Interacting Convection Zones
L. J. Silvers, M. R. E. Proctor
我们目前的模拟结果，以研究两个对流不稳定层之间的分离如何影响他们的相互作用。我们发现，两个对流不稳定层保持连接通过过冲羽流，即使它们是由几个压力标度高度分开。
We present results from simulations to examine how the separation between two convectively unstable layers affect their interaction. We show that two convectively unstable layers remain connected via the overshooting plumes even when they are separated by several pressure scale heights.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Possible solar cycle variations in the convection zone
利用1995年至1998年期间的全球振荡网络组（GONG）的数据，我们研究了太阳振荡频率随太阳活动的变化。从这些频率中，我们试图确定太阳结构随太阳活动的任何可能变化。我们没有发现任何证据的对流区的深度或范围内的对流区以下的过冲在太阳活动周期的变化。
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。
On Dissipation inside Turbulent Convection Zones from 3D Simulations of Solar Convection
太阳对流的二维和三维模拟的发展导致了对流的图片完全不同于通常假设的柯尔莫哥洛夫谱湍流。我们调查的对流区的耗散特性，参数化的有效粘性系数的变化结构的影响。我们使用Goodman & Oh 1997开发的扩展处理，应用于太阳对流的数值模型（Robinson et al. 2003）来计算作为频率函数的有效粘度，并将其与基于Kolmogorov湍流假设的现有处方（Zahn 1966，Goldreich & Keeley 1977）进行比较。结果与周期的线性标度相当接近，尽管同样的形式主义应用于涡旋的柯尔莫哥洛夫谱给出了幂律指数为5/3的标度。
The Interaction Of Multiple Convection Zones In A-type Stars
A型恒星具有复杂的内部结构，可能存在多个对流区。如果没有充分分离，这些区域将通过位于它们之间的对流稳定区域相互作用。因此，我们有必要问一问，在这些恒星内部存在的典型条件是否使得这些对流区可以被认为是不相交的。在本文中，我们提出了数值模拟的结果，有助于了解如何增加对流不稳定区域之间的距离可能会通过稳定区域，分离它们的相互作用。这对这些恒星内部的混合和运输有着深远的影响。
On the Radial Structure of Radiatively Inefficient Accretion Flows with Convection
我们考虑了黑洞周围辐射低效流体动力吸积流的径向结构。我们发现，低粘度流动包括两个区域：一个外部对流为主的区域和内部对流为主的区域。这两个区域之间的过渡发生在约50史瓦西半径。
Plumes in stellar convection zones
所有的可压缩对流的数值模拟揭示了强大的向下流动的存在。多亏了日震学，这样的羽流现在也在太阳对流区的顶部被探测到，在超颗粒尺度上。它们的性质可以用泰勒的湍流卷吸假设来粗略地描述，泰勒的湍流卷吸假设在各种条件下都是有效的。使用这个模型，人们发现，强烈的密度分层并不能阻止羽流穿过整个对流区，而且它们向上携带净能量通量（Rieutord & Zahn 1995）。它们在一定程度上渗透到邻近的稳定区域，在那里它们建立了一个几乎绝热的分层。这些羽流对恒星对流区的动力学有很强的影响，它们可能在发电机机制中起着关键作用。
3D-simulation of the Outer Convection-zone of an A-star
本文用Nordlund & Stein的对流程序计算了Teff= 7300 K，logg=4.3，[Fe/H]=0.0的恒星大气中的三维辐射耦合对流。我将提出3D模拟和传统的1D恒星结构计算之间的初步比较，并详细说明差异的后果。
Differential rotation and meridional flow in the solar convection zone and beneath
在微分旋转理论的基础上，讨论了基本旋转对各向异性非均匀湍流的影响。一个改进的表示为原来的湍流导致一个$\Lam$效果，符合三维数值模拟的结果。由此产生的自转规律和纬向流与地面观测（$\partial\Om/\partial r<0$和朝向两极的纬向流）和日震学的发现都很吻合。计算得到的对流区底部向赤道方向的流动幅值约为10 m/s，对太阳发电机的研究具有重要意义。对流渗透到辐射区的深度与$ν^{0.5}_\mathrm{core}$成比例，其中$ν_\mathrm{core}$是对流区下方的粘度。如果速跃层是层状的，则穿透非常小。
On the penetration of meridional circulation below the solar convection zone
在太阳对流区的最上部区域观察到速度为每秒几米的经向流。在太阳内部更深处，特别是靠近辐射区顶部的流动的幅度和模式，对广泛的太阳磁流体动力学过程至关重要。本文系统地研究了大尺度对流区向辐射区的渗透。特别是，我们研究了假设的边界条件应用在对流-辐射界面上的更深的流动的影响。使用简化的分析模型，结合更完整的数值方法，我们表明，对流驱动的对流到更深的内部的渗透不一定局限于一个浅埃克曼深度，但可以渗透得更深，这取决于如何对流辐射界面流建模。
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。
On Variation of the Latitudinal Structure of the Solar Convection Zone
太阳对流区的纬向声速结构使我们能够深入了解那里发生的物理过程，特别是细胞对流和可能存在的磁场。利用GONG观测网的日震资料和SOHO上的MDI仪器，对1995 - 2002年对流带的纬向声学结构进行了研究。时间平均结构证实了以前的发现，在$10^{-4}$水平在60度纬度的声速过剩。随着时间的推移，似乎也有一些变化，根据MDI的数据，在60度处的声速非球面性峰值朝着太阳活动的最大值增长。然而，我们提出了一些证据表明，这种变化可能与仪器的变化之间的时代之前和之后SOHO暂时失去了1998年。尽管如此，可能存在一些真正的时间变化，我们讨论了可能的物理原因。
Searching for the Signature of the Magnetic Fields at the Base of the Solar Convection Zone with Solar-Cycle Variations of p-Mode Travel Time
我们研究了不同波包的太阳p模走时的太阳周期变化，以探测太阳对流区底部的磁场。我们选择的波包，返回到同一个空间点后，围绕太阳的整数次反弹。在一个反弹旅行时间的变化，在太阳最大值相对于最小值是大致相同的所有波包研究，除了一个波包的下转折点位于对流区的底部。相对于其他波包，这个特定的波包在太阳活动极大期的传播时间有额外的减少。这个特殊的波包的旅行时间的额外减少的幅度随着太阳活动而增加。这种额外的旅行时间的减少可能是由对流区底部的磁场扰动和声速扰动引起的。假设这种额外的下降仅仅是由对流区底部的磁场扰动引起的，如果填充因子为1，则在太阳活动最大时的磁场强度估计为4- 7 × 10 ^5高斯。我们还讨论了这种解释的问题。
Turbulent Compressible Convection with Rotation - Penetration above a Convection Zone
通过求解三维Naviér-Stokes方程，对星型对流区中的湍流可压缩对流进行了大涡模拟。我们通过改变旋转速率（{ \boldmath $\rmΩ$ }）、旋转矢量的倾角（$θ$）和上稳定层的相对稳定度（$S$）来估计穿透到恒星型对流区上方稳定层的程度。计算域是一个矩形框中的f-平面配置，并被划分为两个区域的不稳定和稳定的分层与对流不稳定层之上放置的稳定层。计算了几种模型，并通过确定时均动能通量在上稳定层中第一个零点的位置来估计对流区上方稳定层的穿透距离。所有模型中的垂直网格间距是不均匀的，并且在上部区域较小，以便在感兴趣区域中更好地解决流动。我们发现，当旋转矢量与垂直轴对齐时，穿透距离随着旋转速率的增加而增加。但随着上稳定层稳定性的增加，上侵彻距离减小。由于我们无法为所有模型提供更高分辨率的计算，因此我们计算了一些模型，以查看增加分辨率对向上穿透的影响。此外，我们估计了恒星对流核向上对流渗透的上限。
The Magnetic Field in the Convection Zone
太阳物理学中一个有待解答的关键问题是对流区底部磁场的强度和分布。通量管动力学要求在对流区的底部存在强度高达100千高斯的环形场。动磁均分论点导致较小的磁场强度。为了可能通过日震方法探测这些相对较小的（与压力效应相比）场，重要的是要知道场强的范围及其分布。我们估计的环形磁场强度在对流区的基础上使用发电机模拟在一个球壳的范围。这些模拟涉及由GONG和MDI数据的日震反演提供的旋转分布。结合所观察到的视线表面极向场的模拟，我们提取的空间模式和大小的平均环形磁场在对流区的基础。
On the solar rotation rate in the upper convection zone
我们目前的结果旋转速率的变化，在对流层上部使用的数据从龚和MDI/SOHO涵盖了四年多的时间。我们发现，前几个奇数阶分裂系数随太阳活动周期系统地变化。用解析方法计算出的太阳表面附近的自转速率与反演技术的结果吻合得很好。外层的剩余自转速率似乎与太阳活动有关。
A Large Eddy Simulation of Turbulent Compressible Convection: Differential Rotation in the Solar Convection Zone
我们提出了两个模拟的对流区，通过求解完整的流体动力学方程在一个节的球壳的结果。第一个模拟有圆柱形旋转轮廓（平行于旋转轴）和一个强大的纬向环流，贯穿整个深度。第二个模拟有圆柱体和圆锥体之间的等旋等高线，以及一个弱的回旋环流，集中在壳体的最上部。我们发现，太阳差异旋转是直接相关的纬度熵梯度，渗透到对流区的深层。我们还提供了一个解释的角速度剪切发现在低纬度附近的顶部。径向和纬向速度波动之间的非零相关性在该区域产生显著的雷诺应力。这构成了角动量向内的净输送，这导致了顶部附近差动旋转的整体结构的轻微修改。本质上，{ \it热力学通过泰勒-普劳德曼动量平衡控制动力学}。雷诺应力仅在表层变得显著，在那里它们产生弱的纬向环流和角速度“颠簸”。
Torsional oscillations in the solar convection zone
最近对日震观测的分析表明，先前观测到的表面扭转振荡明显向下延伸到太阳对流区。在试图理解这些振荡，我们研究的磁场和太阳的差分旋转的背景下的平均场发电机模型，其中的非线性是由于太阳角速度的发电机产生的磁场的洛伦兹力的方位角分量的作用之间的非线性耦合。选择基本的零阶角速度以与最近的日震数据一致。该模型产生的蝴蝶图是在定性的意见。它显示了穿透对流区的扭转振荡，并随着时间的推移向赤道迁移。发现这些振荡的周期是全球磁场周期的一半。这与观测到的表面扭转振荡周期是一致的。在对流区内部，这是一个可检验的预测，目前为止的观测结果并没有排除这种可能性。
How to define the boundaries of a convective zone and how extended is overshooting?
在非局部对流理论下，对流的扩展是无限的，因此没有像局部理论那样清晰地定义明显的边界。从对流区深度相同的局域和非局域模式结构相似的要求出发，考虑到湍流对流的驱动机制，我们认为对流区边界的正确定义应该是对流能通量（即湍流速度和温度的相关性）改变其符号的地方。因此，当通量为正值时为对流不稳定区，当通量为负值时为对流超调区。通常的非局部混合长度理论所描绘的超调区的物理图象是不正确的。事实上，对流在到达不稳定边界之前已经是亚绝热的（$\nabla<\nabla_{ad}$）;而在对流区下面的过冲区，对流是亚绝热和超辐射的（$\nabla_{rad}<\nabla<\nabla_{ad}$）。绝热温度梯度和辐射温度梯度之间的过渡是连续的、平滑的，而不是突然的切换。在不稳定区，温度梯度接近辐射而不是绝热。我们想再次声明，对于不同的物理量，过冲距离是不同的.
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。
Linear dynamics of the solar convection zone: excitation of waves in unstably stratified shear flows
在本文中，我们报告的对流不稳定的线性重力模式到声振荡模式在剪切流的非共振转换。对流不稳定的线性重力模式可以激发波数相近的声学模式。激励振荡的频率可以在定性上高于源流的时间变化尺度，而所产生的振荡的频谱应该与源流的速度场内在相关。我们预计，这种非共振现象可以显着有助于生产的声波在太阳对流区。
Angular momentum transport by internal gravity waves. IV - Wave generation by surface convection zone, from the pre-main sequence to the early-AGB in intermediate mass stars
这是第四次在一系列的文件，处理角动量运输的内部重力波在恒星内部。在这里，我们想研究波在其他演化阶段而不是主序列中的潜在作用。我们研究的3 Msun人口I模型的演变，从前主要序列的早期AGB阶段，并检查波是否可以导致角动量重新分配和/或元素扩散的外部对流区边界。我们发现，虽然表面对流区产生的波可以安全地忽略这样的恒星在主序星，这是不是以后的演化阶段的情况。特别是，内波的角动量传输可能是相当重要的，在年底的次巨星分支和早期的AGB阶段。波浪引起的化学品混合预计在早期AGB阶段。
Deeply penetrating banded zonal flows in the solar convection zone
日震观测发现，太阳表面以下的自转速率有微小的时间变化，这与表面多普勒测量所知的所谓“扭转振荡”相对应。这些看起来像是向赤道移动的慢于和快于平均旋转的带。在这里，我们建立，使用补充日震观测超过四年的GONG网络和SOHO上的MDI仪器，带状流动不仅仅是一个近地表现象：相反，它们向下延伸至少60 Mm（约8%的太阳总半径），因此在近200 Mm深度的太阳对流区的一个重要部分是明显的。
Effects of boundary conditions on the dynamics of the solar convection zone
最近对日震数据的分析为与扭转振荡有关的各种有趣的动力学行为提供了证据。目前尚不清楚的是，这些振荡是否一直延伸到对流区的底部，如果是这样，对流区顶部和底部的振荡行为是否不同。人们试图在非线性发电机模型的框架内理解这种行为模式，其中包括发电机产生的磁场对太阳角速度的洛伦兹力的非线性作用。这些模型仍然不确定的一个方面是磁场边界条件的性质。在这里，通过采用一系列物理上合理的边界条件，我们表明，对于近临界和适度超临界发电机制度，振荡一直延伸到对流区的底部。因此，这种渗透是所考虑的模型的一个极其稳健的特征。我们还发现参数范围的超临界模型显示时空碎片的边界条件的选择范围。鉴于其观测的重要性，我们还作了比较研究的振幅的扭转振荡的边界条件的函数。
Global dynamics of radiatively inefficient accretion flows: advection versus convection
我们得到了黑洞周围辐射低效吸积流的整体解。在流动中是否以及在何处发展对流是用混合长度理论自洽地确定的。根据标准粘度的强弱，溶液可分为三类。I型解对应于大粘度参数$α\ga 0.1$，它是纯粹的对流为主，没有对流，并已在文献中广泛研究。II型溶液用于中等$α\sim 0.01$，其具有三区结构。内区是对流为主的，中间区是对流为主的，范围从几十到几千的引力半径，外区是对流稳定的，向外匹配开普勒圆盘。整个流动的净能通量是向内的，如在I型溶液中。III型解是针对小$α\la 0.001$的，它由Abramowicz等人先前提出的两个区域组成：一个内部对流主导区和一个外部对流主导区，它们在几十个引力半径的半径处分开。这种类型的解决方案具有向外的净能量通量。在II型和III型解中，径向密度分布介于自相似对流占优吸积流模型的1/2定律和自相似对流占优吸积流模型的3/2定律之间，能量释放效率极低。我们的结果与最近的数值模拟结果吻合得很好。
Stellar Evolution with Enriched Surface Convection Zones I. General Effects of Planet Consumption
对具有行星的恒星的Abstract分析表明，它们的金属丰度相对于场星有所增强。这种趋势最初被认为是由于富含铁的行星物质的吸积。基于这一假设，我们开发了一个恒星演化程序来模拟具有非均匀金属丰度分布的恒星。我们计算了M=0.9-1.2 M_sun的“污染”恒星演化轨迹。我们的模型包括一个范围内的初始金属含量从Z=0.01至0.03，并包括金属丰度增强恒星对流区对应的三角洲Z =0.005-0.03。我们发现，金属增强对恒星结构和演化的主要影响是对流区的扩大和有效温度的下移。此外，我们已经计算了不同质量的恒星的表面金属丰度的固定量的污染，似乎没有相关性与目前的观测数据的金属丰度已知的港口行星的恒星。
The Sun's acoustic asphericity and magnetic fields in the solar convection zone
观测到的太阳振荡频率分裂可以用来分离太阳内部自转的影响，并估计太阳内部大尺度磁场或任何与纬度相关的热扰动的贡献。由太阳内部自转率估算的表面畸变与观测到的太阳表面扁率吻合得很好。在从旋转中减去估计的贡献之后，在偶分裂系数中存在一些残余信号，这可以通过位于表面以下30000 km深度处的大约20 kG强度的磁场或等效的非球面热扰动来解释。300公斤的上限是来自对流区的底部附近的环形场。
Transport of toroidal magnetic field by the meridional flow at the base of the solar convection zone
本文讨论了对流区底部弱纬向流对环形磁场的输运。我们利用的差分旋转和湍流模型开发的Rempel和纳入反馈的纯环形磁场在两种方式：直接通过洛伦兹力（磁张力）和间接通过淬火的湍流粘度，这会影响参数化的湍流角动量输运模型。在直接洛伦兹力反馈的情况下，我们发现，振幅约为2 m/s的回旋流可以传输强度为20至30 kG的磁场。如果磁场高于均分强度，湍流粘性的淬灭导致从磁化区域偏转的湍流流和显著降低的输运速度。
Solar Cycle Related Changes at the Base of the Convection Zone
已知太阳振荡的频率会随着太阳活动而变化。我们使用主成分分析，以高精度检查这些变化。除了有据可查的变化，在太阳的正常模式振荡与活动的频率的函数，起源于太阳的表面层，我们发现一个小的，但统计上显着的变化，在对流区的基础和以下的起源频率。我们发现在r=（0.712^{+0.0097}-0.0029}）R_sun处，高、低活度之间的声速变化为δc^2 / c^2 =（7.23 +/-2.08）× 10^{-5}。这种变化与太阳活动密切相关。此外，我们使用分裂系数来检查这些变化的纬向结构。当r >~ 0.9R_sun时，声速的变化与表面活性有关。
Spatiotemporal fragmentation as a mechanism for different dynamical modes of behaviour in the solar convection zone
最近对日震观测的分析表明，以前观测到的周期约为11年的表面扭转振荡明显向下延伸到太阳对流区。此外，有迹象表明，在对流区的底部的动力学制度是不同于在顶部观察到的，具有显着较短的周期或非周期性行为。我们建议，这种行为可以解释的发生{ \it时空碎片}，其中一个重要的特点是，这种行为可以解释仅通过非线性时空动力学，而不需要单独的机制，不同的时间尺度在不同的深度。我们发现这种机制的背景下，一个二维的轴对称平均场发电机模型在一个球壳，半开放的外边界条件，其中唯一的非线性是太阳角速度上的发电机产生的磁场的洛伦兹力的方位角分量的作用的证据。
Dynamical variations of the differential rotation in the solar convection zone
最近对日震观测的分析似乎表明，存在着两种与太阳对流带动力学有关的新现象。首先，目前存在的扭转振荡的周期约为11年，其中渗透到太阳对流区显着，其次，振荡制度存在附近的对流，这是显着不同的顶部附近观察到的，有显着减少的周期或非周期性的底部。最近，时空碎片/分叉已被提出作为一种可能的动力学机制，以解释在太阳对流区的不同部分观察到的多模行为。这种情况下的证据是在一个轴对称的平均场发电机模型在一个球壳，半开放的外边界条件和零阶角速度的MDI数据的反演，其中唯一的非线性是洛伦兹力的发电机产生的磁场对太阳角速度的作用。在这里，我们做了一个详细的研究，这个模型的鲁棒性方面的合理变化，其主要成分，包括变化的α和eta配置文件，以及列入一个非线性α淬火。我们发现，时空碎片是存在于这个模型中的旋转数据的不同选择和模型的细节是不同的。两者合计，这些结果提供了强有力的支持的想法，时空碎片很可能发生在一般发电机设置。
Ring diagram analysis of velocity fields within the solar convection zone
利用MDI资料对太阳振荡功率谱进行了环图分析，研究了太阳对流区的速度场。的三维功率谱拟合到一个模型与洛伦兹分布的频率，并包括平流的波前水平流，以获得两个水平分量的流量作为一个函数的水平波数和径向顺序的振荡模式。然后使用OLA和RLS技术来反演这些信息，以推断流速随深度的变化。由此产生的速度场产生的平均旋转速度在不同的纬度同意合理日震估计。在最外层推断的纬向流似乎也与其他测量结果一致。从赤道向极地的纬向流被发现有一个振幅约为25米/秒的表面附近和振幅似乎随深度增加。
Modelling of Shallow and Inefficient Convection in the Outer Layers of the Sun Using Realistic Physics
为了了解太阳对流区对流能量输运的性质，本文采用真实的状态方程和真实的不透明度，建立了可压缩、辐射耦合、非磁性、重力分层介质中湍流的数值模型。以最小的简化求解了与时间相关的三维流体动力学方程。从本模拟获得的统计信息提供了一个更好的理解太阳光球对流。参数化的太阳对流在浅区域的特征，并与Chan和Sofia的模拟结果的深和有效的对流（Chan和Sofia 1989年）。我们评估的模拟中的部分电离区的重要性，并确认，在整个区域的辐射能量传递是可以忽略不计的，除了在对流区，一个非常高的超绝热区域的最高标度高度。当包括部分电离的影响时，流动的动力学被显著地改变。然而，我们证实了Chan和Sofia的结果，即动能通量是不可忽略的，并且在对流区可以具有负值。
Seismic study of the chemical composition of the solar convection zone
最近使用三维大气模型对太阳重元素丰度进行的向下修正导致了标准太阳模型与日震太阳结构推断之间的严重差异。在本文中，我们探讨了使用日震反演技术确定重元素丰度的可能性，希望提供一个独立的估计。我们使用绝热指数Gamma_1（在恒定熵下压力对密度的对数偏导数）作为探针来检查总重元素丰度的影响，以及由于单个元素丰度的影响。我们的反演结果表明，新的，较低的丰度增加了太阳和太阳模型之间的差异。
The Effects of Rotation on the Evolution of Rising Omega-loops in a Stratified Model Convection Zone
我们提出了三维磁流体模拟浮力磁通量管，通过一个分层模型对流区在太阳旋转的存在。在滞弹性近似下求解了磁流体动力学方程组，并利用所得结果确定了太阳自转对Ω环动力学演化的影响。我们发现，科里奥利力显着抑制在环的顶点在其上升过程中向光球的碎片化程度。如果管的初始轴向场强度减小，则在不存在由于对流运动引起的力的情况下，顶点碎裂的程度也减小。我们表明，科里奥利力减慢了管的上升，并诱导一个逆行流动的磁化和未磁化的等离子体的一个新兴的活动区域。从观测上，我们预测，这种流动似乎将起源于领先的极性，并将终止于尾随极性。
Simulations of Oscillation Modes of the Solar Convection Zone
为了研究太阳振荡的物理特性，我们使用Stein和Nordlund的三维流体动力学程序对太阳对流区的上层进行了逼真的模拟。我们的第一个结果是，在模拟中的振荡模式的属性密切匹配的观察到的属性。SOHO/MDI和GONG最近的观测证实了Duvall等人最初发现的太阳振荡线轮廓的不对称性。本文将SOHO/MDI观测的多普勒速度和连续强度振荡的功率谱中的线轮廓与模拟进行比较。我们还比较了速度和强度数据之间的相位差。我们发现模拟的谱线轮廓是不对称的，并且与观测到的谱线轮廓在速度和强度之间具有相同的不对称反转。速度和强度信号之间的相位差是负的，在低频率和跳跃的模式附近也观察到。因此，我们的数值模型再现了太阳振荡的基本观测特性，并允许我们研究未观测到的物理特性。
Dynamic Models of the Sun from the Convection Zone to the Chromosphere
长期以来，人们认为宁静太阳网间区域的色球层是一个静止的均匀层。由于观测和数值模拟方面的进展，这些大气区域的波动性质在过去十年中受到越来越多的关注。最近的三维辐射磁流体动力学模拟与CO5BOLD功能的色球网络间的区域作为一个动态的和间歇性的现象。它是相互作用的波的直接产物，这些波形成了热激波前沿和冷激波后区域的网状图案。波在对流区顶部自洽地激发。在平均高度为1000公里以上的中色球层，等离子体β变得大于1，磁场变得更加重要。模型色球层的磁场比下面的层均匀得多，并且演化得更快。这包括快速传播（MHD）波。目前正在进一步改进模拟，如随时间变化的氢离子化。这类模型能够同时解释明显矛盾的诊断，如一氧化碳和紫外线辐射。
Exploring the Physical Basis of Solar Cycle Predictions: Flux Transport Dynamics and Persistence of Memory in Advection versus Diffusion Dominated Solar Convection Zones
太阳活动周期的可预测性，或缺乏可预测性，是由太阳内部许多独立的物理过程共同作用决定的。磁通量运输和有限的时间延迟，它引入，特别是在所谓的巴布科克-莱顿模型的太阳周期与空间分离的源区域的α和ω效应，在这种可预测性发挥了至关重要的作用。通过这样一个模型的发电机模拟，我们研究了太阳活动周期预测的物理基础，通过检查两个对比制度，一个占主导地位的扩散磁通量运输在太阳对流区，另一个占主导地位的平流通量运输的纬向环流。我们的分析表明，扩散起着重要的作用，在通量输送，即使当太阳活动周期是由纬向流速度。我们进一步研究的持久性的记忆过去的周期在平流和扩散为主的制度，通过随机强迫发电机模拟。我们发现，在对流为主的制度，这种记忆持续长达三个周期，而在扩散为主的制度，这种记忆主要持续一个周期。这表明基于这两种不同状态的太阳活动周期预测必须依赖于根本不同的输入-这可能是相互冲突的预测的原因。我们的模拟还表明，所观察到的太阳周期振幅周期的关系更自然地出现在扩散为主的制度，从而支持那些发电机模型中，扩散通量传输在太阳对流区中起着主导作用。
A convection zone dynamo including the effects of magnetic buoyancy and downward flows
一个磁通量管既可以看作是一个单独的物体，也可以看作是一个封闭的场。作为一个场，它同时受到气旋对流（$α$-效应）和差异旋转（$Ω$-效应）的影响。作为一个物体，管不仅受到浮力，而且由于管上方的向下流动而受到动态压力。当这两个动态效应被纳入$αΩ$发电机方程，我们得到一个发电机运行在对流区。我们分析和解决扩展发电机方程的线性近似，通过使用观测到的太阳内部旋转，并假设一个下降流建议的太阳对流区的数值模拟。结果产生：（i）22年周期;（ii）扩展的蝴蝶图;（iii）强活动局限于低日面纬度$|Φ|\le 35^\circ$;（iv）在低纬度，径向场与同纬度的环向场相比处于近似$π$的相位滞后;（v）向极分支相对于向赤道分支处于$π/2$的相位滞后;（vi）大部分磁通量以强间歇的形式存在，集中在强通量管中，（vii）磁场峰值在$r=0.96 R_{\sun}$深度处，（viii）太阳总辐照度随太阳活动周期变化，振幅为0.1%;（ix）太阳有效温度随太阳周期活动同相变化，振幅为1.5 $^\circ C$;（x）太阳半径也随太阳周期活动同相变化，振幅为20 mas。所有这些结果与相应的观测结果一致。
Strong latitudinal shear in the shallow convection zone of a rapidly rotating A-star
我们用高分辨光谱法计算了V102星在疏散星团IC 4665区的平均增宽轮廓。在投影赤道自转速度vsini =（105 +-12）km/s时，我们发现了与经典自转的强烈偏离。我们讨论了几种情况下，最合理的是强烈的差异旋转的纬度方向。对于这种情况，我们发现角速度的差值Δ Ω = 3.6 +-0.8 rad/d（Δ Ω/Ω = 0.42 +-0.09）。从Halalpha线，我们得出了光谱类型A9和支持光度测量分类IC 4665 V102作为非成员的IC 4665。在如此早期的光谱类型，这是迄今为止观察到的最强的差分旋转情况。IC 4665 V102与三颗类似的恒星似乎形成了一类新的天体，它们在非常浅的对流包层中表现出极端的纬向切变。
The Three-dimensional Evolution of Rising, Twisted Magnetic Flux Tubes in a Gravitationally Stratified Model Convection Zone
我们提出了三维数值模拟的上升和破碎扭曲，最初水平的磁通量管演变成新兴的Ω环。通量管通过代表太阳对流区的螺旋分层等离子体螺旋上升。在滞弹性近似下求解了MHD方程，并将结果与二维通量管碎裂的研究结果进行了比较。我们发现，如果初始量的场线扭曲是低于一个临界值，在一个上升的欧米茄环的顶点的破碎程度取决于它的三维几何形状：一个给定的欧米茄环的顶点曲率越大，较小的破碎程度的循环，因为它接近光球。因此，线圈保持其内聚力所需的初始扭曲量可以从二维极限大幅减少。模拟还表明，当一个破碎的通量管穿过太阳盘面相对安静的部分出现时，极性相反的延伸新月形磁性特征应该形成，并相互稳步后退。这些特征最终在欧米茄环的碎片部分通过光球层出现后合并。
Solar Surface Magneto-Convection
利用磁对流数值模拟方法研究了近太阳表面小尺度发电机活动、磁通量管的出现和消失以及微孔的形成和演化。从弱的种子场，对流运动产生高度间歇性的磁场在颗粒间的通道，收集在下面的中颗粒尺度细胞的边界。在模拟中出现了出现的磁通量环和从表面消失的磁通量。我们展示了一个例子的磁通量管崩溃到千克场强，并讨论如何性质的磁通量消失可以调查。观测到的小磁结构的斯托克斯轮廓被望远镜衍射和视宁度严重扭曲。由于强烈的分层，在表面层中几乎没有等离子体和场的再循环。相反，再循环是通过与对流区深层的交换而发生的。来自表面的等离子体和场通过对流区下降，并再次向表面上升。由于质量守恒，只有很小一部分从对流区深处上升的等离子体到达表面，所以几乎没有磁能存在于近表面层。因此，作用于弱非相干场的发电机是全局的，而不是局部表面发电机。
Effects of convection on the mean solar structure
太阳对流和振荡研究的总体框架是太阳结构的球对称部分。我讨论这些属性的太阳内部对流和其他可能的流体动力学运动和日益详细的信息，这是由日震数据提供的结构。太阳模型对对流的最基本依赖是固定太阳半径的校准。太阳和太阳模型之间的振荡频率差异的主要原因似乎位于对流区的顶部附近。然而，也有证据表明，对流层以下可能存在弱混合，也许在太阳核心。前者至少可能是由于对流运动渗透到下面的稳定层中而引起的。
Gravity Waves in the Sun
本文对太阳中的穿透对流和重力波激发进行了数值模拟。重力波是由覆盖在辐射内部的对流区自洽地产生的。我们产生的功率谱重力波在辐射区以及对流区以下的重力波的能量通量的估计。我们计算的峰值能量通量在对流区以下的波是三个数量级小于以前的估计为m=1。模拟结果表明，线性色散关系是一个很好的近似只有在对流辐射边界以下深处。低频传播的重力波以及更高频率的驻模产生，虽然我们发现，对流不连续驱动的g-模式的频率。
Prospects for the Detection of the Deep Solar Meridional Circulation
我们进行日震全息术，以评估噪声的p模式走时的变化，这将形成的基础上推断的大规模流动，整个太阳对流区。我们还推导出预期的旅行时间从一个参数化的返回（赤道方向）的对流区的基础上的对流环流分量的正演模型的假设下的射线和玻恩近似。从估计的信噪比的测量集中在对流区的底部附近，我们得出结论，日震探测的深纬向流，包括返回组件可能是不可能使用的数据跨越一个间隔小于一个太阳周期。
3-D non-linear evolution of a magnetic flux tube in a spherical shell: the isentropic case
本文采用滞弹性球谐程序（ASH），对球形几何分层对流区中磁通量管的非线性动力学演化进行了三维MHD数值模拟。我们试图了解从太阳对流区底部到太阳表面作为活动区域的强环向场出现的机制。我们证实了在Carnival几何中得到的结果，即在到达对流区的顶部之前，没有扭曲的通量管分裂成两个相反的旋涡。此外，我们发现，扭曲管发生极向滑移不稳定性，由于不平衡的磁曲率力，使管的极向运动在非旋转和旋转的情况下。这种向极漂移被认为是更明显的管原本位于高纬度地区。最后，旋转被发现通过对流区的通量管的上升速度降低，特别是当该管被引入在低纬度。
A-star envelopes: a test of local and non-local models of convection
我们提出了一个完全非本地的，可压缩的A星信封对流模型的结果。这个模型很自然地再现了各种各样的结果，从观察和数值模拟的本地模型的基础上的混合长度不。我们的主要结果，这是与Teff在7200 K和8500 K之间的模型，如下：第一，光球的速度和填充因子是在定性的协议与来自A型星的线轮廓的观测。第二，他II和H I对流区分离的对流通量和热相互作用，但加入的对流速度场，与数值模拟一致。此外，我们试图量化的超调量在我们的模型中的基础上，他II对流区。
Comments on the structure and dynamics of magnetic fields in stellar convection zones
这篇论文是一篇"Habilitationsschrift“，是德国和其他一些国家的大学直到最近才要求获得演讲权的第二篇论文。1990年，在经过德国和国际专家的审查后，它被哥廷根大学接受。虽然导言和参考文献代表了1990年的研究状况，但其余大部分内容仍然相关，从未在其他地方发表过。最重要的部分是推导出一个线性稳定的形式主义薄磁通量管以下的任意路径的重力分层介质中的一个固定的速度。后来发现（Ferriz-Mas & Schuessler，Geophys.占星术。流体动力学vol.72，209; 1995），为了一致性，外部介质的运动运动方程中的惯性项应包括在Eq.（3.24），这导致在空间变化的外部速度的情况下稳定性方程中的附加项。这个术语在本文中没有，但可以很容易地引入形式主义。完整的摘要可以在论文的开头找到。
3D Simulation of Convection and Spectral Line Formation in A-type Stars
我们提出了第一个现实的三维辐射对流在主序A型恒星的表面层Teff = 8000 K和8500 K，log g = 4.4和4.0，最近进行的CO5BOLD辐射流体动力学代码的数值模拟。由此产生的模型被用来调查的H+HeI和HeII对流区的结构与本地和非本地对流理论的预测相比，并确定的“过冲”到下面的HeII对流区的稳定层的量。模拟还预测了光球颗粒图案的拓扑结构如何从太阳到A型恒星对流的变化。光球温度波动和速度场的谱线的形状的影响表现出通过计算合成线轮廓和线平分线的一些代表性的例子，使我们能够面对的3D模型的结果与观测。
High-resolution simulations of stellar collisions between equal-mass main-sequence stars in globular clusters
我们进行了高分辨率的模拟两个恒星碰撞相关的恒星在球状星团。我们考虑了两颗0.6M太阳主序星之间的一次正面碰撞和一次离轴碰撞。我们发现，约100 000粒子的分辨率是足够的大多数研究的结构和演变的蓝色离散。我们最终证明，球状星团中的主序星之间的碰撞产物不具有大于0.004 M_sun的表面对流区碰撞后，也没有开发对流区在“前主序星”的热弛豫阶段的碰撞后演化。因此，任何需要表面对流区的机制（即化学混合或通过磁风的角动量损失）都不能在这些恒星中运作。我们表明，没有磁盘的材料周围的碰撞产品产生的离轴碰撞。对流区和盘的缺乏证明了球状星团中蓝离散星角动量演化的一个持续问题。
Three dimensional numerical simulations of acoustic wave field in the upper convection zone of the Sun
太阳内部的声波传播的数值三维模拟的结果。作者开发了一个采用真实OPAL状态方程的线性三维程序。背景模型采用改进的对流稳定色球层光滑连接的标准太阳模型。空间导数的计算采用高阶色散关系保持格式。在色球层建立的顶部非反射边界条件吸收频率大于声学截止频率的波，这些波通过色球层，模拟现实情况。从光球层下随机分布的声源产生的波场得到的声功率谱与观测结果符合得很好。研究了上边界高度对模拟结果的影响。结果表明，通过声势垒的能量泄漏阻尼所有模式均匀，不改变声谱的形状。因此，顶部边界的高度可以用于控制阻尼率而不会使声谱失真。所开发的模拟提供了一个重要的工具，用于测试当地日震学。
Twisted flux tube emergence from the convection zone to the corona
在从对流层上层到日冕下层的计算区域内，对不同扭曲度的水平磁通量管出射进行了三维数值模拟。我们使用奥斯陆交错编码来解决非灰色和非LTE的辐射转移和热传导沿磁场线的完整的MHD方程。介绍了弱磁化大气中底边界输入的磁通量管的出现。用磁图、合成图像和速度场分布描述了光球和色球的响应。一个磁通量管进入这样的大气中会导致不同的大气响应。在光球层中，当通量管从下面接近时，颗粒尺寸增加。在对流超冲区，光球层绝热膨胀产生冷却，暗区的结构与颗粒细胞。我们还发现在上升通量管的边界处有塌陷的颗粒。一旦通量管穿过光球层，在光球层上方500公里的高度发现了与集中的磁场、涡度、高垂直速度和压缩物质加热有关的亮点。在磁化色球层较高的高度，上升的通量管会产生一个冷的磁化气泡，倾向于驱逐通常的色球层振荡。此外，上升的通量管显著地增加了色球层的高度，将过渡区和日冕推到一边，使得色球层延伸到光球层上方6微米。磁通量管的出现通过光球层到低日冕是一个相对缓慢的过程，大约需要1小时。
Turbulent Convection Under the Influence of Rotation: Sustaining a Strong Differential Rotation
强烈的湍流目前在太阳对流区是一个重大的挑战，理论和模拟，因为人们试图了解的起源与半径和纬度，已被日震学揭示的惊人的差异旋转配置文件。差动旋转一定是太阳磁发电机及其活动周期的运作中的一个基本要素，然而对流、旋转和磁场之间的相互作用还有许多方面尚不清楚。本文利用我们的滞弹性球谐函数（ASH）程序在大规模并行超级计算机上对深球壳内的湍流对流进行了一系列三维数值模拟。这些对太阳对流区全球动力学的研究集中在如何建立差异旋转和纬向环流。我们分析了角动量的输送在建立这种差异旋转，并阐明了在这个过程中所起的作用，雷诺应力和涡旋环流。我们已经发现，雷诺应力是至关重要的，在向赤道输送角动量。斜压性（热成风）的影响已被发现有一个温和的作用，产生的平均纬向气流。模拟产生的差分旋转配置文件内的大部分对流区，使合理的接触推断从日震反演，即拥有一个快速赤道，角速度的差异约30%，从赤道到极点，和一些恒定沿径向线在中纬度地区。
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。
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。
Flux-loss of buoyant ropes interacting with convective flows
我们提出了3-d数值磁流体动力学模拟的浮力，扭曲的磁通量绳嵌入分层，太阳模型对流区。通量绳被赋予初始扭曲，使得其在上升期间既不扭结也不断裂。此外，其相对于对流的磁能含量被选择为使得通量绳在被对流从纯粹的垂直上升偏转的同时保持其基本几何形状。模拟表明，磁通量平流远离磁绳的核心，因为它与对流相互作用。因此，结果支持的想法，储存在或附近的太阳对流区底部的环形通量的量目前可能被低估。
Angular momentum redistribution by waves in the Sun
我们计算了重力惯性阿尔文波的角动量输运，并表明，只要逆时针和逆行重力波被激发到大致相同的振幅，角动量沉积在太阳辐射内部的符号是这样的，导致任何现有的小径向梯度的旋转速度的对流区下面的指数增长。这导致在20年量级的时间尺度上在太阳辐射带顶部附近形成一个强的薄剪切层（厚度约为0.3%R_ \odot）。当穿过该层的差旋转幅度达到约0.1 μHz时，该层变得不稳定到剪切不稳定并经历混合，并且沉积在该层中的多余角动量返回到对流区。在该层中的强剪切产生环形磁场，当该层变得不稳定时，该环形磁场也沉积在对流区中。这可能会在地表开始一个新的磁活动周期。
Global-Scale Turbulent Convection and Magnetic Dynamo Action in the Solar Envelope
太阳全球发电机的运作似乎涉及许多动力学要素。自洽MHD模拟，现实地将所有这些过程还没有计算上可行的，虽然有些元素现在可以研究与合理的保真度。在这里，我们考虑的方式，在太阳对流区的大部分湍流可压缩对流可以产生大规模的磁场通过发电机行动。我们完成了这一点，通过一系列的三维数值模拟旋转球壳内的MHD对流使用我们的ASH代码在大规模并行超级计算机。由于差分旋转是所有发电机模型中的一个关键因素，我们也在这里研究的旋转配置文件的性质，可以维持在深对流区的强磁场的建立和维护。我们发现，对流是能够保持类似太阳的角速度的档案，尽管麦克斯韦应力的影响，往往反对雷诺应力，从而减少整个对流区的纬向角速度对比度。发电机产生的磁场表现出复杂的结构和演变，径向场集中在下流通道中，而环形场组织成扭曲的带状物，这些带状物在纵向上延伸，并且达到高达5000 G的场强。流和场表现出大量的动力学和磁螺旋度，虽然系统的半球形图案只在前者明显。波动场支配着磁能，并通过洛伦兹力解释了对流动的大部分反作用。平均场相对较弱，不像太阳那样表现出系统的纬向传播或周期性的极性反转。这可能是由于缺乏速跃层。
Magnetic field confinement by meridional flow and the solar tachocline
我们表明，MHD理论，解释了太阳的速度跃层的磁场的影响，可以与化石场在太阳内部的衰变模式，如果对流区的对流稍微穿透下面的辐射区。约10 m/s的向赤道流动穿透到对流区以下1000 km的最大深度，能够在速跃层区域产生几乎水平的场线，使得内部场几乎完全局限于辐射区。差异太阳自转理论确实提供了约10 m/s的纬向流和< 1000 km的渗透深度，其粘度值是稳定速跃层的特征。
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