The recent rediscovery of magnetic field switchbacks or deflections embedded in the solar wind flow by the Parker Solar Probe mission lead to a huge interest in the modeling of the formation mechanisms and origin of these switchbacks. Several scenarios for their generation were put forth, ranging from lower solar atmospheric origins by reconnection, to being a manifestation of turbulence in the solar wind, and so on. Here we study some potential formation mechanisms of magnetic switchbacks in the lower solar atmosphere, using three-dimensional magnetohydrodynamic (MHD) numerical simulations. The model is that of an intense flux tube in an open magnetic field region, aiming to represent a magnetic bright point opening up to an open coronal magnetic field structure, e.g., a coronal hole. The model is driven with different plasma flows in the photosphere, such as a fast up-shooting jet, as well as shearing flows generated by vortex motions or torsional oscillations. In all scenarios considered, we witness the formation of magnetic switchbacks in regions corresponding to chromospheric heights. Therefore, photospheric plasma flows around the foot-points of intense flux tubes appear to be suitable drivers for the formation of magnetic switchbacks in the lower solar atmosphere. Nevertheless, these switchbacks do not appear to be able to enter the coronal heights of the simulation in the present model. In conclusion, based on the presented simulations, switchbacks measured in the solar wind are unlikely to originate from photospheric or chromospheric dynamics.

最近帕克太阳探测器任务重新发现了嵌入太阳风流中的磁场转向或偏转，这引起了人们对这些转向的形成机制和起源的建模的巨大兴趣。提出了几种产生它们的情景，从重新连接造成的较低太阳大气起源，到太阳风湍流的表现，等等。在这里，我们使用三维磁流体动力学 (MHD) 数值模拟研究了低层太阳大气中磁性折返的一些潜在形成机制。该模型是在开放磁场区域中的强磁通管，旨在表示通向开放日冕磁场结构（例如日冕洞）的磁亮点。该模型由光球层中的不同等离子体流驱动，例如快速向上射流，以及由涡旋运动或扭转振荡产生的剪切流。在考虑的所有场景中，我们都见证了在与色球高度相对应的区域中磁性折返的形成。因此，围绕强通量管底部流动的光球等离子体似乎是在较低的太阳大气层中形成磁折返的合适驱动力。然而，这些折返似乎无法进入当前模型中模拟的冠状高度。总之，根据所提供的模拟，在太阳风中测得的折返不太可能源自光球层或色球层动力学。以及由涡旋运动或扭转振荡产生的剪切流。在考虑的所有场景中，我们都见证了在与色球高度相对应的区域中磁性折返的形成。因此，围绕强通量管底部流动的光球等离子体似乎是在较低的太阳大气中形成磁折返的合适驱动力。尽管如此，这些折返似乎无法进入当前模型中模拟的冠状高度。总之，根据所提供的模拟，在太阳风中测得的折返不太可能源自光球层或色球层动力学。以及由涡旋运动或扭转振荡产生的剪切流。在考虑的所有场景中，我们都见证了在与色球高度相对应的区域中磁性折返的形成。因此，围绕强通量管底部流动的光球等离子体似乎是在较低的太阳大气中形成磁折返的合适驱动力。然而，这些折返似乎无法进入当前模型中模拟的冠状高度。总之，根据所提供的模拟，在太阳风中测得的折返不太可能源自光球层或色球层动力学。因此，围绕强通量管底部流动的光球等离子体似乎是在较低的太阳大气中形成磁折返的合适驱动力。然而，这些折返似乎无法进入当前模型中模拟的冠状高度。总之，根据所提供的模拟，在太阳风中测得的折返不太可能源自光球层或色球层动力学。因此，围绕强通量管底部流动的光球等离子体似乎是在较低的太阳大气中形成磁折返的合适驱动力。然而，这些折返似乎无法进入当前模型中模拟的冠状高度。总之，根据所提供的模拟，在太阳风中测得的折返不太可能源自光球层或色球层动力学。