Electron-ion heating partition in imbalanced solar-wind turbulence
本研究通过混合动理学模拟探讨归一化交叉螺旋度对太阳风加热的调控作用，揭示螺旋度屏障效应随非平衡度变化的规律，解释了多种太阳风观测特征。
2024-09-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On stochastic heating and its phase-space signatures in low-$β$ kinetic turbulence
我们重新审视离子随机加热的理论，并研究其相空间签名动力学湍流的相关性低- $β$部分的太阳风。我们保留一个完整的规模依赖的方法在我们的治疗，并考虑的情况下，电场波动可以描述的广义欧姆定律，包括霍尔和热电效应。当离子拉莫尔尺度远小于离子趋肤深度$ρ_{\mathrm{i}}\ll d_{\mathrm{i}}$时，这两个电场项对随机离子加热起主导作用，这是$β{\ll}1$的情况。利用Alfvén波和动力学Alfvén波湍流涨落的谱标度律，我们得到了表征这两个区域中与随机加热相关的场垂直粒子扩散率和能量扩散系数的标度关系。离子加热的相空间签名，然后使用连续驱动Alfvénic湍流在低$β$的三维混合动力学模拟研究。在这些模拟中，平行于磁场的离子的湍流与其垂直对应物（$Q_{\parallel,\mathrm{i}}\ll Q_{\perp,\mathrm{i}}$）相比是次主导的，并且进入离子加热的湍流能量的分数在$β_{\mathrm{i}}=0.3$处为${\approx}75$，在$β_{\mathrm{i}}{\simeq}0.1$处为${\approx}40$。离子回旋的相空间特征与朗道共振无碰撞阻尼和离子回旋和随机加热的（$β$依赖）组合是一致的。我们证明了我们的理论和各种签名与随机部分的加热之间的良好协议。我们讨论的随机加热和我们的工作的影响，随机加热的太阳风航天器数据…
2021-04-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Heating of Heavy Ions in Low-beta Compressible Turbulence
在与耀斑相关的太阳高能粒子（SEP）事件中，小离子（如$^3$ He和重离子）的增强一直是太阳物理学的主要难题之一。在这项工作中，我们使用3D混合模拟（动力质子和流体电子）调查粒子的湍流低β环境类似于太阳耀斑。结果表明，在这种制度下，注入的大振幅Alfvén波发展成可压缩的和各向异性的湍流，有效地加热不同种类的热离子。我们发现重离子的温度升高与荷质比成反比，这与脉冲SEP事件的观测结果是一致的。进一步的分析表明，离子是通过与质子惯性尺度附近近似垂直的磁声波相互作用而获得能量的。
2019-09-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Conditions for Solar Prominence Formation Triggered by Single Localized Heating
针对日珥形成机制，通过1.5维磁流体动力学模拟研究单次局域加热触发凝聚的条件，发现加热率约为稳态加热10⁴倍、热传导效率低于冷却效率时发生凝聚，还扩展了热非平衡条件的公式。
2024-11-27 astro-ph.SR
Electron and proton heating by solar wind turbulence
将以往的强磁流体动力学（MHD）湍流的加热和输运公式推广到电子和质子的单独的内能方程。包括电子热传导。能量由影响电子和质子的湍流加热提供，并通过碰撞在它们之间交换。与现有的湍流数据的比较表明，当（i）能量交换时间尺度很长，（ii）湍流引起的热量沉积被划分为60%的质子加热和40%的电子加热时，提供了合理的数据解释。热传导，这里确定的经验拟合，在描述电子数据中起着重要作用。
2009-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Proton and Helium Heating by Cascading Turbulence in a Low-beta Plasma
离子如何被激发和加热是磁化等离子体中能量耗散研究的一个基本问题。特别是重离子（包括${}^{4}\mathrm{He}^{2+}$、${}^{3}\mathrm{He}^{2+}$等）的加热一直是理解脉冲太阳耀斑微观物理的一个持续关注的问题。在这篇文章中，通过二维混合动力学粒子模拟，我们研究了由电子，质子和氦离子组成的多离子等离子体的左手极化氦离子回旋波分支在大尺度上发射的级联波驱动的湍流对氦离子（${}^{4}\mathrm{He}^{2+}$）的加热。我们发现显着的平行（背景磁场）加热的氦离子和质子由于形成的光束和高原的速度分布函数沿背景磁场。氦离子在垂直于磁场方向上的加热开始时速率低于平行方向上的加热速率，但在几百个质子回旋周期后，由于大尺度注入的氦离子回旋波级联引起的主要是斜传播波的回旋共振，氦离子的加热速率超过了平行加热速率。然而，由于在质子回旋频率附近没有左手极化回旋波，几乎没有质子在垂直方向加热的证据。我们的研究结果有助于理解${}^{3}\mathrm{He}$和其他重离子在富含${}^{3}\mathrm{He}$的太阳高能粒子事件中的优先加热，其中氦离子作为一种背景离子调节动力学等离子体行为起着至关重要的作用。
2022-11-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stochastic proton heating by kinetic-Alfvén-wave turbulence in moderately high-$β$ plasmas
随机加热是指带电粒子的平均磁矩与电磁波动相互作用的增加，电磁波动的频率小于粒子的回旋频率。当陀螺仪波动的幅度超过一定阈值时，就会出现这种加热，导致垂直于磁场的平面中的粒子轨道变得随机而不是近似周期性。我们考虑了阿尔文波（AW）和动力学阿尔文波（KAW）湍流对质子的随机加热，这可能对太阳风的加热做出重要贡献。利用唯象理论，我们导出了等离子体中的随机质子加热率，其中$β_{\rm p} \sim 1-30$，其中$β_{\rm p}$是质子压力与磁压力的比值。(We不考虑$β_{\rm p} \gtrsim 30$状态，在该状态下质子陀螺标度的KAWs变为非传播。）我们测试我们的公式的随机加热率的数值跟踪测试粒子质子相互作用的频谱随机相位AWs和KAWs。以前的研究表明，在$β_{\rm p} \lesssim 1$，粒子主要是由静电势的时间变化和热质子陀螺轨道的随机主要是由静电势的陀螺波动。相比之下，在$β_{\rm p} \gtrsim 1$，粒子主要由电场的螺线管分量激励，热质子陀螺轨道主要由磁场中的陀螺尺度波动随机化。
2018-11-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Coronal Loop Heating by Nearly Incompressible Magnetohydrodynamic and Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence Models
光波和湍流在光球层之外的传输是日冕加热问题的核心。采用近不可压缩磁流体动力学（NI MHD）理论模拟了宁静日冕中的湍流，描述了低频湍流在开放磁场区的输运。它描述了耦合的多数准二维和少数板组件的演变，驱动的磁地毯和平流的亚音速，亚Alfvenic流从较低的日冕。本文将NI MHD湍流传输模型与日冕MHD模型耦合，研究日冕环中的加热问题。在一个现实的基准日冕环问题，我们发现，一个环可以加热到150万K的运输和耗散的MHD湍流所描述的NI MHD模型。我们还发现，大多数2D组件是作为重要的少数板组件在加热的冕环。我们比较我们的耦合MHD/NI MHD模型的结果与简化MHD（RMHD）模型。这些模型之间的一个重要区别是，RMHD解决了小规模的速度和磁场波动，并获得与它们的演变相关的实际粘性/电阻耗散，而NI MHD演变的波动速度和磁场的标量矩和近似耗散使用MHD湍流现象。尽管模型之间存在基本差异，但它们的模拟结果非常匹配，在日冕内部产生几乎相同的加热速率。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quasilinear Evolution of Kinetic Alfven Wave Turbulence and Perpendicular Ion Heating in the Solar Wind
本文利用在湍流太阳风等离子体中测得的动力学阿尔芬波动谱计算了由准线性扩散引起的电子和离子分布函数。修正的离子分布函数被发现是不稳定的长波长电磁离子回旋波。这些波的俯仰角将平行离子的速度分散成垂直的速度，从而有效地提高了垂直离子的温度。
2011-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Occurrence Rates and Heating Effects of Tangential and Rotational Discontinuities as Obtained from Three-dimensional Simulation of Magnetohydrodynamic Turbulence
在太阳风中，磁流体动力学（MHD）不连续性是普遍存在的，并且经常被发现是湍流不连续性的起源。它们还可能在湍流消散和太阳风加热中发挥关键作用。切向不连续面和旋转不连续面是两种最重要的不连续面类型。近年来，湍流不稳定性和质子热力学之间的联系已被观测研究。在这里，我们提出了从三维MHD模拟与压力各向异性的数值结果，并定义新的方法来识别和区分TD和RD。重点介绍了三个关于相对出现率和加热效应的统计结果：（1）随着时间的推移，RD倾向于占据大部分不连续性;（2）嵌入TD的热状态倾向于与极端等离子体参数或不稳定性相关，而RD则不相关;（3）TD具有较高的平均T和垂直温度$T_\perp$。模拟结果表明，TD和RD的演变和贡献的太阳风加热不同。这些结果将激发我们对产生不连续性和导致等离子体加热的机制的理解。
2015-03-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Subcritical transition to turbulence triggered by a magnetic dynamo
本文提出恒星辐射区中由非线性平均场发电机维持的小尺度湍流可被理解为线性稳定流动中的亚临界分岔，并给出一个简单非线性模型来描述大尺度发电机与小尺度磁不稳定性竞争驱动的天体物理湍流转捩。
2023-11-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Perpendicular Ion Heating by Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence
最近的理论研究认为，低频阿尔文波湍流中的随机离子加热速率由$Q_\perp = c_1 [(δu)^3 /ρ] \exp(-c_2/ε)$给出，其中$δu$是离子回旋半径尺度下的均方根湍流速度$ρ$，$ε= δu/v_{\perp \rm i}$，$v_{\perp \rm i}$是垂直离子热速度，$c_1$和$c_2$是无量纲常数。我们通过数值模拟强约化磁流体动力学（RMHD）湍流相互作用的测试粒子来测试这一理论结果。在我们的模拟中的加热速率很好地符合这个公式。$c_1$的最佳拟合值为$\sim 1$。$c_2$的最佳拟合值降低（即，随机加热变得更有效）的网格大小和雷诺数的RMHD模拟增加。作为一个例子，在一个$1024^2 \times 256$ RMHD模拟与耗散波数的反离子回旋半径，我们发现$c_2 = 0.21$。我们发现，随机加热是显着强于在一个字段中的随机相位Alfvén波具有相同的功率谱的强RMHD湍流，因为强RMHD湍流的相干结构增加轨道随机性的区域中的离子被加热最强烈。我们发现，$c_1$增加了$\sim 3$的一个因素，而$c_2$的变化很小的离子热速度从值$\ll v_{\rm A}$增加到值$\sim v_{\rm A}$，其中$v_{\rm A}$是阿尔文速度。我们讨论了这些结果的重要性垂直离子加热太阳风。
2013-09-04 astro-ph.SR physics.space-ph
Stochastic Heating in the Sub-Alfvénic Solar Wind
本研究利用帕克太阳探测器数据，发现亚阿尔芬太阳风中线性共振加热不足以解释湍流耗散，而随机加热（通过质子磁矩破坏）结合湍流间歇性可解释观测到的离子增能，对低日冕等环境有重要意义。
2025-09-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Formation of coronal rain triggered by impulsive heating associated with magnetic reconnection
日冕雨是由热不稳定性在日冕环中形成的冷等离子体凝结组成的。日冕雨形成的标准模型假设加热是准稳定的，并局限于日冕环足点。我们提出了一个观测的磁重联在日冕和相关的脉冲加热触发日冕雨凝聚的形成。我们分析了结合SDO/AIA和IRIS观测的日冕雨事件后，一个低洼的突出通量绳和周围的日冕磁力线之间的线程重连。扭曲的磁通绳和开放的磁力线的重联导致磁扭曲的释放。在不同的AIA带通的重连过程中所涉及的日冕循环之一的发射的演变表明，该循环变得热不稳定，并受到形成的日冕雨凝结后的重连和相关的加热是本地化的循环腿的上部。我们的结论是，除了标准模型的热不稳定的日冕回路与加热只局限于足点，热不稳定性和随后形成的凝聚可以触发的脉冲加热与磁重联发生在任何地方沿磁场线。
2019-10-17 astro-ph.SR
On the Heating of the Slow Solar-Wind by Imbalanced Alfvén-Wave Turbulence from 0.06 au to 1 au: Parker Solar Probe and Solar Orbiter observations
本研究利用PSP和SO观测数据，分析了0.06至1 au内不平衡Alfvén波湍流对Alfvén慢风的加热现象，发现湍流耗散率与质子加热率趋势一致，证实AW湍流在慢风离子加热中起主导作用。
2024-03-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Intermittent Dissipation and Local Heating in the Solar Wind
利用ACE航天器的测量数据，获得了磁流体动力学（MHD）湍流动态产生的电流片附近行星际等离子体不均匀加热的证据。这些相干结构只占数据的19%，但贡献了总等离子体内能的50%。间歇性加热表现为电流片附近质子温度的升高，导致区域加热和温度升高持续数小时。发现非高斯结构的数密度与平均质子温度和太阳风速度成正比。这些结果表明，磁流体湍流驱动间歇性耗散通过层次的相干结构，这共同可能是一个重要的来源，日冕和太阳风加热。
2012-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfven Wave Turbulence and Perpendicular Ion Temperatures in Coronal Holes
当湍流振幅足够大时，低频阿尔芬波湍流导致离子轨迹变得混乱或“随机”。随机轨道使离子能够从湍流中吸收能量，即使当波动频率太小而无法发生回旋共振时，也会增加垂直离子温度。在本文中，一个解析表达式的随机加热率结合观测约束湍流模型得到的解析公式的垂直离子温度作为日心距离r，离子质量和离子电荷的函数在冕洞的r值之间的2和15太阳半径（Rs）。得到的温度分布提供了一个很好的适合质子和OVI离子在2Rs < r < 3Rs的紫外电晕光谱仪（UNOPS）的观察。随机加热也提供了一个自然的解释几个详细的特征的UVI观测，包括优先和各向异性加热的次要离子，快速径向增加的OVI温度之间的1.6 Rs和1.9 Rs，和突然平坦的OVI温度曲线r增加超过1.9 Rs。
2010-06-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton Heating in Solar Wind Compressible Turbulence with Collisions between Counter-propagating Waves
磁流体湍流被认为在实验室、空间和天体物理等离子体加热中起着至关重要的作用。然而，湍流波动和颗粒动力学之间的精确联系尚未建立。在这里，我们提出了明确的证据等离子体湍流加热诊断波的特点和质子速度分布的基础上，从太阳风测量的风航天器。我们首次报道了在太阳风湍流中同时观测到反向传播的磁流体动力学波。与传统的Alfvén波反向传播的模式不同，在这种新型的太阳风可压缩湍流中，向阳慢磁声波（SMW）会遇到反向阳Alfvén波（AWs）。反向传播的AWs和SWs分别对应于不平衡Elsässer变量的优势和次优势种群。AWs和SMW之间的非线性相互作用推断从一个波的可能的振荡方向和其他的可能的传播方向之间的非正交性。相关的质子显示出双向不对称的光束在其速度分布：向阳光束出现在短而窄的模式和反向阳广泛的延长尾巴。这表明，多种类型的波粒相互作用，即，回旋加速器和朗道共振与AW和SMW在动力学尺度，正在发生联合加热质子垂直和平行。
2015-09-14 astro-ph.SR physics.space-ph
The Heating of Test Particles in Numerical Simulations of Alfvenic Turbulence
我们研究了弱可压缩磁流体动力学（MHD）湍流（"Alfvenic湍流“）的三维数值模拟中带电测试粒子的加热;这些结果与太阳风、太阳耀斑、黑洞上的吸积盘以及其他天体物理学和日光层环境中的粒子加热和加速有关。粒子加热的物理学取决于粒子的回转频率是否与在计算域上解析的湍流波动的频率相当。具有这些频率几乎相等的粒子经历强垂直加热（相对于局部磁场）和俯仰角散射。相比之下，具有大回转频率的粒子经历强烈的平行加热。由于小尺度电流片中的平行电场，具有有限电阻率的模拟产生额外的平行加热。我们的许多结果是一致的线性理论预测粒子加热所产生的阿尔文和慢磁声波，使阿尔文湍流。然而，与线性理论的预测相反，能量交换不是由粒子和波之间的离散共振主导的;相反，共振被大大地“加宽”了。我们讨论了我们的结果对太阳和天体物理学问题的影响，特别是近地太阳风的热力学。我们的结论是阿尔文湍流产生显着的平行加热通过粒子和磁场压缩（"慢波“）之间的相互作用。然而，在质子拉莫尔半径以上的尺度上，阿尔文湍流不会产生显著的质子或次要离子的垂直加热。
2009-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Incorporating Kinetic Physics into a Two-Fluid Solar-Wind Model with Temperature Anisotropy and Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence
我们开发了一个1D的太阳风模型，其中包括单独的能量方程的电子和质子，质子温度各向异性，碰撞和碰撞的热通量，和低频，反射驱动，阿尔芬波湍流的分析处理。为了划分电子加热，平行质子加热和垂直质子加热之间的湍流加热，我们采用线性波阻尼和非线性随机加热理论的结果。当质子温度各向异性超过任一不稳定性的阈值时，我们通过增加质子俯仰角散射率来解释镜像和倾斜消防水管不稳定性。我们数值积分的模型方程向前的时间，直到达到一个稳定的状态，专注于两个快速太阳风的解决方案。这些解与许多观测结果一致，支持阿尔芬波湍流在太阳风起源中起重要作用的观点。
2011-11-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulence Driving by Interstellar Pickup Ions in the Outer Solar Wind
我们重新审视的问题，如何不稳定的散射的星际拾取离子（PUI）可能会驱动外部太阳风的湍流，以及为什么这种散射释放到波动的能量似乎显着低于标准的双球面预测。我们认为，在散射过程中的环境湍流的新拿起的离子的散射可以导致在一个更球形的分布的PUI，并减少产生的波动能量的水平与湍流强度和核心太阳风加热的观察一致。这种情况意味着一个自我调节机制的运作，保持在PUI主导的太阳风的湍流和加热的观察条件。
2023-01-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Electron Holes and Heating in the Reconnection Dissipation Region
利用粒子模拟和动力学理论，我们探讨了在三维磁重联与引导场的耗散区的电流驱动的湍流和相关的电子加热。在后期，湍流主要由Buneman不稳定性和低混杂不稳定性控制。两者都产生共存的电子空穴，但具有非常不同的传播速度。空穴对电子的散射增强了耗散区的电子加热。
2010-01-19 astro-ph.SR nlin.PS physics.plasm-ph
The Effect of Magnetic Turbulence Energy Spectra and Pickup Ions on the Heating of the Solar Wind
近年来，一个现象学的太阳风加热模型的基础上的湍流能量级联所规定的Kolmogorov理论产生了相当好的协议与观测质子温度的距离约70 AU，提供的影响，湍流产生由于皮卡离子包括在模型中。在最近的一项研究中[Ng等人，杰·吉奥菲斯。结果：115，A02101（2010）]，我们已经将基于Iroshnikov-Kraichnan（IK）标度的能量级联速率并入加热模型中。我们表明，IK级联率也可以产生良好的协议与观察，有或没有包括皮卡离子。通过使用1 AU处的平均边界条件对模型进行积分以及通过应用一种方法[Smith等人，占星术。J.，638，508（2006）]，其使用直接观测值作为边界条件。由于皮卡离子的影响被认为是不太重要的IK光谱，这是浅比柯尔莫哥洛夫谱。在本文中，我们将提供更详细的计算拾取离子的效果，并讨论了物理原因，为什么较浅的频谱产生较少的波动和湍流。
2011-06-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Mind the Gap: Nonlocal Cascades and Preferential Heating in High-$β$ Alfvénic Turbulence
本文研究高β阿尔芬湍流中非局域级联如何跨越非传播谱隙使能量到达小尺度，并给出修正的质子-电子加热比函数，发现非局域效应会抑制局域模型预测的质子加热增强。
2024-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fast-moving electrostatic solitons in a plasma with turbulence heating
本文研究原行星盘“死区”中受湍流加热电子的等离子体，基于 Davydov 分布证明静电孤子可远超离子声速，并通过衰变与辐射促进能量平衡。
2024-12-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Model for Gradual Phase Heating Driven by MHD Turbulence in Solar Flares
日冕耀斑辐射通常被观测到衰减的时间尺度比脉冲驱动的一维耀斑环模型所预测的要长。这种差异在渐变阶段最为明显，在渐变阶段，这些模型的排放在几分钟内衰减，而不是经常观察到的一小时或更长时间。磁重联被认为是耀斑的能量来源，但应该在几秒钟内将能量沉积到给定的环中。模型补充这一脉冲热与长期的，持续的特设加热已成功地再现了长时间的排放，但没有提供一个明确的物理理由。在这里，我们提出了一个模型，扩展耀斑加热的湍流阿尔文波的缓慢耗散过程中通过电流片的新重新连接的通量管缩回。使用一维模拟，我们跟踪的生产和演变的MHD波湍流被困反射从过渡区的高密度梯度。湍流能量通过反向传播波之间的非线性相互作用耗散，在这里使用现象学的一点闭合模型建模。从模拟合成的AIA EUV光曲线能够再现数十分钟量级的发射衰减。我们发现，这个简单的模型提供了一个可能的机制，用于产生所观察到的日冕耀斑排放自洽从重连供电的耀斑能量释放所需的延长加热。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Minor Ions as a Diagnostic of Solar Wind Heating: Inverted Mass-to-Charge Scaling in Imbalanced Turbulence
University of Otago（奥塔哥大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；Space Science Center and Department of Physics and Astronomy, University of New Hampshire（新罕布什尔大学空间科学中心及物理与天文学系）
通过准线性理论和3D混合动力学模拟，研究非平衡阿尔芬湍流中螺旋度屏障导致的高频质子回旋波对小离子加热的影响，发现当湍流非平衡时，加热与质荷比的相关性从正相关反转为负相关，并在低β等离子体中观测到强烈的垂直加热。
2026-06-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
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
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
Nature of stochastic ion heating in the solar wind: testing the dependence on plasma beta and turbulence amplitude
太阳风在远离太阳传播的过程中会受到很大的加热;造成这种加热的确切机制还没有完全弄清楚。我们提出了第一次的统计检验所提出的机制之一，随机离子加热。我们使用附近的质子陀螺仪的磁场波动的幅度作为代理的陀螺仪速度波动的比例垂直（相对于磁场）质子热速度，定义为$ε_p$。当$ε_p$大于临界值（$\sim 0.019 - 0.025$）时，观察到增强的质子温度。这种增强强烈依赖于质子等离子体β（$β_{||p}$）;当$β_{||p} \ll 1$只有垂直质子温度$T_{\perp}$增加，而对于$β_{||p} \sim 1$增加平行和垂直质子温度都观察到。对于小于临界值的$ε_p$和$β_{||p} \ll 1$，未观察到$T_p$增强，而对于$β_{||p} \sim 1$，测量到$T_{\parallel}$轻微增加。在速度波动的临界阈值上观察到的质子温度变化与Spirran等人（2010）的随机离子加热模型一致。我们发现$ε_p > ε_{\rm crit}$在76%的研究期间意味着随机加热可能在1 AU的太阳风的大部分时间内运作。
2017-11-11 astro-ph.SR physics.space-ph
A Unified Phenomenology of Ion Heating in Low-$β$ Plasmas: Test-Particle Simulations
该研究提出低β无碰撞等离子体中随机与共振离子加热同属由非线性展宽和归一化交叉螺旋度控制的连续谱，并用试探粒子模拟验证统一标度及经验公式。
2025-09-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Constraining Low-Frequency Alfvenic Turbulence in the Solar Wind Using Density Fluctuation Measurements
一个被提出的加热太阳风的机制，从接近太阳到超过10天文单位，调用低频，倾斜，阿尔芬波湍流。由于小尺度斜阿尔芬波（动力阿尔芬波）是压缩的，在太阳风中测量到的密度波动对动力阿尔芬波的振幅设置了上限，因此对太阳风可以被低频阿尔芬湍流加热的速率设置了上限。我们评估这两个冕洞在5太阳半径和在近地太阳风的上限。在这两个半径，上限，我们发现是一致的模型中，太阳风加热低频阿尔文湍流。在1天文单位，从测量的密度波动的湍流加热率的上限是在测量的太阳风加热率的2倍。因此，如果低频阿尔文湍流有助于加热近地太阳风，动力阿尔文波必须是一个主要来源的太阳风密度波动的频率为1赫兹。我们还提出了一个简单的论点，为什么密度波动测量似乎排除模型中，太阳风加热的非湍流高频波"扫“通过离子回旋共振，但与加热的低频阿尔芬湍流兼容。
2009-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
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
Electron Heating in the Magnetorotational Instability: Implications for Turbulence Strength in Outer Regions of Protoplanetary Disks
磁旋转不稳定性（MRI）在电离分数足够高的原行星盘区域中驱动剧烈的湍流。最近已经表明，由MRI引起的电场可以加热电子，从而影响气体中的电离平衡。特别是，在存在大量尘埃颗粒的盘中，电子加热导致电子丰度降低，从而防止MRI的进一步增长。通过使用非线性欧姆定律，考虑到电子加热，我们调查在原行星盘的MRI和电离化学之间的负反馈变得重要。我们发现，“电子加热区”，该地区的电子加热限制了磁共振成像的饱和度，延伸到80 AU的最小质量的太阳星云与丰富的亚微米大小的颗粒。该区域比在相同盘模型中径向范围为$\sim20$ AU的常规死区大得多。缩放参数表明，在电子加热区的MRI湍流应该有一个显着较低的饱和度。电子加热区中的亚微米尺寸的晶粒是如此带负电荷，以至于它们的碰撞生长不太可能发生。我们目前的模型忽略了双极和霍尔扩散，但我们的估计表明，双极扩散也会影响MRI的电子加热区。
2015-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Alfvén Wave Turbulence as a Coronal Heating Mechanism: Simultaneously Predicting the Heating Rate and the Wave-Induced Emission Line Broadening
在目前的工作中，我们测试的预测AWSoM模型，全球扩展MHD模型能够计算的传播和湍流耗散的阿尔文波在任何磁拓扑结构，对高分辨率光谱的静止离盘太阳日冕。波浪耗散是该模型中唯一假设的加热机制。将3D模型结果与CHIANTI原子数据库相结合，我们能够创建合成的视线光谱，其中包括由于热和波相关的非热运动引起的发射线展宽的影响。据我们所知，这是第一次使用全局模型来获得合成非热谱线展宽。我们得到了一个稳态的解决方案驱动的天气磁图和SUMER观测的静止区域上方的太阳西翼在赤道延伸1.04和1.34太阳半径之间的合成光谱进行了比较。预测的线宽和总线通量与5种不同离子的观测结果一致。使用3D解决方案，我们能够定位对用于测量电子特性的发射贡献最大的区域;我们发现该区域是伪流光，其模拟的电子温度和密度与测量的一致。我们的结论是，湍流耗散假设在AWSoM模型可以同时考虑到所观察到的加热率和非耗散波能量在该地区观察到的。
2014-01-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Kolmogorov versus Iroshnikov-Kraichnan spectra: Consequences for ion heating in the solar wind
无论是Kolmogorov或Iroshnikov-Kraichnan（IK）的现象管理MHD湍流仍然是一个悬而未决的问题，理论上以及观测。在太阳风中观测到的离子加热剖面提供了对相关现象的定量（如果是间接的）观测约束。最近，一个太阳风加热模型的基础上Kolmogorov光谱标度已产生相当好的协议与观测，提供的影响，湍流产生由于皮卡离子包括在模型中。不包括皮卡离子的贡献，柯尔莫哥洛夫标度预测的质子温度分布，衰减太快超过15 AU的径向距离。在本研究中，我们通过应用基于IK缩放的能量级联速率来改变加热模型，并表明该模型在观测范围内产生更高的质子温度，包括或不包括由于拾取离子的影响。此外，基于IK尺度的湍流相关长度似乎更好地跟随观测的趋势。
2011-06-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Resonance Broadening and Heating of Charged Particles in Magnetohydrodynamic Turbulence
在包括太阳风、吸积黑洞和星系团在内的广泛天体物理环境中，MHD湍流对带电粒子的加热、加速和俯仰角散射是重要的。我们用亚音速MHD湍流的全动力学模拟来模拟高旋频试验粒子的相互作用，重点是β ~ 1的参数区域，其中β是气体与磁压力的比率。我们使用模拟结果来校准测试粒子速度空间扩散系数的解析表达式，并提供简单的拟合，可用于其他工作。在我们的模拟中，测试粒子的速度扩散是由于两个过程的结合：粒子之间的相互作用和湍流中的磁压缩（如线性渡越时间阻尼; TTD）和我们所说的费米B型（FTB）相互作用，其中带电粒子在场线上移动可以被认为是围绕移动电线螺旋的珠子。我们表明，测试粒子的加热速率是一致的TTD共振，这是根据高斯时间的去相关处方扩大。对于v_s >> v_A（例如电子），TTD主导加热，其中v_s是物质s的热速度，v_A是阿尔芬速度，而对于v_s << v_A（例如次要离子），FTB主导加热。β 1的质子加热速率与湍流级联速率相当。最后，我们表明，由于大规模的MHD湍流的无碰撞，大回转频率粒子的速度扩散不会产生幂律分布函数。
2012-09-06 astro-ph.SR
Large Scale Azimuthal Structures Of Turbulence In Accretion Disks - Dynamo triggered variability of accretion
我们研究了大尺度方位模、磁模和速度模对吸积盘中MRI湍流的意义。我们进行三维全球分层原行星盘模型的全球理想MHD模拟。我们的域跨越π/4、π/2、π和2π的方位角。我们观察到高达100%的更强的磁场和更强的湍流的限制方位域模型π/2和π/4相比，完整的2π模型。我们表明，对于这些模型，麦克斯韦应力较大，由于强轴对称磁场，产生的αΩ发电机。大的径向扩展的轴对称环向场触发吸积应力的时间放大。所有模型在北半球（上盘）都显示出正的发电机-α。宇称在每个模型中是不同的，并且在40个局部轨道的时间尺度上变化。在2π模型中，环向场相对于中平面大多是反对称的。MRI湍流的涡流是高度各向异性的。湍流速度和磁场的主要波长在一到两个圆盘尺度高度之间。在中平面，我们发现磁倾角约8-9度增加到12-13度的日冕。我们的结论是，方位角范围的π是足够的再现大多数湍流性质的三维全球分层模拟磁化吸积盘。
2011-10-05 astro-ph.SR
Mediation of Collisionless Turbulent Dissipation Through Cyclotron Resonance
本研究基于太阳风观测发现离子回旋波是大尺度电磁涨落耗散的主要途径，并提出由交叉螺旋度控制的“螺旋度势垒”机制，解释无碰撞等离子体加热路径差异。
2023-06-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Proton, Electron, and Ion Heating in the Fast Solar Wind from Nonlinear Coupling Between Alfvenic and Fast-Mode Turbulence
在经历最少库仑碰撞的日冕和太阳风部分，组成质子、电子和重离子的粒子数彼此之间并不处于热平衡。所观察到的温度，流出速度和速度分布各向异性的差异是有用的约束，建议解释如何加热和加速等离子体。本文提出了新的预测率的无碰撞加热的每种粒子，其中的能量输入假定来自磁流体动力学（MHD）湍流。我们首先创建了一个经验描述的径向演变的阿尔芬，快模式，慢模式MHD波。该模型提供了在高速太阳风中，每种模式下的总波功率作为沿着膨胀通量管的距离的函数。接下来，我们求解了一组级联对流扩散方程，给出了每个距离处的时间稳定波数谱。的阿尔芬和快模波动之间的非线性耦合的近似项。在合理选择参数的情况下，我们的模型包含了足够的能量从快模转移到Alfven模，以激发高频离子回旋共振。这种共振是有效的加热质子和其他离子在垂直于背景磁场的方向，我们的模型预测这些物种的加热速率，以及同意光谱和原位测量。尽管如此，高频波只占整个阿尔芬波动频谱的一小部分，而阿尔芬波动频谱仍然是行星际空间中观察到的高度二维的。
2012-05-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Constraints on ion vs. electron heating by plasma turbulence at low beta
它表明，在低β，弱碰撞等离子体，如太阳日冕，太阳风的某些情况下，极光，吸积盘的内部区域，它们的日冕，和一些实验室等离子体，阿尔夫文波动产生没有离子加热内的回旋近似，即，只要它们的振幅（在拉莫尔标度下）小并且它们的频率保持低于离子拉莫尔频率（即使它们的空间标度可以高于或低于离子拉莫尔标度）。因此，在这样的等离子体中的所有低频离子加热是由于压缩波动（“慢模式”）。由于这些涨落在能量上与已经在惯性范围内的阿尔夫文涨落解耦，上述结论意味着低β等离子体中离子和电子之间的能量分配是在湍流发生的外尺度上决定的，并且可以从相关天体物理系统的磁流体动力学（MHD）模型中确定。任何额外的离子加热必须来自非回旋机制，如回旋加热或随机加热由于离子的拉莫尔轨道的扭曲。这些结论的一个例外发生在霍尔极限，即，当离子与电子温度的比率与离子β一样低时（等效地，电子β是阶单位）。在这种情况下，慢模与远高于拉莫尔标度的阿尔夫维尼亚模耦合（即，在离子惯性或离子声尺度下），因此阿尔文级联和压缩级联结合，然后再次分离成两个波动级联，线性地类似于动力阿尔文波和离子回旋波，前者加热电子，后者加热离子。这两个级联示出去耦，缩放为他们的派生，它是物理上认为，这两个物种将被加热，他们以近似相等的速率。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.CD
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
Parallel Electric Fields And Electron Heating Observed In The Young Solar Wind
本研究报道了年轻太阳风18-30太阳半径区间内平行于磁场的低频电场的直接观测结果，证实触发离子声波（TIAW）是该区间主导波动且与电子加热直接相关，否定了该区间持续加热的其他机制。
2025-01-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Energy Transport and Heating by Non-Thermal Electrons in a Turbulent Solar Flare Environment
Western Kentucky University（西肯塔基大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
研究非热电子在湍流太阳日冕暴发环境中的能量传输与加热机制，通过分析弹性与非弹性碰撞主导的两种情形，揭示湍流散射对等离子体加热和色球层加热的影响，以及非热电子各向同性降低对欧姆加热的抑制作用。
2026-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Role of Turbulence in Coronal Heating and Solar Wind Expansion
太阳炽热日冕中的等离子体以超音速和高度磁化的太阳风的形式膨胀到日光层中。本文概述了我们目前对日冕如何被加热以及太阳风如何被加速的理解。最近的磁流体动力学湍流模型已经成功地预测了这个复杂的多尺度系统的许多观测特性。然而，目前还不清楚开放场区域的加热是否主要来自于从太阳表面发射的湍流波动的耗散，或者低日冕中的混乱“磁毯”是否通过磁重联为系统提供能量。为了帮助确定物理，我们还回顾了一些关键的观测结果，从紫外光谱的碰撞外日冕。
2014-12-07 astro-ph.SR
Preferential Heating and Acceleration of Heavy Ions in Impulsive Solar Flares
采用三维电磁粒子模拟方法模拟了均匀对等离子体中的衰减湍流。均匀的背景磁场渗透等离子体，使得磁压比热压大三倍，并且湍流由反向传播的剪切阿尔文波产生。能量主要横向于背景磁场级联，使得湍流在较小尺度上各向异性。我们在模拟中同时移动了几种不同荷质比的离子，并表明荷质比较小的粒子以更快的速度被加热并加速到非热能，这与在脉冲太阳耀斑中观察到的重离子和非热尾的增强一致。我们进一步表明，重离子的激励主要是在垂直于背景磁场的方向与我们的分析估计的加热率由于回旋共振与阿尔文波，其中很大一部分是由于倾斜传播波的速率一致。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Heating of Solar Coronal Loops by Alfven Wave Turbulence
在本文中，我们进一步发展了一个模型的加热日冕环阿尔芬波湍流（AWT）。阿尔芬波被假定为从光球圈两端的一组千高斯通量管发射。利用三维磁流体动力学（MHD）模型的活动区环路，我们研究如何从相邻的通量管波相互作用的色球层和日冕。对于一个特定的模型参数组合，我们发现，AWT可以产生足够的热量，以保持约2.5 MK的峰值温度，略低于3-4 MK的活性区的核心中观察到的温度。加热速率在空间和时间上变化很大，但模拟加热事件的持续时间小于1分钟，不太可能重现所观察到的活动区域的广泛差分发射测量分布。模拟得到的谱线非热宽度约为27 km/s，与观测值相比偏高。因此，目前的AWT模式不满足观测约束。另一种“磁编织”模型被认为是日冕磁力线受到缓慢的随机足点运动，但我们发现，这种长周期的运动产生的热量比较短的周期波内发射的通量管少得多。我们讨论了几种可能性，以解决在活跃地区产生足够的热循环的问题。
2017-10-13 astro-ph.SR
Perpendicular Ion Heating by Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence in the Solar Wind
我们认为离子加热的湍流阿尔芬波（AWs）和动力阿尔芬波（KAWs）与垂直波长的离子回旋半径和频率小于离子回旋频率。当湍流幅度超过一定的阈值时，离子的轨道变得混乱。然后离子与时变静电势随机相互作用，离子的能量经历随机游走。使用唯象的参数，我们推导出不同的离子物种被加热的速率，我们通过模拟测试粒子相互作用的频谱随机相位AWs和KAWs测试的解析表达式。我们发现，随机加热率敏感地依赖于一个量：dv = dv/vperp，其中vperp是垂直于背景磁场B 0的离子速度分量，dv（dB）是回旋半径尺度下速度（磁场）起伏的均方根幅度。在热质子的情况下，当ε <<eps 1，其中eps 1是一个常数，质子的磁矩几乎是守恒的，随机加热是非常弱的。然而，当ε> eps 1时，质子加热率超过了具有相同dv值的强平衡KAW湍流中的级联功率，并且违反了磁矩守恒。对于我们的测试粒子模拟中的随机相位波，eps 1约为0.2。对于低β等离子体中的质子，ε = dB/B 0除以β的平方根，即使dB/B 0 <<eps 1，ε也可能超过eps 1。在相当的温度下，α粒子和次要离子比质子具有更大的ε值，因此更有效地被加热。我们讨论了我们的结果的影响，在冕洞和太阳风的离子加热。
2010-01-13 astro-ph.SR
Alfven Wave Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence IV: Laboratory Experiment
湍流是在整个空间和天体物理等离子体中发现的一种现象。它在太阳日冕加热、太阳风加速和星际介质加热中起着重要作用。在这些制度的湍流是占主导地位的阿尔芬波。大多数湍流理论都是使用理想等离子体模型建立的，例如不可压缩MHD。然而，一直没有实验证据来支持使用这种模型的弱到中度碰撞等离子体是相关的各种空间和天体物理等离子体环境。我们提出了第一个实验来测量两个反向传播的阿尔芬波，这是天体物理学湍流理论的基石之间的非线性相互作用。我们在这里提出了四个不同的测试，最终证明，我们确实测量的子阿尔芬波产生的非线性的碰撞之间的反向传播阿尔芬波。
2013-06-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
