Effect of the anomalous dispersion in the solar atmosphere on results of magnetic field measurements by the line-ratio method
在计算了Fe I 524.7和525.0 nm谱线和Holweger-Muller模型大气的Stokes参数的基础上，分析了反常色散对谱线比法测量太阳磁场的影响。结果表明，在目前的观测精度下，只有同时满足以下四个条件时，才能在线比法中考虑异常频散：a）磁力线与视线的倾角不超过20 °，b）磁场强度大于100 mT，c）磁力线与视线的倾角不超过20 °，d）磁力线与视线的倾角不超过20 °，e）磁力线与视线的倾角不超过20 °。c）子伸缩通量管中的磁场的横截面轮廓是矩形的;以及d）使用磁敏感线轮廓的靠近线中心（<4 μ m）的部分。
2021-12-08 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
Mode conversion of two-fluid shocks in a partially-ionised, isothermal, stratified atmosphere
低层太阳大气的等离子体主要由中性粒子组成，而高层太阳大气主要是电离粒子和电子。因此，在太阳大气中向上传播的激波会经历一个过渡，在这个过渡中，主要的流体要么是中性的，要么是电离的。向上传播的激波也会经过声速和阿尔文速度相等的点。在这一点上，声冲击的能量可以分为快速和慢速分量。能量在两种模式之间如何分配取决于磁场的角度。本文研究了重力层结大气中中性和电离物质的分离。两种流体的影响的结构上的冲击后模式转换和摩擦加热的作用被量化为不同水平的碰撞耦合。采用（P \underline{I} P）程序对等温、部分电离大气中激波变陡过程进行了双流体数值模拟。碰撞系数的变化，以调查的制度，其中等离子体和中性物种的弱，强和强耦合。由中性和电离物质承载的压缩波的传播速度不同，因此当等离子体试图比中性物质传播得更快时，在两种物质之间产生速度漂移。这对于快速模式冲击是最极端的。我们发现，碰撞系数急剧改变系统中存在的功能，特别是模式转换的高度，类型的冲击存在，和有限的冲击宽度所产生的双流体效应。在有限耦合区，快模激波宽度可以超过压力标度高度，导致在太阳低层大气中可以观测到新的双流体效应。
2020-04-06 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
Fast-to-Alfvén mode conversion mediated by Hall current. II Application to the solar atmosphere
在完全电离的等离子体中，通过分层和三维几何效应，可以观察到快磁声波和阿尔文波之间的耦合。在论文I中，Cally和Khomenko（2015）已经证明，在弱电离等离子体中，如太阳光球层和色球层，霍尔电流引入了一种新的耦合机制。本研究将论文I的结果推广到了温等离子体的情况。我们报告的数值实验中使用准现实分层的热力学参数类似的太阳大气模式转换进行了研究。这纠正了冷等离子体近似假设的局限性，特别是允许快速和慢速磁声模式之间的耦合和随后的耦合的快速模式的阿尔文模式通过霍尔电流的完整过程。我们的研究结果证实了论文I中提出的太阳能情况下的机制的有效性。我们观察到，转换的效率是波的传播方向和磁场之间的角度，以及波的频率的敏感函数。当场方向和波方向对准以增加波频率时，效率增加。在将我们的结果换算成典型的太阳值之后，转换的阿尔文波的最大振幅，对于1 Hz的频率，对应于$\sim10^3$ $\rm W\,m^{-2}$的能量通量（在峰值霍尔耦合高度以上测量），基于$β=1$处的500 $\rm m\,s^{-1}$的振幅，这足以在安静和活跃区域的日冕加热中发挥主要作用。
2018-11-15 astro-ph.SR
Numerical simulations of conversion to Alfven waves in solar active regions
我们使用2.5D数值模拟研究磁声波到Alven波的耦合。在我们的实验中，一个给定频率和波数的快速磁声波产生的表面以下。假设域内的磁场是均匀的和倾斜的。在声速和阿尔芬速度相等的层附近，测量转换成阿尔芬波的效率，计算它们的能流。磁场的振荡与速度之间的特殊振幅和相位关系，有助于我们证明这种转换后到达高层大气的波确实是阿尔文波。我们发现，从快磁声波到阿尔芬波的转换是特别重要的倾斜和方位角之间的磁场55和65度，与最大值移动到更大的倾角为较低的频率波。传输到高层大气的最大阿尔芬通量比相应的声通量低2-3倍。
2010-09-23 astro-ph.SR
Benchmarking Fast-to-Alfven Mode Conversion in a Cold MHD Plasma
阿尔文波可能是由快磁声波在太阳大气中反射层附近通过模式转换产生的，这对日冕振荡和活跃区日震学都有影响。在活跃区域，这种反射通常发生得足够高，以至于阿尔文速度$a$大大超过声速$c$，远高于快模式和慢模式相互作用的$a=c$水平。为了集中讨论快/阿尔文转换的基本特性，去掉不必要的细节，采用重力分层冷MHD模型$c\to0$来冻结慢模是有用的。这为在更复杂的大气中快速到阿尔文模式转换提供了基准。假设一个均匀的倾斜磁场和一个指数阿尔文速度分布与密度标度高度$h$，阿尔文转换系数只取决于三个变量;无量纲的横向于分层的波数$κ=kh$、磁场相对于分层方向的倾斜度$θ$以及波矢量相对于包含分层和磁场方向的平面的偏振角$ϕ$。我们提出了一个广泛的探索模式转换在这个参数空间，并得出结论，几乎完全转换为向外传播的阿尔文波通常发生在小$θ$和大$ϕ$（$80^\circ$ - $90^\circ$），虽然它是完全不存在时，$θ$正好为零（垂直场）。对于日震感兴趣的波数，转换区域足够宽，可以覆盖整个色球层。
2011-05-31 astro-ph.SR
Fast Pairwise Conversion of Supernova Neutrinos: A Dispersion-Relation Approach
通过前向散射的集体对转换$ν_e\barν_e\leftrightarrow ν_{x}\barν_{x}$，其中$x=μ$或$τ$，可能是超新星中微子输运的通用。根据中微子携带的电子轻子数的局部角强度，转换速率是“快”的，即，其为$\sqrt{2}G_{\rm{F}}(n_{ν_e}{-}\,n_{\barν_e})\ggΔm^2_{\rm atm}/2E$级。我们提出了一种新的方法来理解这些现象：一个色散关系的频率和波数$(Ω,\bf{K})$的平均场的$ν_eν_x$味相干的扰动。失控的解决方案出现在“分散间隙”，即，在不存在传播平面波的$Ω$和/或$\bf{K}$的“禁止”间隔中。我们强调，实际的解决方案还取决于初始和/或边界条件，需要进一步研究。
2017-01-11 astro-ph.SR hep-ph
Wave Conversion, Decay and Heating in a Partially Ionized Two-Fluid Magneto-Atmosphere
本文利用双流体射线理论研究了部分电离磁化等离子体中快慢波的转换与衰减，发现有限碰撞频率会降低同类模式透射、增强异类模式转换，并在模式转换区产生局部加热，对理解太阳色球层加热具有重要意义。
2023-03-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Smoothing of MHD Shocks in Mode Conversion
模拟了激波在分层等温磁大气中通过阿尔文-声学均分层的过程。Núñez（2019）最近的射线理论计算预测了通过这一层的冲击波的平滑，导致快速和慢速分量都以连续波的形式出现。然而，它被发现，部分模式转换预期从线性理论的斜入射的冲击的磁场是伴随着一个平滑的慢冲击，而快速冲击持续。基于MHD模式转换和激波理论给出了解释。
2019-07-25 astro-ph.SR
On the Detectability of 57Fe Axion-Photon Mode Conversion in the Sun
本文的目的是评估的可行性轴子探测的X射线光谱的太阳。我们回顾了轴子-光子模式转换的理论，特别注意在14.4 keV的57 Fe在太阳中心的M1衰变中发射的轴子。这些然后模式转换为太阳能外壳外层的光子，并且原则上可以随后作为X射线被检测到。当轴子质量大于10^-4 eV时，在轴子质量与局域电子等离子体频率相匹配的层上发生共振模转换是必要的。对于质量大于10^-2 eV的轴子，这种模式转换发生在太阳大气层的深处，以至于产生的光子无法在康普顿散射使谱线模糊之前逃离太阳表面并被探测到。在（可检测的）轴子质量低于此，轴子模型预测的模式转换光子的通量似乎太低，检测是可行的与当前的仪器。轴子质量低于10^-4 eV时的非共振模式转换也是合理的，但预测的通量更低，因为轴子的耦合常数与它的质量有关。从X射线观测的这种过渡从太阳的大规模轴子参数的有意义的约束的前景似乎是没有希望的。然而，无质量的对应物（例如“阿里翁”）的参数仍然可以从这样的观测中得出。它可以在太阳大气的外层进行模式转换，但不受此限制，具有小的耦合常数。
2013-03-21 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
Magnetic Coupling in the Quiet Solar Atmosphere
在安静的太阳大气中的三种磁耦合的突出和讨论，所有的根本连接到洛伦兹力。第一，太阳表层的对流和过冲流体与磁场的耦合。在这里，等离子体运动提供了主导力，它塑造了磁场并驱动了表面发电机。对水平磁场的认识进展进行了总结和讨论。二是声波与磁场的耦合，特别是波的转换和折射现象。描述了大气中的波传播时间的测量如何能够提供关于波转换区的地形的信息，即，阿尔文和声速相等的表面。在安静区域，这个表面将一个高动态的磁场与其周围和上方的快速移动的磁声波和冲击从其下方的高β等离子体的更缓慢的演变场中分离出来。第三，磁场也耦合到辐射场，这导致辐射通量沟道和辐射场的各向异性增加。它示出了如何光斑可以理解在这种效果。本文首先根据日之出空间天文台的新结果介绍了宁静太阳的磁场，并简要回顾了利用汉勒效应测量湍流磁场的情况。
2009-04-13 astro-ph.SR
MHD waves in homogeneous and continuously stratified atmospheres
本文系统梳理线性理想MHD波理论并推广至重力分层大气，重点分析波模转换、精确解及WKBJ和射线方法，并讨论其对太阳大气加热的意义。
2024-08-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Three-dimensional numerical simulations of fast-to-Alfven conversion in sunspots
通过三维数值模拟研究了实际太阳黑子大气中快波向Alfven模的转换。在模型的高β区激发了向上传播的快声波。从速度和磁场在其特征方向上的投影，以及波能量和通量的计算，分析了转换层产生的新波模。分析表明，最大效率的转换到慢模式获得的倾角为25度和低方位角，而阿尔芬波转换峰值在高倾角和方位角之间的50和120度。向下传播的阿尔芬波出现在太阳黑子的区域，其中磁场的方向与波传播的方向相反，因为在这些位置，阿尔芬波与由于阿尔芬速度梯度而被反射的下行快磁波更好地耦合。模拟结果表明，色球层的阿尔芬能量与慢模的声能相当，在高倾斜磁场下甚至更高。
2012-08-28 astro-ph.SR
Wave Heating of the Solar Atmosphere
本文综述磁波在太阳大气日冕加热中的作用，结合观测发现与理论机制，梳理波能量传输、耗散和转化为热的过程。
2015-01-27 astro-ph.SR
Toward the analysis of waves in the solar atmosphere based on NLTE spectral synthesis from 3D MHD simulations
通过对2002- 2003年南半球夏季利用两高度磁光滤波器（MOTH）观测到的KI 7699 A和Na I 5890 A谱线的多普勒分析，发现在磁区存在向上的行波。我们的分析表明，这些波的色散关系强烈依赖于波是否被检测到在低β或高β制度。此外，所观察到的色散关系并没有显示出预期的降低声截止频率的场引导慢磁波。相反，我们检测到的声学截止频率以下的旅行时间的增加，并在同一时间的旅行时间以上it. To研究的形成高度的谱线采用MOTH更详细，我们目前正在采用三维MHD模拟进行CO 5 BOLD的过程中进行NLTE频谱合成。
2010-01-28 astro-ph.SR
Numerical simulations of wave propagation in the solar chromosphere
我们提出了一个现实的，非稳态模型的太阳大气中的波传播的二维模拟。该模型显示了一个颗粒速度场和磁通量浓度的颗粒间通道类似于观察到的速度和太阳上的磁结构，并考虑到辐射转移。我们提出了三种情况下的磁声波传播通过模型大气，在那里我们专注于不同的磁声波在类似的声音和Alfvén速度的层，我们称之为均分层的相互作用。在该层处，声和磁模式可以根据波矢量和磁场矢量之间的角度来交换能量。我们的结果表明，在均分层以上，在所有三种情况下，快磁模折射回太阳大气。因此，磁波在色球层中表现出倏逝行为。在低等离子体- $β$状态下沿磁场传播的声模可以是低- $β$状态内或外的声源的直接结果，或者它可以由磁模的转换产生，当波穿过一系列均分层时可能由几个这样的转换产生。
2010-09-28 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
Directional Time-Distance Probing of Model Sunspot Atmospheres
在当地日震学中没有被广泛考虑的一个关键特征是，表面磁性区域实际上打开了一个从内部进入太阳大气的窗口，地震波通过这个窗口泄漏，在大气层中反射，然后重新进入内部，重新加入通常局限于那里的地震波场。在最近一系列使用平移不变大气的数值研究中，我们使用了“定向时距日震学”测量方案来研究太阳大气层中较高位置的返回快波和阿尔文波对光球层地震学的影响（Cally & Moradi 2013; Moradi & Cally 2014）。在这项研究中，我们将我们的定向时间-距离分析扩展到更现实的类太阳黑子大气中，以更好地了解太阳黑子中磁场对日震走时测量的直接影响。与我们以前的研究结果一致，我们发现了一个独特的频率依赖性的方向行为的走时测量，一致的签名MHD模式转换。我们发现，无论太阳黑子的场强或威尔逊凹陷的深度如何，情况都是如此。我们还分离和分析了纯热扰动对测量旅行时间的直接贡献，发现在本影中传播的波对太阳黑子的潜在热效应更加敏感。
2015-03-14 astro-ph.SR
Stability of rotating magnetized jets in the solar atmosphere. I. Kelvin-Helmholtz instability
观测表明，太阳大气中的各种喷流具有显著的旋转运动，可能会经历不稳定性，导致周围等离子体变热。本文研究了由射流表面附近的速度突变引起的扭转旋转射流的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性。我们推导了一个色散方程与适当的边界条件的总压（包括管旋转的离心力），它支配不可压缩射流的动力学。在此基础上，得到了各种情况下Kelvin-Helmholtz不稳定性的解析判据，并通过数值求解色散方程进行了验证。我们发现，当旋转的动能大于扭转的磁能时，扭转和旋转的射流都不稳定于KH不稳定性。我们的分析表明，1-5 G的方位角磁场可以稳定观察到的旋转针状/macrosepicules和X射线/EUV喷流。另一方面，非扭转射流总是不稳定的KH不稳定性。在这种情况下，不稳定性的增长时间是几秒钟的针状体/macrosepicules和几分钟（或更少）的EUV/X射线射流。我们还发现，由于地表方位角速度的跳跃，扭结和扭转Alfven驻波在波腹附近总是不稳定的，而传播波一般是稳定的。KH涡旋可能导致增强的湍流发展和周围等离子体的加热，因此旋转喷流可以为色球和日冕加热提供能量。
2015-10-05 astro-ph.SR
On the propagation of gravity waves in the lower solar atmosphere in different magnetic configurations
该研究利用多高度强度与速度观测构建互谱和色散图，发现磁场会降低重力波相干性与相移，表明其在太阳低层大气中抑制、散射并反射重力波。
2023-05-04 astro-ph.SR
Hot Explosions in the Cool Atmosphere of the Sun
传统上，太阳大气是用一个简单的一维模型来表示的。在过去的几十年里，这种范式转变为构成外层大气的色球层和日冕，现在被认为是一个动态结构的信封。IRIS（界面区域成像光谱仪）最近的观测表明，即使在太阳表面上方6000 K的冷光球层中也很难确定什么是向上和向下的：这个区域拥有瞬间加热到近100，000 K的热等离子体。加热和加速等离子体的能量需要来自耀斑的相当大一部分能量，耀斑是最大的太阳分裂。IRIS的这些观测不仅证实了光球层比传统认为的要复杂，而且还提供了对磁重联过程中能量转换的深入了解。
2014-10-21 astro-ph.SR
Transition region-induced kinetic Alfven wave conversion. Electric displacement field
Independent researcher（独立研究者）
研究过渡区对动能阿尔芬波的传播、传输与反射过程，揭示电位移场变化及能量再定向机制。
2026-05-11 astro-ph.SR
Benchmarking Hall-Induced Magnetoacoustic to Alfvén Mode Conversion in the Solar Chromosphere
本文研究了在部分电离的低层太阳大气中，由霍尔效应引起的磁声-阿尔文线性模式转换的2.5维数值模式，改变了磁场强度和磁场倾角，以及波频率和水平波数。据发现，只有波能的磁分量是受霍尔介导的阿尔文波能通过极化旋转过程的转换。这强烈地促进了在安静的低色球层中慢磁声波和Alfvén波之间的直接模式转换，即使在mHz频率下也是如此。然而，那里的快波，其本质上主要是声学的，仅通过间接的两步过程进行霍尔诱导转换：（i）在阿尔文声学均分高度$z_{\rm eq}$附近的几何诱导的快-慢转换;以及（ii）$z>z_{\rm eq}$中的快波的霍尔旋转。因此，对于产生上行阿尔文波的两阶段过程，$z_{\rm eq}$必须位于霍尔有效窗口$0\lesssim z\lesssim700$ km之下或之内。需要超过100 G的磁场强度来实现这一点。由于这种霍尔效应的效能与场强成反比而与波频率成正比，因此只有高于约100 mHz的频率才受到两阶段过程的显著影响。增大磁场倾角$θ$一般能增强霍尔转换率，而水平波数$k_x$对霍尔转换率影响不大。直接和间接的霍尔机制都有影响的MHD波激发的光球到达上色球层的能力，并暗示日冕。
2021-08-05 astro-ph.SR
