日冕加热的参数化：空间分布与可观测后果
太阳与恒星天体物理
2015-06-15 v1
摘要
我们研究了不同日冕加热机制参数化的能量输入空间分布差异及其对日冕辐射的可能影响。我们使用太阳活动区的 3D MHD 模型作为参考，并将该模型中的欧姆型加热与交流电（AC）和直流电（DC）加热模型的参数化进行比较，特别是使用了阿尔芬波和 MHD 湍流加热。我们从参考模型中提取了这两种参数化所需的量，并研究了这三种情况下热量输入的空间分布，包括全局分布和沿个别磁力线的分布。为了研究所得日冕辐射的差异，我们采用了具有基于沿一束磁力线提取的加热率所规定的热量输入的 1D 环模型。平均而言，所有加热实现均显示加热率随高度大致下降，这也适用于个别磁力线。虽然所有机制都显示能量输入集中在大气的低层部分，但对于个别磁力线，DC 机制向足点的集中程度远强于阿尔芬波 AC 情形。相比之下，AC 模型给出了更强的向足点的辐射集中。这是因为更均匀的能量输入分布导致了更高的日冕温度和更扩展的过渡区。AC 和 DC 机制在热量输入向足点集中方面的显著差异，以及这两种情况下日冕辐射空间分布的明显差异，表明可以通过观测区分这两种机制。在得出最终结论之前，应以更自洽的方式将这些参数化实施到新的 3D 模型中。
引用
@article{arxiv.1303.1371,
title = {Parametrization of coronal heating: spatial distribution and observable consequences},
author = {T. van Wettum and S. Bingert and H. Peter},
journal= {arXiv preprint arXiv:1303.1371},
year = {2015}
}
备注
accepted for publication in A&A, 10 pages, 9 figures