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
Vigorous convection in a sunspot granular light bridge
光桥是太阳黑子中对流最显著的表现。最亮的代表是由看起来类似于颗粒的特征组成的颗粒光桥。深入研究的对流运动，温度分层，和磁场矢量和周围的光桥颗粒的目的是确定的相似性和差异，典型的安静的太阳颗粒。利用空间耦合反演技术分析了日出太阳光学望远镜的分光偏振数据，反演了光桥和静日颗粒的分层大气参数。中心热的上升气流周围的冷却器快速下降流达到10公里/秒，清楚地建立轻桥颗粒的对流性质。在近表面层中的这些颗粒的内部部分是无场的，并且被尖点状磁场配置覆盖。我们观察到磁场反转的迹象在快速下降流的位置。黑子附近的宁静太阳颗粒被一个从黑子向外放射状延伸的低洼天篷场所覆盖。安静的太阳和轻桥颗粒之间的相似之处，指出颗粒轻桥在底层对流区的深锚定。快速，超音速下降流是最有可能的组合的结果，由于辐射冷却到邻近的本影和事实，我们的样品更深的层，因为下降流是直接相邻的倾斜壁的威尔逊凹陷的光桥颗粒的对流。
2014-07-04 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
Babcock Redux: An Ammendment of Babcock's Schematic of the Sun's Magnetic Cycle
我们修改巴布科克的全球发电机过程，维持太阳的22年磁周期的原始方案。修正后的方案符合Babcock观测到的磁活动周期和对流带的特征，并基于Spruit和Roberts（1983）关于对流带中磁通量管的想法。一系列的四幅示意图展示了对流区上方、内部和底部的磁场的全球配置从太阳黑子周期23到周期24的演化。修正方案的三个关键要素是：（1）当来自正在进行的太阳黑子周期的黑子区欧米加环场的净随极场被向极扫去以抵消和取代来自前一个太阳黑子周期的相反极性的极冠场时，它仍然与正在进行的太阳黑子周期的对流区底部的环形源场带相连接;（2）对流带自由对流的拓扑抽运作用使向极迁移的随极场的水平范围被推到底部，迫使它逐渐抵消并取代其下方连接当前旋回源场带与前一旋回极冠场的旧水平场;（3）在每个极半球，对流区纬向差异旋转低压通过不断剪切沉降的新水平场的极向分量，在正循环带的极向产生下一循环源场带。修正后的方案是巴布科克方案的一个更合理的版本，其可行性可以通过适当的运动学通量传输太阳能发电机模拟来探索。
2016-06-16 astro-ph.SR
Granulation in Red Giants: observations by the Kepler mission and 3D convection simulations
我们在太阳表面观察到的颗粒图案是由于热等离子体从内部上升到光球层，在那里它冷却下来，然后在颗粒的边缘下降回到内部。这是在太阳对流区外部发生的对流的可见表现。由于红巨星比太阳有更深的对流区和更多的大气层，我们不能先验地假设红巨星中的颗粒化是太阳颗粒化的比例版本。到目前为止，无论是观测还是一维解析对流模型都无法限制红巨星的颗粒化。然而，多亏了星震学，这项研究现在可以进行了。由此产生的参数产生有关造粒的物理信息。我们分析了\sim 1000红巨星已观察到开普勒在13个月。我们拟合功率谱与Harvey样的配置文件检索的颗粒的特性（时间尺度τ_和功率P_）。我们还引入了一个新的时间尺度，τ_eff，它考虑到不同的斜率中使用的哈维函数。我们搜索这些参数和全球声学模式参数（最大功率的位置，nu_max）以及与恒星参数（质量，半径，表面重力（log g）和有效温度（T_eff））之间的相关性。结果表明，τ_effnu_max为^{-0.89}，P_effnu_max为^{-1.90}，与理论预测一致.我们发现，属于红丛的恒星的米粒时间尺度具有相似的值，而红巨星分支中的恒星的时间尺度分布在更广泛的范围内。最后，我们表明，现实的3D模拟的表面对流的恒星，跨越（T_eff，log g）范围内的红巨星样本，匹配开普勒观测以及在趋势方面。
2011-09-06 astro-ph.SR
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
One month convection timescale on the surface of a giant evolved star
针对低质量演化巨星对流时标与尺度约束不足的问题，通过重建剑鱼座R星的干涉图像，测得其表面对流特征尺度、运动速度及约一个月的对流时标，为高低质量演化星的对流性质差异提供了观测依据。
2024-09-13 astro-ph.SR
Global 3D simulations of convection and dynamos in Red Giants
Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究通过三维磁流体模拟，揭示了旋转对红巨星对流、角动量输运及发电机效率的系统性影响。
2026-09-09 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
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
The Near-surface Shear Layer (NSSL) of the Sun: A Theoretical Model
提出太阳近表面剪切层理论模型，基于表面小对流元胞不受自转影响的假设，通过求解热风平衡方程推导出NSSL结构，与观测数据高度吻合。
2023-11-07 astro-ph.SR
Investigation of the subsurface structure of a sunspot based on the spatial distribution of oscillation centers inferred from umbral flashes
太阳黑子的次表层结构对黑子的稳定性和能量传输有重要影响。目前已提出了两种地下结构模型，即整体模型和簇模型，但迄今为止还没有发现支持特定模型的明确观测证据。为了获得太阳黑子的次表面结构的线索，我们分析了合并太阳黑子的本影闪光IRIS Mg II 2796埃缝颚图像（SJIs）注册。暗闪被认为是光球层下对流单体产生的磁流体冲击波的一种观测表现。通过跟踪单个本影闪光的运动，我们确定了对流单体的位置，即位于本影下方的振荡中心。我们发现，振荡中心优先位于暗核的本影核心，而不是在明亮的区域，如光桥或本影点。此外，振荡中心往往偏离合并的太阳黑子的收敛界面，在那里预计将发生剧烈的对流。我们还发现，推断的对流单体的深度没有明显的区域依赖性。这些结果表明，次表面的本影是一个环境，对流可以发生比收敛界面更容易，因此支持集群模型。为了得到更具体的结果，还需要进一步研究低层大气中的本影速度振荡。
2021-09-23 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
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
On Making Magnetic-Flux-Rope $Ω$ Loops for Solar Bipolar Magnetic Regions of All Sizes by Convection Cells
我们提出，磁通绳$Ω$环出现成为任何双极磁区（BMR）是由对流细胞的$Ω$环的大小从最初的水平磁场摄入通过细胞的底部。这个想法是基于（1）所有跨度（$\sim$ 1000 km到$\sim$ 200，000 km）的BMR的观测特性，（2）由置于单元底部的水平场的超颗粒尺寸对流单元产生BMR的众所周知的模拟，以及（3）众所周知的对流区模拟。从观测和模拟中，我们（1）推断最大对流单体吸收的场的强度（2）合理地解释了为什么观测到的最大BMR的跨度和通量是$^3$ 200，000 km和$\sim$ 10 $^{22}$ Mx，（3）提出巨单体如何也可能制造“失效的BMR”$Ω$环，这些环填充具有水平场的上部对流区，较小的对流单体由此制造它们大小的BMR $Ω$环，（4）提出为什么在太阳黑子周期的下降阶段观察到的太阳黑子倾向于违反半球螺旋度规则，和（5）支持先前提出的太阳黑子周期发电机过程的修正巴布科克方案。由于所提出的基于对流的启发式模型，使太阳黑子BMR $Ω$循环避免了在对流区底部的初始通量绳中具有$\sim$ 10 $^5$ G场，因此它是一个有吸引力的替代方案，以目前的磁浮力为基础的标准方案，并保证测试足够高的分辨率巨细胞磁对流模拟。
2020-09-29 astro-ph.SR
Origin of Joy's Law in the context of Near-Surface Convection on the Sun
The University of Newcastle（纽卡斯尔大学）
本综述探讨了太阳活动区倾角Joy定律的起源，指出该倾角在磁场转化和偶极反转中的关键作用，并将观测结果置于活动区近表面被动浮现的背景下进行综合分析。
2025-11-03 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Surface convection and red giants radii measurements
对流的唯象模型使用的特征长度尺度，他们不确定，但选择适合太阳或恒星的观测。我们调查，如果这些长度尺度的变化，需要太阳和低质量恒星的红巨星分支（RGB）之间。在混合长度理论和全谱湍流模型的框架内共同解决了这个问题。对于这两种模式，对流长度尺度被假定为当地压力尺度高度的固定分数。我们使用的约束来自所观察到的有效温度和线性半径独立。我们依赖于38个附近的巨星和亚巨星的样本，这些样本的表面温度和光度是准确的，半径通过干涉测量确定，优于10%。对于少数情况下，恒星质量确定的星震测量，我们计算专用模型。首先，我们校准太阳模型。然后，与相同的物理，我们计算的RGB模型之间的质量0.9 Mo和2.5 Mo和金属丰度范围从$\rm [Fe/H]=-0.34$太阳。该演化被跟踪到1000 Lo。特别注意的是不透明和非灰色大气模型用作边界条件的对流模型是相同的内部。我们发现，无论是混合长度理论和湍流模型的全光谱的特征太阳对流长度尺度略有减少，以适应所观察到的RGB的下边缘。相应的模型也更好地匹配RGB上的预期质量分布，并且更好地符合地震约束。这些结果是强大的光谱确定的有效温度或半径确定干涉使用。
2010-10-18 astro-ph.SR
Persistent Magnetic Wreaths in a Rapidly Rotating Sun
当我们的太阳年轻时，它的自转速度比现在快得多。对年轻、快速旋转的恒星的观测表明，许多恒星都具有很强的磁活动和很强的轴对称磁场。我们进行了模拟发电机行动在快速旋转的太阳与3-D MHD滞弹性球谐（ASH）代码探索旋转，对流和磁性之间的复杂耦合。在这里，我们研究发电机的行动实现了在大部分的对流区的系统旋转在当前的太阳旋转速率的三倍。我们发现，大量有组织的全球规模的磁场实现了发电机行动在这个系统中。在对流区的中间，形成了一圈醒目的磁环，与湍流的对流共存。这是一个惊喜，因为人们普遍认为，这样的磁性结构应该被磁浮力或湍流泵浦破坏。因此，许多太阳发电机理论都认为，对流区底部的穿透和剪切速度跃层是有组织的发电机活动的关键因素，而这些模拟并不包括这种速度跃层。我们研究这些持久的磁花圈是如何维持发电机过程，并探讨是否一个经典的平均场$α$ -效应解释极向场的再生。
2010-11-12 astro-ph.SR
Frequency shifts of resonant modes of the Sun due to near-surface convective scattering
对太阳和恒星振荡频率的测量可以提供关于其内部结构和动力学的重要的独立约束。这些振荡的地震模型被用来将恒星的结构和旋转与其共振频率联系起来，然后将其与观测结果进行比较，目标是最大限度地减少两者之间的差异。即使在太阳的情况下，其结构模型是高度调谐的，观测到的频率显示出与模型频率的系统偏差，这种现象被称为“表面项”。“这种系统效应的主要来源被认为是剧烈的近地表对流，这在恒星建模和模式振荡物理中都没有得到很好的解释。在这里，我们带来承担的方法，适用于大波长的渐近极限（在对流的相关尺度相比），小尺度表面对流的影响，在太阳的谐振模式频率的特点。我们表明，完整的振荡方程，在时间上稳定的3-D流的存在下，可以减少到一个有效的“安静的太阳”波方程改变声速，Brünt-Väisäla频率和兰姆频率。我们推导出修正后的方程和关系，适当的平均三维流动和热量，以获得这种有效介质的属性。使用从近地面对流的三维数值模拟获得的流，我们量化它们对太阳振荡频率的影响，并发现它们被系统地和实质性地转移。因此，我们认为，一致的解释共振频率必须包括修改波动方程，有效地捕捉到的影响，蓬勃发展的流体动力对流。
2015-05-15 astro-ph.SR
Swaying oscillations in Rayleigh-Bénard convection cast new light on solar convection
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）；Univ. of Applied Sciences, Technikum Wien（维也纳应用科学大学）；Wolfgang-Pauli-Institute c/o Faculty of Mathematics, University of Vienna（维也纳大学沃尔夫冈·泡利研究所）；Fakultät für Mathematik, Universität Wien（维也纳大学数学系）；Brandenburg University of Technology Cottbus-Senftenberg（勃兰登堡科技大学科特布斯-森夫滕贝格分校）；Hochschule Mittweida（米特维达应用技术大学）
本研究通过数值模拟发现，在低粘度和强湍流条件下，Rayleigh-Bénard对流中出现长寿命摆动振荡，可能解释太阳超granulation的波状特性。
2025-11-03 astro-ph.SR
Evidence for convection in Sunspot penumbrae
利用\it Hinode上的宽带滤波成像仪（BFI）获得的三个时间序列的蓝色连续图像，分析了日心角从$30^\circ$到$48^\circ$的黑子半影暗条的扭曲运动。研究了扭曲运动与暗条亮度、暗条内位置和半影内位置的关系。只有某些部分的长丝显示出扭转运动。从统计学意义上讲，最靠近本影的长丝扭转部分最亮，扭转运动最快，平均扭转速度为2.1 km s $^{-1}$。灯丝扭曲部分的中间和外部部分（离本影越来越远）亮度较低，其平均速度分别为1.7，km，s $^{-1}$和1.35，km，s $^{-1}$。所观察到的朝向长丝的外部区段的亮度和加捻速度的降低可能是由于减少了沿着长丝的长轴的向上流动。没有显着的变化的扭曲速度作为视角的函数被发现。亮度和速度的相关性表明，翻转对流引起的半影灯丝观察到的扭曲运动，可能是所需的能量的来源，以保持亮度的灯丝。
2010-09-15 astro-ph.SR
Convective scale and subadiabatic layers in simulations of rotating compressible convection
通过三维流体动力学模拟研究旋转对恒星对流的影响，发现旋转减小对流涡旋尺度、过冲深度和Deardorff层范围，但太阳深层对流仅受轻微影响，需其他机制解释其缺乏大尺度流动。
2023-10-19 astro-ph.SR
On the possibility of chemically driven convection in red giants. Implications for the He-core flash and mixing above the Red Giant Branch Bump
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）
研究探讨了红巨星中化学驱动对流的可能性，提出在红巨星分支突起上方或氦核心闪期间，均质分子量反转可能触发化学驱动对流，挑战传统稳定性标准。
2026-04-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn
A new vision on giant planet interiors: the impact of double diffusive convection
传统的木星和土星的内部模型是基于一个简单的假设，一个固体核心所包围的均匀的气体信封，我们推导出新的模型与不均匀分布的重元素，即梯度的组成，在这些行星。这样的成分分层阻碍了大规模对流，变成双扩散对流，产生内部的热分布，从传统上假设的绝热内部，影响这些行星的热含量和冷却历史。为了解决这个问题，我们开发了一个分层的双扩散对流的分析方法，并将这种形式主义的太阳系气态巨行星内部。这些模型满足所有观测约束，并为我们的气态巨星产生了比以前认为的大30%至60%的金属富集。这些模型还限制了行星内对流层的大小。由于重元素倾向于在气体包层内重新分布，模型预测土星和木星内部的中心核心比通常的小，后者可能没有核心。这些模型打开了一扇新的窗户，并提出了新的挑战，我们的理解巨大的（太阳和太阳系外）行星的内部结构，特别是在确定其重物质含量，一个关键的诊断行星形成理论。
2012-01-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The influence of convection on the atmospheric structures and observable properties of red giant stars
近年来，借助于三维流体动力学模式大气程序，红巨星大气的模拟取得了重大进展。在这方面的贡献，我们提供了一个概述选定的结果，在这方面利用三维流体动力CO 5 BOLD恒星模型大气。流体动力学模拟表明，对流运动导致红巨星的大气结构与经典的一维模型大气预测的大气结构有显着差异。这些模拟的结果还表明，在某些情况下，1D模型甚至不能再现3D流体动力学模型的平均特性，例如P-T剖面。3D模型大气中的大的水平温度波动，以及平均和1D模型的温度分布之间的差异<3D>，导致3D和1D模型大气预测的谱线的强度有很大的差异。这在最低金属丰度（[M/H]<-2.0）的模型中尤其重要，其中中性原子和分子线的3D-1D丰度差异可能达到（甚至超过）-0.6dex。我们还讨论了几个简化和数值方面的红巨星大气的三维流体动力学模拟，并简要地解决几个问题，迫切需要的进展。
2013-05-15 astro-ph.SR
Meridional circulation in the Sun and stars
平均场流体动力学的发展使恒星对流带中的全球对流的起源和性质得到了清楚的解释。定性论证和基本方程的分析均表明，非保守的离心力和浮力驱动了涡旋环流，这两个驱动力之间的轻微不平衡的结果。在对流区边界附近，偏离热成风平衡的偏差相对较大。因此，对流在边界层中达到最大速度，在对流区内速度减小。然而，这张照片，既不支持，也不驳回最近的日震探测或三维数值实验的相互矛盾的结果。简要讨论了温差的有关物理及其与太阳扁率的可能关系。
2016-10-03 astro-ph.SR
Eccentric millisecond pulsars by resonant convection
与白矮星相伴的偏心毫秒双星（eMSP）表现出的轨道偏心率比白矮星红巨星祖先的湍流对流所预测的要大几个数量级。eMSP的轨道周期聚集在$P=20-30$ d附近，非常接近红巨星对流涡旋周转时间$t_{\rm eddy}$。我们提出，异常大的偏心率共振驱动的对流以某种方式取得连贯的周转时间相匹配的潮汐锁定红巨星的旋转周期，这也是潮汐强迫期。旋转红巨星和恒星磁场研究的数值模拟显示了一些证据，特别是有序的流动模式时，对流Rossby数$P/t_{\rm eddy}$是为了统一。我们发现，共振对流提高偏心率的一个因素的$(t_{\rm nuc}/P)^{1/2}\approx 3\times 10^3$的随机游走值，其特征传统的MSP，在良好的协议与观测（$t_{\rm nuc}$是巨人的核燃烧时间尺度）。我们还展示了如何从红巨星金属丰度的变化所产生的涡流周转时间的变化可以重现所观察到的有效宽度的共振，$ΔP/P\approx 0.4$。
2021-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Quest to Understand Supergranulation and Large-Scale Convection in the Sun
太阳表面的颗粒化主要是半径外1%的热传输的结果。它的典型尺度约为1 - 2毫米，是由对流、自由流辐射和表层强烈的密度分层之间的平衡决定的。颗粒的物理学是很好理解的，正如数值模拟，理论和观察之间的密切协议所证明的那样。叠加在包含高速流动的高能颗粒结构上的是被称为超颗粒的更大尺度的长寿命流动系统（~ 300 m/s）。超级颗粒的典型尺度为24 - 36微米。目前尚不清楚超级颗粒是由颗粒的相互作用引起的，还是与深对流或磁对流有因果关系。其他悬而未决的问题仍然存在：超颗粒有多深？它们如何参与太阳的全球动力学？进一步的挑战是我们对深对流区更大尺度的动力学缺乏洞察力。最近的日震约束表明，大尺度对流速度振幅可能被高估了一个数量级或更多，这意味着与大尺度对流相关的雷诺应力，被认为在维持差异旋转和对流环流中起着重要作用，可能比理论和计算预测的弱两个数量级。虽然对全球尺度对流的性质和全球环流的维持还没有完全的基本了解，但鉴于计算、理论和日震推断方面的重大改进，很快就会取得进展。
2013-12-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn
On Differential Rotation and Convection in the Sun
我们表明，如果等旋廓线符合热成风方程的特征，那么，除了内外边界层外，太阳对流区的微分旋廓线可以很精确地再现。这就要求有一个涉及熵和角速度的正式的定量关系。早期的工作表明，这可能会产生磁流体动力学稳定性约束，在这里，我们认为，纯粹的流体动力学过程也可能导致这样的结果。热成风方程对径向熵梯度不敏感，这一事实对流体动力学解特别重要。这使得一个更一般的解决方案，以适应太阳等自转轮廓，超越那些熵本身必须是一个函数的角速度。特别是，对于这个扩展的类，热成风的太阳旋转配置文件的解决方案仍然有效，即使大的径向熵梯度存在。这类解决方案的一个明确和明确的例子似乎是目前在出版的太阳对流区的数值模拟。虽然该理论是流体力学性质的，但它对弱磁场的存在并不敏感。因此，识别太阳等自转线与热成风方程的特点似乎是强大的，适应，但决不要求，磁场动态。
2009-07-29 astro-ph.SR
The Rise and Emergence of Untwisted Toroidal Flux Ropes on the Sun
磁通量绳（MFR）通过太阳的对流区被认为是受到粘性力的影响，使它们无法连贯地上升。许多研究表明，最惠国要求有最低限度的扭曲，以便在其上升过程中保持连贯性。此外，即使是到达光球层的磁共振也可能无法成功地进入日冕，除非它们至少适度扭曲，因为磁压梯度需要克服光球层等离子体的重量。然而，到目前为止，没有下限已被放置在临界最小扭曲所需的MFR相干上升通过对流区或出现通过光球。在本文中，我们模拟了一个无扭曲的环形MFR，它能够从对流区上升并穿过光球，成为一个活跃区域，类似于在太阳上观察到的活跃区域。我们发现，未扭曲的MFR可以保持一致的上升过程中，然后堆积在光球附近，触发波动的不稳定性，使MFR出现通过光球。我们建议，我们的MFR的环形几何形状是其相干上升的关键。在出现时，一对叶片上升到日冕中，相互作用并重新连接，导致局部高速射流。由此产生的光球磁图显示了在观测中经常看到的特征性盐和胡椒结构。我们的主要结果是，MFRs不需要被扭曲，通过对流区相干上升，并通过光球出现。
2021-01-04 astro-ph.SR
Solar differential rotation reproduced with high-resolution simulation
太阳的自转有一个快赤道和一个慢极。太阳内部的对流被认为是维持差异旋转的原因。然而，虽然已经进行了许多数值模拟，以重现太阳的差异旋转，以前的高分辨率计算与太阳参数落入反太阳（快极）的差异旋转制度。因此，我们仍然不知道太阳有一个快速旋转赤道的真正原因。虽然快速赤道的构建需要对流的强烈旋转影响，但以前的计算在没有任何操作的情况下无法实现。这个问题被称为对流难题。数值模拟中的对流和差异旋转与观测结果不同。在这里，我们表明，一个高分辨率的计算成功地再现了类似太阳的差异旋转。我们的计算表明，强磁场产生的小规模发电机有显着的影响热对流。在我们的计算中成功地再现了差异旋转、对流和磁场，这是理解太阳活动最基本性质的原因的重要一步，特别是太阳黑子活动的11年周期。
2021-09-13 astro-ph.SR
Overcoming the structural surface effect with a realistic treatment of turbulent convection in 1D stellar models
最先进的一维（1D）恒星演化代码依赖于简化的假设，例如混合长度理论，以描述超绝热对流。因此，1D恒星结构模型不能正确地恢复太阳和其他恒星的表面层与对流信封。我们提出了一种方法，克服了这种结构上的缺陷，采用三维（3D）流体动力学模拟恒星信封：在每个时间步的演变插值3D信封附加到1D结构，并用于提供现实的边界条件恒星内部。与以前的尝试相比，我们的方法包括平均三维湍流压力。我们应用我们的方法来模拟现在的太阳。标准恒星模型的结构缺陷导致由模型推导的恒星振荡频率存在系统误差。我们表明，我们的方法完全纠正了这个错误。此外，我们表明，我们的超绝热对流的现实治疗改变了预测的太阳演化。因此，我们的研究结果具有重要意义的恒星的表征。这对邻近的领域产生了影响，例如系外行星研究和银河系考古学，精确的恒星模型在其中发挥着关键作用。
2019-07-13 astro-ph.SR
Theory of solar oscillations in the inertial frequency range: Amplitudes of equatorial modes from a nonlinear rotating convection simulation
在太阳上已经探测到几种类型的惯性模式。这些惯性模式的特性已在线性区域进行了研究，但尚未在太阳旋转对流的非线性模拟中进行研究。比较非线性模拟、线性理论和太阳观测结果对于更好地理解模型与真实太阳之间的差异非常重要。我们希望检测和表征太阳对流的非线性数值模拟中存在的模式，特别是要了解的振幅和寿命的模式。我们开发了一个阴阳网格的程序，对球壳中的旋转对流进行了全非线性数值模拟。在0.96R以下，层结与太阳层结相似。模拟涵盖了大约15个太阳年的时间。从模拟中提取了低频下的各种大尺度模式。他们的特点进行比较，从线性模型和观察。在其他模式中，赤道Rossby模式和柱状对流模式都出现在模拟中。柱状对流模态包含了切向圆柱外的大部分速度功率，并对热量和角动量输运做出了重要贡献。还发现了无径向节点的赤道Rossby模（n = 0）：它们具有与线性本征函数相同的空间结构。它们是由对流随机激发的，振幅为几m/s，模线宽约为20 - 30 nHz，与太阳上观察到的相当。我们还证实了混合模式之间的赤道Rossby模式和柱状对流模式在我们的非线性模拟的存在，预测的线性本征模分析。在我们的非线性模拟中，我们也看到了m = 1的高纬度模式，但它的振幅比在太阳上观察到的要弱得多。
2022-08-23 astro-ph.SR
Angular momentum fluxes caused by Lambda-effect and meridional circulation structure of the Sun
利用太阳角动量平衡的平均场流体动力学模型，我们表明，由λ效应引起的径向角动量通量的非单调的纬度依赖性可以影响太阳对流区中径向堆积的纬向环流单体的数量。特别是，我们的研究结果表明，一个复杂的三胞纬向环流结构的可能性。这种模式由两个大的逆时针环流圈（北半球）和一个较小的顺时针环流圈组成，位于低纬度的对流区底部。
2016-01-20 astro-ph.SR
Global Turbulent Solar Convection: a Numerical Path Investigating Key Force Balances in the context of the Convective Conundrum
本文通过控制罗斯贝数并提高雷诺数的数值实验构建类太阳强湍流模型，揭示科里奥利—惯性平衡取代CIA平衡是形成顺行赤道自转的关键，为破解太阳对流难题提供新路径。
2025-03-11 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
Seismic Sounding of Convection in the Sun
我们的太阳主要由电离的氢和氦组成，表面温度为5777 K，半径为$R_\odot \approx 696,000$ km。在外层$R_\odot/3$，能量传输主要通过对流完成。利用典型的对流速度$u\sim100\,\rm{m\,s^{-1}}$和$10^{-4}$ m $^{2}$ s $^{-1}$阶的运动粘度，我们得到了雷诺数$Re \sim 10^{14}$。因此，对流是湍流的，导致大范围的尺度被激发。对流流体的普朗特数$Pr$非常低，为$10^{-7}$ \，--\，$10^{-4}$阶，因此瑞利数（$\sim Re^2 Pr$）为$10^{21}\,-\,10^{24}$阶。因此，太阳对流存在于动力学参数的异常状态中，非常不典型的地球上的流体流动。太阳的对流过程驱动着全球的流体循环和磁场，这反过来又影响着太阳的可见外层（“太阳活动”），更广泛地说，影响着日光层（“空间天气“）。精确测定太阳对流区的深度、温度梯度的绝热性偏差以及作为纬度和深度函数的内自转速率，都是日震学对理解太阳对流的开创性贡献。当代日震学，这是集中在推断三维对流特征的属性，表明传输速度大大小于理论预测。此外，日震学对控制太阳对流区全球动力学的各向异性雷诺应力提供了重要的约束。这篇评论讨论了我们对太阳对流的理解，重点是日震诊断。我们提出我们的考虑与流体动力学家的利益。
2015-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Stellar evolution models with entropy-calibrated mixing-length parameter: application to red giants
我们提出了类似太阳的恒星的演化模型，改进了对流的处理，从而更准确地估计了半径和有效温度。这是通过改进混合长度参数的校准来实现的，混合长度参数设置了在恒星演化代码中实现的一维对流模型中的长度尺度。我们的校准依赖于对流的2D和3D辐射流体动力学模拟的结果，以指定在恒星的对流信封底部的绝热比熵的值作为其有效温度，表面重力和金属丰度的函数。这是第一次，这种校准是完全集成在一个恒星演化代码的流程，与混合长度参数在运行时不断更新。这种方法取代了更常见但有争议的校准太阳长度尺度参数的程序，然后将太阳校准值应用于其他恒星的建模，而不管它们的质量，组成和演化状态。我们目前实现的内部一致性使其适合应用于演化恒星，特别是红巨星。我们表明，熵校准模型产生的红巨星分支，是在更好的协议比标准模型的观测约束的修订后的位置。
2021-04-16 astro-ph.SR
Energy transport by convection in the common envelope evolution
我们认为，在一个共同的信封演变（CEE）的巨星的对流和光子扩散的向外运输的能量大大减少了部分的氢和氦的重组能量，可用于信封删除。我们的估计基于未扰动的渐近巨分支（AGB）球形模型的性质，并在一些简单的参数。由于在CEE的信封扩大和光子扩散的能量去除变得更有效，我们的论点低估了逃逸的复合能量。因此，我们加强早先的主张，复合能量并没有多大贡献，共同的信封删除。另一方面，喷射流沉积在包层上的大部分能量，可能是膨胀和逆时针上升的热气泡的动能形式。这些快速上升的气泡从包层中去除质量。我们演示了这一过程进行三维流体动力学模拟，我们存放在一个位置的第二颗恒星，一个巨大的恒星的信封内的轨道热气体。尽管我们不包括由螺旋状二级恒星释放的大量引力能，但仅热气泡就以约0.1 Mo/年的速度去除质量，这远远高于常规的质量损失率。
2017-10-15 astro-ph.SR
Understanding Active Region Emergence and Origins on the Sun and Other Cool Stars
本文综述太阳及冷恒星活动区通量浮现的研究进展，结合观测约束修正了对其驱动机制的认知，并提出未来可通过观测与模拟解决相关开放问题。
2023-06-10 astro-ph.SR
Convection and Differential Rotation Properties of G & K Stars Computed with the ASH Code
恒星的光度和对流包层的深度随G型和K型主序星的质量迅速变化。为了了解这些属性如何影响对流湍流，差分旋转，和纬向环流，我们进行了3D动力学模拟旋转主序星的内部，使用滞弹性球谐（ASH）代码。在我们的模拟中，恒星的质量分别为0.5、0.7、0.9和1.1 M_sun，对应于光谱类型K7到G 0，并且以与太阳相同的角速度旋转。我们确定了几个趋势的对流区性质与恒星质量，所表现出的模拟。对流速度、上升流和下降流之间的温度差以及日冕环流速度都随着恒星光度的增加而增加。由于对流速度的趋势，Rossby数（在一个固定的旋转速率）的增加和对流周转时间尺度显着降低，随着恒星质量的增加。3个最小质量的情况下，表现出类似太阳的差异旋转，在某种意义上说，他们显示的最大旋转在赤道和最小的高纬度地区，但1.1 M_太阳的情况下，表现出反太阳旋转。在低质量时，对流层环流是多细胞的，并与旋转轴对齐;随着质量的增加，环流模式趋向于覆盖对流区每个半球的单细胞结构。
2011-11-23 astro-ph.SR
Modelling differential rotation of red giants: the case of the evolved sun
天文地震学揭示了红巨星核心的旋转速度比它们的对流包层快一个数量级。本文试图用恒星对流区角动量输运理论解释这种转动状态。基于该理论的微分自转模型被应用于一个太阳质量的红巨星的演化状态序列。模型计算显示，与恒星表面相比，核心的旋转速度大约快10倍。这种旋转状态是由角动量的非扩散向下对流传输引起的。核心和外壳之间的旋转速率的对比随着恒星的半径（年龄）而增加。地震学检测到的巨星核心自旋下降的比例也被复制。
2019-10-29 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
Oxygen in the early Galaxy: OH lines as tracers of oxygen abundance in extremely metal-poor giant stars
氧是银河系化学演化的强有力的示踪元素。不幸的是，在紫外-红外恒星光谱中只有少数氧谱线可用于可靠地确定其丰度。此外，使用不同的谱线获得的氧丰度通常显著不一致。因此，在这方面的贡献，我们调查是否在1D流体静力学模型大气中使用的丰度测定对流处理不当可能是造成这种分歧。为此，我们使用VLT CRIRES光谱的三个EMP巨星，以及三维流体动力学CO $^5$ BOLD和一维流体静力学LHD模型大气，研究对流的红外（IR）OH线的形成中的作用。我们的研究结果表明，对流的存在导致显着更强的IR OH线。结果表明，用3D流体动力学模型和经典的1D流体静力学模型大气，由IR OH线确定的氧丰度的差异可达-0.2 ~1.5。-0.3dex。对于所研究的三颗EMP巨星，我们用1514-1626 nm的振动-转动IR OH谱线测定的3DLTE氧丰度与以前用[O I] 630 nm禁戒谱线测定的氧丰度有很好的一致性。
2014-09-10 astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise III. Sun-as-a-star Simulations and Optimal Noise Diagnostics
恒星表面磁对流（粒化）在观测到的恒星吸收线中产生不对称性，这些吸收线随后可以表现为虚假的径向速度变化。反过来，这可以掩盖由围绕其宿主恒星的行星引起的多普勒反射运动，并代表了确定低质量长周期行星质量的特殊挑战。在这里，我们通过创建太阳作为恒星的观测来研究这种影响，这些观测包含了3D磁流体动力学模拟预期的颗粒变化性。这些太阳作为恒星模型的观测结果与太阳的经验观测结果非常一致，但由于我们模型中磁场强度的增加，相对于安静的太阳，可能会低估总的变化。我们发现许多线轮廓特征与圆盘积分对流诱导速度线性相关。去除与线平分线、等效宽度和V_asy指示符的各种相关性可以减少所测量的速度中约50-60%的粒化噪声。我们还发现，同时测光可能是一个关键的诊断，因为我们的代理光度亮度也使我们能够消除约50%的颗粒化引起的径向速度噪声。这些相关性和粒度噪声缓解故障存在的低仪器分辨率和/或增加恒星旋转，因为两者都起到平滑所观察到的线轮廓不对称性。
2019-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Layered semi-convection and tides in giant planet interiors - I. Propagation of internal waves
分层半对流是解释土星光度过剩和一些热彗星异常大半径的可能候选者。在巨大的行星内部，它可能导致密度阶梯的产生，这是由薄的稳定分层界面分离的对流层。本文研究了内波在层状半对流区域中的传播，目的是预测入射到密度阶梯上的内波的能量输送。然后，我们的目标是了解当这些波被其他天体（如巨行星系统中的卫星）激发时所产生的潮汐耗散。我们使用当地的笛卡尔分析模型，考虑到在任何纬度的完整的科里奥利加速度，从而概括了以前的作品。我们发现入射内波的传输受到密度阶梯的强烈影响，即使这些波最初是纯惯性波（由科里奥利加速度恢复）。特别是，所有波长的低频波在临界纬度附近都能完美地传播。否则，只有当短波长波与阶梯的自由模式（界面重力波或短波长惯性模式）共振时，短波长波才被有效地传输。在所有其他情况下，波主要被反射，除非它们的波长长于整个楼梯的垂直范围（而不仅仅是一个台阶）。我们期望入射内波强烈影响的密度阶梯的存在下，在频率，纬度和波长依赖的方式。首先，这可能导致通过地震学探测巨行星内部的新标准;其次，这可能对潮汐耗散和我们对巨行星系统演化的理解产生重要影响。
2017-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global-scale Simulations of Stellar Convection and their Observational Predictions
主序较低的恒星（F型到M型）在它们的恒星光球层下有大量的对流包层。这些区域的对流可以与旋转相结合，形成全球尺度的结构，这些结构可以通过干涉仪观察到，干涉仪可以分辨恒星盘。在这里，我讨论的预测出现从三维磁流体模拟与滞弹性球谐（ASH）代码的太阳型恒星，以及如何这些预测可能会被观测测试。差异旋转的纬向流可能是发生在恒星内部深处的最容易观察到的动力学特征。一般来说，我们发现快速旋转的太阳有一个强烈的类似太阳的差异旋转与一个反赤道和逆行极，而缓慢旋转的太阳可能有反太阳旋转的配置文件与快极和慢赤道。热风平衡伴随的差异旋转可能会导致热和明亮的极点在快速旋转和冷，暗极在缓慢旋转。对流和差异旋转在对流区的大部分区域建立了全球尺度的磁结构，这些磁环可以在恒星表面附近观察到。
2011-06-29 astro-ph.SR
Non-Boussinesq convection at low Prandtl numbers relevant to the Sun
太阳中的对流发生在瑞利数$Ra$高达$10^{22}$，分子普朗特数$Pr$低至$10^{-6}$的条件下，这些条件远远不能满足Oberbeck-Boussinesq（OB）理想化。这些极端环境对湍流热传输的影响尚不清楚，地球上也不存在类似的条件。我们的目标是了解这些影响是如何扩展的（因为我们还不能忠实地复制太阳的条件）。我们使用直接数值模拟研究热对流，并确定相对于$Pr$的变化，低至$10^{-4}$的值，湍流普朗特数，$Pr_t$，这是湍流粘度与热扩散率的比值。模拟主要是二维的，但我们也利用一些三维的结果。我们专注于非Oberbeck-Boussinesq（NOB）条件的某种类型，但也研究OB对流进行比较。OB模拟在纵横比为2的矩形框中通过以固定的Grashof数$Gr \equiv Ra/Pr = 10^9$将$Pr$从$O(10)$改变为$10^{-4}$来执行。NOB模拟在同一框中进行，仅让热扩散率取决于温度。这里，瑞利数在顶部边界处是固定的，而平均$Pr$在整体上从0.07变化到$5 \times 10^{-4}$。三维模拟在纵横比为25的框中以固定瑞利数$10^5$和$0.005 \leq Pr \leq 7$进行。主要的发现是，$Pr_t$增加减少$Pr$在OB和NOB对流：$Pr_t \sim Pr^{-0.3}$的OB对流和$Pr_t \sim Pr^{-1}$…
2021-10-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Lateral downflows in sunspot penumbral filaments and their temporal evolution
我们研究的时间演化的下降流观察到的侧边缘的半影细丝在太阳黑子位于非常接近的磁盘中心。我们的分析是基于一系列的近衍射极限扫描的Fe I 617.3 nm线采取的CRisp成像分光偏振仪在瑞典1米太阳望远镜。我们计算多普勒从所观察到的强度分布使用线平分线和过滤所产生的亚音速振荡的速度图。在中心侧半影中，横向下降流到处都是小的、弱的红移斑块，靠近或沿着蓝移的流动通道的边缘。这些斑块具有间歇性的生命，并经常经历合并和破碎。横向下降流与宿主细丝一起移动，并对它们的形状变化做出反应，非常类似于宁静太阳中颗粒对流的演变。中心半影的亮度和流动结构的速度之间有很好的关系，平均而言，下降流比上升流更暗，这再次让人想起安静的太阳对流。这些结果表明，在太阳黑子半影区存在翻转对流，细长的细胞形成的细丝的流动是向上的，但非常倾斜，和弱的横向向下流动。在一般情况下，从横向下降流出现的圆偏振配置文件不显示符号反转，虽然有时我们检测到三个叶状的配置文件，这是暗示相反的磁极性的像素。
2015-04-10 astro-ph.SR
A Diagnostic for Localizing Red Giant Differential Rotation
我们提出了一个简单的诊断，可以用来限制红巨星的位置与测量混合模式旋转分裂的差异。具体来说，在半径为$\sim 4R_\odot$的红巨星中，p主导模式（声波主导）相对于g主导模式（内部重力波主导）的分裂对红巨星外部对流区与辐射内部的差异旋转的多少很敏感。一个独立测量的表面旋转速率显着帮助打破简并解释测得的分裂。我们将我们的结果应用于现有的红巨星观测，特别是开普勒-56的观测，发现大部分的微分旋转位于辐射区，而不是对流区。这一结论是一致的文献中的结果从旋转反演，但我们的结果是不敏感的反演过程中的一些不确定性，可以很容易地应用到大样本的红巨星，即使是一个温和的测量旋转分裂。我们认为，在辐射内部的差分旋转强烈表明，在红巨星角动量输运是由当地的流体不稳定性，而不是大规模的磁应力。
2016-08-05 astro-ph.SR
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
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
