[论文解读] Alfvén wave phase-mixing in flows: Why over-dense, solar coronal, open magnetic field structures are cool?

D. Tsiklauri|arXiv (Cornell University)|Jul 19, 2015

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 18被引用 3

一句话总结

本文提出，日冕中过密、开放磁性场结构（OMFS）内的共线性离子流可抑制阿尔芬波的相位混合，从而降低波致加热，解释了为何这些结构比周围区域更冷。关键结果是，在过密OMFS中，非热速度（流动）与温度之间存在负相关性，这是由于当流动与波同向传播时，相位混合被抑制。

ABSTRACT

The motivation for this study is to include the effect of plasma flow in Alfvén wave (AW) damping via phase mixing and to explore the observational implications. Our magnetohydrodynamic (MHD) simulations and analytical calculations show that, when a background flow is present, mathematical expressions for the AW damping via phase mixing are modified by the following substitution: $C_A^\prime(x) o C_A^\prime(x)+V_0^\prime(x)$, where $C_A$ and $V_0$ are AW phase and the flow speeds, and the prime denotes a derivative in the direction across the background magnetic field. In uniform magnetic fields and over-dense plasma structures, where $C_A$ is smaller than in the surrounding plasma, the flow, which is confined to the structure and going in the same direction as the AW, reduces the effect of phase-mixing, because on the edges of the structure $C_A^\prime$ and $V_0^\prime$ have opposite signs. Thus, the wave damps by means of slower phase-mixing compared to the case without the flow. This is the result of the co-directional flow that reduces the wave front stretching in the transverse direction. We apply our findings to addressing the question why over-dense solar coronal open magnetic field structures (OMFS) are cooler than the background plasma. Observations show that the over-dense OMFS (e.g. solar coronal polar plumes) are cooler than surrounding plasma and that, in these structures, Doppler line-broadening is consistent with bulk plasma motions, such as AW. If over-dense solar coronal OMFS are heated by AW damping via phase-mixing, we show that, co-directional with AW, plasma flow in them reduces the phase-mixing induced-heating, thus providing an explanation of why they appear cooler than the background.

研究动机与目标

• 研究背景等离子体流动如何通过相位混合影响磁流体动力学（MHD）系统中的阿尔芬波阻尼。
• 解释观测到的过密日冕开放磁性场结构（OMFS），如极区射束，相比周围日冕温度更低的原因。
• 确定共线性或反向流动在非均匀等离子体结构中是否增强或抑制由相位混合引起的加热。
• 提供一个理论与模拟相结合的框架，连接流动方向、阿尔芬波阻尼与OMFS中观测到的温度变化。
• 提出可检验的预测，即在日冕结构中，非热速度与温度之间存在相关性。

提出的方法

• 开展三维磁流体动力学（MHD）模拟，以模拟具有背景流动的结构化等离子体中阿尔芬波的传播与阻尼。
• 进行解析计算，推导在流动影响下相位混合阻尼的修正表达式，将 $ C_A'(x) \to C_A'(x) + V_0'(x) $，其中 $ C_A $ 为阿尔芬速度，$ V_0 $ 为流动速度，两者均沿磁场方向求导。
• 建模具有均匀磁场的过密等离子体结构，其中 $ C_A $ 低于周围等离子体，模拟日冕极区射束中的条件。
• 分析流动方向（共线性与反向）对波前拉伸及横向相位混合效率的影响。
• 利用Hinode/EIS与太阳动力学观测台/AIA的观测数据，将预测的流动-温度相关性与实测数据进行比较。
• 应用WKB近似与非线性波耦合模型，验证不同等离子体区域中的结果。

实验结果

研究问题

• RQ1 背景等离子体流动如何改变非均匀等离子体中阿尔芬波相位混合阻尼？
• RQ2 为何日冕中过密、开放磁性场结构（OMFS）的温度比周围等离子体更低？
• RQ3 共线性流动是否降低过密日冕结构中阿尔芬波的相位混合及由此产生的加热？
• RQ4 若相位混合是主要加热机制，过密OMFS中非热速度（整体流动）与温度之间预期存在何种相关性？
• RQ5 观测到的日冕射束中流动速度与温度之间的负相关性，是否可由流动调制的相位混合解释？

主要发现

• 在过密OMFS中，共线性等离子体流动通过抵消横向波前拉伸，抑制阿尔芬波的相位混合，导致波阻尼变慢，加热减少。
• 数学修正 $ C_A'(x) \to C_A'(x) + V_0'(x) $ 表明，当 $ C_A' $ 与 $ V_0' $ 符号相反（如在具有共线性流动的过密结构中），相位混合被抑制。
• 在 $ C_A $ 低于周围环境的过密结构中，共线性流动导致非热速度与温度之间呈现负相关性，与观测到的较冷日冕射束一致。
• 反向流动增强相位混合，从而增加加热，导致在稀薄结构中流动速度与温度呈正相关。
• 该模型预测，在磁场恒定的快速太阳风流中，若流体内阿尔芬速度更高，则预期流动速度与温度之间存在正相关性。
• 可通过关联EIS/AIA对日冕结构中非热速度与温度的测量，实现观测验证，尤其在太阳圆面区域，多普勒频移可区分流动与湍流。