Convection Theory and Sub-photospheric Stratification
作为一个完整的三维可压缩流体动力学模拟到恒星演化的理论整合的一步，对流在太阳的表面和次表面层的重新审查，从一个有限的观点，在混合长度理论（MLT）的语言。要求MLT使用流体动力学上真实的耗散长度对太阳能模型提出了新的约束。虽然得到的恒星结构与YREC和Garching模型得到的相似，但理论图像不同。在光球层的宏观湍流、微观湍流和对流速度尺度之间建立了一种新的定量联系，这种联系具有有限值。MLT中的"几何参数"被发现与驱动对流的强烈向下羽流的大小更合理地对应（Stein and Nordlund 1998），因此即使在MLT中也有物理解释。使用绝热对流和恒星大气的3D模拟将允许确定耗散长度和几何参数（即，熵跳跃），没有天文校准。物理上真实的处理恒星演化中的对流需要在MLT之外进行额外的修改，包括动能通量的影响，夹带（与Meakin和Arnett 2007发现的MLT最显着的差异），旋转和磁场（Balbus 2009）。
2009-10-05 astro-ph.SR
Small-scale Dynamo in Cool Stars: I. Changes in stratification and near-surface convection for main-sequence spectral types
本研究利用MURaM代码模拟F3V到M0V型冷主序星的近表面对流，首次探究小尺度发电机（SSD）对恒星分层与对流的影响，发现SSD产生的磁场能量占比随有效温度升高而增大，且对F型星的对流速度与热力学分层影响最显著。
2023-07-20 astro-ph.SR
The wings of Ca II H and K as photospheric diagnostics and the reliability of one-dimensional photosphere modeling
Ca II H和K线的延伸翼提供了对太阳光球和其他冷恒星的温度分层的出色诊断，这要归功于它们的LTE不透明度和源函数以及它们的大跨度形成高度。本研究的目的是校准使用的H和K翼在一维空间平均光谱的解释，并在推导每像素分层解析光谱。我使用太阳对流的多维模拟来合成H和K机翼，从这些机翼导出一维模型，就像它们被观察到一样，并将所得模型与实际模拟输入进行比较。我发现，从合成的翅膀构造的空间平均模型一般匹配的模拟平均值很好，除了最深层的光球大的热不均匀性和普朗克函数的非线性给出了很大的误差。不均匀性越大，后者越大。强网络场的存在增加了这种不均匀性。在平静的光球条件下，温度超过200 K。一维分层适合的离散结构，如造粒和小规模的磁浓度给出了令人满意的结果与错误，主要是由于陡峭的温度梯度和温度随深度的突然变化。我的结论是分层建模使用的H和K翼是一个有用的技术，太阳高分辨率观测的解释。
2012-07-09 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity in V405 And: An M dwarf binary with components on the two sides of the full convection limit
本文用光度BV（RI）_C和光谱数据研究了快速旋转（P_orb=P_rot=0.465d）的活动矮双星V405和（M0V+M5V）。光的变化是由斑点和双星与小日食的综合影响造成的。我们估计系统参数从现有的光和径向速度曲线。在观测过程中发生了三次耀斑事件：两次是在光谱数据中发现的，一次是在BV（RI）_C颜色中用光度计观测到的。一个有趣的爆发现象出现在光度测量中，可以解释为一系列持续至少3个系统轨道（旋转）的耀斑后爆发，起源于跨赤道磁环，连接两个半球的活动区域。V405和V405的两个组成部分的质量远远超过和低于完全对流的理论极限。这一罕见的特性使双星成为观测和测试恒星发电机作用模型的理想目标。
2009-09-28 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
The small-scale structure of photospheric convection retrieved by a deconvolution technique applied to Hinode/SP data
太阳颗粒是明亮的图案，周围环绕着太阳光球层中称为粒间通道的黑暗通道，是过度对流的表现。观测研究一般发现较强的颗粒和较弱的颗粒间通道的下行流的上升。然而，这一趋势与数值模拟的结果不一致，在数值模拟中，通过重力加速/减速和压力梯度的联合作用，下行流比上行流强。这种差异的一个原因是由成像仪器中发生的光学失真和光衍射和散射引起的图像退化。我们应用反卷积技术的日出/SP数据，试图恢复原始的太阳场景。我们的研究结果表明，对流上升流和下降流，但特别是后者的显着增强。反褶积后，上升流和下降流在平均几何高度约为50 km处分别达到-3.0 km/s和+3.0 km/s的最大振幅。我们发现反褶积后的速度分布与数值模拟得到的速度分布相匹配。在反卷积之后，在整个FOV上平均的净LOS速度接近于零，正如从质量平衡的粗略意义上所预期的那样。
2017-09-20 astro-ph.SR
On the dynamics of overshooting convection in spherical shells: Effect of density stratification and rotation
湍流运动从对流区向邻近稳定分层区的过冲在恒星内部动力学中起着重要作用，因为这一过程可能导致化学物质的混合，并有助于角动量和磁场的传输。我们提出了一系列完全非线性，三维（3D）滞弹性模拟的过冲对流的球壳，其重点是依赖的过冲动力学的密度分层和旋转，这两个关键成分的恒星，但还没有系统地研究一起通过全球模拟。我们表明，过冲长度尺度不是简单的对流区域中的密度分层的单调函数，而是，它取决于在两个区域中的密度分层的比率。此外，我们发现，过冲长度尺度随着Rossby数Ro的减小而减小，并且尺度为Ro $^{0.23}$，同时它还取决于纬度，具有较高的Rossby情况，导致较弱的纬度变化。我们研究了由于旋转产生的平均流，发现它们延伸到对流区的底部以外的稳定区域。我们的研究结果可能会提供一个更好的理解恒星对流和辐射区域之间的动力学相互作用，并激励未来的研究，特别是有关太阳速跃层及其重叠的影响与过冲区。
2021-10-11 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Sun's Photospheric Convection Spectrum
光谱的细胞光球流确定从全磁盘多普勒速度观测获得的日震和磁成像仪（HMI）仪器上的太阳动力学天文台（SDO）航天器。三种不同的分析方法被用来分别确定代表极向流，环向流和径向流的频谱系数。这些频谱系数的幅度受模拟数据的约束，模拟数据采用与HMI数据相同的程序进行分析。我们发现，总速度谱平稳上升到一个峰值，波数约为120（波长约35微米），这是典型的超颗粒。光谱稳定到约400的波数，然后再次上升到约3500波数的峰值（波长约1200 km），这是颗粒的典型特征。在波数大于30时，速度谱主要由极向流分量（具有发散但无旋度的水平流）控制。在波数小于30时，环形流分量（有旋度但无发散的水平流）占主导地位。在最低波数时，径向流速仅为总流速的3%，但在波数接近4000时，径向流速增加到约50%。光谱比较以及与巨细胞流的光谱在最低波数和从一个3D的辐射流体动力学模拟在最高波数的颗粒的光谱。
2015-08-12 astro-ph.SR
Generation of shear flows and vortices in rotating anelastic convection
我们考虑层结的影响，系统的，大规模的非弹性对流产生的流动。我们提出的结果从三维数值模拟对流在旋转的平面层中的旋转轴和重力之间的角度是允许变化的。该模型代表了球体的不同纬度。我们考虑两种不同的参数制度：（i）弱旋转和（ii）快速旋转。在每一种情况下，我们研究的效果分层的流动结构和热传输特性集中在Boussinesq和滞弹性对流之间的差异。此外，我们表明，制度（一）和（二）产生非常不同的大规模流动，我们调查的作用分层在修改这些流量。分层流具有净螺旋度不存在于Boussinesq的情况下，我们建议，当结合自生剪切流，可能是重要的发电机行动。
2020-06-05 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Turbulent convection in stellar interiors. III. Mean-field analysis and stratification effects
我们提出了三维隐式大涡模拟（ILES）的湍流对流在信封的5 Msun红巨星和氧燃烧壳的23 Msun超新星的祖先。数值模型在一维雷诺平均Navier-Stokes（RANS）方程的框架下进行了分析。在红巨星模型中，由于对流区的层结较大，压力波动的影响更为重要。我们展示了这如何影响平均场方程中的不同项。我们澄清了驱动源的动能，并表明，湍流耗散率是可比的对流光度。虽然我们的流动具有低的马赫数和接近绝热，我们的分析是一般的，可以应用到光球对流以及。我们的湍流对流分析的鲁棒性支持的线性网格分辨率的平均场平衡的不敏感性。我们发现氧燃烧壳模型中湍流对流区和稳定层的结果很稳健，红巨星模型中到处都有稳健的结果，但平均场在氧燃烧壳模型中的狭窄边界区域（包含陡梯度）没有很好地收敛。模型。最后一个结果说明了对流边界处未解决的物理问题的重要性，它决定了那里的混合。
2013-03-13 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
On the hydrostatic stratification of the solar tachocline
我们提出了一种尝试，以调和太阳速跃层故障，一个薄层的对流区，其中地震推断的太阳声速超过相应的值在标准的太阳模型，与一定程度的部分材料混合，我们推测已导致对流过冲，波运输和速跃层环流的组合。我们首先总结的影响，无论是修改模型中的辐射内部的不透明度，或将缓慢或快速速跃层循环。没有一个是单独成功的。然后，我们认为，没有物理上的理由，不完整的材料重新分布下的对流区，这是足够慢，不扰乱辐射平衡。它被简单地模拟为一个扩散过程。我们发现，结合适当的不透明度修改，有可能找到一个密度相关的扩散系数，几乎完全消除了毛刺，与地震学一致的辐射包络。
2018-03-23 astro-ph.SR
Thermodynamic fluctuations in solar photospheric three-dimensional convection simulations and observations
太阳对流的数值3D辐射（M）HD模拟用于了解太阳光球的物理特性。为了验证这种方法，重要的是要检查，没有过度的热力学波动出现的结果，部分不完全处理的辐射转移。我们调查的现实主义的三维对流模拟进行了与交错代码。我们比较了几个谱线在太阳盘中心的观测与模拟合成的光谱的特性。我们退化的合成光谱的空间分辨率的观察使用连续强度分布。我们通过比较图谱光谱和平均观测光谱来估计必要的光谱退化。除了直接导出一组线参数外，我们还使用SIR码来反转谱。观测数据中的大部分线参数与退化模拟谱匹配良好。反演预测在全空间分辨率下模拟的宏观湍流速度低于10 m/s，而在空间分辨率为0.3”时，反演结果约< 1000 m/s。退化模拟反演中的温度波动不超过观测数据的温度波动（-2<log tau<-0.5时为100-200 K rms）。空间平均剖面中的线参数与空间分辨剖面中的线参数的平均值的比较表明，在0.13”和0.3”之间的空间尺度下，（平均）线特性发生了显著变化。高达0.3”的空间分辨率，我们没有发现在3D HD模拟中存在过度热力学波动的迹象。为了明确证实没有空间退化的模拟包含完全真实的热力学波动，需要更好的空间分辨率的观测。
2013-09-28 astro-ph.SR
Effects of density stratification on Rossby waves in deep atmospheres
JILA；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系）；Department of Applied Mathematics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校应用数学系）
研究深大气中罗斯比波的密度分层影响，通过拉格朗日压力波动方程计算径向特征函数，发现太阳内部存在两个波腔，可能在太阳表面观测到辐射区的涡旋特征函数。
2026-04-22 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
Signatures of photospheric convection throughout the solar atmosphere: the EVE Sun-as-a-star mHz continuum
SUPA School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Space Science Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Warwick（华威大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）
利用太阳动力学天文台EVE的观测，构建发射线质心波长的多普勒功率谱，研究太阳大气中对流驱动运动产生的变化，揭示谱特征，未发现柯尔莫哥洛夫湍流证据，检测到高于10mHz的EUV多普勒变化。
2026-09-28 astro-ph.SR
Characterization of magneto-convection in sunspots -- The Gough & Tayler stability criterion in MURaM sunspot simulations
我们分析了太阳黑子的模拟，努力了解的对流不稳定性引起的半影和阴影不同的制度的起源。我们应用Gough \& Tayler（1966）的判据，考虑垂直磁场的稳定效应，研究MURaM太阳黑子模拟中的对流不稳定性。我们发现：（1）在表面正下方的一个高度不稳定的浅层，在整个模拟箱中，对流是由光球中的辐射冷却触发的;（2）一个深的本影核（低于-5毫米）稳定，对翻转对流，其基础是一个区域，该区域具有稳定的背景值，渗透着与本影点耦合的细长不稳定性;（3）半影以下的平行于地表的平行不稳定性和半影耦合的波动不稳定性，这些不稳定性起源于深层。（4）颗粒区、半影区和本影区的对流下降气流分别以2km/s、1 km/s和0.1km/s的速度发展，表明颗粒区的对流比半影区的对流更强，而半影区的对流又比接近定常的本影区的对流更强;（5）GT判据概括了太阳黑子磁层顶和近层顶，突出了磁流体动力学（MHD）太阳黑子模型的次光球层的三重性质;最后，（6）Jurčák判据是GT判据在深层的光球对应物。GT标准作为一种诊断工具，揭示了太阳黑子结构的三方性质，在现实的MHD模拟中，在本影，半影和颗粒中具有不同的磁对流制度。
2022-10-31 astro-ph.SR
New scaling for the alpha effect in slowly rotating turbulence
使用模拟缓慢旋转分层湍流，我们表明，负责产生天体物理磁场的α效应是成比例的对数梯度的动能密度，而不是动量，如以前所认为的。这一结果与本文提出的大雷诺数下的新的解析理论相一致。因此，密度分层的贡献不如湍流速度的贡献重要。α效应和其他湍流输运系数是通过测试场方法确定的。除了强迫湍流，我们还研究了超新星驱动的湍流和恒星对流。在某些情况下（强制湍流的中间旋转速率，对流与中间温度分层，和超新星驱动的湍流），我们发现，密度分层的贡献可能甚至不太重要的分析理论所建议的。
2012-11-20 astro-ph.SR
Thermal Convection in Stars and in Their Atmosphere
热对流是一般恒星中热量传输和混合的主要机制之一，也是我们用天文仪器观测到的发出辐射的光球层中的主要机制之一。本课堂讲稿首先介绍对流在天体物理学中的角色，并解释对流的基本物理。其次是对流模型的概述。随后讨论了基于数值模拟建模的挑战和陷阱。最后，前面介绍的概念的一个特定的应用程序进行了更详细的描述：对流过冲到稳定分层层周围的对流区在恒星的研究。
2020-01-30 astro-ph.SR
Abundances and search for vertical stratification in the atmospheres of four HgMn stars
利用高分辨率、高信噪比的紫外可见光谱资料，我们对4颗HgMn星（HD 71066、HD 175640、HD 178065和HD 221507）进行了详细的光谱分析。利用光谱合成方法，得到了16种元素的22种离子的平均光球化学丰度。我们发现我们的衍生丰度和以前发表的其他作者之间的协议。对于5个元素，目前有足够数量的合适的线，我们试图通过分析作为光学深度的函数导出的丰度的依赖性来检测垂直化学分层。对于大多数元素和大多数恒星，我们没有发现化学分层的证据，其典型的3σ上限为Δ \log N_elem/N_tot~0.1-0.2 dex/单位光学深度。然而，对于锰在大气中的HD 178065，我们发现令人信服的证据分层。使用Mn丰度的两步模型对谱线剖面进行建模，得到局部丰度在光学深度范围log τ_5000=-3.6至-2.8内近似线性变化约0.7 dex。
2010-02-17 astro-ph.SR
Supergranulation and multiscale flows in the solar photosphere: Global observations vs. a theory of anisotropic turbulent convection
太阳为我们提供了湍流热对流的唯一空间分辨良好的天体物理学例子。虽然太阳光球层湍流的各个方面，如颗粒（一兆水平尺度），已经很好地理解，但更大尺度流动的物理起源和动力学组织的问题，如30兆超颗粒和太阳对流区深处的流动，尽管它们对太阳动力学和磁性很重要，但在很大程度上仍然是开放的。在这里，我们提出了一个新的关键的全球观测表征的多尺度光球流，随后制定了各向异性扩展的Bolgiano-Obukhov理论的流体分层湍流，可以解释其独特的动力学特性。我们的综合分析表明，光球流在超颗粒和颗粒之间的水平范围内的尺度有一个典型的垂直相关尺度为2.5至4 Megameter，并在一个强烈的各向异性，自相似，非线性，浮力动力学制度。虽然该理论在现阶段仍然是推测性的，但它有助于与未来的地下层高分辨率声波层析成像和先进的数值模型进行定量比较。这样的验证工作也可能导致新的见解渐近动力学制度中，其他未解决的湍流各向异性天体物理流体系统支持波或不稳定性操作。
2017-03-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Scaling of the asymptotic entropy jump in the superadiabatic layers of stellar atmospheres
恒星结构计算能够精确预测恒星演化过程中的性质。然而，对流仍然是模拟的混合长度理论，因此，光学表面附近的上边界条件不同意与asteroseisic观测。我们希望改进恒星结构计算中确定外边界条件的方法。我们研究现实的3D恒星大气模型，以找到替代属性。我们发现，渐近熵运行的超绝热对流表面层表现出明显的普遍分层时，归一化的熵最小值和跳跃。归一化熵可以非常精确地由5阶多项式表示，并且3阶多项式也产生精确的系数。这种通用的熵分层或太阳分层，当缩放的熵跳跃和最小值，可以用来改善模拟的超绝热表面层的恒星结构计算。此外，这一发现表明，表面对流对所有冷恒星的作用方式都是相同的，但需要进一步研究，以提高我们对恒星大气的理解。
2016-01-08 astro-ph.SR
Thermohaline mixing and the photospheric composition of low-mass giant stars
我们计算完整的红巨星分支恒星的演化序列，包括最先进的组合物运输处方的温盐混合制度的光度凸附近。特别是，我们采用了自洽双扩散对流理论，允许处理的不稳定性时出现的热梯度和成分梯度相互竞争，和最近的经验激励和参数自由的渐近标度律温盐组合物运输。与以前的工作一致，我们发现，在红巨星阶段，热盐不稳定性设置后不久，氢燃烧壳（HBS）遇到的化学不连续性留下的第一个疏浚。我们还发现，热盐不稳定区域，最初出现在外部机翼的HBS，是无法达到外对流信封，其后果是没有混合的元素，产生非正则修改的恒星表面丰度发生。同样与之前的工作一致，我们发现通过人为提高温盐区的混合效率，可以连接两个不稳定区，从而影响光球组成。然而，我们发现，为了重现观测到的红巨星分支恒星的丰度接近光度凸，热盐混合效率必须人为增加约4个数量级，从最近的三维数值模拟预测的热盐对流接近天体物理环境。由此，我们得出结论，红巨星的化学丰度异常不能解释的基础上，单独的温盐混合。
2011-07-05 astro-ph.SR
On magnetic inhibition of photospheric macro-turbulence generated in the iron-bump opacity zone of O-stars
大质量的热OB星在其光球谱线中显示出强烈的宏观加宽（除了旋转）的明显证据。本文探讨了这种“宏观动荡”的发生在缓慢旋转的O型星强，有组织的表面磁场。聚焦于CIV 5811 A线，我们发现了除NGC 1624 -2外所有恒星都存在显著的宏观湍流增宽的证据，NGC 1624 -2也具有（迄今为止）最强的磁场。相反，非常尖锐的CIV线在NGC 1624 -2占主导地位的磁塞曼加宽，从我们估计的偶极场约为20 kG。相比之下，其他恒星的磁场展宽可以忽略不计（由于它们的磁场强度较弱，约为1 kG），它们的CIV轮廓通常非常宽，与在非磁性O星中观察到的相应线相似。通过各向同性的高斯宏观湍流来量化这一点，我们推导出NGC 1624 -2的vmac = 2.2（+-0.9/2.2）km/s，其余磁性样品的vmac = 20-65 km/s。我们使用这些观测结果来测试的假设，该领域可以稳定的气氛和抑制产生的宏观湍流下降到恒星层的磁压力PB和气体压力Pg是可比的。利用一个简单的灰色大气层来估计PB = Pg时的温度T0，我们发现对于所有被研究的磁星T0 > Teff，但是只有NGC 1624 -2的T0达到了与热星中的铁不透明度凸起相关的~160000 K层。这与光球O星宏观湍流的物理机制可能是由次表面对流区激发的恒星重力模式振荡的观点一致，并表明足够强的磁场可以抑制这种铁凸产生的对流和相关的脉动激发。
2013-05-23 astro-ph.SR
Effects of stratification on overshooting and waves atop the convective core of $5M_{\odot}$ main-sequence stars
本文通过二维模拟研究5倍太阳质量恒星在不同演化阶段核心上方的氦分层对对流的影响，发现分层抑制过冲混合并减弱内重力波，使演化后期波动功率显著降低。
2024-07-08 astro-ph.SR
Shell model for stratified convection: implications for the solar convective conundrum
我们将壳模型的概念推广到分层系统，并提出了一个在低马赫数下代表分层、非旋转、非旋转对流的壳模型。激励配置文件的背景分层，支持对流恒星，如太阳，我们研究数值解对应的高度不稳定层以上的轻度不稳定层。我们发现，在低普朗特数，对流振幅随深度在低层减小。这表明，在太阳对流区的深层对流的抑制（对流难题）可以解决，而不必诉诸旋转或磁场。
2022-06-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stability of latitudinal differential rotation in stars
这个问题是解决是否恒星差分旋转辐射区（如太阳速跃层）激发非轴对称的r-模式，可以观察到。为此，研究了纬向差异旋转的水动力稳定性。根据径向层化的特点，估算了产生不稳定所需的旋转剪切量，找到了不稳定所激发的流态，建立了三维非轴对称扰动的本征值方程，并进行了数值求解。包括径向位移和熵扰动。该方程包含严格水平位移的二维近似作为特殊限制。与二维近似相比，三维理论中不稳定性发生的纬向差异旋转的临界值大大降低。这种不稳定性需要亚绝热层结。它不存在于几乎绝热层结的对流区的大部分，但在穿透对流区，它可能在其底部附近打开。增长率和对称类型的模式计算依赖于旋转定律参数。S1模式及其跨赤道环形涡被预测为主导的不稳定模式。涡旋的纵向漂移率逆行的基本旋转，这是接近所观察到的弱r-模式签名在太阳表面。
2009-02-13 astro-ph.SR
Simulations of stellar convection with CO5BOLD
太阳表面的高分辨率图像显示了热的上升和较冷的下沉物质的颗粒状图案-深层太阳对流区的顶部。对流对太阳内部的热结构和在那里起作用的发电机，对光球层的分层（大部分可见光是在光球层发射的），以及对色球层和日冕中壮观过程的能量收支都起着作用。对流恒星大气可以通过数值求解耦合方程的（磁）流体动力学和非本地辐射输运在重力场的存在下。本文中描述的CO 5 BOLD代码是为所谓的“现实”模拟而设计的，该模拟考虑了太阳或恒星表面层条件下的详细微观物理学（物质的状态方程和光学性质）。这些模拟确实配得上“真实”的标签，因为它们很好地再现了各种可观测数据--不同的实现之间只有微小的差异。随着时间的推移，与观测的一致性有所改善，模拟现在已经建立起来，并对一些恒星进行了模拟。尽管如此，当扩展这些模拟以理想地包括整个恒星或亚恒星物体时，仍然遇到了严峻的挑战：强烈的分层导致内部，光球层和日冕中完全不同的条件。模拟必须考虑大范围的空间和时间尺度以及非平衡过程。最后但并非最不重要的是，真实的模拟基于详细的微观物理学，并取决于输入数据的质量。本文概述了物理问题和数值解以及CO 5 BOLD的功能，并举例说明了一些应用。
2011-10-31 astro-ph.SR
The alpha effect in rotating convection with sinusoidal shear
利用三维对流模拟表明，水平剪切的正弦变化导致具有类似正弦变化的运动学α效应。这种效应甚至在弱层结的情况下也存在，并且由于湍流的不均匀性和难以穿透的垂直边界的存在而产生。该系统产生的大尺度磁场也显示出在流向方向上的正弦变化。有人认为，早期的研究忽略了这些现象，部分原因是使用水平平均，也因为测量α使用一个强加的字段结合长时间的平均给出错误的结果。它表明，在这种情况下，实际的水平平均场变得不均匀。由这种非均匀场引起的湍流磁扩散项不再可以忽略，并开始平衡α效应。
2010-06-23 astro-ph.SR
A New Model for Mixing By Double-Diffusive Convection (Semi-Convection). III. Thermal and Compositional Transport Through Non-Layered ODDC
振荡双扩散对流（ODDC）（也称为半对流）是指一种发生在行星和恒星内部区域的双扩散不稳定性，其具有不稳定的热分层和稳定的平均分子量分层。在这一系列的论文中，我们使用了一套广泛的三维（3D）数值模拟来量化热量和化学物质的传输ODDC。Rosenblum等人（2011年）首先表明，ODDC可以自发形成层，这与微观传输相比显著增强了热量和化学物质的传输，或者保持在由大尺度重力波主导的状态，其中湍流传输速率有更适度的增强。该系列的后续研究集中于确定层形成的条件（Mirouh等人，2012），并量化通过分层系统的传输（Wood等人，2013）。在这里，我们继续描述通过对ODDC不稳定性不稳定的系统的传输，但不经历自发层形成。我们测量的热量和成分通量在非层状ODDC从二维和三维数值模拟，并表明，三维模拟是很好地近似类似的模拟在二维域。我们发现，在这个制度的湍流混合率是弱的，可以忽略不计，一级近似。最后，我们总结了论文I至III的研究结果，为ODDC的运输提供了一个单一的处方。
2015-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of facular magnetic fields on cool stars I: Main sequence stars with solar metallicity
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Graz（格拉茨大学）
研究通过三维辐射MHD模拟，探讨了日冕强度磁场对主序星近表面对流的影响，发现磁场降低密度和压力并抑制对流，效果因恒星类型而异。
2026-01-29 astro-ph.SR
3D MHD Modeling of the Impact of Subsurface Stratification on the Solar Dynamo
在全球EULAG-MHD解算器中测试了各种太阳次表层分层模型，以模拟不同的近地表对流传输制度。在模式（$ r > 0.95~R_{\odot}$）的表面改变次和超能力，以抑制或增强对流流速，从而研究近地层对全球动力学的影响。表面对流率增加的一个主要后果似乎是角动量分布的显着改变，特别是在转速跃层以下，旋转频率主要在高纬度地区增加。这些流体动力学的变化对应于目前的螺旋度在这个稳定层（$r<0.72R_{\odot}$）的发展大的转变，显着改变其对生成的极向和环向场在速跃层及以下的影响，作为一个主要的贡献者对发电机周期的过渡。增强的近地表流速表现在蝴蝶图中的环向场（$B_ϕ$）的全局移位-从南北对称模式到交错反对称出现。
2019-11-21 astro-ph.SR
Activity-Cycle Variations of Convection Scales in Subsurface Layers of the Sun
该研究基于SDO/HMI时间-距离日震学观测，揭示太阳次表层超米粒尺度在活动周极大期稳定，而巨胞尺度及其功率随太阳活动增强而增大。
2025-08-17 astro-ph.SR
The Deep Layers of Sunspot Umbrae
我们的经验模型，同样描述了观测到的近红外连续强度和线轮廓方面的暗黑子本影大气层的最深可观测层的模型。我们使用1.67 nm处的本影连续强度和1，6888、1，7449和1，7456 nm处的三条CI线来模拟H-吸收最小值附近的深层。我们发现，一个辐射平衡分层产生的连续和C I线观测之间的最佳妥协。我们确定的有效温度从本影和光球通量的比例缩小的单色光球通量与本影对比度为每个频率。由此得到的单色本影通量和光球通量在整个频率范围内积分，得到总本影通量和光球通量的比值，即3560 K < T_eff < 3780 K。我们假设模型M3的T_eff=3750 K，并将M3拟合到Meyer等人（1974）的理论模型。比较模型的“nabla”梯度与绝热梯度表明，本影对流，如果存在的话，只能发生在相当深的层比光球。
2012-10-16 astro-ph.SR
Coronal ejections from convective spherical shell dynamos
我们提出了一个三维模型的旋转对流结合一个简化的日冕球坐标系。对流区的运动产生了一个大规模的磁场，偶尔会喷射到上面的外层。我们的模型日冕是近似等温的，但它包括由于重力的密度分层。
2011-11-07 astro-ph.SR
Differential rotation in solar-like stars from global simulations
为了探索类太阳恒星中大规模流动的物理学，我们对具有类似太阳内部分层的全球模型进行了旋转对流的3D滞弹性模拟。数值方法是基于一个隐式的大涡模拟的方法，旨在捕捉非解决小尺度的影响。我们得到两个制度的差异旋转，赤道纬向流加速旋转的方向（类太阳）或在相反的方向（反太阳）。类太阳差异自转的模式倾向于产生多个纬向环流圈，而反太阳差异自转的模式只产生一个或两个纬向环流圈。我们的模拟结果表明，旋转和大规模的流动模式严重依赖于浮力和科里奥利力之间的比例。通过包括一个亚绝热层在底部的域，对应于分层的辐射区，我们重现了一层强径向剪切类似于太阳速跃层。同样，在顶部的超绝热性增强的结果，在近地面剪切层主要位于低纬度。该模型揭示了一个纬度熵梯度定位在对流区的底部和稳定区，但不传播整个对流区。因此，斜压性效应仍然很小，旋转等值线沿旋转轴在圆柱体中对齐。我们的研究结果证实了大对流单体沿旋转轴在深对流区的排列，并建议这种“香蕉细胞”模式可以隐藏在超颗粒层。
2013-10-30 astro-ph.SR
Realistic Simulations of Stellar Surface Convection with ANTARES: I. Boundary Conditions and Model Relaxation
我们已经实现了开放的边界条件到ANTARES代码，以增加我们的恒星表面对流模拟的真实性。尽管我们从我们的五阶数值格式（WENO 5）的高精度中受益匪浅，但数值格式所需的更广泛的范围使边界条件的实现变得复杂。我们表明，数值模拟的有效温度不能改变在下边界的校正，因为热分层只改变开尔文-亥姆霍兹时间尺度。除了非常浅的模型，这个时间尺度不能覆盖多维模拟由于巨大的计算需求。我们展示了恒星表面对流的数值模拟对初始条件和边界条件的敏感程度。边界条件的参数选择不当可能会产生严重影响。恒星表面对流的数值模拟只有在初始模型、模拟箱的范围和位置以及边界条件的参数选择适当的情况下才具有（物理）意义和现实意义。
2013-11-30 astro-ph.SR
Modeling the Near-Surface Shear Layer: Diffusion Schemes Studied With CSS
当我们接近太阳对流模拟，试图模拟小规模的颗粒和超颗粒，甚至更大规模的对流内的近地表剪切层（NSSL）的相互作用，边界条件的处理和最小化的次网格尺度扩散过程变得越来越重要。在这里，我们评估的动态变化和能量通量平衡的流动建立在旋转球壳段，捕获大部分的NSSL与弯曲球形段（CSS）代码使用两种不同的扩散计划。CSS代码是一个新的大规模并行建模工具，能够模拟三维可压缩MHD对流与现实的太阳分层旋转球壳段。
2010-12-21 astro-ph.SR
Phase-space averaging for stellar convection II. Maximum-entropy closures for mixed radiative-convective envelopes
Univ Toulouse, CNRS, CNES, IRAP（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、天体物理研究所）
针对恒星表面对流，提出基于最大熵的相空间闭合模型，通过辐射冷却重组熵分布，再现三维模拟的平均熵分层，避免直接校准混合长效率。
2026-10-09 astro-ph.SR
Viscous Dissipation and Dynamics in Simulations of Rotating, Stratified Plane-layer Convection
本文利用 Dedalus 模拟非弹性理想气体的旋转密度分层平面对流，揭示剧烈对流下积分耗散加热与黏度、热扩散率无关，并阐明旋转如何改变耗散空间分布、动能通量及热输运。
2024-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The magnetic field of Betelgeuse: a local dynamo from giant convection cells?
参宿四是一颗M型超巨星，拥有复杂而延伸的大气层，其表面也有斑点和巨大的颗粒。一个可能的磁场可能会导致质量损失和外层大气的加热。我们观察参宿四，直接研究和推断其磁场的性质。我们使用新一代偏振光谱仪NARVAL和最小平方反卷积（LSD）方法来检测参宿四光球吸收线内的圆偏振。我们在参宿四的谱线中明确地探测到一个微弱的斯托克斯V信号，并在一个月内的6个不同时期测量了相关的表面平均纵向磁场B1。探测到的纵向场约为一高斯，并且在我们观测的时间尺度上明显增加。这项工作提出了第一次直接检测的磁场的参宿四。这个磁场可能与巨大的对流单体有关，这些对流单体可以使“局部发电机”成为可能。
2010-05-26 astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 astro-ph.SR
Magnetic Field Stratification in Active-Region Plage from Ca II K and Ca II 8542 Å Spectropolarimetry
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Consejo Superior de Investigaciones Científicas（西班牙高等科学研究委员会）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Grupo de Estudios en Heliofísica de Mendoza, CONICET, Universidad de Mendoza（门多萨日球学研究组，阿根廷国家科学研究委员会，门多萨大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本研究利用Sunrise III气球观测，通过Ca II和Fe I谱线分析太阳活动区谱斑磁场，发现磁场随高度减弱、磁化区域扩大，为磁场分层演化提供定量证据。
2026-07-31 astro-ph.SR
Sub-photospheric fluctuations in magnetized radiative envelopes: contribution from unstable magnetosonic waves
本文研究了在~kG强度的磁场作用下，中、高质量恒星辐射包层中不稳定磁声波的激发。当包含小尺度、次光球密度或速度扰动时，靠近恒星的风聚集和微湍流常常可以被解释。当存在磁场时，压缩波（其波长与气体压力标度高度相当或更短）会被光学厚介质中的辐射通量破坏，这一过程称为辐射驱动的磁声不稳定性（RMI）。不稳定性不需要辐射或磁压力来控制气体压力，并且独立于次表面对流区。在这里，我们评估的条件下，RMI操作网格上的恒星模型，覆盖质量范围$3-40M_\odot$在太阳金属丰度。对于一个均匀的1 kG的磁场，快磁声模式是不稳定的光学深度的几十个，而不稳定的慢模式延伸到深度的铁对流区。定性行为对磁场强度变化具有几倍的稳健性。当结合我们的研究结果与以前的结果的饱和振幅的RMI，我们预测的速度波动范围为~0.1-10公里/秒。这些振幅是辐射与气体压力之比的单调递增函数，或者是零年龄主序质量的单调递增函数。
2018-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar models with mixing length and T(tau) relations calibrated on 3D convection simulations
对流包层恒星模型中超绝热层的热分层计算是恒星天体物理学中一个长期存在的问题，对恒星半径和有效温度等观测性质的预测有重要影响。混合长度理论，几乎普遍用于模拟超绝热对流层，有效地包含一个自由参数进行校准-α（毫升）-其值控制产生的有效温度。在这里，我们提出了第一个自洽的恒星演化模型，通过使用大气温度分层，Rosseland不透明度和校准变量alpha（ml）（取决于有效温度和表面重力）从一个大型的三维辐射流体动力学模拟恒星对流信封和大气太阳恒星组成（Trampedach等人，2013）。从我们的计算（具有相同的辐射流体动力学模拟组成），我们发现，与恒定太阳α（ml）计算的模型相比，具有流体校准变量α（ml）的模型的有效温度仅显示微小的差异，最多约30-50 K。在这两种情况下，对流区的深度基本相同。我们还分析了水文校准的T（tau）关系在确定模型有效温度的演变中所起的作用，当与恒星模型计算中经常使用的替代T（tau）关系相比时。与恒定的太阳值相比，T（tau）的选择可以具有比使用变量alpha（ml）更大的影响。我们发现Vernazza等人（1981）的太阳半经验T（tau）提供的恒星模型有效温度与水校正关系的结果相当一致。
2015-03-16 astro-ph.SR
On the Penetration of Meridional Circulation below the Solar Convection Zone II: Models with Convection Zone, the Taylor-Proudman constraint and Applications to Other Stars
太阳对流区表现出很强的差异旋转，因此极地地区的旋转周期比赤道地区长约25-30%。与这些纬向流相关联的科里奥利力永久地“泵”对流区流体，并保持准稳定的环流，靠近表面。这种纬向环流对下面的辐射带有什么影响，特别是，它是否提供了两个区域之间混合的重要来源？在第一篇论文中，我们通过假设对流区中的固定双曲流型并计算其进入辐射区的穿透深度来研究这个问题。我们发现，所造成的混合量非常敏感地依赖于假设的辐射-对流界面附近的流动结构。我们继续这项研究在这里，包括一个简单的模型的对流区“泵”，并计算在整个太阳产生的对流的自洽方式。我们发现，全球环流的时间尺度取决于两个因素的关键方式：整体分层的辐射区测量的Rossby数乘以平方根的普朗特数，以及，弱分层系统，存在或不存在的应力内的辐射区能够打破泰勒-普劳德曼约束。最后，我们讨论了我们的研究结果的太阳内部的后果，并认为一个潜在的重要机制，在主序星混合迄今被忽视。
2009-06-09 astro-ph.SR
Granulation and Convectional Driving on Stellar Surfaces
本研究通过对比模拟发现，恒星表面对流主要由上方冷却驱动而非下方加热，形成典型光球层米粒组织无需下方对流，这表明无对流包层的恒星也可能存在表面发电机并表现出较强的磁场和日冕活动。
2025-02-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
(Re)solving Mysteries of Convection and Mass Loss of AGB Stars: What New Models and Observations Tell Us About Long-Standing Problems
最近的进展，在高空间分辨率的技术，跨越波长从视觉到无线电制度，导致新的有价值的见解复杂的动力学大气的渐近巨星分支（AGB）的恒星和他们的风形成的地区。引人注目的例子是光球层和尘埃形成层的不对称和不均匀性的图像，这些图像在几个月的时间尺度上变化。这些特征可能与3D星箱模型预测的大尺度对流有关。此外，高分辨率的观测使测量尘埃凝结距离成为可能，它们提供了关于冷巨星附近尘埃颗粒的化学成分和大小的信息。这些都是建立风加速的现实模型和发展AGB恒星质量损失的预测理论的基本约束，这是恒星和星系化学演化模型的关键组成部分。
2016-10-27 astro-ph.SR
Time series of high resolution photospheric spectra in a quiet region of the Sun. II. Analysis of the variation of physical quantities of granular structures
从宁静太阳获得的高分辨率狭缝光谱图的时间序列的反演中，导出了作为对数光学深度和几何高度的函数的光学量和垂直流速的空间和时间分布。温度和垂直速度之间的空间相干性和相移分析描绘了不同尺寸结构的这些物理量的高度变化。提出了一个平均颗粒细胞模型，显示颗粒-颗粒间巷分层的温度，垂直速度，气体压力和密度作为对数光学深度和几何高度的函数。对一种特定的小颗粒细胞和一种特定的大颗粒细胞的研究补充了这些结果。揭示了随着高度的增加温度波动的强烈衰减以及较小细胞的较低效率的渗透。在log τ =-1或z~170 km处，所有颗粒尺度的T-T相干性已经被破坏.在更远的地层，温度对比的反转被揭示出来。垂直速度在整个光球层是同相的，并穿透到所研究的最高层。
2012-05-08 astro-ph.SR
Compressible turbulent convection: The role of temperature-dependent thermal conductivity and dynamic viscosity
本研究通过两组三维直接数值模拟，探讨了温度依赖的热导率和动力粘度对超越非弹性极限的完全可压缩湍流对流动力学的影响，发现材料参数的温度依赖性会引起统计量的系统性定量变化，并显著改变湍流动量与热传递效率。
2024-05-23 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stochastic excitation of acoustic modes in stars
十多年来，人们已经探测到了类似太阳的振荡，并测量了越来越多具有各种特征（例如不同演化阶段、有效温度、重力、金属丰度等）的恒星的频率。这种振荡的激发归因于湍流对流，并发生在对流包络的最上部。自Goldreich & Keely（1977）的开创性工作以来，发展了更复杂的随机激励理论模型，这些模型的不同之处在于湍流对流的建模方式和假设的激励源。我们在这里回顾这些不同的模型及其基本的近似和假设。我们强调如何计算模式的激发率至关重要地依赖于湍流对流的描述方式，但也对分层和上层的恒星的金属丰度。反过来，我们将展示到目前为止收集的地震测量如何使我们能够推断恒星中湍流对流的性质。
2009-12-04 astro-ph.SR
Effects of enhanced stratification on equatorward dynamo wave propagation
我们目前的结果，从模拟旋转磁化湍流对流球楔几何形状代表部分恒星的纬度和经度范围。在这里，我们考虑一组运行的密度分层是不同的，保持雷诺数和科里奥利数在类似的值。在弱层结的情况下，我们找到了准稳定的发电机解决方案，温和的旋转和振荡的活动带更快速的旋转向极迁移。对于更强的分层，增长率往往会变得更小。此外，随着科里奥利数的增加，还发现了一个从准定常发电机到振荡发电机的转变，但现在在赤道附近有一个向赤道迁移的分支。发生这种情况的断点对应于大约是太阳值的3-7倍的旋转速率。磁场的相位关系是这样的，即环向场滞后于径向场大约$π/2$，这可以用围绕赤道的$α$效应的符号变化引起的振荡$α^2$发电机来解释。我们测试的域大小的依赖性，我们的结果为一个快速旋转的运行与赤道迁移通过改变我们的楔形的纵向范围。轴对称平均磁场的能量随着磁畴尺寸的增加而减小，我们发现一个$m=1$模式被激发为一个完整的$2π$方位角范围，让人想起从快速旋转的晚型恒星的观测推导出的场配置。
2013-11-18 astro-ph.SR
Layer formation in double-diffusive convection over resting and moving heated plates
我们提出了一个双扩散对流的数值研究，其特征在于分层不稳定的热对流，而在同一时间的平均分子量（或溶质浓度）的顶部和底部之间的差异抵消这种不稳定性。在这种情况下，对流区可以通过对温度和溶质梯度的联合作用局部不稳定的分层或通过另一个过程，振荡双扩散对流不稳定性形成，该过程由与溶质相比更快的热分子扩散率触发。我们讨论了连续层形成这个问题的情况下，瞬间加热的底部（板），形成第一层的界面，变得暂时不稳定，并触发进一步的，二次层的形成。我们认为这两种情况下的普朗特数典型的水（海洋的情况下）和一个低的普朗特数（巨行星的情况下）。我们讨论了一个库埃特一样的剪切流的影响，特别是对层形成不同的剪切速率。由于振荡双扩散对流不稳定，形成额外的层，如在某些情况下观察到的。我们还测试我们的数值实验所依据的物理模型，通过恢复实验室设置中获得的层形成的实验结果。
2019-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Buoyant Magnetic Loops in a Global Dynamo Simulation of a Young Sun
目前太阳和类太阳恒星的发电机范例将强环形磁结构的产生地点放在太阳内部深处。太阳黑子和类太阳恒星上的星斑被认为是当这些磁结构的部分变得非常不稳定并从内部深处上升到光球层时产生的。在这里，我们提出了第一个3-D全球磁流体动力学（MHD）模拟，湍流对流，分层和旋转相结合，产生一个发电机，自洽地产生浮力磁回路。我们模拟恒星对流和发电机行动在一个球壳太阳分层，但旋转速度比目前的太阳速率的三倍。强环形磁场环是由对流区中的发电机作用实现的。通过转向亚网格尺度湍流的动态Smagorinsky模型，我们在这里实现了在我们的模拟中大大减少扩散。这使得最强的磁场的区域在这些花圈上升到对流区的顶部通过磁浮力不稳定性和对流巨细胞平流的组合。这样一个全球模拟产生浮力环是一个重要的一步，在结合发电机行动和通量出现的数值模型。
2011-08-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar photospheric spectrum microvariability
本文结合HARPS-N观测与三维流体动力学模拟，研究太阳光球吸收线的微变率，揭示其活动周跟随、谱线间差异及对流引起的视向速度抖动特征，为低质量行星探测中的恒星噪声理解提供依据。
2025-09-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
