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
Nonlinear resonant absorption of fast magnetoacoustic waves in strongly anisotropic and dispersive plasmas
强各向异性和色散等离子体中的驱动磁流体动力学（MHD）波的非线性理论，由Clack和Ballai [Phys.Plasmas，15，2310（2008）]针对慢共振和由Clack \emph{et al.} [A&A，494，317（2009）]针对Alfvén共振开发，研究了一维平面等离子体中快磁声（FMA）波的弱非线性相互作用。磁位形由夹在两个半无限均匀磁性等离子体区域之间的非均匀磁性板组成。横向驱动的FMA波穿透与局部慢或Alfvén耗散层相互作用的非均匀板，并被该区域部分反射、耗散和透射。假设Clack和Ballai（2008）定义的非线性参数很小，并使用正则摄动方法获得慢耗散层的解析解。在慢耗散层中的色散的效果是进一步降低能量吸收系数，与其标准的弱非线性对应物相比，以及在出射波中除了基波之外还产生高次谐波。在线性磁流体力学中，描述了阿尔文共振时外部驱动器的吸收，具有很高的精度。
2009-03-05 astro-ph.SR
3D WKB solution for fast magnetoacoustic wave behaviour around an X-line
研究了由两个磁偶极子构成的三维磁场中快磁声波的传播。磁拓扑包含X线。我们的目标是有助于全面了解MHD波传播的非均匀介质，特别是周围的X线。在理想冷等离子体假设下，我们研究了线性化的三维MHD方程。我们利用WKB近似和Charpit的方法在我们的调查。据发现，快磁声波的行为完全取决于当地的，不均匀的，平衡阿尔文速度分布。波的所有部分在传播期间经历折射，其中折射效应的幅度取决于不均匀磁场内的单个波元素的位置。阿尔文速度沿其为零的X线充当折射效果的焦点。波的行为主要有两种类型：一部分波被X线捕获或逃离系统，在X线周围存在一个临界起始区域，将这两种行为区分开来。对于所研究的装置，发现快波能量的$15.5\%$被X线捕获。我们的结论是，线性，$β=0$快磁声波可以沿着X线积累，因此这些将是特定的位置的快波能量沉积，从而优先加热。这里的工作突出了理解系统的磁拓扑结构的重要性。我们还演示了如何在本文中描述的3D WKB技术可以应用到其他磁配置。
2016-07-08 astro-ph.SR
The nature of Elsässer variables in compressible MHD
Elsässer变量常用于等离子体湍流的研究，以帮助区分与主磁场平行或反平行传播的MHD波。虽然纯Alfvén波在均匀等离子体的方法是严格有效的，我们表明，可压缩的，磁声波一般描述的两个Elsässer变量。此外，在可压缩和非均匀等离子体中，纯MHD波（Alfvén，快和慢）不再是正常模式，但波变得线性耦合或显示Alfvén和磁声性质的混合性质。这些波必须由两个Elsässer变量描述，因此Elsässer形式主义不能用于严格分离平行和反平行传播波。然而，即使在非均匀等离子体中，对于高度阿尔夫文波，与传播方向对应的埃尔塞塞变量似乎仍然占主导地位。我们认为，对于Alfvénic波，Elsässer变量的相对振幅取决于局部的不均匀性程度和其他等离子体和波的性质。这一发现对非均匀和可压缩等离子体中的湍流研究有意义，例如日冕和太阳风。
2019-02-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Slow-Mode Magnetoacoustic Waves in Coronal Loops
快速衰减的长周期振荡经常发生在与小（或微）耀斑相关的活动区的热日冕环中。这种波的活动最早是由SOHO/SUMER光谱仪从热发射线的多普勒速度测量中发现的，因此也被称为“SUMER”振荡。它们主要被解释为全局（或基模）驻波慢磁声波。此外，越来越多的证据表明，在太阳和恒星耀斑的光变曲线中检测到的衰减谐波型脉动很可能是由慢波驻波引起的。日冕环中慢磁声波的研究已成为与日冕地震学有关的一个特别感兴趣的课题。我们回顾了SDO/AIA和Hinode/XRT观测的最新结果，这些观测检测到了热耀斑环中的驻波和反射强度振荡，显示了热耀斑环的物理性质（例如，振荡周期、衰减时间和触发器）。我们还回顾了最近的进展，在理论和数值模拟的慢波的波激励和阻尼机制的重点。一维、二维和三维的MHD模拟一直致力于了解脉冲加热产生反射传播波或驻波的物理条件。总结了各种阻尼机理及其分析方法。基于线性理论的计算表明，热传导、压缩粘性和光学薄辐射等非理想磁流体效应可能在不同物理条件的日冕环中对慢模波的阻尼中占据主导地位。最后，概述了几个重要的地震学应用，如确定输运系数和加热函数。
2021-02-22 astro-ph.SR
Generation of Surface Sausage Oscillations of a Current Sheet and Propagating Magnetoacoustic Waves by Impulsive Reconnection
本文模拟了日冕中相反极性磁源汇聚引发的脉冲重联，发现重联驱动电流片产生表面香肠振荡，并激发向外传播的快慢磁声波，周期约91秒，为日冕加热机制提供新见解。
2025-07-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Fast Magnetoacoustic Wave Behavior within Gravitationally Stratified, Magnetically Inhomogeneous Media
Northumbria University（诺森比亚大学）
研究引力分层和磁不均匀介质中快磁声波行为，通过数值模拟和半解析方法揭示其折射特性及caustic表面形成机制。
2026-02-05 astro-ph.SR
On the spatial scales of wave heating in the solar chromosphere
磁流体动力学（MHD）波能量的耗散被认为是太阳色球等离子体中一种可行的加热机制。在这里，我们使用一个简化的色球层一维模型，从理论上研究阿尔文波和慢磁声波的有效耗散所需的物理过程和空间尺度。我们认为部分电离的氢氦等离子体在单流体MHD近似的控制方程，包括现实的波阻尼机制，可能会在色球，即欧姆和双极磁扩散，粘度，热传导和辐射损失。我们在小振幅的限制下进行了局部分析研究，近似地导出了临界阻尼和有效耗散MHD波能量的尺度。我们发现Alfvén波的临界耗散长度尺度强烈依赖于磁场强度，对于实际的磁场强度，其范围为10~m ~ 1~km。在色球层中，弱磁场和低高度时，阿尔文波的衰减主要由欧姆扩散控制，而在色球层中，强磁场和中/高高度时，阿尔文波的衰减主要由双极扩散控制。相反，慢磁声波的阻尼效率较低，临界阻尼需要小于10 μ m的空间尺度。热传导和粘性控制着慢磁声波的阻尼，在所有高度上都起着同样重要的作用。这些结果表明，强波加热可能在色球层中起作用的空间尺度目前还没有得到观测的解决。
2015-08-06 astro-ph.SR
Superoscillations in solar MHD waves and their possible role in heating coronal loops
目标：研究日冕磁声波中超振荡的存在及其通过它们在波上产生的强烈和局部梯度加热日冕环的可能作用。方法：建立了沿场线传播的香肠波模式和扭结波模式之间的转换的解析模型。我们计算在这个模型中的局部频率，波梯度和相关的加热率由于压缩粘度。结果如下：我们发现超振荡与波模式之间的过渡伴随着波位错，通过波域转移。发现了比正常频率高10倍的频率，这意味着一个典型的3分钟日冕波将在10到20秒内局部振荡。如此高的频率带来了强梯度，通过压缩粘度有效地消散波。我们计算相关的加热率。在局部，它们非常强，在很大程度上补偿了典型的辐射损失。结论：我们发现了一个新的加热机制，磁声波在日冕。由于超振荡的加热只发生在特定的磁场线与小的截面，规模相当于日冕环，内部更大的磁通量管和波传播域。
2018-01-25 astro-ph.SR
Nonlinear Alfvén wave dynamics at a 2D magnetic null point: ponderomotive force
背景：在线性β=0的MHD区域中，MHD波在二维零点附近的瞬态特性是众所周知的。波是解耦的，并在磁拓扑的可预测部分积累：快波在零点积累;而阿尔文波不能穿过分离器。然而，在非线性MHD模式转换可以发生在不均匀的阿尔文速度的区域，这表明波的解耦性质可能不会扩展到非线性制度。目的：研究非线性β= 0 MHD中二维磁零点附近低振幅Alfvén波的行为。研究方法：我们数值模拟的低振幅阿尔文波到附近的磁零点使用非线性LARE 2D代码。结果如下：与在线性政权，我们发现，阿尔文波维持同空间的子扰动，表现在横向和纵向的流体速度，由于非线性磁压力梯度（即有质动力）的作用。这些扰动依赖于阿尔文波，并且不与介质相互作用以激发磁声波，尽管横向子体在零点处变得聚焦。此外，在早期阶段会产生一个独立传播的快速磁声波，它将一些初始阿尔文波能量传输到零点。随后，尽管由于阿尔文速度分布（Grad c_A \neq 0）中的梯度而经历色散和相位混合，但没有进一步非线性地产生快波。结论：我们发现，阿尔文波在2D冷零点的行为在很大程度上是在线性政权，但他们维持横向和纵向的干扰-在线性政权的影响缺席-由于非线性磁压梯度。
2013-05-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.geo-ph
Effect of partial ionization on wave propagation in solar magnetic flux tubes
观测表明，波在太阳大气中无处不在，并可能在等离子体加热中发挥重要作用。日冕波的研究通常是基于完全电离等离子体的线性理想磁流体动力学（MHD）。然而，光球层和色球层中的等离子体只是部分电离。本文从理论上研究了在双流体模型下，部分电离对磁流体波在圆柱形通量管中传播的影响。我们推导出一般色散关系，考虑到中性离子碰撞和中性气体压力的影响。我们把中性离子碰撞频率作为一个任意参数。横向扭结模式和慢磁声模式的具体结果。我们发现，当中性离子碰撞频率远低于波的频率时，波的频率只取决于电离流体的性质。对于高碰撞频率的现实的太阳大气离子和中性粒子的行为作为一个单一的流体与一个有效的密度对应的两种流体的密度和一个有效的声速作为平均的离子和中性粒子的声速计算。相应地修改MHD波频率。中性气体压力在研究横向扭折波时可以忽略不计，但为了一致地描述慢磁声波，必须考虑中性气体压力。由于中性离子碰撞，磁流体动力学波被阻尼。当波频率和碰撞频率具有相同的数量级时，阻尼是最有效的。对于高碰撞频率，慢磁声波比横向扭结波更有效地阻尼。此外，我们发现存在的截止的某些组合的参数，导致波成为非传播。
2013-01-22 astro-ph.SR
Nonlinear Fast Magnetoacoustic Wave Propagation in the Neighbourhood of a 2D magnetic X-point: Oscillatory Reconnection
本文扩展了Craig & McClymont（1991）和McLaughlin & Hood（2004）的模型，使之包括有限$β$和非线性效应。研究了二维磁X点周围非线性快磁声波的性质。我们使用拉格朗日重映射和激波捕获程序（Arber et al.2001）求解可压缩和有阻MHD方程，并考虑系统的自然变量$ {\bf{v}}\times{\bf{B}} \cdot {\hat{\bf{z}}}$中的初始条件。我们观察到的快速和缓慢的斜磁冲击的形成。该非线性波使X点变形为“尖状”点，该尖状点继而塌陷为电流片。然后，该系统通过一系列的水平和垂直的电流片，与相关的连接的变化，即系统表现出振荡重联。我们的最终状态是非势的（但在力平衡中），这是由于冲击的不对称加热。在我们的初始条件下，较大的振幅对应于留在系统中的最终电流密度的较大值。非线性项的加入给系统引入了一些线性区所没有的新特征。
2009-01-13 astro-ph.SR
On ponderomotive effects induced by Alfven waves in inhomogeneous 2.5D MHD plasmas
当阿尔芬波振幅的空间梯度不为零时，非线性磁压梯度作用于介质（有质动力）。我们通过分析非均匀B和ρ的一般情况下的非线性波方程中的源项来研究非均匀2.5维MHD等离子体中这种力的性质，并考虑支持非线性数值模拟。我们的方程表明，有两个不同的类的有质动力效应引起的阿尔芬波一般2.5维MHD，每一个都有纵向和横向的表现形式; i）几何效应：在脉冲几何相对于背景磁场的影响，使波维持同空间的扰动，纵向和横向的子扰动-我们报告的横向扰动的第一次。ii）梯度（c_A）效应：在脉冲传播通过非均匀区域（其中阿尔芬速度分布中的非零梯度为非零）的情况下，非线性磁压梯度用于加速等离子体。横向梯度（相位混合区域）激发独立传播的快磁声波（概括Nakariakov等人1997，Solar Physics，175，93的结果），并且纵向梯度沿着场扰动（因此在β = 0中产生静态扰动，并且在β 1 = 0中产生慢波）。我们还证明，由于非线性洛伦兹力的模式转换是一个单向的过程，并不作为一种机制，非线性地产生阿尔芬波由于传播磁声波。我们的结论是，这些有质动力效应引起的阿尔芬波在任何MHD介质中传播，并有可能有显着的后果，提供系统的能量传输和耗散方面的动力学是足够的非线性和不均匀的。
2013-02-18 astro-ph.SR
Evolution of fast magnetoacoustic pulses in randomly structured coronal plasmas
磁流体动力学波与结构等离子体相互作用，揭示了其中的内部磁和热结构，从而在太阳大气中具有地震学应用。我们研究了随机结构等离子体中快磁声脉冲的演化，在太阳大气中的大尺度传播波的背景下。我们进行了一维数值模拟的快波脉冲传播垂直于恒定磁场中的低$β$等离子体与随机密度分布的字段。线性和非线性政权被认为是。我们研究了脉冲幅度和宽度的演化如何依赖于它们的初始值和随机结构的参数。随机结构的等离子体作为一种色散介质的快磁声脉冲，造成振幅衰减和脉冲宽度的加宽。主脉冲通过后，等离子体中出现了次级传播快波和驻波。线性和非线性脉冲的宽度演化都可以很好地近似为线性函数;然而，窄脉冲可能具有零或负的展宽。这是因为窄脉冲易于分裂，而宽脉冲通常偏离其初始高斯形状较少，并在主脉冲顶部形成波纹结构。线性脉冲几乎以恒定速率衰减，而非线性脉冲以指数衰减。脉冲与随机介质的相互作用效率最高，随机介质的相关长度约为其初始脉冲宽度的一半。快速MHD脉冲在高度结构化介质中传播的详细模型的发展证实了EIT波作为快速磁声波的解释。快脉冲的演化为我们提供了一种诊断太阳大气亚分辨率方向的新方法。
2014-11-15 astro-ph.SR
Review article: MHD wave propagation near coronal null points of magnetic fields
我们提出了一个全面的审查MHD波的行为在附近的日冕零点：位置的磁场，因此当地阿尔文速度为零。在2D、2.5D和（在一定程度上）3D磁零点附近，对所有三种MHD波模式，即Alfven波和快、慢磁声波的行为进行了研究。在一般情况下，它被发现，快速磁声波行为是由阿尔芬速度分布。在$β=0$等离子体中，快波通过折射效应朝向零点聚焦，并且所有的波能量以及因此电流密度在零点附近累积。因此，零点将是由快波优先加热的位置。独立地，阿尔芬波被发现沿着磁场线传播，并被限制在它产生的场线上。当波接近零点时，它由于发散的场线而扩散。最终，阿尔芬波沿着分界线（二维）或沿着脊或扇平面（三维）积累。因此，阿尔芬波能量将优先在这些位置耗散。很明显，磁场对磁流体波在日冕零点附近的传播和性质起着基本的作用。这个主题是一个基本的等离子体过程，到目前为止，结果也导致了关键的见解重联，模式耦合，准周期脉动和相位混合。
2012-04-27 astro-ph.SR math-ph math.MP
Exploring the generation and annihilation of three dimensional nulls through MHD simulations in initially chaotic magnetic field devoid of nulls
本文利用MHD模拟和零点追踪工具，精确研究了初始无零点的混沌磁场中三维磁零点的产生与湮灭机制，验证了磁重联可生成和消除零点的概念。
2024-06-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Secondary fast magnetoacoustic waves trapped in randomly structured plasmas
快磁声波是推断太阳大气参数的重要工具。我们数值模拟了快波脉冲在随机结构的等离子体中的传播，模拟了高度不均匀的日冕。二次波网络是由一系列的部分反射和透射形成的。这些次级波在时间和空间上都表现出准周期性。由于时间和空间的周期是简单地通过快速波的速度，我们量化的二次波的属性，通过检查的依赖性的平均时间周期（$\bar{p}$）的初始脉冲宽度（$w_0$）以及密度对比度（$δ_ρ$）和相关长度（$L_c$），表征的随机性的平衡密度分布。对于小振幅脉冲，$δ_ρ$不会显著改变$\bar{p}$。另一方面，当$δ_ρ$小时，大振幅脉冲会增强密度对比度，但当$δ_ρ$足够大时，大振幅脉冲会具有平滑效果。我们发现，$\bar{p}$与$L_c$成线性比例，并且对于较窄的脉冲，比例因子较大。然而，就$\bar{p}$的绝对值而言，较宽的脉冲产生具有较长周期的二次波，并且这种效应在具有较短相关长度的随机等离子体中更强。二次波携带着前导波脉冲和背景等离子体的特征，我们的研究可以通过利用在CME或EUV波之后的变暗区域中检测到的二次波在MHD地震学中找到应用。
2016-06-20 astro-ph.SR
Solar Vortices: Catalysts of Magnetoacoustic Wave Dissipation and Atmospheric Heating
Department of Physics, Indian Institute of Technology Delhi（印度德里理工学院物理系）
本文通过高分辨率三维辐射MHD模拟研究了日冕中慢磁声波的传播与耗散，发现日冕涡流对波动力学和加热有显著影响，揭示了涡流与慢磁声波在日冕能量传输中的耦合作用。
2026-06-06 astro-ph.SR
Benchmarking Hall-Induced Magnetoacoustic to Alfvén Mode Conversion in the Solar Chromosphere
本文研究了在部分电离的低层太阳大气中，由霍尔效应引起的磁声-阿尔文线性模式转换的2.5维数值模式，改变了磁场强度和磁场倾角，以及波频率和水平波数。据发现，只有波能的磁分量是受霍尔介导的阿尔文波能通过极化旋转过程的转换。这强烈地促进了在安静的低色球层中慢磁声波和Alfvén波之间的直接模式转换，即使在mHz频率下也是如此。然而，那里的快波，其本质上主要是声学的，仅通过间接的两步过程进行霍尔诱导转换：（i）在阿尔文声学均分高度$z_{\rm eq}$附近的几何诱导的快-慢转换;以及（ii）$z>z_{\rm eq}$中的快波的霍尔旋转。因此，对于产生上行阿尔文波的两阶段过程，$z_{\rm eq}$必须位于霍尔有效窗口$0\lesssim z\lesssim700$ km之下或之内。需要超过100 G的磁场强度来实现这一点。由于这种霍尔效应的效能与场强成反比而与波频率成正比，因此只有高于约100 mHz的频率才受到两阶段过程的显著影响。增大磁场倾角$θ$一般能增强霍尔转换率，而水平波数$k_x$对霍尔转换率影响不大。直接和间接的霍尔机制都有影响的MHD波激发的光球到达上色球层的能力，并暗示日冕。
2021-08-05 astro-ph.SR
MHD waves in two-dimensional prominences embedded in coronal arcades
目前用于分析这类结构中MHD波的日珥模型还很初级。在这项工作中，我们计算数值磁流体静力学模型在二维配置下的重力存在。我们的兴趣是在模型，连接磁场的光球，并包括一个覆盖拱廊。这里使用的方法是基于松弛过程，并需要解决时间相关的非线性理想MHD方程。一旦得到一个日珥模型，我们研究叠加在结构上的MHD波的性质。我们只研究纯二维的运动，而忽略在可压缩方向上的传播。我们演示了如何通过使用不同的数值工具，我们可以确定稳定波的振荡周期。我们发现，垂直振荡，与快速MHD波，总是稳定的，并在4-10分钟的范围内的周期。纵向振荡，有关慢磁声-重力波，有较长的周期在28-40分钟的范围内。这些纵向振荡的重力的强烈影响，并成为不稳定的短磁弧。
2013-09-19 astro-ph.SR
MHD Mode Conversion around a 2D Magnetic Null Point
当波通过声速和阿尔文速度相等的区域时，发生模式转换。在这一点上有一个共振，这使得一些入射波被转换成不同的模式。我们研究这种现象在附近的一个二维的，冠状零点。当波接近零时，它从低β等离子体传递到高β等离子体，允许转换发生。我们通过从上边界发送一个慢磁声波来数值模拟这一点;当它穿过转换层时，可以清楚地看到一个快波向前传播。结合分析WKB调查的数值模拟，使我们能够确定和跟踪整个域的入射波和转换波。
2009-07-09 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD wave propagation near a coronal null point: a new wave mode decomposition approach
本文提出了一种新的MHD波分解方法，克服了现有波识别方法的局限性。我们的方法允许调查的能量通量在不同的MHD模式在不同的位置的太阳大气中的波产生的涡流穿过太阳大气，并通过附近的磁零。我们模拟波动力学通过日冕零配置和应用旋转波驱动器在我们的底部光球边界。为了识别与不同的MHD波模式相关联的波能量通量，我们采用了波分解方法，该方法能够唯一地区分不同的MHD模式。我们提出的方法利用三维空间中单个磁场线的几何形状来分离与三种基本MHD波相关的速度扰动。我们的方法波识别是一致的，与以前的通量面为基础的方法，并给出了预期的结果，在各个位置的零配置的波能量通量。我们发现，无处不在的涡流激发MHD波，有助于显着的坡印亭通量在太阳日冕。阿尔文波能通量在扇面积累，快波能通量在零点附近积累。有一个强大的电流密度积聚在脊柱和fansurface.The建议的方法具有优势，以前使用的波分解方法，因为它可以在现实的模拟或磁外推，以及在真正的太阳观测，只要三维场线形状是已知的。磁声波在零附近的能量通量的增强可能对射流和脉冲等离子体流的形成有重要的影响。
2022-01-24 astro-ph.SR
Characteristics of magnetoacoustic sausage modes
目的：我们进行了一个先进的研究的快速磁声香肠振荡的冕环的背景下，MHD冠状地震学建立的依赖关系的香肠模式周期和截止波数的等离子体β的环填充等离子体。还进行了模式的不同谐波的比率的参数研究。方法：使用Lare 2d进行全磁流体动力学数值模拟，模拟在磁板环境中的热，密集的环路。对称的Epstein轮廓和一个简单的阶梯函数轮廓都被用来模拟模拟环的密度结构。分析了截止波数和二次纵谐波与基波的谐波比的表达式。结果如下：它被建立的全球香肠模式的周期是非常弱的依赖于日冕循环内的等离子体β的值，这证明了该模型的应用程序的热燃烧循环。截止波数KC的全球模式被发现是依赖于内部和外部的等离子体β值，再次只有微弱的。到目前为止，在这种情况下，最重要的因素是环与周围环境之间的密度对比度的值。最后，谐波比P1/2 P2从理想的非色散情况下的偏差被证明是相当大的低k，再次强烈依赖于等离子体密度。定量截止波数和谐波比的行为在日冕地震学领域有重要的应用。
2013-03-25 astro-ph.SR
Generation of fast magnetoacoustic waves in the corona by impulsive bursty reconnection
本研究通过模拟日冕磁零点与外部扰动的相互作用，发现脉冲爆发式重联产生的等离子体团相关过程可激发快模磁声波，提出波与重联共生（SWAR）机制，为太阳大气加热和太阳风驱动提供新视角。
2024-11-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
An Exact Test of Generalized Ray Theory in Local Helioseismology
广义射线理论（GRT）提供了一个简单的描述MHD模式的传输和磁声快，慢波之间的转换，并直接适用于太阳活动区。在这里，它是测试在一个简单的二维，等温，重力分层模型与倾斜磁场使用以前公布的精确解，发现执行得很好。
2009-02-10 astro-ph.SR
The coronal power spectrum from MHD mode conversion above sunspots
本文利用 2.5D MHD 模拟研究黑子大气中 p 模式向上传播导致的双重模式转换，揭示重力分层的频率滤波使日冕 Alfvénic 波功率谱峰值向更高频率移动。
2025-01-06 astro-ph.SR
Modelling the Propagation of a Weak Fast-Mode MHD Shock Wave near a 2D Magnetic Null Point Using Nonlinear Geometrical Acoustics
我们提出的分析建模的结果，快模式磁流体动力学波传播附近的二维磁零点。我们认为这两个线性波和弱冲击，并分析他们的行为在冷，暖等离子体。我们应用基于Wentzel-Kramers-Brillouin近似的非线性几何声学方法。利用射线近似和孤立激波阻尼定律，计算了波的振幅。我们发现在零点附近形成了一个复焦散线。等离子体加热分布在空间中，并且由于冲击波的实质性非线性阻尼而发生在焦散点以及零点附近。即使在冷等离子体中，激波也会通过零点。波阵面的复杂形状可以用焦散线图案来解释。
2012-05-24 astro-ph.SR
3D Solar Null Point Reconnection MHD Simulations
在过去的几年里，日冕中3D重联事件的数值MHD模拟不仅在分辨率上而且在复杂性上都有了很大的提高，使得建模变得越来越真实。初始磁场的获取方法多种多样，太阳大气模型的形式多种多样，驱动速度和模式也多种多样。这项研究考虑了分层和非分层太阳大气模拟之间的差异，解决了驱动速度对等离子体流和能量学的影响，并提供了定量的公式映射电场和耗散水平在数值模拟中得到相应的太阳量。模拟开始从一个潜在的磁场包含一个零点，从太阳和日光层天文台（SOHO）磁图外推约8小时前观察到的C级耀斑。磁场的应力与边界运动模式类似-虽然比-SOHO观测到的水平运动在耀斑之前的时期。一般的行为是几乎独立的驾驶速度，也是非常相似的分层和非分层模型，只要边界运动是足够慢。边界运动导致电流片的积累，主要是在磁零点的扇平面，但不会导致耀斑般的能量释放。耀斑所需的额外自由能在初始状态下可能部分以非势的形式存在，随后由于磁通量的出现或由于边界运动的分量而增加，这些分量不是由理想化的驱动模式表示的。
2012-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quasi-Periodic Radio Bursts Associated with Fast-mode Waves near a Magnetic Null Point
本文介绍了2012年5月7日发生的M1.9耀斑脉冲阶段期间在AIA 171/193通道上观测到的准周期快速传播波。瞬时周期从240 s减小到120 s，波前速度在664-1416 km/s之间。几乎同时，在微波辐射、分米波IV型和III型射电爆发以及软X射线辐射中都出现了具有相似瞬时周期（~70 s和~140 s）的准周期爆发。耀斑部位的磁场配置与分支拓扑结构一致，即，一个四极场和一个磁零点准周期快速传播的EUV辐射的波前被解释为一个快速的磁声波列。观测结果表明，快模波是在耀斑弧环上方尖点区的准周期磁重联过程中产生的。我们首次提供了分米波（245/610~MHz）射电爆发中70--140~s的蝌蚪子波信号的证据，以及在EUV中直接观测到的日冕快模波列。此外，在AIA 131/193射电望远镜上，我们观测到了周期为95~s和240~s的准周期EUV扰动，其视速度为172-273 km/s。这些向下传播的扰动的性质尚未揭示，但它们可能与磁声波或周期性收缩环有关。
2017-06-30 astro-ph.SR
Stationary Resistive MHD Solutions Near an Isolated Three-Dimensional Magnetic Null
Astronomical Institute, Czech Academy of Science（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute, Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学物理学院天文研究所）；Escuela de Ingeniería Civil, Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学土木工程学院）
该研究探究孤立三维磁零点与速度滞点共位时的定常电阻MHD流结构，通过一阶局部展开求解方程得到双参数解族，揭示非均匀电阻率下磁拓扑与流动等变量的非线性反馈，重现了常电阻率下的特殊解。
2026-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Finding the mechanism of wave energy flux damping in solar pores using numerical simulations
上下文太阳磁孔，由于其集中的磁场，磁声波的合适的指南。最近的观测表明，在孔隙中传播的能量通量受到强烈的阻尼与高度，然而，原因还不清楚。目的。我们调查可能的阻尼机制数值解释的意见。方法.我们进行了二维数值磁流体动力学（MHD）模拟，从一个单一的孔隙的平衡模型的启发所观察到的属性。能量通过不同的垂直驱动器以30s的周期插入到畴的底部。模拟进行了理想的MHD和非理想的效果。结果虽然分析的理想和非理想的MHD模拟与平面驱动器的能量通量不能再现所观察到的阻尼，数值预测的阻尼本地化的驱动器密切对应的观察。局部驱动器模拟中的强阻尼是由两种几何效应引起的，即由于发散的场线引起的几何扩散和横向波泄漏。
2021-02-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Novel Approach to Resonant Absorption of the Fast MHD Eigenmodes of a Coronal Arcade
磁流体动力学（MHD）波在磁场中传播时，形成冕弧的弓形磁力线经常被观察到起伏。这些波很可能是共振耦合的快磁声波和阿尔文波的组合。耦合导致快波的共振吸收，将快波能量转换为阿尔芬波。拱廊的快速本征模已被证明难以计算或解析推导，主要是因为耦合引入的数学复杂性。当采用传统的谱分解时，与快本征模相关联的离散谱通常被归入连续阿尔文谱。因此，快本征模，成为集体模式或准模式。在这里，我们提出了一个频谱分解，把本征模具有实际的频率，但复杂的波数。使用这个程序，我们推导出色散关系，空间阻尼率，和本征函数的共振，快速本征模式的拱廊。我们证明，共振吸收引入了一个快速模式，否则将不存在。这种新模式受到共振吸收的严重阻尼，在失去大部分能量之前只传播几个波长。
2018-03-23 astro-ph.SR
3D Alfven wave behaviour around proper and improper magnetic null points
背景：MHD波和磁零点都普遍存在于许多天体物理等离子体中，包括太阳大气。波和零点之间的相互作用被认为是局部加热事件的一种可能机制。目的：在这里，我们调查的瞬态行为的阿尔芬波完全三维适当的和不适当的三维磁零点。以前，Thurgood & McLaughlin（Astronomy & Astrophysics，2012，545，A9）考虑了三维冷MHD中零点处的快磁声波行为。研究方法：我们引入一个阿尔芬波到附近的正常和不正常的零点数值求解的理想，$β=0$ MHD方程使用LARE 3D代码。基于磁场线和磁通量的坐标系允许隔离所产生的波模并分析它们的相互作用。结果：我们发现，阿尔芬波传播整个区域，并积累附近的扇形面，导致电流建立。对于不同值的零点偏心率，定性行为的变化，只有通过实施各向异性脉冲膨胀，由于不同的速度，从脊柱的磁力线发散。对于所有的偏心率，我们发现，快波和阿尔芬波线性解耦。在驱动阶段，独立传播的快波是非线性产生的有质动力。随后，没有进一步的快波激发发生。结论：我们发现，阿尔文波理论的关键方面的二维零点直观地延伸到全三维的情况下，即波沿场线传播，从而积累在拓扑结构的可预测部分。我们还强调，与在2D的情况下，在3D阿尔芬波脉冲总是环形的，因此任何方面的2D阿尔芬波空模型，脉冲几何形状的特定必须重新考虑在3D。
2013-07-26 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Wave generation via oscillatory reconnection at a three-dimensional magnetic null point
Northumbria University（诺森比亚大学）
本研究通过三维磁性零点处的振荡重联生成慢磁声波和阿尔芬波，揭示了其在日冕震颤学中的意义。
2026-01-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stationary stagnation point flows in the vicinity of a 2D magnetic null point: I. Systems with vanishing electric field and an X-type magnetic null point
爆发性空间等离子体过程的出现，在太阳大气中观测到的爆发性耀斑中，通常认为是由磁重联引起的。磁重联的过程往往与磁场的奇点有关。因此，我们分析系统的固定电阻/非理想磁流体动力学（MHD）的奇异点附近的流和场，以确定重联解决方案和非重联解决方案之间的边界。我们发现的条件，使等离子体穿过磁separatrices也内的电流片，接近电流最大值。这些结果为我们提供了阻性磁流体场的拓扑和几何骨架。因此，我们必须执行一个本地分析几乎所有的非理想MHD解决方案的广义非理想性。利用磁场、速度场和包括非理想性在内的所有物理量的泰勒展开式，并采用系数比较的方法，对非线性电阻MHD系统进行了解析求解。事实证明，并不是每一个非理想流是一个重联流和纯电阻/非理想MHD只允许重联类的解决方案，即使非理想性是局部的磁零点周围的区域。为了保证能量的正耗散和磁通量的湮灭，靠近磁X点的流动也必须是X点类型的。如果非理想性只有一维片状结构，则等离子体流只能穿过一条分界线，类似于重连湮灭解。
2009-09-04 astro-ph.SR
Direct Imaging of Magnetohydrodynamic Wave Mode Conversion Near a 3D Null Point on the Sun
本文利用SDO/AIA观测首次直接成像太阳三维磁零点附近快模式MHD波向慢模式波的转换，并观测到伪冕流中的衰减横向振荡和准周期III型射电暴，证实了理论预测的日冕模式转换现象。
2024-03-29 astro-ph.SR
Implosive collapse about magnetic null points: A quantitative comparison between 2D and 3D nulls
磁流体坍缩是一种内爆过程，其中MHD波将其能量集中在零点附近，形成电流片并引发磁重联。我们认为，第一次，崩溃的情况下，三维磁零点在非线性，电阻MHD使用数值模拟，探索系统的关键物理方面，以及进行详细的参数研究。我们发现，在一个特定的平面内包含的3D零，等离子体和电流密度的增强所造成的崩溃是定量和定性的每2D的情况下，在线性和非线性崩溃制度。然而，缩放与电阻率的3D重联率-这是一个全球性的量-被发现是不太有利的磁零点是更旋转对称时，由于增加的磁背压的作用。此外，我们发现，随着周围的等离子体压力的增加，崩溃可以节流，是二维零的情况下。我们讨论了这种压力限制的背景下，在太阳大气中的快速重联，并提出了机制，它可以被克服。我们还讨论了零崩溃的背景下，振荡重联，时间相关的重联机制的触发机制的结果的影响，也在更广泛的主题波零点相互作用。我们的结论是，在一般情况下，越来越多的旋转非对称零将是更有利的磁能释放通过零崩溃比他们更对称的同行。
2018-02-20 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Nonlinear wave propagation and reconnection at magnetic X-points in the Hall MHD regime
太阳大气的高度动态性和复杂性自然意味着在拓扑变化的磁场环境中存在波。在这里，波与拓扑特征（如零点）的相互作用是不可避免的，并且对能量学具有潜在的重要性。太阳日冕等离子体的低电阻率意味着在研究这种环境下的磁能释放时应考虑非MHD效应。本文研究了霍尔项在波的传播和耗散中的作用，它们与二维磁性X点的相互作用以及由此产生的重联的性质。采用拉格朗日重映射激波捕获程序（Lare 2d）研究了电阻霍尔磁流体动力学中离子趋肤深度在一定范围内的初始快磁声波环的演化。磁零点发现算法也被用来定位和跟踪系统中形成的多个零点的演变。根据离子趋肤深度与系统尺寸的比值，我们的模型表明，霍尔效应可以在波零相互作用中发挥关键作用。特别是，初始快波脉冲现在由哨声和离子回旋分量组成;哨声波的色散性质导致（i）与零的早期相互作用，（ii）创建多个额外的瞬态零，因此，增加了能量释放点的数量。在霍尔区，系统的相关时标（如重联的开始和振荡弛豫的周期）显着减少，重联率提高。
2012-05-16 astro-ph.SR
MHD wave propagation from the sub-photosphere to the corona in an arcade-shaped magnetic field with a null point
本工作的目的是研究能量传输的MHD波传播在安静的太阳磁拓扑结构从表面以下的层日冕。向上传播的波遇到障碍物，如等离子体b=1的均分层和过渡区，并被转换，反射和折射。了解MHD波到达日冕的机制可以为我们提供有关太阳大气和磁结构的信息。我们进行了二维数值模拟的波传播的磁场结构，由两个垂直的磁通管分开的拱形磁场。这种结构在日冕中包含一个零点，它显著地改变了波的行为。我们详细描述了在不同的驱动条件下波通过大气的传播。我们还提出了空间分布的平均声和磁场的能量通量和空间分布的主导频率在整个域。我们的结论是，能量到达电晕优选沿垂直磁场，内部的通量管，它具有声学性质。在光球层的均分层中，由于磁波的折射和类声波向快磁波的不断转换，大部分磁能集中在过渡区以下。然而，部分磁能到达低日冕时，在弧所在的区域传播，但波被发送回低层大气中的零点周围。这一现象，连同TR和低转折点的波的反射和折射，作为大气的再馈送。在频率分布上，我们发现高频波可以到达垂直通量管外的电晕区。
2015-03-10 astro-ph.SR
II. The effect of axisymmetric and spatially varying equilibria and flow on MHD wave modes: Cylindrical geometry
磁流体动力学（MHD）波是太阳大气中经常观测到的现象。这些波在太阳物理学的背景下是重要的，因为人们普遍认为它们可以对太阳大气的能量预算做出贡献，并且是对日冕加热做出贡献的主要候选者。这些波的现实模型需要代表观察到的配置，使等离子体的性质可以更准确地确定，不能直接测量。这项工作利用以前开发的数值技术，找到不同的非均匀平衡条件下的笛卡尔磁板几何形状的可压缩本征值。在这里，我们调查的性质磁声波的非均匀平衡下的圆柱几何形状。以前获得的分析结果检索强调这种数值技术的力量和适用性。进一步的案例研究调查的效果，径向非均匀的等离子体密度和非均匀的等离子体流，建模为一系列的高斯分布，对不同的MHD波的属性。对于所有情况下的色散图和空间本征函数计算显示的平衡不均匀性的影响。结果表明，随着平衡非均匀性的增加，径向空间本征函数的影响和额外的节点介绍，类似于以前的调查的磁性板。此外，方位角扰动随着波导内引入涡旋运动的不均匀性的增加而增加。最后，2D和3D表示的速度场示出，这可能是有用的观察员波模式识别下的现实磁波导与不断增加的仪器分辨率。
2021-12-08 astro-ph.SR
The existence of null points of flow and magnetic fields as prerequisites for the presence of astropauses and their co-location
Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学与物理学院）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）
研究天体停泊层中磁分离面与流体分离面是否重合，证明在压力极值及非退化条件下，速度场与磁场零点共置，并推广至电阻及一般非理想MHD情形。
2026-10-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Detection of wave activity within a realistic 3D MHD quiet sun simulation
本文提出基于离散傅里叶变换和频率滤波的新方法，在Bifrost真实三维MHD宁静太阳模拟中探测局域波动活动，发现涡旋边界处存在磁声波并可能通过黏性加热耗散，为太阳大气能量输运研究提供新途径。
2025-04-16 astro-ph.SR
2010 August 1-2 sympathetic eruptions: II. Magnetic topology of the MHD background field
使用位场源面（PFSS）模型，我们最近分析了全球拓扑结构的背景日冕磁场的一系列日冕物质抛射（CME）发生在2010年8月1日至2日。在这里，我们重复这种分析的背景场再现的磁流体动力学（MHD）模型，包括等离子体热力学。至于PFSS模型，我们发现，所有三个CME源区包含一个冕洞，从相邻的冕洞分离的拓扑结构非常相似的伪流光结构。然而，这两个模型产生的冕洞的大小，形状和流量非常不同的结果。我们发现，头盔流光尖点线，这对应于源-表面的零线在PFSS模型，是结构不稳定的，并没有形成在MHD模型。我们的分析表明，一般情况下，在MHD配置，这条线，而不是由一个多零分离器通过沿边缘断开磁通区域。这些区域中的一些是瞬态的，并且可能是所谓的流光斑点的起源。我们表明，这种斑点的核心拓扑结构是一个三维的“等离子体”，由两个连体的相反的旋向的磁通绳，连接在一个螺旋零点的磁场。我们的分析表明，这样的等离子体团也出现在伪流光小得多的规模。这些新的见解日冕磁拓扑结构提供了一些有趣的影响太阳高能粒子事件和缓慢的太阳风的属性。
2017-07-24 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
Three-dimensional oscillatory magnetic reconnection
在这里，我们详细的动态演变的局部重联区域的三维（3D）磁零点通过使用数值模拟。我们证明了第一次，重新连接触发的局部崩溃的三维零点，由于外部MHD波涉及一个自生振荡，从而电流片和流出的射流经历一个重新连接反转过程中，背压形成在射流头的行为，以撬开崩溃的字段之前，过冲到一个相反的极性配置的平衡。在完全三维零重联可以自然地进行，在一个时间依赖性和周期性的方式的发现是暗示振荡重联机制可能发挥作用，在解释周期性的天体物理现象与磁重联，如观察到的太阳和恒星耀斑发射的准周期性。此外，我们发现振荡重联的一个后果是产生过多的自由传播的MHD波，这些波逃离了重联区附近
2017-06-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Resistively-limited current sheet implosions in planar anti-parallel (1D) and null-point containing (2D) magnetic field geometries
电流片的内爆形成是一个基本的等离子体过程。以前的研究主要集中在早期的演变，而在这里，我们的主要目标是探索长期的演变，这可能是决定能量释放效率的关键。为了解决这个问题，我们调查两个密切相关的问题，即：（i）1D，捏反平行磁场和（ii）2D，零点包含的领域是局部不平衡的（“零崩溃”或“X点崩溃”）。在电阻MHD的框架内，我们模拟了完整的非线性演化通过三个不同的阶段：初始内爆，其最终停止机制，和随后的演变后停止。在一个参数的研究中，我们发现缩放与电阻率的电流片性能在停止时间是在良好的协议-在两个几何形状-从一个已知的一维相似性解决方案推断。我们发现，突然欧姆加热的电流片内的致密等离子体，这提供了一个压力梯度足以反对进一步崩溃和减速的收敛流达到扩散尺度后，迅速停止的内爆发生。这种反压力增长到超过力平衡所需的压力，因此内爆后的演化的特征是电流片向外“反弹”的后果。这些是：（i）发射传播快速MHD波（冲击）向外和（ii）电流片本身的宽度方向的扩展。只有在2D情况下才观察到膨胀失速，在这种情况下，通过重连射流中的流出来缓解压力。在2D的情况下，我们量化的最大量的电流片膨胀，因为它与电阻率的比例，并分析的结构的重连区域，形成后膨胀，充满了Petschek型的慢冲击和快速终止冲击。
2018-07-11 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
2.5-D MHD Simulation of the Formation and Evolution of Plasmoids in Coronal Current Sheets
本文通过2.5维MHD模拟发现，单个高斯速度脉冲扰动准静态Harris电流片即可引发Petschek型磁重联、撕裂模不稳定性和等离子体团形成，无需局域电阻率增强，且模拟所得等离子体团速度、温度与密度与日冕观测一致。
2024-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Kinetic modeling of particle acceleration in a solar null point reconnection region
本文主要研究日冕三维重联零点区的粒子加速机制。从2002年11月16日太阳和日光层天文台（SOHO）磁记录的位场外推开始，我们首先进行了磁流体动力学（MHD）模拟与SOHO观测到的水平运动的光球边界的计算框。在零点的扇形平面中建立电流后，将演化的MHD数据的一个子部分用作等离子体的动力学粒子-单元模型的初始和边界条件。我们发现亚相对论电子加速主要是由电流片中的系统电场驱动的。在模拟的耀斑前阶段，能量形式呈幂律分布的非热电子群，其幂律指数约为-1.78。这项工作提供了第一步，弥合数百毫米的顺序和动力学尺度的顺序厘米在日冕的宏观尺度之间的差距，并解释了如何实现这样的跨尺度耦合利用物理修改或（等效）修改的性质常数。这些模拟具有极高的分辨率-高达1350亿个粒子和35亿个大小为17.5公里的网格单元-为研究类似太阳环境中的粒子加速提供了新的机会。
2013-07-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Exploring Standing and Reflected Slow-mode Waves in Flaring Coronal Loops: A Parametric Study Using 2.5D MHD Modeling
本文通过2.5维MHD模拟研究耀斑冕环中慢模波的激发与阻尼，发现显著增强的黏性是快速激发驻立慢波的关键，且温度结构对波动行为的影响大于密度结构，观测结果支持黏性大幅增强的模型。
2024-03-04 astro-ph.SR
Waves in Solar Coronal Loops
最近的观测揭示了日冕中普遍存在的磁流体动力学（MHD）波和振荡。本文综述了活动区冕环中主要存在的4种波（或振荡）现象的观测研究进展，包括耀斑引起的慢模振荡、快扭折模振荡、传播慢磁声波和泛在传播扭折（Alfvenic）波。本文不仅全面介绍了这些波和日冕地震学的各个方面，而且突出了新出现的或激烈争论的主题，从而为读者进一步研究他们感兴趣的主题提供了有益的指导。
2018-03-30 astro-ph.SR
Simulations of 3D Magnetic Merging: Resistive Scalings for Null Point and QSL Reconnection
从一个精确的，稳态的，无力的解决方案的磁流体动力学（MHD）方程，我们调查如何电阻电流层引起的扰动线束缚的三维磁平衡。这是通过在域中叠加弱扰动场来实现的，与边界由慢运动驱动的研究相反，如光球活动区中存在的那些。我们的目标是量化的电流结构是如何改变的贡献，所谓的准分界线层（QSL）的零点被转移到计算域之外。先前基于磁摩擦弛豫的研究表明，尽管QSL存在严重的磁力线梯度，但零的存在对于维持快速重联至关重要。在这里，我们探索这个概念，使用高分辨率的模拟完整的MHD的演变。我们发现，对于零点配置，峰值电流密度的电阻缩放接近$J\simη^{-1}$，而缩放要弱得多，即$J\simη^{-0.4}$，当只有QSL连接梯度提供一个网站的电流积累。
2016-01-08 astro-ph.SR
Wave transformations near a coronal magnetic null-point
本文通过三维数值模拟研究声学p模在日冕磁零点处的传播与模式转换，发现快波在零点聚焦并产生与驱动频率二次谐波相容的电流密度振荡，表明MHD波可能是磁零点周围振荡电流耗散和准周期性能量事件的重要来源。
2023-10-26 astro-ph.SR
Dynamic Topology and Flux Rope Evolution During Non-linear Tearing of 3D Null Point Current Sheets
本文详细描述了三维撕裂不稳定电流片中磁场零点附近的动态磁场。我们专注于在撕裂过程中形成的磁零点和磁通绳的演变。一般来说，我们发现，这两个磁结构都是在层内大量产生的，并且是非平凡相关的。我们研究了如何在分叉过程中创建和消灭空值，并描述了它们如何在当前层内演变。首先观察到的零分岔类型与电流层内的磁通绳对的形成有关。我们还发现，新的零形成这些磁通绳，内部重联和相邻的磁通绳相互作用。通量绳表现出复杂的演变，驱动的理想扭结和它们的相互作用与流出射流从主层的组合。不稳定层的有限大小也使我们能够考虑更广泛的影响磁通绳的产生。我们发现，不稳定的电流层作为一个源的扭转MHD波和动态编织的磁场。这些结果的影响，太阳物理学的几个领域进行了讨论。
2014-06-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Steady state reconnection at a single 3D magnetic null point
通过沿相反方向平流输送脊柱轴的相反足点，系统地对旋转对称的3D磁零点施加应力。该应力最终集中在零点附近，形成局部电流片，通过该局部电流片发生磁重联。我们的目的是寻找一个稳定的状态演变的电流片动力学，这可能提供系统的各种特征参数的标度关系。其次，通过数值求解非理想MHD方程的笛卡尔域的演变。零点嵌入在一个初始恒定的密度和温度等离子体。结果表明，连续剪切驱动可以在三维零点处建立准稳态重联过程。似乎不太可能实现真正的稳定状态，因为当前层倾向于增长，直到受到计算域的几何形状和施加的驱动轮廓的限制。然而，特征量之间的比率在一段时间后明显地稳定到稳定值，因此演化是准稳定的。实验显示了一些标度关系，但它们没有提供一个明确的共识，延伸到较低的磁电阻率或更快的驱动速度。需要更多的调查，以充分澄清在磁零点的电流片的属性。
2011-02-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
