Acoustic wave properties in footpoints of coronal loops in 3D MHD simulations
在光球层及其以下激发的声波可能在太阳色球层和日冕的加热中起着不可或缺的作用。然而，目前还不完全清楚最初有多少声波通量到达日冕，以及以何种形式到达日冕。我们研究了波的传播，阻尼，传输和转换在太阳大气层的低层使用三维数值MHD模拟。一个引力分层膨胀的直日冕环模型，从光球层到光球层延伸，在一个脚点处被一个周期为370秒的声学驱动器扰动。在此期间，声学截止区域存在于过渡区域（TR）下方。来自驱动器的大约2%的初始能量到达电晕。截止区的形状和TR的高度显示出高度动态的行为。仅考虑驱动波，波在截止区域下方和上方具有传播性质，但在截止区域内是驻波和倏逝波。研究模型中的驱动波和背景运动揭示了截止区和TR之间的驻波。这些驻波引起TR高度的振荡。此外，快速或泄漏的香肠体状波可能是在环的底部附近激发的。然后，这些波可能在主截止区域的顶部转换为快速或泄漏的香肠表面状波，然后在TR周围转换为缓慢的香肠体状波。
2021-09-07 astro-ph.SR
A Hydrodynamic Model of Alfvénic Wave Heating in a Coronal Loop and its Chromospheric Footpoints
Alfvénic波被认为是日冕环中一种重要的能量传输机制，能够将能量传递到日冕和色球层，并产生许多观测到的特征，如耀斑和静止区。在以前的工作中，我们建立了波的电阻耗散（双极扩散）可以驱动强烈的色球加热和蒸发，能够产生耀斑签名。然而，该模型是基于一个简化的假设，即波立即传播到色球层，目前的工作删除了一个假设。通过射线追踪方法，我们已经实现了行波在一个现场对齐的流体动力学模拟，消散局部，因为它们沿着场线传播。我们比较这种方法，并验证对磁流体动力学代码Lare 3D。然后，我们研究的重要性旅行时间的动态环的演变，发现（1）电离水平的等离子体起着决定的位置和速度，波消散的关键作用;（2）持续时间长的波有效地在色球层中钻了一个洞，使后续波穿透得比以前预期的更深，与电子束不同，电子束的能量沉积随着蒸发减少电子的平均自由路径而在高度上上升;（3）与电子束的能量沉积不同，这些波的耗散驱动传播到更深深度的压力前沿。
2017-12-17 astro-ph.SR
Magnetic fields beneath active region coronal loops
本研究通过多仪器观测数据分析检验多极磁场加热活动色球与日冕的假说，发现小极性通量不足且无法到达冕环足点，重联能量不足以支撑日冕损耗，从而否定该假说，提出加热机制与单极磁场相关。
2024-05-13 astro-ph.SR
Wave heating in simulated multi-stranded coronal loops
研究发现，日冕环中的横向和扭转振荡所引起的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）可以加强波加热的作用。在这项研究中，我们模拟了一个冠状循环作为一个系统的个别股，我们研究波加热的影响，考虑在循环足点的横向和扭转相结合的驱动程序。我们将相同的能量沉积到多链环和等效的单片环中，然后观察到多链模型中的内能和温度的更快增加。因此，多链模型在启动加热过程中更有效。此外，在多链环的足点附近和单链环的顶点附近观察到较高的温度。在多股环中的视加热位置与以前的预测和观察一致。考虑到我们的多股环和单股环模拟结果的差异，并考虑到日冕环在理论和观测上都被认为是多股的，我们的研究结果表明，日冕环的多股性需要纳入未来的波基加热机制。
2019-07-18 astro-ph.SR
Prominence Activation by Coronal Fast Mode Shock
2012年3月7日，活动区NOAA 11429发生了X5.4级耀斑。耀斑与非常快的日冕物质抛射（CME）有关，其速度超过2500 km/s。在STEREO-B/COR 1拍摄的图像中，可以看到一个圆顶状的扰动从膨胀的CME气泡中分离出来并进一步传播。同时还观测到了II型射电爆发。另一方面，在SDO/AIA获得的EUV图像中，观察到扩展的圆顶状结构及其向北传播的足迹。足迹以约670 km/s的平均速率传播，撞击位于北极的日珥并激活了该日珥，在激活过程中，日珥被强烈增亮。根据一些观测证据，我们认为AIA图像和COR 1图像上的足迹是相同的，即MHD快模激波阵面。利用线性理论，利用日珥的初速度估算了日冕激波的快模马赫数在1.11 ~ 1.29之间。在日珥物质中，激波的等离子体压缩比提高到1.18 ~ 2.11，我们认为这是激活日珥强烈增亮的原因。用非线性MHD模拟验证了线性理论对冲击问题的适用性。
2015-01-01 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Reflecting Longitudinal Wave in a Coronal Loop
本文报道了SDO/AIA对一个T~8-10 MK热环强度振荡的高分辨率观测。AIA的图像显示了一个巨大的日冕环，它在等离子体从环的一个足点喷出后迅速加热。在131和94通道的图像中可以非常清楚地看到一个波浪状的强度增强，沿着环路在喷出物之前传播，并在相反的足点反射。波浪反射了四次才消失。它只出现在热，131和94频道。振荡的特征周期和衰减时间分别为$\sim$ 630和$\sim$ 440 s。相速度约为460-510 km/s，大致与环路的声速（430-480 km/s）相匹配。观测到的振荡特性与SOHO/SUMER发现的多普勒频移振荡的观测结果一致，并与它们作为慢磁声波的解释一致。我们认为，脉冲注入等离子体，以下重新连接在一个循环的足点，导致快速加热和传播的纵向压缩波沿循环。波在消失前来回反弹几次。
2014-09-13 astro-ph.SR
Exploring source region of 3-min slow magnetoacoustic waves observed in coronal fan loops rooted in sunspot umbra
本研究结合IRIS与SDO观测追踪活动区AR12553扇状环足点，利用3分钟波的振幅调制特征，证明日冕扇状环中的3分钟慢磁声波源于本影内光球足点振荡。
2023-08-07 astro-ph.SR
Quantifying how Surface Complexity Influences Properties of the Solar Corona and Solar Wind
本文利用三维全球日冕模型和球谐分解，量化表面边界条件空间分辨率对日冕磁场与加热的影响，发现小尺度磁通量显著增强加热，最佳分辨率模拟加热量比基础分辨率高40%，为低分辨率模型遗漏效应提供参考。
2025-11-04 astro-ph.SR
Quantifying the Magnetic Structure of a Coronal Shock Producing a Type II Radio Burst
II型射电暴被认为是由太阳大气中的冲击波产生的。然而，II型射电暴的产生需要什么样的磁场条件仍然是一个令人困惑的问题。在这里，我们量化的日冕冲击与II型射电爆发的磁结构。基于多视角的极紫外观测，我们重建了三维激波面。然后利用磁场外推模型，导出了磁场相对于激波阵面法线的方向（$θ_{\rm Bn}$）和激波阵面上的阿尔文马赫数（$M_A$）。结合Nancay射电日像仪的射电观测，我们得到了激波阵面上II型射电爆发的源区。发现射电爆发是由具有$M_A \gtrsim 1.5$和$θ_{Bn}$双峰分布的激波产生的。我们还使用Rankine-Hugoniot关系来量化下游激波的性质。我们的研究结果提供了一个定量的三维磁结构条件的日冕冲击，产生II型射电爆发。
2022-03-21 astro-ph.SR physics.space-ph
A spectroscopic survey of infrared 1-4μm spectra in regions of prominent solar coronal emission lines of Fe XIII, Si X, and Si IX
红外太阳光谱包含有关太阳的大量物理数据，目前正在利用现代探测器和新的地面太阳望远镜技术进行探索。其中一种仪器将是丹尼尔K。Inouye太阳望远镜将能够对具有完整Stokes I，Q，U和V偏振状态的微弱红外日冕光谱进行灵敏成像。在星系和日冕中观测到了高度电离的磁偶极发射线。要量化光谱反演程序的准确性，需要对观测进行精确的光谱校准。对突出的磁偶极线周围的光谱进行仔细的解释对于导出物理参数，特别是对于量化DKIST的离边日冕观测是必不可少的。在这项工作中，我们的目标是提供一个分析的红外日冕发射线周围的Fe XIII 1074.68 nm，Fe XIII 1079.79 nm，Si X 1430.10 nm，和Si IX 3934.34 nm，与确定太阳光球线和大地线的目标相一致，这将有助于从四套太阳光球和大地线中产生可靠的反演和数据产品。太阳日冕观测这些产出将被纳入处理管道，以产生2级科学就绪数据，提供给DKIST观察员。
2022-03-22 astro-ph.SR
The Automatic Identification and Tracking of Coronal Flux Ropes -- Part I: Footpoints and Fluxes
本文提出一种高效算法用于追踪太阳爆发磁通量绳的早期动力学，通过数据驱动模拟和观测对比验证，有效提取了磁通量绳并分析了其足点运动和环向磁通量等关键特性。
2023-06-26 astro-ph.SR
Multi-strand coronal loop model and filter-ratio analysis
我们将日冕环模拟为一束七条独立的线或细丝。在这个模型中使用的每一个环链都可以通过波粒相互作用被阿尔文/离子回旋波独立加热（靠近它们的左足点）。假设阿尔文波从它们的足点穿透线，在足点处我们考虑不同的波能输入。因此，环股可以有不同的加热曲线，和差异加热可以导致在整个日冕环的交叉场温度变化。用这个环模型模拟TRACE观测结果意味着沿环长度有两个均匀的温度，一个是从171：195的滤波器比率推断的，另一个是从171：284的比率推断的。再现的平坦的温度分布与从观测到的EUV日冕环推断的温度分布一致。根据我们的模型，平坦的温度分布是由细丝组成的日冕环的结果，这些细丝具有不同的温度，但在交叉场方向上几乎相似的发射测量。此外，当我们假设模拟环路发射中的某些误差时（例如，由于TRACE滤光片中的光度不确定性）并使用三重滤光片分析，我们的模拟回路条件变得与等温等离子体的条件一致。这意味着使用TRACE/EIT三重滤波器观测暖日冕环可能无助于确定是否满足交叉场等温假设。
2009-11-18 astro-ph.SR
Plasma heating and nanoflare caused by slow-mode wave in a coronal loop
我们对大日冕环中的反射强度扰动进行了详细分析，该扰动表现为晃动振荡并持续至少一个半周期。扰动是由微耀斑在一个足点的环路，传播沿环路，并最终反映在远程足点，在所有的AIA极紫外线（EUV）的通道中观察到显着的增亮。这一独特的观测结果为我们提供了机会，不仅可以更好地了解晃动振荡的热特性和阻尼机制，还可以更好地了解远程足点处的能量传递。基于差分辐射测量（DEM）分析和冠状地震学技术，我们发现：1）计算出的局部声速与观测到的振荡过程中扰动的传播速度一致，表明存在慢磁声波;（二）热传导是波的主要阻尼机制，但附加阻尼机制如压缩粘度或波的异常增强还需要泄漏来解释观测到的波的快速衰减; 3）波在远程足点处产生纳米耀斑，峰值热能为$\thicksim10^{24}-10^{25}$ erg。这项工作提供了一个一致的图片磁声波的传播和反射在日冕循环，并报告了第一个坚实的证据波引起的nanoflare。结果为进一步的模拟研究提供了新的线索，并可能有助于解决日冕加热问题。
2022-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Propagating slow magnetoacoustic waves in coronal loops observed by Hinode/EIS
我们提出了第一次Hinode/EIS观测的5分钟准周期振荡检测到的过渡区线（He II）和五个日冕线（Fe X，Fe XII，Fe XIII，Fe XIV和Fe XV）在一个日冕环的足点。振荡存在于整个观测过程中，其特征是一系列周期几乎恒定的波包，通常持续4-6个周期，寿命为20-30 min。多普勒频移和强度振荡之间存在近似同相关系。这为磁声波从过渡区向上传播到日冕提供了证据。我们发现，在五个日冕线检测到的振荡是高度相关的，振幅随温度的升高而减小。从Fe X到Fe XV，多普勒频移振荡的幅度减小约3倍，而相对强度减小约4倍。这些振荡可能是由光球p模式通过色球层和过渡区泄漏到日冕引起的，这被认为是TRACE以前观察到的强度振荡的来源。振荡幅度的温度依赖性可以解释为沿着具有多线程结构的环路在足点附近传播的波的阻尼。因此，这一性质对日冕地震学诊断日冕环温度结构具有潜在的价值。
2009-02-25 astro-ph.SR
Fast Magnetic Twister and Plasma Perturbations in a 3-D Coronal Arcade
我们目前的3-D数值模拟结果的快速磁扭曲激发的潜在的太阳日冕拱廊，是嵌入在太阳大气中的初始VAL-IIIC温度分布，这是顺利地扩展到太阳日冕的一个脚点。利用FLASH程序，通过在太阳色球层磁场的方位角分量中指定一个扭曲，求解了三维理想磁流体动力学方程。施加的扰动产生扭转阿尔文波以及等离子体漩涡，到达拱廊的另一个支点，并从过渡区部分反射回来。两个涡流通道在产生的扭曲磁通管中是明显的，在其顶点附近有一个碎片，这是由初始扭曲以及管的形态造成的。数值计算结果与日珥等离子体运动的观测数据进行了比较。结果表明，即使观测到的等离子体运动发生在相对较大的时空尺度上，数值计算结果和观测数据在定性上仍是一致的。
2014-04-16 astro-ph.SR
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
Heating by transverse waves in simulated coronal loops
最近的振荡通量管的数值研究已经建立了共振吸收在日冕环传播的横向振荡的阻尼的意义。的非线性性质的机制已被检查旁边的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这是预计将体现在共振层的边缘的通量管。虽然这两个过程被假设为通过将波能耗散到更小的尺度来加热日冕环，但与更热的环境发生的混合可能会隐藏这种效应。我们的目的是研究在日冕环中的驱动和驻波扭结波的波加热的影响。使用MPI-AMRVAC代码，我们进行理想的，三维磁流体动力学（MHD）模拟（a）足点驱动和（b）自由站立的振荡在一个直的日冕通量管，在数值电阻率的存在。我们已经观察到的发展Kelvin-Helmholtz涡的环路边界层的所有三个模型在这里考虑，以及增加的体积平均温度内的环路。在我们的设置中，主要的加热机制是欧姆耗散，如位于脚点附近的温度和电流密度的较高值所示。内管和周围等离子体之间的温度梯度的引入表明，在较热环境的情况下，两个区域的混合大大增加了最强湍流的位置处的管的温度，超出了上述波加热机制的贡献。
2017-06-13 astro-ph.SR
Contribution of observed multi frequency spectrum of Alfvén waves to coronal heating
虽然有观测迹象表明，横向MHD波携带足够的能量来维持日冕的热结构，但尚不清楚这种能量是否可以有效地转化为热量。阿尔文波的相位混合被认为是一种候选机制，因为它可以产生横向梯度，其中磁能可以转换为热能。然而，相位混合是一个过程，关键取决于横向振荡的振幅和周期，直到最近，我们才获得了一个完整的测量电晕中的横向振荡的功率谱。我们的目标是调查所产生的加热相混合的横向振荡触发的抖振的日冕循环，从观测到的日冕功率谱，以及这些持续振荡的结构上的日冕循环的影响。我们考虑一个三维MHD模型的活动区冠状环，我们扰动其足点与二维水平驱动器，代表一个随机的抖振运动的循环足点。我们的驱动器是由1000个脉冲叠加产生观察到的功率谱。我们发现，太阳日冕中观测到的功率谱通过相位混合提供的加热不足以维持百万度的活动区日冕。我们还发现，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展可能是一个共同的现象，在日冕环，可能会影响他们的表观寿命。这项研究的结论是，不太可能的阿尔文波的相位混合所观察到的横向日冕环振荡的功率谱可以加热活动区的日冕。然而，横波可以在小尺度结构的发展中发挥重要作用。
2019-01-08 astro-ph.SR
Coronal Fourier power spectra: implications for coronal seismology and coronal heating
利用大气成像组件（AIA）171年和193年的资料，研究了日冕区域的动力学。研究了宁静太阳的日冕辐射、日冕环足迹、日冕苔藓和太阳黑子。结果表明，在这些地区的平均傅立叶功率谱可以描述的功率定律在较低的频率，尾巴在较高的频率平坦的频谱，加上高斯形的贡献，根据研究的区域而变化。这种傅立叶频谱形状与通常的假设相反，即日冕时间序列由长时间尺度背景趋势加上高斯分布噪声的总和很好地描述，某些特定位置也显示出振荡信号。这一发现的影响，日冕地震学领域和振荡的自动检测进行了讨论。傅立叶功率谱的形状的幂律贡献被解释为是由于沿视线的指数衰减的发射事件的分布的总和。这与太阳大气被小的能量沉积事件加热的想法是一致的。
2014-10-08 astro-ph.SR
Fast Magnetosonic Waves and Flows in a Solar Prominence Foot: Observations and Modeling
利用太阳光学望远镜（SOT）的高分辨率观测资料，研究了日珥脚中Ca~II和H α辐射的传播涨落，并将其确定为非线性快磁波。在这里，我们进一步分析了界面区成像光谱仪（IRIS）Mg~II狭缝图像和Hinode/SOT Ca~II图像对传播波和流动的观测。我们发现，波的典型周期在5 - 11分钟的范围内，在天空平面（POS）的波长约为2000公里，而在窄线程的流动具有典型的速度在POS的~16-46公里/秒。我们还检测到明显的扭结振荡的线程与流动的材料，并应用冠状地震估计的磁场强度在5-17 G的范围内。利用2.5维MHD模拟了非线性波和流动对日珥物质动力学的综合影响，再现了沿磁场流动物质中传播和折射的快磁声波以及扭结模驻波。模拟结果与观测到的日珥足中的各种波和流定性一致，进一步证实了冠状地震学分析，提高了对日珥物质细尺度动力学的理解。
2020-06-10 astro-ph.SR
Reflection Of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves In Hot Coronal Loops : Multi-instrument Observations and Numerical Modelling
磁流体慢波是研究日冕结构和动力学的重要工具。本文报道了利用HINODE和SDO/AIA上的X射线望远镜（XRT）观测到的热日冕环中反射纵波的结果。据我们所知，这是从XRT和AIA同时看到的第一份此类报告。该波出现在其中一个足点处发生微耀斑之后。我们估计的密度和温度的环等离子体进行DEM分析的AIA图像序列。估计的传播速度与当地声速相当或低于当地声速，这表明它是一种传播慢波。在每种情况下，强度扰动幅度随着扰动沿着环移动而非常迅速地下降，并且在一次或多次反射之后最终消失。为了检查这些反射特征与获得的回路参数的一致性，我们进行了2.5D MHD模拟，该模拟使用从我们的观察中获得的参数作为输入，并进行了正演模拟以合成AIA 94~ 2000图像。通过对合成图像的分析，我们得到了与真实观测相同的观测量性质。从分析中我们得出结论，足点加热可以产生慢波，然后在日冕环中来回反射，然后消失。对模拟数据的分析表明，这种阻尼的主要因素是各向异性热传导。
2016-05-20 astro-ph.SR
Inference of Magnetic Field in the Coronal Streamer Invoking Kink Wave Motions generated by Multiple EUV Waves
利用磁流体地震学观测的扭折波，研究了日冕流注的磁场分布。2012年3月7日的STEREO-B/EUVI时间图像数据显示了两个连续的EUV波的演变，它们与同空间和同时间STEREO-B/COR-I观测中明显的日冕流光的足点相互作用。在STEREO-B/EUVI中，EUV波的演化非常明显，其与日冕流光的能量交换产生扭结振荡。我们估计的扭结波扰动的相速度跟踪它在不同高度的日冕流光。利用STEREO-B/COR-1观测中的偏振亮度图像的SSI，我们还估算了流注内外的电子密度。考虑到扭折波在圆柱形波导中的MHD理论，它们在不同高度处的观测特性，以及流注的密度对比，我们估计了这种磁结构中磁场的径向分布。这两种扭折波都能诊断出日冕层磁场径向分布的指数衰减，其半径可达3个太阳半径。在测量不确定度的范围内，它表明，日冕磁场的流光在不同的高度随时间缓慢变化，虽然它的性质总是保持指数衰减。结果表明，在流注第二次扭折运动的演化过程中，其亮度增加，面积范围也略有增大，这可能与其足点光球磁通量减小有关。结果，与由第一弯折波诊断的磁场分布相比，由第二弯折波产生的磁场分布在拖缆内减小。精确估计的磁场轮廓的不确定度小于10%，与经验轮廓和各种观测估计的外日冕磁场匹配良好。
2016-06-01 astro-ph.SR
Dynamics of on-disk plumes as observed with Interface Region Imaging Spectrograph, Atmospheric Imaging Assembly and Helioseismic and Magnetic Imager
我们研究了小尺度瞬变在太阳日冕羽流的形成和演化中的作用。我们研究的动力学羽脚点附近看到的冕洞使用大气成像组件（AIA）的图像，日震和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）和光谱数据的接口区域成像光谱仪（IRIS）。准周期性增亮是在羽流的底部观察到的，与磁通量的变化有关。随着IRIS的高光谱和空间分辨率，我们确定这些振荡的来源，并试图了解在脚点的瞬变可以在维持日冕羽流发挥什么作用。IRIS坐着和盯着观察提供了一个独特的机会，研究脚点的羽毛的演变。我们注意到增强的线宽，强度和大的偏离平均多普勒频移的线轮廓在特定的情况下，这表明存在的流动在脚点的羽流。我们建议，流出（射流状功能）作为一个结果，小规模的重联影响的线轮廓。这些喷流状特征也可能是造成羽流内传播扰动的原因，从多个AIA通道记录到，羽流被观察到传播到更远的距离。这些传播的扰动可以用慢磁声波来解释。
2015-05-17 astro-ph.SR
Quantifying the Propagation of Fast Coronal Mass Ejections from the Sun to Interplanetary Space Combining Remote Sensing and Multi-Point in-situ Observations
为了全面了解太阳日冕物质抛射（CME）向1 au以上深行星际空间的传播和演化过程，我们对第23太阳活动周的7个CME进行了运动学分析。这些事件需要有协调一致的日冕观测、行星际II型射电爆发以及在地球和近地天体的多点现场测量。一个毕业的圆柱壳模型，一个没有自由参数的分析模型和磁流体动力学模型被用来推导CME运动学在太阳附近，量化的CME/冲击波在太阳-地球空间的传播，并连接在地球和地球的原位签名，分别。我们发现，每一个7 CME驱动的冲击经历了一个重大的减速之前，达到1天文单位，此后传播从地球到更大的距离逐渐减速。得到的CME/冲击波传播轮廓为每种情况下是大致一致的所有的数据，这验证了简单的分析模型的有用性CME/冲击波传播在日光层。对CME运动学的统计分析表明，CME越快，减速越大，1 au内减速时间越短。其中几次事件的磁暴主要是由鞘区向南的磁场引起的。特别是，CME驱动的冲击和前面的喷出物之间的相互作用显着增强了预先存在的向南磁场，并引起了严重的复杂的磁暴。
2019-08-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Thermal responses in a coronal loop maintained by wave heating mechanisms
利用全三维可压缩磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了日冕环对MHD波动力耗散过程的热响应。当回路的足点受到随机连续的力时，MHD波被激发并向上传播。然后，随着波能的消散，自然产生1-MK温度的电晕。激发的波包在磁层上方变为非线性，波能级联到更小的空间尺度。此外，反向传播的阿尔文波包之间的碰撞增加了加热速率，导致脉冲温度升高。我们的模型表明，在波加热回路中的加热事件可以是nanoflara样的，在这个意义上，它们是空间本地化和时间间歇性的。
2018-02-27 astro-ph.SR
Simulations of fully deformed oscillating flux tubes
近年来，大量的数值研究集中在Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）在振荡冕环动力学中的重要性。这一过程增强了能量向更小尺度的转移，并且在考虑诸如电阻率之类的耗散机制时，与日冕环的加热有关。然而，湍流层预计在环路的外部区域附近。因此，波加热的影响预计将被限制在环的外层，使其密度更大的内部没有加热机制。在目前的工作中，我们的目标是研究从一个脚点驱动的扭结驻波在日冕环波加热效应的空间演化。使用MPI-AMRVAC代码，我们进行了理想的，三维磁流体动力学模拟的足点驱动的横向振荡的冷，直的日冕通量管，嵌入在一个较热的环境。我们还构建了我们的模拟使用FoMo代码的前向模型。开发的横波诱导开尔文-亥姆霍兹（TWIKH）辊在整个管横截面上扩展，并完全覆盖它。这种湍流显著地改变了初始密度分布，导致完全变形的截面。因此，电阻加热速率和粘性加热速率在整个回路截面上都增加。电阻加热速率在足点附近达到最大值，而粘性加热速率在顶点处达到最大值。我们的结论是，即使是单周期驱动器可以传播波加热整个回路截面，潜在地提供了一个加热源的内环区域。尽管环的结构完全变形，但正演模拟仍然显示结构看起来像一个环。
2018-01-23 astro-ph.SR
Forward modelling of heating within a coronal arcade
目标。我们调查的综合观测签名从数值模型的日冕加热在拱廊，以确定什么功能与这种加热，以及什么工具可以用来识别它们。方法.我们考虑两个模拟的冠状弧驱动的足迹运动具有不同的特征时间尺度。然后使用正演模型，并对合成排放数据进行分析。结果总强度和多普勒速度清楚地显示了冕弧的磁结构。局部多普勒频移的对比也突出了分界线表面的位置。AC和DC模型的区别在于频率。通过对多普勒速度的FFT分析，当存在短时间尺度的足点运动时，观察到更高的频率。对于较长时间尺度的运动，主要信号是较低频率的信号;然而，也检测到较高的频率，这与背景磁场的自然阿尔文频率相匹配。Alfvénic波签名被确定在两个模型与AC模型中观察到的快波签名。最后，使用多普勒频移的动能的估计被发现显着低估在这些模型。结论.本文中确定的观测数据来自阿尔文波、快波、拱廊结构和分界面等特征。通过检查存在的频率来区分这两种模型。多普勒速度不能提供总动能或平行于LOS的分量的精确估计。这是由于在离子的形成温度范围之外的一些等离子体、多方向驱动器以及沿着LOS的速度的抵消。每个因素对估算的影响取决于模型的设置和所选择的排放线。
2021-10-27 astro-ph.SR
Quantifying Spicules
了解动态的太阳色球层是太阳物理学的基础。针状体是色球层的一个重要特征，它连接光球层和日冕层，可能是能量和质量传递的媒介。这项工作的目的是研究太阳不同区域的针状体的特性。我们的目标是研究是否存在一种以上的针状体，以及针状体在安静的太阳、冕洞和活动区中的行为。我们利用Hinode/SOT的高节奏和高空间分辨率的Ca II H观测。利用半自动检测算法，我们自洽地跟踪和测量不同区域的519个针状体的特性。我们发现了两种针状体的明显证据。I型针状体有上升和下降，典型的寿命为150-400 s，最大上升速度为15-40 km/s，而II型针状体的寿命较短，为50-150 s，速度较快，为30-110 km/s，并且看不见下降，而是在其最大长度附近褪色。II型针状体是最常见的，在平静的太阳和冕洞中可以看到。I型骨针主要见于活动区。宁静太阳和冕洞针状体之间存在区域差异，可能归因于不同的场配置。II型针状体的性质与已发表的快速蓝移事件（RBE）的结果一致，支持RBE是它们的磁盘对应物的假设。对于I型针状体，我们发现它们的性质之间的关系是一致的磁声冲击波驱动器，并与动态原纤维作为其磁盘对应。II型骨针的驱动程序仍然不清楚从肢体观察。
2012-08-22 astro-ph.SR
Contribution of mode coupling and phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating
日冕中阿尔文波的相位混合被认为是解释日冕加热的一个可能的候选者。虽然这种情况得到了日冕中携带足够波能的无处不在的振荡的观测和描述小尺度结构中能量集中的理论模型的支持，但仍然不清楚这种波能是否可以维持百万度的日冕。这项工作的目的是评估有多少能量可以通过在圆柱形日冕结构（如日冕环）中传播Alfvénic波引发的相混合过程转换，并估计对日冕加热的影响。为此，我们运行3D磁流体模拟的磁化圆柱体的阿尔文速度变化通过边界壳和一个脚点驱动器被设置为触发扭结模式，该模式耦合到扭转阿尔文模式的边界壳。这些阿尔文波预计相混合和系统允许我们研究随后的热能沉积。我们运行参考模拟来解释主要过程，然后改变模拟参数。当我们考虑高值的磁阻和强足点驱动器时，我们发现i）相混合导致$10^5$ K或更少数量级的温度增加，这取决于边界壳层的结构，ii）这种能量能够平衡仅在加热所涉及的局部区域中的辐射损失，iii）以及驱动器的边界层和持久性如何影响系统的热结构。我们的结论是，由于我们采用的极端物理参数和对系统加热的适度影响，相混合不太可能在全球范围内对日冕加热做出贡献。
2017-03-16 astro-ph.SR
Thermal non-equilibriuem revealed by periodic pulses of random amplitudes in solar coronal loops
我们最近在日冕环中检测到极紫外线强度的变化，这些变化以几个小时的周期重复。包括分层和准稳态加热的环路模型预测了热非平衡状态（TNE）的发展：在足点处的蒸发上升流循环，然后在顶点处下降冷凝。基于傅立叶和小波分析，我们证明了所观察到的周期信号确实不是振动模式的签名。相反，叠加在随机背景发射预期的幂律上，时间序列的功率谱表现出随机幅度脉冲的周期性序列预期的离散谐波和连续波。这些特征加强了我们先前对这些脉动的解释，即它们是被终止的TNE周期。
2018-02-02 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability and heating in oscillating loops perturbed by power-law transverse wave drivers
本文用 PLUTO 模拟随机幂律横波足点驱动的重力分层日冕环，揭示宽带与低频成分对 KH 不稳定性、湍动变形、扰动传播及足点加热的作用。
2024-06-17 astro-ph.SR
The First Ionization Potential Effect from the Ponderomotive Force: On the Polarization and Coronal Origin of the Alfven Waves
我们调查更详细的色球阿尔芬波的起源，引起分离的离子和中性粒子，第一电离势效应（FIP），通过有质动力的作用。在开放领域的地区，我们的模型分馏的等离子体上升流速度通过色球的剪切（或平面）和扭转阿尔芬波的光球起源的依赖。这些不同主要是通过他们的参数耦合慢模式波。剪切Alfven波出现再现观察到的分馏模型参数的范围更广，并提出了一个“微调”的问题比扭转波。在封闭场区域，我们研究了阿尔芬波与光球和日冕起源产生的分馏。波与日冕的起源，在或接近与日冕环共振，提供了一个显着更好的匹配，以观察到的丰度比光球波，剪切波和扭转波在这种情况下，给基本上无法区分的分馏。这种日冕波可能是纳米耀斑日冕加热机制的结果，除了加热日冕等离子体外，还释放出阿尔芬波，阿尔芬波可以向下传播到环足点，并在从色球层反射回日冕时通过有质动力引起FIP分馏。
2017-07-17 astro-ph.SR
Flare Generated Shock Wave Propagation Through Solar Coronal Arcade Loops and Associated Type II Radio Burst
本文介绍了耀斑产生的II型射电爆发的多波长观测。来自II型的激波的运动学与通过日冕拱圈传播的快速EUV波密切匹配。极紫外波与没有相关日冕物质抛射的M1.0级脉冲耀斑密切相关，并在活动区NOAA 12035的拱廊环的一个足点处触发。它最初在AIA 335的图像中被观测到，速度约为800 km/s，在穿过拱廊环路后加速到约1490 km/s。在耀斑现场发现了一个扇脊磁拓扑结构。还观察到一个小的、受限的暗条喷发（~340 km/s），其运动方向与极紫外波相反。我们认为，突破重联的扇脊拓扑触发耀斑和相关的EUV波传播作为一个快速冲击通过拱廊环路。
2016-06-16 astro-ph.SR
Closed-Field Coronal Heating Driven by Wave Turbulence
为了在宏观尺度上模拟日冕等离子体的能量平衡，我们经常需要以某种函数形式描述日冕加热机制。为了超越经验公式，并建立一个更具物理动机的加热功能，我们调查的波湍流驱动（WTD）的现象学的加热封闭的日冕循环。我们的实现是为了捕捉大规模的传播，反射和耗散波湍流沿循环。该模型的参数空间是探索通过解决耦合的WTD和水动力演化的一维理想化的回路。一系列的太阳条件的相关性也建立了计算解决方案，从一个现实的三维日冕场提取超过一百个循环。由于WTD加热模型对环路几何形状以及沿环路和足点的等离子体特性的隐含依赖性，我们发现与传统的经验加热模型相比，该模型可以显着减少自由参数的数量，并且仍然稳健地描述了广泛的范围安静太阳和活动区域条件。还讨论了自反射项在产生相对较短的加热尺度高度和热不平衡循环中的重要性。
2016-10-07 astro-ph.SR
Quantifying the Consistency and Characterizing the Confidence of Coronal Holes Detected by Active Contours without Edges (ACWE)
本文提出一种基于ACWE的日冕洞检测集成方法，生成置信图，通过区域同质性而非强度实现稳健分割，验证了跨分辨率与时间的一致性。
2024-11-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Two components of the coronal emission revealed by EUV spectroscopic observations
最近的光谱观测揭示了在日冕和过渡区形成的发射线的蓝向不对称性的普遍存在。这些不对称性是最突出的环路足点区域，在那里一个明确的相关性的不对称性与多普勒频移和线宽确定从单高斯fit. Such不对称建议至少有两个排放组件：占背景排放的主要组成部分和与高速上升流的次要组成部分。后者被认为在日冕加热过程中起着至关重要的作用，但对其性质尚未达成一致。在这里，我们稍微修改了最初开发的红-蓝（RB）不对称性分析技术，并将其应用于人造光谱和由Hinode上的EUV成像光谱仪观察到的光谱，并证明次级成分通常占总发射的百分之几，具有从50到150 km s-1的速度范围和高斯宽度相比，在环路足点区域的主要之一。RB不对称性分析的结果，然后用于指导双高斯拟合，我们发现，所获得的性能的第二个组成部分一般是一致的RB不对称性分析所获得的。通过比较的位置，相对强度和速度分布的蓝向二次分量的向上传播的扰动的属性显示在同步图像从大气成像组件板载的太阳动力学天文台，我们发现一个明确的关联的二次分量与传播的扰动。
2011-06-06 astro-ph.SR
Evidence of thermal conduction suppression in a solar flaring loop by coronal seismology of slow-mode waves
本文分析了太阳动力学天文台（SDO）大气成像装置（AIA）观测到的一次纵波事件。131 A图像的时间序列显示，一个C级耀斑发生在一个大环的一个足点上，并触发了沿其传播的强度扰动（增强），其空间特征和时间演化表明，来自相反足点的两个初始扰动相遇后，可以迅速建立一个基本的慢模驻波。振荡的周期为~12 min，衰减时间为~9 min。测得的相速度为500 $\pm$ 50 km/s，与加热回路中的声速为~10 MK相匹配，证实了所观察到的波是慢波。我们从六个AIA极紫外（EUV）通道得到了随时间变化的温度和电子密度波信号，发现它们几乎是同相的，由温度和密度扰动测得的多变指数为1.64 $\pm$ 0.08，接近于理想单原子气体的绝热指数5/3。基于一维线性MHD模型的解释表明，在9 MK及以上的热耀斑回路中，热导率至少被抑制了3倍。当只考虑压缩粘滞耗散时，粘滞系数是由观测波确定的。我们发现，解释快速波阻尼，经典的压缩粘性系数需要提高15倍的上限。
2015-09-22 astro-ph.SR
Combining particle acceleration and coronal heating via data-constrained calculations of nanoflares in coronal loops
我们通过哈里斯型电流片中电子和质子的加速来模拟外推活动区日冕环的纳米耀斑加热。加速粒子的动能估计使用半解析和测试粒子跟踪的方法。矢量磁图和光球多普勒速度地图的NOAA活动区09114，记录的成像矢量磁仪（IVM），用于这一分析。首先构造了活动区日冕的无电流场外推。然后计算了5000个外推日冕环足点处相应的坡印亭通量。假设重新连接的电流片沿着这些回路发展，我们利用以前的结果来估计加速粒子的动能增益，我们将这种能量与纳米耀斑加热和宏观回路特性相关。发现0.1至8 keV（电子）和0.3至470 keV（质子）的动能导致$10^{-6}$至1 $\mathrm{erg\, s^{-1} cm^{-3}}$的加热速率。流体动力学模拟表明，这样的加热速率可以维持等离子体在日冕条件下的环路内，并产生等离子体的热分布是一致的活动区的观测。我们通过使用厚靶方法计算加速电子产生的X射线光谱的形式来得出分析结论，发现这些X射线光谱与观察到的X射线光谱一致，从而支持我们的纳米片加热方案的可行性。
2013-05-22 astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
Transverse, Propagating Velocity Perturbations in Solar Coronal Loops
这篇简短的评论文章概述了最近观察到的横向，传播速度扰动日冕循环。观察到这些无处不在的扰动在传播过程中会受到很强的阻尼。使用三维数值模拟的足点驱动的横波在日冕等离子体中传播的圆柱形密度结构，结合分析建模，它表明，所观察到的速度扰动可以理解的耦合不同的波模式在不均匀的边界的循环。模式耦合在不均匀的边界层的环路导致耦合的横向（扭结）模式的方位角（阿尔芬）模式，观察到的衰减的横向扭结振荡。数值和分析结果表明，阻尼波的空间轮廓具有高斯形状开始，在切换到指数衰减在大的高度。此外，最近对大型、离翼、跨赤道环的CoMP（日冕多通道偏振仪）多普勒频移观测的分析表明，在频谱的高频部分，顶点处的傅立叶功率似乎高于理论模型的预期。这种多余的高频FFT功率可能是低中频波级联成（Alfvenic）湍流的初步证据。
2015-10-04 astro-ph.SR
Acceleration and Release of Solar Energetic Particles Associated with a Coronal Shock on 2021 September 28 Observed by Four Spacecraft
本研究利用四艘航天器观测，分析2021年9月28日SEP事件，发现SEP释放时间比EUV波连接足点时间延迟30-60分钟，并探讨了激波加速与释放机制。
2024-02-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Modeling the Dispersal of an Active Region: Quantifying Energy Input into the Corona
本文提出了一种直接从视线磁象观测资料模拟非线性无力场的新方法。该技术使用序列的磁直接作为较低的边界条件，以驱动日冕磁场的演变之间的连续无力平衡在很长一段时间。它是通过将其应用到MDI观测的一个衰减的活动区域，NOAA AR 8005。活动区域在其中央子午线通过周围的4天期间被建模。在这段时间里，由于小尺度对流单体的随机运动主导了活动区的扩散。通过对模型中磁能建立的研究，发现这种小尺度运动可以在$2.5-3 \times 10^{25}$以外的任何地方注入自由磁能$^{-1}$。大部分的能量存储在中心的活动区域在低电晕，低于30微米。4天后，建立的自由能是10%，相应的势场。这种能量积累足以解释活动区域内日冕温度下的辐射损失。因此，小尺度的对流运动在日冕的能量平衡中起着不可或缺的作用。由于SDO：HMI和SDO：AIA仪器的高分辨率、高节奏观测，这项新技术具有广泛的应用。
2011-02-25 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Transverse oscillations of loops with coronal rain observed by Hinode/SOT
在冷色球谱线H $α$和\ion{Ca}{2} H上观测到的沿环状结构下落的日冕雨凝聚是日冕中的一种壮观现象。然而，由于被认为是一种特殊的零星现象，它没有受到太多的关注。由于最近使用\textit{Hinode} /SOT、\textit{SST}的CRISP和\textit{SDO}等仪器进行的高分辨率观测，这种情况正在迅速改变。此外，数值模拟表明，日冕雨是与足点加热有关的环路热平衡的损失。这一结果突出了日冕雨在日冕加热领域的重要性。在这项工作中，我们进一步强调日冕雨的重要性，通过显示它可以在日冕磁场拓扑结构的理解中发挥的作用。我们分析了\textit{Hinode} /SOT观测的\ion{Ca}{2} H线的一个环，其中日冕雨提出了证据，在相位横向振荡的多股状结构。计算了周期、振幅、横向速度和相速度，从而可以通过日冕地震学的手段来估计波的能流和环内的日冕磁场。我们讨论了可能的解释波作为驻波或传播扭转阿尔文或快速扭结波。等离子体β参数的冷凝的估计表明，可能允许经常观察到的分离和伸长过程的冷凝的条件。我们还表明，来自横波的波压可以负责所观察到的日冕雨的低向下加速度。
2011-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
