Coronal rain as a marker for coronal heating mechanisms
据报道，在H-α，Ca II H和K或其他日冕雨色球线的观测可以追溯到天空实验室任务的日子。由于相对于背景的强度对比度很高（如果在边缘观察，则发射明亮，或者如果在圆盘上观察，则吸收黑暗），这些冷的斑点经常被观察到从活动区域上方的高日冕高度落下。对这一壮观现象的物理解释已经提出，这要归功于对具有足点集中加热的环路的数值模拟，这是一种在日冕中自然形成冷冷凝的加热情景。这种效应被称为“灾难性冷却”，是日冕雨的主要解释。在这项工作中，我们进一步研究这种现象和加热机制之间的联系在电晕。我们首先分析观测日冕雨在肢体中的Ca II H线进行的SOT仪器板上的日之出卫星。然后，我们比较观察与1.5维MHD模拟的环路被加热的小尺度离散事件集中向足点（这可能来自，例如，从磁重联事件），并在光球产生的阿尔文波。据发现，如果一个环加热主要是从阿尔芬波日冕雨被抑制，由于他们产生的特征均匀加热。因此，日冕雨不仅可以指示日冕环加热的空间分布，而且可以指示加热本身的媒介。因此，我们建议日冕雨作为日冕加热机制的标志。
2009-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
Key Aspects of Coronal Heating
我们强调了日冕加热的十个关键方面，在我们考虑要解决的问题之前必须了解这些方面。(1)所有的日冕加热都是冲动的。(2)日冕加热物质的细节。(3)日冕中充满了元素磁性。(4)日冕中充满了密集的电流片。(5)这些股必须重新连接，以防止无限的压力积累。(6)纳米火花以不同的频率重复。(7)能量释放的特征量是多少？(8)是什么导致了循环的集体行为？(9)能量释放的起始条件是什么？(10)色球纳米耀斑不是日冕等离子体的主要来源。在解决日冕加热问题方面取得重大进展需要协调各种方法：观测研究，场对准流体动力学模拟，大规模和局部三维MHD模拟，以及可能的动力学模拟。这些方法中的每一种都有独特的价值，社区必须努力更好地协调。
2015-03-27 astro-ph.SR
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Coronal Heating Law Constrained by Microwave Gyroresonant Emission
为什么日冕比可见的太阳表面热得多的问题仍然困扰着太阳研究人员。大多数日冕加热理论都涉及日冕磁场和相关热结构之间的紧密耦合。这种耦合是基于两个事实：（i）磁场是日冕中能量的主要来源;（ii）热传递优先沿着磁场发生，而穿过磁场被抑制。然而，关于日冕加热的大多数信息来自于对EUV或软X射线发射的分析，它们对磁场并不明显敏感。本文采用了另一个电磁通道--太阳黑子微波回旋共振辐射，它对磁场和热等离子体都很敏感。我们使用非线性无力场重建的磁骨架穿着的热结构所规定的场对齐的流体动力学来约束日冕加热模型。我们证明了微波回旋共振发射是非常敏感的日冕加热的细节。我们推断加热模型参数与观测一致。
2021-01-11 astro-ph.SR
New Evidence that Magnetoconvection Drives Solar-Stellar Coronal Heating
磁能是如何在日冕中注入和释放的，使其保持在几百万度的温度，仍然是难以捉摸的。日冕加热一般随磁场强度的增加而增加。通过比较三维活动区日冕场的非线性无力模型和观测到的极紫外线环，我们发现：（1）本影到本影的日冕环，尽管植根于最强的磁通量，是不可见的;（2）最亮的环一只脚在本影或半影，另一只脚在另一个太阳黑子的半影或单极或混合极性的斑。本影到本影环的不可见性是磁对流驱动太阳-恒星日冕加热的新证据：显然，\underline{both}末端的强本影场抑制了磁对流，从而抑制了加热。从广义上讲，我们的研究结果表明，取决于在双脚的场强，光球脚的日冕循环对任何对流星可以产生或淬火日冕加热循环的身体。
2017-06-25 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
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
Solar Coronal Heating by Gravity-Induced Resonant Emission
太阳日冕加热是一种非线性量子力学现象。电晕是X射线和电离的强大来源&这种辐射的发射是量子力学的，并且水平高度不稳定到飞秒量级。像碰撞电离这样的能量转移的线性方法实际上是不可行的。我们提出了这一问题的机制，并讨论了它的物理机制，发现它是一个多光子吸收的非线性过程，类似于超快激光的多重电离。在这里，我们讨论了所有日冕元素电离的能量收支，发现gire是足够的。太阳日冕加热平衡太阳系的能量质量条件，是一个经典的数学问题，但它是通过一个非线性的量子力学过程来完成的。
2019-03-26 astro-ph.SR
A Contemporary View of Coronal Heating
长期以来，确定导致太阳和许多其他恒星的外层大气达到比其表面温度高几个数量级的温度的加热机制（或机制）一直是一个关键问题。几十年来，这个问题一直被称为日冕加热问题，但现在很清楚，“日冕加热”不能孤立地处理或解释，整个太阳大气层的加热必须作为一个高度耦合的系统来研究。已知恒星的磁场扮演关键角色，但是，尽管太阳望远镜、计算能力和对理论机制的更深入理解有了重大进步，但哪种机制或哪几种机制是色球层和日冕能量的主要供应者的问题仍然悬而未决。继最近取得的实质性进展之后，我们考虑了最有可能的竞争者，并讨论了导致并且仍然导致确定实际（日冕）加热机制如此困难的关键因素。
2012-06-26 astro-ph.SR
Dependence of Coronal Loop Heating on the Characteristics of Slow Photospheric Motions
帕克假说（Parker（1972））假设日冕环的加热是由于重联而发生的，这是光球运动将磁力线编织到电流片形成点时引起的。在这方面的贡献，我们解决的问题，光球运动的性质如何影响加热的编织冕环。我们设计了一系列的边界驱动程序和量化的复杂性和螺旋度注入他们的属性。我们研究了一系列长时间的全电阻MHD模拟，其中一个模拟的日冕环，最初均匀的磁力线组成，是受这些光球流。不断驱动环的编织，直到可以表征由驱动器引起的行为差异。结果表明，加热是至关重要的光球驱动程序的性质-相干运动通常会导致更少的大能量释放事件，而更复杂的运动会导致更频繁，但能量较低的加热事件。
2015-08-20 astro-ph.SR
The Effect of the Chromospheric Temperature on Coronal Heating
最近的观测和数值研究表明，在太阳色球层中存在着各种各样的热结构。由于过渡区的热相互作用是日冕加热的关键，因此值得研究色球层的不同热结构如何产生不同的日冕性质。本文利用MHD方法模拟日冕环的阿尔文波加热，研究了色球温度对日冕性质的影响。为此，而不是解决的辐射转移方程，我们采用了一个简单的辐射损失函数，使色球温度很容易调整。当色球层较热时，由于色球层向更大的高度延伸，磁环的日冕部分变短，增强了传导冷却。因此，需要更大的环路长度来保持高温电晕抵抗热传导。从我们的数值模拟中，我们得到了一个条件的日冕形成相对于半圈长度$l_{\rm loop}$在一个简单的形式：$l_{\rm loop} > a T_{\rm min} + l_{\rm th}$，其中$T_{\rm min}$是在大气中的最低温度和参数$a$和$l_{\rm th}$有负的依赖于日冕场强。我们的结论是，色球温度对日冕加热有不可忽略的影响，对于小长度和弱日冕场的环。特别是色球加热的增强可以阻止日冕的形成。
2022-10-05 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
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
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 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
Signatures of Coronal Heating Mechanisms
亚光球运动或太阳低层大气中的磁重联产生的阿尔芬波似乎是日冕加热的良好候选者。然而，日冕也可能被磁重联更直接地加热，耗散发生在电流片中。从观测上区分这两种加热机制是一项极其困难的任务。我们进行1.5维MHD模拟的日冕环受到每种类型的加热，并得出观测量，可以让这些被区分。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-scale Energy Release Events in the Quiet Sun: A Possible Source for Coronal Heating
本研究针对日冕加热问题，结合Solar Orbiter与SDO观测及磁场外推技术，发现宁静太阳多尺度能量释放事件的磁自由能演化与171埃极紫外辐射强度强相关，证实其对日冕加热有潜在贡献，揭示了光球磁场演化与日冕温度变化的关联。
2025-03-20 astro-ph.SR
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
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
A unified picture of swirl-driven coronal heating: magnetic energy supply and dissipation
针对日冕加热问题，通过三维辐射磁流体动力学模拟分析宁静太阳的漩涡，发现其占总磁能约一半，可通过磁重联触发日冕加热事件且事件频率呈类幂律分布，为纳米耀斑驱动源提供候选。
2025-08-20 astro-ph.SR
A turbulence-driven model for heating and acceleration of the fast wind in coronal holes
提出了一个在冕洞中产生快速太阳风的模型，该模型依赖于由在太阳大气中向上传输的MHD波动的湍流耗散主导的加热。尺度分离的输运方程包括大尺度场、横向阿尔芬涨落和由于过渡区附近的平行剪切引起的小的压缩耗散。该模型考虑了质子温度、密度、风速和波动幅度，如在遥感和原位卫星数据中观察到的。
2009-11-27 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
Signatures of impulsive localized heating in the temperature distribution of multi-stranded coronal loops
我们通过流体动力学模拟研究了不同日冕加热状态对多股日冕环差分发射测量（DEM）的影响。我们认为加热均匀分布沿回路或本地化接近色球足点，在稳定和脉冲条件。我们的模拟表明，凝结在顶部的环路形成时，局部加热是脉冲的脉冲节奏时间短于等离子体冷却时间，脉冲能量低于一定的阈值。凝聚不产生可观察到的签名在全球DEM结构。相反，DEM冠状峰被发现敏感的脉冲节奏的时间。我们的模拟也可以解释TRACE、SOHO和Yohkoh观测到的暖稠密环和热稠密环。然而，他们无法重现过渡区和冠状DEM结构与一组独特的参数，这概述了需要一个更现实的描述过渡区。
2009-12-14 astro-ph.SR
Transition region contribution to AIA observations in the context of coronal heating
本文研究了太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）观测到的日冕环过渡区和日冕的相对贡献。使用EBTEL（基于焓的环路热演化）流体动力学模拟，我们对具有多个长度和能量通量的环路进行建模，这些环路由从具有不同斜率和事件之间最小延迟的幂律分布中提取的事件随机加热，以研究这些参数中的每一个如何影响可观察的环路属性。我们产生AIA强度从电晕和过渡区的每个实现。用这些不同参数生成的模型内和模型之间的变化说明了窄带成像对冠状加热细节的敏感性。然后，我们分析了过渡区和日冕发射从一些观察到的活动区域，并发现广泛的协议与模型中的趋势。在模型和观测中，过渡区的亮度都很显著，通常比所有六个“日冕”AIA通道的日冕亮度都要大。我们还确定了一个反比关系，符合加热理论，之间的斜率的差异发射测量（DEM）冷却的峰值温度和观测到的比率的日冕过渡区强度。这些结果突出了窄带观测的使用和在日冕加热研究中适当考虑过渡区的重要性。
2020-12-03 astro-ph.SR
Stellar Activity and Coronal Heating: an overview of recent results
本文综述太阳与类太阳恒星日冕观测的互补价值，说明恒星磁场和日冕研究如何揭示晚型恒星活动、日冕加热机制及太阳 X 射线活动的长期演化。
2015-02-25 astro-ph.SR
Parallel-cascade-based mechanisms for heating solar coronal loops: test against observations
太阳日冕环的加热是日冕加热问题的核心。鉴于快速太阳风的起源已经被追踪到具有过渡区甚至色球温度的大气层，因此值得尝试解决所提出的为太阳风提供基底加热的机制是否也适用于日冕环。我们扩展的循环研究的基础上，一个经典的平行级联的情况下，最初提出的太阳风的背景下，考虑到环膨胀的影响，并进行参数研究，直接对比计算的环密度和电子温度与那些测量的TRACE和YOHKOH/SXT。这种比较得出的结论是，在观测上受SUMER测量值约束的波振幅下，虽然计算出的循环可能占SXT循环的很大一部分，但与TRACE循环相比，它们似乎太热了。降低波的振幅并不能解决这个矛盾，引入磁扭曲将使比较更不可取。我们的结论是，纳米耀斑加热方案更好地解释了紫外线循环，而基于双折射的稳定加热机制可能在工作中加热一小部分软X射线循环。
2014-06-04 astro-ph.SR
Turbulent Coronal Heating Mechanisms: Coupling of Dynamics and Thermodynamics
上下文光球的运动打乱了穿过日冕环的强轴向磁场的足迹，引起湍流的非线性动力学，其特征是场向电流片的连续形成和消散，能量在小尺度上沉积，并发生加热。以前的研究表明，电流片的厚度是数量级小于目前最先进的观测分辨率（~700公里）。瞄准为了理解日冕加热和正确解释观测结果，研究这样一个系统的热力学是至关重要的，在这个系统中，能量是在未解决的小尺度上沉积的。方法.完全可压缩的三维磁流体动力学模拟进行了解日冕加热的热力学在磁约束的太阳日冕。结果我们发现，温度是高度结构化的尺度低于观测分辨率和非均匀分布，使只有一小部分的日冕物质和体积得到加热在每一个时间。结论.这是一个多热系统，其中较热和较冷的等离子体束被发现一个接一个，也在次分辨率尺度上，并表现出时间动态。
2012-08-12 astro-ph.SR
Observing the Roots of Solar Coronal Heating - in the Chromosphere
太阳的日冕比它的5,000 K光球热数百万度。这个加热之谜通常是通过调用在日冕高度的非热能沉积来解决的，这些热能是由对流和光球附近的磁场之间的相互作用产生的。然而，目前还不清楚日冕加热是如何发生的，以及日冕是如何充满热等离子体的。我们表明，在日冕高度的能量沉积不能是日冕加热的唯一来源，揭示了一个显着的日冕物质供应机制，是从下面驱动，在色球层。我们量化了用Hinode和SOHO观察到的谱线的不对称性，并确定了微弱但无处不在的上升流，其速度在广泛的磁场配置和温度从10万到几百万度之间是相似的（50-100 km/s）。这些上升流的时空相关，并有类似的向上的速度，最近发现，冷（10,000 K）色球射流或（II型）针状。我们发现这些向上流动是普遍和普遍的。由质量守恒和观测到的排放措施约束的数量级估计表明，这些针状体提供的质量可以发挥重要作用，在提供电晕与热等离子体。这些事件的性质与日冕环模型不相容，后者只包括日冕高度的纳米耀斑。我们的研究结果表明，一个显着的一部分加热和激励的日冕发生在色球高度，与色球射流。
2009-06-30 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
Magneto-Thermal Coupling and Coronal Heating in Solar Active Regions Inferred from Microwave Observations
针对太阳日冕加热机制不明的问题，通过分析8个太阳活动区的微波观测数据并结合模型模拟，发现稳态或高频小能量释放加热更吻合观测，明确了日冕环磁场强度和加热率的标度律，且共振腔波传输/反射模型最优。
2025-08-26 astro-ph.SR
Observations and numerical models of solar coronal heating associated with spicules
针状体被认为是日冕质量和能量平衡的重要贡献者。虽然以前的观测提供了一个短暂的瞬态增亮的日冕，与针状体，这些意见一直有争议，是一个激烈的辩论的主题，无论是在建模和观测方面。因此，尚不清楚等离子体是否与针状体一起被加热到日冕温度。我们使用高分辨率观测色球和过渡区的界面区域成像光谱仪（IRIS）和日冕的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的证据表明，形成的日冕结构与针状物质抛射和加热等离子体过渡区和日冕温度。我们的观察结果表明，一个显着的一部分的高度动态的环扇环境与plage地区可能是这样的新冠链的形成的结果，以前被解释为传播的瞬态传播日冕扰动（PCD）的过程。我们的观测得到了2.5D辐射MHD模拟的支持，该模拟显示了与针状体相关的日冕温度加热。我们的研究结果表明，加热和强大的流量发挥了重要的作用，在保持环扇的子结构，除了波渗透到这个低日冕环境。
2017-10-18 astro-ph.SR
Contribution of phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating in multi-harmonic loop oscillations
日冕环的扭结振荡被详细地观察和研究，因为它们通过MHD地震学提供了对日冕环结构的独特探测，并通过Alfvén波的相位混合提供了对日冕加热的潜在测试。特别是，最近的观察表明，除了基模之外，环路的驻振荡通常还涉及更高的谐波。这些扭结振荡的阻尼解释模式耦合与阿尔文波。我们调查的后果波为基础的日冕加热的高次谐波和日冕加热观测签名，我们可以用来推断高次谐波扭结振荡的存在。我们进行了一组非理想的磁流体动力学模拟，通过模式耦合的磁通管的扭结振荡的阻尼建模。我们的MHD模拟参数的基础上的地震反演的观察，其中的前三个谐波检测。我们研究了阿尔文波的相位混合，导致系统中的热沉积，我们应用地震反演技术的MHD模拟输出。我们发现由于扭结振荡的阻尼触发的阿尔文波的相位混合引起的加热相对较小，但是我们可以说明i）由于随后的低阶谐波阻尼，加热位置如何漂移。我们还解决了高次谐波和边界壳层的宽度在能量沉积中的作用。我们的结论是，由于相混合的日冕加热似乎没有提供足够的能量来维持太阳日冕的热结构，即使在多谐振荡，这些振荡的发展中发挥抑制作用的较小尺度的结构。
2018-04-27 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
Steady-State Heating of Diffuse Coronal Plasma in a Solar Active Region
本研究通过三维建模与微波及极紫外观测协同，验证活动区最佳磁热模型，发现高频能量释放的稳态加热机制，且元素丰度无显著异常。
2025-06-23 astro-ph.SR
Periodic Coronal Rain Driven by Self-consistent Heating Process in a Radiative Magnetohydrodynamic Simulation
本文利用MURaM代码开展三维辐射磁流体动力学模拟，首次在活动区中自洽再现周期性日冕雨及强度脉动，揭示其源于热非平衡下的循环能量演化，并刻画了复杂时空分布的日冕加热率，为理解日冕加热过程提供了新模板。
2024-08-30 astro-ph.SR
Coronal heating
本文综述日冕加热的观测表现与相关物理机制，指出其与太阳等离子体中的波、激波、不稳定性和磁重联等MHD过程密切相关。
2024-09-20 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
Chromospheric and Coronal heating in active region plage by dissipation of currents from braiding
目前还不清楚是哪些物理过程导致了恒星大气温度随高度的急剧增加，即色球（$\sim$ 10，000 K）和日冕（几百万K）加热问题。对类太阳恒星的统计研究表明，色球和日冕的辐射在全球范围内是相关的，这在原则上限制了潜在加热机制的理论模型。然而，到目前为止，对太阳的空间分辨观测令人惊讶地未能在小空间尺度上显示出类似的相关性，使得模型约束不足。在这里，我们使用独特的协调高分辨率观测色球层（从界面区域成像光谱仪或IRIS卫星）和低日冕（从Hi-C 2.1探空火箭），和基于机器学习的反演技术，显示在几百公里的空间尺度上的色球层加热和低日冕之间的强相关性强磁场（“plage”）的地区。这些结果是兼容的最近先进的三维辐射磁流体动力学模拟中，由于编织的磁场线在大气深处形成的电流片的耗散负责加热等离子体同时色球和日冕温度。我们的研究结果提供了深入了解太阳活动区的加热机制的性质。
2022-11-15 astro-ph.SR
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
The universally growing mode in the solar atmosphere: coronal heating by drift waves
在流体和动力学漂移波理论的框架内，在太阳大气中的等离子体的加热进行了讨论。我们表明，加热所需的基本成分是在垂直于磁场矢量的方向上的密度梯度的存在。这种密度梯度是激发漂移波的自由能的来源。我们只使用建立良好的基础理论，在实验室等离子体实验验证。能量交换和加热的两种机制被示出同时发生：一个是由于朗道效应在平行于磁场的方向，和另一个，随机加热，在垂直方向。随机加热i）是由于波的静电性质，ii）对离子比对电子更有效，iii）主要在垂直方向上起作用，iv）比较轻离子更有效地加热重离子，以及v）可以容易地提供漂移波加热速率，该漂移波加热速率比目前认为足以用于日冕加热的值高几个数量级，即，对于活动区为$\simeq 6 \cdot 10^{-5} $ J/（m $^3$ s），对于冠状孔为$\simeq 8 \cdot 10^{-6} $ J/（m $^3$ s）。这种加热通过众所周知的效应自然地起作用，然而，这些效应超出了当前的标准模型和理论。
2009-06-11 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
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
Recent advances in coronal heating
日冕是太阳外层稀薄的大气，比太阳表面热几个数量级。这种“日冕加热问题”需要确定一个热源，以平衡由于热传导、辐射和（在某些地方）对流造成的损失。Theo Murphy会议本期中的评论论文概述了最近的观测发现、太阳大气中发生的物理过程的大规模和小规模数值模拟以及可能影响我们对拟议加热机制的理解的其他方面。与此同时，他们也提出了未来研究必须解决的方向和挑战。在这个简短的介绍中，我们总结了一些在本期中反复出现的问题和主题。
2015-10-04 astro-ph.SR
Exploring Plasma Heating in the Current Sheet Region in a Three-Dimensional Coronal Mass Ejection Simulation
我们模拟了一个日冕物质抛射（CME）使用三维磁流体动力学（MHD）代码，包括日冕加热，热传导，辐射冷却的能量方程。在1 R $_s$的磁通量分布是由一个局部的地下偶极子叠加在一个全球偶极子场，模仿全球日冕内的活动区域的存在。在极性反转线附近施加横向电场，以引入横向磁场，然后施加会聚流，以形成和破坏通量绳，从而产生喷发。我们研究负责等离子体加热和冷却的喷发过程中，包括热传导，辐射，绝热效应，日冕加热，欧姆加热的量。我们发现，欧姆加热是一个重要的贡献者热温度在当前片区域的早期爆发，但在后期阶段绝热压缩起着重要的作用，在加热等离子体。在整个重联过程中，热传导在将热能从电流片区域传输出去方面也起着重要作用，产生"热晕“并扩大高温区域。我们模拟发射从太阳望远镜为这次喷发，并发现有证据表明，从上面的耀斑环晚在喷发，绝热加热是占主导地位的加热项加热等离子体发射。这些结果提供了一个解释热超拱廊等离子体片，经常观察到的X射线和极紫外波长在大耀斑的衰变阶段。
2019-10-11 astro-ph.SR
The role of asymmetries in coronal rain formation during thermal non-equilibrium cycles
内容：热不平衡（TNE）产生了几个可观测的，可以用来限制太阳日冕加热的空间和时间分布。它的表现包括日珥的形成、日冕雨和日冕环中的长周期强度脉动。Auchère等人最近对与强度脉动相关的大量周期性日冕雨的观测，使这两种现象统一为TNE凝结和蒸发循环的结果。另一方面，弗罗门特等人观测到的许多强度脉动事件显示很少或没有日冕雨形成。目的：我们的目标是了解为什么一些TNE周期产生如此丰富的日冕雨，而其他周期产生很少或没有雨。方法：我们重建了Auchère等人报告的事件的几何结构，使用来自STEREO/SECCHI/EUVI的图像和来自SDO/HMI的磁图。然后，我们进行1D流体动力学模拟这一事件，不同的加热参数和变化的环路几何形状（9000模拟总数）。我们比较由此产生的行为模拟的TNE周期的Froment等人。不产生日冕雨。结果：我们的模拟表明，在相同的磁结构中，可以形成两个连续性和TNE循环（有和没有日冕雨）。我们表明，在TNE周期的日冕雨的形成取决于环的不对称性和加热。不对称环总体上不太可能产生日冕雨，不管加热。在对称环中，当加热也是对称时，日冕雨就形成了。在不对称环中，只有当加热补偿了不对称性时，雨才会形成。
2021-10-19 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Helicity in Coronal Heating
太阳物理学最大的挑战之一是了解太阳日冕的加热。大多数日冕加热的理论假设，自由能以磁扭曲/应力的形式被光球注入日冕，在那里自由能通过重联或波耗散转化为热量。然而，与扭曲/应力相关的磁螺旋度预计将被保存并出现在日冕中。在以前的工作中，我们表明，螺旋度与小规模的扭曲经历了一个反向级联通过随机重联在日冕中，并最终作为观察到的大规模剪切的细丝通道。我们的“螺旋度凝聚”模型既解释了暗条通道的形成，也解释了观测到的日冕环的光滑层状结构。在本文中，我们证明，使用螺旋度和能量守恒的数值模拟的光球运动驱动的日冕系统，该模型还提供了一个自然的机制加热日冕。我们表明，负责螺旋度凝结过程的重联所产生的热量足以解释所观察到的日冕加热。我们研究了螺旋度注入在确定日冕加热中的作用，并发现，至关重要的是，加热速率仅弱依赖于光球驱动的净螺旋度偏好。我们的计算表明，螺旋度为100%的运动对日冕的加热效率最低，螺旋度为0的运动对日冕的加热效率最高。我们讨论了这一结果的物理起源及其对观测到的日冕的影响。
2019-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Role of Magnetic Topology in the Heating of Active Region Coronal Loops
我们研究了日冕磁场拓扑结构中日冕环发射的演化。新的建模技术使我们能够研究活动区的磁场结构和能量释放。使用这些模型和高分辨率的多波长日冕观测从过渡区和日冕探测器（TRACE）和X射线望远镜（XRT）的日出，我们能够建立一个日冕环的光变曲线和相关的磁拓扑结构之间的关系NOAA活动区10963。我们检查循环，显示瞬态和稳定的排放，我们发现，显示许多瞬态增亮的循环位于域与大量的分离器。这种拓扑结构通过分离器处的磁重联为连续脉冲加热事件提供了环境。另一方面，具有相对恒定的X射线和EUV发射的环位于与分离器不相关的域中。这一结果意味着在这些区域中加热等离子体不涉及较大尺度的磁场重联，并且这些回路中的加热必须来自另一种机制，例如小尺度重联（即，纳米片）或波加热。此外，我们发现，循环，经历反复的瞬态增亮与分离器，具有增强的自由能。相比之下，我们发现一个孤立的瞬态增亮的情况下，似乎与分离器具有较小的自由能。
2010-09-10 astro-ph.SR
Solar coronal heating from small-scale magnetic braids
日冕磁场通过重联的弛豫被认为是加热活动区冕环等离子体的能量来源。然而，活动区日冕加热与解开磁辫的观测仍然稀疏。这种缺乏的原因之一可能是缺乏具有足够高的空间和时间分辨率的日冕观测来捕捉这一过程。利用太阳轨道器上极紫外成像仪（EUI）的高空间分辨率（太阳上250-270公里）和高节奏（3-10秒）的新观测，我们观察到不同活动区域的小规模日冕辫子的解开。解开与脉冲加热的气体在这些编织环。我们估计，覆盖在较冷的色球冠状结构上的日冕磁辫可能更常见。此外，我们的观测结果表明，在磁辫的松弛过程中，空间相干和间歇性的日冕加热的签名。我们的研究揭示了日冕中磁重联的温和和脉冲模式的运作。
2022-11-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Impulsive coronal heating during the interaction of surface magnetic fields in the lower solar atmosphere
太阳活动区核心的日冕等离子体被脉冲加热到5MK以上。造成这种脉冲加热的磁能源的性质和位置知之甚少。利用太阳动力学天文台对七个活跃区域的观测，我们发现大多数承载热等离子体的日冕环至少有一个立足点，这些立足点植根于太阳表面相互作用的混合磁极区域。当界面区域成像光谱仪空间任务的同时观测可用时，我们发现了热日冕环底部磁重联的光谱证据。我们的分析表明，太阳表面相反极性的磁斑的相互作用和重联过程中相关的能量释放是脉冲日冕加热的关键。
2020-12-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A self-consistent solar coronal heating model by Alfvenic waves
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）
该研究通过三维辐射磁流体力学模拟证实，太阳日冕主要由阿尔文波湍流主导的AC加热，占比至少80%，支持空间天气研究中AWSoM等阿尔文波湍流模型的应用。
2026-08-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Mechanical energy fluxes associated with saturated coronal heating in M dwarfs: comparison with predictions of a turbulent dynamo
根据经验，M矮星的X射线光度LX的上限约为热辐射通量Lbol的0.2%。在M矮星中的磁场产生于对流运动均分的极限下，我们利用恒星模型计算了阿尔芬波FA的能流随次表面对流区深度的变化。由于阿尔芬波波模式到达日冕的最佳机会，我们建议FA设置的机械通量Fmech，导致日冕加热的上限。这一建议定量地解释了M矮星经验上所报道的LX/Lbol的饱和值。
2016-02-09 astro-ph.SR
The influence of numerical resolution on coronal density in hydrodynamic models of impulsive heating
数值空间分辨率的影响，在模型中的太阳日冕和日冕/色球界面的脉冲加热范围内的幅度使用一维流体动力学模拟检查。结果表明，分辨率不足的主要影响是日冕密度。欠分辨环通常具有比经受相同加热的分辨环低至少两倍的峰值密度，在衰变阶段具有更大的差异。低分辨率环的温度也较低，这表明缺乏分辨率不会“阻碍”日冕中的热通量。在所有情况下，模型中的能量都保持在1%以下，这表明这不是低密度的原因。相反，我们认为，在欠解析循环的热通量“跳跃”的过渡区的致密色球层，它是辐射，而不是加热和烧蚀过渡区等离子体。这强调了日冕和色球层之间的相互作用只通过过渡区的介质发生。三维磁流体动力学日冕模型的影响进行了讨论。
2013-05-07 astro-ph.SR
Turbulence, Energy Transfers and Reconnection in Compressible Coronal Heating Field-line Tangling Models
MHD湍流长期以来一直被认为是帕克日冕加热方案框架内日冕环加热的一种机制。由于计算量大，迄今为止的研究大多集中在其动力学性质上，而没有考虑其热力学和辐射特性。在本文中，我们扩展了以前的研究可压缩制度，包括能量方程，通过使用HYPERION，一个新的并行化，粘阻，三维可压缩MHD代码。HYPERION采用Fourier配置-有限差分空间离散，并使用三阶Runge-Kutta时间离散。我们表明，平行于直流磁场的热传导的实施诱导的辐射发射集中在边界处，与色球-过渡区-日冕系统的性质相似。
2009-12-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
