MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
Nanoflare statistics in an active region 3D MHD coronal model
上下文利用三维磁流体动力学（3D MHD）模型研究了日冕加热的时空分布。该模型描述了观测到的活动区域上方的日冕的时间演化。该模型是由光球颗粒运动编织的磁场线。这会引起电流，而电流的耗散会加热等离子体。我们将瞬态加热作为后续加热事件进行评估，并分析其统计数据。然后解释的背景下观察到的耀斑统计和日冕加热机制的结果。方法.为了进行数值实验，我们使用高阶有限差分代码，该代码解决了质量守恒，动量和能量平衡，以及感应方程的偏微分方程。能量平衡包括Spitzer热传导和日冕中的光学薄辐射损失。结果三维MHD模型中欧姆加热的时空分布遵循幂律，因此可以用系统的自组织临界态来解释。幂律的斜率与耀斑观测的结果相似。我们发现，日冕是加热足点为主，日冕加热是由称为nanoflares的事件占主导地位，能量约为1017 J。
2013-01-21 astro-ph.SR physics.comp-ph
Effects of background periodic flow on MHD fast wave propagation to a coronal loop
本文研究了磁流体快波通过非均匀定常流区进入圆柱日冕环的传播。背景流被假定为具有一个小的，空间周期性的结构，除了一个恒定的速度。重点研究了Alfvén共振对波能的吸收，并与常流情况进行了比较。一个新的流动（吸收）制度诱导的周期性流动结构，增强了吸收的反平行流和反向吸收（过反射）的平行流相对于轴向波矢量，这取决于过渡层和流动剖面。在某些流动组态中，出现了巨大的过反射和反常吸收行为。在其他流动状态下，其对吸收的影响是微弱的。
2022-12-02 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Standing Slow MHD Waves in Radiatively Cooling Coronal Loops
研究了冷却冕环中的驻波慢磁声振荡。在日冕磁环中，有两种阻尼机制被认为是产生声学驻波模的原因，即热传导和辐射。背景温度被假定为由于光学薄辐射而随时间变化。特别是，背景等离子体被假定为辐射冷却。通过选择一个简单的辐射函数形式，确保背景等离子体的温度演化，由于辐射与观测到的冷却轮廓的日冕环冷却的影响，纵向慢MHD模式的解析评估。低β等离子体的假设导致忽略了磁场扰动，并最终减少了磁流体力学方程的一维系统模拟冷却日冕环路中的纵向磁流体力学振荡。假设冷却发生在比振荡周期大得多的特征时间尺度上，这使得随后能够使用WKB理论来研究驻波的性质。得到了描述波动振幅随时间变化的控制方程，并进行了解析求解。解析导出的解决方案进行数值计算，以进一步了解的驻声波的演变。我们发现，等离子体冷却引起的振荡的振幅下降。尽管冷却的增加导致阻尼率的降低，但在热日冕环中，慢驻波的阻尼情景强烈地增加。
2015-01-12 astro-ph.SR
Heating of coronal loops: weak MHD turbulence and scaling laws
为了了解日冕加热的帕克情景的非线性动力学，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动力学在日冕几何。一个回路被建模为一个沿着强磁场$B_0$的方向延伸的盒子，系统被嵌入其中。在代表光球的顶部和底部，施加了模拟光球运动的速度场。我们表明，非线性动力学的MHD各向异性湍流的不同制度，其特征在于与光谱的间隔幂律的指数范围从Kolmogorov的值（$\sim 5/3$）到$\sim 3$。我们简要地描述了日冕加热率的轴承。
2010-02-12 astro-ph.SR
The Parker Scenario for Coronal Heating as an MHD Turbulence Problem
帕克或场线缠结模型的日冕加热的研究，通过长时间的高分辨率模拟的日冕循环的动力学在简化的磁流体力学（RMHD）的框架内的carnival几何形状。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动各向异性湍流级联占主导地位的磁能和其特征在于沿轴向磁场拉长的电流片。增加轴向磁场的值，MHD湍流的不同区域的发展与日冕加热率的关系。在物理空间中，对流单体尺度上的磁场线只出现轻微弯曲，与电流（E）UV和X射线成像仪的大回路观测结果一致。
2010-02-12 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
Evidence for precursors of the coronal hole jets in solar bright points
分析了23个观测到的日冕亮点中的日冕喷流事件。重点是日冕喷流事件之前和期间平均亮度的时间演变。在绝大多数情况下，无论是单一的或经常性的日冕射流之前，轻微的前兆扰动观察到的平均强度曲线。关键的结论是，我们能够检测到准周期振荡的特征周期从亚分钟到3-4分钟的亮点亮度值之前的射流。我们的基本主张是，随着传统上接受的情况下，通过新的磁通量的出现和重新连接的亮点和日冕洞的初始结构的亮点的演变，某些MHD振荡和波动运动可以激发，这些可以在观察到的动力学的重要地位。这些准振荡现象可能在日冕喷流的不同时期的点火和演化之间起着联系的作用。它们可以指示由于系统熵变、密度变或剪切流引起的MHD波激发过程。很可能在开放和闭合场线区域之间的边缘处存在急剧的流出速度横向梯度。我们假设，磁重联可以是MHD波的源，由于脉冲产生或快速的温度变化，剪切流驱动的非模型MHD波的演变（自加热和/或过反射机制）。
2018-03-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Once more: Leaky MHD waves in coronal magnetic flux tubes
KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过比较日冕磁通量管中的泄漏MHD波与介质中的泄漏电磁波，指出后者可称为准正态模，而前者因磁通量守恒无法正则化，因此不能系统应用于日冕地震学。
2026-06-19 astro-ph.SR math-ph math.MP
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
MHD Waves in open coronal structures
现代天文台已经揭示了日冕中磁流体动力学波的普遍存在。传播波（与驻波相反）通常起源于太阳大气层的低层，这使得它们与日冕加热特别相关。此外，开式日冕结构被认为是太阳风的源区，因此，在这些结构中探测MHD波也与太阳风的加速有关。此外，当代望远镜的先进能力使我们能够通过磁流体地震学提取重要的日冕特性。在这篇评论文章中，特别是在开放的冠状结构的背景下，在检测，起源和阻尼的传播慢mangetoacoustic波和扭结（Alfvénic）波的最新进展。在适当的情况下，我们给出了相关的理论建模研究的概述。这些波的一些重要的地震学应用进行了讨论。Aflvénic波在加速太阳风的可能作用也被触及。
2021-09-21 astro-ph.SR
Coronal heating by MHD waves
太阳色球层和日冕加热到观测到的高温，意味着存在持续的加热，平衡了太阳大气中预期的强辐射和热传导损失。几十年来，人们一直认为活动区、宁静太阳和冕洞的色球和日冕部分所需的加热机制与太阳磁场有关。然而，传输和耗散最终导致太阳等离子体加热的磁能的确切物理过程尚未完全了解。目前对日冕加热的理解主要依赖于两种机制：重联和MHD波，它们在不同的日冕区域可能具有不同程度的重要性。在这篇综述中，我们集中在我们的理解MHD波加热机制的最新进展。首先，我们重点介绍了观测结果的概述，在过去的十年中，我们在日冕中发现了不同的波模式，其中许多波模式与显着的能量通量有关，无论是在现场产生的还是从太阳低层大气中抽取的。之后，我们总结了最近的研究结果的数值模拟波，观测结果的动机。尽管取得了这些进展，但只有在非结构化日冕中使用阿尔文波加热的3D MHD模型才能解释与安静太阳兼容的观测到的日冕温度，而包括交叉场密度结构的3D MHD波加热模型还不能解释活动区域中日冕环的加热到其观测到的温度。
2020-12-02 astro-ph.SR
Ideal MHD instabilities for coronal mass ejections
我们回顾和讨论的见解理想的磁流体动力学（MHD）的不稳定性，可以发挥作用，在不稳定的太阳日冕通量绳结构。对于单通量绳，失败或实际喷发可能是由于内部或外部扭结演变，或从环面不稳定的配置。我们强调最近的研究结果，从三维磁场重建和模拟扭结和环面不稳定性发挥了突出的作用。对于相互作用的电流系统，我们严格讨论不同的路线，日冕动力学和全球爆发，由于电流通道合并或倾斜扭结的情况。这些方案涉及到两个附近的电流通道的存在，显然不同于流行的扭结或环面不稳定性。由于太阳日冕中遍布着无数的磁环-产生相互作用的磁通绳，这些磁通绳以平行或反平行的电流通道为代表，正如最近的各种观测研究所证明的那样-聚结或倾斜扭结演变必然是破坏相邻磁通绳系统稳定的非常常见的现象。由于它们也是在理想的磁流体动力学时间尺度上演化的，它们很可能驱动许多在日冕中目睹的共振爆发。此外，它们必然导致易于重连的薄电流片。我们审查的结果从二维和三维MHD模拟的倾斜和合并的演变，以及粒子加速方面来自计算带电粒子运动的倾斜扭结中断和合并通量绳。后者最近在双向耦合动力学流体模型中进行了研究，其中包含了重连的完整相空间信息。
2019-10-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Excitation and evolution of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
太阳日冕环通常会受到振荡的影响。日冕振荡的观测被用来利用日冕地震学来推断日冕等离子体的物理性质。日冕环中振荡的激发和演化通常使用高度理想化的磁通量-管模型进行研究。为了提高我们对日冕振荡的理解，有必要考虑现实磁场拓扑和演化的影响。利用辐射-磁流体程序Bifrost对从对流区到日冕的太阳大气进行了三维自洽模拟，研究了日冕振荡的激发和演化。我们使用前向模拟EUV辐射和三维跟踪的磁场来分析振荡行为的个别磁环。我们进一步分析了个别等离子体速度分量的演变沿使用小波功率谱捕获的振荡周期的变化。在模拟中出现了在日冕中经常观察到的各种类型的振荡。我们检测到横向和纵向速度分量，包括高阶振荡谐波的常设振荡。我们还表明，自洽模拟再现存在两个不同的制度的横向日冕振荡：迅速衰减的振荡脉冲事件和持续的小规模振荡，没有明显的阻尼。在振荡回路的足点处没有检测到谐波驱动器。我们表明，日冕环振荡是丰富的自洽三维MHD模拟太阳大气。个别磁环的动态演变和变化表明，我们需要重新评估我们的模型的整体和静态日冕环的恒定长度，有利于更现实的模型。
2021-01-16 astro-ph.SR
The effect of density stratification on the resonant absorption of MHD waves in coronal loops
本文研究了零$β$圆柱形磁通量管中理想磁流体动力学的准稳态模，该管经历纵向密度分层和径向密度结构。径向结构被假定为线性变化的密度分布。利用共振吸收的相关联系公式，导出了快磁流体体波的色散关系，并进行了数值求解，得到了扭结波（$m=1$）和凹槽波（$m=2$）的基波和一次泛音、$k=1,2$模的频率和阻尼率。其中，$k$和$m$分别是纵向和方位角模式数。
2010-08-19 astro-ph.SR
Induced MHD oscillations of fine loop structures located in coronal hole
太阳大气中的许多现象都与光球层下的过程有关。例如，在离日天体中观察到的MHD振荡和其他动力学过程就是这些现象。在我们的研究中，我们使用Stereo Behind EUV（171 nm和304 nm）观测来研究安静太阳区域的动力学过程。我们在靠近太阳盘中心的一个小冕洞边缘的日冕亮点中发现了一次喷发事件。喷发后，洞内出现了几个振荡的环。我们认为这些环的振荡是由日冕亮点的爆发过程引起的。相互作用转移剂的性质尚不清楚，因为没有检测到任何传播干扰。对于数据处理，我们使用Pixelize小波滤波（PWF方法）和时间-距离图。我们测量了假设的相互作用传递速度，发现它大约是2-3 km/s。我们试图找出相互作用转移剂的性质。
2010-11-19 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
MHD modeling of coronal loops: the transition region throat
过渡区冕环的扩展可能会对等离子体发射测量的诊断产生相当大的影响。回路的横截面积预计取决于温度和压力，并且可能对加热速率敏感。这里的方法是研究面积对日冕加热速率缓慢变化的响应，并检查目前对稳定加热模型的解释。我们用含时的二维MHD环模型研究了区域响应，包括膨胀磁场、日冕加热以及光学薄等离子体的热传导和辐射损失的描述。我们运行一个50毫米长的环路模拟和准静态加热到约4兆焦耳。我们发现，该区域可以随准稳态加热速率而显著变化，例如，当回路温度在1和4 MK之间变化时，在0.5 MK下约为40%，因此，影响DEM（T）曲线的解释。
2014-02-03 astro-ph.SR
An MHD avalanche model of multi-threaded coronal loop
这是第一次，我们演示了如何MHD雪崩可能会发生在一个多线程的冠状环。考虑23个非潜在的磁线程内的一个循环，我们使用三维MHD模拟表明，只有一个线程需要是不稳定的，以开始雪崩，即使当其他低于边缘稳定。这对日冕加热具有重要意义，因为它提供了触发机制的能量耗散。不稳定螺纹的不稳定性遵循许多早期研究中确定的演变。然而，一旦一个稳定的线程被破坏，它就会与相邻的线程合并，这个过程会破坏附近的其他线程。然后与这些被破坏的线程发生合并，导致随着雪崩的发展，更多的线程被破坏。当周围稳定的线被破坏时，磁能以离散的爆发形式释放。体积积分加热，作为时间的函数，显示短尖峰，表明加热的时间形式更像是\textit{nanoflares}而不是恒定加热。
2015-12-02 astro-ph.SR
Polarization of decayless kink oscillations in a 3D MHD coronal loop model
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；The University of Graz（格拉茨大学）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟首次展示了无衰减kink振荡的自洽产生，并揭示其线性极化特性，支持自维持波驱动机制。
2026-01-07 astro-ph.SR
Extension of the MURaM radiative MHD code for coronal simulations
我们提出了一个新版本的MURaM辐射MHD代码，允许模拟从上层对流区到日冕。我们实现了相关的日冕物理光学薄辐射损失，场对准热传导和平衡电离状态方程。我们人为地限制了日冕Alfv{é}n和热传导速度的计算管理的值使用近似半相对论MHD与人工降低的光速（鲍里斯校正）。我们提出的例子解决方案，从安静到活跃的太阳，以验证我们的方法的有效性。我们量化的数值扩散率的有效日冕加热的作用。我们发现，（数值）磁普朗特数决定的电阻粘性加热的比例，由于非常大的磁普朗特数的太阳日冕，加热预计主要是通过粘性耗散发生。我们发现，合理的解决方案，可以得到的值的减少光的速度只是略大于最大声速。总的来说，这导致了一个完全明确的代码，可以计算的时间演化的太阳日冕响应光球驱动使用数值时间步长不小于$0.1$秒。使用这种方法，可以很容易地对日冕对几天时间跨度的通量出现的反应进行数值模拟。
2016-09-30 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
Transverse MHD waves as signatures of braiding-induced magnetic reconnection in coronal loops
本文首次利用IRIS和SDO观测到日冕环中由编织诱导磁重联直接产生的横向MHD波，并通过环顶nanojets确认重联，证明其能量通量足以加热活动区冕环，为编织磁重联加热理论提供了关键观测证据。
2024-01-15 astro-ph.SR
On the Relationship between Equilibrium Bifurcations and Ideal MHD Instabilities for Line-Tied Coronal Loops
对于冕环的轴对称模型，通过施加线束缚边界条件，研究了磁流体动力学（MHD）平衡序列的分叉点与线性理想MHD不稳定点之间的关系。使用一个很好的研究的例子的基础上的Gold-Hoyle平衡，它表明，如果平衡序列计算使用的Grad-Shafranov方程，不稳定对应于第二个分歧点，而不是第一个分歧点，因为平衡边界条件允许的模式被排除在线性理想的稳定性分析。这是通过计算分叉平衡分支和比较的空间结构的解接近的分歧点与空间结构的不稳定模式。如果使用欧拉势计算平衡序列，则没有找到Grad-Shafranov情况的第一个分歧点，并且欧拉势描述的第一个分歧点与理想的不稳定阈值重合。用线性分叉理论解释了这一结果，并简要讨论了用MHD平衡分叉解释爆发现象的意义。
2009-10-30 astro-ph.SR
An Evolution and Eruption of the Coronal Magnetic Field through a Data-Driven MHD Simulation
本文提出了一种基于零 beta 近似的新数据驱动 MHD 模拟代码，通过使用太阳黑子运动产生的真值数据，成功再现了日冕磁场的扭转、磁通量绳的形成及其爆发过程。
2022-10-14 astro-ph.SR
MHD waves in two-dimensional prominences embedded in coronal arcades
目前用于分析这类结构中MHD波的日珥模型还很初级。在这项工作中，我们计算数值磁流体静力学模型在二维配置下的重力存在。我们的兴趣是在模型，连接磁场的光球，并包括一个覆盖拱廊。这里使用的方法是基于松弛过程，并需要解决时间相关的非线性理想MHD方程。一旦得到一个日珥模型，我们研究叠加在结构上的MHD波的性质。我们只研究纯二维的运动，而忽略在可压缩方向上的传播。我们演示了如何通过使用不同的数值工具，我们可以确定稳定波的振荡周期。我们发现，垂直振荡，与快速MHD波，总是稳定的，并在4-10分钟的范围内的周期。纵向振荡，有关慢磁声-重力波，有较长的周期在28-40分钟的范围内。这些纵向振荡的重力的强烈影响，并成为不稳定的短磁弧。
2013-09-19 astro-ph.SR
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
Competition between shock and turbulent heating in coronal loop system
2.5-三维磁流体动力学（MHD）模拟进行高空间分辨率，以区分日冕加热问题的竞争模型。本研究的目标是由光球中激发的阿尔文波驱动的单个日冕环。在我们的模拟中，日冕结构被再现为阿尔文波传输和耗散的自然结果。此外，日冕结构保持空间分辨率从25公里到3公里的变化，虽然在环顶部的温度增加的空间分辨率。加热机制逐渐改变整个磁冠在4毫米的高度。磁冠下，无论是冲击和MHD湍流是占主导地位的加热过程。在磁冠上方，冲击加热率降低到小于总加热率的10%，而MHD湍流提供了显著的能量来平衡辐射冷却和热传导损失或增益。本文研究中所显示的可压缩性的重要性将对太阳色球层中成功的MHD湍流理论的前景产生重大影响。
2016-08-12 astro-ph.SR
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
Particle Trapping and Acceleration in Turbulent Post-flare Coronal Loops
本研究针对太阳耀斑后环内MHD湍流中的高能电子行为，借助MPI-AMRVAC 3.0模拟探究湍流级联与粒子捕获、加速的关联，构建含非热粒子贡献的HXR谱，为日冕辐射模拟与观测对比提供基础。
2024-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Comparison of Methods for modelling Coronal Magnetic Fields
四种不同的近似方法来模拟由于施加光球运动的日冕磁场的应力进行了比较，并从一个完整的时间相关的磁流体动力学（MHD）代码的结果。通过考虑大光球足点位移，对每种近似方法所用的假设进行了测试。我们考虑一个简单的模型问题，比较完整的非线性磁流体动力学演化，确定与Lare2D数值代码，与四个近似方法。其中两个，磁摩擦松弛和准一维梯度Shafranov方法，假设序列的平衡，而其他两种方法，二阶线性化的MHD方程和减少MHD，是时间依赖性的。松弛方法是非常准确的相比，全磁流体力学的所有脚点位移的无力平衡，但有显着的错误时，等离子体$β_0$是为了统一。1D的方法给出了一个非常准确的描述平衡远离光球边界层，并同意与Lare2D的所有参数值测试。线性化的MHD方程正确地预测了光球边界层的存在，而光球边界层存在于完整的MHD结果中。一旦足点位移成为回路长度的重要部分，RMHD方法就不能正确地模拟平衡序列。完整的数值解本身是有趣的，如果粘度太大，则必须注意低$β_0$等离子体。
2017-11-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Existence of The Closed Magnetic Field Lines Crossing The Coronal Hole Boundaries
冕洞（CH）是具有不平衡磁通量的区域，并且已经与开放磁场（OMF）结构相关联。然而，据报道，一些CH不与OMF区域相交。为了研究这种不一致性，我们应用势场（PF）模型来构造冕洞的磁场。作为比较，我们还使用了热力学磁流体动力学（MHD）模型合成冠状图像，并确定CH从合成图像。结果表明，有一个显着的百分比的封闭场线延伸超出CH边界和超过50%（17%）的PF（MHD）CH不包含OMF线。在活跃时期，越界磁力线更可能出现在低纬度地区。虽然它们往往比非边界穿越的CH边界更靠近CH边界，但PF（MHD）CH中近40%（20%）的它们不位于边界区域。没有开磁力线的CH通常比那些开磁力线的CH更小，单极性更差。MHD模型表明，沿边界交叉磁力线的温度变化比非边界交叉磁力线的温度变化大。两种模型计算结果的主要区别在于，PF和MHD CH中的主导磁力线分别为闭合磁力线和开放磁力线。
2022-06-11 astro-ph.SR
Effect of Coronal Loop Structure on Wave Heating by Phase Mixing
日冕加热背后的机制仍然无法直接观察和建立可行的理论过程模型，对日冕结构的后续影响是评估可能的加热机制的关键工具之一。通过磁流体力学（MHD）横波的相位混合的波加热已被提出作为一种可能的方式来转换为热能的磁能，但越来越多的MHD模型表明，这是不是一个足够有效的机制。我们模拟加热的横向MHD波的相位混合在各种配置，调查是否某些情况下可以提高加热足以维持百万度的日冕和评估的影响的传播和相位混合的横向MHD波的边界壳的结构的日冕环。我们使用三维MHD模拟预先存在的密度增强磁化介质和边界驱动器，以触发传播的横波具有相同的功率谱测量的COMP。我们考虑不同的密度结构，边界条件在非驱动足点，驱动器的特性，和不同形式的磁阻率。我们发现，不同的初始密度结构影响的边界壳的演变和一些驱动配置增强产生的热耗散的MHD波。特别是，在更大的空间尺度和更高的耗散系数相干的驱动程序产生显着的加热，但它仍然是不够的。我们的结论是，虽然横向MHD波的相位混合是不太可能维持的热结构的电晕，有配置，允许这种机制的效率提高。我们提供了可能的签名，以确定这种配置的存在，如位置的加热是沿着日冕环沉积
2020-09-09 astro-ph.SR
Effects of Mesh Topology on MHD Solution Features in Coronal Simulations
随着计算能力的提高，日冕的磁流体动力学（MHD）模拟变得越来越流行。现代计算等离子体代码，依赖于计算流体动力学（CFD）方法，允许使用太阳表面磁图作为输入来解析日冕特征。这些计算在全3D域中进行，因此选择正确的网格配置对于节省计算资源和实现/加速收敛至关重要。此外，已经观察到，对于接近流体静力平衡的MHD模拟，在网格结构之后的解中可能会出现虚假的数值伪影，这使得网格的选择也是对精度的关注。本文的目的是讨论和权衡两个主要的网格拓扑结构时，适用于全球太阳日冕模拟使用非结构化的理想MHD求解器从COOLFluiD平台。第一个拓扑是基于测地线多面体和第二个UV映射。重点将放在网格适应性，分辨率分布，产生虚假的数值通量和收敛性能等方面。为此，首先研究了旋转偶极子的情况，然后使用来自太阳极小期（1995年）和太阳极大期（1999年）的真实磁图进行了两次模拟。它的结论是，最合适的网格拓扑结构的模拟取决于几个因素，如精度要求，存在的功能附近的极地地区和/或强大的功能，在流场一般。如果需要考虑收敛性，并且模拟包含强动力学，则与更常规使用的UV映射网格相比，建议使用基于测地线多面体的网格。
2022-02-28 astro-ph.SR physics.comp-ph
Extrapolation of the Solar Coronal Magnetic Field from SDO/HMI Magnetogram by a CESE--MHD--NLFFF Code
由于没有直接的测量数据，日冕中的磁场通常是通过数值方法从光球层外推得到的。目前，非线性无力场（NLFFF）模型是低日冕外推的主要物理模型。最近，我们发展了一个新的带有MHD弛豫的NLFFF模型来重建日冕磁场。该方法基于CESE-MHD模型，采用守恒元/解元（CESE）时空格式。在本文中，我们报告的应用程序的CESE-MHD-NLFFF代码的\SDO /HMI数据与磁图采样的两个活动区（AR），NOAA AR 11158和11283，这两个都是非常非潜在的，产生X级耀斑和喷发。对原始磁图进行预处理以去除力，然后输入到外推代码中。与\SDO /AIA图像的定性比较表明，我们的代码可以重建类似于EUV观察到的日冕环的磁场线。活动区的大多数重要结构都被很好地再现，比如在AR 11158中悬挂细丝的高度剪切场线和在AR 11283中对应于S形的扭曲磁通绳。定量评估的结果表明，无力约束是很好地满足在强场区，但显然不是那么好，在弱场区，由于数据噪声和数值误差的小电流。
2013-04-10 astro-ph.SR
Self-consistent 3D radiative MHD simulations of coronal rain formation and evolution
日冕雨由冷而稠密的等离子体凝结组成，这些凝结是由于热不稳定性而在日冕环中形成的。以前对热不稳定性和日冕雨形成的数值模拟依赖于人为地在能量方程中加入日冕加热项。为了再现日冕的大尺度特征，需要使用更真实的日冕加热公式。我们分析了日冕雨的形成和演变的三维辐射磁流体动力学模拟跨越对流区的电晕，这是自洽加热的磁场编织作为对流运动的结果。我们调查的时空演变的能量耗散沿日冕环成为热不稳定。模型中的欧姆耗散导致加热事件能够诱导足够的色球蒸发到环路中，以触发热不稳定性和凝结形成。热不稳定等离子体的冷却发生在与各个脉冲加热事件的持续时间相当的时间尺度上。脉冲加热有足够的持续时间来触发环中的热不稳定性，但不会持续足够长的时间来导致日冕雨极限循环。我们表明，凝聚可以生存和落入色球层或被破坏的强烈的焦耳加热与磁重联事件。此外，我们还发现沿开放的磁场线也可以形成凝聚。
2020-05-07 astro-ph.SR
Observationally driven 3D MHD model of the solar corona above an active region
目标。我们的目标是采用一个三维磁流体动力学（MHD）模型，包括光谱合成模拟日冕在观测到的太阳活动区。这将使我们能够判断3D模型中内置的日冕加热机制的优点。方法.光球观测的磁场和水平速度在一个活跃的区域被用来驱动我们的日冕模拟从底部。由此产生的电流通过欧姆耗散加热电晕。热传导重新分配最终通过光学薄辐射损失的能量。基于MHD模型，我们合成了日冕发射线的轮廓，可以直接与同一活动区的实际日冕观测进行比较。结果在合成的模型数据中，我们发现热日冕环路，其主机虹吸流或通过排水膨胀和失去质量。这些合成的环与观察到的结构处于相同的位置，并且在多普勒频移方面显示出类似的动力学。通过与Hinode数据的比较以及与来自STEREO的数据的3D立体重建显示这种匹配。结论.与实际观测结果的相当大的匹配表明，导致日冕能量输入的场线编织机制提供了热量输入在空间和时间上的适当分布。从这一点，我们得出结论，在一个活跃的地区的场线编织是占主导地位的加热过程，至少在空间尺度上提供给目前的观测。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Coronal Shock Waves, EUV waves, and their Relation to CMEs. II. Modeling MHD Shock Wave Propagation Along the Solar Surface, Using Nonlinear Geometrical Acoustics
我们用非线性几何声学模拟了日冕冲击波的传播。该方法是基于Wentzel-Kramers-Brillouin（WKB）的方法，并考虑到非线性波的主要属性：i）波前速度的波动振幅的依赖性，ii）非线性耗散的波能量，和iii）孤立冲击波的持续时间的逐步增加。我们详细讨论的方法和目前的冲击相关的极紫外（EUV）波的传播建模的结果，以及Moreton波沿太阳表面在最简单的日冕模型。计算结果显示了波浪的减速和拉长。相比之下，在线性近似中考虑的波保持其长度不变，并略有加速。
2011-04-19 astro-ph.SR
MHD Modeling of Solar Coronal Magnetic Evolution Driven by Photospheric Flow
众所周知，磁场在日冕动态中占主导地位，目前正在开发新一代日冕磁场演变的数值模型，其特点是边界条件直接由观测数据驱动。本文提出了一种新的数据驱动磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区（AR）磁场演化的方法，这是第一次直接利用DAVE 4VM中光球速度场的数据驱动全MHD模型。我们构建了一个完善的MHD平衡的基础上，一个单一的矢量磁图，采用MHD松弛方法与足够小的动力粘度，并使用此MHD平衡作为初始条件，随后的数据驱动的演变。利用DAVE 4VM方法，从观测到的时间序列磁图中得到了光球表面流场。最后将表面流按时间顺序输入到MHD模型的底边界，通过直接求解底边界处的磁感应方程，自洽地更新每个时间步长的磁场。我们应用此数据驱动模型研究AR 12158的磁场演化与SDO/HMI矢量磁图。我们的模型再现了场线的准静态应力，主要是通过AR的领先太阳黑子的旋转流，这使得核心场线形成一致的S形，与SDO/AIA图像中看到的S形结构一致。在模拟中获得的总磁能与直接从原始矢量磁图与DAVE 4VM导出的流场计算的累积磁能密切匹配。这样一个数据驱动的模型将被用来研究日冕场如何在缓慢的光球运动的驱动下达到不稳定状态并进入爆发。
2021-04-15 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Kink MHD Waves in Inclined and Asymmetric Coronal Loops
本文分别计算了日冕环倾角和不对称性对扭折磁流体动力学（MHD）振荡共振吸收的影响。我们用一个充满冷等离子体的直的轴对称圆柱形磁通量管模拟了一个典型的日冕环。对于不同的纵向质量密度分层值，我们用数值方法求解了色散关系。我们表明，在倾斜和不对称的环路，频率和相应的阻尼率的基本和第一泛音模式的扭结振荡是较小的相比，半圆形的不倾斜的环路具有相同的长度。结果还表明，周期比$P_1/P_2$随着环路倾角的增加而增加，但当对每个环路侧施加不对称性时，其减小小于$2\%$，直到环路长度的$9.66\%$。在倾斜或不对称的情况下，各阶模态频率与其相应阻尼率的比值基本保持不变。因此，我们的结论是，这些比值是可靠的，用于推断日冕环和日冕介质的物理参数，无论环的形状或其倾斜状态。此外，与不对称性对周期比$P_1/P_2$的影响并不显着相反，当观测到的振荡环具有较小的顶点高度时，其倾斜状态是一个应该考虑的重要因素，特别是在日冕地震学考虑周期比$P_1/P_2$时。
2021-04-05 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD modeling of propagating disturbances in fan-like coronal loops
准周期性传播强度扰动（PD）已被观察到在大日冕环的EUV图像超过十年，并被广泛接受为慢磁声波。然而，日出/EIS的光谱观测显示它们与持续的日冕上升流有关，这一解释值得商榷。出于这种情况下，日冕上升流可能是由零星的加热事件（nanofares）在循环基地产生的众多个人的流动脉冲的累积结果，我们构建了一个速度驱动器与重复的微小脉冲，其能量频率分布遵循耀斑幂律缩放。然后，我们进行三维MHD建模的理想化的双极活动区，通过应用这种宽带速度驱动器的大冠状循环出现在计算域中打开的足点。我们的模型成功地再现了PD与观察到的类似功能，并表明，任何上升流脉冲不可避免地激发慢磁声波扰动沿环路传播。我们发现，所产生的PD的波签名占主导地位，因为它们的传播速度是一致的，在流动的存在下的波的速度，和注入的流量迅速减速与高度。我们的模拟结果表明，所观察到的PD和相关的持续上升流可能是由小规模的脉冲加热事件（nanoflares）在循环的基础上，和流动和波可能都有助于PD在较低的高度。
2013-08-12 astro-ph.SR
Deriving the Continuous $β$-FPUT Model for Decayless Solar Coronal Oscillations Directly from Resistive MHD
University of Salford（索尔福德大学）
本文从电阻MHD推导出连续β-FPUT模型，解释日冕环无衰减横向振荡，通过内部流体机制实现频率自聚焦，并提供宏观日冕地震学方法反演波导精细结构参数。
2026-10-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
2010 August 1-2 sympathetic eruptions: II. Magnetic topology of the MHD background field
使用位场源面（PFSS）模型，我们最近分析了全球拓扑结构的背景日冕磁场的一系列日冕物质抛射（CME）发生在2010年8月1日至2日。在这里，我们重复这种分析的背景场再现的磁流体动力学（MHD）模型，包括等离子体热力学。至于PFSS模型，我们发现，所有三个CME源区包含一个冕洞，从相邻的冕洞分离的拓扑结构非常相似的伪流光结构。然而，这两个模型产生的冕洞的大小，形状和流量非常不同的结果。我们发现，头盔流光尖点线，这对应于源-表面的零线在PFSS模型，是结构不稳定的，并没有形成在MHD模型。我们的分析表明，一般情况下，在MHD配置，这条线，而不是由一个多零分离器通过沿边缘断开磁通区域。这些区域中的一些是瞬态的，并且可能是所谓的流光斑点的起源。我们表明，这种斑点的核心拓扑结构是一个三维的“等离子体”，由两个连体的相反的旋向的磁通绳，连接在一个螺旋零点的磁场。我们的分析表明，这样的等离子体团也出现在伪流光小得多的规模。这些新的见解日冕磁拓扑结构提供了一些有趣的影响太阳高能粒子事件和缓慢的太阳风的属性。
2017-07-24 astro-ph.SR
Direct Observation of Coronal Magnetic Fields by Vector Tomography of the Coronal Emission Line Polarizations
本文介绍了第一次直接“观察”的全球规模，三维日冕磁场的卡林顿旋转（CR）周期2112使用矢量层析反演技术。矢量层析成像反演使用观测测量的Fe { \sc{xiii} } 10747日冕Hanle效应偏振信号的日冕多通道偏振计（CoMP）和日冕密度和温度结构从标量层析成像反演的STEREO/EUVI日冕发射线（CEL）强度图像作为输入，以获得一个日冕磁场模型，最好地再现所观察到的偏振信号。虽然不能进行独立的验证的矢量层析成像结果，我们比较了层析成像反演的冠状磁场与磁流体动力学（MHD）模拟的基础上观察到的光球磁场的CR 2112和2113。我们发现，CR 2112的MHD模型是定性一致的层析成像反演结果的大部分重建域，除了一对夫妇的区域。特别是对于一个最值得注意的例外区域，我们发现，CR 2113的MHD模拟预测的模型更接近于矢量层析成像反向磁场。我们讨论了层析反演技术的效用和局限性，并提出了未来发展的想法。
2016-07-15 astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
Superoscillations in solar MHD waves and their possible role in heating coronal loops
目标：研究日冕磁声波中超振荡的存在及其通过它们在波上产生的强烈和局部梯度加热日冕环的可能作用。方法：建立了沿场线传播的香肠波模式和扭结波模式之间的转换的解析模型。我们计算在这个模型中的局部频率，波梯度和相关的加热率由于压缩粘度。结果如下：我们发现超振荡与波模式之间的过渡伴随着波位错，通过波域转移。发现了比正常频率高10倍的频率，这意味着一个典型的3分钟日冕波将在10到20秒内局部振荡。如此高的频率带来了强梯度，通过压缩粘度有效地消散波。我们计算相关的加热率。在局部，它们非常强，在很大程度上补偿了典型的辐射损失。结论：我们发现了一个新的加热机制，磁声波在日冕。由于超振荡的加热只发生在特定的磁场线与小的截面，规模相当于日冕环，内部更大的磁通量管和波传播域。
2018-01-25 astro-ph.SR
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 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
Coronal Abundance Fractionation Linked to Chromospheric Transverse MHD Waves in a Solar Active Region Observed with FISS/GST and EIS/Hinode
本研究通过分析活动区中色球横向MHD波与日冕丰度分馏的空间相关性，验证了FIP效应由有质动力驱动的模型，发现二者强相关。
2025-02-26 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 astro-ph.SR
Study of the 3D Coronal Magnetic Field of Active Region 11117 Around the Time of a Confined Flare Using a Data-Driven CESE--MHD Model
利用数据驱动的MHD模型研究了2010年10月25日发生的C级耀斑前后NOAA活动区AR 11117的三维磁场。基于时空守恒元和解元（CESE）方案的MHD模型，主要考虑磁场演化和有限等离子体$β$的简化太阳大气。直接输入从照片上的观测得出的磁矢量场数据来约束模型。假设日冕磁场的动态演化可以用连续的平衡来近似，我们利用\it太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）拍摄的AR 11117在耀斑前后的矢量磁图，求解了MHD平衡的时间序列。该模型定性地再现了三维磁场的基本结构，由大气成像组件（AIA）观测到的磁力线和日冕环之间的视觉相似性，这表明日冕场确实可以很好地表征在大多数时间的MHD平衡。在两小时的研究时间间隔内，磁位形的变化非常有限。拓扑分析表明，小耀斑与秃斑（BP，其中磁场与光球相切）相关，表明耀斑的能量释放可以通过与BP分界线相关的磁重联来理解。总磁通量和总能量在耀斑期间仍保持小幅增加，而计算的磁自由能在耀斑期间下降了$\sim 10^{30}$ erg，这似乎足以提供小C级受限耀斑的能量收支。
2012-09-11 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD wave propagation near a coronal null point: a new wave mode decomposition approach
本文提出了一种新的MHD波分解方法，克服了现有波识别方法的局限性。我们的方法允许调查的能量通量在不同的MHD模式在不同的位置的太阳大气中的波产生的涡流穿过太阳大气，并通过附近的磁零。我们模拟波动力学通过日冕零配置和应用旋转波驱动器在我们的底部光球边界。为了识别与不同的MHD波模式相关联的波能量通量，我们采用了波分解方法，该方法能够唯一地区分不同的MHD模式。我们提出的方法利用三维空间中单个磁场线的几何形状来分离与三种基本MHD波相关的速度扰动。我们的方法波识别是一致的，与以前的通量面为基础的方法，并给出了预期的结果，在各个位置的零配置的波能量通量。我们发现，无处不在的涡流激发MHD波，有助于显着的坡印亭通量在太阳日冕。阿尔文波能通量在扇面积累，快波能通量在零点附近积累。有一个强大的电流密度积聚在脊柱和fansurface.The建议的方法具有优势，以前使用的波分解方法，因为它可以在现实的模拟或磁外推，以及在真正的太阳观测，只要三维场线形状是已知的。磁声波在零附近的能量通量的增强可能对射流和脉冲等离子体流的形成有重要的影响。
2022-01-24 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
