Cascade and Damping of Alfvén-Cyclotron Fluctuations: Application to Solar Wind Turbulence
磁场的存在将导致各向异性的能量级联和天体物理湍流的耗散。利用扩散近似和线性耗散率，数值研究了太阳等离子体中Alfvén回旋涨落的级联和阻尼。对于各向同性的情况下，稳态湍流谱在惯性范围内几乎是各向同性的，并且可以用谱指数为-3/2的单一幂律函数拟合，类似于Iroshnikov-Kraichnan现象。在磁流体动力学范围之外，动力学效应使光谱在较高波数处变得较软。在耗散范围内，湍流谱在波数处截止，其中阻尼率变得与级联率相当，并且截止波数随波传播方向而变化。各向同性模型的角平均湍流谱类似于破缺的幂律。考虑多普勒效应后，该模型自然地再现了太阳风中幂律湍流谱的破裂，并预测了较高的破裂频率总是伴随着较软的耗散范围谱，这可能是由于湍流强度、等离子体β的倒数和/或太阳风速度与平均磁场之间的夹角的增加造成的。这些预测可以通过与更精确的观测进行详细的比较来检验。
2009-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Interpretation of Magnetic Helicity Signatures in the Dissipation Range of Solar Wind Turbulence
对太阳风中小尺度湍流波动的测量发现了一个非零的右手磁螺旋度。这已被解释为离子回旋阻尼的证据。然而，理论和经验证据表明，太阳风湍流中的大部分能量存在于低频各向异性动力学阿尔芬波波动中，这些波动不受离子回旋阻尼的影响。我们表明，由动力阿尔芬波的耗散范围也产生了一个净右手波动磁螺旋签名与观测一致。因此，所观察到的磁螺旋特征并不一定意味着离子回旋阻尼在太阳风中是非常重要的。
2009-10-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Closed-Field Coronal Heating Driven by Wave Turbulence
为了在宏观尺度上模拟日冕等离子体的能量平衡，我们经常需要以某种函数形式描述日冕加热机制。为了超越经验公式，并建立一个更具物理动机的加热功能，我们调查的波湍流驱动（WTD）的现象学的加热封闭的日冕循环。我们的实现是为了捕捉大规模的传播，反射和耗散波湍流沿循环。该模型的参数空间是探索通过解决耦合的WTD和水动力演化的一维理想化的回路。一系列的太阳条件的相关性也建立了计算解决方案，从一个现实的三维日冕场提取超过一百个循环。由于WTD加热模型对环路几何形状以及沿环路和足点的等离子体特性的隐含依赖性，我们发现与传统的经验加热模型相比，该模型可以显着减少自由参数的数量，并且仍然稳健地描述了广泛的范围安静太阳和活动区域条件。还讨论了自反射项在产生相对较短的加热尺度高度和热不平衡循环中的重要性。
2016-10-07 astro-ph.SR
Extended Cyclotron Resonant Heating of the Turbulent Solar Wind
基于 Parker Solar Probe 观测与准线性理论，研究发现15–55太阳半径快速太阳风中的离子回旋波加热率占湍流级联率显著比例，是重要耗散机制。
2024-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
A turbulence-driven model for heating and acceleration of the fast wind in coronal holes
提出了一个在冕洞中产生快速太阳风的模型，该模型依赖于由在太阳大气中向上传输的MHD波动的湍流耗散主导的加热。尺度分离的输运方程包括大尺度场、横向阿尔芬涨落和由于过渡区附近的平行剪切引起的小的压缩耗散。该模型考虑了质子温度、密度、风速和波动幅度，如在遥感和原位卫星数据中观察到的。
2009-11-27 astro-ph.SR
Diagnosing collisionless energy transfer using field-particle correlations: Alfven-Ion Cyclotron Turbulence
我们应用场粒子相关性-一种跟踪电磁场和等离子体粒子之间能量密度传输率的时间平均速度-空间结构的技术-从Alfvén离子回旋加速器湍流的混合Vlasov-Maxwell模拟中获得的数据。在这个系统中的能量传递预计将包括朗道和回旋波粒子共振，不像以前的系统，其中的场粒子相关技术已被应用。在该模拟中，由平行电场$E_\parallel$介导的能量传递速率包括总速率的大约$60\%$，其余部分由垂直电场$E_\perp$介导。平行的电场共振耦合到质子，在整个模拟过程中，在许多点处识别出朗道阻尼的规范双极速度-空间特征。由$E_\perp$介导的能量转移优先与具有$v_{tp} \lesssim v_\perp \lesssim 3 v_{tp}$的粒子耦合，这与回旋加速器扩散平台的预期形成一致。我们的研究结果清楚地表明，场-粒子相关技术可以区分不同的通道的能量转移使用单点测量，即使在多个通道同时作用的点，并可以用来定量地确定每个通道中的粒子的速度。
2020-06-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Heating of coronal loops: weak MHD turbulence and scaling laws
为了了解日冕加热的帕克情景的非线性动力学，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动力学在日冕几何。一个回路被建模为一个沿着强磁场$B_0$的方向延伸的盒子，系统被嵌入其中。在代表光球的顶部和底部，施加了模拟光球运动的速度场。我们表明，非线性动力学的MHD各向异性湍流的不同制度，其特征在于与光谱的间隔幂律的指数范围从Kolmogorov的值（$\sim 5/3$）到$\sim 3$。我们简要地描述了日冕加热率的轴承。
2010-02-12 astro-ph.SR
Proton and Helium Heating by Cascading Turbulence in a Low-beta Plasma
离子如何被激发和加热是磁化等离子体中能量耗散研究的一个基本问题。特别是重离子（包括${}^{4}\mathrm{He}^{2+}$、${}^{3}\mathrm{He}^{2+}$等）的加热一直是理解脉冲太阳耀斑微观物理的一个持续关注的问题。在这篇文章中，通过二维混合动力学粒子模拟，我们研究了由电子，质子和氦离子组成的多离子等离子体的左手极化氦离子回旋波分支在大尺度上发射的级联波驱动的湍流对氦离子（${}^{4}\mathrm{He}^{2+}$）的加热。我们发现显着的平行（背景磁场）加热的氦离子和质子由于形成的光束和高原的速度分布函数沿背景磁场。氦离子在垂直于磁场方向上的加热开始时速率低于平行方向上的加热速率，但在几百个质子回旋周期后，由于大尺度注入的氦离子回旋波级联引起的主要是斜传播波的回旋共振，氦离子的加热速率超过了平行加热速率。然而，由于在质子回旋频率附近没有左手极化回旋波，几乎没有质子在垂直方向加热的证据。我们的研究结果有助于理解${}^{3}\mathrm{He}$和其他重离子在富含${}^{3}\mathrm{He}$的太阳高能粒子事件中的优先加热，其中氦离子作为一种背景离子调节动力学等离子体行为起着至关重要的作用。
2022-11-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Ion Heating in Inhomogeneous Expanding Solar Wind Plasma: The Role of Parallel and Oblique Ion-Cyclotron Waves
日冕洞的遥感观测表明，重离子比质子热，并且它们的温度是各向异性的。对快速太阳风流的现场观测为湍流阿尔文波谱、左旋极化离子回旋波和He $^{++}$ -太阳风等离子体中的质子漂移-提供了直接证据，这种漂移可通过离子的共振吸收和垂直加热产生温度各向异性。此外，预计太阳风在接近太阳的尺度上是不均匀的。用2.5维混合程序研究了非均匀等离子体中太阳风离子的加热。我们包括膨胀的太阳风在一个不均匀的等离子体背景下，结合的影响的湍流波谱Alfvénic波动和初始离子质子漂移。我们研究了这些效应对垂直离子加热和冷却的影响，以及对非均匀背景风中磁涨落谱的影响。我们发现，在等离子体中的不均匀性导致增强加热相比，均匀的太阳风，并在太阳风等离子体的斜波的显着功率的产生。膨胀引起的冷却效应对于超阿尔夫文漂移并不显著，并且当我们包括不均匀的背景密度时进一步减弱。我们重现离子温度各向异性观察和以前的模型，这是目前无论垂直冷却由于太阳风膨胀。我们的结论是小尺度的不均匀性，在内部日光层可以显着影响共振波离子加热。
2014-09-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Parker Scenario for Coronal Heating as an MHD Turbulence Problem
帕克或场线缠结模型的日冕加热的研究，通过长时间的高分辨率模拟的日冕循环的动力学在简化的磁流体力学（RMHD）的框架内的carnival几何形状。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动各向异性湍流级联占主导地位的磁能和其特征在于沿轴向磁场拉长的电流片。增加轴向磁场的值，MHD湍流的不同区域的发展与日冕加热率的关系。在物理空间中，对流单体尺度上的磁场线只出现轻微弯曲，与电流（E）UV和X射线成像仪的大回路观测结果一致。
2010-02-12 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种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动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
Properties of ion-cyclotron waves in the open solar corona
对日冕洞的远距离观测强烈暗示，离子回旋波与离子的共振相互作用是等离子体加热和加速快速太阳风的主要机制。为了研究这些波，WKB（Wentzel-Kramers-Brillouin）线性微扰分析被用于无碰撞多流体模型的工作框架中，在该模型中，除了质子之外，我们还考虑了由α粒子组成的第二离子成分。我们考虑一个非均匀的背景等离子体描述的漏斗区域在开放的冕洞，我们使用射线追踪哈密顿型方程计算的射线路径的波和空间变化的属性。
2012-02-26 astro-ph.SR
Estimated Heating Rates Due to Cyclotron Damping of Ion-scale Waves Observed by Parker Solar Probe
本文利用 PLUME 色散求解器分析 PSP 观测的离子尺度波，发现 20.37% 观测时段存在瞬态离子回旋波，并估计其对质子的显著耗散可解释太阳风质子温度及各向异性增强。
2024-08-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Mediation of Collisionless Turbulent Dissipation Through Cyclotron Resonance
本研究基于太阳风观测发现离子回旋波是大尺度电磁涨落耗散的主要途径，并提出由交叉螺旋度控制的“螺旋度势垒”机制，解释无碰撞等离子体加热路径差异。
2023-06-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Resonance Broadening and Heating of Charged Particles in Magnetohydrodynamic Turbulence
在包括太阳风、吸积黑洞和星系团在内的广泛天体物理环境中，MHD湍流对带电粒子的加热、加速和俯仰角散射是重要的。我们用亚音速MHD湍流的全动力学模拟来模拟高旋频试验粒子的相互作用，重点是β ~ 1的参数区域，其中β是气体与磁压力的比率。我们使用模拟结果来校准测试粒子速度空间扩散系数的解析表达式，并提供简单的拟合，可用于其他工作。在我们的模拟中，测试粒子的速度扩散是由于两个过程的结合：粒子之间的相互作用和湍流中的磁压缩（如线性渡越时间阻尼; TTD）和我们所说的费米B型（FTB）相互作用，其中带电粒子在场线上移动可以被认为是围绕移动电线螺旋的珠子。我们表明，测试粒子的加热速率是一致的TTD共振，这是根据高斯时间的去相关处方扩大。对于v_s >> v_A（例如电子），TTD主导加热，其中v_s是物质s的热速度，v_A是阿尔芬速度，而对于v_s << v_A（例如次要离子），FTB主导加热。β 1的质子加热速率与湍流级联速率相当。最后，我们表明，由于大规模的MHD湍流的无碰撞，大回转频率粒子的速度扩散不会产生幂律分布函数。
2012-09-06 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
Dropouts of Fully Stripped Ions in the Solar Wind: A Diagnostic for Wave Heating versus Reconnection
ACE卫星上的SWICS仪器在缓慢的太阳风和行星际日冕物质抛射（ICME）中探测到频繁的间隔，其中C6+和其他完全剥离的离子被强烈耗尽，尽管Si和Fe等元素的电离状态表明这些离子应该存在。有人认为，这些异常值或丢失事件可以用共振回旋加速器加热过程来解释，因为这些离子都具有与He 2+相同的回旋频率。我们调查这些离群事件形成的日冕区域。它必须高于电离冻结高度和过渡到无碰撞等离子体条件，但足够低，风仍然感受到太阳引力的影响。我们认为，辍学事件对应于相对密集的气泡中的加热减少，因为阿尔芬速度的局部变化改变阿尔芬波的反射和湍流级联。结果，完全剥离的离子的回旋频率下的波功率被He 2+吸收，并且可能无法将其他完全剥离的离子加热到足以克服太阳引力。如果这幅图得到证实，它可能有助于区分太阳风的共振回旋加热和随机加热模型。
2022-08-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Role of Turbulence in Coronal Heating and Solar Wind Expansion
太阳炽热日冕中的等离子体以超音速和高度磁化的太阳风的形式膨胀到日光层中。本文概述了我们目前对日冕如何被加热以及太阳风如何被加速的理解。最近的磁流体动力学湍流模型已经成功地预测了这个复杂的多尺度系统的许多观测特性。然而，目前还不清楚开放场区域的加热是否主要来自于从太阳表面发射的湍流波动的耗散，或者低日冕中的混乱“磁毯”是否通过磁重联为系统提供能量。为了帮助确定物理，我们还回顾了一些关键的观测结果，从紫外光谱的碰撞外日冕。
2014-12-07 astro-ph.SR
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
Perpendicular Ion Heating by Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence in the Solar Wind
我们认为离子加热的湍流阿尔芬波（AWs）和动力阿尔芬波（KAWs）与垂直波长的离子回旋半径和频率小于离子回旋频率。当湍流幅度超过一定的阈值时，离子的轨道变得混乱。然后离子与时变静电势随机相互作用，离子的能量经历随机游走。使用唯象的参数，我们推导出不同的离子物种被加热的速率，我们通过模拟测试粒子相互作用的频谱随机相位AWs和KAWs测试的解析表达式。我们发现，随机加热率敏感地依赖于一个量：dv = dv/vperp，其中vperp是垂直于背景磁场B 0的离子速度分量，dv（dB）是回旋半径尺度下速度（磁场）起伏的均方根幅度。在热质子的情况下，当ε <<eps 1，其中eps 1是一个常数，质子的磁矩几乎是守恒的，随机加热是非常弱的。然而，当ε> eps 1时，质子加热率超过了具有相同dv值的强平衡KAW湍流中的级联功率，并且违反了磁矩守恒。对于我们的测试粒子模拟中的随机相位波，eps 1约为0.2。对于低β等离子体中的质子，ε = dB/B 0除以β的平方根，即使dB/B 0 <<eps 1，ε也可能超过eps 1。在相当的温度下，α粒子和次要离子比质子具有更大的ε值，因此更有效地被加热。我们讨论了我们的结果的影响，在冕洞和太阳风的离子加热。
2010-01-13 astro-ph.SR
The Heating of Test Particles in Numerical Simulations of Alfvenic Turbulence
我们研究了弱可压缩磁流体动力学（MHD）湍流（"Alfvenic湍流“）的三维数值模拟中带电测试粒子的加热;这些结果与太阳风、太阳耀斑、黑洞上的吸积盘以及其他天体物理学和日光层环境中的粒子加热和加速有关。粒子加热的物理学取决于粒子的回转频率是否与在计算域上解析的湍流波动的频率相当。具有这些频率几乎相等的粒子经历强垂直加热（相对于局部磁场）和俯仰角散射。相比之下，具有大回转频率的粒子经历强烈的平行加热。由于小尺度电流片中的平行电场，具有有限电阻率的模拟产生额外的平行加热。我们的许多结果是一致的线性理论预测粒子加热所产生的阿尔文和慢磁声波，使阿尔文湍流。然而，与线性理论的预测相反，能量交换不是由粒子和波之间的离散共振主导的;相反，共振被大大地“加宽”了。我们讨论了我们的结果对太阳和天体物理学问题的影响，特别是近地太阳风的热力学。我们的结论是阿尔文湍流产生显着的平行加热通过粒子和磁场压缩（"慢波“）之间的相互作用。然而，在质子拉莫尔半径以上的尺度上，阿尔文湍流不会产生显著的质子或次要离子的垂直加热。
2009-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resonant Interactions Between Protons and Oblique Alfvén/Ion-Cyclotron Waves
离子与Alfvén/ion-cyclotron（A/IC）波之间的共振相互作用可能在快速太阳风的加热和加速中起重要作用。虽然这种相互作用已被广泛研究的“平行”波，其波矢量${\bf k}$对齐的背景磁场${\bf B}_0$，更少的是已知的离子和倾斜的A/IC波之间的相互作用，其中${\bf k}$和${\bf B}_0$之间的角度$θ$是非零的。在本文中，我们提出了新的数值计算结果的质子和斜A/IC波之间的共振回旋相互作用在无碰撞的低β等离子体，如太阳日冕。我们发现，如果一些机制产生倾斜的高频A/IC波，然后这些波最初修改质子分布函数的方式，它变得不稳定的平行波。然后平行波被放大到这样一个点，即它们在波与粒子共振的大平行波数处支配波能量。这些波的俯仰角散射导致等离子体朝着一种状态发展，在这种状态下，质子分布沿着速度空间中一组特定的嵌套“散射面”是恒定的，其形状已经在前面计算过。当分布函数接近这种状态时，平行A/IC波频率的虚部不断地向零下降，但斜波继续经历回旋阻尼，同时使质子扩散穿过这些动力学壳层到达更高的能量。我们的结论是，倾斜的A/IC波可以更有效地加热质子比平行的A/IC波，因为倾斜波的等离子体不松弛朝向一个状态，其中质子阻尼的倾斜A/IC波停止。
2009-12-28 astro-ph.SR
Coronal heating in coupled photosphere-chromosphere-coronal systems: turbulence and leakage
日冕环作为低频波动的谐振腔，这些波动从太阳大气的深层传输，并在日冕中放大，引发非线性相互作用。然而，捕获并不完美，一些能量泄漏到色球层，从而限制了湍流的发展和相关的加热。我们考虑了湍流和泄漏的综合影响，在确定的能级和相关的加热率模型的冕环，其中包括色球和过渡区。我们使用一个分段常数模型的阿尔芬速度和减少MHD壳模型来描述之间的相互作用，在垂直于平均场的方向上的湍流动力学和传播沿字段。湍流是由传入的波动，相当于，在线绑的情况下，强迫的光球剪切流。在改变湍流强度的同时，系统地比较了三种复杂度逐渐增加的模型的平均日冕能级（E）和耗散率（D）：经典封闭模型、半开放日冕模型和日冕色球层（或三层）模型，后两种模型允许能量泄漏。我们发现：（i）泄漏总是起作用（即使对于强湍流），E和D系统地低于线系模型。(ii)E接近共振预测，即，假设有效湍流相关时间长于Alfven日冕穿越时间（Ta）。(iii)D接近光球能量除以Ta的比值。（iv）日冕光谱具有5/3的光谱斜率的惯性范围，以及抑制非线性耦合的大尺度共振模捕获峰。(v)在实际的三层模型中，二分量谱导致阻尼时间等于Kolmogorov时间减去因子u_rms/Va_corona
2011-11-22 astro-ph.SR
Alfvén Wave Driven High Frequency Waves in the Solar Atmosphere: Implications for Ion Heating
本文的工作是Kaghashvili [1999]关于Alfvén波的离子回旋波耗散通道的讨论的推广。虽然我们早期的研究处理了通常讨论意义上的模式耦合，但在这里，我们研究了由于初始驱动器Alfvén波和等离子体不均匀性的相互作用而导致的初始波形的变化，这些变化隐含在方程中，但在Kaghashvili [1999]中没有详细说明。使用冷等离子体近似，我们展示了如何在不均匀的太阳等离子体流中产生高频波（高于初始驱动阿尔文波频率）。本文讨论了太阳大气中高频正向和反向传播的修正快磁声波/哨声波的产生以及驱动Alfvén波的产生。所产生的高频波具有较短的耗散时间尺度，并且它们还可以使用正常回旋和异常回旋相互作用通道与粒子共振相互作用。这些波在太空、地球磁层、电离层和实验室等离子体过程中也很重要。
2014-02-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Multi-fluid Simulation of Solar Chromospheric Turbulence and Heating Due to the Thermal Farley-Buneman Instability
本研究利用 Bifrost 参数并开展首个 TFBI 多流体模拟，证明该米尺度静电不稳定性可在冷色球层产生湍流、加热与输运，从而解释观测与 MHD 模型差异。
2022-11-13 astro-ph.SR
Competition between shock and turbulent heating in coronal loop system
2.5-三维磁流体动力学（MHD）模拟进行高空间分辨率，以区分日冕加热问题的竞争模型。本研究的目标是由光球中激发的阿尔文波驱动的单个日冕环。在我们的模拟中，日冕结构被再现为阿尔文波传输和耗散的自然结果。此外，日冕结构保持空间分辨率从25公里到3公里的变化，虽然在环顶部的温度增加的空间分辨率。加热机制逐渐改变整个磁冠在4毫米的高度。磁冠下，无论是冲击和MHD湍流是占主导地位的加热过程。在磁冠上方，冲击加热率降低到小于总加热率的10%，而MHD湍流提供了显著的能量来平衡辐射冷却和热传导损失或增益。本文研究中所显示的可压缩性的重要性将对太阳色球层中成功的MHD湍流理论的前景产生重大影响。
2016-08-12 astro-ph.SR
An anisotropic-Alfvenic-turbulence-based solar wind model with proton temperature anisotropy
太阳风如何被加速到超音速与它如何被加热密切相关。基于离子回旋共振的机制已经成功地解释了大量的观测结果，特别是那些关于冕洞上方显著的离子温度各向异性的观测结果。然而，它们与湍流理论不一致，湍流理论认为像日冕这样的低β介质中的湍流级联应该在垂直而不是平行方向上进行，这意味着在离子回旋频率范围内离子通过离子回旋共振吸收的能量很少。最近提出了一种基于太阳风粒子和各向异性湍流之间相互作用的机制，其中垂直质子能量增加是通过随机加热实现的（Alberran等人，2011年）。我们通过适当考虑质子温度各向异性对阿尔芬波传播的影响，电子能量的辐射损失，以及自然伴随着太阳风在日冕中的场线曲率，扩展了这一有前途的机制。虽然这种机制在以前的研究中被证明适用于极地快速太阳风，我们在这里首次证明，它也适用于沿场线边界的流光头盔流动的慢风。
2012-11-30 astro-ph.SR
Turbulence and its Potential Impact on Solar Chromospheric and Coronal Heating
The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局/马歇尔太空飞行中心）
研究通过粒子-网格模拟探讨低频湍流在色球层中的来源及其对加热的影响，揭示湍流的传输与耗散机制，并计算了不同高度的能量注入率。
2026-04-29 astro-ph.SR
Heating and Acceleration of the Fast Solar Wind by Alfvén Wave Turbulence
本文对极冕洞中心磁通量管中的简化磁流体动力学（RMHD）湍流进行了数值模拟。背景大气模型是动量方程的解，并包括波压对太阳风外流的影响。阿尔文波在日冕底部发射，并由于阿尔文速度和外流速度的变化而在不同高度反射。湍流由反向传播的阿尔文波之间的非线性相互作用驱动。结果为两个模型的背景大气。在第一个模型中，等离子体密度和阿尔文速度随高度平滑地变化，导致最小的波反射和低的能量耗散率。我们发现耗散率不足以维持背景大气的温度。耗散率的标准唯象公式显着高估的速率从我们的RMHD模拟，并提出了一个修正的公式。在第二个模型中，我们引入了额外的密度变化沿通量管的相关长度为0.04 $R_\odot$和相对振幅为$10 \%$。这些密度变化模拟了压缩MHD波对Alfvén波的影响。我们发现，这种变化显着增强波的反射，从而湍流耗散率，产生足够的热量，以维持背景大气。我们的结论是阿尔文和压缩波之间的相互作用可能发挥了重要作用的湍流加热的快速太阳风。
2016-02-22 astro-ph.SR
Electron and proton heating by solar wind turbulence
将以往的强磁流体动力学（MHD）湍流的加热和输运公式推广到电子和质子的单独的内能方程。包括电子热传导。能量由影响电子和质子的湍流加热提供，并通过碰撞在它们之间交换。与现有的湍流数据的比较表明，当（i）能量交换时间尺度很长，（ii）湍流引起的热量沉积被划分为60%的质子加热和40%的电子加热时，提供了合理的数据解释。热传导，这里确定的经验拟合，在描述电子数据中起着重要作用。
2009-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
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
Cyclotron breaking: a mechanism for parallel ion cyclotron waves to heat the fast solar wind
University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）
提出“回旋破碎”机制，解释帕克太阳探测器观测到的平行离子回旋波如何通过准线性聚焦不稳定性产生并在传播中阻尼加热太阳风。
2026-05-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Coronal Loop Heating by Nearly Incompressible Magnetohydrodynamic and Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence Models
光波和湍流在光球层之外的传输是日冕加热问题的核心。采用近不可压缩磁流体动力学（NI MHD）理论模拟了宁静日冕中的湍流，描述了低频湍流在开放磁场区的输运。它描述了耦合的多数准二维和少数板组件的演变，驱动的磁地毯和平流的亚音速，亚Alfvenic流从较低的日冕。本文将NI MHD湍流传输模型与日冕MHD模型耦合，研究日冕环中的加热问题。在一个现实的基准日冕环问题，我们发现，一个环可以加热到150万K的运输和耗散的MHD湍流所描述的NI MHD模型。我们还发现，大多数2D组件是作为重要的少数板组件在加热的冕环。我们比较我们的耦合MHD/NI MHD模型的结果与简化MHD（RMHD）模型。这些模型之间的一个重要区别是，RMHD解决了小规模的速度和磁场波动，并获得与它们的演变相关的实际粘性/电阻耗散，而NI MHD演变的波动速度和磁场的标量矩和近似耗散使用MHD湍流现象。尽管模型之间存在基本差异，但它们的模拟结果非常匹配，在日冕内部产生几乎相同的加热速率。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quasilinear Evolution of Kinetic Alfven Wave Turbulence and Perpendicular Ion Heating in the Solar Wind
本文利用在湍流太阳风等离子体中测得的动力学阿尔芬波动谱计算了由准线性扩散引起的电子和离子分布函数。修正的离子分布函数被发现是不稳定的长波长电磁离子回旋波。这些波的俯仰角将平行离子的速度分散成垂直的速度，从而有效地提高了垂直离子的温度。
2011-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Occurrence Rates and Heating Effects of Tangential and Rotational Discontinuities as Obtained from Three-dimensional Simulation of Magnetohydrodynamic Turbulence
在太阳风中，磁流体动力学（MHD）不连续性是普遍存在的，并且经常被发现是湍流不连续性的起源。它们还可能在湍流消散和太阳风加热中发挥关键作用。切向不连续面和旋转不连续面是两种最重要的不连续面类型。近年来，湍流不稳定性和质子热力学之间的联系已被观测研究。在这里，我们提出了从三维MHD模拟与压力各向异性的数值结果，并定义新的方法来识别和区分TD和RD。重点介绍了三个关于相对出现率和加热效应的统计结果：（1）随着时间的推移，RD倾向于占据大部分不连续性;（2）嵌入TD的热状态倾向于与极端等离子体参数或不稳定性相关，而RD则不相关;（3）TD具有较高的平均T和垂直温度$T_\perp$。模拟结果表明，TD和RD的演变和贡献的太阳风加热不同。这些结果将激发我们对产生不连续性和导致等离子体加热的机制的理解。
2015-03-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Electron Heating in the Magnetorotational Instability: Implications for Turbulence Strength in Outer Regions of Protoplanetary Disks
磁旋转不稳定性（MRI）在电离分数足够高的原行星盘区域中驱动剧烈的湍流。最近已经表明，由MRI引起的电场可以加热电子，从而影响气体中的电离平衡。特别是，在存在大量尘埃颗粒的盘中，电子加热导致电子丰度降低，从而防止MRI的进一步增长。通过使用非线性欧姆定律，考虑到电子加热，我们调查在原行星盘的MRI和电离化学之间的负反馈变得重要。我们发现，“电子加热区”，该地区的电子加热限制了磁共振成像的饱和度，延伸到80 AU的最小质量的太阳星云与丰富的亚微米大小的颗粒。该区域比在相同盘模型中径向范围为$\sim20$ AU的常规死区大得多。缩放参数表明，在电子加热区的MRI湍流应该有一个显着较低的饱和度。电子加热区中的亚微米尺寸的晶粒是如此带负电荷，以至于它们的碰撞生长不太可能发生。我们目前的模型忽略了双极和霍尔扩散，但我们的估计表明，双极扩散也会影响MRI的电子加热区。
2015-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Perpendicular Ion Heating by Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence
最近的理论研究认为，低频阿尔文波湍流中的随机离子加热速率由$Q_\perp = c_1 [(δu)^3 /ρ] \exp(-c_2/ε)$给出，其中$δu$是离子回旋半径尺度下的均方根湍流速度$ρ$，$ε= δu/v_{\perp \rm i}$，$v_{\perp \rm i}$是垂直离子热速度，$c_1$和$c_2$是无量纲常数。我们通过数值模拟强约化磁流体动力学（RMHD）湍流相互作用的测试粒子来测试这一理论结果。在我们的模拟中的加热速率很好地符合这个公式。$c_1$的最佳拟合值为$\sim 1$。$c_2$的最佳拟合值降低（即，随机加热变得更有效）的网格大小和雷诺数的RMHD模拟增加。作为一个例子，在一个$1024^2 \times 256$ RMHD模拟与耗散波数的反离子回旋半径，我们发现$c_2 = 0.21$。我们发现，随机加热是显着强于在一个字段中的随机相位Alfvén波具有相同的功率谱的强RMHD湍流，因为强RMHD湍流的相干结构增加轨道随机性的区域中的离子被加热最强烈。我们发现，$c_1$增加了$\sim 3$的一个因素，而$c_2$的变化很小的离子热速度从值$\ll v_{\rm A}$增加到值$\sim v_{\rm A}$，其中$v_{\rm A}$是阿尔文速度。我们讨论了这些结果的重要性垂直离子加热太阳风。
2013-09-04 astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulence, Energy Transfers and Reconnection in Compressible Coronal Heating Field-line Tangling Models
MHD湍流长期以来一直被认为是帕克日冕加热方案框架内日冕环加热的一种机制。由于计算量大，迄今为止的研究大多集中在其动力学性质上，而没有考虑其热力学和辐射特性。在本文中，我们扩展了以前的研究可压缩制度，包括能量方程，通过使用HYPERION，一个新的并行化，粘阻，三维可压缩MHD代码。HYPERION采用Fourier配置-有限差分空间离散，并使用三阶Runge-Kutta时间离散。我们表明，平行于直流磁场的热传导的实施诱导的辐射发射集中在边界处，与色球-过渡区-日冕系统的性质相似。
2009-12-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
High-frequency heating of the solar wind triggered by low-frequency turbulence
快速太阳风的高速和非热特性要求在太阳表面上方发生显著的加热。两个主要的理论似乎是不相容的：低频“阿尔夫维尼克”湍流，它向外传输能量，被航天器普遍观察到，但难以解释所观察到的离子对电子加热的主导作用;高频离子回旋波（ICW），它解释了离子的非热加热，但缺乏明显的来源。在这里，我们认为，最近提出的“螺旋障碍”的影响，限制电子加热抑制湍流级联的能量到最小的尺度，可以统一这两个范例。我们的六维模拟显示了螺旋度障碍如何导致大尺度能量随时间增长，从而从低频湍流中产生小平行尺度和高频ICW加热。由此产生的湍流和离子分布函数也与帕克太阳探测器和其他航天器的现场测量结果密切匹配，解释了在磁波动光谱中观察到的陡峭的“过渡范围”长达数十年的难题。该理论预测了等离子体膨胀和离子-电子加热比之间的因果关系。考虑到风速和膨胀之间的观测关联，我们认为螺旋度障碍可能在调节太阳风的双峰速度分布中起着关键作用。
2022-02-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Quasi-linear theory of perpendicular ion heating by critically balanced turbulence
University of Otago（奥塔哥大学）
本文利用准线性理论，解析计算了离子与湍流大尺度阿尔芬涨落相互作用的加热率，揭示了湍流不平衡度如何使加热机制从随机加热平滑过渡到回旋共振加热，并得到了普适的加热率形式。
2026-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Proton Heating in Solar Wind Compressible Turbulence with Collisions between Counter-propagating Waves
磁流体湍流被认为在实验室、空间和天体物理等离子体加热中起着至关重要的作用。然而，湍流波动和颗粒动力学之间的精确联系尚未建立。在这里，我们提出了明确的证据等离子体湍流加热诊断波的特点和质子速度分布的基础上，从太阳风测量的风航天器。我们首次报道了在太阳风湍流中同时观测到反向传播的磁流体动力学波。与传统的Alfvén波反向传播的模式不同，在这种新型的太阳风可压缩湍流中，向阳慢磁声波（SMW）会遇到反向阳Alfvén波（AWs）。反向传播的AWs和SWs分别对应于不平衡Elsässer变量的优势和次优势种群。AWs和SMW之间的非线性相互作用推断从一个波的可能的振荡方向和其他的可能的传播方向之间的非正交性。相关的质子显示出双向不对称的光束在其速度分布：向阳光束出现在短而窄的模式和反向阳广泛的延长尾巴。这表明，多种类型的波粒相互作用，即，回旋加速器和朗道共振与AW和SMW在动力学尺度，正在发生联合加热质子垂直和平行。
2015-09-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Incorporating Kinetic Physics into a Two-Fluid Solar-Wind Model with Temperature Anisotropy and Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence
我们开发了一个1D的太阳风模型，其中包括单独的能量方程的电子和质子，质子温度各向异性，碰撞和碰撞的热通量，和低频，反射驱动，阿尔芬波湍流的分析处理。为了划分电子加热，平行质子加热和垂直质子加热之间的湍流加热，我们采用线性波阻尼和非线性随机加热理论的结果。当质子温度各向异性超过任一不稳定性的阈值时，我们通过增加质子俯仰角散射率来解释镜像和倾斜消防水管不稳定性。我们数值积分的模型方程向前的时间，直到达到一个稳定的状态，专注于两个快速太阳风的解决方案。这些解与许多观测结果一致，支持阿尔芬波湍流在太阳风起源中起重要作用的观点。
2011-11-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Observational evidence for solar wind proton heating by ion-scale turbulence
基于2005年至2015年风航天器的现场测量，这封信首次报告了质子温度与太阳风湍流之间明显的尺度依赖关系。质子尺度湍流的统计分析表明，增加螺旋度的幅度对应于陡峭的磁能谱。特别地，在尺度$0.3 \lesssim kρ_p \lesssim 1$上，质子垂直温度和湍流磁能之间存在正的幂律相关性（斜率为$\sim 0.4$），其中$k$为波数，$ρ_p$为质子回旋半径。这些发现提供了质子尺度湍流加热太阳风的证据。它们还提供了对太阳风中湍流耗散物理的洞察力和观测约束。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Effect of Magnetic Turbulence Energy Spectra and Pickup Ions on the Heating of the Solar Wind
近年来，一个现象学的太阳风加热模型的基础上的湍流能量级联所规定的Kolmogorov理论产生了相当好的协议与观测质子温度的距离约70 AU，提供的影响，湍流产生由于皮卡离子包括在模型中。在最近的一项研究中[Ng等人，杰·吉奥菲斯。结果：115，A02101（2010）]，我们已经将基于Iroshnikov-Kraichnan（IK）标度的能量级联速率并入加热模型中。我们表明，IK级联率也可以产生良好的协议与观察，有或没有包括皮卡离子。通过使用1 AU处的平均边界条件对模型进行积分以及通过应用一种方法[Smith等人，占星术。J.，638，508（2006）]，其使用直接观测值作为边界条件。由于皮卡离子的影响被认为是不太重要的IK光谱，这是浅比柯尔莫哥洛夫谱。在本文中，我们将提供更详细的计算拾取离子的效果，并讨论了物理原因，为什么较浅的频谱产生较少的波动和湍流。
2011-06-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fluctuating polytropic processes, turbulence, and heating
Princeton University（普林斯顿大学）
本文通过波动多聚过程的热力学理论，揭示湍流加热等离子体的机制，并推导了太阳风中PUI加热率的分析表达式。
2026-02-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Extreme heating of minor ions in imbalanced solar-wind turbulence
本文利用 Pegasus++ 模拟含 He²⁺ 和 O⁵⁺ 的低β等离子体非平衡阿尔芬湍流，揭示螺旋度屏障通过离子回旋波和朗道共振加热导致微量离子极端加热，并给出与观测一致的特征。
2024-11-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Fast-moving electrostatic solitons in a plasma with turbulence heating
本文研究原行星盘“死区”中受湍流加热电子的等离子体，基于 Davydov 分布证明静电孤子可远超离子声速，并通过衰变与辐射促进能量平衡。
2024-12-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Model for Gradual Phase Heating Driven by MHD Turbulence in Solar Flares
日冕耀斑辐射通常被观测到衰减的时间尺度比脉冲驱动的一维耀斑环模型所预测的要长。这种差异在渐变阶段最为明显，在渐变阶段，这些模型的排放在几分钟内衰减，而不是经常观察到的一小时或更长时间。磁重联被认为是耀斑的能量来源，但应该在几秒钟内将能量沉积到给定的环中。模型补充这一脉冲热与长期的，持续的特设加热已成功地再现了长时间的排放，但没有提供一个明确的物理理由。在这里，我们提出了一个模型，扩展耀斑加热的湍流阿尔文波的缓慢耗散过程中通过电流片的新重新连接的通量管缩回。使用一维模拟，我们跟踪的生产和演变的MHD波湍流被困反射从过渡区的高密度梯度。湍流能量通过反向传播波之间的非线性相互作用耗散，在这里使用现象学的一点闭合模型建模。从模拟合成的AIA EUV光曲线能够再现数十分钟量级的发射衰减。我们发现，这个简单的模型提供了一个可能的机制，用于产生所观察到的日冕耀斑排放自洽从重连供电的耀斑能量释放所需的延长加热。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Electron-ion heating partition in imbalanced solar-wind turbulence
本研究通过混合动理学模拟探讨归一化交叉螺旋度对太阳风加热的调控作用，揭示螺旋度屏障效应随非平衡度变化的规律，解释了多种太阳风观测特征。
2024-09-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On stochastic heating and its phase-space signatures in low-$β$ kinetic turbulence
我们重新审视离子随机加热的理论，并研究其相空间签名动力学湍流的相关性低- $β$部分的太阳风。我们保留一个完整的规模依赖的方法在我们的治疗，并考虑的情况下，电场波动可以描述的广义欧姆定律，包括霍尔和热电效应。当离子拉莫尔尺度远小于离子趋肤深度$ρ_{\mathrm{i}}\ll d_{\mathrm{i}}$时，这两个电场项对随机离子加热起主导作用，这是$β{\ll}1$的情况。利用Alfvén波和动力学Alfvén波湍流涨落的谱标度律，我们得到了表征这两个区域中与随机加热相关的场垂直粒子扩散率和能量扩散系数的标度关系。离子加热的相空间签名，然后使用连续驱动Alfvénic湍流在低$β$的三维混合动力学模拟研究。在这些模拟中，平行于磁场的离子的湍流与其垂直对应物（$Q_{\parallel,\mathrm{i}}\ll Q_{\perp,\mathrm{i}}$）相比是次主导的，并且进入离子加热的湍流能量的分数在$β_{\mathrm{i}}=0.3$处为${\approx}75$，在$β_{\mathrm{i}}{\simeq}0.1$处为${\approx}40$。离子回旋的相空间特征与朗道共振无碰撞阻尼和离子回旋和随机加热的（$β$依赖）组合是一致的。我们证明了我们的理论和各种签名与随机部分的加热之间的良好协议。我们讨论的随机加热和我们的工作的影响，随机加热的太阳风航天器数据…
2021-04-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Heating of Heavy Ions in Low-beta Compressible Turbulence
在与耀斑相关的太阳高能粒子（SEP）事件中，小离子（如$^3$ He和重离子）的增强一直是太阳物理学的主要难题之一。在这项工作中，我们使用3D混合模拟（动力质子和流体电子）调查粒子的湍流低β环境类似于太阳耀斑。结果表明，在这种制度下，注入的大振幅Alfvén波发展成可压缩的和各向异性的湍流，有效地加热不同种类的热离子。我们发现重离子的温度升高与荷质比成反比，这与脉冲SEP事件的观测结果是一致的。进一步的分析表明，离子是通过与质子惯性尺度附近近似垂直的磁声波相互作用而获得能量的。
2019-09-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Dependence of ion temperatures on alpha-proton differential flow vector and heating mechanisms in the solar wind
根据2004年6月至2019年5月期间的\emph{Wind}观测，本函首次考察了（$θ_d$，$V_d/V_A$）空间的质子和α粒子温度，其中$θ_d$和$V_d$分别为α $-$质子差流矢量的径向角和幅值，$V_A$为局域阿尔文速度。结果表明，温度显著依赖于$θ_d$以及$V_d/V_A$。在低质子平行β（$β_{p{\parallel}} < 1$）的情况下，发现当$θ_d$小（$\lesssim 45^\circ$）和$V_d/V_A \gtrsim 0.5$时，质子垂直温度明显增强。相反，当$θ_d$较大（$\gtrsim 90^\circ$）或$V_d/V_A$足够小时，α粒子的垂直温度显著提高。质子平行温度的最大值发生在$θ_d \sim 90^\circ$处，同时伴随着较高的$β_{p{\parallel}}$和较大的磁涨落湍流幅度。这项研究将为太阳风中质子和α粒子的回旋共振加热提供强有力的证据。还提出了其他机制，包括朗道共振和随机加热，这往往有不同的（$θ_d$，$V_d/V_A$）空间比回旋共振加热。
2020-01-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Nature of stochastic ion heating in the solar wind: testing the dependence on plasma beta and turbulence amplitude
太阳风在远离太阳传播的过程中会受到很大的加热;造成这种加热的确切机制还没有完全弄清楚。我们提出了第一次的统计检验所提出的机制之一，随机离子加热。我们使用附近的质子陀螺仪的磁场波动的幅度作为代理的陀螺仪速度波动的比例垂直（相对于磁场）质子热速度，定义为$ε_p$。当$ε_p$大于临界值（$\sim 0.019 - 0.025$）时，观察到增强的质子温度。这种增强强烈依赖于质子等离子体β（$β_{||p}$）;当$β_{||p} \ll 1$只有垂直质子温度$T_{\perp}$增加，而对于$β_{||p} \sim 1$增加平行和垂直质子温度都观察到。对于小于临界值的$ε_p$和$β_{||p} \ll 1$，未观察到$T_p$增强，而对于$β_{||p} \sim 1$，测量到$T_{\parallel}$轻微增加。在速度波动的临界阈值上观察到的质子温度变化与Spirran等人（2010）的随机离子加热模型一致。我们发现$ε_p > ε_{\rm crit}$在76%的研究期间意味着随机加热可能在1 AU的太阳风的大部分时间内运作。
2017-11-11 astro-ph.SR physics.space-ph
