Transverse oscillations in a coronal loop triggered by a jet
我们从\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）观测到位于太阳东南边缘的日冕环中的横向振荡，并对其进行了分析。喷流被认为是触发日冕环中的横向振荡。喷流起源于2014年9月19日$^{\rm th}$ 02：01：35 UT靠近日冕环的区域。环的长度估计在377-539 μ m之间，只检测到一次完整的振荡，平均周期约为$32\pm5$ ~ min.利用MHD地震反演技术，我们估计日冕环内部的磁场在$2.68 -4.5$ ~G.喷流的热、冷分量的速度分别为168 km~s $^{-1}$和43 km~s $^{-1}$。喷流的能量密度大于振荡冕环的能量密度。因此，我们认为喷流触发了冕环的横向振荡.据我们所知，这是第一个冠状环地震学研究使用射流传播{触发}振荡的属性。
2016-11-13 astro-ph.SR
Standing Slow-Mode Waves in Hot Coronal Loops: Observations, Modeling, and Coronal Seismology
强阻尼的多普勒频移振荡经常与热日冕环中的耀斑事件联系在一起。在本文中，观察到的属性和理论建模的审查。统计测量的物理参数（周期，衰变时间和振幅）已经获得了大量的SOHO/SUMER和Yohkoh/BCS观测到的事件的基础上。几件证据被发现支持他们的解释在基本的常设纵向慢模式。这些振荡的高激发率在小型或微型耀斑表明，慢模波是一个自然的反应，日冕等离子体脉冲加热在封闭的磁结构。观测到的波浪的强阻尼和快速激发是波浪的两个主要方面，这两个方面的了解很少，并且是理论建模的主要主题。在热冕环中，慢波主要受到热传导和粘性的阻尼。模式耦合似乎起着重要的作用，在快速激发的慢驻模。几个地震学的应用，如确定的磁场，温度和密度的日冕环演示。此外，一些开放的问题进行了讨论。
2010-11-10 astro-ph.SR
Seismology of transversely oscillating coronal loops with siphon flows
在太阳大气中观测到亚阿尔夫文速度的流动，但在耀斑和日冕物质抛射事件之后，流动可以变成阿尔夫文速度。在这封信中，我们推导出一个表达式的固定扭结模式频率由于虹吸流在日冕循环，有效的低速和高速制度。研究发现，虹吸流沿冠环引入了线性空间相关的相移和非对称的本征函数。我们演示了如何使用这个理论来确定的扭结和流动速度的振荡日冕循环的观测案例研究。结果表明，虹吸流的存在会导致传统地震学方法低估冕环中的磁场强度。
2011-01-27 astro-ph.SR
Fast Standing Modes in Transversely Nonuniform Solar Coronal Slabs: Effects of a Finite Plasma Beta
我们研究线性快速驻模的色散特性在横向非均匀的太阳日冕板有限的气体压力，或等价地，有限的等离子体β。我们推导出一个通用的色散关系管理快波在日冕板块的连续横向分布的物理参数包括一个统一的核心，一个统一的外部介质，和过渡层（TL）之间。TL中的配置文件基本上可以是任意的。限制我们自己的前几个分支的快模式，这是最感兴趣的从观测的角度来看，我们发现，一个有限的等离子体β起着最边际的作用，在影响的周期（$P$），阻尼时间（$τ$），和临界纵向波数（$k_{\rm c}$），当$P$和$τ$测量的横向快时间的单位。然而，这些参数通常受到TL配置文件如何描述的显着影响。我们的结论是，对于典型的日冕结构，快驻模的前几个分支的色散特性可以用冷板的简单得多的理论进行评估，只要适当地处理横向剖面，并用横向快时间代替冷MHD中的横向Alfvén时间。
2018-01-28 astro-ph.SR
Modelling of transverse oscillations driven by p-modes in short coronal loops
该研究在理想MHD框架下建模短冕环，发现5分钟倾斜类p模足点驱动可激发两类无衰减横向振荡，解释了观测到的周期差异，拓展了对日冕振荡的认识并提示p模是日冕加热的潜在能源。
2023-08-26 astro-ph.SR
Transverse Oscillations of Longitudinally Stratified Coronal Loops System
在观测研究中似乎发现了集体横向冕环振荡。在这方面，Luna等人（2009，ApJ，692，1582）使用T矩阵理论对多个圆柱形回路系统的集体扭结状简正模式进行建模。本文研究了冕环轴向的纵向密度分层对冕环系统集体扭折模的影响。日冕环系统被模拟为平行通量管的圆柱体，每个环的两端都在稠密的光球。通量管被认为是均匀的磁场，分层的密度沿回路轴，不连续地改变在每个圆柱的侧面。在考虑分层参数的情况下，将MHD方程简化为求解频率和波数的两个耦合色散关系。计算了基频、一次泛音频率和纵波数。对于非分层冠环系统，验证了以前的结果。最后得出结论，增加纵向密度分层参数将导致频率的增加。一阶泛音与基频的频率比是密度尺度高度参数的非常敏感的函数。因此，分层应该包括在冕环系统的动力学。对于非层结冕环系统，这些比值与单冕环的比值相同。
2019-08-29 astro-ph.SR
Determination of the cross-field density structuring in coronal waveguides using the damping of transverse waves
横向磁流体动力学（MHD）扭折振荡的时间和空间阻尼是日冕波导中等离子体密度跨场变化的信息来源。我们表明，通过观察到的横向振荡阻尼来确定密度结构的问题的概率方法使我们能够获得表征跨场密度分布的两个参数的信息。通过使用贝叶斯分析计算密度对比度和横向不均匀长度尺度的边缘后验分布以及假设阻尼由共振吸收产生的横向振荡的阻尼比来进行推断。所得分布表明，对于少数振荡周期的阻尼时间，低密度对比度和短的不均匀长度尺度更能解释观测结果。这意味着，即使反演问题，有两个未知数和一个可观察的，是一个数学不适定的问题，也可以获得有价值的信息的交叉场密度分布。
2014-04-02 astro-ph.SR
Transverse, Propagating Velocity Perturbations in Solar Coronal Loops
这篇简短的评论文章概述了最近观察到的横向，传播速度扰动日冕循环。观察到这些无处不在的扰动在传播过程中会受到很强的阻尼。使用三维数值模拟的足点驱动的横波在日冕等离子体中传播的圆柱形密度结构，结合分析建模，它表明，所观察到的速度扰动可以理解的耦合不同的波模式在不均匀的边界的循环。模式耦合在不均匀的边界层的环路导致耦合的横向（扭结）模式的方位角（阿尔芬）模式，观察到的衰减的横向扭结振荡。数值和分析结果表明，阻尼波的空间轮廓具有高斯形状开始，在切换到指数衰减在大的高度。此外，最近对大型、离翼、跨赤道环的CoMP（日冕多通道偏振仪）多普勒频移观测的分析表明，在频谱的高频部分，顶点处的傅立叶功率似乎高于理论模型的预期。这种多余的高频FFT功率可能是低中频波级联成（Alfvenic）湍流的初步证据。
2015-10-04 astro-ph.SR
Transverse MHD waves as signatures of braiding-induced magnetic reconnection in coronal loops
本文首次利用IRIS和SDO观测到日冕环中由编织诱导磁重联直接产生的横向MHD波，并通过环顶nanojets确认重联，证明其能量通量足以加热活动区冕环，为编织磁重联加热理论提供了关键观测证据。
2024-01-15 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
On the nature of transverse coronal waves revealed by wavefront dislocations
日冕波是日冕中等离子体动力学的一个重要方面。波前位错是自然界中大多数波的拓扑特征，也是磁流体力学波的拓扑特征。日冕波中有位错吗？位错的发现和解释可以揭示传播波的性质和特征，它们在日冕中的相互作用以及一般的等离子体动力学。我们积极识别位错的冠状波观测的冠状多通道偏振仪（CoMP）的发射日冕线的多普勒频移的奇点。我们研究了可能的奇异性，可以预期在冠状波，并试图重现所观察到的位错的本地化和频率的外观。观测到的位错只能用沿日冕磁场传播的不同频率的扭折波和香肠波模的干涉来解释。在横向于传播的平面中，振荡等离子体的横截面必须小于空间分辨率，并且两个波导致通过投影到视线上而混合的净纵向和横向速度分量。阿尔文波可以负责的扭结模式，但磁声香肠模式是必要的，在所有情况下。不包括更高（长笛）模式。扭结模式的压力幅值小于香肠模式的压力幅值，但其观测到的速度较大。这使位错集中在环的顶部。为了解释位错，任何日冕波的模型都必须包含扭结波和香肠波模式的同时传播和干涉，这两种模式的频率相当但不同，香肠波的振幅比扭结波的振幅小得多。
2015-05-13 astro-ph.SR
Coronal loop transverse oscillations excited by different driver frequencies
我们分析了在重力存在下，环足点在不同频率下的连续单周期运动所激发的日冕环的横向振荡。使用MPI-AMRVAC代码，我们进行三维数值磁流体动力学模拟，考虑环路作为一个磁通量管填充密度更大，更热，和重力分层等离子体。我们显示的谐振响应的回路，其外部激励和分析的发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性在不同的高度。我们还研究了等离子体加热的空间分布，由于横向振荡沿环。最大加热的位置与Kelvin-Helmholtz不稳定性强度的位置完全一致，并且对应于共振情况下的驻波波腹。初始温度配置和等离子体混合效应似乎在横向足点运动的等离子体加热中起着重要的作用。特别是，发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性在一个较热的环路的结果在增强的平均等离子体温度的域。
2019-05-14 astro-ph.SR
Forward Modeling of Simulated Transverse Oscillations in Coronal Loops and the Influence of Background Emission
我们模拟了辐射冷却日冕环的横向振荡，并对它们的光谱和成像特征进行了正演模拟，注意了背景辐射的影响。横向振荡由周期性速度驱动器在一个足点处驱动。随后形成一个扭结驻波，由于Kelvin-Helmholtz不稳定性，环路横截面发生变形，导致小尺度下的能量耗散和加热。除了横向运动外，由于有质动力引起的慢波还产生长周期纵向流动。然后，我们将模拟的直环转换为半环面环，并对它们的光谱仪和成像发射进行前向建模，模仿Hinode/EIS和SDO/AIA的观测。我们发现，在不同的狭缝位置，强度的振荡幅度是不同的，但在不同的谱线或通道大致相同。多普勒速度和多普勒宽度的X-t图均显示周期性信号。我们还发现，背景发射显着降低多普勒速度，使估计的动能两个数量级小于真实值。我们的研究结果表明，背景扣除可以帮助恢复真实的振荡速度。这些结果有助于进一步认识冕环中的横向振荡及其观测特征。然而，他们对使用多普勒速度在光谱上估计的横波的能量含量表示怀疑。
2021-09-06 astro-ph.SR
Resonantly Damped Kink Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
太阳暗条和日珥线的横向振荡经常被报道。这些振荡具有周期短（2 - 10分钟）和在几个周期后被阻尼的共同特征。扭结磁流体动力学（MHD）波模式已被提出负责所观察到的振荡，而在阿尔芬连续共振吸收和离子中性碰撞是最好的候选人是阻尼机制。在这里，我们研究的时间阻尼的扭结MHD波在一个圆柱形的，部分电离的丝状线程嵌入在日冕环境中的解析和数值。线模型是由一个直的和薄的，均匀的丝状等离子体，与横向不均匀的过渡层的等离子体的物理性质不断变化，从灯丝到日冕的条件。磁场均匀且平行于螺纹轴。我们发现，扭结模式是有效地阻尼共振吸收的灯丝振荡的典型波长，阻尼时间与观察兼容。部分电离不影响共振吸收过程，灯丝等离子体电离度只对比观测到的波长短得多的波长的阻尼很重要。据我们所知，这是第一次研究部分电离等离子体中的共振吸收现象。
2009-09-19 astro-ph.SR
Hi-C & AIA observations of transverse MHD waves in active regions
最近发射的高分辨率日冕成像仪（Hi-C）提供了一个独特的机会，以前所未有的空间分辨率研究EUV日冕。我们利用这些观测结果来研究低频（50-200 s）活动区横波的性质，它的无所不在已经提出了以前。空间分辨率比SDO/AIA提高了五倍，揭示了宽度为150-310 km的日冕环，这些环支持位移幅度<50 km的横波。然而，结果表明，日冕环中的波活动是低能量的，典型的速度振幅<3 km/s。SDO数据的扩展时间序列表明，低能波行为是典型的日冕结构之前和之后的Hi-C观测。
2013-06-27 astro-ph.SR
Damped kink motions in a system of two solar coronal tubes with elliptic cross-sections
该研究通过线性理想MHD初值模拟考察双椭圆日冕管的驻立扭结运动，揭示截面纵横比与管间作用对周期、阻尼及共振吸收的影响。
2024-03-03 astro-ph.SR
Resonant absorption as a damping mechanism for the transverse oscillations of the coronal loops observed by SDO/AIA
日冕环代表了快、中、慢三种正常模式振荡。在这项研究中，使用太阳的极紫外（EUV）图像分析了几分钟周期的回路的横向振荡，以及由共振吸收引起的阻尼。利用太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA）的171个$Å$观测资料，分析了日冕环振荡的周期、阻尼时间、环长和环宽等参数。对于2013年10月11日观测到的环，该环的周期和阻尼分别为19和70分钟。阻尼质量，阻尼时间与周期的比率，计算为约3.6。2013年1月22日记录的提取环的周期和阻尼时间分别约为81和6.79分钟。阻尼质量也计算为12。结果表明，环路横向振荡的阻尼属于强阻尼区，谐振吸收是环路横向振荡阻尼的主要原因。
2019-02-25 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
Simultaneous transverse oscillations of a coronal loop and a filament excited by a circular-ribbon flare
为了研究日冕环和暗条中扭结振荡的激发，分析了2015年10月16日活动区12434中与井喷喷流相关的C3.4圆带耀斑（CRF）。耀斑激发了遥远日冕环的小振幅扭折振荡。振荡持续$\ge$ 4个周期，无明显阻尼。振幅和周期分别为0.3 $\pm$ 0.1 μ m和207 $\pm$ 12 s。有趣的是，耀斑还激发了一个遥远的暗条的横向振荡。振荡持续$\sim$ 3.5个周期，振幅衰减。初始振幅为1.7 $-$ ~ 2.2 μ m，周期和阻尼时间分别为437 $-$ ~ 475 s和1142 $-$ ~ 1600 s。冕环和暗条同时振荡的起始时刻与硬X射线峰值时刻一致。虽然体积小，寿命短，耀斑引发了链式反应。它在色球层产生了明亮的次级耀斑带（SFR），与暗条同空间的远程增亮（RB），以及间歇性的向东北方向传播的喷流。环振荡很可能是由耀斑引起的爆炸波激发的，速度为$\ge$ 1300 km s $^{-1}$。灯丝振荡的激发更为复杂。冲击波触发远离主耀斑的次级磁重联，这不仅将局部等离子体加热到更高的温度（SFR和RB），而且产生类似喷流的流动（即，重连流出）。暗条受到二次磁重联的扰动而发生横向振荡。这一发现为日冕环和暗条的横向振荡激发提供了新的见解。
2020-08-04 astro-ph.SR
Study of transverse oscillations in coronal loops excited by flares and eruptions
我们目前的测量周期性的横向环振荡的活动期间的两个远程和分离（时间和空间）耀斑。在距离环的可见足点100 Mm以上的相同位置观察到振荡。几个可能的激发源的证据。经过仔细的研究，我们发现耀斑活动期间的爆发在触发振荡中起着重要的作用。我们使用时间距离，快速傅立叶变换和小波技术研究周期性。尽管在环附近有不同的激发源和振幅的变化性质，多次振荡的周期性被发现是4 - 6分钟。
2022-05-24 astro-ph.SR
Transverse loop oscillations via vortex shedding: a self oscillating process
确定日冕环中横向振荡激发背后的基本机制对于它们作为日冕地震学诊断工具的作用以及它们作为日冕波加热机制的潜在用途至关重要。在本文中，我们探讨的概念，这些横向振荡被激发通过一个自我维持的过程中，所造成的Alfvénic涡脱落从强背景流与日冕环相互作用。我们第一次在三维模拟中表明，旋涡脱落可以在冠状环中产生横向振荡，在垂直于流动的方向上，由于周期性的“推动”的旋涡。通过绘制功率谱密度，我们确定这些振荡的激发频率。我们看到，这些频率既取决于流速，也取决于振荡回路的特性。除了背景流是恒定的而不是周期性的这一事实之外，这使得我们将其视为自振荡过程。最后，激发的振荡的振幅是接近恒定的振幅，并与无衰减振荡的观察。这使得正在考虑的机制可能解释这些无阻尼波在冕环。
2021-02-05 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
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
Evolution of the transverse density structure of oscillating coronal loops inferred by forward modelling of EUV intensity
在过去几年里，日冕环扭结振荡的观测和建模方面的最新发展引起了人们的高度兴趣。本文研究了非线性效应，特别是开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）对振荡冕环横向密度分布（TDP）的影响。如何可以检测到这种演变的建立，特别是，当KHI涡可能无法直接观察到。环路的TDP的模型，其中包括一个有限的非均匀层和均匀的核心，与它们之间的线性过渡。从扭结振荡的数值模拟的环的横向强度分布的演变进行了分析。应用贝叶斯推断和正演建模技术，以可应用于观测的方式从强度分布推断TDP的演变。KHI发展的最强观测证据被发现是环的不均匀层的扩大，这可以推断为足够好地解决了环，即$>$ 15个数据点的环。在振荡过程中观察环的核心（对于这个特定的环模型）时的主要特征是：一个加宽的不均匀层，强度降低，半径不变，以及当分辨率足够时可见的精细横向结构。这些特征的出现对于具有更宽的不均匀层的环路被延迟，并且对于以更高振幅振荡的环路更快。这些情况也会导致更强的观测特征，在SDO/AIA分辨率下观察到的宽环出现可见的横向结构。
2018-08-10 astro-ph.SR
Comparison of damping mechanisms for transverse waves in solar coronal loops
我们提出了一种方法来评估替代机制的可解释性的磁流体动力学（MHD）横波在太阳冕环的阻尼。所考虑的机制是阿尔芬连续体中扭结波的共振吸收，阿尔芬波的相位混合和波泄漏。我们的方法利用贝叶斯推断和模型比较技术。我们首先推断的物理参数，控制波阻尼的值，在一个特定的机制的假设下，通常观察到的阻尼时间尺度。然后，边际似然和贝叶斯因子的计算，使我们能够量化的替代机制之间的相对兼容性。我们发现，一般来说，证据还不足以支持单一特定的阻尼机制是最合理的机制。共振吸收和波泄漏提供了最可能的解释在强阻尼制度，而相位混合是弱/中等阻尼的最佳候选人。当应用到选择的89个观察到的横向回路振荡，其相应的测量阻尼时间尺度，并考虑到数据的不确定性，我们发现，只有在少数情况下，一个给定的阻尼机制的积极证据是可用的。
2017-09-11 astro-ph.SR
Heating by transverse waves in simulated coronal loops
最近的振荡通量管的数值研究已经建立了共振吸收在日冕环传播的横向振荡的阻尼的意义。的非线性性质的机制已被检查旁边的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这是预计将体现在共振层的边缘的通量管。虽然这两个过程被假设为通过将波能耗散到更小的尺度来加热日冕环，但与更热的环境发生的混合可能会隐藏这种效应。我们的目的是研究在日冕环中的驱动和驻波扭结波的波加热的影响。使用MPI-AMRVAC代码，我们进行理想的，三维磁流体动力学（MHD）模拟（a）足点驱动和（b）自由站立的振荡在一个直的日冕通量管，在数值电阻率的存在。我们已经观察到的发展Kelvin-Helmholtz涡的环路边界层的所有三个模型在这里考虑，以及增加的体积平均温度内的环路。在我们的设置中，主要的加热机制是欧姆耗散，如位于脚点附近的温度和电流密度的较高值所示。内管和周围等离子体之间的温度梯度的引入表明，在较热环境的情况下，两个区域的混合大大增加了最强湍流的位置处的管的温度，超出了上述波加热机制的贡献。
2017-06-13 astro-ph.SR
First detection of transverse vertical oscillation during the expansion of coronal loops
在这封信中，我们对2022年1月20日发生在活动区12929的M5.5级爆发耀斑进行了详细的分析。一个热通道的爆发产生快速的日冕物质抛射（CME）和圆顶形的极紫外（EUV）波的速度为740 $-$ 860 km s $^{-1}$。CME与II型射电爆发相关联，这意味着EUV波是一种快模冲击波。在脉冲阶段，耀斑在EUV，硬X射线和无线电波段显示出准周期性脉动（QPP）。QPP的周期在18 s ~ 113 s之间，表明耀斑能量释放和非热电子的间歇性加速具有多个时间尺度。极紫外波与邻近低冕环的相互作用导致冕环的收缩、膨胀和横向垂直振荡。171、193和211 ℃的收缩速度高于304 ℃。在304 °和171 °时，振荡周期分别为253 s和275 s.提出了一个新的方案来解释这种相互作用。解释耀斑核心上方覆盖日冕环收缩和振荡的方程也可以解释耀斑核心的膨胀和振荡，这表明这两种现象在本质上是相同的。
2022-09-01 astro-ph.SR
Flare induced decay-less transverse oscillations in solar coronal loops
耀斑引起的，大振幅，无衰减的横向振荡的证据。大气成像组件（AIA）观测到的一个多热日冕环系统，在其中一个环足点附近爆发耀斑后，表现出无衰减的横向振荡。测量的振荡周期位于4.2分钟和6.9分钟之间，其中的位移振幅范围从0.17毫米至1.16毫米。一个运动放大技术是用来检测耀斑前的衰减无振荡。这些振荡具有类似的周期（3.7分钟和5.0分钟之间），像以前的，但他们的振幅（0.04毫米至0.12毫米）被发现是显着较小。当通过特定的AIA通道观察或当比较它们的多通道特征时，在循环的振荡线程之间没有发现相位差。这些特征表明，在这种情况下，耀斑的发生既没有改变这些振荡的性质（衰减与无衰减），也没有改变振荡周期。耀斑的唯一影响是增加振荡幅度。
2021-07-05 astro-ph.SR
Coronal Abundance Fractionation Linked to Chromospheric Transverse MHD Waves in a Solar Active Region Observed with FISS/GST and EIS/Hinode
本研究通过分析活动区中色球横向MHD波与日冕丰度分馏的空间相关性，验证了FIP效应由有质动力驱动的模型，发现二者强相关。
2025-02-26 astro-ph.SR
Transverse oscillation of a coronal loop induced by a flare-related jet
在这项工作中，我们报告了我们对一个长度为350微米的大尺度日冕环的横向振荡的多波长观测。该振荡是由一个井喷日冕喷流引起的，这与2015年10月16日AR 12434中的一个环形带状耀斑（CRF）有关。我们的目标是确定日冕环的物理参数，包括阿尔芬速度和磁场强度。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在极紫外（EUV）波长下观测到喷流诱导的扭结振荡。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）观测了视线磁图。我们沿着环路取了几个切片来组装时间-距离图，并使用指数衰减的正弦函数来拟合衰减振荡。得到了扭折振荡的初始振幅、周期和阻尼时间。应用扭折模的日冕地震学方法估算了振荡环中的阿尔芬速度和磁场强度。此外，我们使用磁绳插入法，通过非线性力自由场（NLFFF）建模测量回路的磁场。振荡在AIA 171和131中最明显。该振荡几乎是沿环路的相位，具有13.6 μ m的峰值初始振幅，这意味着该振荡属于快速站立扭结模式。振荡周期为3.5个周期，平均周期为462 s，平均阻尼时间为976 s。t/P值在1.5-2.5之间。根据日冕地震学，振荡环中的阿尔芬速度估计为1210公里。两个独立的方法来计算的磁场强度的环，导致30043 G使用冠状地震学和21123 G使用NLFFF建模，分别。
2020-12-13 astro-ph.SR
The effect of longitudinal flow on resonantly damped kink oscillations
最有希望的机制，对阻尼的扭结振荡的冕环是共振吸收。在这种情况下，以往的研究大多忽略了沿磁场线的明显平衡流动的影响。一般来说，流量是亚阿尔夫韦尼克，因此相对缓慢。在这里，我们调查的线性扭结磁流体波的谐振吸收的圆柱形磁通量管的目的是确定的前向和后向传播波的频率的变化和由于流动的阻尼时间的修改平衡流的效果。考虑了密度和纵向流沿径向同时变化的环模型。我们使用薄管薄边界（TTTB）近似，以计算阻尼率。在不假设TTTB近似的情况下，也解决了全电阻特征值问题。使用小的流量比和阿尔文速度，我们推导出简单的解析表达式的阻尼率。解析表达式与电阻本征模的计算结果吻合得很好。在典型的日冕条件下，当密度层的特征尺度与速度层的特征宽度相近或小于速度层的特征宽度时，流动对阻尼扭折振荡的影响很小。然而，在相反的情况下，阻尼率可以显着改变，特别是对于向后传播的波，这是无阻尼，而向前波是过阻尼。
2009-12-21 astro-ph.SR
Transverse oscillations of loops with coronal rain observed by Hinode/SOT
在冷色球谱线H $α$和\ion{Ca}{2} H上观测到的沿环状结构下落的日冕雨凝聚是日冕中的一种壮观现象。然而，由于被认为是一种特殊的零星现象，它没有受到太多的关注。由于最近使用\textit{Hinode} /SOT、\textit{SST}的CRISP和\textit{SDO}等仪器进行的高分辨率观测，这种情况正在迅速改变。此外，数值模拟表明，日冕雨是与足点加热有关的环路热平衡的损失。这一结果突出了日冕雨在日冕加热领域的重要性。在这项工作中，我们进一步强调日冕雨的重要性，通过显示它可以在日冕磁场拓扑结构的理解中发挥的作用。我们分析了\textit{Hinode} /SOT观测的\ion{Ca}{2} H线的一个环，其中日冕雨提出了证据，在相位横向振荡的多股状结构。计算了周期、振幅、横向速度和相速度，从而可以通过日冕地震学的手段来估计波的能流和环内的日冕磁场。我们讨论了可能的解释波作为驻波或传播扭转阿尔文或快速扭结波。等离子体β参数的冷凝的估计表明，可能允许经常观察到的分离和伸长过程的冷凝的条件。我们还表明，来自横波的波压可以负责所观察到的日冕雨的低向下加速度。
2011-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simultaneous transverse and longitudinal oscillations in a quiescent prominence triggered by a coronal jet
在本文中，我们报告了2015年6月29日在静止日珥中同时进行的横向和纵向振荡的多波长观测。在活动区12373发生了一次C2.4耀斑，它与一对短带和一个远带有关。在耀斑的脉冲阶段，一个日冕喷流喷出的主耀斑网站，并在西北方向传播的$\sim$ 224 km s $^{-1}$的视速度。飞机的一部分在远处的丝带附近停了下来。剩下的一部分继续前进，最后停在了日珥的东边。一旦喷流遇到日珥，它就会推动日珥周期性地振荡。日珥东部的横向振荡可分为两个阶段。在阶段I中，初始振幅、速度、周期和阻尼时标分别为$\sim$ 4.5 μ m、$\sim$ 20 km s $^{-1}$、$\sim$ 25 min和$\sim$ 7.5 hr。在第二阶段，初始振幅增加到$\sim$ 11.3 Mm，而初始速度减半到$\sim$ 10 km s $^{-1}$。该周期增加了$\sim$ 3.5倍。日珥西部也经历了横向振荡。初始振幅仅为$\sim$ 2 μ m，速度小于10 km/s $^{-1}$。周期（$\sim$ 27分钟）略长于I相的EP。在日珥以东，少数水平线经历了纵向振荡。初始振幅、速度、周期和阻尼时标分别为$\sim$ 52 μ m、$\sim$ 50 km s $^{-1}$、$\sim$ 99分钟和2.5小时。据我们所知，这是第一个由日冕喷流引发的日珥横向和纵向同时振荡的报告。
2017-11-02 astro-ph.SR
Generating transverse loop oscillations through a steady-flow driver
近年来，日冕环中横向驻波振荡的无衰减状态一直是许多观测和数值研究的主题，重点是它们的物理特性，以及它们对日冕地震学和波加热的重要性。然而，这些振荡背后的驱动机制尚未给出明确的答案，大多数研究都集中在使用周期性的足迹驱动程序作为激发它们的手段。在本文中，我们的目标是探索这些驻波的概念是自我维持的振荡，由恒定的背景流驱动。为此，我们使用PLUTO代码，进行$3$ D磁流体动力学模拟的重力分层直通量管在日冕环境中，在存在弱流的情况下，围绕环，垂直于其轴。一旦这种流动被牢固地建立起来，横向振荡开始，主要由一个驻波的基本扭结模式，而二次谐波的存在被揭示，与频率比的基本模式附近的观察到的衰减振荡。在我们的模拟中也建立了涡旋脱落的存在，这与振荡器及其周围等离子体之间的“滑动”相互作用有关。因此，我们提出了一个概念验证的自振荡的日冕循环，我们提出它作为一种机制，可以解释所观察到的衰减少的横向振荡的日冕循环。
2020-07-27 astro-ph.SR
Effect of Coronal Loop Structure on Wave Heating by Phase Mixing
日冕加热背后的机制仍然无法直接观察和建立可行的理论过程模型，对日冕结构的后续影响是评估可能的加热机制的关键工具之一。通过磁流体力学（MHD）横波的相位混合的波加热已被提出作为一种可能的方式来转换为热能的磁能，但越来越多的MHD模型表明，这是不是一个足够有效的机制。我们模拟加热的横向MHD波的相位混合在各种配置，调查是否某些情况下可以提高加热足以维持百万度的日冕和评估的影响的传播和相位混合的横向MHD波的边界壳的结构的日冕环。我们使用三维MHD模拟预先存在的密度增强磁化介质和边界驱动器，以触发传播的横波具有相同的功率谱测量的COMP。我们考虑不同的密度结构，边界条件在非驱动足点，驱动器的特性，和不同形式的磁阻率。我们发现，不同的初始密度结构影响的边界壳的演变和一些驱动配置增强产生的热耗散的MHD波。特别是，在更大的空间尺度和更高的耗散系数相干的驱动程序产生显着的加热，但它仍然是不够的。我们的结论是，虽然横向MHD波的相位混合是不太可能维持的热结构的电晕，有配置，允许这种机制的效率提高。我们提供了可能的签名，以确定这种配置的存在，如位置的加热是沿着日冕环沉积
2020-09-09 astro-ph.SR
Numerical simulations of transverse oscillations in radiatively cooling coronal loops
我们的目的是研究辐射冷却对日冕环的固定扭结振荡的影响。利用FLASH程序求解了三维理想磁流体动力学方程组。我们的模型包括一个直的，密度增强和重力分层的磁通量管。我们最初扰动系统，导致横向振荡的结构，并遵循其演变的一些时期。一个现实的辐射冷却实施。结果进行了比较，可用的分析理论。我们发现，在线性制度（即低振幅扰动和缓慢冷却）的周期和阻尼时间是在很好的符合理论。冷却导致振荡幅度的放大。然而，冷却和非冷却情况之间的差异很小（6次振荡后约为6%）。在实际冷却的高振幅运行中，不稳定性使环路变形，导致阻尼增加。在这种情况下，冷却和非冷却之间的差异仍然可以忽略不计，约为12%。还进行了一组具有更高密度回路的模拟，以探索当冷却在非常短的时间（tcool = 100 s）内发生时会发生什么。我们加强了以前的分析研究的结果，指出由于冷却的放大是无效的，其对振荡特性的影响很小，至少对于这里所示的情况下。此外，即使在快速冷却的情况下，在高振幅运行中也存在相对较强的阻尼，这表明冷却不太可能单独解释所观察到的与耀斑相关的冕环无阻尼振荡。这些结果可能是显着的，在日冕地震学领域，使其应用于日冕环振荡与观察到的淡出或冷却行为。
2015-10-29 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
Apparent Transverse Motion of Light Bridges Coupled to Coronal Loop Dynamics
Manipal Centre for Natural Sciences, Manipal Academy of Higher Education（马纳帕尔自然科学中心，马纳帕尔高等教育学院）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
基于SDO数据，研究光桥在太阳黑子中的罕见横向运动，发现其与日冕环动力学存在清晰耦合，提出该运动可能是本影核心动力学的视效应。
2026-06-08 astro-ph.SR
An Analytical Model of the Kelvin-Helmholtz Instability of Transverse Coronal Loop Oscillations
最近的数值模拟表明，横向日冕环振荡是容易受到开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性，由于在环边界的逆流运动。我们提出了这种现象的第一个分析模型。剪切运动最大的环边界处的区域被视为分离时间周期逆流流的直界面。为了考虑扭曲管，界面一侧的磁场是倾斜的。我们表明，在界面处的位移的演变是由Mathieu方程，我们用这个方程来研究界面的稳定性。我们证明了界面总是不稳定的，并且在一定条件下，磁剪切可以降低不稳定增长率。结果，磁剪切不能稳定的接口，解释了数值发现的事实，即磁扭曲不阻止KH不稳定性的振荡磁管的边界处的发病。我们还介绍了循环$σ$稳定性的概念。如果KH不稳定性增长时间大于扭折振荡的阻尼时间，我们说横向振荡回路是$σ$ -稳定的。我们表明，即使是相对较弱的扭曲循环是$σ$稳定的。
2019-01-18 astro-ph.SR
The Role of High-frequency Transverse Oscillations in Coronal Heating
本文通过荟萃分析研究日冕环中高频横向振荡的加热贡献，发现能量通量随频率的幂律斜率δ=-1.40且振荡数量随能量通量的斜率α=1.00，表明高频振荡主导无衰减横向振荡产生的总日冕加热。
2023-08-07 astro-ph.SR
Propagating Kink Waves in Chromospheric Jet-like Structures and Coronal Plumelets
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过Solar Orbiter上的EUI-HRI数据，首次观测到色球喷流状结构中反向激波的传播，其与相关日冕喷流结构的横向振荡周期相似，3D MHD模拟验证了该波的传播过程，揭示了横向波在能量从日球层向日冕传输中的作用。
2026-03-26 astro-ph.SR
Evidence of Wave Damping at Low Heights in a Polar Coronal Hole
我们用日之出星上的极紫外成像光谱仪测量了极冕洞的谱线宽度。极地冕洞是开放磁场的区域，也是快速太阳风的来源。我们发现，线宽在相对较低的高度减少。以前的观察将这种下降归因于系统效应，但我们发现这种效应太小，无法解释我们的结果。我们得出结论，谱线变窄是真实的。据信非热谱线宽度与沿着这些开放场线传播的阿尔文波的振幅成正比。我们的研究结果表明，阿尔芬波阻尼在极冕洞意外低的高度。我们推导出1.1和1.3太阳半径之间耗散的能量上限的估计，并发现它足以占所需的极冕洞加热和加速太阳风的70%。
2012-04-30 astro-ph.SR
Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
Transverse kink oscillations of expanding coronal loops
我们研究了日冕中膨胀环的横向扭折振荡的性质，以及如何利用振荡来诊断等离子体参数和磁场。特别是，我们的目标是分析如何的时间依赖性的环路长度（这里建模的扩展）将影响横向环路振荡的P1 /P2周期比。由于环的形状通过其扩展的不确定性，我们分别讨论的情况下，保持其初始的半圆形的环和环的情况下，从一个半圆形演变成一个椭圆形的环。描述膨胀通量管中振荡的方程由于系数的空间和时间依赖性而变得复杂。使用WKB近似，我们找到近似值的周期和它们的演变，以及周期比。对于小的时间值（接近展开的开始），我们可以采用正则微扰法来找到本征函数和本征频率的近似关系。使用简单的分析和数值方法，我们表明，周期的振荡的日冕环的上升的影响。由于环的长度增加而引起的周期变化对于那些扩展成更结构化（或更冷的日冕）的环来说更加明显。周期的偏差对确定日冕层化的程度有重要意义。膨胀对振荡周期的影响仅在环膨胀的过程中是相当大的，而在环达到其最后阶段时则不是。
2012-07-26 astro-ph.SR
The instability and non-existence of multi-stranded loops, when driven by transverse waves
近年来，在太阳大气的各个层中都观测到了无所不在的横波。日冕环通常被建模为单个链的集合，以解释它们的热行为和外观。我们进行了三维理想MHD模拟，研究了连续小振幅横向足点驱动对由股线组成的冠状环内部结构的影响。输出还使用FoMo转换为合成图像，对应于AIA 171 A和193 A通带。我们表明，多股循环不再存在于传统意义上的词，因为等离子体是有效地混合垂直于磁场，与开尔文-亥姆霍兹不稳定性作为主要机制。我们的模拟的最终产品是混合循环的密度结构在很大范围内的规模，类似于幂律。因此，多股环是不稳定的驱动横波，这引起了强烈的质疑的可用性和适用性的冠状环模型组成的独立股。
2016-04-14 astro-ph.SR
Kink Oscillations in Solar Coronal Loops with Elliptical Cross-Sections. I. the linear regime
日冕环的截面很少是圆形的。我们研究线性扭结振荡直，密度增强，磁柱与椭圆形截面从初值问题的角度来看，通过求解三维磁流体动力学方程。出于相关的本征模分析，我们区分两个独立的偏振，一个沿主轴（M-模式）和其他沿未成年人（M-模式）。我们发现，发生在具有圆形截面的冕环中，环轴横向位移的明显阻尼伴随着横向Alfvénic运动的积累和随之而来的小尺度的发展，这表明共振吸收和相位混合概念的鲁棒性。此外，两个阶段，一般可以告诉除了在时间上的演变的环路位移;高斯时间依赖性之前的指数。对于两个被研究的密度比之间的环路和他们的周围环境，M模式（m模式）的周期往往增加（减少）与主-次半轴比，和阻尼时间的指数阶段的M模式往往超过他们的m模式对应。这对我们所研究的两个横向剖面是正确的。然而，不同极化的指数阶段中的阻尼时间的相对幅度取决于横向轮廓和/或密度对比度的规格。我们的数值研究结果的应用进行了讨论的背景下，冠状地震。
2020-10-14 astro-ph.SR
Transverse coronal loop oscillations excited by homologous circular-ribbon flares
我们报告了2014年3月5日在活动区11991中对两个同源圆带状耀斑（CRF）的多波长观测，重点关注耀斑激发的极紫外（EUV）环的横向振荡。横向振荡为快速驻定的扭结模。由C2.8耀斑触发的第一级振荡是无衰减的，振幅较低（310 $-$ 510 km）。不同波长的周期（115 $-$ 118 s）几乎相同，表明相干振荡。回路的磁场估计为65 $-$ 78 G。由M1.0耀斑触发的第二级振荡以较大的振幅衰减（1250 $-$ 1280 km）。周期从211年的117秒减小到171年的70秒，表明环长减小或在逐渐膨胀后发生内爆。阻尼时间为147 $-$ 315 s，随周期增加，使得$τ/P$的值在不同波长中彼此接近。在共振吸收的假设下，非均匀层的厚度估计为$\sim$ 0 \farcs 45。这是第一次观测到两个交感耀斑激发两个扭结模环振荡。这些结果对于理解日冕环扭折振荡的激发和日冕能量平衡具有重要意义。我们的研究结果还验证了连续驱动程序的振荡幅度显着放大的患病率。
2020-05-05 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
Transverse vertical oscillations during the contraction and expansion of coronal loops
本文分析了M1.6级耀斑及CME产生的EUV波与邻近日冕环的相互作用，发现EUV波挤压导致日冕环发生持续约15分钟的收缩、随后的缓慢膨胀以及叠加其上的横向垂直振荡，揭示了日冕环丰富的动力学特征。
2023-05-15 astro-ph.SR
Dual Trigger of Transverse Oscillations in a Prominence by EUV Fast and Slow Coronal Waves: SDO/AIA and STEREO/EUVI Observations
我们分析了2010年9月8日至9日在一个静止的日珥耀斑相关的横向振荡。耀斑活动区和日珥都位于西翼附近，具有良好的位形和视角。太阳动力学观测台上的大气成像装置以高空间和时间分辨率获得的太阳全圆盘极紫外图像显示了与耀斑有关的日珥片横向振荡。STEREO-A航天器位于日地线前方81.5度，提供了与耀斑有关的日冕扰动的盘上视图。利用图像互相关技术，我们得到了日珥片横向位移的时间剖面。对位移曲线进行去趋势化，并推导出残余振荡模式。我们用一个可变周期的阻尼余弦函数来拟合这些振荡，发现周期在增加。初始振荡周期（P0）为28.2分钟，阻尼时间（t_D）为44分钟。我们确认存在的快速和缓慢的EUV波分量。使用STEREO-A观测，我们推导出的传播速度为250公里/秒的慢EUV波通过应用时间片技术的运行差异图像。我们提出，日珥振荡是由快EUV波激发的，而日珥振荡周期的增加是一个明显的效果，与由于慢EUV波作为次级触发器而引起的相位变化有关。我们讨论的双重触发效应的影响，日冕突出地震学和阻尼机制的标度律研究。
2012-10-24 astro-ph.SR
Bayesian Magnetohydrodynamic Seismology of Coronal Loops
我们进行贝叶斯参数推断的背景下，共振阻尼横向冠环振荡。正问题的求解是在薄壁管和薄边界近似下，一维通量管中扭结波的参数结果。对于逆问题，我们采用贝叶斯方法来推断相关参数的最可能值，对于给定的观测周期和阻尼时间，并提取其置信水平。后验概率分布函数通过马尔可夫链蒙特卡罗模拟获得，以一致的方式将观察到的不确定性。我们找到了两个感兴趣的三个参数，即阿尔芬旅行时间和横向不均匀性长度尺度的后验概率分布函数的本地化解决方案。所获得的估计阿尔芬旅行时间与以前的反演结果是一致的，但该方法使我们能够额外约束的横向不均匀性长度尺度，并估计每个参数的实际误差条。当使用密度对比度的观测估计时，该方法使我们能够完全约束感兴趣的三个参数。这些结果可以用来改进我们目前对冕环中未知物理参数的估计，并检验假设的理论模型。
2011-07-20 astro-ph.SR
Standing Sausage Perturbations in Solar Coronal Slabs with Continuous Transverse Density Profiles: cutoff wavenumbers, evanescent eigenmodes, and oscillatory continuum
在太阳活动区环中观察到的香肠扰动的缺乏通常归因于截止轴向波数的相关性以及随之而来的捕获模式的缺乏（在这里称为“倏逝本征模”）。然而，最近的一些特征值问题的研究产量，截止波数可能会消失的那些平衡的外部密度变化足够慢，从而怀疑候选香肠扰动的罕见性。我们检查直，横向结构，冠状板块的小振幅香肠型扰动，激发轴向的基本面通过解决相关的初始值问题的特征解的封闭域的响应。板外部的密度变化由某些陡度参数$μ$决定，并且理论上预期当$μ\ge 2$（$μ< 2$）时存在（不存在）截止波数。然而，我们的数值计算结果表明，没有定性的差异时，系统的演化$μ$的变化，尽管在模态行为的差异。当$μ\ge 2$。我们的离散本征谱变得越来越紧密，当域加宽，和一个真正的开放系统的振荡连续的结果。当$μ<2$ .我们表明，截止波数的无关性并不意味着所有的快波是倏逝波。相反，这意味着当畴尺寸增加时，渐逝本征模的数量会增加。我们的结论是香肠扰动仍然难以检测，即使在这里制定的波导。
2022-12-06 astro-ph.SR
Weak damping of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
传播的横波被认为是坡印廷通量在整个太阳大气中的关键传输者。最近的研究表明，这些横向运动，解释为磁流体动力学扭结模式，是普遍存在的整个日冕。相关的能量估计表明，这些波携带的能量足以满足静止太阳中日冕辐射损失的需求。然而，目前还不清楚这些波是如何将能量沉积到日冕等离子体中的。我们提出了一个大规模的研究结果，传播扭结波在静止的日冕使用的数据从日冕多通道偏振仪（CoMP）。分析表明，扭结波似乎是弱阻尼，这将意味着低速率的能量转移从大尺度的横向运动到小尺度通过单湍流或共振吸收。这就提出了一个问题，即观察到的扭结模式如何将能量沉积到日冕等离子体中。此外，这些观察，结合蒙特卡罗模拟的结果，我们推断，太阳日冕显示的密度比谱，与较小的密度比（相对于周围的日冕）在静止的日冕环和较高的密度比在活动区日冕环。
2021-10-19 astro-ph.SR
The behavior of transverse waves in nonuniform solar flux tubes. II. Implications for coronal loop seismology
利用阻尼横向振荡的观测结果结合理论模型的结果进行日冕环的地震学是间接推断太阳大气等离子体物理参数的工具。现有的地震学方案的基础上近似的周期和阻尼时间的扭结振荡，经常使用超出其理论范围的适用性。这些近似假设的密度变化的整个循环被限制在一个不均匀的层比半径的环更薄，但反演问题的结果往往不满足这个初步的假设。在这里，我们确定的周期和阻尼时间的解析近似的准确性，其对地震学估计的影响，在很大程度上被认为是不均匀的循环。我们发现，当使用超出其适用范围的近似的准确性是强烈影响的形式的密度分布在整个循环，这是观测未知的，所以必须任意施加的理论模型的一部分。与解析近似相关联的误差可以大于50%，即使对于相对薄的非均匀层。与实际数值反演相比，这种误差直接影响近似地震学估计的准确性。此外，假设不同的密度剖面，在同一同相轴的反演中，可能产生地震变量的不重合区间。忽略整个环的密度变化的真实形状是一个重要的错误来源，可能会质疑地震推断的参数的可靠性，假设一个特设的密度分布。
2013-12-18 astro-ph.SR
