The close circumstellar environment of Betelgeuse. IV. VLTI/PIONIER interferometric monitoring of the photosphere
上下文冷的大质量演化恒星的质量损失机制知之甚少。参宿四的接近使它成为一个吸引人的目标，研究它的大气层，绘制它的信封形状，并遵循它的风的结构，从光球到星际介质。目标。参宿四的强烈对流运动与其质量损失之间存在联系。我们的目标是约束光球对流模式的空间结构和时间演变，并寻找这种联系的证据。方法.我们报告新的干涉观测在红外H波段使用VLTI/PIONIER仪器。我们在2012年1月至2014年11月期间监测了参宿四的光球层，以寻找可能引发外流的演变。结果我们在低空间频率的干涉观测与光球上存在的热点是兼容的，该热点具有一个恒星半径的特征宽度。它似乎是叠加在较小尺度的对流型。在更高的空间频率域中，我们观察到的观测和预测的三维流体动力学模拟之间的显着差异。结论.我们为红超巨星光球层中存在对流模式提供了新的证据。推测的热点可能是一个巨大对流单体的顶部，尽管仅凭这些干涉测量观测无法排除恒星的非对称延伸。所观察到的表面特征的属性显示出更强的对比度和不均匀性预测的三维辐射流体动力学模拟。我们建议，大的观察功能修改的对流模式在恒星表面的方式，模拟无法再现签名。
2016-03-30 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 astro-ph.SR
Supergranulation as the largest buoyantly driven convective scale of the Sun
超颗粒化的特征是在太阳光球层中具有典型的32 Mm长度尺度的水平发散流。与颗粒，其大小是可比的辐射边界层的厚度和当地的等离子体在光球的尺度高度，超颗粒不反映任何明显的长度尺度的太阳对流区。早期的建议，第二氦电离的深度是重要的是不支持的数值模拟。因此，太阳超颗粒的起源在很大程度上仍然是一个谜。此外，使用多普勒成像或相关性或功能跟踪的光球流的观测表明，在大于超颗粒的尺度上，功率单调下降。太阳对流的局部区域和全球球壳模拟相反，幂律增加水平流振幅低波数。在这里，我们研究这种差异，并探讨如何太阳超颗粒可能会出现的结果，强大的光球驱动和非本地热输送冷潜水羽。使用三维滞弹性模拟与表面驱动，我们表明，动能的最大对流尺度在上层的层结域反映了从强浮力驱动到绝热层结以下的过渡的深度。我们解释所观察到的单调下降，在太阳对流功率的尺度大于超颗粒是这种快速过渡的结果，并显示如何超颗粒尺度可以被理解为最大的对流驱动模式在太阳。
2016-06-13 astro-ph.SR
Convective blueshifts in the solar atmosphere, I. Absolute measurements with LARS of the spectral lines at 6302 Å
太阳对流在太阳表面表现为粒化和粒间对流。在光球中，对流运动引起谱线的差分多普勒频移。观测到的对流蓝移在太阳盘面上各不相同。我们专注于太阳对流对大气的影响，旨在解决其速度分层的光球。我们用真空塔望远镜上的激光绝对参考光谱仪（LARS）对6302 μ m波段的太阳光谱进行了高分辨率的光谱观测。激光频率梳使得光谱能够以${\rm 1\,m\,s^{-1}}$的精度校准到绝对波长标度。我们在十个选定的日心位置从盘中心到边缘系统地扫描了安静的太阳。分析包括99个时间序列，最长为20min。通过星历和参考改正，我们将波长漂移转化为绝对视距速度。对谱线剖面的平分线分析得到了7条光球谱线的形状和对流位移。在圆盘中心，铁谱线的平分线轮廓具有明显的C形特征，在谱线翼中具有高达${\rm -450\,m\,s^{-1}}$的最大对流蓝移。向太阳边缘，平分线变为\textbackslash形状，在红移为${\rm +100\,m\,s^{-1}}$的线核中具有饱和。线芯速度的中心到边缘的变化表明，当离开盘中心较大的日心角时，蓝移略有增加。这种蓝移的增加在磁性不太活跃的子午线上比在赤道上更明显。朝向太阳边缘，蓝移减少，并可能转变为红移。最好的光谱测量能够准确确定太阳光球中的绝对对流位移。
2017-12-19 astro-ph.SR
The convective surface of the red supergiant Antares. VLTI/PIONIER interferometry in the near infrared
上下文对流是解释红超巨星质量损失触发机制的候选者。由于光球层上的对流单体体积很小，人们对它们的特性知之甚少。目标。利用近红外干涉测量，我们打算解决光球的红超巨星，并带来新的限制，他们的建模。方法.我们使用4望远镜仪器VLTI/PIONIER观测了附近的红超巨星仙女座。我们收集了H波段1.8米望远镜三种可用配置的数据。结果我们获得了前所未有的角分辨率的磁盘上的恒星（6%的恒星角直径），限制了对流细胞的平均大小，带来了新的约束数值模拟。使用一个分析模型与亮点的分布，我们确定其对能见度信号的影响。结论我们确定，在Anglesia上的干涉信号与具有从45%到5%的角直径的各种尺寸的对流细胞兼容。我们还得出结论，对流单体可以强烈影响角直径和边缘变暗的测量。特别地，表观角直径变得取决于采样的位置角。
2017-09-14 astro-ph.SR
Doppler Events in the Solar Photosphere: The Coincident Superposition of Fast Granular Flows and p-mode Coherence Patches
对太阳光球层的观测表明，存在着空间紧凑、寿命短的大幅度多普勒速度事件。在2009年日出气球首次飞行的成像磁力仪实验（IMAX）数据中，可以在颗粒间下行通道和颗粒上行通道中识别出速度超过平均值4σ的事件。我们表明，这种事件的统计是一致的强对流和p-模相干补丁的随机叠加。这种重合叠加对解释太阳光球层中的声波源有一定的意义，对解释太阳光球层中形成的谱线剖面也可能有重要意义。
2018-12-21 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
Convective cells in Betelgeuse: imaging through spectropolarimetry
我们评估的能力，以图像的光球的红超巨星，特别是参宿四，通过原子谱线中观察到的线性偏振建模。我们的目标还在于分析随时间推移而产生的图像，以测量这些恒星中对流结构的大小和动态。瑞利散射使连续谱偏振，而谱线使其去偏振，这种去偏振被看作是平行于星盘径向的线偏振信号。在盘上积分，它将导致零信号，除非存在亮度不对称/不均匀性。这是我们成像技术背后的基本概念。几个测试和比较证明，我们的技术可靠地检索显着的亮度结构在光球的参宿四，应该是相关的其他红超巨星。我们证明，这些结构是对流细胞，具有超过60%的恒星半径的特征尺寸。我们还推导出特征的上升流和下降流的速度，22和10公里/秒分别。我们发现弱磁场集中在颗粒之间的下行通道。我们要及时跟踪这些对流结构。变化发生在一周的时间尺度上，但单个结构可以在四年的观察中被跟踪。
2018-11-26 astro-ph.SR
Two-step Emergence of the Magnetic Flux Sheet from the Solar Convection Zone
我们进行了二维MHD模拟的太阳通量出现。我们将对流区的初始磁通量片设置为z=-20，000 km。通量片上升通过对流层由于帕克不稳定性，然而，减速光球下方，因为等离子体的通量片堆积由于对流稳定的光球以上。同时，光球层内的通量面局部不稳定到Parker不稳定，并进一步演化为日冕（两步涌现模型）。我们进行了一个参数调查，以调查这个两步模型的条件。我们发现形成活动区的磁通量可能经历了两步出现。两步出现的条件是在对流区z=-20，000 km处的10^21 - 10^22 Mx和10^4 G。
2010-03-23 astro-ph.SR
Dynamic Coupling of Convective Flows and Magnetic Field during Flux Emergence
为了更好地理解太阳内部与日冕的能量耦合，我们模拟了磁通量绳从太阳对流区到日冕的浮力上升。磁流体动力学模型解决了辐射冷却，日冕加热和电离的物理问题，使我们能够产生一个更真实的太阳大气模型。模拟显示了磁通量在光球层出现并合并形成两个极性相反的大浓度的过程。我们发现，在对流区的大尺度对流运动是至关重要的形成和维持太阳黑子，而在近地层的水平会聚流阻止集中的极性分离。太阳黑子在对流区的足点表现出一致的旋转运动，导致日冕场螺旋度的增加。在这里，对流的局部结构导致相反极性的磁通量与沿极性反转线的剪切流会聚。在磁绳上升过程中，磁能首先通过光球层的出露注入，然后通过水平流输送能量，最后被淹没流潜回对流区。
2011-11-07 astro-ph.SR
Modelling the Rossiter-McLaughlin Effect: Impact of the Convective Centre-to-Limb Variations in the Stellar Photosphere
罗斯特-麦克劳克林效应的观测提供了恒星-行星排列的信息，可以为行星迁移和演化理论提供信息。在这里，我们超越了经典的RM建模和探索的对流蓝移的影响，不同的恒星盘和非高斯恒星光球配置文件。我们模拟了一个对齐的热木星的4 d轨道约太阳类恒星和注入中心到肢体的速度（和轮廓形状）的变化的基础上辐射的3D磁流体动力学模拟太阳表面对流。我们的模型和经典RM模型之间的残差依赖于固有的轮廓宽度和v sin i;残差的幅度随着v sin i的增加而增加，并且随着固有轮廓宽度的减小而增加。对于缓慢旋转的恒星，中心到边缘的对流变化占主导地位的残差（振幅为10 s cm/s到~1 m/s）;然而，对于快速旋转的恒星，主要的残差特征是由于非高斯的内在轮廓（振幅为0.5-9 m/s）。当影响因子为0时，忽略对流中心到边缘的变化导致了约10-20度的不确定性，即使真实的v sin i是已知的。此外，忽略对非对称内禀轮廓进行适当建模，对旋转速度更快的恒星（例如v sin i = 6 km/s）有更大的影响，并在测量的双折射率中造成约20度的系统误差。因此，忽略恒星表面对流的影响可能会使恒星-行星排列测量产生偏差，从而也会使行星迁移和演化理论产生偏差。
2016-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiscale magnetic underdense regions on the solar surface: Granular and Mesogranular scales
太阳是一个非平衡的耗散系统，受到源自其核心的能量流的影响。对流过冲运动产生的温度和速度结构，表现出时间和空间的演变。因此，光球结构通常被认为是对流等离子体运动的直接表现。光球层上的等离子体流控制着单个磁性元素的运动。这些元素被安排在典型的模式，观察到的各种多尺度的磁性图案。平静太阳表面的高分辨率磁图揭示了太阳光球层中存在磁欠密区域，通常称为空洞，这可能被认为是底层对流结构的标志。这种模式的分析铺平了道路，从颗粒到全球的所有湍流对流尺度的调查。为了解决问题的磁结构驱动的湍流对流在颗粒和mesogranular尺度，我们使用了“空洞”的检测方法。计算出的空隙分布在2和10微米之间的尺度上显示出指数行为，并且在5-10微米的中颗粒尺度上没有特征。在2-10毫米的范围内的组织的首选尺度的情况下，支持太阳表面上的流动的多尺度性质和没有一个mesogranular对流尺度。
2012-08-13 astro-ph.SR
Flux rope formation through flux cancellation of sheared coronal arcades in a 3D convectively-driven MHD simulation
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris-PSL, École Polytechnique, IP Paris, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas（索邦大学，巴黎天文台-PSL，巴黎综合理工学院，IP巴黎，法国国家科学研究中心，等离子体物理实验室）
本研究通过三维对流驱动的MHD模拟，探讨了光球层磁通量抵消如何形成日冕磁通绳，发现其过程复杂且非所有磁通量抵消均直接相关。
2025-12-23 astro-ph.SR
On existence of two different mechanisms for forming coronal mass ejections
我们确认的脉冲和渐进的CME运动轨迹之间的初始阶段的初步研究中发现的主要差异。通过对2008年3月25日和2010年6月13日两次脉冲CME的动力学研究以及MHD近似计算，我们得出结论：脉冲CME的形成始于太阳光球层之下，可能与对流区磁管的超声速出射有关。在光球层水平上，这种管的径向速度可以达到数百km/s $^{-1}$，它们的角尺寸为$d\approx$（1-3）$^\circ$。它们从对流区上升的一个可能原因是“慢波”不稳定性（帕克不稳定性）。
2011-12-06 astro-ph.SR
Spectral effects simulation with two-dimensional magnetohydrodynamic models of the solar photosphere
为了研究太阳光球层空间不可分辨特征的结构，我们利用二维非定常MHD模型计算了不同磁通量（0，10，20，30 mT）条件下7条光球铁谱线的Stokes轮廓。我们调查的绝对波长的变化和平分线的I配置文件，以及在零交叉波长的变化，振幅和面积不对称的V配置文件作为磁场强度和时间的函数。分析了斯托克斯轮廓的中心到边缘的变化。铁的丰度被发现是7.57，考虑到光球的不均匀性。虽然二维MHD模型所模拟的谱效应与观测数据符合得很好，但这些模型并不总是能给出定量的一致性。用MHD模型计算的Fe Ⅱ谱线Stokes轮廓的绝对波长位移远小于观测值。
2012-11-12 astro-ph.SR
A Three- dimensional Babcock-Leighton Solar Dynamo Model with Non-axisymmetric Convective Flows
光球上观测到的对流（例如，超粒化（supergranulation，granulation）在从太阳黑子场产生大尺度极场的Babcock-Leighton（BL）过程中起关键作用。在大多数的地面通量输运（SFT）和BL发电机模式中，地面场的扩散和迁移被模拟为有效的湍流扩散。我们提出了第一个运动学三维FT/BL模型，明确纳入现实的对流太阳观测的基础上。获得的结果通常与观察到的表面通量演变以及湍流扩散率为$3 \times 10^{12}$ cm $^2$ s $^{-1}$（300 km $^2$ s $^{-1}$）数量级的非对流模型非常一致。然而，我们发现，湍流扩散系数的使用低估了发电机效率，产生较弱的平均场和较短的周期。
2018-09-18 astro-ph.SR
Three-Dimensional Hydrodynamic Simulations of Convective Nuclear Burning In Massive Stars Near Iron Core Collapse
大质量恒星在铁核坍缩点的非球形结构可以对随后的核心坍缩超新星爆炸及其产生的多信使信号的性质产生质的影响。强扰动可以通过加强激波后区域的湍流来帮助成功的爆炸。在这里，我们报告了一组$4π$三维流体动力学模拟的O-和Si-壳燃烧的大质量恒星模型的不同的初始质量使用MESA和FLASH模拟框架。我们进化了四个独立的3D模型，大约是在最后十分钟之前，包括铁芯坍塌。我们考虑初始的1D MESA模型与质量的14-，20-和25 $M_{\odot}$调查范围内的O/Si壳层密度和组成配置。我们在我们的3D模型中的对流壳的特征，并将它们与相应的1D模型进行比较。在一般情况下，我们发现，在我们的3D模拟接近崩溃的角平均对流速度是三到四倍大的对流速度预测MESA在同一时期为我们选择的混合长度参数$α_{\rm{MLT}}=1.5$。在我们的三个模拟中，我们观察到显着的权力在球谐分解的径向速度场的谐波指数$\ell=1-3$近崩溃。我们的研究结果表明，大尺度模式是常见的大质量恒星附近的崩溃，应该被认为是一个关键方面的前超新星祖先模型。
2021-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The convection of close red supergiant stars observed with near-infrared interferometry
我们的研究小组利用近红外干涉测量法获得了最近的两颗红超巨星参宿四（$α$ Ori）和仙女座（$α$ Sco）的光球观测结果。我们用VLTI/PIONIER仪器监测参宿四的光球层已经三年了。在Ancaster上，我们获得了前所未有的可见性函数采样。这些数据使我们能够探测大质量演化恒星的对流光球。
2015-12-10 astro-ph.SR
Using the infrared iron lines to probe solar subsurface convection
使用高分辨率分光偏振仪研究太阳对流的性质始于90年代初，重点是在可见光波长区域的观测。其延伸到红外（IR）仍然在很大程度上未被探索。15600\附近的红外铁谱线$\rmÅ$，通常以其高磁灵敏度而闻名，也对低于$\log (τ)=0.0$的视线速度具有非零响应。在本文中，我们的目标是挖掘这种潜力，探索使用它们来测量地下对流速度的可能性。通过假设一个快照的三维磁流体动力学模拟代表安静的太阳，我们调查如何以及铁IR线可以重现LOS速度在立方体和什么深度。我们使用最近开发的分光偏振反演代码SNAPI和讨论的最佳节点放置从这些谱线的可靠结果的检索。我们发现，红外铁线可以测量对流速度下降到$\log (τ)=0.5$，光球以下，不仅在立方体的原始分辨率，但也与合理的光谱和空间PSF和杂散光时退化。同时，常用的Fe~{ \sc i} 6300 - 1，双线性对的性能明显较差。我们的研究表明，红外铁谱线可以探测太阳光球层的次表层对流。本文是开发这种诊断潜力的第一步。
2019-04-15 astro-ph.SR
The s-process nucleosynthesis in massive stars: current status and uncertainties due to convective overshooting
内容：众所周知，所谓的s-过程负责产生富含中子的反式铁元素，这些元素构成了太阳系组成中的大部分“重核素”（即比铁族核更重的核素），被认为是宇宙丰度的“参考标准”数据集。特别是，s-过程通过一系列的中子俘获反应和β衰变沿着“稳定谷”移动，产生了大约一半的反式铁同位素。为了解释观测到的太阳s核丰度分布，需要不止一个s过程“成分”（即具有一组物理条件（如中子暴露、初始丰度和中子密度）的核合成事件）。目前关于这个问题的观点认为，存在几个组成部分，在恒星环境方面，对应于不同演化阶段的不同类别的恒星。目的：本章的目的是回顾发生在大质量恒星的s-过程核合成（所谓的s-过程的弱分量），特别注意最近的研究，致力于分析如何的不确定性，由于恒星演化建模，特别是由于对流过冲影响这种核合成过程的效率。
2012-03-20 astro-ph.SR
Non-ideal MHD Properties of Magnetic Flux Tubes in the Solar Photosphere
从太阳对流区到达色球层的磁通量管必须穿过相对较冷的，因此非理想的（即电阻）光球区，该光球区封闭在高度理想的亚光球和色球等离子体之间。结果表明，通过该区域的磁通量管的稳态MHD平衡需要光球物质流入通量管和偏离沿管轴的等旋。这意味着在非理想区域的下方和上方的管内等离子体流的角速度存在差异。这两种效应随着管的截面的减小而增大。虽然厚通量管的特征参数的影响是可以忽略不计的，一个标度律表明其重要性的小尺度结构。本文讨论了光球层上方通量管膨胀的“入流效应”的相关性。
2012-04-17 astro-ph.SR
Can magnetic fields suppress convection in the atmosphere of cool white dwarfs? A case study on WD2105-820
大约10%的白矮星表现出全球磁场结构，磁场范围从1 kG到数百MG。最近，白矮星大气的第一次辐射磁流体动力学模拟表明，对流应被抑制在其光球的磁场强度B $\gtrsim$ 50 kG。这些预测与我们对恒星物理学的了解（例如太阳光球层强磁场区域的能量转移）是一致的，但还没有从白矮星的观测中得到直接证实。我们获得了弱磁性、氢大气、白矮星WD 2105 -820和另外三个非磁性、对流残留物（都在$T_{\mathrm{eff}}$范围9000- 11000 K）的COS远紫外光谱。我们拟合的COS和已经可用的光学光谱与对流和辐射大气模型。正如预期的那样，我们发现，对于两个非磁性比较星，只有对流模型拟合预测一致的$T_{\mathrm{eff}}$值从光学和FUV光谱。相比之下，对于WD 2105 -820，只有最佳拟合的辐射模型产生一致的结果。
2017-10-05 astro-ph.SR
Observations of vortex motion in the solar photosphere using HINODE-SP data
在这项工作中，我们集中在一个小区域的磁演化所看到的日野-SP在大约一个小时的时间间隔。高节奏的视线磁图和速度图的推导，使不同的小规模的过程，如形成/消失的亮点伴随着所观察到的对流涡运动的演变的研究。
2012-09-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Mechanisms for MHD Poynting flux generation in simulations of solar photospheric magneto-convection
本文研究了磁化太阳光球层中磁流体坡印廷通量的产生机制。使用辐射MHD建模的太阳光球与初始磁配置，不同的场强和几何形状，我们显示存在两种不同的机制MHD坡印亭通量产生模拟太阳光球磁对流。较弱的机制是连接到垂直运输弱水平磁场在对流稳定层的上层光球，而较强的是生产坡印亭通量在强磁化粒间车道经历水平涡旋运动。这些机制可能是太阳对流层向太阳大气高层能量传输的原因。
2012-05-31 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
Iron abundance in the prototype PG1159 star, GW Vir pulsator PG1159-035, and related objects
我们对热的缺氢后AGB恒星PG 1159 -035（PG 1159光谱类和GW Vir脉动星的原型）以及两个相关物体（PG 1520 +525、PG 1144 +005）进行了铁丰度测定，基于首次检测到恒星光球中的Fe VIII线。在另一颗PG 1159恒星PG 1424 +535中，我们检测到Fe VII线。在所有四颗恒星中，每颗恒星的Teff都在110，000 - 150，000 K之间，我们发现了太阳铁的丰度。这一结果与我们最近对最热的PG 1159恒星（Teff = 150，000 - 200，000 K）的丰度分析一致，这些恒星显示出Fe X线。总的来说，我们发现PG 1159恒星并不明显缺铁，与以前的概念相反。
2011-05-26 astro-ph.SR
Realistic Magnetohydrodynamical Simulation of Solar Local Supergranulation
利用真实物理模型对太阳表面磁对流进行了三维数值模拟。研究了对流运动进入光球上层辐射层的热结构、对流单体的主要尺度和对流的穿透深度。我们采取的太阳光球的一部分，大小为60 x60毫米，在水平方向和深度20毫米，从可见的太阳表面的水平。我们使用一个现实的太阳初始模型，并应用状态方程和恒星物质的不透明度。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。我们适用于：1）磁流体力学的守恒TVD差分格式，2）辐射转移的扩散近似，3）亚网格尺度动力学粘性模拟。在模拟中，我们采用了均匀的二维网格，在垂直方向上的不均匀网格，单元数为600 × 600 × 204。我们使用512个处理器与分布式内存多处理器的超级计算机MVS-100 K在联合计算中心的俄罗斯科学院。
2009-06-29 astro-ph.SR
Identifying acoustic wave sources on the Sun I. Two-dimensional waves in a simulated photosphere
太阳声振荡很可能是由太阳光球层中的对流动力学随机激发的，尽管对单个源事件的直接观测很少，其详细特征仍然未知。波源识别需要能够可靠地将局部波信号与背景对流运动和共振模态功率区分开的测量。这是相当具有挑战性的，因为这些“噪声”贡献的振幅比源和它们引起的传播波场大几个数量级。在本文中，我们采用了高时间频率滤波器，以确定在辐射磁流体动力学模拟的声发射的网站。该滤波器的特性是由训练用于识别大气二维声学格林函数响应的卷积神经网络确定的，但是一旦定义，它可以直接应用于图像时间序列以提取局域波激励信号，绕过对原始神经网络的需要。使用开发的过滤器，我们已经发现了以前未知的属性的声发射过程。在模拟中，声学事件被发现聚集在mesogranular尺度，峰值发射相当深，大约500公里以下的光球，和网站的非常强的发射可以导致从两个超音速的下行流，合并在该深度的相互作用。我们认为，该方法的发展，当应用于高分辨率高节奏的观测，如即将与丹尼尔K。Inouye太阳望远镜（DKIST）将在色球波研究中有重要的应用，并可能导致高分辨率局部日震学的新研究。
2021-01-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar magneto-convection
本文综述了太阳近地面层和光球层磁对流过程综合模拟的最新进展和结果。现在的模拟涵盖了广泛的现象，从整个活动区域，到单个太阳黑子和太阳孔、颗粒间通道的磁通量集中和涡流，一直到小规模发电机作用产生的磁场的复杂混合极性结构。模拟与高分辨率观测相结合，为我们理解太阳光球层中磁场的结构和动态提供了突破。
2012-11-27 astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse - III. SPHERE/ZIMPOL visible polarimetry of the inner envelope and photosphere
大质量红超巨星的出射物质被加速到超过逃逸速度的物理机制尚不清楚。由于其星周包层的透明性，附近的红超巨星参宿四提供了探测典型红超巨星包层最内层的机会，直到光球层，即风的加速预计会发生的地方。我们利用SPHERE/ZIMPOL自适应光学成像偏振计对参宿四的可见光球层和闭合包线进行了分辨。我们检测到一个不对称的气体信封内的半径为2至3倍的近红外光球半径的恒星（R*），和一个显着的H α发射主要包含在3 R*。从偏振信号，我们还确定了一个不对称和不完整的尘埃壳位于一个类似的半径的尘埃散射的签名。如此接近恒星的尘埃的存在可能会通过颗粒上的辐射压力对风加速产生重大影响。3R * 半径是热气体和尘埃包层之间的主要界面。探测到的不对称性加强了先前的迹象，即参宿四的质量损失可能与其大气中强烈的对流运动有关。
2015-11-13 astro-ph.SR
On the origin of facular brightness
本文研究了日冕线核亮度与光球磁场的强度和倾角，以及与太阳盘中心光斑区的对流和波动参数的关系。我们使用德国真空塔望远镜获得的三个同步数据集（特内里费岛泰德天文台）：（1）用TESOS仪器记录的BaII 4554 A谱线的光谱，以测量穿过光球层直到最低温度的强度和速度变化;（2）FeI 1.56 $μ$ m谱线的分光偏振数据（与仪器TIP II注册），以测量光球磁场;（3）在CaIIH中的滤波图，提供有关色球层亮度波动的信息。结果表明，在光斑的CaIIH亮度强烈地依赖于功率的波周期在5分钟的范围内，向上传播，也对相移之间的速度振荡在底部光球和周围的温度最低的高度，从BaII线测量。CaIIH亮度在温度和速度振荡之间的相移在0-100度范围内的位置处最大。对流运动对CaIIH的亮度有间接影响。也就是说，对流速度的振幅越大，它们改变运动方向的高度越大，光斑越亮。总而言之，我们的结果导致的结论，光斑区域出现明亮，不仅是因为威尔逊抑郁症的磁结构，但也由于真正的加热。
2016-02-10 astro-ph.SR
Time series of high resolution photospheric spectra in a quiet region of the Sun. I. Analysis of global and spatial variations of line parameters
利用德国真空塔望远镜（Observatorio del Teide）在平静太阳条件下观测到的50 min时间序列的一维狭缝谱图，研究了不同谱线参数的全球和空间变化。为了确定光球层的垂直结构，我们考虑了两条高度分离的谱线。数据已被过滤的p-模式，以隔离纯对流现象。从我们的研究的全球相关系数和相干性和相移分析之间的几个线参数，可以报告以下结果。对流速度模式保留了大于1.0”的结构，直到光球的最高层（~ 435 km）。然而，在这些层中，在强度图案中，只有大于2.0”的结构仍然与连续水平的结构连接，尽管显示出反转的亮度对比度。这证实了我们在~140公里高度发现的逆温现象。通过相移分析，给出了对流运动中存在重力波的可能证据。我们解释的行为的半高全宽和等效宽度作为一个函数的距离的颗粒边界，作为增强的湍流和/或强烈的速度梯度在颗粒间车道的结果。
2012-05-08 astro-ph.SR
Horizontal Magnetic Fields in the Solar Photosphere
利用太阳磁粒化的二维MHD模拟结果，分析了水平磁场和FeI 1564.85 nm谱线合成Stokes轮廓对磁场的响应。选定的1.5 h系列的二维MHD模型再现了一个区域的网络场，其直接周围的太阳表面上的无符号磁通量密度为192 G。根据所得到的磁场分布，在tau_5 = 1（tau_5表示λ = 500 nm处的τ）的光学深度处的水平磁场的最可几绝对强度为50 G，而平均值为244 G。平均而言，水平磁场比垂直磁场强，在光球层中约400公里的高度，因为它们的密度更高，占据的面积更大。水平场最大的系数是1.5。强水平磁通量管在表面出现为具有超过500 G的场强的斑点。这些都小于颗粒的大小，并有3.6分钟的寿命。他们形成的光球由于驱逐磁场的对流来自深亚光球层。所获得的数据在质量上与Hinode空间天文台的观测结果一致。
2009-06-15 astro-ph.SR
Height-dependent velocity structure of photospheric convection in granules and intergranular lanes with Hinode/SOT
太阳光球层是太阳的可见表面，在那里到处都可以观察到许多明亮的颗粒，被狭窄的黑暗颗粒间通道包围。颗粒状斑图是光球层对流运动的一种表现，但其高度方向上的速度结构在观测上却知之甚少。对日出太阳光学望远镜记录的光球谱线进行平分线分析，分别导出了颗粒区和粒间通道中对流运动的速度结构。对流物质的运动幅度从0.65公里/秒下降到0.40公里/秒的材料上升颗粒，而运动幅度从0.30公里/秒增加到0.50公里/秒，因为它下降在粒间通道。这些值显着大于那些在以前的研究中使用平分线分析。在层结大气中，对流稳定条件不能预测物质随深度下降的加速度。这种对流不稳定性可以通过辐射冷却和/或气体压力梯度更有效地发展，这可以控制颗粒间通道中对流材料的动力学行为。我们的分析表明，平分线分析是一个有用的方法，调查对流物质的长期动力学行为时，大量的像素是可用的。此外，一个例子是粒状破碎的时间演化，其中向下流动的物质从更高的层向下逐渐发展。
2016-12-21 astro-ph.SR
Emergence of magnetic flux generated in a solar convective dynamo. I: Formation of Sunspots and Active regions, and Origin of Their Asymmetries
我们提出了一个现实的太阳黑子和活动区形成的基础上出现的太阳对流发电机产生的通量束的数值模型。为此，我们使用的磁场和速度场在太阳对流发电机模拟的顶部边界附近的水平层，以驱动现实的辐射磁流体动力学模拟的对流区的最上层。主要结果如下：（1）出射的通量束以对流上升流的平均速度上升，并分裂成小尺度的磁性元素，这些磁性元素进一步上升到光球层，在光球层中，通过小尺度磁性元素的合并形成双极黑子对。(2)丝状半影结构在太阳黑子通过持续的通量出现而仍在增长时形成。与经典的Evershed效应相反，在半影区的大部分区域内，流入流似乎占上风。(3)一个形成良好的太阳黑子是一个大部分是单一的磁性结构，它被锚定在一个持久的深层次下沉通道中。点外的流场显示出一个巨大的涡环，包括15 Mm深度以下的流入和15 Mm深度以上的流出。(4)太阳黑子成功地再现了观测到的太阳活动区的基本特性，包括具有更强场强的更连贯的领先黑子，以及双极太阳黑子对的正确倾斜。这些不对称性可以链接到的内在不对称性的磁场和流场适应对流发电机模拟。
2017-08-16 astro-ph.SR
The Three-Dimensional Collapse of a Rapidly Rotating 16 $M_{\odot}$ Star
我们报道了一颗快速旋转的16 $M_{\odot}$星铁核坍缩的三维（3D）流体动力学演化。这是第一次，我们遵循的3D演变的角动量（AM）分布在铁芯和对流壳燃烧区域的最后10分钟，并包括重力不稳定性和核心崩溃。在3D中，我们发现，对流区域显示出有效的AM运输，导致AM配置文件，不同的形状和幅度从$\texttt{MESA}$在几个壳对流周转时间尺度。对于不同的祖先模型，如紧密耦合的Si/O对流壳层，有效的AM运输在三维模拟可能会导致一个显着不同的AM分布在恒星内部影响估计出生的中子星或黑洞自旋。我们的研究结果表明，在对流和旋转壳燃烧区域的三维AM运输的大质量恒星的模型中的关键组成部分，可以定性地改变爆炸的结果和推断紧凑的残余物的属性。
2021-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Calibrating the α parameter of convective efficiency using observed stellar properties
上下文在确定精确的恒星参数和恒星化学成分时，合成模型大气计算仍然是最常用的工具。除了三维模型，始终解决流体动力学过程，一维模型，使用近似对流能量传输发挥了主要作用。目标。我们使用现代Balmer线形成理论以及太阳和南河三的光谱能量分布（SED）测量来校准模型参数α，该参数描述了我们的一维模型中的对流效率。对流在参数空间中的一个显著范围内进行了校准，从F-K沿着主层序到达，并在宽范围的金属丰度上对岔道和巨型分支进行采样。这种校准与理论评估进行了比较，并允许对恒星大气进行精确建模。方法.我们使用Balmer线拟合和SED拟合来确定对流效率参数α。这两种方法对光球层的结构和温度分层都很敏感。结果虽然SED拟合不允许精确确定太阳和南河三的对流参数，但它们都有利于显著高于1.0的值。Balmer线拟合，我们发现更敏感，表明对流效率参数α是$\approx$ 2.0的主序星和迅速下降到$\approx$ 1.0的演化恒星。这些结果与3D模型的预测高度一致。虽然主序星上的数值与预测非常吻合，但测量结果表明，随着恒星向巨星分支演化，对流效率的降低比模型预测的更为剧烈。
2015-04-07 astro-ph.SR
Unusual Isotopic Abundances in a Fully-Convective Stellar Binary
低质量M矮星是恒星形成的最常见产物，但它们复杂的出射光谱阻碍了对其组成和初始形成的详细研究。同位素比率的测量是一个关键的工具，它被用来解开我们太阳系的形成，太阳和更大质量恒星内的核过程。我们用IRTF/iSHELL摄谱仪观测了GJ 745 AB，这是两颗M矮星。我们在4.7微米基本波段和2.3微米第一泛音振转波段对这些恒星中的CO进行的光谱分析显示，它们的光球中存在12 C16 O、13 C16 O和12 C18 O。由于恒星是完全对流的，这些同位素的原子成分应该均匀地混合在恒星的内部。我们发现在这些M矮星中，12 C/13 C和16 O/18 O都大大超过了太阳的值。这些测量不能仅仅用银河系化学演化的模型来解释，而是需要从ISM形成的恒星被从爆炸的核心-坍缩超新星喷射出的物质显著富集。这些同位素测量补充了大规模光谱调查提供的元素丰度，并打开了一个新的窗口，研究星系演化，恒星星族和个别系统。
2019-01-09 astro-ph.SR
Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results
本文描述了一个三维有限差分球面滞弹性MHD（FSAM）程序，用于模拟太阳对流层中的亚音速动力学过程。该代码与广泛使用的全球频谱animals MHD代码，ASH（滞弹性球谐函数）的比较表明，FSAM产生对流的统计特性和平均流量类似的ASH结果。使用FSAM，我们首先模拟旋转的太阳对流在一个部分球壳域，并获得一个统计稳定的，巨细胞对流与太阳一样的差异旋转。然后，我们插入浮力环形通量管附近的对流信封的底部，并模拟在巨细胞对流的存在下的通量管的上升。我们发现，浮力通量管的初始场强为100公斤，磁浮力在很大程度上决定了上升的管，虽然强大的向下流动产生显着的起伏和扭曲的形状出现$Ω$形的环路。对流显著地减少了通量管的顶点到达顶部所需的上升时间。对于我们模拟的弱扭曲和无扭曲的情况下，顶点部分被发现几乎径向上升到顶部在大约一个月，并产生一个新兴的区域（在光球以下约30微米的深度）与活动区倾斜一致的整体倾斜角，虽然出现的模式是更复杂的情况下，没有对流。在顶部边界附近的深度约为30毫米，新兴的通量显示出逆行的纬向流约345米/秒，相对于平均流量在该纬度。
2013-05-28 astro-ph.SR
Kinematics of Magnetic Bright Features in the Solar Photosphere
对流被认为是太阳表面传输磁场的主要手段。因此，小的磁结构是湍流的良好示踪剂。我们研究的迁移和分散的磁亮功能（MBFs）在高空间分辨率观察到的颗粒间区域与日出/IMaX。我们描述了作为一个扩散过程，其参数计算的各个领域在安静的太阳和附近的活动区域的无视数据的个别MBFs的通量分散。我们发现，磁浓度是最好的描述为随机步行者接近网络领域（扩散指数，伽马=1.0），旅行者与恒定的速度超过超颗粒（伽马=1.9-2.0），和减速的移动器附近的磁通出现和/或活动区域内（伽马=1.4-1.5）。这三种类型的区域中存在着平均扩散系数分别为130 km^2/s、80-90 km^2/s和25-70 km^2/s的微生物燃料。在这三种类型的区域中的MBF被发现在超过95%的置信水平上显示出不同的运动学行为。
2017-03-29 astro-ph.SR
Solar-like oscillations in massive main-sequence stars. I. Asteroseismic signatures of the driving and damping regions
受最近在大质量恒星V1449 Aql中检测到随机激发模式的启发（Belkacem等人，2009年b），已经知道是一个$β$仙王座，我们理论上研究的驱动湍流对流。通过使用一个完整的非绝热计算的阻尼率，再加上计算的能量注入率，我们提供了一个估计的模式的振幅所激发的对流区域引起的铁不透明凸块和对流核心。尽管在这样的对流区域的动力学特性的不确定性，我们证明，都能够有效地激发$p$模式以上的CoRoT观测阈值和太阳振幅。此外，我们强调每个对流区，我们希望这将有助于确定一个负责类太阳振荡提供的潜在的asteroseismic诊断，并给这个对流区的约束。即将进行的工作将致力于扩展调查的可能性太阳般的振荡整个赫兹-罗素图。
2009-11-04 astro-ph.SR
Incorporating Surface Convection into a 3D Babcock-Leighton Solar Dynamo Model
光球上观测到的对流（例如，超粒化（supergranulation，granulation）在从太阳黑子场产生大尺度极场的Babcock-Leighton（BL）过程中起关键作用。在大多数的地面通量输运（SFT）和BL发电机模式中，地面场的扩散和迁移被模拟为有效的湍流扩散。最近的SFT模型已纳入明确的，现实的对流流动，以提高对流传输的保真度，但据我们所知，这还没有实现在以前的BL模型。由于大多数通量输运（FT）/BL模型是轴对称的，它们没有能力包括这样的流动。我们提出了第一个运动学三维FT/BL模型，明确纳入现实的对流太阳观测的基础上。虽然我们描述了一种方法来概括这些流到3D，我们发现，他们产生的运动学小规模发电机动作破坏的循环发电机的操作。通过限制对流仅作用于磁场的垂直径向分量来找到循环解。获得的结果通常与观察到的表面通量演变以及湍流扩散率为$3 \times 10^{12}$ cm $^2$ s $^{-1}$（300 km $^2$ s $^{-1}$）数量级的非对流模型非常一致。然而，我们发现，湍流扩散系数的使用低估了发电机效率，产生较弱的平均场和较短的周期比对流模型。此外，对流模式在极地地区表现出混合极性带，在太阳观测中没有对应的。此外，显式计算的湍流电动势（emf）与扩散通量几乎没有相似之处。我们还发现，极向通量的向极迁移速度主要由纬向流和垂直扩散决定。
2018-04-09 astro-ph.SR
Phase Shifts Measured in Evanescent Acoustic Waves above the Solar Photosphere and Their Possible Impacts to Local Helioseismology
一组464分钟的高分辨率高节奏的观测获得了一个区域附近的太阳的磁盘中心使用干涉仪的双维光谱仪（IBIS）安装在邓恩太阳望远镜。从近似对应不同大气高度的谱线平分线得到10组多普勒图，其中两组多普勒图是用类MDI算法和重心法得到的。然后对这些数据进行滤波，只保留声学模式，并计算不同大气高度的多普勒速度之间的相移作为声频的函数。频率和高度相关的相移的分析表明，对于倏逝声波，在较高的大气中的振荡导致在低层大气中的1秒的顺序时，他们的频率是低于约3.0 mHz，和滞后约1秒时，他们的频率是高于3.0 mHz。不可忽略的相移也被发现在系统向上或向下流动的地区。所有这些与频率相关的相移不能用垂直流动或对流蓝移来解释，而可能是由于光球层及其上方非绝热大气中复杂的流体动力学和辐射转移造成的。倏逝波中的这些相移对解释一些当地日震测量结果提出了巨大挑战，这些测量结果涉及在不同大气高度或具有系统垂直流的区域获得的数据。需要对这些相移进行更多的定量表征，以便在测量过程中将其去除，或者在日震反演中将其考虑在内。
2022-05-20 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse - Adaptive optics spectro-imaging in the near-IR with VLT/NACO
背景：参宿四是天空中角直径最大的恒星之一。恒星光球层的结构已经在可见光和近红外以及称为MOLsphere的紧凑分子环境中被探测到。中红外观测揭示了MOL层中一些分子的性质，其中一些是尘埃的前身。目标：参宿四是了解红超巨星质量损失过程的绝佳候选者。利用衍射极限自适应光学（AO）在近红外波段探测参宿四的光球层和近距离环境，研究其扩展的波长依赖性，并寻找非对称性。研究方法：我们使用VLT/NACO仪器获得AO图像，利用CONICA相机的“立方体”模式单独记录大量的短曝光帧。这使我们能够采用“幸运成像”的方法进行数据处理，并在10个窄带滤波器中获得1.04-2.17 $μ$ m光谱范围内的衍射极限图像。结果：在所有的滤光片中，参宿四的光球都出现部分解析。我们确定了一个不对称的信封周围的恒星，特别是一个相对明亮的“羽”在西南象限延伸到一个半径约6倍的光球。CN分子在恒星光球层前的吸收中提供了与1.09 mic波段的极好匹配，但羽流的发射光谱更难以解释。结论：我们的AO图像显示参宿四周围的包膜具有复杂和不规则的结构。我们建议，西南羽要么与光球上的对流热点的存在，或恒星的旋转。
2009-07-10 astro-ph.SR
Transport of internetwork magnetic flux elements in the solar photosphere
太阳光球层中小尺度磁通量元的运动可以提供对流的拉格朗日性质的某种度量。这些运动的测量一直是至关重要的通量传输发电机模型中的湍流扩散系数的估计，并在确定阿尔芬波的日冕加热模型的激发谱。我们研究了24小时长的日珥/NFI磁测序列与90秒的节奏，网络间的通量元素的运动，并研究其均方位移的缩放和位移概率分布的形状作为时间的函数。我们发现，均方位移尺度超扩散的斜率约为1.48。在其他研究中，对于小至5秒的时间增量，观察到超扩散缩放，预期超过该时间增量的弹道缩放。使用高节奏的MURaM模拟，我们表明，所观察到的超扩散标度在短时间内的增量是由于通量演变的重心位置的随机变化的后果。我们还发现，对于长时间的增量，超出颗粒寿命，所观察到的位移分布偏离预期的扩散过程，从瑞利高斯演变。这种分布的变化可以通过考虑超颗粒平流以及由于颗粒化引起的运动来分析建模。这些结果复杂的解释严格平流或扩散的磁性元素运动的短期和长期的时间尺度，并建议必须谨慎使用的湍流扩散或波激励模型中的磁性元素运动的测量。我们建议，被动跟踪运动测量光球流可能会产生更强大的运输统计。
2017-12-12 astro-ph.SR
Atomic transition probabilities for UV and blue lines of Fe II and abundance determinations in the photospheres of the Sun and metal-poor star HD 84937
我们报道了来自Fe II的低奇宇称能级的121条紫外线的新分支分数，它们属于3d 6（5D）4p组态的z6 Do，z6 Fo，z6 Po，z4 Fo，z4 Do和z4 Po项。这些谱线的波长范围为2250 - 3280 nm，能量范围为38459 - 47626 cm-1。此外，我们报告了10个弱蓝线连接到z4 Do项的分支分数，其波长范围从4173 - 4584 nm。的BF结合从文献中的辐射寿命，以确定跃迁概率和log（gf）值。从文献中选择的实验和理论数据进行比较。我们的新数据适用于铁丰度测定在太阳和贫金属恒星HD 84937。对于太阳，八条蓝线得出log ε（Fe）= 7.46 +/- 0.03，与标准的太阳丰度估计一致。对于HD 84937，可观测的波长范围延伸到真空紫外线（λ >= 2327 nm），从75条谱线中我们得出log ε（Fe）= 5.26 +/- 0.01（σ = 0.07），接近过去HD 84937研究的金属丰度估计。
2019-07-26 astro-ph.SR
Cause and Effect: Stellar Convection Studied Through Flickering Brightness, and the Convectively-Driven Motions of Solar Bright Points
太阳光球层上的磁亮点标志着千高斯磁通量管向日冕延伸的足迹。这些管的对流抖振被认为是激发MHD波，MHD波可以传播到日冕并沉积热量。因此，通过亮点运动测量波激发可以限制日冕和日光层模型。这已经被广泛地利用质心跟踪来估计扭结模式波激励。DKIST将是第一台能够很好地解析亮点形状和大小的望远镜，它可以探测迄今为止难以或不可能研究的波模式。我开发了两种互补的方法来迈出这样的调查的第一步，我演示了MURaM模拟图像的DKIST样的分辨率作为一个概念验证，为未来的观测做准备。我表明，这些额外的波模式可能会增加一倍，这个波加热模型的能量预算。我还调查了对流驱动的亮点运动。我使用一个简化模型的造粒MURaM探讨如何亮点运动取决于对流特性，我显示的重要性，湍流的高频运动。另外，我调查高频，随机亮度波动（“闪烁”或$F_8$）开普勒光变曲线，这是恒星对流的签名。我面对一个闪烁的物理模型，测量值横跨H-R图。我提高模型的协议与观测包括开普勒带通测量闪烁的影响，包括金属丰度在确定对流马赫数，并使用从一个更广泛的数值模拟的比例关系。我还探讨了未来的研究如何改进模型。在这样做的过程中，我帮助建立闪烁作为对流模拟，这可能会支持未来的恒星和太阳对流的进展恒星的约束。
2021-08-24 astro-ph.SR
Spectropolarimetric diagnostics of unresolved magnetic fields in the quiet solar photosphere
在日出号太空望远镜发射前几年，一项基于原子和分子谱线中汉勒效应的研究表明，由于普遍存在平均强度为130 G的未分辨磁场，安静的太阳光球层的大部分被显著磁化<B>。有人还指出，这种“隐藏”场在太阳表面对流的粒间区域中一定比在颗粒区域中强得多，有人认为，这种未解决的磁场可能为理解太阳外层大气是如何被供能的提供线索。事实上，随之而来的磁能密度是如此重要，以至于使用对流速度（考虑上升的磁环）或阿尔芬速度（考虑由磁重联产生的阿尔芬波）的典型值1 km/s估计的能通量实际上比平衡色球能量损失所需的要大得多。在这里，我们提出了一个简短的审查，导致这样的结论的研究，重点是一个新的三维辐射转移调查，旨在确定安静的太阳光球的磁化强度从汉勒效应的Sr I 460，7 nm线和塞曼效应的FeI线。
2012-12-13 astro-ph.SR physics.atom-ph
Generating buoyant magnetic flux ropes in solar-like convective dynamos
我们的太阳表现出强烈的对流发电机作用，导致磁通量束通过恒星表面出现的磁点。全球尺度的发电机作用被认为通过对流、旋转和剪切的相互作用在太阳内部深处产生大尺度的磁结构。这些大规模的磁结构的一部分被认为会穿过对流层上升，形成磁环，然后穿透光球层成为太阳黑子对。以前的全球模拟旋转球壳中的3D MHD对流已经证明了大规模的磁环可以在对流区的大部分产生的机制。我们最近的模拟已经实现了足够高的湍流水平，允许这些花圈的部分成为磁浮力和上升通过模拟的对流层通过磁浮力和对流巨细胞平流的组合。这些浮力磁环是在对流层的大部分中产生的，因为磁环核心中的强洛伦兹力反馈抑制了小规模的对流运动，允许将局部磁能放大到局部动能的100倍以上。虽然磁环主要是由轴对称极向磁场的轴对称旋转剪切（$Ω$效应）产生的，但在开始上升之前，磁环被放大到其峰值场强。这进一步扩展和增强了一个新的范例，产生紧急磁通量束，我们称之为顺磁性使能磁浮力。
2014-01-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Rotational radial shear in the low solar photosphere. Direct detection from high-resolution spectro-imaging
CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；IAC（加那利天体物理研究所）
本研究通过高分辨率光谱成像直接测量低光球不同高度的旋转速度，发现旋转速度随高度抛物线下降，在80公里处慢约16%，为太阳动力学模拟提供新约束。
2025-09-10 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
Connecting the Sun and the Solar Wind: The First 2.5 Dimensional Self-consistent MHD Simulation under the Alfvén Wave Scenario
太阳风来自炽热而稀薄的日冕。早期使用1.5维模拟的研究表明，在光球中产生的阿尔文波通过非线性模式转换过程在日冕加热中发挥重要作用。为了同时理解日冕加热和太阳风加速的物理学，重要的是将从光球层到行星际空间的区域视为一个单一的系统。我们进行了2.5维，自洽的磁流体动力学模拟，覆盖从光球到行星际空间的第一次。我们在球坐标系下精心设置网格点，处理了密度反差较大的大气中的Alfvén波，成功地模拟了由于地表对流运动而从炽热的日冕中喷出的太阳风。足点运动沿开口磁通量管激发阿尔文波，这些波在非均匀介质中向上传播时经历波反射、阿尔文模到慢模的非线性模转换和湍流级联。这些过程导致阿尔文波的消散和太阳风的加速。结果表明，慢波耗散产生的激波加热是日冕加热过程的基础，而湍流级联和激波加热则是太阳风的驱动力。
2012-01-25 astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Field Modeling of the Solar Magnetic Carpet and Comparison with SDO/HMI and Sunrise/IMaX Observations
在平静的太阳光球层中，混合极性场形成磁毯，由于对流运动与磁场的动力学相互作用，磁毯不断演化。这种相互作用是加热太阳大气层的可行来源。本文利用\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的日震和磁成像仪（HMI）和\textit{Sunrise}球载观测站上的成像磁仪实验（IMAX）获得的视线（LOS）磁图，作为随时间变化的下边界条件，研究日冕磁场的演化。我们使用磁摩擦松弛方法，包括超扩散，产生的时间序列的三维（3D）非线性无力场的光球LOS磁图序列。垂直流被添加到一个高度为0.7毫米的建模，以模拟非力自由在光球色球层。在这些导出量中，我们研究了能量耗散率和能流的时空变化。我们的研究结果表明，在太阳大气中沉积的能量集中在2毫米的光球和有没有足够的能量通量在电晕的基础上，以覆盖辐射和传导损失。可能的原因和影响进行了讨论。更好地观测色球层中的磁场对于理解磁毯在日冕加热中的作用至关重要。
2014-08-03 astro-ph.SR
