Using Bright-Point Shapes to Constrain Wave-Heating of the Solar Corona: Predictions for DKIST
本研究提出一种自动追踪太阳磁亮斑形状并解释为薄管波模式驱动的方法，在MURaM模拟中验证表明，除扭曲模式外其他波模式可将波动加热能量预算提升50%。
2024-01-19 astro-ph.SR
X6.9-class Flare Induced Vertical Kink Oscillations in a Large-Scale Plasma Curtain as Observed by SDO/AIA
我们提出了罕见的观测证据，垂直扭结振荡的层流和扩散的大规模等离子体幕所观察到的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。2011年8月9日在活动区11263发生的X6.9级耀斑引发了一个全球性的大尺度扰动，该扰动在等离子体幕上方的一个狭窄通道中传播，并产生了一个低密度区域，在观测图像数据中表现为变暗。这种大规模的传播扰动作为一个非周期性的驱动器，与等离子体幕的顶部不对称和倾斜的相互作用，并触发观察到的振荡。在幕的深层，我们发现了两个周期（795 s和530 s）的垂直扭折振荡的证据。由于日冕变暗而导致密度不均匀的磁幕表面上，还观察到非衰减垂直振荡（周期$\approx$ 763-896 s）。我们推断，全球大尺度扰动触发的垂直扭结振荡在更深的层，以及在大尺度等离子体幕的表面上。激发波的性质强烈地依赖于局部等离子体和磁场条件。
2013-10-03 astro-ph.SR
Kink oscillations of coronal loops
日冕环的扭结振荡，即，扭结驻波是日冕中研究最多的动力学现象之一。振荡是由脉冲能量释放激发的，例如低日冕爆发。振荡的典型周期是从几分钟到几分钟，并且发现随着振荡环的主要半径的增加而线性增加。它清楚地表明，扭结振荡是环的自然模式，并可以被描述为驻波快磁声波与环的长度确定的波长。在两个不同的制度中观察到扭结振荡。在快速衰减状态下，表观位移振幅达到环的几个小半径。阻尼时间约为几个振荡周期，随着振幅的增加而减小，表明阻尼的非线性性质。在无衰减区，振幅小于小半径，驱动因素仍有争议。综述总结了在过去十年中获得的主要发现，并涵盖了观测和理论结果。观测结果包括创建和分析振荡事件的综合目录，以及用极紫外和微波波段的成像和光谱仪器探测扭结振荡。理论结果包括各种方法来建模方面的磁流体动力学波理论。扭折振荡的性质依赖于振荡环的参数，如磁扭曲、层结、定常流、温度变化等，这使得扭折振荡成为磁流体动力学地震学方法对这些参数的自然探测。
2021-09-23 astro-ph.SR
Contribution of observed multi frequency spectrum of Alfvén waves to coronal heating
虽然有观测迹象表明，横向MHD波携带足够的能量来维持日冕的热结构，但尚不清楚这种能量是否可以有效地转化为热量。阿尔文波的相位混合被认为是一种候选机制，因为它可以产生横向梯度，其中磁能可以转换为热能。然而，相位混合是一个过程，关键取决于横向振荡的振幅和周期，直到最近，我们才获得了一个完整的测量电晕中的横向振荡的功率谱。我们的目标是调查所产生的加热相混合的横向振荡触发的抖振的日冕循环，从观测到的日冕功率谱，以及这些持续振荡的结构上的日冕循环的影响。我们考虑一个三维MHD模型的活动区冠状环，我们扰动其足点与二维水平驱动器，代表一个随机的抖振运动的循环足点。我们的驱动器是由1000个脉冲叠加产生观察到的功率谱。我们发现，太阳日冕中观测到的功率谱通过相位混合提供的加热不足以维持百万度的活动区日冕。我们还发现，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展可能是一个共同的现象，在日冕环，可能会影响他们的表观寿命。这项研究的结论是，不太可能的阿尔文波的相位混合所观察到的横向日冕环振荡的功率谱可以加热活动区的日冕。然而，横波可以在小尺度结构的发展中发挥重要作用。
2019-01-08 astro-ph.SR
MHD Seismology of a loop-like filament tube by observed kink waves
本文报道和分析了美国国家太阳天文台（NSO）/全球振荡网络组（GONG）在H α观测到的太阳暗条全球扭折振荡的观测证据。2013年3月15日，活动区11692的一次M1.1级耀斑在其西南面的暗条中诱发了一个全球性的扭折模。在暗条顶点及其附近的三个垂直切片位置上，观测到了61 - 67 min的周期和92 - 117 min的阻尼时间。我们发现波是阻尼的。从观测到的全球扭折模周期和阻尼时间尺度，利用共振吸收理论，我们进行了日珥地震学。我们估计不均匀性长度尺度的较低截止值约为细丝横截面半径的0.34 - 0.44倍。
2015-03-08 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
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
Acoustic emission from magnetic flux tubes in the solar network
我们提出的三维数值模拟的结果，调查波的激发在磁网络的太阳由于足点运动的磁通量管。我们认为运动，通常模仿颗粒抖振和涡流，并实现它们作为驱动运动的基础上的通量管。驱动运动在通量管内产生各种MHD模式，并在周围介质中产生声波。本文研究了高层大气对下层光球运动的响应以及通量管在引导波中的作用。我们计算的声能通量在不同的波模式跨越不同的边界层定义的等离子体和磁场参数，并检查观测色球和日冕加热的影响。
2013-04-18 astro-ph.SR
Analysing the highly irregular boundaries of solar pores
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本文提出一种基于凸包的框架，用于分析太阳细丝的不规则边界，通过POD确定波模，并发现基本萨苏模式仍可靠，而高阶波动模式受小尺度边界影响显著。
2026-05-14 astro-ph.SR
Model fitting of kink waves in the solar atmosphere: Gaussian damping and time-dependence
{对太阳大气的观测表明，磁流体动力学波无处不在。测量波浪所用的仪器和技术的改进，现在可以将相互竞争的理论模型的微妙之处与观测到的波浪行为进行比较。一些研究已经开始进行这一进程。然而，用于模型比较的技术通常是不合适的，并且可能导致关于最佳模型的错误结论。这里的目的是介绍一些强大的统计技术模型比较太阳波社区，从天体物理学的其他领域的经验。在这个过程中，我们还旨在研究日冕环振荡的物理学。该方法利用最小二乘拟合将模型与观测数据进行比较。我们证明了模型和观测值之间的残差包含关于模型描述观测值的能力的重要信息，并展示了如何使用各种统计检验来评估它们。特别是，我们讨论了Kolmogorov-Smirnoff一个和两个样本测试，以及运行测试。我们还强调了在模型拟合过程中包括任何观测趋势线的重要性。{To演示的方法，观察一个振荡的冠状环进行站立扭结运动。模型比较技术提供的证据表明，高斯阻尼剖面提供了一个更好的描述所观察到的波衰减比常用的指数剖面。这支持了Pascoe et al.（2016）的先前分析。此外，我们使用的模型比较，以提供证据的时间依赖性波的扭结振荡的性质，归因于当地等离子体的热力学演化的行为。
2016-07-20 astro-ph.SR
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
Polarisation of decayless kink oscillations of solar coronal loops
研究利用 Solar Orbiter 与 SDO 的双视角同时观测并结合正演建模，确定日冕环4分钟无衰减扭结振荡呈水平或弱倾斜线偏振，支持准稳态流动供能机制。
2023-08-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Selective spatial damping of propagating kink waves due to resonant absorption
有观测证据表明，扭结波的传播是由光球运动驱动的。这些扰动，解释为扭结磁流体动力学（MHD）波衰减，因为它们向上传播的太阳日冕。在本文中，我们表明，共振吸收提供了一个简单的解释，这些波的空间阻尼。本文用圆柱形太阳磁通量管模型研究了扭结磁流体动力学波。假设频率为实频率，纵波数为复波数，解析计算了共振吸收产生的阻尼长度和单位波长阻尼。由共振吸收引起的扭折波传播的阻尼长度是频率的单调递减函数。对于低频率的扭折波，阻尼长度正好与频率成反比，我们将其表示为TGV关系。当移动到高频率时，TGV关系仍然是阻尼长度对频率的实际依赖性的非常好的近似。这种依赖性意味着共振吸收是选择性的，因为它有利于低频波，并且可以有效地从扭结波的宽带频谱中去除高频波。它是选择性的，因为阻尼长度与频率成反比，使得阻尼随着频率的增加而变得更严重。这意味着径向不均匀性可能导致太阳能波导成为宽带干扰的自然低通滤波器。因此，扭结波列沿着，例如，日冕环，将有更大比例的高频分量消散在大气层的较低位置。这可能对太阳大气中波加热的空间分布产生重要影响。
2010-04-26 astro-ph.SR
Polarization of decayless kink oscillations in a 3D MHD coronal loop model
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；The University of Graz（格拉茨大学）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟首次展示了无衰减kink振荡的自洽产生，并揭示其线性极化特性，支持自维持波驱动机制。
2026-01-07 astro-ph.SR
Traveling kink oscillations of coronal loops launched by a solar flare
本文利用SUTRI、AIA和STIX观测2022年9月29日耀斑事件，首次发现沿日冕环传播的扭结脉冲演化为驻立扭结振荡，并测得周期、衰减时间及谐波共存特征。
2023-06-21 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
Coronal EUV, QFP, and kink waves simultaneously launched during the course of jet-loop interaction
我们提出了一个极紫外（EUV）波，准周期快速传播（QFP）磁声波，和扭结波，同时与一组日冕环上的日冕喷流的冲击的观测。相互作用后，冕环出现明显的扭折振荡，周期约为428秒。同时，在相互作用位置的西侧观测到一个大尺度的EUV波和一个QFP波。有趣的是，QFP波在通过两个强磁区时表现出折射效应。EUV（QFP）波的角范围、速度和寿命分别约为140（40）度、423（322）km/s和6（26）分钟。测量到QFP波的周期约为390 +/-100秒。基于观测分析结果，我们认为扭结波可能是由喷流相互作用激发的;极紫外线可能是由日冕喷流撞击环系统导致环系统突然膨胀而发射的; QFP波可能是由喷流-环相互作用引起的扰动色散演化而形成的。
2018-07-25 astro-ph.SR
Five-minute oscillation power within magnetic elements in the solar atmosphere
人们早就知道，磁斑和太阳黑子是光球层中声波功率降低的区域。最近的观测结果表明，这种对能量的抑制延伸到了低色球层，并且也存在于远离活动区域的小磁性元素中。在本文中，我们调查所观察到的功率抑制在plage和磁性元素，通过建模作为一个垂直排列的磁纤维的集合，并假设每个纤维内的速度是由入射$p$模式在周围的无场大气抖振的响应。我们限制我们的注意力建模观测太阳盘中心附近，视线速度几乎是垂直的，因此，只有纵向分量的原纤维内的运动作出贡献。因此，我们只考虑轴对称香肠波的激发，而忽略扭结振荡，因为它们的运动主要是水平的。我们通过构造它们的功率比来比较纤维内的垂直运动与入射$p$模式的垂直运动。与观测测量结果一致，我们发现，总功率被抑制在强磁性元件的频率低于声学截止频率。我们还发现，功率赤字的大小增加与上面的光球在测量的高度。此外，我们认为，太阳能盘的面积的功率抑制延伸增加的高度的函数。
2014-05-06 astro-ph.SR
Inference of Magnetic Field in the Coronal Streamer Invoking Kink Wave Motions generated by Multiple EUV Waves
利用磁流体地震学观测的扭折波，研究了日冕流注的磁场分布。2012年3月7日的STEREO-B/EUVI时间图像数据显示了两个连续的EUV波的演变，它们与同空间和同时间STEREO-B/COR-I观测中明显的日冕流光的足点相互作用。在STEREO-B/EUVI中，EUV波的演化非常明显，其与日冕流光的能量交换产生扭结振荡。我们估计的扭结波扰动的相速度跟踪它在不同高度的日冕流光。利用STEREO-B/COR-1观测中的偏振亮度图像的SSI，我们还估算了流注内外的电子密度。考虑到扭折波在圆柱形波导中的MHD理论，它们在不同高度处的观测特性，以及流注的密度对比，我们估计了这种磁结构中磁场的径向分布。这两种扭折波都能诊断出日冕层磁场径向分布的指数衰减，其半径可达3个太阳半径。在测量不确定度的范围内，它表明，日冕磁场的流光在不同的高度随时间缓慢变化，虽然它的性质总是保持指数衰减。结果表明，在流注第二次扭折运动的演化过程中，其亮度增加，面积范围也略有增大，这可能与其足点光球磁通量减小有关。结果，与由第一弯折波诊断的磁场分布相比，由第二弯折波产生的磁场分布在拖缆内减小。精确估计的磁场轮廓的不确定度小于10%，与经验轮廓和各种观测估计的外日冕磁场匹配良好。
2016-06-01 astro-ph.SR
Coronal kink oscillations and photospheric driving: combining SolO/EUI and SST/CRISP high-resolution observations
本研究结合SolO/EUI与SST/CRISP高分辨率观测，量化了不同活动区光球驱动日冕环扭转振荡的特性，发现光球强度与振荡振幅存在关联，为光球驱动机制提供观测约束并可验证数值模型。
2025-02-28 astro-ph.SR
Observation of kink instability during small B5.0 solar flare on 04 June, 2007
利用SoHO/MDI、SOT-Hinode/blue-continuum（4504 μ m）、G波段（4305 μ m）、Ca II H（3968 μ m）和TRACE 171 μ m的多波长观测资料，给出了2007年6月4日04：43 UT-04：52 UT期间AR 10960高扭曲磁环的观测特征。SOT-Hinode/blue-continuum（4504 μ m）观测表明，正极性黑子的半影丝具有逆时针方向的扭曲，这可能是由黑子本影的顺时针旋转引起的。日冕环，其一个足点锚定在这个太阳黑子中，在色球SOT-Hinode/Ca II H（3968）和日冕TRACE 171\图像中显示出强烈的右旋扭曲。环的长度和半径分别为$L\sim$ 80 μ m和$a\sim$ 4.0 μ m。磁场线的相邻匝之间的距离（即节距）估计为$\approx$ 10 μ m。总扭转角$Φ\sim$ 12 $π$（针对扭转沿环的均匀分布估计）远大于Kruskal-Shafranov不稳定性准则。在04：47-04：51 UT期间，我们在TRACE 171图像上检测到环顶部的清晰双重结构，这与弯曲冠状环中的模拟扭结不稳定性一致（T{<$}r{<$}k等人，2004）。我们认为，该扭曲磁环的扭结不稳定性触发了该活动区04：40 ~ 04：51 UT之间的B5.0级太阳耀斑。
2010-04-09 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
Waves in Solar Coronal Loops
最近的观测揭示了日冕中普遍存在的磁流体动力学（MHD）波和振荡。本文综述了活动区冕环中主要存在的4种波（或振荡）现象的观测研究进展，包括耀斑引起的慢模振荡、快扭折模振荡、传播慢磁声波和泛在传播扭折（Alfvenic）波。本文不仅全面介绍了这些波和日冕地震学的各个方面，而且突出了新出现的或激烈争论的主题，从而为读者进一步研究他们感兴趣的主题提供了有益的指导。
2018-03-30 astro-ph.SR
Seismology of Standing Kink Oscillations of Solar Prominence Fine Structures
我们研究了直立扭折磁流体动力学（MHD）振荡的日珥精细结构建模为一个直的和圆柱形的磁管，只有部分填充的日珥材料，其两端固定在两个刚性的墙壁代表太阳光球。日珥等离子体部分电离，在日珥线和日冕介质之间存在一个横向不均匀的过渡层。因此，离子中性碰撞和共振吸收被认为是阻尼机制。在薄管近似和薄边界近似下，导出了基本模态的周期、阻尼时间及其比值的近似解析表达式。我们发现，占主导地位的阻尼机制是共振吸收，它提供的阻尼比与观察一致，而离子中性碰撞是无关的阻尼。阻尼比的值是独立的突出线程的长度和它在磁管内的位置，并与一个管完全充满了突出等离子体的值相一致。我们的研究结果的意义的MHD地震学技术的背景下进行了讨论，指出，报告的短周期（2 - 10分钟）和短波长（700 - 8,000公里）线程振荡可能不符合一个驻波解释，并可能与传播波。最后，我们表明，一些突出的物理参数，如反演，Alfvén速度、磁场强度、横向不均匀性长度尺度等，是可能的使用观测确定的值的周期和阻尼时间的振荡以及这些数量的分析近似。
2010-08-30 astro-ph.SR
30-min Decayless Kink Oscillations in a Very Long Bundle of Solar Coronal Plasma Loops
研究发现极长日冕环束中存在30分钟无衰减扭结振荡，为非共振起源机制提供了关键证据，并通过磁流体力学地震学获得了可用于空间天气预报的等离子体与磁场诊断信息。
2023-08-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 astro-ph.SR
Statistical Analysis of Torus and Kink Instabilities in Solar Eruptions
最近的实验室实验的理想磁流体动力学（MHD）的不稳定性揭示了四个不同的喷发制度容易区分的环面不稳定性（TI）和螺旋扭结不稳定性（KI）参数\citep{Myers2015}。为了建立其观测对应物，我们收集了38个太阳耀斑（一般比GOES M5级更强），这些耀斑发生在2011年$-$ 2017年期间距盘中心45 $^{\circ}$内，其中26个与光环或部分光环日冕物质抛射（CME）有关（即，喷射事件），而其他的是无CME的（即，限制事件）。这是一个完整的太阳事件样本，满足我们在论文中详细介绍的选择标准。对于每一个事件，我们计算的衰减指数$n$的潜在的捆扎场以上的磁通绳（MFR）在和周围的耀斑磁极性反转线（TI参数），和无符号的扭曲数$T_w$的非线性无力（NLFF）场线形成相同的MFR（KI参数）。然后，我们构建了一个$n-T_w$图来研究喷发性如何取决于这些参数。我们发现：（1）$T_w$在区分限制事件和排斥事件方面作用不大;（2）具有$n\gtrsim0.8$的事件都是排斥事件，而所有限制事件都具有$n\lesssim0.8$。然而，$n\gtrsim0.8$并不是喷发的必要条件，因为有些事件伴随着$n\lesssim0.8$也会喷发。此外，我们调查的MFR的几何参数，顶点高度和足点之间的距离，作为一个可能的因素喷发。从磁重联的作用出发，简要讨论了目前太阳爆发观测结果与实验室观…
2018-08-27 astro-ph.SR
Contribution of phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating in multi-harmonic loop oscillations
日冕环的扭结振荡被详细地观察和研究，因为它们通过MHD地震学提供了对日冕环结构的独特探测，并通过Alfvén波的相位混合提供了对日冕加热的潜在测试。特别是，最近的观察表明，除了基模之外，环路的驻振荡通常还涉及更高的谐波。这些扭结振荡的阻尼解释模式耦合与阿尔文波。我们调查的后果波为基础的日冕加热的高次谐波和日冕加热观测签名，我们可以用来推断高次谐波扭结振荡的存在。我们进行了一组非理想的磁流体动力学模拟，通过模式耦合的磁通管的扭结振荡的阻尼建模。我们的MHD模拟参数的基础上的地震反演的观察，其中的前三个谐波检测。我们研究了阿尔文波的相位混合，导致系统中的热沉积，我们应用地震反演技术的MHD模拟输出。我们发现由于扭结振荡的阻尼触发的阿尔文波的相位混合引起的加热相对较小，但是我们可以说明i）由于随后的低阶谐波阻尼，加热位置如何漂移。我们还解决了高次谐波和边界壳层的宽度在能量沉积中的作用。我们的结论是，由于相混合的日冕加热似乎没有提供足够的能量来维持太阳日冕的热结构，即使在多谐振荡，这些振荡的发展中发挥抑制作用的较小尺度的结构。
2018-04-27 astro-ph.SR
How Many Twists Do Solar Coronal Jets Release?
有限长度的强扭曲磁通量绳具有扭结不稳定性，可能导致太阳大气中的一系列爆发现象，包括耀斑、日冕物质抛射（CME）和日冕喷流。扭结不稳定性阈值是扭结稳定磁通量绳所能包含的最大扭曲，已在分析模型和数值模拟中得到广泛研究，但仍需要通过观测进行检验。在这篇文章中，我们将研究30个离边旋转日冕喷流释放的扭曲，并将观测结果与理论扭结不稳定性阈值进行比较。我们发现：1）具有更多扭转释放的事件的数量变少; 2）所研究的射流中的每一个已经释放了至少1.3圈的扭转数（扭转角为2.6 $π$）;以及3）射流的大小与其扭转节距而不是扭转数高度相关。我们的结果表明，在太阳大气中的扭结不稳定性阈值不应该是一个常数。发现的1.3匝的扭转数的下限应该仅仅是一个必要的，但不是一个充分的条件，有限的太阳磁通量绳成为扭结不稳定。
2019-05-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Transition from decaying to decayless kink oscillations of solar coronal loops
本文利用低维自振荡模型研究太阳日冕环扭结振荡从衰减到无衰减的转变，发现阻尼模式取决于初始振幅和耦合参数，且非指数型衰减，可解释扭结振荡事件的相对罕见性。
2024-06-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Streamer slab eigenmode analysis with the Legolas code
KU Leuven（荷语天主教鲁汶大学）
本研究使用Legolas代码对从数值模拟提取的流媒体板条模型进行本征模分析，识别出匹配观测的快速体扭结模，证实流媒体波是流媒体的本征模。
2026-09-22 astro-ph.SR
Cause and Effect: Stellar Convection Studied Through Flickering Brightness, and the Convectively-Driven Motions of Solar Bright Points
太阳光球层上的磁亮点标志着千高斯磁通量管向日冕延伸的足迹。这些管的对流抖振被认为是激发MHD波，MHD波可以传播到日冕并沉积热量。因此，通过亮点运动测量波激发可以限制日冕和日光层模型。这已经被广泛地利用质心跟踪来估计扭结模式波激励。DKIST将是第一台能够很好地解析亮点形状和大小的望远镜，它可以探测迄今为止难以或不可能研究的波模式。我开发了两种互补的方法来迈出这样的调查的第一步，我演示了MURaM模拟图像的DKIST样的分辨率作为一个概念验证，为未来的观测做准备。我表明，这些额外的波模式可能会增加一倍，这个波加热模型的能量预算。我还调查了对流驱动的亮点运动。我使用一个简化模型的造粒MURaM探讨如何亮点运动取决于对流特性，我显示的重要性，湍流的高频运动。另外，我调查高频，随机亮度波动（“闪烁”或$F_8$）开普勒光变曲线，这是恒星对流的签名。我面对一个闪烁的物理模型，测量值横跨H-R图。我提高模型的协议与观测包括开普勒带通测量闪烁的影响，包括金属丰度在确定对流马赫数，并使用从一个更广泛的数值模拟的比例关系。我还探讨了未来的研究如何改进模型。在这样做的过程中，我帮助建立闪烁作为对流模拟，这可能会支持未来的恒星和太阳对流的进展恒星的约束。
2021-08-24 astro-ph.SR
Excitation of decay-less transverse oscillations of coronal loops by random motions
日冕环的横向振荡的相对大振幅衰减制度已经知道了二十年，并解释了圆柱形等离子体波导的MHD扭结模式。最近的观测分析揭示了所谓的无衰减小振幅振荡，并检测到多谐波结构。已经提出了几种模型来解释它们。特别是，无衰减振荡已被描述为与连续的单周期运动的环路足点驱动的扭结驻波，在一个简单的振荡器模型的强迫振荡由于谐波外力，并作为一个自振荡过程，由于一个环路的相互作用与准稳定流。然而，需要另一种机制来解释振荡的几个纵向谐波的同时激发。我们研究了冕环无衰减横向振荡的随机激发机制。与空间一维和时间相关的分析模型，考虑到沿回路的波阻尼和扭结速度变化的影响，我们考虑横向回路振荡驱动的随机运动的足点。足迹运动由宽带有色噪声建模。我们发现了环本征模的激发，并分析了它们的频率比以及沿环振荡的空间结构。所得到的结果成功地再现了所观察到的无衰减振荡的性质。特别是，作为谐振器的环的本征模的激发可以解释最近检测到的无衰减振荡和多个谐波的产生所观察到的准单色性质。我们提出的机制，可以解释衰变少的横向振荡的日冕环的扭结波随机驱动的循环足迹。
2019-12-17 astro-ph.SR
Ideal MHD instabilities for coronal mass ejections
我们回顾和讨论的见解理想的磁流体动力学（MHD）的不稳定性，可以发挥作用，在不稳定的太阳日冕通量绳结构。对于单通量绳，失败或实际喷发可能是由于内部或外部扭结演变，或从环面不稳定的配置。我们强调最近的研究结果，从三维磁场重建和模拟扭结和环面不稳定性发挥了突出的作用。对于相互作用的电流系统，我们严格讨论不同的路线，日冕动力学和全球爆发，由于电流通道合并或倾斜扭结的情况。这些方案涉及到两个附近的电流通道的存在，显然不同于流行的扭结或环面不稳定性。由于太阳日冕中遍布着无数的磁环-产生相互作用的磁通绳，这些磁通绳以平行或反平行的电流通道为代表，正如最近的各种观测研究所证明的那样-聚结或倾斜扭结演变必然是破坏相邻磁通绳系统稳定的非常常见的现象。由于它们也是在理想的磁流体动力学时间尺度上演化的，它们很可能驱动许多在日冕中目睹的共振爆发。此外，它们必然导致易于重连的薄电流片。我们审查的结果从二维和三维MHD模拟的倾斜和合并的演变，以及粒子加速方面来自计算带电粒子运动的倾斜扭结中断和合并通量绳。后者最近在双向耦合动力学流体模型中进行了研究，其中包含了重连的完整相空间信息。
2019-10-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The behavior of transverse waves in nonuniform solar flux tubes. I. Comparison of ideal and resistive results
磁流体动力学（MHD）波是太阳大气中普遍存在的现象。扭折波是磁通量管中的一种横向MHD波，由于共振吸收而被阻尼。对太阳能通量管中扭折磁流体波的理论研究通常是基于这样的简化：密度的横向变化被限制在比管半径薄得多的非均匀层中，即，即所谓的薄边界近似。本文发展了一种通用的解析方法，计算了具有任意厚度横向非均匀层的无压通量管中理想MHD波的色散关系和本征函数。扭结波的结果产生，并与完全数值电阻MHD特征值计算在小电阻率的限制。我们发现，频率和谐振阻尼率是相同的理想和电阻的情况下。厚非均匀层的实际结果偏离薄边界近似中预测的行为，并且强烈依赖于非均匀层的形状。理想MHD中的本征函数与电阻MHD中的本征函数有很大的不同。理想的本征函数显示一个整体的字符，而不均匀层的厚度，而电阻的本征函数是本地化的谐振和普通的电阻Alfvén模式的区别。因此，波能在理想情况下和电阻情况下的空间分布是显著不同的。这提出了一个基本的理论问题，具有明确的观测结果。
2013-09-13 astro-ph.SR
An Observationally-Constrained Model of a Flux Rope that Formed in the Solar Corona
日冕物质抛射（CME）是恒星日冕等离子体的大规模喷发。了解日冕物质抛射引发的等离子体过程可应用于空间天气预报和实验室等离子体实验。James等人（Sol. 292，71，2017）使用EUV观测得出结论，在2012年6月14日爆发之前，NOAA活动区11504上方的日冕中形成了磁通量绳（SOL 2012 -06-14）。在这项工作中，我们使用的数据从太阳动力学天文台模拟的活动区的日冕磁场喷发前一个小时，使用非线性无力场外推，并找到一个通量绳达到最大高度150 Mm以上的光球。估计的平均扭曲的强烈不对称的外推磁通绳是1.35和1.88圈之间，这取决于轴的选择，虽然喷发的结构没有观察到扭结。外推通量绳的轴的顶点附近的衰变指数是典型的临界值所需的发病环面不稳定，所以我们建议，环面不稳定驱动的喷发。
2018-02-22 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic wave mode identification in circular and elliptical sunspot umbrae: evidence for high order modes
本文利用本征正交分解（POD）和动态模分解（DMD）技术对太阳观测数据进行处理，给出了圆形和椭圆形黑子中存在多个高阶磁流体动力学（MHD）模的直接证据。这些技术在流体力学、水力学和颗粒流领域有很好的文献记载和验证，但在太阳物理学领域相对较新。虽然POD基于空间正交性识别模式，并且它根据模式对信号方差的贡献提供了明确的模式排名，但DMD解决了在时间上正交的模式。对圆形和椭圆形黑子的色球H $α$线6562.808 °进行POD和DMD分析，发现了基本慢香肠模和扭折体模以及高阶慢香肠模和扭折体模的存在。此外，除了各种慢体模外，在圆形黑子中还发现了快表面扭折模存在的证据。所有的MHD模式模式的交叉相关与理论预测的对应物，我们证明了椭圆率不能忽略时解释MHD波模式。高阶MHD波模式对本影横截面形状的不规则性更加敏感，因此必须考虑到这一点，以便更准确地模拟太阳黑子和孔隙中的模式。
2022-02-01 astro-ph.SR
Identification of Nonlinear Damping of Transverse Loop Oscillations by KHI-induced Turbulence
本文提出由湍流耗散的非线性驻波扭结振荡解析公式，通过贝叶斯推断和MCMC拟合证明其优于线性模型，并确定了非线性与线性共振吸收机制各自主导的参数区域。
2025-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Effect Of Cooling On Driven Kink Oscillations Of Coronal Loops
自从20年前观测到日冕环中的驻波扭折振荡以来，人们在观测和理论上对它进行了广泛的研究。几乎所有的驱动日冕环振荡（例如，通过耀斑）观察到阻尼随着时间的推移，往往与高斯或指数的轮廓。然而，有趣的是，理论上已经表明，如果日冕环系统中存在冷却，某些振荡的振幅可以从高斯或指数分布中修改。实际上，在某些情况下，振荡幅度甚至可以随时间增加。在这篇文章中，我们分析了太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）观测到的耀斑驱动的日冕环振荡，以研究冷却模型是否可以解释振荡的振幅分布，以及是否可以在几个SDO/AIA过滤器的强度演变中找到冷却的暗示。在该回路系统的振荡期间，扭结模式振幅似乎不同于典型的高斯或指数分布，其中存在振幅增加的一些提示。冷却日冕环模型的应用使我们能够估计环和背景等离子体之间的密度比，返回的比值在2.05-2.35之间。总的来说，我们的研究结果表明，考虑日冕环系统的热演化可以使我们更好地描述这些结构中的振荡，并返回更准确的环的物理性质的估计（例如，密度、刻度高度、磁场强度）。
2019-05-30 astro-ph.SR math-ph math.MP
The scattering of $f$- and $p$-modes from ensembles of thin magnetic flux tubes - An analytical approach
受Braun（1995）观测结果的启发，我们扩展了Hanson & Cally（2014）的模型，以解决太阳表面层中薄垂直磁通量管系综对f和p模多重散射的影响。正如在观测汉克尔分析，我们测量散射和相移从入射柱面波在坐标系大致集中在核心的合奏。结果表明，虽然薄通量管不能单独与高阶凹槽模式相互作用，但它们可以通过扭结和香肠成分的散射间接吸收来自这些波的能量。它还示出了如何分布的吸收和相移的方位角顺序m强烈依赖于管的位置，以及对个别管的特性。这是第一个分析研究到一个合奏多次散射制度，这是嵌入在一个分层的大气。
2014-07-03 astro-ph.SR
Observational Comparison Between Confined and Eruptive Flares: Magnetohydrodynamics Instability Parameters in a Similar Magnetic Configuration
本研究对比相似磁环境下的约束与爆发耀斑，发现缠绕数超0.6的高磁感线（扭结不稳定态）或促爆发，衰减指数无法区分两类耀斑。
2025-03-21 astro-ph.SR
Signatures of Damping Nonlinear Oscillations by KHI-induced Turbulence in Synthetic Observations
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕卢纳大学）
通过KHI诱导湍流研究非线性阻尼振荡的特征，利用模拟和合成观测验证其在环振荡中的表现。
2026-02-12 astro-ph.SR 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
The effect of linear background rotational flows on magnetoacoustic modes of a photospheric magnetic flux tube
太阳磁通量管中的磁声波可能会受到背景旋转流的影响。在这里，我们调查的行为$m=0$和$m=\pm 1$模式的磁通量管中存在的线性背景旋转流嵌入光球环境。我们发现，包含背景旋转流的轴对称$m=0$香肠模式得到的本征解的影响不大。然而，扭结模式的解决方案取决于由慢频率修改的流动共振的位置。背景旋转流导致修改后的流动共振，以拥有更快的相速度的情况下，$m=1$在细管（TT）的限制。这导致在解决方案中的缓慢的身体和缓慢的表面扭结模式遵循这个轨迹，改变他们的分散行为。对于光球通量管在TT限制，我们表明，它变得很难区分慢表面和快表面扭结（$m=1$）模式比较后，他们的本征函数。二维速度场图演示了这些波在背景旋转流的存在下如何出现在观测数据中。对于慢体扭折模态，在总压扰动中可以观察到旋涡模式。此外，管边界经历了螺旋运动从打破方位角对称，其中$m=1$和$m=-1$模式成为异相，这表明所产生的扭结波是圆偏振的。这些结果可能对太阳磁涡旋中磁流体动力学波的地震学研究有一定的意义。
2022-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Kelvin--Helmholtz instability of magnetohydrodynamic waves propagating on solar surges
本文利用2011年8月25日太阳动力学观测资料，研究了在NOAA AR 11271观测到的高温太阳波中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的演化条件。本文研究了磁流体模在磁通管中的传播，主要考虑了磁通管无扭和有扭两种情况。色散关系的数值解表明，当喷流速度超过$1060$ km\，s $^{-1}$时，在无扭曲通量管中传播的扭结波（$m = 1$）将变得不稳定。在$0.025$ -$0.2$范围内的内部磁场的弱扭曲（方位角与纵向磁场分量的比率）基本上不改变临界流速。因此，一个意味着，在一般情况下，扭结模式是稳定的KH不稳定性。然而，结果表明，当扭转参数的值介于$0.2$和$0.4$之间时，$m = -2$和$m = -3$ MHD模式会变得不稳定。因此，不稳定性开始的相应临界喷流速度位于$93.5$ - $99.3$ km\，s $^{-1}$的范围内。不稳定波的增长率，取决于波长的值，是几十个倒数毫秒的顺序。这些预测是否会在未来大量的日冕喷流结构中得到观测验证，还有待观察。
2014-11-24 astro-ph.SR
The Origin of Type I Spicule Oscillations
我们使用高空间和时间分辨率的图像，获得与快速振荡在太阳大气仪器在邓恩太阳望远镜，揭示如何生成横波在I型针状体是一个直接的结果，发生在光球的纵向振荡。在这里，我们展示了如何压力振荡，周期在130 - 440秒的范围内，表现在小规模的光球磁亮点，并产生扭结波在太阳的外层大气中的横向速度接近当地的声速。通过比较我们的观察与先进的二维磁流体动力学模拟，我们提供的证据磁声振荡，在太阳表面产生的，漏斗向上沿I型针状结构，在经历的横向到横向模式转换成波在初始驱动频率的两倍。由此产生的扭结模在色球等离子体中可见，周期为65 - 220 s，振幅通常超过400 km。香肠模式振荡也出现作为光球驱动程序的结果，这是可见的模拟和观测的时间序列。我们的结论是，模式转换和周期修改是一个直接的后果，90度相移涵盖光球驱动器的相对两侧。这些波的色球能量通量估计约为300，000 W/m^2，这表明它们有足够的能量来加速太阳风，并将局部日冕加热到数百万度的温度。
2011-11-23 astro-ph.SR
Polarisation of microwave emission from reconnecting twisted coronal loops
由于扭曲日冕环中的扭结不稳定性而导致的磁重联和粒子加速可能是受限太阳耀斑的可行方案。要详细研究这一现象，就需要有可靠的方法来观测探测太阳耀斑中的磁扭曲，而仅仅通过极端紫外线和软X射线热发射可能无法做到这一点。外展环中微波辐射的偏振可以作为检测标准之一。本研究的目的是调查耀斑日冕环中的磁扭曲对回旋同步微波（GSMW）发射偏振的影响，并确定它是否可以提供一种磁扭曲检测的手段。我们使用时间相关的磁流体动力学和测试粒子模型开发使用LARE3D和GCA代码调查扭曲的日冕环松弛后的扭结不稳定性。合成GSMW发射图（I和V斯托克斯分量）使用GX模拟器计算。据发现，耀斑扭曲的日冕环产生GSMW辐射的圆偏振的梯度整个循环。然而，由于不稳定之后的快速磁重构，这些图案可能仅在相对短的时间段内可见。它们的可见性也取决于环在太阳盘面上的方向和位置。通常情况下，从顶部（靠近太阳盘的中心）观察到的扭曲环中很难看到这些特征偏振图案，但从侧面（即非常接近边缘）观察到的扭曲环中更容易。
2017-03-29 astro-ph.SR
Observational signatures of transverse MHD waves and associated dynamic instabilities
MHD波渗透太阳大气层，构成潜在的日冕加热剂。然而，迄今为止探测到的波浪可能只是真实存在的波浪能量的一小部分。检测是有限的仪器的限制，但也由波的过程，本地化的波功率在不可检测的空间尺度。在这项研究中，我们进行三维MHD模拟和正向模拟的冠环均匀和不均匀的温度变化的垂直截面的横向MHD驻波。所观察到的签名主要是由开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI），共振吸收和相位混合的组合。在存在的交叉环温度梯度，我们发现，发射线敏感的环路核心捕捉不同的签名比那些更敏感的环路边界和周围的电晕，导致异相的强度调制所产生的KHI混合。所有考虑模型的共同签名包括在扭结周期的一半处的强度和环路宽度调制、细股状结构、多普勒图中的特征箭头形结构、时间上的整体线加宽，但特别是在环路边缘处。对于我们的模型，大部分这些功能可以捕获的空间分辨率为$0.33\arcsec$和光谱分辨率为25 km~s $^{-1}$，虽然严重高估的线宽。共振吸收导致从多普勒运动观察到的动能随着时间的推移显着减少，这是不能恢复的相混合和KHI运动的线宽的相应增加。我们估计这个隐藏的波能量是观测值的$5-10$的一个因子。
2017-02-02 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
The effect of thermal misbalance on magnetohydrodynamic modes in coronal magnetic cylinders
研究日冕磁柱中热失配对磁流体力学波色散的影响，发现快模式受影响较小而慢磁声模式受显著影响，为慢波衰减提供了理论解释。
2025-02-03 astro-ph.SR
Synchronized helicity oscillations: a link between planetary tides and the solar cycle?
近年来，人们对行星的引力作用是否会对太阳发电机产生影响的问题越来越感兴趣。在不讨论所声称的相关性的观测有效性的情况下，我们要求一种可能的物理机制，该机制可能将弱行星力与太阳发电机作用联系起来。我们专注于最近发现的电流驱动的，扭结型泰勒不稳定性，其特征在于由m=1的方位角依赖性的模拟的螺旋度振荡。我们展示了如何这些螺旋度振荡可以共振激发一些m=2的扰动，反映了潮汐振荡。具体地说，我们推测金星-地球-木星系统引起的11.07年潮汐振荡可能导致α效应振荡的1：1共振激发。最后，在一个减少的框架内，零维阿尔法-欧米茄发电机模型，我们恢复了22.14年的太阳发电机周期。
2016-08-05 astro-ph.SR
Simulation of dark lanes in post--flare supra--arcades
Costa et al.（2009）和Shulz et al.（2010）首次使用两个1.5D的模拟，我们在数值上重现了Verwichte et al.（2005）描述的观测暗流。我们表明，黑暗的轨道可以解释为热等离子体真空上游产生的一个缓慢的磁声冲击波所产生的局部沉积的能量。在这项工作中，我们表明，整体二维结果与观测行为一致。然而，他们显示出轻微的变化的特征参数相对于那些以前发现的。此外，我们确认定性的行为发现在以前的文件，即对于一个给定的数值域的扭结状结构的周期是一个函数的磁场强度：较大的周期与较低的磁场强度。与1D结果相反-其中由于其专门的波导作用，向阳动态与磁场强度无关-在2D模拟中，对于较大的磁场值，向阳速度较大。这可以解释为低日冕等离子体将能量沉积准直到磁场方向的能力。低密度和高温等离子体腔的运动特征一致，具有比邻近介质更大的结构参数β的内部值。因此，空洞似乎是一个整体的非线性相互作用的冲击和波等离子体上下文的出现结构比空洞的等离子体磁结构的环路。
2011-01-18 astro-ph.SR
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
Estimation of Plasma Properties and Magnetic Field in a Prominence-like Structure as Observed by SDO/AIA
我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的一个类似于双折射的冷等离子体结构。我们利用AIA的不同滤波器进行差分辐射测量（DEM）分析，并推导出观测到的磁通管内部和周围的温度和密度结构。除了推导等离子体参数外，我们还发现在所观察到的类磁共振结构中存在快磁声扭折波的多个谐波。利用等离子体参数的估计值和观测到的波参数，在磁流体地震学的基线下，推导了磁通管中的磁场。在通量管中也观察到波周期比P1/P2 = 2.18，其携带磁场发散的特征，其中我们估计管膨胀因子为1.27。我们讨论的约束条件，在估计等离子体和磁场属性在这样的结构在当前的观测角度来看，这可能会揭示新的光在太阳大气中的局部等离子体动力学和加热的情况。
2013-10-05 astro-ph.SR
