磁流体耦合导致的太阳大气中等离子体流动加速 - 数值模拟与分析

在两流体描述框架下，建立了在太阳低大气中产生快速流动（动力学及稳定型）的若干可能途径。证明了当与新生/环境盘状闭合场结构相互作用时，局部亚Alfv\'enic的原始等离子体流动将加速。这种加速意味着热能和场能转化为流动的动能。产生合理快速流动（$\gtrsim 100$ km/s）的时间尺度取决于初始离子皮肤深度,而流动的放大则取决于局部 $\beta$。本文首次指出,流动变为"快速"的距离是与相互作用表面之间约 $0.01 R_s$ ;随后快速流动在原盘状结构的上部中心区域（尺寸 $\lesssim 0.05 R_S$ ）局部化。对于固定的初始温度,加速后流动的最终速度（$\gtrsim 500$ km/s）以及场结构的修正与初始流动的时间持续时间（生命周期）是独立的。在存在耗散的情况下,这些流动可能在太阳大气细节结构的加热中发挥根本作用。