Vigorous convection in a sunspot granular light bridge
光桥是太阳黑子中对流最显著的表现。最亮的代表是由看起来类似于颗粒的特征组成的颗粒光桥。深入研究的对流运动，温度分层，和磁场矢量和周围的光桥颗粒的目的是确定的相似性和差异，典型的安静的太阳颗粒。利用空间耦合反演技术分析了日出太阳光学望远镜的分光偏振数据，反演了光桥和静日颗粒的分层大气参数。中心热的上升气流周围的冷却器快速下降流达到10公里/秒，清楚地建立轻桥颗粒的对流性质。在近表面层中的这些颗粒的内部部分是无场的，并且被尖点状磁场配置覆盖。我们观察到磁场反转的迹象在快速下降流的位置。黑子附近的宁静太阳颗粒被一个从黑子向外放射状延伸的低洼天篷场所覆盖。安静的太阳和轻桥颗粒之间的相似之处，指出颗粒轻桥在底层对流区的深锚定。快速，超音速下降流是最有可能的组合的结果，由于辐射冷却到邻近的本影和事实，我们的样品更深的层，因为下降流是直接相邻的倾斜壁的威尔逊凹陷的光桥颗粒的对流。
2014-07-04 astro-ph.SR
Effects of ambipolar diffusion on waves in the solar chromosphere
色球层是太阳大气层的一个部分电离层，是光球层和日冕层之间的过渡层，光球层中的气体运动由气压决定，日冕层由磁场控制。本文研究了部分电离对二维波在具有类似太阳色球性质的重力分层磁化大气中传播的影响。我们在传播平面上采用了一个倾斜的均匀磁场，其强度适合于安静的太阳区域。所使用的理论模型是一个单一的流体磁流体动力学近似，其中离子中性相互作用的双极扩散项建模。通过离子和中性粒子之间漂移产生的电流的耗散，磁能可以转化为内能。我们使用数值模拟，在大气层底部连续驱动快速波。随着密度的减小，离子与中性粒子的碰撞耦合减弱，双极效应变得重要。在大气层底部激发的快波到达均分层后作为慢波反射或透射。当波在大气中传播时，密度下降，波变陡成为冲击波。双极扩散的主要作用是波的衰减。我们发现，在这项工作中选择的参数，双极扩散影响的快波之前，它被反射，阻尼更明显的波在垂直于磁场的方向上发射。慢波受双极效应的影响较小。阻尼随着较短的周期和较大的磁场强度而增加。由非线性效应和在均分高度处产生的不同类型波的叠加产生的小尺度被双极扩散有效地衰减。
2021-05-21 astro-ph.SR
2D Radiative MHD Simulations of the Importance of Partial Ionization in the Chromosphere
太阳色球层是弱电离的，电离粒子和中性粒子之间的相互作用可能对等离子体的热力学产生重大影响。我们调查的重要性，引入中性粒子使用数值2.5D辐射MHD模拟获得的彩虹代码。该模型从对流层的上层到低日冕层，并求解了非灰和NLTE辐射转移和热传导的全MHD方程。利用广义欧姆定律计算了部分电离的影响。在我们的模拟中，测试了从三种流体到广义欧姆定律所需的近似。欧姆扩散、霍尔项和双极扩散在色球层中表现出强烈的变化。当使用VAL-C模型作为估计基础时，这些不同磁扩散率的强烈变化不存在或被显著低估，这在这些类型的研究中很常见。此外，我们发现，在估计双极扩散的大小的差异出现取决于哪种方法是用来计算离子中性碰撞频率。这些差异导致不同磁扩散率项的不确定性。在色球中，我们发现双极扩散是相同的数量级，甚至大于用于稳定我们的代码的数值扩散。因此，双极扩散对模拟的大气产生强烈的影响。也许更重要的是，它表明，至少在色球域，磁对流驱动的太阳大气的自洽模拟可以准确地描述的影响的主要形式的电阻率（双极扩散）。这表明，这种模拟可能比以前假设的更接近太阳低层大气。
2012-04-26 astro-ph.SR
Occurrence and persistence of magnetic elements in the quiet Sun
湍流对流有效地将能量传输到太阳光球层，但其多尺度性质和动力学特性仍然没有完全理解。文献中的一些作品已经调查了从颗粒到全球的空间和时间尺度上安静太阳中对流和磁性性质模式的出现。目的。为了阐明湍流对流运作的组织尺度及其与其中磁通量的关系，我们研究了安静太阳中磁特征的特征空间和时间尺度。方法.由于一个前所未有的数据集完全封闭的超颗粒，发生和持久性分析的磁图时间序列被用来检测空间和长寿命的时间相关性，在安静的太阳，并调查其性质。结果发现了宁静太阳的发生和持续之间的关系，特别是在超颗粒细胞的边界处检测到了高度重复和持续的图案。这是由于移动的磁性元素经历的运动表现得像一个随机行走与较长的去相关（$\sim2$ h）相对于超颗粒内的区域。在顶点的超颗粒细胞观察到的最大发生是不相关的最大持久性，这表明有不同的动态制度影响的磁性元素。
2018-01-11 astro-ph.SR
Nonequilibrium ionization and ambipolar diffusion in solar magnetic flux emergence processes
磁通量的出现已被证明是释放各种太阳现象的关键机制。然而，仍然有悬而未决的问题，通过大气中的磁化等离子体的上升，主要是在色球层，在那里的等离子体偏离局部热力学平衡（LTE）和部分电离。我们的目标是调查的非平衡（NEQ）电离和重组和分子形成的氢，以及双极扩散的动力学和热力学的磁通出现过程的影响。利用Bifrost程序，我们进行了从对流区到日冕的磁通量出射的2.5维数值实验。实验内容包括氢原子的NEQ电离和复合、氢分子的NEQ形成和离解以及广义欧姆定律的双极扩散项。我们的实验表明，LTE的假设大大低估了电离分数在大部分出现的区域，导致人为增加的双极扩散，因此，在加热和温度相比，发现当考虑到NEQ的影响对氢离子的人口。我们看到，LTE也高估了出现的区域内的H2分子的数密度，从而错误地放大了在通量出现过程中的热能的H2分子形成的放热贡献。我们发现，双极扩散不显着影响的总无符号出现的磁通量的量，但它是重要的冲击，跨越出现的区域，加热等离子体的特征时间范围从0.1到100秒。我们还简要讨论了在状态方程中包括比氢重的元素的重要性，以免高估双极扩散在大气中的作用。
2019-12-02 astro-ph.SR
A novel investigation of the small-scale magnetic activity of the quiet Sun via the Hanle effect in the Sr I 4607 Å line
恒星物理学的关键研究问题之一是破译宁静太阳大气的小尺度磁活动。最近的磁对流模拟，占小规模发电机的行动提供了三维（3D）模型的太阳光球的特点是高度的小规模的磁活动，类似于通过理论解释发现的散射偏振观察到的Sr I 4607线。在这里，我们提出了一个新的调查结果的Hanle效应在这条共振线，基于三维辐射转移计算的高分辨率磁对流模型具有大部分的对流区磁化接近均分和表面平均场强${\langle B \rangle}{\approx}170$ G。由模型的磁场产生的Hanle效应显著地使零场散射极化信号去极化，以至于计算出的空间平均极化振幅的中心到边缘变化与观测结果相容。计算的散射偏振信号的水平波动的标准偏差是非常敏感的模型的磁场，我们发现，预测的空间变化是足够大的，以便能够检测到它们，特别是与下一代的太阳望远镜。我们发现，在所有的磁盘上的位置的理论散射偏振信号是反相关的连续强度。为了促进达到新的观测突破，我们展示了如何在恶化的信噪比和模拟观测的光谱和空间分辨率时，修改理论预测的偏振信号和空间变化。
2018-06-19 astro-ph.SR
Effect of Magnetic diffusion in the Chromosphere on the Solar Wind
本文通过显式包含欧姆与双极扩散的MHD模拟，揭示色球层非理想磁扩散会衰减阿尔文波并降低日冕温度与太阳风质量损失率，而小幅增强光球速度扰动可恢复这些量。
2024-05-08 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
Magnetohydrodynamics of the Weakly Ionized Solar Photosphere
我们调查的重要性，双极扩散和霍尔电流高分辨率全面（“现实”）光球模拟。为此，我们扩展了辐射磁流体动力学代码\emph{MURaM}使用广义欧姆定律的假设下，当地的热力学平衡。我们目前的测试案例比较分析的解决方案与数值模拟验证的代码。此外，我们进行了一些数值实验，以调查这些中性离子在光球效应的影响。我们发现，在目前使用的空间分辨率（5-20公里每个网格点），霍尔电流和双极扩散开始变得显着-100米/秒的太阳黑子光桥的流量，和几个百分点的变化，在热力学结构的安静太阳磁功能。随着模拟解决了较小规模的变化，预计影响的程度将迅速增加。
2012-02-09 astro-ph.SR
Small-scale magnetic flux emergence in the quiet Sun
在安静的太阳中，观察到小的双极磁性特征出现在单个颗粒的内部，这表明太阳内部出现了微小的磁环。我们研究的起源，这些功能的磁对流过程中的对流区的顶层的一部分。两个安静的太阳磁对流模型，计算与辐射磁流体动力学（MHD）的Bifrost代码和域拉伸从对流区的顶层到日冕，进行了分析。使用3D可视化以及斯托克斯参数的后验谱合成，我们检测到重复出现的小磁性元素的内部颗粒，在观察。此外，我们确定了形成有组织的水平磁片覆盖整个颗粒。我们的方法是双重的，计算系统的统计特性，如联合概率密度函数（JPDF），并通过可视化工具追踪单个事件。我们的结论是，小磁环表面内的个别颗粒的意见可能源于网站或附近的下行流在颗粒和mesogranular水平，可能在第一个1或1.5毫米以下的表面。我们还记录了颗粒覆盖的磁性片状结构的创建，通过横向扩展的一个小subphotospheric磁浓度拿起，并拉出内部，由一个新生的颗粒。我们在模型中发现的片状结构可能与Centeno等人（2017）最近的观察结果相匹配。
2018-06-01 astro-ph.SR
Numerical simulations of quiet Sun magnetism: On the contribution from a small-scale dynamo
利用辐射磁流体动力学方法模拟了太阳光球层中混合极性磁场的起源和分布。为此，我们考虑数值模拟，覆盖最高的2-6毫米的太阳对流区，我们探索的尺度范围从2公里到25微米。我们研究如何的强度和分布的磁场在光球和次表层取决于分辨率，域的大小和边界条件。我们发现，在τ=1能级上，50%的磁能来自于小于500 G的磁场，而50%的磁能存在于小于100 km的尺度上。虽然概率分布函数基本上与分辨率无关，但正确描述光谱能量分布需要8 km或更小的网格间距。在τ=1时，光球层中超过1 kG的通量浓度的形成需要大于30-40 G的平均垂直场强。随着磁场变得由更大、更长寿命的流动结构组织，kG通量浓度的填充因子随着总体畴尺寸而增加。在τ=1时，平均垂直场强约为85 G的解决方案需要地下RMS场强以与均分场强相同的速率随深度增加。我们认为这是安静的太阳磁场强度的上限，这意味着大多数对流区的磁化接近均分。我们讨论了这些发现，鉴于最近的高分辨率光谱偏振观测安静的太阳磁性。
2014-05-27 astro-ph.SR
Two-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations of Partial Ionization in the Chromosphere. II. Dynamics and Energetics of the Low Solar Atmosphere
我们使用2.5维辐射MHD模拟与彩虹代码研究离子和中性粒子之间的相互作用对色球层和覆盖日冕的影响。我们已经扩展了使用广义欧姆定律实现离子中性相互作用效应的代码功能，即，我们在感应方程中包括霍尔项和双极扩散（彼得森耗散）。我们的模型从对流层上部到日冕，光球层、色球层和过渡区部分电离。模拟结果表明，电离粒子和中性粒子之间的相互作用对这些模型层的磁热力学有重要影响：1）双极扩散使色球层温度升高，2）由于双极扩散，光球层水平磁场偶尔会扩散到色球层; 3）双极扩散集中电流，导致更猛烈的喷射和重连过程，导致3a）更长和更快的针状体的形成，3b）针状体演化期间等离子体的加热，以及3c）针状体中等离子体和磁场的去耦。我们的研究结果表明，双极扩散是理解色球层和过渡区的磁热动力学性质的一个关键因素。数值模拟已经公开，类似于以前的彩虹桥模拟。这将使社区研究现实的数值模拟与更广泛的磁场配置和物理模块比以前可能的。
2017-08-22 astro-ph.SR
Simulation of Quiet-Sun Hard X-rays Related to Solar Wind Superhalo Electrons
在本文中，我们提出，在安静的太阳加速的电子可以碰撞太阳大气通过非热韧致辐射发射硬X射线（HXR），而这些电子中的一些将向上运动，并逃逸到行星际介质中，形成一个超晕电子布居测量的太阳风。在考虑了库仑碰撞和双极静电势导致的电子能量损失后，我们发现超晕的来源只能出现在日冕的高处（在日心高度$\gtrsim 1.9$ R $_\odot$（太阳的平均半径）），以保持STEREO在太阳极小期附近1AU处观察到的幂律形状的电子光谱（Wang等人，2012年）。与超晕电子相关的模型化安静太阳HXR与幂律谱$f \sim \varepsilon^{-γ}$很好地拟合，在10 - 100 keV下，指数$γ$ $\approx$为2.0 - 2.3（3.3 - 3.7），用于由向下（向上）行进的加速电子产生的热/冷厚靶（薄靶）发射。这些模拟的宁静太阳光谱比大多数太阳HXR耀斑的观测光谱要硬得多。假设安静太阳源覆盖5%的太阳表面，建模的薄目标HXR比安静太阳HXR的RHESSI上限弱六个数量级以上（Hannah等人，2010年）。使用向下行进电子的厚靶模型，RHESSI上限将向下行进电子的数量限制为逃逸电子数量的至多$\approx$ 3倍。这个比率与在与逃逸电子相关的太阳耀斑期间观察到的比率有根本的不同，在逃逸电子中向下行进的电子的比例占主导地位，其系数为100至1000。
2016-05-28 astro-ph.SR
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
Dynamics of multi-cored magnetic structures in the quiet Sun
我们报告的动力学相互作用的安静的太阳磁场和颗粒对流的太阳光球所看到的\textsc{Sunrise}。我们使用高空间分辨率（0 \farcs 15- 0 \farcs 18）和时间节奏（33 s）分光偏振成像磁仪实验数据，以及来自\textsc{Sunrise}滤波成像仪的同时CN和Ca、\textsc{ii}、H滤波图。我们将SIR反演码应用于偏振测量数据，以推断光球层中的视线速度和矢量磁场。该分析揭示了在整个23分钟的数据集期间作为单个实体演变的单个通量管束。这一组在光球层的上层有一个共同的天篷，而单个的管不断地增强，分裂和合并，就像测光观测中的亮点链所报告的那样。管芯的演变是由局部颗粒对流驱动的。当它们被周围的颗粒“压缩”时，它们会增强;当它们被两个移动的颗粒“挤压”时，它们会分裂。所产生的碎片通常在颗粒流的作用下在颗粒间通道中重新组合。磁通量的不断增强、破碎和合并导致了全球实体的磁场振荡。从观测结果中我们得出结论，磁场振荡首先报告的\citet{2011ApJ...730L..37M}对应于强迫颗粒运动，而不是特征振荡模式的薄通量管。
2015-08-27 astro-ph.SR
On the minimum temperature of the quiet solar chromosphere
目的：我们的目标是提供一个安静的太阳色球层的最低温度的估计。方法：我们进行了一个二维辐射MHD模拟跨越上对流区的低电晕。模拟包括非LTE辐射转移和{一个包含氢的非平衡电离和非平衡H_2分子形成的状态方程}。我们分析了在我们的模型中所作的各种假设的可靠性，以评估模拟的真实性。结果：我们的模拟包含从1微米到3.2微米高度的冷气体袋，温度低至1660 K。它高估了辐射加热，包含了1660 K以下的非物理加热。因此，我们得出结论，在安静的太阳色球层中的冷口袋可能有比模拟中更低的温度，只要色球层中存在没有显着磁加热的区域。我们建议离臂分子光谱寻找这样的凉爽的口袋和3D模拟，包括本地发电机和磁地毯调查焦耳加热在安静的色球层。
2011-04-27 astro-ph.SR
Numerical simulations of quiet Sun magnetic fields seeded by Biermann battery
宁静太阳的磁场在任何时候都覆盖了其表面的90%以上，其磁能收支对于解释太阳大气的热结构至关重要。这些场的一个可能的起源是由于太阳上层对流区的局部发电机的作用。现有的模拟本地太阳发电机需要一个初始的种子场，和足够高的空间分辨率，以实现放大的种子场的观测值在安静的太阳。在这里，我们报告了另一种模型的基础上的行动的比尔曼电池效应的播种。由于部分电离的太阳等离子体中电子压力的局部不平衡，这种效应产生磁场。我们表明，电池效应自洽地创建从零开始的初始种子场的强度的顺序微G，并与发电机放大，允许安静的太阳磁场的产生类似的强度从太阳观测。
2017-06-19 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
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
Magnetic loops in the quiet Sun
我们研究了宁静太阳大气中磁场的精细结构。我们使用光球磁场测量{ \sc日出}/IMaX与前所未有的空间分辨率的光球磁场外推到更高的太阳大气层的帮助下，潜在的和力免费的外推技术。我们发现，大多数进入色球层或更高层的磁圈都有一个足点在光球层中相对较强的磁场区。中色球层（高度1微米）中的磁能的$91%$是磁力线，其较强的脚点具有大于300 G的强度，即高于对流的均分场强。到达色球层和日冕的环也被发现是不对称的，在这个意义上，较弱的脚点具有强度$B < 300$ G，并位于互联网络。这样的循环预计将是强动态的，并具有短的寿命，如互联网络字段的属性所指示的。
2010-09-23 astro-ph.SR
Mapping the hidden magnetic field of the quiet Sun
太阳是唯一一颗我们可以解决所有对流星所拥有的复杂磁性的恒星。然而，在太阳活动周期中，它的可见表面（所谓的安静太阳）的99%以上都充满了纠缠的、未解决的磁性。这些“隐藏”的磁场被认为储存了足够的磁能，可以在加热太阳外层大气中发挥作用，但其场强仍然不受限制。以前的研究基于汉勒效应在原子线声称一个强的磁化强度约为100 G，而同样的效果在分子显示了10个较弱的领域的因素。如果太阳表面隐藏的磁场的磁场强度不均匀，这种差异就消失了。在这封信中，我们证明使用磁流体动力学模拟，它是可能的，以推断出隐藏的安静的太阳磁场的平均场强使用多线反演的强度分布在塞曼制度。使用这种技术与1.5 $μ$ m光谱范围内的15条谱线，我们揭示了隐藏场的空间分布与对流运动强烈相关，平均磁化强度约为46 G。将我们的发现与汉勒的结果相比较并不明显，需要双方今后的工作，因为它意味着场强随高度增加，这在物理上是有问题的。
2021-06-19 astro-ph.SR
Dynamics of Trees of Fragmenting Granules in the Quiet Sun: Hinode/SOT Observations Compared to Numerical Simulation
我们比较水平速度，垂直磁场和树木的碎片颗粒（TFG，也称为家庭的颗粒）来自安静的太阳在磁盘中心的观测在太阳最低和最高的太阳光学望远镜（SOT板日之出）和最近的三维数值模拟的磁对流的结果。我们使用SOT宽带滤波成像仪（BFI）和窄带滤波成像仪（NFI）记录的具有高空间和时间分辨率的24小时2D视野（FOV）序列。TFG通过连续强度的分割和标记来证明。水平速度由颗粒自行的局部相关跟踪（LCT）获得。Stokes V提供了qline of sight磁场（BLOS）的代理。MHD模拟（独立进行）产生颗粒强度、速度和磁场矢量。我们发现，TFG也在模拟中形成，并表明它能够再现太阳TFG的主要属性：寿命和大小，相关的水平运动，软木塞和扩散指数接近观测。最大的（但不是很多）家庭在这两种情况下，最强的流量和超颗粒和磁网络的形成可能发挥重要作用。我们发现，观测没有发现任何显着的变化之间的TFG太阳极小和极大。
2018-04-05 astro-ph.SR
Accelerated particle beams in a 3D simulation of the quiet Sun
观测和理论证据表明，加速粒子束是在太阳大气层中各种大小的耀斑事件中产生的，从X级耀斑到纳米级耀斑。目前的模型，这些类型的粒子在燃烧回路假设一个孤立的一维大气。三维辐射磁流体动力学代码可以提供一个更现实的环境模拟加速粒子。在这里，我们提出了一个简单的粒子加速和传播模型的背景下，一个安静的太阳大气的三维模拟，从对流区到日冕。然后，我们研究了粒子束引入的能量的附加传输。通过检测磁拓扑结构的变化来确定与磁重联相关的粒子加速的位置。在每个位置，加速粒子分布的参数估计从当地条件。然后，粒子分布沿磁场传播，并计算由于库仑碰撞与环境等离子体的能量沉积。我们发现，粒子束起源于扩展的加速区域分布在整个电晕。在到达过渡区时，它们会聚并产生穿透色球层的强烈加热束。在这些股线内，束加热始终主导过渡区域底部以下的传导加热。这表明，粒子束定性地改变能量传输，即使在活动区域之外。
2020-09-18 astro-ph.SR
Subsurface Circulations within Active Regions
使用高分辨率的环分析（HRRA），我们推断地下流动的磁活动区和安静的太阳。通过这种方法，我们能够测量气流，其水平空间分辨率为2度日光角（或大约20微米）。从所得到的流场，我们推导出平均流入率到活动区域，活动区域周围的平均流通速度，和概率密度函数（PDF）的流场的属性。这些分析表明，活跃地区的纬向速度超过了安静的太阳在同一纬度的20米/秒，但活跃地区平流向极地的速度与安静的太阳相同。我们还发现几乎所有的活动区都有一个平均流入（20-30 m/s）和一个气旋性环流（~5 m/s），而它们的核心，也就是太阳黑子所在的地方，是一个强反气旋流出区（~50 m/s）。从PDF中，我们发现，活动区域修改对流的结构，其规模大于超颗粒。在平静的太阳中，活动区具有对称的分布，而不是在流入和流出之间具有不对称性（流出占据了更大比例的表面）。
2009-04-09 astro-ph.SR
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
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
How Dose Rotation Effect Convection Criterion and Solar Granule Size
本研究提出结合旋转等效温度与Schwarzschild判据的新对流判据，揭示米粒旋转速度与大小对太阳对流区自然/强迫对流及黑子温度的影响。
2023-04-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Transient small-scale brightenings in the quiet solar corona: a model for campfires observed with Solar Orbiter
上下文太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）最近的观测表明，在安静的太阳上方的日冕中普遍存在小规模的短暂增亮，称为篝火。目的。在这项研究中，我们寻找可比的增亮的数值模型，然后调查他们的关系，磁场和驱动这些事件的过程。方法.我们使用的MURaM代码来解决三维辐射MHD方程在一个盒子里，从上对流区延伸到日冕。该模型自洽地产生了一个超颗粒网络的磁场和一个热日冕以上这个安静的太阳。为了与模型进行比较，我们合成了EUI在其174 μ m通道中看到的日冕发射，分离出7个最强的瞬态增亮，并详细研究了这些区域及其周围的磁场（的变化）。结果我们隔离的瞬变有一个寿命约2分钟，是细长的环状特征，长度约为1微米至4微米。它们往往发生在光球上方约2微米至5微米的高度，与标记明亮色球网络的磁集中有一点偏移，它们的温度达到1 MK以上。这与观察中发现的（较大的）营火非常相似。在我们的模型中，大多数事件都是由在日冕高度相互作用的场线（束）之间的分量重连激发的。在一种情况下，我们发现解扭的高度扭曲的磁通绳启动加热。结论.基于我们的研究，我们提出，大多数EUI发现的营火事件是由组件重连驱动的，我们的模型表明，这一过程对安静太阳上方的日冕加热有显着贡献。
2021-05-05 astro-ph.SR
Connecting Atmospheric Properties and Synthetic Emission of Shock Waves Using 3D RMHD Simulations of Quiet Sun
我们分析了高分辨率的三维辐射MHD模拟安静的太阳和他们的合成发射特性的冲击波的演变。模拟模型的动态12.8x12.8x15.2 Mm安静的太阳区域（包括5.2 Mm层的上层对流区和10 Mm的大气层从光球到日冕）与初始均匀的垂直磁场为10 G，自然驱动的对流。我们综合了IRIS卫星观测到的Mg II和C II谱线以及SDO/AIA望远镜观测到的EUV辐射。使用RH1.5D辐射转移代码和温度响应函数在数值和仪器分辨率下获得合成观测。我们发现，C II 1334.5 A IRIS线的多普勒速度跳跃和335 A SDO/AIA通道中发射的相对增强是冲击波沉积到日冕中的焓的最佳代理（Kendall的$τ$相关系数分别为0.59和0.38）。在激波传播过程中，谱线的合成发射与极紫外通带是相互关联的。所有研究的冲击大多是流体动力学的（即，水平场携带的磁能是所有事件焓的$\leq{}$ 2.6%），并且在低日冕中具有马赫数> 1.0-1.2。该研究揭示了通过IRIS和SDO/AIA传感观测诊断冲击波进入日冕的能量传输及其其他特性的可能性。
2021-03-13 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
Statistical evolution of quiet-Sun small scale magnetic features using Sunrise observations
太阳宁静区小磁特征的演化为探测太阳磁对流提供了一个独特的窗口。本文利用日出气球太阳观测站的高分辨率、无视观测资料，分析了宁静太阳的小尺度磁特征。我们的目的是了解不同的物理过程，如分裂，合并，出现和取消的磁场的重排，增加和删除的磁通量在光球的贡献。我们采用统计方法的分析和进化研究进行了使用功能跟踪技术。在本文中，我们提供了一个详细的描述，我们新开发的特征跟踪算法，我们提出了几个物理量的统计研究的结果。关于流量的出现、出现、分裂、合并、消失和抵消的分数的结果与最近的其他研究定性一致。总而言之，单极出现时获得的总通量比出现时获得的总通量大一个数量级。另一方面，双极抵消对磁通量的损失的贡献几乎与单极消失相等。抵消中损失的总通量几乎是涌现中获得的总通量的$6-8$倍。我们的研究和以前类似的研究之间的一个很大的区别是，由于日出的更高的空间分辨率，我们可以跟踪通量低至$9\times10^{14}$ Mx的特征。这个通量几乎是一个数量级低于最小的通量的功能跟踪在最高分辨率的研究的基础上日出数据。
2016-12-08 astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Vortex-driven Magnetic Flux Rope in the Simulated Quiet Sun
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
本研究通过辐射MHD模拟，揭示了宁静太阳中涡旋驱动磁通量绳的形成与爆发过程，发现其爆发特征微弱但结构相似，有助于理解此类隐蔽事件。
2026-10-05 astro-ph.SR
Detection of Small-Scale Granular Structures in the Quiet Sun with the New Solar Telescope
太阳粒化的统计分析结果。使用了一组包含36张太阳盘中心平静太阳区域图像的数据。这些数据是用大熊太阳天文台（BBSO）的1.6米净孔径新太阳望远镜（NST）和以TiO（705.7 nm）谱线为中心的宽带滤光片获得的。数据的空间分辨率非常高（衍射极限为77公里，像素尺度为0。$"$ 0375）增强了非常高的图像对比度（15.5 $\pm$ 0.6%），使我们能够检测到第一次一个独特的亚群的微小颗粒状结构。这些结构在600公里以下的空间尺度上占主导地位。它们的大小分布为指数为-1.8的幂律（接近于柯尔莫哥洛夫的-5/3定律），没有主导尺度。规则颗粒显示高斯（正常）的大小分布，平均直径为1050公里。微颗粒结构对总颗粒面积有显著贡献。它们主要局限于规则颗粒之间的宽暗带，通常形成链和簇，但与磁亮点不同。多重分形检验表明，小于600 km的结构具有多重分形特征，而在较大尺度上，颗粒状结构不具有多重分形特征，可以看作是一个高斯随机场。新发现的微颗粒结构群的起源、性质和在太阳磁对流中的作用还有待进一步研究。
2012-08-21 astro-ph.SR
Quiet Please: Detrending Radial Velocity Variations from Stellar Activity with a Physically Motivated Spot Model
本文提出Rotation-Convection (RC) 模型，仅用一维光谱去除恒星黑子活动引起的径向速度旋转调制扰动，在太阳和标准星数据上实现每秒一米级的去噪，并能分离旋转与对流分量，助力系外行星探测。
2024-08-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal Shielding of an Emerging Active Region
新出现的活动区和预先存在的日冕磁场之间的相互作用对于更好地理解从对流区到高日冕的磁能储存和释放的机制是重要的。我们的目标是描述的第一个步骤出现的一个活跃的区域内的一个预先存在的安静的太阳日冕的热和磁结构。我们使用前所未有的空间，时间和光谱覆盖范围从大气成像仪组件（AIA）和太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）。从2010年5月30日17：00 UT开始，我们跟踪了8个小时，活动区AR 11076出现在一个安静的太阳区域内。使用几个SDO/AIA过滤器覆盖的温度从50000 K到10 MK，我们表明，新兴的过程的特点是新兴的通量和预先存在的安静的太阳日冕之间的界面处的热屏蔽。活动区域11076可以被认为是新兴活动区域的特殊示例，因为（i）极性出现在光球宁静太阳区域中，接近超颗粒状分布，（ii）形成双极新兴结构的极性不相对于彼此旋转，指示出射通量束中的少量扭曲。在新出现的活动区域和预先存在的安静太阳区域之间的界面处形成有热屏蔽。从所有SDO/AIA通道推导出的热屏蔽结构在有源区的两个极性之间表现出很强的不对称性，这表明对于一个极性的加热机制更可能是磁重联，而对于相反极性的加热机制是由于磁压力的增加。
2012-07-17 astro-ph.SR
Quiet Sun flux rope formation via incomplete Taylor relaxation
本研究通过三维MHD模拟揭示静默太阳中磁通量绳经分量重连和螺旋度逆级联逐步形成，并首次展示趋向泰勒弛豫的逆级联，为理解纳米耀斑积累提供新机制。
2023-03-21 astro-ph.SR
Research Progress on Solar Small-Scale Dynamo
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）
总结太阳小尺度发电机理论在观测、理论和模拟领域进展。基于高分辨率观测揭示宁静太阳磁场结构，理论表明湍流可转化能量，模拟再现观测特征，指出小尺度磁场影响诸多方面，还进行文献综述与未来展望。
2026-07-02 astro-ph.SR
Mechanism of local dynamo action on the Sun
在平静的太阳中，磁场通常被观测为小尺度的磁性元素，“盐和胡椒”，覆盖整个太阳表面。通过使用3D辐射MHD数值模拟，我们证明了这些场是对流区顶层局部发电机作用的结果，其中极弱的“种子”磁场可以局部增长到平均均分场之上（例如，从$10^{-6}$ G“种子”场到超过1000 G的磁性结构）。我们发现，当地发电机行动只发生在一个浅，约500公里深，地下层，从产生的领域被输送到更深的层对流下沉气流。我们证明，所观察到的主导地位的垂直磁场在光球和水平场以上的光球可以解释由发电机产生的多尺度磁回路。
2013-12-03 astro-ph.SR
Scaling laws for magnetic fields on the quiet Sun
太阳的磁场是由一系列尺度组成的，跨度大约为七个数量级，其中四个超出了现有望远镜的分辨能力。在这里，我们已经使用了一个Hinode SOT/SP深模式数据集的安静的太阳盘中心结合从汉勒效应的约束条件，推导出比例定律，描述如何磁结构的变化，从解决规模下降到磁扩散限制，在那里的领域停止冻结。分析的重点是推导出的磁能谱，但我们也讨论了尺度依赖的概率密度函数（PDF）的磁通密度和平均无符号磁通密度的抵消函数的作用。用线比法对日出数据集的分析揭示了一个坍缩的通量群，其形式为通量管，其大小分布在10-100公里范围内达到峰值。磁能量通过通量管坍塌的不稳定机制注入到这个尺度范围内，该机制由对流区顶部超绝热区的外部气体压力驱动。这使磁能谱的高度刚好超过望远镜的分辨率极限。通量管衰变提供了一个惯性范围，该范围沿着尺度谱级联到磁扩散极限，并且其中包含了从汉勒效应的观测中已知存在的缠结的“隐藏”通量。观测约束条件要求隐磁通中的总磁能必须与kG磁通管中的总能量处于同一量级。通量管和隐藏通量被发现优先位于晶间通道，这是预期的，因为它们是物理相关的。
2012-03-27 astro-ph.SR
Dynamic properties of bright points in an active region
上下文亮点（BPs）是太阳表面普遍存在的小尺度磁性特征。在此之前，我们已经观察到并注意到它们在安静太阳区域的特性。在这里，我们确定的动态特性的BP使用同时安静的太阳和活动区域的数据。方法.利用邓恩太阳望远镜的太阳大气快速振荡仪器获得了活动区AR 11372的高空间和时间分辨率G波段观测结果。借助太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪获得的磁图，选定了极性和磁通量密度各不相同的三个子场。随后对这些子场中的亮点进行了跟踪和分析。结果结果表明，活动区内的BP速度分布呈衰减趋势，平均水平速度约为0.6 km/s，而平静区的平均速度约为0.9 km/s。活动区BP也比安静区BP大约21%，并且具有比其安静区对应物（88 s）更长的平均寿命（约132 s）。没有观察到优先的流动方向内的活动区域子字段。三个区域的扩散指数（伽马）估计约为1.2。结论.我们证实，产生的动力学性质的BP主要来自对流运动。活动区域内存在较强的场强可能是观察到的不同性质背后的原因。我们相信，大量的磁通量将通过限制颗粒间通道内的运动和增加由抑制对流产生的停滞点的数量来衰减BP速度。在磁通量密度较高的区域中发现较大的BPs，并且我们认为，随着磁通量稳定BPs，活性区域中的寿命增加。
2014-05-15 astro-ph.SR
Spectropolarimetric diagnostics of unresolved magnetic fields in the quiet solar photosphere
在日出号太空望远镜发射前几年，一项基于原子和分子谱线中汉勒效应的研究表明，由于普遍存在平均强度为130 G的未分辨磁场，安静的太阳光球层的大部分被显著磁化<B>。有人还指出，这种“隐藏”场在太阳表面对流的粒间区域中一定比在颗粒区域中强得多，有人认为，这种未解决的磁场可能为理解太阳外层大气是如何被供能的提供线索。事实上，随之而来的磁能密度是如此重要，以至于使用对流速度（考虑上升的磁环）或阿尔芬速度（考虑由磁重联产生的阿尔芬波）的典型值1 km/s估计的能通量实际上比平衡色球能量损失所需的要大得多。在这里，我们提出了一个简短的审查，导致这样的结论的研究，重点是一个新的三维辐射转移调查，旨在确定安静的太阳光球的磁化强度从汉勒效应的Sr I 460，7 nm线和塞曼效应的FeI线。
2012-12-13 astro-ph.SR physics.atom-ph
Excitation of acoustic waves by vortices in the quiet Sun
五分钟振荡是太阳对流的基本性质之一。观测结果表明，混合了大量的声波波前传播从他们的来源。我们调查的声波激发的过程中，从个人事件的角度来看，通过使用现实的3D辐射流体动力学模拟安静的太阳。结果表明，激发事件与沿晶通道中的动力学涡管（或漩涡）有关。这些类似水塘的流动的特征是非常强的水平速度（7 - 11 km/s）和下降流（~ 7 km/s），并伴随着地表和地表以下~ 0.5-1 Mm深处的温度、密度和压力的强烈下降。高速漩涡流可以吸引和捕获其他漩涡。根据我们的模拟结果，旋涡相互作用的过程，如旋涡湮灭，可以引起声波的激发。
2010-11-16 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
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
Testing MURaM and MPS-ATLAS against the quiet solar spectrum
本文利用含小尺度发电机的太阳上部对流区与光球层3D MHD模拟，通过光谱辐照度、临边昏暗和谱线对比观测，验证最新版 MURaM 与 MPS-ATLAS 对宁静太阳光谱的高精度再现能力。
2023-10-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Decomposing wave activity in the solar atmosphere: Shocks, jets and swirls in the quiet Sun
Universitetet i Oslo（奥斯陆大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）
本研究通过3D静太阳模拟，分析了波活动在太阳大气中的传输，揭示了激波、喷流和旋涡对振荡传播的影响，并发现3.5和5 mHz信号对总波功率贡献达50%。
2025-09-14 astro-ph.SR
Determining the Magnetization of the Quiet Sun Photosphere from the Hanle Effect and Surface Dynamo Simulations
安静的太阳光球的大部分被认为是显著磁化的，这是由于在亚分辨率尺度上普遍存在平均强度约<B>为100 G的缠结磁场。这一结论是通过详细的三维（3D）辐射转移模型的Hanle效应在Sr I 4607线，使用微湍流场近似，并假设的概率密度函数的磁场强度的形状是指数。在这里，我们放松这两个近似建模所观察到的散射极化的Hanle效应产生的磁场的三维光球模型产生的（国家的最先进的）磁对流模拟与表面发电机行动。我们发现，在Sr I 4607线中观察到的散射偏振振幅可以解释，只有在增强光球模型的磁场强度后，由一个相当大的比例因子，F=10，这意味着<B>= 130 G在上层光球。我们还认为，为了解释两个Hanle去极化的Sr I 4607线和塞曼信号中观察到的Fe I线，我们需要引入一个高度相关的比例因子，这样，随后<B>= 160 G在低光球和<B>= 130 G在上层光球。
2011-03-29 astro-ph.SR physics.atom-ph
Chromosphere of the quiet sun: II. Atmospheric response to small-scale magnetic flux emergence
University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris – PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）
本文研究了小尺度磁通量上升如何影响色球层的加热及其与更高大气层的热力学耦合，通过参数化3D辐射-磁流体动力学模拟揭示了磁通量变化对色球层和日冕层动态的影响。
2026-05-18 astro-ph.SR
Investigating explosive events in a 3D quiet-Sun model: Transition region and coronal response
本研究基于MURaM三维宁静太阳模型合成Si IV线轮廓，定位双向流爆发事件，分析其磁场演化与加热机制，发现事件是否达到日冕温度取决于重联区转换的磁能和密度。
2024-11-17 astro-ph.SR
Turbulent Diffusion in the Photosphere as Derived from Photospheric Bright Point Motion
根据大熊座太阳天文台新太阳望远镜（NST）对太阳颗粒的观测，探讨了太阳宁静区、冕洞和活动区斑中亮点的自行。我们自动检测和跟踪亮点（BP），并推导出它们的均方位移作为时间的函数（从每个BP的出现开始）为所有可用的时间间隔。在所有三种磁场环境中，我们都发现了超扩散机制的存在，这在10-300秒的时间间隔内最为明显。通过光谱指数$γ$（均方位移光谱的斜率）测量的超扩散从谱斑区（$γ=1.48$）到宁静太阳区（$γ=1.53$）再到冕洞（$γ=1.67$）增加。我们还发现，湍流扩散系数的变化与时间和空间尺度成正比。对于最小空间尺度（22 km）和最小时间尺度（10 sec），冕洞和宁静太阳区的$^{2}$ s $^{-1}$分别为22和19 km，而对于斑区，对于最小时间尺度15 sec，$^{2}$ s $^{-1}$约为12 km。我们应用我们的BP跟踪代码的三维MHD模型数据的太阳对流（Stein等。2007），并发现超扩散与$γ=1.45$。得到了湍流扩散系数随尺度和$γ$变化的表达式。
2011-11-18 astro-ph.SR
Acoustic tomography of solar convective flows and structures
本文提出了一种利用声走时资料反演对流区声速、磁场和流速三维结构的日震诊断新方法。这些数据是1991年在南极连续观测和1996年太阳和日光层观测台高分辨率观测所得的声波在太阳表面各点和周围环之间传播时间的测量值。波的传播时间主要取决于声速扰动和沿射线路径的流速。声速扰动和流动的影响可以通过测量沿相同射线路径在相反方向上传播的波的传播时间来分离。磁场导致波速的各向异性。基于费马原理和正则化最小二乘技术的三维反演方法已被应用于推断安静太阳和活动区的对流性质。
2018-06-08 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
Small-scale dynamo in cool main sequence stars. II. The effect of metallicity
所有冷的主序星，包括我们的太阳，都被认为有磁场。对太阳的观测表明，即使在平静的区域，也存在小尺度的湍流磁场。模拟进一步表明，这种磁场影响地下和光球结构，从而影响辐射转移和出射通量。由于其他恒星上的小尺度湍流磁场无法直接观测到，因此必须用数值方法研究它们对近地面层的影响。直到最近，只有在太阳系的情况下，才有全面的三维模拟来捕捉小尺度湍流磁场的影响。已经开始了一系列将SSD模拟扩展到其他恒星的研究。在这里，我们的目的是检查小尺度的湍流磁场在太阳的有效温度，但不同的金属量的恒星。我们调查的磁对流的三维模拟的属性，在盒子中覆盖对流上层区和光球进行的MURaM代码的金属丰度值的$ \rm M/H = \{-1.0, 0.0, 0.5\}$有和没有一个小规模的发电机。我们发现，小尺度湍流磁场增强的小尺度湍流发电机显着影响地下动力学和显着改变光球中的流速。此外，明显更强的磁场强度存在于对流区的低金属。然而，在光学表面处，平均垂直磁场的范围从M/H = 0.5的64 G到M/H =-1.0的85 G。
2022-11-04 astro-ph.SR
Detection of supersonic horizontal flows in the solar granulation
颗粒对流的流体动力学模拟预测在任何时候都存在覆盖太阳表面约3-4%的超音速流，但这些流尚未被明确地检测到。使用的分光偏振仪搭载的日之出卫星的数据，我提出了直接的证据，快速水平等离子体运动在安静的太阳颗粒。由于更有利的观察条件，它们的可见度向肢体增加。在日出分辨率下，水平气流产生了不对称的强度分布，具有非常倾斜的蓝色机翼，甚至是位于主要吸收特征蓝色方向的线卫星。在明亮颗粒的边缘观察到高达9 km/s的多普勒频移，表明流动达到超音速。最强的速度出现在0.5弧秒或更小的斑块中，它们往往与增强的连续强度、线宽和等效宽度有关，但是这些参数的大值并不一定意味着超音速流的存在。时间序列的光谱偏振测量区域远离磁盘中心显示的瞬态性质的强水平运动，持续时间只有一小部分的颗粒寿命。超音速流预计会在颗粒和颗粒间通道的边界处产生激波，也可能在安静的太阳互联网区域出现小规模磁场方面发挥作用。
2009-05-22 astro-ph.SR
Power spectrum of turbulent convection in the solar photosphere
太阳光球层为我们提供了一个实验室，了解湍流层的基本过程的运输变化迅速，一个强烈的超绝热区域非常接近亚绝热层。我们探测湍流的工具是高分辨率的分光偏振观测，如最近获得的两个日出任务，和数值模拟。我们的目标是研究光球湍流的傅立叶功率谱的帮助下，我们从观测和模拟计算。我们还试图解释光球过冲流的一些性质的帮助下，其控制方程和模拟。我们发现，安静的太阳观测和模糊的模拟表现出幂律的行为在其多普勒速度功率谱的指数为$~\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
