Effects of Radiative Diffusion on Thin Flux Tubes in Turbulent Solar-like Convection
我们研究了对流和辐射扩散对太阳内部薄磁通量管演化的综合影响。辐射扩散是在较低的对流区对流运动的热量的主要供应商，它导致在每单位体积的磁通量管的热输入，已被忽略了许多以前的薄通量管的研究。我们使用一个薄的通量管模型，该模型受到来自旋转的湍流球壳的对流的影响，如Weber，Fan和Miesch（2011，Astrophys. J.，741，11; 2013，Solar Phys.，287，239），现在考虑到辐射加热对大规模活动区通量管的影响。我们的模拟结果表明，小于或等于60公斤的通量管受到类太阳对流不锚定在过冲区域，而是向上漂移，由于增加浮力的通量管早期在其演变的结果，包括辐射扩散。磁场强度范围为15 kG至100 kG的磁通管的上升时间小于或等于0.2年，并呈现出乔伊定律倾角趋势。我们的研究结果表明，辐射加热是一种有效的机制，通过这种机制，通量管可以逃离稳定分层的过冲区域，并且通量管不一定需要锚定在过冲区域产生类似于太阳上的活动区域的涌现特性。
2015-03-27 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. II. Three-dimensional multiple open magnetic flux tubes in the stratified solar atmosphere
一个系统的多个开放的磁通量管跨越太阳光球层和低日冕的解析建模，在一个现实的分层大气受到太阳引力。这扩展了Gent等人（MNRAS，435，689，2013）中描述的磁流体静力平衡中的单个磁通量管的结果。自相似的磁通量管组合在一起形成磁结构，这与高分辨率观测结果是一致的。观测的证据支持存在的股开放的通量管和环路持续在一个相对稳定的状态。自相似磁通量管，其中的等离子体密度和压力分布的解析解是可能的，结合起来。我们计算适当的平衡力，应用动量和能量守恒方程来保持平衡。多路通量管配置观察到保持相对稳定长达一天或更长时间，它是我们的目标，我们的模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从太阳表面的日冕。我们应用磁场强度，等离子体密度，压力和温度分布与观测和理论估计的太阳低层大气。尽管除了径向轴的位置之外，每个通量管在构造上是相同的，但是可以应用组合以利用多个非均匀通量管产生非轴对称磁场。这是在模拟太阳大气层的真实磁化三维平衡方面向前迈出的相当大的一步。
2014-06-13 astro-ph.SR
Comparing Simulations of Rising Flux Tubes Through the Solar Convection Zone with Observations of Solar Active Regions: Constraining the Dynamo Field Strength
我们研究如何活跃的区域尺度通量管从对流区的底部到太阳表面附近的快速上升，通过嵌入一个薄的通量管模型在一个旋转的球壳的太阳湍流对流。我们模拟的这些环形通量管的磁场强度范围从15 kG到100 kG，在两个半球的初始纬度为1度到40度。这篇文章扩大了韦伯，范和Miesch（Astrophys。J.，741，11，2011）（第1篇），包括磁通量为10^20 Mx和10^21 Mx的管，以及对先前研究的10^22 Mx情况的更多模拟，比前一篇文章采样更多的对流，大大改善了统计。将观察到的活动区域的性质与模拟的新兴通量管的性质进行比较，包括：根据第1条中的乔伊定律的活动区域的倾斜，以及另外关于乔伊定律趋势的倾斜角的分散，最常见的倾斜角，出现的环相对于周围等离子体的旋转速率，以及通量管顶点处的磁场的性质。我们讨论了这些诊断性质是如何约束太阳对流区底部活动区通量管的初始磁场强度的，并建议初始磁场强度为\geq 40 kG的通量管是大的前体的良好候选者。（10^21 Mx ~ 10^22 Mx）太阳活动区，这与文献1中10^22 Mx通量管的结果一致。随着更多的磁通量值和更多的模拟，我们发现，对于所有的磁场强度，新兴管显示出积极的乔伊定律的趋势，并且这种趋势并没有显示出统计上显着的依赖于磁通量。
2012-08-06 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
Detection of vortex tubes in solar granulation from observations with Sunrise
我们已经调查了一个时间序列的连续强度地图和相应的Dopplergrams的颗粒在一个非常安静的太阳区域在磁盘中心，记录与成像磁仪实验（IMAX）板上的球载太阳天文台日出。我们发现，颗粒经常表现出亚结构的形式车道组成的一个领先的明亮的边缘和一个尾随的黑暗的边缘，一起从颗粒的边界到颗粒本身。我们发现惊人的相似事件合成强度地图从头算数值模拟太阳表面对流。从截面通过模拟的计算域，我们得出结论，这些“颗粒车道”是可见的签名（水平取向）涡流管。解释了太阳表面涡管的光学特征。我们建议，所观察到的涡管可能只代表大规模的层次结构的涡管存在于太阳表面附近的结束。
2010-09-23 astro-ph.SR
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
Nonlinear Evolution of Axisymmetric Twisted Flux Tubes in the Solar Tachocline
数值研究了薄球壳中磁场和流体流动的演化。我们把初始场看作是一个纬向受限的、主要是环形的磁通管。对于纯粹的环形，无扭曲的通量管，我们恢复以前已知的径向粉碎不稳定性，并进一步表明，在非线性制度，这些不稳定性可以非常有效地破坏原来的领域。对于也包括极向分量的扭曲通量管，存在几种可能性，包括径向破碎不稳定性的抑制，但也有更直接的诱导演化，这是因为扭曲通量管通常不是控制方程的平衡解。
2009-12-29 astro-ph.SR
New Cutoff Frequency for Torsional Alfv'en Waves Propagating along Wide Solar Magnetic flux Tubes
本文研究了孤立的、等温的、宽磁通量管埋在太阳色球层或低层日冕中时线性扭转Alfv'en波的传播。结果表明，管的宽度导致一个新的截止频率，这是一个本地量，给出了在不同的大气高度的波传播的条件。截止值用于确定色球层和低日冕中传播和反射波的频率范围。所得到的结果进行了比较，以前获得的薄磁通量管和差异进行了讨论。此外，还将结果与当前的一些观测数据进行了比较，并用于确定在不同大气高度的数据中传播波的存在;这对太阳大气中波的能量和动量传输以及线性扭转Alfven波在大气加热和风加速中的作用具有深刻的意义。
2020-08-09 astro-ph.SR
Numerical simulations of multiple scattering of the $f-$mode by flux tubes
利用数值模拟方法研究了多组磁通量管对表面重力波的吸收和相移。在几种情况下，两个或三个通量管嵌入在一个安静的太阳大气中的散射系数与管之间的距离和它们的位置的依赖关系进行了分析。与完全或部分忽略多重散射效应的结果进行了比较。我们发现，多重散射有显着的影响，吸收测量，并倾向于减少相移。我们还考虑更一般的情况下，合奏的随机分布的通量管，我们已经评估了散射测量的影响，改变的数量包括在束中的管和通量管之间的平均距离。我们发现，对于最长波长的入射波的多次散射增强的吸收，其效率增加的通量管的数量和减少它们之间的距离。
2013-08-05 astro-ph.SR
Solar Magnetic Flux Tube Simulations with Time-Dependent Ionization
在目前的工作中，我们扩大了研究的时间依赖性电离以前确定的太阳磁通量管模拟声波是至关重要的。我们专注于纵向管波（LTW）已知是一个重要的加热剂的太阳磁区。我们的模型还考虑了波能发电的新结果，以及对流混合长度的更新确定，现在确定为1.8标度的高度在太阳对流层的上部。我们提出了1-D波模拟太阳色球层的研究管不同的扩展作为高度的函数，旨在代表不同的磁填充因子的环境中的管。多能级辐射转移已被应用于正确地表示总的色球层发射函数。随时间变化的电离的影响是显着的，在所有的模型研究。它们在强冲击之后和低密度区域最为明显，即，中高层色球层。关于我们的模型的不同管扩展，我们得到了显着的差异，在不同类型的模型，这在很大程度上是由不同程度的波能通量的稀释，以及密度结构部分形成的强烈冲击，如果存在。通过类似于以前的声学模拟的单色波获得的模型显示出准稳定的温度随高度上升。然而，纵向通量管波被确定为不足以加热太阳过渡区和日冕与以前的研究一致。
2012-08-07 astro-ph.SR
3D simulations of rising magnetic flux tubes in a compressible rotating interior: The effect of magnetic tension
背景：太阳活动周期的长期变化对理论模型来说是一个具有挑战性的约束。考虑非瞬时上升通量管的平均场巴布科克-莱顿发电机已被证明在其磁周期中表现出长期的变化性。然而，仍然缺少一个根据恒星参数参数化非轴对称磁通量管上升时间的关系。目的：我们的目标是找到一个一般的参数化上升时间的磁通量管太阳类恒星。研究方法：通过考虑磁张力对非轴对称磁通管上升的影响，我们预测了一个控制参数$Γ_{α_1}^{α_2}$的存在。该参数是作用在磁通量管上的旋转效应和磁效应（浮力和张力）之间的平衡的量度。我们进行了两个系列的数值实验（一个轴对称上升和非轴对称上升），并证明$Γ_{α_1}^{α_2}$确实控制上升时间的磁通量管。结果如下：我们发现上升时间遵循$Γ_{α_1}^{α_2}$的幂律，其指数取决于磁通量环的方位波数。结论：可压缩性不影响磁通量管的上升，而非轴对称性影响。在非轴对称上升的情况下，张力改变了作用在磁通量管上的力平衡。我们确定了预测磁通量管上升时间所需的三个独立参数，即恒星自转速率、磁通量管的磁通量密度及其方位波数。我们将这些结合成一个单一的关系，适用于任何太阳系恒星。我们建议用这个广义关系来约束Babcock-Leighton发电机模型中磁通量管的上升时间。
2017-07-21 astro-ph.SR
Least-Squares Fitting Methods for Estimating the Winding Rate in Twisted Magnetic-Flux Tubes
我们探讨最小二乘拟合方法估计的缠绕率的磁场线的轴扭曲磁通量管。这些方法通过找到一组参数的值来估计缠绕率，这些参数对应于磁场测量值与来自扭曲磁通管模型的预测值之间的差异的最小值。对于拟合中使用的通量管模型，我们假设磁场是静态的、轴对称的，并且在垂直方向上不变化。使用无误差，合成矢量磁场数据与扭曲的磁通量管模型构建，我们测试的拟合方法在恢复真实的绕组率的功效。此外，我们演示了如何假设内置到用于拟合的磁通管模型的影响的准确性的缠绕率估计。我们确定的磁通管内的绕组率的径向变化作为一个假设，可以有一个显着的影响绕组率估计。我们表明，所造成的错误，使一个固定的，不正确的假设的径向变化的缠绕率可以在很大程度上避免直接拟合的径向变化的缠绕率。我们调查的其他假设包括缺乏在用于拟合的通量管模型中的方位角和垂直方向上的场的变化，以及通量管轴的倾斜度、曲率和位置。当观测到的磁场偏离用于拟合的通量管模型时，我们发现缠绕率估计可能是不可靠的。我们的结论是，在这项调查中使用的磁通量管模型可能是太简单了，产生可靠的估计在太阳磁场结构的磁力线的缠绕率一般，除非有额外的信息来证明选择的磁通管模型用于拟合。
2012-10-11 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
Global and local cutoff frequencies for transverse waves propagating along solar magnetic flux tubes
线性横波沿等温薄磁通量管的传播受到分离传播波和非传播波的全局截止频率的影响。本文考虑了波在非等温薄通流管中的传播，导出了局部截止频率。通过考虑不同的幂律温度分布以及太阳大气的半经验VAL C模型，研究了不同的温度分布对这种局部截止频率的影响。结果表明，波的传播条件强烈依赖于温度梯度。此外，计算的VAL C模型的本地截止频率给出了在太阳大气的不同部分传播的波频率的范围上的约束。这些理论预测的约束条件进行了比较，观测数据，并被用来讨论所发挥的作用，在大气加热和动力学的横向管波，并在激发太阳大气振荡。
2013-01-13 astro-ph.SR
3D Numerical Simulations of f-Mode Propagation Through Magnetic Flux Tubes
本文用三维数值模拟方法研究了垂直磁通量管（半径从200 km到3 μ m）对多层大气中地面重力波包的散射。发现散射波主要由m=0（轴对称）和m=1模式组成。结果发现，这两种模式的振幅的比例是强烈依赖于磁通管的半径：扭结模式是主导模式在小半径的管中激发，而香肠模式是占主导地位的大管。这种类型的模拟提供了一种简单、有效和可靠的方法来开始理解最近开始被观察到的通量管的地震特征。
2010-10-29 astro-ph.SR
Sausage Mode Propagation in a Thick Magnetic Flux Tube
本文的目的是模拟慢磁流体动力学（MHD）香肠波的传播厚膨胀磁通量管的背景下，静态（VAL C）的太阳大气。这些波的传播被发现由Klein-Gordon方程描述。利用控制MHD方程组和VALC大气模型，研究了截止频率沿导磁管和横截导磁管的变化。由于截止频率的径向变化，通量管用作波的低频滤波器。
2013-10-22 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
Interaction of magnetic fields with a vortex tube at solar subgranular scale
使用瑞典1米太阳望远镜记录的高分辨率分光偏振数据，我们已经确定了几个实例的颗粒车道旅行成颗粒。这些被认为是观测到的涡旋流管的特征，它们的轴线平行于太阳表面。与这些水平的涡流管，我们检测到在某些情况下，在线性偏振的显着的信号，位于拖尾的颗粒车道的黑暗边缘。线偏振出现在颗粒状泳道发展的后期，并且两侧是圆偏振片。斯托克斯反演表明，线性极化信号的延长补丁来自与颗粒巷对齐的水平磁场。我们分析快照的磁流体动力学数值模拟和发现的情况下，水平涡流管的颗粒车道重新分配和运输的磁场到太阳表面造成的偏振签名类似于观察到的。因此，我们见证了一种机制，能够传输磁通量的太阳表面内的颗粒。这种机制可能是一个重要的组成部分，小规模的发电机被认为是在太阳表面和产生安静的太阳磁场。
2020-10-12 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. I: Three-dimensional open magnetic flux tube in the stratified solar atmosphere
一个单一的开放磁通量管跨越太阳光球（太阳半径R）和较低的日冕（R + 10毫米）的模拟磁流体静力平衡在一个现实的分层大气受到太阳引力。这样的通量管被观察到保持相对稳定长达一天或更长的时间，它是我们的目标，应用模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从表面到日冕。我们解析地解决了模型的轴对称三维结构，磁场强度，等离子体密度，压力和温度都与观测和理论估计一致。自相似结构保证了磁场的无发散。对于这组特定的通量管的压力平衡方程可以通过分析积分来找到保持磁流体静力平衡所需的压力和密度校正。该模型包括一些自由参数，这使得解决方案适用于各种其他的物理问题，因此它可能是更普遍的利益。
2013-07-10 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
On rising magnetic flux tube and formation of sunspots in a deep domain
我们调查的上升通量管和太阳黑子的形成在一个前所未有的深计算域，覆盖整个对流区的辐射磁流体动力学模拟。以前的计算有浅的计算框（< 30 Mm）和对流区在200 Mm的深度。通过使用我们的新的数值代码R2D2，我们成功地覆盖了整个对流区，并再现了太阳黑子的形成，从一个简单的水平通量管，因为湍流热对流。主要研究结果如下：（1）由于磁压力引起的密度降低和混合抑制，通量管的上升速度大于向上对流的速度。(2)通量管在18 μ m深度处的上升速度超过250 m/s，而在太阳表面出现前3小时，我们没有看到任何明显的发散流的证据。(3)最初，通量管的根部充满了下行流，然后在黑子形成期间，上行流充满了通量管的中心。(4)相干入流和湍流输运是黑子形成的基本机制。(5)低温区在成熟黑子中延伸到至少40 μ m的深度，高温区在通量管的中心。一些研究结果表明的重要性，深计算域的磁通出现模拟。
2020-03-25 astro-ph.SR
Solar Vortex Tubes: Vortex Dynamics in the Solar Atmosphere
在这项工作中，一个国家的最先进的涡流检测方法，瞬时涡度偏差，应用于定位三维涡管边界的数值模拟太阳光球磁对流的MURaM代码进行。我们检测到的三维旋涡沿晶间区域分布，并显示从光球层延伸到低色球层的锥形。基于定义明确的涡流中心和边界，我们能够确定平均径向轮廓，从而研究不同高度水平涡流的动态特性。太阳涡管呈现出不均匀的角旋转速度，并且在所有高度水平上，涡内都存在涡粘性效应，当等离子体向中心移动时，涡粘性效应会减慢等离子体的速度。涡流影响磁场，因为它们有助于增强下沉点处的磁场，并且反过来，磁场最终在涡流动力学中发挥重要作用。发现磁场对涡度的演化起着特别重要的作用。另一方面，它示出，在一般情况下，运动学涡旋不引起磁涡旋，除非它们的切向速度在不同的高度水平是足够高的，以克服磁张力。
2020-07-08 astro-ph.SR
Magnetic shocks and substructures excited by torsional Alfvén wave interactions in merging expanding flux tubes
在太阳光球层上经常观测到涡旋运动。这些运动可能在能量和动量从低层大气输送到太阳上层大气的过程中发挥关键作用，有助于日冕加热。太阳的低层大气也由复杂的通量管网络组成，这些通量管在色球层和高层大气中扩展和合并。我们进行了数值模拟，以调查的行为的涡旋驱动波传播在一对这样的通量管在一个非力自由的平衡与现实模拟的太阳大气。两个通量管在其足点处被反向旋转的涡流运动独立地扰动。当通量管合并时，涡运动既有线性的也有非线性的相互作用。线性相互作用产生了许多小尺度的瞬态磁子结构，由于由涡旋运动施加的磁应力。因此，由于光球涡旋运动，最初的整体管被分离成复杂的多螺纹管。波的相互作用还驱动振幅增加的叠加，直到它超过局部马赫数，并产生以大约$ 50$ km s $^{-1}$的速度向上传播的激波。冲击波作为向上输送动量和能量的管道，并将局部等离子体加热超过一个数量级，峰值温度约为$60,000$ K。因此，我们提出了一个新的机制，从太阳低层大气到日冕的磁波导的产生。这种波导出现的结果，在相邻的通量管相互作用的扰动。因此，光球涡旋运动的相互作用是太阳低层大气向高层大气能量传输的一个潜在的重要机制。
2018-03-16 astro-ph.SR
On the Description of Transverse Wave Propagation Along Thin Magnetic Flux Tubes
本文用两种方法描述了垂直薄磁通量管中激发的线性横（扭）模。第一个是基于弹性线模型（Spruit，1981）。第二个是根据波变量相对于磁通量管内外的管半径的泰勒和劳伦级数展开（Lopin和Nagorny，2013）。结果表明，造成这些方法不一致的主要原因与前者所采用的等离子体运动唯象方程有关。这表明，根据这一公式得出的结果应加以修订。
2019-04-07 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
Wavefunction Properties of a Single and a System of Magnetic Flux Tube(s) Oscillations
在这项研究中，磁流体动力学振荡的波函数的性质，为一个单一的直通量管和系统进行了研究。在零β近似下考虑了具有直磁场和纵向密度分层磁通量管。利用有限元法求解了扰动磁场纵向分量的三维波动方程（特征值问题）。将磁流体振荡的波函数（波动方程的本征函数）分为香肠型、扭折型、螺旋扭折型和凹槽型。关于从通量管产生的波的振幅位置，这些波被识别为体波、表面波和漏波，出现在单个通量管和通量管系统的情况下。波函数的准确识别不仅可以用于日冕地震学，而且有助于未来设计高分辨率仪器，以详细研究太阳环振荡的性质。
2016-04-23 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
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
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
Emergence of Anchored Flux Tubes Through the Convection Zone
我们模拟了太阳对流区浮力磁通量管的演化。假设一个通量管最初位于对流区下方的稳定分层辐射核的顶部附近，但它的一部分被扰动到对流区逐渐加热和对流过冲运动。段的端部（"足点"）保持锚定在对流区的底部，并且如果段足够长，则其可能非常不稳定，在短时间内上升通过对流区。通量管的长度决定了浮力与磁张力的比例：短的通量环在到达对流区的顶部之前就被阻止了，而较长的通量环则通过光球层爆发出来。使用Spruit的对流区模型，我们计算的最小足点分离$L_c$喷发通量管所需的。我们探讨的依赖$L_c$上的扰动磁通管段的初始热状态和其初始磁场强度。热扩散的时间尺度和动态上升时间的不稳定的通量管段的调查后，我们得出结论，最有可能的起源磁通量爆发到表面是从短的长度尺度扰动（$L < L_c$），这是最初稳定的，但随后不稳定的热扩散到管或拉伸的锚点，直到$L$刚刚超过$L_c$。在任何一种情况下，引出管的锚点的间隔应位于处于机械平衡的管的临界距离和处于热平衡的管的临界距离之间。最后，在比较了动态上升时间的分散度与观察到的活动区形成的时间尺度短得多，我们得出结论，活动区的形式从一个单一的通量管段的出现。
2015-05-28 astro-ph.SR
Twisted magnetic flux tubes in the solar wind
太阳风中的磁通量管在从太阳表面传输时会发生扭曲，在太阳表面，由于光球运动，这些管会发生扭曲。提出了利用磁扭曲管通过卫星时的总压（热压+磁压）变化来探测磁扭曲管的方法。我们发现，几个观察到的扭曲管的总压类似于理论预期的配置文件。孤立磁管的扭曲可以解释管壁处磁场方向的突变。我们还发现了一些证据表明，通量管壁可以与等离子体的局部加热和质子和电子温度升高。对于与帕克螺旋线对齐的管，可以从磁场方向的变化来估计扭曲角。扭曲管的稳定性分析表明，具有均匀扭曲的管的临界扭曲角为70 $^0$，但由于管相对于太阳风流的运动，该角度可以进一步减小。扭曲较强的管子不稳定到扭结不稳定，因此它们可能达不到1AU。
2014-02-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Observation of flux tube crossings in the solar wind
电流片在太阳风中普遍存在，是太阳风MHD湍流不稳定性的主要来源。它们可能是由太阳风MHD湍流的非线性相互作用引起的，或者是源自太阳表面的通量管的边界。一些电流片成对出现，是磁洞和重联排气等瞬态结构的边界，或者是脉冲阿尔文波的边缘。对于单个电流片，辨别它是通量管边界还是由于非线性相互作用，或者瞬态结构的边界是困难的。在这项工作中，使用数据从{ \sl风}航天器，我们确定了两个三电流片事件。这两个事件的详细检查表明，它们是最好的解释通量管交叉的情况。我们的研究提供了一个令人信服的证据，支持的情况下，太阳风由不同的等离子体居住的通量管。
2013-04-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Color-magnetic flux tubes in quark matter cores of neutron stars
我们认为，如果中子星的核心存在色超导夸克物质，它可能包含高密度的通量管，携带的通量主要是色磁通量，并含有少量普通磁通量的混合物。我们专注于双味色超导（“2SC”）相，并假设通量管是能量稳定的，虽然这还没有得到证明。通量管的密度取决于向色超导相转变的性质，并且可以在如果核心是超导核物质的情况下所发现的磁通量管的密度的数量级内。本文计算了无带隙费米子离开磁通管的Aharonov-Bohm散射截面，以及相应的碰撞时间和运动磁通管上的摩擦力。我们讨论了通量管上的其他力，发现如果我们只考虑2SC堆芯区域内产生的力，那么从2SC堆芯中排出彩色通量管的时间尺度为10^10年。
2010-04-21 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
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
Ubiquitous Solar Eruptions Driven by Magnetized Vortex Tubes
太阳表面被高速喷流覆盖，这些喷流将质量和能量输送到日冕中，并供给太阳风。这些喷流中最突出的被称为针状体。然而，引发这些喷发事件的机制仍然未知。使用现实的数值模拟，我们发现，小规模的喷发是由无处不在的磁化涡流管产生的太阳的湍流对流在次表层。旋转的涡流管（类似于龙卷风）穿透太阳大气层，捕获并拉伸背景磁场，并将周围的物质向上推，产生准周期性的冲击。我们的模拟揭示了一个复杂的高速流动模式，和热力学和磁结构的爆发涡管。我们发现，爆发是在次表层，并驱动的高压梯度在光球和光球，并由洛伦兹力在更高的大气层。
2012-12-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Vortex Tubes of Turbulent Solar Convection
研究太阳对流的湍流特性对于理解太阳表面观测到的多尺度动力学是极其重要的。特别是，最近的高分辨率观测揭示了无处不在的旋涡结构，数值模拟表明了涡管动力学和磁场组织之间的联系，并显示了涡管相互作用在太阳声波激发机制中的重要性。本文利用辐射流体力学大涡模拟方法研究了太阳表面附近强湍流对流中涡管的形成机制。对模拟数据的分析表明了涡管形成的两个基本过程：1）对流颗粒内部小尺度对流不稳定性的发展; 2）颗粒间剪切流的Kelvin-Helmholtz型不稳定性。我们的分析表明，在这些过程中，涡旋拉伸是太阳上产生小尺度涡度的主要来源。
2012-01-12 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
Dynamics of Magnetized Vortex Tubes in the Solar Chromosphere
我们使用3D辐射MHD模拟调查的形成和动力学的小规模（小于0.5微米直径）涡管自发产生的湍流对流在安静的太阳区域与最初的弱平均磁场。结果表明，涡管进入色球层后，对太阳大气的结构和动力学有着重要的影响。涡流管主要集中在颗粒间通道，其特征是强烈的（近音速）下降流和旋涡运动，捕获和扭曲磁场线，形成磁通量管，随着高度的扩大，并达到磁场强度范围从200 G的色球层到超过1千克的光球层。我们详细研究了这些涡流管的物理性质，包括热力学性质，流动动力学，动力学和电流螺旋度，并得出结论，磁化涡流管提供了一个重要的路径，从对流区到色球的能量和动量转移。
2012-01-26 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
