Turbulent pitch-angle scattering and diffusive transport of hard-X-ray producing electrons in flaring coronal loops
最近从{ \em RHESSI}的观测已经揭示，在耀斑环的日冕部分中的非热电子的数量可以超过解释同一耀斑环的硬X射线发射足点所需的电子数量。因此，这样的来源不能被解释的基础上的标准碰撞输运模型，其中电子流沿环，同时失去他们的能量，通过碰撞与周围的等离子体;额外的物理过程，要么陷阱或散射的高能电子，是必需的。出于这一点和其他意见，建议高能量电子被限制在冠状区域的源，我们认为湍流俯仰角散射的快电子关闭低频磁波动的限制机制，建模为平行于平均磁场的空间扩散。在一般情况下，湍流散射导致沿环路的非热电子的碰撞停止距离的减少，因此，相对于足点的冠状HXR源的增强。源尺寸$L$随电子能量$E$的变化变得比与碰撞输运相关的二次行为弱，其中$L(E)$的斜率直接取决于平均自由程$λ$再次俯仰角散射。比较模型的预测与观测，我们发现，$λ\sim$ $(10^8-10^9)$厘米为$\sim30$千电子伏，小于一个典型的耀斑环的长度和小于，或相当于，电子加速区域的大小。
2013-12-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Interchange reconnection in a turbulent Corona
日冕洞和环之间的界面处的磁重联，即所谓的交换重联，可以将更热、密度更大的等离子体从磁限制区域释放到日光层，有助于形成高度可变的慢速太阳风。交换过程通常被认为是开发的流光或伪流光的顶点，附近的Y和X型中性点，但慢流与循环组成最近已被观察到沿扇形开放领域线附近的封闭区域，远离顶点。然而，日冕加热模型，与磁场线洗牌对流运动，表明重联可以连续发生在单极磁场区域没有中性点：光球运动诱导磁流体动力学湍流级联在日冕领域，创造必要的小尺度，剪切磁场组成部分正交的强轴向场是本地创建和可以重新连接。我们建议，一个类似的机制附近和周围的开放和封闭的区域之间的边界诱导连续随机重排的连接。我们研究了一个简化的磁流体动力学模型之间的开放和封闭的电晕线程由一个强大的单极磁场的界面区域。这个边界不是静止的，而是分形的，并且场线不断地改变连通性，变得开放和封闭。这个模型表明，慢风可能起源于环冕洞边界区域的任何地方，并可以自然和简单地说明在这样的边界和附近的外流和观察到的扩散慢风周围的日光层电流片。
2012-09-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Imaging spectroscopy reveals spike-like repeating radio burst pairs in the solar corona
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
利用高分辨率动态频谱和成像光谱，在30-50 MHz频率下检测到613个由两个短寿命窄带分量组成的尖峰状重复暴对，并通过成像和传播模拟将其解释为日冕各向异性等离子体中谐波发射的湍流回波，揭示了日冕湍流效应和磁重联过程。
2026-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Transport Theory of Turbulent Coronal Heating in General Geometry
University of Otago（奥塔哥大学）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；University of Oxford（牛津大学）；United Kingdom Atomic Energy Authority（英国原子能管理局）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究日冕加热中湍流输运问题，提出几何完整的多尺度输运理论，能耦合波动与背景演化，应用于日冕可恢复标准级联并发现几何驱动通道占优，还能驱动跨场输运，为相关模型提供基础，适用于多种物理环境。
2026-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Observations of shock propagation through turbulent plasma in the solar corona
日冕中的爆发活动往往会导致冲击波的传播。在无线电领域，这种冲击的主要特征是II型无线电爆发，在动态频谱中观察到，随着时间的推移，发射带慢慢地向较低频率漂移。这些射电暴有时可能具有不均匀和破碎的精细结构，但这种精细结构的原因目前尚不清楚。在这里，我们使用Nançay升级LOFAR（NenuFAR）的新扩展在2019年3月20日观察到II型射电爆发，这是一种在10-85 MHz之间观察的射电干涉仪。我们发现，与II型精细结构的密度扰动的大小尺度的分布遵循幂律的频谱指数范围内的$α=-1.7$-2.0，这密切匹配的值$-5/3$预期充分发展的湍流。我们确定这种湍流是上游的冲击，在背景日冕等离子体在日心距离$\sim$ 2 R $_{\odot}$。观测到的湍流密度不均匀性的惯性尺度范围为$\sim$ 62 μ m ~ $\sim$ 209 km。这表明，II型精细结构和碎片可以是由于冲击传播通过一个不均匀和湍流的日冕等离子体，我们讨论了电子加速在日冕冲击的影响。
2021-08-13 astro-ph.SR
Fine structure of type III solar radio bursts from Langmuir wave motion in turbulent plasma
太阳经常加速通过日冕和行星际空间的近相对论电子束。这些射束与它们的等离子体环境相互作用，产生III型射电暴，这是从地球上看到的最明亮的天体物理射电源。III型精细频率结构的形成和运动是一个谜，但通常认为与日冕和太阳风中的等离子体湍流有关。结合动力学模拟和高分辨率无线电III型观测的低频阵列的理论框架，我们定量地表明，精细结构是由移动强烈的朗缪尔波在湍流介质中的团块。我们的研究结果表明，III型精细结构可用于远程分析压缩密度波动的强度和频谱，并可以推断天体物理等离子体中的环境温度，这两者都显着扩大了当前太阳射电辐射的诊断潜力。
2021-03-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Turbulent cross-field transport of non-thermal electrons in coronal loops: theory and observations
天体物理学中的一个基本问题是磁湍流与带电粒子之间的相互作用。现在可以使用\emph{Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI)}观测电子发射的硬X射线（HXR）来识别湍流的存在，并估计至少在密集的日冕耀斑环中磁场线扩散系数的大小。{We讨论各种可能的跨场传输的非热电子产生的宽带磁湍流日冕环的制度。强调了久保数$K$作为控制参数的重要性，并收集了适用于大久保数和小久保数极限的结果。} {基于运输统计理论中发展的概念和见解的通用模型适用于日冕环和解释太阳耀斑中的硬X射线成像数据。捕获效应的作用，这在非线性运输制度中变得重要，在解释数据时考虑在内。对于这个耀斑太阳环，我们限制的范围内的平行和垂直的相关长度的湍流磁场和可能的久保数。我们表明，大量的能量$\sim 1%$（或更多）的背景场的磁波动可以推断出从厚靶日冕环内的磁扩散系数的测量。
2011-10-13 astro-ph.SR
Time-Dependent Turbulent Heating of Open Flux Tubes in the Chromosphere, Corona, and Solar Wind
我们研究了与太阳风相连的日冕开放场区域中等离子体加热的几个关键问题。我们提出了三个典型的开放磁场结构的阿尔芬波驱动的湍流模型的结果：一个极冕洞，一个开放的通量管附近的赤道流光，和一个开放的通量管附近的强场活动区。我们比较了时间稳定的一维湍流加热模型（Cranmer等人，2007）与BRAID的完全时间相关的三维简化磁流体动力学建模（van Ballegoijen等人，2011年）。我们发现，时间定常的结果符合良好的时间平均结果从BRAID。时间依赖性使我们能够调查的变化的磁场波动和加热的日冕。波动功率谱的高频尾部形成指数随高度变化的幂律，我们讨论了这种行为的可能的物理解释。加热速率的变化性本质上是突发性的和纳米级的，我们分析了在整个模拟过程中通过瞬态事件中的耗散加热损失的能量。这些事件的平均能量为10^21.91尔格，在“皮耀斑”范围内，许多事件达到经典的“纳耀斑”能量。我们还估计了多热分布的温度，将导致从加热速率的变化，并发现良好的协议与观测到的宽度日冕差分发射测量（DEM）分布。本文提出的模拟结果提供了令人信服的证据表明，湍流加热在太阳大气中的阿尔芬波加速太阳风在开放的通量管。
2015-09-01 astro-ph.SR
Constraining the amplitude of turbulence in solar corona using observations of angular broadening of radio sources
通过具有湍流密度不规则性的介质观测到的致密射电源的角展宽通常使用相结构函数来估计。我们采用了一个精确的配方的相位结构函数，有助于获得一个准确的估计角展宽时，基线长度是可比的湍流光谱的内部规模。
2014-06-20 astro-ph.SR
Constraining a Model of Turbulent Coronal Heating for AU Microscopii with X-Ray, Radio, and Millimeter Observations
许多低质量的前主序星表现出强烈的磁活动和日冕X射线发射。即使在原始的吸积盘被清除之后，恒星的高能辐射仍然继续影响着尘埃、微行星和大行星的形成和演化。因此，具有碎片盘的年轻恒星是研究非吸积驱动的日冕最早阶段的理想环境。在本文中，我们模拟的日冕AU Mic，附近的活动M矮星的边缘上的碎片盘。我们应用一个自洽模型的日冕环加热，来自太阳场线缠结和磁流体动力学湍流的数值模拟。我们还合成了模拟恒星的X射线光度和热射电/毫米波连续辐射。AU Mic的一组现实的参数选择产生与所有现有测量和上限一致的模拟观测。因此，这个日冕模型代表了最近发现的ALMA中心发射峰的另一种解释，该峰被认为是恒星3 AU内的内部“小行星带”的结果。然而，也有可能中心1.3毫米的峰值是由活跃的日冕发射和明亮的内部尘埃碎片源共同造成的。对该源的空间范围和毫米波和无线电波长的光谱能量分布的额外观测将更好地约束所提出机制的相对贡献。
2013-06-19 astro-ph.SR
Hot prominence spicules launched from turbulent cool solar prominences
太阳灯丝是一种致密的冷凝结物，由稀薄的热日冕中的磁场支撑并隔热。它的演化和稳定性，导致爆发或消失，取决于它与周围的热日冕通过一个薄的过渡区，在那里温度急剧上升的耦合。然而，这个过渡区的加热和动力学仍然难以捉摸。我们报告的极端紫外线观测静止的灯丝从太阳动力学天文台，揭示突出针状物传播通过过渡区的日冕系统。这些细针状射流特征通过长丝中材料的湍流运动产生并加热到至少0.7 MK。我们认为日珥针状体不断地将加热的物质引导到日冕中，并有助于丝状体的蒸发和衰变。我们的研究结果揭示了在太阳和星际介质中经常观察到的磁化凝聚中的磁致加热。
2019-07-03 astro-ph.SR
Exploring the Origin of Solar Energetic Electrons II: Investigating Turbulent Coronal Acceleration
本研究通过参数模拟，探讨日冕湍流加速对太阳高能电子原位谱指数的影响，发现加速参数可导致谱指数变化，并指出非均匀扩展源区可能是解释原位与X射线谱指数关系的关键。
2025-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy Transport and Heating by Non-Thermal Electrons in a Turbulent Solar Flare Environment
Western Kentucky University（西肯塔基大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
研究非热电子在湍流太阳日冕暴发环境中的能量传输与加热机制，通过分析弹性与非弹性碰撞主导的两种情形，揭示湍流散射对等离子体加热和色球层加热的影响，以及非热电子各向同性降低对欧姆加热的抑制作用。
2026-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Development of a structured, turbulent solar wind as a result of interchange reconnection
本文通过全球磁场对齐方程证明交换重联及其阿尔文外流和加热可驱动太阳风，并用简单混合模型解释PSP观测到的近太阳阿尔文湍流与折返结构。
2023-08-15 astro-ph.SR physics.space-ph
Suppression of parallel transport in turbulent magnetized plasmas and its impact on non-thermal and thermal aspects of solar flares
在太阳耀斑中，热电子和超热电子中所含能量的传输在我们理解耀斑现象的许多方面，从硬X射线发射的空间分布到全球能量学，都起着关键作用。最近的{ \em RHESSI}观测指出，存在一种机制，限制电子的耀斑环的日冕部分更有效地比库仑碰撞的动机，我们在这里考虑的影响，俯仰角散射湍流磁波动的电子在耀斑日冕环的平行运输。它示出，除了库仑碰撞散射这样的散射机制的存在下，可以显着降低平行的热传导率和电导率相对于它们的碰撞值。我们提供了说明性的表达式所产生的热电系数，涉及的热通量和电流密度的温度梯度和所施加的电场。然后，我们评估这些修改后的传输系数对耀斑日冕温度，可以达到的效果，后脉冲阶段冷却的加热日冕等离子体，和对环境加热和加速电子的能量损失率的重要性的束中和返回电流。我们还讨论了可能的方式，异常传输过程有影响所需的总能量与加速电子在太阳耀斑。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Plasma motions and compressive wave energetics in the solar corona and solar wind from radio wave scattering observations
基于动力学散射理论的新各向异性密度涨落模型，通过分析航天器信号频率展宽推导了日冕和太阳风的等离子体速度，发现其与太阳风及Alfvénic涨落一致，并揭示了离子声波Landau阻尼对质子加热的能量机制。
2024-04-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Turbulent Properties of Interplanetary Coronal Mass Ejections Observed by Solar Orbiter in the Inner Heliosphere
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；Department of Applied Physics, Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（马哈特马·乔蒂巴·普勒罗希尔坎德大学应用物理系）；Department of Physics, Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院物理系）；Indian Institute of Space Science and technology（印度空间科学与技术研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Center of Excellence in Space Sciences India, IISER Kolkata（印度空间科学卓越中心，加尔各答印度科学教育研究所）
太阳轨道器观测揭示ICMEs在太阳风中表现出更平衡的阿尔芬波动，其频谱特征与太阳风不同，表明ICMEs具有独特的湍流特性。
2026-01-11 astro-ph.SR
Shear-Driven Transition to Isotropically Turbulent Solar Wind Outside the Alfven Critical Zone
从条纹状太阳日冕结构的过渡到各向同性的"絮凝"波动先前的远程观测的动机，我们建议，内太阳风的动态Alfvén临界区外，并在附近的第一个$β=1$表面，是由相邻的日冕磁通量管的相对速度。我们认为，大幅度的流动对比度在较低的高度受到磁约束，但剪切驱动的动态触发，因为这些约束被释放以上的Alfvén临界区，建议全球磁流体动力学（MHD）模拟，包括自洽湍流运输。我们认为，这种动力学演化占{\it帕克太阳探测器}（{\it PSP}）观察到的功能附近的初始近日点，包括磁"之字形"，和大的横向速度，部分共转和饱和附近的本地阿尔文速度。大规模的磁增量更多的是纵向的而不是横向的，这种状态不太可能起源于较低的日冕或其下。我们把这归因于不同程度的共转导致的纵向速度切变。支持证据包括与高马赫数三维可压缩MHD模拟的非线性剪切驱动湍流的比较，再现几个观察到的诊断，包括波动的特征分布，定性地类似于第一近日点附近的{\it PSP}观测。来自遥感观测、{\it原位}测量以及全球和局部模拟的证据的一致性支持这样一种观点，即阿尔文临界区上方的动力学将低频等离子体湍流提高到整个探索的太阳系中经常观察到的水平。
2020-09-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Flux-tube-dependent propagation of Alfvén waves in the solar corona
阿尔文波湍流已成为加速太阳风的重要加热机制。这种湍流加热的产生取决于反向传播阿尔文波的存在和随后的相互作用。这就要求我们了解阿尔文波在太阳风中的传播和演化，以便了解湍流加热和太阳风参数之间的关系。我们的目标是研究太阳风的响应后，注入单色单频阿尔文波在各种磁通量管几何形状的日冕的基础。我们使用了一个理想的磁流体动力学（MHD）模型，使用绝热状态方程。通过扰动横向磁场和速度分量，阿尔文泵浦波被注入平静的太阳风。阿尔文波被发现是由于参数衰减不稳定性（PDI）的发展而反射的。进一步的研究表明，在低频率下的有效反射以及磁通量-管的几何形状都抑制了PDI。
2022-04-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Effect of turbulent density-fluctuations on wave-particle interactions and solar flare X-ray spectra
本文的目的是证明湍流背景密度波动对日冕中耀斑加速电子输运的影响。利用准线性近似，数值模拟了加速电子束从日冕到色球层的传播过程，包括非均匀背景等离子体的朗缪尔波形式的自洽响应。我们计算了X射线光谱从这些模拟使用韧致辐射截面和拟合的足点光谱使用碰撞的“厚靶”模型，在观测研究中采用的标准方法。我们发现，朗缪尔波与背景电子密度梯度的相互作用将波移动到更高的相速度，然后与更高速度的电子共振。其结果是，一些电子被转移到更高的能量，产生更多的高能X射线比预期的，如果不考虑密度不均匀性。我们发现，能量增益的水平是强烈依赖于初始电子束密度在较高的能量和密度梯度的大小在背景等离子体。最显著的增益是陡峭的（软）光谱，最初有几个电子在较高的能量。如果模拟的足点发射的X射线谱与标准的“厚靶”模型（如RHESSI观测的常规做法）相匹配，则某些模拟方案会对源日冕分布中的电子数$>50$ keV产生超过一个数量级的高估。
2012-12-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Analysing Turbulent Energy Cascade in a Coronal Mass Ejection using Empirical Mode Decomposition
Università di Trento（特伦托大学）；Università della Calabria（卡拉布里亚大学）
本文利用经验模态分解与希尔伯特谱分析研究2013年6月27日观测到的日冕物质抛射事件中湍流特性，发现ICME通过时改变了湍流能分布，EMD-HSA方法比传统傅里叶方法更稳定。
2026-04-01 astro-ph.SR
Plasmoid-dominated Turbulent Reconnection in a Low $β$ Plasma
采用电阻磁流体动力学（MHD）方法研究了低$β$背景等离子体中等离子体团主导的湍流重联特性。在$β_{\rm in} < 1$区域，其中$β_{\rm in}$是流入区域的等离子体$β$，重联位置由激波和激波相关结构主导，等离子体压缩是显著的。当$β_{\rm in}$减小时，有效重连率从$0.01$增加到$0.02$。我们假设等离子体压缩允许更快的重联率，然后我们估计的加速因子，基于可压缩MHD理论。我们验证了我们的预测通过一系列的MHD模拟。这些结果表明，在日冕的$β\ll 1$环境中，等离子体团占主导地位的重联可以比预期的快两倍。
2020-04-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton heating estimates from near-Earth observations of coronal mass ejections in solar cycle 24
针对日冕物质抛射传播中的质子加热补偿膨胀冷却问题，利用第24太阳周期27个强地磁效应CME的近地观测数据，对比湍流涨落功率与多方指数对应的耗散功率，得出多方指数最概然值，助力CME模型与到达时间估算改进。
2025-05-19 astro-ph.SR
Broadening of the DEM by multi-shelled and turbulent loops
日冕中的宽差分发射测量（DEM）分布是沿视线的多热等离子体的标志。传统上，这被解释为多链环的证据。然而，最近的研究表明，多股环不太可能存在于日冕中，因为它们对横向扰动不稳定。我们的目标是测试，如果环路模型受到横波诱导开尔文-亥姆霍兹（TWIKH）不稳定性的结果在广泛的DEM，可能解释的意见。我们采取了模拟快照和计算的数值DEM。此外，我们进行了前向模拟在相关的AIA通道重建DEM。我们发现，湍流环路模型扩大其初始DEM，因为湍流混合。DEM的宽度取决于初始温度与外部的对比度。我们的结论是，冲动激发的环路模型有一个相当狭窄的DEM，但连续驱动的模型导致广泛的DEM，是可比的观测。
2018-10-15 astro-ph.SR
Some Turbulent Predictions for Parker Solar Probe
从太阳光球层到外日球层，太阳等离子体的性质在很宽的时间和空间尺度上波动。事实上，从大尺度到小尺度的能量湍流级联是加热日冕和加速太阳风的一个经常被引用的解释。美国宇航局的帕克太阳探测器（PSP）预计将彻底改变我们对日冕加热和磁流体动力学（MHD）湍流的理解，通过比任何其他先前的太空任务更接近太阳进行原位采样。本研究报告提出了MHD湍流某些特性的理论预测（例如，空间飞行器帧功率谱和方差各向异性）的区域进行探索的PSP。这些结果来自于先前发表的耦合Alfvenic和快速模式湍流的快速太阳风的半经验模型。这篇研究报告的主要原因是为了说明从现有的理论模型中提取关于可测量量的有用预测是多么简单，这些可测量量在最初创建模型时甚至没有考虑过。例如，方差各向异性可能是区分日冕加热和太阳风加速的不同理论模型的重要量。
2018-08-28 astro-ph.SR
Probing the Turbulent Corona and Heliosphere Using Radio Spectral Imaging Observation during the Solar Conjunction of Crab Nebula
本研究利用OVRO-LWA在蟹状星云太阳合日期间的射电频谱成像，揭示了湍流日冕引起的频率相关展宽与畸变，表明靠近太阳时湍流各向异性增强，为测量内日球层湍流参数提供了新方法。
2025-09-11 astro-ph.SR
Stochastic coupling of solar photosphere and corona
观测到的太阳活动被认为是由光球层动力学过程注入日冕的非势能的耗散驱动的。相互作用涉及的尺度范围很大，这使得追踪每个日冕耗散事件的光球起源变得困难，特别是在存在复杂的磁拓扑结构的情况下。在本文中，我们提出了一个集成为基础的方法来测试光球-日冕耦合在一个安静的太阳能区域所代表的间歇性活动SOHO MDI和STEREO EUVI图像集。对于对应于光球和日冕中相同程度间歇性的适当调整的检测阈值，两个太阳区域的动态可以用相同的能量释放事件发生概率分布来描述，但几何性质显着不同。我们推导出一组比例关系，调和两组结果，并使统计描述的日冕动力学的光球观测的基础上。我们的分析表明，在日冕的多尺度间歇性耗散在空间尺度> 3毫米是由湍流光球对流。光球网络的复杂拓扑结构使得这种耦合本质上是非局部的和不确定的。我们的结果是在协议与帕克的耦合方案中，随机光球洗牌产生轻微稳定的磁不连续性在日冕水平，但他们也是一致的脉冲波加热涉及多尺度Alfvenic波包和/或MHD湍流级联。由于日冕磁场的重新配置而对光球产生的反作用可能是一个促成因素。
2013-03-27 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
Turbulent density fluctuations and proton heating rate in the solar wind from 9-20~R_{\odot}
我们在2016年6月和2017年6月通过内部太阳风时获得了80 MHz的蟹状星云的散射加宽图像。这些图像是各向异性的，长轴方向垂直于径向向外的冠状磁场。利用这些数据，我们推断出太阳风中湍流密度起伏引起的密度调制指数（δN_e/N_e）在1.9 ~ 7.7 \times 10 ^{-3}之间，介于9-20 R_{\odot}之间。我们还发现在这些距离上太阳风质子的加热率在2.2 \times 10^{-13}到1.0 \times 10^{-11} ~erg~cm^{-3}~s^{-1}之间。有两次，视线拦截了日冕流光。我们发现，流光的存在下，散射屏幕的厚度大约增加了一倍。
2017-10-17 astro-ph.SR
Initiation of Alfvénic turbulence by Alfven wave collisions: A numerical study
在压缩磁流体动力学（MHD）框架下，数值研究了Alfvén湍流是由反向传播的Alfvén波（AWs）碰撞产生的普遍假设.在典型的低β日冕和内太阳风条件下，在三维模拟箱中发射了两个反向传播的AW，分析了AW碰撞前后产生的扰动的偏振和光谱特性。所观察到的碰撞后扰动有不同的偏振和较小的交叉场尺度比原来的波，这支持直接湍流级联的理论方案。然而，与理论预期相反的是，在满足经典临界平衡的非压缩MHD尺度下，谱输运被强烈抑制。相反，修改后的临界平衡，可以建立碰撞AW与显着较短的垂直尺度。我们讨论了压缩等离子体的湍流动力学和湍流加热这些影响的后果。特别地，如果日冕环子结构的特征宽度比环宽度小十倍以上，则日冕环可以被强湍流级联加热。揭示的AW碰撞的新特性必须纳入AW湍流的理论模型和相关的应用。
2022-03-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Small-scale Turbulent Motion of the Plasma in a Solar Filament as the Precursor of Eruption
灯丝是一种由日冕中的磁场支撑的密集的冷等离子体，它经常变得不稳定并爆发。根据经验，暗条经常表现出一些激活，例如喷发前的湍流运动。在我们之前的研究（Seki等人，2017）中，我们分析了Hα细丝的多普勒速度，发现细丝中视线速度（LOSV）分布的标准差（这表明小尺度运动的幅度增加）在爆发开始之前增加。在这里，我们对这一丝状喷发进行了进一步的分析，它大约在2016年11月5日03：40UT在NOAA AR 12605附近开始。它包括日冕线观测和周围磁场的外推。我们发现，无论是空间平均的微湍流内的灯丝和附近的日冕线发射增加6和10小时前，分别爆发。在这一事件中，我们没有发现任何显着的变化，在全球位场配置喷发前的过去2天，这表明有一种情况下，很难预测喷发仅通过跟踪外推的全球磁场。在空间天气预报方面，我们对暗条湍流运动的研究结果可以作为暗条爆发的有用前兆。
2021-06-22 astro-ph.SR
Stochastic Heating in the Sub-Alfvénic Solar Wind
本研究利用帕克太阳探测器数据，发现亚阿尔芬太阳风中线性共振加热不足以解释湍流耗散，而随机加热（通过质子磁矩破坏）结合湍流间歇性可解释观测到的离子增能，对低日冕等环境有重要意义。
2025-09-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Imaging Spectroscopy of Solar Radio Burst Fine Structures
太阳射电观测提供了一个独特的诊断外太阳大气。然而，不均匀的湍流日冕强烈地影响发射的无线电波的传播，因此将发射源的固有特性与无线电波传播的影响解耦一直是太阳物理学中的主要挑战。在这里，我们报告的定量空间和频率表征的太阳射电爆发的精细结构观测低频率阵列（LOFAR），具有高时间分辨率的仪器，也允许成像的尺度远短于那些对应的无线电波在日冕中的传播。观测结果表明，无线电波的传播效应，而不是固有的发射源的属性，主导所观察到的无线电爆发图像的空间特性。这些结果允许更准确的估计源的亮度温度，和开放的机会，定量研究的机制，创造了湍流的日冕介质通过发射的辐射传播。
2018-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Characterization of the Turbulent Magnetic Integral Length in the Solar Wind: From 0.3 to 5 Astronomical Units
太阳风是一个结构化的复杂系统，其场在大范围的时空尺度上变化剧烈。例如，风中的湍流活动会影响积分湍流尺度或相关长度[λ]在日光层中的演变，通常与将惯性范围与注入范围分开的惯性能谱中的断点有关。磁场的这种巨大变化要求对太阳风进行统计描述。在这项工作中，我们研究的概率分布函数（PDF）的磁自相关长度观测到的太阳风在不同的距离，从太阳。我们使用来自Helios，ACE和ESTA航天器的观测结果。我们区分了通常的太阳风和它的一个瞬态分量（行星际日冕物质抛射，ICMEs），并研究了具有低和高质子β [β p ]的太阳风样本。我们发现，在最后3个制度的PDF的λ是一个对数正态函数，符合乘法和非线性过程中发生的太阳风，初始λ（Alfvénic点之前）是较大的ICME。
2014-04-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfven Wave Reflection and Turbulent Heating in the Solar Wind from 1 Solar Radius to 1 AU: an Analytical Treatment
我们研究了阿尔芬波在冕洞和太阳风中的传播、反射和湍流耗散。我们从Heinemann-Olbert方程开始，该方程描述了在背景流平行于背景磁场的非均匀介质中的非压缩磁流体动力学波动。按照Dmitruk等人的方法，我们使用一个简单的现象学的级联和波能量的耗散模型的非线性项在这些方程中，并假设有更多的能量在波传播远离太阳比波向太阳传播。然后，我们求解方程解析波的周期小时和更长的时间，以获得表达式的波振幅和湍流加热率作为日心距离的函数。我们还开发了第二个近似模型，其中包括周期约为1分钟至1小时的波，其反射比长周期波少，并将我们的模型与观测结果进行比较。我们的模型通过考虑太阳风的速度来推广Dmitruk等人的唯象模型，这样湍流加热率就可以从日冕底部超过阿尔芬临界点进行评估-也就是说，在整个区域中，大部分的加热和加速发生。我们得到的简单的解析表达式，可以用来将阿尔芬波反射和湍流加热到流体模型的太阳风。
2009-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulent Diffusion in the Photosphere as Derived from Photospheric Bright Point Motion
根据大熊座太阳天文台新太阳望远镜（NST）对太阳颗粒的观测，探讨了太阳宁静区、冕洞和活动区斑中亮点的自行。我们自动检测和跟踪亮点（BP），并推导出它们的均方位移作为时间的函数（从每个BP的出现开始）为所有可用的时间间隔。在所有三种磁场环境中，我们都发现了超扩散机制的存在，这在10-300秒的时间间隔内最为明显。通过光谱指数$γ$（均方位移光谱的斜率）测量的超扩散从谱斑区（$γ=1.48$）到宁静太阳区（$γ=1.53$）再到冕洞（$γ=1.67$）增加。我们还发现，湍流扩散系数的变化与时间和空间尺度成正比。对于最小空间尺度（22 km）和最小时间尺度（10 sec），冕洞和宁静太阳区的$^{2}$ s $^{-1}$分别为22和19 km，而对于斑区，对于最小时间尺度15 sec，$^{2}$ s $^{-1}$约为12 km。我们应用我们的BP跟踪代码的三维MHD模型数据的太阳对流（Stein等。2007），并发现超扩散与$γ=1.45$。得到了湍流扩散系数随尺度和$γ$变化的表达式。
2011-11-18 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
Generalized Coronal Loop Scaling Laws and Their Implication for Turbulence in Solar Active Region Loops
本文推广含库仑碰撞与湍流散射的混合冕环模型，引入温度幂律形式的非均匀加热和横截面，建立环顶温度与加热率标度律，解释足点加热及截面膨胀对湍流依赖的调节作用。
2024-03-04 astro-ph.SR
Time-dependent Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
研究通过时间依赖福克-普朗克方程分析日珥中电子加速与输运，揭示了湍流加速机制与能量响应特性。
2025-11-24 astro-ph.SR
Generation and Expansion-Driven Growth of Switchbacks in the Outer Solar Corona and Solar Wind
Imperial College London（帝国理工学院）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Auburn University（奥本大学）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Istituto per la Scienza e Tecnologia dei Plasmi (ISTP), Consiglio Nazionale delle Ricerche（等离子体科学与技术研究所，意大利国家研究委员会）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
研究通过分析太阳风中回旋结构的生成与扩展驱动增长，发现亚阿尔芬区域的波动放大和湍流衰减共同影响其形成与演化。
2026-02-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Radio Observational Constraints on Turbulent Astrophysical Plasmas
在过去的几十年里，人们在理解湍流天体物理等离子体方面取得了显著的进展，其中包括太阳风和星际介质。就太阳风而言，这一进展在很大程度上依赖于空间仪器的现场测量。然而，地面无线电观测也发挥了重要作用，并有可能发挥更大的作用。特别是，使用遥远的背景源（类星体、类星体、卫星信标）来透射前景日冕和太阳风，各种无线电传播现象可以用来绘制日冕和日光层的等离子体特性，以及温暖的星际介质。这些包括角展宽，行星际和星际的偏振，以及法拉第旋转。这些观测结果与现场观测的太阳风有很好的互补性，并可能成为ISM湍流研究的支柱。我们指出，下一代甚大阵列（ngVLA）满足充分利用天体物理湍流的无线电观测所需的所有要求。
2019-04-11 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectral and Imaging Diagnostics of Spatially-Extended Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
本研究使用Fokker-Planck方程模拟太阳耀斑中扩展湍流加速区域内的电子加速与传输，通过结合X射线光谱和成像诊断，为约束耀斑加速机制的性质奠定了基础。
2023-01-31 astro-ph.SR
Solar-like differential rotation and equatorward migration in a convective dynamo with a coronal envelope
我们目前的结果对流湍流发电机模拟包括冠层在一个球楔。我们发现一个赤道迁移的径向和方位场的太阳黑子在太阳活动周期的行为相似。磁场的迁移与辐状差异自转和逆太阳（顺时针）纬向环流共存。尽管迁移延伸到整个对流区，但导致这种迁移的机制尚未完全了解。
2012-11-02 astro-ph.SR
Compensating Faraday depolarization by magnetic helicity in the solar corona
模拟了具有外冕的球形湍流发电机，研究了其外冕区的磁螺旋度符号。与早期的研究一致，外日冕中的符号被发现与发电机内部的符号相反。本文综合了偏振辐射的视线观测资料，探讨了利用法拉第去极化的局部约化来推断日冕磁场螺旋度符号的可行性。这种方法以前被确定为银河系磁场背景下的观测诊断。基于我们的模拟，我们表明，这种方法可以成功地在太阳的背景下，如果收集足够的统计数据，通过使用平均分别在太阳赤道以北和以南地区的日冕环段。
2017-08-17 astro-ph.SR
MHD simulations of coronal supra-arcade downflows including anisotropic thermal conduction
日冕上拱廊下降流（SAD）观察到黑暗的尾迹下降到热湍流扇形区域。由于这些风扇区域中的大的温度值和梯度，热传导应该非常有效。虽然已经提出了几种模型来解释SAD的触发和演变，但这些情景都没有系统地考虑热传导。因此，我们完成这一任务数值模拟在此框架内的SAD的演变。也就是说，SAD被认为是由扰动热扇中的下行突发局部重联事件触发的非线性波形成的空洞（亚致密）空腔。我们产生一个适当的湍流风扇，通过搅拌力，允许控制的能量和涡度输入的介质中SAD的发展。我们包括各向异性热传导和考虑等离子体的性质与观察一致。我们的目的是研究是否有可能防止SAD消失的热扩散。我们发现，这将是这种情况下，取决于湍流参数。特别地，如果磁场线能够包围空隙腔，则将它们与热环境热隔离。能够产生开尔文-亥姆霍兹型不稳定性的速度剪切扰动有助于产生磁岛，延长SAD的寿命。
2017-03-16 astro-ph.SR
Turbulent kinetic energy in the energy balance of a solar flare
太阳耀斑释放的能量来自磁场重新配置到较低的能量状态，并以几种形式表现出来，包括日冕物质抛射的大部分动能，电子和离子的加速，以及最终通过从光学到X射线的电磁波谱辐射出去的增强的热能。使用一套前所未有的协调观测，从一套仪器，我们在这里报告了迄今为止在很大程度上被忽视的能量成分-与小尺度湍流质量运动相关的动能。我们发现，湍流动能峰值的空间位置和时间一起提供了有说服力的证据表明，湍流能量可能在太阳耀斑的能量转移中发挥关键作用。尽管在任何给定时间，湍流运动的动能仅占所释放能量的$\sim (0.5-1)$ 1%，但其相对快速（$\sim$ $1-10$ ~s）的耗散和耗散导致相关的能量通过量（即，功率），以竞争的主要组成部分，释放的能量在太阳耀斑，因此可能在其他天体物理加速网站。
2017-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Contribution of Velocity Vortices and Fast Shock Reflection and Refraction to the Formation of EUV Waves in Solar Eruptions
我们数值研究了详细的演化特征的波动扰动和它的传播在喷发。这项工作是王等人的后续工作，使用显著升级的新模拟。我们重点讨论了速度涡旋和日冕中的快速激波反射和折射对极紫外波形成的贡献。在日冕磁结构失去平衡后，磁绳会快速运动，并激发磁绳前方的快模激波，从而产生II型射电暴。与向外运动相联系的快激波的膨胀是在不同方向上发生的，而向下的膨胀则是由于不均匀背景等离子体的反射和折射。快速激波的反射分量向上传播，折射分量向下传播。当折射分量到达边界面时，激发出弱回波。莫尔顿波在快激波接触底边界时被激发，所以莫尔顿波滞后于II型爆发。在快激波反射与慢激波相遇的区域会产生二次回波，由于二次回波与速度涡的相互作用，附近的磁场线进一步畸变。我们的研究结果表明，EUV波可能产生于新的模拟中揭示的各种过程。
2015-06-01 astro-ph.SR
Connecting the Sun and the Solar Wind: The First 2.5 Dimensional Self-consistent MHD Simulation under the Alfvén Wave Scenario
太阳风来自炽热而稀薄的日冕。早期使用1.5维模拟的研究表明，在光球中产生的阿尔文波通过非线性模式转换过程在日冕加热中发挥重要作用。为了同时理解日冕加热和太阳风加速的物理学，重要的是将从光球层到行星际空间的区域视为一个单一的系统。我们进行了2.5维，自洽的磁流体动力学模拟，覆盖从光球到行星际空间的第一次。我们在球坐标系下精心设置网格点，处理了密度反差较大的大气中的Alfvén波，成功地模拟了由于地表对流运动而从炽热的日冕中喷出的太阳风。足点运动沿开口磁通量管激发阿尔文波，这些波在非均匀介质中向上传播时经历波反射、阿尔文模到慢模的非线性模转换和湍流级联。这些过程导致阿尔文波的消散和太阳风的加速。结果表明，慢波耗散产生的激波加热是日冕加热过程的基础，而湍流级联和激波加热则是太阳风的驱动力。
2012-01-25 astro-ph.SR
Three-dimensional Turbulent Reconnection within Solar Flare Current Sheet
本研究通过自洽高分辨率三维磁流体力学模拟，揭示了太阳耀斑电流片内的湍流磁重联过程，发现撕裂模与Kelvin-Helmholtz不稳定性的耦合是形成多尺度动力学结构的关键，实现了向三维湍流重联模型的范式转变。
2023-08-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Element Abundances of Solar Energetic Particles and the Photosphere, the Corona, and the Solar Wind
太阳高能粒子（SEP）中元素丰度的研究经历了一个动荡的历史，现已发展成为一个广泛的领域，它探讨了日冕和SEP加速和传输的物理过程。潜在的SEP是日冕的丰度，它不同于光球丰度作为元素的第一电离势（FIPs）的函数。SEP的FIP依赖性也不同于太阳风;每种都有不同的磁场环境，其中低FIP离子和高FIP中性原子上升到日冕。两个主要来源产生SEP：小的“脉冲”SEP事件与太阳喷流中的磁重联有关，其产生1000倍的增强，从H到Pb作为质荷比A/Q的函数，以及由共振波-粒子相互作用产生的3 He/4 He增强1000倍。在大的“渐进”事件中，SEP被广泛的、快速的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波加速。离子输运的A/Q依赖性允许我们估计Q，从而估计源等离子体温度T。较弱的冲击波有利于再加速超热离子积累从早期脉冲SEP事件，以及质子从周围的等离子体。在强冲击中，周围的等离子体占主导地位。来自脉冲源的离子具有T ~ 3 MK，而来自环境日冕等离子体的离子具有T = 1 - 2 MK.这些FIP和A/Q的依赖性探索复杂的新的相互作用的电晕和SEP源。
2019-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Turbulence and its Potential Impact on Solar Chromospheric and Coronal Heating
The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局/马歇尔太空飞行中心）
研究通过粒子-网格模拟探讨低频湍流在色球层中的来源及其对加热的影响，揭示湍流的传输与耗散机制，并计算了不同高度的能量注入率。
2026-04-29 astro-ph.SR
Temperature and Differential Emission Measure Profiles in Turbulent Solar Active Region Loops
我们研究的温度结构的静态日冕活动区循环的制度，热传导运输是由库仑碰撞，湍流散射，或两者的组合。(In最后一种情况是碰撞散射在温度低而密度高的环中的较低水平处主导热传输，而湍流散射在较高温度/较低密度处主导热传输。温度分布和相应的差分排放测量分布的计算和比较的意见，和早期的缩放关系的环路顶点温度和体积加热速率的环路长度和压力的规律进行了重新审视。结果显示非常实质性的变化，相比完全碰撞为主的情况下，无论是环路标度律和温度/密度分布沿环路。他们还表明，众所周知的过量的差分发射测量在相对较低的温度在环路中可能是由平坦的温度梯度的结果（因此，在指定的温度范围内增加的材料量），这是由于在环路的上部区域的湍流散射的优势。
2022-10-03 astro-ph.SR
A self-consistent model of the coronal heating and solar wind acceleration including compressible and incompressible heating processes
我们提出了一个新的一维模型，其中包括冲击和湍流加热和资格这些过程如何有助于加热日冕和驱动的太阳风。可压缩MHD模拟允许我们自动考虑激波的形成和耗散，而湍流耗散是通过基于Alfvén波湍流的一点闭合来建模的。数值模拟了不同的光球垂直相关长度$λ_0$和不同均方根光球横波振幅$δv_0$的阿尔文波湍流的关键参数。对于不同的$λ_0$，我们得到一个低温色球，高温日冕，和超音速太阳风。我们的分析表明，湍流加热总是占主导地位时，$λ_0 \lesssim 1{\rm \ Mm}$。这一结果并不意味着我们可以忽略可压缩性，因为分析表明，可压缩波及其相关的密度波动增强了Alfvén波的反射，从而增强了湍流加热。密度涨落和十字螺旋度受$λ_0$的影响很大，而日冕温度和质量损失率受$λ_0$的影响很小。
2018-02-14 astro-ph.SR
Field lines twisting in a noisy corona: implications for energy storage and release, and initiation of solar eruptions
我们提出了模拟太阳日冕的封闭区域，通过一个强大的磁场，局部光球涡旋运动扭曲的日冕磁力线线程。研究了笛卡尔几何中约化磁流体动力学区域的线性和非线性动力学。最初的磁场线得到扭曲和系统变得不稳定的内部扭结模式，确认和扩展以前的结果。在这类研究中，当初始条件为光滑场和通量管时，我们忽略了涨落，直到出现不稳定性，场都是层流的。但先前的研究表明，由光球运动和日冕动力学激发的波动自然存在于日冕场中的所有尺度。因此，为了了解光球涡旋对更真实的日冕的影响，我们继续在扭结不稳定性发生后进行模拟，此时日冕中已经产生了湍流波动。在非线性阶段，系统不再回到简单的初态，场线发生有序扭曲，不再出现扭结不稳定性。尽管如此，磁力线还是会扭曲，但却是以一种无序的方式，能量通过逆级联在大尺度上积累。当与邻近结构发生相互作用或通过其他机制发生相互作用时，这种能量随后可以在微耀斑或更大的耀斑中释放。对日冕动力学和CME启动的影响进行了讨论。
2013-03-25 astro-ph.SR
