Magneto-Convection and Lithium Age Estimates of the βPictoris Moving Group
虽然由Li耗减法确定的年轻恒星群的平均年龄与由Hertzsprung - Russell图等时线确定的平均年龄往往一致，但两种方法确定的单个恒星的年龄在统计上往往存在显著差异。我们发现，由于存在磁场对流抑制的影响，包括导致一致的年龄为个别恒星。我们通过将我们的结果应用于β Picture移动群来说明年龄一致性是如何产生的。我们发现，虽然磁抑制对流导致年龄增加的赫兹-罗素图等时线的所有恒星，李年龄减少完全对流M星和增加的恒星辐射核心。我们对4000万年前的β Picture移动群的一致年龄测定比以前的测定大了大约2倍。
2010-06-07 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of solar magneto-convection including effects of partial ionization
在过去的几十年里，真实的3D辐射MHD模拟已经成为理解太阳等离子体和磁场之间复杂相互作用的主要理论工具。大多数这样的模拟是基于磁流体动力学的近似，没有直接考虑的结果非常低的电离度的太阳等离子体在光球层和底部色球层。大量中性粒子的存在导致等离子体与磁场的部分退耦。因此，产生了一系列非理想效应（双极扩散、霍尔效应和电池效应）。双极效应是太阳色球层的主要效应。在这里，我们报告的第一个三维磁对流，包括双极扩散和电池效应的现实模拟。使用新开发的Mancha3D代码进行模拟。我们的研究结果表明，双极扩散引起可测量的影响对流激发波的振幅在模拟中，坡印亭通量和加热的吸收和色球结构的形成。我们提供了一个较低的限制，由于双极效应的色球温度增加使用模拟与电池激励发电机领域。
2018-07-03 astro-ph.SR
Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 astro-ph.SR
Machine Learning Solar Wind Driving Magnetospheric Convection in Tail Lobes
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of Iowa（爱荷华大学）；University of Bergen（卑尔根大学）；Technische Universität Braunschweig（布伦瑞克工业大学）
为了定量研究全球范围内磁尾叶中磁层对流的驱动机制，我们利用ARTEMIS航天器在深尾和Cluster航天器在近尾的数据。以前的工作表明，在月球附近的叶，我们可以估计对流利用ARTEMIS测量的月球离子速度。在本文中，我们使用机器学习模型分析这些数据集，以确定哪些上游因素驱动不同磁尾区域的叶对流，从而了解控制尾叶动态的机制。我们的研究结果表明，机器学习模型的预测和测试对流速度之间的相关性（>0.75）远远优于多元线性回归模型（~ 0.23 - 0.43）。系统分析表明，IMF和磁层活动对全球磁尾叶等离子体对流有重要影响。
2022-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR cs.LG
Impacts of small-scale dynamo on rotating columnar convection in stellar convection zones
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究揭示小尺度发电机对恒星对流区旋转柱状对流的影响，通过比较HD和MHD模拟，发现SSD影响热量和角动量传输，并改变主导力平衡。
2025-09-23 astro-ph.SR
Influence of ambipolar and Hall effects on vorticity in 3D simulations of magneto-convection
本文介绍了三维模拟的太阳磁对流，包括双极扩散和霍尔效应的联合作用的分析结果。三个模拟运行进行了比较：一个包括双极扩散和霍尔效应;一个只包括双极扩散;和一个没有这两种效果。在湍流局部发电机的作用下，磁场从初始磁场被放大到饱和水平。在每一种情况下，我们研究2小时的模拟太阳时后，当地发电机达到饱和状态。我们分析的功率谱的涡度，磁场波动和负责运输的垂直或水平扰动的磁坡印亭通量的不同组成部分。我们的初步结果表明，双极扩散产生了强烈的减少涡度在色球上层，它消散的涡扰动转换成热能。霍尔效应则以相反的方式起作用，强烈地增强了涡度。当包括霍尔效应时，模拟中的磁场平均而言变得更加垂直，并且产生了长寿命的通量管状结构。我们追踪了单个磁结构，研究了它的演化模式和磁场增强，以及它们与霍尔效应的可能关系。
2020-09-21 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic convection in accretion discs
对流已经在吸积盘领域讨论了几十年，既作为角动量传输的手段，也因为它通过热传输控制盘的垂直结构的作用。如果气体被充分电离并被弱磁场穿过，对流可能以非平凡的方式与磁旋转不稳定性（MRI）相互作用。最近，垂直分层的MRI局部模拟报告了相当大的变化，角动量输运，测量的应力与热压力比$α$，当对流被认为是存在的。虽然MRI湍流可以作为对流的热源，但不清楚不稳定性如何动态地相互作用。在这里，我们的目标是调查控制数值实验中的两个不稳定性之间的相互作用，从而隔离它们的相互作用的一般特征。我们进行垂直分层，三维MHD剪切盒模拟与保守的，有限体积的代码PLUTO的完美气体状态方程。我们发现两个不稳定性之间的相互作用的两个特征的结果：直MRI和MRI/对流周期，后者表现出交替阶段的对流为主的流（在此期间的湍流运输是弱的）和MRI为主的流。在后一阶段，我们发现$α$增强了近一个数量级，达到峰值$\sim 0.08$。此外，我们发现，在非线性阶段的对流采取大尺度和振荡的对流单体的形式。对流也可以帮助MRI持续降低Rm。最后，我们讨论了我们的结果如何帮助解释模拟矮新星。
2021-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Understanding Astrophysical Noise from Stellar Surface Magneto-Convection
为了获得厘米/秒的精度，恒星表面磁对流必须从观测到的径向速度（RV）中分离出来。为了理解和消除对流签名，我们创建太阳作为一个明星模型观测的基础上的3D磁流体动力学太阳模拟。从这些太阳作为一颗星的模型观测，我们发现几个线的特性与诱导RV位移。这项活动的目的是直接为未来的高精度RV研究提供信息，例如寻找可居住的岩石世界，即将推出的光谱仪，如ESTERO。
2014-08-21 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Spontaneous Generation of delta-sunspots in Convective Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Flux Emergence
观测表明，强烈的太阳耀斑和日冕物质抛射往往发生在以三角黑子、黑子旋转、剪切极性反转线（PIL）和磁通量绳为特征的复杂活动区。在这里，我们报告的第一个模型的自发三角洲斑点的产生作为一个结果，从湍流对流区的通量出现。利用国家的最先进的辐射磁流体动力学代码R2D2，我们模拟的出现，在对流区，延伸到-140 Mm。升高的大规模对流上升流，管出现在光球作为两个新兴的两极。由于地下连通性，相反的极性相互碰撞，并发展成一对紧密堆积的三角洲点。洛伦兹力驱动点的旋转和10 km/s的强逆流，在三角洲点的PIL，这与当地对流，加强水平场到4 kG，并建立一个高度剪切PIL。在PIL上方的大气中，产生了磁通绳结构。所有这些过程都遵循三角洲斑形成的多浮力段理论，是磁通量与湍流对流相互作用的自然结果，表明三角洲斑的形成和由此产生的耀斑爆发可能是一个随机决定的过程。
2019-11-10 astro-ph.SR
Substorm Onset Latitude and the Steadiness of Magnetospheric Convection
我们研究亚暴和稳定的磁层对流（SMC）的作用，在磁层中的磁通量运输，利用观测的磁场排列电流的活动磁层和行星电动力学响应实验。我们确定了两类亚暴，在65 $^{\circ}$磁纬度以上和以下的起始，显示不同的夜侧场对齐电流形态。我们表明，低纬度的爆发发展了一个向极扩展的极光隆起，并确定这些亚暴，表现出电离层对流制动的极光隆起地区的建议Grocott等。（2009年，https：//doi.org/10.5194/angeo-27-591-2009）。我们表明，高纬度亚暴，不经历制动，可以演变成SMC事件，如果行星际磁场保持向南的一段较长的时间后发病。我们的结论是，在持续的驱动期间，磁层显示重复的亚暴活动或SMC取决于驱动率和磁层的开放磁通量内容之前发病。我们推测，亚暴事件是一个极端的情况下，反复发作和北转向的行星际磁场引发的亚暴标志着SMC周期的停止。我们的结果提供了一个新的解释，地球系统的不同模式的响应太阳风-磁层-电离层耦合引起的电离层和大气之间的摩擦。
2021-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Simultaneous construction of fast equator, poleward meridional flow, and near-surface shear layer in solar magnetohydrodynamic calculation
本文通过高分辨率太阳对流区磁流体模拟同时再现快速赤道、近表面剪切层和极向子午流，揭示NSSL由近表面非旋转约束对流、剪切子午流及湍流与磁张力同科里奥利力的纬度平衡共同构建，并强调磁场的关键作用。
2025-04-08 astro-ph.SR
A Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamics Simulation of Active Region Scale Flux Emergence from the Convection Zone to the Corona
我们提出了一个全面的辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和大的太阳活动区。197 Mm宽的模拟域从光球层下的18（10）Mm到日冕中的113 Mm。辐射转移假设当地的热平衡，光学薄的辐射损失，和各向异性的传导运输提供了必要的现实合成可观的光球和日冕的遥感观测比较。该模型自洽地再现了安静的太阳，新兴的和发达的活动区，太阳耀斑的M级的观察到的功能。在这里，我们报告的第一个结果的概述。表面磁对流产生向上的坡印廷通量，该通量在日冕中消散并将等离子体加热到超过100万K。静止的日冕也提出了无处不在的传播波，射流，和亮点的大小下降到2微米。磁通量束出现到光球，并产生强大的和复杂的活动区域超过$10^{23}$ Mx磁通量。日冕自由磁能约占总磁能的18%，积累到约$10^{33}$ erg。日冕磁场显然是非力自由的，因为洛伦兹力需要平衡压力和粘性应力以及驱动磁场演化。从$\log_{10}T{=}4.5$到$\log_{10}T{>}7$的发射测量提供了活动区日冕的全面视图，例如不同长度和温度的日冕环，蒸发和冷凝的物质循环，以及从喷流到大规模物质喷射的喷发。
2022-09-05 astro-ph.SR
Generation of twist on magnetic flux tubes at the base of the solar convection zone
基于Choudhuri，2003，Sol.的理论，利用二维磁流体动力学计算，研究了位于太阳对流层底部的磁通量管的扭曲产生机制.物理、215、31，其中环形磁场被周围的平均极向场包裹。在产生扭曲的过程中，磁通管遵循四个阶段。(1)它迅速分裂成两部分，涡旋运动卷起极向磁场。(2)由于类似于磁旋转不稳定性的物理机制，卷起的极向场被弯曲和放大。(3)扰动极向磁场的磁张力使涡度减小，涡动引起的升力减小。(4)通量管被扭曲，并开始再次上升，而不分裂。这些过程的研究是有意义的，因为它表明，没有任何初始扭曲的磁通管可以上升到表面在相对较弱的极向场。
2012-10-26 astro-ph.SR
Structures in compressible magnetoconvection and the nature of umbral dots
在强垂直磁场中对可压缩磁对流进行的理想化数值实验中所观察到的结构与在太阳黑子本影的观测或现实数值模拟中所检测到的结构存在重要差异。为了阐明这些差异的起源，我们提出了一系列理想化的3D可压缩磁对流实验，不同于以前的实验在几个细节，使他们更接近现实的太阳条件。初始垂直磁场B 0施加在一个时间快照的充分发展的类太阳湍流对流层的稳定层从上面的边界。在松弛到统计稳定状态时，检查流场和磁场的结构。而不是强有力的颗粒对流（GRC）众所周知发生在磁化或弱磁化对流，为高值的B 0热量是由小尺度对流（SSC）的形式传输的狭窄，持续的对流柱组成的细长的上升流伴随着相邻的下降流补丁，这是让人想起的“convectons”在早期的半解析模型。对于中等的磁场强度，磁通分离（FXS）观察：孤立的无场夹杂物的GRC嵌入在一个强磁化等离子体与SSC。在SSC和FXS制度之间，确定了一个过渡制度（F/S），其中对流动态演变成多段粒状夹杂物和背部。我们的结果在某些方面比早期的理想化模型更接近观察到的本影结构，因为它们确实重现了紧邻狭窄对流柱的强烈局部、片状下降流。根据最近对太阳黑子本影点的观测，我们认为在某些情况下，太阳黑子本影的条件与新发现的F/S过渡区相对应。
2016-03-05 astro-ph.SR
Convection Enhances Magnetic Turbulence in AM CVn Accretion Disks
我们提出的本地，垂直分层，辐射磁流体动力学剪切盒模拟磁旋转不稳定性（MRI）湍流的（氢穷人）适用于吸积盘在AM CVn型系统的组合物的结果。许多这些吸积的白矮星系统都是矮新星（DNe）的氦类似物。我们利用频率积分的不透明度和状态方程表适合这个政权准确地描绘相关的热力学。我们发现双稳态的热平衡在有效温度，表面质量密度平面通常与磁盘不稳定性。沿着这条平衡曲线（即S曲线），我们发现应力与热压力之比$α$随靠近上支尖端的$\sim 0.15$的峰值而变化。与DNe类似，我们发现对流引起的上支尖端附近的$α$增强;尽管我们选择了零净垂直磁通量，但还是发生了$α$的增加。我们发现DN和AM CVn吸积盘模拟之间的两个显着的区别是，AM CVn盘能够表现出持续的对流爆发，和理想的MHD是有效的整个AMCVn的平静。相比之下，DNe模拟只显示间歇性对流，非理想的MHD效应可能是重要的静止。通过结合我们以前的工作和这些新的结果，我们还发现，对流增强的MRI是与平均分子量呈负相关。
2018-03-12 astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise III. Sun-as-a-star Simulations and Optimal Noise Diagnostics
恒星表面磁对流（粒化）在观测到的恒星吸收线中产生不对称性，这些吸收线随后可以表现为虚假的径向速度变化。反过来，这可以掩盖由围绕其宿主恒星的行星引起的多普勒反射运动，并代表了确定低质量长周期行星质量的特殊挑战。在这里，我们通过创建太阳作为恒星的观测来研究这种影响，这些观测包含了3D磁流体动力学模拟预期的颗粒变化性。这些太阳作为恒星模型的观测结果与太阳的经验观测结果非常一致，但由于我们模型中磁场强度的增加，相对于安静的太阳，可能会低估总的变化。我们发现许多线轮廓特征与圆盘积分对流诱导速度线性相关。去除与线平分线、等效宽度和V_asy指示符的各种相关性可以减少所测量的速度中约50-60%的粒化噪声。我们还发现，同时测光可能是一个关键的诊断，因为我们的代理光度亮度也使我们能够消除约50%的颗粒化引起的径向速度噪声。这些相关性和粒度噪声缓解故障存在的低仪器分辨率和/或增加恒星旋转，因为两者都起到平滑所观察到的线轮廓不对称性。
2019-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Flux concentrations in turbulent convection
我们目前的初步结果，从高分辨率磁对流模拟，我们发现形成的磁通量浓度从一个最初的均匀磁场。我们计算的有效磁压力，但发现浓度也出现在它是积极的地方。该结构出现在大约十个对流周转时间和生活接近湍流扩散时间。的时间尺度是兼容的负有效磁压不稳定性（NEMPI），虽然结构的形成并不局限于有效磁压为负的区域。
2012-11-13 astro-ph.SR
Rotation and lithium abundance of solar-analog stars. Theoretical analysis of observations
自转速度、锂丰度和外对流区的质量深度是研究恒星内部工作过程的关键参数，特别是在研究太阳系类似恒星内部工作过程时。我们调查是否可以解释的外部对流区群众的深度行为，在标准对流模型的框架内，基于本地混合长度理论的太阳能类恒星的锂丰度观测到的大分散。我们还旨在分析太阳类似恒星中旋转和锂丰度之间的联系。我们计算了一个新的广泛的网格恒星演化模型，适用于太阳类似的恒星，一个精细离散的质量和金属丰度。从这些模型中，恒星的质量，年龄和质量深度的外对流区估计117太阳模拟恒星，使用Teff和[Fe/H]在文献中，和新的HIPPARCOS三角视差测量。我们确定的年龄和质量的外对流区的一个真正的样本的117个太阳类似的恒星。计算的对流区质量和公布的锂丰度之间没有显着的一对一的相关性，这表明在太阳能类似物中的大A（Li）色散不能解释的经典框架的信封对流混合加上锂耗尽在对流区底部。这些结果说明了需要一个额外的混合过程来解释锂在类太阳恒星中的行为，例如，由差异旋转引起的剪切混合。为了得到类似太阳的恒星以及太阳孪星的更现实的定义，考虑恒星的内部物理性质似乎很重要，例如对流，因此旋转和磁性。
2010-06-19 astro-ph.SR
Small-scale convection signatures associated with strong plage solar magnetic field
在这项工作中，我们研究和量化强场小尺度对流的性质，并将观测到的性质与数值模拟预测的性质进行比较。我们分析630.25 nm的光谱偏振数据从单极短暂的太阳中心附近的区域。我们使用的视线速度和磁场测量与米尔恩-爱丁顿反演技术，以及测量的连续强度和斯托克斯V振幅不对称性在0.15弧秒的空间分辨率，以建立测量量之间的统计关系。我们还研究了不同类型的独特的磁性特征，如微孔，亮点，丝带，花和字符串的这些属性。我们提出了第一次直接观察到的小规模颗粒磁对流模式内扩展区域的强（超过600 G平均）磁场。沿着通量浓度的边界，我们看到的主要是下降流和不对称的斯托克斯V型剖面，与MHD模拟计算的合成线剖面一致。我们注意到沿着这些边界频繁出现明亮的下降气流。在通量集中的内部，我们观察到一种向上/向下的流动模式，我们将其确定为小尺度磁对流，看起来与无场颗粒相似，但尺度小4倍。测量的RMS速度是70%的附近的无场造粒，即使平均辐射通量没有减少。这些通量集中的内部主要是由上升流。
2010-07-27 astro-ph.SR
Joint action of Hall and ambipolar effects in 3D magneto-convection simulations of the quiet Sun. I. Dissipation and generation of waves
太阳等离子体的部分电离导致了一些非理想效应，例如双极扩散、霍尔效应和比尔曼电池效应。在这里，我们报告的第一个三维现实模拟的太阳能本地发电机，所有三个影响都考虑在内。模拟开始于已经饱和的电池种子发电机的快照，其中开发了两个新的系列：一个仅具有双极扩散，另一个还考虑到广义欧姆定律中的霍尔项。然后，模拟运行约4小时的太阳时，以达到稳定状态并改善统计数据。同时，一个纯粹的MHD发电机模拟也运行了相同的时间。以统计的方式进行比较的模拟。结果表明，双极扩散的引入使与Alfven波有关的不可压扰动的振幅减小，Poynting通量被吸收，且具有频率依赖性.而霍尔效应则导致相反的作用：在色球层中产生大量的不可压缩扰动，并观测到大量的坡印廷通量。双极扩散的模型显示，平均而言，更尖锐的电流片和稍微更丰富的快速磁声冲击的色球。考虑霍尔效应的模型在低色球层有更高的温度，在整个色球层有更强和更多的垂直磁场浓度。对高频波的研究表明，不可压缩扰动的显著功率与具有更强、更垂直的磁场和更高温度的区域有关。我们发现，在10^2秒的特征时间后，双极加热的幅度与同一位置的温度升高之间存在正相关关系。
2020-08-24 astro-ph.SR
Convergence study of ambipolar diffusion in realistic simulations of magneto-convection
本文通过不同分辨率和磁化强度的三维太阳磁对流模拟，研究双极扩散对色球层加热的影响，发现提高分辨率可增加磁能，且双极扩散使等离子体在1200秒后平均升温约600 K。
2025-03-24 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars. III. The structure of small-scale magnetic flux concentrations
冷主序星的对流包层中含有复杂的全局和局部结构的磁场。这些磁场以多种方式影响近地表对流和恒星外部大气，并对可观测到的恒星磁活动负责。我们的目的是了解在中等平均磁通量密度的单极区域的局部结构。这些对应于在高磁活动期间覆盖太阳表面相当大一部分（也可能是其他类太阳恒星的表面）的谱斑区域。我们分析了18个局部箱磁流体动力学模拟的结果，覆盖了对流区的上层和光谱类型为F到早期M的冷主序星的光球。这些模拟中的平均垂直场范围从20到500G。我们发现一个实质性的变化的性质之间的主序星的不同光谱类型的表面磁对流。由于通量管的对流坍缩效率降低，M矮星在中等场强的单极区域缺乏明亮的磁性结构。速度和磁场之间的空间相关性以及磁结构的寿命和它们相对于颗粒的尺寸沿恒星类型的模型序列显著变化。
2015-05-18 astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise II. Center-to-Limb Parameterisation of Absorption Line Profiles and Comparison to Observations
众所周知，恒星活动的表现形式（如星点、斑/光斑和对流）会引起光谱信号，这些信号通常被系外行星猎人称为天体物理噪声。例如，设定探测真实地球类似物的最终目标需要达到约9 cm/s的径向速度（RV）精度。虽然这在最新一代高稳定度光谱仪的技术上变得可行，但天体物理噪声对可达到的RV精度设置了真正的基本障碍。在本文中，我们参数化的影响，太阳表面磁对流的吸收线轮廓，并延长分析从太阳盘中心（文件I）的太阳翼。偏离圆盘中心，垂直于颗粒顶部的等离子体流开始沿着视线分布，而平行于颗粒顶部的等离子体流不再完全与观察者对齐。此外，颗粒是波纹状的，并且颗粒可以阻挡其他颗粒以及粒间通道组分。总的来说，可见的等离子体流和波纹表面的几何形状显著影响所得的线轮廓，并引起形状和净位置的中心到分支的变化。我们在这里详细介绍这些，并与各种太阳观测进行比较。我们发现我们的颗粒参数化可以重建现实的线轮廓和诱导径向速度的变化，整个恒星盘，这表明在计算量大的辐射三维磁流体动力学模拟和经验太阳观测中发现的。
2018-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magneto-convective models of red dwarfs: constraints imposed by the lithium abundance
磁场阻碍了对流的发生，从而改变了低质量恒星中对流包层的热结构：这对磁化恒星中锂的消耗量有影响。为了量化这种影响，我们已经应用了磁对流模型的锂丰度和精确的结构参数是已知的两个低质量的恒星：YY宝石和CU数控。对于这两颗星，我们已经得到的模型，满足以下参数的经验约束：R，L，表面磁场强度，和锂丰度。在YY Gem的情况下，我们得到了一个满足经验约束的模型，其内部磁场为几兆高斯：这样的场强在发电机的范围内，其中场能与对流区内部深处的旋转能均分。然而，在CU Cnc的情况下，锂需要一个内部磁场，这可能是太强的发电机的起源：我们建议可能的替代品，这可能占报告的锂丰度CU Cnc。
2015-01-19 astro-ph.SR
A 3D Simulation of a Neutrino-Driven Supernova Explosion Aided By Convection and Magnetic Fields
我们研究的影响，一个小规模的发电机在核心坍缩超新星使用的3D中微子磁流体动力学模拟的$15 M_\odot$祖。弱种子场放大指数的增益区一旦中微子驱动的对流发展，并保持主导的小尺度结构。关于反弹后的$250\, \mathrm{ms}$，增益区的场能量达到动力学均分的$\mathord{\sim} 50\%$。这支持了中微子驱动的爆炸与适度的全球各向异性的发展，这不会发生在相应的模型没有磁场。我们的研究结果表明，磁场可能在中微子驱动的超新星中发挥有益的辅助作用，即使没有快速的祖旋转。需要进一步研究超新星核心中磁流体动力学湍流的性质。
2020-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cyclic magnetic activity due to turbulent convection in spherical wedge geometry
我们报告的模拟湍流，旋转，分层，磁流体动力学对流球楔几何形状。一个初始的小规模，随机的，弱振幅的磁场被放大了几个数量级的模拟过程中，形成振荡的大规模领域中的饱和状态的发电机。差异旋转是太阳一样的（快赤道），但既不相干的纬向极向环流，也没有近地面切变层的发展，在这些运行。除了纬度50度以外的磁极分支外，我们还首次在纬度20度附近发现了明显的赤道分支，这让人想起了太阳周期。
2013-11-18 astro-ph.SR
Evidence of active MHD instability in EULAG-MHD simulations of solar convection
我们研究了Passos & Charbonneau（2014）EULAG-MHD“millenium simulation”中磁流体动力学不稳定性的可能发展。这个模拟维持一个大规模的磁周期，其特征是太阳般的极性反转发生在一个定期的几十年的节奏，并在其中的带状定向带的强磁场积累的对流层下面，在响应湍流泵从上面连续的磁半周期。该模拟的关键方面包括低数值耗散和强烈的亚绝热流体层下对应于建模的太阳能对流区对流不稳定层。这些性质有利于二维不稳定性的生长和发展，否则会被更强的耗散抑制。我们发现的证据的非轴对称磁剪切不稳定性的稳定分层的流体层的上部操作的行动。我们还调查的可能性，泰勒不稳定性可能有助于在高纬度的大规模轴对称磁分量的不稳定。我们的分析的基础上，我们提出了一个全球发电机的情况下，磁循环主要是由湍流发电机行动的对流层，但MHD不稳定性加速耗散的磁场泵到过冲和稳定层，从而可能显着影响磁循环周期。支持这种情况下，发现在不同的全球发电机的行为中观察到的，否则相同的EULAG-MHD模拟，使用不同程度的亚绝热下的对流区的稳定流体层。
2015-09-24 astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise. I. Multi-component Parameterisation of Absorption Line Profiles
我们概述了我们的技术，以消除光球颗粒作为天体物理噪声源。一个四分量的参数化的颗粒，可用于重建恒星线的不对称性和径向速度的变化，由于光球对流运动。这四个组成部分是由颗粒，磁性颗粒间车道，非磁性颗粒间车道，和磁盘中心的磁亮点计算的吸收线轮廓。这些组件是通过平均Fe I $6302 \mathrmÅ$磁敏感的吸收线轮廓输出详细的太阳光球辐射输运计算。所采用的四个类别中的每一个都是基于磁场和连续强度极限，该极限是通过检查三维磁流体动力学模拟确定的，平均磁通量为$200 \mathrm{G}$。使用这四个组成部分的线配置文件，我们准确地重建造粒配置文件，从建模12 × 12毫米$^2$地区的太阳能表面上，在$\sim \pm$ 20厘米秒$^{-1}$的$\sim$ 100米秒$^{-1}$造粒信号。我们还成功地重建了颗粒配置文件从$50 \mathrm{G}$模拟使用参数化线配置文件从$200 \mathrm{G}$平均磁场模拟。这个测试表明，适用性的表征范围内的磁性恒星活动水平。
2012-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
MHD simulations reveal crucial differences between solar and very-cool star magnetic structures
我们对光谱类型为F3至M2的主序星的表层（对流区和光球的最上部）的对流和磁性结构进行了3D辐射磁流体动力学模拟。模拟结果进行了分析的对流细胞（颗粒）和磁通量浓度以及速度，压力，密度和温度分布的大小和属性。我们的数值模拟首次显示了类太阳恒星和M矮星之间的磁对流的质的差异。由于更高的表面重力，更低的不透明度（导致在光学深度单位时密度更高），以及更稳定的下行流，小尺度的磁性结构集中成强度降低的孔状结构。这意味着在非常冷的恒星中，磁表面结构如斑区和星点与太阳的例子有很大的不同。这种差异将对多普勒成像数据的解释和M矮星光谱的分析产生重大影响。
2011-01-20 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetohydrodynamic simulation of the solar magnetic flux emergence: Parametric study on the horizontal divergent flow
太阳活动区是由对流带深部的磁通量产生的。最近的卫星观测表明，就在磁通量出现之前，太阳表面有一个水平发散流（HDF）。本研究的目的是调查HDF的驱动程序，并看到HDF对流区的磁通量的参数的依赖性。我们进行三维磁流体动力学（3D MHD）数值模拟的磁通量的出现，并在初始条件下改变参数。还采用分析方法来解释这种依赖关系。水平气体压力梯度被认为是HDF的主要驱动力。最大HDF速度与电场强度和扭转强度呈正相关。HDF持续时间与扭曲的关系很弱，而它只在较强的场区的情况下表现出对场强的负依赖性。在这项研究中分析的参数依赖性可以让我们通过观察HDF的特性来探测地下磁通量的结构。
2013-03-19 astro-ph.SR
Large-Scale Magnetic Field Fragmentation in Flux-Tubes Near the Base of the Solar Convection Zone
湍流热扩散率的磁淬火导致大尺度场的不稳定性，并产生空间隔离的增强场区域。这一结论是从平均场磁流体力学的框架，允许热扩散率依赖于磁场的线性稳定性分析。与11年的太阳活动周期相比，不稳定性的特征增长时间很短。增加的场区域的特征尺度以数十兆米计。这种不稳定性可以产生磁不均匀性，磁不均匀性浮升到太阳表面形成太阳活动区。磁场集中的磁能与有源区的能量在数量级上一致。
2018-10-15 astro-ph.SR
Penetrative magneto-convection of a rotating Boussinesq flow in $f$-planes
本文通过线性不稳定性分析结合波动与对流理论，研究倾斜f平面中快速旋转Boussinesq流的穿透性磁对流，揭示波传输共振机制并推导出穿透距离Δ∼O(δ^{-1/2})的标度关系，同时阐明旋转效应、纬度及背景磁场方向对穿透距离的影响规律。
2024-02-21 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.flu-dyn
Simulations of Stellar Magnetoconvection using the Radiative MHD Code `StellarBox'
真实的数值模拟，即，那些最少使用特别建模的方法，对于理解太阳和其他恒星内部和大气的复杂湍流动力学及其磁活动和变化的基本机制至关重要。本文的目标是提出一个详细的描述和测试结果的可压缩辐射MHD代码，'StellarBox'，专门开发用于模拟对流区，表面和大气的太阳和中等质量的恒星。该程序采用四阶Padé空间微分格式和四阶Runge-Kutta时间积分格式求解三维完全耦合可压缩MHD方程。辐射转移方程求解使用Feautrier方法的双向射线追踪和不透明度分箱技术。该代码的一个具体特点是实施亚网格尺度MHD湍流模型。根据计算网格和可用处理器的数量自动配置数据结构，以实现良好的负载平衡。我们目前的测试结果，并说明了代码的能力，模拟颗粒对流的太阳和一组主序星。结果揭示了这些恒星近表面湍流对流的实质性变化，这反过来又影响了表面磁场的性质。例如，在太阳的情况下，最初均匀的垂直磁场往往会自组织成紧凑的（孔隙状）磁性结构，而在质量更大的恒星中，不会形成这样的结构，并且磁场或多或少均匀地分布在粒间通道中。
2015-07-29 astro-ph.SR
Effects of Penetrative Convection on Solar Dynamo
球形太阳能发电机模拟。采用一种新开发的基于阴阳网格的数值模拟程序，数值求解了对流层下具有稳定分层层的自洽、完全可压缩磁流体动力学系统。通过比较有无稳定层两种模型，研究了穿透对流的影响。在这两个模型中的差分旋转配置文件是合理的太阳与赤道加速度。当考虑穿透对流时，在对流区下方发展并维持一个类似于速斜的剪切层，而不需要假设任何强迫。当湍流磁场在对流运动剧烈的区域中占主导地位时，平均场分量优先在对流运动不太剧烈的区域中组织。特别是在稳定层中，具有偶极对称性的强大尺度场自发地建立起来。无论稳定层的存在与否，平均场分量的极性反转在整个系统中全局同步地发生。我们的研究结果表明，稳定分层层是组织大规模强磁场的关键组成部分，但不是必要的极性反转。
2013-09-11 astro-ph.SR
Fully Compressible Magnetohydrodynamic Simulations of Solar Convection Zones with CHORUS++
本研究开发了基于CHORUS++的全可压缩磁流体动力学求解器，利用非结构化网格和GPU加速，成功模拟了太阳对流区的非稳态发电机基准问题，克服了非弹性假设在高马赫数区域的局限。
2025-02-25 astro-ph.SR physics.comp-ph
Flux-tubes forming instability near the base of the rotating convection zone: A possible explanation for low latitudes of sunspots
从对流层底部到太阳表面的强磁场通量管的上升已被证实是太阳黑子形成的一种可能机制。然而，具有足够强度（~10^5 G）的磁通管的起源还不确定。本文考虑了大尺度环形磁场对流热输运的磁抑制所引起的不稳定性作为通量管形成机制的候选者。考虑采用的分析依赖性的涡流扩散的磁场提供的平均场磁流体力学。的不稳定性往往会产生区域的空间尺度的顺序为100毫米的对流区的底部的场强增加。与11年周期相比，不稳定性的特征增长时间很短。不稳定性开始的阈值场强从赤道附近的几百高斯增加到中纬度的几千高斯。不稳定扰动的增长率随纬度的增加而减小。这些纬度趋势可能是观测到的太阳黑子活动局限于近赤道带的原因。
2020-03-20 astro-ph.SR
On Making Magnetic-Flux-Rope $Ω$ Loops for Solar Bipolar Magnetic Regions of All Sizes by Convection Cells
我们提出，磁通绳$Ω$环出现成为任何双极磁区（BMR）是由对流细胞的$Ω$环的大小从最初的水平磁场摄入通过细胞的底部。这个想法是基于（1）所有跨度（$\sim$ 1000 km到$\sim$ 200，000 km）的BMR的观测特性，（2）由置于单元底部的水平场的超颗粒尺寸对流单元产生BMR的众所周知的模拟，以及（3）众所周知的对流区模拟。从观测和模拟中，我们（1）推断最大对流单体吸收的场的强度（2）合理地解释了为什么观测到的最大BMR的跨度和通量是$^3$ 200，000 km和$\sim$ 10 $^{22}$ Mx，（3）提出巨单体如何也可能制造“失效的BMR”$Ω$环，这些环填充具有水平场的上部对流区，较小的对流单体由此制造它们大小的BMR $Ω$环，（4）提出为什么在太阳黑子周期的下降阶段观察到的太阳黑子倾向于违反半球螺旋度规则，和（5）支持先前提出的太阳黑子周期发电机过程的修正巴布科克方案。由于所提出的基于对流的启发式模型，使太阳黑子BMR $Ω$循环避免了在对流区底部的初始通量绳中具有$\sim$ 10 $^5$ G场，因此它是一个有吸引力的替代方案，以目前的磁浮力为基础的标准方案，并保证测试足够高的分辨率巨细胞磁对流模拟。
2020-09-29 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic shallow water equations with the alpha effect: Rossby-dynamo waves in solar--stellar tachoclines
本文研究穿透对流对类太阳恒星塔科林中罗斯比波的影响，提出磁流体动力学浅水方程，发现与α效应相关的新振荡模，其周期对应太阳活动周期，为内部磁性和恒星发电机提供新范式。
2025-10-10 astro-ph.SR
LES of turbulent convection in solar-type stars and formation of large-scale magnetic structures
在这项研究中，我们研究了湍流对流的影响，形成大尺度不均匀的磁结构的大涡模拟（LES）的对流在太阳型恒星。本研究的主要思想是实施一个新的亚网格尺度模型的有效洛伦兹力的三维非线性辐射磁流体动力学（MHD）的代码开发模拟太阳对流层和低层大气。为此，我们推导出的能量收支方程，其中包括亚网格尺度湍流的洛伦兹力的影响，并实现了一个新的亚网格尺度湍流模型（TELF模型）的三维非线性MHD LES代码。在TELF模型的大涡模拟中，利用外加的初始水平和垂直均匀磁场，我们证明了当初始平均磁场大于一个阈值（约100 G）时，磁通量管开始形成。这与Rogachevskii和Kleeorin（2007）的理论研究一致。我们确定了速度和磁涨落的垂直分布，总的MHD能量和湍流磁对流的各向异性，动力学和电流和交叉螺旋度。
2011-02-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Transition to chaos and magnetic field generation in rotating Rayleigh-Bénard convection
该研究通过数值模拟分析旋转瑞利-贝纳德对流，发现旋转显著影响磁场生成，临界磁普朗特数随旋转率非单调变化，并指出非滞回爆发分岔导致发电机转变。
2024-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR nlin.CD
Effects of anisotropy of turbulent convection in mean-field solar dynamo models
我们研究了湍流对流的各向异性如何影响大尺度磁场的扩散和太阳上的发电机过程。在平均场磁流体力学框架中使用最小的$τ$近似计算各向异性的影响。我们研究两种类型的平均场发电机模型：著名的基准通量传输模型，和一个分布式发电机模型与地下旋转剪切层。对于这两个模型，我们调查的双细胞纬向环流的影响，最近提出的日震学。我们引入了一个各向异性参数，作为湍流混合的径向和水平强度的比值，来表征各向异性效应。研究发现，湍流对流的各向异性影响对流区内部的磁场分布。各向异性越强，对流区底部和顶部边界附近的磁通量越集中。结果表明，当各向异性参数较大时，临界发电机数和发电机周期趋于常数。各向异性减少了时间-纬度"蝴蝶“图中后续周期的环形场的重叠。如果我们假设太阳黑子是在次表层剪切层附近形成的，那么具有各向异性扩散率的分布式发电机模型满足日震学结果的观测约束，并且与从表面磁场的动态估计的有效湍流扩散值一致。
2013-11-21 astro-ph.SR
Helicity-vorticity turbulent pumping of magnetic fields in solar convection zone
本文研究了太阳对流区螺旋对流运动和差异旋转相互作用引起的大尺度磁场湍流漂移效应。漂移的主要方向对应于大尺度涡度矢量的方向。因此，这种效应在对流区产生大尺度磁场的纬向传输，只要角速度具有强径向梯度。漂移的方向取决于螺旋度的符号，它由帕克-吉村规则定义。在平均场磁流体力学的框架内，使用最小τ-近似的解析计算。我们估计的漂移速度的大小，并发现它可以是几米/秒的太阳对流区的底部附近。这种效果的太阳能发电机的影响的基础上说明的轴对称平均场发电机模型与地下剪切层。我们发现螺旋度-涡度泵效应可以对太阳黑子时间-纬度图的特征产生影响，在周期的上升阶段产生太阳黑子活动最大值的快速漂移，在周期的衰减阶段产生缓慢漂移。
2012-05-27 astro-ph.SR
Sensitivity to luminosity, centrifugal force, and boundary conditions in spherical shell convection
我们测试流体动力学和磁流体动力学湍流对流模拟的灵敏度相对于马赫数，热和磁边界条件，和离心力。我们发现，不同的光度，这也控制了马赫数，只有一个小的影响大尺度动力学。通过比较电场或电流密度为零时的下磁边界条件，也可以得出类似的结论。离心力对解有影响，但前提是它的重力加速度比太阳大两个数量级。最后，我们发现，参数化的光球物理，无论是一个明确的冷却项或增强辐射扩散，是更重要的热边界条件。特别是，与冷却运行往往会导致更多的各向异性对流和更强的偏离泰勒-普劳德曼状态。总之，这里采用的完全可压缩的方法与ESTO代码被认为是有效的，同时仍然允许考虑不同的时间尺度。
2019-01-02 astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. II. Fully Convective Main Sequence Stars
我们检验了这样的假设：磁场正在膨胀分离食双星（DEB）中完全对流主序星的半径。磁性达特茅斯恒星演化代码被用来分析两个系统，特别是：开普勒-16和CM天龙座。磁对流被视为假设稳定的对流，也通过假设减少对流效率，由于湍流发电机。我们发现，磁性恒星模型是无法再现膨胀的充分对流主序星的属性，除非强大的内部磁场超过10 MG。因此，验证磁场假设，鉴于当前一代的磁性恒星演化模型，关键取决于是否产生和维持强内部磁场是物理上可能的。对这一要求进行了审查。此外，以前的研究调用星点的影响进行分析，以评估的建议，星点膨胀的恒星和偏置光变曲线分析向更大的半径。从我们的分析中，我们发现，还没有足够的证据来明确支持的假设，磁场是负责观测到的膨胀之间的完全对流主序星在DEB。
2014-05-07 astro-ph.SR
Dependence of magnetic cycle parameters on period of rotation in nonlinear solar-type dynamos
太阳型恒星的磁活动参数取决于恒星对流区发电机过程的性质。本文应用非线性平均场轴对称$α^2Ω$发电机模型计算了自转周期为15 ~ 30天的太阳类星体表面的发电机周期、总磁通量和坡印亭磁能通量等磁循环参数。该模型考虑了大尺度发电机的主要非线性机制，如磁螺旋度守恒，磁浮力，以及磁力对对流区内角动量平衡的影响。此外，我们考虑两种类型的发电机模型。分布式（D型）模型采用分布在整个对流区的标准α效应。“边界”（B型）模型采用非局部α效应，它被限制在对流区的边界。D型和B型模型都表明，恒星自转速率越大，发电机产生的磁通量越大。{It发现在所考虑的转动周期范围内，磁螺旋度守恒对发电机的非线性猝灭有最显著的影响。这种猝灭在B型发电机模型中比在D型发电机模型中更有效。D型发电机再现了观测到的太阳类似物的周期周期对自转速率的依赖性。对于周期为15天的太阳模拟旋转，我们发现非线性发电机制度与多重周期。
2015-05-07 astro-ph.SR
The Emergence of Solar Supergranulation as a Natural Consequence of Rotationally-Constrained Interior Convection
我们调查如何旋转约束，深对流可能会引起超颗粒，在太阳光球中观察到的最大的不同的空间尺度的对流。虽然超颗粒只有微弱的旋转的影响，较大的空间尺度的对流样品的深对流区，大概是旋转的影响。我们提出了一系列的非线性，3-D模拟旋转对流的数值结果，并检查下实现的Rossby数的范围内的速度功率分布。当存在旋转时，对流功率分布在特征波数$\ell_\mathrm{peak}$处具有明显的峰值，其值随着Rossby数的减小而增大。这种功率分布与在非旋转对流中实现的功率分布形成对比，在非旋转对流中，功率从高到低波数单调增加。我们发现，空间尺度小于$\ell_\mathrm{peak}$的行为类似于非旋转对流。大于$\ell_\mathrm{peak}$的空间尺度受到旋转约束，并且相对于非旋转系统具有显著降低的功率。我们认为，超颗粒尺度的出现是由于抑制功率的空间尺度大于$\ell\approx100$由于存在深，旋转约束对流。因此，超颗粒化代表了最大的非旋转约束的太阳对流模式。我们的结论是，超颗粒的特征空间尺度的边界，从上面的深对流运动，使超颗粒的深层动力学在工作中的太阳发电机的间接措施。结合我们的数值计算结果使用超颗粒的空间尺度，我们估计太阳的批量均方根对流速度的上限为10米秒$^{-1}$。
2016-09-16 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. I. Magnetic Field Effects
对太阳大气的观测表明，内部重力波是由过冲对流产生的，但在磁通量的位置被抑制，这被认为是模式转换成磁声波的结果。在这里，我们提出了一个研究的声学重力波频谱出现一个现实的，自洽的模拟太阳（磁）对流。进行了无磁场的流体动力学模拟和初始垂直均匀磁场为50 G通量密度的磁流体动力学（MHD）模拟，并进行了相互比较，以突出磁场对太阳大气中内部重力波传播的影响。我们发现，内部的重力波是不存在的或部分反射回低层中存在的磁场，并认为抑制是由于耦合的内部重力波慢磁声波仍然在高β区域的上层光球。在我们的模型中，转换成阿尔芬波是极不可能的，因为不存在强烈倾斜的磁场。我们认为，内观测到的磁通量浓度内波的抑制也可能是由于非线性破裂的内波由于涡流是无处不在的上层光球和色球。
2016-12-14 astro-ph.SR
Realistic Numerical Modeling of Solar Magnetoconvection and Oscillations
我们已经开发了3D，可压缩，非线性辐射MHD模拟研究的影响，磁场的各种强度和几何形状的湍流对流细胞和声振荡的激发机制。结果表明，随着磁场的增加，颗粒结构发生了实质性的变化，振荡功率随频率的降低而降低。这些模拟结果再现了在活动区边界处观察到的增强的高频声发射（“声晕”现象）。在倾斜磁场的存在下，太阳对流发展的对流结构与流动集中沿磁丝，也表现出运行的磁对流波的行为，类似于最近的观测太阳黑子半影动力学从Hinode/SOT。
2009-01-29 astro-ph.SR
Estimating the rate of field line braiding in the solar corona by photospheric flows
在本文中，我们试图了解的时间尺度上的光球运动的太阳编织日冕磁场线。这是决定编织机制可行性的关键因素，可以解释日冕中观察到的高温。我们研究的拓扑结构的复杂性，在日冕磁场诱导，主要是利用磁对流模拟提取的等离子体运动。这种拓扑复杂性量化使用场线缠绕，有限时间拓扑熵和被动标量混合。有了这些措施，我们对比混合效率的磁对流模拟，一个基准流被称为“闪烁的漩涡”，最后光球流推断从序列中观察到的磁图使用本地相关跟踪。虽然高分辨率的磁对流模拟引起了强烈的磁力线缠绕和有限时间拓扑熵，从斑区的观测获得的值是一个数量级左右的小。这种行为被带到有限时间拓扑熵。然而，结果表明，光球运动引起复杂的纠缠的日冕场的时间尺度上的小时。
2018-05-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Hydrodynamic convection in accretion discs
垂直于吸积盘平面的对流的普遍性和后果已经讨论了几十年。最近的模拟结合对流和磁旋转不稳定性给新的推动力的辩论，因为这两个过程的相互作用可以增强角动量传输，至少在光学厚爆发阶段的矮新星。在本文中，我们试图隔离和了解最通用的功能盘对流，因此进行研究，在纯流体动力学模型。首先，我们调查的线性阶段的不稳定性，获得半解析的增长率估计，使用一维谱计算，以及分析，使用WKBJ方法。接下来，我们使用保守的有限体积代码PLUTO进行三维、垂直分层、剪切箱模拟，无论有无显式扩散系数。我们发现，流体动力学对流可以，在一般情况下，驱动器向外角动量运输，一个结果，我们确认与ATHENA，一个替代的有限体积代码。此外，我们建立的角动量通量的符号是敏感的数值方案的扩散。最后，在持续的对流中，系统不断地被迫进入不稳定状态，我们观察到各种相干结构的形成，包括大尺度和振荡对流单体，纬向流和小涡旋。
2018-08-01 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Solar abundance corrections derived through 3D magnetoconvection simulations
我们探讨的效果时，使用现实的三维对流实验，以确定太阳元素丰度的磁场。通过进行磁对流模拟与辐射水代码（哥本哈根交错代码），并通过后验谱合成的三个Fe I线，我们得到的证据表明，中等量的平均磁通量导致显着的变化，推导出的等效宽度相比，那些为非磁性的情况下。相应的Fe丰度校正的平均通量密度为200 G达到~0.1德克斯的数量级。这些结果的基础上的空间和时间平均线的轮廓在2.5个太阳小时的时间跨度在统计稳定的对流制度。引起等效宽度变化的主要因素，即塞曼加宽和温度分层的改变，以不同的量起作用，并且对于这里考虑的铁谱线，以相反的方向起作用;然而，所得到的$|Δ\logε_{\odot}(Fe)|$在所有铁谱线中都在因子2内一致，尽管可见谱线和红外谱线的总丰度校正的符号不同。我们的结论是，在讨论太阳和恒星丰度的精确值时，应考虑到磁效应，并有必要进行深入的研究。
2010-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Quest to Understand Supergranulation and Large-Scale Convection in the Sun
太阳表面的颗粒化主要是半径外1%的热传输的结果。它的典型尺度约为1 - 2毫米，是由对流、自由流辐射和表层强烈的密度分层之间的平衡决定的。颗粒的物理学是很好理解的，正如数值模拟，理论和观察之间的密切协议所证明的那样。叠加在包含高速流动的高能颗粒结构上的是被称为超颗粒的更大尺度的长寿命流动系统（~ 300 m/s）。超级颗粒的典型尺度为24 - 36微米。目前尚不清楚超级颗粒是由颗粒的相互作用引起的，还是与深对流或磁对流有因果关系。其他悬而未决的问题仍然存在：超颗粒有多深？它们如何参与太阳的全球动力学？进一步的挑战是我们对深对流区更大尺度的动力学缺乏洞察力。最近的日震约束表明，大尺度对流速度振幅可能被高估了一个数量级或更多，这意味着与大尺度对流相关的雷诺应力，被认为在维持差异旋转和对流环流中起着重要作用，可能比理论和计算预测的弱两个数量级。虽然对全球尺度对流的性质和全球环流的维持还没有完全的基本了解，但鉴于计算、理论和日震推断方面的重大改进，很快就会取得进展。
2013-12-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Effect of shear and magnetic field on the heat-transfer efficiency of convection in rotating spherical shells
本文研究了球壳中旋转热对流。我们的分析基础上的一组约450直接数值模拟的（磁）流体动力学方程下的Boussinesq近似。埃克曼数的范围为$10^{-3}$至$10^{-5}$。对流的超临界性在某些模型中达到约1000。四组模拟被认为是：非磁模拟和发电机模拟与自由滑动或无滑移流动边界条件。具有自由滑移边界的非磁性设置产生最强的带状流。无滑移流动边界条件的非磁性模拟和自由滑移边界的自洽发电机都大大减少了区域流动。剪切的抑制导致传热效率的显著增加，在某些情况下增加3倍。只要对流受到旋转的显著影响，就会发生这种效率提高。在较高的对流驱动下，传热效率趋向于经典的非旋转Rayleigh-Bénard系统。对外边界热流纬向分布的分析表明，在赤道地区，切变对抑制热传递是最有效的。此外，我们探讨了磁场对对流的{ \em非纬向}流分量的影响。为此，我们比较了无滑非磁性的情况下，无滑发电机模拟的传热效率。我们发现，在$E=10^{-5}$磁场显着影响对流和传热效率的最大增益约30\%（与非磁性的情况下相比），获得了约3的Elsasser数。我们的分析促使我们推测，对流在极地地区的发电机在$E=10^{-5}$可能是在一个“磁旋”制度。
2015-11-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Phlegethon: a fully compressible magnetohydrodynamic code for simulations in stellar astrophysics
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）
Phlegethon是一种用于模拟恒星天体物理学中多维过程的完全可压缩磁流体动力学代码，结合了低耗散黎曼求解器和任意核反应网络，能够研究恒星内部的多种物理现象。
2026-09-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
