A Wave Scattering Theory of Solar Seismic Power Haloes
高通频率滤波后的时间平均均方根（RMS）多普勒速度的空间图往往会显示出强场区域内的大幅减少，以及附近随机分布的增强补丁。我们建议，这些晕或增强是磁场诱导的模式混合（散射）的结果，导致具有较强的表面速度签名（即从低到高的波数散射）的波的优先供电。显然，这个过程可以反过来发生，因此为了确定晕是否确实是由模式混合引起的，我们必须回答这个问题：{ \it声波是如何被磁场散射的？}通过模拟波与太阳黑子的相互作用和斑斑模型，我们证明了高到低模阶散射通道是有利的。随着频率的增加和波长的减小，越来越多的模式被太阳黑子散射，从而使光谱的高频部分周围的增强最明显。从模拟中得到的晕是在相同的数量级，但比观察到的弱。我们还提出了观测证据来支持这一理论：活动区AR 9787的观测首先进行频率滤波，以隔离5-6 mHz的信号，其次，分解成三个波数带通，$l - [0,400], [400,800], [800,2222]$。随着波数的增加，光环效应的程度急剧增加，与理论预期一致。
2009-06-25 astro-ph.SR
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
Effect of latitudinal differential rotation on solar Rossby waves: Critical layers, eigenfunctions, and momentum fluxes in the equatorial $β$ plane
在太阳上观测到纵向波数在3到15之间的垂直涡度逆行传播波，其色散关系接近于经典的扇形Rossby波。观测到的涡度本征函数在纬度上是对称的，在赤道处达到峰值，在$20^\circ$ - $30^\circ$附近切换符号，在高纬度处减小。我们寻找一个解释，考虑到太阳纬度差异旋转。在赤道$β$平面上，我们研究了线性Rossby波（相速度$c <0$）在抛物型纬向切变流$U = - \overline{U}\ ξ^2<0$中的传播，其中$\overline{U} = 244$ m/s和$ξ$是纬度的正弦。在无粘情况下，本征值谱是实的和连续的，速度流函数在$U = c$的临界纬度处是奇异的。我们在问题中加入涡粘性来解释波的衰减。在粘性情况下，流函数是四阶修正的Orr-Sommerfeld方程的解。特征值是复杂的和离散的。对于合理的涡动粘度值对应于超颗粒尺度和以上（雷诺数$100 \le Re \le 700$），所有模式是稳定的。在固定的纵向波数，最小阻尼模式是一个对称模式的实际频率接近的经典Rossby模式，我们称之为R模式。对于$Re \approx 300$，本征函数的衰减和实部与观测结果定性一致（不像本征函数的虚部，其在模型中具有更大的振幅。结论：每一个纵波数都与一个纬度对称的R模相关联，R模被太阳的差异自转捕获在低纬度。在粘性模型中，R模式从耗散层向赤道输送显著的角动量。
2020-08-05 astro-ph.SR
Standing Sausage Perturbations in solar coronal loops with diffuse boundaries: An initial-value-problem perspective
工作在无压磁流体力学，我们研究了一些特殊的色散特性的线性快速香肠模式（FSM）在一维圆柱平衡与连续的径向密度分布（$ρ_0(r)$）的后果。正如最近在坚实的数学基础上认识到的那样，当$ρ_0(r)$在标称柱面之外变化得足够慢时，FSM可能不存在截止轴向波数。陷波模式，因此可能存在任意轴向波数和密度对比，其轴向相位速度在长波长制度不同的外部Alfv $\acute{\rm e}$ n速度。如果这些捕获的模式确实出现在相关的初值问题（IVP）的解决方案中，那么FSM有比经典理论预期的更好的机会被观察到，并且可以被调用来解释比实践更广泛的周期性。然而，与轴向的基本面在活动区循环作为一个例子，我们表明，这种长波长的期望是看不到我们的有限差分解决方案的IVP，其原因是，然后探索通过叠加必要的本征模重新解决IVP。至少对于我们研究的参数，被困模式的本征函数的特征在于空间范围远远超过初始扰动的空间范围的观测合理范围，这意味着被困模式可以接收到的能量可以忽略不计。我们的结论是，截止波数的情况下，FSM在检查的平衡并不能保证一个独特的时间行为。
2022-02-09 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
Direct and Inverse Cascades in the Acceleration Region of the Fast Solar Wind
阿尔文波被认为在日冕洞发出的快速太阳风的加热和加速中起着重要作用。主导${\bf z}_{+}$波和少数${\bf z}_{-}$波之间的非线性相互作用有可能将波能传递到较小的垂直尺度（“直接级联”）或较大的尺度（“反向级联”）。在本文中，我们使用约化磁流体动力学（RMHD）模拟研究如何级联率$ε_{\pm}$依赖于垂直波数和径向距离太阳中心。对于一个光滑的背景大气的模式，我们发现，逆级联（$ε_{+} < 0$）发生的主导波半径在1.4和2.5 $R_\odot$和无量纲波数在惯性范围内（$15 < a_\perp < 44$），和直接级联（$ε_{+} > 0$）发生在其他地方。对于密度涨落模型，存在多个逆级联区域。在这两种情况下，级联率$ε_{+}$随垂直波数显著变化，表明级联是一个高度非局部的过程。由于逆叶栅的存在，能量耗散率远低于现象学模型的预期，不足以维持背景大气的温度。我们的结论是，RMHD模型是无法重现观测到的快速太阳风的属性。
2016-12-08 astro-ph.SR physics.space-ph
The influence of the medium physical conditions and atomic constants on the Stokes profiles of absorption lines in the solar spectrum
在Unno-Beckers-Landi-Dagl`Innocenti理论下计算了太阳光球层中Fe I线的Stokes剖面。得到了这些谱线的磁加强的估计。考虑了激发势、波长、等效宽度、Lande因子、微-宏观湍流速度、径向速度、阻尼常数、大气模型、磁场强度和方向等因素对Stokes剖面的影响。图示的斯托克斯轮廓的变化使得有可能确定输入参数的初始值，以解决由反演方法重建磁场矢量的问题。所提出的磁增强对谱线参数的依赖关系将有助于正确选择磁敏感谱线，用于太阳黑子、通量管、谱斑和其他磁特征的研究。
2022-03-14 astro-ph.SR
$f$-mode strengthening from a localized bipolar subsurface magnetic field
最近在日震学中的数值工作表明，周期性变化的地下磁场导致$f$模式的扇形化，该模式出现于地表的密度跳跃。为了模拟更现实的情况，我们现在用包络调制这种周期性变化，从而更加强调域中间的局部双极磁结构。一些值得注意的调查结果是：（i）与纯流体动力学情况相比，在高水平波数$k$处，$f$ -模的强度明显更大，但是对于这里研究的局部次表面磁场浓度，扇形比先前研究的周期性磁场浓度弱;（ii）当磁场的强度在表面以下的固定深度处增强时，- 在$kω$图中$f$模式的扇形化以这样的方式成比例地增加，使得归一化的$f$模式强度在不同的这种情况下保持几乎相同;（三）当施加更真实的局部磁场集中时，以前在谐波变化磁场的情况下报告的不稳定布洛赫模现在完全不存在的表面下，从而表明，布洛赫模式是不太可能在太阳周期的大多数阶段的支持;（iv）$f$模式的强度似乎也取决于深度的磁场浓度，使它显示出一个相对递减时，最大的磁场移动到更深的一层。我们认为，探测$f$模式的扰动，如正在探索的那些在光球层以下的太阳磁场的有效示踪剂之前，这些是直接检测到的活动区域或太阳黑子的可见表现。
2019-04-12 astro-ph.SR
Solar-Cycle Variation of quiet-Sun Magnetism and Surface Gravity Oscillation Mode
平静的太阳磁场的起源仍在争论中。从观测上更详细地调查太阳活动周期变化可以为我们提供解决这些争议的线索。本文研究了磁静区的太阳活动周期变化及其表面重力振荡（$f$ -）模积分能量（$E_f$）。我们使用了12年的HMI数据，并根据空间和时间的安静程度应用了严格的选择标准，以避免活动区域（AR）的任何影响。我们开发了一个自动化的高通量管道，通过所有可用的磁图数据，并计算$E_f$为选定的安静地区。我们观察到一个明确的太阳周期依赖的磁场强度在最安静的地区包含几个超颗粒细胞。对于补丁尺寸小于超颗粒细胞，没有显着的周期依赖性检测。超颗粒尺度下的$E_f$随时间变化不是恒定的。在第24周期的后期上升阶段（SC24，2011-2012），它大致保持不变，但在2013年开始减少，因为接近SC24的最大值。这一趋势将持续到2017年年中，届时可以看到在南半球高纬度地区加强的迹象。缓慢增强仍在继续，高纬度地区比赤道地区更强，但$E_f$再也没有恢复到2011-2012年的数值。此外，加强的趋势继续过去的太阳活动极小期，当SC25已经明显上升的年份。因此，$E_f$的行为与太阳活动周期不一致。$E_f$与太阳活动周期的总体关系是可以预期的，但几年的相移表明与极向大尺度磁场分量而不是环向分量有关。用QS $E_f$校准AR信号未显示AR出现前$f$模式的显著增强。
2022-05-09 astro-ph.SR cs.DC
An Inside Look at Sunspot Oscillations with Higher Azimuthal Wavenumbers
太阳黑子本影的色球观测提供了一个特殊的磁流体动力学波现象。近年来，大量与传播磁声模式相关的波特征被提出，它们表现出波分量的复杂的空间和时间结构。理论模型已经证明了这些无处不在的波是如何与m = 0的慢磁声模式相一致的，该模式是由被捕获的亚光球声（p模式）波激发的。然而，本影波的频谱很宽，这表明所观察到的特征代表了许多频率和/或模式的叠加。我们应用傅立叶滤波，在空间和时间域中，提取色球本影波特性符合一个m = 1慢磁声模式。这种识别以前没有描述过。在0.45 <k <0.90 arcsec ^-1（5000-9000 km）的空间波数范围内，角频率为0.037 +/-0.007 rad/s（2.1 +/-0.4 deg/s），对应于m = 1模式的周期约为170 s。理论色散关系的解决，与相应的本征函数计算，这使得密度扰动进行调查，并与我们的观察比较。这样的磁流体动力学模型证实了我们的解释，即确定的波签名是第一次直接观测的m = 1慢磁声模式的色球本影的太阳黑子。
2017-05-17 astro-ph.SR
Simulations of the onset and dynamical evolution of inertial waves in solar/stellar interior
Universidade Federal de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Observatório Nacional（国家天文台）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；High Altitude Observatory, NSF National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心）
研究通过数值模拟探讨太阳和恒星内部惯性波的激发机制及动力学影响，发现巴克林不稳定性和不同剪切幅度下的对流层旋转对惯性波起始和非线性演化有显著作用。
2026-03-21 astro-ph.SR
On the properties of slow mhd sausage waves within small-scale photospheric magnetic structures
磁声波在太阳大气中的磁结构中的存在是有据可查的。应用太阳磁震学（SMS）技术，使我们能够推断这些结构的背景属性。在这里，我们的目标是确定所观察到的磁声波的属性，并研究低层太阳大气中的磁结构的背景属性。使用荷兰开放望远镜（DOT）和太阳大气层快速振荡（ROSA）仪器，我们捕获了两个系列的高分辨率强度图像，其中两个孤立的磁孔具有短节奏。结合小波分析和经验模态分解（EMD），我们确定了横截面内的特征周期（即，时间序列和强度序列。然后，应用线性磁流体力学（MHD）理论，我们确定了这些振荡的MHD框架内的模式。在这两个磁孔内检测到几个振荡。它们的周期从3到20分钟不等。结合小波分析和EMD使我们能够自信地找到面积和强度振荡之间的相位差。从这些观察到的特征，我们得出结论，检测到的振荡可以归类为慢香肠MHD波。此外，我们确定了这些振荡的几个关键属性，如径向速度扰动，磁场扰动和垂直波数使用太阳磁震学。相关波数的估计范围揭示了这些振荡被困在这些磁性结构中。我们的研究结果表明，检测到的振荡是驻谐波，这使我们能够估计的扩展因子的波导采用SMS。计算的膨胀系数范围为4 - 12。
2015-10-29 astro-ph.SR
Analysis of Helioseismic Power-Spectrum Diagram of A Sunspot
太阳动力学天文台/日震和磁成像仪对太阳的连续高空间分辨率多普勒观测使我们能够仅利用太阳黑子内部的振荡来计算日震k Ω功率谱图。通过对一个稳定的圆形太阳黑子进行40小时的观测，可以在k-Ω图中清晰地看到单个模态脊，但其功率有所降低。与平静太阳区的k-ω图相比，黑子内部f模脊比p模脊功率降低更多，尤其是在高波数时。对于给定的频率（或波数），p模脊都向较低波数（或较高频率）的区域移动，这意味着太阳黑子下方的相速度增加。这可能是由于声波穿越了太阳黑子半影的倾斜磁场。线轮廓的不对称性表现在p模式的脊是更显着的太阳黑子比安静的太阳。太阳黑子内部的对流也被高度抑制，其特征空间尺度远大于安静太阳的典型对流尺度。这些观测事实要求更好地理解磁对流和日震波与磁场的相互作用。
2012-10-30 astro-ph.SR
Two-scale analysis of solar magnetic helicity
我们开发了一个双尺度的形式主义，以确定全球磁螺旋度谱的系统中，当地的磁螺旋度有相反的迹象，在赤道的两侧，引起取消与传统的方法。我们验证了这种方法，首先使用合成的一维磁场，然后从三维α效应型发电机产生的磁场与强迫湍流的相反螺旋度的域的中平面上方和下方的二维切片。然后，我们将这种形式主义的全球太阳天气矢量磁图。为了改进统计，将三次连续卡林顿旋转（2161- 2163）的数据合并到一张地图中。我们发现，北半球的光谱磁螺旋度代表是负的，在所有波数和峰值在~ 0.06 Mm^{-1}（尺度约100 Mm）。在螺旋驱动的α效应型发电机的三维湍流模拟中，没有发现双螺旋磁场的证据。
2017-02-06 astro-ph.SR
Resonance of low-frequency electromagnetic and ion-sound modes in the solar wind
本文揭示太阳风中低频电磁涨落与离子声波模式的非线性共振机制，通过 Hall-MHD 模拟证明该共振仅在斜向传播时发生，可将回旋共振离子的能量转移至 Landau 共振粒子。
2024-04-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observations of large-scale solar flows
在本论文中，几个组成部分的大规模太阳流的观测研究：太阳赤道Rossby波（径向涡波），大尺度对流，和表面流动的活动区周围。水平流的地图来自光球观测的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）使用两种不同的技术：颗粒跟踪和本地日震。首先，用相关方法和谱分析方法从日震环图流图上测量了太阳Rossby波的本征函数。对于给定的纵向波数$m$，直到表面以下的$9$ Mm，径向涡度与半径$r$的关系与$r^{m-1}$一致。在表面上，本征函数是复值的。实部随着远离赤道而减小，并在$\pm 20-30^\circ$周围切换符号。虚部很小，但不为零，可能是由于波的衰减。这可能对纬向角动量的传输有影响。其次，我们重新审视以前的测量功率谱的纵向速度靠近太阳表面，从时间距离和环形图日震学。在这些过去的日震分析的几个问题进行了识别和纠正。修正不足以消除测量值之间的差异。因此，我提出了新的速度功率谱的颗粒跟踪和环图日震学。这两个新的测量值在太阳表面附近相互接近，相应的动能随着空间尺度的增大而减小。
2021-06-14 astro-ph.SR
Stability Analysis of Core-Strahl Electron Distributions in the Solar Wind
在这项工作中，我们分析了一个由核心和strahl亚群组成的太阳风电子分布的动力学稳定性。核心由漂移麦克斯韦分布建模，而strahl由最近从碰撞动力学方程（Horaites et al. 2018）导出的分析函数建模。我们使用LEOPARD求解器（Astfalk & Jenko 2017）进行数值线性稳定性分析，该求解器允许磁化等离子体中的任意陀螺分布函数。我们发现，对于典型的太阳风条件下，核心strahl分布是不稳定的动力阿尔文和磁声模式。这些不稳定性的最大增长率发生在波数$k d_i \lesssim 1$，在适度倾斜的传播角度，从而提供了一个潜在的源动力学尺度湍流。然而，与以前的报告相比，我们没有发现直接与电子strahl哨声不稳定性的证据。这可能与我们的工作中采用的电子strahl分布函数的更真实的形状有关。因此，我们认为，哨声模式经常调用来解释strahl粒子的异常散射可能出现的结果，非线性模式耦合和湍流级联起源于尺度$k d_i \lesssim 1$。
2018-07-08 astro-ph.SR
Numerical simulations of conversion to Alfven waves in solar active regions
我们使用2.5D数值模拟研究磁声波到Alven波的耦合。在我们的实验中，一个给定频率和波数的快速磁声波产生的表面以下。假设域内的磁场是均匀的和倾斜的。在声速和阿尔芬速度相等的层附近，测量转换成阿尔芬波的效率，计算它们的能流。磁场的振荡与速度之间的特殊振幅和相位关系，有助于我们证明这种转换后到达高层大气的波确实是阿尔文波。我们发现，从快磁声波到阿尔芬波的转换是特别重要的倾斜和方位角之间的磁场55和65度，与最大值移动到更大的倾角为较低的频率波。传输到高层大气的最大阿尔芬通量比相应的声通量低2-3倍。
2010-09-23 astro-ph.SR
Characterization of Turbulent Fluctuations in the Sub-Alfvenic Solar Wind
本文将新模态分解分析应用于 PSP 观测的亚阿尔芬尼太阳风，识别并表征了多种 MHD 湍流模态及其相位与各向异性特征，证明该方法是揭示湍流基本结构的有效工具。
2024-03-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar east-west flow correlations that persist for months at low latitudes are dominated by active region inflows
巨胞对流被认为是太阳动力学的重要组成部分。例如，预计它将在维持太阳的差异旋转方面发挥关键作用。目的：我们重新检查早期报告的巨大对流单体检测使用多普勒相关分析。我们使用19年的空间和地面观测近地表水平流扩展这种分析。方法：通过颗粒的局部相关跟踪和日震环图分析得到流图。我们计算了固定纬度上东西向气流的时间自关联函数。结果：在东西向速度的相关性可以清楚地看到多达五个旋转周期。该信号由低纬度地区纵向波数高达m=9的特征组成。与磁图像的比较表明，这些流动特征与磁活动有关。在太阳活动极小期，信号没有超过噪声水平。结论：我们的结果表明，在低纬地区的东西气流的长期相关性主要是由于流入活动区，而不是巨大的对流单体。
2020-10-25 astro-ph.SR
Characterising solar surface convection using Doppler measurements
太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）记录了表面对流的视线多普勒图像。这些图像被用来获得多尺度对流谱。我们设计了一个流水线来处理原始图像，以去除大规模的特征，如差分旋转，双腔循环，肢体移位和成像伪影。分层等面积像素化方案（HEALPix）用于对清洁图像执行球谐变换。由于我们只能获得太阳表面一半的视线速度，我们定义了一个“混合矩阵”，将观测到的光谱和真实光谱联系起来。这使得通过混合矩阵的反演在一个单一的步骤中的极向和环形流谱的推断。通过对几个流型的反演，我们发现极向流的恢复是最可靠的。我们还发现，极向谱是定性一致的推论，从局部相关跟踪（LCT）的颗粒。垂直运动中的功率分数随波数的增加而增加，对于$\ell = 1500$，功率分数在8%的水平。与地震结果和LCT相反，流动几乎没有时间-频率依赖性。极向流功率在$\ell - |m| \approx 150-250$范围内达到峰值，这可能暗示对流的纬度偏好。
2021-05-25 astro-ph.SR
How Rotating Solar Atmospheric Jets Become Kelvin--Helmholtz Unstable
最近的观测结果支持一些磁流体动力学（MHD）模式的传播，在某些条件下，可以变得不稳定和发展的不稳定性是开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。在其非线性阶段，KHI可以触发波湍流的发生，这被认为是日冕加热的候选机制。我们回顾了在太阳色球层和日冕中的龙卷风现象的建模，作为移动弱扭曲和旋转的圆柱形通量管，表明KHI上升在高模式MHD波的激发。不稳定性发生在一个波数范围内，其宽度取决于MHD模式数\emph{m}，旋转射流与其环境之间的等离子体密度对比，以及内部磁场和射流速度的扭曲。我们已经研究了两个扭曲的旋转太阳极冕洞喷流，在一个扭曲的旋转喷流出现的灯丝爆发，并在一个旋转的macrosicule中的KHI。理论计算的KHI发展时间的几分钟的波长相当于半宽度的射流是在良好的协议与观测确定的增长时间，只有高阶（10 $\mathrm{\leqslant}$ \emph{m} $\mathrm{\leqslant}$ 65）MHD模式。因此，我们预计，在这些情况下观察到的KHI是由于不稳定的高阶MHD模式。
2019-05-26 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
Magnetic diffusion driven shear instability of solar flux tubes
宏观气体运动在整个太阳大气中广泛存在，剪切运动耦合到非理想效应，使介质中的低频波动不稳定。这种非理想磁流体动力学不稳定性的起源在于在剪切背景流的存在下，中性粒子与磁化等离子体的碰撞耦合。不出所料，最大增长率和最不稳定的波数取决于流动梯度和环境扩散系数。磁场的方向、速度切变和扰动波矢对不稳定性起着至关重要的作用。当磁场和波矢量都垂直时，双极和欧姆扩散可以组合为彼得森扩散，并且仅引起阻尼;在这种情况下，只有霍尔漂移与剪切流串联驱动不稳定性。然而，对于非垂直场和倾斜波矢量，双极扩散和霍尔漂移都是不稳定的。我们研究了磁性元素在网络和网络间区域的稳定性。剪切尺度尚未观测确定，但假设一个典型的剪切流梯度$\sim 0.1 \,\mbox{s}^{-1}$，我们表明，磁扩散剪切不稳定性增长的时间尺度为一分钟。因此，这是合理的，网络-互联网的磁性元素受到这种快速增长，扩散剪切不稳定性，这可能在驱动低频湍流在太阳光球和色球等离子体中发挥重要作用。
2013-01-31 astro-ph.SR
Transformation of solar wind energy and helicity spectra in the frame of magnetohydrodynamics shell modeling
Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation RAS（俄罗斯科学院普尔科夫地球磁场、电离层和无线电波传播研究所）
基于帕克太阳探测器数据，利用壳层模型研究太阳风湍流中动能与磁能的不平衡及谱转换，通过改变螺旋度参数模拟谱指数和惯性区变化，与观测对比验证模型适用性。
2026-06-17 astro-ph.SR
Nonlinear Evolution of Global Hydrodynamic Shallow-Water Instability in Solar Tachocline
我们提出了一个完全非线性流体动力学的“浅水”模型的太阳速跃层。该模型包括一个全球性的球壳差动旋转的流体，它有一个可变形的顶部，从而允许沿纬度和经度方向的径向方向的运动。当系统受到扰动时，在其非线性演化过程中，微分旋转、高频重力波及其相互作用会产生不稳定的低频浅水剪切模态。在该模型中，辐射线和超调线分别用高有效重力值和低有效重力值来表征。建立了一个包含很低数值扩散的半隐式谱格式，我们进行了浅水模式的非线性演化。我们的初步结果表明：（i）高纬急流或极上旋的发生是由于不稳定的水动力浅水扰动和差异旋转的非线性演化;（ii）扰动中的雷诺应力以及壳层厚度和纬向流的变化是差异旋转演化的原因;（iii）扰动能量主要集中在最低的纵向波数上，（iv）在扰动和未扰动状态之间的能量振荡是由于在几乎无耗散的系统中这些模式的演化而发生的，以及（v）扰动是地转的，但偶尔会发生地转平衡的非调整，特别是在高有效重力的情况下，导致重力波的产生。我们还发现，一个线性稳定的微分旋转轮廓保持非线性稳定。
2011-11-21 astro-ph.SR
Rieger-type periodicity during solar cycles 14-24: estimation of dynamo magnetic field strength in the solar interior
太阳活动在几个月的时间尺度上发生变化，被称为Rieger型周期性，通常发生在太阳黑子周期的最大值附近。早期的分析表明，周期性只出现在某些周期中，而在其他周期中则不存在。但在不同的周期出现/缺席尚未得到解释。我们进行了小波分析的太阳黑子数据从格林威治皇家天文台和比利时皇家天文台在周期14-24。我们发现，在所有的周期中都会出现里格型周期，但它们是周期依赖性的：较短的周期出现在较强的周期中。我们的分析显示，在弱周期14-15和24期间，周期为185-195天，在较强周期16-23期间，周期为155-165天。本文导出了在对流区底部附近的发电机层中存在环形磁场和差动旋转时磁Rossby波的球谐函数的色散关系。这表明，m=1和n=4的快Rossby波的谐波，其中m（n）分别表示环向（极向）波数，完全符合观察到的周期性。环向场强从弱到强的变化可能导致在这些周期中发现的不同周期，这解释了所观察到的神秘的Rieger型周期性特征。最后，我们使用观察到的周期性来估计周期14-24期间的发电机场强。我们的估计表明，对于较强的周期，场强为40 kG，对于较弱的周期，场强为20 kG。
2016-05-13 astro-ph.SR
Spatio-Temporal Energy Cascade in Three-Dimensional Magnetohydrodynamic Turbulence
该研究提出波数-频率空间的尺度分解新方法，通过三维磁流体动力学湍流模拟揭示低频磁涨落的逆级联及能量库作用，为湍流时空特性提供新见解，或解释太阳风低频湍流涨落的起源与作用。
2024-11-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Properties of $p$- and $f$-modes in hydromagnetic turbulence
最终的目的是使用的基本或$f$ -模式来研究日震方面的连续性产生的磁通量的浓度，我们使用随机强制磁流体模拟的分段等温层在两个维度的顶部和底部的反射边界。我们计算数值诊断波数-频率图的垂直速度之间的界面上的致密气体下面和不太致密的气体上面。当阿尔文-声速比约为0.1时，当$k_xH_{\rm p}=3$ - $4$时，可以测量到$f$ -模式的5%频率增加，其中$k_x$是水平波数，$H_{\rm p}$是表面处的压力标度高度。由于太阳半径大约是$H_{\rm p}$的2000倍，因此相应的球谐度数为6000-8000。对于较弱的领域，一个$k_x$依赖的频率降低的湍流运动成为主导。对于垂直磁场，$k_xH_{\rm p}\approx4$的频率增强，但相对于$k_xH_{\rm p}\approx9$的频率值降低。
2015-03-21 astro-ph.SR
Synthetic solar cycle for active regions violating the Hale's polarity law
双极活动区（AR）的长期观测序列提供了有关全球太阳磁场极向和环向分量相互转换的重要信息。根据黑尔极性定律，环向场的方向决定了AR中领先黑子的极性。绝大多数双极AR都遵循这种规律，而少数AR具有相反的极性（反黑尔AR）。然而，对这些AR的研究受到其统计数据不足的阻碍。本文将16-18和23、24年5个11年周期的资料综合起来，编制了一个具有独特时长和纬向宽度的合成周期。合成周期包括14838个AR的数据，其中367个是抗Hale AR。演示了编译合成循环的特定例程。我们发现，在一般情况下，反黑尔AR遵循太阳活动周期，并均匀地分布在整个时间-纬度图，这意味着它们与全球发电机机制和环形通量系统的根本联系。它们的数量和百分比的增加发生在周期的第二部分，这有利于它们对极场反转的贡献。反海尔AR的百分比在蝴蝶图的边缘和附近的一个即将到来的太阳极小值（在那里的环向场减弱）的过剩可能与湍流对流和磁场波动的影响，对出现的通量管的加强。磁赤道和日面赤道之间的错位的证据也被发现。
2022-03-02 astro-ph.SR
Observational evidence for solar wind proton heating by ion-scale turbulence
基于2005年至2015年风航天器的现场测量，这封信首次报告了质子温度与太阳风湍流之间明显的尺度依赖关系。质子尺度湍流的统计分析表明，增加螺旋度的幅度对应于陡峭的磁能谱。特别地，在尺度$0.3 \lesssim kρ_p \lesssim 1$上，质子垂直温度和湍流磁能之间存在正的幂律相关性（斜率为$\sim 0.4$），其中$k$为波数，$ρ_p$为质子回旋半径。这些发现提供了质子尺度湍流加热太阳风的证据。它们还提供了对太阳风中湍流耗散物理的洞察力和观测约束。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Scale-dependence of magnetic helicity in the solar wind
我们确定的磁螺旋度，随着磁能，在高纬度地区使用的数据从地球物理学任务。该数据集涵盖1993年至1996年的时间段。分析的基本假设是太阳风是均匀的。因为太阳风速度很高，所以我们遵循Matthaeus等人（1982，Phys. Rev. Lett. 48，1256），其中，在空间均匀性的假设下，人们可以使用磁场时间序列的傅立叶变换来构建一维谱的磁能和磁螺旋度的假设下，泰勒冻结流假设是有效的。这是本研究中使用的数据的一个非常满意的假设。磁螺旋度源自三维磁相关张量的斜对称项，而张量的对称项则用于确定磁能谱。结果表明，在2.8 AU以下，磁螺旋度在波数k~2 AU^{-1}（或频率nu~2 uHz）处有符号变化，在更大的距离上，磁螺旋度在波数k~30 AU^{-1}（或频率nu~25 uHz）处有符号变化。在小尺度下，北半球日面纬度的磁螺旋度为正，南半球为负。在小尺度下的正磁螺旋度被认为是湍流扩散的结果，相对于在太阳表面的小尺度下所看到的，它的符号是相反的。此外，1996年磁螺旋度向太阳极小值方向下降。在一个半球上分别积分的磁螺旋度通量在大尺度上约为10^{45} Mx ^2/周，在小尺度上则低3倍。
2011-04-19 astro-ph.SR
Damping of slow surface kink modes in solar photospheric waveguides modeled by one-dimensional inhomogeneities
鉴于最近的兴趣磁流体动力学（MHD）波在孔隙和太阳黑子阴影，我们研究的阻尼慢表面扭结模式（SSKM）建模太阳光球波导与圆柱形的不均匀性，包括一个统一的内部，一个统一的外部，和一个连续的过渡层（TL）之间。执行本征模分析线性，电阻，无重力MHD，我们的方法是理想化的，除其他事项外，我们的平衡结构仅在径向方向。尽管如此，我们可以同时解决两个阻尼机制，一个是欧姆电阻率，另一个是尖点和Alfv $\acute{\rm e}$ n连续体中SSKM的共振吸收。我们发现，这两种机制的相对重要性敏感地依赖于磁雷诺数（$R_{\rm m}$）。共振吸收是唯一的阻尼机制，实际上大的$R_{\rm m}$值，和尖点共振一般占主导地位的Alfv $\acute{\rm e}$ n之一，除非轴向波数是在观测相关范围的下端。我们还发现，薄边界近似仅在TL宽径比远小于名义预期时才成立。欧姆电阻率对于实际上小的$R_{\rm m}$更为重要。即使在这种情况下，SSKM也只是轻微阻尼，在我们检查的参数范围内，阻尼时间与周期之比达到$\sim 10$。
2020-12-31 astro-ph.SR
On the propagation of gravity waves in the lower solar atmosphere in different magnetic configurations
该研究利用多高度强度与速度观测构建互谱和色散图，发现磁场会降低重力波相干性与相移，表明其在太阳低层大气中抑制、散射并反射重力波。
2023-05-04 astro-ph.SR
Benchmarking Hall-Induced Magnetoacoustic to Alfvén Mode Conversion in the Solar Chromosphere
本文研究了在部分电离的低层太阳大气中，由霍尔效应引起的磁声-阿尔文线性模式转换的2.5维数值模式，改变了磁场强度和磁场倾角，以及波频率和水平波数。据发现，只有波能的磁分量是受霍尔介导的阿尔文波能通过极化旋转过程的转换。这强烈地促进了在安静的低色球层中慢磁声波和Alfvén波之间的直接模式转换，即使在mHz频率下也是如此。然而，那里的快波，其本质上主要是声学的，仅通过间接的两步过程进行霍尔诱导转换：（i）在阿尔文声学均分高度$z_{\rm eq}$附近的几何诱导的快-慢转换;以及（ii）$z>z_{\rm eq}$中的快波的霍尔旋转。因此，对于产生上行阿尔文波的两阶段过程，$z_{\rm eq}$必须位于霍尔有效窗口$0\lesssim z\lesssim700$ km之下或之内。需要超过100 G的磁场强度来实现这一点。由于这种霍尔效应的效能与场强成反比而与波频率成正比，因此只有高于约100 mHz的频率才受到两阶段过程的显著影响。增大磁场倾角$θ$一般能增强霍尔转换率，而水平波数$k_x$对霍尔转换率影响不大。直接和间接的霍尔机制都有影响的MHD波激发的光球到达上色球层的能力，并暗示日冕。
2021-08-05 astro-ph.SR
Tidally excited gravity waves in the cores of solar-type stars: resonances and critical-layer formation
我们模拟了潮汐引起的非线性重力波在太阳型恒星核中的传播和耗散。我们进行流体动力学模拟先前开发的Boussinesq模型使用的谱元代码来研究恒星的核心作为一个波腔，周期性地被迫在外边界与给定的方位波数和可调频率。对于低振幅强迫，该系统表现出共振与固定的g模式在特定的频率，对应的情况下，潮汐扭矩是高度依赖于频率。对于高振幅强迫，激发波迅速打破中心附近和旋转的核心，使随后的波被吸收在一个不断扩大的临界层，在以前的工作中发现，导致潮汐扭矩与平滑的频率依赖性。对于中等振幅的强迫，我们发现，线性阻尼的波逐渐旋转的核心，这样的共振条件可以大大改变。该系统可以朝着或远离g模式共振，这取决于强迫频率和最接近的本征频率之间的差异。最终，临界层形成并吸收入射波，导致类似于高振幅情况的情况，其中波迅速破碎。我们研究了这个过程的强迫振幅和频率的依赖关系，以及对扩散系数。我们强调，小普朗特数的中心太阳状恒星有利于发展的差分旋转核心由于非线性反馈波。我们的模拟和分析表明，这一重要机制可能会急剧改变重力波的相位，因此，在太阳型恒星的共振锁定的经典图片需要修改。
2023-02-20 astro-ph.SR
Evolution and wave-like properties of the average solar supergranule
太阳超颗粒化现象给我们带来了许多谜团。例如，以前在谱空间中的研究发现，超颗粒具有波动性质。在这里，我们研究，在真实的空间中，在一个范围内的空间尺度（从10到80毫米）的平均超颗粒的波浪状演变。我们通过表征相关网络磁场的演变来补充这一点。我们使用一年的数据从日震和磁成像仪（HMI）测量水平近地表流附近的太阳赤道应用时间距离日震多普勒和粒度跟踪强度图像。平均超颗粒流出（或流入）是通过平均超过10000个单独的流出（或流入）来构建的。用HMI视线观测研究了磁场的同期演化。我们确认和扩展以前的测量超颗粒波色散关系的角波数在50<kR <270. We find a plateau for kR>120。在真实空间中，较大的超颗粒比较小的细胞经历更长周期和寿命的振荡。我们发现TD和LCT之间的良好协议，并获得波的性质是独立的跟踪率。观察到的网络磁场跟随超颗粒流的振荡，具有6小时的时间滞后。这种行为可以通过计算超颗粒流携带的软木塞的运动来解释。在太阳赤道附近的表面水平流中，超颗粒波的特征可以在真实空间中观测到。这些振荡流控制着网络磁场的演化，特别是它们解释了最近发现的平均超颗粒周围磁场的东西各向异性。背景流动测量，我们从多普勒频移不赞成超颗粒浅模型。
2018-05-31 astro-ph.SR
A global two-scale helicity proxy from $π$-ambiguous solar magnetic fields
如果阿尔法效应在太阳磁场的产生中发挥了作用，那么这个磁场应该在大小尺度上显示出相反符号的磁螺旋性的证据。测量这面临着两个挑战：（i）在弱场区域，水平场测量是不可靠的，因为π的模糊性，和（ii）一个需要一个真正的全球性的方法来计算螺旋度谱的情况下，人们预计在赤道上的所有波数的符号反转。在这里，我们开发了这样一种方法，使用自旋2球谐函数分解的奇偶偶和奇偶奇的E和B偏振的线偏振，分别。使用简单的一维和二维模型，我们表明，产品的光谱分解的E和B，在球谐度，移动了一个，可以作为一个代理的全球磁螺旋度的符号，代表在北半球。然后，我们将这种方法应用于分析太阳天气矢量磁图，从中我们提取了一个伪极化对应的“π模糊”磁场，即，一个没有箭头的磁场矢量。我们发现，全球EB螺旋度代理在球谐度约为6的负号。这可能表明在大的长度尺度上有正的磁螺旋度，但光谱未能捕捉到在较小尺度上众所周知的负磁螺旋度的明确证据。这种方法也适用于恒星和银河系的偏振数据。
2019-09-15 astro-ph.SR
3-D non-LTE radiative transfer effects in Fe I lines: III. Line formation in magneto-hydrodynamic atmospheres
非局部热力学平衡（NLTE）的诊断重要的太阳Fe I线的影响是重要的，由于Fe I电离紫外辐射，这可能会导致一个相当大的人口不足的Fe I水平在太阳大气中，因此，到一个相当大的削弱Fe I线的强烈敏感性。在三维结构大气中，水平辐射转移（RT）可以增强或减弱这种NLTE效应。我们分析了水平RT的影响，常用的Fe I线的快照的3-D辐射磁流体动力学（MHD）模拟的斑区。在分析的快照中，NLTE和水平RT效应具有相当大的强度（高达线深或等效宽度的50%）。由于它们可能具有任何一个符号，并且两个符号都以近似相同的频率和强度出现，因此在考虑空间平均量时，净效应很小。谱带大气中的情况变得相当复杂。水平传输导致线弱化相对于1-D NLTE传输附近的边界的千克磁性元素。然而，在这些元素的中心周围，我们发现了一个经常显著的线强化。这种行为是在相反的预期从以前的3-D RT计算在理想化的磁通管模型，只显示线弱化。这种意想不到的行为的起源在于磁性元件被致密且相对较冷的向下流动的气体包围的事实，该气体形成磁性元件的壁。这些致密壁中的连续体通常形成于比磁性元件的中心部分更冷的气体中。因此，磁性元件的中心部分经历次平均UV照射，导致观察到的3-D NLTE线强化。
2015-07-15 astro-ph.SR
Theory of Solar Meridional Circulation at High Latitudes
我们建立了一个计算和理解太阳的大规模高纬度流动，包括科里奥利力，湍流扩散的动量和陀螺泵的流体动力学模型。我们的计算域，球形“极冠”的侧边界位于纬度$\geq 60^{\circ}$。实施观察到的低纬度流动作为侧边界条件，我们解决了流量方程的carnival模拟极冠。决定高纬向流中是否存在节点的关键参数是$ε=2 Ωn πH^2/ν$，其中$Ω$为内旋速率，n为纬向流的径向波数，$H$为对流区的深度，$ν$为湍流粘性。$ε$（湍流粘性）越小，高纬度的节点数量越少。对于极冠内的所有纬度，我们发现$ν=10^{12}{\rm cm}^2{\rm s}^{-1}$有三个节点，$10^{13}$有两个，$10^{15}$或更高的有一个或没有。对于$10^{14}$附近的$ν$，我们的模型表现出“节点合并”：随着时间流速的增加，两个节点相互抵消，没有留下节点。另一方面，对于边界处的固定流速，随着$ν$增加，最向极点的节点迁移到极点并消失，最终对于足够高的$ν$不留下节点。这些结果表明，主极向地面纬向流可以通过节点合并或节点迁移和消失从$60^{\circ}$延伸到极点。
2011-12-05 astro-ph.SR
Viscous inertial modes on a differentially rotating sphere: Comparison with solar observations
在以前的文章中，我们研究了纬度旋转对太阳赤道Rossby模的影响。从那时起，在太阳上观测到了丰富的惯性模谱，这不仅限于赤道Rossby模，还包括高纬度模。在这里，我们扩展计算的环形模式在二维球面几何形状，使用现实的太阳能差分旋转，包括粘性阻尼。目的是比较计算的模式谱与观测和模式稳定性研究。在固定的半径，我们解决了本征值问题的数值使用球谐分解的速度流函数。由于粘性临界层的存在，谱由四个不同的族组成：Rossby模式，高纬度模式，临界纬度模式和强阻尼模式。对于每个纵向波数m<4，球体上存在多达三个Rossby样模，与赤道β平面相反，赤道β平面仅存在赤道Rossby模。模型中阻尼最小的模式具有与观察到的模式相似的本征频率和本征函数;当半径取在对流区的下半部分时，比较得到改善。当半径大于0.75 R且埃克曼数E<10^{-4}时，至少有一个模是不稳定的。对于m=1或m=2，当Ekman数的径向依赖性遵循淬灭扩散率模型（E=2）时，多达两个Rossby模式是不稳定的。10^{-5}在对流区底部）。当m=3时，最多有两个Rossby模是不稳定的，包括赤道Rossby模。虽然这里讨论的2D模型是高度简化的，但环形模式的光谱似乎包括许多观测到的太阳惯性模式。模型中的自激模式的频率接近于具有最大振幅的观测模式的频率。
2022-04-28 astro-ph.SR
Correlations with Magnetic Activity in the Solar Near-Surface Shear Layer. II. Radial Shear
W. W. Hansen Experimental Physics Laboratory, Stanford University（斯坦福大学W.W.汉森实验物理实验室）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）
本研究基于HMI环图测量数据，分析太阳近表面剪切层的径向剪切特性，发现其剪切参数与磁活动指数强相关，强剪切层随太阳周变化，揭示了太阳流动与磁场的关联。
2026-08-21 astro-ph.SR
Influence of Solar Polar Magnetic Fields on the Propagation of Coronal Mass Ejection
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳））；Peking University（北京大学）
本研究通过数值模拟揭示极区磁场变化对CME传播的影响，发现增强磁场可减缓CME传播速度并减小其体积，同时在远距离处产生强约束效应。
2026-03-05 astro-ph.SR
Density Fluctuations Associated with Turbulence and Waves: First Observations by Solar Orbiter
利用等离子体密度测量结合MAG磁场测量，研究了太阳轨道器在近日点（距太阳$\sim$ 0.5~AU）第一次相遇时观测到的太阳风场和密度波动。特别地，我们使用波磁场的极化、可压缩磁场和密度涨落之间的相位以及压缩比（归一化密度涨落与归一化可压缩涨落B的比值）来表征所观察到的波和湍流。我们发现，密度波动是异相的可压缩分量的磁波动的湍流的间隔，而它们是在质子回旋频率周围的圆极化波的相位。我们详细分析了两个特定的事件同时存在的左手和右手波在不同的频率。我们比较观察到的波的性质预测的三流体（电子，质子和阿尔法）模型。我们发现了观测到的波数的一个极限，$10^{-6} < k < 7 \times 10^{-6}$ $^{-1}$，它对应于波长$7 \times 10^6 >λ> 10^6$ ~m。我们的结论是，最有可能的左手和右手波对应于低波数部分（接近截止$Ω_{c\mathrm{He}++}$）质子带电磁离子回旋（左手波在等离子体框架局限于频率范围$Ω_{c\mathrm{He}++} < ω< Ω_{c\mathrm{H}+}$）波分别向外和向内传播的方向。同时观测到两种波的偏振和所识别的波模具有低群速度的事实表明，双带同相轴发生在波的源区。
2021-06-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Time-distance helioseismology of solar Rossby waves
上下文最近，我们用粒度跟踪和环图分析技术对六年的SDO/HMI资料进行分析，在近地面水平流场中发现了太阳Rossby波（r模）。目的。在这里，我们将时距日震学应用于SOHO/MDI和SDO/HMI组合数据集，这些数据集涵盖了从1996年5月到2017年4月的21年观测。这项研究的目标是在两个太阳周期和太阳的深层提供独立的确认。方法.我们已经测量了南北日震沿赤道的旅行时间，这是敏感的地下南北流动。为了降低噪声，在6 $^\circ$至30 $^\circ$的行进距离上对行进时间进行平均;平均距离对应于p模式下转折点0.91 $R_\odot$。将21年的走时测量时间序列分成三个7年的子集，并进行变换以获得共转框架中的功率谱。结果功率谱的峰值都出现在方位波数在$3 \leq m \leq 15$范围内的经典扇形Rossby波的频率附近。模式频率和线宽的模式与$m \leq 9$与以前的研究是一致的，而模式与$m \geq 10$的移动向较小的负频率由10- 20 nHz。虽然这些模式中的大多数具有大约几个月的e折叠寿命，但寿命最长的模式$m=3$具有超过一年的e折叠寿命。对于每种模式，赤道处的均方根速度在1--3 m s $^{-1}$范围内，其中最大值为$m\sim10$。在功率谱中没有发现$m=2$扇形模式的证据，这意味着该模式的均方根速度低于$\sim$ 0.5 m s $^{-…
2019-04-29 astro-ph.SR
Interaction of solar inertial modes with turbulent convection. A 2D model for the excitation of linearly stable modes
本文提出一个二维模型，研究太阳惯性模如何被湍流对流随机激发，并生成合成功率谱，发现模振幅与观测一致，但高方位角阶数下模重叠使谱难以分离。
2023-04-12 astro-ph.SR
Benchmarking Fast-to-Alfven Mode Conversion in a Cold MHD Plasma
阿尔文波可能是由快磁声波在太阳大气中反射层附近通过模式转换产生的，这对日冕振荡和活跃区日震学都有影响。在活跃区域，这种反射通常发生得足够高，以至于阿尔文速度$a$大大超过声速$c$，远高于快模式和慢模式相互作用的$a=c$水平。为了集中讨论快/阿尔文转换的基本特性，去掉不必要的细节，采用重力分层冷MHD模型$c\to0$来冻结慢模是有用的。这为在更复杂的大气中快速到阿尔文模式转换提供了基准。假设一个均匀的倾斜磁场和一个指数阿尔文速度分布与密度标度高度$h$，阿尔文转换系数只取决于三个变量;无量纲的横向于分层的波数$κ=kh$、磁场相对于分层方向的倾斜度$θ$以及波矢量相对于包含分层和磁场方向的平面的偏振角$ϕ$。我们提出了一个广泛的探索模式转换在这个参数空间，并得出结论，几乎完全转换为向外传播的阿尔文波通常发生在小$θ$和大$ϕ$（$80^\circ$ - $90^\circ$），虽然它是完全不存在时，$θ$正好为零（垂直场）。对于日震感兴趣的波数，转换区域足够宽，可以覆盖整个色球层。
2011-05-31 astro-ph.SR
Horizontal flows concurrent with an X2.2 flare in active region NOAA 11158
2011年2月15日，在活动区NOAA 11158，利用局部相关跟踪（LCT）技术测量了一次主要（X2.2）太阳耀斑发生时的水平自行。这些测量是根据太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪的连续图像和磁图进行的。沿极性反转线观察到的剪切流相当弱（几个100米/秒）。耀斑爆发后，逆流区向北移动。在耀斑之后，在一个快速半影衰减的区域附近出现了一个流速高达1.2公里/秒的小圆形区域。该区域的LCT信号是由小尺度光球亮化提供的，这与快速移动的磁场特征有关。耀斑后，观测到阴影增强和快速半影衰减。这两种现象都与白光耀斑发射的核心密切相关。白光耀斑只持续了约15 min，峰值比X射线通量早4 min。与其他主要耀斑相比，活动区NOAA 11158的X2.2耀斑只产生了较小的光球特征。
2012-01-13 astro-ph.SR
Temporal variations of solar inertial mode parameters from GONG (2002-2024) and HMI (2010-2024): Rossby modes ($3 \leq m \leq 16 $) and $m=1$ high-latitude mode
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；National Solar Observatory（美国国家太阳天文台）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学天体物理与地球物理研究所）；Center for Astrophysics and Space Science, NYUAD Institute, New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校天体物理学与空间科学中心）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台拉伊尔实验室（隶属于巴黎文理研究大学、索邦大学、巴黎西岱大学、塞吉-蓬图瓦兹大学及法国国家科学研究中心））
研究利用GONG和HMI数据，分析太阳惯性模参数的时变特性，发现其频率和功率随太阳活动周期变化，但不同模型和周期间存在差异。
2026-07-24 astro-ph.SR
The formation and disintegration of magnetic bright points observed by Sunrise/IMaX
研究了宁静太阳中磁亮点（主要是在相互作用区）的物理参数在其寿命期间的演化。首先，我们集中在三个MBPs的磁场演化的详细描述。这表明，个体特征遵循不同的、通常复杂的、相当动态的进化情景。接下来，我们将统计方法应用于大约200个观察到的MBP进化轨迹。MBPs被发现是由加强均分场补丁，最初表现出温和的下降流。在演变过程中，强烈的下降气流，平均速度为2.4公里/秒的设置。这些流动，采取共同加强的领域，表明我们正在目睹这些功能的对流崩溃的发生，虽然只有30%的人达到千克场强。当新的4米级太阳望远镜投入使用时，这一比例可能会更大，因为使用目前最先进的仪器观测MBP仍然受到分辨率限制的影响。最后，当亮点消失时（尽管磁场经常继续存在），磁场强度已经下降到均分水平，并且通常比MBP演化开始时稍微弱一些。值得注意的是，在约10%的情况下，我们观察到在附近的下行流小规模强（超过2公里/秒）的颗粒间的上升流与这些下行流的空间和时间。
2014-11-12 astro-ph.SR
Growth of Outward Propagating Fast-Magnetosonic/Whistler Waves in the Inner Heliosphere Observed by Parker Solar Probe
帕克太阳探测器（PSP）观测到内日球层的太阳风具有丰富的波动活动。离子或电子意义上的回旋波模式是最关键的波分量之一。然而，它们在靠近太阳的日光层内部的起源和演化仍然是个谜。具体地说，它仍然是未知的，无论是从太阳大气层或本征模增长本地由于等离子体的不稳定性发射的信号。为了解决这一争议，我们必须研究波模能量变化率的关键量。发展了一种测量等离子体波能量变化率的新技术，并将其应用于PSP测量波电磁场。在太阳风坐标系下给出波坡印廷通量，并指出波的性质是向外传播的快磁声波/哨声波模式，而不是向日传播的波。我们提供的第一个证据的增长的快磁声/哨声波模式在日光层内的波频率的实部和虚部的衍生光谱的基础上。能量变化率上升并在与电磁场功率谱密度的凸起相同的波数范围内保持在正水平，清楚地表明所观察到的快磁声波/哨声波正在局部增长到大幅度。
2021-09-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Improvements to the NSO Farside Mapping Pipeline: Noise Reduction Updates
National Solar Observatory（国家太阳观测台）
本文介绍了NSO远侧映射管道的降噪更新，通过改进数据处理方法提高了日震学地图的准确性和一致性，增强了空间天气监测能力。
2026-06-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Extended MHD turbulence and its applications to the solar wind
扩展MHD是一种单流体模型，它结合了两种流体的影响，如电子惯性和霍尔漂移。该模型用于构造完全非线性的阿尔夫文波解，从而通过基于该模型的能量和广义螺旋度的恒定级联率的Kolmogorov样假设推导出动力学和磁谱。在理想的$\left(k < 1/λ_i\right)$、Hall $\left(1/λ_i < k < 1/λ_e \right)$和电子惯性$\left(k > 1/λ_e\right)$体系中导出磁谱和动力学谱; $k$是波数，$λ_s = c/ω_{p s}$是物质“$s$”的趋肤深度。在霍尔制度，它表明，紧急的结果是完全符合以前的数值和分析研究，特别是在太阳风的背景下。重点主要是在电子惯性制度，其中磁能谱与幂律指数的$-11/3$和$-13/3$总是恢复。特别是后者，是相当接近最近的观测证据，从太阳风的潜在斜率约为$-4$在这一制度。因此，与标准的“耗散”范围范例相反，这些谱可能构成（扩展的）惯性范围的一部分，这是合理的。
2016-08-24 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.plasm-ph
Proton, Electron, and Ion Heating in the Fast Solar Wind from Nonlinear Coupling Between Alfvenic and Fast-Mode Turbulence
在经历最少库仑碰撞的日冕和太阳风部分，组成质子、电子和重离子的粒子数彼此之间并不处于热平衡。所观察到的温度，流出速度和速度分布各向异性的差异是有用的约束，建议解释如何加热和加速等离子体。本文提出了新的预测率的无碰撞加热的每种粒子，其中的能量输入假定来自磁流体动力学（MHD）湍流。我们首先创建了一个经验描述的径向演变的阿尔芬，快模式，慢模式MHD波。该模型提供了在高速太阳风中，每种模式下的总波功率作为沿着膨胀通量管的距离的函数。接下来，我们求解了一组级联对流扩散方程，给出了每个距离处的时间稳定波数谱。的阿尔芬和快模波动之间的非线性耦合的近似项。在合理选择参数的情况下，我们的模型包含了足够的能量从快模转移到Alfven模，以激发高频离子回旋共振。这种共振是有效的加热质子和其他离子在垂直于背景磁场的方向，我们的模型预测这些物种的加热速率，以及同意光谱和原位测量。尽管如此，高频波只占整个阿尔芬波动频谱的一小部分，而阿尔芬波动频谱仍然是行星际空间中观察到的高度二维的。
2012-05-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
