Phase mixing of propagating Alfven waves in a stratified atmosphere: Solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。Hinode/SOT最近的观测表明，针状体大多表现出向上传播的高频波。在这里，我们研究了这种波的耗散由于太阳针状体的分层环境中的相位混合。由于它们是高度动态的结构，其速度约为Alfven相速度的显著分数，因此我们考虑了定常流的影响。我们的数值模拟表明，由于重力分层的存在下，阻尼发生在空间比时间。指数衰减律exp（-At ^3）在针状体条件下是有效的，但是计算出的衰减时间比观测到的针状体寿命长得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
Cut-off wavenumber of Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
太阳大气部分电离等离子体中的阿尔芬波动力学表明，确实存在一个截止波数，即波数高于截止值的阿尔芬波是倏逝波。截止波数出现在单流体磁流体力学（MHD）的近似，但它是在多流体的方法缺席。截止波数的存在至今仍没有一个合理的解释。本文的目的是指出在单流体磁流体动力学中出现截止波数的原因。从三流体方程（电子，质子和中性氢原子）开始，我们进行连续近似，直到我们得到通常的单流体描述。我们求解了线性阿尔芬波在每一步的色散关系，并寻求了截止波数出现的近似。我们已经发现，忽略惯性项显着减少阿尔芬频率的实部，虽然它永远不会成为零。因此，截止波数在此阶段不存在。然而，当惯性项和霍尔项一起在感应方程中被忽略时，阿尔芬频率的实部变为零。在研究太阳大气部分电离区的阿尔芬波时，出现了截止波数，这是忽略惯性项和霍尔项的结果，没有物理根源。
2012-07-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
M-dwarf's Chromosphere, Corona and Wind Connection via the Nonlinear Alfvén Wave
M矮星的大气层预计是高度磁化的。磁场能量可以加热恒星的色球层和日冕，并驱动恒星风。Alfvén波的非线性传播是加热恒星大气和驱动星风的重要机制。基于这种Alfvén波方案，我们进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟，以再现TRAPPIST-1，Proxima Centauri，YZ CMi，AD Leo，AX Mic以及太阳的恒星大气和风。我们的研究直接解决了阿尔文波从恒星光球到色球层、日冕和行星际空间的非线性传播问题。模拟结果表明，通过Alfvén波的非线性模耦合产生的慢激波对恒星色球层（星刺）动力学和星风加速都有重要影响.我们的参数测量进一步揭示了恒星大气和风的物理量的下列一般趋势。(1)M矮星的日冕往往比太阳日冕更冷，密度更大。(2)与太阳风相比，M矮星的星风具有相对较快的速度和较小的质量损失率。本文阐明了这些趋势背后的物理机制，其中M矮星大气层结较强和来自M矮星光球层的阿尔文波能量输入相对较小是显著的。
2021-06-25 astro-ph.SR
Resonant Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
上下文磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。在磁波导中，由于等离子体的不均匀性，共振吸收自然地将波能量从大尺度运动传递到小尺度运动。在太阳大气中较冷的部分，例如，色球层，由于部分电离的影响可能与波动动力学和加热有关。目标。研究了部分电离等离子体中的共振阿尔芬波。方法.我们在冷等离子体近似中使用多流体方程。本文研究了部分电离磁通管中共振磁流体动力学波的传播。我们使用近似分析理论的基础上正常模式的薄管和薄边界近似数值特征值计算。结果我们发现，波扰动跨越共振层的跳跃是相同的完全电离等离子体。由于共振吸收的阻尼长度与频率成反比，而由于离子-中性碰撞的阻尼长度与频率的平方成反比。对于太阳大气中观察到的频率，共振吸收比离子-中性碰撞更有效地衰减MHD扭结波的振幅。结论.色球扭折波携带的大部分能量被转换成局部方位角阿尔芬波，可以在日冕介质中沉积能量。色球层中由于离子与中性粒子碰撞而引起的波能耗散只对高频波有效。色球层对周期小于10 s的扭折波起着过滤器的作用。
2011-11-17 astro-ph.SR
Alfven Waves in the Lower Solar Atmosphere
我们报告了与一个面积为43万平方公里的大亮点群相关的振荡现象的探测，该亮点群位于太阳盘中心附近。小波分析揭示了全宽半最大振荡的周期范围从126到700秒以上的亮点和显着性水平超过99%。这些振幅为每秒2.6公里的振荡与平均蓝移为每秒23公里的色球视线多普勒速度相结合。缺乏同空间强度振荡和横向位移排除了磁声波模式的存在。振荡是由+/-22度的扭转扭转产生的阿尔芬波的特征。跨越亮点直径的180度相移表明，这些扭转阿尔芬振荡在整个增亮过程中是全局诱导的。与这种波模式相关的能量通量足以加热日冕。
2009-03-20 astro-ph.SR
Heating and Acceleration of the Fast Solar Wind by Alfvén Wave Turbulence
本文对极冕洞中心磁通量管中的简化磁流体动力学（RMHD）湍流进行了数值模拟。背景大气模型是动量方程的解，并包括波压对太阳风外流的影响。阿尔文波在日冕底部发射，并由于阿尔文速度和外流速度的变化而在不同高度反射。湍流由反向传播的阿尔文波之间的非线性相互作用驱动。结果为两个模型的背景大气。在第一个模型中，等离子体密度和阿尔文速度随高度平滑地变化，导致最小的波反射和低的能量耗散率。我们发现耗散率不足以维持背景大气的温度。耗散率的标准唯象公式显着高估的速率从我们的RMHD模拟，并提出了一个修正的公式。在第二个模型中，我们引入了额外的密度变化沿通量管的相关长度为0.04 $R_\odot$和相对振幅为$10 \%$。这些密度变化模拟了压缩MHD波对Alfvén波的影响。我们发现，这种变化显着增强波的反射，从而湍流耗散率，产生足够的热量，以维持背景大气。我们的结论是阿尔文和压缩波之间的相互作用可能发挥了重要作用的湍流加热的快速太阳风。
2016-02-22 astro-ph.SR
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
2012-07-27 astro-ph.SR
Alfvénic waves in the inhomogeneous solar atmosphere
众所周知，太阳大气层充满了磁流体动力学波模式，并且在了解这些波如何通过太阳大气层传播并将其能量沉积到等离子体中方面进行了大量投资。定义太阳大气层的等离子体数量的垂直变化使波的旅程变得有趣。除了这种大尺度的不均匀性之外，在过去的几十年里，通过高分辨率的观测，色球层和日冕的大量精细结构已经被揭示出来。这种精细尺度的结构代表了被认为垂直于局部磁场的不均匀性。这种形式的不均匀性对波传播的影响仍然没有被发现，但已知从根本上改变了MHD波模式的性质。它还使有趣的物理学出现，包括共振，湍流和不稳定性。在这里，我们回顾了一些关键的见解如何影响Alfvénic波传播通过太阳的大气层，讨论平行和垂直于磁场的不均匀性。
2023-02-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Fast-to-Alfvén mode conversion mediated by Hall current. II Application to the solar atmosphere
在完全电离的等离子体中，通过分层和三维几何效应，可以观察到快磁声波和阿尔文波之间的耦合。在论文I中，Cally和Khomenko（2015）已经证明，在弱电离等离子体中，如太阳光球层和色球层，霍尔电流引入了一种新的耦合机制。本研究将论文I的结果推广到了温等离子体的情况。我们报告的数值实验中使用准现实分层的热力学参数类似的太阳大气模式转换进行了研究。这纠正了冷等离子体近似假设的局限性，特别是允许快速和慢速磁声模式之间的耦合和随后的耦合的快速模式的阿尔文模式通过霍尔电流的完整过程。我们的研究结果证实了论文I中提出的太阳能情况下的机制的有效性。我们观察到，转换的效率是波的传播方向和磁场之间的角度，以及波的频率的敏感函数。当场方向和波方向对准以增加波频率时，效率增加。在将我们的结果换算成典型的太阳值之后，转换的阿尔文波的最大振幅，对于1 Hz的频率，对应于$\sim10^3$ $\rm W\,m^{-2}$的能量通量（在峰值霍尔耦合高度以上测量），基于$β=1$处的500 $\rm m\,s^{-1}$的振幅，这足以在安静和活跃区域的日冕加热中发挥主要作用。
2018-11-15 astro-ph.SR
A basal contribution from p-modes to the Alfvénic wave flux in the Sun's corona
许多冷恒星拥有复杂的磁场[1]，这些磁场被认为在其大气层的结构和能量中起着核心作用[2]。阿尔夫维尼波被认为对沿着这些磁场的能量转移做出了关键贡献，具有加热等离子体和加速恒星风的潜力[3] [4] [5]。尽管在太阳大气层中已经发现了阿尔夫文波，但人们对基波能量通量的性质知之甚少。通常假设相关的坡印廷通量仅在光球层中产生并传播到日冕中，通常通过湍流对流单体的连续磁场的抖振[4] [6] [7]。在这里，我们提供的证据表明，太阳的内部声学模式也有助于基础流量的Alfvénic波，提供了一个空间无处不在的输入，持续在太阳周期的日冕能量平衡。因此阿尔夫文波是日冕的基本特征。承认内部声学模式在向类太阳恒星的上层大气注入额外的坡印廷通量方面具有关键作用，这对恒星日冕和风的建模具有潜在的重大影响。
2019-02-11 astro-ph.SR
Alfvén wave propagation in the partially ionized lower solar atmosphere: a test of the single-fluid approximation
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）
本文通过单流体和多流体模型比较，检验了单流体近似在太阳低层大气中阿尔芬波传播中的有效性，发现两者结果基本一致，仅在能量传输和等离子体加热率上有微小差异。
2026-03-04 astro-ph.SR
Uniturbulence and Alfvén Wave Solar Model in MPI-AMRVAC
本文在MPI-AMRVAC中扩展了包含Alfvén波和kink波能量的MHD物理模块，研究表明kink波驱动（UAWSoM）模型无需人工背景加热项即可维持稳定的太阳大气，其加热效率高于纯Alfvén波模型。
2025-10-31 astro-ph.SR
Solar wind modeling with the Alfven Wave Solar atmosphere Model driven by HMI-based Near-Real-Time maps by the National Solar Observatory
本研究使用NSO-HMI近实时综合图驱动AWSoM模型，模拟了第24太阳活动周不同活动水平的三个卡灵顿自转，结果重现了低日冕EUV发射并匹配了1 au原位观测，量化了总无符号开放磁通量。
2022-12-09 astro-ph.SR
Nonlinear Alfvén Wave Model of Stellar Coronae and Winds from the Sun to M dwarfs
M矮星的大气层和风预计是高度磁化的。Alfvén波的非线性传播在加热恒星大气和驱动恒星风方面都起着关键作用。沿着这一Alfvén波方案，我们对M矮星的光球层、色球层到日冕和行星际空间的Alfvén波非线性传播进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟。基于模拟结果，我们发展了描述太阳和M矮星日冕温度、恒星风速度和恒星风质量损失率的半经验方法。我们发现M矮星的日冕比太阳日冕更冷，M矮星的星风比太阳风具有更快的速度和更小的质量损失率。
2020-12-20 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
Propagating Oscillations in the Lower Atmosphere under Coronal Holes
本研究的主题是冕洞地区低层大气中的振荡，那里的条件有利于大气层之间的传播。基于光球和色球谱线的光谱观测，我们分析了显示太阳大气层间传播迹象的振荡的特征。利用互谱小波算法，我们发现冕洞下的色球和光球信号都有一个周期在5分钟左右的显著振荡，而冕洞外的信号在光球和色球中没有相互振荡。层之间的相移表明主要向上传播，部分存在驻波。我们还测试了在日冕中传播的扭转阿尔文波起源于低层大气的假设。然而，所观察到的线宽振荡，虽然类似于早期观察到的阿尔文波在开放领域的日冕，似乎与其他MHD模式。如果我们假设我们观察到的振荡与阿尔文波有关，那么这可能只是通过慢MHD波转换的机制。
2021-10-25 astro-ph.SR
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Fast Magnetoacoustic Waves due to Coupling into the Slow and Alfven Continua in the Solar Atmosphere
研究了非均匀、弱耗散、一维平面、强各向异性色散等离子体中快磁声波的共振吸收。磁位形由夹在两个半无限均匀磁性等离子体区域之间的非均匀磁性板组成。横向驱动的FMA波穿透与局部慢波或Alfven波存在于非均匀层中的相互作用的非均匀板，并且部分地被该区域反射、耗散和透射。本研究的目的是找到太阳色球和日冕条件下的波能吸收系数。数值结果进行了分析，以找到波能吸收系数的慢和阿尔芬共振位置。数学推导是基于两个简化的假设，即（i）非线性很弱，（ii）非均匀层的厚度与波的波长相比很小，即我们采用所谓的长波长近似。慢共振被发现是由非线性理论描述，而在阿尔芬共振的动力学可以在线性框架内描述。我们引入了耦合共振的新概念，当两个不同的共振彼此非常接近时，会发生这种情况，从而导致入射波的行为就像它同时受到两个共振的影响一样。我们的结果表明，波的能量吸收是很大程度上依赖于入射波的角度结合平衡磁场的倾角。此外，它被发现，FMA波是非常有效地吸收在阿尔芬共振日冕条件下。在色球条件下，FMA波的吸收效率要低得多，尽管由于耦合共振而增加了效率。
2010-06-12 astro-ph.SR
Reflection and Conversion of Magneto-Gravity Waves in the Solar Chromosphere: Windows to the Upper Atmosphere
Straus等人最近报道了在太阳色球层底部探测到向上传播的内部重力波，他假设这些可以有效地耦合到磁性区域中的阿尔芬波。这在将能量输送到更高水平方面可能是重要的。在这里，我们探讨了线性重力波在VAL C大气中的传播，反射和模式转换，并发现即使是弱磁场通常反射回重力波向下慢磁声波以及之前，他们到达阿尔芬/声学均分高度，在模式转换可能发生。然而，对于其中重力波设法在均分水平附近穿透或穿过均分水平的某些高度倾斜的磁场取向，可以存在向上行阿尔芬波和声波中的任一个或两者的实质性转换。预计波能通量与色球辐射损失相当。
2009-10-26 astro-ph.SR
Alfvén Wave Dissipation in the Solar Chromosphere
半个多世纪以来，磁流体动力学（MHD）阿尔芬波一直是实验室等离子体物理和天体物理研究的热点。它们的独特性质使它们成为理想的能量传输者，虽然太阳大气层为它们的存在提供了有利条件，但由于它们不断演变和动态的观测特征，直接探测已证明是困难的。阿尔文波作为一种加热机制的可行性依赖于波能的有效耗散和热化，直到现在还没有直接的证据。在这里，我们提供了第一个观测证据阿尔文波加热色球等离子体在太阳黑子本影通过形成冲击锋。冲击波环境的磁场配置，以及切向速度特征，将它们与传统的本影闪光区分开来。观测到的5%的局部温度增强与向上传播的磁声振荡驱动的模式转换阿尔文波的耗散一致，为阿尔文波在太阳大气层及以外的行为提供了前所未有的见解。
2018-10-17 astro-ph.SR
Magnetic shocks and substructures excited by torsional Alfvén wave interactions in merging expanding flux tubes
在太阳光球层上经常观测到涡旋运动。这些运动可能在能量和动量从低层大气输送到太阳上层大气的过程中发挥关键作用，有助于日冕加热。太阳的低层大气也由复杂的通量管网络组成，这些通量管在色球层和高层大气中扩展和合并。我们进行了数值模拟，以调查的行为的涡旋驱动波传播在一对这样的通量管在一个非力自由的平衡与现实模拟的太阳大气。两个通量管在其足点处被反向旋转的涡流运动独立地扰动。当通量管合并时，涡运动既有线性的也有非线性的相互作用。线性相互作用产生了许多小尺度的瞬态磁子结构，由于由涡旋运动施加的磁应力。因此，由于光球涡旋运动，最初的整体管被分离成复杂的多螺纹管。波的相互作用还驱动振幅增加的叠加，直到它超过局部马赫数，并产生以大约$ 50$ km s $^{-1}$的速度向上传播的激波。冲击波作为向上输送动量和能量的管道，并将局部等离子体加热超过一个数量级，峰值温度约为$60,000$ K。因此，我们提出了一个新的机制，从太阳低层大气到日冕的磁波导的产生。这种波导出现的结果，在相邻的通量管相互作用的扰动。因此，光球涡旋运动的相互作用是太阳低层大气向高层大气能量传输的一个潜在的重要机制。
2018-03-16 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
Kink instability of triangular jets in the solar atmosphere
三角形射流在反对称扭折扰动下是不稳定的。加入磁场可以使射流稳定。喷流和复杂的磁场在太阳大气中普遍存在，这表明在某些情况下存在扭结不稳定性的可能性。本文的目的是研究夹在磁性管/板之间的三角形喷流的扭结不稳定性及其与太阳大气中喷流观测特性的可能联系。通过对射流边界解析解的匹配，得到了控制扭结扰动的色散方程。对不同的射流参数和周围等离子体参数，用解析法和数值法求解了该方程。解析解是伴随着一个完全非线性MHD方程的数值模拟的太阳II型针状体的特定情况。MHD三角形射流的不稳定性取决于Alfven马赫数（流量与Alfven速度之比）和内外密度比。当喷流与周围的等离子体具有相同的密度时，只有超阿尔文流是不稳定的。然而，更密集的射流是不稳定的亚Alfvenic制度。与周围磁场成一定角度的射流比场向流动的不稳定性阈值低得多。扭结不稳定性的增长时间估计为6-15分钟的I型针状体和5-60秒的II型针状体匹配其观察到的寿命。全非线性方程的数值模拟表明，横向扭折脉冲局部破坏射流在不到一分钟的条件下的II型针状。动态扭折不稳定性可能会导致MHD流的完全崩溃，从而观察到太阳大气中针状体的消失。
2021-02-19 astro-ph.SR
Validation of the Alfvén Wave Solar atmosphere Model (AWSoM) with Observations from the Low Corona to 1 AU
我们在空间天气建模框架（SWMF）中对最新版本的阿尔文波太阳大气模型（AWSoM）进行了验证研究。要做到这一点，我们比较了模型的模拟结果与卡林顿旋转的一套全面的观测代表太阳的最低条件，从太阳日冕到日光层到地球。在低日冕（$r < 1.25$ \Rs），我们比较与EUV图像从STEREO-A/EUVI和SDO/AIA和三维（3-D）断层重建的电子温度和密度的基础上，这些相同的数据。我们还比较了模型的电子密度从SOHO/LASCO观测（$2.55 < r < 6.0$ \Rs）断层重建。在日光层，我们比较模型预测的太阳风速度与速度重建行星际闪烁（IPS）的观测。为了与地球附近的观测进行比较，我们使用OMNI数据。结果表明，改进后的AWSoM模型在定量上与内日冕和1AU的观测结果吻合较好。该模型现在再现了极地地区快速的太阳风速度。在地球附近，我们的模型与观测到的太阳风速度、质子温度和密度表现出很好的一致性。AWSoM提供了一个广泛的应用，以研究太阳日冕和更大的日光层，与当前和未来的太阳任务相一致，以及非常适合于空间天气预测。
2019-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Kelvin-Helmholtz instability and Alfvenic vortex shedding in solar eruptions
本文报道了一个类似于日冕物质抛射（CME）的小规模爆发在非磁化太阳大气中传播的三维MHD数值实验。我们发现，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）在爆发场和背景大气之间的边界层的不同但特定的位置发展，取决于速度和磁场之间的相对角度。KHI在喷发的前方和四面中的两面发展。KHI在喷发的另外两侧被抑制。我们还发现，由于该领域的三维几何形状的发展中的CME的尾流的Alfvénic涡脱落流的发展。正演模拟表明，在观测离边时，KHI在太阳爆发中的观测可探测性仅限于一个狭窄的$\approx10^{\circ}$范围，因此由于投影效应，其发生可能被低估。这些新发现可能对观测、加热和粒子加速产生重大影响，这些影响来自与所有规模的太阳爆发相关的流动驱动的不稳定性。
2019-09-12 astro-ph.SR
Anisotropic magnetohydrodynamic turbulence driven by parametric decay instability: the onset of phase mixing and Alfvén wave turbulence
我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟的参数衰减不稳定性的Alfvén波和由此产生的可压缩MHD湍流，这是可能发展的太阳风加速区。由于平均磁场的存在，非线性阶段的特征在于类似于顺磁结构和各向异性级联。通过计算相混合的时间尺度和Alfvén波湍流的演化，发现非线性阶段的早期主要是相混合，而后期主要是不平衡的Alfvén波湍流。结果表明，太阳大气中密度起伏较大的区域，如日冕底部和风加速区，主要由相位混合阿尔芬波加热，而其它区域主要由阿尔芬波湍流加热.
2018-05-25 astro-ph.SR
Non-linear damping of visco-resistive Alfven waves in solar spicules
阿尔芬波与等离子体不均匀性的相互作用产生相位混合，这可以导致阿尔芬波耗散和加热太阳等离子体。在这里，我们研究了阿尔芬波的耗散相混合由于粘度和电阻率随高度的变化。我们还考虑了非线性磁流体动力学（MHD）方程在我们的理论模型。MHD方程的非线性项包括扰动速度、磁场和密度。为了研究太阳针状体层结大气中Alfven波的衰减，我们在x-z平面上求解了非线性MHD方程。我们的模拟表明，由于粘度和电阻率梯度的阻尼增强。此外，由于MHD方程中的非线性项，能量变化也会受到影响。
2013-12-25 astro-ph.SR
Three-Minute Oscillations in Sunspot's Penumbrae and Superpenumbrae. Alfvénic or Sound?
本研究基于对三个黑子的多源观测数据，通过窄带频率滤波分析Fe i 6173 A信号，发现超半影中的3分钟视线速度振荡源于磁声波而非Alfvénic波，但磁场振荡表明光球层可能已存在Alfvénic波。
2024-09-24 astro-ph.SR
On differences between the B- and E-approaches and the implications for the Solar atmosphere
一个简单的碰撞三分量等离子体模型，包括电子，离子和中性粒子的任意碰撞频率和动态时间尺度被认为是。它表明，通常的MHD处理磁场扰动的方法可以得到其他的结果比的方法，其中所有的扰动表示通过扰动电场。对于中性粒子与离子强碰撞耦合的部分电离等离子体，得到了中性粒子对磁声波（无阻尼）和Alfvén波（弱阻尼）的修正.结果表明，阿尔文波的磁扩散率出现，只是由于纵向电流与场$E_{1z}$在角传播的扰动相对于背景磁场。该模型可适用于太阳大气和对流层的不同部分。
2014-02-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Self-consistent Simulations of Alfven Wave Driven Winds from the Sun and Stars
我们回顾我们最近的阿尔芬波驱动风的结果。首先，我们给出了从光球到行星际区域太阳风的自洽一维MHD模拟结果。在这里，我们强调阿尔芬波的反射在密度分层日冕和太阳风的重要性。我们还介绍了Fujimura & Tsuneta（2009）最近的HINODE观测，该观测可能探测到横向（Alfvenic）波的反射特征。然后，我们展示了红巨星阿尔芬波驱动风的结果。本文解释了大气性质从稳定日冕风到间歇色球风的变化，并讨论了随着恒星演化，表面重力的减小对波反射的影响。本文还讨论了MHD湍流引起的吸积盘风的异同。
2010-01-14 astro-ph.SR
Alfvén Waves in Solar Flares
本文综述了太阳耀斑中阿尔芬波的光谱观测证据、磁重联激发机制及能量输运模型，揭示其在耀斑加热和动力学中的关键作用。
2023-11-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The coronal power spectrum from MHD mode conversion above sunspots
本文利用 2.5D MHD 模拟研究黑子大气中 p 模式向上传播导致的双重模式转换，揭示重力分层的频率滤波使日冕 Alfvénic 波功率谱峰值向更高频率移动。
2025-01-06 astro-ph.SR
Conversion and Smoothing of MHD Shocks in Atmospheres with Open and Closed Magnetic Field and Neutral Points
在模拟的二维等温分层大气的高$β$基底上激发平面声主导磁流体动力学波，其中位磁场具有开场区、闭场区和中性点.它们在向阿尔文-声学均分面$a=c$的方向上激波，其中$a$和$c$分别是阿尔文速度和声速。扩展最近的1.5D研究结果，这种冲击模式转换为快速冲击和缓慢的平滑波通过$a=c$，我们探讨这些更复杂的磁几何形状的影响。据发现，1.5D的行为进行到更复杂的情况下，与快速冲击强烈吸引中性点，这是破坏生产广泛的精细结构。我们还观察到，从$a>c$到$a<c$的相反方向运动的激波也分裂成快分量和慢分量，而且慢分量也被平滑了。
2021-05-05 astro-ph.SR
Seismology of the Wounded Sun
活跃区域是太阳表面的开放性伤口。来自内部的地震振荡通过它们进入大气层，在此过程中将其性质改变为快速和慢速磁声波。然后，快波部分反射，部分模式转换为上行和下行阿尔文波。反射的快速下行阿尔文波然后通过产生它们的活跃区域重新进入内部，用大气的特征影响地面地震学。利用均匀磁场中波的数值模拟，我们计算了大气中向上的声学和Alfvénic损失作为场倾角和波方向以及时距“走时”扰动的函数，并表明它们是相关的。在1 kG的磁场中，相对于安静太阳的旅行时间扰动可以超过40秒。它的结论是，活动区地震学确实显着感染波离开和重新进入内部通过磁伤口，不同的旅行时间取决于波矢量相对于磁场的方向。这预示着一种新的定向时距地震学的出现。
2013-08-06 astro-ph.SR
Phase mixing of standing Alfven waves with shear flows in solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。在这里，我们研究了这种波的耗散由于相混合在剪切流和场的存在下，在分层的大气太阳针状体。假设初始流动沿针状体轴定向，并在x方向上线性变化，平衡磁场取二维且无发散。结果表明，剪切流场对阿尔芬驻波的阻尼有明显的促进作用。尽管阿尔芬波在太阳针状体中传播，但阿尔芬驻波在几个周期内就会消散。与扰动磁场的行为相反，随着高度的增加，扰动速度幅度确实增加。此外，还应强调的是，由于重力、剪切流和场的分层是骨针中MHD模型中应考虑的事实。
2012-09-09 astro-ph.SR
Problems in Observation and Identification of Torsional Waves in the Lower Solar Atmosphere
记录谱线宽度的周期性变化是观测扭转阿尔文波的主要方法。从理论上讲，这种方法似乎是有效的，但在应用于数据时需要注意一些问题。例如，这些观测值的振幅应该随着盘上位置的变化而变化，并且它们应该与没有强度振荡相关联。我们分析了大量的观测资料，在冕洞和光斑区的线宽周期性非热变化的谱线：Hα，He I 10830，Ca II 8542，Ba II 4554。在大多数情况下，我们在相似的频率下检测到相关的强度振荡。此外，我们没有观察到中心对肢体的依赖性。这就要求讨论该方法的实际有效性和谱线宽度的非热变化的性质的替代解释。根据我们的观测，我们认为记录线轮廓加宽是一个必要的，但不是足够的手段，明确识别扭转阿尔文波在低太阳大气。
2022-12-28 astro-ph.SR
An Extended and Fragmented Alfvén Zone in the Young Solar Wind
受理论、数值和观测证据的启发，我们探讨了太阳大气中亚阿尔文流和超阿尔文流之间的临界转变发生在一般阿尔文临界区内的碎片化和不连通的子体积中的可能性。帕克太阳探测器在\(16~R_\odot\)附近对亚阿尔夫文周期的初步观测还没有提供足够的证据来区分这种可能性与分离简单连通区域的折叠表面。随后的轨道可能会使这样的区别，但在这里，我们使用一个全球性的磁流体动力学模型的太阳风，耦合到湍流传输模型，以产生可能的实现这样一个阿尔文临界区。了解这种转变将为日冕加热、太阳风起源、太阳角动量损失以及太阳以外恒星风的相关物理过程提供理论依据。
2022-01-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Simulations of Alfven wave driving of the solar chromosphere - efficient heating and spicule launching
在我们对太阳色球层的理解中，有两个中心问题是：上层色球层是如何被加热的，以及是什么驱动了针状体。根据辐射和传导损失对所需色球加热的估计表明，低色球层的${\sim} 0.1 \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$下降到高色球层的${\sim} 10^{-3} \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$（\citet{Avrett1981}）。色球层也被针状体渗透，针状体是来自低层大气的高密度等离子体，以${\sim} 10-20 \mathrm{\:km\:s^{-1}}$的速度向上推进，称为I型针状体（\citet{Pereira2012,Zhang2012}），达到光球层上方的${\sim} 3000-5000 \mathrm{\:km}$高度。因此，更清楚地了解色球动力学、加热和针状体的形成对太阳大气科学至关重要。三十多年来，人们一直认为MHD波的光球驱动可能是加热和骨针形成的原因。本文介绍了一个高分辨率的MHD处理光球驱动的阿尔文和扭结波向上传播到一个扩展的通量管嵌入在一个模型色球大气的结果。我们发现，从阿尔文和扭结波到慢模式的有质动力耦合产生的冲击，既加热上层色球和驱动针状。这些模拟表明，太阳色球层的波驱动可以给出一个局部加热率，该加热率与观测结果相匹配，并在一个单一的相干模型中驱动与I型观测结果一致的针状体。
2016-07-13 astro-ph.SR
Quasi-periodic spicule-like cool jets driven by Alfvén pulses
我们进行了2.5维磁流体动力学（MHD）模拟，以了解由于初始横向速度脉冲类似于太阳色球中的阿尔文脉冲而形成的针状冷喷流的全面看法。我们调用多速度（$V_{z}$）脉冲之间的1.5和2.0毫米的太阳大气中，创建初始横向速度扰动。由于有质动力，这些脉冲将能量非线性地转移到场对准的扰动。这一物理过程进一步产生磁声冲击，随后在太阳大气中产生准周期等离子体运动。磁场定向的磁声激波向上运动，使色球等离子体准周期性地上升和下降，形成薄而冷的针状喷流进入上覆日冕。初始施加的横向速度脉冲的幅度取在50-90 km $s^{-1}$的范围内。这些脉冲被发现是强大到足以产生针状射流。我们分析了这些针状喷流的演化、运动学和能量学。我们发现，在定域日冕中，输送的质量通量和动能密度是相当大的。这些质量运动在过渡区上方产生$\it in$ $situ$准周期振荡，其尺度为$\simeq$ 4.0 min。
2022-02-01 astro-ph.SR
MHD waves in homogeneous and continuously stratified atmospheres
本文系统梳理线性理想MHD波理论并推广至重力分层大气，重点分析波模转换、精确解及WKBJ和射线方法，并讨论其对太阳大气加热的意义。
2024-08-02 astro-ph.SR physics.space-ph
On the generation of solar spicules and Alfvénic waves
在较低的太阳大气层中，色球层被称为针状体的喷流所渗透，其中等离子体以每秒50至150公里的速度被推进日冕。针状体的起源知之甚少，尽管它们预计在加热百万度日冕中发挥作用，并与有助于驱动太阳风的阿尔夫维尼波有关。我们比较磁流体动力学模拟的针状体从接口区域成像光谱仪和瑞典1米太阳望远镜的观测。针状体被证明发生时，磁张力被放大，并通过离子和中性或双极扩散之间的相互作用向上运输。张力被冲动地释放，以驱动流动，加热等离子体（通过双极扩散），并产生Alfvénic波。
2017-10-20 astro-ph.SR
Three-dimensional numerical simulations of fast-to-Alfven conversion in sunspots
通过三维数值模拟研究了实际太阳黑子大气中快波向Alfven模的转换。在模型的高β区激发了向上传播的快声波。从速度和磁场在其特征方向上的投影，以及波能量和通量的计算，分析了转换层产生的新波模。分析表明，最大效率的转换到慢模式获得的倾角为25度和低方位角，而阿尔芬波转换峰值在高倾角和方位角之间的50和120度。向下传播的阿尔芬波出现在太阳黑子的区域，其中磁场的方向与波传播的方向相反，因为在这些位置，阿尔芬波与由于阿尔芬速度梯度而被反射的下行快磁波更好地耦合。模拟结果表明，色球层的阿尔芬能量与慢模的声能相当，在高倾斜磁场下甚至更高。
2012-08-28 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Torsional Alfvén Waves in Axisymmetric Solar Magnetic Flux Tubes
我们数值研究了阿尔文波沿轴对称和非等温太阳通量管嵌入太阳大气中传播。管磁场是无电流的，并且随高度发散，并且波由沿着管磁场线的周期性驱动器激发。主要结果是，两个波变量，速度和磁场扰动的方位角方向，表现不同的结果沿管的物理参数的梯度。为了解释这些差异的波的行为，时间演化的波变量和由此产生的截止周期为每个波变量的计算，并用于确定在太阳色球层中的区域，强烈的波反射可能发生。
2017-01-17 astro-ph.SR
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 astro-ph.SR
3D simulations of realistic power halos in magneto-hydrostatic sunspot atmospheres: linking theory and observation
观测良好的声晕是相对于安静太阳值的时间平均多普勒速度和强度功率的增强，这对于太阳黑子和活动区的半影周围的弱和高度倾斜的场是突出的。我们进行三维线性波建模与现实的分布式声源在MHS太阳黑子大气中，并比较由此产生的模拟增强与多高度SDO观测的现象。我们发现，模拟晕是在良好的定性与观测。我们还提供了进一步的证据，负责晕的基本过程是折射和返回的快磁波已经历了模式转换的关键$a=c$大气层。此外，我们还发现了强有力的证据表明，快速阿尔文模式转换在晕的结构中起着重要的作用，以场向阿尔文波的形式从光球和色球高度带走能量。这种转换过程可以解释在较高频率（$> 8 $ mHz）下观察到的“双环”晕结构。
2015-12-04 astro-ph.SR
Testing the Alfvén-wave model of the solar wind with interplanetary scintillation
了解太阳风加速的机制在天体物理学和地球物理学中具有重要意义。一个有希望的太阳风加速模型被称为波/湍流驱动（WTD）模型，其中阿尔文波向太阳风提供能量。在这项研究中，我们测试了WTD模型与全球测量的风速行星际闪烁（IPS）的观测。对于卡林顿旋转的最小和最大活动阶段，我们选择了场线计算的位场源面法在高纬度和中纬度地区，并比较了模拟和观测的风速。通过求解从光球层到太阳风的磁流体动力学方程，以自洽的方式进行了模拟。在高纬度地区，模拟的太阳风速度符合IPS观测比经典的Wang-Sheeley经验估计，无论是在最大和最小活动阶段。在中纬度地区，该协议可能是因为WTD模型和/或磁场外推的不准确性。我们的结果表明，高纬度太阳风很可能是由波浪和湍流驱动的，基于物理的预测太阳风的速度是非常可行的改进的磁场外推。
2022-02-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Connecting the Sun and the Solar Wind: The Self-consistent Transition of Heating Mechanisms
我们进行了2.5维磁流体动力学模拟，解决了阿尔芬波在太阳大气中的传播和耗散。阿尔夫文波动被引入到从光球层到太阳风加速区上方的超大模拟箱的底部边界上。我们的模型是从头算的，在初始假设没有日冕和风的情况下，数值实验揭示了准定常解的存在，即从冷大气到热大气的转变和高速风的出现。由此得到的热气流解的全球结构与从观测中推断的日冕和太阳风结构相当一致。本研究的目的是补充Matsumoto & Suzuki（2012）的论文，并描述更详细的结果和分析方法。这些结果包括过渡区的动力学和更精确地测量大气中的加热速率。特别是加热率的空间分布有助于我们在数值模拟中解释实际的加热机制，我们的加热率估算方法是一个很好的测量Alfven波和低β快波耗散的方法。
2014-02-21 astro-ph.SR
Dislocations in magnetohydrodynamic waves in a stellar atmosphere
我们描述了分层恒星大气中磁流体动力学波中波前位错的存在。标量位错，如边缘和漩涡，可以出现在阿尔文波，以及在一般的磁声波。我们在太阳色球层黑子的磁流体动力学波观测中发现了这些位错。通过对所观测到的位错电荷的测量，我们首次估计了太阳黑子中沿磁场传播的波的模式贡献。
2013-08-01 astro-ph.SR
On the role of transition region on the Alfven wave phase mixing in solar spicules
阿尔文波被认为在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。本文研究了在太阳针状体层结大气中存在定常流和剪切磁场时，由于相位混合引起的阿尔芬驻波的耗散。还考虑了色球层和日冕之间的过渡区。假设初始流动沿针状体轴向，平衡磁场取二维无发散。它是确定的，在传播阿尔芬波相反，阿尔芬驻波消散在时间，而不是在空间中。密度梯度和剪切磁场可由于相混合而增强阻尼。从我们的数值计算推导出的阻尼时间与骨针寿命很好地吻合。由于针状体是短暂的生命和瞬态结构，需要这样一个快速的耗散机制来将它们的能量输送到日冕。
2013-04-28 astro-ph.SR
Winds from Luminous Late-Type Stars: II. Broadband Frequency Distribution of Alfvén Waves
我们提出了一个完全非线性的，时间相关的2.5维磁流体动力学（MHD）程序的数值模拟的风从演化的巨星。这项研究扩展了我们以前的完全非线性MHD风模拟，包括一个宽带频谱的阿尔文波驱动风从红巨星。我们计算了四个覆盖整个阿尔文波频谱范围的阿尔文风模型，以表征自由传播和反射的阿尔文波在晚型巨星引力层结大气中的作用。我们的模拟表明，不同于线性阿尔文波驱动的风模型，基于宽带非线性阿尔文波的等离子体加速的恒星风模型，可以一致地再现广泛的观测到的风的径向速度分布，它们的终极速度和观测到的质量损失率。计算出的质量损失率与经验确定的质量损失率的比较表明，从进化的巨人的恒星风的各向异性和时间依赖性。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of torsional Alfven waves in coronal heating
在日冕加热的背景下，在太阳大气中存在的MHD波的动物园中，阿尔芬波受到特别的关注。事实上，这些波构成了一个有吸引力的加热剂，因为它们能够携带足够的能量来加热和维持日冕。然而，由于其不可压缩的性质，这些波需要一种机制，如模式转换（导致冲击加热），相位混合，共振吸收或湍流级联，以加热等离子体。利用偏振、光谱和成像仪器进行的新观测，如日本卫星Hinode或SST或CoMP上的观测，为日冕中存在高能阿尔芬波提供了强有力的证据。为了评估阿尔芬波在日冕加热中的作用，在这项工作中，我们模拟了一个磁通量管受到阿尔芬波加热通过模式转换机制。使用一个1.5维的MHD代码，我们进行了一个参数调查不同的磁通量管的几何形状（长度和膨胀），光球磁场，光球速度振幅和波的性质（单色或白噪声频谱）。结果表明，与光球波振幅和磁场无关，只有长（> 80 μ m）和厚（光球与日冕面积比> 500）的环才能产生和维持日冕。在光球速度振幅的临界值（通常为几公里/秒）以上，日冕不再能维持很长一段时间，并由于波的大动量而崩溃。这些结果建立了几个约束阿尔芬波加热作为日冕加热机制，特别是活动区环。
2009-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 astro-ph.SR
Recent Observations of Plasma and Alfvenic Wave Energy Injection at the Base of the Fast Solar Wind
我们采取股票最近的观察，确定情节等离子体加热和注入的Alfvenic能量的基础上快速太阳风（在冕洞）。等离子体加热与色球针状体的出现有关，这些针状体以100 km/s的速度离开太阳低层大气，较热的日冕针状体发出根部加热的辐射特征，迅速达到1 MK的温度。此外，相同的针状体和它们的日冕对应物（“日冕扰动”; PCD）表现出大振幅、高速度、阿尔文（横向）运动，其能量足以将物质加速到高速。我们建议，这些（脱节的）加热和加速组件形成一个一个两冲供应，然后加速，快速太阳风。我们认为这个概念上的一些成分的限制，延长的前提下，缓慢的太阳风，并确定未来的探索途径。
2012-05-16 astro-ph.SR
Red Giant Winds Driven by Alfvén Waves with Magnetic Diffusion
本研究通过非理想MHD模拟探究红巨星阿尔文波驱动风机制，发现双极扩散会降低质量损失率，风参数与磁场强度、金属丰度正相关，且模拟结果与大角星、毕宿五的观测值吻合。
2025-05-19 astro-ph.SR
