The Thermal Instability of Solar Prominence Threads
在高分辨率的图像中，太阳黑子和暗条的精细结构看起来像又细又长的线。在对细丝的H-α观测中，一些细丝在它们似乎褪色并最终消失之前只能观察到5 - 20分钟，这表明这些细丝的寿命可能很短。不稳定性的存在可能是这种快速消失的原因。在这里，我们研究的日珥线程的热不稳定性作为其突然消失的H-α观测的解释。我们将日珥线建模为一个磁管，日珥条件嵌入日冕环境中。我们假设在横向方向上的物理性质的变化，使温度和密度连续变化从内部到外部的值在一个不均匀的过渡层，代表特定的双折射电晕过渡区（PCTR）的线程。我们使用非绝热和电阻磁流体动力学方程，其中包括由于热传导平行和垂直于磁场，辐射损耗，加热，和磁扩散的条款。我们结合分析和数值方法来研究线性扰动的平衡态，专注于不稳定的热解决方案。我们发现，热模式是不稳定的PCTR的温度高于80,000 K，大约。这些模式与温度扰动有关，由于等离子体的快速加热或冷却，温度扰动会导致平衡的变化。对于典型的突出参数，不稳定的时间尺度是几分钟的顺序，是独立的线程的PCTR内的温度分布的形式。这一结果表明，热不稳定性可能发挥了重要的作用，在观察线程的寿命短。
2011-02-11 astro-ph.SR
Magnetic Field Configuration of a Quiescent Prominence Revealed by Large-amplitude Longitudinal Oscillations in End-view Observations
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（暗物质与空间天文重点实验室，中国科学院紫金山天文台）；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
本文利用2023年12月4日端视观测的日珥大振幅纵向振荡，结合成像与光谱数据，通过两种方法计算磁凹陷曲率半径（90-220-10兆米）及横向磁场强度（25高斯），首次精确确定其三维正弦几何形状。
2025-10-24 astro-ph.SR
Spatial Damping of Propagating Kink Waves in Prominence Threads
横向振荡和传播波经常被观察到的线程的太阳磁/细丝，并已被解释为扭结磁流体动力学（MHD）模式。本文研究了在横向不均匀和部分电离日珥线中传播的扭折磁流体动力学波的空间阻尼。共振吸收和离子中性碰撞（考林扩散）是考虑的阻尼机制。考虑日珥条件，数值求解了部分电离磁通量管中共振扭折波的色散关系。在薄管近似和薄边界近似下，得到了波长和阻尼长度随扭折模频率变化的解析表达式。对于通常报道的线程振荡周期，共振吸收是一个有效的机制，扭结模式的空间阻尼，而离子中性碰撞有一个次要的作用。Cowling扩散在传播和阻尼中占主导地位，其周期比观察到的要短得多。共振吸收可以解释在日珥线中观察到的扭结波的空间阻尼。通过将观测到的波长和阻尼长度与理论预测值进行比较，可以估计出丝的横向不均匀长度尺度。然而，忽略横向不均匀层中密度分布的形式会导致不均匀性长度尺度的确定不准确。
2010-09-24 astro-ph.SR
A first look into the magnetic field configuration of prominence threads using spectropolarimetric data
我们显示了一个正在进行的调查，旨在确定配置的磁场向量的线程的一个静止的树篱日珥使用高空间分辨率的分光偏振观测在He I 1083.0 nm多重。数据包括一个静态的树篱日珥显示垂直线程的二维地图。这些观测是用特内里费岛红外线偏振计获得的，该偏振计安装在位于西班牙天文台的德国真空塔望远镜上。He I 1083.0 nm斯托克斯信号解释与反转码，它考虑到关键的物理过程，产生和/或修改圆和线性偏振信号在He I 1083.0 nm三重态：塞曼效应，各向异性辐射泵浦，和汉勒效应。我们目前的反演，即沿日珥和日珥线程的磁场矢量的强度和方向的初步结果。
2013-10-01 astro-ph.SR
Helical motions of fine-structure prominence threads observed by Hinode and IRIS
太阳黑子的精细结构动力学为理解其重要空间天气影响的物理性质提供了关键线索。我们报告的旋转运动的水平螺旋线在两个活跃的区域的双折射观测的\emph{Hinode}和/或\emph{IRIS}卫星在高分辨率的证据。在第一个事件中，我们发现了在天空平面上看到的速度高达55 km~s $^{-1}$的增亮线的横向运动。这种运动表现为典型周期为$\sim$ 390 s的正弦时空轨迹，这与旋转运动的天平面投影相一致。不同位置的相位延迟表明，相位速度为90- 270 km~s $^{-1}$的螺旋传播。在两天内至少发生了15次这样的运动，没有一次与任何喷发有关。对于这些事件，天空平面速度与垂直移动距离线性相关，暗示恒定的角速度。在第二次事件中，我们发现日珥顶部和底部的多普勒速度为30- 40 km~s $^{-1}$，方向相反，与天平面速度相当。移动线程的线宽大约是固定线程的两倍。这些观测结果结合在一起，为螺旋日珥螺纹的旋转提供了强有力的证据，这可能是由扭曲的日珥磁场和周围日冕场之间的磁重联引发的解旋扭曲驱动的。
2016-07-30 astro-ph.SR
Damped kink oscillations of flowing prominence threads
在高分辨率观测中，经常有关于太阳黑子中细线横向振荡的报道。观测的两个典型特征是振荡在时间上被阻尼，并且检测到沿着线程的同时质量流。流动导致密集的线沿着突出的磁性结构移动，同时线振荡。的振荡已被解释为常设磁流体动力学（MHD）扭结波的磁通量管，支持线程。阻尼最有可能是由于等离子体不均匀性引起的共振吸收。地震学技术是利用观测资料结合磁流体动力学理论来估计日珥的物理参数。本文从理论上研究了流动和共振吸收的联合作用对突出螺纹中扭结驻波振幅的影响。我们发现，流量和共振吸收可以是竞争的影响的幅度或两者都可以有助于阻尼的振荡，这取决于瞬时位置的线程内的突出的磁性结构。振幅分布偏离了静态通量管中共振阻尼扭结波的经典指数分布。与静态情况相比，流动还引入了振荡周期的渐进移位，尽管这种效应通常是次要的。我们通过使用旨在模拟真实观测的合成数据来测试地震学估计的鲁棒性。线流的影响可以显著地影响横向不均匀长度尺度的估计。随机背景噪音的存在增加了这种估计的不确定性。对于不考虑水流影响的地震学估计，需要谨慎。
2012-09-15 astro-ph.SR
One dimensional prominence threads: I. Equilibrium models
螺纹是太阳活动的基石，并且经常显示出随时间强烈衰减的纵向振荡运动。对所报道的振荡负责的阻尼机制尚未完全理解。为了理解日珥线的振荡和阻尼，必须首先研究在静态条件下以及在辐射损失、热传导和背景加热的存在下产生的平衡解的性质。这为计算螺纹模型的本征模提供了基础。用标准的数值方法求解了重力作用下流体静力平衡和热平衡的非线性常微分方程，并在一定的近似下导出了简单的解析表达式。方程的解代表了一个突出的线索，即，通过日珥日冕过渡区（PCTR）与日冕相连的一定长度的稠密冷等离子体区。的解决方案也可以匹配的色球层，如果被认为是一个空间依赖的加热功能定位周围的足点。我们已经获得了静态的解决方案，代表突出线程，并详细研究了这些解决方案对模型的不同参数的依赖。在其他结果中，我们已经表明，沿磁场线的多个冷凝是可能的，并且在模型中的部分电离的效果可以显着修改线程中的热平衡，因此它们的长度。这最后一个参数也被证明是可比的，在观察报告时，辐射损失减少典型的线程温度。
2021-06-11 astro-ph.SR
Self-consistent equilibrium models of prominence thin threads heated by Alfvén waves propagating from the photosphere
本文通过迭代求解能量平衡方程与 Alfvén 波方程，构建了由光球 Alfvén 波加热的日珥细丝一维自洽平衡模型，发现冷细丝长度受核心温度与波能通量制约，且波能通量过大时平衡无法存在。
2023-06-23 astro-ph.SR
Prominence fine structures in weakly twisted and highly twisted magnetic flux ropes
许多磁通量是由磁通量绳支撑的。一个重要的问题是我们如何确定磁通绳是弱扭还是强扭。本文试图检验弱扭和强扭磁绳所支持的磁结构是否能表现出不同的特征，以便从外观上区分这两种磁结构。我们进行了伪三维模拟的两个磁通量绳具有不同的扭曲。我们发现，由此产生的两种服从性在许多方面不同。由弱扭磁绳支撑的日珥主要由瞬变线组成，在日珥内部形成高速流动。它的角很明显。相反，由高扭曲磁通绳支撑的磁通绳主要由稳定的准静止线组成，包括较长的独立捕获线和较短的磁性连接线。还揭示了日珥脊在垂直方向上偏离磁绳轴和光球极性反转线在太阳表面的投影，特别是弱扭曲的磁通量绳。这两种类型的双折射在外观上有很大不同。还提出了在高捻通量绳中短丝的堆积可能是某些双绞线中垂直状丝的原因。
2022-09-14 astro-ph.SR
Inferring physical parameters in solar prominence threads
高分辨率的观测已经允许解决太阳的双折射/细丝的线程/原纤维集。然而，这些线程的物理参数的值和它们的结构仍然受到很差的约束。我们使用日珥地震学技术，通过磁流体动力学（MHD）模型和观测之间的比较，分析线程的横向振荡。我们应用贝叶斯方法来获得两种不同类型的信息。我们首先推断边缘后验分布的物理参数，如磁场强度或线程的长度，当一个完全填充管，部分填充管，和三个阻尼模型（共振吸收在Alfvén连续，共振吸收在慢连续，和考林扩散）被认为是一定的。然后，我们通过计算贝叶斯因子来比较替代MHD模型之间的相对相似性。对于磁场强度、线的长度、密度对比度和与阻尼模型相关联的参数，可以获得良好约束的概率密度分布。当比较阿尔文连续谱中共振吸收的阻尼模型、慢连续谱中的共振吸收和由于部分日珥等离子体电离而引起的考林扩散时，阿尔文连续谱中的共振吸收是解释现有观测的最合理的机制。值在1附近的基本和第一泛音扭结模式的周期之间的关系更好地解释了在长螺纹近似的周期比的表达式，而其余的值更可能在短螺纹限制的周期比。我们的研究结果表明，贝叶斯分析提供了有价值的方法进行参数推断和模型比较的背景下，日珥地震。
2018-12-18 astro-ph.SR
Multi-threaded prominence oscillations triggered by a coronal shock wave
在这项工作中，我们研究的因果关系之间的局部能量释放和远程突出振荡，突出有一个现实的线状结构。我们使用了一个开源的磁流体动力学（MHD）代码MPI-AMRVAC来创建一个多线程的突出体。我们引入了一个额外的能量源，激波由此产生，从而引起日珥振荡。我们研究了两种情况下，不同的源振幅，以分析其对振荡的影响。我们的结果表明，经常使用的钟摆模型不足以完全估计日珥振荡的周期，除了显示的源和线状日珥结构的影响需要考虑。初始冲击波的反复反射和透射发生在域内多个高温高密度梯度的特定位置。这包括位于磁弓足点的左右过渡区（TR），以及日珥和日冕之间的各种过渡区（PCTR）。这导致了压缩波的大量干扰。它们对振荡的回复力有贡献，导致周期偏离预期的摆模型，此外还导致归因阻尼的差异或甚至各种线程之间振幅的增长。伴随着由激波冲击引起的全球纵向运动，小尺度横向振荡也很明显。多个高频振荡代表磁声波的传播。我们看到的阻尼与能量的转换及其与周围日冕的交换有关。我们的模拟演示了不同线程之间的能量交换及其不同的振荡模式。
2021-11-17 astro-ph.SR
Formation and evolution of a multi-threaded prominence
研究了暗条通道及其上覆拱廊中日珥等离子体的形成和演化过程。我们建立了一个三维的时间依赖模型的中间静止日珥。我们结合磁场结构与一维独立模拟的许多通量管，一个三维剪切双拱圈，其中的热非平衡过程支配等离子体的演变。我们发现日冕中的凝聚体可以分为两类：线状凝聚体和团块状凝聚体。螺纹是大量的凝聚，徘徊在磁场线下降。斑点是普遍存在的小凝聚体，产生于整个暗条和覆盖的拱状磁结构中，并迅速下降到色球层。螺纹是总质量的主要贡献者。假设有一个合理的填充因子，日珥的总质量与观测结果是一致的。线程的运动基本上是水平的，而斑点沿着场向各个方向移动。两个群体的峰值速度相当。我们已经产生了合成图像的整个结构中的H $α$代理和在两个EUV通道的AIA仪器搭载SDO，从而显示等离子体在冷，暖，热的温度。我们的系统的预测差分发射措施同意非常好的观测。我们的结论是剪切拱状磁结构和热非平衡驱动的等离子体行为很好地符合典型的中间磁共振的丰富的观测证据。
2012-01-17 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in two-dimensional non-uniform prominence threads
我们分析了二维日珥线中共振阻尼横向扭折振荡的振荡特性。精细结构建模为圆柱对称的磁通量管与一个致密的中心部分突出的等离子体属性和抽空的部分，都包围着日冕等离子体。平衡密度允许在横向和纵向上非均匀变化，我们研究了纵向密度结构对周期，阻尼时间和阻尼率的影响，通过数值求解线性电阻磁流体动力学（MHD）方程计算的横向扭结模式。相关的参数是线的长度和真空管部分的密度，这两个量很难直接从观察中估计。我们发现，这两个强烈的影响振荡周期和阻尼时间，并在较小程度上的阻尼比。对扰动的空间分布和进入共振的能量通量的分析使我们能够解释获得的阻尼时间。对日珥地震学、二维磁通量管中共振阻尼扭折模式的物理学以及日珥等离子体的加热的意义进行了讨论。
2011-07-27 astro-ph.SR
Prominence Formation and Oscillations
日珥，或称暗条，是太阳大气中一种引人注目的现象。除了它们自身丰富的特征和动力学外，它们还与许多其他活动有关，如太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。在过去的几年里，我们一直在研究日珥的形成，振荡和喷发通过数据分析和辐射流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟。本文综述了我们在这方面的研究进展，包括：（1）在更新辐射冷却函数后，日冕凝结的速度比以前的工作有所加快：（2）一旦形成种子凝结，即使蒸发停止，它也可以通过虹吸流自发地生长;（3）得到了日珥螺纹长度与各种参数之间的标度律，表明高折射率的日珥螺纹往往较短，（4）长时间的日珥异相振荡可能是日珥爆发和日冕物质抛射的前兆;（5）振荡日珥线的集合可以解释逆流运动。
2014-07-05 astro-ph.SR
Tangled Magnetic Fields in Solar Prominences
太阳磁场是研究日冕磁场结构和演化的重要工具。在这里，我们考虑所谓的“绿篱”的连续性，其中包括细垂直线程。我们探讨了这种双折射是由纠缠的磁场支持的可能性。使用了各种不同的方法。首先，在一个纠缠的领域内的等离子体的动力学被认为是。我们发现，扭曲的形状的通量管显着降低了流速相比，超音速自由降落，将发生在一个直的垂直管。其次，线性无力模型的纠缠领域的发展，并考虑了这种领域的引力的弹性响应。我们证明，日珥等离子体可以支持的纠缠场的磁压力，不仅弥漫着观察到的密集线程，但也他们的本地环境。磁场强度约为10 G的纠缠场能够支撑观测到的氢密度为10^（11）cm^（-3）量级的日珥线。最后，我们认为所观察到的垂直螺纹是瑞利-泰勒不稳定性的结果。对日珥线内密度分布的模拟表明，峰值密度远大于平均密度。我们的结论是，纠缠领域提供了一个可行的机制，磁支持绿篱双折射。
2010-01-15 astro-ph.SR
Alfven wave heating in partially ionized thin threads of solar prominences
有观测证据表明，在太阳磁场线中存在频率范围很宽的小振幅横向磁流体动力学（MHD）波。据信，这些波在光球层被驱动，并沿着磁场线传播，直到悬浮在日冕中的双折射。部分电离日珥等离子体中MHD波能量的耗散是一种加热机制，其相关性需要探索。在这里，我们考虑一个简单的一维模型的非均匀细线程和调查加热与阿尔芬波耗散。该模型假设一个特设的密度分布和均匀的压力，而温度和电离度的自洽计算考虑LTE或非LTE近似的氢电离。阿尔芬波的宽带驱动器被放置在磁场线的一端，代表光球激发。在单流体近似下，通过求解部分电离等离子体的线性化MHD方程，得到了沿螺旋线的Alfvenic扰动，发现螺旋线部分电离部分的波加热足以补偿辐射冷却引起的能量损失。在LTE近似下，由于核心日珥温度的电离度低于非LTE近似下的电离度，因此加热量更大。这在LTE情况下由于双极扩散而导致更大水平的耗散。相反，在模型的热日冕部分，等离子体完全电离，波加热可以忽略不计。这个简单的模型的结果表明，MHD波加热可以是相关的能量平衡的连续性。需要在更精细的模型基础上进行进一步研究。
2021-03-30 astro-ph.SR
Kink oscillations of flowing threads in solar prominences
Hinode/SOT最近的观测表明，MHD波和质量流同时存在于太阳黑子的精细结构中。从理论上研究了日珥流动线中的扭结磁流体动力学驻波。我们将日珥精细结构模拟为一个嵌入日冕中的圆柱形磁管，其两端线绑在光球层中。磁柱是由一个区域与致密的日珥等离子体，这是沿着磁管流动，而其余的通量管被日冕等离子体占据。我们使用WKB近似获得的基本模式的周期和振幅的函数的流速的解析表达式。此外，我们解决了整个问题的数值方法与时间相关的模拟。我们发现，无论是周期和振幅的MHD驻波随时间变化的突出线程沿磁结构的流动。基本扭结模式是一个很好的描述的振荡的时间依赖性的演变，在WKB近似的解析表达式是一致的完整的数值结果。相对于静态情况，流动的存在修改了振荡的周期。然而，对于实际的流速，这种影响可能落在观测的误差条内。由于流动引起的振幅变化导致振荡的明显阻尼或放大，这可以修改由附加阻尼机制引起的实际衰减率。
2011-06-20 astro-ph.SR
Time evolution of plasma parameters during the rise of a prominence instability
我们提出了高空间分辨率的光谱偏振观测的一个静止的树篱日珥在他我1083.0 nm的三重态。观察包括一个时间序列，在坐和盯着模式的36分钟的持续时间。摄谱仪的狭缝穿过日珥主体，我们记录了单个垂直线的时间演化。最终，我们观察到一个黑暗的瑞利-泰勒羽状物的发展，它以17公里/秒的速度向上传播，投射到天空平面上。有趣的是，烟羽的顶点与日珥的丝线相撞，将它们推向一边。我们通过使用HAZEL代码解释He I Stokes剖面来推断多普勒频移、多普勒宽度和磁场强度变化。多普勒频移表明，线程集群一致地移动，而个别线程有振荡模式。关于羽流，我们发现了强烈的红移（9-12公里/秒）和大的多普勒宽度（10公里/秒），在羽流的顶点时，它通过突出的身体和解体之前。我们将红移与透视效应联系起来，而多普勒宽度更可能是由于局部温度的增加。没有发现与羽流通过相关的磁场强度的局部变化;这使我们得出结论，羽流并不比周围环境更磁化。最后，我们发现，一些线程振荡是局部阻尼，这使我们能够应用日珥地震学技术来推断额外的日珥物理参数。
2014-03-22 astro-ph.SR
Damping of prominence longitudinal oscillations due to mass accretion
研究了质量吸积对日珥线纵向振荡的阻尼作用。在这个模型中，我们考虑了一个薄的弯曲磁管充满等离子体。管的螺纹两侧的部分填充有热的稀薄等离子体。我们假设有稀薄等离子体流向线程所造成的等离子体蒸发在磁管脚点。我们的主要假设是，热等离子体在到达螺纹时瞬间被螺纹容纳，并且其温度和密度变得与螺纹的温度和密度相等。然后，我们推导出系统的常微分方程描述线程的动态。我们考虑线性和非线性振动。非线性减少了阻尼时间，但是这种减少很小。阻尼时间与吸积速率成反比。我们还得到振荡周期随时间减小。然而，即使对于我们的文章中考虑的最大初始振荡幅度，周期减小也不超过20%。我们得出结论，质量吸积可以迅速阻尼线程的运动。因此，这种机制可以解释所观察到的大振幅纵向振荡的强阻尼。此外，阻尼时间还可以用来确定质量吸积速率，间接地确定日冕加热。
2016-05-11 astro-ph.SR
Negative-energy waves in the vertical threads of a solar prominence
利用NVST、CHASE和SDO观测2023年日珥爆发初期垂直纤维的上行横向振荡，提出其相速度与流速相当源于负能量波不稳定性，并反演磁参数。
2024-04-04 astro-ph.SR
Formation and Characteristics of Filament Threads in Double-Dipped Magnetic Flux Tubes
色球蒸发-日冕凝聚模型是太阳暗条形成的主要机制之一，数值模拟结果证实了色球蒸发-日冕凝聚模型的正确性，该模型很好地解释了单倾角通量管中暗条的形成。然而，日冕磁场外推表明，一些磁场线可能具有一个以上的倾角。预期在这种情况下，与单浸渍磁通量管相比，形成过程将显著不同。本文基于蒸发-冷凝模型，对双浸磁通量管内细丝的形成进行了数值模拟。我们发现，只有在磁结构和加热的特定组合下，集中局部加热和具有深浸渍的长磁通量管，可以在双浸渍磁通量管中形成并保持两个螺纹。比较我们的参数调查与观察，我们的结论是，这种磁连接的线程由于多个倾角更有可能存在于静态的灯丝比活跃区的灯丝。此外，我们发现这些线程通常比独立捕获的线程短，这可能是为什么静态丝具有短线程的原因之一。磁性连接的这些特征也可以解释静止丝中的倒钩和垂直线。
2021-07-26 astro-ph.SR
Extension and validation of the pendulum model for longitudinal solar prominence oscillations
双折射的纵向振荡是太阳上常见的现象。这些振荡可用于推断灯丝磁场的几何形状和强度。以前的纵向振荡理论研究做了两个简化的假设：均匀重力和半圆形倾角的支持通量管。然而，重力是不均匀的，并且现实的倾角不是半圆形的。了解考虑太阳引力不均匀性对纵振荡的影响，并探讨不同通量管几何形状的单摆模型的有效性。我们首先推导出方程描述的等离子体沿通量管的运动，包括不均匀重力的影响，产生校正原来的钟摆模型。我们还计算了正常模式的完整的数值解，并将它们与新的钟摆近似进行比较。我们已经发现，非均匀重力引入了一个显着的修改中的钟摆模型。我们还发现了一个截止周期，即纵向振荡的周期不能超过167分钟。此外，考虑到不同的管的几何形状，周期几乎完全取决于曲率半径在底部的下降。我们的结论是，非均匀重力显着修改钟摆模型。这些修正对于日珥地震学是很重要的，因为曲率半径和最小磁场强度的推断值与旧模型有很大的不同。然而，我们发现，修正后的钟摆模型是相当强大的，仍然是有效的非圆形倾角。
2022-02-16 astro-ph.SR
Magnetic thread twisting in a simulated solar atmosphere
上下文等离子体流入伴随着太阳大气中的各种过程，如日冕环的加热和双折射的形成。目标。我们模拟了一个分层的太阳大气，其中模拟的日珥线程的经验，通过等离子体流入模拟形成过程中的密度积累。我们的目标是研究这样一个系统的相互作用与扭转扰动，以及可能的后果。方法.将线性化的运动方程和感应方程结合起来，分析光球足点处随机驱动的扭转扰动的空间和时间演化。结果我们的研究结果表明，磁性线程将经历扭曲放大。不同的源和汇的能量和相应的放大机制被确定。达到色球高度的螺纹最容易受到磁扭曲的影响，最大扭曲发生在它们的脚点附近。放大扭曲与沿模拟螺纹的驻波行为相关联。结论.我们的工作表明，扭转扰动可能在日珥螺纹内被放大，在足点处形成强烈的磁扭曲。背景磁场中的小长度尺度有利于放大过程。另一方面，背景密度中的小长度尺度抑制生长。可能的后果的放大扭曲，包括他们的作用，在支持致密的等离子体内的突出结构进行了讨论。
2022-08-04 astro-ph.SR
Fast magnetohydrodynamic oscillation of longitudinally inhomogeneous prominence threads: an analogue with quantum harmonic oscillator
前人的工作表明，在日珥螺纹的情况下，扭折振荡的二次谐波与一次谐波的频率比有趋向于3的趋势。我们的目的是研究纵向不均匀日珥线的磁流体动力学振荡，并阐明频率比的问题。经典Sturm-Liouville问题用于纵向不均匀等离子体密度的螺纹。我们发现，总压扰动沿螺纹的空间变化是由定态薛定谔方程，其中纵向不均匀的等离子体密度代表的势能。因此，该方程有界解的埃尔米特多项式。在螺纹表面的边界条件导致超越色散方程与贝塞尔函数。色散方程的细通量管近似表明，扭折波的频率与α（2n+1）成正比，其中α为密度不均匀性参数，n为纵模数。因此，在突出螺纹中，二次谐波和一次谐波的频率之比趋于3。色散方程的数值解表明，在外部密度纵向不均匀性较小的情况下，较厚的通量管的色散比仅略有减小，因此，薄通量管极限是日珥振荡的一个很好的近似。然而，较强的外密度纵向不均匀性可能导致较宽管的频率比发生显著偏移，从而使细管近似失效。用量子谐振子的振荡类比来解释日珥线中二次谐波和一次谐波频率比趋向3的趋势，其中日珥线的密度不均匀性起着势能的作用。
2014-03-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Reconstruction of a helical prominence in 3D from IRIS spectra and images
空间仪器，例如{ \it Hinode}卫星上的太阳光学望远镜和具有高时空分辨率的界面区成像光谱仪所获得的双折射图像揭示了双折射的巨大动力学性质。等离子体结属于双折射，它似乎沿着垂直和水平的线状环运动，具有高度的动力学性质。本文的目的是重建的3D形状的螺旋日珥观察了两个半小时的IRIS。根据IRIS \ion{Mg}{ii} k谱，我们计算日珥内部等离子体的多普勒频移，并根据狭缝图像（SJI）{我们推导出天空平面中的横向场。最后，我们得到了三维节点的速度矢量场。我们重建了九个节点沿椭圆运动的真实轨迹。日珥在天球平面上的螺旋状结构主要是由于长的线拱（高达8 $ \times 10^4$ km）的投影效应。绳结或多或少沿着水平线运行，速度达到65 km/s $^{-1}$。主要驱动力是气体压力。
2017-06-25 astro-ph.SR
Model comparison for the density structure along solar prominence threads
静止日珥的精细结构通常被模拟为密度增强，称为线程，它占据了一个较长的磁通量管的一小部分。然而，沿磁场的质量密度分布是未知的，在日珥波研究中采用了几种任意的替代方案。我们提出了沿日珥精细结构的场取向密度的理论模型的比较。我们考虑洛伦兹，高斯和抛物线轮廓。我们比较他们的理论预测的基本横向扭结模式和第一泛音之间的周期比，以获得估计的密度之间的比例管的中心部分和它的脚点，并评估哪一个将更好地解释观察到的周期比数据。贝叶斯参数推断和模型比较技术的开发和应用。参数推断需要计算后验分布的密度梯度参数的条件下的可观察的周期比。模型比较涉及计算作为周期比函数的边际似然，以获得每个密度模型的可验证性，并计算贝叶斯因子，以量化每个模型的相对证据，给定周期比观测值。洛伦兹密度分布，等离子体密度集中在管的中心周围，似乎提供了最合理的反演结果。一个高斯分布将需要不切实际的大值的密度梯度参数和一个抛物线密度分布并不能使我们得到很好的约束后验概率分布。然而，我们的模型比较结果表明，证据点的高斯和抛物线的配置文件的周期比在2和3之间，而洛伦兹配置文件是更大的周期比值的首选。
2015-05-13 astro-ph.SR
The role of ambipolar heating in the energy balance of solar prominences
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3)（公共代码计算应用研究所）
本文研究了反极扩散在日珥能量平衡中的作用，通过一维模型探讨了反极加热如何补偿辐射损失并产生稳定的中性流。
2026-03-17 astro-ph.SR
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread. I. Effects of prominence magnetization and mass loading
太阳磁共振是由部分电离的等离子体形成的，其粒子间的碰撞频率通常与磁流体动力学处理无关。在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。我们进行2.5D的两种流体（电荷-中性粒子）的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）在一个光滑变化的界面之间的日珥线程和日冕的模拟。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了粘度，热导率和中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，以及摩擦加热。本文探讨了RTI动力学对日珥平衡位形的敏感性，包括支撑日珥线的磁场强度和剪切力，以及日珥质量负载量的影响。我们表明，在小尺度下，一个现实的光滑的双电晕接口导致定性不同的线性RTI演变比预期的不连续的接口，而磁场剪切具有稳定的影响，降低增长率或消除不稳定性。在非线性阶段，我们观察到，在场剪切的存在下的不稳定性的发展导致形成的相干和相互作用的2.5D磁结构，这反过来又会导致大量的等离子体流穿过磁场线和相关的去耦的流体速度的电荷和中性粒子。
2020-12-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Observations and Magnetic Field Modeling of a Solar Polar Crown Prominence
我们目前的观测和磁场建模的大极冠日珥，爆发于2010年12月6日。SDO/AIA和STEREO $\_$ Behind/EUVI的组合使我们能够看到这个隆起在肢体和椎间盘上的精细结构。我们专注于这个突出的结构和动力学爆发前。这个日珥包含两个部分：一个主要包含水平线的活动区部分，和一个主要包含垂直线的平静太阳部分。在日珥通道的北侧，AIA和EUVI都观察到明亮的特征，这些特征似乎是环的下腿，这些环在上面然后加入到暗条中。观测到丝状物质频繁地从活动区部分水平喷射到安静的太阳部分。这种喷射导致在活动区和安静太阳之间的边界附近形成密集的柱状结构（黑暗垂直线的集中）。利用磁绳插入法，基于SDO/HMI的视线磁图建立了非线性无力场模型。这些模型的一个重要特征是磁绳与周围的光球层有联系，因此磁绳的轴向通量沿暗条路径变化，模型中磁力线倾角的高度和位置与观测到的日珥大致相同。模型和观测结果之间的比较表明，通道北侧的明亮特征是变成通量绳的磁力线的小腿。我们认为，等离子体可以注入到日珥沿这些场线。虽然模型与观测结果吻合得很好，但也有一些有趣的差异。例如，模型不能再现观察到的垂直螺纹，也不能解释密柱结构的形成。
2012-08-07 astro-ph.SR
Seismology of Standing Kink Oscillations of Solar Prominence Fine Structures
我们研究了直立扭折磁流体动力学（MHD）振荡的日珥精细结构建模为一个直的和圆柱形的磁管，只有部分填充的日珥材料，其两端固定在两个刚性的墙壁代表太阳光球。日珥等离子体部分电离，在日珥线和日冕介质之间存在一个横向不均匀的过渡层。因此，离子中性碰撞和共振吸收被认为是阻尼机制。在薄管近似和薄边界近似下，导出了基本模态的周期、阻尼时间及其比值的近似解析表达式。我们发现，占主导地位的阻尼机制是共振吸收，它提供的阻尼比与观察一致，而离子中性碰撞是无关的阻尼。阻尼比的值是独立的突出线程的长度和它在磁管内的位置，并与一个管完全充满了突出等离子体的值相一致。我们的研究结果的意义的MHD地震学技术的背景下进行了讨论，指出，报告的短周期（2 - 10分钟）和短波长（700 - 8,000公里）线程振荡可能不符合一个驻波解释，并可能与传播波。最后，我们表明，一些突出的物理参数，如反演，Alfvén速度、磁场强度、横向不均匀性长度尺度等，是可能的使用观测确定的值的周期和阻尼时间的振荡以及这些数量的分析近似。
2010-08-30 astro-ph.SR
Spectro-imagery of an active tornado-like prominence: formation and evolution
龙卷风中气流的性质是一个悬而未决的问题。虽然太阳动力学天文台（SDO）上的AIA成像仪允许我们在五个小时内跟踪龙卷风状日珥的全球结构，但界面区成像光谱仪（IRIS）和多减法双通光谱仪（MSDP）允许获得其精细结构的等离子体诊断。我们的目标是解决两个问题。在有倾角的磁绳结构中，观测到的等离子体旋转在概念上是可以接受的吗？在龙卷风状日珥中等离子体密度是如何分布的？我们计算了视线速度和非热线宽使用高斯拟合的Mg II线和平分线方法的H-α线。利用一维NLTE辐射转移理论模型，通过Mg Ⅱ谱线积分强度和轮廓拟合方法确定了Mg Ⅱ的电子密度。在H-α和Mg II的h和k线观测到的日珥的全球结构符合一个具有倾角的磁场结构配置。沿着快速变化的垂直和水平结构，在这两条线上观察到的红移和蓝移区域的相干多普勒频移被检测到。然而，在日珥顶部的龙卷风由多条细线组成，其气流方向相反，表明是逆流而不是旋转。令人惊讶的是，我们发现日珥顶部的电子密度（10^11 cm^{-3}）可能比日珥内部的电子密度大。我们认为，龙卷风是在一个形成状态与冷却的热等离子体在第一阶段，并在此之后，一个阶段的泄漏所形成的斑点与大的横向流动的材料沿长循环延伸远离紫外线日珥顶部。日珥两侧存在如此长的磁场线，将避免龙卷风状的日珥真正围绕其轴旋转。
2021-06-08 astro-ph.SR
Magnetic Structure and Dynamics of the Erupting Solar Polar Crown Prominence on 2012 March 12
我们对2012年3月12日爆发的极冠日珥进行了调查。SDO/AIA在东南侧观测到的日珥（端视图）显示了一个准垂直线结构。在爆发前171埃的日珥上部周围观察到明亮的U形/角状结构，并在爆发期间变得更加突出。STEREO-B的盘面图显示，这个长日珥是由一系列垂直的线组成的，在喷发时呈现半环状结构。我们利用SDO和STEREO-B的观测资料，通过研究日珥在爆发前和爆发过程中的结构和动力学，重点研究了日珥垂直线的磁支持。我们还建立了一系列的磁场模型（剪切拱圈模型、扭曲磁绳模型和双曲磁通管（HFT）不稳定模型）。各种观测特性似乎有利于扭曲的磁通绳模型。我们发现，支持日珥的通量绳在快速上升阶段开始时进入环面不稳定状态，大约一小时后出现重联的特征（爆发后拱廊，新的U形结构，上升的斑点）。在喷发期间，AIA观察到在171埃处的吸收中看到的暗带，对应于在304埃处显示的亮带，这可能是由于喷发的灯丝材料沿着新重新配置的磁场回落造成的。在所有AIA EUV通道中也观察到了爆发日珥拱廊内边缘的增亮，这可能是由上升日珥下方重联释放的能量加热引起的。
2015-05-26 astro-ph.SR
Formation and plasma circulation of solar prominences
太阳日冕是太阳外层大气或日冕中存在的一种长寿命的冷而致密的等离子体幕。几十年来，它们形成的物理机制，特别是它们内部的血浆循环机制一直不确定。在静止磁场中观察到的普遍存在的向下流动很难解释，因为具有高电导率的等离子体似乎穿过水平磁场线移动。在这里，我们提出了三维数值模拟日珥的形成和演变的一个细长的磁通量绳作为一个结果，在原位等离子体凝聚燃料的连续等离子体蒸发从太阳色球。日珥的诞生和维持是在一个支离破碎的，高度动态的状态下，连续再现多个斑点和线程结构，主要是沿着质量加载的场线向下拖动。日珥等离子体循环的特征是日珥等离子体流回色球层和日珥等离子体通过连续凝聚形成之间的动态平衡。等离子体从色球层蒸发，凝结到日冕的日珥中，然后流回色球层，建立了一个稳定的色球-日冕等离子体循环。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日珥的合成图像与实际观测非常相似，在椭圆形的日冕空洞下有许多动力学线程。
2016-03-17 astro-ph.SR
Prominence seismology using small amplitude oscillations
静止的日冕是一层薄薄的冷的、致密的等离子体，嵌在更热、更稀有的日冕中。虽然它们的整体形状相当不规则，但它们的内部结构通常由大量平行的细线堆叠在一起组成。日珥经常显示出周期性的扰动，主要是在谱线的多普勒位移中观察到的，其振幅通常为或小于2- 3 km s $^{-1}$，这个值似乎比日珥等离子体的特征速度（即阿尔文和声速）小得多。这些小振幅日珥振荡的两个特点是，它们似乎在几个周期内衰减，而且它们似乎不影响整个日珥结构。此外，在高空间分辨率的观测，其中线程可以辨别，小振幅振荡似乎清楚地与这些精细结构的成分。日珥地震学试图将这些观测结果（例如周期、波长、阻尼时间）和它们的理论模型（通过磁流体力学理论）结合起来，以深入了解无法从直接观测中得出的日珥的物理特性。在本文中，我们讨论的工作还没有被描述在以前的评论，即第一个地震学应用到太阳的日珥振荡和衰减的理论进展。
2009-02-24 astro-ph.SR
Two Kinds of Dynamic Behavior in a Quiescent Prominence Observed by the NVST
本文利用新真空太阳望远镜对静止日珥中的两种动力学行为进行了高分辨率观测，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）和小尺度振荡。在+0.3 A的Ha红翼图像中，KHI被认为是快速发展的逆时针/顺时针旋转的涡状结构，它是由日珥羽流表面/界面上的强烈剪切流运动产生的。KHI增长率估计约为0.0135 +（-）0.0004和0.0138 +（-）0.0004。我们的观测结果进一步表明，质量流的剪切速度（即超音速）足够快，以产生强烈的变形的边界和克服的约束表面张力力。这种流动驱动的不稳定性可能在太阳辐射等离子体传输过程中起重要作用。在Ha线心像上观察到垂直于日珥线的小尺度振荡。振荡周期呈非单调变化，呈现出先缓慢减小后增大，再快速增大后减小的两种变化规律。这两个变化周期的线程振荡被观察到是不稳定的整个周期，他们是本地的性质。我们的研究结果表明，小尺度线振荡可能是日冕中的磁流体动力学波。
2018-07-20 astro-ph.SR
Fine Magnetic Structure and Origin of Counter-Streaming Mass Flows in a Quiescent Solar Prominence
我们提出了一个静止的日珥，这是由一个垂直的和一个水平的脚包围上覆的脊椎，逆流的质量流是无处不在的日珥高分辨率的观测。当水平脚和脊柱连接到太阳能表面时，垂直脚悬挂在太阳能表面上方，并由半圆形气泡结构支撑。泡沫先是崩溃，然后在一个类似的高度重新形成，最后开始长时间的振荡。我们发现气泡边界的坍缩和振荡与气泡底部的耀斑状特征密切相关。根据观测结果，我们提出日珥应该是由一个上覆的水平脊包围着一个低洼的水平脚和一个垂直脚组成，其中水平脚是由部分沿脊延伸的较短的场线组成，其两端与太阳表面相连，而垂直足由由于脊柱场的下垂而导致的堆积的凹陷组成并且由寄生极性形成的双极磁系统支撑（即，泡沫）。垂直底足中的上升流可能是由于气泡与上覆倾角之间的分离器处的磁重联侵入持续的下降流场而形成逆流质量流的图像。此外，水平脚内的逆流流动可能是由于两端压力不平衡造成的。
2015-11-14 astro-ph.SR
Persistent fast kink magnetohydrodynamic waves detected in a quiescent prominence
太阳等离子体线的小尺度、周期性、横向运动常被解释为磁流体动力学（MHD）波。在这里，我们观察到小规模的无衰减横向振荡在一个静止的日珥，他们似乎是无所不在的。辐射强度和视线多普勒频移的振荡周期约为位移振荡周期的一半。这一特征与磁通管中的快扭折模波吻合得很好。所有的运动线程振荡横向空间同相，并没有表现出显着的阻尼在整个可见的部分，表明快速扭结MHD波持续供电和持续耗散能量转移到周围的等离子体在安静的电晕。然而，我们的计算表明，单靠快速扭结MHD波所吸收的能量并不能支持平静太阳的日冕加热。
2022-01-19 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
振荡和传播波在细丝的高分辨率观测中很常见，即，太阳灯丝/双折射的精细结构。由于日珥等离子体的温度通常在10^4 K的量级，因此日珥等离子体只被部分电离。在本文中，我们研究的中性粒子对波的传播在一个丝状线程模拟为一个部分电离的均匀磁通量管嵌入在一个均匀的和完全电离的日冕等离子体。电阻磁流体动力学基本方程中考虑了欧姆和双极磁扩散。我们数值计算扭结，慢，阿尔芬线性MHD模式的本征频率，并在某些情况下获得解析近似。我们发现，传播模式的存在受到纵向波数的临界值的存在。特别是，扭结波和阿尔芬波的下限和上限频率截止分别归因于平行于和垂直于磁场线的磁扩散。慢模只有一个较低的截止频率，这是由垂直磁扩散引起的，并受电离度的影响很大。此外，离子中性碰撞是最有效的阻尼机制短波长，而欧姆扩散占主导地位的长波长制度。
2009-05-06 astro-ph.SR
Prominence and coronal rain formation by steady versus stochastic heating and how we can relate it to observations
本研究通过 MPI-AMRVAC 进行 2.5D 模拟，比较了稳态与随机加热对日珥形成的影响，并利用 Lightweaver 生成合成光谱，发现加热方式决定了日珥内部动力学呈垂直或水平取向。
2024-06-05 astro-ph.SR
Does a solar filament barb always correspond to a prominence foot?
太阳细丝是太阳盘面上的黑暗结构，具有细长的脊柱和从脊柱延伸出的几个倒钩。当出现在太阳边缘的上方时，一条暗条被称为日珥，它向下延伸到太阳表面有几英尺。人们通常认为，暗条倒钩只是突出的脚，从脊柱转向太阳表面。然而，最近注意到可能存在另一种动态类型的倒钩，其被提出是由于长丝线纵向振荡。如果是这样的话，动态倒钩就不会向下延伸到太阳表面。利用{ \it Solar Dynamics Observatory}和{ \it STEREO}卫星2011年6月5日对暗条倒钩的正交观测，证实暗条倒钩是由暗条线纵向振荡引起的。从侧面看，灯丝倒钩看起来像是沿着日珥脊柱的附录，并没有像脚一样向下延伸到太阳表面。
2020-03-27 astro-ph.SR
Numerical simulations of turbulence in prominence threads induced by torsional oscillations
本文通过三维MHD数值模拟研究日珥细丝中驻立扭转阿尔芬波经相位混合触发KHI并产生湍流的过程，发现该机制仅造成边界局部加热而非整体加热，并给出了Hα合成观测特征。
2024-01-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread II. Effects of collisionality
在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了中性粘度，热导率，中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，摩擦加热。在本文II中，RTI动力学的碰撞效应的敏感性不同的磁场配置支持日珥线程进行了探讨。这是通过修改模型方程人为地改变或消除弹性和非弹性碰撞的影响来实现的。我们发现，电离和中性流体之间的电离和重组反应，如果在平衡之前的不稳定性的发病，并没有实质性影响的发展的主要RTI。然而，这样的反应可能会在冷日珥和周围较热的日冕物质混合期间影响二级结构的发展。我们发现，电离和中性粒子种群内部和之间的碰撞在RTI的线性和非线性发展中起着重要的作用，离子-中性碰撞频率作为小尺度结构的发展或阻尼的主要决定因素。我们还观察到，离子和中性流体之间的流动解耦的程度和签名可以依赖于粒子间的碰撞和磁场配置的突出线程。
2021-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Observation and Simulation of Longitudinal Oscillations of an Active Region Prominence
在H $α$中观测到了太阳盘面上的暗条纵向振荡。我们打算找到一个日珥的纵向振荡的例子，在那里可以直接看到磁倾，并检查什么是这种振荡的回复力。我们对2007年2月8日西翼活动区日珥振荡进行了多波长数据分析。此外，我们进行了一维流体动力学模拟的纵向振荡。Hinode/SOT的高分辨率观测表明，日珥在低分辨率极紫外（EUV）图像中被视为向内凹的形状，实际上由许多向外凹的螺纹组成，这表明存在磁倾角。注入到倾斜区域后，大量的日珥物质开始振荡超过3.5小时，周期为52分钟。振荡随时间衰减，衰减时间尺度为133分钟。我们的流体动力学模拟可以很好地再现振荡周期，但阻尼时间尺度的模拟是1.5倍，只要观察。结果清楚地显示了日珥在日珥倾角附近的纵向振荡，我们的研究表明，这种纵向振荡的回复力可能是重力。辐射和热传导不足以解释振荡的衰减。其他机制，如波泄漏和质量吸积，必须考虑。文中还讨论了这种纵向振荡与后来日珥线爆发以及日冕物质抛射（CME）的可能关系。
2012-04-17 astro-ph.SR
The effects of magnetic-field geometry on longitudinal oscillations of solar prominences
我们研究了太阳暗条磁结构的几何形状对大振幅纵向振荡的影响。一个代表性的灯丝通量管被建模为由一个冷线程中心的浸渍部分与热冠状区域两侧。我们已经找到了系统的正常模式，并建立所观察到的纵向振荡与基本模式很好地描述。当日珥和日冕之间的曲率半径较小或中等，密度差较大或中等时，主要的回复力是太阳引力。在这种全波描述的振荡的振荡频率的一个简单的表达式，其中的压力驱动项引入了一个小的修正。我们还发现，简正模几乎与管的热区域的几何形状无关。我们的结论是，所观察到的大幅度纵向振荡驱动的投影重力沿通量管，并强烈影响的曲率的倾角的磁场中的线程驻留。
2012-07-26 astro-ph.SR
MHD simulation of prominence eruption
我们进行磁流体动力学（MHD）模拟的准静态演化和喷发的扭曲的日冕磁通绳下的日冕流光建立了一个强加的通量出现在较低的边界。MHD模型结合了简单的经验日冕加热、光学薄辐射冷却和场向热传导，从而允许日珥凝聚的形成。我们发现，在准静态演化过程中，日珥/细丝凝聚的细长，S形形态的形式出现的磁通绳由于失控的辐射冷却显着扭曲的场线的倾角。日珥周围也形成了一个日珥空洞，最好是在边缘上方观察，视线几乎沿着通量绳的长度，如合成SDO/AIA EUV图像所示。支持日珥的磁场是明显的非力自由，尽管低等离子体β。通过与抑制日珥形成的模拟进行比较，我们发现日珥重量是动态重要的，可以抑制扭结不稳定性的发生，并在相当长的时间内保持通量绳的平衡，直到日珥等离子体的排放发展和减轻日珥重量。磁绳最终发展出扭结不稳定性并爆发，产生日珥爆发。合成的AIA 304埃图像显示日珥被抬升成一个喷发环，沿着环呈现螺旋状特征，沿着环腿大量排水，这在观测中经常看到。
2018-06-16 astro-ph.SR
Large-Scale Vortex Motion and Multiple Plasmoid Ejection Due to Twisting Prominence Threads and Associated Reconnection
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）对静止极日珥的特征进行了分析。最初，小规模的类太阳结构在太阳盘面上是明显的，它首先垂直生长，然后向西南边缘移动。后来，一个脊柱连接这些倒钩，我们观察到明显的旋转运动在突出的上部。这些视旋转运动可能通过传递冷等离子体和磁扭曲对暗条的演化和生长起着重要作用。在日珥的上部有明显的大尺度涡旋运动，其中包含一个漩涡状的结构，足点的缓慢运动使日珥的腿由于磁剪切而扭曲，导致两种不同的磁重联。内部重联是由电阻撕裂模不稳定性引发的，这导致在拉长的电流片中形成多个等离子体团。估计增长率为0.02- 0.05。该磁重联加热电流片一小段时间。然而，由于磁重联而释放的大部分能量被周围冷而致密的等离子体吸收，并用于加速等离子体团喷射。多重等离子体团喷射摧毁了当前的片。因此，磁弧在X点附近坍缩。逆磁弧可能与日珥南段重新连接，形成细长的薄电流片。这种外部重连驱动日珥爆发。
2020-11-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The role of Rayleigh-Taylor instabilities in filament threads
许多太阳的暗条和双折射显示出与光球层平行的短寿命水平线。在这项工作中，瑞利-泰勒不稳定性和线程寿命之间的可能联系进行了研究。这是通过计算本征模的线程建模为笛卡尔板下存在的重力。利用不可压缩假设推导了磁流体动力学（MHD）扰动的解析色散关系。该系统允许一种始终稳定的模式，与线程中的Alfvén速度值无关。该模式的特征从当磁场较弱时局限于板的上界面，到当磁场较强时具有全局性质并且类似于横向扭结模式。相反，当磁场较弱时，平板模型允许另一种不稳定的模式，并局限于下界面。这种模式的增长率可以非常短，对于典型的线程条件来说，大约是几分钟。这种Rayleigh-Taylor不稳定模随着磁场的增大而变得稳定，在强磁场的极限下，它本质上是一种香肠磁模。重力可能对线程的振荡模式有很大的影响，这取决于阿尔文速度的值。在静态细丝中的线的情况下，其中Alfvén速度大概是低的，根据板模型，预期非常短的寿命。在活动区的不稳定性中，磁张力的稳定作用可能足以在很宽的波长范围内抑制瑞利-泰勒不稳定性。
2012-03-20 astro-ph.SR
Velocity vectors of a quiescent prominence observed by Hinode/SOT and the MSDP (Meudon)
日珥精细结构的动力学是理解嵌入在热日冕中的冷等离子体日珥形成的一个挑战。最近的高分辨率Hinode/SOT望远镜的观测使我们能够计算垂直于视线或横向速度的速度。结合H-alpha与Hinode/SOT和在Meudon太阳塔中运行的MSDP摄谱仪的同时观测，我们推导出了静止日珥的速度矢量。垂直于视线方向的速度用时间切片法测量，多普勒频移用平分线法测量。由MSDP得到的亮线的多普勒频移在日珥边缘达到15 km/s，在日珥中心在+/- 5 km/s之间。尽管它们是视宁效应引起的最小值，但它们与横向速度具有相同的量级。这些测量是非常重要的，因为它们表明SOT中显示的垂直结构可能不是天空平面中真正的垂直磁结构。垂直结构可能是一堆或多或少的水平磁场线在三维透视图，因为它是由许多MHD建模。在我们的分析中，我们还校准日出H-alpha数据使用MSDP观测同时获得。
2009-11-26 astro-ph.SR
On the support of neutrals against gravity in solar prominences
在太阳大气层中发现的冷而致密的电离层由于其相对较低的温度而被部分电离。在这封信中，我们解决了一个长期存在的问题，即如何支持中性成分的等离子体在双折射的重力。使用多流体的方法，我们解决了时间依赖的方程在二维考虑的摩擦耦合的中性和电离的磁化等离子体的代表性的日珥嵌入在一个热的日冕环境中的组件之间。我们证明，在两种流体中，代表身体的突出，系统的初始密度增强是能够放松的磁倾角附近的一个稳定的状态，其中中性粒子和电离的物种动态悬浮在光球。在这项研究中考虑了两种不同的耦合过程，离子和中性粒子之间的碰撞和电荷交换相互作用。我们发现，在现实条件下，离子基本上是静态的，而中性粒子有一个非常小的下流速度。在日珥体中，离子和中性粒子之间的耦合是如此强烈，以至于其行为类似于有效密度等于离子和中性粒子之和的单一流体。我们还发现，电荷交换机制是约三倍更有效地维持中性比弹性散射的离子与中性。
2015-03-18 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Transverse Oscillations and Associated Heating in a Solar Prominence. I- Observational aspects
横向磁流体动力学（MHD）波已被证明在太阳大气中无处不在，原则上可以携带足够的能量来产生和维持太阳的百万度外层大气或日冕。然而，这些波的耗散过程和随后的加热的直接证据尚未直接观察到。在这里，我们报告的高空间，时间和光谱分辨率的观测日珥，显示出令人信服的签名，所谓的共振吸收，一个长期假设的机制，有效地转换和耗散横波能量转化为热量。除了在横向方向的相干性，我们的观测显示，在天空平面的横向运动和振荡的精细结构或线程的视线速度之间存在约180度的相位差，并且还表明显着的加热从色球到更高的温度。与先进的数值模拟的比较支持的情况下，横向振荡触发Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）振荡线程通过共振吸收的边界。这种不稳定性导致许多薄的电流片，其中波能被耗散，等离子体被加热。我们的研究结果提供了直接的证据，波相关的加热在行动中，候选日冕加热机制之一。
2015-06-30 astro-ph.SR
Large-amplitude longitudinal oscillations in solar prominences simulated with different resolutions
近几十年来，太阳射电中的大振幅纵向振荡（LALO）得到了广泛的研究。然而，它们的阻尼和放大机制还没有得到很好的理解。在这项研究中，我们调查的衰减和放大的LALO使用高分辨率的数值模拟逐步增加的空间分辨率。我们进行了随时间变化的数值模拟LALO使用的2D磁配置，其中包含一个浸渍区。在日珥质量在磁倾角加载后，我们通过沿磁场扰动日珥质量来触发LALO。我们使用四个空间分辨率值进行了实验。在具有最高分辨率的模拟中，周期与摆模型显示出良好的一致性。收敛实验表明，随着分辨率的提高，阻尼时间在底凸区达到饱和，这表明振荡阻尼的物理原因是存在的。在日珥顶部，振荡在最初的几分钟内被放大，然后慢慢衰减。特征时间表明在具有最高空间分辨率的实验中放大更显著。分析表明，底脊和顶脊之间的能量交换是LALO衰减和放大的主要原因。高分辨率的实验对于研究LALO的周期和阻尼机制是至关重要的。只有在足够高的空间分辨率下，周期才与单摆模型一致。结果表明，在空间分辨率不足的模拟数值扩散可以隐藏重要的物理机制，如放大振荡。
2021-08-02 astro-ph.SR
Rotating Motions and Modeling of the Erupting Solar Polar Crown Prominence on 2010 December 6
2010年12月6日，一个巨大的极冠日珥爆发，它由几乎横跨整个太阳盘面的不同部分组成。在喷发之前，活动区部分的灯丝分裂成两层：下层和上层。火山爆发分几次发生。14：12 UT前后，活动区暗条下层破裂，一部分向西喷发，另一部分向东喷发，导致东部暗条爆发性喷发。在早期上升阶段，部分静止的细丝片显示出强烈的滚动运动（STEREO $\_$ B观测），沿顺时针方向（从东到西）围绕细丝轴。这种滚动运动似乎从活动区的边界开始，然后向东传播。AIA观察到另一种类型的旋转运动：在爆发的静止日珥的其他部分，垂直的螺纹变成水平的，然后颠倒过来。升高的活动区暗条直到18：00 UT才喷发，此时喷发的静止暗条已经达到非常高的高度。我们开发了两个简化的三维模型，定性地再现所观察到的滚动和旋转运动。模型中的日珥被假设为由一组离散的斑点组成，这些斑点与螺旋形磁通绳的特定场线相连。所观察到的滚动运动是通过从活动区侧向模型1中的磁通绳中连续注入扭转来再现的。暗条两侧磁场的不对称分布所引起的不对称重联可能导致所观察到的滚动运动。AIA观察到的日珥螺纹的旋转运动与模型2中在喷发期间从上到下移除磁力线下降是一致的。
2012-11-29 astro-ph.SR
Transverse kink oscillations of inhomogeneous prominence threads: numerical analysis and H$α$ forward modelling
日珥螺纹是非常长和薄的通量管，其中部分充满冷等离子体。观测表明，在这些太阳结构中，横向振荡是频繁的。观测结果通常被解释为基本扭结模式，而第一谐波的检测仍然难以捉摸。在这里，我们的目标是研究如何在纵向和径向方向上的密度不均匀性修改扭结振荡的周期和阻尼时间，以及这种影响将如何反映在观测中。我们通过两种不同的方法求解理想磁流体力学方程：a）进行三维数值模拟，和b）求解二维广义本征值问题。我们研究的周期，阻尼时间和振幅的横向扭结振荡的中心和两端的密度之间的比率，并在平均密度的依赖关系。我们应用我们的三维模拟计算合成H $α$配置文件的前向建模。我们确认，基本振荡模式的周期的周期的第一谐波的周期的比率增加的中心密度与足点密度的比率增加或作为管的平均密度降低。我们发现，由于共振吸收的阻尼时间减少的中心足点密度比的增加。相反的情况下，纵向均匀的管，我们发现，阻尼时间周期比也增加的密度比增加或平均密度降低。我们提出的快照和时间-距离图的H $α$线的发射。本文的结果对日珥地震学领域有一定的意义。虽然H $α$发射可用于检测基模，但在H $α$中几乎检测不到一次谐波。这可以解释为什么没有检测到第一谐波。
2021-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
