Global Solar Free Magnetic Energy and Electric Current Density Distribution of Carrington Rotation 2124
太阳爆发现象，如耀斑和日冕物质抛射（CME），都是由磁场控制的。为了描述这些现象的结构，我们需要关于整个大气中三维空间的磁通量密度和电流密度矢量分量的信息。然而，目前的光谱偏振测量通常限制的矢量磁场的测定仅光球。因此，有相当大的兴趣在使用光球矢量磁图作为边界数据的太阳日冕磁场的精确建模。在这项工作中，我们使用一个非线性的无力场（NLFFF）外推程序实现的光球矢量磁场的天气图合成的太阳光学长期调查（SOLIS）作为边界条件，模拟全球太阳大气的日冕磁场。利用得到的三维磁场，我们计算了卡林顿自转2124时太阳大气中的三维电流密度和自由磁能。我们发现，在空间上，低洼的，载流的核心领域表现出强大的自由能集中在AR核心，从光球到较低的日冕;日冕领域变得稍微更剪切在最低层，它放松的位场配置与高度。自由能量密度与电流分布基本上呈现共空间。
2013-10-22 astro-ph.SR
Non-equilibrium Flux Rope Formation by Confined Flares Preceding a Solar Coronal Mass Ejection
我们提出的证据表明，磁通量绳形成之前，日冕物质抛射（CME）和相关的长时间耀斑在一对前封闭的爆发和相关的脉冲耀斑在一个复合事件在NOAA活动区12371。极端紫外图像和外推的非线性无力场表明，前两个脉冲耀斑SOL 2015 -06- 21 T01：42是由高度剪切的低位通量（可能是种子通量绳）的局限喷发造成的。喷发产生了一个垂直的电流片，其中磁重联产生耀斑带和环，一个非热微波源，和一个S形热通道，只能解释为一个磁通量绳。直到随后的长时间耀斑，SOL 2015 -06- 21 T02：36，S形的肘部扩张，而其中心保持静止，表明非平衡但尚未不稳定。在局限喷发过程中的“耀斑重联”类似于“绳索切割重联”，其绳索的通量馈送导致不稳定。随后的全面爆发被视为整个热通道的加速上升，无缝地演变成快速的晕CME。无论是封闭的和喷出的爆发是一致的，从该地区的两个尺度的磁结构的结果的下降衰减指数配置文件中的环面不稳定的发病。我们认为，形成或增强的非平衡，但稳定的磁通绳的局限喷发是一个通用的过程发生在许多CME之前。
2021-01-07 astro-ph.SR
Sparse reconstruction of electric fields from radial magnetic data
太阳可见表面水平电场的准确估计不仅对估算进入日冕的坡印廷磁能通量非常重要，而且对驱动日冕的随时间变化的磁流体动力学模型也很重要。本文提出了一种从径向分量磁场图序列中估计水平电场的方法。这个法拉第定律的反演问题没有唯一的解决方案。不幸的是，最简单的解决方案（无发散电场）实际上并不局限于非零磁场的区域，如根据欧姆定律所预期的那样。我们的新方法生成的本地化的解决方案，而不是使用基追踪算法找到一个稀疏的解决方案的电场。所示的方法执行良好的测试情况下，输入的磁地图是磁通平衡，在笛卡尔和球形几何形状。然而，我们表明，如果输入地图有一个显着的不平衡的通量-通常由数据同化-那么它是不可能找到一个本地化的，现实的，电场的解决方案。这是从太阳表面磁图的时间序列驱动日冕模型的主要障碍。
2017-01-24 astro-ph.SR
The Thickness of Electric Current Sheets and Implications for Coronal Heating
本文通过力平衡分析，揭示无引导场及二维半电流片无法同时具有有限厚度和长度而平衡，并估计了三维电流片平衡条件，指出缓慢受力的电流片达到临界剪切时自发坍缩重联，其临界剪切与太阳活动区加热需求一致。
2023-07-25 astro-ph.SR
Recurrent Coronal Jets Induced by Repetitively Accumulated Electric Currents
2010年9月17日，三个极紫外（EUV）喷流在活动区11106的以下磁极在大约一个小时内重现。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到了EUV喷流。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）测量了矢量磁场，从中我们得到了磁通量的演变，光球速度场，和垂直电流的演变。通过非线性无力场（NLFFF）外推，得到了喷流前的磁位形。我们推导出喷流是在一对寄生磁偶极子的上方，这对寄生磁偶极子是由光球发散流连续驱动的。这种相互作用推动了电流的积累，我们确实在光球层上观察到了拉长的图案。这是第一次，HMI的高时间节奏允许跟踪这种小电流的演变。在喷流区，我们发现积分绝对电流峰与171 A通量演化重复同相。电流的建立和衰减都很快，大约各10分钟，并且电流最大值也比171 A提前大约10分钟。然后，HMI时间节奏足够快以检测这种变化。光球电流图案的喷流被发现与准分界线层推导出的磁外推。从以前的理论结果，观察到的发散流预计将建立连续这样的电流。我们的结论是，磁重联周期性地发生，在新兴的双极和大尺度活动区场之间的电流层。它导致了观测到的经常性日冕喷流和垂直电流大小的减小。
2013-05-04 astro-ph.SR
Onset of 2D magnetic reconnection in the solar photosphere, chromosphere and corona
我们调查的发病2D的时间依赖性磁重联，触发使用外部速度驱动器位于远离，垂直于，平衡哈里斯电流片。以前的研究通常利用内部触发来启动重连，例如以电流片为中心的初始条件。为了研究太阳不同大气层（即日冕层、色球层和光球层）内的重联起始，进行了求解可压缩、电阻性磁流体力学方程的数值模拟。一个重新连接的状态达到所有考虑的大气高度，与占主导地位的物理高度依赖于大气条件。冠状病例在一系列速度驱动器下实现了电场的急剧上升。对于色球层，我们发现一个较大的速度振幅是需要触发重联。对于光球环境，电场是高度依赖于流入速度;急剧增加的电场获得只有当进入重联区的速度接近阿尔芬速度。此外，双极扩散的作用进行了研究的色球的情况下，我们发现，双极扩散改变了流入区域的电流密度的结构。通量进入重联区的速率由流入速度控制。这决定了重联启动过程的各个方面，即在所有大气层中，重联的早期开始由欧姆定律中的平流项控制。较低的等离子体- $β$增强了重联并在电场中产生了较大的变化。一个高的等离子体- $β$阻碍了重联，产生急剧上升的电场只有当流入重联区域的速度接近当地阿尔芬速度。
2017-11-02 astro-ph.SR
The Astrophysical Corona as the Minimum Atmosphere Surrounding Embedded Non-Force-Free Flux Tubes
在天体物理学的背景下，发展和讨论了嵌入在大尺度背景场中的载流磁场（例如通量管）的平衡。嵌入式非力自由载流场需要最小的周围大气，通过直接压力平衡，其各处的气压与背景磁压成比例。形式上，MHD方程，流量和重力作为一个广泛的物理过程的一部分，分离成独立的本地和全球的关系，代表嵌入载流场的平衡解。嵌入场的局部压力关系是具有有限鞘层解的3D Grad-Shafranov方程。整体关系式再现了没有嵌入场的环境MHD压力方程，但与直接压力平衡一样，环境气体压力和磁压力按比例变化的约束。在磁主导制度的耦合气体压力需要再填充流出在一个耗尽的气氛（实现的磁通管洛伦兹力）提供一个压缩加热的平衡日冕与特定的全球分布的密度，温度和稳定的加速流出，所有的大尺度背景磁场的定义。在磁优势区之外的高气压场形成区域（例如对流区）中的磁足点压缩和扭曲，可以引入和维持非力自由的嵌入场，从而为日冕大气提供能量。这样的日冕可能与非常不同的天体物理尺度有关：围绕太阳和恒星，从行星到中子星、黑洞和螺旋星系。预测的日冕温度得到证实。
2019-03-24 astro-ph.SR
Evolution of the Coronal Magnetic Configurations Including a Current-Carrying Flux Rope in Response to the Change in the Background Field
我们调查的磁通绳的平衡高度，其内部平衡在一个现实的等离子体环境进行数值模拟的系统，包括载流磁通绳的演变。我们发现磁绳的平衡高度近似为背景场相对强度的幂律函数。我们的模拟表明，磁通绳可以更容易地从较弱的背景场逃逸。这进一步证实了感兴趣的磁配置中的灾难可以由背景场强度的降低触发。我们的结果表明，它需要一段时间才能达到内部平衡依赖于磁通绳的初始状态。当磁绳的初始状态从理论平衡曲线的稳定分支开始时，由于磁绳内部平衡的调整，磁绳内部的等离子体流保持很小，并且不会持续很长时间。研究结果还证实了磁绳初始半径对磁绳演化的影响，初始半径越大的磁绳越容易爆发。此外，通过使用真实的等离子体环境和更高的分辨率在我们的模拟中，我们注意到一些不同的字符相比，以前的研究在福布斯（1990年）。
2014-06-24 astro-ph.SR
Criteria for Flux Rope Eruption: Non Equilibrium versus Torus Instability
活动区的日冕磁结构通常在突然爆发并发射日冕物质抛射（CME）之前的几天内安静地演变。火山爆发的确切起源仍有争议。在几种机制中，有人提出，平衡的丧失或理想的磁流体动力学（MHD）不稳定性，如环面不稳定性，可能是突然爆发的原因。不同的方法也制定了极限情况下，有圆形或平移对称。我们重新审视以前的理论方法，将它们置于同一分析框架中。日冕磁场的结果从一个非中性的电流通道的贡献添加到一个背景磁场，这在我们的模型是由两个光球通量集中产生的势场。短Alfvenic时间尺度上的演化受理想MHD控制。我们首先分析表明，平衡的损失和稳定性分析是同一物理机制的两个不同的观点。其次，我们确定，相同的物理参与圆形和直电流通道的不稳定性。实际上，它们只是更一般的电流路径的两个特定限制情况。当电流通道位于日冕高度h时，磁位形的全局不稳定性存在，该高度h足够大，使得位场的衰减指数（d ln |Bp|）/（d ln h）大于临界值。在非常薄的电流通道的极限处，先前的分析发现圆形和直电流通道的临界衰减指数分别为1.5和1。然而，由于电流通道是可变形的，并且与日冕中预期的一样厚，我们表明，圆形和直电流通道的临界指数具有相似的值，通常在[1.1，1.3]范围内。
2010-06-09 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Fast Sausage Waves in the Solar Corona
磁流体动力学快速香肠模式（FSM）的特点是对磁场和流体参数的周期性轴对称扰动，由于其强色散，已被证明对日冕地震学有用。本文首先总结了正则组态下有限状态机的色散特性，在正则组态下，平衡量是以阶梯方式横向结构的。有了这个准备，我们然后回顾了最近的理论研究日冕FSM，表明规范的色散特性已经更好地理解物理，并进一步利用地震学。此外，我们还表明，偏离正则平衡配置会导致性质上不同的色散特征，从而大大拓宽了可以调用有限状态机来解释的观察范围。我们还总结了在正演模拟研究的进展，强调在解释观测到的振荡信号的FSM方面的复杂性。尽管取得了这些进展，但我们仍提供了一个有待更好解决的方面的清单，其中日冕FSM与太阳耀斑中准周期脉动的物理联系尤其值得注意。
2020-10-30 astro-ph.SR
Anomalous emission from Li- and Na-like ions in the Corona heated via Alfvén wave
本研究通过数值模拟Alfvén波加热日冕环中的非平衡电离，发现Li-和Na-like离子在蒸发阶段过度分馏导致强度增强达1.6倍，为日冕加热模型提供观测基准。
2024-02-11 astro-ph.SR
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
Thermodynamics Interpretation of Electron Density and Temperature Description in the Solar Corona
基于全球平衡态的磁流体物理，对CODET模型及其对电子密度和温度的预测进行了热力学解释。热力学解释发现与模型的一致性与磁物质介质是抗磁性的，在理想的磁流体力学（MHD）的背景下。进一步指出，CODET预言了日冕电子气的多变异常指数。研究表明，这种不寻常的特征与低静止太阳日冕是一种磁物质状态的假设是一致的，该状态具有一种底层结构，该结构之前曾被描述为解释气体分子在给定温度和压力下固体表面的二维吸附过程。在我们的情况下，它是假设我们是在一个3-D类似的聚结过程，即在热力学平衡的朗缪尔非晶晶格的存在。以这种方式，介质的磁导率，非色散声速，预期的平衡时间为1.1至1.3 $R_{\odot}$，和能量密度的本构性质的定量确定为大多数的静止日冕在近太阳极小期，从2008年到2009年延长了几个月。
2020-05-16 astro-ph.SR
Current Helicity in Response to Coronal Mass Ejections
本研究通过3D磁流体力学模型和50个爆发耀斑观测，发现日冕物质抛射中电流螺旋度呈爆发前减少、爆发后增加的反转模式，该模式源于电流向极性反转线集中后随重联上移而远离，表明电流螺旋度可作为预测CMEs的指标。
2025-07-15 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Deflected by Newly Emerging Flux: A Combined Analytic and Numerical Study
本研究结合解析理论与MHD模拟，发现新生磁通通过重塑日冕稳定性和打破对称性，以两种方式控制暗条爆发的运动学，并预测CME与失败爆发的偏转方向。
2025-10-27 astro-ph.SR
Effects of optimisation parameters on data-driven magnetofrictional modelling of active regions
本研究探讨了非感应电场优化对活动区数据驱动磁摩擦建模的影响，发现无论非感应电场值如何，磁通绳均会形成并爆发，表明该模型可早期估计磁通绳属性而无需冗长优化过程。
2023-05-25 astro-ph.SR
Localized Heating and Dynamics of the Solar Corona due to a Symbiosis of Waves and Reconnection
本研究针对日冕加热中磁波耗散与电流作用的争议，通过二维数值模拟发现磁波传播至磁零点时可触发电流累积与磁重联，证实二者共生效应共同驱动日冕局部加热。
2025-03-20 astro-ph.SR
Solar Force-free Magnetic Fields
日冕的结构和动力学是由磁场决定的。在日冕的大部分区域，磁力占主导地位，所有的非磁力，如等离子体压力梯度和重力，可以忽略不计的最低阶。这个模型假设被称为无力场假设，因为洛伦兹力为零。这可以通过使电流消失（导致势场）或使电流与磁场线共对准来获得。首先，我们讨论了一个数学上更简单的方法，即磁场和电流与一个整体常数成比例，所谓的线性无力场近似。然而，在一般情况下，磁场和电流之间的关系是非线性的，并且仅在特殊情况下才找到解析解，如一维或二维配置。为了构造三维非线性无力日冕磁场模型，需要进行复杂的数值计算，边界条件必须通过测量光球层的磁场矢量得到。这种方法目前引起了很大的兴趣，因为地面（例如SOLIS）和空间（例如Hinode和SDO）仪器可以对光球场进行精确测量。如果我们能得到精确的无力日冕磁场模型，我们就能计算出日冕中的自由磁能，这个量对于预测耀斑和日冕物质抛射是很重要的。磁场线的三维结构知识也有助于我们解释其他日冕观测，例如，辐射日冕等离子体的EUV图像。
2012-08-23 astro-ph.SR
Distribution of Electric Currents in Solar Active Regions
关于太阳活动区中的电流是否被中和的问题一直存在着长期的争论。也就是说，连接活动区极性的主（或直接）日冕电流是否被总价值相等且方向相反的屏蔽（或返回）电流包围。关于这个问题，理论和观测都还没有完全定论，数值模拟，令人惊讶的是，几乎没有被用来解决it.In这里，我们量化的演变过程中形成的双极活动区考虑一个三维磁流体动力学模拟的出现的亚光球，电流中和磁通量绳进入太阳大气层的电流。我们发现，一个强大的偏离电流中和发展的同时发病的显着通量出现到电晕，伴随着大量的磁剪切沿活动区的极性反转线的发展。在该区域形成并且磁通出现停止之后，该区域中心的强磁场仅由直流电流连接，并且总直流电流比总返回电流大几倍。这些结果表明，活动区，日冕物质抛射和耀斑的主要来源，出生与大量的净电流，与最近的观察。此外，他们支持喷发模型，采用喷发前磁场包含这样的电流。
2014-01-13 astro-ph.SR
Photospheric Imprints of Coronal Electric Currents, I. Magnetic Structure Near Polarity Inversion Lines
University of Wisconsin-Green Bay（威斯康星大学格林贝分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；US Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
研究利用光球矢量磁场观测，通过高斯分离方法研究活动区电流，给出日冕电流光球印记的两种表示。发现极性反转线磁结构特点，解释了平行电流配置稳定性及跨PIL梯度与耀斑、CME发生关联。
2026-07-15 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
Initiation of Coronal Mass Ejections in a Global Evolution Model
磁通量绳的平衡失稳是太阳日冕物质抛射（CME）起源的主要候选者。本文的目的是探讨在何种程度上这一机制可以解释启动的CME在全球范围内。本文提出了一个简化的磁流体动力学模型，用以模拟全球日冕磁场随大尺度地表运动产生的磁通出射和剪切的演化。利用全球磁模型中探测磁绳和抛射的自动算法，考虑了1999年177天期间关键模拟参数对磁绳形成和抛射次数的影响。这些关键参数包括活动区出现的磁螺旋度的大小和符号，以及日冕扩散。在模拟中发现的通量绳的数量在任何一个时间波动之间约28和48，持续出现新的双极区域，但没有系统的依赖于这些地区的螺旋度。然而，出现的螺旋度确实会影响磁绳喷射的速率，如果双极出现无扭曲，则其速率从每天0.67倍增加到每天1.28倍。在模拟中的喷射的数量也增加了20%-30%，通过选择出现在每个半球的双极螺旋的多数符号，或通过在日冕中的湍流扩散减半。对于合理的参数选择，该模型产生约50%的观察到的CME率。这表明，形成和失去平衡的磁通绳可能是一个关键因素，在解释观测到的日冕物质抛射的显着部分。
2009-04-28 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. I: Three-dimensional open magnetic flux tube in the stratified solar atmosphere
一个单一的开放磁通量管跨越太阳光球（太阳半径R）和较低的日冕（R + 10毫米）的模拟磁流体静力平衡在一个现实的分层大气受到太阳引力。这样的通量管被观察到保持相对稳定长达一天或更长的时间，它是我们的目标，应用模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从表面到日冕。我们解析地解决了模型的轴对称三维结构，磁场强度，等离子体密度，压力和温度都与观测和理论估计一致。自相似结构保证了磁场的无发散。对于这组特定的通量管的压力平衡方程可以通过分析积分来找到保持磁流体静力平衡所需的压力和密度校正。该模型包括一些自由参数，这使得解决方案适用于各种其他的物理问题，因此它可能是更普遍的利益。
2013-07-10 astro-ph.SR
Dynamics of Electric Currents, Magnetic Field Topology and Helioseismic Response of a Solar Flare
2011年7月30日的太阳耀斑属于中等X射线级别（M9.3），但它对光球层产生了强烈的影响，并产生了“日震”，这是由美国宇航局太阳动力学观测站（SDO）的日震和磁成像仪（HMI）观测到的。除了日震波（也是用SDO/AIA仪器观测到的）之外，耀斑还造成了大面积的白光发射，并伴随着磁场的重大重组，导致耀斑区域迅速形成太阳黑子结构。耀斑没有产生明显的硬X射线发射，也没有日冕物质抛射。这表明耀斑能量释放主要局限于低层大气。没有明显的日冕物质抛射排除了磁绳喷发作为日震波的机制。我们讨论了连接的耀斑能量释放的电流动力学和高速等离子体流在低层太阳大气中的耀斑能量释放过程中的潜在重要性。
2015-02-18 astro-ph.SR
Electric current evolution at the footpoints of solar eruptions
电流在太阳耀斑的触发和演化过程中起着至关重要的作用。本文的目的是检验表面电流是否如耀斑物理学的电路方法所预测的那样具有表面或地下固定源，或者如MHD方法所建议的那样是表面磁场对日冕磁场演化的响应。在SDO从2011年到2016年在盘中心附近观测到的所有19个X级耀斑中，我们分析了仅有的9个可以识别出清晰带状钩的爆发耀斑。在MHD耀斑模型中，带钩的耀斑带被认为是喷发通量绳的足迹。对于第一次，精细测量的时间演变的电流内的观察，以及在欧姆3D MHD模拟钩进行。我们的分析表明，在喷发期间和之后，带状钩包围的区域的电流减少。我们解释的电流的减少，由于在爆发过程中的日冕中的磁通绳的扩张。我们的分析为3D中的标准耀斑模型带来了新的贡献。
2020-04-16 astro-ph.SR
Two-step solar filament eruptions
日冕物质抛射（CME）与爆发性暗条密切相关，通常是同一爆发过程在日冕上部的延续。当暗条减速并停在日冕中某个更高的高度时，暗条爆发就失败了。有时，几个小时后，灯丝又开始上升，并发展成CME形成的成功喷发。我们提出了一个简单的模型来解释这样的两步喷发的磁通绳在两个尺度的环境磁场的平衡。喷发是由保持磁场的缓慢减小引起的。存在两个临界高度的磁通绳垂直不稳定性的启动允许磁通绳停留在第一次跳跃后的一段时间，在第二个临界高度附近的亚稳平衡。如果环境场继续减小，则接下来是下一个喷发步骤。
2017-12-21 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics dynamical relaxation of coronal magnetic fields. II. 2D magnetic X-points
我们提供了一个有效的磁流体静力学平衡从崩溃的二维X-点在有限的等离子体压力的存在下，其中的电流密度不是简单地集中在一个无限薄的，一维的电流片，发现在无力的解决方案。特别是，我们希望确定一个有限的压力电流片是否仍然包含一个奇异电流，如果是的话，奇异性的性质是什么。我们使用一个完整的MHD代码，与电阻率设置为零，使重联是不允许的，运行一系列的实验中，一个X-点被扰动，然后被允许放松到平衡，通过真正的，粘性阻尼力。系统地研究了扰动的大小和初始等离子体压力的变化。在我们的实验中发现的最终状态是一个“准静态”的平衡，其中的粘性松弛已经完全结束，但在零点的峰值电流密度增加非常缓慢的渐近制度朝着无限的时间奇点。使用高网格分辨率使我们能够在宽度和长度上解析当前状态下的结构。与已知的无压研究相比，该系统并没有向薄电流片方向演化，而是在零点和分界线处电流集中。奇点的增长率为tD，0 < D < 1。该速率直接取决于初始等离子体压力，并且随着压力的增加而减小。在我们的研究结束时，我们提出了一个分析描述的系统在准静态非奇异平衡在给定的时间，其中一个有限厚的电流层已形成在零。
2013-09-12 astro-ph.SR
Global Non-Potential Magnetic Models of the Solar Corona During the March 2015 Eclipse
七个不同的模型被应用于模拟2015年3月20日日食期间太阳日冕磁场的同一问题。所有的模型都是无势的，允许自由磁能，但是相关的电流以显著不同的方式发展。这不是对日冕建模技术的直接比较，因为不同的模型也使用不同的光球边界条件，反映了目前在该领域使用的方法的范围。尽管存在显著差异，但结果显示整体磁拓扑结构具有广泛的一致性。在这些模型中，有显着的体积电流在大部分的电晕，有普遍的协议，总的潜在的磁能的比例应该约为1.4。然而，有显着的差异，电流分布，而静态外推是最好的能够重现活跃的地区，他们无法恢复剪切磁场在灯丝通道使用目前可用的矢量磁图数据。相比之下，时间演化模拟可以恢复细丝通道场，代价是不匹配活动区域内的观察到的矢量磁场。我们建议，目前，最好的方法可能是一个混合模型，使用静态外推，但与其他简化的演化模型通知的信息。这是由一个模型证明的。
2018-08-02 astro-ph.SR
Particle-In-Cell Simulation of Electron Acceleration in Solar Coronal Jets
我们研究了一个新出现的、扭曲磁通量绳和一个预先存在的、弱的、开放的磁场之间的三维磁重联引起的电子加速。我们首先遵循一个不稳定的，扭曲的磁通管的电阻MHD模拟的数值分辨率提高，通过使用固定的网格细化的上升。与以前类似情况的MHD研究一样，通量管上升进入预先存在的倾斜日冕磁场导致形成日冕喷流。然后，MHD模型的快照被用作粒子模拟的初始和边界条件，使用多达5亿个细胞和超过200亿个带电粒子。粒子加速主要发生在重联电流片中，加速的电子在能量概率分布中显示幂律，指数约为-1.5。主要的加速机制是系统电场，其努力维持电流片中的电流，以防止由于电子不能在电流片中一次停留超过几秒而引起的损失。
2012-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Electric current filamentation induced by 3D plasma flows in the solar corona
太阳大气中的许多磁结构演化相当缓慢，因此它们可以被假设为（准）静态或（准）静态，并分别通过磁流体静力学（MHS）或静态磁流体动力学（MHD）平衡来表示。虽然需要精确的3D解决方案，但在静止MHD中很难找到。我们构造的解决方案与磁场和流矢量场，有三个组件取决于所有三个坐标。我们证明了非正则变换方法通过将2D或2.5D MHS平衡映射到相应的稳态MHD态，即，显示与原始MHS平衡相同的场线结构的状态。这些稳定的MHD状态存在于原始2D MHS状态的磁通量表面上。虽然通量面和平衡点都是二维的，但这些稳定的MHD状态依赖于所有三个坐标，并显示出高度复杂的电流。在对称场线结构中存在几何复杂的三维电流，为通过欧姆加热有效耗散日冕中的磁能提供了基础。我们还讨论了保持一个重要的子集的非线性MHS状态，即无力场，由固定流的可能性。我们发现，具有非线性流动的无力场只有在严格限制场线几何形状和磁通量密度分布的情况下才会出现。
2017-02-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
White dwarfs with a surface electrical charge distribution: Equilibrium and stability
研究了由荷电理想流体组成的白矮星的平衡位形和径向稳定性。这些情况进行了分析，通过从流体静力平衡方程的解得到的结果。我们认为流体压力和流体能量密度遵循完全简并电子气的关系。对于电荷的分布，我们认为它只集中在靠近白矮星表面的地方。当总的电荷增加时，我们得到更大更重的白矮星。为了理解电荷在恒星结构中的作用，我们发现它必须是$10^{20}\,[{\rm C}]$的量级，电场大约是$10^{16}\,[{\rm V/cm}]$。对于电场接近Schwinger极限的白矮星，我们得到了$2\,M_{\odot}$附近的质量。我们还发现，在一个系统构成的带电静力平衡配置，最大的质量点上发现它标志着不稳定的开始。这表明，在小径向扰动下，识别稳定和不稳定平衡位形所构成区域的充要条件分别是$dM/dρ_c>0$和$dM/dρ_c<0$ .
2018-05-18 astro-ph.SR gr-qc
Fragmentation of electric currents in the solar corona by plasma flows
我们考虑一个磁结构组成的拱状结构和一个分离的等离子体团，从磁重联过程中产生的，是典型的发现与太阳耀斑。我们研究了剪切和涡旋等离子体流引起的自发电流碎裂。应用精确解析变换方法计算了非线性稳态MHD方程的自洽解。不可压缩场向流动的假设意味着Alfven马赫数和质量密度在场线上都是常数。我们首先计算非线性MHS平衡的帮助下的刘维方法，模拟的情况下，太阳爆发耀斑配置等离子体团和耀斑拱廊。然后构造了一个马赫数剖面，描述了沿开放磁场线的上升流，并实现了等离子体团内部的涡流。这个马赫数分布用于将MHS平衡映射到稳态平衡。我们发现，当前的碎片发生在我们的配置中的不同位置。需要阿尔芬马赫数的陡梯度，这意味着剪切流对MHS电流片的电流放大和偏转的强烈影响。沿外分界线出现新月状或环状结构，上下等离子体团之间出现蝴蝶结构，强电流峰靠近下边界。在上部等离子体团上施加一个内在的小尺度结构会导致等离子体团的强烈碎裂。因此，电流片和等离子体团的碎裂是MHD理论的固有性质。从MHS到MHD稳态的转换提供了等离子体加热和粒子加速所需的精细结构，以及耗散事件中通常与耀斑和日冕物质抛射中的磁重联过程有关的大量等离子体流。
2013-06-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Once more: Leaky MHD waves in coronal magnetic flux tubes
KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过比较日冕磁通量管中的泄漏MHD波与介质中的泄漏电磁波，指出后者可称为准正态模，而前者因磁通量守恒无法正则化，因此不能系统应用于日冕地震学。
2026-06-19 astro-ph.SR math-ph math.MP
