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
The Effect of Twisted Magnetic Field on the Period Ratio P_1/P_2 of Nonaxisymmetric MHD Waves
本文研究了零β圆柱形可压缩薄磁通量管中的非轴对称磁流体动力学（MHD）模，该管被一个磁扭转环包围，两个磁扭转环都嵌入一个直的环境外场中。导出了色散关系，并通过解析和数值求解得到了非轴对称磁流体波的频率。结果表明，扭曲磁环对扭折模的周期比P_1/P_2有影响。对于扭折模，环形区的磁扭曲可以达到与观测值相同数量级的P_1/P_2 = 2的偏差。此外，研究了内扭转对开槽模态的影响。
2012-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Novel Approach to Resonant Absorption of the Fast MHD Eigenmodes of a Coronal Arcade
磁流体动力学（MHD）波在磁场中传播时，形成冕弧的弓形磁力线经常被观察到起伏。这些波很可能是共振耦合的快磁声波和阿尔文波的组合。耦合导致快波的共振吸收，将快波能量转换为阿尔芬波。拱廊的快速本征模已被证明难以计算或解析推导，主要是因为耦合引入的数学复杂性。当采用传统的谱分解时，与快本征模相关联的离散谱通常被归入连续阿尔文谱。因此，快本征模，成为集体模式或准模式。在这里，我们提出了一个频谱分解，把本征模具有实际的频率，但复杂的波数。使用这个程序，我们推导出色散关系，空间阻尼率，和本征函数的共振，快速本征模式的拱廊。我们证明，共振吸收引入了一个快速模式，否则将不存在。这种新模式受到共振吸收的严重阻尼，在失去大部分能量之前只传播几个波长。
2018-03-23 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
Plasma motions and non-thermal line broadening in flaring twisted coronal loops
对不同温度敏感的日冕极紫外谱线的观测提供了一个机会，以评估燃烧大气中的热结构和流动。这可用于估计热能和动能之间的分配。我们的目标是模拟大尺度（50- 10000公里）的速度分布，以解释不同光谱EUV线的非热加宽。所开发的模型使我们能够了解所观察到的谱线的位移和加宽的起源，并将这些特征与燃烧大气中的特定物理效应联系起来。本文用理想MHD方法导出了分层大气中的扭曲磁通管位形。这些磁通管的演变，随后使用电阻MHD，与异常电阻率取决于当地的密度和温度。该模型还考虑了热传导和辐射损失。该模型使我们能够评估平均速度和速度分散，这将被解释为“非热”速度的观测，在不同的温度下的模型的不同部分。我们的模型显示定性和定量的协议与观察。视线（LOS）速度分散表现出与温度的实质性相关性，从约1 MK附近的20-30 km/s增加到约10-20 MK附近的200-400 km/s。平均LOS速度也与速度色散相关，尽管与观测结果相比，它们表现出非常强的散射。我们还注意到，近足点的速度分散在整个磁场系统低于沿场。我们的结论是，流速，速度分散和温度之间的相关性很可能表明，相同的加热机制是负责加热等离子体，其湍流和膨胀/蒸发。
2016-02-01 astro-ph.SR
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
II. The effect of axisymmetric and spatially varying equilibria and flow on MHD wave modes: Cylindrical geometry
磁流体动力学（MHD）波是太阳大气中经常观测到的现象。这些波在太阳物理学的背景下是重要的，因为人们普遍认为它们可以对太阳大气的能量预算做出贡献，并且是对日冕加热做出贡献的主要候选者。这些波的现实模型需要代表观察到的配置，使等离子体的性质可以更准确地确定，不能直接测量。这项工作利用以前开发的数值技术，找到不同的非均匀平衡条件下的笛卡尔磁板几何形状的可压缩本征值。在这里，我们调查的性质磁声波的非均匀平衡下的圆柱几何形状。以前获得的分析结果检索强调这种数值技术的力量和适用性。进一步的案例研究调查的效果，径向非均匀的等离子体密度和非均匀的等离子体流，建模为一系列的高斯分布，对不同的MHD波的属性。对于所有情况下的色散图和空间本征函数计算显示的平衡不均匀性的影响。结果表明，随着平衡非均匀性的增加，径向空间本征函数的影响和额外的节点介绍，类似于以前的调查的磁性板。此外，方位角扰动随着波导内引入涡旋运动的不均匀性的增加而增加。最后，2D和3D表示的速度场示出，这可能是有用的观察员波模式识别下的现实磁波导与不断增加的仪器分辨率。
2021-12-08 astro-ph.SR
Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic waves in the pulsar magnetosphere
MHD波可以负责等离子体波动和脉冲星发射的短期变化。我们考虑的平面和柱面波，可以存在于无力磁层的属性。波被认为是通过一个线性分析的无力MHD方程。我们认为，这些特殊类型的波可以存在于磁星的磁层。这些波是密切相关的标准磁流体力学的阿尔芬波，但修改的无力条件和非零电荷密度。我们推导出磁层波的色散关系，并表明波的周期可能在$\sim 10^{-2}-10^(-4}$ s范围内，取决于磁层参数。
2011-10-28 astro-ph.SR
A new model for heating of Solar North Polar Coronal Hole
本文提出北极冕洞新模型研究MHD波的传播与耗散，发现粘性主导波耗散，平行热传导引发反常色散，这些波为O VI离子加热及快速太阳风加速提供重要能量来源。
2015-12-21 astro-ph.SR
Time damping of non-adiabatic magnetohydrodynamic waves in a partially ionized prominence plasma: Effect of helium
日珥是部分电离的，磁化的等离子体嵌入太阳日冕。阻尼振荡和传播波是常见的。这些振荡已被解释的磁流体动力学（MHD）波。离子中性碰撞和非绝热效应（辐射损失和热传导）已被提出作为阻尼机制。在单流体近似下，研究了氦的存在对等离子体中非绝热MHD波时间阻尼的影响。等离子体由电子、质子、中性氢、中性氦（He I）和单电离氦（He II）组成。导出了均匀、无界、部分电离日珥介质中线性非绝热MHD波的色散关系。计算了阿尔芬波、慢波、快波和热波的周期和阻尼时间。的阻尼时间的周期相对于氦丰度的比率的参数研究进行。氦的存在增加了离子-中性碰撞以及热传导的效率。然而，如果考虑氦的实际丰度（~10%），这种效应对波浪阻尼的影响很小。在研究部分电离日珥等离子体中的MHD波时，可以安全地忽略氦的存在。
2009-10-15 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 spatial damping of magnetohydrodynamic waves in a flowing partially ionised prominence plasma
太阳辐射是部分电离的等离子体，显示出流动和振荡。这些振荡表现出时间和空间阻尼，并且通常已经用磁流体动力学（MHD）波来解释。本文研究了在流动的部分电离等离子体中线性非绝热磁流体动力学波的空间阻尼，它具有类似磁流体动力学的物理性质。我们考虑单流体方程的部分电离氢等离子体，包括在能量方程光学薄辐射，热传导的电子和中性，和加热。保持频率的真实和固定，我们已经解决了所获得的色散关系的复波数，k，并分析了行为的阻尼长度，波长和阻尼长度的波长的比率，与周期，阿尔芬，快，慢和热波。
2010-01-27 astro-ph.SR
Global MHD Simulations of Accretion Disks in Cataclysmic Variables (CVs): I. The Importance of Spiral Shocks
我们目前的结果，从第一个全球性的3D MHD模拟的吸积盘在激变变量（CV）系统，以调查的相对重要性的角动量输运通过湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）相比，驱动的螺旋冲击波。值得注意的是，我们发现，即使有强烈的MRI湍流，螺旋冲击是一个重要的组成部分，总的角动量预算，至少当在磁盘的温度很高（因此，马赫数低）。为了更仔细地理解螺旋密度波的激发、传播和阻尼，我们使用各种状态方程以及通过拉格朗日点（L1）有质量流入和没有质量流入的情况下进行了一系列二维全球流体动力学模拟。与以往的同类研究相比，我们发现以下新的结果。1)线性波频散关系与螺旋密度波的螺距角拟合得很好。2)我们明确地表明，质量吸积是由波所携带的负角动量的沉积驱动时，他们在冲击消散。3)当质量吸积由非轴对称激波驱动时，用气体压力标度的雷诺应力来表示有效角动量输运率alpha_{eff}是不准确的。4)使用我们的模拟中测量的质量吸积率直接测量标准薄盘理论中定义的α，我们发现CV盘的0.02 < alpha_{eff} < 0.05，与矮新星（DNe）静止状态下的观测值一致。在这种情况下，磁盘可能太冷和中性的MRI操作和螺旋冲击是一个可能的吸积机制。然而，我们警告说，我们的模拟使用不切实际的低马赫数在这一制度，因此，未来的模型与更现实的热力学和非理想的MHD是必要的。
2016-04-04 astro-ph.SR
Linewidth Differences of Neutrals and Ions Induced by MHD Turbulence
我们解决的中性和离子观察到的分子云的线宽的差异的问题，并探讨这种差异是否可以产生的磁流体动力学（MHD）湍流作用于部分电离气体的影响。在MHD湍流的三种基本模式中，我们发现快模式对线宽差异没有贡献，而慢模式对某些参数的不同线宽有影响。我们专注于Alfvénic分量，因为它们包含了大部分的湍流能量，并考虑了中性离子碰撞和中性粘性的阻尼。我们考虑不同的制度对应于不同的介质磁化和湍流驱动的湍流。在超Alfvénic湍流情况下，当Alfvénic湍流的阻尼尺度小于$l_A$（其中$l_A$为各向异性GS 95型湍流的注入尺度）时，线宽差不依赖于磁场强度。而对于其他动荡的制度，相关性是存在的。例如，在强亚阿尔夫文湍流中，中性和离子速度分散的平方之间的差异允许评估磁场。我们讨论了文献中关于中性离子线宽差异的早期发现，并将我们获得的磁场表达式与早期发表的表达式进行了比较。
2015-03-24 astro-ph.GA 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
Kelvin--Helmholtz instability in a cool solar jet in the framework of Hall magnetohydrodynamics: A case study
本文研究了沿轴向运动的圆柱形磁通管中的磁流体动力学（MHD）模发生Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定的条件。本文从线性化的霍尔磁流体力学方程出发，对冷等离子体的实波数和复角波频率\textbf{/complex wave phase velocities}，导出了磁流体力学模\textbf{obtained}的色散关系.色散方程在固定的输入参数和变化的$l_\mathrm{Hall}/a$比值下数值求解，其中$l_\mathrm{Hall} = c/ω_\mathrm{pi}$（$c$是光速，$ω_\mathrm{pi}$是离子等离子体频率）和$a$是通量管半径。结果表明，磁流体动力学模式的稳定性取决于四个参数：磁通量管与其周围环境的密度差、内外磁场的比值、$l_\mathrm{Hall}/a$的比值和Alfvén马赫数\textbf{defined as the ratio of the tube axial velocity to Alfvén speed inside the flux tube}的值。研究发现，在高密度对比度下，当$l_\mathrm{Hall}/a$值较小时，在某一临界Alfvén马赫数（或等效的临界流速）下，扭折（$m = 1$）模式会因KH不稳定性而变得不稳定，但阈值$l_\mathrm{Hall}/a$可以抑制KH不稳定性的发生。然而，在…
2018-01-04 astro-ph.SR physics.space-ph
The effect of flow on resonant absorption of slow MHD waves in magnetic flux tubes
在本文中，我们研究了存在纵向背景流的扭结和香肠振荡。我们研究了磁孔隙条件下，在流动的存在下，在缓慢的连续介质中的扭结和香肠模式的共振吸收。我们确定色散关系，然后数值求解，并找到慢扭结和香肠表面模式的频率和阻尼率。在长波极限下，得到了慢表面模阻尼率的解析解。我们表明，在等离子体流的存在下，共振吸收可以导致强阻尼的前向波，可以被认为是一个有效的机制，以证明非常迅速的阻尼慢表面香肠波中观察到的磁性孔隙。此外，等离子体流降低了共振吸收的效率，以衰减后向波。此外，对于孔隙条件，我们的模型避免了共振不稳定性。
2021-01-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Dispersive Properties of MHD Waves in the Expanding Solar Wind for a Parker Spiral Geometry
Universidad de Chile（智利大学）；Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学）
研究太阳风扩展对磁流体动力学波色散特性的影响，揭示了太阳风扩展如何重塑压缩波动特性，强调其在日球层内波动力学演化中的关键作用。
2026-01-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
On Kinetic Slow Modes, Fluid Slow Modes, and Pressure-balanced Structures in the Solar Wind
对太阳风的观测表明，惯性范围内太阳风湍流的压缩分量主要由慢模式控制。太阳风的低碰撞性允许非热特征存活，这表明需要动力学等离子体描述。最小阻尼的动力学慢模式与离子声（IA）波和非传播（NP）模式。我们推导出解析表达式的IA-波的色散关系在各向异性等离子体的框架中的gyrokinetics，然后比较它们的全动力学的数值计算，从双流体理论，和MHD的结果。这种比较表明，在中等到高$β$下，MHD和动力学理论预测的波相速度存在重大差异。磁流体力学和动力学理论还规定，所有的等离子体正常模式表现出独特的签名方面的极化。我们量化的相对振幅的波动在三个最低的粒子速度的时刻与IA和NP模式的gyrokinetic限制，并比较这些预测与MHD的结果和太阳风湍流的原位观测。波偏振的观测结果和我们的MHD预测之间的一致性好于动力学预测，这表明等离子体的行为比预期的更像太阳风中的流体。
2017-05-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Hall-magnetohydrodynamic waves in flowing ideal incompressible solar-wind plasmas: Reconsidered
众所周知，磁结构的太阳大气支持MHD波沿各种喷流的传播，也包括太阳风。众所周知，在某些条件下，即足够高的射流速度下，传播的MHD模式可以变得不稳定，而不是最常见的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）。在这篇文章中，我们将探讨如何传播和不稳定性的特点，沿着一个缓慢的太阳风MHD模式的影响时，他们调查的理想霍尔磁流体力学的框架。如果射流宽度小于或相当于所谓的霍尔参数$l_\mathrm{Hall} = c/ω_\mathrm{pi}$（其中$c$是光速，$ω_\mathrm{pi}$是离子等离子体频率），则霍尔磁流体动力学是适用的。我们模拟太阳风作为一个移动的速度$\vec{v}_0$圆柱形通量管半径$a$，包含不可压缩的等离子体密度$ρ_\mathrm{i}$通过一个恒定的磁场$\vec{B}_\mathrm{i}$。周围等离子体的特征在于其密度$ρ_\mathrm{e}$和磁场$\vec{B}_\mathrm{e}$。在标准模型和Hall-MHD模型的框架下推导了MHD波的色散关系，并以密度对比度$η= ρ_\mathrm{e}/ρ_\mathrm{i}$、磁场比$b = {B}_\mathrm{e}/{B}_\mathrm{i}$和霍尔尺度参数$l_\mathrm{Hall}/a$为输入参数进行了数值求解。结果表明，当$l_\mathrm{Hall}/a$为中等值时…
2020-02-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Quasimodes in the cusp continuum in nonuniform magnetic flux tubes
磁流体波的研究对于理解太阳大气加热和太阳大气地震学都有重要意义。在这个领域中，对圆柱体中的波模式特性的分析研究特别令人感兴趣，因为许多大气结构可以在第一近似中被建模。我们使用线性化的理想MHD研究准模式（通过共振吸收阻尼的全球模式）的频率在尖点连续，在一个直圆柱体与圆形基地和非均匀层在其边界上，分离两个均匀的等离子体区域内部和外部。我们特别感兴趣的是这些模式的阻尼，因此将试图确定它们的频率作为背景参数的函数。对理想MHD方程进行线性化后，得到了非均匀层中扰动总压的二阶微分方程的解，其形式为围绕正则奇点（Alfvén和尖点共振位置）的Frobenius级数，以及围绕正则奇点的幂级数。通过适当地连接这些解决方案，通过非均匀层，并与均匀区域的内部和外部的圆柱体的解决方案，我们推导出系统的本征模的频率的色散关系。从色散关系，也可以找到准模的频率，即使它们不是本征模。作为一个例子，我们发现的慢表面香肠准模的频率作为非均匀层的宽度的函数，为光球条件相关的纵向波数的值。研究结果与另一篇研究电阻慢表面香肠本征模的论文中的结果相吻合。我们还讨论了准模的微扰分布和连续模的本征函数。
2022-03-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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。
2011-09-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
