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。
2006-03-16 astro-ph
A numerical MHD model for the solar tachocline
有一些成功的方法可以解释由太阳核中的极向磁场形成的速跃层。在这里，我们提出了第一个MHD模拟的太阳速跃层，自洽包括纬向环流。我们发现，纬向流显着改变的形状和速跃层的特性。我们发现，在纳入的纬向环流，速跃层可以形成，即使极向场线穿过辐射区和对流区之间的边界。我们还讨论了磁普朗特数以及磁雷诺数对速跃层性质的影响。在较高的磁雷诺数和/或较低的磁普朗特数的速跃层薄得多。我们预计，一个极向磁场种子场约1 G将足以产生的速跃层的太阳。然而，该模型要求初始磁场在一个狭窄的范围内，以满足速跃层的解决方案。包括稳定温度梯度的模拟产生了比没有它的模拟更浅和更慢的纬向环流，正如太阳表面锂丰度所期望的那样。
2005-03-09 astro-ph
On a long-term dynamics of the magnetised solar tachocline
我们研究了磁化太阳速度跃层的限制和长期动态。从第一性原理出发，我们推导出湍流输运系数的值，然后探索的限制和长期动态的速跃层的影响。对于合理的参数值，湍流涡动粘度被发现是负的，与湍流增强的径向剪切速跃层。磁扩散率和热扩散率都被严重淬灭，其值远小于涡流粘度的大小。当径向切变由于负粘性而变得很大（大于目前推断的值）时，纬向环流通过高粘性对动量输送的影响变得很重要。
2006-12-04 astro-ph
Three-dimensional stability of the solar tachocline
三维，流体动力学稳定性的太阳速跃层的旋转配置文件的基础上，作为纬度和半径的函数进行了研究。通过改变纬向微分旋转的幅度，我们发现在不同的雷诺数的数值计算的线性稳定性限制。我们用不同的角速度的纬度和径向依赖性重复计算。稳定性极限都高于以前发现的二维近似和高于剪切预期在太阳。它的结论是，任何部分的速跃层是辐射是流体动力学稳定的小扰动。
2005-06-13 astro-ph
The solar tachocline and its variation (?)
太阳速跃层位于对流区的纬度相关旋转和刚性辐射内部之间的界面处，呈现出高的角速度梯度，这对于太阳发电机和角动量传输的模型特别感兴趣。此外，速度跃层参数的纬度和时间变化，如果有的话，也是特别感兴趣的，以约束模型。我们提出了一个审查的一些理论的速跃层和他们的预测，可能会被测试的日震学。我们描述的方法推断的速跃层参数的观测和相关的困难。回顾以前获得的结果，并分析了新的6年数据库的LOWL观测结果，产生没有令人信服的证据的变化或总的趋势的速度跃层参数在上升阶段的当前太阳周期（1994 - 2000年）。
2000-11-20 astro-ph
Structure and stability of the magnetic solar tachocline
如果辐射核中的古磁场是极向的，并且在速跃层区域几乎是水平的，也就是说，如果磁场被限制在核中，那么辐射核中相当弱的古磁场可以产生太阳速跃层。这种特殊的场的几何形状被证明是由于对流区中存在的对流性流到辐射核中的浅（<~ 1 μ m）穿透。也就是说，有两个条件对磁速跃层理论至关重要：（i）对流区底部存在每秒几米的对流，（ii）速跃层内部的磁扩散率小于10^8 cm ^2s ^-1。两个封闭的极向场和由此产生的速倾结构的数值解。我们发现当<I>B</I>^p > 5 mG时，当极向场幅值小于太阳半径的5%时，速斜层的厚度为<I>B</I>^p-1/2。所得的环向场振幅内的速度跃层约100 G不依赖于<I>B</I>^p。磁流体的稳定性的速度跃层只作了简要讨论。对于纬向差异旋转的流体动力稳定性，我们发现对于径向尺度约为6 μ m的边缘模态，Watson（1981）的二维理论的临界值29%在三维中降低到仅为21%。
2007-01-12 astro-ph
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
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
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
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
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
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
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
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
Seismic detection of stellar tachoclines
日震反演的旋转速率已经建立了一个速跃层附近的太阳对流区的基础存在。我们表明，速跃层产生的特征振荡签名的分裂系数的低度模式，这可以观察到遥远的恒星。使用该特征，可以仅使用低阶模态来确定速跃层的特性。讨论了这种技术在观测不确定性方面的局限性，以评估在遥远恒星上探测到taceros线的可能性。
2001-02-01 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
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
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
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 effect of a meridional flow on Parker's interface dynamo
帕克的接口发电机是广义的情况下，当一个均匀的流动存在于高扩散率（上）层的横向方向（即垂直于下层的剪切流）。这可能是一个现实的第一次代表的情况下，靠近底部的太阳对流区，强烈的亚绝热分层的速跃层（较低层的接口发电机）强加了一个强大的上限的速度上的任何对流。分别给出了扩散系数对比度为零和扩散系数对比度为无穷大时本征值问题的解析解。不像平凡的情况下，一个均匀的系统中，反向的发电机波的传播的能力，在界面发电机的双曲流强烈减少。特别是，在限制的高扩散率的对比度相关的太阳能的情况下，它被发现，一个现实的振幅的对流不能扭转的发电机波的传播方向。这个结果的太阳发电机问题的影响进行了讨论。
2004-04-30 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
Strong Dynamo Action in Rapidly Rotating Suns
恒星发电机是由旋转和湍流对流之间的复杂耦合驱动的，这驱动了全球规模的流动，并建立和重建恒星磁场。当像我们的太阳这样的恒星年轻时，它们的旋转速度比现在的太阳速度快得多。观测结果一般表明，更快的自转与更强的磁场活动有关，也许与更有效的发电机作用有关。在这里，我们研究了像太阳这样的恒星，更快的自转对发电机作用的影响。我们发现，实现了有力的发电机行动，整个对流区的大部分产生的磁场。这些模拟并不具有贯穿性的剪切速变线，而全球尺度的场被认为是在我们的太阳中组织的，但尽管如此，我们发现了惊人的有序场，就像环形场的海蛇一样，它们是在全球尺度上组织的。我们认为这是一个新的发现。
2008-01-10 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
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
Stretching Riemannian spherical solar dynamo model from differentia rotation
本文从黎曼流形的微分转动出发，讨论了太阳发电机的拉伸问题。球形模型紧密遵循扭曲的磁通量管黎曼几何模型或通量绳在太阳物理学中，先前由Ricca [Solar Physics（1997）]提出。本文提出的球形模型与球形稳态太阳发电机的关系，具有新的有趣的特点。这个新的功能之一是由这样的事实，即通过考虑极向磁场分量比其环形对应弱得多，得到一个拉伸发电机行动的黎曼太阳球面线元是成比例的微分旋转。这个结果也是通过使用Vainshtein-Zeldovich拉伸，扭曲和折叠（STF）方法来产生发电机而获得的。人们注意到，对于$R{m}=O({10^{7}})$的高磁雷诺数，发电机作用存在于相应的小拉伸因子$K^{2}=1.6$，其中$K^{2}=1$表示未拉伸发电机。这里考虑的常数拉伸发电机是黎曼平坦的，其中黎曼曲率张量为零。因此，太阳周期发电机与这里提出的太阳差异旋转的黎曼平坦拉伸发电机模型兼容。
2008-06-09 astro-ph
Predicting solar cycle 24 with a solar dynamo model
即将到来的第24个太阳活动周期是否会很强烈，人们正在激烈地争论。太阳活动周期是由一个复杂的发电机机制产生的。我们通过将太阳极地磁场的观测数据“输入”我们的太阳发电机模型，对最近几个太阳活动周期进行建模。我们的结果非常好地拟合了观测到的第21-23周的太阳黑子数，并预测第24周将比第23周弱约35%。
2007-01-18 astro-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
On the turbulent sources of the solar dynamo
我们重新审视太阳发电机可能的动荡来源。通过对轴对称平均场发电机模型的研究，我们发现大尺度极向磁场不仅可以由著名的α效应产生，还可以由Omega x J效应和剪切电流效应产生。这些额外的湍流源的列入澄清了太阳平均场发电机模型的几个已知的问题。
2008-12-08 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
Solar Cycle Variation of the Solar Internal Rotation: Helioseismic Inversion and Dynamo Modelling
我们报告我们的第一个结果比较太阳的内部旋转与太阳活动的变化，预测的非线性太阳发电机建模，日震测量使用SOHO MDI数据。
2002-01-25 astro-ph
Location of the solar dynamo and near-surface shear
太阳能发电机的位置进行了讨论的背景下，新的见解的非线性湍流发电机理论。有人认为，从发电机理论的角度来看，对流区的底部是不是一个可能的位置，太阳能发电机可能分布在对流区。近地表剪切层不仅产生东西向的磁场排列，而且还有助于发电机处理其多余的小尺度磁螺旋度。
2005-12-29 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
Spherical, Oscillatory $α^2$-Dynamo Induced by Magnetic Coupling Between a Fluid Shell and an Inner Electrically Conducting Core: Relevance to the Solar Dynamo
一个两层的球形$α^2$发电机模型组成的内部导电核心（磁扩散率$λ_i$和半径$r_i$）与$α= 0$包围的导电球壳（磁扩散率$λ_o$和半径$r_o$）与恒定的$α$显示出振荡行为的值$β= λ_i/λ_o$和$r_i/r_o$相关的太阳能发电机。时间依赖型发电机解决方案需要$r_i/r_o \geq 0.55$和$β\leq O(1)$。对于太阳，$r_i/r_o$约为0.8和$β\approx 10^{-3}$。振荡的时间尺度与$λ_0 = O(10^2 km^2 s^{-1}$的22年太阳黑子周期相匹配）。没有必要假设一个$αω$ -发电机来获得振荡发电机解;一个$α^2$ -发电机就足够了，只要发电机作用的球壳区域位于一个大的、磁扩散较小的核心之上，就像太阳发电机的情况一样。
2000-02-29 astro-ph
Flux transport solar dynamo models, current problems and possible solutions
太阳黑子活动周期通常被解释为太阳中发电机过程的结果。这是天体物理学中的一个经典问题，直到现在还没有完全解决。在这里，我们讨论了当前的问题和局限性与太阳能发电机建模及其可能的解决方案，使用巴布科克-莱顿近似作为工具内的运动发电机模型。特别是，我们讨论了湍流磁泵的重要性，相对于发电机操作中的湍流流动循环。
2008-12-05 astro-ph
Dynamo Action in Fully Convective Low-Mass Stars
最近的观测表明，完全对流的恒星可以有效地建立磁场，而不需要剪切速斜线的帮助，这些磁场可以拥有大尺度的分量，并且它们可以感受到旋转的影响。出于这些难题，我们提出了全球三维模拟的对流和发电机行动的内部完全对流的M-矮星的0.3太阳质量。我们使用滞弹性球谐函数（ASH）代码，采用球形计算域，从0.08-0.96倍的整体恒星半径。我们发现，这样的完全对流的恒星可以产生几个kG强度的磁场，大致与对流均分。微分旋转建立在流体动力学祖计算，但强烈淬火在MHD模拟，因为强麦克斯韦应力施加的磁场。尽管没有内部的角速度对比，磁场具有很强的平均（轴对称）的组成部分，我们归因于部分非常强大的影响旋转后，缓慢翻转流。
2007-11-21 astro-ph
Is there a phase constraint for solar dynamo models?
太阳表面观测到的磁场径向分量的符号与根据海尔黑子极性规则推断出的环向磁场的符号之间的时空关系通常被解释为表示太阳发电机过程中极向和环向磁场分量之间的相位关系。这已被视为太阳能发电机模型的一个约束。本说明提请注意这样一个事实，即所观察到的相位关系是自然和不可避免地产生的倾斜的双极区域和通量运输通过表面流的出现，没有任何必要求助于发电机过程。因此，从观察到的相位关系产生的发电机模型没有约束。
2005-05-30 astro-ph
On Stellar Dynamo Processes and Differential Rotation
许多恒星都具有很强的磁场，其中一些被认为是原始起源，而另一些则是磁发电机过程的标志。我们简要回顾了太阳型恒星的观测研究结果，以评估旋转速率和可能的磁活动周期之间的联系。显然，球壳几何形状内的湍流对流和旋转为发电机的作用提供了必要的成分。然而，几十年来对太阳研究的深入研究表明，要获得与观测相符的周期性磁活动并不容易。日震学揭示了全球太阳发电机的一个基本要素是在太阳对流区底部存在剪切速斜，导致可能的界面发电机的操作。我们回顾了实现周期性磁活动的关键要素。然后，我们讨论了我们目前的一些3-D MHD模拟太阳湍流对流球壳，产生差分旋转配置文件，使良好的联系与一些日震的发现。我们表明，这种湍流运动可以放大和维持磁场在大部分的对流区，其强度足以反馈后，对流和全球环流。
2003-02-28 astro-ph
Kinematic dynamo wave in the vicinity of the solar poles
我们考虑了$αω$ -发电机模型中太阳对流壳层中的发电机波。借助WKB方法，解析地导出了相应方程的谱和本征函数。我们在这里的主要目的是调查发电机波的行为在太阳两极附近。得到了入射波和反射波的显式表达式。与入射波相比，反射波相对较弱。求出了这两个波的相移和振幅比。
2001-04-27 astro-ph
Simulations of dynamo action in fully convective stars
我们提出了三维非线性磁流体动力学模拟的内部完全对流的M-矮星。我们的模型考虑0.3太阳质量的恒星使用滞弹性球谐码，与球形计算域从0.08 - 0.96倍的整体恒星半径。像以前的作者，我们发现，完全对流的恒星可以产生KG强度的磁场（在粗糙均分的对流），而无需援助的速跃层的剪切。虽然我们的模型恒星到处都是不稳定的分层，对流的振幅和典型的图案大小随半径变化很大，与外部地区的恒星举办蓬勃的对流和场放大，而内部深处是更安静。在流体动力学计算中建立了适度的微分旋转，但是--与一些先前的工作不同--由于发电机产生的磁场所施加的麦克斯韦应力，在MHD模拟中强烈淬灭。尽管缺乏强大的差分旋转，在模拟中实现的磁场具有显着的平均（轴对称）的组成部分，我们部分归因于旋转后，缓慢翻转流的强烈影响。
2007-12-10 astro-ph
The solar dynamo: old, recent, and new problems
简要回顾了太阳和恒星发电机理论的一些问题，并讨论了可能的解决方案的现状。直接数值模拟的结果进行了描述，鉴于平均场发电机理论和α效应和磁螺旋度的逆级联之间的关系突出。“灾难性的”淬火的α效应的可能性被解释的磁螺旋度的守恒所放置的约束。
2000-11-30 astro-ph
The shear-induced alpha-effect and long-term variations in solar dynamo
剪切引起的α效应的长期调制的磁活动的后果进行检查的帮助下，轴对称的数值发电机模型，包括自洽描述的角动量平衡，热传输和磁场产生的球壳。我们发现，剪切对α效应的贡献可以使非线性发电机中大尺度磁活动和微分旋转的长期行为复杂化。此外，我们还考虑了长期磁场活动变化对太阳光度和半径长期调制的影响。
2007-12-17 astro-ph
