Fast magnetoacoustic wave trains: from tadpoles to boomerangs
在太阳日冕中观测到了由场向等离子体非均匀性引导的快速传播的快磁声波列。在大高度的观测表明，快波列可以从激发位置传播很长的距离。我们研究了线性区域中场对准零$β$等离子体板中充分发展的色散快磁声波列的特征时间特征。快波列由空间局部化的脉冲驱动器激发，并如波导引起的色散所规定的那样沿着波导传播。在板坯与陡峭的横向密度分布，发达的波列被证明是由三个不同的阶段：一个长周期的准周期阶段的振荡周期随时间缩短，一个多周期（珀洛东）阶段，其中明显不同的时期共存，和一个短暂的周期艾里阶段。这些阶段的出现归因于平行波数上的快速波群速度的非单调依赖性，由于波导色散，并示出为不同的轴对称（香肠）和非轴对称（扭结）模式。在小波分析中，这对应于从先前已知的蝌蚪形状过渡到波列频谱的新的回飞棒形状，具有较短和较长周期的两个明显的臂。我们描述了一个具体的先前发表的射电观测日冕快速波列，高度暗示的小波频谱的变化，从蝌蚪到回飞棒，大致符合我们的建模。这些回旋镖形快波列探测的波导日冕等离子体的横向结构的适用性进行了讨论。
2021-05-28 astro-ph.SR
Modulation of the solar microwave emission by sausage oscillations
本文考虑了直等离子体板在磁场作用下，直等离子体密度的垂直爱泼斯坦分布对直等离子体板的线性香肠形快磁声波对外扩环微波辐射强度的调制。发射是回旋同步加速器（GS）性质的，并且是由在振荡板中占据一层的温和相对论性电子引起的，即，发射体积和振荡体积不重合。结果表明，线性香肠波的微波响应是高度非线性的。的非线性度，定义为二次谐波的傅立叶功率的主谐波的傅立叶功率的比率，被发现取决于GS源的宽度和视角的组合，并且在微波光谱的光学厚和光学薄的部分是不同的。这种效应可以被认为是一个潜在的工具，诊断的横向尺度的区域填充的加速电子。
2022-08-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the nature of transverse coronal waves revealed by wavefront dislocations
日冕波是日冕中等离子体动力学的一个重要方面。波前位错是自然界中大多数波的拓扑特征，也是磁流体力学波的拓扑特征。日冕波中有位错吗？位错的发现和解释可以揭示传播波的性质和特征，它们在日冕中的相互作用以及一般的等离子体动力学。我们积极识别位错的冠状波观测的冠状多通道偏振仪（CoMP）的发射日冕线的多普勒频移的奇点。我们研究了可能的奇异性，可以预期在冠状波，并试图重现所观察到的位错的本地化和频率的外观。观测到的位错只能用沿日冕磁场传播的不同频率的扭折波和香肠波模的干涉来解释。在横向于传播的平面中，振荡等离子体的横截面必须小于空间分辨率，并且两个波导致通过投影到视线上而混合的净纵向和横向速度分量。阿尔文波可以负责的扭结模式，但磁声香肠模式是必要的，在所有情况下。不包括更高（长笛）模式。扭结模式的压力幅值小于香肠模式的压力幅值，但其观测到的速度较大。这使位错集中在环的顶部。为了解释位错，任何日冕波的模型都必须包含扭结波和香肠波模式的同时传播和干涉，这两种模式的频率相当但不同，香肠波的振幅比扭结波的振幅小得多。
2015-05-13 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
The effect of linear background rotational flows on magnetoacoustic modes of a photospheric magnetic flux tube
太阳磁通量管中的磁声波可能会受到背景旋转流的影响。在这里，我们调查的行为$m=0$和$m=\pm 1$模式的磁通量管中存在的线性背景旋转流嵌入光球环境。我们发现，包含背景旋转流的轴对称$m=0$香肠模式得到的本征解的影响不大。然而，扭结模式的解决方案取决于由慢频率修改的流动共振的位置。背景旋转流导致修改后的流动共振，以拥有更快的相速度的情况下，$m=1$在细管（TT）的限制。这导致在解决方案中的缓慢的身体和缓慢的表面扭结模式遵循这个轨迹，改变他们的分散行为。对于光球通量管在TT限制，我们表明，它变得很难区分慢表面和快表面扭结（$m=1$）模式比较后，他们的本征函数。二维速度场图演示了这些波在背景旋转流的存在下如何出现在观测数据中。对于慢体扭折模态，在总压扰动中可以观察到旋涡模式。此外，管边界经历了螺旋运动从打破方位角对称，其中$m=1$和$m=-1$模式成为异相，这表明所产生的扭结波是圆偏振的。这些结果可能对太阳磁涡旋中磁流体动力学波的地震学研究有一定的意义。
2022-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Slow and sausage loop mode excitation due to local and global spontaneous perturbations
我们分析了不同类型的扰动的能力-与通常的环境能量波动的太阳日冕-激发慢和香肠模式的太阳耀斑循环。我们进行数值模拟的MHD理想方程考虑直等离子体磁管受本地和全球的能量沉积。我们发现典型的微耀斑[ $\sim$（$10^{27}$- $10^{30}$）erg]的局部环能量沉积倾向于驱动慢激波，从而诱导慢模式图案。慢模式的功能，获得每个测试的本地能量沉积内的环路。同时，为了获得可观察的香肠模式图案，需要能够瞬时修改内部回路温度的全局扰动，即特征传导加热时间必须远小于辐射冷却时间。通过改变参数$β$进行的实验表明，香肠模式的激励并不依赖于该参数的值，但在全球或本地的能源字符显着。
2020-10-30 astro-ph.SR
Formation of quasi-periodic slow magnetoacoustic wave trains by the heating/cooling misbalance
慢磁声波在自然界和实验室等离子体系统中都无处不在。等离子体冷却和加热过程之间的波动引起的不平衡导致慢磁声波的放大或衰减以及色散。波的色散可以归因于系统中的特征时间尺度的存在，与等离子体加热或冷却由于在热平衡附近的加热和冷却过程的竞争。我们分析了线性慢磁声波在等离子体中的热平衡形成的光学薄的辐射损失，场对齐的热传导，和一个未指定的加热的平衡。色散表现为波的有效绝热指数对波频率的依赖性，使得相速度和群速度依赖于频率。的波放大和色散的相互作用示出的结果到振荡模式的发生在一个最初的宽带慢波，与热不平衡的时间尺度确定的特征周期，即由相结合的辐射损失和加热函数的导数相对于密度和温度，在平衡评估。这种效果说明了通过估计的振荡模式的特征周期，出现在太阳日冕的等离子体中的热不平衡。据发现，由一个数量级的周期是关于在日冕中检测到的慢磁声振荡的典型周期。
2019-07-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Damping of slow magnetoacoustic oscillations by the misbalance between heating and cooling processes in the solar corona
在太阳日冕结构中经常观察到快速衰减的慢磁声波，这为日冕等离子体的地震学诊断提供了一个很有前途的工具，包括其物理特性。考虑到场向热导率和辐射冷却与某些未指定加热率之间的波动引起的不平衡，研究了日冕环中静止慢磁声振荡的阻尼效应。允许非绝热项任意大，对应于观测值。导热系数取其经典形式，并假设加热函数对密度和温度的幂律依赖性。分析是在线性状态和无限磁场近似下进行的。波动动力学被发现是高度敏感的特征时间尺度的热不平衡。根据某些值的不平衡时间尺度的波的演化的三个制度，即制度的抑制阻尼，增强阻尼的阻尼率下降到观测值，和声学过稳定。具体的制度是由依赖的辐射冷却和加热功能的物理参数的等离子体附近的扰动热平衡。观测到的和理论推导的衰变时间和振荡周期的比较，使我们能够约束日冕加热功能。对于典型的日冕参数，所观察到的性能的常设慢磁声振荡可以很容易地再现与合理选择的加热功能。
2019-07-16 astro-ph.SR
Line-of-sight geometrical and instrumental resolution effects on intensity perturbations by sausage modes
太阳大气中MHD波的诊断是一个经常遇到解释问题的话题，部分原因是太阳大气介质的高度复杂性。正演模拟可以有效地指导解释，弥补数值模拟和观测之间的差距，并提高模式识别的可靠性，为MHD地震学的应用。在这项工作中，我们的目的是确定的调制的可观察到的量，如线强度和谱线加宽的快速MHD香肠模式的电晕特性。视线角的影响，空间，时间和光谱分辨率被认为是。我们用一个圆柱管模拟低β日冕环境中的一个环，并使它以快香肠模式振荡。进行参数研究。在其他结果中，我们表明，无论电离状态的等离子体，谱线加宽的变化可以是显着的，即使是低强度调制。这种加宽的性质不是热的，而主要是湍流。这使得光谱仪在检测香肠模式方面明显优于成像仪器。所有量的调制都受到视线角度的显著影响，特别是当空间和时间分辨率与模式的波长和周期相当时。这对仪器设置有很高的限制。
2013-03-25 astro-ph.SR
The effect of thermal misbalance on magnetohydrodynamic modes in coronal magnetic cylinders
研究日冕磁柱中热失配对磁流体力学波色散的影响，发现快模式受影响较小而慢磁声模式受显著影响，为慢波衰减提供了理论解释。
2025-02-03 astro-ph.SR
Exploring source region of 3-min slow magnetoacoustic waves observed in coronal fan loops rooted in sunspot umbra
本研究结合IRIS与SDO观测追踪活动区AR12553扇状环足点，利用3分钟波的振幅调制特征，证明日冕扇状环中的3分钟慢磁声波源于本影内光球足点振荡。
2023-08-07 astro-ph.SR
Impulsively Generated Wave Trains in Coronal Structures: I. Effects of Transverse Structuring on Sausage Waves in Pressureless Tubes
被困香肠模式的轴向群速度的行为起着重要的作用，在确定脉冲产生的波列，这往往被调用来占准周期信号的数量可观的日冕结构的准周期秒。我们进行了全面的本征模分析，分析和数值，香肠模式的色散特性在无压管与三个家庭的连续径向密度分布。我们发现轴向群速度$v_{\rm gr}$对轴向波数$k$的依赖性有丰富的变化。根据密度对比度和剖面陡度以及详细的剖面描述，$v_{\rm gr}-k$曲线具有或不具有截止波数，并且它们可以以单调或非单调方式表现。与时间相关的模拟，我们进一步表明，这种丰富的各种群速度特性严重影响的时间演化和Morlet谱的脉冲产生的波列。特别是，Morlet光谱可以看起来与“疯狂的蝌蚪”发现的大量研究不连续的密度分布有很大的不同。我们的结论是，有必要重新检查现有的高节奏的数据，以寻找丰富的时间和光谱特征，它可以用来区分未知形式的横向冠状结构的密度分布。
2016-12-30 astro-ph.SR
Magnetically coupled atmosphere, fast sausage MHD waves, and forced magnetic field reconnection during the SOL2014-09-10T17:45 flare
我们研究了2014年9月10日GOES X1.6太阳耀斑期间太阳大气的物理性质和行为。用小波分离方法分析了稳态等离子体流和快速香肠型MHD波。利用垂直流近似非线性无力场程序研究了磁耦合大气和强迫磁场重联。本文研究了磁流体波从光球到达日冕前不经耗散或反射的传输机制和日冕上的波能分布机制。我们报告了一个共同的行为（极）紫外稳态等离子体流（速度15.3 -> 10.9 km/s）和快香肠MHD波（阿尔芬速度13.7 -> 10.3 km/s，特征周期1587-> 1607 s），在SDO/AIA/HMI和IRIS空间仪器观测到的各个大气层（光球-日冕）的圆柱形等离子体波导中传播。本文分析了黑子本影上方磁场通量管引起的磁耦合太阳大气和波强迫的磁场重联。太阳地震与捕获，泄漏和隧道模式的波，消散，特别是在太阳日冕，讨论了其可能的贡献，外层大气加热。我们证明了快速香肠MHD波的色散性质，它可以很容易地产生泄漏和其他模式传播的波导外，和磁场通量管连接的各个大气层可以分配整个活动区域的磁场能量。这种机制有助于日冕能量平衡和我们对日冕加热如何维持的了解。
2020-10-04 astro-ph.SR
The centroid speed as a characteristic of the group speed of solar coronal fast magnetoacoustic wave trains
本文提出利用波列质心速度评估日冕低β等离子体中QFP波列的群速度，发现其对应能量最高谐波的群速度，且与相速度差异可达70%，对能量通量估计和观测解释至关重要。
2023-11-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Impulsively generated sausage waves in coronal tubes with transversally continuous structuring
被捕获的香肠波的纵向群速度的频率依赖性在确定脉冲产生的波列中起着重要的作用，脉冲产生的波列常常被用来解释日冕环中的准周期信号。我们研究如何群速度（$v_{\rm gr}$）依赖于角频率（$ω$）的香肠模式在无压冠状管连续的横向密度分布通过解决色散关系的情况下，任意形式的密度不均匀性发生在一个过渡层的任意厚度。我们发现，除了横向长度尺度的$l$和密度对比度$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}$，群速度行为也依赖于密度不均匀性的详细形式。对于抛物线轮廓，$v_{\rm gr}$总是先随着$ω$减小，然后再增加，正如研究较多的礼帽轮廓所发生的那样。然而，对于线性曲线，$ω-v_{\rm gr}$曲线的行为更为复杂。当为$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e} \lesssim 6$时，曲线对于$l$的大值变得单调。另一方面，对于更高密度的对比度，当冠状管扩散时，除了局部最小值$v_{\rm gr}^{\rm min}$之外，还存在局部最大值$v_{\rm gr}^{\rm max}$。与时间相关的计算，我们表明，不同的行为的群速度曲线，特别是特征速度$v_{\rm gr}^{\rm min}$和$v_{\rm gr}^{\rm max}$，是反映在时间的演变和Morlet谱的脉冲产生的波列。我们的结论是，所观察到的准周期波列不仅可以用来探测密度对比度和剖面陡度等关键参数，但也有可能区…
2016-10-14 astro-ph.SR
Numerical simulation of the internal plasma dynamics of post-flare loops
本文通过对细长流管的MHD理想方程的积分，模拟了日冕耀斑后环的内部等离子体动力学。我们研究了内部等离子体不稳定性的发生和演变，与观测结果进行比较，并深入了解与耀斑事件相关的物理过程和特征参数。数值方法采用有限体积Harten-Yee TVD格式积分一维1/2 MHD方程，该方程是专门为捕捉超音速流动间断而设计的。我们可以再现2001年10月1日发生的一个事件的观测滑动和沿磁线向上传播的增亮特征。我们表明，高速下行扰动，通常被解释为慢磁声波，可以更好地解释为慢磁声冲击波。该结果是在能量平衡方程中考虑绝热性而得到的。然而，一个依赖于时间的强迫的基础是需要重现的事件，类似于观测模式的重复-通常被称为准周期脉动（QPPs）-这是与大规模的特征相干性的波动。这一结果加强了对QPP是对脉动耀斑活动的响应的解释。
2009-08-19 astro-ph.SR
Numerical MHD Simulation of the Coupled Evolution of Collisional Plasma and Magnetic Field in the Solar Chromosphere. I. Gradual and Impulsive Energisation
通过数值求解包含电阻率、热传导和气体动力学粘性的非线性碰撞MHD方程的完全自洽二维初值问题，研究了太阳色球等离子体与磁场之间的动力学耦合.考虑了两个极性相反的水平磁场接触区的过程。假设等离子体最初是静止的，并且在整个等离子体体积中具有均匀的50，000 K的温度;特征磁场对应于等离子体$β\gtrsim 1$。在一个通常由计算运行覆盖的17秒的物理时间间隔内，等离子体温度逐渐增加2到3倍。在此背景下，在电流层变薄（香肠型变形，或$m=0$箍缩不稳定性）的位置处发生电流对准的等离子体速度的脉冲（在0.1秒或更短时间内）增加。这样的“速度爆发”在物理上可以解释为超热质子产生的事件。香肠不稳定性的进一步发展导致质子的动力学温度增加到很高的值，甚至达到耀斑中观察到的温度。我们的MHD方程系统的形式表明，这种增加是在适当选择的参数系统的精确解的属性。磁重联在这个解中并不明显：它会产生被所选几何所禁止的流动。因此，捏香肠效应可以作为上色球层的增能器，并且可以替代磁重联过程作为耀斑的产生者。
2015-08-14 astro-ph.SR
Mixed properties of slow magnetoacoustic and entropy waves in a plasma with heating/cooling misbalance
日冕等离子体加热和冷却的过程以前被证明会显着影响慢磁声（MA）波的动力学，导致放大或衰减，也分散。然而，熵模式也被激发在这样的热激活的等离子体中，并且也受到加热/冷却不平衡的影响。这种模态通常与日冕雨现象和日冕的形成有关。与绝热等离子体不同，连续加热和冷却等离子体中慢MA波和熵波的性质和演化变得混合。不同的制度的不平衡导致各种各样的情况下的初始扰动演变。为了描述慢MA波和熵波在各种不平衡状态下的性质和演化，我们得到了线性演化方程的精确解析解。使用的特征时间尺度和得到的精确解，我们确定了制度的慢MA和熵模式的定性不同的行为。对于这些制度中的一些，初始高斯脉冲的时空演化。特别是，它表明，慢MA模式可能有一个范围内的非传播谐波。在这种情况下，在低$β$等离子体中由慢MA和熵模式引起的扰动在观测中看起来是相同的，因为等离子体密度（和温度）的非传播扰动随时间增长或衰减。我们还表明，慢MA和熵模式之间的初始能量的分区取决于所涉及的加热和冷却过程的属性。所得的精确解析解可进一步应用于日冕MA慢波的观测和数值模拟结果的解释以及日冕雨的形成和演变。
2021-04-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Broadband microwave sub-second pulsations in an expanding coronal loop of the 2011 August 10 flare
我们研究了2011年8月10日GOES C2. 4太阳耀斑期间在扩展日冕环中观测到的宽带微波亚秒级脉动的特征物理性质和行为。我们在复杂的无线电频谱中发现了亚秒级的脉动和其他不同的爆发群。在4-7 GHz频率范围内，亚秒级宽带脉动（时间周期为0.07- 1.49s，无特征主周期）持续时间为70 s。这些脉动在它们各自的频率上不相关，没有可测量的频率漂移，并且零极化。在这些脉动中，我们发现了特征周期为0.7和2秒的快速香肠磁声波的签名。其他射电爆发显示出其特征频率漂移范围为-262-520 MHz/s。他们帮助我们推导出射电辐射处日冕磁场强度的平均值为20-80 G。结果表明，微波事件属于一个扩张的日冕环与扭曲的子结构中观察到的131，94和193 A SDO/AIA通道。将它们的狭缝时间图与5.7 GHz的射电源的位置进行比较，以实现扩展环的EUV强度在射电源触发之前增加。我们揭示了两个EUV双向流动与循环扩展的开始时间相关联。它们的位置靠近射电源，传播速度在30-117公里/秒范围内。我们证明了在准周期磁重联模型中电子加速的周期机制可能能够解释亚秒级脉动的物理性质和行为。微波辐射的退偏过程可能是由射电源中的等离子体湍流引起的。最后，观察到的EUV流可能与重连流出有关。
2016-09-14 astro-ph.SR
Spatio-temporal Characteristics of Very Long-periodic Pulsations in Solar Metrewave Bursts: Implications for their Origins
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学空间科学研究院）
研究通过观测2024年2月14日的米波爆发链，发现其长周期脉动与日珥磁场相关，支持等离子体发射是I型爆发的主要机制，VLPs可能由日珥区的慢磁声波调制。
2026-04-20 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Reflecting Longitudinal Wave in a Coronal Loop
本文报道了SDO/AIA对一个T~8-10 MK热环强度振荡的高分辨率观测。AIA的图像显示了一个巨大的日冕环，它在等离子体从环的一个足点喷出后迅速加热。在131和94通道的图像中可以非常清楚地看到一个波浪状的强度增强，沿着环路在喷出物之前传播，并在相反的足点反射。波浪反射了四次才消失。它只出现在热，131和94频道。振荡的特征周期和衰减时间分别为$\sim$ 630和$\sim$ 440 s。相速度约为460-510 km/s，大致与环路的声速（430-480 km/s）相匹配。观测到的振荡特性与SOHO/SUMER发现的多普勒频移振荡的观测结果一致，并与它们作为慢磁声波的解释一致。我们认为，脉冲注入等离子体，以下重新连接在一个循环的足点，导致快速加热和传播的纵向压缩波沿循环。波在消失前来回反弹几次。
2014-09-13 astro-ph.SR
Surface Wave Propagation in non--ideal plasmas
研究了部分电离、可压缩磁化等离子体板中表面波的性质。这些波受到非理想磁流体动力学效应的影响，这种效应导致介质中磁场的有限漂移。当忽略磁场漂移时，波在部分电离等离子体流体中的传播特性与完全电离的理想MHD相似，只是现在的传播特性取决于部分电离以及介质的可压缩性。香肠波和扭结波的相速度略有增加（百分之几），由于在理想以及霍尔扩散为主的制度的介质的可压缩性。然而，不同于理想状态，只有低于特定截止频率的波才能在霍尔主导状态下的介质中传播。薄板的这种截止对等离子体β具有弱的依赖性，而对于厚板则不存在这种依赖性。更重要的是，由于截止是由霍尔扩散引入的，因此在确定这样的截止时，介质的部分电离比等离子体压缩性更重要。我们讨论的背景下，太阳光球色球这些结果的相关性。
2015-01-19 astro-ph.SR
X-ray and EUV Observations of Simultaneous Short and Long Period Oscillations in Hot Coronal Arcade Loops
我们报道了在C类耀斑期间分别由费米GBM（伽马射线暴监测器）和SDO/AIA观测到的X射线（6-12 keV）和极紫外（EUV）通道（131，94，1600，304 nm）的衰减准周期强度振荡。在X射线通道（6-12 keV）中的振荡周期和衰减时间的估计值分别为约202 s和154 s。在AIA 1600和304 NTSC通道中的拱廊环路的足点处检测到类似的振荡周期。同时，AIA热通道（94和131 nm）显示了在拱廊环路的足点之间来回反弹的传播EUV扰动。振荡周期约为409 s，衰减时间约为1121 s.波的特征相速度约为560 km/s，环长约为115 Mm，这与温度约为10-16 Mk（480-608 km/s）时的声速大致一致。这些EUV振荡与SOHO/SUMER多普勒频移振荡一致，解释为耀斑激发的全球驻波慢磁声波。耀斑发生在拱廊环路的一个足点处，其中磁拓扑是具有零点的3D扇脊。在这个脚点重复重连可能会导致非热电子的周期性加速，这些电子沿着拱廊传播到相反的脚点并在那里沉淀，从而导致观察到的202-s周期。还讨论了其他可能的解释，例如慢模的二次谐波。
2015-02-25 astro-ph.SR
Sloshing Oscillations in coronal loops excited by successive M- and C-Class flares
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院鲁尔基分校）
该研究利用 SDO 上 AIA 数据，观测连续 M 级和 C 级耀斑激发日冕环的晃动振荡。识别出十五个振荡事件，提取振荡特性，估计环长度，发现耀斑强度影响振荡特征，还研究了参数间相互依赖性并结合慢波理论讨论结果。
2026-07-21 astro-ph.SR
Entropy-mode imprints in the solar corona: non-exponential damping and phase shifts of compressive oscillations
Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系聚变、空间与天体物理学中心）；Engineering Research Institute “Ventspils International Radio Astronomy Centre (VIRAC)” of Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学文茨皮尔斯国际射电天文中心（VIRAC）工程研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）
通过一维日冕环模型，研究热传导下熵模与慢模的耦合，揭示熵模在压缩振荡中产生非指数阻尼、包络不对称和相移等可观测特征。
2026-06-03 astro-ph.SR
Hall-magnetohydrodynamic waves in flowing ideal incompressible solar-wind plasmas: Reconsidered
众所周知，磁结构的太阳大气支持MHD波沿各种喷流的传播，也包括太阳风。众所周知，在某些条件下，即足够高的射流速度下，传播的MHD模式可以变得不稳定，而不是最常见的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）。在这篇文章中，我们将探讨如何传播和不稳定性的特点，沿着一个缓慢的太阳风MHD模式的影响时，他们调查的理想霍尔磁流体力学的框架。如果射流宽度小于或相当于所谓的霍尔参数$l_\mathrm{Hall} = c/ω_\mathrm{pi}$（其中$c$是光速，$ω_\mathrm{pi}$是离子等离子体频率），则霍尔磁流体动力学是适用的。我们模拟太阳风作为一个移动的速度$\vec{v}_0$圆柱形通量管半径$a$，包含不可压缩的等离子体密度$ρ_\mathrm{i}$通过一个恒定的磁场$\vec{B}_\mathrm{i}$。周围等离子体的特征在于其密度$ρ_\mathrm{e}$和磁场$\vec{B}_\mathrm{e}$。在标准模型和Hall-MHD模型的框架下推导了MHD波的色散关系，并以密度对比度$η= ρ_\mathrm{e}/ρ_\mathrm{i}$、磁场比$b = {B}_\mathrm{e}/{B}_\mathrm{i}$和霍尔尺度参数$l_\mathrm{Hall}/a$为输入参数进行了数值求解。结果表明，当$l_\mathrm{Hall}/a$为中等值时…
2020-02-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
