搅动太阳风底部：关于热传递与涡旋形成

当前的太阳风模型必须近似（或忽略）太阳大气内部的小尺度动力学，然而这些动力学很可能对塑造涌现的波-湍流谱以及最终加热/加速日冕等离子体至关重要。Bifrost 程序产生了太阳大气的真实模拟，有助于分析目前处于或超越现代太阳望远镜极限的空间和时间尺度。在本研究中，Bifrost 模拟被配置为代表冕洞区域的太阳大气，快速太阳风正是从该区域涌现。模拟范围从对流层上部（光球层下方 2.5 Mm）延伸到低日冕（光球层上方 14.5 Mm），水平范围为 24 Mm x 24 Mm。光球层流动对日冕磁场的扭曲，有效地将能量注入低日冕。在低日冕中直径为 1 - 5 Mm 的扭曲磁结构内部，通常观测到高达 2-4 kWm^{-2} 的坡印廷通量。扭转阿尔芬波优先沿着这些结构传播，并随后逃逸到太阳风中。然而，这些波在上边界条件的反射使得难以明确量化涌现的阿尔芬波能量通量。这项研究代表了使用 Bifrost 模拟量化太阳风底部条件的第一步。研究表明，日冕磁场很容易被光球层流动编织和扭曲。在有活跃搅动运动的区域和没有搅动运动的区域之间形成了温度和密度对比。对流层中更强的漩涡状流动，与磁浓度同时发生，将扭转阿尔芬波向上发射穿过磁漏斗网络，这预计将增强太阳风中磁折返的湍流生成。