Kelvin-Helmholtz instability of twisted magnetic flux tubes in the solar wind
太阳风等离子体被认为是由太阳表面携带的磁通量管构成的。在单个管的边界附近切向速度的不连续性可能导致Kelvin-Helmholtz不稳定性，这可能有助于太阳风湍流。虽然轴向磁场可以稳定不稳定性，但是磁场中的小扭曲可以允许亚阿尔文运动不稳定。本文研究了在不同的外磁场配置下，太阳风中扭曲磁通量管的Kelvin-Helmholtz不稳定性。利用圆柱形磁流体力学方程，推导了扭转磁通量管在无扭和有扭外场作用下沿轴向运动的色散方程。然后，我们解决了色散方程的解析和数值计算，并找到了阈值的Kelvin-Helmholtz不稳定性在这两种情况下的外场。解析解和数值解都表明，在亚阿尔夫文运动条件下，外加轴向磁场可以抑制扭转管内的Kelvin-Helmholtz不稳定性。然而，即使在外部磁场的小扭曲允许开尔文-亥姆霍兹不稳定性开发任何亚阿尔文运动。不稳定的谐波对应于由流动携带的具有高方位角模式数的涡流。当扭曲的磁通量管相对于太阳风主流以较小的速度运动时，会发生Kelvin-Helmholtz不稳定性，Kelvin-Helmholtz涡旋对太阳风湍流有重要贡献。
2013-11-18 astro-ph.SR
Non-axisymmetric oscillations of stratified coronal magnetic loops with elliptical cross-sections
本文研究了密度沿磁管方向变化的椭圆截面直磁管的非轴对称振动。导出了薄壁管近似下弯折和开槽模式的控制方程。我们发现有两种扭结模式，沿着椭圆形横截面的大轴和小轴极化。我们已经证明，第一泛音和基波的频率比是相同的两个扭结模式和独立的椭圆轴的比例。在此基础上，我们得出结论，大气尺度高度的估计使用的基波和第一泛音的日冕环扭结振荡的同时观测是独立的环横截面的椭圆率。
2010-11-10 astro-ph.SR
Least-Squares Fitting Methods for Estimating the Winding Rate in Twisted Magnetic-Flux Tubes
我们探讨最小二乘拟合方法估计的缠绕率的磁场线的轴扭曲磁通量管。这些方法通过找到一组参数的值来估计缠绕率，这些参数对应于磁场测量值与来自扭曲磁通管模型的预测值之间的差异的最小值。对于拟合中使用的通量管模型，我们假设磁场是静态的、轴对称的，并且在垂直方向上不变化。使用无误差，合成矢量磁场数据与扭曲的磁通量管模型构建，我们测试的拟合方法在恢复真实的绕组率的功效。此外，我们演示了如何假设内置到用于拟合的磁通管模型的影响的准确性的缠绕率估计。我们确定的磁通管内的绕组率的径向变化作为一个假设，可以有一个显着的影响绕组率估计。我们表明，所造成的错误，使一个固定的，不正确的假设的径向变化的缠绕率可以在很大程度上避免直接拟合的径向变化的缠绕率。我们调查的其他假设包括缺乏在用于拟合的通量管模型中的方位角和垂直方向上的场的变化，以及通量管轴的倾斜度、曲率和位置。当观测到的磁场偏离用于拟合的通量管模型时，我们发现缠绕率估计可能是不可靠的。我们的结论是，在这项调查中使用的磁通量管模型可能是太简单了，产生可靠的估计在太阳磁场结构的磁力线的缠绕率一般，除非有额外的信息来证明选择的磁通管模型用于拟合。
2012-10-11 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability of kink waves in photospheric twisted flux tubes
我们调查的条件下，扭结磁流体动力学波沿光球均匀扭曲的轴向质量流通量管传播成为不稳定的结果的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们采用的色散关系的扭结波推导出的线性磁流体动力学方程。我们假设真实的波数和复角波频率，即复波相速度。在固定的输入参数和几个质量流速度的色散关系进行了数值求解。我们表明，波的稳定性取决于四个参数，磁通量管和它的环境之间的密度对比度，在两种介质中的背景磁场的比例，管内的磁场线的扭曲，和阿尔芬-马赫数的值（磁通量管内的喷射速度与阿尔芬速度的比例）。在一定的密度和磁场扭转下，如果Alfven-马赫数超过一个临界值，就会出现Kelvin-Helmholtz型扭折（m = 1）模的不稳定性。当磁场扭曲度在0.36- 0.4范围内且流速超过某一临界值时，在低于无扭曲的临界Alfven-马赫数时，观测到的质量流可能触发弱扭曲光球磁通量管中扭折（m = 1）模的Kelvin-Helmholtz不稳定性。弱的外部磁场（与管内磁场的比值在0.1- 0.5的范围内）稍微增加该临界值。
2012-09-28 astro-ph.SR
Non-axisymmetric Transport of Magnetic Flux Tubes: A Mechanism for Joy's Law and Poloidal Field Generation via Meridional Flows
Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Pulkovo observatory（普尔科沃天文台基斯洛沃茨克山地天文台）
提出磁通量管非对称输运机制，通过经向流对尾随腿的夹带效应产生差分力矩，重现乔伊定律并生成极向场。
2026-09-11 astro-ph.SR
Twisted magnetic flux tubes in the solar wind
太阳风中的磁通量管在从太阳表面传输时会发生扭曲，在太阳表面，由于光球运动，这些管会发生扭曲。提出了利用磁扭曲管通过卫星时的总压（热压+磁压）变化来探测磁扭曲管的方法。我们发现，几个观察到的扭曲管的总压类似于理论预期的配置文件。孤立磁管的扭曲可以解释管壁处磁场方向的突变。我们还发现了一些证据表明，通量管壁可以与等离子体的局部加热和质子和电子温度升高。对于与帕克螺旋线对齐的管，可以从磁场方向的变化来估计扭曲角。扭曲管的稳定性分析表明，具有均匀扭曲的管的临界扭曲角为70 $^0$，但由于管相对于太阳风流的运动，该角度可以进一步减小。扭曲较强的管子不稳定到扭结不稳定，因此它们可能达不到1AU。
2014-02-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Propagation and dispersion of sausage wave trains in magnetic flux tubes
磁通量管的局部扰动产生沿管在相反方向上传播的一对波列。这些波包随着它们的传播而分散，其中分散的程度取决于磁结构的物理性质、初始激励的长度以及其性质（例如，横向或轴对称）。在Oliver et al.（2014）中，我们考虑了横向初始扰动，而这里研究的是轴对称扰动的时间演化。在这两篇论文中，我们使用基于傅立叶积分的方法来解决初值问题。以前对磁波导中波传播的研究强调，波列色散受群速度对纵向波数的特定依赖性的影响。在这里，我们还发现，长的初始扰动导致低振幅波包和大的值的磁管的环境密度比产生较长的波列。为了测试太阳大气磁管中传播的横向或轴对称波包的可探测性（例如，日冕环、针状体或日珥螺纹），必须进行扰动的正演模拟。这是留给未来的工作。
2015-02-04 astro-ph.SR
The 3D behavior of a twisted flux tube expanding in the corona: reconnection, writhe and jets
我们讨论了磁重联的一些方面，这可能有助于理解磁等离子体相互作用的许多方面。我们将表明，经常观察到的螺旋结构的极性喷流是一个自然的结果，磁螺旋度守恒在3D重联驱动的两个部分的碰撞新兴的磁通量管内的单一出现的循环。我们通过求解具有均匀初始扭转的随时间变化的理想MHD方程来执行3D模拟。我们推断，高度扭曲的磁通量的出现引入了几个零点，这反过来又导致在最近的部分在一个单一的环路内的磁场的相反方向之间的重联和释放的形式的螺旋状喷射发射的被困扭曲。
2011-03-19 astro-ph.SR
The Emergence of a Twisted Flux Tube into the Solar Atmosphere: Sunspot Rotations and the Formation of a Coronal Flux Rope
我们提出了一个三维模拟的动态出现的扭曲的磁通量管从太阳对流层的顶层到太阳大气和日冕。据发现，在短暂的初始阶段的磁通量出现期间，两极的双极区域成为分离和相交的光球管成为垂直的，显着的旋转运动设置在每个极性内。两个极性的旋转运动被发现扭曲了出现的字段的内部场线，使他们改变他们的方向成一个相反的配置（即从负极性指向正极性的中性线）。结果，在日冕中形成了具有S形、浸入的芯场的磁通绳，并且随着磁通绳足点的扭曲继续，磁通绳的中心在日冕中以增加的速度上升。两极的旋转运动是非线性扭转阿尔芬波沿着通量管传播的结果，它将显著的扭曲从通量管的内部部分传输到其扩张的冠状部分。这是一个基本的过程，其中扭曲的通量绳在日冕中发展，并增加扭曲和磁能，导致太阳爆发。
2009-03-06 astro-ph.SR
On Signatures of Twisted Magnetic Flux Tube Emergence
Okamoto {\it et al.}（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 673}，215，2008;{\it Astrophys. J.} {\bf 697}，913，2009）已经将极性的变化宽度和水平磁场分量的反转的光球观测解释为活动区域内和沿着其内部极性反转线（PIL）的扭曲通量管的出现的特征。沿着PIL观察到一个灯丝，并假设活动区具有拱形结构。为了研究这种情况，MacTaggart和Hood（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 716}，219，2010）构建了出现在上覆拱廊中的扭曲圆柱体的动态通量出现模型。Okamoto {\it et al.} (2008，2009年）存在于模型中，尽管它们的基本物理机制不同。该模型还产生了两个额外的签名，可以通过观察来验证。第一个是在PIL两侧光球层中无符号磁通量的增加。第二个是与扭曲通量管出现相关的特征光球流剖面的行为。我们在AR 10953中寻找这两个签名，并发现沿着PIL出现扭曲通量管的负面结果。相反，我们解释的光球行为沿PIL指示光球磁抵消驱动的流量从占主导地位的太阳黑子。虽然我们反对通量出现在这个特定的区域内，工作表明理论和观测之间的重要关系，成功地发现和解释的签名通量出现。
2011-05-04 astro-ph.SR
Numerical Experiments on the Two-step Emergence of Twisted Magnetic Flux Tubes in the Sun
本文给出了从太阳对流层（~ 20，000 km）上升到日冕的扭曲磁通量管的横截面演化的二维数值实验的新结果。初始深度是以前大多数计算的10倍深，这些计算集中在最上层对流区的通量出现。我们发现，该演变是由下面描述的两个步骤的过程说明：最初的管上升，由于其浮力，受到气动阻力，由于外部流。由于磁场的方位角分量，管保持其相干性并且不变形而成为涡旋辊对。当通量管接近光球层并充分膨胀时，上升管上的等离子体积聚起来，抑制了通量管的出现。因此，通量减速并在表面下方水平延伸。这一新发现归功于我们同时计算内部和表面以上动态的大规模模拟。随着表面周围磁压梯度的增加，磁浮力不稳定性被局部触发，结果，通量进一步上升到日冕。我们还发现，减速发生在一个更高的高度比我们以前的实验中使用磁通量片（鸟海和横山）。通过进行参数研究，我们研究了上升通量管两步出现的条件：在-20，000 km深度处，场强> 1.5 × 10 ^4 G，扭曲度> 5.0 × 10 ^-4 km^-1。
2011-05-10 astro-ph.SR
Magneto-Acoustic Waves in Magnetic Twisted Flux Tube
目前，许多关于磁通量管内磁流体动力学波诊断的工作都是建立在前人工作的基础上，没有考虑磁扭转的贡献。其他工作考虑了对磁流体力学波的影响，但他们提出的色散关系只给出了m= 0，1，2的波模。不存在m=-1的扭结模式。因此，在这项工作中，我们想提出一个完整的色散关系，包括磁扭曲和波模式的m=-1。与m=+1波模类似，m=-1波模在有限kr 0处也表现出从体模到面模的模式变化。该模式的相速度通常小于m=+1模式的相速度。色散关系图中m=+1/-1模的谐波曲线关于特征速度（例如通量管中的管速度）近似对称。在现有色散关系的基础上，我们重新讨论了太阳黑子中的螺旋波图案问题，发现在线性微扰分析的框架下，磁扭曲对它们的形态没有很大的影响。
2021-01-08 astro-ph.SR
Numerical Study on Emergence of Kinked Flux Tube for Understanding of Possible Origin of Delta-spot Regions
我们进行了磁流体动力学模拟，一个地下扭曲扭结不稳定的通量管出现从太阳内部的日冕。与之前基于扭结管的身体出现的预期不同，我们发现扭结管可以自发地在光球层形成复杂的四极结构。由于扭结不稳定性在出现之前的发展，尽管管的其他部分仍然强烈扭曲，但是管的扭结顶点处的磁扭曲大大减小。这导致了一个复杂的四极结构的形成：一对相干的，强扭曲的斑点和一个狭窄的复杂的双极对之间。四极是由淹没的一部分出现的磁场。这一结果是相关的复杂的多极$δ$ -点区域，有一个强大的磁剪切和极性取向不遵循海尔-尼科尔森和乔伊定律的起源的理解。
2015-11-09 astro-ph.SR
High mode magnetohydrodynamic waves propagation in a twisted rotating jet emerging from a filament eruption
研究了2013年4月10- 11日暗条爆发产生的旋转喷流上传播的高模磁流体动力学（MHD）波发生Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的条件.喷流的演化表明其边界处的团状结构，这可能是KHI发展的可观察特征之一。我们模拟的射流作为一个扭曲的旋转轴向移动的磁通量管和探索的基础上的理想磁流体动力学的框架内导出的色散关系的运行MHD模式的传播特性。在高模MHD波的激发下，可以探测到波长在$12$ ~ $15$ ~Mm范围内、不稳定性发展时间在$1.5$ ~ $2.6$ ~min范围内的不稳定MHD波。方位角模数$m$的大小主要取决于内部磁场的扭曲。结果表明，在弱扭曲磁通量管中，方位角模数为$m = 16$，而在中等扭曲磁通管中，方位角模数为$18$。
2018-05-19 astro-ph.SR
Solar Jet on 2014 April 16 Modeled by Kelvin--Helmholtz Instability
我们在这里研究的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的出现在一个快速喷流2014年4月16日由大气成像组件（AIA）在不同的紫外和EUV波长的太阳动力学天文台（SDO）上观察。喷流的演化表明其边界上存在团状结构，这可能是KHI的观测证据。我们将射流模拟为一个半径为$a$的圆柱磁通量管，它嵌入一个磁场B_i中，周围是一个具有磁场B_e的静止磁化等离子体。我们探讨的扭结MHD模式沿射流，可以成为不稳定的KHI，如果它的速度超过一个临界值的传播。关于磁场拓扑，我们考虑三种不同的配置，特别是（i）空间均匀的磁场（无扭磁通管），（ii）内部（标签“i”）扭曲的磁场和外部均匀的（标签“e”）（单扭磁通管），和（iii）内部和外部扭曲的磁场（双扭磁通量管）。假设两种介质rho_i和rho_e中的等离子体密度是均匀的。密度对比度用两种方法定义：第一种是rho_e/rho_i，第二种是rho_e/（rho_i + rho_e）。计算结果表明，在无扭和单扭流量管的所有情况下，在可达的流速下都可能发生KHI。然而，结果表明，在双扭磁通管的情况下，只有当密度差由比率rho_e/（rho_i} + rho_e）计算时，KHI才能以可接近的射流速度合并。估算出的KHI发展时间和4 μ m波长的扭结波相速度分别在1- 6.2 min和202- 271 km/s范围内-这对模拟的喷流是合理的。
2017-11-29 astro-ph.SR
Evidence of Twisted flux-tube Emergence in Active Regions
在双极活动区（AR）的出现阶段观察到延长的磁极性。这些扩展的功能，称为磁舌，被解释为在形成AR的环形磁通管中的磁通量的方位角分量的结果。我们开发了一种新的系统和用户独立的方法来识别AR舌头。我们的方法是基于确定和分析的AR主极性反转线（PIL）的演变。通过测量PIL方向和与AR主双极轴正交的方向之间的锐角[ tau]来量化舌片的影响。我们应用一个简单的模型来模拟双极AR的出现。该模型使我们能够解释磁舌对表征AR的参数（例如，PIL倾角和倾斜角及其演变）的影响。在这个理想化的运动涌现模型中，τ是扭曲度的单调递增函数，并且与磁螺旋度具有相同的符号。我们系统地将我们的程序应用于一组双极AR，观察出现在视线磁图超过八年。对于大多数研究的情况下，舌头只有一个小的影响AR倾斜角，因为舌头有一个更低的磁通量比更集中的主极性。从观测到的演化的τ，校正的倾斜角的时间演变和AR完全出现时，其最终值，我们估计的平均数量的匝数在subphotospherically新兴的通量绳。除一个外，41个观测到的AR值均低于1。这表明亚光球层的磁通绳通常具有较低的扭曲量，即高度扭曲的磁通管是罕见的。我们的研究结果表明，PIL的演变是一个强大的指标存在的舌头和限制的数额扭曲新兴磁通管
2015-05-07 astro-ph.SR
Incompressible MHD modes in the thin magnetically twisted flux tube
上下文观测表明扭曲的磁场自然存在，而且确实在太阳的大气层中无处不在。因此，研究沿扭曲磁通量管传播的磁流体动力学（MHD）波模的类型，在太阳大气波研究中具有重要的理论意义。目的。在理想磁流体力学框架下，研究了m ≥ 1的扭转磁通量管的小振幅不可压缩波模式。允许管内外的轴向磁场强度变化，以确保结果不仅限于冷等离子体平衡条件。方法.在长波近似下，解析地导出了这些不可压缩线性MHD波模的色散方程。结果它示出，在长波长的限制，这两个频率和径向速度分布的m = 1的扭结模式是完全不受影响的内部背景磁扭曲的选择。然而，具有大于或等于2的m的开槽模式对所选择的磁扭曲的特定径向轮廓敏感。此外，由于背景扭曲，对于波纹模式引入了低频截止，而对于扭结模式不存在低频截止。从观测的角度来看，虽然磁扭曲不影响长波长扭结模式的传播，但对于凹槽模式，它将有利于或不利于传播，这取决于波相对于背景扭曲符号的传播方向。
2017-07-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dependence of the Magnetic Energy of Solar Active Regions on the Twist Intensity of the Initial Flux Tubes
我们提出了一系列的数值实验模型的演变磁通量管与不同数量的初始扭曲。作为计算的结果，紧扭曲的管揭示了一个快速的两步出现的大气与轻微的放缓在表面，而弱扭曲的管显示了一个缓慢的两步出现等待更长的二次不稳定性被触发。这种两步涌现的图景与最近的观察结果高度一致。这些磁管在表面上显示出多个磁穹，表明二次浮现是由磁浮力不稳定性的交换模式引起的。至于最弱扭曲的情况下，管表现出细长的光球结构，从来没有上升到日冕。光球结构的形成是由于上升通量管的方位场分量的向内磁张力（即，管的扭曲）。当扭曲较弱时，方位场不能保持管子的相干性，管子在次绝热表面处横向延伸。此外，我们新发现的总磁能以上的表面上测量依赖于初始扭曲。强扭曲管遵循扭曲与磁能之间的初始关系，而弱扭曲管偏离了这种关系，因为这些管将它们的磁能存储在光球结构中。
2011-01-05 astro-ph.SR
Surface Alfven waves in solar flux tubes
磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。阿尔芬波和磁声波是MHD波的特殊类型。这些波模是明显不同的，只有在无限范围的均匀等离子体中才具有纯粹的性质。由于等离子体的非均匀性，MHD波具有混合特性，不能被分类为纯阿尔文波或磁声波。然而，涡量是一个明确的阿尔芬波的压缩是磁声波。本文研究了一维非均匀直柱体在恒定磁场作用下的MHD波。对于一个分段恒定的密度分布，我们发现，基本径向模式的非轴对称波具有相同的属性作为表面阿尔芬波在一个真正的密度不连续。与无限大均匀等离子体中经典的阿尔芬波相反，涡量除圆柱边界外处处为零。如果用连续的密度变化来代替密度的不连续性，那么涡量就以不均匀的密度分布在整个区间上。与径向泛音不同，非轴对称波的基本径向模式不需要压缩就可以存在。在薄磁柱中，相速度介于内、外阿尔芬速度之间的非轴对称波的径向基模可视为表面阿尔芬波。相反，径向泛音可能与快类磁声模式有关。
2012-05-04 astro-ph.SR
3D Numerical Simulations of f-Mode Propagation Through Magnetic Flux Tubes
本文用三维数值模拟方法研究了垂直磁通量管（半径从200 km到3 μ m）对多层大气中地面重力波包的散射。发现散射波主要由m=0（轴对称）和m=1模式组成。结果发现，这两种模式的振幅的比例是强烈依赖于磁通管的半径：扭结模式是主导模式在小半径的管中激发，而香肠模式是占主导地位的大管。这种类型的模拟提供了一种简单、有效和可靠的方法来开始理解最近开始被观察到的通量管的地震特征。
2010-10-29 astro-ph.SR
Twisted flux tube emergence from the convection zone to the corona II: Later states
磁通量出现的三维模拟进行了计算域跨越对流区的上层到较低的日冕。我们使用奥斯陆交错编码求解非灰和NLTE的磁流体力学方程和热传导沿磁场线的辐射转移。在本文中，我们集中在后期阶段的模拟和研究的结构的演变上升的通量在上色球层和日冕，新兴的通量和弱的日冕磁场之间的相互作用最初存在，和相关的动力学。在底部边界注入的通量管上升到光球层，在那里它大部分保留下来。然而，通量管的某些部分变得不稳定，并以补丁的形式扩展到上层色球层。通量迅速向日冕扩展，将日冕和过渡区的物质推到一边，将过渡区提升并保持在光球层上方5毫米以上的高度，持续很长一段时间。在日冕和过渡区的预先存在的磁场被扰动的传入通量和重新定向的一系列高焦耳加热事件。低密度结构在日冕中形成，而在稍后的时间，高密度的对流结构出现在膨胀通量的下部。这些和其他结构的动力学进行了讨论。而焦耳加热由于扩大通量是偶发性的，它增加了相对强度作为新的磁场上升，并成为积极的重要在上部色球层和日冕在以后的时间。计算了色球、过渡区和日冕谱线，讨论了它们对出射膨胀流扰动的响应。
2009-06-30 astro-ph.SR
Resonant absorption of kink oscillations in coronal flux tubes with continuous magnetic twist
日冕扭曲磁场的存在有观测证据。本文研究了磁通量管中磁流体动力学（MHD）扭折波的共振阻尼。考虑了具有连续磁扭转和径向非均匀密度分布的管的实际模型。利用线性MHD方程组在密度不均匀区外的解，通过与薄过渡层边界层上的解的适当联系，得到了扭折波的色散关系。研究了波浪的振荡频率和阻尼率与扭转参数和纵向波数的关系。对于本文所考虑的通量管参数，我们得到快速阻尼的扭结波的观测。为了证明这种快速阻尼的合理性，根据方位角扭结模式数的符号，$m=+1$或$m=-1$，背景磁场必须分别具有左手或右手扭曲轮廓。对于这里考虑的模型，共振吸收只发生在扭转参数是在由密度对比度指定的范围内。
2019-09-21 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability in solar H-alpha surges
我们研究了1998年5月30日在NOAA AR 8227上观测到的H-α太阳峰中开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性的演化条件。假设速度在45-50 km/s范围内、宽度为7 μ m、电子数密度为3.83 x 10^{10} cm^{-3}的喷流被限制在嵌入7 G磁场中的扭曲磁通量管中。等离子体流的温度约为10^5 K，而其周围环境的温度为2 × 10^6 K。周围磁化等离子体的电子数密度在TR/低电晕区的典型值为2 x 10^{9} cm^{-3}。在这些条件下，喷流内部的阿尔芬速度等于78.3 km/s。我们模型的浪涌作为一个移动的磁通量管的两个磁场配置：（i）一个扭曲的管周围的等离子体均匀的背景磁场，和（ii）扭曲的管的环境是等离子体也扭曲的磁场。给定区域内的磁场扭曲的特征在于磁通管半径处的方位角分量与轴向磁场分量的比值。对两种磁场位形下等离子体流支持的MHD模色散关系的数值研究表明，对Kelvin-Helmholtz不稳定性不稳定的MHD波只能是高负模数的MHD波，且不稳定性发生在亚Alfvenic临界流速25-50 km/s范围内。
2015-01-05 astro-ph.SR
Flute and kink instabilities in a dynamically twisted flux tube with anisotropic plasma viscosity
磁通量管，如那些在太阳日冕受到一些不稳定性。其中重要的是扭结不稳定性，它在日冕加热的纳米耀斑理论中起着核心作用，因此在数值模拟中，它通常是由严格控制的扰动引起的，并孤立地研究。相比之下，我们发现，当我们的磁流体动力学通量管模拟的动态扭曲的流动在边界开槽模式的不稳定性很容易被激发。我们还发现，长笛不稳定性，这已经被理论化，但很少观察到在日冕的情况下，强烈增强等离子体粘度假设各向异性。我们继续调查的电阻率和各向异性和各向同性模型的粘度的参数的值的范围内的凹槽和扭结不稳定性之间的共存和竞争。我们的结论是，虽然凹槽不稳定性不能阻止扭结最终占主导地位，它可以显着延迟其发展，特别是在强粘性各向异性引起的强磁场。
2022-03-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Emergence of non-twisted magnetic fields in the Sun: Jets and atmospheric response
目的。我们研究了从太阳内部进入太阳大气层的非扭曲通量管的出现。我们调查的长度浮动部分的磁通量管（即λ）是否影响出现的领域和动态的演变磁通量系统。方法.我们执行三维（3D），时间相关的，电阻，可压缩MHD模拟使用Lare3D代码。结果我们发现，当λ变化时，磁通量管出现的动力学有相当大的差异。在太阳内部，λ越大，上升的磁场出现得越快，由于磁场张力较低，因此扩展得越大。结果，它的场强降低，并且它在光球层上方的出现比在较小λ的情况下更晚。然而，在这两种情况下，光球层的新兴场在两个地方变得不稳定，形成两个磁偶极，在系统演化过程中动态地相互作用。大部分的动力学现象发生在电流层，这是形成在相互作用的双极之间的界面。我们发现的等离子体团的形成和喷射，从接口的连续射流的发病，和在太阳大气中的等离子体的脉冲加热。我们讨论了这两种情况下喷流的触发机制和大气对磁通量出现的响应。
2015-09-09 astro-ph.SR
Helicity and winding fluxes as indicators of twisted flux emergence
到目前为止，扭曲通量管进入太阳大气层的证据来自间接签名。在这项工作中，我们研究的螺旋度和缠绕通量的扭曲磁通管出现直接的拓扑输入。在磁流体动力学模拟与域跨越从对流区的顶部到较低的电晕，我们模拟了出现扭曲的磁通量管的范围内不同的初始场强。这项工作的一个重要特点是在光球层下面包含一个对流不稳定层。我们发现近似自相似行为的螺旋度输入考虑不同的场强。由于我们考虑的是左手扭曲管，当管上升并到达光球层时，有一个很强的负螺旋度输入。这个阶段之后，负输入的减少，并为低初始场强，净正螺旋度输入。这一阶段对应于对流对磁场的影响越来越大，以及出现过程中蛇形磁场结构的发展。线圈的磁通量可以用来检测扭曲的芯管何时到达光球层，给出关于拓扑复杂的磁场输入到太阳大气中的清晰信息。简而言之，螺旋度和绕组通量可以提供关于磁场如何出现的许多信息，这些信息不能直接从其他来源获得，例如磁图。在评估这些simulations的螺旋度的内容，我们测试了许多手段，创造合成磁图，包括方法，这两个不断变化的几何形状和光球的有限范围。虽然在每种情况下一般的定性行为是相同的，但不同形式的平均值确实会在数量上影响螺旋度和缠绕输入。
2020-03-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Open and closed magnetic configurations of twisted flux tubes
我们构建了两个类的磁流体静力（MHS）平衡的轴对称垂直通量管跨越从光球过渡区的下部在一个现实的分层太阳大气受到太阳引力。我们假设气体压力和极向电流的磁通量函数的一般二次表达式，并解析地求解Grad-Shafranov方程。该解决方案是一个同质和一个特定的部分的组合，其中前者是可分离的库仑函数在$r$和指数在$z$，而特定的部分是一个开放的配置，没有$z$的依赖性。我们还提出了另一个开放的领域的解决方案，通过使用自相似配方与两个不同的配置文件的功能，并将分层太阳引力，以保持磁流体静力平衡，这是一个修改早期的自相似模型与扭曲。我们研究了与太阳大气条件一致的参数空间，并推导出通量管内的磁结构和热力学结构，这些结构与根据观测和模拟估计的开放和封闭场库仑函数和自相似模型的光球磁亮点（MBP）是合理一致的。所得到的开场和闭场通量管解可作为研究波在通量管中传播的数值模拟的背景条件。这些解决方案也可以用来构建逼真的磁性天篷。
2019-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetohydrostatic flux tube model in the solar atmosphere
本文构造了两类在分层太阳大气中从光球层到过渡区的轴对称扭曲磁场通量管的磁流体静力平衡。我们建立的模型，将特定形式的气体压力和极向电流的梯度-Shafranov方程。该模型给出了磁通管的闭场和开场结构。我们构造的另一个开放场模型是基于自相似公式，其中我们已经纳入了特定形式的气体压力，极向电流和两个不同的形状函数。我们研究了与太阳大气一致的参数空间的同调性，发现通量管内部磁结构的估计与磁亮点的观测和模拟结果是一致的。
2018-05-22 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability on coronal mass ejecta in the lower corona
通过研究沿其轴移动的均匀扭曲通量管中的扭结（$m = 1$）和$m = -3$磁流体动力学（MHD）模式变得不稳定的条件，我们模拟了下部日冕中日冕物质抛射物（CME）上成像的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。我们采用的色散关系的MHD模式来自线性磁流体动力学方程。我们假设真实的波数和复角波频率，即复波相速度。在固定的输入参数（从观测数据）和各种质量流速的色散关系数值求解。结果表明，模式的稳定性取决于四个参数，磁通量管和它的环境之间的密度对比度，在两种介质中的背景磁场的比例，管内磁力线的扭曲，和阿尔文马赫数的值（磁通量管内的管速度阿尔文速度的比率）。对于密度对比度为$0.88$、背景磁场比为$1.58$且归一化磁场扭曲为$0.2$的扭曲磁通量管，扭结（$m = -3$）模式（其中$m$是方位角模式数）的临界速度为$678$ km 1，s $^{-1}$，正如所观察到的那样。在KH波长为$18.5$ Mm和喷出物宽度为$4.1$ Mm处，该谐波的增长率等于$0.037$ s $^{-1}$，与观测结果一致。$m = -3$模的KH不稳定性也可以解释为什么KH涡旋只出现在CME的一侧。观测数据与计算数据的一致性表明，CME上的KH不稳定性可以用扭曲磁通管中沿其轴向运动的$m = -3$ MHD模的KH不稳定性来解释。
2014-11-24 astro-ph.SR
The effect of magnetic twist on resonant absorption of slow sausage waves in magnetic flux tubes
观测表明，扭曲的磁通量管存在于整个太阳的大气层中。本文的主要目的是获得磁扭转存在下香肠模态的阻尼率。利用Sakurai等人（1991）得到的连接公式，我们研究了光球层条件下慢连续谱中香肠模的共振吸收。我们推导了色散关系并进行了数值求解，从而得到了慢表面香肠模的频率和阻尼率。我们的结论是，磁扭曲可以导致较强的阻尼相比，无扭曲的情况下。
2019-03-11 astro-ph.SR
Energetics of the Kelvin-Helmholtz instability induced by transverse waves in twisted coronal loops
目标：我们量化了扭转磁场对横向振荡冕环中磁开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）发展的影响。方法：我们模拟了一个基本的常设扭结模式，直，密度增强磁通量管使用磁流体动力学代码，Lare 3d。为了评估磁场的方位角分量的影响，在通量管的磁场内包括不同程度的扭曲。结果：扭转磁场对共振吸收过程的影响很小。然而，随后的演变的KHI是敏感的磁场的方位角分量的强度。增加的扭曲值抑制了环的密度分布的变形，这与不稳定性的增长有关。尽管如此，当存在非零方位分量时，在磁场中产生小得多的尺度。因此，不稳定性在（甚至是弱）扭曲场的情况下更有活力。一旦不稳定性形成，环路顶点处的场对准流就在扭曲状态下建立。结论：KHI可能对太阳大气中的波加热产生影响，因为它会产生小尺度的长度和湍流状态。虽然磁扭曲确实抑制了与不稳定性相关的涡流的发展，但由于产生的电流较大，即使仅存在弱扭曲，在扭曲状态下形成KHI也将伴随着更大的欧姆耗散。磁扭曲的存在可能会使日冕中的不稳定性更难以检测，但会增强其对加热太阳大气的贡献。
2017-08-14 astro-ph.SR
Simulation of a flux emergence event and comparison with observations by Hinode
我们研究的观测签名的通量出现在光球使用合成数据从一个扭曲的通量管出现的三维MHD模拟。在出现过程中的几个阶段被认为是。在每一个阶段，我们计算合成斯托克斯光谱的两个铁线Fe I 6301.5 <$和Fe I 6302.5 <$和退化的数据的空间和光谱分辨率的Hinode的SOT/SP。然后，根据观测实践，我们应用米尔恩-爱丁顿型反演的合成光谱，以检索各种大气参数，并与最近的Hinode观测结果进行比较。在出现序列中，谱线采样上升通量管的不同部分，揭示其扭曲结构。从模拟中得到的磁场水平分量与观测值接近。光球层中通量管的扁平化是由辐射冷却引起的，这减缓了通量管上升到太阳上层大气的速度。与观测结果一致，上升的磁化等离子体在出现序列的大部分时间内产生了谱线的蓝移。
2009-10-29 astro-ph.SR
Generation of twist on magnetic flux tubes at the base of the solar convection zone
基于Choudhuri，2003，Sol.的理论，利用二维磁流体动力学计算，研究了位于太阳对流层底部的磁通量管的扭曲产生机制.物理、215、31，其中环形磁场被周围的平均极向场包裹。在产生扭曲的过程中，磁通管遵循四个阶段。(1)它迅速分裂成两部分，涡旋运动卷起极向磁场。(2)由于类似于磁旋转不稳定性的物理机制，卷起的极向场被弯曲和放大。(3)扰动极向磁场的磁张力使涡度减小，涡动引起的升力减小。(4)通量管被扭曲，并开始再次上升，而不分裂。这些过程的研究是有意义的，因为它表明，没有任何初始扭曲的磁通管可以上升到表面在相对较弱的极向场。
2012-10-26 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. II. Three-dimensional multiple open magnetic flux tubes in the stratified solar atmosphere
一个系统的多个开放的磁通量管跨越太阳光球层和低日冕的解析建模，在一个现实的分层大气受到太阳引力。这扩展了Gent等人（MNRAS，435，689，2013）中描述的磁流体静力平衡中的单个磁通量管的结果。自相似的磁通量管组合在一起形成磁结构，这与高分辨率观测结果是一致的。观测的证据支持存在的股开放的通量管和环路持续在一个相对稳定的状态。自相似磁通量管，其中的等离子体密度和压力分布的解析解是可能的，结合起来。我们计算适当的平衡力，应用动量和能量守恒方程来保持平衡。多路通量管配置观察到保持相对稳定长达一天或更长时间，它是我们的目标，我们的模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从太阳表面的日冕。我们应用磁场强度，等离子体密度，压力和温度分布与观测和理论估计的太阳低层大气。尽管除了径向轴的位置之外，每个通量管在构造上是相同的，但是可以应用组合以利用多个非均匀通量管产生非轴对称磁场。这是在模拟太阳大气层的真实磁化三维平衡方面向前迈出的相当大的一步。
2014-06-13 astro-ph.SR
On the emergence of toroidal flux tubes: general dynamics and comparisons with the cylinder model
在本文中，我们研究了从太阳内部出现的环形通量管的动力学，通过光球和进入日冕。以前的许多理论研究通量出现使用扭曲的圆柱管在太阳内部作为初始条件。从这个模型中可以获得重要的见解，然而，它确实有缺点。由于致密的等离子体被困在磁陷中，并限制了其上升，因此管的轴永远不会完全露出。此外，由于整个管是浮力的，主要的光球足点（太阳黑子）不断地漂移。这些问题使得很难产生令人信服的太阳黑子对。我们的目标是解决这些问题，考虑不同的初始条件，即环形磁通管。我们进行了数值实验，并解决了三维MHD方程。动力学研究通过一系列的初始场强和扭曲。实验表明，环形磁通管的出现是高度动态的，并表现出丰富的各种行为。然而，为了实现这些目标，如果初始场强足够强，管的轴可以完全出现。此外，太阳黑子对不会不断地漂移。相反，其最大间距是原始环形管的直径。
2009-09-22 astro-ph.SR
Poynting flux of MHD modes in magnetic solar vortex tubes
本研究针对太阳大气中的磁涡旋管，通过数值模拟与理论推导探究其内部MHD波的坡印廷通量，发现背景旋转流可大幅提升非轴对称模式的垂直坡印廷通量，且无扭转管中向上的坡印廷通量必源于扰动。
2024-09-28 astro-ph.SR
Riemann curvature-stretching coupling in dynamo torus laboratory and in UHF twisted plasma loops
将等离子体环扭曲黎曼模型应用于环面发电机扭曲流，其导致诸如在Moebius带发电机中的缓慢发电机，最近由Shukurov、Stepanov和Sokoloff [Phys. Rev. \textbf{E 78}，025301，（2008）]考虑对液体钠中的Perm发电机环面进行建模。由于扩散和平流（拉伸），是发电机行动的竞争效应，等离子体电阻率项被证明是成比例的循环黎曼曲率（折叠）。Shukurov等人还表明，基于Ponomarenko发电机，更宽的环面通道产生更好的发电机。这些结果与Schekochihin等人[Phys Rev \textbf{E}（2002）]的结果一致，其中随机磁场磁场通过曲率得到加强。对混沌快速发电机的频谱分析表明，由于磁场增长率与黎曼曲率成反比，黎曼曲率起着阻尼作用。与广义相对论MHD发电机方程的比较表明，扩散项中也出现了黎曼张量的压缩形式Ricci张量。等离子体环的曲率是${R^{1}_{212}}|_{\textbf{Plasma}}\approx{5.6{\times}10^{-19}m^{-2}}$，而彼尔姆环形的曲率肯定更高。因此，在发电机实验室中，慢发电机比在等离子体回路中更受欢迎。结果表明，弯曲拉伸磁通绳发电机耦合能与磁通绳中储存的最小扭转能$ε_{\textbf{twist}}\approx{10^{30}TeV}$相一致。黑洞周围的环面通…
2009-07-10 astro-ph.SR
The effect of a twisted magnetic field on the phase mixing of the kink magnetohydrodynamic waves in coronal loops
日冕扭曲磁场的存在有观测证据。这启发我们研究扭曲磁场对日冕环中磁流体动力学（MHD）扭折波演化的影响。为此，我们在长波长极限下求解了磁扭曲非均匀冕流管中的不可压缩线性化MHD方程。结果表明，扭转磁场可以增强或减弱Alfvén连续模的相位混合速率和整体扭折振荡的衰减速率，这取决于扭转模型以及纵向（$k_z$）和方位（$m$）波数的符号.我们的研究结果还证实，在扭曲的磁场的存在下，当两个波数$m$和$k_z$之一的符号被改变时，相对于传播方向的对称性被破坏。即使是很小的扭曲量也会对能量级联到小尺度的过程产生重要影响。
2017-08-26 astro-ph.SR
Multiwavelength Study of M8.9/3B Solar Flare from AR NOAA 10960
本文对2007年6月4日发生在NOAA AR 10960上的一次长时间白光太阳耀斑（M8.9/3B）事件进行了多波长分析。这次耀斑是由SOHO/MDI、Hinode/SOT、TRACE和STEREO/SECCHI等几种星载仪器观测到的。耀斑是在AR中心的一个小的正极性卫星黑子附近开始的，周围是相反极性的场区。AR的MDI图像显示了在耀斑事件期间三角洲配置的小正极性太阳黑子的相当大的变化量。太阳黑子的SOT/G波段（4305 A）图像还表明，在耀斑事件之前，正极性太阳黑子的快速演化具有高度扭曲的半影细丝，这些细丝是逆时针方向的。它显示了在耀斑的衰变阶段，方向的变化，扭曲的半影丝（~35-40%）和本影区（~45-50%）的增强也显着消失。TRACE和SECCHI观测揭示了与该黑子相关的两个螺旋扭曲结构的连续激活，以及SOT/Ca II H线（3968 A）的时间序列图像所观察到的色球层中相应的增亮。发现次级螺旋扭曲结构与8.9级耀斑事件有关。增亮开始于耀斑极大值出现前6-7 min，出现次级螺旋扭曲结构。耀斑强度随着该结构远离AR而最大化。这种与耀斑触发有关的扭曲磁通管，被发现在喷发中失败了。耀斑的位置被发现与螺旋扭曲结构的激活位点相吻合。我们的结论是，激活连续的螺旋扭曲的磁通量管/绳起着至关重要的作用，在能量积累过程和触发的M级太阳耀斑没有一个CME。
2010-05-28 astro-ph.SR
Three-dimensional dynamics of strongly twisted magnetar magnetospheres: Kinking flux tubes and global eruptions
本文通过三维磁层扭曲模拟揭示磁星通量管的扭结与全局爆发机制，解释不同能量X射线爆发并为快速射电暴供能模型提供坡印廷通量外流。
2023-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Effect of Flow and Magnetic Twist on Resonant Absorption of Slow MHD Waves in Magnetic Flux Tubes
本研究推导并数值求解了在磁场扭转和等离子体流存在下，磁孔非均匀层中慢连续 sausage 模式的色散关系，发现低速等离子体流时磁场扭转对共振吸收的影响大于高速时。
2023-04-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Effect of Twisted Magnetic Field on the Period Ratio P_1/P_2 of Nonaxisymmetric MHD Waves
本文研究了零β圆柱形可压缩薄磁通量管中的非轴对称磁流体动力学（MHD）模，该管被一个磁扭转环包围，两个磁扭转环都嵌入一个直的环境外场中。导出了色散关系，并通过解析和数值求解得到了非轴对称磁流体波的频率。结果表明，扭曲磁环对扭折模的周期比P_1/P_2有影响。对于扭折模，环形区的磁扭曲可以达到与观测值相同数量级的P_1/P_2 = 2的偏差。此外，研究了内扭转对开槽模态的影响。
2012-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dynamos driven by poloidal flows in untwisted, curved and flat Riemannian diffusive flux tubes
最近，Vishik反快速发电机定理已经针对非拉伸通量管进行了测试[Phys Plasmas 15（2008）]。在本文中，另一个反发电机定理，称为考林定理，它指出，轴对称磁场不能支持发电机行动，仔细测试对厚管和弯曲的黎曼无扭流，以及薄通量管扩散和无扩散介质。在非扩散介质中，在薄的黎曼平坦无扭曲通量管中不违反Cowling定理，其中Frenet曲率为负。然而，薄通量管中的扩散作用导致由极向流驱动的发电机作用，如Love和Gubbins（Geophysical Res.）在地球发电机的背景下。实际上，它表明，一个缓慢的发电机行动获得。在这种情况下，Frenet和Riemann曲率仍然为零。在扩散介质中的磁丝的情况下，发电机的作用时，得到的Frenet标量曲率为负。由于黎曼曲率张量可以用磁通量管轴的弗伦内曲率来表示，这个结果可以类似于最近由奇科内，拉图什金和史密斯得到的结果，该结果指出紧致黎曼流形中的测地曲率可以驱动流形中的发电机作用。研究还表明，在没有扩散的情况下，磁能不会增长，但极向场可以产生磁性的环形磁场，这就是所谓的等离子体发电机。
2010-03-12 astro-ph.SR math-ph math.MP
3D Anisotropy of Solar Wind Turbulence, Tubes, or Ribbons?
本文研究了太阳风中磁流体尺度的湍流磁涨落相对于局部磁场的各向异性。尽管分析方法允许非轴对称结构，但以前在快速太阳风中的测量获得了轴对称各向异性。这些结果可能是污染的风膨胀，引入另一个对称轴，即径向，最近的数值模拟表明。这些模拟还表明，虽然膨胀很强，但主要波动在垂直于径向方向的平面内。利用这一特性，我们将11年的风航天器数据分为两个子集，其特征在于强和弱的扩展，并确定相应的湍流各向异性。在强膨胀下，小尺度各向异性符合Goldreich & Sridhar临界平衡。在以前的作品中，当径向对称轴不被消除，湍流结构是场对准管。在弱膨胀下，我们发现了Boldyrev模型预测的三维各向异性，即湍流结构是带状而不是管状。然而，博尔迪列夫现象学的基础，即在小尺度上交叉螺旋度增加，在太阳风中没有观察到：带状形成的起源是未知的。
2019-01-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
The effect of linear background rotational flows on magnetoacoustic modes of a photospheric magnetic flux tube
太阳磁通量管中的磁声波可能会受到背景旋转流的影响。在这里，我们调查的行为$m=0$和$m=\pm 1$模式的磁通量管中存在的线性背景旋转流嵌入光球环境。我们发现，包含背景旋转流的轴对称$m=0$香肠模式得到的本征解的影响不大。然而，扭结模式的解决方案取决于由慢频率修改的流动共振的位置。背景旋转流导致修改后的流动共振，以拥有更快的相速度的情况下，$m=1$在细管（TT）的限制。这导致在解决方案中的缓慢的身体和缓慢的表面扭结模式遵循这个轨迹，改变他们的分散行为。对于光球通量管在TT限制，我们表明，它变得很难区分慢表面和快表面扭结（$m=1$）模式比较后，他们的本征函数。二维速度场图演示了这些波在背景旋转流的存在下如何出现在观测数据中。对于慢体扭折模态，在总压扰动中可以观察到旋涡模式。此外，管边界经历了螺旋运动从打破方位角对称，其中$m=1$和$m=-1$模式成为异相，这表明所产生的扭结波是圆偏振的。这些结果可能对太阳磁涡旋中磁流体动力学波的地震学研究有一定的意义。
2022-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
