Leveling of MHD turbulence imbalance in shear flows
Abastumani Astrophysical Observatory（阿巴斯图马尼天体物理观测站）；Department of Physics, Faculty of Exact and Natural Sciences, Tbilisi State University（第比利斯国立大学精确与自然科学学院物理系）；Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf（德累斯顿-罗斯多夫亥姆霍兹中心）；M. Nodia Institute of Geophysics（M.诺迪亚地球物理研究所）
本研究通过线性非模态动力学揭示了鞘流中MHD湍流不平衡的平衡机制，为理解太阳风中的湍流平衡提供了新视角。
2026-09-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Transition from weak to strong cascade in MHD turbulence
在有引导场的磁流体动力学（MHD）湍流中，从大尺度到小尺度的弱湍流到强湍流的转变是各向异性湍流理论的基石。我们提出了这种转变的第一次检查，使用壳RMHD，它结合了壳模型的垂直非线性耦合和线性传播沿引导场。该模型允许我们达到$10^6$附近的雷诺数。我们获得了令人惊讶的良好的协议与理论预测，减少垂直能谱缩放为$k^{-2}$在大尺度和$k^{-5/3}$在小尺度，非线性和传播时间之间的临界平衡达到。然而，即使在强区域，在傅立叶空间的弱耦合区域中也发现高水平的激发，这是由于大涡旋的丰富频谱。一个推论是，减少平行光谱斜率是不是一个明确的测试的光谱各向异性，相反的标准信念。
2012-06-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
MHD Turbulence, Turbulent Dynamo and Applications
MHD湍流在许多空间物理和天体物理环境中很常见。本文首先讨论了不可压MHD湍流的性质。导电性良好的流体在一个称为小规模发电机的过程中放大了初始磁场。低于动能和磁能的均分尺度，谱是陡峭的（Kolmogorov-5/3），并以临界平衡的强MHD湍流为代表。本文介绍了普遍非线性小尺度发电机的基本原理和MHD湍流的惯性范围。在高分辨率直接数值模拟中，我们测量了小尺度发电机$C_E=0.05$、Kolmogorov常数$C_K=4.2$和各向异性常数$C_A=0.63$对MHD湍流的效率。我们还讨论了所谓的不平衡或交叉螺旋MHD湍流，这是相关的许多对象，最突出的是在太阳风。结果表明，不可压缩MHD湍流的性质与可压缩湍流中MHD叶栅Alfvénic部分的性质相似。级联的其他部分根据其自身的动态发展。慢模式由Alfvénic模式级联，而快模式创建独立的级联。我们发现，不同的方式分解成Alfvén，慢，快模式的可压缩MHD湍流提供一致的结果，不仅是有用的理解湍流级联，但其与快速粒子的相互作用。
2014-06-04 astro-ph.GA 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
Critical Balance and the Physics of MHD Turbulence
本文讨论了湍流现象学中临界平衡概念的优点和局限性。不可压缩磁流体动力学（MHD）的情况下是一个特别的焦点。讨论强调了原始Goldreich & Sridhar（1995）临界平衡猜想相对于等离子体湍流MHD描述中相关理论问题和模型的地位。研究的问题包括方差和光谱各向异性，平均磁场的影响，局部和非局部的影响，以及潜在的外部驱动的影响。相关的模型，如简化的MHD提供了一个有价值的背景下的考虑。在讨论的过程中，提出了一些新的结果有关的频谱特征和时标。还简要地提到了临界平衡的一些适应和变化。
2020-05-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Energy transfers in MHD turbulence and its applications to dynamo
本文描述了MHD湍流的模-模能量传递和能量通量。这些能量传递对于理解湍流动力学以及发电机等应用非常有用。我们说明了如何提供有价值的洞察力的大规模的磁能发电机的增长机制的能量通量。
2019-02-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Basic Properties of MHD Turbulence in the Inertial Range
我们重新讨论了惯性范围内MHD湍流的谱斜率问题，并认为数值方法更倾向于Goldreich-Sridhar -5/3斜率而不是-3/2斜率。对MHD湍流的各向异性进行了精密测量，确定了Alfvenic湍流的各向异性常数C_A=0.34。它与以前测得的Kolmogorov常数C_K=4.2或纯Alfvenic情况下的C_K = 3.3一起，构成了对MHD级联的完整的谱量描述，具有很高的天体物理实用价值。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Identification of the weak-to-strong transition in Alfvénic turbulence from space plasma
利用四颗Cluster航天器首次在地球磁鞘中观测到MHD湍流的Alfvénic弱到强转变，揭示了非线性相互作用在能量级联中的关键作用，对恒星形成和太阳风加热等领域具有广泛影响。
2024-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Combining MHD and kinetic modelling of solar flares
太阳耀斑是日冕中的爆炸事件，表示由于磁重联，磁能快速转化为热能和动能，从而产生辐射。建模对于理解和预测这些事件至关重要。然而，自洽的建模是非常困难的，由于巨大的空间和时间尺度之间的分离过程涉及热等离子体（通常认为使用磁流体动力学（MHD）的方法）和非热等离子体（需要一个动力学的方法）。在这篇小型评论中，我们考虑了不同的方法，旨在弥合太阳耀斑的流体和动力学模型之间的差距。两种类型的方法进行了讨论：结合MHD/测试粒子（MHDTP）模型，可用于模拟燃烧的日冕与相对较少的高能粒子，和混合动力流体动力学方法，可用于模拟更强的事件与更多的高能粒子。两个具体的例子进行了更详细的讨论：MHDTP模型的磁重联和粒子加速扭结不稳定扭曲的日冕环，和一个新的减少动力学模型的粒子运输。
2018-09-26 astro-ph.SR
Third-order Elsässer moments in axisymmetric MHD turbulence
研究了在均匀磁场$\bb0$作用下的不可压MHD湍流。这种情况在相关空间中用发散关系来描述，该关系表示在惯性范围内埃尔塞塞能流的统计守恒。当$B_0$足够强时，观测到的各向异性的发展，意味着空间相关的叶理。一个直接的后果是可能的三阶Elsässer矩的参数化的强度的各向异性导出一个矢量法。我们使用所谓的临界平衡假设来固定这个参数，并找到一个唯一的表达式。
2010-10-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
MHD discontinuities in solar flares: continuous transitions and plasma heating
研究了理想磁流体动力学方程在平面不连续面上的边界条件.结果表明，对于给定的质量通量，其类型仅取决于磁场倾角之间的关系。此外，不连续表面上的守恒定律允许随着等离子体流动条件的逐渐（连续）变化而改变不连续类型。然后是同时满足两种不连续性的所谓过渡解。在完整的边界条件系统的基础上，我们得到了MHD方程的所有过渡解。我们还找到了描述流经不连续面的等离子体的内能跃变的表达式。首先，这允许构建MHD不连续之间可能的连续过渡的广义方案。其次，它能够检查等离子体加热与等离子体密度和不连续表面附近的磁场的配置的相关性，即，MHD不连续性的类型。结果表明，加热的最佳条件是在附近的反向电流的区域附近的重连电流层。这一结果有助于解释现代空间天文台在软、硬X射线观测到的耀斑期间日冕活动区内部的温度分布。
2015-08-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quasi-isotropic cascade in MHD turbulence with mean field
本文提出了一个在大尺度强磁场作用下不可压缩磁流体力学湍流的唯象理论，它建立了强、弱磁流体力学湍流各向异性模型之间的联系。我们认为，在垂直于平均场的平面内，Iroshnikov-Kraichnan各向同性级联自然发展，而在垂直级联的触发下，可以发展出振幅较弱的平行级联。具有由准谐振条件产生的减小的通量。所得到的能谱$E(k_\parallel,k_\bot)$在所有方向上具有相同的斜率。惯性范围在平行和垂直方向上的范围之间的比率等于$b_{rms}/B_0$。这些性质与最近的三维MHD模拟中发现的各向同性强迫相匹配[R。格拉平和W.- C. Müller，Phys. Rev. E \textbf{82}，26406（2010）]。
2012-09-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chirality, extended MHD statistics and solar wind turbulence
我们将\citet{MeyrandGaltierPRL12}的单流支配态（OFDS）论点与单手征扇区支配态（OCSCS）一\citep [][]{hydrochirality}结合起来，形成了太阳风湍流（SWT）的非线性扩展磁流体动力学（XMHD）理论，\textbf{ranging from the MHD- to subproton-, and even to subelectron-scale regimes} \citep [修改][]{AbdelhamidLingamMahajanAPJ 16}的理论。用螺旋表象揭示了\citet{MiloshevichLingamMorrisonNJP17}的XMHD绝对平衡中的简并手征态，为用OCSDS取代以往理论中的线性波（无限小或任意有限振幅）论证提供了基础. OFDS-plus-OCSDS理论与局部最小能量/稳定性原理的可能联系也进行了讨论。
2017-05-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
As a matter of tension -- kinetic energy spectra in MHD turbulence
磁化湍流普遍存在于许多天体物理和地球系统中，但即使是最简单的形式，磁流体力学（MHD），也没有完整的，无可争议的理论。许多理论和现象学都集中在联合（动能和磁场）的能量通量和光谱。我们强调的重要性，分别处理动能和磁能阐明MHD湍流动力学。我们进行了一个隐式大涡模拟亚音速，超Alfvénic MHD湍流和分析的尺度随时间的能量转移。我们的关键发现是，动能谱开发的缩放约$k^{-4/3}$在固定制度的动能级联被抑制的磁张力。这促使重新评估现有的MHD湍流理论的能量通量的一个更有区别的建模。
2020-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Formation of Rotational Discontinuities in Compressive three-dimensional MHD Turbulence
对太阳风湍流的测量揭示了不连续性的普遍存在。在这项研究中，我们调查如何形成的不连续性，特别是旋转不连续性（RD），在磁流体动力学（MHD）湍流。在一个模拟的衰减压缩三维（3-D）MHD湍流与施加均匀的背景磁场，我们检测到的RD与尖锐的磁场旋转和小的变化的磁场强度以及质量密度。同时，在de Hoffman-Teller（HT）坐标系下，等离子体速度与Alfvén速度基本一致，并且在不连续面两侧场向一致。我们采取了一个确定的RD详细分析其三维结构和时间演变。通过检查磁场和等离子体参数，我们发现RD是由中等振幅的Alfvén波的陡化引起的，而陡化是由环境湍流中Alfvén速度的不均匀性引起的。
2015-04-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetohydrodynamic shocks in and above post-flare loops: two-dimensional simulation and a simplified model
太阳耀斑是一种爆炸现象，在耀斑后的环内和环上方预计会出现超音速气流和激波。为了了解耀斑后环的动力学，对一次太阳耀斑进行了二维磁流体动力学（2D MHD）模拟。我们发现了新的激波结构和以上的耀斑后环，这是没有解决的，在以前的工作由横山和柴田2001年。为了研究沿重联磁场流动的动力学，沿选定的场线研究等离子体的运动学和能量学。研究发现，激波是决定耀斑后环的热结构和流结构的关键。在二维MHD模拟的基础上，我们发展了一个新的耀斑后环模型，我们称之为伪二维MHD模型。该模型是基于一维MHD方程，其中所有的变量依赖于一个空间维度和所有的三个分量的磁场和速度场被认为是。我们的伪二维模型包含了与磁重联（特别是MHD激波）有关的多维MHD过程的许多特征，这是以前的一维流体动力学模型所不能包含的。我们比较了二维计算和赝二维MHD模型中的激波形成和特定场线的能量，发现它们给出了相似的结果。这个模型将使我们能够在一个广泛的参数空间中研究耀斑后环的演化，而不需要昂贵的计算成本，也不会忽略与磁重联相关的重要物理。
2015-04-22 astro-ph.SR
Turbulent drag reduction in magnetohydrodynamic and quasi-static magnetohydrodynamic turbulence
在流体动力学湍流中，大尺度注入的动能级联到惯性范围，导致恒定的动能通量。相反，在磁流体动力学（MHD）湍流中，一部分动能被转移到磁能。因此，对于相同的动能注入率，MHD湍流中的动能通量与其流体动力学对应物相比减小。这导致非线性项（$\la | ({\bf u}\cdot \nabla) {\bf u} | \ra$，其中${\bf u}$是速度场）和湍流阻力相对减弱，但MHD湍流中的速度场增强。我们使用流体动力学和MHD湍流的壳模型模拟来验证上述。准静态MHD湍流也表现出类似于MHD湍流的湍流阻力减小。
2020-04-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.geo-ph
Cross-field transport and pitch-angle anisotropy of solar energetic particles in MHD turbulence
最近对太阳高能粒子在日光层湍流中传播的模拟也在本讲习班上讨论，研究了俯仰角散射和垂直输运在日光经度上粒子传播中的作用，如多航天器测量（STEREO A/B、ACE、SOHO等）所示。在不同的能量范围内都是1 AU。在某些情况下，颗粒分布的一阶俯仰角各向异性是不可忽略的。本文计算了两种MHD湍流模型（a）3-D各向同性模型和（b）Goldreich-Sridhar提出的各向异性模型，在考虑俯仰角依赖性的非均匀湍流中由于梯度/曲率漂移引起的平均垂直位移。我们发现，在这两种情况下，漂移规模为$(1-μ^2)^2$与余弦的俯仰角$μ$，与以前的模型运输的SEP。这一结果可能会影响SEP通过日光层传播的模型。
2015-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle Trapping and Acceleration in Turbulent Post-flare Coronal Loops
本研究针对太阳耀斑后环内MHD湍流中的高能电子行为，借助MPI-AMRVAC 3.0模拟探究湍流级联与粒子捕获、加速的关联，构建含非热粒子贡献的HXR谱，为日冕辐射模拟与观测对比提供基础。
2024-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Modeling of gyrosynchrotron radio emission pulsations produced by MHD loop oscillations in solar flares
本文对耀斑冕环中香肠、扭折和扭转MHD振荡模式的可观测射电特征进行了定量研究。考虑这些不同的MHD振荡模式对射电源参数如磁场、视线、等离子体密度和温度、电子分布函数以及源尺寸的一阶非零效应，我们计算了随时间变化的射电源辐射（光谱和光变曲线）。在所有考虑的射频下的无线电光变曲线（通量密度和偏振度）然后在时域（经由作为频率的函数的全调制幅度的计算）和傅立叶域（振荡谱、相位和部分调制幅度）中被量化，以形成特定于特定振荡模式和/或源参数状态的签名。我们发现，参数政权和所涉及的MHD模式确实可以区分使用的定量测量模型中得出的。我们应用开发的方法来分析无线电爆发记录欧文斯谷太阳能电池阵列和报告可能检测到的香肠模式振荡在一个（部分掩盖）耀斑和扭结或扭转振荡在另一个耀斑。
2011-12-02 astro-ph.SR
An MHD Modeling of Successive X2.2 and X9.3 Solar Flares of 2017 September 6
太阳活动区12673在2017年9月产生了两次连续的X级耀斑（X2.2和X9.3），间隔约3小时。X9.3是第24太阳活动周中有记录以来最大的太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了一个数据约束的磁流体动力学模拟，考虑到所观察到的光球磁场，以揭示的启动和动力学的X2.2和X9.3耀斑。根据我们的模拟，X2.2耀斑首先是由磁重联在光球层的负极性侵入相反极性区域的局部位置触发的。这种磁重联将最内侧的场线向上排出，在其下方通过与外部扭曲场线的连续重联形成磁通量绳。X2.2耀斑后连续的磁重联增强了磁通量绳，磁绳被抬升并最终通过环面不稳定性爆发。这导致了X9.3耀斑。
2021-04-14 astro-ph.SR
Scaling properties of small-scale fluctuations in magnetohydrodynamic turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流在大多数自然系统中，包括星际介质，太阳日冕，和太阳风，有雷诺数远远超过雷诺数在数值实验中可实现的。因此，小尺度波动的普遍标度特性引起了人们的极大关注，这些特性可以在模拟中可靠地测量，然后外推到天体物理尺度。然而，与流体动力学湍流，其中的惯性和耗散间隔的通用结构所描述的Kolmogorov自相似性相比，MHD湍流的缩放不能建立仅仅基于尺寸参数，由于存在一个内在的速度尺度-阿尔芬速度。在这封信中，我们证明了Kolmogorov第一自相似性假设不能以同样的方式制定为MHD湍流，它是制定为流体动力学的情况下。除了深刻的后果的分析考虑，这也提出了严格的条件，MHD湍流的数值研究。与流体动力学情况相比，MHD湍流数值模拟中的离散化尺度应比耗散尺度减小得更快，以便模拟随着雷诺数的增加而保持解析。
2014-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Study of the 3D Coronal Magnetic Field of Active Region 11117 Around the Time of a Confined Flare Using a Data-Driven CESE--MHD Model
利用数据驱动的MHD模型研究了2010年10月25日发生的C级耀斑前后NOAA活动区AR 11117的三维磁场。基于时空守恒元和解元（CESE）方案的MHD模型，主要考虑磁场演化和有限等离子体$β$的简化太阳大气。直接输入从照片上的观测得出的磁矢量场数据来约束模型。假设日冕磁场的动态演化可以用连续的平衡来近似，我们利用\it太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）拍摄的AR 11117在耀斑前后的矢量磁图，求解了MHD平衡的时间序列。该模型定性地再现了三维磁场的基本结构，由大气成像组件（AIA）观测到的磁力线和日冕环之间的视觉相似性，这表明日冕场确实可以很好地表征在大多数时间的MHD平衡。在两小时的研究时间间隔内，磁位形的变化非常有限。拓扑分析表明，小耀斑与秃斑（BP，其中磁场与光球相切）相关，表明耀斑的能量释放可以通过与BP分界线相关的磁重联来理解。总磁通量和总能量在耀斑期间仍保持小幅增加，而计算的磁自由能在耀斑期间下降了$\sim 10^{30}$ erg，这似乎足以提供小C级受限耀斑的能量收支。
2012-09-11 astro-ph.SR
Observations of quasi-periodic solar X-ray emission as a result of MHD oscillations in a system of multiple flare loops
我们调查了2002年10月20日的太阳耀斑。耀斑伴随着RHESSI在3-50 keV能量范围内观测到的热和非热硬X射线发射（HXR）的准周期脉动（QPP）。使用Lomb周期图对不同能量通道中的HXR时间曲线进行分析，结果显示约16秒和36秒的两个统计学显著时间段。36秒的QPP只在耀斑脉冲相的非热HXR辐射中观测到。16秒的QPP在热HXR发射中更为明显，并且在耀斑的脉冲和衰减阶段都观察到。对耀斑区的成像分析、QPP的确定时间和耀斑区磁环的估计物理参数使我们能够对观测结果作如下解释。1)在脉冲阶段，能量被释放，电子被加速的连续行为，平均时间约为36秒，在不同的部分，两个空间上分离，但相互作用的环系统的耀斑区域。2)36秒的能量释放周期可能是由连接这些耀斑站点的环路中的快速MHD振荡的作用引起的。3)在第一次能量释放的爆炸行为中，在一个耀斑环系统中激发了时间为16秒的MHD振荡（很可能是香肠模式）。4)这些振荡在脉冲阶段由随后的能量释放的爆炸行为维持，并在耀斑的衰减阶段被完全阻尼。
2009-10-01 astro-ph.SR
3D MHD simulation of flare supra-arcade downflows in a turbulent current sheet medium
超拱廊下降流（SAD）是向阳的，通常是黑暗的，起源于耀斑拱廊上方的等离子体密度耗尽。在本文中，使用3D MHD模拟，我们调查，如果SAD腔可以产生的撕裂模式和Kelvin-Helmholtz不稳定性的直接组合，导致湍流电流片（CS）介质，或者如果电流片仅仅是背景，其中SAD是由脉冲能量沉积触发产生的。我们发现，考虑到观测到的暗巷结构的一个额外的本地能源，提供的重联事件，是必需的。我们认为，可能有一个密切的关系，特征SAD的大小和CS宽度，必须得到满足，以获得一个可观察到的SAD。
2015-05-11 astro-ph.SR
Primordial flares, flux tubes, MHD waves in the early universe and genesis of cosmic gamma ray bursts
本文指出，伽马射线暴的能量来源类似于触发太阳和恒星瞬态活动现象的能量来源，如耀斑、通量管中的等离子体加速流以及磁流体波的能量耗散和粒子加速。我们从现象学上详细研究了下列可能触发伽马射线暴的能量源：（i）宇宙原始耀斑，可能是星系间或星系团区域内类似太阳耀斑的现象，（ii）可能由原始磁通量的对流坍缩形成的原始磁通量管（iii）起源于银河系或星系团的大尺度磁场扰动产生的MHD波的非线性相互作用和耗散。我们详细研究了上述每一种现象，并考虑到这些过程是否是伽马射线暴的能量来源。考虑到观测结果和宇宙环境中普遍存在的物理条件的相似性，以下研究表明，最有可能产生伽马射线暴的一种有希望的能源可能是原始耀斑。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
Observations of X-ray flares and associated MHD oscillations in star XI Boo
利用XMM-牛顿观测数据，对$ξ$ Boo观测到的两次耀斑进行了X射线分析。耀斑环参数的推导使用各种环模型，包括国家的最先进的流体动力学耀斑模型。的环长度推导出的耀斑环结构被发现是小于恒星半径。X射线光变曲线的指数衰减、等离子体温度和发射量度的时间演化与致密太阳耀斑中观测到的相似。利用小波分析方法研究了耀斑后阶段的X射线光变曲线。小波分析清楚地显示了1019 s周期的振荡。利用观测估计的环长、密度和磁场，理论推导出的快扭折模式的振荡周期与观测估计的周期大致匹配。这是第一个可能的观测证据的基本快速扭结模式的磁声波在恒星环路在耀斑后阶段的提高发射。
2011-01-17 astro-ph.SR
A review of the possible role of constraints in MHD turbulence
本文综述了近年来磁流体力学（MHD）湍流尺度间能量分布的研究进展。为此目的采用了各种工具，并通过考虑理想（非耗散）不变量，即总能量、磁螺旋度以及速度与磁场之间的互相关（集中在三维情况下），发挥了核心作用。这些概念，主要是基于理论，模型和直接的数值模拟，被简要地放在观测的背景下，特别是太阳风，以及一些剩余的开放的问题进行了划定。文中还提到了利用推广到MHD的泰勒-格林流在直至$6144^3$点的等效网格上进行三维理想MHD动力学研究的新结果。
2012-11-04 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
As a matter of dynamical range -- scale dependent energy dynamics in MHD turbulence
磁化湍流普遍存在于许多天体物理和地球等离子体中，但没有普遍的理论存在。即使是详细的磁流体动力学（MHD）湍流的能量动力学仍然没有得到很好的理解。我们提出了一套亚音速，超Alfvénic，高等离子体β MHD湍流模拟，只在其动力学范围内变化，即，大尺度强迫和耗散尺度的分离及其耗散机制（隐式大涡模拟，ILES，与直接数值模拟，DNS）。使用能量传递分析框架，我们计算的有效，数值粘度和粘性，并证明，所有的ILES计算的MHD湍流解决，并对应于一个等效的粘阻MHD湍流计算。增加ILES中使用的网格点的数量对应于降低耗散系数，即，更大的（动力学和磁）雷诺数恒定强迫规模。独立地，我们使用这个相同的框架来证明-相反的流体动力学湍流-跨尺度的能量通量是不恒定的MHD湍流。这既适用于给定动力学范围的不同介质（如级联过程或磁张力），也适用于对动力学范围本身的依赖性，这决定了流动的物理性质。即使在$2{,}048^3$单元的最高分辨率（最大雷诺数）模拟下，我们也没有观察到任何收敛迹象，这就对MHD湍流中是否存在渐近状态提出了疑问，如果存在，它看起来像什么。
2022-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Extended Scaling Laws in Numerical Simulations of MHD Turbulence
磁化湍流在天体物理系统中无处不在，众所周知，它跨越了广泛的空间尺度。磁流体湍流的唯象理论描述了惯性尺度范围内湍流涨落的自相似动力学。数值模拟的作用是指导和检验这些理论。然而，目前可用的计算能力将模拟限制在雷诺数上，雷诺数明显小于天体物理设置中的雷诺数。为了提高计算效率，因此，探测更大范围的尺度，人们经常考虑磁场引导的MHD湍流的基本各向异性，梯度在磁场平行方向上要慢得多。然后通过采用简化的MHD方程和放宽场平行的数值分辨率来优化模拟。在这项工作中，我们探索了一种不同的可能性。我们提出，存在某些量，是非常稳定的雷诺数。作为一个例子，我们研究的磁流体湍流的磁场和速度波动之间的对准角，测量两个专门构造的结构函数的比率。我们发现，这个比例的缩放可以令人惊讶地扩展到相对较低的雷诺数的制度。然而，扩展的缩放变得容易被破坏时，在模拟中的耗散范围是欠解决。因此，数值优化方法走得太远会导致虚假的数值效应和MHD湍流物理的错误表示，这反过来又会影响我们正确识别操作天体物理系统的物理机制的能力。
2011-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-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
Predictability of a solar flare in May 2024 using observational data-driven MHD simulations
Niigata University（新潟大学）
利用观测数据驱动的磁流体动力学模拟，研究了2024年5月3日X1.6级耀斑的可预测性，发现通过结合最终时刻的光球速度场可延长预测提前量至1小时以上。
2026-06-08 astro-ph.SR
Triangulation Tracking of a Radially Propagating MHD Wave in the AIA 1600 Acoustic Power Maps in Active Region 12193
几十年来，人们已经确定，太阳耀斑释放的能量激发了在太阳表面传播的声波振荡（Wolff 1972）。据信，这些耀斑可以激发活跃区域的速度振荡，特别是那些发生过更高级别太阳耀斑的区域（Kumar 2006）。然而，问题是如何在这样一个混乱的环境中的声振荡的行为可以诞生其他波的MHD类型。我们能观察到这样的事件吗？
2018-03-06 astro-ph.SR
Outlook on Magnetohydrodynamical Turbulence and its Astrophysical Implications
磁流体动力学（MHD）湍流在磁化天体物理等离子体中普遍存在，它从根本上改变了许多天体物理过程。本文给出了MHD湍流的概念，并解释了其标度性的起源。我们认为MHD湍流的各种问题的影响：发电机在不同类型的恒星，耀斑活动，太阳和恒星风从不同的恒星，宇宙射线的传播，和恒星形成。我们还讨论了MHD湍流的性质如何提供了一种新的方式来追踪星际和团内介质中的磁场。
2023-02-22 astro-ph.SR
Limitations of Hall MHD as a model for turbulence in weakly collisional plasmas
霍尔MHD作为弱碰撞等离子体中的湍流模型的局限性进行了探讨，在很宽的参数空间范围内使用Vlasov-Maxwell动力学理论的定量比较。结果表明，霍尔磁流体力学在冷离子极限下是有效的，但当离子温度有限时，霍尔磁流体力学存在寄生的无阻尼波模。有人认为，在太阳风的耗散范围内的湍流必须是一个，或混合物，三个电磁波模式：平行哨声，斜哨声，或动力阿尔芬波。霍尔磁流体动力学通常很好地描述了这些模式。确定线性动力学阻尼率在湍流等离子体中的适用性需要一套流体和动力学非线性数值模拟。对比流体和动力学模拟也将阐明是否存在虚假波模式改变了湍流中固有的非线性耦合，并将照亮湍流动力学和能量转移的制度的特征离子动力学尺度。
2009-03-24 astro-ph.SR
Wave turbulence in magnetohydrodynamics
本章主要回顾了近二十年来在不可压缩和可压缩情况下磁化等离子体（MHD、Hall MHD和电子MHD）中波动湍流的研究进展。重点是均匀和各向异性湍流，通常提供了最好的理论框架，调查空间和实验室等离子体。行星际介质和太阳大气作为两个例子的介质中的各向异性波湍流是相关的。波湍流的最重要的结果报告和讨论的背景下，空间和模拟磁化等离子体。重要的问题和可能的虚假解释最终进行了讨论。
2012-01-06 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
Particle acceleration by strong turbulence in solar flares: theory of spectrum evolution
提出了一个描述太阳耀斑中湍流非共振粒子加速的非线性自洽模型。考虑到被加速粒子对湍流的反作用，模拟了被强长波MHD湍流加速的带电粒子谱随时间的演化。主要发现是加速粒子和MHD湍流的非线性耦合导致了加速粒子谱的显著演化，根据粒子注入效率的不同，这种演化可以是软-硬-软或软-硬-硬。这种演化模式在太阳耀斑的硬X射线和伽马射线辐射中被广泛观察到。
2009-01-18 astro-ph.SR
The development of lower-atmosphere turbulence early in a solar flare
利用界面区成像光谱仪在80，000 K的温度下观测等离子体，首次对太阳低层大气中太阳耀斑湍流的发生和演化进行了前所未有的1.7 s时间尺度的观测研究。在这个时间分辨率，非热谱线加宽，表明湍流速度波动，在此温度下的耀斑发作之前，是一致的净蓝移。展宽随耀斑变亮而减小，然后以~10 s的周期振荡。这些观测结果与耀斑爆发时太阳低层大气中的湍流相一致，当它消散时，该区域会被加热。这挑战了目前标准太阳耀斑模型中能量释放和传输的观点，表明湍流部分加热了低层大气。
2018-12-24 astro-ph.SR
A Magnetic Bald-Patch Flare in Solar Active Region 11117
利用SDO观测资料和数据约束的MHD模型，对2010年10月25日发生在太阳活动区11117的一次局限性多带耀斑进行了强有力的证据分析，确定其为一次磁秃斑（BP）耀斑。从SDO/HMI观测到的光球磁场中，我们发现在PIL上确实存在与耀斑带部分相匹配的磁BPs。从由矢量磁图约束的MHD弛豫模型导出的三维日冕磁场中，我们发现BP分界面（BPSS）足点与耀斑带以及BPSS本身与热耀斑环系统具有惊人的良好一致性。此外，触发的BP耀斑可以归因于一个小通量的出现下的瓣的BPSS，并通过耀斑的日冕磁场的相关变化是很好地再现了耀斑前和耀斑后的MHD解决方案，这与相应的前和后耀斑AIA观测，分别。我们的工作有助于研究构成大多数太阳耀斑，但不能用标准耀斑模型解释的非典型耀斑。
2017-05-30 astro-ph.SR
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
How transverse MHD wave-driven turbulence influences the density filling factor in the solar corona?
日冕中的横向MHD波是普遍存在的。对日冕的开放（如冕洞）和闭合（如冕环）磁场区域进行加热的可能机制之一是由于MHD波驱动的湍流。在这项工作中，我们研究了由于横向MHD波驱动湍流的产生，在太阳日冕中的过密结构的填充因子的变化。使用3D MHD模拟，我们估计的密度填充因子的开放的磁结构，通过计算的分数的体积所占据的过密等离子体结构的整个体积的模拟域。接下来，我们进行正演模拟，并使用FoMo生成Fe XIII 10749 μ m和10800 μ m密度敏感线对的合成光谱。使用合成图像，我们再次估计填充因子。从两种方法获得的估计填充因子是合理的协议。此外，我们的结果与日冕洞和环中填充因子的观测结果相当吻合。结果表明，湍流的产生增加了日冕的填充因子。
2021-10-13 astro-ph.SR
Numerical MHD simulations of solar flares and their associated small-scale structures
本文通过数值模拟研究太阳大气局部区域耀斑后环的形成与动力学，基于 2.5D MHD 方程对比了仅含电阻率与电阻率加热传导两种场景，发现局部电阻率引发 RMI 产生更多子结构，而热传导使环平滑并伴随多磁岛形成。
2024-02-03 astro-ph.SR
Multi-instrument observations of a failed flare eruption associated with MHD waves in a loop bundle
我们介绍了2015年1月24日发生的B7.9级耀斑的观测结果，使用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA），EUV成像光谱仪（EIS）和Hinode的X射线望远镜。耀斑触发了一个稠密的冷等离子体团的爆发，如在AIA 171中所看到的，它无法完全爆发，并且仍然被限制在活动区域环的局部束中。在此过程中，观察到的线程的横向振荡。然后观察到冷的等离子体沿着每个环链下降回到色球层。同时，在SDO/AIA和Hinode/XRT的热波段中观察到一个较大的漫射共空间环，沿其长度呈现周期性的强度变化。磁流体动力学（MHD）波的形成和演化依赖于局部等离子体参数（如密度、温度和磁场）的值，因此可以通过日冕地震学来推断。在这项研究中，我们的目的是评估如何观察到的MHD模式的密度和温度的变化的影响。我们使用SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT将EUV/X射线成像和光谱学分析相结合。我们发现，所检测到的波的演变是由当地的等离子体参数的时间变化，所造成的耀斑加热和随之而来的冷却。我们将日冕地震学应用于这两种波，以获得背景等离子体参数的估计。
2016-12-06 astro-ph.SR
Impact of observational uncertainties on universal scaling of MHD turbulence
标度指数是湍流理论的核心定量预测，高雷诺数太阳风流的现场卫星观测为这些理论提供了广泛的试验平台。我们提出了一个通用的，独立于仪器的方法来估计速度场波动的不确定性。我们得到的系统移位，这种不确定性引入到观察到的谱指数。这种移位对于正确解释观测到的标度指数是必不可少的。用磁流体动力学湍流的理论模型和数值模拟都足以解释在太阳风中观测到的Elsasser场谱特征之间的矛盾。
2011-10-31 astro-ph.SR
Test magnetohydrostatic extrapolation with radiative MHD simulation of a solar flare
上下文在太阳上，磁场矢量通常只在光球层中测量。利用这些光球观测数据作为边界条件，我们发展了磁流体静力（MHS）外推法来模拟太阳大气。该模型假设了磁力和非磁力的相对重要性。虽然日冕是无力的，但光球层和色球层的情况并非如此。瞄准在\cite{zw18}中用精确平衡对模型进行了检验。在这里，我们提出了一个更具挑战性和现实的测试，我们的模型与辐射磁流体模拟的太阳耀斑。方法.采用最优化方法，MHS模型自洽地计算了等离子体的磁场、压强和密度。以非线性无力场（NLFFF）和沿磁力线的重力层结大气作为优化的初始条件。结果与NLFFF模型相比，MHS模型不仅在磁场大小和方向上，而且在磁连通性方面都有改进。此外，MHS模型还能恢复光球层和色球层等离子体的主要结构。
2019-10-08 astro-ph.SR
One dimensional analytical solutions of the transport equations for incompressible magnetohydrodynamic (MHD) turbulence
本文推导了不可压缩MHD湍流输运方程的一维解析解，涵盖Elsässer能量和相关长度，适用于近能量均分条件，可用于研究空间及天体物理环境中的湍流演化与能量粒子扩散。
2025-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Turbulence: Chandrasekhar's Contributions \& Beyond
在1948-1955年期间，他写了四篇关于磁流体动力学（MHD）湍流的论文，这是该领域的第一批论文。在这些开创性的努力之后，该领域继续前进。本文将简要地介绍MHD湍流的重要工作，首先是从Eschrasekhar的工作开始。
2022-04-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.hist-ph
A Comparative Study of Solar Active Region 12371 with Data-constrained and Data-driven MHD Simulations
我们进行了两个基于数据的磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区12371产生的M6.5耀斑。第一个模拟是完全数据驱动的模拟，其中初始条件由非线性无力场（NLFFF）给出。这NLFFF外推从光球磁约1小时前的耀斑，然后随时间变化的光球磁场施加在底面。第二个模拟也是数据驱动的模拟，但它在耀斑爆发之前停止在底部驱动，然后切换到数据约束的模拟，其中磁场的水平分量根据感应方程变化，而法向分量随时间固定。这两种模拟都导致了喷发，在喷发之前，这两种模拟都产生了高度扭曲的磁力线，而这在NLFFF中是没有的。爆发后，第一个模拟的基础上随时间变化的光球磁场，继续产生剪切场线后，耀斑没有再现现象，如耀斑后的循环。第二个模拟很好地再现了与耀斑有关的现象。然而，在这种情况下，底部磁场的演化与观测到的磁场的演化不一致。在这封信中，我们报告了数据约束和数据驱动的MHD模拟的潜在优点和缺点，需要考虑到未来的研究。
2023-01-29 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
An MHD Model of the December 13 2006 Eruptive Flare
本文采用三维MHD模拟方法，定性模拟了2006年12月13日日本日出（Hinode）卫星观测到的新出现的δ黑子区NOAA 10930的爆发性耀斑的日冕磁场演化。模拟成立，我们驱动器的出现，东西向的磁通量绳在较低的边界到一个预先存在的日冕场建造的SOHO/MDI全磁盘磁图在2006年12月12日20：51：01 UT。由此产生的日冕磁绳嵌入在周围的日冕磁场中，首先进入准静态上升阶段，然后经历动态喷发，磁绳空腔的前缘加速到约830 km/s的稳定速度。喷发前的日冕磁场显示出与日出软X射线观测中所见的磁连通性以及反S形X射线S形的发展定性一致的形态。我们研究了爆发磁通绳的性质和后重联环的形态，并将它们与观测结果进行了比较。
2011-09-16 astro-ph.SR
Linewidth Differences of Neutrals and Ions Induced by MHD Turbulence
我们解决的中性和离子观察到的分子云的线宽的差异的问题，并探讨这种差异是否可以产生的磁流体动力学（MHD）湍流作用于部分电离气体的影响。在MHD湍流的三种基本模式中，我们发现快模式对线宽差异没有贡献，而慢模式对某些参数的不同线宽有影响。我们专注于Alfvénic分量，因为它们包含了大部分的湍流能量，并考虑了中性离子碰撞和中性粘性的阻尼。我们考虑不同的制度对应于不同的介质磁化和湍流驱动的湍流。在超Alfvénic湍流情况下，当Alfvénic湍流的阻尼尺度小于$l_A$（其中$l_A$为各向异性GS 95型湍流的注入尺度）时，线宽差不依赖于磁场强度。而对于其他动荡的制度，相关性是存在的。例如，在强亚阿尔夫文湍流中，中性和离子速度分散的平方之间的差异允许评估磁场。我们讨论了文献中关于中性离子线宽差异的早期发现，并将我们获得的磁场表达式与早期发表的表达式进行了比较。
2015-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale Magnetic Structure Formation in 3D-MHD Turbulence
三维MHD湍流中的磁螺旋度逆级联被认为是天体物理系统中大尺度磁结构形成的过程之一。在这项工作中，我们提出了一套详尽的高分辨率直接数值模拟（DNS）的强制和衰减的3D-MHD湍流，了解这种结构的形成过程。它首先表明，在小尺度驱动湍流的磁螺旋度的逆级联不一定会产生相干的大尺度磁结构。在这种情况下，观测到的大尺度磁场会受到小尺度强迫产生的磁涨落的严重扰动。在衰变的情况下，相干的大尺度结构形成类似于天文学上观察到的结构。根据数值计算结果，我们认为某些天体物理系统中大尺度磁结构的形成是初始强迫作用的结果，初始强迫作用给系统提供了必要的湍流能量，当强迫作用停止后，湍流能量衰减而形成大尺度结构。这一想法得到了代表性例子的支持，例如星系团。
2013-09-12 astro-ph.SR
