A self-consistent solar coronal heating model by Alfvenic waves
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）
该研究通过三维辐射磁流体力学模拟证实，太阳日冕主要由阿尔文波湍流主导的AC加热，占比至少80%，支持空间天气研究中AWSoM等阿尔文波湍流模型的应用。
2026-08-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Modelling the interaction of Alfvénic fluctuations with coronal mass ejections in the low solar corona
本研究通过理想MHD模拟探究低日冕中阿尔文型太阳风涨落与CME的相互作用，揭示了涨落透射、鞘层形成及频率对激波速度的影响机制。
2023-10-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Effects of wave damping and finite perpendicular scale on three-dimensional Alfven wave parametric decay in low-beta plasmas
本文首次通过三维开放边界混合模拟研究低β等离子体中动理学阿尔芬波参量衰变不稳定性，揭示波阻尼（碰撞阻尼、几何衰减和离子朗道阻尼）是限制其激发的关键因素，而垂直波尺度本身影响不显著。
2024-05-01 astro-ph.SR physics.plasm-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
Impulsively Generated Linear and Non-linear Alfven Waves in the Coronal Funnels
本文通过数值求解含时 MHD 方程，模拟日冕漏斗中脉冲激发的线性与非线性 Alfvén 波，指出非线性波能为日冕加热和太阳风加速提供足够能量。
2014-01-16 astro-ph.SR
Torsional Alfven Oscillation in the Regime of Firehose Instability as a Mechanism of Plasma Stratification in a Laboratory Experiment on Modeling a Coronal Arch
A. V. Gaponov-Grekhov Institute of Applied Physics of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院阿·瓦·加蓬诺夫-格列霍夫应用物理研究所）；Lobachevsky University（罗巴切夫斯基大学）
实验室实验中通过火舌不稳定性 regime 激发反扭阿尔文振荡，导致等离子体分层现象，揭示了等离子体在磁场中的分布机制。
2024-12-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Minor ion heating in spectra of linearly and circularly polarized Alfvén waves: Thermal and non-thermal motions associated with perpendicular heating
研究了小离子（如$He^{2+}$）与线偏振和圆偏振阿尔文波（LPAW和CPAWs）谱的非共振相互作用加热.得到的解析解与模拟结果吻合较好，表明在低β等离子体（如日冕）中，新生离子被有限振幅的低频Alfvén波加热。解析解还再现了重离子在太阳风中的优先加热。在平行传播的阿尔文波的存在下，在波（磁场）极化方向上清楚地观察到了双折射引起的粒子运动。在波减弱之后，新生离子被加热，这是由离子之间的相位差（随机化）引起的，由于它们不同的平行热运动。加热在与环境磁场垂直的方向上占主导地位。CPAWs光谱中的垂直加热$η=(T_{i\perp}^R-T_{i0\perp}^R)/T_{i0\perp}^R$（其中$T_{i0\perp}^R$和$T_{i\perp}^R$分别是真正加热之前和之后的$i$物种的垂直温度）比LPAW的加热强两倍。此外，我们还研究了$i$相对于$H^+$，$δv_{ip} = (\mathbf{v_i}-\mathbf{v_p}) \cdot \mathbf{B} / |\mathbf{B}|$（其中$\mathbf{v_i}$和$\mathbf{v_p}$分别表示$H^+$和$i$的矢量速度）的场向差分流速对垂直加热的影响。结果表明，大的漂移速度$v_d=δv_{ip}$对降低垂直加热效率有影响，这与观测结果一致。
2014-01-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observation of O+ Characteristics During the Terrestrial Alfvén Wing State Induced by the April 2023 Coronal Mass Ejection
利用Magnetospheric Multiscale观测，本文首次分析亚阿尔文速太阳风阿尔文翼接触区的O+能量、来源、沿闭合磁力线的流动及逃逸与捕获特征。
2024-10-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Comment on `Oblique Propagation and Dissipation of Alfvén Waves in Coronal Holes' by Srivastava and Dwivedi
我们评论最近的文件由Srivastava和Dwivedi（J。{ \bf 28}，1，2007）。在该论文中，导出的色散关系$νη\cos^4 θk^4 + [v_A^2 - i ω(ν+ η)] \cos^2 θk^2 - ω^2 = 0$似乎是错误的。因此，他们论文中得出的结论是不可靠的。
2009-12-21 astro-ph.SR
Exploring the damping of Alfvén waves along a long off-limb coronal loop, up to 1.4 R$_\odot$
日冕中的阿尔文波能流可以通过波的电子密度和速度振幅来探测。阿尔文波的速度振幅可以从谱线剖面的非热速度得到。以往对活动区和极冕洞阿尔文波能量通量随高度变化的计算为阿尔文波随高度衰减提供了证据。本文报道了用离边Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）观测的一个高达1.4~R $_\odot$的长日冕环。我们得到了环上的电子密度，发现环几乎处于流体静力平衡。我们使用EM轨迹方法获得了温度，并发现环是等温的，以及沿着环的温度约为1.37 MK。我们显着提高了非热速度的估计比以前的研究通过使用估计的离子（等于电子）温度。电子密度的估计，提高了使用的显着更新的CHIANTI v.8原子数据。更准确的测量传播阿尔文波能量沿冠环及其阻尼的距离为1.4 R $_\odot$，进一步比以前已经探索。阿尔文波能量通量的获得可能有助于日冕的损失，由于辐射沿环的一个显着的部分。
2019-06-04 astro-ph.SR
An approximate analytic solution to the coupled problems of coronal heating and solar-wind acceleration
在日冕的底部和阿尔芬临界点之间，太阳风的密度降低了大约五个数量级，但温度的变化只有几个因子。在本文中，我表明，这种准等温演变的阿尔芬临界点是一个通用的属性，由反射驱动的阿尔芬波（AW）湍流，其中向外传播的AWs部分反射，反向传播的AWs相互作用，产生级联的波动能量的小尺度，从而导致湍流加热的外流。近似的亚Alfvenic区域的等温，我首先提出了一个简化的计算的质量流出率，渐近风速和日冕温度，忽略了传导损失和波压力。然后，我开发了一个更详细的过渡区，日冕，和太阳风，占从日冕底部到过渡区的热通量和动量沉积的AWs模型。我解决这个热通量的平衡，在过渡区，传导加热对内部能量损失的辐射，pdV工作，和平流。日冕底部的密度是通过局部平衡湍流加热和辐射冷却来确定的。我在两个不同的参数制度解析求解模型的方程。模型方程的解析解和数值解与一些观察结果一致。
2021-04-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfvén wave phase-mixing in flows: Why over-dense, solar coronal, open magnetic field structures are cool?
本研究的动机是通过相位混合包括阿尔文波（AW）阻尼中的等离子体流的影响，并探索观测的意义。我们的磁流体动力学（MHD）模拟和分析计算表明，当存在背景流时，通过相位混合的AW阻尼的数学表达式通过以下替换进行修改：$C_A^\prime(x) \to C_A^\prime(x)+V_0^\prime(x)$，其中$C_A$和$V_0$是AW相位和流速，并且撇号表示在穿过背景磁场的方向上的导数。在均匀磁场和过密等离子体结构中，其中$C_A$小于周围等离子体中的$C_A$，被限制在结构中并且与AW沿相同方向行进的流动减少了相混合的效果，因为在结构的边缘上，$C_A^\prime$和$V_0^\prime$具有相反的符号。因此，与没有流动的情况相比，波通过较慢的相混合而衰减。这是同向流动的结果，同向流动减少了横向方向上的波前拉伸。我们应用我们的研究结果来解决这个问题，为什么过密的太阳日冕开放磁场结构（OMFS）比背景等离子体更冷。观测表明，过密的OMFS（如太阳日冕极羽）比周围的等离子体更冷，在这些结构中，多普勒谱线展宽与体等离子体运动（如AW）一致。如果过于密集的太阳日冕OMFS加热AW阻尼通过相混合，我们表明，同方向的AW，在他们的等离子体流减少相混合诱导加热，从而提供了一个解释，为什么他们出现比背景更冷。
2015-11-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Assessing the Capabilities of Dynamic Coronal Seismology of Alfvénic Waves through Forward Modeling
日冕地震学是太阳物理学中的一种诊断工具，用于测量难以测量的参数;在这些参数中，磁场值可以说是最重要的。结合观测资料和磁流体动力学波动理论，推导了这些参数。迄今为止，日冕地震学已成功地应用于各种单振荡事件。此类事件相对罕见，导致很少使用诊断。然而，太阳大气层中无处不在的波可能使动态日冕地震学成为可能，这涉及日冕参数的连续反演，并将在太阳物理学的许多领域中构成巨大的飞跃。在本文中，我们研究的鲁棒性和准确性的磁场诊断应用于前向建模的三维MHD模拟传播Alfvénic波。我们发现，地震学测量的磁场值是令人放心的接近输入值（20%以内）的范围内的设置研究，提供动力冠状地震学的进一步发展的鼓励和信心。
2018-04-16 astro-ph.SR
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 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
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
How Alfvén waves energize the solar wind: heat vs work
越来越多的证据表明，太阳风在很大程度上是由阿尔文波（AW）能流驱动的。AWs通过两种机制为太阳风提供能量：加热和做功。我们使用高分辨率的直接数值模拟的反射驱动AW湍流（RDAWT）的快速太阳风流从冕洞发出的调查这两种机制。特别是，我们计算的AW功率在日冕底部（$P_{\rm AWb}$），这是通过加热之间的日冕底部和日心距离$r$，我们表示$χ_{\rm H}(r)$转移到太阳风粒子的分数，并通过工作，我们表示$χ_{\rm W}(r)$转移的分数。我们发现，$χ_{\rm W}(r_{\rm A})$的范围从0.15到0.3，其中$r_{\rm A}$是Alfvén临界点。这个值与~ 1相比很小，因为阿尔文速度$v_{\rm A} $超过了$r<r_{\rm A}$处的流出速度$U$，所以AWs在等离子体中快速运动而没有做太多的功。在$r>r_{\rm A}$（其中$v_{\rm A} < U$），AW在近似意义上“粘在等离子体上”，这有助于它们在等离子体膨胀时做压力功。然而，当AW到达$r=r_{\rm A}$时，大部分AW功率已经耗散，因此AW在$r>r_{\rm A}$处对等离子体进行工作的总速率是$P_{\rm AWb}$的一个适度的分数。我们发现，加热是更有效的$r<r_{\rm A}$工作，与$χ_{\rm H}(r_{\rm A})$范围从0.5到0.7。在我们的模…
2021-03-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 astro-ph.SR
Compositional metrics of fast and slow Alfvenic solar wind emerging from coronal holes and their boundaries
本研究结合 Solar Orbiter 与 PSP 会合观测及 PFSS、MHD 映射，识别源自冕洞内部和边界的快速与高阿尔文性慢速太阳风，并揭示其成分差异。
2024-04-29 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Response to the comments of Dwivedi and Srivastava on the propagation and dissipation of Alfven waves in coronal holes
钱德拉[1]试图表明，Dwivedi和Srivastava [2]（以下简称DS）的工作甚至可以分析研究，他们的结果是错误的。Dwivedi和Srivastava [3]选择了Chandra [1]的一些值，并试图表明它们在物理上是不可接受的。Chandra [1]的一些结果在物理上是不可接受的，因为这些结果是DS错误方法的结果。然而，结果是数值正确的，而DS的结果是数值错误的。
2009-12-20 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation and phase mixing of Alfvén waves in coronal loops
阿尔文波的相位混合作为一种可能的日冕加热机制已经被广泛研究，但没有完全的热力学后果被认为是自洽的。有人认为，在某些情况下，加热的热力学反馈可以大大影响横向密度梯度，甚至抑制相混合过程。在本文中，我们使用的MHD模拟与适当的计算条款，包括量化的蒸发加热后的相位混合的阿尔文波在日冕环和这种蒸发的横向密度分布的影响。使用Lare 2D代码进行数值模拟。我们建立了一个由场向热力学平衡和交叉场（背景）加热分布组成的2D回路模型。实现了连续、正弦、高频Alfvén波驱动器。当阿尔文波沿着场传播时，由于环的冠状部分中的交叉场密度梯度，它们经历相位混合。我们研究了场向流的存在，加热的相位混合阿尔文波的耗散，以及随后的蒸发从低层大气。我们发现阿尔文波的相位混合导致环壳区域的适度加热和色球物质蒸发到日冕中，上升流仅为5-20 m/s。虽然蒸发导致的质量增加的壳区域的环路，密度梯度的影响，因此，在相混合过程中，是微不足道的。本文自洽地研究了色球蒸发对日冕环中交叉场密度梯度和相位混合过程的影响。我们发现，在我们的特定设置（小振幅，高频波）的影响太小，显着改变密度梯度。
2020-02-26 astro-ph.SR
Signatures of Alfven waves in the polar coronal holes as seen by EIS/Hinode
上下文我们诊断的性质的羽流和羽流间区域在极冕洞和波的作用，在加速的太阳风。目标。我们试图检测阿尔芬波是否存在于极冕洞通过EUV线宽的变化。方法.使用光谱观测在极冕洞区域与EIS光谱仪日出，我们研究的线宽和电子密度的变化作为高度的函数。我们使用了Fe xii 186.88 A & 195.119 A和Fe xiii 203.82 A & 202.04 A的密度敏感线对。结果对于极地地区，线宽数据表明，非热视线速度从26公里/秒，在1000以上的边缘增加到42公里/秒，约15000（即110，000公里）以上的边缘。在相同的距离上，电子密度从3：3 × 10^9 cm^-3下降到1：9 × 10^8 cm^-3。结论.这些结果意味着，非热速度是成反比的平方根的电子密度，在很好的协议与无阻尼径向传播的线性阿尔芬波的预测。我们的数据提供了在极冕洞区域的阿尔芬波的签名，这可能是重要的太阳风的加速。
2009-06-25 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfvén waves. II. Extended analysis and effect of magnetic twist
在以前的工作中已经表明，扭转阿尔文波可以在具有纯轴向磁场的非均匀日冕环中驱动湍流。在这里，我们探讨的作用，磁扭曲。我们的模型作为一个横向不均匀的直通量管，锚定在光球，并嵌入在一个统一的日冕环境的日冕环。我们认为磁场是扭曲的，并通过模型的自由参数来控制磁扭曲的强度。我们激发纵向基本模式的立扭阿尔芬波，其时间演化是通过高分辨率的三维理想磁流体动力学数值模拟。我们发现扭转阿尔文波的相位混合在垂直于磁场线的方向上产生速度剪切。速度切变最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi）。在弱扭曲的磁管中，KHi能够非线性地增长，随后，在冠状环中以与未扭曲的情况类似的方式驱动湍流。如果磁扭曲仍然很弱，磁扭曲的作用是延迟KHi的开始，减缓湍流的发展。相反，当磁扭曲足够强时，磁张力可以抑制KHi的非线性增长，即使KHi已经被相位混合剪切局部激发。因此，在强扭曲环中不会产生湍流
2022-09-19 astro-ph.SR
Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 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
Contribution of mode coupling and phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating
日冕中阿尔文波的相位混合被认为是解释日冕加热的一个可能的候选者。虽然这种情况得到了日冕中携带足够波能的无处不在的振荡的观测和描述小尺度结构中能量集中的理论模型的支持，但仍然不清楚这种波能是否可以维持百万度的日冕。这项工作的目的是评估有多少能量可以通过在圆柱形日冕结构（如日冕环）中传播Alfvénic波引发的相混合过程转换，并估计对日冕加热的影响。为此，我们运行3D磁流体模拟的磁化圆柱体的阿尔文速度变化通过边界壳和一个脚点驱动器被设置为触发扭结模式，该模式耦合到扭转阿尔文模式的边界壳。这些阿尔文波预计相混合和系统允许我们研究随后的热能沉积。我们运行参考模拟来解释主要过程，然后改变模拟参数。当我们考虑高值的磁阻和强足点驱动器时，我们发现i）相混合导致$10^5$ K或更少数量级的温度增加，这取决于边界壳层的结构，ii）这种能量能够平衡仅在加热所涉及的局部区域中的辐射损失，iii）以及驱动器的边界层和持久性如何影响系统的热结构。我们的结论是，由于我们采用的极端物理参数和对系统加热的适度影响，相混合不太可能在全球范围内对日冕加热做出贡献。
2017-03-16 astro-ph.SR
On excited frequencies for Alfvén waves in a coronal arcade
磁拱的正常振荡模式被用来解析地解决初始值问题，并估计在日冕重联事件所产生的波频率的功率谱。在一个现实的参数范围内，我发现，这样的干扰产生的峰值功率在$\sim10$的$\mathrm{mHz}$频率，但仍有相当大的功率高达$\sim4\mathrm{Hz}$。目前仪器的节奏和灵敏度不允许在这些频率下观察振荡，但在不久的将来，新的仪器将能够探测这一制度，并通过观测确定其能量的重要性。
2017-09-11 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfven waves
观测和数值模拟都表明，阿尔文波可能携带足够的能量来维持太阳大气等离子体的高温。然而，波能的热化是低效的，除非考虑非常短的空间尺度。相混合是一种可以将能量降低到耗散长度的机制，但它的作用时间太长。在这里，我们研究如何湍流，驱动的相位混合扭转阿尔芬波在日冕环的非线性演化，是能够采取波能量下降到耗散尺度比线性相位混合理论预测的要快得多。我们考虑一个简单的模型，横向不均匀的圆柱形磁通管与恒定的轴向磁场。通量管受到扭转阿尔芬驻波基本模式的扰动。通过数值求解三维理想磁流体动力学方程，研究了磁流体的时间演化。最初，扭转Alfven波由于密度的横向变化而经历相位混合的过程。在仅仅几个周期的扭转波之后，由相混合产生的方位角剪切流最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi），并且通量管随后被驱动到湍流状态。湍流是非常各向异性的，并且仅横向于背景磁场发展。在湍流开始后，有效雷诺数在通量管中的下降速度远远快于仅由相混合控制的初始线性阶段。我们的结论是扭转阿尔芬波的非线性演化，以及相关的KHi，是一个可行的机制，在日冕循环湍流的发病。
2021-03-31 astro-ph.SR
On the origins of coronal Alfvénic waves
本研究利用DKIST Cryo-NIRSP高分辨率观测分析日冕阿尔文波功率谱，结合物理模型表明其主要源于光球对流激发，并受反射、部分电离耗散及p模转换等机制调控。
2025-05-13 astro-ph.SR
Observation of Alfven solitons in the solar corona using Parker Solar Probe (PSP) and Solar and Heliospheric Observatory (SOHO)
本研究利用PSP和SOHO观测数据，首次在太阳日冕中发现了非周期性Alfven孤子序列，揭示了其通过耗散促进能量转移以影响CME爆发和日冕加热的机制。
2025-04-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
2012-07-27 astro-ph.SR
The Spatial and Temporal Dependence of Coronal Heating by Alfven Wave Turbulence
太阳大气可能被阿尔芬波加热，阿尔芬波从对流区向上传播，并在色球层和日冕中耗散能量。为了进一步验证这一理论，我们考虑在2012年3月7日观察到的活动区域中的波加热。构造了该区域的位场模型，并通过模型追踪了代表观测到的日冕环的22条场线。使用三维（3D）减少磁流体动力学（MHD）代码，我们模拟阿尔芬波的动态和附近的观察到的环路。不同回路的结果结合成一个单一的公式，描述的平均加热速率Q的函数的位置内观察到的活动区域。我们建议这个表达式可能是近似有效的其他活动区域，因此可以用来构建三维的，随时间变化的模型的日冕等离子体。这样的模型需要了解太阳日冕的结构和动力学中的热不平衡的作用。
2013-06-25 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
Contribution of observed multi frequency spectrum of Alfvén waves to coronal heating
虽然有观测迹象表明，横向MHD波携带足够的能量来维持日冕的热结构，但尚不清楚这种能量是否可以有效地转化为热量。阿尔文波的相位混合被认为是一种候选机制，因为它可以产生横向梯度，其中磁能可以转换为热能。然而，相位混合是一个过程，关键取决于横向振荡的振幅和周期，直到最近，我们才获得了一个完整的测量电晕中的横向振荡的功率谱。我们的目标是调查所产生的加热相混合的横向振荡触发的抖振的日冕循环，从观测到的日冕功率谱，以及这些持续振荡的结构上的日冕循环的影响。我们考虑一个三维MHD模型的活动区冠状环，我们扰动其足点与二维水平驱动器，代表一个随机的抖振运动的循环足点。我们的驱动器是由1000个脉冲叠加产生观察到的功率谱。我们发现，太阳日冕中观测到的功率谱通过相位混合提供的加热不足以维持百万度的活动区日冕。我们还发现，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展可能是一个共同的现象，在日冕环，可能会影响他们的表观寿命。这项研究的结论是，不太可能的阿尔文波的相位混合所观察到的横向日冕环振荡的功率谱可以加热活动区的日冕。然而，横波可以在小尺度结构的发展中发挥重要作用。
2019-01-08 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
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper II: Nonlinear Simulations
我们使用MHD模拟检测扭转阿尔文波传播的非线性效应的潜在磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。在论文I中，我们考虑了扭转阿尔文波传播的线性化控制方程的解，并使用我们开发的名为WiggleWave的有限差分求解器表明，在某些情况下，波阻尼比我们的解析解预测的要强。在本文中，我们考虑是否阻尼将进一步增强的非线性效应的存在。我们首先推导出扭转阿尔芬波传播的非线性控制方程，并确定引起磁声扰动耦合的项。然后，我们将名为Lare3d的MHD求解器的模拟输出与WiggleWave的输出进行比较，以检测非线性效应，例如：通过阿尔文波激发磁声波，通过耦合到感应磁声波的阿尔文波的自相互作用，以及由于这些压缩扰动的陡化而在大气层更高处形成激波。我们认为，这些非线性效应的存在下，在太阳日冕将导致阿尔文波加热，超出了预期的相位混合单独。
2022-01-07 astro-ph.SR
Spectroscopic signature of Alfvén waves damping in a polar coronal hole up to 0.4 solar radii
2009年2月24日至25日，日之出号宇宙飞船上的EIS光谱仪在南极冕洞上方连续进行了超过22小时的特殊“坐着看”观测。为了用EIS研究非热谱线加宽，光谱是用1”狭缝在离临面覆盖高度达太阳表面以上0.48 R $_\odot$（$3.34\times 10^2$ Mm）的情况下获得的。观测到Fe { \sc xii} $λ$ 186.88、Fe { \sc xii} $λ$ 193.51、Fe { \sc xii} $λ$ 195.12和Fe { \sc xiii} $λ$ 202.04等谱线，统计数据良好，可达高海拔，并对它们进行了分析。结果表明，Fe { \sc xii} $λ$ 195.12谱线的半高宽先增大，然后减小，最大值为$\simeq 0.14$ R $_\odot$。EIS杂散光已被估计和消除。导出的电子密度和非热速度剖面已被用来估计阿尔文波的总能量通量传输的边缘在极冕洞高达$\simeq 0.4$ R $_\odot$。计算出的阿尔文波能量通量密度$f_w$随高度从0.03 R $_\odot$时的$f_w \simeq 1.2 \cdot 10^6$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$逐渐衰减到0.4 R $_\odot$时的$f_w \simeq 8.5 \cdot 10^3$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，平均能量衰减率为$…
2012-08-27 astro-ph.SR
Validity of using Elsässer variables to study the interaction of compressible solar wind fluctuations with a coronal mass ejection
本研究在 CME 背景下，利用 2.5D MHD 模型评估了 Elsässer 形式体系在分离含密度涨落的太阳风 Alfvén 扰动时的有效性，发现密度扰动会导致变量及反射系数约 10% 的偏差。
2024-02-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Observational Quantification of the Energy Dissipated by Alfvén Waves in a Polar Coronal Hole: Evidence that Waves Drive the Fast Solar Wind
我们提出了一个测量的能量携带和消散的阿尔文波在极冕洞。阿尔文波被认为是加热日冕并驱动太阳风的能源。先前的工作表明，在冕洞中，线宽随着高度的增加而减小，这是波阻尼的特征，但无法量化波损失的能量。这是因为线宽取决于非热速度v_nt和离子温度T_i两者。我们已经实现了一种方法来分离的T_i和v_nt的贡献使用的观察，在低高度的波是无阻尼和离子温度不随高度变化。这使我们能够确定在低高度处波浪携带的能量，该能量与v_nt成比例。我们发现，在2007 - 2009年的太阳活动极小期，存在的初始能流密度为6.7 +/- 0.7 x 10^5 erg cm^-2 s^-1，这足以加热冕洞并加速太阳风。此外，我们发现，大约85%的这种能量耗散低于1.5 R_太阳，足够低的热传导可以传输整个冕洞的能量，加热它和驱动快速的太阳风。剩余的能量与模型显示的为快速太阳风提供音速点以上的扩展加热所需的能量大致一致。我们还研究了T_i，发现T_i随离子种类的不同而在1 - 2 MK的范围内。
2013-08-29 astro-ph.SR
The Heating of Solar Coronal Loops by Alfven Wave Turbulence
在本文中，我们进一步发展了一个模型的加热日冕环阿尔芬波湍流（AWT）。阿尔芬波被假定为从光球圈两端的一组千高斯通量管发射。利用三维磁流体动力学（MHD）模型的活动区环路，我们研究如何从相邻的通量管波相互作用的色球层和日冕。对于一个特定的模型参数组合，我们发现，AWT可以产生足够的热量，以保持约2.5 MK的峰值温度，略低于3-4 MK的活性区的核心中观察到的温度。加热速率在空间和时间上变化很大，但模拟加热事件的持续时间小于1分钟，不太可能重现所观察到的活动区域的广泛差分发射测量分布。模拟得到的谱线非热宽度约为27 km/s，与观测值相比偏高。因此，目前的AWT模式不满足观测约束。另一种“磁编织”模型被认为是日冕磁力线受到缓慢的随机足点运动，但我们发现，这种长周期的运动产生的热量比较短的周期波内发射的通量管少得多。我们讨论了几种可能性，以解决在活跃地区产生足够的热循环的问题。
2017-10-13 astro-ph.SR
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
Synthetic Fe XIII 1074.7 nm Observations of Torsional Alfvén Waves in Coronal Waveguides
Northumbria University（诺森比亚大学）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
该研究通过三维磁流体动力学模拟结合pyCELP框架，分析了宁静太阳和活动区两种等离子体状态下扭转阿尔文波的观测特性，指出活动区中无扭转驱动器时也会出现易被误判的红蓝多普勒不对称性。
2026-08-11 astro-ph.SR
A coronal seismological study with streamer waves
我们提出了一种新的方法来评估外日冕中沿流注等离子体片的阿尔文速度和磁场强度。该方法是基于最近的观测流注波，这被认为是快速扭结体模式进行的等离子体片结构和产生后的快速CME（日冕物质抛射）对附近的流注的影响。该模式以由两个分量组成的相速度向外传播。一个是等离子体静止系中模式的相速度，另一个是沿等离子体片流动的太阳风的速度。前者可以很好地表示为阿尔文速度外的等离子体片，根据线性波色散分析与简化的板模型的磁化等离子体。阿尔芬速度的径向分布可以通过对太阳风的速度施加约束来推导，这是通过利用在风中被动流动的拖缆斑点的测量来完成的。一旦确定了电子密度分布，就可以描述日冕磁场强度的径向分布，这是通过反演观测到的偏振亮度数据来完成的。比较第一个波谷和第二个波峰对应的诊断结果，我们发现阿尔芬速度和固定距离处的磁场强度都随时间而下降。这表明日冕物质抛射扰动日冕的恢复过程。
2010-12-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Interaction of Fast Magnetoacoustic Wave with the Localized Coronal Null and Generation of the Energetic Alfvén Wave Packet
Indian Institute of Technology (BHU)（印度理工学院（贝拿勒斯印度教大学））；Institute of Physics University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics at Space Research Center, Ilia State University（伊利亚州立大学空间研究中心天文学与天体物理学系）；Evgeni Kharadze Georgian National Astrophysical Observatory（叶夫根尼·哈拉泽格鲁吉亚国家天文台）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学深圳航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体与空间科学研究所）
通过2.5D电阻磁流体动力学模拟，研究快速磁声波与局域日冕磁零点相互作用时模式转换产生阿尔文波包的过程，并分析其传播特征及对日冕能量传输的意义。
2026-06-04 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper I: Linear Solutions
我们推导出一个修正的解析解的扭转阿尔文波的传播和增强相位混合，在一个潜在的磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。此外，我们开发了一个名为TAWAS的程序，该程序使用IDL软件语言计算描述扭转Alfvén波的解析解。然后，我们使用TAWAS来证明，我们对解析解的修正和包含波反射对阿尔文波阻尼有显着的影响。我们继续利用TAWAS进行参数研究，以确定条件下，增强相混合是最强的。我们发现，相位混合是最强的高频阿尔芬波在磁场与高度发散的磁力线和没有密度分层。然后，我们提出了一个有限差分求解器，Wigglewave，它直接解决了系统的线性化演化方程。比较TAWAS和Wigglewave的解决方案，我们看到，我们的分析解决方案是准确的WKB近似的限制内，但低估了波阻尼，所造成的增强相位混合，超出WKB限制。TAWAS和Wigglewave都求解线性化的控制方程，而不是完整的非线性MHD方程。论文II将考虑模拟，解决了完整的MHD方程，包括重要的非线性效应。
2022-01-07 astro-ph.SR
The Effect of the Parametric Decay Instability on the Morphology of Coronal Type III Radio Bursts
本研究通过日冕磁流体动力学模拟表明，Alfvén波经PDI产生的多尺度密度涨落可调制III型射电暴动态谱并形成条纹结构。
2023-12-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Acceleration of Energetic Particles Through Self-Generated Waves in a Decelerating Coronal Shock
我们建立了一个日冕冲击波中粒子加速的模拟模型。该模型是基于蒙特卡罗方法，粒子跟踪在规定的大规模电磁场利用引导中心近似。根据准线性理论，颗粒在湍流中散射，散射振幅与回转共振波数处的Alfvén波的强度成正比。阿尔文波与粒子同时被追踪，因此波场从太阳向外传播，使用WKB传播，并补充了唯象波数扩散项和从加速粒子的净通量计算的增长率。我们认为初始波的振幅足够小，以允许快速逃逸的粒子从冲击周围的介质。因此，在我们的模型中，负责粒子扩散加速的阿尔文波是由加速粒子本身产生的。在这项工作中，我们研究了非恒定的冲击波速度和非单调的阿尔文速度对粒子加速方案的影响。我们特别报告如何减速的冲击影响粒子强度和湍流功率的冲击附近的演变。
2013-03-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Role of Longitudinal Waves in Alfven-wave-driven Solar/Stellar Wind
本文在阿尔芬波驱动风的框架下研究了光球上类p模垂直振荡在驱动太阳风中的作用。通过对从光球层到行星际空间的一维磁流体动力学数值模拟，我们发现质量损失率随着光球层纵向扰动幅度的增加而增加到4倍。当加入纵向起伏时，色球层中的纵波通过模式转换产生横波，从而增加了日冕中的Alfvenic Poynting通量。结果，色球蒸发增强了日冕加热，产生更高的日冕密度，导致质量损失率增加。我们的研究结果清楚地表明，在确定的基本属性的风从太阳和太阳型恒星的光球和色球中的模式转换的p-模式振荡的重要性。
2022-11-09 astro-ph.SR physics.space-ph
75th Anniversary of `Existence of Electromagnetic-Hydrodynamic Waves'
我们最近刚刚度过了太阳和空间物理学最重要的成果之一的75周年：Hannes Alfvén发现了Alfvén波和Alfvén速度。为了庆祝这一周年，本文叙述了磁流体力学波历史上的一些重大事件。阿尔文的想法最初受到冷遇，但费米在宇宙射线方面的工作，日冕加热的新奥秘，以及对行星际空间的科学认识的巨大变化和太空竞赛的开始，在太阳风中探测到阿尔文波，使阿尔文的想法成为人们关注的焦点。从那时起，对MHD波的兴趣蓬勃发展，为现代太阳MHD波的远程观测，日冕地震学以及一些今天领先的日冕加热和太阳风加速理论奠定了基础。1970年，阿尔文因其在磁流体力学方面的工作（包括这些发现）而获得诺贝尔奖。文章最后反思了历史对我们做科学的方式意味着什么，特别是理想化数学模型的优点和陷阱。
2018-04-04 astro-ph.SR
A study of particle acceleration, heating, power deposition, and the damping length of kinetic Alfvén waves in non-Maxwellian coronal plasma
本文利用动力学等离子体理论和Vlasov-Maxwell模型，研究非麦克斯韦日冕等离子体中动力学阿尔文波对粒子的加速加热、功率沉积及阻尼长度，揭示超热粒子参数κ和温度比Te/Ti对能量输运距离的显著影响。
2024-12-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
