Vortices, shocks, and heating in the solar photosphere: effect of a magnetic field
目的：研究太阳上层光球非磁区和磁区在流动和热结构上的差异。研究方法：辐射MHD模拟代表一个安静的区域和一个plage区域，分别延伸到周围的温度最低层，进行了分析。结果如下：两个模拟的光球上层的流动结构有很大的不同：非磁性模拟主要是由移动激波阵面的模式，而磁性模拟显示垂直延伸的漩涡与磁通量浓度。这两种结构都会引起大量的局部加热。由此产生的平均温度分布的特点是由一个陡峭的上升以上的温度最低值，由于在非磁性的情况下，由一个平坦的光球温度梯度，主要是由欧姆耗散的磁性运行。结论：平静太阳中的激波和强磁化区域中的涡旋代表了温度最低点周围层中的主要流动结构。它们与提供局部加热的耗散过程密切相关。
2012-03-26 astro-ph.SR
A Combined Study of Photospheric Magnetic and Current Helicities and Subsurface Kinetic Helicities of Solar Active Regions during 2006-2013
我们比较了平均光球电流螺旋度$H_c$，光球扭曲参数$α$（一个众所周知的代理完整的相对磁螺旋度），和地下动力螺旋度$H_k$ 194个活动区域之间观察2006 - 2013。我们使用2440个Hinode光球矢量磁图，以及从GONG（2006 - 2012）和HMI（2010 - 2013）多普勒图中获得的相应地下流体速度数据。我们发现一个显着的半球偏见在所有三个参数。次表层动力螺旋度在南半球优先为正，在北半球优先为负。光球电流螺旋度和$α$参数对强场（$|B|>1000$ G）有相同的偏置，对弱场（100 G $<|B|<500$ G）没有明显的偏置。我们没有发现显着的区域之间的地下动力学螺旋度和强场电流螺旋度或$α$的区域相关性。给定旋向的地下流体运动对应于两个符号的光球螺旋度，其数量大致相等。然而，所有区域这些数量的年平均值出现了共同的变化。此外，在一个子集的77个地区，我们发现显着的时间配置文件的地下和光球螺旋度之间的相关性。在这些情况下，线性相关系数的符号与螺旋度之间的符号关系相匹配，表明光球磁场扭曲对地表以下的扭曲运动是敏感的。
2014-09-18 astro-ph.SR
Photospheric Kelvin--Helmholtz Vortices as Possible Drivers of Coronal Heating: Implications of the DKIST Observations
Embry-Riddle Aeronautical University（埃默里-里德航空大学）；Center for Space and Atmospheric Research, Embry-Riddle Aeronautical University（埃默里-里德航空大学空间与大气研究中心）
研究以DKIST观测的光球层KH涡旋为对象，估算其作为跨尺度等离子体加热驱动源的可能性，推导相关能量、磁场及加热数据，提出需检验向上传输的结论。
2026-08-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Evidence of small-scale magnetic concentrations dragged by vortex motion of solar photospheric plasma
在对太阳光球的高分辨率观测中，通过跟踪亮点测量了涡旋型运动。这些小尺度的运动被认为是决定性的演变的磁足点和它们与等离子体的相互作用，因此可能发挥作用，加热太阳上层大气的扭曲磁通量管。我们报告的观测磁浓度被拖向中心的对流涡旋运动在太阳光球从高分辨率地面和星载数据。我们通过分析不同太阳大气层的一系列图像来描述这一事件。通过计算水平自行，我们检测到一个漩涡，其中心似乎是排水点的磁图中检测到的磁浓度和G-波段和CN图像中看到的亮点的位置相关。
2010-04-07 astro-ph.SR
Supergranular turbulence in a quiet Sun: Lagrangian coherent structures
平静的太阳展现出丰富的磁场活动，这是我们理解太阳和天体物理磁性的基础。观测到宁静太阳中的磁场是相干演化的，它们在水平光球流的平流作用下相互作用形成独特的结构。本文研究了宁静太阳超颗粒区光球流的相干结构。利用由Hinode强度图得到的水平速度场，通过检测双曲和椭圆拉格朗日相干结构（LCS）来研究超颗粒湍流。通过计算前向/后向有限时间李雅普诺夫指数（FTLE）得到排斥/吸引LCS。超颗粒细胞的拉格朗日中心由前向FTLE的局部最大值给出;超颗粒细胞的拉格朗日边界由后向FTLE的脊给出。通过计算拉格朗日平均涡量偏差来发现目标速度涡，并通过应用由位移矢量给出的准则来过滤假涡。相邻的超颗粒细胞的拉格朗日中心相互连接的脊排斥LCS，这提供了运输障碍，允许形成的漩涡和浓度的强磁场的山谷排斥LCS。排斥LCS也揭示了最可能的磁重联的网站。我们发现，吸引LCS的脊暴露的位置的光球流的汇在超颗粒结，这是形成的KG磁通量管和持续的涡旋的优先网站。
2019-04-17 astro-ph.SR
The photospheric energy and helicity budgets of the flux-injection hypothesis
驱动日冕物质抛射（CME）的通量注入假说需要大量的磁能和螺旋度通量通过光球的传输伴随着爆发。在磁流体力学近似下，这些通量是由扭曲的磁场和/或光球中的通量出现产生的。2000年9月12日观测到的日冕物质抛射轨迹，用通量绳模型拟合，约束了能量和螺旋度预算，以检验通量注入假说。最佳的速度配置文件的几个驱动方案估计通过最小化光球等离子体速度的圆柱对称的磁通量绳磁场的磁通量预算所需的磁通量绳模型。理想的通量注入，只涉及通量出现，需要在6 × 10^8 km^2的面积上，有超过太阳逃逸速度617 km/s的高超音速上升流，才能满足通量绳模型的能量和螺旋度预算。这些估计进行了比较，磁场和多普勒测量从太阳日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪在2000年9月12日在CME的脚点。观测到的多普勒信号不足以解释通量注入假设所需的能量和螺旋度预算。
2010-03-31 astro-ph.SR
Persistent magnetic vortex flow at a supergranular vertex
光球涡旋流被认为在磁场演化中起着关键作用。最近的研究表明，这些涡旋运动是普遍存在于太阳表面对流和发生在广泛的时间和空间尺度。然而，它们与磁场的相互作用的特征很差。本文研究了持续光球涡旋流与超粒顶点网络磁元演化的关系。我们使用长时间序列的连续强度图像与Hinode和当地相关跟踪方法获得的水平光球流。超颗粒细胞被检测为大规模的发散结构的流动图。在它们的顶点处，并且与网络磁性元件同空间，速度流会聚在中心点上。在整个24小时的时间序列中，观察到这些收敛流之一的旋涡。它由三个连续的漩涡组成，几乎出现在同一位置。在其核心，还检测到网络磁性元件。它的演化与涡旋的演化密切相关。磁场特征在被涡旋捕获时被集中和抽空，在涡旋消失后被削弱和破碎。这种演化行为支持了前面提出的观点，即当一个小的通量管被涡流包围时，它会变得稳定。
2017-12-05 astro-ph.SR
Magnetic thread twisting in a simulated solar atmosphere
上下文等离子体流入伴随着太阳大气中的各种过程，如日冕环的加热和双折射的形成。目标。我们模拟了一个分层的太阳大气，其中模拟的日珥线程的经验，通过等离子体流入模拟形成过程中的密度积累。我们的目标是研究这样一个系统的相互作用与扭转扰动，以及可能的后果。方法.将线性化的运动方程和感应方程结合起来，分析光球足点处随机驱动的扭转扰动的空间和时间演化。结果我们的研究结果表明，磁性线程将经历扭曲放大。不同的源和汇的能量和相应的放大机制被确定。达到色球高度的螺纹最容易受到磁扭曲的影响，最大扭曲发生在它们的脚点附近。放大扭曲与沿模拟螺纹的驻波行为相关联。结论.我们的工作表明，扭转扰动可能在日珥螺纹内被放大，在足点处形成强烈的磁扭曲。背景磁场中的小长度尺度有利于放大过程。另一方面，背景密度中的小长度尺度抑制生长。可能的后果的放大扭曲，包括他们的作用，在支持致密的等离子体内的突出结构进行了讨论。
2022-08-04 astro-ph.SR
The origin of net electric currents in solar active regions
在太阳物理学中有一个反复出现的问题，即电流是否在活动区（AR）中被中和。这个问题最近重新使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）数值模拟的磁通量出现到太阳大气中。这种模拟表明，磁通出现可以在AR中产生大量的净电流。AR流的另一个来源是光球水平流。我们的目的是确定第二种机制下净电流与中和电流的发生条件。利用三维磁流体力学模拟，我们系统地施加线绑，准静态，光球扭曲和剪切运动的双极位磁场。我们发现，这种流动：（1）产生{ \it直流}和{ \it回流}电流，（2）在载流场附近的环境场中感应出非常弱的压缩电流（在2.5 D中未观察到），以及（3）可以产生具有净电流的无力磁场。我们证明，中和电流一般只产生在没有磁剪切的光球极性反转线-一个特殊的条件下很少观察到的。我们的结论是，随着磁通量的出现，光球流可以在太阳大气中建立净电流，与最近的观测结果一致。因此，这些结果提供了支持喷发模型的基础上，喷发前磁场拥有净冠电流。
2015-07-17 astro-ph.SR
Collective Vortex Dynamics: From Isolated Vortices to their Communities
The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本文提出通过涡旋相互作用研究集体涡旋动力学，揭示涡旋社区的周期性行为及动态影响，为理解太阳活动提供新视角。
2026-03-04 astro-ph.SR
Solar Vortex Tubes: Vortex Dynamics in the Solar Atmosphere
在这项工作中，一个国家的最先进的涡流检测方法，瞬时涡度偏差，应用于定位三维涡管边界的数值模拟太阳光球磁对流的MURaM代码进行。我们检测到的三维旋涡沿晶间区域分布，并显示从光球层延伸到低色球层的锥形。基于定义明确的涡流中心和边界，我们能够确定平均径向轮廓，从而研究不同高度水平涡流的动态特性。太阳涡管呈现出不均匀的角旋转速度，并且在所有高度水平上，涡内都存在涡粘性效应，当等离子体向中心移动时，涡粘性效应会减慢等离子体的速度。涡流影响磁场，因为它们有助于增强下沉点处的磁场，并且反过来，磁场最终在涡流动力学中发挥重要作用。发现磁场对涡度的演化起着特别重要的作用。另一方面，它示出，在一般情况下，运动学涡旋不引起磁涡旋，除非它们的切向速度在不同的高度水平是足够高的，以克服磁张力。
2020-07-08 astro-ph.SR
New approach for analysing dynamical processes on the surface of photospheric vortex tubes
大多数关于多尺度涡旋运动的研究采用二维几何学，使用各种观测和数值资料。这种方法限制了对涡旋动力学物理过程本质的理解。在这里，我们开发了一种新的方法来从涡流管的边界面提取重要信息。利用三维高分辨率磁对流MURaM数值资料分析了光球粒间速度涡。基于流体元素的平流，采用拉格朗日平均涡度偏差（LAVD）技术确定涡结构的中心及其边界面。这些表面被映射到一个构造的包络网格，允许研究的关键等离子体参数的空间和时间的函数。有助于理解等离子体动力学的参数，例如洛伦兹力、压力、等离子体- $β$也被确定。我们的研究结果表明，虽然密度和压力具有相当全球性的行为，但其他物理量会发生局部变化，其大小和方向在空间和时间中发生变化。在表面处，水平方向上的混合效率不高，导致出现具有较高/较低温度的局部区域。此外，分析的MHD坡印廷通量证实，大部分的能量是在水平方向上。我们的研究结果还表明，压力和磁力，驱动等离子体的动态涡旋表面是不平衡的，因此，旋涡不旋转作为一个刚体。
2022-02-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Filament Channel Formation Via Magnetic Helicity Condensation
太阳大气的一个主要的无法解释的特征是磁剪切的积累，在灯丝通道的形式，在光球极性反转线（PIL）。除了自由能，这个剪切也代表了磁螺旋度，它在重联下是守恒的。在本文中，我们解决的问题，细丝通道的形成，并显示他们如何获得他们的剪切和磁螺旋。使用自适应精化磁流体动力学求解器（ARMS）的三维模拟的结果，支持由\citet{Antiochos13}开发的磁螺旋度凝聚的细丝通道形成的模型。本文研究了一个以PIL为边界的含有冕洞（CH）的准势流系统的超颗粒扭曲。由小尺度光球运动注入的磁螺旋度被证明是逆级联的，直到定义闭合通量系统的最大允许尺度：PIL和CH。该过程产生剪切和平滑的场线，并在相反的意义上剪切在PIL和CH。累积螺旋度和剪切通量被证明是在良好的定量协议与螺旋度冷凝模型。我们提出了一个详细的模拟分析，包括我们的分析和数值结果的比较，并讨论其影响的意见。
2014-11-19 astro-ph.SR
Non-magnetic photospheric bright points in 3D simulations of the solar atmosphere
上下文太阳光球层中的小尺度明亮特征，如光斑或G波段亮点，与小尺度磁通量集中有关。目标。在这里，我们报告一类新的光球亮点，是免费的磁场。到目前为止，这些仅在数值模拟中可见。我们探索的观测检测所需的条件。方法.对太阳近表层进行了辐射（磁）流体动力学数值模拟。无磁场的模拟显示了微小的亮点，让人想起磁性亮点，只是更小。一个简单的玩具模型，这些非磁性亮点（nMBPs）的建立，作为一个基础的算法，其自动检测的发展。提取357个检测到的nMBPs的基本物理性质并进行统计学评价。我们制作了模拟各种太阳望远镜观测的合成强度图，以获得关于其可探测性的提示。结果模拟的nMBPs显示相对于其颗粒间环境的平均测辐射热强度对比度约为20%，尺寸为60-80 km，光学深度单位的等值面位于其位置处，凹陷80-100 km。它们是由旋转的下沉气流造成的，下沉气流通过向心力提供必要的压力梯度，形成从次表层进入光球层的质量密度降低的漏斗。类似地，经常出现的漏斗并没有到达光球层，也不会产生亮点。结论.非磁性亮点是光球层中垂直延伸的涡旋（涡管）的可观测表现。4米级望远镜的分辨能力，如DKIST，是需要一个明确的检测它们。
2016-12-13 astro-ph.SR
Solar vortex detection methods in MHD simulations: impact of magnetic field and spatial resolution
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Institute of Chemical Kinetics and Combustion SB RAS（俄罗斯科学院西伯利亚分院化学动力学与燃烧研究所）
本研究通过分析不同磁场配置和空间分辨率下的三维太阳大气模拟，使用涡旋强度法和SWIRL代码检测涡旋，发现磁场和分辨率显著影响涡旋的覆盖面积、数量、大小及温度分布，且检测方法对统计结果有影响。
2026-06-01 astro-ph.SR
Connectivity between the solar photosphere and chromosphere in a vortical structure. Observations of multi-phase, small-scale magnetic field amplification
本研究针对太阳小尺度涡旋与磁场演化的关联问题，结合观测与模拟，全面分析了与米粒间涡旋流作用的小尺度磁通量区时间演化及相关色球动力学特征。
2024-09-09 astro-ph.SR
Solar Vortices: Catalysts of Magnetoacoustic Wave Dissipation and Atmospheric Heating
Department of Physics, Indian Institute of Technology Delhi（印度德里理工学院物理系）
本文通过高分辨率三维辐射MHD模拟研究了日冕中慢磁声波的传播与耗散，发现日冕涡流对波动力学和加热有显著影响，揭示了涡流与慢磁声波在日冕能量传输中的耦合作用。
2026-06-06 astro-ph.SR
Initiation of Coronal Mass Ejections by Sunspot Rotation
我们研究了2006年7月6日发生在活动区NOAA 10898的暗条喷发、双带耀斑和日冕物质抛射（CME）。暗条位于一个强大的太阳黑子的南部，这个黑子主宰着这个区域。在导致爆发的演变过程中，以及在爆发后的一段时间内，观测到太阳黑子逆时针旋转了大约30度。我们认为，旋转触发了逐步扩大的磁场以上的灯丝爆发。为了测试这种情况下，我们研究扭曲的初始势场覆盖预先存在的磁通绳的效果，使用三维零$β$ MHD模拟。我们首先考虑一个相对简单和对称的系统，然后研究一个更复杂和不对称的磁位形，其光球通量分布和日冕结构由观测和位场外推指导。在这两种情况下，我们发现，扭曲导致的覆盖场的扩展。由于磁张力逐渐减小，磁绳准静态地适应变化的环境场，缓慢上升。一旦张力充分减小，就会出现明显的第二个演化阶段，其中磁通绳进入以强加速度为特征的不稳定状态。因此，我们的模拟提出了一个新的机制，在旋转的太阳黑子附近的喷发触发。
2014-01-13 astro-ph.SR
The Evershed Effect with SOT/Hinode
日出号上的太阳光学望远镜揭示了埃弗谢德流的精细结构及其与太阳黑子半影的对流结构的关系。埃弗谢德流被限制在狭窄的通道与近水平的磁场，嵌入在半影大气的深层。这是一种流速接近光球声速的动力学现象。单独的流动通道与内端处的热气体的微小上升流（源）和外端处的下降流（汇）相关联。SOT/Hinode还发现了半影细丝的“扭曲”运动，这可能归因于Evershed气流的对流性质。Evershed效应可以理解为在强倾斜磁场下热对流的自然结果。目前的半影模型进行了讨论，在这些新的日出观测的光。
2009-03-15 astro-ph.SR
Vortex Dynamics in Various Solar Magnetic Field Configurations
本研究利用MURaM代码的三维模拟，探究三类太阳磁区的涡旋动力学，发现弱谱斑最易形成色球涡旋，强谱斑区因涡旋相互作用存在能量级联，揭示了不同磁场区域涡旋的传播与耗散差异。
2024-08-15 astro-ph.SR
A multi-diagnostic spectral analysis of penumbral microjets
半影微喷流（PMJ）是在太阳黑子半影中发现的短暂的喷流状物体。它们首先在色球谱线中被发现，后来也被证明在过渡区（TR）谱线中显示出信号。它们的起源和演化方式尚未确定。我们进行了全面的分析PMJ通过使用光谱诊断，跨度从光球TR温度，以约束PMJ属性。我们采用了高空间分辨率的瑞典1米太阳望远镜对Ca II 8542埃和H-α线的观测，IRIS狭缝颚图像，以及IRIS对Mg II h & k线、Mg II 2798.75埃和2798.82埃三重态混合线、C II 1334埃和1335埃线的光谱观测，以及Si IV 1394埃和1403埃线。我们从这些光谱诊断中得到了广泛的范围，并研究了与PMJ相关的其他次级现象。我们发现PMJ在我们研究的所有谱线中表现出不同程度的信号。我们发现低或可忽略的多普勒速度和速度梯度在我们的诊断和所有层的太阳大气与这些相关。H-α和Ca II 8542埃的内翼中的深色特征意味着PMJ沿着预先存在的原纤维结构形成。我们发现的证据，上层光球加热PMJ的一个子集，通过在机翼上的Mg II三线发射。几乎没有证据表明PMJ中普遍存在扭转运动。不同谱线PMJ增亮的起始时间无明显差异。PMJ最有可能只表现出非常温和的质量运动，与早期的建议相反。我们认为PMJ形成于光球层或色球层的上部，在预先存在的纤维结构中。
2020-05-07 astro-ph.SR
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
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
Solar Vortices as Conduits for Magnetoacoustic Waves: Multi-Layer Coupling and Their Role in Atmospheric Heating
University of Sheffield（谢菲尔德大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本研究首次通过直接观测证实太阳涡旋可作为磁声波的结构化波导，发现磁声波在低层色球能量输运中占主导，挑战了涡旋主要支撑阿尔文波的传统认知，重新定义了涡旋在磁化等离子体中的作用。
2026-10-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Vortex Detection With Velocity Field Normalisation: Eliminating False Positives
The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
通过速度场归一化方法提高太阳光球层涡旋检测的准确性，减少假阳性，提升物理真实性和分析效果。
2025-12-21 astro-ph.SR
Observing solar vortices with existing and future instrumentation. Solar Physics International Network for Swirls (SPINS) white paper (Helio)
University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）；National Observatory of Athens, Greece（希腊雅典国家天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Germany（德国波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
英国太阳物理界通过开发下一代空间仪器，利用现有和未来设备观测太阳漩涡，以研究其生成机制和对日风的影响。
2026-02-10 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Initiation and Eruption Process of Magnetic Flux Rope from Solar Active Region NOAA 11719 to Earth Directed-CME
利用太阳动力学观测站的日冕极紫外观测资料和光球磁场观测资料，对NOAA 11719太阳活动区的一次喷发事件进行了研究。AR由一个起源于主黑子的暗条通道组成，其南段与AIA通带中观察到的反S S形系统有关。我们把S形管看作是磁绳的主体。同时，还存在一个穿过该FR的扭曲通量束，其上覆通量束的形状变化类似于扭结-上升演化，与FR的上升运动相对应。表明在FR下面的薄电流片中的重连。在北极和南极评估的AR的净磁通量显示出减少而这些通量中的净电流呈现增加的趋势。由于负（正）磁通具有主导的正（负）电流，AR磁通系统的手征可能是负的（左手），与反S形FR的手征一致。对AR源磁场的分析表明，抵消磁通是FR系统单调扭曲达到临界状态触发扭结不稳定性和上升运动的主要因素。这种上升运动可能导致环面不稳定的发生，从而导致地球定向CME，而上升FR下方的变薄电流片的逐渐重联则导致M6.5耀斑。
2014-10-08 astro-ph.SR
A solar eruption driven by rapid sunspot rotation
我们提出了一个主要的太阳爆发，是与快速太阳黑子旋转的观察。该事件包括S形灯丝喷发，日冕物质抛射和来自NOAA活动区11283的GOES X2.1耀斑。暗条和一些覆盖在上面的拱廊部分地扎根于太阳黑子。在爆发前的6小时内，太阳黑子以每小时10 $\sim$的速度旋转。在此期间，暗条随着黑子的自转而逐渐上升。在HMI观测的基础上，我们发现在暗条下沿极性反转线的区域，爆发前光球水平场（$B_h$）的平均强度和矢量磁场与当地径向（或垂直方向）的平均倾角都逐渐减小。这些观测结果与火山喷发前与岩浆有关的磁结构的逐渐上升是一致的。此外，根据日冕磁场的非线性无力场重建，发现在太阳黑子自转期间，日冕中存在一条与暗条平行的喷发前磁通量绳状结构，并向日冕输送了大量的磁能。我们的研究提供的证据表明，在这次事件中，太阳黑子的旋转在扭转，激发和不稳定的日冕磁流-通量绳系统中起着重要的作用，并导致爆发。我们还建议，事件前的演变$B_h$可以用来识别喷发的驱动机制。
2014-02-25 astro-ph.SR
Stirring the Base of the Solar Wind: On Heat Transfer and Vortex Formation
目前的太阳风模型必须近似（或忽略）太阳大气中的小尺度动力学，然而这些动力学在塑造新兴的波湍流光谱和最终加热/加速日冕等离子体方面可能很重要。Bifrost代码生成了太阳大气的真实模拟，有助于分析目前处于或超过现代太阳望远镜极限的空间和时间尺度。在这项研究中，彩虹模拟被配置为代表太阳大气中的日冕洞区域，从快速太阳风出现。模拟从上层对流区（光球层以下2.5微米）延伸到低日冕（光球层以上14.5微米），水平范围为24微米× 24微米。光球层流动对日冕磁场的扭曲，有效地将能量注入低日冕。在低日冕直径为1 - 5微米的扭曲磁结构中，通常可以观察到高达$^{-2}$ kWm的坡印廷通量。扭转阿尔文波沿着这些结构传播，随后将逃逸到太阳风中。然而，这些波从上边界条件的反射使得很难明确量化新兴的阿尔文波能通量。这项研究代表了量化的条件下，在基地的太阳风使用彩虹模拟的第一步。结果表明，日冕磁场容易被光球流编织和扭曲。温度和密度的差异形成活跃的搅拌运动和那些没有的区域之间。对流中更强的类似水池的流动，与磁集中同时发生，通过磁漏斗网络向上发射扭转阿尔文波，预计这将增强太阳风中磁之字形的湍流生成。
2022-07-06 astro-ph.SR physics.space-ph
A Nanoflare Distribution Generated by Repeated Relaxations Triggered by Kink Instability
背景：人们认为，大量的纳米耀斑可能是日冕具有数百万度温度的原因。目前的观测技术缺乏证实纳米耀斑假设的分辨率。另一种方法是建立一个磁流体日冕环模型，有能力预测纳米耀斑的能量分布。目的：本文介绍了这样一个模型产生的初步结果。它预测加热事件的大小范围，这取决于线性扭结模式的不稳定性阈值所遇到的。其目的是计算事件的能量分布，并调查是否可以预测扭结不稳定性从一个单一的参数。方法：将环表示为一个直线连接的圆柱体。光球随机运动引起的扭曲由两个参数捕获，代表环的特定区域的电流密度与场强之比。耗散的环路的磁能开始在非线性阶段的不稳定性，这是发展的结果，电流片重联。在耀斑之后，环演化到最低能量的状态，其中，根据弛豫理论，电流与场的比率在整个环中是恒定的，并且螺旋度是守恒的。结果：结果表明，不稳定性不能预测任何简单的扭转衍生属性达到临界值。应用该模型，使循环经历反复发作的不稳定性，然后能量释放放松。因此，所产生的纳米片的能量分布被整理。结论：最终的能量分布具有两个遵循不同幂律的纳米耀斑种群。高能量粒子数的幂律指数对于日冕加热来说是绰绰有余的。
2010-09-17 astro-ph.SR
Comprehensive Synthesis of Magnetic Tornado: Co-spatial Incidence of Chromospheric Swirls and EUV Brightening
本文通过辐射磁流体力学模拟合成磁龙卷风的色球与日冕辐射，发现其日冕响应表现为宽度约2 Mm的极紫外增亮，位于色球涡旋上方，可为太阳“篝火”等小尺度增亮提供新解释。
2024-07-02 astro-ph.SR
The Alfvénic nature of chromospheric swirls
本文利用辐射磁流体动力学程序CO $5$ BOLD对平静太阳大气进行了数值模拟，研究了小尺度色球涡旋的演化和起源。我们感兴趣的是发现它们与磁场扰动的关系以及驱动它们演化的过程。在分析中，应用了旋涡强度准则及其演化方程，以识别旋涡运动并研究其动力学。我们引入了一个新的标准，磁涡旋强度，它使我们能够识别扭转扰动的磁场。我们发现一个很强的相关性之间的旋流强度和磁旋流强度，特别是在强烈的磁通量的浓度，这表明之间的紧密关系的涡旋运动和扭转磁场扰动。此外，我们发现，漩涡向上传播的局部阿尔文速度作为单向漩涡，在脉冲的形式，单独由磁张力驱动。在光球层和低色球层中，等离子体的旋转与向上的磁场中的扭曲共同发生，该扭曲与等离子体流的方向相反。总之，这些都是扭转阿尔文波的特征。我们还发现的不平衡之间的流体动力学和磁流体动力学斜压效应的漩涡的起源的迹象。在色球层的底部，我们发现一个净向上指向坡印廷通量，这主要是与大型和复杂的漩涡结构，我们解释为各种小尺度涡的叠加。我们的结论是，在模拟中观察到的无处不在的漩涡事件是密切相关的扰动的磁场。在光球层和色球层，它们形成向上传播的阿尔文脉冲，可能有助于色球层加热。
2021-03-12 astro-ph.SR
A new Jeans resolution criterion for (M)HD simulations of self-gravitating gas: Application to magnetic field amplification by gravity-driven turbulence
宇宙结构的形成是以重力、湍流和磁场之间复杂的相互作用为特征的。然而，人们对引力能转化为湍流能和磁能的过程仍然知之甚少。在这里，我们显示与高分辨率，自适应网格模拟，MHD湍流是有效地驱动提取能量的重力势在致密的气体云的崩溃。在收缩期间产生的可压缩运动被转换成螺线管的湍流运动，导致E_sol/E_tot的自然能量比约为2/3。我们发现，引力驱动湍流的能量注入尺度接近于局域的金斯尺度。如果存在小的磁场种子，它们通过小尺度发电机过程以指数方式快速放大。磁场在最小尺度上增长最有效，在这种尺度上，磁力线的拉伸、扭曲和折叠以及湍流涡旋都能得到充分的分辨。我们发现，这个规模对应于约30个网格单元的模拟。因此，我们建议一个新的最小分辨率标准的30个细胞每牛仔长度（磁）流体动力学模拟的自引力气体，以解决湍流的牛仔尺度，并捕捉最小的发电机放大的磁场。然而，由于数值扩散，今天任何现有的模拟最多只能提供物理增长率的下限。我们的结论是，一个小的，初始的磁场可以增长到动态的重要强度的时间尺度上显着短于云的自由落体时间。
2011-02-16 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
