Overstability of acoustic waves in strongly magnetized anisotropic MHD shear flows
本文对具有速度剪切和强磁场的各向异性MHD流中扰动模的线性稳定性进行了分析。无碰撞或弱碰撞等离子体的16动量MHD流体封闭模型内描述，它不仅考虑到压力各向异性的影响，但也各向异性的热通量的影响。该模型将低频声波分解为标准声模、高频快热声波和低频慢热声波。结果表明，当热流参数超过某个临界值时，热声波变得不稳定并呈指数增长。看来，速度剪切使热声波过稳定，即使在亚临界热流参数。因此，当热通量的影响不是深刻的声波将增长，由于速度剪切，而在超临界热通量的流动显示可压缩的热不稳定性。各向异性热不稳定性在天体物理环境中也很重要，它将限制低密度电离各向异性流所能维持的最大磁场值。
2015-12-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Acoustic wave properties in footpoints of coronal loops in 3D MHD simulations
在光球层及其以下激发的声波可能在太阳色球层和日冕的加热中起着不可或缺的作用。然而，目前还不完全清楚最初有多少声波通量到达日冕，以及以何种形式到达日冕。我们研究了波的传播，阻尼，传输和转换在太阳大气层的低层使用三维数值MHD模拟。一个引力分层膨胀的直日冕环模型，从光球层到光球层延伸，在一个脚点处被一个周期为370秒的声学驱动器扰动。在此期间，声学截止区域存在于过渡区域（TR）下方。来自驱动器的大约2%的初始能量到达电晕。截止区的形状和TR的高度显示出高度动态的行为。仅考虑驱动波，波在截止区域下方和上方具有传播性质，但在截止区域内是驻波和倏逝波。研究模型中的驱动波和背景运动揭示了截止区和TR之间的驻波。这些驻波引起TR高度的振荡。此外，快速或泄漏的香肠体状波可能是在环的底部附近激发的。然后，这些波可能在主截止区域的顶部转换为快速或泄漏的香肠表面状波，然后在TR周围转换为缓慢的香肠体状波。
2021-09-07 astro-ph.SR
Standing Slow MHD Waves in Radiatively Cooling Coronal Loops
研究了冷却冕环中的驻波慢磁声振荡。在日冕磁环中，有两种阻尼机制被认为是产生声学驻波模的原因，即热传导和辐射。背景温度被假定为由于光学薄辐射而随时间变化。特别是，背景等离子体被假定为辐射冷却。通过选择一个简单的辐射函数形式，确保背景等离子体的温度演化，由于辐射与观测到的冷却轮廓的日冕环冷却的影响，纵向慢MHD模式的解析评估。低β等离子体的假设导致忽略了磁场扰动，并最终减少了磁流体力学方程的一维系统模拟冷却日冕环路中的纵向磁流体力学振荡。假设冷却发生在比振荡周期大得多的特征时间尺度上，这使得随后能够使用WKB理论来研究驻波的性质。得到了描述波动振幅随时间变化的控制方程，并进行了解析求解。解析导出的解决方案进行数值计算，以进一步了解的驻声波的演变。我们发现，等离子体冷却引起的振荡的振幅下降。尽管冷却的增加导致阻尼率的降低，但在热日冕环中，慢驻波的阻尼情景强烈地增加。
2015-01-12 astro-ph.SR
MHD simulations of the slow-rise phase of solar eruptions initiated from a sheared magnetic arcade
本文通过将底部驱动速度降至接近实际光球值的MHD模拟，研究太阳爆发前缓慢上升阶段，证实其为剪切磁拱向开放场态演化时的理想MHD膨胀过程，并揭示覆盖场与核心场的速度分层特征。
2025-04-10 astro-ph.SR
Revealing the nature of magnetic shadows with numerical 3D-MHD simulations
我们研究磁声波与磁网络元件的相互作用，目的是找到可能的签名的磁阴影现象在网络元件附近。我们进行了三维数值模拟的磁声波在模型太阳大气中的传播是由一个复杂的结构磁场，类似于一个典型的磁网络元素和互联网络区域线程。在模拟域的底部激发10 mHz的高频波。在它们穿过上层对流层、光球层和色球层的过程中，它们受到扰动、折射，并转换成不同的模式类型。我们应用标准傅立叶分析来产生视线速度的振荡功率图。在上层光球层和下层色球层的能量图中，我们清楚地看到了磁阴影：围绕着磁网络元素的一条被抑制的能量缝。我们证明，这个阴影是链接到模式转换过程中，在这些高度水平的功率图显示了三种不同的磁声波模式的签名。
2012-05-23 astro-ph.SR
Propagation of Leaky MHD Waves at Discontinuities with Tilted Magnetic Field
研究了倾斜磁场作用下，磁声表面波在单密度界面上的传播特性。对于线性波传播，得到了色散关系，并在小倾角下得到了解析解。场的倾斜使得波的频率为复数，其中虚部描述由于横向能量泄漏引起的波衰减。
2018-09-11 astro-ph.SR
Smoothing of MHD Shocks in Mode Conversion
模拟了激波在分层等温磁大气中通过阿尔文-声学均分层的过程。Núñez（2019）最近的射线理论计算预测了通过这一层的冲击波的平滑，导致快速和慢速分量都以连续波的形式出现。然而，它被发现，部分模式转换预期从线性理论的斜入射的冲击的磁场是伴随着一个平滑的慢冲击，而快速冲击持续。基于MHD模式转换和激波理论给出了解释。
2019-07-25 astro-ph.SR
Observations of sausage modes in magnetic pores
我们在这里提出的证据，磁流体动力学（MHD）香肠模式的观测磁孔在太阳光球。波分析的经验分解方法被用来识别通过太阳大气快速振荡（ROSA）仪器观测到的4170 "蓝色连续“滤波器检测到的振荡。孔尺寸和强度的异相、周期性行为被用作磁声香肠振荡存在的指标。在许多孔隙中发现了磁声香肠模式的多个签名。周期范围从短至30 s到450 s。一些磁声香肠模式振荡发现有3和5分钟的周期，类似于太阳内部的声学全球模式。提出这些全局振荡可能是孔隙中香肠型磁声MHD波模式的驱动器。
2010-11-10 astro-ph.SR
Toward the analysis of waves in the solar atmosphere based on NLTE spectral synthesis from 3D MHD simulations
通过对2002- 2003年南半球夏季利用两高度磁光滤波器（MOTH）观测到的KI 7699 A和Na I 5890 A谱线的多普勒分析，发现在磁区存在向上的行波。我们的分析表明，这些波的色散关系强烈依赖于波是否被检测到在低β或高β制度。此外，所观察到的色散关系并没有显示出预期的降低声截止频率的场引导慢磁波。相反，我们检测到的声学截止频率以下的旅行时间的增加，并在同一时间的旅行时间以上it. To研究的形成高度的谱线采用MOTH更详细，我们目前正在采用三维MHD模拟进行CO 5 BOLD的过程中进行NLTE频谱合成。
2010-01-28 astro-ph.SR
On the properties of slow mhd sausage waves within small-scale photospheric magnetic structures
磁声波在太阳大气中的磁结构中的存在是有据可查的。应用太阳磁震学（SMS）技术，使我们能够推断这些结构的背景属性。在这里，我们的目标是确定所观察到的磁声波的属性，并研究低层太阳大气中的磁结构的背景属性。使用荷兰开放望远镜（DOT）和太阳大气层快速振荡（ROSA）仪器，我们捕获了两个系列的高分辨率强度图像，其中两个孤立的磁孔具有短节奏。结合小波分析和经验模态分解（EMD），我们确定了横截面内的特征周期（即，时间序列和强度序列。然后，应用线性磁流体力学（MHD）理论，我们确定了这些振荡的MHD框架内的模式。在这两个磁孔内检测到几个振荡。它们的周期从3到20分钟不等。结合小波分析和EMD使我们能够自信地找到面积和强度振荡之间的相位差。从这些观察到的特征，我们得出结论，检测到的振荡可以归类为慢香肠MHD波。此外，我们确定了这些振荡的几个关键属性，如径向速度扰动，磁场扰动和垂直波数使用太阳磁震学。相关波数的估计范围揭示了这些振荡被困在这些磁性结构中。我们的研究结果表明，检测到的振荡是驻谐波，这使我们能够估计的扩展因子的波导采用SMS。计算的膨胀系数范围为4 - 12。
2015-10-29 astro-ph.SR
Exploring Standing and Reflected Slow-mode Waves in Flaring Coronal Loops: A Parametric Study Using 2.5D MHD Modeling
本文通过2.5维MHD模拟研究耀斑冕环中慢模波的激发与阻尼，发现显著增强的黏性是快速激发驻立慢波的关键，且温度结构对波动行为的影响大于密度结构，观测结果支持黏性大幅增强的模型。
2024-03-04 astro-ph.SR
Conversion and Smoothing of MHD Shocks in Atmospheres with Open and Closed Magnetic Field and Neutral Points
在模拟的二维等温分层大气的高$β$基底上激发平面声主导磁流体动力学波，其中位磁场具有开场区、闭场区和中性点.它们在向阿尔文-声学均分面$a=c$的方向上激波，其中$a$和$c$分别是阿尔文速度和声速。扩展最近的1.5D研究结果，这种冲击模式转换为快速冲击和缓慢的平滑波通过$a=c$，我们探讨这些更复杂的磁几何形状的影响。据发现，1.5D的行为进行到更复杂的情况下，与快速冲击强烈吸引中性点，这是破坏生产广泛的精细结构。我们还观察到，从$a>c$到$a<c$的相反方向运动的激波也分裂成快分量和慢分量，而且慢分量也被平滑了。
2021-05-05 astro-ph.SR
Magneto-seismology of solar atmospheric loops by means of longitudinal oscillations
越来越多的观测证据表明，慢磁声模式出现在太阳大气中。太阳磁震学是将磁流体动力学波动理论与波动观测相比较，从而推导出太阳大气中不可直接测量的特性的一种新工具。在这里，MHD波理论进一步发展，说明如何通过测量慢MHD振荡的频率来确定沿日冕环的磁和密度结构的信息。本文讨论了它在日冕环慢磁声波观测中的应用。
2012-04-18 astro-ph.SR
Sunspot seismic halos generated by fast MHD wave refraction
我们提出了一个解释的高频功率过剩周围的活跃地区被称为地震晕。这个想法是基于磁声波在太阳黑子中传播的数值模拟。我们认为，这种过剩可以引起的附加能量注入的快模式波折射在高层大气中由于阿尔芬速度的快速增加。我们的模型定性地解释了晕的大小，并允许对其行为进行一些预测，这些预测可以在未来的观测中进行检查。
2009-09-09 astro-ph.SR
Comparison of exact and approximate MHD slow body mode solutions in photospheric waveguides
在这项研究中，我们探讨了简化建模的磁流体动力学（MHD）慢体模式在光球磁结构，如太阳黑子和孔隙的本影观察的可能性。该简化方法假定在磁通量管的边界处，速度的纵向分量相对于管轴为零，从而导出慢体波本征值的变化，这与观测结果符合得很好。为了证明我们的方法，我们比较了我们的简化模型的结果慢体模式在圆柱形通量管的模型预测通过施加的连续性的径向分量的速度和总压力在通量管的边界。结果表明，在光球条件下模拟慢体模时，可以忽略边界处横向速度和压力分量的连续性条件，以达到较高的精度（所考虑的模型精度小于1%）。
2022-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
MHD wave propagation from the sub-photosphere to the corona in an arcade-shaped magnetic field with a null point
本工作的目的是研究能量传输的MHD波传播在安静的太阳磁拓扑结构从表面以下的层日冕。向上传播的波遇到障碍物，如等离子体b=1的均分层和过渡区，并被转换，反射和折射。了解MHD波到达日冕的机制可以为我们提供有关太阳大气和磁结构的信息。我们进行了二维数值模拟的波传播的磁场结构，由两个垂直的磁通管分开的拱形磁场。这种结构在日冕中包含一个零点，它显著地改变了波的行为。我们详细描述了在不同的驱动条件下波通过大气的传播。我们还提出了空间分布的平均声和磁场的能量通量和空间分布的主导频率在整个域。我们的结论是，能量到达电晕优选沿垂直磁场，内部的通量管，它具有声学性质。在光球层的均分层中，由于磁波的折射和类声波向快磁波的不断转换，大部分磁能集中在过渡区以下。然而，部分磁能到达低日冕时，在弧所在的区域传播，但波被发送回低层大气中的零点周围。这一现象，连同TR和低转折点的波的反射和折射，作为大气的再馈送。在频率分布上，我们发现高频波可以到达垂直通量管外的电晕区。
2015-03-10 astro-ph.SR
MHD wave transmission in the Sun's atmosphere
MHD波在太阳大气中的传播与太阳的磁场拓扑结构密切相关。例如，磁场能够降低声波的截止频率，从而允许原本会被捕获在光球层以下的波传播到高层大气中。另一个例子是，MHD波可以在声速等于阿尔文速度的高度传输或转换为其他形式的波。我们利用IBIS实验提供的大视场的优势，研究了在两个高度的太阳大气中的波的传播，作为采样的光球Fe 617.3 nm的谱线和色球Ca 854.2 nm的谱线，其与本地磁场的关系。通过对Hinode SOT/SP资料的分光偏振反演，我们还发现了光球功率谱与磁场倾角之间的关系;特别地，对于5分钟波，在25 \degree附近以及对于3分钟波，在15 \degree附近具有明确的透射峰值。我们提出了一个基于波传输理论的非常简单的模型来解释这种行为。最后，功率谱和色球放大谱的分析表明存在纵向声波沿磁场线。
2011-08-23 astro-ph.SR
Photospheric high-frequency acoustic power excess in sunspot umbra: signature of magneto-acoustic modes
我们目前的观测证据推断SOHO/MDI多普勒速度观测的MHD波在太阳光球的存在。磁声扰动被观测为黑子本影中垂直于磁场的速度分量中高频带的声功率增强。我们使用数值模拟波传播通过局部非均匀磁场浓度随着相同的过滤程序，适用于观察，以确定所观察到的波。在数值模拟结果的指导下，我们将观测到的振荡归类为被捕获的光球下声波激发的磁声波。我们认为所提出的方法作为诊断工具的磁日震学的潜在应用。
2013-07-09 astro-ph.SR
On the Source of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves in Sunspots
最近使用地面和空间望远镜同时进行的太阳黑子振荡高分辨率观测揭示了太阳大气层不同层之间的内在联系。然而，尚不清楚这些振荡是外部驱动的还是原位产生的。我们解决这个问题，通过使用沿日冕扇环系统传播的慢磁声波的观测。除了通常观察到的振荡幅度随距离减小之外，还发现观察到的波幅度随时间调制，在波列的整个传播路径中观察到类似的变化。利用多波长、多仪器观测资料，研究了太阳大气中光波在不同层中传播时振幅随时间的变化。通过比较不同层的振幅调制周期，我们发现在太阳黑子中观察到的慢磁声波是由光球p模式驱动的，这些模式在消散之前向上传播到日冕中。
2015-10-12 astro-ph.SR
Slow Magneto-acoustic Waves Observed above Quiet-Sun Region in a Dark Cavity
波在诊断日冕和日冕加热中各种结构的等离子体性质方面起着至关重要的作用。慢磁声波是一种重要的磁流体力学波。在过去的几十年里，许多慢MA波被检测到以上的活动区和冕洞，但很少发现其他地方。在这里，我们调查了一个“龙卷风”状的结构组成的准周期性条纹在一个黑暗的空腔内约40- 110毫米以上的安静的太阳区域2011年9月25日。我们的分析表明，这些条纹实际上是慢MA波列。这些波列的性质，包括相速度、压缩比、动能密度等，与已报道的慢MA波相似，只是慢MA波的周期约为50 s，比典型的报道值（3--5 min）短得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport by Acoustic Modes Generated in the Boundary Layer II: MHD Simulations
我们进行全球非分层的三维磁流体动力学模拟的天体物理边界层（BL）-之间的界面区域的吸积盘和弱磁化吸积物体，如白矮星-的目标是了解的影响，磁场的BL。我们使用圆柱坐标与等温状态方程，并调查了一些初始场的几何形状，包括环形，垂直，垂直与零净通量。我们的初始设置包括一个开普勒盘连接到一个非旋转的恒星。在以前的工作中，我们发现，在流体动力学模拟，声波激发的剪切BL能够有效地传输角动量和驱动质量吸积到恒星上。在这里，我们确认，在MHD模拟，波作为一种有效的手段，在BL附近的角动量输运，尽管磁旋转不稳定性（MRI）在磁盘中操作。特别地，由于波引起的角动量电流有时大于由于MRI引起的角动量电流。我们的研究结果表明，在BL及其附近的角动量输运是一个全球性的现象，通过波和冲击的耗散发生。这一观点与标准的局部反常湍流粘性输运图有很大不同。除了角动量输运，我们还研究了BL内的磁场放大。我们发现，该领域确实是在BL放大，但只有几个因素，并保持亚热。
2013-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the low-frequency boundary of Sun-generated MHD turbulence in the slow solar wind
研究了慢太阳风湍流加热和加速的新方面。本文研究了太阳大气和太阳风中阿尔文波湍流谱下界的物理意义，论证了这一自然参数的意义。通过分析和定量处理的问题，我们表明，截断的波谱从较低的频率侧，这是一个后果的太阳磁场结构和它的周期性变化，结果显着减少的产热和加速率。一个适当的分析与现有的观测数据和缓慢的太阳风启动的情况下考虑的问题的联系。
2012-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Observation of an MHD Alfvén vortex in the slow solar wind
在太阳风中，磁场的功率谱通常呈现几种幂律。在本文中，磁场数据从集群任务在一个未受干扰的时间间隔缓慢的太阳风进行了分析，在0.28赫兹，附近的离子惯性和耗散/色散范围之间的频谱断点。假设泰勒冻结条件，它对应于质子动力学标度$kv_A/Ω_p \sim 0.38$，其中$v_A$和$Ω_p$分别是阿尔文速度和质子角回转频率。数据显示，星团航天器通过了一系列波包。发现一个强孤立波包与四个星团卫星穿过一个Alfvén涡相一致，这是不可压缩MHD方程的一个非线性解。来自四颗卫星的数据与半径为$40$乘以当地质子陀螺半径数量级的模型涡旋之间存在高度一致。在不同的航天器的偏振进行了比较，并发现同意涡模型，而它不能单独解释的线性平面波的方法。
2016-02-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar slow magneto-acoustic-gravity waves: an erratum correction and a revisited scenario
慢波通常在整个太阳大气中观测到。假设薄通量管近似，Costa等人（2018）获得了从光球层传播到日冕的慢模式磁声重力波的截止周期。然而，在那篇论文中，定压比热系数$c_{\mathrm{p}}$值中的一个排印错误导致了截止值计算的不一致性，这只在过渡区有意义。由于该区域温度的突然变化，平均原子量也会发生变化（约为2倍），但为了简单起见，在分析模型中经常被忽略。在本文中，我们回顾了Costa等人（2018）中磁声重力波截止周期的计算，考虑了具有温度分布的流体静力平衡大气，包括平均原子量的变化和对上述不一致性的校正。此外，我们表明，分析得到的截止期是一致的，在一个特定的活动区域的观测测量的相应的周期。
2020-04-20 astro-ph.SR
Comment on "Dispersion relation for MHD waves in homogeneous plasma"
Pandey & Dwivedi（2007）再次试图声称给定方程组的色散关系必须是六次多项式。通过一系列文件，他们不必要地制造混乱。在本文中，我们已经展示了Pandey & Dwivedi（2007）是如何引入一个额外的根的，这是微不足道的。此外，这两个多项式的五个根是共同的，它们足以讨论慢模和快模波的传播。
2009-12-20 astro-ph.SR
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
Energy Cascade Rate In Compressible Fast And Slow Solar Wind Turbulence
对太阳风湍流惯性范围内的能量级联率的估算，目前大多是在不可压缩磁流体力学（MHD）理论下进行的。在这里，我们超越了近似，包括等离子体压缩性使用一个简化的形式最近推导出的精确的法律可压缩，等温MHD湍流。利用THEMIS/ARTEMIS航天器在快速和慢速太阳风中的现场数据，我们详细研究了可压缩波动在修正不可压缩MHD模型预测的能量级联率方面的作用。特别是，我们发现，能量级联率：i）放大，特别是在缓慢的太阳风; ii）表现出较弱的波动，在空间尺度上，这导致一个更广泛的惯性范围比以前报道的; iii）具有幂律缩放与湍流马赫数; iv）具有较低的空间各向异性水平。太阳风湍流的其他功能进行了讨论，以及与以前的研究，使用不可压缩或启发式（非精确）可压缩MHD模型的比较。
2016-12-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Frequency-dependent damping in propagating slow magneto-acoustic waves
在极地羽流和活动区扇环中经常观测到振荡慢磁声波。这些波的观测周期从几分钟到几十分钟不等，当它们沿着支撑结构传播时，它们的振幅会迅速衰减。以前，热传导，压缩粘度，辐射，密度分层，和面积发散，被确定为在慢波振幅的变化的一些原因。我们最近的研究表明，在这些波中观察到的阻尼是频率相关的。我们使用成像数据SDO/AIA，详细研究这种依赖性，并首次从观测中，我们试图推导出阻尼长度和频率之间的定量关系，这些振荡。我们开发了一种新的分析方法来获得这种关系。所观察到的频率依赖性似乎不同意与当前的线性波理论，它被发现，在极地地区观察到的波显示出不同的依赖性，从那些观察到的盘上的循环结构，尽管在其属性的相似性。
2014-06-13 astro-ph.SR
Modelling the propagation of slow magneto-acoustic waves in a multi-stranded coronal loop
首次使用3D MHD模型研究慢磁声波在多束日冕环中的传播，通过正向建模生成合成图像并与观测对比，提出结合模拟与观测可推断日冕结构的跨场热力学性质。
2024-06-05 astro-ph.SR
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
Observations of Dissipation of Slow Magneto-acoustic Waves in a Polar Coronal Hole
我们专注于一个极冕洞区域找到任何传播慢磁声波耗散的证据。我们获得了沿极冕洞羽状结构的时间-距离和频率-距离图。我们还得到了极冕洞在不同频率范围内171~ ∞和193~ ∞通带的傅里叶功率图。我们在极冕洞的几个位置进行了强度分布的时域统计。我们发现存在的传播慢磁声波具有温度依赖的传播速度。极冕洞的小波分析和傅立叶功率图显示，与高频波相比，低频波传播的距离更长（更长的探测长度）。我们发现两个不同的耗散长度尺度的波幅衰减在两个不同的高度范围（0- 10毫米和10- 70毫米）沿观测到的羽状结构。在较高的高度范围内获得的耗散长度显示出一定的频率依赖性。个别傅立叶功率谱在几个位置显示的幂律分布的频率，而概率密度函数（PDF）的强度波动的时间显示接近高斯分布。在最初的10 μ m距离内，振荡的慢磁声波被严重阻尼（小的耗散长度）。除此之外，波浪随着高度的增加而缓慢衰减。在较高高度处波传播的频率相关耗散长度可能表明由于热传导引起的波耗散的可能性，然而，不能排除来自其他耗散参数的贡献。幂律分布的功率谱也被发现在较低的高度，在太阳日冕，这可能提供可行的信息，在太阳大气中产生较长的周期波。
2014-08-11 astro-ph.SR
A Steady-State Picture of Solar Wind Acceleration and Charge State Composition Derived from a Global Wave-Driven MHD Model
与快速流相比，在慢速（$<$ 400 km s $^{-1}$）太阳风流中发现的更高的电荷状态支持了慢风起源于封闭的日冕环并通过重连间歇性释放的假设。在这里，我们研究是否一个高度电离的慢风也可以形成沿稳定和开放的磁场线。我们使用AWSoM模型的稳态太阳大气，一个全球磁流体动力学模型驱动的Alfv{é}n波，并应用电离代码来计算电荷状态的演变沿建模的开放场线。这构成了覆盖现实磁场中所有纬度的第一电荷状态计算。的比率$O^{+7}/O^{+6}$和$C^{+6}/C^{+5}$相比，在现场观测，并被发现是较高的慢风，观察到的，但是，他们在两种风类型的预测。建模的离子分数的S，Si和Fe被用来计算线的视线强度，这是比较的EIS观测以上的冕洞。该协议是部分的，并表明所有的电离率都低于预测。假设超热电子的存在，改善了与EIS和ESTA观测的一致性;重要的是，保持了慢风中较高电离的趋势。结果表明，可能存在一种稳定且高度电离的慢风子类。进一步的分析表明，它起源于日冕洞边界（CHB），其中模拟的电子密度和温度高于洞内，导致更快的电离。CHB的这种性质是全球性的，并且得到EUV层析成像的观测支持。
2014-12-29 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
MHD Waves in the coronal holes
日冕洞是日冕中的暗斑，与相对较冷、密度较低的等离子体和单极场有关。太阳风的快速部分来自这些区域。一些观测结果揭示了日冕洞中磁流体动力学（MHD）波的存在，人们认为这种波在快速太阳风的加速中起着关键作用。近年来，高分辨率仪器的出现为我们对冕洞中MHD波的性质提供了许多新的认识。特别讨论了在极冕和赤道冕洞中识别压缩慢MHD波、它们与最近发现的高速准周期上升流的可能联系、它们的耗散以及从谱线宽度变化检测Alfven波阻尼等方面所取得的进展。
2015-05-17 astro-ph.SR
Dependence of the intensity of the nonwave component of EUV waves on coronal magnetic field configuration
本研究通过观测与MHD模拟揭示，EUV波慢速非波成分的各向异性取决于日冕磁场位形，向后倾斜的磁力线有利于其出现，向前倾斜则使其减弱。
2025-05-16 astro-ph.SR
On Mode Conversion, Reflection and Transmission of Magneto-Acoustic Waves from Above in an Isothermal Stratified Atmosphere
本文利用二维均匀倾斜磁场等温大气中磁声波的精确解计算了从上方入射的慢波和快波的反射、透射和转换（$z=\infty$）。这与太阳大气层中耀斑激发的波是否能穿透阿尔文/声学均分层（我们将其称为冠层）到达光球层并产生足够的能量来制造日震的问题有关。据发现，慢波以上的声学截止频率有效地穿透（传输）声（快）波，如果在一个小的攻击角指向磁场，其余的转换为磁（慢）波，根据广义射线理论。这可能有助于解释使用地震全息术识别的日震震源的紧凑性。入射的慢波也可以有效地传输在倾斜的领域，由于在声学截止频率的降低（斜坡效应）的低频。从无限远入射的具有特定非零水平波数的快（磁）“波”必然是倏逝的，但可以通过隧道效应将能量携带到均分水平。人们发现，这可以有效地转换为声学（快）能量，然后可以作为行波再次到达光球。总的来说，似乎有足够的途径，大量的压缩波能量穿透冠层和影响光球。
2015-11-23 astro-ph.SR
On standing sausage waves in photospheric magnetic waveguides
通过研究位于太阳低层大气中磁波导的截面积和强度的振荡，我们的目标是探测和识别磁流体动力学（MHD）香肠波。通过采集一系列高分辨率的孔隙和太阳黑子图像，并结合小波分析和经验模态分解（EMD），使磁流体动力学波分析成为可能。在本文中，两个太阳黑子和一个孔（与光桥）被选为代表性的例子MHD波导在太阳低层大气。太阳黑子和太阳孔的周期从4分钟到65分钟不等。太阳黑子支持比孔隙更长的周期-通常使最大孔隙振荡周期增加一倍或四倍。所有这些结构显示区域振荡指示MHD香肠模式和在区域和强度之间的同相行为，提出安装的证据，这些波导内的慢香肠模式的存在。在低太阳光球层的三种不同的磁波导中探测到了快、慢MHD香肠波的存在。此外，这些振荡是潜在的驻波谐波支持的波导夹在垂直之间的温度最低在较低的太阳大气和过渡区。通过太阳磁震学的方法，驻波谐振可以使我们深入了解光球磁流体波导的亚分辨率结构。
2013-12-05 astro-ph.SR
The temporal and spatial evolution of MHD wave modes in sunspots
本文首次利用POD和DMD技术分析太阳黑子本影区形状变化对MHD慢体模和快表面模空间结构的影响，发现高阶模式对形状变化尤为敏感，并确定了37至60分钟为最佳分析时间间隔。
2023-05-30 astro-ph.SR
Acoustic emission from magnetic flux tubes in the solar network
我们提出的三维数值模拟的结果，调查波的激发在磁网络的太阳由于足点运动的磁通量管。我们认为运动，通常模仿颗粒抖振和涡流，并实现它们作为驱动运动的基础上的通量管。驱动运动在通量管内产生各种MHD模式，并在周围介质中产生声波。本文研究了高层大气对下层光球运动的响应以及通量管在引导波中的作用。我们计算的声能通量在不同的波模式跨越不同的边界层定义的等离子体和磁场参数，并检查观测色球和日冕加热的影响。
2013-04-18 astro-ph.SR
MHD waves in two-dimensional prominences embedded in coronal arcades
目前用于分析这类结构中MHD波的日珥模型还很初级。在这项工作中，我们计算数值磁流体静力学模型在二维配置下的重力存在。我们的兴趣是在模型，连接磁场的光球，并包括一个覆盖拱廊。这里使用的方法是基于松弛过程，并需要解决时间相关的非线性理想MHD方程。一旦得到一个日珥模型，我们研究叠加在结构上的MHD波的性质。我们只研究纯二维的运动，而忽略在可压缩方向上的传播。我们演示了如何通过使用不同的数值工具，我们可以确定稳定波的振荡周期。我们发现，垂直振荡，与快速MHD波，总是稳定的，并在4-10分钟的范围内的周期。纵向振荡，有关慢磁声-重力波，有较长的周期在28-40分钟的范围内。这些纵向振荡的重力的强烈影响，并成为不稳定的短磁弧。
2013-09-19 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Propagating Disturbances in a Polar Coronal Hole: Evidence of Slow Magneto-acoustic Waves
我们专注于检测和研究准周期性的传播功能，已被解释为慢磁声波和高速上升流。本文分析了1997年2月25日SOHO卫星上SUMER光谱仪对南极冕洞盘上部分的长期光谱观测。我们校准的速度相对于离肢体区域，并获得时间-距离图的强度，多普勒速度和线宽。我们还对不同纬度的不同时间序列曲线进行了互相关分析。我们研究了平均谱线轮廓的根传播的扰动和沿传播的脊，并进行红蓝不对称性分析。我们发现明确存在的传播扰动的强度和多普勒速度与预计的传播速度约$60\pm 4.8$公里的$^{-1}$和周期性的$\approx$ 14.5分钟。据我们所知，这是第一次同时检测传播扰动的强度以及多普勒速度在冕洞。在传播过程中，强度增强与蓝移多普勒速度相关联。这些扰动的强度在高纬度地区（即更靠近临边）也能清楚地看到，而多普勒速度的扰动在那里变得微弱。沿传播脊平均的谱线轮廓被发现是对称的，被很好地拟合由一个单一的高斯，并没有明显的红-蓝不对称。根据我们的分析，我们解释这些扰动传播慢磁声波。
2012-09-16 astro-ph.SR
Evidence of Multiple Slow Acoustic Oscillations in the Stellar Flaring Loops of Proxima Centauri
我们提出了第一个观测证据的多个慢声振荡后耀斑环的比邻星的日冕使用XMM-牛顿观测。我们发现在其软（0.3-10.0千电子伏）的X射线辐射的耀斑的衰变阶段本地化的周期性振荡的签名。使用标准小波工具，我们找到了1261 s和687 s的多周期。这些突发振荡分别持续90分钟和50分钟的持续时间，持续超过4个周期。周期为1261 s的强度振荡可能是在长度为7.5 $^{-1}$ cm的环中相位速度为119 km/s的慢磁声波基模的特征。另一个687 s的周期可能与张开环中慢磁声振荡的第一泛音有关。基模振荡的耗散与阻尼时间为47分钟。的周期比P $_{1}$ /P $_{2}$被发现是1.83，表明这种振荡最有可能激发在纵向密度分层恒星回路。我们估计了星环系统的密度标度高度为22.6 μ m，小于热环系统的流体静力标度高度，这意味着非平衡条件的存在。
2013-10-25 astro-ph.SR
Small-scale chromospheric spectropolarimetric observables in the internetwork from a 3D radiative MHD model
磁场的存在对于通过太阳大气层传输能量是至关重要的。新一代的望远镜将为磁场如何进入色球层及其在太阳大气能量平衡中的作用提供新的见解。本文采用Bifrost程序计算了一个高空间分辨率（4~km）的太阳大气三维辐射MHD数值模式。该程序求解了沿磁场线的非格雷和非LTE辐射转移和热传导的完整MHD方程。该模型显示了互联网络中的较低色球层（一个由磁声冲击主导的区域，等离子体β大于1）如何能够原位产生磁场Martinez-Sykora等人2019。我们已经合成了全偏振斯托克斯轮廓从这个模型的几个谱线形成的光球和色球。这些合成剖面说明了DKIST和IRIS预期的可观测量类型。我们的工作为如何解释这些天文台的观测提供了见解。我们发现，为了分辨色球磁观测值，关键是要补偿多普勒频移，而不是使用固定的波长范围。
2022-11-15 astro-ph.SR
MHD waves in sunspots
综述了太阳黑子振荡和波动源的空间频率形态，包括它们的定位、大小、振荡周期、高度定位以及形成观测到的发射变化的截止频率机制。太阳黑子波过程的动力学，提供了有关波前结构及其时间变化的信息，研究了振荡频率随波能量的变化。初始化太阳耀斑所造成的触发剂，如磁声波，加速粒子束，和冲击进行了讨论。特别注意耀斑重联周期初始化和太阳黑子慢磁声波动力学之间的关系。简要回顾了太阳黑子振荡的理论模型。
2015-09-22 astro-ph.SR
The coronal power spectrum from MHD mode conversion above sunspots
本文利用 2.5D MHD 模拟研究黑子大气中 p 模式向上传播导致的双重模式转换，揭示重力分层的频率滤波使日冕 Alfvénic 波功率谱峰值向更高频率移动。
2025-01-06 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD wave propagation near a coronal null point: a new wave mode decomposition approach
本文提出了一种新的MHD波分解方法，克服了现有波识别方法的局限性。我们的方法允许调查的能量通量在不同的MHD模式在不同的位置的太阳大气中的波产生的涡流穿过太阳大气，并通过附近的磁零。我们模拟波动力学通过日冕零配置和应用旋转波驱动器在我们的底部光球边界。为了识别与不同的MHD波模式相关联的波能量通量，我们采用了波分解方法，该方法能够唯一地区分不同的MHD模式。我们提出的方法利用三维空间中单个磁场线的几何形状来分离与三种基本MHD波相关的速度扰动。我们的方法波识别是一致的，与以前的通量面为基础的方法，并给出了预期的结果，在各个位置的零配置的波能量通量。我们发现，无处不在的涡流激发MHD波，有助于显着的坡印亭通量在太阳日冕。阿尔文波能通量在扇面积累，快波能通量在零点附近积累。有一个强大的电流密度积聚在脊柱和fansurface.The建议的方法具有优势，以前使用的波分解方法，因为它可以在现实的模拟或磁外推，以及在真正的太阳观测，只要三维场线形状是已知的。磁声波在零附近的能量通量的增强可能对射流和脉冲等离子体流的形成有重要的影响。
2022-01-24 astro-ph.SR
Self-heating and its possible relationship to chromospheric heating in slowly rotating stars
非模态自加热的效率由声波扰动检查。考虑到不同种类的运动学复杂的速度模式，我们表明，在这些非均匀流中产生的非模态不稳定性可能会导致显着放大的声波。随后，粘性耗散的存在抑制了这些放大的波，并导致能量以热的形式传递回背景流;即关闭“自加热”循环，并有助于流型和色球网络作为一个整体的净加热。声学自加热仅取决于运动学上复杂的流动和耗散的存在。本文认为，自加热\textit{may be}与其它非线性机制一起，可能是太阳和其它具有慢自转和扩展对流区的太阳型恒星中色球加热的另一种机制。
2009-09-29 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD modeling of propagating disturbances in fan-like coronal loops
准周期性传播强度扰动（PD）已被观察到在大日冕环的EUV图像超过十年，并被广泛接受为慢磁声波。然而，日出/EIS的光谱观测显示它们与持续的日冕上升流有关，这一解释值得商榷。出于这种情况下，日冕上升流可能是由零星的加热事件（nanofares）在循环基地产生的众多个人的流动脉冲的累积结果，我们构建了一个速度驱动器与重复的微小脉冲，其能量频率分布遵循耀斑幂律缩放。然后，我们进行三维MHD建模的理想化的双极活动区，通过应用这种宽带速度驱动器的大冠状循环出现在计算域中打开的足点。我们的模型成功地再现了PD与观察到的类似功能，并表明，任何上升流脉冲不可避免地激发慢磁声波扰动沿环路传播。我们发现，所产生的PD的波签名占主导地位，因为它们的传播速度是一致的，在流动的存在下的波的速度，和注入的流量迅速减速与高度。我们的模拟结果表明，所观察到的PD和相关的持续上升流可能是由小规模的脉冲加热事件（nanoflares）在循环的基础上，和流动和波可能都有助于PD在较低的高度。
2013-08-12 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
Magnetohydrodynamic wave mode identification in circular and elliptical sunspot umbrae: evidence for high order modes
本文利用本征正交分解（POD）和动态模分解（DMD）技术对太阳观测数据进行处理，给出了圆形和椭圆形黑子中存在多个高阶磁流体动力学（MHD）模的直接证据。这些技术在流体力学、水力学和颗粒流领域有很好的文献记载和验证，但在太阳物理学领域相对较新。虽然POD基于空间正交性识别模式，并且它根据模式对信号方差的贡献提供了明确的模式排名，但DMD解决了在时间上正交的模式。对圆形和椭圆形黑子的色球H $α$线6562.808 °进行POD和DMD分析，发现了基本慢香肠模和扭折体模以及高阶慢香肠模和扭折体模的存在。此外，除了各种慢体模外，在圆形黑子中还发现了快表面扭折模存在的证据。所有的MHD模式模式的交叉相关与理论预测的对应物，我们证明了椭圆率不能忽略时解释MHD波模式。高阶MHD波模式对本影横截面形状的不规则性更加敏感，因此必须考虑到这一点，以便更准确地模拟太阳黑子和孔隙中的模式。
2022-02-01 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Solar Chromospheric Jets Associated with Emerging Flux
利用二维磁流体动力学（MHD）模拟研究了与出射通量有关的色球喷流加速机制。我们发现色球层和光球层的磁重联产生的慢模激波在色球层喷流的加速机制中起着关键作用。一个重要的参数是磁重联的高度。当磁重联发生在光球附近时，重联出流与等离子体β远大于1的区域碰撞。然后等离子体沿着磁场运动。该运动产生慢模式波。当慢波向上传播时，它发展成一个强的慢激波。当慢激波穿过过渡区时，过渡区被抬升。结果，我们得到了色球喷流作为抬升的过渡区。当上色球层发生磁重联时，由于洛伦兹力和磁场的鞭状运动的共同作用，色球层等离子体被加速。我们发现色球等离子体通过过渡区（陡峭的密度梯度）和从重联点发出的慢激波之间的相互作用被进一步加速。这是一种以前没有讨论过的MHD效应。
2013-01-30 astro-ph.SR
Reflection Of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves In Hot Coronal Loops : Multi-instrument Observations and Numerical Modelling
磁流体慢波是研究日冕结构和动力学的重要工具。本文报道了利用HINODE和SDO/AIA上的X射线望远镜（XRT）观测到的热日冕环中反射纵波的结果。据我们所知，这是从XRT和AIA同时看到的第一份此类报告。该波出现在其中一个足点处发生微耀斑之后。我们估计的密度和温度的环等离子体进行DEM分析的AIA图像序列。估计的传播速度与当地声速相当或低于当地声速，这表明它是一种传播慢波。在每种情况下，强度扰动幅度随着扰动沿着环移动而非常迅速地下降，并且在一次或多次反射之后最终消失。为了检查这些反射特征与获得的回路参数的一致性，我们进行了2.5D MHD模拟，该模拟使用从我们的观察中获得的参数作为输入，并进行了正演模拟以合成AIA 94~ 2000图像。通过对合成图像的分析，我们得到了与真实观测相同的观测量性质。从分析中我们得出结论，足点加热可以产生慢波，然后在日冕环中来回反射，然后消失。对模拟数据的分析表明，这种阻尼的主要因素是各向异性热传导。
2016-05-20 astro-ph.SR
Benchmarking Fast-to-Alfven Mode Conversion in a Cold MHD Plasma
阿尔文波可能是由快磁声波在太阳大气中反射层附近通过模式转换产生的，这对日冕振荡和活跃区日震学都有影响。在活跃区域，这种反射通常发生得足够高，以至于阿尔文速度$a$大大超过声速$c$，远高于快模式和慢模式相互作用的$a=c$水平。为了集中讨论快/阿尔文转换的基本特性，去掉不必要的细节，采用重力分层冷MHD模型$c\to0$来冻结慢模是有用的。这为在更复杂的大气中快速到阿尔文模式转换提供了基准。假设一个均匀的倾斜磁场和一个指数阿尔文速度分布与密度标度高度$h$，阿尔文转换系数只取决于三个变量;无量纲的横向于分层的波数$κ=kh$、磁场相对于分层方向的倾斜度$θ$以及波矢量相对于包含分层和磁场方向的平面的偏振角$ϕ$。我们提出了一个广泛的探索模式转换在这个参数空间，并得出结论，几乎完全转换为向外传播的阿尔文波通常发生在小$θ$和大$ϕ$（$80^\circ$ - $90^\circ$），虽然它是完全不存在时，$θ$正好为零（垂直场）。对于日震感兴趣的波数，转换区域足够宽，可以覆盖整个色球层。
2011-05-31 astro-ph.SR
