Toward A Self Consistent MHD Model of Chromospheres and Winds From Late Type Evolved Stars
我们提出了第一个磁流体动力学模型的恒星色球加热和加速的外部大气的冷演化恒星，使用α头作为一个案例研究。我们使用了一个1.5维MHD程序与一个广义的欧姆定律，占在恒星大气中的部分电离的影响，研究阿尔芬波耗散和波反射。我们已经证明，由于考虑了磁化弱电离色球等离子体中离子-中性碰撞对电阻率的影响以及适当的网格分辨率，数值电阻率比物理电阻率小1-2个数量级。非线性横向阿尔芬波引入的运动可以解释非热增宽和非高斯轮廓的光学薄紫外线形成的色球α Tau和其他晚型巨星和超巨星。在恒星色球层由于电阻（焦耳）耗散的电流，向上传播的非线性阿尔芬波引起的计算加热率，是一致的观测约束的净辐射损失的紫外线和连续α头。在色球层的顶部，阿尔芬波经历显著的反射，产生向下传播的横波，其与向上传播的波相互作用，并在色球层中产生速度剪切。我们的模拟还表明，动量沉积的非线性阿尔芬波成为显着的外色球在1恒星半径的光球。计算得到的终极速度和质量损失率与观测得到的α τ风特性一致。
2014-09-12 astro-ph.SR
2D Radiative MHD Simulations of the Importance of Partial Ionization in the Chromosphere
太阳色球层是弱电离的，电离粒子和中性粒子之间的相互作用可能对等离子体的热力学产生重大影响。我们调查的重要性，引入中性粒子使用数值2.5D辐射MHD模拟获得的彩虹代码。该模型从对流层的上层到低日冕层，并求解了非灰和NLTE辐射转移和热传导的全MHD方程。利用广义欧姆定律计算了部分电离的影响。在我们的模拟中，测试了从三种流体到广义欧姆定律所需的近似。欧姆扩散、霍尔项和双极扩散在色球层中表现出强烈的变化。当使用VAL-C模型作为估计基础时，这些不同磁扩散率的强烈变化不存在或被显著低估，这在这些类型的研究中很常见。此外，我们发现，在估计双极扩散的大小的差异出现取决于哪种方法是用来计算离子中性碰撞频率。这些差异导致不同磁扩散率项的不确定性。在色球中，我们发现双极扩散是相同的数量级，甚至大于用于稳定我们的代码的数值扩散。因此，双极扩散对模拟的大气产生强烈的影响。也许更重要的是，它表明，至少在色球域，磁对流驱动的太阳大气的自洽模拟可以准确地描述的影响的主要形式的电阻率（双极扩散）。这表明，这种模拟可能比以前假设的更接近太阳低层大气。
2012-04-26 astro-ph.SR
Observations of ubiquitous compressive waves in the Sun's chromosphere
对观测到的太阳大气层的加热和动力学负责的机制的细节仍然是一个谜。磁流体动力学（MHD）波被认为在这一过程中发挥了至关重要的作用。虽然不可压缩波在离临边太阳大气观测中普遍存在，但其能量不易消散。我们在这里提供，第一次，在磁盘上的观测和识别并发MHD波模式，可压缩和不可压缩，在太阳色球层。观测到的普遍性和估计的能量通量与检测到的MHD波表明，色球层是一个巨大的波能水库，有可能满足色球层和日冕加热的要求。我们还能够提出一个上限的流量的观测波的能量，能够达到日冕的基础上，观测约束，这具有重要意义的建议机制（S）静态日冕加热。
2013-06-18 astro-ph.SR
Large-amplitude transverse MHD waves prevailing in the H$α$ chromosphere of a solar quiet region revealed by MiHI integrated field spectral observations
利用MiHI对太阳宁静区Hα色球层观测，发现普遍存在的大振幅横向MHD波，速度振幅达40 km/s，平均周期5.8分钟，能通量3×10^6 erg cm^-2 s^-1，增进了对色球层波动的理解。
2024-05-27 astro-ph.SR
On the spatial scales of wave heating in the solar chromosphere
磁流体动力学（MHD）波能量的耗散被认为是太阳色球等离子体中一种可行的加热机制。在这里，我们使用一个简化的色球层一维模型，从理论上研究阿尔文波和慢磁声波的有效耗散所需的物理过程和空间尺度。我们认为部分电离的氢氦等离子体在单流体MHD近似的控制方程，包括现实的波阻尼机制，可能会在色球，即欧姆和双极磁扩散，粘度，热传导和辐射损失。我们在小振幅的限制下进行了局部分析研究，近似地导出了临界阻尼和有效耗散MHD波能量的尺度。我们发现Alfvén波的临界耗散长度尺度强烈依赖于磁场强度，对于实际的磁场强度，其范围为10~m ~ 1~km。在色球层中，弱磁场和低高度时，阿尔文波的衰减主要由欧姆扩散控制，而在色球层中，强磁场和中/高高度时，阿尔文波的衰减主要由双极扩散控制。相反，慢磁声波的阻尼效率较低，临界阻尼需要小于10 μ m的空间尺度。热传导和粘性控制着慢磁声波的阻尼，在所有高度上都起着同样重要的作用。这些结果表明，强波加热可能在色球层中起作用的空间尺度目前还没有得到观测的解决。
2015-08-06 astro-ph.SR
Numerical MHD Simulation of the Coupled Evolution of Collisional Plasma and Magnetic Field in the Solar Chromosphere. I. Gradual and Impulsive Energisation
通过数值求解包含电阻率、热传导和气体动力学粘性的非线性碰撞MHD方程的完全自洽二维初值问题，研究了太阳色球等离子体与磁场之间的动力学耦合.考虑了两个极性相反的水平磁场接触区的过程。假设等离子体最初是静止的，并且在整个等离子体体积中具有均匀的50，000 K的温度;特征磁场对应于等离子体$β\gtrsim 1$。在一个通常由计算运行覆盖的17秒的物理时间间隔内，等离子体温度逐渐增加2到3倍。在此背景下，在电流层变薄（香肠型变形，或$m=0$箍缩不稳定性）的位置处发生电流对准的等离子体速度的脉冲（在0.1秒或更短时间内）增加。这样的“速度爆发”在物理上可以解释为超热质子产生的事件。香肠不稳定性的进一步发展导致质子的动力学温度增加到很高的值，甚至达到耀斑中观察到的温度。我们的MHD方程系统的形式表明，这种增加是在适当选择的参数系统的精确解的属性。磁重联在这个解中并不明显：它会产生被所选几何所禁止的流动。因此，捏香肠效应可以作为上色球层的增能器，并且可以替代磁重联过程作为耀斑的产生者。
2015-08-14 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
Propagation of Alfvénic Waves From Corona to Chromosphere and Consequences for Solar Flares
磁流体动力学波如何从完全电离的日冕传播，进入并穿过下面部分电离的色球层，以及太阳耀斑的后果是什么？为了解决这些问题，我们已经开发了一个2流体模型（等离子体和中性粒子），并使用它来执行一维模拟阿尔文波在太阳大气中具有现实的密度和温度结构。对一系列太阳特征的研究（光斑、谱斑、半影和本影）表明，对于周期小于等于1秒的波，从日冕到色球层的能量传输可以超过入射能量的20%。周期为10秒或更长的波以相对较小的阻尼通过色球层，然而，对于1秒或更短的周期，进入色球层的波能的很大一部分（37%-100%）被中色球层和上色球层中的离子-中性摩擦阻尼，电子电阻率在下色球层和本影中起一定作用。因此，我们得出结论，周期为几秒或更短的阿尔夫文波能够在太阳耀斑期间加热色球层，并推测它们也可能有助于电子加速或激发日震。
2013-02-11 astro-ph.SR
Multi-height Diagnosis of MHD Wave Periods and their Propagation in Solar Plages Using IRIS Observations
School of Advanced Sciences and Languages (SASL), VIT Bhopal University（高级科学与语言学院，维特博帕尔大学）
该研究利用IRIS光谱观测，对太阳谱斑五个高度的MHD波进行研究，发现谱斑内主导周期不变，孔隙中线性下降；确定了不同高度截止周期；还得出谱线在孔隙、谱斑和宁静太阳中形成高度的变化情况。
2026-07-16 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection Process in Partially Ionized Fluids: Insights from the Solar Chromosphere
Universidad Industrial de Santander（桑坦德工业大学）
该研究通过修改MAGNUS代码开展2.5维双流体磁重联模拟，发现带电-中性粒子碰撞驱动太阳色球层磁重联增强，升温18%至110%，能量释放达10²²至10²³。
2026-07-31 astro-ph.SR
Small-scale chromospheric spectropolarimetric observables in the internetwork from a 3D radiative MHD model
磁场的存在对于通过太阳大气层传输能量是至关重要的。新一代的望远镜将为磁场如何进入色球层及其在太阳大气能量平衡中的作用提供新的见解。本文采用Bifrost程序计算了一个高空间分辨率（4~km）的太阳大气三维辐射MHD数值模式。该程序求解了沿磁场线的非格雷和非LTE辐射转移和热传导的完整MHD方程。该模型显示了互联网络中的较低色球层（一个由磁声冲击主导的区域，等离子体β大于1）如何能够原位产生磁场Martinez-Sykora等人2019。我们已经合成了全偏振斯托克斯轮廓从这个模型的几个谱线形成的光球和色球。这些合成剖面说明了DKIST和IRIS预期的可观测量类型。我们的工作为如何解释这些天文台的观测提供了见解。我们发现，为了分辨色球磁观测值，关键是要补偿多普勒频移，而不是使用固定的波长范围。
2022-11-15 astro-ph.SR
Three-dimensional radiative transfer simulations of the scattering polarization of the hydrogen Ly$α$ line in a MHD model of the chromosphere-corona transition region
探测太阳上层色球层的磁性需要测量和模拟紫外谱线中各向异性辐射泵浦产生的散射偏振。在这里，我们应用PORTA（一种新的辐射转移代码）调查的氢Ly $α$线在一个三维模型的太阳大气中产生的最先进的MHD模拟。在全空间分辨率的线偏振信号是非常显着的整个太阳盘，与大部分的视场显示线中心振幅远高于1%的水平。通过Hanle效应，线中心极化信号对模型过渡区的磁场敏感，即使其平均场强仅为15 G。辐射场轴对称性的破坏在Ly $α$中产生显著的前向散射极化，而不需要倾斜的磁场。有趣的是，汉勒效应倾向于在视场的大多数点中减少这种前向散射偏振信号。当空间分辨率降低时，Ly $α$的线中心偏振下降到1%水平以下，达到与先前在1D半经验模型中发现的值类似的值（即，高达约0.5%）。空间平均偏振信号的中心到边缘的变化在性质上类似于在1D模型中发现的，在$μ=\cosθ\approx 0.4$（$θ$是日心角）具有最大的线中心振幅。这些结果是重要的，无论是设计所需的空间为基础的仪器和可靠的解释未来观测的Ly $α$偏振。
2015-01-26 astro-ph.SR
Simulations of Alfven wave driving of the solar chromosphere - efficient heating and spicule launching
在我们对太阳色球层的理解中，有两个中心问题是：上层色球层是如何被加热的，以及是什么驱动了针状体。根据辐射和传导损失对所需色球加热的估计表明，低色球层的${\sim} 0.1 \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$下降到高色球层的${\sim} 10^{-3} \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$（\citet{Avrett1981}）。色球层也被针状体渗透，针状体是来自低层大气的高密度等离子体，以${\sim} 10-20 \mathrm{\:km\:s^{-1}}$的速度向上推进，称为I型针状体（\citet{Pereira2012,Zhang2012}），达到光球层上方的${\sim} 3000-5000 \mathrm{\:km}$高度。因此，更清楚地了解色球动力学、加热和针状体的形成对太阳大气科学至关重要。三十多年来，人们一直认为MHD波的光球驱动可能是加热和骨针形成的原因。本文介绍了一个高分辨率的MHD处理光球驱动的阿尔文和扭结波向上传播到一个扩展的通量管嵌入在一个模型色球大气的结果。我们发现，从阿尔文和扭结波到慢模式的有质动力耦合产生的冲击，既加热上层色球和驱动针状。这些模拟表明，太阳色球层的波驱动可以给出一个局部加热率，该加热率与观测结果相匹配，并在一个单一的相干模型中驱动与I型观测结果一致的针状体。
2016-07-13 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
Beyond MHD: modeling and observation of partially ionized solar plasma processes
太阳的磁化光球层和色球层中的温度和密度条件导致了非常小程度的原子电离。此外，在特定高度，磁场可能足够强，对于某些物质，产生大于碰撞频率的回旋频率，而对于其他物质，可能发生相反的情况。这些情况影响粒子的集体行为，并且磁流体动力学的某些假设可能被放宽，从而引起非理想的MHD效应。在本文中，我们讨论了我们最近的发展，在模拟非理想等离子体效应来自大量的中性粒子在太阳光球和色球层的存在，以及这些效应的观测结果。
2015-04-07 astro-ph.SR
On the Theory of Absorption of Sound Waves via the Bulk Viscosity in the Partially Ionized Solar Chromosphere
Georgi Nadjakov Institute of Solid State Physics, Bulgarian Academy of Sciences（格奥尔基·纳贾科夫固体物理研究所，保加利亚科学院）
研究通过体积粘性机制解释日冕层声波阻尼，无需人工粘性或剪切粘性，证明体积粘性足以实现日冕加热。
2026-01-01 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
CAFE-PakalMPI: a new model to study the solar chromosphere in the NLTE approximation
我们提出了一个新的数值模型称为CAFE-PakalMPI的能力，以解决经典磁流体动力学（MHD）方程，并获得多个物种的电离态计算通过统计平衡，使用非局部热力学平衡（NLTE）的近似在三维与多处理器环境。为此，我们将González-Avilés等人（2015）介绍的牛顿CAFE MHD代码与De la Luz等人（2010）介绍的PakalMPI耦合。在该模型中，牛顿CAFE求解的理想磁流体方程的磁阻效应和传热考虑完全电离等离子体。另一方面，PakalMPI使用NLTE近似计算氢的电离态密度，电子密度和H-，其他物种通过经典的局部热力学平衡（LTE）近似计算。该模型的主要目的是分析色球层区域内的太阳现象。作为该模型的一个应用，我们研究了三维环境中具有恒定磁场的C7平衡大气模型的稳定性。根据实验结果，C7模型在低色球层保持稳定，而在$z\in$ [1.5，2.1] Mm范围内，我们可以观察到H电离率变化产生的波的传播。
2019-03-04 astro-ph.SR
Approximations for radiative cooling and heating in the solar chromosphere
上下文太阳色球层中的辐射能量平衡由LTE形成的强谱线主导。在三维含时磁流体模拟中，求解完整的辐射转移方程和统计平衡方程在计算上是困难的。目标。寻找计算太阳色球条件下主谱线辐射能量平衡的简单方法。方法.我们使用详细的计算在时间相关的和二维MHD快照导出的辐射冷却和加热的经验公式。结果中性氢线和莱曼连续谱中的辐射冷却，单电离钙的H和K以及红内三重线和单电离镁的h和k线可以写成光学薄发射（取决于温度），逃逸概率（取决于柱质量）和电离分数（取决于温度）的产物。在色球层的冷袋中，同样的跃迁对气体的加热也有贡献，对于这些过程可以导出类似的公式。最后，我们推导出一个简单的配方，从入射的日冕辐射的色球层的辐射加热。我们将我们的配方与详细的结果进行比较，并对配方的准确性和适用性进行评论。
2012-02-14 astro-ph.SR
Ionized Plasma and Neutral Gas Coupling in the Sun's Chromosphere and Earth's Ionosphere/Thermosphere
我们回顾我们的理解电离等离子体和中性气体耦合在弱电离，分层，电磁渗透区域的太阳的色球层和地球的电离层/热层。使用代表性的模型，为每个环境中，我们得到的基本描述的组成部分相互耦合和电场和磁场，我们检查的电离组件的磁化强度的变化。利用这些描述，我们比较了两种环境中的相关现象，并讨论了电流，能量转移和耗散。我们提出了一个耦合的等离子体不稳定性的理论和数值研究，在这两个环境中，作为一个例子，如何色球层和电离层社区可以进一步合作。我们还建议未来的合作研究，这将有助于提高我们对这两种不同大气的理解，这两种大气有许多相似之处，但在关键数量上存在很大差异。
2016-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
The chromosphere: gateway to the corona, or the purgatory of solar physics?
我认为，人们不仅应该为了了解太阳色球层本身而尝试了解太阳色球层，而且如果对以下物理学感兴趣的话也应该这样做：日冕;天体物理发电机;空间天气;部分电离等离子体;日光层紫外辐射;过渡区。我概述了我个人认为令人困惑和值得注意的奇怪观察。
2010-01-06 astro-ph.SR
Resonant Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
上下文磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。在磁波导中，由于等离子体的不均匀性，共振吸收自然地将波能量从大尺度运动传递到小尺度运动。在太阳大气中较冷的部分，例如，色球层，由于部分电离的影响可能与波动动力学和加热有关。目标。研究了部分电离等离子体中的共振阿尔芬波。方法.我们在冷等离子体近似中使用多流体方程。本文研究了部分电离磁通管中共振磁流体动力学波的传播。我们使用近似分析理论的基础上正常模式的薄管和薄边界近似数值特征值计算。结果我们发现，波扰动跨越共振层的跳跃是相同的完全电离等离子体。由于共振吸收的阻尼长度与频率成反比，而由于离子-中性碰撞的阻尼长度与频率的平方成反比。对于太阳大气中观察到的频率，共振吸收比离子-中性碰撞更有效地衰减MHD扭结波的振幅。结论.色球扭折波携带的大部分能量被转换成局部方位角阿尔芬波，可以在日冕介质中沉积能量。色球层中由于离子与中性粒子碰撞而引起的波能耗散只对高频波有效。色球层对周期小于10 s的扭折波起着过滤器的作用。
2011-11-17 astro-ph.SR
Simulated interaction of MHD shock waves with a complex network-like region
我们提供了一个网络状的磁场拓扑结构，包括一个日冕零点到达太阳色球层和日冕的波能量的估计。波被激发的瞬时强subphotosphere源和传播通过subphotosphere，光球，色球，过渡区，和电晕与等离子体β和其他大气参数变化了几个数量级。我们比较两个政权的波传播：线性和非线性政权。虽然到达日冕的能量在两种状态下是相似的，但这种能量以不同的频率传输。在这两种情况下，在每个高度的波的主导周期强烈地依赖于当地的磁场拓扑结构，但这种分布是根据在非线性情况下的观察。
2016-04-29 astro-ph.SR
Tonalli: a 3D Magnetohydrodynamic Model, simplified Multi-species using Non-Local Thermodynamic Equilibrium Approximation for the Solar Chromosphere
本文开发 Tonalli 代码，耦合 Newtonian CAFE 与 PakalMPI，构建 NLTE 简化多组分三维 MHD 模型，并在太阳色球层 C7 测试中验证其稳定性与高精度自收敛。
2025-09-26 astro-ph.SR
Two-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations of Partial Ionization in the Chromosphere. II. Dynamics and Energetics of the Low Solar Atmosphere
我们使用2.5维辐射MHD模拟与彩虹代码研究离子和中性粒子之间的相互作用对色球层和覆盖日冕的影响。我们已经扩展了使用广义欧姆定律实现离子中性相互作用效应的代码功能，即，我们在感应方程中包括霍尔项和双极扩散（彼得森耗散）。我们的模型从对流层上部到日冕，光球层、色球层和过渡区部分电离。模拟结果表明，电离粒子和中性粒子之间的相互作用对这些模型层的磁热力学有重要影响：1）双极扩散使色球层温度升高，2）由于双极扩散，光球层水平磁场偶尔会扩散到色球层; 3）双极扩散集中电流，导致更猛烈的喷射和重连过程，导致3a）更长和更快的针状体的形成，3b）针状体演化期间等离子体的加热，以及3c）针状体中等离子体和磁场的去耦。我们的研究结果表明，双极扩散是理解色球层和过渡区的磁热动力学性质的一个关键因素。数值模拟已经公开，类似于以前的彩虹桥模拟。这将使社区研究现实的数值模拟与更广泛的磁场配置和物理模块比以前可能的。
2017-08-22 astro-ph.SR
Heating of the Solar Chromosphere and Corona by Alfven Wave Turbulence
本文建立了一个研究日冕环中阿尔芬波传播和耗散的三维MHD模型。该模型包括环路两端的低层大气。这些波起源于光球层中千高斯通量元素内部的小空间尺度（小于100公里）。该模型采用约化MHD近似描述了Alfven波之间的非线性相互作用。在色球层和过渡区（TR），阿尔芬速度随高度的增加引起强烈的波反射，从而导致通量管的光球层和色球层部分产生反向传播的波和湍流。部分波能通过TR传输，并在日冕中产生湍流。我们发现，通常发现在活动区的热日冕环可以解释阿尔芬波湍流，提供小规模的足迹运动的速度为1-2公里/秒和时间尺度为60-200秒。色球层单位体积的加热速率比日冕大2 ~ 3个数量级。我们用不同的模型参数建立了一系列的模型，发现日冕加热率随日冕场强的增加而增加，随环长的增加而减小。我们的结论是日冕环和下面的色球层都可能被阿尔文湍流加热。
2011-05-02 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Fluctuations in a Sunspot Chromosphere
4米级太阳望远镜具有无与伦比的分光偏振精度和灵敏度，在这个新时代取得的仪器进步将使色球磁场及其动态的研究具有前所未有的细节。在这方面，光谱偏振诊断可以提供宝贵的洞察磁流体动力学（MHD）波过程。MHD波，特别是与特定波模相关的阿尔夫维尼波动，最近被认为是不仅加热太阳大气外层和加速太阳风的重要机制，而且也是在太阳日冕和其他类日恒星中观察到的元素丰度异常（也称为第一电离势; FIP）效应的重要机制。在这里，我们利用国家的最先进的和独特的光谱偏振IBIS观测调查强度和圆偏振（CP）波动之间的关系在太阳黑子色球。我们的研究结果表明，在一个补丁，对应于一个狭窄的范围内的磁场倾角的强度和CP波动之间的明确联系。这表明在太阳黑子中存在阿尔夫维尼克扰动。
2020-09-11 astro-ph.SR
Time damping of non-adiabatic magnetohydrodynamic waves in a partially ionized prominence plasma: Effect of helium
日珥是部分电离的，磁化的等离子体嵌入太阳日冕。阻尼振荡和传播波是常见的。这些振荡已被解释的磁流体动力学（MHD）波。离子中性碰撞和非绝热效应（辐射损失和热传导）已被提出作为阻尼机制。在单流体近似下，研究了氦的存在对等离子体中非绝热MHD波时间阻尼的影响。等离子体由电子、质子、中性氢、中性氦（He I）和单电离氦（He II）组成。导出了均匀、无界、部分电离日珥介质中线性非绝热MHD波的色散关系。计算了阿尔芬波、慢波、快波和热波的周期和阻尼时间。的阻尼时间的周期相对于氦丰度的比率的参数研究进行。氦的存在增加了离子-中性碰撞以及热传导的效率。然而，如果考虑氦的实际丰度（~10%），这种效应对波浪阻尼的影响很小。在研究部分电离日珥等离子体中的MHD波时，可以安全地忽略氦的存在。
2009-10-15 astro-ph.SR
Test magnetohydrostatic extrapolation with radiative MHD simulation of a solar flare
上下文在太阳上，磁场矢量通常只在光球层中测量。利用这些光球观测数据作为边界条件，我们发展了磁流体静力（MHS）外推法来模拟太阳大气。该模型假设了磁力和非磁力的相对重要性。虽然日冕是无力的，但光球层和色球层的情况并非如此。瞄准在\cite{zw18}中用精确平衡对模型进行了检验。在这里，我们提出了一个更具挑战性和现实的测试，我们的模型与辐射磁流体模拟的太阳耀斑。方法.采用最优化方法，MHS模型自洽地计算了等离子体的磁场、压强和密度。以非线性无力场（NLFFF）和沿磁力线的重力层结大气作为优化的初始条件。结果与NLFFF模型相比，MHS模型不仅在磁场大小和方向上，而且在磁连通性方面都有改进。此外，MHS模型还能恢复光球层和色球层等离子体的主要结构。
2019-10-08 astro-ph.SR
Structure of the outer layers of cool standard stars
内容：在晚型红巨星中，当我们移动到赫兹-罗素图中较晚的光谱类型时，外层大气层的结构会发生有趣的变化：色球层总是存在，但日冕辐射减少，并且有一股冷的大质量风介入。目的：大多数研究都集中在短波长观测，本文探讨了色球和风对长波长测光测量的影响。研究方法：观测的光谱能量分布进行了比较的理论预测的MARCS大气模型的样本9 K-和M-巨星。发现的差异解释使用基本模型的通量发射来自色球层或电离风。结果：对于9个样本星中的7个，在（亚）毫米和/或厘米波长处检测到明显的通量过剩。过量的精确开始取决于所考虑的恒星。波长短于约1毫米的通量很可能由光学厚的色球层主导，其中光学厚的电离风是较长波长的主要通量贡献者。结论：虽然所研究的K-和M-巨星的光学到中红外光谱可以很好地用辐射平衡大气模型来表示，但在较高海拔处的色球层和/或电离恒星风的存在在（亚）毫米和厘米波长范围内占主导地位。通量过剩的存在也影响了这些恒星在（亚）毫米和厘米波长范围内作为基准分光光度校准器的作用。
2009-05-08 astro-ph.SR
Multifluid modeling of magnetosonic wave propagation in the solar chromosphere -- effects of impact ionization and radiative recombination
为了研究色球磁声波的传播，包括第一次，在部分电离的太阳色球中的离子中性相互作用的影响，我们已经开发了一个新的多流体计算模型，占电离和复合反应在重力分层磁化碰撞介质。在我们的二维数值模拟中使用的双流体模型将中性粒子作为一个单独的流体，并考虑带电物种（电子和离子）的电阻MHD方法与库仑碰撞和各向异性热通量由Braginskii的输运系数。电磁场根据完整的麦克斯韦方程组演化，并且磁场的螺线管性通过双曲线发散清洗方案来加强。初始密度和温度分布类似于VAL III色球模型，其中考虑了动力学，热和化学平衡，以确保与现有MHD模型进行比较，并避免人工数值加热。在这个初始设置中，我们包括简单的均匀磁通管磁场配置和外部光球速度驱动器来模拟MHD波在部分电离反应色球中的传播。特别是，我们调查的化学平衡的损失和等离子体加热有关的快磁声波在重力分层介质中的波前陡峭。
2016-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Heating of the magnetized solar chromosphere by partial ionization effects
在本文中，我们研究了磁化太阳色球层中存在的大部分中性原子引起的加热。中性粒子的存在，以及碰撞耦合随高度的降低，导致色球等离子体偏离经典的MHD行为。中性和电离成分之间出现相对净运动，通常称为双极扩散。与标准欧姆扩散相比，由于双极扩散的作用，色球层中电流的耗散增加了几个数量级。我们提出，一个显着的量的磁能可以被释放到色球层只是现有的力免费10- 40 G磁场。因此，我们得出结论，双极扩散是一个重要的过程，应该包括在色球加热模型，因为它有可能迅速加热色球。我们进行分析估计和数值模拟来证明这一想法。
2011-12-14 astro-ph.SR
Three-dimensional non-LTE radiative transfer computation of the Ca 8542 infrared line from a radiation-MHD simulation
在广泛使用的\CaIIIR红外线中，太阳色球层图像的解释受到其复杂、三维和非LTE形成的阻碍。需要进行正向建模以帮助理解。我们使用一个三维非LTE辐射转移代码计算合成\CaIIIR图像从辐射MHD模拟太阳大气从对流区到日冕。我们比较模拟与CRISP过滤器在瑞典1-m太阳望远镜获得的意见。我们发现，模拟再现暗补丁在蓝色线翼多普勒频移，增亮线核心所造成的向上传播的冲击和薄的黑暗拉长的结构线核心，形成向上和向下的气体运动之间的接口在色球。合成的线芯比观测到的线芯窄，这表明太阳既表现出更强的大尺度动力学，也表现出模拟中无法解决的小尺度运动，这可能是由于缺乏空间分辨率。
2009-03-04 astro-ph.SR
Nonlinear Instability and Intermittent Nature of Magnetic Reconnection in Solar Chromosphere
Singh等人（2012年）最近的观测表明，太阳色球层中存在多次等离子体喷射和间歇性的磁重联，这突出表明需要在高度碰撞的等离子体中发生快速重联。然而，在部分电离的等离子体（如太阳色球层）中发生快速磁重联的物理过程仍然知之甚少。已经表明，对于足够高的磁雷诺数，Sweet-Parker电流片可以变得不稳定，导致撕裂模不稳定和等离子体团形成，但当处理部分电离的等离子体时，离子和中性粒子之间的耦合强度在确定系统的动力学中起着根本性的作用。我们建议，作为重新连接的电流片变薄和撕裂不稳定的发展，等离子体形成通过强，中间，弱耦合（或去耦）制度，撕裂模式不稳定性的时间尺度取决于离子和中性粒子之间的摩擦耦合。我们目前的计算分形撕裂在所有三个制度的相关时间尺度。我们发现，由于撕裂模的不稳定性和随后的非线性不稳定性，由于等离子体团为主的重联，Sweet-Parker电流片往往有一个分形结构，当色球磁场足够强的撕裂不稳定性可以达到动力学尺度，这被假设是必要的快速重联。
2016-02-05 astro-ph.SR
Farley-Buneman Instability in the Solar Chromosphere
本文研究了太阳色球部分电离等离子体中的Farley-Buneman不稳定性，考虑了离子的有限磁化和库仑碰撞。我们得到的不稳定性发展所需的离子和电子之间的相对速度的阈值。结果表明，库仑碰撞起着不稳定的作用，在这个意义上说，他们使不稳定，即使在该地区的离子磁化强度大于统一。通过将这些结果应用到色球条件，我们表明Farley-Buneman不稳定性不能解释太阳色球的准定常加热。然而，在强交叉场电流的存在下，它可以产生小规模的，$\sim 0.1-3$ m，在太阳色球层的密度不规则性。这些不规则性可以引起具有相似波长的无线电波的振荡，并为远程色球层传感提供工具。
2009-02-25 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Waves in Partially Ionized Prominence Plasmas
日珥或丝状体是生活在日冕中的部分电离等离子体的冷云。地面和空间的观测已经证实存在的振荡运动的磁共振，他们已被解释的磁流体动力学（MHD）波。现有的观测证据指出，这些振荡运动在短的空间和时间尺度上被一些仍然不为人所知的物理机制所阻尼。由于振荡是部分电离的等离子体，因此能够抑制这些振荡的潜在机制可能是离子-中性碰撞。在这里，我们将回顾在日珥等离子体中部分电离对MHD波的影响方面所做的工作。
2012-01-18 astro-ph.SR
The Role of Partial Ionization Effects in the Chromosphere
本文综述并通过 Bifrost 的 2.5D 辐射 MHD 模拟表明，色球层部分电离导致的离子-中性粒子相互作用会通过 Hall 项和双极扩散改变能量耗散与大气结构。
2015-03-09 astro-ph.SR
Two-fluid implementation in MPI-AMRVAC, with applications in the solar chromosphere
色球层是太阳大气层的一个部分电离层，是光球层和完全电离的日冕之间的过渡层，光球层中的气体几乎是中性的。由于中性粒子和带电粒子之间的碰撞耦合在色球层上部减小，流体动力学时间尺度可能变得与碰撞时间尺度相当，因此需要一个双流体模型。在本文中，我们描述的实施和验证的双流体模型，同时演变的电荷和中性，耦合碰撞。双流体方程在完全开源的MPI-AMRVAC代码中实现。在光球层和太阳大气层的下部，带电粒子和中性粒子之间的碰撞非常频繁，明确的时间推进将过于限制，因为为了稳定，时间步长需要与碰撞频率的倒数成比例。这是克服了隐式使用显式-隐式（IMEX）计划的碰撞项的评估。所提出的情况下，涵盖了非常不同的碰撞制度，我们的结果是完全符合相关文献的发现。如果碰撞的时间和长度尺度小于太阳色球层中通常考虑的流体动力学尺度，那么中性流体和带电流体的密度结构是相似的，电荷和中性流体之间的弹性碰撞的效果与扩散率相似。另外，密度结构不同，两种物质之间的速度去耦增加。IMEX方案的使用有效地避免了在强碰撞区域中完全显式实现的小时间步长约束。自适应网格细化（AMR）大大降低了计算成本，相比均匀网格运行在相同的有效分辨率。
2022-05-10 astro-ph.SR
Ambipolar Diffusion in the Lower Solar Atmosphere: MHD Simulations of a Sunspot
太阳大气的磁流体动力学（MHD）模拟通常是在等离子体完全电离的假设下进行的。然而，在较低的太阳大气层中，降低的温度通常只会导致等离子体的部分电离。这种部分电离的等离子体的去耦中性和电离成分之间的相互作用产生双极扩散。为了研究双极扩散在光球层和色球层中传播波特性的作用，我们采用Mancha 3D数值代码来模拟磁声波在太阳黑子本影上方的大气中传播。我们解决非理想的MHD方程的数据驱动的扰动的静磁平衡和双极扩散的影响进行了研究，通过改变模拟，包括额外的条款，占这个过程中的MHD方程。分析模拟与/无双极扩散的能谱密度，我们发现的证据表明，双极扩散在弱电离低密度区域的波特性中起着关键作用，从而最大限度地提高当地的双极扩散系数。因此，我们建议，双极扩散是一个重要的机制，需要仔细考虑它是否应该被包括在模拟中，以及它是否应该被用于分析和解释低太阳大气层的特定观测。
2022-09-28 astro-ph.SR
Properties of Umbral Dots as Measured from the New Solar Telescope Data and MHD Simulations
我们研究了在中等大小的太阳黑子中检测到的明亮的本影点（UD），并将其统计特性与最近的MHD模型进行了比较。该研究基于大熊太阳天文台新太阳望远镜记录的高分辨率数据和太阳黑子的3D MHD模拟。使用自动检测代码，在46分钟长的数据集中检测和跟踪观察到的生存时间超过150 s的UD。在光球（低色球）数据中共检测到1553（620）个UD。我们的主要发现是：i）所分析的UD中没有一个是精确圆形的，ii）直径-强度关系仅在明亮的阴影区域中成立，以及iii）UD速度与它们的寿命成反比。虽然几乎所有的光球UDs都可以在低色球层图像中识别，但一些小的紧密间隔的UDs在低色球层中作为单个集群出现。在低色球和光球中似乎都存在慢移动和长寿命的UDs，而在光球图像中主要检测到快移动和短寿命的UDs。与3D MHD模拟的比较表明，平均而言，两种类型的UD显示非常相似的统计特征。然而，i）每单位面积上观测到的UD的平均数量小于模型UD的平均数量，并且ii）平均而言，模型UD的直径略大于观测到的直径。
2011-11-17 astro-ph.SR
Rayleigh-Taylor instability in partially ionized prominence plasma
本文采用单流体MHD方法，结合广义欧姆定律，对日冕-日珥边界的瑞利-泰勒不稳定性进行了2.5维数值模拟。初始配置包括均匀磁场，其与等离子体扰动的方向形成角度。对于每个磁场倾角，我们比较两个模拟，一个是纯MHD的情况下，和一个包括双极扩散的欧姆定律，否则相同。我们发现含有中性原子的组态总是不稳定的。在非线性状态下，小尺度模的增长率大于纯MHD情况下的增长率。
2013-10-28 astro-ph.SR
Forced field extrapolation of the magnetic structure of the Halpha fibrils in solar chromosphere
我们提出了一个仔细评估的强迫场外推使用太阳动力学天文台/日震和磁成像仪（SDO/HMI）磁图。收敛性由几个度量来检查。在3600公里以下的外推场线似乎与新真空太阳望远镜（NVST）观测到的大多数H α纤维一致。在磁场能量远大于势能的区域，通过强迫场外推法计算的场线仍然与H α纤维的图案一致，而非线性无力场（NLFFF）的结果显示出较大的错位。洛伦兹力比的水平平均值表明无力假设失效的受力区域可以达到$1400-1800km$的高度。最近的辐射磁流体力学（MHD）模拟也证实了色球层的非无力状态。
2016-05-05 astro-ph.SR
Time evolution of Hanle and Zeeman polarization in MHD models
暴露太阳色球层的偏振特征需要研究其时间变化，这在建模和解释散射和汉勒信号时很少进行。目前的贡献草图的科学问题的太阳偏振诊断从时间维的角度来看，remarking解决it.Our时间依赖的计算暴露出需要考虑动力学明确建模和观察散射偏振时，以实现有效的诊断技术，以及更深入的了解第二太阳光谱的一些关键方面。
2016-12-16 astro-ph.SR
On the minimum temperature of the quiet solar chromosphere
目的：我们的目标是提供一个安静的太阳色球层的最低温度的估计。方法：我们进行了一个二维辐射MHD模拟跨越上对流区的低电晕。模拟包括非LTE辐射转移和{一个包含氢的非平衡电离和非平衡H_2分子形成的状态方程}。我们分析了在我们的模型中所作的各种假设的可靠性，以评估模拟的真实性。结果：我们的模拟包含从1微米到3.2微米高度的冷气体袋，温度低至1660 K。它高估了辐射加热，包含了1660 K以下的非物理加热。因此，我们得出结论，在安静的太阳色球层中的冷口袋可能有比模拟中更低的温度，只要色球层中存在没有显着磁加热的区域。我们建议离臂分子光谱寻找这样的凉爽的口袋和3D模拟，包括本地发电机和磁地毯调查焦耳加热在安静的色球层。
2011-04-27 astro-ph.SR
The impact of multi-fluid effects in the solar chromosphere on the ponderomotive force under LTE and NEQ ionization conditions
本研究结合IRIS观测、单流体MHD模型与新型多流体数值代码Ebysus，探究太阳色球中多流体效应及NEQ电离对阿尔芬波相关有质动力的影响，发现碰撞与NEQ电离作用显著，现有FIP效应相关理论或需修正。
2022-11-17 astro-ph.SR
Heating of a Quiet Region of the Solar Chromosphere by Ion and Neutral Acoustic Waves
使用高分辨率的数值模拟，我们调查的等离子体加热驱动的周期性双流体声波起源于底部的光球和传播到重力分层和部分电离的太阳大气。我们认为离子+电子和中性粒子是通过碰撞力相互作用的独立流体。后者在色球层中起着重要作用，导致短周期波的显着衰减。长周期波本质上不会改变光球层的温度，但它们表现出将一部分能量沉积在色球层的能力。这导致离子温度在几分钟的时间尺度上增加了大约五倍。最有效的加热对应于约30-200 s范围内的波周期，峰值位于80 s处。然而，我们的结论是，对于所选择的驱动程序的振幅等于0.1公里秒$^{-1}$，这种加热是太低，以平衡在色球层的辐射损失。
2019-06-04 astro-ph.SR
A search for mode coupling in magnetic bright points
本研究利用邓恩太阳望远镜的观测数据，通过小波分析磁亮点中的振荡，发现光球横波与色球纵波间存在模耦合，且磁亮点的能流足以加热色球，为理解太阳低层大气MHD波和能量收支提供依据。
2024-09-17 astro-ph.SR
Viscosity effects on waves in partially and fully ionized plasma in magnetic field
本文讨论了多组分部分电离和完全电离等离子体中的粘滞性，以及粘滞性对太阳大气中两种截然不同的波（阿尔芬波和朗缪尔波）的影响。一套完整的粘度系数，其中包括电子，质子和氢原子的系数。这些应用于太阳色球层中大多数磁化质子的层，原则上可以预期阿尔芬波。计算了700至2200公里高度范围内的粘性系数，并以图表形式表示，还按高度给出了各种碰撞所需的相应截面。结果表明，在色球层中，粘性对阿尔芬波没有影响，它只受到离子与中性粒子摩擦的强烈影响。在日冕中，假设磁场为几个高斯，阿尔芬波受离子粘性的影响比受离子-电子摩擦的影响大，仅在波长短于1-30 km时，取决于参数，并假设扰动磁场为平衡值的1%。对于朗缪尔波，色球层中的粘性摩擦相互作用被证明是依赖于高度和波长。在电晕中，粘性是作用于朗缪尔模的主要耗散机制。
2014-10-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
MHD waves in the partially ionized plasma: from single to multi-fluid approach
本章系统梳理太阳部分电离等离子体中的 MHD 波，比较单流体与多流体方程框架，并阐明扩散、Hall 效应、碰撞及引力分层对波传播、耗散和模式转换的作用。
2024-09-17 astro-ph.SR
Alfven wave heating in partially ionized thin threads of solar prominences
有观测证据表明，在太阳磁场线中存在频率范围很宽的小振幅横向磁流体动力学（MHD）波。据信，这些波在光球层被驱动，并沿着磁场线传播，直到悬浮在日冕中的双折射。部分电离日珥等离子体中MHD波能量的耗散是一种加热机制，其相关性需要探索。在这里，我们考虑一个简单的一维模型的非均匀细线程和调查加热与阿尔芬波耗散。该模型假设一个特设的密度分布和均匀的压力，而温度和电离度的自洽计算考虑LTE或非LTE近似的氢电离。阿尔芬波的宽带驱动器被放置在磁场线的一端，代表光球激发。在单流体近似下，通过求解部分电离等离子体的线性化MHD方程，得到了沿螺旋线的Alfvenic扰动，发现螺旋线部分电离部分的波加热足以补偿辐射冷却引起的能量损失。在LTE近似下，由于核心日珥温度的电离度低于非LTE近似下的电离度，因此加热量更大。这在LTE情况下由于双极扩散而导致更大水平的耗散。相反，在模型的热日冕部分，等离子体完全电离，波加热可以忽略不计。这个简单的模型的结果表明，MHD波加热可以是相关的能量平衡的连续性。需要在更精细的模型基础上进行进一步研究。
2021-03-30 astro-ph.SR
Non-local thermodynamic equilibrium inversions from a 3D MHD chromospheric model
太阳色球层的结构被认为是由磁场控制的，即使在太阳平静的地区，光球场相对较弱。在过去的十年中，反演方法已成为分析活动区色球层的有力工具。反演的适用性，以推断分层的物理条件在一个动态的三维太阳色球层尚未详细研究。本研究的目的是建立非局部热平衡（NLTE）反演技术的塞曼效应在Ca II 8542线诱导的斯托克斯轮廓的诊断能力。我们计算了钙II原子水平的人口在快照从一个3D辐射MHD模拟安静的太阳大气在非LTE使用3D辐射转移代码Multi3d。这些人口被用来计算合成全斯托克斯配置文件中的Ca II 8542线使用1.5 D辐射转移和反演代码妮可。然后，对轮廓进行光谱退化以考虑有限的滤波器宽度，并添加高斯噪声以考虑有限的光子通量。使用Nicole对这些剖面进行了反演，并将结果与原始模式大气进行了比较。我们的NLTE反演适用于安静的太阳合成观测提供相当不错的估计色球磁场，视线速度和有点不太准确，但仍然非常有用，估计的温度。光子的三维散射导致色球层中的冷袋在谱线轮廓中不可见，因此它们也不能通过反演恢复。为了在该安静的快照中成功地检测斯托克斯线性偏振，低于10 ^{-3.5}的噪声水平是必要的。
2012-05-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Quiet-Sun Photosphere and Chromosphere
太阳光球活动区外的整体结构和精细结构在很大程度上是了解的，除了可能的重要作用的湍流近地表发电机在其底部，内部重力波在其顶部，和小尺度涡。经典的一维静态辐射逃逸模型已被更接近现实的三维时变MHD模拟所取代。太阳色球层，相反，仍然不清楚，虽然它在日冕质量和能量负荷的关键作用，使它成为一个主要的研究领域。它的精细结构决定了它的整体结构，因此难以观察和难以建模的小尺度动力学过程是理解的关键。然而，色球观测和色球模拟目前都已趋于成熟，达到了所需的复杂程度。开放领域的功能似乎更大的兴趣比隐藏者看到闭场功能。
2011-10-30 astro-ph.SR
Chromospheric Heating from Local Magnetic Growth and Ambipolar Diffusion Under Non-Equilibrium Conditions
网间色球层的加热是太阳物理学中最重要的问题之一。在本研究中，我们解决这个老问题，使用非常高的空间分辨率模拟安静的太阳条件下进行辐射MHD数值模型和IRIS观测。我们已经扩大了以前存在的三维辐射MHD数值模型的太阳大气，其中包括自洽本地驱动的色球磁放大，通过添加双极扩散和时间依赖的非平衡氢电离的模型。磁场的能量在上层色球层中耗散，由于双极扩散和非平衡电离（NEQI）而提供大的温度升高。同时，我们发现在模拟中加入双极扩散和NEQI对低色球层磁场的局部增长及其动力学的影响很小。我们从这些高空间分辨率的模型，有和没有双极扩散和NEQI，安静的太阳和冕洞观测IRIS之间的合成Mg II配置文件的比较现在揭示了更好的对应关系。当考虑双极扩散和NEQI效应时，轮廓的强度增加，线芯略宽。因此，Mg II剖面比以前的模型更接近观察到的那些，但仍然存在一些差异。
2022-11-15 astro-ph.SR
The Formation Height of Millimeter-wavelength Emission in the Solar Chromosphere
在过去几年中，ALMA射电望远镜已可用于太阳观测。ALMA诊断太阳大气层的高度兴趣，因为在毫米波长的亮度温度和太阳大气层中的本地气体温度之间的理论预期的线性关系。解释太阳ALMA观测的关键是了解ALMA发射在太阳大气中的起源。最近的理论研究表明，在1.2（带6）和3毫米（带3）的ALMA带形成在显着不同的高度的中，上部色球层。我们研究了ALMA诊断的形成，使用2.5维辐射MHD模型，其中包括离子中性相互作用（双极扩散）和非平衡电离的氢和氦的影响。我们的研究结果表明，在活跃区域和网络区域，在这两个波长的观测最经常起源于类似的高度在上色球层，与以前的结果相反。非平衡电离增加了色球层的不透明度，因此ALMA主要观察到沿冠层的针状物和纤维。我们将这些模拟结果与IRIS、SDO和ALMA的观测结果相结合，对最近报道的“暗色球洞”（色球层中温度非常低的区域）提出了一种新的解释。
2020-04-01 astro-ph.SR
On the origin of the magnetic energy in the quiet solar chromosphere
磁场的存在对太阳大气层的能量传输至关重要。最近对宁静太阳的地面和空间观测表明，磁场通过局部发电机或小规模通量出现事件在光球高度积累。然而，由于光球层的熵随高度下降，大部分小尺度的磁场可能不会扩展到色球层。在这里，我们提出了一项研究，使用非灰色和非LTE辐射转移和沿磁场的热传导的太阳大气的高分辨率3D辐射MHD模拟，以揭示：1）来自模拟宁静光球的净磁通量不足以维持色球磁场（平均而言），2）在以磁声冲击为主的低色球层中的过程能够将动能转化为磁能，（3）色球层中的磁能随时间线性增加，直到r.m.s.由于从动能的转换，磁场强度在大约4至30 G（水平平均）处饱和，4）并且色球层中形成的磁性特征局限于该区域。
2019-04-10 astro-ph.SR
