How transverse MHD wave-driven turbulence influences the density filling factor in the solar corona?
日冕中的横向MHD波是普遍存在的。对日冕的开放（如冕洞）和闭合（如冕环）磁场区域进行加热的可能机制之一是由于MHD波驱动的湍流。在这项工作中，我们研究了由于横向MHD波驱动湍流的产生，在太阳日冕中的过密结构的填充因子的变化。使用3D MHD模拟，我们估计的密度填充因子的开放的磁结构，通过计算的分数的体积所占据的过密等离子体结构的整个体积的模拟域。接下来，我们进行正演模拟，并使用FoMo生成Fe XIII 10749 μ m和10800 μ m密度敏感线对的合成光谱。使用合成图像，我们再次估计填充因子。从两种方法获得的估计填充因子是合理的协议。此外，我们的结果与日冕洞和环中填充因子的观测结果相当吻合。结果表明，湍流的产生增加了日冕的填充因子。
2021-10-13 astro-ph.SR
Extended MHD modeling of the steady solar corona and the solar wind
回顾了在定常或准定常日冕物理条件下，日冕和太阳风的大尺度磁流体动力学（MHD）模拟的历史和现状。我们把思想的演变导致认识到存在一个不断扩大的太阳大气层的历史背景。详细介绍了第一代全球日冕和太阳风模式的发展和主要特点。这一历史观点也适用于目前的全球日冕和太阳风模型套件。我们讨论了新思想的演变及其在数值模拟代码中的实现。我们指出了这些模型所面临的科学和计算挑战，并讨论了各个团体试图克服这些挑战的方法。接下来，我们将讨论最新的，最先进的模型，并指出在模拟日冕和行星际介质的预期下一步。
2018-07-01 astro-ph.SR
Observations of microwave emission from solar jets and comparison with MHD simulations
本文通过三维MHD模拟计算太阳喷流的17 GHz热微波辐射，并与观测对比，发现模型能较好再现低强度喷流特征，对强喷流存在差异，并提出了改进模拟以获得更真实喷流的方法。
2025-07-22 astro-ph.SR
Interfacing MHD Single Fluid and Kinetic Exospheric Solar Wind Models and Comparing Their Energetics
外逸层动力学太阳风模型与观测驱动的单流体磁流体动力学（MHD）模型接口。最初，光球磁图作为观测输入的流体方法外推日球磁场。然后，半经验日冕模型被用来估计等离子体的特性，直到日心距离为0.1AU。在此基础上，采用了一个完整的MHD模型，计算了直至地球轨道的太阳风宏观变量随时间的三维演化。在内部MHD边界的密度和速度接口后，我们比较的结果动力学外逸层太阳风模型的基础上的假设的麦克斯韦和Kappa速度分布函数的质子和电子，以及\textit{in situ}的观测在1 AU。这提供了对更详细的物理过程的洞察，例如日冕加热和太阳风加速，这些过程是通过在模型中包含超热电子而自然产生的。我们感兴趣的是在1 AU的太阳风的速度和密度的配置文件，在表征风的慢和快的源区域，并在类似的条件下比较MHD与外逸层模型。我们计算了这两种模型从低到高的日心距离的能量。
2017-09-05 astro-ph.SR
Quantifying the Difference Between the Flux-Tube Expansion Factor at the Source Surface and at the Alfvén Surface Using A Global MHD Model for the Solar Wind
几十年来，位场近似一直为日冕的全球磁场几何形状提供快速且计算成本低廉的估计。相比之下，更多基于物理的全球磁流体动力学（MHD）模型已被用于类似的目的，但计算成本要高得多。在这里，我们调查的差异之间的全球MHD模型和位场源表面模型（PFSSM）的磁场几何形状的MHD模型中跟踪个人的磁场线从阿尔芬表面（AS），通过源表面（SS），所有的方式的磁力线脚点，然后回到源表面的PFSSM。我们还比较了通量管膨胀在两个点在SS和AS沿同一径向线。我们研究了太阳活动周期变化、位场谐波展开的阶数以及不同磁图源的影响。我们发现，通量管膨胀因子始终是较小的，在AS比在SS的太阳极小和快速太阳风，但它始终是较大的太阳极大和缓慢的太阳风。我们使用Wang-Sheeley-Arge（WSA）模型来计算每个场线的相关风速，并将这些太阳风速度传播到1AU。我们发现一个超过五个小时的偏差在两个模型之间的到达时间为20%的场线在太阳能最小的情况下，和40%的场线在太阳能最大的情况下。
2015-07-02 astro-ph.SR
Poynting flux of MHD modes in magnetic solar vortex tubes
本研究针对太阳大气中的磁涡旋管，通过数值模拟与理论推导探究其内部MHD波的坡印廷通量，发现背景旋转流可大幅提升非轴对称模式的垂直坡印廷通量，且无扭转管中向上的坡印廷通量必源于扰动。
2024-09-28 astro-ph.SR
Evidence of active MHD instability in EULAG-MHD simulations of solar convection
我们研究了Passos & Charbonneau（2014）EULAG-MHD“millenium simulation”中磁流体动力学不稳定性的可能发展。这个模拟维持一个大规模的磁周期，其特征是太阳般的极性反转发生在一个定期的几十年的节奏，并在其中的带状定向带的强磁场积累的对流层下面，在响应湍流泵从上面连续的磁半周期。该模拟的关键方面包括低数值耗散和强烈的亚绝热流体层下对应于建模的太阳能对流区对流不稳定层。这些性质有利于二维不稳定性的生长和发展，否则会被更强的耗散抑制。我们发现的证据的非轴对称磁剪切不稳定性的稳定分层的流体层的上部操作的行动。我们还调查的可能性，泰勒不稳定性可能有助于在高纬度的大规模轴对称磁分量的不稳定。我们的分析的基础上，我们提出了一个全球发电机的情况下，磁循环主要是由湍流发电机行动的对流层，但MHD不稳定性加速耗散的磁场泵到过冲和稳定层，从而可能显着影响磁循环周期。支持这种情况下，发现在不同的全球发电机的行为中观察到的，否则相同的EULAG-MHD模拟，使用不同程度的亚绝热下的对流区的稳定流体层。
2015-09-24 astro-ph.SR
Transient induced MHD oscillations : A tool to probe the solar active regions
太阳大气中普遍存在的太阳瞬变和爆发现象，可以为理解日冕加热和太阳风加速等突出问题提供新的思路。在整个电磁波谱中对具有高度动态磁场配置和高能粒子的大尺度和小尺度瞬态/喷发事件的这种动态过程进行观测，提供了关于嵌入在复杂磁场中的兆开尔文温度下的等离子体过程以及发生在这种事件中的能量积累/能量释放过程的关键信息。太阳爆发过程中产生的磁流体动力学（MHD）波是太阳爆发现象的重要现象之一，它携带着探测太阳活动区的潜在信号。在本文中，我们简要回顾了瞬态（例如，耀斑）在太阳大气中引起的准周期振荡，并讨论其在诊断太阳活动区方面的影响，为了解局部等离子体动力学和加热提供线索。
2011-10-04 astro-ph.SR
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
MHD simulations of the in-situ generation of kink and sausage waves in the solar corona by collision of dense plasma clumps
MHD波在日冕中是普遍存在的，在日冕中高度结构化的磁场为它们的传播提供了有效的波导。虽然已经观察到MHD波起源于太阳大气的低层，但最近的研究表明，一些MHD波可以通过密集的反向传播流的碰撞原位产生。在这项理论研究中，我们分析的机制，触发扭结和香肠模式的传播在日冕中，以下的碰撞的反向传播的流量和流量的属性如何影响所产生的波的属性。为了详细研究这样的机制，我们运行了一系列理想的二维和三维MHD模拟，我们改变了反向传播流的属性，并通过一个简单的技术来估计扭结和香肠模式的振幅，我们调查他们的作用的MHD波的产生和传播。我们发现，波的振幅在很大程度上取决于流的动能和扭结或香肠模式的发病取决于碰撞斑点之间的不对称性。此外，MHD波的初始波长与流体碰撞产生的磁位形有关。我们还发现，真正的3D系统响应较小的波幅。在这项研究中，我们提出了一个参数空间描述的机制，导致产生的MHD波的碰撞流的电晕。未来对这些波的观测可用于了解日冕等离子体和磁场的性质。
2019-05-09 astro-ph.SR
Tracing the evolution of radiation-MHD simulations of solar and stellar atmospheres in the Lagrangrian frame
辐射磁流体模拟已经成为研究太阳和恒星大气物理的标准工具。目的：本文的目的是提出一种方法，允许有效和准确的分析，在这种模拟的拉格朗日框架中的流量。研究方法：本文提出了一种方法，允许给定的种子点，可以自由选择在任何位置，并在任何时间在模拟过程中的模拟状态存储的路径线的建设。该方法基于被动示踪粒子。通过在膨胀区域中注入颗粒，即使在强压缩流的情况下，也避免了无颗粒体积的发生。结果：该方法在太阳和恒星大气模拟程序Bifrost中得以实现。它是高效和准确的。作为例子，我提出了一个分析的气体包裹在对流区和太阳过渡区的粒子。
2018-05-17 astro-ph.SR
Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
A Comparison Between Physics-based and Polytropic MHD Models for Stellar Coronae and Stellar Winds of Solar Analogs
塞曼-多普勒成像（ZDI）技术的发展提供了低质量恒星表面磁场的天气观测。这使得恒星天体物理学社区采用了太阳物理学中使用太阳磁图的建模技术。然而，这些技术中的许多技术由于未能再现太阳观测而被太阳界忽视。尽管如此，其中一些技术仍然被用来模拟太阳类似物的日冕和风。本文对日冕和太阳风的两种MHD模型进行了比较研究。第一种模式是多向风模式，第二种是基于物理的AWSOM模式。我们表明，虽然AWSOM模型始终再现许多太阳观测，多方模型未能再现许多这些观测，在这种情况下，它的解决方案是非物理的。我们的建议是，多变模型，这是用来估计质量损失率和其他参数的太阳类似物，必须首先与太阳观测校准。或者，这些模型可以用捕获更详细的日冕物理学的模型（如AWSOM模型）进行校准，并且可以以一致的方式再现太阳观测。如果没有这样的校准，多变模型的结果就不能得到验证，但它们可能被其他人错误地使用。
2017-01-04 astro-ph.SR
Beyond MHD: modeling and observation of partially ionized solar plasma processes
太阳的磁化光球层和色球层中的温度和密度条件导致了非常小程度的原子电离。此外，在特定高度，磁场可能足够强，对于某些物质，产生大于碰撞频率的回旋频率，而对于其他物质，可能发生相反的情况。这些情况影响粒子的集体行为，并且磁流体动力学的某些假设可能被放宽，从而引起非理想的MHD效应。在本文中，我们讨论了我们最近的发展，在模拟非理想等离子体效应来自大量的中性粒子在太阳光球和色球层的存在，以及这些效应的观测结果。
2015-04-07 astro-ph.SR
The generation and damping of propagating MHD kink waves in the solar atmosphere
将太阳上层大气加热到一百万度以上和将太阳风加速到每秒几百公里所需的非热能的来源仍然不清楚。提供所需能量通量的一种机制是不可压缩的扭转阿尔文和扭结磁流体动力学（MHD）波，它们是由太阳普遍而复杂的磁场支持的磁主导波。特别是，最近已经观察到传播的MHD扭结波在整个太阳大气中无处不在，但是，直到现在，扭结波能量在整个太阳大气中传输的关键细节还不清楚。在这里，无处不在的波被利用的统计研究在高度动态的太阳色球层。这个大规模的调查允许确定色球扭结波速度功率谱，一个缺失的环节，必要的确定光球和日冕之间的能量传输。最重要的是，功率谱包含的证据表明，水平光球运动是在静止的太阳扭结波产生的主要机制。此外，测量的日冕功率谱的比较，揭示频率依赖的传输配置文件表明有增强阻尼的扭结波在较低的日冕。
2014-01-28 astro-ph.SR
Standard 1D solar atmosphere as initial condition for MHD simulations and switch-on effects
太阳物理学的许多应用都需要一维大气模式作为初始条件或观测资料反演的参考。VAL大气模型基于观测，几十年来一直被广泛使用。作为补充，FAL模型实现了辐射流体动力学，并显示了VAL模型的缺点，因为几乎同样长的时间。在这项工作中，我们提出了一个新的一维分层大气，不仅从光球过渡区，但从太阳内部到远在日冕。我们还讨论了基于这样的初始条件切换模拟时所犯的典型错误，并展示了如何平衡初始条件，以便模拟可以顺利开始。一维大气可以作为HD和MHD模拟的初始条件，也可以作为求解反问题的参考数据。
2015-07-05 astro-ph.SR
Modeling of gyrosynchrotron radio emission pulsations produced by MHD loop oscillations in solar flares
本文对耀斑冕环中香肠、扭折和扭转MHD振荡模式的可观测射电特征进行了定量研究。考虑这些不同的MHD振荡模式对射电源参数如磁场、视线、等离子体密度和温度、电子分布函数以及源尺寸的一阶非零效应，我们计算了随时间变化的射电源辐射（光谱和光变曲线）。在所有考虑的射频下的无线电光变曲线（通量密度和偏振度）然后在时域（经由作为频率的函数的全调制幅度的计算）和傅立叶域（振荡谱、相位和部分调制幅度）中被量化，以形成特定于特定振荡模式和/或源参数状态的签名。我们发现，参数政权和所涉及的MHD模式确实可以区分使用的定量测量模型中得出的。我们应用开发的方法来分析无线电爆发记录欧文斯谷太阳能电池阵列和报告可能检测到的香肠模式振荡在一个（部分掩盖）耀斑和扭结或扭转振荡在另一个耀斑。
2011-12-02 astro-ph.SR
Investigation of Force-Freeness of Solar Emerging Magnetic Field via Application of the Virial Theorem to MHD Simulations
太阳磁场的无力性是重建太阳新兴通量区的不可见日冕磁结构的关键，该通量区经常发生耀斑和日冕物质抛射等活动现象。我们已经进行了磁流体动力学（MHD）的模拟，调整调查的力自由新兴的磁场通过使用维里定理。我们的重点是如何力的范围内出现的磁通量区域的发展，以及它如何依赖于一个预先出现的磁场的扭曲。作为一个新兴的通量区域的发展，力的自由范围的上限不断增加，而下限渐近减少到光球压力标度高度的顺序在太阳表面。随着扭曲变小，下限增加，然后似乎饱和。我们还讨论了维里定理的适用性，不断变化的太阳上的磁结构。
2014-10-21 astro-ph.SR
Ambipolar Diffusion in the Lower Solar Atmosphere: MHD Simulations of a Sunspot
太阳大气的磁流体动力学（MHD）模拟通常是在等离子体完全电离的假设下进行的。然而，在较低的太阳大气层中，降低的温度通常只会导致等离子体的部分电离。这种部分电离的等离子体的去耦中性和电离成分之间的相互作用产生双极扩散。为了研究双极扩散在光球层和色球层中传播波特性的作用，我们采用Mancha 3D数值代码来模拟磁声波在太阳黑子本影上方的大气中传播。我们解决非理想的MHD方程的数据驱动的扰动的静磁平衡和双极扩散的影响进行了研究，通过改变模拟，包括额外的条款，占这个过程中的MHD方程。分析模拟与/无双极扩散的能谱密度，我们发现的证据表明，双极扩散在弱电离低密度区域的波特性中起着关键作用，从而最大限度地提高当地的双极扩散系数。因此，我们建议，双极扩散是一个重要的机制，需要仔细考虑它是否应该被包括在模拟中，以及它是否应该被用于分析和解释低太阳大气层的特定观测。
2022-09-28 astro-ph.SR
Non-linear damping of visco-resistive Alfven waves in solar spicules
阿尔芬波与等离子体不均匀性的相互作用产生相位混合，这可以导致阿尔芬波耗散和加热太阳等离子体。在这里，我们研究了阿尔芬波的耗散相混合由于粘度和电阻率随高度的变化。我们还考虑了非线性磁流体动力学（MHD）方程在我们的理论模型。MHD方程的非线性项包括扰动速度、磁场和密度。为了研究太阳针状体层结大气中Alfven波的衰减，我们在x-z平面上求解了非线性MHD方程。我们的模拟表明，由于粘度和电阻率梯度的阻尼增强。此外，由于MHD方程中的非线性项，能量变化也会受到影响。
2013-12-25 astro-ph.SR
Solar Atmosphere Radiative Transfer Model Comparison based on 3D MHD simulations
太阳光谱辐照度（SSI）在不同时间尺度上的重建对于理解地球气候对SSI变化的响应至关重要。SSI变化的驱动因素被理解为太阳上存在的磁性特征相对于大部分非磁性安静太阳的强度对比。然而，不同的光谱合成代码导致SSI变异性的发散投影。在这项研究中，我们比较了三种不同的辐射转移代码，并进行了详细的分析，他们的性能。我们进行光谱合成在连续波长为665 nm的代码太阳辐照度（COSI），和Rybicki-Hummer（RH），和芝加哥大学的马克斯普朗克辐射MHD（MURaM）代码的三个三维MHD模拟快照，一个非磁性的情况下，MHD模拟与100 G，200 G磁场强度。我们确定了光谱合成码的强度分布、强度差和强度比。我们确定，最大的差异起源于最场浓度发生在颗粒间车道。总的来说，所应用的辐射转移代码给出了一致的强度分布。此外，对于特定的100 G和200 G快照，作为磁场强度的函数的强度变化在2-3%的范围内一致。
2021-09-06 astro-ph.SR
Two-dimensional MHD models of solar magnetogranulation. Testing of the models and methods of Stokes diagnostics
我们进行了斯托克斯诊断新的二维磁流体动力学模型的磁粒化的连续演变过程中的两个小时的流体动力学（太阳）的时间。我们的结果与在平静网元和活动谱区中观测到的太阳小尺度通量管的斯托克斯诊断结果符合得令人满意。利用磁流体动力学模型对太阳小尺度磁元的Stokes诊断中常用的直接方法进行了检验。我们得出结论，最可靠的方法是通过分离红外Fe I线1564.8 nm的斯托克斯V剖面中的峰来确定磁场强度，以及通过比率tan^2-gamma约（Q^2 + U^2）^{1/2}/V^2来确定磁倾角。这种测定的下限分别为约20 mT和10度。我们还认为，太阳磁粒化的二维MHD模型与观测结果是一致的，可以成功地用于研究太阳光球层的磁对流。
2012-10-24 astro-ph.SR
Magneto-seismology of solar atmospheric loops by means of longitudinal oscillations
越来越多的观测证据表明，慢磁声模式出现在太阳大气中。太阳磁震学是将磁流体动力学波动理论与波动观测相比较，从而推导出太阳大气中不可直接测量的特性的一种新工具。在这里，MHD波理论进一步发展，说明如何通过测量慢MHD振荡的频率来确定沿日冕环的磁和密度结构的信息。本文讨论了它在日冕环慢磁声波观测中的应用。
2012-04-18 astro-ph.SR
Comparison of physical properties of quiet and active regions through the analysis of MHD simulations of the solar photosphere
最近的观测表明，颗粒和小尺度磁性特征的光度和动力学性质取决于它们所嵌入的区域的磁通量。我们分析结果的数值水力和磁流体动力学模拟，其特征在于不同数量的平均磁通量，并定性地发现相同的差异，从观测报告。我们发现，这些不同的物理性质的结果，从抑制对流诱导的存在下的磁场，这改变了安静和磁性区域的温度分层。我们的研究结果是相关的太阳辐照度变化的研究，因为这样的差异仍然没有适当地考虑到辐照度重建模型。
2013-09-21 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
3D MHD wave propagation and energy transport in a simulated solar vortex
本研究通过3D数值模拟探究太阳涡旋管中的MHD波，发现旋转流可提升坡印廷通量，原因是边界密度升高增强了波能捕获，且弱扭绞管中坡印廷通量始终向上。
2025-05-20 astro-ph.SR
A Data-Driven MHD Model of the Global Solar Corona within Multi-Scale Fluid-Kinetic Simulation Suite (MS-FLUKSS)
我们已经开发了一个数据驱动的磁流体动力学（MHD）模型的全球太阳日冕，使用特征一致的边界条件（BC）的内边界。我们的全球日冕模型可以由不同的观测数据驱动，包括太阳动力学天文台/日震和磁成像仪（SDO/HMI）的天气矢量磁图，以及由时距日震学方法获得的光球水平速度数据，以及HMI、太阳和日球天文台/迈克尔逊多普勒成像仪（Michelson Doppler Imager）获得的视线磁图数据（SOHO/MDI）、国家太阳观测站/全球振荡网络组（NSO/GONG）和威尔科克斯太阳观测站（WSO）。我们实现了我们的模型在多尺度流体动力学模拟套件（MS-FLUKSS）-一套自适应网格细化（AMR）的代码建立在Chombo AMR框架在劳伦斯伯克利国家实验室开发。我们提出了一个概述我们的模型，特征BC，和两个结果，我们使用我们的模型：一个基准测试的偶极场松弛使用特征BC，和松弛的初始PFSS场驱动HMI LOS磁图数据，和水平速度数据获得的时间-距离日震学方法使用一组非特征BC。
2017-03-02 astro-ph.SR
Test magnetohydrostatic extrapolation with radiative MHD simulation of a solar flare
上下文在太阳上，磁场矢量通常只在光球层中测量。利用这些光球观测数据作为边界条件，我们发展了磁流体静力（MHS）外推法来模拟太阳大气。该模型假设了磁力和非磁力的相对重要性。虽然日冕是无力的，但光球层和色球层的情况并非如此。瞄准在\cite{zw18}中用精确平衡对模型进行了检验。在这里，我们提出了一个更具挑战性和现实的测试，我们的模型与辐射磁流体模拟的太阳耀斑。方法.采用最优化方法，MHS模型自洽地计算了等离子体的磁场、压强和密度。以非线性无力场（NLFFF）和沿磁力线的重力层结大气作为优化的初始条件。结果与NLFFF模型相比，MHS模型不仅在磁场大小和方向上，而且在磁连通性方面都有改进。此外，MHS模型还能恢复光球层和色球层等离子体的主要结构。
2019-10-08 astro-ph.SR
Non-ideal MHD Properties of Magnetic Flux Tubes in the Solar Photosphere
从太阳对流区到达色球层的磁通量管必须穿过相对较冷的，因此非理想的（即电阻）光球区，该光球区封闭在高度理想的亚光球和色球等离子体之间。结果表明，通过该区域的磁通量管的稳态MHD平衡需要光球物质流入通量管和偏离沿管轴的等旋。这意味着在非理想区域的下方和上方的管内等离子体流的角速度存在差异。这两种效应随着管的截面的减小而增大。虽然厚通量管的特征参数的影响是可以忽略不计的，一个标度律表明其重要性的小尺度结构。本文讨论了光球层上方通量管膨胀的“入流效应”的相关性。
2012-04-17 astro-ph.SR
Direct evidence of non-ideal MHD in the solar wind and switchbacks
Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Physics Department, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校物理系）；Physics Department, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）
研究通过 Parker 太阳探测器数据证明磁翻转是非理想磁流体动力学过程，揭示其能量传输与耗散机制。
2026-11-04 astro-ph.SR
MHD Modeling of Solar Coronal Magnetic Evolution Driven by Photospheric Flow
众所周知，磁场在日冕动态中占主导地位，目前正在开发新一代日冕磁场演变的数值模型，其特点是边界条件直接由观测数据驱动。本文提出了一种新的数据驱动磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区（AR）磁场演化的方法，这是第一次直接利用DAVE 4VM中光球速度场的数据驱动全MHD模型。我们构建了一个完善的MHD平衡的基础上，一个单一的矢量磁图，采用MHD松弛方法与足够小的动力粘度，并使用此MHD平衡作为初始条件，随后的数据驱动的演变。利用DAVE 4VM方法，从观测到的时间序列磁图中得到了光球表面流场。最后将表面流按时间顺序输入到MHD模型的底边界，通过直接求解底边界处的磁感应方程，自洽地更新每个时间步长的磁场。我们应用此数据驱动模型研究AR 12158的磁场演化与SDO/HMI矢量磁图。我们的模型再现了场线的准静态应力，主要是通过AR的领先太阳黑子的旋转流，这使得核心场线形成一致的S形，与SDO/AIA图像中看到的S形结构一致。在模拟中获得的总磁能与直接从原始矢量磁图与DAVE 4VM导出的流场计算的累积磁能密切匹配。这样一个数据驱动的模型将被用来研究日冕场如何在缓慢的光球运动的驱动下达到不稳定状态并进入爆发。
2021-04-15 astro-ph.SR
Time evolution of Hanle and Zeeman polarization in MHD models
暴露太阳色球层的偏振特征需要研究其时间变化，这在建模和解释散射和汉勒信号时很少进行。目前的贡献草图的科学问题的太阳偏振诊断从时间维的角度来看，remarking解决it.Our时间依赖的计算暴露出需要考虑动力学明确建模和观察散射偏振时，以实现有效的诊断技术，以及更深入的了解第二太阳光谱的一些关键方面。
2016-12-16 astro-ph.SR
Coronal Shock Waves, EUV waves, and their Relation to CMEs. II. Modeling MHD Shock Wave Propagation Along the Solar Surface, Using Nonlinear Geometrical Acoustics
我们用非线性几何声学模拟了日冕冲击波的传播。该方法是基于Wentzel-Kramers-Brillouin（WKB）的方法，并考虑到非线性波的主要属性：i）波前速度的波动振幅的依赖性，ii）非线性耗散的波能量，和iii）孤立冲击波的持续时间的逐步增加。我们详细讨论的方法和目前的冲击相关的极紫外（EUV）波的传播建模的结果，以及Moreton波沿太阳表面在最简单的日冕模型。计算结果显示了波浪的减速和拉长。相比之下，在线性近似中考虑的波保持其长度不变，并略有加速。
2011-04-19 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
MHD wave modes resolved in fine-scale chromospheric magnetic structures
在过去的十年中，由于显着改善的空间和时间分辨率的色球数据，磁流体动力学（MHD）波在这个迷人的太阳大气层的研究已经上升到太阳物理学研究的前沿。在这篇综述中，我们首先回顾的挑战和辩论，表现在MHD波模式识别在精细尺度色球磁结构，包括针状，纤维和斑驳。接下来，我们继续讨论如何准确识别MHD波模式的过程中也有一个至关重要的作用，估计他们的波能通量。这对于估计磁流体动力学波对太阳大气加热的可能贡献是至关重要的。最后，我们详细介绍了如何在色球MHD波研究的进展也使我们能够，第一次，实施尖端的磁震技术，提供了新的见解低太阳大气层的次分辨率等离子体结构。
2015-05-05 astro-ph.SR
A novel approach to identify resonant MHD wave modes in solar pores and sunspot umbrae: $B-ω$ analysis
太阳黑子和太阳光球中的孔隙的本影区通常由$3$ ~mHz振荡主导，这是由于$p$ -模穿透磁区。在这些地点，相对于安静的太阳，波能也显着减少。然而，在这里，我们研究了一个孔，其中本影中的振荡功率不仅与安静的太阳相当，甚至更大，但主主频不是预期的$3$ ~mHz，而是$5$ ~mHz。通过结合多普勒速度和分光偏振和分析磁场强度和频率之间的关系，得到的$B-ω$图显示出明显的脊，这是非常清楚的共振磁流体振荡的签名限制在孔隙本影。除了速度振荡，我们证明，这些模式也伴随着磁振荡，从MHD理论预测。这封信中提出的$B-ω$分析的新技术为识别孔隙和太阳黑子阴影区域中的MHD波模式开辟了一条令人兴奋的新途径。
2021-03-22 astro-ph.SR
Morphology and dynamics of solar prominences from 3D MHD simulations
本文用数值方法研究了剪切磁弧中太阳辐射的时间演化。日珥在背景层结大气中表现为密度增强，并通过磁场与光球层相连。通过求解三维理想磁流体动力学（MHD）方程，我们研究了一系列代表实际磁势的参数下的动力学。根据所考虑的参数，我们发现悬浮在光球层上方的双折射，即，分离的双折射，但也有类似窗帘或绿篱双折射的结构，其材料不断连接到光球。等离子体$-β$是决定结构形状的重要参数。在许多情况下，磁瑞利-泰勒（MRT）不稳定性和振荡现象的发展。指状物和羽状物产生，影响整个日珥体，并在基本水平的磁场中产生垂直结构。然而，磁剪切能够减少甚至抑制这种不稳定性。
2014-12-23 astro-ph.SR
Coronal Abundance Fractionation Linked to Chromospheric Transverse MHD Waves in a Solar Active Region Observed with FISS/GST and EIS/Hinode
本研究通过分析活动区中色球横向MHD波与日冕丰度分馏的空间相关性，验证了FIP效应由有质动力驱动的模型，发现二者强相关。
2025-02-26 astro-ph.SR
Properties of Umbral Dots as Measured from the New Solar Telescope Data and MHD Simulations
我们研究了在中等大小的太阳黑子中检测到的明亮的本影点（UD），并将其统计特性与最近的MHD模型进行了比较。该研究基于大熊太阳天文台新太阳望远镜记录的高分辨率数据和太阳黑子的3D MHD模拟。使用自动检测代码，在46分钟长的数据集中检测和跟踪观察到的生存时间超过150 s的UD。在光球（低色球）数据中共检测到1553（620）个UD。我们的主要发现是：i）所分析的UD中没有一个是精确圆形的，ii）直径-强度关系仅在明亮的阴影区域中成立，以及iii）UD速度与它们的寿命成反比。虽然几乎所有的光球UDs都可以在低色球层图像中识别，但一些小的紧密间隔的UDs在低色球层中作为单个集群出现。在低色球和光球中似乎都存在慢移动和长寿命的UDs，而在光球图像中主要检测到快移动和短寿命的UDs。与3D MHD模拟的比较表明，平均而言，两种类型的UD显示非常相似的统计特征。然而，i）每单位面积上观测到的UD的平均数量小于模型UD的平均数量，并且ii）平均而言，模型UD的直径略大于观测到的直径。
2011-11-17 astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
An MHD Modeling of Successive X2.2 and X9.3 Solar Flares of 2017 September 6
太阳活动区12673在2017年9月产生了两次连续的X级耀斑（X2.2和X9.3），间隔约3小时。X9.3是第24太阳活动周中有记录以来最大的太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了一个数据约束的磁流体动力学模拟，考虑到所观察到的光球磁场，以揭示的启动和动力学的X2.2和X9.3耀斑。根据我们的模拟，X2.2耀斑首先是由磁重联在光球层的负极性侵入相反极性区域的局部位置触发的。这种磁重联将最内侧的场线向上排出，在其下方通过与外部扭曲场线的连续重联形成磁通量绳。X2.2耀斑后连续的磁重联增强了磁通量绳，磁绳被抬升并最终通过环面不稳定性爆发。这导致了X9.3耀斑。
2021-04-14 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Seismology: an overview of recent results
最近的观测表明，MHD波和振荡普遍存在于太阳大气中，具有广泛的周期。本文对最近引起激烈争论或正在兴起的磁流体波和日冕地震学的某些方面作了简要的评述。特别是，我们专注于四个主题：（一）目前的争议传播强度扰动沿日冕环，（二）传播横向环振荡的解释，（三）正在进行的搜索日冕（扭转）阿尔芬波和（四）迅速发展的准周期脉动（QPP）在太阳耀斑的主题。
2012-02-09 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
Multiwavelength studies of MHD waves in the solar chromosphere: An overview of recent results
色球层是太阳大气层中的一个薄层，它连接着相对较冷的光球层和极热的过渡区和日冕。通过色球层传播的可压缩和不可压缩波可以向界面区和日冕提供大量的能量。近年来，从最先进的设施中获得的大量高分辨率观测结果为解开通过动态色球层传播的振荡现象的特征提供了新的和令人兴奋的方法。再加上磁流体动力学波理论的快速发展，我们现在处于一个理想的位置，以彻底研究波在提供能量以维持色球和日冕加热方面所起的作用。在这里，我们回顾了最近取得的进展，在表征，分类和解释振荡表现在太阳色球层，其内在的能量的推动力。
2015-03-11 astro-ph.SR
Effect of Magnetic diffusion in the Chromosphere on the Solar Wind
本文通过显式包含欧姆与双极扩散的MHD模拟，揭示色球层非理想磁扩散会衰减阿尔文波并降低日冕温度与太阳风质量损失率，而小幅增强光球速度扰动可恢复这些量。
2024-05-08 astro-ph.SR
The cool surge following flux emergence in a radiation-MHD experiment
冷而密集的喷射，通常是H $_α$浪涌，经常出现在EUV或X射线日冕喷流旁边，这是太阳内部磁化等离子体出现的结果。理想化的数值实验解释了这些喷射是间接与磁重联之间发生的新兴和预先存在的系统。然而，这些实验遗漏了可能对浪涌现象产生重要影响的基本要素。在本文中，我们研究了冷涌使用的辐射传输和材料等离子体特性的现实处理。为此，使用了彩虹代码，该代码具有等离子体状态方程、光球和色球辐射传输、热传导和光学薄辐射冷却的高级模块。我们进行了一个2.5维实验的磁化等离子体的出现通过（中）颗粒对流单体和低层大气的日冕。通过详细的拉格朗日跟踪，我们研究的形成和演变的冷喷射，特别是熵源的作用：这使我们能够辨别家庭的等离子体元素的演化模式。在发射阶段，许多元素的加速度远远超过重力;当接近其各自轨迹的顶点时，等离子体元素遵循准抛物线轨迹，加速度接近g $_{\odot^{}}$。我们展示了如何形成的冷喷射介导的楔形结构组成的两个冲击，其中之一，导致脱离浪涌从原来出现的等离子体圆顶。
2016-01-15 astro-ph.SR
Vortex Flows in the Solar Atmosphere: Detection and Heating Mechanisms in 3D MHD Numerical Simulations
本研究利用Mancha3D模拟和SWIRL代码自动检测太阳大气中的涡旋流结构，统计分析表明其在能量传输中具有重要作用。
2025-04-03 astro-ph.SR
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
The behavior of transverse waves in nonuniform solar flux tubes. I. Comparison of ideal and resistive results
磁流体动力学（MHD）波是太阳大气中普遍存在的现象。扭折波是磁通量管中的一种横向MHD波，由于共振吸收而被阻尼。对太阳能通量管中扭折磁流体波的理论研究通常是基于这样的简化：密度的横向变化被限制在比管半径薄得多的非均匀层中，即，即所谓的薄边界近似。本文发展了一种通用的解析方法，计算了具有任意厚度横向非均匀层的无压通量管中理想MHD波的色散关系和本征函数。扭结波的结果产生，并与完全数值电阻MHD特征值计算在小电阻率的限制。我们发现，频率和谐振阻尼率是相同的理想和电阻的情况下。厚非均匀层的实际结果偏离薄边界近似中预测的行为，并且强烈依赖于非均匀层的形状。理想MHD中的本征函数与电阻MHD中的本征函数有很大的不同。理想的本征函数显示一个整体的字符，而不均匀层的厚度，而电阻的本征函数是本地化的谐振和普通的电阻Alfvén模式的区别。因此，波能在理想情况下和电阻情况下的空间分布是显著不同的。这提出了一个基本的理论问题，具有明确的观测结果。
2013-09-13 astro-ph.SR
Numerical simulation of solar photospheric jet-like phenomena caused by magnetic reconnection
在日冕和色球层中观测到了在其足点处有明亮环的喷流现象，称为海葵喷流。这些喷流是由于磁重联而形成的，从磁流体动力学（MHD）的尺度普适性来看，可以预期海葵喷流甚至存在于太阳光球层中。然而，在磁场能量并不占主导地位的光球层中，由于磁重联，喷流并不一定能产生。此外，MHD波产生的光球喷流可能有助于色球加热和骨针的形成，但这一假设尚未得到彻底的调查。在本研究中，我们利用包含重力与太阳光球参数的三维MHD模拟来研究太阳光球中的海葵喷流。在模拟中，太阳光球层中的磁重联诱导了喷流状结构。我们确定这些喷流状结构是由重联形成的慢激波引起的，并大致沿背景磁场的方向传播。我们还认为，来自喷流状结构的MHD波可以影响局部大气加热和骨针的形成。
2020-06-22 astro-ph.SR
Comparative Study of MHD Modeling of the Background Solar Wind
关于背景太阳风的知识在空间天气预报框架中起着至关重要的作用。太阳风背景的现场测量仅限于航天器所在的日光层中的几个点，因此我们必须依赖日光层模型来推导行星际空间中太阳风参数的分布。我们测试不同的太阳风模型的性能，即磁流体动力学算法外的球体/ENLIL（MAS/ENLIL），王-希利-阿尔奇/ENLIL（WSA/ENLIL），和MAS/MAS，通过比较模型结果与位于1 AU距离太阳（ACE，风）的航天器的原位测量。为了排除行星际日冕物质抛射（ICME）的影响，我们选择2007年作为太阳活动较低的时期进行比较。我们发现，背景太阳风的一般结构是很好地再现所有模型。最好的模型结果得到的参数太阳风的速度。然而，高速太阳风流的预测到达时间具有约一天的量级的典型不确定性。不同观测站的天气磁图与模式运行的比较表明，天气图的选择显着影响模式的性能。
2013-12-04 astro-ph.SR
Data-driven MHD simulation of successive solar plasma eruptions
太阳耀斑和等离子体爆发是储存在等离子体大气中的磁能的突然释放。要了解其发生的物理机制，必须研究从光球层到日冕的三维磁场。太阳光球层的磁场是可以观测到的，而日冕层的磁场是无法测量的。推断日冕磁场的一种方法是进行数据驱动的模拟，这涉及到光球磁场的时间序列观测数据与磁流体动力学模拟的底部边界。我们开发了一种数据驱动的方法，其中观测矢量磁场的时间演化可以在模拟中通过引入反演速度场在底部边界再现。这个速度场是通过逆解感应方程和应用适当的规范变换得到的。使用这种方法，我们对2017年11月太阳动力学天文台和太阳磁活动望远镜观测到的连续小爆发进行了数据驱动的模拟。模拟很好地再现了相反极性磁块之间的会聚运动，证明了螺旋磁通绳的连续形成和爆发。
2021-01-29 astro-ph.SR
Validation of the PDFI_SS method for electric field inversions using a magnetic flux emergence simulation
光球层中的电场知识是计算通过光球层的电磁能通量和为数据驱动的太阳喷发磁流体动力学（MHD）模拟设置边界条件所必需的。最近，PDFI_SS方法反演的电场从矢量磁图和多普勒速度测量序列进行了改进，将球面几何形状和交错网格描述的变量。该方法是以前验证使用合成数据从滞弹性MHD（ANMHD）模拟。在本文中，我们进一步验证PDFI_SS方法，使用大约一个小时长的磁通量从对流层上部进入太阳大气的MHD模拟数据。我们重建了光球电场，计算了坡印亭通量，并将其与模拟的实际值进行了比较。我们发现，PDFI_SS重建的精度是相当不错的出现阶段的模拟短暂活动区的演变和剪切阶段下降。分析我们的结果，我们得出结论，更复杂的性质的演变（相比以前研究的ANMHD的情况下），包括剪切演化阶段是负责所获得的精度下降。
2021-06-19 astro-ph.SR
MHD simulations reveal crucial differences between solar and very-cool star magnetic structures
我们对光谱类型为F3至M2的主序星的表层（对流区和光球的最上部）的对流和磁性结构进行了3D辐射磁流体动力学模拟。模拟结果进行了分析的对流细胞（颗粒）和磁通量浓度以及速度，压力，密度和温度分布的大小和属性。我们的数值模拟首次显示了类太阳恒星和M矮星之间的磁对流的质的差异。由于更高的表面重力，更低的不透明度（导致在光学深度单位时密度更高），以及更稳定的下行流，小尺度的磁性结构集中成强度降低的孔状结构。这意味着在非常冷的恒星中，磁表面结构如斑区和星点与太阳的例子有很大的不同。这种差异将对多普勒成像数据的解释和M矮星光谱的分析产生重大影响。
2011-01-20 astro-ph.SR
