Damping of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
利用从对流区到日冕的自洽三维辐射磁流体动力学模拟，研究了日冕环束的阻尼横向振荡，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性导致的速度剪切和涡旋促进了振荡的耗散，表明理想化波导假设下的静态日冕环模型需重新评估。
2023-06-05 astro-ph.SR
Forward Modelling of Propagating Slow Waves in Coronal Loops and Their Frequency-Dependent Damping
冕环中的振荡慢波表现出一种阻尼，这种阻尼取决于波的频率。在这项研究中，我们的目的是调查的阻尼长度（L $_d$）与传播波的频率的关系。我们提出了一个具有均匀密度和温度的三维日冕环模型，并研究了四个选定的波周期的频率依赖的阻尼机制。我们包括热传导，以阻尼波，因为它们通过环路传播。数值模型输出已被正向模拟，以生成SDO/AIA 171毫米和193毫米通道的合成图像。使用正向建模，将原子发射特性纳入强度图像，使我们能够直接将我们的结果与实际观测结果进行比较。结果表明，阻尼长度与周期呈线性关系。我们还测量的阻尼长度上的排放性能的贡献，通过使用从模拟的密度值。此外，我们还计算了L $_d$与波浪周期的理论关系，并表明这与我们从数值模拟和早期观测中得到的结果是一致的。
2016-02-02 astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
Slow Mode Oscillations and Damping of Hot Solar Coronal Loops
本文研究了温度不均匀性对重力分层日冕环中慢模的周期、周期比（基波与一次泛音）和阻尼时间的影响。光学薄辐射，压缩粘度和热传导的影响被认为是。在低$β$条件下，将线性化的一维磁流体动力学（MHD）方程简化为四阶常微分方程。数值结果表明，非等温环（即温度从环底到顶点的增加）的周期比等温环的周期小。在辐射，粘度和热传导的存在下，温度梯度的增加，其次是单调减少的周期（与等温的情况下相比），而周期比原来是一个敏感的函数的温度梯度和环路长度。我们验证了辐射耗散不是等温和非等温热冕环的主要冷却机制，并且对周期的影响很小。热传导和压缩粘滞是热冕环慢模衰减的主要机制。在压缩粘度和/或热传导耗散的存在下的周期和阻尼时间与在特定情况下观察到的数据是一致的。通过调整耗散参数，可以使周期和阻尼时间与更一般情况下的观测结果一致。
2012-06-02 astro-ph.SR
Damping and power spectra of quasi-periodic intensity disturbances above a solar polar coronal hole
我们研究了在AIA 171飞秒和193飞秒通带中看到的太阳极冕洞上方的强度扰动，旨在提供对其物理性质的更多见解。研究了频率为0.07 ~ 10.5mHz的强度扰动的阻尼谱和功率谱。强度扰动的阻尼往往在较低频率处更强，并且它们在980”以下的阻尼行为（为了比较，分支在945”处）与上面发生的情况不同。AIA 171和AIA 193的强度扰动阻尼没有显著差异。强度扰动的功率谱指数在AIA 171射电望远镜中比在AIA 193射电望远镜中稍小，但差异在一个σ偏差之内。在较低的高度，在8- 40分钟的周期范围内，功率谱中存在一个额外的增强分量。而针状体的功率谱与其伴随的强度扰动高度相关，这表明强度扰动的功率谱可能是针状体和波动活动的混合。我们认为极冕洞中的每一个强度扰动可能是由针状活动触发的一系列独立的慢磁声波。
2016-02-16 astro-ph.SR
Evidence of Wave Damping at Low Heights in a Polar Coronal Hole
我们用日之出星上的极紫外成像光谱仪测量了极冕洞的谱线宽度。极地冕洞是开放磁场的区域，也是快速太阳风的来源。我们发现，线宽在相对较低的高度减少。以前的观察将这种下降归因于系统效应，但我们发现这种效应太小，无法解释我们的结果。我们得出结论，谱线变窄是真实的。据信非热谱线宽度与沿着这些开放场线传播的阿尔文波的振幅成正比。我们的研究结果表明，阿尔芬波阻尼在极冕洞意外低的高度。我们推导出1.1和1.3太阳半径之间耗散的能量上限的估计，并发现它足以占所需的极冕洞加热和加速太阳风的70%。
2012-04-30 astro-ph.SR
A new look at the frequency-dependent damping of slow-mode waves in the solar corona
通过多普勒频移和成像数据直接观测到的慢磁声波，以及作为太阳和恒星耀斑中的准周期脉动间接观测到的慢磁声波，为探测日冕等离子体的许多重要参数提供了重要的地震学工具。最近了解到的磁声波日冕的活动性质，通过波引起的热不平衡现象表现出来，导致识别新的自然机制来解释观测到的波的属性。在各种日冕等离子体结构中，慢波的频率依赖性阻尼仍然是一个悬而未决的问题，因为传统的波阻尼理论无法与观测结果相匹配。我们表明，占回反应引起的热不平衡的波动导致的阻尼时间和振荡周期之间的关系的修改，由线性理论规定的慢驻波。修正后的关系不是幂律形式，而是以平衡等离子体条件和日冕加热/冷却过程的性质作为自由参数。它很容易解释所观察到的缩放阻尼时间与期间的慢波在热日冕环路。未知的日冕加热过程的功能形式，与所观察到的频率相关的阻尼，地震学揭示。
2022-05-11 astro-ph.SR
Modeling the Excitation, Propagation and Damping of Quasi-Periodic Fast Magnetosonic Waves in Realistic Coronal Active Region Magnetic Field Structures
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
本文基于实际观测数据，利用三维磁流体动力学模型研究准周期快磁声波的激发、传播与阻尼特性，提升日冕震学的应用效果。
2025-10-03 astro-ph.SR
Phase speed and frequency-dependent damping of longitudinal intensity oscillations in coronal loop structures observed with AIA/SDO
在不同的日冕结构中经常观察到沿日冕环的纵向强度振荡，这被解释为磁声波的签名。本文的目的是估计的慢波的物理参数和这些参数的定量依赖于它们的频率在日冕环，位于上面的活动区与大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。分析了2012年2月12日的观测数据，包括171 $\rmÅ$和193 $\rmÅ$通带中间隔为24秒的300张图像，以获得沿环路结构传播慢波特征的证据。发现了纵向强度振荡的特征，这些振荡在沿着环结构行进时迅速衰减，周期在几分钟到几十分钟的范围内。此外，分别在$\rm{C_s}\simeq 38-79~ \rm {km~s^{-1}}$、$\rm{L_d}\simeq 23-68 ~\rm{Mm }$、$\rm{τ_d}\simeq 7- 21 ~\rm {min}$和$\rm{τ_d/P}\simeq 0.34- 0.77$的范围内测量以主频率为中心的滤波强度的投影（表观）相速度、投影阻尼长度、阻尼时间和阻尼质量。理论和观测结果表明，阻尼时间和阻尼长度随振荡周期的增加而增加，是振荡周期的高度敏感函数，而投射速度和阻尼品质对振荡周期的敏感性不高。此外，物理参数的大小值与电子数密度在$\rm{n_e}\simeq 10^{7} - 10^{12} ~\rm{cm^{-3}}$范围内的日冕等离子体中高频MHD波（$>1.1~ \rm{mHz}$）的理论色散关系的预测吻合…
2016-03-14 astro-ph.SR
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
Spatial damping of propagating sausage waves in coronal cylinders
香肠模式在日冕地震学中很重要。最近在太阳大气中观测到了空间阻尼传播的香肠波。我们研究了泄漏波如何影响沿日冕结构传播的香肠波的空间阻尼建模的圆柱形密度增强嵌入在一个均匀的磁场。在冷磁流体力学的框架下，我们求解了在给定实角频率$ω$下，复值纵向波数$k$的色散关系（DR）。为了验证的目的，我们还提供了分析近似的DR在低频极限和附近的$ω_{\rm c}$，临界角频率分离捕获泄漏波。与驻波情况相反，对于$ω$，传播香肠波被允许远低于$ω_{\rm c}$。然而，虽然能够将其能量向上引导，但这些低频波会受到大量的空间衰减。空间阻尼长度对圆柱体与周围环境的密度差的依赖性很小，对频率的依赖性很弱。该空间阻尼长度与$ω\lesssim 1.5 v_{\rm Ai}/a$的圆柱半径的数量级相同，其中$a$和$v_{\rm Ai}$分别是圆柱半径和圆柱中的阿尔文速度。我们的结论是，如果一个日冕柱体受到对称边界驱动器的扰动（例如，颗粒运动），波泄漏有效地过滤掉低频分量。
2015-07-28 astro-ph.SR
Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
Observed damping of the slow magnetoacoustic mode
利用光谱和立体成像技术观测了日冕环中慢磁声波的传播，确定了慢磁声波在三维空间中的衰减长度尺度和环系统中的密度分布。慢波被发现有一个电子折叠衰变长度尺度为$20,000^{+4000}_{-3000}$公里，沿环基地的均匀密度分布。这些观测对日冕环内波传播的建模提出了定量的限制。理论正演模拟表明，磁场线发散是主要的阻尼因素和热传导是不够的，给定的观测参数的冠环温度，密度和波模式周期。
2011-04-06 astro-ph.SR
Role of Compressive Viscosity and Thermal Conductivity on the Damping of Slow Waves in the Coronal Loops With and Without Heating-Cooling Imbalance
在本文中，我们推导出一个新的慢磁声波色散关系调用的热导率，压缩粘度，辐射和未知的加热项的影响，以及考虑加热冷却不平衡从线性化的MHD方程。我们解决了一般的色散关系，以了解压缩粘度和热导率在有和没有加热冷却不平衡的日冕环中的慢波阻尼的作用。我们分析了环长$L$ =50-500 μ m，温度$T$ =5-30 MK，密度$ρ$ =10 $^{-11}$ -10 $^{-9}$ kg·m $^{-3}$范围内的波阻尼。发现压缩粘度连同热导率的包含显著增强了在较短（例如，$L$ =50 Mm）和超热（$T>$ 10 MK）回路。然而，粘度在阻尼中的作用在较长的时间（例如，$L$ =500 μ m）和热回路（T $\leq$ 10 MK），其中，相反，热传导率以及加热冷却不平衡的存在起主导作用。对于温度的超热状态下的较短回路，当不存在粘度时，由于热导率，回路密度的增加基本上增强了基模的阻尼，然而，当增加压缩粘度时，密度的增加基本上减弱了阻尼。发现在较低温度（T $\leq$ 10 MK）下的较长回路中，仅热导率起主导作用，而在较短回路中，在超高温（$T>$ 10 MK）下，压缩粘度在阻尼中占主导地位。预测的阻尼时间（$τ$）和波周期（$P$）之间的标度律被发现更好地匹配观察到的SUMER振荡时，加热冷却不平衡被考虑到除了热导率和压缩粘度的基本慢模式振荡的阻尼。
2021-01-06 astro-ph.SR
Analysis of Lower Hybrid Drift Waves in Kappa Distributions over Solar Atmosphere
Kappa分布和损失锥特征经常被观测到，耀斑辐射具有低杂波的特征。本文分析了大耀斑、正常耀斑和日冕条件下垂直传播的漂移波不稳定性的Kappa分布和损失锥特征。在分析增长/阻尼率的同时，我们了解到，对于所有三种情况，EM波的传播的增长都随着kappa分布指数的增加而增加。在传播比较中，大耀斑表现出较小的增长相比，正常和日冕等离子体。当在Kappa分布中加入损耗锥特征时，我们发现电磁波的传播发生了阻尼。在这三种情况下，电磁波的衰减率都随垂直温度和损耗锥指数的增加而增加，但在大耀斑时衰减很大，而在日冕情况下衰减正常。这表明低混杂阻尼可能是日冕加热的来源。
2021-02-02 astro-ph.SR
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
Standing Slow-Mode Waves in Hot Coronal Loops: Observations, Modeling, and Coronal Seismology
强阻尼的多普勒频移振荡经常与热日冕环中的耀斑事件联系在一起。在本文中，观察到的属性和理论建模的审查。统计测量的物理参数（周期，衰变时间和振幅）已经获得了大量的SOHO/SUMER和Yohkoh/BCS观测到的事件的基础上。几件证据被发现支持他们的解释在基本的常设纵向慢模式。这些振荡的高激发率在小型或微型耀斑表明，慢模波是一个自然的反应，日冕等离子体脉冲加热在封闭的磁结构。观测到的波浪的强阻尼和快速激发是波浪的两个主要方面，这两个方面的了解很少，并且是理论建模的主要主题。在热冕环中，慢波主要受到热传导和粘性的阻尼。模式耦合似乎起着重要的作用，在快速激发的慢驻模。几个地震学的应用，如确定的磁场，温度和密度的日冕环演示。此外，一些开放的问题进行了讨论。
2010-11-10 astro-ph.SR
Resonantly damped oscillations of elliptically shaped stratified emerging coronal loops
研究了日冕环的椭圆形状和出现阶段对驻波扭折振荡的共振吸收的影响。为此，一个典型的日冕环被建模为一个零β纵向分层的圆柱形磁通量管。我们开发的连接公式的共振吸收的常设横向振荡的日冕环的椭圆形，在其出现的各个阶段。使用连接公式，色散关系推导和数值求解，以获得基频和第一泛音扭结模式的频率和阻尼率。我们的数值计算结果表明，椭圆形和阶段出现的环路改变的频率和阻尼率的管，以及频率的基本模式和第一泛音模式的比例。然而，振荡频率的阻尼率的比率是不受管的形状和阶段的出现，也是独立的密度分层参数。
2013-02-27 astro-ph.SR
On the Modeling of Kink Oscillations in Fine-Structured Coronal Loops with Field-aligned Nonlinear Longitudinal Disturbances
National Institute of Technology Delhi（德里国家理工学院）；University of Dundee（邓迪大学）；University of Maryland College Park（马里兰大学帕克分校）
研究初始场向速度流引发的非线性纵向扰动对精细结构日冕环链中扭结振荡阻尼的影响，用二维理想磁流体动力学模拟不同流动几何形状，发现其显著影响阻尼时间，为日冕相关研究提供重要参考。
2026-07-28 astro-ph.SR
Periods and damping rates of fast sausage oscillations in multi-shelled coronal loops
直立香肠模在解释太阳耀斑光变曲线中的准周期性脉动时是很重要的。它们的周期和衰减时间在耀斑能量释放区的磁场强度等关键参数的地震诊断中起着重要作用。通常，这样的应用是基于理论结果忽略未解决的精细结构的磁化回路。然而，存在的精细结构建议在理论和观测的理由。采用冷磁流体力学（MHD）的框架，我们模拟日冕环磁化圆柱体的横向平衡密度分布，包括一个整体的一部分和调制由于精细结构的同心壳的形式。用初值问题方法求解了横向速度扰动方程，考察了精细结构对全局、泄漏、站立香肠模式的周期$P$和阻尼时间$τ$的影响。一个参数的研究表明，精细结构，无论是周期性或随机分布，带来的变化只有百分之几的$P$和$τ$当有超过约十壳。整体部分，特别是其陡度，在确定$P$和$τ$中起着重要得多的作用。我们的结论是，当测量值的$P$和$τ$的香肠模式用于地震学的目的，它是合理的使用理论结果，由于精细结构的影响被忽略。
2015-07-08 astro-ph.SR
Weak damping of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
传播的横波被认为是坡印廷通量在整个太阳大气中的关键传输者。最近的研究表明，这些横向运动，解释为磁流体动力学扭结模式，是普遍存在的整个日冕。相关的能量估计表明，这些波携带的能量足以满足静止太阳中日冕辐射损失的需求。然而，目前还不清楚这些波是如何将能量沉积到日冕等离子体中的。我们提出了一个大规模的研究结果，传播扭结波在静止的日冕使用的数据从日冕多通道偏振仪（CoMP）。分析表明，扭结波似乎是弱阻尼，这将意味着低速率的能量转移从大尺度的横向运动到小尺度通过单湍流或共振吸收。这就提出了一个问题，即观察到的扭结模式如何将能量沉积到日冕等离子体中。此外，这些观察，结合蒙特卡罗模拟的结果，我们推断，太阳日冕显示的密度比谱，与较小的密度比（相对于周围的日冕）在静止的日冕环和较高的密度比在活动区日冕环。
2021-10-19 astro-ph.SR
Damped transverse oscillations of interacting coronal loops
在日冕中经常观察到磁环的阻尼横向振荡。这种现象被解释为驻波扭折磁流体动力学波，这是由于整个磁场的等离子体的不均匀性共振吸收阻尼。这些振荡的周期和阻尼时间可以用来探测日冕介质的物理条件。一些观察结果表明，在一个活跃的区域中，相邻的振荡回路之间的相互作用可能是重要的，并且与孤立回路相比，可以修改振荡的性质。在这里，我们从理论上研究相互作用的非均匀日冕环的共振阻尼横向振荡。我们提供了一个半解析的方法，基于散射的T-矩阵理论，计算的频率和阻尼率的集体振荡的任意配置的平行圆柱形回路。在薄边界近似下，T矩阵格式考虑了共振阻尼的影响。作为一个应用，给出了两个相互作用的回路的具体情况下的分析和数值结果。
2015-09-04 astro-ph.SR
Hot coronal loops associated with umbral brightenings
我们分析了所有波段的AIA/SDO高节奏图像、HMI/SDO数据、来自SXI/GOES-15的软X射线图像和来自GONG网络的Halalpha图像。我们检测到在所有AIA波段以及Halpha中可见的阴影增亮。此外，我们确定了连接增亮与附近相反磁极区域的热日冕环。这些环最初在94 A带中可见，随后在335 A带中可见，并且在一种情况下在211 A带中可见。差分发射测量分析显示等离子体的平均温度约为6.5x10^6 K。这种行为表明，冷却的冲动加热回路。
2013-07-12 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
Using coronal seismology to estimate the magnetic field strength in a realistic coronal model
日冕地震学被广泛用于估计日冕的性质，例如日冕磁场强度是从日冕环中观测到的振荡中得出的。我们提出了一个三维的日冕模拟，包括一个现实的能量平衡，我们观察到的合成日冕发射循环的振荡。我们使用这些结果来测试基于冠状地震学的反演。从模拟的电晕以上的活动区域，我们合成极紫外（EUV）辐射的模型电晕。从这一点上，我们得到的线强度和多普勒频移的地图提供合成数据在相同的格式从观测中获得。我们以与观测相同的方式拟合环路的（多普勒）振荡，以导出振荡周期和阻尼时间。在我们的模型中看到的环振荡与太阳的成像和光谱观测相似。扭折振荡的速度扰动的振荡周期为52.5s，阻尼时间为125s，与观测到的周期和阻尼时间范围一致。使用标准的日冕地震学技术，我们发现在模拟中我们的环的平均磁场强度为$B_{\rm kink}=79$ G，而在环中，磁场强度从日冕底部的大约300 G下降到顶点的50 G。利用我们的模拟数据，我们可以推断出日冕地震学得出的平均磁场实际上意味着什么。它接近于恒定横截面通量管中的磁场强度，该恒定横截面通量管将给出相同的波通过环路的传播时间。我们的模型不仅产生了一个逼真的环主导的日冕，但也提供了现实的振荡特性，可用于校准和更好地理解从日冕地震学的结果的信息。
2015-08-03 astro-ph.SR
Standing Slow MHD Waves in Radiatively Cooling Coronal Loops
研究了冷却冕环中的驻波慢磁声振荡。在日冕磁环中，有两种阻尼机制被认为是产生声学驻波模的原因，即热传导和辐射。背景温度被假定为由于光学薄辐射而随时间变化。特别是，背景等离子体被假定为辐射冷却。通过选择一个简单的辐射函数形式，确保背景等离子体的温度演化，由于辐射与观测到的冷却轮廓的日冕环冷却的影响，纵向慢MHD模式的解析评估。低β等离子体的假设导致忽略了磁场扰动，并最终减少了磁流体力学方程的一维系统模拟冷却日冕环路中的纵向磁流体力学振荡。假设冷却发生在比振荡周期大得多的特征时间尺度上，这使得随后能够使用WKB理论来研究驻波的性质。得到了描述波动振幅随时间变化的控制方程，并进行了解析求解。解析导出的解决方案进行数值计算，以进一步了解的驻声波的演变。我们发现，等离子体冷却引起的振荡的振幅下降。尽管冷却的增加导致阻尼率的降低，但在热日冕环中，慢驻波的阻尼情景强烈地增加。
2015-01-12 astro-ph.SR
Continuous upflows and sporadic downflows observed in active regions
我们提出了一个研究的时间演化的日冕循环在活动区和它的影响，在日冕循环的动力学。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在多种温度下的图像，以检测日冕环中的视运动。准周期性的亮度波动向上传播的循环足迹在热发射在1MK，而零星的下行流被认为是在冷发射低于1MK。热辐射的上升运动在冷的下降流之后增加。表面的传播模式表明，从环足点的热上升流，并被认为是供应热等离子体进入日冕环，但波状现象不能被排除。日冕环中偶而发生日冕凝结，冷物质向下流动到足点。冷等离子体的发射可能有显着的贡献，热AIA通道在日冕凝结的事件。
2011-07-11 astro-ph.SR
Resonant Damping of Kink Modes in Solar Coronal Slabs
我们研究共振阻尼扭结模式在直冠状板块，特别注意制定的横向密度分布（“剖面”）的影响。我们的工作框架中的压力，重力自由，电阻磁流体力学，我们采用耗散本征模的角度来看。密度分布被限制为一维的，但仍然允许采取以连续过渡层连接均匀内部到均匀外部为特征的通用形式。色散关系（DR）推导出在薄边界的限制，产生的本征频率的解析表达式，概括已知的结果在各个方面。我们发现，分析，而不是数值解薄边界DR服务更好地验证我们的自洽电阻解决方案的目的。更重要的是，本征频率被发现是敏感的配置文件的规格，虚部的实部的比率很容易变化的两个因素时，一个配置文件被用来代替另一个。我们的本征模计算也检查的上下文中的脉冲激发扭结波，这表明共振吸收的重要性，充分倾斜的组件时，空间尺度的激励器是可比的板半宽。
2021-05-14 astro-ph.SR
Thermal signatures of tether-cutting reconnections in pre-eruption coronal flux ropes: hot central voids in coronal cavities
利用三维MHD模拟，我们模拟了日冕磁绳的准静态演化和爆发的开始。模拟开始于一个扭曲的磁通绳出现在下边界，并推动到一个预先存在的日冕势拱廊场。在一个选定的时间，出现停止与下边界采取刚性。然后，日冕通量绳进入准静态上升阶段，在此期间，沿着所谓的双曲线通量管（HFT）形成一个底层的中央S形电流层，这是X线配置的概括。在耗散电流层的重接有效地增加了扭曲的磁通量的磁通绳，从而使它准静态上升，即使磁能是减少系统松弛。我们研究的热功能所产生的电流层的形成和相关的“系绳切割”的重新连接作为一个结果的加热和场对齐的热传导。结果发现，一个中心热，低密度通道包含重连接，扭曲的磁通线下的磁通绳轴上的中心电流层的顶部形成。当在与热通道大致对齐的视线（大致沿着中性线）上观察时，中心电流层呈现为高密度垂直柱，其向上延伸为包围中心热的低密度空隙的“U”形致密壳。这种热特征已经在日冕突出空腔内观察到。我们的MHD模拟表明，它们是HFT拓扑结构和相关的系绳切割重联的发展的签名，并且中心空洞随着重联而增长和上升，直到磁通绳达到环面不稳定和动态喷发energies的临界高度。
2012-08-26 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
2009-03-23 astro-ph.SR
Resonant absorption of kink oscillations in coronal flux tubes with continuous magnetic twist
日冕扭曲磁场的存在有观测证据。本文研究了磁通量管中磁流体动力学（MHD）扭折波的共振阻尼。考虑了具有连续磁扭转和径向非均匀密度分布的管的实际模型。利用线性MHD方程组在密度不均匀区外的解，通过与薄过渡层边界层上的解的适当联系，得到了扭折波的色散关系。研究了波浪的振荡频率和阻尼率与扭转参数和纵向波数的关系。对于本文所考虑的通量管参数，我们得到快速阻尼的扭结波的观测。为了证明这种快速阻尼的合理性，根据方位角扭结模式数的符号，$m=+1$或$m=-1$，背景磁场必须分别具有左手或右手扭曲轮廓。对于这里考虑的模型，共振吸收只发生在扭转参数是在由密度对比度指定的范围内。
2019-09-21 astro-ph.SR
When hot meets cold: post-flare coronal rain
大多数太阳耀斑表现出一个延长的，长达一小时的耀斑后（或渐进）阶段，其特征是在许多极紫外（EUV）通带中可见的拱形耀斑后环（PFL）。这些日冕环充满了热的-- $\sim 30 \,\mathrm{MK}$ --和致密的等离子体，在耀斑的脉冲阶段从色球层蒸发，它们非常逐渐地恢复到正常的日冕密度和温度条件。在这个逐渐冷却到$\sim 1 \,\mathrm{MK}$的过程中，在PFLs内经常观察到更冷的-- $\sim 0.01 \,\mathrm{MK}$ --和更密集的日冕雨。了解PFL在这一长时间、渐进阶段的动力学对整个日冕色球层质量和能量循环至关重要。在这里，我们报告了一个模拟，其中一个太阳耀斑演变从耀斑前，在脉冲阶段的所有方式进入其渐进阶段，成功地再现后耀斑日冕雨。这场雨是由热不稳定引起的灾难性冷却造成的，我们分析了驱动这种突然冷凝现象的整个质量和能量预算演变。我们发现，失控的冷却和雨的形成也诱导出现黑暗的耀斑后环系统，在EUV通道中观察到的。我们确认和增强早期的观测结果，表明热传导和辐射损失交替主导的PFL冷却。
2021-09-24 astro-ph.SR
The Effect of Variable Background on Oscillating Hot Coronal Loop due to Thermal Conduction
我们调查的效果的变量，即随时间变化，背景上的常设声学（即纵向）模式产生的热日冕循环。应用描述冠状环的1D几何形状的理论模型。背景温度可以作为时间的函数变化，并经历指数衰减，具有典型的日冕环的特征冷却时间。假设磁场是均匀的。热传导是在维持初始平衡的未指定热力学源存在下冷却热背景等离子体的主要机制。本文分析了背景等离子体快速冷却对声（纵）驻波特性的影响。利用WKB理论导出了随时间演化的色散关系和波振幅。利用Sturm-Liouville问题的性质，得到了描述热传导对驻波纵向（声）波影响的随时间变化的振幅的解析解.接下来，数值评估进一步说明了在具有可变的、时间相关背景的系统中的驻声波的行为。结果被应用到一些检测到的环路振荡。我们发现一个显着的理论预测和观测之间的协议。背景等离子体的冷却，由于热传导被发现会导致一个很强的阻尼慢驻磁声波在热日冕环一般。此外，热导率值的增加导致纵向慢磁流体驻波振幅的强烈衰减。
2012-03-30 astro-ph.SR
Non-local thermal transport impact on compressive waves in two-temperature coronal loops
该研究针对太阳冕环慢磁声波热传导受抑现象，通过数值模拟对比局域与非局域热输运对单双温冕环驻定慢波的影响，发现非局域输运可使阻尼时间差异达80%，双温效应在高温低密度冕环中作用显著。
2024-12-08 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
Cool and hot components of a coronal bright point
我们进行了一个系统的研究，多普勒频移和电子密度测量的EUV亮点（以下简称BP）在10多个EUV线与形成温度从log（T/K）p 4.5至6.3。在过渡区和日冕线上的BP部分分别被定义为冷分量和热分量。我们发现，从冷到热的过渡发生在log（T/K）p 5.7左右的温度。BP的两个分量揭示了完全不同的取向和多普勒频移模式，这可能是由于相关的磁环系统的扭曲。磁场演变和拓扑结构的分析似乎有利于一个两阶段的加热过程，其中磁抵消和分离器重新连接分别为BP的冷部件和热部件供电。我们还发现，BP的两个组件的电子密度高于周围安静的太阳，相当于或小于活动区的密度。
2009-06-16 astro-ph.SR
Spectroscopic signature of Alfvén waves damping in a polar coronal hole up to 0.4 solar radii
2009年2月24日至25日，日之出号宇宙飞船上的EIS光谱仪在南极冕洞上方连续进行了超过22小时的特殊“坐着看”观测。为了用EIS研究非热谱线加宽，光谱是用1”狭缝在离临面覆盖高度达太阳表面以上0.48 R $_\odot$（$3.34\times 10^2$ Mm）的情况下获得的。观测到Fe { \sc xii} $λ$ 186.88、Fe { \sc xii} $λ$ 193.51、Fe { \sc xii} $λ$ 195.12和Fe { \sc xiii} $λ$ 202.04等谱线，统计数据良好，可达高海拔，并对它们进行了分析。结果表明，Fe { \sc xii} $λ$ 195.12谱线的半高宽先增大，然后减小，最大值为$\simeq 0.14$ R $_\odot$。EIS杂散光已被估计和消除。导出的电子密度和非热速度剖面已被用来估计阿尔文波的总能量通量传输的边缘在极冕洞高达$\simeq 0.4$ R $_\odot$。计算出的阿尔文波能量通量密度$f_w$随高度从0.03 R $_\odot$时的$f_w \simeq 1.2 \cdot 10^6$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$逐渐衰减到0.4 R $_\odot$时的$f_w \simeq 8.5 \cdot 10^3$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，平均能量衰减率为$…
2012-08-27 astro-ph.SR
Doppler shift of hot coronal lines in a moss area of an active region
苔藓是形成活动区核心的热（3至5 MK）环路的足点处的区域，其中发射被认为是由从热环路向下传导到过渡区的热通量引起的。研究多普勒频移随苔藓区谱线形成温度的变化，可以为活动区核心热环的加热机制提供线索。我们调查的绝对多普勒频移的线形成在1 MK和2 MK之间的温度在活动区域NOAA 11243内的苔藓区域使用一种新的技术，允许确定的绝对多普勒频移的EUV线相结合的SUMER和EIS光谱仪的观察。在1 MK至1.6 MK的温度范围内，苔藓区域的内部（较亮和较密集）部分显示出大约5 km/s的恒定蓝移（向上运动）。对于较热的谱线，蓝移减小，对于Fe xv 284 μ m（~2 MK），蓝移达到1 km/s。的测量进行了讨论，在有关模型的加热的热回路。热日冕线的结果似乎支持活动区核心非对称热环的准定常加热模型。
2012-11-23 astro-ph.SR
A model for heating the super-hot corona in solar active regions
本研究利用三维辐射磁流体动力学模拟提出自洽日冕加热模型，表明活动区持续磁通量浮现驱动磁重联，形成千万开尔文子结构并稳定呈现为持久日冕环。
2024-04-08 astro-ph.SR
Wave Leakage and Resonant Absorption in a Loop Embedded in a Coronal Arcade
我们调查的时间演化的冲动产生的扰动在一个潜在的冠状拱圈嵌入式循环。作为初始配置，我们考虑一个冠状环，由密度增强，这是无界的拱廊的可扩展方向。在场向坐标系下数值求解了线性化的含时磁流体动力学方程组，并在零β近似下研究了初始扰动随时间的演化。对于被约束到拱廊平面的传播，所考虑的初始扰动不激发系统的捕获模式。通过纳入可忽略方向上的波传播，克服了该模型的这一弱点。包含垂直传播产生两个主要结果。第一，通过波浪泄漏的阻尼效率较低，因为环路能够充当垂直振荡的波浪陷阱。第二，考虑到不均匀的日冕使垂直振荡的共振阻尼和能量从环的内部转移到外部日冕介质。
2012-01-19 astro-ph.SR
IRIS observations of short-term variability in moss associated with transient hot coronal loops
我们用界面区成像光谱仪（IRIS）在活动区核心的瞬态热（$\sim 8-10$ MK）日冕环的足点处观察到快速变化（$\lesssim 60$ s）。高的空间（$\sim 0.33$ arcsec）和时间（$\lesssim 5$ -10 s）分辨率对于检测这种变异性通常是至关重要的。我们展示了如何结合一维RADYN环路建模，这些IRIS光谱观测的过渡区（TR）和色球提供了强大的诊断日冕加热和能量传输（热传导和/或非热电子（NTE））的属性。我们的模拟nanoflare加热回路表明，在镁II三重态的发射可以被用来作为一个敏感的诊断非热粒子。在我们的事件中，我们观察到各种各样的IRIS光谱特性（强度，多普勒频移，增宽，色球/TR线比，Mg II三重态发射），即使是不同的脚点相同的日冕事件。在几个事件中，我们发现了NTE的光谱证据（例如，TR蓝移和Mg II三重态发射），这表明即使对于非常小的磁重联事件也可能发生粒子加速，这些事件通常低于提供非热粒子发射的直接检测的硬X射线仪器的检测阈值。
2019-12-17 astro-ph.SR
Kink Oscillations in Solar Coronal Loops with Elliptical Cross-Sections. I. the linear regime
日冕环的截面很少是圆形的。我们研究线性扭结振荡直，密度增强，磁柱与椭圆形截面从初值问题的角度来看，通过求解三维磁流体动力学方程。出于相关的本征模分析，我们区分两个独立的偏振，一个沿主轴（M-模式）和其他沿未成年人（M-模式）。我们发现，发生在具有圆形截面的冕环中，环轴横向位移的明显阻尼伴随着横向Alfvénic运动的积累和随之而来的小尺度的发展，这表明共振吸收和相位混合概念的鲁棒性。此外，两个阶段，一般可以告诉除了在时间上的演变的环路位移;高斯时间依赖性之前的指数。对于两个被研究的密度比之间的环路和他们的周围环境，M模式（m模式）的周期往往增加（减少）与主-次半轴比，和阻尼时间的指数阶段的M模式往往超过他们的m模式对应。这对我们所研究的两个横向剖面是正确的。然而，不同极化的指数阶段中的阻尼时间的相对幅度取决于横向轮廓和/或密度对比度的规格。我们的数值研究结果的应用进行了讨论的背景下，冠状地震。
2020-10-14 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variability of Hot Coronal EUV Emissions During Solar Flares
一般认为，宁静太阳和活动区等离子体的密度足够低，以证明光学薄近似的合理性，并且它通常用于分析日冕等离子体的线发射。然而，太阳耀斑环的密度要高得多，这就影响了光学薄近似。这项研究开始于一个辐射转移模型，该模型使用典型的太阳耀斑密度和几何形状来显示热日冕发射线通常不是光学薄的。此外，该模型表明，所观察到的线强度应表现出中心到边缘的变化（CTLV），与耀斑观察到的边缘附近比发生在磁盘中心附近的暗淡。该模型的预测进行了验证与分析的200多个耀斑观察到的EVE上SDO使用6条线，峰值形成温度在8.9和15.8 MK之间，显示肢体耀斑系统比盘中心耀斑暗淡。然后，数据被用来表明，沿视线的电子柱密度通常增加了1.76 × 1019 cm-2的边缘耀斑超过盘中心耀斑值。结果表明，热日冕发射的CTLV减少了传播到太阳系的电离辐射量，并改变了通常用于光谱分析的谱线和谱带的相对强度。
2017-12-18 astro-ph.SR
Slow-Mode Magnetoacoustic Waves in Coronal Loops
快速衰减的长周期振荡经常发生在与小（或微）耀斑相关的活动区的热日冕环中。这种波的活动最早是由SOHO/SUMER光谱仪从热发射线的多普勒速度测量中发现的，因此也被称为“SUMER”振荡。它们主要被解释为全局（或基模）驻波慢磁声波。此外，越来越多的证据表明，在太阳和恒星耀斑的光变曲线中检测到的衰减谐波型脉动很可能是由慢波驻波引起的。日冕环中慢磁声波的研究已成为与日冕地震学有关的一个特别感兴趣的课题。我们回顾了SDO/AIA和Hinode/XRT观测的最新结果，这些观测检测到了热耀斑环中的驻波和反射强度振荡，显示了热耀斑环的物理性质（例如，振荡周期、衰减时间和触发器）。我们还回顾了最近的进展，在理论和数值模拟的慢波的波激励和阻尼机制的重点。一维、二维和三维的MHD模拟一直致力于了解脉冲加热产生反射传播波或驻波的物理条件。总结了各种阻尼机理及其分析方法。基于线性理论的计算表明，热传导、压缩粘性和光学薄辐射等非理想磁流体效应可能在不同物理条件的日冕环中对慢模波的阻尼中占据主导地位。最后，概述了几个重要的地震学应用，如确定输运系数和加热函数。
2021-02-22 astro-ph.SR
Damping of nonlinear standing kink oscillations: a numerical study
我们的目的是研究非线性区域中日冕环的基本扭结模式，研究与非线性效应有关的环截面能量演化和振荡幅度的变化，特别是Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）的发展。我们运行的想法，高分辨率的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟，研究初速度振幅和不均匀层厚度的影响。我们模拟的日冕环作为一个直的，均匀的磁通量管与外部不均匀层，嵌入在一个直的，均匀的磁场。我们发现，对于低振幅，不允许的KHI在模拟时间内发展，阻尼时间同意与共振吸收理论。然而，对于更高的振幅，KHI围绕振荡回路的存在可以改变回路的演化，导致在某些情况下比线性理论预测的阻尼快得多。这就质疑了基于线性理论应用于观测阻尼剖面的地震学方法的准确性。
2016-09-22 astro-ph.SR
Numerical simulations of transverse oscillations in radiatively cooling coronal loops
我们的目的是研究辐射冷却对日冕环的固定扭结振荡的影响。利用FLASH程序求解了三维理想磁流体动力学方程组。我们的模型包括一个直的，密度增强和重力分层的磁通量管。我们最初扰动系统，导致横向振荡的结构，并遵循其演变的一些时期。一个现实的辐射冷却实施。结果进行了比较，可用的分析理论。我们发现，在线性制度（即低振幅扰动和缓慢冷却）的周期和阻尼时间是在很好的符合理论。冷却导致振荡幅度的放大。然而，冷却和非冷却情况之间的差异很小（6次振荡后约为6%）。在实际冷却的高振幅运行中，不稳定性使环路变形，导致阻尼增加。在这种情况下，冷却和非冷却之间的差异仍然可以忽略不计，约为12%。还进行了一组具有更高密度回路的模拟，以探索当冷却在非常短的时间（tcool = 100 s）内发生时会发生什么。我们加强了以前的分析研究的结果，指出由于冷却的放大是无效的，其对振荡特性的影响很小，至少对于这里所示的情况下。此外，即使在快速冷却的情况下，在高振幅运行中也存在相对较强的阻尼，这表明冷却不太可能单独解释所观察到的与耀斑相关的冕环无阻尼振荡。这些结果可能是显着的，在日冕地震学领域，使其应用于日冕环振荡与观察到的淡出或冷却行为。
2015-10-29 astro-ph.SR
Damping of Propagating Kink Waves in the Solar Corona
自从在日冕中发现了无处不在的传播扭折波以来，阿尔夫文波又重新引起了人们的兴趣。{It长期以来，人们一直认为阿尔文波在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。为此，必须了解使其能量转移到等离子体的机制。通过共振吸收的模式转换被认为是扭折波阻尼的主要机制之一，并且被认为在能量传递过程中起关键作用。本研究探讨使用冠状多通道偏振仪（CoMP）在静止的冠状环传播扭结波的阻尼。基于相干性的方法被用来跟踪多普勒速度信号的波，使我们能够调查的空间演变的速度扰动。向外传播波与向内传播波的功率比用于估计相关的阻尼长度和品质因数。为了能够准确估计这些量，我们提供了适合于拟合模型的似然函数的第一次推导，以从离散傅立叶变换获得的两个功率谱的比率。极大似然估计用于将指数阻尼模型拟合到作为频率的函数的功率比的观测变化。我们证实早期的迹象表明，传播扭结波正在经历频率依赖性阻尼。此外，我们发现，阻尼率降低，或等效的阻尼长度增加，达到更高的日冕较长的日冕循环。
2019-04-18 astro-ph.SR stat.AP
Observational evidence of resonantly damped propagating kink waves in the solar corona
在这封信中，我们建立了明确的证据，共振吸收阻尼机制，通过分析观测数据，从新的日冕多通道偏振仪（CoMP）。该仪器已经确定，在太阳日冕中存在普遍传播的低振幅（$\approx$ 1 km s $^{-1}$）阿尔文波，频率范围很广。从磁流体力学（MHD）波理论实际解释这些波的扭结模式，他们应该表现出一个频率依赖的阻尼长度，由于共振吸收，由TGV关系表明，横向等离子体不均匀性在日冕磁通量管导致他们作为自然的低通滤波器。结果发现，所观察到的频率依赖于阻尼长度（高达约8兆赫）可以解释的扭结波解释，此外，空间平均平衡参数描述的长度尺度的横向等离子体密度不均匀性的系统的日冕环是一致的，从TRACE观测站扭结模式的估计值的范围。
2010-07-07 astro-ph.SR
Oblique Quasi-Kink Modes in Solar Coronal Slabs Embedded in an Asymmetric Magnetic Environment: Resonant Damping, Phase and Group Diagrams
磁声波在静态、直线、场取向、一维平衡中引起了人们极大的兴趣，在这种平衡中，磁性板的两侧的外部是不同的。我们专注于被困，横向基本，斜准扭结模式在无压设置的密度连续变化，从一个均匀的内部（密度$ρ_{\rm i}$）到一个均匀的外部的任何一方（密度$ρ_{\rm L}$或$ρ_{\rm R}$），假设$ρ_{\rm L}\leρ_{\rm R}\leρ_{\rm i}$。连续结构和斜传播使我们的研究新的相关研究，并导致波阻尼通过Alfv $\acute{\rm e}$ n共振。我们计算共振阻尼准扭结模式的电阻本征模，并通过改变$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}$从"完全对称“（$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}=ρ_{\rm i}/ρ_{\rm L}$）的”完全无源“的限制（$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}=1$）隔离系统不对称的影响。我们发现，由于两个Alfv $\acute{\rm e}$ n连续谱之间的差异，阻尼率具有非单调的$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}$依赖性，并且当$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm R}$低于某个阈值时，仅在一个连续谱中发生共振吸收。我们还发现，系统的不对称性的结果在两个定性不同的制度的相图和群图。当位形离“完全对称”位形不远时，相位和群轨迹基本上位于相对于平衡磁场的同一侧（不同侧）。我们的数值结果理解薄边界极限的分析进展，并…
2022-10-28 astro-ph.SR
Contribution of spicules to solar coronal emission
最近的高分辨率成像和光谱观测重新引起了人们对针状体在解释热日冕中的作用的兴趣。一些研究表明，一些针状体，通常被归类为II型，可能为日冕提供重要的质量和能量。在这里，我们使用数值模拟来研究是否这样的针状体可以产生所观察到的日冕发射没有任何额外的日冕加热剂。将由冷体和热尖端组成的模型针状体注入到具有不同尖端温度和注入速度的暖（$0.5$ MK）平衡环的底部。产生活塞驱动和压力驱动的冲击。我们发现，热尖迅速冷却，并从日冕发射线，如Fe XII $195$和Fe XIV $274$消失。长时间的热发射是由预先存在的回路材料产生的，该回路材料被冲击加热，并且由来自冲击的热传导产生。然而，合成线轮廓的形状和多普勒频移显示与观测有显着差异。此外，空间和时间上的平均强度都非常低，这表明如果从安静的太阳和活动区域观察到的强度仅仅是由于II型针状体，则需要比文献中报道的多一到几个数量级的针状体。这一结论严格适用于喷出的针状物质。我们不主张与波或日冕电流有关的排放，这些排放可能在喷射过程中产生，并加热周围地区。
2022-08-10 astro-ph.SR
Multithermal apparent damping of slow waves due to strands with a Gaussian temperature distribution
本文针对日冕环慢波阻尼难题，建立高斯多温细束解析模型，揭示滤光观测下的多热视在阻尼机制，并经数值正演模拟验证，可用于推断日冕环热性质。
2024-01-18 astro-ph.SR
Reflection Of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves In Hot Coronal Loops : Multi-instrument Observations and Numerical Modelling
磁流体慢波是研究日冕结构和动力学的重要工具。本文报道了利用HINODE和SDO/AIA上的X射线望远镜（XRT）观测到的热日冕环中反射纵波的结果。据我们所知，这是从XRT和AIA同时看到的第一份此类报告。该波出现在其中一个足点处发生微耀斑之后。我们估计的密度和温度的环等离子体进行DEM分析的AIA图像序列。估计的传播速度与当地声速相当或低于当地声速，这表明它是一种传播慢波。在每种情况下，强度扰动幅度随着扰动沿着环移动而非常迅速地下降，并且在一次或多次反射之后最终消失。为了检查这些反射特征与获得的回路参数的一致性，我们进行了2.5D MHD模拟，该模拟使用从我们的观察中获得的参数作为输入，并进行了正演模拟以合成AIA 94~ 2000图像。通过对合成图像的分析，我们得到了与真实观测相同的观测量性质。从分析中我们得出结论，足点加热可以产生慢波，然后在日冕环中来回反射，然后消失。对模拟数据的分析表明，这种阻尼的主要因素是各向异性热传导。
2016-05-20 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
Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
