Analytic approximate seismology of propagating MHD waves in the solar corona
观测表明，在太阳大气中传播的磁流体动力学（MHD）波是普遍存在的。磁流体地震学技术是利用波动观测和磁流体波动理论相结合，间接推断太阳大气等离子体和磁场的物理参数。在这里，我们提出了一个分析地震反演方案传播MHD波。该方案以一致的方式使用关于波长和阻尼长度的观测信息，以及周期或相速度的观测值，并且基于波长和阻尼长度的理论值的近似渐近表达式。讨论了反演格式的适用性，并给出了一个算例。
2012-10-09 astro-ph.SR
A statistical study of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
日冕多通道偏振仪（CoMP）为探测太阳日冕中的横向MHD波提供了令人兴奋的机会。CoMP数据的存档被用来生成一个目录的静态冠状循环，可用于研究传播扭结波。该目录包含2012年至2014年期间观测到的120个环。该目录进一步用于进行统计研究的传播扭结波在太阳日冕的安静区域，调查相速度，环路长度，足点功率比和平衡参数值。统计研究使我们能够建立阻尼率和冠状环的长度之间的关系的存在，与较长的冠状环显示较弱的波阻尼。我们认为，这种行为的原因是与循环长度增加的循环和周围的等离子体之间的平均密度对比度下降。该目录将为进一步研究宁静日冕中传播的扭折波提供基础。
2021-05-26 astro-ph.SR
MHD Waves in open coronal structures
现代天文台已经揭示了日冕中磁流体动力学波的普遍存在。传播波（与驻波相反）通常起源于太阳大气层的低层，这使得它们与日冕加热特别相关。此外，开式日冕结构被认为是太阳风的源区，因此，在这些结构中探测MHD波也与太阳风的加速有关。此外，当代望远镜的先进能力使我们能够通过磁流体地震学提取重要的日冕特性。在这篇评论文章中，特别是在开放的冠状结构的背景下，在检测，起源和阻尼的传播慢mangetoacoustic波和扭结（Alfvénic）波的最新进展。在适当的情况下，我们给出了相关的理论建模研究的概述。这些波的一些重要的地震学应用进行了讨论。Aflvénic波在加速太阳风的可能作用也被触及。
2021-09-21 astro-ph.SR
Extended MHD modeling of the steady solar corona and the solar wind
回顾了在定常或准定常日冕物理条件下，日冕和太阳风的大尺度磁流体动力学（MHD）模拟的历史和现状。我们把思想的演变导致认识到存在一个不断扩大的太阳大气层的历史背景。详细介绍了第一代全球日冕和太阳风模式的发展和主要特点。这一历史观点也适用于目前的全球日冕和太阳风模型套件。我们讨论了新思想的演变及其在数值模拟代码中的实现。我们指出了这些模型所面临的科学和计算挑战，并讨论了各个团体试图克服这些挑战的方法。接下来，我们将讨论最新的，最先进的模型，并指出在模拟日冕和行星际介质的预期下一步。
2018-07-01 astro-ph.SR
3D MHD Flux Emergence Experiments: Idealized models and coronal interactions
本文回顾了太阳内部磁场的出现以及随后与预先存在的日冕磁场的相互作用的许多三维数值实验中的一些。这里描述的模型是理想化的，在这个意义上，内能方程只涉及绝热，欧姆和粘性冲击加热项。然而，只要主要目的是研究动力学演化，这就足够了。许多有趣的观测现象可以用这些模型以自洽的方式解释。
2011-03-18 astro-ph.SR
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理学中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
Extension of the MURaM radiative MHD code for coronal simulations
我们提出了一个新版本的MURaM辐射MHD代码，允许模拟从上层对流区到日冕。我们实现了相关的日冕物理光学薄辐射损失，场对准热传导和平衡电离状态方程。我们人为地限制了日冕Alfv{é}n和热传导速度的计算管理的值使用近似半相对论MHD与人工降低的光速（鲍里斯校正）。我们提出的例子解决方案，从安静到活跃的太阳，以验证我们的方法的有效性。我们量化的数值扩散率的有效日冕加热的作用。我们发现，（数值）磁普朗特数决定的电阻粘性加热的比例，由于非常大的磁普朗特数的太阳日冕，加热预计主要是通过粘性耗散发生。我们发现，合理的解决方案，可以得到的值的减少光的速度只是略大于最大声速。总的来说，这导致了一个完全明确的代码，可以计算的时间演化的太阳日冕响应光球驱动使用数值时间步长不小于$0.1$秒。使用这种方法，可以很容易地对日冕对几天时间跨度的通量出现的反应进行数值模拟。
2016-09-30 astro-ph.SR
Excitation and evolution of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
太阳日冕环通常会受到振荡的影响。日冕振荡的观测被用来利用日冕地震学来推断日冕等离子体的物理性质。日冕环中振荡的激发和演化通常使用高度理想化的磁通量-管模型进行研究。为了提高我们对日冕振荡的理解，有必要考虑现实磁场拓扑和演化的影响。利用辐射-磁流体程序Bifrost对从对流区到日冕的太阳大气进行了三维自洽模拟，研究了日冕振荡的激发和演化。我们使用前向模拟EUV辐射和三维跟踪的磁场来分析振荡行为的个别磁环。我们进一步分析了个别等离子体速度分量的演变沿使用小波功率谱捕获的振荡周期的变化。在模拟中出现了在日冕中经常观察到的各种类型的振荡。我们检测到横向和纵向速度分量，包括高阶振荡谐波的常设振荡。我们还表明，自洽模拟再现存在两个不同的制度的横向日冕振荡：迅速衰减的振荡脉冲事件和持续的小规模振荡，没有明显的阻尼。在振荡回路的足点处没有检测到谐波驱动器。我们表明，日冕环振荡是丰富的自洽三维MHD模拟太阳大气。个别磁环的动态演变和变化表明，我们需要重新评估我们的模型的整体和静态日冕环的恒定长度，有利于更现实的模型。
2021-01-16 astro-ph.SR
MHD simulations of the in-situ generation of kink and sausage waves in the solar corona by collision of dense plasma clumps
MHD波在日冕中是普遍存在的，在日冕中高度结构化的磁场为它们的传播提供了有效的波导。虽然已经观察到MHD波起源于太阳大气的低层，但最近的研究表明，一些MHD波可以通过密集的反向传播流的碰撞原位产生。在这项理论研究中，我们分析的机制，触发扭结和香肠模式的传播在日冕中，以下的碰撞的反向传播的流量和流量的属性如何影响所产生的波的属性。为了详细研究这样的机制，我们运行了一系列理想的二维和三维MHD模拟，我们改变了反向传播流的属性，并通过一个简单的技术来估计扭结和香肠模式的振幅，我们调查他们的作用的MHD波的产生和传播。我们发现，波的振幅在很大程度上取决于流的动能和扭结或香肠模式的发病取决于碰撞斑点之间的不对称性。此外，MHD波的初始波长与流体碰撞产生的磁位形有关。我们还发现，真正的3D系统响应较小的波幅。在这项研究中，我们提出了一个参数空间描述的机制，导致产生的MHD波的碰撞流的电晕。未来对这些波的观测可用于了解日冕等离子体和磁场的性质。
2019-05-09 astro-ph.SR
Towards a Realistic, Data-Driven Thermodynamic MHD Model of the Global Solar Corona
在这项工作中，我们描述了我们的实施全球日冕模型的空间天气建模框架（SWMF）的热力学能量方程，并将其发展成新的低日冕（LC）模型。这项工作包括整合的额外的能量传输日冕加热，电子热传导，光学薄辐射冷却到管理磁流体动力学（MHD）能量方程。我们研究两种不同的边界条件，使用这个模型;一组在上过渡区（辐射能量平衡模型），以及一个统一的色球条件下，过渡区可以在其整体建模。通过从模型结果的观测合成和随后的比较，以1996年8月27日为中心的1913年卡林顿自转（CR）的全太阳极紫外（EUV）和软X射线观测，我们证明了在使用全球MHD模型描述低日冕的独特条件时，需要这些额外的考虑。通过多次模拟，我们检查了LC模型评估和区分日冕加热模型的能力，并发现相对简单的经验加热模型足以重现低日冕中观察到的结构。我们发现，日冕加热和电子热传导之间的相互作用提供了显着的反馈到3D磁拓扑结构在低日冕相比，一个潜在的场外推，这种反馈在很大程度上取决于引入到日冕的机械能的量。
2009-12-11 astro-ph.SR
3D MHD modeling of twisted coronal loops
我们对单个亮日冕环进行MHD建模，以包括与非均匀磁场的相互作用。该领域强调在中心区域的随机足点旋转和它的能量被耗散到加热通过异常磁扩散率，开关在电晕以上的电流密度阈值的增长电流。我们模拟了一个完整的单磁通量管，在太阳大气中从高β色球层延伸到低β日冕通过陡峭的过渡区。磁场从色球层扩展到日冕。最大分辨率约为30公里。我们得到了一个整体的演变典型的环模型和现实的环发射在EUV和X射线波段。封闭在通量管中的等离子体在约2/3小时后被加热到活动区的温度（约3 MK），来自色球层的上升气流以约100 km/s的速度充满通量管的核心，密度超过10^9 cm^-3。在低电晕比高电晕释放更多的热量，并且在空间和时间上都是精细结构的。
2016-07-19 astro-ph.SR
Validation of a wave heated 3D MHD coronal-wind model using Polarized Brightness and EUV observations
日冕和日球层的形成和演化的物理性质仍然没有完全了解。三维磁流体全局建模是研究所有可能的候选过程的有力工具。为了充分理解它们各自的作用，我们需要一个验证过程，将模拟的输出与观测数据进行定量比较。在这项工作中，我们提出的结果，从我们的验证过程中应用到波湍流驱动的三维磁流体日冕风模型WindPredict-AW。在模型开发的这个阶段，我们将工作集中在静止条件下的日冕区域。我们分析了三个模拟结果，不同的边界值。我们使用的3D分布的密度和温度，输出的模拟在周围的第一个帕克太阳探测器近日点（在太阳活动的最小值），合成极紫外线（EUV）和白光偏振（WL pB）的图像再现所观察到的日冕。对于这些测试，我们选择了2018年11月6日和7日获得的AIA 193 A，211 A和171 A EUV发射，MLSO K-Cor和LASCO C2 pB图像。然后，我们做定量比较的磁盘和离肢体电晕。我们表明，我们的模型是能够产生的合成图像相比，所观察到的日冕。
2022-04-01 astro-ph.SR
Induced MHD oscillations of fine loop structures located in coronal hole
太阳大气中的许多现象都与光球层下的过程有关。例如，在离日天体中观察到的MHD振荡和其他动力学过程就是这些现象。在我们的研究中，我们使用Stereo Behind EUV（171 nm和304 nm）观测来研究安静太阳区域的动力学过程。我们在靠近太阳盘中心的一个小冕洞边缘的日冕亮点中发现了一次喷发事件。喷发后，洞内出现了几个振荡的环。我们认为这些环的振荡是由日冕亮点的爆发过程引起的。相互作用转移剂的性质尚不清楚，因为没有检测到任何传播干扰。对于数据处理，我们使用Pixelize小波滤波（PWF方法）和时间-距离图。我们测量了假设的相互作用传递速度，发现它大约是2-3 km/s。我们试图找出相互作用转移剂的性质。
2010-11-19 astro-ph.SR
Spectral analysis of 3D MHD models of coronal structures
我们研究极紫外发射线光谱来自三维磁流体力学模型的结构在日冕。为了在数值实验中研究光球层磁活动增加的影响，在光球层施加了比太阳高得多的磁通量密度。因此，我们可以期待我们的结果突出太阳和更活跃但仍像太阳的恒星之间的差异。我们讨论了从这些模型合成的极紫外线发射线中看到的签名，并将其与过渡区和日冕中形成的线中多普勒频移的空间分布和时间演变中发现的签名进行比较。这是主要的兴趣，以测试质量的基本磁流体动力学模型加热日冕，即电流在日冕驱动的光球运动（磁通编织）。
2009-04-15 astro-ph.SR
An Evolution and Eruption of the Coronal Magnetic Field through a Data-Driven MHD Simulation
本文提出了一种基于零 beta 近似的新数据驱动 MHD 模拟代码，通过使用太阳黑子运动产生的真值数据，成功再现了日冕磁场的扭转、磁通量绳的形成及其爆发过程。
2022-10-14 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
An MHD avalanche model of multi-threaded coronal loop
这是第一次，我们演示了如何MHD雪崩可能会发生在一个多线程的冠状环。考虑23个非潜在的磁线程内的一个循环，我们使用三维MHD模拟表明，只有一个线程需要是不稳定的，以开始雪崩，即使当其他低于边缘稳定。这对日冕加热具有重要意义，因为它提供了触发机制的能量耗散。不稳定螺纹的不稳定性遵循许多早期研究中确定的演变。然而，一旦一个稳定的线程被破坏，它就会与相邻的线程合并，这个过程会破坏附近的其他线程。然后与这些被破坏的线程发生合并，导致随着雪崩的发展，更多的线程被破坏。当周围稳定的线被破坏时，磁能以离散的爆发形式释放。体积积分加热，作为时间的函数，显示短尖峰，表明加热的时间形式更像是\textit{nanoflares}而不是恒定加热。
2015-12-02 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
Radiative Cooling in MHD Models of the Quiet Sun Convection Zone and Corona
我们提出了一系列的数值模拟安静的太阳等离子体线程的磁场，从上层对流区延伸到低日冕。我们讨论了一个有效的，简化的近似物理的光学厚辐射传输通过表面层，并调查对流湍流的影响，在最初的单极（开放领域）地区的太阳大气层的磁结构。我们发现，净坡印亭通量低于表面是平均指向内部，而在光球层和色球层的电磁能的净流量是向外进入日冕。由快速辐射冷却驱动的这些层之间的翻转对流运动似乎是电磁能反向通量的能量来源。
2011-06-10 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
MHD Modeling of Solar Coronal Magnetic Evolution Driven by Photospheric Flow
众所周知，磁场在日冕动态中占主导地位，目前正在开发新一代日冕磁场演变的数值模型，其特点是边界条件直接由观测数据驱动。本文提出了一种新的数据驱动磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区（AR）磁场演化的方法，这是第一次直接利用DAVE 4VM中光球速度场的数据驱动全MHD模型。我们构建了一个完善的MHD平衡的基础上，一个单一的矢量磁图，采用MHD松弛方法与足够小的动力粘度，并使用此MHD平衡作为初始条件，随后的数据驱动的演变。利用DAVE 4VM方法，从观测到的时间序列磁图中得到了光球表面流场。最后将表面流按时间顺序输入到MHD模型的底边界，通过直接求解底边界处的磁感应方程，自洽地更新每个时间步长的磁场。我们应用此数据驱动模型研究AR 12158的磁场演化与SDO/HMI矢量磁图。我们的模型再现了场线的准静态应力，主要是通过AR的领先太阳黑子的旋转流，这使得核心场线形成一致的S形，与SDO/AIA图像中看到的S形结构一致。在模拟中获得的总磁能与直接从原始矢量磁图与DAVE 4VM导出的流场计算的累积磁能密切匹配。这样一个数据驱动的模型将被用来研究日冕场如何在缓慢的光球运动的驱动下达到不稳定状态并进入爆发。
2021-04-15 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD wave propagation near a coronal null point: a new wave mode decomposition approach
本文提出了一种新的MHD波分解方法，克服了现有波识别方法的局限性。我们的方法允许调查的能量通量在不同的MHD模式在不同的位置的太阳大气中的波产生的涡流穿过太阳大气，并通过附近的磁零。我们模拟波动力学通过日冕零配置和应用旋转波驱动器在我们的底部光球边界。为了识别与不同的MHD波模式相关联的波能量通量，我们采用了波分解方法，该方法能够唯一地区分不同的MHD模式。我们提出的方法利用三维空间中单个磁场线的几何形状来分离与三种基本MHD波相关的速度扰动。我们的方法波识别是一致的，与以前的通量面为基础的方法，并给出了预期的结果，在各个位置的零配置的波能量通量。我们发现，无处不在的涡流激发MHD波，有助于显着的坡印亭通量在太阳日冕。阿尔文波能通量在扇面积累，快波能通量在零点附近积累。有一个强大的电流密度积聚在脊柱和fansurface.The建议的方法具有优势，以前使用的波分解方法，因为它可以在现实的模拟或磁外推，以及在真正的太阳观测，只要三维场线形状是已知的。磁声波在零附近的能量通量的增强可能对射流和脉冲等离子体流的形成有重要的影响。
2022-01-24 astro-ph.SR
Coronal Shock Waves, EUV waves, and their Relation to CMEs. II. Modeling MHD Shock Wave Propagation Along the Solar Surface, Using Nonlinear Geometrical Acoustics
我们用非线性几何声学模拟了日冕冲击波的传播。该方法是基于Wentzel-Kramers-Brillouin（WKB）的方法，并考虑到非线性波的主要属性：i）波前速度的波动振幅的依赖性，ii）非线性耗散的波能量，和iii）孤立冲击波的持续时间的逐步增加。我们详细讨论的方法和目前的冲击相关的极紫外（EUV）波的传播建模的结果，以及Moreton波沿太阳表面在最简单的日冕模型。计算结果显示了波浪的减速和拉长。相比之下，在线性近似中考虑的波保持其长度不变，并略有加速。
2011-04-19 astro-ph.SR
Investigating `dark' energy in the solar corona using forward modeling of MHD waves
现在已经很好地确定了阿尔夫维尼克波在日冕中是普遍存在的。然而，在日冕中多普勒速度测量估计的Alfvénic波能量被发现是四个数量级小于估计的非热线宽。McIntosh & De Pontieu（2012）认为，这种能量差异可能是由于几种振荡结构的视线（LOS）叠加造成的，这可能导致阿尔夫维尼克波振幅和能量被低估。McIntosh & De Pontieu（2012）将这种日冕能量称为“暗”或“隐藏”能量。然而，他们的模拟需要使用一个额外的、未知的阿尔夫维尼克波能量源，以提供与日冕非热谱线宽度测量的一致性。在这项研究中，我们调查的要求，这个未知的额外的“暗”能源在日冕中使用重力分层的三维磁流体动力学（MHD）模拟传播波。我们激发横向MHD波，并产生合成观测的Fe XIII发射线。我们建立了LOS叠加大大降低了多普勒速度幅度，增加了非热线宽。重要的是，我们的模型产生的多普勒速度和非热线宽之间观察到的楔形相关性。我们发现，观测到的波能仅为真实波能的0.2- 1%，解释了2-3个数量级的能量差异。我们最终确定，真正的波能量隐藏在非热线宽。因此，我们的研究结果排除了太阳日冕中额外的“暗”能量的要求。
2019-06-26 astro-ph.SR
In-situ generation of transverse MHD waves from colliding flows in the solar corona
横向MHD波渗透太阳大气，是日冕加热的候选者。然而，这些波的起源仍然不清楚。在这项工作中，我们分析了协调观测\textit{Hinode} /SOT和\textit{IRIS}的日珥/日冕雨环状结构在边缘的太阳。沿结构观察到冷而密集的下降流和上升流。观测到一个能量通量估计为$10^{7}-10^{8}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$的下行流和上行流之间的碰撞，产生了总振幅估计为$\approx40~$ km~s $^{-1}$的股线振荡横向扰动，以及等离子体温度升高到至少$10^{5}~$ K时的短暂增亮事件。我们解释为香肠和扭结横向MHD波的基础上的等离子体流碰撞的二维MHD模拟的响应。碰撞团块之间的长度、密度和速度差异以及磁场强度是确定碰撞反应的主要参数。团块之间的不对称性（冲击表面的角度和/或流动轴的偏移）的存在对于产生扭结模式是至关重要的。利用观测值，我们成功地再现了观测到的横向扰动和增亮，并显示了绝热加热日冕温度。数值模拟结果表明，在这种环状结构中，等离子体$β$被限制在$0.09$和$0.36$之间。这些结果表明，这样的碰撞从逆流流可以是一个源的原位横向MHD波，并为冷和密集的突出条件，这样的波可能有显着的振幅。
2018-07-01 astro-ph.SR
Fine strand-like structure in the solar corona from MHD transverse oscillations
目前的分析和数值模拟表明，存在无处不在的薄电流片的电晕，可以解释所观察到的加热要求。另一方面，新的高分辨率日冕观测表明，它的磁场可能倾向于组织自己在几百公里宽的细股状结构。模型中的小结构与观察到的几个数量级的股状结构宽度之间的联系仍然不清楚。一个流行的理论方案是纳米耀斑模型，其中每一股都是加热事件集合的产物。在这里，我们提出了一种替代机制的链生成。通过三维MHD模拟的正演模拟，我们表明，小振幅横向MHD波可以导致在几个周期的时间在EUV强度图像中的环股状结构。我们的模型是基于以前的数值工作表明，横向MHD振荡可以导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性变形的横截面积的循环。虽然以前的工作集中在大振幅振荡，在这里，我们表明，即使是低波振幅的长而薄的循环，匹配目前在日冕中观察到的不稳定性也可能发生。我们发现，从不稳定性产生的涡流是速度剪切区域与增强的发射率托管电流片。链的结果作为一个复杂的组合的漩涡和视线角度，持续一个周期的时间尺度，可以观察到的空间分辨率的十分之一的循环半径。
2014-05-01 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
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
Damping of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
利用从对流区到日冕的自洽三维辐射磁流体动力学模拟，研究了日冕环束的阻尼横向振荡，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性导致的速度剪切和涡旋促进了振荡的耗散，表明理想化波导假设下的静态日冕环模型需重新评估。
2023-06-05 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding I. Continuous driving
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟测试磁编织磁场中纳米耀斑加热日冕的理论，分析多股通量管模型，展示磁能释放维持高温的机制，结合SDO/AIA与MUSE正向建模，揭示高分辨率下窄电流片耗散的加热扩散特征。
2025-11-11 astro-ph.SR
Superoscillations in solar MHD waves and their possible role in heating coronal loops
目标：研究日冕磁声波中超振荡的存在及其通过它们在波上产生的强烈和局部梯度加热日冕环的可能作用。方法：建立了沿场线传播的香肠波模式和扭结波模式之间的转换的解析模型。我们计算在这个模型中的局部频率，波梯度和相关的加热率由于压缩粘度。结果如下：我们发现超振荡与波模式之间的过渡伴随着波位错，通过波域转移。发现了比正常频率高10倍的频率，这意味着一个典型的3分钟日冕波将在10到20秒内局部振荡。如此高的频率带来了强梯度，通过压缩粘度有效地消散波。我们计算相关的加热率。在局部，它们非常强，在很大程度上补偿了典型的辐射损失。结论：我们发现了一个新的加热机制，磁声波在日冕。由于超振荡的加热只发生在特定的磁场线与小的截面，规模相当于日冕环，内部更大的磁通量管和波传播域。
2018-01-25 astro-ph.SR
COCONUT, a novel fast-converging MHD model for solar corona simulations: I. Benchmarking and optimization of polytropic solutions
我们提出了一个新的全球三维日冕MHD模型称为COCONUT，多方在其第一阶段和基于时间隐式向后欧拉格式。与基于显式方案的当代MHD求解器相比，我们的模型提高了运行时性能，这在以后用于空间天气预报的操作环境中尤为重要。这是数据驱动的意义上，我们使用天气图作为内边界输入我们的位场初始化以及内边界条件，在进一步的MHD时间演化。日冕模型是作为EUHFORIA（EUHFORIA）的一部分开发的，将取代目前使用的更简单的经验Wang-Sheeley-Arge（WSA）模型。在21.5 Rs处，太阳风已经是超音速的，它被耦合到EUHFORIA的日光层模型。我们验证和基准我们的日冕模拟结果与显式方案风预测模型，并找到理想化的极限情况下，以及真正的magnetograms良好的协议，同时获得一个简单的理想化的情况下，计算时间减少到3倍，高达35现实的配置，我们证明，获得的时间增加与输入天气图的空间分辨率。我们还使用观测结果来约束模型，并表明它恢复了相关特征，如流光的位置和形状（与日食白光图像相比），日冕洞（与EUV图像相比）和电流片（与0.1 AU的WSA模型相比）。
2022-05-23 astro-ph.SR
Self-consistent 3D radiative MHD simulations of coronal rain formation and evolution
日冕雨由冷而稠密的等离子体凝结组成，这些凝结是由于热不稳定性而在日冕环中形成的。以前对热不稳定性和日冕雨形成的数值模拟依赖于人为地在能量方程中加入日冕加热项。为了再现日冕的大尺度特征，需要使用更真实的日冕加热公式。我们分析了日冕雨的形成和演变的三维辐射磁流体动力学模拟跨越对流区的电晕，这是自洽加热的磁场编织作为对流运动的结果。我们调查的时空演变的能量耗散沿日冕环成为热不稳定。模型中的欧姆耗散导致加热事件能够诱导足够的色球蒸发到环路中，以触发热不稳定性和凝结形成。热不稳定等离子体的冷却发生在与各个脉冲加热事件的持续时间相当的时间尺度上。脉冲加热有足够的持续时间来触发环中的热不稳定性，但不会持续足够长的时间来导致日冕雨极限循环。我们表明，凝聚可以生存和落入色球层或被破坏的强烈的焦耳加热与磁重联事件。此外，我们还发现沿开放的磁场线也可以形成凝聚。
2020-05-07 astro-ph.SR
Phase Mixing of Kink MHD Waves in the Solar Corona: Viscous Dissipation and Heating
磁流体动力学（MHD）扭折波在日冕通量管中被频繁观测到，这使其成为日冕地震学的重要工具。在这里，粘性的效果上的扭结波的演变进行了研究。为此，我们在长波长极限下求解了径向非均匀通量管中不可压缩线性化粘性MHD方程的初值问题。使用模态展开技术的时空行为的扰动得到。我们确认，对于大雷诺数代表的日冕等离子体的扭结振荡的振幅的递减是由于共振吸收机制，将全球横向振荡的旋转运动中的不均匀层的通量管。我们发现，粘度抑制相混合率的扰动在不均匀区域的通量管，并防止在系统中的小尺度的连续建立，一旦达到足够小的规模。通过计算粘性耗散函数，研究了通量管非均匀层中粘性对等离子体的加热。当雷诺数为10^6-10^8时，扭结波的能量在扭结振荡的2 ~ 8个周期内转化为热量。对于更大和更现实的雷诺数，加热发生后，主要是全球扭结振荡阻尼，并没有显着的加热发生在可观察到的横向运动的通量管。
2020-05-09 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Coronal Loop Heating by Nearly Incompressible Magnetohydrodynamic and Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence Models
光波和湍流在光球层之外的传输是日冕加热问题的核心。采用近不可压缩磁流体动力学（NI MHD）理论模拟了宁静日冕中的湍流，描述了低频湍流在开放磁场区的输运。它描述了耦合的多数准二维和少数板组件的演变，驱动的磁地毯和平流的亚音速，亚Alfvenic流从较低的日冕。本文将NI MHD湍流传输模型与日冕MHD模型耦合，研究日冕环中的加热问题。在一个现实的基准日冕环问题，我们发现，一个环可以加热到150万K的运输和耗散的MHD湍流所描述的NI MHD模型。我们还发现，大多数2D组件是作为重要的少数板组件在加热的冕环。我们比较我们的耦合MHD/NI MHD模型的结果与简化MHD（RMHD）模型。这些模型之间的一个重要区别是，RMHD解决了小规模的速度和磁场波动，并获得与它们的演变相关的实际粘性/电阻耗散，而NI MHD演变的波动速度和磁场的标量矩和近似耗散使用MHD湍流现象。尽管模型之间存在基本差异，但它们的模拟结果非常匹配，在日冕内部产生几乎相同的加热速率。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 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
MHD wave propagation from the sub-photosphere to the corona in an arcade-shaped magnetic field with a null point
本工作的目的是研究能量传输的MHD波传播在安静的太阳磁拓扑结构从表面以下的层日冕。向上传播的波遇到障碍物，如等离子体b=1的均分层和过渡区，并被转换，反射和折射。了解MHD波到达日冕的机制可以为我们提供有关太阳大气和磁结构的信息。我们进行了二维数值模拟的波传播的磁场结构，由两个垂直的磁通管分开的拱形磁场。这种结构在日冕中包含一个零点，它显著地改变了波的行为。我们详细描述了在不同的驱动条件下波通过大气的传播。我们还提出了空间分布的平均声和磁场的能量通量和空间分布的主导频率在整个域。我们的结论是，能量到达电晕优选沿垂直磁场，内部的通量管，它具有声学性质。在光球层的均分层中，由于磁波的折射和类声波向快磁波的不断转换，大部分磁能集中在过渡区以下。然而，部分磁能到达低日冕时，在弧所在的区域传播，但波被发送回低层大气中的零点周围。这一现象，连同TR和低转折点的波的反射和折射，作为大气的再馈送。在频率分布上，我们发现高频波可以到达垂直通量管外的电晕区。
2015-03-10 astro-ph.SR
Magnetically coupled atmosphere, fast sausage MHD waves, and forced magnetic field reconnection during the SOL2014-09-10T17:45 flare
我们研究了2014年9月10日GOES X1.6太阳耀斑期间太阳大气的物理性质和行为。用小波分离方法分析了稳态等离子体流和快速香肠型MHD波。利用垂直流近似非线性无力场程序研究了磁耦合大气和强迫磁场重联。本文研究了磁流体波从光球到达日冕前不经耗散或反射的传输机制和日冕上的波能分布机制。我们报告了一个共同的行为（极）紫外稳态等离子体流（速度15.3 -> 10.9 km/s）和快香肠MHD波（阿尔芬速度13.7 -> 10.3 km/s，特征周期1587-> 1607 s），在SDO/AIA/HMI和IRIS空间仪器观测到的各个大气层（光球-日冕）的圆柱形等离子体波导中传播。本文分析了黑子本影上方磁场通量管引起的磁耦合太阳大气和波强迫的磁场重联。太阳地震与捕获，泄漏和隧道模式的波，消散，特别是在太阳日冕，讨论了其可能的贡献，外层大气加热。我们证明了快速香肠MHD波的色散性质，它可以很容易地产生泄漏和其他模式传播的波导外，和磁场通量管连接的各个大气层可以分配整个活动区域的磁场能量。这种机制有助于日冕能量平衡和我们对日冕加热如何维持的了解。
2020-10-04 astro-ph.SR
A Comparison Between Physics-based and Polytropic MHD Models for Stellar Coronae and Stellar Winds of Solar Analogs
塞曼-多普勒成像（ZDI）技术的发展提供了低质量恒星表面磁场的天气观测。这使得恒星天体物理学社区采用了太阳物理学中使用太阳磁图的建模技术。然而，这些技术中的许多技术由于未能再现太阳观测而被太阳界忽视。尽管如此，其中一些技术仍然被用来模拟太阳类似物的日冕和风。本文对日冕和太阳风的两种MHD模型进行了比较研究。第一种模式是多向风模式，第二种是基于物理的AWSOM模式。我们表明，虽然AWSOM模型始终再现许多太阳观测，多方模型未能再现许多这些观测，在这种情况下，它的解决方案是非物理的。我们的建议是，多变模型，这是用来估计质量损失率和其他参数的太阳类似物，必须首先与太阳观测校准。或者，这些模型可以用捕获更详细的日冕物理学的模型（如AWSOM模型）进行校准，并且可以以一致的方式再现太阳观测。如果没有这样的校准，多变模型的结果就不能得到验证，但它们可能被其他人错误地使用。
2017-01-04 astro-ph.SR
Simulated interaction of MHD shock waves with a complex network-like region
我们提供了一个网络状的磁场拓扑结构，包括一个日冕零点到达太阳色球层和日冕的波能量的估计。波被激发的瞬时强subphotosphere源和传播通过subphotosphere，光球，色球，过渡区，和电晕与等离子体β和其他大气参数变化了几个数量级。我们比较两个政权的波传播：线性和非线性政权。虽然到达日冕的能量在两种状态下是相似的，但这种能量以不同的频率传输。在这两种情况下，在每个高度的波的主导周期强烈地依赖于当地的磁场拓扑结构，但这种分布是根据在非线性情况下的观察。
2016-04-29 astro-ph.SR
Current systems of coronal loops in 3D MHD simulations
我们研究了日冕环的磁场和电流结构。通过这一点，我们调查在何种程度上无力磁场的假设打破，他们可能是合理的。我们分析了一个三维MHD模型的太阳日冕在一个新兴的活动区，重点是形成日冕环的结构。该模拟的下边界取自新兴活动区的模型。由于出现的磁通量和地表的水平运动，日冕环自洽地形成。我们研究了环内外沿磁场的电流密度，以及环内外的磁场和等离子体性质，发现环内的总电流由反平行于磁场变为平行于磁场。这是由循环的倾斜和足迹运动引起的。在环周围，电流形成复杂的非力自由螺旋结构。这直接与电晕底部的环足点处的双极电流结构以及由等离子体流入和沿着环引起的背景磁场（即环外部）的局部减小有关。环中局部减小的磁压力允许环维持较高的密度，这对于极端紫外线中的发射至关重要。流动对容纳环的磁场的作用也被证明是观察到的环挤压的原因。复杂的磁场及其周围的电流系统只能在三维MHD模型中建模，其中磁场必须平衡等离子体压力。尽管日冕环处于低$β$条件下，但一维日冕环模型或无力外推法都不能反映日冕环中的电流系统和等离子体与磁场的复杂相互作用。
2017-12-04 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Heating in MHD Simulations Without Radiation or a Lower Atmosphere
模拟日冕加热的细节以及对辐射进行有意义的预测是极其困难的。因此，用观测值测试现实模型是一个重大挑战。日冕加热的观测特征主要取决于辐射，热传导，以及与过渡区和色球层的质量和能量交换。许多磁流体动力学模拟研究不包括这些影响，而是选择将计算资源投入到问题的磁性方面。我们已经开发了一种简单的方法来近似地解释缺失效应。它被应用于事后的模拟输出，因此可能是许多研究的有价值的工具。我们已经用它来预测从一个模型日冕，是由涡旋边界运动的意思是代表光球对流驱动的发射。我们发现，个别磁股经历短期增亮，分散在整个计算量和局部集群。前者可以解释观测到的日冕的扩散成分，而后者可以解释明亮的日冕环。几个观察到的性能循环再现合理：宽度，寿命和准圆形横截面（纵横比不大）。我们的研究结果支持了这样一种观点，即循环是由纳米片的“风暴”加热的多股结构。
2022-10-31 astro-ph.SR
Combining MHD and kinetic modelling of solar flares
太阳耀斑是日冕中的爆炸事件，表示由于磁重联，磁能快速转化为热能和动能，从而产生辐射。建模对于理解和预测这些事件至关重要。然而，自洽的建模是非常困难的，由于巨大的空间和时间尺度之间的分离过程涉及热等离子体（通常认为使用磁流体动力学（MHD）的方法）和非热等离子体（需要一个动力学的方法）。在这篇小型评论中，我们考虑了不同的方法，旨在弥合太阳耀斑的流体和动力学模型之间的差距。两种类型的方法进行了讨论：结合MHD/测试粒子（MHDTP）模型，可用于模拟燃烧的日冕与相对较少的高能粒子，和混合动力流体动力学方法，可用于模拟更强的事件与更多的高能粒子。两个具体的例子进行了更详细的讨论：MHDTP模型的磁重联和粒子加速扭结不稳定扭曲的日冕环，和一个新的减少动力学模型的粒子运输。
2018-09-26 astro-ph.SR
The Solar Minimum Eclipse of 2019 July 2: II. The First Absolute Brightness Measurements and MHD Model Predictions of Fe X, XI and XIV out to 3.4 Rs
我们给出了在2019年7月2日日全食（TSE）期间观测到的Fe X，Fe XI和Fe XIV可见日冕发射线的空间分辨绝对亮度，从1.08到3.4 $R_\odot$。日冕的形态是典型的太阳极小期，偶极场占主导地位，表现为大的极冕洞和广泛的赤道流光带。发现Fe XI线是最亮的，其次是Fe X和Fe XIV（以磁盘$B_\odot$为单位）。所有的线条之间的流光和冕洞的亮度变化，其中Fe XIV表现出最大的变化。然而，Fe X在纬度上保持着惊人的均匀性。Fe线亮度被用来推断整个日冕的相对离子丰度和视线平均电子温度（$T_e$），产生的值从1.25 - 1.4 MK的冕洞高达1.65 MK的核心流光。然后，将线亮度和推断的$T_e$值与PSI磁流体动力学模型对该TSE的预测进行定量比较。MHD模型对Fe线的预测总体上相当好，而正演模型的线比略微低估了观测推断的$T_e$，在整个日冕上平均为5 - 10%。极冠孔中较大的差异可能表明加热不足和/或方法中的其他限制。这些比较突出了TSE观测对日冕和太阳风形成的约束模型的重要性。
2022-07-18 astro-ph.SR
The Kelvin-Helmholtz Instability at CME-Boundaries in the Solar Corona: Observations and 2.5D MHD Simulations
2011年2月24日，太阳动力学观测站上的大气成像装置观测到一个带有嵌入的暗条的日冕物质抛射，在暗条边界北侧揭示出准周期性的旋涡状结构，波长约为14.4微米，传播速度约为310 +- 20公里/秒。这些结构可能是由于边界上发生的Kelvin-Helmholtz不稳定性引起的。我们进行2.5D数值模拟的开尔文-亥姆霍兹不稳定性和比较模拟的不稳定性与观测，在那里我们获得定性和定量的一致性的特征属性。我们研究的Kelvin-Helmholtz涡状结构的南部侧的灯丝边界的情况下，发现一个磁场分量平行于边界的强度约为20%的总磁场具有稳定的影响，导致不稳定的不对称发展。
2013-04-22 astro-ph.SR
Investigating 4D Coronal Heating Events In MHD Simulations
一个加热日冕的候选模型是体现电流片欧姆耗散的磁重联。当许多小规模的磁重联发生时，就有可能加热日冕。由于目前仪器的限制，无法分辨纳米片。但是，它们的重要性是通过统计评估，找到能量分布的幂律指数。然而，由于技术和物理原因，这种方法存在偏差。我们的目标是克服观测和统计分析所带来的局限性。这样，我们将识别和研究小规模脉冲事件。我们采用三维磁流体动力学（3D-MHD）模拟使用\bifrost代码。我们还采用了一种新的技术，以确定在电晕的3D焦耳加热事件的演变。然后，我们推导出描述这些位置的加热事件的参数。我们报告加热事件的识别。我们得到了持续时间，释放的能量和体积的分布。我们还发现这些参数之间的弱幂律相关性。此外，我们提取的3D事件的2D切片的几何参数的信息，并解决焦耳加热的演变相比，总焦耳加热和日冕中的磁能。即使能量功率指数小于2，当将能量释放分为关于能量释放的三个类别（微微事件、纳米事件和微事件）时，我们发现纳米事件释放分辨能量的$82 \ \%$。这一部分对应于比加热日冕所需的能量通量更大的能量通量。似乎最流行的人口是一个包含短寿命，小空间扩展事件。
2018-06-12 astro-ph.SR
The effect of limited spatial resolution of stellar surface magnetic field maps on MHD wind and coronal X-ray emission models
本文研究了$5°$尺度和较小尺度太阳表面磁场图的空间分辨率对全球磁流体动力学太阳风模型和日冕加热和X射线发射模型的影响。我们比较驱动的解决方案，由低分辨率的威尔科克斯太阳天文台磁地图，相同的地图与空间分辨率人为增加的细化算法，和高分辨率的太阳和日光层天文台迈克尔逊多普勒成像仪地图。我们发现风结构和X射线形貌都受到精细尺度表面磁结构的影响。此外，X射线形态主要由较小尺度上混合极性之间的闭环结构控制，并且在高分辨率图和低分辨率图之间显示出显著变化。我们的结论是，冠状X射线发射的三维建模有更大的表面磁场空间分辨率的要求比风建模，可以是不可靠的，除非占主导地位的混合极性磁通量是正确的解决。
2012-12-10 astro-ph.SR
An Optimization Principle for Computing Stationary MHD Equilibria With Solar Wind Flow
在这项工作中，我们描述了一个数值优化方法计算固定MHD平衡。新开发的代码是基于非线性力自由优化原理。我们使用天气矢量磁图作为边界条件来模拟日冕。在大约两个太阳半径以下，等离子体$β$和阿尔文马赫数$M_A$很小，稳态MHD的磁场结构基本上与非线性无力场相同，而在日冕的更高处（$β$和$M_A$大于1），等离子体和流动效应变得很重要，稳态MHD和无力结构明显偏离。新的方法允许重建的冠状磁场进一步向外比势场，非线性力或静磁模型。这样，该模型可能有助于为太阳轨道器和帕克太阳探测器上的遥感和现场仪器的联合观测提供磁连通性。
2020-10-06 astro-ph.SR
An MHD Model of the December 13 2006 Eruptive Flare
本文采用三维MHD模拟方法，定性模拟了2006年12月13日日本日出（Hinode）卫星观测到的新出现的δ黑子区NOAA 10930的爆发性耀斑的日冕磁场演化。模拟成立，我们驱动器的出现，东西向的磁通量绳在较低的边界到一个预先存在的日冕场建造的SOHO/MDI全磁盘磁图在2006年12月12日20：51：01 UT。由此产生的日冕磁绳嵌入在周围的日冕磁场中，首先进入准静态上升阶段，然后经历动态喷发，磁绳空腔的前缘加速到约830 km/s的稳定速度。喷发前的日冕磁场显示出与日出软X射线观测中所见的磁连通性以及反S形X射线S形的发展定性一致的形态。我们研究了爆发磁通绳的性质和后重联环的形态，并将它们与观测结果进行了比较。
2011-09-16 astro-ph.SR
