Observations of excitation and damping of transversal oscillation in coronal loops by AIA/SDO
本文研究了横向冕环振荡的激发和阻尼，以及阻尼时间、阻尼质量（每周期阻尼时间）、振幅、耗散机制与尾流现象之间的定量关系。利用NASA \textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）卫星上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）望远镜于2015年3月2日观测到的时间序列数据，包括171 $ \rm{Å}$通带中400张连续图像，节奏为12秒，通过Lomb-Scargle周期图分析了沿日冕环横向振荡的证据。在这项分析中，发现了横向日冕环振荡的快速衰减的特征，其主要振荡周期在$\rm{P=12.25-15.80}$分钟的范围内。此外，横向冕环振荡的阻尼时间和阻尼质量的主导振荡周期的范围内估计$ \rm{τ_d=11.76-21.46}$分钟和$ \rm{τ_d/P=0.86-1.49}$，分别。观测结果表明，阻尼特性随振幅的增大而缓慢下降，但振幅对振荡周期的影响不敏感。阻尼质量和阻尼时间的数量级是在良好的协议与以前的研究结果和理论预测的阻尼扭结模式振荡的耗散机制。此外，环路段的振荡随时间衰减，大致为$t^{-α}$，30个不同段的$α$的幅度值从0.51变化到0.75。
2018-01-28 astro-ph.SR
Flaring activity of Proxima Centauri from TESS observations: quasi-periodic oscillations during flare decay and inferences on the habitability of Proxima b
我们分析了由TESS在11和12扇区获得的M5.5矮Proxima Centauri的光变曲线。在$\approx 50$一天的光变曲线，我们确定和分析了72耀斑事件。发作率为每天1.49起事件，总计7.2%的数据被归类为发作。估计的耀斑能量在TESS通带的$10^{30}-10^{32}$尔格的数量级（$\approx4.8\times$更高的热能量，但在相同的数量级）。大多数火山爆发都是成群出现的。两个事件显示准周期振荡在其衰变阶段的时间尺度为几个小时，这可能是由准周期运动的发射等离子体或振荡重联。从累积耀斑频率分布，我们估计，超级耀斑与能量输出的$10^{33}$尔格预计每年发生三次，而一个更大的事件（与$10^{34}$尔格）可以每两年发生一次。这降低了Proxima Cen b的可居住性，尽管早期的数值模型并没有排除行星表面存在液态水的可能性。我们在光变曲线中没有发现任何明显的行星凌日迹象。
2019-09-05 astro-ph.SR
Resonant absorption as a damping mechanism for the transverse oscillations of the coronal loops observed by SDO/AIA
日冕环代表了快、中、慢三种正常模式振荡。在这项研究中，使用太阳的极紫外（EUV）图像分析了几分钟周期的回路的横向振荡，以及由共振吸收引起的阻尼。利用太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA）的171个$Å$观测资料，分析了日冕环振荡的周期、阻尼时间、环长和环宽等参数。对于2013年10月11日观测到的环，该环的周期和阻尼分别为19和70分钟。阻尼质量，阻尼时间与周期的比率，计算为约3.6。2013年1月22日记录的提取环的周期和阻尼时间分别约为81和6.79分钟。阻尼质量也计算为12。结果表明，环路横向振荡的阻尼属于强阻尼区，谐振吸收是环路横向振荡阻尼的主要原因。
2019-02-25 astro-ph.SR
Temporal Evolution of Chromospheric Oscillations in Flaring Regions - A Pilot Study
我们已经分析了H-α强度图像获得的1分钟的节奏与全球振荡网络组（GONG）系统，以调查在0-8 mHz频带的振荡的性质，在位置和时间的强M-和X-级耀斑。对于两个耀斑活动区域内的三个子区域中的每一个，我们从多个不同的位置提取时间序列，包括耀斑核心和更安静的周边地区。使用移动功率图分析来分析时间序列，以检查功率作为频率和时间的函数。我们发现，在耀斑核心的所有三个子区域，低频功率（~1-2兆赫）大大增强之前和之后的耀斑，并在所有频率高达8兆赫的功率耗尽耀斑最大。这种损耗是频率和时间相关的，这可能反映了在滤波器的带通中的耀斑期间可见的变化的深度。这些变化在火炬核心之外没有观察到。这种损耗可能表明，在耀斑最大时，声能正在转化为热能，而低频增强可能是由于色球层的不稳定性引起的，并提供了耀斑爆发的早期预警。在功率图中还可以看到减少的波功率的暗道，其可能由声波和磁场的相互作用引起。
2018-03-07 astro-ph.SR
Bayesian evidence for a nonlinear damping model for coronal loop oscillations
最近的观测和理论研究表明，日冕环振荡的阻尼取决于振荡的振幅。我们考虑两种机制，线性共振吸收和非线性阻尼模型。我们面对这些模型的理论预测与观测数据在平面上的可观测定义的阻尼比和振荡幅度。该平面中贝叶斯证据的结构显示了区域之间的明显分离，其中每个模型相对于另一个模型更合理。非线性阻尼模型的高边缘似然区域和贝叶斯因子与观测数据的排列有定性的一致性。定量应用101回路振荡的情况下观察SDO/AIA的结果在边际似然的非线性模型是在大多数情况下较大。非线性阻尼模型的确凿证据的情况下，大大超过那些有利于线性共振吸收。
2021-06-23 astro-ph.SR
Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc
本文报道了在红矮星食双星CU Cnc的R波段观测到的一个光学耀斑，其组成星位于完全对流的上边界（M_1 =0.43，M_2 = 0.4M_0，M_0为太阳质量）。在R波段观测到的耀斑中，耀斑的振幅最大（~0.52mag），持续时间约为73分钟。与在太阳上观测到的一样，在耀斑期间和之后都看到了准周期振荡。通过跟踪监测，又发现了三个R波段耀斑。总的来说，这个双星通过使用R滤光片进行光度测量监测了79.9小时，这表明R波段的耀斑速率约为每小时0.05次。这些探测以及其他强烈的色球和日冕活动，即，很强的H_α和H_β发射特征以及极紫外和X射线源，表明它具有很强的磁活动。因此，与其他相同质量的红矮星相比，CU Cnc的视亮度较暗（约1.4等V），可以用高覆盖率的黑点来解释。
2012-04-27 astro-ph.SR
Oscillations in the Flaring Active Region NOAA 11272
我们研究了SOL 2011 -08-17在活动区NOAA 11272发生的C1.9级耀斑期间看到的波。我们发现驻波的周期在9分钟和19分钟的波段在六个极端紫外线（EUV）波长的SDO/AIA仪器。我们成功地确定了耀斑开始的磁弧和两个相邻的环，它们依次受到干扰。所分析的驻波在空间上与这些观察到的EUV环路一致。为了研究沿环路的波的特性，我们外推场线的视线磁图使用的无力近似的线性制度。我们使用大气模型来确定环的每个高度处的质量密度和温度。然后，我们使用密度$10^8 \lesssim n_i \lesssim 10^{17}$ cm $^{-3}$和温度$10^3 \lesssim T \lesssim 10^7$ K计算声速和Alfv{é}n速度。观测到的驻波的亮度不对称性类似于沿环路的Alfv{é}n速度分布，但我们使用的大气模型需要更高的密度来解释观测到的周期。
2016-11-26 astro-ph.SR
Damping of prominence longitudinal oscillations due to mass accretion
研究了质量吸积对日珥线纵向振荡的阻尼作用。在这个模型中，我们考虑了一个薄的弯曲磁管充满等离子体。管的螺纹两侧的部分填充有热的稀薄等离子体。我们假设有稀薄等离子体流向线程所造成的等离子体蒸发在磁管脚点。我们的主要假设是，热等离子体在到达螺纹时瞬间被螺纹容纳，并且其温度和密度变得与螺纹的温度和密度相等。然后，我们推导出系统的常微分方程描述线程的动态。我们考虑线性和非线性振动。非线性减少了阻尼时间，但是这种减少很小。阻尼时间与吸积速率成反比。我们还得到振荡周期随时间减小。然而，即使对于我们的文章中考虑的最大初始振荡幅度，周期减小也不超过20%。我们得出结论，质量吸积可以迅速阻尼线程的运动。因此，这种机制可以解释所观察到的大振幅纵向振荡的强阻尼。此外，阻尼时间还可以用来确定质量吸积速率，间接地确定日冕加热。
2016-05-11 astro-ph.SR
Damping of filament thread oscillations: effect of the slow continuum
小振幅的横向振荡通常在高分辨率的细丝观测中看到，即太阳细丝/双折射的精细结构，并且通常在几个周期内阻尼。扭结波模式支持的线程机构提供了一致的解释，这些观察到的振荡。在所提出的机制来解释扭结模式阻尼，共振吸收在阿尔芬连续似乎是最有效的，因为它产生的阻尼时间约3个周期。然而，对于非零β等离子体和典型的日珥条件，扭结模式也共振耦合到慢（或尖）连续模式，这可以进一步减少阻尼时间。在这封信中，我们首次通过分析和数值方法探讨了缓慢连续体对横向线振荡阻尼的影响。线模型由均匀的圆柱形等离子体、不均匀的过渡层和均匀的日冕等离子体组成。我们发现，由于慢共振的扭结模式的阻尼是远远低于由于阿尔芬共振的效率。
2009-03-19 astro-ph.SR
Exploring Standing and Reflected Slow-mode Waves in Flaring Coronal Loops: A Parametric Study Using 2.5D MHD Modeling
本文通过2.5维MHD模拟研究耀斑冕环中慢模波的激发与阻尼，发现显著增强的黏性是快速激发驻立慢波的关键，且温度结构对波动行为的影响大于密度结构，观测结果支持黏性大幅增强的模型。
2024-03-04 astro-ph.SR
Pulsations of microwave emission from a solar flare in a twisted loop caused by intrinsic MHD oscillations
我们目前的结果揭示微波脉动产生的模型中的一个耀斑扭曲的太阳日冕环，没有任何外部振荡驱动器。确定了两种类型的振荡：周期约为70- 75 s，振幅约为5-10%的缓慢衰减振荡，在有和没有高能电子的环路中观察到，以及周期约为40 s，振幅为百分之几十的振荡，仅在快速能量释放开始后约100 s的高能电子环路中观察到。我们解释的长期振荡的结果，调制的平均磁场强度在循环中的一个固定的扭结模式，而短周期的间歇性振荡与高能电子可能会产生快速变化的电场，产生高能电子在这种情况下。缓慢衰减的振荡可以解释在耀斑中经常观察到的准周期性脉动。
2022-01-20 astro-ph.SR
Damping mechanisms for oscillations in solar prominences
小振幅振荡是双折射/灯丝中常见的特征。这些振荡似乎是本地的性质，与日珥等离子体的精细结构，同时流动和逆流也存在。现有的观测证据表明，小振幅振荡，激发后，阻尼在短的空间和时间尺度上的一些尚未很好地确定的物理机制（S）。通常，这些振荡已被解释为线性磁流体动力学（MHD）波，本文回顾了最近提出的理论阻尼机制，以解释所观察到的衰减尺度。这些机制包括通过非绝热过程的热效应、质量流、非均匀介质中的共振阻尼和部分电离效应。通过将每个机制产生的空间和时间尺度与从观测中获得的尺度进行比较，评估每个机制的相关性。最后讨论了日珥地震学的最新理论成果在日珥地震学中的应用，旨在确定日珥等离子体中难以直接测量的物理参数。
2010-03-23 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
Phase speed and frequency-dependent damping of longitudinal intensity oscillations in coronal loop structures observed with AIA/SDO
在不同的日冕结构中经常观察到沿日冕环的纵向强度振荡，这被解释为磁声波的签名。本文的目的是估计的慢波的物理参数和这些参数的定量依赖于它们的频率在日冕环，位于上面的活动区与大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。分析了2012年2月12日的观测数据，包括171 $\rmÅ$和193 $\rmÅ$通带中间隔为24秒的300张图像，以获得沿环路结构传播慢波特征的证据。发现了纵向强度振荡的特征，这些振荡在沿着环结构行进时迅速衰减，周期在几分钟到几十分钟的范围内。此外，分别在$\rm{C_s}\simeq 38-79~ \rm {km~s^{-1}}$、$\rm{L_d}\simeq 23-68 ~\rm{Mm }$、$\rm{τ_d}\simeq 7- 21 ~\rm {min}$和$\rm{τ_d/P}\simeq 0.34- 0.77$的范围内测量以主频率为中心的滤波强度的投影（表观）相速度、投影阻尼长度、阻尼时间和阻尼质量。理论和观测结果表明，阻尼时间和阻尼长度随振荡周期的增加而增加，是振荡周期的高度敏感函数，而投射速度和阻尼品质对振荡周期的敏感性不高。此外，物理参数的大小值与电子数密度在$\rm{n_e}\simeq 10^{7} - 10^{12} ~\rm{cm^{-3}}$范围内的日冕等离子体中高频MHD波（$>1.1~ \rm{mHz}$）的理论色散关系的预测吻合…
2016-03-14 astro-ph.SR
Damping rates of solar-like oscillations across the HR diagram. Theoretical calculations confronted to CoRoT and Kepler observations
星载任务CoRoT和{\it Kepler}提供了丰富的高质量限制类太阳能发电机的收获。在地震参数中，模式阻尼率仍然知之甚少，因此几乎没有用来推断恒星的物理性质。然而，由于CoRoT和{\it Kepler}航天器，现在可以以前所未有的精度测量数百颗主序星和数千颗红巨星的阻尼率。通过使用一个非绝热脉动代码，包括随时间变化的对流处理，我们计算阻尼率的恒星模型代表类太阳能发电机从主序星红巨星阶段。这使我们能够再现CoRoT和{\it开普勒}的观测结果，这验证了我们对模式阻尼率的建模，从而验证了建模中包含的基本物理机制。实际上，通过考虑振荡对湍流压力和熵的扰动（包括湍流能量耗散率的扰动），我们成功地再现了阻尼率与有效温度之间的关系。此外，我们讨论了模式阻尼率与有效温度成比例的物理原因，如观测所示。最后，这为使用模式阻尼率探测类太阳恒星中的湍流对流开辟了道路。
2012-04-02 astro-ph.SR
Convective Excitation and Damping of Solar-like Oscillations
由于CoRoT和开普勒任务，过去十年中，星震学得到了迅速发展。有了更详细的星震观测资料，就有可能准确地推断出振荡是如何在太阳型恒星中被驱动和消散的。我们已经进行了三维（3D）恒星大气模拟与一维（1D）恒星结构模型的关键基准关闭和亚巨星从理论的角度来研究这个问题。基于解析表达式，从三维和一维恒星模型中提取了模式激励率和阻尼率。模态速度振幅由随机激励和线性阻尼之间的平衡确定，然后允许基于从头算和无参数建模首次估计最大振荡功率$ν_{\max}$的频率。我们对我们的数值计算结果和观测数据进行了详细的比较，并对我们所有的目标恒星取得了非常令人鼓舞的一致性。这开启了使用这种逼真的3D流体动力学恒星模型来预测HR图上类似太阳的振荡的令人兴奋的前景，从而能够准确估计恒星的质量，半径和年龄等属性。
2020-05-21 astro-ph.SR
Damping of nonlinear standing kink oscillations: a numerical study
我们的目的是研究非线性区域中日冕环的基本扭结模式，研究与非线性效应有关的环截面能量演化和振荡幅度的变化，特别是Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的发展。我们运行的想法，高分辨率的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟，研究初速度振幅和不均匀层厚度的影响。我们模拟的日冕环作为一个直的，均匀的磁通量管与外部不均匀层，嵌入在一个直的，均匀的磁场。我们发现，对于低振幅，不允许的KHI在模拟时间内发展，阻尼时间同意与共振吸收理论。然而，对于更高的振幅，KHI围绕振荡回路的存在可以改变回路的演化，导致在某些情况下比线性理论预测的阻尼快得多。这就质疑了基于线性理论应用于观测阻尼剖面的地震学方法的准确性。
2016-09-22 astro-ph.SR
The slow magnetoacoustic mode in the flaring loop
我们研究了长时间耀斑观测与野边山射电日像仪在频率17和34 GHz和Ramaty高能量太阳光谱成像仪在25-50 keV。我们发现，微波和硬X射线发射的变化包含很明显的周期性与振荡周期增长从2.5到5分钟。分析的环路长度和等离子体温度演变过程中的耀斑允许解释的准周期性脉动的慢磁声模式的第二个驻谐波。这种模式可以由初始脉冲能量释放产生，并作为重复能量释放的触发器。
2011-10-06 astro-ph.SR
A statistical study of decaying kink oscillations detected using SDO/AIA
尽管在过去的十年里对日冕环的扭结振荡进行了深入的研究，但利用太阳动力学天文台（SDO）的数据对振荡参数进行了大规模的统计学上有意义的调查。我们进行了统计研究的扭结振荡使用极紫外（EUV）成像数据从以前编制的目录。我们分析了SDO上的大气成像组件（AIA）在其运行的前四年（2010-2014）中观察到的58个扭结振荡事件。振荡的参数，包括初始的表观振幅，周期，长度的振荡回路，和阻尼进行了研究，为120个单独的回路振荡。通过对初始回线位移和振幅的分析，得出了初始回线位移一般决定初始振幅的结论。发现周期与环路长度成比例，并且数据云的线性拟合给出了Ck =（1330+/-50）km s-1的扭结速度。数据的主体对应于范围Ck =（800-3300）km s-1的扭结速度。进行了52个指数阻尼时间的测量，并且注意到，阻尼曲线中的至少22个可以通过非指数曲线和指数曲线的组合而不是纯指数阻尼包络线来更好地近似。还有另外10种情况，其中曲线看起来完全是非指数的，并且没有测量阻尼时间。指数阻尼时间与周期的缩放被发现，遵循先前建立的线性缩放这两个参数之间。
2015-11-11 astro-ph.SR
Detection of high frequency oscillations and damping from multi-slit spectroscopic observations of the corona
在2010年7月11日的日全食期间，在智利复活节岛进行了日冕的多狭缝光谱观测。为了寻找高频波，在[Fe xiv]的5303 A绿线和[Fe x]的6374 A红线中以高节奏进行观测。利用小波分析方法对观测数据进行了分析，研究了强度、多普勒速度和谱线宽度的周期性变化。高光谱和时间分辨率的数据使我们能够研究日冕结构内的快速动力学变化。我们发现，在某些位置，每个参数显示出显着的振荡周期范围从6 - 25秒。这是第一次，我们可以检测到阻尼的高频振荡周期的顺序为10秒。如果所观察到的阻尼振荡是由于磁流体动力学（MHD）波，那么它们可以在日冕的加热显着贡献。从统计研究中，我们试图描述所观察到的振荡的性质，同时在不同的线路参数的功率分布。
2015-11-23 astro-ph.SR
Damping of slow magnetoacoustic oscillations by the misbalance between heating and cooling processes in the solar corona
在太阳日冕结构中经常观察到快速衰减的慢磁声波，这为日冕等离子体的地震学诊断提供了一个很有前途的工具，包括其物理特性。考虑到场向热导率和辐射冷却与某些未指定加热率之间的波动引起的不平衡，研究了日冕环中静止慢磁声振荡的阻尼效应。允许非绝热项任意大，对应于观测值。导热系数取其经典形式，并假设加热函数对密度和温度的幂律依赖性。分析是在线性状态和无限磁场近似下进行的。波动动力学被发现是高度敏感的特征时间尺度的热不平衡。根据某些值的不平衡时间尺度的波的演化的三个制度，即制度的抑制阻尼，增强阻尼的阻尼率下降到观测值，和声学过稳定。具体的制度是由依赖的辐射冷却和加热功能的物理参数的等离子体附近的扰动热平衡。观测到的和理论推导的衰变时间和振荡周期的比较，使我们能够约束日冕加热功能。对于典型的日冕参数，所观察到的性能的常设慢磁声振荡可以很容易地再现与合理选择的加热功能。
2019-07-16 astro-ph.SR
Solar-like oscillations in massive main-sequence stars. I. Asteroseismic signatures of the driving and damping regions
受最近在大质量恒星V1449 Aql中检测到随机激发模式的启发（Belkacem等人，2009年b），已经知道是一个$β$仙王座，我们理论上研究的驱动湍流对流。通过使用一个完整的非绝热计算的阻尼率，再加上计算的能量注入率，我们提供了一个估计的模式的振幅所激发的对流区域引起的铁不透明凸块和对流核心。尽管在这样的对流区域的动力学特性的不确定性，我们证明，都能够有效地激发$p$模式以上的CoRoT观测阈值和太阳振幅。此外，我们强调每个对流区，我们希望这将有助于确定一个负责类太阳振荡提供的潜在的asteroseismic诊断，并给这个对流区的约束。即将进行的工作将致力于扩展调查的可能性太阳般的振荡整个赫兹-罗素图。
2009-11-04 astro-ph.SR
Seismology of Standing Kink Oscillations of Solar Prominence Fine Structures
我们研究了直立扭折磁流体动力学（MHD）振荡的日珥精细结构建模为一个直的和圆柱形的磁管，只有部分填充的日珥材料，其两端固定在两个刚性的墙壁代表太阳光球。日珥等离子体部分电离，在日珥线和日冕介质之间存在一个横向不均匀的过渡层。因此，离子中性碰撞和共振吸收被认为是阻尼机制。在薄管近似和薄边界近似下，导出了基本模态的周期、阻尼时间及其比值的近似解析表达式。我们发现，占主导地位的阻尼机制是共振吸收，它提供的阻尼比与观察一致，而离子中性碰撞是无关的阻尼。阻尼比的值是独立的突出线程的长度和它在磁管内的位置，并与一个管完全充满了突出等离子体的值相一致。我们的研究结果的意义的MHD地震学技术的背景下进行了讨论，指出，报告的短周期（2 - 10分钟）和短波长（700 - 8,000公里）线程振荡可能不符合一个驻波解释，并可能与传播波。最后，我们表明，一些突出的物理参数，如反演，Alfvén速度、磁场强度、横向不均匀性长度尺度等，是可能的使用观测确定的值的周期和阻尼时间的振荡以及这些数量的分析近似。
2010-08-30 astro-ph.SR
Determination of the cross-field density structuring in coronal waveguides using the damping of transverse waves
横向磁流体动力学（MHD）扭折振荡的时间和空间阻尼是日冕波导中等离子体密度跨场变化的信息来源。我们表明，通过观察到的横向振荡阻尼来确定密度结构的问题的概率方法使我们能够获得表征跨场密度分布的两个参数的信息。通过使用贝叶斯分析计算密度对比度和横向不均匀长度尺度的边缘后验分布以及假设阻尼由共振吸收产生的横向振荡的阻尼比来进行推断。所得分布表明，对于少数振荡周期的阻尼时间，低密度对比度和短的不均匀长度尺度更能解释观测结果。这意味着，即使反演问题，有两个未知数和一个可观察的，是一个数学不适定的问题，也可以获得有价值的信息的交叉场密度分布。
2014-04-02 astro-ph.SR
Damping Mechanisms of the Solar Filament Longitudinal Oscillations in Weak Magnetic Field
太阳暗条的纵向振荡一直是通过数值模拟来研究的，但主要是在一维（1D），其中磁场线被视为刚性通量管。虽然这些一维模拟可以粗略地再现观测到的振荡周期，这意味着重力是暗条纵向振荡的主要回复力，但一维模拟中的衰减时间通常比观测长。本文利用二维非绝热磁流体动力学方法模拟了暗条的纵向振荡，并与二维绝热情况和一维绝热、非绝热情况进行了比较。据发现，而这两个非绝热过程（辐射和热传导）可以显着地减少衰减时间，波泄漏是另一个重要的机制，以耗散的动能的振荡细丝时，磁场是弱的，使重力是可比的洛伦兹力。在这种情况下，我们的模拟表明，钟摆模型可能会导致约100%的误差，在确定的倾斜磁场的曲率半径使用的纵向振荡周期时，重力与洛伦兹力的比例接近1。
2019-08-20 astro-ph.SR
The amplitude of solar p-mode oscillations from three-dimensional convection simulations
太阳p模振荡的振幅是由随机激励和模式阻尼，这两者都发生在表面对流区。然而，对流的时间依赖性，湍流性质使得它很难通过使用传统的一维流体静力学模型的自洽研究激励和阻尼过程。为此，我们对太阳大气进行了\textit{ab initio}三维流体动力学数值模拟，以研究p模如何在太阳中驱动和消散。在模拟中的表面对流的描述是自由的可调参数通常采用在传统的一维模型。模式激励和阻尼率计算的基础上的分析表达式，其成分直接从三维模型进行评估。与激励和阻尼率都可用，我们估计的理论振荡幅度和频率的最大功率，$ν_{\max}$，为太阳。我们比较我们的数值计算结果与日震观测，发现令人鼓舞的两者之间的协议。这里提出的数值方法提供了一种新的方式来调查负责模式驱动和阻尼的物理过程，并应适用于所有的太阳型振荡星。
2019-07-18 astro-ph.SR
On the Modeling of Kink Oscillations in Fine-Structured Coronal Loops with Field-aligned Nonlinear Longitudinal Disturbances
National Institute of Technology Delhi（德里国家理工学院）；University of Dundee（邓迪大学）；University of Maryland College Park（马里兰大学帕克分校）
研究初始场向速度流引发的非线性纵向扰动对精细结构日冕环链中扭结振荡阻尼的影响，用二维理想磁流体动力学模拟不同流动几何形状，发现其显著影响阻尼时间，为日冕相关研究提供重要参考。
2026-07-28 astro-ph.SR
The spatial damping of magnetohydrodynamic waves in a flowing partially ionised prominence plasma
太阳辐射是部分电离的等离子体，显示出流动和振荡。这些振荡表现出时间和空间阻尼，并且通常已经用磁流体动力学（MHD）波来解释。本文研究了在流动的部分电离等离子体中线性非绝热磁流体动力学波的空间阻尼，它具有类似磁流体动力学的物理性质。我们考虑单流体方程的部分电离氢等离子体，包括在能量方程光学薄辐射，热传导的电子和中性，和加热。保持频率的真实和固定，我们已经解决了所获得的色散关系的复波数，k，并分析了行为的阻尼长度，波长和阻尼长度的波长的比率，与周期，阿尔芬，快，慢和热波。
2010-01-27 astro-ph.SR
Slow Mode Oscillations and Damping of Hot Solar Coronal Loops
本文研究了温度不均匀性对重力分层日冕环中慢模的周期、周期比（基波与一次泛音）和阻尼时间的影响。光学薄辐射，压缩粘度和热传导的影响被认为是。在低$β$条件下，将线性化的一维磁流体动力学（MHD）方程简化为四阶常微分方程。数值结果表明，非等温环（即温度从环底到顶点的增加）的周期比等温环的周期小。在辐射，粘度和热传导的存在下，温度梯度的增加，其次是单调减少的周期（与等温的情况下相比），而周期比原来是一个敏感的函数的温度梯度和环路长度。我们验证了辐射耗散不是等温和非等温热冕环的主要冷却机制，并且对周期的影响很小。热传导和压缩粘滞是热冕环慢模衰减的主要机制。在压缩粘度和/或热传导耗散的存在下的周期和阻尼时间与在特定情况下观察到的数据是一致的。通过调整耗散参数，可以使周期和阻尼时间与更一般情况下的观测结果一致。
2012-06-02 astro-ph.SR
Damped transverse oscillations of interacting coronal loops
在日冕中经常观察到磁环的阻尼横向振荡。这种现象被解释为驻波扭折磁流体动力学波，这是由于整个磁场的等离子体的不均匀性共振吸收阻尼。这些振荡的周期和阻尼时间可以用来探测日冕介质的物理条件。一些观察结果表明，在一个活跃的区域中，相邻的振荡回路之间的相互作用可能是重要的，并且与孤立回路相比，可以修改振荡的性质。在这里，我们从理论上研究相互作用的非均匀日冕环的共振阻尼横向振荡。我们提供了一个半解析的方法，基于散射的T-矩阵理论，计算的频率和阻尼率的集体振荡的任意配置的平行圆柱形回路。在薄边界近似下，T矩阵格式考虑了共振阻尼的影响。作为一个应用，给出了两个相互作用的回路的具体情况下的分析和数值结果。
2015-09-04 astro-ph.SR
The Frequency-dependent Damping of Slow Magnetoacoustic Waves in a Sunspot Umbral Atmosphere
高的空间和时间分辨率的太阳黑子，同时获得在多个光学和紫外波长的图像，被用来研究慢磁声波的传播和阻尼特性的过渡区的高度。功率谱是由太阳黑子本影中的强度振荡产生的，跨越多个大气高度，频率高达几百兆赫。据观察，功率谱显示在整个频率范围内的幂律依赖，与显着增强约5.5兆赫的色球通道。的相位差谱揭示了一个截止频率附近的3兆赫，到该振荡是倏逝的，而那些具有较高的频率向上传播。幂律指数似乎随着大气高度的增加而增加。此外，较短的阻尼长度观察到的振荡频率较高，表明频率依赖性阻尼。使用的5.5兆赫（3分钟）的振荡的相对振幅，我们估计在不同的高度，这似乎是从光球逐渐衰减的能量通量，与最近的数值模拟。此外，功率谱在整个本影半径的比较突出了增强的高频波附近的本影中心，这似乎并不相关的磁场倾角的影响。
2017-08-16 astro-ph.SR
Exploring Damping Properties of IRIS Bright Points using Deep Learning Techniques
本研究利用IRIS和深度学习技术分析了太阳色球和过渡区亮点的多普勒速度振荡阻尼特性，发现不同太阳区域的阻尼率存在差异且冕洞区域阻尼更高，为理解太阳能量耗散过程提供了新见解。
2024-08-04 astro-ph.SR
Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
Identification of Nonlinear Damping of Transverse Loop Oscillations by KHI-induced Turbulence
本文提出由湍流耗散的非线性驻波扭结振荡解析公式，通过贝叶斯推断和MCMC拟合证明其优于线性模型，并确定了非线性与线性共振吸收机制各自主导的参数区域。
2025-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Signatures of Damping Nonlinear Oscillations by KHI-induced Turbulence in Synthetic Observations
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕卢纳大学）
通过KHI诱导湍流研究非线性阻尼振荡的特征，利用模拟和合成观测验证其在环振荡中的表现。
2026-02-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Torsional Alfvén resonances as an efficient damping mechanism for non-radial oscillations in red giant stars
恒星是自引力流体，其中的压力、浮力、旋转和磁场为全球振荡模式提供了回复力。压力和浮力在能量上占主导地位，而旋转和磁性通常被认为是弱扰动，经常被忽略。然而，在红巨星中观测到的极弱的偶极模振幅表明，其中相当一部分受到了位于其核心区域的额外阻尼源的影响，间接证据指向了深埋的磁场的作用。人们还知道，在许多情况下，受影响的模式的重力模式的特点是保留，但到目前为止，没有提出有效的阻尼机制，以适应这方面。在这里，我们提出了这样一种机制，它通过与高谐波指数的Alfvén模式的共振相互作用来抑制含有磁化核心的恒星的振荡。这种机制产生的阻尼率在数量上与湍流对流有关，并且在解释观测所需的范围内，对于现实的恒星模型和磁场强度。我们的研究结果表明，磁场可以提供一个有效的手段阻尼恒星振荡，而不需要破坏内部结构的模式，并奠定了基础，扩展的全球恒星振荡理论，包括这些影响。
2017-01-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn
On the damping of tidally driven oscillations
本文针对潮汐驱动振荡的阻尼问题，提出一种考虑耗散模式耦合的替代方法，仅需绝热模式的本征函数和频率，即可更准确预测长期轨道演化。
2023-09-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Transition from decaying to decayless kink oscillations of solar coronal loops
本文利用低维自振荡模型研究太阳日冕环扭结振荡从衰减到无衰减的转变，发现阻尼模式取决于初始振幅和耦合参数，且非指数型衰减，可解释扭结振荡事件的相对罕见性。
2024-06-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Bulk Viscous Damping of Density Oscillations in Neutron Star Mergers
本文讨论了在与中子星合并有关的温度范围内致密核物质密度振荡的阻尼。这种阻尼是由于中子衰变和电子俘获的弱相互作用“Urca”过程引起的体积粘度。核物质是在相对论密度泛函方法建模。体粘滞系数在接近中微子捕获温度时达到共振最大值，然后随着温度上升到中微子被捕获在中子星中的范围内而迅速下降。我们调查的体积粘性耗散时标在合并后的对象，并确定制度，这些时标是短的特征时标$\sim$ 10毫秒，因此，可能会影响合并后的对象的演变。我们的分析表明，体积粘性阻尼将是重要的，在不太高的温度的顺序的几兆电子伏和密度的几倍饱和密度。
2020-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Oscillations of hot, young neutron stars: Gravitational wave frequencies and damping times
我们研究了一个新诞生的热原中子星的振荡频率和阻尼时间如何依赖于表征反弹后恒星准稳态演化的物理量。恒星配置建模使用微观状态方程内获得的Brueckner-Hartree-Fock，核多体方法，扩展到有限温度制度。我们讨论的模式频率行为的轻子组成的函数，并在恒星内部的熵梯度。我们发现，在非常早期的阶段，引力波发射有效地竞争与中微子的过程中耗散恒星的机械能残留的引力坍缩。
2011-06-14 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
Dampening Long-Period Doppler Shift Oscillations using Deep Machine Learning Techniques in the Solar Network and Internetwork
本文利用深度学习统计分析IRIS光谱中网络区与网络内亮点的长周期阻尼多普勒振荡，量化不同太阳区域的阻尼率，并指出波泄漏可能驱动向日冕的能量传输。
2024-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magneto-elastic oscillations and the damping of crustal shear modes in magnetars
在一个磁星磁弹性振荡的现实模型中，我们发现地壳剪切振荡（常被用来解释软伽马射线中继器（SGR）中巨型耀斑后出现的准周期振荡（QPO））在时间尺度上被共振吸收阻尼，阻尼时间尺度最多为0.2 s，偶极磁场强度的下限为5 x 10^13 G。在较高的磁场强度（典型的磁星），阻尼时间尺度甚至更短，如早期的玩具模型所预期的那样。我们已经调查了一系列的状态方程和质量，如果磁星是由一个偶极磁场为主，我们的研究结果排除了地壳的扭转剪切振荡解释所观察到的低频QPO。相反，我们发现，如果偶极磁场强度超过10^14 G到10^15 G的几倍，阿尔文QPO模型是对观测到的QPO的可行解释。然后，阿尔文QPO不再局限于流体核心，而是完全在地壳区域占主导地位，并在恒星表面具有最大振幅。
2010-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
GW170817 implications on the frequency and damping time of f-mode oscillations of neutron stars
在中子星的最小模型中，由处于$β$ -平衡的核子、电子和μ子组成，使用来自微观核多体理论的大约12个状态方程（EOSs）和在其当前已知的不确定性范围内使用高密度丰中子核子物质的显式同位旋相关参数EOS模型随机产生的40，000个EOSs，我们研究了f模频率之间的相关性，它的阻尼时间和潮汐变形性以及中子星的致密性。除夸克星外，正则中子星的f模频率和阻尼时间都与潮汐形变成比例，与所用的EOS无关。应用LIGO+VIRGO合作组对GW 170817事件的改进分析中提取的正则中子星$Λ_{1.4}=190^{+390}_{-120}$的潮汐变形性约束，正则中子星的f模频率和衰减时间分别被限制在1.67 kHz - 2.18 kHz和0.155 s - 0.255 s，为正在进行的从孤立中子星的f模振荡中寻找引力波提供了有用的指导。此外，假设一个或两个f-模式的频率和它的阻尼时间将在未来的观测与先进的引力波探测器精确测量，我们讨论如何有关的质量和/或半径的信息，以及仍然相当难以捉摸的核对称性能量在超饱和密度可能会被提取。
2019-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
