Spatial damping of propagating sausage waves in coronal cylinders
香肠模式在日冕地震学中很重要。最近在太阳大气中观测到了空间阻尼传播的香肠波。我们研究了泄漏波如何影响沿日冕结构传播的香肠波的空间阻尼建模的圆柱形密度增强嵌入在一个均匀的磁场。在冷磁流体力学的框架下，我们求解了在给定实角频率$ω$下，复值纵向波数$k$的色散关系（DR）。为了验证的目的，我们还提供了分析近似的DR在低频极限和附近的$ω_{\rm c}$，临界角频率分离捕获泄漏波。与驻波情况相反，对于$ω$，传播香肠波被允许远低于$ω_{\rm c}$。然而，虽然能够将其能量向上引导，但这些低频波会受到大量的空间衰减。空间阻尼长度对圆柱体与周围环境的密度差的依赖性很小，对频率的依赖性很弱。该空间阻尼长度与$ω\lesssim 1.5 v_{\rm Ai}/a$的圆柱半径的数量级相同，其中$a$和$v_{\rm Ai}$分别是圆柱半径和圆柱中的阿尔文速度。我们的结论是，如果一个日冕柱体受到对称边界驱动器的扰动（例如，颗粒运动），波泄漏有效地过滤掉低频分量。
2015-07-28 astro-ph.SR
Effect of area divergence and frequency on damping of slow magnetoacoustic waves propagating along umbral fan loops
本文研究面积发散与频率对沿太阳黑子本影扇环从光球层传播至日冕的慢磁声波阻尼的影响，发现计入面积发散后实际阻尼长度增大，且高频波比低频波阻尼更快。
2024-07-31 astro-ph.SR
Damping of Propagating Kink Waves in the Solar Corona
自从在日冕中发现了无处不在的传播扭折波以来，阿尔夫文波又重新引起了人们的兴趣。{It长期以来，人们一直认为阿尔文波在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。为此，必须了解使其能量转移到等离子体的机制。通过共振吸收的模式转换被认为是扭折波阻尼的主要机制之一，并且被认为在能量传递过程中起关键作用。本研究探讨使用冠状多通道偏振仪（CoMP）在静止的冠状环传播扭结波的阻尼。基于相干性的方法被用来跟踪多普勒速度信号的波，使我们能够调查的空间演变的速度扰动。向外传播波与向内传播波的功率比用于估计相关的阻尼长度和品质因数。为了能够准确估计这些量，我们提供了适合于拟合模型的似然函数的第一次推导，以从离散傅立叶变换获得的两个功率谱的比率。极大似然估计用于将指数阻尼模型拟合到作为频率的函数的功率比的观测变化。我们证实早期的迹象表明，传播扭结波正在经历频率依赖性阻尼。此外，我们发现，阻尼率降低，或等效的阻尼长度增加，达到更高的日冕较长的日冕循环。
2019-04-18 astro-ph.SR stat.AP
The generation and damping of propagating MHD kink waves in the solar atmosphere
将太阳上层大气加热到一百万度以上和将太阳风加速到每秒几百公里所需的非热能的来源仍然不清楚。提供所需能量通量的一种机制是不可压缩的扭转阿尔文和扭结磁流体动力学（MHD）波，它们是由太阳普遍而复杂的磁场支持的磁主导波。特别是，最近已经观察到传播的MHD扭结波在整个太阳大气中无处不在，但是，直到现在，扭结波能量在整个太阳大气中传输的关键细节还不清楚。在这里，无处不在的波被利用的统计研究在高度动态的太阳色球层。这个大规模的调查允许确定色球扭结波速度功率谱，一个缺失的环节，必要的确定光球和日冕之间的能量传输。最重要的是，功率谱包含的证据表明，水平光球运动是在静止的太阳扭结波产生的主要机制。此外，测量的日冕功率谱的比较，揭示频率依赖的传输配置文件表明有增强阻尼的扭结波在较低的日冕。
2014-01-28 astro-ph.SR
The spatial damping of magnetohydrodynamic waves in a flowing partially ionised prominence plasma
太阳辐射是部分电离的等离子体，显示出流动和振荡。这些振荡表现出时间和空间阻尼，并且通常已经用磁流体动力学（MHD）波来解释。本文研究了在流动的部分电离等离子体中线性非绝热磁流体动力学波的空间阻尼，它具有类似磁流体动力学的物理性质。我们考虑单流体方程的部分电离氢等离子体，包括在能量方程光学薄辐射，热传导的电子和中性，和加热。保持频率的真实和固定，我们已经解决了所获得的色散关系的复波数，k，并分析了行为的阻尼长度，波长和阻尼长度的波长的比率，与周期，阿尔芬，快，慢和热波。
2010-01-27 astro-ph.SR
Phase mixing of propagating Alfven waves in a stratified atmosphere: Solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。Hinode/SOT最近的观测表明，针状体大多表现出向上传播的高频波。在这里，我们研究了这种波的耗散由于太阳针状体的分层环境中的相位混合。由于它们是高度动态的结构，其速度约为Alfven相速度的显著分数，因此我们考虑了定常流的影响。我们的数值模拟表明，由于重力分层的存在下，阻尼发生在空间比时间。指数衰减律exp（-At ^3）在针状体条件下是有效的，但是计算出的衰减时间比观测到的针状体寿命长得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
Weak damping of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
传播的横波被认为是坡印廷通量在整个太阳大气中的关键传输者。最近的研究表明，这些横向运动，解释为磁流体动力学扭结模式，是普遍存在的整个日冕。相关的能量估计表明，这些波携带的能量足以满足静止太阳中日冕辐射损失的需求。然而，目前还不清楚这些波是如何将能量沉积到日冕等离子体中的。我们提出了一个大规模的研究结果，传播扭结波在静止的日冕使用的数据从日冕多通道偏振仪（CoMP）。分析表明，扭结波似乎是弱阻尼，这将意味着低速率的能量转移从大尺度的横向运动到小尺度通过单湍流或共振吸收。这就提出了一个问题，即观察到的扭结模式如何将能量沉积到日冕等离子体中。此外，这些观察，结合蒙特卡罗模拟的结果，我们推断，太阳日冕显示的密度比谱，与较小的密度比（相对于周围的日冕）在静止的日冕环和较高的密度比在活动区日冕环。
2021-10-19 astro-ph.SR
Observed damping of the slow magnetoacoustic mode
利用光谱和立体成像技术观测了日冕环中慢磁声波的传播，确定了慢磁声波在三维空间中的衰减长度尺度和环系统中的密度分布。慢波被发现有一个电子折叠衰变长度尺度为$20,000^{+4000}_{-3000}$公里，沿环基地的均匀密度分布。这些观测对日冕环内波传播的建模提出了定量的限制。理论正演模拟表明，磁场线发散是主要的阻尼因素和热传导是不够的，给定的观测参数的冠环温度，密度和波模式周期。
2011-04-06 astro-ph.SR
Wave Damping Observed in Upwardly Propagating Sausage-mode Oscillations contained within a Magnetic Pore
我们目前的观测证据的可压缩磁流体动力学波模式从太阳光球通过太阳磁孔的过渡区的基础上传播。使用邓恩太阳望远镜同时获得了四个波段的高节奏图像。采用傅立叶和小波技术，香肠模式振荡显示显着的功率检测强度和面积波动。强度和面积起伏的周期范围为181- 412 s，平均周期约为290 s，与全局p模谱一致。发现存在于相邻带通中的强度和面积振荡彼此异相，在4170埃连续体-G带、G带- Na I D1和Na I D1 - Ca II K高度之间分别显示6.12度、5.82度和15.97度的相位角，重申存在向上传播的香肠模式波。0度之间的相位关系相同的带通发射和面积扰动的孔隙最好归类波属于“慢”制度的色散图。理论计算表明，这些波是表面模式，初始光球能量超过35000 W/m^2。波能量学表明能量随大气高度的大幅降低，证实磁孔能够传输表现出可观的能量阻尼的波，这可能会释放相当大的能量到本地色球等离子体中。
2015-05-11 astro-ph.SR
Analytic approximate seismology of propagating MHD waves in the solar corona
观测表明，在太阳大气中传播的磁流体动力学（MHD）波是普遍存在的。磁流体地震学技术是利用波动观测和磁流体波动理论相结合，间接推断太阳大气等离子体和磁场的物理参数。在这里，我们提出了一个分析地震反演方案传播MHD波。该方案以一致的方式使用关于波长和阻尼长度的观测信息，以及周期或相速度的观测值，并且基于波长和阻尼长度的理论值的近似渐近表达式。讨论了反演格式的适用性，并给出了一个算例。
2012-10-09 astro-ph.SR
Observational evidence of resonantly damped propagating kink waves in the solar corona
在这封信中，我们建立了明确的证据，共振吸收阻尼机制，通过分析观测数据，从新的日冕多通道偏振仪（CoMP）。该仪器已经确定，在太阳日冕中存在普遍传播的低振幅（$\approx$ 1 km s $^{-1}$）阿尔文波，频率范围很广。从磁流体力学（MHD）波理论实际解释这些波的扭结模式，他们应该表现出一个频率依赖的阻尼长度，由于共振吸收，由TGV关系表明，横向等离子体不均匀性在日冕磁通量管导致他们作为自然的低通滤波器。结果发现，所观察到的频率依赖于阻尼长度（高达约8兆赫）可以解释的扭结波解释，此外，空间平均平衡参数描述的长度尺度的横向等离子体密度不均匀性的系统的日冕环是一致的，从TRACE观测站扭结模式的估计值的范围。
2010-07-07 astro-ph.SR
Time damping of non-adiabatic magnetohydrodynamic waves in a partially ionized prominence plasma: Effect of helium
日珥是部分电离的，磁化的等离子体嵌入太阳日冕。阻尼振荡和传播波是常见的。这些振荡已被解释的磁流体动力学（MHD）波。离子中性碰撞和非绝热效应（辐射损失和热传导）已被提出作为阻尼机制。在单流体近似下，研究了氦的存在对等离子体中非绝热MHD波时间阻尼的影响。等离子体由电子、质子、中性氢、中性氦（He I）和单电离氦（He II）组成。导出了均匀、无界、部分电离日珥介质中线性非绝热MHD波的色散关系。计算了阿尔芬波、慢波、快波和热波的周期和阻尼时间。的阻尼时间的周期相对于氦丰度的比率的参数研究进行。氦的存在增加了离子-中性碰撞以及热传导的效率。然而，如果考虑氦的实际丰度（~10%），这种效应对波浪阻尼的影响很小。在研究部分电离日珥等离子体中的MHD波时，可以安全地忽略氦的存在。
2009-10-15 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Propagating Disturbances in a Polar Coronal Hole: Evidence of Slow Magneto-acoustic Waves
我们专注于检测和研究准周期性的传播功能，已被解释为慢磁声波和高速上升流。本文分析了1997年2月25日SOHO卫星上SUMER光谱仪对南极冕洞盘上部分的长期光谱观测。我们校准的速度相对于离肢体区域，并获得时间-距离图的强度，多普勒速度和线宽。我们还对不同纬度的不同时间序列曲线进行了互相关分析。我们研究了平均谱线轮廓的根传播的扰动和沿传播的脊，并进行红蓝不对称性分析。我们发现明确存在的传播扰动的强度和多普勒速度与预计的传播速度约$60\pm 4.8$公里的$^{-1}$和周期性的$\approx$ 14.5分钟。据我们所知，这是第一次同时检测传播扰动的强度以及多普勒速度在冕洞。在传播过程中，强度增强与蓝移多普勒速度相关联。这些扰动的强度在高纬度地区（即更靠近临边）也能清楚地看到，而多普勒速度的扰动在那里变得微弱。沿传播脊平均的谱线轮廓被发现是对称的，被很好地拟合由一个单一的高斯，并没有明显的红-蓝不对称。根据我们的分析，我们解释这些扰动传播慢磁声波。
2012-09-16 astro-ph.SR
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
On the Source of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves in Sunspots
最近使用地面和空间望远镜同时进行的太阳黑子振荡高分辨率观测揭示了太阳大气层不同层之间的内在联系。然而，尚不清楚这些振荡是外部驱动的还是原位产生的。我们解决这个问题，通过使用沿日冕扇环系统传播的慢磁声波的观测。除了通常观察到的振荡幅度随距离减小之外，还发现观察到的波幅度随时间调制，在波列的整个传播路径中观察到类似的变化。利用多波长、多仪器观测资料，研究了太阳大气中光波在不同层中传播时振幅随时间的变化。通过比较不同层的振幅调制周期，我们发现在太阳黑子中观察到的慢磁声波是由光球p模式驱动的，这些模式在消散之前向上传播到日冕中。
2015-10-12 astro-ph.SR
Nonlinear Damping and Field-aligned Flows of Propagating Shear Alfvén Waves with Braginskii Viscosity
Braginskii MHD提供了比经典MHD更准确的描述许多等离子体环境，因为它使用来自物理原理的闭合来积极地处理应力张量。然而，应力张量效应仍然相对未探索的太阳磁流体现象，特别是在非线性制度。本文分析探讨非线性阻尼和纵向流动的传播剪切阿尔文波。以往对Braginskii MHD中MHD波的研究大多考虑了消失波扰动的严格线性极限。我们发现，这些以前的线性结果只适用于阿尔文波振幅的电晕是如此之小，是没有什么兴趣，通常是一个波的能量小于$10^{-11}$倍的背景磁场的能量。对于观测到的波振幅，Braginskii粘性耗散的日冕Alfvén波是非线性的和$10^9$周围的一个因素比预测的线性理论。此外，在线性化解中，主导阻尼通过平行粘性系数$η_0$而不是垂直粘性系数$η_2$发生。本文发展了非线性理论，指出波能密度随包络线$(1+z/L_d)^{-1}$衰减。阻尼长度$L_d$表现出最佳阻尼解，超过该阻尼解，随着粘性力自组织纵向流以抑制阻尼，更大的粘性导致更低的耗散。虽然非线性阻尼大大超过线性阻尼，它仍然可以忽略不计的许多冠状应用。
2023-03-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A statistical study of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
日冕多通道偏振仪（CoMP）为探测太阳日冕中的横向MHD波提供了令人兴奋的机会。CoMP数据的存档被用来生成一个目录的静态冠状循环，可用于研究传播扭结波。该目录包含2012年至2014年期间观测到的120个环。该目录进一步用于进行统计研究的传播扭结波在太阳日冕的安静区域，调查相速度，环路长度，足点功率比和平衡参数值。统计研究使我们能够建立阻尼率和冠状环的长度之间的关系的存在，与较长的冠状环显示较弱的波阻尼。我们认为，这种行为的原因是与循环长度增加的循环和周围的等离子体之间的平均密度对比度下降。该目录将为进一步研究宁静日冕中传播的扭折波提供基础。
2021-05-26 astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
Transverse oscillations in solar spicules induced by propagating Alfvenic pulses
本文研究了局域阿尔文脉冲在太阳针状体中激发阿尔文波的情况。求解了二维$x-z$平面内有定常流动和剪切磁场的不可压缩MHD方程组。由于重力和色球层和日冕之间的过渡区的层结被考虑。在过渡区下方发射的初始局部阿尔文脉冲可以从过渡区穿透进入日冕。我们表明，横向振荡的周期是与观察到的针状。此外，它被发现，激发Alfvenic波传播过程中沿骨针长度，并遭受有效的阻尼的振荡幅度。横向振荡的阻尼时间随k_b值的减小而延长。
2013-03-04 astro-ph.SR
The Frequency-dependent Damping of Slow Magnetoacoustic Waves in a Sunspot Umbral Atmosphere
高的空间和时间分辨率的太阳黑子，同时获得在多个光学和紫外波长的图像，被用来研究慢磁声波的传播和阻尼特性的过渡区的高度。功率谱是由太阳黑子本影中的强度振荡产生的，跨越多个大气高度，频率高达几百兆赫。据观察，功率谱显示在整个频率范围内的幂律依赖，与显着增强约5.5兆赫的色球通道。的相位差谱揭示了一个截止频率附近的3兆赫，到该振荡是倏逝的，而那些具有较高的频率向上传播。幂律指数似乎随着大气高度的增加而增加。此外，较短的阻尼长度观察到的振荡频率较高，表明频率依赖性阻尼。使用的5.5兆赫（3分钟）的振荡的相对振幅，我们估计在不同的高度，这似乎是从光球逐渐衰减的能量通量，与最近的数值模拟。此外，功率谱在整个本影半径的比较突出了增强的高频波附近的本影中心，这似乎并不相关的磁场倾角的影响。
2017-08-16 astro-ph.SR
Quasi-periodic Fast Propagating Magnetoacoustic Waves during the Magnetic Reconnection Between Solar Coronal Loops
利用太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）的多波长图像，我们提出了一个系统的开放和封闭的太阳日冕环之间的磁重联引起的日冕凝聚。在这封信中，我们报告的准周期快磁声波传播远离重联区向上跨越较高的躺在开环重联过程中。2012年1月19日，位于较高位置的开放环和位于较低位置的闭合环发生了重新连接，并形成了两组新的重新连接环。此后，冷却和凝聚的日冕等离子体发生在较高的开放环的磁倾区。在重联过程中，扰动起源于重联区向上传播的磁倾角区的高躺环的平均速度和平均速度振幅分别为200和30公里秒$^{-1}$。在日冕凝聚过程中，扰动传播的平均速度从230 km s $\sim$减小到150 km s $\sim$，然后又增大到220 km s $\sim$。这种平均速度的时间演化与AIA 131和304日冕等离子体通道的光变曲线反相关，表明日冕等离子体的冷却和凝结过程。此外，传播的扰动出现准周期性的峰值周期为4分钟。我们的结果表明，扰动代表的准周期快速传播磁声（QFPM）波起源于日冕环之间的磁重联。
2019-01-15 astro-ph.SR
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
Propagating Wave Phenomena Detected in Observations and Simulations of the Lower Solar Atmosphere
我们提出了高节奏的观测和模拟的太阳光球，获得使用快速振荡的太阳大气成像系统和MuRAM磁流体动力学代码，分别。每个数据集都展示了丰富的磁声振荡行为，可以看到周期性的强度波动，周期在110-600 s范围内。在观测和模拟数据中，几乎没有检测到周期小于140 s和110 s的传播波。在高度磁化的区域，如磁亮点和晶间通道，发现了高浓度的功率。光球模拟的辐射诊断复制了我们的观测结果，证实了目前的磁流体动力学模拟能够准确地代表太阳低层大气。所有观察到的振荡产生的自然发生的磁对流过程的结果，没有具体的输入驱动程序。使用从我们的数值模拟中提取的贡献函数，我们估计最小G带和4170埃连续形成高度分别为100公里和25公里。检测到的磁声振荡在G波段和4170埃连续观测之间表现出-8度的主导相位延迟，表明存在向上传播的波。超过73%的MBP（73%来自观测，96%来自模拟）显示向上传播的波现象，这表明在太阳大气层中检测到的振荡行为的丰富性质可以追溯到太阳对流区上层发生的磁对流过程。
2012-01-10 astro-ph.SR
Resonantly Damped Propagating Kink Waves in Longitudinally Stratified Solar Waveguides
它已被证明，共振吸收是一个强大的物理机制来解释所观察到的阻尼的磁流体动力学（MHD）扭结波在太阳大气中由于自然发生的等离子体的不均匀性在横向的方向上的磁场的方向。这种阻尼机制的理论研究受到了使用过渡区和日冕探测器（TRACE）首次观测到的日冕环中耀斑后的固定扭结模式的极大启发。最近，这些研究已经扩展到解释传播日冕扭结波观测到的日冕多通道偏振仪（CoMP）的衰减。在本研究中，我们第一次调查的性质，包括纵向和横向等离子体不均匀性的影响，在太阳波导中传播的扭结波。重要的是，它被发现，波长仅取决于纵向分层和振幅是简单的产品的两个效果。根据这些结果，太阳大气磁震学的进步，利用高空间/时间分辨率的观测在磁波导中传播的扭结波，以确定沿和横向的磁场方向的等离子体不均匀性的长度尺度进行了讨论。
2011-04-30 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
Two-fluid simulations of waves in the solar chromosphere II. Propagation and damping of fast magneto-acoustic waves and shocks
穿过太阳色球等离子体的波和激波受到其部分电离和弱碰撞耦合的影响，并且可能变得容易受到多流体效应的影响，类似于星际激波。在这项研究中，我们考虑快速磁声冲击波的形成和传播的分层介质中，这是由一个水平的磁场，具有类似的性质，太阳色球。等离子体和中性粒子的演变是使用两种流体的代码，演变成一组耦合方程两个单独的流体建模。我们观察到，在中性和等离子体中的波，最初耦合在上层光球，成为在色球层的更高的高度解耦。这种退耦可能是冲击波阵面处的特征空间尺度（变得类似于碰撞尺度）或波频率、离子回旋频率和碰撞频率与高度之间的关系变化的结果。退耦高度是波频率、波幅和磁场强度的敏感函数。我们观察到，去耦导致波的阻尼和背景温度的增加，由于摩擦加热。分析和数值结果之间的比较，使我们能够分离的作用，非线性效应的线性波的解耦和阻尼。
2019-08-14 astro-ph.SR
Magneto-seismological insights into the penumbral chromosphere and evidence for wave damping in spicules
磁结构中传播的磁流体动力学扭折波的观测及其性质（振幅、相速）的测量可用于通过磁地震学（MS）诊断磁结构附近的等离子体状况。我们的目标是揭示使用这种技术的太阳黑子半影以上的色球/过渡区的属性。日之出观测到一个太阳黑子，因为它是通过肢体，提供了一个独特的一面，对太阳黑子的气氛。在\ion{Ca}{II} H图像中，大针状喷流的存在是明显的。射流被发现，以支持横波运动的中心轴，这可以被解释为一个扭结波。测量波事件的性质，并用于确定沿结构的磁性和密度分层。我们还测量了针状体的宽度和强度分布。所测量的波的性质揭示了一个初始的快速增加的振幅与太阳表面以上的高度，随后的振幅下降。MS反演表明这种初始增加对应于密度和磁场强度的大变化。此外，我们提供了骨针的宽度与高度的第一次测量，这证实了骨针下进行快速扩张。测得的膨胀显示出良好的协议与MS的结果。所观察到的等离子体参数的变化建议部分是由于重力分层，环境大气的存在。将宽度测量与相速度测量相结合，意味着在更高的高度处观察到的波振幅的减小可以通过波阻尼来解释。因此，我们提供了第一个直接的证据，在色球针状体和阻尼的品质因数波阻尼被发现是显着小于估计的日冕值。
2014-05-13 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic waves in solar partially ionized plasmas: two-fluid approach
我们推导了双流体部分电离等离子体中磁流体力学波的动力学，并与单流体描述下的结果进行了比较。双流体磁流体动力学方程，其中离子-电子等离子体和中性粒子被认为是单独的流体。在最简单的均匀介质情况下，导出了线性磁流体力学波的色散关系。得到了不同背景等离子体参数下波的频率和阻尼率。我们发现，两个和单流体的描述给出了类似的结果，低频波。然而，当波频率变得与离子-中性碰撞频率相当或更高时，两流体方法中的MHD波的动力学显著改变。阿尔文和快磁声波在波谱中的特定频率（例如，对于50%的中性氢，峰值频率等于2.5离子-中性碰撞频率）处获得它们的最大阻尼率。对于较高频率的波，阻尼率降低。在与中性氢流体相连的高频分支中出现了新的慢磁声波模式。单流体方法完美地处理部分电离等离子体中的缓慢过程，但对于小于离子-中性碰撞时间的时间尺度失败。因此，双流体近似应该用于描述相对快速的过程。单流体描述的一些结果，如离子-中性粒子碰撞对太阳色球层中高频阿尔芬波的阻尼，在今后的研究中应加以修正。
2011-01-20 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
Observed Dispersive Properties of the Slow Magnetoacoustic Waves Propagating in Coronal Fan Loops above Sunspots
本研究通过傅里叶域互相关分析，利用三种数据集观测到太阳黑子上方日冕扇形环中慢磁声波的相速度随频率增加，证实其色散性，为诊断日冕环内部物理条件提供了新工具。
2025-02-25 astro-ph.SR
Two Quasi-periodic Fast-propagating Magnetosonic Wave Events Observed In Active Region NOAA 11167
我们报告了分别发生在2011年3月9日和10日的两个准周期快传播（QFP）磁声波事件的详细观测研究。有趣的是，这两个事件都有两个波列（WT）：一个主要和强（WT-1），而第二个似乎小而弱（WT-2）。两次事件具有独特的共同特征：1）两个QFP波在整个爆发阶段都伴随着增亮; 2）两个主波列几乎沿同一方向传播; 3）两次事件都伴随着极紫外波。通过对目标事件的多方面研究，我们认为：1）第二个事件在整个阶段都伴随着磁绳喷发; 2）第二个事件喷发产生了新的类磁绳（FL）暗特征; 3）两个WT-2 QFP波的波纹似乎是由不同的触发机制引起的。根据观测结果，我们认为漏斗状日冕环系统在两个WT-1 QFP波中确实起着重要作用。第二个WT-2 QFP波的发展可以解释为由于主EUV波前的色散。这两个事件的共存，从而提供了一个重要的机会，揭示什么驱动机制和结构是密切相关的波。
2021-02-07 astro-ph.SR
A quasi-periodic fast-propagating magnetosonic wave associated with the eruption of a magnetic flux rope
利用太阳动力学天文台大气成像组件的高时空分辨率观测资料，对与磁通量绳和GOES C5.0耀斑爆发有关的高质量准周期快传磁声波进行了详细的观测分析。我们第一次发现QFP波在整个耀斑寿命期间持续，而不是像以前的研究报告那样只在伴随耀斑的上升阶段持续。此外，波列的不同部分的传播表现出不同的运动学和形态。南（北）部的速度、持续时间和强度变化分别约为875 +/- 29（1485 +/- 233）km/s、45（60）分钟和4%（2%），显著周期分别为106 +/- 12和160 +/- 18（75 +/- 10和120 +/- 16）秒。有趣的是，波列的北部在通过强磁场区时表现出明显的折射效应。周期性分析结果表明，QFP波的所有周期都可以在伴随耀斑的周期谱中找到，表明它们有共同的物理起源。我们认为，产生伴随耀斑的磁重联中的准周期非线性磁流体动力学过程对QFP波的激发起着重要的作用，不同路径上的磁场分布可以解释波前的不同速度和形态演化。
2017-12-25 astro-ph.SR
Possible Detection of Subsecond-period Propagating Magnetohydrodynamics Waves in Post-reconnection Magnetic Loops during a Two-ribbon Solar Flare
太阳耀斑涉及太阳日冕中的磁能的突然释放。加速的非热电子经常被用作将大部分释放的能量输送到低层太阳大气的主要手段。然而，这种情况仍然存在重大挑战，特别是在解释从观测中推断出的大量加速电子方面。磁流体动力学（MHD）波，特别是那些次秒/秒尺度的周期，已被提出作为一种替代手段来传输释放的耀斑能量，可能与电子束一起，而观测证据仍然难以捉摸。在这里，我们报告了一个可能的检测这样的波在后期的脉冲阶段的双带耀斑。这是基于卡尔G. Jansky甚大阵。在每个时间和频率像素的无线电成像允许我们跟踪源的时空运动，这与动态频谱中的频率漂移模式的含义一致。射电源，传播在1000- 2000公里秒$^{-1}$的投影，显示出密切的空间和时间的关联与耀斑带上的瞬态增亮。此外，射电辐射中还存在大量的次秒周期振荡。我们将观测到的射电爆发解释为短周期MHD波包沿新重连的连接到耀斑带的磁通量管传播。估计的能量通量进行的波是可比的，需要考虑到等离子体加热在后期脉冲阶段的耀斑。
2019-02-04 astro-ph.SR
Diagnosing a Solar Flaring Core with Bidirectional Quasi-Periodic Fast Propagating Magnetoacoustic Waves
准周期快传播（QFP）波常被太阳耀斑激发，并被捕获在日冕结构中，具有较低的Alfvén速度，因此可以作为耀斑核和磁波导的诊断工具。由于QFP波的周期性既可以起源于周期源，也可以是色散波导，因此它是诊断耀斑芯和波导的关键参数。本文研究了2019年3月8日发生在活动区NOAA 12734的GOES级C1.3太阳耀斑激发的两个QFP波。两个QFP波由两个方向相反的冠状漏斗引导。两个QFP波的周期是相同的，大致等于X射线和17 GHz的无线电发射的耀斑核心释放的振荡信号的周期。这两个QFP波很可能是由外展核周期性激发的。这次QFP波事件的许多特征与磁音叉模型一致。我们还研究了QFP波在地震学中的应用，发现磁流体动力学地震学反演的磁场与磁外推模型的结果一致。我们的研究表明，QFP波是一个很好的工具，诊断耀斑核心和磁波导。
2021-02-07 astro-ph.SR
Can High-Mode Magnetohydrodynamic Waves Propagating in a Spinning Macrospicule Be Unstable due to the Kelvin--Helmholtz Instability?
本文研究了在自旋太阳巨针状体中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。我们认为大针状体是一个弱扭曲的圆柱形磁通量管，沿其轴运动并绕其轴旋转。我们的研究是基于MHD波的色散关系（复变量）从不可压缩等离子体的宏观针状和冷等离子体（$β= 0$，等离子体的磁压力的比率）为它的环境的线性化MHD方程获得。该色散方程在适当的输入参数下数值求解，以找出容纳宏观针状物宽度量级的适当不稳定波长的不稳定区域或窗口。研究表明，在宽度为$6$ ~Mm，轴向速度为$75$ ~km\，s $^{-1}$，旋转速度为$40$ ~km\，s $^{-1}$的宏观针状体中传播的$m = 52$ MHD模，在不稳定波长$3$和$5$ ~Mm处，其不稳定增长时间分别为$2.2$和$0.57$ ~min.这些生长时间比大针状体寿命短得多，大针状体寿命持续约$15$ ~ min。射流宽度的增加或减少将改变KHI生长时间，当它们在等于大针状体宽度或半径的波长下进行评估时，KHI生长时间或多或少保持在相同的量级。值得注意的是，激发的MHD模式是超Alfvénic波。背景磁场的变化可以导致另一个MHD模式数$m$，以确保所需的不稳定窗口。
2019-02-11 astro-ph.SR
On the spatial scales of wave heating in the solar chromosphere
磁流体动力学（MHD）波能量的耗散被认为是太阳色球等离子体中一种可行的加热机制。在这里，我们使用一个简化的色球层一维模型，从理论上研究阿尔文波和慢磁声波的有效耗散所需的物理过程和空间尺度。我们认为部分电离的氢氦等离子体在单流体MHD近似的控制方程，包括现实的波阻尼机制，可能会在色球，即欧姆和双极磁扩散，粘度，热传导和辐射损失。我们在小振幅的限制下进行了局部分析研究，近似地导出了临界阻尼和有效耗散MHD波能量的尺度。我们发现Alfvén波的临界耗散长度尺度强烈依赖于磁场强度，对于实际的磁场强度，其范围为10~m ~ 1~km。在色球层中，弱磁场和低高度时，阿尔文波的衰减主要由欧姆扩散控制，而在色球层中，强磁场和中/高高度时，阿尔文波的衰减主要由双极扩散控制。相反，慢磁声波的阻尼效率较低，临界阻尼需要小于10 μ m的空间尺度。热传导和粘性控制着慢磁声波的阻尼，在所有高度上都起着同样重要的作用。这些结果表明，强波加热可能在色球层中起作用的空间尺度目前还没有得到观测的解决。
2015-08-06 astro-ph.SR
Modeling the Excitation, Propagation and Damping of Quasi-Periodic Fast Magnetosonic Waves in Realistic Coronal Active Region Magnetic Field Structures
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
本文基于实际观测数据，利用三维磁流体动力学模型研究准周期快磁声波的激发、传播与阻尼特性，提升日冕震学的应用效果。
2025-10-03 astro-ph.SR
Resonantly Damped Kink Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
太阳暗条和日珥线的横向振荡经常被报道。这些振荡具有周期短（2 - 10分钟）和在几个周期后被阻尼的共同特征。扭结磁流体动力学（MHD）波模式已被提出负责所观察到的振荡，而在阿尔芬连续共振吸收和离子中性碰撞是最好的候选人是阻尼机制。在这里，我们研究的时间阻尼的扭结MHD波在一个圆柱形的，部分电离的丝状线程嵌入在日冕环境中的解析和数值。线模型是由一个直的和薄的，均匀的丝状等离子体，与横向不均匀的过渡层的等离子体的物理性质不断变化，从灯丝到日冕的条件。磁场均匀且平行于螺纹轴。我们发现，扭结模式是有效地阻尼共振吸收的灯丝振荡的典型波长，阻尼时间与观察兼容。部分电离不影响共振吸收过程，灯丝等离子体电离度只对比观测到的波长短得多的波长的阻尼很重要。据我们所知，这是第一次研究部分电离等离子体中的共振吸收现象。
2009-09-19 astro-ph.SR
Detection of Fast-Moving Waves Propagating Outward along Sunspots' Radial Direction in the Photosphere
日震波和磁流体动力学波在太阳黑子内部和上方非常丰富。通过对SDO/HMI观测到的光球层振荡信号进行互相关，我们重建了波是如何从位于太阳黑子内部的虚拟波源传播出去的。除了通常的日震波，一个快速移动的波被检测到沿太阳黑子的径向方向从本影到大约15毫米以外的太阳黑子边界。该波的频率范围为2.5 - 4.0 mHz，相速度为45.3 km/s，比阿尔文波和磁声波在光球层中的典型速度快得多。所观察到的现象是一致的，磁声波激发在太阳黑子下约5毫米的场景，其波前传播和扫过光球的速度高于当地的磁声速度。这种快速移动的波，如果在太阳黑子表面下被真正激发，将有助于打开一扇研究太阳黑子内部结构和动力学的新窗口。
2015-07-16 astro-ph.SR
Observational Study Of the Quasi-Periodic Fast Propagating Magnetosonic Waves and the Associated Flare on 2011 May 30
2011年5月30日，太阳动力学天文台上的大气成像组件仪器直接成像了伴随着C2.8耀斑的准周期快速传播磁声波。QFP波依次从耀斑核发出，在耀斑上升阶段沿一簇相速为834 km/s的开日冕环传播，多个弧形波列可用一系列同心圆拟合。我们生成傅立叶功率的k Ω图，并找到表示波的色散关系的直脊。沿着脊，我们发现了许多显著的节点，它们代表了QFP波的可用频率。另一方面，利用小波技术对耀斑的光变曲线进行分析，得到了耀斑的频率。结果表明，耀斑的几乎所有主频都与QFP波的主频一致。这表明耀斑和QFP波可能是由共同的物理起源激发的。另一方面，在伴随的耀斑中找不到由k-ω图揭示的一些低频。我们认为，这些低频率可能是由于泄漏的压力驱动的p-模式振荡从光球到低日冕，这应该是一个值得注意的机制驱动的QFP波在日冕中观察到的。
2012-09-12 astro-ph.SR
Multi-Path Quasi-Periodic Fast-mode Propagating Magnetoacoustic Waves to Diagnose Coronal Magnetic Field and Flaring Core
School of Information and Communication, Shenzhen University of Information Technology（深圳信息职业技术学院信息与通信学院）
研究2011年8月3日太阳耀斑激发的两个方向相反的多路径准周期振荡波，分宽波列和窄波列，可同时被单个耀斑触发，能用于诊断磁场和耀斑核心，展示了多路径准周期振荡波对日冕磁场和耀斑核心的可靠诊断能力。
2026-07-28 astro-ph.SR
Propagating slow magnetoacoustic waves in coronal loops observed by Hinode/EIS
我们提出了第一次Hinode/EIS观测的5分钟准周期振荡检测到的过渡区线（He II）和五个日冕线（Fe X，Fe XII，Fe XIII，Fe XIV和Fe XV）在一个日冕环的足点。振荡存在于整个观测过程中，其特征是一系列周期几乎恒定的波包，通常持续4-6个周期，寿命为20-30 min。多普勒频移和强度振荡之间存在近似同相关系。这为磁声波从过渡区向上传播到日冕提供了证据。我们发现，在五个日冕线检测到的振荡是高度相关的，振幅随温度的升高而减小。从Fe X到Fe XV，多普勒频移振荡的幅度减小约3倍，而相对强度减小约4倍。这些振荡可能是由光球p模式通过色球层和过渡区泄漏到日冕引起的，这被认为是TRACE以前观察到的强度振荡的来源。振荡幅度的温度依赖性可以解释为沿着具有多线程结构的环路在足点附近传播的波的阻尼。因此，这一性质对日冕地震学诊断日冕环温度结构具有潜在的价值。
2009-02-25 astro-ph.SR
Quantifying the evidence for resonant damping of coronal waves with foot-point wave power asymmetry
我们使用日冕多通道偏振仪（CoMP）观测太阳日冕中的传播波和贝叶斯分析，以评估模型的共振阻尼和足点波功率不对称的证据。考虑两个嵌套模型。简化模型认为共振阻尼作为测量的向外和向内波功率之间的差异的唯一原因。更大的模型考虑了一个额外的不对称源，其原点在足点。我们首先计算的概率分布的参数条件的模型和观测数据。然后使用所获得的约束来根据数据计算每个模型的证据。我们发现，我们需要考虑更大的模型来解释CoMP数据，并准确地推断阻尼比，从而更好地评估波对日冕加热的可能贡献。
2020-08-07 astro-ph.SR
Evolution of fast magnetoacoustic pulses in randomly structured coronal plasmas
磁流体动力学波与结构等离子体相互作用，揭示了其中的内部磁和热结构，从而在太阳大气中具有地震学应用。我们研究了随机结构等离子体中快磁声脉冲的演化，在太阳大气中的大尺度传播波的背景下。我们进行了一维数值模拟的快波脉冲传播垂直于恒定磁场中的低$β$等离子体与随机密度分布的字段。线性和非线性政权被认为是。我们研究了脉冲幅度和宽度的演化如何依赖于它们的初始值和随机结构的参数。随机结构的等离子体作为一种色散介质的快磁声脉冲，造成振幅衰减和脉冲宽度的加宽。主脉冲通过后，等离子体中出现了次级传播快波和驻波。线性和非线性脉冲的宽度演化都可以很好地近似为线性函数;然而，窄脉冲可能具有零或负的展宽。这是因为窄脉冲易于分裂，而宽脉冲通常偏离其初始高斯形状较少，并在主脉冲顶部形成波纹结构。线性脉冲几乎以恒定速率衰减，而非线性脉冲以指数衰减。脉冲与随机介质的相互作用效率最高，随机介质的相关长度约为其初始脉冲宽度的一半。快速MHD脉冲在高度结构化介质中传播的详细模型的发展证实了EIT波作为快速磁声波的解释。快脉冲的演化为我们提供了一种诊断太阳大气亚分辨率方向的新方法。
2014-11-15 astro-ph.SR
The effect of longitudinal flow on resonantly damped kink oscillations
最有希望的机制，对阻尼的扭结振荡的冕环是共振吸收。在这种情况下，以往的研究大多忽略了沿磁场线的明显平衡流动的影响。一般来说，流量是亚阿尔夫韦尼克，因此相对缓慢。在这里，我们调查的线性扭结磁流体波的谐振吸收的圆柱形磁通量管的目的是确定的前向和后向传播波的频率的变化和由于流动的阻尼时间的修改平衡流的效果。考虑了密度和纵向流沿径向同时变化的环模型。我们使用薄管薄边界（TTTB）近似，以计算阻尼率。在不假设TTTB近似的情况下，也解决了全电阻特征值问题。使用小的流量比和阿尔文速度，我们推导出简单的解析表达式的阻尼率。解析表达式与电阻本征模的计算结果吻合得很好。在典型的日冕条件下，当密度层的特征尺度与速度层的特征宽度相近或小于速度层的特征宽度时，流动对阻尼扭折振荡的影响很小。然而，在相反的情况下，阻尼率可以显着改变，特别是对于向后传播的波，这是无阻尼，而向前波是过阻尼。
2009-12-21 astro-ph.SR
A new look at the frequency-dependent damping of slow-mode waves in the solar corona
通过多普勒频移和成像数据直接观测到的慢磁声波，以及作为太阳和恒星耀斑中的准周期脉动间接观测到的慢磁声波，为探测日冕等离子体的许多重要参数提供了重要的地震学工具。最近了解到的磁声波日冕的活动性质，通过波引起的热不平衡现象表现出来，导致识别新的自然机制来解释观测到的波的属性。在各种日冕等离子体结构中，慢波的频率依赖性阻尼仍然是一个悬而未决的问题，因为传统的波阻尼理论无法与观测结果相匹配。我们表明，占回反应引起的热不平衡的波动导致的阻尼时间和振荡周期之间的关系的修改，由线性理论规定的慢驻波。修正后的关系不是幂律形式，而是以平衡等离子体条件和日冕加热/冷却过程的性质作为自由参数。它很容易解释所观察到的缩放阻尼时间与期间的慢波在热日冕环路。未知的日冕加热过程的功能形式，与所观察到的频率相关的阻尼，地震学揭示。
2022-05-11 astro-ph.SR
Modelling of Reflective Propagating Slow-mode Wave in a Flaring Loop
准周期性传播强度扰动已经在十多年的EUV图像中在大日冕环中观察到，并且被广泛接受为慢磁声波。然而，日出/EIS的光谱观测显示它们与持续的日冕上升流有关，这一解释值得商榷。我们进行了一个2.5维磁流体动力学模拟来模拟色球蒸发和耀斑环中的反射模式。我们的模型包括日冕，过渡区，色球层。我们证明了由合成的\textit{Solar Dynamics Observatory} /大气成像组件（AIA）131，94~ π发射图像捕获的准周期传播强度变化与以前的观测结果很好地匹配。用粒子示踪剂进行模拟，证实了这些准周期性的传播强度变化是由反射慢模波和质量流组成的，在一个平均温度为9 MK、长度为80 Mm的环中，质量流的平均速率为310 km/s。利用合成的\textit{Solar and Heliospheric Observatory} /太阳紫外辐射测量（SUMER）Fe XIX线发射的多普勒频移速度图和强度图，我们确认这些反射慢模波是传播波。
2015-09-15 astro-ph.SR
Mode conversion of radiatively damped magnetogravity waves in the solar chromosphere
对绝热重力波在太阳大气中传播的模拟表明，在存在高度倾斜的磁场的情况下，模式转换为场导声波或阿尔文波是可能的。本工作旨在扩展以往的绝热研究，探讨辐射阻尼对太阳大气中重力波传播和模式转换的影响。我们模型重力波在VAL-C大气中，受到均匀的，任意取向的磁场，使用牛顿冷却近似辐射阻尼传播。结果表明，在绝热研究中确定的模式转换路径保持阻尼的存在。波能通量对辐射阻尼时间的高度依赖性的形式是高度敏感的。虽然从0.2微米开始的模拟与绝热结果相比导致适度的通量衰减，但在低光球层中预期的短阻尼时间有效地抑制了在光球层底部开始的模拟中的重力波。很难调和我们的结果和观测的传播重力波在光球高度的显着的能量通量，除非它们是在原地产生的，即使这样，为什么他们被观察到传播低至70公里，重力波应该是辐射过阻尼。
2011-07-12 astro-ph.SR
Properties of slow magneto-acoustic waves observed simultaneously using Hi-C 2.1 and AIA
本文利用 Hi-C 2.1 与 SDO/AIA 同期观测活动区扇形环中的慢磁声波，比较其周期、传播速度和阻尼长度，发现两台仪器测得的阻尼长度无显著差异，表明此前仪器差异可能并非普遍现象。
2025-06-06 astro-ph.SR
Reflection Of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves In Hot Coronal Loops : Multi-instrument Observations and Numerical Modelling
磁流体慢波是研究日冕结构和动力学的重要工具。本文报道了利用HINODE和SDO/AIA上的X射线望远镜（XRT）观测到的热日冕环中反射纵波的结果。据我们所知，这是从XRT和AIA同时看到的第一份此类报告。该波出现在其中一个足点处发生微耀斑之后。我们估计的密度和温度的环等离子体进行DEM分析的AIA图像序列。估计的传播速度与当地声速相当或低于当地声速，这表明它是一种传播慢波。在每种情况下，强度扰动幅度随着扰动沿着环移动而非常迅速地下降，并且在一次或多次反射之后最终消失。为了检查这些反射特征与获得的回路参数的一致性，我们进行了2.5D MHD模拟，该模拟使用从我们的观察中获得的参数作为输入，并进行了正演模拟以合成AIA 94~ 2000图像。通过对合成图像的分析，我们得到了与真实观测相同的观测量性质。从分析中我们得出结论，足点加热可以产生慢波，然后在日冕环中来回反射，然后消失。对模拟数据的分析表明，这种阻尼的主要因素是各向异性热传导。
2016-05-20 astro-ph.SR
Fast Magnetosonic Waves and Flows in a Solar Prominence Foot: Observations and Modeling
利用太阳光学望远镜（SOT）的高分辨率观测资料，研究了日珥脚中Ca~II和H α辐射的传播涨落，并将其确定为非线性快磁波。在这里，我们进一步分析了界面区成像光谱仪（IRIS）Mg~II狭缝图像和Hinode/SOT Ca~II图像对传播波和流动的观测。我们发现，波的典型周期在5 - 11分钟的范围内，在天空平面（POS）的波长约为2000公里，而在窄线程的流动具有典型的速度在POS的~16-46公里/秒。我们还检测到明显的扭结振荡的线程与流动的材料，并应用冠状地震估计的磁场强度在5-17 G的范围内。利用2.5维MHD模拟了非线性波和流动对日珥物质动力学的综合影响，再现了沿磁场流动物质中传播和折射的快磁声波以及扭结模驻波。模拟结果与观测到的日珥足中的各种波和流定性一致，进一步证实了冠状地震学分析，提高了对日珥物质细尺度动力学的理解。
2020-06-10 astro-ph.SR
Linear damping of magneto-acoustic waves in two-fluid partially ionized plasmas
本文用线性化双流体模型研究部分电离等离子体中磁声波的碰撞阻尼，分析波数与阻尼率对电离度、耦合强度及传播角的依赖，并给出弱强耦合下的解析近似，适用于天体与实验室等离子体。
2025-10-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quasi-periodic Propagating Signals in the Solar Corona: The Signature of Magnetoacoustic Waves or High-Velocity Upflows?
自从用TRACE和EIT（后来用EUVI和EIS）在日冕环中发现周期为3到10分钟的准周期传播振荡以来，它们几乎被普遍解释为低β日冕环境中传播慢模磁声（MA）波的证据。我们表明，这种解释是不是唯一的。相反，我们专注于无处不在的微弱的上升流，与蓝色的不对称性的谱线配置文件在冠环的足点区域，并作为微弱的干扰沿冠环在EUV/XR成像时间序列传播。仅使用成像数据很难区分这两种情况，但对谱线轮廓的仔细分析表明，微弱的上升流可能是日冕中观察到的一些准周期振荡信号的原因。我们表明，EIS测量的强度和速度振荡在日冕线（以前解释为传播波的直接证据）实际上是伴随着显着的振荡线的宽度是由一个准周期性变化的组件的发射线的蓝翼。微弱的蓝移发射分量准周期性地调制峰值强度和线质心的一个单一的高斯拟合的配置文件与相同的小振幅（分别为百分之几的背景强度，和几公里/秒）用于推断MA波的存在。我们的研究结果表明，一个显着的一部分，观察到的准周期性与日冕成像仪和光谱仪，以前解释为传播MA波，是由这些上升流。日冕振荡的不同物理原因将显著影响利用日冕环中的传播扰动成功进行日冕地震学的前景。
2010-08-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
