我们报道了在太阳耀斑中发现的扭转阿尔夫文振荡，它调制了磁自由能$E_f(t)$的时间演化，而磁势能$E_p(t)$是不相关的，非势能随$E_{np}(t) = E_p + E_f(t)$变化。扭转振荡的平均观测时间周期为$P_{obs}=15.1 \pm 3.9$ min，平均场线长度为$L=135\pm35$ Mm，平均相速度为$v_{phase} =315 \pm 120$ km s $^{-1}$，我们将其解释为耀斑环中电子密度增强的扭转阿尔文波。大多数的扭转振荡被发现是衰减少，但表现出积极或消极的趋势，在自由能的演变，表明新出现的通量（如果是积极的），磁抵消，或耀斑能量耗散（如果是消极的）。自由能的时间演化计算在这项研究中与{ \sl垂直电流近似（版本4）非线性无力场（VCA 4-NLFFF）}代码，它结合了自动检测的日冕环的解决方案，并绕过非力自由光球边界条件，与传统的NLFFF代码。
英文摘要：
We report the discovery of torsional Alfvénic oscillations in solar flares, which modulate the time evolution of the magnetic free energy $E_f(t)$, while the magnetic potential energy $E_p(t)$ is uncorrelated, and the nonpotential energy varies as $E_{np}(t) = E_p + E_f(t)$. The mean observed time period of the torsional oscillations is $P_{obs}=15.1 \pm 3.9$ min, the mean field line length is $L=135\pm35$ Mm, and the mean phase speed is $v_{phase} =315 \pm 120$ km s$^{-1}$, which we interpret as torsional Alfvénic waves in flare loops with enhanced electron densities. Most of the torsional oscillations are found to be decay-less, but exhibit a positive or negative trend in the evolution of the free energy, indicating new emerging flux (if positive), magnetic cancellation, or flare energy dissipation (if negative). The time evolution of the free energy has been calculated in this study with the {\sl Vertical-Current Approximation (Version 4) Nonlinear Force-Free Field (VCA4-NLFFF)} code, which incorporates automatically detected coronal loops in the solution and bypasses the non-forcefreeness of the photospheric boundary condition, in contrast to traditional NLFFF codes.
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。
Diagnostics of plasma ionisation using torsional Alfén waves
利用最近观测到的扭转阿尔文波在太阳耀斑，我们确定的电离状态的等离子体考虑到阿尔文波传播的部分电离的日珥等离子体。我们推导了波的演化方程，并将解析解与观测结果进行了比较，以确定中性粒子的数密度。使用一个单一的流体等离子体近似，其中波阻尼提供的考林电阻率，我们研究的时间演化的波。通过将方程的解与观测数据（周期、振幅、传播速度）进行比较，我们确定了考林电阻率的值，这使我们得出了部分电离等离子体中中性粒子数量的结论，这是一个无法直接或间接测量的数量。我们的研究结果表明，阻尼扭转阿尔文波是一个理想的诊断工具的电离状态的等离子体。利用一个简单的模型，我们发现在扭转阿尔文波的观测温度下，中性粒子的数量级为$5\times 10^{10}$ cm $^{-3}$。
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
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。
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。
Torsional Alfven Oscillation in the Regime of Firehose Instability as a Mechanism of Plasma Stratification in a Laboratory Experiment on Modeling a Coronal Arch
A. V. Gaponov-Grekhov Institute of Applied Physics of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院阿·瓦·加蓬诺夫-格列霍夫应用物理研究所）；Lobachevsky University（罗巴切夫斯基大学）
Magnetic Untwisting in Solar Jets that Go into the Outer Corona in Polar Coronal Holes
我们研究了在极冕洞观测到的14个大型太阳喷流。在SDO/AIA的EUV电影中，每一个喷流看起来都与大多数在冕洞中爆发的X射线喷流和EUV喷流相似，但每一个喷流都比大多数喷流更高，以至于在SOHO/LASCO/C2日冕仪的图像中，在2.2 RSun以上的外日冕中观察到它。从AIA He II 304高速摄影和LASCO/C2的运行差图像中，我们发现：（1）喷流的前部以几倍于音速的速度在2.2RSun以下穿过日冕，（2）喷流在爆发时表现出极大的自旋;（3）在外冕区，大部分喷流有可测量的摆动和几度振幅的弯曲，有三个喷流的摆动是周期为1小时量级的振荡。这些特征表明，这些射流中的驱动器是基本上是大振幅的磁解扭波（即，非线性）扭转Alfven波，其在喷流爆发时通过交换重联而被放入喷流中的重联开放场中。从测量的旋转和摇摆，我们估计，磁解扭波失去了它的大部分能量在低于2.2 RSun的内日冕。我们指出，在II型针状体中观察到的扭转波可能会以与我们的大喷流中的磁解扭波相同的方式在日冕中消散，从而为冕洞中的日冕加热提供动力。
Modeling of Magneto-Rotational Stellar Evolution I. Method and first applications
虽然磁场长期以来一直被认为是重要的磁性非简并恒星和致密恒星的演化，但近年来越来越清楚的是，实际上所有的恒星都受到了深刻的影响。这对于它们内部的角动量分布来说尤其如此，但磁场也可能影响内部混合过程，甚至影响恒星的命运。我们提出了一个新的恒星演化模拟框架，其中的相互作用之间的磁场，旋转，质量损失，以及在恒星的密度和温度分布的变化被视为自洽。对于与恒星自转轴对称的大尺度恒星平均磁场，从平均场MHD方程出发，应用Alfven定理导出了环向和极向分量的一维演化方程，并给出了由洛伦兹力引起的角动量转移的守恒形式.我们实现我们的形式主义到一个数值恒星演化代码和模拟的磁旋转演化的1.5 M $_\odot$星。在$Ω$效应的辅助下的洛伦兹力施加通过磁化介质传播的扭转阿尔芬波，导致在阿尔芬时间尺度内的近刚性旋转。我们的模型具有不同的初始自旋和B场，可以再现Ap/Bp星的主要观测性质。计算继续红巨星制度显示出明显的核心包络耦合，再现了核心和表面的旋转周期所确定的小行星地震观测。
Dynamics of a switchback-like magnetic deflection induced by a propagating coronal jet
Sorbonne Université, École polytechnique, Institut Polytechnique de Paris, Université Paris Saclay, Observatoire de Paris-PSL, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP)（索邦大学、巴黎综合理工学院、巴黎理工学院、巴黎萨克雷大学、巴黎天文台-PSL、法国国家科学研究中心、等离子体物理实验室）；French-Spanish Laboratory for Astrophysics in Canarias (FSLAC), CNRS IRL 2009, Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛法西天体物理学实验室（FSLAC）、法国国家科学研究中心国际研究联合实验室2009、加那利群岛天体物理研究所）；LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES（地球与行星科学实验室、宇宙观测与研究支持中心、奥尔良大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心）；Durham University, Department of Mathematical Sciences（杜伦大学、数学系）
