Inertial Waves in a Nonlinear Simulation of the Sun's Convection Zone and Radiative Interior
本研究通过三维球几何数值模拟，揭示了太阳对流区与辐射内部中多种惯性波（如罗斯贝波、HFR模）的存在及其波腔分布，提出两类罗斯贝波族及混合模关系，为太阳内部地震探测提供新视角。
2023-12-21 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Radiative heating achieves the ultimate regime of thermal convection
光或辐射的吸收驱动恒星、超新星、冰冻湖泊和地幔内部的湍流对流。在这些背景下，实验室和数值研究的目标是确定内部温度梯度和由湍流输送的热通量之间的关系。这是湍流对流的本构律，将输入到这种自然流动的大尺度模型中。然而，与自然流动的辐射加热相反，实验室实验集中在由加热和冷却板驱动的对流上：热传输受到板附近的边界层的严格限制，这阻止了地球物理和天体物理流动演化模型中使用的混合长度标度律的实现。因此，在实验室实验中测得的标度律与例如，在恒星演化模型中。在这里，我们提供的实验和数值证据表明，辐射驱动的对流自发实现混合长度缩放制度，也被称为“最终”制度的热对流。这构成了对这种湍流对流状态的第一次清晰观察。因此，我们的研究弥合了自然流动模型和实验室实验之间的差距。它开辟了一个实验途径的先验确定的本构关系，以实施到模型的地球物理和天体物理流量，而不是经验适合这些本构关系的稀缺的观测数据。
2021-01-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: II. simulations of convection on Betelgeuse match interferometric observations
上下文红超巨星参宿四是一颗不规则变星。对流可能在理解这种变化方面发挥重要作用。干涉观测可以用复杂的恒星对流模拟来解释。目标。我们比较的可见度曲线和闭合相位从我们的三维模拟的RSG对流CO5BOLD的参宿四的各种干涉观测从光学H波段，以表征和测量对流模式在这颗星。方法.我们使用3D辐射流体动力学（RHD）模拟计算强度图在不同的过滤器，因此，我们推导出干涉观测使用后处理辐射转移代码OPTIM3D。合成的能见度曲线和关闭阶段进行了比较，观察。结果我们提供了一个强大的检测在光学和H波段上的参宿四表面上的颗粒图案的基础上观察到的可见性点和关闭阶段的优秀拟合。此外，我们确定，参宿四表面在H波段覆盖的小到中等规模（5 - 15质量）对流相关的表面结构和一个大的（30质量）对流细胞。在这个光谱区域，H2O分子是主要的吸收体，并对小结构和可见度曲线的第一个零点（即视恒星半径）的位置有贡献。
2010-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Convectively Driven Three Dimensional Turbulence in Massive Star Envelopes: I. A 1D Implementation of Diffusive Radiative Transport
大质量（$M >30\,$ M $_{\odot}$）恒星的光度接近电子散射的爱丁顿极限，导致与铁在$T\approx180,000\,$ K时相关的不透明度增加，从而在其外层包层中触发超音速对流。蒋和合作者使用Athena++计算工具进行的三维辐射流体动力学模拟发现，即使在光学深度$\gg100$，这些对流区域也存在数量级密度和辐射通量波动。我们在这里表明，辐射可以扩散出一个包裹在这些光学厚部分的恒星对流的时间尺度，激励我们使用的“伪”马赫数来表征波动幅度和它们的相关性。在这第一篇论文中，我们得出的影响，这些波动的辐射压力梯度需要进行一个给定的辐射光度。这种实现方式导致了1D和3D辐射压力梯度之间的显着改善，并建立了我们的路径，最终实现这些本质上的3D信封的1D信心。然而，简单地降低辐射压力梯度不足以实现新的1D模型。相反，我们还必须考虑湍流对流的其他两个方面的影响：巨大的压力，以及传输可观的光度的能力，这将在即将到来的工作中解决。在恒星光度接近爱丁顿光度的其他情况下，也会出现这种湍流对流。因此，我们的努力应该适用于其他天体物理的情况下，不透明度峰值出现在附近的爱丁顿有限，辐射压力占主导地位的等离子体。
2020-09-02 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
Thermohaline instabilities inside stars: a synthetic study including external turbulence and radiative levitation
通过求解Boussinesq方程，在线性近似下，得到了一个新的恒星热盐混合系数的表达式，其中包括辐射悬浮和外部湍流的影响。众所周知，单个元素的辐射悬浮可以导致它们在特定的恒星层中积累。在某些情况下，它可以对恒星结构产生重要影响。在这里，我们证实，这种积累是温和的温盐对流由于所得的逆$μ$ -梯度。我们推导出的新系数表明，辐射加速度对热盐不稳定性本身的影响很小。然而，在所有计算中必须检查这种影响。我们还证实，大的水平湍流的存在可以减少甚至抑制温盐对流。这些结果是重要的，因为它们涉及到恒星中重元素积累的所有情况。辐射扩散的计算必须重新考虑，包括温盐对流及其后果。这可能是观察到的丰度总是小于纯原子扩散预测的基本原因之一。在任何情况下，这些过程都必须与旋转诱导的混合竞争，但由于它们的相互作用，这种竞争比以前认为的更复杂。
2012-05-07 astro-ph.SR
Properties of Turbulent Convection and Large-Scale Flows in a Rotating F-type Star Revealed by 3D Realistic Radiative Hydrodynamic Simulations
该研究通过3D辐射流体动力学模拟，探究旋转和科里奥利力对具浅对流区F型主序星的影响，揭示其对流与大尺度流动特性，为理解恒星演化与活动提供支撑。
2025-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
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
A Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamics Simulation of Active Region Scale Flux Emergence from the Convection Zone to the Corona
我们提出了一个全面的辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和大的太阳活动区。197 Mm宽的模拟域从光球层下的18（10）Mm到日冕中的113 Mm。辐射转移假设当地的热平衡，光学薄的辐射损失，和各向异性的传导运输提供了必要的现实合成可观的光球和日冕的遥感观测比较。该模型自洽地再现了安静的太阳，新兴的和发达的活动区，太阳耀斑的M级的观察到的功能。在这里，我们报告的第一个结果的概述。表面磁对流产生向上的坡印廷通量，该通量在日冕中消散并将等离子体加热到超过100万K。静止的日冕也提出了无处不在的传播波，射流，和亮点的大小下降到2微米。磁通量束出现到光球，并产生强大的和复杂的活动区域超过$10^{23}$ Mx磁通量。日冕自由磁能约占总磁能的18%，积累到约$10^{33}$ erg。日冕磁场显然是非力自由的，因为洛伦兹力需要平衡压力和粘性应力以及驱动磁场演化。从$\log_{10}T{=}4.5$到$\log_{10}T{>}7$的发射测量提供了活动区日冕的全面视图，例如不同长度和温度的日冕环，蒸发和冷凝的物质循环，以及从喷流到大规模物质喷射的喷发。
2022-09-05 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: I. interpretation of interferometric observations
上下文有人认为红超巨星（RSG）中的对流会产生大尺度的颗粒，导致可观察到的表面不均匀性。这种对流也非常强烈，被怀疑是RSG质量损失的原因之一。因此，必须详细地理解它。虽然有证据表明RSG光球中存在不对称性，但对颗粒化的详细研究还很缺乏。干涉观测为解决这个问题提供了一个令人兴奋的可能性，但它们仍然经常使用平滑对称的边缘变暗强度分布或非常简单的斑点特设模型来解释。目标。我们探索的颗粒化的影响，能见度曲线和关闭阶段使用辐射转移代码OPTIM3D。我们同时评估如何在RSG与CO5BOLD对流的三维模拟可以测试对这些观测。方法.我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟对流计算强度图在不同的波长和时间，从中我们得到干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们随时间、位置角和波长的行为，并将它们与RSG alpha Ori结果的观测结果进行了比较。我们提供了平均边缘暗化系数的RSG。我们详细介绍了RSG颗粒（对比度，大小）的检测和表征的前景。我们证明，我们的RHD模拟提供了一个很好的适合现有的干涉观测的阿尔法奥利，相反，肢体变暗的磁盘。这证实了参宿四表面存在大型对流单体。
2009-07-10 astro-ph.SR
Revisiting turbulent properties of solar convection with 3D radiative hydrodynamic modeling
本文利用45度纬度的三维辐射流体动力学模型研究太阳对流区湍流特性，发现子午流、薄层和较差自转的自发形成，并揭示了湍流特征尺度随深度的复杂变化及对流模式的定性转变。
2025-02-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Confinement of the Solar Tachocline by Dynamo Action in the Radiative Interior
太阳物理学中一个主要的突出问题是对太阳速跃层的限制，这是一个薄的剪切层，它将辐射内部的近固体旋转与对流区的强烈差异旋转分开。在这里，我们提出了第一个3-D的，全球性的太阳模拟中，一个速跃层是由自激发电机限制。非轴对称的磁性最初建立在对流区，然后扩散印记向下。此外，该领域是本地放大整个辐射内部的强烈水平运动所产生的赤道Rossby波和可能的剪切不稳定性。因此，我们的工作挑战了长期以来的观念，即太阳的发电机磁场只被放大到速跃层的深度，并储存在一个静止的辐射内部。
2022-09-27 astro-ph.SR
Simulating the outer layers of rapidly rotating stars
本文介绍了一组辐射流体动力学（RHD）模拟的结果在一个快速旋转的恒星近表面区域的对流。模拟使用与恒星模型一致的微观物理学，并包括现实对流和辐射转移的影响。我们发现，旋转的整体效果是减少湍流的强度。旋转和辐射冷却的组合创建了一个纬向速度分布，其中表面附近的流体包裹的运动是独立的旋转。它们的运动是由辐射冷却产生的强烈的上下流动控制的。另一方面，深层中的流体包裹体受旋转控制。
2020-05-25 astro-ph.SR
Global solar compressible convection simulations on non-Cartesian mappings
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学、物质与相互作用实验室）；IRFU（原子能与替代能源研究所）
该研究将笛卡尔AMR框架Dyablo扩展至非笛卡尔映射，构建DWS代码，实现全球太阳对流模拟，成功捕获湍流对流、声波与内部重力波。
2026-10-06 astro-ph.SR
Signatures of convection in the atmospheres of cool evolved stars
本研究聚焦冷演化恒星大气中的全球尺度对流现象，介绍CO5BOLD、Athena++两款先进数值模拟代码，阐明其在对流动力学研究及II-P型超新星激波 breakout 辐射建模中的关键作用。
2024-01-31 astro-ph.SR
Entropy in adiabatic regions of convection simulations
恒星模型中最大的不确定性来源之一是由恒星包层中对流的处理引起的。一维恒星模型通常采用混合长度或等效近似来描述对流，这一切都依赖于各种自由参数。有人试图通过使用恒星对流的3D辐射流体动力学模拟来纠正这一点，并试图从模拟中提取等效的混合长度。在本文中，我们表明，熵的更深，绝热层在这些模拟中可以表示为一个简单的功能的og g和日志T_{eff}，它具有潜在的校准恒星模型在一个简单的和更一般的方式。
2016-04-25 astro-ph.SR
Three-dimensional surface convection simulations of metal-poor stars -- The effect of scattering on the photospheric temperature stratification
贫金属晚型恒星的三维辐射流体动力学模型大气层的特点是上层光球层温度比一维低。3D模型的这一特性可以显著影响从温度敏感谱线导出的元素丰度。我们调查是否可以归因于在辐射转移散射的近似处理的金属贫3D模型预测的冷表面温度。我们使用的彩虹代码测试三种不同的方法来处理散射的3D模型大气中的贫金属恒星。首先，我们自洽地求解含有相干散射项的源函数的辐射转移方程。其次，我们解决了辐射转移方程的普朗克源函数，忽略连续散射消光的光学薄层的贡献，这一直是默认模式，在我们以前的模型。第三，我们将散射视为处处的纯吸收，这是CO 5 BOLD模型中的标准情况。我们发现，第二种方法产生的温度结构与冷上层光球层非常相似的正确的相干散射解决方案。相比之下，将散射视为纯吸收会导致明显更热和更浅的温度分层。我们公布的模型和CO 5 BOLD代码生成的模型之间的温度结构的主要差异可以追溯到散射的不同处理。忽略光学薄层中连续散射对消光的贡献，为贫金属恒星的完整辐射转移解提供了一个很好的近似。我们的研究结果表明，我们以前的模型预测的金属贫晚型恒星大气的冷温度分层是不是一个工件的近似处理的散射。
2011-01-17 astro-ph.SR
A closer look at the transition between fully convective and partly radiative low mass stars
最近，Jao等人（2018）通过分析Gaia数据Release 2发现了中M矮星主序列中的一个缺口。他们认为这一特征与M矮星中完全对流的开始有关。在宣布这一发现后，MacDonald & Gizis（2018）提出了基于标准恒星演化模型的解释。在本文中，我们重新审视了MacDonald & Gizis（2018）提出的解释。我们确认$^3$ He的核燃烧和混合过程为所观察到的特征提供了最好的解释。我们还发现，从对流到辐射的能量传输的变化不会引起可见的结构变化。然而，关于这个过程的细节，我们不同意MacDonald & Gizis（2018）的观点，并提出了不同的解释。
2018-09-19 astro-ph.SR
Internal Gravity Wave Excitation by Turbulent Convection
计算了恒星中湍流对流产生的内部重力波的通量。我们解决IGW的本征函数解析附近的辐射对流界面在一个本地，Boussinesq，carnesq域。我们考虑了辐射和对流区域之间的不连续和平滑过渡，并推导出格林函数来求解辐射区域中的IGW。我们发现，如果辐射对流过渡是光滑的，IGW通量依赖于界面附近的浮力频率的确切形式。IGW激发对于非常光滑的界面是最有效的，这给出了IGW通量的上限~ F_conv（d/H），其中F_conv是由对流运动携带的通量，d是过渡区的宽度，并且H是压力标度高度。这可能比文献中不连续辐射-对流转捩的标准结果大得多，后者给出波通量~ F_conv M$，其中M是对流马赫数。然而，在平滑过渡的情况下，最有效的激发扰动将打破在辐射区。在辐射区中不破裂并能传播的IGW的通量最多为F_conv M^（5/8）（d/H）^（3/8），比不连续跃迁的结果大（MH/d）^（-3/8）。在太阳的过渡区是平滑的能量轴承波，因此，我们预测IGW通量是几到五倍比以前的估计。我们讨论了我们的结果的影响，几个天体物理应用，包括IGW驱动的质量损失和对流激发IGW在主序星的可探测性。
2013-01-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Ledoux's convection criterion in evolution and asteroseismology of massive stars
Saio等人（2006年）已经表明，主序后模型中中间对流区（ICZ）的存在可以阻止g模在辐射内部的传播，从而避免相应的辐射阻尼。这样一个对流区的发展高度依赖于主序星相期间围绕对流核心的μ梯度区中恒星的结构。特别地，该ICZ的发展取决于物理过程，例如质量损失、过冲（Chiosi & Maeder 1986，Chiosi等人1992，也参见Godart等人，对流不稳定性判据（Schwarzschild或Ledoux判据）。在本文中，我们研究的后果，采用勒杜的标准上的大质量恒星（15和20 Msun）的对流区的演变，并对这些新的B型变量（也称为SPBsg）的脉动谱。
2009-07-09 astro-ph.SR
Simulations of Stellar Magnetoconvection using the Radiative MHD Code `StellarBox'
真实的数值模拟，即，那些最少使用特别建模的方法，对于理解太阳和其他恒星内部和大气的复杂湍流动力学及其磁活动和变化的基本机制至关重要。本文的目标是提出一个详细的描述和测试结果的可压缩辐射MHD代码，'StellarBox'，专门开发用于模拟对流区，表面和大气的太阳和中等质量的恒星。该程序采用四阶Padé空间微分格式和四阶Runge-Kutta时间积分格式求解三维完全耦合可压缩MHD方程。辐射转移方程求解使用Feautrier方法的双向射线追踪和不透明度分箱技术。该代码的一个具体特点是实施亚网格尺度MHD湍流模型。根据计算网格和可用处理器的数量自动配置数据结构，以实现良好的负载平衡。我们目前的测试结果，并说明了代码的能力，模拟颗粒对流的太阳和一组主序星。结果揭示了这些恒星近表面湍流对流的实质性变化，这反过来又影响了表面磁场的性质。例如，在太阳的情况下，最初均匀的垂直磁场往往会自组织成紧凑的（孔隙状）磁性结构，而在质量更大的恒星中，不会形成这样的结构，并且磁场或多或少均匀地分布在粒间通道中。
2015-07-29 astro-ph.SR
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
Comparing Simulations of Rising Flux Tubes Through the Solar Convection Zone with Observations of Solar Active Regions: Constraining the Dynamo Field Strength
我们研究如何活跃的区域尺度通量管从对流区的底部到太阳表面附近的快速上升，通过嵌入一个薄的通量管模型在一个旋转的球壳的太阳湍流对流。我们模拟的这些环形通量管的磁场强度范围从15 kG到100 kG，在两个半球的初始纬度为1度到40度。这篇文章扩大了韦伯，范和Miesch（Astrophys。J.，741，11，2011）（第1篇），包括磁通量为10^20 Mx和10^21 Mx的管，以及对先前研究的10^22 Mx情况的更多模拟，比前一篇文章采样更多的对流，大大改善了统计。将观察到的活动区域的性质与模拟的新兴通量管的性质进行比较，包括：根据第1条中的乔伊定律的活动区域的倾斜，以及另外关于乔伊定律趋势的倾斜角的分散，最常见的倾斜角，出现的环相对于周围等离子体的旋转速率，以及通量管顶点处的磁场的性质。我们讨论了这些诊断性质是如何约束太阳对流区底部活动区通量管的初始磁场强度的，并建议初始磁场强度为\geq 40 kG的通量管是大的前体的良好候选者。（10^21 Mx ~ 10^22 Mx）太阳活动区，这与文献1中10^22 Mx通量管的结果一致。随着更多的磁通量值和更多的模拟，我们发现，对于所有的磁场强度，新兴管显示出积极的乔伊定律的趋势，并且这种趋势并没有显示出统计上显着的依赖于磁通量。
2012-08-06 astro-ph.SR
Numerical simulations of the kappa-mechanism with convection
对流和脉动之间的强耦合被认为在经典造父变星不稳定带红边附近的不稳定模式消失中起着重要作用。由于时变对流的平均场模型依赖于弱约束参数，我们通过对kappa机制的二维直接数值模拟（DNS）来解决这个问题。使用线性稳定性分析，我们首先确定的物理条件有利于卡帕机制发生在一个纯辐射层。然后，通过相应的DNS确认了不稳定带和不稳定模式的非线性饱和。接下来，我们提出了新的模拟与对流，对流区和驱动区重叠。对流运动和声学模式之间的耦合，然后通过使用投影到一个声学子空间。
2010-01-05 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
A theoretical framework of BL Her stars. I. Effect of metallicity and convection parameters on period-luminosity and period-radius relations
我们提出了一个新的网格的对流BL武仙座模型使用最先进的一维非线性径向恒星脉动工具MESA-RSP。我们研究了金属丰度和四组不同的对流参数对多波长特性的影响。计算了BL Her恒星典型周期的非线性模型，即$1 \leq \mathrm{P (days)} \leq 4$，它涵盖了广泛的输入参数-金属丰度（$-2.0\; \mathrm{dex} \leq \mathrm{[Fe/H]} \leq 0.0\; \mathrm{dex}$）、恒星质量（0.5 M $_{\odot}$-0.8 M $_{\odot}$）、光度（50 L $_{\odot}$-300 L $_{\odot}$）和有效温度（不稳定带的全部范围;步长为50 K）。在这项研究中使用的BL Her模型与全振幅稳定脉动的总数是10280跨四套对流参数。我们得到了它们的多带（$UBVRIJHKLL'M$）光变曲线，并导出了平均光下新的理论周期-光度（$PL$）、周期-韦森森常数（$PW$）和周期-半径（$PR$）关系。我们发现，辐射冷却计算的模型显示统计相似的斜率为$PL$，$PW$和$PR$的关系。大多数经验关系与使用四组对流参数计算的BL Her模型的理论$PL$、$PW$和$PR$关系匹配良好。然而，$PL$斜率与辐射冷却的模型提供了一个更好的匹配的经验关系BL Her星在LMC中的$HK_S$带。对于每组对流参…
2020-11-23 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
On Limiting the Thickness of the Solar Tachocline
我们提出了在太阳的耦合对流和辐射区域的轴对称模拟，以调查角动量的辐射内部的演变。流体动力学和磁流体动力学模型运行。我们发现了一个初始的快速调整，在这个调整中，对流区的差异旋转粘性地传播到辐射内部，从而形成了一个“速跃层”。在极地地区，在速跃层中发展的反向旋转的双斜环流圈阻止了速跃层的随后扩展。在赤道附近，这样一个反向旋转的细胞是更间歇性和速跃层渗透深度继续增加，虽然比以前预测的更慢。在磁模型中，我们施加了一个偶极场最初局限于辐射内部。磁性模型的行为与它们的非磁性对应部分非常相似。尽管与对流区相连，但对流区和辐射区之间的角动量传递非常小。因此，虽然看起来磁场对于停止速跃层扩散不是必需的，但如果连接到对流区，它也不会促进这种扩散。
2011-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Numerical Simulations of Thermohaline Convection: Implications for Extra-Mixing in Low-Mass RGB Stars
已知低质量恒星在它们的辐射带中会经历额外的混合，这些辐射带位于隆起光度之上的红巨星分支（RGB）。为了确定是否盐指运输的化学成分驱动的3He燃烧是足够有效的产生RGB额外的混合，2D数值模拟的热盐对流的物理条件对应的RGB的情况下进行了。我们发现盐指长度与直径的有效比值a_eff < 0.5比重现观测所需的值（a_obs > 7）小十倍以上。另一方面，使用来自线性稳定性分析的热盐扩散系数与a=a_obs一起能够很好地描述所有金属丰度下的RGB额外混合，以至于人们很容易相信它可能代表真正的机制。鉴于这些结果，后续的三维数值模拟的热盐对流的RGB的情况下，显然是必要的。
2010-06-28 astro-ph.SR
On the dynamical interaction between overshooting convection and an underlying dipole magnetic field -- I. The non-dynamo regime
受许多恒星内部深层动力学的启发，我们研究了过冲对流与辐射区大尺度极向场之间的相互作用。我们已经运行了一套三维Boussinesq数值计算在一个球壳，由一个对流区与底层的稳定区域，最初compatible包含一个偶极场。通过改变对流驱动的强度，我们发现，在湍流度较低的情况下，对流作为湍流扩散，比单纯的分子扩散更快地去除场。然而，在更湍流的制度，湍流泵送变得更有效，部分抵消湍流扩散，导致局部积累的字段下面的过冲区域。这些模拟表明，偶极场可能被限制在底层的稳定区域高度湍流对流运动在恒星参数。禁闭是平均意义上的大尺度场，我们表明，它是合理的平均场的想法建模。我们的研究结果是特别有趣的某些模型的太阳，这需要一个大规模的，极向磁场被限制在太阳辐射区，以同时解释后者的均匀旋转和薄的太阳速跃层。
2021-02-16 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Enhanced Rotational Mixing in the Radiative Zones of Massive Stars
大质量恒星旋转时，其核心的对流会变得各向异性。这种各向异性导致的热梯度和热通量的错位，这反过来又导致斜压性和环流在上层辐射区。我们表明，这会导致一个更强的对流在辐射区比以前认为的。这驱动了显著增强的混合，尽管这种混合不一定到达表面。额外的混合采取了类似的形式对流过冲，是相对不敏感的旋转速率以上的阈值，并可能有助于解释从观测推断的大的过冲距离。这对这些恒星的演化有着重要的影响，因为它们增强了核心-包层混合。
2018-10-24 astro-ph.SR
The Role of Subsurface Flows in Solar Surface Convection: Modeling the Spectrum of Supergranular and Larger Scale Flows
我们的太阳水平速度功率谱模型的尺度大于颗粒使用两个组件的近似质量连续性方程。该模型采用四倍的密度尺度高度作为每个深度的垂直运动的积分（驱动）尺度。比这更大的尺度从更深的层随高度衰减。那些较小的假设遵循Kolomogorov湍流级联，在垂直对流运动的总功率匹配所需的混合长度公式传输的太阳光度。这些模型组件验证使用大规模辐射流体动力学模拟。我们得出两个主要结论：1。该模型预测显着更多的功率在低波数比在太阳光球水平速度谱中观察到的。2.电离在塑造观测到的太阳速度谱中起着次要的作用，通过减少部分氦电离区域的对流振幅。在采用真实状态方程的完全非线性三维辐射流体动力学模拟中也可以看到过量的低波数功率。这增加了最近的其他证据，表明太阳大规模对流运动的振幅明显低于预期。采用相同的功能跟踪算法与观测数据的模拟输出，我们表明，所观察到的低波数功率可以再现在流体动力学模型，如果大尺度模式的振幅在深层被人为地减少。由于大尺度模式的振幅降低，超颗粒尺度和更小的模式仍然是重要的对流热通量，即使在深层，这表明小尺度对流相关性保持通过大部分的太阳对流区。
2014-07-11 astro-ph.SR
3D Simulations Demonstrate Propagating Thermohaline Convection for Polluted White Dwarfs
本研究通过三维模拟证实，污染白矮星中的热盐对流前沿持续传播且系统保持不稳定，金属湍流通量主导扩散通量，支持在模型中纳入热盐混合以修正吸积率估计。
2025-03-26 astro-ph.SR
Effects of Penetrative Convection on Solar Dynamo
球形太阳能发电机模拟。采用一种新开发的基于阴阳网格的数值模拟程序，数值求解了对流层下具有稳定分层层的自洽、完全可压缩磁流体动力学系统。通过比较有无稳定层两种模型，研究了穿透对流的影响。在这两个模型中的差分旋转配置文件是合理的太阳与赤道加速度。当考虑穿透对流时，在对流区下方发展并维持一个类似于速斜的剪切层，而不需要假设任何强迫。当湍流磁场在对流运动剧烈的区域中占主导地位时，平均场分量优先在对流运动不太剧烈的区域中组织。特别是在稳定层中，具有偶极对称性的强大尺度场自发地建立起来。无论稳定层的存在与否，平均场分量的极性反转在整个系统中全局同步地发生。我们的研究结果表明，稳定分层层是组织大规模强磁场的关键组成部分，但不是必要的极性反转。
2013-09-11 astro-ph.SR
Spontaneous flux concentrations from the negative effective magnetic pressure instability beneath a radiative stellar surface
太阳黑子的形成需要表面附近的磁通量集中。负磁压不稳定性（NEMPI）可能是实现这一点的一种可能机制，但它主要是在简单系统中使用等温状态方程进行研究，没有自然的自由表面。我们研究NEMPI在一个分层的笛卡尔平均场模型，湍流效应参数化。我们使用一个理想的状态方程，包括辐射输运，建立自洽的自由表面。我们使用一个Kramers型的不透明度与可调指数选择，使较深的层近似等熵。因此，在这个模型中没有对流是可能的，使我们能够孤立地研究辐射的NEMPI。我们只局限于二维模型。我们使用人工增强的平均场系数，使NEMPI的发展，因此有可能研究的原因，它是很难激发在辐射的存在。NEMPI产生中等强度的磁通量集中在表面下的一定距离处，其中光学深度是统一的。不稳定性是振荡的，并以向上的行波的形式。这似乎是一种新效应，在没有辐射传输的早期模型中尚未发现。水平波长比以前在更理想化的等温模型中发现的波长小大约十倍。在我们的模型中，NEMPI在场强太低时饱和，无法解释太阳黑子。此外，这些结构看起来太窄，在表面之下太远，以至于在辐射表面处引起显著的亮度变化。我们推测，未能再现类似太阳黑子的影响可能与忽略对流有关。
2017-09-21 astro-ph.SR
Fingering convection induced by atomic diffusion in stars: 3D numerical computations and applications to stellar models
已知富铁层是通过重力沉降和辐射悬浮的结合在恒星表面下形成的。它们的存在、性质和详细结构会影响各种恒星脉动模式的激发过程，因此必须仔细建模，以便更好地解释开普勒星震数据。本文研究了A型星中原子扩散和指状对流的相互作用及其在铁积累层建立和演化中的作用。要做到这一点，我们使用的指状对流的三维理想化的数值模拟，和一维现实的恒星模型相结合。使用三维模拟，我们首先验证了Brown等人最近提出的指状对流的混合处方。（2013），并确定了哪些系统参数（铁的总质量，铁扩散率，热扩散率等）。在地层的整体演化中发挥作用。然后，我们在Toulouse-Geneva Evolution代码中执行Brown等人（2013）的处方，以研究恒星表面下铁丰度分布的演变。我们发现，正如Théado等人（2009）首次讨论的那样，当忽略氦的同时沉降时，这种积累迅速导致平均分子量分布的反转，然后驱动指状对流。后者将铁与周围的材料非常有效地混合，并且产生的铁层非常脆弱。然而，考虑到氦沉降，部分稳定了铁的轮廓，对指状对流，和一个大的铁过剩可以积累。结果，不透明度也显著增加，在某些情况下最终触发动力对流。
2014-07-05 astro-ph.SR
Simulations of the solar near-surface layers with the CO5BOLD, MURaM, and Stagger codes
太阳和恒星表面对流的辐射流体动力学模拟已成为探索晚型恒星的包层和大气结构和气体动力学以及提高我们对恒星光谱形成的理解的重要工具。我们定量地比较了三个数值代码CO5BOLD，MURaM和STAGGER和不同的模拟设置产生的太阳表面附近的对流的三维辐射流体动力学模拟结果，以研究相似性的水平，并交叉验证模拟。对于所有三个模拟，我们考虑了各种量（温度，压力，流速等）的平均分层。在恒定几何或光学深度的表面上，以及它们的时间和空间波动。我们还比较了观测，如空间分辨图案的新兴的强度和垂直速度在太阳光学表面，以及中心到肢体的变化，在各种波长的连续强度。的深度剖面的物理量和对流速度以及它们的空间波动相当一致。轻微的偏差可以理解为在框大小，空间分辨率和在模拟之间的非灰色辐射转移的治疗方面的差异。结果给出了全面的辐射流体动力学模拟结果的可靠性的信心。
2012-01-05 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of solar magneto-convection including effects of partial ionization
在过去的几十年里，真实的3D辐射MHD模拟已经成为理解太阳等离子体和磁场之间复杂相互作用的主要理论工具。大多数这样的模拟是基于磁流体动力学的近似，没有直接考虑的结果非常低的电离度的太阳等离子体在光球层和底部色球层。大量中性粒子的存在导致等离子体与磁场的部分退耦。因此，产生了一系列非理想效应（双极扩散、霍尔效应和电池效应）。双极效应是太阳色球层的主要效应。在这里，我们报告的第一个三维磁对流，包括双极扩散和电池效应的现实模拟。使用新开发的Mancha3D代码进行模拟。我们的研究结果表明，双极扩散引起可测量的影响对流激发波的振幅在模拟中，坡印亭通量和加热的吸收和色球结构的形成。我们提供了一个较低的限制，由于双极效应的色球温度增加使用模拟与电池激励发电机领域。
2018-07-03 astro-ph.SR
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
Stellar convective penetration: parameterized theory and dynamical simulations
大多数恒星都有对流区，其中热量直接通过流体运动传输，但对流边界的行为还不清楚。在这里，我们提出了3D数值模拟，表现出渗透区：整个亮度\emph{could}进行辐射的区域，但温度梯度近似绝热和对流存在。为了参数化这种效应，我们定义了“穿透参数”$\mathcal{P}$，它比较了史瓦西对流边界两侧的辐射梯度与绝热梯度的偏离程度。在Roxburgh（1989）和Zahn（1991）的基础上，我们建立了一个基于能量的理论模型，其中$\mathcal{P}$控制渗透的程度。我们测试这一理论，采用简化的Boussinesq恒星对流模型的三维数值模拟。对流由内部加热驱动，我们使用高度相关的辐射传导率;这允许我们分别指定辐射-对流边界的$\mathcal{P}$和刚度$\mathcal{S}$。我们发现显着的对流渗透在所有的模拟。我们的简单理论很好地描述了模拟。穿透区可能需要数千次翻转才能形成，因此需要长时间的模拟或加速进化技术。在恒星中，我们预计$\mathcal{P} \approx 1$和在这种制度下，我们的研究结果表明，对流区可能会超出史瓦西边界高达$\sim$ 20-30%的混合长度。我们提出了一个MESA恒星模型的太阳采用我们的参数化对流渗透作为概念的证明。我们将讨论这些结果扩展到更现实的恒星环境的前景。
2022-03-11 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
2D Radiative MHD Simulations of the Importance of Partial Ionization in the Chromosphere
太阳色球层是弱电离的，电离粒子和中性粒子之间的相互作用可能对等离子体的热力学产生重大影响。我们调查的重要性，引入中性粒子使用数值2.5D辐射MHD模拟获得的彩虹代码。该模型从对流层的上层到低日冕层，并求解了非灰和NLTE辐射转移和热传导的全MHD方程。利用广义欧姆定律计算了部分电离的影响。在我们的模拟中，测试了从三种流体到广义欧姆定律所需的近似。欧姆扩散、霍尔项和双极扩散在色球层中表现出强烈的变化。当使用VAL-C模型作为估计基础时，这些不同磁扩散率的强烈变化不存在或被显著低估，这在这些类型的研究中很常见。此外，我们发现，在估计双极扩散的大小的差异出现取决于哪种方法是用来计算离子中性碰撞频率。这些差异导致不同磁扩散率项的不确定性。在色球中，我们发现双极扩散是相同的数量级，甚至大于用于稳定我们的代码的数值扩散。因此，双极扩散对模拟的大气产生强烈的影响。也许更重要的是，它表明，至少在色球域，磁对流驱动的太阳大气的自洽模拟可以准确地描述的影响的主要形式的电阻率（双极扩散）。这表明，这种模拟可能比以前假设的更接近太阳低层大气。
2012-04-26 astro-ph.SR
Multidimensional Simulations of Core Convection
本文综述了主序中等及大质量恒星 core convection 的最新数值策略与模拟进展，指出参数外推和结果矛盾等挑战，并提出下一代模拟需探究光度、维度与湍流依赖性及开展代码比较。
2023-07-28 astro-ph.SR
Turbulent convection in protoplanetary discs and its role in angular momentum transfer
本文构建平均场近似下的雷诺应力湍流模型，并结合辐射转移与混合长度对流，证明原行星盘对流湍流可向外转移角动量，但不足以维持观测吸积率和自维持对流。
2023-11-02 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The effect of ionic correlations on radiative properties in the solar interior and terrestrial experiments
为了解决太阳不透明度的十年老问题，我们报告大量的光吸收的不确定性，由于离子-离子相关性的影响。通过对太阳混合物进行详细的不透明度计算，我们发现，考虑到离子结构的变化，对流区附近的Rosseland不透明度约为10%。我们还报告了约15%的差异，在Rosseland不透明度的铁，这是最近在桑迪亚Z设施，在那里的温度达到普遍的对流区边界，而密度是2.5倍低测量。最后，我们提出了一种方法来测量不透明度在太阳的温度和密度，在过去从未达到通过实验室辐射流实验，通过使用塑料泡沫掺杂的permilles占主导地位的光子吸收剂在太阳。该方法是有利的太阳不透明度的实验研究，可能会导致解决的太阳能问题。
2018-02-27 astro-ph.SR nucl-th physics.plasm-ph
On the penetration of large-scale flows into stellar radiative zones
本文通过三维全球球壳模拟研究经向环流向恒星辐射区的穿透，揭示其穿透深度及由 σ 控制的角动量输运机制。
2024-01-19 astro-ph.SR physics.flu-dyn
2D or not 2D: the effect of dimensionality on the dynamics of fingering convection at low Prandtl number
指状对流（英语：Fingering convection），又称热盐对流（英语：Thermohaline convection），是一种发生在恒星辐射内部的不稳定现象。数值模拟已被用来估计这种不稳定性引起的混合效率。然而，完全三维（3D）的计算在适合恒星天体物理学的参数制度（即低普朗特数）是昂贵的。这就提出了一个问题，即是否可以使用二维（2D）模拟来实现相同的目标。在这项工作中，我们解决这个问题，通过比较的结果在低普朗特数的指进对流的二维和三维模拟。我们发现2D模拟永远不合适。然而，我们也发现，所需的3D计算域并不一定非常宽：第三个维度只需要包含最少的两个波长的增长最快的线性不稳定模式，以捕捉基本上3D动态的小规模指进。然而，窄域仍应谨慎使用，因为它们可能限制通常与指进对流相关的任何大尺度动力学的后续发展。
2015-08-28 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Impact of convection and resistivity on angular momentum transport in dwarf novae
矮新星（DN）的爆发周期被认为是由于围绕白矮星（WD）的吸积盘中的热粘性不稳定性。长期以来，人们都知道这个模型意味着在爆发时应力压力比α约为0.1，而在平静时α约为0.01。这种增强的$α$最近已被观察到在模拟湍流传输驱动的磁旋转不稳定性（MRI）时，对流是存在的，而不需要一个净磁通量。我们独立恢复这一结果进行PLUTO MHD模拟垂直分层，辐射，剪切盒与热力学和不透明度适当DN。结果是强大的垂直边界条件的选择。通过模拟得到的热平衡解在密度-温度平面上遵循著名的S曲线。我们确认α~ 0.1的高值出现在S曲线的热分支的尖端附近，在那里对流是活跃的。然而，我们还提出了在较低温度下的热稳定模拟，尽管存在强烈的对流，但其标准值为α~ 0.03。我们发现α与对流强度之间没有简单的关系，对流强度由对流与辐射通量的比值来衡量。冷支只有非常弱的电离，因此，在这项工作的第二部分，我们研究了非理想MHD效应对运输的影响。我们在模拟中考虑了电阻率，发现MRI驱动的输运在磁雷诺数R_m \leq 10 ^4的临界密度以下被淬灭（α~ 0）。这是有问题的，因为在静止系统中观察到的X射线发射需要在WD上进行吸积。我们验证，这些X射线不能自我维持MRI驱动的湍流光致电离磁盘和讨论可能的解决方案，在静止的吸积问题。
2017-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term Evolution of Large-scale Magnetic Fields in Rotating Stratified Convection
对流发电机模拟在当地笛卡尔几何。我们首次成功地模拟了一个大规模的振荡发电机在刚性旋转对流没有稳定分层层。激励大规模发电机的关键要求是与欧姆扩散时间相当的足够长的积分时间。通过比较有稳定分层和无稳定分层两种模型，研究了它们对大型发电机的影响。大尺度磁场的时空演化在两种模型中是相似的。然而，有趣的是，在没有稳定层的模型中的磁周期比有稳定层的模型短得多。这表明稳定层对大尺度磁场的周期性变化起了阻碍作用。
2014-03-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Energy conservation and gravity waves in sound-proof treatments of stellar interiors: Part II Lagrangian constrained analysis
在许多恒星和行星内部，声速大大超过了典型的流速。为了跟踪亚音速运动的缓慢演变，各种隔音模型试图去除快速声波，同时保留分层对流和浮力动力学。在天体物理学中，滞弹性模型通常在声音过滤分层模型中受到最多的关注。一般来说，滞弹性模型在接近绝热分层的区域（如恒星对流区）仍然有效，但在恒星辐射区常见的强烈亚绝热、稳定分层层中可能会失效。然而，研究恒星自转、环流和发电机需要理解对流和辐射区之间的复杂耦合，这需要在两种情况下都有效的鲁棒方程。在这里，我们将Brown Vasil & Zweibel 2012中开始的方程组分析（研究滞弹性模型）扩展到两种类型的伪不可压缩模型。这类模型在大气应用中受到关注，最近在白矮星超新星祖先的研究中也受到关注。我们证明，一个模型保存的能量，但其他没有。我们利用拉格朗日变分法将能量守恒模型推广为一般的状态方程，并将所得方程组称为广义伪不可压缩（GPI）模型。我们表明，GPI方程适当地捕捉在恒星和其他分层系统的对流和辐射区的低频现象，我们提供了转换低马赫数代码到这个方程组的建议。
2013-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Magnetic buoyancy instabilities in the presence of magnetic flux pumping at the base of the solar convection zone
我们进行理想化的数值模拟的磁浮力不稳定性的太阳速跃层模型。我们介绍了一个简化的磁通量泵在上层（对流区）的模型，并研究其包含在下层（辐射内部）的浮力不稳定性的演变的影响。我们研究了它对一个预先设想的磁板和剪切产生的磁层的不稳定性的影响。在前者中，我们发现，在该制度中，向下的泵送速度与阿尔芬速度的磁性层，磁通泵是能够阻止大部分的磁场，只有小口袋的强磁场能够上升到上层。在模拟中，磁层是由剪切产生的，我们发现，剪切速度不一定需要超过泵（因此，剪切的动能不需要超过叠加对流），强大的局部口袋的磁场产生，可以上升到上层。这是因为磁通量泵送作用是将磁场储存在界面下方，使其能够通过剪切和涡流流体运动被放大，直到磁场袋能够获得足够的强度上升到上层。此外，我们发现，这两个层之间的界面是一个自然的位置，在磁场的强垂直梯度的生产。如果这些梯度足够强，允许磁浮力不稳定性的发展，则不一定需要强剪切来驱动它们（参见Vasil & Brummell的作品）。我们发现，除了磁通量泵似乎能够协助剪切驱动的磁浮力产生强通量的浓度，可以上升到对流区的辐射内部。
2012-04-24 astro-ph.SR physics.flu-dyn
First Calculations of Starspot Spectra based on 3D Radiative Magnetohydrodynamics Simulations
本文首次利用三维辐射磁流体力学模拟（MURaM）和逐条射线辐射转移（MPS-ATLAS）计算 G2V、K0V、M0V 恒星黑子光谱，发现传统一维近似对 K0V 和 M0V 恒星误差可达约 50%，而对 G2V 恒星误差小于 10%。
2024-11-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
