First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 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
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfven waves
观测和数值模拟都表明，阿尔文波可能携带足够的能量来维持太阳大气等离子体的高温。然而，波能的热化是低效的，除非考虑非常短的空间尺度。相混合是一种可以将能量降低到耗散长度的机制，但它的作用时间太长。在这里，我们研究如何湍流，驱动的相位混合扭转阿尔芬波在日冕环的非线性演化，是能够采取波能量下降到耗散尺度比线性相位混合理论预测的要快得多。我们考虑一个简单的模型，横向不均匀的圆柱形磁通管与恒定的轴向磁场。通量管受到扭转阿尔芬驻波基本模式的扰动。通过数值求解三维理想磁流体动力学方程，研究了磁流体的时间演化。最初，扭转Alfven波由于密度的横向变化而经历相位混合的过程。在仅仅几个周期的扭转波之后，由相混合产生的方位角剪切流最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi），并且通量管随后被驱动到湍流状态。湍流是非常各向异性的，并且仅横向于背景磁场发展。在湍流开始后，有效雷诺数在通量管中的下降速度远远快于仅由相混合控制的初始线性阶段。我们的结论是扭转阿尔芬波的非线性演化，以及相关的KHi，是一个可行的机制，在日冕循环湍流的发病。
2021-03-31 astro-ph.SR
Magnetic shocks and substructures excited by torsional Alfvén wave interactions in merging expanding flux tubes
在太阳光球层上经常观测到涡旋运动。这些运动可能在能量和动量从低层大气输送到太阳上层大气的过程中发挥关键作用，有助于日冕加热。太阳的低层大气也由复杂的通量管网络组成，这些通量管在色球层和高层大气中扩展和合并。我们进行了数值模拟，以调查的行为的涡旋驱动波传播在一对这样的通量管在一个非力自由的平衡与现实模拟的太阳大气。两个通量管在其足点处被反向旋转的涡流运动独立地扰动。当通量管合并时，涡运动既有线性的也有非线性的相互作用。线性相互作用产生了许多小尺度的瞬态磁子结构，由于由涡旋运动施加的磁应力。因此，由于光球涡旋运动，最初的整体管被分离成复杂的多螺纹管。波的相互作用还驱动振幅增加的叠加，直到它超过局部马赫数，并产生以大约$ 50$ km s $^{-1}$的速度向上传播的激波。冲击波作为向上输送动量和能量的管道，并将局部等离子体加热超过一个数量级，峰值温度约为$60,000$ K。因此，我们提出了一个新的机制，从太阳低层大气到日冕的磁波导的产生。这种波导出现的结果，在相邻的通量管相互作用的扰动。因此，光球涡旋运动的相互作用是太阳低层大气向高层大气能量传输的一个潜在的重要机制。
2018-03-16 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
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
Turbulence in the sub-Alfvénic solar wind driven by reflection of low-frequency Alfvén waves
我们研究的形成和演变的湍流光谱的阿尔文波驱动的反射关闭的太阳风密度梯度，从日冕底部到17个太阳半径，远远超过阿尔文临界点。对背景太阳风进行了赋值，并采用二维壳层模型来描述非线性相互作用。我们发现湍流谱受反射波性质的影响。靠近底部，这些分别产生出射波和反射波的更平坦和更陡峭的光谱。在更高的日心距离，两个光谱演变的渐近Kolmogorov谱。湍流耗散被发现占至少一半的加热需要维持的背景强加的太阳风和它的形状被发现是由反射确定的湍流加热低于1.5太阳半径。因此，反射和反射驱动的湍流被证明在快速太阳风的加速和在日光层中0.3 AU处发现的湍流光谱的起源中起着关键作用。
2009-05-15 astro-ph.SR
Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 astro-ph.SR
Numerical simulations of impulsively generated Alfvén waves in solar magnetic arcades
我们进行数值模拟脉冲产生的阿尔文波在一个孤立的太阳拱廊，这是重力分层和磁约束。我们数值研究了阿尔文波沿着这种从产生阿尔文波的色球下层到日冕的磁结构的传播，并分析了初始脉冲的弧长和宽度对阿尔文波传播和反射的影响。我们的太阳大气模型是通过采用半经验VAL-C模型的温度分布和指定的弯曲的磁场线，构成不对称的磁弓。阿尔文波在该拱廊中的传播和反射由2.5D磁流体动力学方程描述，该方程由FLASH代码数值求解。我们的数值模拟表明，阿尔文波的振幅下降的结果，部分反射的阿尔文波在太阳过渡区，而没有被反射的波泄漏通过过渡区，并到达日冕。我们还发现，更广泛的初始脉冲的Alfvén波的衰减时间的递减。此外，我们的研究结果表明，阿尔文波在拱廊中的传播受到阿尔文速度的空间依赖性的影响，这导致相位混合，这是更强的弯曲和更大的磁拱廊。讨论了影响Alfvén波在非对称太阳拱中传播的过程，得出结论：除了磁场位形中的相位混合外，拱的等离子体性质、初始脉冲的大小以及太阳过渡区的结构都对Alfvén波的传播起着至关重要的作用.
2014-08-05 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability of twisted magnetic flux tubes in the solar wind
太阳风等离子体被认为是由太阳表面携带的磁通量管构成的。在单个管的边界附近切向速度的不连续性可能导致Kelvin-Helmholtz不稳定性，这可能有助于太阳风湍流。虽然轴向磁场可以稳定不稳定性，但是磁场中的小扭曲可以允许亚阿尔文运动不稳定。本文研究了在不同的外磁场配置下，太阳风中扭曲磁通量管的Kelvin-Helmholtz不稳定性。利用圆柱形磁流体力学方程，推导了扭转磁通量管在无扭和有扭外场作用下沿轴向运动的色散方程。然后，我们解决了色散方程的解析和数值计算，并找到了阈值的Kelvin-Helmholtz不稳定性在这两种情况下的外场。解析解和数值解都表明，在亚阿尔夫文运动条件下，外加轴向磁场可以抑制扭转管内的Kelvin-Helmholtz不稳定性。然而，即使在外部磁场的小扭曲允许开尔文-亥姆霍兹不稳定性开发任何亚阿尔文运动。不稳定的谐波对应于由流动携带的具有高方位角模式数的涡流。当扭曲的磁通量管相对于太阳风主流以较小的速度运动时，会发生Kelvin-Helmholtz不稳定性，Kelvin-Helmholtz涡旋对太阳风湍流有重要贡献。
2013-11-18 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
Magnetic swirls and associated fast magnetoacoustic kink waves in a solar chromospheric flux tube
我们进行了数值模拟脉冲产生的磁漩涡在一个孤立的通量管，这是植根于太阳光球。这些漩涡是由速度的水平分量中的初始脉冲触发的。初始脉冲或者：（a）在局部磁通量管内的中心发射;或者（b）在周围介质中偏离中心发射。磁通管的演变和动力学是由三维的，理想的磁流体动力学方程。通过数值求解这些方程，发现在（a）情况下，产生了与快磁声扭折和$m=1$ Alfvén波相关的偶极状涡旋。在情况（b）中，快磁声扭折和$m=0$ Alfvén模式被激发。在这两种情况下，激发的快磁声扭折波和阿尔文波由相似的流型组成，磁壳也由顺时针和逆时针旋转的等离子体产生，这可以是偶极形色球漩涡的代理。涡旋和波扰动的复杂动力学揭示了足够数量的能量的通道，以满足色球层（$\sim$ 10 $^{4}$ W m $^{-1}$）和日冕（$\sim$ 10 $^{2}$ W m $^{-1}$）中的能量损失。其中一些数字发现让人想起最近观测数据中的特征。
2017-10-23 astro-ph.SR
Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location
来自日冕顶部的微弱超音速太阳风穿过一个自然边界--阿尔芬表面--这标志着单个等离子体包和磁通量与太阳本身的因果断开。阿尔文表面是加速的太阳风的径向运动通过径向阿尔文速度的轨迹，因此任何物质的位移都不能将信息带回日冕。因此，它是日冕的天然外边界，也是行星际空间的内边界。使用一种新的和独特的运动分析来分离来自STEREO-A航天器上COR 2日冕仪的天气可见光图像序列中的入站和出站运动，我们首次确定了6个太阳半径以外的外日冕中的入站波动，并用它来确定阿尔文表面在极冕洞上方距离太阳至少12.5个太阳半径，在流光带中距离太阳至少17个太阳半径，远远超出了美国宇航局即将到来的太阳探测器任务计划的距离。据我们所知，这是第一次测量外日冕的入射波，也是第一次直接测量阿尔文表面的下限。
2014-04-15 astro-ph.SR
Alfven Waves in the Solar Atmosphere
阿尔芬波被认为是加热太阳静止大气所需的非热能的可行传输者。大量的最新观测，从国家的最先进的设施，报告了阿尔芬波的存在范围内的色球和日冕结构。本文综述了横向扭折和扭转线性磁流体动力学（MHD）波解纠缠特性的研究进展。我们概述了简单而强大的理论，描述了它们在（非）均匀磁结构中的基本特性，这些结构非常类似于真实太阳大气的构建块。
2012-10-12 astro-ph.SR
Transfer of Energy, Potential, and Current by Alfvén Waves in Solar Flares
阿尔文波在太阳耀斑的脉冲阶段扮演着三个相关的角色：它们将能量从发生器区域传输到加速区域;它们将交叉场势（与驱动能量释放相关）从发生器区域映射到加速区域;在加速区域内，它们通过建立一个平行的电场来加速电子并将波能传递给它们来阻尼。阿尔文波也可以被认为是建立了新的闭合电流回路，场向电流在边界处穿过磁力线闭合。一个模型的大振幅阿尔文波，阿尔文波如何发挥这些作用，在太阳耀斑。一个栅栏结构的电流被纳入模型中，以考虑到“数的问题”和加速电子的能量。
2013-04-06 astro-ph.SR
Phase mixing of standing Alfven waves with shear flows in solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。在这里，我们研究了这种波的耗散由于相混合在剪切流和场的存在下，在分层的大气太阳针状体。假设初始流动沿针状体轴定向，并在x方向上线性变化，平衡磁场取二维且无发散。结果表明，剪切流场对阿尔芬驻波的阻尼有明显的促进作用。尽管阿尔芬波在太阳针状体中传播，但阿尔芬驻波在几个周期内就会消散。与扰动磁场的行为相反，随着高度的增加，扰动速度幅度确实增加。此外，还应强调的是，由于重力、剪切流和场的分层是骨针中MHD模型中应考虑的事实。
2012-09-09 astro-ph.SR
Transverse oscillations in solar spicules induced by propagating Alfvenic pulses
本文研究了局域阿尔文脉冲在太阳针状体中激发阿尔文波的情况。求解了二维$x-z$平面内有定常流动和剪切磁场的不可压缩MHD方程组。由于重力和色球层和日冕之间的过渡区的层结被考虑。在过渡区下方发射的初始局部阿尔文脉冲可以从过渡区穿透进入日冕。我们表明，横向振荡的周期是与观察到的针状。此外，它被发现，激发Alfvenic波传播过程中沿骨针长度，并遭受有效的阻尼的振荡幅度。横向振荡的阻尼时间随k_b值的减小而延长。
2013-03-04 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
Benchmarking Fast-to-Alfvén Mode Conversion in a Cold MHD Plasma. II. How to get Alfvén waves through the Solar Transition Region
阿尔文波由于电离率低而难以在光球层激发，并在过渡区（TR）遭受近全反射。然而，它们在日冕和日光层中无处不在。为了克服这些困难，我们表明，它们可能会产生高的色球层转换反射快速磁流体动力学波，并Alfvénic过渡区反射大大减少，如果快速反射点是在几个标度的TR高度。模式转换对反射快波相位的影响也进行了探讨。这一阶段可能被误解为一个旅行速度扰动，与实际的地震探测活动区的影响。
2012-03-16 astro-ph.SR
Torsional Alfvén waves in solar partially ionized plasma: effects of neutral helium and stratification
离子-中性粒子碰撞可能导致色球和日珥等离子体中阿尔芬波的衰减。在一定温度区间内，中性氦原子的加入使阻尼增大，此时中性氦原子与中性氢原子的比例增大。因此，氢和氦的电离度的高度依赖性可能会影响阿尔芬波的阻尼率。研究了中性氦对太阳色球层分层部分电离等离子体中阿尔芬波的阻尼作用。我们考虑一个磁通量管，这是扩大到1000公里的高度，然后成为垂直由于合并与相邻的管，并研究线性扭转阿尔芬波的动力学存在的中性氢和中性氦原子。我们从三流体描述的等离子体，从而推导出单流体磁流体动力学（MHD）方程扭转阿尔芬波。薄通量管近似允许获得在管的下部的波的色散关系，而稳态Alfven波的空间依赖性由贝塞尔型方程在管的上部。对单流体MHD方程组进行连续推导，得到了一个新的中性氦Cowling扩散系数，它不同于以往所用的扩散系数。发现短周期（<5s）的扭转阿尔芬波在色球网络中由于离子-中性粒子碰撞而迅速衰减。另一方面，较长周期（> 5 s）的波不会到达过渡区，因为它们在网络核心中的较低高度处会消失。扭转阿尔芬波通过色球层进入日冕的传播应谨慎考虑：低频波由于分层而消失，而高频波由于离子中性碰撞而衰减。
2013-05-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Heating of Solar Coronal Loops by Alfven Wave Turbulence
在本文中，我们进一步发展了一个模型的加热日冕环阿尔芬波湍流（AWT）。阿尔芬波被假定为从光球圈两端的一组千高斯通量管发射。利用三维磁流体动力学（MHD）模型的活动区环路，我们研究如何从相邻的通量管波相互作用的色球层和日冕。对于一个特定的模型参数组合，我们发现，AWT可以产生足够的热量，以保持约2.5 MK的峰值温度，略低于3-4 MK的活性区的核心中观察到的温度。加热速率在空间和时间上变化很大，但模拟加热事件的持续时间小于1分钟，不太可能重现所观察到的活动区域的广泛差分发射测量分布。模拟得到的谱线非热宽度约为27 km/s，与观测值相比偏高。因此，目前的AWT模式不满足观测约束。另一种“磁编织”模型被认为是日冕磁力线受到缓慢的随机足点运动，但我们发现，这种长周期的运动产生的热量比较短的周期波内发射的通量管少得多。我们讨论了几种可能性，以解决在活跃地区产生足够的热循环的问题。
2017-10-13 astro-ph.SR
Solar chromosphere heating and generation of plasma outflows by impulsively generated two fluid Alfven waves
上下文我们解决太阳色球层的加热和相关的等离子体流入和流出的产生。目的。我们试图检测离子温度和垂直等离子体流的变化，这是由脉冲激发双流体阿尔文波驱动。我们的目标是调查这些波的太阳色球加热和等离子体外流的可能贡献。方法.我们使用JOANNA程序对Alfvén波的产生和演化进行了数值模拟，JOANNA程序求解了离子+电子和中性粒子的双流体方程，并通过碰撞项耦合。结果我们确认，脉冲产生的小振幅阿尔文波的阻尼轻微影响色球的温度，并产生缓慢的等离子体流。相比之下，由大振幅脉冲产生的阿尔文波更显著地增加色球等离子体温度，并导致更快的等离子体流出。最大加热发生在脉冲从中心光球发射时，并且相关等离子体流的幅度随着脉冲的幅度而增长。结论.大振幅双流体阿尔文波对太阳色球层的加热和等离子体外流的产生有重要贡献。
2021-07-26 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
Nonlinear evolution of short-wavelength torsional Alfven waves
本文分析了直磁通量管中填充低密度$β$等离子体和周围有低密度等离子体时扭转Alfvén波的非线性演化。这种磁管特别是模拟了日冕环或极地羽流的一部分。波长取为与管半径相当。我们使用理想磁流体力学进行数值模拟的波的传播。我们发现，扭转波非线性地诱导三种压缩流：在阿尔文速度的平行流，构成沿磁场，管波，并在径向方向上的横向流动，与香肠快磁声模式的散装等离子体运动。此外，非线性扭转波变陡，传播速度增加。后一种效应导致扭转波前的渐进畸变，即非线性相位混合。由于扭转波振幅在管半径上的固有不均匀性，非线性效应在具有较高振幅的区域中更加显著。在磁通管的轴线上，它们总是不存在。在波振幅的线性径向轮廓的情况下，非线性效应局限于管边界附近的环形区域中。因此，在太阳和恒星日冕中由扭转阿尔文波驱动的平行压缩流在垂直方向上基本上是不均匀的。波能附加汇的存在降低了扭转Alfvén波中非线性平行叶栅的效率。
2017-05-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the generation of solar spicules and Alfvénic waves
在较低的太阳大气层中，色球层被称为针状体的喷流所渗透，其中等离子体以每秒50至150公里的速度被推进日冕。针状体的起源知之甚少，尽管它们预计在加热百万度日冕中发挥作用，并与有助于驱动太阳风的阿尔夫维尼波有关。我们比较磁流体动力学模拟的针状体从接口区域成像光谱仪和瑞典1米太阳望远镜的观测。针状体被证明发生时，磁张力被放大，并通过离子和中性或双极扩散之间的相互作用向上运输。张力被冲动地释放，以驱动流动，加热等离子体（通过双极扩散），并产生Alfvénic波。
2017-10-20 astro-ph.SR
Estimating the contribution of Alfvén waves to the process of heating the quiet solar corona
为了研究脉冲产生的线性和非线性Alfvén波对孤立的日弧和日冕漏斗的影响，我们数值求解了二维理想MHD方程和外部引力场。我们分析了光球和日冕之间的界面区域。主要的兴趣是研究阿尔文波触发能量通量向安静的日冕转移并加热它的可能性，包括可能发生两个连续波的情况。我们发现，在拱廊的情况下，短或大，阿尔文波的转移通量是足够的加热安静的日冕只有在一个小的时间间隔和在一定的区域。在漏斗的情况下，只有当波的速度超过10 km/s时才能达到阈值，这是非常高的。我们从分析中得出结论，即使在有两个连续阿尔芬波脉冲的乐观情况下，阿尔芬波也不能传输足够的能量来加热安静的日冕。
2015-05-06 astro-ph.SR
The energy content of Alfven waves in the stratified solar atmosphere
针对从太阳光球层到日冕传播的阿尔文波因阿尔文速度梯度发生部分反射的问题，通过解析模型和数值模型揭示其能量非均分、净传输减缓等特性，给出考虑反射和非均分的广义表达式并讨论其适用性。
2025-04-14 astro-ph.SR
Alfvén Wave Dissipation in the Solar Chromosphere
半个多世纪以来，磁流体动力学（MHD）阿尔芬波一直是实验室等离子体物理和天体物理研究的热点。它们的独特性质使它们成为理想的能量传输者，虽然太阳大气层为它们的存在提供了有利条件，但由于它们不断演变和动态的观测特征，直接探测已证明是困难的。阿尔文波作为一种加热机制的可行性依赖于波能的有效耗散和热化，直到现在还没有直接的证据。在这里，我们提供了第一个观测证据阿尔文波加热色球等离子体在太阳黑子本影通过形成冲击锋。冲击波环境的磁场配置，以及切向速度特征，将它们与传统的本影闪光区分开来。观测到的5%的局部温度增强与向上传播的磁声振荡驱动的模式转换阿尔文波的耗散一致，为阿尔文波在太阳大气层及以外的行为提供了前所未有的见解。
2018-10-17 astro-ph.SR
Recent Observations of Plasma and Alfvenic Wave Energy Injection at the Base of the Fast Solar Wind
我们采取股票最近的观察，确定情节等离子体加热和注入的Alfvenic能量的基础上快速太阳风（在冕洞）。等离子体加热与色球针状体的出现有关，这些针状体以100 km/s的速度离开太阳低层大气，较热的日冕针状体发出根部加热的辐射特征，迅速达到1 MK的温度。此外，相同的针状体和它们的日冕对应物（“日冕扰动”; PCD）表现出大振幅、高速度、阿尔文（横向）运动，其能量足以将物质加速到高速。我们建议，这些（脱节的）加热和加速组件形成一个一个两冲供应，然后加速，快速太阳风。我们认为这个概念上的一些成分的限制，延长的前提下，缓慢的太阳风，并确定未来的探索途径。
2012-05-16 astro-ph.SR
On the role of transition region on the Alfven wave phase mixing in solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。本文研究了在太阳针状体层结大气中存在定常流和剪切磁场时，由于相位混合引起的阿尔芬驻波的耗散。还考虑了色球层和日冕之间的过渡区。假设初始流动沿针状体轴向，平衡磁场取二维无发散。它是确定的，在传播阿尔芬波相反，阿尔芬驻波消散在时间，而不是在空间中。密度梯度和剪切磁场可由于相混合而增强阻尼。从我们的数值计算推导出的阻尼时间与骨针寿命很好地吻合。由于针状体是短暂的生命和瞬态结构，需要这样一个快速的耗散机制来将它们的能量输送到日冕。
2013-04-28 astro-ph.SR
Nonlinear reflection process of linearly-polarized, broadband Alfvén waves in the fast solar wind
利用一维数值模拟方法，研究了阿尔文波在均匀介质中反射的基本过程，包括非线性效应。在线性区域中，阿尔文波反射仅由介质的不均匀性触发，而在非线性区域中，它可以通过非线性波-波相互作用发生。这种非线性反射（背散射）的典型特征是衰变不稳定性。在大多数衰变不稳定性的研究中，初始条件是圆偏振阿尔文波。在这项研究中，我们考虑一个线性偏振阿尔文波，它驱动密度波动的磁压力。一般来说，我们还假设宽带波与红噪声频谱。在数据分析中，我们使用局部特征向量将波动分解为特征变量，从而揭示各个模式的行为。与圆极化情况不同的是，波陡化产生了一个新的能量通道，从母波到后向散射波。这种非线性反射解释了观测到的在太阳风中向日与反向日的阿尔夫维尼波动的能量比随着距离的增加而增加，这与动态对准效应相反。
2016-02-11 astro-ph.SR
Uniturbulence and Alfvén Wave Solar Model in MPI-AMRVAC
本文在MPI-AMRVAC中扩展了包含Alfvén波和kink波能量的MHD物理模块，研究表明kink波驱动（UAWSoM）模型无需人工背景加热项即可维持稳定的太阳大气，其加热效率高于纯Alfvén波模型。
2025-10-31 astro-ph.SR
Alfvén Reflection and Reverberation in the Solar Atmosphere
阿尔文速度[a]随高度单调增加的磁大气常被用来模拟太阳大气，至少在几个太阳半径范围内。一个常见的例子是等温大气中均匀的垂直或倾斜的磁场，其阿尔文速度是指数的。我们解决了这种大气中的内反射问题，包括时间谐波和瞬态波。人们发现，可以设计一个数学边界条件，对应于完美的吸收在无穷远，并使用这一点，许多大气中，a（x）是解析和无界目前没有内反射谐波阿尔文波。然而，除了某些特殊情况，这种解决方案是伴随着一个尾流，这可能被认为是一种反射。对于初始值问题，谐波源突然打开（并可选地关闭），也有一个相关的瞬态，通常随时间衰减为O（t-1）或O（t-1 ln t），取决于驱动器的相位。与稳态谐波解不同，瞬态反射很弱。由有限持续时间的p模式训练驱动的日冕中的阿尔文波预计会留下这样的瞬变。
2012-06-11 astro-ph.SR
Heating and Acceleration of the Fast Solar Wind by Alfvén Wave Turbulence
本文对极冕洞中心磁通量管中的简化磁流体动力学（RMHD）湍流进行了数值模拟。背景大气模型是动量方程的解，并包括波压对太阳风外流的影响。阿尔文波在日冕底部发射，并由于阿尔文速度和外流速度的变化而在不同高度反射。湍流由反向传播的阿尔文波之间的非线性相互作用驱动。结果为两个模型的背景大气。在第一个模型中，等离子体密度和阿尔文速度随高度平滑地变化，导致最小的波反射和低的能量耗散率。我们发现耗散率不足以维持背景大气的温度。耗散率的标准唯象公式显着高估的速率从我们的RMHD模拟，并提出了一个修正的公式。在第二个模型中，我们引入了额外的密度变化沿通量管的相关长度为0.04 $R_\odot$和相对振幅为$10 \%$。这些密度变化模拟了压缩MHD波对Alfvén波的影响。我们发现，这种变化显着增强波的反射，从而湍流耗散率，产生足够的热量，以维持背景大气。我们的结论是阿尔文和压缩波之间的相互作用可能发挥了重要作用的湍流加热的快速太阳风。
2016-02-22 astro-ph.SR
On the Conservation of Cross Helicity and Wave Action in Solar-Wind Models with Non-WKB Alfven Wave Reflection
阿尔芬波湍流与背景太阳风的相互作用从两个方面影响交叉螺旋度。非WKB反射将向外传播的阿尔芬波转换为向内传播的阿尔芬波，反之亦然，湍流将动量传递给背景流。当这两种效应都考虑在内时，总的交叉螺旋度是守恒的。在背景密度和流速与时间无关的特殊情况下，交叉螺旋度守恒方程和总能量守恒方程可以结合起来，恢复一个著名的方程，由Heinemann和Olbert导出，已被解释为非WKB推广的波作用守恒。后一个方程（与交叉螺旋度和能量守恒相反）在背景随时间变化时不成立。
2015-09-03 astro-ph.SR
Impulsively Generated Linear and Non-linear Alfven Waves in the Coronal Funnels
本文通过数值求解含时 MHD 方程，模拟日冕漏斗中脉冲激发的线性与非线性 Alfvén 波，指出非线性波能为日冕加热和太阳风加速提供足够能量。
2014-01-16 astro-ph.SR
Alfvén waves in simulations of solar photospheric vortices
使用先进的磁流体动力学数值模拟的磁化太阳光球，包括非灰色辐射传输和非理想状态方程，我们分析等离子体运动光球磁涡。我们证明，光球磁场浓度中明显的涡旋状运动不会表现出“龙卷风”般的行为或“浴缸”效应。虽然在每一个时刻，在太阳光球上层的速度场线显示漩涡，与时间相关的速度场运动的测试粒子没有表现出这样的结构。相反，它们以波浪状的方式移动，速度场迅速变化和振荡，主要由磁化晶间向下流动的磁张力决定。使用时间-距离图，我们确定在磁通量管的水平运动作为扭转阿尔文扰动传播沿近垂直的磁场线与当地阿尔文速度。
2013-09-09 astro-ph.SR
Phase mixing of propagating Alfven waves in a stratified atmosphere: Solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。Hinode/SOT最近的观测表明，针状体大多表现出向上传播的高频波。在这里，我们研究了这种波的耗散由于太阳针状体的分层环境中的相位混合。由于它们是高度动态的结构，其速度约为Alfven相速度的显著分数，因此我们考虑了定常流的影响。我们的数值模拟表明，由于重力分层的存在下，阻尼发生在空间比时间。指数衰减律exp（-At ^3）在针状体条件下是有效的，但是计算出的衰减时间比观测到的针状体寿命长得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
Resonant absorption in expanding coronal magnetic flux tubes with uniform density
目的。本文研究了膨胀磁通管中的扭结驻波模与方位角阿尔芬波之间的能量转移。我们考虑的过程中的共振吸收的循环与非均匀的阿尔芬频率分布，但在没有径向密度梯度。方法.使用MHD代码，Lare3d，我们模拟振荡的磁通量管，径向扩展的高度。一个最初的直环结构与磁场增强放松到一个力自由状态之前，一个常设扭结模式被引入。结果我们证明了谐振场线的存在所需的Alfven频率的横向梯度可以与高场强通量管从集中通量补丁的扩展。这允许波模式之间的能量转换，即使在没有密度分布通常假定在波加热模型。与直通量管中的驻波模一样，小尺度由环顶点处的涡度和足点处的流支配。方位波表现出膨胀通量管的结构，因此与靠近通量管的脚点的较小长度尺度相关联。结论.共振吸收可以在整个日冕中进行，即使没有密集的环结构。通量管和MHD波考虑是很难观察到的，我们的模型突出了如何估计隐藏在太阳大气中的波功率可能是有问题的。我们强调，对于固定模式，场线的全局属性是重要的共振吸收和日冕条件在一个单一的高度将不能完全确定MHD共振的性质。我们提供了一个新的模型，部分回应的批评，波加热模型不能自洽地产生或维持的密度分布，他们通常依赖。
2019-09-24 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper II: Nonlinear Simulations
我们使用MHD模拟检测扭转阿尔文波传播的非线性效应的潜在磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。在论文I中，我们考虑了扭转阿尔文波传播的线性化控制方程的解，并使用我们开发的名为WiggleWave的有限差分求解器表明，在某些情况下，波阻尼比我们的解析解预测的要强。在本文中，我们考虑是否阻尼将进一步增强的非线性效应的存在。我们首先推导出扭转阿尔芬波传播的非线性控制方程，并确定引起磁声扰动耦合的项。然后，我们将名为Lare3d的MHD求解器的模拟输出与WiggleWave的输出进行比较，以检测非线性效应，例如：通过阿尔文波激发磁声波，通过耦合到感应磁声波的阿尔文波的自相互作用，以及由于这些压缩扰动的陡化而在大气层更高处形成激波。我们认为，这些非线性效应的存在下，在太阳日冕将导致阿尔文波加热，超出了预期的相位混合单独。
2022-01-07 astro-ph.SR
Modeling the effects of a lightbridge on oscillations in a solar pore
本文通过将太阳孔隙光桥建模为两根被弱场薄层隔开的相互作用磁通量管，数值求解三维MHD方程，发现管间相互作用可自然激发扭转阿尔芬波，且波速与波幅峰值处的局部阿尔芬速度一致。
2024-09-23 astro-ph.SR
Axisymmetric Modes in Magnetic Flux Tubes with Internal and External Magnetic Twist
观测表明，扭曲的磁通量管在太阳的大气层中无处不在。本文的主要目的是在弱磁扭转情况下，通过对扭曲的内外磁场进行建模，进一步研究磁通量管的轴对称模态。在这项工作中，我们解决了推导出的波动方程数值假设扭曲外管是成反比的距离，其边界。我们还研究了恒定的情况下，磁扭曲管外，并解决这些方程的解析。我们表明，一个恒定的扭曲管外的解决方案是一个很好的近似的情况下，磁扭曲是成比例的$1/r$，即在所有情况下的误差小于$5.4\%$。该解决方案是在良好的协议与解决方案的扭曲磁通量管，即没有外部的磁扭曲的简单模型。结果表明，轴对称Alfvén波自然耦合磁扭曲的方位角分量的速度扰动是非零的。我们比较了我们的理论结果与观测和评论这些模式的多普勒签名是预期的。最后，我们认为，扭曲的磁通量管中的轴对称波的特性可能会导致假阳性识别与轴对称阿尔文波的观测。
2017-06-29 astro-ph.SR
Numerical simulations of conversion to Alfven waves in solar active regions
我们使用2.5D数值模拟研究磁声波到Alven波的耦合。在我们的实验中，一个给定频率和波数的快速磁声波产生的表面以下。假设域内的磁场是均匀的和倾斜的。在声速和阿尔芬速度相等的层附近，测量转换成阿尔芬波的效率，计算它们的能流。磁场的振荡与速度之间的特殊振幅和相位关系，有助于我们证明这种转换后到达高层大气的波确实是阿尔文波。我们发现，从快磁声波到阿尔芬波的转换是特别重要的倾斜和方位角之间的磁场55和65度，与最大值移动到更大的倾角为较低的频率波。传输到高层大气的最大阿尔芬通量比相应的声通量低2-3倍。
2010-09-23 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
Surface Alfven Wave Damping in a 3D Simulation of the Solar Wind
在这里，我们调查的贡献，表面阿尔芬波阻尼的太阳风加热的最低条件。这些波存在于密度或磁场（如磁场）的强不均匀性区域。例如，在一个实施例中，开放和闭合磁场线之间的边界）。利用三维磁流体动力学（MHD）模型，我们计算了1-4个太阳半径之间的表面阿尔芬波阻尼贡献，这是加速和日冕加热的感兴趣区域。我们认为波的频率低于那些被阻尼在色球层和那些主导日光层的顺序。在开放和封闭场线之间的区域，在几个太阳半径的表面，没有其他主要的阻尼源已被建议为我们考虑在这里的低频波。这项工作是第一个研究表面阿尔芬波在3D环境中没有假设先验的几何场线或磁场和密度分布。我们确定，频率>2.8x10^-4 Hz的波在1-4个太阳半径之间衰减。在平静的太阳区域，表面阿尔芬波在比活跃区域更远的距离处被阻尼，从而携带额外的波能量进入日冕。我们比较了表面阿尔芬波加热的一个变量多变的指数的贡献，发现它的数量级大于安静的太阳区域所需的。对于活动区域，对加热的贡献为20%。正如有人认为，变量伽马作为湍流，我们的研究结果表明，表面阿尔芬波阻尼是比较低的日冕湍流。这种阻尼机制应包括自相一致的能源驱动器的风在全球磁流体模型。
2009-08-21 astro-ph.SR
Alfven Waves in the Lower Solar Atmosphere
我们报告了与一个面积为43万平方公里的大亮点群相关的振荡现象的探测，该亮点群位于太阳盘中心附近。小波分析揭示了全宽半最大振荡的周期范围从126到700秒以上的亮点和显着性水平超过99%。这些振幅为每秒2.6公里的振荡与平均蓝移为每秒23公里的色球视线多普勒速度相结合。缺乏同空间强度振荡和横向位移排除了磁声波模式的存在。振荡是由+/-22度的扭转扭转产生的阿尔芬波的特征。跨越亮点直径的180度相移表明，这些扭转阿尔芬振荡在整个增亮过程中是全局诱导的。与这种波模式相关的能量通量足以加热日冕。
2009-03-20 astro-ph.SR
On the nature of kink MHD waves in magnetic flux tubes
磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中经常被报道，通常被分为慢波、快波或阿尔文波。这些波具有混合性质的可能性常常被忽略。本工作的目的是研究和确定磁流体扭结波的性质。这是通过计算频率，阻尼率和本征函数的MHD扭结波的三个广泛不同的MHD波的情况下：可压缩的无压等离子体，不可压缩等离子体和可压缩等离子体与非零等离子体压力，允许MHD辐射。在所有这三种情况下，频率和阻尼率实际上是相同的，因为它们最多相差与$(k_z R)^2$成比例的项。在磁通量管中，在所有三种情况下，扭结波都是不可压缩波，具有可忽略的压力扰动和主要的水平运动。磁张力是磁通管中扭折波的主要回复力。总压力梯度力不能忽略，除非扭折波的频率与局部阿尔文频率相等或略有不同，即在共振层中。扭结波是非常强大的，不关心的细节MHD波环境。形容词“快”不是形容“波浪”的正确形容词。如果要使用形容词，应该是Alfvénic。然而，最好认识到扭结波具有混合性质，不能放在一个单独的盒子里。
2009-05-04 astro-ph.SR
Alfvén Wave Heating of the Solar Chromosphere: 1.5D models
利用高分辨率1.5D非理想MHD模型分析了可能导致太阳色球加热的物理过程。我们证明，它是可能的加热色球等离子体的直接电阻耗散的高频阿尔文波通过彼得森电阻率。然而，这不可能足以平衡辐射和传导损耗，除非使用不切实际的场强或光球速度。精确的加热曲线由输入驱动光谱确定，因为在1.5D中不可能存在阿尔文波湍流。包含霍尔项不影响加热速率。如果考虑等离子体的可压缩性，冲击波是通过有质动力耦合的阿尔文波慢模式和冲击加热主导的电阻耗散。在1.5D冲击聚结放大冲击的影响，并为可压缩模拟与现实的驱动器光谱的加热速率超过所需的匹配辐射和传导损失。因此，虽然这些1.5维模拟的加热速率是一个高估，他们确实表明，有质动力耦合阿尔文波声波是更重要的色球加热比彼得森耗散通过离子中性碰撞。
2015-12-17 astro-ph.SR
Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Solar wind modeling with the Alfven Wave Solar atmosphere Model driven by HMI-based Near-Real-Time maps by the National Solar Observatory
本研究使用NSO-HMI近实时综合图驱动AWSoM模型，模拟了第24太阳活动周不同活动水平的三个卡灵顿自转，结果重现了低日冕EUV发射并匹配了1 au原位观测，量化了总无符号开放磁通量。
2022-12-09 astro-ph.SR
Heating of the solar corona by Alfven waves - self-induced opacity
在完全电离氢等离子体磁流体力学（MHD）框架下，计算了过渡区温度和风速的静态分布。导出的方程的数值解给出了色球层和日冕之间的过渡层的宽度作为高频阿尔芬波（AW）的自诱导不透明度。畴壁是自洽MHD处理AW传播的直接结果。来自太阳的低频MHD波被狭窄的过渡层强烈反射，而高频波被吸收-这就是为什么我们预测光球中AW的光谱密度相当大。数值方法允许考虑具有任意谱密度的输入AW。阿尔文波加热日冕的观点属于阿尔文的观点，我们简单地求解了相应的MHD方程。溶液与实验的比较对于揭示加热机制至关重要。
2016-01-22 astro-ph.SR
Science Objective: Understanding Energy Transport by Alfvénic Waves in Solar Flares
太阳耀斑是由日冕重联事件释放的磁能驱动的，随后能量被输送到色球层，加热等离子体并引起特征辐射损失。在碰撞厚靶模型中，加速到能量超过10 keV的电子穿过日冕并撞击色球层，在那里它们通过与低层大气中密度更大的等离子体碰撞来沉积能量。虽然在耀斑中无疑有高能非热电子加速，但尚不清楚这些电子束是否是能量传输的唯一机制，或者它们是否只在耀斑演化的某些阶段占主导地位。Alfvénic波是在磁场线的重联后弛豫过程中产生的，因此研究它们在能量输运中的作用很重要。
2017-02-06 astro-ph.SR
Propagation of Alfvénic Waves From Corona to Chromosphere and Consequences for Solar Flares
磁流体动力学波如何从完全电离的日冕传播，进入并穿过下面部分电离的色球层，以及太阳耀斑的后果是什么？为了解决这些问题，我们已经开发了一个2流体模型（等离子体和中性粒子），并使用它来执行一维模拟阿尔文波在太阳大气中具有现实的密度和温度结构。对一系列太阳特征的研究（光斑、谱斑、半影和本影）表明，对于周期小于等于1秒的波，从日冕到色球层的能量传输可以超过入射能量的20%。周期为10秒或更长的波以相对较小的阻尼通过色球层，然而，对于1秒或更短的周期，进入色球层的波能的很大一部分（37%-100%）被中色球层和上色球层中的离子-中性摩擦阻尼，电子电阻率在下色球层和本影中起一定作用。因此，我们得出结论，周期为几秒或更短的阿尔夫文波能够在太阳耀斑期间加热色球层，并推测它们也可能有助于电子加速或激发日震。
2013-02-11 astro-ph.SR
