Near- and Far-Field Response to Compact Acoustic Sources in Stratified Convection Zones
在一个简单的多方模型中，探讨了与太阳内波场中致密源相关的声学连续统的作用。连续体产生一种近场声学结构-所谓的“声学护套”-这种结构不能用离散简正波的叠加来表示。特别注意的是支付给单色点源的各种频率和深度，并在离散的f-和p-模式的频谱和连续的表面速度功率的结果。它示出的连续体的一个主要效果是治愈紧凑的源产生的表面波场，因此隐藏它们从视图。研究发现，连续谱对可观测的山脊间地震功率并不是一个重要的贡献者。
2013-03-17 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
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
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
Rotational Dependence of Large-scale Dynamo in Strongly-stratified Convection: What Causes It?
在具有对流湍流的刚性旋转磁流体动力学（MHD）系统中，当自旋速率足够大时，可以激发出$α^2$型大尺度发电机。本文采用平均场发电机模型结合磁流体对流的直接数值模拟，研究了$α^2$型发电机的转动相关性及其产生的原因。考虑到太阳/恒星发电机的应用，我们采用了强分层的多变性作为对流大气的模型。我们的DNS模型表明，$α^2$型发电机被激发时，${\rm Ro} \lesssim 0.1$，其中${\rm Ro}$是定义的体积平均对流速度的Rossby数。从相应的MF模型，我们证明了旋转依赖的$α^2$型发电机主要是由于湍流磁扩散的大小的变化。随着自旋速率的增加，湍流磁扩散减弱，而对流区的$α$效应基本保持不变，为大尺度发电机的激发提供了临界点。本文还从湍流电动势的转动依赖性的观点讨论了冷星中可观测到的恒星磁活动的${\rm Ro}$依赖性。总的来说，我们的研究结果表明，为了更好地掌握恒星发电机的活动和它的${\rm Ro}$依赖性，它应该是量化的对流速度的变化与恒星的自旋速率，考虑到旋转淬火和洛伦兹力反馈的磁场对流湍流。
2022-06-14 astro-ph.SR
Spontaneous Formation of Surface Magnetic Structure from Large-scale Dynamo in Strongly-stratified Convection
我们报告的第一个成功的模拟自发形成的表面磁结构从一个大规模的发电机强分层热对流在笛卡尔几何。强分层模式中观测到的大尺度发电机的物理性质与弱分层模式中观测到的类似，表明产生这种发电机的机制是$α^2$型机制。除了大尺度发电机外，我们还发现，只有在强分层的情况下，对流层表面才会自发形成垂直磁场的大尺度结构。垂直磁场的组织在几十个对流翻转时间内在对流区上部进行，并在动力饱和阶段反复出现带状双极结构。我们研究了几个候选人的可能性作为起源的表面磁结构的形成，然后建议存在一个迄今未知的机制的大规模磁结构的自组织，这应该是固有的强分层对流大气。
2016-04-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
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
The magnitude of viscous dissipation in strongly stratified two-dimensional convection
在天体物理系统中，对流必须防止耗散。虽然耗散的影响通常被认为是可以忽略不计的，但理论表明，在强分层对流流体中，耗散加热速率可以超过对流所携带的光度。在这里，我们探索这种可能性，使用一系列的数值模拟。我们认为二维数值模型的流体动力学对流在笛卡尔层的滞弹性近似下，并证明耗散加热速率确实可以超过所施加的光度。我们建立了一个理论表达式的耗散加热速率的比率出现在上边界的亮度，仅在层的深度和热标度的高度。特别是，我们表明，这个比例是独立的扩散系数，并确认这与一系列的数值模拟。我们的研究结果表明，耗散加热可能会显着改变恒星和行星的内部动力学。
2017-07-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Small-scale dynamos in simulations of stratified turbulent convection
小规模的发电机行动往往被认为是造成宁静的太阳磁场。我们的目的是确定在非旋转湍流对流在低磁普朗特数的小规模发电机的激励条件和饱和水平。我们使用高分辨率的直接数值模拟弱分层湍流对流。我们发现，发电机激励的临界磁雷诺数增加的磁普朗特数减少，这可能表明，小规模的发电机行动是不自动明显的机构与小磁普朗特数的太阳。作为磁雷诺数（${\rm Rm}$）的函数，发电机的增长率是一致的${\rm Rm}^{1/2}$缩放。未发现${\rm Rm}$的生长速率对数增加的证据。
2018-02-26 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Negative effective magnetic pressure in turbulent convection
本文研究了弱层结和强层结湍流对流对平均有效洛伦兹力，特别是对平均有效磁压的影响。早先对各向同性强制非分层和分层湍流的研究表明，对于小于均分强度的平均水平磁场，湍流对平均磁压的贡献为负，因此考虑湍流效应的有效平均磁压可能为负。与较早的等温状态方程的强迫湍流情况相比，我们发现，湍流效应类似于或甚至更强的湍流对流的情况下。这被认为是由于湍流在垂直方向上的各向异性。与早期研究相比，另一个重要的区别是特定熵的演化方程的存在。具有熵演化的平均场建模表明，负有效磁压仍然可以导致形成局部通量集中的大尺度不稳定性，即使特定的熵演化在应用于稳定分层（例如，等温）层。有人认为，这种大规模的不稳定性可能是重要的太阳大规模的磁结构，如活动区的形成。
2012-05-14 astro-ph.SR
Magnetic flux concentrations from turbulent stratified convection
背景：导致太阳黑子形成的机制仍然不清楚。目的：研究初始均匀次均分磁场在高度分层湍流对流作用下的自组织。研究方法：我们进行模拟的磁对流在笛卡尔域是$8.5$ - $24$毫米深和$34$ - $96$毫米宽。我们在对流驱动的湍流中施加垂直或水平均匀磁场。结果如下：我们发现，超均分磁通量浓度形成的表面附近的域深度为$12.5$和$24$毫米。浓度的大小增加，作为盒尺寸的增加和最大的结构（$20$毫米水平）中获得的24毫米深的模型。浓度的场强在$3$ - $5$ kG范围内。浓度随时间近似线性增长。在模拟中测得的有效磁压力是积极的表面附近和负的对流区的大部分。然而，它对平均磁场的导数在大部分区域都是正的，这对负有效磁压不稳定性（NEMPI）是不利的。此外，我们发现，磁通量集中在区域的收敛流对应的大规模超颗粒对流模式。结论：大尺度通量浓度的线性增长意味着它们的主要形成过程是大尺度场的纠缠而不是不稳定性。一个合理的机制，解释了线性增长和集中的通量在收敛的流型区域是通量驱逐。没有NEMPI的可能原因是有效磁压对平均磁场的导数有一个不利的符号，可能没有足够的尺度分离。
2015-11-11 astro-ph.SR
Mean-Field Modeling of $α^2$-Dynamo Coupled with Direct Numerical Simulations of Rigidly Rotating Convection
采用笛卡尔几何直接数值模拟方法，探讨了刚性旋转分层对流中大尺度发电机的机制。一个平均场发电机模型也构造使用湍流速度剖面一致提取相应的DNS结果。通过DNS和我们的平均场模型之间的定量比较，它表明，振荡的$α^2$发电机波，激发和维持在对流区，是负责大规模的磁活动，如周期性极性反转和时空迁移。结果提供了强有力的证据表明，不均匀的$α$效应，这是一个自然的旋转分层对流的结果，可以是一个重要的先决条件，大规模恒星发电机，即使没有$Ω$效应。
2014-09-22 astro-ph.SR
Contrasting turbulence in stably stratified flows and thermal convection
本文对比了稳定层结湍流和湍流热对流的性质。这些流动之间的一个关键区别是浮力动能馈送的符号$\mathcal{F}_B$。对于SST，由于其稳定的性质，动能通量$\mathcal{F}_B < 0$随波数$k$减小，导致动能谱$E_u(k) \sim k^{-11/5}$陡峭。湍流对流是不稳定的，因此$\mathcal{F}_B > 0$导致$Π_u(k)$与$k$增加;然而，由于浮力相对较弱，这种增加是边际的，因此$E_u(k) \sim k^{-5/3}$与流体动力学湍流相似。本文还描述了上述系统的守恒通量。
2019-02-18 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Compressible turbulent convection in highly stratified adiabatic background
本文通过三维直接数值模拟研究了高度分层绝热背景下的可压缩湍流对流，发现在耗散数超过临界值时，流动呈现强烈的统计不对称性、全局热传递显著降低以及稀疏热羽流穿透现象。
2023-07-20 astro-ph.SR physics.flu-dyn
A Compressible High-Order Unstructured Spectral Difference Code for Stratified Convection in Rotating Spherical Shells
我们提出了一个新的和强大的可压缩高阶非结构谱差分（CHORUS）代码模拟热对流和相关的流体动力学在恒星和行星的内部。计算几何被视为旋转球壳充满分层气体。在非结构网格上，采用一种稳健高效的高阶谱差分方法（SDM）对流体动力学方程进行离散。谱差分法的计算模板是紧凑的，有利于并行处理。CHORUS在本文中报告的所有测试用例中都展示了出色的并行性能，在NCAR的黄石高性能计算集群上扩展到12，000个核心。通过定义木星和太阳中的全球对流的两个基准案例来验证代码。CHORUS的计算结果与ASH程序的计算结果进行了比较，两者吻合良好，CHORUS程序为模拟诸如多尺度太阳对流、核心对流以及快速旋转扁圆恒星中的对流等各种现象创造了新的机会。
2015-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
Meridional Circulation From Differential Rotation in an Adiabatically Stratified Solar/Stellar Convection Zone
恒星对流区的经向环流通常不能很好地观测到，但对磁流体发电机可能是至关重要的。来自差速旋转（DR）的科里奥利力在确定纬向环流中起着重要作用。在这里，我们考虑一个在与自转轴同心的圆柱上保持恒定的恒星DR是否能驱动一个纬向环流。使用两个相关形式的控制方程，分别估计的纵向分量的旋度的纬向质量通量和涡度，我们表明，这样的DR将驱动纬向流。这是因为为了满足滞弹性质量守恒，所有DR都必须存在非球对称压力等值线，而不仅仅是与旋转轴同心的圆柱体上偏离恒定性的压力等值线。因此，如果DR存在，流体总是斜压的，因为在滞弹性系统中，扰动压力必须满足泊松型方程，以及状态方程和热力学方程。我们支持我们的定性推理与数值例子，并表明，纬向环流是敏感的大小和形式的偏离旋转常数的圆柱。该效应应存在于3D全球滞弹性对流模拟中，特别是那些由全球对流驱动的DR在剖面上接近圆柱形的模拟。对于类似太阳的DR，科里奥利力通常在每个半球驱动一个双胞环流，在高纬度地区有第二个反向流动。对于类似太阳的湍流粘性，科里奥利力产生的日冕环流比在太阳上观察到的要大得多。因此，必须至少有一个额外的力，可能是浮力，它反对的纬向流，使其振幅下降到观察值。
2013-08-21 astro-ph.SR
Generation of a large-scale vorticity in a fast rotating density stratified turbulence or turbulent convection
在滞弹性近似下，我们发现了一种不稳定性，这种不稳定性会导致在快速旋转的小尺度湍流或湍流对流中产生大尺度涡量，并且沿旋转轴具有非均匀流体密度。大尺度不稳定导致两种模态的激发：（i）以垂直涡度为主的模态，其平均速度与垂直坐标无关;（ii）以水平涡度为主的模态，其平均动量与垂直坐标无关。在快速旋转的密度分层流体动力学湍流或湍流对流中，可以激发出以垂直涡量为主的模态。对于这种模式，平均熵在气旋性涡旋内部耗尽，而在反气旋性涡旋内部增强。只有在快速旋转的密度分层湍流对流中才能激发出以水平涡为主的模态。发展的理论可能与解释在大行星中观察到的巨大风暴的大斑点的起源有关，例如，木星的大红斑和土星的大斑点。它也可能有助于解释快速旋转的晚型恒星中高纬度斑点的起源。
2019-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
One-dimensional, geometrically stratified semi-empirical models of the quiet-Sun photosphere and lower chromosphere
本文利用考虑MHS与非LTE效应的Stokes反演代码分析CRISP宁静太阳观测，建立随$τ_{\ m c}$和$z$变化的光球至低色球层半经验模型，发现MHS在宁静区影响很小但提升反演一致性。
2024-04-10 astro-ph.SR
Mean-field theory of differential rotation in density stratified turbulent convection
本文发展了密度分层湍流对流中微分旋转的平均场论。该理论基于湍流热通量和湍流对流各向异性对雷诺应力的综合影响。求解了雷诺应力方程、熵涨落方程和湍流热通量方程组成的耦合动力学收支方程组。为了关闭这些方程的系统，谱τ方法，这是有效的大雷诺数和Peclet数，已被应用。所采用的背景湍流对流模型考虑了湍流各向异性的增加和湍流相关时间随旋转速率的减小。这个理论得到的差自转径向分布与太阳差自转的径向分布一致。
2018-03-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Three-dimensional slow Rossby waves in rotating spherical density stratified convection
本文发展了旋转球形密度分层对流中的三维Rossby慢波理论。Rossby波的频率远小于旋转频率，由基于发展的对流的平衡的非轴对称不稳定性激发。这些波与惯性波和密度分层对流相互作用。对于极低马赫数的流动，采用滞弹性近似来考虑密度分层。我们研究长期行星Rossby波的周期大于两年。我们认为，这些波与南方涛动和厄尔尼诺有关。厄尔尼诺现象是热带太平洋上的风和海面温度的不规则周期性变化，而南方涛动是热带东太平洋和西太平洋之间的表面气压的振荡。南方涛动指数（Southern Oscillation Index，SOI）是南方涛动的一个指数。发展的理论适用于解释的观察周期的SOI。这项研究表明，理论预测和观察之间的良好协议。
2017-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Structure of the solar photosphere studied from the radiation hydrodynamics code ANTARES
ANTARES辐射流体动力学代码能够详细模拟太阳粒化，这是直接观测无法比拟的。我们介绍了一个国家的最先进的数值工具，太阳物理学界，并证明其适用性的太阳颗粒模型。该代码是基于加权基本无振荡有限体积法，并通过其实施的局部网格细化也能够模拟湍流流体。虽然ANTARES代码已经提供了有前途的见解发生在安静的太阳光球的小尺度动力学过程，它将很快能够模拟后者的辐射磁流体动力学的范围。在这第一个初步研究中，我们专注于垂直光球分层通过检查3-D模型光球的演变时间远大于太阳能颗粒的动态时间尺度，特别是大的水平范围对应于太阳表面上的$25\!" \!\! \times \, 25\!"$，以平滑水平空间的不均匀性分别为向上和向下流动。因此，高分辨率的笛卡尔网格覆盖了上层对流区和邻近光球层的$\sim 4~\mathrm{Mm}$。相关分析，无论是局部的还是两点的，都提供了一种合适的手段来探测光球的结构，从而识别出几个层的特征动力学：热对流区被发现达到太阳表面以上约10公里，而对流过冲气体渗透到更高的低光球。一个$\approx 145\,\mathrm{km}$宽的过渡层将对流层与高层光球中的振荡层分开。
2017-08-28 astro-ph.SR
Viscous Dissipation and Dynamics in Simulations of Rotating, Stratified Plane-layer Convection
本文利用 Dedalus 模拟非弹性理想气体的旋转密度分层平面对流，揭示剧烈对流下积分耗散加热与黏度、热扩散率无关，并阐明旋转如何改变耗散空间分布、动能通量及热输运。
2024-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Supergranulation and multiscale flows in the solar photosphere: Global observations vs. a theory of anisotropic turbulent convection
太阳为我们提供了湍流热对流的唯一空间分辨良好的天体物理学例子。虽然太阳光球层湍流的各个方面，如颗粒（一兆水平尺度），已经很好地理解，但更大尺度流动的物理起源和动力学组织的问题，如30兆超颗粒和太阳对流区深处的流动，尽管它们对太阳动力学和磁性很重要，但在很大程度上仍然是开放的。在这里，我们提出了一个新的关键的全球观测表征的多尺度光球流，随后制定了各向异性扩展的Bolgiano-Obukhov理论的流体分层湍流，可以解释其独特的动力学特性。我们的综合分析表明，光球流在超颗粒和颗粒之间的水平范围内的尺度有一个典型的垂直相关尺度为2.5至4 Megameter，并在一个强烈的各向异性，自相似，非线性，浮力动力学制度。虽然该理论在现阶段仍然是推测性的，但它有助于与未来的地下层高分辨率声波层析成像和先进的数值模型进行定量比较。这样的验证工作也可能导致新的见解渐近动力学制度中，其他未解决的湍流各向异性天体物理流体系统支持波或不稳定性操作。
2017-03-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Power spectrum of turbulent convection in the solar photosphere
太阳光球层为我们提供了一个实验室，了解湍流层的基本过程的运输变化迅速，一个强烈的超绝热区域非常接近亚绝热层。我们探测湍流的工具是高分辨率的分光偏振观测，如最近获得的两个日出任务，和数值模拟。我们的目标是研究光球湍流的傅立叶功率谱的帮助下，我们从观测和模拟计算。我们还试图解释光球过冲流的一些性质的帮助下，其控制方程和模拟。我们发现，安静的太阳观测和模糊的模拟表现出幂律的行为在其多普勒速度功率谱的指数为$~\approx -2$的亚颗粒范围。未涂抹的模拟显示出$~\approx -2.25$的幂律指数。拖尾效应大大降低了频谱的幂律部分的程度。因此，有限的空间分辨率在某些观测可能最终导致更大的不确定性估计的幂律指数。模拟的垂直速度功率谱随高度的变化表明，从太阳表面到太阳表面上方$300$ ~km处，幂律指数迅速变化，垂直动量的输运与尺度有关。在较小的尺度上，垂直动量比在较大尺度上更有效地向侧面传输。这导致在小尺度上向上输送的垂直速度功率比在大尺度上要少，并且在$180$ km以下产生逐渐陡峭的垂直速度功率律。在这个高度以上，重力功在所有尺度上都逐渐变得重要，使大气逐渐变得更加流体静力，并导致逐渐不那么陡峭的幂律。
2020-10-18 astro-ph.SR
The Properties of G-modes in Layered Semi-Convection
我们研究低频波在层状半对流区域中的传播。层状半对流被预测存在于恒星和行星的内部，可以显着修改的热量和成分的混合率。我们推导出一系列的解析色散关系的平面平行层状半对流Boussinesq近似使用矩阵传输形式主义。我们发现，像一个连续分层介质，半对流楼梯-其中小的对流区域分离的尖锐的密度跳跃-支持内部重力波（g模式）。当波长比半对流阶跃之间的距离长得多时，它们的行为几乎像连续分层介质中的g模式。然而，在半对流区域的g模式周期间隔系统{ \em小于}在连续分层介质中，它随着模式频率的降低而降低。当g模式波长变得与半对流台阶之间的距离相当时，g模式频率显著偏离连续分层介质的频率（频率更高）。垂直波长小于半对流台阶之间距离的G模式是瞬逝的，不会在阶梯中传播。因此，对于给定的水平波数，存在较低的截止频率。我们将我们的结果推广到与快速旋转的恒星和行星相关的重力惯性波。最后，我们评估的前景，检测分层半对流使用asphalt/行星地震学。
2015-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can magnetic fields suppress convection in the atmosphere of cool white dwarfs? A case study on WD2105-820
大约10%的白矮星表现出全球磁场结构，磁场范围从1 kG到数百MG。最近，白矮星大气的第一次辐射磁流体动力学模拟表明，对流应被抑制在其光球的磁场强度B $\gtrsim$ 50 kG。这些预测与我们对恒星物理学的了解（例如太阳光球层强磁场区域的能量转移）是一致的，但还没有从白矮星的观测中得到直接证实。我们获得了弱磁性、氢大气、白矮星WD 2105 -820和另外三个非磁性、对流残留物（都在$T_{\mathrm{eff}}$范围9000- 11000 K）的COS远紫外光谱。我们拟合的COS和已经可用的光学光谱与对流和辐射大气模型。正如预期的那样，我们发现，对于两个非磁性比较星，只有对流模型拟合预测一致的$T_{\mathrm{eff}}$值从光学和FUV光谱。相比之下，对于WD 2105 -820，只有最佳拟合的辐射模型产生一致的结果。
2017-10-05 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
Using the infrared iron lines to probe solar subsurface convection
使用高分辨率分光偏振仪研究太阳对流的性质始于90年代初，重点是在可见光波长区域的观测。其延伸到红外（IR）仍然在很大程度上未被探索。15600\附近的红外铁谱线$\rmÅ$，通常以其高磁灵敏度而闻名，也对低于$\log (τ)=0.0$的视线速度具有非零响应。在本文中，我们的目标是挖掘这种潜力，探索使用它们来测量地下对流速度的可能性。通过假设一个快照的三维磁流体动力学模拟代表安静的太阳，我们调查如何以及铁IR线可以重现LOS速度在立方体和什么深度。我们使用最近开发的分光偏振反演代码SNAPI和讨论的最佳节点放置从这些谱线的可靠结果的检索。我们发现，红外铁线可以测量对流速度下降到$\log (τ)=0.5$，光球以下，不仅在立方体的原始分辨率，但也与合理的光谱和空间PSF和杂散光时退化。同时，常用的Fe~{ \sc i} 6300 - 1，双线性对的性能明显较差。我们的研究表明，红外铁谱线可以探测太阳光球层的次表层对流。本文是开发这种诊断潜力的第一步。
2019-04-15 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
Temporal power spectra of the horizontal velocity of the solar photosphere
我们导出了太阳光球层水平速度的时间功率谱。利用Hinode/SOT的G波段滤波器对14个安静区的观测数据进行分析，并利用局部相关跟踪（LCT）方法测量了水平速度的时间起伏。在Hinode/SOT的高分辨率（~0.2”）和无可见光的数据集中，我们选择了持续时间超过70分钟、步频约为30 s的观测数据。本文首次导出了光球水平速度的k-ω图，用以研究对流的时间演化。从k Ω图导出的功率谱通常具有在4.7 mHz的频率处弯曲的双幂律形状。高频范围内的幂律指数为-2.4，而低频范围内的幂律指数为-0.6。在LCT方法中，当示踪剂尺寸为0.4 ″时，水平速度的均方根约为1.1km/s。为了测量光球随机运动的相关时间，还导出了强度起伏、水平速度及其空间导数的自相关函数。由于日冕加热的一个可能的能源是光球对流，在本研究中得到的功率谱将是高价值的定量证明各种日冕加热模型。
2010-04-29 astro-ph.SR
Stratification-induced scale splitting in convection
不同尺度运动的共存是太阳对流的一个显著特征，在分析磁场动力学时应加以考虑。因此，研究太阳对流多尺度结构的成因是十分重要的。在这项研究中，试图了解对流运动的尺度是如何影响的流体层的静态温度分层的特殊性。为此，考虑简单的模型。二维热对流方程数值求解的平面水平流体层加热从下面，在一个扩展的Boussinesq近似，承认热扩散率的变化。这些变化指定层的分层。在一个薄的子层的上表面附近的层的静态温度梯度被假定为许多倍大于在该层的其余部分。在某些情况下，分布式散热器被假定为产生一个稳定的分层区域覆盖对流层。注意到尺度分裂效应的表现形式，这取决于边界条件和分层; {随着瑞利数的增加，它变得更加明显。小尺度对流单体被大尺度气流平流输送。特别是，流体粒子的相轨迹表明存在复杂的吸引子，这反映了流动的多尺度结构。还考虑了上层稳定分层对流动尺度的影响。
2014-07-17 astro-ph.SR
The negative magnetic pressure effect in stratified turbulence
虽然上升通量管范式是一个优雅的理论，它的基本假设，薄通量管底部的对流区的磁场强度两个数量级以上均分，仍然是未经验证的数值充其量。因此，近年来，在对流区顶部附近形成太阳黑子的想法引起了一些兴趣。湍流的存在可以强烈地增强扩散输运机制，导致有效的平均场公式中的输运系数形式主义。问题是，当湍流由于强的大尺度平均磁场而变得各向异性时，这些系数会发生什么变化。过去已经注意到，这种各向异性也可以导致高度非扩散行为。在目前的工作中，我们调查的大规模的磁结构的形成作为一个结果的湍流的负贡献的大规模的有效磁压力在分层的存在下。在分层盒中强迫湍流的直接数值模拟中，我们验证了这种效应的存在。这种现象甚至可以从初始均匀的大尺度磁场中导致大尺度磁结构的形成。
2010-10-08 astro-ph.SR
Small-scale dynamos: From idealized models to solar and stellar applications
本文综述小尺度发电机从宁静太阳观测、理想化运动学增长与非线性饱和模拟，到太阳及类太阳恒星对流发电机应用的研究进展。
2023-05-04 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
Comparison of physical properties of quiet and active regions through the analysis of MHD simulations of the solar photosphere
最近的观测表明，颗粒和小尺度磁性特征的光度和动力学性质取决于它们所嵌入的区域的磁通量。我们分析结果的数值水力和磁流体动力学模拟，其特征在于不同数量的平均磁通量，并定性地发现相同的差异，从观测报告。我们发现，这些不同的物理性质的结果，从抑制对流诱导的存在下的磁场，这改变了安静和磁性区域的温度分层。我们的研究结果是相关的太阳辐照度变化的研究，因为这样的差异仍然没有适当地考虑到辐照度重建模型。
2013-09-21 astro-ph.SR
Model of a fluxtube with a twisted magnetic field in the stratified solar atmosphere
我们建立了一个横跨太阳光球层和过渡区的垂直直线磁通管，它不随高度而膨胀。我们假设在太阳引力作用下，含有扭曲磁场的磁通管处于磁流体静力平衡。在Grad-Shafranov方程中引入电流密度和气体压力的具体形式，求解磁通量函数，发现它在径向上与库仑波函数可分离，而解的垂直部分呈指数衰减。我们采用改进的磁通管边界条件，并采取一个现实的环境外压力的光球过渡区，推导出一个家庭的解决方案，合理的值的磁通管半径和磁场强度的基础上的轴，这是我们的模型中的自由参数。我们发现，我们的模型估计是一致的磁场强度和磁亮点（MBP）的半径估计从观测。我们还推导出磁通管内部的热力学量。
2017-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
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
The stellar atmosphere simulation code Bifrost
内容：恒星对流和光球的数值模拟已经发展到可以解释观测到的谱线的详细形状的程度。恒星的大气层非常复杂，对流层、光球层、色球层、过渡区和日冕都有非常不同的物理机制。为了了解大气层的细节，有必要模拟整个大气层，因为不同的层之间存在强烈的相互作用。这些物理机制是非常不同的，它需要一个高效的大规模并行数值代码来解决相关的方程。目的：设计、实现和验证大规模并行数值程序Bifrost，用于模拟从对流区到日冕的恒星大气。研究方法：该代码进行了一些验证测试，其中包括Sod激波管测试，Orzag-Tang碰撞激波测试，边界条件测试以及代码如何处理磁场平流，色球辐射，等温散射大气中的辐射转移，氢电离和热传导的测试。结果：Bifrost以良好的结果完成了测试，并显示出接近线性的效率扩展到数千个计算核心。
2011-05-31 astro-ph.SR
Successful and Failed Flux Tube Emergence in the Solar Interior
我们报告我们的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟的圆柱形弱扭曲的磁通管出现在18毫米以下的光球。通过改变初始磁场强度（$B_0$）、半径（$R$）、扭曲度（$α)$）和通量管的出现部分的长度（$λ$）来研究这些参数如何影响磁场从对流区到光球层的转移。我们表明，在光球出现的效率（即有多强的光球场将相比$B_0$）不仅取决于$B_0$，但也出现的字段和扭曲的形态。我们表明，参数，如$B_0$和磁通量不能单独确定是否会出现一个通量管的太阳表面。例如，高$B_0$（弱$B_0$）场可能无法（成功）出现在光球层，这取决于它们的几何特性。我们还表明，光球磁场强度可以有很大的变化，具有相同的$B_0$，但不同的几何性质的通量管。此外，在某些情况下，我们发现了标度律，由此磁场强度与局部密度成比例，如$B\propto ρ^κ$，其中$κ\approx 1$在对流区较深，而$κ<1$靠近光球。当局部压力标度（$H_p$）变得与流量管直径（$H_p\approx2R$）相当时，两个值之间的转换大约发生。我们推导的形式来解释如何以及何时出现这些标度律，并比较它们与数值模拟。
2019-02-21 astro-ph.SR
Simulations of stellar convection with CO5BOLD
太阳表面的高分辨率图像显示了热的上升和较冷的下沉物质的颗粒状图案-深层太阳对流区的顶部。对流对太阳内部的热结构和在那里起作用的发电机，对光球层的分层（大部分可见光是在光球层发射的），以及对色球层和日冕中壮观过程的能量收支都起着作用。对流恒星大气可以通过数值求解耦合方程的（磁）流体动力学和非本地辐射输运在重力场的存在下。本文中描述的CO 5 BOLD代码是为所谓的“现实”模拟而设计的，该模拟考虑了太阳或恒星表面层条件下的详细微观物理学（物质的状态方程和光学性质）。这些模拟确实配得上“真实”的标签，因为它们很好地再现了各种可观测数据--不同的实现之间只有微小的差异。随着时间的推移，与观测的一致性有所改善，模拟现在已经建立起来，并对一些恒星进行了模拟。尽管如此，当扩展这些模拟以理想地包括整个恒星或亚恒星物体时，仍然遇到了严峻的挑战：强烈的分层导致内部，光球层和日冕中完全不同的条件。模拟必须考虑大范围的空间和时间尺度以及非平衡过程。最后但并非最不重要的是，真实的模拟基于详细的微观物理学，并取决于输入数据的质量。本文概述了物理问题和数值解以及CO 5 BOLD的功能，并举例说明了一些应用。
2011-10-31 astro-ph.SR
Cyclic magnetic activity due to turbulent convection in spherical wedge geometry
我们报告的模拟湍流，旋转，分层，磁流体动力学对流球楔几何形状。一个初始的小规模，随机的，弱振幅的磁场被放大了几个数量级的模拟过程中，形成振荡的大规模领域中的饱和状态的发电机。差异旋转是太阳一样的（快赤道），但既不相干的纬向极向环流，也没有近地面切变层的发展，在这些运行。除了纬度50度以外的磁极分支外，我们还首次在纬度20度附近发现了明显的赤道分支，这让人想起了太阳周期。
2013-11-18 astro-ph.SR
Vorticity in the solar photosphere
目标。我们使用磁性和非磁性的3D数值模拟的太阳颗粒和G-波段辐射诊断所产生的模型来分析太阳光球中的小尺度涡旋运动的产生。方法.磁对流的辐射MHD模拟用于产生光球模型。我们的出发点是一个非磁性的太阳对流模型，在这里我们引入了一个均匀的磁场，并遵循模拟光球场的演变。我们发现了两种不同类型的光球涡，并提供了一个链接之间的涡的产生和存在的晶间磁场。涡度方程的详细分析，结合G-波段辐射诊断，使我们能够识别模拟光球中光球涡度的来源和观测特征。结果两种不同类型的光球涡，磁性和非磁性，产生的域。非磁涡旋是由光球层中等离子体的斜压运动产生的，而磁涡旋是由颗粒间磁通量浓度中的磁张力产生的。这两种类型的涡具有不同的形状。我们发现，更有效地产生的涡流磁化模型。模拟的G-波段图像显示了磁涡旋和光球亮点旋转运动之间的直接联系，并表明磁亮点旋转和在大气高层观测到的小尺度涡旋运动之间可能存在联系。
2010-10-27 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. I: Three-dimensional open magnetic flux tube in the stratified solar atmosphere
一个单一的开放磁通量管跨越太阳光球（太阳半径R）和较低的日冕（R + 10毫米）的模拟磁流体静力平衡在一个现实的分层大气受到太阳引力。这样的通量管被观察到保持相对稳定长达一天或更长的时间，它是我们的目标，应用模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从表面到日冕。我们解析地解决了模型的轴对称三维结构，磁场强度，等离子体密度，压力和温度都与观测和理论估计一致。自相似结构保证了磁场的无发散。对于这组特定的通量管的压力平衡方程可以通过分析积分来找到保持磁流体静力平衡所需的压力和密度校正。该模型包括一些自由参数，这使得解决方案适用于各种其他的物理问题，因此它可能是更普遍的利益。
2013-07-10 astro-ph.SR
Helicity transport from solar convection zone to interplanetary space
磁螺旋度是描述磁场拓扑的一个物理量。它也是一个守恒量，因为Berger在1984年证明，即使在快速磁重联的情况下，日冕中的总磁螺旋度仍然是守恒的。一般认为，太阳磁场及其螺旋度是由各种发电机过程在对流区产生的。这些场和螺旋度通过光球层传输到日冕，并通过各种过程如日冕物质抛射（CME）和太阳风释放到行星际空间。在这里，我将简要回顾一下我们最近的工作，首先是光球上的螺旋度观测，以及如何通过发电机模型来理解这些观测。我将主要讨论日冕中磁螺旋度积累的可能后果，即磁通量绳的形成，日冕物质抛射作为日冕演化的不可避免的产物而发生，以及作为日冕物质抛射触发器的磁通量涌现。最后，我将讨论行星际空间中的磁场以何种形式容纳太阳发电机过程不断产生的大量磁螺旋度。
2012-11-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Acoustic wave propagation in the solar sub-photosphere with localised magnetic field concentration: effect of magnetic tension
目标。在本文中，我们数值分析了声波的传播和分散在太阳的子光球与本地化的非均匀磁场浓度，模仿太阳黑子与各种代表性的磁场配置。方法.利用求解引力分层等离子体MHD方程的SAC方法，对波在具有局部磁场集中的太阳光球层下的传播进行了数值模拟。初始平衡密度和压力分层来自标准太阳模型。声波是由位于大约与太阳可见表面相对应的高度的源产生的。我们分析的垂直速度的变化的响应，由于磁场在相应的水平可见的太阳表面，通过当地的时间-距离日震学。结果本文给出了声波在太阳光球层下的传播和色散的数值模拟结果，这些结果具有不同类型的局部磁场浓度。可见太阳表面水平上的垂直速度扰动的时距图表明，磁场扰动和散射声波，吸收波包的声功率。对于弱磁化的情况，磁场的影响主要是热力学的，因为磁场改变了温度分层。然而，我们观察到的签名慢磁声模式，向下传播，强磁场的情况下。
2009-01-23 astro-ph.SR
The stability of stratified, rotating systems and the generation of vorticity in the Sun
我们研究的线性行为的三维拉格朗日位移分层，剪切背景。平衡流的等熵面和等旋面被假定为轴对称的，但在其它方面则是完全二维的。三维磁场包括在微扰方程，但平衡被假定为是很好地描述了纯流体动力。该模型，在原则上非常普遍，是用来研究的行为，流体位移的环境中类似的太阳对流区。一些非常有启发性的结果出现了。除了高纬度以外，所有的位移都与观测到的恒定角速度的表面对齐。角速度在对流区的大部分中随深度保持恒定的趋势，以及旋转轮廓的其他关键特征，仅仅是从对控制方程的目视检查中出现的。在没有背景轴向角速度梯度的情况下，位移没有表现出向极偏置，这表明太阳对流“播放关闭”的preexisting剪切，而不是创建it. We认为，斜压涡度的正确顺序是产生在辐射/对流区边界由于离心畸变的等势面，这是不完全遵循等温表面。如果是这样，太阳内部自转的许多特征就会变得更加清晰，包括：i）速度跃层的总体外观; ii）差异自转延伸到辐射区; iii）对流区等自转表面形态的突然变化;和iv）当前的数值模拟无法在没有强加熵边界条件的情况下再现太阳自转轮廓。
2012-07-16 astro-ph.SR
Observational evidence for buffeting induced kink waves in solar magnetic elements
漫射光球磁性元素在太阳大气层上层能量收支中的作用是最近许多研究的主题。这是由于对太阳光球层进行了高时间和空间分辨率的观测，从而能够跟踪大量的磁性元素以研究其动态。在这项工作中，我们利用一个长的时间序列的太阳光球的无视磁图研究的影响，湍流对流的激励扭折振荡的磁性元件。本文利用经验模态分解（EMD）方法研究了几种磁通量管的横向振荡。这种技术允许分析非平稳时间序列，例如与这些通量管的水平速度相关的时间序列，这些通量管被颗粒流连续平流和分散。我们的主要研究结果揭示了扭结振荡，这是一个基本模式的次谐波与$7.6 \pm 0.2$分钟周期的低频模式的激励。这些结果构成了一个强有力的情况下，观测证明的激励扭结波的对流细胞在太阳光球的抖振，并讨论了其可能的作用，在太阳上层大气的能量收支。
2014-08-18 astro-ph.SR
Rotational radial shear in the low solar photosphere. Direct detection from high-resolution spectro-imaging
CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；IAC（加那利天体物理研究所）
本研究通过高分辨率光谱成像直接测量低光球不同高度的旋转速度，发现旋转速度随高度抛物线下降，在80公里处慢约16%，为太阳动力学模拟提供新约束。
2025-09-10 astro-ph.SR
$IRIS^{2+}$: A comprehensive database of stratified thermodynamic models in the low solar atmosphere
本研究通过同步反演12条分别对光球、色球热力学变化敏感的谱线，基于126个活动区的聚类轮廓构建了含40320组RP-RMA对的$IRIS^{2+}$数据库，为太阳低层大气研究提供了迄今最全面的分层热力学模型集合。
2022-11-16 astro-ph.SR
Acoustic oscillations in the field-free, gravitationally stratified Acoustic oscillations in the field-free, gravitationally stratified cavities under solar bipolar magnetic canopies
主要目标是研究太阳大气层中位于小尺度圆柱形磁盖下的重力分层、无场空腔的动力学，以响应低洼区域的爆炸事件（由于颗粒化、小尺度磁重联等）。在柱坐标系下，导出了二维等温密度扰动的Klein-Gordon方程。该方程首先通过标准简正模分析求解，以获得腔的自由振荡谱。然后，方程求解的情况下，脉冲强迫相关联的压力脉冲中指定的低洼地区。简正模分析表明，整个圆柱形腔的颗粒尺寸往往振荡的频率为5 - 8兆赫，也与大气截止频率。此外，在对流区中激发的压力脉冲的通过在空腔中建立以相同截止频率振荡的尾流。尾流振荡可以与自由振荡模式共振，这导致观察到的振荡功率增强。这些空腔的共振振荡解释了在磁网络核心和有源区附近观察到的功率晕。
2009-05-14 astro-ph.SR
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
Radial Trapping of Thermal Rossby Waves within the Convection Zones of Low-Mass Stars
本研究推导了低质量恒星分层大气中大气波的色散关系，揭示了热Rossby波在恒星对流区内可被径向陷俘于波导中并沿纬向自由传播，并指出太阳对流区下部可能存在此类稳定波动。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
