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
Towards precise asteroseismology of solar-like stars
类太阳振荡的绝热模型不能超过拟合单个频率的一定精度。这被称为模式物理学上的近表面效应问题。我们提出了一个理论研究，解决了非绝热模型中使用随时间变化的对流处理的频率精度的问题。我们发现，可接受的模型解决方案的数量显着减少，可以对模型施加更精确的约束。获得的结果为一个特定的明星（β水螅）导致非常好的协议与全球和当地的地震观测。这表明，当考虑对流和脉动之间的相互作用的更完整的描述时，模型拟合到地震数据的精度大大提高。
2011-12-27 astro-ph.SR
22 Year Solar Magnetic Cycle and its relation to Convection Zone Dynamics
利用地面GONG网和星载MDI仪器{ \it SoHO}和HMI仪器{ \it SDO} 22年的连续观测资料，我们报道了对流带的全球和局部性质及其随时间的变化。
2018-05-14 astro-ph.SR
Nearly-uniform internal rotation of solar-like main-sequence stars revealed by space-based asteroseismology and spectroscopic measurements
结合星震学分析和光谱测量，对22颗质量介于$1.0$和$1.6\,{\rm M}_{\odot}$之间的主序星的内部深处和表面的自转速率进行了限制。每颗恒星的星震数据都是由{ \it Kepler}或CoRoT太空任务采集的。结果表明，大多数恒星的表面自转速率与平均自转速率（不包括对流核）之间的差异很小，表明在恒星的主序星阶段之前和/或期间，存在一个有效的角动量输运过程。如果假设每颗恒星的表面对流区和下面的辐射区都是均匀旋转的，那么在大多数恒星中，这两个区域之间的旋转速率之差不超过2倍，与它们的年龄无关。
2015-07-04 astro-ph.SR
TESS Subgiant and Lower Red Giant Asteroseismology in the Continuous Viewing Zones
本研究利用开源Python包pySYD分析TESS数据，成功测定了82颗亚巨星和低阶红巨星的星震学参数，填补了Kepler观测空白，并计算了恒星质量、半径、重力和年龄，证明了TESS在恒星物理和银河系考古学中的价值。
2025-09-15 astro-ph.SR
On the magnetic field required for driving the observed angular-velocity variations in the solar convection zone
一个假定的随时间变化的无环流磁场配置推断在赤道段的太阳对流区从日震推断的角速度变化，假设占主导地位的动态是角加速度所产生的方位角麦克斯韦应力施加的字段，其表面值是一致的光球视线测量。
2012-10-11 astro-ph.SR
Magnetic confinement of the solar tachocline: II. Coupling to a convection zone
观测到的太阳速跃层薄的原因仍然没有很好的理解。已经提出的解释之一是，原始磁场使辐射区的旋转均匀。我们在这里测试的有效性，通过3D数值MHD模拟，包括辐射区和对流区的这种磁性的情况下。采用滞弹性球谐函数（ASH）程序进行了数值模拟。计算域从$0.07\;R_\odot$扩展到$0.97\;R_\odot$。在我们研究的参数区域中，与旋转轴对齐的偶极化石场不能保持被限制在辐射区中。当场线被允许与对流区底部的湍流非定常对流运动相互作用时，3D效应防止了场约束。与之前的工作一致，我们发现偶极化石场，即使最初深埋在辐射区内部，也会扩散到对流区。根据费拉罗等旋定律，它在辐射带上留下了对流带纬向差异旋转的印记，这是没有观察到的。
2011-07-19 astro-ph.SR
Evidence of solar-cycle related structural changes in the solar convection zone
虽然确定与太阳周期有关的太阳动力学变化相对容易，但确定太阳深层结构的变化已被证明是困难的。通过使用日震数据获得了两个太阳周期，并牺牲分辨率有利于较低的不确定性，我们表明，有显着的变化，在太阳对流区，甚至低于it. Using MDI数据，我们发现一个相对的平方声速差$(2.56\pm 0.71)\times 10^{-5}$在对流区的基础之间的最大太阳周期~23和周期~23和24之间的最小值。使用HMI数据获得的循环~24最大值的声速差平方为$(1.95\pm 0.69)\times 10^{-5}$。GONG的数据支持这些结果。我们还发现，随着太阳变得更加活跃，太阳对流区中的声速与其下方的声速相比会降低。我们发现的证据的变化的径向导数的声速差异之间的太阳极小期和其他时代的对流区的基础上，这意味着可能的对流区的基础的位置的小的变化，但是，结果是太嘈杂，使任何明确的估计的变化。
2021-06-15 astro-ph.SR
Efficient small-scale dynamo in solar convection zone
我们通过一系列高分辨率的磁流体动力学模拟研究了太阳对流区中的小尺度发电机作用，在一个局部笛卡尔区域中，水平范围为1 $R_\odot$（太阳半径），径向范围为0.715到0.96 $R_\odot$。的分辨率和扩散率的解决方案的依赖关系进行了研究。对于小于350 km的网格间距，对流区底部附近的均方根磁场强度达到均分场强度的95%（即，磁能和动能相当）。对于这些解决方案的洛伦兹力反馈对流速度被发现是显着的。对流区底部附近的速度降低到流体动力学速度的50%。尽管对流速度显著降低，但焓通量的减少相对较小，因为磁场还抑制了上、下流区域之间熵的水平混合。这种效应增加了熵扰动的幅度，使对流能量传输更有效。我们讨论了太阳全球对流和发电机模拟这些结果的潜在影响。
2015-02-12 astro-ph.SR
Effects of a subadiabatic layer on convection and dynamos in spherical wedge simulations
我们考虑了对流区底部的亚绝热层对对流本身以及球楔几何中相关的大规模发电机的影响。我们使用基于Kramers不透明度定律的热传导处方，其允许对流区的深度动态地适应物理特性（例如旋转速率和磁场）的变化。我们发现，对流热输送强烈集中向赤道和极地地区的情况下，没有一个实质性的辐射层下的对流区。对流区下方稳定层的存在显著降低了径向焓输运的各向异性。此外，发电机的解决方案是敏感的对流区结构的细微变化。我们发现，在所有的运行在高纬度对流区的较深的部分的动力螺旋度变化的迹象。这个区域在具有较厚的稳定分层层的运行中逐渐向赤道扩展。
2019-01-02 astro-ph.SR
Seismic measurement of the locations of the base of convection zone and helium ionization zone for stars in the {\it Kepler} seismic LEGACY sample
声学故障是恒星内部声速或其导数突然变化的区域。这些在恒星振荡频率中留下了一个小的特征振荡信号。利用{ \it Kepler}地震数据所达到的精度，现在可以提取这些小振幅振荡特征，并推断故障的位置。我们对{ \it Kepler}地震遗留样本中的所有66颗恒星进行毛刺分析，以推导出包络对流区和氦电离区的底部位置。研究发现，样本中所有恒星的氦电离区信号都很稳健，而对流区信号很弱且存在问题，特别是对于振动频率误差较大的相对质量恒星。我们证明了氦毛刺签名可以用来约束氦电离层和氦丰度的属性。
2017-01-31 astro-ph.SR
Meridional Flow in the Solar Convection Zone I: Measurements from GONG Data
太阳对流区的大尺度等离子体流可能在十年时间尺度上的太阳动力学中发挥重要作用。特别是，量化纬向运动是理解太阳活动周期和磁通量传输的关键因素。由于这些特征的信号在太阳深层中可能非常小，并被系统学或噪声所掩盖，因此真正的纬向速度剖面仍然很难确定。我们进行时间距离日震学测量几年的宫多普勒数据。球谐分解技术应用于声学模式的一个子集，以测量旅行时间差，试图获得整个太阳对流区的对流信号。中心到肢体系统考虑在一个直观的，但特设的方式。旅行时间差的表面附近，是一致的向极流在每个半球，并类似于以前的工作进行测量。此外，在对流区底部附近的深层测量表明可能存在向赤道方向的流动，以及对流区中部深度处旅行时间差异的符号变化的部分证据。使用不同的测量技术对一个独立的数据集进行分析，加强了最近的结论，即对流区可能有多个“细胞”的对流。这些结果可能会挑战人们对一条大型传送带在太阳对流区运行的普遍理解。在对这些大尺度流动结构作出确定的结论之前，需要进一步进行日震反演和系统效应的仔细研究。
2014-03-20 astro-ph.SR
Diamagnetic pumping in a rotating convection zone
太阳发电机模型需要对流区底部附近的磁场集中的某种机制，以便产生具有足够大（~10^{24} Mx）磁通量的超千高斯环形场。我们认为对流区底部附近的向下反磁抽运是一种可能的浓缩机制，并推导出考虑旋转效应的抽运速度。在旋转流体中，极向场和环向场的输运速度不同。环向场只沿径向向下传输，但极向场的抽运速度也有一个向赤道的纬向分量。以前的结果的情况下，缓慢和快速旋转的复制和抗磁泵适用于发电机模型的表达式。
2016-04-27 astro-ph.SR
Solar convection zone dynamics
要全面了解太阳磁循环，需要对太阳内部进行详细的模拟，包括大尺度流动的维持和变化（差动旋转和纬向流）、太阳发电机以及连接太阳对流区磁场与光球层及以上磁场的通量出现过程。由于所遇到的时间和长度尺度的巨大范围，整个对流区的单一模型仍然遥不可及。然而，各种方面可以通过3D MHD模型和简化描述的组合方法来建模。我们将简要回顾我们目前的理论理解这些过程的基础上的数值模型的太阳内部。
2010-10-28 astro-ph.SR
Some Properties of the Kinetic Energy Flux and Dissipation in Turbulent Stellar Convection Zones
我们研究模拟热驱动恒星对流区内的湍流。不同的驱动源进行了研究，包括在对流不稳定区域的顶部冷却，发生在表面对流区;和加热在基地核燃烧。研究了焓和动能的输运以及湍流动能耗散的分布。我们强调的重要性，塑造的准定常流动特性的全球约束，并提出了一个分析的湍流对流，这是作为一个边界值问题，可以很容易地纳入标准的恒星演化代码深，有效的对流。将理论分析与模拟结果进行了比较，发现两者吻合得很好。简要讨论了恒星模型中处理准定常湍流的一些常用假设。指出了对流边界的重要性和正确处理方法。
2010-01-23 astro-ph.SR
Stellar hydrodynamics caught in the act: Asteroseismology with CoRoT and Kepler
天文地震研究，特别是基于CoRoT和开普勒空间飞行任务的恒星振荡数据，为研究恒星内部的性质提供了独特的可能性。这构成了研究动力学现象对恒星结构和演化影响的全新方法。重要的例子是对流区的范围和相关的混合以及恒星旋转的直接和间接影响。此外，恒星振荡本身也表现出非常有趣的动力学行为。在这里，我们讨论的例子，从这样的调查中获得的结果，在赫兹-罗素图。
2011-04-27 astro-ph.SR
Tomography of plasma flows in the upper solar convection zone using time--distance inversion combining ridge and phase-speed filtering
本文通过比较时距日震学中常用的两种k-ω滤波方法--脊滤波和相速滤波，检验了太阳对流层上部等离子体流水平分量在超颗粒尺度上时距反演的一致性。结果表明，这两种方法导致类似的流量估计时，使用有限频率灵敏度内核。它进一步表明，反演的性能提高（同时更好地平均内核和较低的噪声水平），当这两种方法结合在一起，在一个反演。使用组合反演，我反演了太阳对流区上部10毫米的水平流动。与超颗粒相关联的流动似乎仅在上部~5 Mm的深度是连贯的，更深处有对流尺度向比超颗粒更大的结构变化的暗示。
2013-07-18 astro-ph.SR
Is the solar convection zone in strict thermal wind balance?
内容：太阳的自转轮廓是圆锥形的，而不是人们从经典旋转流体动力学（例如泰勒-普劳德曼定理）中所期望的圆柱形。热耦合速跃层，斜压效应和纬向输送的热量一直主张解释这种特殊的旋转状态。目的：利用日震反演的角速度以及熵和温度的波动来检验太阳对流区热成风平衡的有效性。研究方法：熵和温度波动从3-D流体动力学数值模拟的太阳对流区得到的太阳轮廓从日震反演进行了比较。结果如下：三维数值模拟中的温度和熵波动在太阳对流区的大部分比地震反演中发现的幅度要小。地震反演发现温度的变化从大约1 K的表面到100 K的对流区的底部，而在3-D模拟中，它们在整个对流区的数量级为10 K，直到0.96 $R_{\odot}$。在3-D模拟中，斜压效应被发现是重要的倾斜的等值线的$Ω$远离圆柱形的轮廓在大多数的对流区的雷诺数和粘性应力的帮助下，在某些位置。与此相反，日震学反演的斜压效应要比观测到的角速度剖面所需的斜压效应大得多。结论：太阳对流似乎并不处于严格的热成风平衡中，雷诺应力不仅对赤道加速度而且对观测到的圆锥形角速度分布都起着主导作用。
2009-10-26 astro-ph.SR
Transitional dynamics of the solar convection zone
利用太阳黑子数随时间变化的聚类分析研究了太阳活动。在历史时期（1850-1932）的集群指数约等于0.37（强集群）的太阳活动周期的高活动组件。在现代时期（最后七个太阳活动周期：1933-2007），星团指数大约等于0.50（随机的，类似白噪声）。比较这些结果与相应的数据从实验室实验对流表明，在历史时期出现的太阳黑子在太阳光球是由湍流光球对流。在现代时期，这种支配被对流区内层的新的更活跃的动力学所打破。太阳风磁场和aa地磁指数的成团性质也支持这一结果。简要讨论了太阳活动中的长程混沌动力学。
2009-04-15 astro-ph.SR
High-resolution calculations of the solar global convection with the reduced speed of sound technique: I. The structure of the convection and the magnetic field without the rotation
我们进行非旋转的高分辨率计算的太阳全球对流，解决对流尺度小于10微米。为了应付低马赫数条件下，在较低的对流区，我们使用的降低声速技术（RSST），这是简单的实现，只需要本地通信的并行计算。此外，RSST允许我们将计算域向上扩展到大约$0.99 R_{\odot}$，因为它也可以处理可压缩流。利用这种方法，我们研究了全球尺度上的太阳对流区，包括小尺度的近地表对流。特别是，我们调查的对流结构上的顶部边界条件的影响，整个对流区，以及对小规模发电机行动。本文的主要结论是：1.近地面层产生的小尺度下降流在一定程度上渗透到更深层，并在$>0.9R_\odot$区域激发小尺度湍流，其中$R_\odot$是太阳半径。2.在较深的对流区（$<0.9R_\odot$）中，对流不受上边界位置的影响。3.使用LES方法，我们可以实现小规模的发电机行动，并保持在整个对流区，其中$B_\mathrm{eq}$是均分磁场的动能约$0.15-0.25 B_\mathrm{eq}$的字段。4.整体发电机效率变化显着的对流区作为一个结果的向下指向的坡印亭通量和深度变化的内在对流尺度。
2014-02-20 astro-ph.SR
Asteroseismology of Cool Stars
测量表面对流激发的振荡是研究冷星结构和演化的有力手段。CoRoT和开普勒探测了从主序星到红巨星分支的数千颗恒星的振荡，包括大量的系外行星宿主恒星，从而引发了一场星震学的革命。在这篇文章中，我将回顾最近的asteroseismic的结果，特别侧重于红巨星的内部旋转和asteroseismology对系外行星的特性的影响。
2014-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mean-field solar dynamo models with strong meridional flow at the bottom of the convection zone
本文研究了一个在对流区底部有一个深滞止点和强回流的纬向环流的运动学轴对称平均场发电机模型。这种环流来自太阳对流区角动量平衡的平均场模型。我们表明，这类纬向环流有可能构建在某些方面类似于太阳黑子磁活动周期的运动发电机模型。发电机模型包括湍流源的大规模极向磁场生产，由于动力学螺旋度和综合效应，由于科里奥利力和大规模的电流。在这些模型中，环向磁场，这是负责太阳黑子的生产，是集中在对流层的底部，并通过纬向流传输到低纬度地区。极向场的纬向分量也集中在对流区的底部，而径向分量则集中在近极区。这些问题可能是由给定的纬向环流型和对流区内磁扩散率的分布引起的。特别是在近赤道地区，环向分量和极向分量之间的相位关系与观测结果不一致。此外，我们表明，磁循环的周期可能并不总是单调减少的纬向流速度的增加。因此，对于进一步的进展，重要的是确定的纬向环流的结构，这是一个关键的属性，从日震观测。
2011-04-07 astro-ph.SR
Asteroseismic Diagnostics for Semi-Convection in B Stars in the Era of K2
半对流是恒星内部化学不均匀辐射的一种缓慢混合过程。在大质量OB星中，它在主序星期间很重要。然而，这种混合机制的效率还没有得到适当的衡量。在这里，我们认为，星震学的$β$ Cep振荡器是能够区分不同的半对流效率的模型。我们解决这一问题，即将到来的高精度空间测光与开普勒两轮任务获得的大质量恒星沿黄道。
2014-07-24 astro-ph.SR
Emergence of Anchored Flux Tubes Through the Convection Zone
我们模拟了太阳对流区浮力磁通量管的演化。假设一个通量管最初位于对流区下方的稳定分层辐射核的顶部附近，但它的一部分被扰动到对流区逐渐加热和对流过冲运动。段的端部（"足点"）保持锚定在对流区的底部，并且如果段足够长，则其可能非常不稳定，在短时间内上升通过对流区。通量管的长度决定了浮力与磁张力的比例：短的通量环在到达对流区的顶部之前就被阻止了，而较长的通量环则通过光球层爆发出来。使用Spruit的对流区模型，我们计算的最小足点分离$L_c$喷发通量管所需的。我们探讨的依赖$L_c$上的扰动磁通管段的初始热状态和其初始磁场强度。热扩散的时间尺度和动态上升时间的不稳定的通量管段的调查后，我们得出结论，最有可能的起源磁通量爆发到表面是从短的长度尺度扰动（$L < L_c$），这是最初稳定的，但随后不稳定的热扩散到管或拉伸的锚点，直到$L$刚刚超过$L_c$。在任何一种情况下，引出管的锚点的间隔应位于处于机械平衡的管的临界距离和处于热平衡的管的临界距离之间。最后，在比较了动态上升时间的分散度与观察到的活动区形成的时间尺度短得多，我们得出结论，活动区的形式从一个单一的通量管段的出现。
2015-05-28 astro-ph.SR
Improving Large-scale Convection Zone-to-Corona Models
我们介绍了两种新的方法，旨在提高现实主义和实用性的大型，活跃的区域尺度的三维MHD模型的太阳大气。我们将这些方法应用到RADMHD，一个代码能够模拟太阳的上层对流区，光球层，色球层，过渡区，和日冕在一个单一的计算量。首先，我们提出了一种方法来近似光学厚的辐射转移的物理，而不必采取计算昂贵的步骤，详细求解辐射转移方程。然后，我们简要地描述了一个基本的同化技术，允许矢量磁图的时间序列被直接纳入MHD系统。
2010-05-04 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
Breaking Taylor-Proudman balance by magnetic field in stellar convection zone
我们对恒星对流区进行了高分辨率的计算。本研究的主要目的是探讨一个小型发电机对差动旋转的影响。太阳差自转偏离了角速度沿自转轴不变的泰勒-普劳德曼状态。为了打破对流区深处的泰勒-普劳德曼状态，人们认为需要一个纬向熵梯度。在本研究中，我们发现小尺度发电机在恒星差旋偏离泰勒-普劳德曼态中有三个作用。1.抑制了角速度的剪切。这导致纬向熵梯度有效地打破泰勒-普劳德曼状态的情况。2.抑制上下流之间的湍流速度，增加了熵的扰动。3.对流速度降低。这增加了旋转对对流的影响。第二和第三个因素增加了纬向熵梯度，打破了泰勒-普劳德曼状态。我们发现，有效的小尺度发电机有显着的影响，恒星的差异旋转。
2018-06-05 astro-ph.SR
Dynamos in Stellar Convection Zones: of Wreaths and Cycles
我们生活在一颗磁星附近，它的活动周期是由地表下的发电机驱动的。在太阳对流区，自转与等离子体运动相结合，形成高度组织化的磁场，这些磁场在太阳表面爆发，并经历相对规则的极性反转周期。尽管我们离太阳很近，但它的发电机的性质仍然难以捉摸，但对其他太阳型恒星的观察表明，表面磁性几乎是一个普遍存在的特征。近年来，对流和发电机作用的数值模拟取得了长足的发展。全球尺度的组织和循环磁性正在由几个小组在截然不同的太阳和恒星模拟中实现。在这里，我将谈谈在数值方面的进展，包括可能占据恒星对流区的花环状发电机。我将讨论新的模拟之间的相互作用，各类平均场模型，以及当前和即将到来的太阳和恒星观测。
2010-11-12 astro-ph.SR
Global-scale Magnetism (and Cycles) in Dynamo Simulations of Stellar Convection Zones
年轻的太阳型恒星旋转迅速，磁场非常活跃。它们表面的磁场可能起源于它们的对流包络，在那里对流和旋转可以驱动强大的发电机作用。在这里，我们探讨了全球规模的恒星对流在快速旋转的太阳使用3-D MHD滞弹性球谐（ASH）代码的模拟。这些发电机中的磁场在全球范围内组织成跨越对流区的花环状结构。我们详细探讨了一种比太阳快五倍的情况。这种发电机模拟，称为案例D5，重复了全球尺度极性的准周期逆转。我们将这种情况D5与我们已经能够探索和讨论的更广泛的模拟家族进行比较，未来的模拟和观测如何促进我们对恒星发电机和磁性的理解。
2010-12-30 astro-ph.SR
The core helium flash revisited III. From Pop I to Pop III stars
在红巨星分支阶段末期，低质量恒星中氦的简并点火导致其氦核中的动态对流。一维（1D）恒星模拟这种内在的多维动态事件可能是不够的。以前的流体动力学模拟表明，单一的对流区在氦核心的富金属的Pop I星增长在闪光的动态时间尺度。这可能会导致氢注入到核心，和双对流区结构已知的一维核心氦闪光模拟低质量的波普III星。我们进行流体动力学模拟的核心氦闪光在两个和三个维度，以更好地约束这些事件的性质。为此，我们研究了氦核内的对流流体动力学的1.25 \Msun金属丰富的波普I星（Z=0.02），和0.85 \Msun金属免费波普III星（Z=0）附近的闪光的峰值。这些模型分别具有单对流区和双对流区。我们使用一维恒星模型的核心氦闪计算与国家的最先进的恒星演化代码作为初始模型，我们的多维流体动力学研究，并模拟这些模型的演变与黎曼求解器为基础的流体动力学代码Herakles集成的欧拉方程耦合的源项对应的重力和核燃烧。涉及单个对流区的Pop I模型的流体动力学模拟涵盖了27小时的恒星演化，而在Pop III模型中，双对流区的第一个流体动力学模拟涵盖了1.8小时的恒星寿命。我们发现混合长度理论的预测与我们的流体动力学模拟之间存在差异。在Pop I模型中对单个对流区的模拟显示，由于湍流卷吸，对流区的尺寸强烈增长。因此，我们预测，对于Pop I模型，氢注入阶段（即氢注入氦核）将在大约23天后开始，这最终将导致从低…
2010-03-18 astro-ph.SR
On the origin of the double cell meridional circulation in the solar convection zone
日震学、数值模拟和太阳差异自转平均场论的最新进展表明，对流区的每个半球可能有两个或两个以上的环流圈。根据平均场论，双胞环流型可以由太阳对流区下部的径向角动量输运的非扩散部分的符号反转（所谓的$Λ$效应）产生。在这里，我们表明，这种现象{可以导致}的径向不均匀性的科里奥利数，这取决于对流周转时间。我们证明，如果考虑到这种影响，那么太阳类差旋转和双胞纬向环流都是由平均场模型再现。该模型是一致的湍流速度的相关性的分布确定从观测跟踪运动的太阳黑子和大规模的磁场，表明这些示踪剂是植根于剪切层下面。
2018-02-05 astro-ph.SR
The existence of the Lambda effect in the solar convection zone indicated by SDO observations
利用太阳动力学观测站（SDO）的数据，对太阳巨电池在北（南）半球的正（负）水平雷诺应力的经验发现（Hathaway et al. 2013）进行了讨论，讨论了其对太阳/恒星差异旋转理论的影响。在忽略纬向环流的情况下，求解非线性雷诺方程的角速度，我们发现北半球的水平雷诺应力在太阳对流区的表面总是负的，而在太阳对流区的大部分，由于Lambda效应的作用，水平雷诺应力是正的。描述刚性旋转各向异性湍流的角动量输运并避免对流区的刚体旋转的Lambda效应在旋转速率$Ω$的三次方的水平方向上，并且总是指向赤道。没有Lambda效应的理论也可能仅通过纬向环流的作用提供观测到的太阳自转规律，这导致了与观测到的符号相反的水平雷诺应力。
2014-08-17 astro-ph.SR
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
Supergranules as Probes of Solar Convection Zone Dynamics
超颗粒是在太阳表面看到的对流细胞，是一种水平流动的空间填充模式。虽然典型的超颗粒的直径约为35微米，他们表现出广泛的尺寸从~10微米到~100微米。在这里，我们表明，不同尺寸的超颗粒可以用来探测太阳的外对流区的旋转速率。我们发现，赤道旋转速率作为深度的函数，全球日震学测量匹配的赤道旋转作为波长的函数的超颗粒。这表明，超颗粒平流的深度等于其波长的流动，因此可以用来探测这些深度的流动。超颗粒旋转剖面表明，表面剪切层，通过它的旋转速率增加向内，延伸到深度~50毫米，纬度至少为70度。典型的超颗粒在高纬度地区被很好地观察到，并且具有一系列的尺寸，这些尺寸延伸到比通常可用于测量局部日震学的地下流动的深度更大的深度。这些特征表明，探测太阳对流区动力学与超颗粒可以补充日震学的结果。
2012-03-12 astro-ph.SR
Global-scale wreath-building dynamos in stellar convection zones
当像我们的太阳这样的恒星年轻时，它们旋转迅速，磁性非常活跃。本文用三维磁流体滞弹性球谐程序研究了快速旋转太阳中的发电机作用。这些发电机中的磁场在全球范围内组织成跨越对流区的花环状结构。构建花环的发电机可以经历准循环极性反转，这种行为在我们已经能够探索的参数空间中很常见。这些发电机似乎并不需要战术线来实现其空间或时间组织。在所有的旋转速率下，都存在一定程度上的绕圈发电机，但在更快速旋转的模拟中最为明显。
2010-11-01 astro-ph.SR
Radiative Cooling in MHD Models of the Quiet Sun Convection Zone and Corona
我们提出了一系列的数值模拟安静的太阳等离子体线程的磁场，从上层对流区延伸到低日冕。我们讨论了一个有效的，简化的近似物理的光学厚辐射传输通过表面层，并调查对流湍流的影响，在最初的单极（开放领域）地区的太阳大气层的磁结构。我们发现，净坡印亭通量低于表面是平均指向内部，而在光球层和色球层的电磁能的净流量是向外进入日冕。由快速辐射冷却驱动的这些层之间的翻转对流运动似乎是电磁能反向通量的能量来源。
2011-06-10 astro-ph.SR
Meridional circulation in the solar convection zone: time-distance helioseismic inferences from four years of HMI/SDO observations
我们提出和讨论的结果，从时间距离日震测量的日冕环流在太阳对流区使用4年的多普勒速度观测的日震和磁成像仪（HMI）板载太阳动力学天文台（SDO）。使用一个内置的质量守恒约束的流函数，我们反演日震旅行时间来推断太阳对流区的纬向环流。我们发现关闭纬向环流的回流可能在$0.77 R_{\odot}$深度以下。我们讨论了这一结果的意义，最近发表的其他日震推论和可能的原因，结果的差异。我们的研究结果清楚地表明，在目前的信噪比限制和我们对数据中的系统学的有限理解的情况下，在太阳内部深处的物质流测量中存在的陷阱。我们还讨论了我们的结果的影响，太阳内部的动态和流行的太阳发电机模型。
2015-10-07 astro-ph.SR
On effects of surface bipolar magnetic regions on the convection zone dynamo
本文研究了表面双极磁区对对流区中大尺度发电机的影响。该研究采用非线性三维平均场发电机模型。我们通过非轴对称的磁浮力效应，它作用于对流区上半部分的大尺度环形磁场，模拟了BMR在表面上的出现。这种机制产生的非轴对称磁场是浅的。在表面上，BMR对磁场产生的影响占主导地位。{然而，由于BMR分布较浅，与对流区发电机相比，它对全球发电机的影响较小。我们发现作用于BMR非轴对称磁场的平均场$α$效应比BMR的倾斜效应对发电机过程的贡献更大。即便如此，BMR倾斜度的波动导致了全球发电机的平价制动。在表面的非轴对称磁场，这是由于BMR的活动产生的，在磁活动周期的最大值期间，低$\ell$模式的双螺旋谱的趋势与正号。
2022-05-20 astro-ph.SR
Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences
我们研究了大质量恒星外层的对流区，这些对流区是由与铁和氦电离有关的不透明度峰引起的。我们确定这些对流区的恒星参数的函数的发生和属性。然后，我们面对我们的结果与OB星的观测。用恒星演化程序计算了不同金属丰度的大质量恒星模型网格。在这些模型中，混合长度理论被用来描述包络对流区。我们发现，铁对流区（FeCZ）是更突出的低表面重力，高光度和高初始金属丰度。对于银河系、大麦哲伦星云和南麦哲伦星云，当光度分别低于$10^{3.2}\Lsun$、$10^{3.9}\Lsun$和$10^{4.2}$ \Lsun $时，它是不存在的。我们映射的强度的FeCZ的赫兹-罗素图的三种金属丰度，并比较这与发生在O型星的观测现象：微湍流，非径向脉动，风聚集，和线轮廓的变化。所有这三个趋势的确认FeCZ作为恒星参数的函数，由经验的微湍流速度认为，在O型和B型恒星的光球亚光球对流运动和小规模的随机速度之间的物理连接。我们进一步认为，在OB星的风的内部的聚集可能是由相同的机制，并在FeCZ产生的磁场可以出现在OB星的表面诊断的紫外线吸收线的离散吸收分量。
2009-03-11 astro-ph.SR
Helicity-vorticity turbulent pumping of magnetic fields in solar convection zone
本文研究了太阳对流区螺旋对流运动和差异旋转相互作用引起的大尺度磁场湍流漂移效应。漂移的主要方向对应于大尺度涡度矢量的方向。因此，这种效应在对流区产生大尺度磁场的纬向传输，只要角速度具有强径向梯度。漂移的方向取决于螺旋度的符号，它由帕克-吉村规则定义。在平均场磁流体力学的框架内，使用最小τ-近似的解析计算。我们估计的漂移速度的大小，并发现它可以是几米/秒的太阳对流区的底部附近。这种效果的太阳能发电机的影响的基础上说明的轴对称平均场发电机模型与地下剪切层。我们发现螺旋度-涡度泵效应可以对太阳黑子时间-纬度图的特征产生影响，在周期的上升阶段产生太阳黑子活动最大值的快速漂移，在周期的衰减阶段产生缓慢漂移。
2012-05-27 astro-ph.SR
Effects of the radiative interior on solar inertial modes
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学天体物理与地球物理研究所）
研究太阳惯性模与辐射内部的耦合效应，发现辐射区轻微改变频率和表面特征，但高频率模在对流区下穿透并影响增长速率和形态。
2026-04-12 astro-ph.SR
On laminar convection in solar type stars
提出了一个新的太阳型恒星大尺度多层对流模型。这个模型使我们能够理解在太阳表面观察到的自相似结构，如颗粒，超颗粒和巨细胞。我们研究了无磁场、具有球对称对流带的慢自转氢星。光子流从恒星的中心热核区到达对流区。这些光子与含$T>10^5K$的完全电离氢等离子体的相互作用是通过光子通量在质子和电子上的汤姆逊散射来进行的。在这些条件下，等离子体相对于汤姆逊散射是光学厚的。这一事实是多层对流形成的基本事实。我们找到了对流区结构的定态解。这个解描述了负责恒星表面结构形成的对流层。
2010-12-16 astro-ph.SR
A plasmoid-model for mass loss from stars on the upper red giant branch: The mass loss rate is controlled by the number of density scale heights in the convection zone
本研究基于等离子体团模型，发现上红巨星支恒星在拐点后的质量损失率与对流区密度标高数呈强反相关，提出该参数是控制质量损失过程速率的主导因素。
2025-08-07 astro-ph.SR
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
Synergies between Asteroseismology and Three-dimensional Simulations of Stellar Turbulence
对流引起的化学元素的湍流混合对恒星的演化有着根本性的影响。目前的标准算法，混合长度理论（MLT），本质上是局部的，必须补充的扩展与可调参数。作为减少这种任意性的一步，我们将两颗开普勒缓慢脉动B星（SPB; $M\sim 3.25 M_\odot$）的星震推断的内部结构与321 D湍流理论的预测进行了比较，这些预测基于分辨率良好的真正湍流三维模拟（Arnett，et al. 2015，Christini，et al. 2016），其中包括MLT中没有的边界物理。我们发现有前途的协议之间的陡峭度和形状的理论预测的组合物分布外的对流区域在3D模拟和asteroseisically约束的组合物配置文件中的最佳1D模型的两个SPBs。讨论了边界层的结构和运动以及波的产生。
2017-01-26 astro-ph.SR
Constraining mixing processes in stellar cores using asteroseismology. Impact of semiconvection in low-mass stars
低质量恒星的整体演化很大程度上受到恒星内部过程的影响。特别是，对流不稳定区和过冲区的混合过程会影响观测值和主序列寿命。我们研究了低质量恒星对流核心中不同对流边界定义和混合处方的影响，利用星震学方法来判别中心混合区的存在、大小和演化阶段。我们实现了勒杜标准对流在我们的恒星演化代码，连同随时间变化的扩散方法混合的元素时，对流区存在。我们比较了质量范围为1 M* 至2 M* 的模型，这些模型是用两种不同的对流边界定义标准计算的，并且包括对流区域正式限制以内和以外的不同混合处方。通过计算大量模型的绝热振荡频率，我们根据Roxburgh & Vorontsov（2003）定义的小间距与大间距r01和r10的比值，仅使用l=0和l=1模式进行了星震诊断。这些变量几乎是线性的，在预期的可观察到的频率范围内，我们表明，它们的斜率同时取决于中央的氢含量，对流核心的程度，和在核心边界处的声速不连续的振幅。通过考虑约25种模式和准确度的频率测定预期从CoRoT和开普勒任务，我们提出的技术使我们能够检测到对流核心的存在，并区分不同大小的均匀混合的中心区域，而不需要一个强大的先验恒星质量。
2011-02-03 astro-ph.SR
Dynamics of Turbulent Convection and Convective Overshoot in a Moderate Mass Star
观测恒星天体物理学的持续进展需要深入了解基本的对流动力学。我们呈现了中等质量恒星（1.47兆太阳）外层的真实3D辐射流体动力学模拟结果，包括完整的对流区、过冲区域和辐射区的顶层。模拟结果表明，表面造粒具有广泛的规模，从2到12微米，大颗粒组织在定义明确的集群，由几个颗粒。3D模拟的平均结构剖面与相应的1D标准恒星模型的比较表明，恒星半径增加了约800 km，以及电离区的热力学结构和湍流性质的显着变化。颗粒群之间的颗粒间通道中的对流下降气流达到20 km/s以上的速度，穿透整个对流区，撞击辐射区，并形成8 Mm厚的过冲层。相反，半经验的超调模型，我们的研究结果表明，三维动态超调区域由两层组成：近绝热扩展的对流区和更深层的增强亚绝热分层。这一层的形成是由于加热所造成的制动过冲对流羽流。在恒星建模和解释星震学数据时必须考虑到这种效应。特别是，我们证明了3D模型可以定性地解释偏离标准太阳模型日震学发现。
2015-12-22 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
Impact of subsurface convective flows on the formation of sunspot magnetic field and energy build-up
强烈的太阳耀斑发生在$δ$ --以单个半影中相反极性的磁通量为特征的斑点。对流湍流会强烈影响通过从对流区到光球层的通量出射形成太阳黑子。对流对$δ$ -斑的形成有多重要还没有被证明。本研究的目的是揭示对流区对流对太阳黑子磁场形成和演化的影响。利用辐射磁流体动力学程序R2D2模拟了对流区磁通量管的出现和输运过程。我们进行了93个模拟，通过分配扭曲的通量管在对流区的不同位置。结果，$δ$型和$β$型磁场分布仅由通量管周围对流的差异再现。$δ$ -斑是由光球上正负磁通量碰撞而形成的。$δ$斑点的单极和双极旋转是由磁扭曲和扭动驱动的，将磁螺旋度从对流区传输到日冕。我们探测到光球层中的非势磁场分布与对流区中下降羽流的位置之间有很强的相关性。在通量出现前h，可检测到$20$ - $30$的相关性。结果表明，通过探测对流区的下降流剖面，可以在光球层出现磁通量之前预测光球层的高自由能区。
2022-09-13 astro-ph.SR
A new stellar mixing process operating below shell convection zones following off-center ignition
在恒星演化的大多数阶段中，轻元素向重元素的核燃烧导致了一个径向成分剖面，该剖面在浮力加速度下保持稳定，轻物质位于重物质之上。然而，在某些情况下，如偏心点火，由核燃烧产生的组成分布可能是不稳定的，其特征在于平均分子量向外增加。在这种情况下，不稳定性的可能性，以及它们可能对恒星结构演化产生的后果，在很大程度上仍未被探索。本文研究了根据线性史瓦西和勒杜准则初始稳定的区域中与不稳定成分梯度相关的不稳定性的发展和演变。特别是，我们探讨了混合发生在各种条件下的多维流体动力学对流模型的基础上恒星的演化计算的核心氦闪光在1.25 \Msun星，核心碳闪光在9.3\，\Msun星，和氧壳燃烧的质量为23\，\Msun星。我们的模拟结果揭示了一个混合过程与区域具有向外增加的平均分子量，位于对流区以下。混合不是由于对流区的过冲，也不是直接由于温盐混合，其在比模拟流量大几个数量级的时间尺度上操作。相反，混合似乎是由于存在的波场引起的稳定层下面的对流区，这提高了混合速率的许多数量级，并允许温盐型混合过程中操作的动态，而不是热，时间尺度。我们讨论了我们的结果在相关的实验室现象和相关的理论发展。
2011-08-22 astro-ph.SR
Latitudinal Propagation of Thermal Rossby Waves in Stellar Convection Zones
本文通过赤道f平面解析模型推导了恒星对流区中热罗斯贝波的本征频率，揭示了顺行波在临界频率以上径向束缚、以下可被熵梯度束缚的机制，并探讨其对太阳惯性振荡观测和数值模拟的启示。
2023-09-22 astro-ph.SR
Numerical study of non-toroidal inertial modes with l=m+1 radial vorticity in the Sun's convection zone
本研究利用太阳对流区线性模型，发现赤道反对称径向涡度惯性模式本质为非环状，其频率对超绝热性敏感，约束对流区主体为弱亚绝热，且比先前结果更严格。
2023-11-17 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
Probing the Shallow Convection Zone: Rising Motion of Subsurface Magnetic Fields in the Solar Active Region
在这封信中，我们提出了一个地震探测的磁通量在太阳的浅对流区的上升运动，并显示出新兴的速度和减速性质的估计。为了评估地下通量的速度，创建一个活跃的区域，我们应用六个傅立叶滤波器的多普勒数据NOAA AR 10488，SOHO/MDI观察，检测减少的声功率在六个不同的深度从-15到-2 Mm。所有过滤的声功率显示减少，直到2小时前的磁通量第一次出现在可见的表面。这些削减的开始时间呈上升趋势，但逐渐减速。在15--10 μ m的深度范围内，得到的速度最初为几km·s^-1，然后在10-5 μ m处约为1.5 km·s ^-1，最后在5-2 μ m处约为0.5 km·s^-1。如果我们假设功率降低实际上是由磁场引起的，那么1 km·s^-1量级的速度与以前的观测和数值研究结果完全一致。此外，逐渐减速强有力地支持了理论模型，即出现的通量在最高对流区减速，然后扩展到大气中，建立一个活跃的区域。
2013-05-14 astro-ph.SR
