Observational evidence of resonantly damped propagating kink waves in the solar corona
在这封信中，我们建立了明确的证据，共振吸收阻尼机制，通过分析观测数据，从新的日冕多通道偏振仪（CoMP）。该仪器已经确定，在太阳日冕中存在普遍传播的低振幅（$\approx$ 1 km s $^{-1}$）阿尔文波，频率范围很广。从磁流体力学（MHD）波理论实际解释这些波的扭结模式，他们应该表现出一个频率依赖的阻尼长度，由于共振吸收，由TGV关系表明，横向等离子体不均匀性在日冕磁通量管导致他们作为自然的低通滤波器。结果发现，所观察到的频率依赖于阻尼长度（高达约8兆赫）可以解释的扭结波解释，此外，空间平均平衡参数描述的长度尺度的横向等离子体密度不均匀性的系统的日冕环是一致的，从TRACE观测站扭结模式的估计值的范围。
2010-07-07 astro-ph.SR
Spatial Damping of Propagating Kink Waves Due to Resonant Absorption: Effect of Background Flow
观测表明，在太阳大气中普遍存在着传播的磁流体动力学（MHD）扭折波。波和流经常同时被观察到。由于等离子体在垂直于磁场的方向上的不均匀性，扭结波在空间上被共振吸收阻尼。流动的存在可能影响波的空间阻尼。本文研究了纵向背景流对横向非均匀磁通量管中共振扭折波的传播和空间阻尼的影响。我们结合近似分析理论与数值研究。分析理论使用薄管（TT）和薄边界（TB）近似，以获得波长和阻尼长度的表达式。数值上，我们验证了以前获得的解析表达式的电阻MHD本征值问题的全部解决方案的手段超越TT和TB近似。我们发现，向后和向前传播的波具有不同的波长和阻尼的长度尺度是成反比的频率在静态的情况下。然而，比例系数取决于流动的特性，因此阻尼长度不同于其静态模拟。对于缓慢的亚阿尔文流动，向后传播的波在比没有流动时更短的长度尺度上被阻尼，而对于向前传播的波，阻尼长度更长。波的不同性质取决于它们相对于背景流的传播方向，可以通过观测来检测，并且可以与地震学应用相关。
2011-04-10 astro-ph.SR
Weak damping of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
传播的横波被认为是坡印廷通量在整个太阳大气中的关键传输者。最近的研究表明，这些横向运动，解释为磁流体动力学扭结模式，是普遍存在的整个日冕。相关的能量估计表明，这些波携带的能量足以满足静止太阳中日冕辐射损失的需求。然而，目前还不清楚这些波是如何将能量沉积到日冕等离子体中的。我们提出了一个大规模的研究结果，传播扭结波在静止的日冕使用的数据从日冕多通道偏振仪（CoMP）。分析表明，扭结波似乎是弱阻尼，这将意味着低速率的能量转移从大尺度的横向运动到小尺度通过单湍流或共振吸收。这就提出了一个问题，即观察到的扭结模式如何将能量沉积到日冕等离子体中。此外，这些观察，结合蒙特卡罗模拟的结果，我们推断，太阳日冕显示的密度比谱，与较小的密度比（相对于周围的日冕）在静止的日冕环和较高的密度比在活动区日冕环。
2021-10-19 astro-ph.SR
Damping of nonlinear standing kink oscillations: a numerical study
我们的目的是研究非线性区域中日冕环的基本扭结模式，研究与非线性效应有关的环截面能量演化和振荡幅度的变化，特别是Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的发展。我们运行的想法，高分辨率的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟，研究初速度振幅和不均匀层厚度的影响。我们模拟的日冕环作为一个直的，均匀的磁通量管与外部不均匀层，嵌入在一个直的，均匀的磁场。我们发现，对于低振幅，不允许的KHI在模拟时间内发展，阻尼时间同意与共振吸收理论。然而，对于更高的振幅，KHI围绕振荡回路的存在可以改变回路的演化，导致在某些情况下比线性理论预测的阻尼快得多。这就质疑了基于线性理论应用于观测阻尼剖面的地震学方法的准确性。
2016-09-22 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in two-dimensional non-uniform prominence threads
我们分析了二维日珥线中共振阻尼横向扭折振荡的振荡特性。精细结构建模为圆柱对称的磁通量管与一个致密的中心部分突出的等离子体属性和抽空的部分，都包围着日冕等离子体。平衡密度允许在横向和纵向上非均匀变化，我们研究了纵向密度结构对周期，阻尼时间和阻尼率的影响，通过数值求解线性电阻磁流体动力学（MHD）方程计算的横向扭结模式。相关的参数是线的长度和真空管部分的密度，这两个量很难直接从观察中估计。我们发现，这两个强烈的影响振荡周期和阻尼时间，并在较小程度上的阻尼比。对扰动的空间分布和进入共振的能量通量的分析使我们能够解释获得的阻尼时间。对日珥地震学、二维磁通量管中共振阻尼扭折模式的物理学以及日珥等离子体的加热的意义进行了讨论。
2011-07-27 astro-ph.SR
A statistical study of decaying kink oscillations detected using SDO/AIA
尽管在过去的十年里对日冕环的扭结振荡进行了深入的研究，但利用太阳动力学天文台（SDO）的数据对振荡参数进行了大规模的统计学上有意义的调查。我们进行了统计研究的扭结振荡使用极紫外（EUV）成像数据从以前编制的目录。我们分析了SDO上的大气成像组件（AIA）在其运行的前四年（2010-2014）中观察到的58个扭结振荡事件。振荡的参数，包括初始的表观振幅，周期，长度的振荡回路，和阻尼进行了研究，为120个单独的回路振荡。通过对初始回线位移和振幅的分析，得出了初始回线位移一般决定初始振幅的结论。发现周期与环路长度成比例，并且数据云的线性拟合给出了Ck =（1330+/-50）km s-1的扭结速度。数据的主体对应于范围Ck =（800-3300）km s-1的扭结速度。进行了52个指数阻尼时间的测量，并且注意到，阻尼曲线中的至少22个可以通过非指数曲线和指数曲线的组合而不是纯指数阻尼包络线来更好地近似。还有另外10种情况，其中曲线看起来完全是非指数的，并且没有测量阻尼时间。指数阻尼时间与周期的缩放被发现，遵循先前建立的线性缩放这两个参数之间。
2015-11-11 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
Propagating Kink Waves in an Open Coronal Magnetic Flux Tube with Gravitational Stratification: Magnetohydrodynamic Simulation and Forward Modelling
本研究通过三维MHD模拟与前向建模，探究引力分层开放通量管中传播扭结波的特性，揭示共振吸收、密度分层对波的影响及加热机制，并提出间接观测该类波的潜在方法。
2024-06-27 astro-ph.SR
Damping of filament thread oscillations: effect of the slow continuum
小振幅的横向振荡通常在高分辨率的细丝观测中看到，即太阳细丝/双折射的精细结构，并且通常在几个周期内阻尼。扭结波模式支持的线程机构提供了一致的解释，这些观察到的振荡。在所提出的机制来解释扭结模式阻尼，共振吸收在阿尔芬连续似乎是最有效的，因为它产生的阻尼时间约3个周期。然而，对于非零β等离子体和典型的日珥条件，扭结模式也共振耦合到慢（或尖）连续模式，这可以进一步减少阻尼时间。在这封信中，我们首次通过分析和数值方法探讨了缓慢连续体对横向线振荡阻尼的影响。线模型由均匀的圆柱形等离子体、不均匀的过渡层和均匀的日冕等离子体组成。我们发现，由于慢共振的扭结模式的阻尼是远远低于由于阿尔芬共振的效率。
2009-03-19 astro-ph.SR
The effect of longitudinal flow on resonantly damped kink oscillations
最有希望的机制，对阻尼的扭结振荡的冕环是共振吸收。在这种情况下，以往的研究大多忽略了沿磁场线的明显平衡流动的影响。一般来说，流量是亚阿尔夫韦尼克，因此相对缓慢。在这里，我们调查的线性扭结磁流体波的谐振吸收的圆柱形磁通量管的目的是确定的前向和后向传播波的频率的变化和由于流动的阻尼时间的修改平衡流的效果。考虑了密度和纵向流沿径向同时变化的环模型。我们使用薄管薄边界（TTTB）近似，以计算阻尼率。在不假设TTTB近似的情况下，也解决了全电阻特征值问题。使用小的流量比和阿尔文速度，我们推导出简单的解析表达式的阻尼率。解析表达式与电阻本征模的计算结果吻合得很好。在典型的日冕条件下，当密度层的特征尺度与速度层的特征宽度相近或小于速度层的特征宽度时，流动对阻尼扭折振荡的影响很小。然而，在相反的情况下，阻尼率可以显着改变，特别是对于向后传播的波，这是无阻尼，而向前波是过阻尼。
2009-12-21 astro-ph.SR
Damping of slow surface kink modes in solar photospheric waveguides modeled by one-dimensional inhomogeneities
鉴于最近的兴趣磁流体动力学（MHD）波在孔隙和太阳黑子阴影，我们研究的阻尼慢表面扭结模式（SSKM）建模太阳光球波导与圆柱形的不均匀性，包括一个统一的内部，一个统一的外部，和一个连续的过渡层（TL）之间。执行本征模分析线性，电阻，无重力MHD，我们的方法是理想化的，除其他事项外，我们的平衡结构仅在径向方向。尽管如此，我们可以同时解决两个阻尼机制，一个是欧姆电阻率，另一个是尖点和Alfv $\acute{\rm e}$ n连续体中SSKM的共振吸收。我们发现，这两种机制的相对重要性敏感地依赖于磁雷诺数（$R_{\rm m}$）。共振吸收是唯一的阻尼机制，实际上大的$R_{\rm m}$值，和尖点共振一般占主导地位的Alfv $\acute{\rm e}$ n之一，除非轴向波数是在观测相关范围的下端。我们还发现，薄边界近似仅在TL宽径比远小于名义预期时才成立。欧姆电阻率对于实际上小的$R_{\rm m}$更为重要。即使在这种情况下，SSKM也只是轻微阻尼，在我们检查的参数范围内，阻尼时间与周期之比达到$\sim 10$。
2020-12-31 astro-ph.SR
Resonantly Damped Kink Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
太阳暗条和日珥线的横向振荡经常被报道。这些振荡具有周期短（2 - 10分钟）和在几个周期后被阻尼的共同特征。扭结磁流体动力学（MHD）波模式已被提出负责所观察到的振荡，而在阿尔芬连续共振吸收和离子中性碰撞是最好的候选人是阻尼机制。在这里，我们研究的时间阻尼的扭结MHD波在一个圆柱形的，部分电离的丝状线程嵌入在日冕环境中的解析和数值。线模型是由一个直的和薄的，均匀的丝状等离子体，与横向不均匀的过渡层的等离子体的物理性质不断变化，从灯丝到日冕的条件。磁场均匀且平行于螺纹轴。我们发现，扭结模式是有效地阻尼共振吸收的灯丝振荡的典型波长，阻尼时间与观察兼容。部分电离不影响共振吸收过程，灯丝等离子体电离度只对比观测到的波长短得多的波长的阻尼很重要。据我们所知，这是第一次研究部分电离等离子体中的共振吸收现象。
2009-09-19 astro-ph.SR
Damping of Propagating Kink Waves in the Solar Corona
自从在日冕中发现了无处不在的传播扭折波以来，阿尔夫文波又重新引起了人们的兴趣。{It长期以来，人们一直认为阿尔文波在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。为此，必须了解使其能量转移到等离子体的机制。通过共振吸收的模式转换被认为是扭折波阻尼的主要机制之一，并且被认为在能量传递过程中起关键作用。本研究探讨使用冠状多通道偏振仪（CoMP）在静止的冠状环传播扭结波的阻尼。基于相干性的方法被用来跟踪多普勒速度信号的波，使我们能够调查的空间演变的速度扰动。向外传播波与向内传播波的功率比用于估计相关的阻尼长度和品质因数。为了能够准确估计这些量，我们提供了适合于拟合模型的似然函数的第一次推导，以从离散傅立叶变换获得的两个功率谱的比率。极大似然估计用于将指数阻尼模型拟合到作为频率的函数的功率比的观测变化。我们证实早期的迹象表明，传播扭结波正在经历频率依赖性阻尼。此外，我们发现，阻尼率降低，或等效的阻尼长度增加，达到更高的日冕较长的日冕循环。
2019-04-18 astro-ph.SR stat.AP
Propagating Kink Waves in Chromospheric Jet-like Structures and Coronal Plumelets
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过Solar Orbiter上的EUI-HRI数据，首次观测到色球喷流状结构中反向激波的传播，其与相关日冕喷流结构的横向振荡周期相似，3D MHD模拟验证了该波的传播过程，揭示了横向波在能量从日球层向日冕传输中的作用。
2026-03-26 astro-ph.SR
Resonant Damping of Kink Modes in Solar Coronal Slabs
我们研究共振阻尼扭结模式在直冠状板块，特别注意制定的横向密度分布（“剖面”）的影响。我们的工作框架中的压力，重力自由，电阻磁流体力学，我们采用耗散本征模的角度来看。密度分布被限制为一维的，但仍然允许采取以连续过渡层连接均匀内部到均匀外部为特征的通用形式。色散关系（DR）推导出在薄边界的限制，产生的本征频率的解析表达式，概括已知的结果在各个方面。我们发现，分析，而不是数值解薄边界DR服务更好地验证我们的自洽电阻解决方案的目的。更重要的是，本征频率被发现是敏感的配置文件的规格，虚部的实部的比率很容易变化的两个因素时，一个配置文件被用来代替另一个。我们的本征模计算也检查的上下文中的脉冲激发扭结波，这表明共振吸收的重要性，充分倾斜的组件时，空间尺度的激励器是可比的板半宽。
2021-05-14 astro-ph.SR
On the Modeling of Kink Oscillations in Fine-Structured Coronal Loops with Field-aligned Nonlinear Longitudinal Disturbances
National Institute of Technology Delhi（德里国家理工学院）；University of Dundee（邓迪大学）；University of Maryland College Park（马里兰大学帕克分校）
研究初始场向速度流引发的非线性纵向扰动对精细结构日冕环链中扭结振荡阻尼的影响，用二维理想磁流体动力学模拟不同流动几何形状，发现其显著影响阻尼时间，为日冕相关研究提供重要参考。
2026-07-28 astro-ph.SR
Seismology of Standing Kink Oscillations of Solar Prominence Fine Structures
我们研究了直立扭折磁流体动力学（MHD）振荡的日珥精细结构建模为一个直的和圆柱形的磁管，只有部分填充的日珥材料，其两端固定在两个刚性的墙壁代表太阳光球。日珥等离子体部分电离，在日珥线和日冕介质之间存在一个横向不均匀的过渡层。因此，离子中性碰撞和共振吸收被认为是阻尼机制。在薄管近似和薄边界近似下，导出了基本模态的周期、阻尼时间及其比值的近似解析表达式。我们发现，占主导地位的阻尼机制是共振吸收，它提供的阻尼比与观察一致，而离子中性碰撞是无关的阻尼。阻尼比的值是独立的突出线程的长度和它在磁管内的位置，并与一个管完全充满了突出等离子体的值相一致。我们的研究结果的意义的MHD地震学技术的背景下进行了讨论，指出，报告的短周期（2 - 10分钟）和短波长（700 - 8,000公里）线程振荡可能不符合一个驻波解释，并可能与传播波。最后，我们表明，一些突出的物理参数，如反演，Alfvén速度、磁场强度、横向不均匀性长度尺度等，是可能的使用观测确定的值的周期和阻尼时间的振荡以及这些数量的分析近似。
2010-08-30 astro-ph.SR
Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
The Temperature-dependent Damping of Propagating Slow Magnetoacoustic Waves
在过去的几年里，人们对日冕中慢磁声波的快速衰减进行了广泛的研究。大多数研究表明，热传导是这种阻尼的主要贡献者，尽管有一些例外。利用SDO/AIA的极紫外（EUV）成像数据，我们使用两种独立的方法测量了在几个扇形环结构中观察到的慢磁声波传播的阻尼长度。首次研究了阻尼长度与温度的关系。结果表明，阻尼长度随温度的变化没有明显的减小，这与已有的观点相反。通过与由热传导阻尼计算的相应理论值的比较，推断出热传导在较热的回路中被抑制。另一种解释，热传导是不是占主导地位的阻尼机制，即使是短周期波在温暖的活动区循环，也提出。
2019-08-01 astro-ph.SR
Oblique Quasi-Kink Modes in Solar Coronal Slabs Embedded in an Asymmetric Magnetic Environment: Resonant Damping, Phase and Group Diagrams
磁声波在静态、直线、场取向、一维平衡中引起了人们极大的兴趣，在这种平衡中，磁性板的两侧的外部是不同的。我们专注于被困，横向基本，斜准扭结模式在无压设置的密度连续变化，从一个均匀的内部（密度$ρ_{\rm i}$）到一个均匀的外部的任何一方（密度$ρ_{\rm L}$或$ρ_{\rm R}$），假设$ρ_{\rm L}\leρ_{\rm R}\leρ_{\rm i}$。连续结构和斜传播使我们的研究新的相关研究，并导致波阻尼通过Alfv $\acute{\rm e}$ n共振。我们计算共振阻尼准扭结模式的电阻本征模，并通过改变$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}$从"完全对称“（$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}=ρ_{\rm i}/ρ_{\rm L}$）的”完全无源“的限制（$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}=1$）隔离系统不对称的影响。我们发现，由于两个Alfv $\acute{\rm e}$ n连续谱之间的差异，阻尼率具有非单调的$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}$依赖性，并且当$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}$低于某个阈值时，仅在一个连续谱中发生共振吸收。我们还发现，系统的不对称性的结果在两个定性不同的制度的相图和群图。当位形离“完全对称”位形不远时，相位和群轨迹基本上位于相对于平衡磁场的同一侧（不同侧）。我们的数值结果理解薄边界极限的分析进展，并…
2022-10-28 astro-ph.SR
Model fitting of kink waves in the solar atmosphere: Gaussian damping and time-dependence
{对太阳大气的观测表明，磁流体动力学波无处不在。测量波浪所用的仪器和技术的改进，现在可以将相互竞争的理论模型的微妙之处与观测到的波浪行为进行比较。一些研究已经开始进行这一进程。然而，用于模型比较的技术通常是不合适的，并且可能导致关于最佳模型的错误结论。这里的目的是介绍一些强大的统计技术模型比较太阳波社区，从天体物理学的其他领域的经验。在这个过程中，我们还旨在研究日冕环振荡的物理学。该方法利用最小二乘拟合将模型与观测数据进行比较。我们证明了模型和观测值之间的残差包含关于模型描述观测值的能力的重要信息，并展示了如何使用各种统计检验来评估它们。特别是，我们讨论了Kolmogorov-Smirnoff一个和两个样本测试，以及运行测试。我们还强调了在模型拟合过程中包括任何观测趋势线的重要性。{To演示的方法，观察一个振荡的冠状环进行站立扭结运动。模型比较技术提供的证据表明，高斯阻尼剖面提供了一个更好的描述所观察到的波衰减比常用的指数剖面。这支持了Pascoe et al.（2016）的先前分析。此外，我们使用的模型比较，以提供证据的时间依赖性波的扭结振荡的性质，归因于当地等离子体的热力学演化的行为。
2016-07-20 astro-ph.SR
MHD Seismology of a loop-like filament tube by observed kink waves
本文报道和分析了美国国家太阳天文台（NSO）/全球振荡网络组（GONG）在H α观测到的太阳暗条全球扭折振荡的观测证据。2013年3月15日，活动区11692的一次M1.1级耀斑在其西南面的暗条中诱发了一个全球性的扭折模。在暗条顶点及其附近的三个垂直切片位置上，观测到了61 - 67 min的周期和92 - 117 min的阻尼时间。我们发现波是阻尼的。从观测到的全球扭折模周期和阻尼时间尺度，利用共振吸收理论，我们进行了日珥地震学。我们估计不均匀性长度尺度的较低截止值约为细丝横截面半径的0.34 - 0.44倍。
2015-03-08 astro-ph.SR
Measurements of the solar coronal magnetic field based on coronal seismology with propagating Alfvenic waves: forward modeling
本文建立引力分层磁通量管的MHD模型并激发向上传播的扭结波，通过正向建模合成Fe XIII谱线并利用日冕震学推断磁场，验证了该方法可靠性并分析了测量误差因素。
2024-11-13 astro-ph.SR
Forward Modelling of Propagating Slow Waves in Coronal Loops and Their Frequency-Dependent Damping
冕环中的振荡慢波表现出一种阻尼，这种阻尼取决于波的频率。在这项研究中，我们的目的是调查的阻尼长度（L $_d$）与传播波的频率的关系。我们提出了一个具有均匀密度和温度的三维日冕环模型，并研究了四个选定的波周期的频率依赖的阻尼机制。我们包括热传导，以阻尼波，因为它们通过环路传播。数值模型输出已被正向模拟，以生成SDO/AIA 171毫米和193毫米通道的合成图像。使用正向建模，将原子发射特性纳入强度图像，使我们能够直接将我们的结果与实际观测结果进行比较。结果表明，阻尼长度与周期呈线性关系。我们还测量的阻尼长度上的排放性能的贡献，通过使用从模拟的密度值。此外，我们还计算了L $_d$与波浪周期的理论关系，并表明这与我们从数值模拟和早期观测中得到的结果是一致的。
2016-02-02 astro-ph.SR
Identification of Nonlinear Damping of Transverse Loop Oscillations by KHI-induced Turbulence
本文提出由湍流耗散的非线性驻波扭结振荡解析公式，通过贝叶斯推断和MCMC拟合证明其优于线性模型，并确定了非线性与线性共振吸收机制各自主导的参数区域。
2025-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Damped kink motions in a system of two solar coronal tubes with elliptic cross-sections
该研究通过线性理想MHD初值模拟考察双椭圆日冕管的驻立扭结运动，揭示截面纵横比与管间作用对周期、阻尼及共振吸收的影响。
2024-03-03 astro-ph.SR
On the nature of kink MHD waves in magnetic flux tubes
磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中经常被报道，通常被分为慢波、快波或阿尔文波。这些波具有混合性质的可能性常常被忽略。本工作的目的是研究和确定磁流体扭结波的性质。这是通过计算频率，阻尼率和本征函数的MHD扭结波的三个广泛不同的MHD波的情况下：可压缩的无压等离子体，不可压缩等离子体和可压缩等离子体与非零等离子体压力，允许MHD辐射。在所有这三种情况下，频率和阻尼率实际上是相同的，因为它们最多相差与$(k_z R)^2$成比例的项。在磁通量管中，在所有三种情况下，扭结波都是不可压缩波，具有可忽略的压力扰动和主要的水平运动。磁张力是磁通管中扭折波的主要回复力。总压力梯度力不能忽略，除非扭折波的频率与局部阿尔文频率相等或略有不同，即在共振层中。扭结波是非常强大的，不关心的细节MHD波环境。形容词“快”不是形容“波浪”的正确形容词。如果要使用形容词，应该是Alfvénic。然而，最好认识到扭结波具有混合性质，不能放在一个单独的盒子里。
2009-05-04 astro-ph.SR
Transition from decaying to decayless kink oscillations of solar coronal loops
本文利用低维自振荡模型研究太阳日冕环扭结振荡从衰减到无衰减的转变，发现阻尼模式取决于初始振幅和耦合参数，且非指数型衰减，可解释扭结振荡事件的相对罕见性。
2024-06-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Spatial damping of propagating sausage waves in coronal cylinders
香肠模式在日冕地震学中很重要。最近在太阳大气中观测到了空间阻尼传播的香肠波。我们研究了泄漏波如何影响沿日冕结构传播的香肠波的空间阻尼建模的圆柱形密度增强嵌入在一个均匀的磁场。在冷磁流体力学的框架下，我们求解了在给定实角频率$ω$下，复值纵向波数$k$的色散关系（DR）。为了验证的目的，我们还提供了分析近似的DR在低频极限和附近的$ω_{\rm c}$，临界角频率分离捕获泄漏波。与驻波情况相反，对于$ω$，传播香肠波被允许远低于$ω_{\rm c}$。然而，虽然能够将其能量向上引导，但这些低频波会受到大量的空间衰减。空间阻尼长度对圆柱体与周围环境的密度差的依赖性很小，对频率的依赖性很弱。该空间阻尼长度与$ω\lesssim 1.5 v_{\rm Ai}/a$的圆柱半径的数量级相同，其中$a$和$v_{\rm Ai}$分别是圆柱半径和圆柱中的阿尔文速度。我们的结论是，如果一个日冕柱体受到对称边界驱动器的扰动（例如，颗粒运动），波泄漏有效地过滤掉低频分量。
2015-07-28 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
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
Effect of area divergence and frequency on damping of slow magnetoacoustic waves propagating along umbral fan loops
本文研究面积发散与频率对沿太阳黑子本影扇环从光球层传播至日冕的慢磁声波阻尼的影响，发现计入面积发散后实际阻尼长度增大，且高频波比低频波阻尼更快。
2024-07-31 astro-ph.SR
Wave pressure and energy cascade rate of kink waves computed with Elsasser variables
数值模拟揭示了垂直结构等离子体中一种新型的单向波湍流（Magyar等人，2017），称为单湍流。对于这种新型的湍流，横向结构修改向上传播的波具有两个Elsasser变量，导致众所周知的垂直叶栅。在本文中，我们研究了一个解析描述的非线性演化的扭结波在圆柱形通量管，这是容易发生单湍流。我们表明，他们导致一个非线性级联的传播和驻波。我们计算了波压力和能量级联率的显式表达式。计算得到的阻尼率τ/P取决于通量管和背景等离子体的密度对比度，并与扭折波的振幅成反比。对密度对比度的依赖性表明，它起着作用，特别是在较低的太阳日冕。这些表达式可以添加到阿尔芬波驱动的太阳大气模型（如AWSOM，van der Holst等人，2014）中，将其修改为UAWSOM（单位湍流和阿尔芬波太阳模型）。
2020-07-30 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in nonuniform solar flux tubes: phase mixing and energy cascade to small scales
磁流体动力学（MHD）扭折波在太阳大气中是普遍存在的。这些波的传播和衰减可能对太阳大气介质中能量的传输和耗散起着相关的作用。然而，在大气等离子体中，横向MHD波能量的耗散的粘性或电阻率需要非常小的空间尺度是有效的。在这里，我们从理论上研究了在非均匀太阳磁通量管由于相位混合的MHD扭结波的小尺度的产生。我们超越了基于全局准模存在的通常方法，该全局准模由于共振吸收而随时间衰减。相反，我们使用一个模式的扩展来表示MHD扭结波作为一个叠加的阿尔文连续模式，相位混合随着时间的推移。这两种技术的比较表明，模态分析是更物理透明的，并描述了全球扭结运动的阻尼和小尺度的建立，由于相混合。此外，我们讨论了共振吸收和相位混合的过程是密切相关的。它们代表了相同的基本物理机制的两个方面：由于自然发生的等离子体和/或磁场不均匀性，从大尺度到小尺度的能量级联。这一过程可能为太阳大气等离子体中横向MHD波能量的有效耗散提供必要的条件。
2015-02-13 astro-ph.SR
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
MHD simulations of the in-situ generation of kink and sausage waves in the solar corona by collision of dense plasma clumps
MHD波在日冕中是普遍存在的，在日冕中高度结构化的磁场为它们的传播提供了有效的波导。虽然已经观察到MHD波起源于太阳大气的低层，但最近的研究表明，一些MHD波可以通过密集的反向传播流的碰撞原位产生。在这项理论研究中，我们分析的机制，触发扭结和香肠模式的传播在日冕中，以下的碰撞的反向传播的流量和流量的属性如何影响所产生的波的属性。为了详细研究这样的机制，我们运行了一系列理想的二维和三维MHD模拟，我们改变了反向传播流的属性，并通过一个简单的技术来估计扭结和香肠模式的振幅，我们调查他们的作用的MHD波的产生和传播。我们发现，波的振幅在很大程度上取决于流的动能和扭结或香肠模式的发病取决于碰撞斑点之间的不对称性。此外，MHD波的初始波长与流体碰撞产生的磁位形有关。我们还发现，真正的3D系统响应较小的波幅。在这项研究中，我们提出了一个参数空间描述的机制，导致产生的MHD波的碰撞流的电晕。未来对这些波的观测可用于了解日冕等离子体和磁场的性质。
2019-05-09 astro-ph.SR
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。
2018-04-27 astro-ph.SR
Alfvénic Motions in a Stratified Open Flux Tube: Transition from Propagating to Locally Standing Motions and Implications for the Kelvin-Helmholtz Instability
Institute of Frontier and Interdisciplinary Science, Shandong University（山东大学前沿交叉科学研究院）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学空间科学学院山东省空间环境与探测技术重点实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics (CmPA), Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）
本研究通过三维MHD模拟发现开放磁结构中的传播扭波可通过共振吸收和波反射形成局地驻阿尔文运动，进而驱动KHI产生湍流精细结构，解答了相关长期问题。
2026-08-04 astro-ph.SR
Kink oscillations of coronal loops
日冕环的扭结振荡，即，扭结驻波是日冕中研究最多的动力学现象之一。振荡是由脉冲能量释放激发的，例如低日冕爆发。振荡的典型周期是从几分钟到几分钟，并且发现随着振荡环的主要半径的增加而线性增加。它清楚地表明，扭结振荡是环的自然模式，并可以被描述为驻波快磁声波与环的长度确定的波长。在两个不同的制度中观察到扭结振荡。在快速衰减状态下，表观位移振幅达到环的几个小半径。阻尼时间约为几个振荡周期，随着振幅的增加而减小，表明阻尼的非线性性质。在无衰减区，振幅小于小半径，驱动因素仍有争议。综述总结了在过去十年中获得的主要发现，并涵盖了观测和理论结果。观测结果包括创建和分析振荡事件的综合目录，以及用极紫外和微波波段的成像和光谱仪器探测扭结振荡。理论结果包括各种方法来建模方面的磁流体动力学波理论。扭折振荡的性质依赖于振荡环的参数，如磁扭曲、层结、定常流、温度变化等，这使得扭折振荡成为磁流体动力学地震学方法对这些参数的自然探测。
2021-09-23 astro-ph.SR
Kink Oscillations in Solar Coronal Loops with Elliptical Cross-Sections. I. the linear regime
日冕环的截面很少是圆形的。我们研究线性扭结振荡直，密度增强，磁柱与椭圆形截面从初值问题的角度来看，通过求解三维磁流体动力学方程。出于相关的本征模分析，我们区分两个独立的偏振，一个沿主轴（M-模式）和其他沿未成年人（M-模式）。我们发现，发生在具有圆形截面的冕环中，环轴横向位移的明显阻尼伴随着横向Alfvénic运动的积累和随之而来的小尺度的发展，这表明共振吸收和相位混合概念的鲁棒性。此外，两个阶段，一般可以告诉除了在时间上的演变的环路位移;高斯时间依赖性之前的指数。对于两个被研究的密度比之间的环路和他们的周围环境，M模式（m模式）的周期往往增加（减少）与主-次半轴比，和阻尼时间的指数阶段的M模式往往超过他们的m模式对应。这对我们所研究的两个横向剖面是正确的。然而，不同极化的指数阶段中的阻尼时间的相对幅度取决于横向轮廓和/或密度对比度的规格。我们的数值研究结果的应用进行了讨论的背景下，冠状地震。
2020-10-14 astro-ph.SR
The dynamics and observability of circularly polarized kink waves
上下文扭结波通常在日冕环中观察到。共振吸收是一种广泛接受的机制，从扭结波中提取能量。已知非线性扭结波受Kelvin-Helmholtz不稳定性的影响。然而，所有以前的数值研究考虑线性偏振扭结波。目的。我们研究了直等离子体柱上的圆偏振扭结波的驻波和传播波的性质，并将它们与线偏振扭结波的性质进行了比较。方法.我们使用的代码MPI-AMRVAC解决完整的三维磁流体动力学（MHD）方程的直磁柱，由固定和传播的圆偏振扭结（m = 1）模式激励。结果由于共振吸收的阻尼是独立的偏振状态。诱导的共振流的形态或外观对于两种极化是不同的，然而，在前向建模的多普勒信号中基本上没有差异。对于非线性振荡，小尺度的增长率由振荡的总能量而不是微扰振幅决定。我们讨论了可能的影响和地震学的相关性。
2021-12-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Resonant absorption of kink magnetohydrodynamic waves by a magnetic twist in coronal loops
有充分的证据表明日冕中存在扭曲的磁结构。这促使我们考虑磁扭曲的原因阿尔芬频率连续的日冕环，这可以支持共振吸收作为一个快速阻尼机制所观察到的日冕扭结磁流体动力学（MHD）振荡。我们用一个圆柱形的磁通量管来模拟日冕环，这个圆柱形的磁通量管在内部和外部区域具有恒定但不同的密度。假设磁场是恒定的，并且除了通量管的边界附近的具有附加的小磁场扭曲的薄层之外，到处与圆柱轴对齐。然后，我们研究了一些可能出现在我们的模型中的不稳定性。在细管薄边界近似下，我们导出色散关系，并解析求解，得到基波（l=1）和一次/二次泛音（l= 2，3）扭折（m=1）MHD模的频率和阻尼率。我们的结论是磁扭曲的共振吸收可以证明在日冕环中观察到的扭结MHD波的快速阻尼。此外，在非均匀层中的磁扭曲可以导致偏离P1/P2=2和P1/P3=3，这与观测相当。
2016-08-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Phase mixing of propagating Alfven waves in a stratified atmosphere: 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。Hinode/SOT最近的观测表明，针状体大多表现出向上传播的高频波。在这里，我们研究了这种波的耗散由于太阳针状体的分层环境中的相位混合。由于它们是高度动态的结构，其速度约为Alfven相速度的显著分数，因此我们考虑了定常流的影响。我们的数值模拟表明，由于重力分层的存在下，阻尼发生在空间比时间。指数衰减律exp（-At ^3）在针状体条件下是有效的，但是计算出的衰减时间比观测到的针状体寿命长得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
Horizontally and vertically polarized kink oscillations in curved solar coronal loops
本文通过理想MHD三维模拟研究弯曲日冕环的水平与垂直偏振扭结振荡，发现密度分层会显著增大水平偏振频率偏差，并首次证实波隧穿侧向泄漏弱于共振吸收。
2024-04-08 astro-ph.SR
Kink oscillations of flowing threads in solar prominences
Hinode/SOT最近的观测表明，MHD波和质量流同时存在于太阳黑子的精细结构中。从理论上研究了日珥流动线中的扭结磁流体动力学驻波。我们将日珥精细结构模拟为一个嵌入日冕中的圆柱形磁管，其两端线绑在光球层中。磁柱是由一个区域与致密的日珥等离子体，这是沿着磁管流动，而其余的通量管被日冕等离子体占据。我们使用WKB近似获得的基本模式的周期和振幅的函数的流速的解析表达式。此外，我们解决了整个问题的数值方法与时间相关的模拟。我们发现，无论是周期和振幅的MHD驻波随时间变化的突出线程沿磁结构的流动。基本扭结模式是一个很好的描述的振荡的时间依赖性的演变，在WKB近似的解析表达式是一致的完整的数值结果。相对于静态情况，流动的存在修改了振荡的周期。然而，对于实际的流速，这种影响可能落在观测的误差条内。由于流动引起的振幅变化导致振荡的明显阻尼或放大，这可以修改由附加阻尼机制引起的实际衰减率。
2011-06-20 astro-ph.SR
Wave Damping Observed in Upwardly Propagating Sausage-mode Oscillations contained within a Magnetic Pore
我们目前的观测证据的可压缩磁流体动力学波模式从太阳光球通过太阳磁孔的过渡区的基础上传播。使用邓恩太阳望远镜同时获得了四个波段的高节奏图像。采用傅立叶和小波技术，香肠模式振荡显示显着的功率检测强度和面积波动。强度和面积起伏的周期范围为181- 412 s，平均周期约为290 s，与全局p模谱一致。发现存在于相邻带通中的强度和面积振荡彼此异相，在4170埃连续体-G带、G带- Na I D1和Na I D1 - Ca II K高度之间分别显示6.12度、5.82度和15.97度的相位角，重申存在向上传播的香肠模式波。0度之间的相位关系相同的带通发射和面积扰动的孔隙最好归类波属于“慢”制度的色散图。理论计算表明，这些波是表面模式，初始光球能量超过35000 W/m^2。波能量学表明能量随大气高度的大幅降低，证实磁孔能够传输表现出可观的能量阻尼的波，这可能会释放相当大的能量到本地色球等离子体中。
2015-05-11 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
Transverse, Propagating Velocity Perturbations in Solar Coronal Loops
这篇简短的评论文章概述了最近观察到的横向，传播速度扰动日冕循环。观察到这些无处不在的扰动在传播过程中会受到很强的阻尼。使用三维数值模拟的足点驱动的横波在日冕等离子体中传播的圆柱形密度结构，结合分析建模，它表明，所观察到的速度扰动可以理解的耦合不同的波模式在不均匀的边界的循环。模式耦合在不均匀的边界层的环路导致耦合的横向（扭结）模式的方位角（阿尔芬）模式，观察到的衰减的横向扭结振荡。数值和分析结果表明，阻尼波的空间轮廓具有高斯形状开始，在切换到指数衰减在大的高度。此外，最近对大型、离翼、跨赤道环的CoMP（日冕多通道偏振仪）多普勒频移观测的分析表明，在频谱的高频部分，顶点处的傅立叶功率似乎高于理论模型的预期。这种多余的高频FFT功率可能是低中频波级联成（Alfvenic）湍流的初步证据。
2015-10-04 astro-ph.SR
Analytic approximate seismology of propagating MHD waves in the solar corona
观测表明，在太阳大气中传播的磁流体动力学（MHD）波是普遍存在的。磁流体地震学技术是利用波动观测和磁流体波动理论相结合，间接推断太阳大气等离子体和磁场的物理参数。在这里，我们提出了一个分析地震反演方案传播MHD波。该方案以一致的方式使用关于波长和阻尼长度的观测信息，以及周期或相速度的观测值，并且基于波长和阻尼长度的理论值的近似渐近表达式。讨论了反演格式的适用性，并给出了一个算例。
2012-10-09 astro-ph.SR
Persistent fast kink magnetohydrodynamic waves detected in a quiescent prominence
太阳等离子体线的小尺度、周期性、横向运动常被解释为磁流体动力学（MHD）波。在这里，我们观察到小规模的无衰减横向振荡在一个静止的日珥，他们似乎是无所不在的。辐射强度和视线多普勒频移的振荡周期约为位移振荡周期的一半。这一特征与磁通管中的快扭折模波吻合得很好。所有的运动线程振荡横向空间同相，并没有表现出显着的阻尼在整个可见的部分，表明快速扭结MHD波持续供电和持续耗散能量转移到周围的等离子体在安静的电晕。然而，我们的计算表明，单靠快速扭结MHD波所吸收的能量并不能支持平静太阳的日冕加热。
2022-01-19 astro-ph.SR
No unique solution to the seismological problem of standing kink MHD waves
本文的目的是指出，经典的地震学问题，利用观测和理论表达式的周期和阻尼时间的横向磁流体动力学（MHD）波在冠环是更好地称为一个简化的地震学问题。减少强调的事实，只有少数的特征量的平衡配置文件可以确定。减少也意味着没有唯一的解决方案，以完整的地震学问题。即使是简化的地震学问题也不允许有唯一的解决方案。贝叶斯推断的结果支持我们的数学论点，并提供洞察之间的关系的代数和概率反演。
2018-12-18 astro-ph.SR
Waves in Solar Coronal Loops
最近的观测揭示了日冕中普遍存在的磁流体动力学（MHD）波和振荡。本文综述了活动区冕环中主要存在的4种波（或振荡）现象的观测研究进展，包括耀斑引起的慢模振荡、快扭折模振荡、传播慢磁声波和泛在传播扭折（Alfvenic）波。本文不仅全面介绍了这些波和日冕地震学的各个方面，而且突出了新出现的或激烈争论的主题，从而为读者进一步研究他们感兴趣的主题提供了有益的指导。
2018-03-30 astro-ph.SR
Do Periods of Decayless Kink Oscillations of Solar Coronal Loops Depend on Noise?
本文用一个低维模型研究了日冕环的无衰减扭折振荡，该模型基于一个系数经历随机涨落的随机驱动瑞利振子。该模型认为扭结振荡的日冕环的自然模式，衰减的线性共振吸收。阻尼抵消了随机运动的环路足点和互动的环路与外部准稳定流的随机波动。换句话说，该模型结合了自振荡和随机驱动机制的无衰减行为。随机信号被认为是平稳的红噪声性质。在无噪声的情况下，该模型具有渐近平稳的振荡解，即，扭结自振荡它建立了扭结振荡周期实际上是独立的噪声。这一发现证明了地震学估计的扭结和阿尔文速度和磁场的振荡回路由扭结振荡，根据观察到的振荡周期。振荡模式被发现是几乎谐波。外部流动的噪声波动对称地调制几乎单色振荡图案的振幅，而环路足点的随机运动引起反对称振幅调制。这种调制也与观察到的行为一致。
2022-09-13 astro-ph.SR
Nonlinear wave damping by Kelvin-Helmholtz instability induced turbulence
本文研究了非线性扭折波中 Kelvin-Helmholtz 不稳定性诱导的湍流演化，发现其分为增长与衰减两阶段，并据此建立了准确的振荡阻尼与湍流加热预测模型，揭示了其与线性理论阻尼剖面的显著差异。
2024-03-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn
