数值模拟研究表明，扭曲波与阿尔芬波均可在太阳大气磁结构中引入Kelvin-Helmholtz不稳定性 (KHI)，从而产生大量的空间尺度很小的涡旋结构，使得波能可在这些小尺度结构处耗散，从而加热太阳大气。另一方面，越来越多的观测证据指出，日冕中的磁环结构是由内部成股的细丝组成。

为了探究冕环内部的密度构型对波动加热效应的影响，我们构建了环足点处具有不同波模驱动的三维的多丝冕环模型（图1左）和与之作为对比的密度等效的整体环模型（图1右）。结果表明，环中支持的驻波引入KHI涡旋（图2），使得波能得以在小尺度结构处有效的耗散，从而加热环内等离子体。图3给出了在具有相同的能量注入的情况下，两种模型中环区域内平均内能和温度的变化。可以看到，多丝环中加热过程被更快的启动，这表明由于小尺度结构的快速引入，能量被迅速耗散，使得多丝环的加热效率更高。图4给出了环内涡度拟能，电流密度和温度的分布，对于这两种模型，涡度拟能的最大值都靠近环顶处，而电流密度最大值都靠近环足处，这与理论预期相符。有趣的是，二者的温度剖面的分布却截然不同，对于多丝环，加热位置靠近环足而整体环靠近环顶。然而这并非意味着整体环中环顶处的黏性加热占主导，我们通过查看纵向密度分布发现，此种现象应归因于多丝环中产生的更大量的小尺度结构限制了有质动力引起的纵向震荡。而正是此种震荡带来了整体环中温度剖面的变化。无论如何，多丝环中表观上呈现出的温度分布都与理论预期和观测更相符。考虑到观测上建议的多丝环的密度构型以及我们的研究所给出的多丝环所体现的更高的加热效率，在未来的波动加热机制的研究中，环的多丝结构有必要予以考虑。这对于进一步理解冕环密度构型对加热效应的影响具有重要的意义。

该工作由山东大学空间科学研究院和比利时鲁汶大学研究人员共同完成，已被ApJ接收，将于近期发表 (Mingzhe Guo, Tom Van Doorsselaere, Konstantinos Karampelas, Bo Li, Wave heating in simulated multi-stranded coronal loops, 预印本见http://arxiv.org/abs/1907.08013)。作者感谢国家留学基金委(CSC)，国家自然科学基金委，欧洲研究委员会(ERC)，鲁汶大学GOA研究基金等的支持。

图1:在三维空间中建立的密度增强的磁环模型。左：多丝环，右：密度等效的整体环。

图2:环顶处截面密度和涡度随时间的演化。Ms-model：多丝环，Mono-model：密度等效的整体环

图3:不同模型加热效果比较。左图为自环足注入的波能，右图为内能和温度的相对变化.

图4：涡度拟能，电流密度和温度沿z方向的时间演化.