旋转太阳大气喷流如何发生 Kelvin–Helmholtz 失稳

近期观测支持多种磁流体力学（MHD）模式的传播，其在某些条件下会变得不稳定，且所发展的不稳定性为 Kelvin–Helmholtz 不稳定性（KHI）。在其非线性阶段，KHI 可触发波湍流的发生，后者被认为是日冕加热的一种候选机制。我们回顾了将太阳色球与日冕中的类龙卷现象建模为运动的弱扭转旋转圆柱磁通管，表明 KHI 在高位次 MHD 波激发时产生。该不稳定性出现于某一波数范围内，其宽度依赖于 MHD 模数 \emph{m}、旋转喷流与其环境的等离子体密度对比，以及内部磁场的扭转和喷流速度。我们研究了两个扭转旋转太阳极区日冕洞喷流、一个由暗条爆发产生的扭转旋转喷流以及一个旋转大针状物中的 KHI。对于与喷流半宽相当波长的理论计算 KHI 发展时间为几分钟，仅对高位次（10 $\mathrm{\leqslant}$ \emph{m} $\mathrm{\leqslant}$ 65）MHD 模式与观测确定的增长时间吻合良好。因此，我们预期这些情形中观测到的 KHI 源于不稳定的高位次 MHD 模式。