢波动力学的研究。非零平面倾角和炮检距均减小了层结引起的振幅增长。结果表明，宽频谱慢磁声波，与目前可用的观测在频谱的低频部分，可以提供足够的热沉积速率加热的循环。在这种情况下，热量将沉积在环路的脚点附近，这与目前的观测数据一致。
2001-07-31 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
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
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
Coronal activity as a consequence of dynamos in astrophysical rotators
我们表明，存在一个稳定的$\ao$发电机在天体物理转子可能会导致外流的相对磁螺旋度，从而在日冕中的粒子加速的磁能。能量和磁螺旋度之间的联系是因为大尺度场的产生与大尺度磁螺旋度的产生有关。在稳定状态下，与大尺度场相关的相对磁螺旋度可以逃逸，伴随着来自场的相等且相反的小尺度贡献，因为大磁雷诺数流中的总磁螺旋度是守恒的。根据螺旋度流，可以估计沉积在日冕中的磁能的下限。因此，稳定的日冕活动和磁能的耗散是内部发电机的标志。我们的平均场发电机提供的功率的理论估计是一致的，从观察到太阳日冕，银河日冕，和Seyfert I AGN日冕推断。
1999-12-22 astro-ph
The effect of the relative orientation between the coronal field and new emerging flux: I Global Properties
从对流区进入日冕的磁通量的出现是日冕磁场动力学演化的一个重要过程。在本文中，我们扩展了我们以前的数值研究，在磁通量相互作用的过程中，作为一个最初扭曲的磁通量管出现到一个平面平行，冠状磁场。显着的差异被发现在动力学外观和演变的出现过程取决于上升的通量系统和任何预先存在的日冕场之间的相对取向。当通量系统几乎是反平行的，实验表明大量的重联，并展示了清晰的签名的高温等离子体位于高速流出区域从重联区域延伸。然而，具有更平行方向的通量系统的情况下，显示非常有限的重联和没有相关的功能。尽管两个通量系统之间的重连量非常不同，但发现仍然连接到原始管的新兴通量作为时间的函数达到相同的高度。作为对管通量损失的补偿，在垂直于初始通量管的主轴的方向上的新兴环路的范围中发现了明显的差异。增加磁重联的量减小了体积，这限制了剩余的管通量。
2007-05-08 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
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
