Assessing the Capabilities of Dynamic Coronal Seismology of Alfvénic Waves through Forward Modeling
日冕地震学是太阳物理学中的一种诊断工具，用于测量难以测量的参数;在这些参数中，磁场值可以说是最重要的。结合观测资料和磁流体动力学波动理论，推导了这些参数。迄今为止，日冕地震学已成功地应用于各种单振荡事件。此类事件相对罕见，导致很少使用诊断。然而，太阳大气层中无处不在的波可能使动态日冕地震学成为可能，这涉及日冕参数的连续反演，并将在太阳物理学的许多领域中构成巨大的飞跃。在本文中，我们研究的鲁棒性和准确性的磁场诊断应用于前向建模的三维MHD模拟传播Alfvénic波。我们发现，地震学测量的磁场值是令人放心的接近输入值（20%以内）的范围内的设置研究，提供动力冠状地震学的进一步发展的鼓励和信心。
2018-04-16 astro-ph.SR
Measurements of the solar coronal magnetic field based on coronal seismology with propagating Alfvenic waves: forward modeling
本文建立引力分层磁通量管的MHD模型并激发向上传播的扭结波，通过正向建模合成Fe XIII谱线并利用日冕震学推断磁场，验证了该方法可靠性并分析了测量误差因素。
2024-11-13 astro-ph.SR
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
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
Contribution of phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating in multi-harmonic loop oscillations
日冕环的扭结振荡被详细地观察和研究，因为它们通过MHD地震学提供了对日冕环结构的独特探测，并通过Alfvén波的相位混合提供了对日冕加热的潜在测试。特别是，最近的观察表明，除了基模之外，环路的驻振荡通常还涉及更高的谐波。这些扭结振荡的阻尼解释模式耦合与阿尔文波。我们调查的后果波为基础的日冕加热的高次谐波和日冕加热观测签名，我们可以用来推断高次谐波扭结振荡的存在。我们进行了一组非理想的磁流体动力学模拟，通过模式耦合的磁通管的扭结振荡的阻尼建模。我们的MHD模拟参数的基础上的地震反演的观察，其中的前三个谐波检测。我们研究了阿尔文波的相位混合，导致系统中的热沉积，我们应用地震反演技术的MHD模拟输出。我们发现由于扭结振荡的阻尼触发的阿尔文波的相位混合引起的加热相对较小，但是我们可以说明i）由于随后的低阶谐波阻尼，加热位置如何漂移。我们还解决了高次谐波和边界壳层的宽度在能量沉积中的作用。我们的结论是，由于相混合的日冕加热似乎没有提供足够的能量来维持太阳日冕的热结构，即使在多谐振荡，这些振荡的发展中发挥抑制作用的较小尺度的结构。
2018-04-27 astro-ph.SR
Response to the comments of Dwivedi and Srivastava on the propagation and dissipation of Alfven waves in coronal holes
钱德拉[1]试图表明，Dwivedi和Srivastava [2]（以下简称DS）的工作甚至可以分析研究，他们的结果是错误的。Dwivedi和Srivastava [3]选择了Chandra [1]的一些值，并试图表明它们在物理上是不可接受的。Chandra [1]的一些结果在物理上是不可接受的，因为这些结果是DS错误方法的结果。然而，结果是数值正确的，而DS的结果是数值错误的。
2009-12-20 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
Chromospheric evaporation and phase mixing of Alfvén waves in coronal loops
阿尔文波的相位混合作为一种可能的日冕加热机制已经被广泛研究，但没有完全的热力学后果被认为是自洽的。有人认为，在某些情况下，加热的热力学反馈可以大大影响横向密度梯度，甚至抑制相混合过程。在本文中，我们使用的MHD模拟与适当的计算条款，包括量化的蒸发加热后的相位混合的阿尔文波在日冕环和这种蒸发的横向密度分布的影响。使用Lare 2D代码进行数值模拟。我们建立了一个由场向热力学平衡和交叉场（背景）加热分布组成的2D回路模型。实现了连续、正弦、高频Alfvén波驱动器。当阿尔文波沿着场传播时，由于环的冠状部分中的交叉场密度梯度，它们经历相位混合。我们研究了场向流的存在，加热的相位混合阿尔文波的耗散，以及随后的蒸发从低层大气。我们发现阿尔文波的相位混合导致环壳区域的适度加热和色球物质蒸发到日冕中，上升流仅为5-20 m/s。虽然蒸发导致的质量增加的壳区域的环路，密度梯度的影响，因此，在相混合过程中，是微不足道的。本文自洽地研究了色球蒸发对日冕环中交叉场密度梯度和相位混合过程的影响。我们发现，在我们的特定设置（小振幅，高频波）的影响太小，显着改变密度梯度。
2020-02-26 astro-ph.SR
Signatures of Alfven waves in the polar coronal holes as seen by EIS/Hinode
上下文我们诊断的性质的羽流和羽流间区域在极冕洞和波的作用，在加速的太阳风。目标。我们试图检测阿尔芬波是否存在于极冕洞通过EUV线宽的变化。方法.使用光谱观测在极冕洞区域与EIS光谱仪日出，我们研究的线宽和电子密度的变化作为高度的函数。我们使用了Fe xii 186.88 A & 195.119 A和Fe xiii 203.82 A & 202.04 A的密度敏感线对。结果对于极地地区，线宽数据表明，非热视线速度从26公里/秒，在1000以上的边缘增加到42公里/秒，约15000（即110，000公里）以上的边缘。在相同的距离上，电子密度从3：3 × 10^9 cm^-3下降到1：9 × 10^8 cm^-3。结论.这些结果意味着，非热速度是成反比的平方根的电子密度，在很好的协议与无阻尼径向传播的线性阿尔芬波的预测。我们的数据提供了在极冕洞区域的阿尔芬波的签名，这可能是重要的太阳风的加速。
2009-06-25 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfvén waves. II. Extended analysis and effect of magnetic twist
在以前的工作中已经表明，扭转阿尔文波可以在具有纯轴向磁场的非均匀日冕环中驱动湍流。在这里，我们探讨的作用，磁扭曲。我们的模型作为一个横向不均匀的直通量管，锚定在光球，并嵌入在一个统一的日冕环境的日冕环。我们认为磁场是扭曲的，并通过模型的自由参数来控制磁扭曲的强度。我们激发纵向基本模式的立扭阿尔芬波，其时间演化是通过高分辨率的三维理想磁流体动力学数值模拟。我们发现扭转阿尔文波的相位混合在垂直于磁场线的方向上产生速度剪切。速度切变最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi）。在弱扭曲的磁管中，KHi能够非线性地增长，随后，在冠状环中以与未扭曲的情况类似的方式驱动湍流。如果磁扭曲仍然很弱，磁扭曲的作用是延迟KHi的开始，减缓湍流的发展。相反，当磁扭曲足够强时，磁张力可以抑制KHi的非线性增长，即使KHi已经被相位混合剪切局部激发。因此，在强扭曲环中不会产生湍流
2022-09-19 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
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 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
Contribution of mode coupling and phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating
日冕中阿尔文波的相位混合被认为是解释日冕加热的一个可能的候选者。虽然这种情况得到了日冕中携带足够波能的无处不在的振荡的观测和描述小尺度结构中能量集中的理论模型的支持，但仍然不清楚这种波能是否可以维持百万度的日冕。这项工作的目的是评估有多少能量可以通过在圆柱形日冕结构（如日冕环）中传播Alfvénic波引发的相混合过程转换，并估计对日冕加热的影响。为此，我们运行3D磁流体模拟的磁化圆柱体的阿尔文速度变化通过边界壳和一个脚点驱动器被设置为触发扭结模式，该模式耦合到扭转阿尔文模式的边界壳。这些阿尔文波预计相混合和系统允许我们研究随后的热能沉积。我们运行参考模拟来解释主要过程，然后改变模拟参数。当我们考虑高值的磁阻和强足点驱动器时，我们发现i）相混合导致$10^5$ K或更少数量级的温度增加，这取决于边界壳层的结构，ii）这种能量能够平衡仅在加热所涉及的局部区域中的辐射损失，iii）以及驱动器的边界层和持久性如何影响系统的热结构。我们的结论是，由于我们采用的极端物理参数和对系统加热的适度影响，相混合不太可能在全球范围内对日冕加热做出贡献。
2017-03-16 astro-ph.SR
On excited frequencies for Alfvén waves in a coronal arcade
磁拱的正常振荡模式被用来解析地解决初始值问题，并估计在日冕重联事件所产生的波频率的功率谱。在一个现实的参数范围内，我发现，这样的干扰产生的峰值功率在$\sim10$的$\mathrm{mHz}$频率，但仍有相当大的功率高达$\sim4\mathrm{Hz}$。目前仪器的节奏和灵敏度不允许在这些频率下观察振荡，但在不久的将来，新的仪器将能够探测这一制度，并通过观测确定其能量的重要性。
2017-09-11 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
On the origins of coronal Alfvénic waves
本研究利用DKIST Cryo-NIRSP高分辨率观测分析日冕阿尔文波功率谱，结合物理模型表明其主要源于光球对流激发，并受反射、部分电离耗散及p模转换等机制调控。
2025-05-13 astro-ph.SR
Heating of the Solar Chromosphere and Corona by Alfven Wave Turbulence
本文建立了一个研究日冕环中阿尔芬波传播和耗散的三维MHD模型。该模型包括环路两端的低层大气。这些波起源于光球层中千高斯通量元素内部的小空间尺度（小于100公里）。该模型采用约化MHD近似描述了Alfven波之间的非线性相互作用。在色球层和过渡区（TR），阿尔芬速度随高度的增加引起强烈的波反射，从而导致通量管的光球层和色球层部分产生反向传播的波和湍流。部分波能通过TR传输，并在日冕中产生湍流。我们发现，通常发现在活动区的热日冕环可以解释阿尔芬波湍流，提供小规模的足迹运动的速度为1-2公里/秒和时间尺度为60-200秒。色球层单位体积的加热速率比日冕大2 ~ 3个数量级。我们用不同的模型参数建立了一系列的模型，发现日冕加热率随日冕场强的增加而增加，随环长的增加而减小。我们的结论是日冕环和下面的色球层都可能被阿尔文湍流加热。
2011-05-02 astro-ph.SR
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
2012-07-27 astro-ph.SR
The Spatial and Temporal Dependence of Coronal Heating by Alfven Wave Turbulence
太阳大气可能被阿尔芬波加热，阿尔芬波从对流区向上传播，并在色球层和日冕中耗散能量。为了进一步验证这一理论，我们考虑在2012年3月7日观察到的活动区域中的波加热。构造了该区域的位场模型，并通过模型追踪了代表观测到的日冕环的22条场线。使用三维（3D）减少磁流体动力学（MHD）代码，我们模拟阿尔芬波的动态和附近的观察到的环路。不同回路的结果结合成一个单一的公式，描述的平均加热速率Q的函数的位置内观察到的活动区域。我们建议这个表达式可能是近似有效的其他活动区域，因此可以用来构建三维的，随时间变化的模型的日冕等离子体。这样的模型需要了解太阳日冕的结构和动力学中的热不平衡的作用。
2013-06-25 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
Contribution of observed multi frequency spectrum of Alfvén waves to coronal heating
虽然有观测迹象表明，横向MHD波携带足够的能量来维持日冕的热结构，但尚不清楚这种能量是否可以有效地转化为热量。阿尔文波的相位混合被认为是一种候选机制，因为它可以产生横向梯度，其中磁能可以转换为热能。然而，相位混合是一个过程，关键取决于横向振荡的振幅和周期，直到最近，我们才获得了一个完整的测量电晕中的横向振荡的功率谱。我们的目标是调查所产生的加热相混合的横向振荡触发的抖振的日冕循环，从观测到的日冕功率谱，以及这些持续振荡的结构上的日冕循环的影响。我们考虑一个三维MHD模型的活动区冠状环，我们扰动其足点与二维水平驱动器，代表一个随机的抖振运动的循环足点。我们的驱动器是由1000个脉冲叠加产生观察到的功率谱。我们发现，太阳日冕中观测到的功率谱通过相位混合提供的加热不足以维持百万度的活动区日冕。我们还发现，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展可能是一个共同的现象，在日冕环，可能会影响他们的表观寿命。这项研究的结论是，不太可能的阿尔文波的相位混合所观察到的横向日冕环振荡的功率谱可以加热活动区的日冕。然而，横波可以在小尺度结构的发展中发挥重要作用。
2019-01-08 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
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
Spectroscopic signature of Alfvén waves damping in a polar coronal hole up to 0.4 solar radii
2009年2月24日至25日，日之出号宇宙飞船上的EIS光谱仪在南极冕洞上方连续进行了超过22小时的特殊“坐着看”观测。为了用EIS研究非热谱线加宽，光谱是用1”狭缝在离临面覆盖高度达太阳表面以上0.48 R $_\odot$（$3.34\times 10^2$ Mm）的情况下获得的。观测到Fe { \sc xii} $λ$ 186.88、Fe { \sc xii} $λ$ 193.51、Fe { \sc xii} $λ$ 195.12和Fe { \sc xiii} $λ$ 202.04等谱线，统计数据良好，可达高海拔，并对它们进行了分析。结果表明，Fe { \sc xii} $λ$ 195.12谱线的半高宽先增大，然后减小，最大值为$\simeq 0.14$ R $_\odot$。EIS杂散光已被估计和消除。导出的电子密度和非热速度剖面已被用来估计阿尔文波的总能量通量传输的边缘在极冕洞高达$\simeq 0.4$ R $_\odot$。计算出的阿尔文波能量通量密度$f_w$随高度从0.03 R $_\odot$时的$f_w \simeq 1.2 \cdot 10^6$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$逐渐衰减到0.4 R $_\odot$时的$f_w \simeq 8.5 \cdot 10^3$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，平均能量衰减率为$…
2012-08-27 astro-ph.SR
Experimental study of Alfvén wave reflection from an Alfvén-speed gradient relevant to the solar coronal holes
本研究首次在Large Plasma Device中探测到coronal holes条件下Alfvén波从Alfvén速度梯度的反射，测量了反射系数与波不均匀性参数的关系，并用Gkeyll双流体模拟验证，支持依赖低高度波反射驱动湍流的波加热模型。
2024-02-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Alfven Wave Solar Model (AWSoM): Coronal Heating
我们提出了一个新版本的阿尔芬波太阳模型（AWSoM），一个全球性的模型，从上色球层的日冕和日光层。日冕加热和太阳风加速的低频阿尔芬波湍流解决。阿尔芬波能量在内边界处的注入使得坡印廷通量与磁场强度成比例。利用光球磁场测量数据模拟了三维磁场拓扑。该模型不强加开闭磁场边界;这些边界自洽地发展。物理学包括：（1）该模型采用三种不同的温度，即各向同性电子温度和平行和垂直离子温度。考虑了由于离子温度各向异性引起的水龙带、镜面和离子回旋不稳定性。(2)阿尔文波部分地被沿磁力线的阿尔文速度梯度和涡度反射。由此产生的反向传播波是非线性湍流级联的原因。平衡湍流由于不相关的波附近的封闭场线的顶点和由此产生的高温解决。(3)为了将波浪耗散分配到三个温度，我们采用线性波浪阻尼和非线性随机加热理论的结果。(4)我们考虑了碰撞和无碰撞的电子热传导。我们比较了CR2107的模拟多波长EUV图像与STEREO/EUVI和SDO/AIA仪器的观测。我们证明，由于强磁场附近的活动区域的反射加强耗散和可观察到的发射足够。
2013-12-03 astro-ph.SR
Synthetic Fe XIII 1074.7 nm Observations of Torsional Alfvén Waves in Coronal Waveguides
Northumbria University（诺森比亚大学）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
该研究通过三维磁流体动力学模拟结合pyCELP框架，分析了宁静太阳和活动区两种等离子体状态下扭转阿尔文波的观测特性，指出活动区中无扭转驱动器时也会出现易被误判的红蓝多普勒不对称性。
2026-08-11 astro-ph.SR
Interaction of Fast Magnetoacoustic Wave with the Localized Coronal Null and Generation of the Energetic Alfvén Wave Packet
Indian Institute of Technology (BHU)（印度理工学院（贝拿勒斯印度教大学））；Institute of Physics University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics at Space Research Center, Ilia State University（伊利亚州立大学空间研究中心天文学与天体物理学系）；Evgeni Kharadze Georgian National Astrophysical Observatory（叶夫根尼·哈拉泽格鲁吉亚国家天文台）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学深圳航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体与空间科学研究所）
通过2.5D电阻磁流体动力学模拟，研究快速磁声波与局域日冕磁零点相互作用时模式转换产生阿尔文波包的过程，并分析其传播特征及对日冕能量传输的意义。
2026-06-04 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper I: Linear Solutions
我们推导出一个修正的解析解的扭转阿尔文波的传播和增强相位混合，在一个潜在的磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。此外，我们开发了一个名为TAWAS的程序，该程序使用IDL软件语言计算描述扭转Alfvén波的解析解。然后，我们使用TAWAS来证明，我们对解析解的修正和包含波反射对阿尔文波阻尼有显着的影响。我们继续利用TAWAS进行参数研究，以确定条件下，增强相混合是最强的。我们发现，相位混合是最强的高频阿尔芬波在磁场与高度发散的磁力线和没有密度分层。然后，我们提出了一个有限差分求解器，Wigglewave，它直接解决了系统的线性化演化方程。比较TAWAS和Wigglewave的解决方案，我们看到，我们的分析解决方案是准确的WKB近似的限制内，但低估了波阻尼，所造成的增强相位混合，超出WKB限制。TAWAS和Wigglewave都求解线性化的控制方程，而不是完整的非线性MHD方程。论文II将考虑模拟，解决了完整的MHD方程，包括重要的非线性效应。
2022-01-07 astro-ph.SR
Evolution of the Alfvén Mach number associated with a coronal mass ejection shock
太阳定期产生大规模的喷发事件，如日冕物质抛射（CME），它可以驱动冲击波穿过日冕。这样的冲击会导致电子加速和随后以II型射电爆发形式的射电辐射。然而，早期阶段的冲击性质的演变及其与II型爆发演变的关系仍有待调查。本文通过比较三种常用的计算阿尔芬马赫数（$M_A$）的方法，即：激波几何，CME速度与日冕阿尔芬速度模型的比较，以及II型带分裂方法，来研究CME驱动激波的演化。我们将这三种方法应用于2017年9月2日的事件，重点关注GOES-16上的太阳紫外成像仪（SUVI）在极紫外线（EUV）中观察到的冲击波，SOHO上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）在白光中观察到的冲击波，以及爱尔兰低频阵列（I-LOFAR）观察到的II型射电爆发。我们表明，三种不同的方法估计冲击$M_A$产生一致的结果，并提供了一种手段，有关冲击性质的演变II型发射持续时间。当$M_A$在1.4-2.4范围内，日心距$\sim$为1.6 $R_\odot$时，II型射电辐射出现在CME的头部附近。当CME头部达到$\sim$ 2.4 $R_\odot$时，尽管阿尔文马赫数不断增加（达到4），排放也停止了。我们认为无线电发射的停止是由于在这个高度缺乏准垂直的几何形状，这抑制了有效的电子加速和随后的无线电发射。
2019-12-06 astro-ph.SR
Seismology of transversely oscillating coronal loops with siphon flows
在太阳大气中观测到亚阿尔夫文速度的流动，但在耀斑和日冕物质抛射事件之后，流动可以变成阿尔夫文速度。在这封信中，我们推导出一个表达式的固定扭结模式频率由于虹吸流在日冕循环，有效的低速和高速制度。研究发现，虹吸流沿冠环引入了线性空间相关的相移和非对称的本征函数。我们演示了如何使用这个理论来确定的扭结和流动速度的振荡日冕循环的观测案例研究。结果表明，虹吸流的存在会导致传统地震学方法低估冕环中的磁场强度。
2011-01-27 astro-ph.SR
75th Anniversary of `Existence of Electromagnetic-Hydrodynamic Waves'
我们最近刚刚度过了太阳和空间物理学最重要的成果之一的75周年：Hannes Alfvén发现了Alfvén波和Alfvén速度。为了庆祝这一周年，本文叙述了磁流体力学波历史上的一些重大事件。阿尔文的想法最初受到冷遇，但费米在宇宙射线方面的工作，日冕加热的新奥秘，以及对行星际空间的科学认识的巨大变化和太空竞赛的开始，在太阳风中探测到阿尔文波，使阿尔文的想法成为人们关注的焦点。从那时起，对MHD波的兴趣蓬勃发展，为现代太阳MHD波的远程观测，日冕地震学以及一些今天领先的日冕加热和太阳风加速理论奠定了基础。1970年，阿尔文因其在磁流体力学方面的工作（包括这些发现）而获得诺贝尔奖。文章最后反思了历史对我们做科学的方式意味着什么，特别是理想化数学模型的优点和陷阱。
2018-04-04 astro-ph.SR
A Self-consistent Model for the Generation of Coronal Condensations: The Effects of Turbulent Wave Dissipation
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES（奥尔良大学、法国国家科学研究中心、法国国家航天研究中心）
本研究利用UAWSoM模块进行2.5维模拟，发现阿尔芬波不触发日冕凝聚体，而扭结波在精细结构半径约100公里时可触发形态独特的日冕雨，且两种波留下不同热力学特征。
2026-09-15 astro-ph.SR
High-frequency coronal Alfvénic waves observed with DKIST/Cryo-NIRSP
本文利用DKIST/Cryo-NIRSP的高分辨率数据，分析Fe XIII 1074 nm线的多普勒波动，证实日冕阿尔文波幂律行为延伸至高频，挑战光球驱动模型的高频阻尼预测，还确认其不可压缩性及高频波能量较低。
2025-02-19 astro-ph.SR
Electron acceleration and small scale coherent structures formation by an Alfvén wave propagating in coronal interplume region
我们使用2.5维电磁粒子模拟程序来研究通过阿尔文波与羽流间区域的相互作用来加速太阳冕洞中的电子。羽流间是由垂直于背景磁场的空腔密度梯度来模拟的。其目的是有助于解释在相对安静的太阳下观测到的超热电子。模拟表明，阿尔文波与羽流间区域相互作用产生了一个强的局部电场，该电场使电子在平行于背景磁场的方向上加速。在强密度梯度的羽流间观测到超热电子束和小尺度相干结构。这些特征是由电子束等离子体不稳定性的非线性演化引起的。
2019-04-27 astro-ph.SR physics.space-ph
A Hydrodynamic Model of Alfvénic Wave Heating in a Coronal Loop and its Chromospheric Footpoints
Alfvénic波被认为是日冕环中一种重要的能量传输机制，能够将能量传递到日冕和色球层，并产生许多观测到的特征，如耀斑和静止区。在以前的工作中，我们建立了波的电阻耗散（双极扩散）可以驱动强烈的色球加热和蒸发，能够产生耀斑签名。然而，该模型是基于一个简化的假设，即波立即传播到色球层，目前的工作删除了一个假设。通过射线追踪方法，我们已经实现了行波在一个现场对齐的流体动力学模拟，消散局部，因为它们沿着场线传播。我们比较这种方法，并验证对磁流体动力学代码Lare 3D。然后，我们研究的重要性旅行时间的动态环的演变，发现（1）电离水平的等离子体起着决定的位置和速度，波消散的关键作用;（2）持续时间长的波有效地在色球层中钻了一个洞，使后续波穿透得比以前预期的更深，与电子束不同，电子束的能量沉积随着蒸发减少电子的平均自由路径而在高度上上升;（3）与电子束的能量沉积不同，这些波的耗散驱动传播到更深深度的压力前沿。
2017-12-17 astro-ph.SR
Evolution of solar and stellar coronal abundances due to magnetic activity
本文研究了太阳和恒星日冕丰度随磁活动演变的机制，通过FIP效应解释其变化，并扩展到不同时间尺度的磁活动和恒星演化。
2025-12-15 astro-ph.SR
Propagating Oscillations in the Lower Atmosphere under Coronal Holes
本研究的主题是冕洞地区低层大气中的振荡，那里的条件有利于大气层之间的传播。基于光球和色球谱线的光谱观测，我们分析了显示太阳大气层间传播迹象的振荡的特征。利用互谱小波算法，我们发现冕洞下的色球和光球信号都有一个周期在5分钟左右的显著振荡，而冕洞外的信号在光球和色球中没有相互振荡。层之间的相移表明主要向上传播，部分存在驻波。我们还测试了在日冕中传播的扭转阿尔文波起源于低层大气的假设。然而，所观察到的线宽振荡，虽然类似于早期观察到的阿尔文波在开放领域的日冕，似乎与其他MHD模式。如果我们假设我们观察到的振荡与阿尔文波有关，那么这可能只是通过慢MHD波转换的机制。
2021-10-25 astro-ph.SR
A self-consistent solar coronal heating model by Alfvenic waves
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）
该研究通过三维辐射磁流体力学模拟证实，太阳日冕主要由阿尔文波湍流主导的AC加热，占比至少80%，支持空间天气研究中AWSoM等阿尔文波湍流模型的应用。
2026-08-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Plasma Properties, Switchback Patches and Low $α$-Particle Abundance in Slow Alfvénic Coronal Hole Wind at 0.13 au
帕克太阳探测器（PSP）的任务提供了一个独特的机会，研究近太阳太阳风比以往任何航天器。在其第四次和第五次与太阳相遇期间，PSP具有相同的轨道轨迹，这意味着在相同的纬度和径向距离测量太阳风。我们确定了两个流测量在相同的日心距离（$\sim$ 0.13 AU）和纬度（$\sim$ -3.5 $^{\circ}$）在这些遭遇，以减少空间演变的影响。通过比较每个流的等离子体，我们确认，他们并不占主导地位的变量瞬态事件，尽管PSP的接近日光层电流片。这两个流是一致的与以前的慢Alfvénic太阳风研究一旦径向效应被认为是起源于南极冕洞边界。我们还表明，这两个流之间的切换属性没有明显的不同。在遭遇5流中观察到低$α$ -粒子丰度（$\sim$ 0.6%），这表明某些物理机制必须作用于冕洞边界风，以导致$α$ -粒子耗尽。我们的观察结果可能的解释进行了讨论，但目前还不清楚是否耗尽发生在释放或风的加速。使用通量管参数，我们注意到在这种低速风中$\sim$ 0.6%的$α$粒子丰度可以对应于1 au处$\sim$ 0.9%的丰度。最后，由于这两个流大致对应于一个之字形补丁的空间范围，我们建议，补丁是冕洞风的独特功能。
2021-06-02 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations and Modelling of Impulsive Alfvén Waves Along a Polar Coronal Jet
利用Hinode/EIS 2 $"$光谱观测，我们研究了沿喷流的最强Fe XII 195.12谱线的强度、速度和半高宽变化，以寻找Alfvén波的特征。我们数值模拟脉冲产生的阿尔文波垂直哈里斯电流片内，形成射流等离子体流，并模仿他们的观测签名。利用FLASH程序，在垂直Harris电流片内嵌入弱膨胀磁场位形的大气模型下，求解二维半维（2.5-D）理想磁流体动力学（MHD）方程，研究了等离子体射流形成过程中Alfvén波和垂直气流的演化.在距喷流底部高度为$\sim 5~\mathrm{Mm}$处，Fe XII 195.12谱线的红移速度分量达到最大值（$5~\mathrm{km\,s}^{-1}$），并在高度为$5-10~\mathrm{Mm}$之间转变为蓝移速度分量。光谱强度持续增加，直到$10~\mathrm{Mm}$，而FWHM仍然表现出几乎恒定的趋势的低值。这表明喷流磁场拓扑结构中的重连点位于日冕$5-10~\mathrm{Mm}$中，而日冕的脚点则固定在太阳表面。超过这个高度，FWHM显示出增长的趋势。这可能是阿尔文波的特征，由于重连而冲动地演变并沿着喷流传播。从我们的数值数据，我们评估了空间和时间平均阿尔文波速度振幅在不同高度的喷流的电流片，这有助于非热运动和谱线加宽。Fe XII $195.12~\mathrmÅ$线的合成宽度呈现出与观测数据相似的增加趋势，可能证明了…
2015-06-23 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
Three-Dimensional Propagation of Magnetohydrodynamic Waves in Solar Coronal Arcades
我们数值研究的激发和时间演化的振荡在一个二维的冠状拱廊，包括三维传播的扰动。通过求解线性理想磁流体动力学（MHD）方程，在零β近似下研究了脉冲扰动的时间演化。当我们忽略气体压力时，慢模不存在，因此只剩下耦合的MHD快模和Alfven模。两种类型的数值实验进行。首先，分析了系统的快简正模与局域阿尔芬波之间的共振波能量传递。可以看出，由于共振耦合，快波与全球字符转移其能量到Alfvenic振荡本地化周围的一个特定的磁表面内的拱廊，从而产生阻尼的初始快速MHD模式。其次，考虑了局部脉冲激励的时间演化，试图模仿附近的日冕扰动。在这种情况下，产生的快速波前将其能量留在拱廊内的几个磁性表面上。因此，该系统能够以阿尔文振荡的形式捕获能量，即使在没有密度增强的情况下，如日冕环。这些局部振荡随后被相位混合到更小的空间尺度。通过波能转换被系统捕获的波能的量强烈地依赖于在垂直方向上的扰动的波长，但几乎与磁密度标度高度的比率无关。
2010-02-12 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
The role of torsional Alfven waves in coronal heating
在日冕加热的背景下，在太阳大气中存在的MHD波的动物园中，阿尔芬波受到特别的关注。事实上，这些波构成了一个有吸引力的加热剂，因为它们能够携带足够的能量来加热和维持日冕。然而，由于其不可压缩的性质，这些波需要一种机制，如模式转换（导致冲击加热），相位混合，共振吸收或湍流级联，以加热等离子体。利用偏振、光谱和成像仪器进行的新观测，如日本卫星Hinode或SST或CoMP上的观测，为日冕中存在高能阿尔芬波提供了强有力的证据。为了评估阿尔芬波在日冕加热中的作用，在这项工作中，我们模拟了一个磁通量管受到阿尔芬波加热通过模式转换机制。使用一个1.5维的MHD代码，我们进行了一个参数调查不同的磁通量管的几何形状（长度和膨胀），光球磁场，光球速度振幅和波的性质（单色或白噪声频谱）。结果表明，与光球波振幅和磁场无关，只有长（> 80 μ m）和厚（光球与日冕面积比> 500）的环才能产生和维持日冕。在光球速度振幅的临界值（通常为几公里/秒）以上，日冕不再能维持很长一段时间，并由于波的大动量而崩溃。这些结果建立了几个约束阿尔芬波加热作为日冕加热机制，特别是活动区环。
2009-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigation on the Coronal Magnetic Field Using a Type II Solar Radio Burst
2010年6月13日，平所太阳观测站的射电频谱仪记录到了II型太阳射电爆发，用于估算日冕中的磁场强度。爆发的特征是一个非常明显的带分裂，我们用来估计密度跳跃在冲击波和阿尔芬马赫数使用朗肯-Hugoniot关系。利用适当的密度模型将II型爆发的等离子体频率转换为太阳半径的高度[R]，然后估计了不同高度处的激波速度[Vs]、日冕阿尔芬速度[Va]和磁场强度。带裂的相对带宽在0.2 - 0.25范围内，对应于密度跃变X = 1.44 - 1.56，阿尔芬马赫数MA = 1.35 - 1.45。推断的平均激波速度约为V ~ 667 km/s。从V（R）和MA（R）的依赖关系中，我们发现Alfven速度在R ~ 1.3 - 1.5处略有下降。磁场强度从2.7和1.7 G之间的值在R ~ 1.3 - 1.5 Rs取决于所采用的日冕密度模型。我们发现我们的结果与Dulk和McLean（Solar Phys. 57，279，1978）和Gopalswamy等人（Astrophys. J. 744，72，2012）。我们的结果表明，II型带分裂方法是一个重要的工具，推断日冕磁场，特别是当独立的测量白光观测。
2013-05-08 astro-ph.SR
First Observation of a Polar Coronal Hole-like Fast Solar Wind Stream in the Sub-Alfvénic Solar Corona: an Analysis of Turbulence Properties
University of Delaware（特拉华大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory–Harvard & Smithsonian（史密森天体物理台-哈佛与史密森学会）
帕克太阳探测器在亚阿尔文日冕中首次观测到极区冕洞状快速太阳风，发现其湍流已充分发展且高度不平衡，为太阳风湍流演化提供新约束。
2026-09-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Mechanical energy fluxes associated with saturated coronal heating in M dwarfs: comparison with predictions of a turbulent dynamo
根据经验，M矮星的X射线光度LX的上限约为热辐射通量Lbol的0.2%。在M矮星中的磁场产生于对流运动均分的极限下，我们利用恒星模型计算了阿尔芬波FA的能流随次表面对流区深度的变化。由于阿尔芬波波模式到达日冕的最佳机会，我们建议FA设置的机械通量Fmech，导致日冕加热的上限。这一建议定量地解释了M矮星经验上所报道的LX/Lbol的饱和值。
2016-02-09 astro-ph.SR
Measured reduction in Alfvén wave energy propagating through longitudinal gradients scaled to match solar coronal holes
我们已经探索了阿尔文速度的纵向梯度在减少阿尔文波传播的能量的条件下缩放到匹配太阳冕洞的有效性。实验是在洛杉矶加利福尼亚大学的大型等离子体装置中进行的。结果表明，透射Alfvén波的能量随着非均匀性参数$λ/L_{\rm A}$的增大而减小.这里，$λ$是阿尔芬波的波长，而$L_{\rm A}$是阿尔芬速度梯度的标度长度。对于类似于冕洞中的梯度，观察到波损失的能量比它们在没有梯度的均匀等离子体中传播时多$\approx 5$倍。我们进行了进一步的实验和分析，以约束波能降低的原因在梯度。阿尔文波能量不太可能从模式耦合中损失，因为我们没有检测到任何其他模式。与理论预期相反，透射波能量的减少并不伴随着可检测的反射波。由于初始波的振幅太小并且波频率远低于离子回旋频率，因此排除了非线性效应。由于总能量必须守恒，因此损失的波能量可能正在等离子体中沉积。需要进一步的研究来探索能量的去向。
2019-07-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Observation of O+ Characteristics During the Terrestrial Alfvén Wing State Induced by the April 2023 Coronal Mass Ejection
利用Magnetospheric Multiscale观测，本文首次分析亚阿尔文速太阳风阿尔文翼接触区的O+能量、来源、沿闭合磁力线的流动及逃逸与捕获特征。
2024-10-28 astro-ph.SR physics.space-ph
