Changes in granulation scales over the solar cycle seen with SDO/HMI and Hinode/SOT
太阳是唯一一颗可以在很高的空间分辨率下观测到表面湍流对流的恒星。自2010年7月以来，太阳动力学观测台一直在使用多波长滤光器从空间观测整个太阳。特别是，日震和磁成像仪（HMI）仪器采用了高节奏帧（45秒）的连续强度，其中太阳颗粒是可见的。我们的目标是跟踪太阳颗粒在一个活动周期内的演变，并寻找它们空间特性的变化。我们研究了直接从SDO/HMI的去卷积图像分割中获得的颗粒密度及其平均面积。为了进行分割，我们定义颗粒作为图像的凸元素。我们测量了一个约2%的变化在密度和平均面积的颗粒在整个周期，颗粒的密度更大，在太阳最大的颗粒平均面积较小。与太阳黑子数等经典活动指标相比，最大密度似乎延迟了大约一年。我们用Hinode/SOTBFI（太阳光学望远镜宽带滤波成像仪）获得的高空间分辨率观测结果补充了这项研究，这与我们的结果一致。观测到的圆盘中心太阳颗粒化的变化揭示了对太阳周期期间上层对流区发生的物理性质变化的直接洞察。这些变化可能是由于对流和磁场之间的相互作用，无论是在全球范围内，或局部，在颗粒尺度。
2021-06-07 astro-ph.SR
Study of the Dynamics of Convective Turbulence in the Solar Granulation by Spectral Line Broadening and Asymmetry
在太阳表面的平静区域，颗粒的湍流对流运动在产生小尺度磁结构以及向高层大气注入能量方面发挥着重要作用。颗粒化的湍流性质可以使用谱线剖面，特别是谱线展宽来研究，谱线展宽包含的流场信息小于仪器的空间分辨率。此外，沿视线（LOS）的多普勒速度梯度也会导致谱线展宽。然而，速度梯度和谱线展宽之间的定量关系还没有得到很好的理解。在这项研究中，我们进行平分线分析，使用光谱偏振仪的日出/太阳光学望远镜的光谱分布调查线加宽和平分线速度与颗粒流的关系。结果表明，谱线展宽与沿视线方向的多普勒速度梯度呈正相关。我们发现过度的线加宽的衰落颗粒，这不能仅仅解释的LOS速度梯度，虽然速度梯度在衰落的过程中增强。如果这种过度的谱线增宽归因于小尺度湍流运动，则获得的平均湍流速度为0.9 km/s。
2020-01-14 astro-ph.SR
Detection of vortex tubes in solar granulation from observations with Sunrise
我们已经调查了一个时间序列的连续强度地图和相应的Dopplergrams的颗粒在一个非常安静的太阳区域在磁盘中心，记录与成像磁仪实验（IMAX）板上的球载太阳天文台日出。我们发现，颗粒经常表现出亚结构的形式车道组成的一个领先的明亮的边缘和一个尾随的黑暗的边缘，一起从颗粒的边界到颗粒本身。我们发现惊人的相似事件合成强度地图从头算数值模拟太阳表面对流。从截面通过模拟的计算域，我们得出结论，这些“颗粒车道”是可见的签名（水平取向）涡流管。解释了太阳表面涡管的光学特征。我们建议，所观察到的涡管可能只代表大规模的层次结构的涡管存在于太阳表面附近的结束。
2010-09-23 astro-ph.SR
Measuring solar active region inflows with local correlation tracking of granulation
上下文局部日震学已经探测到空间延伸的会聚表面流进入太阳活动区。这些在太阳发电机的通量输运模型中起着重要作用。目的。我们的目标是验证的流入的存在，通过推导出水平流动速度与局部相关跟踪的颗粒活性区域周围。方法.我们产生了一个为期六年的长时间序列的水平速度在太阳表面的全磁盘地图跟踪颗粒连续强度图像提供的日震和磁成像仪（HMI）板载太阳动力学天文台（SDO）。结果平均而言，活动区域被从活动区域中心延伸至10度的流入所包围，幅度为20-30米/秒，局部达到40米/秒，这与当地日震学的结果一致。通过计算243个单独的活动区域组成的合奏平均值，我们表明，流入不是方位对称的，但主要是收敛到相对于纵向和时间平均流场的活动区域的拖尾极性。
2017-05-24 astro-ph.SR
Response of Granulation to Small Scale Bright Features in the Quiet Sun
我们用大熊太阳天文台的新太阳望远镜（NST）在宁静太阳（QS）中每Mm $^2$探测到2.8个亮点（BPs）;使用TiO 705.68 nm谱线，以角分辨率~ 0.1“获得30 min的数据序列。一些BP形成了随时间稳定的结，并影响了它们周围的造粒模式的性质。在约3“结内观察到的颗粒模式比在正常颗粒模式中观察到的颗粒更小;即，在结周围检测到受抑制的对流。观测到的BPs覆盖了约5%的太阳表面，并且分布不均匀。BPs的平均尺寸为0.22“，平均可检测时间为4.28 min，在深红色TiO谱线上的平均对比度为0.1%。
2011-02-16 astro-ph.SR
Average radial structures of gas convection in the solar granulation
在太阳光球层中观察到的气体对流是颗粒化，即，具有高度时间依赖性的细胞模式，由许多称为颗粒的明亮细胞和称为粒间通道的黑暗环绕通道组成。人们已经做了许多努力来表征颗粒化，它可以被用作各种类型的动力学现象的能源。虽然颗粒间通道中的水平气体流动动力学可能起着至关重要的作用，但人们对它们的了解却很少。这是因为多普勒信号只能在太阳边缘处获得，在那里，信号由于透视缩短效应而严重退化。为了减少这种退化，我们使用Hinode的光谱数据，这是免费的，从一个看到引起的图像退化，并提高其图像质量，通过校正仪器中的杂散光。数据集连续覆盖从太阳盘到边缘，提供针对肉芽的多方向视线（LOS）诊断。所获得的穿过盘的LOS流场变化表明水平流速为1.8-2.4 km/s。我们还推导出水平流速的空间分布，这是1.6公里/秒的颗粒和1.8公里/秒的粒间车道，其中最大速度是粒间车道内。这一结果新提出了以下顺序的水平流动：一个热上升的气体包裹强烈加速从颗粒中心，甚至超出了过渡从颗粒到粒间通道，导致在最快的速度内的粒间通道，和气体也可能经历减速在粒间通道。
2020-01-10 astro-ph.SR
The shrinking Sun: a systematic error in local correlation tracking of solar granulation
上下文颗粒局域相关跟踪（LCT）是测量光球水平流的重要方法。这种方法表现出一种系统误差，看起来像一个流收敛到磁盘中心，也被称为收缩太阳效应。目的。我们的目的是研究连续强度数据的收缩太阳效应的性质，并在推导出一个简单的模型，可以解释其起源。方法.我们推导出LCT流图运行本地相关跟踪代码FLCT跟踪和重新映射的连续强度图提供的日震和磁成像仪（HMI）板载太阳动力学天文台。我们还计算流图从合成连续图像产生的太阳表面对流的STAGGER代码模拟。我们通过模拟合成数据生成平均颗粒来研究太阳收缩效应的起源。结果来自HMI和模拟的LCT流图表现出相当大小的收缩太阳效应。这种效应的起源与当用与垂直方向倾斜的视角观察时，源自辐射转移效应的颗粒化的明显不对称性有关。这与颗粒的膨胀相结合，导致朝向盘中心的明显运动。
2016-04-19 astro-ph.SR
Evaluating local correlation tracking using CO5BOLD simulations of solar granulation
太阳表面的流动与太阳活动有关，LCT是通过交叉关联太阳图像来捕获这些过程动态的标准技术之一。然而，在连续的图像中的对比度变化之间的联系，以基本的等离子体运动必须定量确认。太阳粒化的辐射流体动力学模拟（例如，CO 5 BOLD）提供了在太阳大气中不同高度的波长积分，出射连续强度和三维速度场。因此，将LCT应用于连续图像产生水平自行，然后将其与模拟（非磁性）颗粒的速度场进行比较。在这项研究中，我们评估了LCT算法的性能，以前开发的批量处理Hinode G波段图像，建立它作为一个定量工具，测量水平自行车，并清楚地制定出LCT或类似的技术，旨在跟踪光流的局限性。计算了各种LCT输入参数的水平血流图和流速频率分布，包括空间分辨率、采样窗口宽度、连续图像的时间节奏和用于确定持续血流特性的平均时间。在三个大气层（log tau=-1，0，and +1）的流体动力学模拟中得到的平滑速度场作为LCT结果的参考点。LCT恢复了许多造粒特性，例如，流速分布的形状、平均流速和平均时间之间的关系，以及--模拟速度场的显著平滑--流动和发散图的形态特征。然而，水平自行被严重低估了多达三个因素。LCT流量与log tau=+1时大气深处的流量最匹配。
2013-05-26 astro-ph.SR
Effects of granulation on neutral copper resonance lines in metal-poor stars
我们利用三维流体动力学模拟的影响，造粒的Cu I线的Mult。1在324.7 nm和327.3 nm处的近紫外区。这些线仍然很强，即使在非常低的金属，并提供了机会，研究化学演变的铜在金属贫人口。我们发现这些线上有很强的颗粒效应。在丰度方面，忽略这种影响可能导致高估的A（铜）高达0.8德克斯在矮星。与贫金属球状星团NGC 6752和NGC 6397中恒星的计算结果比较表明，由Mult得到的铜丰度之间存在系统性差异。2在TO星和那些衍生的巨星在同一集群的线的Mult。2在510.5 nm和587.2 nm处。我们的结论是，铜我共振线是不可靠的指标，铜丰度，我们认为，调查偏离LTE是强制性的，利用这些线路。
2009-10-25 astro-ph.SR
Stellar granulation as seen in disk-integrated intensity. I. Simplified theoretical modeling
太阳粒化现象长期以来被认为是对流的表面表现。由于目前的空间飞行任务CoRoT和开普勒，现在有可能在越来越多的恒星中观察到这种现象的磁盘集成强度。天基光度测量表明，全球亮度波动和与颗粒化有关的寿命服从特征标度关系。因此，我们的目的是提供一个简单的理论模型来重现这些比例关系，并随后在推断的物理性质的造粒性能在HR图。我们开发了一个简单的一维理论模型，使我们能够测试任何处方颗粒之间的时间相关性。模型的输入参数从恒星表面层的三维流体动力学模型中提取，模型中的自由参数由太阳观测数据标定。两种不同的处方表示的傅立叶空间中的涡流时间相关性进行比较：洛伦兹和指数形式。最后，我们比较我们的理论预测与三维辐射流体动力学（RHD）的恒星颗粒（从头算方法）的数值模拟。只要适当地调整自由参数，我们的理论模型令人满意地再现了观测到的太阳颗粒光谱的形状和振幅。最好的协议是获得一个指数形式。此外，我们的理论模型的结果一致同意与这些计算的基础上的从头算方法与两个三维RHD模型的颗粒光谱。本文还对用本模型计算的理论颗粒谱和高精度光度测量的恒星颗粒谱进行了比较。
2013-09-06 astro-ph.SR
Data compression for local correlation tracking of solar granulation
上下文几项即将到来和拟议的太空任务，例如太阳轨道飞行器，在遥感勘测方面将受到限制，因此需要数据压缩。目的。我们测试了数据压缩对连续强度图像时间序列的局部相关跟踪（LCT）的影响。我们评估了几种有损压缩方法（量化，JPEG压缩，和连续图像的数量减少）对LCT测量太阳差异旋转的影响。方法.我们应用不同的压缩方法跟踪和重新映射连续强度图获得的日震和磁成像仪（HMI）板载太阳动力学天文台。我们推导出二维矢量速度使用本地相关跟踪码FLCT和确定的额外的偏见和噪声引入的压缩差分旋转。结果我们发现，探测差分旋转与LCT是非常强大的有损数据压缩时，使用量化。LCT方法和HMI仪器的系统误差严重影响了我们的结果。LCT对系统误差的敏感性是太阳轨道器关注的问题。
2015-12-10 astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
Spatial incoherence of solar granulation: a global analysis using BiSON 2B data
对太阳和类太阳恒星外层对流湍流影响的认识不足，对进一步了解其内部结构和动力学提出了挑战。因此，评估和校准这些影响非常重要。在这里，我们研究了太阳中颗粒噪声和振荡模式的空间相干性，目的是利用任何不相干性来击败观察到的颗粒噪声，从而提高低频p模式的检测。使用来自BiSON 2B仪器的数据，我们评估了不同大气高度之间和不同表面区域之间的相干性。我们发现，从不同的大气高度探测颗粒噪声在很大程度上是不相干的振荡占主导地位的频率区域几乎是完全相干的。我们发现一个随机的相位差的颗粒噪声，和一个近零差的倏逝波振荡。的不相干颗粒噪声的减少所示的应用程序的交叉频谱。
2017-09-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Characteristic scales of magnetic switchback patches near the Sun and their possible association with solar supergranulation and granulation
帕克太阳探测器（PSP）在0.3天文单位的日心径向距离内记录的数据揭示了一个由Alfvénic结构主导的磁场，该结构经历了大的局部变化甚至径向磁场的逆转。它们被称为磁之字形，它们与同一磁扇区内磁场线的折叠一致，并且与在其他平静背景期间的速度尖峰有关。它们被认为起源于低太阳大气层中的磁重联过程，或者是膨胀的太阳风中湍流或速度切变演化的结果。在这项工作中，我们调查的时间和空间特征尺度的磁之字形补丁。我们将之字形定义为偏离标称帕克螺旋方向，并在PSP遇到1，2，4和5时自动检测它们。我们特别关注E5期间由反转主导的5.1天间隔。我们进行了小波变换的立体角之间的磁场和帕克螺旋，并找到周期性的空间调制与两个不同的波长，分别与太阳的颗粒和超颗粒尺度。此外，我们发现之字形的发生和光谱特性似乎取决于太阳风的源区，而不是PSP的径向距离。这些结果表明，之字形形成在低日冕和调制的太阳表面对流模式。
2022-05-13 astro-ph.SR
The Vorticity of Solar Photospheric Flows on the Scale of Granulation
本文利用太阳光学望远镜（SOT）在太阳中央子午线不同纬度上用G波段滤光片（4305 μ m）观测到的时间序列图像，研究了太阳活动最低期宁静区颗粒流的涡度。利用特征相关跟踪（FCT）技术，我们计算了颗粒尺度流的涡度。假设已知的垂直流动模式（向上的颗粒和向下的颗粒间车道），我们推断这些流动的动力学螺旋的迹象。我们发现，颗粒流和颗粒间涡的动力学螺旋度表现出弱的半球偏好，这是在与科里奥利力的作用。然而，这种轻微的半球符号不对称性在平均涡度的大分散性下并不具有统计学意义。利用太阳天气光学长期观测（SOLIS）的全圆盘矢量磁图计算的网络磁场的当前螺旋密度的符号没有显示出任何半球偏好。这两个发现的结合表明，光球发电机上运行的颗粒流的规模是非螺旋的性质。
2016-06-04 astro-ph.SR
Oxygen lines in solar granulation. I. Testing 3D models against new observations with high spatial and spectral resolution
目的：我们寻求提供额外的测试线形成的理论三维太阳光球模型。特别是，我们开始测试的空间分辨线形成在几个视角，从太阳盘中心的肢体和原子氧线的重点。这些测试的目的是提供关于3D模型是否适合导出太阳氧丰度的额外信息。我们的目标还在于经验约束中性氢碰撞的NLTE配方，使用OI 777 nm线的空间分辨观测。研究方法：利用瑞典1米太阳望远镜，我们获得了高空间分辨率的观测结果，在太阳盘面的五个位置上观测到五条氧原子谱线（以及其他种类的谱线）。这些观测具有高的空间和光谱分辨率，以及在615 nm处高达9%的连续强度对比度。使用3D模型计算理论谱线轮廓，其中氧气采用全3D NLTE处理，其他谱线采用LTE处理。结果：在磁盘中心，我们发现一个很好的协议之间的预测和观察到的线位移，强度，半高宽和不对称性。在其他视角下，一致性也很好，但较小的连续强度对比度使定量比较变得困难。我们利用盘心观测值来约束与中性氢碰撞效率的标度因子S_H。我们发现，S_H=1提供了最好的匹配的观察。结论：总的来说，预测和观测到的太阳颗粒线特性之间有很好的一致性。这进一步强化了3D模型是现实的，是导出太阳氧丰度的可靠工具的观点。
2009-09-12 astro-ph.SR
Cu I resonance lines in turn-off stars of NGC 6752 and NGC 6397. Effects of granulation from CO5BOLD models
上下文铜是一种元素，其金属性的有趣演变尚未完全了解。铜丰度的观察依赖于数量非常有限的谱线，最强的是Mult的Cu I谱线。1，甚至可以在极低的金属度下测量。目标。我们调查这些线的质量作为丰度指标。法我们测量了球状星团NGC 6752中的两颗关闭（TO）星和球状星团NGC 6397中的两颗TO星的这些谱线，并利用CO5BOLD程序计算了三维流体动力学模型大气，得到了它们的丰度。这些丰度进行比较，铜丰度测量的巨恒星相同的集群，使用线的Mult。2在510.5 nm和578.2 nm处。结果丰度来源于Mult线。TO恒星中的1与同一星团中的巨星的丰度不同。无论是使用CO5BOLD模型还是使用传统的1D模型大气都是如此。TO星的LTE 3D改正量较大，而巨星的LTE 3D改正量较小。结论. Mult. 1不是可靠的丰度指标。很可能应该考虑偏离LTE来正确描述这些线，尽管不清楚这些是否可以单独解释观察结果。对这些偏离的研究，无论是对矮星还是对巨星，都是值得鼓励的。我们建议那些对铜丰度演化研究感兴趣的人依靠基于Mult线的巨人测量。2.然而，我们警告说，NLTE研究可能意味着所有的铜丰度的修订，无论是在矮星和巨星。
2010-09-19 astro-ph.SR
Modelling solar irradiance variability on time scales from minutes to months
我们分析和模拟总太阳辐照度的变化从几分钟到几个月的时间尺度上，不包括由于p模式振荡的变化，使用对流和磁组件的组合。这些包括颗粒，磁网络，光斑和太阳黑子。对处女座数据的分析表明，在一天或更长的时间内，太阳的变化取决于磁场活动，但在较短的时间内几乎是独立的。我们假设，只有造粒影响太阳辐照度的变化从分钟到小时的时间尺度。粒化被描述为明亮的细胞和黑暗的泳道，根据从观察和辐射流体动力学模拟推导出的规则演变的大样本。该模型结合了高时间分辨率的磁场辐照度重建，与太阳能数据的比较揭示了良好的对应关系，除了在10至30小时的周期。这表明，该模型在这些时间段丢失了一些功率，这可能是由于用于基于磁场的辐照度重建的重建的MDI磁图的超颗粒化或灵敏度不足而导致的。我们的模型还表明，即使是空间未解析的数据（如可用于恒星）的傅立叶或小波变换的时间序列采样在高节奏可能允许恒星颗粒的属性，特别是颗粒寿命被确定。
2013-03-08 astro-ph.SR
Surface waves in solar granulation observed with {\sc Sunrise}
太阳振荡被认为是由太阳表面附近的颗粒间通道中的湍流激发的。由{ \sc日出}天文台上的IMaX仪器记录的时间序列揭示了高分辨率的太阳振荡，这使得研究短波长振荡的特性成为可能。我们分析了两个时间序列，同步记录多普勒速度和连续强度图像，持续时间分别为32 \thinspace min和23 \thinspace min，在靠近太阳盘面中心的地方记录了一组数据，以研究太阳声振荡的传播和激发。在多普勒速度数据中，既可以看到驻声波，也可以看到短暂的、高度的行波。由于声波的随机叠加，驻波作为大尺度速度场的振幅的暂时增强是可见的。通过在傅立叶域中进行适当的滤波处理，我们将注意力集中在高阶小尺度波上。调查的传播和激发的$f$ -和$p_1$ -模式与波数$k > 1.4$ \thinspace 1/Mm，我们发现，爆炸颗粒也有助于激发太阳$p$ -模式，除了颗粒间通道的贡献。
2010-09-24 astro-ph.SR
The signature of granulation in a solar power spectrum as seen with CO$^5$BOLD
在类太阳振荡器的功率谱中看到的颗粒背景对提取关于恒星振荡的精确和详细的信息提出了严峻的挑战。使用CO $^5$ BOLD计算的太阳的三维流体动力学模拟，我们调查各种背景模型来推断，使用贝叶斯方法，其中一个提供了最佳的拟合模拟功率谱的背景。我们发现，最好的拟合是由一个表达式，包括整体功率水平和两个特征频率，一个指数为2和一个自由指数采取的值约为6。我们通过使用Stagger的模拟重复分析来评估3D水文代码对该结果的影响，并发现主要结论没有变化。然而，所得到的最佳拟合的细节略有不同的两个代码之间，但我们解释了这种差异，通过研究的空间分辨率和模拟的持续时间对拟合的影响。此外，我们还研究了将白噪声添加到模拟时间序列中作为模拟真实恒星的简单方法的影响。我们发现，只要噪声水平不是太低，结果是一致的无噪声的情况下。
2020-11-19 astro-ph.SR
ANTARES -- A Numerical Tool for Astrophysical RESearch -- With applications to solar granulation
我们讨论了ANTARES程序的总体设计，该程序用于模拟具有辐射转移的恒星流体动力学和一维、二维和三维的真实微观物理。然后，我们比较各种数值方法的质量。我们已经应用ANTARES，以获得高分辨率的模拟，我们描述和分析的太阳粒化。为了获得高分辨率，我们应用网格细化的区域主要由爆炸颗粒占据。由下沉气流产生并上升到颗粒边界附近的光球中的小直径（~100公里）的强而快速旋转的涡管演变，通常以弧形方式从下面进入光球。它们基本上有助于颗粒边界附近的湍流速度场。
2009-05-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Molecular bands in extremely metal-poor stars. Granulation effects
双原子分子的谱带是重要的丰度指标，特别是在贫金属恒星中，它们在金属丰度范围内仍然是可测量的，在这些范围内，组成它们的金属元素的原子线已经变得非常小。为了使用它们进行丰度测定，必须了解这些条带的形成。在这方面的贡献，我们报告我们的结果使用CO5BOLD流体动力学模拟。突出显示了一些与一维计算中发现的性质不同的效应。由于形成谱带的线的数量很大，所以它们的谱合成在计算上具有挑战性。我们讨论了一些计算策略，我们采用并行计算和未来可能的发展。
2013-06-06 astro-ph.SR
Analysis of horizontal flows in the solar granulation
太阳临边观测有时揭示存在的卫星叶蓝翼的斯托克斯我个人资料属于颗粒的像素。这个卫星瓣的存在在过去与强视线梯度有关，并且由于视线分量几乎平行于太阳表面，因此与水平颗粒流有关。我们的目标是增加对这些水平流的知识，研究太阳北极的分光偏振观测。我们将利用两个国家的最先进的技术，空间反卷积程序，提高数据的质量，消除杂散光污染，和分光偏振反演，将提供垂直分层的大气物理参数，观察到的谱线的形式。我们使用两个组件的配置反转的斯托克斯配置文件，获得一个组件是强烈的蓝移，并显示在上层光球层的温度增强，而第二个组件具有低的红移速度，它是冷的上层。此外，我们研究了大量位于不同日心角的情况，发现当我们从颗粒中心向边缘移动时，速度较小。此外，随着我们移动到颗粒结构的外围，蓝移组分的温度分层的增强的高度位置也随着位于较低高度上的颗粒上的空间位置而演变。
2016-01-15 astro-ph.SR
A High-resolution, Inversion-Based Synoptic Study of Solar Granulation
本研究利用Hinode SOT的高分辨率观测和SIR反演代码，分析了15年间49个数据集中太阳宁静区米粒组织的温度和速度特性，发现其整体性质稳定且无明显周期依赖，但在太阳活动周期下降阶段光球温度梯度略有增加。
2025-05-01 astro-ph.SR
Metallicity does not reorder line-to-line sensitivity to granulation in solar-like stars
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Centre for Exoplanet Science, SUPA School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学天体物理学与天文学学院系外行星科学中心）
本研究通过3D磁流体动力学模拟，探究金属丰度对类太阳恒星谱线米粒组织灵敏度的影响，发现金属丰度不会改变谱线灵敏度的相对排序，太阳光谱校准的线掩模可可靠应用于非太阳金属丰度恒星的径向速度测量。
2026-10-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
S-DIMM+ height characterization of day-time seeing using solar granulation
为了评价场地质量和为未来的大型太阳望远镜开发多共轭自适应光学系统，需要对从望远镜上方至少12公里的高度观看的贡献进行表征。我们描述了一种方法，用于评估的贡献，看到从不同的层沿视线到太阳。该方法是基于夏克哈特曼波前传感器的数据记录在一个大的视野与太阳能颗粒，并使用仅测量差分图像位移从个人曝光，这样的测量是不会退化的残余倾斜倾斜误差。我们的结论是，所提出的方法允许良好的测量时，弗里德的参数r_0大于约7.5厘米的地面层，这些测量应该提供有价值的信息，为未来的欧洲太阳望远镜的选址和多共轭的发展。一个主要的限制是目前用于波前传感的大视场，导致在30 km距离处r_0的不确定性大得令人不舒服。
2010-02-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Oxygen lines in solar granulation. II. Centre-to-limb variation, NLTE line formation, blends and the solar oxygen abundance
背景：关于太阳氧丰度和3D模型在最近向下修订中的作用有一场激烈的辩论。这些模型已经用高分辨率的太阳地图集进行了测试。进一步的测试可以使用中心到肢体的变化来完成。目的：使用高质量的观测整个太阳表面的氧线，我们试图测试，如果3D和1D模型再现其所观察到的中心到边缘的变化（CLV）。特别是，我们试图评估是否三维模型是适当的，以获得太阳氧丰度。研究方法：利用我们最近对OI 777 nm、OI615.81nm、[OI] 630.03nm和其他元素的9条谱线的观测结果，对宁静日面的5个视角（0.2我们将它们与使用最新的线路形成代码，线路数据和允许LTE偏离计算的3D和1D模型的预测线路轮廓进行比较。OI 777 nm谱线的CLV也被用于获得对与H的非弹性碰撞的知之甚少的效率的经验校正。结果：3D模型通常很好地再现了管线的CLV观察结果，特别是氧气管线。从OI 777 nm线，我们发现，经典的Drawin配方稍微高估了H碰撞。OI 615.82 nm谱线的临边观测使我们能够确定这条谱线的分子的一个以前未知的贡献，在太阳临边普遍存在。[OI] 630.03 nm谱线的详细处理表明，3D建模与观测结果非常吻合。用三维模型导出的氧丰度分别为8.68（OI 777 nm）、8.66（[OI] 630.03 nm）和8.62（OI 615.82 nm）。结论：这些额外的测试加强了丰度分析的3D模型和线条形…
2009-09-12 astro-ph.SR
Detection of supersonic horizontal flows in the solar granulation
颗粒对流的流体动力学模拟预测在任何时候都存在覆盖太阳表面约3-4%的超音速流，但这些流尚未被明确地检测到。使用的分光偏振仪搭载的日之出卫星的数据，我提出了直接的证据，快速水平等离子体运动在安静的太阳颗粒。由于更有利的观察条件，它们的可见度向肢体增加。在日出分辨率下，水平气流产生了不对称的强度分布，具有非常倾斜的蓝色机翼，甚至是位于主要吸收特征蓝色方向的线卫星。在明亮颗粒的边缘观察到高达9 km/s的多普勒频移，表明流动达到超音速。最强的速度出现在0.5弧秒或更小的斑块中，它们往往与增强的连续强度、线宽和等效宽度有关，但是这些参数的大值并不一定意味着超音速流的存在。时间序列的光谱偏振测量区域远离磁盘中心显示的瞬态性质的强水平运动，持续时间只有一小部分的颗粒寿命。超音速流预计会在颗粒和颗粒间通道的边界处产生激波，也可能在安静的太阳互联网区域出现小规模磁场方面发挥作用。
2009-05-22 astro-ph.SR
Stellar granulation and interferometry
星星并不光滑。它们的光球层被一种与对流传热有关的颗粒状图案所覆盖。对流相关的表面结构有不同的大小，深度和时间变化的恒星类型。相关的活动（除了其他现象，如磁点，旋转，尘埃等）可能导致恒星参数确定、径向速度、化学丰度确定和系外行星过境探测的偏差。在这种天体物理背景下，长基线干涉观测的作用是至关重要的，以表征恒星表面动力学和纠正潜在的偏差。在这一章中，我们提出了如何粒化图案是预期的不同类型的恒星类型，从主序星到极端演化的恒星不同的质量和干涉技术如何帮助研究他们的光球动力学。
2015-07-28 astro-ph.SR
Convective Line Shifts in the Spectra of Solar-Type Stars
测量了有效温度为4800 - 6200 K的太阳和恒星光谱中的多普勒线位移，并估计了平均连接（粒化）速度。恒星谱线位移的绝对尺度是根据太阳谱线位移对光学深度的依赖关系建立的。对于FGK太阳型恒星，首次获得了150 - 700 km高度范围内大气对流速度随高度变化的曲线。所有这些曲线都表明，蓝移随高度的增加而减小，这意味着通过光球层的颗粒速度减慢到零。在较低的色球层中，观测到强Mg I线的红移，这表明颗粒化速度的方向发生了相反的变化，并证实了在600 km以上高度处颗粒化反转的影响。在较冷的K星中，颗粒化位移随高度的变化平均为-50~100 m/s，而在较热的FG星中，颗粒化位移的变化更为剧烈，为-700~300 m/s。线移曲线的梯度随着有效温度的增加和恒星重力、金属丰度和年龄的减小而增加。在所有分析的高度上，恒星的平均连接速度从较冷的恒星到较热的恒星从-90米/秒增加到-560米/秒。它与宏观湍流、谱线的不对称性和恒星的自转速度有关。我们还得到了恒星的径向速度，并将它们与SIMBAD数据进行了比较。我们的分析表明，在确定径向速度时，必须考虑到恒星的单个颗粒速度。
2022-04-02 astro-ph.SR
Image Quality Specification for Solar Telescopes
现代大型地面太阳望远镜都配备了自适应光学系统，以提高在地球大气湍流存在的情况下的高角分辨率成像和分光能力。从这些望远镜获得的图像的质量不能用Strehl比率或其他直接用于夜间天文望远镜的指标来量化。在本文中，我们建议使用均方根（rms）粒度对比度作为一个度量来量化地面太阳望远镜的图像质量。我们获得了半对数图，表明对于不同水平的自适应光学补偿，对于望远镜直径（D）和大气相干直径（$ r_0$）的最实用值，斯特列尔比和均方根颗粒对比度之间的对应关系。我们估计几个工作的太阳能自适应光学系统的效率，通过比较我们的模拟结果与Strehl比和均方根粒度对比这些系统公布。我们的研究结果可以用来与一个合理的50系统效率预测的均方根颗粒对比度的下限预期从地面太阳望远镜。
2023-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Numerical simulations of the emerging plasma blob into a solar coronal hole
我们数值模拟了一个磁等离子体团进入太阳日冕洞的出现。该团块可能与颗粒化有关，因此具有弱磁场。二维模拟使用MAGNUS代码解决磁流体动力学方程，考虑到磁阻和热传导。由于出现的斑点与周围等离子体的相互作用，磁力线经历与斑点的重连，随着时间变平和变形。此外，这一过程会产生热等离子体的垂直外流，色球层在其响应中会增加其温度。我们进行参数化的研究，通过改变大小的磁场的斑点和观察的色球的净加热。这些研究的灵感来自现实的模拟造粒与使用双流体JOANNA代码。在这些模拟中，在对流区和光球层中检测到了一些磁斑点。从数值结果中，我们得出结论，作为一个结果，在太阳安静区域的造粒操作新兴的斑点可能会触发非常复杂的动力学在太阳大气的上部区域，和相关的外流可能是一个热源的色球层和可能的日冕。
2019-10-25 astro-ph.SR
Sensitivity of spectral lines to granulation: The Sun
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马普太阳系研究所）；Centre for Exoplanet Science, SUPA School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学天体物理与天文学院系外行星科学中心）
研究通过模拟太阳表面的对流，分析谱线对 granulation 的敏感性，发现中性元素谱线强度变化更显著，而单电离元素谱线中心波长变化更大，为减少 granulation 引起的径向速度噪声提供新方法。
2026-04-17 astro-ph.SR
Looking for granulation and periodicity imprints in the sunspot time series
太阳黑子活动是发电机作用对磁场周期性破坏和再生的最终结果。本文提出了一种新的方法来分析自1874年以来记录的太阳黑子日面积数据。通过使用墨西哥帽小波计算每日数据序列的功率谱密度，我们发现了具有明确形状的功率谱，其特征在于三个特征。第一项是22年的太阳磁周期，在我们的工作中估计为18.43年。第二项与太阳黑子的日波动有关。这个术语很可能是由与太阳颗粒化有关的湍流运动产生的。最后一项对应于与太阳磁活动有关的周期源，其功率谱密度的最大值出现在22.67天。该值是22-27天周期区域的一部分，其在功率谱中显示出高于平均强度。这个周期为22.67天的过程的起源还不清楚，有可能是由恒星内部的对流产生的。这项研究清楚地表明了南北不对称。18.43年的周期源在两半球之间具有相关性，而22.67天的周期源在两半球之间不具有相关性。结果表明，对大的时间尺度的过剩发生在北半球，特别是在前两个周期源附近。为了进一步研究22.67天的周期性，我们进行了Lomb-Scargle谱分析。这项研究表明，这种周期性与附近发现的其他周期性不同。
2015-05-18 astro-ph.SR
Magnetic outbreak associated with exploding granulations
诊断太阳上磁通量的时空模式对于理解太阳磁性和活动的起源至关重要。在这里，我们报告了一种新形式的通量外观，磁爆发，从1.6米古德太阳望远镜（GST）在大熊太阳天文台的观测具有极高的空间分辨率为0.16角秒。磁爆发是指单极磁通量的早期增长及其后来爆炸成碎片，与等离子体上升流和爆炸颗粒有关;每个单独的碎片具有10 $^{16}$ -10 $^{17}$ Mx的通量，以0.5-2.2 km/s的速度移动。磁爆发发生在孔沟的百高斯区域。在这项研究中，我们确定了6个事件的磁爆发在6小时的观测超过约40 $\times$ 40弧秒$^{2}$的视野。新发现的磁场爆发可能是人们期待已久的对流爆发的第一个证据。
2022-12-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Effects of Granulation upon Larger-Scale Convection
我们研究的作用，小规模的造粒，在帮助推动超造粒，甚至更大规模的对流。粒化被建模为局部冷却事件在旋转球壳段中的可压缩对流的3-D模拟的上边界处引入。与均匀冷却相比，有足够数量的随机冷却事件，我们发现，超颗粒尺度实现，随着差分旋转，变得越来越像太阳。
2012-01-23 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Acoustic wave propagation through solar granulation: Validity of effective-medium theories, coda waves
上下文太阳声波的频率、寿命和本征函数受湍流对流的影响，而湍流对流在空间和时间上都是随机的。由于太阳颗粒化的相关时间和声波的周期（$\sim$ 5 min）相似，因此不能先验地假设波传播的介质是与时间无关的。目标。我们比较各种有效介质的解决方案，以确定近似，可用于日震学的数值解。为了简单起见，介质是一维的。方法.我们考虑凯勒近似，二阶玻恩近似和空间均匀化，以获得有效的波速和衰减的理论值（平均在介质的实现）。在数值上，我们计算了数千种介质实现的波场的第一和第二统计矩（有限振幅声速扰动仅限于30 Mm波段，平均值为零）。结果理论和模拟的有效波速都有所降低。相干波场的衰减和波速最好用凯勒理论来描述。数值模拟揭示了尾波的存在，尾随相干波包。这些迟至波是由于多次散射，并且在波场的二阶矩中很容易看到。结论.我们发现，有效的波速可以计算，数值和理论上，使用随机介质（冻结介质）的一个单一的快照;然而，在冻结介质中的衰减被低估相比，随时间变化的介质。在模拟声波通过太阳颗粒的传播时，多次散射不能被忽略。
2020-10-13 astro-ph.SR physics.comp-ph
Solar photospheric spectrum microvariability III. Radial velocities and line profiles in magnetic active-region granulation
Lund University（隆德大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Texas Advanced Computing Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）
通过三维磁流体动力学模拟，研究磁活动区米粒组织对太阳光谱线轮廓和径向速度的影响，发现磁场抑制对流、产生红移，为系外行星探测中的恒星活动校正提供关键模型。
2026-04-14 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Sensitivity of spectral lines to granulation: from the Sun to K-type stars
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Centre for Exoplanet Science, SUPA School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学SUPA天体物理与天文学院系外行星科学中心）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学天文物理学与地球物理学研究所）
研究通过分析谱线对 granulation 的敏感性，探讨太阳类恒星到 K 型恒星的径向速度抖动特性，提出基于谱线敏感性的交叉相关掩码和径向速度权重方法。
2026-05-19 astro-ph.SR
Structure of the solar photosphere studied from the radiation hydrodynamics code ANTARES
ANTARES辐射流体动力学代码能够详细模拟太阳粒化，这是直接观测无法比拟的。我们介绍了一个国家的最先进的数值工具，太阳物理学界，并证明其适用性的太阳颗粒模型。该代码是基于加权基本无振荡有限体积法，并通过其实施的局部网格细化也能够模拟湍流流体。虽然ANTARES代码已经提供了有前途的见解发生在安静的太阳光球的小尺度动力学过程，它将很快能够模拟后者的辐射磁流体动力学的范围。在这第一个初步研究中，我们专注于垂直光球分层通过检查3-D模型光球的演变时间远大于太阳能颗粒的动态时间尺度，特别是大的水平范围对应于太阳表面上的$25\!" \!\! \times \, 25\!"$，以平滑水平空间的不均匀性分别为向上和向下流动。因此，高分辨率的笛卡尔网格覆盖了上层对流区和邻近光球层的$\sim 4~\mathrm{Mm}$。相关分析，无论是局部的还是两点的，都提供了一种合适的手段来探测光球的结构，从而识别出几个层的特征动力学：热对流区被发现达到太阳表面以上约10公里，而对流过冲气体渗透到更高的低光球。一个$\approx 145\,\mathrm{km}$宽的过渡层将对流层与高层光球中的振荡层分开。
2017-08-28 astro-ph.SR
Improved SOT (Hinode mission) high resolution solar imaging observations
我们认为最好的今天可用的观测太阳的湍流地球大气的影响，采取了太阳光学望远镜（SOT）机载日之出航天器。为了提高分辨率，对仪器拖尾和观测到的杂散光进行了分析。通过分析i/太阳边缘和ii/2012年金星凌日期间拍摄的图像，推导出450 nm附近蓝色连续宽带滤波成像仪（BFI）对应的点扩散函数（PSF）。选择高斯函数和洛伦兹函数的组合来构造PSF，以便去除由于仪器衍射效应（PSF芯）引起的拖尾和由于蜘蛛和中心遮蔽（PSF的翼）引起的大角度杂散光，所述蜘蛛和中心遮蔽是寄生杂散光的原因。本文讨论了一种基于最佳迭代次数的最大似然反褶积方法。它适用于几个太阳能场的图像，包括附近的肢体肉芽。将正常的非磁性颗粒与我们称为磁性的异常颗粒进行比较。在定义太阳边缘和太阳直径的背景下，讨论了第一次出现在盘的极端边缘（最后100公里）的一个新特征。一个单一的太阳黑子被认为是为了说明如何有效地恢复工作的太阳黑子核心。一组125个连续的去卷积图像被组装在一个45分钟长的电影中，说明了太阳黑子内部和周围动力学行为的复杂性。
2015-06-27 astro-ph.SR
Spectro-polarimetric simulations of the solar limb: absorption-emission FeI $6301.5\mathrmÅ$ and $6302.5\mathrmÅ$ line profiles and torsional flows in the intergranular magnetic flux concentrations
使用辐射磁流体动力学模拟的磁化太阳光球和详细的光谱偏振诊断与FeI $6301.5\mathrmÅ$和$6302.5\mathrmÅ$光球线在当地的热力学平衡近似，我们模拟活跃的太阳颗粒，如果它被观察到在太阳的边缘。我们分析了太阳临边辐射的一般性质，如连续谱、线芯临边变暗和颗粒反差。我们证明了模拟太阳临边处存在具有发射和吸收特征的轮廓，以及临边上方的纯发射轮廓。这些配置文件与区域的强线性极化的出射辐射，表明的影响，晶间磁场的线形成。我们分析的物理起源的斯托克斯配置文件中的发射翼在肢体，并证明这些功能是由本地化的加热和扭转运动的颗粒间的磁通量浓度。
2015-01-05 astro-ph.SR
A new view on exoplanet transits: Transit of Venus described using three-dimensional solar atmosphere Stagger-grid simulations
恒星活动，特别是对流相关的表面结构，可能会导致波动，影响凌日光变曲线。地面对流模拟可以帮助解释ToV。我们使用现实的三维辐射流体动力学模拟的太阳交错网格和合成图像计算的辐射转移代码Optim3D提供预测的金星凌日在2004年观察到的卫星ACRIMSAT。我们计算了太阳的RHD模拟的强度图，并产生了合成的恒星盘图像。我们计算了光变曲线，并将其与ACRIMSAT观测结果进行了比较，还与使用具有不同边缘变暗规律的径向剖面进行太阳表面表示所获得的光变曲线进行了比较。我们还采用了相同的球形瓦片成像方法的观测中心到肢体太阳颗粒与HINODE。我们设法解释ACRIMSAT观测2004年ToV，并表明，颗粒图案的原因在过境光曲线的波动。我们评估了颗粒对ToV的贡献。我们发现，颗粒模式可以部分解释模型和数据之间观察到的差异。这证实了在3D RHD Sun中模拟的边缘变暗和颗粒图案很好地代表了HINODE的成像。最后，我们发现在ToV期间金星的光环贡献不如太阳光球强烈，因此可以忽略不计。能够一致地解释2004年ToV的数据是3D RHD模拟的一个新的进步，对于系外行星的探测和表征至关重要。他们表明，由于恒星的变异性，颗粒必须被认为是一种内在的不确定性，对系外行星凌日的精确测量，最有可能是小直径的行星。
2015-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Uniformity of the quiet solar disk: 3130 - 46700 Å
利用最近2008-9历元没有太阳活动（没有斑点，很少光斑）的优势，我们从3129度到46700度连续进行了赤道和子午盘扫描。在每个波长下平均20次扫描以抑制颗粒化，总共需要35分钟，我们实现了0.01%的系统噪声水平。我们相信这个噪音水平是创纪录的低，不是因为仪器的改进，而仅仅是因为观测程序和太阳与天空的合作。观测到的太阳波动明显超过了噪声，范围从3130 ° C的0.3%，34000 ° C的0.05%到46700 ° C的0.06%。这些波动（相当于约3 K）大概是由颗粒化的不完全平均引起的。标准的临边昏暗太阳模型适合真正的连续区域的数据相当不错。扫描方向（EW、N-S）之间未见显著差异。也许我们的研究结果可以作为一个模板，通过安静的G2 V类恒星的过境来探测系外行星。
2011-10-07 astro-ph.SR
Towards understanding stellar variability at the sub m/s level: Isolating granulation signals in synthetic spectral lines
本研究通过三维模拟与高分辨率谱线合成，提出一种参数化方法分离米粒组织与p模信号，量化其对视向速度的影响，为系外行星探测中的恒星噪声抑制奠定基础。
2025-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Synthetic disk-integrated absorption lines isolating stellar granulation for high-precision RV studies
University of Warwick（华威大学）；University of Graz（格拉茨大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Flinders University（弗林德斯大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
该研究通过合成盘积分吸收线方法，隔离恒星粒状结构影响，为高精度径向速度研究提供新的诊断工具。
2026-03-04 astro-ph.SR
GRASS II: Simulations of Potential Granulation Noise Mitigation Methods
本文通过升级版 GRASS 模拟器利用 22 条太阳谱线研究颗粒噪声对径向速度测量的影响，发现通过选择性合并谱线可在高信噪比下将颗粒引起的 RV 均方根降低约 30%，并预测 ESPRESSO 和 PEPSI 等超高分辨率光谱仪能够分辨其他明亮恒星的对流变异性。
2024-05-14 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Granulation signatures in the spectrum of the very metal-poor red giant HD122563
我们在麦克唐纳天文台获得了一个非常贫金属（[Fe/H]=-2.6）的红巨星HD 122563的高分辨率（R= 200，000）、高信噪比（S/N=340）的蓝绿色光谱。我们测量的不对称性和核心波长的一组未混合的FeI线覆盖了广泛的线强度。线平分线表现出表面对流（粒化）的特征C形签名，它们的跨度从最强FeI特征的约100 m/s到最弱FeI特征的800 m/s。纤芯波长偏移范围约为-100至-900 m/s，取决于线路强度。一般来说，在较弱的线中观察到较大的蓝移，但随着剩余通量的增加，散射也会增加。假设当地的热力学平衡（LTE），我们合成了相同的一组谱线使用一个国家的最先进的三维流体动力学模拟的恒星大气的基本参数相似的HD 122563。我们发现模型预测和观察之间的良好协议。这使我们能够推断出线位移和径向速度的绝对零度点。此外，它表明模拟的结构和动力学是现实的，从而支持以前的索赔大3D-LTE修正，基于这里使用的流体动力学模型，元素丰度和基本参数的非常贫金属红巨星获得标准的1D-LTE光谱分析。
2010-11-17 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars - II. Properties of granulation and spectral lines
冷主序星的大气层是由对流层的对流流构成的，对流层穿透光学薄层，导致恒星大气层的结构类似于太阳的颗粒化。这些流动对温度和压力的三维结构有很大的影响，并影响光球层中形成的谱线的轮廓。对于本系列第一篇论文中描述的冷主序星的六个3D辐射（M）HD模拟集，我们分析了近地表层。我们的目的是描述不同的恒星的颗粒化的性质，并在量化的热力学结构和流动的三维对流大气的谱线的影响。我们在模拟的亮度图像中检测和跟踪颗粒，以分析它们的统计特性，以及它们的演化和寿命。我们用谱线合成程序SPINOR计算了空间分辨的谱线轮廓。为了能够与恒星观测进行比较，我们实现了一个数值圆盘积分，其中包括（差分）旋转。虽然恒星参数沿模型序列变化很大，但颗粒的性质非常相似。大气层的三维结构对谱线的影响可以用圆盘积分谱来测量。对流引起的谱线不对称性受到恒星自转的调制。在利用光球谱线确定恒星参数时，必须考虑对流形成的冷恒星大气的三维结构。
2013-08-22 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
The Solar Photospheric Nitrogen Abundance: Determination with 3D and 1D Model Atmospheres
我们提出了一个新的太阳氮丰度的测定利用太阳光球的三维流体动力学模型，这是更物理的动机比传统的静态一维模型。我们选择了合适的原子谱线，依靠等效宽度测量已经存在于文献中。对于大气建模，我们使用了co 5 bold 3D辐射流体动力学代码。我们研究了偏离当地热力学平衡（非LTE效应）和光球不均匀性（颗粒效应）对丰度的影响。我们还比较了几个图集的太阳通量和中心盘强度目前可用。作为我们分析的结果，光球太阳氮丰度为A（N）= 7.86 +/- 0.12。
2009-12-02 astro-ph.SR
Impact of granulation effects on the use of Balmer lines as temperature indicators
在晚型恒星光谱中，巴耳末线是恒星有效温度的重要指标。它们的建模不确定性之一是对流对其形状的影响。我们的目的是表征对流对巴耳末线机翼的影响。我们进行了差分比较的合成巴耳末线轮廓从三维流体动力学模型大气和一维流体静力学标准的。模型参数适用于金属丰度从太阳到1/1000太阳的F、G、K矮星和次巨星。由3D模型预测的巴耳末线的形状永远不能被1D模型精确地再现，无论其有效温度如何。我们引入了3D温度校正的概念，作为3D模型和1D模型之间的有效温度差，其提供了与3D轮廓最接近的匹配。温度修正对于巴耳末系的不同成员是不同的，并且取决于在一维模型中采用的混合长度参数。在研究的模型中，3D校正范围从-300K到+300K。水平温度波动倾向于降低3D校正。准确的有效温度不能从巴耳末线的翼导出，除非对流的影响得到适当的解释。3D模型提供了一种物理上合理的方式。用混合长度理论处理对流的一维模型似乎不适合于此目的。特别是，有迹象表明，它是不可能的，以确定一个单一的值的混合长度参数，这将最佳地再现巴耳末线的任何选择的大气参数。
2009-06-25 astro-ph.SR
Granulation in K-type Dwarf Stars. II. Hydrodynamic simulations and 3D spectrum synthesis
我们构建了一个三维辐射流体动力学模型大气参数Teff = 4820 K，log g = 4.5，和太阳的化学成分。用该模型计算的理论谱线轮廓是不对称的，其平分线具有特征性的C形，并且其芯波长相对于其实验室值偏移。线平分线的跨度约为10至250米/秒，这取决于线的强度，较强的特征显示出较大的跨度。相应的芯波长偏移范围从弱Fe I线的约-200 m/s到强Fe I特征的约+100 m/s。根据对太阳的观测结果，我们认为EW > 100 mA的Fe I线不应该有核心波长移动。最强线的核心显示了模型顶层不确定性的贡献，其中不考虑非LTE效应和色球层的存在，这在真实恒星中很重要。模型预测的比较观察到的Fe I线平分线和核心波长的变化为参考星，HIP 86400，显示出良好的协议，除了核心波长的变化最强的功能，我们怀疑不准确的理论值。由于这种限制并不影响预测的线等效宽度显着，我们认为我们的三维模型验证光球丰度的工作。
2009-05-19 astro-ph.SR
Detection of Small-Scale Granular Structures in the Quiet Sun with the New Solar Telescope
太阳粒化的统计分析结果。使用了一组包含36张太阳盘中心平静太阳区域图像的数据。这些数据是用大熊太阳天文台（BBSO）的1.6米净孔径新太阳望远镜（NST）和以TiO（705.7 nm）谱线为中心的宽带滤光片获得的。数据的空间分辨率非常高（衍射极限为77公里，像素尺度为0。$"$ 0375）增强了非常高的图像对比度（15.5 $\pm$ 0.6%），使我们能够检测到第一次一个独特的亚群的微小颗粒状结构。这些结构在600公里以下的空间尺度上占主导地位。它们的大小分布为指数为-1.8的幂律（接近于柯尔莫哥洛夫的-5/3定律），没有主导尺度。规则颗粒显示高斯（正常）的大小分布，平均直径为1050公里。微颗粒结构对总颗粒面积有显著贡献。它们主要局限于规则颗粒之间的宽暗带，通常形成链和簇，但与磁亮点不同。多重分形检验表明，小于600 km的结构具有多重分形特征，而在较大尺度上，颗粒状结构不具有多重分形特征，可以看作是一个高斯随机场。新发现的微颗粒结构群的起源、性质和在太阳磁对流中的作用还有待进一步研究。
2012-08-21 astro-ph.SR
