Dependence of the Magnetic Energy of Solar Active Regions on the Twist Intensity of the Initial Flux Tubes
我们提出了一系列的数值实验模型的演变磁通量管与不同数量的初始扭曲。作为计算的结果，紧扭曲的管揭示了一个快速的两步出现的大气与轻微的放缓在表面，而弱扭曲的管显示了一个缓慢的两步出现等待更长的二次不稳定性被触发。这种两步涌现的图景与最近的观察结果高度一致。这些磁管在表面上显示出多个磁穹，表明二次浮现是由磁浮力不稳定性的交换模式引起的。至于最弱扭曲的情况下，管表现出细长的光球结构，从来没有上升到日冕。光球结构的形成是由于上升通量管的方位场分量的向内磁张力（即，管的扭曲）。当扭曲较弱时，方位场不能保持管子的相干性，管子在次绝热表面处横向延伸。此外，我们新发现的总磁能以上的表面上测量依赖于初始扭曲。强扭曲管遵循扭曲与磁能之间的初始关系，而弱扭曲管偏离了这种关系，因为这些管将它们的磁能存储在光球结构中。
2011-01-05 astro-ph.SR
Modelling magnetic flux emergence in the solar convection zone
当磁通量环出现在太阳光球层时，两极磁区就形成了。我们的目的是调查通量出现过程中的颗粒对流模拟。特别是，我们的目标是确定的情况下，磁浮力提高通量出现率（否则仅由对流上升流驱动）。我们使用三维数值模拟，解决可压缩磁流体动力学方程的水平周期笛卡尔域。将水平磁通量管插入充分发展的流体动力学对流中。我们系统地改变初始场强，管的厚度，沿管轴的初始熵分布和磁雷诺数。在中等磁雷诺数的低磁普朗特数区（Pm<1），我们发现通量管总是对对流扰动有一定的敏感性。然而，较强的通量管往往比较弱的通量管更有效地保持其结构。在最强的初始场情况下，磁浮力确实增强了通量出现率，并且当我们增加通量管的宽度时，这种增强变得更加明显。这也是在较高的磁雷诺数的情况下，虽然通量出现率通常较低，在这些较少耗散的模拟，因为对流干扰的通量管是更有效的，在这些情况下。这些模拟似乎是相对不敏感的初始条件的精确选择：对于一个给定的流量，磁通管的演变主要是由初始磁场分布和磁雷诺数。
2012-08-08 astro-ph.SR
Large-Scale Magnetic Field Fragmentation in Flux-Tubes Near the Base of the Solar Convection Zone
湍流热扩散率的磁淬火导致大尺度场的不稳定性，并产生空间隔离的增强场区域。这一结论是从平均场磁流体力学的框架，允许热扩散率依赖于磁场的线性稳定性分析。与11年的太阳活动周期相比，不稳定性的特征增长时间很短。增加的场区域的特征尺度以数十兆米计。这种不稳定性可以产生磁不均匀性，磁不均匀性浮升到太阳表面形成太阳活动区。磁场集中的磁能与有源区的能量在数量级上一致。
2018-10-15 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
The Rise of Active Region Flux Tubes in the Turbulent Solar Convective Envelope
本文利用旋转球壳湍流对流中的薄通量管模型研究了活动区尺度通量管如何从对流区底部迅速上升到太阳表面附近。我们研究了对流区底部的环形通量管，其场强范围为15 kG至100 kG，初始纬度范围为1度至40度，总通量为10^22 Mx。我们发现，从15 kG到100 kG的初始场强增加的磁通管的动态演化的变化从对流为主的磁浮力为主。在100公斤，欧米茄形上升环的发展主要是由磁浮力不稳定性的增长控制。然而，在低场强为15千克，上升的欧米茄形回路的发展在很大程度上是由对流控制的，和属性的新兴回路显着改变相比，以前的结果在没有对流。随着对流，上升时间大大减少（从几年到几个月），环路能够出现在低纬度地区，出现环路的倾斜角与乔伊定律一致，初始场强大于或等于40千克。我们还研究了其他的不对称性，发展之间的领先和落后的腿的新兴循环。把所有的结果放在一起，我们发现，大约40 - 50 kG的中档场强产生新兴的循环，最符合太阳活动区的观测特性。
2011-09-01 astro-ph.SR
Nonlinear Evolution of Axisymmetric Twisted Flux Tubes in the Solar Tachocline
数值研究了薄球壳中磁场和流体流动的演化。我们把初始场看作是一个纬向受限的、主要是环形的磁通管。对于纯粹的环形，无扭曲的通量管，我们恢复以前已知的径向粉碎不稳定性，并进一步表明，在非线性制度，这些不稳定性可以非常有效地破坏原来的领域。对于也包括极向分量的扭曲通量管，存在几种可能性，包括径向破碎不稳定性的抑制，但也有更直接的诱导演化，这是因为扭曲通量管通常不是控制方程的平衡解。
2009-12-29 astro-ph.SR
Direct evidence: twisted flux tube emergence creates solar active regions
太阳活动区形成的磁性是理解太阳活动，特别是太阳爆发的核心。在许多理论研究、模拟和观测解释中使用的一个广泛的模型是，活动区的基本结构是由一个大的预扭曲磁场管产生的。尽管有合理的理由和各种代理的可用性表明这个模型的准确性，但还没有任何直接的观测证据表明大扭曲磁通量管的出现。因此，基本的问题是，“活动区是由大的扭曲通量管形成的吗？”仍然开放。在这项工作中，我们肯定地回答了这个问题，并提供了直接的证据来支持这一点。我们这样做，通过调查一个强大的拓扑量，称为磁绕组，在太阳观测。这个数量，结合目前可用的其他特征，提供了第一个直接证据，表明大扭曲通量管确实出现创造活动区域。
2021-06-22 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
The effect of magnetic twist on resonant absorption of slow sausage waves in magnetic flux tubes
观测表明，扭曲的磁通量管存在于整个太阳的大气层中。本文的主要目的是获得磁扭转存在下香肠模态的阻尼率。利用Sakurai等人（1991）得到的连接公式，我们研究了光球层条件下慢连续谱中香肠模的共振吸收。我们推导了色散关系并进行了数值求解，从而得到了慢表面香肠模的频率和阻尼率。我们的结论是，磁扭曲可以导致较强的阻尼相比，无扭曲的情况下。
2019-03-11 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
Resonant absorption of kink oscillations in coronal flux tubes with continuous magnetic twist
日冕扭曲磁场的存在有观测证据。本文研究了磁通量管中磁流体动力学（MHD）扭折波的共振阻尼。考虑了具有连续磁扭转和径向非均匀密度分布的管的实际模型。利用线性MHD方程组在密度不均匀区外的解，通过与薄过渡层边界层上的解的适当联系，得到了扭折波的色散关系。研究了波浪的振荡频率和阻尼率与扭转参数和纵向波数的关系。对于本文所考虑的通量管参数，我们得到快速阻尼的扭结波的观测。为了证明这种快速阻尼的合理性，根据方位角扭结模式数的符号，$m=+1$或$m=-1$，背景磁场必须分别具有左手或右手扭曲轮廓。对于这里考虑的模型，共振吸收只发生在扭转参数是在由密度对比度指定的范围内。
2019-09-21 astro-ph.SR
The Emergence of a Twisted Flux Tube into the Solar Atmosphere: Sunspot Rotations and the Formation of a Coronal Flux Rope
我们提出了一个三维模拟的动态出现的扭曲的磁通量管从太阳对流层的顶层到太阳大气和日冕。据发现，在短暂的初始阶段的磁通量出现期间，两极的双极区域成为分离和相交的光球管成为垂直的，显着的旋转运动设置在每个极性内。两个极性的旋转运动被发现扭曲了出现的字段的内部场线，使他们改变他们的方向成一个相反的配置（即从负极性指向正极性的中性线）。结果，在日冕中形成了具有S形、浸入的芯场的磁通绳，并且随着磁通绳足点的扭曲继续，磁通绳的中心在日冕中以增加的速度上升。两极的旋转运动是非线性扭转阿尔芬波沿着通量管传播的结果，它将显著的扭曲从通量管的内部部分传输到其扩张的冠状部分。这是一个基本的过程，其中扭曲的通量绳在日冕中发展，并增加扭曲和磁能，导致太阳爆发。
2009-03-06 astro-ph.SR
Additive Self Helicity as a Kink Mode Threshold
在本文中，我们提出了Longcope和Malanushenko（2008）引入的加性自螺旋度在复杂平衡的扭结不稳定性中起作用，类似于薄通量管的扭曲螺旋度（Hood和Priest（1979），Berger和Field（1984））。我们通过Fan和Gibson（2003）的模拟计算扭曲通量管的加性自螺旋度来支持这一假设。随着更多的扭曲被引入，附加自螺旋度增加，并且在附加自螺旋度达到$H_A/Φ^2\approx 1.5$的值之后，管的扭结不稳定性与附加自螺旋度的下降一致（其中$Φ$是管的通量，并且$H_A$是附加自螺旋度）。我们比较了加性自螺旋度和扭曲的一个薄的子部分的管，以说明$H_A/Φ^2$是等于扭曲数，研究了伯杰和字段（1984年），当薄通量管近似是适用的。我们建议，当薄通量管近似不适用时，可以把$H_A/Φ^2$量看作是扭曲数的推广。广义扭曲数的阈值可能被证明是非常有用的研究复杂的平衡，就像扭曲数本身被证明是有用的研究理想化的薄通量管。我们明确地描述了一种计算加性自螺旋度的数值方法，其中包括用于识别磁通束所占据的域的算法和计算局限于该域的潜在磁场的方法。我们还描述了一种数值方法来计算扭曲的薄通量管，使用框架沿轴向传输的管。
2009-09-27 astro-ph.SR
Twisted magnetic flux tubes in the solar wind
太阳风中的磁通量管在从太阳表面传输时会发生扭曲，在太阳表面，由于光球运动，这些管会发生扭曲。提出了利用磁扭曲管通过卫星时的总压（热压+磁压）变化来探测磁扭曲管的方法。我们发现，几个观察到的扭曲管的总压类似于理论预期的配置文件。孤立磁管的扭曲可以解释管壁处磁场方向的突变。我们还发现了一些证据表明，通量管壁可以与等离子体的局部加热和质子和电子温度升高。对于与帕克螺旋线对齐的管，可以从磁场方向的变化来估计扭曲角。扭曲管的稳定性分析表明，具有均匀扭曲的管的临界扭曲角为70 $^0$，但由于管相对于太阳风流的运动，该角度可以进一步减小。扭曲较强的管子不稳定到扭结不稳定，因此它们可能达不到1AU。
2014-02-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Twisted flux tube emergence from the convection zone to the corona II: Later states
磁通量出现的三维模拟进行了计算域跨越对流区的上层到较低的日冕。我们使用奥斯陆交错编码求解非灰和NLTE的磁流体力学方程和热传导沿磁场线的辐射转移。在本文中，我们集中在后期阶段的模拟和研究的结构的演变上升的通量在上色球层和日冕，新兴的通量和弱的日冕磁场之间的相互作用最初存在，和相关的动力学。在底部边界注入的通量管上升到光球层，在那里它大部分保留下来。然而，通量管的某些部分变得不稳定，并以补丁的形式扩展到上层色球层。通量迅速向日冕扩展，将日冕和过渡区的物质推到一边，将过渡区提升并保持在光球层上方5毫米以上的高度，持续很长一段时间。在日冕和过渡区的预先存在的磁场被扰动的传入通量和重新定向的一系列高焦耳加热事件。低密度结构在日冕中形成，而在稍后的时间，高密度的对流结构出现在膨胀通量的下部。这些和其他结构的动力学进行了讨论。而焦耳加热由于扩大通量是偶发性的，它增加了相对强度作为新的磁场上升，并成为积极的重要在上部色球层和日冕在以后的时间。计算了色球、过渡区和日冕谱线，讨论了它们对出射膨胀流扰动的响应。
2009-06-30 astro-ph.SR
Effect of magnetic twist on nonlinear transverse kink oscillations
磁扭曲被认为在太阳大气的许多结构中起着重要的作用。扭曲的作用之一是改变磁管本征模的性质。在线性制度常设扭结解决方案的特点是沿扭曲管的横向位移的偏振的变化。在非线性制度，磁扭曲影响的剪切不稳定性，出现在管边界时，它是横向振荡的发展。这些Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）要么是由在管的内部和外部之间的尖锐边界的边缘处的速度的方位角分量中的跳跃产生的，要么是由当存在光滑的非均匀层时由相混合产生的连续的小长度尺度产生的。在这项工作中，扭转的效果是一致的调查，通过解决时间相关的问题，包括能量转移到非均匀层的过程。结果发现，扭曲总是延迟出现的剪切不稳定性，但薄的非均匀层的管的效果是相对较小的中等值的扭曲。相反，对于具有厚层的管，扭曲的影响要大得多。这可能有一些重要的影响，对横向扭结模式和KHI本身的观测。
2017-12-19 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
Least-Squares Fitting Methods for Estimating the Winding Rate in Twisted Magnetic-Flux Tubes
我们探讨最小二乘拟合方法估计的缠绕率的磁场线的轴扭曲磁通量管。这些方法通过找到一组参数的值来估计缠绕率，这些参数对应于磁场测量值与来自扭曲磁通管模型的预测值之间的差异的最小值。对于拟合中使用的通量管模型，我们假设磁场是静态的、轴对称的，并且在垂直方向上不变化。使用无误差，合成矢量磁场数据与扭曲的磁通量管模型构建，我们测试的拟合方法在恢复真实的绕组率的功效。此外，我们演示了如何假设内置到用于拟合的磁通管模型的影响的准确性的缠绕率估计。我们确定的磁通管内的绕组率的径向变化作为一个假设，可以有一个显着的影响绕组率估计。我们表明，所造成的错误，使一个固定的，不正确的假设的径向变化的缠绕率可以在很大程度上避免直接拟合的径向变化的缠绕率。我们调查的其他假设包括缺乏在用于拟合的通量管模型中的方位角和垂直方向上的场的变化，以及通量管轴的倾斜度、曲率和位置。当观测到的磁场偏离用于拟合的通量管模型时，我们发现缠绕率估计可能是不可靠的。我们的结论是，在这项调查中使用的磁通量管模型可能是太简单了，产生可靠的估计在太阳磁场结构的磁力线的缠绕率一般，除非有额外的信息来证明选择的磁通管模型用于拟合。
2012-10-11 astro-ph.SR
The 3D behavior of a twisted flux tube expanding in the corona: reconnection, writhe and jets
我们讨论了磁重联的一些方面，这可能有助于理解磁等离子体相互作用的许多方面。我们将表明，经常观察到的螺旋结构的极性喷流是一个自然的结果，磁螺旋度守恒在3D重联驱动的两个部分的碰撞新兴的磁通量管内的单一出现的循环。我们通过求解具有均匀初始扭转的随时间变化的理想MHD方程来执行3D模拟。我们推断，高度扭曲的磁通量的出现引入了几个零点，这反过来又导致在最近的部分在一个单一的环路内的磁场的相反方向之间的重联和释放的形式的螺旋状喷射发射的被困扭曲。
2011-03-19 astro-ph.SR
Sunspot rotation. II. Effects of varying the field strength and twist of an emerging flux tube
上下文对通量出现的观测表明，太阳黑子内部可能会产生旋转速度。然而，这种旋转对次光球场强度和扭曲的依赖性在很大程度上仍然是未知的。目标。本文研究了光球层下出现的磁通量管的初始场强和扭曲度对光球层黑子旋转的影响。方法.我们考虑一个简单的模型的分层域的亚光球内层和三个上覆的大气层。一个扭曲的拱形通量管插入内部，并允许上升到大气中。为了实现这一点，MHD方程求解使用拉格朗日重映射代码，Lare3d。我们通过独立地改变亚光球磁场强度和扭曲来进行参数研究。结果改变初始的磁场强度和扭曲会显著地影响管的演化和光球层的旋转运动。旋转角，涡度和电流表现出直接依赖于初始场强。我们发现，磁场强度的增加增加的角度，通过其中的磁力线旋转，延伸到大气中的磁力线的长度，和传输到大气中的磁能。这也会影响内部的残余扭曲量。场线的长度是至关重要的，因为我们预测每单位长度的扭曲在较长的场线上平衡到较低值。当我们修正扭转时，由于扭转对作用在管上的张力的复杂影响，没有发现这种直接的依赖关系。然而，在诸如旋转角、螺旋度和自由能等数量上仍然有一个明确的顺序，其中较高的初始扭曲情况与旋转更快的太阳黑子有关，将更多的螺旋度和磁能输送到大气中。
2016-05-24 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Axisymmetric Modes in Twisted Magnetic Flux Tubes
最近的研究表明，磁扭曲和轴对称磁流体模在太阳大气中普遍存在，因此，研究这些模的共振吸收对太阳大气中磁通量管的加热和观测到的阻尼具有重要意义，已成为一个紧迫的问题。本文首次计算了弱扭转磁通量管内轴对称磁流体动力学波的阻尼率。我们的目的是调查这些模式的太阳大气条件下的共振阻尼的影响。本文的分析研究是基于一个理想化的配置直磁通量管与弱磁扭曲的内部以及外部的管。利用\cite{Sakurai:1991aa}导出的守恒律和最近由\cite{Giagkiozis:2015apj}得到的弱扭曲通量管的解析解，我们导出了Alfvén连续谱中共振阻尼轴对称模的色散关系.我们还得到了一个有见地的解析表达式的阻尼率在长波长的限制。此外，它表明，纵向磁场和密度，这是允许连续变化的非均匀层，对阻尼时间有显着的影响。考虑到太阳大气的条件，共振阻尼轴对称模式很可能是普遍存在的，并在能量耗散中发挥重要作用。我们还认为，鉴于这些波的性质，它们很可能已经以阿尔文波的形式被观察到。
2017-06-29 astro-ph.SR
Magneto-Acoustic Waves in Magnetic Twisted Flux Tube
目前，许多关于磁通量管内磁流体动力学波诊断的工作都是建立在前人工作的基础上，没有考虑磁扭转的贡献。其他工作考虑了对磁流体力学波的影响，但他们提出的色散关系只给出了m= 0，1，2的波模。不存在m=-1的扭结模式。因此，在这项工作中，我们想提出一个完整的色散关系，包括磁扭曲和波模式的m=-1。与m=+1波模类似，m=-1波模在有限kr 0处也表现出从体模到面模的模式变化。该模式的相速度通常小于m=+1模式的相速度。色散关系图中m=+1/-1模的谐波曲线关于特征速度（例如通量管中的管速度）近似对称。在现有色散关系的基础上，我们重新讨论了太阳黑子中的螺旋波图案问题，发现在线性微扰分析的框架下，磁扭曲对它们的形态没有很大的影响。
2021-01-08 astro-ph.SR
Vortex Tubes of Turbulent Solar Convection
研究太阳对流的湍流特性对于理解太阳表面观测到的多尺度动力学是极其重要的。特别是，最近的高分辨率观测揭示了无处不在的旋涡结构，数值模拟表明了涡管动力学和磁场组织之间的联系，并显示了涡管相互作用在太阳声波激发机制中的重要性。本文利用辐射流体力学大涡模拟方法研究了太阳表面附近强湍流对流中涡管的形成机制。对模拟数据的分析表明了涡管形成的两个基本过程：1）对流颗粒内部小尺度对流不稳定性的发展; 2）颗粒间剪切流的Kelvin-Helmholtz型不稳定性。我们的分析表明，在这些过程中，涡旋拉伸是太阳上产生小尺度涡度的主要来源。
2012-01-12 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
Numerical Experiments on the Two-step Emergence of Twisted Magnetic Flux Tubes in the Sun
本文给出了从太阳对流层（~ 20，000 km）上升到日冕的扭曲磁通量管的横截面演化的二维数值实验的新结果。初始深度是以前大多数计算的10倍深，这些计算集中在最上层对流区的通量出现。我们发现，该演变是由下面描述的两个步骤的过程说明：最初的管上升，由于其浮力，受到气动阻力，由于外部流。由于磁场的方位角分量，管保持其相干性并且不变形而成为涡旋辊对。当通量管接近光球层并充分膨胀时，上升管上的等离子体积聚起来，抑制了通量管的出现。因此，通量减速并在表面下方水平延伸。这一新发现归功于我们同时计算内部和表面以上动态的大规模模拟。随着表面周围磁压梯度的增加，磁浮力不稳定性被局部触发，结果，通量进一步上升到日冕。我们还发现，减速发生在一个更高的高度比我们以前的实验中使用磁通量片（鸟海和横山）。通过进行参数研究，我们研究了上升通量管两步出现的条件：在-20，000 km深度处，场强> 1.5 × 10 ^4 G，扭曲度> 5.0 × 10 ^-4 km^-1。
2011-05-10 astro-ph.SR
Numerical Study on Emergence of Kinked Flux Tube for Understanding of Possible Origin of Delta-spot Regions
我们进行了磁流体动力学模拟，一个地下扭曲扭结不稳定的通量管出现从太阳内部的日冕。与之前基于扭结管的身体出现的预期不同，我们发现扭结管可以自发地在光球层形成复杂的四极结构。由于扭结不稳定性在出现之前的发展，尽管管的其他部分仍然强烈扭曲，但是管的扭结顶点处的磁扭曲大大减小。这导致了一个复杂的四极结构的形成：一对相干的，强扭曲的斑点和一个狭窄的复杂的双极对之间。四极是由淹没的一部分出现的磁场。这一结果是相关的复杂的多极$δ$ -点区域，有一个强大的磁剪切和极性取向不遵循海尔-尼科尔森和乔伊定律的起源的理解。
2015-11-09 astro-ph.SR
Interactions of twisted $Ω$-loops in a model solar convection zone
本研究旨在探讨磁场浓度在上升过程中通过对流层产生复杂活动区的能力，即强相互作用。要做到这一点，我们进行数值模拟的浮力磁结构的演变和相互作用的模型太阳对流区。我们首先产生一个旋转对流的三维模型，然后引入理想化的磁结构接近底部的计算域。这些结构具有一定程度的磁力线扭曲，并且它们在经度上的特定延伸上具有浮力。由此产生的扭曲的$Ω$ -环，从而将发展内的球形对流壳层拥有大规模的平均流量。我们目前的结果，两个这样的循环与各种初始参数（主要是浮力和扭曲）和新兴的磁场的复杂性之间的相互作用。在协议的分析预测，我们发现，如果环被引入相反的手性和相同的轴向场方向或相同的手性，但相反的轴向场，他们对彼此反弹。然后，新兴区域由两个分离的双极结构构成。相反，如果线圈被引入具有相同方向的轴向和外围磁场，并且如果足够接近，则它们在上升时合并。这种更有趣的情况下产生复杂的磁结构，具有高度的非中和电流，特别是当对流运动对磁场起重要作用时。这表明这些相互作用可能是产生爆发事件（如耀斑或CME）的良好候选者。
2018-03-13 astro-ph.SR
Magnetic Twist and Writhe of Active Regions: On the Origin of Deformed Flux Tubes
我们研究了一组22个双极活动区（AR）的长期演化，其中主要的光球极性被认为是在几个太阳旋转期间围绕另一个旋转。我们首先表明，差分旋转是不是在这个大的倾斜角的变化的起源。这种扭曲的一个可能来源是对流区底部扭结不稳定性的非线性发展;这意味着形成了一个非平面的通量管，当穿过光球出现时，会显示出所观察到的光球极性的旋转。由这种机制变形的磁通管的一个特点是，它们的磁扭曲和扭动应该具有相同的符号。从所观察到的演变的倾斜的双极，我们推导出的符号形成每个AR的磁通管的扭动，而我们计算的符号从横向场测量的扭曲。比较磁扭曲和磁扭动的旋向性，我们发现，在20个能明确确定磁扭曲符号的例子中，只有不超过35%的例子中存在扭结不稳定的磁通管。由于最多只有一小部分的倾斜演化可以解释这个过程中，我们讨论的作用，其他机制可能发挥推断变形。我们发现，在22例中，有36%的情况可能是由于磁流管穿过对流区时科里奥利力的作用造成的。此外，由于几个双极在其旋转的平均环（东-西）方向或旋转远离它，我们建议，所有这些通量管的变形的一个可能的解释可能在于在对流区的等离子体的大尺度涡旋运动的相互作用，也包括光球或浅亚光球大尺度流。
2014-11-20 astro-ph.SR
Impact of subsurface convective flows on the formation of sunspot magnetic field and energy build-up
强烈的太阳耀斑发生在$δ$ --以单个半影中相反极性的磁通量为特征的斑点。对流湍流会强烈影响通过从对流区到光球层的通量出射形成太阳黑子。对流对$δ$ -斑的形成有多重要还没有被证明。本研究的目的是揭示对流区对流对太阳黑子磁场形成和演化的影响。利用辐射磁流体动力学程序R2D2模拟了对流区磁通量管的出现和输运过程。我们进行了93个模拟，通过分配扭曲的通量管在对流区的不同位置。结果，$δ$型和$β$型磁场分布仅由通量管周围对流的差异再现。$δ$ -斑是由光球上正负磁通量碰撞而形成的。$δ$斑点的单极和双极旋转是由磁扭曲和扭动驱动的，将磁螺旋度从对流区传输到日冕。我们探测到光球层中的非势磁场分布与对流区中下降羽流的位置之间有很强的相关性。在通量出现前h，可检测到$20$ - $30$的相关性。结果表明，通过探测对流区的下降流剖面，可以在光球层出现磁通量之前预测光球层的高自由能区。
2022-09-13 astro-ph.SR
On Signatures of Twisted Magnetic Flux Tube Emergence
Okamoto {\it et al.}（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 673}，215，2008;{\it Astrophys. J.} {\bf 697}，913，2009）已经将极性的变化宽度和水平磁场分量的反转的光球观测解释为活动区域内和沿着其内部极性反转线（PIL）的扭曲通量管的出现的特征。沿着PIL观察到一个灯丝，并假设活动区具有拱形结构。为了研究这种情况，MacTaggart和Hood（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 716}，219，2010）构建了出现在上覆拱廊中的扭曲圆柱体的动态通量出现模型。Okamoto {\it et al.} (2008，2009年）存在于模型中，尽管它们的基本物理机制不同。该模型还产生了两个额外的签名，可以通过观察来验证。第一个是在PIL两侧光球层中无符号磁通量的增加。第二个是与扭曲通量管出现相关的特征光球流剖面的行为。我们在AR 10953中寻找这两个签名，并发现沿着PIL出现扭曲通量管的负面结果。相反，我们解释的光球行为沿PIL指示光球磁抵消驱动的流量从占主导地位的太阳黑子。虽然我们反对通量出现在这个特定的区域内，工作表明理论和观测之间的重要关系，成功地发现和解释的签名通量出现。
2011-05-04 astro-ph.SR
Transverse kink oscillations in the presence of twist
磁扭曲被认为在日冕环中起着重要的作用。磁扭曲对稳定磁流体动力学（MHD）波的影响还不清楚，因为它们很少在相关情况下进行研究。本文的目的是研究磁扭曲对稳定横向扭折振荡的影响。本文数值计算了具有磁扭转的磁流体环模型的传播波和驻波的本征模。假设磁场的方位角分量与纵向分量相比较小。在我们的分析中，我们没有考虑共振阻尼模式或扭结不稳定性。对于非恒定扭转，MHD波模式的频率分裂，这对驻波具有重要影响。这是不同的退化的情况下，具有恒定的扭曲，其特征在于由一个方位角分量的磁场，线性增加的径向坐标的平衡模型。在扭曲的存在下，固定扭结的解决方案的特点是沿管的横向位移的偏振的变化。对于弱扭转，在细管近似下，驻模的频率不变，管以相应直管的扭结速度振荡。偏振的变化与扭曲程度成线性比例。这对扭结模式的观测有影响，因为偏振变化的检测可以用作估计振荡环路中扭曲的间接方法。
2012-10-30 astro-ph.SR
Observed Joys law of Bipolar Magnetic Region tilts at the emergence supports the thin flux tube model
研究通过观测双极磁区域的初始倾斜支持薄磁通管模型，揭示科里奥利力驱动磁通管倾斜的机制。
2025-11-05 astro-ph.SR
Low-latitude magnetic flux emergence on rapidly rotating solar-type stars
针对快速旋转类太阳恒星低纬黑子与磁通量浮现模型的矛盾，该研究通过弱管爆发增强机制说明，在更陡超绝热温度梯度下，100 kG通量管可产生高达500 kG磁场并实现低纬浮现。
2024-12-02 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. I: The Formation of Stable Coronal Flux Ropes
我们提出的结果从三维粘阻磁流体动力学（MHD）模拟的出现对流区磁通量管到太阳大气中包含一个预先存在的偶极日冕场，这是定向，以尽量减少与新兴领域的重新连接。我们观察到，出现的过程是能够产生一个日冕通量绳的转移扭曲的对流区发现在以前的模拟。我们发现，这个通量绳是稳定的，没有证据表明一个快速上升，并在日冕中的最终高度是由预先存在的偶极场的强度。我们还发现，虽然电流在初始对流区通量管几乎完全中和，由此产生的日冕通量绳进行了显着的净电流。这些结果表明，通量管的出现是能够创建非电流中和稳定的通量绳在日冕中，由上覆的潜在领域，被认为是日冕物质抛射的源磁配置拴系。
2013-08-28 astro-ph.SR
Evidence of Twisted flux-tube Emergence in Active Regions
在双极活动区（AR）的出现阶段观察到延长的磁极性。这些扩展的功能，称为磁舌，被解释为在形成AR的环形磁通管中的磁通量的方位角分量的结果。我们开发了一种新的系统和用户独立的方法来识别AR舌头。我们的方法是基于确定和分析的AR主极性反转线（PIL）的演变。通过测量PIL方向和与AR主双极轴正交的方向之间的锐角[ tau]来量化舌片的影响。我们应用一个简单的模型来模拟双极AR的出现。该模型使我们能够解释磁舌对表征AR的参数（例如，PIL倾角和倾斜角及其演变）的影响。在这个理想化的运动涌现模型中，τ是扭曲度的单调递增函数，并且与磁螺旋度具有相同的符号。我们系统地将我们的程序应用于一组双极AR，观察出现在视线磁图超过八年。对于大多数研究的情况下，舌头只有一个小的影响AR倾斜角，因为舌头有一个更低的磁通量比更集中的主极性。从观测到的演化的τ，校正的倾斜角的时间演变和AR完全出现时，其最终值，我们估计的平均数量的匝数在subphotospherically新兴的通量绳。除一个外，41个观测到的AR值均低于1。这表明亚光球层的磁通绳通常具有较低的扭曲量，即高度扭曲的磁通管是罕见的。我们的研究结果表明，PIL的演变是一个强大的指标存在的舌头和限制的数额扭曲新兴磁通管
2015-05-07 astro-ph.SR
Dynamo action and magnetic buoyancy in convection simulations with vertical shear
太阳黑子形成的一个假设是，在速跃层强烈的径向剪切力产生的磁通量管浮起。在这种情况下，磁场必须超过一个阈值，然后才能浮起来，并出现在整个对流区。我们遵循随机种子磁场的演变，目的是研究在什么条件下有可能激发发电机的不稳定性，以及发电机产生的磁场是否会变得不稳定，并出现在磁通管上下文中预期的表面。我们进行数值模拟的可压缩湍流对流，包括垂直剪切层。像太阳速跃层一样，切变位于对流层和稳定层之间的界面。我们发现剪切和对流能够放大初始磁场，形成大尺度的细长磁结构。磁场强度取决于几个参数，例如剪切振幅、剪切层的厚度和位置以及磁雷诺数（$\Rm$）。每当环形磁场达到大于接近均分值的阈值的幅度时，它就变得有浮力并上升到对流区中，在对流区中它膨胀并形成蘑菇形结构。某些浮现事件，即初始场振幅最大的事件，能够到达域的最上层。这些事件能够修改对流模式，形成更广泛的对流单体或对流涡在该领域的方向上延长。然而，在这些事件中，场都不保持其初始结构。
2011-02-16 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
Incompressible MHD modes in the thin magnetically twisted flux tube
上下文观测表明扭曲的磁场自然存在，而且确实在太阳的大气层中无处不在。因此，研究沿扭曲磁通量管传播的磁流体动力学（MHD）波模的类型，在太阳大气波研究中具有重要的理论意义。目的。在理想磁流体力学框架下，研究了m ≥ 1的扭转磁通量管的小振幅不可压缩波模式。允许管内外的轴向磁场强度变化，以确保结果不仅限于冷等离子体平衡条件。方法.在长波近似下，解析地导出了这些不可压缩线性MHD波模的色散方程。结果它示出，在长波长的限制，这两个频率和径向速度分布的m = 1的扭结模式是完全不受影响的内部背景磁扭曲的选择。然而，具有大于或等于2的m的开槽模式对所选择的磁扭曲的特定径向轮廓敏感。此外，由于背景扭曲，对于波纹模式引入了低频截止，而对于扭结模式不存在低频截止。从观测的角度来看，虽然磁扭曲不影响长波长扭结模式的传播，但对于凹槽模式，它将有利于或不利于传播，这取决于波相对于背景扭曲符号的传播方向。
2017-07-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Helicity Fluxes and Hemispheric Helicity Rule of Active Regions Emerging from the Convection Zone Dynamo
本研究利用三维非线性平均场太阳发电机模型，探究对流区浮现的双极磁区的螺旋度通量等参数，明确了不同演化阶段螺旋度通量的主导来源，为理解太阳活动区半球螺旋度规则提供了依据。
2025-08-01 astro-ph.SR
High mode magnetohydrodynamic waves propagation in a twisted rotating jet emerging from a filament eruption
研究了2013年4月10- 11日暗条爆发产生的旋转喷流上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.喷流的演化表明其边界处的团状结构，这可能是KHI发展的可观察特征之一。我们模拟的射流作为一个扭曲的旋转轴向移动的磁通量管和探索的基础上的理想磁流体动力学的框架内导出的色散关系的运行MHD模式的传播特性。在高模MHD波的激发下，可以探测到波长在$12$ ~ $15$ ~Mm范围内、不稳定性发展时间在$1.5$ ~ $2.6$ ~min范围内的不稳定MHD波。方位角模数$m$的大小主要取决于内部磁场的扭曲。结果表明，在弱扭曲磁通量管中，方位角模数为$m = 16$，而在中等扭曲磁通管中，方位角模数为$18$。
2018-05-19 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in a 3D magnetohydrodynamic simulation of an emerging flux tube with a non-uniform twist
Department of Physics, University of Ioannina（约阿尼纳大学物理系）
本文通过三维电阻MHD模拟，研究带有非均匀扭缠的浮现通量管的磁通量抵消，发现其产生多极结构、抵消率达1.1×10^19 Mx hr^-1，内部通量抵消可重构磁场并驱动爆发喷流。
2026-10-09 astro-ph.SR
Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results
本文描述了一个三维有限差分球面滞弹性MHD（FSAM）程序，用于模拟太阳对流层中的亚音速动力学过程。该代码与广泛使用的全球频谱animals MHD代码，ASH（滞弹性球谐函数）的比较表明，FSAM产生对流的统计特性和平均流量类似的ASH结果。使用FSAM，我们首先模拟旋转的太阳对流在一个部分球壳域，并获得一个统计稳定的，巨细胞对流与太阳一样的差异旋转。然后，我们插入浮力环形通量管附近的对流信封的底部，并模拟在巨细胞对流的存在下的通量管的上升。我们发现，浮力通量管的初始场强为100公斤，磁浮力在很大程度上决定了上升的管，虽然强大的向下流动产生显着的起伏和扭曲的形状出现$Ω$形的环路。对流显著地减少了通量管的顶点到达顶部所需的上升时间。对于我们模拟的弱扭曲和无扭曲的情况下，顶点部分被发现几乎径向上升到顶部在大约一个月，并产生一个新兴的区域（在光球以下约30微米的深度）与活动区倾斜一致的整体倾斜角，虽然出现的模式是更复杂的情况下，没有对流。在顶部边界附近的深度约为30毫米，新兴的通量显示出逆行的纬向流约345米/秒，相对于平均流量在该纬度。
2013-05-28 astro-ph.SR
Twist, Writhe & Helicity in the inner penumbra of a sunspot
本工作的目的是确定扭曲，扭动，和自磁螺旋的半影细丝位于太阳黑子的内部半影。在这种程度上，我们反转的数据与分光偏振仪（SP）与SIR（斯托克斯反演响应函数的基础上）的代码登上日出。对于三维几何模型的构建，我们采用遗传算法最小化的磁场矢量和净磁流体动力学力的发散，因此，力免费的解决方案将达到如果可能的话。我们估计了两个代理的磁螺旋度在文献中经常使用的：无力参数和电流螺旋度项。我们发现，这两个代理人只是定性指标的本地扭曲的磁场在研究中的区域显着偏离的无力配置。局部扭转仅在两侧符号相反的明亮半影丝的边界处显示出显著值。这些位置与大电流精确相关。半影结构的平均扭曲（和扭动）很小。棘（背景中的黑色细丝）几乎没有扭动。棘内单位长度的扭动随管长的增加而减小。因此，当管更水平时，与脊柱内相关的管的轴较少扭曲。由于棘的扭动非常小，我们可以得出结论，只有当管包括棘内边界时，扭动才达到显著值。
2011-11-17 astro-ph.SR
Solar Jet on 2014 April 16 Modeled by Kelvin--Helmholtz Instability
我们在这里研究的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的出现在一个快速喷流2014年4月16日由大气成像组件（AIA）在不同的紫外和EUV波长的太阳动力学天文台（SDO）上观察。喷流的演化表明其边界上存在团状结构，这可能是KHI的观测证据。我们将射流模拟为一个半径为$a$的圆柱磁通量管，它嵌入一个磁场B_i中，周围是一个具有磁场B_e的静止磁化等离子体。我们探讨的扭结MHD模式沿射流，可以成为不稳定的KHI，如果它的速度超过一个临界值的传播。关于磁场拓扑，我们考虑三种不同的配置，特别是（i）空间均匀的磁场（无扭磁通管），（ii）内部（标签“i”）扭曲的磁场和外部均匀的（标签“e”）（单扭磁通管），和（iii）内部和外部扭曲的磁场（双扭磁通量管）。假设两种介质rho_i和rho_e中的等离子体密度是均匀的。密度对比度用两种方法定义：第一种是rho_e/rho_i，第二种是rho_e/（rho_i + rho_e）。计算结果表明，在无扭和单扭流量管的所有情况下，在可达的流速下都可能发生KHI。然而，结果表明，在双扭磁通管的情况下，只有当密度差由比率rho_e/（rho_i} + rho_e）计算时，KHI才能以可接近的射流速度合并。估算出的KHI发展时间和4 μ m波长的扭结波相速度分别在1- 6.2 min和202- 271 km/s范围内-这对模拟的喷流是合理的。
2017-11-29 astro-ph.SR
Modeling the Subsurface Evolution of Active Region Flux Tubes
我目前的结果从一组3D球壳磁流体模拟的浮力上升的活动区通量管在太阳内部，把新的约束的初始扭曲的地下管，以使他们出现与所观察到的乔伊的法律，太阳活动区的平均倾斜的倾斜角一致。由于$Ω$形管通过科里奥利力的不对称拉伸，产生场强不对称性，其中引导侧具有更大的场强，因此与跟随侧相比更有凝聚力。此外，磁通量在领先的腿显示出更多的相干值的本地扭曲$α\equiv {\bf J} \cdot {\bf B} / B^2$，而在以下腿的值显示出大的波动和混合的迹象。
2009-01-13 astro-ph.SR
On the emergence of toroidal flux tubes: general dynamics and comparisons with the cylinder model
在本文中，我们研究了从太阳内部出现的环形通量管的动力学，通过光球和进入日冕。以前的许多理论研究通量出现使用扭曲的圆柱管在太阳内部作为初始条件。从这个模型中可以获得重要的见解，然而，它确实有缺点。由于致密的等离子体被困在磁陷中，并限制了其上升，因此管的轴永远不会完全露出。此外，由于整个管是浮力的，主要的光球足点（太阳黑子）不断地漂移。这些问题使得很难产生令人信服的太阳黑子对。我们的目标是解决这些问题，考虑不同的初始条件，即环形磁通管。我们进行了数值实验，并解决了三维MHD方程。动力学研究通过一系列的初始场强和扭曲。实验表明，环形磁通管的出现是高度动态的，并表现出丰富的各种行为。然而，为了实现这些目标，如果初始场强足够强，管的轴可以完全出现。此外，太阳黑子对不会不断地漂移。相反，其最大间距是原始环形管的直径。
2009-09-22 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability on coronal mass ejecta in the lower corona
通过研究沿其轴移动的均匀扭曲通量管中的扭结（$m = 1$）和$m = -3$磁流体动力学（MHD）模式变得不稳定的条件，我们模拟了下部日冕中日冕物质抛射物（CME）上成像的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。我们采用的色散关系的MHD模式来自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（从观测数据）和各种质量流速的色散关系数值求解。结果表明，模式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，管内磁力线的扭曲，和阿尔文马赫数的值（磁通量管内的管速度阿尔文速度的比率）。对于密度对比度为$0.88$、背景磁场比为$1.58$且归一化磁场扭曲为$0.2$的扭曲磁通量管，扭结（$m = -3$）模式（其中$m$是方位角模式数）的临界速度为$678$ km 1，s $^{-1}$，正如所观察到的那样。在KH波长为$18.5$ Mm和喷出物宽度为$4.1$ Mm处，该谐波的增长率等于$0.037$ s $^{-1}$，与观测结果一致。$m = -3$模的KH不稳定性也可以解释为什么KH涡旋只出现在CME的一侧。观测数据与计算数据的一致性表明，CME上的KH不稳定性可以用扭曲磁通管中沿其轴向运动的$m = -3$ MHD模的KH不稳定性来解释。
2014-11-24 astro-ph.SR
Twists in the flow: revisiting convective mixing in rotating stellar models. I. Effect on the stellar structure
Dartmouth College（达特茅斯学院）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理学与分子间介质实验室）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Radboud University Nijmegen（奈梅亨拉德堡德大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
本文研究了旋转混合长度理论（R-MLT）对恒星内部结构、对流混合和角动量传输的影响，发现R-MLT减小了核心的对流速度和混合长度，改变了核心-包层边界处的化学梯度和Brunt-Väisälä频率峰值。
2026-04-01 astro-ph.SR
Modeling the Rise of Fibril Magnetic Fields in Fully Convective Stars
许多完全对流的恒星表现出各种各样的表面磁性，包括恒星黑子和色球活动。磁场束如何穿过对流区的某些部分而出现在恒星表面，人们还不是很清楚。在太阳系的背景下，通过将磁性视为部分由理想化的薄通量管（TFT）组成，已经收集了对这一过程的一些见解。在这里，我们提出了一个大的TFT模拟的结果在一个旋转的球形域的对流代表0.3太阳质量，主序星。这是第一个研究如何在这样的恒星个别通量管可能上升的浮力，对流和差异旋转的综合影响下。一个随时间变化的流体动力学对流场，从单独的三维模拟计算的滞弹性方程，影响通量管，因为它上升。对流运动调制的形状最初浮力通量环，促进本地化的上升环路。在完全对流的恒星中，通量管有一种几乎平行于旋转轴上升的趋势。然而，强烈的差异旋转的存在允许一些最初低纬度中等强度的通量管发展出出现在近赤道地区的上升环。在较深的内部和较低的纬度，磁泵抑制通量管的全球上升最有效。这些模拟的结果旨在为完全对流恒星的发电机产生的磁场、流体运动和恒星黑子观测之间提供联系。
2016-06-01 astro-ph.SR
Turbulent convection as a significant hidden provider of magnetic helicity in solar eruptions
本文通过深对流区磁通量浮现的数值模拟，揭示湍流对流可使无扭缠磁通量稳定到达太阳表面形成黑子，并通过湍流扭缠注入可观磁螺度，从而为太阳耀斑爆发提供隐藏的螺度来源。
2023-05-30 astro-ph.SR physics.space-ph
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 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
Flute and kink instabilities in a dynamically twisted flux tube with anisotropic plasma viscosity
磁通量管，如那些在太阳日冕受到一些不稳定性。其中重要的是扭结不稳定性，它在日冕加热的纳米耀斑理论中起着核心作用，因此在数值模拟中，它通常是由严格控制的扰动引起的，并孤立地研究。相比之下，我们发现，当我们的磁流体动力学通量管模拟的动态扭曲的流动在边界开槽模式的不稳定性很容易被激发。我们还发现，长笛不稳定性，这已经被理论化，但很少观察到在日冕的情况下，强烈增强等离子体粘度假设各向异性。我们继续调查的电阻率和各向异性和各向同性模型的粘度的参数的值的范围内的凹槽和扭结不稳定性之间的共存和竞争。我们的结论是，虽然凹槽不稳定性不能阻止扭结最终占主导地位，它可以显着延迟其发展，特别是在强粘性各向异性引起的强磁场。
2022-03-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Analysis of BMR tilt from AutoTAB catalog: Hinting towards the thin flux tube model?
Indian Institute of Technology (Banaras Hindu University)（印度技术学院（贝拿勒斯印度教大学））；Southwest Research Institute（西南研究所）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Center of Excellence in Space Sciences India, IISER Kolkata（印度空间科学卓越中心，加尔各答印度科学教育研究所）
本研究通过分析 AutoTAB 跟踪的 BMR 数据，评估薄磁通管模型的有效性，发现 BMR 倾斜与磁通量、科里奥利力和磁浮力有关。
2024-03-14 astro-ph.SR
Dynamics of Magnetized Vortex Tubes in the Solar Chromosphere
我们使用3D辐射MHD模拟调查的形成和动力学的小规模（小于0.5微米直径）涡管自发产生的湍流对流在安静的太阳区域与最初的弱平均磁场。结果表明，涡管进入色球层后，对太阳大气的结构和动力学有着重要的影响。涡流管主要集中在颗粒间通道，其特征是强烈的（近音速）下降流和旋涡运动，捕获和扭曲磁场线，形成磁通量管，随着高度的扩大，并达到磁场强度范围从200 G的色球层到超过1千克的光球层。我们详细研究了这些涡流管的物理性质，包括热力学性质，流动动力学，动力学和电流螺旋度，并得出结论，磁化涡流管提供了一个重要的路径，从对流区到色球的能量和动量转移。
2012-01-26 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
