Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars - II. Properties of granulation and spectral lines
冷主序星的大气层是由对流层的对流流构成的，对流层穿透光学薄层，导致恒星大气层的结构类似于太阳的颗粒化。这些流动对温度和压力的三维结构有很大的影响，并影响光球层中形成的谱线的轮廓。对于本系列第一篇论文中描述的冷主序星的六个3D辐射（M）HD模拟集，我们分析了近地表层。我们的目的是描述不同的恒星的颗粒化的性质，并在量化的热力学结构和流动的三维对流大气的谱线的影响。我们在模拟的亮度图像中检测和跟踪颗粒，以分析它们的统计特性，以及它们的演化和寿命。我们用谱线合成程序SPINOR计算了空间分辨的谱线轮廓。为了能够与恒星观测进行比较，我们实现了一个数值圆盘积分，其中包括（差分）旋转。虽然恒星参数沿模型序列变化很大，但颗粒的性质非常相似。大气层的三维结构对谱线的影响可以用圆盘积分谱来测量。对流引起的谱线不对称性受到恒星自转的调制。在利用光球谱线确定恒星参数时，必须考虑对流形成的冷恒星大气的三维结构。
2013-08-22 astro-ph.SR
Evidence for granulation in early A-type stars
光谱类型早于F0的恒星在主序星上（或接近主序星）长期以来被认为缺乏可观测的表面对流，尽管A型恒星的演化模型确实预测了非常薄的表面对流区。我们提出了两个光谱类型为A2的盾牌座三角洲恒星：HD 174936和HD 50844的颗粒化证据。最近对基于空间的CoRoT（对流，旋转和行星凌日）数据的分析揭示了这些恒星的测光中的大约1000个频率。频率被解释为单独的脉动模式。如果是真的，一定有大量的非径向模式的非常高的程度l，应遭受抵消效应的磁盘集成测光（即使是高空间为基础的精度）。HD 174936和HD 50844中所有频率的p模式解释取决于白噪声（与频率无关）的假设。我们对数据的独立分析提供了另一种解释：傅立叶光谱中的大多数峰值是非白色颗粒背景噪声的特征，并且每个恒星中只有不到100个频率是实际的恒星p模式。我们发现粒化的时间尺度是一致的标度关系，描述较冷的恒星与已知的表面对流。如果颗粒解释是正确的，在最近的研究中报道的数百个低振幅傅立叶峰被错误地解释为独立的脉动模式和一个显着较低的频率数与脉动，符合只有低程度的模式。
2010-01-27 astro-ph.SR
Modeling Stellar Oscillations and Granulation in Radial Velocity Time Series: A Fourier-based Method
数以万计的类太阳振荡星已被太空任务观测到。它们在傅立叶域中的光度变化可以通过两个用于颗粒化的超洛伦兹函数和用于振荡的高斯形功率过剩的总和来参数化。光度颗粒化/振荡参数与恒星参数成比例，它们也可以预测径向速度测量中的相应参数。基于标度关系，我们模拟现实的径向速度时间序列，并研究径向速度测量的均方根散射如何随恒星参数和不同的观测策略，如时间序列中的积分时间和间隙的长度而变化。使用恒星与广泛的光谱观测的摄谱仪（宋和HARPS），我们测量的粒度振幅和时间尺度的径向速度时间序列的功率谱。我们比较这些测量与文献值的基础上开普勒测光。我们发现在径向速度的颗粒化振幅可以很好地预测从光度和标度关系。这两个粒化时间尺度的径向速度同意从光度学预测的巨星和亚巨星。然而，对于主序星，只有一个粒化时间尺度的径向速度是在协议的光度为基础的值，而其他的时间尺度通常位于较低的频率相比，光度测定的结果。总之，我们表明，从开普勒光度学的光度标度关系和标度关系的多普勒观测可以是非常有用的预测光度和径向速度恒星的变化，由于恒星颗粒化和振荡。
2022-02-12 astro-ph.SR
Stellar granulation and interferometry
星星并不光滑。它们的光球层被一种与对流传热有关的颗粒状图案所覆盖。对流相关的表面结构有不同的大小，深度和时间变化的恒星类型。相关的活动（除了其他现象，如磁点，旋转，尘埃等）可能导致恒星参数确定、径向速度、化学丰度确定和系外行星过境探测的偏差。在这种天体物理背景下，长基线干涉观测的作用是至关重要的，以表征恒星表面动力学和纠正潜在的偏差。在这一章中，我们提出了如何粒化图案是预期的不同类型的恒星类型，从主序星到极端演化的恒星不同的质量和干涉技术如何帮助研究他们的光球动力学。
2015-07-28 astro-ph.SR
Investigating the properties of granulation in the red giants observed by Kepler
NASA/开普勒任务在近13个月的时间里观测到了1000多颗红巨星。由此产生的高频分辨率（< 0.03 μ Hz）使我们能够研究这些恒星的颗粒参数。颗粒化模式由对流运动导致热等离子体向上流动和较冷等离子体向下流动。我们将Harvey类函数拟合到功率谱，以检索粒度的时间尺度和幅度。我们发现，这两个参数之间存在一个反相关性的声学模式的最大功率的位置，而我们也发现与半径的相关性，这符合理论。最后，我们比较我们的结果与三维模型的对流。
2011-10-01 astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
Predicting Granulation "Flicker" and Radial Velocity "Jitter" from Spectroscopic Observables
表面颗粒可以用恒星的质量、金属丰度和最大功率的频率来预测。使用数量级更大的APOGEE-Kepler样本，我们重新校准了Corsaro等人（2017）的关系拟合“闪烁”，这是一种对这种颗粒化的计算机到计算诊断。我们发现，恒星参数和闪烁之间的关系是显着不同的矮和亚巨星比红巨星。我们还证实了闪烁幅度对金属丰度的依赖性，正如Corsaro等人最初看到的那样。（2017），尽管这里发现的依赖性有点弱。使用相同的APOGEE-Kepler样本，我们证明了光谱测量本身提供了足够的信息来估计巨星的闪烁幅度为7%，矮星和亚巨星为20%。我们提供了一个依赖于有效温度，表面重力和金属丰度的关系，并计算了129，000颗APOGEE光谱恒星的预测闪烁值。最后，我们使用已发表的闪烁和径向速度抖动之间的关系来估计这些相同的129，000颗恒星的最小抖动值，并且我们确定了其总抖动可能比粒度驱动的抖动更大的恒星。
2018-12-10 astro-ph.SR
Measuring stellar granulation during planet transits
恒星活动和对流相关的表面结构可能会导致使用这些凌日的行星探测和表征的偏差。表面对流模拟有助于量化颗粒化信号。我们使用逼真的三维辐射流体动力学模拟从交错网格和合成图像计算的辐射转移代码Optim 3D模型的过境三个原型行星：一个热木星，一个热海王星，和一个类地行星。我们计算强度地图从RHD模拟太阳和K-矮星在不同的波段，从光学到远红外。我们使用合成星盘图像模拟了凌日，并模拟了颗粒强度的时间变化。我们确定了两种类型的颗粒噪音，同时在行星过境：（i）内在的变化，在颗粒图案的时间尺度小于通常的行星过境，和（ii）事实上，过境行星掩盖孤立的地区的光球，不同的地方表面亮度。我们的建模方法表明，粒状图案有一个不可忽视的影响，在过境期间的光变曲线深度，并因此对行星过境的半径的确定。颗粒噪声似乎在可见光或红外区域中的不同波长范围之间相关。颗粒化必须被认为是一种内在的不确定性（由于恒星的变化）对行星的系外行星凌日的精确测量。颗粒的充分表征对于确定行星参数的不确定程度至关重要。在这种情况下，使用3D RHD模拟测量对流相关的波动是很重要的。
2016-09-28 astro-ph.EP 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
Changes in granulation scales over the solar cycle seen with SDO/HMI and Hinode/SOT
太阳是唯一一颗可以在很高的空间分辨率下观测到表面湍流对流的恒星。自2010年7月以来，太阳动力学观测台一直在使用多波长滤光器从空间观测整个太阳。特别是，日震和磁成像仪（HMI）仪器采用了高节奏帧（45秒）的连续强度，其中太阳颗粒是可见的。我们的目标是跟踪太阳颗粒在一个活动周期内的演变，并寻找它们空间特性的变化。我们研究了直接从SDO/HMI的去卷积图像分割中获得的颗粒密度及其平均面积。为了进行分割，我们定义颗粒作为图像的凸元素。我们测量了一个约2%的变化在密度和平均面积的颗粒在整个周期，颗粒的密度更大，在太阳最大的颗粒平均面积较小。与太阳黑子数等经典活动指标相比，最大密度似乎延迟了大约一年。我们用Hinode/SOTBFI（太阳光学望远镜宽带滤波成像仪）获得的高空间分辨率观测结果补充了这项研究，这与我们的结果一致。观测到的圆盘中心太阳颗粒化的变化揭示了对太阳周期期间上层对流区发生的物理性质变化的直接洞察。这些变化可能是由于对流和磁场之间的相互作用，无论是在全球范围内，或局部，在颗粒尺度。
2021-06-07 astro-ph.SR
Towards understanding stellar variability at the sub m/s level: granulation-induced variability across the optical spectrum
University of Warwick（华威大学）；University of Graz, Institute of Physics（格拉茨大学物理研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Flinders University（弗林德斯大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本研究通过三维HD模拟与辐射传输代码耦合，量化了granulation对不同谱线的影响，发现弱线径向速度变异性更大、多数谱线演化相干，为消减granulation效应提供了依据。
2026-08-04 astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise. I. Multi-component Parameterisation of Absorption Line Profiles
我们概述了我们的技术，以消除光球颗粒作为天体物理噪声源。一个四分量的参数化的颗粒，可用于重建恒星线的不对称性和径向速度的变化，由于光球对流运动。这四个组成部分是由颗粒，磁性颗粒间车道，非磁性颗粒间车道，和磁盘中心的磁亮点计算的吸收线轮廓。这些组件是通过平均Fe I $6302 \mathrmÅ$磁敏感的吸收线轮廓输出详细的太阳光球辐射输运计算。所采用的四个类别中的每一个都是基于磁场和连续强度极限，该极限是通过检查三维磁流体动力学模拟确定的，平均磁通量为$200 \mathrm{G}$。使用这四个组成部分的线配置文件，我们准确地重建造粒配置文件，从建模12 × 12毫米$^2$地区的太阳能表面上，在$\sim \pm$ 20厘米秒$^{-1}$的$\sim$ 100米秒$^{-1}$造粒信号。我们还成功地重建了颗粒配置文件从$50 \mathrm{G}$模拟使用参数化线配置文件从$200 \mathrm{G}$平均磁场模拟。这个测试表明，适用性的表征范围内的磁性恒星活动水平。
2012-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Response of Granulation to Small Scale Bright Features in the Quiet Sun
我们用大熊太阳天文台的新太阳望远镜（NST）在宁静太阳（QS）中每Mm $^2$探测到2.8个亮点（BPs）;使用TiO 705.68 nm谱线，以角分辨率~ 0.1“获得30 min的数据序列。一些BP形成了随时间稳定的结，并影响了它们周围的造粒模式的性质。在约3“结内观察到的颗粒模式比在正常颗粒模式中观察到的颗粒更小;即，在结周围检测到受抑制的对流。观测到的BPs覆盖了约5%的太阳表面，并且分布不均匀。BPs的平均尺寸为0.22“，平均可检测时间为4.28 min，在深红色TiO谱线上的平均对比度为0.1%。
2011-02-16 astro-ph.SR
Using the CIFIST grid of CO5BOLD 3D model atmospheres to study the effects of stellar granulation on photometric colours. II. The role of convection accross the H-R diagram
我们研究了对流对不同类型恒星在H-R图上的光谱能量分布、光度星等和色指数的影响。使用三维流体动力学CO 5 BOLD、平均<3D>和一维流体静力LHD模型大气计算了主序星（MS）、主序星关闭（TO）、次巨星分支（SGB）和红巨星分支（RGB）上恒星的光谱能量分布，每种情况下都有两种不同的有效温度和两种金属丰度，[M/H]=0.0和-2.0。利用得到的光谱能量分布，我们计算了宽波段约翰逊-格林$UBVRI$和2 MASS $JHK_{\rm s}$，以及中波段斯特伦格伦$uvby$光度系统的光度星等和色指数。在两个测光系统中，3D-1D光度星等和颜色指数的差异都很小，通常不会超过$\pm0.03$等。只有在最冷的巨星位于上RGB的情况下，$U$和$u$波段的差异才能在[M/H]=0.0时达到$\approx-0.2$等，在[M/H]=-2.0时达到$\approx-0.1$等。通常，3D-1D差异在光谱的蓝-UV部分中最大，并且朝向更长的波长减小。它们对有效温度也很敏感，在较热的恒星中明显较小。金属性也起作用，并导致[M/H]=0.0时3D-1D差异略大。所有这些图案都是由辐射场、不透明度和恒星大气中对流运动引起的水平温度波动之间复杂的相互作用造成的。虽然很小，但3D-1D的星等和色指数差异与典型的光度不确定性相当或更大，因此可能导致估计有效温度的不可忽略的系统差异。
2018-01-31 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: I. interpretation of interferometric observations
上下文有人认为红超巨星（RSG）中的对流会产生大尺度的颗粒，导致可观察到的表面不均匀性。这种对流也非常强烈，被怀疑是RSG质量损失的原因之一。因此，必须详细地理解它。虽然有证据表明RSG光球中存在不对称性，但对颗粒化的详细研究还很缺乏。干涉观测为解决这个问题提供了一个令人兴奋的可能性，但它们仍然经常使用平滑对称的边缘变暗强度分布或非常简单的斑点特设模型来解释。目标。我们探索的颗粒化的影响，能见度曲线和关闭阶段使用辐射转移代码OPTIM3D。我们同时评估如何在RSG与CO5BOLD对流的三维模拟可以测试对这些观测。方法.我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟对流计算强度图在不同的波长和时间，从中我们得到干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们随时间、位置角和波长的行为，并将它们与RSG alpha Ori结果的观测结果进行了比较。我们提供了平均边缘暗化系数的RSG。我们详细介绍了RSG颗粒（对比度，大小）的检测和表征的前景。我们证明，我们的RHD模拟提供了一个很好的适合现有的干涉观测的阿尔法奥利，相反，肢体变暗的磁盘。这证实了参宿四表面存在大型对流单体。
2009-07-10 astro-ph.SR
Predicting convective blueshift and radial-velocity dispersion due to granulation for FGK stars
本文提出一个基于恒星结构基本方程的简单模型，预测FGK恒星对流蓝移及径向速度弥散，发现高金属丰度恒星弥散较小，并提供预测公式，有助于筛选EPRV及TESS等任务的最佳观测目标。
2023-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of granulation effects on the use of Balmer lines as temperature indicators
在晚型恒星光谱中，巴耳末线是恒星有效温度的重要指标。它们的建模不确定性之一是对流对其形状的影响。我们的目的是表征对流对巴耳末线机翼的影响。我们进行了差分比较的合成巴耳末线轮廓从三维流体动力学模型大气和一维流体静力学标准的。模型参数适用于金属丰度从太阳到1/1000太阳的F、G、K矮星和次巨星。由3D模型预测的巴耳末线的形状永远不能被1D模型精确地再现，无论其有效温度如何。我们引入了3D温度校正的概念，作为3D模型和1D模型之间的有效温度差，其提供了与3D轮廓最接近的匹配。温度修正对于巴耳末系的不同成员是不同的，并且取决于在一维模型中采用的混合长度参数。在研究的模型中，3D校正范围从-300K到+300K。水平温度波动倾向于降低3D校正。准确的有效温度不能从巴耳末线的翼导出，除非对流的影响得到适当的解释。3D模型提供了一种物理上合理的方式。用混合长度理论处理对流的一维模型似乎不适合于此目的。特别是，有迹象表明，它是不可能的，以确定一个单一的值的混合长度参数，这将最佳地再现巴耳末线的任何选择的大气参数。
2009-06-25 astro-ph.SR
Stellar granulation as seen in disk-integrated intensity. I. Simplified theoretical modeling
太阳粒化现象长期以来被认为是对流的表面表现。由于目前的空间飞行任务CoRoT和开普勒，现在有可能在越来越多的恒星中观察到这种现象的磁盘集成强度。天基光度测量表明，全球亮度波动和与颗粒化有关的寿命服从特征标度关系。因此，我们的目的是提供一个简单的理论模型来重现这些比例关系，并随后在推断的物理性质的造粒性能在HR图。我们开发了一个简单的一维理论模型，使我们能够测试任何处方颗粒之间的时间相关性。模型的输入参数从恒星表面层的三维流体动力学模型中提取，模型中的自由参数由太阳观测数据标定。两种不同的处方表示的傅立叶空间中的涡流时间相关性进行比较：洛伦兹和指数形式。最后，我们比较我们的理论预测与三维辐射流体动力学（RHD）的恒星颗粒（从头算方法）的数值模拟。只要适当地调整自由参数，我们的理论模型令人满意地再现了观测到的太阳颗粒光谱的形状和振幅。最好的协议是获得一个指数形式。此外，我们的理论模型的结果一致同意与这些计算的基础上的从头算方法与两个三维RHD模型的颗粒光谱。本文还对用本模型计算的理论颗粒谱和高精度光度测量的恒星颗粒谱进行了比较。
2013-09-06 astro-ph.SR
Small-scale convection signatures associated with strong plage solar magnetic field
在这项工作中，我们研究和量化强场小尺度对流的性质，并将观测到的性质与数值模拟预测的性质进行比较。我们分析630.25 nm的光谱偏振数据从单极短暂的太阳中心附近的区域。我们使用的视线速度和磁场测量与米尔恩-爱丁顿反演技术，以及测量的连续强度和斯托克斯V振幅不对称性在0.15弧秒的空间分辨率，以建立测量量之间的统计关系。我们还研究了不同类型的独特的磁性特征，如微孔，亮点，丝带，花和字符串的这些属性。我们提出了第一次直接观察到的小规模颗粒磁对流模式内扩展区域的强（超过600 G平均）磁场。沿着通量浓度的边界，我们看到的主要是下降流和不对称的斯托克斯V型剖面，与MHD模拟计算的合成线剖面一致。我们注意到沿着这些边界频繁出现明亮的下降气流。在通量集中的内部，我们观察到一种向上/向下的流动模式，我们将其确定为小尺度磁对流，看起来与无场颗粒相似，但尺度小4倍。测量的RMS速度是70%的附近的无场造粒，即使平均辐射通量没有减少。这些通量集中的内部主要是由上升流。
2010-07-27 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
The shrinking Sun: a systematic error in local correlation tracking of solar granulation
上下文颗粒局域相关跟踪（LCT）是测量光球水平流的重要方法。这种方法表现出一种系统误差，看起来像一个流收敛到磁盘中心，也被称为收缩太阳效应。目的。我们的目的是研究连续强度数据的收缩太阳效应的性质，并在推导出一个简单的模型，可以解释其起源。方法.我们推导出LCT流图运行本地相关跟踪代码FLCT跟踪和重新映射的连续强度图提供的日震和磁成像仪（HMI）板载太阳动力学天文台。我们还计算流图从合成连续图像产生的太阳表面对流的STAGGER代码模拟。我们通过模拟合成数据生成平均颗粒来研究太阳收缩效应的起源。结果来自HMI和模拟的LCT流图表现出相当大小的收缩太阳效应。这种效应的起源与当用与垂直方向倾斜的视角观察时，源自辐射转移效应的颗粒化的明显不对称性有关。这与颗粒的膨胀相结合，导致朝向盘中心的明显运动。
2016-04-19 astro-ph.SR
Detection of vortex tubes in solar granulation from observations with Sunrise
我们已经调查了一个时间序列的连续强度地图和相应的Dopplergrams的颗粒在一个非常安静的太阳区域在磁盘中心，记录与成像磁仪实验（IMAX）板上的球载太阳天文台日出。我们发现，颗粒经常表现出亚结构的形式车道组成的一个领先的明亮的边缘和一个尾随的黑暗的边缘，一起从颗粒的边界到颗粒本身。我们发现惊人的相似事件合成强度地图从头算数值模拟太阳表面对流。从截面通过模拟的计算域，我们得出结论，这些“颗粒车道”是可见的签名（水平取向）涡流管。解释了太阳表面涡管的光学特征。我们建议，所观察到的涡管可能只代表大规模的层次结构的涡管存在于太阳表面附近的结束。
2010-09-23 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
Characteristic scales of magnetic switchback patches near the Sun and their possible association with solar supergranulation and granulation
帕克太阳探测器（PSP）在0.3天文单位的日心径向距离内记录的数据揭示了一个由Alfvénic结构主导的磁场，该结构经历了大的局部变化甚至径向磁场的逆转。它们被称为磁之字形，它们与同一磁扇区内磁场线的折叠一致，并且与在其他平静背景期间的速度尖峰有关。它们被认为起源于低太阳大气层中的磁重联过程，或者是膨胀的太阳风中湍流或速度切变演化的结果。在这项工作中，我们调查的时间和空间特征尺度的磁之字形补丁。我们将之字形定义为偏离标称帕克螺旋方向，并在PSP遇到1，2，4和5时自动检测它们。我们特别关注E5期间由反转主导的5.1天间隔。我们进行了小波变换的立体角之间的磁场和帕克螺旋，并找到周期性的空间调制与两个不同的波长，分别与太阳的颗粒和超颗粒尺度。此外，我们发现之字形的发生和光谱特性似乎取决于太阳风的源区，而不是PSP的径向距离。这些结果表明，之字形形成在低日冕和调制的太阳表面对流模式。
2022-05-13 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
Towards understanding stellar variability at the sub m/s level: Isolating granulation signals in synthetic spectral lines
本研究通过三维模拟与高分辨率谱线合成，提出一种参数化方法分离米粒组织与p模信号，量化其对视向速度的影响，为系外行星探测中的恒星噪声抑制奠定基础。
2025-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and Three-Dimensional Convection. III. Comparison of Two-Dimensional and Three-Dimensional Convection Effects on Radial Pulsation
我们已经开发了一个多维辐射流体动力学程序来模拟径向恒星脉动和对流的相互作用的全振幅脉动模型。对流是使用大涡模拟计算的。在这里，我们进行三维模拟的RR天琴座恒星与以前报道的二维模拟进行比较。我们发现，在二维和三维计算中，脉动相位上的峰值对流通量的时间依赖行为是非常相似的。在二维计算中脉动的增长率比三维计算中的脉动增长率高约$0.1\%$。6500 K RR Lyrant模型的光变曲线的振幅在我们的二维和三维计算中基本上是相同的，上升的光变曲线也是如此。在落光期间的不同时间，斜率存在差异。
2014-01-15 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
Radial Stellar Pulsation and Three-Dimensional Convection. II. Two-Dimensional Convection In Full Amplitude Radial Pulsation
我们开发了一个三维辐射流体动力学程序来模拟经典变星中对流和径向脉动的相互作用。一个关键目标是能够将这些模拟进行到全振幅，以便将它们与观察到的光变曲线进行比较。由于径向坐标系中的漂移，先前的多维计算被阻止达到全振幅，这是由于在脉动周期期间定义坐标系的径向移动的算法。我们已经通过定义我们的径向坐标流算法来消除这个困难，该算法要求球壳中的质量在整个脉动周期的每个时间步保持恒定。我们已经使用我们的新代码进行径向脉动和对流的相互作用的二维模拟。我们已经从我们的二维对流模拟的光变曲线与观测到的光变曲线之间进行了比较，发现我们的二维模拟光变曲线能够更好地匹配观测到的光变曲线形状附近的RR Lyrant不稳定带比光变曲线从以前的一维时间依赖性对流模型的红色边缘。
2013-06-05 astro-ph.SR
Connecting Granulation and Magnetic Activity in Radial Velocities: The Next Breakthrough for High-Precision Spectroscopy
University of Birmingham（伯明翰大学）；Universidade do Porto（波尔图大学）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；University of Warwick（华威大学）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Université Aix Marseille（艾克斯-马赛大学）
本文总结 Cool Stars 23 专题分会的讨论，聚焦 granulation 与磁活动对 RV 精度的影响，提出需结合物理模型与数据方法等，以实现下一代 RV 行星搜寻所需的亚 40 cm/s 精度。
2026-08-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Modeling the Near-Surface Shear Layer: Diffusion Schemes Studied With CSS
当我们接近太阳对流模拟，试图模拟小规模的颗粒和超颗粒，甚至更大规模的对流内的近地表剪切层（NSSL）的相互作用，边界条件的处理和最小化的次网格尺度扩散过程变得越来越重要。在这里，我们评估的动态变化和能量通量平衡的流动建立在旋转球壳段，捕获大部分的NSSL与弯曲球形段（CSS）代码使用两种不同的扩散计划。CSS代码是一个新的大规模并行建模工具，能够模拟三维可压缩MHD对流与现实的太阳分层旋转球壳段。
2010-12-21 astro-ph.SR
Solar photospheric spectrum microvariability III. Radial velocities and line profiles in magnetic active-region granulation
Lund University（隆德大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Texas Advanced Computing Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）
通过三维磁流体动力学模拟，研究磁活动区米粒组织对太阳光谱线轮廓和径向速度的影响，发现磁场抑制对流、产生红移，为系外行星探测中的恒星活动校正提供关键模型。
2026-04-14 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
$\texttt{GRASS}$: Distinguishing Planet-induced Doppler Signatures from Granulation with a Synthetic Spectra Generator
由于径向速度仪器和观测技术的最新进展，对类太阳恒星周围地球质量行星的探测可能很快就会主要受到恒星固有变化的限制。几个过程有助于这种变化，包括星点，脉动和颗粒。尽管之前的许多研究都集中在减轻脉动和其他类型磁活动信号的技术上，但迄今为止，颗粒噪音仅通过经验性观察策略和磁流体动力学模拟得到部分解决。为了解决这一问题，我们提出了粒化和光谱模拟器（$\texttt{GRASS}$），一个新的工具，旨在创建时间序列合成光谱与粒度驱动的变化，从空间和时间分辨的观测太阳吸收线。在这项工作中，我们提出了$\texttt{GRASS}$，详细介绍了它的方法，并验证其模型对磁盘集成太阳观测。作为一个首个经验模型的光谱变化，由于颗粒在一个完美已知的质心径向速度行为的恒星，$\texttt{GRASS}$是一个重要的工具，用于测试新的方法解开颗粒线形状的变化从真正的多普勒频移。
2021-10-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Detection of supersonic horizontal flows in the solar granulation
颗粒对流的流体动力学模拟预测在任何时候都存在覆盖太阳表面约3-4%的超音速流，但这些流尚未被明确地检测到。使用的分光偏振仪搭载的日之出卫星的数据，我提出了直接的证据，快速水平等离子体运动在安静的太阳颗粒。由于更有利的观察条件，它们的可见度向肢体增加。在日出分辨率下，水平气流产生了不对称的强度分布，具有非常倾斜的蓝色机翼，甚至是位于主要吸收特征蓝色方向的线卫星。在明亮颗粒的边缘观察到高达9 km/s的多普勒频移，表明流动达到超音速。最强的速度出现在0.5弧秒或更小的斑块中，它们往往与增强的连续强度、线宽和等效宽度有关，但是这些参数的大值并不一定意味着超音速流的存在。时间序列的光谱偏振测量区域远离磁盘中心显示的瞬态性质的强水平运动，持续时间只有一小部分的颗粒寿命。超音速流预计会在颗粒和颗粒间通道的边界处产生激波，也可能在安静的太阳互联网区域出现小规模磁场方面发挥作用。
2009-05-22 astro-ph.SR
A new view on exoplanet transits: Transit of Venus described using three-dimensional solar atmosphere Stagger-grid simulations
恒星活动，特别是对流相关的表面结构，可能会导致波动，影响凌日光变曲线。地面对流模拟可以帮助解释ToV。我们使用现实的三维辐射流体动力学模拟的太阳交错网格和合成图像计算的辐射转移代码Optim3D提供预测的金星凌日在2004年观察到的卫星ACRIMSAT。我们计算了太阳的RHD模拟的强度图，并产生了合成的恒星盘图像。我们计算了光变曲线，并将其与ACRIMSAT观测结果进行了比较，还与使用具有不同边缘变暗规律的径向剖面进行太阳表面表示所获得的光变曲线进行了比较。我们还采用了相同的球形瓦片成像方法的观测中心到肢体太阳颗粒与HINODE。我们设法解释ACRIMSAT观测2004年ToV，并表明，颗粒图案的原因在过境光曲线的波动。我们评估了颗粒对ToV的贡献。我们发现，颗粒模式可以部分解释模型和数据之间观察到的差异。这证实了在3D RHD Sun中模拟的边缘变暗和颗粒图案很好地代表了HINODE的成像。最后，我们发现在ToV期间金星的光环贡献不如太阳光球强烈，因此可以忽略不计。能够一致地解释2004年ToV的数据是3D RHD模拟的一个新的进步，对于系外行星的探测和表征至关重要。他们表明，由于恒星的变异性，颗粒必须被认为是一种内在的不确定性，对系外行星凌日的精确测量，最有可能是小直径的行星。
2015-01-25 astro-ph.EP 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
Convective Line Shifts in the Spectra of Solar-Type Stars
测量了有效温度为4800 - 6200 K的太阳和恒星光谱中的多普勒线位移，并估计了平均连接（粒化）速度。恒星谱线位移的绝对尺度是根据太阳谱线位移对光学深度的依赖关系建立的。对于FGK太阳型恒星，首次获得了150 - 700 km高度范围内大气对流速度随高度变化的曲线。所有这些曲线都表明，蓝移随高度的增加而减小，这意味着通过光球层的颗粒速度减慢到零。在较低的色球层中，观测到强Mg I线的红移，这表明颗粒化速度的方向发生了相反的变化，并证实了在600 km以上高度处颗粒化反转的影响。在较冷的K星中，颗粒化位移随高度的变化平均为-50~100 m/s，而在较热的FG星中，颗粒化位移的变化更为剧烈，为-700~300 m/s。线移曲线的梯度随着有效温度的增加和恒星重力、金属丰度和年龄的减小而增加。在所有分析的高度上，恒星的平均连接速度从较冷的恒星到较热的恒星从-90米/秒增加到-560米/秒。它与宏观湍流、谱线的不对称性和恒星的自转速度有关。我们还得到了恒星的径向速度，并将它们与SIMBAD数据进行了比较。我们的分析表明，在确定径向速度时，必须考虑到恒星的单个颗粒速度。
2022-04-02 astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and 3D Convection. I. Numerical Methods and Adiabatic Test Cases
我们正在开发一个三维辐射流体动力学程序来模拟经典变星中对流和脉动的相互作用。一个关键目标是能够将这些模拟进行到全振幅，以便将它们与观察到的光和速度曲线进行比较。由于径向坐标系中的漂移，先前的2D计算被阻止这样做，这是由于在脉动周期期间定义坐标系的径向移动的算法。我们通过定义我们的坐标系流算法来消除这个困难，要求球壳中的质量在整个脉动周期中保持恒定。我们进行绝热测试计算表明，大振幅的解决方案重复超过150个脉动周期。我们还验证了计算方法保存的峰值动能每周期，必须是真实的绝热脉动模型。
2011-02-09 astro-ph.SR
Metallicity does not reorder line-to-line sensitivity to granulation in solar-like stars
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Centre for Exoplanet Science, SUPA School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学天体物理学与天文学学院系外行星科学中心）
本研究通过3D磁流体动力学模拟，探究金属丰度对类太阳恒星谱线米粒组织灵敏度的影响，发现金属丰度不会改变谱线灵敏度的相对排序，太阳光谱校准的线掩模可可靠应用于非太阳金属丰度恒星的径向速度测量。
2026-10-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise II. Center-to-Limb Parameterisation of Absorption Line Profiles and Comparison to Observations
众所周知，恒星活动的表现形式（如星点、斑/光斑和对流）会引起光谱信号，这些信号通常被系外行星猎人称为天体物理噪声。例如，设定探测真实地球类似物的最终目标需要达到约9 cm/s的径向速度（RV）精度。虽然这在最新一代高稳定度光谱仪的技术上变得可行，但天体物理噪声对可达到的RV精度设置了真正的基本障碍。在本文中，我们参数化的影响，太阳表面磁对流的吸收线轮廓，并延长分析从太阳盘中心（文件I）的太阳翼。偏离圆盘中心，垂直于颗粒顶部的等离子体流开始沿着视线分布，而平行于颗粒顶部的等离子体流不再完全与观察者对齐。此外，颗粒是波纹状的，并且颗粒可以阻挡其他颗粒以及粒间通道组分。总的来说，可见的等离子体流和波纹表面的几何形状显著影响所得的线轮廓，并引起形状和净位置的中心到分支的变化。我们在这里详细介绍这些，并与各种太阳观测进行比较。我们发现我们的颗粒参数化可以重建现实的线轮廓和诱导径向速度的变化，整个恒星盘，这表明在计算量大的辐射三维磁流体动力学模拟和经验太阳观测中发现的。
2018-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical simulations of the emerging plasma blob into a solar coronal hole
我们数值模拟了一个磁等离子体团进入太阳日冕洞的出现。该团块可能与颗粒化有关，因此具有弱磁场。二维模拟使用MAGNUS代码解决磁流体动力学方程，考虑到磁阻和热传导。由于出现的斑点与周围等离子体的相互作用，磁力线经历与斑点的重连，随着时间变平和变形。此外，这一过程会产生热等离子体的垂直外流，色球层在其响应中会增加其温度。我们进行参数化的研究，通过改变大小的磁场的斑点和观察的色球的净加热。这些研究的灵感来自现实的模拟造粒与使用双流体JOANNA代码。在这些模拟中，在对流区和光球层中检测到了一些磁斑点。从数值结果中，我们得出结论，作为一个结果，在太阳安静区域的造粒操作新兴的斑点可能会触发非常复杂的动力学在太阳大气的上部区域，和相关的外流可能是一个热源的色球层和可能的日冕。
2019-10-25 astro-ph.SR
Granulation on a quiet K dwarf: HD 166620 I. Spectral signatures as a function of line-formation temperature
本研究利用HARPS-N光谱仪对宁静K矮星HD 166620进行观测，通过结构函数和高斯过程模型探测到米粒组织信号，其特征时标约43.65分钟，振幅约22.9 cm/s，并发现较冷光球层的RV变化与预测更吻合。
2025-09-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and Three-Dimensional Convection. IV. Full Amplitude Three-Dimensional Solutions
对几种横跨不稳定带的全振幅RR型天琴座星模型进行了三维流体动力学模拟。三维性质的计算允许对流处理，而不参考现象学的方法，如当地的混合长度理论。具体而言，时间依赖性的相互作用的大尺度涡和径向脉动的守恒律控制，而较小的对流涡的影响模拟涡粘性模型。这些计算的光振幅与我们之前在不稳定带中间的二维计算非常相似，但在红色边缘附近，基本蓝色边缘以及我们计算的第一泛音模型的光振幅略低。径向脉动和对流能量传输之间的时间相关相互作用在三维中与在二维中基本相同。在二维和三维模拟之间的光变曲线之间存在一些差异，特别是在减少光的过程中。的差异，无论是数字和物理的原因进行了探讨。
2014-12-17 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars - I. Overall structure
冷主序星的近地表层是由对流构成的，这些对流过度进入大气层。流量和相关的时空变化的密度和温度的影响谱线配置文件，从而对恒星的属性，如有效温度，重力加速度和丰度的估计有影响。我们的目标是确定不同恒星大气的热力学结构的独特性质，并了解其原因。我们运行了全面的3D辐射流体动力学模拟的光谱类型F3 V到M2 V的MURaM代码的六个模拟恒星的近地表层。我们进行了系统的参数研究的平均分层，流结构，并在这些恒星的能量通量。\par结果：我们发现沿较低的主序列的颗粒大小，流速和强度对比度的单调趋势。M星模型中的对流与较热恒星的对流有很大的不同，主要是由于从对流到辐射能量传输的过渡更为渐进。虽然在冷星中驱动表面对流的基本机制是相同的，但对流的性质沿着主序列变化。除了均方根速度、强度对比度、颗粒大小等的单调趋势外，存在由不透明度的（高度非线性的）温度依赖性引起的围绕光谱类型K5 V的“裸露”和“隐藏”颗粒之间的过渡。当从光谱导出恒星参数时，必须考虑这些变化。
2013-08-22 astro-ph.SR
Global 3D radiation-hydrodynamics models of AGB stars. Effects of convection and radial pulsations on atmospheric structures
内容：随着空间分辨率的提高，对渐近巨星分支（AGB）恒星的观测揭示了各种尺度上大气过程复杂性的新层次。目的：为了分析导致观察到的图像中的不对称和表面结构的物理机制，我们使用详细的AGB星的3D动力学模拟;这些模拟自洽地描述对流和脉动。研究方法：我们使用的CO 5 BOLD辐射流体动力学代码，以产生一个探索性的网格的全球“星在一个盒子”模型的外部对流信封和AGB星的内部大气研究对流，脉动和冲击波及其对恒星和数值参数的依赖。结果如下：模型动力学是由长期的巨对流细胞，短寿命的表面颗粒，和强大的，径向，基模脉动的相互作用。径向脉动和较短波长的行波声波在大气中引起各种尺度的冲击。对流、波和冲击都对动力压力有贡献，因此，增加了恒星半径，并使物质悬浮到可以形成尘埃的层中。因此，由此产生的脉动周期和恒星半径的关系被转移到更大的半径相比，非线性的一维模型。脉动周期对光度的依赖关系与观测到的关系符合得很好。脉动模式与非定常对流的相互作用引起偶尔的振幅变化和相移。脉动的规律性随着重力的减小而减小，因为对流单体的相对尺寸增大。模型恒星没有明确的表面。相反，光是从一个非常广泛的不均匀的大气层发出的，具有复杂的动态图案的高对比度特征。
2017-02-17 astro-ph.SR
Acoustic wave propagation through solar granulation: Validity of effective-medium theories, coda waves
上下文太阳声波的频率、寿命和本征函数受湍流对流的影响，而湍流对流在空间和时间上都是随机的。由于太阳颗粒化的相关时间和声波的周期（$\sim$ 5 min）相似，因此不能先验地假设波传播的介质是与时间无关的。目标。我们比较各种有效介质的解决方案，以确定近似，可用于日震学的数值解。为了简单起见，介质是一维的。方法.我们考虑凯勒近似，二阶玻恩近似和空间均匀化，以获得有效的波速和衰减的理论值（平均在介质的实现）。在数值上，我们计算了数千种介质实现的波场的第一和第二统计矩（有限振幅声速扰动仅限于30 Mm波段，平均值为零）。结果理论和模拟的有效波速都有所降低。相干波场的衰减和波速最好用凯勒理论来描述。数值模拟揭示了尾波的存在，尾随相干波包。这些迟至波是由于多次散射，并且在波场的二阶矩中很容易看到。结论.我们发现，有效的波速可以计算，数值和理论上，使用随机介质（冻结介质）的一个单一的快照;然而，在冻结介质中的衰减被低估相比，随时间变化的介质。在模拟声波通过太阳颗粒的传播时，多次散射不能被忽略。
2020-10-13 astro-ph.SR physics.comp-ph
Convection, rotation, and magnetic activity of solar-like stars from asteroseismology
本文探讨了星震学如何利用高精度测光数据研究类太阳恒星的对流、旋转和磁活动，揭示了其优势与局限，并提出了未来研究方向。
2024-10-13 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
The Sun's Photospheric Convection Spectrum
光谱的细胞光球流确定从全磁盘多普勒速度观测获得的日震和磁成像仪（HMI）仪器上的太阳动力学天文台（SDO）航天器。三种不同的分析方法被用来分别确定代表极向流，环向流和径向流的频谱系数。这些频谱系数的幅度受模拟数据的约束，模拟数据采用与HMI数据相同的程序进行分析。我们发现，总速度谱平稳上升到一个峰值，波数约为120（波长约35微米），这是典型的超颗粒。光谱稳定到约400的波数，然后再次上升到约3500波数的峰值（波长约1200 km），这是颗粒的典型特征。在波数大于30时，速度谱主要由极向流分量（具有发散但无旋度的水平流）控制。在波数小于30时，环形流分量（有旋度但无发散的水平流）占主导地位。在最低波数时，径向流速仅为总流速的3%，但在波数接近4000时，径向流速增加到约50%。光谱比较以及与巨细胞流的光谱在最低波数和从一个3D的辐射流体动力学模拟在最高波数的颗粒的光谱。
2015-08-12 astro-ph.SR
Exploring the latitude and depth dependence of solar Rossby waves using ring-diagram analysis
全球尺度的Rossby波最近在太阳上被明确地识别出来。在这里，我们研究的纬度和深度的Rossby波本征函数的依赖。通过应用日震环图分析和颗粒跟踪SDO/HMI观测，我们计算地图的径向涡度流在太阳对流区上部（下到深度超过$16$毫米）。我们在经度上使用傅立叶变换来分离范围$3 \le m \le 15$中的不同方位阶m。在每一个$m$，我们得到的相位和振幅的Rossby波作为深度的函数使用日震数据。在每一个$m$，我们还通过计算赤道和其他纬度之间的协方差来测量本征函数的纬度依赖性。然后，我们研究了径向涡度本征函数的水平和径向依赖性。水平本征函数很复杂。如前所述，实部在赤道处达到峰值，开关符号在$\pm 30^\circ$附近，因此本征函数显示出显著的非扇区贡献。虚部小于实部。径向本征函数的相位在顶部$15$ Mm上仅大致变化$\pm 5^\circ$。径向本征函数的振幅从表面向下降低约$10\%$到$8$ Mm（通过与全球模式地震学测量的旋转速率进行比较，可以看出环形图分析最可靠的区域）。从环图分析推导出的径向涡度本征函数的径向依赖性是符合幂律下降到$8$毫米，是不可靠的，在更大的深度。然而，观察只提供弱约束的幂律指数。对于实部，本征函数的纬度依赖性与以前的工作（使用颗粒跟踪）是一致的。虚部小于实部，但明显非零。
2020-01-08 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
Radial and nonradial oscillations of massive supergiants
本文讨论了大质量超巨星径向和非径向振荡的稳定性。卡帕机制和奇异模不稳定性在HR图上部的宽范围内激发具有不同周期的振荡。此外，在非常明亮（$\log L/L_\odot \gtrsim 5.9$）模型中，存在单调不稳定模式，这可能表明光学厚风的发生。不稳定边界离Humphreys-Davidson极限不远。此外，还发现存在与Fe不透明度峰值对流区相关的低度（$\ell = 1, 2$）振荡对流模式，并且它们可以出现在恒星表面，因此它们很可能在HR图中的相当大的范围内可观察到。对流模式具有类似于g模式的周期，并且它们的增长时间与周期相当。理论预测与一些超巨星变星进行了比较。
2010-10-13 astro-ph.SR
Radial velocity precision of ESPRESSO through the analysis of the solar twin HIP 11915
不同的恒星现象会影响径向速度（RV），导致变化大到足以使其难以识别行星信号的恒星变化。由恒星振荡和颗粒化引起的RV变化可以通过一些方法来减小，但由于恒星活动区的存在，旋转调制的磁活动对RV的影响很难校正。新的仪器有望提高一个数量级的精度，从大约1米/秒，到大约10厘米/秒。在这种情况下，我们报告了我们的第一个结果，从24光谱ESTO/VLT观测太阳双星HIP 11915，分布在60个夜晚。我们使用高斯过程方法，发现HIP 11915的RV残余RMS散射约为20 cm s $^{-1}$，代表ESTERO性能的上限。
2021-08-09 astro-ph.SR
