On the Alfven wave cut-off in partly ionized collisional plasmas
本文讨论了多组分部分电离等离子体中等离子体与中性粒子碰撞引起的阿尔芬波的截止。采用全多分量理论，并与经典磁流体力学理论进行比较。它表明，在部分电离等离子体的截止原则上可能仍然是相同的经典磁流体动力学工作中预测的，虽然多分量理论也产生一些本质的差异。由于电场，离子运动本质上是二维的，这导致中性粒子的额外受迫振荡。在多分量理论中，出现了一个新的小参数，即离子惯性长度。这个新的小参数在磁流体动力学描述中是缺失的，并且事实证明，对于某些参数，它可能大于离子与中性粒子密度比，这是磁流体动力学描述中唯一的小参数。由于这一点，阿尔芬波的行为可以成为非常不同的经典磁流体动力学的结果相比。结果还表明，在含有非磁化离子的等离子体中，不能激发Alfv}n波。这当然适用于太阳光球层，在那里离子碰撞频率可能远高于离子回旋频率。
2014-01-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
3D numerical simulations of propagating two-fluid, torsional Alfvén waves and heating of a partially-ionized solar chromosphere
我们提出了一个新的见解的传播，衰减和耗散的两种流体，扭转阿尔文波的背景下加热的太阳低层大气。通过对部分电离等离子体的数值模拟，我们求解了三维笛卡尔几何中离子+电子和中性流体的双流体方程组。我们最初实现一个无电流的磁场配置，对应于一个磁通量管，是植根于太阳光球层和扩展到色球层和日冕。我们将模拟区域的下边界放在低色球层，在那里离子和中性粒子开始解耦，并在那里实现一个单色驱动器，直接生成波周期为30 s的Alfvén波。随着离子-中性漂移随高度增加，双流体效应变得更加显著，并且在离子-中性碰撞过程中，Alfvén波和磁声波携带的能量都可以热化。事实上，我们观察到等离子体温度沿磁通量-管的显着增加。总之，双流体扭转阿尔芬波可能在太阳色球层加热中发挥作用。
2021-06-19 astro-ph.SR
Linear damping of magneto-acoustic waves in two-fluid partially ionized plasmas
本文用线性化双流体模型研究部分电离等离子体中磁声波的碰撞阻尼，分析波数与阻尼率对电离度、耦合强度及传播角的依赖，并给出弱强耦合下的解析近似，适用于天体与实验室等离子体。
2025-10-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetohydrodynamic Waves in Partially Ionized Prominence Plasmas
日珥或丝状体是生活在日冕中的部分电离等离子体的冷云。地面和空间的观测已经证实存在的振荡运动的磁共振，他们已被解释的磁流体动力学（MHD）波。现有的观测证据指出，这些振荡运动在短的空间和时间尺度上被一些仍然不为人所知的物理机制所阻尼。由于振荡是部分电离的等离子体，因此能够抑制这些振荡的潜在机制可能是离子-中性碰撞。在这里，我们将回顾在日珥等离子体中部分电离对MHD波的影响方面所做的工作。
2012-01-18 astro-ph.SR
Formation of quasi-periodic slow magnetoacoustic wave trains by the heating/cooling misbalance
慢磁声波在自然界和实验室等离子体系统中都无处不在。等离子体冷却和加热过程之间的波动引起的不平衡导致慢磁声波的放大或衰减以及色散。波的色散可以归因于系统中的特征时间尺度的存在，与等离子体加热或冷却由于在热平衡附近的加热和冷却过程的竞争。我们分析了线性慢磁声波在等离子体中的热平衡形成的光学薄的辐射损失，场对齐的热传导，和一个未指定的加热的平衡。色散表现为波的有效绝热指数对波频率的依赖性，使得相速度和群速度依赖于频率。的波放大和色散的相互作用示出的结果到振荡模式的发生在一个最初的宽带慢波，与热不平衡的时间尺度确定的特征周期，即由相结合的辐射损失和加热函数的导数相对于密度和温度，在平衡评估。这种效果说明了通过估计的振荡模式的特征周期，出现在太阳日冕的等离子体中的热不平衡。据发现，由一个数量级的周期是关于在日冕中检测到的慢磁声振荡的典型周期。
2019-07-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Large ion-neutral drift velocities and plasma heating in partially ionized coronal rain blobs
在本文中，我们提出了一个数值研究的动力学部分电离日冕雨滴。我们使用双流体模型进行高分辨率的二维模拟，考虑到等离子体中所含的带电粒子和中性粒子之间的碰撞相互作用。我们遵循冷等离子体凝结的演变，因为它通过一个等温的垂直分层的大气，代表了更热，更轻的日冕下降。我们研究了系统中存在的不同程度的碰撞耦合的后果。一方面，我们发现在团状物的致密核心处存在非常强的耦合，等离子体的带电和中性成分表现为单一流体，漂移速度可以忽略不计（几cm·s^-1）。另一方面，在斑点的边缘，耦合要弱得多，出现了较大的漂移速度（约为1 km s^-1）。此外，摩擦加热会导致在滴状物和电晕之间的过渡层处的温度大幅增加。我们第一次表明，这样大的漂移速度和温度的增强，可以开发作为一个结果，与日冕雨动力学的离子中性去耦。这可能导致来自日冕雨-日冕边界处的等离子体的增强发射，其具有过渡区温度。
2022-11-10 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
Magnetoacoustic waves in a partially ionized two-fluid plasma
可压缩扰动在等离子体中以由气压和磁力驱动的磁声波的形式传播。在部分电离的等离子体中，由于离子-中性碰撞，电离和中性物质的动力学是耦合的。因此，磁声波传播通过部分电离介质的离子中性耦合的影响。经典波的行为被修改的程度取决于各种物质的物理性质以及波频率与离子-中性碰撞频率相比的相对值。在这里，我们进行了全面的理论研究磁声波在部分电离等离子体中的传播使用双流体形式主义。我们认为碰撞频率，电离比，等离子体$β$的值范围广泛，使结果适用于各种各样的天体物理等离子体。我们确定修改的波的频率和研究由于离子中性碰撞的摩擦阻尼。在强耦合离子和中性粒子的极限情况下给出了频率的近似解析表达式，而数值计算得到的色散图提供了任意碰撞频率。此外，我们讨论了存在的截止线的色散图，限制波的传播的某些参数的组合。给出了太阳色球层中可压缩波传播的一个具体应用。
2013-09-27 astro-ph.SR
Time damping of non-adiabatic magnetohydrodynamic waves in a partially ionized prominence plasma: Effect of helium
日珥是部分电离的，磁化的等离子体嵌入太阳日冕。阻尼振荡和传播波是常见的。这些振荡已被解释的磁流体动力学（MHD）波。离子中性碰撞和非绝热效应（辐射损失和热传导）已被提出作为阻尼机制。在单流体近似下，研究了氦的存在对等离子体中非绝热MHD波时间阻尼的影响。等离子体由电子、质子、中性氢、中性氦（He I）和单电离氦（He II）组成。导出了均匀、无界、部分电离日珥介质中线性非绝热MHD波的色散关系。计算了阿尔芬波、慢波、快波和热波的周期和阻尼时间。的阻尼时间的周期相对于氦丰度的比率的参数研究进行。氦的存在增加了离子-中性碰撞以及热传导的效率。然而，如果考虑氦的实际丰度（~10%），这种效应对波浪阻尼的影响很小。在研究部分电离日珥等离子体中的MHD波时，可以安全地忽略氦的存在。
2009-10-15 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic waves in solar partially ionized plasmas: two-fluid approach
我们推导了双流体部分电离等离子体中磁流体力学波的动力学，并与单流体描述下的结果进行了比较。双流体磁流体动力学方程，其中离子-电子等离子体和中性粒子被认为是单独的流体。在最简单的均匀介质情况下，导出了线性磁流体力学波的色散关系。得到了不同背景等离子体参数下波的频率和阻尼率。我们发现，两个和单流体的描述给出了类似的结果，低频波。然而，当波频率变得与离子-中性碰撞频率相当或更高时，两流体方法中的MHD波的动力学显著改变。阿尔文和快磁声波在波谱中的特定频率（例如，对于50%的中性氢，峰值频率等于2.5离子-中性碰撞频率）处获得它们的最大阻尼率。对于较高频率的波，阻尼率降低。在与中性氢流体相连的高频分支中出现了新的慢磁声波模式。单流体方法完美地处理部分电离等离子体中的缓慢过程，但对于小于离子-中性碰撞时间的时间尺度失败。因此，双流体近似应该用于描述相对快速的过程。单流体描述的一些结果，如离子-中性粒子碰撞对太阳色球层中高频阿尔芬波的阻尼，在今后的研究中应加以修正。
2011-01-20 astro-ph.SR
A Theory about Electric Current and Heating in Plasma
传统的MHD广义欧姆定律没有明确地给出完全电离等离子体中电流和电场的关系，从而产生了“磁冻结等离子体”、磁重联等意想不到的概念。本文通过求解平衡方程，给出了电子和离子速度的精确解，进而导出了完全电离等离子体中的电流。在忽略边界条件的情况下，当忽略外力时，垂直于磁场的平面内不存在电流。垂直于磁场的平面内的电场对电流没有贡献，等离子体在磁场上运动产生的感应电场对电流也没有贡献。感应电流的缺乏将保持空间中的磁场不受影响。垂直于磁场方向的等离子体体速度不是自由的，它是由电磁场和外力共同决定的。我们的结论是，完全电离等离子体的体积速度是不耦合的磁场。等离子体的运动不会改变空间的磁场，但等离子体会受到磁场的约束。由于受到磁场的约束，等离子体中同种粒子的相互碰撞和相互作用将等离子体的动能转化为等离子体的热能。由于垂直于磁场方向的电场不提供电流，因此磁场的变化会通过感应电场将能量直接转化为等离子体热能。等离子体的加热可以来自动能和磁场的变化。
2010-07-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Efficiency of MHD Wave Generation in Weakly Ionized Atmospheres
该研究针对弱电离大气中双流体等离子体的MHD波产生效率问题，通过十维谱分析发现激发效率依赖初始流差模式能量分配，电荷速度激发低效而磁场扰动激发高效，并给出高碰撞频率区的解析本征解。
2023-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The role of ambipolar heating in the energy balance of solar prominences
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3)（公共代码计算应用研究所）
本文研究了反极扩散在日珥能量平衡中的作用，通过一维模型探讨了反极加热如何补偿辐射损失并产生稳定的中性流。
2026-03-17 astro-ph.SR
Viscous Heating and Instabilities in the Partially Ionized Solar Atmosphere
本文研究了部分电离太阳大气中粘度与磁扩散率的相互作用，发现平行和垂直粘度可阻尼波动、竞争等离子体加热，并与剪切和Hall扩散等机制共同引发多种粘性不稳定性。
2024-11-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Resonantly Damped Kink Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
太阳暗条和日珥线的横向振荡经常被报道。这些振荡具有周期短（2 - 10分钟）和在几个周期后被阻尼的共同特征。扭结磁流体动力学（MHD）波模式已被提出负责所观察到的振荡，而在阿尔芬连续共振吸收和离子中性碰撞是最好的候选人是阻尼机制。在这里，我们研究的时间阻尼的扭结MHD波在一个圆柱形的，部分电离的丝状线程嵌入在日冕环境中的解析和数值。线模型是由一个直的和薄的，均匀的丝状等离子体，与横向不均匀的过渡层的等离子体的物理性质不断变化，从灯丝到日冕的条件。磁场均匀且平行于螺纹轴。我们发现，扭结模式是有效地阻尼共振吸收的灯丝振荡的典型波长，阻尼时间与观察兼容。部分电离不影响共振吸收过程，灯丝等离子体电离度只对比观测到的波长短得多的波长的阻尼很重要。据我们所知，这是第一次研究部分电离等离子体中的共振吸收现象。
2009-09-19 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
振荡和传播波在细丝的高分辨率观测中很常见，即，太阳灯丝/双折射的精细结构。由于日珥等离子体的温度通常在10^4 K的量级，因此日珥等离子体只被部分电离。在本文中，我们研究的中性粒子对波的传播在一个丝状线程模拟为一个部分电离的均匀磁通量管嵌入在一个均匀的和完全电离的日冕等离子体。电阻磁流体动力学基本方程中考虑了欧姆和双极磁扩散。我们数值计算扭结，慢，阿尔芬线性MHD模式的本征频率，并在某些情况下获得解析近似。我们发现，传播模式的存在受到纵向波数的临界值的存在。特别是，扭结波和阿尔芬波的下限和上限频率截止分别归因于平行于和垂直于磁场线的磁扩散。慢模只有一个较低的截止频率，这是由垂直磁扩散引起的，并受电离度的影响很大。此外，离子中性碰撞是最有效的阻尼机制短波长，而欧姆扩散占主导地位的长波长制度。
2009-05-06 astro-ph.SR
Propagation of waves in weakly ionized two-fluid plasmas. II. Nonlinear Alfvénic waves
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3)（社区代码计算应用研究所）
采用双流体模型研究霍尔电流和离子-中性粒子弹性碰撞对弱电离等离子体中线性/圆极化横波传播的影响，推导阻尼和加热率的解析表达式，并通过数值模拟揭示非线性密度扰动和整体流与有质动力及离子-中性相互作用能量耗散的关系。
2026-05-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
New Evidence that Magnetoconvection Drives Solar-Stellar Coronal Heating
磁能是如何在日冕中注入和释放的，使其保持在几百万度的温度，仍然是难以捉摸的。日冕加热一般随磁场强度的增加而增加。通过比较三维活动区日冕场的非线性无力模型和观测到的极紫外线环，我们发现：（1）本影到本影的日冕环，尽管植根于最强的磁通量，是不可见的;（2）最亮的环一只脚在本影或半影，另一只脚在另一个太阳黑子的半影或单极或混合极性的斑。本影到本影环的不可见性是磁对流驱动太阳-恒星日冕加热的新证据：显然，\underline{both}末端的强本影场抑制了磁对流，从而抑制了加热。从广义上讲，我们的研究结果表明，取决于在双脚的场强，光球脚的日冕循环对任何对流星可以产生或淬火日冕加热循环的身体。
2017-06-25 astro-ph.SR
Driven phase-mixed Alfvén waves in a partially ionized solar plasma
该研究采用单流体模型模拟部分电离色球等离子体，比较脉冲与连续驱动器下剪切 Alfvén 波的相位混合，揭示电离度、速度梯度及能量注入对耗散和加热的影响。
2025-06-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Damping of slow magnetoacoustic oscillations by the misbalance between heating and cooling processes in the solar corona
在太阳日冕结构中经常观察到快速衰减的慢磁声波，这为日冕等离子体的地震学诊断提供了一个很有前途的工具，包括其物理特性。考虑到场向热导率和辐射冷却与某些未指定加热率之间的波动引起的不平衡，研究了日冕环中静止慢磁声振荡的阻尼效应。允许非绝热项任意大，对应于观测值。导热系数取其经典形式，并假设加热函数对密度和温度的幂律依赖性。分析是在线性状态和无限磁场近似下进行的。波动动力学被发现是高度敏感的特征时间尺度的热不平衡。根据某些值的不平衡时间尺度的波的演化的三个制度，即制度的抑制阻尼，增强阻尼的阻尼率下降到观测值，和声学过稳定。具体的制度是由依赖的辐射冷却和加热功能的物理参数的等离子体附近的扰动热平衡。观测到的和理论推导的衰变时间和振荡周期的比较，使我们能够约束日冕加热功能。对于典型的日冕参数，所观察到的性能的常设慢磁声振荡可以很容易地再现与合理选择的加热功能。
2019-07-16 astro-ph.SR
Chromospheric heating and generation of plasma outflows by impulsively generated two-fluid magnetoacoustic waves
上下文太阳大气加热的起源仍然是一个未解决的问题。由于光球层和色球层比日冕辐射更多的能量，揭示所有有助于等离子体加热的机制是具有挑战性但重要的。离子中性碰撞可能发挥重要作用。目的。我们的目标是调查脉冲产生的双流体磁声波在部分电离的太阳色球层，并研究相关的加热和等离子体外流，更高的可能导致新生太阳风。方法.为了描述等离子体动力学，我们应用了一个双流体模型，其中离子+电子和中性粒子被视为单独的流体。我们用JOANNA程序数值求解了双流体方程。结果我们发现，磁声波在光球中触发的局部速度脉冲可以陡峭的冲击，加热色球层通过离子中性碰撞。更大幅度的脉冲更有效地加热等离子体并产生更大的等离子体流出。升高脉冲发射的高度会产生相反的效果，主要是色球层的局部冷却和等离子体流出的速度减慢。结论.即使是一个单独的脉冲也会引起一列训练的波浪。这些波可以转化为冲击波并释放热能，显着加热色球层。脉冲可以驱动垂直流，而更高的垂直流可以导致太阳风的起源。
2021-07-26 astro-ph.SR
Electron Heating and Saturation of Self-regulating Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks
磁旋转不稳定性（MRI）具有在原行星盘中产生剧烈湍流的潜力，但由于MRI在低电离分数下的不确定性，其湍流强度和吸积应力仍存在争议。我们集中在加热电子的强电场放大非理想磁流体动力学效应。被加热的电子经常与尘埃颗粒碰撞并粘附在尘埃颗粒上，这反过来又降低了电离分数，并有望削弱MRI驱动的湍流运动。为了定量研究磁共振成像中电子加热的非线性演化，我们采用非分层剪切盒进行了磁流体动力学模拟。我们引入一个简单的解析电阻率模型依赖于电流密度通过模仿电离计算电阻率。我们的模拟证实，当电子加热在低电流密度下发生时，电子加热会抑制磁湍流。我们发现磁应力与其电流密度之间存在明显的相关性，这意味着磁应力与电流密度的平方成正比。当湍流运动被完全抑制时，有序磁场引起层流吸积流。我们给出了一个解析描述的层流状态通过使用的线性微扰方程的电阻率的解决方案。我们还提出了一个公式，成功地预测吸积应力存在的电子加热。
2017-09-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of Magnetorotational Instability on Neutrino Heating: A New Mechanism for Weakly Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）对弱磁化，快速旋转的核心崩溃的动力学的影响进行高分辨率的MHD模拟在轴对称与简化的中微子转移。我们发现，一个最初的子磁星类磁场是急剧放大的MRI，并大大影响其后的动态。虽然磁压不足以强到喷射物质，但放大的磁场有效地将角动量从高纬度转移到低纬度，这会由于额外的离心力而导致低纬度加热区的扩大。这会提高中微子加热的效率，最终导致中微子驱动的爆炸。这是一个新的核心坍缩超新星的场景，迄今为止从未被数值模拟证明。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Onset of secondary instabilities and plasma heating during magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar atmosphere
在一个2.5维多流体等离子体中性反应模型中，数值研究了太阳低层大气（距太阳表面约$300-800$ ~km）弱电离等离子体中不同空间尺度和不同高度的磁重联.我们考虑了强磁化等离子体（$β\sim 6\% $）从无力的磁位形演化而来，并被扰动以初始化重联电流片的形成。在大尺度上，观察到产生的电流片进行二次“等离子体团”不稳定性。一系列不同尺度下的模拟结果显示了一个级联电流片形成过程，该过程终止于宽度约为2 m，长度为$\sim100$ ~m的电流片，对应于临界电流片纵横比为$\sim50$。我们还观察到，等离子体团的不稳定性是主要的物理机制加速磁重联在这个等离子体参数制度。在等离子体团不稳定性出现后，重联率急剧增加到$\sim$ 0.035，观察到与Lundquist数无关。这些特征与完全电离等离子体中的磁重联非常相似。在这个低$β$导场重联制度，重组和碰撞的影响被观察到有一个小的贡献重联率。模拟结果表明，在磁重联过程中，将稠密的弱电离光球等离子体加热到$2\times10^4$ ~K以上是困难的。然而，当重联磁场为$500$ ~G或更强时，低太阳色球层中的等离子体可以被加热到$3\times10^4$ ~K以上。
2018-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Multi-fluid simulations of chromospheric magnetic reconnection in a weakly ionized reacting plasma
本文首次对弱电离反应等离子体中色球磁重联进行了自洽多流体模拟。我们模拟了Harris电流片中的二维磁重联，数值模型包括离子-中性散射碰撞、电离、复合、光学薄辐射损耗、碰撞加热和热传导。在由此产生的撕裂模式重联中，中性流体和离子流体从重联位点的上游解耦，在重联区域中产生过量的离子，因此产生电离不平衡。在重联区的离子复合，结合Alfvénic流出，快速地从重联位点移除离子，导致快速重联速率独立于Lundquist数。除了允许快速重联，我们发现，这些非平衡的部分电离效应导致的非线性二次撕裂不稳定性的发病在较低的Lundquist数的值比已经发现在完全电离plasma.These模拟提供的证据表明，磁重联在色球可能是负责喷射状的瞬态现象，如针状和色球射流。
2012-10-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Solar Vortices as Conduits for Magnetoacoustic Waves: Multi-Layer Coupling and Their Role in Atmospheric Heating
University of Sheffield（谢菲尔德大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本研究首次通过直接观测证实太阳涡旋可作为磁声波的结构化波导，发现磁声波在低层色球能量输运中占主导，挑战了涡旋主要支撑阿尔文波的传统认知，重新定义了涡旋在磁化等离子体中的作用。
2026-10-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Role of Non-Ideal Dissipation with Heating-Cooling Misbalance on the Phase Shifts of Standing Slow Magnetohydrodynamic Waves
我们分析的相位变化的常设，慢磁流体动力学（MHD）波在太阳日冕环使用线性MHD模型考虑到热传导性，压缩粘度，辐射损失，和加热-冷却不平衡的作用。我们估计了密度和温度扰动相对于速度扰动的时间和空间相移，并计算了密度和温度扰动之间的相位差。压缩粘度的整体意义被认为是可以忽略不计的大多数环路中考虑的研究。对于具有高背景密度和/或低背景温度的环路，辐射损失（具有加热-冷却不平衡）的作用被发现是更显着的。此外，加热-冷却不平衡与温度和密度相关的加热功能的效果被发现是更显着的情况下，较长的环路长度（$L=500$ \，毫米）。我们导出了多变指数[ $γ_{\rm eff}$ ]的一般表达式，发现在线性MHD下，压缩粘度对多变指数的影响可以忽略不计。恒定加热的辐射损失导致$γ_{\rm eff}$随着密度的增加而单调增加，而假设的加热函数[ $H(ρ,T) \propto ρ^{a}T^{b}$，其中$a=-0.5$和$b=-3$ ]的考虑使得$γ_{\rm eff}$在一定的环密度处达到峰值。我们还通过改变自由参数$a$和$b$来研究不同加热函数的作用，对于固定的环$ρ_0 = 10^{-11}$ \，kg $\text{m}^{-3}$，$T_0 = 6.3$ \，MK和环长$L= 180$ \，Mm，我们发现考虑不同的加热函数[ $H(ρ,T)$ ]导致密度和温度扰动之间的相位差的显著变化…
2021-12-09 astro-ph.SR
Multifluid modeling of magnetosonic wave propagation in the solar chromosphere -- effects of impact ionization and radiative recombination
为了研究色球磁声波的传播，包括第一次，在部分电离的太阳色球中的离子中性相互作用的影响，我们已经开发了一个新的多流体计算模型，占电离和复合反应在重力分层磁化碰撞介质。在我们的二维数值模拟中使用的双流体模型将中性粒子作为一个单独的流体，并考虑带电物种（电子和离子）的电阻MHD方法与库仑碰撞和各向异性热通量由Braginskii的输运系数。电磁场根据完整的麦克斯韦方程组演化，并且磁场的螺线管性通过双曲线发散清洗方案来加强。初始密度和温度分布类似于VAL III色球模型，其中考虑了动力学，热和化学平衡，以确保与现有MHD模型进行比较，并避免人工数值加热。在这个初始设置中，我们包括简单的均匀磁通管磁场配置和外部光球速度驱动器来模拟MHD波在部分电离反应色球中的传播。特别是，我们调查的化学平衡的损失和等离子体加热有关的快磁声波在重力分层介质中的波前陡峭。
2016-12-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Amplification of Slow Magnetosonic Waves by Shear Flow: Heating and Friction Mechanisms of Accretion Disks
研究了不可压缩流体均匀剪切流中三维磁声波的传播。所有的磁流体力学变量的解析解给出了合流Heun函数。这个问题被减少到寻找一个有效的薛定谔方程的解决方案。详细分析了慢磁声波的放大效应。导出了放大系数的简单公式。速度切变主要影响慢磁声波的不可压缩极限。在长波长范围内，慢磁声波的放大作用非常强。结果表明，这些波的放大导致放大的湍流。在Kolmogorov湍流框架下导出了吸积盘中摩擦的Shakura-Sunyaev唯象。这些发现可能是解释类星体光度异常等离子体加热的关键。指出波放大是吸积盘中自持湍流的关键。
2009-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mixed properties of slow magnetoacoustic and entropy waves in a plasma with heating/cooling misbalance
日冕等离子体加热和冷却的过程以前被证明会显着影响慢磁声（MA）波的动力学，导致放大或衰减，也分散。然而，熵模式也被激发在这样的热激活的等离子体中，并且也受到加热/冷却不平衡的影响。这种模态通常与日冕雨现象和日冕的形成有关。与绝热等离子体不同，连续加热和冷却等离子体中慢MA波和熵波的性质和演化变得混合。不同的制度的不平衡导致各种各样的情况下的初始扰动演变。为了描述慢MA波和熵波在各种不平衡状态下的性质和演化，我们得到了线性演化方程的精确解析解。使用的特征时间尺度和得到的精确解，我们确定了制度的慢MA和熵模式的定性不同的行为。对于这些制度中的一些，初始高斯脉冲的时空演化。特别是，它表明，慢MA模式可能有一个范围内的非传播谐波。在这种情况下，在低$β$等离子体中由慢MA和熵模式引起的扰动在观测中看起来是相同的，因为等离子体密度（和温度）的非传播扰动随时间增长或衰减。我们还表明，慢MA和熵模式之间的初始能量的分区取决于所涉及的加热和冷却过程的属性。所得的精确解析解可进一步应用于日冕MA慢波的观测和数值模拟结果的解释以及日冕雨的形成和演变。
2021-04-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetospheric flows in X-ray pulsars II: Heating, cooling and ionization degree at sub-critical accretion
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学）；Ioffe Institute（约费研究所）；Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院空间研究所）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Kepler Center for Astro and Particle Physics, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文学与天体物理研究所、开普勒天文与粒子物理中心）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, FI-20014 University of Turku（图尔库大学物理与天文学系）
研究X射线脉冲星亚临界吸积时磁层流的热平衡，考虑多种加热冷却过程，计算温度剖面，发现低光度时吸积等离子体不再完全电离，磁层吸积通过部分电离介质进行，有别于传统认知。
2026-07-14 astro-ph.HE 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
Analysis of Magnetohydrodynamic Perturbations in Radial-field Solar Wind from Parker Solar Probe Observations
我们报告了2018年10月31日至11月12日使用帕克太阳探测器航天器数据对低\b{eta}径向场太阳风中亚阿尔夫文磁流体动力学（MHD）扰动的分析。利用奇异值分解方法计算波矢，将MHD扰动分解为三种线性本征模（Alfvén模、快模和慢模），以探讨亚Alfvénic扰动的性质以及可压缩扰动在太阳风加热中的作用.在径向场太阳风中，MHD扰动显示出高度的阿尔文性，阿尔文模式的能量占主导地位（~45%-83%），快模式（~16%-43%）和慢模式（~1%-19%）。我们对2018年11月10日的代表性事件进行了详细分析。观测结果表明，快模式占主导地位的磁压缩，而慢模式占主导地位的密度压缩。可压缩模式的能量阻尼率与加热率相当，这表明可压缩模式的无碰撞阻尼对太阳风加热可能是重要的。这些结果对进一步研究太阳附近的不平衡湍流和低\b{eta}等离子体中MHD尺度下可压缩模可能的加热效应具有重要意义。
2021-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar chromospheric heating by magnetohydrodynamic waves: dependence on magnetic field inclination
本研究利用IRIS和Hinode SOT数据，发现低频磁流体波在色球层中的能量耗散依赖于磁场倾角与强度，特定条件下可提供谱斑加热所需能量。
2024-03-18 astro-ph.SR
Observation of solar coronal heating powered by magneto-acoustic oscillations in a moss region
在本文中，我们报告的极紫外（EUV）发射和磁声振荡之间的时间相关性在EUV苔藓区域，这是一个足点区域仅连接的磁环与百万度等离子体。这一结果是通过对该区域详细的多波长数据分析得到的，其目的是解析来自光球层、穿过色球层并最终加热太阳过渡区或日冕的精细尺度质量流和能量流。该数据集涵盖太阳的三个大气层，包括在TiO 7057射电望远镜上的高分辨率宽带图像和光球层的视线磁图，在氦\textsc{i} 10830射电望远镜上的色球层高分辨率窄带图像和在171射电望远镜上的日冕极紫外图像。我们报道了以下新现象：1）色球物质的重复注入，表现为10830 μ m的吸收，从颗粒间泳道喷出，周期为$\sim$ 5分钟。2)发现EUV发射以$\sim$ 5分钟的类似周期周期性地调制。3)在10830 nm吸收增强的注入区域周围，EUV发射和磁场强度都显著增强。4)发现极紫外辐射的时间曲线上的峰与该区域中较强磁场的振荡峰同步。这些发现为磁声波驱动日冕加热提供了一系列有力的证据。
2020-10-14 astro-ph.SR
Magneto-Thermal Coupling and Coronal Heating in Solar Active Regions Inferred from Microwave Observations
针对太阳日冕加热机制不明的问题，通过分析8个太阳活动区的微波观测数据并结合模型模拟，发现稳态或高频小能量释放加热更吻合观测，明确了日冕环磁场强度和加热率的标度律，且共振腔波传输/反射模型最优。
2025-08-26 astro-ph.SR
Solar Vortices: Catalysts of Magnetoacoustic Wave Dissipation and Atmospheric Heating
Department of Physics, Indian Institute of Technology Delhi（印度德里理工学院物理系）
本文通过高分辨率三维辐射MHD模拟研究了日冕中慢磁声波的传播与耗散，发现日冕涡流对波动力学和加热有显著影响，揭示了涡流与慢磁声波在日冕能量传输中的耦合作用。
2026-06-06 astro-ph.SR
On the Theory of Absorption of Sound Waves via the Bulk Viscosity in the Partially Ionized Solar Chromosphere
Georgi Nadjakov Institute of Solid State Physics, Bulgarian Academy of Sciences（格奥尔基·纳贾科夫固体物理研究所，保加利亚科学院）
研究通过体积粘性机制解释日冕层声波阻尼，无需人工粘性或剪切粘性，证明体积粘性足以实现日冕加热。
2026-01-01 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
The solar corona as an active medium for magnetoacoustic waves
持续的冷却和加热过程的存在和相互作用使日冕保持在观测到的100万K的温度，最近被认为对磁声波的动力学和稳定性有至关重要的影响。这些基本上压缩波扰乱日冕热平衡，导致波引起的热不平衡现象。热不平衡是等离子体和电磁波之间能量交换的另一种自然机制，它使日冕成为磁声波的活跃介质，因此电磁波不仅可以从日冕热源（类似于燃烧气体、激光和微波激射器）损失能量，还可以从日冕热源获得能量。我们回顾了这一新兴研究领域的最新成果，重点是慢模磁声波的影响，这种扰动的日冕热平衡的反反应经验。新的效应包括增强的频率依赖性阻尼或放大慢波，和有效的，不相关的日冕等离子体的非均匀性，分散。我们还讨论了通过慢波观测和热不稳定性的线性理论来探测未知日冕加热函数的可能性。慢波从太阳日冕的活动性质中获得的新特性的多样性表明，不仅需要考虑日冕加热/冷却过程的影响，而且需要对磁流体动力学波进行适当的建模和解释。
2021-11-03 astro-ph.SR
Thermal instability in ionized plasma
我们研究了电离等离子体中的磁热不稳定性，包括欧姆、双极和霍尔扩散效应。单流体近似下的磁场不允许横向热凝聚，然而，非理想效应大大削弱了磁场在热不稳定等离子体中的稳定作用。因此，在扩散机制的存在下，热凝聚模式的增强的生长速率加快了结构形成的速率。
2009-11-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Pulse-beam heating of deep atmospheric layers triggering their oscillations and upwards moving shocks that can modulate the reconnection in solar flares
我们研究的过程发生后，突然加热的色球层在耀斑拱廊的脚点，这是假设所造成的粒子束。对于数值模拟，我们采用了2-D磁流体动力学（MHD）模型，其中我们解决了一个完整的时间相关的MHD方程组的FLASH代码，使用自适应网格细化（AMR）方法。在初始状态下，我们考虑了一个具有VAL-C模型密度的太阳大气模型，其磁场弧具有上述X点结构，并假定存在磁重联。我们发现，突然脉冲束加热的色球在耀斑拱廊的脚点产生磁流体动力学冲击，一个向上传播，第二个向下传播的太阳大气中。向下移动的冲击波在深而密的大气层反射，并触发这些层的振荡。这些振荡产生向上移动的磁流体动力学波，可以以准周期的方式影响上述位置的磁重联。由于这些过程需要在色球层中非常局部的区域突然加热，因此它们也可能与地震波有关。
2019-02-01 astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
Applications of Fast Magnetic Reconnection Models to the Atmospheres of the Sun and Protoplanetary Disks
本研究针对部分电离等离子体的磁重联特性，考察太阳大气部分电离层与原行星盘两种环境中快速重联的碰撞机制，揭示电流片演化过程及能量转化规律，解释了太阳日冕粒子加速与原行星盘红外谱线辐射的成因。
2024-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Multi-fluid Approach to High-frequency Waves in Plasmas. II. Small-amplitude Regime in Partially Ionized Media
等离子体中中性粒子的存在对磁流体力学波的性质有很大的影响。例如，离子和中性粒子之间通过动量转移碰撞的相互作用导致阿尔文波的阻尼，并改变其振荡频率和相速度。当碰撞频率大于波的频率时，单流体磁流体动力学近似可以准确地描述部分电离的影响，因为各种物质之间存在强耦合。然而，在更高的频率，单流体模型是不适用的，需要更复杂的方法。在这里，我们使用一个五流体模型与三个电离和两个中性组件，它考虑到霍尔的电流和欧姆的扩散，除了摩擦由于不同物种之间的碰撞。我们将我们的模型应用于由氢和氦组成的等离子体，并允许电离度是任意的。通过对相应色散关系的分析和数值模拟，研究了小振幅扰动的性质。讨论了动量转移碰撞对离子-回旋共振的影响，比较了磁阻、离子-中性和离子-离子碰撞在不同频率范围内对波阻尼的重要性。应用到太阳大气的部分电离等离子体。
2017-03-15 astro-ph.SR
The Evolution and Impacts of Magnetorotational Instability in Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们进行了二维轴对称MHD模拟的核心坍缩超新星的快速旋转磁化祖。通过改变磁场强度和空间分辨率，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的演化及其对动力学的影响。我们发现，MRI极大地放大了种子磁场的制度，而不是阿尔文模式，但浮力模式发挥了主要作用，在指数增长阶段。核磁共振成像确实对超新星动力学有着强大的影响。它使激波膨胀更快，爆炸更有活力，有些模型伴随着准直喷流的形成。然而，这些效果，是不是由磁压力除了准直喷流的形成。由磁共振引起的角动量转移导致加热区域的扩大，由此吸积物质获得额外的时间被中微子加热。磁共振成像还将低$Y_p$物质从核心内部深处漂移到加热区域，这使得净中微子加热速率因电子捕获而减少冷却而变大。这两种效应提高了中微子加热的效率，这被认为是促进爆炸的关键。事实上，我们发现，当净中微子加热被关闭时，我们的模型爆炸要弱得多。在目前的模拟中，即使在最强磁场的情况下，中微子加热对爆炸能量的贡献也可以达到60%.
2016-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
From pulsar scintillations to coronal heating: discontinuities in magnetohydrodynamics
从脉冲星的闪烁，我们推断在ISM中存在片状结构，有人认为这些是电流片。电流片可能在加热日冕中起着重要的作用，并且有证据表明它们存在于太阳风中。这种磁不连续性已经在具有特定边界条件的数值模拟中以及在使用不可压缩状态方程的模拟中发现。在这里，我调查他们的形成在更一般的情况下，通过拓扑的考虑，以及数值模拟的放松任意平滑变化的磁场。模拟进行了各种参数和边界条件：在低，高和阶统一等离子体$β$制度，定期和固定的边界，有和没有摩擦力，在各种分辨率和各种扩散率。在探索的{ \it all}条件下，在动态时间尺度上形成电流片。在更高的分辨率下，它们更薄，并且存在更多数量的较弱电流片。磁场最终弛豫到一个平滑的最小能量状态，其能量取决于磁螺旋度，以及对边界的性质。
2015-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ambipolar Diffusion in the Lower Solar Atmosphere: MHD Simulations of a Sunspot
太阳大气的磁流体动力学（MHD）模拟通常是在等离子体完全电离的假设下进行的。然而，在较低的太阳大气层中，降低的温度通常只会导致等离子体的部分电离。这种部分电离的等离子体的去耦中性和电离成分之间的相互作用产生双极扩散。为了研究双极扩散在光球层和色球层中传播波特性的作用，我们采用Mancha 3D数值代码来模拟磁声波在太阳黑子本影上方的大气中传播。我们解决非理想的MHD方程的数据驱动的扰动的静磁平衡和双极扩散的影响进行了研究，通过改变模拟，包括额外的条款，占这个过程中的MHD方程。分析模拟与/无双极扩散的能谱密度，我们发现的证据表明，双极扩散在弱电离低密度区域的波特性中起着关键作用，从而最大限度地提高当地的双极扩散系数。因此，我们建议，双极扩散是一个重要的机制，需要仔细考虑它是否应该被包括在模拟中，以及它是否应该被用于分析和解释低太阳大气层的特定观测。
2022-09-28 astro-ph.SR
Simulations of chromospheric heating by ambipolar diffusion
我们提出了一种机制，有效加热的太阳色球层，非理想等离子体效应的基础上。该机制的工作需要三个因素：（1）中性原子的存在;（2）非势磁场的存在;（3）等离子体碰撞耦合的降低。由于碰撞耦合的减少，中性组分和电离组分之间出现净相对运动，通常称为“双极扩散”。与经典的MHD情况相比，这导致电流耗散的显著增强。我们认为，在这种情况下，电流耗散能够提供足够的能量，在几分钟甚至几秒的时间尺度上加热色球层几kK。在本文中，我们表明，这种能量供应可能足以平衡色球层的辐射能量损失。
2012-02-10 astro-ph.SR
MHD waves in the partially ionized plasma: from single to multi-fluid approach
本章系统梳理太阳部分电离等离子体中的 MHD 波，比较单流体与多流体方程框架，并阐明扩散、Hall 效应、碰撞及引力分层对波传播、耗散和模式转换的作用。
2024-09-17 astro-ph.SR
Generation of Solar Spicules and Subsequent Atmospheric Heating
针状体是太阳色球层中快速演化的磁化等离子体的细尺度喷流。目前还不清楚这些普遍的喷流是如何从太阳表面起源的，以及它们在加热太阳大气中扮演什么角色。利用大熊太阳天文台的古德太阳望远镜，我们观察到在主极性磁场集中周围出现相反极性磁通量的几分钟内出现的针状体。来自太阳动力学观测站的数据显示，邻近的日冕随后被加热。在部分电离的太阳低层大气中，磁场的动态相互作用（可能是由于磁重联）似乎产生了这些针状体，并加热了太阳高层大气。
2020-06-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Heating of the magnetized solar chromosphere by partial ionization effects
在本文中，我们研究了磁化太阳色球层中存在的大部分中性原子引起的加热。中性粒子的存在，以及碰撞耦合随高度的降低，导致色球等离子体偏离经典的MHD行为。中性和电离成分之间出现相对净运动，通常称为双极扩散。与标准欧姆扩散相比，由于双极扩散的作用，色球层中电流的耗散增加了几个数量级。我们提出，一个显着的量的磁能可以被释放到色球层只是现有的力免费10- 40 G磁场。因此，我们得出结论，双极扩散是一个重要的过程，应该包括在色球加热模型，因为它有可能迅速加热色球。我们进行分析估计和数值模拟来证明这一想法。
2011-12-14 astro-ph.SR
Superoscillations in solar MHD waves and their possible role in heating coronal loops
目标：研究日冕磁声波中超振荡的存在及其通过它们在波上产生的强烈和局部梯度加热日冕环的可能作用。方法：建立了沿场线传播的香肠波模式和扭结波模式之间的转换的解析模型。我们计算在这个模型中的局部频率，波梯度和相关的加热率由于压缩粘度。结果如下：我们发现超振荡与波模式之间的过渡伴随着波位错，通过波域转移。发现了比正常频率高10倍的频率，这意味着一个典型的3分钟日冕波将在10到20秒内局部振荡。如此高的频率带来了强梯度，通过压缩粘度有效地消散波。我们计算相关的加热率。在局部，它们非常强，在很大程度上补偿了典型的辐射损失。结论：我们发现了一个新的加热机制，磁声波在日冕。由于超振荡的加热只发生在特定的磁场线与小的截面，规模相当于日冕环，内部更大的磁通量管和波传播域。
2018-01-25 astro-ph.SR
