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
Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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 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 power absorption and enhancement generated by slow and fast MHD waves
我们使用了由地面网络BiSON和ESA/NASA SOHO卫星上的GOLF和VIRGO仪器收集的长时间，高质量，未解析（太阳作为一颗恒星）观测数据，以搜索频率范围在2.5mHz < nu < 6.8mHz之间的速度和连续强度模式特征中与太阳周期相关的变化。在第23太阳活动周的上升阶段，我们发现在2.5mHz <nu< 4.5mHz之间的速度和强度数据中的p模振幅都受到抑制，在2.5mHz <nu< 3.5mHz之间的频率范围内受到最大抑制。振幅抑制的大小对于速度为13 ± 2%，对于强度观测为9 ± 2%。在4.5mHz <nu< 5.5mHz的范围内，发现在误差范围内暗示速度和强度振幅均为零变化。在更高的频率下，在5.8mHz <nu < 6.8mHz之间的所谓高频干扰峰（HIP）中，我们发现速度振幅的增强，最大值为36 ± 7%，发生在6.3mHz <nu< 6.8mHz。然而，在强度观测中，我们发现在相同的时间间隔内有一个相当小的增强，约为5 ± 2%。有证据表明，太阳周期速度振幅变化的频率依赖性与非垂直磁场中声波模式转换背后的理论是一致的，但强度数据存在一些问题，这可能是由于VIRGO数据拍摄时太阳大气层的高度造成的。
2010-04-20 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
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
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
Numerical simulation of fundamental trapped sausage modes
内容：我们整合了直板的二维MHD理想方程，以模拟与基本香肠捕获模式相关的观测结果。目的：从一个具有致密色球层的非平衡态出发，我们分析了磁环内部等离子体动力学的演化，受到线捆绑边界条件的影响，并使用Asai等人（2001）和Melnikov等人（2002）中描述的日冕参数来研究香肠模的开始和阻尼。研究方法：为了积分方程，我们采用了一种高分辨率激波捕捉（HRSC）方法，这种方法是专门设计来适当处理流动间断的。结果：由于非线性和不均匀性，纯模式难以维持，并且总是在它们之间耦合，以便满足，例如，系线约束。我们发现，在一种情况下，香肠基模与慢基模的共振耦合导致前者的非耗散阻尼。结论：在厚和密集的环路的情况下，分析理论预测存在基本的被困香肠模式，快速和慢速准周期模式的耦合-在纵向速度的中心处具有节点-发生有助于快速模式的阻尼。如果假设环和日冕之间的总压不连续，则会自发地产生基本的快速香肠瞬态泄漏状态，并且外部压缩阿尔文波会带走磁能。
2011-01-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
MHD Turbulence, Turbulent Dynamo and Applications
MHD湍流在许多空间物理和天体物理环境中很常见。本文首先讨论了不可压MHD湍流的性质。导电性良好的流体在一个称为小规模发电机的过程中放大了初始磁场。低于动能和磁能的均分尺度，谱是陡峭的（Kolmogorov-5/3），并以临界平衡的强MHD湍流为代表。本文介绍了普遍非线性小尺度发电机的基本原理和MHD湍流的惯性范围。在高分辨率直接数值模拟中，我们测量了小尺度发电机$C_E=0.05$、Kolmogorov常数$C_K=4.2$和各向异性常数$C_A=0.63$对MHD湍流的效率。我们还讨论了所谓的不平衡或交叉螺旋MHD湍流，这是相关的许多对象，最突出的是在太阳风。结果表明，不可压缩MHD湍流的性质与可压缩湍流中MHD叶栅Alfvénic部分的性质相似。级联的其他部分根据其自身的动态发展。慢模式由Alfvénic模式级联，而快模式创建独立的级联。我们发现，不同的方式分解成Alfvén，慢，快模式的可压缩MHD湍流提供一致的结果，不仅是有用的理解湍流级联，但其与快速粒子的相互作用。
2014-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Parker Scenario for Coronal Heating as an MHD Turbulence Problem
帕克或场线缠结模型的日冕加热的研究，通过长时间的高分辨率模拟的日冕循环的动力学在简化的磁流体力学（RMHD）的框架内的carnival几何形状。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动各向异性湍流级联占主导地位的磁能和其特征在于沿轴向磁场拉长的电流片。增加轴向磁场的值，MHD湍流的不同区域的发展与日冕加热率的关系。在物理空间中，对流单体尺度上的磁场线只出现轻微弯曲，与电流（E）UV和X射线成像仪的大回路观测结果一致。
2010-02-12 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
MHD waves in homogeneous and continuously stratified atmospheres
本文系统梳理线性理想MHD波理论并推广至重力分层大气，重点分析波模转换、精确解及WKBJ和射线方法，并讨论其对太阳大气加热的意义。
2024-08-02 astro-ph.SR 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
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
Stability of two-fluid partially-ionised slow-mode shock fronts
磁流体动力学（MHD）冲击波阵面可以不稳定到扰动不稳定，这导致扰动冲击波阵面随着时间变得越来越波纹。一个理想的MHD平行激波（其中速度和磁场是一致的）是无条件不稳定的不稳定性，而理想的流体动力学（HD）对应的是无条件稳定。对于部分电离的介质（例如太阳色球层），流体动力学和磁流体动力学物种共存，系统的稳定性尚未研究。在本文中，我们进行了数值模拟的两流体部分电离激波阵面的不稳定性研究的稳定性条件，并比较HD和MHD模拟的结果。我们的模拟包括一个初始稳定的二维平行激波遇到一个局部上游密度扰动。在MHD中，这种扰动导致不稳定的激波阵面，并且激波阵面随时间增长。我们发现，对于双流体模拟，中性物种可以起到稳定激波阵面的作用。通过参数研究，分析了激波阵面稳定和不稳定的条件。我们发现，对于很弱耦合或很强耦合的部分电离系统，冲击波阵面是不稳定的，因为系统趋向于MHD。然而，对于有限耦合，我们发现中性粒子可以稳定激波阵面，并在中性粒子中产生包括激波通道在内的新特征。我们推导出一个方程，涉及稳定的波长范围的离子中性和中性离子耦合频率和马赫数。应用这种关系的阴影闪光得到一个稳定的波长范围在0.6和56公里之间的估计。
2021-06-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Source Depth of Three-minute Umbral Oscillations
我们推断深度的内部来源引起三分钟的本影振荡。近年来，人们观测到了类似波纹状的本影振荡，这支持了存在激发本影振荡的内部源的观点。我们采用的假设，快速磁流体动力学（MHD）波产生的源下面的光球层沿着不同的路径传播，在不同的时间到达表面，并激发慢MHD波的模式转换。这些慢磁流体动力学波被观察到的波纹，显然是水平传播。作为时间的函数给出的波纹的传播距离与源的深度密切相关。利用大熊太阳天文台古德太阳望远镜的快速成像太阳光谱仪拍摄的Fe I 5435 A线的光谱数据，我们确定了五个波纹，并确定了每个波纹的传播距离作为时间的函数。通过对这些数据的模型拟合，得到了1000 ~ 2000 km的深度。我们的结果将作为一个观测约束，了解磁对流和波产生的太阳黑子的详细过程。
2020-03-23 astro-ph.SR
MHD Mode Conversion around a 2D Magnetic Null Point
当波通过声速和阿尔文速度相等的区域时，发生模式转换。在这一点上有一个共振，这使得一些入射波被转换成不同的模式。我们研究这种现象在附近的一个二维的，冠状零点。当波接近零时，它从低β等离子体传递到高β等离子体，允许转换发生。我们通过从上边界发送一个慢磁声波来数值模拟这一点;当它穿过转换层时，可以清楚地看到一个快波向前传播。结合分析WKB调查的数值模拟，使我们能够确定和跟踪整个域的入射波和转换波。
2009-07-09 astro-ph.SR
MHD Waves in open coronal structures
现代天文台已经揭示了日冕中磁流体动力学波的普遍存在。传播波（与驻波相反）通常起源于太阳大气层的低层，这使得它们与日冕加热特别相关。此外，开式日冕结构被认为是太阳风的源区，因此，在这些结构中探测MHD波也与太阳风的加速有关。此外，当代望远镜的先进能力使我们能够通过磁流体地震学提取重要的日冕特性。在这篇评论文章中，特别是在开放的冠状结构的背景下，在检测，起源和阻尼的传播慢mangetoacoustic波和扭结（Alfvénic）波的最新进展。在适当的情况下，我们给出了相关的理论建模研究的概述。这些波的一些重要的地震学应用进行了讨论。Aflvénic波在加速太阳风的可能作用也被触及。
2021-09-21 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
MHD modeling of coronal loops: the transition region throat
过渡区冕环的扩展可能会对等离子体发射测量的诊断产生相当大的影响。回路的横截面积预计取决于温度和压力，并且可能对加热速率敏感。这里的方法是研究面积对日冕加热速率缓慢变化的响应，并检查目前对稳定加热模型的解释。我们用含时的二维MHD环模型研究了区域响应，包括膨胀磁场、日冕加热以及光学薄等离子体的热传导和辐射损失的描述。我们运行一个50毫米长的环路模拟和准静态加热到约4兆焦耳。我们发现，该区域可以随准稳态加热速率而显著变化，例如，当回路温度在1和4 MK之间变化时，在0.5 MK下约为40%，因此，影响DEM（T）曲线的解释。
2014-02-03 astro-ph.SR
Connecting the Sun and the Solar Wind: The First 2.5 Dimensional Self-consistent MHD Simulation under the Alfvén Wave Scenario
太阳风来自炽热而稀薄的日冕。早期使用1.5维模拟的研究表明，在光球中产生的阿尔文波通过非线性模式转换过程在日冕加热中发挥重要作用。为了同时理解日冕加热和太阳风加速的物理学，重要的是将从光球层到行星际空间的区域视为一个单一的系统。我们进行了2.5维，自洽的磁流体动力学模拟，覆盖从光球到行星际空间的第一次。我们在球坐标系下精心设置网格点，处理了密度反差较大的大气中的Alfvén波，成功地模拟了由于地表对流运动而从炽热的日冕中喷出的太阳风。足点运动沿开口磁通量管激发阿尔文波，这些波在非均匀介质中向上传播时经历波反射、阿尔文模到慢模的非线性模转换和湍流级联。这些过程导致阿尔文波的消散和太阳风的加速。结果表明，慢波耗散产生的激波加热是日冕加热过程的基础，而湍流级联和激波加热则是太阳风的驱动力。
2012-01-25 astro-ph.SR
Nonlinear resonant absorption of fast magnetoacoustic waves in strongly anisotropic and dispersive plasmas
强各向异性和色散等离子体中的驱动磁流体动力学（MHD）波的非线性理论，由Clack和Ballai [Phys.Plasmas，15，2310（2008）]针对慢共振和由Clack \emph{et al.} [A&A，494，317（2009）]针对Alfvén共振开发，研究了一维平面等离子体中快磁声（FMA）波的弱非线性相互作用。磁位形由夹在两个半无限均匀磁性等离子体区域之间的非均匀磁性板组成。横向驱动的FMA波穿透与局部慢或Alfvén耗散层相互作用的非均匀板，并被该区域部分反射、耗散和透射。假设Clack和Ballai（2008）定义的非线性参数很小，并使用正则摄动方法获得慢耗散层的解析解。在慢耗散层中的色散的效果是进一步降低能量吸收系数，与其标准的弱非线性对应物相比，以及在出射波中除了基波之外还产生高次谐波。在线性磁流体力学中，描述了阿尔文共振时外部驱动器的吸收，具有很高的精度。
2009-03-05 astro-ph.SR
Role of Non-Ideal Dissipation with Heating-Cooling Misbalance on the Phase Shifts of Standing Slow Magnetohydrodynamic Waves
我们分析的相位变化的常设，慢磁流体动力学（MHD）波在太阳日冕环使用线性MHD模型考虑到热传导性，压缩粘度，辐射损失，和加热-冷却不平衡的作用。我们估计了密度和温度扰动相对于速度扰动的时间和空间相移，并计算了密度和温度扰动之间的相位差。压缩粘度的整体意义被认为是可以忽略不计的大多数环路中考虑的研究。对于具有高背景密度和/或低背景温度的环路，辐射损失（具有加热-冷却不平衡）的作用被发现是更显着的。此外，加热-冷却不平衡与温度和密度相关的加热功能的效果被发现是更显着的情况下，较长的环路长度（$L=500$ \，毫米）。我们导出了多变指数[ $γ_{\rm eff}$ ]的一般表达式，发现在线性MHD下，压缩粘度对多变指数的影响可以忽略不计。恒定加热的辐射损失导致$γ_{\rm eff}$随着密度的增加而单调增加，而假设的加热函数[ $H(ρ,T) \propto ρ^{a}T^{b}$，其中$a=-0.5$和$b=-3$ ]的考虑使得$γ_{\rm eff}$在一定的环密度处达到峰值。我们还通过改变自由参数$a$和$b$来研究不同加热函数的作用，对于固定的环$ρ_0 = 10^{-11}$ \，kg $\text{m}^{-3}$，$T_0 = 6.3$ \，MK和环长$L= 180$ \，Mm，我们发现考虑不同的加热函数[ $H(ρ,T)$ ]导致密度和温度扰动之间的相位差的显著变化…
2021-12-09 astro-ph.SR
Effect of partial ionization on wave propagation in solar magnetic flux tubes
观测表明，波在太阳大气中无处不在，并可能在等离子体加热中发挥重要作用。日冕波的研究通常是基于完全电离等离子体的线性理想磁流体动力学（MHD）。然而，光球层和色球层中的等离子体只是部分电离。本文从理论上研究了在双流体模型下，部分电离对磁流体波在圆柱形通量管中传播的影响。我们推导出一般色散关系，考虑到中性离子碰撞和中性气体压力的影响。我们把中性离子碰撞频率作为一个任意参数。横向扭结模式和慢磁声模式的具体结果。我们发现，当中性离子碰撞频率远低于波的频率时，波的频率只取决于电离流体的性质。对于高碰撞频率的现实的太阳大气离子和中性粒子的行为作为一个单一的流体与一个有效的密度对应的两种流体的密度和一个有效的声速作为平均的离子和中性粒子的声速计算。相应地修改MHD波频率。中性气体压力在研究横向扭折波时可以忽略不计，但为了一致地描述慢磁声波，必须考虑中性气体压力。由于中性离子碰撞，磁流体动力学波被阻尼。当波频率和碰撞频率具有相同的数量级时，阻尼是最有效的。对于高碰撞频率，慢磁声波比横向扭结波更有效地阻尼。此外，我们发现存在的截止的某些组合的参数，导致波成为非传播。
2013-01-22 astro-ph.SR
Direct Imaging of Magnetohydrodynamic Wave Mode Conversion Near a 3D Null Point on the Sun
本文利用SDO/AIA观测首次直接成像太阳三维磁零点附近快模式MHD波向慢模式波的转换，并观测到伪冕流中的衰减横向振荡和准周期III型射电暴，证实了理论预测的日冕模式转换现象。
2024-03-29 astro-ph.SR
Mode identification of MHD waves in an active region observed with Hinode/EIS
为了更好地理解MHD波对日冕加热的可能性，我们分析了Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）观测到的Fe xii 195.12 μ m数据。我们在活动区日冕的EUV强度和多普勒速度的时间序列数据进行了傅立叶分析。显着的强度和多普勒速度振荡被发现的两个苔藓地区的五个研究，而只有小的振荡被发现的五个顶点的循环。振荡幅度为0.4 - 5.7%的强度和0.2 - 1.2公里/秒的多普勒速度。此外，仅多普勒速度的振荡在数据中相对较少见。我们比较了强度和多普勒速度的振幅以识别MHD波模式，并计算了强度的傅里叶分量和多普勒速度的傅里叶分量之间的相位延迟。结果用MHD波解释如下：（1）在苔藓区和环的顶点都观察到很少的扭折模或扭转Alfven模波;（2）在苔藓区发现向上传播的慢模波和驻波慢模波;（3）与以前的研究一致，波的能流估计值比加热活动区所需的值低几个数量级。
2010-08-11 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
Exact Nonlinear Decomposition of Ideal-MHD Waves Using Eigenenergies
本文提出一种基于本征能量的新方法，用于精确分解非线性MHD波为慢波、阿尔文波和快波等分量，并通过三个非线性模拟验证其有效性，为分析动态MHD模拟输出提供了有力工具。
2024-02-08 astro-ph.SR math-ph math.MP
Nonlinear Terms of MHD Equations for Homogeneous Magnetized Shear Flow
本文导出了磁化流体不可压缩剪切流的MHD方程组，并考虑了它们在波矢空间中的解。线性化的方程给出了著名的慢磁声波的放大和描述的磁旋转不稳定性。我们分析中的非线性项导致了MHD（阿尔文和伪阿尔文）波的湍流和自持谱密度的产生。讨论了在k空间中弱湍流数值模拟和吸积盘有效粘性计算的前景。
2011-03-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Slow-Mode Magnetoacoustic Waves in Coronal Loops
快速衰减的长周期振荡经常发生在与小（或微）耀斑相关的活动区的热日冕环中。这种波的活动最早是由SOHO/SUMER光谱仪从热发射线的多普勒速度测量中发现的，因此也被称为“SUMER”振荡。它们主要被解释为全局（或基模）驻波慢磁声波。此外，越来越多的证据表明，在太阳和恒星耀斑的光变曲线中检测到的衰减谐波型脉动很可能是由慢波驻波引起的。日冕环中慢磁声波的研究已成为与日冕地震学有关的一个特别感兴趣的课题。我们回顾了SDO/AIA和Hinode/XRT观测的最新结果，这些观测检测到了热耀斑环中的驻波和反射强度振荡，显示了热耀斑环的物理性质（例如，振荡周期、衰减时间和触发器）。我们还回顾了最近的进展，在理论和数值模拟的慢波的波激励和阻尼机制的重点。一维、二维和三维的MHD模拟一直致力于了解脉冲加热产生反射传播波或驻波的物理条件。总结了各种阻尼机理及其分析方法。基于线性理论的计算表明，热传导、压缩粘性和光学薄辐射等非理想磁流体效应可能在不同物理条件的日冕环中对慢模波的阻尼中占据主导地位。最后，概述了几个重要的地震学应用，如确定输运系数和加热函数。
2021-02-22 astro-ph.SR
On the spatial scales of wave heating in the solar chromosphere
磁流体动力学（MHD）波能量的耗散被认为是太阳色球等离子体中一种可行的加热机制。在这里，我们使用一个简化的色球层一维模型，从理论上研究阿尔文波和慢磁声波的有效耗散所需的物理过程和空间尺度。我们认为部分电离的氢氦等离子体在单流体MHD近似的控制方程，包括现实的波阻尼机制，可能会在色球，即欧姆和双极磁扩散，粘度，热传导和辐射损失。我们在小振幅的限制下进行了局部分析研究，近似地导出了临界阻尼和有效耗散MHD波能量的尺度。我们发现Alfvén波的临界耗散长度尺度强烈依赖于磁场强度，对于实际的磁场强度，其范围为10~m ~ 1~km。在色球层中，弱磁场和低高度时，阿尔文波的衰减主要由欧姆扩散控制，而在色球层中，强磁场和中/高高度时，阿尔文波的衰减主要由双极扩散控制。相反，慢磁声波的阻尼效率较低，临界阻尼需要小于10 μ m的空间尺度。热传导和粘性控制着慢磁声波的阻尼，在所有高度上都起着同样重要的作用。这些结果表明，强波加热可能在色球层中起作用的空间尺度目前还没有得到观测的解决。
2015-08-06 astro-ph.SR
Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. II. Predicted H2O line profiles versus Herschel/HIFI observations
我们调查是否广泛的翅膀H2O排放确定与赫歇尔对低质量的0类和1类原恒星可能是一致的起源在一个充满灰尘的MHD盘风，它会设置在底层磁盘属性的约束。我们提出了一个典型的磁流体磁盘风的解决方案与各种值的磁盘吸积率，恒星质量，发射区的延伸，和视角的合成H2O线轮廓预测。我们比较他们的线条形状和强度与HIFI配置文件所观察到的WISH关键程序。我们发现，从0.2- 0.6AU AU到3- 25 AU的尘埃MHD盘风可以在很大程度上再现观测到的宽H_2O分量的形状和强度，无论是在557 GHz的基本谱线上还是在更高激发谱线上。如果在1000天文单位处的入射速率是在风喷射区的盘吸积速率的1- 3倍，这样的模型也容易地再现所观察到的557 GHz谱线光度与包络密度的相关性。它也是兼容的典型磁盘的大小和测辐射热光度在观察到的目标。然而，1类源中较窄的线剖面表明，这些源中的MHD盘风（如果存在的话）必须比0类源更慢和/或更少的水。总之，MHD盘风似乎是一个有效的（虽然不是唯一的）选择，考虑广泛的H2O组分在低质量原恒星的起源。ALMA似乎非常适合进一步测试这个模型，通过搜索将被预测的温暖和缓慢的广角分子风的解决签名。
2015-11-12 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Slow Mode with Drifting He$^{++}$: Implications for Coronal Seismology and the Solar Wind
MHD慢模波在日冕地震学、MHD湍流和太阳风中有着广泛的应用。我们考虑分析如何漂移离子物种（例如，他$^{++}$）影响的线性慢模波主要是电子-质子等离子体，与上述应用的潜在后果。本文的主要结论是：1.对于波矢高度倾斜的磁场，我们发现的解决方案，其特点是非常小的扰动的总压力。因此，我们的结果可能有助于区分MHD慢模式与动力学阿尔芬波和非传播压力平衡结构，后者也可能具有非常小的总压扰动。2.对于小的离子浓度，有解决方案，是类似于通常的慢模式在电子-质子等离子体，和解决方案，主要是由漂移离子，但对于小漂移的波模式不能简单地表征。3.即使离子漂移为零，高倾斜慢模的标准色散关系也不能与使用质子和离子密度之和计算的阿尔文速度以及根据所有物质的压力和密度之和计算的声速一起使用。4.在某些情况下，离子可以驱动非共振不稳定性。对于低等离子体β，阈值漂移可以小于使电磁模式不稳定所需的阈值漂移，但是朗道共振的阻尼可以完全消除这种不稳定性，除非$T_{\mathrm e}/T_{\mathrm p}\gg1$。
2014-04-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stability of solar atmospheric structures harboring standing slow waves: An analytical model in a compressible plasma
内容：在太阳日冕加热问题的背景下，对高日冕温度的一个可能的解释是磁流体动力学（MHD）波的能量释放。能量转移被认为是可能的，除其他外，在日冕环的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的发展。目的：我们的目的是确定如果在太阳大气结构，如日冕环，以及突出线程，太阳黑子和孔隙，可以触发KHI由于振荡剪切流在结构的边界。方法：采用线性化的非平稳磁流体动力学方法，建立了一个磁流体参考系的解析模型。该模型描述了一个可压缩的等离子体附近的不连续的界面分离的两个区域的均匀等离子体，每个窝藏一个振荡的速度场具有恒定的振幅，这是平行于背景磁场和接口对齐。然后，利用所获得的分析结果来确定所述界面在日冕和光球条件下的稳定性。结果：发现界面的稳定性由Mathieu方程决定。根据该方程的参数，界面可以是稳定的或不稳定的。对于日冕以及光球的条件下，我们发现，接口是稳定的KHI。然而，理论上，它可以相对于参数共振不稳定性是不稳定的，尽管这在物理上似乎不太可能。我们的结论是，在这个简化的设置，一个驻波慢波不触发的KHI没有参与额外的物理过程。
2021-04-27 astro-ph.SR
Fast and slow two-fluid magnetic reconnection
提出了一个描述由电子和离子组成的不可压缩等离子体中准稳态二维磁重联的双流体磁流体力学（MHD）模型。我们发现两个不同的制度缓慢和快速重联。这两种机制的存在可以为宇宙和实验室等离子体中经常观察到的磁能的初始缓慢积累和随后的快速释放提供一种可能的解释。
2010-05-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Modelling O-star astrospheres with different relative speeds between the ISM and the star: 2D and 3D MHD model comparison
上下文利用三维磁流体动力学（MHD）模拟了最先进的天体层。恒星风（SW）与周围星际介质（ISM）的相互作用只有在星际流速度大于快磁声速时才能产生弓形激波。目标。研究了不同ISM入流速度下天体球的差异，并评价了模拟中第三维的必要性。方法.在四种不同的ISM入流速度下，用二维和三维MHD计算了逃逸O型星（$λ$ Cephei）的模型天体层，其中一种速度比快磁音速快（超快），另一种速度比快磁音速慢（亚快）。结果与ISM流入速度大大高于快磁音速的天体层的二维（2D）和3D模型是在良好的协议。然而，在2D模型中，没有现实的SW磁场可以模拟，顺风结构的天体层摇摆不定。流体动力学效应在磁场上不明显占主导地位的模型显示出不对称性，因此需要3D方法。模拟具有缓慢ISM流入的天体球的物理时间可以迅速超过相应恒星的寿命。在亚快3D模型中，在星尾的下风处发现了一个迄今为止未被观测到的结构。
2022-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Density fluctuation in the solar corona and solar wind: A comparative analysis of radio-occultation observations and magnetohydrodynamic simulation
本研究通过比较Akatsuki射电掩星观测与MHD模拟，发现近太阳密度涨落由快、慢磁声波叠加构成，并分别主导短、长周期。
2025-02-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Analysis of Magnetohydrodynamic Perturbations in Radial-field Solar Wind from Parker Solar Probe Observations
我们报告了2018年10月31日至11月12日使用帕克太阳探测器航天器数据对低\b{eta}径向场太阳风中亚阿尔夫文磁流体动力学（MHD）扰动的分析。利用奇异值分解方法计算波矢，将MHD扰动分解为三种线性本征模（Alfvén模、快模和慢模），以探讨亚Alfvénic扰动的性质以及可压缩扰动在太阳风加热中的作用.在径向场太阳风中，MHD扰动显示出高度的阿尔文性，阿尔文模式的能量占主导地位（~45%-83%），快模式（~16%-43%）和慢模式（~1%-19%）。我们对2018年11月10日的代表性事件进行了详细分析。观测结果表明，快模式占主导地位的磁压缩，而慢模式占主导地位的密度压缩。可压缩模式的能量阻尼率与加热率相当，这表明可压缩模式的无碰撞阻尼对太阳风加热可能是重要的。这些结果对进一步研究太阳附近的不平衡湍流和低\b{eta}等离子体中MHD尺度下可压缩模可能的加热效应具有重要意义。
2021-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
SHOCKFIND - An algorithm to identify magnetohydrodynamic shock waves in turbulent clouds
恒星的形成发生在星际介质的致密分子云阶段。分子云的观测和数值模拟表明，超音速磁化湍流对恒星的形成起着关键作用。模拟还表明，大部分湍流能量在冲击波中消散。MHD激波的三个族-快、中、慢-明显地压缩和加热分子气体，因此提供了一个重要的探测湍流云内的物理条件。在这里，我们介绍了公开可用的算法，SHOCKFIND，提取和MHD湍流中的激波族的混合。该算法被应用到一个磁化湍流分子云的三维模拟，我们发现，快速和缓慢的MHD冲击存在于模拟。我们给出了这个分子云中的混合物的预测，并给出了它们的不同的音速和阿尔文马赫数分布。使用亚网格一维模型的MHD冲击，我们估计，约0.03%的银河系中的一个典型的分子云的体积将冲击加热超过50 K，在任何时间在云的生命周期。我们讨论了这种冲击加热的分子云的动力学演化的影响。
2016-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dispersive Properties of MHD Waves in the Expanding Solar Wind for a Parker Spiral Geometry
Universidad de Chile（智利大学）；Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学）
研究太阳风扩展对磁流体动力学波色散特性的影响，揭示了太阳风扩展如何重塑压缩波动特性，强调其在日球层内波动力学演化中的关键作用。
2026-01-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
