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
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
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
Numerical simulation of convection in K dwarfs
我们对一颗质量为0.7太阳质量的K矮星在太阳自转周期内的对流区进行了数值模拟。我们研究了对流模式，微分旋转和旋转流，和发电机产生的磁场。我们发现，对于这种类型的恒星，太阳自转周期代表了一个相当快的旋转和微分太阳型的情况。一个发电机产生的大尺度场出现，但它既不是偶极的，也没有显示出一个简单的活动周期。
2023-01-24 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
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
Simulations of Global Solar Convection with a Fully Compressible CHORUS++ Code
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Clarkson University（克拉克森大学）
利用完全可压缩CHORUS++代码模拟太阳对流，分析早期阶段的流体动力学演化。
2026-01-07 astro-ph.SR
Testing a non-local 1-equation turbulent convection model: A solar model
本研究测试1方程Kuhfuss湍流对流模型在太阳对流包层中的适用性，发现其因非局部效应高估对流穿透而表现不佳，需采用3方程版本改进建模。
2024-07-04 astro-ph.SR
Sound-speed inversion of the Sun using a nonlocal statistical convection theory
日震反演揭示了太阳和标准太阳模型在太阳对流区底部下方的声速存在重大差异。我们证明了这种差异是由标准太阳模型中采用的局部混合长度理论的固有缺陷造成的。利用自洽的非局域对流理论，我们构造了一个用于声速反演的太阳包络模型。我们的太阳模型有一个非常平滑的过渡，从对流信封的辐射内部;和对流能量通量改变符号穿过对流区的边界。它比标准太阳模型有明显的改进，太阳和局部对流模型之间的声速差异显着减少。
2012-10-16 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
The Emergence of Solar Supergranulation as a Natural Consequence of Rotationally-Constrained Interior Convection
我们调查如何旋转约束，深对流可能会引起超颗粒，在太阳光球中观察到的最大的不同的空间尺度的对流。虽然超颗粒只有微弱的旋转的影响，较大的空间尺度的对流样品的深对流区，大概是旋转的影响。我们提出了一系列的非线性，3-D模拟旋转对流的数值结果，并检查下实现的Rossby数的范围内的速度功率分布。当存在旋转时，对流功率分布在特征波数$\ell_\mathrm{peak}$处具有明显的峰值，其值随着Rossby数的减小而增大。这种功率分布与在非旋转对流中实现的功率分布形成对比，在非旋转对流中，功率从高到低波数单调增加。我们发现，空间尺度小于$\ell_\mathrm{peak}$的行为类似于非旋转对流。大于$\ell_\mathrm{peak}$的空间尺度受到旋转约束，并且相对于非旋转系统具有显著降低的功率。我们认为，超颗粒尺度的出现是由于抑制功率的空间尺度大于$\ell\approx100$由于存在深，旋转约束对流。因此，超颗粒化代表了最大的非旋转约束的太阳对流模式。我们的结论是，超颗粒的特征空间尺度的边界，从上面的深对流运动，使超颗粒的深层动力学在工作中的太阳发电机的间接措施。结合我们的数值计算结果使用超颗粒的空间尺度，我们估计太阳的批量均方根对流速度的上限为10米秒$^{-1}$。
2016-09-16 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
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
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
Meridional Circulation in Solar and Stellar Convection Zones
我们提出了一系列的3-D非线性模拟的类太阳对流，进行了滞弹性球谐（ASH）代码，旨在隔离这些过程中，驱动器和形状的恒星对流区内的对流环流。这些模拟的构建是为了跨越类似太阳的差异旋转（快赤道/慢极点）和“反太阳”差异旋转（慢赤道/快极点）之间的过渡。当对流受到旋转约束时，产生类似太阳的差分旋转状态，其特征在于与反太阳制度相比，对流雷诺应力非常不同，其中对流仅微弱地感知科里奥利力。我们发现，对流雷诺应力的角动量输运在建立这些模拟中的对流流动剖面中起着核心作用。我们发现，从单细胞的过渡到多细胞的回旋环流配置文件在强和弱制度的旋转约束是联系在一起的对流雷诺应力的变化，一个明确的演示陀螺泵。这些不同的制度之间的垂直热变化不同，与那些在太阳的制度合谋，以抑制一个单细胞的赤道环流，而建立在反太阳状态的冷极和温暖的赤道往往会促进单细胞环流。虽然对流角动量输送在中纬度的反太阳区域变成径向向内，但主要负责建立快速旋转极的是纬向环流。最后，我们讨论了这些结果与太阳的关系，并建议太阳可能位于快速旋转和缓慢旋转制度之间的过渡附近。
2015-01-26 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
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
Anomalously Weak Solar Convection
太阳内部的对流被认为包括一系列尺度上的结构。这一结论来自现象学研究和数值模拟，尽管两者都没有涵盖太阳对流动力学参数的适当范围。在这里，我们分析了观测的波场在太阳光球使用的时间距离日震成像流在太阳内部的技术。我们对9000亿个波场观测值进行下采样和合成，以产生30亿个互相关，我们对它们进行平均和拟合，测量500万个波的传播时间。使用这些旅行时间，我们推导出底层的流系统，并研究其统计绑定对流速度大小在太阳内部，作为深度和球谐度$\ell$的函数。在波数带$\ell<60$内，对流速度比目前的理论估计弱20-100倍。这表明，与现有模型预测的湍流模式不同的湍流模式普遍存在，这引发了一个问题：什么机制将太阳光度的热通量向外传输？平流主要由波数$\ell<60$的科氏力控制，而在$r/R_\odot=0.96$的Rossby数小于$\sim10^{-2}$，这表明太阳可能是一个比以前认为的更快的自转体，大尺度对流可能是准地转的。太阳的等自转轮廓线与自转轴并不一致，这一事实表明存在纬度熵梯度。
2012-06-14 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 amplitude of solar p-mode oscillations from three-dimensional convection simulations
太阳p模振荡的振幅是由随机激励和模式阻尼，这两者都发生在表面对流区。然而，对流的时间依赖性，湍流性质使得它很难通过使用传统的一维流体静力学模型的自洽研究激励和阻尼过程。为此，我们对太阳大气进行了\textit{ab initio}三维流体动力学数值模拟，以研究p模如何在太阳中驱动和消散。在模拟中的表面对流的描述是自由的可调参数通常采用在传统的一维模型。模式激励和阻尼率计算的基础上的分析表达式，其成分直接从三维模型进行评估。与激励和阻尼率都可用，我们估计的理论振荡幅度和频率的最大功率，$ν_{\max}$，为太阳。我们比较我们的数值计算结果与日震观测，发现令人鼓舞的两者之间的协议。这里提出的数值方法提供了一种新的方式来调查负责模式驱动和阻尼的物理过程，并应适用于所有的太阳型振荡星。
2019-07-18 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
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
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
Effects of Asymmetric Flows in Solar Convection on Oscillation Modes
许多日震测量都存在很大的系统误差。一个特别令人沮丧的是，时间-距离测量受到大的中心到边缘效应的影响，这看起来非常类似于有限的光旅行时间，除了幅度取决于所使用的可观测值，并且可以具有相反的符号Zhao et al.（2012）。这使得确定太阳对流区中的深纬向流的尝试受挫，Zhao等人（2012）应用了一种没有物理基础的特别校正来校正数据。在这封信中，我们提出，这种效果的一部分可以解释的高度不对称性质的太阳能颗粒，结果出现在什么样的振荡模式作为一个净径向流，从而赋予相移的模式作为一个函数的观察高度，从而日心角。
2012-10-04 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
Effects of Radiative Diffusion on Thin Flux Tubes in Turbulent Solar-like Convection
我们研究了对流和辐射扩散对太阳内部薄磁通量管演化的综合影响。辐射扩散是在较低的对流区对流运动的热量的主要供应商，它导致在每单位体积的磁通量管的热输入，已被忽略了许多以前的薄通量管的研究。我们使用一个薄的通量管模型，该模型受到来自旋转的湍流球壳的对流的影响，如Weber，Fan和Miesch（2011，Astrophys. J.，741，11; 2013，Solar Phys.，287，239），现在考虑到辐射加热对大规模活动区通量管的影响。我们的模拟结果表明，小于或等于60公斤的通量管受到类太阳对流不锚定在过冲区域，而是向上漂移，由于增加浮力的通量管早期在其演变的结果，包括辐射扩散。磁场强度范围为15 kG至100 kG的磁通管的上升时间小于或等于0.2年，并呈现出乔伊定律倾角趋势。我们的研究结果表明，辐射加热是一种有效的机制，通过这种机制，通量管可以逃离稳定分层的过冲区域，并且通量管不一定需要锚定在过冲区域产生类似于太阳上的活动区域的涌现特性。
2015-03-27 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
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
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
Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 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
The excitation of solar-like oscillations in a delta Scuti star by efficient envelope convection
盾牌座δ（delta Sct）星是质量为1.5- 2.5 M $_{\odot}$的不透明度驱动的脉动星，它们的脉动是由氦的电离变化引起的。在像太阳这样质量较小的恒星中，对流通过恒星外部的30%传输质量和能量，并激发出丰富的共振声学模式。以太阳为例，在没有坚实理论基础的情况下，模型预测三角洲星的对流包络仅延伸半径的1%左右，但有足够的能量激发类似太阳的振荡。在开普勒任务之前没有观察到这一点，因此模型中对流包络的存在受到了质疑。在这里，我们报告检测到的三角洲星HD 187547类似太阳的振荡，这意味着表面对流有效地运行在恒星的质量约为太阳的两倍，特设模型预测。
2011-09-20 astro-ph.SR
Spatial Scales and Time Variation of Solar Subsurface Convection
利用日震时间-距离技术，对太阳次光球对流的空间结构进行了谱分析。源数据来自太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI），时间为2010年5月至2020年9月。球谐变换应用于水平速度散度场在深度从0到19微米。流动尺度的范围是相当广泛的浅层和缩小的深度增加。水平流尺度随深度迅速增加，从超颗粒到巨胞值，表明近地面剪切层中存在大尺度对流运动。结果可以自然地解释为在不同深度间隔中局部化的不同尺度流动的叠加。在深层中，有一些倾向于出现细长的（香蕉形）对流结构。对流总功率与太阳黑子数在太阳活动周期中的变化在浅层呈负相关，在更大深度处呈正相关，这表明对流能量在磁场作用下的深度再分布。
2022-08-09 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
A Babcock-Leighton-type Solar Dynamo Operating in the Bulk of the Convection Zone
在大多数Babcock-Leighton（BL）型太阳发电机模型中，环向磁场被假定产生于速跃层中，其中极向场是由太阳黑子群的出现和随后的消散产生的。然而，磁活动的充分对流的恒星和MHD模拟的全球恒星对流最近提出了严重的怀疑，在产生的环向场的速跃层的重要性。在这项研究中，我们的目标是开发一个新的BL型发电机模型，其中发电机主要在对流区的大部分内运行。我们的二维模型包括太阳的差异旋转，单细胞的纬向流，近表面的径向泵，强湍流扩散，BL型极向源，和非线性反作用的磁场的源与垂直的外边界条件的影响。该模型导致一个简单的偶极配置的极向场，具有主导的纬向分量，这是由纬向剪切内的对流区的大部分，以产生的环形磁通量卷起。因此，速跃层在模型中的作用可以忽略不计。该模型再现了太阳活动周期的基本特性，包括：（a）大约11年的周期和18年的延长周期;（b）反对称环向场从高纬度开始向赤道方向传播;（c）与观测结果一致的极场演变。我们的模型打开了一个范式转变的可能性，在理解太阳周期过渡到经典的通量传输发电机。
2022-04-29 astro-ph.SR
Variation of global and local flows in the solar convection zone during activity cycles 24 and 25
基于2010-2024年日震数据，研究了太阳对流区流动，发现巨细胞尺度结构呈经向拉长，流动谱功率与活动水平在浅层反相关、深层正相关，并追踪了22年纬向流周期及第25周中清晰的次生子午流。
2025-04-21 astro-ph.SR
Implicit large eddy simulations of global solar convection: effects of numerical resolution in non-rotating and rotating cases
模拟深太阳对流及其耦合的平均场运动是一个艰巨的挑战，很少有观测结果约束模型，遭受网格分辨率的非物理影响。本文采用EULAG-MHD程序对太阳深层对流进行了流体动力学全局隐式大涡模拟（ILES），探讨了网格分辨率对旋转和非旋转对流特性的影响。基于低阶矩和湍流谱的结果表明，在径向方向上提供足够的分辨率，在非旋转模拟中可以实现收敛。流动是高度各向异性的，水平发散运动中所含的能量超过径向运动的能量三个数量级以上。相比之下，在旋转模拟中，最大的能量是在水平运动的环形部分。随着网格分辨率的增加，湍流相关性的变化，在这样一种方式，一个类似太阳的差分旋转，在模拟中获得的粗网格，过渡到反太阳差分旋转。这种变化的原因是有效粘度对驱动大规模流动的力的平衡的贡献。随着有效粘度的降低，角动量平衡得到改善，但在纬向方向上的力平衡减少，有利于将角动量平流输送到极点的强纬向流。结果表明，获得正确的角动量分布可能不仅仅是一个问题的数值分辨率。在模拟太阳内部时，可能需要考虑其他物理因素，如磁性或近地表剪切层。
2022-08-11 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
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
Meridional circulation dynamics from 3D MHD global simulations of solar convection
太阳纬向环流的形式是平均场通量输送发电机模型的一个重要组成部分。然而，这个大规模的流动仍然笼罩着一层神秘的面纱，因为使用目前的日震技术对其进行测量是具有挑战性的。在这项工作中，我们使用的结果从三维全球模拟太阳对流推断的动力学行为的建立纬向环流。我们在这些模拟和最新观测中出现的纬向环流之间进行了直接比较。根据我们的研究结果，我们认为，应该有一个赤道流的对流区在中纬度地区的基础上，低于目前的最大深度日震措施可以探测（0.75 R）。我们还提供了物理参数来证明这种行为。模拟结果表明，随着磁循环的展开，纬向环流在形态上发生了实质性的变化。最后，我们讨论了这些动态变化的重要性，目前的观测方法，涉及长时间的日震数据的平均周期。同样值得注意的是，这些拓扑结构的变化表明磁场和等离子体流之间的丰富的相互作用，这挑战了无处不在的运动学方法中使用的绝大多数平均场发电机模拟。
2015-02-04 astro-ph.SR
Magnetic Cycles and Meridional Circulation in Global Models of Solar Convection
我们回顾了最近的见解太阳对流区的动力学从全球数值模拟，特别是最近的两个发展重点。第一个是在一个长时间的发电机模拟准周期的磁活动。虽然平均场只占总磁能的百分之几，但它们表现出显着的秩序，在6-15年的时间尺度上具有多次极性反转和系统性变化。第二个发展是关于维持赤道环流。最近的高分辨率模拟捕捉到了微妙的非线性动力学平衡，比以前更逼真，更层流模式，产生更连贯的环流模式。这些模式是由一个单一的细胞在每个半球，与极地和赤道流分别在上层和下层对流区。我们简要地解决这些建模工作的影响和未来。
2010-10-02 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
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
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
How Dose Rotation Effect Convection Criterion and Solar Granule Size
本研究提出结合旋转等效温度与Schwarzschild判据的新对流判据，揭示米粒旋转速度与大小对太阳对流区自然/强迫对流及黑子温度的影响。
2023-04-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
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
The rotational influence on solar convection
本文认为，占主导地位的动力学，热平衡和旋转的太阳对流区。原因是：科里奥利力平衡压力梯度。背景涡拉伸、斜压力矩和非线性平流共同平衡。湍流通量传递了辐射扩散所不能传递的太阳光度的一部分。这四个关系严格地根据已知的物理量来确定对主导尺度和动力振幅的估计。我们预测，动力Rossby数对流小于统一的近地表剪切层，表明强旋转约束。我们还预测了一个特征对流长度尺度约为30毫米，在整个对流区。这些推论有助于解释最近的观察，揭示弱流振幅在100-200毫米尺度。
2020-10-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Helioseismology challenges models of solar convection
对流是能量通过太阳最外层30%传输的机制。众所周知，太阳湍流对流很难在整个对流区进行建模，因为对流区的密度跨越了许多数量级。在本期PNAS中，Hanasoge等人（2012）采用最近的日震观测来推导太阳内部大尺度对流速度振幅的严格经验约束。他们报告的上限远远小于流行的流体动力学数值模拟预测的上限。
2012-08-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
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
Improved calibration of the radii of cool stars based on 3D simulations of convection: implications for the solar model
主序星，类太阳恒星（M < 1.5 Msun）有足够厚的对流外层，对它们的整体结构有显著的影响。特别是这些恒星的半径，对它们最外层发生的低效、超绝热对流的细节很敏感。基于混合长度理论（MLT）的恒星演化模型中对流的标准处理方法，仅提供了超绝热区对流的非常近似的描述。此外，它包含一个自由参数alpha_MLT，其标准校准基于太阳，并且通常应用于其他恒星，忽略其全局参数的差异（例如，有效温度、重力、化学成分）和先前的进化历史。在本文中，我们提出了一个校准的alpha_MLT的基础上三维辐射流体动力学（3D RHD）模拟对流。α_MLT的值进行调整，以匹配特定的熵在深，绝热层的对流信封从三维RHD模拟获得的相应值，作为一个函数的位置的恒星在（log g，log T_eff）平面和它的化学成分。我们已经构建了一个模型，现在的太阳使用这种基于熵的校准。我们发现它过去的光度演化不受熵校准的影响。然而，在过去的几十亿年里，预测的太阳半径超过了标准模型，导致表面温度较低。这个说明性的计算也证明了熵方法用于校准其他晚型恒星半径的可行性。
2018-11-05 astro-ph.SR
Solar Dynamics, Rotation, Convection and Overshoot
我们讨论了最近的观测，理论和建模的进展，了解太阳的内部动力学，包括其旋转，对流和过冲。在过去的几十年里，大量的理论和观测工作已经进入了理解太阳动力学的这些方面。这些意见，相关的日震方法和推理和计算结果，这些问题进行审查。
2015-03-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn
