Simulations of magneto-acoustic pulsations in atmospheres of rapidly oscillating Ap stars
快速振荡的Ap型恒星在天体物理学上表现出一种有趣的组合，即类似偶极的强磁场和类似太阳的高泛音p型脉动。最近对这些恒星的时间分辨光谱分析揭示了一幅复杂的磁声脉动波传播图，其振幅和相位随大气高度的变化而强烈变化。为了解释这些观测结果，并获得一个新的见解到大气动力学的roAp星，我们进行了2-D的时间依赖性，非线性磁流体动力学模拟波的一个现实的大气分层的一个冷Ap星。我们探索了一个网格的模拟在一个很宽的参数空间，治疗振荡的速度，磁场和热力学量在自洽的方式。我们的模拟促进了一个新的理解大气和磁场对磁声波的传播和反射特性的影响，节点表面的形成，以及不同数量的相对变化。我们的模拟再现了所观察到的roAp星脉动行为的所有主要特征。我们表明，第一次，在roAp大气中的脉动的整体深度依赖性的强烈影响，在光球基地的密度反演。
2009-09-07 astro-ph.SR
Numerical simulations of line-profile variation beyond a single-surface approximation for oscillations in roAp stars
在过去的十年中，大多数对roAp星的观测都关注光的变化。最近，一些新的，惊人的光谱观测结果，具有高时间分辨率，高光谱色散，高信噪比成为可用。由于在roAp星中发现的振荡是高泛音的，振荡的垂直波长是如此之短，以至于每条光谱线的振幅和相位的变化高度依赖于线轮廓的水平。因此，对roAp星光谱线变化的分析可能为我们提供有关这些恒星大气垂直结构的新信息。为了提取这样的信息，超过一个单一的表面近似的线轮廓变化的数值模拟是必要的。我们进行了数值模拟的线轮廓的变化，考虑到有限的线形成层的厚度。我们证明了这种治疗是多么有效，通过比较模拟与观察到的线轮廓。
2012-02-07 astro-ph.SR
The rapidly oscillating Ap star gamma Equ: linear polarization as an enhanced pulsation diagnostic?
我们提出的第一个短时间尺度观测的roAp星伽马Equ的线性偏振光与安装在LBT的PEPSI偏振仪获得。这些观测被用来搜索属于不同元素的斯托克斯Q和U线轮廓中的脉动变化。roAp星的大气层明显分层，不同元素的谱线探测不同的大气层深度。具有强磁场的roAp星，例如磁场模数为4 kG、脉动周期为12.21 min的伽马Equ星，特别令人感兴趣，因为磁场对其大气结构的影响可以得到最详细和最精确的研究。我们的研究结果表明，我们可以检测到的Fe I和稀土线具有大的二阶朗德因子的横向场分量的变化。这种可变性可能是由于脉动对横向磁场的影响，导致磁力线的倾斜角的变化。进一步的研究roAp星的线性偏振光和随后的详细建模是必要的，以提高我们的理解所涉及的物理。
2021-08-25 astro-ph.SR
Pulsation models for the roAp star HD 134214
精确的时间序列测光与MOST卫星导致10脉动频率的快速振荡Ap（roAp）恒星HD 134214的识别。我们用偶极磁场恒星模型网格中轴对称模的理论频率拟合了观测频率。我们发现，在具有标准组成的$(X,Z) = (0.70,0.02)$和抑制对流的模型中，具有$\log T_{\rm eff} = 3.858$和极磁场强度为4.1kG的$(X,Z) = (0.70,0.02)$模型的本征频率与观测到的频率最吻合。我们确定所观察到的脉动频率与变形偶极子（$\ell = 1$）模式的最大振幅，和四个次最大振幅的频率变形$\ell = 2$模式。这些模式在最外层大气层（$τ\sim 10^{-3}$）有一个径向准节点。虽然模型频率与观测频率大致一致，但它们都高于模型大气的声学截止频率，因此预计会被阻尼。HD 134214脉动的激发机制尚不清楚，但对这些模式的进一步研究可能是对这颗磁性化学奇特恒星大气结构的探索。
2011-10-19 astro-ph.SR
A 3-D study of the photosphere of HD99563: I. Pulsation analysis
我们已经使用高速光谱的快速振荡Ap（roAp）星HD 99563研究的脉动幅度和相位行为的元素在其分层的大气超过一个2.91-d的旋转周期。我们确定的光谱特征相关的补丁的表面分布的化学元素和研究的脉动幅度和相位的补丁移动整个恒星盘。的变化是一致的扭曲的非径向偶极子脉动模式。我们测量了1.6公里/秒的旋转变化的平均径向速度的H-α，并认为这是第一次观察到的H-α丰度点所造成的，他解决通过抑制对流的磁场上的倾斜旋转，在支持一个素理论的激励机制的roAp星脉动。我们证明，HD 99563是第二个roAp星显示方面的依赖性的蓝色到红色运行波线轮廓变化的Nd III点。
2009-04-22 astro-ph.SR
The fundamental parameters of the roAp star 10 Aql
由于快速振荡的Ap星存在强磁场和相关的异常表面层，在确定其有效温度时可能存在系统误差，这可能会影响对这些振荡星的星震研究。使用长基线干涉测量，我们的目标是确定准确的角直径的一些roAp目标，提供这些恒星的温度校准。我们用可见光谱仪VEGA在CHARA阵列上获得了10 Aql的干涉观测。我们确定了边缘变暗的角直径为0.275+/-0.009 mas，并推导出线性半径为2.32+/-0.09 R_sun。我们估计了恒星的热通量，并将其与视差和角直径结合起来，以确定恒星的光度和有效温度。对于两组测热通量数据，我们导出了有效温度为7800+/-170K和18+/-1L_sun或8000+/-210K和19+/-2L_sun。我们使用这些基本参数与大的频率分离，以限制质量和年龄的10 Aql，使用CESAM恒星演化代码。假设太阳化学成分，忽略元素的各种扩散和沉降，根据所考虑的辐射热通量，我们得到了1.92 M_sun和780 Gy的年龄或1.95 M_sun和740 Gy的年龄。这是第一次，我们设法确定一个准确的角直径小于0.3质量的恒星，并推导出其基本参数。特别是，通过仅结合我们的干涉测量数据和测辐射热通量，我们得出了一个有效的温度，可以比较那些来自大气模型。这样的基本参数可以帮助测试机制，负责在磁脉动星中观察到的振荡的激发。
2013-09-17 astro-ph.SR
Model atmospheres of chemically peculiar stars: Self-consistent empirical stratified model of HD24712
一些化学性质奇特的恒星的高分辨率光谱清楚地表明，它们的大气层中存在着强烈的丰度梯度。然而，这些不均匀性通常被忽略在模式大气计算的标准方案，制动模式结构和光谱导出的丰度模式之间的一致性。本文提出了roAp星HD 24712的第一个经验自洽恒星大气模型，该模型包含了化学元素的分层，并且直接从观测到的谱线轮廓导出，而不需要对造成这些异常的物理机制进行耗时的模拟。我们利用LLmodels恒星模式大气程序和DDAFIT最小化工具分析了化学元素层结和自洽大气模式的建立。经验测定的Pr和Nd分层在HD24712的大气中是基于NLTE线形成的Prii/iii和Ndii/iii与使用的ESTIL代码。通过层结分析的迭代过程和模式大气结构的重新计算，构造了一个自洽的HD24712模式，即温压结构与层结分析结果一致的模式。结果表明，与非分层均匀情况相比，化学元素的分层导致模型结构发生显着变化。我们发现，稀土元素的积累允许反温度梯度，目前在高层大气中的恒星的最大温度增加约600 K。
2009-03-20 astro-ph.SR
Observed local dispersion relations for magneto-acoustic-gravity waves in the Sun's atmosphere: Mapping the acoustic cut-off frequency
本文给出了在不同磁场强度下，太阳大气中磁声重力波的局域色散关系。我们模拟这些数据与理论上的本地色散关系产生的空间地图的声学截止频率在太阳的光球。这些地图对在太阳磁活动周期的不同阶段通过磁声重力波对太阳高层大气进行机械加热具有影响。
2019-10-08 astro-ph.SR
Dislocations in magnetohydrodynamic waves in a stellar atmosphere
我们描述了分层恒星大气中磁流体动力学波中波前位错的存在。标量位错，如边缘和漩涡，可以出现在阿尔文波，以及在一般的磁声波。我们在太阳色球层黑子的磁流体动力学波观测中发现了这些位错。通过对所观测到的位错电荷的测量，我们首次估计了太阳黑子中沿磁场传播的波的模式贡献。
2013-08-01 astro-ph.SR
Magneto-acoustic wave propagation and mode conversion in a magnetic solar atmosphere: comparing results from the CO5BOLD code with ray theory
我们提出了模拟磁声波在磁性，平面平行分层太阳模型大气中的传播，采用CO5BOLD代码。测试是针对两个太阳大气模型进行的，这两个模型与Cally（2007）和Schunker & Cally（2006）使用的模型相似。这两种模型的不同之处仅在于磁场的方向。定性的比较表明，数值计算结果与射线理论的结果吻合良好。的测试是在考虑到目前的数值代码的应用程序的传播到一个动态演变的磁性太阳大气的声波的能量通量的计算。为此，我们考虑频率高于声学截止频率的波。
2010-09-28 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Magnetoacoustic-Gravity Waves in the Solar Atmosphere
本文研究了在气压和垂直速度分量中由局域脉冲产生的磁声-重力波的激发。这些脉冲最初发射在太阳光球层的顶部，被弱磁场渗透。我们研究了三种不同的背景磁场线的配置：水平，垂直和倾斜的引力。我们数值模拟磁声-重力波通过实现一个现实的（VAL-C）太阳温度模型。我们使用FLASH程序数值求解二维理想磁流体动力学方程，模拟了太阳低层大气的动力学。最初的脉冲在更高的高度导致冲击。我们的数值模拟表明，一个小幅度的初始脉冲可以产生磁声-重力波，这是后来从过渡区反射，由于大的温度梯度。太阳低层大气中的大气空腔被认为是理想的场所，可以作为各种振荡的谐振器，包括它们的捕获和泄漏到高层大气中。我们的数值模拟成功地模拟了这种波模式的激发，反射和捕获，以及相关的等离子体动力学。
2012-08-29 astro-ph.SR
Three-dimensional numerical simulation of magnetohydrodynamic-gravity waves and vortices in the solar atmosphere
通过修改FLASH代码，我们模拟了磁流体动力学-重力波和涡旋及其在不同高度的磁化三维（3D）太阳大气中的响应，以了解局部能量输运过程。在太阳大气中强烈结构的引力和磁力，我们推出了一个本地化的速度脉冲（水平和垂直分量）内的底层三维太阳大气建模初始VAL-IIIC条件，这触发波和涡。涡的旋转方向取决于初始扰动的方向。垂直驱动器产生磁声-重力波，其导致过渡区的振荡，并且其导致具有垂直定向的对称轴的涡旋。水平脉冲激发所有磁流体动力学-重力波和水平取向的涡旋。这些波向上传播，穿过过渡区，进入日冕。在高β等离子体区，磁场线随等离子体运动，时间演化表明它们带有涡旋。我们估计的能量通量进行的波在磁化的太阳大气中，并得出结论，这样的波的动力学和涡旋可能是显着的能量传输，以充分平衡的能量损失在本地化的日冕。此外，过渡区的结构高度影响这种能量传输，并导致传播波进入内日冕的通道。
2013-09-02 astro-ph.SR
The radius and effective temperature of the binary Ap star beta CrB from CHARA/FLUOR and VLT/NACO observations
使用快速振荡Ap（roAp）恒星的星震学的前景受到基本恒星参数的巨大不确定性的阻碍。文献中的有效温度（Teff）的结果通常跨越1000 K的范围。我们的目标是减少系统误差，提高Teff校准的Ap星的新的干涉测量的基础上。我们获得了长基线干涉观测β CrB的CHARA/FLUOR仪器。为了解开这个双星的两个组件的流量贡献，我们获得了VLT/NACO自适应光学图像。我们确定β CrB A的边缘暗化角直径为0.699 ± 0.017 mas（来自干涉测量法），β CrB B的边缘暗化角直径为0.415 ± 0.017 mas（来自表面亮度-颜色关系），对应于半径为2.63 ± 0.09 Rsun（3.4%的不确定性）和1.56 ± 0.07 Rsun（4.5%）。根据卫星紫外数据、可见光分光光度法和红外宽带数据确定了A和B组分的组合热辐射通量。来自B分量的通量占总通量的16 ± 4%，是通过将ATLAS 9模式大气与宽波段NACO J和K星等拟合而确定的。将A分量的通量与其测量的角直径相结合，我们确定了有效温度Teff（A）= 7980 ± 180 K（2.3%）。我们的新的干涉和成像数据，使一个几乎模型独立的确定β CrB A的有效温度。包括我们最近的研究阿尔法Cir，我们现在有直接的Teff测量的两个最亮的roAp星，提供了一个强有力的基准Teff规模的Ap星的改进校准。这将支持使用…
2009-12-16 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Two-Fluid Magnetoacoustic Waves in the Solar Atmosphere
本文研究了部分电离的低层太阳大气中磁声双流体波周期的垂直变化，该双流体由离子（质子）+电子和中性（氢原子）流体组成，它们通过离子-中性碰撞耦合。这项研究可以找到波周期截止及其在太阳大气中的变化，以及建立这些截止在确定波传播条件的作用。大气层是由一个均匀的垂直磁场所允许的。我们进行数值模拟的框架中的一维（1D），双流体模型，其中平面波是由谐波驱动器在垂直离子和中性速度，操作在太阳光球的底部。我们观察到的波的激发与截止波周期除了波直接设置的驱动程序。我们还看到，由驱动器激发的一些波可以到达日冕。尽管它的局限性，如缺乏非绝热和非理想的条款和一个简单的一维结构，开发的双流体模型的太阳大气中的截止设置在太阳大气中的波的传播条件，并找到周期的波，可能携带他们的能量从太阳表面的日冕的作用，揭示了一个新的光。
2022-11-29 astro-ph.SR
Clustering analysis of Ca {\sc i} 4227 line polarization using magnetohydrodynamic simulations of the solar atmosphere
本文利用太阳大气三维磁流体动力学模拟和1.5维辐射转移，结合聚类分析研究了Ca I 4227谱线共振散射线偏振对温度和密度结构的敏感性，并通过源函数比值图对14类偏振轮廓进行了定性解释。
2025-03-10 astro-ph.SR
Reflection and Conversion of Magneto-Gravity Waves in the Solar Chromosphere: Windows to the Upper Atmosphere
Straus等人最近报道了在太阳色球层底部探测到向上传播的内部重力波，他假设这些可以有效地耦合到磁性区域中的阿尔芬波。这在将能量输送到更高水平方面可能是重要的。在这里，我们探讨了线性重力波在VAL C大气中的传播，反射和模式转换，并发现即使是弱磁场通常反射回重力波向下慢磁声波以及之前，他们到达阿尔芬/声学均分高度，在模式转换可能发生。然而，对于其中重力波设法在均分水平附近穿透或穿过均分水平的某些高度倾斜的磁场取向，可以存在向上行阿尔芬波和声波中的任一个或两者的实质性转换。预计波能通量与色球辐射损失相当。
2009-10-26 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic spectroscopy of a non-adiabatic solar atmosphere
在一个给定的系统中的所有可能的波和不稳定性的量化是至关重要的，和完整的磁流体动力学（MHD）频谱的知识允许一个预测（在）一个给定的平衡态的稳定性。这在许多（天文）物理学科中具有高度相关性，当应用于太阳大气时，它可能会在日珥形成和日冕环振荡等过程中产生各种新的见解。在这项工作中，我们提出了一个详细的，高分辨率的光谱研究的太阳大气，在那里我们使用我们新开发的Legolas代码来计算全光谱与相应的本征函数的平衡配置是基于完全现实的太阳大气模型，包括重力，光学薄辐射损失和热传导。特别注意的是热不稳定性，已知的是负责形成的双折射，连同一个新的前景的热和缓慢的连续性，以及它们如何表现在不同的色球和日冕区域。我们表明，热不稳定性是不可避免的，在我们的太阳大气模型，并存在一定的区域，热，慢，快模式都有不稳定的波模式的解决方案。我们还遇到了慢连续统和热连续统变成纯粹虚的并在虚轴上合并的区域。在这项工作中讨论的光谱清楚地说明，热不稳定性（离散和连续模式）和磁热超稳定传播模式是无处不在的整个太阳大气中，并可能是负责大部分观察到的精细结构和多热动力学。
2021-08-21 astro-ph.SR
Propagating Wave Phenomena Detected in Observations and Simulations of the Lower Solar Atmosphere
我们提出了高节奏的观测和模拟的太阳光球，获得使用快速振荡的太阳大气成像系统和MuRAM磁流体动力学代码，分别。每个数据集都展示了丰富的磁声振荡行为，可以看到周期性的强度波动，周期在110-600 s范围内。在观测和模拟数据中，几乎没有检测到周期小于140 s和110 s的传播波。在高度磁化的区域，如磁亮点和晶间通道，发现了高浓度的功率。光球模拟的辐射诊断复制了我们的观测结果，证实了目前的磁流体动力学模拟能够准确地代表太阳低层大气。所有观察到的振荡产生的自然发生的磁对流过程的结果，没有具体的输入驱动程序。使用从我们的数值模拟中提取的贡献函数，我们估计最小G带和4170埃连续形成高度分别为100公里和25公里。检测到的磁声振荡在G波段和4170埃连续观测之间表现出-8度的主导相位延迟，表明存在向上传播的波。超过73%的MBP（73%来自观测，96%来自模拟）显示向上传播的波现象，这表明在太阳大气层中检测到的振荡行为的丰富性质可以追溯到太阳对流区上层发生的磁对流过程。
2012-01-10 astro-ph.SR
Slow magnetoacoustic gravity waves in an equilibrium stratified solar atmosphere: cut-off periods through the transition region
假设薄通量管近似，我们引入一个分析模型，考虑存在：一个非等温的温度，一个不断变化的磁场和流体静力学平衡由于一个恒定的重力加速度的非均匀分层介质。这使得研究缓慢的磁声截止期整个太阳过渡区，从太阳色球层的底部到较低的日冕。所使用的温度廓线接近VAC太阳大气模型。得到的周期与观测结果一致。类似的声学截止周期，所产生的磁声重力遵循尖锐的温度分布，但向更大的高度转移;换句话说，在给定的高度磁声截止周期是显着低于相应的声学。沿着倾斜的薄磁管的给定经度，软化器的倾斜度越大，它穿过的温度梯度越大。在磁场强度的变化并没有显着修改在日冕水平的周期，但调制的值之间的$\sim [2\,- 6]\,$分钟的周期内低于过渡区。在我们的模型的限制，我们表明，太阳大气的单色振荡是大气响应在其固有频率随机或脉冲扰动，而不是强迫从光球的后果。
2018-07-05 astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetohydrodynamic Waves in the Magnetized Solar Atmosphere
本文对太阳磁通量管中磁流体动力学（MHD）波的传播进行了三维数值模拟。我们的研究旨在了解不同光球运动产生的MHD波模式的性质。我们认为，在较低的太阳光球层，即颗粒抖振和涡状运动，在一个强大的，本地化的磁通量浓度内的波的产生的最简单的机制中观察到的两种情况。我们表明，颗粒抖振可能会产生更强的慢，快磁声波相比，漩涡运动。相应地，所传输的能通量由于驱动运动而不同。我们还表明，颗粒抖振产生的波很可能表现在更强的发射色球网络。我们认为，不同的机制波的产生是活跃的磁性元素在晶间巷的演变过程中，导致在色球高度随时间变化的发射。
2012-07-31 astro-ph.SR
Magneto-seismology of solar atmospheric loops by means of longitudinal oscillations
越来越多的观测证据表明，慢磁声模式出现在太阳大气中。太阳磁震学是将磁流体动力学波动理论与波动观测相比较，从而推导出太阳大气中不可直接测量的特性的一种新工具。在这里，MHD波理论进一步发展，说明如何通过测量慢MHD振荡的频率来确定沿日冕环的磁和密度结构的信息。本文讨论了它在日冕环慢磁声波观测中的应用。
2012-04-18 astro-ph.SR
On Mode Conversion, Reflection and Transmission of Magneto-Acoustic Waves from Above in an Isothermal Stratified Atmosphere
本文利用二维均匀倾斜磁场等温大气中磁声波的精确解计算了从上方入射的慢波和快波的反射、透射和转换（$z=\infty$）。这与太阳大气层中耀斑激发的波是否能穿透阿尔文/声学均分层（我们将其称为冠层）到达光球层并产生足够的能量来制造日震的问题有关。据发现，慢波以上的声学截止频率有效地穿透（传输）声（快）波，如果在一个小的攻击角指向磁场，其余的转换为磁（慢）波，根据广义射线理论。这可能有助于解释使用地震全息术识别的日震震源的紧凑性。入射的慢波也可以有效地传输在倾斜的领域，由于在声学截止频率的降低（斜坡效应）的低频。从无限远入射的具有特定非零水平波数的快（磁）“波”必然是倏逝的，但可以通过隧道效应将能量携带到均分水平。人们发现，这可以有效地转换为声学（快）能量，然后可以作为行波再次到达光球。总的来说，似乎有足够的途径，大量的压缩波能量穿透冠层和影响光球。
2015-11-23 astro-ph.SR
Time resolved spectroscopy of the cool Ap star HD 213637
我们提出了一个高的时间分辨率光谱的化学奇特的Ap星HD 213637的分析。这颗恒星显示出快速的径向速度变化，其周期接近光度脉动周期。不同稀土元素的径向速度脉动幅度有很大差异。最大脉动幅度属于TbIII ~360 m/s、PrII ~250 m/s和PrIII ~230 m/s的谱线。我们没有检测到任何脉动的谱线的EuII和Halalpha，在许多其他的roAp星。我们也没有发现径向速度脉动使用其他化学元素，包括Mg，Si，Ca，Sc，Cr，Fe，Ni，Y和Ba的谱线。不同的稀土元素和离子的脉动幅度的最大值之间存在相移，这是向外运行的磁声波通过高层恒星大气传播的证据。
2014-11-12 astro-ph.SR
Magneto-static modelling of the mixed plasma Beta solar atmosphere based on SUNRISE/IMaX data
我们的目标是建立太阳上层大气的三维磁场结构模型，包括不可忽略的等离子体β区域。我们使用高分辨率的光球磁场测量从日出/IMaX作为边界条件的静磁磁场模型。IMaX的高分辨率使我们能够解析光球和日冕之间的界面区域，但由于以下原因，对该区域进行建模具有挑战性。虽然日冕磁场被认为是无力的（洛伦兹力消失），但在光球层和低色球层的混合等离子体$β$环境中并非如此。在我们的模型中，压力梯度和重力自洽考虑和补偿非零洛伦兹力。在一定高度（约2 μ m）以上，非磁力变得非常弱，因此磁场变得几乎无力。在这里，我们应用线性的方法，其中的电流密度由场线平行电流和电流垂直于太阳的重力场的叠加。我们说明了这种方法的前景和局限性，并展望了一个非线性模型的扩展。
2015-11-17 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Non-linearities in Sunspot Atmospheres: Chromospheric Detections of Intermediate Shocks
太阳大气层内激波的形成仍然是少数几个可观测到的能量耗散的特征之一，这种能量耗散是由太阳表面附近产生的大量磁流体动力学波引起的。活动区观测提供了波行为及其对周围大气影响的特殊视图。在太阳低层大气中存在的分层等离子体梯度允许许多理论上的激波现象的潜在形成。在这项研究中，使用色球钙II 854.2nm的光谱偏振数据的一个大的太阳黑子，我们研究波动的等离子体参数在强大的冲击事件，证明极化反转在其演变过程中的后果。现代反演技术被用来揭示扰动的温度，视线速度，和矢量磁场发生在一个范围内的光学深度同义的冲击形成。这些非线性签名的分类进行比较，观察得出的慢，快，和阿尔文冲击的理论朗肯-Hugoniot关系的解决方案。使用超过200，000个独立的测量，我们揭示了阿尔文（中间）激波解在光学深度log（tau）=-4处提供了理论和观测之间最接近的匹配，与上层光球和下层色球之间边界的几何高度一致。这项工作首次揭示了太阳黑子本影中色球层中间激波的证据，为一系列磁结构（包括孔隙、磁通量绳和磁亮点）中波能的潜在热化提供了一种新方法。
2020-02-27 astro-ph.SR
3D simulations of realistic power halos in magneto-hydrostatic sunspot atmospheres: linking theory and observation
观测良好的声晕是相对于安静太阳值的时间平均多普勒速度和强度功率的增强，这对于太阳黑子和活动区的半影周围的弱和高度倾斜的场是突出的。我们进行三维线性波建模与现实的分布式声源在MHS太阳黑子大气中，并比较由此产生的模拟增强与多高度SDO观测的现象。我们发现，模拟晕是在良好的定性与观测。我们还提供了进一步的证据，负责晕的基本过程是折射和返回的快磁波已经历了模式转换的关键$a=c$大气层。此外，我们还发现了强有力的证据表明，快速阿尔文模式转换在晕的结构中起着重要的作用，以场向阿尔文波的形式从光球和色球高度带走能量。这种转换过程可以解释在较高频率（$> 8 $ mHz）下观察到的“双环”晕结构。
2015-12-04 astro-ph.SR
Magnetoacoustic Wave Energy Dissipation in the Atmosphere of Solar Pores
太阳孔隙作为磁波导的适用性是近年来讨论的一个关键话题。在这里，我们提出了一组五个光球太阳孔传播磁流体动力学波活动的观测证据。利用邓恩太阳望远镜上的设施红外分光偏振仪获得的数据，通过检查Si I 10827的平分线速度，在不同的大气高度上检测到周期为5分钟的振荡。光谱偏振反演，再加上空间分辨均方根平分线速度，允许波能量通量估计为每个孔的大气高度的函数。我们发现传播磁声香肠模式波的能量通量的顺序为30千瓦/米$^{2}$在100公里的大气高度，下降到约2千瓦/米$^{2}$在大气高度约500公里。的能量通量的横截面结构揭示了体模和表面模香肠波的存在。对能量通量随大气高度衰减的检验提供了阻尼长度的估计，发现所有5个孔隙的平均值为$L_d \approx 268$ km，类似于光球密度标度高度。我们发现体模波的阻尼长度较长，表明表面模香肠振荡能够更容易地耗散其嵌入的波能量。这项工作验证了太阳孔隙作为有效的管道时，引导磁声波能量向上进入外太阳大气层的适用性。
2020-07-22 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. I. Magnetic Field Effects
对太阳大气的观测表明，内部重力波是由过冲对流产生的，但在磁通量的位置被抑制，这被认为是模式转换成磁声波的结果。在这里，我们提出了一个研究的声学重力波频谱出现一个现实的，自洽的模拟太阳（磁）对流。进行了无磁场的流体动力学模拟和初始垂直均匀磁场为50 G通量密度的磁流体动力学（MHD）模拟，并进行了相互比较，以突出磁场对太阳大气中内部重力波传播的影响。我们发现，内部的重力波是不存在的或部分反射回低层中存在的磁场，并认为抑制是由于耦合的内部重力波慢磁声波仍然在高β区域的上层光球。在我们的模型中，转换成阿尔芬波是极不可能的，因为不存在强烈倾斜的磁场。我们认为，内观测到的磁通量浓度内波的抑制也可能是由于非线性破裂的内波由于涡流是无处不在的上层光球和色球。
2016-12-14 astro-ph.SR
Exploring magnetic coupling of solar atmosphere through frequency modulations of 3-min slow magnetoacoustic waves
该研究通过多波长观测发现太阳黑子扇形环中3分钟慢波具有14-20分钟和24-35分钟的周期性频率调制，证明其由光球足点振荡驱动，揭示了太阳本影大气的磁耦合。
2023-09-05 astro-ph.SR
3-D non-LTE radiative transfer effects in Fe I lines: III. Line formation in magneto-hydrodynamic atmospheres
非局部热力学平衡（NLTE）的诊断重要的太阳Fe I线的影响是重要的，由于Fe I电离紫外辐射，这可能会导致一个相当大的人口不足的Fe I水平在太阳大气中，因此，到一个相当大的削弱Fe I线的强烈敏感性。在三维结构大气中，水平辐射转移（RT）可以增强或减弱这种NLTE效应。我们分析了水平RT的影响，常用的Fe I线的快照的3-D辐射磁流体动力学（MHD）模拟的斑区。在分析的快照中，NLTE和水平RT效应具有相当大的强度（高达线深或等效宽度的50%）。由于它们可能具有任何一个符号，并且两个符号都以近似相同的频率和强度出现，因此在考虑空间平均量时，净效应很小。谱带大气中的情况变得相当复杂。水平传输导致线弱化相对于1-D NLTE传输附近的边界的千克磁性元素。然而，在这些元素的中心周围，我们发现了一个经常显著的线强化。这种行为是在相反的预期从以前的3-D RT计算在理想化的磁通管模型，只显示线弱化。这种意想不到的行为的起源在于磁性元件被致密且相对较冷的向下流动的气体包围的事实，该气体形成磁性元件的壁。这些致密壁中的连续体通常形成于比磁性元件的中心部分更冷的气体中。因此，磁性元件的中心部分经历次平均UV照射，导致观察到的3-D NLTE线强化。
2015-07-15 astro-ph.SR
Magnetoacoustic Waves in a Stratified Atmosphere with a Magnetic Null Point
我们进行非线性MHD模拟研究磁声波从光球到低日冕的传播。我们专注于一个2D系统的重力分层的大气和三个光球浓度的磁通量，产生一个磁零点与磁圆顶拓扑结构。我们发现，一个单一的波包引入下边界分裂成多个二级波包。由于阿尔文速度的变化，包的一部分向零折射。波入射到围绕零点的均分等值线上，在那里声速和阿尔文速度重合，部分地传输，反射，并且在局部色散关系的分支之间进行模式转换。波包的初始能量（$E_{input}$）的近似$15.5\%$收敛于零，主要作为快速磁声波。转换非常有效：入射到零上的能量的$70\%$被转换为远离零传播的慢模式，$7\%$作为快波离开，并且剩余的$23\%$（0.036 $E_{input}$）被局部耗散。离开零点的声能沿着靠近零点的四个分离面中的每一个的场线强烈集中。波包向零折射的部分以及电流积累的量取决于波包穿过光球时的垂直和水平波数以及波包的质心位置。朝向或远离零的区域不简单地与开放与闭合磁场或局部场取向的区域重合。我们还模拟了波包传播使用WKB方法，并发现它同意定性，虽然不是定量的，与数值模拟的结果。
2016-12-21 astro-ph.SR
Ambipolar Diffusion in the Lower Solar Atmosphere: MHD Simulations of a Sunspot
太阳大气的磁流体动力学（MHD）模拟通常是在等离子体完全电离的假设下进行的。然而，在较低的太阳大气层中，降低的温度通常只会导致等离子体的部分电离。这种部分电离的等离子体的去耦中性和电离成分之间的相互作用产生双极扩散。为了研究双极扩散在光球层和色球层中传播波特性的作用，我们采用Mancha 3D数值代码来模拟磁声波在太阳黑子本影上方的大气中传播。我们解决非理想的MHD方程的数据驱动的扰动的静磁平衡和双极扩散的影响进行了研究，通过改变模拟，包括额外的条款，占这个过程中的MHD方程。分析模拟与/无双极扩散的能谱密度，我们发现的证据表明，双极扩散在弱电离低密度区域的波特性中起着关键作用，从而最大限度地提高当地的双极扩散系数。因此，我们建议，双极扩散是一个重要的机制，需要仔细考虑它是否应该被包括在模拟中，以及它是否应该被用于分析和解释低太阳大气层的特定观测。
2022-09-28 astro-ph.SR
Observed Effect of Magnetic Fields on the Propagation of Magnetoacoustic Waves in the Lower Solar Atmosphere
我们研究了Hinode/SOT-FG在Ca II H线和G带图像序列中的强度波动观测及其与同步和共空间磁场测量的关系。我们分别研究了G带和H线的强度振荡谱，并通过它们的相对相位差、时间延迟和交叉相干性进行了比较。在非磁性的情况下，两组波动在以4.5 mHz为中心的3 - 7 mHz频带中显示出强的振荡功率，但这随着磁场的增加而被抑制。相对相位分析给出了H线在G波段之后的时间延迟，在无磁情况下为20 \pm 1 s，意味着平均有效高度差为140 km。最大相干性在4 - 7 mHz处。在强磁场作用下，测量的延迟时间缩短到11 s，相干峰值接近4 mHz。第二个相干最大值出现在7.5 - 10 mHz之间。对这种双频相干的位置的调查将其定位在光球磁结构外的扩散环中。这些结果提供了一些可能的解释。
2012-06-19 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
Height-Dependent Slow Magnetoacoustic Wave Amplitude and Energy Flux in Sunspot Atmospheres
本研究分析2012-2016年20个活动区，发现太阳黑子本影中慢磁声波振幅随高度先增后减，能量通量单调下降，缺失通量不足以平衡色球辐射损失。
2025-04-21 astro-ph.SR
The Frequency-dependent Damping of Slow Magnetoacoustic Waves in a Sunspot Umbral Atmosphere
高的空间和时间分辨率的太阳黑子，同时获得在多个光学和紫外波长的图像，被用来研究慢磁声波的传播和阻尼特性的过渡区的高度。功率谱是由太阳黑子本影中的强度振荡产生的，跨越多个大气高度，频率高达几百兆赫。据观察，功率谱显示在整个频率范围内的幂律依赖，与显着增强约5.5兆赫的色球通道。的相位差谱揭示了一个截止频率附近的3兆赫，到该振荡是倏逝的，而那些具有较高的频率向上传播。幂律指数似乎随着大气高度的增加而增加。此外，较短的阻尼长度观察到的振荡频率较高，表明频率依赖性阻尼。使用的5.5兆赫（3分钟）的振荡的相对振幅，我们估计在不同的高度，这似乎是从光球逐渐衰减的能量通量，与最近的数值模拟。此外，功率谱在整个本影半径的比较突出了增强的高频波附近的本影中心，这似乎并不相关的磁场倾角的影响。
2017-08-16 astro-ph.SR
A viscous magnetohydrodynamic Kelvin Helmholtz instability in the interface of two fluid layer Part II An application to the atmosphere of the Sun
本次提交的主要目的是使用Hoshoudy，Cavus和Mahdy（2019）的模型，研究波数，剪切速度，磁场和温度等参数对发生在太阳大气中的两个粘性流体层界面上的磁化Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）增长率的影响。在这次检查中，KHI的存在被确定为波数，磁场，剪切速度和温度在太阳大气中的各种情况下。获得了这些参数的敏感值。
2019-07-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Two-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations of Partial Ionization in the Chromosphere. II. Dynamics and Energetics of the Low Solar Atmosphere
我们使用2.5维辐射MHD模拟与彩虹代码研究离子和中性粒子之间的相互作用对色球层和覆盖日冕的影响。我们已经扩展了使用广义欧姆定律实现离子中性相互作用效应的代码功能，即，我们在感应方程中包括霍尔项和双极扩散（彼得森耗散）。我们的模型从对流层上部到日冕，光球层、色球层和过渡区部分电离。模拟结果表明，电离粒子和中性粒子之间的相互作用对这些模型层的磁热力学有重要影响：1）双极扩散使色球层温度升高，2）由于双极扩散，光球层水平磁场偶尔会扩散到色球层; 3）双极扩散集中电流，导致更猛烈的喷射和重连过程，导致3a）更长和更快的针状体的形成，3b）针状体演化期间等离子体的加热，以及3c）针状体中等离子体和磁场的去耦。我们的研究结果表明，双极扩散是理解色球层和过渡区的磁热动力学性质的一个关键因素。数值模拟已经公开，类似于以前的彩虹桥模拟。这将使社区研究现实的数值模拟与更广泛的磁场配置和物理模块比以前可能的。
2017-08-22 astro-ph.SR
Nonlinearity of 3 minute Slow Magnetoacoustic Waves in the Sunspot Umbral Atmosphere
本研究利用SDO/AIA多波长数据，通过非线性指数（2次谐波与基波振幅之比）量化分析了太阳黑子本影大气中3分钟慢磁声波的非线性垂直演化，揭示了波在低层大气变陡形成激波及低日冕层存在两阶段非线性演化的特征。
2025-07-14 astro-ph.SR
On the Source of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves in Sunspots
最近使用地面和空间望远镜同时进行的太阳黑子振荡高分辨率观测揭示了太阳大气层不同层之间的内在联系。然而，尚不清楚这些振荡是外部驱动的还是原位产生的。我们解决这个问题，通过使用沿日冕扇环系统传播的慢磁声波的观测。除了通常观察到的振荡幅度随距离减小之外，还发现观察到的波幅度随时间调制，在波列的整个传播路径中观察到类似的变化。利用多波长、多仪器观测资料，研究了太阳大气中光波在不同层中传播时振幅随时间的变化。通过比较不同层的振幅调制周期，我们发现在太阳黑子中观察到的慢磁声波是由光球p模式驱动的，这些模式在消散之前向上传播到日冕中。
2015-10-12 astro-ph.SR
Alfven Waves in the Solar Atmosphere
阿尔芬波被认为是加热太阳静止大气所需的非热能的可行传输者。大量的最新观测，从国家的最先进的设施，报告了阿尔芬波的存在范围内的色球和日冕结构。本文综述了横向扭折和扭转线性磁流体动力学（MHD）波解纠缠特性的研究进展。我们概述了简单而强大的理论，描述了它们在（非）均匀磁结构中的基本特性，这些结构非常类似于真实太阳大气的构建块。
2012-10-12 astro-ph.SR
Flows and magnetic field structures in reconnection regions of simulations of the solar atmosphere: do flux pile-up models work?
在数值电阻率为常数、极性相反的磁场作用下，模拟了太阳光球层和色球层磁化后的磁场湮灭和重联过程。利用重联湮灭的精确解析解解释了太阳大气中磁通抵消模拟中的磁重联特征。我们使用MURaM高分辨率光球辐射磁对流模拟来证明磁场重联的存在与磁通量堆积模型一致。此外，一个模拟的数据驱动的色球磁流体动力学模拟被用来证明磁场和流动结构，这是类似的理论预测。这两个模拟表明，流动和磁场结构大致符合加速重联与磁通量堆积。在较强的光球磁场中也证明了标准Sweet-Parker型重联的存在。
2018-09-03 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Fast Magnetoacoustic Waves due to Coupling into the Slow and Alfven Continua in the Solar Atmosphere
研究了非均匀、弱耗散、一维平面、强各向异性色散等离子体中快磁声波的共振吸收。磁位形由夹在两个半无限均匀磁性等离子体区域之间的非均匀磁性板组成。横向驱动的FMA波穿透与局部慢波或Alfven波存在于非均匀层中的相互作用的非均匀板，并且部分地被该区域反射、耗散和透射。本研究的目的是找到太阳色球和日冕条件下的波能吸收系数。数值结果进行了分析，以找到波能吸收系数的慢和阿尔芬共振位置。数学推导是基于两个简化的假设，即（i）非线性很弱，（ii）非均匀层的厚度与波的波长相比很小，即我们采用所谓的长波长近似。慢共振被发现是由非线性理论描述，而在阿尔芬共振的动力学可以在线性框架内描述。我们引入了耦合共振的新概念，当两个不同的共振彼此非常接近时，会发生这种情况，从而导致入射波的行为就像它同时受到两个共振的影响一样。我们的结果表明，波的能量吸收是很大程度上依赖于入射波的角度结合平衡磁场的倾角。此外，它被发现，FMA波是非常有效地吸收在阿尔芬共振日冕条件下。在色球条件下，FMA波的吸收效率要低得多，尽管由于耦合共振而增加了效率。
2010-06-12 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetohydrodynamic simulations of M-dwarf chromospheres
我们提出的第一个结果，从三维辐射磁流体动力学模拟的M-型矮星与CO 5 BOLD。局部模型包括对流层顶、光球层和色球层。结果示出了模型的有效温度为3240 K和重力加速度的log g = 4.5，这代表类似的AD狮子座。这些模型具有不同的初始磁场强度和场拓扑。第一代模型表明，M矮星的大气是高度动态和间歇性的。磁场和传播的冲击波产生了复杂的精细结构，这在Ca II K谱线核心的合成强度图中清晰可见，在毫米波长处也是如此。动态的小尺度模式不能用一维模式来描述，这对于半经验模式大气的构建以及对一般观测结果的解释具有重要意义。详细的三维数值模拟在这方面是有价值的。此外，这种模型有助于分析小尺度过程，这些过程在恒星上无法观察到，但对于理解M矮星大气及其活动可能是必不可少的。一个例子是所谓的“磁龙卷风”，最近在太阳上发现，并首次在M矮星模型中提出。
2013-01-09 astro-ph.SR
HD 60435: The star that stopped pulsating
该研究利用5年TESS观测发现roAp星HD 60435出现短周期振幅调制并首次完全停止脉动，同时结合斜向脉动与磁脉动模型约束几何、4 kG极磁场及整体金属丰度。
2024-12-06 astro-ph.SR
Mode conversion of radiatively damped magnetogravity waves in the solar chromosphere
对绝热重力波在太阳大气中传播的模拟表明，在存在高度倾斜的磁场的情况下，模式转换为场导声波或阿尔文波是可能的。本工作旨在扩展以往的绝热研究，探讨辐射阻尼对太阳大气中重力波传播和模式转换的影响。我们模型重力波在VAL-C大气中，受到均匀的，任意取向的磁场，使用牛顿冷却近似辐射阻尼传播。结果表明，在绝热研究中确定的模式转换路径保持阻尼的存在。波能通量对辐射阻尼时间的高度依赖性的形式是高度敏感的。虽然从0.2微米开始的模拟与绝热结果相比导致适度的通量衰减，但在低光球层中预期的短阻尼时间有效地抑制了在光球层底部开始的模拟中的重力波。很难调和我们的结果和观测的传播重力波在光球高度的显着的能量通量，除非它们是在原地产生的，即使这样，为什么他们被观察到传播低至70公里，重力波应该是辐射过阻尼。
2011-07-12 astro-ph.SR
Solar slow magneto-acoustic-gravity waves: an erratum correction and a revisited scenario
慢波通常在整个太阳大气中观测到。假设薄通量管近似，Costa等人（2018）获得了从光球层传播到日冕的慢模式磁声重力波的截止周期。然而，在那篇论文中，定压比热系数$c_{\mathrm{p}}$值中的一个排印错误导致了截止值计算的不一致性，这只在过渡区有意义。由于该区域温度的突然变化，平均原子量也会发生变化（约为2倍），但为了简单起见，在分析模型中经常被忽略。在本文中，我们回顾了Costa等人（2018）中磁声重力波截止周期的计算，考虑了具有温度分布的流体静力平衡大气，包括平均原子量的变化和对上述不一致性的校正。此外，我们表明，分析得到的截止期是一致的，在一个特定的活动区域的观测测量的相应的周期。
2020-04-20 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic waves driven by p-modes
波在太阳大气层的所有层都被观测到，磁场在波的传播中起着关键作用。在大气层深处，p模式几乎完全是声学性质的，而在上层，磁力占主导地位，导致了大量各种各样的新波模式。近年来，在解析理论、数值模拟和高分辨率观测的帮助下，我们对波与磁结构相互作用的物理学的理解取得了重大进展。在这篇文章中，我们回顾了该领域的最新观测结果和当前的理论思想，重点是以下问题：（i）所观察到的波在网络，斑和光斑区域的传播的特殊性;（ii）模式转换的作用和观测证据，这一过程;（iii）耦合的光球，色球，和以上通过在磁结构中传播的波。
2013-02-18 astro-ph.SR
Effects of Stratification and Flows on P1/P2 Ratios and Anti-Node Shifts within Closed Loop Structures
太阳大气是一个动态的环境，不断演化形成各种各样的磁主导结构（日冕环，针状体，双折射等）。其在任何时候覆盖表面的显著百分比。许多这些结构中的振荡和波现在被广泛观察到，并导致了新的分析技术的太阳磁震学，其中等离子体的背景条件的推断可以通过研究磁流体动力学（MHD）波推导出来。在这里，我们概括了一种新的磁地震学方法，旨在推断密度分布的有界等离子体结构的关系，其基本和第一谐波。对太阳大气层的观测已经着重表明，导致等离子体结构内复杂密度分布的分层是常见的，从而使这项工作立即可用于太阳物理学。我们表明，在一个动态的波导，如何周期比不同于理想的谐波比普遍存在于均匀的结构。这些比值与最近的观测结果非常吻合。接下来，还分析了反节点移位。使用大气波导内的整体流的典型缩放参数，例如，日冕环，它被发现，可以预测显着的波腹位移，甚至到10微米的顺序。这将是非常鼓励设计具体的观测，以确认预测的波腹位移，并适用于太阳磁震学的发展理论，以获得更准确的太阳大气波导诊断。
2013-06-05 astro-ph.SR
On the properties of slow mhd sausage waves within small-scale photospheric magnetic structures
磁声波在太阳大气中的磁结构中的存在是有据可查的。应用太阳磁震学（SMS）技术，使我们能够推断这些结构的背景属性。在这里，我们的目标是确定所观察到的磁声波的属性，并研究低层太阳大气中的磁结构的背景属性。使用荷兰开放望远镜（DOT）和太阳大气层快速振荡（ROSA）仪器，我们捕获了两个系列的高分辨率强度图像，其中两个孤立的磁孔具有短节奏。结合小波分析和经验模态分解（EMD），我们确定了横截面内的特征周期（即，时间序列和强度序列。然后，应用线性磁流体力学（MHD）理论，我们确定了这些振荡的MHD框架内的模式。在这两个磁孔内检测到几个振荡。它们的周期从3到20分钟不等。结合小波分析和EMD使我们能够自信地找到面积和强度振荡之间的相位差。从这些观察到的特征，我们得出结论，检测到的振荡可以归类为慢香肠MHD波。此外，我们确定了这些振荡的几个关键属性，如径向速度扰动，磁场扰动和垂直波数使用太阳磁震学。相关波数的估计范围揭示了这些振荡被困在这些磁性结构中。我们的研究结果表明，检测到的振荡是驻谐波，这使我们能够估计的扩展因子的波导采用SMS。计算的膨胀系数范围为4 - 12。
2015-10-29 astro-ph.SR
Time-resolved photometric and spectroscopic analysis of a luminous Ap star HD103498
本文介绍了对一颗明亮的Ap星HD 103498的光度和光谱监测结果。时间序列光度观测是在17个夜晚使用三通道快速光度计进行的，该光度计附在位于奈尼塔尔的ARIES的1.04米光学望远镜上。2007年5个夜晚的光度数据显示出明显的15分钟周期特征。然而，2007- 2009年期间的后续观察不能重复任何这种周期。为了确认光度变化，2009年2月2日在拉帕尔马用2.56米北欧光学望远镜（NOT）进行了时间序列光谱观测。任何径向速度的变化是不存在的，在这个数据集，这是在完全符合光度观测接近同一天晚上。模型大气和丰度分析表明，HD 103498是从主序星演化而来的，其大气丰度与另外两颗演化的Ap星HD 133792和HD 204411相似：Si、Cr和Fe的大丰度和稀土元素的中等丰度。这些化学性质和更高的有效温度将HD 103498与任何已知的roAp恒星区分开来。
2009-09-22 astro-ph.SR
The coronal power spectrum from MHD mode conversion above sunspots
本文利用 2.5D MHD 模拟研究黑子大气中 p 模式向上传播导致的双重模式转换，揭示重力分层的频率滤波使日冕 Alfvénic 波功率谱峰值向更高频率移动。
2025-01-06 astro-ph.SR
Acoustic-gravity wave propagation characteristics in 3D radiation hydrodynamic simulations of the solar atmosphere
在过去的几十年里，太阳大气三维辐射磁流体动力学模拟的真实度有了巨大的进步。四个最常用的数字代码是Bifrost，CO 5 BOLD，MANCHA 3D和MURaM。本文通过测量不同高度上的声波-重力波频散关系，对这四种程序的波传播特性进行了测试和比较。我们发现各种模型之间存在相当大的差异。波功率的高度依赖性，特别是高频波，变化高达两个数量级的模型之间，和几个模型的相位差谱显示出意想不到的功能，包括$\pm180^\circ$相位跳跃。
2020-07-11 astro-ph.SR
Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
