Characteristics of acoustic-wave heating in simulations of the quiet Sun chromosphere
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，揭示了宁静太阳色球层中声波加热的特征，发现接近声截止频率的声波在等离子体-β=1界面有效耗散能量，对色球层能量平衡至关重要。
2025-05-27 astro-ph.SR
The solar chromosphere at high resolution with IBIS. IV. Dual-line evidence of heating in chromospheric network
太阳色球层的结构和能量平衡仍然知之甚少。我们已经使用成像光谱仪IBIS在邓恩太阳望远镜获得快节奏，多波长剖面采样的Halpha和钙II 854.2纳米在一个相当大的二维视野，包括安静的太阳网络。我们提供了第一个清单，如何安静的色球层出现在这两条线通过比较基本的配置文件测量的形式，图像显示，时间平均显示，时间片，和像素的相关性。我们发现，这两条线可以显着不同的渲染色球层，但，尽管如此，都显示出色球加热的证据，特别是在网络和周围：在其核心宽度的H α，钙II 854.2在其亮度。我们讨论改进建模的场所。
2009-06-11 astro-ph.SR
Generation of solar chromosphere heating and coronal outflows by two-fluid waves
上下文众所周知，阿尔文波和磁声波都有助于太阳色球层的加热并驱动等离子体流出。在这两种情况下，波能量的热化都是由于离子与中性粒子的碰撞而发生的，但所获得的等离子体加热速率无法解释观测数据。资金外流的规模也是如此。目标。本论文的目的是重新审视在部分电离的太阳色球层的Alfvén和磁声波的双流体模型。我们试图检测的离子温度的变化，和垂直等离子体流不同的波组合。方法.我们使用JOANNA代码对耦合Alfvén波和磁声波的产生和演化进行了数值模拟，该代码求解了离子（质子）+电子和中性粒子（氢原子）的双流体方程，并通过碰撞项耦合。结果我们确认，脉冲产生的小振幅波的阻尼可以忽略不计的色球温度的影响，只产生缓慢的等离子体流。相比之下，大振幅脉冲产生的波显着增加色球温度，并导致更快的等离子体流出。最大加热发生在脉冲从光球中心发射时，并且相关等离子体流的幅度随着脉冲的幅度而增加。结论.大振幅耦合双流体阿尔文波和磁声波可以显着有助于太阳色球层的加热和等离子体外流的产生。
2022-11-23 astro-ph.SR
Heating of the magnetic chromosphere: observational constraints from Ca II 8542 spectra
太阳色球层的加热仍然知之甚少。虽然在了解是什么驱动了平静的太阳网络色球层方面取得了进展，但强磁场区域的色球层加热仍然是一个困难的挑战，主要是因为缺乏观测限制。我们使用瑞典1米太阳望远镜的高分辨率光谱偏振数据，以确定在磁色球加热的位置和时空特性。特别是，我们报告的存在下，提高核心谱线配置文件中的钙II 8542线。这些剖面的特点是没有吸收线芯，在+/- 0.5 μ m之间显示出准平坦的剖面，并且在磁亮点和磁斑附近丰富。与3D MHD模拟的比较表明，当视线穿过与通量集中的磁场的高度相关的膨胀的“高温冠”时，会发生这样的配置文件。模拟中的这种温度冠是由存在强磁场梯度的欧姆耗散引起的。因此，凸起的核心轮廓是色球加热增加的位置的指标。我们在我们的观察，这样的配置文件的位置和时间和空间特性的特征，从而提供更严格的限制色球加热机制的理论模型比以前。
2013-02-06 astro-ph.SR
Heating of the partially ionized solar chromosphere by waves in magnetic structures
在本文中，我们展示了一个“概念证明”的太阳色球加热机制，由于波耗散所造成的部分电离的影响。通过求解单流体准MHD方程组，数值模拟了嵌入太阳大气中的磁通量管中的非线性波传播，该方程组考虑了广义欧姆定律中的双极项。结果表明，由于双极扩散，磁波引起的扰动可以有效地消散。通过这种机制输入的能量是连续的，并且比静态电流的耗散更有效，最终导致磁结构中色球温度的增加。
2016-02-10 astro-ph.SR
Approximations for radiative cooling and heating in the solar chromosphere
上下文太阳色球层中的辐射能量平衡由LTE形成的强谱线主导。在三维含时磁流体模拟中，求解完整的辐射转移方程和统计平衡方程在计算上是困难的。目标。寻找计算太阳色球条件下主谱线辐射能量平衡的简单方法。方法.我们使用详细的计算在时间相关的和二维MHD快照导出的辐射冷却和加热的经验公式。结果中性氢线和莱曼连续谱中的辐射冷却，单电离钙的H和K以及红内三重线和单电离镁的h和k线可以写成光学薄发射（取决于温度），逃逸概率（取决于柱质量）和电离分数（取决于温度）的产物。在色球层的冷袋中，同样的跃迁对气体的加热也有贡献，对于这些过程可以导出类似的公式。最后，我们推导出一个简单的配方，从入射的日冕辐射的色球层的辐射加热。我们将我们的配方与详细的结果进行比较，并对配方的准确性和适用性进行评论。
2012-02-14 astro-ph.SR
Simulation of Alfven wave propagation in magnetic chromosphere with radiative loss: effects of non-linear mode coupling on chromospheric heating
利用磁流体动力学（MHD）方法研究了阿尔芬波在磁色球层中的传播。我们使用1.5维膨胀通量管的几何设置和横向扰动在底部产生的阿尔芬波。与以前的研究相比，我们的扩展是，我们包括由Carlsson & Leenaarts（2012）引入的辐射损失项。我们发现，当一个基于观测的横波发生器的应用，在我们的模拟的时间平均辐射损失剖面的空间分布是一致的，在经典的大气模式。此外，日冕中的能流大于宁静区日冕加热所需的值。我们的研究表明，阿尔芬波驱动模型有可能解释色球加热和输送足够的能量到日冕的同时。
2020-03-12 astro-ph.SR
Constraining the systematics of (acoustic) wave heating estimates in the solar chromosphere
声波加热被认为对维持太阳色球层在其观测状态所需的能量输入的缺失有很大贡献。通过与三维辐射磁流体动力学（rMHD）\emph{Bifrost}模型的比较，研究了上层光球中声波截止点以上的波向色球层的传播，并解释了紫外和光学光谱观测结果，以限制太阳大气中声波的加热贡献。利用界面区成像光谱仪（IRIS）的坐立凝视观测和干涉二维光谱仪（IBIS）的数据为这项工作提供了观测基础。我们比较了观测与合成观测来自彩虹太阳大气模型。我们的分析的\emph{Bifrost}模拟表明，互联网络和增强网络区域表现出显着不同的波传播特性，这是非常重要的准确的波通量估计。根据我们的观测结果推断的波能通量不足以维持太阳色球层。我们指出，在文献中的建模方法的系统性导致的差异，可以确定这种类型的研究的结论，基于相同的观察。
2023-02-08 astro-ph.SR
3D numerical simulations of propagating two-fluid, torsional Alfvén waves and heating of a partially-ionized solar chromosphere
我们提出了一个新的见解的传播，衰减和耗散的两种流体，扭转阿尔文波的背景下加热的太阳低层大气。通过对部分电离等离子体的数值模拟，我们求解了三维笛卡尔几何中离子+电子和中性流体的双流体方程组。我们最初实现一个无电流的磁场配置，对应于一个磁通量管，是植根于太阳光球层和扩展到色球层和日冕。我们将模拟区域的下边界放在低色球层，在那里离子和中性粒子开始解耦，并在那里实现一个单色驱动器，直接生成波周期为30 s的Alfvén波。随着离子-中性漂移随高度增加，双流体效应变得更加显著，并且在离子-中性碰撞过程中，Alfvén波和磁声波携带的能量都可以热化。事实上，我们观察到等离子体温度沿磁通量-管的显着增加。总之，双流体扭转阿尔芬波可能在太阳色球层加热中发挥作用。
2021-06-19 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
On the Nature of the Chromosphere-Corona Transition Region of the Solar Atmosphere
当气体压力或浓度在整个层深上恒定时，得到了缓慢加热和快速加热的极限情况下固定加热的太阳大气中的温度和发射测量的分布。在这些条件下，温度随深度的分布由辐射损失和导热系数决定。结果表明，无论是在缓慢加热和脉冲加热的情况下，温度分布在这样一种方式，经典的碰撞热传导是有效的色球日冕过渡区的太阳大气。
2010-04-15 astro-ph.SR
On the minimum temperature of the quiet solar chromosphere
目的：我们的目标是提供一个安静的太阳色球层的最低温度的估计。方法：我们进行了一个二维辐射MHD模拟跨越上对流区的低电晕。模拟包括非LTE辐射转移和{一个包含氢的非平衡电离和非平衡H_2分子形成的状态方程}。我们分析了在我们的模型中所作的各种假设的可靠性，以评估模拟的真实性。结果：我们的模拟包含从1微米到3.2微米高度的冷气体袋，温度低至1660 K。它高估了辐射加热，包含了1660 K以下的非物理加热。因此，我们得出结论，在安静的太阳色球层中的冷口袋可能有比模拟中更低的温度，只要色球层中存在没有显着磁加热的区域。我们建议离臂分子光谱寻找这样的凉爽的口袋和3D模拟，包括本地发电机和磁地毯调查焦耳加热在安静的色球层。
2011-04-27 astro-ph.SR
Spatio-temporal analysis of chromospheric heating in a plage region
我们的知识加热机制，在色球层的plage地区的工作仍然是高度不受约束的观测研究。我们的研究的目的是估计色球加热条款从一个plage数据集，其时空分布特征和设置的加热过程中的工作约束。我们利用NLTE反演推断模型的光球和色球层的一个plage数据集获得的瑞典1米太阳望远镜。我们使用这个模型大气计算的色球辐射损失H i，Ca ii和Mg ii原子。我们近似的色球加热项由反演模型预测的净辐射损失。为了使时间序列的分析在一个大的视野计算上易于处理，我们利用神经网络。在低色球层，来自Ca ii线的贡献占主导地位，位于光球脚点周围。在上层色球层，H i的贡献占主导地位.在上层色球层的辐射损失形成一个均匀的补丁，覆盖的plage区域。净辐射损失可分为平均振幅为ampQ = 7.6 kW m^{-2}的周期性分量和平均值为-26.1 kW m^{-2}的静态（或非常缓慢演变）分量。我们的解释是，在较低的色球层，辐射损失跟踪尖锐的下边缘的热磁冠，那里的电流预计是大的。在色球上层，磁场和净辐射损耗的分布都是充满空间的，而周期分量的振幅最大。我们的研究结果表明，声波加热可能是负责三分之一的能量沉积在上层色球层，而其他加热机制必须负责的休息。
2022-03-30 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
Heating of the solar chromosphere in a sunspot light bridge by electric currents
内容：电阻欧姆耗散被认为是加热太阳色球层的一种机制，但很少有研究建立这种联系。目的：我们的目标是确定如何欧姆耗散电流可以加热太阳色球层。研究方法：我们结合高分辨率的光谱钙II数据从邓恩太阳望远镜和矢量磁场观测日震和磁成像仪（HMI）调查热增强太阳黑子光桥。从HMI光球磁场外推到日冕使用非无力场技术，提供了三维分布的电流，而反转的色球Ca II线与本地热力学平衡和非本地热力学平衡光谱档案提供的温度分层从光球到色球。结果如下：我们发现，光桥是一个强电流的位置，在底部边界处约为0.3 A/m^2，延伸到约0.7 μ m，同时随高度单调下降。这些电流使色球温度相对于本影超出约600-800 K。只有光桥，相对较弱和高度倾斜的磁场出现超过13小时的持续时间，显示了空间重合的热增强和电流。温度提高和整流罩加热主要限于光桥上方0.4-0.7 μ m的高度范围。在大约10 min的加热时间内，可以提供200 J/m^3的内能的相应增加。结论：我们的结果为电流通过欧姆耗散加热太阳色球层下部提供了直接证据。
2021-07-26 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
The effect of plasma-$β$ on the heating mechanisms during magnetic reconnection in partially ionized low solar atmosphere
本研究通过数值模拟发现，在部分电离低层太阳大气中，低等离子体-$\beta$ 时湍流重联产生的压缩加热为主导机制，而高 $\beta$ 时部分电离效应（如焦耳热和双极扩散加热）变得重要。
2025-06-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
An observationally-constrained model of strong magnetic reconnection in the solar chromosphere. Atmospheric stratification and estimates of heating rates
光球磁场的演化对能量向色球层和日冕的传输起着关键作用。在活动区域中，新出现的磁通量与先前存在的磁场相互作用，这可以导致将磁能转换为热能的重联事件。我们的目标是研究由磁通量抵消触发的强重联事件所引起的加热。我们使用成像光谱偏振数据的Fe I 6301 A，Fe I 6302 A，钙II 8542 A和钙II K获得的CRISP和CHROMIS仪器在瑞典1米太阳望远镜。使用STIC代码使用多原子、多线非LTE反演来反演该数据。反演产生了一个三维模型的重连事件和周围的大气，包括温度，速度，微湍流，磁文件配置，和辐射损失率。大气模型显示，出现了一个预先存在的主要单极场的大小为几个弧秒的磁回路。在重联区预计，我们看到的色球温度增加约2000 K，以及双向流动的顺序为10公里秒$^{-1}$从该地区发出。我们看到Ca II K中直径约为0.2角秒的明亮斑点以100 km s $^{-1}$量级的天平面速度和100 km s $^{-1}$的蓝移速度移动，我们将其解释为从同一区域喷出的等离子体团。这一证据与重连的理论模型是一致的，因此我们得出结论，重连正在发生。在我们的推断模型中的重联网站的色球辐射损失高达160千瓦米$^{-2}$，提供了定量的约束理论模型，旨在模拟重联所造成的通量出现在色球。
2021-02-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Chromosphere of the quiet sun -- I. Shock and current-sheet dynamics and heating
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université（索邦大学）
本研究通过模拟揭示了宁静太阳色球层中激波和电流片在加热中的主导作用，指出激波和电流片共同贡献了66%的机械加热，强调了压缩加热在局部的重要性。
2025-11-03 astro-ph.SR
How are the abnormally hot chromosphere and corona heated by the solar magnetic fields?
本研究通过分析 Ca II K 线和日冕绿线的长期观测，首次揭示了太阳色球和日冕不同区域由不同磁场类别以不同模式加热，指出应通过磁场类别视角解开加热之谜。
2024-01-05 astro-ph.SR
High $β$ magnetic reconnection at different altitudes in the cool low solar atmosphere
本文通过数值模拟研究了冷低太阳大气不同高度的高β磁重联，发现等离子体团不稳定性始终加速重联，并揭示了辐射冷却、电子-中性碰撞磁扩散、双极扩散和粘性在不同高度对重联及加热机制的不同影响。
2023-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Chromospheric heating and generation of plasma outflows by impulsively generated two-fluid magnetoacoustic waves
上下文太阳大气加热的起源仍然是一个未解决的问题。由于光球层和色球层比日冕辐射更多的能量，揭示所有有助于等离子体加热的机制是具有挑战性但重要的。离子中性碰撞可能发挥重要作用。目的。我们的目标是调查脉冲产生的双流体磁声波在部分电离的太阳色球层，并研究相关的加热和等离子体外流，更高的可能导致新生太阳风。方法.为了描述等离子体动力学，我们应用了一个双流体模型，其中离子+电子和中性粒子被视为单独的流体。我们用JOANNA程序数值求解了双流体方程。结果我们发现，磁声波在光球中触发的局部速度脉冲可以陡峭的冲击，加热色球层通过离子中性碰撞。更大幅度的脉冲更有效地加热等离子体并产生更大的等离子体流出。升高脉冲发射的高度会产生相反的效果，主要是色球层的局部冷却和等离子体流出的速度减慢。结论.即使是一个单独的脉冲也会引起一列训练的波浪。这些波可以转化为冲击波并释放热能，显着加热色球层。脉冲可以驱动垂直流，而更高的垂直流可以导致太阳风的起源。
2021-07-26 astro-ph.SR
Simulations of the Mg II k and Ca II 8542 lines from an Alfvén Wave-heated flare chromosphere
我们使用辐射流体动力学模拟研究了两种太阳耀斑色球加热模型：阿尔文波耗散和电子束碰撞损失。这两种机制都能够强大的色球加热，我们表明，独特的大气演变中上部色球的结果在镁II的K线发射波加热和光束加热模拟之间应该是明显不同的。我们还提出了钙II 8542 A的配置文件，形成稍深的色球层。从我们的波加热模拟的Mg II的k-线配置文件是完全不同的，从一个光束加热的模型，更符合IRIS观测。两种型号中Ca II 8542 A之间的预测差异很小。我们的结论是，仔细的观测和理论研究中上部色球层形成的线具有真正的承诺，区分色球加热耀斑的竞争模型。
2016-05-19 astro-ph.SR
Heating Mechanisms and Radio Response from the Solar Chromosphere to Corona
针对太阳色球层至日冕的加热机制辨识难题，本文比较波加热、磁重联加热与磁梯度抽运加热产生的非热电子及其差异化射电响应，提出利用宽带动态频谱和高分辨率频谱成像加以验证。
2025-06-09 astro-ph.SR
A Laboratory Experiment of Magnetic Reconnection: Outflows, Heating and Waves in Chromospheric Jets
日节点观测揭示了色球层中间歇性的周期性等离子体喷射/喷流。这些被解释为非完美的反平行磁重联，即组件重联，扭曲的磁通量管和预先存在的日冕/色球磁场之间的结果，虽然组件重联的基本物理尚未揭示。在本文中，我们实验再现的磁位形和研究的动力学等离子体喷射，加热和波的产生所触发的组件重联色球。我们使用氩等离子体，将等离子体参数设置为色球层中的参数（密度为10^14 cm^-3，温度为5-10 eV，即（5-10）× 10^4 K，重联磁场为200 G）。实验结果表明，离子流为双向流出，流出速度最大为5 km/s，下游离子加热超过30 eV，磁场涨落周期主要为5-10 μ s。我们成功地定性地再现了色球喷流，但在定量上，如喷流速度、总能量和波频率等与观测结果仍有一定的差异。其中一些现象可以用太阳等离子体与实验室等离子体的尺度差来解释，而另一些现象则可能是由于微观与宏观的差异、碰撞性和电离度的差异造成的，而这些在我们的实验中还没有实现。
2014-12-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Heating of the solar chromosphere through current dissipation
太阳色球层被加热到高于辐射平衡预测的温度。这种过热在磁场较强的活动区域中更大。我们的目标是调查磁拓扑结构与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）映射的太阳活动区增强毫米（mm）亮度温度的区域使用分光偏振联合观测与1米瑞典太阳望远镜（SST）。我们使用米尔恩-爱丁顿反演，非局部热力学平衡（非LTE）反演，和磁流体静力学外推，以获得三维分层的温度，磁场，和辐射能量损失的约束。我们比较了观测到的磁流体动力学模拟的快照，并调查在3毫米的热连续使用贡献函数的形成。我们发现，在上色球层的加热率提高到$\sim 5\rm\,kW\,m^{-2}$，小规模新兴的环路与上覆的磁冠相互作用，导致电流片所示的磁场外推。我们的估计值大约是规范值的两倍，但它们受到ALMA空间分辨率（$\sim 1.2^{\prime\prime}$）的限制。带3亮温在该区域达到约$\sim10^{4}\,$ K，由非LTE反转推断的色球层横向磁场强度为$\sim 500\,$ G量级。我们能够定量再现许多观察到的功能，包括在我们的数值模拟的综合辐射损失。我们的结论是，加热是由电流片耗散。然而，模拟结果表明，在通量出现区域的不同层可能有助于显着的毫米连续排放的复杂分层。
2022-02-19 astro-ph.SR
Solar Spectroscopy and (Pseudo-)Diagnostics of the Solar Chromosphere
我首先回顾了当前太阳光谱学的发展趋势，然后集中比较了太阳色球层的各种光谱诊断。有些实际上根本不是色球层，而只是光球层或圈球层，并不传递色球层加热的信息，尽管这是经常假设的。巴耳末α是闭场色球的主要不透明层，但目前还不清楚色球纤维是如何获得其大的α不透明性的。开放视野的色球层似乎是日冕加热和太阳风驱动的最大港湾，但在光学诊断中几乎看不到。
2009-06-15 astro-ph.SR
Observing the Roots of Solar Coronal Heating - in the Chromosphere
太阳的日冕比它的5,000 K光球热数百万度。这个加热之谜通常是通过调用在日冕高度的非热能沉积来解决的，这些热能是由对流和光球附近的磁场之间的相互作用产生的。然而，目前还不清楚日冕加热是如何发生的，以及日冕是如何充满热等离子体的。我们表明，在日冕高度的能量沉积不能是日冕加热的唯一来源，揭示了一个显着的日冕物质供应机制，是从下面驱动，在色球层。我们量化了用Hinode和SOHO观察到的谱线的不对称性，并确定了微弱但无处不在的上升流，其速度在广泛的磁场配置和温度从10万到几百万度之间是相似的（50-100 km/s）。这些上升流的时空相关，并有类似的向上的速度，最近发现，冷（10,000 K）色球射流或（II型）针状。我们发现这些向上流动是普遍和普遍的。由质量守恒和观测到的排放措施约束的数量级估计表明，这些针状体提供的质量可以发挥重要作用，在提供电晕与热等离子体。这些事件的性质与日冕环模型不相容，后者只包括日冕高度的纳米耀斑。我们的研究结果表明，一个显着的一部分加热和激励的日冕发生在色球高度，与色球射流。
2009-06-30 astro-ph.SR
A unified model of solar prominence formation with self-consistent heating
本文通过二维磁流体动力学模拟，以不同高度的磁重联自洽实现局域加热，统一了太阳暗条形成的蒸发-凝聚模型与直接注入模型，并验证了该统一模型的有效性。
2025-08-21 astro-ph.SR
Multifluid modeling of magnetosonic wave propagation in the solar chromosphere -- effects of impact ionization and radiative recombination
为了研究色球磁声波的传播，包括第一次，在部分电离的太阳色球中的离子中性相互作用的影响，我们已经开发了一个新的多流体计算模型，占电离和复合反应在重力分层磁化碰撞介质。在我们的二维数值模拟中使用的双流体模型将中性粒子作为一个单独的流体，并考虑带电物种（电子和离子）的电阻MHD方法与库仑碰撞和各向异性热通量由Braginskii的输运系数。电磁场根据完整的麦克斯韦方程组演化，并且磁场的螺线管性通过双曲线发散清洗方案来加强。初始密度和温度分布类似于VAL III色球模型，其中考虑了动力学，热和化学平衡，以确保与现有MHD模型进行比较，并避免人工数值加热。在这个初始设置中，我们包括简单的均匀磁通管磁场配置和外部光球速度驱动器来模拟MHD波在部分电离反应色球中的传播。特别是，我们调查的化学平衡的损失和等离子体加热有关的快磁声波在重力分层介质中的波前陡峭。
2016-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
2016-10-29 astro-ph.SR
Atmospheric Heating and Wind Acceleration: Results for Cool Evolved Stars based on Proposed Processes
色球层是光谱类型在~F5之后的恒星的普遍属性。演化的K和M巨星和超巨星（包括御夫座ζ双星）显示出扩展和高度动荡的色球，发展成缓慢的大质量风。伴随的持续质量损失对恒星演化有着重要的影响，进而对星系的化学演化也有着重要的影响。然而，尽管这些风在天体物理学中具有根本的重要性，但它们的起源问题仍然没有解决。色球层的热源是什么？色球层在恒星风的形成中扮演什么角色？本章提供了一个审查的观测要求和理论方法模拟色球加热和加速风在单一的冷，演变的恒星和食双星，包括最近提出的物理模型。它描述了迄今为止通过调用声波和MHD波来提供等离子体加热和风加速的物理描述所取得的成功，并讨论了仍然存在的挑战。
2014-06-26 astro-ph.SR
Observations of ubiquitous compressive waves in the Sun's chromosphere
对观测到的太阳大气层的加热和动力学负责的机制的细节仍然是一个谜。磁流体动力学（MHD）波被认为在这一过程中发挥了至关重要的作用。虽然不可压缩波在离临边太阳大气观测中普遍存在，但其能量不易消散。我们在这里提供，第一次，在磁盘上的观测和识别并发MHD波模式，可压缩和不可压缩，在太阳色球层。观测到的普遍性和估计的能量通量与检测到的MHD波表明，色球层是一个巨大的波能水库，有可能满足色球层和日冕加热的要求。我们还能够提出一个上限的流量的观测波的能量，能够达到日冕的基础上，观测约束，这具有重要意义的建议机制（S）静态日冕加热。
2013-06-18 astro-ph.SR
Coronal heating in coupled photosphere-chromosphere-coronal systems: turbulence and leakage
日冕环作为低频波动的谐振腔，这些波动从太阳大气的深层传输，并在日冕中放大，引发非线性相互作用。然而，捕获并不完美，一些能量泄漏到色球层，从而限制了湍流的发展和相关的加热。我们考虑了湍流和泄漏的综合影响，在确定的能级和相关的加热率模型的冕环，其中包括色球和过渡区。我们使用一个分段常数模型的阿尔芬速度和减少MHD壳模型来描述之间的相互作用，在垂直于平均场的方向上的湍流动力学和传播沿字段。湍流是由传入的波动，相当于，在线绑的情况下，强迫的光球剪切流。在改变湍流强度的同时，系统地比较了三种复杂度逐渐增加的模型的平均日冕能级（E）和耗散率（D）：经典封闭模型、半开放日冕模型和日冕色球层（或三层）模型，后两种模型允许能量泄漏。我们发现：（i）泄漏总是起作用（即使对于强湍流），E和D系统地低于线系模型。(ii)E接近共振预测，即，假设有效湍流相关时间长于Alfven日冕穿越时间（Ta）。(iii)D接近光球能量除以Ta的比值。（iv）日冕光谱具有5/3的光谱斜率的惯性范围，以及抑制非线性耦合的大尺度共振模捕获峰。(v)在实际的三层模型中，二分量谱导致阻尼时间等于Kolmogorov时间减去因子u_rms/Va_corona
2011-11-22 astro-ph.SR
Time-Dependent Two-Fluid Magnetohydrodynamic Model and Simulation of the Chromosphere
太阳的色球层是一个高度动态的、部分电离的区域，针状体（等离子体的热喷流）在这里形成。本文提出了一个考虑离子-中性相互作用和摩擦加热的双流体MHD模型来研究色球层。我们的模拟恢复了一个快速形成的磁性树冠形状，但也很快被射流的形成所破坏。我们的模拟产生了一个冲击自洽，射流是由摩擦加热，这是远远大于欧姆加热驱动。因此，我们的模拟表明，喷流可以驱动纯粹的热效应，由于离子中性碰撞，而不是由磁重联。我们计划改进模型，以包括光化学效应和辐射。
2019-08-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 astro-ph.SR
Simulations of chromospheric heating by ambipolar diffusion
我们提出了一种机制，有效加热的太阳色球层，非理想等离子体效应的基础上。该机制的工作需要三个因素：（1）中性原子的存在;（2）非势磁场的存在;（3）等离子体碰撞耦合的降低。由于碰撞耦合的减少，中性组分和电离组分之间出现净相对运动，通常称为“双极扩散”。与经典的MHD情况相比，这导致电流耗散的显著增强。我们认为，在这种情况下，电流耗散能够提供足够的能量，在几分钟甚至几秒的时间尺度上加热色球层几kK。在本文中，我们表明，这种能量供应可能足以平衡色球层的辐射能量损失。
2012-02-10 astro-ph.SR
The Effect of the Chromospheric Temperature on Coronal Heating
最近的观测和数值研究表明，在太阳色球层中存在着各种各样的热结构。由于过渡区的热相互作用是日冕加热的关键，因此值得研究色球层的不同热结构如何产生不同的日冕性质。本文利用MHD方法模拟日冕环的阿尔文波加热，研究了色球温度对日冕性质的影响。为此，而不是解决的辐射转移方程，我们采用了一个简单的辐射损失函数，使色球温度很容易调整。当色球层较热时，由于色球层向更大的高度延伸，磁环的日冕部分变短，增强了传导冷却。因此，需要更大的环路长度来保持高温电晕抵抗热传导。从我们的数值模拟中，我们得到了一个条件的日冕形成相对于半圈长度$l_{\rm loop}$在一个简单的形式：$l_{\rm loop} > a T_{\rm min} + l_{\rm th}$，其中$T_{\rm min}$是在大气中的最低温度和参数$a$和$l_{\rm th}$有负的依赖于日冕场强。我们的结论是，色球温度对日冕加热有不可忽略的影响，对于小长度和弱日冕场的环。特别是色球加热的增强可以阻止日冕的形成。
2022-10-05 astro-ph.SR
Time-Dependent Turbulent Heating of Open Flux Tubes in the Chromosphere, Corona, and Solar Wind
我们研究了与太阳风相连的日冕开放场区域中等离子体加热的几个关键问题。我们提出了三个典型的开放磁场结构的阿尔芬波驱动的湍流模型的结果：一个极冕洞，一个开放的通量管附近的赤道流光，和一个开放的通量管附近的强场活动区。我们比较了时间稳定的一维湍流加热模型（Cranmer等人，2007）与BRAID的完全时间相关的三维简化磁流体动力学建模（van Ballegoijen等人，2011年）。我们发现，时间定常的结果符合良好的时间平均结果从BRAID。时间依赖性使我们能够调查的变化的磁场波动和加热的日冕。波动功率谱的高频尾部形成指数随高度变化的幂律，我们讨论了这种行为的可能的物理解释。加热速率的变化性本质上是突发性的和纳米级的，我们分析了在整个模拟过程中通过瞬态事件中的耗散加热损失的能量。这些事件的平均能量为10^21.91尔格，在“皮耀斑”范围内，许多事件达到经典的“纳耀斑”能量。我们还估计了多热分布的温度，将导致从加热速率的变化，并发现良好的协议与观测到的宽度日冕差分发射测量（DEM）分布。本文提出的模拟结果提供了令人信服的证据表明，湍流加热在太阳大气中的阿尔芬波加速太阳风在开放的通量管。
2015-09-01 astro-ph.SR
IRIS observations of chromospheric heating by acoustic waves in solar quiet and active regions
目的：为了研究声波和磁声波对太阳色球磁区和磁区的加热，将来自强色球线观测的沉积声能通量与总积分辐射损失进行比较。方法：用界面区成像光谱仪（IRIS）在Mg Ⅱ的K线和H线上观测了23个静日区和弱斑区。沉积的声能通量来自多普勒速度观测在两个不同的几何高度对应的中间和上部色球。一组缩放的非局部热力学平衡一维流体静力学半经验模型（通过拟合合成观测线轮廓获得）被施加到计算辐射损失。用小波分析方法研究了观测波的特征。结果：观察到的波以超声速向上传播。在安静的色球层中，沉积的声通量足以平衡辐射损失，并保持所研究的层中的半经验温度。在色球活动区，声能通量对辐射损失的贡献仅为10 - 30%。结论：声波和磁声波在色球加热中起着重要的作用，它们的能量主要集中在色球层。声波补偿了安静区域中色球辐射损失的很大一部分。在活跃区，它们的贡献太小，无法平衡辐射损失，色球层必须通过其他机制加热。
2021-02-17 astro-ph.SR
Electrostatic plasma instabilities driven by neutral gas flows in the solar chromosphere
本文研究了太阳色球层中准稳态中性气流驱动的Farley-Buneman（FB）型静电等离子体不稳定性。这些不稳定性在色球层中的作用是明确的。我们发现，不稳定的离子热效应大大减少了库仑碰撞，可以忽略色球FB型不稳定性。相反，不稳定的电子热效应是重要的，并导致显着减少的中性拖曳速度触发的不稳定性。由此产生的阈值速度被发现作为色球高度的函数。我们的研究结果表明，FB型不稳定性仍然是全球色球加热效率低于焦耳耗散的电流驱动这些不稳定性。这一结论并不排除在交叉场电流超过阈值的地方产生FB型不稳定性并对局部加热有贡献的可能性。由这些不稳定性产生的等离子体密度波动的典型长度尺度由不稳定模式的波长确定，其在较低色球层中在$10-10^2$ cm范围内，并且在较高色球层中在$10^2-10^3$ cm范围内。这些结果表明，分米波的无线电波经历散射这些等离子体的不规则性，可以作为一种工具，用于远程探测的太阳色球层在不同的高度。
2013-12-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On chromospheric heating during flux emergence in the solar atmosphere
上下文太阳色球层的辐射损失从宁静太阳的4 kW~m $^{-2}$到活动区的20 kW~m $^{-2}$不等。将非热能输送到色球层并将其储存在色球层中的机制仍然不清楚。目标。我们的目标是调查的大气结构和加热的太阳色球在新兴的通量区。方法.我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CHROMIS和CRISP仪器在Ca II K、Ca II 854.2 nm、H $α$和Fe I 630.1 nm和630.2 nm谱线上进行的观测。我们分析了各种线的配置文件，并进行多线，多物种，非本地热力学平衡（非LTE）反演，以估计色球结构的空间和时间变化。结果我们调查的光谱特征的钙II K有助于频率积分钙II K亮度，我们用它作为示踪剂的色球辐射损失。大多数的辐射损失与本地化的高钙II K-亮度事件无关，而是与一个更温和的，空间上扩展的，持久的加热。频率积分钙II K亮度与钙II 854.2 nm线中的总线性偏振强烈相关，而钙II K剖面形状表明，大部分辐射损失发生在较低的色球层。非LTE反演表明，从加热集中在光球磁元素低于$\log{τ_{500}} =-3$到一个更充满空间和时间持续加热以上$\log{τ_{500}} =-4$。在$\log{τ_{500}} =-3.8$推断的气体温度强烈相关的总线性极化在Ca II 854.2 nm线，这表明加热速率与低色球层的水平磁场的强度。
2017-12-01 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
Temperature and density profiles in the corona of main-sequence stars induced by stochastic heating in the chromosphere
本文将受限等离子体大气模型应用于主序星，发现除最大质量主序星外，其余主序星均存在类似太阳的炽热稀薄日冕，同时探讨了恒星质量对日冕温度与密度剖面形状的影响。
2024-11-12 astro-ph.SR
The influence of numerical resolution on coronal density in hydrodynamic models of impulsive heating
数值空间分辨率的影响，在模型中的太阳日冕和日冕/色球界面的脉冲加热范围内的幅度使用一维流体动力学模拟检查。结果表明，分辨率不足的主要影响是日冕密度。欠分辨环通常具有比经受相同加热的分辨环低至少两倍的峰值密度，在衰变阶段具有更大的差异。低分辨率环的温度也较低，这表明缺乏分辨率不会“阻碍”日冕中的热通量。在所有情况下，模型中的能量都保持在1%以下，这表明这不是低密度的原因。相反，我们认为，在欠解析循环的热通量“跳跃”的过渡区的致密色球层，它是辐射，而不是加热和烧蚀过渡区等离子体。这强调了日冕和色球层之间的相互作用只通过过渡区的介质发生。三维磁流体动力学日冕模型的影响进行了讨论。
2013-05-07 astro-ph.SR
The Multi-Species Farley-Buneman Instability in the Solar Chromosphere
太阳色球层的经验模型显示强烈的电子加热刚好高于其温度最低值。电阻耗散和冲击波等机制似乎不足以解释从紫外线和连续测量中推断出的这种加热的持久性和均匀性。本文进一步发展了Farley-Buneman不稳定性（FBI）理论，该理论可能对这种加热有很大贡献。它扩展了Fontenla（2005）提出的单离子理论，开发了一种多离子物种的方法，更好地模拟了太阳色球层中以金属为主的多种离子等离子体。该分析产生线性色散关系，该线性色散关系预测触发不稳定性所需的临界电子漂移速度。通过对碰撞频率的仔细估算和色球层的一维半经验模型，这一新理论预测，低至4 km/s（远低于中性声速）的速度可能会引发不稳定性。在地球电离层中，FBI经常发生在不稳定触发速度显著超过中性声速的情况下。由此，我们预计从光球层上升的中性流具有足够的能量，可以轻松地产生电场和电子霍尔漂移，其幅度足以使FBI在色球层中常见。如果是这样，这个过程将提供一种将中性流和湍流能量转化为安静太阳中的电子热能的机制。
2014-03-10 astro-ph.SR
Observational study of chromospheric heating by acoustic waves
目的。为了研究声波和磁声波在加热太阳色球层中的作用，通过比较沉积的声能通量与总的综合辐射损失来分析强色球线中的观测结果。方法. 2019年10月3日，在1.6米古德太阳望远镜（GST）上使用快速成像太阳光谱仪（FISS）在Ca II 854.2 nm和H-α谱线中观察到了安静太阳和弱斑区，并在2018年12月11日和2019年6月6日使用连接到真空塔望远镜（VTT）的阶梯光栅光谱仪在H-α和H-β谱线中观察到了安静太阳和弱斑区。沉积的声能通量的频率高达20兆赫来自线中心和机翼中观察到的多普勒速度。辐射损失计算的一组缩放的非LTE一维流体静力学半经验模型，通过拟合合成观察到的线轮廓。结果在中色球层（h = 1000-1400 km），静日区沉积的声能通量可以完全平衡辐射损失。在上色球层（h > 1400 km），沉积的声通量与平静区和谱区的辐射损失相比很小。决定沉积声通量量的关键参数是给定高度处的气体密度。结论.声能流有效地沉积在色球层中部，那里的气体密度足够高。大约90%的安静太阳区域的可用声能通量沉积在这些层中，因此它是中色球层辐射损失的主要贡献者。在上层色球层，沉积的声通量太低，因此其他加热机制必须起作用来平衡辐射冷却。
2020-08-06 astro-ph.SR
Sustained heating of the chromosphere and transition region over a sunspot light bridge
太阳黑子光桥（LB）在色球层和过渡区表现出广泛的短寿命现象。相比之下，我们在这里使用来自多应用太阳望远镜（MAST），界面区域成像光谱仪（IRIS），Hinode，大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）的数据来分析LB中的持续加热。色球温度从MAST钙II和IRIS镁II线的非局部热力学平衡反演。使用高斯拟合从IRIS线导出线宽、多普勒频移和强度。日冕温度是通过差分发射测量来估计的，而日冕磁场是通过HMI矢量场的外推来获得的。在光球处，LB表现出颗粒状形态，场强约为400 G，没有明显的电流。太阳黑子不会分裂，LB会保持稳定数天。在8000 ~ 2.5MK温度范围内，色球温度、IRIS谱线强度和宽度以及AIA 171 nm和211 nm强度都在LB中增强。光球等离子体的运动仍然很小，而色球层和过渡区主要显示红移5-20公里/秒，偶尔有超音速下降流超过100公里/秒。LB上多余的热能约为3.2 × 10^26 erg，与辐射损失相匹配。它可以由太阳黑子的磁通量损失（7.5 × 10^27 erg）、LB宽度增加的动能（4 × 10^28 erg）或沿日冕环的质量自由落体（6.3 × 10^26 erg）提供。
2023-01-02 astro-ph.SR
Chromospheric Heating by MHD Waves and Instabilities
色球层在太阳大气层内的质量和能量传输中的重要性现在已被广泛认识。本文综述了大尺度色球结构和磁通量管中的磁流体力学（MHD）波和不稳定性的物理机制。我们强调了一些关键的观测方面，帮助我们了解太阳色球层在各种动态过程和波动现象中的作用，并讨论了太阳色球层的加热方案。该审查的重点是波的物理学和调用的背景下，这一重要的太阳大气层的等离子体不稳定性的基础知识。潜在的影响，未来的趋势和悬而未决的问题也划定。
2021-04-05 astro-ph.SR
Chromospheric heating due to cancellation of quiet Sun internetwork fields
太阳色球层的加热一直是太阳物理学中最重要的问题之一。我们目前的理解是，小规模互联网（IN）磁场作为一种加热剂发挥了重要作用。事实上，光球层中IN磁性元素的抵消可以在色球层和过渡区产生短暂的增亮。这些明亮的结构可能是能量释放和等离子体加热的标志，可能是由IN场线的磁重联驱动的。虽然单个事件预计不会释放大量的能量，但它们对色球层的全球贡献可能是显着的，因为它们在安静的太阳区域无处不在。在本文中，我们研究取消的IN元素，并分析其对平静的太阳大气的能量学和动力学的影响。我们使用高分辨率，多波长，协调观测获得的接口区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST），以确定取消的IN磁通量补丁，并遵循其演变。我们发现，平均而言，这些事件在光球层中的寿命约为3分钟，在色球层和/或过渡区中的寿命约为12分钟。采用多线反演的Mg II H & K线，我们表明，取消产生清晰的签名加热在高层大气层。然而，在SST所能达到的分辨率和灵敏度下，它们的数密度似乎仍然低一个数量级，无法解释全球色球加热。
2018-02-21 astro-ph.SR
Generation of electric currents in the chromosphere via neutral-ion drag
我们考虑在太阳色球层的电离水平通常是低的电流的产生。我们发现，周围的电子变得磁化，即使是弱磁场（30 G），也就是说，它们的陀螺频率变得大于碰撞频率，而离子运动继续由离子中性碰撞为主。在这样的条件下，离子被中性粒子拖曳，而磁场的作用就像是被冻结在中性气体的动力学中。然而，磁化电子在与中性气体一起运动的离子的参考系中感应的电场和磁场的作用下漂移。我们发现电子和离子的这种相对运动导致产生相当强的电流。这些电流的耗散导致电阻性电子加热和有效的气体电离。电子中性碰撞的电离不会改变重粒子的动力学;因此，即使等离子体完全电离，气体湍流运动也会继续，电阻耗散会继续加热电子和离子。这种加热过程是如此有效，以至于它可以导致典型的温度随高度增加高达0.1-0.3 eV/km。我们的结论是，这一过程可以在色球层和日冕的加热中发挥主要作用
2010-11-26 astro-ph.SR
Pulse-beam heating of deep atmospheric layers triggering their oscillations and upwards moving shocks that can modulate the reconnection in solar flares
我们研究的过程发生后，突然加热的色球层在耀斑拱廊的脚点，这是假设所造成的粒子束。对于数值模拟，我们采用了2-D磁流体动力学（MHD）模型，其中我们解决了一个完整的时间相关的MHD方程组的FLASH代码，使用自适应网格细化（AMR）方法。在初始状态下，我们考虑了一个具有VAL-C模型密度的太阳大气模型，其磁场弧具有上述X点结构，并假定存在磁重联。我们发现，突然脉冲束加热的色球在耀斑拱廊的脚点产生磁流体动力学冲击，一个向上传播，第二个向下传播的太阳大气中。向下移动的冲击波在深而密的大气层反射，并触发这些层的振荡。这些振荡产生向上移动的磁流体动力学波，可以以准周期的方式影响上述位置的磁重联。由于这些过程需要在色球层中非常局部的区域突然加热，因此它们也可能与地震波有关。
2019-02-01 astro-ph.SR
Chromosphere of the quiet sun: II. Atmospheric response to small-scale magnetic flux emergence
University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris – PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）
本文研究了小尺度磁通量上升如何影响色球层的加热及其与更高大气层的热力学耦合，通过参数化3D辐射-磁流体动力学模拟揭示了磁通量变化对色球层和日冕层动态的影响。
2026-05-18 astro-ph.SR
