A study of possible temporal and latitudinal variations in the properties of the solar tachocline
利用1995- 2000年期间全球振荡网络组（GONG）和迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）的日震资料，研究了太阳速跃层区结构和自转速率的时间变化。我们没有发现任何显着的时间变化的对流区的深度，速跃层的位置或过冲的程度低于对流区。速跃层的任何其他特性（如宽度等）没有系统性变化，也被发现了。这些属性的周期性变化的可能性也进行了研究。时均结果表明，速跃层为长形，其位置变化约为0.02R_sun。对流区的深度或过冲的程度并没有显示出任何显着的变化与纬度。
2001-01-18 astro-ph
Dynamics of the fast solar tachocline: I. Dipolar field
太阳速跃层起源的一种可能的假设是湍流扩散率超过eta>10^9 cm^2/s，这种假设被称为“快速速跃层”。在这种情况下，动力学将在相对短的时间尺度上由发电机产生的振荡磁场控制。在这里，第一次，我们提出了详细的数值模型的快速太阳速跃层的所有组件的磁场计算明确，假设轴对称和恒定的湍流扩散系数η和粘度nu。我们发现，一个足够强的振荡极向场与偶极纬度的依赖性在速跃层对流区边界是能够限制速跃层。探索由log（nu）=9-11范围内的粘度、Prm=0.1-10范围内的磁普朗特数和湍流振幅定义的三维参数空间（-3至+3 cm/s），我们还发现，再现所观察到的速跃层厚度所需的约束场强度B_conf随粘度nu，磁普朗特数nu/eta，并具有向赤道的纬向流速。尽管如此，对于这里考虑的所有参数组合，得到的B_conf值仍然相当合理，在10^3-10^4 G的范围内。速跃层的厚度显示出明显的时间和纬度依赖性。与地震约束的比较表明，最好的协议与我们的模型实现了最高值的nu和Prm考虑在这里。
2006-06-02 astro-ph
Self-consistent theory of turbulent transport in the solar tachocline. III. Gravity waves
为了了解太阳自转演化和化学物质分布的基本物理过程，我们提供了稳定分层速跃层中粒子混合和动量输运的理论预测。通过设想，湍流驱动外部的速跃层（如羽渗透），我们计算的湍流的振幅，湍流颗粒扩散系数和涡动粘度，通过将一个强大的径向差异旋转和稳定的分层的效果。我们确定了不同的角色，剪切流和稳定层结在湍流调节和运输。颗粒运输被发现是严重淬火，由于稳定的分层以及径向差分旋转，特别是在径向方向上，有效地更有效的水平运输。涡动粘度被示出为负值的速跃层的典型参数值，这表明在稳定分层的速跃层中的湍流导致不均匀的径向差分旋转。一般来说，类似的结果也适用于恒星的辐射内部。
2007-09-06 astro-ph
Stability of toroidal magnetic fields in the solar tachocline and beneath
本文研究了恒星辐射带中均匀自转和差动自转情况下的环形磁场的稳定性。在速跃层下方的刚性旋转辐射核中，不稳定的临界磁场约为600 G。轻微的超临界场的不稳定扰动具有短的径向尺度~1微米。径向混合产生的不稳定性估计得出结论，太阳的内部场可以超过临界值600 G只有轻微的。否则，混合太强，与观察到的锂丰度不相容。通过对差旋和环向场联合不稳定性的分析，得出了太阳层流速跃层的轴对称模型对非轴对称扰动是稳定的结论。对于自转周期小于两个月的类太阳恒星，我们给出了肯定的答案。
2007-12-13 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Solar and Stellar Dynamos: The Influence of a Tachocline
本文综述了滞弹性球谐程序（ASH）在模拟全球尺度对流和发电机过程方面的最新进展。特别是，我们最近实现了第一个全球尺度的太阳对流模拟，表现出湍流泵的磁通量到一个模拟速跃层和随后的组织和放大的旋转剪切的环向场结构。速跃层的存在不仅促进了平均环向通量的产生，而且还增强和稳定了整个对流区的平均极向场，促进了偶极结构，极性反转频率较低。由具有速跃层和过冲区域的对流发电机产生的磁场总体上也是螺旋形的，在南北半球的符号相反。环形速斜场几乎没有表现出磁浮力不稳定性，但可能正在经历磁剪切不稳定性。
2008-11-19 astro-ph
Sustained magneto-shear instabilities in the solar tachocline
我们提出了非线性三维模拟的稳定分层的太阳速跃层中的旋转剪切的机械强迫维持的部分。当一个宽的环向场轮廓被指定为一个初始条件时，一个蛤壳不稳定性enumerates这是类似的自由发展的情况下，以前研究。在初始非线性饱和之后，剩余平均场显然太弱而不能无限期地维持不稳定性。然而，当施加一个平均极向场，除了旋转剪切，一个螺旋稳定的状态是实现在其中的蛤壳不稳定性是连续操作。这种状态的特点是由一个准周期的平均环向场和纵向波数m=1的不稳定模式之间的能量交换。这种准周期性的行为有几年的时间尺度，可能会影响整个太阳活动周期的速跃层动力学和场出现模式。
2007-01-23 astro-ph
Dynamics of the fast solar tachocline: II. Migrating field
我们提出了详细的数值计算的基础上的假设，发电机领域占主导地位的动态的速跃层的快速太阳速跃层。在本系列的本文中，我们重点讨论了早期模型的三个不足之处。首先，而不是简单的振荡偶极子极向场，我们研究更一般的磁场结构，让人想起蝴蝶图。迁移场被规定为观测到的轴对称径向磁场Stenflo（1988，1994）。我们的结果与我们的分析估计和Forgacs-Dajka & Petrovay（2001，2002）的工作一致，但在这种情况下，等旋面的极“倾”大大减小。另一方面，一个更现实的模型应该有一个磁扩散率显着降低内的辐射内部，所以我们还探讨了扩散率和磁普朗特数随深度变化的影响。我们发现，向下降低的磁扩散率和普朗特数没有显着的效果的解决方案，虽然速跃层厚度的时间变化有所减少。
2006-06-02 astro-ph
Dynamics of the solar tachocline I: an incompressible study
Gough和McIntyre提出，太阳速跃层的动力学是由差异旋转、大尺度原始场和斜压驱动的纬向运动之间的对流扩散平衡所支配的。本文介绍了速跃层的研究的第一部分，其中对流区以下的旋转剖面的模型构造沿线建议的高夫和麦金太尔和数值求解。在这第一部分中，一个简化的模型的速跃层推导出的压缩性和能量传输的影响被忽略的系统上，而驱动的Ekman-Hartmann泵的双曲运动。结果表明，只有一个很窄的磁场强度范围内，系统可以实现几乎均匀的旋转。结果进行了讨论的意见和这种初步的方法的局限性。下面的文件结合了现实的斜压驱动和分层的影响，密切遵循高夫和麦金太尔的工作路线的模式。
2001-08-16 astro-ph
Solar internal rotation rate and the latitudinal variation of the tachocline
一组新的精确测量的太阳振荡频率被用来推断太阳内部的旋转速率，作为径向距离和纬度的函数。我们采用了正则化最小二乘技术与迭代细化的1.5维反演使用分裂系数和2D反演使用个人m分裂。推断的旋转速率与早期的估计一致，显示出一个剪切层就在表面下方，另一个围绕对流区的底部。本文详细研究了对流层中自转速率由差自转转变为辐射层中自转速率几乎与纬度无关的速跃层或过渡层。没有令人信服的证据，任何纬度变化的速度跃层的位置和宽度被发现，虽然它似乎速度跃层可能会转移到稍大的径向距离在较高的纬度，并可能变得更厚。然而，这些变化在估计误差范围内，需要更准确的数据才能对纬度变化作出明确的说明。
1997-09-10 astro-ph
Global shallow water magnetohydrodynamic waves in the solar tachocline
在浅水磁流体动力学近似下，推导了全球磁庞加莱波（磁重力波）和磁Rossby波的解析解和色散关系。在旋转球坐标系中，分别得到了环向磁场作用下强稳定分层和弱稳定分层的解。在这两种情况下，磁Rossby波分裂成快磁Rossby模式和慢磁Rossby模式。在强稳定分层（有效的辐射部分的速跃层）的情况下，所有的波都略有影响的层厚和环形磁场，而在弱稳定分层（有效的上过冲层的速跃层）的情况下，磁庞加莱和快速磁Rossby波被发现集中在太阳赤道附近，导致赤道捕获波。然而，慢磁Rossby波倾向于集中在两极附近，导致极性捕获波。上层弱稳定层结区各波的频率均小于下层强稳定层结区。
2008-12-05 astro-ph
Influence of the Tachocline on Solar Evolution
最近的日震观测揭示了对流区底部存在剪切层，该剪切层与对流区的差异旋转向辐射内部（速度跃层）的几乎均匀旋转的转变有关。目前，这一层只延伸了太阳半径的百分之几，而且还没有给出明确的解释。继Spiegel和Zahn（1992年，Astron. Astrophys.）之后，谁调用各向异性湍流停止传播的速度跃层更深的辐射区太阳的演变，我们给出了一些理由，他们的假设，考虑到最近的结果旋转剪切不稳定性（理查德和赞恩1999年，宇航员。我们研究的宏观运动在这一层上的太阳的结构和演化的影响，通过引入宏观扩散率$D_T$在更新的太阳模型。我们发现，对速跃层的时间依赖性处理显著提高了计算的和观察到的表面化学物质（例如$^7$ Li）之间的一致性，并修改了太阳的内部结构（Brun，Turck-Chièze和Zahn，1999年，Astrophys. J.）。
2000-01-28 astro-ph
How does the shape and thickness of the tachocline affect the distribution of the toroidal magnetic fields in the solar dynamo?
通量主导的太阳发电机模型，这已被证明是相当成功的再现大规模的太阳磁周期的观测功能，通常产生不适当的纬向分布的环形磁场，显示在极地地区的径向剪切具有最大幅度的大幅度的领域。采用运动学太阳发电机模型，我们在这里探索的贡献，径向和纬向剪切产生的环形磁场通过改变形状和厚度的太阳速跃层。我们还探讨了对流区的扩散系数分布的影响。我们发现，在产生环向场放大时，纬向分量总是占主导地位。这些结果对所采用的扩散系数分布非常敏感，特别是在内对流区。在纬度60度上，对于不同的速跃层宽度值，环向场与对流层扩散率的关系图表明，在扩散层的限制范围内，当速跃层宽度d_1> 0.08Ro时，或当d_1<0.02时，在适当的太阳能范围内，几乎任何eta_c值，这些场主要被消除。对于d_1=0.04Ro-0.06Ro的中间值，强环向场应该在蝶形图中的高纬度处存在，因此这些值是不合适的。
2006-10-24 astro-ph
Lithium as a passive tracer probing the rotating solar tachocline turbulence
为了解释太阳型恒星自旋下降过程中锂的衰变规律，考虑了转动对各向异性湍流场涡扩散率张量Di j的影响.旋转被证明是非常有效的化学品通过太阳速跃层（对流区下方），这是假设只包含湍流与水平运动的转移。这种效应是如此强烈，以至于速跃层湍流不能超过~10^-（3.. 4)对流区的均方根速度，以便让锂在千兆年后存活。这样长的耗尽时间也可以解释一个非常小的旋转影响后的涡流扩散张量，如果它是实现相关时间短于15分钟。有人认为，这种缓慢和/或短寿命的湍流下的对流区很难驱动太阳能发电机。在我们的理论中，由于湍流的旋转淬灭，扩散对于快速旋转仍然很小。在年轻的星团如昴星团中，旋转速率和锂丰度之间应该有（正）相关性，其中最快的恒星应该有最大的锂。对数据的第一次检查似乎证实了这一发现。
2001-06-27 astro-ph
Dynamics of the solar tachocline II: the stratified case
我们提出了一个详细的数值研究的Gough & McIntyre模型的太阳速跃层。该模型解释了在大部分辐射区中观察到的旋转分布的均匀性，该均匀性是由对流区内产生的流动在速跃层下方限制的大规模原始磁场的存在引起的。我们属性的失败，以前的数值模拟尝试再现甚至定性高夫和麦金太尔的想法使用边界条件，不适当的辐射-对流界面的模型。我们强调的关键作用，从对流区下降流限制假设的内部领域。我们仔细选择在模拟中使用的参数范围，以保证一个忠实的表示层次的预期lengthscales。然后，我们提出，第一次，一个完全非线性和自洽的数值解的Gough & McIntyre模型，定性地满足以下一组观测约束：（一）从日震学上看，速跃层以下（包括极地地区）大规模差异旋转的淬灭;（二）大尺度-根据观测到的轻元素丰度的要求和日震声速数据的建议，
2008-06-16 astro-ph
Concentration of toroidal magnetic field in the solar tachocline by eta-quenching
我们表明，如果在太阳能发电机中使用的湍流磁扩散率被假定为“淬火”，通过增加环形场，更大的幅度和更集中的环形场可以诱导从一个假设的极向场的差分旋转比如果没有淬火。这种放大和集中机制被削弱，并由微分旋转上的j × B反馈限制。尽管如此，它的强度足以在对流区底部附近产生~100 kG的环形场，也许与“爆炸通量管”过程相结合。如此高的磁场是太阳黑子在低太阳纬度出现的必要条件。
2005-05-31 astro-ph
Shear turbulence beneath the solar tachocline
太阳内部角速度剖面的日震反演表明，自转从对流区的纬度差变化到下面辐射区的几乎均匀。这种转变发生在一个薄层中，即速跃层，它是垂直方向上强剪切的所在地。在这篇笔记中，我们将研究这种旋转剖面是否会导致辐射区顶部的剪切湍流。通过使用标准太阳模型，我们表明，这种湍流只能产生在赤道的一个狭窄的区域0.695R_sun < r < 0.713R_sun，甚至在更窄的层在高纬度。我们的结论是，这种垂直剪切产生的湍流不太可能在物质和角动量的运输中发挥重要作用，必须调用其他机制来实现这一点。
2000-10-26 astro-ph
Non linear regularization for helioseismic inversions. Application for the study of the solar tachocline
对旋转分裂的反演表明，在太阳对流区的底部存在一个称为速跃层的区域，在该区域中出现高的旋转速率径向梯度。通常的线性正则化方法倾向于平滑解中的任何高梯度，并且可能不适合于该区域的研究。在本文中，我们使用，在日震旋转反演的背景下，已开发的边缘保持正则化计算成像的正则化方法。从蒙特卡罗模拟中可以看出，这种方法可以直接导致类似于线性反演所达到的结果，但是需要对过渡的形状进行一些假设，以便进行反卷积。这种方法的应用LOWL数据导致一个非常薄的速度跃层。根据对进入反演的参数的讨论和蒙特卡罗模拟，我们的结论是速跃层宽度很可能低于0.05 R_sun，这降低了我们之前从同一数据集获得的0.05+/-0.03 R_sun的估计值（Corbard等人，1998年）。
1999-01-11 astro-ph
Inferring the equatorial solar tachocline from frequency splittings
几年来，对各种地面和空间观测进行的日震反演表明，太阳自转速率呈现两个主要区域：辐射内部的准刚性自转和整个对流区的纬度依赖性自转。这两个政权之间的薄层，命名为太阳速跃层，是很难推断通过逆技术，因为病态的性质的问题，需要正规化技术，在其全球的形式，往往平滑任何高梯度的解决方案。因此，大多数以前的尝试，研究太阳速跃层的旋转剖面已经通过正演模拟进行。在这项工作中，我们表明，一些适当的逆技术也可以使用，我们比较了三个一维逆技术结合两个自动策略的正则化参数的选择，推断太阳速跃层轮廓赤道平面的能力。我们的工作，应用于LOWL（LOWL是一个缩写为L表示的低程度）的两年数据集，支持一个非常尖锐的（0.05+/-0.03R_sun）的过渡区位于0.695+/-0.005R_sun，这是很好的协议，与以前进行的全球振荡网络组（GONG），大熊太阳天文台（BBSO）和LOWL数据集的前向分析。
1997-10-30 astro-ph
Dynamo Action in the Solar Convection Zone and Tachocline: Pumping and Organization of Toroidal Fields
我们提出的第一个结果，从三维球壳模拟的磁发电机行动实现了湍流对流穿透向下到速跃层的旋转剪切。这使我们能够评估几个动力学要素，被认为是至关重要的太阳能全球发电机的运作，不同地涉及差分旋转造成的对流，磁泵，和放大的领域内的速跃层拉伸。模拟结果表明，较强的轴对称环形磁场（约3000 G的强度）内实现的较低的稳定层，不像在对流区的波动场占主导地位。在稳定层的环形场具有一个惊人的持久反对称宇称，在北半球的领域主要是相反的极性在南半球。相关的平均极向磁场有一个明确的偶极几何形状，但我们还没有观察到任何明显的逆转或纬度传播。这些深磁场的存在似乎稳定了对流区大部分区域中剧烈发电机作用产生的平均场的感觉。
2006-09-06 astro-ph
Tachocline Confinement by an Oscillatory Magnetic Field
日震测量表明，太阳速跃层非常薄，其总厚度不超过太阳半径的4%。尽管已经提出了几个命题，但抑制差异旋转从对流区传播到辐射区更深处的机制尚不清楚。在本文中，我们通过数值模型和解析估计证明，如果速跃层区是湍流的，扩散率为η 10^10 cm ^2/s（湍流磁普朗特数为1），那么，通过穿透对流层下方并以22年为周期振荡的约1千高斯的极向磁场B_p，速跃层可以被限制在其观测厚度。我们还表明，类似的限制可能会产生其他对的参数值（B_p，η）。当eta>10^9 cm ^2/s时，发电机场穿透速跃层的假设是一致的。
2006-06-02 astro-ph
Solar differential rotation and meridional flow: The role of a subadiabatic tachocline for the Taylor-Proudman balance
我们提出了一个简单的模型，太阳差旋转和纬向环流的基础上平均场参数化的雷诺应力驱动的差旋转。我们包括次绝热部分的速跃层，并表明，这与湍流的对流区和过冲区域内的热传导率，提供了关键的物理打破泰勒-普劳德曼约束，这决定了差分旋转与等高线平行的旋转轴的情况下的等熵分层。我们表明，差分旋转的轮廓线倾斜10 - 30度的旋转轴是一个强大的结果的模型，这不依赖于雷诺应力和假设的粘度的细节，只要雷诺应力向赤道输送角动量。相对于假设的雷诺应力的细节，对流流动更敏感，但对流区底部的赤道方向和对流区上半部分的极方向的流动单元是优选的流动模式。
2006-04-21 astro-ph
Distributed versus tachocline dynamos
参数中提出的想法，太阳能发电机可能不仅在对流区的底部，即在速跃层，但它可能会在一个更分布式的方式在整个对流区。近地表剪切层可能在这种情况下发挥重要作用。
2005-12-29 astro-ph
Magnetic confinement of the solar tachocline
我们研究太阳速跃层的物理和相关的MHD不稳定性。我们进行了3-D MHD模拟的太阳辐射内部检查是否化石磁场是能够防止速跃层的传播。从一个纯粹的极向磁场和纬向剪切意味着在辐射区的顶部的对流区施加，我们已经研究了磁场，旋转和剪切之间的相互作用，使用频谱代码ASH大规模并行超级计算机。在我们探索的所有情况下，化石场向外扩散，最终与对流区连接，然后根据费拉罗等旋定律，在40度以上的纬度上，对流区的差异旋转在整个辐射内部留下印记。在闭合磁力线内的低纬度区域，自转保持均匀。我们发现，纬向流不能阻止差旋的向内发展。此外，我们观察到的非轴对称磁流体动力学不稳定性的发展，首先由于初始极向配置的化石场，后来通过剪切极向场通过差分旋转产生的环向场。我们没有发现发电机行动，因为这样的辐射内部，因为平均极向场没有再生。但这种不稳定性在整个演化过程中持续存在，并随着平均极向场的变化而缓慢衰减。根据我们的数值模拟，一个化石磁场不能阻止速跃层的辐射扩展，因此它不能强制均匀旋转的辐射区。观察到的该层的薄度也不能作为这种内部化石磁场的证据。
2006-10-03 astro-ph
Self-consistent theory of turbulent transport in the solar tachocline. II. Tachocline confinement
我们提供了一个一致的理论的速跃层约束（或各向异性动量输运）内的流体动力学湍流模型。我们的目标是解释日震学数据，它表明太阳速跃层厚度最多是太阳半径的5%，尽管事实上，由于辐射扩散，这个过渡层应该在太阳的演变过程中增厚到一个更重要的值。从第一个原则与物理上合理的假设，湍流驱动外部（例如，通过羽流穿透从对流区），我们推导出湍流（涡）的粘度在径向（垂直）和方位角（水平）方向，通过将剪切的关键影响，由于径向和纬向差分旋转速跃层。我们表明，同时存在的两个剪切诱导有效地在水平面上比在径向方向上更有效的动量传输。特别是，在强径向湍流（由对流区的过冲羽流驱动）的情况下，径向与水平涡动粘度之比与${\cal A}^{-1/3}$成比例，其中${\cal A}$是由于径向差异旋转引起的剪切强度。相比之下，在水平驱动湍流的情况下，该比率变为$-ε^2$级，具有负的径向涡动粘度。这里，$ε$（$\ll 1$）是径向剪切与纬向剪切之比。由此产生的各向异性的动量传输，因此可以足够强大的速度跃层限制对扩展的机制。
2006-05-04 astro-ph physics.class-ph
Subsurface magnetic fields from helioseismology
利用全球p模的偶阶频率分裂系数，可以推断太阳内部的磁场是径向距离和纬度的函数。使用龚和MDI数据得到的结果进行了讨论。虽然在对流区有一些可能存在磁场的信号，但几乎没有证据表明太阳内部的磁场存在任何时间变化。最后讨论了太阳核中可能存在的磁场的极限。一般认为，太阳发电机位于速跃层区。地震研究表明，虽然速跃层的性质存在明显的纬向变化，但速跃层在时间上没有明显的变化，有证据表明，这种纬向变化不是连续的，它可能由两部分组成。
2002-08-19 astro-ph
On the possibility of a bimodal solar dynamo
本文提出了一种将界面发电机模型与快速速跃层模型耦合的简单方法，假定发电机饱和是一个二次过程，有限剪切层厚度对发电机波频率的影响类似于有限水深对表面重力波的影响。该模型包含一个自由参数，这是固定的要求，解决方案应重现日震确定的厚度的速跃层。在这种情况下，它被发现，除了这个解决方案，另一个稳定的解决方案存在，其特征是一个4倍厚的速跃层和4-5倍弱的磁场。人们很容易把第二个解的存在与太阳活动中的极小期联系起来。
2007-08-16 astro-ph
Angular Momentum Transport by Gravity Waves in the Solar Interior
我们提出了自洽的数值模拟太阳的对流区和辐射内部使用的二维模型，其赤道平面。背景参考态是一维太阳结构模型。外对流区中的湍流对流不断激发重力波，重力波在稳定的辐射内部传播并沉积其角动量。我们发现，在速跃层的角速度变化驱动的角动量输送过冲对流羽流，而不是波的非线性相互作用。速跃层中的平均流是随时间变化的，但在方向上不振荡。由于浅水区的强迫不能用简单的线性波来描述，因此这种波的相互作用不可能是太阳活动周期或1.3年振荡的原因。然而，在深辐射内部，低振幅重力波的相互作用，不断激发的过冲羽流，负责观测到的角速度偏差。在模型太阳中心附近，角速度偏差比辐射区域的大部分大两个数量级，并且在与速跃层中发生的角速度偏差相反的意义上反转其方向（逆时针到逆行，反之亦然）。因此，我们的模拟演示了太阳核心中的角速度变化如何与速跃层中的变化相关联，而速跃层本身是由对流过冲驱动的。
2005-11-25 astro-ph
Flux-dominated solar dynamo model with a thin shear layer
通量主导的太阳发电机模型已被证明能再现大尺度太阳磁循环的主要特征，然而，使用类似太阳的差分旋转剖面意味着在高纬度形成强的环形磁场，而在高纬度没有观测到这种磁场。在这项工作中，我们调用的假设，一个薄的宽度速跃层，以限制高纬度的环形磁场的过冲层以下的一个小区域，从而避免其影响的Babcock-Leighton型发电机过程。我们的研究结果有利于发电机内运行的对流区与速跃层，基本上作为一个存储区域时，它与过冲层重合。
2007-10-31 astro-ph
Seismic tests for solar models with tachocline mixing
我们已经计算出准确的1-D太阳模型，包括宏观混合过程中的太阳速跃层以及最新的微观物理成分。利用太阳振动频率的初级反演结合热平衡方程得到的声速和密度剖面，提取了温度和氢丰度剖面。这些推断的数量放置在我们的理论模型在我们的宏观混合的程度和强度，光球重元素丰度，核反应率，如$S_{11}$和$S_{34}$和微观扩散的效率方面的强有力的约束。我们发现一个很好的整体协议之间的地震太阳和我们的模型，如果我们引入了宏观混合的速跃层，并允许其主要物理成分的不确定性的变化。根据我们的研究，我们推断出在太阳年龄时太阳氢的丰度为$X_{\rm inv}=0.732\pm 0.001$，根据$^9$ Be光球亏损，在速跃层中混合的最大范围为太阳半径的5%。发现基本$pp$反应的核反应速率为$S_{11}(0)=4.06\pm 0.07$ $10^{-25}$ MeV barns，即，比目前理论测定值高1.5%。根据新的SNO/SuperKamiokande结果讨论了太阳中微子通量的预测。
2002-06-12 astro-ph hep-ex hep-ph
Macroscopic Processes in the Solar Interior
随着SOHO上日震学的最新结果，太阳模型越来越受到限制（Brun，Turck-Chieze和Morel 1998（astro-ph/9806272））。为了理解这些新的观测结果，必须引入新的物理过程，这些过程主要与宏观运动有关。在这张海报中，我们提出了太阳模型，包括在外层的湍流压力和混合由于速跃层（Spiegel和Zahn 1992）。我们的研究结果使我们得出结论：-湍流压力提高了声学模式频率的绝对值（在4 mHz时约为10 microHz），-在0.05 +/- 0.03 Ro的速跃层厚度中混合（Corbard等人，1997年）看起来很有希望。
1998-07-09 astro-ph
Effect of Rossby and Alfvén waves on the dynamics of the tachocline
为了理解太阳内部的磁扩散、动量输运和混合，我们考虑了一个理想化的速跃层模型，即$β$平面上的磁流体动力学（MHD）湍流，该湍流受到大尺度剪切（由纬向差分旋转提供）。该模型使我们能够自洽地推导出剪切，Rossby和Alfvén波的湍流的传输特性的影响。在强磁场区，我们发现，湍流粘性和扩散率降低磁场只，类似于二维MHD的情况下（没有Rossby波）。在弱磁场区，我们发现了一个交叉尺度（$L\_R$）从Alfvén主导的制度（小尺度），以Rossby主导的制度（大尺度）。对于典型的速跃层的参数值，$L\_R$是较大的太阳半径，使罗斯贝波是不可能发挥重要作用的运输磁场和角动量。这主要是由于通过剪切有效地产生小尺度的磁反作用的增强，从而产生强电流。
2006-07-24 astro-ph
Diamagnetic pumping near the base of a stellar convection zone
导电流体中的非均匀湍流将大尺度磁场沿湍流强度减小的方向排出，这一性质对恒星对流区底部附近的磁场动力学具有重要意义。向下的反磁泵限制了辐射核中的化石内部磁场，使得场的几何形状适合于形成太阳速跃层。对于太阳年龄的恒星，只有当对流区的湍流磁扩散率与辐射区的（微观或湍流）扩散率之比大于10^5时，抗磁约束才是有效的。年轻恒星的禁闭需要更大的扩散率比。因此，对年轻太阳型恒星持续磁场结构的观测可以为恒星内部不存在近红外线和辐射核中湍流水平提供证据。
2008-02-18 astro-ph
Standard Solar models in the Light of New Helioseismic Constraints II. Mixing Below the Convective Zone
在以前的工作中，我们已经表明，最近更新的标准太阳模型不能再现在对流区（CZ）的底部的声速的径向分布，并未能预测锂7耗尽。与此同时，日震学已经表明，从CZ的差异旋转到辐射太阳内部的几乎均匀旋转的转变发生在称为速跃层的浅层。这一层可能是大尺度环流和湍流运动的所在地。在这里，我们引入了一个宏观的传输项的结构方程，这是基于流体动力学描述的速跃层提出的Spiegel和Zahn，我们计算的混合诱导在这一层。我们讨论了不同参数的影响，代表速跃层厚度，Brunt-Vaissala频率的基础上的CZ，和时间依赖性的混合过程沿太阳的演变。我们表明，引入这样的过程抑制了约25%的微观扩散。从包括主序前演化的模型出发，我们得到：a）与He 3、He 4、Li 7和Be 9等轻元素的观察到的光球化学丰度非常一致，b）CZ底部的成分梯度平滑，以及c）地震太阳和模型之间的声速平方差显着改善在这个过渡区域，当我们允许光球重元素丰度在观测的不确定性范围内，由于这种混合过程的作用而进行调整时。对中微子预测的影响也进行了讨论。
1999-06-24 astro-ph
On the Connection between Mean Field Dynamo Theory and Flux Tubes
平均场发电机理论处理的是各种平均量，并不能直接阐明通量管的存在问题。然而，我们可以通过将额外的论据与从太阳发电机解决方案中获得的见解相结合，得出关于太阳内部通量管的重要结论。太阳的极向磁场为10 G量级，而对流区底部的环形磁场估计为100，000 G。简单的数量级估计表明，速跃层中的剪切不足以将10 G的平均径向场拉伸成100，000 G的平均环向场。我们认为，太阳的极场必须得到集中到间歇性的通量管之前，它是平流速跃层。我们估计这些通量管的强度和填充因子。在速度跃层中的剪切拉伸，预计将在对流区底部产生高度间歇性的磁配置。正如Nandy和Choudhuri（2002）最近提出的那样，对流区底部的纬向流应该能够将这种间歇性的磁场带到赤道。当从对流区底部的通量管上升到预先存在的极向场在表面上的区域，我们指出，它拿起一个扭曲根据当前的螺旋在太阳表面的观测。
2002-11-27 astro-ph
Changes in Solar Dynamics from 1995 to 2002
过去七年来，GONG和MDI仪器获得的数据被用来研究太阳动力学-旋转和其他大规模流动-如何随时间变化。除了众所周知的自转带向赤道和极地移动的现象外，我们还发现纬向流型随时间向上上升。与纬向流一样，纬向流也表现出明显的太阳活动相关变化。特别是，反对称分量的纬向流显示出的速度与活动的减少。我们没有看到任何显着的时间变化，在动态的速跃层地区，太阳能发电机被认为是操作。
2002-11-25 astro-ph
Exploring a deep meridional flow hypothesis for a circulation dominated solar dynamo model
环流主导的太阳发电机模型，采用日震旋转剖面和固定的纬向流，给出了一个很好的近似的大尺度太阳磁现象，如11年周期或所谓的黑尔极性定律。然而，在高纬度地区的径向剪切的较大幅度使得发电机在高纬度地区产生强的环形磁场，与太阳黑子的观测结果（斯波雷定律）相矛盾。Nandy和Choudhur（2002）提出了一个可能的解决方案，其中深层纬向流可以传导稳定层（辐射核心）内部的磁场，然后允许它在低纬度爆发。我们最近在一个不同的近似下探索了这一假设，使用Dikpaty和Charbonneau（1999）提出的磁浮力机制，发现一个深纬向流将环形磁场的最大值推向太阳赤道，但是，与Nandy和Choudhuri（2002）相反，第二个最大磁场区仍然在两极（Guerrero和Munoz（2004））。在这里，我们回顾这些结果，并讨论了一个新的可能的情况下，速跃层有一个椭球形，早期日震观测Charbonneau等。例如，（1999），并发现速跃层的几何形状的修改可以导致与观测结果非常一致的结果，并打开了通过发电机模型更详细地探索磁场可以真正存储的地方的可能性。
2005-04-04 astro-ph
The case for a distributed solar dynamo shaped by near-surface shear
争论和反对被广泛接受的图片太阳发电机坐在速跃层进行审查和替代的想法发电机在对流区的大部分工作，甚至在近地表剪切层，进行了讨论。基于磁示踪剂的角速度，有人认为，观测是兼容的分布式发电机，可能是强烈的近地表剪切层的形状。本文对湍流和剪切作用下平板中的发电机作用进行了直接模拟，讨论了该模型中双极区的填充因子和倾角。
2005-02-15 astro-ph
Rotation of the solar convection zone from helioseismology
日震学提供了关于太阳内部旋转的非常详细的推论。在对流区内，自转速率大致与表面差异自转中的纬向变化相同。对流区的自转表现为纬向流，即自转速度稍快或稍慢的区域，在对流区的大部分深度上延伸，并随着太阳活动周期的进展而向赤道汇聚。此外，有一些证据表明，在赤道附近的对流区底部的旋转准周期性变化，周期约为1.3年。
2006-10-31 astro-ph
Full--Sphere Simulations of a Circulation--Dominated Solar Dynamo: Exploring the Parity Issue
我们探讨了一个二维的运动学太阳发电机模型在一个完整的球体，日震确定的太阳自转轮廓的基础上，并与$α$效应集中在太阳表面附近，它捕获的Babcock-Leighton的想法，极向场是从倾斜的双极活动区的衰变。假设在速跃层之下稍有渗透的纬向环流起着重要的作用。最近有人对这种模型再现类似太阳的偶极宇称的能力提出了一些质疑。我们专门解决奇偶校验问题，并表明，偶极模式是首选的，当某些合理的条件得到满足，最重要的条件是要求极向场应有效地扩散，以获得耦合跨越赤道。我们的模型再现了观测数据的各个方面，包括太阳黑子和弱扩散场之间的相位关系。
2004-05-03 astro-ph
Effect of rotation on the tachoclinic transport
我们研究了旋转对剪切湍流的影响，由于差分旋转。通过求解脉动场的准线性方程组，我们得到了湍流振幅和湍流输运系数，并考虑了剪切和旋转对湍流的影响。我们专注于区域的速跃层赤道附近和两极的旋转和剪切是垂直和平行的，分别。对于典型的速跃层的参数值，我们表明，剪切减少湍流振幅和运输，更强烈地在径向比在水平方向上，导致各向异性湍流。旋转进一步降低了赤道处的湍流振幅和输送，而在极点附近没有太大影响。剪切和旋转之间的相互作用，产生了一种新的非扩散通量的角动量，可能提供了一种机制，发生在太阳内部的强剪切区。
2007-01-09 astro-ph
Mode selection mechanism and magnetic diffusivity in a non-axisymmetric solar dynamo model
基于旋转球坐标系中的线性α 2-Ω发电机模型，研究了太阳非轴对称磁场的产生。该模型包括一个类似太阳的差异旋转，随深度变化的磁扩散率，和三种不同位置的α效应，即速跃层，整个对流区和次表层。比较了轴对称模m=0和非轴对称模m= 1，2，3的临界α值，说明了磁扩散率在模选择问题中的作用。对于给定的太阳差旋系统，随着扩散率强度的变化，主模也可能发生变化，扩散率越强，非轴对称模越容易激发。讨论了扩散系数和微分转动对主模位形的影响。
2007-02-22 astro-ph
A dynamo model for axisymmetric and non-axisymmetric solar magnetic fields
越来越多的观测结果表明，太阳上存在一个相对较弱但持续存在的非轴对称磁场，它与占主导地位的轴对称磁场共存。这表明非轴对称磁场在太阳活动起源中起着重要作用。建立了线性非轴对称α 2-Ω发电机模型，讨论了轴对称m=0和第一非轴对称m=1模的特性，为解释主动经度、翻转等非轴对称现象提供了理论依据。该模型包括一个更新的太阳内部的差异旋转，湍流扩散率随深度和α效应在速跃层旋转的球形系统。还讨论了alpha 2-Omega模型和alpha-Omega模型之间的差异以及有利于具有类太阳参数的非轴对称模的条件。
2007-02-20 astro-ph
Secular variations in the solar corona shape according to observations during a solar activity minimum epoch
分析了1867年至2006年太阳活动最小期的日冕结构。本文提出了一个新的大冕流压扁指数。结果表明，该指数在过去140年中一直在平稳变化。该指数的最小值出现在活动周期17- 19;这是太阳日冕最对应于太阳全球磁场的偶极配置的时期。在20世纪初和21世纪初，日冕结构对应于四极结构。讨论了日冕结构变化的原因及其与地磁活动的关系。
2008-04-12 astro-ph
Does solar structure vary with solar magnetic activity?
我们提出的证据表明，太阳结构的变化与太阳活动的变化。我们发现绝热指数γ_1在氦原子第二次电离附近发生变化，在大约0.98R_sun的深度处。我们认为这种变化是由磁场引起的有效状态方程变化的结果。如果具有可靠和精确的高次模式的模式集可用，反演应该能够检测Gamma_1的变化。
2004-11-15 astro-ph
