Analysis of a spatially deconvolved solar pore
太阳孔隙是具有大磁场强度和简单磁位形的活动区。它们的性质类似于太阳黑子本影的性质，尽管毛孔不显示半影。因此，太阳孔本身是一种尚未完全理解的有趣现象。在这项工作中，我们研究了太阳能孔观察到的Hinode/SP使用两个国家的最先进的技术。第一个是空间解卷积的光谱偏振数据，允许消除杂散光污染引起的空间点扩散函数的望远镜。第二种是在局部热力学平衡条件下反演Stokes廓线，从而推断大气物理参数。应用这些技术后，我们发现，空间反卷积方法不引入文物，即使在磁性结构的边缘，其中大的水平梯度上检测到的大气参数。此外，我们还描述了不同高度的磁结构的物理特性，发现在太阳孔内部，温度比外部低，磁场强度大于2 kG，并且是单极的，视线速度几乎为零。在邻近的像素，我们发现低磁场强度相同的极性和强烈的向下运动，只发生在低光球，低于连续光学深度$\log τ=-1$。最后，我们研究了不同高度的不同大气参数之间的空间关系，证实了前面描述的物理特性。
2016-05-06 astro-ph.SR
The Propagation of Coherent Waves Across Multiple Solar Magnetic Pores
太阳孔隙是将磁流体动力学波能量传播到太阳大气外层的有效磁通道。孔隙观测通常包含孤立的和/或不相连的结构，阻止波活动作为大气高度的函数的统计检查。在这里，使用邓恩太阳望远镜获得的高分辨率观测，我们研究光球和色球波签名从一个独特的收集磁孔起源于同一个衰变的太阳黑子。高节奏光球成像的小波分析揭示了普遍存在的慢香肠模式振荡，通过强度和面积波动的比较，在所有光球孔相干，产生统计上显着的同相关系。这些波的普遍性质允许调查波的活动是否保持一致，因为他们传播。利用双扇区多普勒速度分析的Ca II 8542的多普勒线，旁边的建模光谱响应函数的比较，我们发现细尺度5兆赫功率放大的波传播到色球层。跨越不同线深度的共空间双扇区之间的接近零度的相位角指示针对过渡区边界的反射之后的站立香肠模式。相邻孔隙之间的色球速度的傅立叶分析揭示了在光球中观察到的波的相干性的湮灭，从单个孔隙的强度和速度信号的检查表明它们表现为断裂的波导，而不是单片结构。重要的是，这项工作强调了大气高度的波形态是非常复杂的，在色球层观察到巨大的差异，尽管等效波模式被引入到光球中的类似孔隙中。
2022-09-13 astro-ph.SR
Magnetoacoustic Wave Energy Dissipation in the Atmosphere of Solar Pores
太阳孔隙作为磁波导的适用性是近年来讨论的一个关键话题。在这里，我们提出了一组五个光球太阳孔传播磁流体动力学波活动的观测证据。利用邓恩太阳望远镜上的设施红外分光偏振仪获得的数据，通过检查Si I 10827的平分线速度，在不同的大气高度上检测到周期为5分钟的振荡。光谱偏振反演，再加上空间分辨均方根平分线速度，允许波能量通量估计为每个孔的大气高度的函数。我们发现传播磁声香肠模式波的能量通量的顺序为30千瓦/米$^{2}$在100公里的大气高度，下降到约2千瓦/米$^{2}$在大气高度约500公里。的能量通量的横截面结构揭示了体模和表面模香肠波的存在。对能量通量随大气高度衰减的检验提供了阻尼长度的估计，发现所有5个孔隙的平均值为$L_d \approx 268$ km，类似于光球密度标度高度。我们发现体模波的阻尼长度较长，表明表面模香肠振荡能够更容易地耗散其嵌入的波能量。这项工作验证了太阳孔隙作为有效的管道时，引导磁声波能量向上进入外太阳大气层的适用性。
2020-07-22 astro-ph.SR
Modeling the effects of a lightbridge on oscillations in a solar pore
本文通过将太阳孔隙光桥建模为两根被弱场薄层隔开的相互作用磁通量管，数值求解三维MHD方程，发现管间相互作用可自然激发扭转阿尔芬波，且波速与波幅峰值处的局部阿尔芬速度一致。
2024-09-23 astro-ph.SR
Sausage, kink, and fluting MHD wave modes identified in solar magnetic pores by Solar Orbiter/PHI
本研究利用 Solar Orbiter/PHI 的高质量观测数据，首次在太阳磁孔中同时识别出香肠、扭折和凹槽 MHD 波模，并量化了各波模的能量贡献。
2024-04-29 astro-ph.SR
A novel approach to identify resonant MHD wave modes in solar pores and sunspot umbrae: $B-ω$ analysis
太阳黑子和太阳光球中的孔隙的本影区通常由$3$ ~mHz振荡主导，这是由于$p$ -模穿透磁区。在这些地点，相对于安静的太阳，波能也显着减少。然而，在这里，我们研究了一个孔，其中本影中的振荡功率不仅与安静的太阳相当，甚至更大，但主主频不是预期的$3$ ~mHz，而是$5$ ~mHz。通过结合多普勒速度和分光偏振和分析磁场强度和频率之间的关系，得到的$B-ω$图显示出明显的脊，这是非常清楚的共振磁流体振荡的签名限制在孔隙本影。除了速度振荡，我们证明，这些模式也伴随着磁振荡，从MHD理论预测。这封信中提出的$B-ω$分析的新技术为识别孔隙和太阳黑子阴影区域中的MHD波模式开辟了一条令人兴奋的新途径。
2021-03-22 astro-ph.SR
Atmosphere above a large solar pore
2008年10月15日，邓恩太阳望远镜的IBIS光谱仪观测到一个带有颗粒状光桥的大太阳孔，并获得了69分钟长的光谱扫描，其中Ca II 854.2 nm和Fe I 617.3 nm。Ca II线的强度和多普勒信号分离。这条线采样了核心的中间色球层和机翼的中间光球层。虽然没有迹象表明的半影被认为是在光球，一个扩展的附属结构，无论是在强度和多普勒信号，观察到的钙II线核心。形态学和动力学特性的结构分析表明，一个太阳黑子的半影与发达的半影非常相似。特别注意的是光桥，这是最明亮的功能，在孔隙中看到的钙II线中心，并显示了增强的色球振荡功率在3-5兆赫。虽然光桥中的声功率通量是“安静”色球层中的五倍，但它不能解释观测到的亮度。
2013-02-20 astro-ph.SR
Analysing the highly irregular boundaries of solar pores
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本文提出一种基于凸包的框架，用于分析太阳细丝的不规则边界，通过POD确定波模，并发现基本萨苏模式仍可靠，而高阶波动模式受小尺度边界影响显著。
2026-05-14 astro-ph.SR
Observations of sausage modes in magnetic pores
我们在这里提出的证据，磁流体动力学（MHD）香肠模式的观测磁孔在太阳光球。波分析的经验分解方法被用来识别通过太阳大气快速振荡（ROSA）仪器观测到的4170 "蓝色连续“滤波器检测到的振荡。孔尺寸和强度的异相、周期性行为被用作磁声香肠振荡存在的指标。在许多孔隙中发现了磁声香肠模式的多个签名。周期范围从短至30 s到450 s。一些磁声香肠模式振荡发现有3和5分钟的周期，类似于太阳内部的声学全球模式。提出这些全局振荡可能是孔隙中香肠型磁声MHD波模式的驱动器。
2010-11-10 astro-ph.SR
Dynamics of the solar atmosphere above a pore with a light bridge
背景：太阳孔隙是缺乏半影的小太阳黑子，具有主导的垂直磁场分量。它们可以包括在具有局部减小的磁场的地方的光桥。像太阳黑子一样，它们表现出广泛的振荡现象。目的：本文对一个带有光桥的孤立大孔隙（NOAA 11005）进行了研究，以获得孔隙周围色球的结构特征，分析孔隙内和孔隙周围的振荡和波动，了解光桥的结构和亮度。研究方法：光谱成像观测线Ca II 854.2 nm和互补光谱偏振仪在Fe I线，获得与DST/IBIS光谱仪和HINODE/SOT分光偏振仪，被用来测量光球和色球速度场，振荡，波，磁场在光球，和声能通量和辐射损失在色球。结果如下：孔隙周围的色球沉积结构具有所有重要的超半影特征：它表现出逆Evershed效应和行波，并具有相似的形态和振荡特征。光球上层光桥的粒状结构可以用辐射加热来解释。从光球层泄漏出来的声波沿着光桥中倾斜的磁场传递足够的能流，以平衡光桥色球层的总辐射损失。结论：半暗带的存在不是形成超半暗带的必要条件。光桥被光球层中的辐射和色球层中的声波加热。
2013-10-09 astro-ph.SR
Chromospheric Flashes in a Solar Pore: Insights from Multi-line Spectropolarimetric Diagnostics
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测台，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；National Solar Observatory (NSO)（国家太阳天文台）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Instituto de Astrofı́sica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本研究通过多线光谱分析揭示了日珥中闪焰的色球特征，发现其具有更强的磁场、更大的倾角和持续上升流，且与径向向外传播波相关。
2026-02-10 astro-ph.SR
Photospheric observations of surface and body modes in solar magnetic pores
在过去的几年里，在确定太阳大气层内发现的一些磁结构中可观察到的各种低阶磁流体动力学波模式方面取得了很大进展。然而，这些模式的一个方面仍然难以捉摸，直到现在，是他们的指定为表面或身体模式。这种特性对这些模式如何将能量从波导传输到周围等离子体具有重要意义。在这里，第一次我们的知识，我们提出了结论性的，直接的证据，这些波的特点，在许多孔观察到支持香肠模式。以及概述的方法来检测这些模式的观测，我们估计与每个模式相关的能量。我们发现表面模式更频繁地在数据中，而且表面模式似乎携带更多的能量比那些显示签名的身体模式。我们发现的频率范围为2至12兆赫的体模高达11兆赫，但我们没有发现表面模式高于10兆赫。预计我们应用的技术将帮助研究人员在其他模式和不同的结构中搜索表面和身体特征。
2018-03-05 astro-ph.SR
On standing sausage waves in photospheric magnetic waveguides
通过研究位于太阳低层大气中磁波导的截面积和强度的振荡，我们的目标是探测和识别磁流体动力学（MHD）香肠波。通过采集一系列高分辨率的孔隙和太阳黑子图像，并结合小波分析和经验模态分解（EMD），使磁流体动力学波分析成为可能。在本文中，两个太阳黑子和一个孔（与光桥）被选为代表性的例子MHD波导在太阳低层大气。太阳黑子和太阳孔的周期从4分钟到65分钟不等。太阳黑子支持比孔隙更长的周期-通常使最大孔隙振荡周期增加一倍或四倍。所有这些结构显示区域振荡指示MHD香肠模式和在区域和强度之间的同相行为，提出安装的证据，这些波导内的慢香肠模式的存在。在低太阳光球层的三种不同的磁波导中探测到了快、慢MHD香肠波的存在。此外，这些振荡是潜在的驻波谐波支持的波导夹在垂直之间的温度最低在较低的太阳大气和过渡区。通过太阳磁震学的方法，驻波谐振可以使我们深入了解光球磁流体波导的亚分辨率结构。
2013-12-05 astro-ph.SR
Differential Rotation of Individual Sunspots and Pores
基于2010-2024年SDO/HMI数据，分析了21万多个太阳黑子和孔隙的自转，发现前导极性自转快2.4%，规则黑子比孔隙快1.5%，小面积黑子自转慢1.7%。
2024-11-11 astro-ph.SR
The Damping and Instability of Ion-acoustic Waves in the Solar Wind: Solar Orbiter Observations
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）；Blackett Laboratory, Imperial College London（帝国理工学院布莱克特实验室）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）
通过分析太阳轨道器数据，研究离子声波在日冕风中的阻尼与不稳定性，发现细尺度结构对波的阻尼和不稳定性有显著影响。
2026-04-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Oscillations In The Line-of-Sight Magnetic Field Strength In A Pore Observed By The GREGOR Infrared Spectrograph (GRIS)
在过去的几十年里，许多磁流体动力学振荡已被报道在太阳孔隙内，包括在视线（LOS）的速度，强度和磁场强度。我们的目的是确定是否可以检测到高振幅振荡的LOS磁场强度内位于活动区12748的孔隙，并调查哪些物理机制可能是负责他们。2019年9月1日，使用GREGOR红外光谱仪观察了太阳孔约一小时。在包含Fe I 15648.52 A线的37 A窗口中对全斯托克斯矢量进行采样（有效Lande g因子为3）。LOS磁场强度使用强场近似来推断。基于响应函数的斯托克斯反演程序被用来更全面地了解这些振荡位置的太阳大气的性质。在LOS磁场的周期窗口600-1272 s内，在三个局部（>1”^2）区域观察到大于100 G的振荡。这些振荡在各个区域具有相干性，表明抖动不能解释它们的发生。较长周期的振幅变化，振幅超过200 G，也被检测到，但这些具有影响锥之外的周期。数值反演证实了在log-tau_5000=-0.5左右的光学深度处的LOS磁场强度的振荡（可能由压缩引起）和其他效应（例如，光学深度或场的倾斜度的变化）可以解释这些变化。在15648.52 A线的斯托克斯-V瓣分离的振荡似乎是太阳的性质。未来的工作将需要了解这些是否是太阳大气层特定深度处磁场强度的真正振荡，或者是否有其他效应导致了这些特征。
2021-07-21 astro-ph.SR
Multi-height Identification of Sausage and Fluting Eigenmodes in a Solar Pore
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Northumbria University（诺森比亚大学）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
利用Sunrise-III/SUSI观测数据，通过正交分解识别太阳黑子边界振荡中的轴对称香肠模（~1-2 mHz）和m=2槽纹模（~2-3.5 mHz），并首次实现多高度相位特征分析。
2026-06-29 astro-ph.SR
Damping of Alfven waves in solar partially ionized plasmas: effect of neutral helium in multi-fluid approach
色球等离子体和日珥等离子体中含有中性原子，这些中性原子可能通过与离子碰撞而改变等离子体动力学。大多数原子是中性氢，但在特定温度下，等离子体中也可能存在大量的中性氦。离子与中性氢碰撞对磁流体动力学波的阻尼作用已经有了很好的研究，但中性氦的影响还很不清楚。我们的目的是研究中性氦在太阳部分电离等离子体中阿尔芬波阻尼中的作用。考虑三流体磁流体力学（MHD）近似，其中一个组分是电子-质子-单电离氦，另外两个组分是中性氢原子和中性氦原子。导出了等温均匀等离子体中线性阿尔芬波的色散关系。然后，我们求解色散关系，并得出不同等离子体参数的阿尔芬波的阻尼率。中性氦的存在下显着增强阻尼的阿尔芬波相比，由于中性氢在一定值的等离子体温度（10000-40000 K）和电离的阻尼。阻尼率在离子-中性粒子碰撞频率附近有一个峰值，但随着波谱的升高而减小。离子与中性氦原子的碰撞对色球针状体和日冕过渡区的阿尔芬波的衰减具有重要意义。
2011-09-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Damping rates of solar-like oscillations across the HR diagram. Theoretical calculations confronted to CoRoT and Kepler observations
星载任务CoRoT和{\it Kepler}提供了丰富的高质量限制类太阳能发电机的收获。在地震参数中，模式阻尼率仍然知之甚少，因此几乎没有用来推断恒星的物理性质。然而，由于CoRoT和{\it Kepler}航天器，现在可以以前所未有的精度测量数百颗主序星和数千颗红巨星的阻尼率。通过使用一个非绝热脉动代码，包括随时间变化的对流处理，我们计算阻尼率的恒星模型代表类太阳能发电机从主序星红巨星阶段。这使我们能够再现CoRoT和{\it开普勒}的观测结果，这验证了我们对模式阻尼率的建模，从而验证了建模中包含的基本物理机制。实际上，通过考虑振荡对湍流压力和熵的扰动（包括湍流能量耗散率的扰动），我们成功地再现了阻尼率与有效温度之间的关系。此外，我们讨论了模式阻尼率与有效温度成比例的物理原因，如观测所示。最后，这为使用模式阻尼率探测类太阳恒星中的湍流对流开辟了道路。
2012-04-02 astro-ph.SR
Non-linear damping of visco-resistive Alfven waves in solar spicules
阿尔芬波与等离子体不均匀性的相互作用产生相位混合，这可以导致阿尔芬波耗散和加热太阳等离子体。在这里，我们研究了阿尔芬波的耗散相混合由于粘度和电阻率随高度的变化。我们还考虑了非线性磁流体动力学（MHD）方程在我们的理论模型。MHD方程的非线性项包括扰动速度、磁场和密度。为了研究太阳针状体层结大气中Alfven波的衰减，我们在x-z平面上求解了非线性MHD方程。我们的模拟表明，由于粘度和电阻率梯度的阻尼增强。此外，由于MHD方程中的非线性项，能量变化也会受到影响。
2013-12-25 astro-ph.SR
Comparison of damping mechanisms for transverse waves in solar coronal loops
我们提出了一种方法来评估替代机制的可解释性的磁流体动力学（MHD）横波在太阳冕环的阻尼。所考虑的机制是阿尔芬连续体中扭结波的共振吸收，阿尔芬波的相位混合和波泄漏。我们的方法利用贝叶斯推断和模型比较技术。我们首先推断的物理参数，控制波阻尼的值，在一个特定的机制的假设下，通常观察到的阻尼时间尺度。然后，边际似然和贝叶斯因子的计算，使我们能够量化的替代机制之间的相对兼容性。我们发现，一般来说，证据还不足以支持单一特定的阻尼机制是最合理的机制。共振吸收和波泄漏提供了最可能的解释在强阻尼制度，而相位混合是弱/中等阻尼的最佳候选人。当应用到选择的89个观察到的横向回路振荡，其相应的测量阻尼时间尺度，并考虑到数据的不确定性，我们发现，只有在少数情况下，一个给定的阻尼机制的积极证据是可用的。
2017-09-11 astro-ph.SR
High-resolution observations of two pores with the integral field unit (IFU) of the GREGOR Infrared Spectrograph (GRIS)
本文利用GRIS IFU高分辨率光谱偏振观测和t-SNE聚类及LCT技术，对比活动区与孤立太阳微黑子的磁场和流场结构，揭示两者均呈“洋葱皮”式磁场分层且具有内流，但孤立微黑子更小更暗，为区分两类微黑子形成机制提供观测依据。
2024-06-20 astro-ph.SR
Transition from decaying to decayless kink oscillations of solar coronal loops
本文利用低维自振荡模型研究太阳日冕环扭结振荡从衰减到无衰减的转变，发现阻尼模式取决于初始振幅和耦合参数，且非指数型衰减，可解释扭结振荡事件的相对罕见性。
2024-06-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The effect of magnetic field on the damping of slow waves in the solar corona
慢磁声波通常在天体物理等离子体系统中观测到，如日冕。当慢波在等离子体中传播时，它会改变密度、温度和磁场的平衡量。在电晕和其他等离子体系统中，热平衡包括连续加热和冷却过程之间的平衡，其幅度随密度、温度和磁场而变化。因此，波可能会导致这些竞争过程之间的不平衡。它对波浪的反作用已被证明会导致波浪的分散、放大或阻尼。在这项工作中的重要性的磁场的影响，在太阳日冕中的慢波的快速阻尼加热/冷却不平衡的评估和热传导的影响相比。的两个时标特征的不平衡的影响，推导和计算等离子体系统与一系列典型的日冕条件。由日冕热不平衡引起的慢波的预测阻尼时间为10-100分钟，与观测到的波周期和阻尼时间一致。此外，慢波阻尼的热不平衡被发现是可比的阻尼由场向热传导。我们表明，在无限场的限制，波动动力学是不敏感的依赖加热功能上的磁场，这种近似被认为是有效的电晕，只要磁场强度大于10 G的静态环路和羽流和100 G的热和密集的环路。总之，热不平衡可能会迅速阻尼慢磁声波在大部分的日冕，它包括在我们的理解慢模式阻尼可能会解决观测和理论之间的差异依赖于压缩粘度和热传导单独。
2020-11-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Estimated Heating Rates Due to Cyclotron Damping of Ion-scale Waves Observed by Parker Solar Probe
本文利用 PLUME 色散求解器分析 PSP 观测的离子尺度波，发现 20.37% 观测时段存在瞬态离子回旋波，并估计其对质子的显著耗散可解释太阳风质子温度及各向异性增强。
2024-08-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A new look at the frequency-dependent damping of slow-mode waves in the solar corona
通过多普勒频移和成像数据直接观测到的慢磁声波，以及作为太阳和恒星耀斑中的准周期脉动间接观测到的慢磁声波，为探测日冕等离子体的许多重要参数提供了重要的地震学工具。最近了解到的磁声波日冕的活动性质，通过波引起的热不平衡现象表现出来，导致识别新的自然机制来解释观测到的波的属性。在各种日冕等离子体结构中，慢波的频率依赖性阻尼仍然是一个悬而未决的问题，因为传统的波阻尼理论无法与观测结果相匹配。我们表明，占回反应引起的热不平衡的波动导致的阻尼时间和振荡周期之间的关系的修改，由线性理论规定的慢驻波。修正后的关系不是幂律形式，而是以平衡等离子体条件和日冕加热/冷却过程的性质作为自由参数。它很容易解释所观察到的缩放阻尼时间与期间的慢波在热日冕环路。未知的日冕加热过程的功能形式，与所观察到的频率相关的阻尼，地震学揭示。
2022-05-11 astro-ph.SR
Solar $p$-mode damping rates: insight from a 3D hydrodynamical simulation
空间飞行任务CoRoT和Kepler为类太阳光探测器提供了丰富的高质量光度数据。现在可以测量数百个主序星和数千个红巨星的阻尼率。然而，在地震参数中，模式阻尼率仍然知之甚少，因此几乎没有用于推断恒星的物理性质。以前的方法模型模式阻尼率的基础上混合长度理论或一个solid-stress方法来模拟湍流对流。虽然能够掌握问题的主要物理原理，但这些方法对于提供定量估计以及对每个物理机制的相对贡献的明确答案几乎没有帮助。因此，我们的目标是评估能力的三维流体动力学模拟推断的物理机制负责阻尼类太阳振荡。为此，太阳能高空间分辨率和长时间的流体动力学三维模拟计算的ANTARES代码允许探测湍流对流和正常模式的模拟箱之间的耦合。实际上，模拟的正常模式在模拟的超绝热层中经历真实的驱动和阻尼。因此，研究模拟中简正模的性质提供了对模式物理的独特见解。我们表明，这样的方法提供了对太阳能阻尼率的约束，并能够解开的湍流压力，气体压力，辐射通量和对流通量的贡献的扰动相关的相对贡献。最后，我们得出结论，使用正常模式的3D数值模拟是可能的，并可能能够揭示各自的作用，负责模式阻尼的不同物理机制提供的时间持续时间的模拟是足够长的。
2019-03-13 astro-ph.SR
Surface Alfven Wave Damping in a 3D Simulation of the Solar Wind
在这里，我们调查的贡献，表面阿尔芬波阻尼的太阳风加热的最低条件。这些波存在于密度或磁场（如磁场）的强不均匀性区域。例如，在一个实施例中，开放和闭合磁场线之间的边界）。利用三维磁流体动力学（MHD）模型，我们计算了1-4个太阳半径之间的表面阿尔芬波阻尼贡献，这是加速和日冕加热的感兴趣区域。我们认为波的频率低于那些被阻尼在色球层和那些主导日光层的顺序。在开放和封闭场线之间的区域，在几个太阳半径的表面，没有其他主要的阻尼源已被建议为我们考虑在这里的低频波。这项工作是第一个研究表面阿尔芬波在3D环境中没有假设先验的几何场线或磁场和密度分布。我们确定，频率>2.8x10^-4 Hz的波在1-4个太阳半径之间衰减。在平静的太阳区域，表面阿尔芬波在比活跃区域更远的距离处被阻尼，从而携带额外的波能量进入日冕。我们比较了表面阿尔芬波加热的一个变量多变的指数的贡献，发现它的数量级大于安静的太阳区域所需的。对于活动区域，对加热的贡献为20%。正如有人认为，变量伽马作为湍流，我们的研究结果表明，表面阿尔芬波阻尼是比较低的日冕湍流。这种阻尼机制应包括自相一致的能源驱动器的风在全球磁流体模型。
2009-08-21 astro-ph.SR
Exploring Damping Properties of IRIS Bright Points using Deep Learning Techniques
本研究利用IRIS和深度学习技术分析了太阳色球和过渡区亮点的多普勒速度振荡阻尼特性，发现不同太阳区域的阻尼率存在差异且冕洞区域阻尼更高，为理解太阳能量耗散过程提供了新见解。
2024-08-04 astro-ph.SR
Observations of pores and surrounding regions with CO 4.66 μm lines by BBSO/CYRA
太阳对一氧化碳（CO）的观测表明，在太阳色球层下部存在着温度较低的气体。本文介绍了利用大熊太阳天文台的低温红外光谱仪（CYRA）观测到的孔隙区、静日区和网状磁场区的CO 4.66 μm谱线。利用4.66 μm附近的CO强谱线，研究了不同太阳特征和不同磁场强度下太阳低层大气的热结构特性。观测中还包括AIA 1700磁谱图像、HMI连续图像和磁图。并首次采用Bifrost程序进行了三维辐射磁流体动力学（MHD）模拟，并与观测结果进行了比较。我们使用RH代码来合成网络区域中的CO线轮廓。随着磁场强度的增加，CO 3-2 R14线中心强度有增强或减弱的变化，这可能是由于不同尺寸的磁通量管的加热效应不同所致。在CO 3-2 R14谱线中心强度像中发现了几个冷泡，它们可分为两类。一种是位于没有磁场的安静太阳区域。另一种是在磁场附近或被磁场包围的，过去很少报道。值得注意的是，有些位于磁网络的边缘。利用Bifrost和RH程序对三维磁流体动力学模型进行了数值模拟，再现了两种冷泡的形态以及冷泡强度与网络磁场强度的关系。模拟结果还表明，在网络磁场附近存在一个冷等离子体团，导致了在CO 3-2 R14谱线中心图像中观察到的冷气泡。我们的观察和模拟表明，磁场在某些CO冷泡的产生中起着至关重要的作用。
2022-11-14 astro-ph.SR
Solar-like oscillations in massive main-sequence stars. I. Asteroseismic signatures of the driving and damping regions
受最近在大质量恒星V1449 Aql中检测到随机激发模式的启发（Belkacem等人，2009年b），已经知道是一个$β$仙王座，我们理论上研究的驱动湍流对流。通过使用一个完整的非绝热计算的阻尼率，再加上计算的能量注入率，我们提供了一个估计的模式的振幅所激发的对流区域引起的铁不透明凸块和对流核心。尽管在这样的对流区域的动力学特性的不确定性，我们证明，都能够有效地激发$p$模式以上的CoRoT观测阈值和太阳振幅。此外，我们强调每个对流区，我们希望这将有助于确定一个负责类太阳振荡提供的潜在的asteroseismic诊断，并给这个对流区的约束。即将进行的工作将致力于扩展调查的可能性太阳般的振荡整个赫兹-罗素图。
2009-11-04 astro-ph.SR
Convective Excitation and Damping of Solar-like Oscillations
由于CoRoT和开普勒任务，过去十年中，星震学得到了迅速发展。有了更详细的星震观测资料，就有可能准确地推断出振荡是如何在太阳型恒星中被驱动和消散的。我们已经进行了三维（3D）恒星大气模拟与一维（1D）恒星结构模型的关键基准关闭和亚巨星从理论的角度来研究这个问题。基于解析表达式，从三维和一维恒星模型中提取了模式激励率和阻尼率。模态速度振幅由随机激励和线性阻尼之间的平衡确定，然后允许基于从头算和无参数建模首次估计最大振荡功率$ν_{\max}$的频率。我们对我们的数值计算结果和观测数据进行了详细的比较，并对我们所有的目标恒星取得了非常令人鼓舞的一致性。这开启了使用这种逼真的3D流体动力学恒星模型来预测HR图上类似太阳的振荡的令人兴奋的前景，从而能够准确估计恒星的质量，半径和年龄等属性。
2020-05-21 astro-ph.SR
A Kinetic Alfven wave cascade subject to collisionless damping cannot reach electron scales in the solar wind at 1 AU
太阳风中的湍流被认为会产生能量级联，主要由MHD尺度下的阿尔文波或阿尔文波动和动力学尺度下的动力学阿尔文波（KAWs）支持。线性朗道阻尼随波数的增加而增加，在某一点，阻尼变得如此之强，以至于能量级联完全耗散。一个模型的能量级联过程中，包括线性碰撞无阻尼的KAWs和相关的复合的阻尼在整个级联过程中的影响，用于确定波数的能量级联终止。据发现，这个波数发生时，大约$|γ/ω|\simeq 0.25$，其中$ω(k)$和$γ(k)$，分别是，KAWs的实际频率和阻尼率和比率$γ/ω$的传播角接近90度相对于平均磁场的方向在极限评估。
2010-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measuring Collisionless Damping in Heliospheric Plasmas using Field-Particle Correlations
提出了一种创新的场-粒子关联技术，该技术使用电磁场和粒子速度分布函数的单点测量来研究与弱碰撞等离子体（如太阳风）中湍流波动的无碰撞阻尼相关的能量从场到粒子的净转移。除了提供场和粒子之间能量转移的局部速率的直接估计之外，它还提供了关于能量转移在速度空间中的分布的重要新信息。这种速度-空间特征可用于确定太阳风中湍流波动衰减的主要无碰撞机制。这种新的场粒子相关技术的应用说明使用简化的情况下，朗缪尔波的朗道阻尼在静电1D-1V伏拉索夫-泊松等离子体，显示该程序既估计本地的能量转移率从静电场的电子，并表明这种相互作用的共振性质。修改的技术，使单点航天器测量的领域和粒子诊断的湍流波动的太阳风碰撞阻尼进行了讨论，产生一种方法，有可能改变我们的能力，最大限度地提高科学回报，从当前和即将到来的航天器任务，如磁层多尺度（MMS）和太阳探测器加任务。
2016-07-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Linear and Non-Linear Landau Resonance of Kinetic Alfvén Waves: Consequences for Electron Distribution and Wave Spectrum in the Solar Wind
研究了太阳风中的动力学Alfven波湍流，结果表明非麦克斯韦电子分布函数对太阳风等离子体动力学有重要影响。线性朗道阻尼导致平行电子分布函数中的平台的形成，其显著减小朗道阻尼率。波的非线性散射等离子体粒子被推广到短波长，它被发现，对于太阳风参数，这种散射是占主导地位的过程相比，三波衰减和合并的波矢量范围。合并这些影响导致陡峭的频谱之间的惯性和耗散范围的频谱指数在2和3之间。该区域可以被标记为散射范围。在太阳风等离子体中已经观察到这种陡峭化。
2010-08-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Effects of electron drift on the collisionless damping of kinetic Alfvén waves in the solar wind
各向异性Alfvénic湍流的无碰撞耗散是解决太阳风加热问题的一个有希望的候选者。广泛的研究考察了简单麦克斯韦或双麦克斯韦等离子体中阿尔文波的动力学性质。然而，在太阳风中观测到的电子速度分布函数更为复杂。在这项研究中，我们分析了动力学阿尔文波在等离子体中的两个漂移电子布居的性质。我们数值求解线性化的麦克斯韦-弗拉索夫方程组，发现阻尼率和动力学阿尔芬波的质子-电子能量分配显着修改等离子体中，相比没有电子漂移的等离子体。我们认为，电子漂移是一个重要的因素考虑时，考虑的阿尔夫文湍流的耗散在太阳风或其他$β\sim 1$天体物理等离子体。
2015-05-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Damping and power spectra of quasi-periodic intensity disturbances above a solar polar coronal hole
我们研究了在AIA 171飞秒和193飞秒通带中看到的太阳极冕洞上方的强度扰动，旨在提供对其物理性质的更多见解。研究了频率为0.07 ~ 10.5mHz的强度扰动的阻尼谱和功率谱。强度扰动的阻尼往往在较低频率处更强，并且它们在980”以下的阻尼行为（为了比较，分支在945”处）与上面发生的情况不同。AIA 171和AIA 193的强度扰动阻尼没有显著差异。强度扰动的功率谱指数在AIA 171射电望远镜中比在AIA 193射电望远镜中稍小，但差异在一个σ偏差之内。在较低的高度，在8- 40分钟的周期范围内，功率谱中存在一个额外的增强分量。而针状体的功率谱与其伴随的强度扰动高度相关，这表明强度扰动的功率谱可能是针状体和波动活动的混合。我们认为极冕洞中的每一个强度扰动可能是由针状活动触发的一系列独立的慢磁声波。
2016-02-16 astro-ph.SR
The amplitude of solar p-mode oscillations from three-dimensional convection simulations
太阳p模振荡的振幅是由随机激励和模式阻尼，这两者都发生在表面对流区。然而，对流的时间依赖性，湍流性质使得它很难通过使用传统的一维流体静力学模型的自洽研究激励和阻尼过程。为此，我们对太阳大气进行了\textit{ab initio}三维流体动力学数值模拟，以研究p模如何在太阳中驱动和消散。在模拟中的表面对流的描述是自由的可调参数通常采用在传统的一维模型。模式激励和阻尼率计算的基础上的分析表达式，其成分直接从三维模型进行评估。与激励和阻尼率都可用，我们估计的理论振荡幅度和频率的最大功率，$ν_{\max}$，为太阳。我们比较我们的数值计算结果与日震观测，发现令人鼓舞的两者之间的协议。这里提出的数值方法提供了一种新的方式来调查负责模式驱动和阻尼的物理过程，并应适用于所有的太阳型振荡星。
2019-07-18 astro-ph.SR
The generation and damping of propagating MHD kink waves in the solar atmosphere
将太阳上层大气加热到一百万度以上和将太阳风加速到每秒几百公里所需的非热能的来源仍然不清楚。提供所需能量通量的一种机制是不可压缩的扭转阿尔文和扭结磁流体动力学（MHD）波，它们是由太阳普遍而复杂的磁场支持的磁主导波。特别是，最近已经观察到传播的MHD扭结波在整个太阳大气中无处不在，但是，直到现在，扭结波能量在整个太阳大气中传输的关键细节还不清楚。在这里，无处不在的波被利用的统计研究在高度动态的太阳色球层。这个大规模的调查允许确定色球扭结波速度功率谱，一个缺失的环节，必要的确定光球和日冕之间的能量传输。最重要的是，功率谱包含的证据表明，水平光球运动是在静止的太阳扭结波产生的主要机制。此外，测量的日冕功率谱的比较，揭示频率依赖的传输配置文件表明有增强阻尼的扭结波在较低的日冕。
2014-01-28 astro-ph.SR
Formation of the penumbra and start of the Evershed flow
本文研究了活动区NOAA 11490中一个小孔周围半影形成阶段的视线光球等离子体流的变化。我们使用了高空间，光谱和时间分辨率的数据集获得的干涉二维光谱仪（IBIS）在NSO/邓恩太阳望远镜，以及太阳动力学观测卫星（SDO/HMI）上的日震和磁成像仪所采取的数据。在半影形成之前，我们观察到孔周围环形区域内部的谱线发生红移，以及与远离孔的相反磁极性相关的材料发生蓝移。我们发现，经典的Evershed流发生在一个非常短的时间尺度-1 - 3小时-而半影形成。在相同的时间间隔内，我们发现半影中的磁场倾斜度发生了变化，半影边缘附近的垂直场实际上改变了符号，而总磁场显示出显著的增加，约为400 G。为了解释这些和其他观察有关的半影的形成和Evershed流的发病，我们提出了一个方案，其中半影形成的磁通量从周围的初始孔冠层拖下来。当下沉的磁场下降到太阳表面以下，磁对流开始时，埃弗谢德流就开始了。
2016-04-19 astro-ph.SR
Damping of slow magnetoacoustic oscillations by the misbalance between heating and cooling processes in the solar corona
在太阳日冕结构中经常观察到快速衰减的慢磁声波，这为日冕等离子体的地震学诊断提供了一个很有前途的工具，包括其物理特性。考虑到场向热导率和辐射冷却与某些未指定加热率之间的波动引起的不平衡，研究了日冕环中静止慢磁声振荡的阻尼效应。允许非绝热项任意大，对应于观测值。导热系数取其经典形式，并假设加热函数对密度和温度的幂律依赖性。分析是在线性状态和无限磁场近似下进行的。波动动力学被发现是高度敏感的特征时间尺度的热不平衡。根据某些值的不平衡时间尺度的波的演化的三个制度，即制度的抑制阻尼，增强阻尼的阻尼率下降到观测值，和声学过稳定。具体的制度是由依赖的辐射冷却和加热功能的物理参数的等离子体附近的扰动热平衡。观测到的和理论推导的衰变时间和振荡周期的比较，使我们能够约束日冕加热功能。对于典型的日冕参数，所观察到的性能的常设慢磁声振荡可以很容易地再现与合理选择的加热功能。
2019-07-16 astro-ph.SR
Slow Mode Oscillations and Damping of Hot Solar Coronal Loops
本文研究了温度不均匀性对重力分层日冕环中慢模的周期、周期比（基波与一次泛音）和阻尼时间的影响。光学薄辐射，压缩粘度和热传导的影响被认为是。在低$β$条件下，将线性化的一维磁流体动力学（MHD）方程简化为四阶常微分方程。数值结果表明，非等温环（即温度从环底到顶点的增加）的周期比等温环的周期小。在辐射，粘度和热传导的存在下，温度梯度的增加，其次是单调减少的周期（与等温的情况下相比），而周期比原来是一个敏感的函数的温度梯度和环路长度。我们验证了辐射耗散不是等温和非等温热冕环的主要冷却机制，并且对周期的影响很小。热传导和压缩粘滞是热冕环慢模衰减的主要机制。在压缩粘度和/或热传导耗散的存在下的周期和阻尼时间与在特定情况下观察到的数据是一致的。通过调整耗散参数，可以使周期和阻尼时间与更一般情况下的观测结果一致。
2012-06-02 astro-ph.SR
Damping of slow surface kink modes in solar photospheric waveguides modeled by one-dimensional inhomogeneities
鉴于最近的兴趣磁流体动力学（MHD）波在孔隙和太阳黑子阴影，我们研究的阻尼慢表面扭结模式（SSKM）建模太阳光球波导与圆柱形的不均匀性，包括一个统一的内部，一个统一的外部，和一个连续的过渡层（TL）之间。执行本征模分析线性，电阻，无重力MHD，我们的方法是理想化的，除其他事项外，我们的平衡结构仅在径向方向。尽管如此，我们可以同时解决两个阻尼机制，一个是欧姆电阻率，另一个是尖点和Alfv $\acute{\rm e}$ n连续体中SSKM的共振吸收。我们发现，这两种机制的相对重要性敏感地依赖于磁雷诺数（$R_{\rm m}$）。共振吸收是唯一的阻尼机制，实际上大的$R_{\rm m}$值，和尖点共振一般占主导地位的Alfv $\acute{\rm e}$ n之一，除非轴向波数是在观测相关范围的下端。我们还发现，薄边界近似仅在TL宽径比远小于名义预期时才成立。欧姆电阻率对于实际上小的$R_{\rm m}$更为重要。即使在这种情况下，SSKM也只是轻微阻尼，在我们检查的参数范围内，阻尼时间与周期之比达到$\sim 10$。
2020-12-31 astro-ph.SR
Damping mechanisms for oscillations in solar prominences
小振幅振荡是双折射/灯丝中常见的特征。这些振荡似乎是本地的性质，与日珥等离子体的精细结构，同时流动和逆流也存在。现有的观测证据表明，小振幅振荡，激发后，阻尼在短的空间和时间尺度上的一些尚未很好地确定的物理机制（S）。通常，这些振荡已被解释为线性磁流体动力学（MHD）波，本文回顾了最近提出的理论阻尼机制，以解释所观察到的衰减尺度。这些机制包括通过非绝热过程的热效应、质量流、非均匀介质中的共振阻尼和部分电离效应。通过将每个机制产生的空间和时间尺度与从观测中获得的尺度进行比较，评估每个机制的相关性。最后讨论了日珥地震学的最新理论成果在日珥地震学中的应用，旨在确定日珥等离子体中难以直接测量的物理参数。
2010-03-23 astro-ph.SR
Selective spatial damping of propagating kink waves due to resonant absorption
有观测证据表明，扭结波的传播是由光球运动驱动的。这些扰动，解释为扭结磁流体动力学（MHD）波衰减，因为它们向上传播的太阳日冕。在本文中，我们表明，共振吸收提供了一个简单的解释，这些波的空间阻尼。本文用圆柱形太阳磁通量管模型研究了扭结磁流体动力学波。假设频率为实频率，纵波数为复波数，解析计算了共振吸收产生的阻尼长度和单位波长阻尼。由共振吸收引起的扭折波传播的阻尼长度是频率的单调递减函数。对于低频率的扭折波，阻尼长度正好与频率成反比，我们将其表示为TGV关系。当移动到高频率时，TGV关系仍然是阻尼长度对频率的实际依赖性的非常好的近似。这种依赖性意味着共振吸收是选择性的，因为它有利于低频波，并且可以有效地从扭结波的宽带频谱中去除高频波。它是选择性的，因为阻尼长度与频率成反比，使得阻尼随着频率的增加而变得更严重。这意味着径向不均匀性可能导致太阳能波导成为宽带干扰的自然低通滤波器。因此，扭结波列沿着，例如，日冕环，将有更大比例的高频分量消散在大气层的较低位置。这可能对太阳大气中波加热的空间分布产生重要影响。
2010-04-26 astro-ph.SR
On the Formation of Penumbrae as Observed with the German VTT, SOHO/MDI, and SDO/HMI
太阳磁场在太阳内部产生，并在太阳表面弹出，形成活动区。当磁场出现在表面时，它会形成各种结构，如小磁性元素、孔隙和太阳黑子。这些形成过程的性质在很大程度上是未知的。在这篇文章中，我们详细介绍了太阳黑子的形成，特别是半影的形成。我们报告的意见，我们获得了在德国VTT在2009年7月4日在AR 11024点的形成。这一数据集是由SOHO/MDI提供的数据完成的，它提供了整个时间范围。此外，AR 11024的演变与2010年11月13日左右AR 11124中的半影形成的特定事件进行了比较，使用SDO/HMI的强度图像。我们的结论是，两个过程有助于增加的磁通量的太阳黑子：（1）合并孔，（2）新兴的两极，其中的黑子极性迁移到和合并的斑点。当半影形成区域时，本影中的磁通量和最大场强保持恒定或略微增加，即半影的形成与原斑的通量出现和通量增加相关联。如果两个毛孔合并，或者如果一个毛孔与一个原始斑点合并，就会产生一个光桥。这最初的光桥在进一步的进化中溶解。
2011-02-04 astro-ph.SR
Estimation of turbulent proton and electron heating rates via Landau damping constrained by Parker Solar Probe observations
本文利用帕克太阳探针前两次近日点观测数据，结合Howes等人2008年稳态级联模型，通过朗道阻尼机制估计太阳风质子与电子加热率，验证了模型在较高β_p下的适用性及其对β_p的强依赖关系。
2023-01-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Two-fluid simulations of waves in the solar chromosphere II. Propagation and damping of fast magneto-acoustic waves and shocks
穿过太阳色球等离子体的波和激波受到其部分电离和弱碰撞耦合的影响，并且可能变得容易受到多流体效应的影响，类似于星际激波。在这项研究中，我们考虑快速磁声冲击波的形成和传播的分层介质中，这是由一个水平的磁场，具有类似的性质，太阳色球。等离子体和中性粒子的演变是使用两种流体的代码，演变成一组耦合方程两个单独的流体建模。我们观察到，在中性和等离子体中的波，最初耦合在上层光球，成为在色球层的更高的高度解耦。这种退耦可能是冲击波阵面处的特征空间尺度（变得类似于碰撞尺度）或波频率、离子回旋频率和碰撞频率与高度之间的关系变化的结果。退耦高度是波频率、波幅和磁场强度的敏感函数。我们观察到，去耦导致波的阻尼和背景温度的增加，由于摩擦加热。分析和数值结果之间的比较，使我们能够分离的作用，非线性效应的线性波的解耦和阻尼。
2019-08-14 astro-ph.SR
Damping of Propagating Kink Waves in the Solar Corona
自从在日冕中发现了无处不在的传播扭折波以来，阿尔夫文波又重新引起了人们的兴趣。{It长期以来，人们一直认为阿尔文波在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。为此，必须了解使其能量转移到等离子体的机制。通过共振吸收的模式转换被认为是扭折波阻尼的主要机制之一，并且被认为在能量传递过程中起关键作用。本研究探讨使用冠状多通道偏振仪（CoMP）在静止的冠状环传播扭结波的阻尼。基于相干性的方法被用来跟踪多普勒速度信号的波，使我们能够调查的空间演变的速度扰动。向外传播波与向内传播波的功率比用于估计相关的阻尼长度和品质因数。为了能够准确估计这些量，我们提供了适合于拟合模型的似然函数的第一次推导，以从离散傅立叶变换获得的两个功率谱的比率。极大似然估计用于将指数阻尼模型拟合到作为频率的函数的功率比的观测变化。我们证实早期的迹象表明，传播扭结波正在经历频率依赖性阻尼。此外，我们发现，阻尼率降低，或等效的阻尼长度增加，达到更高的日冕较长的日冕循环。
2019-04-18 astro-ph.SR stat.AP
Analysis of Lower Hybrid Drift Waves in Kappa Distributions over Solar Atmosphere
Kappa分布和损失锥特征经常被观测到，耀斑辐射具有低杂波的特征。本文分析了大耀斑、正常耀斑和日冕条件下垂直传播的漂移波不稳定性的Kappa分布和损失锥特征。在分析增长/阻尼率的同时，我们了解到，对于所有三种情况，EM波的传播的增长都随着kappa分布指数的增加而增加。在传播比较中，大耀斑表现出较小的增长相比，正常和日冕等离子体。当在Kappa分布中加入损耗锥特征时，我们发现电磁波的传播发生了阻尼。在这三种情况下，电磁波的衰减率都随垂直温度和损耗锥指数的增加而增加，但在大耀斑时衰减很大，而在日冕情况下衰减正常。这表明低混杂阻尼可能是日冕加热的来源。
2021-02-02 astro-ph.SR
Phase mixing of propagating Alfv{é}n waves in a single-fluid partially ionized solar plasma
本研究针对太阳大气加热问题，采用单流体近似研究部分电离等离子体中Alfvén波的相位混合阻尼，发现部分电离下阻尼长度更短，特定电离度范围的波可提供足够加热平衡宁静太阳色球辐射损失。
2023-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Influence of Opacity on Inferred MHD Wave Signatures in the Lower Solar Atmosphere
Northumbria University（诺森比亚大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）；ASI, Italian Space Agency（意大利航天局）；University of Oslo（奥斯陆大学）
通过高分辨率观测和SIR反演，研究太阳孔隙中不同频率振荡的视向速度与磁场变化，发现高频振荡与向上传播的磁声波一致，而低频振荡的相位差异可能源于不透明度效应。
2026-06-03 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
The Effects of Non-Equilibrium Velocity Distributions on Alfvén Ion-Cyclotron Waves in the Solar Wind
本研究利用ALPS求解器对比太阳风质子实测VDFs与双麦克斯韦拟合VDFs的阿尔文模特性，发现VDF结构对波增长/阻尼率影响显著，解释了双麦克斯韦模型不稳定性阈值无法完全约束观测的问题。
2023-08-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
