The period ratio P_1/P_2 of torsional Alfvén waves with steady flows in spicules
这里的目的是建立模型的密度分层，磁场膨胀，和稳定的流动中存在的太阳针状体的常设扭转振荡。通过圆柱几何的实现，得到了有限等离子体β中这些波的本征频率、本征函数和周期比P_1/P_2。由定常流产生的偏移证明了第一和第二周期的观测周期比与数值2的偏差是合理的。
2016-03-17 astro-ph.SR
Torsional Alfven waves and the period ratio P_1/P_2 in spicules
研究了密度分层和磁场膨胀对太阳针状体中扭转阿尔芬波的影响。用一种新的数学方法求出了它们的本征频率、本征函数和周期比P_1/P_2。我们表明，在某些情况下，这个比率可以接近它的观测值，即使它偏离它的典型值$2$。此外，本征函数的高度变化表明，振荡的振幅增加向更高的高度，这是与观测一致。这意味着，随着高度的略微增加，由于密度的显著降低，振荡的振幅扩大。
2014-06-07 astro-ph.SR
Simulations of Alfven wave driving of the solar chromosphere - efficient heating and spicule launching
在我们对太阳色球层的理解中，有两个中心问题是：上层色球层是如何被加热的，以及是什么驱动了针状体。根据辐射和传导损失对所需色球加热的估计表明，低色球层的${\sim} 0.1 \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$下降到高色球层的${\sim} 10^{-3} \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$（\citet{Avrett1981}）。色球层也被针状体渗透，针状体是来自低层大气的高密度等离子体，以${\sim} 10-20 \mathrm{\:km\:s^{-1}}$的速度向上推进，称为I型针状体（\citet{Pereira2012,Zhang2012}），达到光球层上方的${\sim} 3000-5000 \mathrm{\:km}$高度。因此，更清楚地了解色球动力学、加热和针状体的形成对太阳大气科学至关重要。三十多年来，人们一直认为MHD波的光球驱动可能是加热和骨针形成的原因。本文介绍了一个高分辨率的MHD处理光球驱动的阿尔文和扭结波向上传播到一个扩展的通量管嵌入在一个模型色球大气的结果。我们发现，从阿尔文和扭结波到慢模式的有质动力耦合产生的冲击，既加热上层色球和驱动针状。这些模拟表明，太阳色球层的波驱动可以给出一个局部加热率，该加热率与观测结果相匹配，并在一个单一的相干模型中驱动与I型观测结果一致的针状体。
2016-07-13 astro-ph.SR
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。
2020-08-03 astro-ph.SR
Dynamic kink instability and transverse motions of solar spicules
由于向心力的作用，射流的横向位移增大，使射流不稳定为扭折不稳定（圆柱几何中m=1模式）。当射流沿磁场运动时，洛伦兹力试图减小位移并稳定亚阿尔芬流的不稳定性。不稳定性的阈值取决于Alfven马赫数（Alfven速度与喷流速度的比值）。我们认为，动力学扭结不稳定性可能是重要的，以解释观测到的太阳大气中的II型针状体的横向运动。我们表明，不稳定性可能开始上升的垂直扩展磁通量管由于阿尔文速度在两个，垂直和径向方向的下降的外围针状。因此，倾斜的针状体可能更不稳定，并且具有更高的横向速度。在II型针状体条件下，不稳定模式的周期和增长时间分别为30 s和25-100 s，与结构的寿命相当。这可能表明色球层谱线中II型针状体的快速消失与高速流动之间的相互联系。
2020-04-09 astro-ph.SR
Quasi-periodic spicule-like cool jets driven by Alfvén pulses
我们进行了2.5维磁流体动力学（MHD）模拟，以了解由于初始横向速度脉冲类似于太阳色球中的阿尔文脉冲而形成的针状冷喷流的全面看法。我们调用多速度（$V_{z}$）脉冲之间的1.5和2.0毫米的太阳大气中，创建初始横向速度扰动。由于有质动力，这些脉冲将能量非线性地转移到场对准的扰动。这一物理过程进一步产生磁声冲击，随后在太阳大气中产生准周期等离子体运动。磁场定向的磁声激波向上运动，使色球等离子体准周期性地上升和下降，形成薄而冷的针状喷流进入上覆日冕。初始施加的横向速度脉冲的幅度取在50-90 km $s^{-1}$的范围内。这些脉冲被发现是强大到足以产生针状射流。我们分析了这些针状喷流的演化、运动学和能量学。我们发现，在定域日冕中，输送的质量通量和动能密度是相当大的。这些质量运动在过渡区上方产生$\it in$ $situ$准周期振荡，其尺度为$\simeq$ 4.0 min。
2022-02-01 astro-ph.SR
Alfvenic waves in polar spicules
上下文为了研究从光球到日冕高度的针状体，在CaII H线发射中拍摄的新Hinode/SOT长系列高分辨率太空观测提供了一种改进的方法，可以使用没有可见效应的图像来观察它们显着的动力学行为。它们应该放在地面仪器已经积累的大量材料的背景下，包括离临针状体的高分辨率光谱。结果太阳极区针状体的浪涌状行为支持螺旋动力学针状体的解扭多分量解释。发现了几个高的针状体，（1）低层和中层的上升流和下降流相似，高层的上升速率略高，（2）左、右手速度也随高度增加;（iii）大量的多组分针状体显示同时发生左右向剪切运动，这可以理解为捻（或解捻）线。匝数取决于由组件制成的结构的总直径，并且从最小结构的至少一匝变化到浪涌状宽结构的至多两匝或三匝;沿着骨针的曲率对应于类似于沿着螺纹的横向扭结模式振荡的低匝数。
2014-09-30 astro-ph.SR
Twists to Solar Spicules
II型太阳针状体看起来像是细长的、高度动态的场束缚物质链，它们为日冕和太阳风提供了大量的质量和能量。最近的一个结果是，它们除了加速外流和横向阿尔文波引起的摇摆运动外，还表现出扭转阿尔文波。我总结了这一发现，然后根据它重新解释了以前的观测结果：Hα外蓝翼和红翼的近临景象惊人的相似性，以及1973年拍摄的日食光谱中吸收线相对于发射线的倾斜。
2012-05-23 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
Oscillations and waves in solar spicules
自从它们被发现以来，针状体作为致密的动态光球和稀薄的热日冕之间的能量/质量桥梁越来越受到人们的关注。光球随机运动和相干运动的机械能可以由从太阳大气内部到上部的磁场线以波动和振荡的形式引导。由于针状体是色球层最显著的特征之一，它们参与的能量传输可以通过观测它们的振荡运动来追踪。针状体中的振荡现象已经被观察了很长时间。然而，近年来高分辨率、高频率的空间和地面观测设备的出现，为针状体动力学的研究带来了新的发展方向。在这里，我们回顾了在成像和光谱观测的波和针状振荡的进展。观测伴随着对这些振荡的理论建模和解释的讨论。最后，我们走上最近的事态发展的存在和作用的阿尔文和扭结波针状。我们还解决了广泛的辩论中所观察到的针状轴的横向振荡的解释的上下文中的阿尔文与扭结波。
2009-06-09 astro-ph.SR
Propagating waves along 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Alfvénic波沿针状物（喷流，突出到日冕）在极冕洞使用高节奏的观测太阳光学望远镜（SOT）板载\emph{Hinode}的统计特性。我们开发了一种自动检测针状体和高频波的技术。我们检测到89个针状体，发现：（1）混合向上传播，向下传播，以及驻波（发生率分别为59%，21%和20%）。(2)相速度随高度的增加而逐渐增大。(3)在较低的高度上，上行波占优势，在较高的高度上，驻波占优势。(4)各骨针的早期和晚期以驻波为主，中期以上行波为主。(5)在一些针状体中，我们发现波向上（从底部）和向下（从顶部）传播，在针状体的中间形成驻波。(6)振幅、周期和速度振幅的中值分别为55 km、45 s和7.4 km/s $^{-1}$。我们推测，向上传播的波产生的太阳表面附近（低于骨针）和向下传播的波是由反射（最初）向上传播的波在骨针顶部的过渡区。向上和向下传播的波的混合意味着利用这些波来执行针状环境的地震学需要仔细分析，并且可能存在问题。
2011-06-21 astro-ph.SR
Ubiquitous torsional motions in type II spicules
针状体又长又细，具有高度动态的特征，从太阳边缘无处不在地伸出。它们控制着色球层和日冕之间的界面，并可能为日冕提供重要的质量和能量。我们使用瑞典1米太阳望远镜的高质量观测来确定所谓的II型针状体的特征在于三种不同类型的运动的同时作用：1。场向流的顺序为50-100公里/秒，2。15-20 km/s量级的摇摆运动，以及3. 25-30 km/s量级的扭转运动。前两种模式已经详细研究过了，但没有扭转运动。我们对许多近临和离临光谱和窄带图像的分析产生了强有力的证据，表明大多数（如果不是全部的话）II型针状体经历了大的扭转调制，这些运动，如针状体摇摆，代表Alfvenic波以几百公里/秒的速度向外传播。不同的运动的组合作用解释了类似的形态的针状灌木在外部的红色和蓝色的翅膀的色球线，并需要考虑到解释多普勒运动时，以获得估计的外地对齐的流动针状和确定的Alfvenic波能量在太阳大气中。我们的研究结果还表明，大的扭转运动是一种成分，在生产II型针状和针状通过太阳大气的螺旋度的运输中发挥了重要作用。
2012-05-22 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
Driving Solar Spicules and Jets with Magnetohydrodynamic Turbulence: Testing a Persistent Idea
太阳色球层包含薄的、高度动态的等离子体束，称为针状体。最近，有人提出，最小和最快的（II型）针状体与界面区成像光谱仪观察到的间歇性喷流相同。这些喷流似乎沿着根植于冕洞单极网络区域的开放磁场线向外扩展。在本文中，我们重新审视了一个三十年的想法，针状物可能是由向上的力量与阿尔芬波。这些力包括将横向阿尔芬波转换成压缩的类声波，然后变陡成冲击。由于激波向上传播引起的反复抖振引起色球层的非热膨胀和过渡区的瞬时悬浮。一些较旧的波驱动针状体模型假设正弦波输入，但太阳大气是高度湍流和随机的。因此，我们模拟这个过程中使用的输出减少磁流体动力学湍流随时间变化的模拟。所得到的模式转换的压缩波是强烈的变化，在时间上，与较高的过渡区域时发生的振幅是大的和较低的过渡区域时的振幅是小的。在这张照片中，过渡区上下跳动了几毫米，时间尺度不到一分钟。这些运动产生的色球层狭窄，间歇性的扩展，具有与观测到的喷流和II型针状体相似的性质。
2015-09-10 astro-ph.SR
Transverse Wave Induced Kelvin-Helmholtz Rolls in Spicules
针状体除了具有类似喷流的动力学行为外，通常还具有很强的横向速度、多股结构和从色球层到过渡区温度的加热。在这项工作中，我们首先分析\textit{Hinode} \& \textit{IRIS}观测的针状物，并发现不同的行为，在他们的多普勒速度演化和集体运动的子结构。有些具有沿着针状轴相当固定的多普勒频移符号变化，并且在类似股线的结构的振荡运动中缺乏连贯性，匹配旋转模型或长波长扭转阿尔文波。另一些则在最大位移处表现出多普勒频移符号的变化，并且它们的股线的运动是相干的，这表明存在集体MHD波。通过与理想化的三维MHD模拟结合辐射转移模型的比较，我们分析了横向MHD波和相关的不稳定性在针状特征中的作用。我们发现，横波引起的开尔文-亥姆霍兹（TWIKH）辊导致的相干性的股状结构的成像和光谱图，在一些观察。快速的横向动力学和密度和温度梯度在骨针边界导致环形的\ion{Mg}{2} k和\ion{Ca}{2} H源函数的横向截面，潜在地允许IRIS捕捉KHI动力学。扭曲和电流沿针状体以Alfvénic速度传播，TWIKH卷内的温度变化产生在多普勒速度和\ion{Ca}{2} H强度中看到的股线的突然出现/消失。然而，只有一个温和的强度增加，在较高的温度线，这表明有一个额外的加热机制在工作中针状。
2018-03-02 astro-ph.SR
The Origin of Type I Spicule Oscillations
我们使用高空间和时间分辨率的图像，获得与快速振荡在太阳大气仪器在邓恩太阳望远镜，揭示如何生成横波在I型针状体是一个直接的结果，发生在光球的纵向振荡。在这里，我们展示了如何压力振荡，周期在130 - 440秒的范围内，表现在小规模的光球磁亮点，并产生扭结波在太阳的外层大气中的横向速度接近当地的声速。通过比较我们的观察与先进的二维磁流体动力学模拟，我们提供的证据磁声振荡，在太阳表面产生的，漏斗向上沿I型针状结构，在经历的横向到横向模式转换成波在初始驱动频率的两倍。由此产生的扭结模在色球等离子体中可见，周期为65 - 220 s，振幅通常超过400 km。香肠模式振荡也出现作为光球驱动程序的结果，这是可见的模拟和观测的时间序列。我们的结论是，模式转换和周期修改是一个直接的后果，90度相移涵盖光球驱动器的相对两侧。这些波的色球能量通量估计约为300，000 W/m^2，这表明它们有足够的能量来加速太阳风，并将局部日冕加热到数百万度的温度。
2011-11-23 astro-ph.SR
Alfvén Pulse Driven Spicule-like Jets in the Presence of Thermal Conduction and Ion-Neutral Collision in Two-Fluid Regime
本文利用包含热传导和离子-中性粒子碰撞的双流体 2.5-D 数值模拟，揭示了光球顶部非线性 Alfvén 脉冲通过有质动力触发沿场磁声和垂直速度扰动，进而陡化为激波，驱动太阳大气中准周期冷类针状物喷流的形成与质量输运。
2024-03-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Possibility of Kelvin-Helmholtz Instability in Solar Spicules
针状体轴的横向振荡可能与磁流体动力学波沿轴的传播有关。这些波可能变得不稳定，并且不稳定性可以是Kelvin-Helmholtz型。我们利用线性化磁流体力学方程导出的扭结模色散关系。导出的色散方程的输入参数，即，针状体和它们的周围介质密度比以及它们相应的磁场比，被认为是在范围$0-1$。通过数值求解色散方程，我们表明，对于较高的密度和较低的磁场比在上述范围内，KHI发病在II型针状体的条件是可能的。这种可能性随着骨针内阿尔文速度的增加而减小。得到了Kelvin-Helmholtz不稳定性出现的一个粗略判据。我们还驱动一个更可靠和准确的标准KHI开始扭结波。
2015-02-14 astro-ph.SR
Mode coupling in solar spicule oscillations
在具有振荡的实际介质中，微扰可以引起不同模式之间的能量转移。解释为模式之间的相互作用的扰动被推断为模式耦合。在太阳针状体等非均匀介质中，模式耦合过程会导致扭折波与局域阿尔芬波的耦合。这种耦合实际上发生在任何条件下，当密度在径向方向上存在平滑变化时。这个过程被看作是介质中横向扭折波的衰减。为了研究由于模式耦合引起的扭折波的阻尼，对针状体中的初始波进行了2.5维的数值模拟。初始扰动被假定为在垂直于骨针轴的平面内。所考虑的扭折波是一个驻波，它表现出指数阻尼的非均匀层发生模式耦合后。
2015-11-15 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
Impact of Type II Spicules in the Corona: Simulations and Synthetic Observables
近年来，II型针状体在日冕中的作用一直是一个备受争议的话题。本文旨在阐明II型针状体在日冕中的影响，使用新的2.5D辐射MHD模拟，包括离子中性相互作用的影响与彩虹代码。我们发现，模拟II型针状体的形成，驱动释放的磁张力，影响电晕以各种方式。与针状体的形成有关，日冕表现出1）磁声冲击和流动，为日冕环提供质量，2）横向磁波和以阿尔文速度传播的电流。由针状体的驱动器产生并持续数分钟的横波和电流被耗散并加热相关的回路。日冕中这些复杂的相互作用可以与Hinode/EIS和SOHO/SUMER观测到的日冕谱线中的蓝移二次分量（红蓝不对称）以及171~和193~ SDO/AIA通道观测到的II型针状体和传播日冕扰动（PCD）的EUV对应物联系起来。
2018-05-16 astro-ph.SR
Numerical simulation of solar photospheric jet-like phenomena caused by magnetic reconnection
在日冕和色球层中观测到了在其足点处有明亮环的喷流现象，称为海葵喷流。这些喷流是由于磁重联而形成的，从磁流体动力学（MHD）的尺度普适性来看，可以预期海葵喷流甚至存在于太阳光球层中。然而，在磁场能量并不占主导地位的光球层中，由于磁重联，喷流并不一定能产生。此外，MHD波产生的光球喷流可能有助于色球加热和骨针的形成，但这一假设尚未得到彻底的调查。在本研究中，我们利用包含重力与太阳光球参数的三维MHD模拟来研究太阳光球中的海葵喷流。在模拟中，太阳光球层中的磁重联诱导了喷流状结构。我们确定这些喷流状结构是由重联形成的慢激波引起的，并大致沿背景磁场的方向传播。我们还认为，来自喷流状结构的MHD波可以影响局部大气加热和骨针的形成。
2020-06-22 astro-ph.SR
A Statistical Analysis of the SOT-Hinode Observations of Solar Spicules and their Wave-like Behavior
我们认为，第一个重要的参数观察到的太阳可见的肢体以上的骨针：他们的视直径作为一个函数的高度以上的肢体，决定了他们的纵横比，并导致讨论他们的磁起源使用的通量管近似。我们发现，针状体确实显示了整个直径范围，包括未解决的“相互作用针状体”（I-S），这取决于所选择的定义，以描述这种普遍存在的动力学现象发生在低日冕周围。首次给出了在肢体上方不同高度处的一维傅立叶振幅谱。一个明确的签名在0.18至0.25毫米的范围内存在，对应于新发现的II型针状体的发生，更令人印象深刻的是，大傅立叶振幅观察到的直径和间距的0.3至1.2毫米的范围内，在粗略的协议与历史作品的报告。此外，一些统计上显着的行为，根据AS计算的肢体以上的不同高度，进行了讨论。本文还分析了揭示针状体动力学行为的“时间片或x-t图”。结果表明，大多数针状体具有多重结构（类似于双峰针状体），并且它们显示出令人印象深刻的横向周期性波动，这些波动被解释为向上的扭结或阿尔芬波。骨针中螺旋运动的证据现在得到了很好的证明，典型的表观振荡周期约为120秒。作为有效高度的函数的时间片图的精细分析示出了在2 μ m高度附近的有趣的新特征。我们推测这一功能的解释是由于这些前所未有的高分辨率HCaII线发射时间序列中看到的骨针螺旋运动的动力学特性。
2010-04-10 astro-ph.SR
Spatial and Dynamical Relations between Spicules and Network Bright Points
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；SETI Institute（SETI研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）
研究通过高分辨率观测揭示了脊柱与网络亮斑的空间动力学关系，发现脊柱扭转运动比NBPs横向运动快10-100倍，暗示不同高度的质密度差异，并支持阿尔芬波在日冕加热和太阳风加速中的作用。
2025-12-08 astro-ph.SR
What causes the high apparent speeds in chromospheric and transition region spicules on the Sun?
针状体是太阳大气中最常见的喷流类型。界面区成像光谱仪和地面观测站的高分辨率成像和光谱学的出现揭示了在天空平面上测量的针状体中存在100-300 km/s量级的非常高的视运动。然而，这种高速的视线测量一直难以获得，从谱线中的多普勒频移推导出的值通常为30-70 km/s的量级。在这项工作中，我们解决了这个长期存在的差异，使用最近的2.5D辐射MHD模拟。该模拟揭示了一种新的驱动机制，其中离子-中性相互作用产生的双极扩散起着关键作用。在我们的模拟中，我们经常看到，从低色球层向上传播的磁波和电流进入已经存在的针状体，当电流被双极扩散迅速耗散时，会导致快速加热。快速加热和这些电流以超过100 km/s的速度传播的组合导致了在色球层和过渡区温度下非常快速的视运动，并且通常是大规模出现的针状体。在我们的模拟中，在这种喷流中观察到的快速表观运动实际上是加热锋的特征，并且比质量流高得多，质量流的数量级为30-70 km/s。我们的结果可以解释过渡区的“网络喷流”的行为和非常高的视速度报告的一些色球针状体。
2017-10-18 astro-ph.SR
Spicules and their on-disk counterparts, the main driver for solar chromospheric heating?
太阳外层大气是如何从5800 K左右的光球温度加热到20000 K左右的色球温度和几百万度的日冕温度的问题，几个世纪以来一直没有令人满意的答案。在2005年5月4日，我记录了几个时间序列的Halalpha线扫描与格雷戈里法布里-珀罗干涉仪，仍然部署在德国真空塔望远镜（VTT），为不同的太阳边缘和磁盘上的位置，以及安静的太阳在太阳盘中心。空间和时间上高度分辨的Halalpha线参数时间序列揭示了覆盖整个太阳盘面的针状体的整体和详细的复杂性以及压倒性的动态，从而显然证实针状体是太阳和类太阳恒星色球加热的潜在驱动因素，其预期质量通量大于太阳风的100倍。针状体似乎是高动态光球宁静太阳或活跃区小尺度磁场相互作用的结果，这是由对流过程为主，主要位于晶间通道和在中或超颗粒尺度。
2020-05-08 astro-ph.SR physics.gen-ph physics.space-ph
The First Ionization Potential Effect from the Ponderomotive Force: On the Polarization and Coronal Origin of the Alfven Waves
我们调查更详细的色球阿尔芬波的起源，引起分离的离子和中性粒子，第一电离势效应（FIP），通过有质动力的作用。在开放领域的地区，我们的模型分馏的等离子体上升流速度通过色球的剪切（或平面）和扭转阿尔芬波的光球起源的依赖。这些不同主要是通过他们的参数耦合慢模式波。剪切Alfven波出现再现观察到的分馏模型参数的范围更广，并提出了一个“微调”的问题比扭转波。在封闭场区域，我们研究了阿尔芬波与光球和日冕起源产生的分馏。波与日冕的起源，在或接近与日冕环共振，提供了一个显着更好的匹配，以观察到的丰度比光球波，剪切波和扭转波在这种情况下，给基本上无法区分的分馏。这种日冕波可能是纳米耀斑日冕加热机制的结果，除了加热日冕等离子体外，还释放出阿尔芬波，阿尔芬波可以向下传播到环足点，并在从色球层反射回日冕时通过有质动力引起FIP分馏。
2017-07-17 astro-ph.SR
Quiet Sun Ellerman bombs as a possible proxy for reconnection-driven spicules
本研究通过分析太阳望远镜观测数据，探究宁静太阳埃勒曼炸弹与II型针状体的关联，发现部分II型针状体起源于前者，支持磁重联是针状体的潜在驱动机制。
2025-04-07 astro-ph.SR
Power spectrum analysis of limb and disk spicule using Hinode Ca H line broadband filter
本文介绍了2006年11月利用日之出太阳光学望远镜（SOT）在Ca II H谱线上用宽带滤光片获得的太阳宁静区的观测结果。我们研究了离肢骨针和盘上骨针，以寻找与盘上的肢骨针对应的骨针。这项研究显示，从动力学行为（例如，周期性）。一个很好的时间序列的赤道附近地区获得的图像的节奏为8秒被选中进行分析。示出了在圆盘上的不同位置处和在翼上方的1D傅立叶功率谱。我们利用所谓的madmax算子，以减少重叠的影响，提高这些头发一样的功能的可见性。在这两个地方，在3分钟（5.5 mHz）和5分钟（3.5 mHz）振荡中存在具有强功率的明确特征。发现了全范围的振荡，并且高频强度波动（大于10 mHz或小于100 sec.）更令人印象深刻的是，傅立叶功率谱的主峰出现在很宽的频率范围内，并且出现在盘上和盘外针状体的所有位置，这与历史著作中关于盘斑和肢状针状体的报道大致一致。此外，一些统计上显着的行为，根据功率谱计算不同的位置，进行了讨论。除了光球振荡（5分钟或p模式）外，所有类型的功率谱的功率都随着离临边距离的增加而减小，光球振荡显示出盘上功率谱的主导峰。
2014-03-26 astro-ph.SR
Formation Dynamics of a Rotating Solar Spicule-like Event and Associated Energy-Mass Transport
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；National Key Laboratory of Deep Space Exploration, School of Earth and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学地球和空间科学学院深空探测全国重点实验室）；CAS Center for Excellence in Comparative Planetology/CAS Key Laboratory of Geospace Environment/Mengcheng National Geophysical Observatory, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学中国科学院比较行星学卓越创新中心/中国科学院空间环境重点实验室/蒙城国家地球物理观测站）
通过三维辐射磁流体动力学模拟，研究人员揭示了旋转类太阳针状体事件由光球涡旋扭曲磁场形成磁龙卷风，经磁重联产生，其能量输运以阿尔文模式为主，为太阳大气能量与物质输运提供了新机制。
2026-10-12 astro-ph.SR
Conditions for Photospherically Driven Alfvenic Oscillations to Heat the Solar Chromosphere by Pedersen Current Dissipation
一个磁流体动力学模型，包括一个完整的电导率张量被用来估计光球驱动的条件，线性，非平面Alfvenic振荡从光球延伸到较低的日冕驱动色球加热率由于彼得森电流耗散，相当于净色球净辐射损失$\sim 10^7$尔格-厘米$^{-2}$ -秒$^{-1}$。计算了光球层和日冕中电子流耗散引起的加热率。波的振幅计算自洽作为一个不均匀的背景（BG）大气的功能。电导率张量的影响，解决了使用3.33米的分辨率数值。对于BG磁场强度$B \gtrsim 700$ G和磁场扰动幅度$\sim 0.01 - 0.1$ $B$，振荡以频率$ν\sim 10^2 - 10^3$ mHz驱动色球加热通量$F_{Ch} \sim 10^7 - 10^8$ ergs-cm $^{-2}$ -sec $^{-1}$。总的电阻加热通量随着$ν$的增加而增加。大多数加热发生在光球层。由于电子电流耗散，光球层中坡印廷通量的热化调节了进入色球层的坡印廷通量，限制了$F_{Ch}$。$F_{Ch}$最初随着$ν$的增加而增加，达到最大值，然后由于光球层中电子电流耗散的增加而随着$ν$的增加而减小。解决振荡所需的分辨率从光球层的$\sim 10$ m增加到上色球层的$\sim 10$ km，并且与$ν^{-1/2}$成正比。估计表明，这些振荡是正常模式的光球通量管的直径$\sim 10-20$公里，在电流片的厚度$\sim 0…
2014-10-30 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability of kink waves in photospheric twisted flux tubes
我们调查的条件下，扭结磁流体动力学波沿光球均匀扭曲的轴向质量流通量管传播成为不稳定的结果的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们采用的色散关系的扭结波推导出的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。在固定的输入参数和几个质量流速度的色散关系进行了数值求解。我们表明，波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，管内的磁场线的扭曲，和阿尔芬-马赫数的值（磁通量管内的喷射速度与阿尔芬速度的比例）。在一定的密度和磁场扭转下，如果Alfven-马赫数超过一个临界值，就会出现Kelvin-Helmholtz型扭折（m = 1）模的不稳定性。当磁场扭曲度在0.36- 0.4范围内且流速超过某一临界值时，在低于无扭曲的临界Alfven-马赫数时，观测到的质量流可能触发弱扭曲光球磁通量管中扭折（m = 1）模的Kelvin-Helmholtz不稳定性。弱的外部磁场（与管内磁场的比值在0.1- 0.5的范围内）稍微增加该临界值。
2012-09-28 astro-ph.SR
Evidence for coherent spicule oscillations by correcting Hinode/SOT Ca II H in the southeast limb of the Sun
由于光球波动而加热色球层、日冕和太阳风的波动理论由于观测到的波相干性的存在而得到加强。利用太阳光学望远镜（SOT）研究了日珥强度振荡的相干性。我们使用了2015年4月3日获得的Ca II H线的Hinode/SOT东南区域附近的时间序列，并将去卷积程序应用于骨针，以说明我们的恢复方法如何有效地作用于骨针等精细结构。此外，还利用小波变换分析了日缘以上不同高度的强度振荡。然后，在两个特定高度测量振荡之间的相位差，以寻找相干振荡的证据。小波变换的结果显示，在2，4，5.5，和6.5分钟在四个不同的高度的主周期峰。发现相干水平高于75%的主导频率在5.5和8.5 mHz左右。测量的平均相速度为155-360 km s-1。我们发现，平均相速度随高度增加。结果表明，相干波携带的能量通量进入日冕和日光层可能比以前的估计大几倍，以前的估计仅基于恒定的速度。我们提供了令人信服的证据向上传播的相干波的存在。
2017-02-07 astro-ph.SR
Possible Evolution of Minifilament-Eruption-Produced Solar Coronal Jets, Jetlets, and Spicules, into Magnetic-Twist-Wave "Switchbacks" Observed by the Parker Solar Probe (PSP)
许多太阳日冕喷流是由喷发的微灯丝（“minifilament”）磁通量绳与周围的远场重新连接而产生的。许多这些微丝通量绳显然是建立和触发爆发的磁通量抵消。如果这种抵消（或其他过程）导致磁通绳的场具有扭曲，那么与远场的重连将大部分扭曲转移到重连的远场。在周围磁场开放的情况下，扭曲可以作为磁扭曲阿尔文脉冲传播到离太阳很远的地方。我们认为，这样的脉冲从喷流可能是扭结磁场结构被称为“之字形”，在太阳风在近日点通道的帕克太阳探测器（PSP）检测。对于典型的日冕喷流产生的Alfvenic脉冲，我们预计之字形将流经PSP的持续时间为几十分钟;较大的日冕喷流可能会产生之字形通过持续时间约1小时。太阳上被称为“小喷流”的小尺度喷流状特征可能是日冕喷流的小尺度版本，以类似于日冕喷流的方式产生。我们估计，从喷气式飞机的之字形将流动过去PSP的持续时间为几分钟。色球针状体是一种喷射状的特征，甚至比喷射体还小。如果它们中的一部分确实是非常小规模的日冕喷流，那么我们推测，同样的过程可能会导致通过PSP的曲折，持续时间从大约2分钟到几十秒不等。
2020-10-24 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Spectroscopic evidence for helicity in explosive events
我们报告的光谱观测支持一个新的观点过渡区爆炸事件，观察提供经验证据表明，至少在某些情况下，爆炸事件可能只是旋转狭窄的针状结构。我们的光谱教科书爆炸事件的同时多普勒流的红色和蓝色的组件是极端的情况下，高光谱速度，缺乏明显的运动，预计如果解释为一对准直，线性移动的射流。意识到这一矛盾，我们对红移和蓝移的另一种解释是小等离子体体积的旋转运动。与双向喷流的情况相反，少量的旋转等离子体将与没有可检测的明显运动的流动的观察完全兼容。我们怀疑这些小体积可能是针状结构，并试图找到证据。我们观察到的螺旋运动macrosicules和认为，这些功能-如果按比例缩小到一个半径相当于一个光谱仪的狭缝大小-应该有一个光谱签名类似于爆炸事件中观察到的，而不容易检测到的成像仪。尽管有这个困难，在骨针螺旋的证据已在文献中报道。这启发了我们的新见解，即相同的狭窄旋转结构可能是这两种情况下的驱动因素，成像仪观察到的结构是针状物，而光谱仪则穿过狭缝并被视为爆炸事件。我们到达一个概念，支持的想法，爆炸事件和针状体是不同的表现形式相同的螺旋驱动的情况。因此，在这种情况下，必须假设光球或亚光球触发。
2011-07-11 astro-ph.SR
Modelling the connection between propagating disturbances and solar spicules
本文利用三维MHD模型表明，传播扰动是沿磁场传播的慢磁声脉冲，与针状体及过渡区抬升同时产生，并可能加热低日冕、驱动快速太阳风。
2024-06-24 astro-ph.SR
The role of torsional Alfven waves in coronal heating
在日冕加热的背景下，在太阳大气中存在的MHD波的动物园中，阿尔芬波受到特别的关注。事实上，这些波构成了一个有吸引力的加热剂，因为它们能够携带足够的能量来加热和维持日冕。然而，由于其不可压缩的性质，这些波需要一种机制，如模式转换（导致冲击加热），相位混合，共振吸收或湍流级联，以加热等离子体。利用偏振、光谱和成像仪器进行的新观测，如日本卫星Hinode或SST或CoMP上的观测，为日冕中存在高能阿尔芬波提供了强有力的证据。为了评估阿尔芬波在日冕加热中的作用，在这项工作中，我们模拟了一个磁通量管受到阿尔芬波加热通过模式转换机制。使用一个1.5维的MHD代码，我们进行了一个参数调查不同的磁通量管的几何形状（长度和膨胀），光球磁场，光球速度振幅和波的性质（单色或白噪声频谱）。结果表明，与光球波振幅和磁场无关，只有长（> 80 μ m）和厚（光球与日冕面积比> 500）的环才能产生和维持日冕。在光球速度振幅的临界值（通常为几公里/秒）以上，日冕不再能维持很长一段时间，并由于波的大动量而崩溃。这些结果建立了几个约束阿尔芬波加热作为日冕加热机制，特别是活动区环。
2009-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spicules in IRIS Mg II Observations: Automated Identification
本文开发了一种专门使用 Mg II 光谱观测自动识别太阳针状物的算法，在三个 IRIS 数据集中识别出 2021 个事件，揭示了针状物发生率与光球磁场强度的关系，为预测针状物发生及未来观测提供了重要依据。
2023-04-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Varying Driver Velocity Fields in Photospheric MHD Wave Simulations
扭转运动在太阳大气中是普遍存在的。在这项工作中，我们进行了三维数值模拟，模拟了涡旋型光球驱动器与高斯空间分布。该驱动器被实现为在嵌入在现实太阳大气中的轴对称的3D磁通量管中激发MHD波。改变驱动器的高斯宽度，并比较所产生的扰动。速度矢量被分解为平行，垂直和方位角分量相对于预定义的磁通量表面。这些分量分别大致对应于快、慢和Alfven模式。从这些速度计算相应的波能通量，使我们能够估计每个模式的能量通量的贡献。对于最西驱动器（$0.15$ Mm），并行分量占通量的$\sim 55 - 65\%$。对于最宽的驱动器（$0.35$ μ m），该贡献随着驱动器宽度的增加而平滑地增加，直到接近$90\%$。垂直分量和方位分量的相对重要性以相似的速率降低。方位角能通量在最宽驱动器的$\sim 35\%$和最宽驱动器的$< 10\%$之间变化。类似地，垂直通量为$\sim 25 - 10\%$。我们还证明了快速模式对应于香肠波在我们的模拟。因此，我们的研究结果表明，快速香肠波很容易激发这个驱动程序，它携带了大部分的能量传输。对于这种涡旋型驱动器，阿尔芬波不贡献显著量的能量。
2018-07-26 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
A self-consistent model of the coronal heating and solar wind acceleration including compressible and incompressible heating processes
我们提出了一个新的一维模型，其中包括冲击和湍流加热和资格这些过程如何有助于加热日冕和驱动的太阳风。可压缩MHD模拟允许我们自动考虑激波的形成和耗散，而湍流耗散是通过基于Alfvén波湍流的一点闭合来建模的。数值模拟了不同的光球垂直相关长度$λ_0$和不同均方根光球横波振幅$δv_0$的阿尔文波湍流的关键参数。对于不同的$λ_0$，我们得到一个低温色球，高温日冕，和超音速太阳风。我们的分析表明，湍流加热总是占主导地位时，$λ_0 \lesssim 1{\rm \ Mm}$。这一结果并不意味着我们可以忽略可压缩性，因为分析表明，可压缩波及其相关的密度波动增强了Alfvén波的反射，从而增强了湍流加热。密度涨落和十字螺旋度受$λ_0$的影响很大，而日冕温度和质量损失率受$λ_0$的影响很小。
2018-02-14 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
Photospheric Logarithmic Velocity Spirals as MHD Wave Generation Mechanisms
对太阳光球的高分辨率观测已经确定了太阳等离子体中各种各样的螺旋运动。这些螺旋在性质上各不相同，但在太阳表面观察到大量。在这项工作中，这些螺旋线的磁流体动力学（MHD）波产生机制的潜力进行了研究。通常观察到这些螺旋的颗粒间通道也是磁场强度高于平均值的区域。这种磁场和螺旋等离子体的结合是产生阿尔文波和其他MHD波的方法。本工作采用数值模拟的自相似磁通量管嵌入在一个现实的，重力分层，太阳大气中研究的影响，一个单一磁通量管由对数速度螺旋驱动器扰动。对数螺旋驱动器的扩展因子是变化的，并且针对以观测约束为中心的扩展因子的值的范围运行多个模拟。模拟分析使用“通量表面”构造的磁场线，使矢量垂直，平行和方位角的本地磁场矢量可以计算。分析结果表明，当膨胀因子值较小时，阿尔文波是主要波，而当膨胀因子值较高时，平行分量占主导地位。这种转变发生在观测约束的范围内，这意味着在太阳光球中观察到的螺旋驱动器有可能产生各种MHD波模式。
2015-02-12 astro-ph.SR
I. Jet Formation and Evolution due to 3D Magnetic Reconnection
利用模拟数据驱动的太阳大气三维电阻MHD模拟，我们表明，磁重联可以负责形成的射流与特征的II型针状体。为此，我们使用C7平衡大气模型对光球-日冕区域进行了数值模拟。初始磁位形是一个三维位磁场，从模拟太阳静止时的光球磁对流模型的动态模拟中外推到日冕区。在这种情况下，我们考虑$12.56 ~Ω~{\rm m}$的磁电阻率的均匀和恒定值。我们发现喷流的形成依赖于洛伦兹力，它有助于加速等离子体向上。通过分析急流动力学的各种性质，发现急流结构在高涡度区附近存在多普勒频移。形态、向上速度（覆盖范围高达100 $\rm km$ $\rm s^{-1}$）和结构寿命（大于100 ${\rm s}$）与II型骨针的预期相似。
2018-02-27 astro-ph.SR
Heating of the Solar Chromosphere and Corona by Alfven Wave Turbulence
本文建立了一个研究日冕环中阿尔芬波传播和耗散的三维MHD模型。该模型包括环路两端的低层大气。这些波起源于光球层中千高斯通量元素内部的小空间尺度（小于100公里）。该模型采用约化MHD近似描述了Alfven波之间的非线性相互作用。在色球层和过渡区（TR），阿尔芬速度随高度的增加引起强烈的波反射，从而导致通量管的光球层和色球层部分产生反向传播的波和湍流。部分波能通过TR传输，并在日冕中产生湍流。我们发现，通常发现在活动区的热日冕环可以解释阿尔芬波湍流，提供小规模的足迹运动的速度为1-2公里/秒和时间尺度为60-200秒。色球层单位体积的加热速率比日冕大2 ~ 3个数量级。我们用不同的模型参数建立了一系列的模型，发现日冕加热率随日冕场强的增加而增加，随环长的增加而减小。我们的结论是日冕环和下面的色球层都可能被阿尔文湍流加热。
2011-05-02 astro-ph.SR
Magnetic shocks and substructures excited by torsional Alfvén wave interactions in merging expanding flux tubes
在太阳光球层上经常观测到涡旋运动。这些运动可能在能量和动量从低层大气输送到太阳上层大气的过程中发挥关键作用，有助于日冕加热。太阳的低层大气也由复杂的通量管网络组成，这些通量管在色球层和高层大气中扩展和合并。我们进行了数值模拟，以调查的行为的涡旋驱动波传播在一对这样的通量管在一个非力自由的平衡与现实模拟的太阳大气。两个通量管在其足点处被反向旋转的涡流运动独立地扰动。当通量管合并时，涡运动既有线性的也有非线性的相互作用。线性相互作用产生了许多小尺度的瞬态磁子结构，由于由涡旋运动施加的磁应力。因此，由于光球涡旋运动，最初的整体管被分离成复杂的多螺纹管。波的相互作用还驱动振幅增加的叠加，直到它超过局部马赫数，并产生以大约$ 50$ km s $^{-1}$的速度向上传播的激波。冲击波作为向上输送动量和能量的管道，并将局部等离子体加热超过一个数量级，峰值温度约为$60,000$ K。因此，我们提出了一个新的机制，从太阳低层大气到日冕的磁波导的产生。这种波导出现的结果，在相邻的通量管相互作用的扰动。因此，光球涡旋运动的相互作用是太阳低层大气向高层大气能量传输的一个潜在的重要机制。
2018-03-16 astro-ph.SR
Chromospheric peculiar off-limb dynamical events from IRIS observations
为了研究太阳色球层和过渡区（TR）水平的运动和振荡，我们分析了用界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的一些极端多普勒频移。光栅扫描和狭缝颚成像观察进行了近紫外（NUV）通道。在精确地去除每个序列的整体平均线剖面之后，远翼剖面揭示了大的横向振荡。太阳周围的不同区域被考虑。因此，冷材料的骨针观察到镁II线，而分散到日冕的高度。利用高光谱、时间和空间分辨率的IRIS观测资料，研究了宁静太阳特别是极冕洞边缘外弥散针状物质的动力学性质。我们认为，许多小规模的喷流状针状体显示出快速的扭曲和摇摆运动证明了大的扭曲和分散的线配置文件，包括令人印象深刻的周期性多普勒频移。这些事件中的大多数在整个观测数据集的整个时间间隔内重复出现在边缘上方的红移和蓝移中，平均摆动速度为+/-35 km/s，在极冕洞区域达到最大值50 km/s，远高于2.2 Mm的高度。我们确定的第一时间波的顺序为100秒和更少的短周期和横向振幅的顺序为+/- 20至30公里s-1的阿尔芬波的明确签名。亮度和多普勒频移变化之间不存在相关性;波的相速度非常大，并且不能从沿着准径向特征看到的光谱特征确定。甚至更短的周期波也被证明，尽管它们的对比度被视线上的重叠效应大大减弱。
2019-07-25 astro-ph.SR
Chromospheric Rapid Blueshifted Excursions Observed with IBIS and Their Association with Photospheric Magnetic Field Evolution
色球快速蓝移漂移（RBE）被认为是盘对应的II型针状体在肢体和被认为有助于日冕加热过程。以前的识别RBE主要是基于使用多普勒特征检测。在本文中，我们研究了2011年10月21日在一个非常安静的区域在磁盘中心，这是观察到的高节奏成像光谱的Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS）。通过使用自动光谱分析算法，在11分钟的时间内，共识别出98个RBE。大多数RBE要么呈圆形，要么呈细长形，平均面积为1.2弧秒^[2]。来自IBIS的光谱的详细时间演化使得定量确定Ca II 8542 RBE的速度（~16 km/s）和加速度（~400 m/s^2）成为可能，并揭示了通常在初始加速之后的额外减速（~-160 m/s^2）阶段。此外，我们还研究了RBE与伴随光球磁场演化的关联，使用协调的高分辨率和高灵敏度的磁图由Hinode。明确的例子中发现，RBE似乎与前面的磁通量出现和/或随后的磁通量取消。然而，在西南自动磁识别套件的帮助下进行的进一步分析并没有在这些RBE和磁场演化之间产生显著的统计关联。我们讨论了我们的研究结果的背景下，理解的驱动机制的RBE的影响。
2014-12-12 astro-ph.SR
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
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
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 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
High-frequency coronal Alfvénic waves observed with DKIST/Cryo-NIRSP
本文利用DKIST/Cryo-NIRSP的高分辨率数据，分析Fe XIII 1074 nm线的多普勒波动，证实日冕阿尔文波幂律行为延伸至高频，挑战光球驱动模型的高频阻尼预测，还确认其不可压缩性及高频波能量较低。
2025-02-19 astro-ph.SR
