Self-consistent equilibrium models of prominence thin threads heated by Alfvén waves propagating from the photosphere
本文通过迭代求解能量平衡方程与 Alfvén 波方程，构建了由光球 Alfvén 波加热的日珥细丝一维自洽平衡模型，发现冷细丝长度受核心温度与波能通量制约，且波能通量过大时平衡无法存在。
2023-06-23 astro-ph.SR
Prominence fine structures in weakly twisted and highly twisted magnetic flux ropes
许多磁通量是由磁通量绳支撑的。一个重要的问题是我们如何确定磁通绳是弱扭还是强扭。本文试图检验弱扭和强扭磁绳所支持的磁结构是否能表现出不同的特征，以便从外观上区分这两种磁结构。我们进行了伪三维模拟的两个磁通量绳具有不同的扭曲。我们发现，由此产生的两种服从性在许多方面不同。由弱扭磁绳支撑的日珥主要由瞬变线组成，在日珥内部形成高速流动。它的角很明显。相反，由高扭曲磁通绳支撑的磁通绳主要由稳定的准静止线组成，包括较长的独立捕获线和较短的磁性连接线。还揭示了日珥脊在垂直方向上偏离磁绳轴和光球极性反转线在太阳表面的投影，特别是弱扭曲的磁通量绳。这两种类型的双折射在外观上有很大不同。还提出了在高捻通量绳中短丝的堆积可能是某些双绞线中垂直状丝的原因。
2022-09-14 astro-ph.SR
Inferring physical parameters in solar prominence threads
高分辨率的观测已经允许解决太阳的双折射/细丝的线程/原纤维集。然而，这些线程的物理参数的值和它们的结构仍然受到很差的约束。我们使用日珥地震学技术，通过磁流体动力学（MHD）模型和观测之间的比较，分析线程的横向振荡。我们应用贝叶斯方法来获得两种不同类型的信息。我们首先推断边缘后验分布的物理参数，如磁场强度或线程的长度，当一个完全填充管，部分填充管，和三个阻尼模型（共振吸收在Alfvén连续，共振吸收在慢连续，和考林扩散）被认为是一定的。然后，我们通过计算贝叶斯因子来比较替代MHD模型之间的相对相似性。对于磁场强度、线的长度、密度对比度和与阻尼模型相关联的参数，可以获得良好约束的概率密度分布。当比较阿尔文连续谱中共振吸收的阻尼模型、慢连续谱中的共振吸收和由于部分日珥等离子体电离而引起的考林扩散时，阿尔文连续谱中的共振吸收是解释现有观测的最合理的机制。值在1附近的基本和第一泛音扭结模式的周期之间的关系更好地解释了在长螺纹近似的周期比的表达式，而其余的值更可能在短螺纹限制的周期比。我们的研究结果表明，贝叶斯分析提供了有价值的方法进行参数推断和模型比较的背景下，日珥地震。
2018-12-18 astro-ph.SR
Multi-threaded prominence oscillations triggered by a coronal shock wave
在这项工作中，我们研究的因果关系之间的局部能量释放和远程突出振荡，突出有一个现实的线状结构。我们使用了一个开源的磁流体动力学（MHD）代码MPI-AMRVAC来创建一个多线程的突出体。我们引入了一个额外的能量源，激波由此产生，从而引起日珥振荡。我们研究了两种情况下，不同的源振幅，以分析其对振荡的影响。我们的结果表明，经常使用的钟摆模型不足以完全估计日珥振荡的周期，除了显示的源和线状日珥结构的影响需要考虑。初始冲击波的反复反射和透射发生在域内多个高温高密度梯度的特定位置。这包括位于磁弓足点的左右过渡区（TR），以及日珥和日冕之间的各种过渡区（PCTR）。这导致了压缩波的大量干扰。它们对振荡的回复力有贡献，导致周期偏离预期的摆模型，此外还导致归因阻尼的差异或甚至各种线程之间振幅的增长。伴随着由激波冲击引起的全球纵向运动，小尺度横向振荡也很明显。多个高频振荡代表磁声波的传播。我们看到的阻尼与能量的转换及其与周围日冕的交换有关。我们的模拟演示了不同线程之间的能量交换及其不同的振荡模式。
2021-11-17 astro-ph.SR
Formation and evolution of a multi-threaded prominence
研究了暗条通道及其上覆拱廊中日珥等离子体的形成和演化过程。我们建立了一个三维的时间依赖模型的中间静止日珥。我们结合磁场结构与一维独立模拟的许多通量管，一个三维剪切双拱圈，其中的热非平衡过程支配等离子体的演变。我们发现日冕中的凝聚体可以分为两类：线状凝聚体和团块状凝聚体。螺纹是大量的凝聚，徘徊在磁场线下降。斑点是普遍存在的小凝聚体，产生于整个暗条和覆盖的拱状磁结构中，并迅速下降到色球层。螺纹是总质量的主要贡献者。假设有一个合理的填充因子，日珥的总质量与观测结果是一致的。线程的运动基本上是水平的，而斑点沿着场向各个方向移动。两个群体的峰值速度相当。我们已经产生了合成图像的整个结构中的H $α$代理和在两个EUV通道的AIA仪器搭载SDO，从而显示等离子体在冷，暖，热的温度。我们的系统的预测差分发射措施同意非常好的观测。我们的结论是剪切拱状磁结构和热非平衡驱动的等离子体行为很好地符合典型的中间磁共振的丰富的观测证据。
2012-01-17 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
Prominence Formation and Oscillations
日珥，或称暗条，是太阳大气中一种引人注目的现象。除了它们自身丰富的特征和动力学外，它们还与许多其他活动有关，如太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。在过去的几年里，我们一直在研究日珥的形成，振荡和喷发通过数据分析和辐射流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟。本文综述了我们在这方面的研究进展，包括：（1）在更新辐射冷却函数后，日冕凝结的速度比以前的工作有所加快：（2）一旦形成种子凝结，即使蒸发停止，它也可以通过虹吸流自发地生长;（3）得到了日珥螺纹长度与各种参数之间的标度律，表明高折射率的日珥螺纹往往较短，（4）长时间的日珥异相振荡可能是日珥爆发和日冕物质抛射的前兆;（5）振荡日珥线的集合可以解释逆流运动。
2014-07-05 astro-ph.SR
Tangled Magnetic Fields in Solar Prominences
太阳磁场是研究日冕磁场结构和演化的重要工具。在这里，我们考虑所谓的“绿篱”的连续性，其中包括细垂直线程。我们探讨了这种双折射是由纠缠的磁场支持的可能性。使用了各种不同的方法。首先，在一个纠缠的领域内的等离子体的动力学被认为是。我们发现，扭曲的形状的通量管显着降低了流速相比，超音速自由降落，将发生在一个直的垂直管。其次，线性无力模型的纠缠领域的发展，并考虑了这种领域的引力的弹性响应。我们证明，日珥等离子体可以支持的纠缠场的磁压力，不仅弥漫着观察到的密集线程，但也他们的本地环境。磁场强度约为10 G的纠缠场能够支撑观测到的氢密度为10^（11）cm^（-3）量级的日珥线。最后，我们认为所观察到的垂直螺纹是瑞利-泰勒不稳定性的结果。对日珥线内密度分布的模拟表明，峰值密度远大于平均密度。我们的结论是，纠缠领域提供了一个可行的机制，磁支持绿篱双折射。
2010-01-15 astro-ph.SR
Alfven wave heating in partially ionized thin threads of solar prominences
有观测证据表明，在太阳磁场线中存在频率范围很宽的小振幅横向磁流体动力学（MHD）波。据信，这些波在光球层被驱动，并沿着磁场线传播，直到悬浮在日冕中的双折射。部分电离日珥等离子体中MHD波能量的耗散是一种加热机制，其相关性需要探索。在这里，我们考虑一个简单的一维模型的非均匀细线程和调查加热与阿尔芬波耗散。该模型假设一个特设的密度分布和均匀的压力，而温度和电离度的自洽计算考虑LTE或非LTE近似的氢电离。阿尔芬波的宽带驱动器被放置在磁场线的一端，代表光球激发。在单流体近似下，通过求解部分电离等离子体的线性化MHD方程，得到了沿螺旋线的Alfvenic扰动，发现螺旋线部分电离部分的波加热足以补偿辐射冷却引起的能量损失。在LTE近似下，由于核心日珥温度的电离度低于非LTE近似下的电离度，因此加热量更大。这在LTE情况下由于双极扩散而导致更大水平的耗散。相反，在模型的热日冕部分，等离子体完全电离，波加热可以忽略不计。这个简单的模型的结果表明，MHD波加热可以是相关的能量平衡的连续性。需要在更精细的模型基础上进行进一步研究。
2021-03-30 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
Time evolution of plasma parameters during the rise of a prominence instability
我们提出了高空间分辨率的光谱偏振观测的一个静止的树篱日珥在他我1083.0 nm的三重态。观察包括一个时间序列，在坐和盯着模式的36分钟的持续时间。摄谱仪的狭缝穿过日珥主体，我们记录了单个垂直线的时间演化。最终，我们观察到一个黑暗的瑞利-泰勒羽状物的发展，它以17公里/秒的速度向上传播，投射到天空平面上。有趣的是，烟羽的顶点与日珥的丝线相撞，将它们推向一边。我们通过使用HAZEL代码解释He I Stokes剖面来推断多普勒频移、多普勒宽度和磁场强度变化。多普勒频移表明，线程集群一致地移动，而个别线程有振荡模式。关于羽流，我们发现了强烈的红移（9-12公里/秒）和大的多普勒宽度（10公里/秒），在羽流的顶点时，它通过突出的身体和解体之前。我们将红移与透视效应联系起来，而多普勒宽度更可能是由于局部温度的增加。没有发现与羽流通过相关的磁场强度的局部变化;这使我们得出结论，羽流并不比周围环境更磁化。最后，我们发现，一些线程振荡是局部阻尼，这使我们能够应用日珥地震学技术来推断额外的日珥物理参数。
2014-03-22 astro-ph.SR
Gravitational instability of solar prominence threads I. Curved magnetic fields without dips
日珥线是一种密集而寒冷的结构，位于弯曲的磁场上，可以悬浮在太阳大气层中对抗重力。在没有非理想效应的情况下，线程的引力稳定性，在目前的工作中，通过一个基本的，但有效的模型进行了全面的研究。基于纯流体动力学方程在一个空间维度和应用线捆绑条件的足点的磁场线，我们推导出不同的可行的平衡和相应的振荡频率的解析表达式。我们发现，该系统允许稳定和不稳定的平衡解的线程的初始位置，其密度对比度和长度，和总长度的磁场线。这两种类型的解决方案之间的过渡产生在特定的分歧点，已确定在某些特定的情况下分析。当线程最初是在顶部的凹磁场，也就是在顶点，我们发现一个超临界的干草叉分叉，而对于一个移位的初始线程位置相对于这一点的对称性被打破，系统的特点是由一个S形分叉。本文中提出的平原结果揭示了新的光的线程在弯曲的磁场的重力存在下的行为，并有助于解释更复杂的数值磁流体动力学（MHD）模拟类似的结构。
2021-03-22 astro-ph.SR
Damping of prominence longitudinal oscillations due to mass accretion
研究了质量吸积对日珥线纵向振荡的阻尼作用。在这个模型中，我们考虑了一个薄的弯曲磁管充满等离子体。管的螺纹两侧的部分填充有热的稀薄等离子体。我们假设有稀薄等离子体流向线程所造成的等离子体蒸发在磁管脚点。我们的主要假设是，热等离子体在到达螺纹时瞬间被螺纹容纳，并且其温度和密度变得与螺纹的温度和密度相等。然后，我们推导出系统的常微分方程描述线程的动态。我们考虑线性和非线性振动。非线性减少了阻尼时间，但是这种减少很小。阻尼时间与吸积速率成反比。我们还得到振荡周期随时间减小。然而，即使对于我们的文章中考虑的最大初始振荡幅度，周期减小也不超过20%。我们得出结论，质量吸积可以迅速阻尼线程的运动。因此，这种机制可以解释所观察到的大振幅纵向振荡的强阻尼。此外，阻尼时间还可以用来确定质量吸积速率，间接地确定日冕加热。
2016-05-11 astro-ph.SR
Negative-energy waves in the vertical threads of a solar prominence
利用NVST、CHASE和SDO观测2023年日珥爆发初期垂直纤维的上行横向振荡，提出其相速度与流速相当源于负能量波不稳定性，并反演磁参数。
2024-04-04 astro-ph.SR
Magnetic thread twisting in a simulated solar atmosphere
上下文等离子体流入伴随着太阳大气中的各种过程，如日冕环的加热和双折射的形成。目标。我们模拟了一个分层的太阳大气，其中模拟的日珥线程的经验，通过等离子体流入模拟形成过程中的密度积累。我们的目标是研究这样一个系统的相互作用与扭转扰动，以及可能的后果。方法.将线性化的运动方程和感应方程结合起来，分析光球足点处随机驱动的扭转扰动的空间和时间演化。结果我们的研究结果表明，磁性线程将经历扭曲放大。不同的源和汇的能量和相应的放大机制被确定。达到色球高度的螺纹最容易受到磁扭曲的影响，最大扭曲发生在它们的脚点附近。放大扭曲与沿模拟螺纹的驻波行为相关联。结论.我们的工作表明，扭转扰动可能在日珥螺纹内被放大，在足点处形成强烈的磁扭曲。背景磁场中的小长度尺度有利于放大过程。另一方面，背景密度中的小长度尺度抑制生长。可能的后果的放大扭曲，包括他们的作用，在支持致密的等离子体内的突出结构进行了讨论。
2022-08-04 astro-ph.SR
Fast magnetohydrodynamic oscillation of longitudinally inhomogeneous prominence threads: an analogue with quantum harmonic oscillator
前人的工作表明，在日珥螺纹的情况下，扭折振荡的二次谐波与一次谐波的频率比有趋向于3的趋势。我们的目的是研究纵向不均匀日珥线的磁流体动力学振荡，并阐明频率比的问题。经典Sturm-Liouville问题用于纵向不均匀等离子体密度的螺纹。我们发现，总压扰动沿螺纹的空间变化是由定态薛定谔方程，其中纵向不均匀的等离子体密度代表的势能。因此，该方程有界解的埃尔米特多项式。在螺纹表面的边界条件导致超越色散方程与贝塞尔函数。色散方程的细通量管近似表明，扭折波的频率与α（2n+1）成正比，其中α为密度不均匀性参数，n为纵模数。因此，在突出螺纹中，二次谐波和一次谐波的频率之比趋于3。色散方程的数值解表明，在外部密度纵向不均匀性较小的情况下，较厚的通量管的色散比仅略有减小，因此，薄通量管极限是日珥振荡的一个很好的近似。然而，较强的外密度纵向不均匀性可能导致较宽管的频率比发生显著偏移，从而使细管近似失效。用量子谐振子的振荡类比来解释日珥线中二次谐波和一次谐波频率比趋向3的趋势，其中日珥线的密度不均匀性起着势能的作用。
2014-03-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Reconstruction of a helical prominence in 3D from IRIS spectra and images
空间仪器，例如{ \it Hinode}卫星上的太阳光学望远镜和具有高时空分辨率的界面区成像光谱仪所获得的双折射图像揭示了双折射的巨大动力学性质。等离子体结属于双折射，它似乎沿着垂直和水平的线状环运动，具有高度的动力学性质。本文的目的是重建的3D形状的螺旋日珥观察了两个半小时的IRIS。根据IRIS \ion{Mg}{ii} k谱，我们计算日珥内部等离子体的多普勒频移，并根据狭缝图像（SJI）{我们推导出天空平面中的横向场。最后，我们得到了三维节点的速度矢量场。我们重建了九个节点沿椭圆运动的真实轨迹。日珥在天球平面上的螺旋状结构主要是由于长的线拱（高达8 $ \times 10^4$ km）的投影效应。绳结或多或少沿着水平线运行，速度达到65 km/s $^{-1}$。主要驱动力是气体压力。
2017-06-25 astro-ph.SR
Observations of Plasma Blob Ejection from a Quiescent Prominence by Hinode SOT
我们报告的结果，从0.2”分辨率观测2007年10月03日静止日珥观测日之出卫星上的太阳光学望远镜。观测结果表明，从静止的等离子体团的突出物顶部有明显的喷射。这些喷射来自日珥上升线的顶部，被冲动地加速到阿尔夫文速度，然后经历弹道运动。喷射的特征尺寸在~ 1000 - 2000 km之间。这些特征类似于在日珥线中观测到的向下传播的结（典型大小~ 700 km），我们认为等离子体团喷射可能是向下传播的结的向上移动对应物。我们讨论了撕裂不稳定性作为一种可能的机制来解释喷射。
2011-03-19 astro-ph.SR
Model comparison for the density structure along solar prominence threads
静止日珥的精细结构通常被模拟为密度增强，称为线程，它占据了一个较长的磁通量管的一小部分。然而，沿磁场的质量密度分布是未知的，在日珥波研究中采用了几种任意的替代方案。我们提出了沿日珥精细结构的场取向密度的理论模型的比较。我们考虑洛伦兹，高斯和抛物线轮廓。我们比较他们的理论预测的基本横向扭结模式和第一泛音之间的周期比，以获得估计的密度之间的比例管的中心部分和它的脚点，并评估哪一个将更好地解释观察到的周期比数据。贝叶斯参数推断和模型比较技术的开发和应用。参数推断需要计算后验分布的密度梯度参数的条件下的可观察的周期比。模型比较涉及计算作为周期比函数的边际似然，以获得每个密度模型的可验证性，并计算贝叶斯因子，以量化每个模型的相对证据，给定周期比观测值。洛伦兹密度分布，等离子体密度集中在管的中心周围，似乎提供了最合理的反演结果。一个高斯分布将需要不切实际的大值的密度梯度参数和一个抛物线密度分布并不能使我们得到很好的约束后验概率分布。然而，我们的模型比较结果表明，证据点的高斯和抛物线的配置文件的周期比在2和3之间，而洛伦兹配置文件是更大的周期比值的首选。
2015-05-13 astro-ph.SR
The role of ambipolar heating in the energy balance of solar prominences
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3)（公共代码计算应用研究所）
本文研究了反极扩散在日珥能量平衡中的作用，通过一维模型探讨了反极加热如何补偿辐射损失并产生稳定的中性流。
2026-03-17 astro-ph.SR
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread. I. Effects of prominence magnetization and mass loading
太阳磁共振是由部分电离的等离子体形成的，其粒子间的碰撞频率通常与磁流体动力学处理无关。在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。我们进行2.5D的两种流体（电荷-中性粒子）的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）在一个光滑变化的界面之间的日珥线程和日冕的模拟。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了粘度，热导率和中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，以及摩擦加热。本文探讨了RTI动力学对日珥平衡位形的敏感性，包括支撑日珥线的磁场强度和剪切力，以及日珥质量负载量的影响。我们表明，在小尺度下，一个现实的光滑的双电晕接口导致定性不同的线性RTI演变比预期的不连续的接口，而磁场剪切具有稳定的影响，降低增长率或消除不稳定性。在非线性阶段，我们观察到，在场剪切的存在下的不稳定性的发展导致形成的相干和相互作用的2.5D磁结构，这反过来又会导致大量的等离子体流穿过磁场线和相关的去耦的流体速度的电荷和中性粒子。
2020-12-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Observations and Magnetic Field Modeling of a Solar Polar Crown Prominence
我们目前的观测和磁场建模的大极冠日珥，爆发于2010年12月6日。SDO/AIA和STEREO $\_$ Behind/EUVI的组合使我们能够看到这个隆起在肢体和椎间盘上的精细结构。我们专注于这个突出的结构和动力学爆发前。这个日珥包含两个部分：一个主要包含水平线的活动区部分，和一个主要包含垂直线的平静太阳部分。在日珥通道的北侧，AIA和EUVI都观察到明亮的特征，这些特征似乎是环的下腿，这些环在上面然后加入到暗条中。观测到丝状物质频繁地从活动区部分水平喷射到安静的太阳部分。这种喷射导致在活动区和安静太阳之间的边界附近形成密集的柱状结构（黑暗垂直线的集中）。利用磁绳插入法，基于SDO/HMI的视线磁图建立了非线性无力场模型。这些模型的一个重要特征是磁绳与周围的光球层有联系，因此磁绳的轴向通量沿暗条路径变化，模型中磁力线倾角的高度和位置与观测到的日珥大致相同。模型和观测结果之间的比较表明，通道北侧的明亮特征是变成通量绳的磁力线的小腿。我们认为，等离子体可以注入到日珥沿这些场线。虽然模型与观测结果吻合得很好，但也有一些有趣的差异。例如，模型不能再现观察到的垂直螺纹，也不能解释密柱结构的形成。
2012-08-07 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
Magnetic Structure and Dynamics of the Erupting Solar Polar Crown Prominence on 2012 March 12
我们对2012年3月12日爆发的极冠日珥进行了调查。SDO/AIA在东南侧观测到的日珥（端视图）显示了一个准垂直线结构。在爆发前171埃的日珥上部周围观察到明亮的U形/角状结构，并在爆发期间变得更加突出。STEREO-B的盘面图显示，这个长日珥是由一系列垂直的线组成的，在喷发时呈现半环状结构。我们利用SDO和STEREO-B的观测资料，通过研究日珥在爆发前和爆发过程中的结构和动力学，重点研究了日珥垂直线的磁支持。我们还建立了一系列的磁场模型（剪切拱圈模型、扭曲磁绳模型和双曲磁通管（HFT）不稳定模型）。各种观测特性似乎有利于扭曲的磁通绳模型。我们发现，支持日珥的通量绳在快速上升阶段开始时进入环面不稳定状态，大约一小时后出现重联的特征（爆发后拱廊，新的U形结构，上升的斑点）。在喷发期间，AIA观察到在171埃处的吸收中看到的暗带，对应于在304埃处显示的亮带，这可能是由于喷发的灯丝材料沿着新重新配置的磁场回落造成的。在所有AIA EUV通道中也观察到了爆发日珥拱廊内边缘的增亮，这可能是由上升日珥下方重联释放的能量加热引起的。
2015-05-26 astro-ph.SR
Formation and plasma circulation of solar prominences
太阳日冕是太阳外层大气或日冕中存在的一种长寿命的冷而致密的等离子体幕。几十年来，它们形成的物理机制，特别是它们内部的血浆循环机制一直不确定。在静止磁场中观察到的普遍存在的向下流动很难解释，因为具有高电导率的等离子体似乎穿过水平磁场线移动。在这里，我们提出了三维数值模拟日珥的形成和演变的一个细长的磁通量绳作为一个结果，在原位等离子体凝聚燃料的连续等离子体蒸发从太阳色球。日珥的诞生和维持是在一个支离破碎的，高度动态的状态下，连续再现多个斑点和线程结构，主要是沿着质量加载的场线向下拖动。日珥等离子体循环的特征是日珥等离子体流回色球层和日珥等离子体通过连续凝聚形成之间的动态平衡。等离子体从色球层蒸发，凝结到日冕的日珥中，然后流回色球层，建立了一个稳定的色球-日冕等离子体循环。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日珥的合成图像与实际观测非常相似，在椭圆形的日冕空洞下有许多动力学线程。
2016-03-17 astro-ph.SR
Prominence instability and CMEs triggered by massive coronal rain in the solar atmosphere
日珥不稳定性的触发过程和由此产生的日冕物质抛射还没有完全被理解。日珥是由抵抗重力的洛伦兹力维持的，因此日冕雨导致日珥质量的减少可能会导致力平衡的改变，从而导致结构的不稳定。我们的目的是研究日冕雨对日珥稳定性和随后爆发的日冕物质抛射影响的观测证据。我们从不同角度使用AIA/SDO和SECCHI/STEREO航天器的同步观测来跟踪日珥/暗条的动态，并研究日冕雨在其不稳定性中的作用。使用SDO和STEREO获得的观测结果分析了2011-2012年期间观察到的三种不同的折射率/细丝。在这三种情况下，来自日珥体的大量日冕雨导致日珥的不稳定，随后导致CME的爆发。上升过程分为缓慢上升和快速上升两个阶段。日冕雨引发了初始的不稳定性缓慢上升，导致了18-28小时后的最终不稳定（快速上升阶段）。估算的日冕雨滴携带的质量通量表明，在质量损失40%后，日冕物质流变得不稳定。我们认为，最初的缓慢上升阶段是由大量日冕雨引起的日珥质量损失所触发的，而快速上升阶段，即随后的不稳定性，是由环面不稳定性和/或与上覆日冕场的磁重联所引起的。因此，日冕雨触发了日冕物质抛射的不稳定性和随之而来的日冕物质抛射。如果是这样的话，那么日冕雨可以用来预测日冕物质抛射，从而改善空间天气的预测。
2021-10-04 astro-ph.SR
Quiescent prominence dynamics observed with the Hinode Solar Optical Telescope . II. Prominence Bubble Boundary Layer Characteristics and the Onset of a Coupled Kelvin-Helmholtz Rayleigh-Taylor Instability
利用太阳光学望远镜（SOT）观测资料分析了太阳静止日珥泡的特征和不稳定动力学。我们测量气泡膨胀率，日珥下降流，和轮廓的边界层亮度和厚度作为时间的函数。最大的气泡分析上升到日珥的速度约为1.3公里/秒，直到它是不稳定的边界上的局部剪切流。当日珥以20 - 35 km/s的特征速度向下流动时，边界层厚度逐渐增加。横向下降流从增厚的边界层开始，特征速度为25 - 50 km/s，“排出”等离子体层。通过一个气泡边界的强剪切流导致明显的耦合Kelvin-Helmholtz Rayleigh-Taylor（KH-RT）不稳定性。我们测量剪切流速度为10公里/秒的气泡以上，并推断内部气泡流速度的顺序为100公里/秒。将测量到的不稳定性增长率与解析表达式进行比较，我们推断在与日珥面成~70度角时，穿过气泡边界的磁通量密度为~10^{-3} T（10高斯）。结果与假设一致，即日珥气泡是由日珥下方出现的磁通量引起的，为RT或组合的KH-RT、不稳定流提供了条件，这些不稳定流将通量、螺旋度和热等离子体向上输送到上覆的日冕磁通量绳中。
2017-11-08 astro-ph.SR
Prominence seismology using small amplitude oscillations
静止的日冕是一层薄薄的冷的、致密的等离子体，嵌在更热、更稀有的日冕中。虽然它们的整体形状相当不规则，但它们的内部结构通常由大量平行的细线堆叠在一起组成。日珥经常显示出周期性的扰动，主要是在谱线的多普勒位移中观察到的，其振幅通常为或小于2- 3 km s $^{-1}$，这个值似乎比日珥等离子体的特征速度（即阿尔文和声速）小得多。这些小振幅日珥振荡的两个特点是，它们似乎在几个周期内衰减，而且它们似乎不影响整个日珥结构。此外，在高空间分辨率的观测，其中线程可以辨别，小振幅振荡似乎清楚地与这些精细结构的成分。日珥地震学试图将这些观测结果（例如周期、波长、阻尼时间）和它们的理论模型（通过磁流体力学理论）结合起来，以深入了解无法从直接观测中得出的日珥的物理特性。在本文中，我们讨论的工作还没有被描述在以前的评论，即第一个地震学应用到太阳的日珥振荡和衰减的理论进展。
2009-02-24 astro-ph.SR
Prominence seismology
由于从观测中直接确定日珥物理参数的困难，日珥地震学是探测这些结构性质的另一种方法。我们展示了磁流体动力学（MHD）地震学技术的应用，以推断日珥等离子体的物理参数最近的例子。他们是基于应用反演技术，使用观测到的周期，阻尼时间，和等离子体流的日珥线程振荡速度。Hinode对这一主题的贡献至关重要。我们展示了一个例子的基础上获得的数据与日之出的太阳光学望远镜。观测显示，活动区的边缘日珥，由无数的细水平线程，流动的路径平行于光球和显示同步垂直振荡。波和流的共存可以牢固地建立起来。利用横向MHD扭折振荡解释，对这次地震进行了地震学分析。结果表明，高质量的日出观测和适当的理论模型相结合，使流和波成为两个有用的特性，为我们理解的性质，太阳能brachences。
2012-01-22 astro-ph.SR
Two Kinds of Dynamic Behavior in a Quiescent Prominence Observed by the NVST
本文利用新真空太阳望远镜对静止日珥中的两种动力学行为进行了高分辨率观测，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）和小尺度振荡。在+0.3 A的Ha红翼图像中，KHI被认为是快速发展的逆时针/顺时针旋转的涡状结构，它是由日珥羽流表面/界面上的强烈剪切流运动产生的。KHI增长率估计约为0.0135 +（-）0.0004和0.0138 +（-）0.0004。我们的观测结果进一步表明，质量流的剪切速度（即超音速）足够快，以产生强烈的变形的边界和克服的约束表面张力力。这种流动驱动的不稳定性可能在太阳辐射等离子体传输过程中起重要作用。在Ha线心像上观察到垂直于日珥线的小尺度振荡。振荡周期呈非单调变化，呈现出先缓慢减小后增大，再快速增大后减小的两种变化规律。这两个变化周期的线程振荡被观察到是不稳定的整个周期，他们是本地的性质。我们的研究结果表明，小尺度线振荡可能是日冕中的磁流体动力学波。
2018-07-20 astro-ph.SR
Association between Tornadoes and Instability of Hosting Prominence
我们研究了2011年1月1日至12月31日太阳动力学观测站/大气成像组件探测到的所有突出龙卷风的动力学。全年共确认了361次龙卷风，但只有166次龙卷风被追踪到其寿命结束。在166次龙卷风中，有80次（48%）触发了日冕物质抛射（CME），83次（50%）导致了日冕物质抛射（CME）失败或日冕物质抛射（CME）的强烈内部运动，只有3次（2%）在没有任何观测到的活动的情况下结束了它们的生命。因此，几乎所有的日珥龙卷风都会导致其宿主系统的不稳定，其中一半会触发日冕物质抛射。因此，日珥龙卷风可以作为日冕物质抛射的前兆，从而用于空间天气预报。
2018-07-16 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
Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
振荡和传播波在细丝的高分辨率观测中很常见，即，太阳灯丝/双折射的精细结构。由于日珥等离子体的温度通常在10^4 K的量级，因此日珥等离子体只被部分电离。在本文中，我们研究的中性粒子对波的传播在一个丝状线程模拟为一个部分电离的均匀磁通量管嵌入在一个均匀的和完全电离的日冕等离子体。电阻磁流体动力学基本方程中考虑了欧姆和双极磁扩散。我们数值计算扭结，慢，阿尔芬线性MHD模式的本征频率，并在某些情况下获得解析近似。我们发现，传播模式的存在受到纵向波数的临界值的存在。特别是，扭结波和阿尔芬波的下限和上限频率截止分别归因于平行于和垂直于磁场线的磁扩散。慢模只有一个较低的截止频率，这是由垂直磁扩散引起的，并受电离度的影响很大。此外，离子中性碰撞是最有效的阻尼机制短波长，而欧姆扩散占主导地位的长波长制度。
2009-05-06 astro-ph.SR
Prominence and coronal rain formation by steady versus stochastic heating and how we can relate it to observations
本研究通过 MPI-AMRVAC 进行 2.5D 模拟，比较了稳态与随机加热对日珥形成的影响，并利用 Lightweaver 生成合成光谱，发现加热方式决定了日珥内部动力学呈垂直或水平取向。
2024-06-05 astro-ph.SR
Does a solar filament barb always correspond to a prominence foot?
太阳细丝是太阳盘面上的黑暗结构，具有细长的脊柱和从脊柱延伸出的几个倒钩。当出现在太阳边缘的上方时，一条暗条被称为日珥，它向下延伸到太阳表面有几英尺。人们通常认为，暗条倒钩只是突出的脚，从脊柱转向太阳表面。然而，最近注意到可能存在另一种动态类型的倒钩，其被提出是由于长丝线纵向振荡。如果是这样的话，动态倒钩就不会向下延伸到太阳表面。利用{ \it Solar Dynamics Observatory}和{ \it STEREO}卫星2011年6月5日对暗条倒钩的正交观测，证实暗条倒钩是由暗条线纵向振荡引起的。从侧面看，灯丝倒钩看起来像是沿着日珥脊柱的附录，并没有像脚一样向下延伸到太阳表面。
2020-03-27 astro-ph.SR
Prominence eruption initiated by helical kink-instability of an embedded flux rope
利用SDO和LASCO/SOHO观测资料研究了AR 12342附近的边缘日珥爆发和相关的日冕物质抛射的触发机制。隆起的一端有嵌入的磁通线（FT），从中间分叉到不同的足点位置。FT的形态演化类似于一个不稳定的磁绳（FR），我们认为这是一个突出的嵌入FR。FR扭曲超过了临界值。此外，在304 ~图像中日珥等离子体的形态标志着磁骨架的螺旋性质，沿着弧长总共有2.96圈。位场外推模型表明，背景磁场梯度的临界高度落在日冕内部（105 μ m），与日冕等离子体环的范围一致。这些结果表明，在嵌入FR螺旋扭结不稳定性造成的缓慢上升的突出的高度环面不稳定域。此外，差分辐射测量分析揭示了爆发过程中日珥等离子体加热到日冕温度，表明在向上上升的嵌入式FR下存在与重连相关的加热。日珥开始于10 km/s的缓慢上升运动，随后经历了快加速和慢加速阶段，在C2，C3视场内的平均加速度分别为$28.9m/s^2$，$2.4m/s^2$。正如以前的数值模拟预测，所观察到的CME前缘和核心的同步运动学配置文件支持参与FR不稳定的日珥启动。
2017-09-28 astro-ph.SR
Numerical simulations of turbulence in prominence threads induced by torsional oscillations
本文通过三维MHD数值模拟研究日珥细丝中驻立扭转阿尔芬波经相位混合触发KHI并产生湍流的过程，发现该机制仅造成边界局部加热而非整体加热，并给出了Hα合成观测特征。
2024-01-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dissipative instability in partially ionised prominence plasmas
我们调查的性质耗散不稳定的边界（这里看到的切向不连续）之间的粘性日冕和部分电离的突出等离子体在不可压缩的限制。的部分电离的重要性进行了研究的电离分数。匹配的解决方案的速度和总压力的横向分量在日珥和日冕等离子体之间的接口，我们推导出一个色散关系，其虚部描述的不稳定性的演变。结果在弱耗散极限下得到。使用简单的分析方法，我们表明，耗散不稳定性出现低于开尔文-亥姆霍兹不稳定阈值的流速。虽然粘度倾向于使等离子体不稳定，但部分电离（通过考林电阻率）的效果将起到稳定界面的作用。对于更接近中性气体的电离度，对于更大的平衡流量值，界面将不稳定。在研究双折射和暗羽流之间界面的不稳定现象时，也采用了同样的原理。在这种情况下出现的不稳定模式有一个非常小的增长率和耗散不稳定性不能解释羽流的外观。本研究提高了我们的理解的复杂性的动力学过程在太阳能电池和太阳日冕的接口，部分电离的作用可以对等离子体的稳定性。我们的研究结果清楚地表明，部分电离的问题引入了新的方面的等离子体的稳定性与后果的演变的太阳能电池。
2015-03-26 astro-ph.SR
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread II. Effects of collisionality
在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了中性粘度，热导率，中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，摩擦加热。在本文II中，RTI动力学的碰撞效应的敏感性不同的磁场配置支持日珥线程进行了探讨。这是通过修改模型方程人为地改变或消除弹性和非弹性碰撞的影响来实现的。我们发现，电离和中性流体之间的电离和重组反应，如果在平衡之前的不稳定性的发病，并没有实质性影响的发展的主要RTI。然而，这样的反应可能会在冷日珥和周围较热的日冕物质混合期间影响二级结构的发展。我们发现，电离和中性粒子种群内部和之间的碰撞在RTI的线性和非线性发展中起着重要的作用，离子-中性碰撞频率作为小尺度结构的发展或阻尼的主要决定因素。我们还观察到，离子和中性流体之间的流动解耦的程度和签名可以依赖于粒子间的碰撞和磁场配置的突出线程。
2021-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fast Magnetosonic Waves and Flows in a Solar Prominence Foot: Observations and Modeling
利用太阳光学望远镜（SOT）的高分辨率观测资料，研究了日珥脚中Ca~II和H α辐射的传播涨落，并将其确定为非线性快磁波。在这里，我们进一步分析了界面区成像光谱仪（IRIS）Mg~II狭缝图像和Hinode/SOT Ca~II图像对传播波和流动的观测。我们发现，波的典型周期在5 - 11分钟的范围内，在天空平面（POS）的波长约为2000公里，而在窄线程的流动具有典型的速度在POS的~16-46公里/秒。我们还检测到明显的扭结振荡的线程与流动的材料，并应用冠状地震估计的磁场强度在5-17 G的范围内。利用2.5维MHD模拟了非线性波和流动对日珥物质动力学的综合影响，再现了沿磁场流动物质中传播和折射的快磁声波以及扭结模驻波。模拟结果与观测到的日珥足中的各种波和流定性一致，进一步证实了冠状地震学分析，提高了对日珥物质细尺度动力学的理解。
2020-06-10 astro-ph.SR
Numerical Simulations of the Magnetic Rayleigh-Taylor Instability in the Kippenhahn-Schlüter Prominence Model
Hinode卫星的发射使得能够在较长时间内拍摄前所未有的高分辨率、稳定的太阳静止不动图像。这些新的图像导致了黑暗的上升流的发现，这些上升流从发展高度湍流轮廓的双折射底部传播。到目前为止，这些流动是如何驱动的还没有完全了解。为了研究这一现象背后的物理机制，我们利用3-D磁流体动力学（MHD）模拟研究了Kippenhahn-Shlüter日珥模型对磁瑞利-泰勒不稳定性的非线性稳定性。该模型模拟了静止日珥内浮管的上升过程，扰动浮管和日珥模型之间的上边界以激发磁场线的交换。我们发现了恒定速度的上升流（最大发现6\，km\，s $^{-1}$）和最大羽流宽度$\approx 1500$ \，km，在没有引导场的情况下，其传播通过约6\，Mm的高度。强引导场的情况（最初是$B_y=2B_x$）导致一个大的羽流，它通过$\sim 5$ \，km\，s $^{-1}$的日珥模型上升，宽度为$\sim 900$ \，km（沿日珥轴观察时宽度为2400\，km），高度为$\sim 3.1$ \，mm。在这两种情况下，非线性过程对于确定羽流动力学都很重要。
2011-06-14 astro-ph.SR
Observation and Simulation of Longitudinal Oscillations of an Active Region Prominence
在H $α$中观测到了太阳盘面上的暗条纵向振荡。我们打算找到一个日珥的纵向振荡的例子，在那里可以直接看到磁倾，并检查什么是这种振荡的回复力。我们对2007年2月8日西翼活动区日珥振荡进行了多波长数据分析。此外，我们进行了一维流体动力学模拟的纵向振荡。Hinode/SOT的高分辨率观测表明，日珥在低分辨率极紫外（EUV）图像中被视为向内凹的形状，实际上由许多向外凹的螺纹组成，这表明存在磁倾角。注入到倾斜区域后，大量的日珥物质开始振荡超过3.5小时，周期为52分钟。振荡随时间衰减，衰减时间尺度为133分钟。我们的流体动力学模拟可以很好地再现振荡周期，但阻尼时间尺度的模拟是1.5倍，只要观察。结果清楚地显示了日珥在日珥倾角附近的纵向振荡，我们的研究表明，这种纵向振荡的回复力可能是重力。辐射和热传导不足以解释振荡的衰减。其他机制，如波泄漏和质量吸积，必须考虑。文中还讨论了这种纵向振荡与后来日珥线爆发以及日冕物质抛射（CME）的可能关系。
2012-04-17 astro-ph.SR
The Evolution of Magnetic Rayleigh-Taylor Unstable Plumes and Hybrid KH-RT Instability into A Loop-like Eruptive Prominence
利用SDO/AIA观测资料，在环状爆发日珥中观测到MRT不稳定羽流。在日珥内部形成了小尺度的空洞，在这里扰动触发了以35-46 km/s $^{-1} $速度传播的暗羽流（P1 \& P2）。自相似羽流的形成首先表现为线性MRT不稳定羽流（P1）的增长，然后表现为非线性单模MRT不稳定第二羽流（P2）的演化。差分辐射测量（DEM）分析表明，烟羽的密度和温度都低于日珥。我们估计这两个羽流的观测增长率分别为1.32 $\pm$ 0.29 $\times$ 10 $^{-3}$ s $^{-1}$和1.48 $\pm$ 0.29 $\times$ 10 $^{-3}$ s $^{-1}$，这与估计的理论增长率（1.95 $\times$ 10 $^{-3}$ s $^{-1}$）相当。MRT不稳定羽流（P2）的非线性相可能通过下落等离子体中的Kelvin-Helmholtz涡的形成而崩溃。后来，在这个日珥的上升部分出现了明显的等离子体线。它可能与纠缠场和瑞利-泰勒不稳定性有关。缠结场在磁共振腔边界处引发剪切。由于这种剪切运动，等离子体的下降发生在右边的部分的磁共振腔边界。它触发了KH不稳定涡和MRT不稳定等离子体泡以不同速度传播并相互融合的特性。剪切运动和侧向等离子体下降可能引发混合KH-RT不稳定性。
2019-02-13 astro-ph.SR
The effects of magnetic-field geometry on longitudinal oscillations of solar prominences
我们研究了太阳暗条磁结构的几何形状对大振幅纵向振荡的影响。一个代表性的灯丝通量管被建模为由一个冷线程中心的浸渍部分与热冠状区域两侧。我们已经找到了系统的正常模式，并建立所观察到的纵向振荡与基本模式很好地描述。当日珥和日冕之间的曲率半径较小或中等，密度差较大或中等时，主要的回复力是太阳引力。在这种全波描述的振荡的振荡频率的一个简单的表达式，其中的压力驱动项引入了一个小的修正。我们还发现，简正模几乎与管的热区域的几何形状无关。我们的结论是，所观察到的大幅度纵向振荡驱动的投影重力沿通量管，并强烈影响的曲率的倾角的磁场中的线程驻留。
2012-07-26 astro-ph.SR
Rayleigh-Taylor instability in partially ionized prominence plasma
本文采用单流体MHD方法，结合广义欧姆定律，对日冕-日珥边界的瑞利-泰勒不稳定性进行了2.5维数值模拟。初始配置包括均匀磁场，其与等离子体扰动的方向形成角度。对于每个磁场倾角，我们比较两个模拟，一个是纯MHD的情况下，和一个包括双极扩散的欧姆定律，否则相同。我们发现含有中性原子的组态总是不稳定的。在非线性状态下，小尺度模的增长率大于纯MHD情况下的增长率。
2013-10-28 astro-ph.SR
Rayleigh-Taylor instability in prominences from numerical simulations including partial ionization effects
本文研究了非线性区域中的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）。我们的目的是了解日珥等离子体中中性原子的存在如何影响湍流液滴的不稳定性增长率、速度、磁场矢量和热力学参数的演化。我们进行了2.5维数值模拟的不稳定性发起的多模扰动在日冕日珥界面使用单流体MHD方法，包括广义欧姆定律。初始平衡配置是纯流体静力学的，并且包含均匀的水平磁场，其与等离子体被扰动的方向形成角度。我们分析了两个不同方向的磁场的模拟。对于每个字段的方向，我们比较两个模拟，一个为纯MHD的情况下，和一个包括双极扩散的欧姆定律（AD情况）。除此之外，每个磁场方向的两个模拟都是相同的。在不稳定的初始阶段的数值结果进行了比较与解析线性计算。我们发现，在AD情况下，配置总是不稳定的。在非线性区的小尺度模式的增长率是高达50%以上，在AD的情况下比在纯粹的MHD的情况下，和平均速度的流量是几个百分点大。在不稳定的所有阶段，在日冕和日珥物质之间的界面处都发现了显著的漂移动量，这是由中性分量相对于电离分量的更快的向下运动产生的。理想和非理想情况下的气泡温度差异也很大，达到30%。大的上升气泡和小尺度的向下流动指状物之间存在不对称性，有利于在观测中检测向上的速度。
2014-03-18 astro-ph.SR
Large-Scale Vortex Motion and Multiple Plasmoid Ejection Due to Twisting Prominence Threads and Associated Reconnection
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）对静止极日珥的特征进行了分析。最初，小规模的类太阳结构在太阳盘面上是明显的，它首先垂直生长，然后向西南边缘移动。后来，一个脊柱连接这些倒钩，我们观察到明显的旋转运动在突出的上部。这些视旋转运动可能通过传递冷等离子体和磁扭曲对暗条的演化和生长起着重要作用。在日珥的上部有明显的大尺度涡旋运动，其中包含一个漩涡状的结构，足点的缓慢运动使日珥的腿由于磁剪切而扭曲，导致两种不同的磁重联。内部重联是由电阻撕裂模不稳定性引发的，这导致在拉长的电流片中形成多个等离子体团。估计增长率为0.02- 0.05。该磁重联加热电流片一小段时间。然而，由于磁重联而释放的大部分能量被周围冷而致密的等离子体吸收，并用于加速等离子体团喷射。多重等离子体团喷射摧毁了当前的片。因此，磁弧在X点附近坍缩。逆磁弧可能与日珥南段重新连接，形成细长的薄电流片。这种外部重连驱动日珥爆发。
2020-11-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The role of Rayleigh-Taylor instabilities in filament threads
许多太阳的暗条和双折射显示出与光球层平行的短寿命水平线。在这项工作中，瑞利-泰勒不稳定性和线程寿命之间的可能联系进行了研究。这是通过计算本征模的线程建模为笛卡尔板下存在的重力。利用不可压缩假设推导了磁流体动力学（MHD）扰动的解析色散关系。该系统允许一种始终稳定的模式，与线程中的Alfvén速度值无关。该模式的特征从当磁场较弱时局限于板的上界面，到当磁场较强时具有全局性质并且类似于横向扭结模式。相反，当磁场较弱时，平板模型允许另一种不稳定的模式，并局限于下界面。这种模式的增长率可以非常短，对于典型的线程条件来说，大约是几分钟。这种Rayleigh-Taylor不稳定模随着磁场的增大而变得稳定，在强磁场的极限下，它本质上是一种香肠磁模。重力可能对线程的振荡模式有很大的影响，这取决于阿尔文速度的值。在静态细丝中的线的情况下，其中Alfvén速度大概是低的，根据板模型，预期非常短的寿命。在活动区的不稳定性中，磁张力的稳定作用可能足以在很宽的波长范围内抑制瑞利-泰勒不稳定性。
2012-03-20 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Transverse Oscillations and Associated Heating in a Solar Prominence. I- Observational aspects
横向磁流体动力学（MHD）波已被证明在太阳大气中无处不在，原则上可以携带足够的能量来产生和维持太阳的百万度外层大气或日冕。然而，这些波的耗散过程和随后的加热的直接证据尚未直接观察到。在这里，我们报告的高空间，时间和光谱分辨率的观测日珥，显示出令人信服的签名，所谓的共振吸收，一个长期假设的机制，有效地转换和耗散横波能量转化为热量。除了在横向方向的相干性，我们的观测显示，在天空平面的横向运动和振荡的精细结构或线程的视线速度之间存在约180度的相位差，并且还表明显着的加热从色球到更高的温度。与先进的数值模拟的比较支持的情况下，横向振荡触发Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）振荡线程通过共振吸收的边界。这种不稳定性导致许多薄的电流片，其中波能被耗散，等离子体被加热。我们的研究结果提供了直接的证据，波相关的加热在行动中，候选日冕加热机制之一。
2015-06-30 astro-ph.SR
Mass Cycle and Dynamics of a Virtual Quiescent Prominence
本研究在三维磁流体动力学日冕体积中以20.8 km高分辨率模拟重联-凝结模型，发现热不稳定性可独立驱动虹吸流并形成宁静日珥，且首次自洽再现了日珥演化中的观测特征。
2024-05-30 astro-ph.SR
Observation of an Instability in a 'Quiescent' Prominence
我们提出了一个气泡状的空腔通过一个静止的日珥旅行的检测。腔中的H-α发射比其周围环境小16倍以上。空泡的传播速度几乎与MHD压缩波的相速度一致。我们认为横向磁稳定性的破坏。Ca II 8542的光谱表明，物质沿着力线流出，速度高达12 km/s。
2012-10-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Rotating Motions and Modeling of the Erupting Solar Polar Crown Prominence on 2010 December 6
2010年12月6日，一个巨大的极冠日珥爆发，它由几乎横跨整个太阳盘面的不同部分组成。在喷发之前，活动区部分的灯丝分裂成两层：下层和上层。火山爆发分几次发生。14：12 UT前后，活动区暗条下层破裂，一部分向西喷发，另一部分向东喷发，导致东部暗条爆发性喷发。在早期上升阶段，部分静止的细丝片显示出强烈的滚动运动（STEREO $\_$ B观测），沿顺时针方向（从东到西）围绕细丝轴。这种滚动运动似乎从活动区的边界开始，然后向东传播。AIA观察到另一种类型的旋转运动：在爆发的静止日珥的其他部分，垂直的螺纹变成水平的，然后颠倒过来。升高的活动区暗条直到18：00 UT才喷发，此时喷发的静止暗条已经达到非常高的高度。我们开发了两个简化的三维模型，定性地再现所观察到的滚动和旋转运动。模型中的日珥被假设为由一组离散的斑点组成，这些斑点与螺旋形磁通绳的特定场线相连。所观察到的滚动运动是通过从活动区侧向模型1中的磁通绳中连续注入扭转来再现的。暗条两侧磁场的不对称分布所引起的不对称重联可能导致所观察到的滚动运动。AIA观察到的日珥螺纹的旋转运动与模型2中在喷发期间从上到下移除磁力线下降是一致的。
2012-11-29 astro-ph.SR
Transverse kink oscillations of inhomogeneous prominence threads: numerical analysis and H$α$ forward modelling
日珥螺纹是非常长和薄的通量管，其中部分充满冷等离子体。观测表明，在这些太阳结构中，横向振荡是频繁的。观测结果通常被解释为基本扭结模式，而第一谐波的检测仍然难以捉摸。在这里，我们的目标是研究如何在纵向和径向方向上的密度不均匀性修改扭结振荡的周期和阻尼时间，以及这种影响将如何反映在观测中。我们通过两种不同的方法求解理想磁流体力学方程：a）进行三维数值模拟，和b）求解二维广义本征值问题。我们研究的周期，阻尼时间和振幅的横向扭结振荡的中心和两端的密度之间的比率，并在平均密度的依赖关系。我们应用我们的三维模拟计算合成H $α$配置文件的前向建模。我们确认，基本振荡模式的周期的周期的第一谐波的周期的比率增加的中心密度与足点密度的比率增加或作为管的平均密度降低。我们发现，由于共振吸收的阻尼时间减少的中心足点密度比的增加。相反的情况下，纵向均匀的管，我们发现，阻尼时间周期比也增加的密度比增加或平均密度降低。我们提出的快照和时间-距离图的H $α$线的发射。本文的结果对日珥地震学领域有一定的意义。虽然H $α$发射可用于检测基模，但在H $α$中几乎检测不到一次谐波。这可以解释为什么没有检测到第一谐波。
2021-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
