Measuring the Coronal Magnetic Field with 2D Coronal Seismology: A Forward-Modeling Validation
High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（高海拔观测中心，美国国家大气研究中心）
本文通过正向建模验证，展示了二维日冕测震技术在高精度测量日冕磁场方向和强度方面的有效性。
2026-01-15 astro-ph.SR
Coronal Fourier power spectra: implications for coronal seismology and coronal heating
利用大气成像组件（AIA）171年和193年的资料，研究了日冕区域的动力学。研究了宁静太阳的日冕辐射、日冕环足迹、日冕苔藓和太阳黑子。结果表明，在这些地区的平均傅立叶功率谱可以描述的功率定律在较低的频率，尾巴在较高的频率平坦的频谱，加上高斯形的贡献，根据研究的区域而变化。这种傅立叶频谱形状与通常的假设相反，即日冕时间序列由长时间尺度背景趋势加上高斯分布噪声的总和很好地描述，某些特定位置也显示出振荡信号。这一发现的影响，日冕地震学领域和振荡的自动检测进行了讨论。傅立叶功率谱的形状的幂律贡献被解释为是由于沿视线的指数衰减的发射事件的分布的总和。这与太阳大气被小的能量沉积事件加热的想法是一致的。
2014-10-08 astro-ph.SR
Seismology of transversely oscillating coronal loops with siphon flows
在太阳大气中观测到亚阿尔夫文速度的流动，但在耀斑和日冕物质抛射事件之后，流动可以变成阿尔夫文速度。在这封信中，我们推导出一个表达式的固定扭结模式频率由于虹吸流在日冕循环，有效的低速和高速制度。研究发现，虹吸流沿冠环引入了线性空间相关的相移和非对称的本征函数。我们演示了如何使用这个理论来确定的扭结和流动速度的振荡日冕循环的观测案例研究。结果表明，虹吸流的存在会导致传统地震学方法低估冕环中的磁场强度。
2011-01-27 astro-ph.SR
Bayesian Coronal Seismology
与实验室的情况相反，对太阳大气的研究必须在没有直接接触到感兴趣的物理条件的情况下进行。因此，信息是不完整和不确定的，需要采用推理方法来诊断物理条件和过程。太阳大气地震学就是这样一种方法，它利用观测到的和理论上预测的波的特性来推断等离子体和磁场的特性。太阳大气地震学的一个最新发展是使用基于贝叶斯分析的反演和模型比较方法。本文首先阐述了贝叶斯分析的哲学思想和方法论。然后，我们提供了一个帐户迄今已取得的成就，这些技术的应用，太阳大气地震和未来可能的扩展前景。
2017-09-25 astro-ph.SR
Standing Slow-Mode Waves in Hot Coronal Loops: Observations, Modeling, and Coronal Seismology
强阻尼的多普勒频移振荡经常与热日冕环中的耀斑事件联系在一起。在本文中，观察到的属性和理论建模的审查。统计测量的物理参数（周期，衰变时间和振幅）已经获得了大量的SOHO/SUMER和Yohkoh/BCS观测到的事件的基础上。几件证据被发现支持他们的解释在基本的常设纵向慢模式。这些振荡的高激发率在小型或微型耀斑表明，慢模波是一个自然的反应，日冕等离子体脉冲加热在封闭的磁结构。观测到的波浪的强阻尼和快速激发是波浪的两个主要方面，这两个方面的了解很少，并且是理论建模的主要主题。在热冕环中，慢波主要受到热传导和粘性的阻尼。模式耦合似乎起着重要的作用，在快速激发的慢驻模。几个地震学的应用，如确定的磁场，温度和密度的日冕环演示。此外，一些开放的问题进行了讨论。
2010-11-10 astro-ph.SR
Inferring 3D Coronal Magnetic Fields through Seismology-assisted Inversions of $IQU$-only Spectropolarimetric Observations
National Solar Observatory（国家太阳天文台）
研究利用日冕地震学结合斯托克斯IQU观测及相关理论进展，设计新反演方案，通过综合统计分析，实现以与斯托克斯IQUV光谱偏振测量相当精度推断日冕磁场方向和强度，适用于特定谱线对。
2026-08-26 astro-ph.SR
Inversion of physical parameters in solar atmospheric seismology
磁流体动力学（MHD）波活动在太阳大气中普遍存在。磁流体地震学的目的是通过结合观测到的和理论上的磁流体波和振荡的特性来确定太阳大气磁场和等离子体结构中难以测量的物理参数。这种技术，类似于地震学或日震学，需要解决两个问题。直接问题涉及给定理论模型的波动性质的计算。反问题意味着未知的物理参数的计算，通过比较观察到的和理论的波动特性。太阳大气地震学已经成功地应用于不同的结构，如日冕环，日珥精细结构，针状物，或喷流。然而，它仍处于起步阶段。更多的还在后面。我们提出了一个概述最近的结果，特别强调在反演过程。
2012-02-01 astro-ph.SR
EUV Wave and Coronal Seismology
本文利用多视角观测研究2021年10月28日耀斑相关的EUV波、日冕环振荡和II型射电暴，发现EUV波在CME前方传播，并通过两种独立方法测得一致的日冕磁场强度约5-10高斯。
2025-07-02 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
Unravelling the components of a multi-thermal coronal loop using magnetohydrodynamic seismology
日冕环构成了活跃太阳的基本组成部分，是帮助理解维持太阳和恒星日冕数百万开尔文温度的机制的主要目标。尽管在观测和理论上取得了重大进展，但我们对这些结构的基本性质的了解仍然有限。在这里，我们提出了前所未有的观测加速慢磁声波沿日冕环路，显示在两个不同的温度通道的传播速度差，揭示了多股和多热的性质的循环。利用所观察到的速度，并采用非线性无力磁场外推，我们推导出实际的温度变化沿回路在两个通道，从而能够解决两个单独的组件的多热循环的第一次。所获得的正温度梯度表明沿着环路均匀加热，而不是孤立的足点加热。
2016-11-12 astro-ph.SR
What Does 2D Coronal Seismology Measure?
High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（高海拔观测中心，美国国家大气研究中心）
该研究针对二维日冕地震学在光学薄视线积分下推断量的物理意义问题，通过合成观测值并对比模型参考量，明确了其测量量的物理含义，为日冕磁场相关应用提供了指导。
2026-10-14 astro-ph.SR
Motion magnification in coronal seismology
我们介绍了一种新的方法，用于调查低振幅的横向振荡的太阳等离子体的非均匀性，如日冕环，在日冕弧，喷流，突出的纤维，极羽，和其他对比度的功能，观察与成像仪器。该方法基于二维对偶树复小波变换（DT $\mathbb{C}$ WT）。它使我们能够放大横向，在天空的平面，准周期运动的对比度功能的图像序列。在模拟日冕环指数衰减、多周期和调频扭结振荡的人工数据立方体上进行的测试表明了该技术的有效性、可靠性和鲁棒性。该算法被发现给放大的幅度与原始幅度的线性缩放，只要它们足够小。此外，放大率在很宽的周期范围内与振荡周期无关。将这种技术应用于SDO/AIA EUV数据立方体的非耀斑活动区域，可以改善大多数环路中低振幅无衰减振荡的检测。
2016-11-06 astro-ph.SR
3D Coronal Slow Modes: Towards 3D Seismology
2008年1月10日，日地关系观测台A和B号航天器使用极紫外成像仪对日冕进行了高时间节奏研究，目的是调查日冕动力学。观测了活动区日冕环内波的三维传播，并测量了真实的日冕慢模速度。强度振荡的周期约为12分钟，观察到向外传播的环路系统的基础，与慢磁声模式。本文采用一种新的分析方法，对A、B航天器的观测数据进行了波相速度的测量。这些立体观测被用来推断波传播的三维速度矢量，与当地法线的倾角为37 ± 6度，震级为132 ± 9和132 ± 11 km s-1，首次测量了真正的日冕纵向慢模速度，推断温度为0.84 ± 12 MK和0.84 ± 15 MK。
2009-03-24 astro-ph.SR
The behavior of transverse waves in nonuniform solar flux tubes. II. Implications for coronal loop seismology
利用阻尼横向振荡的观测结果结合理论模型的结果进行日冕环的地震学是间接推断太阳大气等离子体物理参数的工具。现有的地震学方案的基础上近似的周期和阻尼时间的扭结振荡，经常使用超出其理论范围的适用性。这些近似假设的密度变化的整个循环被限制在一个不均匀的层比半径的环更薄，但反演问题的结果往往不满足这个初步的假设。在这里，我们确定的周期和阻尼时间的解析近似的准确性，其对地震学估计的影响，在很大程度上被认为是不均匀的循环。我们发现，当使用超出其适用范围的近似的准确性是强烈影响的形式的密度分布在整个循环，这是观测未知的，所以必须任意施加的理论模型的一部分。与解析近似相关联的误差可以大于50%，即使对于相对薄的非均匀层。与实际数值反演相比，这种误差直接影响近似地震学估计的准确性。此外，假设不同的密度剖面，在同一同相轴的反演中，可能产生地震变量的不重合区间。忽略整个环的密度变化的真实形状是一个重要的错误来源，可能会质疑地震推断的参数的可靠性，假设一个特设的密度分布。
2013-12-18 astro-ph.SR
Coronal seismology by slow waves in non-adiabatic conditions
慢磁声波是探测太阳日冕等离子体的重要工具。我们定量地评估了弱热传导理论在慢波日冕地震学中的适用性。我们数值模拟的线性驻波慢波在一个一维的日冕循环，与场对准的热传导$κ_\parallel$作为一个自由参数，其效率没有限制。扰动的等离子体参数的时间变化，数值与全导电性，被视为潜在的可观测量和分析与标准的数据处理技术。发现慢波振荡周期随着$κ_\parallel$增加约30%，表明有效波速的相应修改，这在弱传导理论中是缺失的。等离子体温度和密度扰动之间的相移被发现是一致的近似弱导电的解决方案，所有考虑的值$κ_\parallel$。相比之下，数值计算得到的温度和密度扰动振幅的比值与弱理论的比较显示出高达30- 40%的相对误差。我们使用这些参数来测量日冕等离子体的有效绝热指数直接作为有效慢波速度与标准声速的比值，并在多方假设，这是合理的，只有在弱导电制度，与相对误差高达14%，否则。初始扰动的阻尼被发现是一个非指数的形式在第一个周期的振荡，这可以被认为是一个间接的签名的熵波的电晕，也没有描述的弱传导理论。所进行的分析和获得的结果提供了一个更强大的方案冠状地震学的慢波，合理的简化和不损失的准确性。
2022-11-22 astro-ph.SR
MHD Seismology of a loop-like filament tube by observed kink waves
本文报道和分析了美国国家太阳天文台（NSO）/全球振荡网络组（GONG）在H α观测到的太阳暗条全球扭折振荡的观测证据。2013年3月15日，活动区11692的一次M1.1级耀斑在其西南面的暗条中诱发了一个全球性的扭折模。在暗条顶点及其附近的三个垂直切片位置上，观测到了61 - 67 min的周期和92 - 117 min的阻尼时间。我们发现波是阻尼的。从观测到的全球扭折模周期和阻尼时间尺度，利用共振吸收理论，我们进行了日珥地震学。我们估计不均匀性长度尺度的较低截止值约为细丝横截面半径的0.34 - 0.44倍。
2015-03-08 astro-ph.SR
Determination of transport coefficients by coronal seismology of flare-induced slow-mode waves: Numerical parametric study of 1D loop model
太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）于2013年12月28日观测到的耀斑环振荡事件的最新研究揭示了热（$\sim$ 10 MK）等离子体中热传导的抑制和压缩粘度的显着增强。在这项研究中，我们的目标是开发一种新的冠状地震学方法，用于确定传输系数的基础上的参数研究波的属性，使用一维非线性MHD环模型与线性理论相结合。模拟提出了一个两步方案：我们首先确定有效的热传导系数从观察到的温度和密度扰动之间的相移，因为这个物理参数是不敏感的未知粘度;然后从回路模型与获得的热传导系数，我们确定有效的粘度系数从观察到的衰减时间使用参数建模。有了这种新的地震学技术，我们能够量化的抑制热传导系数的约3倍和增强的粘性系数的10倍，在研究的燃烧回路。使用这些改进的输运系数的环路模型，我们研究了慢磁声波的激发，从一个足点发射流脉冲。该模拟可以自洽地产生与观测一致的时间尺度上的基波驻波。
2019-09-24 astro-ph.SR
Bayesian Magnetohydrodynamic Seismology of Coronal Loops
我们进行贝叶斯参数推断的背景下，共振阻尼横向冠环振荡。正问题的求解是在薄壁管和薄边界近似下，一维通量管中扭结波的参数结果。对于逆问题，我们采用贝叶斯方法来推断相关参数的最可能值，对于给定的观测周期和阻尼时间，并提取其置信水平。后验概率分布函数通过马尔可夫链蒙特卡罗模拟获得，以一致的方式将观察到的不确定性。我们找到了两个感兴趣的三个参数，即阿尔芬旅行时间和横向不均匀性长度尺度的后验概率分布函数的本地化解决方案。所获得的估计阿尔芬旅行时间与以前的反演结果是一致的，但该方法使我们能够额外约束的横向不均匀性长度尺度，并估计每个参数的实际误差条。当使用密度对比度的观测估计时，该方法使我们能够完全约束感兴趣的三个参数。这些结果可以用来改进我们目前对冕环中未知物理参数的估计，并检验假设的理论模型。
2011-07-20 astro-ph.SR
Novel data analysis techniques in coronal seismology
我们回顾了新的数据分析技术开发或适用于冠状地震学领域。我们专注于从过去十年的方法，开发了极紫外（EUV）成像观测的日冕，以及从无线电和X射线的光变曲线。该审查涵盖的方法分析的横波和纵波;频谱分析的振荡信号的时间序列;自动检测和处理的大型数据集;经验模式分解;运动放大;和可靠的检测，包括最常见的陷阱造成的文物和错误的检测。我们还考虑技术的详细调查的MHD波和地震学的日冕等离子体的物理参数的推断，包括恢复的三维几何形状的振荡日冕环，正演建模和贝叶斯参数推断。
2021-12-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
MHD Seismology of a Coronal Loop System by the First Two Modes of Standing Kink Waves
我们报告了2013年4月11日在AR 11719东南的日冕环系统中激发的水平偏振扭结波的前两个谐波的观测结果。在北半球和南半球，检测到的基模（$P_1$）、其第一泛音（$P_2$）的周期分别为$530.2 \pm 13.3$、$300.4 \pm 27.7$和$334.7 \pm 22.1$ s。考虑到测量中的不确定性，两半中的第一泛音的周期是相同的。我们估计的平均电子密度，温度和环系统的长度为$(5.1 \pm 0.8) \times 10^8$ cm $^{-3}$，$0.65 \pm 0.06$ MK，和$203.8 \pm 13.8$ Mm，分别。作为一个零阶估计，磁场强度，$B = 8.2 \pm 1.0$ G，来自冠状地震学使用的基本扭结模式匹配的位场模型得出的。外推模型还显示了磁场沿冕环的不对称和不均匀分布。利用基模及其第一泛音的振幅剖面分布，我们观察到基模及其第一泛音的波腹位置沿冕环向弱场区移动。结果表明，密度分层和温差对周期比的影响大于磁场变化对周期比的影响。另一方面，磁场变化对第一泛音的本征函数的影响比密度分层对这种情况的影响更大。
2014-11-26 astro-ph.SR
EIT waves and coronal magnetic field diagnostics
利用塞曼效应和汉勒效应可以测量太阳低层大气中的磁场。而位于太阳表面上方的日冕磁场直接控制着太阳的各种喷发现象，用传统的测量方法无法精确测量。目前正在进行几种探测日冕磁场的尝试，如基于光球磁图的无力外推法、陀螺共振射电辐射和基于日冕中MHD波的日冕地震学。相对于局限于日冕环中的波，EIT波是唯一的全球尺度的波动现象，因此是日冕全球地震学的理想工具。在本文中，我们回顾了EIT波的观测和模拟，并说明如何将它们应用于探测日冕中的全球磁场。
2009-12-31 astro-ph.SR
Solar coronal magnetic fields derived using seismology techniques applied to omnipresent sunspot waves
太阳表面的太阳黑子是观测到的密集磁场线的强烈表现的特征，在极端情况下，接近垂直的磁场强度超过6 000 G。人们普遍认为，等离子体密度和磁场强度的大小都在远离太阳表面的地方迅速下降，这使得通过传统的塞曼和汉勒效应进行高节奏日冕测量变得困难，因为观测特征充满了低振幅信号，这些信号可能被仪器噪音淹没。磁流体动力学（MHD）技术以前已被应用于日冕结构，与单一的和空间隔离的磁场强度估计为9-55 G。以前的MHD方法的缺点是它们依赖于特定的波模式以及谐波泛音的可检测性。在这里，我们展示了，第一次，如何无所不在的磁声波，从下面的太阳黑子内和径向向外传播，允许的空间变化的本地日冕磁场映射高精度。我们发现日冕磁场强度的32 +/- 5 G以上的太阳黑子，迅速下降到约1 G的横向距离为7000公里，与以前的孤立和未解决的估计一致。我们的研究结果展示了一种新的，强大的技术，利用无处不在的性质，太阳黑子振荡，以提供磁场映射能力接近磁源在太阳日冕。
2016-05-19 astro-ph.SR
Diagnostics of the solar coronal plasmas by magnetohydrodynamic waves: Magnetohydrodynamic seismology
本文系统介绍利用日冕磁流体动力学波诊断太阳日冕等离子体参数的磁流体动力学地震学方法，涵盖慢波、扭结振荡等探针及数据获取、运动放大和贝叶斯统计等实用技术。
2024-03-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Measuring the magnetic field of a trans-equatorial loop system using coronal seismology
“EIT波”是低日冕中自由传播的全球脉冲，与日冕物质抛射（CME）的初始演化密切相关。他们被认为是大振幅，快速模式磁流体动力学波最初驱动的快速扩张的日冕物质抛射在低日冕。2012年7月6日，观测到一个“EIT波”撞击邻近的跨赤道环系统，该环系统在返回静止状态时出现衰减振荡。通过研究环的衰减振荡，测量环中普遍存在的横波的传播，并从观测到的磁图中推断出磁场，环振荡的观测被用来估计环系统的磁场强度。太阳动力学天文台（SDO/AIA）上的大气成像组件和日冕多通道偏振仪（CoMP）的观测结果被用来研究这一事件。利用经验模态分解（EMD）分析了环路系统在CoMP多普勒速度、线宽和AIA强度上的振荡。回路系统以二次谐波模式振荡，而不是以基频振荡，地震学分析返回的估计磁场强度约为5.5+/-1.5 G。这与分别使用横波传播测量和磁场外推发现的~1-9 G和~3-9 G的磁场强度估计值进行了比较。
2017-03-29 astro-ph.SR
Evidence of thermal conduction suppression in a solar flaring loop by coronal seismology of slow-mode waves
本文分析了太阳动力学天文台（SDO）大气成像装置（AIA）观测到的一次纵波事件。131 A图像的时间序列显示，一个C级耀斑发生在一个大环的一个足点上，并触发了沿其传播的强度扰动（增强），其空间特征和时间演化表明，来自相反足点的两个初始扰动相遇后，可以迅速建立一个基本的慢模驻波。振荡的周期为~12 min，衰减时间为~9 min。测得的相速度为500 $\pm$ 50 km/s，与加热回路中的声速为~10 MK相匹配，证实了所观察到的波是慢波。我们从六个AIA极紫外（EUV）通道得到了随时间变化的温度和电子密度波信号，发现它们几乎是同相的，由温度和密度扰动测得的多变指数为1.64 $\pm$ 0.08，接近于理想单原子气体的绝热指数5/3。基于一维线性MHD模型的解释表明，在9 MK及以上的热耀斑回路中，热导率至少被抑制了3倍。当只考虑压缩粘滞耗散时，粘滞系数是由观测波确定的。我们发现，解释快速波阻尼，经典的压缩粘性系数需要提高15倍的上限。
2015-09-22 astro-ph.SR
A First Global Full-Vector Coronal Magnetic Field Inference Using MLSO CoMP and UCoMP Observations
National Solar Observatory（国家太阳天文台）；High Altitude Observatory, NSF NCAR（高海拔观测站，美国国家科学基金会/科罗拉多大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）
本文首次将CLEDB IQUD反演方法应用于MLSO CoMP和UCoMP观测，结合IQU光谱偏振测量与日震学磁场约束，成功恢复临边外日冕矢量磁场，证明无需Stokes V即可实现常规大规模日冕矢量磁测量。
2026-09-29 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
Modeling the Excitation, Propagation and Damping of Quasi-Periodic Fast Magnetosonic Waves in Realistic Coronal Active Region Magnetic Field Structures
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
本文基于实际观测数据，利用三维磁流体动力学模型研究准周期快磁声波的激发、传播与阻尼特性，提升日冕震学的应用效果。
2025-10-03 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
The First 3D Coronal Loop Model Heated by MHD Waves against Radiative Losses
为了解决长期存在的日冕加热问题，半个世纪前就有人提出日冕环可以被波加热。尽管不断积累的观测证据表明日冕波的可能重要性，仍然没有3D MHD模拟存在，显示显着加热的MHD波。在这里，我们报告的第一个三维日冕环模型加热等离子体对辐射冷却。冠状环在足点处由横向振荡驱动，随后诱导的开尔文-亥姆霍兹不稳定性使环横截面变形并产生小尺度结构。波能被转移到较小的尺度，在那里它被耗散，克服了辐射引起的内部内能损失。这些结果为解决日冕加热问题开辟了新的途径。
2021-02-25 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
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 astro-ph.SR
Transverse oscillation of a coronal loop induced by a flare-related jet
在这项工作中，我们报告了我们对一个长度为350微米的大尺度日冕环的横向振荡的多波长观测。该振荡是由一个井喷日冕喷流引起的，这与2015年10月16日AR 12434中的一个环形带状耀斑（CRF）有关。我们的目标是确定日冕环的物理参数，包括阿尔芬速度和磁场强度。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在极紫外（EUV）波长下观测到喷流诱导的扭结振荡。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）观测了视线磁图。我们沿着环路取了几个切片来组装时间-距离图，并使用指数衰减的正弦函数来拟合衰减振荡。得到了扭折振荡的初始振幅、周期和阻尼时间。应用扭折模的日冕地震学方法估算了振荡环中的阿尔芬速度和磁场强度。此外，我们使用磁绳插入法，通过非线性力自由场（NLFFF）建模测量回路的磁场。振荡在AIA 171和131中最明显。该振荡几乎是沿环路的相位，具有13.6 μ m的峰值初始振幅，这意味着该振荡属于快速站立扭结模式。振荡周期为3.5个周期，平均周期为462 s，平均阻尼时间为976 s。t/P值在1.5-2.5之间。根据日冕地震学，振荡环中的阿尔芬速度估计为1210公里。两个独立的方法来计算的磁场强度的环，导致30043 G使用冠状地震学和21123 G使用NLFFF建模，分别。
2020-12-13 astro-ph.SR
Time-Distance Seismology of the Solar Corona with CoMP
我们采用了一系列的多普勒图像获得的日冕多通道偏振仪（CoMP）仪器进行时距地震学的日冕。我们构建了该区域的第一个k Ω图。这些使我们能够分离向外和向内传播的波，并估计天空平面投影相速度的空间变化，以及向外和向内定向的波功率的相对量。向外和向内的波功率和所观察到的功率律谱的斜率之间的差距表明，低频Alfvenic运动遭受显着的衰减，因为它们的传播，符合各向同性MHD湍流。
2009-03-11 astro-ph.SR
Standing Slow MHD Waves in Radiatively Cooling Coronal Loops
研究了冷却冕环中的驻波慢磁声振荡。在日冕磁环中，有两种阻尼机制被认为是产生声学驻波模的原因，即热传导和辐射。背景温度被假定为由于光学薄辐射而随时间变化。特别是，背景等离子体被假定为辐射冷却。通过选择一个简单的辐射函数形式，确保背景等离子体的温度演化，由于辐射与观测到的冷却轮廓的日冕环冷却的影响，纵向慢MHD模式的解析评估。低β等离子体的假设导致忽略了磁场扰动，并最终减少了磁流体力学方程的一维系统模拟冷却日冕环路中的纵向磁流体力学振荡。假设冷却发生在比振荡周期大得多的特征时间尺度上，这使得随后能够使用WKB理论来研究驻波的性质。得到了描述波动振幅随时间变化的控制方程，并进行了解析求解。解析导出的解决方案进行数值计算，以进一步了解的驻声波的演变。我们发现，等离子体冷却引起的振荡的振幅下降。尽管冷却的增加导致阻尼率的降低，但在热日冕环中，慢驻波的阻尼情景强烈地增加。
2015-01-12 astro-ph.SR
Heating of coronal loops: weak MHD turbulence and scaling laws
为了了解日冕加热的帕克情景的非线性动力学，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动力学在日冕几何。一个回路被建模为一个沿着强磁场$B_0$的方向延伸的盒子，系统被嵌入其中。在代表光球的顶部和底部，施加了模拟光球运动的速度场。我们表明，非线性动力学的MHD各向异性湍流的不同制度，其特征在于与光谱的间隔幂律的指数范围从Kolmogorov的值（$\sim 5/3$）到$\sim 3$。我们简要地描述了日冕加热率的轴承。
2010-02-12 astro-ph.SR
The Parker Scenario for Coronal Heating as an MHD Turbulence Problem
帕克或场线缠结模型的日冕加热的研究，通过长时间的高分辨率模拟的日冕循环的动力学在简化的磁流体力学（RMHD）的框架内的carnival几何形状。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动各向异性湍流级联占主导地位的磁能和其特征在于沿轴向磁场拉长的电流片。增加轴向磁场的值，MHD湍流的不同区域的发展与日冕加热率的关系。在物理空间中，对流单体尺度上的磁场线只出现轻微弯曲，与电流（E）UV和X射线成像仪的大回路观测结果一致。
2010-02-12 astro-ph.SR
3D MHD Flux Emergence Experiments: Idealized models and coronal interactions
本文回顾了太阳内部磁场的出现以及随后与预先存在的日冕磁场的相互作用的许多三维数值实验中的一些。这里描述的模型是理想化的，在这个意义上，内能方程只涉及绝热，欧姆和粘性冲击加热项。然而，只要主要目的是研究动力学演化，这就足够了。许多有趣的观测现象可以用这些模型以自洽的方式解释。
2011-03-18 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 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
Coronal heating by MHD waves
太阳色球层和日冕加热到观测到的高温，意味着存在持续的加热，平衡了太阳大气中预期的强辐射和热传导损失。几十年来，人们一直认为活动区、宁静太阳和冕洞的色球和日冕部分所需的加热机制与太阳磁场有关。然而，传输和耗散最终导致太阳等离子体加热的磁能的确切物理过程尚未完全了解。目前对日冕加热的理解主要依赖于两种机制：重联和MHD波，它们在不同的日冕区域可能具有不同程度的重要性。在这篇综述中，我们集中在我们的理解MHD波加热机制的最新进展。首先，我们重点介绍了观测结果的概述，在过去的十年中，我们在日冕中发现了不同的波模式，其中许多波模式与显着的能量通量有关，无论是在现场产生的还是从太阳低层大气中抽取的。之后，我们总结了最近的研究结果的数值模拟波，观测结果的动机。尽管取得了这些进展，但只有在非结构化日冕中使用阿尔文波加热的3D MHD模型才能解释与安静太阳兼容的观测到的日冕温度，而包括交叉场密度结构的3D MHD波加热模型还不能解释活动区域中日冕环的加热到其观测到的温度。
2020-12-02 astro-ph.SR
Excitation and evolution of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
太阳日冕环通常会受到振荡的影响。日冕振荡的观测被用来利用日冕地震学来推断日冕等离子体的物理性质。日冕环中振荡的激发和演化通常使用高度理想化的磁通量-管模型进行研究。为了提高我们对日冕振荡的理解，有必要考虑现实磁场拓扑和演化的影响。利用辐射-磁流体程序Bifrost对从对流区到日冕的太阳大气进行了三维自洽模拟，研究了日冕振荡的激发和演化。我们使用前向模拟EUV辐射和三维跟踪的磁场来分析振荡行为的个别磁环。我们进一步分析了个别等离子体速度分量的演变沿使用小波功率谱捕获的振荡周期的变化。在模拟中出现了在日冕中经常观察到的各种类型的振荡。我们检测到横向和纵向速度分量，包括高阶振荡谐波的常设振荡。我们还表明，自洽模拟再现存在两个不同的制度的横向日冕振荡：迅速衰减的振荡脉冲事件和持续的小规模振荡，没有明显的阻尼。在振荡回路的足点处没有检测到谐波驱动器。我们表明，日冕环振荡是丰富的自洽三维MHD模拟太阳大气。个别磁环的动态演变和变化表明，我们需要重新评估我们的模型的整体和静态日冕环的恒定长度，有利于更现实的模型。
2021-01-16 astro-ph.SR
The effect of density stratification on the resonant absorption of MHD waves in coronal loops
本文研究了零$β$圆柱形磁通量管中理想磁流体动力学的准稳态模，该管经历纵向密度分层和径向密度结构。径向结构被假定为线性变化的密度分布。利用共振吸收的相关联系公式，导出了快磁流体体波的色散关系，并进行了数值求解，得到了扭结波（$m=1$）和凹槽波（$m=2$）的基波和一次泛音、$k=1,2$模的频率和阻尼率。其中，$k$和$m$分别是纵向和方位角模式数。
2010-08-19 astro-ph.SR
Induced MHD oscillations of fine loop structures located in coronal hole
太阳大气中的许多现象都与光球层下的过程有关。例如，在离日天体中观察到的MHD振荡和其他动力学过程就是这些现象。在我们的研究中，我们使用Stereo Behind EUV（171 nm和304 nm）观测来研究安静太阳区域的动力学过程。我们在靠近太阳盘中心的一个小冕洞边缘的日冕亮点中发现了一次喷发事件。喷发后，洞内出现了几个振荡的环。我们认为这些环的振荡是由日冕亮点的爆发过程引起的。相互作用转移剂的性质尚不清楚，因为没有检测到任何传播干扰。对于数据处理，我们使用Pixelize小波滤波（PWF方法）和时间-距离图。我们测量了假设的相互作用传递速度，发现它大约是2-3 km/s。我们试图找出相互作用转移剂的性质。
2010-11-19 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理学中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
MHD modeling of coronal loops: the transition region throat
过渡区冕环的扩展可能会对等离子体发射测量的诊断产生相当大的影响。回路的横截面积预计取决于温度和压力，并且可能对加热速率敏感。这里的方法是研究面积对日冕加热速率缓慢变化的响应，并检查目前对稳定加热模型的解释。我们用含时的二维MHD环模型研究了区域响应，包括膨胀磁场、日冕加热以及光学薄等离子体的热传导和辐射损失的描述。我们运行一个50毫米长的环路模拟和准静态加热到约4兆焦耳。我们发现，该区域可以随准稳态加热速率而显著变化，例如，当回路温度在1和4 MK之间变化时，在0.5 MK下约为40%，因此，影响DEM（T）曲线的解释。
2014-02-03 astro-ph.SR
An MHD avalanche model of multi-threaded coronal loop
这是第一次，我们演示了如何MHD雪崩可能会发生在一个多线程的冠状环。考虑23个非潜在的磁线程内的一个循环，我们使用三维MHD模拟表明，只有一个线程需要是不稳定的，以开始雪崩，即使当其他低于边缘稳定。这对日冕加热具有重要意义，因为它提供了触发机制的能量耗散。不稳定螺纹的不稳定性遵循许多早期研究中确定的演变。然而，一旦一个稳定的线程被破坏，它就会与相邻的线程合并，这个过程会破坏附近的其他线程。然后与这些被破坏的线程发生合并，导致随着雪崩的发展，更多的线程被破坏。当周围稳定的线被破坏时，磁能以离散的爆发形式释放。体积积分加热，作为时间的函数，显示短尖峰，表明加热的时间形式更像是\textit{nanoflares}而不是恒定加热。
2015-12-02 astro-ph.SR
Polarization of decayless kink oscillations in a 3D MHD coronal loop model
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；The University of Graz（格拉茨大学）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟首次展示了无衰减kink振荡的自洽产生，并揭示其线性极化特性，支持自维持波驱动机制。
2026-01-07 astro-ph.SR
Extension of the MURaM radiative MHD code for coronal simulations
我们提出了一个新版本的MURaM辐射MHD代码，允许模拟从上层对流区到日冕。我们实现了相关的日冕物理光学薄辐射损失，场对准热传导和平衡电离状态方程。我们人为地限制了日冕Alfv{é}n和热传导速度的计算管理的值使用近似半相对论MHD与人工降低的光速（鲍里斯校正）。我们提出的例子解决方案，从安静到活跃的太阳，以验证我们的方法的有效性。我们量化的数值扩散率的有效日冕加热的作用。我们发现，（数值）磁普朗特数决定的电阻粘性加热的比例，由于非常大的磁普朗特数的太阳日冕，加热预计主要是通过粘性耗散发生。我们发现，合理的解决方案，可以得到的值的减少光的速度只是略大于最大声速。总的来说，这导致了一个完全明确的代码，可以计算的时间演化的太阳日冕响应光球驱动使用数值时间步长不小于$0.1$秒。使用这种方法，可以很容易地对日冕对几天时间跨度的通量出现的反应进行数值模拟。
2016-09-30 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
Transverse MHD waves as signatures of braiding-induced magnetic reconnection in coronal loops
本文首次利用IRIS和SDO观测到日冕环中由编织诱导磁重联直接产生的横向MHD波，并通过环顶nanojets确认重联，证明其能量通量足以加热活动区冕环，为编织磁重联加热理论提供了关键观测证据。
2024-01-15 astro-ph.SR
On the Relationship between Equilibrium Bifurcations and Ideal MHD Instabilities for Line-Tied Coronal Loops
对于冕环的轴对称模型，通过施加线束缚边界条件，研究了磁流体动力学（MHD）平衡序列的分叉点与线性理想MHD不稳定点之间的关系。使用一个很好的研究的例子的基础上的Gold-Hoyle平衡，它表明，如果平衡序列计算使用的Grad-Shafranov方程，不稳定对应于第二个分歧点，而不是第一个分歧点，因为平衡边界条件允许的模式被排除在线性理想的稳定性分析。这是通过计算分叉平衡分支和比较的空间结构的解接近的分歧点与空间结构的不稳定模式。如果使用欧拉势计算平衡序列，则没有找到Grad-Shafranov情况的第一个分歧点，并且欧拉势描述的第一个分歧点与理想的不稳定阈值重合。用线性分叉理论解释了这一结果，并简要讨论了用MHD平衡分叉解释爆发现象的意义。
2009-10-30 astro-ph.SR
An Evolution and Eruption of the Coronal Magnetic Field through a Data-Driven MHD Simulation
本文提出了一种基于零 beta 近似的新数据驱动 MHD 模拟代码，通过使用太阳黑子运动产生的真值数据，成功再现了日冕磁场的扭转、磁通量绳的形成及其爆发过程。
2022-10-14 astro-ph.SR
Chromospheric seismology above sunspot umbrae
声共振器是解释黑子本影以上色球层三分钟振荡的一个重要模型。光球层和过渡区的陡峭温度梯度为声谐振器提供了空腔，这使得波可以部分透射和部分反射。本文提出了一种估算太阳黑子本影上色球空腔大小和温度分布的新方法。在1.5维中数值模拟了阴影上方的磁场，其中慢磁声波列沿磁场线行进。共振是通过施加三种不同颜色的随机噪声-白色，粉红色和棕色-作为对流上层的小速度扰动来驱动的。能量从谐振腔中逃逸并产生波列进入日冕。视线（LOS）的整合也被执行，以确定通过SDO/AIA的可观测光谱。数值结果表明，日冕光谱的梯度与色球温度位形直接相关。随着色球腔尺寸的增加，光谱梯度变浅。当进行LOS积分时，得到的光谱显示出与色球腔尺寸相关的激发频率的宽带。随着色球腔尺寸的增大，激发频率的宽带变窄。这两个结果提供了一个潜在的有用的诊断色球温度廓线考虑日冕速度振荡。
2015-07-27 astro-ph.SR
