Inferring physical parameters of solar filaments from simultaneous longitudinal and transverse oscillations
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（马哈特玛·约提巴·普尔罗希尔坎德大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本研究利用贝叶斯方法，通过同时观测日冕的纵向和横向振荡，推断其磁通管长度和扭数，揭示了日冕物理参数的约束条件。
2026-01-06 astro-ph.SR
Nonlinear evolution of fluting oscillations in coronal flux tubes
该研究通过三维理想MHD数值模拟发现，日冕磁流管的槽纹模因共振吸收呈过阻尼，还会触发开尔文-亥姆霍兹等不稳定性，难以形成长寿命相干振荡，解释了其难以观测的原因。
2024-12-12 astro-ph.SR
Fast sausage modes in magnetic tubes with continuous transverse profiles: effects of a finite plasma beta
虽然耀斑环中的站立快速香肠模式经常被用来解释太阳耀斑中的准周期脉动（QPP），但目前还不清楚它们如何受到连续横向结构和有限内部等离子体β（$β_{\rm i}$）的综合影响。我们推导出一个通用的色散关系（DR）管理线性香肠波在直磁管等离子体压力是不可忽略的，基本上任意形式的密度和温度的不均匀性发生在一个层的任意宽度。专注于快模式，我们发现，$β_{\rm i}$只有微弱的影响$k_{\rm c}$，临界纵向波数分离泄漏从捕获模式。同样，对于陷波模和漏波模，以横向快时间为单位的周期$P$仅微弱地依赖于$β_{\rm i}$，这与快速香肠模的有效波矢在很大程度上垂直于背景磁场的事实是一致的。然而，只有当长径比$L/R$为$\sim 50\%$大于某个临界值$π/(k_{\rm c} R)$时，才能看到阻尼时间$τ$的弱$β_{\rm i}$依赖性，该临界值本身相当敏感地取决于密度对比度、轮廓陡度以及如何描述横向结构。在QPP的背景下，我们得出结论，更简单的零β理论可以用于捕获模式，只要人们看到推导出的内部阿尔文速度实际上是快速度。与此相反，当利用泄漏模式时，应考虑耀斑环中有限β的影响。
2016-10-11 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
Heating by transverse waves in simulated coronal loops
最近的振荡通量管的数值研究已经建立了共振吸收在日冕环传播的横向振荡的阻尼的意义。的非线性性质的机制已被检查旁边的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这是预计将体现在共振层的边缘的通量管。虽然这两个过程被假设为通过将波能耗散到更小的尺度来加热日冕环，但与更热的环境发生的混合可能会隐藏这种效应。我们的目的是研究在日冕环中的驱动和驻波扭结波的波加热的影响。使用MPI-AMRVAC代码，我们进行理想的，三维磁流体动力学（MHD）模拟（a）足点驱动和（b）自由站立的振荡在一个直的日冕通量管，在数值电阻率的存在。我们已经观察到的发展Kelvin-Helmholtz涡的环路边界层的所有三个模型在这里考虑，以及增加的体积平均温度内的环路。在我们的设置中，主要的加热机制是欧姆耗散，如位于脚点附近的温度和电流密度的较高值所示。内管和周围等离子体之间的温度梯度的引入表明，在较热环境的情况下，两个区域的混合大大增加了最强湍流的位置处的管的温度，超出了上述波加热机制的贡献。
2017-06-13 astro-ph.SR
Transverse kink oscillations in the presence of twist
磁扭曲被认为在日冕环中起着重要的作用。磁扭曲对稳定磁流体动力学（MHD）波的影响还不清楚，因为它们很少在相关情况下进行研究。本文的目的是研究磁扭曲对稳定横向扭折振荡的影响。本文数值计算了具有磁扭转的磁流体环模型的传播波和驻波的本征模。假设磁场的方位角分量与纵向分量相比较小。在我们的分析中，我们没有考虑共振阻尼模式或扭结不稳定性。对于非恒定扭转，MHD波模式的频率分裂，这对驻波具有重要影响。这是不同的退化的情况下，具有恒定的扭曲，其特征在于由一个方位角分量的磁场，线性增加的径向坐标的平衡模型。在扭曲的存在下，固定扭结的解决方案的特点是沿管的横向位移的偏振的变化。对于弱扭转，在细管近似下，驻模的频率不变，管以相应直管的扭结速度振荡。偏振的变化与扭曲程度成线性比例。这对扭结模式的观测有影响，因为偏振变化的检测可以用作估计振荡环路中扭曲的间接方法。
2012-10-30 astro-ph.SR
Transverse waves in coronal flux tubes with thick boundaries: The effect of longitudinal flows
观测表明，在日冕磁环中，横向磁流体动力学（MHD）波和流经常同时存在。由于等离子体和/或磁场的不均匀性，波在阿尔文连续谱中被共振阻尼。共振阻尼在日冕加热的背景下是相关的，因为它提供了一种机制，级联能量到耗散尺度。理论上已经表明，流动的存在会影响波的传播和阻尼，但大多数研究都依赖于不合理的假设，即横向不均匀性被限制在比环半径薄得多的边界层内。在这里，我们提出了一个半解析的技术来探讨流动的影响，共振磁流体波在日冕通量管厚不均匀的边界。我们扩展了已发表的方法，这是最初开发的静态等离子体，为了将流量的影响。我们允许流动速度在非均匀边界内从内部速度到外部速度连续变化。该方法的分析部分是基于表达的波扰动厚的非均匀边界的环路作为一个Frobenius级数，其中包含一个奇异项占阿尔芬共振，而该方法的数值部分包括迭代求解超越色散关系连同方程的阿尔芬共振位置。作为该方法的一个应用，我们研究了流动对磁流体扭折波相速度和共振阻尼长度的影响。我们一致地恢复在以前的研究中得到的薄边界近似的结果。我们将这些结果推广到了厚边界的情形。我们还探讨了使用薄边界近似超出其适用范围的错误。
2019-01-30 astro-ph.SR
The behavior of transverse waves in nonuniform solar flux tubes. II. Implications for coronal loop seismology
利用阻尼横向振荡的观测结果结合理论模型的结果进行日冕环的地震学是间接推断太阳大气等离子体物理参数的工具。现有的地震学方案的基础上近似的周期和阻尼时间的扭结振荡，经常使用超出其理论范围的适用性。这些近似假设的密度变化的整个循环被限制在一个不均匀的层比半径的环更薄，但反演问题的结果往往不满足这个初步的假设。在这里，我们确定的周期和阻尼时间的解析近似的准确性，其对地震学估计的影响，在很大程度上被认为是不均匀的循环。我们发现，当使用超出其适用范围的近似的准确性是强烈影响的形式的密度分布在整个循环，这是观测未知的，所以必须任意施加的理论模型的一部分。与解析近似相关联的误差可以大于50%，即使对于相对薄的非均匀层。与实际数值反演相比，这种误差直接影响近似地震学估计的准确性。此外，假设不同的密度剖面，在同一同相轴的反演中，可能产生地震变量的不重合区间。忽略整个环的密度变化的真实形状是一个重要的错误来源，可能会质疑地震推断的参数的可靠性，假设一个特设的密度分布。
2013-12-18 astro-ph.SR
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
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
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
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
Oscillations of coronal loops using Rayleigh-Ritz technique
本文应用瑞利-里兹变分法研究了磁通量管的横向振荡。在低$β$日冕条件下考虑通量管。将扰动分解为无旋分量和螺线管分量，并将MHD方程化为矩阵特征值问题。在纵向分层薄通量管的情况下，计算了基本和高阶扭折频率。这一结果与前人的研究结果相吻合。
2019-09-11 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in two-dimensional non-uniform prominence threads
我们分析了二维日珥线中共振阻尼横向扭折振荡的振荡特性。精细结构建模为圆柱对称的磁通量管与一个致密的中心部分突出的等离子体属性和抽空的部分，都包围着日冕等离子体。平衡密度允许在横向和纵向上非均匀变化，我们研究了纵向密度结构对周期，阻尼时间和阻尼率的影响，通过数值求解线性电阻磁流体动力学（MHD）方程计算的横向扭结模式。相关的参数是线的长度和真空管部分的密度，这两个量很难直接从观察中估计。我们发现，这两个强烈的影响振荡周期和阻尼时间，并在较小程度上的阻尼比。对扰动的空间分布和进入共振的能量通量的分析使我们能够解释获得的阻尼时间。对日珥地震学、二维磁通量管中共振阻尼扭折模式的物理学以及日珥等离子体的加热的意义进行了讨论。
2011-07-27 astro-ph.SR
Phase Mixing of Kink MHD Waves in the Solar Corona: Viscous Dissipation and Heating
磁流体动力学（MHD）扭折波在日冕通量管中被频繁观测到，这使其成为日冕地震学的重要工具。在这里，粘性的效果上的扭结波的演变进行了研究。为此，我们在长波长极限下求解了径向非均匀通量管中不可压缩线性化粘性MHD方程的初值问题。使用模态展开技术的时空行为的扰动得到。我们确认，对于大雷诺数代表的日冕等离子体的扭结振荡的振幅的递减是由于共振吸收机制，将全球横向振荡的旋转运动中的不均匀层的通量管。我们发现，粘度抑制相混合率的扰动在不均匀区域的通量管，并防止在系统中的小尺度的连续建立，一旦达到足够小的规模。通过计算粘性耗散函数，研究了通量管非均匀层中粘性对等离子体的加热。当雷诺数为10^6-10^8时，扭结波的能量在扭结振荡的2 ~ 8个周期内转化为热量。对于更大和更现实的雷诺数，加热发生后，主要是全球扭结振荡阻尼，并没有显着的加热发生在可观察到的横向运动的通量管。
2020-05-09 astro-ph.SR
Fundamental Transverse Vibrations of the Active Region Solar Corona
一些高分辨率的观测显示，活跃区的日冕充满了无数的细线，即使在表面上均匀的区域，没有解析的环。这种精细的结构可以主机集体振荡涉及大部分的日冕由于相邻股的运动的耦合。我们研究这些振动和可能的观测效果。在这里，我们从理论上研究固有的日冕精细结构的集体振荡。我们称它们为基本振动，因为它们不可能存在于均匀的介质中。我们使用T-矩阵技术，以找到正常模式的随机排列的平行股。我们考虑越来越多的管来理解日冕的很大一部分的大量管的振动。我们还生成合成的时间距离多普勒和线加宽图的振动的日冕区域与观测比较。我们已经发现，基本振动的形式是集群的管，其中不是所有的管参与集体模式。周期分布在很宽的值带上。带的宽度随着股的数量而增加，但很快达到近似恒定的值。与日冕的精细结构相关的频带取决于两股之间的最小间隔。我们已经发现，链之间的耦合程度很大。合成的多普勒图和谱线展宽图显示了集体振动的特征，而在纯粹随机的单个扭结振动的情况下不存在。我们的结论是日冕的基本振动可以有助于日冕的能量预算，他们可能有一个观测签名。
2019-07-11 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability in coronal magnetic flux tubes due to azimuthal shear flows
日冕环的横向振荡经常被观察到，并已被理论解释为扭结磁流体动力学（MHD）模式。Terradas等人（2008年，ApJ 687，L115）的数值模拟表明，扭结振荡期间在回路边界处产生的剪切流可能导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。在这里，我们调查的线性阶段的KHI在一个圆柱形的磁通量管的方位角剪切运动的存在下。我们考虑基本的，线性化的MHD方程在β = 0近似，并将其应用到一个直的和均匀的圆柱形的磁通管模型嵌入在日冕环境中。模型中考虑了在圆柱体边界处速度突变的方位角剪切流。我们得到了一个解析表达式的色散关系的不稳定的MHD模式支持的配置，并计算分析近似的临界速度剪切和KHI增长率在薄管限制。KHI增长率的参数化研究是通过数值求解全色散关系进行的。我们发现，类似凹槽的模式可以开发一个KHI的时间尺度可比的通量管的扭结振荡的周期。KHI增长率随方位波数的增大而增大，随纵波数的增大而减小。然而，磁场的小方位分量的存在可以抑制KHI。与无扭曲冕环的扭折振荡有关的方位角运动可能触发KHI，但迄今为止尚未观察到这种现象。我们认为，方位分量的磁场是负责抑制KHI在一个稳定的日冕环。所需的扭转足够小，以防止捏缩不稳定性的发展。
2009-12-18 astro-ph.SR
Effect of partial ionization on wave propagation in solar magnetic flux tubes
观测表明，波在太阳大气中无处不在，并可能在等离子体加热中发挥重要作用。日冕波的研究通常是基于完全电离等离子体的线性理想磁流体动力学（MHD）。然而，光球层和色球层中的等离子体只是部分电离。本文从理论上研究了在双流体模型下，部分电离对磁流体波在圆柱形通量管中传播的影响。我们推导出一般色散关系，考虑到中性离子碰撞和中性气体压力的影响。我们把中性离子碰撞频率作为一个任意参数。横向扭结模式和慢磁声模式的具体结果。我们发现，当中性离子碰撞频率远低于波的频率时，波的频率只取决于电离流体的性质。对于高碰撞频率的现实的太阳大气离子和中性粒子的行为作为一个单一的流体与一个有效的密度对应的两种流体的密度和一个有效的声速作为平均的离子和中性粒子的声速计算。相应地修改MHD波频率。中性气体压力在研究横向扭折波时可以忽略不计，但为了一致地描述慢磁声波，必须考虑中性气体压力。由于中性离子碰撞，磁流体动力学波被阻尼。当波频率和碰撞频率具有相同的数量级时，阻尼是最有效的。对于高碰撞频率，慢磁声波比横向扭结波更有效地阻尼。此外，我们发现存在的截止的某些组合的参数，导致波成为非传播。
2013-01-22 astro-ph.SR
Prominence seismology using the period ratio of transverse thread oscillations
基本模式的周期与扭结振荡的第一泛音的周期之比，从这里开始称为“周期比”，是一种地震学工具，可用于推断有关沿太阳磁通量管的密度空间变化的信息。在纵向均匀的薄管中，周期比为2，但由于纵向不均匀性，它不同于2。本文研究了日珥纵向非均匀线的周期比，并探讨了它对日珥地震学的意义。我们数值求解了一个日珥线模型中扭结振荡的二维本征值问题。我们考虑到三个不均匀的密度分布沿线程。在协议与以前的工作，使用简单的分段恒定的密度分布，我们发现，在突出线程的周期比大于2。当中心密度与足点密度之比固定时，周期比强烈地依赖于沿螺纹的密度分布的形式。中心附近的致密日珥等离子体越集中，周期比越大。然而，周期比被发现是独立的特定的密度分布时，在线程中的空间平均密度是相同的所有的配置文件。给出了周期比对平均密度的依赖关系的经验拟合，并讨论了它在日珥地震学中的应用。
2015-01-21 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in nonuniform solar flux tubes: phase mixing and energy cascade to small scales
磁流体动力学（MHD）扭折波在太阳大气中是普遍存在的。这些波的传播和衰减可能对太阳大气介质中能量的传输和耗散起着相关的作用。然而，在大气等离子体中，横向MHD波能量的耗散的粘性或电阻率需要非常小的空间尺度是有效的。在这里，我们从理论上研究了在非均匀太阳磁通量管由于相位混合的MHD扭结波的小尺度的产生。我们超越了基于全局准模存在的通常方法，该全局准模由于共振吸收而随时间衰减。相反，我们使用一个模式的扩展来表示MHD扭结波作为一个叠加的阿尔文连续模式，相位混合随着时间的推移。这两种技术的比较表明，模态分析是更物理透明的，并描述了全球扭结运动的阻尼和小尺度的建立，由于相混合。此外，我们讨论了共振吸收和相位混合的过程是密切相关的。它们代表了相同的基本物理机制的两个方面：由于自然发生的等离子体和/或磁场不均匀性，从大尺度到小尺度的能量级联。这一过程可能为太阳大气等离子体中横向MHD波能量的有效耗散提供必要的条件。
2015-02-13 astro-ph.SR
Dispersion of Slow Magnetoacoustic Waves in the Active Region Fan Loops Introduced by Thermal Misbalance
在日冕中观测到的慢磁声波被用作等离子体参数的地震学探针。它已被证明，这种波的色散特性可以显着变化的影响下，波引起的热不平衡。本文在二阶细磁通管近似下研究了不平衡对磁通管内波动的影响。利用活动区扇冕环的参数，计算了波的相速度和衰减量等波的性质。结果表明，忽略热不平衡可能是等离子体参数的地震学和光谱学估计之间的实质性分歧的原因。我们还表明，相速度的频率依赖性是由两个功能，即几何色散和色散引起的热不平衡。与相速相比，波衰减主要只受热不平衡的影响。分析了慢波的相速和衰减量与磁场和管截面的关系。
2021-07-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Resonant Absorption of Transverse Oscillations and Associated Heating in a Solar Prominence. II- Numerical aspects
横向磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中无处不在，可能是产生太阳百万度外层大气的原因。然而，这些波的耗散过程和加热的直接证据仍然难以捉摸。通过先进的数值模拟结合适当的正演模拟的日珥通量管，我们提供了观测到的签名的横向MHD波在日珥等离子体。我们发现，这些签名的特点是线程状的子结构，强大的横向动力学相干性，一个出的相位之间的差异平面的天空运动和LOS速度，以及增强线加宽和加热周围的大部分通量管。共振吸收和开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）之间的复杂组合发生，其中KHI从共振层提取能量并通过涡旋和电流片耗散能量，涡旋和电流片迅速退化为湍流。产生边界的向内扩大，其中湍流保持来自共振的特征动力学，因此保证共振印记的可检测性。我们通过协调的Hinode和IRIS观测表明，随附论文（Okamoto et al. 2015）中描述的特征与数值结果匹配良好。
2015-06-30 astro-ph.SR
Simulations of fully deformed oscillating flux tubes
近年来，大量的数值研究集中在Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）在振荡冕环动力学中的重要性。这一过程增强了能量向更小尺度的转移，并且在考虑诸如电阻率之类的耗散机制时，与日冕环的加热有关。然而，湍流层预计在环路的外部区域附近。因此，波加热的影响预计将被限制在环的外层，使其密度更大的内部没有加热机制。在目前的工作中，我们的目标是研究从一个脚点驱动的扭结驻波在日冕环波加热效应的空间演化。使用MPI-AMRVAC代码，我们进行了理想的，三维磁流体动力学模拟的足点驱动的横向振荡的冷，直的日冕通量管，嵌入在一个较热的环境。我们还构建了我们的模拟使用FoMo代码的前向模型。开发的横波诱导开尔文-亥姆霍兹（TWIKH）辊在整个管横截面上扩展，并完全覆盖它。这种湍流显著地改变了初始密度分布，导致完全变形的截面。因此，电阻加热速率和粘性加热速率在整个回路截面上都增加。电阻加热速率在足点附近达到最大值，而粘性加热速率在顶点处达到最大值。我们的结论是，即使是单周期驱动器可以传播波加热整个回路截面，潜在地提供了一个加热源的内环区域。尽管环的结构完全变形，但正演模拟仍然显示结构看起来像一个环。
2018-01-23 astro-ph.SR
Propagating Kink Waves in an Open Coronal Magnetic Flux Tube with Gravitational Stratification: Magnetohydrodynamic Simulation and Forward Modelling
本研究通过三维MHD模拟与前向建模，探究引力分层开放通量管中传播扭结波的特性，揭示共振吸收、密度分层对波的影响及加热机制，并提出间接观测该类波的潜在方法。
2024-06-27 astro-ph.SR
Transverse Oscillations of Longitudinally Stratified Coronal Loops System
在观测研究中似乎发现了集体横向冕环振荡。在这方面，Luna等人（2009，ApJ，692，1582）使用T矩阵理论对多个圆柱形回路系统的集体扭结状简正模式进行建模。本文研究了冕环轴向的纵向密度分层对冕环系统集体扭折模的影响。日冕环系统被模拟为平行通量管的圆柱体，每个环的两端都在稠密的光球。通量管被认为是均匀的磁场，分层的密度沿回路轴，不连续地改变在每个圆柱的侧面。在考虑分层参数的情况下，将MHD方程简化为求解频率和波数的两个耦合色散关系。计算了基频、一次泛音频率和纵波数。对于非分层冠环系统，验证了以前的结果。最后得出结论，增加纵向密度分层参数将导致频率的增加。一阶泛音与基频的频率比是密度尺度高度参数的非常敏感的函数。因此，分层应该包括在冕环系统的动力学。对于非层结冕环系统，这些比值与单冕环的比值相同。
2019-08-29 astro-ph.SR
An Analytical Model of the Kelvin-Helmholtz Instability of Transverse Coronal Loop Oscillations
最近的数值模拟表明，横向日冕环振荡是容易受到开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性，由于在环边界的逆流运动。我们提出了这种现象的第一个分析模型。剪切运动最大的环边界处的区域被视为分离时间周期逆流流的直界面。为了考虑扭曲管，界面一侧的磁场是倾斜的。我们表明，在界面处的位移的演变是由Mathieu方程，我们用这个方程来研究界面的稳定性。我们证明了界面总是不稳定的，并且在一定条件下，磁剪切可以降低不稳定增长率。结果，磁剪切不能稳定的接口，解释了数值发现的事实，即磁扭曲不阻止KH不稳定性的振荡磁管的边界处的发病。我们还介绍了循环$σ$稳定性的概念。如果KH不稳定性增长时间大于扭折振荡的阻尼时间，我们说横向振荡回路是$σ$ -稳定的。我们表明，即使是相对较弱的扭曲循环是$σ$稳定的。
2019-01-18 astro-ph.SR
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
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
The effects of magnetic-field geometry on longitudinal oscillations of solar prominences: Cross-sectional area variation for thin tubes
越来越多的观测结果表明，太阳的双折射受到场向（纵向）和横向振荡运动的影响。大幅度的纵向运动提供了有价值的信息的几何形状的磁通道的磁结构，支持冷的日珥等离子体对重力。我们的钟摆模型，其中的回复力是沿着磁场结构的倾斜磁力线投影的重力，最好地解释了这些振荡。然而，几个因素可以影响纵向振荡，潜在地使摆模型无效。这项工作的目的是研究沿磁力线的磁场强度的大尺度变化的影响，即，沿着支撑突出螺纹的通量管的横截面积的变化。我们研究了几个磁通管配置的简正模，使用线性微扰分析，以评估不同的几何参数对振荡特性的影响。我们发现对称和非对称膨胀因子对纵向振荡的影响很小。{We得出的结论是，纵向振荡没有显着影响的通量管的横截面的变化，验证摆模型在这种情况下。
2016-07-11 astro-ph.SR
Transverse kink oscillations of inhomogeneous prominence threads: numerical analysis and H$α$ forward modelling
日珥螺纹是非常长和薄的通量管，其中部分充满冷等离子体。观测表明，在这些太阳结构中，横向振荡是频繁的。观测结果通常被解释为基本扭结模式，而第一谐波的检测仍然难以捉摸。在这里，我们的目标是研究如何在纵向和径向方向上的密度不均匀性修改扭结振荡的周期和阻尼时间，以及这种影响将如何反映在观测中。我们通过两种不同的方法求解理想磁流体力学方程：a）进行三维数值模拟，和b）求解二维广义本征值问题。我们研究的周期，阻尼时间和振幅的横向扭结振荡的中心和两端的密度之间的比率，并在平均密度的依赖关系。我们应用我们的三维模拟计算合成H $α$配置文件的前向建模。我们确认，基本振荡模式的周期的周期的第一谐波的周期的比率增加的中心密度与足点密度的比率增加或作为管的平均密度降低。我们发现，由于共振吸收的阻尼时间减少的中心足点密度比的增加。相反的情况下，纵向均匀的管，我们发现，阻尼时间周期比也增加的密度比增加或平均密度降低。我们提出的快照和时间-距离图的H $α$线的发射。本文的结果对日珥地震学领域有一定的意义。虽然H $α$发射可用于检测基模，但在H $α$中几乎检测不到一次谐波。这可以解释为什么没有检测到第一谐波。
2021-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fast magnetohydrodynamic oscillation of longitudinally inhomogeneous prominence threads: an analogue with quantum harmonic oscillator
前人的工作表明，在日珥螺纹的情况下，扭折振荡的二次谐波与一次谐波的频率比有趋向于3的趋势。我们的目的是研究纵向不均匀日珥线的磁流体动力学振荡，并阐明频率比的问题。经典Sturm-Liouville问题用于纵向不均匀等离子体密度的螺纹。我们发现，总压扰动沿螺纹的空间变化是由定态薛定谔方程，其中纵向不均匀的等离子体密度代表的势能。因此，该方程有界解的埃尔米特多项式。在螺纹表面的边界条件导致超越色散方程与贝塞尔函数。色散方程的细通量管近似表明，扭折波的频率与α（2n+1）成正比，其中α为密度不均匀性参数，n为纵模数。因此，在突出螺纹中，二次谐波和一次谐波的频率之比趋于3。色散方程的数值解表明，在外部密度纵向不均匀性较小的情况下，较厚的通量管的色散比仅略有减小，因此，薄通量管极限是日珥振荡的一个很好的近似。然而，较强的外密度纵向不均匀性可能导致较宽管的频率比发生显著偏移，从而使细管近似失效。用量子谐振子的振荡类比来解释日珥线中二次谐波和一次谐波频率比趋向3的趋势，其中日珥线的密度不均匀性起着势能的作用。
2014-03-24 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
Kelvin--Helmholtz instability in a cool solar jet in the framework of Hall magnetohydrodynamics: A case study
本文研究了沿轴向运动的圆柱形磁通管中的磁流体动力学（MHD）模发生Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定的条件。本文从线性化的霍尔磁流体力学方程出发，对冷等离子体的实波数和复角波频率\textbf{/complex wave phase velocities}，导出了磁流体力学模\textbf{obtained}的色散关系.色散方程在固定的输入参数和变化的$l_\mathrm{Hall}/a$比值下数值求解，其中$l_\mathrm{Hall} = c/ω_\mathrm{pi}$（$c$是光速，$ω_\mathrm{pi}$是离子等离子体频率）和$a$是通量管半径。结果表明，磁流体动力学模式的稳定性取决于四个参数：磁通量管与其周围环境的密度差、内外磁场的比值、$l_\mathrm{Hall}/a$的比值和Alfvén马赫数\textbf{defined as the ratio of the tube axial velocity to Alfvén speed inside the flux tube}的值。研究发现，在高密度对比度下，当$l_\mathrm{Hall}/a$值较小时，在某一临界Alfvén马赫数（或等效的临界流速）下，扭折（$m = 1$）模式会因KH不稳定性而变得不稳定，但阈值$l_\mathrm{Hall}/a$可以抑制KH不稳定性的发生。然而，在…
2018-01-04 astro-ph.SR physics.space-ph
