Line formation in solar granulation: I. Fe line shapes, shifts and asymmetries
现实的从头算3D，辐射流体动力学对流模拟的太阳粒化已被应用到铁I和铁II线的形成。与基于流体静力学1D模型大气的经典分析相反，该程序不包含可调节的自由参数，但在3D，时间依赖性，非均匀模型大气的构造中对数值粘性的处理以及在3D光谱合成中对元素丰度的处理。然而，数值粘性纯粹是为了数值稳定性的目的，并确定从标准的流体动力学测试的情况下，不允许调整，以提高与太阳粒化的观测约束的协议。非热谱线展宽主要是由光球层对流和太阳振荡产生的多普勒频移提供的。几乎完美的协议之间的预测的时间和空间平均线轮廓弱Fe线与观测到的配置文件和缺乏的趋势，在推导出的丰度与线的强度，似乎意味着微观和宏观湍流的概念是过时的，在这些3D分析。此外，理论谱线的不对称性和偏移与观测结果非常吻合，在绝对速度尺度上的精度通常为50-100 m/s。剩下的微小差异指向如何进一步改进对流模拟。
2000-05-15 astro-ph
Intrinsic photometric characterisation of stellar oscillations and granulation. Solar reference values and CoRoT response functions
内容：测量类太阳振荡的振幅和颗粒功率谱密度构成了两个有希望的信息来源，以提高我们的理解和描述的恒星外层对流。然而，不同的仪器，使用不同的技术和不同的带通，给出的测量结果不能直接相互比较或与理论值进行比较。目的：在这项工作中，我们定义了简单的响应函数，以根据使用特定仪器在特定恒星上获得的测光测量结果来推导出固有振荡振幅和粒化功率密度。方法：我们测试这种方法在不同的测光数据集上获得的太阳上的两个不同的仪器在三个不同的带通。结果：我们表明，结果是在良好的协议，我们建立了参考太阳的光度本征值。我们还计算了CoRoT仪器的响应函数的一系列参数代表的主要序列的类太阳能发电机与CoRoT观察。我们表明，这些响应函数可以方便地描述由简单的解析函数的目标恒星的有效温度。
2009-05-04 astro-ph
Line formation in solar granulation: III. The photospheric Si and meteoritic Fe abundances
使用三维的，随时间变化的，不均匀的模型大气的太阳表面对流的现实流体动力学模拟，太阳光球硅丰度已被确定为日志Si = 7.51 +- 0.04。这与以前基于一维Holweger-Müller（1974）模型的估计值相比相差0.04 dex，其中一半归因于采用的模型大气，其余部分归因于改进的量子力学加宽处理。因此，所有陨石丰度都应向下调整相同的数额。特别是陨石铁丰度将是log Fe = 7.46 +- 0.01，与最近确定的光球铁丰度非常一致（Asplund等人，2000年b）。不幸的是，现有的不确定性阻止了对太阳中金属元素迁移的假设效应的观测确认。
2000-05-15 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
The intensity contrast of solar granulation: comparing Hinode SP results with MHD simulations
颗粒对比度是表征太阳表面对流的一个重要量。我们比较了使用Hinode卫星上的光谱偏振仪（SP）观测到的630 nm处的强度对比度与V{<$}gler & Sch{<$}ssler（2007）的3D辐射MHD模拟。使用光学系统的理论点扩散函数并通过考虑其他重要影响，使来自模拟的合成图像退化。望远镜孔径和次镜及其附属支架的遮蔽使模拟对比度从14.4%降低到8.5%。仪器的轻微有效散焦使模拟对比度下降到7.5%，接近观察值7.0%。适当考虑光学系统的影响和轻微的散焦，导致来自MHD模拟的合成图像的充分退化，使得对比度几乎达到观察值。剩下的小差异可以归因于杂散光和仪器的轻微缺陷，这是很难建模。因此，Hinode SP数据与3D辐射MHD模拟预测的颗粒对比度一致。
2008-04-26 astro-ph
Line formation in convective stellar atmospheres. I. Granulation corrections for solar photospheric abundances
为了估计光球温度波动对光谱丰度测定的未知影响，我们研究了基于太阳对流表面层的详细二维辐射流体动力学模拟的非均匀太阳光球LTE线形成问题。通过一个严格的差分1D/2D比较的紧急等效宽度，我们推导出“颗粒丰度校正”的个别线，这必须适用于标准丰度测定的基础上均匀的1D模型大气，以纠正光球温度波动的影响。在一般情况下，我们发现一个线加强的存在下的温度不均匀性作为一个后果的非线性温度依赖性的线不透明度。对于许多具有实际意义的测线，丰度校正的幅度可通过本文件所附图表中的内插法来估计。丰度校正的应用往往可能是一个可以接受的替代详细拟合的个别线剖面的基础上流体动力学模拟。本研究将有助于提供光谱丰度分析可能误差的上限，并确定对光球温度不均匀性影响最不敏感的谱线。
2002-03-08 astro-ph
Line formation in solar granulation VI. [C I], C I, CH and C2 lines and the photospheric C abundance
利用含时三维太阳大气流体动力学模型，从[Cl]、Cl、CH振转线、CH A-X电子线和C2 Swan电子线计算了太阳光球层碳丰度。对于CI线路，已经考虑了来自LTE的配置。事实证明，这些对于更强的线路越来越重要，并且对于消除LTE丰度与线路强度的趋势至关重要。非常令人满意的协议，发现在所有的原子和分子丰度诊断，尽管其广泛不同的线形成的灵敏度。基于四个主要丰度指标（[C I]，C I，CH振转，C_2 Swan）的太阳碳丰度的平均值为log C = 8.39 +/- 0.05，包括我们对可能的系统误差的最佳估计。一致的结果也来自CH电子线，我们已经降级到一个辅助作用，由于其灵敏度的线加宽。新的基于3D的太阳碳丰度明显低于先前使用1D模型大气研究中估计的丰度。
2004-10-28 astro-ph
Line formation in solar granulation: IV. [O I], OI and OH lines and the photospheric O abundance
利用太阳大气的三维流体动力学模型，根据[OI]、OI、OH振动-转动和OH纯转动谱线，计算了太阳光球层的氧丰度。在OI线的情况下，已经进行了3D非LTE计算，揭示了由于线中的光子损失而导致的与LTE的显著偏离。我们得出太阳氧丰度log O = 8.66 +/- 0.05。所有的氧诊断产生高度一致的丰度，与经典的一维模型大气的结果形成鲜明对比。这个低值与对本地星际介质和附近B星的测量结果非常一致。这种低丰度也得到了非常不同的线形成灵敏度的线之间的良好对应关系，以及观测和预测的线形状和中心到边缘变化之间的良好对应关系的支持。再加上相应的向下修订的太阳碳，氮和氖的丰度，由此产生的太阳金属质量分数Z = 0.0126的显着下降，但是，可能会破坏令人印象深刻的协议之间的预测和观察到的太阳内部的声速从日震学确定。
2003-12-11 astro-ph
Line formation in solar granulation: II. The photospheric Fe abundance
太阳光球铁丰度已确定使用现实的从头算三维，时间依赖性，流体动力学模型大气。这项研究是基于预测和观察到的线轮廓直接，而不是等效宽度之间的良好协议，因为固有的多普勒展宽的对流运动和振荡提供了必要的非热展宽。因此，在最近的太阳Fe丰度争议中心的四个激烈争论的参数（等效宽度，微湍流和阻尼增强因子）中的三个不再进入分析，留下的过渡概率作为主要的不确定性。研究了FeI（使用牛津和基尔研究的线样品）和FeII线，得到了一致的结果：log FeI = 7.44 +- 0.05和log FeII = 7.45 +- 0.10。此外，强FeI线的翅膀返回一致的丰度，日志FeII = 7.42 +- 0.03，但由于固有的不确定性，在强线的分析，我们给这个决定较低的重量比弱和中间强线的结果。鉴于最近陨石Fe丰度log Fe = 7.46 +-0.01略有向下修正，陨石和光球值之间的一致性很好，从而似乎解决了由FeI线计算光球Fe丰度的争论。
2000-05-15 astro-ph
Line formation in solar granulation: V. Missing UV-opacity and the photospheric Be abundance
晚型恒星紫外线中不透明源的可能性经常被用来解释预测和观测到的通量分布和谱线强度之间的差异。除其他外，这种缺少紫外线不透明度的情况可能对在该波长区域仅可获得相关光谱特征的元素（如Be）的丰度测定产生重大影响。在这里，Balachandran和Bell（1998）的研究是根据一个现实的三维流体动力学太阳模型大气和最近显着向下修正的太阳O丰度与相同的模型大气。缺失的UV不透明度的量（如果有的话）通过强制313 nm附近的OH A-X电子线产生与其他可用诊断相同的O丰度来量化：IR中的OH振动-旋转和纯旋转线、禁止的[OI] 630.0和636.3 nm线以及高激发、允许的OI线。这种额外的不透明度，然后应用于合成的Be II线在313.0 nm，以获得一个太阳光球Be丰度与陨石值非常一致，从而加强Balachandran和贝尔的结论。约50%的额外不透明度占不透明度的来源可以很好地解释了最近的计算由铁项目的光电离的FeI。
2003-12-11 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
Line formation in solar granulation VII. CO lines and the solar C and O isotopic abundances
长期以来，太阳中CO谱线的形成一直是太阳物理学家惊恐的来源，它似乎暗示了元素丰度。我们模拟太阳CO线的形成，使用一个现实的，从头算，时间依赖的三维辐射流体动力学模型大气。将结果与天基ATMOS实验的观测结果进行了比较。我们利用12 C 16 O、13 C 16 O和12 C 18 O的基本和第一泛音带的弱线来确定太阳碳丰度以及12 C/13 C和16 O/18 O同位素比值。计算得到的加权碳丰度为log ε C = 8.39 ± 0.05，与我们最近基于Cl、[Cl]、C2和CH线的三维测定结果一致。使用1D模型进行了相同的计算，但只有3D模型能够产生不同的CO线和其他原子和分子诊断之间的丰度协议。太阳12 C/13 C和16 O/18 O比值分别为86.8 ± 3.9-3.7（δ 13 C = 30+46-44）和479 ± 29-28（δ 18 O = 41+67-59）。这些数值可能需要对目前的太阳系形成理论进行修正。观察到的和预测的弱CO线形状之间的良好协议，而不调用微观或宏观湍流。然而，对于最强的CO线，协议破裂，这些线形成于非常高的大气层中。最简单的解释是在3D模拟的最高层中高估了温度。因此，我们的分析支持存在一个COmosphere高于传统的光球温度最低，平均温度低于4000 K。模型大气的缺点并不令人惊讶，因为它从来没有打算正确地描述这样的高层。
2006-05-22 astro-ph
The nature of p-modes and granulation in HD 49933 observed by CoRoT
内容：最近由空间测光任务CoRoT对HD 49933的观测提供了太阳类型振荡的测光证据，而不是我们的太阳。第一次发表的减少，分析和解释的CoRoT数据产生了光谱的p模式与l = 0，1和2。目的：我们提出了我们自己的分析的CoRoT的数据，试图比较检测到的脉动模式与本征频率的模型，是一致的观测到的光度和表面温度。研究方法：我们使用Gruberbauer等人的频率集，该频率集是基于更保守的贝叶斯分析得出的，具有无知先验，并从模型谱的密集网格拟合模型。我们还介绍了贝叶斯方法来搜索和量化的最佳模型拟合所观察到的振荡谱。结果：我们确定了26个频率为径向和偶极模式。我们的最佳拟合模型具有太阳成分，并且在误差框内与光谱确定的HD 49933在H-R图中的位置一致。我们还表明，低于太阳Z模型有一个较低的概率匹配的观测比太阳金属丰度模型。为了量化在我们的分析中模拟恒星表面层的不足之处的影响，我们比较了绝热和非绝热模型拟合，发现后者更好地再现了观测到的频率。
2009-12-15 astro-ph
Excitation of stellar p-modes by turbulent convection : 2. The Sun
计算的太阳模型的径向振荡的声功率和振荡幅度与太阳地震观测进行了比较。假设振荡是由湍流随机激发的。数值计算是基于由Samadi等人（2000年）在一篇配套论文中提出的进入类似太阳振荡模式的功率的理论公式。这个公式允许调查几个假设有关的恒星湍流的属性。与Goldreich等人（1994）的研究结果一致，我们发现熵源在随机激励中起主导作用，而非熵应力源。我们考虑几个湍流动能谱建议不同的观测太阳颗粒。湍流谱之间的差异表现为在高振荡频率下计算的振荡功率的巨大差异。在湍流描述中引入的两个自由参数进入声功率的表达式。这些参数进行调整，以适应太阳观测的表面速度振荡。最好的拟合是用Nesis等人（1993）从太阳颗粒化观测中推导出的动能谱得到的;相应的调整参数被发现与可以在这些参数上设定的理论上限相一致。所采用的理论方法提高了太阳地震观测和数值计算结果之间的一致性。
2001-02-07 astro-ph
Widespread Occurrence of Trenching Patterns in the Granulation Field: Evidence for Roll Convection?
使用COLIBRI，一个目的适应版本的代码最初开发用于检测航空航天图像中的直线或曲线特征的颗粒图像的时间平均序列进行分析。图像处理的算法利用非参数统计标准，该标准将直线段识别为线性特征（线形物），如果在离该直线一定距离处的光球亮度在两侧随机地低于或高于该直线本身。使用以某种方式修改的标准，可以将曲率特征检测为线性构造链。一旦算法使用的输入参数被适当地调整，算法就在亮度场的浮雕中突出显示"脊“和"沟”，绘制白色和黑色的车道。最显着的属性的沟槽模式是一个几乎普遍存在的平行的山脊和沟槽。由于物质上升流比下降流更亮，交替的平行亮和暗通道应该反映了次光球层中滚动对流的存在。如果我们处理的大量图像具有代表性，那么所揭示的模式表明在太阳外对流区广泛发生了滚动对流。特别是，辊系统可以形成更大规模的，超颗粒和/或mesogranular对流的精细结构。颗粒似乎是过热的材料团块，由于滚动运动的某些不稳定性，可能在对流辊中形成。
2007-09-20 astro-ph
Granulation in K-type Dwarf Stars. I. Spectroscopic observations
用麦克唐纳天文台2.7米望远镜上的2d耦合摄谱仪获得了9颗亮K矮星的高分辨率（R~ 160，000 - 210，000）、高信噪比（S/N>300）光谱，以确定Fe I谱线的波长移动和不对称性。所观察到的Fe I线的形状和位置揭示的不对称性和波长的变化，表明存在的造粒。特别是，线平分线显示出特征C形状，而线芯波长蓝移的量随着等效宽度（EW）的减小而增加。平均而言，Fe I线平分线的跨度范围从最弱线（剩余芯通量> 0.7）的接近0到最强线（剩余芯通量~ 0.3）的约75 m/s，而波长偏移范围从最弱（EW ~ 10 mA）线的约-150 m/s到最强（EW > 100 mA）特征的0。对平分线和波长变化的更详细的检查揭示了恒星与恒星之间的差异，这些差异可能与恒星参数，预计旋转速度和恒星活动的差异有关。对于不活跃的，慢的投影旋转速度的恒星，我们检测到，明确地，在大EW值（EW > 100 mA）的线位移的平台，以前只在太阳光谱中发现的行为。这个高原的检测使我们能够确定的对流蓝移，这是有用的，以确定绝对径向速度的零点。因此，我们能够测量这样的速度，平均不确定性约为60米/秒。
2008-10-29 astro-ph
Do quasi-regular structures really exist in the solar photosphere? I. Observational evidence
对两个系列的太阳颗粒图像-1993年6月5日的La Palma系列和1997年1月17日至18日的SOHO MDI系列-进行了定性和定量分析。新的证据表明存在长寿命的准规则结构（首次由Getling和Brandt（2002）报道），在1- 2小时时间间隔的平均图像中不再出现异常。这种结构表现为亮暗同心环族或亮暗平行条带族（亮度分布中的“脊”和"沟“）。在某些情况下，环与放射状的“发言人”相结合，因此可以形成“网络”模式。脊或沟的特征宽度略大于颗粒的典型尺寸。从一系列图像构建的运行平均电影被用来寻找这样的结构。一种算法的开发，以获得自动选择的中心，径向分布的方位平均强度，突出的同心环图案。我们还提出了一个时间平均颗粒图像处理的软件包，用于检测航空航天图像中的地质结构。运行平均为基础的技术之间的相关性的亮度变化在不同的点的颗粒场的发展和迹象之间的动态联系的出现和下沉的太阳等离子体的热和冷的包裹。特别是，这种相关性分析证实了我们的建议，即颗粒-过热的斑点-可能会反复出现在太阳表面。根据我们的研究，Rast（2002）对Getling和Brandt（2002）的原始论文的批评意见可以被驳回。
2006-10-24 astro-ph
Helical motion of magnetic flux tubes in the solar atmosphere
光球颗粒可以在固定的垂直磁通量管中激发横向扭折脉冲。在分层大气中，脉冲以扭结速度沿圆管向上传播，在波前后形成振荡尾迹。尾流以分层介质的扭折截止频率振荡，并随时间逐渐衰减。当两个或两个以上偏振态不同的连续扭结脉冲在同一细管中传播时，不同脉冲对应的尾流可能发生重叠。叠加设置的螺旋运动的磁通量管在光球层/色球层看到最近的日野电影。脉冲携带的能量足以加热太阳大气层/日冕并加速太阳风。
2008-07-02 astro-ph
Observational manifestations of solar magneto-convection -- center-to-limb variation
我们提出了第一个中心到肢体G波段图像合成的高分辨率模拟太阳磁对流。朝向边缘的模拟显示出“丘陵”肉芽组织，在远侧有暗带，明亮的肉芽组织壁和条纹状光斑，与观察结果相似。在圆盘中心，G带亮点的两侧是暗带。磁性元素的亮度增加是由于它们的密度比周围的粒间介质低。因此，人们可以看到温度较高的更深层。在给定的几何高度，磁性元件比周围介质更冷。在G波段，通过破坏低密度磁性元件中的CH，对比度进一步增加。光学深度单位表面非常起皱。明亮的颗粒在平均地表以上80公里处具有连续光学厚度单位，磁性元素在200-300公里以下。水平温度梯度在通量浓度附近特别大。当以一定角度观察时，深层磁性元件的光学表面被颗粒隐藏，亮点不再可见，除非“磁谷”与视线对齐。朝向边缘，强磁性元素的低密度导致单位视线光学深度在后面的颗粒壁中比不通过磁性元素的射线更深，并且场强的变化在明亮的颗粒壁中产生条纹状外观。
2004-06-07 astro-ph
Evolution of Alfven wave-driven solar winds to red giants
在这次演讲中，我们介绍了最近针对太阳风和恒星风加速进行的全球一维MHD模拟结果。我们施加横向光球运动对应的粒化，产生传出阿尔芬波。在密度分层大气中，阿尔芬波通过三波耦合和直接模式转换有效地消散为压缩波。我们指出，日冕加热和太阳风加速在开放的磁场区是自然的结果，在表面（光球）的磁场的足点波动。我们还讨论了由\Alfven波驱动的红巨星的风，侧重于与太阳风不同的方面。我们表明，红巨星风是高度结构化的间歇性磁化热泡嵌入在冷色球材料。
2007-12-29 astro-ph
Asteroseismology of red giants: photometric observations of Arcturus by SMEI
我们提出了新的结果振荡的K1.5 III巨大的大角星（α Boo），从分析刚刚超过2.5年的精确光度观测的太阳质量喷射成像仪（SMEI）板上的科里奥利卫星。通过分析发现了一种强振荡模式，其频率为3.51+/-0.03微赫兹。通过拟合其模式峰值，我们能够提供阻尼时间（τ = 24+/-1天）的高度约束的直接估计。这些数据还暗示可能存在几种径向模式泛音，也许还有一些非径向模式。我们还能够测量恒星上颗粒的特性，颗粒的特征时间尺度估计为0.50+/-0.05天。
2007-10-02 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
DOT tomography of the solar atmosphere. IV. Magnetic patches in internetwork areas
我们使用G-波段和钙II H图像序列从荷兰开放望远镜（DOT）研究磁性元素，出现在安静的太阳光球和色球的互联网部分的亮点。我们发现，这些亮点中的许多出现周期性变化的强度和水平运动的寿命较长的磁补丁。我们开发了一个算法检测的补丁，并发现所有补丁识别的持续时间远远长于颗粒。补丁概述细胞模式的中颗粒尺度，表明磁通量管平流颗粒流中颗粒边界。对斑块出现和消失的统计分析表明，斑块的平均寿命长达530 ± 50 min（约9小时），这表明构成强网络场的磁性元素不是由局部湍流发电机产生的。
2007-06-13 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
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 convection and oscillations in magnetic regions
本研究的目的是探讨如何磁场影响动力学的颗粒对流和激发太阳振荡的现实数值模拟。我们使用了一个三维的，可压缩的，非线性辐射磁流体动力学代码在美国宇航局艾姆斯研究中心开发。该代码考虑了几种物理现象：高度分层介质中的可压缩流体流动，亚网格尺度湍流模型，流体元素之间的辐射能量传递，以及真实气体状态方程。通过计算对流运动和振荡的谱特性，研究了不同强度的磁场对对流单体的影响以及对声振荡的激发机制。结果表明，随着磁场的增加，颗粒结构发生了很大的变化，振荡功率随频率的变化与太阳观测结果吻合得很好。模拟结果表明，活动区边界高频声发射的增强（“声晕”现象）是由于磁场中湍流对流时空谱的变化，导致了比平静太阳区更小尺度、更高频率的湍流运动。
2008-05-24 astro-ph
Motions of Isolated G-Band Bright Points in the Solar Photosphere
平静的太阳上的磁性元素受到对流的冲击，导致分钟级的横向运动。磁性元素可以在4305 ° C的G波段观察到亮点（BPs）。我们目前的观察BP的基础上的一个长序列的G波段图像记录与荷兰开放式望远镜（DOT）和后处理使用斑点掩蔽技术。从这些图像中，我们测量了孤立的BPs的自行，并推导出它们的速度相对于太阳颗粒图案的自关联函数。BP位置测量的精度估计在太阳上小于23公里。经测量误差校正后，BP的均方根速度约为0.89 km s $^{-1}$，BP运动的相关时间约为60 s。这个均方根速度大约是使用软木跟踪测量的速度的3倍，几乎可以肯定是由于孤立的BP比BP集群移动得更快。我们还寻找了G波段BPs运动中涡度的证据。
2002-12-12 astro-ph
Observation of a short-lived pattern in the solar chromosphere
在这项工作中，我们研究了太阳色球网络间区域的动力学行为。我们使用一个窄带Lyot滤波器观测了安静太阳的色球层，该滤波器以Ca II K 2v发射峰为中心，带通为0.3A。我们在10秒的节奏下实现了平均0.7”的空间分辨率。在内部网络中，我们发现了一个网格状的图案，其特征在于顶点处的明亮颗粒。该模式的典型空间尺度为1.95”，平均演化时间尺度为53 s，标准差为10 s。我们的结果与最近的三维辐射流体动力学模型的比较意味着所观察到的图案是色球起源。测量到的时间尺度与光球层中的反向颗粒化并不一致，尽管外观相似。网络和网络间结构之间的直接比较表明，它们的典型时间尺度至少相差两倍。在网络间区域存在一个快速演变的小尺度模式，这支持了低色球层是一个高度动态和间歇性现象的观点。
2006-09-14 astro-ph
Modeling the (upper) solar atmosphere including the magnetic field
太阳的大气层是高度结构化和动态的。从光球层和色球层进入过渡区和日冕等离子体-$β$从上到下变化，即在低层大气中等离子体的能量密度占主导地位，而在高层大气中磁场起着支配作用--人们可以说是"磁过渡"。因此，光球层中过度对流的动力学，颗粒化，正在光球层中洗牌磁场。这不仅导致高层大气中磁场的（重新）结构，而且还引起日冕等离子体的动态反应，例如由于重连事件。因此，（复杂的）结构和各种磁补丁的相互作用是至关重要的了解日冕等离子体的结构，动力学和加热，以及它的加速到太阳风。本文将强调三维建模的需要，考虑到太阳大气的复杂性，以了解这些过程。在磁封闭和开放区域的太阳上层大气三维建模的一些进展将与诊断工具一起介绍，以比较这些模型的观测。这突出了这些模型最近取得的成功，这些模型在许多方面与观测结果非常吻合。
2007-03-21 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
Making the corona and the fast solar wind: a self-consistent simulation for the low-frequency Alfven waves from photosphere to 0.3AU
通过考虑辐射冷却和热传导的一维磁流体动力学模拟，我们发现日冕加热和冕洞内快速的太阳风加速是光球层磁场足点起伏的自然结果。我们首先在光球层建立了一个温度为10^4K的静态开放通量管。我们施加对应于颗粒化的横向光球运动，速度为0.7km/s，周期为20秒到30分钟，产生出射Alfven波。<dv>我们自洽地处理这些波和等离子体加热。在色球层中衰减约85%的初始能量通量后，传出的阿尔芬波进入日冕，并主要通过压缩波和冲击的非线性产生对等离子体的加热和加速做出贡献。我们的结果清楚地表明，初始的冷静止大气被自然加热到10^6K，并被加速到800km/s。
2006-05-22 astro-ph
