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
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
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
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
Successive Homologous Coronal Mass Ejections driven by shearing and converging motions in solar active region NOAA 12371
我们研究了AR 12371的磁场演化，并与其连续喷发的性质相联系。在7天的盘凌日期间，AR发射了4次连续的快速日冕物质抛射（CME），与长持续时间的M级耀斑有关。形态学研究描绘了一个喷发前冠状S形结构以上的极性反转线（PIL）类似摩尔等的研究。由磁迹图得到的速度场显示了PIL附近极性区的持续剪切和会聚运动。当这些剪切运动继续时，两个S形肘的交叉臂通过在PIL中间的会聚运动而相互作用，引发场线的系绳切割重连和CME爆炸的开始。连续的日冕物质抛射是由光球通量运动驱动的磁能储存和释放的周期性过程，称为“S形-弧形-S形”转换。此外，持续的剪切运动注入主导负符号的螺旋度通量，这有助于核心场扭曲和它的能量，通过建立一个扭曲的磁通绳（FR）。在一个极限值之后，过剩的日冕螺旋度被FR的身体喷射排出，FR的身体喷射是由间歇性CME实现的一些不稳定性引起的。这个AR与受限的AR 12192形成对比，AR 12192的螺旋度流量主要是负符号的，但标准化日冕螺旋度含量非常弱（-0.02转）。而主符号螺旋度通量是CME爆发的必要条件，我们的研究表明磁通量归一化螺旋度通量是容纳背景通量作用的必要条件，并呼吁对AR的大样本进一步研究。
2017-09-28 astro-ph.SR
Successive Coronal Jets as Novel Facilitators for Filament Oscillation and Eruption
School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）；Yunnan Key Laboratory of the Solar physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；School of Intelligence Science and Technology, Nanjing University（南京大学智能科学与技术学院）
研究太阳细丝爆发触发机制这一问题，结合多仪器观测和磁流体动力学模拟，发现连续日冕喷流冲击细丝会致其振荡、上升，达到阈值时爆发，证明增长的振荡是爆发前兆，提升太阳爆发预测能力。
2026-07-10 astro-ph.SR
Bipolar magnetic structures driven by stratified turbulence with a coronal envelope
我们报告的自发形成的双极磁结构的直接数值模拟分层强制湍流与外部日冕信封。湍流是被迫与横向随机波仅在较低的（湍流）部分的域。我们的初始磁场要么在整个域中是均匀的，要么局限于湍流层。在大约1- 2个湍流扩散时间后，垂直场的双极磁区发展为两个相干的圆形结构，它们在一个湍流扩散时间内存在，然后在0.5个湍流扩散时间内衰减。在双极区域内产生的磁场强度与湍流动能的均分值相当。双极磁区在上日冕层形成环状结构。我们将磁结构的形成与两层模型中的负有效磁压不稳定性联系起来。
2013-10-29 astro-ph.SR
A turbulence index independent framework for deriving solar wind speed and coronal electron density from radio spectral broadening
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Indian Space Research Organization, Vikram Sarabhai Space Centre（印度空间研究组织，维克拉玛·萨拉巴伊航天中心）；University of Kerala（喀拉拉大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）
本文提出一种不依赖湍流指数的框架，通过航天器无线电信号频谱展宽同时推导近日区域的日风速度和日冕电子密度，适用于多种无线电频率，验证了日冕模型和在 situ 观测的一致性。
2026-03-24 astro-ph.SR
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
Successive interacting coronal mass ejections: How to create a perfect storm?
日冕物质抛射（CME）是太阳上最大的喷发类型，也是地球严重空间天气的主要驱动力。在这项研究中，我们实现了一个力自由spheromak日冕物质抛射的描述在3-D磁流体动力学模拟参数评估连续相互作用日冕物质抛射在一个代表性的日光层。我们探讨CME-CME相互作用的一系列方向，发射时间的变化和CME的手，并量化其地理有效性，通过主要的太阳风变量和经验措施的扰动风暴时间指数和太阳磁层顶对峙距离。我们展示了太阳和地球之间的两个中等CME的相互作用如何转化为地球的极端条件，以及CME-CME在不同径向距离的相互作用如何最大限度地提高不同的太阳风变量，从而引起不同的地球物理影响。特别是，我们演示了如何的方向和手性的一个给定的日冕物质抛射可以有一个显着的影响，磁通量的守恒和损失，因此B $_z$，由于磁重联与行星际磁场。因此，这项研究涉及识别CME手征在日冕作为一个早期诊断预测地磁风暴涉及多个CME。
2022-11-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfvén waves. II. Extended analysis and effect of magnetic twist
在以前的工作中已经表明，扭转阿尔文波可以在具有纯轴向磁场的非均匀日冕环中驱动湍流。在这里，我们探讨的作用，磁扭曲。我们的模型作为一个横向不均匀的直通量管，锚定在光球，并嵌入在一个统一的日冕环境的日冕环。我们认为磁场是扭曲的，并通过模型的自由参数来控制磁扭曲的强度。我们激发纵向基本模式的立扭阿尔芬波，其时间演化是通过高分辨率的三维理想磁流体动力学数值模拟。我们发现扭转阿尔文波的相位混合在垂直于磁场线的方向上产生速度剪切。速度切变最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi）。在弱扭曲的磁管中，KHi能够非线性地增长，随后，在冠状环中以与未扭曲的情况类似的方式驱动湍流。如果磁扭曲仍然很弱，磁扭曲的作用是延迟KHi的开始，减缓湍流的发展。相反，当磁扭曲足够强时，磁张力可以抑制KHi的非线性增长，即使KHi已经被相位混合剪切局部激发。因此，在强扭曲环中不会产生湍流
2022-09-19 astro-ph.SR
Estimating the energy dissipation {from Kelvin-Helmholtz instability induced} turbulence in oscillating coronal loops}
Kelvin-Helmholtz湍流是一种很有前途的机制，通过这种机制，日冕中的环可以被MHD波加热。本文提出了一个由Kelvin-Helmholtz不稳定性引起的湍流耗散率$\varepsilon_{\rm D}$的解析模型，发现它是波振幅（$d$）的三次方（$\varepsilon_{\rm D}\propto d^3$）。基于稳态湍流的概念，我们期望整个{the}环体积的湍流加热与通过其足点注入的总能量相匹配。在这种情况下，波的振幅必须随着注入能量的立方根而变化。分析结果与模拟结果的比较表明，我们的分析公式捕捉到的关键方面的湍流耗散的数值工作。应用这个模型对观测到的无衰减扭折波的特性进行了预测，这些观测到的波的振幅不足以对日冕进行强烈的加热。
2020-07-17 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
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
Successive Solar Flares and Coronal Mass Ejections on 2005 September 13 from Noaa Ar 10808
我们提出了一个多波长的研究，2005年9月13日从NOAA 10808的爆发，产生了总共四个耀斑和两个快速日冕物质抛射（CME）在1.5小时内。我们主要注意的是，这些喷发发生在时间上的紧密连续性，并且所有这些都位于活动区的S形磁极性反转线（PIL）。在我们的分析中，（1）第一次耀斑产生的扰动沿着PIL向南传播，导致了一次主要的暗条爆发，导致了第一次CME和下面的第二次耀斑。(2)第一次CME部分去除了三角洲北部黑子上方的叠加磁场，以允许第三次耀斑和第二次CME。(3)在第四次耀斑期间的带状分离将表明由第二次CME打开的叠加场线的重新闭合。这一系列耀斑和日冕物质抛射是通过膨胀的磁结构和附近的磁场之间的磁重联相互关联的。这些结果补充了以前的作品在这一事件与建议的因果关系之间的连续爆发。
2009-08-04 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
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity: Evidence for Active Regions without Coronal Mass Ejections
磁螺旋度（MH）是磁场的扭曲和剪切的量度。MH通过光球足点运动注入活动区日冕，产生扭曲和剪切磁场。从螺旋度的守恒性质出发，证明了一个已经扭曲的磁绳（FR）不可避免地会随着MH的持续注入而爆发，以消除多余的日冕螺旋度。因此，理解光球螺旋度通量传输的性质和演化对于揭示耀斑/CME活动的强度至关重要。利用\textit{Helioseismic Magnetic Imager}的时间序列矢量磁图，我们研究了MH注入新兴AR 12257的演变。在这一AR的光球通量运动注入正螺旋度在前2.5天，随后负螺旋度。这种相反螺旋度的连续注入与平均无力扭转参数（$α_{av}$）的符号、磁舌的取向一致。此外，外推的AR磁结构表现出全球剪切没有扭曲的FR在AR的核心的转变。没有CME从这个AR发射，但C级耀斑活动主要是在演化期的后半段观察到的。具有MH注入符号反转的AR不利于具有过量日冕螺旋度的扭曲FR的形成，因此对于容易地识别无CME的AR是重要的。在这些AR的一个可能的情况是，当一个符号的螺旋度通量被相反的符号所取代，不同的连接与相反的剪切磁场经历重联在不同的尺度引起间歇性耀斑和增强的日冕加热。
2021-08-17 astro-ph.SR
Non-thermal line broadening due to braiding-induced turbulence in solar coronal loops
目的：来自太阳日冕环的发射线剖面显示出当前模型无法解释的特性。我们研究了由磁场线编织引起的日冕环中等离子体加热引起的非热展宽。方法：我们描述了冠环的三维磁流体动力学模型的湍流衰减的初始编织磁场。由此，我们合成了193埃的Fe XII线，形成约1.5 MK。结果如下：合成光谱再现了目前观测到的日冕极端紫外线的主要特征：（一）典型的非热宽度范围为15至20公里/秒。(ii)宽度近似独立于视场的大小。(iii)谱线强度与非热展宽之间存在相关性。(iv)光谱被发现是非高斯的，与增强的功率在翅膀的顺序为10- 20%。结论：我们的模型提供了一个解释，自洽连接加热过程中观察到的非热谱线增宽。光谱的非高斯性质是底层速度波动的非高斯性质的结果，解释为湍流中的不稳定性的签名。
2020-08-27 astro-ph.SR
Reconnection-Driven Magnetohydrodynamic Turbulence in a Simulated Coronal-Hole Jet
极端紫外线和X射线喷流经常出现在太阳的磁开放冕洞中，特别是在太阳高纬度地区。当这些喷流通过外日冕向内日球层传播时，白光日冕仪可以观测到其中的一些喷流，有人提出，它们会引起在太阳风中原位检测到的微流和扭转阿尔文波。为了预测和理解冠孔射流的签名，我们已经进行了详细的统计分析，这样的射流模拟自适应细化磁流体动力学模型。结果证实了三维的，reconnectiondriven磁湍流的模拟的产生和持久性。我们计算了喷流内磁涨落的空间相关性，发现它们与Müller - Biskamp标度模型吻合得最好，该模型包括通过流体动力学湍流级联耦合的各种大小的间歇电流片。磁涨落的各向异性和电流片的空间取向与非线性阿尔文波的集合一致。这些性质也反映了由重连磁场的几何形状所施加的总体准直射流结构。与湍流观测的比较表明，射流尾流中的湍流与快速太阳风中的湍流在数量上是一致的。
2016-07-13 astro-ph.SR
Identification of Nonlinear Damping of Transverse Loop Oscillations by KHI-induced Turbulence
本文提出由湍流耗散的非线性驻波扭结振荡解析公式，通过贝叶斯推断和MCMC拟合证明其优于线性模型，并确定了非线性与线性共振吸收机制各自主导的参数区域。
2025-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic bipoles in rotating turbulence with coronal envelope
太阳黑子和恒星黑子的形成尚未完全了解，因此是太阳和恒星物理学中的主要开放问题之一。磁通量浓度可以由负有效磁压不稳定性（NEMPI）产生。这种不稳定性被旋转强烈抑制。然而，以前发现外日冕包络的存在会加强通量集中，使其更加突出。它还允许形成双极区（BR）。我们想知道是否存在一个外部的日冕信封也改变了激发条件和旋转依赖NEMPI。我们使用直接数值模拟和平均场模拟。我们采用了一个简单的两层湍流模型，分别模拟恒星表面下方和上方的对流湍流层和日冕层之间的跳跃。计算域是笛卡尔的，位于旋转球体的某个纬度。我们通过改变科里奥利数、纬度和盒子分辨率来研究旋转对NEMPI的影响。旋转对BR的形成过程有很大的影响。即使是相当慢的旋转也会抑制它们的形成。然而，增加所施加的磁场强度也使结构更强，并在一定程度上减弱了旋转抑制。日冕层本身的存在并不能显著减轻旋转抑制的影响。
2018-08-27 astro-ph.SR
Successive X-class flares and coronal mass ejections driven by shearing motion and sunspot rotation in active region NOAA 12673
我们提供了一个清晰的案例研究，研究了2017年9月6日在活动区NOAA 12673中发生的两次连续X级耀斑，包括一次十年级耀斑（X9.3）和两次由剪切运动和太阳黑子旋转触发的日冕物质抛射（CME）。9月5日开始，具有相反极性的主黑子之间的剪切运动甚至持续到9月6日的第二次X级耀斑之后。此外，负极性的主黑子围绕本影中心旋转，另一个正极性的主黑子也表现出缓慢的旋转。在第一次X级耀斑爆发前，活动区西北部的负极性黑子也开始逆时针旋转。两个S形结构的相继形成和喷发与三个黑子的逆时针旋转密切相关。还发现耀斑爆发前4小时内黑子的自转速度比爆发前快。利用SDO/HMI观测到的矢量磁图，通过非线性无力场外推，发现在两次耀斑爆发前存在磁绳。这些结果表明，剪切运动和黑子旋转在日冕中自由能的积累和通量绳的形成中起着重要作用，而通量绳的形成是产生太阳耀斑和日冕物质抛射的主要原因。
2018-02-18 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfven waves
观测和数值模拟都表明，阿尔文波可能携带足够的能量来维持太阳大气等离子体的高温。然而，波能的热化是低效的，除非考虑非常短的空间尺度。相混合是一种可以将能量降低到耗散长度的机制，但它的作用时间太长。在这里，我们研究如何湍流，驱动的相位混合扭转阿尔芬波在日冕环的非线性演化，是能够采取波能量下降到耗散尺度比线性相位混合理论预测的要快得多。我们考虑一个简单的模型，横向不均匀的圆柱形磁通管与恒定的轴向磁场。通量管受到扭转阿尔芬驻波基本模式的扰动。通过数值求解三维理想磁流体动力学方程，研究了磁流体的时间演化。最初，扭转Alfven波由于密度的横向变化而经历相位混合的过程。在仅仅几个周期的扭转波之后，由相混合产生的方位角剪切流最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi），并且通量管随后被驱动到湍流状态。湍流是非常各向异性的，并且仅横向于背景磁场发展。在湍流开始后，有效雷诺数在通量管中的下降速度远远快于仅由相混合控制的初始线性阶段。我们的结论是扭转阿尔芬波的非线性演化，以及相关的KHi，是一个可行的机制，在日冕循环湍流的发病。
2021-03-31 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
Sloshing Oscillations in coronal loops excited by successive M- and C-Class flares
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院鲁尔基分校）
该研究利用 SDO 上 AIA 数据，观测连续 M 级和 C 级耀斑激发日冕环的晃动振荡。识别出十五个振荡事件，提取振荡特性，估计环长度，发现耀斑强度影响振荡特征，还研究了参数间相互依赖性并结合慢波理论讨论结果。
2026-07-21 astro-ph.SR
Fine Structures of Solar Radio Type III Bursts and their Possible Relationship with Coronal Density Turbulence
太阳射电III型爆发被认为是日冕中近相对论性电子束传播的最敏感特征。本文介绍了一个由低频天线阵（LOFAR）在30 - 80 MHz波段观测到的具有精细频率结构的太阳射电IIIb-III型对爆发，该阵具有高的时间（$\sim10$ ms）和光谱（12.5 kHz）分辨率。观测结果表明，III型爆发由许多条纹，其中有一个约0.1兆赫的基频（等离子体）和谐波（双等离子体）发射的频率标度。本文通过对日冕条纹结构的观测，研究了背景密度涨落对日冕密度扰动的影响。发现密度涨落谱的谱指数约为$-1.7$，密度扰动的特征空间尺度约为$700$ km。该谱指数非常接近Kolmogorov湍流谱指数$-5/3$，与湍流级联一致。这一事实表明，日冕湍流可能对太阳射电III型爆发的时间结构起着重要的调制作用，而射电III型爆发的精细结构可以为诊断日冕湍流提供一种有用的、独特的工具。
2018-01-23 astro-ph.SR
Turbulent cascade and energy transfer rate in a solar coronal mass ejection
2012年7月6号风探测器探测到的日冕物质抛射（CME）之前、期间和之后的湍流特性进行了研究。研究了结构函数的幂律标度，提供了速度、磁场和密度涨落的功率谱密度和平坦度的信息。在前、尾太阳风以及CME鞘层和磁云中，证明了不可压缩各向同性磁流体动力学湍流的3阶矩标度律。这表明湍流在激波后可以充分发展，或者说鞘层和云区的湍流即使在与太阳风等离子体混合的过程中也能保持稳定。因此，在每个区域中评估湍流能量传递率12。CME鞘层显示出能量转移率的增加，正如13从较低水平的阿尔夫维尼克波动中预期的那样，并表明激波-风相互作用作为14湍流级联的额外能量来源。
2021-10-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Does Turbulence along the Coronal Current Sheet Drive Ion Cyclotron Waves?
本文报道了在电流片边界处存在由湍流驱动的离子回旋波的证据。通过充分利用帕克太阳探测器和太阳轨道飞行器上的梅蒂斯日冕仪进行的联合观测的潜力，可以将太阳风的局部测量与日冕的大尺度结构联系起来。结果表明，电流片层的动力学产生了湍流，这反过来又产生了足够强的温度各向异性，使太阳风等离子体不稳定到各向异性驱动的不稳定性，如阿尔文离子回旋加速器，镜像模式和消防水龙带不稳定性。对高频磁波动的极化状态的研究表明，离子回旋波确实存在于电流片上，从而将远程成像的日冕源区的磁拓扑结构与现场观察到的波爆发联系起来。目前的研究结果可能会允许改进的国家的最先进的模型的基础上的离子回旋机制，提供新的见解日冕加热过程中所涉及的。
2023-02-21 astro-ph.SR
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
Characterising coronal turbulence using snapshot imaging of radio bursts in 80-200 MHz
米波太阳III型射电爆发是研究日冕高度湍流特性的独特手段，理论模型表明，爆发源的视强度和大小在局部湍流的影响下以亚秒尺度演变。演化的性质随观测频率而变化。然而，观测研究仍然很困难，因为缺乏高保真成像能力，在这些精细的时间尺度上，同时在广泛的光谱带。我提出了一个光谱快照成像（0.5秒，160 kHz的分辨率）研究的III型突发事件在80 - 200 MHz频段。通过模拟源的大小和强度在每个观测频率的时间变化，日冕湍流的特性进行了研究在日心高度范围~1.54 - 1.75 $R_\odot$。为了了解III型源的形态演变，使用2D高斯拟合程序。在理论和数据驱动models.Results的框架内，分析了观测到的源区和积分通量密度的趋势。日冕中密度波动（$δN/N$）的强度是高度（R）的函数。结合档案低频数据，约1.5 - 2.2 $R_\odot$的$δN/N$值在几个因子内一致。爆发衰减时间（$τ_{decay}$）和半高宽的源显示出与频率的幂律依赖性，从数据驱动的模型的结果大致一致。然而，各频率的$τ_{decay}$值高于预期。通过对散射展宽的校正，导出了爆发源的本征尺寸。这大致符合在日冕高度探索的通量管的预期大小。我还报告观察到一个内在的反相脉动面积和通量密度的来源。
2021-10-31 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
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
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
Observations of an extreme storm in interplanetary space caused by successive coronal mass ejections
空间天气系指太阳和地球空间环境中的动态状况，这种状况往往是由太阳爆发及其随后的行星际扰动造成的。目前还不清楚极端空间天气风暴是如何形成的，以及它有多严重。本文利用多点遥感和实地观测资料对一次极端事件进行了调查和报道。这次极端风暴的形成具有鲜明的特点。我们认为，在运输过程中的相互作用之间的两个紧密发射的日冕物质抛射导致了极端增强的喷出物磁场在1天文单位附近的STEREO A。快速穿越到STEREO A（仅需18.6小时），或者说异常微弱的减速，是由早期太阳爆发对上游太阳风的预处理造成的。这些结果为太阳物理学和空间天气提供了一种新的观点，即太阳爆发的组合如何产生极端的空间天气事件。
2014-05-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Thermal and Turbulence Characteristics of Fast and Slow Coronal Mass Ejections at 1 AU
本研究利用Wind数据分析1 AU处两个ICMEs的热力学与湍流特性，发现磁抛射物近等温且存在持续加热，快速ICME呈Kolmogorov湍流，慢速ICME湍流较弱，并识别出间歇性结构，强调加热与湍流在ICME演化中的关键作用。
2025-05-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Study of Three-Dimensional Magnetic Structure and the Successive Eruptive Nature of Active Region 12371
通过模拟非线性无力场（NLFFF）平衡下的准静态日冕场演化，研究了12371活动区连续喷发的S型日冕的磁结构。HMI/SDO矢量磁图用作NLFFF模型的输入。在所有的喷发事件中，模拟的结构类似于所观察到的喷发前日冕S形，NLFFF核心场是双反J形和反S场线与接触光球的倾角的组合。这样的场线是由在秃斑位置的相反J场线的磁通抵消重连形成的。这意味着由大尺度剪切拱廊场线形成弱扭磁绳。随后，这条磁绳经历日冕系绳切割重连，直到CME被触发。模拟结构捕捉到了这些主要特征的S形到弧形到S形的转换，这是经常性的连续光球通量运动。场线扭曲的计算揭示了一个分数的增加，其次是具有扭曲的范围内的像素的数量减少。这跟踪的建立过程中的扭曲的核心领域的缓慢光球运动和爆发后的松弛，分别。我们的研究推断，大喷发的AR是由于急剧下降的背景日冕字段满足环面不稳定的标准，在低高度（$\approx 40$毫米）相比，非喷发的AR。
2018-03-13 astro-ph.SR
The Spatial and Temporal Dependence of Coronal Heating by Alfven Wave Turbulence
太阳大气可能被阿尔芬波加热，阿尔芬波从对流区向上传播，并在色球层和日冕中耗散能量。为了进一步验证这一理论，我们考虑在2012年3月7日观察到的活动区域中的波加热。构造了该区域的位场模型，并通过模型追踪了代表观测到的日冕环的22条场线。使用三维（3D）减少磁流体动力学（MHD）代码，我们模拟阿尔芬波的动态和附近的观察到的环路。不同回路的结果结合成一个单一的公式，描述的平均加热速率Q的函数的位置内观察到的活动区域。我们建议这个表达式可能是近似有效的其他活动区域，因此可以用来构建三维的，随时间变化的模型的日冕等离子体。这样的模型需要了解太阳日冕的结构和动力学中的热不平衡的作用。
2013-06-25 astro-ph.SR
Turbulence and its Potential Impact on Solar Chromospheric and Coronal Heating
The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局/马歇尔太空飞行中心）
研究通过粒子-网格模拟探讨低频湍流在色球层中的来源及其对加热的影响，揭示湍流的传输与耗散机制，并计算了不同高度的能量注入率。
2026-04-29 astro-ph.SR
Coronal turbulence and the angular broadening of radio sources - the role of the structure function
在扩展的日冕中，特别是在耗散尺度附近，密度湍流的振幅影响着当前感兴趣的几个问题。通过湍流太阳风观测到的射电源由于密度不均匀性的折射和散射而变宽，并且散射增宽的观测经常被用来约束湍流振幅。这种散射展宽的程度通常使用结构函数来计算，结构函数给出了由干涉仪测量的空间相关性的度量。大多数此类处理都采用了对结构函数的解析逼近，这些逼近在渐进极限$s \gg l_{i}$或$s \ll l_{i}$中有效，其中$s$是干涉仪间距，而$l_{i}$是密度湍流谱的内部尺度。相反，我们使用一个通用的结构函数（GSF），跨越这些制度，并量化这些近似的使用所引入的错误。我们已经包括了通过小伸长的太阳风观测到的遥远宇宙源的各向异性散射效应。我们表明，GSF的预测是更准确的渐近表达式的制度不仅具有实际意义，但内部尺度效应的影响估计的散射加宽。两者合计，我们认为，GSF今后应用于散射加宽计算和估计的湍流振幅在日冕和太阳风。
2014-12-20 astro-ph.SR
Successive filament eruptions within one solar breakout event
磁爆发模型已被广泛用于解释太阳爆发活动。在这里，我们应用它来解释连续发生在一个四极磁源区的暗条爆发。基于太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的高时空分辨率多波长观测，我们发现了一些支持爆发式外部重联发生的特征，这些特征发生在连续的暗条爆发开始之前。此外，外推的三维日冕场还揭示了四极源区上方的磁拓扑结构类似于爆发模型。在突破模型的框架内，我们提出了一种解释连续暗条爆发的可能机制，其中首次引入了磁内爆机制作为连续暗条爆发的物理联系。我们的结论是日冕领域的结构特性是重要的连续生产的灯丝爆发。
2014-01-08 astro-ph.SR
A self-consistent solar coronal heating model by Alfvenic waves
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）
该研究通过三维辐射磁流体力学模拟证实，太阳日冕主要由阿尔文波湍流主导的AC加热，占比至少80%，支持空间天气研究中AWSoM等阿尔文波湍流模型的应用。
2026-08-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Turbulent cross-field transport of non-thermal electrons in coronal loops: theory and observations
天体物理学中的一个基本问题是磁湍流与带电粒子之间的相互作用。现在可以使用\emph{Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI)}观测电子发射的硬X射线（HXR）来识别湍流的存在，并估计至少在密集的日冕耀斑环中磁场线扩散系数的大小。{We讨论各种可能的跨场传输的非热电子产生的宽带磁湍流日冕环的制度。强调了久保数$K$作为控制参数的重要性，并收集了适用于大久保数和小久保数极限的结果。} {基于运输统计理论中发展的概念和见解的通用模型适用于日冕环和解释太阳耀斑中的硬X射线成像数据。捕获效应的作用，这在非线性运输制度中变得重要，在解释数据时考虑在内。对于这个耀斑太阳环，我们限制的范围内的平行和垂直的相关长度的湍流磁场和可能的久保数。我们表明，大量的能量$\sim 1%$（或更多）的背景场的磁波动可以推断出从厚靶日冕环内的磁扩散系数的测量。
2011-10-13 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity in Solar Active Region NOAA 11928
理解光球螺旋度通量传输的性质和演化是揭示磁螺旋度在太阳活动区日冕动力学中作用的关键。利用SDO/HMI光球矢量磁图和导出的流速场，我们计算了AR 11928出现期间12分钟的边界驱动螺旋度通量。考虑到非线性无力外推定义的足点连通性，我们推导并分析了螺旋度通量图的校正分布。在AR稳定出现期间，光球螺旋度通量注入的符号发生变化。这一逆转证实了光球电流的演变和日冕的连通性，在EUV波长观察SDO/AIA。在出现的前三天，AR日冕螺旋度是积极的，而后来的字段配置接近一个潜在的领域。正如理论上预期的那样，磁螺旋度抵消与增强的日冕活动有关。研究表明，边界驱动的全球AR磁结构的手征性的转变。这可能是由于磁通绳在其顶点周围具有正扭转而在其腿中具有负扭转的结果。这种混合螺旋度通量绳在对流区的起源是具有挑战性的模式。
2016-11-02 astro-ph.SR
Formation of a Magnetic Cloud from the Merging of Two Successive Coronal Mass Ejections
本研究结合多航天器观测，探究2022年3月28日两次连续CME的传播与相互作用，发现二者在到达1AU前完全合并，形成具有右手通量绳结构的类磁云复杂抛射物，揭示了磁云形成的一种新机制。
2024-06-19 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Direct First PSP Observation of the Interaction of Two Successive Interplanetary Coronal Mass Ejections in November 2020
我们研究了帕克太阳探测器（PSP）在2020年11月29日至12月1日期间原位探测到的两次行星际日冕物质抛射（ICME）内部磁结构演化过程的影响。ICME的来源是在太阳上用极紫外线远距离观测的，随后用白光追踪到它们的日冕对应物。这一时期是特别感兴趣的社区，因为它已被确定为第一个广泛的太阳高能粒子事件的太阳周期25。在PSP观测这些大尺度磁结构期间，各种太阳和日光层专用航天器在整个日光层内部的分布使得能够全面分析这些结构的内部演化和拓扑结构。通过组装不同的模型和技术，我们确定了两个连续的ICME之间的相互作用的签名和其内部结构的影响。我们使用多航天器观测结合遥感正演模拟技术，数值传播模型，和原位重建技术。结果，从充分的和解，表明，这两个CME是在PSP附近的互动。因此，我们确定的物理过程的基础上，与两个CME的相互作用和碰撞的原位观测。我们还扩展了磁通绳建模和原位重建技术，将老化和膨胀的影响，在扭曲的内部磁结构，并探讨这两种影响的ICME的磁配置的影响。
2022-01-26 astro-ph.SR
Investigating the origin of the FIP effect with a shell turbulence model
日冕环和缓慢的太阳风中含有第一电离势低的元素，称为FIP效应，通常被解释为共同起源的示踪剂。目前对这种FIP分馏的解释依赖于有质动力和作用于色球顶部的湍流混合的影响。隐含的波输运和湍流机制也是波驱动日冕加热和太阳风加速模型的关键。本文利用一个壳湍流模型，在日冕的开、闭磁场线上运行，用统一的方法研究了磁场拓扑、湍流振幅和耗散对FIP分馏的影响。我们试图特别是评估是否有一个明确的区别FIP效应的封闭和开放的领域。
2021-01-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Space, time and velocity association of successive coronal mass ejections
我们的目的是研究连续的日冕物质抛射（CME）之间可能的物理联系。通过对SOHO/LASCO近20年来观测到的27761个日冕物质抛射的主要特征进行统计分析。我们发现两个连续CME之间的等待时间（WT）或经过的时间为$< 5$小时的59%和$< 25$小时的97%的事件，并且CME WT遵循Pareto IV型统计分布。相当数量的连续CME对的位置角之差小于$30^\circ$，表明它们的源位置可能在同一区域。尾随和领先的连续CME的速度之间的差异遵循广义学生t分布。WT和速度差具有重尾分布以及去趋势波动分析的事实表明CME过程具有长程相关性。由于长程相关性，我们发现连续CME的速度之间存在一个小但显著的差异，拖尾CME的速度高于领先CME的速度。这种差异在WTs 10小时时最大< 2 hrs and tends to be zero for WTs >，在太阳活动周期的上升和下降阶段更为明显。我们认为，这种差异可能是由一个拖曳力作用在CME密切相关的空间和时间。
2020-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Simulations of the Kelvin-Helmholtz instability driven by coronal mass ejections in the turbulent corona
最近的高分辨率AIA/SDO图像显示了开尔文-亥姆霍兹不稳定性发展的证据，日冕物质抛射（CME）在环境日冕中扩展。一个大规模的磁场主要是切向的接口推断，无论是在CME和背景侧。然而，沿剪切流的磁场分量不足以淬灭不稳定性。也有观测证据表明，周围的日冕是在一个动荡的制度，因此，不稳定性的发展的标准是先验预期不同于层流的情况下。为了研究湍流背景下Kelvin-Helmholtz不稳定性的演化，我们对不可压缩磁流体动力学方程进行了三维模拟。的不稳定性是由一个切向的日冕物质抛射-日冕界面，我们模拟通过一个双曲正切配置文件的速度配置文件。湍流背景是通过施加固定的搅拌力产生的。计算了不同湍流强度下的不稳定性增长率，发现湍流的作用是减弱不稳定性的增长。事实上，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的观察，设置上限的相关长度的日冕背景湍流。
2016-01-13 astro-ph.SR
Intermittent turbulent fluctuations in solar coronal mass ejections
利用125个日冕物质抛射的近地观测数据，发现最强湍流斑强度和出现率是CME前沿开始的可靠指标，且湍流斑可增强质子加热。
2026-06-19 astro-ph.SR
Multipoint study of successive coronal mass ejections driving moderate disturbances at 1 AU
在这项工作中，我们分析了2013年5月21日至23日期间从太阳爆发的四次连续日冕物质抛射（CME）的传播和地球效应，这些日冕物质抛射是由Wind和/或STEREO-A航天器在行星际空间探测到的。所有这些日冕物质抛射都是理解地球上所谓的“问题空间天气风暴”的关键方面。在前三个事件中，一个肢体CME导致在其目标位置的扰动风暴时间（DST）指数（测量或估计）在适度的地球有效的原地结构。第四次日冕物质抛射也引起了中等的地磁响应，从地球上看，它是从接近圆盘中心的地方爆发的，但在航天器沿日地线拍摄的日冕图像中看不到，从偏离角度的角度看，它显得狭窄而微弱。对于问题风暴来说，在太阳上的CME和它们在原地的对应物之间建立正确的联系通常是困难的。我们调查这四个日冕物质抛射使用多波长和多点遥感观测（极紫外线，白光和无线电），辅助三维日光层建模，以遵循他们在日冕和行星际空间的传播，并评估其影响在1 AU。最后，我们强调的困难，预测温和的空间天气的影响引起的问题和模糊的事件和多航天器数据的重要性，观测和建模问题风暴。
2019-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Chromospheric turbulence as a regulator of stellar wind mass flux
The University of Tokyo（东京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学和分子相互作用实验室）；Nagoya University（名古屋大学）
研究通过一维波驱动风模拟，探讨色球湍流对恒星风质量通量的调节作用，发现抑制色球湍流可使日冕粒子通量增加一个数量级，从而再现日冕磁场强度与质量通量的观测比例关系。
2026-04-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Generalized Coronal Loop Scaling Laws and Their Implication for Turbulence in Solar Active Region Loops
本文推广含库仑碰撞与湍流散射的混合冕环模型，引入温度幂律形式的非均匀加热和横截面，建立环顶温度与加热率标度律，解释足点加热及截面膨胀对湍流依赖的调节作用。
2024-03-04 astro-ph.SR
Data-driven MHD simulation of successive solar plasma eruptions
太阳耀斑和等离子体爆发是储存在等离子体大气中的磁能的突然释放。要了解其发生的物理机制，必须研究从光球层到日冕的三维磁场。太阳光球层的磁场是可以观测到的，而日冕层的磁场是无法测量的。推断日冕磁场的一种方法是进行数据驱动的模拟，这涉及到光球磁场的时间序列观测数据与磁流体动力学模拟的底部边界。我们开发了一种数据驱动的方法，其中观测矢量磁场的时间演化可以在模拟中通过引入反演速度场在底部边界再现。这个速度场是通过逆解感应方程和应用适当的规范变换得到的。使用这种方法，我们对2017年11月太阳动力学天文台和太阳磁活动望远镜观测到的连续小爆发进行了数据驱动的模拟。模拟很好地再现了相反极性磁块之间的会聚运动，证明了螺旋磁通绳的连续形成和爆发。
2021-01-29 astro-ph.SR
Successive Coronal Mass Ejections Associated with Weak Solar Energetic Particle Events
双日冕物质抛射（CME）的情况，即已经发现，在大的太阳高能粒子（SEP）事件中，在先前的CME（preCME）之前的快速且宽的初级CME（priCME）有利于更有效的粒子加速。在这里，我们研究了2007- 2014年期间与双CME爆发相关的19个事件，但在L1点没有大的SEP观测。我们结合多个航天器的遥感和现场观测，研究磁连通性在SEP探测中的作用和三维（3D）空间中的CME信息。我们研究了priCME三维速度，耀斑强度，超热背景，CME-CME相互作用的高度与SEP强度的一对一的相关性。其中，发现priCME速度与SEP峰强度在最高水平相关。我们使用投影相关法来分析这些多个独立因素的组合与SEP峰强度之间的相关性。我们发现，只有两个或两个以上的参数，具有较高的相关性比CME速度的SEP峰强度的组合是CME速度与传播方向相结合。这进一步支持了priCME在控制SEP增强中的主导作用，并强调了纬度效应的考虑。总体而言，经度和纬度上的磁连通性以及相对较低的priCME速度可以解释双CME SEP-贫事件的存在。针对2013年10月28日的一个事件，讨论了前CME的屏障效应的作用。
2021-09-06 astro-ph.SR physics.space-ph
