The Role of the Magnetorotational Instability in the Sun
我们计算增长率的非轴对称不稳定性，包括整个太阳的磁旋转不稳定性（MRI）。我们首先推导出一个色散关系的非轴对称不稳定性，包括剪切，对流浮力的影响，和三个扩散系数（热导率，电阻率和粘度）。然后，我们使用一个太阳模型演变的恒星演化代码MESA和角速度配置文件确定的全球振荡网络组（GONG）日震学，以确定不稳定的模式存在于太阳的每个位置和相关的增长率。在整个对流区和略低于对流区的中高纬度地区，总体不稳定性具有不稳定模式。它包含三类模式：大尺度流体动力学对流模式、大尺度流体动力学剪切模式和小尺度磁流体动力学（MHD）剪切模式，这些模式可以适当地称为MRI模式。虽然大规模的对流模式是最迅速增长的模式，在大多数的对流区，MRI模式是重要的稳定分层和对流不稳定的位置附近的速跃层在colatitudes θ小于53度。非轴对称MRI模式的增长速度比相应的轴对称模式;对于某些极向磁场，非轴对称MRI增长率类似于角旋转频率ω，而轴对称模式是稳定的。我们简要地讨论了MRI模式产生的磁场的饱和度，发现在太阳对流区的基础上隐含的场与基于在速跃层中活跃的发电机得出的场相当，并且即使在上层对流区中，MRI产生的场的饱和度也可能是重要的。
2014-07-17 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
Supergranulation as the largest buoyantly driven convective scale of the Sun
超颗粒化的特征是在太阳光球层中具有典型的32 Mm长度尺度的水平发散流。与颗粒，其大小是可比的辐射边界层的厚度和当地的等离子体在光球的尺度高度，超颗粒不反映任何明显的长度尺度的太阳对流区。早期的建议，第二氦电离的深度是重要的是不支持的数值模拟。因此，太阳超颗粒的起源在很大程度上仍然是一个谜。此外，使用多普勒成像或相关性或功能跟踪的光球流的观测表明，在大于超颗粒的尺度上，功率单调下降。太阳对流的局部区域和全球球壳模拟相反，幂律增加水平流振幅低波数。在这里，我们研究这种差异，并探讨如何太阳超颗粒可能会出现的结果，强大的光球驱动和非本地热输送冷潜水羽。使用三维滞弹性模拟与表面驱动，我们表明，动能的最大对流尺度在上层的层结域反映了从强浮力驱动到绝热层结以下的过渡的深度。我们解释所观察到的单调下降，在太阳对流功率的尺度大于超颗粒是这种快速过渡的结果，并显示如何超颗粒尺度可以被理解为最大的对流驱动模式在太阳。
2016-06-13 astro-ph.SR
Spontaneous Generation of delta-sunspots in Convective Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Flux Emergence
观测表明，强烈的太阳耀斑和日冕物质抛射往往发生在以三角黑子、黑子旋转、剪切极性反转线（PIL）和磁通量绳为特征的复杂活动区。在这里，我们报告的第一个模型的自发三角洲斑点的产生作为一个结果，从湍流对流区的通量出现。利用国家的最先进的辐射磁流体动力学代码R2D2，我们模拟的出现，在对流区，延伸到-140 Mm。升高的大规模对流上升流，管出现在光球作为两个新兴的两极。由于地下连通性，相反的极性相互碰撞，并发展成一对紧密堆积的三角洲点。洛伦兹力驱动点的旋转和10 km/s的强逆流，在三角洲点的PIL，这与当地对流，加强水平场到4 kG，并建立一个高度剪切PIL。在PIL上方的大气中，产生了磁通绳结构。所有这些过程都遵循三角洲斑形成的多浮力段理论，是磁通量与湍流对流相互作用的自然结果，表明三角洲斑的形成和由此产生的耀斑爆发可能是一个随机决定的过程。
2019-11-10 astro-ph.SR
Opposite polarity field with convective downflow and its relation to magnetic spines in a sunspot penumbra
我们讨论了用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振计在空间分辨率接近0.15”时记录的太阳黑子半影的Fe I 630.15 nm和630.25 nm斯托克斯光谱的NICOLE反演。我们报告了位于相对水平磁场（脊柱内）和更垂直的磁场（脊柱）之间的边界处的相反极性场的狭窄径向延伸通道。这些通道具有约1 km/s的对流下降流。这些下降流靠近脊的位置与六年前提出的对流间隙模型（“间隙半影”）和最近的3D MHD模拟的预测一致。我们还确认了整个半影存在强对流，显示出预期的温度和垂直速度之间的相关性，并具有约1.2公里/秒的垂直RMS速度。
2013-04-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Transport of the magnetic flux away from a decaying sunspot via convective motions
本文利用GST和HMI观测研究太阳黑子衰减，发现碎裂米粒组织树（TFGs）通过约束移动磁特征（MMFs）沿其边界运动，在磁场扩散和黑子衰减中起关键作用。
2024-04-01 astro-ph.SR
Penumbral structure and outflows in simulated sunspots
太阳黑子是可见太阳表面上的磁场集中，强烈影响其内部和周围的对流能量传输。太阳黑子外围区域（半影区）显示出沿近水平磁场通道的系统性径向向外流动。这些流动是在100年前发现的，存在于所有完全发育的太阳黑子中。使用一个全面的数值模拟的太阳黑子对，我们表明，半影结构与这样的外流形式时，平均磁场倾斜垂直超过约45度。系统流出是对流的一个组成部分，提供向上的能量传输，并导致由倾斜磁场的存在下引入的各向异性。
2009-07-13 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
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
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
Surface evolution in stable magnetic fields: the case of the fully convective dwarf V374 Peg
本文报道了dM4型V374 Peg的BV（RI）_C测光测量，时间约为430天。这颗恒星的质量约为0.28M_Sun，因此它应该是完全对流的。以前的观测发现了几乎刚体旋转和稳定的轴对称极向磁场。我们的测光数据与这一图像吻合得很好，在恒星表面发现了一个持续活动的巢。然而，表面并不是静止的：夜间变化和频繁的耀斑被观察到。耀斑似乎集中在表面较亮的部分。光变曲线的短时间变化可能表明同一区域出现了通量绳，类似于太阳上活跃的巢。我们观察到V374 Peg的闪烁和安静状态在每月的时间尺度上变化。
2011-02-11 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
Mesogranulation and small-scale dynamo action in the quiet Sun
宁静太阳区域通常表现出小尺度磁场结构的复杂分布，这些结构与近地表湍流对流运动相互作用。此外，这些磁场中的一些可能是由对流发电机机制局部产生的。除了众所周知的颗粒和超颗粒对流尺度，各种观测表明，有一个中间尺度的对流，称为mesogranulation，垂直磁通量浓度积累优先在mesogranular边界。我们的目的是调查的对流，表现出颗粒和mesogranulation的小尺度发电机性能，比较我们的研究结果与太阳观测。采用一个理想化的模型，局部区域的安静的太阳，我们使用可压缩磁流体力学的数值模拟，在三维笛卡尔域，调查这个系统的参数依赖性（特别是侧重于不同的纵横比和雷诺数的影响）。在纯流体动力对流，我们发现，中粒化是一个强大的功能，这个系统提供的域是足够宽，以适应这些大规模的运动。在较高雷诺数的模拟中，动能谱中的中颗粒峰更为明显。我们研究了该系统的发电机性能的运动学和非线性制度，我们发现，发电机总是更有效地在更大的领域，当mesogranulation存在。此外，我们使用傅立叶空间中的滤波技术来证明，它确实是更大尺度的运动，主要负责驱动发电机。在非线性状态下，磁场分布在空间分布和测得的场强方面与观测结果相比非常有利。
2014-01-20 astro-ph.SR
A more realistic representation of overshoot at the base of the solar convective envelope as seen by helioseismology
太阳对流层底部附近的层结是由对流过冲和元素扩散过程控制的，该区域被广泛认为在太阳发电机中起着关键作用。在该地区的分层引起的太阳能p模式，它已被用来确定太阳能对流区的深度和调查的对流过冲的程度的频率的特征信号。以前的日震调查表明，太阳的球对称分层在这一地区比在一个标准的太阳模型没有过冲平滑，并排除了简单的模型纳入过冲，延长该地区的绝热分层和有一个或多或少的突然过渡到亚绝热分层在边缘的过冲区域。在本文中，我们考虑物理动机的模型，有一个平滑的过渡，在分层桥接该地区从较低的对流区的辐射内部下方。我们发现，这样的模型是在更好的协议与日震数据比标准的太阳模型。
2011-02-20 astro-ph.SR
Is convective turbulence the only exciting mechanism of global p modes in the Sun?
针对太阳全局p模是否仅由对流湍流激发的问题，利用27年SoHO数据研究跨3个太阳活动周的模能量变化，发现存在非随机激发的超额能量，提示可能存在第二种激发源，且能量供给率与QBO相关、方差与活动周反相关。
2025-06-30 astro-ph.SR
Magnetic flux in the Sun emerges unaffected by supergranular-scale surface flows
本文利用深度学习提升信噪比，对无磁场区域的磁通量浮现进行逐案例分析，发现相关表面流差异大且常见于宁静背景，表明超米粒尺度流动影响有限。
2024-03-01 astro-ph.SR
Variability of stellar granulation and convective blueshift with spectral type and magnetic activity. I. K and G main sequence stars
在太阳型恒星中，对流蓝移的衰减由恒星的磁活动主导RV变化的低振幅信号引起的低质量的行星。不同于太阳的恒星模型需要对对流蓝移的衰减有很好的了解，以估计其对变化的影响。因此，不仅要精确确定不同类型恒星的对流蓝移幅度，而且还要确定这种对流蓝移对磁活动的依赖性，因为这些是我们模型产生RV的关键因素。我们研究了一个样本的主序星的光谱类型从G0到K2，并专注于他们的时间平均属性：活动水平和标准，允许对流蓝移的振幅。我们发现由于对流的谱线的微分速度位移取决于光谱类型，波长（这种依赖关系与Teff和活动水平），并在活动水平。这使我们能够量化的颗粒化性质的依赖性对磁性活动的恒星以外的太阳。对流蓝移的衰减因子在所考虑的光谱类型范围内似乎是恒定的。我们推导出一个对流蓝移，朝向较低的温度，与Teff低于5800 K的模型密切一致的趋势，但具有显着更大的全球振幅。最后，我们比较观察到的RV变化幅度与那些可以来自我们的对流蓝移使用一个简单的法律，并找到一个普遍的协议的幅度。我们的研究结果与以前的结果是一致的，并提供，第一次，对流蓝移的Teff，磁活动和波长的函数，在一个大样本的G和K主序星的估计。
2016-10-07 astro-ph.SR
Constraints on the properties of macroscopic transport in the Sun from combined lithium and beryllium depletion
本研究利用锂和铍耗损观测约束太阳对流包层底部的宏观输运效率，发现密度幂律指数n在3至6之间可重现数据，并指出宏观混合与中微子通量不符，磁泰勒不稳定性无法解释观测。
2025-01-07 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
Mass dependence of overshooting beneath convective envelopes
本文通过MUSIC二维全球模拟研究了1.2至6倍太阳质量前主序恒星对流包层下方过冲的质量依赖性，发现过冲随质量增加遵循光度标度指数为1/4的简单标度关系，并与Baraffe等人2023年关于对流核心过冲的标度结果相似。
2025-09-23 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Long-term variations of turbulent transport coefficients in a solar-like convective dynamo simulation
太阳，除了其11年的太阳黑子周期外，还受到其活动的长期变化的影响。在这项工作中，我们分析了一个类似太阳的对流发电机模拟，包含大约60个磁周期，表现出赤道向传播的磁场，多个频率，和不规则的变化，包括错过周期和复杂的奇偶校验偶极和四极模式之间的过渡。我们计算的湍流输运系数，描述的平均磁场的湍流速度场的影响，使用测试场的方法。测试场分析提供了一个合理的解释失踪的周期方面的减少$α_{ϕϕ}$提前减少的表面活动，并加强向下湍流泵在事件中，以限制在对流区的底部，其中局部最大值的磁能在事件中观察到的一些磁场。然而，在同一时间，淬火的湍流磁扩散率被观察到，虽然不同的深度分布相比，其他传输系数。因此，需要专门的平均场建模进行验证。
2017-10-06 astro-ph.SR
Asteroseismology of red giant stars
如果受到适当的激发，恒星会像一个巨大的球形仪器一样振荡。在大多数恒星中，包括太阳，表面对流提供了激发机制（Goldreich和Keeley，1977）。当湍流速度达到与恒星表面附近的局部声速相当的速度时，剧烈的对流运动可以激发驻波声波。这些被称为压力或p模式，因为回复力由压力梯度产生。该激励机制的宽频谱引起同时激励的许多径向和非径向振荡模式。这些随机激励和固有阻尼振荡首先在太阳中被检测到（Leighton等人，1962年），因此通常被称为类太阳振荡。当恒星变老，核心的氢燃料供应耗尽时，它们的外壳会膨胀并冷却：它们变成亚巨星，最终成为红巨星。像太阳一样，低质量的红巨星也有对流的外壳，但更长的对流时间尺度会以更低的频率驱动振荡模式。当恒星振荡时，恒星表面不同部分的膨胀和收缩引起了整个恒星表面温度的变化，从而也引起了光度的变化。本章介绍了低质量（M<3M_Sun）的星震学。
2018-01-25 astro-ph.SR
Investigating toroidal flows in the Sun using normal-mode coupling
日震观测提供了宝贵的数据集，可用于详细研究太阳内部动力学。在分析这些数据的各种方法中，简正波耦合已被证明是一个强大的工具，用于研究Rossby波，微分旋转，纬向环流和非轴对称多尺度地下流动。在这里，我们反转模式耦合测量日震磁成像仪（HMI）和迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得质量守恒的环形对流作为深度，空间波数和时间频率的函数。为了确保速度大小的估计是正确的，我们还评估了相关的实现噪声，所造成的有限的可见性的太阳。我们基准的近地表反演对本地相关跟踪（LCT）的结果。对流功率可能假设更大的纬向各向同性的空间尺度的流动减少。我们注意到，在超颗粒尺度上没有一个峰值的超环面流功率，与观察结果表明，超颗粒主要是极向的性质。
2021-08-03 astro-ph.SR
Dynamic Coupling of Convective Flows and Magnetic Field during Flux Emergence
为了更好地理解太阳内部与日冕的能量耦合，我们模拟了磁通量绳从太阳对流区到日冕的浮力上升。磁流体动力学模型解决了辐射冷却，日冕加热和电离的物理问题，使我们能够产生一个更真实的太阳大气模型。模拟显示了磁通量在光球层出现并合并形成两个极性相反的大浓度的过程。我们发现，在对流区的大尺度对流运动是至关重要的形成和维持太阳黑子，而在近地层的水平会聚流阻止集中的极性分离。太阳黑子在对流区的足点表现出一致的旋转运动，导致日冕场螺旋度的增加。在这里，对流的局部结构导致相反极性的磁通量与沿极性反转线的剪切流会聚。在磁绳上升过程中，磁能首先通过光球层的出露注入，然后通过水平流输送能量，最后被淹没流潜回对流区。
2011-11-07 astro-ph.SR
Magnetic Inflation and Stellar Mass II: On the Radii of Single, Rapidly Rotating, Fully Convective M Dwarf Stars
主序星，食双星中的完全对流M矮星被观察到比恒星演化模型预测的大$10-15\%$。对这种差异的一种解释涉及到强磁场的影响，这是通过发电机过程由快速旋转引起的。尽管如此，少数单个的、缓慢旋转的M矮星的半径测量结果似乎也比模型预测的要大，这表明旋转或双星可能不是造成这种差异的唯一原因。我们测试是否单个，快速旋转，完全对流的恒星也比预期的大，通过测量它们的$R \sin i$分布。我们结合光度旋转周期的文献旋转加宽（$v \sin i$）的测量报告在这项工作中的样本88快速旋转M矮星。使用贝叶斯框架，我们发现，恒星演化模型低估半径的$10-15\% \substack{+3 \\ -2.5}$，但在更高的质量（$0.18<M<0.4 M_{Sun}$）的差异只有约$6\%$和可比的干涉和食双星的结果。在最低质量（$0.08<M<0.18 M_{Sun}$），我们发现观测和理论之间的差异是$13-18\%$，我们认为，差异是不太可能是由于年龄的影响。此外，我们发现我们的样本和少数具有干涉半径的M矮星之间没有统计上显著的半径差异。我们的结论是，无论是旋转或双星是负责膨胀半径的完全对流的M矮星，和所有的完全对流的M矮星大于模型预测。
2018-04-11 astro-ph.SR
The dependence of convective core overshooting on stellar mass: reality check, and additional evidence
超过1.2 M（太阳）质量的恒星对流核心的超射对它们随后的演化有着深远的影响。然而，在当前的恒星演化模型中，过冲机制的公式有一个自由参数（扩散近似中的f [ov]），它仍然不受观测的约束，影响了对天体物理学重要量（如恒星年龄）的确定。在较早的一系列论文中，我们收集了37个测量良好的分离食双星样本，以校准f [ov]对恒星质量的依赖性，表明它急剧增加到大约2 M（太阳）的质量，并在此后保持不变，至少达到4.4 M（太阳）。最近的声明已经挑战了食双星在这方面的效用，基于模型拟合的f [ov]的不确定性通常太大而没有用处，怀疑过冲对质量的依赖。在这里，我们重新审视这些主张，并表明他们过于悲观，主要是因为他们没有考虑到所有可用的约束-观测和理论-在评估真正的不确定性。我们也借此机会增加了13个额外的二进制的半经验f [ov]测定到我们以前的样本，并更新了其他9个值。所有这些都与我们之前的结论一致，并加强了我们之前的结论，支持f [ov]对质量的依赖性，现在基于对总共50个双星系统（100颗恒星）的估计。
2019-04-11 astro-ph.SR
Time series of high resolution photospheric spectra in a quiet region of the Sun. I. Analysis of global and spatial variations of line parameters
利用德国真空塔望远镜（Observatorio del Teide）在平静太阳条件下观测到的50 min时间序列的一维狭缝谱图，研究了不同谱线参数的全球和空间变化。为了确定光球层的垂直结构，我们考虑了两条高度分离的谱线。数据已被过滤的p-模式，以隔离纯对流现象。从我们的研究的全球相关系数和相干性和相移分析之间的几个线参数，可以报告以下结果。对流速度模式保留了大于1.0”的结构，直到光球的最高层（~ 435 km）。然而，在这些层中，在强度图案中，只有大于2.0”的结构仍然与连续水平的结构连接，尽管显示出反转的亮度对比度。这证实了我们在~140公里高度发现的逆温现象。通过相移分析，给出了对流运动中存在重力波的可能证据。我们解释的行为的半高全宽和等效宽度作为一个函数的距离的颗粒边界，作为增强的湍流和/或强烈的速度梯度在颗粒间车道的结果。
2012-05-08 astro-ph.SR
Asymmetry of Lines in the Spectra of the Sun and Solar-Type Stars
我们用三个FTS图集和HARPS图集分析了太阳通量谱中Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线的不对称性，并用HARPS摄谱仪的观测数据分析了13颗恒星的光谱。为了减少观测噪声，对每颗恒星的线平分线进行了平均。得到的恒星光谱的平均平分线或多或少类似于太阳所熟知的形状C。在自转速度大于5 km/s的恒星中，平分线的形状更像/。平分线的曲率和跨度随着恒星的温度而增加。我们的研究结果证实了已知的事实强烈影响的旋转速度的跨度和形状的平分线。平均对流速度是根据平均平分线的跨度确定的，它显示了物质的冷下降和热上升对流速度之间的最大差异。它等于太阳作为恒星时的-420米/秒。在太阳型恒星中，它的增长速度从-150到-700 m/s，有效温度分别为4800到6200 K。对于表面重力和金属量较大的恒星，平均对流速度降低。它还随着恒星年龄的增加而减少，并与微观和宏观湍流运动的速度相关。太阳通量分析结果表明，除Hinkle等图集外，所用FTS图集的绝对波长标度基本一致，精度约为-10 m/s，其尺度是变化的并且取决于波长。在450 ~ 650 nm范围内，该图谱的标度漂移分别为-100 ~-330 m/s，平均为-240 m/s。由此产生的平均恒星平分线包含对流速度场的信息，并可能是有用的恒星大气的流体动力学建模，以研究表面对流的特征。
2020-12-26 astro-ph.SR
Dynamics of solar large-scale flows
本文综述了太阳大尺度流（较差自转和子午环流）的动力学机制，回顾了日震学观测与超级计算机模拟的进展，并探讨了与惯性振荡模式相关的流及未来待解决的问题。
2023-10-26 astro-ph.SR
Supersonic Magnetic Flows in the Quiet Sun
在这篇文章中，我们描述了一些最近的观测高速磁化流在安静的太阳颗粒。这些观测是用平流层气球{ \sc日出}上的成像磁仪实验进行的，具有前所未有的空间分辨率和时间节奏。这些流动被识别为高度移位的圆偏振（Stokes $V$）信号。我们估计造成这些位移的LOS速度大于6 km/s $^{-1}$，因此我们称它们为{ \it超音速磁场流}。探测到的事件的平均寿命为81.3 s，它们占据的平均面积约为23\,000 km $^2$。大多数事件发生在颗粒细胞内，因此对应于上流。然而，其他一些发生在颗粒间通道或承担没有明确的关系，对流速度模式。我们分析了一些有代表性的例子，并讨论他们的磁回路，重联事件，对流坍缩。
2012-02-20 astro-ph.SR
Solar-type dynamo behaviour in fully convective stars without a tachocline
在太阳型恒星（具有辐射核和对流包层）中，磁场为星斑、耀斑和其他太阳现象提供动力，并为色球和日冕发射紫外线至X射线波长提供动力。产生磁场的发电机依靠差动旋转对内部磁场的剪切。长期以来，人们一直认为切变发生在辐射核心和对流包络之间的一个称为速跃层的边界层中。完全对流的恒星没有速跃层，它们的发电机机制预计会非常不同，尽管其确切的形式和物理依赖性尚不清楚。在这里，我们报告的观测四个完全对流的恒星，其X射线辐射与其旋转周期以同样的方式在太阳类恒星。由于X射线活动-旋转关系是磁发电机行为的一个公认的代理，这些结果意味着完全对流的恒星也运行着太阳型发电机。因此，在完全对流的恒星中缺乏速跃层表明，这不是太阳发电机的关键成分，并支持发电机起源于整个对流区的模型。
2016-07-26 astro-ph.SR
Variability in stellar granulation and convective blueshift with spectral type and magnetic activity. II. From young to old main-sequence K-G-F stars
太阳中小尺度对流的抑制主导了长期径向速度（RV）的变化：因此，它对使用RV技术的轻型系外行星探测能力有着关键影响。在这里，我们扩展我们以前的分析恒星对流蓝移及其对磁活动的依赖，以扩大Teff范围的恒星样本，研究其他恒星属性的影响，并最终提高所观察到的RV抖动和预期的RV变化之间的比较。我们估计不同深度的Fe和Ti线的差分速度位移，并推导出一个绝对对流蓝移使用太阳作为参考的360 F7-K4恒星的样本具有不同的属性（年龄，Teff，金属丰度）。我们确认对流蓝移与Teff和它的依赖性（如在纸I中的线列表中所示）活动水平的强烈变化。虽然我们没有观察到年龄或周期活动的显着影响，但具有较高金属丰度的恒星往往具有较低的对流蓝移，其影响比数值模拟预期的要大。最后，我们估计，在我们的样本中的71%的恒星的RV和LogR'HK的变化是兼容的对流活动的影响，在太阳的情况下观察到的，而对于其他恒星，其他来源（如双星或同伴）必须调用来解释大RV的变化。我们还确认了LogR'HK和金属丰度之间的关系，这可能会影响金属丰度和系外行星之间可能存在的关系的讨论，因为RV调查偏向于低LogR'HK，并可能偏向于高金属丰度恒星。我们的结论是，活动和金属丰度强烈影响的小尺度对流水平在F7-K4范围内的恒星，低质量的恒星和低金属丰度的恒星具有较低的振幅和较大的振幅。
2017-11-07 astro-ph.SR
Using Realistic MHD Simulations for Modeling and Interpretation of Quiet-Sun Observations with the Solar Dynamics Observatory Helioseismic and Magnetic Imager
太阳大气是非常动态的，许多重要的现象在小尺度上发展，在太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）仪器的观测中无法解决。为了对观测结果进行正确的校准和解释，研究小尺度结构和动力学对HMI观测值（如多普勒频移、连续谱强度、谱线深度和宽度）的影响非常重要。我们使用3D辐射流体动力学模拟的湍流对流层和大气的太阳，和光谱偏振辐射转移代码研究的观测特性的Fe I 6173 A线的HMI观测安静的太阳区域。我们使用的建模结果来调查的敏感性的线多普勒频移等离子体速度，也等离子体温度和密度的敏感性的线参数，并确定有效的线形成高度的观测太阳区域位于不同的距离盘中心。这些估计对于日震学测量的解释是重要的。此外，我们考虑了各种中心到边缘的影响，如对流蓝移，日震旅行时间的变化，和“凹”太阳效应，并表明模拟可以定性地再现所观察到的现象，表明这些影响与太阳动力学和辐射转移的复杂相互作用。
2015-06-04 astro-ph.SR
Surface convection: from the Sun to red giant stars
我们检查太阳和红巨星分支恒星之间的表面条件的变化如何改变模型中使用的特征表面对流长度尺度。我们调查的情况下，混合长度理论和湍流全谱的现象学的问题。对于观测部分，我们依赖于对附近红巨星的有效温度和干涉半径的独立测量。我们发现，当地红巨星分支不能解释考虑到太阳校准的对流长度尺度。
2011-12-06 astro-ph.SR
Impact of radial truncation on global 2D hydrodynamic simulations for a Sun-like model
恒星对流是一种非局部过程，负责热量和化学物质的传输。它可以通过对流过冲和对流边界处的内部重力波（IGW）的激发来导致增强的混合。这些过程之间的关系仍然没有得到很好的理解，需要全球流体动力学模拟，以捕捉重要的大规模动态。恒星内部的陡峭分层表明，这种模拟的径向范围可以影响对流动力学，IGW在稳定分层的辐射区，和过冲层的深度。我们调查这些影响使用二维全球模拟完全可压缩恒星流体动力学代码MUSIC。我们比较了八个不同的径向截断相同的太阳系恒星模型演变超过约400对流周转时间。我们发现，内边界的位置对流动力学，对流超冲和IGW的旅行有一个微不足道的影响。我们将其与不受截断影响的低对流边界处的背景条件相关联，只要在模拟域中包括一个显着的深辐射层。然而，我们发现，延长外边界的恒星半径的百分之几显着增加对流区的速度和温度扰动，超调深度，功率和光谱斜率的IGWs。这种效应与外边界的背景条件有关，而外边界的背景条件实质上是由流体静力层结和给定的光度决定的。
2022-05-09 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetic fields of Sun-like stars
磁场在恒星演化的各个阶段都起着重要的作用。在类太阳恒星中，它们产生于外层对流层。对这些恒星的大尺度磁场的研究启发了我们对磁场性质的理解，并为我们提供了场生成模型的观测约束。在这篇评论中，我总结了目前的观测图片的大规模磁场的太阳类恒星，特别是太阳孪生和行星宿主星。我讨论了大尺度磁周期的观测，并将这些周期与太阳周期进行了比较。
2013-10-21 astro-ph.SR
Giant Convection Cells Found on the Sun
热量通过翻转对流运动通过太阳内部最外层的30%进行传输。这些运动在太阳表面以两种典型的细胞结构形式表现得很明显-颗粒和超颗粒（直径分别为1000和30，000公里）。45年来，理论和观察都表明存在更大的细胞。通过追踪超颗粒的运动，我们发现了持续数月的巨大细胞流的证据。正如太阳自转的影响所预期的那样，这些细胞中的流动在北部的高压周围是顺时针的，在南部是逆时针的，并向赤道输送角动量，维持太阳的快速赤道自转。
2014-01-02 astro-ph.SR
Magnetic fields in non-convective regions of stars
我们回顾了目前的知识状态的磁场内的恒星，集中在最近的事态发展有关磁场在稳定分层（区）的恒星，离开对流发电机理论和观测对流信封。我们包括A，B和O型主序星的观测特性，它有辐射信封，和化石场模型，通常被调用来解释有时在这些恒星中看到的强场。观测似乎表明，AP型稳定场被排除在恒星对流信封。大多数恒星都包含辐射区和对流区，它们之间的边界处的磁场相互作用可能会产生重要的影响。与此相关，我们讨论了太阳是否可以在其核心窝藏一个磁场。最近的发展有关的各种对流和辐射层的表面附近的早型恒星和它们的观测效果进行检查。我们看看可能的发电机机制，运行在不同的旋转，而不是对流。最后，我们转向中子星，讨论其磁场的可能起源。
2017-04-07 astro-ph.SR
Buoyant Magnetic Loops Generated by Global Convective Dynamo Action
我们对类太阳恒星中对流和发电机作用的全球3D模拟显示，在大部分的公约区域内可以建立持久的强磁性花环。在这里，我们研究的浮力磁结构的特点，是自洽创建发电机行动和湍流对流运动在模拟与太阳分层，但在当前的太阳速率的三倍旋转。这些浮力环起源于磁环的部分，其中湍流将磁场放大到比层流过程可能的大得多的值。这些放大的部分可以通过磁浮力和对流巨单体平流的组合上升穿过对流层，形成浮力环。我们测量这些环的极性、扭曲和倾斜的统计趋势。环被证明优先出现在纵向补丁有点让人想起活跃的太阳黑子，虽然更广泛的范围。我们表明，轴对称的环向场的强度是不是一个很好的预测生产率的浮力圈或磁通量的循环中产生的。
2012-12-21 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Generating buoyant magnetic flux ropes in solar-like convective dynamos
我们的太阳表现出强烈的对流发电机作用，导致磁通量束通过恒星表面出现的磁点。全球尺度的发电机作用被认为通过对流、旋转和剪切的相互作用在太阳内部深处产生大尺度的磁结构。这些大规模的磁结构的一部分被认为会穿过对流层上升，形成磁环，然后穿透光球层成为太阳黑子对。以前的全球模拟旋转球壳中的3D MHD对流已经证明了大规模的磁环可以在对流区的大部分产生的机制。我们最近的模拟已经实现了足够高的湍流水平，允许这些花圈的部分成为磁浮力和上升通过模拟的对流层通过磁浮力和对流巨细胞平流的组合。这些浮力磁环是在对流层的大部分中产生的，因为磁环核心中的强洛伦兹力反馈抑制了小规模的对流运动，允许将局部磁能放大到局部动能的100倍以上。虽然磁环主要是由轴对称极向磁场的轴对称旋转剪切（$Ω$效应）产生的，但在开始上升之前，磁环被放大到其峰值场强。这进一步扩展和增强了一个新的范例，产生紧急磁通量束，我们称之为顺磁性使能磁浮力。
2014-01-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The history of a quiet-Sun magnetic element revealed by IMaX/SUNRISE
孤立通量管被认为是太阳光球层的基本磁性构件。它们的形成通常归因于通过对流塌陷机制将磁场集中到kG强度。然而，在安静的太阳区域的磁性元素的小尺寸阻止了这种情况下被研究在完全解决的结构。在这里，我们报告一个这样的光球磁通量管的形成和随后的演变，在安静的太阳观察到前所未有的空间分辨率（0 \farcs 15 - 0 \farcs 18）和高的时间节奏（33秒）。观测数据是由\textsc{Sunrise}球载太阳观测站上的成像磁仪实验获得的。均分磁场强度磁性元件是几个相同极性的磁通量片合并的结果，包括先前出现的回路的足点。然后，通过对流坍缩，磁结构进一步增强到kG场强。通量集中内发现的精细结构表明，该方案是更复杂的比可以描述一个薄的通量管模型与亮点和下行流羽流被建立在边缘附近的千克磁性功能。我们还观察到周围的颗粒和一个长寿命的流入的磁性特征雏菊状排列。在随后的减弱过程之后，场再次增强到kG强度。磁场特征的面积随着磁场强度的变化而反相变化，而亮点的亮度和下降流的速度在相位上变化。我们还发现了一个亮点的亮度和存在的上升流之间的关系。
2014-05-12 astro-ph.SR
Magnetic field morphologies in convective zones influenced by a turbulent surface layer
针对低质量恒星大尺度偶极磁场难以在强湍流可压缩流中重现的问题，本文使用MagIC软件在极端参数下模拟对流发电机，发现湍流表层引发的全局磁抽运机制能将磁能传输至深层，促进偶极对称磁场的时间演化，与观测相符。
2025-05-10 astro-ph.SR
Magnetic Cycles in a Convective Dynamo Simulation of a Young Solar-type Star
年轻的太阳型恒星旋转迅速，许多是磁性活跃的;有些经历类似于22年太阳活动周期的磁性周期。我们进行模拟发电机行动在快速旋转的太阳与3D MHD滞弹性球谐（ASH）代码探索发电机行动实现的对流信封的太阳型恒星旋转5倍的当前太阳自转速率。引人注目的全球尺度的磁环出现在湍流对流区的中间，并显示出丰富的时间依赖性。发电机表现出周期性的活动，并经历准周期性的极性反转的全球规模的极向场和环向场的变化，在大约1500天的时间尺度上的意义。这些磁活动模式自发地从湍流中出现，并且在时间和空间上比我们以前对太阳发电机的模拟中实现的更有组织。我们详细评估的竞争过程中的磁场创建和破坏我们的模拟，有助于全球规模的逆转。我们发现，平均环向场主要是通过建立一个$Ω$ -效果，而平均极向场建立湍流的相关性，不一定是一个简单的$α$ -效果。在反转期间，磁环向极地区域传播，这似乎是由向极传播的发电机波引起的。对流中的主要响应涉及轴对称的微分旋转，其显示与向极传播的磁环相关的变化。在太阳中，在扭转振荡的极向分支中观察到类似的模式，这些模式可能代表太阳表面以下深处的极向传播的磁场。[删节]
2011-02-09 astro-ph.SR
Can Rossby waves explain the cyclic magnetic activity of the Sun and solar-type stars?
磁活动是太阳的一种全球性性质;太阳活动的复杂过程与太阳磁场有关。对于太阳型恒星和太阳，磁活动取决于恒星的物理参数。本文研究了太阳型恒星和太阳的活动周期与有效温度之间的关系。我们试图解释这些关系，因为在恒星对流区底部附近存在层流对流层。在这一层中形成了Rossby波。它们产生初级极向磁场，这是磁活动的复杂现象的能量来源。
2013-06-14 astro-ph.SR
On the Interaction of Internal Gravity Waves with Magnetic Field II. Convective Forcing
我们提出的结果，从数值模拟的相互作用的内部重力波（IGW）与磁场在辐射内部的太阳。在这第二篇论文中，强迫波自洽的上覆对流区和环形磁场施加在稳定分层层对流区下面。与之前的分析和简单数值计算的结果一致，我们发现了强烈的波场相互作用，其中波在场区域被反射。波场相互作用和波的反射取决于场的强度以及所采用的扩散系数值。在某些情况下，波浪反射导致场区平均流量增加。除了再现我们简单模型的一些特征之外，我们还在这些更完整和更现实的计算中发现了额外的复杂行为。
2010-09-29 astro-ph.SR
Evolution of small-scale magnetic elements in the vicinity of granular-size swirl convective motions
太阳仪器的进步导致了广泛使用的时间序列来研究太阳功能的动态，特别是在小空间尺度和非常快的节奏。在这种尺度上的物理过程是决定性的，因为它是从太阳大气层的下层到上层以及更远的地方发生的许多其他物理过程的基石，最终是为了理解太阳活动的更大图景。地面（SST）和星载（Hinode）高分辨率的太阳数据进行了分析，在一个安静的太阳区域显示负极性小规模的磁浓度和G-波段和Ca II H图像中观察到的亮点集群。所研究的区域的特点是存在两个小尺度对流涡旋型等离子体运动，其中之一似乎是影响两者的动力学，磁功能和亮点在其附近，因此我们的调查的主要目标。我们跟踪了一组有趣的选定区域的亮点的演变，在不同的大气高度和磁场演变的强度变化。对流涡旋附近的区域的光球等离子体运动的演变的描述，以及一些似是而非的情况下检测到的斯托克斯轮廓对流崩溃。
2014-05-10 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 astro-ph.SR
Magnetic braking in convective stars
磁制动导致单颗恒星在主序星上演化时自旋下降。磁制动模型也可以解释密近双星系统的演化，包括激变变星。众所周知的周期差距的轨道周期分布的激变变量系统表明，磁制动必须显着中断秒，完全对流。然而，活动研究表明，完全对流恒星是在年轻的疏散星团中观察到的最活跃的恒星。因此，关于完全对流恒星的磁活动会发生什么，存在相互矛盾的证据。冷星的光谱偏振研究发现，场的形态和场强依赖于光谱类型和旋转速率。虽然快速旋转的辐射核恒星显示出强大而复杂的磁场，但它们的偶极分量相对较弱。快速旋转的完全对流型恒星也有很强的磁场，但它们的结构要简单得多，通常接近偶极场。场几何形状的这种变化如何影响恒星风是几个正在进行的建模工作的重点。初步结果表明，快速旋转的活动矮星驱动更强的风，大约比太阳上的风大两个数量级。
2012-02-23 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
On the global magnetic activity and dynamo of the Sun and solar-type stars
研究了太阳活动作为全球磁场周期性变化的结果。通过对太阳型恒星磁活动的分析，发现了以下的幂函数依赖关系：自转周期与有效温度的依赖关系，“11年”活动周期的持续时间与有效温度的依赖关系，以及准两年周期的持续时间与有效温度的依赖关系。结果表明，这些依赖关系的物理性质与所观察到的太阳型恒星的性质，可以解释这些恒星的对流壳的基础周围的内部Rossby波的存在。
2015-10-21 astro-ph.SR
Global MHD simulations of the solar convective zone using a volleyball mesh decomposition. I. Pilot
本研究采用DISPATCH代码框架和无奇点的排球网格分解方法，开展太阳对流区高分辨率全球磁流体动力学试点模拟，解决了太阳内部与表面建模的尺度连接瓶颈，实现了小尺度发电机的磁场放大。
2026-11-10 astro-ph.SR physics.comp-ph
Magnetic fields in fully convective M-dwarfs: oscillatory dynamos vs bistability
M矮星有两种活动：1）强（千高斯）的几乎轴对称的极向磁场; 2）相当弱的非轴对称磁场，有时包括大量的环向分量。发电机双稳性已被提出作为一种解释。然而，在发电机模型中获得这样的双稳态并不简单。另一方面，太阳磁偶极子在磁场反转时变得横向于旋转轴，而磁场在远离反转时变得较弱。因此，太阳类似于具有第二种活动的恒星。我们认为M矮星可以有磁循环，而具有第二种活动的M矮星可能只是在磁场反转时观测到的恒星。在此模型框架下，可以利用具有第二类活动的M矮星的相对数量来确定近地表恒星对流的参数。
2014-01-08 astro-ph.SR
A low upper limit on the subsurface rise speed of solar active regions
太阳表面的磁场以黑子和活动区的形式出现。这个过程从上升的环形通量管产生极向磁场，这是太阳发电机的一个关键但知之甚少的方面。磁场的出现也很重要，因为它是太阳活动的关键驱动力。我们发现，在太阳表面的水平流动的测量新兴的活动区域，结合太阳磁对流的数值模拟，可以约束地下上升速度新兴的磁通量。所观察到的流动意味着，磁场的上升速度是不大于150米/秒的深度为20毫米，也就是说，远低于（标准）薄通量管模型的预测，但在该深度的对流速度预期的范围内。我们的结论是，对流控制的动态上升通量管在太阳的上层，不能被忽视的模型中的通量出现。
2016-07-18 astro-ph.SR
Seismic and dynamical solar models i-the impact of the solar rotation history on neutrinos and seismic indicators
太阳活动和日震学显示了标准太阳模型的局限性，并要求将对流和辐射区的动力学过程包括在内。我们集中在这里的辐射区，并首先显示硼中微子的灵敏度，包括在太阳模型的微观物理。我们面对的中微子预测的地震模型的所有检测到的中微子通量。然后，我们计算新的太阳模型，包括角动量和化学物质的详细运输，由于内部旋转，包括纬向环流和剪切引起的湍流。我们使用两个恒星演化程序：CESAM和STAREVOL来估计不同的项。我们遵循三个不同的初始条件的内部旋转的时间演变：非常慢，中等和快速旋转，与磁制动在最后两个主序列的到来。我们发现，与对流区相比，现今太阳辐射区的纬向速度非常小，小于10^-6 cm/s，而不是m/s。所有模型导致径向差异旋转轮廓，但具有显著不同的对比度。我们比较这些配置文件假定的太阳内部旋转，并表明，如果纬向环流和剪切湍流是唯一的机制在太阳内传输角动量，在年轻的太阳相当缓慢的旋转是有利的。旋转输运对声速剖面的影响不大，但对辐射区和对流区之间的过渡区的化学物质有潜在的影响。这项工作促使我们追求包括其他动力学过程，以更好地再现目前的可观察和描述年轻的活跃太阳。我们还需要更好地了解太阳重力模式分裂，以使用它们的约束。
2010-04-09 astro-ph.SR
