MHD Waves and Coronal Seismology: an overview of recent results
最近的观测表明，MHD波和振荡普遍存在于太阳大气中，具有广泛的周期。本文对最近引起激烈争论或正在兴起的磁流体波和日冕地震学的某些方面作了简要的评述。特别是，我们专注于四个主题：（一）目前的争议传播强度扰动沿日冕环，（二）传播横向环振荡的解释，（三）正在进行的搜索日冕（扭转）阿尔芬波和（四）迅速发展的准周期脉动（QPP）在太阳耀斑的主题。
2012-02-09 astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 astro-ph.SR
The Magnetic Field of Active Region 11158 During the 2011 February 12-17 Flares : Differences between Photospheric Extrapolation and Coronal Forward-Fitting Methods
我们开发了一个{ \sl冠状非线性无力场（COR-NLFFF）}前向拟合代码，该代码将近似的{ \sl非线性无力场（NLFFF）}解拟合到自动跟踪冠状环的观察几何形状。与光球NLFFF程序从横向光球场的约束条件计算磁场解不同，新程序使用日冕约束条件，这种方式提供了关于每种磁场计算方法的系统误差以及低色球层非力自由度的重要信息。在这项研究中，我们使用COR-NLFFF代码NOAA 11158活动区，在2011年2月12日至17日的时间间隔，其中包括一个X2.2 GOES级耀斑和35 M和C级耀斑。我们计算了5天内6分钟的自由磁能。我们发现两种类型的代码之间的总非潜在的$E_N$和潜在的能量$E_P$的协议，但发现高达4倍的差异的自由能$E_{free}=E_N-E_P$，并高达10倍的差异的自由能$ΔE_{free}$的减少在耀斑。日冕NLFFF代码表现出更大的时间变化，并产生自由能的减少，在耀斑，足以满足耀斑的能量预算，而光球NLFFF代码显示少得多的时间变化和一个数量级的自由能减少耀斑期间。这种差异可能部分是由于光球矢量数据的预处理，但更可能是由于低色球层的非力自由度。我们的结论是，不能正确地计算出的日冕领域的光球数据的基础上，单独的，但需要额外的信息冠环的几何形状。
2014-02-21 astro-ph.SR
MHD Waves in the coronal holes
日冕洞是日冕中的暗斑，与相对较冷、密度较低的等离子体和单极场有关。太阳风的快速部分来自这些区域。一些观测结果揭示了日冕洞中磁流体动力学（MHD）波的存在，人们认为这种波在快速太阳风的加速中起着关键作用。近年来，高分辨率仪器的出现为我们对冕洞中MHD波的性质提供了许多新的认识。特别讨论了在极冕和赤道冕洞中识别压缩慢MHD波、它们与最近发现的高速准周期上升流的可能联系、它们的耗散以及从谱线宽度变化检测Alfven波阻尼等方面所取得的进展。
2015-05-17 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
Evolution of Plasma Composition in an Eruptive Flux Rope
磁通量绳是包绕中心轴的扭曲磁场束。它们拥有自由磁能，可能是日冕物质抛射（CME）的前身，但要识别太阳上的通量绳可能是一项挑战。日冕观测的一个关键点是一个特殊的明亮的日冕结构，称为S形。在这项工作中，我们展示了Hinode EUV成像光谱仪（EIS）对S形活动区10977的观测。我们分析了活动区的日冕等离子体成分及其演变的S形（通量绳）的形式和爆发作为一个CME。光球组成的等离子体中观察到的主要极性反转线附近的日冕循环期间的情节显着的通量取消，这表明光球等离子体注入到这些环驱动的光球通量取消。与此同时，不断被剪切的核心磁场中含有日冕成分的等离子体。随着磁通抵消的减少和S形/磁通绳的形成，等离子体演化为介于光球和典型活动区日冕成分之间的中间成分。最后，通量绳主要包含光球等离子体期间和之后的失败爆发之前的CME。因此，对活动区10977等离子体成分的观测有力地支持了先在光球层水平然后在日冕层水平通过光球通量抵消强迫磁重联形成磁绳的模型。
2021-10-22 astro-ph.SR
Shear Photospheric Forcing and the Origin of Turbulence in Coronal Loops
我们提出了一系列的数值模拟，旨在了解的性质和起源的湍流在日冕循环的帕克模型的框架内日冕加热。通过笛卡尔几何中的简化磁流体动力学模拟来研究日冕环。一个均匀而强的磁场穿过两个光球平面之间的体积，其中存在一维剪切流图案形式的速度场。最初，在日冕环中发展的磁场是光球速度场的简单图。这种初始结构不稳定的多重撕裂不稳定性的发展岛屿与X和O点的平面正交的轴向场。一旦非线性阶段设置在系统演化的特点是由一个政权的MHD湍流占主导地位的磁能。观测到了一个很好的能谱幂律，并且磁场永远不会返回到简单的初始状态。在与轴向场正交的平面中形成X和O点允许在等离子体被加热的地方连续和重复地形成和耗散小尺度电流片。我们的结论是，所观察到的湍流动力学不是由磁场-线足迹遵循的图案的复杂性引起的，而是源于系统的固有非线性性质。
2010-09-17 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines
光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。
2011-12-23 astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
Standing Slow MHD Waves in Radiatively Cooling Coronal Loops
研究了冷却冕环中的驻波慢磁声振荡。在日冕磁环中，有两种阻尼机制被认为是产生声学驻波模的原因，即热传导和辐射。背景温度被假定为由于光学薄辐射而随时间变化。特别是，背景等离子体被假定为辐射冷却。通过选择一个简单的辐射函数形式，确保背景等离子体的温度演化，由于辐射与观测到的冷却轮廓的日冕环冷却的影响，纵向慢MHD模式的解析评估。低β等离子体的假设导致忽略了磁场扰动，并最终减少了磁流体力学方程的一维系统模拟冷却日冕环路中的纵向磁流体力学振荡。假设冷却发生在比振荡周期大得多的特征时间尺度上，这使得随后能够使用WKB理论来研究驻波的性质。得到了描述波动振幅随时间变化的控制方程，并进行了解析求解。解析导出的解决方案进行数值计算，以进一步了解的驻声波的演变。我们发现，等离子体冷却引起的振荡的振幅下降。尽管冷却的增加导致阻尼率的降低，但在热日冕环中，慢驻波的阻尼情景强烈地增加。
2015-01-12 astro-ph.SR
Relationship between photospheric currents and coronal magnetic helicity for force-free bipolar fields
日冕磁螺旋度的起源和演化至今还没有很好的认识。例如，活动区的磁螺旋度通常约为$10^{42}$ Mx $^2$（$10^{26}$ Wb $^{2}$），但据认为注入日冕的观测过程还没有提供对所产生的磁螺旋度预算或时间演变的准确估计。磁螺旋度的变化对于理解耀斑、日冕物质抛射及其相关的磁云的物理性质是很重要的。为了阐明这一主题，我们在这里调查的变化，由于电流在日冕中的一个单一的扭曲的磁通量管，可以模拟特征的日冕结构，如活动区灯丝，S形，或日冕环。对于双极光球磁场和几种电流分布，我们将日冕场外推为非线性无力场。然后，我们计算了相对磁螺旋度，以及自我和相互螺旋度。从具有中等电流量的磁配置开始，当最大电流强度增加2倍时，磁螺旋度的量可以增加2个数量级。磁螺旋度对电流密度的高灵敏度可以部分解释光球层、日冕和磁云中测量值之间的差异。我们的结论是，磁螺旋度强烈地依赖于电流密度的强度和它的分布。只有改进光球层电流密度的测量，才能增进我们对太阳大气中磁螺旋度含量的了解。
2009-03-16 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
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
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 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
Numerical simulation of solar photospheric jet-like phenomena caused by magnetic reconnection
在日冕和色球层中观测到了在其足点处有明亮环的喷流现象，称为海葵喷流。这些喷流是由于磁重联而形成的，从磁流体动力学（MHD）的尺度普适性来看，可以预期海葵喷流甚至存在于太阳光球层中。然而，在磁场能量并不占主导地位的光球层中，由于磁重联，喷流并不一定能产生。此外，MHD波产生的光球喷流可能有助于色球加热和骨针的形成，但这一假设尚未得到彻底的调查。在本研究中，我们利用包含重力与太阳光球参数的三维MHD模拟来研究太阳光球中的海葵喷流。在模拟中，太阳光球层中的磁重联诱导了喷流状结构。我们确定这些喷流状结构是由重联形成的慢激波引起的，并大致沿背景磁场的方向传播。我们还认为，来自喷流状结构的MHD波可以影响局部大气加热和骨针的形成。
2020-06-22 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
Magnetic field line twisting by photospheric vortices: energy storage and release
本文研究了一个封闭的日冕磁流体动力学（MHD）模型，其中光球涡旋扭曲日冕磁场线。我们考虑两个共转或反向旋转的旋涡定位在中心的光球板，以及更多的共转旋涡，完全填充板。我们的调查是专门致力于研究完全非线性阶段，在线性阶段期间，涡创建层流和顺利扭转通量管。我们的主要目标是了解光球涡旋的动力学扭曲的场线的日冕磁场渗透有限振幅的宽带波动。我们发现，根据光球涡旋的排列和旋向，储存大量磁能的逆级联可能发生或不发生。在第一种情况下，可用于大型事件的磁能储备，如前CME配置的不稳定发展，而在第二种情况下，结果是湍流加热日冕。虽然我们的几何形状被简化，我们的模拟显示有相关的影响日冕动力学和CME启动。
2019-05-11 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
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
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
Nonlinear Force-Free Field Extrapolation of a Coronal Magnetic Flux Rope Supporting a Large-Scale Filament from Photospheric Vector Magnetogram
太阳暗条通常被认为是由磁倾角，特别是磁通量绳（FR）支撑的。在这封信中，从观测到的光球矢量磁图，我们实现了一个非线性无力场（NLFFF）外推的日冕磁FR，支持一个大规模的中间灯丝之间的活动区域和弱极性区域。这一结果是第一个，在目前的NLFFF外推与FR的存在是有限的，以相对较小的规模的细丝，靠近太阳黑子和沿主极性反转线（PIL）与强横向磁场和磁剪切，和FR的存在通常是可预测的。相比之下，本发明的灯丝沿着弱场区域（光球场强度$\lesssim 100$ G），其中PIL由于PIL两侧上的小寄生极性而非常破碎，并且横向场具有低的信噪比值。因此，在这种情况下推断大规模FR是一个更加困难的挑战。我们证明，我们的CESE-MHD-NLFFF代码是胜任的挑战。数值再现磁倾角的外推FR匹配观测的细丝和它的倒钩非常好，这有力地支持FR倾角模型的细丝。灯丝是稳定的持续，因为FR是弱扭曲和强烈限制的覆盖封闭的拱圈。
2014-03-30 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
Modeling Time-Variable Elemental Abundances in Coronal Loop Simulations
本研究在0D ebtel++代码中引入时变丰度因子模拟色球蒸发对日冕环冷却的影响，发现强加热事件下丰度趋近光球值，较小加热率下丰度介于两者之间，并据此约束了宁静活动区环的加热率上限。
2024-07-24 astro-ph.SR
The Force-Free Electrodynamics Method for the Extrapolation of Coronal Magnetic Fields from Vector Magnetograms
我们提出了一个新的改进版本，我们的无力电动力学（FFE）的数值代码在球坐标系外推的磁场在太阳日冕内从光球矢量磁图。该程序满足光球边界条件和divB=0的加工精度要求。我们的方法的性能与标准的收敛参数进行评估，并被发现是可比的其他非线性无力外推。
2012-09-25 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
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
The First Ionization Potential Effect from the Ponderomotive Force: On the Polarization and Coronal Origin of the Alfven Waves
我们调查更详细的色球阿尔芬波的起源，引起分离的离子和中性粒子，第一电离势效应（FIP），通过有质动力的作用。在开放领域的地区，我们的模型分馏的等离子体上升流速度通过色球的剪切（或平面）和扭转阿尔芬波的光球起源的依赖。这些不同主要是通过他们的参数耦合慢模式波。剪切Alfven波出现再现观察到的分馏模型参数的范围更广，并提出了一个“微调”的问题比扭转波。在封闭场区域，我们研究了阿尔芬波与光球和日冕起源产生的分馏。波与日冕的起源，在或接近与日冕环共振，提供了一个显着更好的匹配，以观察到的丰度比光球波，剪切波和扭转波在这种情况下，给基本上无法区分的分馏。这种日冕波可能是纳米耀斑日冕加热机制的结果，除了加热日冕等离子体外，还释放出阿尔芬波，阿尔芬波可以向下传播到环足点，并在从色球层反射回日冕时通过有质动力引起FIP分馏。
2017-07-17 astro-ph.SR
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
The Photospheric Poynting Flux and Coronal Heating
一些日冕加热的模型假设光球层的对流运动打乱了日冕磁场的足点，从而向上注入足够的磁能来解释观测到的活动区日冕和色球层的能量损失。利用Hinode卫星上的太阳光学望远镜对磁斑磁场进行的高分辨率观测，我们通过估算磁斑区域中穿过光球层的磁能--垂直坡印廷通量S_z --的向上输运来研究这一观点。为此，我们结合：（i）光球水平速度v_h的估计值，通过应用于窄带滤波成像仪的一系列视线磁场图的局部相关跟踪确定，（ii）分光偏振仪的矢量磁场测量值。谱斑场是估算对流能量注入的理想观测目标，因为它们：（i）足够强，可以在相对较小的不确定性下测量;（ii）不太强，以至于对流被严重抑制（如在本影内）;（iii）单极，所以谱斑中的S_z不受混合极性过程的影响（例如，通量出现）无关的加热稳定，活跃地区的领域。在这个谱斑区域，我们发现平均S_z在空间上是变化的，但是是正的（向上），足以解释日冕加热，其值接近（5 +/- 1）x 10^7 erg/cm^2/s。我们发现每单位磁通量的能量输入大约为10^5 erg/s/Mx。与该斑配准的Ca II图像中的强度的比较表明，与S_z或水平场B_h相比，与总场B和无符号垂直场|B_z|的空间相关性更强。然而，所观察到的钙II亮度增强，可能包含一个强大的贡献，从近光球热壁效应无关的大气加热。
2014-12-04 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
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
Photospheric Logarithmic Velocity Spirals as MHD Wave Generation Mechanisms
对太阳光球的高分辨率观测已经确定了太阳等离子体中各种各样的螺旋运动。这些螺旋在性质上各不相同，但在太阳表面观察到大量。在这项工作中，这些螺旋线的磁流体动力学（MHD）波产生机制的潜力进行了研究。通常观察到这些螺旋的颗粒间通道也是磁场强度高于平均值的区域。这种磁场和螺旋等离子体的结合是产生阿尔文波和其他MHD波的方法。本工作采用数值模拟的自相似磁通量管嵌入在一个现实的，重力分层，太阳大气中研究的影响，一个单一磁通量管由对数速度螺旋驱动器扰动。对数螺旋驱动器的扩展因子是变化的，并且针对以观测约束为中心的扩展因子的值的范围运行多个模拟。模拟分析使用“通量表面”构造的磁场线，使矢量垂直，平行和方位角的本地磁场矢量可以计算。分析结果表明，当膨胀因子值较小时，阿尔文波是主要波，而当膨胀因子值较高时，平行分量占主导地位。这种转变发生在观测约束的范围内，这意味着在太阳光球中观察到的螺旋驱动器有可能产生各种MHD波模式。
2015-02-12 astro-ph.SR
Non-ideal MHD Properties of Magnetic Flux Tubes in the Solar Photosphere
从太阳对流区到达色球层的磁通量管必须穿过相对较冷的，因此非理想的（即电阻）光球区，该光球区封闭在高度理想的亚光球和色球等离子体之间。结果表明，通过该区域的磁通量管的稳态MHD平衡需要光球物质流入通量管和偏离沿管轴的等旋。这意味着在非理想区域的下方和上方的管内等离子体流的角速度存在差异。这两种效应随着管的截面的减小而增大。虽然厚通量管的特征参数的影响是可以忽略不计的，一个标度律表明其重要性的小尺度结构。本文讨论了光球层上方通量管膨胀的“入流效应”的相关性。
2012-04-17 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
The polarization signature of photospheric magnetic fields in 3D MHD simulations and observations at disk center
在利用太阳光球层的三维MHD模拟确定元素丰度之前，必须确保模拟中存在正确的磁通量。磁通量的存在改变了太阳光球层的热结构，从而影响丰度测定和太阳光谱辐照度。我们比较的偏振信号在盘中心观测的太阳光球在安静的太阳区域的斯托克斯光谱计算的基础上的3D MHD模拟的平均磁通量密度约为20，56，112和224 G。这种方法使我们能够找到与观察结果最匹配的模拟运行。分别使用Hinode SP、TIP、POLIS和GFPI进行观察。我们在可见光（630 nm）和近红外（1083和1565 nm）的几个光球谱线中确定全斯托克斯轮廓的特征量。我们发现，退化模拟的强度图中出现的异常颗粒可以追溯到一个最初的规则颗粒图案，在空间退化之前，在颗粒间通道中有许多亮点。模拟中的线性极化信号几乎完全与强磁通量浓度的冠层有关，而与磁通量出现的瞬态事件无关。我们发现，在模拟中的平均垂直磁通量密度应小于50 G，重现所观察到的偏振信号在安静的太阳互联网络。大约35 G的值给出了SP、TIP、POLIS和GFPI观测的最佳匹配。
2017-05-18 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
