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
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
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
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
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
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
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
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
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
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
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
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
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
Coronal Loop Heating by Nearly Incompressible Magnetohydrodynamic and Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence Models
光波和湍流在光球层之外的传输是日冕加热问题的核心。采用近不可压缩磁流体动力学（NI MHD）理论模拟了宁静日冕中的湍流，描述了低频湍流在开放磁场区的输运。它描述了耦合的多数准二维和少数板组件的演变，驱动的磁地毯和平流的亚音速，亚Alfvenic流从较低的日冕。本文将NI MHD湍流传输模型与日冕MHD模型耦合，研究日冕环中的加热问题。在一个现实的基准日冕环问题，我们发现，一个环可以加热到150万K的运输和耗散的MHD湍流所描述的NI MHD模型。我们还发现，大多数2D组件是作为重要的少数板组件在加热的冕环。我们比较我们的耦合MHD/NI MHD模型的结果与简化MHD（RMHD）模型。这些模型之间的一个重要区别是，RMHD解决了小规模的速度和磁场波动，并获得与它们的演变相关的实际粘性/电阻耗散，而NI MHD演变的波动速度和磁场的标量矩和近似耗散使用MHD湍流现象。尽管模型之间存在基本差异，但它们的模拟结果非常匹配，在日冕内部产生几乎相同的加热速率。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
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
Simulating gamma-ray production from cosmic rays interacting with the solar atmosphere in the presence of coronal magnetic fields
本研究通过PFSS模型模拟日冕磁场下的太阳大气粒子相互作用，发现日冕磁场显著增强10GeV以下伽马射线产生并影响其偏转角，但高能段需其他磁场结构解释。
2024-03-25 astro-ph.HE 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
Coronal activity cycles in action - X-rays from alpha Centauri A/B
我们报告了我们的恒星邻居半人马座阿尔法A/B的日冕活动周期。自2002年以来，XMM-牛顿一直在监测该双星，以研究X射线中日冕活动演变的长期演变。太阳类似物α Cen A在该计划的早期就被清楚地探测到，但在2005年左右实际上从XMM的探测器视野中消失了。在经历了近十年的日冕衰弱之后，我们现在发现它的日冕明显地重新变亮了。次级α-Cen B在大多数时候主导着X射线的发射，并且超过一个完整的周期。在2012年左右观察到一个新的X射线最大值，最近几年又出现了温和的变暗。X射线发射的时间演化可以很好地理解，类似于11年的太阳周期，在两颗恒星中运行的日冕活动周期具有不同的振幅和周期。
2016-12-20 astro-ph.HE 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
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 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
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
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
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
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
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
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
Self-consistent 3D radiative MHD simulations of coronal rain formation and evolution
日冕雨由冷而稠密的等离子体凝结组成，这些凝结是由于热不稳定性而在日冕环中形成的。以前对热不稳定性和日冕雨形成的数值模拟依赖于人为地在能量方程中加入日冕加热项。为了再现日冕的大尺度特征，需要使用更真实的日冕加热公式。我们分析了日冕雨的形成和演变的三维辐射磁流体动力学模拟跨越对流区的电晕，这是自洽加热的磁场编织作为对流运动的结果。我们调查的时空演变的能量耗散沿日冕环成为热不稳定。模型中的欧姆耗散导致加热事件能够诱导足够的色球蒸发到环路中，以触发热不稳定性和凝结形成。热不稳定等离子体的冷却发生在与各个脉冲加热事件的持续时间相当的时间尺度上。脉冲加热有足够的持续时间来触发环中的热不稳定性，但不会持续足够长的时间来导致日冕雨极限循环。我们表明，凝聚可以生存和落入色球层或被破坏的强烈的焦耳加热与磁重联事件。此外，我们还发现沿开放的磁场线也可以形成凝聚。
2020-05-07 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
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
Resonant Absorption of Kink MHD Waves in Inclined and Asymmetric Coronal Loops
本文分别计算了日冕环倾角和不对称性对扭折磁流体动力学（MHD）振荡共振吸收的影响。我们用一个充满冷等离子体的直的轴对称圆柱形磁通量管模拟了一个典型的日冕环。对于不同的纵向质量密度分层值，我们用数值方法求解了色散关系。我们表明，在倾斜和不对称的环路，频率和相应的阻尼率的基本和第一泛音模式的扭结振荡是较小的相比，半圆形的不倾斜的环路具有相同的长度。结果还表明，周期比$P_1/P_2$随着环路倾角的增加而增加，但当对每个环路侧施加不对称性时，其减小小于$2\%$，直到环路长度的$9.66\%$。在倾斜或不对称的情况下，各阶模态频率与其相应阻尼率的比值基本保持不变。因此，我们的结论是，这些比值是可靠的，用于推断日冕环和日冕介质的物理参数，无论环的形状或其倾斜状态。此外，与不对称性对周期比$P_1/P_2$的影响并不显着相反，当观测到的振荡环具有较小的顶点高度时，其倾斜状态是一个应该考虑的重要因素，特别是在日冕地震学考虑周期比$P_1/P_2$时。
2021-04-05 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD modeling of propagating disturbances in fan-like coronal loops
准周期性传播强度扰动（PD）已被观察到在大日冕环的EUV图像超过十年，并被广泛接受为慢磁声波。然而，日出/EIS的光谱观测显示它们与持续的日冕上升流有关，这一解释值得商榷。出于这种情况下，日冕上升流可能是由零星的加热事件（nanofares）在循环基地产生的众多个人的流动脉冲的累积结果，我们构建了一个速度驱动器与重复的微小脉冲，其能量频率分布遵循耀斑幂律缩放。然后，我们进行三维MHD建模的理想化的双极活动区，通过应用这种宽带速度驱动器的大冠状循环出现在计算域中打开的足点。我们的模型成功地再现了PD与观察到的类似功能，并表明，任何上升流脉冲不可避免地激发慢磁声波扰动沿环路传播。我们发现，所产生的PD的波签名占主导地位，因为它们的传播速度是一致的，在流动的存在下的波的速度，和注入的流量迅速减速与高度。我们的模拟结果表明，所观察到的PD和相关的持续上升流可能是由小规模的脉冲加热事件（nanoflares）在循环的基础上，和流动和波可能都有助于PD在较低的高度。
2013-08-12 astro-ph.SR
Nanoflare statistics in an active region 3D MHD coronal model
上下文利用三维磁流体动力学（3D MHD）模型研究了日冕加热的时空分布。该模型描述了观测到的活动区域上方的日冕的时间演化。该模型是由光球颗粒运动编织的磁场线。这会引起电流，而电流的耗散会加热等离子体。我们将瞬态加热作为后续加热事件进行评估，并分析其统计数据。然后解释的背景下观察到的耀斑统计和日冕加热机制的结果。方法.为了进行数值实验，我们使用高阶有限差分代码，该代码解决了质量守恒，动量和能量平衡，以及感应方程的偏微分方程。能量平衡包括Spitzer热传导和日冕中的光学薄辐射损失。结果三维MHD模型中欧姆加热的时空分布遵循幂律，因此可以用系统的自组织临界态来解释。幂律的斜率与耀斑观测的结果相似。我们发现，日冕是加热足点为主，日冕加热是由称为nanoflares的事件占主导地位，能量约为1017 J。
2013-01-21 astro-ph.SR physics.comp-ph
Coronal energy input and dissipation in a solar active region 3D MHD model
上下文我们已经进行了一个3D MHD模拟的太阳活动区（AR）以上的日冕在全尺寸和高分辨率，其中显示了日冕环，等离子体流在其中，类似于观测。目的。我们希望找到通过场线编织的光球能量输入与通过感应电流的欧姆耗散的日冕能量转换之间的联系。方法.为此，我们比较了日冕能量输入和耗散在我们的模拟域以上的不同领域的看法，例如，在AR核心的一个小循环系统。我们还选择了一组场线进行比较，例如，沿着这些磁力线输入到每个粒子的加热的磁能。结果我们发现一个增强的欧姆耗散的电流在电晕上述地区，也有增强向上指向坡印亭通量。这些区域与在AR核心内观察到的热日冕环的区域相吻合。日冕密度在估算日冕温度时起着一定的作用，这是由于产生的热量输入。光球层中需要大约200高斯的最小通量密度来将场线加热到大约1 MK的日冕温度。结论.这表明场线编织机制提供了日冕能量输入，而感应电流的欧姆耗散主导了日冕加热机制。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
2010 August 1-2 sympathetic eruptions: II. Magnetic topology of the MHD background field
使用位场源面（PFSS）模型，我们最近分析了全球拓扑结构的背景日冕磁场的一系列日冕物质抛射（CME）发生在2010年8月1日至2日。在这里，我们重复这种分析的背景场再现的磁流体动力学（MHD）模型，包括等离子体热力学。至于PFSS模型，我们发现，所有三个CME源区包含一个冕洞，从相邻的冕洞分离的拓扑结构非常相似的伪流光结构。然而，这两个模型产生的冕洞的大小，形状和流量非常不同的结果。我们发现，头盔流光尖点线，这对应于源-表面的零线在PFSS模型，是结构不稳定的，并没有形成在MHD模型。我们的分析表明，一般情况下，在MHD配置，这条线，而不是由一个多零分离器通过沿边缘断开磁通区域。这些区域中的一些是瞬态的，并且可能是所谓的流光斑点的起源。我们表明，这种斑点的核心拓扑结构是一个三维的“等离子体”，由两个连体的相反的旋向的磁通绳，连接在一个螺旋零点的磁场。我们的分析表明，这样的等离子体团也出现在伪流光小得多的规模。这些新的见解日冕磁拓扑结构提供了一些有趣的影响太阳高能粒子事件和缓慢的太阳风的属性。
2017-07-24 astro-ph.SR
Direct Observation of Coronal Magnetic Fields by Vector Tomography of the Coronal Emission Line Polarizations
本文介绍了第一次直接“观察”的全球规模，三维日冕磁场的卡林顿旋转（CR）周期2112使用矢量层析反演技术。矢量层析成像反演使用观测测量的Fe { \sc{xiii} } 10747日冕Hanle效应偏振信号的日冕多通道偏振计（CoMP）和日冕密度和温度结构从标量层析成像反演的STEREO/EUVI日冕发射线（CEL）强度图像作为输入，以获得一个日冕磁场模型，最好地再现所观察到的偏振信号。虽然不能进行独立的验证的矢量层析成像结果，我们比较了层析成像反演的冠状磁场与磁流体动力学（MHD）模拟的基础上观察到的光球磁场的CR 2112和2113。我们发现，CR 2112的MHD模型是定性一致的层析成像反演结果的大部分重建域，除了一对夫妇的区域。特别是对于一个最值得注意的例外区域，我们发现，CR 2113的MHD模拟预测的模型更接近于矢量层析成像反向磁场。我们讨论了层析反演技术的效用和局限性，并提出了未来发展的想法。
2016-07-15 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
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
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 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
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
Effects of background periodic flow on MHD fast wave propagation to a coronal loop
本文研究了磁流体快波通过非均匀定常流区进入圆柱日冕环的传播。背景流被假定为具有一个小的，空间周期性的结构，除了一个恒定的速度。重点研究了Alfvén共振对波能的吸收，并与常流情况进行了比较。一个新的流动（吸收）制度诱导的周期性流动结构，增强了吸收的反平行流和反向吸收（过反射）的平行流相对于轴向波矢量，这取决于过渡层和流动剖面。在某些流动组态中，出现了巨大的过反射和反常吸收行为。在其他流动状态下，其对吸收的影响是微弱的。
2022-12-02 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 astro-ph.SR
Study of the 3D Coronal Magnetic Field of Active Region 11117 Around the Time of a Confined Flare Using a Data-Driven CESE--MHD Model
利用数据驱动的MHD模型研究了2010年10月25日发生的C级耀斑前后NOAA活动区AR 11117的三维磁场。基于时空守恒元和解元（CESE）方案的MHD模型，主要考虑磁场演化和有限等离子体$β$的简化太阳大气。直接输入从照片上的观测得出的磁矢量场数据来约束模型。假设日冕磁场的动态演化可以用连续的平衡来近似，我们利用\it太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）拍摄的AR 11117在耀斑前后的矢量磁图，求解了MHD平衡的时间序列。该模型定性地再现了三维磁场的基本结构，由大气成像组件（AIA）观测到的磁力线和日冕环之间的视觉相似性，这表明日冕场确实可以很好地表征在大多数时间的MHD平衡。在两小时的研究时间间隔内，磁位形的变化非常有限。拓扑分析表明，小耀斑与秃斑（BP，其中磁场与光球相切）相关，表明耀斑的能量释放可以通过与BP分界线相关的磁重联来理解。总磁通量和总能量在耀斑期间仍保持小幅增加，而计算的磁自由能在耀斑期间下降了$\sim 10^{30}$ erg，这似乎足以提供小C级受限耀斑的能量收支。
2012-09-11 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
Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding I. Continuous driving
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
The need for new techniques to identify the high-frequency MHD waves of an oscillating coronal loop
太阳大气中的磁弧，或日冕环，是已知的磁流体动力学（MHD）波和振荡的常见结构。特别令人感兴趣的是所观察到的横向环路振荡的特性，例如它们的频率和振荡模式，由于它们的地震学能力，近年来受到了极大的关注。以往的研究都是依靠标准的数据分析技术，如快速傅立叶变换（FFT）和小波变换（WT），以正确地提取周期性和识别MHD模式。然而，这些方法如何导致人工制品需要调查。我们评估这两种常见的频谱分析技术在冠状地震学是否可以成功地识别高频波从振荡的冠状环。我们研究了太阳动力学观测站上的大气成像组件在171毫米波段观测到的日冕环的极紫外图像。我们执行的循环波形的频谱分析，并比较我们的观察与基本的模拟。发现所观察到的环路波形的频谱FFT和WT功率揭示了叠加到环路的振荡的主模式（1.33 mHz）上的频率为2.67 mHz的显著信号，即环路的二次谐波。仿真数据表明，二次谐波是完全人为的，即使这两种方法识别这种模式作为一个真正的信号。这种人工谐波，和几个更高的模式，示出出现由于周期性的，但不均匀的亮度的循环。我们进一步说明，在噪声的存在下，2.67兆赫的分量的重建产生一个错误的感知振荡行为，否则不存在。我们建议，额外的技术，如三维冠状拱廊的正演模型是必要的，以验证这种高频波。
2021-05-17 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
Once more: Leaky MHD waves in coronal magnetic flux tubes
KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过比较日冕磁通量管中的泄漏MHD波与介质中的泄漏电磁波，指出后者可称为准正态模，而前者因磁通量守恒无法正则化，因此不能系统应用于日冕地震学。
2026-06-19 astro-ph.SR math-ph math.MP
A Novel Approach to Resonant Absorption of the Fast MHD Eigenmodes of a Coronal Arcade
磁流体动力学（MHD）波在磁场中传播时，形成冕弧的弓形磁力线经常被观察到起伏。这些波很可能是共振耦合的快磁声波和阿尔文波的组合。耦合导致快波的共振吸收，将快波能量转换为阿尔芬波。拱廊的快速本征模已被证明难以计算或解析推导，主要是因为耦合引入的数学复杂性。当采用传统的谱分解时，与快本征模相关联的离散谱通常被归入连续阿尔文谱。因此，快本征模，成为集体模式或准模式。在这里，我们提出了一个频谱分解，把本征模具有实际的频率，但复杂的波数。使用这个程序，我们推导出色散关系，空间阻尼率，和本征函数的共振，快速本征模式的拱廊。我们证明，共振吸收引入了一个快速模式，否则将不存在。这种新模式受到共振吸收的严重阻尼，在失去大部分能量之前只传播几个波长。
2018-03-23 astro-ph.SR
The effect of limited spatial resolution of stellar surface magnetic field maps on MHD wind and coronal X-ray emission models
本文研究了$5°$尺度和较小尺度太阳表面磁场图的空间分辨率对全球磁流体动力学太阳风模型和日冕加热和X射线发射模型的影响。我们比较驱动的解决方案，由低分辨率的威尔科克斯太阳天文台磁地图，相同的地图与空间分辨率人为增加的细化算法，和高分辨率的太阳和日光层天文台迈克尔逊多普勒成像仪地图。我们发现风结构和X射线形貌都受到精细尺度表面磁结构的影响。此外，X射线形态主要由较小尺度上混合极性之间的闭环结构控制，并且在高分辨率图和低分辨率图之间显示出显著变化。我们的结论是，冠状X射线发射的三维建模有更大的表面磁场空间分辨率的要求比风建模，可以是不可靠的，除非占主导地位的混合极性磁通量是正确的解决。
2012-12-10 astro-ph.SR
