Transition region-induced kinetic Alfven wave conversion. Electric displacement field
Independent researcher（独立研究者）
研究过渡区对动能阿尔芬波的传播、传输与反射过程，揭示电位移场变化及能量再定向机制。
2026-05-11 astro-ph.SR
Cross-scale energy transfer from fluid-scale Alfvén waves to kinetic-scale ion acoustic waves in the Earth's magnetopause boundary layer
本文通过观测与计算证明地球磁层顶边界层中流体尺度阿尔芬波可通过磁压梯度驱动压缩模式，加速并加热离子，激发动理学尺度离子声波，从而揭示一种跨尺度能量转移与等离子体加热机制。
2024-11-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Fully Kinetic Simulation of 3D Kinetic Alfven Turbulence
我们目前的结果从一个三维的粒子在细胞模拟等离子体湍流，类似的等离子体条件下发现的动力学尺度的太阳风。在亚离子范围内的湍流的光谱特性是一致的动力学Alfven波的理论预期。此外，我们计算的局部各向异性，定义的关系$k_{\parallel}(k_{\perp})$，其中$k_{\parallel}$是一个特征波数沿本地平均磁场在垂直尺度$l_{\perp}\sim 1/k_{\perp}$。亚离子射程各向异性与$k_{\parallel}<k_{\perp}$的尺度相关，线性与非线性时间尺度之比为1阶，表明动力学级联接近临界平衡状态。我们的研究结果与一些\emph{in situ}太阳风观测结果相比，并证明了-从第一性原理-等离子体湍流模型的可行性，该模型基于一个临界平衡的级联动力学Alfven波。
2018-03-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Phase-Mixing and Dissipation of Standing Shear Alfven waves
本文研究了阿尔文背景速度不均匀区域中的剪切阿尔文驻波包的相位混合和耗散。我们研究了Heyvaerts和Priest（1983）提出的随时间变化的指数阻尼律$\exp(-At^3)$在不同的Lundquist数$S$和Reynolds数$R$范围内的有效性。数值结果表明，该方法对$(R,S)\geq 10^7$是有效的.
2009-11-25 astro-ph.SR
Linear and Non-Linear Landau Resonance of Kinetic Alfvén Waves: Consequences for Electron Distribution and Wave Spectrum in the Solar Wind
研究了太阳风中的动力学Alfven波湍流，结果表明非麦克斯韦电子分布函数对太阳风等离子体动力学有重要影响。线性朗道阻尼导致平行电子分布函数中的平台的形成，其显著减小朗道阻尼率。波的非线性散射等离子体粒子被推广到短波长，它被发现，对于太阳风参数，这种散射是占主导地位的过程相比，三波衰减和合并的波矢量范围。合并这些影响导致陡峭的频谱之间的惯性和耗散范围的频谱指数在2和3之间。该区域可以被标记为散射范围。在太阳风等离子体中已经观察到这种陡峭化。
2010-08-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Anisotropic magnetohydrodynamic turbulence driven by parametric decay instability: the onset of phase mixing and Alfvén wave turbulence
我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟的参数衰减不稳定性的Alfvén波和由此产生的可压缩MHD湍流，这是可能发展的太阳风加速区。由于平均磁场的存在，非线性阶段的特征在于类似于顺磁结构和各向异性级联。通过计算相混合的时间尺度和Alfvén波湍流的演化，发现非线性阶段的早期主要是相混合，而后期主要是不平衡的Alfvén波湍流。结果表明，太阳大气中密度起伏较大的区域，如日冕底部和风加速区，主要由相位混合阿尔芬波加热，而其它区域主要由阿尔芬波湍流加热.
2018-05-25 astro-ph.SR
On the Physics of Kinetic-Alfven Turbulence
观测揭示了太阳风在亚质子尺度上磁场和密度等离子体涨落的近似幂律谱，这表明存在湍流级联。我们讨论了微尺度等离子体波动的三场和两场模型，然后给出了动力学Alfven湍流的两场模型的数值模拟结果，该模型模拟了亚质子尺度下的等离子体运动。
2013-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Phase Mixing of Alfvén Waves Near a 2D Magnetic Null Point
研究了线性阿尔文波脉冲在二维日冕零点附近非均匀等离子体中的传播。当考虑均匀等离子体密度时，可以看出，尽管平衡阿尔文速度变化，但最初平面的阿尔文波前仍然是平面的，并且所有的波都聚集在分离面处。因此，在非理想情况下，这些阿尔夫文扰动优先在这些位置耗散能量。对于非均匀的平衡密度，它被发现，阿尔文波前是显着扭曲远离最初的平面几何形状，邀请耗散由于相位混合的可能性。然而，尽管如此，我们得出的结论是，对于阿尔文波，电流密度积累和优先加热仍然主要发生在分界线，即使在一个非常不均匀的密度分布被认为是。
2014-07-07 astro-ph.SR
Imbalanced kinetic Alfvén wave turbulence: from weak turbulence theory to nonlinear diffusion models for the strong regime
本文采用保留离子有限Larmor半径修正、平行磁场涨落和电子惯性的动力学Alfvén波的双场哈密顿陀螺流体模型，研究了从MHD到亚离子尺度的湍流级联。特别注意的情况下，沿或相反的环境磁场传播的波之间的不平衡。对于弱湍流在电子惯性的情况下，动力学方程的保守量（总能量和广义交叉螺旋）的谱密度。他们提供了一个全球性的描述，在大尺度上减少MHD和电子减少MHD在小尺度上，以前在文献中考虑的制度之间的匹配。在超局域相互作用的限制下，导出了Fourier空间中的Leith型非线性扩散方程，并通过适当修改传输时间，将其推广到强湍流区。讨论了非平衡磁流体力学和平衡亚离子湍流与现有唯象模型的关系。事实证明，在色散效应的存在下，动力学对湍流保持稳定状态的方式很敏感。此外，在亚离子尺度下的总能量谱变得陡峭的广义交叉螺旋通量的增加。
2019-02-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Effects of electron drift on the collisionless damping of kinetic Alfvén waves in the solar wind
各向异性Alfvénic湍流的无碰撞耗散是解决太阳风加热问题的一个有希望的候选者。广泛的研究考察了简单麦克斯韦或双麦克斯韦等离子体中阿尔文波的动力学性质。然而，在太阳风中观测到的电子速度分布函数更为复杂。在这项研究中，我们分析了动力学阿尔文波在等离子体中的两个漂移电子布居的性质。我们数值求解线性化的麦克斯韦-弗拉索夫方程组，发现阻尼率和动力学阿尔芬波的质子-电子能量分配显着修改等离子体中，相比没有电子漂移的等离子体。我们认为，电子漂移是一个重要的因素考虑时，考虑的阿尔夫文湍流的耗散在太阳风或其他$β\sim 1$天体物理等离子体。
2015-05-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Evidence of Critical Balance in Kinetic Alfven Wave Turbulence Simulations
对动力学等离子体湍流进行了数值模拟，以评估临界平衡对动力学耗散尺度湍流的适用性。在频域中执行分析以避免执行湍流的局部分析中固有的复杂性。建立了耗散尺度临界平衡的理论模型，并与数值模拟结果进行了比较，两者吻合良好，这一结果构成了动力学湍流模拟中临界平衡的第一个证据，为各向异性湍流叶栅扩展到耗散范围提供了证据。我们还进行了欧拉频率分析的模拟数据，并将其与以前的研究磁流体动力学湍流模拟的结果进行比较。
2011-12-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Ion kinetic energy conservation and magnetic field strength constancy in multi-fluid solar wind Alfvénic turbulence
本文研究了高阿尔夫文快太阳风中大振幅低频波动的等离子体流体运动特性。我们表明，质子局部保存总动能时，从一个有效的参照系与波动。对于快风的典型性质，这个框架可以用α粒子来合理地识别，由于它们相对于质子以大约阿尔文速度沿着磁场漂移，所以不会参与流体的低频波动。利用它们的速度将质子速度转换到阿尔夫文湍流的框架中，我们证明了由此产生的等离子体运动的特征在于速度的绝对值恒定，电场为零，并且速度和磁场矢量对齐，正如平衡时单向阿尔夫文波动所预期的那样。我们认为，通过阿尔夫文湍流中速度和磁场之间的相关性，这种约束是观测到的磁场恒定性的起源：虽然对应于恒定能量的恒定速度只能在波动的框架中观察到，但在航天器框架中，对于伽利略变换不变的相应恒定总磁场仍然是观察特征，阿尔文湍流框架中的恒定总能量。
2015-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Dispersive and kinetic effects on kinked Alfvén wave packets: a comparative study with fluid and hybrid models
通过对低- $β$等离子体的MHD、Hall-MHD和混合模拟结果的比较，研究了色散和动力学效应对二维扭折Alfvén波包演化的影响.我们发现，霍尔项决定了在流体和混合模型的特征时间$τ^*=τ_a\ell/d_i$的波包的整体演变。波包的色散导致波能转换成内部等离子体能量。当考虑动力学质子时，质子内能的增加有来自等离子体压缩和相空间混合的贡献。后者发生在平行于引导装置磁场的方向上，这是由于质子以阿尔文速度与波包强制的可压缩模式共振。我们的研究结果之字形观测和太阳风能量的影响进行了讨论。
2023-02-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Fluid-like Behavior of Kinetic Alfvén Turbulence in Space Plasma
动力阿尔文波（KAWs）是MHD阿尔文波分支在相对于背景磁场高度倾斜传播的情况下的短波长延伸。对空间等离子体的观测表明，小尺度湍流主要是类KAW湍流。我们应用两种理论方法，碰撞双流体理论和碰撞动力学理论，获得的KAW极化依赖于$β_\mathrm{p}$（质子热压力的磁压力的比率）在离子陀螺仪的密度，体积速度和压力的波动的预测。我们进行小波分析的MMS磁鞘测量和比较的意见与这两种理论。我们发现，双流体理论预测的观测结果比动力学理论，这表明，小规模的KAW-like波动表现出类似流体的行为，在磁鞘中，虽然等离子体是弱碰撞。我们还提出了预测的KAW偏振的内层日光层是可测试的帕克太阳探测器和太阳轨道器。
2019-01-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Phase mixing of standing Alfven waves with shear flows in 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。在这里，我们研究了这种波的耗散由于相混合在剪切流和场的存在下，在分层的大气太阳针状体。假设初始流动沿针状体轴定向，并在x方向上线性变化，平衡磁场取二维且无发散。结果表明，剪切流场对阿尔芬驻波的阻尼有明显的促进作用。尽管阿尔芬波在太阳针状体中传播，但阿尔芬驻波在几个周期内就会消散。与扰动磁场的行为相反，随着高度的增加，扰动速度幅度确实增加。此外，还应强调的是，由于重力、剪切流和场的分层是骨针中MHD模型中应考虑的事实。
2012-09-09 astro-ph.SR
On the role of transition region on the Alfven wave phase mixing in 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。本文研究了在太阳针状体层结大气中存在定常流和剪切磁场时，由于相位混合引起的阿尔芬驻波的耗散。还考虑了色球层和日冕之间的过渡区。假设初始流动沿针状体轴向，平衡磁场取二维无发散。它是确定的，在传播阿尔芬波相反，阿尔芬驻波消散在时间，而不是在空间中。密度梯度和剪切磁场可由于相混合而增强阻尼。从我们的数值计算推导出的阻尼时间与骨针寿命很好地吻合。由于针状体是短暂的生命和瞬态结构，需要这样一个快速的耗散机制来将它们的能量输送到日冕。
2013-04-28 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
Fluid and gyrofluid modeling of low-$β_e$ plasmas: phenomenology of kinetic Alfvén wave turbulence
简化流体模型，包括电子惯性和离子有限拉莫尔半径的修正推导渐近，无论是从流体基本方程和陀螺流体模型。它们适用于具有小的离子-电子平衡温度比和低的$β_e$的无碰撞等离子体，其中$β_e$表示平衡电子压力与由强的、恒定的和均匀的磁引导场施加的磁压力之间的比率。流体和gyrofluid的方法之间的一致性，确保选择离子封闭关系所规定的底层订购。一个两个字段减少的陀螺流体模型有效的任意平衡温度比也被引入，并示出具有非正则的哈密顿结构。该模型提供了一个方便的框架来研究动力学阿尔文波湍流，从MHD到子$d_e$尺度（其中$d_e$适用于电子趋肤深度）。磁能量谱是在能量和广义螺旋度级联的垂直谱平面内唯象地确定的。绝对统计平衡的基础上的参数被用来预测的转移的方向，指出，在与$k_\perp^{-7/3}$横向磁谱的子离子范围内，广义螺旋度可以显示一个逆级联，如果在小尺度注入，例如通过重连过程。
2018-01-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Parallel electric field amplification by phase-mixing of Alfven waves
以前的数值研究已经确定了“相位混合”的低频阿尔芬波的平行电场放大和加速的电子在无碰撞等离子体的平均值。给出了理论解释，这是如何产生的平行电场的放大，并作为一个结果，也导致增强碰撞阻尼波的能量转移到电子。我们的结果是基于从漂移动力学理论得到的温暖等离子体中的阿尔芬波的性质，特别是它们的电子朗道阻尼率。在无碰撞低$β$等离子体中的相混合以非常类似于粘阻情况的方式进行，除了电子朗道阻尼是主要的能量耗散通道这一事实。所涉及的时间和长度尺度进行了评估。我们还着重研究了平行电场的演化过程，并计算了平行电场在放大过程中的最大值。
2010-06-14 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper I: Linear Solutions
我们推导出一个修正的解析解的扭转阿尔文波的传播和增强相位混合，在一个潜在的磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。此外，我们开发了一个名为TAWAS的程序，该程序使用IDL软件语言计算描述扭转Alfvén波的解析解。然后，我们使用TAWAS来证明，我们对解析解的修正和包含波反射对阿尔文波阻尼有显着的影响。我们继续利用TAWAS进行参数研究，以确定条件下，增强相混合是最强的。我们发现，相位混合是最强的高频阿尔芬波在磁场与高度发散的磁力线和没有密度分层。然后，我们提出了一个有限差分求解器，Wigglewave，它直接解决了系统的线性化演化方程。比较TAWAS和Wigglewave的解决方案，我们看到，我们的分析解决方案是准确的WKB近似的限制内，但低估了波阻尼，所造成的增强相位混合，超出WKB限制。TAWAS和Wigglewave都求解线性化的控制方程，而不是完整的非线性MHD方程。论文II将考虑模拟，解决了完整的MHD方程，包括重要的非线性效应。
2022-01-07 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
Entanglement of helicity and energy in kinetic Alfven wave/whistler turbulence
研究了在相对强的外磁场$b_0 {\bf e_\parallel}$存在下，磁螺旋度在动力学Alfvén波和斜哨声湍流中的作用.在这种情况下，湍流是强烈的各向异性和流体方程描述这两个制度是约化电子磁流体力学（REMHD）的推导，最初从回旋理论，也得到这里从可压缩霍尔MHD。我们使用Galtier \& Bhattacharjee（2003）导出的渐近方程来研究弱湍流区的REMHD动力学。分析的重点是磁螺旋度方程，我们得到的精确解：它们对应的纠缠关系，$n+\tilde n = -6$，其中$n$和$\tilde n$是垂直（${\bf b_0}$）波数磁能和螺旋度谱的幂律指数分别。因此，过去仅从能量方程导出的光谱，即$n=-2.5$和$\tilde n = - 3.5$，不是这个问题的唯一解决方案，而是表征直接能量级联。解$\tilde n = -3$是局部性条件的一个极限，它也是解析地得到的常螺旋度通量解。所获得的结果提供了一个新的范例，以了解太阳风湍流在亚离子尺度，它是经常观察到的$-3 < n < -2.5$。
2014-06-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Bi-Directional Energy Cascades and the Origin of Kinetic Alfvénic and Whistler Turbulence in the Solar Wind
观测到的太阳风中的亚质子尺度湍流光谱提出了湍流如何起源的问题。在太阳静止期对千电子伏高能电子的观测表明，它们可能是驱动湍流的自由能来源。使用粒子在细胞中的模拟，我们探讨如何在高能电子的自由能，释放的电子双流不稳定性驱动韦伯一样的电磁波，激发波波相互作用。因此，动力学Alfvénic波和哨声波都被激发，并通过反向和正向磁能级联演化。
2014-01-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Phase mixing and the 1/f spectrum in the solar wind
在太阳日冕和太阳风波动的能谱中观察到的1/f幂律的起源和演变在一小时左右的尺度上还没有完全理解。现有的一些理论旨在解释它，涉及线性和非线性机制。日冕和太阳风的一个经常被忽视的特性是它们高度不均匀的性质。本文研究了纯阿尔文波和表面阿尔文波在非均匀等离子体中的线性演化。不均匀性由密度给出，我们将其建模为二维有色噪声，功率谱斜率范围为-2至-1。阿尔芬波在单独的磁场线上独立传播，最终通过相位混合过程完全异相，导致不切实际的光谱。当不均匀背景和传播波之间的耦合被充分考虑时，出现横波，如表面阿尔芬波（也称为扭结或阿尔芬波），显示具有不同阿尔芬速度的相邻磁场线的集体波行为。我们表明，表面阿尔文波能量的线性级联，诱导相位混合和共振吸收，导致一个垂直的波能量谱，倾向于垂直的背景密度的功率谱。基于我们的模型，我们提出，在太阳日冕的1/f的垂直密度功率谱可以诱导，通过线性过程，在最大尺度上观察到的波动的1/f频谱。
2022-08-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Phase mixing of nonlinear Alfven waves
目的：本文介绍了2.5维数值实验阿尔文波相位混合，旨在评估非线性波的行为和耗散的影响。此外，本文旨在量化这项工作中提出的模型在向冠状体积提供能量方面的有效性。方法：该模型提出并探讨通过使用几个数值实验进行了使用Lare2D代码。实验研究了具有初始均匀密度和等离子体压力的二维x型零点附近的足点驱动Alfvén波。使用具有恒定频率的连续正弦驱动器。每个实验使用不同的驱动器振幅来比较弱非线性实验与线性实验。结果：我们发现，由于每条磁力线长度的变化和场强的变化，波列相位混合。非线性减少了进入域的能量的量，因为它们降低了驱动器的有效性，但是它们对阻尼率的影响相对较小（对于所研究的幅度范围）。非线性产生密度结构，其改变场线的固有频率，并因此引起谐振位置移动。共振位置的移动导致与驱动器相关联的坡印亭通量减小。降低磁扩散率会增加共振场线上的能量积累，然而，它对进入系统的能量总量几乎没有影响。从一个数量级的估计，我们表明，在我们的实验中的坡印亭通量是可比的安静的太阳日冕的能量需求。然而，使用了大量的（可能是非物理的）磁扩散，仍然不清楚该模型是否能够在实际的日冕条件下提供足够的能量。
2019-03-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Kinetic Alfven wave cascade subject to collisionless damping cannot reach electron scales in the solar wind at 1 AU
太阳风中的湍流被认为会产生能量级联，主要由MHD尺度下的阿尔文波或阿尔文波动和动力学尺度下的动力学阿尔文波（KAWs）支持。线性朗道阻尼随波数的增加而增加，在某一点，阻尼变得如此之强，以至于能量级联完全耗散。一个模型的能量级联过程中，包括线性碰撞无阻尼的KAWs和相关的复合的阻尼在整个级联过程中的影响，用于确定波数的能量级联终止。据发现，这个波数发生时，大约$|γ/ω|\simeq 0.25$，其中$ω(k)$和$γ(k)$，分别是，KAWs的实际频率和阻尼率和比率$γ/ω$的传播角接近90度相对于平均磁场的方向在极限评估。
2010-01-06 astro-ph.EP 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
Driven phase-mixed Alfvén waves in a partially ionized solar plasma
该研究采用单流体模型模拟部分电离色球等离子体，比较脉冲与连续驱动器下剪切 Alfvén 波的相位混合，揭示电离度、速度梯度及能量注入对耗散和加热的影响。
2025-06-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Local proton heating at magnetic discontinuities in Alfvenic and non-Alfvenic solar wind
利用Parker Solar Probe观测与2.5D混合模拟，研究了Alfvénic与非Alfvénic太阳风磁场间断处的局地质子加热，发现两类风中小尺度结构分别优先增强$T_\parallel$与$T_\bot$，并揭示了不同质子束流的形成机制。
2023-09-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfvèn wave phase-mixing and damping in the ion cyclotron range of frequencies
目标。研究了均匀和非均匀平衡等离子体中离子回旋频率范围内广义欧姆定律中霍尔项对阿尔芬波阻尼和相位混合的影响。方法.波在均匀等离子体中的阻尼被解析地处理，而拉格朗日重映代码（Lare2d）被用来研究霍尔效应的阻尼和相混合中存在的平衡密度梯度。结果在均匀电阻性等离子体中，与初始高斯场扰动相关的磁能以不受霍尔项影响的速率代数衰减到k^2di ^2中的首阶，其中k是波数，di是离子趋肤深度。类似的代数衰减律适用于极限k^2di^2>>1的哨声扰动。在非均匀等离子体中，发现由于相混合的空间积分阻尼率在Hall MHD中比在MHD中低，但是阻尼率的减少，这可以归因于波色散的影响，在弱相混合和强相混合限制中趋于零。
2010-10-08 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
The energy content of Alfven waves in the stratified solar atmosphere
针对从太阳光球层到日冕传播的阿尔文波因阿尔文速度梯度发生部分反射的问题，通过解析模型和数值模型揭示其能量非均分、净传输减缓等特性，给出考虑反射和非均分的广义表达式并讨论其适用性。
2025-04-14 astro-ph.SR
Phase Mixing of Nonlinear Visco-resistive Alfvén Waves
本文研究了非均匀磁场环境中非线性、非理想阿尔文波的传播行为。在一维和二维的MHD方程求解使用解析技术和数值模拟。我们找到了有质动力效应和粘阻加热的明确证据。有质动力效应产生横向阿尔文波的纵向分量，其频率是驱动频率的两倍。分析工作表明电阻加热的增加。这导致等离子体的局部温度和气体压力的显著增加，导致材料沿着磁场被推动。在2D中，我们的系统表现出相混合，我们观察到最大加热位置的演变，即我们发现加热层的漂移。考虑Alfvén波传播在二维的非均匀密度梯度，我们发现，平衡密度分布显着修改的密度流由于粘阻加热和非线性响应的局部加热通过相混合。
2011-01-31 astro-ph.SR math-ph math.MP
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
Kinetic instability of drift-Alfven waves in solar corona and stochastic heating
太阳大气在水平和垂直方向上都是结构性的和不均匀的。日冕磁环的普遍存在意味着平衡等离子体的密度、磁场和温度等量的梯度。这些梯度负责激发漂移波，漂移波在双组分流体描述（存在碰撞和不存在碰撞）和双组分动力学描述（由于纯粹的动力学效应）中生长。在目前的工作中，密度梯度的影响，在垂直于磁场矢量的方向上的动力学理论的范围内进行了研究，在静电和电磁制度。电磁机制意味着梯度驱动的漂移波与阿尔芬波的耦合。计算并比较了两种情况的增长率。据发现，在一般情况下，静电制度的特点是更强的增长率，相比，电磁扰动。还讨论了与漂移波有关的随机加热。由于这种加热而释放的能量密度的量应该更多地取决于背景磁场的大小，而不是漂移波和阿尔芬波的耦合。在具有较强磁场的区域中，随机加热预计会高得多。总的来说，由随机加热引起的能量释放率可以比目前公认的可持续日冕加热所需的值高出几个数量级。
2010-07-28 astro-ph.SR
Solar plasma radio emission in the presence of imbalanced turbulence of kinetic-scale Alfvén waves
本文研究了在等离子体/磁压力比$β$小于电子/离子质量比$m_{e}/m_{i}$的日冕区域中，动力学尺度的Alfvénic湍流对等离子体射电辐射产生的影响。本研究的动机是与活动区强磁场有关的太阳I型射电暴现象。对于连续辐射，I型暴的亮温可达$10^{10}$ K，对于I型暴，亮温可超过$10^{11}$ K。目前，还没有一个公认的理论来解释I型风暴如此高的亮度温度和其他一些性质。我们提出的模型与不平衡湍流的动力学尺度阿尔文波产生一个不对称的准线性平台上的电子速度分布的上半部分。朗缪尔共振波的朗道阻尼被抑制，其振幅在热能级以上自发增长。估计的朗缪尔波的饱和水平足够高，以产生观察到的I型无线电发射的基本等离子体频率。在我们的模型中没有出现谐波发射，因为向后传播的朗缪尔波经历了很强的朗道阻尼。我们的模型预测$100\%$极化的意义上的普通（O-）模式的I型发射。
2017-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Observations and Modeling of Unstable Proton and Alpha Particle Velocity Distributions in Sub-Alfvenic Solar Wind at PSP Perihelia
本研究结合帕克太阳探测器的观测数据与混合模型模拟，探究亚阿尔芬速太阳风中离子动力学不稳定性的演化，量化能量交换，揭示局地不稳定性导致的离子各向异性加热机制。
2023-07-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Non-linear damping of visco-resistive Alfven waves in solar spicules
阿尔芬波与等离子体不均匀性的相互作用产生相位混合，这可以导致阿尔芬波耗散和加热太阳等离子体。在这里，我们研究了阿尔芬波的耗散相混合由于粘度和电阻率随高度的变化。我们还考虑了非线性磁流体动力学（MHD）方程在我们的理论模型。MHD方程的非线性项包括扰动速度、磁场和密度。为了研究太阳针状体层结大气中Alfven波的衰减，我们在x-z平面上求解了非线性MHD方程。我们的模拟表明，由于粘度和电阻率梯度的阻尼增强。此外，由于MHD方程中的非线性项，能量变化也会受到影响。
2013-12-25 astro-ph.SR
A Model for Dissipation of Solar Wind Magnetic Turbulence by Kinetic Alfvén Waves at Electron Scales: Comparison with Observations
在流体动力学湍流中，耗散尺度的长度取决于能量级联率，即，每单位质量的能量输入率越大，就越需要将湍流波动驱动到越来越小的尺度以耗散更大的能通量。磁谱能量密度的观测表明，这种直观的图像是不成立的太阳风湍流。耗散似乎在不同的太阳风条件下以相同的长度尺度开始，与能量通量无关。为了更详细地研究这种差异，我们提出了一个解析耗散模型太阳风湍流在电子尺度上，我们观察到的谱密度进行比较。我们的模型结合了从大尺度到小尺度的能量传输和无碰撞阻尼，这将能量从动力学机制中的磁波动中去除。我们假设动力学Alfvén波（KAW）的波粒相互作用是主要的阻尼过程。由热等离子体色散关系得到了KAW的波频率和阻尼率。我们的模型假设一个临界平衡湍流，较大的能量级联率激发较大的平行波数为一定的垂直波数。如果耗散是额外的波浪驱动，使得耗散率与平行波数成比例（如KAW），则能量级联率的增加被相同垂直波数的耗散率增加抵消，导致耗散长度与能量级联率无关。
2017-01-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stochastic proton heating by kinetic-Alfvén-wave turbulence in moderately high-$β$ plasmas
随机加热是指带电粒子的平均磁矩与电磁波动相互作用的增加，电磁波动的频率小于粒子的回旋频率。当陀螺仪波动的幅度超过一定阈值时，就会出现这种加热，导致垂直于磁场的平面中的粒子轨道变得随机而不是近似周期性。我们考虑了阿尔文波（AW）和动力学阿尔文波（KAW）湍流对质子的随机加热，这可能对太阳风的加热做出重要贡献。利用唯象理论，我们导出了等离子体中的随机质子加热率，其中$β_{\rm p} \sim 1-30$，其中$β_{\rm p}$是质子压力与磁压力的比值。(We不考虑$β_{\rm p} \gtrsim 30$状态，在该状态下质子陀螺标度的KAWs变为非传播。）我们测试我们的公式的随机加热率的数值跟踪测试粒子质子相互作用的频谱随机相位AWs和KAWs。以前的研究表明，在$β_{\rm p} \lesssim 1$，粒子主要是由静电势的时间变化和热质子陀螺轨道的随机主要是由静电势的陀螺波动。相比之下，在$β_{\rm p} \gtrsim 1$，粒子主要由电场的螺线管分量激励，热质子陀螺轨道主要由磁场中的陀螺尺度波动随机化。
2018-11-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfvén wave phase-mixing in flows: Why over-dense, solar coronal, open magnetic field structures are cool?
本研究的动机是通过相位混合包括阿尔文波（AW）阻尼中的等离子体流的影响，并探索观测的意义。我们的磁流体动力学（MHD）模拟和分析计算表明，当存在背景流时，通过相位混合的AW阻尼的数学表达式通过以下替换进行修改：$C_A^\prime(x) \to C_A^\prime(x)+V_0^\prime(x)$，其中$C_A$和$V_0$是AW相位和流速，并且撇号表示在穿过背景磁场的方向上的导数。在均匀磁场和过密等离子体结构中，其中$C_A$小于周围等离子体中的$C_A$，被限制在结构中并且与AW沿相同方向行进的流动减少了相混合的效果，因为在结构的边缘上，$C_A^\prime$和$V_0^\prime$具有相反的符号。因此，与没有流动的情况相比，波通过较慢的相混合而衰减。这是同向流动的结果，同向流动减少了横向方向上的波前拉伸。我们应用我们的研究结果来解决这个问题，为什么过密的太阳日冕开放磁场结构（OMFS）比背景等离子体更冷。观测表明，过密的OMFS（如太阳日冕极羽）比周围的等离子体更冷，在这些结构中，多普勒谱线展宽与体等离子体运动（如AW）一致。如果过于密集的太阳日冕OMFS加热AW阻尼通过相混合，我们表明，同方向的AW，在他们的等离子体流减少相混合诱导加热，从而提供了一个解释，为什么他们出现比背景更冷。
2015-11-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Effects of wave damping and finite perpendicular scale on three-dimensional Alfven wave parametric decay in low-beta plasmas
本文首次通过三维开放边界混合模拟研究低β等离子体中动理学阿尔芬波参量衰变不稳定性，揭示波阻尼（碰撞阻尼、几何衰减和离子朗道阻尼）是限制其激发的关键因素，而垂直波尺度本身影响不显著。
2024-05-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
-8/3 spectrum in kinetic Alfvén wave turbulence: implications for the solar wind
大尺度太阳风湍流的本质在磁流体力学的理论框架中得到了较好的理解。在亚质子尺度下，不同航天器测量的磁能谱与经典湍流预言不符，情况则完全不同：一般报道的幂律指数接近于$-8/3$，而与强湍流和波湍流的预言（分别为$-7/3$和$-5/2$）相差甚远。这种差异被认为是太阳风湍流的主要问题。在这里，我们用弱动力学Alfvén波湍流的非线性扩散模型表明，级联由局部三元相互作用驱动（Passot和Sulem，2019），可以出现幂律指数为$-8/3$的磁谱。该缩放对应于具有遵循规律$k_f \sim (t_*-t)^{-3/4}$的前沿传播的第二类自相似解，其中$t<t_*$。当我们放松通常在湍流中所作的平稳性的隐含假设时，这个解就出现了。理论与观测的一致性可以解释为亚质子尺度太阳风湍流非定常性的证据。
2019-06-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Solar Coronal Heating: Role of Kinetic and Inertial Alfvén Waves in Heating and Charged Particle Acceleration
本文利用广义Vlasov-Maxwell动理学框架研究动理学与惯性阿尔芬波对日冕加热和粒子加速的贡献，揭示坡印廷通量、电势及共振速度随温度比和电子惯性长度的变化规律，并量化了两种波通过磁通环管输运的功率。
2025-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Incorporating Kinetic Physics into a Two-Fluid Solar-Wind Model with Temperature Anisotropy and Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence
我们开发了一个1D的太阳风模型，其中包括单独的能量方程的电子和质子，质子温度各向异性，碰撞和碰撞的热通量，和低频，反射驱动，阿尔芬波湍流的分析处理。为了划分电子加热，平行质子加热和垂直质子加热之间的湍流加热，我们采用线性波阻尼和非线性随机加热理论的结果。当质子温度各向异性超过任一不稳定性的阈值时，我们通过增加质子俯仰角散射率来解释镜像和倾斜消防水管不稳定性。我们数值积分的模型方程向前的时间，直到达到一个稳定的状态，专注于两个快速太阳风的解决方案。这些解与许多观测结果一致，支持阿尔芬波湍流在太阳风起源中起重要作用的观点。
2011-11-29 astro-ph.SR physics.space-ph
The Nature of Subproton Scale Turbulence in the Solar Wind
太阳风中亚质子尺度波动的性质是一个悬而未决的问题，部分原因是可能发生两种类似的电磁湍流：动力学阿尔芬湍流和哨声湍流。然而，这两种可能性有一个关键的质的区别：哨声湍流，不像动力学阿尔芬湍流，在密度波动中的力量可以忽略不计。在这封信中，我们提出了新的观测数据，以及分析和数值结果，调查这种差异。结果表明，第一次，远低于质子尺度的波动主要是动力学阿尔芬湍流，如果存在的话，哨声波动只占总能量的一小部分。
2013-05-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Propagation of waves in weakly ionized two-fluid plasmas. I. Small-amplitude Alfvénic waves
本文建立含电荷-中性粒子碰撞与霍尔电流的弱电离双流体模型，推导沿磁场传播的小振幅阿尔文波色散关系，揭示频率、偏振及磁能/动能分配对阻尼的影响。
2025-02-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Characterizing the Impact of Alfvén Wave Forcing in Interplanetary Space on the Distribution of near-Earth Solar Wind Speeds
本文利用近日动能通量观测和太阳风演化模型，论证了行星际空间中的阿尔文波强迫是产生近地最快非瞬态太阳风速度分布的主要加速机制，并表明太阳风阿尔文性可将近地观测统计映射至源区拓扑结构。
2025-04-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle acceleration by circularly and elliptically polarised dispersive Alfven waves in a transversely inhomogeneous plasma in the inertial and kinetic regimes
色散阿尔芬波（DW）提供了一种替代磁重联的加速太阳耀斑粒子的机会。我们研究了在不同的惯性和动力学制度下，L-，R-，圆形和椭圆形的偏振对粒子加速效率的影响。我们使用2.5D PIC模拟来研究当由太阳耀斑触发的耀斑在模拟日冕环的横向非均匀等离子体中传播时，粒子是如何被加速的。(i)在惯性状态下，在密度梯度区域中，当磁共振产生3个波长时，加速电子（沿磁场）的分数约为20%，当磁共振产生13个波长时，加速电子的分数约为30%。在所有考虑的情况下，离子在横向于磁场方向上被加热，并且加热的粒子的分数为~ 35%。(ii)R-圆形、L-和R-椭圆偏振的DW的情况，其中在不可重叠横向方向上的电场超过在可重叠方向上的电场的数倍，在可重叠方向上产生更明显的平行电子束和横向离子束。在惯性状态下，这种极化产生约20%的加速电子。在动力学状态下，这增加到~ 35%。(iii)在密度不均匀区域中产生的平行电场与m_i/m_e无关，并且超过Dreicer值8个数量级。(iv)电子束速度具有电子束的相速度。因此，电子加速是通过朗道阻尼的DW。对于0.3c的阿尔芬速度，所考虑的机制可以将电子加速到大约20 keV的能量。(v)质量比从m_i/m_e=16增加到73.44，加速电子的分数从20%增加到30-35%（取决于极化）。当质量比m_i/m_e=1836时，被加速的电子所占的比例大于35%。
2011-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the Formation of Super-Alfvénic Flows Downstream of Collisionless Shocks
本研究针对地球弓激波下游超阿尔文射流的形成问题，提出火hose不稳定性涨落与压缩加热的驱动机制，结合流体模型估算与MMS观测数据验证，为磁鞘射流演化的动力学过程研究提供新依据。
2024-08-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Implication of Kinetic Alfven Waves to Magnetic Field Turbulence Spectra: Earth's Magnetosheath
本文利用太阳黑子极小期条件下的卫星观测资料，研究了地球磁鞘区磁场谱的幂律行为。分析了磁场数据的功率谱密度和不同频率下的谱斜率。传播角和压缩性被用来检验湍流脉动的性质。磁场谱的谱斜率在-1.5到0之间，直到20个离子回旋半径的空间尺度，并且对于具有第二幂律的小尺度，示出了向更陡谱过渡的明显证据，其斜率在-2.6到-1.8之间。在低频率下，f_sc<0.3f_ci（其中f_ci是离子陀螺频率），传播角与平均磁场B_0成大约90度，并且可压缩性示出宽分布，0.1 < R >- 0.9。另一方面，在f_sc>10f_ci时，传播角呈现30-90度之间的宽范围，而“R”具有小的变化：0.2 < R >± 0.5。我们推测，在高频下，垂直传播的阿尔芬波可以部分地解释谱的统计分析。为了支持我们的预测动力阿尔芬波占主导地位的频谱斜率行为在高频率下，我们还提出了一个理论模型，并模拟由于动力阿尔芬波的非线性演化的磁场湍流谱。本研究还显示了观测光谱和模拟光谱之间的相似性。
2019-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Constraining Low-Frequency Alfvenic Turbulence in the Solar Wind Using Density Fluctuation Measurements
一个被提出的加热太阳风的机制，从接近太阳到超过10天文单位，调用低频，倾斜，阿尔芬波湍流。由于小尺度斜阿尔芬波（动力阿尔芬波）是压缩的，在太阳风中测量到的密度波动对动力阿尔芬波的振幅设置了上限，因此对太阳风可以被低频阿尔芬湍流加热的速率设置了上限。我们评估这两个冕洞在5太阳半径和在近地太阳风的上限。在这两个半径，上限，我们发现是一致的模型中，太阳风加热低频阿尔文湍流。在1天文单位，从测量的密度波动的湍流加热率的上限是在测量的太阳风加热率的2倍。因此，如果低频阿尔文湍流有助于加热近地太阳风，动力阿尔文波必须是一个主要来源的太阳风密度波动的频率为1赫兹。我们还提出了一个简单的论点，为什么密度波动测量似乎排除模型中，太阳风加热的非湍流高频波"扫“通过离子回旋共振，但与加热的低频阿尔芬湍流兼容。
2009-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Kinetic Alfvén turbulence below and above ion-cyclotron frequency
在考虑各向异性色散效应和湍流不稳定性的情况下，研究了垂直于和平行于背景磁场的Alfvénic湍流级联。垂直色散和不均匀性使湍流波数磁谱变陡，加速湍流级联产生高离子回旋频率。相反，平行色散使谱变得更平坦，并使离子-回旋频率以上的频率级联减速。上述因素的竞争导致谱指数分布在区间[-2，-3]，其中-2是高频空间填充湍流指数，-3是管状波动形成的低频间歇湍流指数。完全间歇性湍流的光谱填充了较窄的光谱指数范围[-7/3，-3]，这几乎与太阳风中测量的指数范围一致。这表明动力学尺度湍流谱主要由弥散和间歇性形成。测量折射率约为0.1的小失配可能与此处未研究的阻尼效应有关。
2015-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
