Fast Tides in Slow Stars: the Efficiency of Eddy Viscosity
对流的湍流粘性被认为使近距离双星的轨道呈圆形。当潮汐周期短于最大涡旋的周转时间时，湍流粘性被认为是受到抑制的。压制的程度是有争议的。我们重新审视这些信念，通过直接微扰计算，线性化的湍流背景下的流体方程，并通过数值积分的混沌动力系统的周期性强迫。我们发现，（一）耗散的快速潮汐是严重抑制;和（二）湍流对流不循环双星，而恒星的主序星。即使没有前者，后一个结论似乎也是可靠的（尽管较弱）。
1997-01-03 astro-ph
Coupling from the photosphere to the chromosphere and the corona
太阳大气层的特点是相互竞争的物理过程的复杂相互作用：对流，辐射，传导和磁场。在低层大气中，太阳对流及其过冲的最明显的印记是颗粒斑。除了这个主要的尺度之外，空间尺度的分布或多或少是平滑的，无论是朝向更小的尺度还是更大的尺度，使得太阳本质上是一个多尺度物体。对流和过冲使光球层有了自己的面孔，但也是上面的层，即色球层和日冕的驱动者。磁场的配置有效地耦合大气层在许多空间尺度上，例如，在环的形式，被锚定在对流区，并继续通过大气层进入色球层和日冕。磁场也是一个重要的结构剂的小，颗粒大小的规模，虽然（流体动力学）冲击波也发挥了重要作用-特别是在互联网的气氛中，大多数弱场占主导地位。根据最近的观测和数值模拟结果，我们试图提出一个全面的图片安静的太阳大气作为一个高度间歇性和动态系统。
2008-09-15 astro-ph
Differential rotation and meridional flow in the solar supergranulation layer: Measuring the eddy viscosity
我们测量的涡流粘度在太阳对流区的最外层通过比较旋转法计算与雷诺应力产生的f-平面模拟的角动量输运在旋转对流与观察到的差分旋转模式。模拟导致负的垂直和正的水平角动量传输。其结果是最外层的一个副旋转，正如日震学和观测到的太阳黑子旋转速率所表明的那样。为了再现所观察到的旋转速率梯度，需要约1.5 x 10^{13} cm/s的涡流粘度值。与太阳黑子衰变得出的磁涡流扩散率进行比较，超颗粒层的磁普兰特数惊人地大，为150。旋转速率的负梯度也驱动表面向两极的纬向流，与多普勒测量的结果一致。成功再现的异常积极的水平交叉相关（北半球）观察到的双极组，然后提供了一个独立的测试所产生的涡动粘度。
2002-07-25 astro-ph
The origin of the reversed granulation in the solar photosphere
通过三维辐射流体动力学模拟，研究了太阳光球层中反向颗粒化的结构，揭示了其物理本质。我们使用的MURaM代码，以获得一个现实的对流区和光球层的近地表层的模型。光球底部的水平温度波动模式由相对较热的颗粒细胞和较冷的颗粒间下行流网络组成。随着光球层高度的增加，温度波动的幅度减小。在光球层z=130-140 km的高度，水平温度波动的模式反转，使得颗粒区域与粒间网络相比变得相对较冷。通过光球层的流体元素的轨迹的详细分析表明，流体的运动是非绝热的，由于强大的辐射冷却时，接近表面的光学深度单位，然后再加热的辐射场从下面。光球层的温度结构是上升流体元素膨胀与辐射加热竞争的结果。前者的作用是降低流体的温度，而后者的作用是使其朝着具有净熵增益的辐射平衡温度增加。在流体翻转并向对流区下降之后，辐射能量损失再次降低流体的熵。流体元素的辐射加热和冷却渗透到光球层和翻转不会发生等量。这些流体元素的累积加热和冷却的不平衡是光球层温度波动相对于高度的逆转的原因。
2006-12-17 astro-ph
Prospects of using simulations to study the photospheres of brown dwarfs
我们讨论了使用多维时间相关模拟来研究棕矮星和太阳系外巨行星的大气，包括对流，辐射，尘埃形成和旋转的过程的前景。我们认为，合理逼真的模拟是可行的，但是，分为两类的本地和全球模型。数值计算的挑战涉及到潜在的大动态范围，以及在多维几何形状的辐射散射的治疗。
2007-04-10 astro-ph
The Generation of Coronal Loop Waves below the Photosphere by p-Mode Forcing
最近的观测日冕环波的TRACE和内的日冕作为一个整体的CoMP清楚地表明，占主导地位的振荡周期为5分钟，从而暗示太阳p模式作为一个可能的来源。本文研究了在太阳对流区中由p模抖振产生的管波。管波--以纵向香肠波和横向扭结波的形式--产生于许多排列在对流区和穿透太阳光球层的磁纤维上。一旦由p模式强迫产生，管波就自由地在管中上下传播，因为管的作用就像光纤一样，并形成这些磁声波的波导。这些向上传播的波穿过光球层进入高层大气，在那里它们可以被测量为环振荡和其他形式的传播日冕波。我们将磁纤维视为垂直排列的细通量管，并计算了可以产生并驱动到高层大气中的管波的能通量。我们发现可以产生超过10^5尔格/cm ^2/s的通量，很容易提供足够的波能来解释观测结果。此外，我们计算了相关的阻尼率的驱动p模式，并发现阻尼是显着的观察到的线宽相比，只有最低阶p模式。
2008-05-13 astro-ph
Dynamics of Magnetic Flux Elements in the Solar Photosphere
在日冕加热问题的背景下，磁场和对流的相互作用进行了研究。我们研究光球磁元素的运动，使用在瑞典真空太阳望远镜在拉帕尔马获得的滤波图。我们使用位场模型来外推磁场和速度场到更大的高度。我们发现色球层中的速度可以在相邻通量管之间的分界面处局部增强。预测的速度是几公里/秒，显着大于光球通量管，这可能有重要的影响日冕加热。S
1998-02-27 astro-ph
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。
2000-04-04 astro-ph
Spatial variations in the field of velocities and real solar granulation
本文通过求解非局域热力学平衡（NLTE）辐射转移反问题，重建了非均匀太阳大气中的物理条件。观测数据采用了高空间和时间分辨率的$λ=523.42$ nm FeI谱线的剖面。本文研究了超绝热层和过冲对流区中真实太阳粒化的速度场。此外，我们还研究了不均匀太阳光球的垂直结构，并考虑了对流区颗粒物进入稳定大气上层的穿透。微湍流速度在过冲对流区底部最小，穿过超绝热层和光球层上部后急剧增加。高湍流层出现在流动的中心部分或初始流动的边界处，并向流动中心漂移。宽的下降流倾向于分解成具有湍流增强的结构，这些结构对应于物质流。强烈气流的高微湍流引起光球上层急剧的温度下降，导致颗粒间的第二次逆温。垂直速度的反转在太阳粒化过程中是很常见的。一些对流达到最低温度区。光球中上部物质流的垂直对流速度较小。并估计了有限分辨率对光球层速度空间变化的影响。
2006-12-15 astro-ph
First Results From New 3D Spectral Simulations Of Anelastic Turbulent Convection
我们采用Barranco & Marcus（2006）的滞弹性谱程序来模拟湍流对流层，目的是研究湍流涡旋在耗散外部剪切（例如潮汐）方面的有效性。我们推导出滞弹性方程，展示了我们用来发展这些方程的时间积分方案，并给出了我们运行的测试，以确认我们的代码符合我们的预期。此外，我们采用微扰的方法来找到一个近似缩放的有效涡粘性与频率，并发现它是在一般协议通过应用相同的程序，以现实的模拟太阳对流区的上层所获得的估计。
2009-03-30 astro-ph
Validation of Time-Distance Helioseismology by Use of Realistic Simulations of Solar Convection
太阳对流的现实模拟的最新进展给了我们一个前所未有的机会，以评估太阳内部结构的鲁棒性和动力学方法获得的本地日震。我们目前的测试结果的时间-距离的方法，使用现实的模拟。通过计算不同深度的模拟数据的声波传播时间和距离的关系，我们证实了声波传播到内部，然后返回光球。这表明，在数值模拟中的声波（p模式）的属性是类似的太阳条件，这些属性可以通过时间距离技术进行分析。对于表面的重力波（f-模式），我们计算扰动的旅行时间，所造成的本地化的下沉气流，并证明这些扰动的空间模式（代表所谓的灵敏度内核）是类似的模式从真正的太阳，显示特征的双曲线结构。然后，我们测试的时间-距离测量和反演计算声传播时间从一系列的垂直速度在光球的模拟数据，并推断出一个平均的三维流场进行反演的射线近似的基础上。反演的水平流场与模拟数据在地下3 μ m深的区域吻合得很好，但在更深的区域则有所不同。由于水平发散和向下流动之间的串扰效应，反演的垂直速度与模拟数据集的平均对流速度显著不同。
2006-12-19 astro-ph
Realistic Simulation of Local Solar Supergranulation
我代表的结果三维数值模拟太阳表面对流尺度局部超颗粒与现实模型物理。研究了光球对流运动的热结构、对流单体的大小范围和对流的穿透深度。太阳光球的一部分，水平延伸100 × 100微米，从0微米到20微米以下的可见表面被认为是。本文从太阳标准模型出发，导出了恒星物质的状态方程、不透明度以及所有物理量随半径的分布。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射流体力学方程。采用高阶守恒PPML差分格式求解流体动力学问题，采用特征线法求解辐射转移问题，并采用亚网格尺度动力粘性数值模拟方法。模拟是在1000 × 1000的均匀水平网格上进行的，具有168个非均匀间隔的垂直网格点，在256个具有分布式存储器多处理器的超级计算机MVS 5000在计算中心的俄罗斯科学院。
2008-06-08 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
Mesoscale flows in large aspect ratio simulations of turbulent compressible convection
本文给出了一个非常大的纵横比（42.6）的数值模拟结果，模拟了多变大气中的完全可压缩湍流对流，并着重讨论了大尺度流动的性质。中尺度模式主导湍流能量谱。我们发现，这些结构，已经观察到的Boussinesq模拟Cattaneo等人（2001），有一个真正的对流起源，并不直接从集体相互作用的较小规模的流动，即使他们的增长强烈影响非线性传输。如果这一结果与太阳光球层有关，则表明太阳表面以下的主要对流模式可能处于中尺度。
2006-11-28 astro-ph
Parity properties of an advection-dominated solar $α^2\Om$-dynamo
我们已经开发了一个高精度的代码，它解决了运动发电机的问题，无论是给定的旋转律和对流的情况下，低涡扩散的顺序为$10^{11}$厘米$^2$ /s已知的太阳黑子衰变。我们所有的模型都使用\alf效应，该效应在北（南）半球为正（负）。它集中在位于对流区顶部或底部的径向层中。我们还考虑了均匀分布在整个对流区的\alf效应。本文的主要注意力集中在：（1）解的奇偶性，（2）蝶形图的形式，（3）所得场分量的相位关系。如果日震学推导的太阳内部自转规律被认为是，一个没有高磁雷诺数（对应于低涡扩散率）的湍流的模型失败，在所有三个问题与观测相比。然而，赤道漂移在对流区的底部几米秒的赤道流确实可以强制环向磁场带的赤道迁移类似于所观察到的蝴蝶图，但解决方案只有偶极宇称，如果（正）\alf -效应位于对流区的底部，而不是在顶部。因此，我们可以证实Dikpati & Gilman（2001）的一项类似研究的主要结果。
2002-04-18 astro-ph
Convective intensification of magnetic fields in the quiet Sun
在宁静太阳的光球层中，经常可以在粒间通道中观测到千高斯强度的磁场。这样的磁场比均分场$B_e$更强，对应于与光球对流的动能密度相匹配的磁能密度，并且与施加等于环境气体压力的磁压力的磁场$B_p$相当。我们提出了一个理想化的数值模型的三维可压缩磁对流在光球，磁雷诺数的值的范围。在没有磁场的情况下，对流是高度超临界的，其特征是一种剧烈的、随时间变化的"颗粒状“运动。当弱磁场施加在对流上时，磁通量被扫入对流下降流中，在那里形成局部浓度。除非这一过程被磁扩散显著抑制，否则所产生的磁场通常比$B_e$大得多，并且这些通量元件中的高磁压导致它们被部分抽空。这些通量元素中的一些包含显著大于$B_p$的超强磁场。这些场由气体的热压力和对流运动的动压力的组合所包含，并且它们不断地发展。由于磁场和对流之间的非线性相互作用，这些超强磁场得以发展;它们不能用与周围环境保持整体压力平衡的薄通量管内的“对流湍流”来解释。
2008-04-08 astro-ph
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。
2008-02-13 astro-ph
Large-scale horizontal flows in the solar photosphere. IV. On the vertical structure of large-scale horizontal flows
在最近的论文中，我们介绍了一种用于测量流场的方法。该方法是基于超颗粒结构的跟踪。我们并不确切地知道，它的结果是否代表光球层或某些亚光球层的流场。在本文中，结合日震数据，我们能够估计的深度在太阳对流信封，检测到的大尺度流场是很好地代表了表面测量。我们得到了一个明确的答案，我们跟踪什么样的结构，在全光盘多普勒。在平静的太阳区域，超颗粒结构被跟踪，而在有磁场的区域，磁场的结构占主导地位。这一观测结果似乎是显而易见的，因为多普勒结构的性质在磁区和平静的太阳中是不同的。我们发现，我们的方法检测到的大规模流动代表的运动层中的等离子体下降到~10微米。因此，超颗粒可以被视为对象进行的基础大规模的速度场。
2008-12-10 astro-ph
Solar surface emerging flux regions: a comparative study of radiative MHD modeling and Hinode SOT observations
我们提出的结果，从数值模拟的新兴通量区域的太阳表面。通过三维辐射MHD模拟浮磁通量管通过对流区和光球的上升进行建模。由于对流区的强烈分层，上升导致管横向膨胀成磁性片，其作为在颗粒化规模的小规模通量出现事件的水库。向下的对流和上升的磁通量的相互作用使其波动，形成蜿蜒的磁力线进入光球层。观测的特点，包括新兴的通量区域的模式，取消表面通量和相关的高速下行流，对流崩溃的光球通量管，外观的异常变暗，形成亮点和可能存在的瞬态千高斯水平场的范围内讨论的新观测日出太阳光学望远镜。新兴的通量区域的当地日震学的影响进行了讨论。
2008-10-31 astro-ph
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。
2000-08-30 astro-ph
Turbulent Convection in Stellar Interiors. II. The Velocity Field
我们分析恒星对流的三维流体动力学模拟的帮助下，引入湍流级联到我们的理论分析。我们设计封闭的Elbolds分解的平均场方程的模拟（我们涉及温度和密度波动通过系数）的简单物理建模;的程序（CABS，对流算法基于模拟）是terrestrially可测试的，是适合系统的改进。我们开发了一个湍流动能方程，其中包含非本地和时间相关的条款，是适当的，如果对流过境时间短于演变的时间尺度。天体物理学中通常使用的混合长度理论（MLT）的解释是不正确的; MLT迫使混合长度是一个强加的常数。直接试验表明，与流动有关的阻尼是Kolmogorov提出的。涡的大小近似为对流区的深度，而这个耗散长度对应于“混合长度”。在恒星演化方程中应该出现湍流耗散引起的局部加热的新项。焓通量（对流光度）直接与浮力加速度有关，因此也与速度尺度有关。MLT倾向于系统性地低估这个速度尺度。与各种3D模拟的定量比较揭示了先前公认的一致性。应用于恒星演化的例子将在本系列的后续论文中介绍。
2008-11-25 astro-ph
Magnetohydrodynamic Simulation of Solar Supergranulation
利用真实物理模型对太阳表面对流进行了三维磁流体动力学大涡模拟。研究了磁场对对流运动进入辐射层的热结构、对流单体尺寸范围和对流穿透深度的影响。我们模拟了太阳光球的一部分和对流区的上层，一个从0毫米到18毫米的可见表面以下的水平延伸30 × 30毫米的区域。我们求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射磁流体力学方程。用途：数值模拟采用：1）太阳的真实初始模型和恒星物质的状态方程和不透明度，2）求解磁流体力学的高阶守恒TVD格式，3）求解辐射转移的扩散近似，4）从亚网格尺度模拟计算动力学粘性。模拟是在俄罗斯科学院具有分布式存储多处理器的超级计算机MBC-1500的128个处理器上进行的，在320 × 320的水平均匀网格和144个非均匀间隔的垂直网格点上进行。
2006-05-24 astro-ph
Magnetic flux emergence in granular convection: Radiative MHD simulations and observational signatures
我们研究了从太阳对流层近地层进入光球层的磁通量的出现。为了模拟磁通量的出现，我们进行了一组数值辐射磁流体力学模拟。我们的模拟考虑了状态方程中的可压缩性、通过辐射转移的能量交换和部分电离的影响。所有这些物质成分对于正确处理这个问题都是必不可少的。此外，包括辐射转移，使我们能够直接比较模拟结果与实际观测的新兴通量。我们发现磁通量管与外部流场之间的相互作用对磁场的出射形态有重要影响。根据通量管的初始属性（例如，场强、扭曲、熵等），出苗过程也可以改变局部颗粒化模式。具有$10^{19}$ Mx通量的磁通量管的出现干扰了颗粒化，并导致与向上流动的材料一致的暗巷的瞬时出现。这些结果与观测到的出现的磁通量的性质是一致的。
2007-02-25 astro-ph
Solar Multi-Scale Convection and Rotation Gradients Studied in Shallow Spherical Shells
从日震学推导出的太阳自转差，在对流区顶部附近有一个显著的径向剪切层，其中角速度的负径向梯度在跨越太阳半径外5%的低纬度和中纬度地区很明显。超颗粒化和相关尺度的湍流对流可能在维持这种径向梯度方面发挥重要作用，并可能以尚不清楚的方式影响全球尺度的动力学。为了研究这种动力学，我们构建了一系列三维数值模拟的湍流可压缩对流球壳内，处理浅域，使这种建模计算上容易处理。这些模拟是第一个模型的太阳对流在一个球形的几何形状，可以明确解决最大的动力学尺度的系统（太阳半径的顺序），以及较小规模的对流翻转运动的大小与太阳supergranulation（20- 40 Mm）。我们发现这些模拟中的对流跨越很大范围的水平尺度，并且这些模型中的径向角速度梯度通常为负，特别是在低纬度和中纬度地区。角动量输运的分析表明，这种梯度是由与对流相关的雷诺应力维持的，向内输送角动量以平衡由粘性扩散和大规模流动在对流平面中实现的向外输送。我们认为，类似的机制与太阳中的小尺度对流可能有助于维持所观察到的径向剪切层位于太阳光球层下方。
2002-09-03 astro-ph
Structure and Evolution of Giant Cells in Global Models of Solar Convection
太阳对流的全球尺度进行了研究，通过三维模拟的可压缩对流进行旋转流体的球壳，从对流区的底部延伸到光球15毫米内。迄今为止，这种最高空间分辨率的建模允许研究明显的湍流对流，揭示了与巨细胞相关的相干下流结构在维持所实现的强差分旋转方面继续发挥重要作用。这些巨细胞在低纬度地区表现出相对于平均纬向流，或差分旋转，他们建立，和逆行传播的各向同性结构与涡的性格在中高纬度地区。下行流网络的间隙往往具有强大而紧凑的气旋流。不断发展的巨胞下降流系统可以部分地被强烈的较小尺度的对流所掩盖，但它们很可能被现在可用的日震探测所探测到。事实上，日震学揭示的蜿蜒的溪流和变化的细胞地下流动一定是来自巨细胞的采样贡献，但很难将这些信号与那些归因于超颗粒的更快水平流动的信号分开。为了帮助这样的检测，我们使用我们的模拟来描述巨细胞的属性可能会随着深度而变化，它们的模式如何随时间演变，并分析这些复杂流场中相关性的统计特征。
2007-07-10 astro-ph
The Abundances of Oxygen and Carbon in the Solar Photosphere
最近的一系列研究对光球中碳和氧丰度的最佳估计分别为8.39和8.66。这些值比先前的估计值低约40%。由于采用了改进的模式大气、更新的原子数据和非LTE修正，以及重新评估混合特征的影响，修正的联盟是造成这一变化的原因。所采用的太阳表面流体动力学模型是更新的一个重要因素，但使用理论一维模型大气导致平均氧丰度适度增加0.09德克斯，碳丰度仅增加0.02德克斯。考虑到太阳表面的最先进的3D流体动力学模型，从不同的原子和分子线集合中产生一致的结果。系统误差可能主导最终的不确定性，但现有信息表明，它们被限制在<0.1 dex。新的丰度更接近于基于其他附近天体的成分的预期，尽管考虑到太阳对流区底部的银河系化学演化和扩散，仍然缺乏完全一致的画面。
2007-02-16 astro-ph
Acoustic wave propagation in the solar atmosphere. V. Observations versus simulations
我们研究了在对流区产生的声波的频谱的演变，并向上传播到光球，在那里我们比较模拟的声学频谱与Fe I线中观察到的频谱。虽然在对流区产生的光谱中没有明显的3分钟分量，但在理论光谱中有占主导地位的3分钟特征，与观察到的光谱一致。我们解释的3分钟功能的发生作为响应的太阳大气的声波的高频波能量转移到低频。我们还发现定性协议之间的波模拟和观测的声功率。
1997-04-08 astro-ph
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。
2006-12-14 astro-ph
3d Numerical Models of the Chromosphere, Transition Region, and Corona
在过去的五十年里，太阳物理学的一个主要目标是发现太阳对流区产生的能量通量如何在太阳外层传输和耗散。这一领域的进展缓慢而艰难。然而，计算机硬件和数值方法的进步，观测能力的大幅提高和物理洞察力的不断增长，似乎最终将导致理解。在这里，我们提出了探索性的数值MHD模型，跨越整个太阳大气层从上层对流区到较低的日冕。这些模型包括光球层和色球层中的非灰、非LTE辐射输运、光学薄辐射损失以及过渡区和日冕中的磁场对准热传导。
2007-04-12 astro-ph
A solar surface dynamo
内容：观测表明，活跃区以外的“安静”太阳光球层含有大量的磁能和磁通量，在小尺度上具有混合极性。这种流动的起源尚不清楚。目的：我们测试是否本地发电机行动的近地表对流（粒化）可以产生显着的贡献所观察到的磁通量。研究方法：我们已经进行了太阳表面对流的MHD模拟，包括强分层，压缩性，部分电离，辐射转移，以及一个开放的下边界的影响。结果如下：指数增长的弱磁种子场（通过计算盒与消失的净通量）被发现在模拟运行的磁雷诺数约为2600。在占对流运动总动能百分之几的水平上，磁能接近饱和。在可见太阳表面附近，（无符号）磁通量密度至少达到约25 G的值。结论：分层的，可压缩的，非螺旋形的表面对流，没有强制再循环的一个现实的流动拓扑结构是能够在太阳表面附近的湍流局部发电机的行动。
2007-02-26 astro-ph
Local helioseismology and correlation tracking analysis of surface structures in realistic simulations of solar convection
我们应用时距日震学，局部相关跟踪和傅立叶时空滤波方法，以现实的超颗粒尺度模拟太阳对流和高分辨率观测SOHO迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）的结果进行比较。我们的目标是调查地表和次地表对流结构和测试日震测量。计算域的大小和网格足以解决从颗粒到超颗粒的各种对流尺度。对于大于颗粒的尺度，空间速度谱近似为幂律，随着尺度的增大，速度幅值不断减小。除了颗粒化之外，没有特殊的尺度存在，尽管在超颗粒化尺度下可以看到功率的小增强。我们计算了f模和p模的时距图，并表明它与SOHO/MDI观测结果是一致的。从模拟数据中，我们计算出表面重力波（f-模式）的走时图。我们也将相关追踪应用于模拟的光球层垂直速度，以计算对应的水平流。我们将这两者与实际的大规模（过滤）模拟速度进行比较。这三种方法都揭示了相似的大尺度对流模式，并提供了时间-距离方法的初步测试。
2007-01-31 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
