A Second Kelvin-Helmholtz Timescale of Post Helium-Flash Evolution
我表明，在“氦闪光”突然结束其第一次上升红巨星演化后，太阳型恒星主要是由其氦核心的引力收缩提供动力，而不是核聚变。由于这些能量是在核心而不是在包层中释放的，因此恒星的整体结构，以及它的光度，都是从红巨星分支（TRGB）顶端的初始位置向红团星的方向移动的。这发生在第一个（且公认的）开尔文-亥姆霍兹时间尺度t_{KH,1} ~ E_env/L_TRGB ~ 1 e4年，其中E_env是存储在包封中的热能，L_TRGB是TRGB处的光度。然而，一旦恒星呈现出团状恒星的近似结构，它仍然主要由{ \it秒}开尔文-亥姆霍兹时间尺度t_{KH,2} ~ E_core/L_clump ~ 1 e6 yrs的收缩提供动力，其中E_core是储存在核心的热能，L_clump是团状恒星的光度。这第二个开尔文-亥姆霍兹时间尺度决定了恒星作为一个成熟的团块星返回核能发电的适度暴力过程的总体速度。重力能量的储存器充当最终调节器，提供为L_clump提供动力所需的任何补充能量，并偶尔吸收来自氦迷你闪光的大量瞬时过量能量。当这个储存库逐渐耗尽时，氦融合接近稳态团簇星的水平。
2011-11-29 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability of kink waves in photospheric twisted flux tubes
我们调查的条件下，扭结磁流体动力学波沿光球均匀扭曲的轴向质量流通量管传播成为不稳定的结果的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们采用的色散关系的扭结波推导出的线性磁流体动力学方程。我们假设真实的波数和复角波频率，即复波相速度。在固定的输入参数和几个质量流速度的色散关系进行了数值求解。我们表明，波的稳定性取决于四个参数，磁通量管和它的环境之间的密度对比度，在两种介质中的背景磁场的比例，管内的磁场线的扭曲，和阿尔芬-马赫数的值（磁通量管内的喷射速度与阿尔芬速度的比例）。在一定的密度和磁场扭转下，如果Alfven-马赫数超过一个临界值，就会出现Kelvin-Helmholtz型扭折（m = 1）模的不稳定性。当磁场扭曲度在0.36- 0.4范围内且流速超过某一临界值时，在低于无扭曲的临界Alfven-马赫数时，观测到的质量流可能触发弱扭曲光球磁通量管中扭折（m = 1）模的Kelvin-Helmholtz不稳定性。弱的外部磁场（与管内磁场的比值在0.1- 0.5的范围内）稍微增加该临界值。
2012-09-28 astro-ph.SR
Magnetic reconnection and the Kelvin-Helmholtz instability in the solar corona
上下文磁Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）被认为是在日冕中产生磁流体动力学湍流和促进波能量耗散的一种手段，特别是在横向振荡环中。目标。我们的目标是确定是否KHI鼓励磁重联振荡通量管在太阳日冕。这将确定不稳定性是否增强了存储在磁场中的能量的耗散率。方法.我们进行了一系列的三维磁流体动力学模拟的KHI激发的振荡速度剪切。我们研究了数值分辨率、磁力线长度和背景电流对KHI增长率和随后的磁重联率的影响。结果KHI能够在所有情况下触发磁重联，在初始生长阶段发生的速率最高。重联被发现优先发生沿Kelvin-Helmholtz涡的边界，在速度和磁场的剪切是最大的。估计的重连率被认为是最低的模拟中的KHI增长率降低。例如，对于较短的场线或由于背景场中的剪切，就是这种情况。结论.在非理想状态下，不稳定性的发生会引起磁场线的局部重联，并增强日冕波加热的速率。然而，我们发现，如果平衡磁场剪切跨越开尔文-亥姆霍兹混合层，不稳定性并没有显着提高的背景场的重联率，尽管与非势场的自由能。
2021-09-30 astro-ph.SR
SDO/AIA Observation of Kelvin-Helmholtz Instability in the Solar Corona
本文介绍了2010年4月8日太阳动力学观测站（SDO）拍摄的日冕图像中涡旋状特征的形成、传播和衰减的观测结果，这些特征与2010年4月8日世界时2：30左右开始的一次喷发有关。沿着喷发（变暗）区域和周围日冕之间的界面形成的一系列漩涡。它们的大小从几角秒到十角秒不等，以6-14公里/秒的速度沿着界面行进。这些特征在大气成像组件（AIA）的七个不同EUV波段中的六个波段中清晰可见。基于这些特征的结构、形成、传播和衰减，我们将这些特征确定为EUV中日冕中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的第一个观测结果。线性分析和KH不稳定性的MHD模型都支持这种解释。我们认为，这种不稳定性是由日冕物质抛射（CME）的爆发磁场和闭合磁场之间的速度剪切驱动的。剪切流驱动的不稳定性在日冕等离子体的能量传递过程中起着重要的作用。
2011-01-25 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability and Alfvenic vortex shedding in solar eruptions
本文报道了一个类似于日冕物质抛射（CME）的小规模爆发在非磁化太阳大气中传播的三维MHD数值实验。我们发现，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）在爆发场和背景大气之间的边界层的不同但特定的位置发展，取决于速度和磁场之间的相对角度。KHI在喷发的前方和四面中的两面发展。KHI在喷发的另外两侧被抑制。我们还发现，由于该领域的三维几何形状的发展中的CME的尾流的Alfvénic涡脱落流的发展。正演模拟表明，在观测离边时，KHI在太阳爆发中的观测可探测性仅限于一个狭窄的$\approx10^{\circ}$范围，因此由于投影效应，其发生可能被低估。这些新发现可能对观测、加热和粒子加速产生重大影响，这些影响来自与所有规模的太阳爆发相关的流动驱动的不稳定性。
2019-09-12 astro-ph.SR
Stability of rotating magnetized jets in the solar atmosphere. I. Kelvin-Helmholtz instability
观测表明，太阳大气中的各种喷流具有显著的旋转运动，可能会经历不稳定性，导致周围等离子体变热。本文研究了由射流表面附近的速度突变引起的扭转旋转射流的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性。我们推导了一个色散方程与适当的边界条件的总压（包括管旋转的离心力），它支配不可压缩射流的动力学。在此基础上，得到了各种情况下Kelvin-Helmholtz不稳定性的解析判据，并通过数值求解色散方程进行了验证。我们发现，当旋转的动能大于扭转的磁能时，扭转和旋转的射流都不稳定于KH不稳定性。我们的分析表明，1-5 G的方位角磁场可以稳定观察到的旋转针状/macrosepicules和X射线/EUV喷流。另一方面，非扭转射流总是不稳定的KH不稳定性。在这种情况下，不稳定性的增长时间是几秒钟的针状体/macrosepicules和几分钟（或更少）的EUV/X射线射流。我们还发现，由于地表方位角速度的跳跃，扭结和扭转Alfven驻波在波腹附近总是不稳定的，而传播波一般是稳定的。KH涡旋可能导致增强的湍流发展和周围等离子体的加热，因此旋转喷流可以为色球和日冕加热提供能量。
2015-10-05 astro-ph.SR
On Modeling the Kelvin--Helmholtz Instability in Solar Atmosphere
本文讨论了磁流体动力学（MHD）波在不同太阳磁场结构中传播的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性研究的最新进展。主要描述了在日冕物质抛射（CME）中发展的KH不稳定性的模拟，并有助于触发波湍流，随后导致日冕加热。日冕活动区MHD波的KH不稳定性最近在EUV高节奏、SDO/AIA的高分辨率观测和Hinode/EIS仪器的光谱观测中以前所未有的细节被观测和成像，现在对其真实建模提出了挑战。结果表明，将日冕物质抛射的太阳质量流看作是运动的圆柱形扭曲磁通量管，观测到的不稳定性可以用不稳定的m = -3 MHD模来解释。我们还描述了太阳喷流中KH不稳定性的发生。所得到的不稳定性发生的临界喷流速度以及线性波增长率与太阳喷流的观测数据符合得很好。
2015-02-20 astro-ph.SR
Mathematical Modeling of Kelvin-Helmholtz Instability at Tangential Discontinuities in Partially Ionized Plasma: Application to Heliopause Dynamics
本研究针对日球层顶的开尔文-亥姆霍兹不稳定性问题，采用含氢原子的二维气体动力学模型开展数值模拟与参数研究，发现电荷交换碰撞可显著抑制该不稳定性，且克努森数减小会使流动从不稳定转为平滑状态。
2025-06-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Kelvin-Helmholtz instability and collapse of a twisted magnetic null point with anisotropic viscosity
内容：磁零点与高能日冕现象有关，如太阳耀斑，并且通常是重联和粒子加速的地点。磁零点的动态扭曲可以在其扇形面内产生开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI），并且在持续扭曲下，可以引发脊扇重联和相关的零点崩溃。目的：本文的目的是比较各向同性和各向异性的粘性在模拟的KHI和崩溃的动态扭曲的磁零点的影响。方法：使用三维磁流体动力学代码Lare 3d与自定义各向异性粘度模块进行模拟。进行了一对高分辨率模拟，一个使用各向同性粘度，另一个使用各向异性粘度，保持所有其他因素相同，并详细分析了结果。在粘度和电阻率的值的范围内进行进一步的参数研究。结果：两种粘度模型都允许Kelvin-Helmholtz不稳定性的增长和零点的最终崩溃。在所有研究的参数中，各向异性粘度允许更快增长的不稳定性，而各向同性粘度在某些情况下将不稳定性抑制到稳定的程度。虽然与各向异性粘度相关联的粘性加热通常较小，但欧姆加热占主导地位，并且由不稳定性产生的电流片增强，从而在使用各向异性粘度时导致更大的总体加热速率。当采用各向异性粘度时，零点的塌陷明显更快地发生。
2021-02-01 astro-ph.SR
Blob formation and ejection in coronal jets due to the plasmoid and Kelvin-Helmholtz instabilities
我们进行了二维电阻磁流体动力学模拟的日冕射流驱动沿下边界的通量出现。重联层易于形成在射流中喷射的斑点。我们的模拟与低等离子体$β$（情况一）表明，磁岛的形成容易和向上传播的射流。这些岛屿是多温的，因此预测在\emph{Solar Dynamics Observatory}上的大气成像组件（AIA）的观测中会出现在热通道（335 ° C和211 ° C）和冷通道（304 ° C）中。这些岛屿的最高温度为8 MK，寿命为120 s，直径为6 Mm，速度为200 km/s $^{-1}$。这些参数与AIA在EUV喷流中观察到的斑点的性质相似。Kelvin-Helmholtz不稳定性在中等高等离子体$β$（情况II）的模拟中发展，并导致沿着射流出现的多个高磁声马赫数区域上方形成明亮的旋涡状斑点。在AIA通道中也可以识别这些涡旋状斑点。然而，它们最终向下移动，并在高磁声马赫数区域消失后消失。在较低等离子体$β$的情况下，射流的寿命较短，射流和磁岛以较高的速度和温度形成，电流片碎片更混乱，并且产生更多的磁岛。我们的研究结果表明，等离子体团不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性沿喷流都是可能的原因，在极紫外（EUV）波长观察到的斑点的形成。
2017-04-29 astro-ph.SR
A viscous magnetohydrodynamic Kelvin Helmholtz instability in the interface of two fluid layer Part II An application to the atmosphere of the Sun
本次提交的主要目的是使用Hoshoudy，Cavus和Mahdy（2019）的模型，研究波数，剪切速度，磁场和温度等参数对发生在太阳大气中的两个粘性流体层界面上的磁化Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）增长率的影响。在这次检查中，KHI的存在被确定为波数，磁场，剪切速度和温度在太阳大气中的各种情况下。获得了这些参数的敏感值。
2019-07-17 astro-ph.SR physics.space-ph
An Analytical Model of the Kelvin-Helmholtz Instability of Transverse Coronal Loop Oscillations
最近的数值模拟表明，横向日冕环振荡是容易受到开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性，由于在环边界的逆流运动。我们提出了这种现象的第一个分析模型。剪切运动最大的环边界处的区域被视为分离时间周期逆流流的直界面。为了考虑扭曲管，界面一侧的磁场是倾斜的。我们表明，在界面处的位移的演变是由Mathieu方程，我们用这个方程来研究界面的稳定性。我们证明了界面总是不稳定的，并且在一定条件下，磁剪切可以降低不稳定增长率。结果，磁剪切不能稳定的接口，解释了数值发现的事实，即磁扭曲不阻止KH不稳定性的振荡磁管的边界处的发病。我们还介绍了循环$σ$稳定性的概念。如果KH不稳定性增长时间大于扭折振荡的阻尼时间，我们说横向振荡回路是$σ$ -稳定的。我们表明，即使是相对较弱的扭曲循环是$σ$稳定的。
2019-01-18 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability in solar H-alpha surges
我们研究了1998年5月30日在NOAA AR 8227上观测到的H-α太阳峰中开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性的演化条件。假设速度在45-50 km/s范围内、宽度为7 μ m、电子数密度为3.83 x 10^{10} cm^{-3}的喷流被限制在嵌入7 G磁场中的扭曲磁通量管中。等离子体流的温度约为10^5 K，而其周围环境的温度为2 × 10^6 K。周围磁化等离子体的电子数密度在TR/低电晕区的典型值为2 x 10^{9} cm^{-3}。在这些条件下，喷流内部的阿尔芬速度等于78.3 km/s。我们模型的浪涌作为一个移动的磁通量管的两个磁场配置：（i）一个扭曲的管周围的等离子体均匀的背景磁场，和（ii）扭曲的管的环境是等离子体也扭曲的磁场。给定区域内的磁场扭曲的特征在于磁通管半径处的方位角分量与轴向磁场分量的比值。对两种磁场位形下等离子体流支持的MHD模色散关系的数值研究表明，对Kelvin-Helmholtz不稳定性不稳定的MHD波只能是高负模数的MHD波，且不稳定性发生在亚Alfvenic临界流速25-50 km/s范围内。
2015-01-05 astro-ph.SR
How Rotating Solar Atmospheric Jets Become Kelvin--Helmholtz Unstable
最近的观测结果支持一些磁流体动力学（MHD）模式的传播，在某些条件下，可以变得不稳定和发展的不稳定性是开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。在其非线性阶段，KHI可以触发波湍流的发生，这被认为是日冕加热的候选机制。我们回顾了在太阳色球层和日冕中的龙卷风现象的建模，作为移动弱扭曲和旋转的圆柱形通量管，表明KHI上升在高模式MHD波的激发。不稳定性发生在一个波数范围内，其宽度取决于MHD模式数\emph{m}，旋转射流与其环境之间的等离子体密度对比，以及内部磁场和射流速度的扭曲。我们已经研究了两个扭曲的旋转太阳极冕洞喷流，在一个扭曲的旋转喷流出现的灯丝爆发，并在一个旋转的macrosicule中的KHI。理论计算的KHI发展时间的几分钟的波长相当于半宽度的射流是在良好的协议与观测确定的增长时间，只有高阶（10 $\mathrm{\leqslant}$ \emph{m} $\mathrm{\leqslant}$ 65）MHD模式。因此，我们预计，在这些情况下观察到的KHI是由于不稳定的高阶MHD模式。
2019-05-26 astro-ph.SR
The Kelvin-Helmholtz instability and smoothed particle hydrodynamics
近年来，人们对评估天体物理流体动力学代码正确模拟开尔文-亥姆霍兹不稳定性的能力很感兴趣。光滑粒子流体动力学（SPH），特别是，已经受到了极大的关注，虽然还没有一个明确的证明，SPH产生收敛的解决方案，是在协议与其他方法。我们使用Lecoanet等人（2016）提出的测试问题对Kelvin-Helmholtz不稳定性进行了SPH模拟。我们证明了SPH的解决方案收敛到参考解决方案在线性和非线性制度。通过使用物理Navier-Stokes粘度和热导率实现了强非线性区域的定量收敛。我们的结论是，标准SPH与人工粘度可以正确地捕捉开尔文-亥姆霍兹不稳定性。
2019-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Observing Kelvin-Helmholtz instability in solar blowout jet
开尔文-亥姆霍兹不稳定性（Kelvin-Helmholtz instability，KHI）是流体和磁化等离子体中的一个基本物理过程，其应用成功地模拟了在磁层和日光层边界、太阳或地球大气层以及天体物理喷流中观察到的指数增长的不稳定性。在这里，我们报告了在太阳爆发喷流中发现KHI的情况，并通过使用2013年发射的界面区域成像光谱仪（IRIS）卫星的高分辨率数据来分析详细的演变。我们关注的特殊喷流植根于活动区12365的主要负极性太阳黑子的周围半影，其中喷流的主体是一个超级半影结构。在其最大值处，射流具有90 μ m的长度，19.7 μ m的宽度，并且其密度比其周围环境高约40倍。在喷流的演化过程中，在喷流底部附近出现了一个空腔，空腔顶部和底部开始出现双向流动，表明在空腔周围发生了磁重联。两股向上的气流先后沿射流左边界通过。接下来，KHI的发展，由于这两个流之间的强烈的速度切变（~ 204 km s $^{-1}$），随后光滑的左边界表现出一种平滑的模式，证明了不稳定的开始。
2018-06-15 astro-ph.SR
Onset of the Kelvin-Helmholtz instability in partially ionized magnetic flux tubes
上下文最近对太阳辐射的观测表明，存在可能由开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）引起的湍流。然而，所观察到的流速低于经典阈值的发病KHI在完全电离等离子体。目的。我们调查的影响，部分电离的发病KHI在密集和冷却的圆柱形磁通量管包围的一个更热，更轻的环境。方法.本文用部分电离双流体等离子体的线性化控制方程描述了纵向质量流磁管上叠加的小振幅扰动的行为。通过简正模分析得到了线性不可压缩波的频散关系。我们专注于外观的不稳定的解决方案，并研究其增长率对各种物理参数的依赖性。给出了慢流和强离子-中性耦合条件下KHI线性增长率的解析近似。给出了日珥螺纹的一个应用。结果等离子体中中性成分的存在可能有助于KHI的发生，即使是亚阿尔夫文纵向剪切流。离子与中性粒子的碰撞降低了不稳定扰动的增长率，但不能完全抑制不稳定性。结论.在亚阿尔夫文流速的太阳能热释电中的湍流可以解释为部分电离等离子体中KHI的结果。
2015-04-21 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability in a twisting solar polar coronal hole jet observed by \emph{SDO}/AIA
为了模拟太阳北极附近扭曲冕洞喷流中的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性，我们研究了在沿其轴向运动的均匀扭曲通量管中的凹槽（$m = 2$）、$m = 3$和$m = 12$磁流体动力学（MHD）模变得不稳定的条件.利用2010年8月21日\emph{SDO} /AIA观测到的一个扭曲喷流和其他日冕喷流观测资料，我们设定了理论模型的参数，得到了在一个半径为$9.8$ ~Mm的扭曲磁通管中，在密度衬度为$0.474$，Alfvén马赫数为${\cong}0.76$时，对于三种MHD模式，存在不稳定窗口，其宽度主要取决于内部磁场扭曲。结果表明，对于所考虑的模式，方位磁场为$1.3$- $1.4$ ~G（在管边界计算）时，不稳定窗口的宽度为零，即抑制了KH不稳定性的发生。另一方面，在$15$和$12$ ~Mm之间的不稳定波长处，$m = 12$ MHD模的KH不稳定性的发展时间在$1.9$到$4.7$ ~ min的范围内，这与根据观测到的不稳定喷流初始阶段的时间演化估计的增长率一致。
2017-06-12 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability of magnetohydrodynamic waves propagating on solar surges
本文利用2011年8月25日太阳动力学观测资料，研究了在NOAA AR 11271观测到的高温太阳波中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的演化条件。本文研究了磁流体模在磁通管中的传播，主要考虑了磁通管无扭和有扭两种情况。色散关系的数值解表明，当喷流速度超过$1060$ km\，s $^{-1}$时，在无扭曲通量管中传播的扭结波（$m = 1$）将变得不稳定。在$0.025$ -$0.2$范围内的内部磁场的弱扭曲（方位角与纵向磁场分量的比率）基本上不改变临界流速。因此，一个意味着，在一般情况下，扭结模式是稳定的KH不稳定性。然而，结果表明，当扭转参数的值介于$0.2$和$0.4$之间时，$m = -2$和$m = -3$ MHD模式会变得不稳定。因此，不稳定性开始的相应临界喷流速度位于$93.5$ - $99.3$ km\，s $^{-1}$的范围内。不稳定波的增长率，取决于波长的值，是几十个倒数毫秒的顺序。这些预测是否会在未来大量的日冕喷流结构中得到观测验证，还有待观察。
2014-11-24 astro-ph.SR
The effects of resistivity and viscosity on the Kelvin-Helmholtz instability in oscillating coronal loops
目的-调查电阻率和粘度对振荡日冕环中开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的发生和增长的影响。方法-我们模拟了三维（3-D），电阻磁流体动力学代码，Lare 3D的密度增强回路中的扭结驻波。我们进行了参数研究的粘度和电阻率系数，以研究耗散对KHI的影响。结果-提高粘度和电阻率的行为，以抑制KHI。较大的值会延迟不稳定性的形成，在某些情况下，会完全阻止不稳定性的发生。这导致较早的加热开始较小的值的传输系数。我们注意到粘度比电阻率对KHI的发展有更大的影响。此外，当使用异常电阻率时，与KHI相关联的欧姆加热速率可能大于与在不稳定性抑制状态（使用均匀电阻率）中发生的相混合相关联的欧姆加热速率。结论-从我们的研究，很明显，加热速率至关重要地取决于形成小的长度尺度（受数值分辨率的影响）以及电阻率和粘度的值。由于输运系数的较大值抑制KHI，加热的开始被延迟，但加热速率较大。随着数值分辨率的提高，可以形成更小的长度尺度，即使对于相同的输运系数，加热速率也会更高。
2017-03-07 astro-ph.SR
Modelling observed decay-less oscillations as resonantly enhanced Kelvin-Helmholtz vortices from transverse MHD waves and their seismological application
在高度结构化的日冕中，共振吸收是从整体横向MHD波向局部方位Alfvén波能量传递的一种不可避免的机制。由于其局部性质，直接检测这种机制是非常困难的。然而，它是解释观测到的全球横波快速衰减的主要理论。然而，与这一理论预测不一致的是，最近的观测表明，在低振幅状态下，这种横向MHD波也可以出现无衰减，这是一个尚未解决的现象。最近的数值研究表明，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）经常伴随横向MHD波。在这项工作中，我们结合三维MHD模拟和正演模拟表明，目前达到的空间分辨率和观察到的小振幅，一个明显的衰减无振荡。这种效应是由KHI产生的周期性增亮和共振吸收放大的KHI涡旋的相干运动相结合造成的。这种效应在捕获边界动力学而不是核心的温度下形成的发射线中特别明显，并且反映了与扭结模式共振耦合的局部方位Alfvén波的低阻尼特性。由于相位混合，检测到的周期可以根据发射线而变化，对边界敏感的发射线的周期比对环路核心敏感的发射线的周期短。这允许估计边界处的密度对比度。
2016-09-30 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
Solar flares and Kelvin-Helmholtz instabilities: A parameter survey
硬X射线（HXR）源经常在太阳耀斑环的顶部附近观测到，其发射被广泛地归因于韧致辐射。我们在这里重新审视另一种情况，强调逆康普顿过程和方等人提出的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的重要性。（2016）。这种情况下，增加了一个新的成分，标准耀斑模型，蒸发流从耀斑影响色球足点相互作用的环顶部附近，并通过KHI产生湍流。湍流可以充当捕获区域和有效的加速器以提供高能电子，其通过逆康普顿机制将软X射线（SXR）光子散射成HXR光子。本文重点讨论了在这种新的情况下，KHI的触发和由此产生的湍流。我们进行了参数调查，以调查必要的成分，以获得通过相互作用的色球蒸发流的KHI。当在环顶点产生湍流时，在速度和磁场起伏谱中可以发现一个指数为-5/3。KHI的发展和湍流的产生受控于色球足点的能量沉积量及其能量沉积的时间尺度，但M级耀斑的典型值通常显示KHI的发展。能量沉积的不对称性决定了湍流产生的位置，合成的SXR光变曲线显示出与KHI产生的涡流模式的晃动运动相关的明确的周期性信号。
2018-09-07 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability in solar chromospheric jets: theory and observation
利用瑞典1米太阳望远镜上的高分辨率CRisp成像分光偏振仪获得的数据，我们研究了在圆盘中心观测到的安静太阳色球喷流的动力学和稳定性。小尺度特征，如快速红移和蓝移漂移，出现在H $α$线的机翼上的高速喷流，其特征在于短寿命和快速衰落，没有任何下降行为。为了在不考虑其形成机制的情况下研究其稳定性的理论方面，我们将色球喷流模拟为沿其轴向运动的扭曲磁通量管，并使用理想的线性不可压缩磁流体动力学近似来推导控制色散方程。色散方程的解析解表明，这种类型的射流是不稳定的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI），具有很短的（几秒）不稳定增长时间在高的上升流速度。与KHI相关的产生的涡旋和未分辨的湍流可以被观察为色球谱线的加宽。H $α$线轮廓的分析表明，检测到的结构具有相对于背景增强的线宽。我们还研究了一个较大规模的H $α$喷流的稳定性，沿视线喷射。在喷流边界附近迅速发展的涡状特征被认为是KHI的证据。部分电离等离子体中的能量方程的分析表明，离子-中性碰撞可能导致的快速加热的KH涡的时间尺度相当于色球射流的寿命。
2016-08-04 astro-ph.SR
Can Hall effect trigger Kelvin-Helmholtz instability in sub-Alfvenic flows?
在霍尔磁流体力学中，Kelvin Helmholtz不稳定性的起始条件仅由霍尔效应决定，与剪切流的性质无关。此外，超阿尔文流和亚阿尔文流不稳定的物理机制也是不同的：在超阿尔文流中，高频右旋圆极化哨声不稳定，而在亚阿尔文流中，低频左旋圆极化离子回旋波不稳定。在超Alfvenic情况下，KelvinHelmholtz不稳定性的增长率高于相应的理想磁流体动力学速率。在亚阿尔文的情况下，霍尔效应开辟了一个新的，迄今为止（磁流体力学）无法进入的通道，通过该通道，部分或完全电离的流体可以变得开尔文-亥姆霍兹不稳定。在这种情况下的不稳定性增长率是小于超Alfvenic的情况下，由于较小的自由剪切能含量的流动。当霍尔项略小于感应方程中的平流项时，霍尔效应也导致了一个新的过稳模的出现，其增长率小于纯增长的Kelvin Helmholtz模。另一方面，当霍尔扩散主导平流项时，不稳定性的增长率仅取决于阿尔芬马赫数，而与霍尔扩散系数无关。此外，在这种情况下的增长率与阿尔芬频率线性增加，具有较小的斜率亚阿尔芬流。
2018-01-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evolution of Kelvin-Helmholtz Instability in the Fan-Spine Topology
利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的多波长成像观测资料，研究了扇脊磁场结构中开尔文-亥姆霍兹（K-H）不稳定性的演化。这种磁拓扑结构存在于活动区AR 12297附近，并植根于附近的太阳黑子。在这种磁结构中，两层冷等离子体平行流动，并在细长的脊柱内相互作用。较慢的等离子体流（5 $km s^{-1}$）是从顶部沿着脊场线的反射流，其与从下方的脉冲等离子体上升流（114-144 km s $^{-1}$）相互作用。这个过程产生剪切运动和随后的K-H不稳定性的演变。K-H不稳定涡旋的振幅和特征波长增大，满足不稳定性最快增长模式的判据。在第二稠密层，两层速度差和K-H不稳定涡的速度大于Alfven速度，也满足K-H不稳定性增长的判据。在存在的磁场和剪切逆流等离子体中观察到的风扇脊柱拓扑结构，我们估计的参数常数，$Λ\ge$ 1，确认速度剪切的主导地位和演变的线性相位的K-H不稳定性。这一观察结果表明，在复杂的磁场结构和流动的存在下，风扇脊柱配置可能演变成快速加热，而连接性的变化，由于通过K-H不稳定性的破碎。
2021-09-23 astro-ph.SR
Transverse Wave Induced Kelvin-Helmholtz Rolls in Spicules
针状体除了具有类似喷流的动力学行为外，通常还具有很强的横向速度、多股结构和从色球层到过渡区温度的加热。在这项工作中，我们首先分析\textit{Hinode} \& \textit{IRIS}观测的针状物，并发现不同的行为，在他们的多普勒速度演化和集体运动的子结构。有些具有沿着针状轴相当固定的多普勒频移符号变化，并且在类似股线的结构的振荡运动中缺乏连贯性，匹配旋转模型或长波长扭转阿尔文波。另一些则在最大位移处表现出多普勒频移符号的变化，并且它们的股线的运动是相干的，这表明存在集体MHD波。通过与理想化的三维MHD模拟结合辐射转移模型的比较，我们分析了横向MHD波和相关的不稳定性在针状特征中的作用。我们发现，横波引起的开尔文-亥姆霍兹（TWIKH）辊导致的相干性的股状结构的成像和光谱图，在一些观察。快速的横向动力学和密度和温度梯度在骨针边界导致环形的\ion{Mg}{2} k和\ion{Ca}{2} H源函数的横向截面，潜在地允许IRIS捕捉KHI动力学。扭曲和电流沿针状体以Alfvénic速度传播，TWIKH卷内的温度变化产生在多普勒速度和\ion{Ca}{2} H强度中看到的股线的突然出现/消失。然而，只有一个温和的强度增加，在较高的温度线，这表明有一个额外的加热机制在工作中针状。
2018-03-02 astro-ph.SR
On Kelvin-Helmholtz and parametric instabilities driven by coronal waves
Kelvin-Helmholtz不稳定性被认为是从磁流体动力学（MHD）扭结波中提取能量并通过湍流耗散能量的一种机制。因此，这是一个潜在的重要过程，在加热太阳日冕。然而，目前还不清楚如何不稳定性的影响与MHD波的振荡剪切流。我们研究了在一个笛卡尔框架内的水平磁场的存在下的不连续振荡剪切流的线性稳定性，该框架捕捉了通量管中MHD振荡的基本特征。我们推导出一个Mathieu方程的拉格朗日位移的接口，并分析其属性，确定两种不同的不稳定性：一个开尔文-亥姆霍兹不稳定性和参数不稳定性涉及的振荡剪切流和两个表面Alfvén波之间的共振。后者发生时，系统是开尔文-亥姆霍兹稳定，从而有利于模式，沿通量管变化，并作为一个结果提供了一个重要的和额外的机制，以提取能量。当应用到流的扭结波的特征属性在太阳日冕中，这两个不稳定性可以增长，与参数不稳定性能够产生较小的尺度扰动沿磁场比可能通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性。对于波长为$200$ km的情况，这些不稳定性的特征时标为$\sim 100$ s。参数不稳定性更可能发生在较小的密度对比和较大的速度切变，使其发展更可能在日冕环比日珥线程。
2018-10-05 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Can High-Mode Magnetohydrodynamic Waves Propagating in a Spinning Macrospicule Be Unstable due to the Kelvin--Helmholtz Instability?
本文研究了在自旋太阳巨针状体中传播的高模磁流体动力学（MHD）波发生Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的条件。我们认为大针状体是一个弱扭曲的圆柱形磁通量管，沿其轴运动并绕其轴旋转。我们的研究是基于MHD波的色散关系（复变量）从不可压缩等离子体的宏观针状和冷等离子体（$β= 0$，等离子体的磁压力的比率）为它的环境的线性化MHD方程获得。该色散方程在适当的输入参数下数值求解，以找出容纳宏观针状物宽度量级的适当不稳定波长的不稳定区域或窗口。研究表明，在宽度为$6$ ~Mm，轴向速度为$75$ ~km\，s $^{-1}$，旋转速度为$40$ ~km\，s $^{-1}$的宏观针状体中传播的$m = 52$ MHD模，在不稳定波长$3$和$5$ ~Mm处，其不稳定增长时间分别为$2.2$和$0.57$ ~min.这些生长时间比大针状体寿命短得多，大针状体寿命持续约$15$ ~ min。射流宽度的增加或减少将改变KHI生长时间，当它们在等于大针状体宽度或半径的波长下进行评估时，KHI生长时间或多或少保持在相同的量级。值得注意的是，激发的MHD模式是超Alfvénic波。背景磁场的变化可以导致另一个MHD模式数$m$，以确保所需的不稳定窗口。
2019-02-11 astro-ph.SR
Estimating the energy dissipation {from Kelvin-Helmholtz instability induced} turbulence in oscillating coronal loops}
Kelvin-Helmholtz湍流是一种很有前途的机制，通过这种机制，日冕中的环可以被MHD波加热。本文提出了一个由Kelvin-Helmholtz不稳定性引起的湍流耗散率$\varepsilon_{\rm D}$的解析模型，发现它是波振幅（$d$）的三次方（$\varepsilon_{\rm D}\propto d^3$）。基于稳态湍流的概念，我们期望整个{the}环体积的湍流加热与通过其足点注入的总能量相匹配。在这种情况下，波的振幅必须随着注入能量的立方根而变化。分析结果与模拟结果的比较表明，我们的分析公式捕捉到的关键方面的湍流耗散的数值工作。应用这个模型对观测到的无衰减扭折波的特性进行了预测，这些观测到的波的振幅不足以对日冕进行强烈的加热。
2020-07-17 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Current-sheet Oscillations Caused by Kelvin-Helmholtz Instability at the Loop Top of Solar Flares
本文通过2.5维MHD模拟探讨了太阳耀斑环顶电流片振荡的成因，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性激发的横向波导致振荡，并提出利用差分发射度量技术测量电流片磁场强度及分布的新方法。
2022-05-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Kelvin-Helmholtz versus Tearing Instability: What Drives Turbulence in Stochastic Reconnection?
在过去的几年里，很明显，湍流磁重联和磁化湍流是不可分割的。结果表明，不仅重联是破坏湍流冻结条件的原因，而且三维随机重联本身也会产生湍流。负责这种驱动的实际机制仍然未知。撕裂模式或开尔文-亥姆霍兹等离子体不稳定性等过程可能会从不规则的电流片中产生湍流。我们解决这个过程的驱动机制的性质，并考虑撕裂和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的湍流生成过程中的相对作用。特别是，我们分析了这两个不稳定性的三维重联区域内的发展条件。我们发现，这两种不稳定性可以激发湍流的波动在重联区。然而，撕裂模式具有相对缓慢的增长速率，并且在稍后的时间，它变得部分地被横向于湍流波动的增长期间产生的磁场的电流片分量抑制。相反，Kelvin-Helmholtz不稳定性在流出区域迅速建立，并且与撕裂模的贡献相比，在稍后的时间内，Kelvin-Helmholtz不稳定性主导湍流的产生。我们的研究结果表明，撕裂不稳定性是次主导的Kelvin-Helmholtz不稳定性相比，在三维重联层的湍流的产生，因此，自驱动重联是湍流重联与撕裂不稳定性是重要的，只有在初始阶段的重联。
2020-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of the Kelvin-Helmholtz instability driven by dynamic motions in a solar prominence
日珥在其可观测的整个空间尺度范围内具有令人难以置信的动态性，观测揭示了重力驱动的流体不稳定性，波动和湍流。在所有这些复杂运动的情况下，可以预期内部流体运动中的剪切驱动的不稳定性将发展。然而，一直缺乏这方面的证据。在这里，我们提出了一个突出的发现，从界面区域成像光谱仪（IRIS）的观测，剪切流不稳定性，开尔文-亥姆霍兹正弦模式的流体通道，在突出体的流动驱动。这一发现提出了一种新的机制，通过这种机制，我们可以从静止湍流中观察到的流动中产生湍流运动。在日珥中观察到这种不稳定性突出了它们作为理解磁场和流体流动之间复杂相互作用的实验室的巨大价值，这些磁场和流体流动在大量的天体物理系统中起着至关重要的作用。
2018-08-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Charged grains and Kelvin Helmholtz instability in molecular clouds
尘埃颗粒的存在深刻地影响了分子云中磁场的扩散。当电子和离子与磁场耦合良好，而带电粒子仅为间接耦合时，在部分电离的尘埃云中，出现的霍尔扩散可能超过所有其他非理想磁流体动力学（MHD）效应。低频、长波长（0.01 ~ 0.1 pc）色散MHD波将在这样的介质中传播，波的偏振由尘埃电荷密度或尘埃尺寸分布决定。在剪切流的存在下，这些波可能成为开尔文亥姆霍兹（KH）不稳定的粉尘电荷密度或粒度分布作为一个开关的不稳定性。当霍尔扩散时间是长的（相比的时间超过波被剪切），在亚Alfvenic流的存在下的不稳定性的增长率增加与晶粒上的电荷数Z，而它是淬火在Alfvenic或超Alfvenic流的存在下。然而，当霍尔扩散是快速的，不稳定性的增长率仅间接依赖于尘埃电荷。
2019-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Efficient magnetic-field amplification due to the Kelvin-Helmholtz instability in binary neutron star mergers
我们探讨了中子星合并过程中由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的磁场放大。通过在日本超级计算机“K”上进行高分辨率的广义相对论磁流体力学模拟，其分辨率为$17.5$ m，在合并开始后为$4$- $5$ ms，我们发现中等最大强度的初始磁场$10^{13}$ G至少被放大了$\approx 10^3$倍。我们还讨论了磁场能量的饱和问题，结果表明它很可能是$\gtrsim 4 \times 10^{50}$ erg，即合并中子星体动能的$\gtrsim 0.1\%$。
2015-11-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability of the collisionless anisotropic space plasma
详细研究了各向异性等离子体中线性MHD Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）与外磁场方向的关系。为此，我们用MHD方程来描述等离子体作为流体的运动，该方程是由无碰撞等离子体的Boltzmann-Vlasov动力学方程的16阶矩导出的。此外，还考虑了沿磁场方向的热通量。KHI的增长率作为函数的各向异性等离子体性能的剪切流沿磁场在超音速计算。另一方面，准横向传播的表面波之间的流动与变化的速度进行了彻底检查为零宽度和有限宽度的过渡层。与切向间断相反，证明了随着波数的增加，过渡层的极限宽度限制了KHI激发。这种不稳定性可能是太阳风等离子体中大尺度低频Alfén波湍流耗散的主要途径之一。
2022-04-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Kelvin-Helmholtz instability and smoothed particle hydrodynamics
我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）的Kelvin-Helmholtz不稳定性进行模拟。在线性和强非线性制度的不稳定性进行了研究。使用Lecoanet等人（2016）的光滑，适定的初始条件，以及显式的Navier-Stokes粘度和热导率，以加强非线性区域的演化。我们证明收敛到参考解决方案，使用SPH。通过被动标量“色”场测量的涡旋结构的演变和混合程度与参考溶液相匹配。具有初始密度对比的测试产生正确的定性行为。SPH计算的L2误差随着分辨率的增加而减小。误差的主要来源是人工粘性引起的数值耗散，降低人工粘性的试验降低了L2误差。为了解决种子模式的初始速度幅值和抑制寄生模式的激发，需要高阶平滑核。我们发现，标准SPH与人工粘度没有困难，正确建模的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，并产生收敛的解决方案。
2019-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Kelvin-Helmholtz instability in a current-vortex sheet at a 3D magnetic null
我们在这里报告，第一次，观察到的不稳定性的开尔文-亥姆霍兹（KH）性质发生在一个完全三维（3D）的电流涡片在扇平面的3D磁零点。的电流涡流层形成自洽响应脚点驱动周围的脊柱线的零。该层首先变得不稳定，在一个中间距离的零点，与不稳定的特点是由波纹的风扇表面和剪切层中的电流密度和涡度的双折射。由于剪切层的3D几何形状，观察到电流丝和涡流的分支。这种不稳定性导致等离子体在扇形分界线表面两侧的两个拓扑结构不同的磁通量区域之间混合，因为磁通量在该表面上重新连接。我们对耗散参数对系统标度性的影响作了初步的探讨。我们的研究结果表明，扇平面分界面是一个理想的候选人在复杂的磁场的电流涡面的形成，因此，增强加热和连接性的变化与这些层的不稳定性。
2013-03-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Modeling Kelvin-Helmholtz instability-driven turbulence with hybrid simulations of Alfvénic turbulence
对地球磁层顶Kelvin-Helmholtz（KH）事件产生的等离子体湍流的磁层多尺度（MMS）观测结果与大尺度平衡Alfvénic波动驱动的衰减等离子体湍流的高分辨率二维（2D）混合直接数值模拟（DNS）进行了比较。模拟，设置了四个观测驱动的物理参数（离子和电子β，湍流强度和注射规模）表现出定量协议的光谱，不透明度，级联速率与原位观测的属性，尽管不同的驱动机制。这种一致性表明了从磁流体力学（MHD）到亚离子尺度的湍流级联具有一定的普适性，其性质主要由所选参数决定，也表明KH不稳定性驱动的湍流具有准二维性质。泰勒假设在亚离子空间范围内的有效性表明，在亚离子尺度上的波动主要是低频，与动力学阿尔文波性质或准静态结构一致。最后，三阶结构函数分析表明，在磁层顶的KH事件所产生的湍流的级联率是一个数量级大于周围的磁鞘。
2019-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-layered Kelvin-Helmholtz Instability in the Solar Corona
Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性在许多天体物理、实验室和空间等离子体中普遍存在。它可以混合不同性质的等离子体成分，并将动态流体能量从大尺度结构转换为较小的结构。在这项研究中，我们结合了地面新真空太阳望远镜（NVST）和太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA），于2017年9月9日观测了与活动区12673相关的等离子体动力学。在这个多温度的观点，我们确定了三个相邻层的等离子体以不同的速度流动，并检测到KH不稳定性在他们的接口。我们可以明确地跟踪一个典型的KH涡旋并测量它的运动。我们发现这个漩涡的速度在某个阶段突然增加了两倍。这一加速与193年12月数据的排放量和平均强度的增强同步。我们解释为证据表明，KH不稳定触发等离子体加热。这一事件中有趣的特征是，在NVST通道中观察到的KH不稳定性几乎与AIA 193中的不稳定性互补。这种多热能交换过程在以往的研究中很容易被忽视，因为冷等离子体成分在只对高温等离子体发射敏感的极紫外通道中通常是不可见的。我们的发现表明，嵌入的冷层可以与热等离子体相互作用，作为不可见的物质。我们推测，这一过程可能发生在各种长度尺度，并可能有助于等离子体加热。
2019-10-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal cooling as a result of mixing by the nonlinear Kelvin--Helmholtz instability
最近的观测表明，当在冷的谱线上观察时，冷的、振荡的日珥线会褪色，而在暖的谱线上则会出现。一个建议的机制来解释这种演变是，线程被加热的Kelvin-Helmholtz不稳定性，开发作为一个结果，在线程的表面上的波驱动的剪切流驱动的湍流。由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性是一种使流体混合的不稳定性，在日冕中，它可以通过将冷的日珥材料与热日冕的材料混合来形成温暖的边界层。在本文中，我们开发了一个简单的非线性Kelvin-Helmholtz混合的唯象模型，用它来确定混合层的特征密度和温度，这对于所研究的情况下，恒定的压力通过两种流体是$ρ_{\rm mixed}=\sqrt{ρ_1ρ_2}$和$T_{\rm mixed}=\sqrt{T_1T_2}$。该模型的一个结果是，它提供了一个精确的，通过与模拟结果比较确定的，在平均速度场中的动能的确定。这样做的结果是，湍流的大小，以及由这种不稳定性驱动的在快速时间尺度上可以耗散的能量可以被确定。对于湍流-日冕系统，湍流加热可能引起的平均温升小于特征温度的1%（特征温度为$10^5$，K）。这些结果强调，混合，而不是加热，可能是观察到的冷到暖的材料之间的过渡的原因在冈本等人。al（2015）.这种结果的一个后果是，混合产生了一个区域，其平均辐射损失率高于任何一种原始流体，这意味着这种不稳定性可能会导致日冕热能的净损失，即日冕冷却。
2019-09-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Plasmoid formation via competing lower-hybrid drift and Kelvin-Helmholtz instabilities: A hybrid kinetic-gyrokinetic simulation study
Max-Planck Institute for Plasma Physics（马克斯·普朗克等离子体物理研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
研究通过混合动能-gyrokinetic模拟揭示了低混漂移不稳定性与Kelvin-Helmholtz不稳定性在等离子体体形成中的竞争作用，表明低混漂移不稳定性可作为种子和调节器，影响等离子体体生成不稳定性。
2026-01-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Ion-neutral decoupling in the nonlinear Kelvin--Helmholtz instability: Case of field-aligned flow
非线性磁Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHi）及其引起的湍流现象出现在许多天体物理系统中。这包括局部等离子体条件使得等离子体不完全电离的那些系统，例如在较低的太阳大气和分子云中。在部分电离的系统中，流体通过在特征频率下发生的碰撞耦合，因此中性和等离子体物质对于足够高的频率动力学变得解耦。在这里，我们针对一个系统对非线性KHi进行了高分辨率的2D双流体模拟，该系统穿越了解耦流体和耦合动力学之间的动态尺度。我们发现了一些有趣的现象，包括存在的密度耦合是独立的速度耦合。使用这些模拟，我们分析的加热速率，和两个政权出现。首先是一个制度，其中的中性流是去耦的磁场，其特征在于与一个恒定的加热速率，然后在较大的尺度上的强耦合近似保持和加热速率。在大尺度下，KHi层宽度为$-2$的幂。模拟中存在能量级联，但摩擦加热的性质意味着加热速率由湍流运动的最大尺度决定，这一事实对理解多流体系统中的湍流耗散具有影响。
2019-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Comparative simulations of Kelvin-Helmholtz induced magnetic reconnection at the Earth's magnetospheric flanks
本研究通过三维电阻性霍尔磁流体动力学模拟，对比有无初始磁剪切的情况，分析了行星际磁场北向时地球磁层侧翼KHI诱发的磁重联差异，量化了双重重联闭合磁力线特征，为磁层顶等离子体输运研究提供依据。
2024-05-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
