Atmospheric Heating and Wind Acceleration: Results for Cool Evolved Stars based on Proposed Processes
色球层是光谱类型在~F5之后的恒星的普遍属性。演化的K和M巨星和超巨星（包括御夫座ζ双星）显示出扩展和高度动荡的色球，发展成缓慢的大质量风。伴随的持续质量损失对恒星演化有着重要的影响，进而对星系的化学演化也有着重要的影响。然而，尽管这些风在天体物理学中具有根本的重要性，但它们的起源问题仍然没有解决。色球层的热源是什么？色球层在恒星风的形成中扮演什么角色？本章提供了一个审查的观测要求和理论方法模拟色球加热和加速风在单一的冷，演变的恒星和食双星，包括最近提出的物理模型。它描述了迄今为止通过调用声波和MHD波来提供等离子体加热和风加速的物理描述所取得的成功，并讨论了仍然存在的挑战。
2014-06-26 astro-ph.SR
Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle
本文回顾了我们对日冕加热（在开放区域）和太阳风加速背后的物理学的不断增长的理解。许多新的见解来自上一个太阳活动周期的观测和理论工作。对扩展日冕中等离子体特性的测量是区分竞争理论的关键，扩展日冕是主要太阳风加速的地方。我们描述了如何在过去的14年中，UNODC/SOHO测量冕洞和流光提供了有关详细的动力学过程，为快速和慢速风区提供了线索。我们还提出了一个简短的调查，目前的想法，涉及日冕源地区的快速和缓慢的风流，以及这些如何在太阳周期的变化。这些源区域的背景下，讨论了最近的理论模型（基于阿尔芬波和MHD湍流），已开始成功地预测加热和加速度在快速和慢速风区基本上没有自由参数。关于这些模型的一些新的结果-包括在1 AU的较低的密度和温度的定量预测，在目前的太阳能最低期相比，以前的最低-也显示。
2010-02-01 astro-ph.SR
Combining particle acceleration and coronal heating via data-constrained calculations of nanoflares in coronal loops
我们通过哈里斯型电流片中电子和质子的加速来模拟外推活动区日冕环的纳米耀斑加热。加速粒子的动能估计使用半解析和测试粒子跟踪的方法。矢量磁图和光球多普勒速度地图的NOAA活动区09114，记录的成像矢量磁仪（IVM），用于这一分析。首先构造了活动区日冕的无电流场外推。然后计算了5000个外推日冕环足点处相应的坡印亭通量。假设重新连接的电流片沿着这些回路发展，我们利用以前的结果来估计加速粒子的动能增益，我们将这种能量与纳米耀斑加热和宏观回路特性相关。发现0.1至8 keV（电子）和0.3至470 keV（质子）的动能导致$10^{-6}$至1 $\mathrm{erg\, s^{-1} cm^{-3}}$的加热速率。流体动力学模拟表明，这样的加热速率可以维持等离子体在日冕条件下的环路内，并产生等离子体的热分布是一致的活动区的观测。我们通过使用厚靶方法计算加速电子产生的X射线光谱的形式来得出分析结论，发现这些X射线光谱与观察到的X射线光谱一致，从而支持我们的纳米片加热方案的可行性。
2013-05-22 astro-ph.SR
Particle Acceleration and Heating in a Turbulent Solar Corona
湍流、磁重联和冲击可以出现在爆炸性不稳定的等离子体中，形成一个新的电磁环境，我们在这里称之为湍流重联，并在那里自发形成电流片。我们将证明粒子的加热和加速是随机（二阶费米）和系统（一阶费米）加速充分发展的湍流内的协同作用的结果。太阳大气与湍流驱动器（对流区）磁耦合，因此太阳大气中湍流重联的出现是外部驱动的。湍流重联一旦在日冕中建立，就会驱动日冕加热和粒子加速。
2018-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Configurations Related to the Coronal Heating and Solar Wind Generation I. Twist and Expansion Profiles of Magnetic Loops Produced by Flux Emergence
从太阳流出的气流称为太阳风，与日冕的加热相结合，这两个过程都在太阳上形成的磁性结构中进行。为了研究负责这些过程的磁配置，我们使用三维磁流体动力学模拟再现磁结构通过磁通出现，并调查他们的配置。我们专注于两个关键量表征的磁位形：无力参数α和磁通膨胀率fex，其中前者表示有多少磁场是扭曲的，而后者表示如何急剧的磁场扩展。我们得到这些量的分布在一个新兴的通量区域。结果表明，出射磁通区由两部分组成：外部分是磁通膨胀率大的磁回路，而光球足点处α值小;内部分是强电流流过的磁回路。我们还研究了组成新兴磁通区域的磁环的膨胀轮廓。在太阳表面附近的轮廓是由一个指数扩展型，而它是由一个二次扩展型在外层大气中。这些详细的磁位形的研究有助于发展一个现实的模型，日冕加热和太阳风的产生。
2013-12-31 astro-ph.SR
Small-scale Flux Emergence, Coronal Hole Heating, and Flux-tube Expansion: A Hybrid Solar Wind Model
太阳动力学天文台的极紫外线图像经常显示在磁图中看不到少数极性通量的地方存在环状精细结构，这表明在“单极”区域内短暂区域（ER）出现的速度被低估了。假设这一速率是相同的日冕洞内的安静的太阳，我们表明，ER和开放的场线之间的交换重联引起的太阳风能通量超过10 $^5$ erg厘米$^{-2}$ s $^{-1}$和规模作为在日冕底部的场强，与观测一致。除了在低日冕中提供欧姆加热外，这些重连事件可能是Alfv{é}n波的来源，其周期范围从$\sim$ 10分钟的颗粒时间尺度到许多小时的超颗粒/羽流时间尺度，其中一些较长周期的波在外日冕中被反射和消散。渐近风速取决于加热的径向分布，这在很大程度上是由通量管膨胀率控制。沿着与慢风相关的快速发散的通量管，加热很好地集中在音速点内部（1）因为向外传导的热通量密度和外部日冕温度降低，（2）因为净波能通量以与当地阿尔夫速度成比例的速率耗散。在这个“混合”太阳风模型中，重联加热了较低的日冕并驱动了质量通量，而波在更远的距离上将能量和动量传递给外流。
2021-04-08 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. I. At a three-dimensional current sheet
上下文最近发现的更大的磁通量抵消发生在光球比以前实现的，导致我们在我们以前的工作中提出的磁重联驱动的磁通量抵消的原因是一个广泛的动态现象，包括各种喷流和太阳大气加热。目标。在此之前，该理论考虑了二维电流片的能量释放。在这里，我们进一步发展的理论，将其扩展到一个轴对称的电流片在三维空间，而不诉诸复变量理论。方法.我们分析研究重联和治疗的电流片作为一个三维结构。我们应用该理论的两个片段的相等，但相反的磁通量，彼此接近，并位于一个上覆的水平磁场的取消。结果能量释放分两个阶段进行。在第一阶段，分离器形成，当它上升到最大高度时，重新连接被驱动，然后向下移动到光球层，加热等离子体并加速等离子体射流。在第二阶段，通量在光球层中抵消，并加速冷热等离子体的混合物向上。
2021-01-12 astro-ph.SR
Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration
我们介绍了对SOL 2015 -03-15 M1.2耀斑的研究，揭示了极性反转线（PIL）中剪切扭曲磁结构中的电子加速和等离子体加热。范围是使非热电子动力学和等离子体加热的高应力磁回路中的PIL相互作用的分析，通过使用X射线，微波，紫外线和光学观测。研究发现，PIL中能量释放的最可能的情形是扭曲的磁通量绳中低位（光球层以上3 μ m）磁环之间的系链切割磁重联。高能电子与最硬的光谱出现在等离子体加热到40 MK的超热温度的开始。这些电子被定位在具有大约1200 G的高平均磁场的宽度为大约0.5 μ m的薄磁通道中。在超热区域中的等离子体β小于0.01。加速电子的密度估计约为10^9 cm^-3，远小于超高温等离子体的密度。非热电子的能量密度通量估计高达3 × 10^12尔格·cm^-2·s ^-1，这比目前可用的辐射流体动力学模型要高得多。这些结果表明，需要发展新的自组成耀斑模型，再现PIL中的3D磁重联与强磁场，能量释放的空间分布，形成高能量密度的非热电子布居和超热等离子体的出现。
2018-05-15 astro-ph.SR
Nonlinear Processes in Coronal Heating and Slow Solar Wind Acceleration
本工作由两部分组成：第一部分致力于磁约束日冕的加热研究，第二部分致力于慢太阳风的加速研究。直接三维简化MHD模拟。他们在“帕克情景”的框架内，通过光球足点运动对日冕磁力线的纠缠，模拟了太阳大气中日冕环的加热。我们导出了物理量随圈长的标度，以及光球与日冕阿尔芬速度之比。湍流动力学的发展使得耗散率与雷诺数无关。物理空间中的动力学是由弱湍流描述的，弱湍流是当MHD系统嵌入强轴向磁场中时产生的。慢风起源于日冕流光带及其周围。SOHO航天器上的LASCO仪器已经观测到在头盔流光的尖端之外形成的等离子体密度增强。改进了已有的密度增强的形成和初始运动的理论模型。平均膨胀所遭受的一个包裹的等离子体向外传播，和反磁力由于整体磁场径向梯度现在包括在内。结果表明，磁化后的尾流结构是不稳定的，在流的中心形成一个向外加速的磁岛，磁岛内部出现密度增强现象。加速度和密度对比度的值可以与LASCO的观测结果很好地吻合，只要磁力线的球面发散开始超过离太阳的临界距离。该结果提供了对磁场的拓扑的约束。
2010-01-12 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
Various Local Heating Events in the Earliest Phase of Flux Emergence
新兴通量区（EFR）是已知的表现出各种零星的局部加热事件在低层大气。为了研究这些事件的特征，特别是将光球磁场和大气动力学联系起来，我们分析了NOAA AR 12401中一个新的EFR的Hinode，IRIS和SDO数据。在Hinode/SOT Ca图像中识别的151个亮点（BP）中，有29个被SOT/SP扫描重叠。在EFR中心的七个BPs具有混合极性的光球磁背景。它们的IRIS UV光谱（例如，Si IV 1402.8 A）的亮度增强，并发生红移或蓝移，其尾部达到+/- 150 km/s，这高度暗示了双向喷流，每次增亮持续10 - 15分钟，留下类似耀斑的光变曲线。这一组中的大多数都显示出光秃秃的斑块，即U形的光球磁环。另外10个BP位于EFR边缘的单极区。它们的紫外线强度一般较弱，并表现出系统的红移，多普勒速度高达40公里/秒，这可能超过过渡区的当地声速。这两种类型的BP显示出强烈的温度上升的迹象，在低色球层。这些观测结果支持了EFR中心的加热事件是由于像Ellerman炸弹那样的抵消波动场内的磁重联引起的物理图象，而外围加热事件是由于沿着上覆的拱形细丝系统的快速下降流引起的冲击或强压缩引起的。
2017-01-05 astro-ph.SR
Data-constrained 3D modeling of a solar flare evolution: acceleration, transport, heating, and energy budget
针对太阳耀斑遥感诊断中的视线模糊问题，提出一种多环耀斑的数据约束演化 3D 模型，通过调整热等离子体与非热电子分布匹配观测，揭示了能量分配、粒子加速传输及等离子体直接加热的新机制。
2023-07-31 astro-ph.SR
Cold, tenuous solar flare: acceleration without heating
我们报告了一个不寻常的冷，微弱的太阳耀斑，它揭示了自己通过许多和突出的非热表现，而缺乏任何明显的热发射签名的观察。RHESSI硬X射线和来自OVSA和Phoenix-2的0.1-18 GHz无线电数据显示了大量的电子加速（10 keV以上每秒10^35个电子），这是GOES M级耀斑的典型特征，电子能量高达100 keV，但GOES温度不超过6.1 MK。耀斑的成像、时间和光谱特征使我们得出一个坚定的结论，即该耀斑的大部分微波连续谱发射是直接在加速区域产生的。这一发现的耀斑能量释放和粒子加速的影响进行了讨论。
2011-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
On chromospheric heating during flux emergence in the solar atmosphere
上下文太阳色球层的辐射损失从宁静太阳的4 kW~m $^{-2}$到活动区的20 kW~m $^{-2}$不等。将非热能输送到色球层并将其储存在色球层中的机制仍然不清楚。目标。我们的目标是调查的大气结构和加热的太阳色球在新兴的通量区。方法.我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CHROMIS和CRISP仪器在Ca II K、Ca II 854.2 nm、H $α$和Fe I 630.1 nm和630.2 nm谱线上进行的观测。我们分析了各种线的配置文件，并进行多线，多物种，非本地热力学平衡（非LTE）反演，以估计色球结构的空间和时间变化。结果我们调查的光谱特征的钙II K有助于频率积分钙II K亮度，我们用它作为示踪剂的色球辐射损失。大多数的辐射损失与本地化的高钙II K-亮度事件无关，而是与一个更温和的，空间上扩展的，持久的加热。频率积分钙II K亮度与钙II 854.2 nm线中的总线性偏振强烈相关，而钙II K剖面形状表明，大部分辐射损失发生在较低的色球层。非LTE反演表明，从加热集中在光球磁元素低于$\log{τ_{500}} =-3$到一个更充满空间和时间持续加热以上$\log{τ_{500}} =-4$。在$\log{τ_{500}} =-3.8$推断的气体温度强烈相关的总线性极化在Ca II 854.2 nm线，这表明加热速率与低色球层的水平磁场的强度。
2017-12-01 astro-ph.SR
Chromosphere of the quiet sun: II. Atmospheric response to small-scale magnetic flux emergence
University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris – PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）
本文研究了小尺度磁通量上升如何影响色球层的加热及其与更高大气层的热力学耦合，通过参数化3D辐射-磁流体动力学模拟揭示了磁通量变化对色球层和日冕层动态的影响。
2026-05-18 astro-ph.SR
A weak coronal heating event associated with periodic particle acceleration episodes
弱加热事件在日冕中是普遍而频繁的。它们从局部磁场获得能量，并形成局部加热的主要来源，其特征在EUV和X射线波段中可见。它们的无线电发射来自各种等离子体不稳定性，导致相干辐射，使即使是微弱的耀斑也显得非常明亮。因此，无线电观测探测非平衡动力学等离子体演化提供补充信息。然而，一个强大的研究无线电发射从一个弱的事件在许多同时发生的事件，需要高动态范围成像在亚秒和亚MHz的分辨率，由于他们的高频谱-时间的变化。这种观测直到最近才成为可能，这是对一个活动区环的第一次空间分辨研究，该环承载着一个瞬态增亮（ARTB），并与米波I型噪声风暴动态相关。它使用米波、极紫外线和X射线波段的成像观测以及磁图数据。我们相信这是第一次对I型源进行光谱无线电成像研究，其数据是使用Murchison Widefield Array获得的。我们报告发现30秒的准周期振荡（QPO）的射电光变曲线，骑在一个相干的基线通量。在与ARTB相关的微耀斑期间，QPO的强度和基线通量增强。我们的观测结果表明，在典型的磁场编织尺度上，磁应力在Alfvén时间尺度（30 s）上积累，然后通过一系列弱重联事件消散。
2019-07-24 astro-ph.SR
Acceleration of Solar Eruptions via Enhanced Torus Instability Driven by Small-Scale Flux Emergence
本文通过数据约束MHD模拟发现，太阳活动区局部小尺度磁通量浮现虽不显著改变爆发前演化，但能通过增强非线性阶段环面不稳定性增长显著加速太阳爆发，且该作用与衰减指数分布无关。
2025-07-04 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
Energy budget of plasma motions, heating, and electron acceleration in a three-loop solar flare
在太阳耀斑中迅速释放的非位磁能被转换成其他形式的能量。这可能包括耀斑加速粒子的非热能、加热的耀斑等离子体的热能以及喷发、喷流、向上/向下流动和随机（湍流）等离子体运动的动能。控制这些组分之间释放能量分配的过程或参数是一个悬而未决的问题。这些成分如何分布在不同的耀斑环之间，以及是什么控制着这些空间分布也不清楚。本文基于多波长数据和三维建模，对观测良好的C1.5级太阳耀斑SOL 2014 -02- 16 T064620中的能量划分和空间分布进行了量化。该耀斑的非热辐射表现为持续约20 s的简单脉冲单尖峰光变曲线。相比之下，热辐射表现出至少三个不同的加热事件，其中只有一个是与非热组件。耀斑伴随着上升和下降的气流和相当大的湍流速度。我们的分析结果表明：（i）耀斑发生在一个至少包含三个不同通量管的多环系统中;（ii）释放的磁能在这些环中的热分量和非热分量之间不均匀地分配;（iii）这三个耀斑环中只有一个含有能量上重要的非热电子量，而另外两个环仍然是热的;（iv）直接等离子体加热的量和非热电子损失的量是相当的;（v）耀斑足点的动能与热能和非热能相比只占很小的一部分。
2021-04-01 astro-ph.SR
Testing Models of Accretion-driven Coronal Heating and Stellar Wind Acceleration for T Tauri Stars
经典的金牛T型星是主序前的天体，同时经历吸积、风外流和日冕X射线发射。来自磁层吸积流的等离子体对恒星表面的影响可能是这些恒星上层大气中能量和动量的主要来源。本文提出了一套模型的动力学和加热的三个不同的地区的金牛座T星的吸积影响：（1）直接下方的磁层吸积流的冲击等离子体，（2）恒星风，加速沿开放的磁通量管，（3）封闭的磁回路，类似于太阳的日冕活动区。对于环，日冕加热的自洽模型来自太阳场线缠结和湍流耗散的数值模拟。对金牛座-御夫座恒星形成区的14颗观测良好的恒星的性质建立了独立的模型。平均而言，风质量损失率的预测略低于观测值，这表明盘风或X风也可能有助于测量的外流。然而，对于某些恒星，模拟的恒星风似乎对测量的质量通量有很大的贡献。对激波和环的X射线光度的预测与现有的观测结果基本一致。吸积率最高的恒星往往具有由高温（5-10 MK）环主导的X射线光度。吸积率较低的恒星的X射线光度主要由较冷的吸积激波所控制。
2009-10-14 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
上下文最近的观测表明，光球层的磁通量抵消比以前认为的更频繁。目的。为了理解由磁通抵消驱动的重联释放的能量，我们先前研究了一个简单的模型，两个相等磁通的抵消极性。在这里，我们进一步发展我们的分析，以实现一个更一般的设置，其中两个抵消极性具有不相等的磁通量，并揭示了许多新的功能。方法.我们进行了分析研究的两个磁性片段的不平等和相反的磁通量，相互接近，并位于一个覆盖的水平磁场的取消。结果微耀斑和纳米耀斑的能量释放主要发生在两个阶段。在阶段1a期间，形成分离器，并且当分离器上升到最大高度时在分离器处驱动重连，然后向下移动回到光球层，在该过程中加热等离子体并加速等离子体射流。在阶段1b期间，一旦分离器移回光球，它就会分叉成两个零点。在分离器处不再驱动重新连接，并且形成连接两个极性的隔离磁畴。在第二阶段，极性在光球层抵消，因为磁通量淹没在光球层之下，并且在光球层和光球层之上发生重联，可以产生等离子体射流和迷你灯丝喷发。
2021-04-07 astro-ph.SR
More than mass proportional heating of heavy ions by supercritical collisionless shocks in the solar corona
我们提出了一个新的模型来解释在极地日冕中重离子加热的观测结果。我们指出，在日冕中可以存在大量的小尺度间歇冲击波。电晕放电的机理实质上是电晕中超临界准垂直无碰撞激波的离子反射和运动电场${\bf E} = - (1/c) {\bf V} \times {\bf B}$的加速。由${\bf E}$引起的加速度垂直于磁场，与观测结果一致，并且与质子的质量成比例，因为重离子轨道主要位于准垂直激波脚的上游。观测到的极冕中O $^{5+}$离子和质子之间的温度比以及太阳风中$α$粒子和质子之间的温度比很容易恢复。
2009-06-17 astro-ph.SR
The chromospheric component of coronal bright points. Coronal and chromospheric responses to magnetic-flux emergence
我们调查的色球对应的小规模日冕环构成一个日冕亮点（CBP）和它的响应光球磁通量增加伴随着同时CBP加热。我们使用了来自AIA和HMI/SDO的联合观测，以及来自Halalpha和Ca II 8542线的快速成像太阳光谱仪的数据。我们使用了一种新的多层光谱反演技术，推导出的时间变化的温度的H α环（HL）。我们发现，对应的CBP，在色球温度下看到的，是由一束黑暗的细长功能命名在这项工作中的H α环，构成了一个组成部分的CBP环磁结构。由于磁通量的出现，光球磁通量的增加伴随着CBP环的日冕发射的上升，这是一个加热插曲。我们还观察到增强色球活动与新的HL和斑驳的发生。虽然日冕发射和磁通量的增加似乎是同时的，CBP的Halpha对应物的响应发生了小于3分钟的小延迟。在一个HL和一个CBP足点中发现了急剧的温度增加，相对于事件前的值估计为46%和55%，也是在日冕加热事件之后的小于3 min的延迟开始的。在整个观测期间，低洼的CBP环结构保持非潜在状态。覆盖日冕的磁拓扑分析揭示了在加热事件的开始和结束时存在一个日冕零点。CBP色球层对应物的响应延迟表明加热可能发生在日冕高度。
2020-12-21 astro-ph.SR
Solar Coronal Heating: Role of Kinetic and Inertial Alfvén Waves in Heating and Charged Particle Acceleration
本文利用广义Vlasov-Maxwell动理学框架研究动理学与惯性阿尔芬波对日冕加热和粒子加速的贡献，揭示坡印廷通量、电势及共振速度随温度比和电子惯性长度的变化规律，并量化了两种波通过磁通环管输运的功率。
2025-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Thermal to Nonthermal Energy Partition at the Early Rise Phase of Solar Flares
在某些耀斑中，X射线波段的热分量出现得比非热分量早得多。利用敏感的微波观测，我们重新审视了Battaglia等人（2009）基于RHESSI数据分析得出的这一发现。我们已经发现，非热微波辐射产生的加速电子与至少几百keV的能量，出现早的热软X射线发射表明，电子加速发生在非常早期的耀斑阶段。因此，在耀斑的早期阶段没有探测到硬X射线是一个有限的RHESSI灵敏度的人为因素。在所有考虑的事件中，微波发射强度在早期耀斑阶段增加。我们发现，无论是热或非热的回旋同步辐射可以占主导地位的低频部分的微波光谱低于发生在3-10 GHz的光谱峰值。相比之下，光谱的高频光学薄部分总是由非热的加速电子组成，其幂律能谱在早期耀斑阶段可以扩展到几MeV。这意味着，即使在这个阶段被加速的电子的总数很小，它们的非热光谱也得到了充分的发展。这意味着可用种子粒子的加速过程是完全可操作的。虽然等离子体加热效率很高，但是这种种子群体的产生（通常称为粒子从热池“注入”到加速中的过程）在该阶段具有相当低的效率。这种加热和加速之间的不平衡（有利于加热）在大多数可用的耀斑模型中很难调和。这让人想起焦耳加热和逃逸电子加速之间的权衡，它对电子注入加速过程施加了额外的约束。
2012-09-04 astro-ph.SR
Compound Effect of Alfvén Waves and Ion-cyclotron Waves on Heating/Acceleration of Minor Ions via the Pickup Process
提出了一个方案来解释的优先加热的次要离子和次要离子和质子之间的差异流动速度观察到的日冕和太阳风。实验粒子模拟结果表明，根据观测到的波能量密度，在太阳风中观测到的本征阿尔文回旋波几乎可以完全拾取次要离子。高频离子回旋波和低频Alfvén波在拾取过程中起着至关重要的作用。一个小离子可以首先通过与离子回旋波的共振波-粒子相互作用获得高磁矩，然后这个具有大磁矩的离子可以在低频阿尔文波的存在下被磁镜状场结构捕获。结果，离子被这些阿尔文回旋波拾取。然而，由于低的波能量密度和低的等离子体β，在电晕中只能部分地拾取次要离子。在拾取过程中，次要离子被阿尔文回旋加速器波随机加热和加速，使它们比质子更热，流动更快。阿尔文波和离子回旋波的复合效应对小离子的加热和加速是重要的。从模拟结果中得到的小离子动力学性质与在太阳风和日冕中观测到的原位和远程特征基本一致。
2014-03-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Pre-eruption processes: heating, particle acceleration and the formation of a hot channel before the 2012 October 20 M9.0 limb flare
我们报告了导致2012年10月20日在NOAA AR 11598中发生M9.0耀斑/CME事件的喷发前活动的详细研究。这包括对大约25分钟前在同一AR上发生的先前受限C2.4耀斑的研究。我们观察到，M9.0耀斑的发生是两个不同的触发事件的结果，以及在时间上分开。第一次触发事件发生在M9.0耀斑爆发前约20分钟，证据是在C2.4耀斑的衰变阶段，一个预先存在的暗条在更高的日冕高度上不稳定并上升到一个新的平衡位置。这使系统处于有利于建立第二触发事件的磁配置。第二次触发事件发生在大约17分钟后，在M9.0耀斑的早期阶段，由暗条的进一步上升和成功的喷射证明。第二次触发之后是耀斑前兆阶段，其特征是非热发射和热通道的顺序形成，如SDO/AIA DEM（差分发射测量）图，RHESSI X射线图像和光谱所示。这些观测结果表明，磁重联和粒子加速可以解释前体相，并可以直接关系到热通道的形成。我们讨论的触发机制，其影响在早期和前兆阶段，并强调早期活动和前小的局限耀斑的重要性，以了解大爆发耀斑的启动。
2019-02-22 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
Heating Mechanisms and Radio Response from the Solar Chromosphere to Corona
针对太阳色球层至日冕的加热机制辨识难题，本文比较波加热、磁重联加热与磁梯度抽运加热产生的非热电子及其差异化射电响应，提出利用宽带动态频谱和高分辨率频谱成像加以验证。
2025-06-09 astro-ph.SR
Microwave View on Particle Acceleration in Flares
发现热-非热分区从一个耀斑到另一个耀斑变化很大，导致从“加热而不加速”到“加速而不加热”的各种情况。最近对这些不同情况下的微波数据的分析表明，在所有情况下，都有一种类似的加速机制，在几兆电子伏甚至更高的能量范围内形成幂律非热尾。然而，与原始热分布相比，这种非热谱的水平从一种情况到另一种情况有很大的不同，这意味着在各种情况下热-非热能分配有很大的不同。这进一步需要能够从热池提取带电粒子并将它们供应给体加速过程以在体加速过程本身的耀斑\textit{in addition}中操作的特定机构，相反，这有效地加速种子粒子，而不能加速热粒子。在这个“微波”的耀斑能量分区和粒子加速的看法，我提出了一些对比的例子，用微波数据检测到的加速区域，并将它们与最流行的加速机制-在直流领域，在崩溃的陷阱，随机加速的湍流谱-以确定所需的关键要素，以符合观测。特别是，我指出，驱动粒子加速所需的湍流中产生的非势磁结构，这导致在非零螺旋度的湍流。这种螺旋性，反过来，产生一个非零的平均直流电场上的随机湍流场驱动的主要随机加速度;因此，加速螺旋湍流结合了标准随机加速度的特性与直流电场中的一些加速度特征，正是观测所需要的。
2013-04-01 astro-ph.SR
On the dynamics, thermodynamics and fine structure of virtual erupting filaments
KU Leuven（鲁汶大学）；Nanjing University（南京大学）；Universidad de Mendoza（门多萨大学）
研究喷发纤维的动态、加热机制及精细结构，通过MHD方程模拟探索磁重联与热传导对日冕物质抛射早期演化的影响。
2026-02-17 astro-ph.SR
Combined Modeling of Acceleration, Transport, and Hydrodynamic Response in Solar Flares: I. The Numerical Model
高能粒子的加速和输运以及大气等离子体的流体动力学是太阳耀斑相互关联的两个方面。本文提出了自洽的粒子Fokker-Planck模型和耀斑等离子体流体动力学模拟。高能电子模拟与斯坦福大学的统一代码的加速，运输和辐射，而等离子体模拟与NRL通量管代码。我们计算的碰撞加热率的粒子输运程序，这是更准确的比那些基于近似的解析解。我们使用了一个现实的光谱注入电子提供的随机加速模型，它有一个平稳的过渡，在低能量的准热背景在高能量的非热尾。低能电子的加入导致日冕中相对更多的加热（与色球层相比），更大的向下传导通量，因此比以前的研究中获得的色球层蒸发更强，由于任意假设的低能截止，低能电子不足。高能电子和韧致辐射光子的能量和空间分布具有色球蒸发引起的密度分布变化的特征。特别是，在蒸发前沿的密度跳跃引起增强的X射线发射。
2009-06-13 astro-ph.SR
Stochastic ion and electron heating on drift instabilities at the bow shock
对垂直弓形激波内部波含量的分析表明，离子加热与低杂波漂移（LHD）不稳定性有关，电子加热与电子回旋漂移（ECD）不稳定性有关。这两个过程都代表了由电子回旋半径尺度上的电场梯度引起的随机加速，这两种不稳定性产生。随机加热是一种单粒子机制，其中大梯度打破绝热不变量并使粒子暴露于直流场和波场的直接加速。加速度由函数$χ= m_iq_i^{-1} B^{-2}$ div（$\mathbf{E}$）控制，该函数表示用于电磁场和粒子之间的能量转移过程以及局部电荷非中性的测量的一般诊断工具。识别是利用磁层多尺度航天器（MMS）获得的多点测量结果进行的。LHD不稳定性的来源是离子的抗磁漂移，而ECD不稳定性的来源是电子的ExB漂移。霍尔离子推力器的ECD不稳定性的实验室诊断的结论是支持的。
2020-05-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Response of the solar atmosphere to flux emergence: With emergence-driven prominence formation
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，探究了不同强度和角度的浮现通量与背景磁场的相互作用，揭示了磁重联驱动多结构形成的规律，提出了通量浮现供给注入的新型日珥形成机制，为太阳爆发研究提供了新见解。
2025-05-06 astro-ph.SR
An approximate analytic solution to the coupled problems of coronal heating and solar-wind acceleration
在日冕的底部和阿尔芬临界点之间，太阳风的密度降低了大约五个数量级，但温度的变化只有几个因子。在本文中，我表明，这种准等温演变的阿尔芬临界点是一个通用的属性，由反射驱动的阿尔芬波（AW）湍流，其中向外传播的AWs部分反射，反向传播的AWs相互作用，产生级联的波动能量的小尺度，从而导致湍流加热的外流。近似的亚Alfvenic区域的等温，我首先提出了一个简化的计算的质量流出率，渐近风速和日冕温度，忽略了传导损失和波压力。然后，我开发了一个更详细的过渡区，日冕，和太阳风，占从日冕底部到过渡区的热通量和动量沉积的AWs模型。我解决这个热通量的平衡，在过渡区，传导加热对内部能量损失的辐射，pdV工作，和平流。日冕底部的密度是通过局部平衡湍流加热和辐射冷却来确定的。我在两个不同的参数制度解析求解模型的方程。模型方程的解析解和数值解与一些观察结果一致。
2021-04-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Preferential Heating and Acceleration of Heavy Ions in Impulsive Solar Flares
采用三维电磁粒子模拟方法模拟了均匀对等离子体中的衰减湍流。均匀的背景磁场渗透等离子体，使得磁压比热压大三倍，并且湍流由反向传播的剪切阿尔文波产生。能量主要横向于背景磁场级联，使得湍流在较小尺度上各向异性。我们在模拟中同时移动了几种不同荷质比的离子，并表明荷质比较小的粒子以更快的速度被加热并加速到非热能，这与在脉冲太阳耀斑中观察到的重离子和非热尾的增强一致。我们进一步表明，重离子的激励主要是在垂直于背景磁场的方向与我们的分析估计的加热率由于回旋共振与阿尔文波，其中很大一部分是由于倾斜传播波的速率一致。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 astro-ph.SR
Plasmoid Ejections and Loop Contractions in an Eruptive M7.7 Solar Flare: Evidence of Particle Acceleration and Heating in Magnetic Reconnection Outflows
粒子加速和等离子体加热在何处发生与磁重联的关系是太阳耀斑的一个基本问题。我们报告了2012年7月19日SDO/AIA和RHESSI观测到的M7.7耀斑的分析。等离子体团喷射和收缩尖形环形式的双向外流起源于爆发的通量绳和下面的耀斑环之间，速度通常为200-300 km/s，最高可达1050 km/s。这些外流与空间分离的双冠状X射线源与质心分离减少的能量。最高温度位于非热X射线环顶源附近，远低于推断的重联位点附近的收缩尖点的原始高度。这些观察结果表明，粒子加速和等离子体加热的主要场所是在重联流出区域，而不是重联网站本身。此外，有一个最初的上升的X射线和EUV环顶源之前，最近认识到下降，我们归因于多个过程之间的相互作用，包括向上发展的重联和向下收缩的重联环。脉冲相的开始延迟了10分钟，从下降的开始，但与向上的等离子体团，个别回路收缩，和整体的环顶下降，暗示的能量释放率和重连流出速度的密切关系的快速增加相一致。
2013-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Stochastic and quasi-adiabatic electron heating in quasi-parallel shocks
使用磁层多尺度（MMS）观测地球的准平行弓激波，我们证明了电子被加热的两种不同的机制：在磁场压缩的准绝热加热过程中，其特征在于由各向同性的温度关系$T/B=(T_0/B_0)(B_0/B)^α$与$α=2/3$时，电子加热功能$|χ_e|<1$，和一个随机加热过程时，$|χ_e|>1$。这两个过程都是由随机加热函数$χ_j = m_j q_j^{-1} B^{-2}\mathrm{div}(\mathbf{E}_\perp)$的值控制的粒子与质量$m_j$和电荷$q_j$在电场和磁场$\mathbf{E}$和$\mathbf{B}$。试验粒子模拟表明，在所研究的冲击波的随机电子加热和加速是由波的频率（0.4 - 5）$f_{ce}$（电子回旋频率）散装加热，和波$f>5\,f_{ce}$的尾部分布函数的加速。随机加热可以产生平顶电子分布函数，经常观察到附近的冲击。电子回旋漂移（ECD）和离子声不稳定性的斜极化电场将电子散射到平行方向，并保持电子分布的各向同性。本文报道的结果可能与行星际冲击和其他天体物理冲击的电子加热和加速有关。
2020-10-08 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Connecting the Sun and the Solar Wind: The First 2.5 Dimensional Self-consistent MHD Simulation under the Alfvén Wave Scenario
太阳风来自炽热而稀薄的日冕。早期使用1.5维模拟的研究表明，在光球中产生的阿尔文波通过非线性模式转换过程在日冕加热中发挥重要作用。为了同时理解日冕加热和太阳风加速的物理学，重要的是将从光球层到行星际空间的区域视为一个单一的系统。我们进行了2.5维，自洽的磁流体动力学模拟，覆盖从光球到行星际空间的第一次。我们在球坐标系下精心设置网格点，处理了密度反差较大的大气中的Alfvén波，成功地模拟了由于地表对流运动而从炽热的日冕中喷出的太阳风。足点运动沿开口磁通量管激发阿尔文波，这些波在非均匀介质中向上传播时经历波反射、阿尔文模到慢模的非线性模转换和湍流级联。这些过程导致阿尔文波的消散和太阳风的加速。结果表明，慢波耗散产生的激波加热是日冕加热过程的基础，而湍流级联和激波加热则是太阳风的驱动力。
2012-01-25 astro-ph.SR
The Acceleration of Energetic Particles at Coronal Shocks and Emergence of a Double Power Law Feature in Particle Energy Spectra
我们提出了数值模拟的粒子加速日冕冲击波传播通过一个流光状的磁场通过求解帕克输运方程的空间扩散沿和跨磁场。我们表明，在冲击的高能粒子强度是最大的位置，取决于粒子的能量和时间。由于垂直激波几何形状和闭合磁场的俘获效应，粒子加速到100 MeV以上主要发生在激波-流注相互作用区。粒子谱与径向磁场中的粒子谱的比较表明，在100 MeV（200 MeV）处的强度增强了一个以上的数量级（两个数量级）。这表明，流状磁场可能是产生大的太阳高能粒子事件的一个重要因素。我们还表明，在模拟域集成的能量谱由两个不同的幂律。进一步的分析表明，它可能是两种不同的人口在流光和开放领域的加速，其中的加速率有很大的不同的混合物。我们的计算还表明，粒子谱的影响相当大的一些参数，如流光倾斜角，粒子的空间扩散系数，和冲击压缩比。虽然低能谱与标准扩散激波加速理论吻合良好，但断裂能范围从$\sim$ 1 MeV到$\sim$ 90 MeV，高能谱可以扩展到$\sim$ 1 GeV，斜率为$\sim$ 2-3。
2019-07-31 astro-ph.SR physics.space-ph
Nonequilibrium ionization and ambipolar diffusion in solar magnetic flux emergence processes
磁通量的出现已被证明是释放各种太阳现象的关键机制。然而，仍然有悬而未决的问题，通过大气中的磁化等离子体的上升，主要是在色球层，在那里的等离子体偏离局部热力学平衡（LTE）和部分电离。我们的目标是调查的非平衡（NEQ）电离和重组和分子形成的氢，以及双极扩散的动力学和热力学的磁通出现过程的影响。利用Bifrost程序，我们进行了从对流区到日冕的磁通量出射的2.5维数值实验。实验内容包括氢原子的NEQ电离和复合、氢分子的NEQ形成和离解以及广义欧姆定律的双极扩散项。我们的实验表明，LTE的假设大大低估了电离分数在大部分出现的区域，导致人为增加的双极扩散，因此，在加热和温度相比，发现当考虑到NEQ的影响对氢离子的人口。我们看到，LTE也高估了出现的区域内的H2分子的数密度，从而错误地放大了在通量出现过程中的热能的H2分子形成的放热贡献。我们发现，双极扩散不显着影响的总无符号出现的磁通量的量，但它是重要的冲击，跨越出现的区域，加热等离子体的特征时间范围从0.1到100秒。我们还简要讨论了在状态方程中包括比氢重的元素的重要性，以免高估双极扩散在大气中的作用。
2019-12-02 astro-ph.SR
Accelerated particle beams in a 3D simulation of the quiet Sun
观测和理论证据表明，加速粒子束是在太阳大气层中各种大小的耀斑事件中产生的，从X级耀斑到纳米级耀斑。目前的模型，这些类型的粒子在燃烧回路假设一个孤立的一维大气。三维辐射磁流体动力学代码可以提供一个更现实的环境模拟加速粒子。在这里，我们提出了一个简单的粒子加速和传播模型的背景下，一个安静的太阳大气的三维模拟，从对流区到日冕。然后，我们研究了粒子束引入的能量的附加传输。通过检测磁拓扑结构的变化来确定与磁重联相关的粒子加速的位置。在每个位置，加速粒子分布的参数估计从当地条件。然后，粒子分布沿磁场传播，并计算由于库仑碰撞与环境等离子体的能量沉积。我们发现，粒子束起源于扩展的加速区域分布在整个电晕。在到达过渡区时，它们会聚并产生穿透色球层的强烈加热束。在这些股线内，束加热始终主导过渡区域底部以下的传导加热。这表明，粒子束定性地改变能量传输，即使在活动区域之外。
2020-09-18 astro-ph.SR
Acceleration of solar wind ions to 1 MeV by electromagnetic structures upstream of the Earth's bow shock
我们目前的测量从欧空局/美国宇航局集群任务，显示在现场加速离子的能量为1兆电子伏外的弓冲击。所观察到的加热可以与电磁结构的存在相关联，所述电磁结构具有导致离子回旋相位断裂和离子轨迹中的混沌的电场的强空间梯度。其导致离子在垂直于环境磁场的方向上的快速随机加速。这些结构的电势可以比作滑雪斜坡上的一个巨大的场地，能够加速并将快速奔跑的滑雪者弹射出滑雪道。这一机制可能代表了磁层、日冕和天体物理等离子体中离子垂直加速和加热的普遍机制。这也是一个基本的机制，可以限制在冲击和前震在无碰撞等离子体的非线性电磁结构的陡峭。
2013-07-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Energetics of small electron acceleration episodes in the solar corona from radio noise storm observations
射电噪声暴的观测可以作为日冕小加速事件中产生的非热电子的灵敏探针。我们使用的数据，从噪音风暴事件共同观察到的巨型米波射电望远镜（GMRT）和Nancay射电日像仪（NRH）研究的非热电子参与发射的特性。我们发现电子携带$10^{21}$到$10^{24}$ erg/s，并且产生代表性噪声暴爆发的电子中包含的能量范围从$10^{20}$到$10^{23}$ erg。这些结果是对日冕中无处不在的小规模电子加速事件所涉及的能量学的直接探测，并且可能与日冕加热的纳米级情景有关。
2018-05-19 astro-ph.SR
The Acceleration of Ions in Solar Flares During Magnetic Reconnection
太阳耀斑离子在磁重联过程中的加速是通过自洽地跟随质子和$α$粒子的运动的粒子模拟来探索的。我们证明了主导离子加热过程中的引导场（垂直于重联平面的磁分量）的结果从拾取行为在进入重联排气。与反平行重联相反，温度增量主要横向于局部磁场，而不是平行于局部磁场。质子和α的比较揭示了拾取行为中的质荷比（$M/Q$）阈值，该阈值有利于加热高$M/Q$离子而不是质子，这与脉冲耀斑观测结果一致。
2011-10-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Core to solar wind: a stepwise model for heating the solar corona
聚变研究的操作经验表明，斯皮策电阻率如何使色球层中的欧姆加热自限，从而用于定义过渡区的下限。它的上限是在约6000 K，在那里的He：H等离子体的辐射冷却急剧减速。第三个也是最后一个阶段是膨胀到空间的稀薄等离子体中，这导致离子加速到高能量，这是航天器仪器长期记录的。因此，从太阳内部（对流区瑞利贝纳德环境中旋转柱的能量来源）到太阳风的日冕喷出，一路上都存在着动力连续性，这一发现应有助于空间天气分析，证明太阳风中的氦与日冕物质抛射的发生率之间的关联。
2021-01-20 astro-ph.SR
Particle Acceleration and Heating by Turbulent Reconnection
太阳风中的湍流、大尺度电流片、多重电流片和冲击波导致了这样一种环境的形成，在这种环境中建立了密集的电流片网络并维持“湍流重联”。我们构建了一个2D网格，在该网格上随机选择一些网格点作为散射体（即磁云或电流片）。我们的目标是研究测试粒子如何在这个大规模的散射体集合中响应。我们研究了单个粒子的能量增益，它们的能量分布和逃逸时间分布的演化。我们已经开发了一种新的方法来估计输运系数的粒子与散射体的相互作用的动力学。用电流片代替“磁云”，我们已经证明，根据电流片内部的有效电场的强度及其统计特性，磁云过程可以更有效。利用估计的输运系数，通过求解Fokker-Planck（FP）方程，我们可以恢复出仅在随机费米过程下粒子的能量分布。我们已经表明，湍流重连体积内的粒子的演化是不是FP方程的解，因为粒子与电流片的相互作用是“异常的”，在第二阶费米过程的情况下。
2016-07-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Solar Enigma Decoding the Mystery of the Hot Corona and Solar Wind Acceleration
本文提出磁重联通过对回旋带电粒子磁矩施矩传递磁能，解释日冕百万度加热及超音速太阳风加速。
2025-03-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph 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
Stellar Coronal Response to Differential Rotation and Flux Emergence
我们进行了数值参数的研究，以确定不同的差异旋转和通量出现对恒星的非潜在的日冕磁场的影响。特别是，我们认为对恒星的表面磁通量，开放的磁通量，平均方位场强度，日冕自由磁能，日冕加热和磁通绳喷发的影响。为此，我们应用一个磁通量输运模型来描述光球演化，并耦合到非潜在的日冕演化使用磁摩擦技术。一个通量涌现模型被应用到增加新的磁通量到光球和日冕。该通量涌现模型的参数来自太阳通量涌现剖面，然而涌现率可以增加以代表比太阳更高的通量涌现率。总的来说，我们发现，通量出现有更大的影响，非潜在的日冕性质相比，差分旋转，所有上述属性增加通量出现率的增加。虽然与通量出现相比，差异旋转对整个日冕性质的影响较小，但不同的差异旋转确实会改变日冕结构。随着差转速的增加，日冕变得更加开放，更加无电势。
2016-03-10 astro-ph.SR
Complex Magnetic Evolution and Magnetic Helicity in the Solar Atmosphere
太阳大气是由大尺度磁场统一而成的单一系统。在一个地方发生的磁场拓扑变化可能会对其他地方，甚至是偏远地区的日冕加热和喷发产生影响。日冕磁场也在太阳光球层/对流层上部的磁螺旋度向行星际空间的传输中起作用。我们讨论了与日冕是一个全球性互联系统的某些方面有关的观测证据，即，新通量出现导致的大规模日冕加热、新通量出现引发的磁拓扑结构变化导致的色球暗条爆发、螺旋度通过光球层传输的太阳黑子旋转表现、以及能量从太阳光度重新分配到发电机对太阳辐照度周期变化的潜在影响。
2013-02-02 astro-ph.SR
The cool surge following flux emergence in a radiation-MHD experiment
冷而密集的喷射，通常是H $_α$浪涌，经常出现在EUV或X射线日冕喷流旁边，这是太阳内部磁化等离子体出现的结果。理想化的数值实验解释了这些喷射是间接与磁重联之间发生的新兴和预先存在的系统。然而，这些实验遗漏了可能对浪涌现象产生重要影响的基本要素。在本文中，我们研究了冷涌使用的辐射传输和材料等离子体特性的现实处理。为此，使用了彩虹代码，该代码具有等离子体状态方程、光球和色球辐射传输、热传导和光学薄辐射冷却的高级模块。我们进行了一个2.5维实验的磁化等离子体的出现通过（中）颗粒对流单体和低层大气的日冕。通过详细的拉格朗日跟踪，我们研究的形成和演变的冷喷射，特别是熵源的作用：这使我们能够辨别家庭的等离子体元素的演化模式。在发射阶段，许多元素的加速度远远超过重力;当接近其各自轨迹的顶点时，等离子体元素遵循准抛物线轨迹，加速度接近g $_{\odot^{}}$。我们展示了如何形成的冷喷射介导的楔形结构组成的两个冲击，其中之一，导致脱离浪涌从原来出现的等离子体圆顶。
2016-01-15 astro-ph.SR
A model for heating the super-hot corona in solar active regions
本研究利用三维辐射磁流体动力学模拟提出自洽日冕加热模型，表明活动区持续磁通量浮现驱动磁重联，形成千万开尔文子结构并稳定呈现为持久日冕环。
2024-04-08 astro-ph.SR
