The First 3D Coronal Loop Model Heated by MHD Waves against Radiative Losses
为了解决长期存在的日冕加热问题，半个世纪前就有人提出日冕环可以被波加热。尽管不断积累的观测证据表明日冕波的可能重要性，仍然没有3D MHD模拟存在，显示显着加热的MHD波。在这里，我们报告的第一个三维日冕环模型加热等离子体对辐射冷却。冠状环在足点处由横向振荡驱动，随后诱导的开尔文-亥姆霍兹不稳定性使环横截面变形并产生小尺度结构。波能被转移到较小的尺度，在那里它被耗散，克服了辐射引起的内部内能损失。这些结果为解决日冕加热问题开辟了新的途径。
2021-02-25 astro-ph.SR
How transverse MHD wave-driven turbulence influences the density filling factor in the solar corona?
日冕中的横向MHD波是普遍存在的。对日冕的开放（如冕洞）和闭合（如冕环）磁场区域进行加热的可能机制之一是由于MHD波驱动的湍流。在这项工作中，我们研究了由于横向MHD波驱动湍流的产生，在太阳日冕中的过密结构的填充因子的变化。使用3D MHD模拟，我们估计的密度填充因子的开放的磁结构，通过计算的分数的体积所占据的过密等离子体结构的整个体积的模拟域。接下来，我们进行正演模拟，并使用FoMo生成Fe XIII 10749 μ m和10800 μ m密度敏感线对的合成光谱。使用合成图像，我们再次估计填充因子。从两种方法获得的估计填充因子是合理的协议。此外，我们的结果与日冕洞和环中填充因子的观测结果相当吻合。结果表明，湍流的产生增加了日冕的填充因子。
2021-10-13 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
Analytic approximate seismology of propagating MHD waves in the solar corona
观测表明，在太阳大气中传播的磁流体动力学（MHD）波是普遍存在的。磁流体地震学技术是利用波动观测和磁流体波动理论相结合，间接推断太阳大气等离子体和磁场的物理参数。在这里，我们提出了一个分析地震反演方案传播MHD波。该方案以一致的方式使用关于波长和阻尼长度的观测信息，以及周期或相速度的观测值，并且基于波长和阻尼长度的理论值的近似渐近表达式。讨论了反演格式的适用性，并给出了一个算例。
2012-10-09 astro-ph.SR
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
A statistical study of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
日冕多通道偏振仪（CoMP）为探测太阳日冕中的横向MHD波提供了令人兴奋的机会。CoMP数据的存档被用来生成一个目录的静态冠状循环，可用于研究传播扭结波。该目录包含2012年至2014年期间观测到的120个环。该目录进一步用于进行统计研究的传播扭结波在太阳日冕的安静区域，调查相速度，环路长度，足点功率比和平衡参数值。统计研究使我们能够建立阻尼率和冠状环的长度之间的关系的存在，与较长的冠状环显示较弱的波阻尼。我们认为，这种行为的原因是与循环长度增加的循环和周围的等离子体之间的平均密度对比度下降。该目录将为进一步研究宁静日冕中传播的扭折波提供基础。
2021-05-26 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
Extended MHD modeling of the steady solar corona and the solar wind
回顾了在定常或准定常日冕物理条件下，日冕和太阳风的大尺度磁流体动力学（MHD）模拟的历史和现状。我们把思想的演变导致认识到存在一个不断扩大的太阳大气层的历史背景。详细介绍了第一代全球日冕和太阳风模式的发展和主要特点。这一历史观点也适用于目前的全球日冕和太阳风模型套件。我们讨论了新思想的演变及其在数值模拟代码中的实现。我们指出了这些模型所面临的科学和计算挑战，并讨论了各个团体试图克服这些挑战的方法。接下来，我们将讨论最新的，最先进的模型，并指出在模拟日冕和行星际介质的预期下一步。
2018-07-01 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
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
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
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
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理学中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
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
Validation of Spherically Symmetric Inversion by Use of a Tomographic Reconstructed Three-Dimensional Electron Density of the Solar Corona
利用日冕仪测量的白光偏振亮度反演日冕电子密度是太阳物理学中的一个经典问题。基于球对称几何的反演技术（Spherically Symmetric Inversion，SSI）是20世纪50年代发展起来的，并已广泛应用于各种观测资料的解释。然而，到目前为止，还没有关于该方法的不确定度估计的研究。在这项研究中，我们提出了详细的评估，这种方法使用的三维（3D）的电子密度在日冕从1.5至4 Rsun作为一个模型，这是重建的层析成像方法从STEREO/COR 1观测在2008年2月太阳极小期。我们首先在理论和观察表明，球对称多项式近似（SSPA）方法和Van de Hulst反演技术是等价的。然后，我们评估的SSPA方法使用合成的PB图像从三维密度模型，并发现SSPA密度值接近模型输入的流光核心附近的天空平面（POS）的差异一般小于一个因素的两个左右，前者具有较低的峰值，但更多的传播在纵向和横向方向比后者。我们估计，SSPA方法可以解决的日冕密度结构附近的POS与角分辨率在经度约50度。我们的研究结果证实了建议，SSI方法是适用于太阳能最低流光（带）在以前的一些研究中所述。此外，我们证明了SSPA方法可以用来重建三维日冕密度，大致符合层析成像的低太阳活动的一段时间。我们建议，SSI方法是互补的三维层析技术在某些情况下，鉴于后者的发展仍然是一个正在进行的研究工作。
2014-06-26 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
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
MHD simulations of the in-situ generation of kink and sausage waves in the solar corona by collision of dense plasma clumps
MHD波在日冕中是普遍存在的，在日冕中高度结构化的磁场为它们的传播提供了有效的波导。虽然已经观察到MHD波起源于太阳大气的低层，但最近的研究表明，一些MHD波可以通过密集的反向传播流的碰撞原位产生。在这项理论研究中，我们分析的机制，触发扭结和香肠模式的传播在日冕中，以下的碰撞的反向传播的流量和流量的属性如何影响所产生的波的属性。为了详细研究这样的机制，我们运行了一系列理想的二维和三维MHD模拟，我们改变了反向传播流的属性，并通过一个简单的技术来估计扭结和香肠模式的振幅，我们调查他们的作用的MHD波的产生和传播。我们发现，波的振幅在很大程度上取决于流的动能和扭结或香肠模式的发病取决于碰撞斑点之间的不对称性。此外，MHD波的初始波长与流体碰撞产生的磁位形有关。我们还发现，真正的3D系统响应较小的波幅。在这项研究中，我们提出了一个参数空间描述的机制，导致产生的MHD波的碰撞流的电晕。未来对这些波的观测可用于了解日冕等离子体和磁场的性质。
2019-05-09 astro-ph.SR
Towards a Realistic, Data-Driven Thermodynamic MHD Model of the Global Solar Corona
在这项工作中，我们描述了我们的实施全球日冕模型的空间天气建模框架（SWMF）的热力学能量方程，并将其发展成新的低日冕（LC）模型。这项工作包括整合的额外的能量传输日冕加热，电子热传导，光学薄辐射冷却到管理磁流体动力学（MHD）能量方程。我们研究两种不同的边界条件，使用这个模型;一组在上过渡区（辐射能量平衡模型），以及一个统一的色球条件下，过渡区可以在其整体建模。通过从模型结果的观测合成和随后的比较，以1996年8月27日为中心的1913年卡林顿自转（CR）的全太阳极紫外（EUV）和软X射线观测，我们证明了在使用全球MHD模型描述低日冕的独特条件时，需要这些额外的考虑。通过多次模拟，我们检查了LC模型评估和区分日冕加热模型的能力，并发现相对简单的经验加热模型足以重现低日冕中观察到的结构。我们发现，日冕加热和电子热传导之间的相互作用提供了显着的反馈到3D磁拓扑结构在低日冕相比，一个潜在的场外推，这种反馈在很大程度上取决于引入到日冕的机械能的量。
2009-12-11 astro-ph.SR
3D MHD modeling of twisted coronal loops
我们对单个亮日冕环进行MHD建模，以包括与非均匀磁场的相互作用。该领域强调在中心区域的随机足点旋转和它的能量被耗散到加热通过异常磁扩散率，开关在电晕以上的电流密度阈值的增长电流。我们模拟了一个完整的单磁通量管，在太阳大气中从高β色球层延伸到低β日冕通过陡峭的过渡区。磁场从色球层扩展到日冕。最大分辨率约为30公里。我们得到了一个整体的演变典型的环模型和现实的环发射在EUV和X射线波段。封闭在通量管中的等离子体在约2/3小时后被加热到活动区的温度（约3 MK），来自色球层的上升气流以约100 km/s的速度充满通量管的核心，密度超过10^9 cm^-3。在低电晕比高电晕释放更多的热量，并且在空间和时间上都是精细结构的。
2016-07-19 astro-ph.SR
Validation of a wave heated 3D MHD coronal-wind model using Polarized Brightness and EUV observations
日冕和日球层的形成和演化的物理性质仍然没有完全了解。三维磁流体全局建模是研究所有可能的候选过程的有力工具。为了充分理解它们各自的作用，我们需要一个验证过程，将模拟的输出与观测数据进行定量比较。在这项工作中，我们提出的结果，从我们的验证过程中应用到波湍流驱动的三维磁流体日冕风模型WindPredict-AW。在模型开发的这个阶段，我们将工作集中在静止条件下的日冕区域。我们分析了三个模拟结果，不同的边界值。我们使用的3D分布的密度和温度，输出的模拟在周围的第一个帕克太阳探测器近日点（在太阳活动的最小值），合成极紫外线（EUV）和白光偏振（WL pB）的图像再现所观察到的日冕。对于这些测试，我们选择了2018年11月6日和7日获得的AIA 193 A，211 A和171 A EUV发射，MLSO K-Cor和LASCO C2 pB图像。然后，我们做定量比较的磁盘和离肢体电晕。我们表明，我们的模型是能够产生的合成图像相比，所观察到的日冕。
2022-04-01 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
Spectral analysis of 3D MHD models of coronal structures
我们研究极紫外发射线光谱来自三维磁流体力学模型的结构在日冕。为了在数值实验中研究光球层磁活动增加的影响，在光球层施加了比太阳高得多的磁通量密度。因此，我们可以期待我们的结果突出太阳和更活跃但仍像太阳的恒星之间的差异。我们讨论了从这些模型合成的极紫外线发射线中看到的签名，并将其与过渡区和日冕中形成的线中多普勒频移的空间分布和时间演变中发现的签名进行比较。这是主要的兴趣，以测试质量的基本磁流体动力学模型加热日冕，即电流在日冕驱动的光球运动（磁通编织）。
2009-04-15 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 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
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
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
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
MHD Equilibria and Triggers for Prominence Eruption
磁流体动力学（MHD）模拟出现扭曲的磁通量管从太阳内部进入日冕进行了讨论，以说明如何扭曲和剪切日冕磁结构（自由磁能），能够驱动灯丝喷发，可以形成在日冕中新兴的活动区域。几个基本机制，可以破坏准平衡日冕结构和触发释放存储的自由磁能进行了讨论。这包括两个理想的过程，如螺旋扭结的不稳定性和扭曲的日冕磁通绳结构的环面不稳定性和非理想过程的快速磁重联在电流片的发病。代表性的MHD模拟的非线性演化涉及这些机制。
2015-12-25 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
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
Radiative Cooling in MHD Models of the Quiet Sun Convection Zone and Corona
我们提出了一系列的数值模拟安静的太阳等离子体线程的磁场，从上层对流区延伸到低日冕。我们讨论了一个有效的，简化的近似物理的光学厚辐射传输通过表面层，并调查对流湍流的影响，在最初的单极（开放领域）地区的太阳大气层的磁结构。我们发现，净坡印亭通量低于表面是平均指向内部，而在光球层和色球层的电磁能的净流量是向外进入日冕。由快速辐射冷却驱动的这些层之间的翻转对流运动似乎是电磁能反向通量的能量来源。
2011-06-10 astro-ph.SR
Weak damping of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
传播的横波被认为是坡印廷通量在整个太阳大气中的关键传输者。最近的研究表明，这些横向运动，解释为磁流体动力学扭结模式，是普遍存在的整个日冕。相关的能量估计表明，这些波携带的能量足以满足静止太阳中日冕辐射损失的需求。然而，目前还不清楚这些波是如何将能量沉积到日冕等离子体中的。我们提出了一个大规模的研究结果，传播扭结波在静止的日冕使用的数据从日冕多通道偏振仪（CoMP）。分析表明，扭结波似乎是弱阻尼，这将意味着低速率的能量转移从大尺度的横向运动到小尺度通过单湍流或共振吸收。这就提出了一个问题，即观察到的扭结模式如何将能量沉积到日冕等离子体中。此外，这些观察，结合蒙特卡罗模拟的结果，我们推断，太阳日冕显示的密度比谱，与较小的密度比（相对于周围的日冕）在静止的日冕环和较高的密度比在活动区日冕环。
2021-10-19 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
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
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
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
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
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
Investigating `dark' energy in the solar corona using forward modeling of MHD waves
现在已经很好地确定了阿尔夫维尼克波在日冕中是普遍存在的。然而，在日冕中多普勒速度测量估计的Alfvénic波能量被发现是四个数量级小于估计的非热线宽。McIntosh & De Pontieu（2012）认为，这种能量差异可能是由于几种振荡结构的视线（LOS）叠加造成的，这可能导致阿尔夫维尼克波振幅和能量被低估。McIntosh & De Pontieu（2012）将这种日冕能量称为“暗”或“隐藏”能量。然而，他们的模拟需要使用一个额外的、未知的阿尔夫维尼克波能量源，以提供与日冕非热谱线宽度测量的一致性。在这项研究中，我们调查的要求，这个未知的额外的“暗”能源在日冕中使用重力分层的三维磁流体动力学（MHD）模拟传播波。我们激发横向MHD波，并产生合成观测的Fe XIII发射线。我们建立了LOS叠加大大降低了多普勒速度幅度，增加了非热线宽。重要的是，我们的模型产生的多普勒速度和非热线宽之间观察到的楔形相关性。我们发现，观测到的波能仅为真实波能的0.2- 1%，解释了2-3个数量级的能量差异。我们最终确定，真正的波能量隐藏在非热线宽。因此，我们的研究结果排除了太阳日冕中额外的“暗”能量的要求。
2019-06-26 astro-ph.SR
In-situ generation of transverse MHD waves from colliding flows in the solar corona
横向MHD波渗透太阳大气，是日冕加热的候选者。然而，这些波的起源仍然不清楚。在这项工作中，我们分析了协调观测\textit{Hinode} /SOT和\textit{IRIS}的日珥/日冕雨环状结构在边缘的太阳。沿结构观察到冷而密集的下降流和上升流。观测到一个能量通量估计为$10^{7}-10^{8}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$的下行流和上行流之间的碰撞，产生了总振幅估计为$\approx40~$ km~s $^{-1}$的股线振荡横向扰动，以及等离子体温度升高到至少$10^{5}~$ K时的短暂增亮事件。我们解释为香肠和扭结横向MHD波的基础上的等离子体流碰撞的二维MHD模拟的响应。碰撞团块之间的长度、密度和速度差异以及磁场强度是确定碰撞反应的主要参数。团块之间的不对称性（冲击表面的角度和/或流动轴的偏移）的存在对于产生扭结模式是至关重要的。利用观测值，我们成功地再现了观测到的横向扰动和增亮，并显示了绝热加热日冕温度。数值模拟结果表明，在这种环状结构中，等离子体$β$被限制在$0.09$和$0.36$之间。这些结果表明，这样的碰撞从逆流流可以是一个源的原位横向MHD波，并为冷和密集的突出条件，这样的波可能有显着的振幅。
2018-07-01 astro-ph.SR
SuNeRF-CME: Physics-Informed Neural Radiance Fields for Tomographic Reconstruction of Coronal Mass Ejections
High Altitude Observatory, NSF National Center for Atmospheric Research（高海拔观测台，美国国家科学基金会国家大气研究中心）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部）；Oxford Robotics Institute, University of Oxford（牛津大学牛津机器人研究所）；Applied Intelligence and Data Analysis Group, School of Computer Science, Universidad Politécnica de Madrid（马德里理工大学计算机科学学院应用智能与数据分析组）；Institute of Biomedical Engineering, Department of Engineering Science, University of Oxford（牛津大学工程科学系生物医学工程研究所）；Department of Information Technology and Electrical Engineering, ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院信息技术与电气工程系）；Department of Computer Science, University of Helsinki（赫尔辛基大学计算机科学系）；Applied Physics Laboratory, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；European Space Research and Technology Centre (ESTEC), European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）
本文提出SuNeRF-CME框架，利用多视角日冕观测数据通过神经辐射场和 Thomson 散射建模，实现日球层等离子体三维重建，并通过合成观测验证了其在两个视角下的可靠性。
2026-05-13 astro-ph.SR
Fine strand-like structure in the solar corona from MHD transverse oscillations
目前的分析和数值模拟表明，存在无处不在的薄电流片的电晕，可以解释所观察到的加热要求。另一方面，新的高分辨率日冕观测表明，它的磁场可能倾向于组织自己在几百公里宽的细股状结构。模型中的小结构与观察到的几个数量级的股状结构宽度之间的联系仍然不清楚。一个流行的理论方案是纳米耀斑模型，其中每一股都是加热事件集合的产物。在这里，我们提出了一种替代机制的链生成。通过三维MHD模拟的正演模拟，我们表明，小振幅横向MHD波可以导致在几个周期的时间在EUV强度图像中的环股状结构。我们的模型是基于以前的数值工作表明，横向MHD振荡可以导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性变形的横截面积的循环。虽然以前的工作集中在大振幅振荡，在这里，我们表明，即使是低波振幅的长而薄的循环，匹配目前在日冕中观察到的不稳定性也可能发生。我们发现，从不稳定性产生的涡流是速度剪切区域与增强的发射率托管电流片。链的结果作为一个复杂的组合的漩涡和视线角度，持续一个周期的时间尺度，可以观察到的空间分辨率的十分之一的循环半径。
2014-05-01 astro-ph.SR
Hi-C & AIA observations of transverse MHD waves in active regions
最近发射的高分辨率日冕成像仪（Hi-C）提供了一个独特的机会，以前所未有的空间分辨率研究EUV日冕。我们利用这些观测结果来研究低频（50-200 s）活动区横波的性质，它的无所不在已经提出了以前。空间分辨率比SDO/AIA提高了五倍，揭示了宽度为150-310 km的日冕环，这些环支持位移幅度<50 km的横波。然而，结果表明，日冕环中的波活动是低能量的，典型的速度振幅<3 km/s。SDO数据的扩展时间序列表明，低能波行为是典型的日冕结构之前和之后的Hi-C观测。
2013-06-27 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
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
Improved Tomographic Reconstruction of 3D Global Coronal Density from STEREO/COR1 Observations
本文提出一种在正则化项中引入径向加权的改进日冕层析成像方法，利用STEREO/COR1观测数据重建三维电子密度，与MHD模拟吻合，并创建了CR 2052-2154的密度数据库。
2025-03-27 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
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
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
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
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding I. Continuous driving
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟测试磁编织磁场中纳米耀斑加热日冕的理论，分析多股通量管模型，展示磁能释放维持高温的机制，结合SDO/AIA与MUSE正向建模，揭示高分辨率下窄电流片耗散的加热扩散特征。
2025-11-11 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
COCONUT, a novel fast-converging MHD model for solar corona simulations: I. Benchmarking and optimization of polytropic solutions
我们提出了一个新的全球三维日冕MHD模型称为COCONUT，多方在其第一阶段和基于时间隐式向后欧拉格式。与基于显式方案的当代MHD求解器相比，我们的模型提高了运行时性能，这在以后用于空间天气预报的操作环境中尤为重要。这是数据驱动的意义上，我们使用天气图作为内边界输入我们的位场初始化以及内边界条件，在进一步的MHD时间演化。日冕模型是作为EUHFORIA（EUHFORIA）的一部分开发的，将取代目前使用的更简单的经验Wang-Sheeley-Arge（WSA）模型。在21.5 Rs处，太阳风已经是超音速的，它被耦合到EUHFORIA的日光层模型。我们验证和基准我们的日冕模拟结果与显式方案风预测模型，并找到理想化的极限情况下，以及真正的magnetograms良好的协议，同时获得一个简单的理想化的情况下，计算时间减少到3倍，高达35现实的配置，我们证明，获得的时间增加与输入天气图的空间分辨率。我们还使用观测结果来约束模型，并表明它恢复了相关特征，如流光的位置和形状（与日食白光图像相比），日冕洞（与EUV图像相比）和电流片（与0.1 AU的WSA模型相比）。
2022-05-23 astro-ph.SR
