太阳风三维模拟中的表面阿尔芬波阻尼

Alfven波相位混合的平行电场放大

Parallel electric field amplification by phase-mixing of Alfven waves

以前的数值研究已经确定了“相位混合”的低频阿尔芬波的平行电场放大和加速的电子在无碰撞等离子体的平均值。给出了理论解释，这是如何产生的平行电场的放大，并作为一个结果，也导致增强碰撞阻尼波的能量转移到电子。我们的结果是基于从漂移动力学理论得到的温暖等离子体中的阿尔芬波的性质，特别是它们的电子朗道阻尼率。在无碰撞低$β$等离子体中的相混合以非常类似于粘阻情况的方式进行，除了电子朗道阻尼是主要的能量耗散通道这一事实。所涉及的时间和长度尺度进行了评估。我们还着重研究了平行电场的演化过程，并计算了平行电场在放大过程中的最大值。

磁性大质量恒星辐射驱动风中Alfvén波的线阻力阻尼

Line-drag damping of Alfvén waves in radiatively driven winds of magnetic massive stars

来自大质量恒星的线驱动恒星风具有很强的线消影不稳定性。最近，分光偏振测量已经收集了大量的证据，表明银河系的一部分大质量恒星拥有强大的表面磁场。我们在这里调查的传播和稳定性的磁辐射波在这样一个磁化，线驱动风。我们的分析，线性稳定性分析包括线散射恒星辐射，并占径向和非径向扰动。我们建立了任意扰动波长的桥接定律，然后分别分析了长、短波长极限。虽然长波长的辐射波和磁波被发现是完全解耦的，但一个关键的结果是短波长的径向传播的阿尔文波耦合到散射辐射场，并且由于线拖曳效应而被强烈阻尼。在散射线驱动流中磁波的阻尼可能对调节非线性风动力学产生重要影响，因此也可能对风结构的观测诊断和磁力线驱动风的聚集产生强烈影响。

电子漂移对太阳风中动力学Alfvén波无碰撞阻尼的影响

Effects of electron drift on the collisionless damping of kinetic Alfvén waves in the solar wind

各向异性Alfvénic湍流的无碰撞耗散是解决太阳风加热问题的一个有希望的候选者。广泛的研究考察了简单麦克斯韦或双麦克斯韦等离子体中阿尔文波的动力学性质。然而，在太阳风中观测到的电子速度分布函数更为复杂。在这项研究中，我们分析了动力学阿尔文波在等离子体中的两个漂移电子布居的性质。我们数值求解线性化的麦克斯韦-弗拉索夫方程组，发现阻尼率和动力学阿尔芬波的质子-电子能量分配显着修改等离子体中，相比没有电子漂移的等离子体。我们认为，电子漂移是一个重要的因素考虑时，考虑的阿尔夫文湍流的耗散在太阳风或其他$β\sim 1$天体物理等离子体。

传播Alfvenic脉冲引起的太阳针状体的横向振荡

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。

来自太阳和恒星的阿尔芬波驱动风的自洽模拟

Self-consistent Simulations of Alfven Wave Driven Winds from the Sun and Stars

我们回顾我们最近的阿尔芬波驱动风的结果。首先，我们给出了从光球到行星际区域太阳风的自洽一维MHD模拟结果。在这里，我们强调阿尔芬波的反射在密度分层日冕和太阳风的重要性。我们还介绍了Fujimura & Tsuneta（2009）最近的HINODE观测，该观测可能探测到横向（Alfvenic）波的反射特征。然后，我们展示了红巨星阿尔芬波驱动风的结果。本文解释了大气性质从稳定日冕风到间歇色球风的变化，并讨论了随着恒星演化，表面重力的减小对波反射的影响。本文还讨论了MHD湍流引起的吸积盘风的异同。

太阳部分电离等离子体中Alfven波的阻尼：多流体方法中中性氦的影响

Damping of Alfven waves in solar partially ionized plasmas: effect of neutral helium in multi-fluid approach

色球等离子体和日珥等离子体中含有中性原子，这些中性原子可能通过与离子碰撞而改变等离子体动力学。大多数原子是中性氢，但在特定温度下，等离子体中也可能存在大量的中性氦。离子与中性氢碰撞对磁流体动力学波的阻尼作用已经有了很好的研究，但中性氦的影响还很不清楚。我们的目的是研究中性氦在太阳部分电离等离子体中阿尔芬波阻尼中的作用。考虑三流体磁流体力学（MHD）近似，其中一个组分是电子-质子-单电离氦，另外两个组分是中性氢原子和中性氦原子。导出了等温均匀等离子体中线性阿尔芬波的色散关系。然后，我们求解色散关系，并得出不同等离子体参数的阿尔芬波的阻尼率。中性氦的存在下显着增强阻尼的阿尔芬波相比，由于中性氢在一定值的等离子体温度（10000-40000 K）和电离的阻尼。阻尼率在离子-中性粒子碰撞频率附近有一个峰值，但随着波谱的升高而减小。离子与中性氦原子的碰撞对色球针状体和日冕过渡区的阿尔芬波的衰减具有重要意义。

恒星日冕的非线性Alfvén波模型和太阳到M矮星的风

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。

由低频阿尔文波反射驱动的亚阿尔文太阳风中的Turbulence

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。

作为恒星风驱动机制的阿尔文波

Alfven waves as a driving mechanism in stellar winds

阿尔芬波被认为是冷恒星恒星风中粒子加速的重要机制。在它们在太阳风中被发现后，人们开始研究位于HR图不同区域的恒星风。我们在这里讨论这些波的一些特点，我们提出了一个直接的应用在晚型恒星风的加速。

Turbulence对阿尔芬波的衰减及其后果：从宇宙射线流到发射风

Damping of Alfven waves by Turbulence and its Consequences: from Cosmic-Rays Streaming to Launching Winds

本文研究了磁化等离子体中阿尔芬波的湍流阻尼。我们确定了两种情况下的阻尼，一个有关的阻尼的宇宙射线流不稳定性，其他有关的阻尼的宏观波源，如恒星大气发射的阿尔芬波。这两种情况之间的物理差异在于，在前一种情况下，所产生的波相对于磁场的局部方向发射，而在后一种情况下，所产生的波相对于平均场发射。在这两种情况下，阻尼的标度是不同的。我们的制度的湍流范围从subAlfvenic到superAlfvenic，我们得到的解析表达式的阻尼率，并定义这些表达式的适用范围。描述阻尼的流不稳定性，我们发现，subAlfvenic湍流的宇宙线能量的范围受弱湍流的影响是不成比例的大规模的范围相比，弱湍流存在。相反，强阿尔芬湍动影响的宇宙线能量范围相当有限。一些天体物理应用的过程，从发射恒星和星系风的宇宙射线在星系和星系团的传播被认为是。特别是，我们讨论了如何调和的湍流阻尼与观测到的银河系宇宙射线的各向同性的过程。

相位混合Alfven波阻尼率的研究

Investigating the damping rate of phase-mixed Alfven waves

本文研究了相混合作为日冕加热机制的有效性。一个关键的量是波阻尼率，$γ$，定义为加热率与波能量的比率。目的：研究层流相位混合阿尔文波是否具有足够大的$γ$值来加热日冕。我们还调查了在何种程度上的$γ$的阿尔文驻波已达到稳态可以近似一个相对简单的方程。本研究的进一步焦点是响应于从环路泄漏出的波的$γ$的减少的原因、这种减少的量以及增加激发谐波的数量如何影响$γ$。结果：我们发现，在观察到的频率$γ$是太小，加热电晕约三个数量级。因此，我们认为，层流相混合是不是一个可行的独立的日冕循环加热机制。我们发现，$γ$是最大的共振。我们发现我们的简单方程提供了一个很好的估计阻尼率（约10%的准确度）的谐振场线。然而，在远离共振的情况下，该方程提供了较差的估计，预测$γ$的数量级太大。我们发现，泄漏的行为，以减少$γ$，但起着微不足道的作用，如果$γ$是所需的顺序加热电晕。如果波能遵循斜率为-5/3的功率谱，则$γ$随激发谐波的数量几何地增长。如果激发谐波的数量增加到远大于100，那么加热主要是由平行于场而不是垂直于场的梯度引起的。因此，在这种情况下，系统主要不是由相位混合加热的。

太阳色球层中非线性阿尔文波的能量传递及其对针状动力学、日冕加热和太阳风加速的影响

Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration

阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。

强Alfven波碰撞产生的电流片中Landau阻尼引起的空间局域粒子能量化

Spatially Localized Particle Energization by Landau Damping in Current Sheets Produced by Strong Alfven Wave Collisions

理解磁化等离子体中湍流涨落的能量去除以及由此产生的等离子体组成粒子的扰动是太阳物理学和天体物理学的一个主要目标。以前的工作表明，对向传播的阿尔芬波之间的非线性相互作用-或阿尔芬波碰撞-是天体物理等离子体湍流的基本组成部分，并在强非线性极限下自然产生电流片。一个强阿尔芬波碰撞的非线性gyrokinetic模拟被用来检查阻尼的电磁波动和相关的粒子的自洽产生的电流片中发生的阻尼。一个简单的模型解释了由于无碰撞阻尼和相关的粒子阻尼所产生的能量流，以及随后通过碰撞使粒子能量热化。由平行电场包围的净粒子被示出为空间间歇性的，并且非线性演化在使空间非均匀性方面是必不可少的。使用最近开发的场粒子相关技术，我们表明，粒子共振的Alfven波在模拟中占主导地位的能量转移，最终证明朗道阻尼在空间间歇性阻尼的电磁波动和随之而来的粒子在这个强非线性模拟的阻尼起着关键作用。

Nonlinear Damping and Field-aligned Flows of Propagating Shear Alfvén Waves with Braginskii Viscosity

Braginskii MHD provides a more accurate description of many plasma environments than classical MHD since it actively treats the stress tensor using a closure derived from physical principles. Stress tensor effects nonetheless remain relatively unexplored for solar MHD phenomena, especially in nonlinear regimes. This paper analytically examines nonlinear damping and longitudinal flows of propagating shear Alfvén waves. Most previous studies of MHD waves in Braginskii MHD considered the strict linear limit of vanishing wave perturbations. We show that those former linear results only apply to Al…

在多谐环振荡中阿尔文波相位混合对日冕加热的贡献

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。

过渡区在太阳针状体Alfven波相位混合中的作用

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。

M-矮星色球、日冕和风的非线性阿尔文波联系

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。

参数衰变与太阳风低频阿尔芬波谱的起源

Parametric decay and the origin of the low frequency Alfvénic spectrum of the solar wind

本文提出参数不稳定性可将分钟级阿尔芬波扰动逆级联为数小时周期的低频扰动，从而解释太阳风宽频阿尔芬谱的起源。

连接太阳和太阳风：阿尔文波情景下的第一个2.5维自洽MHD模拟

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。

快太阳风中线偏振宽带阿尔文波的非线性反射过程

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。

剪切Alfven驻波的相位混合与耗散

Phase-Mixing and Dissipation of Standing Shear Alfven waves

本文研究了阿尔文背景速度不均匀区域中的剪切阿尔文驻波包的相位混合和耗散。我们研究了Heyvaerts和Priest（1983）提出的随时间变化的指数阻尼律$\exp(-At^3)$在不同的Lundquist数$S$和Reynolds数$R$范围内的有效性。数值结果表明，该方法对$(R,S)\geq 10^7$是有效的.

非WKB阿尔芬波反射的太阳风模型中交叉螺旋度和波Action守恒

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。

低β等离子体中波阻尼与有限垂直尺度对三维阿尔芬波参量衰变的影响

Effects of wave damping and finite perpendicular scale on three-dimensional Alfven wave parametric decay in low-beta plasmas

本文首次通过三维开放边界混合模拟研究低β等离子体中动理学阿尔芬波参量衰变不稳定性，揭示波阻尼（碰撞阻尼、几何衰减和离子朗道阻尼）是限制其激发的关键因素，而垂直波尺度本身影响不显著。

在快太阳风底部等离子体和阿尔文波能量注入的最新观测

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。

在0.4太阳半径的极冕洞中Alfvén波阻尼的光谱特征

Spectroscopic signature of Alfvén waves damping in a polar coronal hole up to 0.4 solar radii

2009年2月24日至25日，日之出号宇宙飞船上的EIS光谱仪在南极冕洞上方连续进行了超过22小时的特殊“坐着看”观测。为了用EIS研究非热谱线加宽，光谱是用1”狭缝在离临面覆盖高度达太阳表面以上0.48 R $_\odot$（$3.34\times 10^2$ Mm）的情况下获得的。观测到Fe { \sc xii} $λ$ 186.88、Fe { \sc xii} $λ$ 193.51、Fe { \sc xii} $λ$ 195.12和Fe { \sc xiii} $λ$ 202.04等谱线，统计数据良好，可达高海拔，并对它们进行了分析。结果表明，Fe { \sc xii} $λ$ 195.12谱线的半高宽先增大，然后减小，最大值为$\simeq 0.14$ R $_\odot$。EIS杂散光已被估计和消除。导出的电子密度和非热速度剖面已被用来估计阿尔文波的总能量通量传输的边缘在极冕洞高达$\simeq 0.4$ R $_\odot$。计算出的阿尔文波能量通量密度$f_w$随高度从0.03 R $_\odot$时的$f_w \simeq 1.2 \cdot 10^6$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$逐渐衰减到0.4 R $_\odot$时的$f_w \simeq 8.5 \cdot 10^3$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，平均能量衰减率为$…

Alfvén波对快速太阳风的加热和加速Turbulence

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。

Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper II: Nonlinear Simulations

We use MHD simulations to detect the nonlinear effects of torsional Alfvén wave propagation in a potential magnetic field with exponentially divergent field lines, embedded in a stratified solar corona. In Paper I we considered solutions to the linearised governing equations torsional Alfvén wave propagation and showed, using a finite difference solver we developed named WiggleWave, that in certain scenarios wave damping is stronger than what would be predicted by our analytic solutions. In this paper we consider whether damping would be further enhanced by the presence of nonlinear effects. W…

来自低质量恒星的阿尔文波驱动的磁转子风I：磁制动和质量损失率的旋转依赖性

Alfvén-wave driven magnetic rotator winds from low-mass stars I: rotation dependences of magnetic braking and mass-loss rate

对恒星自转的观测表明，低质量恒星在主星序期间会失去角动量。我们模拟了类太阳恒星的风与一系列的旋转速率，涵盖了快速和慢速磁转子制度，包括两者之间的过渡。我们概括了阿尔文波驱动的太阳风模型，建立在以前的作品，包括明确的磁离心力。在该模型中，表面平均开放磁通量被假定为按比例缩放为$B_\ast f^{\rm open}_\ast \propto {\rm Ro}^{-1.2}$，其中$f^{\rm open}_\ast$和${\rm Ro}$分别是表面开放磁通填充因子和Rossby数。我们发现，1。风的角动量损失率（扭矩）被描述为$τ_w \approx 2.59 \times 10^{30} {\rm \ erg} \ \left( Ω_\ast / Ω_\odot \right)^{2.82}$，产生自旋下降定律$Ω_\ast \propto t^{-0.55}$。2.质量损失率在$\dot{M}_w \sim 3.4 \times 10^{-14} M_\odot {\rm \ yr^{-1}}$达到饱和，这是由于色球层中阿尔文波的强烈反射和耗散。这表明色球层在连接恒星表面和星风方面具有很强的影响。同时，风冲压压力的标度为$P_w \propto Ω_\ast^{0.57}$，这是能够解释所观察到的恒星风的下包络伍德等。阿尔文半径的位置被示出以与一维解析理论一致的方式缩放。此外，A…

基于帕克太阳探针测量对稳态亚阿尔芬速太阳风与超阿尔芬速风性质的比较

Properties of Steady Sub-Alfvénic Solar Wind in Comparison with Super-Alfvénic Wind from Measurements of Parker Solar Probe

本文通过分析帕克太阳探针数据识别出多个稳态亚阿尔芬速太阳风区间，揭示其低密度、低速、折返受抑制及起源于冕洞边界等特征，证明其为低马赫数边界层，并与快风、慢流带风共同构成太阳附近年轻太阳风的三种典型成分。

日冕环中横波阻尼机制的比较

Comparison of damping mechanisms for transverse waves in solar coronal loops

我们提出了一种方法来评估替代机制的可解释性的磁流体动力学（MHD）横波在太阳冕环的阻尼。所考虑的机制是阿尔芬连续体中扭结波的共振吸收，阿尔芬波的相位混合和波泄漏。我们的方法利用贝叶斯推断和模型比较技术。我们首先推断的物理参数，控制波阻尼的值，在一个特定的机制的假设下，通常观察到的阻尼时间尺度。然后，边际似然和贝叶斯因子的计算，使我们能够量化的替代机制之间的相对兼容性。我们发现，一般来说，证据还不足以支持单一特定的阻尼机制是最合理的机制。共振吸收和波泄漏提供了最可能的解释在强阻尼制度，而相位混合是弱/中等阻尼的最佳候选人。当应用到选择的89个观察到的横向回路振荡，其相应的测量阻尼时间尺度，并考虑到数据的不确定性，我们发现，只有在少数情况下，一个给定的阻尼机制的积极证据是可用的。

音速和阿尔文临界点与太阳探测器任务：向太阳探测器科学和技术定义小组的介绍

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。

来自发光晚型恒星的风：II。Alfvén波的宽带频率分布

Winds from Luminous Late-Type Stars: II. Broadband Frequency Distribution of Alfvén Waves

我们提出了一个完全非线性的，时间相关的2.5维磁流体动力学（MHD）程序的数值模拟的风从演化的巨星。这项研究扩展了我们以前的完全非线性MHD风模拟，包括一个宽带频谱的阿尔文波驱动风从红巨星。我们计算了四个覆盖整个阿尔文波频谱范围的阿尔文风模型，以表征自由传播和反射的阿尔文波在晚型巨星引力层结大气中的作用。我们的模拟表明，不同于线性阿尔文波驱动的风模型，基于宽带非线性阿尔文波的等离子体加速的恒星风模型，可以一致地再现广泛的观测到的风的径向速度分布，它们的终极速度和观测到的质量损失率。计算出的质量损失率与经验确定的质量损失率的比较表明，从进化的巨人的恒星风的各向异性和时间依赖性。

来自RGB和AGB星的阿尔文波驱动风

Alfvén wave-driven wind from RGB and AGB stars

建立了穿透红巨星支（RGB）和渐近巨星支（AGB）恒星表面的开放式磁通量管中Alfvén波驱动风的磁流体动力学模型，并研究了风的物理性质.模型模拟沿着恒星的演化轨道进行，初始质量在1.5至3.0 $M_{\odot}$和初始金属丰度$Z_{\rm ini}$ =0.02的范围内。当表面磁场强度为1G时，我们发现恒星演化过程中的风可分为四种类型：第一种是RGB相和早期AGB相（E-AGB）中速度大于80 km/s $^{-1}$的风，第二种是RGB相或E-AGB相中流出速度小于10 km/s $^{-1}$的风;第三类是E-AGB和热脉冲AGB（TP-AGB）相的不稳定风，第四类是TP-AGB相的稳定的大规模慢风，其质量损失率大于10 $^{-7} M_{\odot}$ yr $^{-1}$，出流速度小于20 km s $^{-1}$。在第一和第二类风的质量损失率是两个或三个数量级低于经验公式评估的值。第四类大规模缓慢风的存在表明，TP-AGB恒星中观察到的大规模外流可能归因于阿尔文波驱动风。

太阳部分电离等离子体中的扭转Alfvén波：中性氦和层结的影响

Torsional Alfvén waves in solar partially ionized plasma: effects of neutral helium and stratification

离子-中性粒子碰撞可能导致色球和日珥等离子体中阿尔芬波的衰减。在一定温度区间内，中性氦原子的加入使阻尼增大，此时中性氦原子与中性氢原子的比例增大。因此，氢和氦的电离度的高度依赖性可能会影响阿尔芬波的阻尼率。研究了中性氦对太阳色球层分层部分电离等离子体中阿尔芬波的阻尼作用。我们考虑一个磁通量管，这是扩大到1000公里的高度，然后成为垂直由于合并与相邻的管，并研究线性扭转阿尔芬波的动力学存在的中性氢和中性氦原子。我们从三流体描述的等离子体，从而推导出单流体磁流体动力学（MHD）方程扭转阿尔芬波。薄通量管近似允许获得在管的下部的波的色散关系，而稳态Alfven波的空间依赖性由贝塞尔型方程在管的上部。对单流体MHD方程组进行连续推导，得到了一个新的中性氦Cowling扩散系数，它不同于以往所用的扩散系数。发现短周期（<5s）的扭转阿尔芬波在色球网络中由于离子-中性粒子碰撞而迅速衰减。另一方面，较长周期（> 5 s）的波不会到达过渡区，因为它们在网络核心中的较低高度处会消失。扭转阿尔芬波通过色球层进入日冕的传播应谨慎考虑：低频波由于分层而消失，而高频波由于离子中性碰撞而衰减。

阿尔文-回旋涨落的级联和阻尼：应用于太阳风Turbulence

Cascade and Damping of Alfvén-Cyclotron Fluctuations: Application to Solar Wind Turbulence

磁场的存在将导致各向异性的能量级联和天体物理湍流的耗散。利用扩散近似和线性耗散率，数值研究了太阳等离子体中Alfvén回旋涨落的级联和阻尼。对于各向同性的情况下，稳态湍流谱在惯性范围内几乎是各向同性的，并且可以用谱指数为-3/2的单一幂律函数拟合，类似于Iroshnikov-Kraichnan现象。在磁流体动力学范围之外，动力学效应使光谱在较高波数处变得较软。在耗散范围内，湍流谱在波数处截止，其中阻尼率变得与级联率相当，并且截止波数随波传播方向而变化。各向同性模型的角平均湍流谱类似于破缺的幂律。考虑多普勒效应后，该模型自然地再现了太阳风中幂律湍流谱的破裂，并预测了较高的破裂频率总是伴随着较软的耗散范围谱，这可能是由于湍流强度、等离子体β的倒数和/或太阳风速度与平均磁场之间的夹角的增加造成的。这些预测可以通过与更精确的观测进行详细的比较来检验。

Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper I: Linear Solutions

We derive a corrected analytical solution for the propagation and enhanced phase mixing of torsional Alfvén waves, in a potential magnetic field with exponentially divergent field lines, embedded in a stratified solar corona. Further we develop a code named TAWAS which calculates the analytic solution describing torsional Alfvén waves using IDL software language. We then use TAWAS to demonstrate that both our correction to the analytic solution and the inclusion of wave reflection have a significant impact on Alfvén wave damping. We continue to utilise TAWAS by performing a parameter study in …

在太阳风中频率相关的阿尔文波传播：参数衰减不稳定性的开始和抑制

Frequency-dependent Alfvén-wave propagation in the solar wind: Onset and suppression of parametric decay instability

利用数值模拟的方法，我们研究了太阳风中参数衰减不稳定性（PDI）的产生和抑制，着重于风的加速和膨胀对PDI的抑制作用。我们还讨论了PDI在产生太阳风密度涨落和直到$1 {\rm \ au}$的交叉螺旋度演化中的作用。数值模拟从冠状基地1 AU进行自洽的方式，我们考虑到波能量和压力的背景反馈。利用不同注入频率的单色波$f_0$讨论了对PDI的抑制，同时利用宽带波将数值结果与观测结果进行了比较。我们发现，通过模拟与单色波，高频（$f_0 \gtrsim10^{-3} {\rm \ Hz}$）阿尔文波受到PDI。同时，由于加速和膨胀效应，低频（$f_0 \lesssim10^{-4} {\rm \ Hz}$）Alfvén波的PDI的最大增长率变为负值。中频（$f_0 \approx 10^{-3.5} {\rm \ Hz}$）阿尔文波具有正的增长率，但由于增长率太小，在高达1 au时不显示PDI的特征。中频波既不经历PDI也不经历反射，因此它们最有效地通过太阳风传播。这被称为太阳风的频率过滤机制。宽带波的模拟结果表明，观测到的密度涨落趋势可以用PDI的演化很好地解释，而观测到的交叉螺旋度演化则与低频波的传播相一致。

从恒星角度看太阳风：低分辨率数据如何影响风特性的确定？

The solar wind from a stellar perspective: how do low-resolution data impact the determination of wind properties?

阿尔文波驱动的3D磁流体动力学（MHD）模型越来越多地用于预测恒星风的性质，它包含无约束的参数，并依赖于低分辨率的恒星磁图。我们探讨了输入阿尔文波能量通量和表面磁图对阿尔文波太阳模型（AWSoM）预测的风特性的影响。利用球谐分解方法降低了太阳周极大期和极小期两个太阳磁图的分辨率。阿尔芬波的能量是根据太阳双星18 Sco的远紫外光谱确定的非热速度而改变的。此外，低分辨率磁图的三个太阳类似物获得使用塞曼多普勒成像（ZDI）。最后，模拟的风特性进行了比较，高级成分探测器（ACE）的观测。AWSoM模拟使用从太阳观测中得到的良好约束的输入参数，可以再现观测到的太阳风质量和角动量损失率。磁图的分辨率对风场的影响很小，且仅在周期极大值期间。然而，阿尔文波能量的变化会影响风的特性，而与太阳活动周期水平无关。此外，使用三颗恒星的低分辨率磁迹图而不是太阳磁迹图进行太阳风模拟，可能导致模拟的风特性有一个数量级的差异。与磁图分辨率相比，Alfvén能量的选择对风力输出的影响更大。对于那些输入边界条件不像太阳那样受约束的恒星，这种影响可能会更大。毫不奇怪，用恒星磁场图代替太阳磁场图可能会导致完全不准确的太阳风特性，在太阳风和恒星风模拟中应该避免。

太阳活动极小期慢Alfvénic太阳风的起源

The origin of slow Alfvénic solar wind at solar minimum

虽然缓慢的太阳风的起源还不清楚，但越来越多的证据表明，至少有一部分太阳风是在过度膨胀的冕洞磁场线上以稳定状态释放出来的。这种类型的慢风与快太阳风具有相似的性质，包括高度的阿尔文性。在这项研究中，质子，α粒子和电子测量的组合被用来研究在0.35 AU的慢Alfvénic风的一个单一的间隔的动力学特性。结果表明，这种缓慢的Alfvénic间隔的特点是高α粒子丰度，明显的α-质子差分流，强质子束，和大的α质子温度比。这些都是在快速太阳风中持续观察到的特征，增加了至少一些Alfvénic慢太阳风也起源于冕洞的证据。观测到的速度，质量通量和电子温度之间的差异慢Alfvénic风和快的解释不同的磁场几何形状在较低的日冕。

部分电离太阳稳态等离子体中的阿尔文波

Alfven Waves in Partially Ionised Solar Steady-State Plasmas

本文采用双流体模型结合解析色散分析与数值求解，研究存在带电、中性粒子稳态场向流动的部分电离太阳等离子体中的阿尔文波特性，揭示流动对波属性的调制效应及模式转换条件。

太阳色球层波动加热的空间尺度

On the spatial scales of wave heating in the solar chromosphere

磁流体动力学（MHD）波能量的耗散被认为是太阳色球等离子体中一种可行的加热机制。在这里，我们使用一个简化的色球层一维模型，从理论上研究阿尔文波和慢磁声波的有效耗散所需的物理过程和空间尺度。我们认为部分电离的氢氦等离子体在单流体MHD近似的控制方程，包括现实的波阻尼机制，可能会在色球，即欧姆和双极磁扩散，粘度，热传导和辐射损失。我们在小振幅的限制下进行了局部分析研究，近似地导出了临界阻尼和有效耗散MHD波能量的尺度。我们发现Alfvén波的临界耗散长度尺度强烈依赖于磁场强度，对于实际的磁场强度，其范围为10~m ~ 1~km。在色球层中，弱磁场和低高度时，阿尔文波的衰减主要由欧姆扩散控制，而在色球层中，强磁场和中/高高度时，阿尔文波的衰减主要由双极扩散控制。相反，慢磁声波的阻尼效率较低，临界阻尼需要小于10 μ m的空间尺度。热传导和粘性控制着慢磁声波的阻尼，在所有高度上都起着同样重要的作用。这些结果表明，强波加热可能在色球层中起作用的空间尺度目前还没有得到观测的解决。

An Extended and Fragmented Alfvén Zone in the Young Solar Wind

Motivated by theoretical, numerical, and observational evidence, we explore the possibility that the critical transition between sub-Alfvénic flow and super-Alfvénic flow in the solar atmosphere takes place in fragmented and disconnected subvolumes within a general Alfvén critical zone. The initial observations of sub-Alfvénic periods by Parker Solar Probe near \(16~R_\odot\) do not yet provide sufficient evidence to distinguish this possibility from that of a folded surface that separates simply-connected regions. Subsequent orbits may well enable such a distinction, but here we use a global …

利用帕克太阳探测器重构太阳阿尔文表面与风制动转矩

Reconstructing the Sun's Alfvén surface and wind braking torque with Parker Solar Probe

本研究利用帕克太阳探测器数据重构第25太阳活动周的太阳阿尔文表面，发现其随活动增强从11倍太阳半径增至16倍，角动量损失率同步上升，且实测尺寸比同参数模拟大30%。

帕克太阳探测器观测到的太阳风阿尔文性的尺度与时间依赖性

Scale and Time Dependence of Alfvénicity in the Solar Wind as Observed by {\it Parker Solar Probe}

本研究利用帕克太阳探测器数据，分析太阳风阿尔文性的尺度与时间依赖特征，发现其随靠近太阳增强，亚/超阿尔文速风无显著差异，大尺度磁结构会削弱阿尔文性，验证了阿尔文涨落传输与相互作用的演化图景。

论外日冕与太阳风中 Alfvenic 波动的传播与阻尼

On the Propagation and Damping of Alfvenic Fluctuations in the Outer Solar Corona and Solar Wind

基于 Parker Solar Probe 和 Solar Orbiter 观测，研究日冕至 1 AU 处 Alfvénic 波动的传播与耗散，发现波作用守恒在 Alfvén 面附近发生转变，且仅靠不可压缩反射驱动湍流无法解释观测到的加热率，需引入可压缩效应等额外阻尼机制。

用Alfvén波耗散模拟11年周期的太阳风变化：参数研究

Modeling Solar Wind Variations over an 11-yr Cycle with Alfvén Wave Dissipation: a Parameter Study

我们研究的行为和性能的太阳风使用2.5维阿尔文波驱动风模式。我们首先系统地比较了阿尔文波（AW）驱动的风模型与多方方法的结果。多变磁流体动力学风模型是热驱动的，而阿尔文波作为阿尔文波驱动模型中的附加加速和加热机制。我们确认，需要一个AW驱动的模型来重现所观察到的双峰慢，快太阳风。我们还能够再现观测到的终端风速和冠源温度与AW驱动的风模式之间的反相关。我们还表明，沿11年周期的风属性显着不同，从一个模型到其他。AW驱动的模型再次显示出与观测数据的最佳一致性。事实上，太阳表面磁场拓扑结构在阿尔文波驱动风模型中起着重要作用，因为它通过坡印亭通量直接进入输入能源。另一方面，多方风模型是由假设的压力梯度驱动的，因此它对表面磁场拓扑结构相对不太敏感。最后，我们注意到，在两个模型中，太阳向下旋转的净扭矩呈现出相同的趋势，这表明多方方法仍然正确地捕捉到了恒星风的本质。

太阳风中动力学Alfven波Turbulence和垂直离子加热的准线性演化

Quasilinear Evolution of Kinetic Alfven Wave Turbulence and Perpendicular Ion Heating in the Solar Wind

本文利用在湍流太阳风等离子体中测得的动力学阿尔芬波动谱计算了由准线性扩散引起的电子和离子分布函数。修正的离子分布函数被发现是不稳定的长波长电磁离子回旋波。这些波的俯仰角将平行离子的速度分散成垂直的速度，从而有效地提高了垂直离子的温度。

利用密度涨落测量约束太阳风中低频阿尔文Turbulence

Constraining Low-Frequency Alfvenic Turbulence in the Solar Wind Using Density Fluctuation Measurements

一个被提出的加热太阳风的机制，从接近太阳到超过10天文单位，调用低频，倾斜，阿尔芬波湍流。由于小尺度斜阿尔芬波（动力阿尔芬波）是压缩的，在太阳风中测量到的密度波动对动力阿尔芬波的振幅设置了上限，因此对太阳风可以被低频阿尔芬湍流加热的速率设置了上限。我们评估这两个冕洞在5太阳半径和在近地太阳风的上限。在这两个半径，上限，我们发现是一致的模型中，太阳风加热低频阿尔文湍流。在1天文单位，从测量的密度波动的湍流加热率的上限是在测量的太阳风加热率的2倍。因此，如果低频阿尔文湍流有助于加热近地太阳风，动力阿尔文波必须是一个主要来源的太阳风密度波动的频率为1赫兹。我们还提出了一个简单的论点，为什么密度波动测量似乎排除模型中，太阳风加热的非湍流高频波"扫“通过离子回旋共振，但与加热的低频阿尔芬湍流兼容。

利用帕克太阳探测器观测表征跨阿尔文区域

Characterization of the Trans-Alfvénic Region Using Observations from Parker Solar Probe

利用帕克太阳探测器第8至19次相遇数据，对比亚阿尔文速与超阿尔文速太阳风的湍流特性，发现亚阿尔文速样本振幅更小、各向异性更强，且无极性反转超过90度的磁开关。

Alfvénic与非Alfvénic太阳风中磁场间断处的局地质子加热

Local proton heating at magnetic discontinuities in Alfvenic and non-Alfvenic solar wind

利用Parker Solar Probe观测与2.5D混合模拟，研究了Alfvénic与非Alfvénic太阳风磁场间断处的局地质子加热，发现两类风中小尺度结构分别优先增强$T_\parallel$与$T_\bot$，并揭示了不同质子束流的形成机制。

Sub-Alfvenic Solar Wind observed by PSP: Characterization of Turbulence, Anisotropy, Intermittency, and Switchback

In the lower solar coronal regions where the magnetic field is dominant, the Alfven speed is much higher than the wind speed. In contrast, the near-Earth solar wind is strongly super-Alfvenic, i.e., the wind speed greatly exceeds the Alfven speed. The transition between these regimes is classically described as the "Alfven point" but may in fact occur in a distributed Alfven critical region. NASA's Parker Solar Probe (PSP) mission has entered this region, as it follows a series of orbits that gradually approach more closely to the sun. During its 8th and 9th solar encounters, at a distance of …

阿尔夫维尼克太阳风中磁之字形的湍流产生

Turbulent generation of magnetic switchbacks in the Alfvénic solar wind

帕克太阳探测器（PSP）最重要的早期结果之一是磁之字形的普遍存在，其起源正在争论中。使用三维直接数值模拟的可压缩磁流体动力学方程从日冕到40太阳半径，我们调查是否出现磁之字形从粒度驱动的阿尔文波和湍流的太阳风。模拟的太阳风是一个阿尔夫维尼亚慢太阳风流，其径向分布与各种观测结果一致，包括PSP的观测结果。作为阿尔文波湍流的自然结果，模拟再现了磁之字形，具有许多与观察到的之字形相同的性质，包括阿尔文v-b相关性，球形极化（低磁压缩性）和体积填充分数随径向距离增加。传播速度和尺度长度的分析表明，磁之字形是大振幅（非线性）阿尔文波与不连续的磁场方向。我们直接比较我们的模拟与观察使用虚拟飞行的PSP在我们的模拟域。我们的结论是，至少有一些的之字形观察到的PSP是一个自然的结果，增长的幅度球偏振阿尔文波，因为它们传播远离太阳。

帕克太阳探针、赫利俄斯和风号任务观测到的阿尔芬尼化慢速太阳风的温度各向异性与氦丰度特征

The Temperature Anisotropy and Helium Abundance Features of Alfvénic Slow Solar Wind Observed by Parker Solar Probe, Helios, and Wind Missions

本文利用PSP、Helios和Wind数据统计分析高度阿尔芬尼化慢速太阳风的温度各向异性与氦丰度，发现其近太阳普遍存在、呈U形速度分布并含低速群体，且与快速太阳风源区不完全相同。

根据帕克太阳探测器观测确定太阳风Angular Momentum和阿尔文半径

Determination of Solar Wind Angular Momentum and Alfvén Radius from Parker Solar Probe Observations

作为太阳的基本参数，阿尔文半径和角动量损失决定了太阳风如何从亚阿尔文转变为超阿尔文，以及太阳如何向下旋转。本文提出了一种基于帕克太阳探测器（PSP）观测资料确定太阳风角动量通量的方法。通过对距太阳0.3 au以内的前四次相遇的平均数据，得到了黄道面附近约为$0.15\times10^{30}$ dyn cm sr $^{-1}$的通量以及粒子与磁场之间0.7：1的通量分配。角动量通量及其粒子分量随太阳风速度的增大而减小，而场中的通量则保持显著的恒定。阿尔文半径的速度依赖性也被观察到，这表明太阳周围有一个“崎岖”的阿尔文表面。根据PSP的轨道设计，只有在相对缓慢的太阳风下，阿尔文表面以下的大量潜水才是合理的。根据在PSP观测到的相同太阳风流的加速度剖面和1天文单位附近的径向对准航天器的加速度剖面，对未探测器进行了评估。我们说明了Réville等人提出的“角动量佯谬”可以通过考虑α粒子的贡献来消除。PSP观测到的大的质子横向速度可能是太阳风加速过程中所固有的，在角动量守恒的情况下，α粒子产生了相反的横向速度。一些恢复的α参数的初步分析往往同意的结果。