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
Seismic measurement of the locations of the base of convection zone and helium ionization zone for stars in the {\it Kepler} seismic LEGACY sample
声学故障是恒星内部声速或其导数突然变化的区域。这些在恒星振荡频率中留下了一个小的特征振荡信号。利用{ \it Kepler}地震数据所达到的精度，现在可以提取这些小振幅振荡特征，并推断故障的位置。我们对{ \it Kepler}地震遗留样本中的所有66颗恒星进行毛刺分析，以推导出包络对流区和氦电离区的底部位置。研究发现，样本中所有恒星的氦电离区信号都很稳健，而对流区信号很弱且存在问题，特别是对于振动频率误差较大的相对质量恒星。我们证明了氦毛刺签名可以用来约束氦电离层和氦丰度的属性。
2017-01-31 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
Diamagnetic pumping in a rotating convection zone
太阳发电机模型需要对流区底部附近的磁场集中的某种机制，以便产生具有足够大（~10^{24} Mx）磁通量的超千高斯环形场。我们认为对流区底部附近的向下反磁抽运是一种可能的浓缩机制，并推导出考虑旋转效应的抽运速度。在旋转流体中，极向场和环向场的输运速度不同。环向场只沿径向向下传输，但极向场的抽运速度也有一个向赤道的纬向分量。以前的结果的情况下，缓慢和快速旋转的复制和抗磁泵适用于发电机模型的表达式。
2016-04-27 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
Some Properties of the Kinetic Energy Flux and Dissipation in Turbulent Stellar Convection Zones
我们研究模拟热驱动恒星对流区内的湍流。不同的驱动源进行了研究，包括在对流不稳定区域的顶部冷却，发生在表面对流区;和加热在基地核燃烧。研究了焓和动能的输运以及湍流动能耗散的分布。我们强调的重要性，塑造的准定常流动特性的全球约束，并提出了一个分析的湍流对流，这是作为一个边界值问题，可以很容易地纳入标准的恒星演化代码深，有效的对流。将理论分析与模拟结果进行了比较，发现两者吻合得很好。简要讨论了恒星模型中处理准定常湍流的一些常用假设。指出了对流边界的重要性和正确处理方法。
2010-01-23 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
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
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
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
Emergence of Anchored Flux Tubes Through the Convection Zone
我们模拟了太阳对流区浮力磁通量管的演化。假设一个通量管最初位于对流区下方的稳定分层辐射核的顶部附近，但它的一部分被扰动到对流区逐渐加热和对流过冲运动。段的端部（"足点"）保持锚定在对流区的底部，并且如果段足够长，则其可能非常不稳定，在短时间内上升通过对流区。通量管的长度决定了浮力与磁张力的比例：短的通量环在到达对流区的顶部之前就被阻止了，而较长的通量环则通过光球层爆发出来。使用Spruit的对流区模型，我们计算的最小足点分离$L_c$喷发通量管所需的。我们探讨的依赖$L_c$上的扰动磁通管段的初始热状态和其初始磁场强度。热扩散的时间尺度和动态上升时间的不稳定的通量管段的调查后，我们得出结论，最有可能的起源磁通量爆发到表面是从短的长度尺度扰动（$L < L_c$），这是最初稳定的，但随后不稳定的热扩散到管或拉伸的锚点，直到$L$刚刚超过$L_c$。在任何一种情况下，引出管的锚点的间隔应位于处于机械平衡的管的临界距离和处于热平衡的管的临界距离之间。最后，在比较了动态上升时间的分散度与观察到的活动区形成的时间尺度短得多，我们得出结论，活动区的形式从一个单一的通量管段的出现。
2015-05-28 astro-ph.SR
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
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
Breaking Taylor-Proudman balance by magnetic field in stellar convection zone
我们对恒星对流区进行了高分辨率的计算。本研究的主要目的是探讨一个小型发电机对差动旋转的影响。太阳差自转偏离了角速度沿自转轴不变的泰勒-普劳德曼状态。为了打破对流区深处的泰勒-普劳德曼状态，人们认为需要一个纬向熵梯度。在本研究中，我们发现小尺度发电机在恒星差旋偏离泰勒-普劳德曼态中有三个作用。1.抑制了角速度的剪切。这导致纬向熵梯度有效地打破泰勒-普劳德曼状态的情况。2.抑制上下流之间的湍流速度，增加了熵的扰动。3.对流速度降低。这增加了旋转对对流的影响。第二和第三个因素增加了纬向熵梯度，打破了泰勒-普劳德曼状态。我们发现，有效的小尺度发电机有显着的影响，恒星的差异旋转。
2018-06-05 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
Global-scale Magnetism (and Cycles) in Dynamo Simulations of Stellar Convection Zones
年轻的太阳型恒星旋转迅速，磁场非常活跃。它们表面的磁场可能起源于它们的对流包络，在那里对流和旋转可以驱动强大的发电机作用。在这里，我们探讨了全球规模的恒星对流在快速旋转的太阳使用3-D MHD滞弹性球谐（ASH）代码的模拟。这些发电机中的磁场在全球范围内组织成跨越对流区的花环状结构。我们详细探讨了一种比太阳快五倍的情况。这种发电机模拟，称为案例D5，重复了全球尺度极性的准周期逆转。我们将这种情况D5与我们已经能够探索和讨论的更广泛的模拟家族进行比较，未来的模拟和观测如何促进我们对恒星发电机和磁性的理解。
2010-12-30 astro-ph.SR
The core helium flash revisited III. From Pop I to Pop III stars
在红巨星分支阶段末期，低质量恒星中氦的简并点火导致其氦核中的动态对流。一维（1D）恒星模拟这种内在的多维动态事件可能是不够的。以前的流体动力学模拟表明，单一的对流区在氦核心的富金属的Pop I星增长在闪光的动态时间尺度。这可能会导致氢注入到核心，和双对流区结构已知的一维核心氦闪光模拟低质量的波普III星。我们进行流体动力学模拟的核心氦闪光在两个和三个维度，以更好地约束这些事件的性质。为此，我们研究了氦核内的对流流体动力学的1.25 \Msun金属丰富的波普I星（Z=0.02），和0.85 \Msun金属免费波普III星（Z=0）附近的闪光的峰值。这些模型分别具有单对流区和双对流区。我们使用一维恒星模型的核心氦闪计算与国家的最先进的恒星演化代码作为初始模型，我们的多维流体动力学研究，并模拟这些模型的演变与黎曼求解器为基础的流体动力学代码Herakles集成的欧拉方程耦合的源项对应的重力和核燃烧。涉及单个对流区的Pop I模型的流体动力学模拟涵盖了27小时的恒星演化，而在Pop III模型中，双对流区的第一个流体动力学模拟涵盖了1.8小时的恒星寿命。我们发现混合长度理论的预测与我们的流体动力学模拟之间存在差异。在Pop I模型中对单个对流区的模拟显示，由于湍流卷吸，对流区的尺寸强烈增长。因此，我们预测，对于Pop I模型，氢注入阶段（即氢注入氦核）将在大约23天后开始，这最终将导致从低…
2010-03-18 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 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
Impacts of small-scale dynamo on rotating columnar convection in stellar convection zones
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究揭示小尺度发电机对恒星对流区旋转柱状对流的影响，通过比较HD和MHD模拟，发现SSD影响热量和角动量传输，并改变主导力平衡。
2025-09-23 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
Global-scale wreath-building dynamos in stellar convection zones
当像我们的太阳这样的恒星年轻时，它们旋转迅速，磁性非常活跃。本文用三维磁流体滞弹性球谐程序研究了快速旋转太阳中的发电机作用。这些发电机中的磁场在全球范围内组织成跨越对流区的花环状结构。构建花环的发电机可以经历准循环极性反转，这种行为在我们已经能够探索的参数空间中很常见。这些发电机似乎并不需要战术线来实现其空间或时间组织。在所有的旋转速率下，都存在一定程度上的绕圈发电机，但在更快速旋转的模拟中最为明显。
2010-11-01 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
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
On effects of surface bipolar magnetic regions on the convection zone dynamo
本文研究了表面双极磁区对对流区中大尺度发电机的影响。该研究采用非线性三维平均场发电机模型。我们通过非轴对称的磁浮力效应，它作用于对流区上半部分的大尺度环形磁场，模拟了BMR在表面上的出现。这种机制产生的非轴对称磁场是浅的。在表面上，BMR对磁场产生的影响占主导地位。{然而，由于BMR分布较浅，与对流区发电机相比，它对全球发电机的影响较小。我们发现作用于BMR非轴对称磁场的平均场$α$效应比BMR的倾斜效应对发电机过程的贡献更大。即便如此，BMR倾斜度的波动导致了全球发电机的平价制动。在表面的非轴对称磁场，这是由于BMR的活动产生的，在磁活动周期的最大值期间，低$\ell$模式的双螺旋谱的趋势与正号。
2022-05-20 astro-ph.SR
Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences
我们研究了大质量恒星外层的对流区，这些对流区是由与铁和氦电离有关的不透明度峰引起的。我们确定这些对流区的恒星参数的函数的发生和属性。然后，我们面对我们的结果与OB星的观测。用恒星演化程序计算了不同金属丰度的大质量恒星模型网格。在这些模型中，混合长度理论被用来描述包络对流区。我们发现，铁对流区（FeCZ）是更突出的低表面重力，高光度和高初始金属丰度。对于银河系、大麦哲伦星云和南麦哲伦星云，当光度分别低于$10^{3.2}\Lsun$、$10^{3.9}\Lsun$和$10^{4.2}$ \Lsun $时，它是不存在的。我们映射的强度的FeCZ的赫兹-罗素图的三种金属丰度，并比较这与发生在O型星的观测现象：微湍流，非径向脉动，风聚集，和线轮廓的变化。所有这三个趋势的确认FeCZ作为恒星参数的函数，由经验的微湍流速度认为，在O型和B型恒星的光球亚光球对流运动和小规模的随机速度之间的物理连接。我们进一步认为，在OB星的风的内部的聚集可能是由相同的机制，并在FeCZ产生的磁场可以出现在OB星的表面诊断的紫外线吸收线的离散吸收分量。
2009-03-11 astro-ph.SR
Helicity-vorticity turbulent pumping of magnetic fields in solar convection zone
本文研究了太阳对流区螺旋对流运动和差异旋转相互作用引起的大尺度磁场湍流漂移效应。漂移的主要方向对应于大尺度涡度矢量的方向。因此，这种效应在对流区产生大尺度磁场的纬向传输，只要角速度具有强径向梯度。漂移的方向取决于螺旋度的符号，它由帕克-吉村规则定义。在平均场磁流体力学的框架内，使用最小τ-近似的解析计算。我们估计的漂移速度的大小，并发现它可以是几米/秒的太阳对流区的底部附近。这种效果的太阳能发电机的影响的基础上说明的轴对称平均场发电机模型与地下剪切层。我们发现螺旋度-涡度泵效应可以对太阳黑子时间-纬度图的特征产生影响，在周期的上升阶段产生太阳黑子活动最大值的快速漂移，在周期的衰减阶段产生缓慢漂移。
2012-05-27 astro-ph.SR
Effects of the radiative interior on solar inertial modes
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学天体物理与地球物理研究所）
研究太阳惯性模与辐射内部的耦合效应，发现辐射区轻微改变频率和表面特征，但高频率模在对流区下穿透并影响增长速率和形态。
2026-04-12 astro-ph.SR
On laminar convection in solar type stars
提出了一个新的太阳型恒星大尺度多层对流模型。这个模型使我们能够理解在太阳表面观察到的自相似结构，如颗粒，超颗粒和巨细胞。我们研究了无磁场、具有球对称对流带的慢自转氢星。光子流从恒星的中心热核区到达对流区。这些光子与含$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
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
Flux-tubes forming instability near the base of the rotating convection zone: A possible explanation for low latitudes of sunspots
从对流层底部到太阳表面的强磁场通量管的上升已被证实是太阳黑子形成的一种可能机制。然而，具有足够强度（~10^5 G）的磁通管的起源还不确定。本文考虑了大尺度环形磁场对流热输运的磁抑制所引起的不稳定性作为通量管形成机制的候选者。考虑采用的分析依赖性的涡流扩散的磁场提供的平均场磁流体力学。的不稳定性往往会产生区域的空间尺度的顺序为100毫米的对流区的底部的场强增加。与11年周期相比，不稳定性的特征增长时间很短。不稳定性开始的阈值场强从赤道附近的几百高斯增加到中纬度的几千高斯。不稳定扰动的增长率随纬度的增加而减小。这些纬度趋势可能是观测到的太阳黑子活动局限于近赤道带的原因。
2020-03-20 astro-ph.SR
The Sensitivity of Convection Zone Depth to Stellar Abundances: An Absolute Stellar Abundance Scale from Asteroseismology
对流区的底部是类太阳振荡器的星震频谱中的声学干扰源，使人们能够精确测量该特征的声学深度。我们研究的对流区的深度的质量，恒星丰度，和输入物理的敏感性，特别是，使用的测量的声学深度的CZ作为一个独立的大气，绝对测量恒星金属丰度。我们发现，对于低质量恒星的主序与$0.4 M_{\odot} \le M \le 1.6 M_{\odot}$，声学深度对流区的底部，归一化的声学深度的中心的恒星，$τ_{cz,n}$，是一个强大的函数的质量，并在0.5-1%每0.1 dex水平在[Z/X]，因此也是一个敏感的探针的组成。我们估计了恒星模型中的理论不确定性，并表明，结合合理的观测不确定性，我们可以预期测量的金属丰度在0.15 - 0.3 dex的太阳类恒星。我们讨论了这项工作的应用旋转混合，特别是在所观察到的中F星李浸的上下文中，和distguishing不同的重元素的混合物之间。
2011-08-10 astro-ph.SR
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
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
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
A new stellar mixing process operating below shell convection zones following off-center ignition
在恒星演化的大多数阶段中，轻元素向重元素的核燃烧导致了一个径向成分剖面，该剖面在浮力加速度下保持稳定，轻物质位于重物质之上。然而，在某些情况下，如偏心点火，由核燃烧产生的组成分布可能是不稳定的，其特征在于平均分子量向外增加。在这种情况下，不稳定性的可能性，以及它们可能对恒星结构演化产生的后果，在很大程度上仍未被探索。本文研究了根据线性史瓦西和勒杜准则初始稳定的区域中与不稳定成分梯度相关的不稳定性的发展和演变。特别是，我们探讨了混合发生在各种条件下的多维流体动力学对流模型的基础上恒星的演化计算的核心氦闪光在1.25 \Msun星，核心碳闪光在9.3\，\Msun星，和氧壳燃烧的质量为23\，\Msun星。我们的模拟结果揭示了一个混合过程与区域具有向外增加的平均分子量，位于对流区以下。混合不是由于对流区的过冲，也不是直接由于温盐混合，其在比模拟流量大几个数量级的时间尺度上操作。相反，混合似乎是由于存在的波场引起的稳定层下面的对流区，这提高了混合速率的许多数量级，并允许温盐型混合过程中操作的动态，而不是热，时间尺度。我们讨论了我们的结果在相关的实验室现象和相关的理论发展。
2011-08-22 astro-ph.SR
Effects of rotation and surface forcing on deep stellar convection zones
本文通过流体动力学笛卡尔3D模拟探讨旋转与表面强迫对深层恒星对流的影响，详细分析对流主导尺度、对流区及Deardorff区深度，以揭示“对流难题”的成因。
2023-11-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Latitudinal Propagation of Thermal Rossby Waves in Stellar Convection Zones
本文通过赤道f平面解析模型推导了恒星对流区中热罗斯贝波的本征频率，揭示了顺行波在临界频率以上径向束缚、以下可被熵梯度束缚的机制，并探讨其对太阳惯性振荡观测和数值模拟的启示。
2023-09-22 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
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
Probing the Shallow Convection Zone: Rising Motion of Subsurface Magnetic Fields in the Solar Active Region
在这封信中，我们提出了一个地震探测的磁通量在太阳的浅对流区的上升运动，并显示出新兴的速度和减速性质的估计。为了评估地下通量的速度，创建一个活跃的区域，我们应用六个傅立叶滤波器的多普勒数据NOAA AR 10488，SOHO/MDI观察，检测减少的声功率在六个不同的深度从-15到-2 Mm。所有过滤的声功率显示减少，直到2小时前的磁通量第一次出现在可见的表面。这些削减的开始时间呈上升趋势，但逐渐减速。在15--10 μ m的深度范围内，得到的速度最初为几km·s^-1，然后在10-5 μ m处约为1.5 km·s ^-1，最后在5-2 μ m处约为0.5 km·s^-1。如果我们假设功率降低实际上是由磁场引起的，那么1 km·s^-1量级的速度与以前的观测和数值研究结果完全一致。此外，逐渐减速强有力地支持了理论模型，即出现的通量在最高对流区减速，然后扩展到大气中，建立一个活跃的区域。
2013-05-14 astro-ph.SR
Interactions of twisted $Ω$-loops in a model solar convection zone
本研究旨在探讨磁场浓度在上升过程中通过对流层产生复杂活动区的能力，即强相互作用。要做到这一点，我们进行数值模拟的浮力磁结构的演变和相互作用的模型太阳对流区。我们首先产生一个旋转对流的三维模型，然后引入理想化的磁结构接近底部的计算域。这些结构具有一定程度的磁力线扭曲，并且它们在经度上的特定延伸上具有浮力。由此产生的扭曲的$Ω$ -环，从而将发展内的球形对流壳层拥有大规模的平均流量。我们目前的结果，两个这样的循环与各种初始参数（主要是浮力和扭曲）和新兴的磁场的复杂性之间的相互作用。在协议的分析预测，我们发现，如果环被引入相反的手性和相同的轴向场方向或相同的手性，但相反的轴向场，他们对彼此反弹。然后，新兴区域由两个分离的双极结构构成。相反，如果线圈被引入具有相同方向的轴向和外围磁场，并且如果足够接近，则它们在上升时合并。这种更有趣的情况下产生复杂的磁结构，具有高度的非中和电流，特别是当对流运动对磁场起重要作用时。这表明这些相互作用可能是产生爆发事件（如耀斑或CME）的良好候选者。
2018-03-13 astro-ph.SR
Overshooting in simulations of compressible convection
背景：对流运动过冲到形式上对流稳定的区域，导致混合扩展。目的：确定对流区底部超调深度（$d_{\rm os}$）的比例，作为施加能量通量（$\mathscr{F}_{\rm n}$）的函数，并估计太阳对流区底部超调的程度。方法：三维笛卡尔模拟的可压缩非旋转对流的不稳定和稳定层。模拟使用固定的热传导曲线或基于Kramers不透明度定律的温度和密度依赖性制剂。模拟涵盖了几乎四个数量级的范围内施加的通量。结果如下：对于低$\mathscr{F}_{\rm n}$，光滑的热传导曲线（固定或通过Kramers不透明度定律）导致相对浅的幂律，其中具有$d_{\rm os}\propto \mathscr{F}_{\rm n}^{0.08}$。在对流区底部的导热率的固定阶梯分布导致与$d_{\rm os}\propto \mathscr{F}_{\rm n}^{0.12}$的稍微陡峭的依赖性。有和没有亚网格尺度熵扩散的实验表明，有效普朗特数的强烈依赖性，这可能是解释陡峭的幂律作为$\mathscr{F}_{\rm n}$的函数在文献中报道。此外，人为改变对流区下方的热导率会导致对超调深度的大幅低估。结论：从光滑的热传导率曲线获得的结果外推表明，太阳能通量的超调深度是对流区底部$0.2$压力标度高度的顺序，比日震学估计的高出2至4倍。
2020-02-17 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
A BRITE view on the massive O-type supergiant V973 Scorpii: Hints towards internal gravity waves or subsurface convection zones
在O 8 Iaf超巨星V973 Scorpii中探测到了随机触发的光球光变化，其峰谷幅度达到了$\sim$ $40$ mmag，这是使用BRITE纳米卫星进行两个月高精度时间分辨光度观测的结果。时间序列光度测定的振幅谱在低频区（$\lesssim$ $0.9$ d $^{-1}$）表现出明显的宽凸起，其中检测到几个突出的频率。观测的时间-频率分析揭示了典型的模式寿命的顺序$5-10$天。观测到的V973 Sco的亮度振幅谱的整体特征与从对流驱动的内部重力波随机激发的大质量恒星对流核心深处的二维流体动力学模拟中推断出的特征匹配良好。在未来的理论研究中，需要探索一种替代或额外的可能的激发源，即地下对流区。
2018-07-12 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
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
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
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
Theory of solar oscillations in the inertial frequency range: Linear modes of the convection zone
一方面，在太阳上观测到了几种全球尺度的惯性振荡模式。它们包括赤道Rossby模、临界纬度模和高纬度模。另一方面，柱状对流模式（通过模拟预测;也称为香蕉细胞或热Rossby波）仍然难以捉摸。我们的目标是调查的湍流扩散系数，非绝热层结，差分旋转，和纬度熵梯度的旋转太阳对流区的线性全球模式的影响。本文用数值方法求解了球壳内旋转可压缩流体的本征模。我们确定模式的惯性频率范围内，包括柱状对流模式，以及模式的混合字符。计算了方位阶数$m \leq 16$对应的模色散关系和本征函数。三个主要结果如下。首先，我们发现，对于$m \gtrsim 5$，没有径向节点的赤道Rossby模式（$n=0$）的径向依赖性从根本上改变了传统的期望（$r^m$）的湍流扩散率$\gtrsim 10^{12}$ cm $^2$ s $^{-1}$。其次，我们发现混合模式，即模式的赤道Rossby模式与一个径向节点（$n=1$）和柱状对流模式的共享属性。第三，我们证明了模式中的$m=1$高纬模态与太阳观测结果是一致的，当包含对应于热成风平衡的纬向熵梯度时（斜压不稳定模态）。据我们所知，这项工作是第一个现实的旋转太阳对流区的全球模式的本征值计算。这种计算揭示了惯性频率范围内丰富的模式谱，可以直接与观测结果进行比较。反过来，观测到的模式可以告诉我们太阳对流区。
2022-03-08 astro-ph.SR
Convective velocity suppression via the enhancement of subadiabatic layer: Role of the effective Prandtl number
最近人们认识到，在目前的太阳对流模拟中获得的对流速度可能被高估。新发现的对流区小尺度磁场的影响可能为解决这一问题提供了可能。小尺度磁场可以通过洛伦兹力反馈降低小尺度运动的对流振幅，同时抑制了上、下两股流熵的湍流混合。因此，有效普朗特数可能会超过单位内的太阳对流区。在本文中，我们提出并数值证实了一种可能的抑制机制的对流速度在有效的高普朗特数制度。如果有效的水平热扩散率降低（普朗特数相应增加），亚绝热层，这是形成附近的对流区的底部由连续沉积的低熵输送的对流下降羽流增强和扩展。全球对流振幅在高普朗特热对流，从而减少，特别是在对流区的下部，通过平均熵分布的变化，成为更多的次绝热附近的基地和超绝热的散装。
2017-11-16 astro-ph.SR
Cross helicity and turbulent magnetic diffusivity in the solar convection zone
在密度分层的湍流介质中，交叉螺旋度<u '. B'>被认为是速度涨落与大尺度磁场相互作用的结果。通过准线性理论和数值模拟，我们发现交叉螺旋度和平均垂直磁场是反相关的。在高导极限下，螺旋度与平均磁场之比等于磁涡扩散率与（已知）密度标度高度之比。该结果可用于预测太阳表面的交叉螺旋度超过1高斯km/s。其符号与径向平均磁场的符号反相关。或者，我们可以使用我们的结果来确定的湍流磁扩散率的值从观测的交叉螺旋度。
2010-11-24 astro-ph.SR
Limits on Mode Coherence in Pulsating DA White Dwarfs Due to a Non-static Convection Zone
脉动的标准理论处理恒星模型中无穷小扰动的频率和增长率。被计算为线性驱动的模式应随时间按指数增加其振幅;通常观察到的振幅几乎恒定的事实证明，非线性机制抑制了有限振幅脉动的增长。模型预测，脉动氢大气（DAV）白矮星中对流区的质量对温度非常敏感（即，$M_{\rm CZ} \propto T_{\rm eff}^{-90}$），导致即使是低幅度放大器也可能经历显著的非线性效应。特别地，有限振幅g模式脉动的外转折点可以随局部表面温度而变化，从而产生与驻波所需的相位不同的反射波。这可能导致模式缺乏相干性并降低其全局振幅。在本文中，我们表明：（1）计算出的模式是否传播到对流区的底部是其在傅立叶谱中的宽度的准确预测因子，（2）由来自外转折点的反射产生的相移足够大以产生显著的阻尼，以及（3）预测振幅和周期从不稳定带的蓝边缘到中间增加，并且随后随着接近红色边缘而减小。这种振幅的减小与观测数据一致，而周期的减小还没有得到系统的研究。
2020-01-14 astro-ph.SR
