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
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
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
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
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
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
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
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
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
Flux-tube-dependent propagation of Alfvén waves in the solar corona
阿尔文波湍流已成为加速太阳风的重要加热机制。这种湍流加热的产生取决于反向传播阿尔文波的存在和随后的相互作用。这就要求我们了解阿尔文波在太阳风中的传播和演化，以便了解湍流加热和太阳风参数之间的关系。我们的目标是研究太阳风的响应后，注入单色单频阿尔文波在各种磁通量管几何形状的日冕的基础。我们使用了一个理想的磁流体动力学（MHD）模型，使用绝热状态方程。通过扰动横向磁场和速度分量，阿尔文泵浦波被注入平静的太阳风。阿尔文波被发现是由于参数衰减不稳定性（PDI）的发展而反射的。进一步的研究表明，在低频率下的有效反射以及磁通量-管的几何形状都抑制了PDI。
2022-04-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Helicity and winding fluxes as indicators of twisted flux emergence
到目前为止，扭曲通量管进入太阳大气层的证据来自间接签名。在这项工作中，我们研究的螺旋度和缠绕通量的扭曲磁通管出现直接的拓扑输入。在磁流体动力学模拟与域跨越从对流区的顶部到较低的电晕，我们模拟了出现扭曲的磁通量管的范围内不同的初始场强。这项工作的一个重要特点是在光球层下面包含一个对流不稳定层。我们发现近似自相似行为的螺旋度输入考虑不同的场强。由于我们考虑的是左手扭曲管，当管上升并到达光球层时，有一个很强的负螺旋度输入。这个阶段之后，负输入的减少，并为低初始场强，净正螺旋度输入。这一阶段对应于对流对磁场的影响越来越大，以及出现过程中蛇形磁场结构的发展。线圈的磁通量可以用来检测扭曲的芯管何时到达光球层，给出关于拓扑复杂的磁场输入到太阳大气中的清晰信息。简而言之，螺旋度和绕组通量可以提供关于磁场如何出现的许多信息，这些信息不能直接从其他来源获得，例如磁图。在评估这些simulations的螺旋度的内容，我们测试了许多手段，创造合成磁图，包括方法，这两个不断变化的几何形状和光球的有限范围。虽然在每种情况下一般的定性行为是相同的，但不同形式的平均值确实会在数量上影响螺旋度和缠绕输入。
2020-03-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
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
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
Single-spacecraft identification of flux tubes and current sheets in the Solar Wind: combined PVI and Grad-Shafronov method
提出了一种利用单航天器数据描述和可视化太阳风磁场局部拓扑结构的新技术。该方法合并了两种已建立的技术：梯度Shafranov（GS）重建方法，它提供了一个合理的区域二维磁场周围的航天器轨迹，和增量的部分方差（PVI）技术，确定相干的磁结构，如电流片。当应用于一个月的风磁场数据在1分钟的分辨率，我们发现，准二维湍流出现的海洋磁岛和电流片。统计分析证实，与高PVI值相关的电流片主要位于GS磁岛之间和内部，对应于X点和内部边界。该方法显示了巨大的前景，可视化和分析单航天器数据的任务，如帕克太阳探测器和太阳轨道器，以及1 AU空间天气监测器，如ACE，风和IMAP。
2019-07-05 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Testing the flux tube expansion factor -- solar wind speed relation with Solar Orbiter data
本研究利用太阳轨道器数据结合PFSS模型检验通量管膨胀因子与太阳风速度的关系，发现反相关仅适用于高纬度冕洞源区，低纬度源区不成立，仅靠膨胀因子无法预测太阳风速度。
2024-08-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Flux-tube geometry and solar wind speed during an activity cycle
1天文单位处的太阳风速度随纬度和时间的变化反映了活动周期期间全球背景磁场的演变。一般认为，磁通量-管中的终端风速与其膨胀比是反相关的，这激发了广泛使用的半经验标度律的定义。在实践中，这样的标度律需要特别的修正。一个完全基于物理原理的预测定律仍然缺失。我们测试是否磁通管膨胀是控制因素的风速在所有阶段的周期和在所有纬度使用一个非常大的样本风载开放磁通量管。此外，我们还寻找额外的物理参数的基础上的几何形状的日冕磁场的终端风速的影响。我们使用MHD模拟的电晕和风耦合到发电机模型，以提供一个大的统计合奏开放的通量管，我们分析结合，以确定风速和几何参数之间的依赖关系的通量管是有效的全球（所有纬度和时刻的周期）。我们的研究证实，终端速度的太阳风非常强烈地依赖于几何形状的开放的磁通量-管，它流过。总通量管膨胀是更明显的反相关的风速快，而不是慢的风流动，并有效地控制这些流动的位置，在太阳能极小期。总的来说，实际的渐近风速也很大程度上取决于磁力线倾角和脚点处的磁场振幅。我们建议的方式，包括这些参数对未来的预测标度律的太阳风的速度。
2016-05-28 astro-ph.SR
Open and closed magnetic configurations of twisted flux tubes
我们构建了两个类的磁流体静力（MHS）平衡的轴对称垂直通量管跨越从光球过渡区的下部在一个现实的分层太阳大气受到太阳引力。我们假设气体压力和极向电流的磁通量函数的一般二次表达式，并解析地求解Grad-Shafranov方程。该解决方案是一个同质和一个特定的部分的组合，其中前者是可分离的库仑函数在$r$和指数在$z$，而特定的部分是一个开放的配置，没有$z$的依赖性。我们还提出了另一个开放的领域的解决方案，通过使用自相似配方与两个不同的配置文件的功能，并将分层太阳引力，以保持磁流体静力平衡，这是一个修改早期的自相似模型与扭曲。我们研究了与太阳大气条件一致的参数空间，并推导出通量管内的磁结构和热力学结构，这些结构与根据观测和模拟估计的开放和封闭场库仑函数和自相似模型的光球磁亮点（MBP）是合理一致的。所得到的开场和闭场通量管解可作为研究波在通量管中传播的数值模拟的背景条件。这些解决方案也可以用来构建逼真的磁性天篷。
2019-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Linear magnetosonic waves in solar wind flow tubes
Nakariakov等人（1996年）研究了被困在太阳风流管内的线性磁声波，在那里，它们解释了一个板，该板的边界在$x = \pm d$，并在$y$和$z$方向上延伸到无穷远。Srivastava和Dwivedi（2006）声称通过考虑二维板来扩展这项工作。我们发现Srivastava和Dwivedi（2006）的工作不是针对二维板的，并且有一些差异。此外，他们的体波结果是不可靠的。
2010-01-21 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
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
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
The Effect of Flow and Magnetic Twist on Resonant Absorption of Slow MHD Waves in Magnetic Flux Tubes
本研究推导并数值求解了在磁场扭转和等离子体流存在下，磁孔非均匀层中慢连续 sausage 模式的色散关系，发现低速等离子体流时磁场扭转对共振吸收的影响大于高速时。
2023-04-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
A multiple flux-tube solar wind model
我们提出了一个新的模型，MULTI-VP，计算的三维结构的太阳风，其中包括色球层，过渡区，日冕和低日球层。MULTI-VP计算沿开放磁场线流动的风廓线的大集合，这些磁场线对整个三维大气或给定的感兴趣区域进行采样。径向域从光球开始，通常延伸到约30 $R_{sun}$。基本的一维风的解决方案是基于一个成熟的数值方案，这是适应，以接受任何通量管的几何形状。我们在这里讨论的第一个结果得到了这个模型。我们使用位场源-表面（PFSS）外推的磁图从威尔科克斯太阳天文台（WSO），以确定背景磁场的结构。我们的研究结果支持的假设，即磁通量管的几何形状在较低的日冕控制的分布，慢，快的风流。密度和远离太阳的速度之间的反相关性是一种全球效应，这是由于高日冕中通量管横截面的微小重新调整造成的（这是实现全球压力平衡和均匀开放通量分布所必需的）。与目前的全球MHD模型相比，MULTI-VP执行速度更快，并且不会受到虚假的交叉场扩散效应的影响。我们表明，MULTI-VP有能力正确预测的动力学和热特性的背景太阳风（风速，密度，温度，磁场振幅和其他导出量），并接近实时操作的要求。
2017-02-23 astro-ph.SR
Standing shocks in the inner slow solar wind
缓慢的太阳风，或者至少是其中的一个重要部分，起源于与流光头盔接壤的区域，在那里，流管的几何形状与根植于冕洞中心的流管不同。我们研究是否这种特殊的管的几何形状导致在该地区的内部慢风的驻波。为了隔离管的几何形状的影响，一个简单的等温风模型，并解决了Lambert W函数。除了一个连续的解决方案，该模型也可以承认的解决方案与冲击，很容易构建与图形的方法。在允许的情况下，激波解成对出现，一个激波位于流光茎中，另一个激波位于沿流光边界的尖点下方。我们发现，解决方案与驻激波存在于一个广泛的区域中的参数空间表征风的温度和流管。特别是，位于日心距离$\gtrsim 3.2 R_\odot$的尖点的拖缆可以很容易地支持温度略高于1 MK的不连续的慢风。
2011-03-27 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
3D MHD modeling of twisted coronal loops
我们对单个亮日冕环进行MHD建模，以包括与非均匀磁场的相互作用。该领域强调在中心区域的随机足点旋转和它的能量被耗散到加热通过异常磁扩散率，开关在电晕以上的电流密度阈值的增长电流。我们模拟了一个完整的单磁通量管，在太阳大气中从高β色球层延伸到低β日冕通过陡峭的过渡区。磁场从色球层扩展到日冕。最大分辨率约为30公里。我们得到了一个整体的演变典型的环模型和现实的环发射在EUV和X射线波段。封闭在通量管中的等离子体在约2/3小时后被加热到活动区的温度（约3 MK），来自色球层的上升气流以约100 km/s的速度充满通量管的核心，密度超过10^9 cm^-3。在低电晕比高电晕释放更多的热量，并且在空间和时间上都是精细结构的。
2016-07-19 astro-ph.SR
Emergence of non-twisted magnetic fields in the Sun: Jets and atmospheric response
目的。我们研究了从太阳内部进入太阳大气层的非扭曲通量管的出现。我们调查的长度浮动部分的磁通量管（即λ）是否影响出现的领域和动态的演变磁通量系统。方法.我们执行三维（3D），时间相关的，电阻，可压缩MHD模拟使用Lare3D代码。结果我们发现，当λ变化时，磁通量管出现的动力学有相当大的差异。在太阳内部，λ越大，上升的磁场出现得越快，由于磁场张力较低，因此扩展得越大。结果，它的场强降低，并且它在光球层上方的出现比在较小λ的情况下更晚。然而，在这两种情况下，光球层的新兴场在两个地方变得不稳定，形成两个磁偶极，在系统演化过程中动态地相互作用。大部分的动力学现象发生在电流层，这是形成在相互作用的双极之间的界面。我们发现的等离子体团的形成和喷射，从接口的连续射流的发病，和在太阳大气中的等离子体的脉冲加热。我们讨论了这两种情况下喷流的触发机制和大气对磁通量出现的响应。
2015-09-09 astro-ph.SR
Quantifying the Difference Between the Flux-Tube Expansion Factor at the Source Surface and at the Alfvén Surface Using A Global MHD Model for the Solar Wind
几十年来，位场近似一直为日冕的全球磁场几何形状提供快速且计算成本低廉的估计。相比之下，更多基于物理的全球磁流体动力学（MHD）模型已被用于类似的目的，但计算成本要高得多。在这里，我们调查的差异之间的全球MHD模型和位场源表面模型（PFSSM）的磁场几何形状的MHD模型中跟踪个人的磁场线从阿尔芬表面（AS），通过源表面（SS），所有的方式的磁力线脚点，然后回到源表面的PFSSM。我们还比较了通量管膨胀在两个点在SS和AS沿同一径向线。我们研究了太阳活动周期变化、位场谐波展开的阶数以及不同磁图源的影响。我们发现，通量管膨胀因子始终是较小的，在AS比在SS的太阳极小和快速太阳风，但它始终是较大的太阳极大和缓慢的太阳风。我们使用Wang-Sheeley-Arge（WSA）模型来计算每个场线的相关风速，并将这些太阳风速度传播到1AU。我们发现一个超过五个小时的偏差在两个模型之间的到达时间为20%的场线在太阳能最小的情况下，和40%的场线在太阳能最大的情况下。
2015-07-02 astro-ph.SR
Small-scale Flux Emergence, Coronal Hole Heating, and Flux-tube Expansion: A Hybrid Solar Wind Model
太阳动力学天文台的极紫外线图像经常显示在磁图中看不到少数极性通量的地方存在环状精细结构，这表明在“单极”区域内短暂区域（ER）出现的速度被低估了。假设这一速率是相同的日冕洞内的安静的太阳，我们表明，ER和开放的场线之间的交换重联引起的太阳风能通量超过10 $^5$ erg厘米$^{-2}$ s $^{-1}$和规模作为在日冕底部的场强，与观测一致。除了在低日冕中提供欧姆加热外，这些重连事件可能是Alfv{é}n波的来源，其周期范围从$\sim$ 10分钟的颗粒时间尺度到许多小时的超颗粒/羽流时间尺度，其中一些较长周期的波在外日冕中被反射和消散。渐近风速取决于加热的径向分布，这在很大程度上是由通量管膨胀率控制。沿着与慢风相关的快速发散的通量管，加热很好地集中在音速点内部（1）因为向外传导的热通量密度和外部日冕温度降低，（2）因为净波能通量以与当地阿尔夫速度成比例的速率耗散。在这个“混合”太阳风模型中，重联加热了较低的日冕并驱动了质量通量，而波在更远的距离上将能量和动量传递给外流。
2021-04-08 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
3D Anisotropy of Solar Wind Turbulence, Tubes, or Ribbons?
本文研究了太阳风中磁流体尺度的湍流磁涨落相对于局部磁场的各向异性。尽管分析方法允许非轴对称结构，但以前在快速太阳风中的测量获得了轴对称各向异性。这些结果可能是污染的风膨胀，引入另一个对称轴，即径向，最近的数值模拟表明。这些模拟还表明，虽然膨胀很强，但主要波动在垂直于径向方向的平面内。利用这一特性，我们将11年的风航天器数据分为两个子集，其特征在于强和弱的扩展，并确定相应的湍流各向异性。在强膨胀下，小尺度各向异性符合Goldreich & Sridhar临界平衡。在以前的作品中，当径向对称轴不被消除，湍流结构是场对准管。在弱膨胀下，我们发现了Boldyrev模型预测的三维各向异性，即湍流结构是带状而不是管状。然而，博尔迪列夫现象学的基础，即在小尺度上交叉螺旋度增加，在太阳风中没有观察到：带状形成的起源是未知的。
2019-01-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
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
Solar Wind and its Evolution
利用我们以前对开放通量管中太阳风的磁流体动力学模拟结果，讨论了过去的太阳风与现在的太阳风的不同之处。模拟是在固定的一维超径向开放的磁通量管中进行的，通过输入来自光球的各种类型的波动，它以向前的方式自动确定太阳风的性质。决定太阳风物理性质的三个重要参数是表面起伏、磁场强度和磁通量管的结构。将这些参数调整到早期太阳的定性意义上，我推断，如果磁离心力的影响不显著，那么过去太阳风的准稳态分量更密集，并且稍慢。我还讨论了磁离心力的影响和日冕物质抛射的作用。
2011-04-28 astro-ph.SR
Time-Dependent Turbulent Heating of Open Flux Tubes in the Chromosphere, Corona, and Solar Wind
我们研究了与太阳风相连的日冕开放场区域中等离子体加热的几个关键问题。我们提出了三个典型的开放磁场结构的阿尔芬波驱动的湍流模型的结果：一个极冕洞，一个开放的通量管附近的赤道流光，和一个开放的通量管附近的强场活动区。我们比较了时间稳定的一维湍流加热模型（Cranmer等人，2007）与BRAID的完全时间相关的三维简化磁流体动力学建模（van Ballegoijen等人，2011年）。我们发现，时间定常的结果符合良好的时间平均结果从BRAID。时间依赖性使我们能够调查的变化的磁场波动和加热的日冕。波动功率谱的高频尾部形成指数随高度变化的幂律，我们讨论了这种行为的可能的物理解释。加热速率的变化性本质上是突发性的和纳米级的，我们分析了在整个模拟过程中通过瞬态事件中的耗散加热损失的能量。这些事件的平均能量为10^21.91尔格，在“皮耀斑”范围内，许多事件达到经典的“纳耀斑”能量。我们还估计了多热分布的温度，将导致从加热速率的变化，并发现良好的协议与观测到的宽度日冕差分发射测量（DEM）分布。本文提出的模拟结果提供了令人信服的证据表明，湍流加热在太阳大气中的阿尔芬波加速太阳风在开放的通量管。
2015-09-01 astro-ph.SR
Three-dimensional dynamics of strongly twisted magnetar magnetospheres: Kinking flux tubes and global eruptions
本文通过三维磁层扭曲模拟揭示磁星通量管的扭结与全局爆发机制，解释不同能量X射线爆发并为快速射电暴供能模型提供坡印廷通量外流。
2023-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Energetics of the Kelvin-Helmholtz instability induced by transverse waves in twisted coronal loops
目标：我们量化了扭转磁场对横向振荡冕环中磁开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）发展的影响。方法：我们模拟了一个基本的常设扭结模式，直，密度增强磁通量管使用磁流体动力学代码，Lare 3d。为了评估磁场的方位角分量的影响，在通量管的磁场内包括不同程度的扭曲。结果：扭转磁场对共振吸收过程的影响很小。然而，随后的演变的KHI是敏感的磁场的方位角分量的强度。增加的扭曲值抑制了环的密度分布的变形，这与不稳定性的增长有关。尽管如此，当存在非零方位分量时，在磁场中产生小得多的尺度。因此，不稳定性在（甚至是弱）扭曲场的情况下更有活力。一旦不稳定性形成，环路顶点处的场对准流就在扭曲状态下建立。结论：KHI可能对太阳大气中的波加热产生影响，因为它会产生小尺度的长度和湍流状态。虽然磁扭曲确实抑制了与不稳定性相关的涡流的发展，但由于产生的电流较大，即使仅存在弱扭曲，在扭曲状态下形成KHI也将伴随着更大的欧姆耗散。磁扭曲的存在可能会使日冕中的不稳定性更难以检测，但会增强其对加热太阳大气的贡献。
2017-08-14 astro-ph.SR
Simulation of a flux emergence event and comparison with observations by Hinode
我们研究的观测签名的通量出现在光球使用合成数据从一个扭曲的通量管出现的三维MHD模拟。在出现过程中的几个阶段被认为是。在每一个阶段，我们计算合成斯托克斯光谱的两个铁线Fe I 6301.5 <$和Fe I 6302.5 <$和退化的数据的空间和光谱分辨率的Hinode的SOT/SP。然后，根据观测实践，我们应用米尔恩-爱丁顿型反演的合成光谱，以检索各种大气参数，并与最近的Hinode观测结果进行比较。在出现序列中，谱线采样上升通量管的不同部分，揭示其扭曲结构。从模拟中得到的磁场水平分量与观测值接近。光球层中通量管的扁平化是由辐射冷却引起的，这减缓了通量管上升到太阳上层大气的速度。与观测结果一致，上升的磁化等离子体在出现序列的大部分时间内产生了谱线的蓝移。
2009-10-29 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic flux tube model in the solar atmosphere
本文构造了两类在分层太阳大气中从光球层到过渡区的轴对称扭曲磁场通量管的磁流体静力平衡。我们建立的模型，将特定形式的气体压力和极向电流的梯度-Shafranov方程。该模型给出了磁通管的闭场和开场结构。我们构造的另一个开放场模型是基于自相似公式，其中我们已经纳入了特定形式的气体压力，极向电流和两个不同的形状函数。我们研究了与太阳大气一致的参数空间的同调性，发现通量管内部磁结构的估计与磁亮点的观测和模拟结果是一致的。
2018-05-22 astro-ph.SR
Generation of twist on magnetic flux tubes at the base of the solar convection zone
基于Choudhuri，2003，Sol.的理论，利用二维磁流体动力学计算，研究了位于太阳对流层底部的磁通量管的扭曲产生机制.物理、215、31，其中环形磁场被周围的平均极向场包裹。在产生扭曲的过程中，磁通管遵循四个阶段。(1)它迅速分裂成两部分，涡旋运动卷起极向磁场。(2)由于类似于磁旋转不稳定性的物理机制，卷起的极向场被弯曲和放大。(3)扰动极向磁场的磁张力使涡度减小，涡动引起的升力减小。(4)通量管被扭曲，并开始再次上升，而不分裂。这些过程的研究是有意义的，因为它表明，没有任何初始扭曲的磁通管可以上升到表面在相对较弱的极向场。
2012-10-26 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
Riemann curvature-stretching coupling in dynamo torus laboratory and in UHF twisted plasma loops
将等离子体环扭曲黎曼模型应用于环面发电机扭曲流，其导致诸如在Moebius带发电机中的缓慢发电机，最近由Shukurov、Stepanov和Sokoloff [Phys. Rev. \textbf{E 78}，025301，（2008）]考虑对液体钠中的Perm发电机环面进行建模。由于扩散和平流（拉伸），是发电机行动的竞争效应，等离子体电阻率项被证明是成比例的循环黎曼曲率（折叠）。Shukurov等人还表明，基于Ponomarenko发电机，更宽的环面通道产生更好的发电机。这些结果与Schekochihin等人[Phys Rev \textbf{E}（2002）]的结果一致，其中随机磁场磁场通过曲率得到加强。对混沌快速发电机的频谱分析表明，由于磁场增长率与黎曼曲率成反比，黎曼曲率起着阻尼作用。与广义相对论MHD发电机方程的比较表明，扩散项中也出现了黎曼张量的压缩形式Ricci张量。等离子体环的曲率是${R^{1}_{212}}|_{\textbf{Plasma}}\approx{5.6{\times}10^{-19}m^{-2}}$，而彼尔姆环形的曲率肯定更高。因此，在发电机实验室中，慢发电机比在等离子体回路中更受欢迎。结果表明，弯曲拉伸磁通绳发电机耦合能与磁通绳中储存的最小扭转能$ε_{\textbf{twist}}\approx{10^{30}TeV}$相一致。黑洞周围的环面通…
2009-07-10 astro-ph.SR
New unexpected flow patterns in the problem of the stellar wind interaction with the interstellar medium: stationary ideal-MHD solutions
天体层顶（太阳层顶）是将恒星风与星际等离子体分离的切向不连续性。太阳风顶的整体形状是一个有争议的问题。两种类型的形状正在讨论中：彗星状和管状。第二类是在恒星磁场方位角分量的作用下形成的两个喷注，喷注方向朝向恒星自转轴。本文讨论了一个简化的全球天体层，其中：（1）围绕恒星运动的星周介质是完全电离的，（2）星际磁场被忽略，（3）恒星磁场的径向分量与方位分量相比被忽略，（4）恒星风外流是球对称的和超音速的。我们提出的数值三维MHD建模的结果，并探讨如何全球结构依赖于气体动力学马赫数的星际流，$M_\infty$，和Alfvenic马赫数在恒星风。结果表明，当$M_\infty$值较小时，天体顶呈管状。马赫数越大，管翼向尾翼的变形越大。新的结果（据我们所知）是在尾部的天体顶附近的反向星际流。星际马赫数越大，反向流动越窄。在某些马赫数值下，恒星风克服反向星际流，顺风向外移动。在这种状态下，天体顶的拓扑结构从管状变为片状。
2021-03-22 astro-ph.SR
The Effect of Twisted Magnetic Field on the Period Ratio P_1/P_2 of Nonaxisymmetric MHD Waves
本文研究了零β圆柱形可压缩薄磁通量管中的非轴对称磁流体动力学（MHD）模，该管被一个磁扭转环包围，两个磁扭转环都嵌入一个直的环境外场中。导出了色散关系，并通过解析和数值求解得到了非轴对称磁流体波的频率。结果表明，扭曲磁环对扭折模的周期比P_1/P_2有影响。对于扭折模，环形区的磁扭曲可以达到与观测值相同数量级的P_1/P_2 = 2的偏差。此外，研究了内扭转对开槽模态的影响。
2012-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The effect of a twisted magnetic field on the phase mixing of the kink magnetohydrodynamic waves in coronal loops
日冕扭曲磁场的存在有观测证据。这启发我们研究扭曲磁场对日冕环中磁流体动力学（MHD）扭折波演化的影响。为此，我们在长波长极限下求解了磁扭曲非均匀冕流管中的不可压缩线性化MHD方程。结果表明，扭转磁场可以增强或减弱Alfvén连续模的相位混合速率和整体扭折振荡的衰减速率，这取决于扭转模型以及纵向（$k_z$）和方位（$m$）波数的符号.我们的研究结果还证实，在扭曲的磁场的存在下，当两个波数$m$和$k_z$之一的符号被改变时，相对于传播方向的对称性被破坏。即使是很小的扭曲量也会对能量级联到小尺度的过程产生重要影响。
2017-08-26 astro-ph.SR
Multiwavelength Study of M8.9/3B Solar Flare from AR NOAA 10960
本文对2007年6月4日发生在NOAA AR 10960上的一次长时间白光太阳耀斑（M8.9/3B）事件进行了多波长分析。这次耀斑是由SOHO/MDI、Hinode/SOT、TRACE和STEREO/SECCHI等几种星载仪器观测到的。耀斑是在AR中心的一个小的正极性卫星黑子附近开始的，周围是相反极性的场区。AR的MDI图像显示了在耀斑事件期间三角洲配置的小正极性太阳黑子的相当大的变化量。太阳黑子的SOT/G波段（4305 A）图像还表明，在耀斑事件之前，正极性太阳黑子的快速演化具有高度扭曲的半影细丝，这些细丝是逆时针方向的。它显示了在耀斑的衰变阶段，方向的变化，扭曲的半影丝（~35-40%）和本影区（~45-50%）的增强也显着消失。TRACE和SECCHI观测揭示了与该黑子相关的两个螺旋扭曲结构的连续激活，以及SOT/Ca II H线（3968 A）的时间序列图像所观察到的色球层中相应的增亮。发现次级螺旋扭曲结构与8.9级耀斑事件有关。增亮开始于耀斑极大值出现前6-7 min，出现次级螺旋扭曲结构。耀斑强度随着该结构远离AR而最大化。这种与耀斑触发有关的扭曲磁通管，被发现在喷发中失败了。耀斑的位置被发现与螺旋扭曲结构的激活位点相吻合。我们的结论是，激活连续的螺旋扭曲的磁通量管/绳起着至关重要的作用，在能量积累过程和触发的M级太阳耀斑没有一个CME。
2010-05-28 astro-ph.SR
Can the Solar Wind be Driven by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet?
加热日冕和加速太阳风的物理过程经过多年的研究仍然未知。有些人认为风是由开放的磁通量管中的波和湍流驱动的，另一些人则认为等离子体是通过具有闭合回路的磁重联注入开放的管中的。为了检验后一种想法，我们开发了光球“磁毯”的蒙特卡罗模拟，并外推随时间变化的日冕场。这些模型是针对一系列不同的磁通量不平衡比构建的。完全平衡的模型代表太阳上的安静区域和缓慢的太阳风流的来源区域。高度不平衡的模型代表了冕洞和快速气流的来源区域。该模型与观测到的出现率，表面磁通密度，和磁性元素的数量分布。尽管没有强加的超颗粒运动，一个真实的磁“漏斗”网络自发出现。我们计算了闭合场线打开的速率（即，开放通量的回收时间），我们估计了涉及开放封闭通量管的重连事件中释放的能通量。对于安静的区域和混合极性的冕洞，这些能量通量被发现比加速太阳风所需的要低得多。对于最不平衡的冕洞，能量通量可能大到足以为太阳风提供动力，但回收时间远远长于太阳风加速进入低日冕所需的时间。因此，无论是慢的还是快的太阳风都不太可能是由磁毯中的重联和开环过程驱动的。
2010-07-14 astro-ph.SR
Non-Neutralized Electric Current of Active Regions Explained as a Projection Effect
有源区（AR）通常在单个磁极中具有观察到的净电流。我们表明，这种“非中和”电流可以产生的几何投影效应时，扭曲的通量管倾斜相交的光球。为此，我们模拟表面地图的新兴AR采样水平切片的半环面通量管在不同的高度。虽然管没有净环向电流，其极向电流，沿垂直方向投影时，相当于一个显着的非中性分量的表面上。如果在实际设置中，管仅部分出现，则非中和电流将1）在剪切极性反转线附近发展为双带，（2）与扭曲正相关，以及3）在磁通量之前达到其最大值。投影效应可能是重要的光球电流分布，特别是在通量出现的早期阶段。
2020-12-02 astro-ph.SR
Probing Solar Wind Structures with Solar Energetic Particle Observations from Solar Orbiter
Macau University of Science and Technology（澳门科技大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Shandong University（山东大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Kiel University（基尔大学）
基于太阳轨道器观测，识别出一类太阳高能粒子通量偏转事件，揭示磁通量管是太阳风的普遍结构，并表明SEP可有效探测太阳风拓扑与动力学。
2026-05-22 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
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
Connecting the Sun's High-Resolution Magnetic Carpet to the Turbulent Heliosphere
太阳风通过通量管与太阳大气层相连，通量管植根于太阳表面不断变化的正负磁极模式。观测表明，磁场在很大的空间尺度上是连续的和间歇性的。然而，我们不知道在太阳附近看到的复杂通量管拓扑结构在多大程度上随着风扩展到行星际空间而幸存下来。为了研究日冕和日光层之间可能的长距离连接，我们开发了新的模型，沿经验约束的场线的连续性驱动的太阳风加速。我们使用了一个静止太阳的位场模型，以前所未有的空间分辨率在其足迹处追踪场线进入黄道平面。对于每个通量管，使用现有的波/湍流代码创建一维模型，该代码求解从光球到4 AU的质量、动量和能量守恒方程。考虑到流-流之间的相互作用的通量管，我们使用这些模型作为内边界条件的径向和纵向结构在黄道的时间稳定的MHD描述。共旋流的相互作用涂抹了大部分最小尺度的变化，使得很难看到颗粒或超颗粒尺度上的单个通量管如何能够存活到1 AU。然而，我们的模型有助于澄清水平的“背景”的变化与波和湍流涡旋应预期相互作用。此外，磁场幅度的建模波动与测量的功率谱相当匹配。
2013-03-03 astro-ph.SR
