Coronal Rain Driven by Low-Frequency Impulsive Heating: Dependence of Dynamics and Morphology on Coronal Heating and Magnetic Field
Kyoto University（京都大学）
该研究通过1.5维磁流体动力学模拟，揭示低频脉冲加热的持续时间和日冕磁场强度是调控日冕雨形成、动力学与形态的关键因素。
2026-08-11 astro-ph.SR
Impulsively Generated Kink Wave Trains in Solar Coronal Slabs
在理想磁流体力学（MHD）框架下，数值模拟了密度增强板对脉冲、局部、横向速度扰动的响应。线性和非线性政权都得到解决。扭结波列被认为是发展沿检查板，共享的特性，更多的振荡模式出现与时间和表观波长增加与距离在一个给定的时刻。然而，由于非线性，出现了两个功能，一个是密度空腔靠近激励器和其他的外观冲击内外的名义板。这些特征可能与理解磁结构和诸如日冕物质抛射等爆炸事件之间的相互作用有关。我们的数值研究结果扭结波列在太阳日冕板块的流光波的典型测量进行了讨论。
2022-07-15 astro-ph.SR
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Comment on `Oblique Propagation and Dissipation of Alfvén Waves in Coronal Holes' by Srivastava and Dwivedi
我们评论最近的文件由Srivastava和Dwivedi（J。{ \bf 28}，1，2007）。在该论文中，导出的色散关系$νη\cos^4 θk^4 + [v_A^2 - i ω(ν+ η)] \cos^2 θk^2 - ω^2 = 0$似乎是错误的。因此，他们论文中得出的结论是不可靠的。
2009-12-21 astro-ph.SR
Exploring the damping of Alfvén waves along a long off-limb coronal loop, up to 1.4 R$_\odot$
日冕中的阿尔文波能流可以通过波的电子密度和速度振幅来探测。阿尔文波的速度振幅可以从谱线剖面的非热速度得到。以往对活动区和极冕洞阿尔文波能量通量随高度变化的计算为阿尔文波随高度衰减提供了证据。本文报道了用离边Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）观测的一个高达1.4~R $_\odot$的长日冕环。我们得到了环上的电子密度，发现环几乎处于流体静力平衡。我们使用EM轨迹方法获得了温度，并发现环是等温的，以及沿着环的温度约为1.37 MK。我们显着提高了非热速度的估计比以前的研究通过使用估计的离子（等于电子）温度。电子密度的估计，提高了使用的显着更新的CHIANTI v.8原子数据。更准确的测量传播阿尔文波能量沿冠环及其阻尼的距离为1.4 R $_\odot$，进一步比以前已经探索。阿尔文波能量通量的获得可能有助于日冕的损失，由于辐射沿环的一个显着的部分。
2019-06-04 astro-ph.SR
Impulsive Phase Coronal Hard X-ray Sources in an X3.9 Class Solar Flare
[摘要]我们对RHESSI在2003年11月3日X3.9级太阳耀斑的脉冲阶段探测到的一对异常高能日冕硬X射线（HXR）源进行了分析，其中同时显示了两个强足点（FP）源。一个独特的环顶（LT）日冕源检测到高达~150千电子伏和第二（上）日冕源高达~80千电子伏。这些光子能量比通常在日冕源中观察到的要高得多，并构成了严重的建模挑战。LT源通常随着能量的增加而出现在更高的高度，并且与热回路的膨胀相比，表现出更有限的运动。高能LT源具有脉冲时间分布，其非热幂律谱在脉冲阶段呈现软-硬-软演化，与FP源相似。与LT源相比，上日冕源表现出相反的空间梯度和相似的光谱斜率。这些性质与等离子体波或湍流随机加速电子的模型是一致的。然而，LT和FP光谱指数的差异（变化从~0-1）是远远小于通常测量，并从一个简单的随机加速度模型的预期。在日冕中需要额外的高能电子的限制或捕获机制。包括动力学效应和宏观耀斑结构的综合模拟可能会揭示这种行为。这些结果突出的重要性，成像光谱观测的LT和FP源的高能量在理解电子加速太阳耀斑。最后，我们表明，电子产生的上冠HXR源可能很可能是负责III型射电爆发的分米波/米波波长期间观察到的脉冲阶段的耀斑。
2012-01-06 astro-ph.SR
The formation heights of coronal shocks from 2D density and Alfvén speed maps
与日冕物质抛射（CME）相关的超阿尔夫文冲击波可以产生被称为II型爆发的无线电发射。在没有直接成像的情况下，需要准确估计日冕电子密度、磁场强度和阿尔文速度，以便计算冲击的运动学。到目前为止，一维径向模型已被使用，但这些都不适合在非径向方向传播的冲击。在这里，我们研究了与CME和II型射电爆发相关的日冕冲击波，使用2D电子密度和Alfvén速度图来确定CME通过日冕扩展时激发冲击波的位置。日冕密度图是从太阳动力观测台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的发射测量值和太阳和日光层观测台（SOHO）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）的偏振亮度测量值获得的。利用这些密度图和来自日震和磁成像仪（SDO/HMI）的磁场外推计算阿尔文速度图。计算的密度和阿尔文速度图，然后用于计算在非径向方向的冲击运动学。利用II型爆发和相关激波的运动学，我们发现我们的观测结果与位于CME侧翼的激波的形成是一致的，在那里阿尔文速度具有局部最小值。一维密度模型不适用于沿日冕物质抛射侧面非径向传播的激波。相反，这里描述的二维密度、磁场和阿尔文速度图提供了一种更精确的方法来确定激波的基本性质及其与日冕物质抛射的关系。
2014-03-10 astro-ph.SR
Heating effects from driven transverse and Alfvén waves in coronal loops
最近的数值研究表明，日冕环的横向运动可以引起开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。这一过程在日冕加热中可能很重要，因为它会导致小空间尺度等离子体相互作用的能量耗散。与此同时，最近在SDO/AIA观测中发现了日冕环中的小振幅无衰减振荡。我们在日冕环中模拟这种振荡，并研究波加热效应，分别考虑扭结和Alfv{é}n驱动器和通量管底部的混合驱动器。横向振荡和Alfv{é}n振荡都可以导致KHI。同时，在环路中建立的Alfv{é}n振荡将经历相位混合.这两个过程都会产生小的空间尺度结构，这有助于波能的耗散。事实上，我们观察到环路区域的内能和温度的增加。对于包含混合扭结和Alfv{é}n驱动器的模拟，加热更加明显。这意味着，混合波模式可以导致更有效的能量耗散在湍流状态的等离子体和KHI涡作为一种代理，以消散能量在其他波模式。此外，我们还获得了使用FoMo代码的正演模拟结果。我们得到的前向模型是非常相似的无衰减振荡的观测。由于仪器分辨率的限制，既不能观察到Alfv{é}n模，也不能观察到精细结构。因此，数值研究表明，Alfv{é}n模式可能会与扭结模式共存，导致加热增强。
2018-11-19 astro-ph.SR
Assessing the Capabilities of Dynamic Coronal Seismology of Alfvénic Waves through Forward Modeling
日冕地震学是太阳物理学中的一种诊断工具，用于测量难以测量的参数;在这些参数中，磁场值可以说是最重要的。结合观测资料和磁流体动力学波动理论，推导了这些参数。迄今为止，日冕地震学已成功地应用于各种单振荡事件。此类事件相对罕见，导致很少使用诊断。然而，太阳大气层中无处不在的波可能使动态日冕地震学成为可能，这涉及日冕参数的连续反演，并将在太阳物理学的许多领域中构成巨大的飞跃。在本文中，我们研究的鲁棒性和准确性的磁场诊断应用于前向建模的三维MHD模拟传播Alfvénic波。我们发现，地震学测量的磁场值是令人放心的接近输入值（20%以内）的范围内的设置研究，提供动力冠状地震学的进一步发展的鼓励和信心。
2018-04-16 astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: I. Statistics and CME source region characteristics
我们使用STEREO EUVI和COR仪器获得的高时间节奏图像来研究日冕物质抛射（CME）的演变，从它们的开始，通过脉冲加速到传播阶段。对于一组95 CME，我们推导出详细的高度，速度和加速度的配置文件和统计分析特征CME参数：峰值加速度，峰值速度，加速持续时间，启动高度，峰值速度，峰值加速度和CME源区域的大小的高度。得到的日冕物质抛射的峰值加速度范围为20 ~ 6800 m·s ^2，与加速度持续时间和峰值加速度时的高度成反比。74%的事件在低于0.5 Rsun的高度达到峰值加速度。起源于日冕低层致密源的日冕物质抛射更具有冲击性，在较小的高度上达到更高的峰值加速度。这些发现可以用洛伦兹力来解释，洛仑兹力驱动日冕物质抛射的加速度，并随高度和日冕物质抛射的大小而减小。
2011-08-02 astro-ph.SR
Measurements of the solar coronal magnetic field based on coronal seismology with propagating Alfvenic waves: forward modeling
本文建立引力分层磁通量管的MHD模型并激发向上传播的扭结波，通过正向建模合成Fe XIII谱线并利用日冕震学推断磁场，验证了该方法可靠性并分析了测量误差因素。
2024-11-13 astro-ph.SR
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 astro-ph.SR
Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events with Associated Coronal Mass Ejections
研究了Wind卫星观测到的富含Fe的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中He ~ Pb元素的丰度，以及它们与SOHO卫星上的大角度光谱日冕仪（LASCO）观测到的日冕物质抛射（CME）的关系.平均而言，这些事件中的元素丰度与低Z下的日冕丰度相似，但对于较重的元素，离子的质荷比A/Q（在日冕温度为2.5-3 MK时）以幂律增加，Ne为3倍，Fe为9倍，75<Z<83为900倍。丰度的能量依赖性在2-15 MeV/amu范围内是最小的。在1994年11月至2013年8月期间，我们使用Wind航天器发现了111个富铁脉冲SEP事件，与CME的关联率为69%。日冕物质抛射是狭窄的，中位宽度为75度，典型地来自太阳的西半球，中位速度约为600公里/秒。几乎所有SEP发作都发生在CME发作后1.5-5 h内。越快（>700 km/s），我们样本中较宽的CME与具有日冕丰度的SEP有关，表明具有完全电离的He，C，N和O的热日冕等离子体以及相对于He的较重元素的适度增强，但较慢（<700 km/s），较窄的CME从较冷的等离子体中出现，其中较高的SEP质荷比A/Q产生更大的丰度增强，甚至对于C/He和O/He。显然，脉冲SEPs加速的开放磁重联区域也提供了驱逐CME等离子体的能量，这说明了一个强大的，可能是普遍的脉冲SEP-CME关联。
2014-04-12 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 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
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
Response to the comments of Dwivedi and Srivastava on the propagation and dissipation of Alfven waves in coronal holes
钱德拉[1]试图表明，Dwivedi和Srivastava [2]（以下简称DS）的工作甚至可以分析研究，他们的结果是错误的。Dwivedi和Srivastava [3]选择了Chandra [1]的一些值，并试图表明它们在物理上是不可接受的。Chandra [1]的一些结果在物理上是不可接受的，因为这些结果是DS错误方法的结果。然而，结果是数值正确的，而DS的结果是数值错误的。
2009-12-20 astro-ph.SR
Coronal Sources of Impulsive Fe-Rich Solar Energetic Particle Events
我们回顾了1994年至2013年期间观测到的111个富铁脉冲太阳高能（$\sim$ 3 MeV/nuc）粒子（SEP）事件的最新工作。强元素丰度增强与A/Q（离子质荷比）成比例，为（A/Q）$^α$，其中2 $< α<$ 8用于不同事件。大多数富铁事件与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关，而那些具有较大$α$的事件与较小的耀斑、较慢和较窄的CME以及较低的SEP事件注量有关。满足观测到的A/Q增强所需的窄平衡温度范围为2.5- 3.2 MK，远低于$>$ 10 MK的特征耀斑温度。只有少量的SEP事件稍微超出这个温度范围，发现在扩大搜索的脉冲富铁事件。在时间上孤立的事件和在集群中发生的事件的特征是相似的。目前的挑战是确定富铁事件的太阳来源。在2.5- 3.2 MK范围内的环境日冕区广泛分布在活动区内外。我们探讨的可能性，从热等离子体在重接电流片的背景下观察到的标准和井喷射流加速。最近的电流片重连建模提供了一个基础的A/Q增强。
2015-09-30 astro-ph.SR
The influence of numerical resolution on coronal density in hydrodynamic models of impulsive heating
数值空间分辨率的影响，在模型中的太阳日冕和日冕/色球界面的脉冲加热范围内的幅度使用一维流体动力学模拟检查。结果表明，分辨率不足的主要影响是日冕密度。欠分辨环通常具有比经受相同加热的分辨环低至少两倍的峰值密度，在衰变阶段具有更大的差异。低分辨率环的温度也较低，这表明缺乏分辨率不会“阻碍”日冕中的热通量。在所有情况下，模型中的能量都保持在1%以下，这表明这不是低密度的原因。相反，我们认为，在欠解析循环的热通量“跳跃”的过渡区的致密色球层，它是辐射，而不是加热和烧蚀过渡区等离子体。这强调了日冕和色球层之间的相互作用只通过过渡区的介质发生。三维磁流体动力学日冕模型的影响进行了讨论。
2013-05-07 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation and phase mixing of Alfvén waves in coronal loops
阿尔文波的相位混合作为一种可能的日冕加热机制已经被广泛研究，但没有完全的热力学后果被认为是自洽的。有人认为，在某些情况下，加热的热力学反馈可以大大影响横向密度梯度，甚至抑制相混合过程。在本文中，我们使用的MHD模拟与适当的计算条款，包括量化的蒸发加热后的相位混合的阿尔文波在日冕环和这种蒸发的横向密度分布的影响。使用Lare 2D代码进行数值模拟。我们建立了一个由场向热力学平衡和交叉场（背景）加热分布组成的2D回路模型。实现了连续、正弦、高频Alfvén波驱动器。当阿尔文波沿着场传播时，由于环的冠状部分中的交叉场密度梯度，它们经历相位混合。我们研究了场向流的存在，加热的相位混合阿尔文波的耗散，以及随后的蒸发从低层大气。我们发现阿尔文波的相位混合导致环壳区域的适度加热和色球物质蒸发到日冕中，上升流仅为5-20 m/s。虽然蒸发导致的质量增加的壳区域的环路，密度梯度的影响，因此，在相混合过程中，是微不足道的。本文自洽地研究了色球蒸发对日冕环中交叉场密度梯度和相位混合过程的影响。我们发现，在我们的特定设置（小振幅，高频波）的影响太小，显着改变密度梯度。
2020-02-26 astro-ph.SR
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
Signatures of Alfven waves in the polar coronal holes as seen by EIS/Hinode
上下文我们诊断的性质的羽流和羽流间区域在极冕洞和波的作用，在加速的太阳风。目标。我们试图检测阿尔芬波是否存在于极冕洞通过EUV线宽的变化。方法.使用光谱观测在极冕洞区域与EIS光谱仪日出，我们研究的线宽和电子密度的变化作为高度的函数。我们使用了Fe xii 186.88 A & 195.119 A和Fe xiii 203.82 A & 202.04 A的密度敏感线对。结果对于极地地区，线宽数据表明，非热视线速度从26公里/秒，在1000以上的边缘增加到42公里/秒，约15000（即110，000公里）以上的边缘。在相同的距离上，电子密度从3：3 × 10^9 cm^-3下降到1：9 × 10^8 cm^-3。结论.这些结果意味着，非热速度是成反比的平方根的电子密度，在很好的协议与无阻尼径向传播的线性阿尔芬波的预测。我们的数据提供了在极冕洞区域的阿尔芬波的签名，这可能是重要的太阳风的加速。
2009-06-25 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfvén waves. II. Extended analysis and effect of magnetic twist
在以前的工作中已经表明，扭转阿尔文波可以在具有纯轴向磁场的非均匀日冕环中驱动湍流。在这里，我们探讨的作用，磁扭曲。我们的模型作为一个横向不均匀的直通量管，锚定在光球，并嵌入在一个统一的日冕环境的日冕环。我们认为磁场是扭曲的，并通过模型的自由参数来控制磁扭曲的强度。我们激发纵向基本模式的立扭阿尔芬波，其时间演化是通过高分辨率的三维理想磁流体动力学数值模拟。我们发现扭转阿尔文波的相位混合在垂直于磁场线的方向上产生速度剪切。速度切变最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi）。在弱扭曲的磁管中，KHi能够非线性地增长，随后，在冠状环中以与未扭曲的情况类似的方式驱动湍流。如果磁扭曲仍然很弱，磁扭曲的作用是延迟KHi的开始，减缓湍流的发展。相反，当磁扭曲足够强时，磁张力可以抑制KHi的非线性增长，即使KHi已经被相位混合剪切局部激发。因此，在强扭曲环中不会产生湍流
2022-09-19 astro-ph.SR
Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Can Large Time Delays Observed in Light Curves of Coronal Loops be Explained by Impulsive Heating?
太阳日冕环的光变曲线通常首先在与较高温度相关的通道中达到峰值，然后在与较低温度相关的通道中达到峰值。不同的窄带EUV通道之间的时间延迟已经测量了许多单独的循环，最近为每个像素的活动区域观察。活动区域通道间的时间延迟值范围很广，最大值为$>$ 5，000 μ s。这些大的时间延迟占像素的3-26\%（取决于通道对），其中测量到显著的正时间延迟。有人认为，时间延迟可以用脉冲加热来解释。在本文中，我们调查是否可以解释这个假设，通过模拟一系列的日冕回路不同的加热速率，回路长度，丰度和几何形状，以确定一组四个EUV通道之间的预期时间延迟的范围。我们发现，脉冲加热不能解决在两个通道对中观察到的最大的时间延迟，并且大部分的大时间延迟只能用长的，扩大的光球丰度循环来解释。额外的观察可能会排除这些模拟作为长时间延迟的解释。我们认为，以这种方式发现的时间延迟可能不代表真正的环路演化，或者脉冲加热和冷却的情况可能太简单，无法解释的意见和其他加热的情况下，必须探讨。
2015-12-18 astro-ph.SR
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 astro-ph.SR
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
Contribution of mode coupling and phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating
日冕中阿尔文波的相位混合被认为是解释日冕加热的一个可能的候选者。虽然这种情况得到了日冕中携带足够波能的无处不在的振荡的观测和描述小尺度结构中能量集中的理论模型的支持，但仍然不清楚这种波能是否可以维持百万度的日冕。这项工作的目的是评估有多少能量可以通过在圆柱形日冕结构（如日冕环）中传播Alfvénic波引发的相混合过程转换，并估计对日冕加热的影响。为此，我们运行3D磁流体模拟的磁化圆柱体的阿尔文速度变化通过边界壳和一个脚点驱动器被设置为触发扭结模式，该模式耦合到扭转阿尔文模式的边界壳。这些阿尔文波预计相混合和系统允许我们研究随后的热能沉积。我们运行参考模拟来解释主要过程，然后改变模拟参数。当我们考虑高值的磁阻和强足点驱动器时，我们发现i）相混合导致$10^5$ K或更少数量级的温度增加，这取决于边界壳层的结构，ii）这种能量能够平衡仅在加热所涉及的局部区域中的辐射损失，iii）以及驱动器的边界层和持久性如何影响系统的热结构。我们的结论是，由于我们采用的极端物理参数和对系统加热的适度影响，相混合不太可能在全球范围内对日冕加热做出贡献。
2017-03-16 astro-ph.SR
On excited frequencies for Alfvén waves in a coronal arcade
磁拱的正常振荡模式被用来解析地解决初始值问题，并估计在日冕重联事件所产生的波频率的功率谱。在一个现实的参数范围内，我发现，这样的干扰产生的峰值功率在$\sim10$的$\mathrm{mHz}$频率，但仍有相当大的功率高达$\sim4\mathrm{Hz}$。目前仪器的节奏和灵敏度不允许在这些频率下观察振荡，但在不久的将来，新的仪器将能够探测这一制度，并通过观测确定其能量的重要性。
2017-09-11 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfven waves
观测和数值模拟都表明，阿尔文波可能携带足够的能量来维持太阳大气等离子体的高温。然而，波能的热化是低效的，除非考虑非常短的空间尺度。相混合是一种可以将能量降低到耗散长度的机制，但它的作用时间太长。在这里，我们研究如何湍流，驱动的相位混合扭转阿尔芬波在日冕环的非线性演化，是能够采取波能量下降到耗散尺度比线性相位混合理论预测的要快得多。我们考虑一个简单的模型，横向不均匀的圆柱形磁通管与恒定的轴向磁场。通量管受到扭转阿尔芬驻波基本模式的扰动。通过数值求解三维理想磁流体动力学方程，研究了磁流体的时间演化。最初，扭转Alfven波由于密度的横向变化而经历相位混合的过程。在仅仅几个周期的扭转波之后，由相混合产生的方位角剪切流最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi），并且通量管随后被驱动到湍流状态。湍流是非常各向异性的，并且仅横向于背景磁场发展。在湍流开始后，有效雷诺数在通量管中的下降速度远远快于仅由相混合控制的初始线性阶段。我们的结论是扭转阿尔芬波的非线性演化，以及相关的KHi，是一个可行的机制，在日冕循环湍流的发病。
2021-03-31 astro-ph.SR
Impulsively Generated Wave Trains in Coronal Structures: I. Effects of Transverse Structuring on Sausage Waves in Pressureless Tubes
被困香肠模式的轴向群速度的行为起着重要的作用，在确定脉冲产生的波列，这往往被调用来占准周期信号的数量可观的日冕结构的准周期秒。我们进行了全面的本征模分析，分析和数值，香肠模式的色散特性在无压管与三个家庭的连续径向密度分布。我们发现轴向群速度$v_{\rm gr}$对轴向波数$k$的依赖性有丰富的变化。根据密度对比度和剖面陡度以及详细的剖面描述，$v_{\rm gr}-k$曲线具有或不具有截止波数，并且它们可以以单调或非单调方式表现。与时间相关的模拟，我们进一步表明，这种丰富的各种群速度特性严重影响的时间演化和Morlet谱的脉冲产生的波列。特别是，Morlet光谱可以看起来与“疯狂的蝌蚪”发现的大量研究不连续的密度分布有很大的不同。我们的结论是，有必要重新检查现有的高节奏的数据，以寻找丰富的时间和光谱特征，它可以用来区分未知形式的横向冠状结构的密度分布。
2016-12-30 astro-ph.SR
On the origins of coronal Alfvénic waves
本研究利用DKIST Cryo-NIRSP高分辨率观测分析日冕阿尔文波功率谱，结合物理模型表明其主要源于光球对流激发，并受反射、部分电离耗散及p模转换等机制调控。
2025-05-13 astro-ph.SR
Implosion of coronal loops during the impulsive phase of a solar flare
本文研究了太阳耀斑中的内爆运动与以振荡结构和粒子加速形式出现的能量再分配之间的关系。耀斑SOL 2012 -03- 09 T03：53（M6.4）显示了不可逆（逐步）日冕内爆的明确证据。极紫外（EUV）图像显示，在耀斑的脉冲阶段，至少有四组日冕环在不同的高度覆盖在耀斑核心上，进行快速收缩。这些收缩在耀斑爆发后一分钟左右开始，收缩率与硬X射线（HXR）和微波辐射的强度密切相关。它们似乎也与日冕物质抛射（CME）和全球极紫外波的形成有关的变暗有着密切的关系。现在有几项研究已经探测到在太阳耀斑期间日冕的收缩运动，这可以解释为释放能量所必需的内爆。我们的研究结果证实了这一点，并加强与耀斑脉冲阶段的关联。我们添加到现象，注意到存在的振荡变化揭示了GOES软X射线（SXR）和空间积分EUV发射在94和335？我们确定脉动的$\approx 60$秒SXR和EUV数据，我们解释为持久的，半定期压缩的耀斑核心区域调制等离子体温度和排放措施。在一个大的区域内观察到的环路振荡，也使我们能够提供粗略的估计能量暂时存储在本征模式的活动区结构，因为它接近其新的平衡。
2013-09-26 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
Observations of the Coronal Mass Ejection with a Complex Acceleration Profile
研究了具有复杂加速度剖面的日冕物质抛射。事件发生于2009年4月23日。它有一个脉冲加速阶段，一个脉冲减速阶段，和第二个脉冲加速阶段。在其演化过程中，CME表现出不同的加速机制：扭结不稳定性，突出排水，耀斑重联，和CME-CME碰撞的签名。观测的特点是使用了TESIS EUV望远镜。该仪器可以在距离太阳中心2 $R_\odot$的Fe 171日冕线上成像。这使我们能够追踪CME直到LASCO/C2视场，而不会从视线中丢失CME。CME的发生是由扭结不稳定性引起的。扭结不稳定后出现大量引流。物质的排泄只起辅助作用：它减少了CME的质量，这有助于加速CME。第一个脉冲加速阶段是由耀斑重联引起的。在第一个脉冲加速阶段，我们观测到了两个带状耀斑和软X射线通量的增加。脉冲减速和第二脉冲加速阶段是由CME-CME碰撞引起的。所研究的事件表明，日冕物质抛射是一种复杂的现象，不能只用一种加速机制来解释。我们应该寻求不同机制的组合，在它们演化的不同阶段加速日冕物质抛射。
2017-12-18 astro-ph.SR
Hydrogen and the Abundances of Elements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events
在对太阳高能粒子（SEP）化学元素丰度分布的研究中，氢几乎被完全忽略。我们试图找到H符合这些丰度模式的脉冲事件，并记录不符合这些模式的事件，从而提出差异的可能原因。对于24%的较小的脉冲SEP事件，H的相对丰度符合6 <= Z <= 56元素丰度的幂律拟合的一个标准差，相对于日冕丰度。在高强度的脉冲事件中，H可以是其预期值的10到100倍。在这些较大的事件中，在高波数下增加的散射可能优先滞留H，可能具有自放大波;在某些事件中，事件前质子背景可能起作用。然而，在大多数大的脉冲SEP事件中，相关的冲击波所起的作用一定比以前认为的要大得多;快速（> 500 km/s）的日冕物质抛射占脉冲事件的62%。冲击可以从周围的日冕等离子体或残余背景中采样质子，以及从太阳喷流中的磁重联区域注入的重脉冲SEP离子的再加速。过量的H可以是冲击加速度的特征。
2019-03-07 astro-ph.SR
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
2012-07-27 astro-ph.SR
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
Recent Observations of Plasma and Alfvenic Wave Energy Injection at the Base of the Fast Solar Wind
我们采取股票最近的观察，确定情节等离子体加热和注入的Alfvenic能量的基础上快速太阳风（在冕洞）。等离子体加热与色球针状体的出现有关，这些针状体以100 km/s的速度离开太阳低层大气，较热的日冕针状体发出根部加热的辐射特征，迅速达到1 MK的温度。此外，相同的针状体和它们的日冕对应物（“日冕扰动”; PCD）表现出大振幅、高速度、阿尔文（横向）运动，其能量足以将物质加速到高速。我们建议，这些（脱节的）加热和加速组件形成一个一个两冲供应，然后加速，快速太阳风。我们认为这个概念上的一些成分的限制，延长的前提下，缓慢的太阳风，并确定未来的探索途径。
2012-05-16 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
Impulsive Thermal X-ray Emission from a Low-lying Coronal Loop
了解不同辐射成分之间的关系对于研究太阳耀斑中粒子加速和能量转换具有重要意义。在耀斑中，渐进和脉冲发射成分可以很容易地识别，脉冲发射已被归因于非热粒子。本文详细分析了GOES B类太阳微耀斑环的Hα和X射线观测资料。脉冲硬X射线发射，然而，被发现是一致的热，准热的起源，并有很少的证据表明，从色球足点，挑战传统的耀斑模型，揭示了一类微耀斑与密集的环路。Hα观测表明，环位于日冕甚至色球层的很低的位置，在耀斑期间，发射和吸收物质都发生了演化。当低位耀斑环加热底层色球层并降低相应的Hα不透明度时，增强的Hα发射很可能起源于光球。这些观测结果可以与具有内部扭结不稳定性的耀斑环的详细建模进行比较，其中模式保持局限在空间中而没有明显的全球场形状变化，以揭示潜在的物理过程并探测太阳大气结构。
2013-04-20 astro-ph.SR
Variations in Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events and Related CMEs and Flares
我们研究了富铁脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素He到Pb丰度增强的事件间变化及其与相关日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑性质的关系。使用最小二乘法程序，我们适合的幂律增强元素丰度作为其质荷比A/Q的函数，以确定功率和日冕温度（决定Q）在每个111脉冲SEP事件之前确定的。具有最陡元素增强的单个SEP事件，例如~（A/Q）^[6]，往往是较小的、低通量的事件，具有更陡的能谱，与B级和C级X射线耀斑、较冷的（~2.5 MK）日冕等离子体以及狭窄的（<100 deg）、较慢的（<700 km/s）日冕物质抛射有关。另一方面，更高通量的SEP事件具有更平坦的能谱，重元素的增强不那么剧烈，例如~（A/Q）^[3]，并且来自与C、M甚至X级X射线耀斑和更宽的日冕物质抛射相关的更热的日冕等离子体（~3.2 MK）。~ 3 He/~ 4 He的增高与重元素的增高无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄、缓慢的日冕物质抛射、较冷的日冕等离子体以及B和C类X射线耀斑的关联甚至比其他富铁脉冲SEP事件更强，3 He的增强较小。
2014-07-29 astro-ph.SR
Modeling of Condensations in Coronal Loops Produced by Impulsive Heating
本文利用ARGOS代码模拟纳耀斑脉冲加热冕环，发现随机化加热分布会抑制冷凝聚物并缩短其持续时间，但参数平均超临界时仍可能偶发凝聚，可为日冕加热诊断提供依据。
2024-02-09 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper II: Nonlinear Simulations
我们使用MHD模拟检测扭转阿尔文波传播的非线性效应的潜在磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。在论文I中，我们考虑了扭转阿尔文波传播的线性化控制方程的解，并使用我们开发的名为WiggleWave的有限差分求解器表明，在某些情况下，波阻尼比我们的解析解预测的要强。在本文中，我们考虑是否阻尼将进一步增强的非线性效应的存在。我们首先推导出扭转阿尔芬波传播的非线性控制方程，并确定引起磁声扰动耦合的项。然后，我们将名为Lare3d的MHD求解器的模拟输出与WiggleWave的输出进行比较，以检测非线性效应，例如：通过阿尔文波激发磁声波，通过耦合到感应磁声波的阿尔文波的自相互作用，以及由于这些压缩扰动的陡化而在大气层更高处形成激波。我们认为，这些非线性效应的存在下，在太阳日冕将导致阿尔文波加热，超出了预期的相位混合单独。
2022-01-07 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
2009-03-23 astro-ph.SR
Coronal magnetic topology and the production of solar impulsive energetic electrons
我们调查了2002年10月20日太阳脉冲高能电子（SIEE）事件的两个候选太阳源或活动区（AR）。考虑仪器效应，利用SIEE的速度色散，导出了SIEE的太阳粒子释放时间。发现在太阳上存在双电子注入。低能量（<13 keV）的电子注入与AR 10154中的C6.6耀斑一致，并伴随着突出的III型射电爆发，而不是AR 10160中更强的M1.8耀斑。然而，M1.8耀斑产生微弱的III型射电暴。而当一个类似喷流的日冕物质抛射到2.6个太阳半径时，9分钟后释放出25到300 keV的电子。基于位场源面（PFSS）模型，我们进一步研究了这两个AR上方的日冕磁位形。研究发现，起源于AR10154并与地球连接良好的开放场线为高能电子提供了逃逸通道。只有一小部分磁场在AR 10160上方开放，这是微弱的III型射电爆发的原因。然而，这些线并没有很好地连接起来，使得近地航天器无法探测到SIEE。这些结果似乎建立了日冕磁拓扑结构，III型射电暴的形成和SIEE的产生之间的物理联系。
2013-07-17 astro-ph.SR
On existence of two different mechanisms for forming coronal mass ejections
我们确认的脉冲和渐进的CME运动轨迹之间的初始阶段的初步研究中发现的主要差异。通过对2008年3月25日和2010年6月13日两次脉冲CME的动力学研究以及MHD近似计算，我们得出结论：脉冲CME的形成始于太阳光球层之下，可能与对流区磁管的超声速出射有关。在光球层水平上，这种管的径向速度可以达到数百km/s $^{-1}$，它们的角尺寸为$d\approx$（1-3）$^\circ$。它们从对流区上升的一个可能原因是“慢波”不稳定性（帕克不稳定性）。
2011-12-06 astro-ph.SR
Spectroscopic signature of Alfvén waves damping in a polar coronal hole up to 0.4 solar radii
2009年2月24日至25日，日之出号宇宙飞船上的EIS光谱仪在南极冕洞上方连续进行了超过22小时的特殊“坐着看”观测。为了用EIS研究非热谱线加宽，光谱是用1”狭缝在离临面覆盖高度达太阳表面以上0.48 R $_\odot$（$3.34\times 10^2$ Mm）的情况下获得的。观测到Fe { \sc xii} $λ$ 186.88、Fe { \sc xii} $λ$ 193.51、Fe { \sc xii} $λ$ 195.12和Fe { \sc xiii} $λ$ 202.04等谱线，统计数据良好，可达高海拔，并对它们进行了分析。结果表明，Fe { \sc xii} $λ$ 195.12谱线的半高宽先增大，然后减小，最大值为$\simeq 0.14$ R $_\odot$。EIS杂散光已被估计和消除。导出的电子密度和非热速度剖面已被用来估计阿尔文波的总能量通量传输的边缘在极冕洞高达$\simeq 0.4$ R $_\odot$。计算出的阿尔文波能量通量密度$f_w$随高度从0.03 R $_\odot$时的$f_w \simeq 1.2 \cdot 10^6$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$逐渐衰减到0.4 R $_\odot$时的$f_w \simeq 8.5 \cdot 10^3$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，平均能量衰减率为$…
2012-08-27 astro-ph.SR
Observational Quantification of the Energy Dissipated by Alfvén Waves in a Polar Coronal Hole: Evidence that Waves Drive the Fast Solar Wind
我们提出了一个测量的能量携带和消散的阿尔文波在极冕洞。阿尔文波被认为是加热日冕并驱动太阳风的能源。先前的工作表明，在冕洞中，线宽随着高度的增加而减小，这是波阻尼的特征，但无法量化波损失的能量。这是因为线宽取决于非热速度v_nt和离子温度T_i两者。我们已经实现了一种方法来分离的T_i和v_nt的贡献使用的观察，在低高度的波是无阻尼和离子温度不随高度变化。这使我们能够确定在低高度处波浪携带的能量，该能量与v_nt成比例。我们发现，在2007 - 2009年的太阳活动极小期，存在的初始能流密度为6.7 +/- 0.7 x 10^5 erg cm^-2 s^-1，这足以加热冕洞并加速太阳风。此外，我们发现，大约85%的这种能量耗散低于1.5 R_太阳，足够低的热传导可以传输整个冕洞的能量，加热它和驱动快速的太阳风。剩余的能量与模型显示的为快速太阳风提供音速点以上的扩展加热所需的能量大致一致。我们还研究了T_i，发现T_i随离子种类的不同而在1 - 2 MK的范围内。
2013-08-29 astro-ph.SR
The Heating of Solar Coronal Loops by Alfven Wave Turbulence
在本文中，我们进一步发展了一个模型的加热日冕环阿尔芬波湍流（AWT）。阿尔芬波被假定为从光球圈两端的一组千高斯通量管发射。利用三维磁流体动力学（MHD）模型的活动区环路，我们研究如何从相邻的通量管波相互作用的色球层和日冕。对于一个特定的模型参数组合，我们发现，AWT可以产生足够的热量，以保持约2.5 MK的峰值温度，略低于3-4 MK的活性区的核心中观察到的温度。加热速率在空间和时间上变化很大，但模拟加热事件的持续时间小于1分钟，不太可能重现所观察到的活动区域的广泛差分发射测量分布。模拟得到的谱线非热宽度约为27 km/s，与观测值相比偏高。因此，目前的AWT模式不满足观测约束。另一种“磁编织”模型被认为是日冕磁力线受到缓慢的随机足点运动，但我们发现，这种长周期的运动产生的热量比较短的周期波内发射的通量管少得多。我们讨论了几种可能性，以解决在活跃地区产生足够的热循环的问题。
2017-10-13 astro-ph.SR
Impulsively generated sausage waves in coronal tubes with transversally continuous structuring
被捕获的香肠波的纵向群速度的频率依赖性在确定脉冲产生的波列中起着重要的作用，脉冲产生的波列常常被用来解释日冕环中的准周期信号。我们研究如何群速度（$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
Alfven Wave Solar Model (AWSoM): Coronal Heating
我们提出了一个新版本的阿尔芬波太阳模型（AWSoM），一个全球性的模型，从上色球层的日冕和日光层。日冕加热和太阳风加速的低频阿尔芬波湍流解决。阿尔芬波能量在内边界处的注入使得坡印廷通量与磁场强度成比例。利用光球磁场测量数据模拟了三维磁场拓扑。该模型不强加开闭磁场边界;这些边界自洽地发展。物理学包括：（1）该模型采用三种不同的温度，即各向同性电子温度和平行和垂直离子温度。考虑了由于离子温度各向异性引起的水龙带、镜面和离子回旋不稳定性。(2)阿尔文波部分地被沿磁力线的阿尔文速度梯度和涡度反射。由此产生的反向传播波是非线性湍流级联的原因。平衡湍流由于不相关的波附近的封闭场线的顶点和由此产生的高温解决。(3)为了将波浪耗散分配到三个温度，我们采用线性波浪阻尼和非线性随机加热理论的结果。(4)我们考虑了碰撞和无碰撞的电子热传导。我们比较了CR2107的模拟多波长EUV图像与STEREO/EUVI和SDO/AIA仪器的观测。我们证明，由于强磁场附近的活动区域的反射加强耗散和可观察到的发射足够。
2013-12-03 astro-ph.SR
