M-dwarf's Chromosphere, Corona and Wind Connection via the Nonlinear Alfvén Wave
M矮星的大气层预计是高度磁化的。磁场能量可以加热恒星的色球层和日冕，并驱动恒星风。Alfvén波的非线性传播是加热恒星大气和驱动星风的重要机制。基于这种Alfvén波方案，我们进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟，以再现TRAPPIST-1，Proxima Centauri，YZ CMi，AD Leo，AX Mic以及太阳的恒星大气和风。我们的研究直接解决了阿尔文波从恒星光球到色球层、日冕和行星际空间的非线性传播问题。模拟结果表明，通过Alfvén波的非线性模耦合产生的慢激波对恒星色球层（星刺）动力学和星风加速都有重要影响.我们的参数测量进一步揭示了恒星大气和风的物理量的下列一般趋势。(1)M矮星的日冕往往比太阳日冕更冷，密度更大。(2)与太阳风相比，M矮星的星风具有相对较快的速度和较小的质量损失率。本文阐明了这些趋势背后的物理机制，其中M矮星大气层结较强和来自M矮星光球层的阿尔文波能量输入相对较小是显著的。
2021-06-25 astro-ph.SR
Turbulence in the sub-Alfvénic solar wind driven by reflection of low-frequency Alfvén waves
我们研究的形成和演变的湍流光谱的阿尔文波驱动的反射关闭的太阳风密度梯度，从日冕底部到17个太阳半径，远远超过阿尔文临界点。对背景太阳风进行了赋值，并采用二维壳层模型来描述非线性相互作用。我们发现湍流谱受反射波性质的影响。靠近底部，这些分别产生出射波和反射波的更平坦和更陡峭的光谱。在更高的日心距离，两个光谱演变的渐近Kolmogorov谱。湍流耗散被发现占至少一半的加热需要维持的背景强加的太阳风和它的形状被发现是由反射确定的湍流加热低于1.5太阳半径。因此，反射和反射驱动的湍流被证明在快速太阳风的加速和在日光层中0.3 AU处发现的湍流光谱的起源中起着关键作用。
2009-05-15 astro-ph.SR
Sonic and Alfvenic Critical Point and the Solar Probe Mission: presentation to the Solar Probe Science and Technology Definition Team
关键点在太阳探测器任务中重要吗？这是对太阳风模型中临界点的性质的简要讨论，这在“真实”的太阳风中的物理意义，以及沿着名义上的太阳探测器轨道可以预期什么。结论是，风成为跨音速和跨阿尔夫文的区域，这可能是不规则的和变化的，可能揭示有趣的物理，但数学定义的临界点本身是不太重要的。
2021-06-15 astro-ph.SR
Resonant Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
上下文磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。在磁波导中，由于等离子体的不均匀性，共振吸收自然地将波能量从大尺度运动传递到小尺度运动。在太阳大气中较冷的部分，例如，色球层，由于部分电离的影响可能与波动动力学和加热有关。目标。研究了部分电离等离子体中的共振阿尔芬波。方法.我们在冷等离子体近似中使用多流体方程。本文研究了部分电离磁通管中共振磁流体动力学波的传播。我们使用近似分析理论的基础上正常模式的薄管和薄边界近似数值特征值计算。结果我们发现，波扰动跨越共振层的跳跃是相同的完全电离等离子体。由于共振吸收的阻尼长度与频率成反比，而由于离子-中性碰撞的阻尼长度与频率的平方成反比。对于太阳大气中观察到的频率，共振吸收比离子-中性碰撞更有效地衰减MHD扭结波的振幅。结论.色球扭折波携带的大部分能量被转换成局部方位角阿尔芬波，可以在日冕介质中沉积能量。色球层中由于离子与中性粒子碰撞而引起的波能耗散只对高频波有效。色球层对周期小于10 s的扭折波起着过滤器的作用。
2011-11-17 astro-ph.SR
Heating and Acceleration of the Fast Solar Wind by Alfvén Wave Turbulence
本文对极冕洞中心磁通量管中的简化磁流体动力学（RMHD）湍流进行了数值模拟。背景大气模型是动量方程的解，并包括波压对太阳风外流的影响。阿尔文波在日冕底部发射，并由于阿尔文速度和外流速度的变化而在不同高度反射。湍流由反向传播的阿尔文波之间的非线性相互作用驱动。结果为两个模型的背景大气。在第一个模型中，等离子体密度和阿尔文速度随高度平滑地变化，导致最小的波反射和低的能量耗散率。我们发现耗散率不足以维持背景大气的温度。耗散率的标准唯象公式显着高估的速率从我们的RMHD模拟，并提出了一个修正的公式。在第二个模型中，我们引入了额外的密度变化沿通量管的相关长度为0.04 $R_\odot$和相对振幅为$10 \%$。这些密度变化模拟了压缩MHD波对Alfvén波的影响。我们发现，这种变化显着增强波的反射，从而湍流耗散率，产生足够的热量，以维持背景大气。我们的结论是阿尔文和压缩波之间的相互作用可能发挥了重要作用的湍流加热的快速太阳风。
2016-02-22 astro-ph.SR
Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 astro-ph.SR
Numerical simulations of impulsively generated Alfvén waves in solar magnetic arcades
我们进行数值模拟脉冲产生的阿尔文波在一个孤立的太阳拱廊，这是重力分层和磁约束。我们数值研究了阿尔文波沿着这种从产生阿尔文波的色球下层到日冕的磁结构的传播，并分析了初始脉冲的弧长和宽度对阿尔文波传播和反射的影响。我们的太阳大气模型是通过采用半经验VAL-C模型的温度分布和指定的弯曲的磁场线，构成不对称的磁弓。阿尔文波在该拱廊中的传播和反射由2.5D磁流体动力学方程描述，该方程由FLASH代码数值求解。我们的数值模拟表明，阿尔文波的振幅下降的结果，部分反射的阿尔文波在太阳过渡区，而没有被反射的波泄漏通过过渡区，并到达日冕。我们还发现，更广泛的初始脉冲的Alfvén波的衰减时间的递减。此外，我们的研究结果表明，阿尔文波在拱廊中的传播受到阿尔文速度的空间依赖性的影响，这导致相位混合，这是更强的弯曲和更大的磁拱廊。讨论了影响Alfvén波在非对称太阳拱中传播的过程，得出结论：除了磁场位形中的相位混合外，拱的等离子体性质、初始脉冲的大小以及太阳过渡区的结构都对Alfvén波的传播起着至关重要的作用.
2014-08-05 astro-ph.SR
Non-linear damping of visco-resistive Alfven waves in solar spicules
阿尔芬波与等离子体不均匀性的相互作用产生相位混合，这可以导致阿尔芬波耗散和加热太阳等离子体。在这里，我们研究了阿尔芬波的耗散相混合由于粘度和电阻率随高度的变化。我们还考虑了非线性磁流体动力学（MHD）方程在我们的理论模型。MHD方程的非线性项包括扰动速度、磁场和密度。为了研究太阳针状体层结大气中Alfven波的衰减，我们在x-z平面上求解了非线性MHD方程。我们的模拟表明，由于粘度和电阻率梯度的阻尼增强。此外，由于MHD方程中的非线性项，能量变化也会受到影响。
2013-12-25 astro-ph.SR
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
2012-07-27 astro-ph.SR
Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location
来自日冕顶部的微弱超音速太阳风穿过一个自然边界--阿尔芬表面--这标志着单个等离子体包和磁通量与太阳本身的因果断开。阿尔文表面是加速的太阳风的径向运动通过径向阿尔文速度的轨迹，因此任何物质的位移都不能将信息带回日冕。因此，它是日冕的天然外边界，也是行星际空间的内边界。使用一种新的和独特的运动分析来分离来自STEREO-A航天器上COR 2日冕仪的天气可见光图像序列中的入站和出站运动，我们首次确定了6个太阳半径以外的外日冕中的入站波动，并用它来确定阿尔文表面在极冕洞上方距离太阳至少12.5个太阳半径，在流光带中距离太阳至少17个太阳半径，远远超出了美国宇航局即将到来的太阳探测器任务计划的距离。据我们所知，这是第一次测量外日冕的入射波，也是第一次直接测量阿尔文表面的下限。
2014-04-15 astro-ph.SR
Transfer of Energy, Potential, and Current by Alfvén Waves in Solar Flares
阿尔文波在太阳耀斑的脉冲阶段扮演着三个相关的角色：它们将能量从发生器区域传输到加速区域;它们将交叉场势（与驱动能量释放相关）从发生器区域映射到加速区域;在加速区域内，它们通过建立一个平行的电场来加速电子并将波能传递给它们来阻尼。阿尔文波也可以被认为是建立了新的闭合电流回路，场向电流在边界处穿过磁力线闭合。一个模型的大振幅阿尔文波，阿尔文波如何发挥这些作用，在太阳耀斑。一个栅栏结构的电流被纳入模型中，以考虑到“数的问题”和加速电子的能量。
2013-04-06 astro-ph.SR
Phase mixing of standing Alfven waves with shear flows in solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。在这里，我们研究了这种波的耗散由于相混合在剪切流和场的存在下，在分层的大气太阳针状体。假设初始流动沿针状体轴定向，并在x方向上线性变化，平衡磁场取二维且无发散。结果表明，剪切流场对阿尔芬驻波的阻尼有明显的促进作用。尽管阿尔芬波在太阳针状体中传播，但阿尔芬驻波在几个周期内就会消散。与扰动磁场的行为相反，随着高度的增加，扰动速度幅度确实增加。此外，还应强调的是，由于重力、剪切流和场的分层是骨针中MHD模型中应考虑的事实。
2012-09-09 astro-ph.SR
Transverse oscillations in solar spicules induced by propagating Alfvenic pulses
本文研究了局域阿尔文脉冲在太阳针状体中激发阿尔文波的情况。求解了二维$x-z$平面内有定常流动和剪切磁场的不可压缩MHD方程组。由于重力和色球层和日冕之间的过渡区的层结被考虑。在过渡区下方发射的初始局部阿尔文脉冲可以从过渡区穿透进入日冕。我们表明，横向振荡的周期是与观察到的针状。此外，它被发现，激发Alfvenic波传播过程中沿骨针长度，并遭受有效的阻尼的振荡幅度。横向振荡的阻尼时间随k_b值的减小而延长。
2013-03-04 astro-ph.SR
Connecting the Sun and the Solar Wind: The First 2.5 Dimensional Self-consistent MHD Simulation under the Alfvén Wave Scenario
太阳风来自炽热而稀薄的日冕。早期使用1.5维模拟的研究表明，在光球中产生的阿尔文波通过非线性模式转换过程在日冕加热中发挥重要作用。为了同时理解日冕加热和太阳风加速的物理学，重要的是将从光球层到行星际空间的区域视为一个单一的系统。我们进行了2.5维，自洽的磁流体动力学模拟，覆盖从光球到行星际空间的第一次。我们在球坐标系下精心设置网格点，处理了密度反差较大的大气中的Alfvén波，成功地模拟了由于地表对流运动而从炽热的日冕中喷出的太阳风。足点运动沿开口磁通量管激发阿尔文波，这些波在非均匀介质中向上传播时经历波反射、阿尔文模到慢模的非线性模转换和湍流级联。这些过程导致阿尔文波的消散和太阳风的加速。结果表明，慢波耗散产生的激波加热是日冕加热过程的基础，而湍流级联和激波加热则是太阳风的驱动力。
2012-01-25 astro-ph.SR
Benchmarking Fast-to-Alfvén Mode Conversion in a Cold MHD Plasma. II. How to get Alfvén waves through the Solar Transition Region
阿尔文波由于电离率低而难以在光球层激发，并在过渡区（TR）遭受近全反射。然而，它们在日冕和日光层中无处不在。为了克服这些困难，我们表明，它们可能会产生高的色球层转换反射快速磁流体动力学波，并Alfvénic过渡区反射大大减少，如果快速反射点是在几个标度的TR高度。模式转换对反射快波相位的影响也进行了探讨。这一阶段可能被误解为一个旅行速度扰动，与实际的地震探测活动区的影响。
2012-03-16 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
Solar chromosphere heating and generation of plasma outflows by impulsively generated two fluid Alfven waves
上下文我们解决太阳色球层的加热和相关的等离子体流入和流出的产生。目的。我们试图检测离子温度和垂直等离子体流的变化，这是由脉冲激发双流体阿尔文波驱动。我们的目标是调查这些波的太阳色球加热和等离子体外流的可能贡献。方法.我们使用JOANNA程序对Alfvén波的产生和演化进行了数值模拟，JOANNA程序求解了离子+电子和中性粒子的双流体方程，并通过碰撞项耦合。结果我们确认，脉冲产生的小振幅阿尔文波的阻尼轻微影响色球的温度，并产生缓慢的等离子体流。相比之下，由大振幅脉冲产生的阿尔文波更显著地增加色球等离子体温度，并导致更快的等离子体流出。最大加热发生在脉冲从中心光球发射时，并且相关等离子体流的幅度随着脉冲的幅度而增长。结论.大振幅双流体阿尔文波对太阳色球层的加热和等离子体外流的产生有重要贡献。
2021-07-26 astro-ph.SR
A basal contribution from p-modes to the Alfvénic wave flux in the Sun's corona
许多冷恒星拥有复杂的磁场[1]，这些磁场被认为在其大气层的结构和能量中起着核心作用[2]。阿尔夫维尼波被认为对沿着这些磁场的能量转移做出了关键贡献，具有加热等离子体和加速恒星风的潜力[3] [4] [5]。尽管在太阳大气层中已经发现了阿尔夫文波，但人们对基波能量通量的性质知之甚少。通常假设相关的坡印廷通量仅在光球层中产生并传播到日冕中，通常通过湍流对流单体的连续磁场的抖振[4] [6] [7]。在这里，我们提供的证据表明，太阳的内部声学模式也有助于基础流量的Alfvénic波，提供了一个空间无处不在的输入，持续在太阳周期的日冕能量平衡。因此阿尔夫文波是日冕的基本特征。承认内部声学模式在向类太阳恒星的上层大气注入额外的坡印廷通量方面具有关键作用，这对恒星日冕和风的建模具有潜在的重大影响。
2019-02-11 astro-ph.SR
On the generation of solar spicules and Alfvénic waves
在较低的太阳大气层中，色球层被称为针状体的喷流所渗透，其中等离子体以每秒50至150公里的速度被推进日冕。针状体的起源知之甚少，尽管它们预计在加热百万度日冕中发挥作用，并与有助于驱动太阳风的阿尔夫维尼波有关。我们比较磁流体动力学模拟的针状体从接口区域成像光谱仪和瑞典1米太阳望远镜的观测。针状体被证明发生时，磁张力被放大，并通过离子和中性或双极扩散之间的相互作用向上运输。张力被冲动地释放，以驱动流动，加热等离子体（通过双极扩散），并产生Alfvénic波。
2017-10-20 astro-ph.SR
Alfvén wave propagation in the partially ionized lower solar atmosphere: a test of the single-fluid approximation
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）
本文通过单流体和多流体模型比较，检验了单流体近似在太阳低层大气中阿尔芬波传播中的有效性，发现两者结果基本一致，仅在能量传输和等离子体加热率上有微小差异。
2026-03-04 astro-ph.SR
Uniturbulence and Alfvén Wave Solar Model in MPI-AMRVAC
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Starion Group S.A.（Starion集团有限公司）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
本文在MPI-AMRVAC中扩展了包含Alfvén波和kink波能量的MHD物理模块，研究表明kink波驱动（UAWSoM）模型无需人工背景加热项即可维持稳定的太阳大气，其加热效率高于纯Alfvén波模型。
2025-10-31 astro-ph.SR
Estimating the contribution of Alfvén waves to the process of heating the quiet solar corona
为了研究脉冲产生的线性和非线性Alfvén波对孤立的日弧和日冕漏斗的影响，我们数值求解了二维理想MHD方程和外部引力场。我们分析了光球和日冕之间的界面区域。主要的兴趣是研究阿尔文波触发能量通量向安静的日冕转移并加热它的可能性，包括可能发生两个连续波的情况。我们发现，在拱廊的情况下，短或大，阿尔文波的转移通量是足够的加热安静的日冕只有在一个小的时间间隔和在一定的区域。在漏斗的情况下，只有当波的速度超过10 km/s时才能达到阈值，这是非常高的。我们从分析中得出结论，即使在有两个连续阿尔芬波脉冲的乐观情况下，阿尔芬波也不能传输足够的能量来加热安静的日冕。
2015-05-06 astro-ph.SR
Torsional Alfven Waves in Solar Magnetic Flux Tubes of Axial Symmetry
目的：研究扭转阿尔文波在轴对称太阳磁通量管中的传播和能量传递。研究方法：本文提出了一种轴对称太阳磁通量管的解析模型，通过指定一个磁通量，导出了平衡质量密度和气体压力的一般解析公式。该模型的主要优点是它可以很容易地适用于任何轴对称磁结构。该模型被用来数值模拟的非线性阿尔文波的传播，这种二维轴对称的磁通管埋在太阳大气中。这些波由速度方位角分量中的局部脉冲激发，并在太阳光球层顶部发射，它们传播通过太阳色球层、过渡区，并进入日冕。结果如下：我们的数值模拟的结果揭示了一个复杂的情况下，扭曲的磁场线和流动与扭转阿尔文波以及能量转移到磁声波所触发的阿尔文波，类似于垂直射流。阿尔文波在过渡区经历约5%振幅的反射。磁场（速度）扰动的经验衰减（增长）与高度的分析结果。磁声波的动能占阿尔文波总能量的25%。能量转移可能导致局部质量运输的形式的垂直射流，以及局部加热慢磁声波容易耗散在内电晕。
2015-01-01 astro-ph.SR
Alfvén Wave Driven High Frequency Waves in the Solar Atmosphere: Implications for Ion Heating
本文的工作是Kaghashvili [1999]关于Alfvén波的离子回旋波耗散通道的讨论的推广。虽然我们早期的研究处理了通常讨论意义上的模式耦合，但在这里，我们研究了由于初始驱动器Alfvén波和等离子体不均匀性的相互作用而导致的初始波形的变化，这些变化隐含在方程中，但在Kaghashvili [1999]中没有详细说明。使用冷等离子体近似，我们展示了如何在不均匀的太阳等离子体流中产生高频波（高于初始驱动阿尔文波频率）。本文讨论了太阳大气中高频正向和反向传播的修正快磁声波/哨声波的产生以及驱动Alfvén波的产生。所产生的高频波具有较短的耗散时间尺度，并且它们还可以使用正常回旋和异常回旋相互作用通道与粒子共振相互作用。这些波在太空、地球磁层、电离层和实验室等离子体过程中也很重要。
2014-02-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Alfvén Wave Dissipation in the Solar Chromosphere
半个多世纪以来，磁流体动力学（MHD）阿尔芬波一直是实验室等离子体物理和天体物理研究的热点。它们的独特性质使它们成为理想的能量传输者，虽然太阳大气层为它们的存在提供了有利条件，但由于它们不断演变和动态的观测特征，直接探测已证明是困难的。阿尔文波作为一种加热机制的可行性依赖于波能的有效耗散和热化，直到现在还没有直接的证据。在这里，我们提供了第一个观测证据阿尔文波加热色球等离子体在太阳黑子本影通过形成冲击锋。冲击波环境的磁场配置，以及切向速度特征，将它们与传统的本影闪光区分开来。观测到的5%的局部温度增强与向上传播的磁声振荡驱动的模式转换阿尔文波的耗散一致，为阿尔文波在太阳大气层及以外的行为提供了前所未有的见解。
2018-10-17 astro-ph.SR
Recent Observations of Plasma and Alfvenic Wave Energy Injection at the Base of the Fast Solar Wind
我们采取股票最近的观察，确定情节等离子体加热和注入的Alfvenic能量的基础上快速太阳风（在冕洞）。等离子体加热与色球针状体的出现有关，这些针状体以100 km/s的速度离开太阳低层大气，较热的日冕针状体发出根部加热的辐射特征，迅速达到1 MK的温度。此外，相同的针状体和它们的日冕对应物（“日冕扰动”; PCD）表现出大振幅、高速度、阿尔文（横向）运动，其能量足以将物质加速到高速。我们建议，这些（脱节的）加热和加速组件形成一个一个两冲供应，然后加速，快速太阳风。我们认为这个概念上的一些成分的限制，延长的前提下，缓慢的太阳风，并确定未来的探索途径。
2012-05-16 astro-ph.SR
On the role of transition region on the Alfven wave phase mixing in solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。本文研究了在太阳针状体层结大气中存在定常流和剪切磁场时，由于相位混合引起的阿尔芬驻波的耗散。还考虑了色球层和日冕之间的过渡区。假设初始流动沿针状体轴向，平衡磁场取二维无发散。它是确定的，在传播阿尔芬波相反，阿尔芬驻波消散在时间，而不是在空间中。密度梯度和剪切磁场可由于相混合而增强阻尼。从我们的数值计算推导出的阻尼时间与骨针寿命很好地吻合。由于针状体是短暂的生命和瞬态结构，需要这样一个快速的耗散机制来将它们的能量输送到日冕。
2013-04-28 astro-ph.SR
Nonlinear reflection process of linearly-polarized, broadband Alfvén waves in the fast solar wind
利用一维数值模拟方法，研究了阿尔文波在均匀介质中反射的基本过程，包括非线性效应。在线性区域中，阿尔文波反射仅由介质的不均匀性触发，而在非线性区域中，它可以通过非线性波-波相互作用发生。这种非线性反射（背散射）的典型特征是衰变不稳定性。在大多数衰变不稳定性的研究中，初始条件是圆偏振阿尔文波。在这项研究中，我们考虑一个线性偏振阿尔文波，它驱动密度波动的磁压力。一般来说，我们还假设宽带波与红噪声频谱。在数据分析中，我们使用局部特征向量将波动分解为特征变量，从而揭示各个模式的行为。与圆极化情况不同的是，波陡化产生了一个新的能量通道，从母波到后向散射波。这种非线性反射解释了观测到的在太阳风中向日与反向日的阿尔夫维尼波动的能量比随着距离的增加而增加，这与动态对准效应相反。
2016-02-11 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Torsional Alfvén Waves in Axisymmetric Solar Magnetic Flux Tubes
我们数值研究了阿尔文波沿轴对称和非等温太阳通量管嵌入太阳大气中传播。管磁场是无电流的，并且随高度发散，并且波由沿着管磁场线的周期性驱动器激发。主要结果是，两个波变量，速度和磁场扰动的方位角方向，表现不同的结果沿管的物理参数的梯度。为了解释这些差异的波的行为，时间演化的波变量和由此产生的截止周期为每个波变量的计算，并用于确定在太阳色球层中的区域，强烈的波反射可能发生。
2017-01-17 astro-ph.SR
3D numerical simulations of propagating two-fluid, torsional Alfvén waves and heating of a partially-ionized solar chromosphere
我们提出了一个新的见解的传播，衰减和耗散的两种流体，扭转阿尔文波的背景下加热的太阳低层大气。通过对部分电离等离子体的数值模拟，我们求解了三维笛卡尔几何中离子+电子和中性流体的双流体方程组。我们最初实现一个无电流的磁场配置，对应于一个磁通量管，是植根于太阳光球层和扩展到色球层和日冕。我们将模拟区域的下边界放在低色球层，在那里离子和中性粒子开始解耦，并在那里实现一个单色驱动器，直接生成波周期为30 s的Alfvén波。随着离子-中性漂移随高度增加，双流体效应变得更加显著，并且在离子-中性碰撞过程中，Alfvén波和磁声波携带的能量都可以热化。事实上，我们观察到等离子体温度沿磁通量-管的显着增加。总之，双流体扭转阿尔芬波可能在太阳色球层加热中发挥作用。
2021-06-19 astro-ph.SR
On the Conservation of Cross Helicity and Wave Action in Solar-Wind Models with Non-WKB Alfven Wave Reflection
阿尔芬波湍流与背景太阳风的相互作用从两个方面影响交叉螺旋度。非WKB反射将向外传播的阿尔芬波转换为向内传播的阿尔芬波，反之亦然，湍流将动量传递给背景流。当这两种效应都考虑在内时，总的交叉螺旋度是守恒的。在背景密度和流速与时间无关的特殊情况下，交叉螺旋度守恒方程和总能量守恒方程可以结合起来，恢复一个著名的方程，由Heinemann和Olbert导出，已被解释为非WKB推广的波作用守恒。后一个方程（与交叉螺旋度和能量守恒相反）在背景随时间变化时不成立。
2015-09-03 astro-ph.SR
Solar wind modeling with the Alfven Wave Solar atmosphere Model driven by HMI-based Near-Real-Time maps by the National Solar Observatory
本研究使用NSO-HMI近实时综合图驱动AWSoM模型，模拟了第24太阳活动周不同活动水平的三个卡灵顿自转，结果重现了低日冕EUV发射并匹配了1 au原位观测，量化了总无符号开放磁通量。
2022-12-09 astro-ph.SR
Alfvén waves in simulations of solar photospheric vortices
使用先进的磁流体动力学数值模拟的磁化太阳光球，包括非灰色辐射传输和非理想状态方程，我们分析等离子体运动光球磁涡。我们证明，光球磁场浓度中明显的涡旋状运动不会表现出“龙卷风”般的行为或“浴缸”效应。虽然在每一个时刻，在太阳光球上层的速度场线显示漩涡，与时间相关的速度场运动的测试粒子没有表现出这样的结构。相反，它们以波浪状的方式移动，速度场迅速变化和振荡，主要由磁化晶间向下流动的磁张力决定。使用时间-距离图，我们确定在磁通量管的水平运动作为扭转阿尔文扰动传播沿近垂直的磁场线与当地阿尔文速度。
2013-09-09 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Nonlinear Alfvén Wave Model of Stellar Coronae and Winds from the Sun to M dwarfs
M矮星的大气层和风预计是高度磁化的。Alfvén波的非线性传播在加热恒星大气和驱动恒星风方面都起着关键作用。沿着这一Alfvén波方案，我们对M矮星的光球层、色球层到日冕和行星际空间的Alfvén波非线性传播进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟。基于模拟结果，我们发展了描述太阳和M矮星日冕温度、恒星风速度和恒星风质量损失率的半经验方法。我们发现M矮星的日冕比太阳日冕更冷，M矮星的星风比太阳风具有更快的速度和更小的质量损失率。
2020-12-20 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper II: Nonlinear Simulations
我们使用MHD模拟检测扭转阿尔文波传播的非线性效应的潜在磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。在论文I中，我们考虑了扭转阿尔文波传播的线性化控制方程的解，并使用我们开发的名为WiggleWave的有限差分求解器表明，在某些情况下，波阻尼比我们的解析解预测的要强。在本文中，我们考虑是否阻尼将进一步增强的非线性效应的存在。我们首先推导出扭转阿尔芬波传播的非线性控制方程，并确定引起磁声扰动耦合的项。然后，我们将名为Lare3d的MHD求解器的模拟输出与WiggleWave的输出进行比较，以检测非线性效应，例如：通过阿尔文波激发磁声波，通过耦合到感应磁声波的阿尔文波的自相互作用，以及由于这些压缩扰动的陡化而在大气层更高处形成激波。我们认为，这些非线性效应的存在下，在太阳日冕将导致阿尔文波加热，超出了预期的相位混合单独。
2022-01-07 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
Cut-off wavenumber of Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
太阳大气部分电离等离子体中的阿尔芬波动力学表明，确实存在一个截止波数，即波数高于截止值的阿尔芬波是倏逝波。截止波数出现在单流体磁流体力学（MHD）的近似，但它是在多流体的方法缺席。截止波数的存在至今仍没有一个合理的解释。本文的目的是指出在单流体磁流体动力学中出现截止波数的原因。从三流体方程（电子，质子和中性氢原子）开始，我们进行连续近似，直到我们得到通常的单流体描述。我们求解了线性阿尔芬波在每一步的色散关系，并寻求了截止波数出现的近似。我们已经发现，忽略惯性项显着减少阿尔芬频率的实部，虽然它永远不会成为零。因此，截止波数在此阶段不存在。然而，当惯性项和霍尔项一起在感应方程中被忽略时，阿尔芬频率的实部变为零。在研究太阳大气部分电离区的阿尔芬波时，出现了截止波数，这是忽略惯性项和霍尔项的结果，没有物理根源。
2012-07-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfvén Waves in the Structured Solar Corona
一个简单的模型，一个周期性的集合紧密堆积的通量管坐在垂直分层层的顶部显示，从下面入射的快波优先转换几乎立即阿尔芬波的通量管，与扭结波限制在最多只有很少的傅立叶模式。这表明，在这种结构系统中观测日冕扭结模式可能大大低估了传输到日冕和通过日冕的净波能通量，其中大部分可能存在于难以观测的阿尔文波中。模式转换/共振吸收和Alfvén相位混合的过程中牵连。有人建议，太阳的内部p-模式字段-5分钟振荡-可能会大大有助于提供入射快波的色球散射和模式转换的管合奏的过程。
2016-12-06 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
Propagating Oscillations in the Lower Atmosphere under Coronal Holes
本研究的主题是冕洞地区低层大气中的振荡，那里的条件有利于大气层之间的传播。基于光球和色球谱线的光谱观测，我们分析了显示太阳大气层间传播迹象的振荡的特征。利用互谱小波算法，我们发现冕洞下的色球和光球信号都有一个周期在5分钟左右的显著振荡，而冕洞外的信号在光球和色球中没有相互振荡。层之间的相移表明主要向上传播，部分存在驻波。我们还测试了在日冕中传播的扭转阿尔文波起源于低层大气的假设。然而，所观察到的线宽振荡，虽然类似于早期观察到的阿尔文波在开放领域的日冕，似乎与其他MHD模式。如果我们假设我们观察到的振荡与阿尔文波有关，那么这可能只是通过慢MHD波转换的机制。
2021-10-25 astro-ph.SR
Surface Alfven Wave Damping in a 3D Simulation of the Solar Wind
在这里，我们调查的贡献，表面阿尔芬波阻尼的太阳风加热的最低条件。这些波存在于密度或磁场（如磁场）的强不均匀性区域。例如，在一个实施例中，开放和闭合磁场线之间的边界）。利用三维磁流体动力学（MHD）模型，我们计算了1-4个太阳半径之间的表面阿尔芬波阻尼贡献，这是加速和日冕加热的感兴趣区域。我们认为波的频率低于那些被阻尼在色球层和那些主导日光层的顺序。在开放和封闭场线之间的区域，在几个太阳半径的表面，没有其他主要的阻尼源已被建议为我们考虑在这里的低频波。这项工作是第一个研究表面阿尔芬波在3D环境中没有假设先验的几何场线或磁场和密度分布。我们确定，频率>2.8x10^-4 Hz的波在1-4个太阳半径之间衰减。在平静的太阳区域，表面阿尔芬波在比活跃区域更远的距离处被阻尼，从而携带额外的波能量进入日冕。我们比较了表面阿尔芬波加热的一个变量多变的指数的贡献，发现它的数量级大于安静的太阳区域所需的。对于活动区域，对加热的贡献为20%。正如有人认为，变量伽马作为湍流，我们的研究结果表明，表面阿尔芬波阻尼是比较低的日冕湍流。这种阻尼机制应包括自相一致的能源驱动器的风在全球磁流体模型。
2009-08-21 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
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
Alfvén Wave Heating of the Solar Chromosphere: 1.5D models
利用高分辨率1.5D非理想MHD模型分析了可能导致太阳色球加热的物理过程。我们证明，它是可能的加热色球等离子体的直接电阻耗散的高频阿尔文波通过彼得森电阻率。然而，这不可能足以平衡辐射和传导损耗，除非使用不切实际的场强或光球速度。精确的加热曲线由输入驱动光谱确定，因为在1.5D中不可能存在阿尔文波湍流。包含霍尔项不影响加热速率。如果考虑等离子体的可压缩性，冲击波是通过有质动力耦合的阿尔文波慢模式和冲击加热主导的电阻耗散。在1.5D冲击聚结放大冲击的影响，并为可压缩模拟与现实的驱动器光谱的加热速率超过所需的匹配辐射和传导损失。因此，虽然这些1.5维模拟的加热速率是一个高估，他们确实表明，有质动力耦合阿尔文波声波是更重要的色球加热比彼得森耗散通过离子中性碰撞。
2015-12-17 astro-ph.SR
Testing Alfvén wave propagation in a "realistic" set-up of the solar atmosphere
利用PENCIL CODE建立了一个辐射磁流体动力学模拟系统，研究了Alfvén波在太阳大气中的产生、传播和耗散。该系统包括对流层、光球层、色球层、过渡区和日冕层。我们准备了一个稳态太阳对流的设置，其中施加的外部磁场也从一个很小的值逐渐达到最终值。从这个状态开始，我们通过改变磁普朗特数和强迫强度来进行几次模拟。我们发现在这次模拟中激发的波的传播特性强烈地依赖于磁普朗特数和强迫波数。对于统一的磁普朗特数，我们得到局部加热的电晕由于冲击耗散。
2019-09-25 astro-ph.SR physics.comp-ph
Surface Alfven waves in solar flux tubes
磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。阿尔芬波和磁声波是MHD波的特殊类型。这些波模是明显不同的，只有在无限范围的均匀等离子体中才具有纯粹的性质。由于等离子体的非均匀性，MHD波具有混合特性，不能被分类为纯阿尔文波或磁声波。然而，涡量是一个明确的阿尔芬波的压缩是磁声波。本文研究了一维非均匀直柱体在恒定磁场作用下的MHD波。对于一个分段恒定的密度分布，我们发现，基本径向模式的非轴对称波具有相同的属性作为表面阿尔芬波在一个真正的密度不连续。与无限大均匀等离子体中经典的阿尔芬波相反，涡量除圆柱边界外处处为零。如果用连续的密度变化来代替密度的不连续性，那么涡量就以不均匀的密度分布在整个区间上。与径向泛音不同，非轴对称波的基本径向模式不需要压缩就可以存在。在薄磁柱中，相速度介于内、外阿尔芬速度之间的非轴对称波的径向基模可视为表面阿尔芬波。相反，径向泛音可能与快类磁声模式有关。
2012-05-04 astro-ph.SR
Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Heating of the solar corona by Alfven waves - self-induced opacity
在完全电离氢等离子体磁流体力学（MHD）框架下，计算了过渡区温度和风速的静态分布。导出的方程的数值解给出了色球层和日冕之间的过渡层的宽度作为高频阿尔芬波（AW）的自诱导不透明度。畴壁是自洽MHD处理AW传播的直接结果。来自太阳的低频MHD波被狭窄的过渡层强烈反射，而高频波被吸收-这就是为什么我们预测光球中AW的光谱密度相当大。数值方法允许考虑具有任意谱密度的输入AW。阿尔文波加热日冕的观点属于阿尔文的观点，我们简单地求解了相应的MHD方程。溶液与实验的比较对于揭示加热机制至关重要。
2016-01-22 astro-ph.SR
Science Objective: Understanding Energy Transport by Alfvénic Waves in Solar Flares
太阳耀斑是由日冕重联事件释放的磁能驱动的，随后能量被输送到色球层，加热等离子体并引起特征辐射损失。在碰撞厚靶模型中，加速到能量超过10 keV的电子穿过日冕并撞击色球层，在那里它们通过与低层大气中密度更大的等离子体碰撞来沉积能量。虽然在耀斑中无疑有高能非热电子加速，但尚不清楚这些电子束是否是能量传输的唯一机制，或者它们是否只在耀斑演化的某些阶段占主导地位。Alfvénic波是在磁场线的重联后弛豫过程中产生的，因此研究它们在能量输运中的作用很重要。
2017-02-06 astro-ph.SR
Propagation of Alfvénic Waves From Corona to Chromosphere and Consequences for Solar Flares
磁流体动力学波如何从完全电离的日冕传播，进入并穿过下面部分电离的色球层，以及太阳耀斑的后果是什么？为了解决这些问题，我们已经开发了一个2流体模型（等离子体和中性粒子），并使用它来执行一维模拟阿尔文波在太阳大气中具有现实的密度和温度结构。对一系列太阳特征的研究（光斑、谱斑、半影和本影）表明，对于周期小于等于1秒的波，从日冕到色球层的能量传输可以超过入射能量的20%。周期为10秒或更长的波以相对较小的阻尼通过色球层，然而，对于1秒或更短的周期，进入色球层的波能的很大一部分（37%-100%）被中色球层和上色球层中的离子-中性摩擦阻尼，电子电阻率在下色球层和本影中起一定作用。因此，我们得出结论，周期为几秒或更短的阿尔夫文波能够在太阳耀斑期间加热色球层，并推测它们也可能有助于电子加速或激发日震。
2013-02-11 astro-ph.SR
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 astro-ph.SR
Overdamped Alfven waves due to ion-neutral collisions in the solar chromosphere
阿尔文波在太阳大气中普遍存在，它的耗散在大气加热中起着重要的作用。在部分电离的太阳色球层中，离子与中性粒子的碰撞是产生阿尔芬波的有效耗散机制，阿尔芬波的频率接近于离子与中性粒子的碰撞频率。碰撞频率与离子-中性粒子碰撞的截面成正比。在这里，我们调查阿尔芬波阻尼作为高度的函数在一个简化的色球模型和比较两套碰撞截面，即经典的硬球模型和那些基于最近的量子力学计算的结果。我们发现两组截面的结果之间的重要差异。存在一个临界波长区间，在该区间内，脉冲激发的阿尔芬波由于强离子中性耗散而过阻尼。硬球截面的临界波长在1公里到50公里的范围内，量子力学截面的临界波长在1米到1公里的范围内。同样，对于周期性驱动的阿尔芬波，存在阻尼最有效的最佳频率。对于硬球截面，最佳频率在1 Hz到10^2 Hz之间变化;对于量子力学截面，最佳频率在10^2 Hz到10^4 Hz之间变化。在足够高的空间或时间分辨率的未来观测可能会显示高频阿尔芬波的色球加热的重要性。例如，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可能能够探测到临界波长和最佳频率，从而测试色球等离子体中的有效碰撞截面。
2014-11-21 astro-ph.SR
Alfven Wave Solar Model (AWSoM): Coronal Heating
我们提出了一个新版本的阿尔芬波太阳模型（AWSoM），一个全球性的模型，从上色球层的日冕和日光层。日冕加热和太阳风加速的低频阿尔芬波湍流解决。阿尔芬波能量在内边界处的注入使得坡印廷通量与磁场强度成比例。利用光球磁场测量数据模拟了三维磁场拓扑。该模型不强加开闭磁场边界;这些边界自洽地发展。物理学包括：（1）该模型采用三种不同的温度，即各向同性电子温度和平行和垂直离子温度。考虑了由于离子温度各向异性引起的水龙带、镜面和离子回旋不稳定性。(2)阿尔文波部分地被沿磁力线的阿尔文速度梯度和涡度反射。由此产生的反向传播波是非线性湍流级联的原因。平衡湍流由于不相关的波附近的封闭场线的顶点和由此产生的高温解决。(3)为了将波浪耗散分配到三个温度，我们采用线性波浪阻尼和非线性随机加热理论的结果。(4)我们考虑了碰撞和无碰撞的电子热传导。我们比较了CR2107的模拟多波长EUV图像与STEREO/EUVI和SDO/AIA仪器的观测。我们证明，由于强磁场附近的活动区域的反射加强耗散和可观察到的发射足够。
2013-12-03 astro-ph.SR
