High mode magnetohydrodynamic waves propagation in a twisted rotating jet emerging from a filament eruption
研究了2013年4月10- 11日暗条爆发产生的旋转喷流上传播的高模磁流体动力学（MHD）波发生Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的条件.喷流的演化表明其边界处的团状结构，这可能是KHI发展的可观察特征之一。我们模拟的射流作为一个扭曲的旋转轴向移动的磁通量管和探索的基础上的理想磁流体动力学的框架内导出的色散关系的运行MHD模式的传播特性。在高模MHD波的激发下，可以探测到波长在$12$ ~ $15$ ~Mm范围内、不稳定性发展时间在$1.5$ ~ $2.6$ ~min范围内的不稳定MHD波。方位角模数$m$的大小主要取决于内部磁场的扭曲。结果表明，在弱扭曲磁通量管中，方位角模数为$m = 16$，而在中等扭曲磁通管中，方位角模数为$18$。
2018-05-19 astro-ph.SR
Pulsations of microwave emission from a solar flare in a twisted loop caused by intrinsic MHD oscillations
我们目前的结果揭示微波脉动产生的模型中的一个耀斑扭曲的太阳日冕环，没有任何外部振荡驱动器。确定了两种类型的振荡：周期约为70- 75 s，振幅约为5-10%的缓慢衰减振荡，在有和没有高能电子的环路中观察到，以及周期约为40 s，振幅为百分之几十的振荡，仅在快速能量释放开始后约100 s的高能电子环路中观察到。我们解释的长期振荡的结果，调制的平均磁场强度在循环中的一个固定的扭结模式，而短周期的间歇性振荡与高能电子可能会产生快速变化的电场，产生高能电子在这种情况下。缓慢衰减的振荡可以解释在耀斑中经常观察到的准周期性脉动。
2022-01-20 astro-ph.SR
The Role of the Magnetorotational Instability in the Sun
我们计算增长率的非轴对称不稳定性，包括整个太阳的磁旋转不稳定性（MRI）。我们首先推导出一个色散关系的非轴对称不稳定性，包括剪切，对流浮力的影响，和三个扩散系数（热导率，电阻率和粘度）。然后，我们使用一个太阳模型演变的恒星演化代码MESA和角速度配置文件确定的全球振荡网络组（GONG）日震学，以确定不稳定的模式存在于太阳的每个位置和相关的增长率。在整个对流区和略低于对流区的中高纬度地区，总体不稳定性具有不稳定模式。它包含三类模式：大尺度流体动力学对流模式、大尺度流体动力学剪切模式和小尺度磁流体动力学（MHD）剪切模式，这些模式可以适当地称为MRI模式。虽然大规模的对流模式是最迅速增长的模式，在大多数的对流区，MRI模式是重要的稳定分层和对流不稳定的位置附近的速跃层在colatitudes θ小于53度。非轴对称MRI模式的增长速度比相应的轴对称模式;对于某些极向磁场，非轴对称MRI增长率类似于角旋转频率ω，而轴对称模式是稳定的。我们简要地讨论了MRI模式产生的磁场的饱和度，发现在太阳对流区的基础上隐含的场与基于在速跃层中活跃的发电机得出的场相当，并且即使在上层对流区中，MRI产生的场的饱和度也可能是重要的。
2014-07-17 astro-ph.SR
Magnetic pinch-type instability in stellar radiative zones
如果在其自转律中不存在cos^{4}θ项，则太阳速跃层对非轴对称扰动是流体动力学稳定的。我们还表明，在Ruediger和Kitchatinov（1997）的磁理论中，产生速跃层的200高斯振幅的环向场对非轴对称MHD扰动是稳定的，但当旋转周期稍慢于25天时，它变得不稳定。这种弱场的不稳定性来自于恒星辐射带的高热扩散率，而不是磁扩散率。然而，生长时间非常长（大约105个旋转时间）。随着化学混合的估计，我们发现最大可能的场振幅为~500高斯，以解释观测到的太阳锂丰度。具有如此低的场振幅的发电机应该与太阳活动周期无关。通过对MHD Taylor-Couette流的非线性模拟，发现对于旋转主导的磁不稳定性，其涡动粘性仅为分子粘性的量级。作为粘度和化学扩散的比率的施密特数增长到~20的值。在大多数恒星物理应用中，磁主导的泰勒不稳定性会被恒星自转淬灭。
2009-01-07 astro-ph.SR
MHD Equilibria and Triggers for Prominence Eruption
磁流体动力学（MHD）模拟出现扭曲的磁通量管从太阳内部进入日冕进行了讨论，以说明如何扭曲和剪切日冕磁结构（自由磁能），能够驱动灯丝喷发，可以形成在日冕中新兴的活动区域。几个基本机制，可以破坏准平衡日冕结构和触发释放存储的自由磁能进行了讨论。这包括两个理想的过程，如螺旋扭结的不稳定性和扭曲的日冕磁通绳结构的环面不稳定性和非理想过程的快速磁重联在电流片的发病。代表性的MHD模拟的非线性演化涉及这些机制。
2015-12-25 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
3D MHD modeling of twisted coronal loops
我们对单个亮日冕环进行MHD建模，以包括与非均匀磁场的相互作用。该领域强调在中心区域的随机足点旋转和它的能量被耗散到加热通过异常磁扩散率，开关在电晕以上的电流密度阈值的增长电流。我们模拟了一个完整的单磁通量管，在太阳大气中从高β色球层延伸到低β日冕通过陡峭的过渡区。磁场从色球层扩展到日冕。最大分辨率约为30公里。我们得到了一个整体的演变典型的环模型和现实的环发射在EUV和X射线波段。封闭在通量管中的等离子体在约2/3小时后被加热到活动区的温度（约3 MK），来自色球层的上升气流以约100 km/s的速度充满通量管的核心，密度超过10^9 cm^-3。在低电晕比高电晕释放更多的热量，并且在空间和时间上都是精细结构的。
2016-07-19 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
Particle-In-Cell Simulation of Electron Acceleration in Solar Coronal Jets
我们研究了一个新出现的、扭曲磁通量绳和一个预先存在的、弱的、开放的磁场之间的三维磁重联引起的电子加速。我们首先遵循一个不稳定的，扭曲的磁通管的电阻MHD模拟的数值分辨率提高，通过使用固定的网格细化的上升。与以前类似情况的MHD研究一样，通量管上升进入预先存在的倾斜日冕磁场导致形成日冕喷流。然后，MHD模型的快照被用作粒子模拟的初始和边界条件，使用多达5亿个细胞和超过200亿个带电粒子。粒子加速主要发生在重联电流片中，加速的电子在能量概率分布中显示幂律，指数约为-1.5。主要的加速机制是系统电场，其努力维持电流片中的电流，以防止由于电子不能在电流片中一次停留超过几秒而引起的损失。
2012-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
How Rotating Solar Atmospheric Jets Become Kelvin--Helmholtz Unstable
最近的观测结果支持一些磁流体动力学（MHD）模式的传播，在某些条件下，可以变得不稳定和发展的不稳定性是开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。在其非线性阶段，KHI可以触发波湍流的发生，这被认为是日冕加热的候选机制。我们回顾了在太阳色球层和日冕中的龙卷风现象的建模，作为移动弱扭曲和旋转的圆柱形通量管，表明KHI上升在高模式MHD波的激发。不稳定性发生在一个波数范围内，其宽度取决于MHD模式数\emph{m}，旋转射流与其环境之间的等离子体密度对比，以及内部磁场和射流速度的扭曲。我们已经研究了两个扭曲的旋转太阳极冕洞喷流，在一个扭曲的旋转喷流出现的灯丝爆发，并在一个旋转的macrosicule中的KHI。理论计算的KHI发展时间的几分钟的波长相当于半宽度的射流是在良好的协议与观测确定的增长时间，只有高阶（10 $\mathrm{\leqslant}$ \emph{m} $\mathrm{\leqslant}$ 65）MHD模式。因此，我们预计，在这些情况下观察到的KHI是由于不稳定的高阶MHD模式。
2019-05-26 astro-ph.SR
The Effect of Flow and Magnetic Twist on Resonant Absorption of Slow MHD Waves in Magnetic Flux Tubes
本研究推导并数值求解了在磁场扭转和等离子体流存在下，磁孔非均匀层中慢连续 sausage 模式的色散关系，发现低速等离子体流时磁场扭转对共振吸收的影响大于高速时。
2023-04-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
MHD simulation of prominence-cavity system
我们提出了一个扭曲的，形成日冕磁通量绳下的日冕流光从准平衡到爆发开始的演变的磁流体动力学模拟。磁通绳是由下边界处的强制磁通涌现形成的。在准静态阶段的演变过程中，我们发现形成的连续性腔系统的定性特征类似的意见，所示的合成SDO/AIA EUV图像与磁通绳观察到的肢体以上几乎沿其轴。空腔包含子结构，包括“U”形或角状特征，从突出物延伸，在突出物顶部包围中心“空腔”。由于辐射冷却失控，日珥凝聚形成在高度扭曲的场线的凹陷处，而空腔则是由从凹陷处向上延伸的携带磁场的场线的密度耗尽部分形成的。日珥的“角”被扭曲的磁力线穿过，磁力线包含浅的倾角，在那里日珥凝聚已经蒸发到日冕温度。被角包围的中心“空腔”被发现对应于一个中心热而致密的核心，其中包含没有倾角的扭曲场线。通量绳最终爆发，因为其中心部分准静态上升到一个临界高度与发病的环面不稳定性。爆发通量绳加速到近900 km/s的快速速度和相关的日珥爆发显示出显着的旋转运动和扭结的形态。
2019-05-20 astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Extrapolation of the Coronal Magnetic Field Based on the MHD Relaxation Method
基于磁流体力学（MHD）弛豫方法，开发了一个非线性无力场（NLFFF）外推程序。我们在两个重要方面扩展了经典的MHD松弛方法。首先，我们介绍了一个算法最初提出的cite{2002JCoPh.175. 645 D}来有效地清除与$nabla cdot vec{B}$相关的数值误差。其次，多重网格类型的方法是在我们的NLFFF执行直接分析的高分辨率磁图数据。作为这两个实现的结果，我们成功地外推了cite{1990 ApJ... 352.. 343 L}，在更短的时间内获得更高的精度。我们还将我们的外推方法应用于由cite{2012 ApJ... 748... 53M}。我们发现，NLFFF外推可能是不太有效的再现高于半域，其中一些磁环被发现在一个连续向上膨胀的状态的地区。然而，通过我们的NLFFF外推方法，可以很好地捕捉到由下部区域中形成的剪切环和扭曲环组成的反S形结构。我们进一步讨论如何以及这些剪切和扭曲的领域重建的磁拓扑结构和扭曲的定量估计。
2013-11-14 astro-ph.SR
Thermal and non-thermal emission from reconnecting twisted coronal loops
扭曲磁场应该普遍存在于产生耀斑的活动区，那里的磁场是强非势的。它已被证明，在螺旋磁冕环的重联的结果在等离子体加热和粒子加速分布在一个大的体积，包括较低的日冕和色球部分的环。这种情况可以替代标准耀斑模型，其中粒子仅在位于上部日冕的小体积中加速。我们使用的MHD模拟和测试粒子的方法相结合，其中描述的发展扭结不稳定性和磁重联在扭曲的日冕循环使用电阻可压缩MHD，并纳入大气层结和大规模的环路曲率。由此产生的热等离子体的分布让我们估计热X射线发射强度。所获得的电场和磁场用于计算电子轨迹使用的引导中心近似。这些轨迹与MHD等离子体密度分布相结合，让我们推断合成HXR韧致辐射强度。我们的模拟强调，热等离子体在闪耀扭曲的日冕环中产生的发射模式的几何形状可以不同于底层磁场的实际几何形状。发射线（SXR）所揭示的扭曲角始终低于在扭结不稳定性的发病时存在的场线扭曲。在这些模拟中，由于高能电子与分层背景的相互作用而产生的HXR发射集中在环足点处，即使电子在环的日冕体积内的任何地方都被加速。HXR发射的最大值始终先于SXR发射的最大值，HXR光变曲线与SXR光变曲线的时间导数近似成比例。
2015-12-11 astro-ph.SR
An Evolution and Eruption of the Coronal Magnetic Field through a Data-Driven MHD Simulation
本文提出了一种基于零 beta 近似的新数据驱动 MHD 模拟代码，通过使用太阳黑子运动产生的真值数据，成功再现了日冕磁场的扭转、磁通量绳的形成及其爆发过程。
2022-10-14 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
Particle acceleration and transport in reconnecting twisted loops in a stratified atmosphere
扭曲的日冕环在日冕中应该是普遍存在的。扭曲的磁场中含有多余的磁能，在磁重联过程中会释放出来，从而引起太阳耀斑。这项工作的目的是调查磁重联，粒子加速和扭结不稳定的扭曲日冕环的运输，重点是电阻率，环的几何形状和大气层结的影响。另一个目的是执行前向建模的韧致辐射的排放和确定硬X射线源的结构。我们使用磁流体动力学（MHD）和测试粒子的方法相结合。首先，利用电阻性MHD模型，考虑了大气层结和冕环曲率的影响，讨论了扭折冕环的演化。然后，得到的电场和磁场和密度分布被用来计算电子和质子的轨迹，使用一个指导中心近似，考虑到库仑碰撞。结果表明，扭曲日冕环中的电场可以有效地加速质子和电子的能量高达10 MeV。高能粒子具有坚硬的、接近幂律的能谱。高能粒子占据的体积表现出径向膨胀，这导致可见硬X射线环的膨胀和硬X射线足点面积的逐渐增加。合成的硬X射线辐射揭示了强的足点源和扩展的日冕源，其强度强烈依赖于日冕环密度。
2015-01-26 astro-ph.SR
MHD simulation of prominence eruption
我们进行磁流体动力学（MHD）模拟的准静态演化和喷发的扭曲的日冕磁通绳下的日冕流光建立了一个强加的通量出现在较低的边界。MHD模型结合了简单的经验日冕加热、光学薄辐射冷却和场向热传导，从而允许日珥凝聚的形成。我们发现，在准静态演化过程中，日珥/细丝凝聚的细长，S形形态的形式出现的磁通绳由于失控的辐射冷却显着扭曲的场线的倾角。日珥周围也形成了一个日珥空洞，最好是在边缘上方观察，视线几乎沿着通量绳的长度，如合成SDO/AIA EUV图像所示。支持日珥的磁场是明显的非力自由，尽管低等离子体β。通过与抑制日珥形成的模拟进行比较，我们发现日珥重量是动态重要的，可以抑制扭结不稳定性的发生，并在相当长的时间内保持通量绳的平衡，直到日珥等离子体的排放发展和减轻日珥重量。磁绳最终发展出扭结不稳定性并爆发，产生日珥爆发。合成的AIA 304埃图像显示日珥被抬升成一个喷发环，沿着环呈现螺旋状特征，沿着环腿大量排水，这在观测中经常看到。
2018-06-16 astro-ph.SR
Combining MHD and kinetic modelling of solar flares
太阳耀斑是日冕中的爆炸事件，表示由于磁重联，磁能快速转化为热能和动能，从而产生辐射。建模对于理解和预测这些事件至关重要。然而，自洽的建模是非常困难的，由于巨大的空间和时间尺度之间的分离过程涉及热等离子体（通常认为使用磁流体动力学（MHD）的方法）和非热等离子体（需要一个动力学的方法）。在这篇小型评论中，我们考虑了不同的方法，旨在弥合太阳耀斑的流体和动力学模型之间的差距。两种类型的方法进行了讨论：结合MHD/测试粒子（MHDTP）模型，可用于模拟燃烧的日冕与相对较少的高能粒子，和混合动力流体动力学方法，可用于模拟更强的事件与更多的高能粒子。两个具体的例子进行了更详细的讨论：MHDTP模型的磁重联和粒子加速扭结不稳定扭曲的日冕环，和一个新的减少动力学模型的粒子运输。
2018-09-26 astro-ph.SR
Effect of collisions and magnetic convergence on electron acceleration and transport in reconnecting twisted solar flare loops
本文研究了在不稳定扭曲冕环中粒子加速模型与磁重联MHD模型的耦合。扭结不稳定性导致形成具有强平行电场的螺旋电流，从而导致电子加速。电子在重联环的电场和磁场中的运动研究使用的测试粒子的方法，考虑碰撞散射。讨论了库仑碰撞和磁会聚对高能电子布居的空间分布和能谱的影响，以及对太阳耀斑中硬X射线辐射的可能影响。
2015-01-26 astro-ph.SR
Data-driven MHD Simulation of the Formation of a Magnetic Flux Rope and an Inclined Solar Eruption
本研究采用数据驱动MHD模型模拟NOAA活动区11283的耀斑，揭示磁通量绳形成与环面不稳定性触发爆发的机制，解释爆发倾斜原因并提出预测太阳爆发方向的方法。
2024-08-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Resonant Absorption of Axisymmetric Modes in Twisted Magnetic Flux Tubes
最近的研究表明，磁扭曲和轴对称磁流体模在太阳大气中普遍存在，因此，研究这些模的共振吸收对太阳大气中磁通量管的加热和观测到的阻尼具有重要意义，已成为一个紧迫的问题。本文首次计算了弱扭转磁通量管内轴对称磁流体动力学波的阻尼率。我们的目的是调查这些模式的太阳大气条件下的共振阻尼的影响。本文的分析研究是基于一个理想化的配置直磁通量管与弱磁扭曲的内部以及外部的管。利用\cite{Sakurai:1991aa}导出的守恒律和最近由\cite{Giagkiozis:2015apj}得到的弱扭曲通量管的解析解，我们导出了Alfvén连续谱中共振阻尼轴对称模的色散关系.我们还得到了一个有见地的解析表达式的阻尼率在长波长的限制。此外，它表明，纵向磁场和密度，这是允许连续变化的非均匀层，对阻尼时间有显着的影响。考虑到太阳大气的条件，共振阻尼轴对称模式很可能是普遍存在的，并在能量耗散中发挥重要作用。我们还认为，鉴于这些波的性质，它们很可能已经以阿尔文波的形式被观察到。
2017-06-29 astro-ph.SR
An improved MHD simulation of the 2006 December 13 coronal mass ejection of active region NOAA 10930
我们对2006年12月13日出现的三角洲太阳黑子活动区10930中的日冕物质抛射（CME）进行了磁流体动力学（MHD）模拟，改进了Fan（2016）之前的模拟，如下所示。(1)将太阳风纳入环境，而不是使用静态位磁场外推作为初始状态。(2)除了施加扭曲磁通绳的出现之外，还在下边界处施加表示湍流对流的效果的随机电场，其驱动场线编织并在电晕中产生电阻和粘性加热。包括这种加热，这取决于磁场拓扑结构，我们能够模拟合成软X射线图像，将观察到的X射线望远镜（XRT）的日之出卫星，由模拟的日冕磁场。我们发现，模拟的预喷发磁场与建立一个扭曲的磁通量绳，产生合成的软X射线发射，显示定性相似的形态所观察到的日野/XRT的活动区和中央的反S形的“S形”，锐化之前爆发的发病。合成的耀斑后环增亮也显示出类似的形态，在爆发的脉冲阶段在日出/XRT图像中看到的。研究发现，磁绳喷发的运动学特征受活动区附近的开放磁场和快速太阳风流的影响显著。
2022-11-07 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: I. Comparison with the Observations
利用非线性无力场（NLFFF）对太阳活动区11158进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以阐明X2.2级太阳耀斑的动力学过程。我们发现NLFFF从未显示出观测中看到的剧烈动态，即，它处于稳定的状态以抵抗扰动。另一方面，MHD模拟表明，当NLFFF的扭曲线中通过系绳切割重联产生的强扭曲线在中性线附近形成时，因此它们通过复杂的重联从太阳表面爆发。这一结果支持了NLFFF中通过系绳切割重联形成的强扭曲线是破坏低日冕磁场力平衡条件的原因的论点。除此之外，这些磁力线的动力学演化表明，在初始阶段，由扭曲线的重连引起的足迹的空间图案适当地映射了所观察到的双带耀斑的分布。有趣的是，在耀斑之后，重新连接的场线转换成类似于耀斑后环的结构，这类似于SDO拍摄的EUV图像。最后，我们发现扭曲的线超过了一个临界高度，在该高度处通量管变得不稳定到环面不稳定。这些结果说明了我们的模拟的可靠性，也提供了一个重要的耀斑CME动力学之间的关系。
2014-04-12 astro-ph.SR
Coronal heating by the partial relaxation of twisted loops
内容：弛豫理论提供了一种简单的方法来估计当磁场由于持续的对流驱动而变得不稳定时所释放的能量。目的：我们提出了新的结果，从非线性磁流体动力学（MHD）模拟的理想化日冕环。这项工作的目的是确定是否与泰勒松弛，这将需要一个修改后的版本适用于无界场配置的松弛理论的模拟结果同意。方法：采用三维磁流体拉格朗日重映射程序模拟了一个圆柱形冠状环模型的演化过程。该模型包括三个同心层包围的潜在的信封，因此，被扭曲的本地，每个回路配置区分由分段恒定电流分布。最初，所有的配置进行零净电流场，并在理想的不稳定平衡。模拟结果与螺旋度守恒弛豫理论的预测进行了比较。结果如下：对于所有模拟，螺旋度的变化不超过初始值的2%;此外，数值螺旋度匹配分析确定的值。能量耗散主要通过与分布电流片中的磁重联相关的冲击加热发生。由数值模拟产生的能量释放和最终的场分布与部分弛豫理论的新模型给出的预测一致：弛豫场接近线性无力状态;然而，弛豫区域的范围是有限的，而环路经历一些径向膨胀。结论：这里提出的结果支持使用部分弛豫理论，特别是，当计算的热事件分布所产生的扭结不稳定的环路合奏。
2013-01-08 astro-ph.SR
The 3D behavior of a twisted flux tube expanding in the corona: reconnection, writhe and jets
我们讨论了磁重联的一些方面，这可能有助于理解磁等离子体相互作用的许多方面。我们将表明，经常观察到的螺旋结构的极性喷流是一个自然的结果，磁螺旋度守恒在3D重联驱动的两个部分的碰撞新兴的磁通量管内的单一出现的循环。我们通过求解具有均匀初始扭转的随时间变化的理想MHD方程来执行3D模拟。我们推断，高度扭曲的磁通量的出现引入了几个零点，这反过来又导致在最近的部分在一个单一的环路内的磁场的相反方向之间的重联和释放的形式的螺旋状喷射发射的被困扭曲。
2011-03-19 astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of the Formation of Solar Chromospheric Jets with Twisted Magnetic Field Lines
本文对具有扭曲磁场线的色球喷流进行了三维数值模拟。光球辐射转移和状态方程的详细处理，使我们能够模拟现实的热对流附近的太阳表面，激发各种MHD波，并产生色球喷流的模拟。在强磁场浓度以上形成一个高的色球喷流，其最大高度为10- 11 μ m，寿命为8- 10 min。磁场线在色球层中强烈纠缠，这有助于色球层喷流被洛伦兹力驱动。射流的振荡运动是其产生机制的自然结果。我们还发现，产生的色球喷流形成一个具有较细的股直径为几个毫米的集群。这些结果暗示了模拟的喷流和太阳针状体之间的密切关系。
2017-09-05 astro-ph.SR
Fan-spine topology formation through two-step reconnection driven by twisted flux emergence
我们解决了形成的三维零点拓扑结构的太阳日冕相结合的Hinode/XRT观测的一个小的动态肢体事件，发生在旁边的非爆发的日珥腔，与三维零β MHD模拟。为此，我们的模型边界驱动的运动学出现一个紧凑的，强烈的，均匀扭曲的磁通管成一个潜在的领域拱廊，覆盖在弱扭曲的日冕磁通绳。日冕中出现的磁通量的膨胀导致在出现的场和预先存在的场的界面处形成零点。我们揭示了一个两步重联过程中的零点，最终产生的形成一个广泛的三维风扇脊柱配置以上新兴的双极。第一次重新连接涉及新兴领域和一套大规模的拱廊场线。它的结果在发射的扭转MHD波，沿拱廊传播，并在形成剪切回路系统的一侧出现的通量。第二次重联发生在这些新形成的环和遥远的拱廊场之间，并在出现的通量的对面形成第二个环系统。这两个环路系统共同显示了位于扇形表面下方的风幕模式。围绕着零点的内脊场线的磁通量保留了出现的扭曲的一小部分，而剩余的扭曲沿着重新连接的拱圈被疏散。在模拟中发生的特征的性质和时间确实在本文中研究的特定事件中质量再现了XRT观察到的特征。此外，两步重联过程提出了一个新的一致的和通用的模型在太阳日冕的海葵区域的形成。
2009-09-11 astro-ph.SR
Data-driven MHD Simulation of the Formation and Initiation of a Large-scale Pre-flare Magnetic Flux Rope in Solar Active Region 12371
太阳爆发是空间天气最强大的驱动力。要了解它们的原因和性质，关键是要知道日冕磁场在爆发前是如何演变的。在这里，我们研究了2015年6月21日在活动区NOAA~12371爆发的大耀斑和日冕物质抛射的相对大规模磁通量绳（MFR）的形成过程。利用数据驱动的磁流体动力学数值模型模拟了爆发前一天日冕磁场的三维演化。观测到的特征和我们模拟的磁场之间的比较揭示了喷发前MFR是如何形成的。最初，磁场线被弱扭曲为简单的剪切弧。由于光球运动的复杂性，在极性反转线上形成了一条较长的MFR，这种运动主要是剪切而不是扭转。的MFR的存在是证明了一组相干的磁场线的扭曲数以上的单位。在MFR之下的电流片显示在模型中，这表明系绳切割重联在MFR形成中起着关键作用。由于光球运动不断注入磁螺旋度，使得越来越多的磁力线发生扭曲，MFR的通量也随之增加。同时，MFR轴的高度从其形成开始单调增加。通过对上覆场衰减指数的分析，我们认为是由于MFR进入环面不稳定区而变得不稳定，最终触发了喷发。
2020-02-12 astro-ph.SR
An MHD Modeling of Successive X2.2 and X9.3 Solar Flares of 2017 September 6
太阳活动区12673在2017年9月产生了两次连续的X级耀斑（X2.2和X9.3），间隔约3小时。X9.3是第24太阳活动周中有记录以来最大的太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了一个数据约束的磁流体动力学模拟，考虑到所观察到的光球磁场，以揭示的启动和动力学的X2.2和X9.3耀斑。根据我们的模拟，X2.2耀斑首先是由磁重联在光球层的负极性侵入相反极性区域的局部位置触发的。这种磁重联将最内侧的场线向上排出，在其下方通过与外部扭曲场线的连续重联形成磁通量绳。X2.2耀斑后连续的磁重联增强了磁通量绳，磁绳被抬升并最终通过环面不稳定性爆发。这导致了X9.3耀斑。
2021-04-14 astro-ph.SR
Coronal energy release by MHD avalanches. Effects on a structured, active region, multi-threaded coronal loop
本研究通过包含分层大气、热传导等效应的三维MHD模拟，证实单根扭绞磁通量管的扭结不稳定性可触发MHD雪崩，是日冕环磁能储存与释放的可行机制。
2023-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
MHD Simulation of Homologous Eruptions from Solar Active Region 10930 Caused by Sunspot Rotation
太阳爆发与黑子自转的关系已被广泛报道，其内在机制有待研究。本文采用数据约束的方法对NOAA 10930活动区耀斑爆发的机制进行了全三维MHD模拟研究。我们以Hinode/SOT的磁像图为初始条件重建了位磁场，并通过在底部边界施加连续的太阳黑子旋转来驱动MHD系统。得出了大喷发前的关键磁结构和预形成的电流片，这是造成多阶段复杂MHD演化的原因。主要的喷发是直接触发的快速重联在预形成的电流片以上的主极性反转线之间的两个主要磁极的AR。此外，我们的模拟显示同源喷发成功。在相对强度、能量释放、X射线和Hα特征以及喷发时间间隔等方面与观测结果有较好的一致性。此外，模拟中第一次爆发前太阳黑子的旋转角度也接近观测值。我们的模拟提供了一个不同于许多以前的研究基于理想的不稳定性的扭曲磁通量绳的情况下，并显示了太阳黑子的旋转和磁重联有效地产生同源喷发的连续能量注入和脉冲能量释放的循环方式的重要性。
2022-08-18 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability in solar H-alpha surges
我们研究了1998年5月30日在NOAA AR 8227上观测到的H-α太阳峰中开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性的演化条件。假设速度在45-50 km/s范围内、宽度为7 μ m、电子数密度为3.83 x 10^{10} cm^{-3}的喷流被限制在嵌入7 G磁场中的扭曲磁通量管中。等离子体流的温度约为10^5 K，而其周围环境的温度为2 × 10^6 K。周围磁化等离子体的电子数密度在TR/低电晕区的典型值为2 x 10^{9} cm^{-3}。在这些条件下，喷流内部的阿尔芬速度等于78.3 km/s。我们模型的浪涌作为一个移动的磁通量管的两个磁场配置：（i）一个扭曲的管周围的等离子体均匀的背景磁场，和（ii）扭曲的管的环境是等离子体也扭曲的磁场。给定区域内的磁场扭曲的特征在于磁通管半径处的方位角分量与轴向磁场分量的比值。对两种磁场位形下等离子体流支持的MHD模色散关系的数值研究表明，对Kelvin-Helmholtz不稳定性不稳定的MHD波只能是高负模数的MHD波，且不稳定性发生在亚Alfvenic临界流速25-50 km/s范围内。
2015-01-05 astro-ph.SR
Extrapolation of the Solar Coronal Magnetic Field from SDO/HMI Magnetogram by a CESE--MHD--NLFFF Code
由于没有直接的测量数据，日冕中的磁场通常是通过数值方法从光球层外推得到的。目前，非线性无力场（NLFFF）模型是低日冕外推的主要物理模型。最近，我们发展了一个新的带有MHD弛豫的NLFFF模型来重建日冕磁场。该方法基于CESE-MHD模型，采用守恒元/解元（CESE）时空格式。在本文中，我们报告的应用程序的CESE-MHD-NLFFF代码的\SDO /HMI数据与磁图采样的两个活动区（AR），NOAA AR 11158和11283，这两个都是非常非潜在的，产生X级耀斑和喷发。对原始磁图进行预处理以去除力，然后输入到外推代码中。与\SDO /AIA图像的定性比较表明，我们的代码可以重建类似于EUV观察到的日冕环的磁场线。活动区的大多数重要结构都被很好地再现，比如在AR 11158中悬挂细丝的高度剪切场线和在AR 11283中对应于S形的扭曲磁通绳。定量评估的结果表明，无力约束是很好地满足在强场区，但显然不是那么好，在弱场区，由于数据噪声和数值误差的小电流。
2013-04-10 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability in a twisting solar polar coronal hole jet observed by \emph{SDO}/AIA
为了模拟太阳北极附近扭曲冕洞喷流中的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性，我们研究了在沿其轴向运动的均匀扭曲通量管中的凹槽（$m = 2$）、$m = 3$和$m = 12$磁流体动力学（MHD）模变得不稳定的条件.利用2010年8月21日\emph{SDO} /AIA观测到的一个扭曲喷流和其他日冕喷流观测资料，我们设定了理论模型的参数，得到了在一个半径为$9.8$ ~Mm的扭曲磁通管中，在密度衬度为$0.474$，Alfvén马赫数为${\cong}0.76$时，对于三种MHD模式，存在不稳定窗口，其宽度主要取决于内部磁场扭曲。结果表明，对于所考虑的模式，方位磁场为$1.3$- $1.4$ ~G（在管边界计算）时，不稳定窗口的宽度为零，即抑制了KH不稳定性的发生。另一方面，在$15$和$12$ ~Mm之间的不稳定波长处，$m = 12$ MHD模的KH不稳定性的发展时间在$1.9$到$4.7$ ~ min的范围内，这与根据观测到的不稳定喷流初始阶段的时间演化估计的增长率一致。
2017-06-12 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability on coronal mass ejecta in the lower corona
通过研究沿其轴移动的均匀扭曲通量管中的扭结（$m = 1$）和$m = -3$磁流体动力学（MHD）模式变得不稳定的条件，我们模拟了下部日冕中日冕物质抛射物（CME）上成像的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。我们采用的色散关系的MHD模式来自线性磁流体动力学方程。我们假设真实的波数和复角波频率，即复波相速度。在固定的输入参数（从观测数据）和各种质量流速的色散关系数值求解。结果表明，模式的稳定性取决于四个参数，磁通量管和它的环境之间的密度对比度，在两种介质中的背景磁场的比例，管内磁力线的扭曲，和阿尔文马赫数的值（磁通量管内的管速度阿尔文速度的比率）。对于密度对比度为$0.88$、背景磁场比为$1.58$且归一化磁场扭曲为$0.2$的扭曲磁通量管，扭结（$m = -3$）模式（其中$m$是方位角模式数）的临界速度为$678$ km 1，s $^{-1}$，正如所观察到的那样。在KH波长为$18.5$ Mm和喷出物宽度为$4.1$ Mm处，该谐波的增长率等于$0.037$ s $^{-1}$，与观测结果一致。$m = -3$模的KH不稳定性也可以解释为什么KH涡旋只出现在CME的一侧。观测数据与计算数据的一致性表明，CME上的KH不稳定性可以用扭曲磁通管中沿其轴向运动的$m = -3$ MHD模的KH不稳定性来解释。
2014-11-24 astro-ph.SR
Resonant absorption of kink oscillations in coronal flux tubes with continuous magnetic twist
日冕扭曲磁场的存在有观测证据。本文研究了磁通量管中磁流体动力学（MHD）扭折波的共振阻尼。考虑了具有连续磁扭转和径向非均匀密度分布的管的实际模型。利用线性MHD方程组在密度不均匀区外的解，通过与薄过渡层边界层上的解的适当联系，得到了扭折波的色散关系。研究了波浪的振荡频率和阻尼率与扭转参数和纵向波数的关系。对于本文所考虑的通量管参数，我们得到快速阻尼的扭结波的观测。为了证明这种快速阻尼的合理性，根据方位角扭结模式数的符号，$m=+1$或$m=-1$，背景磁场必须分别具有左手或右手扭曲轮廓。对于这里考虑的模型，共振吸收只发生在扭转参数是在由密度对比度指定的范围内。
2019-09-21 astro-ph.SR
A Comparative Study of Solar Active Region 12371 with Data-constrained and Data-driven MHD Simulations
我们进行了两个基于数据的磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区12371产生的M6.5耀斑。第一个模拟是完全数据驱动的模拟，其中初始条件由非线性无力场（NLFFF）给出。这NLFFF外推从光球磁约1小时前的耀斑，然后随时间变化的光球磁场施加在底面。第二个模拟也是数据驱动的模拟，但它在耀斑爆发之前停止在底部驱动，然后切换到数据约束的模拟，其中磁场的水平分量根据感应方程变化，而法向分量随时间固定。这两种模拟都导致了喷发，在喷发之前，这两种模拟都产生了高度扭曲的磁力线，而这在NLFFF中是没有的。爆发后，第一个模拟的基础上随时间变化的光球磁场，继续产生剪切场线后，耀斑没有再现现象，如耀斑后的循环。第二个模拟很好地再现了与耀斑有关的现象。然而，在这种情况下，底部磁场的演化与观测到的磁场的演化不一致。在这封信中，我们报告了数据约束和数据驱动的MHD模拟的潜在优点和缺点，需要考虑到未来的研究。
2023-01-29 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
Magnetohydrodynamic Modeling of a Solar Eruption Associated with X9.3 Flare Observed in Active Region 12673
在SOL 2017 - 09 - 06，太阳活动区12673产生了一个X9.3级耀斑，这被认为是第24个太阳活动周中发生的最大耀斑。在这项工作中，我们进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以揭示三维（3D）动力学的磁场与X9.3太阳耀斑。我们首先进行了外推的三维磁场的基础上观测到的光球磁场耀斑之前，然后使用它作为初始条件的MHD模拟。因此，模拟显示了一次剧烈的喷发。特别是，我们发现，一个大的相干磁通量绳组成的高度扭曲的磁场线是在喷发过程中形成的。一系列的小通量绳被发现躺在沿磁极性反转线之前的耀斑。在爆发的早期阶段，小磁绳之间发生重连，形成大的、高度扭曲的磁绳，并且发现爆发磁绳的扭动运动。了解这些动态对于提高空间天气预报的准确性十分重要。我们报告的详细动力学的3D爆发磁通绳和讨论可能的机制的扭动运动。
2018-09-07 astro-ph.SR
Magnetic field configurations in neutron stars from MHD simulations
利用PLUTO程序对正压中子星的磁场演化进行了非线性磁流体动力学模拟。对于最初占主导地位的极向和环向场，具有不同的强度，我们发现，该领域定居下来的混合极向环形配置，其中的环形组件之间的贡献10%和20%的总磁能。然而，这不是一个严格的平衡，因为不稳定性导致湍流的发展，这反过来又引起了一个逆螺旋度级联，这决定了最终的“扭曲环面”设置。因此，最终的场配置由不稳定性的非线性饱和决定，并且不是静止的。然而，在我们的模拟中，极向分量和环形分量的平均能量近似稳定，并且在表面出现复杂的多极结构，而磁场在恒星外部的外边界处是偶极的。
2020-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Large-scale 3D MHD simulation on the solar flux emergence and the small-scale dynamic features in an active region
我们进行了三维磁流体动力学模拟，研究了从太阳对流区-20，000 km处通过光球层和色球层到日冕的扭曲磁通量管的出现。初始管的中间部分被赋予密度赤字，以煽动浮力出现。当管接近表面时，它水平延伸，并由于管前面的光球而形成平坦的磁性结构。进一步的日冕爆发是由于光球场的不稳定性，最终在表面上形成了几个磁穹。新的发现是，在光球磁图中观测到垂直磁元的多次分离事件，它们反映了交换不稳定性。分离的元素被发现聚集在活动区域的边缘。然后这些聚集的元素显示剪切运动。这些特征非常令人联想到活动区的观测。在上述模拟结果的基础上，我们提出了一个理论图片的流量出现和形成的活动区，解释的观测特征，如多次分离的光斑和剪切运动。
2012-01-13 astro-ph.SR
Can High-Mode Magnetohydrodynamic Waves Propagating in a Spinning Macrospicule Be Unstable due to the Kelvin--Helmholtz Instability?
本文研究了在自旋太阳巨针状体中传播的高模磁流体动力学（MHD）波发生Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的条件。我们认为大针状体是一个弱扭曲的圆柱形磁通量管，沿其轴运动并绕其轴旋转。我们的研究是基于MHD波的色散关系（复变量）从不可压缩等离子体的宏观针状和冷等离子体（$β= 0$，等离子体的磁压力的比率）为它的环境的线性化MHD方程获得。该色散方程在适当的输入参数下数值求解，以找出容纳宏观针状物宽度量级的适当不稳定波长的不稳定区域或窗口。研究表明，在宽度为$6$ ~Mm，轴向速度为$75$ ~km\，s $^{-1}$，旋转速度为$40$ ~km\，s $^{-1}$的宏观针状体中传播的$m = 52$ MHD模，在不稳定波长$3$和$5$ ~Mm处，其不稳定增长时间分别为$2.2$和$0.57$ ~min.这些生长时间比大针状体寿命短得多，大针状体寿命持续约$15$ ~ min。射流宽度的增加或减少将改变KHI生长时间，当它们在等于大针状体宽度或半径的波长下进行评估时，KHI生长时间或多或少保持在相同的量级。值得注意的是，激发的MHD模式是超Alfvénic波。背景磁场的变化可以导致另一个MHD模式数$m$，以确保所需的不稳定窗口。
2019-02-11 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Solar Magnetic Flux Emergence Using the AMR--CESE--MHD Code
太阳内部的磁通量出射到大气中被认为是形成太阳活动区和驱动太阳爆发的关键过程。由于观测能力的限制，通量涌现过程的研究通常采用数值模拟的方法。在本文中，我们开发了一个数值模型来模拟扭曲的磁通量管出现从对流区的电晕使用AMR-CESE-MHD代码，这是基于自适应网格加密的守恒元解元法。我们的模拟结果与以前许多类似的初始条件，但使用不同的数值代码的结果一致。在早期阶段，通量管在磁浮力的驱动下从对流区上升，直到接近光球层。出现在那里减速，随着磁通量的堆积，磁浮力不稳定性被触发，这使得磁场部分进入大气层。与此同时，光球层中出现了两个逐渐分离的极性集中区，通过涡旋和剪切运动将磁场和能量输送到大气中。相应地，日冕磁场也被重塑为包含薄电流层的S形配置，这类似于活动区的典型喷发前磁场配置。这样一个数值框架的磁通量出现，建立将适用于未来的调查，如何太阳爆发开始在磁通量出现活跃区。
2022-10-23 astro-ph.SR
On Modeling the Kelvin--Helmholtz Instability in Solar Atmosphere
本文讨论了磁流体动力学（MHD）波在不同太阳磁场结构中传播的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性研究的最新进展。主要描述了在日冕物质抛射（CME）中发展的KH不稳定性的模拟，并有助于触发波湍流，随后导致日冕加热。日冕活动区MHD波的KH不稳定性最近在EUV高节奏、SDO/AIA的高分辨率观测和Hinode/EIS仪器的光谱观测中以前所未有的细节被观测和成像，现在对其真实建模提出了挑战。结果表明，将日冕物质抛射的太阳质量流看作是运动的圆柱形扭曲磁通量管，观测到的不稳定性可以用不稳定的m = -3 MHD模来解释。我们还描述了太阳喷流中KH不稳定性的发生。所得到的不稳定性发生的临界喷流速度以及线性波增长率与太阳喷流的观测数据符合得很好。
2015-02-20 astro-ph.SR
Hybrid data-driven magnetofrictional and magnetohydrodynamic simulations of an eruptive solar active region
本文提出混合数据驱动磁摩擦与数据约束磁流体动力学模拟方法，成功再现了太阳活动区NOAA 11158的爆发过程，为理解不可观测的三维磁结构提供了实用工具。
2023-06-08 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in a flux-emergence magnetohydrodynamics simulation of coronal hole eruptions and jets
本研究通过三维MHD模拟，在日冕洞爆发和喷流中观察到磁通量对消，其发生在内部极性反转线附近，由汇聚运动驱动，可能促进爆发前磁通量绳种子的形成。
2025-05-27 astro-ph.SR
A self-consistent 3D MHD model producing a solar blowout jet
Max-Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Institute for Solar Physics（太阳物理研究所）
该研究通过自洽的三维磁流体动力学模型，揭示了日珥喷射的形成机制，展示了扭曲磁通量管与开放磁场相互作用的过程，以及喷射特征与观测的匹配。
2025-12-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Emergence of non-twisted magnetic fields in the Sun: Jets and atmospheric response
目的。我们研究了从太阳内部进入太阳大气层的非扭曲通量管的出现。我们调查的长度浮动部分的磁通量管（即λ）是否影响出现的领域和动态的演变磁通量系统。方法.我们执行三维（3D），时间相关的，电阻，可压缩MHD模拟使用Lare3D代码。结果我们发现，当λ变化时，磁通量管出现的动力学有相当大的差异。在太阳内部，λ越大，上升的磁场出现得越快，由于磁场张力较低，因此扩展得越大。结果，它的场强降低，并且它在光球层上方的出现比在较小λ的情况下更晚。然而，在这两种情况下，光球层的新兴场在两个地方变得不稳定，形成两个磁偶极，在系统演化过程中动态地相互作用。大部分的动力学现象发生在电流层，这是形成在相互作用的双极之间的界面。我们发现的等离子体团的形成和喷射，从接口的连续射流的发病，和在太阳大气中的等离子体的脉冲加热。我们讨论了这两种情况下喷流的触发机制和大气对磁通量出现的响应。
2015-09-09 astro-ph.SR
Rotation of a Solar Jet Driven by Plasma Flow along Helical Magnetic Fields in an Active Region
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学与天体物理重点实验室（南京大学））
本研究通过多波长观测和模拟揭示，太阳喷流的旋转源于等离子体沿螺旋磁场的螺旋运动，而非传统磁场退扭机制。
2026-02-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Jet on 2014 April 16 Modeled by Kelvin--Helmholtz Instability
我们在这里研究的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的出现在一个快速喷流2014年4月16日由大气成像组件（AIA）在不同的紫外和EUV波长的太阳动力学天文台（SDO）上观察。喷流的演化表明其边界上存在团状结构，这可能是KHI的观测证据。我们将射流模拟为一个半径为$a$的圆柱磁通量管，它嵌入一个磁场B_i中，周围是一个具有磁场B_e的静止磁化等离子体。我们探讨的扭结MHD模式沿射流，可以成为不稳定的KHI，如果它的速度超过一个临界值的传播。关于磁场拓扑，我们考虑三种不同的配置，特别是（i）空间均匀的磁场（无扭磁通管），（ii）内部（标签“i”）扭曲的磁场和外部均匀的（标签“e”）（单扭磁通管），和（iii）内部和外部扭曲的磁场（双扭磁通量管）。假设两种介质rho_i和rho_e中的等离子体密度是均匀的。密度对比度用两种方法定义：第一种是rho_e/rho_i，第二种是rho_e/（rho_i + rho_e）。计算结果表明，在无扭和单扭流量管的所有情况下，在可达的流速下都可能发生KHI。然而，结果表明，在双扭磁通管的情况下，只有当密度差由比率rho_e/（rho_i} + rho_e）计算时，KHI才能以可接近的射流速度合并。估算出的KHI发展时间和4 μ m波长的扭结波相速度分别在1- 6.2 min和202- 271 km/s范围内-这对模拟的喷流是合理的。
2017-11-29 astro-ph.SR
MHD Modeling of the Near-Sun Evolution of Coronal Mass Ejection Initiated from a Sheared Arcade
针对剪切磁拱起源的日冕物质抛射（CME），本文通过全球日冕MHD模拟研究其近太阳演化及与太阳风的相互作用，揭示了CME前能量积累、启动机制、三部分结构特征及MFR的旋转偏转行为，为CME数据驱动建模奠定基础。
2025-02-20 astro-ph.SR
A data-driven MHD simulation of the 2011-02-15 coronal mass ejection from Active Region NOAA 11158
本研究利用 SDO/HMI 观测推导的电场作为下边界驱动，对活动区 NOAA 11158 的 2011-02-15 日冕物质抛射事件进行了数据驱动 MHD 模拟，成功重现了喷发前磁场建立及随后的动态喷发过程，且与多波段观测特征高度吻合。
2024-09-26 astro-ph.SR
The Ellerman bomb and Ultraviolet burst triggered successively by an emerging magnetic flux rope
埃勒曼弹（EB）和紫外（UV）爆发是常见的增亮现象，通常产生于新兴通量区的低层太阳大气中。在本文中，我们已经调查了一个初始的非扭转的磁通量绳的出现基于三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟。在帕克不稳定性触发的起伏磁场的U形部分，先后出现了类EB和类紫外爆发活动。EB样活动开始出现较早，持续约80秒。六分钟后，一个更热的紫外线爆发状事件开始出现，并持续约60秒。在垂直于太阳表面的方向上，电子束和紫外爆发都是从低色球层开始的，但紫外爆发在上色球层向更高的高度延伸。在EB和UV爆发中出现明显温度升高的区域都位于磁重联过程中产生的小扭曲磁通绳内部，这与以前的二维模拟结果一致，即大多数热区通常位于磁岛内部。然而，对应于EB的扭曲磁通绳只有在它漂浮到比重联点高得多的高度之后才被强烈加热。分析表明，电子束是由U型磁场两侧的强水平流动驱动的激波加热的。对应于紫外暴的扭曲磁通绳被驱动的磁重联过程加热。
2021-05-19 astro-ph.SR
