No unique solution to the seismological problem of standing kink MHD waves
本文的目的是指出，经典的地震学问题，利用观测和理论表达式的周期和阻尼时间的横向磁流体动力学（MHD）波在冠环是更好地称为一个简化的地震学问题。减少强调的事实，只有少数的特征量的平衡配置文件可以确定。减少也意味着没有唯一的解决方案，以完整的地震学问题。即使是简化的地震学问题也不允许有唯一的解决方案。贝叶斯推断的结果支持我们的数学论点，并提供洞察之间的关系的代数和概率反演。
2018-12-18 astro-ph.SR
Polarization of decayless kink oscillations in a 3D MHD coronal loop model
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；The University of Graz（格拉茨大学）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟首次展示了无衰减kink振荡的自洽产生，并揭示其线性极化特性，支持自维持波驱动机制。
2026-01-07 astro-ph.SR
MHD simulations of the in-situ generation of kink and sausage waves in the solar corona by collision of dense plasma clumps
MHD波在日冕中是普遍存在的，在日冕中高度结构化的磁场为它们的传播提供了有效的波导。虽然已经观察到MHD波起源于太阳大气的低层，但最近的研究表明，一些MHD波可以通过密集的反向传播流的碰撞原位产生。在这项理论研究中，我们分析的机制，触发扭结和香肠模式的传播在日冕中，以下的碰撞的反向传播的流量和流量的属性如何影响所产生的波的属性。为了详细研究这样的机制，我们运行了一系列理想的二维和三维MHD模拟，我们改变了反向传播流的属性，并通过一个简单的技术来估计扭结和香肠模式的振幅，我们调查他们的作用的MHD波的产生和传播。我们发现，波的振幅在很大程度上取决于流的动能和扭结或香肠模式的发病取决于碰撞斑点之间的不对称性。此外，MHD波的初始波长与流体碰撞产生的磁位形有关。我们还发现，真正的3D系统响应较小的波幅。在这项研究中，我们提出了一个参数空间描述的机制，导致产生的MHD波的碰撞流的电晕。未来对这些波的观测可用于了解日冕等离子体和磁场的性质。
2019-05-09 astro-ph.SR
MHD Seismology of a loop-like filament tube by observed kink waves
本文报道和分析了美国国家太阳天文台（NSO）/全球振荡网络组（GONG）在H α观测到的太阳暗条全球扭折振荡的观测证据。2013年3月15日，活动区11692的一次M1.1级耀斑在其西南面的暗条中诱发了一个全球性的扭折模。在暗条顶点及其附近的三个垂直切片位置上，观测到了61 - 67 min的周期和92 - 117 min的阻尼时间。我们发现波是阻尼的。从观测到的全球扭折模周期和阻尼时间尺度，利用共振吸收理论，我们进行了日珥地震学。我们估计不均匀性长度尺度的较低截止值约为细丝横截面半径的0.34 - 0.44倍。
2015-03-08 astro-ph.SR
Magnetic swirls and associated fast magnetoacoustic kink waves in a solar chromospheric flux tube
我们进行了数值模拟脉冲产生的磁漩涡在一个孤立的通量管，这是植根于太阳光球。这些漩涡是由速度的水平分量中的初始脉冲触发的。初始脉冲或者：（a）在局部磁通量管内的中心发射;或者（b）在周围介质中偏离中心发射。磁通管的演变和动力学是由三维的，理想的磁流体动力学方程。通过数值求解这些方程，发现在（a）情况下，产生了与快磁声扭折和$m=1$ Alfvén波相关的偶极状涡旋。在情况（b）中，快磁声扭折和$m=0$ Alfvén模式被激发。在这两种情况下，激发的快磁声扭折波和阿尔文波由相似的流型组成，磁壳也由顺时针和逆时针旋转的等离子体产生，这可以是偶极形色球漩涡的代理。涡旋和波扰动的复杂动力学揭示了足够数量的能量的通道，以满足色球层（$\sim$ 10 $^{4}$ W m $^{-1}$）和日冕（$\sim$ 10 $^{2}$ W m $^{-1}$）中的能量损失。其中一些数字发现让人想起最近观测数据中的特征。
2017-10-23 astro-ph.SR
Damped kink motions in a system of two solar coronal tubes with elliptic cross-sections
该研究通过线性理想MHD初值模拟考察双椭圆日冕管的驻立扭结运动，揭示截面纵横比与管间作用对周期、阻尼及共振吸收的影响。
2024-03-03 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in nonuniform solar flux tubes: phase mixing and energy cascade to small scales
磁流体动力学（MHD）扭折波在太阳大气中是普遍存在的。这些波的传播和衰减可能对太阳大气介质中能量的传输和耗散起着相关的作用。然而，在大气等离子体中，横向MHD波能量的耗散的粘性或电阻率需要非常小的空间尺度是有效的。在这里，我们从理论上研究了在非均匀太阳磁通量管由于相位混合的MHD扭结波的小尺度的产生。我们超越了基于全局准模存在的通常方法，该全局准模由于共振吸收而随时间衰减。相反，我们使用一个模式的扩展来表示MHD扭结波作为一个叠加的阿尔文连续模式，相位混合随着时间的推移。这两种技术的比较表明，模态分析是更物理透明的，并描述了全球扭结运动的阻尼和小尺度的建立，由于相混合。此外，我们讨论了共振吸收和相位混合的过程是密切相关的。它们代表了相同的基本物理机制的两个方面：由于自然发生的等离子体和/或磁场不均匀性，从大尺度到小尺度的能量级联。这一过程可能为太阳大气等离子体中横向MHD波能量的有效耗散提供必要的条件。
2015-02-13 astro-ph.SR
Non-ideal MHD Properties of Magnetic Flux Tubes in the Solar Photosphere
从太阳对流区到达色球层的磁通量管必须穿过相对较冷的，因此非理想的（即电阻）光球区，该光球区封闭在高度理想的亚光球和色球等离子体之间。结果表明，通过该区域的磁通量管的稳态MHD平衡需要光球物质流入通量管和偏离沿管轴的等旋。这意味着在非理想区域的下方和上方的管内等离子体流的角速度存在差异。这两种效应随着管的截面的减小而增大。虽然厚通量管的特征参数的影响是可以忽略不计的，一个标度律表明其重要性的小尺度结构。本文讨论了光球层上方通量管膨胀的“入流效应”的相关性。
2012-04-17 astro-ph.SR
Origin of Macrospicule and Jet in Polar Corona by A Small-scale Kinked Flux-Tube
我们报告了一个小规模的磁通管，经历扭结和触发的大针状体和喷流于2010年11月11日在北极日冕观测。小尺度通量管在大针状体触发之前就出现了，随着时间的推移，这种Ω形通量管的两个相对的半部分横向弯曲并相互靠近。$\sim$ 2分钟后，当两个弯折的磁通管相互接触时，在相邻的位置发生了内部重联和能量释放，并发射了一个高达12 μ m的大针状体。随着大针状体的出现，等离子体开始水平和垂直向上运动，然后转化为一个大的-在太阳大气层中以$\sim$ 95 km s $^{-1}$的预计速度上升到$\sim$ 40 Mm的尺度喷流。我们进行了二维数值模拟，考虑VAL-C的初始大气条件，以了解所观察到的大针状体和相关的射流的物理情景。模拟结果表明，在太阳低层大气中，重联产生的速度脉冲陡变为慢激波，其后面的冷等离子体以大针状体的形式被驱动。水平表面波也出现在不同高度的激波阵面上，它很可能驱动和传播与大针状体相关的大尺度喷流。
2013-05-02 astro-ph.SR
Poynting flux of MHD modes in magnetic solar vortex tubes
本研究针对太阳大气中的磁涡旋管，通过数值模拟与理论推导探究其内部MHD波的坡印廷通量，发现背景旋转流可大幅提升非轴对称模式的垂直坡印廷通量，且无扭转管中向上的坡印廷通量必源于扰动。
2024-09-28 astro-ph.SR
Additive Self Helicity as a Kink Mode Threshold
在本文中，我们提出了Longcope和Malanushenko（2008）引入的加性自螺旋度在复杂平衡的扭结不稳定性中起作用，类似于薄通量管的扭曲螺旋度（Hood和Priest（1979），Berger和Field（1984））。我们通过Fan和Gibson（2003）的模拟计算扭曲通量管的加性自螺旋度来支持这一假设。随着更多的扭曲被引入，附加自螺旋度增加，并且在附加自螺旋度达到$H_A/Φ^2\approx 1.5$的值之后，管的扭结不稳定性与附加自螺旋度的下降一致（其中$Φ$是管的通量，并且$H_A$是附加自螺旋度）。我们比较了加性自螺旋度和扭曲的一个薄的子部分的管，以说明$H_A/Φ^2$是等于扭曲数，研究了伯杰和字段（1984年），当薄通量管近似是适用的。我们建议，当薄通量管近似不适用时，可以把$H_A/Φ^2$量看作是扭曲数的推广。广义扭曲数的阈值可能被证明是非常有用的研究复杂的平衡，就像扭曲数本身被证明是有用的研究理想化的薄通量管。我们明确地描述了一种计算加性自螺旋度的数值方法，其中包括用于识别磁通束所占据的域的算法和计算局限于该域的潜在磁场的方法。我们还描述了一种数值方法来计算扭曲的薄通量管，使用框架沿轴向传输的管。
2009-09-27 astro-ph.SR
Weak damping of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
传播的横波被认为是坡印廷通量在整个太阳大气中的关键传输者。最近的研究表明，这些横向运动，解释为磁流体动力学扭结模式，是普遍存在的整个日冕。相关的能量估计表明，这些波携带的能量足以满足静止太阳中日冕辐射损失的需求。然而，目前还不清楚这些波是如何将能量沉积到日冕等离子体中的。我们提出了一个大规模的研究结果，传播扭结波在静止的日冕使用的数据从日冕多通道偏振仪（CoMP）。分析表明，扭结波似乎是弱阻尼，这将意味着低速率的能量转移从大尺度的横向运动到小尺度通过单湍流或共振吸收。这就提出了一个问题，即观察到的扭结模式如何将能量沉积到日冕等离子体中。此外，这些观察，结合蒙特卡罗模拟的结果，我们推断，太阳日冕显示的密度比谱，与较小的密度比（相对于周围的日冕）在静止的日冕环和较高的密度比在活动区日冕环。
2021-10-19 astro-ph.SR
Forward Modelling of Standing Kink Modes in Coronal Loops I. Synthetic Views
扭折磁流体动力学（MHD）波在太阳大气的各种磁结构中经常被观测到。它们可能对日冕加热有重要贡献，并可用作诊断太阳等离子体的工具。在这项研究中，我们合成的\ion{Fe}{9} $\lambda171.073$发射的冠环支持一个常设扭结MHD模式。将等离子体圆柱的扭结MHD波解映射到半环面结构中，模拟弯曲的日冕环。我们分解成一个准刚性扭结运动和四极项的解决方案，其中占主导地位的等离子体内部和外部的通量管，分别。在环边缘，视线集成相对更多的环境等离子体，背景发射变得显着。与四极项相关的等离子体运动导致谱线展宽和发射抑制。周期性强度抑制将调制积分强度和有效环宽度，这两者都表现出在扭结周期的一半处的振荡变化。四极项在正视图上可以直接观察到摆动。
2016-03-04 astro-ph.SR
Effect of magnetic twist on nonlinear transverse kink oscillations
磁扭曲被认为在太阳大气的许多结构中起着重要的作用。扭曲的作用之一是改变磁管本征模的性质。在线性制度常设扭结解决方案的特点是沿扭曲管的横向位移的偏振的变化。在非线性制度，磁扭曲影响的剪切不稳定性，出现在管边界时，它是横向振荡的发展。这些Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）要么是由在管的内部和外部之间的尖锐边界的边缘处的速度的方位角分量中的跳跃产生的，要么是由当存在光滑的非均匀层时由相混合产生的连续的小长度尺度产生的。在这项工作中，扭转的效果是一致的调查，通过解决时间相关的问题，包括能量转移到非均匀层的过程。结果发现，扭曲总是延迟出现的剪切不稳定性，但薄的非均匀层的管的效果是相对较小的中等值的扭曲。相反，对于具有厚层的管，扭曲的影响要大得多。这可能有一些重要的影响，对横向扭结模式和KHI本身的观测。
2017-12-19 astro-ph.SR
Persistent fast kink magnetohydrodynamic waves detected in a quiescent prominence
太阳等离子体线的小尺度、周期性、横向运动常被解释为磁流体动力学（MHD）波。在这里，我们观察到小规模的无衰减横向振荡在一个静止的日珥，他们似乎是无所不在的。辐射强度和视线多普勒频移的振荡周期约为位移振荡周期的一半。这一特征与磁通管中的快扭折模波吻合得很好。所有的运动线程振荡横向空间同相，并没有表现出显着的阻尼在整个可见的部分，表明快速扭结MHD波持续供电和持续耗散能量转移到周围的等离子体在安静的电晕。然而，我们的计算表明，单靠快速扭结MHD波所吸收的能量并不能支持平静太阳的日冕加热。
2022-01-19 astro-ph.SR
Propagating Kink Waves in an Open Coronal Magnetic Flux Tube with Gravitational Stratification: Magnetohydrodynamic Simulation and Forward Modelling
本研究通过三维MHD模拟与前向建模，探究引力分层开放通量管中传播扭结波的特性，揭示共振吸收、密度分层对波的影响及加热机制，并提出间接观测该类波的潜在方法。
2024-06-27 astro-ph.SR
Dynamics of internetwork chromospheric fibrils: Basic properties and MHD kink waves
利用瑞典太阳望远镜的光谱成像能力，我们的目标是提供第一次调查的性质和动态的拉长的吸收功能（纤维）观察H $α$在互联网络。我们观察并确定了一些互联网纤维，形成远离千高斯，网络磁通量，我们提供了一个概括的看法，他们的行为。网络间的纤维被发现支持波状行为，我们解释为磁流体动力学（MHD）扭结波。这些波的属性，即振幅，周期和传播速度，从时间-距离图测量，我们试图利用它们通过磁震学，以探测沿波导的等离子体性质的变化。我们发现，互联网（IN）原纤维出现，消失，并在几十分钟的时间尺度上重新出现，这表明它们受到重复加热。在光球磁图或H $α$机翼图像中，没有发现纤维的清晰光球足点。然而，我们认为它们是磁化的功能，因为它们中的大多数都显示出支持传播MHD扭结波的证据，模态周期为$120$ ~s。此外，一个IN原纤维被认为是支持沿其细长轴定向的流动，这表明一个引导场。发现波动传播速度明显大于典型色球声速的估计。通过将其解释为扭结波，测量的速度提供了当地平均阿尔文速度的估计。此外，波的振幅也被发现作为沿着原纤维的距离的函数而变化，这可以被解释为在IN原纤维附近的等离子体分层的证据。
2017-08-11 astro-ph.SR
Comparison of the thin flux tube approximation with 3D MHD simulations
小的垂直光球磁通量浓度的结构和动力学经常被处理的框架下的一个近似的基础上的低阶截断的泰勒展开的所有量在水平方向上，连同在边界处的瞬时总压平衡的假设的非磁性外部介质。从形式上讲，如果结构（通量管或通量片）的直径与所有其他相关长度尺度（尺度高度、曲率半径、波长等）相比较小，则这种近似是合理的。现实的三维辐射MHD模拟的出现打开了检查近似与模拟过程中形成的通量浓度的属性的一致性的可能性。我们进行了比较分析之间的薄通量管/片模型和磁通浓度形成的三维辐射MHD模拟。我们比较的磁场的垂直和水平分量的分布在三维MHD模拟的薄通量管/板近似的情况下的场分布。我们还考虑了磁流体模拟箱中的总压力（气体加磁）。通量浓度与超均分场合理地再现了二阶薄通量管/片近似。近似和模拟之间的差异是由于模拟结构的不对称性和动力学。
2009-10-09 astro-ph.SR
Transverse kink oscillations in the presence of twist
磁扭曲被认为在日冕环中起着重要的作用。磁扭曲对稳定磁流体动力学（MHD）波的影响还不清楚，因为它们很少在相关情况下进行研究。本文的目的是研究磁扭曲对稳定横向扭折振荡的影响。本文数值计算了具有磁扭转的磁流体环模型的传播波和驻波的本征模。假设磁场的方位角分量与纵向分量相比较小。在我们的分析中，我们没有考虑共振阻尼模式或扭结不稳定性。对于非恒定扭转，MHD波模式的频率分裂，这对驻波具有重要影响。这是不同的退化的情况下，具有恒定的扭曲，其特征在于由一个方位角分量的磁场，线性增加的径向坐标的平衡模型。在扭曲的存在下，固定扭结的解决方案的特点是沿管的横向位移的偏振的变化。对于弱扭转，在细管近似下，驻模的频率不变，管以相应直管的扭结速度振荡。偏振的变化与扭曲程度成线性比例。这对扭结模式的观测有影响，因为偏振变化的检测可以用作估计振荡环路中扭曲的间接方法。
2012-10-30 astro-ph.SR
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 astro-ph.SR
The effect of twisted magnetic field on the resonant absorption of MHD waves in coronal loops
在理想磁流体力学中，考虑了具有磁扭曲的不可压缩磁通管中的准驻波模，该磁通管具有径向密度结构。径向结构被假定为线性变化的密度分布。利用相应的联系公式，导出了MHD波的频散关系，并进行了数值求解，得到了扭折波（m=1）和凹槽波（m= 2，3）的基频和一阶泛音模的频率和阻尼率。结果表明，磁扭曲将增加这些模式的频率，阻尼率和振荡频率与阻尼率的比值。在扭转磁场存在下，扭折（m=1）和凹槽（m= 2，3）模的基波与其一阶泛音表面波的周期比P_1/P_2小于2（无扭转环的值）。特别是对于扭折模，磁扭转B_z/B_z=0.0065和0.0255可以获得与观测值相同数量级的偏离2的结果。此外，对于基本的扭结体波，频率带宽的增加而增加的磁扭曲。
2011-05-05 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Kink MHD Waves in Inclined and Asymmetric Coronal Loops
本文分别计算了日冕环倾角和不对称性对扭折磁流体动力学（MHD）振荡共振吸收的影响。我们用一个充满冷等离子体的直的轴对称圆柱形磁通量管模拟了一个典型的日冕环。对于不同的纵向质量密度分层值，我们用数值方法求解了色散关系。我们表明，在倾斜和不对称的环路，频率和相应的阻尼率的基本和第一泛音模式的扭结振荡是较小的相比，半圆形的不倾斜的环路具有相同的长度。结果还表明，周期比$P_1/P_2$随着环路倾角的增加而增加，但当对每个环路侧施加不对称性时，其减小小于$2\%$，直到环路长度的$9.66\%$。在倾斜或不对称的情况下，各阶模态频率与其相应阻尼率的比值基本保持不变。因此，我们的结论是，这些比值是可靠的，用于推断日冕环和日冕介质的物理参数，无论环的形状或其倾斜状态。此外，与不对称性对周期比$P_1/P_2$的影响并不显着相反，当观测到的振荡环具有较小的顶点高度时，其倾斜状态是一个应该考虑的重要因素，特别是在日冕地震学考虑周期比$P_1/P_2$时。
2021-04-05 astro-ph.SR
The behavior of transverse waves in nonuniform solar flux tubes. I. Comparison of ideal and resistive results
磁流体动力学（MHD）波是太阳大气中普遍存在的现象。扭折波是磁通量管中的一种横向MHD波，由于共振吸收而被阻尼。对太阳能通量管中扭折磁流体波的理论研究通常是基于这样的简化：密度的横向变化被限制在比管半径薄得多的非均匀层中，即，即所谓的薄边界近似。本文发展了一种通用的解析方法，计算了具有任意厚度横向非均匀层的无压通量管中理想MHD波的色散关系和本征函数。扭结波的结果产生，并与完全数值电阻MHD特征值计算在小电阻率的限制。我们发现，频率和谐振阻尼率是相同的理想和电阻的情况下。厚非均匀层的实际结果偏离薄边界近似中预测的行为，并且强烈依赖于非均匀层的形状。理想MHD中的本征函数与电阻MHD中的本征函数有很大的不同。理想的本征函数显示一个整体的字符，而不均匀层的厚度，而电阻的本征函数是本地化的谐振和普通的电阻Alfvén模式的区别。因此，波能在理想情况下和电阻情况下的空间分布是显著不同的。这提出了一个基本的理论问题，具有明确的观测结果。
2013-09-13 astro-ph.SR
Non-axisymmetric oscillations of stratified coronal magnetic loops with elliptical cross-sections
本文研究了密度沿磁管方向变化的椭圆截面直磁管的非轴对称振动。导出了薄壁管近似下弯折和开槽模式的控制方程。我们发现有两种扭结模式，沿着椭圆形横截面的大轴和小轴极化。我们已经证明，第一泛音和基波的频率比是相同的两个扭结模式和独立的椭圆轴的比例。在此基础上，我们得出结论，大气尺度高度的估计使用的基波和第一泛音的日冕环扭结振荡的同时观测是独立的环横截面的椭圆率。
2010-11-10 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in two-dimensional non-uniform prominence threads
我们分析了二维日珥线中共振阻尼横向扭折振荡的振荡特性。精细结构建模为圆柱对称的磁通量管与一个致密的中心部分突出的等离子体属性和抽空的部分，都包围着日冕等离子体。平衡密度允许在横向和纵向上非均匀变化，我们研究了纵向密度结构对周期，阻尼时间和阻尼率的影响，通过数值求解线性电阻磁流体动力学（MHD）方程计算的横向扭结模式。相关的参数是线的长度和真空管部分的密度，这两个量很难直接从观察中估计。我们发现，这两个强烈的影响振荡周期和阻尼时间，并在较小程度上的阻尼比。对扰动的空间分布和进入共振的能量通量的分析使我们能够解释获得的阻尼时间。对日珥地震学、二维磁通量管中共振阻尼扭折模式的物理学以及日珥等离子体的加热的意义进行了讨论。
2011-07-27 astro-ph.SR
Flute and kink instabilities in a dynamically twisted flux tube with anisotropic plasma viscosity
磁通量管，如那些在太阳日冕受到一些不稳定性。其中重要的是扭结不稳定性，它在日冕加热的纳米耀斑理论中起着核心作用，因此在数值模拟中，它通常是由严格控制的扰动引起的，并孤立地研究。相比之下，我们发现，当我们的磁流体动力学通量管模拟的动态扭曲的流动在边界开槽模式的不稳定性很容易被激发。我们还发现，长笛不稳定性，这已经被理论化，但很少观察到在日冕的情况下，强烈增强等离子体粘度假设各向异性。我们继续调查的电阻率和各向异性和各向同性模型的粘度的参数的值的范围内的凹槽和扭结不稳定性之间的共存和竞争。我们的结论是，虽然凹槽不稳定性不能阻止扭结最终占主导地位，它可以显着延迟其发展，特别是在强粘性各向异性引起的强磁场。
2022-03-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Excitation of Multi-periodic Kink Motions in Solar Flare Loops: Possible Application to Quasi-periodic Pulsations
磁流体动力学（MHD）波常被用来解释太阳耀斑中的准周期脉动（QPP）现象。我们使用三维MHD模拟研究了直耀斑环对扭结状速度扰动的响应，并使用快速回旋同步加速器程序对微波辐射进行了正演模拟。同时产生两个周期的扭折运动，其中长周期分量PL = 57s为径向基本扭折模，短周期分量PS =5.8s为第一漏扭折模。正演模拟结果表明，在某些视线范围内，微波强度存在双周期振荡。将光束尺寸增大到（1”）^2并不能消除微波振荡。我们建议，第一泄漏扭结模式是一个很有前途的候选机制，占短周期QPP。具有高空间分辨率的射电望远镜可以帮助区分这种新机制与香肠模式等传统解释。
2023-01-13 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
Sausage, kink, and fluting MHD wave modes identified in solar magnetic pores by Solar Orbiter/PHI
本研究利用 Solar Orbiter/PHI 的高质量观测数据，首次在太阳磁孔中同时识别出香肠、扭折和凹槽 MHD 波模，并量化了各波模的能量贡献。
2024-04-29 astro-ph.SR
Kink instability of triangular jets in the solar atmosphere
三角形射流在反对称扭折扰动下是不稳定的。加入磁场可以使射流稳定。喷流和复杂的磁场在太阳大气中普遍存在，这表明在某些情况下存在扭结不稳定性的可能性。本文的目的是研究夹在磁性管/板之间的三角形喷流的扭结不稳定性及其与太阳大气中喷流观测特性的可能联系。通过对射流边界解析解的匹配，得到了控制扭结扰动的色散方程。对不同的射流参数和周围等离子体参数，用解析法和数值法求解了该方程。解析解是伴随着一个完全非线性MHD方程的数值模拟的太阳II型针状体的特定情况。MHD三角形射流的不稳定性取决于Alfven马赫数（流量与Alfven速度之比）和内外密度比。当喷流与周围的等离子体具有相同的密度时，只有超阿尔文流是不稳定的。然而，更密集的射流是不稳定的亚Alfvenic制度。与周围磁场成一定角度的射流比场向流动的不稳定性阈值低得多。扭结不稳定性的增长时间估计为6-15分钟的I型针状体和5-60秒的II型针状体匹配其观察到的寿命。全非线性方程的数值模拟表明，横向扭折脉冲局部破坏射流在不到一分钟的条件下的II型针状。动态扭折不稳定性可能会导致MHD流的完全崩溃，从而观察到太阳大气中针状体的消失。
2021-02-19 astro-ph.SR
Quantifying the Difference Between the Flux-Tube Expansion Factor at the Source Surface and at the Alfvén Surface Using A Global MHD Model for the Solar Wind
几十年来，位场近似一直为日冕的全球磁场几何形状提供快速且计算成本低廉的估计。相比之下，更多基于物理的全球磁流体动力学（MHD）模型已被用于类似的目的，但计算成本要高得多。在这里，我们调查的差异之间的全球MHD模型和位场源表面模型（PFSSM）的磁场几何形状的MHD模型中跟踪个人的磁场线从阿尔芬表面（AS），通过源表面（SS），所有的方式的磁力线脚点，然后回到源表面的PFSSM。我们还比较了通量管膨胀在两个点在SS和AS沿同一径向线。我们研究了太阳活动周期变化、位场谐波展开的阶数以及不同磁图源的影响。我们发现，通量管膨胀因子始终是较小的，在AS比在SS的太阳极小和快速太阳风，但它始终是较大的太阳极大和缓慢的太阳风。我们使用Wang-Sheeley-Arge（WSA）模型来计算每个场线的相关风速，并将这些太阳风速度传播到1AU。我们发现一个超过五个小时的偏差在两个模型之间的到达时间为20%的场线在太阳能最小的情况下，和40%的场线在太阳能最大的情况下。
2015-07-02 astro-ph.SR
Spatial Damping of Propagating Kink Waves in Prominence Threads
横向振荡和传播波经常被观察到的线程的太阳磁/细丝，并已被解释为扭结磁流体动力学（MHD）模式。本文研究了在横向不均匀和部分电离日珥线中传播的扭折磁流体动力学波的空间阻尼。共振吸收和离子中性碰撞（考林扩散）是考虑的阻尼机制。考虑日珥条件，数值求解了部分电离磁通量管中共振扭折波的色散关系。在薄管近似和薄边界近似下，得到了波长和阻尼长度随扭折模频率变化的解析表达式。对于通常报道的线程振荡周期，共振吸收是一个有效的机制，扭结模式的空间阻尼，而离子中性碰撞有一个次要的作用。Cowling扩散在传播和阻尼中占主导地位，其周期比观察到的要短得多。共振吸收可以解释在日珥线中观察到的扭结波的空间阻尼。通过将观测到的波长和阻尼长度与理论预测值进行比较，可以估计出丝的横向不均匀长度尺度。然而，忽略横向不均匀层中密度分布的形式会导致不均匀性长度尺度的确定不准确。
2010-09-24 astro-ph.SR
3D MHD wave propagation and energy transport in a simulated solar vortex
本研究通过3D数值模拟探究太阳涡旋管中的MHD波，发现旋转流可提升坡印廷通量，原因是边界密度升高增强了波能捕获，且弱扭绞管中坡印廷通量始终向上。
2025-05-20 astro-ph.SR
Sausage Mode Propagation in a Thick Magnetic Flux Tube
本文的目的是模拟慢磁流体动力学（MHD）香肠波的传播厚膨胀磁通量管的背景下，静态（VAL C）的太阳大气。这些波的传播被发现由Klein-Gordon方程描述。利用控制MHD方程组和VALC大气模型，研究了截止频率沿导磁管和横截导磁管的变化。由于截止频率的径向变化，通量管用作波的低频滤波器。
2013-10-22 astro-ph.SR
Ideal MHD instabilities for coronal mass ejections
我们回顾和讨论的见解理想的磁流体动力学（MHD）的不稳定性，可以发挥作用，在不稳定的太阳日冕通量绳结构。对于单通量绳，失败或实际喷发可能是由于内部或外部扭结演变，或从环面不稳定的配置。我们强调最近的研究结果，从三维磁场重建和模拟扭结和环面不稳定性发挥了突出的作用。对于相互作用的电流系统，我们严格讨论不同的路线，日冕动力学和全球爆发，由于电流通道合并或倾斜扭结的情况。这些方案涉及到两个附近的电流通道的存在，显然不同于流行的扭结或环面不稳定性。由于太阳日冕中遍布着无数的磁环-产生相互作用的磁通绳，这些磁通绳以平行或反平行的电流通道为代表，正如最近的各种观测研究所证明的那样-聚结或倾斜扭结演变必然是破坏相邻磁通绳系统稳定的非常常见的现象。由于它们也是在理想的磁流体动力学时间尺度上演化的，它们很可能驱动许多在日冕中目睹的共振爆发。此外，它们必然导致易于重连的薄电流片。我们审查的结果从二维和三维MHD模拟的倾斜和合并的演变，以及粒子加速方面来自计算带电粒子运动的倾斜扭结中断和合并通量绳。后者最近在双向耦合动力学流体模型中进行了研究，其中包含了重连的完整相空间信息。
2019-10-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Kelvin-Helmholtz instability in coronal magnetic flux tubes due to azimuthal shear flows
日冕环的横向振荡经常被观察到，并已被理论解释为扭结磁流体动力学（MHD）模式。Terradas等人（2008年，ApJ 687，L115）的数值模拟表明，扭结振荡期间在回路边界处产生的剪切流可能导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。在这里，我们调查的线性阶段的KHI在一个圆柱形的磁通量管的方位角剪切运动的存在下。我们考虑基本的，线性化的MHD方程在β = 0近似，并将其应用到一个直的和均匀的圆柱形的磁通管模型嵌入在日冕环境中。模型中考虑了在圆柱体边界处速度突变的方位角剪切流。我们得到了一个解析表达式的色散关系的不稳定的MHD模式支持的配置，并计算分析近似的临界速度剪切和KHI增长率在薄管限制。KHI增长率的参数化研究是通过数值求解全色散关系进行的。我们发现，类似凹槽的模式可以开发一个KHI的时间尺度可比的通量管的扭结振荡的周期。KHI增长率随方位波数的增大而增大，随纵波数的增大而减小。然而，磁场的小方位分量的存在可以抑制KHI。与无扭曲冕环的扭折振荡有关的方位角运动可能触发KHI，但迄今为止尚未观察到这种现象。我们认为，方位分量的磁场是负责抑制KHI在一个稳定的日冕环。所需的扭转足够小，以防止捏缩不稳定性的发展。
2009-12-18 astro-ph.SR
An Analytical Approach to Scattering Between Two Thin Magnetic Flux Tubes in a Stratified Atmosphere
我们扩展了最近的研究，分析模型的行为，两个薄通量管通过近场和声学远场相互作用。当与非相互作用的管相比时，在对之间发生的多次散射改变了传出波的吸收和相位。我们已经包括了香肠和扭结散射产生的对。结果表明，香肠模式的散射波场的贡献是显着的，起着同样重要的作用，在多次散射制度。最近的数值计算结果和分析研究之间的差距，特别是两个扭结模式之间缺乏对称性，解决。这种对称性破缺是由近场模式的不正确解引起的。
2013-12-30 astro-ph.SR
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
MHD Seismology of a Coronal Loop System by the First Two Modes of Standing Kink Waves
我们报告了2013年4月11日在AR 11719东南的日冕环系统中激发的水平偏振扭结波的前两个谐波的观测结果。在北半球和南半球，检测到的基模（$P_1$）、其第一泛音（$P_2$）的周期分别为$530.2 \pm 13.3$、$300.4 \pm 27.7$和$334.7 \pm 22.1$ s。考虑到测量中的不确定性，两半中的第一泛音的周期是相同的。我们估计的平均电子密度，温度和环系统的长度为$(5.1 \pm 0.8) \times 10^8$ cm $^{-3}$，$0.65 \pm 0.06$ MK，和$203.8 \pm 13.8$ Mm，分别。作为一个零阶估计，磁场强度，$B = 8.2 \pm 1.0$ G，来自冠状地震学使用的基本扭结模式匹配的位场模型得出的。外推模型还显示了磁场沿冕环的不对称和不均匀分布。利用基模及其第一泛音的振幅剖面分布，我们观察到基模及其第一泛音的波腹位置沿冕环向弱场区移动。结果表明，密度分层和温差对周期比的影响大于磁场变化对周期比的影响。另一方面，磁场变化对第一泛音的本征函数的影响比密度分层对这种情况的影响更大。
2014-11-26 astro-ph.SR
Wavefunction Properties of a Single and a System of Magnetic Flux Tube(s) Oscillations
在这项研究中，磁流体动力学振荡的波函数的性质，为一个单一的直通量管和系统进行了研究。在零β近似下考虑了具有直磁场和纵向密度分层磁通量管。利用有限元法求解了扰动磁场纵向分量的三维波动方程（特征值问题）。将磁流体振荡的波函数（波动方程的本征函数）分为香肠型、扭折型、螺旋扭折型和凹槽型。关于从通量管产生的波的振幅位置，这些波被识别为体波、表面波和漏波，出现在单个通量管和通量管系统的情况下。波函数的准确识别不仅可以用于日冕地震学，而且有助于未来设计高分辨率仪器，以详细研究太阳环振荡的性质。
2016-04-23 astro-ph.SR
Kink oscillations of flowing threads in solar prominences
Hinode/SOT最近的观测表明，MHD波和质量流同时存在于太阳黑子的精细结构中。从理论上研究了日珥流动线中的扭结磁流体动力学驻波。我们将日珥精细结构模拟为一个嵌入日冕中的圆柱形磁管，其两端线绑在光球层中。磁柱是由一个区域与致密的日珥等离子体，这是沿着磁管流动，而其余的通量管被日冕等离子体占据。我们使用WKB近似获得的基本模式的周期和振幅的函数的流速的解析表达式。此外，我们解决了整个问题的数值方法与时间相关的模拟。我们发现，无论是周期和振幅的MHD驻波随时间变化的突出线程沿磁结构的流动。基本扭结模式是一个很好的描述的振荡的时间依赖性的演变，在WKB近似的解析表达式是一致的完整的数值结果。相对于静态情况，流动的存在修改了振荡的周期。然而，对于实际的流速，这种影响可能落在观测的误差条内。由于流动引起的振幅变化导致振荡的明显阻尼或放大，这可以修改由附加阻尼机制引起的实际衰减率。
2011-06-20 astro-ph.SR
The Counter-kink Rotation of a Non-Hale Active Region
我们描述了从1995年10月到1996年1月观测到的双极非Hale活动区的长期演化。沿着这四个太阳自转的太阳黑子和随后的通量集中，在该地区的衰变阶段，被观察到以这样一种方式移动，到12月，它们的方向符合海尔-尼科尔森极性定律。所观察到的软X射线日冕环的S形形状使我们能够确定磁结构中的扭曲感。这种感觉是通过外推所观察到的光球磁场，使用线性无力的方法，并比较所观察到的日冕环的计算场线的形状。这种扭曲感与该区域所在的太阳半球的主导螺旋度一致，也与第一次旋转期间在纵向磁图中观察到的演变一致。初看起来，这些光点的相对运动可能被误认为是由于扭结不稳定性而变形的$Ω$环的上升，但是我们从它们的相对位移的意义上推断出磁通管轴的旋向性（扭曲），它与日冕环中的扭曲相反，因此与扭结不稳定磁通管的旋向性相反。排除扭结不稳定性后，我们解释我们的观测在一个磁通量管变形的外部运动，而通过对流区上升。我们比较我们的结果与其他相关研究，我们讨论，特别是，是否扭结不稳定性是相关的，以解释一些活动区域的特殊演变。
2014-12-03 astro-ph.SR
Seismology of Standing Kink Oscillations of Solar Prominence Fine Structures
我们研究了直立扭折磁流体动力学（MHD）振荡的日珥精细结构建模为一个直的和圆柱形的磁管，只有部分填充的日珥材料，其两端固定在两个刚性的墙壁代表太阳光球。日珥等离子体部分电离，在日珥线和日冕介质之间存在一个横向不均匀的过渡层。因此，离子中性碰撞和共振吸收被认为是阻尼机制。在薄管近似和薄边界近似下，导出了基本模态的周期、阻尼时间及其比值的近似解析表达式。我们发现，占主导地位的阻尼机制是共振吸收，它提供的阻尼比与观察一致，而离子中性碰撞是无关的阻尼。阻尼比的值是独立的突出线程的长度和它在磁管内的位置，并与一个管完全充满了突出等离子体的值相一致。我们的研究结果的意义的MHD地震学技术的背景下进行了讨论，指出，报告的短周期（2 - 10分钟）和短波长（700 - 8,000公里）线程振荡可能不符合一个驻波解释，并可能与传播波。最后，我们表明，一些突出的物理参数，如反演，Alfvén速度、磁场强度、横向不均匀性长度尺度等，是可能的使用观测确定的值的周期和阻尼时间的振荡以及这些数量的分析近似。
2010-08-30 astro-ph.SR
The effect of a twisted magnetic field on the phase mixing of the kink magnetohydrodynamic waves in coronal loops
日冕扭曲磁场的存在有观测证据。这启发我们研究扭曲磁场对日冕环中磁流体动力学（MHD）扭折波演化的影响。为此，我们在长波长极限下求解了磁扭曲非均匀冕流管中的不可压缩线性化MHD方程。结果表明，扭转磁场可以增强或减弱Alfvén连续模的相位混合速率和整体扭折振荡的衰减速率，这取决于扭转模型以及纵向（$k_z$）和方位（$m$）波数的符号.我们的研究结果还证实，在扭曲的磁场的存在下，当两个波数$m$和$k_z$之一的符号被改变时，相对于传播方向的对称性被破坏。即使是很小的扭曲量也会对能量级联到小尺度的过程产生重要影响。
2017-08-26 astro-ph.SR
Contribution of phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating in multi-harmonic loop oscillations
日冕环的扭结振荡被详细地观察和研究，因为它们通过MHD地震学提供了对日冕环结构的独特探测，并通过Alfvén波的相位混合提供了对日冕加热的潜在测试。特别是，最近的观察表明，除了基模之外，环路的驻振荡通常还涉及更高的谐波。这些扭结振荡的阻尼解释模式耦合与阿尔文波。我们调查的后果波为基础的日冕加热的高次谐波和日冕加热观测签名，我们可以用来推断高次谐波扭结振荡的存在。我们进行了一组非理想的磁流体动力学模拟，通过模式耦合的磁通管的扭结振荡的阻尼建模。我们的MHD模拟参数的基础上的地震反演的观察，其中的前三个谐波检测。我们研究了阿尔文波的相位混合，导致系统中的热沉积，我们应用地震反演技术的MHD模拟输出。我们发现由于扭结振荡的阻尼触发的阿尔文波的相位混合引起的加热相对较小，但是我们可以说明i）由于随后的低阶谐波阻尼，加热位置如何漂移。我们还解决了高次谐波和边界壳层的宽度在能量沉积中的作用。我们的结论是，由于相混合的日冕加热似乎没有提供足够的能量来维持太阳日冕的热结构，即使在多谐振荡，这些振荡的发展中发挥抑制作用的较小尺度的结构。
2018-04-27 astro-ph.SR
Resonantly Damped Kink Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
太阳暗条和日珥线的横向振荡经常被报道。这些振荡具有周期短（2 - 10分钟）和在几个周期后被阻尼的共同特征。扭结磁流体动力学（MHD）波模式已被提出负责所观察到的振荡，而在阿尔芬连续共振吸收和离子中性碰撞是最好的候选人是阻尼机制。在这里，我们研究的时间阻尼的扭结MHD波在一个圆柱形的，部分电离的丝状线程嵌入在日冕环境中的解析和数值。线模型是由一个直的和薄的，均匀的丝状等离子体，与横向不均匀的过渡层的等离子体的物理性质不断变化，从灯丝到日冕的条件。磁场均匀且平行于螺纹轴。我们发现，扭结模式是有效地阻尼共振吸收的灯丝振荡的典型波长，阻尼时间与观察兼容。部分电离不影响共振吸收过程，灯丝等离子体电离度只对比观测到的波长短得多的波长的阻尼很重要。据我们所知，这是第一次研究部分电离等离子体中的共振吸收现象。
2009-09-19 astro-ph.SR
Selective spatial damping of propagating kink waves due to resonant absorption
有观测证据表明，扭结波的传播是由光球运动驱动的。这些扰动，解释为扭结磁流体动力学（MHD）波衰减，因为它们向上传播的太阳日冕。在本文中，我们表明，共振吸收提供了一个简单的解释，这些波的空间阻尼。本文用圆柱形太阳磁通量管模型研究了扭结磁流体动力学波。假设频率为实频率，纵波数为复波数，解析计算了共振吸收产生的阻尼长度和单位波长阻尼。由共振吸收引起的扭折波传播的阻尼长度是频率的单调递减函数。对于低频率的扭折波，阻尼长度正好与频率成反比，我们将其表示为TGV关系。当移动到高频率时，TGV关系仍然是阻尼长度对频率的实际依赖性的非常好的近似。这种依赖性意味着共振吸收是选择性的，因为它有利于低频波，并且可以有效地从扭结波的宽带频谱中去除高频波。它是选择性的，因为阻尼长度与频率成反比，使得阻尼随着频率的增加而变得更严重。这意味着径向不均匀性可能导致太阳能波导成为宽带干扰的自然低通滤波器。因此，扭结波列沿着，例如，日冕环，将有更大比例的高频分量消散在大气层的较低位置。这可能对太阳大气中波加热的空间分布产生重要影响。
2010-04-26 astro-ph.SR
Wave pressure and energy cascade rate of kink waves computed with Elsasser variables
数值模拟揭示了垂直结构等离子体中一种新型的单向波湍流（Magyar等人，2017），称为单湍流。对于这种新型的湍流，横向结构修改向上传播的波具有两个Elsasser变量，导致众所周知的垂直叶栅。在本文中，我们研究了一个解析描述的非线性演化的扭结波在圆柱形通量管，这是容易发生单湍流。我们表明，他们导致一个非线性级联的传播和驻波。我们计算了波压力和能量级联率的显式表达式。计算得到的阻尼率τ/P取决于通量管和背景等离子体的密度对比度，并与扭折波的振幅成反比。对密度对比度的依赖性表明，它起着作用，特别是在较低的太阳日冕。这些表达式可以添加到阿尔芬波驱动的太阳大气模型（如AWSOM，van der Holst等人，2014）中，将其修改为UAWSOM（单位湍流和阿尔芬波太阳模型）。
2020-07-30 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 astro-ph.SR
Uniturbulence and Alfvén Wave Solar Model in MPI-AMRVAC
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
Propagation and dispersion of transverse wave trains in magnetic flux tubes
本文研究了小振幅脉冲激励波列沿磁通量管传播时的色散。初始扰动是管的局部横向位移，激发出快速扭结波包。扰动变量（密度、等离子体位移、速度等）的空间和时间演化由包含数值计算的积分的解析表达式给出。我们发现，快速扭结波列的色散是更重要的较短的初始扰动（即更集中的纵向方向）和较大的密度比（即较大的对比度的管密度相对于环境密度）。这种类型的激发产生一个波列，其签名在一个固定的位置沿冠环是一个短的事件（持续时间~ 20秒），其中的速度和密度振荡非常迅速，典型的周期为几秒钟的顺序。振荡周期不是恒定的，而是在这一事件的过程中逐渐下降。速度的峰值是10公里/秒的顺序，并伴随着最大的密度变化的顺序为10-15%的未扰动环密度。
2014-02-18 astro-ph.SR
Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results
本文描述了一个三维有限差分球面滞弹性MHD（FSAM）程序，用于模拟太阳对流层中的亚音速动力学过程。该代码与广泛使用的全球频谱animals MHD代码，ASH（滞弹性球谐函数）的比较表明，FSAM产生对流的统计特性和平均流量类似的ASH结果。使用FSAM，我们首先模拟旋转的太阳对流在一个部分球壳域，并获得一个统计稳定的，巨细胞对流与太阳一样的差异旋转。然后，我们插入浮力环形通量管附近的对流信封的底部，并模拟在巨细胞对流的存在下的通量管的上升。我们发现，浮力通量管的初始场强为100公斤，磁浮力在很大程度上决定了上升的管，虽然强大的向下流动产生显着的起伏和扭曲的形状出现$Ω$形的环路。对流显著地减少了通量管的顶点到达顶部所需的上升时间。对于我们模拟的弱扭曲和无扭曲的情况下，顶点部分被发现几乎径向上升到顶部在大约一个月，并产生一个新兴的区域（在光球以下约30微米的深度）与活动区倾斜一致的整体倾斜角，虽然出现的模式是更复杂的情况下，没有对流。在顶部边界附近的深度约为30毫米，新兴的通量显示出逆行的纬向流约345米/秒，相对于平均流量在该纬度。
2013-05-28 astro-ph.SR
Primordial flares, flux tubes, MHD waves in the early universe and genesis of cosmic gamma ray bursts
本文指出，伽马射线暴的能量来源类似于触发太阳和恒星瞬态活动现象的能量来源，如耀斑、通量管中的等离子体加速流以及磁流体波的能量耗散和粒子加速。我们从现象学上详细研究了下列可能触发伽马射线暴的能量源：（i）宇宙原始耀斑，可能是星系间或星系团区域内类似太阳耀斑的现象，（ii）可能由原始磁通量的对流坍缩形成的原始磁通量管（iii）起源于银河系或星系团的大尺度磁场扰动产生的MHD波的非线性相互作用和耗散。我们详细研究了上述每一种现象，并考虑到这些过程是否是伽马射线暴的能量来源。考虑到观测结果和宇宙环境中普遍存在的物理条件的相似性，以下研究表明，最有可能产生伽马射线暴的一种有希望的能源可能是原始耀斑。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
Incompressible MHD modes in the thin magnetically twisted flux tube
上下文观测表明扭曲的磁场自然存在，而且确实在太阳的大气层中无处不在。因此，研究沿扭曲磁通量管传播的磁流体动力学（MHD）波模的类型，在太阳大气波研究中具有重要的理论意义。目的。在理想磁流体力学框架下，研究了m ≥ 1的扭转磁通量管的小振幅不可压缩波模式。允许管内外的轴向磁场强度变化，以确保结果不仅限于冷等离子体平衡条件。方法.在长波近似下，解析地导出了这些不可压缩线性MHD波模的色散方程。结果它示出，在长波长的限制，这两个频率和径向速度分布的m = 1的扭结模式是完全不受影响的内部背景磁扭曲的选择。然而，具有大于或等于2的m的开槽模式对所选择的磁扭曲的特定径向轮廓敏感。此外，由于背景扭曲，对于波纹模式引入了低频截止，而对于扭结模式不存在低频截止。从观测的角度来看，虽然磁扭曲不影响长波长扭结模式的传播，但对于凹槽模式，它将有利于或不利于传播，这取决于波相对于背景扭曲符号的传播方向。
2017-07-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
