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
Generation of Magnetohydrodynamic Waves in Low Solar Atmospheric Flux Tubes by Photospheric Motions
最近的地面和空间观测揭示了太阳光球层对流单体之间存在小尺度运动。在这些区域中，由于颗粒运动和背景磁场的相互作用，产生了小尺度磁通量管。本文研究了这些运动对宽带光球驱动器激发磁流体动力学波的影响。对埋在光球层和低色球层（$β=1$以上）之间的实际太阳重力分层大气中的磁通量管中线性磁流体动力学波的传播进行了数值实验。水平和垂直速度场驱动器模拟颗粒抖振和太阳全球振荡。一个统一的扭转驱动程序，以及阿基米德和对数螺旋驱动程序模仿观察到的太阳光球扭转运动。结果进行了分析，使用一种新的方法提取的平行，垂直和方位角分量的扰动，这迎合了线性和非线性的情况下。采用这种方法产生的波模式的数值模拟中激发的识别，并通过速度扰动和波能量通量的激发模式进行比较。计算波能通量分布，使激发模式的相对强度的量化。扭转驱动器主要激发Alfvén模式（约占总通量的60%），缓慢扭结模式的贡献很小，对于对数螺旋驱动器，还有少量的缓慢香肠模式。水平和垂直驱动器分别激励主要是慢扭结或快香肠模式，具有取决于通量表面半径的小变化。
2014-11-07 astro-ph.SR
Realistic Magnetohydrodynamical Simulation of Solar Local Supergranulation
利用真实物理模型对太阳表面磁对流进行了三维数值模拟。研究了对流运动进入光球上层辐射层的热结构、对流单体的主要尺度和对流的穿透深度。我们采取的太阳光球的一部分，大小为60 x60毫米，在水平方向和深度20毫米，从可见的太阳表面的水平。我们使用一个现实的太阳初始模型，并应用状态方程和恒星物质的不透明度。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射磁流体力学方程。我们适用于：1）磁流体力学的守恒TVD差分格式，2）辐射转移的扩散近似，3）亚网格尺度动力学粘性模拟。在模拟中，我们采用了均匀的二维网格，在垂直方向上的不均匀网格，单元数为600 × 600 × 204。我们使用512个处理器与分布式内存多处理器的超级计算机MVS-100 K在联合计算中心的俄罗斯科学院。
2009-06-29 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
A Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamics Simulation of Active Region Scale Flux Emergence from the Convection Zone to the Corona
我们提出了一个全面的辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和大的太阳活动区。197 Mm宽的模拟域从光球层下的18（10）Mm到日冕中的113 Mm。辐射转移假设当地的热平衡，光学薄的辐射损失，和各向异性的传导运输提供了必要的现实合成可观的光球和日冕的遥感观测比较。该模型自洽地再现了安静的太阳，新兴的和发达的活动区，太阳耀斑的M级的观察到的功能。在这里，我们报告的第一个结果的概述。表面磁对流产生向上的坡印廷通量，该通量在日冕中消散并将等离子体加热到超过100万K。静止的日冕也提出了无处不在的传播波，射流，和亮点的大小下降到2微米。磁通量束出现到光球，并产生强大的和复杂的活动区域超过$10^{23}$ Mx磁通量。日冕自由磁能约占总磁能的18%，积累到约$10^{33}$ erg。日冕磁场显然是非力自由的，因为洛伦兹力需要平衡压力和粘性应力以及驱动磁场演化。从$\log_{10}T{=}4.5$到$\log_{10}T{>}7$的发射测量提供了活动区日冕的全面视图，例如不同长度和温度的日冕环，蒸发和冷凝的物质循环，以及从喷流到大规模物质喷射的喷发。
2022-09-05 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics and Solar Physics
在这篇简短的评论中，我介绍了太阳物理学悬而未决的问题的一些最新进展。这些问题让我们重新审视了太阳风、太阳发电机问题、光球层动力学，并最终对其他太阳型恒星有了一瞥。讨论使用直接数值模拟在太阳物理学中，我表明，在一个单一的超颗粒流的完整的数值计算将需要更多的电功率比太阳本身的光度与目前的计算机技术。
2014-10-15 astro-ph.SR
On the Alfven wave cut-off in partly ionized collisional plasmas
本文讨论了多组分部分电离等离子体中等离子体与中性粒子碰撞引起的阿尔芬波的截止。采用全多分量理论，并与经典磁流体力学理论进行比较。它表明，在部分电离等离子体的截止原则上可能仍然是相同的经典磁流体动力学工作中预测的，虽然多分量理论也产生一些本质的差异。由于电场，离子运动本质上是二维的，这导致中性粒子的额外受迫振荡。在多分量理论中，出现了一个新的小参数，即离子惯性长度。这个新的小参数在磁流体动力学描述中是缺失的，并且事实证明，对于某些参数，它可能大于离子与中性粒子密度比，这是磁流体动力学描述中唯一的小参数。由于这一点，阿尔芬波的行为可以成为非常不同的经典磁流体动力学的结果相比。结果还表明，在含有非磁化离子的等离子体中，不能激发Alfv}n波。这当然适用于太阳光球层，在那里离子碰撞频率可能远高于离子回旋频率。
2014-01-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
MHD simulations of the solar photosphere
我们简要地回顾了太阳光球的观测，并指出了一些悬而未决的问题，这层太阳的磁流体动力学。然后，我们讨论了目前的建模工作，解决其他问题，超颗粒的起源。
2012-06-28 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Spectropolarimetric investigation of magnetohydrodynamic wave modes in the photosphere: First results from PHI on board Solar Orbiter
本研究利用Solar Orbiter搭载的SO/PHI/HRT获取的活动区高时间分辨率光谱偏振数据，通过B-ω与相位差分析探测光球层MHD波模，证实黑子和磁孔中存在多类MHD波模对应的振荡，指出仍需改进建模以解释不同诊断量涨落的关系。
2023-04-27 astro-ph.SR
Relationship between magnetic field properties and statistical flow using numerical simulation and magnetic feature tracking on solar photosphere
我们进行辐射磁流体动力学计算的太阳宁静区调查的依赖性的统计流的磁性和三维（3D）结构的磁补丁在存在的大规模流动，模仿差分旋转。已经证实，强磁场斑块在太阳表面的纵向移动更快。因此，强磁补丁更深入地渗透到太阳内部。深层磁斑的运动受深层较快的微分转动的影响。在这项研究中，我们使用R2D2代码进行现实的辐射磁流体动力学计算，以验证较强的补丁有更深的根源。我们还添加了大规模的流动来模拟差分旋转。自动检测和跟踪磁块，并评估30，000个磁块的深度。然后在光球层测量了290万个磁斑的速度。我们得到的依赖这些值的磁性，如磁场强度和通量。我们的研究结果证实，强磁补丁往往表现出更深的根源和更快的运动，我们比较我们的结果与观测使用的点扩散函数的仪器在日出和太阳动力学天文台（SDO）。我们的结果是定量一致的SDO以前的观测结果。
2021-03-05 astro-ph.SR
Tearing-mediated reconnection in magnetohydrodynamic poorly ionized plasmas. I. Onset and linear evolution
本文通过理论和计算研究弱电离等离子体中撕裂模介导的磁重联的起始与线性演化，发现双极扩散抑制重联起始，但电流片变薄后撕裂模可在约ν_ni0^{-1}时间内起始，其波长和增长率可由弱电离色散关系预测。
2024-04-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Possible detection of singly-ionized oxygen in the Type Ia SN 2010kg
我们提出了直接光谱建模的11个高S/N观测光谱的Ia型SN 2010公斤，采取-10和+5天之间的B-最大值。用SYN++代码计算的合成光谱跨越4100和8500 nm之间的范围。我们的研究结果与其他Ia型SNe的研究结果一致。大多数的光谱特征是在光球层或接近光球层形成的，但有些离子，如Fe II和Mg II，也在光球层上方约2000 - 5000 km s $^{-1}$处形成特征。还检测到Ca II IR三重态以及Si II $λ$ 6355的众所周知的高速特征。在~4400处的单一吸收特征通常被认为是由于Si III，但与SN 2010 kg中的Si III的拟合很差。我们发现，可以通过假设这一功能是由于C III或O II，位于喷出物的最外部分，〜 4000 - 5000公里秒$^{-1}$以上的光球，以改善拟合。由于C III的存在是不太可能的，因为缺乏必要的激发/电离条件外喷出物，我们确定这一功能是由于O II。O I和O II的同时存在与SN 2010 kg的光学厚度计算和喷出物中的温度分布符合得很好。这可能是在Ia型SN大气中首次发现单离子氧。
2016-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
MHD waves in the partially ionized plasma: from single to multi-fluid approach
本章系统梳理太阳部分电离等离子体中的 MHD 波，比较单流体与多流体方程框架，并阐明扩散、Hall 效应、碰撞及引力分层对波传播、耗散和模式转换的作用。
2024-09-17 astro-ph.SR
Two-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations of Partial Ionization in the Chromosphere. II. Dynamics and Energetics of the Low Solar Atmosphere
我们使用2.5维辐射MHD模拟与彩虹代码研究离子和中性粒子之间的相互作用对色球层和覆盖日冕的影响。我们已经扩展了使用广义欧姆定律实现离子中性相互作用效应的代码功能，即，我们在感应方程中包括霍尔项和双极扩散（彼得森耗散）。我们的模型从对流层上部到日冕，光球层、色球层和过渡区部分电离。模拟结果表明，电离粒子和中性粒子之间的相互作用对这些模型层的磁热力学有重要影响：1）双极扩散使色球层温度升高，2）由于双极扩散，光球层水平磁场偶尔会扩散到色球层; 3）双极扩散集中电流，导致更猛烈的喷射和重连过程，导致3a）更长和更快的针状体的形成，3b）针状体演化期间等离子体的加热，以及3c）针状体中等离子体和磁场的去耦。我们的研究结果表明，双极扩散是理解色球层和过渡区的磁热动力学性质的一个关键因素。数值模拟已经公开，类似于以前的彩虹桥模拟。这将使社区研究现实的数值模拟与更广泛的磁场配置和物理模块比以前可能的。
2017-08-22 astro-ph.SR
Formation of super-strong horizontal magnetic field in delta-type sunspot in radiation magnetohydrodynamic simulations
我们进行了一系列的辐射磁流体动力学模拟，以了解异常强大的水平磁场的放大机制，在三角洲型太阳黑子。在模拟中，我们成功地再现了三角洲型太阳黑子和由此产生的强磁场超过6000 G的光桥之间的积极和消极的极性。本研究的主要结论如下：1.强水平磁场放大的本质机制是两个光点旋转引起的剪切运动。2.强水平磁场保持无力状态。3.磁场的峰值强度不取决于空间分辨率、顶部边界条件或阿尔芬速度限制。旋转运动的起源是植根于深对流区。因此，三角光斑光桥中的磁场可以被放大到光球层中的超配位值。
2020-08-18 astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetohydrodynamic Waves in the Magnetized Solar Atmosphere
本文对太阳磁通量管中磁流体动力学（MHD）波的传播进行了三维数值模拟。我们的研究旨在了解不同光球运动产生的MHD波模式的性质。我们认为，在较低的太阳光球层，即颗粒抖振和涡状运动，在一个强大的，本地化的磁通量浓度内的波的产生的最简单的机制中观察到的两种情况。我们表明，颗粒抖振可能会产生更强的慢，快磁声波相比，漩涡运动。相应地，所传输的能通量由于驱动运动而不同。我们还表明，颗粒抖振产生的波很可能表现在更强的发射色球网络。我们认为，不同的机制波的产生是活跃的磁性元素在晶间巷的演变过程中，导致在色球高度随时间变化的发射。
2012-07-31 astro-ph.SR
Simulating the photospheric to coronal plasma using magnetohydrodynamic characteristics III: validation including gravity, flux emergence, and an eruption
National Solar Observatory（国家太阳观测台）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
本文提出了一种基于特征方法的数据驱动MHD模拟方法，用于模拟太阳活动区从色球层到日冕的等离子体行为，验证了该方法在包含重力、磁通量浮现和喷发等复杂因素下的准确性。
2026-01-14 astro-ph.SR
Structure of the solar photosphere studied from the radiation hydrodynamics code ANTARES
ANTARES辐射流体动力学代码能够详细模拟太阳粒化，这是直接观测无法比拟的。我们介绍了一个国家的最先进的数值工具，太阳物理学界，并证明其适用性的太阳颗粒模型。该代码是基于加权基本无振荡有限体积法，并通过其实施的局部网格细化也能够模拟湍流流体。虽然ANTARES代码已经提供了有前途的见解发生在安静的太阳光球的小尺度动力学过程，它将很快能够模拟后者的辐射磁流体动力学的范围。在这第一个初步研究中，我们专注于垂直光球分层通过检查3-D模型光球的演变时间远大于太阳能颗粒的动态时间尺度，特别是大的水平范围对应于太阳表面上的$25\!" \!\! \times \, 25\!"$，以平滑水平空间的不均匀性分别为向上和向下流动。因此，高分辨率的笛卡尔网格覆盖了上层对流区和邻近光球层的$\sim 4~\mathrm{Mm}$。相关分析，无论是局部的还是两点的，都提供了一种合适的手段来探测光球的结构，从而识别出几个层的特征动力学：热对流区被发现达到太阳表面以上约10公里，而对流过冲气体渗透到更高的低光球。一个$\approx 145\,\mathrm{km}$宽的过渡层将对流层与高层光球中的振荡层分开。
2017-08-28 astro-ph.SR
Full compressible 3D magnetohydrodynamic simulation of solar wind
确定日冕的加热机制和太阳风的驱动机制是理解太阳物理学的关键挑战。采用全三维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟方法，对开阔场区域上方快速太阳风的加热机制进行了区分。我们的模拟描述了Alfvénic波的演化，其中包括从光球到日球层距离为27个太阳半径（$s$）的可压缩效应。由于阿尔文波的消散，热日冕和快速太阳风同时再现。包括过渡区和低层大气，使我们能够推导出太阳的质量损失率第一次通过执行一个完整的三维可压缩MHD模拟。Alfvén湍流被确定为太阳风加速区（$s>1.3 R_\odot$）的主要加热机制，正如以前的太阳风模型所建议的那样。此外，在下转捩区（$s<1.03R_\odot$）以下，激波的形成和相混合也很重要。
2020-11-06 astro-ph.SR
Alfvén wave propagation in the partially ionized lower solar atmosphere: a test of the single-fluid approximation
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）
本文通过单流体和多流体模型比较，检验了单流体近似在太阳低层大气中阿尔芬波传播中的有效性，发现两者结果基本一致，仅在能量传输和等离子体加热率上有微小差异。
2026-03-04 astro-ph.SR
Magnetic field topology from non-force free extrapolation and magnetohydrodynamic simulation of its eventual dynamics
不同磁场线拓扑结构的磁重联被认为是耀斑和日冕物质抛射等太阳爆发事件的起因。因此，重要的是一个彻底的理解和量化的MFL拓扑结构和它们的演变，导致MR。当代的标准是外推的日冕MFL使用平衡模型的日冕等离子体上的洛伦兹力是零无处不在，因为没有电流或电流是平行的磁场。在串联，非力自由场（NFFF）的外推方案已经发展，并允许洛伦兹力，这是非零的光球层，但渐进地消失的高度。本文报道了磁流体动力学（MHD）模拟启动的NFFF外推的日冕MFL的活动区NOAA 11158。有趣的是，准分界线层（QSL），这有利于MR检测外推MFL。AR 11158是耀斑产生源，本文试图评估QSL在耀斑爆发中的作用。
2018-04-13 astro-ph.SR
A data-driven MHD model of the weakly-ionized chromosphere
太阳色球层的物理学从理论和建模的角度来看都是复杂的。从光球层到日冕的等离子体温度在距离色球层和过渡区仅约10，000 km的距离上从约5，000 K增加到约100万K。太阳大气的某些区域具有足够低的温度和电离率，可以被认为是弱电离的。特别是在较低的色球层，这是真实的。在本文中，我们提出了一个概述我们的数据驱动的磁流体动力学模型的弱电离色球，并显示基准结果。它利用了比库仑电阻率大几个数量级的考林电阻率。因此，欧姆定律包括各向异性耗散。我们研究了随着耀斑活动区（AR）11166的发展，考林电阻率对色球层加热和磁重联的影响。特别是，我们分析了从AR11166出现的C2.0耀斑，并发现归一化重联率为0.12。
2020-07-24 astro-ph.SR
Magnetic flux emergence and solar eruptions in partially ionized plasmas
通过三维MHD模拟研究部分电离对太阳磁通量浮现及随后爆发的影响，发现部分电离导致浮现结构少扭转、等离子体更稀薄且运动更快，并影响爆发磁通量绳的形成高度与速度。
2024-12-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
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
MHD waves and instabilities in flowing solar structures in the framework of Hall magnetohydrodynamics
太阳大气层，从光球层到日冕和太阳风，是一种高度结构化的介质，这一点已经得到了很好的证实。卫星观测证实了稳定气流的存在。在这里，我们调查的平行传播的磁流体动力学（MHD）表面波沿着一个理想的不可压缩的流动等离子体板周围的流动等离子体环境中的霍尔磁流体力学的框架。研究了波在随板外质量流运动的参考系中的传播特性。通常，在静态MHD等离子体板中，流动改变了波的相速度，而霍尔效应限制了波的传播范围。另一方面，当相对Alfvenic马赫数为负时，流动将波的传播范围扩展到该极限之外（由于霍尔效应），并可引起Kelvin-Helmholtz不稳定性的触发，其开始于特定的临界波数。结果表明，表面模态不稳定的Alfvenic马赫数区间与通量管内外质量密度之比密切相关。
2009-09-15 astro-ph.SR
Kolmogorov Dissipation scales in Weakly Ionized Plasmas
在弱电离等离子体中，磁场的演化由包括霍尔效应和双极扩散项的“广义欧姆定律“描述。这些术语引入了额外的空间和时间尺度，这些尺度在磁流体动力学湍流的级联和耗散机制中起着决定性的作用。我们确定的粘性，电阻和双极耗散机制的Kolmogorov耗散尺度。等离子体，取决于它的属性和能量注入率，可以优先选择这些耗散尺度之一。从而确定磁场的假定自相似谱分布的最短空间尺度。以太阳大气部分电离层为例说明了计算结果。因此，太阳磁场的所谓自相似光谱分布的最短空间尺度是由粘性、Spizer电阻率（电子-离子碰撞）、电子-中性碰撞的电阻率和双极扩散率所给出的四个耗散尺度中的任何一个决定的。结果表明，当能量注入率较大时，双极扩散占主导地位。在部分电离的太阳大气中，磁螺旋度的鲁棒性将促进自组织涡旋结构的形成。
2009-03-23 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
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$\sim 0…
2014-10-30 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 astro-ph.SR
Spontaneous Generation of delta-sunspots in Convective Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Flux Emergence
观测表明，强烈的太阳耀斑和日冕物质抛射往往发生在以三角黑子、黑子旋转、剪切极性反转线（PIL）和磁通量绳为特征的复杂活动区。在这里，我们报告的第一个模型的自发三角洲斑点的产生作为一个结果，从湍流对流区的通量出现。利用国家的最先进的辐射磁流体动力学代码R2D2，我们模拟的出现，在对流区，延伸到-140 Mm。升高的大规模对流上升流，管出现在光球作为两个新兴的两极。由于地下连通性，相反的极性相互碰撞，并发展成一对紧密堆积的三角洲点。洛伦兹力驱动点的旋转和10 km/s的强逆流，在三角洲点的PIL，这与当地对流，加强水平场到4 kG，并建立一个高度剪切PIL。在PIL上方的大气中，产生了磁通绳结构。所有这些过程都遵循三角洲斑形成的多浮力段理论，是磁通量与湍流对流相互作用的自然结果，表明三角洲斑的形成和由此产生的耀斑爆发可能是一个随机决定的过程。
2019-11-10 astro-ph.SR
Successful and Failed Flux Tube Emergence in the Solar Interior
我们报告我们的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟的圆柱形弱扭曲的磁通管出现在18毫米以下的光球。通过改变初始磁场强度（$B_0$）、半径（$R$）、扭曲度（$α)$）和通量管的出现部分的长度（$λ$）来研究这些参数如何影响磁场从对流区到光球层的转移。我们表明，在光球出现的效率（即有多强的光球场将相比$B_0$）不仅取决于$B_0$，但也出现的字段和扭曲的形态。我们表明，参数，如$B_0$和磁通量不能单独确定是否会出现一个通量管的太阳表面。例如，高$B_0$（弱$B_0$）场可能无法（成功）出现在光球层，这取决于它们的几何特性。我们还表明，光球磁场强度可以有很大的变化，具有相同的$B_0$，但不同的几何性质的通量管。此外，在某些情况下，我们发现了标度律，由此磁场强度与局部密度成比例，如$B\propto ρ^κ$，其中$κ\approx 1$在对流区较深，而$κ<1$靠近光球。当局部压力标度（$H_p$）变得与流量管直径（$H_p\approx2R$）相当时，两个值之间的转换大约发生。我们推导的形式来解释如何以及何时出现这些标度律，并比较它们与数值模拟。
2019-02-21 astro-ph.SR
Solar polarimetry through the K I lines at 770 nm
我们表征的K I D1和D2线，以确定它们是否可以补充850 nm的窗口，包含钙II红外三线和几个塞曼敏感光球线，这是以前研究。我们调查的强度分布，其灵敏度在不同的大气参数的变化，塞曼偏振信号的空间分布，采用一个现实的磁流体动力学模拟的部分重新分配的效果。结果表明，这些谱线形成于500 km左右的光球上层，在光球谱线和Ca Ⅱ红外谱线都不存在的高度，它们对视线速度和磁场强度敏感。然而，我们同时发现，它们对温度的敏感性本质上来自光球层。由此得出结论：对于高层光球大气参数的测定，特别是视线速度和磁场的测定，K I谱线是对850 nm窗口谱线的补充。
2017-05-29 astro-ph.SR
Effects of Cowling Resistivity in the Weakly-Ionized Chromosphere
太阳色球层的物理学从理论和建模的角度来看都是复杂的。从光球层到日冕的等离子体温度在距离色球层和过渡区仅约10，000 km的距离上从约5，000 K增加到约100万K。太阳大气的某些区域具有足够低的温度和电离率，可以被认为是弱电离的。特别是在较低的色球层，这是真实的。结果，考林电阻率比库仑电阻率大几个数量级。因此，欧姆定律包括各向异性耗散。为了评估Cowling电阻率，我们需要知道外部磁场强度，并估计中性分数作为体等离子体密度和温度的函数。在这项研究中，我们确定的磁场的拓扑结构使用的非无力场（NFFF）外推技术的基础上SDO/HMI SHARP矢量磁图数据，分层的密度和温度分布的Maltby-M本影核心模型的太阳黑子。我们研究了随着耀斑活动区（AR）11166的发展，Cowling电阻率对色球层加热和磁重联的变化和影响。特别是，我们分析了从AR 11166出现的C2.0耀斑，发现归一化重联率为0.051。
2020-07-23 astro-ph.SR
The effect of plasma-$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
Three-dimensional magnetohydrodynamic simulations of M-dwarf chromospheres
我们提出的第一个结果，从三维辐射磁流体动力学模拟的M-型矮星与CO 5 BOLD。局部模型包括对流层顶、光球层和色球层。结果示出了模型的有效温度为3240 K和重力加速度的log g = 4.5，这代表类似的AD狮子座。这些模型具有不同的初始磁场强度和场拓扑。第一代模型表明，M矮星的大气是高度动态和间歇性的。磁场和传播的冲击波产生了复杂的精细结构，这在Ca II K谱线核心的合成强度图中清晰可见，在毫米波长处也是如此。动态的小尺度模式不能用一维模式来描述，这对于半经验模式大气的构建以及对一般观测结果的解释具有重要意义。详细的三维数值模拟在这方面是有价值的。此外，这种模型有助于分析小尺度过程，这些过程在恒星上无法观察到，但对于理解M矮星大气及其活动可能是必不可少的。一个例子是所谓的“磁龙卷风”，最近在太阳上发现，并首次在M矮星模型中提出。
2013-01-09 astro-ph.SR
Constraining the magnetic vector in the quiet solar photosphere and the impact of instrumental degradation
随着下一代高分辨率望远镜的出现，我们对磁场在互联网（IN）光球中的组织方式的理解可能会进一步提高。我们的目标是评估我们可以在多大程度上利用反演来检索IN光球中的磁矢量信息。我们使用高分辨率的三维磁流体动力学（MHD）模拟产生的快照，并采用基于响应函数（SIR）的斯托克斯反演代码来产生合成观测量的近红外光谱窗口观测的GREGOR红外光谱仪（GRIS），其中包含高磁敏感光球Fe I线对在15648.52和15652.87。我们进行了近1400万次反演，以测试如何以及真正的MHD大气参数可以约束。最后，我们降低合成斯托克斯矢量的光谱和空间的GREGOR分辨率，并研究这是如何影响观测，考虑杂散光，空间分辨率和信噪比（S到N）的影响。我们发现，深度平均参数可以恢复的反演的未退化的配置文件，并通过添加梯度的磁场强度，倾斜和视线速度，我们显示的卡方值的改善。我们评估在何种程度上，我们可以限制这些参数在不同的光学深度，在大气中的运动学和热力学参数比磁参数更敏感。我们发现，S到N和空间分辨率起着重要的作用，在确定如何出现的气氛和磁场和运动学参数是不变的，包括非偏振杂散光。我们研究了一个线性极化的功能，类似于最近观察到的GRIS，出现类似的磁通量密度的环状结构。
2021-07-16 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
Role of Longitudinal Waves in Alfven-wave-driven Solar/Stellar Wind
本文在阿尔芬波驱动风的框架下研究了光球上类p模垂直振荡在驱动太阳风中的作用。通过对从光球层到行星际空间的一维磁流体动力学数值模拟，我们发现质量损失率随着光球层纵向扰动幅度的增加而增加到4倍。当加入纵向起伏时，色球层中的纵波通过模式转换产生横波，从而增加了日冕中的Alfvenic Poynting通量。结果，色球蒸发增强了日冕加热，产生更高的日冕密度，导致质量损失率增加。我们的研究结果清楚地表明，在确定的基本属性的风从太阳和太阳型恒星的光球和色球中的模式转换的p-模式振荡的重要性。
2022-11-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Global 3-D Radiation Magnetohydrodynamic Simulations for FU Ori's Accretion Disk and Observational Signatures of Magnetic Fields
FU猎户座是FU猎户座系统的原型，它是爆发的原行星盘。FU Ori的吸积盘中的磁场先前已经使用塞曼效应的分光偏振观测来检测。本文用全局辐射理想MHD方法研究了FU Ori的内吸积盘。我们发现：（1）当盘被垂直磁场穿过时，大部分吸积发生在z $\sim$ R处的磁主导大气中，类似于以前局部等温MHD模拟中的“表面吸积”机制。(2)在垂直场模拟中，产生了中等强度的盘风，其终端速度为$\sim$ 300-500 km/s，质量损失率为盘吸积率的1- 10%，与观测结果一致。在模拟中，盘形风不能用净环形磁场发射。(3)在单位光学深度处，圆盘光球既可以位于风发射区，也可以位于吸积面区。在这两个区域之间，磁场具有截然不同的方向和大小。我们的基准模型同意与以前的光学塞曼观测场的方向和幅度。另一方面，模拟表明，未来的塞曼观测在近红外波长或对其他FU猎户座系统可能会揭示非常不同的磁场结构。(4)由于盘风的能量损失，盘光球温度低于薄盘理论预测的温度，并且先前推断的盘吸积速率可能比实际吸积速率低$\sim$ 2-3倍。
2020-03-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Onset of 2D magnetic reconnection in the solar photosphere, chromosphere and corona
我们调查的发病2D的时间依赖性磁重联，触发使用外部速度驱动器位于远离，垂直于，平衡哈里斯电流片。以前的研究通常利用内部触发来启动重连，例如以电流片为中心的初始条件。为了研究太阳不同大气层（即日冕层、色球层和光球层）内的重联起始，进行了求解可压缩、电阻性磁流体力学方程的数值模拟。一个重新连接的状态达到所有考虑的大气高度，与占主导地位的物理高度依赖于大气条件。冠状病例在一系列速度驱动器下实现了电场的急剧上升。对于色球层，我们发现一个较大的速度振幅是需要触发重联。对于光球环境，电场是高度依赖于流入速度;急剧增加的电场获得只有当进入重联区的速度接近阿尔芬速度。此外，双极扩散的作用进行了研究的色球的情况下，我们发现，双极扩散改变了流入区域的电流密度的结构。通量进入重联区的速率由流入速度控制。这决定了重联启动过程的各个方面，即在所有大气层中，重联的早期开始由欧姆定律中的平流项控制。较低的等离子体- $β$增强了重联并在电场中产生了较大的变化。一个高的等离子体- $β$阻碍了重联，产生急剧上升的电场只有当流入重联区域的速度接近当地阿尔芬速度。
2017-11-02 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic simulation of magnetic null-point reconnections in NOAA AR12192 initiated with an extrapolated non-force-free-field
对日冕磁流体动力学进行了数值模拟。模拟初始化外推的非力自由磁场使用的矢量磁图的活动区（AR）NOAA 12192上获得的太阳光球。特别是，我们专注于磁重联发生在磁零点附近，导致出现在2014年10月24日21：21 UT左右，在X3.1耀斑峰值之后的圆形色球耀斑带。外推的场线显示存在的三维（3D）零附近的极性反转线之一--在那里观察到的耀斑。在随后的数值模拟中，我们发现磁重联发生在零点附近，在那里的磁场线从扇平面的三维零形成一个X型配置与下面的弧形场线。圆顶形场线的足点，固有的三维零，显示高梯度的挤压因子。我们发现滑动重联在这些准分界线层，这是共同定位与耀斑后在色球高度观察到的圆形增亮。这证明了初始非无力场的可行性及其引发的动力学。此外，初始场和它的模拟演化被发现是没有任何通量绳，这是在符合的局限性的耀斑。
2018-05-02 astro-ph.SR
Resonant Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
上下文磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。在磁波导中，由于等离子体的不均匀性，共振吸收自然地将波能量从大尺度运动传递到小尺度运动。在太阳大气中较冷的部分，例如，色球层，由于部分电离的影响可能与波动动力学和加热有关。目标。研究了部分电离等离子体中的共振阿尔芬波。方法.我们在冷等离子体近似中使用多流体方程。本文研究了部分电离磁通管中共振磁流体动力学波的传播。我们使用近似分析理论的基础上正常模式的薄管和薄边界近似数值特征值计算。结果我们发现，波扰动跨越共振层的跳跃是相同的完全电离等离子体。由于共振吸收的阻尼长度与频率成反比，而由于离子-中性碰撞的阻尼长度与频率的平方成反比。对于太阳大气中观察到的频率，共振吸收比离子-中性碰撞更有效地衰减MHD扭结波的振幅。结论.色球扭折波携带的大部分能量被转换成局部方位角阿尔芬波，可以在日冕介质中沉积能量。色球层中由于离子与中性粒子碰撞而引起的波能耗散只对高频波有效。色球层对周期小于10 s的扭折波起着过滤器的作用。
2011-11-17 astro-ph.SR
Non ideal Transport Processes in the Solar Atmosphere
School of Mathematical and Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学数学与物理科学学院）
本文计算了太阳大气部分电离等离子体的输运系数，发现热导率由中性粒子主导且垂直分量不可忽略，对光球-色球过渡层、针状体和日珥等区域的精确建模与加热机制研究具有重要意义。
2025-11-06 astro-ph.SR
Ellerman bombs and UV bursts: transient events in chromospheric current sheets
埃勒曼炸弹（EB）和紫外线爆发都是与通量出现区域有关的增亮，特别是与在光球中相遇的相反极性的磁通量有关。这两个与重连有关的现象，名义上形成的距离很远，偶尔会发生在同一地点和同一时间，从而挑战了我们对重连和太阳低层大气加热的理解。我们认为，形成一个活跃的地区，包括长纤维和热，致密的日冕等离子体。本文研究了光球层下注入$2.5$ ~Mm的无扭曲磁通量片穿透光球层并与已存在的环境场相互作用的过程。具体来说，我们的目标是研究是否EB和紫外线爆发产生的结果，这种通量的出现，并检查它们的物理关系。彩虹辐射磁流体动力学代码被用来模拟通量出现在一个模型大气中，其中包含一个相当强的环境场，约束新兴的领域，以有限的体积，其中多个重联事件发生的领域突破光球，并扩大到外层大气。使用$1.5$ D RH代码和全三维MULTI 3D代码计算不同重联事件的合成谱。紫外线爆发和电子束的形成强度和线轮廓与观察到的光谱非常相似，这被认为是新兴通量与其自身在一个持久的电流片中重新连接的结果，该电流片在色球层中延伸了几个标度高度。合成诊断表明，没有令人信服的理由假设光球中发生紫外线爆发。相反，EB和紫外线爆发偶尔会在长电流片的两端形成，该电流片位于冷气体的延伸气泡中。
2019-04-25 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Non-linearities in Sunspot Atmospheres: Chromospheric Detections of Intermediate Shocks
太阳大气层内激波的形成仍然是少数几个可观测到的能量耗散的特征之一，这种能量耗散是由太阳表面附近产生的大量磁流体动力学波引起的。活动区观测提供了波行为及其对周围大气影响的特殊视图。在太阳低层大气中存在的分层等离子体梯度允许许多理论上的激波现象的潜在形成。在这项研究中，使用色球钙II 854.2nm的光谱偏振数据的一个大的太阳黑子，我们研究波动的等离子体参数在强大的冲击事件，证明极化反转在其演变过程中的后果。现代反演技术被用来揭示扰动的温度，视线速度，和矢量磁场发生在一个范围内的光学深度同义的冲击形成。这些非线性签名的分类进行比较，观察得出的慢，快，和阿尔文冲击的理论朗肯-Hugoniot关系的解决方案。使用超过200，000个独立的测量，我们揭示了阿尔文（中间）激波解在光学深度log（tau）=-4处提供了理论和观测之间最接近的匹配，与上层光球和下层色球之间边界的几何高度一致。这项工作首次揭示了太阳黑子本影中色球层中间激波的证据，为一系列磁结构（包括孔隙、磁通量绳和磁亮点）中波能的潜在热化提供了一种新方法。
2020-02-27 astro-ph.SR
Role of Longitudinal Waves in Alfvén-wave-driven Solar Wind
我们重新讨论了纵波在驱动太阳风中的作用。在阿尔文波驱动风的框架下，研究了光球上类$p$模垂直振荡对太阳风性质的影响.我们进行了一系列的一维磁流体动力学数值模拟，从光球到几十个太阳半径以外。我们发现，质量损失率急剧增加的纵波振幅在光球$\sim 4$倍，在传统的理解，声波几乎不影响太阳风的能量。纵向涨落的加入在色球层中引起了色球-横波模式的转换，从而导致日冕中AlfvénicPoynting通量的增强。因此，色球蒸发促进日冕加热，使日冕密度增加，导致质量损失率增加。这项研究清楚地表明了光球层中的长波振荡和色球层中的模式转换在确定类太阳恒星风的基本性质方面的重要性。
2022-03-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Resolved magnetohydrodynamic wave lensing in the solar corona
本研究利用太阳动力学天文台观测发现日冕中磁流体动力学波透镜效应，经数值模拟复现，并探讨其在日冕地震学中反演阿尔芬速度等信息的应用潜力。
2024-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-frequency Alfven Waves Produced by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet
太阳日冕是一个热的，动态的，高度磁化的等离子体环境，其能量来源尚未得到很好的理解。该能源的一个主要竞争者是磁流体动力学（MHD）波或湍流波动的耗散。许多日冕和太阳风的波加热模型都假设这些波动起源于太阳光球层或光球层以下。然而，本文研究的想法，磁重联可能会产生一个额外的源的MHD波在一个渐进的高度范围内的低日冕。本文用含时混合极性磁场的蒙特卡罗模拟来预测重联驱动的日冕MHD波的性质。与光球驱动波相比，这些波的总功率通常很小，但它们的频率要低得多。重连驱动波在周期超过约30分钟时开始主导总功率谱。因此，他们可能需要考虑到，以了解低频幂律谱观测日冕分光偏振和现场粒子/场仪器。这些低频阿尔芬波应该携带更多的磁能比动能，因此，他们可能会产生较少的非热多普勒展宽（与光球驱动的高频波相比），在太阳边缘上方观测到的发射线。
2018-05-30 astro-ph.SR
Efficiency of MHD Wave Generation in Weakly Ionized Atmospheres
该研究针对弱电离大气中双流体等离子体的MHD波产生效率问题，通过十维谱分析发现激发效率依赖初始流差模式能量分配，电荷速度激发低效而磁场扰动激发高效，并给出高碰撞频率区的解析本征解。
2023-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
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
Numerical simulations of multi-shell plasma twisters in the solar atmosphere
我们进行数值模拟的脉冲产生的阿尔文波在一个孤立的光球通量管，并探讨这些波的传播沿这样的磁结构，从光球，这些波被触发，太阳日冕延伸，并分析产生的磁壳。我们的太阳大气模型是通过采用基于半经验模型的温度分布和指定的弯曲磁场线，构成磁通量管，这是植根于太阳光球。太阳大气的演变是由三维，理想的磁流体动力学方程，数值求解的FLASH代码。我们的数值模拟显示，基于多壳层磁旋的物理性质和与它们相关的能量和动量的量，这些多壳层磁旋可能是负责所观察到的加热低太阳日冕和太阳风的形成。此外，这些龙卷风的存在很可能可以通过高分辨率观测来验证。
2015-05-14 astro-ph.SR
Identifying acoustic wave sources on the Sun I. Two-dimensional waves in a simulated photosphere
太阳声振荡很可能是由太阳光球层中的对流动力学随机激发的，尽管对单个源事件的直接观测很少，其详细特征仍然未知。波源识别需要能够可靠地将局部波信号与背景对流运动和共振模态功率区分开的测量。这是相当具有挑战性的，因为这些“噪声”贡献的振幅比源和它们引起的传播波场大几个数量级。在本文中，我们采用了高时间频率滤波器，以确定在辐射磁流体动力学模拟的声发射的网站。该滤波器的特性是由训练用于识别大气二维声学格林函数响应的卷积神经网络确定的，但是一旦定义，它可以直接应用于图像时间序列以提取局域波激励信号，绕过对原始神经网络的需要。使用开发的过滤器，我们已经发现了以前未知的属性的声发射过程。在模拟中，声学事件被发现聚集在mesogranular尺度，峰值发射相当深，大约500公里以下的光球，和网站的非常强的发射可以导致从两个超音速的下行流，合并在该深度的相互作用。我们认为，该方法的发展，当应用于高分辨率高节奏的观测，如即将与丹尼尔K。Inouye太阳望远镜（DKIST）将在色球波研究中有重要的应用，并可能导致高分辨率局部日震学的新研究。
2021-01-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
