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
Standing Sausage Modes In Nonuniform Magnetic Tubes: An Inversion Scheme For Inferring Flare Loop Parameters
耀斑环中的“站立香肠”模对于解释太阳耀斑光变曲线中的准周期脉动（QPP）具有重要意义。我们提出了一个反演方案，始终使用其周期$P$和阻尼时间$τ$诊断耀斑环参数。本文导出了无压直管中线性香肠波的一般色散关系，其中横向密度不均匀性发生在任意宽度的$l$层中，并且具有任意形式。我们发现$P$和$τ$取决于$[R/v_{\rm Ai}, L/R, l/R, ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}]$的组合，其中$R$是环路半径，$L$是环路长度，$v_{\rm Ai}$是内部阿尔文速度，而$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}$是密度对比度。对于所检查的所有密度分布，当$L/R \gg 1$时，$P$和$τ$经历饱和，当$L/R$足够大时，在具有特定密度分布的$[R/v_{\rm Ai}, l/R, ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}]$空间中产生反转曲线。当应用于空间未分辨的QPP事件时，该方案产生$R/v_{\rm Ai}$是最佳约束，而$l/R$对应于另一个极端。对于空间分辨的QPP，虽然不能预先假设$L/R \gg 1$，但由于附加的几何约束，反演曲线仍然是可能的。当空间分辨的QPP事件涉及另一模式时，如最近事件的情况，可以推断出$[v_{\rm Ai}, l, ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}]$的全集。我们的结论是，所提出的计划提供了一个有用的工具，磁地震开发QP…
2015-09-04 astro-ph.SR
Propagation of sausage soliton in the solar lower atmosphere observed by Hinode/SOT
由于大气密度的迅速降低，从太阳光球向上传播的声波和脉冲可以迅速发展成激波。然而，如果它们沿着磁通量管传播，则非线性陡化可以通过管色散效应来平衡。这可能导致香肠孤子的形成。这封信的目的是报道太阳色球层中香肠孤子的观测证据。本文分析了太阳光学望远镜（SOT）在日边观测到的Ca Ⅱ H谱线的时间序列。观测结果表明，一个强度斑点，它传播从500公里到1700公里以上的太阳表面的平均视速度为35公里秒$^{-1}$。该速度比预期的局部声速高得多，因此斑点不可能是简单的压力脉冲。磁泡的速度、长宽比和相对强度都对应于沿磁管传播的慢香肠孤子。在分层大气中，磁泡的宽度随高度的增加而增加，这与磁管的膨胀相对应。强度斑的传播可以作为太阳大气中慢香肠孤子的第一个观测证据。
2010-04-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Analytical Approach to Scattering Between Two Thin Magnetic Flux Tubes in a Stratified Atmosphere
我们扩展了最近的研究，分析模型的行为，两个薄通量管通过近场和声学远场相互作用。当与非相互作用的管相比时，在对之间发生的多次散射改变了传出波的吸收和相位。我们已经包括了香肠和扭结散射产生的对。结果表明，香肠模式的散射波场的贡献是显着的，起着同样重要的作用，在多次散射制度。最近的数值计算结果和分析研究之间的差距，特别是两个扭结模式之间缺乏对称性，解决。这种对称性破缺是由近场模式的不正确解引起的。
2013-12-30 astro-ph.SR
Impulsively generated wave trains in coronal structures: II. Effects of transverse structuring on sausage waves in pressureless slabs
脉冲产生的香肠波列在日冕结构是重要的解释大量的观测准周期信号与准周期的顺序秒。我们以前已经表明，这些波列在冕管的Morlet谱的关键依赖于被困香肠波的色散特性，截止轴向波数的存在和单调性的轴向群速度的依赖轴向波数特别。本研究探讨的差异板的几何形状可能会引入，为此目的，我们进行了全面的本征模分析，分析和数值计算，被困的香肠模式在日冕板块具有相当数量的密度分布。对于所研究的剖面描述，日冕板块可以捕获具有较长轴向波长的香肠波，并且在圆柱形情况下，在大波数下，群速度更快地接近内部阿尔文速度。然而，共同的两种几何形状，截止波数只存在于当密度分布下降足够迅速，在距离日冕结构。同样，群速度曲线的单调性关键取决于结构轴处的剖面陡度。此外，波列的Morlet谱的形状的群速度曲线的日冕板和管一样。因此，我们得出结论，这些光谱有潜力告诉亚分辨率密度结构内冠状结构，虽然他们的检测需要一个仪器的节奏优于$\sim 1$秒。
2018-02-13 astro-ph.SR
Sensitivity of Coronal Loop Sausage Mode Frequencies and Decay Rates to Radial and Longitudinal Density Inhomogeneities: A Spectral Approach
太阳磁冕环中的快速香肠模只完全包含在不切实际的短密集环中。否则，它们是泄漏的，作为向外的波将能量损失到周围。这会导致任何振荡随时间呈指数衰减。因此，同时观测周期和衰变率揭示了所观测模式的本征频率，并可能洞察到管的不均匀内部结构。在这篇文章中，一个全球性的谱描述的振荡，结果在一个隐式矩阵特征值方程的特征值主要与矩阵的对角项。如果管子是均匀的，非对角项同样消失。一个线性化的扰动方法，适用于相对于一个统一的参考模型，开发，使本征值明确。隐式本征值问题很容易解决的数值虽然，它表明，知识的实部和虚部的本征频率是足够的，以确定的宽度和密度对比度的边界层超过该管的增强内部密度下降到环境值。线性化的密度内核的开发，显示灵敏度只有极端外部的径向基本模式的循环，特别是对于小的密度增强，没有灵敏度的核心。更高的径向谐波确实显示出一些内部灵敏度，但这些将更难以观察。只有扭结模式对管中心敏感。{沿着环路的内部和外部阿尔文速度的变化对基本无量纲本征频率的影响很小，尽管随着分层的增加，相关的本征函数在环路顶点处变得更加紧凑，甚至可能从顶点移位。
2017-11-01 astro-ph.SR
The effect of flow on resonant absorption of slow MHD waves in magnetic flux tubes
在本文中，我们研究了存在纵向背景流的扭结和香肠振荡。我们研究了磁孔隙条件下，在流动的存在下，在缓慢的连续介质中的扭结和香肠模式的共振吸收。我们确定色散关系，然后数值求解，并找到慢扭结和香肠表面模式的频率和阻尼率。在长波极限下，得到了慢表面模阻尼率的解析解。我们表明，在等离子体流的存在下，共振吸收可以导致强阻尼的前向波，可以被认为是一个有效的机制，以证明非常迅速的阻尼慢表面香肠波中观察到的磁性孔隙。此外，等离子体流降低了共振吸收的效率，以衰减后向波。此外，对于孔隙条件，我们的模型避免了共振不稳定性。
2021-01-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetically coupled atmosphere, fast sausage MHD waves, and forced magnetic field reconnection during the SOL2014-09-10T17:45 flare
我们研究了2014年9月10日GOES X1.6太阳耀斑期间太阳大气的物理性质和行为。用小波分离方法分析了稳态等离子体流和快速香肠型MHD波。利用垂直流近似非线性无力场程序研究了磁耦合大气和强迫磁场重联。本文研究了磁流体波从光球到达日冕前不经耗散或反射的传输机制和日冕上的波能分布机制。我们报告了一个共同的行为（极）紫外稳态等离子体流（速度15.3 -> 10.9 km/s）和快香肠MHD波（阿尔芬速度13.7 -> 10.3 km/s，特征周期1587-> 1607 s），在SDO/AIA/HMI和IRIS空间仪器观测到的各个大气层（光球-日冕）的圆柱形等离子体波导中传播。本文分析了黑子本影上方磁场通量管引起的磁耦合太阳大气和波强迫的磁场重联。太阳地震与捕获，泄漏和隧道模式的波，消散，特别是在太阳日冕，讨论了其可能的贡献，外层大气加热。我们证明了快速香肠MHD波的色散性质，它可以很容易地产生泄漏和其他模式传播的波导外，和磁场通量管连接的各个大气层可以分配整个活动区域的磁场能量。这种机制有助于日冕能量平衡和我们对日冕加热如何维持的了解。
2020-10-04 astro-ph.SR
Slow and sausage loop mode excitation due to local and global spontaneous perturbations
我们分析了不同类型的扰动的能力-与通常的环境能量波动的太阳日冕-激发慢和香肠模式的太阳耀斑循环。我们进行数值模拟的MHD理想方程考虑直等离子体磁管受本地和全球的能量沉积。我们发现典型的微耀斑[ $\sim$（$10^{27}$- $10^{30}$）erg]的局部环能量沉积倾向于驱动慢激波，从而诱导慢模式图案。慢模式的功能，获得每个测试的本地能量沉积内的环路。同时，为了获得可观察的香肠模式图案，需要能够瞬时修改内部回路温度的全局扰动，即特征传导加热时间必须远小于辐射冷却时间。通过改变参数$β$进行的实验表明，香肠模式的激励并不依赖于该参数的值，但在全球或本地的能源字符显着。
2020-10-30 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Fast Sausage Waves in the Solar Corona
磁流体动力学快速香肠模式（FSM）的特点是对磁场和流体参数的周期性轴对称扰动，由于其强色散，已被证明对日冕地震学有用。本文首先总结了正则组态下有限状态机的色散特性，在正则组态下，平衡量是以阶梯方式横向结构的。有了这个准备，我们然后回顾了最近的理论研究日冕FSM，表明规范的色散特性已经更好地理解物理，并进一步利用地震学。此外，我们还表明，偏离正则平衡配置会导致性质上不同的色散特征，从而大大拓宽了可以调用有限状态机来解释的观察范围。我们还总结了在正演模拟研究的进展，强调在解释观测到的振荡信号的FSM方面的复杂性。尽管取得了这些进展，但我们仍提供了一个有待更好解决的方面的清单，其中日冕FSM与太阳耀斑中准周期脉动的物理联系尤其值得注意。
2020-10-30 astro-ph.SR
Wave modes excited by photospheric p-modes and mode conversion in a multi-loop system
上下文波在日冕中无处不在，有迹象表明它们是由光球p模激发的。然而，目前还不清楚日冕环中的p模式如何转换为香肠模式和横向（扭结）模式，这些模式在日冕中观察到。目标。我们的目标是研究这些波模式是如何激发在较低的日冕光球声波。方法.我们建立了3D磁流体静力学环路系统，从光球到低日冕具有多个倾角。然后，我们用MANCHA代码模拟了这些大气，在该代码中，我们用域底部的p模式驱动器扰动平衡。通过将速度扰动分解为纵向、垂直和方位角分量，我们可以研究波动的行为。结果在垂直通量管中，我们发现了变形的快香肠表面波和慢香肠体波。在倾斜磁通管中，可以激发出快扭体表面波、慢香肠体波、快香肠表面波或平面波。此外，我们计算了波转换因子（0 $\le$ C $\le$ 1）从声波到磁波的行为，通过采取的平均磁能通量的总和的比率，并将其与常用的理论转换因子。我们发现，在10 $^\circ$到30 $^\circ$的磁场倾角之间，这两种方法都在40%以内。对于较小的倾角，绝对偏差小于0.1。
2019-05-06 astro-ph.SR
Line-of-sight geometrical and instrumental resolution effects on intensity perturbations by sausage modes
太阳大气中MHD波的诊断是一个经常遇到解释问题的话题，部分原因是太阳大气介质的高度复杂性。正演模拟可以有效地指导解释，弥补数值模拟和观测之间的差距，并提高模式识别的可靠性，为MHD地震学的应用。在这项工作中，我们的目的是确定的调制的可观察到的量，如线强度和谱线加宽的快速MHD香肠模式的电晕特性。视线角的影响，空间，时间和光谱分辨率被认为是。我们用一个圆柱管模拟低β日冕环境中的一个环，并使它以快香肠模式振荡。进行参数研究。在其他结果中，我们表明，无论电离状态的等离子体，谱线加宽的变化可以是显着的，即使是低强度调制。这种加宽的性质不是热的，而主要是湍流。这使得光谱仪在检测香肠模式方面明显优于成像仪器。所有量的调制都受到视线角度的显著影响，特别是当空间和时间分辨率与模式的波长和周期相当时。这对仪器设置有很高的限制。
2013-03-25 astro-ph.SR
Generation of Magnetohydrodynamic Waves in Low Solar Atmospheric Flux Tubes by Photospheric Motions
最近的地面和空间观测揭示了太阳光球层对流单体之间存在小尺度运动。在这些区域中，由于颗粒运动和背景磁场的相互作用，产生了小尺度磁通量管。本文研究了这些运动对宽带光球驱动器激发磁流体动力学波的影响。对埋在光球层和低色球层（$β=1$以上）之间的实际太阳重力分层大气中的磁通量管中线性磁流体动力学波的传播进行了数值实验。水平和垂直速度场驱动器模拟颗粒抖振和太阳全球振荡。一个统一的扭转驱动程序，以及阿基米德和对数螺旋驱动程序模仿观察到的太阳光球扭转运动。结果进行了分析，使用一种新的方法提取的平行，垂直和方位角分量的扰动，这迎合了线性和非线性的情况下。采用这种方法产生的波模式的数值模拟中激发的识别，并通过速度扰动和波能量通量的激发模式进行比较。计算波能通量分布，使激发模式的相对强度的量化。扭转驱动器主要激发Alfvén模式（约占总通量的60%），缓慢扭结模式的贡献很小，对于对数螺旋驱动器，还有少量的缓慢香肠模式。水平和垂直驱动器分别激励主要是慢扭结或快香肠模式，具有取决于通量表面半径的小变化。
2014-11-07 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
Multiple Scattering of Seismic Waves from Ensembles of Upwardly Lossy Thin Flux Tubes
我们以前的半解析处理的f-和p-模式的多重散射从合奏的薄通量管（汉森和卡利，天体物理学。J. 781，125; 791，129，2014）通过使用辐射边界条件允许香肠波和扭结波在模型的顶部自由逃逸来扩展。正如预期的那样，这种额外的逃逸途径补充了进入太阳内部深处的向下损失，导致入射f和p模式的吸收大大增加。然而，不那么直观的是，它也产生了从系综中出现的波的轻微到实质上更小的相移。这可能对解释太阳能谱区的地震数据，特别是它们的小测量相移有影响。
2015-06-25 astro-ph.SR
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
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
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
Inferring flare loop parameters with measurements of standing sausage modes
在太阳耀斑的光变曲线中，存在大量的准周期脉动（QPP），这可能与耀斑环中的“站立快速香肠”模有关。本研究继续我们的调查，以反演测量周期$P$和阻尼时间$τ$的香肠模式，推导出横向阿尔文时间$R/v_{\rm Ai}$，密度对比$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}$，和陡峭的密度分布横向耀斑环的可能性。一个通用的色散关系（DR）管理的线性香肠模式推导出无压圆柱体的任意形式的密度不均匀性发生在气缸内。我们表明，在一般情况下，反演问题是欠确定的QPP事件，只有一个单一的香肠模式存在，测量空间解决或未解决。虽然可以在一定程度上推断出$R/v_{\rm Ai}$，但是可能的陡度参数的范围可能太宽而没有用。然而，对于存在附加模式的空间分辨测量，可以自洽地推导出$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}$、轮廓陡度和内部阿尔文速度$v_{\rm Ai}$。我们表明，至少对于最近的QPP事件，涉及一个基本的扭结模式，除了香肠，耀斑环参数很好地约束，即使横向密度分布的具体形式仍然未知。我们的结论是，空间分辨，多模QPP测量需要进行推断耀斑环参数。
2015-12-11 astro-ph.SR
Kink and Sausage Modes in Nonuniform Magnetic Slabs with Continuous Transverse Density Distributions
我们研究了一个连续的密度结构横向日冕板块的色散特性的基本常设扭结和香肠模式的影响。我们推导出一般色散关系（DR）的线性快波在无压直板一般横向密度分布，并专注于密度不均匀性发生在一个层的任意宽度和任意形式的情况下。的物理相关的解决方案的DR证明了相应的时间相关的计算。对于所有的配置文件检查，最低阶扭结模式被捕获的纵向波数$k$无关。当$k$是观测范围时，相对于密度分布采取阶跃函数形式的情况，连续密度分布将差异引入到它们的$\lesssim 13\%$周期。香肠模式和扭结模式的其他分支在小$k$处是泄漏的，并且它们的周期和阻尼时间受到如何规定横向密度分布的严重影响，特别是长度尺度。这些模式具有足够高的质量，仅对于代表耀斑环的物理参数是可观察的。我们的结论是，虽然简单的DR有关的阶跃函数配置文件可以用于最低阶扭结模式，详细的信息，横向密度结构需要纳入香肠模式和高阶扭结模式的研究。
2015-10-20 astro-ph.SR
Axisymmetric Scattering of p Modes by Thin Magnetic Tubes
我们研究了嵌入在重力分层大气中的薄磁纤维对声波p模的散射。散射是通过磁管上的慢香肠波的激发介导的，并且仅考虑波场的二阶分量的散射。由于这种管波不受声腔限制，并且可以沿着从声波场中移除能量的场线自由传播，因此原纤维振荡的激发是声波吸收以及散射的来源。我们计算所实现的模式混合以及吸收系数和相移。我们发现，对于薄管的模式混合是弱的，吸收系数是小的，是一个平滑的函数的频率在物理相关的频带内观察到的频率。在以前的非分层管的研究中看到的突出的吸收共振是不存在的。尽管吸收相对较小，但引起的相移可以惊人地大，对于f模式达到高达15度的值。此外，相移可以是正的或负的，这取决于入射模式阶数和频率。
2011-11-18 astro-ph.SR
The Effect of Flow and Magnetic Twist on Resonant Absorption of Slow MHD Waves in Magnetic Flux Tubes
本研究推导并数值求解了在磁场扭转和等离子体流存在下，磁孔非均匀层中慢连续 sausage 模式的色散关系，发现低速等离子体流时磁场扭转对共振吸收的影响大于高速时。
2023-04-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Propagation and dispersion of transverse wave trains in magnetic flux tubes
本文研究了小振幅脉冲激励波列沿磁通量管传播时的色散。初始扰动是管的局部横向位移，激发出快速扭结波包。扰动变量（密度、等离子体位移、速度等）的空间和时间演化由包含数值计算的积分的解析表达式给出。我们发现，快速扭结波列的色散是更重要的较短的初始扰动（即更集中的纵向方向）和较大的密度比（即较大的对比度的管密度相对于环境密度）。这种类型的激发产生一个波列，其签名在一个固定的位置沿冠环是一个短的事件（持续时间~ 20秒），其中的速度和密度振荡非常迅速，典型的周期为几秒钟的顺序。振荡周期不是恒定的，而是在这一事件的过程中逐渐下降。速度的峰值是10公里/秒的顺序，并伴随着最大的密度变化的顺序为10-15%的未扰动环密度。
2014-02-18 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
Magneto-Acoustic Waves in Magnetic Twisted Flux Tube
目前，许多关于磁通量管内磁流体动力学波诊断的工作都是建立在前人工作的基础上，没有考虑磁扭转的贡献。其他工作考虑了对磁流体力学波的影响，但他们提出的色散关系只给出了m= 0，1，2的波模。不存在m=-1的扭结模式。因此，在这项工作中，我们想提出一个完整的色散关系，包括磁扭曲和波模式的m=-1。与m=+1波模类似，m=-1波模在有限kr 0处也表现出从体模到面模的模式变化。该模式的相速度通常小于m=+1模式的相速度。色散关系图中m=+1/-1模的谐波曲线关于特征速度（例如通量管中的管速度）近似对称。在现有色散关系的基础上，我们重新讨论了太阳黑子中的螺旋波图案问题，发现在线性微扰分析的框架下，磁扭曲对它们的形态没有很大的影响。
2021-01-08 astro-ph.SR
Dissipative Instability of Magnetohydrodynamic Sausage Waves in a Compressional Cylindrical Plasma: Effect of Flow Shear and Viscosity Shear
研究剪切流和黏性对压缩圆柱等离子体中MHD腊肠波耗散不稳定性（DI）的影响，推导了慢腊肠模式的解析色散关系，发现慢表面模式增长率与轴向波数和流剪切成正比，而慢体模式在特定波数处达峰值。
2023-09-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
3D MHD wave propagation and energy transport in a simulated solar vortex
本研究通过3D数值模拟探究太阳涡旋管中的MHD波，发现旋转流可提升坡印廷通量，原因是边界密度升高增强了波能捕获，且弱扭绞管中坡印廷通量始终向上。
2025-05-20 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
Quasimodes in the cusp continuum in nonuniform magnetic flux tubes
磁流体波的研究对于理解太阳大气加热和太阳大气地震学都有重要意义。在这个领域中，对圆柱体中的波模式特性的分析研究特别令人感兴趣，因为许多大气结构可以在第一近似中被建模。我们使用线性化的理想MHD研究准模式（通过共振吸收阻尼的全球模式）的频率在尖点连续，在一个直圆柱体与圆形基地和非均匀层在其边界上，分离两个均匀的等离子体区域内部和外部。我们特别感兴趣的是这些模式的阻尼，因此将试图确定它们的频率作为背景参数的函数。对理想MHD方程进行线性化后，得到了非均匀层中扰动总压的二阶微分方程的解，其形式为围绕正则奇点（Alfvén和尖点共振位置）的Frobenius级数，以及围绕正则奇点的幂级数。通过适当地连接这些解决方案，通过非均匀层，并与均匀区域的内部和外部的圆柱体的解决方案，我们推导出系统的本征模的频率的色散关系。从色散关系，也可以找到准模的频率，即使它们不是本征模。作为一个例子，我们发现的慢表面香肠准模的频率作为非均匀层的宽度的函数，为光球条件相关的纵向波数的值。研究结果与另一篇研究电阻慢表面香肠本征模的论文中的结果相吻合。我们还讨论了准模的微扰分布和连续模的本征函数。
2022-03-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Varying Driver Velocity Fields in Photospheric MHD Wave Simulations
扭转运动在太阳大气中是普遍存在的。在这项工作中，我们进行了三维数值模拟，模拟了涡旋型光球驱动器与高斯空间分布。该驱动器被实现为在嵌入在现实太阳大气中的轴对称的3D磁通量管中激发MHD波。改变驱动器的高斯宽度，并比较所产生的扰动。速度矢量被分解为平行，垂直和方位角分量相对于预定义的磁通量表面。这些分量分别大致对应于快、慢和Alfven模式。从这些速度计算相应的波能通量，使我们能够估计每个模式的能量通量的贡献。对于最西驱动器（$0.15$ Mm），并行分量占通量的$\sim 55 - 65\%$。对于最宽的驱动器（$0.35$ μ m），该贡献随着驱动器宽度的增加而平滑地增加，直到接近$90\%$。垂直分量和方位分量的相对重要性以相似的速率降低。方位角能通量在最宽驱动器的$\sim 35\%$和最宽驱动器的$< 10\%$之间变化。类似地，垂直通量为$\sim 25 - 10\%$。我们还证明了快速模式对应于香肠波在我们的模拟。因此，我们的研究结果表明，快速香肠波很容易激发这个驱动程序，它携带了大部分的能量传输。对于这种涡旋型驱动器，阿尔芬波不贡献显著量的能量。
2018-07-26 astro-ph.SR
Magneto-acoustic waves in a magnetic slab embedded in an asymmetric magnetic environment II: Thin and wide slabs, hot and cold plasmas
波在磁结构大气中的传播是太阳磁震学研究领域中一个深入而又实际上取之不尽的研究领域。一个简单而有力的例子是对磁性板中波动行为的检验。我们以前的研究（Zsámberger，Allcock和Erdélyi，Astrophys. J.，853，第136页，2018年）使用分析方法推导出均匀等离子体的磁性板中磁声波的一般色散关系，该等离子体封闭在非对称磁环境中。在本研究中，我们集中在各种限制适用于太阳和空间等离子体或天体物理的情况下的波传播的分析。薄板和宽板近似，以及低和高等离子体β值的限制被认为是。利用这一事实，在弱非对称板，色散关系可以解耦，准香肠和准扭结模式的行为进行了研究，进一步分析和数值细节，并避免交叉描述。结果突出了不对称性如何影响波的性质，例如本征模的相速度，取决于内外密度和两侧磁场的比率。值得注意的是，表面模式的相速度将收敛到不同的值，准香肠和准扭结模式在宽板的限制，和截止频率引入相对于表面和体模，在薄以及宽板，超过该解决方案成为泄漏。这些获得的MHD波行为的属性可以测量与合适的高分辨率仪器在未来。
2020-04-12 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
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
Nonlinear evolution of short-wavelength torsional Alfven waves
本文分析了直磁通量管中填充低密度$β$等离子体和周围有低密度等离子体时扭转Alfvén波的非线性演化。这种磁管特别是模拟了日冕环或极地羽流的一部分。波长取为与管半径相当。我们使用理想磁流体力学进行数值模拟的波的传播。我们发现，扭转波非线性地诱导三种压缩流：在阿尔文速度的平行流，构成沿磁场，管波，并在径向方向上的横向流动，与香肠快磁声模式的散装等离子体运动。此外，非线性扭转波变陡，传播速度增加。后一种效应导致扭转波前的渐进畸变，即非线性相位混合。由于扭转波振幅在管半径上的固有不均匀性，非线性效应在具有较高振幅的区域中更加显著。在磁通管的轴线上，它们总是不存在。在波振幅的线性径向轮廓的情况下，非线性效应局限于管边界附近的环形区域中。因此，在太阳和恒星日冕中由扭转阿尔文波驱动的平行压缩流在垂直方向上基本上是不均匀的。波能附加汇的存在降低了扭转Alfvén波中非线性平行叶栅的效率。
2017-05-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Dynamics of fast and slow magnetoacoustic waves in plasma slabs with thermal misbalance
太阳大气的非均匀性以及非绝热过程的存在，如辐射冷却和未指定的加热，可以显着影响磁声（MA）波的动力学和性质。为了解决这些因素对MA波色散特性的共同影响，我们考虑了由热激活等离子体组成的单个磁性板。利用微扰理论，我们得到了一个微分方程，确定了二维扰动的动力学。应用强磁结构的假设，我们推导了香肠和扭结MA模式的色散关系。数值求解了日冕条件下的色散关系，研究了非均匀性和热不平衡之间的相互作用。对于加热的情况下，它得到的香肠和扭结慢MA波的相速度是很大的影响，在长波长限制的热不平衡。慢波耗散的特征时间尺度与日冕中观察到的波的周期相吻合。同时，快波的相速度不受热不平衡的影响。磁结构的几何形状仍然是快波的主要色散机制。我们的估计表明，在日冕条件下，快波的耗散弱于慢波的耗散。所得结果对于磁声波不仅作为等离子体参数估计的工具，而且作为非绝热过程估计的工具具有重要意义。
2022-06-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph 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
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
Resonant Absorption of Axisymmetric Modes in Twisted Magnetic Flux Tubes
最近的研究表明，磁扭曲和轴对称磁流体模在太阳大气中普遍存在，因此，研究这些模的共振吸收对太阳大气中磁通量管的加热和观测到的阻尼具有重要意义，已成为一个紧迫的问题。本文首次计算了弱扭转磁通量管内轴对称磁流体动力学波的阻尼率。我们的目的是调查这些模式的太阳大气条件下的共振阻尼的影响。本文的分析研究是基于一个理想化的配置直磁通量管与弱磁扭曲的内部以及外部的管。利用\cite{Sakurai:1991aa}导出的守恒律和最近由\cite{Giagkiozis:2015apj}得到的弱扭曲通量管的解析解，我们导出了Alfvén连续谱中共振阻尼轴对称模的色散关系.我们还得到了一个有见地的解析表达式的阻尼率在长波长的限制。此外，它表明，纵向磁场和密度，这是允许连续变化的非均匀层，对阻尼时间有显着的影响。考虑到太阳大气的条件，共振阻尼轴对称模式很可能是普遍存在的，并在能量耗散中发挥重要作用。我们还认为，鉴于这些波的性质，它们很可能已经以阿尔文波的形式被观察到。
2017-06-29 astro-ph.SR
Properties of Magneto-Hydrodynamic Waves in the Solar Photosphere with Hinode
本文报道了在太阳光球层中沿磁通量管传播的磁流体动力学波的观测结果。我们在l.o.s.的功率谱中识别出20个孤立的强峰（8个孔峰和12个颗粒间磁性结构峰）。（视线）磁通量，L.O.S.速度和14种不同磁浓度的强度。观测是用\emph{Hinode}卫星上太阳光学望远镜的分光偏振仪进行的。如果磁场强度沿斜视线方向随高度减小，则观测到的磁场强度涨落与光度强度涨落之间的相位关系将与不透明度效应所引起的相位关系不一致。我们认为，所观察到的波动是由于纵向（香肠模式）和/或横向（扭结模式）MHD波。观测到的磁通量波动与速度之间的相位关系与色球/日冕边界反射的上升波和下降波的叠加（驻波）相一致。即使有这样的反射波，剩余的向上坡印亭通量估计为$2.7 \times 10^{6}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的情况下的扭结波。磁通量管的地震学可以从观测到的振荡周期和振幅中获得各种物理参数。
2009-08-11 astro-ph.SR
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
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
Onset of the Kelvin-Helmholtz instability in partially ionized magnetic flux tubes
上下文最近对太阳辐射的观测表明，存在可能由开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）引起的湍流。然而，所观察到的流速低于经典阈值的发病KHI在完全电离等离子体。目的。我们调查的影响，部分电离的发病KHI在密集和冷却的圆柱形磁通量管包围的一个更热，更轻的环境。方法.本文用部分电离双流体等离子体的线性化控制方程描述了纵向质量流磁管上叠加的小振幅扰动的行为。通过简正模分析得到了线性不可压缩波的频散关系。我们专注于外观的不稳定的解决方案，并研究其增长率对各种物理参数的依赖性。给出了慢流和强离子-中性耦合条件下KHI线性增长率的解析近似。给出了日珥螺纹的一个应用。结果等离子体中中性成分的存在可能有助于KHI的发生，即使是亚阿尔夫文纵向剪切流。离子与中性粒子的碰撞降低了不稳定扰动的增长率，但不能完全抑制不稳定性。结论.在亚阿尔夫文流速的太阳能热释电中的湍流可以解释为部分电离等离子体中KHI的结果。
2015-04-21 astro-ph.SR
Effect of the anomalous dispersion in the solar atmosphere on results of magnetic field measurements by the line-ratio method
在计算了Fe I 524.7和525.0 nm谱线和Holweger-Muller模型大气的Stokes参数的基础上，分析了反常色散对谱线比法测量太阳磁场的影响。结果表明，在目前的观测精度下，只有同时满足以下四个条件时，才能在线比法中考虑异常频散：a）磁力线与视线的倾角不超过20 °，b）磁场强度大于100 mT，c）磁力线与视线的倾角不超过20 °，d）磁力线与视线的倾角不超过20 °，e）磁力线与视线的倾角不超过20 °。c）子伸缩通量管中的磁场的横截面轮廓是矩形的;以及d）使用磁敏感线轮廓的靠近线中心（<4 μ m）的部分。
2021-12-08 astro-ph.SR
Observation of standing kink waves in solar spicules
我们分析了太阳翼上的Hinode/SOT获得的CaII H线的时间序列。时距分析表明，针状体轴在距光球不同高度处发生准周期横向位移。横向位移的平均周期约为180 s，平均振幅为1 arcsec。然后，我们求解了磁管波的频散关系，并绘制了向上定常流的频散曲线。理论分析表明，观测到的振荡可能对应于扭结驻波的基波。
2012-09-15 astro-ph.SR
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
High mode magnetohydrodynamic waves propagation in a twisted rotating jet emerging from a filament eruption
研究了2013年4月10- 11日暗条爆发产生的旋转喷流上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.喷流的演化表明其边界处的团状结构，这可能是KHI发展的可观察特征之一。我们模拟的射流作为一个扭曲的旋转轴向移动的磁通量管和探索的基础上的理想磁流体动力学的框架内导出的色散关系的运行MHD模式的传播特性。在高模MHD波的激发下，可以探测到波长在$12$ ~ $15$ ~Mm范围内、不稳定性发展时间在$1.5$ ~ $2.6$ ~min范围内的不稳定MHD波。方位角模数$m$的大小主要取决于内部磁场的扭曲。结果表明，在弱扭曲磁通量管中，方位角模数为$m = 16$，而在中等扭曲磁通管中，方位角模数为$18$。
2018-05-19 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability in solar H-alpha surges
我们研究了1998年5月30日在NOAA AR 8227上观测到的H-α太阳峰中开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性的演化条件。假设速度在45-50 km/s范围内、宽度为7 μ m、电子数密度为3.83 x 10^{10} cm^{-3}的喷流被限制在嵌入7 G磁场中的扭曲磁通量管中。等离子体流的温度约为10^5 K，而其周围环境的温度为2 × 10^6 K。周围磁化等离子体的电子数密度在TR/低电晕区的典型值为2 x 10^{9} cm^{-3}。在这些条件下，喷流内部的阿尔芬速度等于78.3 km/s。我们模型的浪涌作为一个移动的磁通量管的两个磁场配置：（i）一个扭曲的管周围的等离子体均匀的背景磁场，和（ii）扭曲的管的环境是等离子体也扭曲的磁场。给定区域内的磁场扭曲的特征在于磁通管半径处的方位角分量与轴向磁场分量的比值。对两种磁场位形下等离子体流支持的MHD模色散关系的数值研究表明，对Kelvin-Helmholtz不稳定性不稳定的MHD波只能是高负模数的MHD波，且不稳定性发生在亚Alfvenic临界流速25-50 km/s范围内。
2015-01-05 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
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
Fast magnetoacoustic wave trains: from tadpoles to boomerangs
在太阳日冕中观测到了由场向等离子体非均匀性引导的快速传播的快磁声波列。在大高度的观测表明，快波列可以从激发位置传播很长的距离。我们研究了线性区域中场对准零$β$等离子体板中充分发展的色散快磁声波列的特征时间特征。快波列由空间局部化的脉冲驱动器激发，并如波导引起的色散所规定的那样沿着波导传播。在板坯与陡峭的横向密度分布，发达的波列被证明是由三个不同的阶段：一个长周期的准周期阶段的振荡周期随时间缩短，一个多周期（珀洛东）阶段，其中明显不同的时期共存，和一个短暂的周期艾里阶段。这些阶段的出现归因于平行波数上的快速波群速度的非单调依赖性，由于波导色散，并示出为不同的轴对称（香肠）和非轴对称（扭结）模式。在小波分析中，这对应于从先前已知的蝌蚪形状过渡到波列频谱的新的回飞棒形状，具有较短和较长周期的两个明显的臂。我们描述了一个具体的先前发表的射电观测日冕快速波列，高度暗示的小波频谱的变化，从蝌蚪到回飞棒，大致符合我们的建模。这些回旋镖形快波列探测的波导日冕等离子体的横向结构的适用性进行了讨论。
2021-05-28 astro-ph.SR
