Transient induced MHD oscillations : A tool to probe the solar active regions
太阳大气中普遍存在的太阳瞬变和爆发现象，可以为理解日冕加热和太阳风加速等突出问题提供新的思路。在整个电磁波谱中对具有高度动态磁场配置和高能粒子的大尺度和小尺度瞬态/喷发事件的这种动态过程进行观测，提供了关于嵌入在复杂磁场中的兆开尔文温度下的等离子体过程以及发生在这种事件中的能量积累/能量释放过程的关键信息。太阳爆发过程中产生的磁流体动力学（MHD）波是太阳爆发现象的重要现象之一，它携带着探测太阳活动区的潜在信号。在本文中，我们简要回顾了瞬态（例如，耀斑）在太阳大气中引起的准周期振荡，并讨论其在诊断太阳活动区方面的影响，为了解局部等离子体动力学和加热提供线索。
2011-10-04 astro-ph.SR
Two-dimensional MHD models of solar magnetogranulation. Testing of the models and methods of Stokes diagnostics
我们进行了斯托克斯诊断新的二维磁流体动力学模型的磁粒化的连续演变过程中的两个小时的流体动力学（太阳）的时间。我们的结果与在平静网元和活动谱区中观测到的太阳小尺度通量管的斯托克斯诊断结果符合得令人满意。利用磁流体动力学模型对太阳小尺度磁元的Stokes诊断中常用的直接方法进行了检验。我们得出结论，最可靠的方法是通过分离红外Fe I线1564.8 nm的斯托克斯V剖面中的峰来确定磁场强度，以及通过比率tan^2-gamma约（Q^2 + U^2）^{1/2}/V^2来确定磁倾角。这种测定的下限分别为约20 mT和10度。我们还认为，太阳磁粒化的二维MHD模型与观测结果是一致的，可以成功地用于研究太阳光球层的磁对流。
2012-10-24 astro-ph.SR
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 astro-ph.SR
Comparison of physical properties of quiet and active regions through the analysis of MHD simulations of the solar photosphere
最近的观测表明，颗粒和小尺度磁性特征的光度和动力学性质取决于它们所嵌入的区域的磁通量。我们分析结果的数值水力和磁流体动力学模拟，其特征在于不同数量的平均磁通量，并定性地发现相同的差异，从观测报告。我们发现，这些不同的物理性质的结果，从抑制对流诱导的存在下的磁场，这改变了安静和磁性区域的温度分层。我们的研究结果是相关的太阳辐照度变化的研究，因为这样的差异仍然没有适当地考虑到辐照度重建模型。
2013-09-21 astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
MHD Simulation of Homologous Eruptions from Solar Active Region 10930 Caused by Sunspot Rotation
太阳爆发与黑子自转的关系已被广泛报道，其内在机制有待研究。本文采用数据约束的方法对NOAA 10930活动区耀斑爆发的机制进行了全三维MHD模拟研究。我们以Hinode/SOT的磁像图为初始条件重建了位磁场，并通过在底部边界施加连续的太阳黑子旋转来驱动MHD系统。得出了大喷发前的关键磁结构和预形成的电流片，这是造成多阶段复杂MHD演化的原因。主要的喷发是直接触发的快速重联在预形成的电流片以上的主极性反转线之间的两个主要磁极的AR。此外，我们的模拟显示同源喷发成功。在相对强度、能量释放、X射线和Hα特征以及喷发时间间隔等方面与观测结果有较好的一致性。此外，模拟中第一次爆发前太阳黑子的旋转角度也接近观测值。我们的模拟提供了一个不同于许多以前的研究基于理想的不稳定性的扭曲磁通量绳的情况下，并显示了太阳黑子的旋转和磁重联有效地产生同源喷发的连续能量注入和脉冲能量释放的循环方式的重要性。
2022-08-18 astro-ph.SR
MHD wave refraction and the acoustic halo effect around solar active regions - a 3D study
在磁活动区周围的太阳光球层和色球层中，经常观察到高频声功率的增强。我们进行三维线性正演波模拟与一个简单的小波脉冲声源，以确定是否形成的声晕是由MHD模式转换通过区域的温和和倾斜的磁场。当来自下方的高频波以大角度与磁场线相交时，这种转换类型最有效。我们发现晕的形成和均分面在阿尔文速度$a$匹配的声速$c$，借贷支持的理论，光球和色球晕增强是由于创建和随后的反射磁占主导地位的快波基本上声波，因为他们交叉$a=c$。在模拟中，我们对$a$进行了封顶，使得波在到达$a=c$高度后不允许再发生作用，因此不存在光晕，这表明功率增强完全取决于返回的快波。我们还重现了一些观察到的晕属性，如双6和8兆赫的增强结构和空间扩散的晕与高度。
2015-01-06 astro-ph.SR
A Comparative Study of Solar Active Region 12371 with Data-constrained and Data-driven MHD Simulations
我们进行了两个基于数据的磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区12371产生的M6.5耀斑。第一个模拟是完全数据驱动的模拟，其中初始条件由非线性无力场（NLFFF）给出。这NLFFF外推从光球磁约1小时前的耀斑，然后随时间变化的光球磁场施加在底面。第二个模拟也是数据驱动的模拟，但它在耀斑爆发之前停止在底部驱动，然后切换到数据约束的模拟，其中磁场的水平分量根据感应方程变化，而法向分量随时间固定。这两种模拟都导致了喷发，在喷发之前，这两种模拟都产生了高度扭曲的磁力线，而这在NLFFF中是没有的。爆发后，第一个模拟的基础上随时间变化的光球磁场，继续产生剪切场线后，耀斑没有再现现象，如耀斑后的循环。第二个模拟很好地再现了与耀斑有关的现象。然而，在这种情况下，底部磁场的演化与观测到的磁场的演化不一致。在这封信中，我们报告了数据约束和数据驱动的MHD模拟的潜在优点和缺点，需要考虑到未来的研究。
2023-01-29 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
Study of the 3D Coronal Magnetic Field of Active Region 11117 Around the Time of a Confined Flare Using a Data-Driven CESE--MHD Model
利用数据驱动的MHD模型研究了2010年10月25日发生的C级耀斑前后NOAA活动区AR 11117的三维磁场。基于时空守恒元和解元（CESE）方案的MHD模型，主要考虑磁场演化和有限等离子体$β$的简化太阳大气。直接输入从照片上的观测得出的磁矢量场数据来约束模型。假设日冕磁场的动态演化可以用连续的平衡来近似，我们利用\it太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）拍摄的AR 11117在耀斑前后的矢量磁图，求解了MHD平衡的时间序列。该模型定性地再现了三维磁场的基本结构，由大气成像组件（AIA）观测到的磁力线和日冕环之间的视觉相似性，这表明日冕场确实可以很好地表征在大多数时间的MHD平衡。在两小时的研究时间间隔内，磁位形的变化非常有限。拓扑分析表明，小耀斑与秃斑（BP，其中磁场与光球相切）相关，表明耀斑的能量释放可以通过与BP分界线相关的磁重联来理解。总磁通量和总能量在耀斑期间仍保持小幅增加，而计算的磁自由能在耀斑期间下降了$\sim 10^{30}$ erg，这似乎足以提供小C级受限耀斑的能量收支。
2012-09-11 astro-ph.SR
Large-scale 3D MHD simulation on the solar flux emergence and the small-scale dynamic features in an active region
我们进行了三维磁流体动力学模拟，研究了从太阳对流区-20，000 km处通过光球层和色球层到日冕的扭曲磁通量管的出现。初始管的中间部分被赋予密度赤字，以煽动浮力出现。当管接近表面时，它水平延伸，并由于管前面的光球而形成平坦的磁性结构。进一步的日冕爆发是由于光球场的不稳定性，最终在表面上形成了几个磁穹。新的发现是，在光球磁图中观测到垂直磁元的多次分离事件，它们反映了交换不稳定性。分离的元素被发现聚集在活动区域的边缘。然后这些聚集的元素显示剪切运动。这些特征非常令人联想到活动区的观测。在上述模拟结果的基础上，我们提出了一个理论图片的流量出现和形成的活动区，解释的观测特征，如多次分离的光斑和剪切运动。
2012-01-13 astro-ph.SR
An improved MHD simulation of the 2006 December 13 coronal mass ejection of active region NOAA 10930
我们对2006年12月13日出现的三角洲太阳黑子活动区10930中的日冕物质抛射（CME）进行了磁流体动力学（MHD）模拟，改进了Fan（2016）之前的模拟，如下所示。(1)将太阳风纳入环境，而不是使用静态位磁场外推作为初始状态。(2)除了施加扭曲磁通绳的出现之外，还在下边界处施加表示湍流对流的效果的随机电场，其驱动场线编织并在电晕中产生电阻和粘性加热。包括这种加热，这取决于磁场拓扑结构，我们能够模拟合成软X射线图像，将观察到的X射线望远镜（XRT）的日之出卫星，由模拟的日冕磁场。我们发现，模拟的预喷发磁场与建立一个扭曲的磁通量绳，产生合成的软X射线发射，显示定性相似的形态所观察到的日野/XRT的活动区和中央的反S形的“S形”，锐化之前爆发的发病。合成的耀斑后环增亮也显示出类似的形态，在爆发的脉冲阶段在日出/XRT图像中看到的。研究发现，磁绳喷发的运动学特征受活动区附近的开放磁场和快速太阳风流的影响显著。
2022-11-07 astro-ph.SR
Testing magnetic helicity conservation in a solar-like active event
磁螺度是理想磁流体力学（MHD）的一个守恒量。因此，它可以作为磁化等离子体磁场演化的有效示踪剂。理论估计表明，磁螺旋度也基本上是保守的非理想MHD过程，如磁重联。然而，这个猜想几乎没有得到实验或数值的检验。由于磁螺旋度估计方法的最新进展，现在可以在一般的三维数据集中对其耗散水平进行数值测试。我们首先重新审视的相对磁螺旋度的时间变化的一般公式在一个完全有界的体积时，没有假设的规范。我们介绍了一种方法来精确地估计其耗散独立的非理想MHD过程发生的类型。在一个类太阳爆发事件的模拟中，我们使用不同的量规，比较其在有限体积中的估计与其通过边界的时间积分通量，从而测试螺旋度的守恒和耗散。我们给出了磁螺旋度真实耗散的一个上界：在准理想MHD阶段，它是准零的。即使当磁重联起作用时，磁螺旋度的相对耗散也非常小（<2.2%），特别是与磁能的相对耗散（大于30倍）相比。最后，我们说明了如何螺旋度通量项涉及速度分量的规范依赖，从而限制了它们的物理意义。
2015-06-30 astro-ph.SR
Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results
本文描述了一个三维有限差分球面滞弹性MHD（FSAM）程序，用于模拟太阳对流层中的亚音速动力学过程。该代码与广泛使用的全球频谱animals MHD代码，ASH（滞弹性球谐函数）的比较表明，FSAM产生对流的统计特性和平均流量类似的ASH结果。使用FSAM，我们首先模拟旋转的太阳对流在一个部分球壳域，并获得一个统计稳定的，巨细胞对流与太阳一样的差异旋转。然后，我们插入浮力环形通量管附近的对流信封的底部，并模拟在巨细胞对流的存在下的通量管的上升。我们发现，浮力通量管的初始场强为100公斤，磁浮力在很大程度上决定了上升的管，虽然强大的向下流动产生显着的起伏和扭曲的形状出现$Ω$形的环路。对流显著地减少了通量管的顶点到达顶部所需的上升时间。对于我们模拟的弱扭曲和无扭曲的情况下，顶点部分被发现几乎径向上升到顶部在大约一个月，并产生一个新兴的区域（在光球以下约30微米的深度）与活动区倾斜一致的整体倾斜角，虽然出现的模式是更复杂的情况下，没有对流。在顶部边界附近的深度约为30毫米，新兴的通量显示出逆行的纬向流约345米/秒，相对于平均流量在该纬度。
2013-05-28 astro-ph.SR
Particle dynamics in a non-flaring solar active region model
这项工作的目的是调查和研究粒子的行为（观测驱动）的3D MHD模型的太阳大气上方的一个缓慢发展，非耀斑活动区域。我们使用一个相对论性的指导中心粒子代码来调查选定的粒子轨道的行为，分布在整个3D MHD模拟的一个单一的快照。两个不同的粒子加速行为，这影响到电子和质子：（i）直接加速沿磁力线和（ii）切向漂移的指导中心相对于本地磁场。然而，由于电场方向的变化和磁场的强度无关，高达40%的粒子实际上经历了一种形式的（高能）粒子陷阱;这样的粒子包括在第一类中。此外，由于由MHD模拟产生的超Dreicer电场的强度和范围，（i）类电子和质子轨道经历到非热能（$\lesssim42$ MeV）的惊人的强加速。降低MHD模型的电场强度不会显著影响（基于电场的）捕获机制的效率，但确实会降低轨道获得的峰值能量。我们讨论了未来的实验，其目的是模拟非耀斑活动区加热和重联的影响。
2016-01-05 astro-ph.SR
Testing photoevaporation and MHD disk wind models through future high-angular resolution radio observations: the case of TW Hydrae
我们目前的理论预测的自由-自由发射在厘米波长的光蒸发和MHD风盘模型调整到TW长蛇座年轻恒星对象的情况下。对于这个系统，由于来自恒星的高能光子引起的加热盘光蒸发被认为是打开ALMA尘埃发射中观察到的间隙的可能机制。我们发现，光蒸发盘模型预测的径向轮廓的自由-自由的排放是由两个主要的空间分量，一个起源于束缚盘大气在0.5-1 AU的恒星，另一个更扩展的组件从光蒸发风在更大的磁盘半径。我们还表明，恒星的X射线光度对这两个组件有显着的影响。从MHD风模型预测的无线电发射有一个平滑的径向分布，延伸到更近的距离比光蒸发的情况下的恒星。我们还表明，未来的射电望远镜，如\textit{Next Generation Very Large Array}（ngVLA）将有足够的灵敏度和角分辨率空间解决这些模型预测的主要结构。
2021-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical Simulations of the Evolution of Solar Active Regions: the Complex AR12565 and AR12567
我们进行了两个封闭的活动区（AR）的磁流体动力学（MHD）的数值模拟。输入的磁场值是根据光球磁场的观测结果外推计算的日冕磁场。所研究的活动区NOAA AR12565和AR12567被登记为不同的双极区。我们的研究，三维日冕外推，以及数值MHD实验，揭示了实际上，他们一起演变为一个四极活动区。第二个区域后来出现在AR 12565的环系统下，并与此分离。其间形成的自然电流片对爆发性事件（耀斑和日冕物质抛射）的发生起着重要作用。
2017-03-18 astro-ph.SR
Solar Active Region Electric Currents Before and During Eruptive Flares
“爆发耀斑之前和期间的太阳活动区电流”一章利用太阳观测资料、依赖于这些观测资料的非线性无力场外推以及三维磁流体动力学（MHD）模型，讨论了太阳磁结构爆发前状态和爆发过程中的电流。讨论解决了中性与非中性电流在活动区的问题，并得出结论，MHD模型能够解释非中性电流在活动区的极性反转线沿强磁剪切的存在，从而证实了以前的观察已经包含这一结果。这些模型还捕捉到了太阳爆发期间活动区电流行为的本质，分别预测了耀斑带内部和膨胀通量绳内部的电流密度增加和减少。从矢量磁场观测中推断出的光球电流密度图显示出与MHD模型结果相似的旋转带状图案，这被解释为活动区磁系统之间的磁绳和准分界线层（QSL）的签名。在这些QSL的总电流的增强在喷发和喷发通量绳的脚点电流密度下降，已被证实的观测。
2019-03-10 astro-ph.SR
Data-constrained MHD simulation for the eruption of a filament-sigmoid system in solar active region 11520
在2012年7月12日太阳活动区11520发生的一次X1.4级耀斑中，观测到了暗条和S形的分离，但对应的磁场变化并不清楚。我们构建了一个数据约束的磁流体动力学模拟的磁流绳插入方法和磁通量爆发代码的磁流-sigmoid系统，产生的磁场的演变，可以解释的分离的低洼的灯丝和高的热通道（sigmoid）。磁模型的初始状态包含一个双曲线磁通管的磁通量绳、一个零点结构和上覆的约束磁场。我们发现，零点处的磁重联使S形右脚点从一个正磁极（P1）移动到另一个正磁极（P3）。在双曲通量管处发生了系绳切割重联，并迅速切断了低位暗条和高位S形线的连接。最后，地势较高的乙状星云爆发并发展成日冕物质抛射，而地势较低的暗条则保持稳定。模拟再现了观测到的双J形耀斑带、半圆形耀斑带和多个环的增亮，其中磁通量绳的爆发包括脉冲加速和传播阶段。
2022-11-13 astro-ph.SR
Hybrid data-driven magnetofrictional and magnetohydrodynamic simulations of an eruptive solar active region
本文提出混合数据驱动磁摩擦与数据约束磁流体动力学模拟方法，成功再现了太阳活动区NOAA 11158的爆发过程，为理解不可观测的三维磁结构提供了实用工具。
2023-06-08 astro-ph.SR
Observationally driven 3D MHD model of the solar corona above an active region
目标。我们的目标是采用一个三维磁流体动力学（MHD）模型，包括光谱合成模拟日冕在观测到的太阳活动区。这将使我们能够判断3D模型中内置的日冕加热机制的优点。方法.光球观测的磁场和水平速度在一个活跃的区域被用来驱动我们的日冕模拟从底部。由此产生的电流通过欧姆耗散加热电晕。热传导重新分配最终通过光学薄辐射损失的能量。基于MHD模型，我们合成了日冕发射线的轮廓，可以直接与同一活动区的实际日冕观测进行比较。结果在合成的模型数据中，我们发现热日冕环路，其主机虹吸流或通过排水膨胀和失去质量。这些合成的环与观察到的结构处于相同的位置，并且在多普勒频移方面显示出类似的动力学。通过与Hinode数据的比较以及与来自STEREO的数据的3D立体重建显示这种匹配。结论.与实际观测结果的相当大的匹配表明，导致日冕能量输入的场线编织机制提供了热量输入在空间和时间上的适当分布。从这一点，我们得出结论，在一个活跃的地区的场线编织是占主导地位的加热过程，至少在空间尺度上提供给目前的观测。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Nanoflare statistics in an active region 3D MHD coronal model
上下文利用三维磁流体动力学（3D MHD）模型研究了日冕加热的时空分布。该模型描述了观测到的活动区域上方的日冕的时间演化。该模型是由光球颗粒运动编织的磁场线。这会引起电流，而电流的耗散会加热等离子体。我们将瞬态加热作为后续加热事件进行评估，并分析其统计数据。然后解释的背景下观察到的耀斑统计和日冕加热机制的结果。方法.为了进行数值实验，我们使用高阶有限差分代码，该代码解决了质量守恒，动量和能量平衡，以及感应方程的偏微分方程。能量平衡包括Spitzer热传导和日冕中的光学薄辐射损失。结果三维MHD模型中欧姆加热的时空分布遵循幂律，因此可以用系统的自组织临界态来解释。幂律的斜率与耀斑观测的结果相似。我们发现，日冕是加热足点为主，日冕加热是由称为nanoflares的事件占主导地位，能量约为1017 J。
2013-01-21 astro-ph.SR physics.comp-ph
A Magnetic Bald-Patch Flare in Solar Active Region 11117
利用SDO观测资料和数据约束的MHD模型，对2010年10月25日发生在太阳活动区11117的一次局限性多带耀斑进行了强有力的证据分析，确定其为一次磁秃斑（BP）耀斑。从SDO/HMI观测到的光球磁场中，我们发现在PIL上确实存在与耀斑带部分相匹配的磁BPs。从由矢量磁图约束的MHD弛豫模型导出的三维日冕磁场中，我们发现BP分界面（BPSS）足点与耀斑带以及BPSS本身与热耀斑环系统具有惊人的良好一致性。此外，触发的BP耀斑可以归因于一个小通量的出现下的瓣的BPSS，并通过耀斑的日冕磁场的相关变化是很好地再现了耀斑前和耀斑后的MHD解决方案，这与相应的前和后耀斑AIA观测，分别。我们的工作有助于研究构成大多数太阳耀斑，但不能用标准耀斑模型解释的非典型耀斑。
2017-05-30 astro-ph.SR
Ambipolar diffusion: Self-similar solutions and MHD code testing. Cylindrical symmetry
双极扩散是发生在部分电离的天体物理系统中的一个过程，它赋予了欧姆定律复杂的数学和物理性质。求解磁流体动力学（MHD）方程的数值代码必须能够处理由双极扩散项在系统中自然产生的奇异性。全球的目标是计算一组理论的自相似解决方案的非线性扩散方程的圆柱对称，可用于测试MHD代码，其中包括双极扩散项。首先，根据应用数学文献中的一般方法，得到了一类非线性常微分方程的本征函数形式的理论解。相平面技术被用来集成通过奇点的零点，这对应于无限尖锐的电流片的位置。在本文的后半部分，我们考虑使用这些解决方案作为测试MHD代码。为此，我们使用了Bifrost代码，从而测试了这些解决方案的能力，以及（相反）Bifrost最近开发的双极扩散模块的准确性。所得到的解决方案构成了一个苛刻的，但仍然可行的，测试MHD代码，将双极扩散。的彩虹代码是能够再现的理论解，具有足够的精度，非常先进的扩散时间。使用该代码，我们还探讨了我们的理论解的渐近性质的时间初始扰动时，无论是小的或有限的扰动。本文所得到的函数既可作为物理解，也可作为一般MHD程序的检验。它们提供了比简单的Zeldovich-Kompaneets-Barenblatt-Pattle解决方案更严格和更一般的测试。
2022-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
A data-driven MHD simulation of the 2011-02-15 coronal mass ejection from Active Region NOAA 11158
本研究利用 SDO/HMI 观测推导的电场作为下边界驱动，对活动区 NOAA 11158 的 2011-02-15 日冕物质抛射事件进行了数据驱动 MHD 模拟，成功重现了喷发前磁场建立及随后的动态喷发过程，且与多波段观测特征高度吻合。
2024-09-26 astro-ph.SR
Active region upflows: 2. Data driven MHD modeling
上下文对许多活动区的观测表明，从其边缘缓慢而系统地流出/上升流持续数小时至数天。目前还没有物理解释被证明，虽然已经提出了一些建议。目的。本文研究了一种可能的方法来维持这些上升流假设对流运动驱动磁场启动他们通过磁重联。方法.我们使用日震和磁成像仪（HMI）的数据，以提供一个初始的潜在的三维磁场的活动区NOAA 11123在2010年11月13日，在那里观察到的特征上升流速度。本文导出了一个简单的从光球到日冕的一维静力大气模式。HMI数据中的磁特征的局部相关跟踪用于导出时间相关速度场的代理。使用电阻三维磁流体动力学代码解决系统的时间相关的演变。结果磁场包含几个位于光球上方的零点，它们的扇形面将磁场分成独立的开放和封闭通量域。不同通量域之间的界面的应力预计将提供磁重联可以发生和驱动系统流的位置。在这种情况下，封闭和开放通量之间的区域被确定为观测发现系统性上升流的区域。结论.在本实验中，驱动只启动磁声波，没有驱动任何系统的上升流在任何通量接口。
2015-09-18 astro-ph.SR
Comparison of the Hall Magnetohydrodynamics and Magnetohydrodynamics evolution of a flaring solar active region
这项工作分析了霍尔磁流体动力学（HMHD）和磁流体动力学（MHD）数值模拟的耀斑太阳活动区作为一个试验台，同时理想化的日冕阿尔文速度是两个数量级较小。HMHD支持更快的磁重联，并显示出更丰富的复杂性，在磁场线的演变相比，MHD。通过数值模拟并结合多波长观测资料，探讨了触发耀斑的磁重联。初始日冕磁场由光球矢量磁场的非无力外推构造。耀斑中的磁结构被认为是一个磁绳，其上的磁场线构成了准分界线层（QSL）以及一个三维零点和一条零线。与MHD模拟相比，HMHD模拟显示了更高和更快的绳索上升以及上覆的磁力线，它们在位于日冕更高的QSL处进一步重新连接。磁力线的脚点与HMHD情况下的观测结果匹配得更好，耀斑带的中心部分位于色球层。此外，场线被发现旋转在一个圆形图案中的HMHD，而没有这样的旋转被认为是在MHD的结果。有趣的是，等离子体也被观察到在一个同空间色球区域旋转，这使得HMHD模拟更可信。基于上述协议，HMHD模拟被发现更好地同意与观察，因此，开辟了一个新的途径探索。
2021-12-03 astro-ph.SR
Formation of a Magnetic Flux Rope Prior to the Eruption: Insight from a Radiative MHD Simulation of Active Region Emergence
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理重点实验室（南京大学））；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球·宇宙环境研究所）
通过辐射磁流体动力学模拟，发现磁通量抵消主导磁绳形成，其源于活跃区域演化中的磁场重组过程。
2025-12-16 astro-ph.SR
Line formation in the inner winds of classical T Tauri stars: testing the conical-shell wind solution
基于轴对称磁流体动力学（MHD）模拟金牛座T星（CTTS）盘-磁层边界附近风的结果，提出了氢和氦的发射线轮廓模型.我们扩展了Romanova等人以前的“锥壳风”外流模型，使之包括一个定义明确的磁层吸积漏斗流，这对于模拟CTTS的光学和近红外氢和氦线至关重要。中等质量吸积率的MHD模型显示出半开角约为35 °的锥壳状流出。的流动特性，如在锥壳风的最大流出速度，在吸积漏斗，质量吸积和质量损失率的最大流入速度是在一个典型的CTTS中发现的。将MHD模拟得到的密度、速度和修正温度用于一个单独的辐射转移模型中，以预测谱线轮廓，并检验MHD模型与观测的一致性。线轮廓计算与各种组合的X射线光度，X射线发射等离子体的温度，和倾斜角。线轮廓形态的丰富多样性被发现，许多模型配置文件是非常相似的观测中发现的。发现当风温较高时（如\sim 10^{4} K），锥壳风对某些氢谱线（如H-α、H-β、Pa-β和Pa-γ）的贡献较大，而当风温较低时，风的贡献迅速减小。该模型很好地再现了He I（10830）中一个相对狭窄和低速的蓝移吸收分量，这在观测中经常看到。
2012-08-03 astro-ph.SR
Extrapolation of the Solar Coronal Magnetic Field from SDO/HMI Magnetogram by a CESE--MHD--NLFFF Code
由于没有直接的测量数据，日冕中的磁场通常是通过数值方法从光球层外推得到的。目前，非线性无力场（NLFFF）模型是低日冕外推的主要物理模型。最近，我们发展了一个新的带有MHD弛豫的NLFFF模型来重建日冕磁场。该方法基于CESE-MHD模型，采用守恒元/解元（CESE）时空格式。在本文中，我们报告的应用程序的CESE-MHD-NLFFF代码的\SDO /HMI数据与磁图采样的两个活动区（AR），NOAA AR 11158和11283，这两个都是非常非潜在的，产生X级耀斑和喷发。对原始磁图进行预处理以去除力，然后输入到外推代码中。与\SDO /AIA图像的定性比较表明，我们的代码可以重建类似于EUV观察到的日冕环的磁场线。活动区的大多数重要结构都被很好地再现，比如在AR 11158中悬挂细丝的高度剪切场线和在AR 11283中对应于S形的扭曲磁通绳。定量评估的结果表明，无力约束是很好地满足在强场区，但显然不是那么好，在弱场区，由于数据噪声和数值误差的小电流。
2013-04-10 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Solar Magnetic Flux Emergence Using the AMR--CESE--MHD Code
太阳内部的磁通量出射到大气中被认为是形成太阳活动区和驱动太阳爆发的关键过程。由于观测能力的限制，通量涌现过程的研究通常采用数值模拟的方法。在本文中，我们开发了一个数值模型来模拟扭曲的磁通量管出现从对流区的电晕使用AMR-CESE-MHD代码，这是基于自适应网格加密的守恒元解元法。我们的模拟结果与以前许多类似的初始条件，但使用不同的数值代码的结果一致。在早期阶段，通量管在磁浮力的驱动下从对流区上升，直到接近光球层。出现在那里减速，随着磁通量的堆积，磁浮力不稳定性被触发，这使得磁场部分进入大气层。与此同时，光球层中出现了两个逐渐分离的极性集中区，通过涡旋和剪切运动将磁场和能量输送到大气中。相应地，日冕磁场也被重塑为包含薄电流层的S形配置，这类似于活动区的典型喷发前磁场配置。这样一个数值框架的磁通量出现，建立将适用于未来的调查，如何太阳爆发开始在磁通量出现活跃区。
2022-10-23 astro-ph.SR
Data-driven MHD Simulation of the Formation and Initiation of a Large-scale Pre-flare Magnetic Flux Rope in Solar Active Region 12371
太阳爆发是空间天气最强大的驱动力。要了解它们的原因和性质，关键是要知道日冕磁场在爆发前是如何演变的。在这里，我们研究了2015年6月21日在活动区NOAA~12371爆发的大耀斑和日冕物质抛射的相对大规模磁通量绳（MFR）的形成过程。利用数据驱动的磁流体动力学数值模型模拟了爆发前一天日冕磁场的三维演化。观测到的特征和我们模拟的磁场之间的比较揭示了喷发前MFR是如何形成的。最初，磁场线被弱扭曲为简单的剪切弧。由于光球运动的复杂性，在极性反转线上形成了一条较长的MFR，这种运动主要是剪切而不是扭转。的MFR的存在是证明了一组相干的磁场线的扭曲数以上的单位。在MFR之下的电流片显示在模型中，这表明系绳切割重联在MFR形成中起着关键作用。由于光球运动不断注入磁螺旋度，使得越来越多的磁力线发生扭曲，MFR的通量也随之增加。同时，MFR轴的高度从其形成开始单调增加。通过对上覆场衰减指数的分析，我们认为是由于MFR进入环面不稳定区而变得不稳定，最终触发了喷发。
2020-02-12 astro-ph.SR
Coronal heating by MHD waves
太阳色球层和日冕加热到观测到的高温，意味着存在持续的加热，平衡了太阳大气中预期的强辐射和热传导损失。几十年来，人们一直认为活动区、宁静太阳和冕洞的色球和日冕部分所需的加热机制与太阳磁场有关。然而，传输和耗散最终导致太阳等离子体加热的磁能的确切物理过程尚未完全了解。目前对日冕加热的理解主要依赖于两种机制：重联和MHD波，它们在不同的日冕区域可能具有不同程度的重要性。在这篇综述中，我们集中在我们的理解MHD波加热机制的最新进展。首先，我们重点介绍了观测结果的概述，在过去的十年中，我们在日冕中发现了不同的波模式，其中许多波模式与显着的能量通量有关，无论是在现场产生的还是从太阳低层大气中抽取的。之后，我们总结了最近的研究结果的数值模拟波，观测结果的动机。尽管取得了这些进展，但只有在非结构化日冕中使用阿尔文波加热的3D MHD模型才能解释与安静太阳兼容的观测到的日冕温度，而包括交叉场密度结构的3D MHD波加热模型还不能解释活动区域中日冕环的加热到其观测到的温度。
2020-12-02 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842 I. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X7.1 Solar Flare
基于数据约束的MHD模拟研究NOAA 13842活动区X7.1级耀斑，发现磁重联不仅促进磁通量绳形成，还直接增强环面不稳定性并加速其爆发。
2025-04-08 astro-ph.SR
Modeling the Excitation, Propagation and Damping of Quasi-Periodic Fast Magnetosonic Waves in Realistic Coronal Active Region Magnetic Field Structures
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
本文基于实际观测数据，利用三维磁流体动力学模型研究准周期快磁声波的激发、传播与阻尼特性，提升日冕震学的应用效果。
2025-10-03 astro-ph.SR
MHD Equilibria and Triggers for Prominence Eruption
磁流体动力学（MHD）模拟出现扭曲的磁通量管从太阳内部进入日冕进行了讨论，以说明如何扭曲和剪切日冕磁结构（自由磁能），能够驱动灯丝喷发，可以形成在日冕中新兴的活动区域。几个基本机制，可以破坏准平衡日冕结构和触发释放存储的自由磁能进行了讨论。这包括两个理想的过程，如螺旋扭结的不稳定性和扭曲的日冕磁通绳结构的环面不稳定性和非理想过程的快速磁重联在电流片的发病。代表性的MHD模拟的非线性演化涉及这些机制。
2015-12-25 astro-ph.SR
Testing Magnetic Field Models for the Class 0 Protostar L1527
对于0类原恒星，L1527，我们比较了131极化矢量SCUPOL/JCMT，SHARP/CSO和TADPOL/CARMA观测与相应的模型极化矢量的四个理想的MHD，非湍流，云核坍缩模型。这四个模型在坍缩前的初始磁场不同;两个最初具有对齐的磁场（强和弱），两个最初具有相对于L1527核心旋转轴的正交磁场（强和弱）。只有初始的弱正交场模型才能产生L1527内观测到的星周盘。这是几乎所有理想磁流体、非湍流、堆芯塌缩模型的一个特征。在本文中，我们测试是否这个弱正交模型也有最好的协议之间的磁场结构和推断的偏振观测L1527。我们发现情况并非如此;基于偏振观测，四个模型中最受欢迎的是弱对齐模型。然而，这个模型并没有产生一个拱星盘，所以我们的结果意味着一个非湍流，理想的MHD全球崩溃模型可能并不代表核心崩溃，发生在L1527。我们的研究还说明了使用覆盖云核大面积的极化矢量来确定坍缩前的初始磁场方向的重要性;内核磁场结构可以通过坍缩而高度改变，因此仅从该区域进行测量可以对坍缩前的初始场配置进行不可靠的估计。
2014-11-18 astro-ph.SR
The Birth of a Major Coronal Mass Ejection with Intricate Magnetic Structure from Multiple Active Regions
本研究通过观测与三维MHD模拟，揭示多个活动区间的三维磁重联如何诞生具有复杂磁场结构的日冕物质抛射，并验证其普遍性，表明真实CME磁绳拓扑并非仅由单一活动区决定。
2025-02-25 astro-ph.SR
Coronal energy release by MHD avalanches. Effects on a structured, active region, multi-threaded coronal loop
本研究通过包含分层大气、热传导等效应的三维MHD模拟，证实单根扭绞磁通量管的扭结不稳定性可触发MHD雪崩，是日冕环磁能储存与释放的可行机制。
2023-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: Coronal Heating and Dynamics in an Emerging Active Region
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文学和天体物理学教育部重点实验室）
本文提出利用MURaM代码的数据驱动分支，模拟活动区域11640四天的演化，重现了远程观测中的日冕极紫外发射特征。通过结合理想化零β模型和辐射MHD模型，揭示了日冕加热和等离子体性质的三维细结构及MHD波动态。
2026-05-13 astro-ph.SR
Modeling Statistical Properties of Solar Active Regions through DNS of 3D-MHD Turbulence
太阳光球湍流磁场的统计特性，特别是活动区（AR）的统计特性，已经使用SOHO和其他几种仪器拍摄的磁图的视线数据进行了研究（例如，参见Abramenko等人（2002，2003），Abramenko和Yurchyshyn（2010））。这包括结构函数及其指数、平坦度曲线和关联函数。在这些工作中，结构函数指数（$ζ_p$）的顺序的结构函数（$\it{p}$）的依赖性建模使用非间歇K41模型。现在众所周知，AR是高度动荡的，并与强间歇性事件有关。在本文中，我们比较了Abramenko等人（2003）的一些观察结果与用于模拟间歇性MHD湍流的对数泊松模型（Biskamp 2003）。接下来，我们分析的结构函数数据从直接数值模拟（DNS）的均匀，不可压缩的三维MHD湍流在三种情况下：持续强迫，自由衰减和流动最初驱动，后来允许衰减（情况3）。相应的DNS复制了AR的$ζ_p$对$\it{p}$的图中所见的属性。我们还再现了在平坦度[Abramenko和Yurchyshyn（2010）]和AR的关联函数[Abramenko等人（2003）]中观察到的不稳定性的趋势和变化。从这个分析中，它建议在耀斑的发作阶段的AR可以被视为一个强制的3D-MHD湍流系统在其最简单的形式和耀斑阶段是衰减的3D-MHD湍流的代表。它还推断，显着的变化，从耀斑的初始发作阶段，其最终的峰值耀斑阶段，是由系统所需的时间，以…
2013-07-16 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.geo-ph
Coronal energy input and dissipation in a solar active region 3D MHD model
上下文我们已经进行了一个3D MHD模拟的太阳活动区（AR）以上的日冕在全尺寸和高分辨率，其中显示了日冕环，等离子体流在其中，类似于观测。目的。我们希望找到通过场线编织的光球能量输入与通过感应电流的欧姆耗散的日冕能量转换之间的联系。方法.为此，我们比较了日冕能量输入和耗散在我们的模拟域以上的不同领域的看法，例如，在AR核心的一个小循环系统。我们还选择了一组场线进行比较，例如，沿着这些磁力线输入到每个粒子的加热的磁能。结果我们发现一个增强的欧姆耗散的电流在电晕上述地区，也有增强向上指向坡印亭通量。这些区域与在AR核心内观察到的热日冕环的区域相吻合。日冕密度在估算日冕温度时起着一定的作用，这是由于产生的热量输入。光球层中需要大约200高斯的最小通量密度来将场线加热到大约1 MK的日冕温度。结论.这表明场线编织机制提供了日冕能量输入，而感应电流的欧姆耗散主导了日冕加热机制。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Physics Informed Neural Network For Deriving MHD State Vectors From Global Active Regions Observations
Southwest Research Institute（西南研究院）；High Altitude Observatory（高空观测站）；NSF-NCAR
本文提出PINNBARDS方法，利用观测数据和MHD-SWT方程推导隐藏tachocline磁结构的状态向量，实现对产生耀斑AR出现的周尺度预测。
2025-12-23 astro-ph.SR cs.AI cs.LG
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
Impact of MHD Turbulence on Thermal Wind Balance in the Sun
利用线性和非线性理论结合物理参数研究了磁旋转不稳定性（MRI）及其驱动的MHD湍流在太阳内部的可能作用，提供了由日震观测反演的太阳自转廓线和太阳内部结构的标准模型。我们发现，磁共振成像场地仅限于高纬度速跃层和低纬度近地表剪切层。特别有趣的是，在速跃层周围的MRI活跃区域与指示太阳中的热成风平衡所需的急剧熵上升的区域紧密重叠。这表明MRI驱动的湍流通过异常的湍流加热和向赤道的角动量输送在维持太阳热成风平衡方面起着至关重要的作用。在速跃层周围存在的暖极可能是MRI激发的湍流活动的自然结果。
2010-11-11 astro-ph.SR
Comparison of Two Coronal Magnetic Field Models for Reconstructing a Sigmoidal Solar Active Region With Coronal Loops
磁场外推是研究三维日冕磁场的重要工具，而三维日冕磁场难以直接测量。存在各种分析模型和数值代码，但它们的结果往往大相径庭。因此，一个关键的比较模拟的磁场线与观察到的日冕环是强烈需要建立模型的可信度。在这里，我们比较了两种不同的非潜在的外推代码，非线性无力场代码（CESE-MHD-NLFFF）和非无力场（NFFF）代码在建模太阳活动区（AR），有一个S形配置之前，从该地区爆发的主要耀斑。采用二维冠环跟踪和拟合方法研究了外推磁场线与SDO/AIA成像的EUV环之间的三维失准角。结果表明，CESE-MHD-NLFFF编码与预处理的磁图表现最好，输出的磁场与AIA 94 μ m成像的AR核心中的冠状环匹配，失准角为~10度。这表明，CESE-MHD-NLFFF代码，即使没有使用的信息的日冕环约束的磁场，表现得像一些日冕环前向拟合模型。对于在AR外围由AIA 171 X成像的环路，包括势场在内的所有代码给出的平均失准角（~30度）结果相当。因此，需要进一步改进的代码，以更好地重建包围核心区域的长循环。
2017-06-02 astro-ph.SR
The 3D MHD code GOEMHD3 for large-Reynolds-number astrophysical plasmas
在几乎理想的，大雷诺数天体物理等离子体中的湍流和流动的数值模拟激励几乎保守的MHD计算机代码的实施。他们应该有效地计算，使用高度并行化的计划，以及与大量的CPU内核扩展，允许获得高网格分辨率在大型仿真域，可以很容易地适应新的计算机架构以及新的初始和边界条件，允许模块化扩展。新的大规模并行模拟代码GOEMHD 3能够有效和快速地模拟几乎理想的，大雷诺数的天体物理等离子体流，以及解决和覆盖大域的巨大网格。它的能力得到了验证的理想和弱耗散等离子体现象的主要测试。高分辨率（$2048^3$网格点）模拟的一个观察到的活动区域上方的大部分日冕证明了优秀的并行可扩展性的代码使用超过30.000个处理器内核。
2015-04-08 astro-ph.SR
Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of a Filament Eruption in a Decaying Active Region 13079 on a Global Scale
本研究利用数据约束的零β MHD模拟，结合RBSL嵌入磁通量绳的PFSS模型，成功重现了衰减活动区13079中C3.5级耀斑伴随的日珥爆发全过程，并验证了模拟与观测在动力学和磁拓扑上的一致性。
2025-04-21 astro-ph.SR
Benchmarking Fast-to-Alfvén Mode Conversion in a Cold MHD Plasma. II. How to get Alfvén waves through the Solar Transition Region
阿尔文波由于电离率低而难以在光球层激发，并在过渡区（TR）遭受近全反射。然而，它们在日冕和日光层中无处不在。为了克服这些困难，我们表明，它们可能会产生高的色球层转换反射快速磁流体动力学波，并Alfvénic过渡区反射大大减少，如果快速反射点是在几个标度的TR高度。模式转换对反射快波相位的影响也进行了探讨。这一阶段可能被误解为一个旅行速度扰动，与实际的地震探测活动区的影响。
2012-03-16 astro-ph.SR
Trapping Solids at the Inner Edge of the Dead Zone: 3-D Global MHD Simulations
原行星盘内部电离差的地方是尘埃凝聚过程最有效的地方。然而，即使在这里，星子的形成也可能受到径向漂移造成的固体物质损失和粒子碰撞碎裂的限制。我们的目的是调查的可能性，固体颗粒被困在当地的压力最大值的动态发展的磁盘。我们进行了第一次三维整体非理想磁流体力学计算的磁盘处理驱动的磁旋转不稳定性的湍流。该域包含一个内部的年轻恒星附近的MRI活跃区域和一个外部的中面死区，两者之间的过渡建模的急剧增加的磁扩散率。活动带中产生的方位磁场随时间振荡，大约每150年改变一次符号。因此，我们观察到的径向结构的“蝴蝶图案”之前看到的局部剪切盒模拟。平均磁场从活动区扩散到死区，在死区中雷诺应力仍然占主导地位。更大的总吸积应力在活动区导致净减少的表面密度，因此，800年后达到一个近似的稳定状态，其中在过渡半径附近的中面压力的局部径向最大值。我们还观察到活动带内密度脊的形成。在我们的模型中的死区具有一个平均磁场，显着的雷诺应力和稳定的局部压力最大值的内边缘，在那里的行星胚胎向外迁移和有效的捕获固体物质是可能的。
2010-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing a Solar Coronal Magnetic Field Extrapolation Code with the Titov-Demoulin Magnetic Flux Rope Model
在日冕中，磁通量绳被认为是解释磁自由能储存和太阳爆发的基本结构。迄今为止，从边界数据外推磁场是获得日冕全三维磁信息的主要途径。因此，能否可靠地恢复日冕磁通量绳是日冕外推的关键。本文采用Titov和Demoulin（1999）提出的解析磁通量绳模型对我们的日冕外推程序（CESE-MHD-NLFFF，Jiang & Feng 2012）进行了检验。通过仅使用底部边界中的向量场作为输入，我们在参数空间的代表性范围内使用模型测试了我们的代码，发现模型场以高精度重建。特别地，在磁通绳和周围拱圈之间形成的磁拓扑界面，即，也可靠地再现了“双曲线通量管”和“秃斑分界线表面”。通过这个测试，我们证明了我们的CESE-MHD-NLFFF代码可以应用于恢复磁通量绳在太阳日冕中，只要矢量磁图满足无力约束。
2015-07-07 astro-ph.SR
Investigation of Force-Freeness of Solar Emerging Magnetic Field via Application of the Virial Theorem to MHD Simulations
太阳磁场的无力性是重建太阳新兴通量区的不可见日冕磁结构的关键，该通量区经常发生耀斑和日冕物质抛射等活动现象。我们已经进行了磁流体动力学（MHD）的模拟，调整调查的力自由新兴的磁场通过使用维里定理。我们的重点是如何力的范围内出现的磁通量区域的发展，以及它如何依赖于一个预先出现的磁场的扭曲。作为一个新兴的通量区域的发展，力的自由范围的上限不断增加，而下限渐近减少到光球压力标度高度的顺序在太阳表面。随着扭曲变小，下限增加，然后似乎饱和。我们还讨论了维里定理的适用性，不断变化的太阳上的磁结构。
2014-10-21 astro-ph.SR
Scaling laws of coronal loops compared to a 3D MHD model of an Active Region
上下文几十年来，人们一直在研究冕环的结构和加热。已建立的标度定律与环顶点温度、压力、长度和日冕加热等基本量有关。目标。我们测试这样的比例律对一个大规模的三维MHD模型的太阳日冕，这成为可行的，现在的高性能计算。方法.我们用光球观测驱动一个活动区模拟，发现在X射线和EUV波长中观察到的日冕环有很强的相似性。立体观测的3D重建表明，我们的模型循环有一个现实的空间结构。我们比较缩放定律，我们的模型数据提取沿合奏的场线。最后，我们拟合了一个新的标度律，它代表了很好的热环和更冷的结构，这在以前是不可能的，只基于观测。结果我们的模型数据提供了一些支持的标度律，建立了热和EUV发射日冕循环。对于RTV标度律，我们发现我们的模型数据的偏移，这可以通过具有恒定热输入和传导的静态回路的一维考虑来解释。与我们的模型数据相拟合，我们建立了一个新的定标律沿磁场线的日冕热输入。结论.类似RTV的标度律被拟合到热环，因此不能很好地预测日冕热量输入的较冷的结构，很难观察到。1D和自洽的3D建模之间的基本差异解释了我们和早期的标度定律之间的偏差。我们还得出结论，由磁流体动力学湍流耗散编织通量管内的加热机制将加热的电晕强于我们的模型电晕一致。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Data-driven MHD simulation of a sunspot rotating active region leading to solar eruption
本文通过数据驱动MHD模拟再现NOAA 12158活动区黑子旋转引发的太阳爆发，揭示垂直电流片快速磁重联是触发爆发的关键机制。
2023-08-14 astro-ph.SR physics.space-ph
