Nonlinear evolution of short-wavelength torsional Alfven waves
本文分析了直磁通量管中填充低密度$β$等离子体和周围有低密度等离子体时扭转Alfvén波的非线性演化。这种磁管特别是模拟了日冕环或极地羽流的一部分。波长取为与管半径相当。我们使用理想磁流体力学进行数值模拟的波的传播。我们发现，扭转波非线性地诱导三种压缩流：在阿尔文速度的平行流，构成沿磁场，管波，并在径向方向上的横向流动，与香肠快磁声模式的散装等离子体运动。此外，非线性扭转波变陡，传播速度增加。后一种效应导致扭转波前的渐进畸变，即非线性相位混合。由于扭转波振幅在管半径上的固有不均匀性，非线性效应在具有较高振幅的区域中更加显著。在磁通管的轴线上，它们总是不存在。在波振幅的线性径向轮廓的情况下，非线性效应局限于管边界附近的环形区域中。因此，在太阳和恒星日冕中由扭转阿尔文波驱动的平行压缩流在垂直方向上基本上是不均匀的。波能附加汇的存在降低了扭转Alfvén波中非线性平行叶栅的效率。
2017-05-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observation of O+ Characteristics During the Terrestrial Alfvén Wing State Induced by the April 2023 Coronal Mass Ejection
利用Magnetospheric Multiscale观测，本文首次分析亚阿尔文速太阳风阿尔文翼接触区的O+能量、来源、沿闭合磁力线的流动及逃逸与捕获特征。
2024-10-28 astro-ph.SR physics.space-ph
The origin of slow Alfvénic solar wind at solar minimum
虽然缓慢的太阳风的起源还不清楚，但越来越多的证据表明，至少有一部分太阳风是在过度膨胀的冕洞磁场线上以稳定状态释放出来的。这种类型的慢风与快太阳风具有相似的性质，包括高度的阿尔文性。在这项研究中，质子，α粒子和电子测量的组合被用来研究在0.35 AU的慢Alfvénic风的一个单一的间隔的动力学特性。结果表明，这种缓慢的Alfvénic间隔的特点是高α粒子丰度，明显的α-质子差分流，强质子束，和大的α质子温度比。这些都是在快速太阳风中持续观察到的特征，增加了至少一些Alfvénic慢太阳风也起源于冕洞的证据。观测到的速度，质量通量和电子温度之间的差异慢Alfvénic风和快的解释不同的磁场几何形状在较低的日冕。
2020-01-27 astro-ph.SR physics.space-ph
The Sun's Alfven Surface: Recent Insights and Prospects for the Polarimeter to Unify the Corona and Heliosphere (PUNCH)
本文综述太阳阿尔文表面的性质、研究意义与定位进展，指出其多位于10-20倍太阳半径处且湍流强，更适合用“阿尔文区”描述，并介绍PUNCH任务的相关测量计划。
2023-10-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Generation and Expansion-Driven Growth of Switchbacks in the Outer Solar Corona and Solar Wind
Imperial College London（帝国理工学院）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Auburn University（奥本大学）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Istituto per la Scienza e Tecnologia dei Plasmi (ISTP), Consiglio Nazionale delle Ricerche（等离子体科学与技术研究所，意大利国家研究委员会）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
研究通过分析太阳风中回旋结构的生成与扩展驱动增长，发现亚阿尔芬区域的波动放大和湍流衰减共同影响其形成与演化。
2026-02-03 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
Torsional Alfven Waves in Solar Magnetic Flux Tubes of Axial Symmetry
目的：研究扭转阿尔文波在轴对称太阳磁通量管中的传播和能量传递。研究方法：本文提出了一种轴对称太阳磁通量管的解析模型，通过指定一个磁通量，导出了平衡质量密度和气体压力的一般解析公式。该模型的主要优点是它可以很容易地适用于任何轴对称磁结构。该模型被用来数值模拟的非线性阿尔文波的传播，这种二维轴对称的磁通管埋在太阳大气中。这些波由速度方位角分量中的局部脉冲激发，并在太阳光球层顶部发射，它们传播通过太阳色球层、过渡区，并进入日冕。结果如下：我们的数值模拟的结果揭示了一个复杂的情况下，扭曲的磁场线和流动与扭转阿尔文波以及能量转移到磁声波所触发的阿尔文波，类似于垂直射流。阿尔文波在过渡区经历约5%振幅的反射。磁场（速度）扰动的经验衰减（增长）与高度的分析结果。磁声波的动能占阿尔文波总能量的25%。能量转移可能导致局部质量运输的形式的垂直射流，以及局部加热慢磁声波容易耗散在内电晕。
2015-01-01 astro-ph.SR
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
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
The formation heights of coronal shocks from 2D density and Alfvén speed maps
与日冕物质抛射（CME）相关的超阿尔夫文冲击波可以产生被称为II型爆发的无线电发射。在没有直接成像的情况下，需要准确估计日冕电子密度、磁场强度和阿尔文速度，以便计算冲击的运动学。到目前为止，一维径向模型已被使用，但这些都不适合在非径向方向传播的冲击。在这里，我们研究了与CME和II型射电爆发相关的日冕冲击波，使用2D电子密度和Alfvén速度图来确定CME通过日冕扩展时激发冲击波的位置。日冕密度图是从太阳动力观测台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的发射测量值和太阳和日光层观测台（SOHO）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）的偏振亮度测量值获得的。利用这些密度图和来自日震和磁成像仪（SDO/HMI）的磁场外推计算阿尔文速度图。计算的密度和阿尔文速度图，然后用于计算在非径向方向的冲击运动学。利用II型爆发和相关激波的运动学，我们发现我们的观测结果与位于CME侧翼的激波的形成是一致的，在那里阿尔文速度具有局部最小值。一维密度模型不适用于沿日冕物质抛射侧面非径向传播的激波。相反，这里描述的二维密度、磁场和阿尔文速度图提供了一种更精确的方法来确定激波的基本性质及其与日冕物质抛射的关系。
2014-03-10 astro-ph.SR
Modelling the interaction of Alfvénic fluctuations with coronal mass ejections in the low solar corona
本研究通过理想MHD模拟探究低日冕中阿尔文型太阳风涨落与CME的相互作用，揭示了涨落透射、鞘层形成及频率对激波速度的影响机制。
2023-10-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Persistent Doppler shift oscillations observed with HINODE/EIS in the solar corona: spectroscopic signatures of Alfvenic waves and recurring upflows
利用太阳日冕仪上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的数据，我们对日冕中明显的、持续的（无明显阻尼的）多普勒频移振荡进行了观测。2007年2月至4月，我们主要发现了两种类型的振荡。一种是在循环足点区域发现的，主要周期约为10分钟。它们的特征是所有谱线参数（谱线强度、多普勒频移、谱线宽度和谱线不对称性）的相干行为、表观的蓝移和几乎贯穿整个持续时间的向蓝不对称性。这种振荡很可能是准周期性上升流（小尺度喷流或II型针状体的日冕对应物）的特征，这可能在向热日冕提供质量和能量方面发挥重要作用。另一种类型的振荡通常与回路的上部有关。它们在日冕线的多普勒频移中看得最清楚，形成温度在100万到200万度之间。这些振荡的全球子波通常在3-6分钟范围内的周期附近急剧达到峰值。没有发现明显的轮廓不对称性，并且线宽的变化通常非常小。强度变化通常小于2%。这些振荡更可能是扭结/阿尔芬波的签名，而不是流动。在少数情况下，在强度和多普勒频移振荡之间似乎存在π/2相移，这可能表明根据波动理论存在慢模式驻波。然而，我们证明，这样的相移也可以产生的循环移动到一个空间像素的阿尔文振荡的结果。在这种情况下，与阿尔文波相关的强度振荡是由环位移而不是密度变化引起的。
2012-09-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Compositional metrics of fast and slow Alfvenic solar wind emerging from coronal holes and their boundaries
本研究结合 Solar Orbiter 与 PSP 会合观测及 PFSS、MHD 映射，识别源自冕洞内部和边界的快速与高阿尔文性慢速太阳风，并揭示其成分差异。
2024-04-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Measured reduction in Alfvén wave energy propagating through longitudinal gradients scaled to match solar coronal holes
我们已经探索了阿尔文速度的纵向梯度在减少阿尔文波传播的能量的条件下缩放到匹配太阳冕洞的有效性。实验是在洛杉矶加利福尼亚大学的大型等离子体装置中进行的。结果表明，透射Alfvén波的能量随着非均匀性参数$λ/L_{\rm A}$的增大而减小.这里，$λ$是阿尔芬波的波长，而$L_{\rm A}$是阿尔芬速度梯度的标度长度。对于类似于冕洞中的梯度，观察到波损失的能量比它们在没有梯度的均匀等离子体中传播时多$\approx 5$倍。我们进行了进一步的实验和分析，以约束波能降低的原因在梯度。阿尔文波能量不太可能从模式耦合中损失，因为我们没有检测到任何其他模式。与理论预期相反，透射波能量的减少并不伴随着可检测的反射波。由于初始波的振幅太小并且波频率远低于离子回旋频率，因此排除了非线性效应。由于总能量必须守恒，因此损失的波能量可能正在等离子体中沉积。需要进一步的研究来探索能量的去向。
2019-07-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Validation of the Alfvén Wave Solar atmosphere Model (AWSoM) with Observations from the Low Corona to 1 AU
我们在空间天气建模框架（SWMF）中对最新版本的阿尔文波太阳大气模型（AWSoM）进行了验证研究。要做到这一点，我们比较了模型的模拟结果与卡林顿旋转的一套全面的观测代表太阳的最低条件，从太阳日冕到日光层到地球。在低日冕（$r < 1.25$ \Rs），我们比较与EUV图像从STEREO-A/EUVI和SDO/AIA和三维（3-D）断层重建的电子温度和密度的基础上，这些相同的数据。我们还比较了模型的电子密度从SOHO/LASCO观测（$2.55 < r < 6.0$ \Rs）断层重建。在日光层，我们比较模型预测的太阳风速度与速度重建行星际闪烁（IPS）的观测。为了与地球附近的观测进行比较，我们使用OMNI数据。结果表明，改进后的AWSoM模型在定量上与内日冕和1AU的观测结果吻合较好。该模型现在再现了极地地区快速的太阳风速度。在地球附近，我们的模型与观测到的太阳风速度、质子温度和密度表现出很好的一致性。AWSoM提供了一个广泛的应用，以研究太阳日冕和更大的日光层，与当前和未来的太阳任务相一致，以及非常适合于空间天气预测。
2019-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Role of Longitudinal Waves in Alfven-wave-driven Solar/Stellar Wind
本文在阿尔芬波驱动风的框架下研究了光球上类p模垂直振荡在驱动太阳风中的作用。通过对从光球层到行星际空间的一维磁流体动力学数值模拟，我们发现质量损失率随着光球层纵向扰动幅度的增加而增加到4倍。当加入纵向起伏时，色球层中的纵波通过模式转换产生横波，从而增加了日冕中的Alfvenic Poynting通量。结果，色球蒸发增强了日冕加热，产生更高的日冕密度，导致质量损失率增加。我们的研究结果清楚地表明，在确定的基本属性的风从太阳和太阳型恒星的光球和色球中的模式转换的p-模式振荡的重要性。
2022-11-09 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
Experimental study of Alfvén wave reflection from an Alfvén-speed gradient relevant to the solar coronal holes
本研究首次在Large Plasma Device中探测到coronal holes条件下Alfvén波从Alfvén速度梯度的反射，测量了反射系数与波不均匀性参数的关系，并用Gkeyll双流体模拟验证，支持依赖低高度波反射驱动湍流的波加热模型。
2024-02-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfvénic Motions in a Stratified Open Flux Tube: Transition from Propagating to Locally Standing Motions and Implications for the Kelvin-Helmholtz Instability
Institute of Frontier and Interdisciplinary Science, Shandong University（山东大学前沿交叉科学研究院）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学空间科学学院山东省空间环境与探测技术重点实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics (CmPA), Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）
本研究通过三维MHD模拟发现开放磁结构中的传播扭波可通过共振吸收和波反射形成局地驻阿尔文运动，进而驱动KHI产生湍流精细结构，解答了相关长期问题。
2026-08-04 astro-ph.SR
The Effect of the Parametric Decay Instability on the Morphology of Coronal Type III Radio Bursts
本研究通过日冕磁流体动力学模拟表明，Alfvén波经PDI产生的多尺度密度涨落可调制III型射电暴动态谱并形成条纹结构。
2023-12-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Compound Effect of Alfvén Waves and Ion-cyclotron Waves on Heating/Acceleration of Minor Ions via the Pickup Process
提出了一个方案来解释的优先加热的次要离子和次要离子和质子之间的差异流动速度观察到的日冕和太阳风。实验粒子模拟结果表明，根据观测到的波能量密度，在太阳风中观测到的本征阿尔文回旋波几乎可以完全拾取次要离子。高频离子回旋波和低频Alfvén波在拾取过程中起着至关重要的作用。一个小离子可以首先通过与离子回旋波的共振波-粒子相互作用获得高磁矩，然后这个具有大磁矩的离子可以在低频阿尔文波的存在下被磁镜状场结构捕获。结果，离子被这些阿尔文回旋波拾取。然而，由于低的波能量密度和低的等离子体β，在电晕中只能部分地拾取次要离子。在拾取过程中，次要离子被阿尔文回旋加速器波随机加热和加速，使它们比质子更热，流动更快。阿尔文波和离子回旋波的复合效应对小离子的加热和加速是重要的。从模拟结果中得到的小离子动力学性质与在太阳风和日冕中观测到的原位和远程特征基本一致。
2014-03-28 astro-ph.SR physics.space-ph
M-dwarf's Chromosphere, Corona and Wind Connection via the Nonlinear Alfvén Wave
M矮星的大气层预计是高度磁化的。磁场能量可以加热恒星的色球层和日冕，并驱动恒星风。Alfvén波的非线性传播是加热恒星大气和驱动星风的重要机制。基于这种Alfvén波方案，我们进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟，以再现TRAPPIST-1，Proxima Centauri，YZ CMi，AD Leo，AX Mic以及太阳的恒星大气和风。我们的研究直接解决了阿尔文波从恒星光球到色球层、日冕和行星际空间的非线性传播问题。模拟结果表明，通过Alfvén波的非线性模耦合产生的慢激波对恒星色球层（星刺）动力学和星风加速都有重要影响.我们的参数测量进一步揭示了恒星大气和风的物理量的下列一般趋势。(1)M矮星的日冕往往比太阳日冕更冷，密度更大。(2)与太阳风相比，M矮星的星风具有相对较快的速度和较小的质量损失率。本文阐明了这些趋势背后的物理机制，其中M矮星大气层结较强和来自M矮星光球层的阿尔文波能量输入相对较小是显著的。
2021-06-25 astro-ph.SR
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
Observation of Alfven solitons in the solar corona using Parker Solar Probe (PSP) and Solar and Heliospheric Observatory (SOHO)
本研究利用PSP和SOHO观测数据，首次在太阳日冕中发现了非周期性Alfven孤子序列，揭示了其通过耗散促进能量转移以影响CME爆发和日冕加热的机制。
2025-04-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Surface Alfven waves in solar flux tubes
磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。阿尔芬波和磁声波是MHD波的特殊类型。这些波模是明显不同的，只有在无限范围的均匀等离子体中才具有纯粹的性质。由于等离子体的非均匀性，MHD波具有混合特性，不能被分类为纯阿尔文波或磁声波。然而，涡量是一个明确的阿尔芬波的压缩是磁声波。本文研究了一维非均匀直柱体在恒定磁场作用下的MHD波。对于一个分段恒定的密度分布，我们发现，基本径向模式的非轴对称波具有相同的属性作为表面阿尔芬波在一个真正的密度不连续。与无限大均匀等离子体中经典的阿尔芬波相反，涡量除圆柱边界外处处为零。如果用连续的密度变化来代替密度的不连续性，那么涡量就以不均匀的密度分布在整个区间上。与径向泛音不同，非轴对称波的基本径向模式不需要压缩就可以存在。在薄磁柱中，相速度介于内、外阿尔芬速度之间的非轴对称波的径向基模可视为表面阿尔芬波。相反，径向泛音可能与快类磁声模式有关。
2012-05-04 astro-ph.SR
Coronal hole picoflare jets are progenitors of both fast and Alfvénic slow solar wind
本研究利用太阳轨道器的遥感与原位观测，揭示了冕洞中广泛存在的皮耀斑喷流是快太阳风和阿尔芬尼性慢太阳风的共同来源，并指出冕洞径向膨胀决定太阳风速度。
2025-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Role of Longitudinal Waves in Alfvén-wave-driven Solar Wind
我们重新讨论了纵波在驱动太阳风中的作用。在阿尔文波驱动风的框架下，研究了光球上类$p$模垂直振荡对太阳风性质的影响.我们进行了一系列的一维磁流体动力学数值模拟，从光球到几十个太阳半径以外。我们发现，质量损失率急剧增加的纵波振幅在光球$\sim 4$倍，在传统的理解，声波几乎不影响太阳风的能量。纵向涨落的加入在色球层中引起了色球-横波模式的转换，从而导致日冕中AlfvénicPoynting通量的增强。因此，色球蒸发促进日冕加热，使日冕密度增加，导致质量损失率增加。这项研究清楚地表明了光球层中的长波振荡和色球层中的模式转换在确定类太阳恒星风的基本性质方面的重要性。
2022-03-29 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Measurements of the solar coronal magnetic field based on coronal seismology with propagating Alfvenic waves: forward modeling
本文建立引力分层磁通量管的MHD模型并激发向上传播的扭结波，通过正向建模合成Fe XIII谱线并利用日冕震学推断磁场，验证了该方法可靠性并分析了测量误差因素。
2024-11-13 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
Alfvénic Wave Heating of the Upper Chromosphere in Flares
我们已经开发了一个数值模型的耀斑加热由于阿尔夫文波的耗散传播从日冕到色球。有了这个模型，我们提出了这些波的能量传输，加热和随后的动力学的关键参数的调查。对于足够高的频率和垂直波数，波在上层色球层中显著消散，强烈地将其加热到耀斑温度。这种加热可以驱动强烈的色球蒸发，将热而致密的等离子体带到日冕。因此，我们发现了三个重要的结论：（1）阿尔夫文波，从日冕传播到色球层，能够加热上部色球层和日冕，（2）由于阿尔夫文波的耗散，大气对加热的反应可以惊人地类似于电子束加热，（3）这种加热可以产生爆炸性蒸发。
2016-01-08 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
A coronal seismological study with streamer waves
我们提出了一种新的方法来评估外日冕中沿流注等离子体片的阿尔文速度和磁场强度。该方法是基于最近的观测流注波，这被认为是快速扭结体模式进行的等离子体片结构和产生后的快速CME（日冕物质抛射）对附近的流注的影响。该模式以由两个分量组成的相速度向外传播。一个是等离子体静止系中模式的相速度，另一个是沿等离子体片流动的太阳风的速度。前者可以很好地表示为阿尔文速度外的等离子体片，根据线性波色散分析与简化的板模型的磁化等离子体。阿尔芬速度的径向分布可以通过对太阳风的速度施加约束来推导，这是通过利用在风中被动流动的拖缆斑点的测量来完成的。一旦确定了电子密度分布，就可以描述日冕磁场强度的径向分布，这是通过反演观测到的偏振亮度数据来完成的。比较第一个波谷和第二个波峰对应的诊断结果，我们发现阿尔芬速度和固定距离处的磁场强度都随时间而下降。这表明日冕物质抛射扰动日冕的恢复过程。
2010-12-23 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
On excited frequencies for Alfvén waves in a coronal arcade
磁拱的正常振荡模式被用来解析地解决初始值问题，并估计在日冕重联事件所产生的波频率的功率谱。在一个现实的参数范围内，我发现，这样的干扰产生的峰值功率在$\sim10$的$\mathrm{mHz}$频率，但仍有相当大的功率高达$\sim4\mathrm{Hz}$。目前仪器的节奏和灵敏度不允许在这些频率下观察振荡，但在不久的将来，新的仪器将能够探测这一制度，并通过观测确定其能量的重要性。
2017-09-11 astro-ph.SR
Response to the comments of Dwivedi and Srivastava on the propagation and dissipation of Alfven waves in coronal holes
钱德拉[1]试图表明，Dwivedi和Srivastava [2]（以下简称DS）的工作甚至可以分析研究，他们的结果是错误的。Dwivedi和Srivastava [3]选择了Chandra [1]的一些值，并试图表明它们在物理上是不可接受的。Chandra [1]的一些结果在物理上是不可接受的，因为这些结果是DS错误方法的结果。然而，结果是数值正确的，而DS的结果是数值错误的。
2009-12-20 astro-ph.SR
Development of a structured, turbulent solar wind as a result of interchange reconnection
本文通过全球磁场对齐方程证明交换重联及其阿尔文外流和加热可驱动太阳风，并用简单混合模型解释PSP观测到的近太阳阿尔文湍流与折返结构。
2023-08-15 astro-ph.SR physics.space-ph
