日冕环的 MHD 建模：高速色球流注入

观测揭示了色球 II 型针状体与 EUV 波段观测到的日冕中明亮向上移动前沿之间的对应关系。然而，理论分析表明这些流动不太可能是日冕磁环加热的主要来源。我们研究了高速色球流向日冕磁通量管的传播及其在 EUV 波段产生辐射的可能性。我们利用包含重力、辐射损失、热传导和磁感应的二维圆柱形 MHD 模型，模拟了密度为 $10^4$ K 的色球喷流沿日冕环向上传播的过程。该喷流在包含色球层和稀薄冷（$\sim 0.8$ MK）日冕的完整大气中传播，两者通过陡峭的过渡区相连。在我们的参考模型中，喷流的初始速度为 70 km/s，初始密度为 $10^{11}$ cm$^{-3}$，环境均匀磁场为 10 G。我们还在一维情况下探索了其他喷流速度和密度值，在二维情况下探索了其他磁场值，以及喷流在更热（$\sim 1.5$ MK）背景环中的传播。虽然喷流的初始速度使其无法到达环顶，但其前方会形成一个热激波前沿并传播至环的另一端。该激波前沿压缩日冕等离子体并将其加热至约 $10^6$ K。结果，在 SDO/AIA 任务的 171 \AA\ 通道中可见一个明亮的移动前沿。这一结果普遍适用于所有其他探索的情况，除了在较热环中的传播。对于初始状态为冷且低密度的日冕环，向上色球流前方的激波后等离子体或许能解释至少部分观测到的 II 型针状体与 EUV 辐射超额之间的对应关系。