从爆发到后爆发雨：二维磁流体力学模型
太阳与恒星天体物理
2024-08-07 v1 等离子体物理
摘要
磁流体 (MFR) 在爆发前阶段的形成方式，以及如何导致爆发后磁环中的热沉积尚未完全理解。我们探讨了MFR的形成与爆发过程，以及爆发后磁环中热沉积形成的现象，以理解喷发事件及其在太阳大气中的多温度特性。我们采用开源代码\texttt{MPI-AMRVAC}进行阻性磁流体力学 (MHD) 模拟，探索导致磁流体爆发的扭曲磁环的演化。该系统初始处于机械不平衡状态，在辐射损失、热传导和背景加热的影响下自洫地演化为非绝热过程。我们采用额外的自适应网格细化技术，在每个方向上实现约32.7 km的最小单元尺寸，以揭示系统中的细小结构。系统在短暂的瞬态演化后达到半平衡状态，从初始的机械不平衡条件演化而来。由于自发磁重联，在正在上升的磁流体下方创建的电流层中形成一系列爆发性MFR。后爆发阶段在环顶部注意到热力学不平衡的渐进发展，这导致灾难性冷却和凝结物的形成。我们获得了沿磁环下落的等离子体浆液，呈现为热沉积雨的形式。这些冷凝物的动力学和热力学特性与观测到的后爆发热沉积雨数据良好一致。该模拟支持多个MFR的发展与爆发，以及后爆发环中热沉积雨的形成，这是揭示太阳大气热力学之谜的关键环节之一。
引用
@article{arxiv.2405.10688,
title = {From eruption to post-flare rain: a 2.5D MHD model},
author = {Samrat Sen and Avijeet Prasad and Valeriia Liakh and Rony Keppens},
journal= {arXiv preprint arXiv:2405.10688},
year = {2024}
}
备注
Accepted for publication in Astronomy and Astrophysics journal. The animation associated with Figure 3 is available on request from the corresponding author. Comments are welcome