高宇航 田暉，2 郭明哲 李波

(1 北京大學(xué)地球與空間科學(xué)學(xué)院 北京 100871)

(2 中國科學(xué)院國家天文臺 北京 100101)

(3 山東大學(xué)空間科學(xué)研究院山東省光學(xué)天文與日地空間環(huán)境重點(diǎn)實驗室 威海 264209)

1 引言

日冕中磁雷諾數(shù)遠(yuǎn)大于1， 滿足磁凍結(jié)條件， 等離子體會被凍結(jié)在磁力線上而形成高密度的環(huán)狀結(jié)構(gòu)， 稱為冕環(huán)(coronal loop). 冕環(huán)是日冕的主要組成部分. 在極紫外(extreme ultraviolet， EUV)波段的圖像中， 單個冕環(huán)的典型壽命約為幾個小時.一般把整個冕環(huán)的曲率半徑稱為大半徑， 為幾十到幾百兆米(Mm); 把冕環(huán)橫截面的半徑稱為小半徑， 約為1 Mm[1]. 可以看到， 冕環(huán)的小半徑已經(jīng)接近目前空間極紫外望遠(yuǎn)鏡的分辨率極限， 比如搭載在太陽動力學(xué)天文臺(Solar Dynamics Observatory， SDO)上的大氣成像儀(Atmospheric Imaging Assembly， AIA)的分辨率約為1 Mm. 一些學(xué)者基于數(shù)值模型提出(如文獻(xiàn)[2-4])， 冕環(huán)可能由半徑約為幾十千米的細(xì)絲組成， 目前的儀器水平限制了我們對這些模型的檢驗. 冕環(huán)是日冕中磁流體力學(xué)(magnetohydrodynamics， MHD)波的重要載體.目前已經(jīng)在冕環(huán)中發(fā)現(xiàn)了多種模式的MHD波， 包括橫向扭曲波、臘腸波、縱向的慢波等[1，5-8].

冕環(huán)中扭曲波的駐波稱為扭曲振蕩， 分為衰減振蕩和無衰減振蕩兩種. 衰減振蕩從1999年開始在EUV波段中被大量觀測到[9-10]. 這種振蕩由外部能量釋放事件如耀斑、日冕物質(zhì)拋射(Coronal Mass Ejection， CME)等所激發(fā)， 振幅開始為幾兆米， 之后隨時間推移而很快衰減， 通常短于6個周期; 振幅的衰減可能與共振吸收、開爾文-亥姆霍茲不穩(wěn)定性(Kelvin-Helmholtz Instability，KHI)等過程有關(guān).關(guān)于衰減振蕩目前已經(jīng)積累了大量的研究文獻(xiàn)， 可以參考綜述文獻(xiàn)[1]和[6]的相關(guān)部分. 無衰減振蕩在2012年由Wang等[11]和Tian等[12]分別通過成像和光譜觀測首次發(fā)現(xiàn)， 其特征是在振蕩的多個周期內(nèi)具有相近的、無衰減的振幅. 自發(fā)現(xiàn)以來， 這種振蕩現(xiàn)象已經(jīng)得到了廣泛的關(guān)注， 并已證明在冕環(huán)中普遍存在.

目前關(guān)于無衰減振蕩的數(shù)值模擬研究主要集中在兩個方面， 分別是對其觀測性質(zhì)的解釋和對其加熱功效的討論. 此外， 由于無衰減振蕩普遍存在，因此具有較高的冕震學(xué)(或磁震學(xué))應(yīng)用潛力， 可以讓我們獲得冕環(huán)及其附近的溫度、磁場、密度等信息. 在本綜述中， 我們對無衰減振蕩的觀測性質(zhì)、理論和數(shù)值模擬研究結(jié)果以及冕震學(xué)應(yīng)用等方面的進(jìn)展進(jìn)行了總結(jié)與介紹.

2 觀測結(jié)果

Wang等[11]利用SDO/AIA和日地關(guān)系觀測臺(Solar TErrestrial RElations Observatory， STEREO)的成像數(shù)據(jù)， 對2011年3月8日的一次冕環(huán)振蕩事件進(jìn)行了分析. 他們通過在冕環(huán)頂部取切片(cut)繪制時間-距離圖， 首次在冕環(huán)中檢測到了振幅沒有衰減的橫向扭曲振蕩， 如圖1所示. 作者經(jīng)過分析， 發(fā)現(xiàn)這些振蕩由CME觸發(fā)， 持續(xù)多個周期，甚至振幅有增長.

圖1 左: 在AIA 171 ?A圖像中對振蕩冕環(huán)做時間-距離圖的結(jié)果. 右: 從AIA 171 ?A圖像中估計的冕環(huán)的位移(黑線)、峰值輻射強(qiáng)度(紅線)以及冕環(huán)寬度(綠線)的無衰減振蕩. 圖片來自文獻(xiàn)[11].Fig.1 Left: time-distance diagram for an oscillating loop observed in AIA 171 ?A. Right: decayless oscillations of the loop displacement (black line)， peak flux (red line) and loop width (green line) estimated from the AIA 171 ?A images. This figure is from Ref. [11].

幾乎與此同時， Tian等[12]利用日出(Hinode)衛(wèi)星上極紫外成像光譜儀(EUV Imaging Spectrometer， EIS)的觀測數(shù)據(jù)， 發(fā)現(xiàn)了寧靜冕環(huán)中普遍存在小振幅多普勒頻移振蕩， 并且明確指出這種振蕩在整個觀測期間(幾個小時內(nèi))都無衰減， 振幅為1-2 km·s-1， 周期主要集中在3-6 min， 如圖2所示.這些持續(xù)存在的小振幅振蕩與爆發(fā)性事件如耀斑、CME等都沒有明顯的相關(guān)性. 部分振蕩事件中同時可探測到輻射強(qiáng)度的小幅振蕩， 強(qiáng)度振幅約為2%， 且其與多普勒振蕩有π/2的相差. 這種相位差通常被解釋為慢駐波信號[13-14]， 但是觀測到的相速度遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于典型日冕溫度下的聲速， 因此慢駐波無法解釋這一觀測. 結(jié)合光譜儀狹縫平行于冕環(huán)頂部這一事實， 他們提出， 強(qiáng)度的振蕩是因為振蕩的冕環(huán)周期性地進(jìn)入和離開狹縫所對準(zhǔn)的位置而導(dǎo)致， 即狹縫在不同時刻會對準(zhǔn)冕環(huán)橫截面的不同位置， 而不同位置的密度及輻射強(qiáng)度不一樣. 在這種情況下， 他們證明了橫向振蕩會同慢駐波一樣導(dǎo)致π/2的相位差. 此外， 他們還發(fā)現(xiàn)一些日冕亮點(diǎn)中也存在無衰減振蕩.

圖2 冕環(huán)在4條日冕輻射線上的多普勒頻移振蕩. Y軸大致沿著冕環(huán)頂部的方向. 圖片來自文獻(xiàn)[12].Fig.2 Oscillations of coronal loops seen in Doppler shift of four coronal emission lines. The Y-axis is roughly aligned with the coronal loop. This figure is from Ref. [12].

Nistic`o等[15]對耀斑前后活動區(qū)冕環(huán)的振蕩進(jìn)行了研究， 觀測到衰減振蕩和無衰減振蕩的共同存在. 衰減振蕩出現(xiàn)于耀斑發(fā)生之后， 明顯為耀斑及其所伴隨的CME所激發(fā)， 之后振幅以指數(shù)形式衰減; 而無衰減振蕩則在耀斑發(fā)生前后都存在， 說明其觸發(fā)與耀斑、CME等劇烈能量釋放事件無直接關(guān)系. 作者將后者命名為無衰減的橫向振蕩(decayless transverse oscillations)， 簡稱無衰減振蕩(decayless oscillations). 這類振蕩的觀測特征與Tian等[12]發(fā)現(xiàn)的持續(xù)存在的多普勒頻移振蕩的特征完全吻合. 盡管是由CME觸發(fā)的， Wang等[11]從成像數(shù)據(jù)中觀測到的冕環(huán)振蕩通常也被歸類為無衰減振蕩.

Anfinogentov等[16]對無衰減振蕩進(jìn)行了統(tǒng)計研究. 他們利用SDO/AIA的171 ?A波段分析了2013年1月的21個活動區(qū)， 對每個活動區(qū)觀測6 h， 并在活動區(qū)的冕環(huán)上選取5-10個位置， 引入垂直于冕環(huán)的狹縫(slit)， 對每個狹縫繪制時間-距離圖， 在其中用肉眼檢查了振蕩是否存在， 測量振蕩周期、振幅以及冕環(huán)的長度. 他們發(fā)現(xiàn)， 低振幅的無衰減振蕩在所研究的大部分活動區(qū)中都存在; 位移振幅為0.05-0.5 Mm， 平均振幅為0.17 Mm; 振蕩周期為1.5-10 min， 平均周期為251 s. 一個重要統(tǒng)計結(jié)果是發(fā)現(xiàn)了振蕩周期與冕環(huán)長度的線性相關(guān)性， 如圖3所示. 對于衰減振蕩也發(fā)現(xiàn)了類似的相關(guān)性[17-18]. 這有力支持了把無衰減振蕩視為扭曲駐波的解釋. 因為對于扭曲駐波， 周期P與冕環(huán)長度L滿足P～2L/Ck， 其中Ck表示扭曲波速度(kink speed)， 在不同冕環(huán)中變化不大， 從而有P ∝L.

圖3 振蕩周期與冕環(huán)長度的關(guān)系， 每個點(diǎn)對應(yīng)統(tǒng)計中的一個振蕩事件. 線性擬合用實線表示. 圖片來自文獻(xiàn)[16].Fig.3 Dependence of the oscillation periods on the loop lengths. Every filled circle corresponds to an oscillation event. The linear fit is shown by the solid line. This figure is from Ref. [16].

Nakariakov等[19]利用文獻(xiàn)[16]中給出的數(shù)據(jù)，繪制了振幅與周期及冕環(huán)長度的關(guān)系， 發(fā)現(xiàn)位移振幅與冕環(huán)長度、振蕩周期都有正相關(guān)關(guān)系， 而速度振幅與冕環(huán)長度和振蕩周期沒有明顯相關(guān)性， 如圖4所示.

圖4 振蕩參量與冕環(huán)參量之間的關(guān)系. 左上: 位移振幅與冕環(huán)長度. 右上: 速度振幅與冕環(huán)長度. 左下: 位移振幅與振蕩周期. 右下: 速度振幅與振蕩周期. 圖片來自文獻(xiàn)[19].Fig.4 Relations of oscillation parameters and oscillating loop parameters. Top left: displacement amplitude vs. loop length. Top right: velocity amplitude vs. loop length. Bottom left: displacement amplitude vs. oscillation period. Bottom right: velocity amplitude vs. oscillation period. This figure is from Ref. [19].

Anfinogentov等[16]還發(fā)現(xiàn)了兩個值得注意的結(jié)論: 其一是同一冕環(huán)在不同位置上的振蕩是同相位的， 而且振蕩只在接近環(huán)頂?shù)膮^(qū)域才能被識別，這說明振蕩對應(yīng)于基波. 這進(jìn)一步印證了他們之前的研究工作[20]. 其二是觀測到的冕環(huán)都顯示在平行方向振蕩， 或者說振蕩是平行偏振的(horizontally polarized)， 即在垂直于冕環(huán)所在平面的方向上振蕩; 而垂直于太陽表面或沿冕環(huán)平面內(nèi)的橫向振蕩(即垂直方向或垂直偏振的振蕩)則沒有被觀測到. 冕環(huán)橫向扭曲振蕩的偏振性質(zhì)最早由Wang等[21]注意到， 他們首先發(fā)現(xiàn)了冕環(huán)在垂直太陽表面方向上橫向振蕩的證據(jù)， 隨后Wang等[22]進(jìn)一步討論了在投影效應(yīng)的干擾下區(qū)分平行方向和垂直方向振蕩的方法. 盡管Anfinogentov等[16]發(fā)現(xiàn)無衰減振蕩以平行方向為主， 但是仍有研究發(fā)現(xiàn)了垂直于太陽表面的情況[23]. 還有一些更早的工作[24-25]可能也在垂直方向上觀測到了衰減不明顯的振蕩， 但是這些振蕩要么與沿著冕環(huán)的冷等離子體流動有關(guān)， 要么是由耀斑/CME驅(qū)動的大振幅振蕩， 因而與人們現(xiàn)在對無衰減振蕩的定義不同.

近年關(guān)于無衰減振蕩的一個重要觀測結(jié)果是Duckenfield等[26]對振蕩二次諧波的發(fā)現(xiàn). Duckenfield等[26]首先用多尺度高斯歸一化(Multiscale Gaussian Normalization， MGN)方法[27]對AIA的171 ?A波段中觀測到的冕環(huán)進(jìn)行了圖像增強(qiáng)(見圖5左圖)， 接著通過一種運(yùn)動放大算法(motion magnification algorithm)[28]增大了冕環(huán)的橫向位移振蕩信號; 然后他們以冕環(huán)頂點(diǎn)為中心， 均勻選取了冕環(huán)上的50個狹縫(見圖5左圖)， 分析每個狹縫位置上的橫向振蕩， 以狹縫編號和周期為參量繪制了無衰減振蕩的功率譜， 發(fā)現(xiàn)振蕩周期在10.3 min和7.4 min處有兩個峰值. 前者對應(yīng)狹縫63 (在冕環(huán)頂點(diǎn)附近)， 后者對應(yīng)狹縫43與74 (分別在頂點(diǎn)兩側(cè)的冕環(huán)兩“腿”上)， 如圖5右圖所示.這說明， 無衰減振蕩至少具有兩個諧波分量， 分別是: 長周期的基波， 在環(huán)頂點(diǎn)附近有最大振幅; 短周期的二次諧波， 在冕環(huán)兩“腿”上各有一個振幅最大處. 進(jìn)一步的分析還表明， 長周期的諧波在整個冕環(huán)長度范圍內(nèi)是同相位的， 短周期的諧波在冕環(huán)頂點(diǎn)兩側(cè)則是反相位的， 這也符合基波和二次諧波的特征. 對于衰減振蕩， 這種高次諧波分量很早就得到了觀測[29-31]， 并且隨即涌現(xiàn)出了大量基于不同次諧波周期比的冕震學(xué)工作[32-36]. 相比之下， 由于振幅過小， 對無衰減振蕩高次諧波的觀測要更為困難(目前還只有圖5展示的這一個觀測事件); 但是可以預(yù)見， 其在冕震學(xué)上將有著與衰減振蕩同樣的應(yīng)用潛力. 我們將在第4節(jié)簡述Duckenfield等[26]在該方面作出的一個簡單嘗試.

圖5 左: 冕環(huán)在SDO/AIA 171 ?A波段上的圖像， 使用MGN方法對圖像進(jìn)行了增強(qiáng). 右: 每個狹縫的傅里葉功率譜隨周期和狹縫編號的二維分布.圖片來自文獻(xiàn)[26].Fig.5 Left: SDO/AIA 171 ?A image of a coronal loop， which has been enhanced using the MGN method. Right: two-dimensional distribution of Fourier spectral power. This figure is from Ref. [26].

最后， 我們將目前冕環(huán)無衰減振蕩的觀測性質(zhì)總結(jié)如下: (1)振幅在觀測時間范圍內(nèi)顯示出無衰減特性; (2)在冕環(huán)中普遍存在， 通常與可見的耀斑或CME等爆發(fā)事件沒有直接聯(lián)系(不過， 仍有部分研究關(guān)注了耀斑相關(guān)的無衰減振蕩[37-38]); (3)位移振幅為0.05-0.5 Mm， 速度振幅約為1-2 km·s-1，明顯小于衰減振蕩(衰減振蕩的位移振幅在1-10 Mm， 速度振幅通常在10 km·s-1以上); (4)振蕩周期為1.5-10 min， 振蕩周期隨冕環(huán)長度增加而增加; (5)位移振幅與冕環(huán)長度及周期顯示正相關(guān)，速度振幅與冕環(huán)長度及周期無相關(guān)性; (6)振蕩主要在水平方向上(垂直于冕環(huán)所在平面)， 但也存在垂直于太陽表面方向上振蕩的情況; (7)大多數(shù)振蕩具有準(zhǔn)單色性(quasi-monochromatic)， 基波振蕩最容易觀測到， 同時也發(fā)現(xiàn)了高次諧波的存在. 其中性質(zhì)(1)-(3)展示了無衰減振蕩與衰減振蕩的主要區(qū)別， 而性質(zhì)(4)-(7)則在衰減振蕩的觀測中也有所反映[17-18].

3 模型與解釋

自無衰減振蕩被發(fā)現(xiàn)以來， 人們就一直對其觀測性質(zhì)及產(chǎn)生機(jī)制非常關(guān)注. 本節(jié)我們將介紹無衰減振蕩的理論和數(shù)值模擬方面的研究進(jìn)展.

3.1 主流解釋

對無衰減振蕩主流的解釋是從下述方程出發(fā)[15-16， 19， 39]:

其中ξ表示振蕩冕環(huán)的位移;γ表示振蕩的阻尼， 通常由共振吸收等機(jī)制[40-41]提供; Ωk表示扭曲振蕩的固有頻率;f(t)表示驅(qū)動項， 根據(jù)不同的驅(qū)動機(jī)制將選為不同的形式. 根據(jù)f(t)的不同， 可以把這種主流解釋的模型分為3種， 分別是簡諧驅(qū)動模型、自振蕩(self-oscillatory)模型和隨機(jī)驅(qū)動模型.

3.1.1 簡諧驅(qū)動模型

簡諧驅(qū)動模型中，f(t)取為簡諧形式. Nistic`o等[15]把無衰減振蕩和衰減振蕩放在一起建模， 把驅(qū)動力取為:

其中a0e-iωt表示驅(qū)動無衰減振蕩的簡諧作用，a0表示簡諧作用的幅度，ω表示簡諧作用的頻率;a1δ(t-t0)則表示驅(qū)動衰減振蕩的能量爆發(fā)事件，a1表示爆發(fā)事件的強(qiáng)度，t0為爆發(fā)事件發(fā)生的時間. 他們利用這一模型繪制出的冕環(huán)頂點(diǎn)位移隨時間變化的曲線與觀測較為吻合. 但是， 這種模型存在著不少問題. 比如， 圖3反映了振蕩周期與由基波主導(dǎo)的冕環(huán)固有頻率相一致， 但是Ballai等[39]認(rèn)為簡諧驅(qū)動下的振蕩周期將與驅(qū)動力的周期相對應(yīng)， 而事實上后者不可能總是接近冕環(huán)的固有頻率， 所以圖3的結(jié)果實際上不支持這種模型. 類似的，Nakariakov等[19]也指出，簡諧驅(qū)動模型下，振蕩振幅與周期的關(guān)系應(yīng)該有一個明顯的峰值， 峰值對應(yīng)于和簡諧驅(qū)動力頻率ω相等的共振頻率. 然而從圖4中可以看到， 位移和速度振幅與周期的關(guān)系圖中都不存在這種峰值. 此外， 一些觀點(diǎn)認(rèn)為， 簡諧驅(qū)動力可以與太陽黑子的3-5 min振蕩聯(lián)系起來; 但是統(tǒng)計研究表明， 無衰減振蕩與活動區(qū)中太陽黑子的存在與否沒有明顯相關(guān)性[16].

盡管簡諧驅(qū)動模型存在上述困難， 但是其優(yōu)點(diǎn)在于模型比較簡單， 也可以比較好地再現(xiàn)振蕩的無衰減特性. 所以， 在對無衰減振蕩的三維MHD模擬工作中， 這種模型還是得到了比較廣泛的應(yīng)用[42-45]; 這些模擬工作的重心往往在于KHI的發(fā)展與冕環(huán)的加熱效率等方面， 并未特別關(guān)注模型能否很好地再現(xiàn)所有的觀測特征. 在這些模型中， 往往于冕環(huán)足點(diǎn)處引入一個簡諧振蕩的速度邊界條件， 即

其中v0為常量. 這本質(zhì)上還是提供一個簡諧形式的驅(qū)動力.

一般來說， 簡諧驅(qū)動模型中在冕環(huán)足點(diǎn)引入的簡諧力都是水平方向的， 即平行于太陽表面. 不過也有一些理論和數(shù)值模型[46-47]嘗試采用垂直方向簡諧振蕩的驅(qū)動力來解釋無衰減振蕩.

3.1.2 自振蕩模型

第2種模型稱為自振蕩模型， 由Nakariakov等[19]提出. 可以用傳送帶-彈簧模型來對這種模型進(jìn)行說明， 見圖6. 圖中重物的振蕩對應(yīng)于冕環(huán)的扭曲振蕩， 彈簧和傳送帶都會給重物提供阻尼: 彈簧的阻尼對應(yīng)的是扭曲振蕩自身由于共振吸收等效應(yīng)導(dǎo)致的阻尼; 傳送帶提供的阻尼對應(yīng)于驅(qū)動項f(t)， 與相對速度有關(guān)， 可以表示為F(v0-dξ/dt).從而我們可以把(1)式寫為:

圖6 自振蕩模型的示意圖， 圖片來自文獻(xiàn)[19].Fig.6 Sketch of the self-oscillatory model. This figure is from Ref. [19].

對F進(jìn)行泰勒展開， 即得到瑞利振子方程(Rayleigh Oscillator Equation)

在這種模型中， 無衰減振蕩由有效負(fù)阻尼引起的自振蕩過程導(dǎo)致. 能量的來源是一種外部的準(zhǔn)穩(wěn)定流， 在傳送帶-彈簧模型中， 對應(yīng)的是具有穩(wěn)定速度v0的傳送帶; 在實際情形中， 這種準(zhǔn)穩(wěn)定流可能由冕環(huán)足點(diǎn)處的超米粒運(yùn)動提供(如圖6所示)，也可能由CME產(chǎn)生. Wang等[11]在振蕩冕環(huán)足點(diǎn)附近發(fā)現(xiàn)的暗化區(qū)域暗示了這種由CME爆發(fā)誘發(fā)的強(qiáng)外流(參見文獻(xiàn)[50-51])的存在， 這種流動引起的自振蕩過程或許可以解釋他們觀測到的無衰減振蕩(如圖1所示).

Nakariakov等[19]提出這一機(jī)制時， 所給出的只是一個僅與時間有關(guān)的半經(jīng)驗?zāi)Ｐ停?也無法解釋之后觀測發(fā)現(xiàn)的高次諧波. Karampelas等[52]基于這種模型進(jìn)行了三維MHD模擬， 并且考慮了垂直方向上的重力分層效應(yīng). 他們在冕環(huán)足點(diǎn)附近引入了一個緩慢變化的準(zhǔn)穩(wěn)定流， 以此模擬光球上的超米粒運(yùn)動， 得到了圖7所示的結(jié)果. 在左圖中， 可以看到在約38 min時， 有一個周期P～161 s的振蕩開始產(chǎn)生. 右邊的功率譜密度(Power Spectral Density，PSD)圖中， 可以在頻率(縱坐標(biāo))為1P-1處看到一個明顯的峰值， 對應(yīng)的是扭曲模的基波. 除了主要峰值之外， 還可以在其上方看到一個較弱的額外峰值， 對應(yīng)于二次諧波. 二次諧波與基波的頻率比大約為1.7-1.8， 與文獻(xiàn)[26]中約1.4的觀測結(jié)果相近.研究還表明， 自振蕩的激發(fā)需要時間尺度在1 h量級的準(zhǔn)穩(wěn)定流. 需要指出， 這一模擬工作仍然只是從概念上證明了自振蕩模型在三維MHD模擬中可以產(chǎn)生無衰減振蕩以及高次諧波. 模擬的結(jié)果與觀測不能很好地吻合(見圖7左圖)， 得到振幅也只是典型觀測值(約0.1 Mm)的1/10.

圖7 左: 模擬中由穩(wěn)定背景流激發(fā)的冕環(huán)頂點(diǎn)的橫向位移. 右: 橫向位移的功率譜密度隨z軸位置和頻率的分布. 模擬中冕環(huán)被建模為磁通量管， 冕環(huán)的兩足點(diǎn)分別位于z = ±100 Mm處， 冕環(huán)頂點(diǎn)對應(yīng)z = 0. 圖片來自文獻(xiàn)[52].Fig.7 Left: transverse displacement of the loop apex excited by a steady background flow in the simulation. Right: power spectral density of the transverse displacement as a function of z position and frequency. The loop is modeled as a magnetic flux tube in the simulation. The loop footpoints are placed at positions z = ±100 Mm， while z = 0 is the location of the loop apex.This figure is from Ref. [52].

Karampelas等[53]于2021年又進(jìn)一步利用三維MHD模擬研究了日冕中渦旋脫落(vortex shedding)過程[54-56]導(dǎo)致無衰減振蕩的機(jī)制. 這種機(jī)制認(rèn)為， 來自日冕中強(qiáng)背景流的渦旋脫落會對冕環(huán)產(chǎn)生周期性的“推動”作用， 進(jìn)而維持冕環(huán)的振蕩.由于被激發(fā)的振蕩頻率同時取決于強(qiáng)背景流的速度和冕環(huán)的性質(zhì)， 而且背景流是恒定的而非周期性的， 所以這種機(jī)制也被視為自振蕩模型. 在他們的模擬結(jié)果中， 無衰減振蕩得到了激發(fā)， 并且也可以看到高次諧波的存在. 不過， 此工作仍然只是提供了一個通過渦旋脫落維持無衰減振蕩的概念性證明， 要與觀測進(jìn)行比較還需要在模型中進(jìn)一步考慮重力分層效應(yīng)、實際的背景流剖面等因素.

3.1.3 隨機(jī)驅(qū)動模型

在隨機(jī)驅(qū)動模型中， (1)式中的f(t)將取為隨機(jī)函數(shù)R(t). 這種機(jī)制由Anfinogentov等[16]提出， 并且把隨機(jī)驅(qū)動力與冕環(huán)足點(diǎn)處的米粒隨機(jī)運(yùn)動聯(lián)系了起來. Nakariakov等[19]也討論了這種模型， 但是認(rèn)為此情況下振蕩相位和振幅均呈現(xiàn)間歇性的不規(guī)則變化， 與大部分觀測情況不符. 不過Nistic`o等[57]在觀測中有發(fā)現(xiàn)過這種不規(guī)則的振蕩特征.

Afanasyev等[58]建立了一種新的隨機(jī)驅(qū)動模型， 并且在解釋無衰減振蕩觀測性質(zhì)方面取得了不錯的結(jié)果. 在他們的模型中， 考慮了垂直方向的重力分層， 扭曲波速度會沿冕環(huán)變化. 在冕環(huán)的兩個足點(diǎn)處， 他們輸入了色噪聲(coloured noise)信號，對應(yīng)冪律譜指數(shù)為1.66的隨機(jī)足點(diǎn)運(yùn)動. 這種冪律譜被磁亮點(diǎn)動力學(xué)性質(zhì)的觀測[59-60]所支持. 圖8展示了足點(diǎn)處的輸入信號以及模擬結(jié)果， 可以看到作為諧振器(resonator)的冕環(huán)中振蕩本征模的激發(fā)， 而且二次諧波與基波的頻率比值約為1.7， 與文獻(xiàn)[26]中得到的觀測值1.4相近. 圖8的右下圖展示了模擬得到的冕環(huán)頂點(diǎn)處的位移情況， 振蕩的振幅在多個周期內(nèi)表現(xiàn)出無衰減的特性; 雖然從中仍然可以看出一些小尺度的間歇性特征， 但是研究者認(rèn)為在AIA的分辨率下這些特征很可能是無法分辨的， 因此結(jié)果可以與AIA的極紫外觀測相吻合.

圖8 左上: 作為輸入信號的冕環(huán)足點(diǎn)處的位移. 右上: 冕環(huán)足點(diǎn)位移的功率譜密度， 橙色線顯示了指數(shù)為1.66的功率譜冪律衰減. 左下: 冕環(huán)位移的功率譜密度. 右下: 冕環(huán)頂點(diǎn)的位移. 圖中橫坐標(biāo)t表示模擬開始后的時間， x表示沿冕環(huán)的距離， 均以歸一化單位表示. 圖片來自文獻(xiàn)[58].Fig.8 Top left: loop footpoint displacement as an input signal. Top right: power spectral density of the loop footpoint displacement. The orange line shows the spectral power-law fall-offwith an index of 1.66. Bottom left: power spectral density of displacements of the loop. Bottom right: displacement of the loop apex. In the figure， t is the time after the start of the simulation， while x is the distance along the loop. They are both shown in the normalised units. This figure is from Ref. [58].

Afanasyev等[58]給出的隨機(jī)驅(qū)動模型可以再現(xiàn)無衰減振蕩的多個觀測性質(zhì). 因為激發(fā)的振蕩周期由冕環(huán)長度和扭曲波速度決定， 所以周期與冕環(huán)長度之間自然應(yīng)當(dāng)具有相關(guān)性. 模擬中速度振幅完全由足點(diǎn)處的隨機(jī)噪聲導(dǎo)致， 所以速度振幅與冕環(huán)長度及周期無關(guān). 模擬得到的PSD分布(圖8左下)可以說明振蕩的準(zhǔn)單色性、高次諧波的出現(xiàn)以及非整數(shù)的諧波頻率比值. 此外， 在自振蕩模型中， 輸入能量的外部流動(如超米粒運(yùn)動)其特征時間尺度遠(yuǎn)遠(yuǎn)長于無衰減振蕩的觀測周期; 而此模型中足點(diǎn)隨機(jī)運(yùn)動的特征時間尺度(與米粒運(yùn)動有關(guān))則是與觀測周期相近的. Afanasyev等[58]提出的隨機(jī)驅(qū)動模型具有相當(dāng)?shù)臐摿Γ?但還有待于在三維MHD模擬中加以進(jìn)一步的檢驗. 最近， Ruderman等[61]在Afanasyev等[58]工作的基礎(chǔ)上， 把冕環(huán)建模為具有一個過渡層(transitional layer)的磁通量管，解析推導(dǎo)了穩(wěn)定隨機(jī)函數(shù)驅(qū)動下的諧波控制方程與功率譜， 討論了諧波頻率比、半高峰寬和過渡層厚度之間的關(guān)系.

1.4 統(tǒng)計公式 各處理均在培養(yǎng)45 d后統(tǒng)計結(jié)果，記錄誘導(dǎo)率、出芽情況、芽增殖倍數(shù)及生長狀況。誘導(dǎo)率=[形成愈傷組織的莖段數(shù)/(接種總的莖段數(shù)-污染數(shù))]×100%；芽增殖倍數(shù)=(增殖后芽總數(shù)/增殖前芽個數(shù))×100%。

3.2 KHI渦旋模型

Antolin等[62]把無衰減振蕩建模為由共振吸收過程增強(qiáng)的KHI渦旋， 或稱為橫波導(dǎo)致的開爾文-亥姆霍茲滾流(Transverse Wave Induced Kelvin-Helmholtz rolls， TWIKH rolls). 他們的工作把三維MHD模擬與正演建模(forward modeling)結(jié)合起來， 可以在當(dāng)前空間分辨率下得到與觀測類似的小振幅振蕩. 這種振蕩是KHI產(chǎn)生的周期性增亮與KHI渦旋的相關(guān)運(yùn)動共同導(dǎo)致的結(jié)果. KHI渦旋由與扭曲振蕩共振耦合的角向Alfv′en波產(chǎn)生， 而這種Alfv′en波相對于扭曲模具有較低的阻尼， 從而使振蕩在一定時間內(nèi)顯現(xiàn)出無衰減特性. 這種模型得到的位移振幅及周期與觀測一致， 也可以解釋觀測發(fā)現(xiàn)的輻射強(qiáng)度的周期性變化[12]. 但是， 模型中沒有額外的能量輸入， 本質(zhì)上是認(rèn)為KHI渦旋可以延長振蕩的阻尼時間， 所以振蕩最終還是會衰減， 這與觀測不符(例如文獻(xiàn)[11]發(fā)現(xiàn)， 振蕩振幅甚至可能在一些時間間隔內(nèi)增大).

如果在這一模型的基礎(chǔ)上引入外部能量源(即驅(qū)動機(jī)制)， 就有希望解決上面的問題. Guo等[44]考慮了3種不同驅(qū)動機(jī)制的KHI渦旋模型，分別是: (1)扭曲模驅(qū)動: 對應(yīng)冕環(huán)足點(diǎn)在特定方向上的簡諧運(yùn)動， 即主流解釋中的簡諧驅(qū)動模型; (2)由Alfv′en模驅(qū)動: 對應(yīng)冕環(huán)足點(diǎn)的渦旋運(yùn)動; (3)混合驅(qū)動: 即把前兩種足點(diǎn)運(yùn)動模式混合起來， 對應(yīng)的是隨機(jī)驅(qū)動模型. 模擬發(fā)現(xiàn)， 扭曲模驅(qū)動和混合驅(qū)動這兩種機(jī)制都可以再現(xiàn)無衰減振蕩的觀測結(jié)果; 而在混合驅(qū)動下， 可以誘發(fā)更多的湍流結(jié)構(gòu)， 帶來更強(qiáng)的加熱效應(yīng). 圖9展示了混合驅(qū)動的情況: 左邊的強(qiáng)度圖中可以看到與觀測(參見圖1左圖)類似的無衰減振蕩圖樣; 右邊的多普勒速度圖中可以看到明顯的湍流， 分辨率降低之后的圖像(右下)則可以與圖2給出的觀測結(jié)果進(jìn)行比較.

圖9 混合驅(qū)動情況下的171 ?A波段上的冕環(huán)頂部的正演結(jié)果. 左: 歸一化輻射強(qiáng)度的時間-距離圖. 右: 多普勒速度的時間-距離圖. 上圖為完整數(shù)值分辨率下的圖像， 下圖為把分辨率降低到與AIA相近后的圖像. 圖片來自文獻(xiàn)[44].Fig.9 Forward-modeling results for the mixed driver in the 171 ?A line at the loop apex. Left: time-distance maps of the normalised intensities. Right: time-distance maps of the Doppler velocity. The upper panels are obtained with the full numerical resolution and the lower panels are obtained with a degraded resolution comparable to AIA. This figure is from Ref. [44].

目前對無衰減振蕩的三維MHD模擬工作多數(shù)都是基于簡諧驅(qū)動和KHI渦旋模型. 這些工作通常更關(guān)注KHI的發(fā)展、冕環(huán)對足點(diǎn)驅(qū)動力的響應(yīng)、振蕩對日冕加熱的貢獻(xiàn)等問題. Karampelas等[43]研究了無衰減振蕩的振幅與冕環(huán)足點(diǎn)處簡諧驅(qū)動力振蕩強(qiáng)度的關(guān)系， 發(fā)現(xiàn)兩者之間相關(guān)性較弱， 也難以建立輸入能量通量與位移振幅之間關(guān)系. Howson等[63]研究了在振蕩的冕環(huán)中， 電阻率和粘性對KHI產(chǎn)生和發(fā)展的影響， 發(fā)現(xiàn)更大的電阻率和粘性會抑制KHI的發(fā)展. Afanasyev等[64]研究了振蕩冕環(huán)對其外部激發(fā)源的共振響應(yīng)、考慮重力分層后不同高度上的KHI發(fā)展， 進(jìn)而討論了振蕩引起的等離子體加熱的空間分布. Shi等[45]首次在模擬中考慮了輻射損失效應(yīng)， 發(fā)現(xiàn)無衰減振蕩的能量耗散很有希望平衡冕環(huán)的輻射損失， 從而為解決日冕加熱問題開拓了一條新途經(jīng).

3.3 垂直于太陽表面的無衰減振蕩的解釋模型

文獻(xiàn)[16]指出， 冕環(huán)無衰減振蕩主要是水平方向或水平偏振的. 由于人們也發(fā)現(xiàn)了垂直于太陽表面振蕩的證據(jù)[23-25]， 所以也提出一些模型以解釋這種振蕩模式.

Kohutova等[65]利用2.5維MHD模擬， 發(fā)現(xiàn)在冕環(huán)頂部的冷凝等離子體在重力作用下下降， 可以激發(fā)垂直方向的無衰減振蕩， 即持續(xù)的冕雨可以成為冕環(huán)無衰減振蕩的激發(fā)機(jī)制. 這種機(jī)制只能激發(fā)屬于基波的垂直振蕩， 振蕩周期會隨冕環(huán)的質(zhì)量變化而變化.

Kohutova等[66]隨后又在Ofman等[67]的啟發(fā)下， 提出了通過引入虹吸流來解釋這種振蕩的模型. 該模型認(rèn)為冕環(huán)一個足點(diǎn)上的氣壓增強(qiáng)(例如由局部加熱導(dǎo)致)會觸發(fā)沿冕環(huán)運(yùn)動的高速等離子體流， 即虹吸流; 離心力的作用會導(dǎo)致冕環(huán)產(chǎn)生向外的位移， 隨后在洛倫茲力的回復(fù)作用下冕環(huán)又會被拉回， 這樣就激發(fā)了對應(yīng)基波的扭曲振蕩. 模擬結(jié)果表明， 實際速度小于100 km·s-1(這也是觀測中發(fā)現(xiàn)的冕環(huán)中等離子體流的典型速度[68-69])的虹吸流就足以激發(fā)具有可觀測振幅(約1 Mm)的振蕩.

垂直于太陽表面方向上的無衰減振蕩在觀測和模擬上受到的關(guān)注都是比較少的. 而且在多數(shù)無衰減振蕩的理論和模擬研究中， 都沒有對振蕩的偏振性質(zhì)進(jìn)行任何討論[19，52-53，58]. 事實上， 文獻(xiàn)[16]指出， 主流解釋給出的(1)式將以相同的效率產(chǎn)生水平和垂直于太陽表面方向上的振蕩， 不能解釋觀測中水平方向為主的情況; 無衰減振蕩對于水平方向的偏好， 也可能暗示著傳統(tǒng)的把冕環(huán)建模為等離子體圓柱的模型存在一些問題， 例如Hindman等[70]就認(rèn)為他們提出的基于磁拱的新模型(見3.4節(jié))能更好地解釋振蕩偏振方向的問題. 未來有必要在觀測上對垂直于太陽表面的無衰減振蕩進(jìn)行進(jìn)一步研究， 同時在數(shù)值模擬中尋求對無衰減振蕩偏振性質(zhì)更好的解釋.

3.4 非圓柱型冕環(huán)模型

冕環(huán)通常在模擬中被建模為單個或多個成束的等離子體圓柱. 近年一些研究工作表明， 這樣的建?？赡艽嬖诤芏鄦栴}， 不能很好地與實際情況對應(yīng)[3，43，71]. 因此， 有人提出了一些非圓柱型的冕環(huán)模型來解釋無衰減振蕩. Hindman等[70]基于磁拱組成的二維波導(dǎo)建立了一個分解析模型， 模型中也可以再現(xiàn)衰減振蕩和無衰減振蕩， 前者由脈沖式的能量源產(chǎn)生， 后者則由連續(xù)、隨機(jī)的能量源維持， 本質(zhì)上仍可歸為隨機(jī)驅(qū)動. 由于在此模型中， 波導(dǎo)(或冕環(huán))被建模為相鄰的磁拱， 所以研究者認(rèn)為可以用磁拱之間的相互作用來解釋觀測中水平方向振蕩為主的情況， 這一模型目前還在不斷發(fā)展之中[72-73].

Kohutova等[74]使用輻射MHD代碼Bifrost[75]，在模擬中考慮了真實的磁場位形及演化. 進(jìn)行正演模擬后， 他們在模擬區(qū)域內(nèi)發(fā)現(xiàn)了磁力線所對應(yīng)的類似冕環(huán)的結(jié)構(gòu)， 并且在冕環(huán)中發(fā)現(xiàn)了衰減振蕩和無衰減振蕩的存在. 他們檢查了冕環(huán)上橫向速度分量在時間和空間上的變化， 發(fā)現(xiàn)在模擬開始后500 s時， 某個脈沖式的能量釋放過程激發(fā)了一個衰減振蕩; 而在整個模擬時間范圍內(nèi)， 一直存在一個持續(xù)的、振幅在5 km·s-1左右的無衰減振蕩. 同時， 縱向速度分量隨時間的演化圖中也可以看到振蕩的存在， 對應(yīng)于縱向的慢波. 通過追蹤冕環(huán)足點(diǎn)處的運(yùn)動特征， 研究者認(rèn)為這里的無衰減振蕩與足點(diǎn)處的簡諧運(yùn)動無關(guān)， 相當(dāng)于排除了簡諧驅(qū)動機(jī)制. 此外， 模擬區(qū)域中流動較為動態(tài)， 在分鐘量級， 所以也無法產(chǎn)生自振蕩機(jī)制所要求的小時量級的準(zhǔn)穩(wěn)定流[52]. 不過， 研究者并沒有明確指出具體是什么機(jī)制驅(qū)動了無衰減的橫向振蕩， 模型中也沒有引入任何初始擾動. 這一模型的問題在于模擬的磁結(jié)構(gòu)和密度結(jié)構(gòu)與真實日冕存在差異， 比如正演得到的圖像中冕環(huán)顯得較為彌散， 與觀測有較大不同. 不過， 這種模型可以成功再現(xiàn)多種冕環(huán)振蕩模式， 包括橫向的衰減振蕩和無衰減振蕩以及縱向的慢波;在其中一些冕環(huán)(磁力線)上還發(fā)現(xiàn)了橫向振蕩二次諧波的存在. 這些都使得該模型具有進(jìn)一步發(fā)展的潛力.

4 無衰減振蕩的冕震學(xué)應(yīng)用

由于冕環(huán)的無衰減振蕩在日冕中普遍存在， 所以一個很自然的想法就是將其應(yīng)用于冕震學(xué). Tian等[12]指出， 利用這種普遍振蕩現(xiàn)象的觀測特征有可能對冕環(huán)的磁場進(jìn)行診斷. Anfinogentov等[76]在無衰減振蕩的冕震學(xué)應(yīng)用上走出了很大的一步， 獲得了對冕環(huán)內(nèi)Alfv′en速度的有效估計. 他們應(yīng)用運(yùn)動放大算法研究了2014年7月10日活動區(qū)12107的8個冕環(huán)(圖10展示了所研究的活動區(qū)， 左圖用彩色虛線標(biāo)出了這8個冕環(huán))， 測得了冕環(huán)的長度L(通過假設(shè)冕環(huán)為半圓形)和P， 從而估算出Ck= 2L/P.之后根據(jù)冕環(huán)內(nèi)外的輻射強(qiáng)度的比值對密度比η(冕環(huán)外部密度與冕環(huán)內(nèi)部密度的比值)進(jìn)行了估計， 估計時假設(shè)內(nèi)外等離子體是等溫的. 由密度比和Ck， 即可計算冕環(huán)內(nèi)和冕環(huán)外的Alfv′en速度， 分別為

其中下標(biāo)0和e分別表示冕環(huán)內(nèi)和冕環(huán)外. 需要注意的是， (7)式的導(dǎo)出應(yīng)滿足冕環(huán)內(nèi)外磁場相等的假設(shè). 用上述方法得到的結(jié)果顯示， 雖然密度比和外部Alfv′en速度的估計有很大的不確定性， 但是對內(nèi)部Alfv′en速度的估計是比較可靠的， 不確定度在15%-20%. 估測的結(jié)果展示在圖10的右圖中. 由于研究忽略了重力分層效應(yīng)， 所以得到的Alfv′en速度值為沿冕環(huán)的平均值.

圖10 左: SDO/AIA在171 ?A觀測到的極紫外圖像. 用于分析的冕環(huán)用彩色虛線標(biāo)記. 右: 冕環(huán)內(nèi)Alfv′en速度的估計結(jié)果. 圖片來自文獻(xiàn)[76].Fig.10 Left: EUV image observed by SDO/AIA at 171 ?A. Coronal loops for the analysis are overplotted with the colored dashed lines. Right: estimation results of the internal Alfv′en speed. This figure is from Ref. [76].

Alfv′en速度滿足

其中B為磁場，μ為磁導(dǎo)率，ρ0為冕環(huán)內(nèi)密度. 如果使用一些獨(dú)立的方法-例如正演模擬方法[77]或微分發(fā)射度(Differential Emission Measure， DEM)方法[78]-得到冕環(huán)內(nèi)部的密度ρ0， 就可以計算出冕環(huán)的磁場. 這或許是未來可以進(jìn)行的工作. 此外， 通過考慮密度分層效應(yīng)或者振蕩的高次諧波， 我們或許能進(jìn)一步得到冕環(huán)內(nèi)Alfv′en速度的空間分布; 通過使用某些方法對冕環(huán)內(nèi)外密度比進(jìn)行更精確的測量(例如文獻(xiàn)[79-80])， 我們也有機(jī)會得到對冕環(huán)周圍等離子體密度的更可靠估計.

Antolin等[62]從理論上討論了一種進(jìn)行密度診斷的冕震學(xué)方法. 就他們所討論的模型而言， 譜線193 ?A和171 ?A分別對應(yīng)冕環(huán)的邊界層(boundary layer)與核心. 由于相混合效應(yīng)， 前者觀測到的無衰減振蕩應(yīng)當(dāng)有更短的周期. 理論計算可以給出不同譜線觀測得到的振蕩周期之比與冕環(huán)邊界層及內(nèi)外密度的關(guān)系， 由此就能估算冕環(huán)的邊界層密度和內(nèi)外密度比等信息. 不過以上討論目前仍限于理論， 不同波段下無衰減振蕩的周期差異似乎也并不普遍， 比如圖2給出的觀測結(jié)果就沒有顯示明顯的周期差異.

Duckenfield等[26]借鑒基于衰減振蕩的冕震學(xué)方法， 利用觀測中得到的基波與二次諧波的周期比(頻率比)， 給出了一個對密度標(biāo)高的簡單估計. 他們的估計基于[32-33]

其中P1和P2分別為基波和二次諧波的周期，H為密度標(biāo)高. 觀測得到的周期比P1/P2≈0.69±0.16， 再取L ≈292 Mm， 從而可以得到H大約為7-45 Mm，與之前的一些研究給出的結(jié)果[34，81]較為符合.

衰減振蕩由于發(fā)現(xiàn)更早、研究更充分， 目前已經(jīng)積累了大量冕震學(xué)應(yīng)用方面的研究成果[1，35]. 其中許多成果或許可以移植到無衰減振蕩上， 幫助我們診斷日冕中的物理參數(shù).

5 總結(jié)與展望

冕環(huán)的無衰減振蕩自2012年被發(fā)現(xiàn)以來， 在觀測和數(shù)值模擬上都得到了比較豐富的研究， 其在冕震學(xué)上的應(yīng)用也顯示出了相當(dāng)?shù)臐摿?

對無衰減振蕩的觀測研究主要使用SDO/AIA的171 ?A波段和繪制時間-距離圖的方法. 統(tǒng)計結(jié)果顯示這種振蕩普遍存在于冕環(huán)中， 是一種準(zhǔn)單色的扭曲駐波. 相對于衰減振蕩， 無衰減振蕩具有較小的振幅， 接近目前可用儀器的分辨率極限， 為更精細(xì)的觀測研究帶來了困難. 新開發(fā)的運(yùn)動放大算法[26，28，76]可以在一定程度上放大振蕩的信號， 對無衰減振蕩二次諧波的發(fā)現(xiàn)就要?dú)w功于這一方法.統(tǒng)計研究中發(fā)現(xiàn)了振蕩參數(shù)之間的經(jīng)驗關(guān)系[16，19]，對振蕩模式的確認(rèn)以及模擬工作的開展都有重要意義. 觀測還發(fā)現(xiàn)無衰減振蕩在偏振性質(zhì)上與衰減振蕩類似， 均是以水平方向上的振蕩為主.

如何構(gòu)建模型對無衰減振蕩觀測性質(zhì)進(jìn)行解釋是日冕MHD波動研究的一個重要課題. 主流的解釋是把冕環(huán)建模為等離子體圓柱， 通過在波動方程中加上驅(qū)動項f(t)來對抗共振吸收等阻尼機(jī)制. 根據(jù)對f(t)的不同選擇， 又可以把主流解釋分為簡諧驅(qū)動、自振蕩和隨機(jī)驅(qū)動3種模型; 目前來看， 似乎最后一種模型在對觀測性質(zhì)的解釋上最為成功. 我們注意到， 各種解釋模型往往都經(jīng)歷了從空間0維(即只依賴于時間)到空間一維(考慮密度分層效應(yīng))再到成熟的三維MHD模擬的過程; 而三維MHD模擬中， 無衰減振蕩又往往同共振吸收相關(guān)的KHI渦旋或TWIKH滾流密切相關(guān)[44，62].此外，也有很多研究者利用三維MHD模擬研究了無衰減振蕩冕環(huán)中KHI的發(fā)展以及振蕩對日冕等離子體的加熱效應(yīng)[42-45，63-64]. 還有一些研究探索了不把冕環(huán)建模為等離子圓柱的新模型[70，72-74]， 但是影響仍相對較小.

在無衰減振蕩的冕震學(xué)應(yīng)用上， 多數(shù)研究還只是從理論和模擬的角度上探討了一些可能的方法[26，58，61-62]. 目前這方面最值得注意的成果是對冕環(huán)內(nèi)部Alfv′en速度的估計[76]. 雖然這一診斷方法還有待進(jìn)一步發(fā)展， 但是它還是成功地表明無衰減振蕩在冕環(huán)物理參量診斷上具有強(qiáng)大的潛力.

無衰減振蕩有著兩個重要的研究意義: 一是其作為長時間穩(wěn)定存在于日冕中的橫向振蕩， 可能在日冕的能量傳輸和轉(zhuǎn)換過程中有重要作用， 因此與日冕加熱有著直接的相關(guān)性; 二是這種振蕩普遍存在的特性， 使之可以成為冕震學(xué)的有效工具， 幫助我們對冕環(huán)的磁場等物理參數(shù)進(jìn)行診斷.

目前我們對無衰減振蕩的研究仍存在很多欠缺， 特別是雖然提出了很多種解釋模型， 但是這些模型通常只偏重觀測事實的不同側(cè)面. 把模型同觀測更好地結(jié)合起來應(yīng)當(dāng)是未來值得重點(diǎn)關(guān)注的工作. 此外， 在觀測上， 無衰減振蕩的高次諧波成分與偏振特征都有待于更充分的研究， 同時也有必要對振蕩進(jìn)行更多類似文獻(xiàn)[12]的光譜學(xué)觀測; 在模擬上， 一些解釋機(jī)制仍有待于發(fā)展為成熟的三維MHD模型， 無衰減振蕩的偏振特性模擬也應(yīng)當(dāng)受到進(jìn)一步的關(guān)注. 最后， 與無衰減振蕩的冕震學(xué)應(yīng)用相關(guān)的研究可以說也只是剛剛開始， 同樣有著廣闊的發(fā)展前景. 隨著太陽軌道器(Solar Orbiter)、丹尼爾·井上太陽望遠(yuǎn)鏡(Daniel Ken Inouye Solar Telescope， DKIST)等新太陽觀測設(shè)備的投入使用，我們可以預(yù)期在不久的將來進(jìn)一步加深對無衰減振蕩的認(rèn)識. 比如， 太陽軌道器衛(wèi)星上搭載的極紫外成像儀(Extreme Ultraviolet Imager， EUI)[82]可以對日冕進(jìn)行前所未有的高分辨率成像觀測， 利用其數(shù)據(jù)將可以對冕環(huán)精細(xì)結(jié)構(gòu)和日冕亮點(diǎn)的無衰減振蕩特征進(jìn)行研究. DKIST可以通過偏振測量來診斷日冕磁場， 將其與本文提到的冕震學(xué)診斷結(jié)果進(jìn)行結(jié)合， 我們將能對日冕磁場有更全面的理解.新望遠(yuǎn)鏡將帶來海量觀測數(shù)據(jù)， 我們也可以通過日冕圖像自動識別方法來搜索并分析冕環(huán)無振蕩衰減現(xiàn)象[83-84].