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
Photospheric response to a flare
耀斑使水平光球磁场产生突然而永久的变化。特别是耀斑通常会增加光球场沿中性线的磁剪切。最近的观测还表明，耀斑可以产生突然的光球运动。我们提出了一个模型，观察到的变化作为光球的响应大振幅剪切阿尔文波传播下来的电晕的任一侧的中性线。假设阿尔夫维尼克锋首先在中性线附近撞击光球，然后随着时间的推移逐渐远离光球，使得撞击线与耀斑带重合。波引入磁剪切和速度剪切。在光球层引入的磁剪切在中性线的两侧具有相同的符号，而速度剪切具有相反的符号。我们讨论的可能性，这一过程是负责粒子加速耀斑。
2018-08-09 astro-ph.SR
DKIST unveils MHD-predicted sub-50 km photospheric vortices
Universidad Nacional de Colombia（哥伦比亚国立大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
本研究利用DKIST高分辨率观测首次直接探测到MHD预测的亚50公里光球涡旋，共识别201次，中位直径38.6公里，证实了模拟预测并开启小尺度对流动力学新观测窗口。
2026-09-25 astro-ph.SR
Vorticity in the solar photosphere
目标。我们使用磁性和非磁性的3D数值模拟的太阳颗粒和G-波段辐射诊断所产生的模型来分析太阳光球中的小尺度涡旋运动的产生。方法.磁对流的辐射MHD模拟用于产生光球模型。我们的出发点是一个非磁性的太阳对流模型，在这里我们引入了一个均匀的磁场，并遵循模拟光球场的演变。我们发现了两种不同类型的光球涡，并提供了一个链接之间的涡的产生和存在的晶间磁场。涡度方程的详细分析，结合G-波段辐射诊断，使我们能够识别模拟光球中光球涡度的来源和观测特征。结果两种不同类型的光球涡，磁性和非磁性，产生的域。非磁涡旋是由光球层中等离子体的斜压运动产生的，而磁涡旋是由颗粒间磁通量浓度中的磁张力产生的。这两种类型的涡具有不同的形状。我们发现，更有效地产生的涡流磁化模型。模拟的G-波段图像显示了磁涡旋和光球亮点旋转运动之间的直接联系，并表明磁亮点旋转和在大气高层观测到的小尺度涡旋运动之间可能存在联系。
2010-10-27 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
Measurements of Photospheric and Chromospheric Magnetic Field Structures Associated with Chromospheric Heating over a Solar Plage Region
为了研究磁结构与斑区加热特征之间的关系，我们在2018年10月3日使用安装在GREGOR望远镜上的GREGOR红外光谱仪（GRIS）的积分场单元模式观测了具有He I 1083.0 nm和Si I 1082.7 nm谱线的斑区。在GRIS观测过程中，界面区成像光谱仪（IRIS）获得了从同一区域发射的紫外Mg II双峰的光谱。在GRIS观测到的有限视场范围内，在谱斑区域的外围，我们发现Mg II辐射通量随着色球层中的磁场的增加而增加，比例因子为2.38 \times 10^4 erg cm^{-2} s^{-1} G^{-1}。这种正相关关系表明，磁通量管可以被阿尔夫文波湍流加热，也可以被离子与中性原子碰撞加热。在谱斑区域内，光球层中的强磁场强度斑块之间或磁斑块边缘的辐射通量很大。另一方面，我们没有发现任何显着的空间相关性之间的增强辐射通量和色球磁场强度或电流。在色球层中，除了与阿尔芬波有关的阿尔芬波湍流或离子与中性原子的碰撞外，还可能存在其他与磁通量管相互作用产生的磁场扰动有关的加热机制。
2021-08-17 astro-ph.SR
Simulations of Alfven wave driving of the solar chromosphere - efficient heating and spicule launching
在我们对太阳色球层的理解中，有两个中心问题是：上层色球层是如何被加热的，以及是什么驱动了针状体。根据辐射和传导损失对所需色球加热的估计表明，低色球层的${\sim} 0.1 \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$下降到高色球层的${\sim} 10^{-3} \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$（\citet{Avrett1981}）。色球层也被针状体渗透，针状体是来自低层大气的高密度等离子体，以${\sim} 10-20 \mathrm{\:km\:s^{-1}}$的速度向上推进，称为I型针状体（\citet{Pereira2012,Zhang2012}），达到光球层上方的${\sim} 3000-5000 \mathrm{\:km}$高度。因此，更清楚地了解色球动力学、加热和针状体的形成对太阳大气科学至关重要。三十多年来，人们一直认为MHD波的光球驱动可能是加热和骨针形成的原因。本文介绍了一个高分辨率的MHD处理光球驱动的阿尔文和扭结波向上传播到一个扩展的通量管嵌入在一个模型色球大气的结果。我们发现，从阿尔文和扭结波到慢模式的有质动力耦合产生的冲击，既加热上层色球和驱动针状。这些模拟表明，太阳色球层的波驱动可以给出一个局部加热率，该加热率与观测结果相匹配，并在一个单一的相干模型中驱动与I型观测结果一致的针状体。
2016-07-13 astro-ph.SR
Varying Driver Velocity Fields in Photospheric MHD Wave Simulations
扭转运动在太阳大气中是普遍存在的。在这项工作中，我们进行了三维数值模拟，模拟了涡旋型光球驱动器与高斯空间分布。该驱动器被实现为在嵌入在现实太阳大气中的轴对称的3D磁通量管中激发MHD波。改变驱动器的高斯宽度，并比较所产生的扰动。速度矢量被分解为平行，垂直和方位角分量相对于预定义的磁通量表面。这些分量分别大致对应于快、慢和Alfven模式。从这些速度计算相应的波能通量，使我们能够估计每个模式的能量通量的贡献。对于最西驱动器（$0.15$ Mm），并行分量占通量的$\sim 55 - 65\%$。对于最宽的驱动器（$0.35$ μ m），该贡献随着驱动器宽度的增加而平滑地增加，直到接近$90\%$。垂直分量和方位分量的相对重要性以相似的速率降低。方位角能通量在最宽驱动器的$\sim 35\%$和最宽驱动器的$< 10\%$之间变化。类似地，垂直通量为$\sim 25 - 10\%$。我们还证明了快速模式对应于香肠波在我们的模拟。因此，我们的研究结果表明，快速香肠波很容易激发这个驱动程序，它携带了大部分的能量传输。对于这种涡旋型驱动器，阿尔芬波不贡献显著量的能量。
2018-07-26 astro-ph.SR
Damping of slow surface kink modes in solar photospheric waveguides modeled by one-dimensional inhomogeneities
鉴于最近的兴趣磁流体动力学（MHD）波在孔隙和太阳黑子阴影，我们研究的阻尼慢表面扭结模式（SSKM）建模太阳光球波导与圆柱形的不均匀性，包括一个统一的内部，一个统一的外部，和一个连续的过渡层（TL）之间。执行本征模分析线性，电阻，无重力MHD，我们的方法是理想化的，除其他事项外，我们的平衡结构仅在径向方向。尽管如此，我们可以同时解决两个阻尼机制，一个是欧姆电阻率，另一个是尖点和Alfv $\acute{\rm e}$ n连续体中SSKM的共振吸收。我们发现，这两种机制的相对重要性敏感地依赖于磁雷诺数（$R_{\rm m}$）。共振吸收是唯一的阻尼机制，实际上大的$R_{\rm m}$值，和尖点共振一般占主导地位的Alfv $\acute{\rm e}$ n之一，除非轴向波数是在观测相关范围的下端。我们还发现，薄边界近似仅在TL宽径比远小于名义预期时才成立。欧姆电阻率对于实际上小的$R_{\rm m}$更为重要。即使在这种情况下，SSKM也只是轻微阻尼，在我们检查的参数范围内，阻尼时间与周期之比达到$\sim 10$。
2020-12-31 astro-ph.SR
Vortices, shocks, and heating in the solar photosphere: effect of a magnetic field
目的：研究太阳上层光球非磁区和磁区在流动和热结构上的差异。研究方法：辐射MHD模拟代表一个安静的区域和一个plage区域，分别延伸到周围的温度最低层，进行了分析。结果如下：两个模拟的光球上层的流动结构有很大的不同：非磁性模拟主要是由移动激波阵面的模式，而磁性模拟显示垂直延伸的漩涡与磁通量浓度。这两种结构都会引起大量的局部加热。由此产生的平均温度分布的特点是由一个陡峭的上升以上的温度最低值，由于在非磁性的情况下，由一个平坦的光球温度梯度，主要是由欧姆耗散的磁性运行。结论：平静太阳中的激波和强磁化区域中的涡旋代表了温度最低点周围层中的主要流动结构。它们与提供局部加热的耗散过程密切相关。
2012-03-26 astro-ph.SR
Co-spatial velocity and magnetic swirls in the simulated solar photosphere
上下文速度或强度漩涡现在已经被证明广泛存在于整个光球层和色球层。有人认为，这些事件可能有助于加热太阳上层大气，通过激发阿尔文脉冲，可以携带大量的能量。然而，它们的激发所必需的物理条件，即磁场与速度场同时空旋转，尚未得到验证。目的。我们的目标是了解光球速度漩涡是否存在同空间和同时间与光球磁漩涡，以证明漩涡和脉冲之间的联系。方法.自动涡流检测算法（ASDA）应用于光球水平速度和垂直磁场从一系列的现实数值模拟使用RMHD代码彩虹。通过定义良好的相关指数（CI）的研究，进一步研究了检测到的速度和磁漩涡之间的空间关系。结果平均而言，在6 \times 6 Mm^{-2}的视场中探测到约63个短寿命光球速度漩涡（寿命大多小于20 s，平均半径约为37 km，旋转速度约为2.5 km/s），这意味着太阳光球中速度漩涡的总数量约为1.06 \times 10 ^7。超过80%的检测到的速度漩涡被认为是伴随着当地的磁浓度在晶间车道。平均而言，约71%的探测到的速度漩涡已被发现与光球磁漩涡具有相同的旋转方向共存。结论.光球速度和磁场的同时同空旋转证明了光球涡旋激发阿尔文脉冲的约束条件得到满足。
2019-11-25 astro-ph.SR
A self-consistent model of the coronal heating and solar wind acceleration including compressible and incompressible heating processes
我们提出了一个新的一维模型，其中包括冲击和湍流加热和资格这些过程如何有助于加热日冕和驱动的太阳风。可压缩MHD模拟允许我们自动考虑激波的形成和耗散，而湍流耗散是通过基于Alfvén波湍流的一点闭合来建模的。数值模拟了不同的光球垂直相关长度$λ_0$和不同均方根光球横波振幅$δv_0$的阿尔文波湍流的关键参数。对于不同的$λ_0$，我们得到一个低温色球，高温日冕，和超音速太阳风。我们的分析表明，湍流加热总是占主导地位时，$λ_0 \lesssim 1{\rm \ Mm}$。这一结果并不意味着我们可以忽略可压缩性，因为分析表明，可压缩波及其相关的密度波动增强了Alfvén波的反射，从而增强了湍流加热。密度涨落和十字螺旋度受$λ_0$的影响很大，而日冕温度和质量损失率受$λ_0$的影响很小。
2018-02-14 astro-ph.SR
Alfvén Wave Heating of the Solar Chromosphere: 1.5D models
利用高分辨率1.5D非理想MHD模型分析了可能导致太阳色球加热的物理过程。我们证明，它是可能的加热色球等离子体的直接电阻耗散的高频阿尔文波通过彼得森电阻率。然而，这不可能足以平衡辐射和传导损耗，除非使用不切实际的场强或光球速度。精确的加热曲线由输入驱动光谱确定，因为在1.5D中不可能存在阿尔文波湍流。包含霍尔项不影响加热速率。如果考虑等离子体的可压缩性，冲击波是通过有质动力耦合的阿尔文波慢模式和冲击加热主导的电阻耗散。在1.5D冲击聚结放大冲击的影响，并为可压缩模拟与现实的驱动器光谱的加热速率超过所需的匹配辐射和传导损失。因此，虽然这些1.5维模拟的加热速率是一个高估，他们确实表明，有质动力耦合阿尔文波声波是更重要的色球加热比彼得森耗散通过离子中性碰撞。
2015-12-17 astro-ph.SR
Photospheric Logarithmic Velocity Spirals as MHD Wave Generation Mechanisms
对太阳光球的高分辨率观测已经确定了太阳等离子体中各种各样的螺旋运动。这些螺旋在性质上各不相同，但在太阳表面观察到大量。在这项工作中，这些螺旋线的磁流体动力学（MHD）波产生机制的潜力进行了研究。通常观察到这些螺旋的颗粒间通道也是磁场强度高于平均值的区域。这种磁场和螺旋等离子体的结合是产生阿尔文波和其他MHD波的方法。本工作采用数值模拟的自相似磁通量管嵌入在一个现实的，重力分层，太阳大气中研究的影响，一个单一磁通量管由对数速度螺旋驱动器扰动。对数螺旋驱动器的扩展因子是变化的，并且针对以观测约束为中心的扩展因子的值的范围运行多个模拟。模拟分析使用“通量表面”构造的磁场线，使矢量垂直，平行和方位角的本地磁场矢量可以计算。分析结果表明，当膨胀因子值较小时，阿尔文波是主要波，而当膨胀因子值较高时，平行分量占主导地位。这种转变发生在观测约束的范围内，这意味着在太阳光球中观察到的螺旋驱动器有可能产生各种MHD波模式。
2015-02-12 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
Photospheric Kelvin--Helmholtz Vortices as Possible Drivers of Coronal Heating: Implications of the DKIST Observations
Embry-Riddle Aeronautical University（埃默里-里德航空大学）；Center for Space and Atmospheric Research, Embry-Riddle Aeronautical University（埃默里-里德航空大学空间与大气研究中心）
研究以DKIST观测的光球层KH涡旋为对象，估算其作为跨尺度等离子体加热驱动源的可能性，推导相关能量、磁场及加热数据，提出需检验向上传输的结论。
2026-08-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Torsional Alfvénic Oscillations Discovered in the Magnetic Free Energy During Solar Flares
我们报道了在太阳耀斑中发现的扭转阿尔夫文振荡，它调制了磁自由能$E_f(t)$的时间演化，而磁势能$E_p(t)$是不相关的，非势能随$E_{np}(t) = E_p + E_f(t)$变化。扭转振荡的平均观测时间周期为$P_{obs}=15.1 \pm 3.9$ min，平均场线长度为$L=135\pm35$ Mm，平均相速度为$v_{phase} =315 \pm 120$ km s $^{-1}$，我们将其解释为耀斑环中电子密度增强的扭转阿尔文波。大多数的扭转振荡被发现是衰减少，但表现出积极或消极的趋势，在自由能的演变，表明新出现的通量（如果是积极的），磁抵消，或耀斑能量耗散（如果是消极的）。自由能的时间演化计算在这项研究中与{ \sl垂直电流近似（版本4）非线性无力场（VCA 4-NLFFF）}代码，它结合了自动检测的日冕环的解决方案，并绕过非力自由光球边界条件，与传统的NLFFF代码。
2020-01-27 astro-ph.SR
Magnetic shocks and substructures excited by torsional Alfvén wave interactions in merging expanding flux tubes
在太阳光球层上经常观测到涡旋运动。这些运动可能在能量和动量从低层大气输送到太阳上层大气的过程中发挥关键作用，有助于日冕加热。太阳的低层大气也由复杂的通量管网络组成，这些通量管在色球层和高层大气中扩展和合并。我们进行了数值模拟，以调查的行为的涡旋驱动波传播在一对这样的通量管在一个非力自由的平衡与现实模拟的太阳大气。两个通量管在其足点处被反向旋转的涡流运动独立地扰动。当通量管合并时，涡运动既有线性的也有非线性的相互作用。线性相互作用产生了许多小尺度的瞬态磁子结构，由于由涡旋运动施加的磁应力。因此，由于光球涡旋运动，最初的整体管被分离成复杂的多螺纹管。波的相互作用还驱动振幅增加的叠加，直到它超过局部马赫数，并产生以大约$ 50$ km s $^{-1}$的速度向上传播的激波。冲击波作为向上输送动量和能量的管道，并将局部等离子体加热超过一个数量级，峰值温度约为$60,000$ K。因此，我们提出了一个新的机制，从太阳低层大气到日冕的磁波导的产生。这种波导出现的结果，在相邻的通量管相互作用的扰动。因此，光球涡旋运动的相互作用是太阳低层大气向高层大气能量传输的一个潜在的重要机制。
2018-03-16 astro-ph.SR
Supergranular turbulence in a quiet Sun: Lagrangian coherent structures
平静的太阳展现出丰富的磁场活动，这是我们理解太阳和天体物理磁性的基础。观测到宁静太阳中的磁场是相干演化的，它们在水平光球流的平流作用下相互作用形成独特的结构。本文研究了宁静太阳超颗粒区光球流的相干结构。利用由Hinode强度图得到的水平速度场，通过检测双曲和椭圆拉格朗日相干结构（LCS）来研究超颗粒湍流。通过计算前向/后向有限时间李雅普诺夫指数（FTLE）得到排斥/吸引LCS。超颗粒细胞的拉格朗日中心由前向FTLE的局部最大值给出;超颗粒细胞的拉格朗日边界由后向FTLE的脊给出。通过计算拉格朗日平均涡量偏差来发现目标速度涡，并通过应用由位移矢量给出的准则来过滤假涡。相邻的超颗粒细胞的拉格朗日中心相互连接的脊排斥LCS，这提供了运输障碍，允许形成的漩涡和浓度的强磁场的山谷排斥LCS。排斥LCS也揭示了最可能的磁重联的网站。我们发现，吸引LCS的脊暴露的位置的光球流的汇在超颗粒结，这是形成的KG磁通量管和持续的涡旋的优先网站。
2019-04-17 astro-ph.SR
Persistent magnetic vortex flow at a supergranular vertex
光球涡旋流被认为在磁场演化中起着关键作用。最近的研究表明，这些涡旋运动是普遍存在于太阳表面对流和发生在广泛的时间和空间尺度。然而，它们与磁场的相互作用的特征很差。本文研究了持续光球涡旋流与超粒顶点网络磁元演化的关系。我们使用长时间序列的连续强度图像与Hinode和当地相关跟踪方法获得的水平光球流。超颗粒细胞被检测为大规模的发散结构的流动图。在它们的顶点处，并且与网络磁性元件同空间，速度流会聚在中心点上。在整个24小时的时间序列中，观察到这些收敛流之一的旋涡。它由三个连续的漩涡组成，几乎出现在同一位置。在其核心，还检测到网络磁性元件。它的演化与涡旋的演化密切相关。磁场特征在被涡旋捕获时被集中和抽空，在涡旋消失后被削弱和破碎。这种演化行为支持了前面提出的观点，即当一个小的通量管被涡流包围时，它会变得稳定。
2017-12-05 astro-ph.SR
On the 5-Minute Oscillations of Photospheric and Chromospheric Swirls
本文通过小波分析研究光球和色球涡旋的集体与个体行为，发现3-8分钟和10-14分钟两个周期簇，提出全球p模通过产生涡旋等向上层大气输送能量和质量的新机制。
2023-04-17 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
Modelling observed decay-less oscillations as resonantly enhanced Kelvin-Helmholtz vortices from transverse MHD waves and their seismological application
在高度结构化的日冕中，共振吸收是从整体横向MHD波向局部方位Alfvén波能量传递的一种不可避免的机制。由于其局部性质，直接检测这种机制是非常困难的。然而，它是解释观测到的全球横波快速衰减的主要理论。然而，与这一理论预测不一致的是，最近的观测表明，在低振幅状态下，这种横向MHD波也可以出现无衰减，这是一个尚未解决的现象。最近的数值研究表明，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）经常伴随横向MHD波。在这项工作中，我们结合三维MHD模拟和正演模拟表明，目前达到的空间分辨率和观察到的小振幅，一个明显的衰减无振荡。这种效应是由KHI产生的周期性增亮和共振吸收放大的KHI涡旋的相干运动相结合造成的。这种效应在捕获边界动力学而不是核心的温度下形成的发射线中特别明显，并且反映了与扭结模式共振耦合的局部方位Alfvén波的低阻尼特性。由于相位混合，检测到的周期可以根据发射线而变化，对边界敏感的发射线的周期比对环路核心敏感的发射线的周期短。这允许估计边界处的密度对比度。
2016-09-30 astro-ph.SR
Fast-to-Alfvén Mode Conversion Mediated by Hall Current. I. Cold Plasma Model
太阳和类太阳恒星的光球温度最低值是非常弱的电离，电离分数$f$低至$10^{-4}$。在银河系恒星形成区，$f$可能是$10^{-10}$或更低。在这些情况下，霍尔电流可以通过无量纲霍尔参数$ε=ω/Ω_\text{i}f$耦合低频Alfvén波和磁声波，其中$ω$是波频率，$Ω_\text{i}$是平均离子陀螺频率。这是在冷（零- $β$）等离子体的背景下分析的，而对于热等离子体则不太详细。据发现，霍尔耦合优先发生在波矢量是近场对齐。在这种情况下，霍尔耦合理论上会在波通过弱电离区时产生快模和阿尔文模之间的连续振荡。在低频（兆赫），太阳和恒星的正常模式的特征，$ε$可能是太小，一个振荡的一小部分以上发生。另一方面，在与磁重联事件相关联的高得多的频率（Hz）处，该效应可能是显著的。在另一种情况下，恒星形成气体云的特征参数表明，$\mathcal{O}(1)$或更多的完整振荡可能发生在一个云交叉。由于太阳黑子的离子回旋频率和阿尔文速度很高，这种机制预计在太阳黑子中不会有效，因为净效应与两者成反比，因此与场强成反比。
2015-10-13 astro-ph.SR
Transient rotation of photospheric vector magnetic fields associated with a solar flare
作为太阳上最猛烈的爆发之一，耀斑被认为是由磁重联提供动力的。涉及能量的释放、转移和沉积的基本物理学已被广泛研究。利用1.6米古德太阳望远镜提供的前所未有的分辨率，在这里，我们显示了一个突然旋转的矢量磁场，约12 $^{\circ}$ -20 $^{\circ}$逆时针，与耀斑。与先前报道的永久性变化不同，方位角变化是瞬时的，并且与H $α$发射是共空间/时间的。测量的方位角变得更接近位场中的方位角，表明耀斑环的解旋。在1.56~ $μ$ m的近红外波段获得了磁谱图，该波段受耀斑辐射的影响最小，没有检测到强度轮廓的变化。我们相信这些瞬态变化是真实的，并讨论了高能电子束或$Alfv\acute{e}n$波起关键作用的可能解释。
2018-01-09 astro-ph.SR
Solar wind modeling with the Alfven Wave Solar atmosphere Model driven by HMI-based Near-Real-Time maps by the National Solar Observatory
本研究使用NSO-HMI近实时综合图驱动AWSoM模型，模拟了第24太阳活动周不同活动水平的三个卡灵顿自转，结果重现了低日冕EUV发射并匹配了1 au原位观测，量化了总无符号开放磁通量。
2022-12-09 astro-ph.SR
Alfvén wave propagation in the partially ionized lower solar atmosphere: a test of the single-fluid approximation
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）
本文通过单流体和多流体模型比较，检验了单流体近似在太阳低层大气中阿尔芬波传播中的有效性，发现两者结果基本一致，仅在能量传输和等离子体加热率上有微小差异。
2026-03-04 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
Alfven wave heating in partially ionized thin threads of solar prominences
有观测证据表明，在太阳磁场线中存在频率范围很宽的小振幅横向磁流体动力学（MHD）波。据信，这些波在光球层被驱动，并沿着磁场线传播，直到悬浮在日冕中的双折射。部分电离日珥等离子体中MHD波能量的耗散是一种加热机制，其相关性需要探索。在这里，我们考虑一个简单的一维模型的非均匀细线程和调查加热与阿尔芬波耗散。该模型假设一个特设的密度分布和均匀的压力，而温度和电离度的自洽计算考虑LTE或非LTE近似的氢电离。阿尔芬波的宽带驱动器被放置在磁场线的一端，代表光球激发。在单流体近似下，通过求解部分电离等离子体的线性化MHD方程，得到了沿螺旋线的Alfvenic扰动，发现螺旋线部分电离部分的波加热足以补偿辐射冷却引起的能量损失。在LTE近似下，由于核心日珥温度的电离度低于非LTE近似下的电离度，因此加热量更大。这在LTE情况下由于双极扩散而导致更大水平的耗散。相反，在模型的热日冕部分，等离子体完全电离，波加热可以忽略不计。这个简单的模型的结果表明，MHD波加热可以是相关的能量平衡的连续性。需要在更精细的模型基础上进行进一步研究。
2021-03-30 astro-ph.SR
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
2018-12-04 astro-ph.SR
The Alfvénic nature of chromospheric swirls
本文利用辐射磁流体动力学程序CO $5$ BOLD对平静太阳大气进行了数值模拟，研究了小尺度色球涡旋的演化和起源。我们感兴趣的是发现它们与磁场扰动的关系以及驱动它们演化的过程。在分析中，应用了旋涡强度准则及其演化方程，以识别旋涡运动并研究其动力学。我们引入了一个新的标准，磁涡旋强度，它使我们能够识别扭转扰动的磁场。我们发现一个很强的相关性之间的旋流强度和磁旋流强度，特别是在强烈的磁通量的浓度，这表明之间的紧密关系的涡旋运动和扭转磁场扰动。此外，我们发现，漩涡向上传播的局部阿尔文速度作为单向漩涡，在脉冲的形式，单独由磁张力驱动。在光球层和低色球层中，等离子体的旋转与向上的磁场中的扭曲共同发生，该扭曲与等离子体流的方向相反。总之，这些都是扭转阿尔文波的特征。我们还发现的不平衡之间的流体动力学和磁流体动力学斜压效应的漩涡的起源的迹象。在色球层的底部，我们发现一个净向上指向坡印廷通量，这主要是与大型和复杂的漩涡结构，我们解释为各种小尺度涡的叠加。我们的结论是，在模拟中观察到的无处不在的漩涡事件是密切相关的扰动的磁场。在光球层和色球层，它们形成向上传播的阿尔文脉冲，可能有助于色球层加热。
2021-03-12 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
Generation of Magnetohydrodynamic Waves in Low Solar Atmospheric Flux Tubes by Photospheric Motions
最近的地面和空间观测揭示了太阳光球层对流单体之间存在小尺度运动。在这些区域中，由于颗粒运动和背景磁场的相互作用，产生了小尺度磁通量管。本文研究了这些运动对宽带光球驱动器激发磁流体动力学波的影响。对埋在光球层和低色球层（$β=1$以上）之间的实际太阳重力分层大气中的磁通量管中线性磁流体动力学波的传播进行了数值实验。水平和垂直速度场驱动器模拟颗粒抖振和太阳全球振荡。一个统一的扭转驱动程序，以及阿基米德和对数螺旋驱动程序模仿观察到的太阳光球扭转运动。结果进行了分析，使用一种新的方法提取的平行，垂直和方位角分量的扰动，这迎合了线性和非线性的情况下。采用这种方法产生的波模式的数值模拟中激发的识别，并通过速度扰动和波能量通量的激发模式进行比较。计算波能通量分布，使激发模式的相对强度的量化。扭转驱动器主要激发Alfvén模式（约占总通量的60%），缓慢扭结模式的贡献很小，对于对数螺旋驱动器，还有少量的缓慢香肠模式。水平和垂直驱动器分别激励主要是慢扭结或快香肠模式，具有取决于通量表面半径的小变化。
2014-11-07 astro-ph.SR
Embedded coherent structures from MHD to sub-ion scales in turbulent solar wind at 0.17 au
本研究利用帕克太阳探测器数据，在0.17 au处分析太阳风磁湍流，发现从MHD到亚离子尺度均存在嵌入式相干结构，且阿尔芬涡旋在所有尺度占主导，而非电流片，表明涡旋是湍流的重要构建块。
2024-05-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Vorticity of Solar Photospheric Flows on the Scale of Granulation
本文利用太阳光学望远镜（SOT）在太阳中央子午线不同纬度上用G波段滤光片（4305 μ m）观测到的时间序列图像，研究了太阳活动最低期宁静区颗粒流的涡度。利用特征相关跟踪（FCT）技术，我们计算了颗粒尺度流的涡度。假设已知的垂直流动模式（向上的颗粒和向下的颗粒间车道），我们推断这些流动的动力学螺旋的迹象。我们发现，颗粒流和颗粒间涡的动力学螺旋度表现出弱的半球偏好，这是在与科里奥利力的作用。然而，这种轻微的半球符号不对称性在平均涡度的大分散性下并不具有统计学意义。利用太阳天气光学长期观测（SOLIS）的全圆盘矢量磁图计算的网络磁场的当前螺旋密度的符号没有显示出任何半球偏好。这两个发现的结合表明，光球发电机上运行的颗粒流的规模是非螺旋的性质。
2016-06-04 astro-ph.SR
Simulating the Solar Corona with Multiple Solar Photospheric Magnetic Maps during the 8 April 2024 Total Solar Eclipse
University of Michigan（密歇根大学）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用AWSoM模型基于多源光球层磁图模拟2024年4月8日日食时的日冕，研究磁场图差异对其结构和加热特性的影响，发现合成观测结果有显著差异，强调全面光球层磁场数据对改进日冕模型的重要性。
2026-07-22 astro-ph.SR
Alfvénic Motions in a Stratified Open Flux Tube: Transition from Propagating to Locally Standing Motions and Implications for the Kelvin-Helmholtz Instability
Institute of Frontier and Interdisciplinary Science, Shandong University（山东大学前沿交叉科学研究院）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学空间科学学院山东省空间环境与探测技术重点实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics (CmPA), Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）
本研究通过三维MHD模拟发现开放磁结构中的传播扭波可通过共振吸收和波反射形成局地驻阿尔文运动，进而驱动KHI产生湍流精细结构，解答了相关长期问题。
2026-08-04 astro-ph.SR
Vortex Dynamics in Various Solar Magnetic Field Configurations
本研究利用MURaM代码的三维模拟，探究三类太阳磁区的涡旋动力学，发现弱谱斑最易形成色球涡旋，强谱斑区因涡旋相互作用存在能量级联，揭示了不同磁场区域涡旋的传播与耗散差异。
2024-08-15 astro-ph.SR
Alfvénic motions arising from asymmetric acoustic wave drivers in solar magnetic structures
本文通过三维理想MHD模拟，研究倾斜声-重力波驱动源在太阳磁环中产生阿尔芬波横向运动的机制，揭示方位角对称性破缺导致波导轴线位移，并给出速度振幅0.2-0.75 km/s及42 s和364 s两种振荡周期。
2023-04-04 astro-ph.SR
The role of Alfvén wave heating in solar prominences
观测结果表明，在很大的频率范围内，磁流体动力学波在太阳黑子中普遍存在。这些波可能是由光球运动驱动的，并可能将能量输送到悬浮在日冕中的日冕物质。波能的耗散会导致冷的日珥等离子体被加热，从而有助于日珥内部的局部能量平衡。在这里，我们讨论阿尔文波耗散作为日珥等离子体加热机制的作用。我们考虑了一个在日冕中嵌入横向磁场的板状静止日珥模型。日珥介质被建模为部分电离的等离子体组成的带电离子-电子单流体和两个独立的中性流体对应的中性氢和中性氦。三种流体之间的摩擦作为波的耗散机制。分析了外驱动阿尔文波入射到日珥板上所引起的加热。我们发现，致密的突出板作为一个谐振腔的波。入射波能量中被引导到板中的部分强烈地取决于波周期$P$。利用典型的日珥条件，我们得到当$P \gtrsim 100$ s时，波的能量捕获和相关的加热是可以忽略的，因此这些波不太可能对日珥能量有相关的影响。当$1$为$\lesssim P \lesssim 100$ s时，当入射波频率与板的空腔谐振匹配时，板中的能量吸收显示出多个尖锐且窄的峰，其可以达到100%。在这些共振频率下，波加热增强。相反，当$P \lesssim 1$的腔共振不存在时，波被强耗散严重阻尼。我们估计，波加热可以补偿约10%的日珥等离子体的辐射损失。
2016-05-23 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
Collective Vortex Dynamics: From Isolated Vortices to their Communities
The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本文提出通过涡旋相互作用研究集体涡旋动力学，揭示涡旋社区的周期性行为及动态影响，为理解太阳活动提供新视角。
2026-03-04 astro-ph.SR
Solar Vortex Tubes: Vortex Dynamics in the Solar Atmosphere
在这项工作中，一个国家的最先进的涡流检测方法，瞬时涡度偏差，应用于定位三维涡管边界的数值模拟太阳光球磁对流的MURaM代码进行。我们检测到的三维旋涡沿晶间区域分布，并显示从光球层延伸到低色球层的锥形。基于定义明确的涡流中心和边界，我们能够确定平均径向轮廓，从而研究不同高度水平涡流的动态特性。太阳涡管呈现出不均匀的角旋转速度，并且在所有高度水平上，涡内都存在涡粘性效应，当等离子体向中心移动时，涡粘性效应会减慢等离子体的速度。涡流影响磁场，因为它们有助于增强下沉点处的磁场，并且反过来，磁场最终在涡流动力学中发挥重要作用。发现磁场对涡度的演化起着特别重要的作用。另一方面，它示出，在一般情况下，运动学涡旋不引起磁涡旋，除非它们的切向速度在不同的高度水平是足够高的，以克服磁张力。
2020-07-08 astro-ph.SR
Solar Vortices as Conduits for Magnetoacoustic Waves: Multi-Layer Coupling and Their Role in Atmospheric Heating
University of Sheffield（谢菲尔德大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本研究首次通过直接观测证实太阳涡旋可作为磁声波的结构化波导，发现磁声波在低层色球能量输运中占主导，挑战了涡旋主要支撑阿尔文波的传统认知，重新定义了涡旋在磁化等离子体中的作用。
2026-10-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
3D simulations of realistic power halos in magneto-hydrostatic sunspot atmospheres: linking theory and observation
观测良好的声晕是相对于安静太阳值的时间平均多普勒速度和强度功率的增强，这对于太阳黑子和活动区的半影周围的弱和高度倾斜的场是突出的。我们进行三维线性波建模与现实的分布式声源在MHS太阳黑子大气中，并比较由此产生的模拟增强与多高度SDO观测的现象。我们发现，模拟晕是在良好的定性与观测。我们还提供了进一步的证据，负责晕的基本过程是折射和返回的快磁波已经历了模式转换的关键$a=c$大气层。此外，我们还发现了强有力的证据表明，快速阿尔文模式转换在晕的结构中起着重要的作用，以场向阿尔文波的形式从光球和色球高度带走能量。这种转换过程可以解释在较高频率（$> 8 $ mHz）下观察到的“双环”晕结构。
2015-12-04 astro-ph.SR
Ultra-high-resolution Observations of MHD Waves in Photospheric Magnetic Structures
本文综述了太阳光球层中小尺度磁元振荡的探测、检验、表征和解释的最新进展。太阳大气层的这个区域特别动态，重要的是，充满了丰富的磁场集中。这种磁性特征的直径可以从几百公里到几万公里不等，因此通常被称为太阳磁性大气层的“组成部分”。然而，它是近年来上升到太阳物理学研究前沿的最小磁性元素。包括磁亮点的结构，即使是最大的太阳望远镜也经常处于衍射极限。重要的是，近年来设施、仪器、成像技术和处理算法的改进使研究人员能够在迄今为止最小的空间和时间尺度上研究这些特征的运动、动态和演变。很明显，虽然这些结构可能表现出显着的磁场强度，它们的小尺寸使它们易于由无处不在的周围对流等离子体运动提供的抖振。在这里，据信可以感应磁流体动力学波，其沿着场线传播，携带能量向上到达日冕的最外端。这种波现象可以以各种形式存在，除了阿尔芬波之外，还包括快磁声模式和慢磁声模式。再加上磁流体动力学波动理论的快速发展，我们现在处于一个理想的位置，以彻底调查波动是如何产生的太阳光球，其中振荡模式是最普遍的，以及这些波在供应能量的太阳大气层的各个层中发挥的作用。
2015-02-24 astro-ph.SR
Dislocations in magnetohydrodynamic waves in a stellar atmosphere
我们描述了分层恒星大气中磁流体动力学波中波前位错的存在。标量位错，如边缘和漩涡，可以出现在阿尔文波，以及在一般的磁声波。我们在太阳色球层黑子的磁流体动力学波观测中发现了这些位错。通过对所观测到的位错电荷的测量，我们首次估计了太阳黑子中沿磁场传播的波的模式贡献。
2013-08-01 astro-ph.SR
Magnetic swirls and associated fast magnetoacoustic kink waves in a solar chromospheric flux tube
我们进行了数值模拟脉冲产生的磁漩涡在一个孤立的通量管，这是植根于太阳光球。这些漩涡是由速度的水平分量中的初始脉冲触发的。初始脉冲或者：（a）在局部磁通量管内的中心发射;或者（b）在周围介质中偏离中心发射。磁通管的演变和动力学是由三维的，理想的磁流体动力学方程。通过数值求解这些方程，发现在（a）情况下，产生了与快磁声扭折和$m=1$ Alfvén波相关的偶极状涡旋。在情况（b）中，快磁声扭折和$m=0$ Alfvén模式被激发。在这两种情况下，激发的快磁声扭折波和阿尔文波由相似的流型组成，磁壳也由顺时针和逆时针旋转的等离子体产生，这可以是偶极形色球漩涡的代理。涡旋和波扰动的复杂动力学揭示了足够数量的能量的通道，以满足色球层（$\sim$ 10 $^{4}$ W m $^{-1}$）和日冕（$\sim$ 10 $^{2}$ W m $^{-1}$）中的能量损失。其中一些数字发现让人想起最近观测数据中的特征。
2017-10-23 astro-ph.SR
Oscillations and waves in solar spicules
自从它们被发现以来，针状体作为致密的动态光球和稀薄的热日冕之间的能量/质量桥梁越来越受到人们的关注。光球随机运动和相干运动的机械能可以由从太阳大气内部到上部的磁场线以波动和振荡的形式引导。由于针状体是色球层最显著的特征之一，它们参与的能量传输可以通过观测它们的振荡运动来追踪。针状体中的振荡现象已经被观察了很长时间。然而，近年来高分辨率、高频率的空间和地面观测设备的出现，为针状体动力学的研究带来了新的发展方向。在这里，我们回顾了在成像和光谱观测的波和针状振荡的进展。观测伴随着对这些振荡的理论建模和解释的讨论。最后，我们走上最近的事态发展的存在和作用的阿尔文和扭结波针状。我们还解决了广泛的辩论中所观察到的针状轴的横向振荡的解释的上下文中的阿尔文与扭结波。
2009-06-09 astro-ph.SR
Non-magnetic photospheric bright points in 3D simulations of the solar atmosphere
上下文太阳光球层中的小尺度明亮特征，如光斑或G波段亮点，与小尺度磁通量集中有关。目标。在这里，我们报告一类新的光球亮点，是免费的磁场。到目前为止，这些仅在数值模拟中可见。我们探索的观测检测所需的条件。方法.对太阳近表层进行了辐射（磁）流体动力学数值模拟。无磁场的模拟显示了微小的亮点，让人想起磁性亮点，只是更小。一个简单的玩具模型，这些非磁性亮点（nMBPs）的建立，作为一个基础的算法，其自动检测的发展。提取357个检测到的nMBPs的基本物理性质并进行统计学评价。我们制作了模拟各种太阳望远镜观测的合成强度图，以获得关于其可探测性的提示。结果模拟的nMBPs显示相对于其颗粒间环境的平均测辐射热强度对比度约为20%，尺寸为60-80 km，光学深度单位的等值面位于其位置处，凹陷80-100 km。它们是由旋转的下沉气流造成的，下沉气流通过向心力提供必要的压力梯度，形成从次表层进入光球层的质量密度降低的漏斗。类似地，经常出现的漏斗并没有到达光球层，也不会产生亮点。结论.非磁性亮点是光球层中垂直延伸的涡旋（涡管）的可观测表现。4米级望远镜的分辨能力，如DKIST，是需要一个明确的检测它们。
2016-12-13 astro-ph.SR
Solar vortex detection methods in MHD simulations: impact of magnetic field and spatial resolution
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Institute of Chemical Kinetics and Combustion SB RAS（俄罗斯科学院西伯利亚分院化学动力学与燃烧研究所）
本研究通过分析不同磁场配置和空间分辨率下的三维太阳大气模拟，使用涡旋强度法和SWIRL代码检测涡旋，发现磁场和分辨率显著影响涡旋的覆盖面积、数量、大小及温度分布，且检测方法对统计结果有影响。
2026-06-01 astro-ph.SR
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
本研究针对太阳小尺度涡旋与磁场演化的关联问题，结合观测与模拟，全面分析了与米粒间涡旋流作用的小尺度磁通量区时间演化及相关色球动力学特征。
2024-09-09 astro-ph.SR
Threaded-Field-Lines Model for the Low Solar Corona Powered by the Alfven Wave Turbulence
我们提出了一个更新的全球模型的太阳日冕，包括过渡区。我们利用光球磁场测量数据模拟了三维磁场，并假设磁流体动力学（MHD）阿尔文波湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一源。在封闭场区，平衡湍流中的耗散效率提高。在冕洞中，我们考虑了向外传播的波的反射，这是伴随着较弱的反向传播波的产生。非线性级联率在强烈不平衡湍流中降低，从而导致更冷的冕洞。所提出的模型的显着特点是低电晕的描述为几乎稳态的低β等离子体运动和热通量沿磁场线传输。我们跟踪磁场线通过每个网格点的下边界的全球日冕模型，选择在一些日心距离，$R=R_{b}\sim1.1\ R_\odot$远高于过渡区。从一维等离子体运动方程和热输运方程以及Alfvén波传播方程可以很容易地解出沿磁场线的等离子体参数，这些方程充分描述了低日冕中日心距离范围$R_{\odot}<R<R_{b}$内的物理现象。通过将该模型与$r=R_{b}$上的全MHD全局电晕模型相结合，我们找到了全局解，并在$\sim200$内核上实现了模型的超实时性能。
2020-11-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Stirring the Base of the Solar Wind: On Heat Transfer and Vortex Formation
目前的太阳风模型必须近似（或忽略）太阳大气中的小尺度动力学，然而这些动力学在塑造新兴的波湍流光谱和最终加热/加速日冕等离子体方面可能很重要。Bifrost代码生成了太阳大气的真实模拟，有助于分析目前处于或超过现代太阳望远镜极限的空间和时间尺度。在这项研究中，彩虹模拟被配置为代表太阳大气中的日冕洞区域，从快速太阳风出现。模拟从上层对流区（光球层以下2.5微米）延伸到低日冕（光球层以上14.5微米），水平范围为24微米× 24微米。光球层流动对日冕磁场的扭曲，有效地将能量注入低日冕。在低日冕直径为1 - 5微米的扭曲磁结构中，通常可以观察到高达$^{-2}$ kWm的坡印廷通量。扭转阿尔文波沿着这些结构传播，随后将逃逸到太阳风中。然而，这些波从上边界条件的反射使得很难明确量化新兴的阿尔文波能通量。这项研究代表了量化的条件下，在基地的太阳风使用彩虹模拟的第一步。结果表明，日冕磁场容易被光球流编织和扭曲。温度和密度的差异形成活跃的搅拌运动和那些没有的区域之间。对流中更强的类似水池的流动，与磁集中同时发生，通过磁漏斗网络向上发射扭转阿尔文波，预计这将增强太阳风中磁之字形的湍流生成。
2022-07-06 astro-ph.SR physics.space-ph
