A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating II. 2D Theory and Simulations
最近在高空间分辨率下的观测表明，磁通量抵消在太阳表面发生的频率比以前认为的要高得多，因此Priest等人在2018年提出了由光球磁通量抵消驱动的磁重联，作为色球和日冕加热的机制。特别是，他们通过分析估计了在通量抵消期间释放为热量的能量和能量释放的高度。在目前的工作中，我们采取下一步的理论，建立一个二维电阻MHD模拟的两个抵消极性的存在下，一个水平的外场和分层的大气，以检查和改进后的分析估计。计算评估的能量释放过程中的重联被发现是在良好的定性与分析估计。此外，我们更进一步，并进行了初步的研究大气响应的重联。我们发现，在取消，无论是热喷射或冷的或热和冷喷射的组合可以形成，这取决于高度的重联位置。热的结构可以有日冕环的密度和温度，而较冷的结构则暗示着浪涌和大的针状物。
2019-01-09 astro-ph.SR
Heating in the Solar Atmosphere at a Fin Current Sheet Driven by Magnetic Flux Cancellation
本文研究了太阳光球磁通量抵消时磁场相互作用触发的磁重联，提出“鳍状电流片”模型并发展非线性分析，发现其比悬浮电流片释放更多能量。
2024-10-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating III. 3D Simulations and Atmospheric Response
受到最近的观测结果的启发，表明光球磁通量抵消发生的频率比以前认为的要高得多，我们分析估计了光球磁通量抵消驱动的重联释放的能量，并提出它可以作为色球和日冕加热的机制（Priest等人，2018年）。使用二维模拟，我们验证了分析估计值，并研究了由此产生的大气响应（Syntelis等人，2019）。在目前的工作中，我们建立了三维电阻MHD模拟的两个抵消极性在一个分层的大气中的水平外场，以进一步验证和改进的分析估计。与能量释放相关的参数的计算评估与分析估计在定性上是一致的。计算坡印廷能通量到电流片是在良好的定性协议与分析估计，校正后的分析表达式，以更好地考虑电流片的水平范围。大气对抵消的响应是形成热喷射、冷喷射或热喷射和冷喷射的组合，其可以以时间差和/或空间偏移出现，这取决于抵消区域的性质和所得到的重连高度。因此，在抵消期间，可以形成宽范围的喷射，这可以解释与Ellerman炸弹、UV爆发和IRIS炸弹相关联的多种多热喷射，以及与小规模抵消区域和针状物相关联的其他喷射。
2020-01-28 astro-ph.SR
Observational Test of Stochastic Heating in Low-$β$ Fast Solar Wind Streams
航天器的测量表明，质子在从太阳到外日光层的过程中经历了大量的垂直加热。在本文中，我们使用{ \em Helios~2}测量，以调查是否随机加热低频湍流能够解释这种垂直加热。我们分析{ \em Helios~2}在日心距离$r=0.29$ AU和$r=0.64$ AU之间的低$β$快速太阳风流中的磁场测量，以确定质子回旋半径尺度$ρ_{\rm p}$附近波动磁场$δB_{\rm p}$的均方根幅度。然后，我们评估的随机加热速率$Q_{\perp \rm stoch}$使用测量值的$δB_{\rm p}$和以前发表的分析公式为$Q_{\perp \rm stoch}$。使用{ \em Helios}测量，我们估计了解释$T_{\perp \rm p}$剖面所需的“经验”垂直加热速率$Q_{\perp \rm emp} = (k_{\rm B}/m_{\rm p}) B V (d/dr) (T_{\perp \rm p}/B)$。我们发现，$Q_{\perp \rm stoch} \sim Q_{\perp \rm emp}$，但只有当一个关键的无量纲常数出现在$Q_{\perp \rm stoch}$的公式位于一定范围内的值。这个范围是大致相同的整个径向间隔，我们分析，并与数值模拟的结果一致的随机加热的测试粒子在减少磁流体动力学湍流。这些结果支持的假设，随机加热占大部分的垂直质子加热发…
2013-07-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Observational Evidence of Magnetic Reconnection Associated with Magnetic Flux Cancellation
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）和\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}（\emph{IRIS}）的高时空数据，给出了磁通量抵消过程中磁重联的几个观测特征，包括两个环-环相互作用过程、多个等离子体团喷射以及在磁通量抵消点上方出现的Y形和倒Y形末端的片状结构。\emph{IRIS} 1400 μ m的观测结果表明，等离子体斑点是从片状结构的Y形端部的尖端喷出的。光球磁通量在第一次环-环相互作用后出现明显的抵消现象，并一直持续到观测结束。补充的非线性无力场外推，我们发现，两套磁场线，揭示了一个X形的配置，以及相互作用的日冕环对齐。此外，一个磁零点被发现是位于约$0.9$ Mm高度的磁通量抵消网站的权利，并位于两组之间的磁场线。这些结果表明，磁通抵消可能是太阳低层大气发生磁重联后磁力线淹没的结果，而喷射出的等离子体团应该是由于撕裂模不稳定性在片状结构中产生的等离子体团.这一观测结果揭示了磁通抵消点上方详细的磁场结构和动力学过程，有助于我们理解太阳低层大气中的磁重联。
2018-06-13 astro-ph.SR
Observational evidence for solar wind proton heating by ion-scale turbulence
基于2005年至2015年风航天器的现场测量，这封信首次报告了质子温度与太阳风湍流之间明显的尺度依赖关系。质子尺度湍流的统计分析表明，增加螺旋度的幅度对应于陡峭的磁能谱。特别地，在尺度$0.3 \lesssim kρ_p \lesssim 1$上，质子垂直温度和湍流磁能之间存在正的幂律相关性（斜率为$\sim 0.4$），其中$k$为波数，$ρ_p$为质子回旋半径。这些发现提供了质子尺度湍流加热太阳风的证据。它们还提供了对太阳风中湍流耗散物理的洞察力和观测约束。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Instrumental and Observational Artifacts in Quiet Sun Magnetic Flux Cance llation Functions
假设光球宁静太阳磁场是湍流的，抵消功能以前已被用来估计真实的，独立于分辨率的平均，无符号的垂直通量$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$。我们表明，网络元素，噪声的存在下，看到复杂的精确的消除功能和他们的幂律指数$κ$的测量。先前排除网络元件的失败导致对消除指数$κ$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$两者的过低估计。然而，由于磁图中的噪声，$κ$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$都被高估。虽然没有结论性的值可以从目前的仪器的数据得出，我们的{ \it Hinode}/SP结果的$κ\lessapprox0.38$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}\lessapprox 270 $高斯可以作为上限。
2012-09-27 astro-ph.SR
Heating of the magnetic chromosphere: observational constraints from Ca II 8542 spectra
太阳色球层的加热仍然知之甚少。虽然在了解是什么驱动了平静的太阳网络色球层方面取得了进展，但强磁场区域的色球层加热仍然是一个困难的挑战，主要是因为缺乏观测限制。我们使用瑞典1米太阳望远镜的高分辨率光谱偏振数据，以确定在磁色球加热的位置和时空特性。特别是，我们报告的存在下，提高核心谱线配置文件中的钙II 8542线。这些剖面的特点是没有吸收线芯，在+/- 0.5 μ m之间显示出准平坦的剖面，并且在磁亮点和磁斑附近丰富。与3D MHD模拟的比较表明，当视线穿过与通量集中的磁场的高度相关的膨胀的“高温冠”时，会发生这样的配置文件。模拟中的这种温度冠是由存在强磁场梯度的欧姆耗散引起的。因此，凸起的核心轮廓是色球加热增加的位置的指标。我们在我们的观察，这样的配置文件的位置和时间和空间特性的特征，从而提供更严格的限制色球加热机制的理论模型比以前。
2013-02-06 astro-ph.SR
Observationally quantified reconnection providing a viable mechanism for active region coronal heating
太阳日冕的加热已经被解释为几种不同的机制，包括波耗散和磁重联。虽然两者都被证明能够提供必要的电力，但都没有被用于由测量输入提供的观测的定量模型。在这里，我们表明，脉冲重联是能够产生一个活跃的区域电晕同意定性和定量的极紫外观测。我们计算了与磁足点和光球等离子体之间的速度差成正比的加热功率，称为非理想速度。发现日冕中重新连接的通量元素的长度尺度约为160 km。模型电晕的差分发射测量与使用多波长图像导出的测量一致。合成的极紫外线图像在环占主导地位的外观和强度直方图上都与观测结果相似。这项工作提供了令人信服的证据，脉冲重连事件是一个可行的机制加热日冕。
2018-02-17 astro-ph.SR
Are the brightest coronal loops always rooted in mixed-polarity magnetic flux?
最近的一项研究表明，对流的自由度和活动区日冕环光球脚中的磁场强度一起可以在其中产生或淬灭加热。其他研究强调，环路脚处的磁通量抵消可能会导致环路发热。我们跟随双极AR的24小时电影，使用SDO/AIA的EUV图像和SDO/HMI的视线（LOS）磁图，检查23个最亮日冕环脚下的磁极性。我们推导了FeXVIII发射（热-94）图像（使用Warren等人的方法），以选择最热/最亮的环，并通过非无力场外推确认其足迹位置。从LOS磁图中以每个环脚为中心的6”$\times$ 6”盒中，我们发现$\sim$ 40%的环脚都是单极磁通，而$\sim$ 60%的环脚至少有一个是混合极性磁通。双足单极的环比混合极性足点通量的环平均寿命短$\sim$ 15%，但它们的峰值强度平均值相等。在大多数回路的至少一个足中存在混合极性磁通量，这表明足点处的磁通量抵消可能驱动大部分发热。但是，$\sim$ 40\%的环中没有混合极性的磁通量（达到HMI的检测极限）表明，通量抵消可能不是驱动日冕环中加热的必要条件--两个环脚处的磁对流和场强可能驱动大部分加热，即使在环脚呈现混合极性磁通量的情况下。
2021-02-19 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Transverse Oscillations and Associated Heating in a Solar Prominence. I- Observational aspects
横向磁流体动力学（MHD）波已被证明在太阳大气中无处不在，原则上可以携带足够的能量来产生和维持太阳的百万度外层大气或日冕。然而，这些波的耗散过程和随后的加热的直接证据尚未直接观察到。在这里，我们报告的高空间，时间和光谱分辨率的观测日珥，显示出令人信服的签名，所谓的共振吸收，一个长期假设的机制，有效地转换和耗散横波能量转化为热量。除了在横向方向的相干性，我们的观测显示，在天空平面的横向运动和振荡的精细结构或线程的视线速度之间存在约180度的相位差，并且还表明显着的加热从色球到更高的温度。与先进的数值模拟的比较支持的情况下，横向振荡触发Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）振荡线程通过共振吸收的边界。这种不稳定性导致许多薄的电流片，其中波能被耗散，等离子体被加热。我们的研究结果提供了直接的证据，波相关的加热在行动中，候选日冕加热机制之一。
2015-06-30 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Heating in MHD Simulations Without Radiation or a Lower Atmosphere
模拟日冕加热的细节以及对辐射进行有意义的预测是极其困难的。因此，用观测值测试现实模型是一个重大挑战。日冕加热的观测特征主要取决于辐射，热传导，以及与过渡区和色球层的质量和能量交换。许多磁流体动力学模拟研究不包括这些影响，而是选择将计算资源投入到问题的磁性方面。我们已经开发了一种简单的方法来近似地解释缺失效应。它被应用于事后的模拟输出，因此可能是许多研究的有价值的工具。我们已经用它来预测从一个模型日冕，是由涡旋边界运动的意思是代表光球对流驱动的发射。我们发现，个别磁股经历短期增亮，分散在整个计算量和局部集群。前者可以解释观测到的日冕的扩散成分，而后者可以解释明亮的日冕环。几个观察到的性能循环再现合理：宽度，寿命和准圆形横截面（纵横比不大）。我们的研究结果支持了这样一种观点，即循环是由纳米片的“风暴”加热的多股结构。
2022-10-31 astro-ph.SR
EUV Observational consequences of the spatial localisation of nanoflare heating within a multi-stranded atmospheric loop
确定太阳日冕环能量输入的优选空间位置将是朝着更全面地了解日冕加热问题迈出的重要一步。继Sarkar & Walsh（2008）之后，本文提出了一个短的10 e9 cm“全球环路”，作为125个单独的链，其中每个链都通过一维流体动力学模拟独立建模。股线经历小规模的阶段性加热，并通过输入回路的总能量的频率分布耦合在一起，该频率分布遵循指数为2.29的幂律分布。研究了加热事件群从顶点到足点的空间偏好性。从理论的角度来看，由此产生的排放量加权温度分布图沿这两个极端的情况下，没有表现出可能的可观察到的差异。随后，通过TRACE仪器响应函数折叠模拟输出，并使用不同的滤波比技术进行温度的重新推导。鉴于多热的情况下，这种多股环路模型，广泛的差分排放措施的结果，随后的双重和三重过滤器的比率是非常相似的，从观测中获得的。然而，任何潜在的观测签名，以区分顶点和足点主导加热可能低于仪器阈值。以这种方式使用宽带仪器如TRACE和Hinode-XRT的后果进行了讨论。
2009-05-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Loop Heating and Cooling Driven by Footpoint Shuffling
利用HYPERION程序对三维磁流体动力学方程组进行数值模拟，研究了日冕环的演化。环形磁场的足点由随机运动平流。因此，回路中的磁场被激励，并发展出湍流非线性动力学，其特征在于场对准电流片的连续形成和耗散：能量在发生加热的小尺度上沉积。耗散是不均匀分布的，因此在任何时候只有一小部分日冕物质和体积被加热。温度和密度是高度结构化的尺度，在太阳日冕中，仍然无法观测到：我们模拟的环路的等离子体是多热的，其中高度动态的较热和较冷的等离子体束分散在整个环路中的亚观测尺度。数值模拟的日冕环的长度为50000公里，轴向磁场强度范围从0.01到0.04特斯拉。为了将这些模拟与观测结果联系起来，我们使用计算出的数密度和温度来合成通常用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的发射线的预期强度。这些强度被用来计算差分发射测量分布使用蒙特卡罗马尔可夫链代码，这是非常相似的太阳活动区的观测。我们的结论是，日冕加热在空间和时间上都是间歇性的，只有一小部分日冕环被加热：事实上，在任何给定的时间，大部分日冕都在冷却。
2015-12-09 astro-ph.SR
Modeling Realistic Heating Profiles of Transition Region Hot Loops on the Sun: Evidence for Impulsive Heating and Non-equilibrium Ionization
本研究针对太阳过渡区热环加热机制问题，通过正演建模结合HYDRAD输出与IRIS观测，证实加热具时间脉冲性与空间复杂性，离子非平衡且需考虑密度相关双电子复合率，为等离子体表征提供可靠诊断工具。
2024-05-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Signatures of Coronal Heating Mechanisms
亚光球运动或太阳低层大气中的磁重联产生的阿尔芬波似乎是日冕加热的良好候选者。然而，日冕也可能被磁重联更直接地加热，耗散发生在电流片中。从观测上区分这两种加热机制是一项极其困难的任务。我们进行1.5维MHD模拟的日冕环受到每种类型的加热，并得出观测量，可以让这些被区分。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
NIRwave: A wave-turbulence-driven solar wind model constrained by PSP observations
我们生成一个模型描述的太阳风的基础上明确的波湍流驱动的加热机制，并约束我们的模型与观测数据。我们在三维磁流体动力学程序NIRVANA中加入了一个显式的日冕热源项来模拟太阳风的性质。适应的加热机制是基于相互作用和随后的耗散的反向传播阿尔文波在太阳日冕，占湍流加热率Q_p。太阳磁场被假定为一个轴对称偶极子的场强为1 G。我们的模型结果进行了验证，对观测数据的帕克太阳探测器（PSP）。我们的NIRwave太阳风模型重建了太阳风的双峰结构，风速分别为410 km/s和650 km/s。我们的太阳风模型的全球质量损失率是每年2.6e-14太阳质量。尽管实施简化的条件来代表太阳磁场，太阳风参数表征我们的稳态解决方案是在合理的协议与先前建立的结果和经验的限制。从我们的风解决方案的数密度是在很好的协议与导出的经验约束，径向速度和温度的偏差较大。在比较与NIRVANA产生的多方风模式，我们发现，我们的NIR波模型是在更好的协议，我们得到的观测约束。
2023-02-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Wave Heating of the Solar Atmosphere
本文综述磁波在太阳大气日冕加热中的作用，结合观测发现与理论机制，梳理波能量传输、耗散和转化为热的过程。
2015-01-27 astro-ph.SR
Nanoflare Heating: Observations and Theory
这是一个审查的观测和理论证据的nanoflare加热的磁封闭日冕。
2017-09-21 astro-ph.SR
Turbulent magnetic energy spectrum and the cancellation function of solar photospheric magnetic fields
本文通过一系列蒙特卡罗模拟，检验了在某些限制性假设下，太阳光球湍流磁场的磁能谱指数α与磁通量抵消指数κ之间的一个简单的解析关系式α = 2 κ -1，并将其推广到其有效范围之外。在这些数值测试中，通过叠加具有遵循幂律谱的振幅的磁场分布的离散傅立叶模式集并测量这些模拟磁图上的抵消函数，在1D和2D中构造人工“磁图”。我们的结果证实了解析关系式的正确性，并将其推广到α < -1区域，其中κ -> 0为α -> -无穷大.观测得到的κ的上限为0.38，这意味着在颗粒尺寸范围内α < -0.24，这显然与在惯性范围内驱动的小尺度发电机不一致。
2014-04-07 astro-ph.SR
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Helium Core White Dwarfs, Tidal Heating, and Observational Signatures
在致密的白矮星（WD）双星系统中，潮汐耗散对WD在质量转移或合并之前的物理条件（如表面温度和自转速率）有重要影响。在这些系统中，占主导地位的潮汐效应涉及重力波的激发和它们在恒星外壳中的耗散。计算了低质量（0.3 M_ \odot）氦核（He）WDs中潮汐激发的重力波振幅随潮汐强迫频率ω的变化。与前一篇论文中研究的碳氧（CO）WDs一样，我们发现无量纲潮汐力矩F（ω）（与有效潮汐品质因数成反比）对ω有不稳定的依赖关系。平均而言，F（ω）的尺度近似为ω^6，He WD的F（ω）比CO WD的F（ω）小几个数量级。我们发现，潮汐扭矩可以开始同步WD旋转时，轨道周期小于约一个小时，虽然几乎恒定的旋转保持即使在小周期。我们研究潮汐激发的重力波在临界层经历非线性断裂或共振吸收，使我们能够估计WD包络中潮汐加热的位置和大小。然后，我们将潮汐加热的MESA恒星演化代码，计算的物理条件的WD作为轨道周期的函数为不同的WD模型。我们发现，潮汐加热作出了显着的贡献，WD光度短周期（~10分钟）的系统，如SDSS J 0651 +2844。我们还发现，对于包含氢包层的WD，潮汐加热可以触发失控的氢壳燃烧，导致质量传递开始之前的新星事件。
2012-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational signatures of mixing-induced cooling in the Kelvin-Helmholtz instability
通过二维数值模拟研究日珥与日冕混合中的Kelvin-Helmholtz不稳定性，发现混合层以辐射冷却为主，但产生暖谱线增强发射，表明冷线减弱与热线增强可作为混合而非加热的观测特征。
2025-01-20 astro-ph.SR
Observational Analysis of Multi-thermal Counter-streaming Flows in a Forming Filament and Their Relationship with Local Heating at Filament Footpoints
本文利用NVST、IRIS和SDO的高分辨率观测，揭示了形成中暗条内反向流的多温度起源，发现其由暗条足点处小尺度磁活动驱动的持续上升流供给，并伴随局域色球层加热。
2025-08-18 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
Understanding Heating in Active Region Cores through Machine Learning I. Numerical Modeling and Predicted Observables
为了充分限制日冕活动区核心能量沉积的频率，需要对详细的模型和观测数据进行系统的比较。在本文中，我们描述了一个流水线的正演模拟活动区发射使用磁场外推和场对齐的流体动力学模型。我们使用这个管道来预测SDO/AIA观察到的低，中，高频纳米片的活动区域NOAA 1158的随时间变化的发射。在我们预测的多波长、时间相关图像的每个像素中，我们计算两个常用的诊断：发射测量斜率和时间滞后。我们发现，加热频率的签名坚持在这两个诊断。特别是，我们的研究结果表明，排放测量斜率的分布变窄，平均值随加热频率的降低而降低，排放测量斜率的范围与过去的观测和模拟工作是一致的。此外，我们发现，随着加热频率的降低，时间滞后变得越来越空间相干，而整个活动区域的时间滞后的分布随着加热频率的增加变得更加广泛。在后续的论文中，我们训练随机森林分类器对这些预测的诊断和使用这个模型来分类真正的AIA观测NOAA 1158的基础加热频率。
2019-06-07 astro-ph.SR
Occurrence Rates and Heating Effects of Tangential and Rotational Discontinuities as Obtained from Three-dimensional Simulation of Magnetohydrodynamic Turbulence
在太阳风中，磁流体动力学（MHD）不连续性是普遍存在的，并且经常被发现是湍流不连续性的起源。它们还可能在湍流消散和太阳风加热中发挥关键作用。切向不连续面和旋转不连续面是两种最重要的不连续面类型。近年来，湍流不稳定性和质子热力学之间的联系已被观测研究。在这里，我们提出了从三维MHD模拟与压力各向异性的数值结果，并定义新的方法来识别和区分TD和RD。重点介绍了三个关于相对出现率和加热效应的统计结果：（1）随着时间的推移，RD倾向于占据大部分不连续性;（2）嵌入TD的热状态倾向于与极端等离子体参数或不稳定性相关，而RD则不相关;（3）TD具有较高的平均T和垂直温度$T_\perp$。模拟结果表明，TD和RD的演变和贡献的太阳风加热不同。这些结果将激发我们对产生不连续性和导致等离子体加热的机制的理解。
2015-03-18 astro-ph.SR physics.space-ph
A new paradigm for solar coronal heating
太阳日冕加热问题是指太阳日冕的温度为什么比其表面的温度高两个数量级以上的问题。在发现近70年后，这个难题仍然是天体物理学的主要挑战之一。目前日冕加热的基本范式无法解释所有观测到的加热特征。在这里，我们认为，一个新的范式需要解决的难题，在一个自洽的方式。另一种方法是基于漂移波的动力学理论。我们表明，定性和定量的参数，漂移波有可能满足所有的日冕加热要求。
2009-04-29 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
Observational study of chromospheric heating by acoustic waves
目的。为了研究声波和磁声波在加热太阳色球层中的作用，通过比较沉积的声能通量与总的综合辐射损失来分析强色球线中的观测结果。方法. 2019年10月3日，在1.6米古德太阳望远镜（GST）上使用快速成像太阳光谱仪（FISS）在Ca II 854.2 nm和H-α谱线中观察到了安静太阳和弱斑区，并在2018年12月11日和2019年6月6日使用连接到真空塔望远镜（VTT）的阶梯光栅光谱仪在H-α和H-β谱线中观察到了安静太阳和弱斑区。沉积的声能通量的频率高达20兆赫来自线中心和机翼中观察到的多普勒速度。辐射损失计算的一组缩放的非LTE一维流体静力学半经验模型，通过拟合合成观察到的线轮廓。结果在中色球层（h = 1000-1400 km），静日区沉积的声能通量可以完全平衡辐射损失。在上色球层（h > 1400 km），沉积的声通量与平静区和谱区的辐射损失相比很小。决定沉积声通量量的关键参数是给定高度处的气体密度。结论.声能流有效地沉积在色球层中部，那里的气体密度足够高。大约90%的安静太阳区域的可用声能通量沉积在这些层中，因此它是中色球层辐射损失的主要贡献者。在上层色球层，沉积的声通量太低，因此其他加热机制必须起作用来平衡辐射冷却。
2020-08-06 astro-ph.SR
Kolmogorov versus Iroshnikov-Kraichnan spectra: Consequences for ion heating in the solar wind
无论是Kolmogorov或Iroshnikov-Kraichnan（IK）的现象管理MHD湍流仍然是一个悬而未决的问题，理论上以及观测。在太阳风中观测到的离子加热剖面提供了对相关现象的定量（如果是间接的）观测约束。最近，一个太阳风加热模型的基础上Kolmogorov光谱标度已产生相当好的协议与观测，提供的影响，湍流产生由于皮卡离子包括在模型中。不包括皮卡离子的贡献，柯尔莫哥洛夫标度预测的质子温度分布，衰减太快超过15 AU的径向距离。在本研究中，我们通过应用基于IK缩放的能量级联速率来改变加热模型，并表明该模型在观测范围内产生更高的质子温度，包括或不包括由于拾取离子的影响。此外，基于IK尺度的湍流相关长度似乎更好地跟随观测的趋势。
2011-06-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
An observationally-driven kinetic approach to coronal heating
日冕加热通过磁能量的爆炸释放仍然是太阳物理学中的一个悬而未决的问题。最近的流体动力学模型试图通过在模拟的一维日冕环中随机地点和时间放置成群的“纳米耀斑”来进行调查。我们利用观测到的太阳活动区的外推日冕磁场，在三维空间中研究了这个问题。本文利用NOAA活动区AR 11158观测到的光球磁图进行了非线性无力场外推。然后，我们确定的位置，能量含量和体积的“不稳定”的地区，即地区容易释放磁能，由于当地积累的电流密度。这些体积和它们的分形维数的统计分布推断，调查也依赖于空间分辨率。进一步采用一个简单的电阻率模型，我们推断的分形分布的电场在这些体积的属性。接下来，我们通过跟踪10 ^5粒子（电子和离子）在所产生的电场中的轨迹和运动轨迹，监测它们在10 eV温度下服从初始麦克斯韦分布的演化。为了计算方便，磁场外推的长度元素是1弧秒，比低日冕中的粒子碰撞平均自由程粗得多。碰撞的存在将大部分等离子体捕获在不稳定体积或电流片（UCS）周围，只有分布的尾部获得大量能量。假设UCS之间的距离类似于碰撞平均自由程，我们发现低活性区电晕被加热到100-200 eV，对应于超过2 MK的温度，电子在几十秒内，离子在几千秒内。分形分布的，纳米片触发的碎片状UCS...
2016-09-27 astro-ph.SR
Self-Consistent Heating of the Magnetically Closed Solar Corona: Generation of Nanoflares, Thermodynamic Response of the Plasma and Observational Signatures
本研究通过三维多股磁流体动力学模拟，结合TRAC方法，验证了纳耀斑自洽加热日冕的物理模型，统一解释了活动区弥漫发射与明亮日冕环的形成，并成功重现了日冕环的关键观测特征。
2025-09-15 astro-ph.SR
A reconnection driven magnetic flux cancellation and a quiet Sun Ellerman bomb
本次调查的重点是量化的转换磁场热能发起的一个安静的太阳取消事件，并探讨由此产生的动力学从相反极性的磁功能的相互作用。我们利用瑞典太阳望远镜（SST）的H $α$谱线的成像光谱学，以及\ion{Fe}{I} 6173~ K和\ion{Ca}{II} 8542~ K谱线的偏振光谱学来研究与重联相关的抵消和安静的太阳埃勒曼炸弹（QSEB）的出现。我们首次在\ion{Fe}{I} 6173~（60）线的两翼和核心观测到QSEB信号。我们还发现，有时，\ion{Fe}{I}线芯强度达到更高的值比安静的太阳连续强度。从\ion{Fe}{I}和\ion{Ca}{II}谱线的斯托克斯分布的FIRTEZ-dz反演中，我们发现在光球层（$\logτ_c$ = -1.5; $\sim$ 1000 K）和较低的色球层高度（$\logτ_c$ = -4.5; $\sim$ 360 K），相对于安静的太阳值，温度升高。通过计算这两个层内的总磁能和热能，证实了在通量抵消期间释放的磁能可以支持在上述高度范围内的加热。此外，温度分层图使我们能够识别连续重连对温度模式的累积影响，包括反复出现的温度升高。同样，多普勒速度分层图显示对血浆流动模式的影响，如流动方向的突然变化。
2023-03-11 astro-ph.SR
Recent advances in coronal heating
日冕是太阳外层稀薄的大气，比太阳表面热几个数量级。这种“日冕加热问题”需要确定一个热源，以平衡由于热传导、辐射和（在某些地方）对流造成的损失。Theo Murphy会议本期中的评论论文概述了最近的观测发现、太阳大气中发生的物理过程的大规模和小规模数值模拟以及可能影响我们对拟议加热机制的理解的其他方面。与此同时，他们也提出了未来研究必须解决的方向和挑战。在这个简短的介绍中，我们总结了一些在本期中反复出现的问题和主题。
2015-10-04 astro-ph.SR
High-frequency heating of the solar wind triggered by low-frequency turbulence
快速太阳风的高速和非热特性要求在太阳表面上方发生显著的加热。两个主要的理论似乎是不相容的：低频“阿尔夫维尼克”湍流，它向外传输能量，被航天器普遍观察到，但难以解释所观察到的离子对电子加热的主导作用;高频离子回旋波（ICW），它解释了离子的非热加热，但缺乏明显的来源。在这里，我们认为，最近提出的“螺旋障碍”的影响，限制电子加热抑制湍流级联的能量到最小的尺度，可以统一这两个范例。我们的六维模拟显示了螺旋度障碍如何导致大尺度能量随时间增长，从而从低频湍流中产生小平行尺度和高频ICW加热。由此产生的湍流和离子分布函数也与帕克太阳探测器和其他航天器的现场测量结果密切匹配，解释了在磁波动光谱中观察到的陡峭的“过渡范围”长达数十年的难题。该理论预测了等离子体膨胀和离子-电子加热比之间的因果关系。考虑到风速和膨胀之间的观测关联，我们认为螺旋度障碍可能在调节太阳风的双峰速度分布中起着关键作用。
2022-02-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observational Constraints on the Radial Evolution of O$^{6+}$ Temperature and Differential Flow in the Inner Heliosphere
基于 Solar Orbiter 观测，本研究分析了 0.3 至 1 au 范围内 O$^{6+}$ 的速度与温度径向演化，发现其相对漂移和温度随距离降低且无显著加热，为太阳风离子加热与加速机制提供了关键约束。
2025-08-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Plasma heating in the very early and decay phases of solar flares
在本文中，我们分析了两个单圈太阳耀斑的能量收支的假设下，非热电子是唯一的来源，在所有阶段的等离子体加热的事件。2002年9月20日和3月17日，Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和地球同步业务环境卫星（GOES）分别观测到了耀斑。对于这两个研究的耀斑，我们推导出的能量通量包含在非热电子束从RHESSI观测数据约束观测到的GOES光变曲线。我们发现，非热电子提供的能量完全足以满足两个耀斑的预热和脉冲阶段以及其中一个的衰变阶段的等离子体的能量预算。我们的结论是，在调查耀斑的情况下，没有必要使用任何额外的特设加热机制以外的非热电子加热。
2011-03-17 astro-ph.SR
An observationally-constrained model of strong magnetic reconnection in the solar chromosphere. Atmospheric stratification and estimates of heating rates
光球磁场的演化对能量向色球层和日冕的传输起着关键作用。在活动区域中，新出现的磁通量与先前存在的磁场相互作用，这可以导致将磁能转换为热能的重联事件。我们的目标是研究由磁通量抵消触发的强重联事件所引起的加热。我们使用成像光谱偏振数据的Fe I 6301 A，Fe I 6302 A，钙II 8542 A和钙II K获得的CRISP和CHROMIS仪器在瑞典1米太阳望远镜。使用STIC代码使用多原子、多线非LTE反演来反演该数据。反演产生了一个三维模型的重连事件和周围的大气，包括温度，速度，微湍流，磁文件配置，和辐射损失率。大气模型显示，出现了一个预先存在的主要单极场的大小为几个弧秒的磁回路。在重联区预计，我们看到的色球温度增加约2000 K，以及双向流动的顺序为10公里秒$^{-1}$从该地区发出。我们看到Ca II K中直径约为0.2角秒的明亮斑点以100 km s $^{-1}$量级的天平面速度和100 km s $^{-1}$的蓝移速度移动，我们将其解释为从同一区域喷出的等离子体团。这一证据与重连的理论模型是一致的，因此我们得出结论，重连正在发生。在我们的推断模型中的重联网站的色球辐射损失高达160千瓦米$^{-2}$，提供了定量的约束理论模型，旨在模拟重联所造成的通量出现在色球。
2021-02-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Bayesian approach to comparing theoretic models to observational data: A case study from solar flare physics
太阳耀斑是太阳大气中大规模的能量释放，其特征是从光球层到日冕的等离子体的流体动力学性质的快速变化。太阳物理学家通常试图使用理论模型和观测数据的组合来理解这些复杂的事件。从统计学的角度来看，在理论和观测之间进行准确和统计上显著的比较存在许多挑战，主要是由于与物理模型相关的大量自由参数。这类不适定的统计问题非常适合贝叶斯方法。在本文中，太阳耀斑研究Raftery等人（2009年）使用贝叶斯框架重新分析。这使我们能够研究耀斑的温度，排放措施和能量损失的统计自洽的方式的演变。基于贝叶斯模型的选择技术意味着没有决定可以作出关于导电或非热束加热在加热耀斑等离子体在脉冲阶段的这一事件中发挥最重要的作用。
2012-06-24 astro-ph.SR stat.AP
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Parallel-cascade-based mechanisms for heating solar coronal loops: test against observations
太阳日冕环的加热是日冕加热问题的核心。鉴于快速太阳风的起源已经被追踪到具有过渡区甚至色球温度的大气层，因此值得尝试解决所提出的为太阳风提供基底加热的机制是否也适用于日冕环。我们扩展的循环研究的基础上，一个经典的平行级联的情况下，最初提出的太阳风的背景下，考虑到环膨胀的影响，并进行参数研究，直接对比计算的环密度和电子温度与那些测量的TRACE和YOHKOH/SXT。这种比较得出的结论是，在观测上受SUMER测量值约束的波振幅下，虽然计算出的循环可能占SXT循环的很大一部分，但与TRACE循环相比，它们似乎太热了。降低波的振幅并不能解决这个矛盾，引入磁扭曲将使比较更不可取。我们的结论是，纳米耀斑加热方案更好地解释了紫外线循环，而基于双折射的稳定加热机制可能在工作中加热一小部分软X射线循环。
2014-06-04 astro-ph.SR
Observational signatures of outbursting protostars - I: From hydrodynamic simulations to observations
在原恒星上的吸积可能发生在急剧的爆发中。年轻原恒星嵌入阶段的吸积爆发可能是最强烈的，但只能通过长波长观测间接推断。我们进行辐射转移计算年轻的恒星物体（YSO）形成的流体动力学模拟预测的长波长，亚毫米和毫米，通量响应情节吸积事件，考虑到加热的年轻原恒星和星际辐射场。我们发现，由于幕式吸积事件造成的通量增加在亚毫米波段比毫米波段更为显著;例如，因子~ 570的年轻原恒星的光度增加导致在250微米处的通量增加47倍，但在1.3毫米处仅增加10倍。波长我们发现，在FU Ori-type爆发期间，由于物体以较短波长发射的辐射的较大部分，热测量温度和光度可能错误地将源分类为更演化的YSO
2019-06-05 astro-ph.SR
Untwisting and Disintegration of a Solar Filament Associated with Photospheric Flux Cancellation
利用新真空太阳望远镜（NVST）的高分辨率观测和太阳动力学观测数据，我们研究了2017年11月10日在一个衰减活动区中的一个小灯丝的两次连续封闭爆发（Erup 1和Erup 2）。在第一次爆发过程中，观测到上覆的磁弧在开始时随着上升的磁丝膨胀，然后停止爆炸的进行。在热极紫外通道中，第一次爆发时出现一个S形日冕结构，第二次爆发后逐渐消失。NVST H_alpha强度数据清楚地揭示了Erup 2中细丝的解捻旋转和解体，暗示了细丝的预先存在的扭曲构型。通过跟踪两个旋转功能的长丝，平均旋转角速度的退绕长丝被发现是~10.5度/分钟。一个总的扭曲~1.3 π估计存储在长丝喷发前，这是远远低于扭结不稳定的标准。在事件发生前的几个小时，一些光球通量活动，包括通量会聚和抵消，在灯丝的北端附近被检测到，在那里还捕获了一些小规模的EUV增亮。此外，在矢量磁图的抵消磁特征中发现了强剪切横场。我们的观测结果支持磁通抵消模型，其中收敛和剪切相反极性的磁通之间的相互作用使灯丝不稳定，并触发随后的喷射。
2018-12-18 astro-ph.SR
Nanoflare Diagnostics from Magnetohydrodynamic Heating Profiles
日冕加热的纳米耀斑范例已被证明非常有希望解释太阳日冕中数百万度的热环的存在。在这个范例中，局部加热事件提供足够的能量将太阳大气加热到其观测温度。然而，对这个过程进行严格的建模已经被证明是困难的，因为它需要精确地处理磁场动力学和重联以及等离子体对磁扰动的响应。在本文中，我们结合全三维磁流体动力学（MHD）模拟的日冕活动区等离子体驱动的光球运动与空间平均的，随时间变化的流体动力学（HD）模拟的日冕循环，以获得物理动机的观测值，可以定量地比较与活动区核心的观测测量。我们从MHD模拟中获得重连场线的行为，并使用它们来填充HD模型，以获得等离子体的热力学演化和随后的发射测量分布。我们发现的MHD模型的光球驱动只产生非常低的频率nanoflare加热，不能占全范围的活动区核心观测所测量的低温发射测量斜率。此外，我们还计算了表现出集体行为的场线的空间和时间分布，并认为循环的发生是由于相邻场线簇上发生的随机扰动。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Constraining the CME Core Heating and Energy Budget with SOHO/UVCS
本文描述了1999年5月17日用紫外日冕光谱仪（UNOPS）观测到的一次日冕物质抛射（CME）的能量收支。我们约束的物理性质的CME的核心材料作为沿日冕的高度的函数，通过使用单缝日冕光谱仪在日心距离为2.6和3.1太阳半径的光谱。我们使用等离子体诊断的强度比，如O VI双线，以确定速度，密度，温度和非平衡电离状态。我们发现，CME核心的速度约为250公里/秒，其累积的加热能量是可比的，其动能为所有的等离子体加热参数化，我们调查。因此，CME未知的加热机制具有显著影响CME喷发和演化的能量。为了了解哪些参数可能会影响未知的加热机制，我们约束我们的模型加热速率与观测数据，并将它们与MAS代码的3D MHD模拟构建的类似CME内产生的加热速率进行比较。当我们假设一个二次幂律来描述一个自相似的日冕物质抛射膨胀时，从模拟日冕物质抛射的加热速率与我们的观测约束加热速率一致。此外，当我们应用一个加热参数化，占CME磁绳的磁能被直接转换成热能的加热率同意。这Ucrose分析作为一个案例研究的重要性，多狭缝日冕物质抛射光谱仪的CME研究。
2022-01-21 astro-ph.SR
Diagnosing the time-dependence of active region core heating from the emission measure: I. Low-frequency nanoflares
活动区排放措施的观测测量包含线索的时间依赖性的基本加热机制。强烈的非线性缩放的排放量与温度的测量表明大量的热等离子体相对于温暖的等离子体。发射测量的弱非线性（或线性）缩放指示相对大量的暖等离子体，这表明允许热的活性区域等离子体冷却，并且因此加热是脉冲的，具有长的重复时间。这种情况被称为{ \it低频} nanoflare加热，我们研究其可行性作为一个活跃的区域加热的情况下在这里。我们探索了一个参数空间的加热和日冕环的性质与流体动力学模型。对于每个模型运行，我们计算排放测量分布$EM(T) \propto T^α$的斜率$α$。我们的结论是：（1）当不考虑原子数据中的不确定性时，低频纳米耀斑加热与约36%的观测活动区核心一致;（2）适当考虑不确定性产生一个范围，其中多达77%的观测活动区与低频纳米耀斑加热一致，少至零;（3）低频纳米耀斑加热不能解释观测到的斜率大于3的现象;（4）体积能量释放的上限在50 erg cm $^{-3}$范围内，以避免非物理磁场强度;（5）加热时间尺度对于总长度小于40 μ m的环路可能较短，以与观测到的斜率范围一致;（6）对于较长的环路，预测的斜率始终较陡。
2012-09-04 astro-ph.SR
Chromospheric Heating by MHD Waves and Instabilities
色球层在太阳大气层内的质量和能量传输中的重要性现在已被广泛认识。本文综述了大尺度色球结构和磁通量管中的磁流体力学（MHD）波和不稳定性的物理机制。我们强调了一些关键的观测方面，帮助我们了解太阳色球层在各种动态过程和波动现象中的作用，并讨论了太阳色球层的加热方案。该审查的重点是波的物理学和调用的背景下，这一重要的太阳大气层的等离子体不稳定性的基础知识。潜在的影响，未来的趋势和悬而未决的问题也划定。
2021-04-05 astro-ph.SR
The Role of Turbulence in Coronal Heating and Solar Wind Expansion
太阳炽热日冕中的等离子体以超音速和高度磁化的太阳风的形式膨胀到日光层中。本文概述了我们目前对日冕如何被加热以及太阳风如何被加速的理解。最近的磁流体动力学湍流模型已经成功地预测了这个复杂的多尺度系统的许多观测特性。然而，目前还不清楚开放场区域的加热是否主要来自于从太阳表面发射的湍流波动的耗散，或者低日冕中的混乱“磁毯”是否通过磁重联为系统提供能量。为了帮助确定物理，我们还回顾了一些关键的观测结果，从紫外光谱的碰撞外日冕。
2014-12-07 astro-ph.SR
Two-fluid numerical model of chromospheric heating and plasma outflows in a quiet-Sun
\textbf{Purpose:}本文讨论了长期存在的太阳物理问题，即太阳色球层的加热和太阳风的起源。我们的目标是揭示在安静太阳中色球加热和等离子体流出背后的相关机制。\textbf{Methods:}该方法基于双流体数值模型，该模型考虑了质子+电子和氢原子的热非平衡（电离/复合）、非绝热和非理想动力学。应用该模型数值模拟了粒化波在色球层和等离子体流中的传播和耗散。\textbf{Results:}-所获得的结果表明，质子+电子和氢原子之间的碰撞补充等离子体粘度，磁电阻率和重组导致热能释放，这补偿了色球层中的辐射和热损失，并维持了大气层的平均温度和周期的垂直分布与最近的观测数据相一致。\textbf{Conclusion:}我们的模型描绘了一个最强大的和全球性的颗粒化产生的波动，等离子体流，和随后的加热，形成和动态耦合的太阳大气层的各个层的物理图片。
2022-11-22 astro-ph.SR
Trigger Mechanism of Solar Subflares in a Braided Coronal Magnetic Structure
通过连续的足点运动，日冕磁环的精细编织可能通过纳米耀斑为日冕加热提供动力，纳米耀斑是内部重连的自发精细爆发。最初的纳米耀斑可能会引发辫子重新连接的雪崩，形成微耀斑或更大的亚耀斑。与这种内部触发的亚耀斑相反，我们观察到外部触发的亚耀斑在编织的日冕磁场观察到的{ \it高分辨率日冕成像仪（Hi-C）}。我们使用{ \it SDO}/AIA在1600、193、94光年获得的12秒节奏图像和{ \it SDO}/HMI记录的磁图来跟踪这些次耀斑的发展，这些磁图以{ \it Hi-C}观测时间为中心，持续4个小时。这些数据表明，许多经常性的小规模增亮的过渡区发射发生在极性反转线上的磁通量抵消发生。我们详细介绍了一个明显的爆发的两个环的重连在过渡区下的编织冠状场，适合释放一个短的重连环向下和一个较长的重连环向上的例子。短环大概淹没在光球层，参与观测到的通量抵消。上覆的辫状磁场中的次耀斑显然是由重联释放的上行环对辫状磁场的扰动触发的。在这个编织结构中观察到的至少10个次耀斑似乎是以这种方式触发的。这种日冕次耀斑的外部触发机制在其他活动区有多普遍，以及它对日冕加热的重要性，还有待观察。
2014-10-16 astro-ph.SR
Polytropic stellar wind models with strongly localized heating
Ruhr-Universität Bochum（波鸿鲁尔大学）；Ilia State University（伊利亚国立大学）；Evgeni Kharadze Georgian National Astrophysical Observatory（叶夫根尼·哈拉泽格鲁吉亚国家天文台）；Institut für Weltraumforschung, Österreichische Akademie der Wissenschaften（奥地利科学院空间研究所）；Institute of Radio Astronomy, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院无线电天体物理研究所）
本文研究了星风中强局部加热的影响，提出了一种更真实的非绝热行为模型，探讨了加热能量与引力能量的关系，并讨论了对太阳风的观测意义。
2026-04-22 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Observational Evidence of Magnetic Reconnection for Brightenings and Transition Region Arcades in IRIS observations
利用一种新的强迫场外推方法，对界面区成像光谱仪（IRIS）和太阳动力学天文台（SDO）观测到的AR 11850出射通量区进行了研究。我们的研究结果表明，在这个新兴的地区的亮点（BP）有响应的线形成的上层光球过渡区，具有相对相似的形态。根据1600和1700 A的大气成像组件（AIA）数据，它们有几分钟的振荡。在1600 A和1700 A过滤图中测量的BP强度之间的比率揭示了这些BP被不同地加热。对日震和磁成像仪（HMI）矢量磁场和AR 11850的拓扑结构的分析表明，BPs主要位于极性反转线（PIL）上，且大多与磁重联或磁抵消有关。由于不同的磁拓扑结构，BP的加热可能不同。我们发现，由于磁抵消的加热将比秃斑重联的情况下更强。等离子体密度而不是磁场强度在这一过程中起主导作用。基于低层大气的物理条件，我们的强迫场外推显示了缝颚图像（SJI）1400 A中可见的明亮弧形与通过秃斑的外推场线之间的一致结果。这为验证模拟工作中提出的出现磁通区的BPs和弧的磁重联机制提供了可靠的观测依据。
2017-01-29 astro-ph.SR
Constraining the systematics of (acoustic) wave heating estimates in the solar chromosphere
声波加热被认为对维持太阳色球层在其观测状态所需的能量输入的缺失有很大贡献。通过与三维辐射磁流体动力学（rMHD）\emph{Bifrost}模型的比较，研究了上层光球中声波截止点以上的波向色球层的传播，并解释了紫外和光学光谱观测结果，以限制太阳大气中声波的加热贡献。利用界面区成像光谱仪（IRIS）的坐立凝视观测和干涉二维光谱仪（IBIS）的数据为这项工作提供了观测基础。我们比较了观测与合成观测来自彩虹太阳大气模型。我们的分析的\emph{Bifrost}模拟表明，互联网络和增强网络区域表现出显着不同的波传播特性，这是非常重要的准确的波通量估计。根据我们的观测结果推断的波能通量不足以维持太阳色球层。我们指出，在文献中的建模方法的系统性导致的差异，可以确定这种类型的研究的结论，基于相同的观察。
2023-02-08 astro-ph.SR
Universal Scaling Laws for Solar and Stellar Atmospheric Heating
太阳和类太阳恒星通常拥有数百万开尔文的日冕和10，000开尔文的色球。这些极热的气体产生X射线和极紫外线，可能会影响（外）行星大气的侵蚀和化学，影响气候和可居住性条件。然而，日冕和色球加热的机制仍然知之甚少。虽然磁场很可能在驱动和传输能量从恒星表面向上的过程中起着关键作用，但目前还不清楚太阳和活跃的类日恒星的大气加热机制是否可以统一描述。为此，我们报告的太阳和恒星大气的表面磁通量在很宽的温度范围内的响应的系统调查。通过对10年太阳多波长天气观测资料的分析，揭示了太阳辐照度和磁通量随温度从日冕到色球层呈幂律关系，其指数从上到下依次递减。此外，这种表明大气加热效率的趋势可以扩展到类太阳恒星。我们还发现，幂律指数有一个太阳周期的依赖性，它成为最小的活动最大，可能是由于大气加热的饱和。我们的研究提供了观测证据，表明大气加热的机制在太阳和类太阳恒星中是普遍的，无论年龄或活动如何。
2022-03-14 astro-ph.SR
