综述：日冕中多相等离子体的建模：日珥和雨

《Living Reviews in Solar Physics》：Modeling multiphase plasma in the corona: prominences and rain

本综述系统梳理了日冕多相等离子体（日珥与日冕雨）研究的最新进展，重点阐述了基于建模和理论理解的主要成就。文章强调，尽管日冕加热机制尚不完全清楚，但多维模型已揭示热不稳定性（TI）是触发冷凝物（包括宁静日珥和耀斑后日冕雨）形成的共同物理起源。作者澄清了这些现象与辐射损失、日冕加热之间的内在联系，指出其形态可能反映了起作用的加热过程。综述特别关注了结合热损失、重力、流动和磁场拓扑等多种因素导致的线性不稳定性途径如何参与最终的非线性磁流体动力学（MHD）演化，并对未来模型在日珥精细结构、内部动力学及其全生命周期等方面面临的挑战进行了展望。

　　

日冕中的冷却现象：多相性无处不在！

尽管百万度等离子体遍布整个太阳大气所暗示的日冕加热备受关注，但日冕冷却同样是一个令人费解的谜团。温度低至约10,000 K的冷物质与炽热环境和谐共存，尤其是在成熟且长寿命的日珥中尤为明显。日冕的多相性普遍存在，可能是理解日冕加热机制的关键。

丝状体和日珥：相关综述

大型日冕冷凝物，即日面看到的暗条或边缘看到的日珥，可根据其与活动区的位置关系分为“活动区”、“中等”或“宁静”日珥。其三维结构，从光球层到日冕嵌入，仍是未完全解决的开放性问题。早期的综述多集中于与丝状体相关的磁场拓扑结构，而本综述则有意将暗条/日珥与日冕雨研究相结合，试图统一关于小尺度和大尺度日冕冷凝物，特别是其原位形成的观点。

前奏：力平衡方面

长寿命大尺度结构必须满足力平衡方程：0 = -?p + ρg + J × B。对于追踪整体磁场线形状的热日冕环，其满足沿场线方向的流体静力学平衡：0 = -b? · ?p + ρg_∥。早期的二维力平衡模型，如Kippenhahn-Schlüter模型和Kuperus-Raadu模型，为理解日珥物质的支撑提供了重要见解。超越这些先驱模型的努力，如Blokland和Keppens（2011a）的工作，提供了完全力平衡的磁通量绳拓扑结构，其中更高密度的物质像堆积层一样悬浮在磁凹陷中。

解决能量平衡问题

静态结构还必须满足稳态能量平衡：0 = ρL + ? · [κ(T?^5/2(b? · ?T) b?)]。这意味着任何加热日冕的机制都必须完美抵消日冕的辐射损失和传导损失。在宏观日珥中，日珥物质本身温度约10,000 K，其内部数密度可达n ? 10¹⁰cm^-3，这使得纯光学薄辐射损失的假设在其内部无效，需要考虑辐射场与等离子体之间的完全非局部耦合，尤其是在被称为日珥-日冕过渡区（PCTR）的区域。线性MHD分析表明，结合所有相关传导和电阻效应后，总是会产生近乎奇异的、精细结构的不稳定热本征模，这与从色球层到日冕普遍存在的多热精细结构是一致的。

仅考虑凹陷的模型思考

由于所有日珥模型都涉及在稀薄日冕环境中的局部凹向上或凹陷的场线，通常的做法是求解纯无力场（J × B = 0），并将凹向上的场线段标记为“日珥”位置。这种方法相当于采用了均匀的零β近似，但当加入日珥或任何冷凝物时，等离子体β值β = 2μ₀p/B²的变化可以达到1。通过从力自由磁场拓扑出发，并附加纯粹沿场线排列的、在选定的凹陷部分满足流体静力学平衡的等离子体，可以构建启发式的精细结构模型，用于对比日珥和暗条的发射和吸收特性。然而，所采用的无力骨架场忽略了凝聚物质可能局部改变磁场拓扑的事实，并且没有解决更细尺度的动力学问题。

线性MHD理论与不稳定性家族

理想MHD光谱学

线性MHD理论通过计算所有具有exp(-iωt)时间依赖性的简正模，提供了平衡态对小扰动稳定性的直接信息。计算所有简正模被称为“MHD光谱学”。在静态、一维MHD平衡设置中，离散的简正模可能是纯增长的（或衰减的），其特征频率ω = iν为不稳定性提供了增长率ν。

从热不稳定性到热连续谱

Parker（1953）最早认识到，能量方程右边的非绝热效应引入了一条特定的线性不稳定性路径：完全由编码在热损失函数L中的热损失过程决定的热失控。Field（1965）对此热不稳定性（TI）路径进行了深入分析。van der Linden等人（1991）发现，静态MHD无限长直圆柱体（磁通量绳）模型允许存在一个热连续谱，除了慢模和阿尔芬连续谱波范围之外。这个热连续谱可以纯粹是不稳定的，并与慢模耦合，它推广了Parker和Field分析的热不稳定性，并可能解释环路中的日冕雨现象。

将热不稳定性与原位冷凝联系起来

证明热不稳定性是任何原位形成冷凝物的自然解释的最令人信服的方法，是在一个均匀磁化介质中模拟这一过程，该介质受到辐射损失的影响。这在Claes和Keppens（2019）、Claes等人（2020）、Hermans和Keppens（2021）的一系列论文中针对太阳日冕环境进行了研究。这些局部盒子非线性演化的一个重复发现是，冷凝物最初垂直于局部磁场取向，随后受到导致其瓦解的薄壳不稳定性影响。通过将模拟扩展到全三维，Claes等人（2020）指出薄壳不稳定性引入了精细结构，并导致冷凝碎片“跟随”场线。

重新审视线性热不稳定性理论

尽管热不稳定性（TI）的理论描述及其物理后果已在Field（1965）的开创性工作中被引入并详细讨论，但许多工作实质上只是重新审视其发现。不幸的是，在重访均匀等离子体的TI既定理论时可能会出现混淆。最近，Waters和Strickland（2025）声称存在一个“更简单得多的线性不稳定性”，即Parker（1953）最初发现的等容模。Keppens等人（2025）阐明，在任何非均匀推广中，这是一个虚假的模式，而一个真正的连续谱被发现，它将TI推广到更相关的分层设置中。那个热连续谱（TC）是控制常微分方程的一个真正的奇点，并具有物理上相关的、超局域化的本征函数。

进一步的MHD光谱学发现

当分析非均匀介质（如平面平行层或具有内部平衡变化的圆柱形通量管）的MHD谱时，辐射均匀等离子体的热不稳定性（TI）被整个热连续谱（TC）所取代。这个TC也存在于考虑重力分层的流体动力学设置中。即使对于热不平衡状态，即偏离平衡等式的状态，TC也可以被量化。由于我们已经发现原位冷凝（例如图4中所示在局部日冕体积中形成的冷凝）直接与TI相关，我们可以预期TC模式在分层的、磁化大气以及沿日冕环的实际时间演化中也起作用。

现代MHD光谱学的一个重要见解由Claes和Keppens（2021）提出，他们计算了重力分层的、平面平行大气的所有线性本征模。计算热平衡设置中的所有MHD本征模时，发现不稳定的热模式在色球层和日冕中普遍存在，而过度稳定的慢模式主要出现在低日冕中。这解释了色球层高度结构化并充满色球纤维束的观测事实，并在某种意义上“解释”了太阳日冕的多相性质。

线性MHD谱不仅解释了原位冷凝的形成，也指示了实际的内部动力学。Blokland和Keppens（2011b）计算了如图2所示的通量绳中日珥的整个连续谱，指出嵌套的通量轮廓可能具有不稳定的连续谱，这量化了可能在孤立通量轮廓附近增长的模式。

一维非线性流体演化的发现

蒸发-冷凝模型

Mok等人（1990）令人信服地证明，一维环模型确实可以在环顶附近形成一个稳定的日珥。类似地，Antiochos和Klimchuk（1991）的模拟强调了足点局域加热对触发冷凝形成色球密度日珥的重要性。这种蒸发-冷凝情景后来在Antiochos等人（1999）中使用完全网格自适应的一维模拟进行了重新审视。

这种蒸发-冷凝机制随后在不对称加热条件下进行了研究。Antiochos等人（2000）发现了一种循环行为，即冷凝形成、移动和破坏，并将这种时间依赖行为称为“热非平衡”（TNE）。基于他们的一维模型，作者认为形成冷凝物的日冕环的TNE状态总是近乎流体静力学平衡，但未能实现热平衡。

模型扩展和参数巡测

通过将模型扩展到1.5D设置，其中也可以加入阿尔芬波，Antolin等人（2010）表明日冕雨的形成可以编码日冕加热机制的信息。通过对比参数化的“纳米耀斑加热”一维流体情景与阿尔芬波加热的1.5D设置，发现前者更容易导致日冕雨事件。

Froment等人（2018）对一维流体环模型进行了全面的参数巡测，将循环冷凝形成和日冕环固有的时间依赖变化与检测到的周期性联系起来。Pelouze等人（2022）进行了一项更扩展的参数巡测，特别包括不对称环和加热条件。研究发现，相同的磁环可能导致日珥形成，或出现有雨或无雨的周期性时间变化，这取决于所施加的参数化加热。

冻结场流体动力学：迈向三维模型

真正三维体积填充的流体动力学演化可以在任何（冻结的）磁场拓扑中进行研究。这个冻结场流体模型被Zhou等人（2024）采用来研究弧拱中的暗条形成，随后被Zhou等人（2025b）用于研究三维扭曲通量绳中的暗条形成。这种方法允许进行与蒸发-冷凝情景相关的参数化研究的相同自由度。例如，图7显示了一个在扭曲通量绳中形成的暗条，其中我们对比了当加热变化时获得的日珥结构。

MHD中冷凝物的形成和演化

二维磁弧拱演化

变形弧拱模型

Choe和Lee（1992）首次证明了由TI引发的原位冷凝的可能性，他们模拟了剪切弧拱场线扰动的日冕弧拱中日珥的形成。通过包含色球层和过渡区，Xia等人（2012）的第一个足点加热双极弧拱二维蒸发冷凝模型量化了整个日珥的Kippenhahn-Schlüter力平衡。通过将磁场拓扑改为四极弧拱，Keppens和Xia（2014）可以跟踪日珥长达数小时的演化中的蒸发-冷凝情景。

停留在四极设置中，Zhou等人（2023）将观测建立的“眨眼暗条”行为与蒸发-冷凝情景清楚地联系起来。通过使局部足点加热循环化， resulting 的日珥拉伸和上下运动确实可能导致其在Hα线心和线翼周期性出现和消失。

Huang等人（2025）提出了一个凹陷弧拱的二维MHD模拟，其中通过随时间变化的底部边界处方来模拟通量浮现事件。这表明，当双极子在预先存在的凹陷场的一个足点附近浮现时，确实会发生（异常控制的）重联。

Jercic等人（2024）进行了从色球层到日冕的四极弧拱的2.5D模拟，获得的日珥拓扑结构明显不同，这取决于所施加的加热。如图9所示，相同的拓扑设置可以形成更垂直的日珥结构（左图），或者在稳态（左图）与脉冲加热（右图）作用于上色球层附近时，显示出更水平、碎片化的日珥（右图）。

固定弧拱模型

作为一维固定场线方法的有意义的二维MHD推广，Zhou等人（2020）引入了固定弧拱的二维模型，允许在给定的磁面内进行场线弯曲。通过开创性地在两个足点区域附近施加随机化加热（在空间和时间上随机，但沿弧拱指数分层），Zhou等人（2020）证明了线程结构的形成，并伴随着反平行流。

下雨还是不下雨？

讨论的 several 二维弧拱模拟表明，在形成大尺度日珥的同时，也可能发生较小的日冕雨冷凝，如图9左面板所示。加热方案以及磁场拓扑和强度的结合创造了可能阻止凝聚物质聚集成宏观日珥的条件。Fang等人（2013）首次多维展示了实际的日冕雨，其中具有足点局域化但稳态加热的双极弧拱显示了与观测直接匹配的团块特征。

二维通量绳模型

虽然第6.1节侧重于二维弧拱状模拟中的冷凝形成，但我们已经提到，特别是对于实现长寿命的日珥结构，观测似乎表明偏好于嵌入磁通量绳的物质。在这方面，各种最近的模型遵循一种不依赖于蒸发-冷凝，而是由Kaneko和Yokoyama（2015）引入的浮升-冷凝的形成方案。

这种浮升-冷凝过程由Jenkins和Keppens（2021）在极高的分辨率（单元尺寸低至6公里）下重新审视，首次建立了与线性MHD光谱学发现的令人信服的联系。确实发现，在典型的日冕设置中，通量绳最初实现的内部密度变化在嵌套的通量面上几乎是恒定的，这意味着当投影的Brunt-V?is?l?频率变为负值时，对流连续不稳定性（CCI）将诱导所有通量面上的热力学变化。然后，离散的冷凝物作为TI的直接结果而形成，这些冷凝物可以在整个通量绳中形成。压力不平衡（和重力）最终导致更密的团块向通量绳的较低凹陷部分聚集，其中斜压考虑（未对齐的密度和压力梯度）导致更细尺度的运动。

三维MHD演化

日珥

第一个成功的原位冷凝形成一个连贯的日珥结构由Xia等人（2014）展示。这种方法实现了日冕浮升-冷凝路径，并触发了原位TI冷凝。日珥最终在通量绳的凹陷部分稳定下来，甚至有一个对应于早期日珥末端质量流失的巴布特征。

Xia和Keppens（2016a）实现了进一步的飞跃，更高分辨率的模拟实现了第一个完全动态的、三维碎片化的日珥结构。这项工作还成功量化了从色球层到日冕的质量循环。技术上，该模型再次使用了先前的等温MHD弧拱到通量绳的变形，但实现了一个更热力学松弛的完整色球层到日冕模型，然后在第三阶段受到通量绳两端的足点局域加热。因此，产生了真正的蒸发-冷凝情景。

日冕雨

Moschou等人（2015）首次真正的三维日冕雨模拟研究使用了潜在的四极弧拱，并结合了弱稳态指数变化的背景加热（以维持日冕）和足点局域化加热以蒸发上色球层物质。特别是中央凹陷区域由于TI而显示出失控冷却，并发现团块形成并发展出瑞利-泰勒和交换动力学。

通过提高分辨率（约80公里）并将磁场拓扑改为弱双极设置，Xia等人（2017）证明雨确实可以显示清晰的瑞利-泰勒驱动的变形，使雨从较弱的磁场区域向下偏转，最终团块跟随场线。

爆发日珥

虽然迄今为止讨论的所有模型都极大地促进了我们对日珥和雨团如何形成的理解，但它们都侧重于冷凝演化期间保持准稳态的磁场拓扑。同时，最壮观的日珥视图是在爆发期间获得的。

在Linker等人（2001）中，提出了一个二维轴对称模拟，其中日珥通过头盔状流线器内的浮升形成。在Zhao等人（2017）中，一个从色球层到高日冕的笛卡尔二维模拟跟踪了当初始线性无力弧拱通过在其底部施加会聚运动变形为（爆发的）通量绳时发生的情况。随着通量绳的形成，它提升了色球层物质，这些原本的色球层物质作为成熟的日珥被困在爆发的通量绳中。

Zhao和Keppens（2022）的一项相关研究引入了一种新颖的“等离子体团供给的日珥形成”（PF2）方案，该方案主动依赖等离子体团介导的动力学使日珥出现并爆发。PF2模型的主要方面是其爆发的日珥固有的线程化和精细结构化性质，其中重联、撕裂和热不稳定的细节全部相互作用。

其他拓扑和冷凝形成途径

大多数讨论的模型考虑了传统的弧拱或通量绳演化，它们代表了两端锚定在光球层的闭合场拓扑。触发冷凝形成的主要物理过程（加热和冷却在日冕特定辐射损失规定下的微妙相互作用）在某种程度上与磁场拓扑无关：局部失控形成也可能发生在开放场区域。

在这种情况下，Schlenker等人（2021）的二维轴对称研究已经在流线器和太阳风设置中实现了TNE循环和相关的雨，其中闭合头盔结构内TI/TC冷凝形成的（湍流）后果也可以在其尖端之外被追踪到。

Mason等人（2019）观测确定，在寄生双极子 within 一个单极区域的典型脊柱-扇拓扑中，出现了有趣的热力学演化。这表明，在这种设置中，交换重联和热非平衡（具有基本的TI过程）都应该在起作用。

Kohutova等人（2019）观测表明，重联本身可以触发TI冷凝。这支持了新兴的观点，即TI可以在日冕中的任何地方发展，只要某种触发机制使该区域进入局部失控条件。

耀斑后雨

如我们在 introductory 第1节中提到的，多相动力学的一个相当壮观的证明是在与太阳耀斑相关的过程中目睹的。Mason和Kniezewski（2022）分析了241个耀斑， thereby 发现了GOES耀斑级别（即释放的能量）与耀斑后雨事件的持续时间之间的正相关关系。

这种耀斑后雨对建模者提出了特定背景的挑战，其中基于重联的能量释放导致数百万度的等离子体最终转变为色球层冷凝物，有时耀斑后雨从脉冲相峰值开始就被观测到。在Reep等人（2020）中，包含非平衡电离效应、热传导并考虑环面积膨胀的束流注入耀斑环的一维流体动力学模型提供了一个相当否定的答案：在耀斑环系统的典型参数下不可能产生雨冷凝。

一维辐射流体模型的一个新成分是纳入时空变化的元素丰度。Benavitz等人（2025）表明，这个成分足以在脉冲加热或耀斑环中引起雨冷凝。

虽然这些一维模型专注于伴随色球层到日冕条件的更先进的物理成分，但出现了各种多维MHD模型，它们确实由于热不稳定性产生了耀斑后雨。通过跟踪一个标准二维耀斑模型（涉及初始垂直电流片）从耀斑前，经过脉冲相到渐变相，Ruan等人（2021）显示耀斑后雨出现在两个连续的阶段。一个有趣的多维发现是，相邻环上的日冕雨形成可能导致热的、明亮的环（如在EUV中可见）暂时从视野中消失，直到这些环重新填充。

Sen等人（2024）提出了耀斑后雨的另一个二维实现，其中初始非力平衡配置发展出多个（同源）爆发的磁通量绳，最终稳定到一个爆发后的配置。纯粹日冕模型产生了耀斑后雨，没有色球蒸发的任何作用。

最近，Ruan等人（2024）的全三维MHD模型将耀斑后雨的建模推进到全三维MHD模型，该模型跟踪标准耀斑从开始到衰减的过程，产生的耀斑后雨与观测到的对应物密切匹配。在标准耀斑设置中，垂直电流片与异常电阻率规定相结合，触发重联并实现耀斑环的形成。

超越太阳的冷凝物

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