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
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
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
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
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
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
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
Coronal Loops with Different Metallicities and Generalized RTV Scaling Laws
本文通过扩展太阳冕环理论并开展磁流体动力学模拟，推导并验证了不同金属丰度下恒星冕环的广义RTV标度律，揭示了低金属丰度导致更高密度、温度和X射线辐射的规律。
2023-06-26 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
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
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
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
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
Coronal Loop Scaling Laws for Various Forms of Parallel Heat Conduction
太阳大气层主要由磁通量环控制，它连接着几百万度的日冕和温度低得多的色球层。准静态环的温度和密度结构是由从热日冕到太阳低层大气的连续能量流决定的。回路标度律提供了回路的全局属性（如峰值温度、压力和长度）之间的关系;它们遵循能量方程中各项的物理变量依赖性，因此回路标度律的形式提供了对控制回路结构的关键物理的洞察。传统上，标度律是在碰撞主导热传导的假设下推导出来的。在这里，我们研究不同制度的热传导的影响-碰撞为主，双折射为主，和自由流-的形式上的标度律相关的环路温度和加热速率，其压力和半长。我们发现，双折射为主的传导的标度律是根本不同的碰撞为主的和自由流动的传导，因为现在的标度律的形式主要取决于在低温条件，而不是高温，部分的循环。我们还建立制度，在温度和密度空间中，每个适用的标度律占上风。
2019-06-07 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
Turbulence, Energy Transfers and Reconnection in Compressible Coronal Heating Field-line Tangling Models
MHD湍流长期以来一直被认为是帕克日冕加热方案框架内日冕环加热的一种机制。由于计算量大，迄今为止的研究大多集中在其动力学性质上，而没有考虑其热力学和辐射特性。在本文中，我们扩展了以前的研究可压缩制度，包括能量方程，通过使用HYPERION，一个新的并行化，粘阻，三维可压缩MHD代码。HYPERION采用Fourier配置-有限差分空间离散，并使用三阶Runge-Kutta时间离散。我们表明，平行于直流磁场的热传导的实施诱导的辐射发射集中在边界处，与色球-过渡区-日冕系统的性质相似。
2009-12-05 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
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
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
First Observation of a Polar Coronal Hole-like Fast Solar Wind Stream in the Sub-Alfvénic Solar Corona: an Analysis of Turbulence Properties
University of Delaware（特拉华大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory–Harvard & Smithsonian（史密森天体物理台-哈佛与史密森学会）
帕克太阳探测器在亚阿尔文日冕中首次观测到极区冕洞状快速太阳风，发现其湍流已充分发展且高度不平衡，为太阳风湍流演化提供新约束。
2026-09-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar coronal density turbulence and magnetic field strength at the source regions of two successive metric type II radio bursts
我们报告了两个弱的，低频（${\approx}$ 85- 60\，MHz）的太阳日冕II型射电爆发，发生在2020年5月29日的时间间隔${\approx}$ 2\，分钟的光谱和偏振观测。爆发有精细的结构，是由于谐波等离子体发射。我们的分析表明，磁流体动力学（MHD）冲击负责的第一和第二次II型爆发产生的极端紫外（EUV）通量绳/日冕物质抛射（CME）的前缘（LE）和其侧翼与邻近的日冕结构的相互作用，分别。日冕物质抛射在近日日冕中传播过程中，由于${\approx}25^{\arcdeg}$的作用而发生径向偏转。第一次爆发点附近的功率谱密度（PSD）和磁场强度（$r{\approx}1.35R_{\odot}$）分别为$\rm {\approx}2{\times}10^{-3}\,W^{2}m$和${\approx}$ 1.8 μ g。在相同的$r$下，第二个脉冲串的相应值为$\rm {\approx}10^{-3}\,W^{2}m$和${\approx}$ 0.9“，G。在两个II型爆发的位置的日冕湍流的显着的空间尺度为${\approx}$ 62\，-\，1\，Mm.我们的结论是，在日冕区域的湍流和磁场强度附近的CME LE比其侧翼附近的相应值更高。这两个参数的推导估计值对应于CME LE及其侧翼的相同$r$，后者的延迟为${\approx}$ 2.min。
2023-01-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Turbulence, intermittency and cross-scale energy transfer in an interplanetary coronal mass ejection
本文利用Wind卫星数据研究ICME中的MHD湍流，通过谱指数、平坦度标度指数和三阶矩标度律验证湍流充分发展，并发现ICME鞘层内能量传输率异常高且间歇性增强。
2022-12-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Scaling laws of coronal loops compared to a 3D MHD model of an Active Region
上下文几十年来，人们一直在研究冕环的结构和加热。已建立的标度定律与环顶点温度、压力、长度和日冕加热等基本量有关。目标。我们测试这样的比例律对一个大规模的三维MHD模型的太阳日冕，这成为可行的，现在的高性能计算。方法.我们用光球观测驱动一个活动区模拟，发现在X射线和EUV波长中观察到的日冕环有很强的相似性。立体观测的3D重建表明，我们的模型循环有一个现实的空间结构。我们比较缩放定律，我们的模型数据提取沿合奏的场线。最后，我们拟合了一个新的标度律，它代表了很好的热环和更冷的结构，这在以前是不可能的，只基于观测。结果我们的模型数据提供了一些支持的标度律，建立了热和EUV发射日冕循环。对于RTV标度律，我们发现我们的模型数据的偏移，这可以通过具有恒定热输入和传导的静态回路的一维考虑来解释。与我们的模型数据相拟合，我们建立了一个新的定标律沿磁场线的日冕热输入。结论.类似RTV的标度律被拟合到热环，因此不能很好地预测日冕热量输入的较冷的结构，很难观察到。1D和自洽的3D建模之间的基本差异解释了我们和早期的标度定律之间的偏差。我们还得出结论，由磁流体动力学湍流耗散编织通量管内的加热机制将加热的电晕强于我们的模型电晕一致。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Constraints on coronal turbulence models from source sizes of noise storms at 327 MHz
我们试图调和观测的小源尺寸在太阳日冕在327 MHz的散射模型，将折射率效应，内尺度效应和球面发散波前的预测。我们使用的经验处方的湍流振幅$C_{N}^{2}(R)$的基础上VLBI观测斯潘格勒和同事的紧凑的无线电源对太阳风的日心距离$R \approx$ 10- 50 $R_{\odot}$。我们使用Coles & Harmon模型的内尺度$l_{i}(R)$，这是假定产生的回旋阻尼。鉴于普遍的不确定性幂律指数，表征太阳风湍流在不同的日心距离，我们保留这个指数作为一个自由参数。我们发现，列入球面发散的影响抑制了预测源的大小大幅。我们还发现，内尺度效应显着降低预测源的大小。对太阳源的一个重要的普遍发现是，计算大大低估了观测到的源大小。三种可能的，非排他性的，这个一般结果的解释提出。首先，也是最简单的，未来的观测具有更好的角分辨率，将探测到更小的源。与此相一致的是，以前在米制波长下对日冕中小源的观测受到仪器分辨率的限制。第二，内日冕中湍流$C_{N}^{2}(R)$的空间变化水平比经验公式直接向太阳外推所预测的要大得多，经验公式是根据10- 50 $R_{\odot}$之间的观测结果得出的。函数形式或比例常数可以不同。第三，也许内部尺度比模型小，导致散射增加。
2011-02-05 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
Turbulence-Driven Coronal Heating and Improvements to Empirical Forecasting of the Solar Wind
太阳风的预测模型通常依赖于磁场的简单参数化，而忽略了整个磁场几何形状的影响。在本文中，我们提出了两个太阳风预测模型的结果，考虑了完整的磁场剖面，并包括阿尔文波对日冕加热和风加速的影响。一维MHD代码ZEPHYR自洽地发现太阳风的解决方案，而不需要经验加热功能。本文介绍的另一个1D代码（高效的改进型帕克方程求解工具，TEMPEST）可以作为一个更小的独立代码用于预测管道。TEMPEST是用Python编写的，它将成为一个易于适应和扩展的公共函数库。我们讨论的磁场剖面和性能的太阳风，可用于独立验证预测模型之间的重要关系。ZEPHYR为TEMPEST提供了基础和校准，最终我们将使用这些模型来预测观测结果，并解释由大量太阳风造成的空间天气。我们能够再现与这两种模式的一般的风速在1 AU和通量管膨胀因子的比较中看到的关系。有显着较小的传播比比较两个模型的结果比ZEPHYR和传统的通量管膨胀关系。我们认为，新的代码，TEMPEST，将成为一个有价值的工具，在预测空间天气。
2014-04-23 astro-ph.SR
Fading Coronal Structure and the Onset of Turbulence in the Young Solar Wind
在日冕顶部上方，年轻的慢速太阳风从以径向结构为主的低β磁结构流过渡到以流体动力学为主的高β结构流。这种转变，长期以来通过理论推断，在处理后的背景减除太阳风图像中，在距离太阳接近10度的天空区域很明显。我们目前的STEREO/HI 1仪器在2008年12月收集的图像序列，涵盖了从太阳中心约4至24度的表观距离，并跨越了大规模风形态的过渡。我们描述的观察和新技术，以提取不断变化的图像结构的图像，我们使用这些数据和技术来呈现和量化的清晰的纹理变化的表观结构的日冕和太阳风在这个高度范围内。我们表明，表观纹理的变化是由于异常褪色的径向条纹的特点日冕，并异常相对增亮的局部密集的泡芙的太阳风，我们称之为“絮凝”，并表明这些现象是不一致的平滑径向流，但与发病的流体动力学或MHD不稳定性，导致湍流级联在年轻的太阳风。
2016-06-24 astro-ph.SR
Scaling Laws of Quiet-Sun Coronal Loops
利用层析成像技术和日冕磁场模拟相结合的方法，研究了宁静太阳日冕环的一系列物理参数之间的关系。我们使用差分发射测量层析成像（DEMT），以确定在日冕中的电子密度和温度的三维分布，和我们的磁场模型与位场源表面（PFSS）外推的天气磁图。通过沿外推磁场线追踪DEMT产物，我们得到了环平均电子密度和温度。此外，回路积分的能量相关的量计算为每个封闭的磁场线。我们应用的程序卡林顿旋转2082年，在太阳活动周期23日和24日之间的活动最低。我们发现环平均密度$N$和环长度$L$，$N_m \sim L^{-0.35}$之间的标度律，但我们没有找到一个显着的环平均温度和环长度之间的关系。我们确认，虽然以前发现的结果，环平均温度在赤道纬度低于高纬度地区。我们将这种行为与赤道纬度的环的存在联系起来，这些环沿其长度方向温度降低（"下"环），通常比温度升高的环（"上"环）更冷。我们发现，所获得的缩放安静的太阳循环一般不同意的情况下，AR循环从以前的观测和理论研究。我们建议，为了更好地理解发现的关系，有必要使用在安静的太阳日冕的物理条件下工作的流体动力学代码对重建的环路进行正向建模。
2022-06-20 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
Enhanced Non-Thermal Line Broadening inside Coronal Cavities above Solar Prominences revealed by Spectral Imaging CoronaGraph
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）
研究利用SICG等观测设备，发现日冕空洞中存在显著的非热速度和多普勒位移，表明日珥与日冕材料的相互作用驱动了其中的波和湍流。
2025-12-22 astro-ph.SR
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
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
Nonthermal electron acceleration in turbulent post-flare coronal loops
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy, Solar-Terrestrial Centre of Excellence（比利时皇家空间气动力学研究所，太阳-地球卓越中心）
研究日冕环中湍流后 flare 中非热电子的加速机制，揭示KHI湍流对电子能量分布的影响。
2026-02-04 astro-ph.SR
Turbulence dynamics and flow speeds in the inner solar corona: Results from radio-sounding experiments by the Akatsuki spacecraft
本研究利用Akatsuki航天器2021年金星-太阳会合期间的无线电探测数据，结合地面站X波段信号分析与EUV观测，探究内日冕太阳风湍流与流速，发现该区域太阳风速度高于预期，为内日冕研究提供新见解。
2023-08-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Anisotropic magnetohydrodynamic turbulence driven by parametric decay instability: the onset of phase mixing and Alfvén wave turbulence
我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟的参数衰减不稳定性的Alfvén波和由此产生的可压缩MHD湍流，这是可能发展的太阳风加速区。由于平均磁场的存在，非线性阶段的特征在于类似于顺磁结构和各向异性级联。通过计算相混合的时间尺度和Alfvén波湍流的演化，发现非线性阶段的早期主要是相混合，而后期主要是不平衡的Alfvén波湍流。结果表明，太阳大气中密度起伏较大的区域，如日冕底部和风加速区，主要由相位混合阿尔芬波加热，而其它区域主要由阿尔芬波湍流加热.
2018-05-25 astro-ph.SR
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
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
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
Heating and Acceleration of the Fast Solar Wind by Alfvén Wave Turbulence
本文对极冕洞中心磁通量管中的简化磁流体动力学（RMHD）湍流进行了数值模拟。背景大气模型是动量方程的解，并包括波压对太阳风外流的影响。阿尔文波在日冕底部发射，并由于阿尔文速度和外流速度的变化而在不同高度反射。湍流由反向传播的阿尔文波之间的非线性相互作用驱动。结果为两个模型的背景大气。在第一个模型中，等离子体密度和阿尔文速度随高度平滑地变化，导致最小的波反射和低的能量耗散率。我们发现耗散率不足以维持背景大气的温度。耗散率的标准唯象公式显着高估的速率从我们的RMHD模拟，并提出了一个修正的公式。在第二个模型中，我们引入了额外的密度变化沿通量管的相关长度为0.04 $R_\odot$和相对振幅为$10 \%$。这些密度变化模拟了压缩MHD波对Alfvén波的影响。我们发现，这种变化显着增强波的反射，从而湍流耗散率，产生足够的热量，以维持背景大气。我们的结论是阿尔文和压缩波之间的相互作用可能发挥了重要作用的湍流加热的快速太阳风。
2016-02-22 astro-ph.SR
Stellar coronal X-ray emission and surface magnetic flux
观测表明，太阳和其他恒星的日冕X射线发射取决于表面磁场。利用不同物理参数之间的幂律标度关系，我们建立了一个分析模型，将观测到的X射线发射与磁通量联系起来。我们模型的基础是Rosner，Tucker \& Vaiana（RTV）的标度律，该标度律将日冕环的温度和压力与其长度和能量输入联系起来。为了估计进入高层大气的能量通量，我们使用不同的加热机制，例如场线编织或阿尔芬波加热导出的定标。我们补充这一点，观察到的活动区域的大小和磁通量之间的关系，并推导出缩放的X射线发射率取决于温度。基于我们的分析模型，我们发现一个幂律依赖的X射线发射的磁通量，$L_{\rm X}\propto Φ^m$，与幂律指数$m$的范围从1到2。这一发现与广泛的观测结果相一致，从太阳上的单个特征，例如亮点或活动区域，到不同类型和不同活动水平的恒星。幂律指数$m$取决于加热机制的选择，我们的结果稍微有利于编织和nanoflare的情况下阿尔文波加热。此外，仪器的选择也会对幂律指数$m$产生影响，这是因为观测的波长区域对日冕等离子体温度的敏感性。总的来说，我们的简单的分析模型的基础上的RTV标度律给出了一个很好的代表所观察到的X射线发射。这强调了我们可能能够通过一系列基本的构建模块（即环）来理解恒星日冕活动，我们可以在太阳上研究空间分辨的细节。
2020-06-24 astro-ph.SR
Are Nanoflares Responsible for Coronal Heating?
Parker（1983）提出了太阳大气中电流片（CS）形成的机制。他的主要观点是，光球随机流使日冕磁场线纠缠在一起，从而促进了太阳大气中CS的连续形成。他的这部分想法代表了湍流对流区驱动太阳大气中相干结构和CS形成的许多方式之一。其他机制包括出现的磁通量，电流丝的相互作用，以及爆炸性的磁结构。然而，在帕克最初的想法中有两个未经证实的假设，即必须重新检查通过纳米片进行日冕加热。这与他的观点有关：{所有形成的CS都导致了磁重联，而磁重联加热了太阳大气中的等离子体。在这篇短文中，让我们简要地讨论这两个假设：（1）所有的相干结构和相干结构都是由湍流对流区重连形成的吗？与非重连CS相关的湍流在日冕的加热中起作用吗？(2)磁重联会加热等离子体吗？
2021-08-03 astro-ph.SR
Alfven Wave Solar Model (AWSoM): Coronal Heating
我们提出了一个新版本的阿尔芬波太阳模型（AWSoM），一个全球性的模型，从上色球层的日冕和日光层。日冕加热和太阳风加速的低频阿尔芬波湍流解决。阿尔芬波能量在内边界处的注入使得坡印廷通量与磁场强度成比例。利用光球磁场测量数据模拟了三维磁场拓扑。该模型不强加开闭磁场边界;这些边界自洽地发展。物理学包括：（1）该模型采用三种不同的温度，即各向同性电子温度和平行和垂直离子温度。考虑了由于离子温度各向异性引起的水龙带、镜面和离子回旋不稳定性。(2)阿尔文波部分地被沿磁力线的阿尔文速度梯度和涡度反射。由此产生的反向传播波是非线性湍流级联的原因。平衡湍流由于不相关的波附近的封闭场线的顶点和由此产生的高温解决。(3)为了将波浪耗散分配到三个温度，我们采用线性波浪阻尼和非线性随机加热理论的结果。(4)我们考虑了碰撞和无碰撞的电子热传导。我们比较了CR2107的模拟多波长EUV图像与STEREO/EUVI和SDO/AIA仪器的观测。我们证明，由于强磁场附近的活动区域的反射加强耗散和可观察到的发射足够。
2013-12-03 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
Energy spectra of 3He-rich solar energetic particles associated with coronal waves
除了它们的异常丰度，3 He丰富的太阳高能粒子（SEP）显示出令人困惑的能量谱形状从圆形的形式，幂律，后者是冲击加速的特征。这些粒子的太阳源通常与喷流和狭窄的CME有关，这是涉及开放场的磁重联的标志。最近关于大规模EUV波的新关联的报道带来了关于日冕中富含3 He的SEP的加速和运输的新见解。我们研究了2007-2010年ACE在L1近太阳活动极小期观测到的32个3 He富集SEP事件的能谱，并将其谱形与STEREO EUV图像获得的太阳耀斑特征进行了比较。我们发现喷流或增亮事件往往与圆形光谱和日冕波的事件与幂律。这表明，冠状波可能与未知的第二阶段机制，通常用于解释频谱形式的3 He丰富的SEP。
2016-09-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Scaling laws and diffuse locality of balanced and imbalanced MHD turbulence
近年来，将强MHD湍流理论推广到非零交叉螺旋度（或能量不平衡）的研究引起了人们极大的兴趣。在我们早期的出版物中，我们进行了三维数值模拟，并表明一些现有的模型与数值不一致。在本文中，我们把注意力集中在低不平衡限制，并进行了新的高分辨率模拟。结果强烈表明，在小的不平衡的限制，我们顺利过渡到一个标准的Goldreich-Sridhar（1995）平衡模型。我们还声称，Perez-Boldyrev（2009）模型预测，由于所谓的“动态对齐”，两个组件的非线性时间尺度相同，强烈矛盾的数字证据。
2010-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
