Heating of the Solar Chromosphere and Corona by Alfven Wave Turbulence
本文建立了一个研究日冕环中阿尔芬波传播和耗散的三维MHD模型。该模型包括环路两端的低层大气。这些波起源于光球层中千高斯通量元素内部的小空间尺度（小于100公里）。该模型采用约化MHD近似描述了Alfven波之间的非线性相互作用。在色球层和过渡区（TR），阿尔芬速度随高度的增加引起强烈的波反射，从而导致通量管的光球层和色球层部分产生反向传播的波和湍流。部分波能通过TR传输，并在日冕中产生湍流。我们发现，通常发现在活动区的热日冕环可以解释阿尔芬波湍流，提供小规模的足迹运动的速度为1-2公里/秒和时间尺度为60-200秒。色球层单位体积的加热速率比日冕大2 ~ 3个数量级。我们用不同的模型参数建立了一系列的模型，发现日冕加热率随日冕场强的增加而增加，随环长的增加而减小。我们的结论是日冕环和下面的色球层都可能被阿尔文湍流加热。
2011-05-02 astro-ph.SR
Simulations of Alfven wave driving of the solar chromosphere - efficient heating and spicule launching
在我们对太阳色球层的理解中，有两个中心问题是：上层色球层是如何被加热的，以及是什么驱动了针状体。根据辐射和传导损失对所需色球加热的估计表明，低色球层的${\sim} 0.1 \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$下降到高色球层的${\sim} 10^{-3} \mathrm{\:erg\:cm^{-3}\:s^{-1}}$（\citet{Avrett1981}）。色球层也被针状体渗透，针状体是来自低层大气的高密度等离子体，以${\sim} 10-20 \mathrm{\:km\:s^{-1}}$的速度向上推进，称为I型针状体（\citet{Pereira2012,Zhang2012}），达到光球层上方的${\sim} 3000-5000 \mathrm{\:km}$高度。因此，更清楚地了解色球动力学、加热和针状体的形成对太阳大气科学至关重要。三十多年来，人们一直认为MHD波的光球驱动可能是加热和骨针形成的原因。本文介绍了一个高分辨率的MHD处理光球驱动的阿尔文和扭结波向上传播到一个扩展的通量管嵌入在一个模型色球大气的结果。我们发现，从阿尔文和扭结波到慢模式的有质动力耦合产生的冲击，既加热上层色球和驱动针状。这些模拟表明，太阳色球层的波驱动可以给出一个局部加热率，该加热率与观测结果相匹配，并在一个单一的相干模型中驱动与I型观测结果一致的针状体。
2016-07-13 astro-ph.SR
Simulations of the Mg II k and Ca II 8542 lines from an Alfvén Wave-heated flare chromosphere
我们使用辐射流体动力学模拟研究了两种太阳耀斑色球加热模型：阿尔文波耗散和电子束碰撞损失。这两种机制都能够强大的色球加热，我们表明，独特的大气演变中上部色球的结果在镁II的K线发射波加热和光束加热模拟之间应该是明显不同的。我们还提出了钙II 8542 A的配置文件，形成稍深的色球层。从我们的波加热模拟的Mg II的k-线配置文件是完全不同的，从一个光束加热的模型，更符合IRIS观测。两种型号中Ca II 8542 A之间的预测差异很小。我们的结论是，仔细的观测和理论研究中上部色球层形成的线具有真正的承诺，区分色球加热耀斑的竞争模型。
2016-05-19 astro-ph.SR
Alfvenic Perturbations in a Sunspot Chromosphere Linked to Fractionated Plasma in the Corona
在这项研究中，我们调查的空间分布的高度变化的等离子体组成的太阳活动周期24最大的太阳黑子之一。光球层，色球层，日冕的观测与太阳黑子的磁场建模结合在一起，以探测调节不同连通性的环内种群的等离子体分馏程度的条件。我们发现，在黑子本影上方的日冕磁场中，等离子体具有光球成分。扎根于半影区的冠状环含有分馏血浆，在活动区域内连接的环中观察到最高水平。追踪从日冕中的分馏等离子体区域到色球层中检测到的阿尔芬波动位置的场线表明，它们是磁关联的。这些结果表明，太阳黑子色球活动和日冕等离子体组成的可观测变化之间存在联系。
2020-12-08 astro-ph.SR
Benchmarking Hall-Induced Magnetoacoustic to Alfvén Mode Conversion in the Solar Chromosphere
本文研究了在部分电离的低层太阳大气中，由霍尔效应引起的磁声-阿尔文线性模式转换的2.5维数值模式，改变了磁场强度和磁场倾角，以及波频率和水平波数。据发现，只有波能的磁分量是受霍尔介导的阿尔文波能通过极化旋转过程的转换。这强烈地促进了在安静的低色球层中慢磁声波和Alfvén波之间的直接模式转换，即使在mHz频率下也是如此。然而，那里的快波，其本质上主要是声学的，仅通过间接的两步过程进行霍尔诱导转换：（i）在阿尔文声学均分高度$z_{\rm eq}$附近的几何诱导的快-慢转换;以及（ii）$z>z_{\rm eq}$中的快波的霍尔旋转。因此，对于产生上行阿尔文波的两阶段过程，$z_{\rm eq}$必须位于霍尔有效窗口$0\lesssim z\lesssim700$ km之下或之内。需要超过100 G的磁场强度来实现这一点。由于这种霍尔效应的效能与场强成反比而与波频率成正比，因此只有高于约100 mHz的频率才受到两阶段过程的显著影响。增大磁场倾角$θ$一般能增强霍尔转换率，而水平波数$k_x$对霍尔转换率影响不大。直接和间接的霍尔机制都有影响的MHD波激发的光球到达上色球层的能力，并暗示日冕。
2021-08-05 astro-ph.SR
Alfvén Wave Dissipation in the Solar Chromosphere
半个多世纪以来，磁流体动力学（MHD）阿尔芬波一直是实验室等离子体物理和天体物理研究的热点。它们的独特性质使它们成为理想的能量传输者，虽然太阳大气层为它们的存在提供了有利条件，但由于它们不断演变和动态的观测特征，直接探测已证明是困难的。阿尔文波作为一种加热机制的可行性依赖于波能的有效耗散和热化，直到现在还没有直接的证据。在这里，我们提供了第一个观测证据阿尔文波加热色球等离子体在太阳黑子本影通过形成冲击锋。冲击波环境的磁场配置，以及切向速度特征，将它们与传统的本影闪光区分开来。观测到的5%的局部温度增强与向上传播的磁声振荡驱动的模式转换阿尔文波的耗散一致，为阿尔文波在太阳大气层及以外的行为提供了前所未有的见解。
2018-10-17 astro-ph.SR
Observation of Alfvén Wave Reflection in the Solar Chromosphere: Ponderomotive Force and First Ionization Potential Effect
通过观测太阳色球中阿尔芬波的反射，证实有质动力导致离子-中性粒子分离，解释第一电离势效应，并关联慢速太阳风的起源与元素组成。
2024-04-12 astro-ph.SR
Effect of Magnetic diffusion in the Chromosphere on the Solar Wind
本文通过显式包含欧姆与双极扩散的MHD模拟，揭示色球层非理想磁扩散会衰减阿尔文波并降低日冕温度与太阳风质量损失率，而小幅增强光球速度扰动可恢复这些量。
2024-05-08 astro-ph.SR
Alfvén Wave Heating of the Solar Chromosphere: 1.5D models
利用高分辨率1.5D非理想MHD模型分析了可能导致太阳色球加热的物理过程。我们证明，它是可能的加热色球等离子体的直接电阻耗散的高频阿尔文波通过彼得森电阻率。然而，这不可能足以平衡辐射和传导损耗，除非使用不切实际的场强或光球速度。精确的加热曲线由输入驱动光谱确定，因为在1.5D中不可能存在阿尔文波湍流。包含霍尔项不影响加热速率。如果考虑等离子体的可压缩性，冲击波是通过有质动力耦合的阿尔文波慢模式和冲击加热主导的电阻耗散。在1.5D冲击聚结放大冲击的影响，并为可压缩模拟与现实的驱动器光谱的加热速率超过所需的匹配辐射和传导损失。因此，虽然这些1.5维模拟的加热速率是一个高估，他们确实表明，有质动力耦合阿尔文波声波是更重要的色球加热比彼得森耗散通过离子中性碰撞。
2015-12-17 astro-ph.SR
Overdamped Alfven waves due to ion-neutral collisions in the solar chromosphere
阿尔文波在太阳大气中普遍存在，它的耗散在大气加热中起着重要的作用。在部分电离的太阳色球层中，离子与中性粒子的碰撞是产生阿尔芬波的有效耗散机制，阿尔芬波的频率接近于离子与中性粒子的碰撞频率。碰撞频率与离子-中性粒子碰撞的截面成正比。在这里，我们调查阿尔芬波阻尼作为高度的函数在一个简化的色球模型和比较两套碰撞截面，即经典的硬球模型和那些基于最近的量子力学计算的结果。我们发现两组截面的结果之间的重要差异。存在一个临界波长区间，在该区间内，脉冲激发的阿尔芬波由于强离子中性耗散而过阻尼。硬球截面的临界波长在1公里到50公里的范围内，量子力学截面的临界波长在1米到1公里的范围内。同样，对于周期性驱动的阿尔芬波，存在阻尼最有效的最佳频率。对于硬球截面，最佳频率在1 Hz到10^2 Hz之间变化;对于量子力学截面，最佳频率在10^2 Hz到10^4 Hz之间变化。在足够高的空间或时间分辨率的未来观测可能会显示高频阿尔芬波的色球加热的重要性。例如，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可能能够探测到临界波长和最佳频率，从而测试色球等离子体中的有效碰撞截面。
2014-11-21 astro-ph.SR
Toward A Self Consistent MHD Model of Chromospheres and Winds From Late Type Evolved Stars
我们提出了第一个磁流体动力学模型的恒星色球加热和加速的外部大气的冷演化恒星，使用α头作为一个案例研究。我们使用了一个1.5维MHD程序与一个广义的欧姆定律，占在恒星大气中的部分电离的影响，研究阿尔芬波耗散和波反射。我们已经证明，由于考虑了磁化弱电离色球等离子体中离子-中性碰撞对电阻率的影响以及适当的网格分辨率，数值电阻率比物理电阻率小1-2个数量级。非线性横向阿尔芬波引入的运动可以解释非热增宽和非高斯轮廓的光学薄紫外线形成的色球α Tau和其他晚型巨星和超巨星。在恒星色球层由于电阻（焦耳）耗散的电流，向上传播的非线性阿尔芬波引起的计算加热率，是一致的观测约束的净辐射损失的紫外线和连续α头。在色球层的顶部，阿尔芬波经历显著的反射，产生向下传播的横波，其与向上传播的波相互作用，并在色球层中产生速度剪切。我们的模拟还表明，动量沉积的非线性阿尔芬波成为显着的外色球在1恒星半径的光球。计算得到的终极速度和质量损失率与观测得到的α τ风特性一致。
2014-09-12 astro-ph.SR
Generation of solar chromosphere heating and coronal outflows by two-fluid waves
上下文众所周知，阿尔文波和磁声波都有助于太阳色球层的加热并驱动等离子体流出。在这两种情况下，波能量的热化都是由于离子与中性粒子的碰撞而发生的，但所获得的等离子体加热速率无法解释观测数据。资金外流的规模也是如此。目标。本论文的目的是重新审视在部分电离的太阳色球层的Alfvén和磁声波的双流体模型。我们试图检测的离子温度的变化，和垂直等离子体流不同的波组合。方法.我们使用JOANNA代码对耦合Alfvén波和磁声波的产生和演化进行了数值模拟，该代码求解了离子（质子）+电子和中性粒子（氢原子）的双流体方程，并通过碰撞项耦合。结果我们确认，脉冲产生的小振幅波的阻尼可以忽略不计的色球温度的影响，只产生缓慢的等离子体流。相比之下，大振幅脉冲产生的波显着增加色球温度，并导致更快的等离子体流出。最大加热发生在脉冲从光球中心发射时，并且相关等离子体流的幅度随着脉冲的幅度而增加。结论.大振幅耦合双流体阿尔文波和磁声波可以显着有助于太阳色球层的加热和等离子体外流的产生。
2022-11-23 astro-ph.SR
How are the abnormally hot chromosphere and corona heated by the solar magnetic fields?
本研究通过分析 Ca II K 线和日冕绿线的长期观测，首次揭示了太阳色球和日冕不同区域由不同磁场类别以不同模式加热，指出应通过磁场类别视角解开加热之谜。
2024-01-05 astro-ph.SR
The chromosphere: gateway to the corona, or the purgatory of solar physics?
我认为，人们不仅应该为了了解太阳色球层本身而尝试了解太阳色球层，而且如果对以下物理学感兴趣的话也应该这样做：日冕;天体物理发电机;空间天气;部分电离等离子体;日光层紫外辐射;过渡区。我概述了我个人认为令人困惑和值得注意的奇怪观察。
2010-01-06 astro-ph.SR
Reflection and Conversion of Magneto-Gravity Waves in the Solar Chromosphere: Windows to the Upper Atmosphere
Straus等人最近报道了在太阳色球层底部探测到向上传播的内部重力波，他假设这些可以有效地耦合到磁性区域中的阿尔芬波。这在将能量输送到更高水平方面可能是重要的。在这里，我们探讨了线性重力波在VAL C大气中的传播，反射和模式转换，并发现即使是弱磁场通常反射回重力波向下慢磁声波以及之前，他们到达阿尔芬/声学均分高度，在模式转换可能发生。然而，对于其中重力波设法在均分水平附近穿透或穿过均分水平的某些高度倾斜的磁场取向，可以存在向上行阿尔芬波和声波中的任一个或两者的实质性转换。预计波能通量与色球辐射损失相当。
2009-10-26 astro-ph.SR
On the Nature of the Chromosphere-Corona Transition Region of the Solar Atmosphere
当气体压力或浓度在整个层深上恒定时，得到了缓慢加热和快速加热的极限情况下固定加热的太阳大气中的温度和发射测量的分布。在这些条件下，温度随深度的分布由辐射损失和导热系数决定。结果表明，无论是在缓慢加热和脉冲加热的情况下，温度分布在这样一种方式，经典的碰撞热传导是有效的色球日冕过渡区的太阳大气。
2010-04-15 astro-ph.SR
On the spatial scales of wave heating in the solar chromosphere
磁流体动力学（MHD）波能量的耗散被认为是太阳色球等离子体中一种可行的加热机制。在这里，我们使用一个简化的色球层一维模型，从理论上研究阿尔文波和慢磁声波的有效耗散所需的物理过程和空间尺度。我们认为部分电离的氢氦等离子体在单流体MHD近似的控制方程，包括现实的波阻尼机制，可能会在色球，即欧姆和双极磁扩散，粘度，热传导和辐射损失。我们在小振幅的限制下进行了局部分析研究，近似地导出了临界阻尼和有效耗散MHD波能量的尺度。我们发现Alfvén波的临界耗散长度尺度强烈依赖于磁场强度，对于实际的磁场强度，其范围为10~m ~ 1~km。在色球层中，弱磁场和低高度时，阿尔文波的衰减主要由欧姆扩散控制，而在色球层中，强磁场和中/高高度时，阿尔文波的衰减主要由双极扩散控制。相反，慢磁声波的阻尼效率较低，临界阻尼需要小于10 μ m的空间尺度。热传导和粘性控制着慢磁声波的阻尼，在所有高度上都起着同样重要的作用。这些结果表明，强波加热可能在色球层中起作用的空间尺度目前还没有得到观测的解决。
2015-08-06 astro-ph.SR
Coronal heating in coupled photosphere-chromosphere-coronal systems: turbulence and leakage
日冕环作为低频波动的谐振腔，这些波动从太阳大气的深层传输，并在日冕中放大，引发非线性相互作用。然而，捕获并不完美，一些能量泄漏到色球层，从而限制了湍流的发展和相关的加热。我们考虑了湍流和泄漏的综合影响，在确定的能级和相关的加热率模型的冕环，其中包括色球和过渡区。我们使用一个分段常数模型的阿尔芬速度和减少MHD壳模型来描述之间的相互作用，在垂直于平均场的方向上的湍流动力学和传播沿字段。湍流是由传入的波动，相当于，在线绑的情况下，强迫的光球剪切流。在改变湍流强度的同时，系统地比较了三种复杂度逐渐增加的模型的平均日冕能级（E）和耗散率（D）：经典封闭模型、半开放日冕模型和日冕色球层（或三层）模型，后两种模型允许能量泄漏。我们发现：（i）泄漏总是起作用（即使对于强湍流），E和D系统地低于线系模型。(ii)E接近共振预测，即，假设有效湍流相关时间长于Alfven日冕穿越时间（Ta）。(iii)D接近光球能量除以Ta的比值。（iv）日冕光谱具有5/3的光谱斜率的惯性范围，以及抑制非线性耦合的大尺度共振模捕获峰。(v)在实际的三层模型中，二分量谱导致阻尼时间等于Kolmogorov时间减去因子u_rms/Va_corona
2011-11-22 astro-ph.SR
Estimating the contribution of Alfvén waves to the process of heating the quiet solar corona
为了研究脉冲产生的线性和非线性Alfvén波对孤立的日弧和日冕漏斗的影响，我们数值求解了二维理想MHD方程和外部引力场。我们分析了光球和日冕之间的界面区域。主要的兴趣是研究阿尔文波触发能量通量向安静的日冕转移并加热它的可能性，包括可能发生两个连续波的情况。我们发现，在拱廊的情况下，短或大，阿尔文波的转移通量是足够的加热安静的日冕只有在一个小的时间间隔和在一定的区域。在漏斗的情况下，只有当波的速度超过10 km/s时才能达到阈值，这是非常高的。我们从分析中得出结论，即使在有两个连续阿尔芬波脉冲的乐观情况下，阿尔芬波也不能传输足够的能量来加热安静的日冕。
2015-05-06 astro-ph.SR
Impulsively Generated Linear and Non-linear Alfven Waves in the Coronal Funnels
本文通过数值求解含时 MHD 方程，模拟日冕漏斗中脉冲激发的线性与非线性 Alfvén 波，指出非线性波能为日冕加热和太阳风加速提供足够能量。
2014-01-16 astro-ph.SR
Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Nonlinear Alfvén Wave Model of Stellar Coronae and Winds from the Sun to M dwarfs
M矮星的大气层和风预计是高度磁化的。Alfvén波的非线性传播在加热恒星大气和驱动恒星风方面都起着关键作用。沿着这一Alfvén波方案，我们对M矮星的光球层、色球层到日冕和行星际空间的Alfvén波非线性传播进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟。基于模拟结果，我们发展了描述太阳和M矮星日冕温度、恒星风速度和恒星风质量损失率的半经验方法。我们发现M矮星的日冕比太阳日冕更冷，M矮星的星风比太阳风具有更快的速度和更小的质量损失率。
2020-12-20 astro-ph.SR
Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location
来自日冕顶部的微弱超音速太阳风穿过一个自然边界--阿尔芬表面--这标志着单个等离子体包和磁通量与太阳本身的因果断开。阿尔文表面是加速的太阳风的径向运动通过径向阿尔文速度的轨迹，因此任何物质的位移都不能将信息带回日冕。因此，它是日冕的天然外边界，也是行星际空间的内边界。使用一种新的和独特的运动分析来分离来自STEREO-A航天器上COR 2日冕仪的天气可见光图像序列中的入站和出站运动，我们首次确定了6个太阳半径以外的外日冕中的入站波动，并用它来确定阿尔文表面在极冕洞上方距离太阳至少12.5个太阳半径，在流光带中距离太阳至少17个太阳半径，远远超出了美国宇航局即将到来的太阳探测器任务计划的距离。据我们所知，这是第一次测量外日冕的入射波，也是第一次直接测量阿尔文表面的下限。
2014-04-15 astro-ph.SR
Alfvén Waves in the Structured Solar Corona
一个简单的模型，一个周期性的集合紧密堆积的通量管坐在垂直分层层的顶部显示，从下面入射的快波优先转换几乎立即阿尔芬波的通量管，与扭结波限制在最多只有很少的傅立叶模式。这表明，在这种结构系统中观测日冕扭结模式可能大大低估了传输到日冕和通过日冕的净波能通量，其中大部分可能存在于难以观测的阿尔文波中。模式转换/共振吸收和Alfvén相位混合的过程中牵连。有人建议，太阳的内部p-模式字段-5分钟振荡-可能会大大有助于提供入射快波的色球散射和模式转换的管合奏的过程。
2016-12-06 astro-ph.SR
On the origins of coronal Alfvénic waves
本研究利用DKIST Cryo-NIRSP高分辨率观测分析日冕阿尔文波功率谱，结合物理模型表明其主要源于光球对流激发，并受反射、部分电离耗散及p模转换等机制调控。
2025-05-13 astro-ph.SR
Multiwavelength studies of MHD waves in the solar chromosphere: An overview of recent results
色球层是太阳大气层中的一个薄层，它连接着相对较冷的光球层和极热的过渡区和日冕。通过色球层传播的可压缩和不可压缩波可以向界面区和日冕提供大量的能量。近年来，从最先进的设施中获得的大量高分辨率观测结果为解开通过动态色球层传播的振荡现象的特征提供了新的和令人兴奋的方法。再加上磁流体动力学波理论的快速发展，我们现在处于一个理想的位置，以彻底研究波在提供能量以维持色球和日冕加热方面所起的作用。在这里，我们回顾了最近取得的进展，在表征，分类和解释振荡表现在太阳色球层，其内在的能量的推动力。
2015-03-11 astro-ph.SR
Exploring the damping of Alfvén waves along a long off-limb coronal loop, up to 1.4 R$_\odot$
日冕中的阿尔文波能流可以通过波的电子密度和速度振幅来探测。阿尔文波的速度振幅可以从谱线剖面的非热速度得到。以往对活动区和极冕洞阿尔文波能量通量随高度变化的计算为阿尔文波随高度衰减提供了证据。本文报道了用离边Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）观测的一个高达1.4~R $_\odot$的长日冕环。我们得到了环上的电子密度，发现环几乎处于流体静力平衡。我们使用EM轨迹方法获得了温度，并发现环是等温的，以及沿着环的温度约为1.37 MK。我们显着提高了非热速度的估计比以前的研究通过使用估计的离子（等于电子）温度。电子密度的估计，提高了使用的显着更新的CHIANTI v.8原子数据。更准确的测量传播阿尔文波能量沿冠环及其阻尼的距离为1.4 R $_\odot$，进一步比以前已经探索。阿尔文波能量通量的获得可能有助于日冕的损失，由于辐射沿环的一个显着的部分。
2019-06-04 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
Non-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Resonant Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
上下文磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。在磁波导中，由于等离子体的不均匀性，共振吸收自然地将波能量从大尺度运动传递到小尺度运动。在太阳大气中较冷的部分，例如，色球层，由于部分电离的影响可能与波动动力学和加热有关。目标。研究了部分电离等离子体中的共振阿尔芬波。方法.我们在冷等离子体近似中使用多流体方程。本文研究了部分电离磁通管中共振磁流体动力学波的传播。我们使用近似分析理论的基础上正常模式的薄管和薄边界近似数值特征值计算。结果我们发现，波扰动跨越共振层的跳跃是相同的完全电离等离子体。由于共振吸收的阻尼长度与频率成反比，而由于离子-中性碰撞的阻尼长度与频率的平方成反比。对于太阳大气中观察到的频率，共振吸收比离子-中性碰撞更有效地衰减MHD扭结波的振幅。结论.色球扭折波携带的大部分能量被转换成局部方位角阿尔芬波，可以在日冕介质中沉积能量。色球层中由于离子与中性粒子碰撞而引起的波能耗散只对高频波有效。色球层对周期小于10 s的扭折波起着过滤器的作用。
2011-11-17 astro-ph.SR
Magnetic connections across the chromosphere-corona transition region
对冷色球层（$\le 10^4$ K）和热日冕（$\ge 10^6$ K）之间太阳发射的等离子体有许多不同的解释。在这里，我们看看这个过渡区（TR）等离子体的磁结构，根据石川等人最近发表的CLASP 2数据的影响，和较早的平静区IRIS和SDO数据。Ishikawa等人发现，在低等离子体- $β$条件下的下过渡区中形成的\ion{Mg}{2}共振线的核心中，大面积的太阳黑子斑是磁单极的。在这里，我们表明，IRIS图像中的线核心的原纤维，以及与覆盖的冠状环段在SDO的171毫米通道中看到。当活动区的TR辐射来自与日冕磁热连接的等离子体时，线芯可以为扩展到日冕的无力计算提供第一个可信的磁边界条件。我们还重新审视IRIS图像的动态TR冷却回路以前报道的一个主要贡献者从安静的太阳过渡区发射。动态冷环只占安静太阳总TR辐射的一小部分。
2021-04-15 astro-ph.SR
Science Objective: Understanding Energy Transport by Alfvénic Waves in Solar Flares
太阳耀斑是由日冕重联事件释放的磁能驱动的，随后能量被输送到色球层，加热等离子体并引起特征辐射损失。在碰撞厚靶模型中，加速到能量超过10 keV的电子穿过日冕并撞击色球层，在那里它们通过与低层大气中密度更大的等离子体碰撞来沉积能量。虽然在耀斑中无疑有高能非热电子加速，但尚不清楚这些电子束是否是能量传输的唯一机制，或者它们是否只在耀斑演化的某些阶段占主导地位。Alfvénic波是在磁场线的重联后弛豫过程中产生的，因此研究它们在能量输运中的作用很重要。
2017-02-06 astro-ph.SR
A basal contribution from p-modes to the Alfvénic wave flux in the Sun's corona
许多冷恒星拥有复杂的磁场[1]，这些磁场被认为在其大气层的结构和能量中起着核心作用[2]。阿尔夫维尼波被认为对沿着这些磁场的能量转移做出了关键贡献，具有加热等离子体和加速恒星风的潜力[3] [4] [5]。尽管在太阳大气层中已经发现了阿尔夫文波，但人们对基波能量通量的性质知之甚少。通常假设相关的坡印廷通量仅在光球层中产生并传播到日冕中，通常通过湍流对流单体的连续磁场的抖振[4] [6] [7]。在这里，我们提供的证据表明，太阳的内部声学模式也有助于基础流量的Alfvénic波，提供了一个空间无处不在的输入，持续在太阳周期的日冕能量平衡。因此阿尔夫文波是日冕的基本特征。承认内部声学模式在向类太阳恒星的上层大气注入额外的坡印廷通量方面具有关键作用，这对恒星日冕和风的建模具有潜在的重大影响。
2019-02-11 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
Comment on `Oblique Propagation and Dissipation of Alfvén Waves in Coronal Holes' by Srivastava and Dwivedi
我们评论最近的文件由Srivastava和Dwivedi（J。{ \bf 28}，1，2007）。在该论文中，导出的色散关系$νη\cos^4 θk^4 + [v_A^2 - i ω(ν+ η)] \cos^2 θk^2 - ω^2 = 0$似乎是错误的。因此，他们论文中得出的结论是不可靠的。
2009-12-21 astro-ph.SR
New Cutoff Frequency for Torsional Alfv'en Waves Propagating along Wide Solar Magnetic flux Tubes
本文研究了孤立的、等温的、宽磁通量管埋在太阳色球层或低层日冕中时线性扭转Alfv'en波的传播。结果表明，管的宽度导致一个新的截止频率，这是一个本地量，给出了在不同的大气高度的波传播的条件。截止值用于确定色球层和低日冕中传播和反射波的频率范围。所得到的结果进行了比较，以前获得的薄磁通量管和差异进行了讨论。此外，还将结果与当前的一些观测数据进行了比较，并用于确定在不同大气高度的数据中传播波的存在;这对太阳大气中波的能量和动量传输以及线性扭转Alfven波在大气加热和风加速中的作用具有深刻的意义。
2020-08-09 astro-ph.SR
A Hydrodynamic Model of Alfvénic Wave Heating in a Coronal Loop and its Chromospheric Footpoints
Alfvénic波被认为是日冕环中一种重要的能量传输机制，能够将能量传递到日冕和色球层，并产生许多观测到的特征，如耀斑和静止区。在以前的工作中，我们建立了波的电阻耗散（双极扩散）可以驱动强烈的色球加热和蒸发，能够产生耀斑签名。然而，该模型是基于一个简化的假设，即波立即传播到色球层，目前的工作删除了一个假设。通过射线追踪方法，我们已经实现了行波在一个现场对齐的流体动力学模拟，消散局部，因为它们沿着场线传播。我们比较这种方法，并验证对磁流体动力学代码Lare 3D。然后，我们研究的重要性旅行时间的动态环的演变，发现（1）电离水平的等离子体起着决定的位置和速度，波消散的关键作用;（2）持续时间长的波有效地在色球层中钻了一个洞，使后续波穿透得比以前预期的更深，与电子束不同，电子束的能量沉积随着蒸发减少电子的平均自由路径而在高度上上升;（3）与电子束的能量沉积不同，这些波的耗散驱动传播到更深深度的压力前沿。
2017-12-17 astro-ph.SR
Heating effects from driven transverse and Alfvén waves in coronal loops
最近的数值研究表明，日冕环的横向运动可以引起开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。这一过程在日冕加热中可能很重要，因为它会导致小空间尺度等离子体相互作用的能量耗散。与此同时，最近在SDO/AIA观测中发现了日冕环中的小振幅无衰减振荡。我们在日冕环中模拟这种振荡，并研究波加热效应，分别考虑扭结和Alfv{é}n驱动器和通量管底部的混合驱动器。横向振荡和Alfv{é}n振荡都可以导致KHI。同时，在环路中建立的Alfv{é}n振荡将经历相位混合.这两个过程都会产生小的空间尺度结构，这有助于波能的耗散。事实上，我们观察到环路区域的内能和温度的增加。对于包含混合扭结和Alfv{é}n驱动器的模拟，加热更加明显。这意味着，混合波模式可以导致更有效的能量耗散在湍流状态的等离子体和KHI涡作为一种代理，以消散能量在其他波模式。此外，我们还获得了使用FoMo代码的正演模拟结果。我们得到的前向模型是非常相似的无衰减振荡的观测。由于仪器分辨率的限制，既不能观察到Alfv{é}n模，也不能观察到精细结构。因此，数值研究表明，Alfv{é}n模式可能会与扭结模式共存，导致加热增强。
2018-11-19 astro-ph.SR
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 astro-ph.SR
Non-WKB Models of the FIP Effect: The Role of Slow Mode Waves
进一步发展了太阳色球和日冕之间元素丰度分馏的模型。在太阳条件下，阿尔芬波通过色球层传播或反射产生的有质动力通常会加速色球层离子进入日冕，但中性粒子不会。这就产生了所谓的第一电离势（FIP）效应。我们将新的物理过程纳入模型。改进了色球电离平衡，并讨论了不同近似的影响。我们还讨论了由平行传播的阿尔芬波参量产生慢模波的问题。这也是有质动力的影响，由驱动声学模式的磁压力的周期性变化引起，其增加了背景纵向压力。这可能对分馏产生微妙的影响，使其在色球层较低的区域中与质量无关。我们还简要地讨论了阿尔芬波频率的分馏的变化，相对于覆盖冠环共振的频率。
2011-10-19 astro-ph.SR
The energy content of Alfven waves in the stratified solar atmosphere
针对从太阳光球层到日冕传播的阿尔文波因阿尔文速度梯度发生部分反射的问题，通过解析模型和数值模型揭示其能量非均分、净传输减缓等特性，给出考虑反射和非均分的广义表达式并讨论其适用性。
2025-04-14 astro-ph.SR
Contribution of mode coupling and phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating
日冕中阿尔文波的相位混合被认为是解释日冕加热的一个可能的候选者。虽然这种情况得到了日冕中携带足够波能的无处不在的振荡的观测和描述小尺度结构中能量集中的理论模型的支持，但仍然不清楚这种波能是否可以维持百万度的日冕。这项工作的目的是评估有多少能量可以通过在圆柱形日冕结构（如日冕环）中传播Alfvénic波引发的相混合过程转换，并估计对日冕加热的影响。为此，我们运行3D磁流体模拟的磁化圆柱体的阿尔文速度变化通过边界壳和一个脚点驱动器被设置为触发扭结模式，该模式耦合到扭转阿尔文模式的边界壳。这些阿尔文波预计相混合和系统允许我们研究随后的热能沉积。我们运行参考模拟来解释主要过程，然后改变模拟参数。当我们考虑高值的磁阻和强足点驱动器时，我们发现i）相混合导致$10^5$ K或更少数量级的温度增加，这取决于边界壳层的结构，ii）这种能量能够平衡仅在加热所涉及的局部区域中的辐射损失，iii）以及驱动器的边界层和持久性如何影响系统的热结构。我们的结论是，由于我们采用的极端物理参数和对系统加热的适度影响，相混合不太可能在全球范围内对日冕加热做出贡献。
2017-03-16 astro-ph.SR
Swirls in the Solar Corona
本研究通过高分辨率三维 MHD 模拟发现，自然产生的涡流在色球和低日冕的能量传输与加热中起重要作用，但其影响随高度增加而减弱。
2023-05-05 astro-ph.SR
Temperature and density profiles in the corona of main-sequence stars induced by stochastic heating in the chromosphere
本文将受限等离子体大气模型应用于主序星，发现除最大质量主序星外，其余主序星均存在类似太阳的炽热稀薄日冕，同时探讨了恒星质量对日冕温度与密度剖面形状的影响。
2024-11-12 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper II: Nonlinear Simulations
我们使用MHD模拟检测扭转阿尔文波传播的非线性效应的潜在磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。在论文I中，我们考虑了扭转阿尔文波传播的线性化控制方程的解，并使用我们开发的名为WiggleWave的有限差分求解器表明，在某些情况下，波阻尼比我们的解析解预测的要强。在本文中，我们考虑是否阻尼将进一步增强的非线性效应的存在。我们首先推导出扭转阿尔芬波传播的非线性控制方程，并确定引起磁声扰动耦合的项。然后，我们将名为Lare3d的MHD求解器的模拟输出与WiggleWave的输出进行比较，以检测非线性效应，例如：通过阿尔文波激发磁声波，通过耦合到感应磁声波的阿尔文波的自相互作用，以及由于这些压缩扰动的陡化而在大气层更高处形成激波。我们认为，这些非线性效应的存在下，在太阳日冕将导致阿尔文波加热，超出了预期的相位混合单独。
2022-01-07 astro-ph.SR
Assessing the Capabilities of Dynamic Coronal Seismology of Alfvénic Waves through Forward Modeling
日冕地震学是太阳物理学中的一种诊断工具，用于测量难以测量的参数;在这些参数中，磁场值可以说是最重要的。结合观测资料和磁流体动力学波动理论，推导了这些参数。迄今为止，日冕地震学已成功地应用于各种单振荡事件。此类事件相对罕见，导致很少使用诊断。然而，太阳大气层中无处不在的波可能使动态日冕地震学成为可能，这涉及日冕参数的连续反演，并将在太阳物理学的许多领域中构成巨大的飞跃。在本文中，我们研究的鲁棒性和准确性的磁场诊断应用于前向建模的三维MHD模拟传播Alfvénic波。我们发现，地震学测量的磁场值是令人放心的接近输入值（20%以内）的范围内的设置研究，提供动力冠状地震学的进一步发展的鼓励和信心。
2018-04-16 astro-ph.SR
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
2018-12-04 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
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
Relationships Between Sequential Chromospheric Brightening and the Corona
色球层是一个复杂的区域，它在光球层中出现的磁通量和日冕中看到的磁性特征之间起着中介作用。在色球层的耀斑和暗条的大爆发经常伴随着日冕物质从太阳的喷射。一些研究已经观测到快速移动的密集亮点（称为连续色球增亮或SCB）从色球耀斑中流出，也产生了日冕物质抛射（CME）。在这项工作中，我们回顾了SCBs的研究，并寻找它们之间的共性。我们将这些发现与当代色球和日冕观测放在一个更大的背景下。SCB是太阳大气环境的短暂指标，因为它存在于其相关的爆发之前。由于它们出现在耀斑爆发的最初阶段，SCB是在色球层中测量到的CME的良好早期指示。
2017-04-12 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation and phase mixing of Alfvén waves in coronal loops
阿尔文波的相位混合作为一种可能的日冕加热机制已经被广泛研究，但没有完全的热力学后果被认为是自洽的。有人认为，在某些情况下，加热的热力学反馈可以大大影响横向密度梯度，甚至抑制相混合过程。在本文中，我们使用的MHD模拟与适当的计算条款，包括量化的蒸发加热后的相位混合的阿尔文波在日冕环和这种蒸发的横向密度分布的影响。使用Lare 2D代码进行数值模拟。我们建立了一个由场向热力学平衡和交叉场（背景）加热分布组成的2D回路模型。实现了连续、正弦、高频Alfvén波驱动器。当阿尔文波沿着场传播时，由于环的冠状部分中的交叉场密度梯度，它们经历相位混合。我们研究了场向流的存在，加热的相位混合阿尔文波的耗散，以及随后的蒸发从低层大气。我们发现阿尔文波的相位混合导致环壳区域的适度加热和色球物质蒸发到日冕中，上升流仅为5-20 m/s。虽然蒸发导致的质量增加的壳区域的环路，密度梯度的影响，因此，在相混合过程中，是微不足道的。本文自洽地研究了色球蒸发对日冕环中交叉场密度梯度和相位混合过程的影响。我们发现，在我们的特定设置（小振幅，高频波）的影响太小，显着改变密度梯度。
2020-02-26 astro-ph.SR
Heating of the solar corona by Alfven waves - self-induced opacity
在完全电离氢等离子体磁流体力学（MHD）框架下，计算了过渡区温度和风速的静态分布。导出的方程的数值解给出了色球层和日冕之间的过渡层的宽度作为高频阿尔芬波（AW）的自诱导不透明度。畴壁是自洽MHD处理AW传播的直接结果。来自太阳的低频MHD波被狭窄的过渡层强烈反射，而高频波被吸收-这就是为什么我们预测光球中AW的光谱密度相当大。数值方法允许考虑具有任意谱密度的输入AW。阿尔文波加热日冕的观点属于阿尔文的观点，我们简单地求解了相应的MHD方程。溶液与实验的比较对于揭示加热机制至关重要。
2016-01-22 astro-ph.SR
First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
