Turbulent convection in the Sun: modeling in unstructured meshes
采用非结构流体动力学求解器CharLES求解太阳中的全球对流问题。目的是研究太阳湍流对流的性质，再现太阳的差异旋转图象。我们在两个球壳中进行了模拟，分别有130万和1000万个细胞。在第一，粗网格，解决方案不再现现实的对流，并占主导地位的数值效果。在第二个网格中，热传导导致底层的冷却，这不能被太阳辐照度补偿。在10M单元网格下进行更多的模拟，以研究输运系数和数值效应的影响。我们的代码性能的估计表明，现实的模拟，甚至更精细的网格可以进行合理的计算成本。
2014-12-23 astro-ph.SR
Surface convection: from the Sun to red giant stars
我们检查太阳和红巨星分支恒星之间的表面条件的变化如何改变模型中使用的特征表面对流长度尺度。我们调查的情况下，混合长度理论和湍流全谱的现象学的问题。对于观测部分，我们依赖于对附近红巨星的有效温度和干涉半径的独立测量。我们发现，当地红巨星分支不能解释考虑到太阳校准的对流长度尺度。
2011-12-06 astro-ph.SR
Giant Convection Cells Found on the Sun
热量通过翻转对流运动通过太阳内部最外层的30%进行传输。这些运动在太阳表面以两种典型的细胞结构形式表现得很明显-颗粒和超颗粒（直径分别为1000和30，000公里）。45年来，理论和观察都表明存在更大的细胞。通过追踪超颗粒的运动，我们发现了持续数月的巨大细胞流的证据。正如太阳自转的影响所预期的那样，这些细胞中的流动在北部的高压周围是顺时针的，在南部是逆时针的，并向赤道输送角动量，维持太阳的快速赤道自转。
2014-01-02 astro-ph.SR
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
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
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 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
Variation of Vorticity Gradient and Formation of Sunspots
基于旋转湍流热对流模型，采用旋转等效温度假设和新的对流判据，分析了涡度梯度对热输运的抑制作用，解释了太阳黑子的形成源于太阳对流层涡度梯度的变化。
2022-12-07 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 Near-surface Shear Layer (NSSL) of the Sun: A Theoretical Model
提出太阳近表面剪切层理论模型，基于表面小对流元胞不受自转影响的假设，通过求解热风平衡方程推导出NSSL结构，与观测数据高度吻合。
2023-11-07 astro-ph.SR
Activity-Cycle Variations of Convection Scales in Subsurface Layers of the Sun
该研究基于SDO/HMI时间-距离日震学观测，揭示太阳次表层超米粒尺度在活动周极大期稳定，而巨胞尺度及其功率随太阳活动增强而增大。
2025-08-17 astro-ph.SR
Origin of Joy's Law in the context of Near-Surface Convection on the Sun
本综述探讨了太阳活动区倾角Joy定律的起源，指出该倾角在磁场转化和偶极反转中的关键作用，并将观测结果置于活动区近表面被动浮现的背景下进行综合分析。
2025-11-03 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Persistent Magnetic Wreaths in a Rapidly Rotating Sun
当我们的太阳年轻时，它的自转速度比现在快得多。对年轻、快速旋转的恒星的观测表明，许多恒星都具有很强的磁活动和很强的轴对称磁场。我们进行了模拟发电机行动在快速旋转的太阳与3-D MHD滞弹性球谐（ASH）代码探索旋转，对流和磁性之间的复杂耦合。在这里，我们研究发电机的行动实现了在大部分的对流区的系统旋转在当前的太阳旋转速率的三倍。我们发现，大量有组织的全球规模的磁场实现了发电机行动在这个系统中。在对流区的中间，形成了一圈醒目的磁环，与湍流的对流共存。这是一个惊喜，因为人们普遍认为，这样的磁性结构应该被磁浮力或湍流泵浦破坏。因此，许多太阳发电机理论都认为，对流区底部的穿透和剪切速度跃层是有组织的发电机活动的关键因素，而这些模拟并不包括这种速度跃层。我们研究这些持久的磁花圈是如何维持发电机过程，并探讨是否一个经典的平均场$α$ -效应解释极向场的再生。
2010-11-12 astro-ph.SR
Frequency shifts of resonant modes of the Sun due to near-surface convective scattering
对太阳和恒星振荡频率的测量可以提供关于其内部结构和动力学的重要的独立约束。这些振荡的地震模型被用来将恒星的结构和旋转与其共振频率联系起来，然后将其与观测结果进行比较，目标是最大限度地减少两者之间的差异。即使在太阳的情况下，其结构模型是高度调谐的，观测到的频率显示出与模型频率的系统偏差，这种现象被称为“表面项”。“这种系统效应的主要来源被认为是剧烈的近地表对流，这在恒星建模和模式振荡物理中都没有得到很好的解释。在这里，我们带来承担的方法，适用于大波长的渐近极限（在对流的相关尺度相比），小尺度表面对流的影响，在太阳的谐振模式频率的特点。我们表明，完整的振荡方程，在时间上稳定的3-D流的存在下，可以减少到一个有效的“安静的太阳”波方程改变声速，Brünt-Väisäla频率和兰姆频率。我们推导出修正后的方程和关系，适当的平均三维流动和热量，以获得这种有效介质的属性。使用从近地面对流的三维数值模拟获得的流，我们量化它们对太阳振荡频率的影响，并发现它们被系统地和实质性地转移。因此，我们认为，一致的解释共振频率必须包括修改波动方程，有效地捕捉到的影响，蓬勃发展的流体动力对流。
2015-05-15 astro-ph.SR
Swaying oscillations in Rayleigh-Bénard convection cast new light on solar convection
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）；Univ. of Applied Sciences, Technikum Wien（维也纳应用科学大学）；Wolfgang-Pauli-Institute c/o Faculty of Mathematics, University of Vienna（维也纳大学沃尔夫冈·泡利研究所）；Fakultät für Mathematik, Universität Wien（维也纳大学数学系）；Brandenburg University of Technology Cottbus-Senftenberg（勃兰登堡科技大学科特布斯-森夫滕贝格分校）；Hochschule Mittweida（米特维达应用技术大学）
本研究通过数值模拟发现，在低粘度和强湍流条件下，Rayleigh-Bénard对流中出现长寿命摆动振荡，可能解释太阳超granulation的波状特性。
2025-11-03 astro-ph.SR
Convective scale and subadiabatic layers in simulations of rotating compressible convection
通过三维流体动力学模拟研究旋转对恒星对流的影响，发现旋转减小对流涡旋尺度、过冲深度和Deardorff层范围，但太阳深层对流仅受轻微影响，需其他机制解释其缺乏大尺度流动。
2023-10-19 astro-ph.SR
Meridional circulation in the Sun and stars
平均场流体动力学的发展使恒星对流带中的全球对流的起源和性质得到了清楚的解释。定性论证和基本方程的分析均表明，非保守的离心力和浮力驱动了涡旋环流，这两个驱动力之间的轻微不平衡的结果。在对流区边界附近，偏离热成风平衡的偏差相对较大。因此，对流在边界层中达到最大速度，在对流区内速度减小。然而，这张照片，既不支持，也不驳回最近的日震探测或三维数值实验的相互矛盾的结果。简要讨论了温差的有关物理及其与太阳扁率的可能关系。
2016-10-03 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
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
On Differential Rotation and Convection in the Sun
我们表明，如果等旋廓线符合热成风方程的特征，那么，除了内外边界层外，太阳对流区的微分旋廓线可以很精确地再现。这就要求有一个涉及熵和角速度的正式的定量关系。早期的工作表明，这可能会产生磁流体动力学稳定性约束，在这里，我们认为，纯粹的流体动力学过程也可能导致这样的结果。热成风方程对径向熵梯度不敏感，这一事实对流体动力学解特别重要。这使得一个更一般的解决方案，以适应太阳等自转轮廓，超越那些熵本身必须是一个函数的角速度。特别是，对于这个扩展的类，热成风的太阳旋转配置文件的解决方案仍然有效，即使大的径向熵梯度存在。这类解决方案的一个明确和明确的例子似乎是目前在出版的太阳对流区的数值模拟。虽然该理论是流体力学性质的，但它对弱磁场的存在并不敏感。因此，识别太阳等自转线与热成风方程的特点似乎是强大的，适应，但决不要求，磁场动态。
2009-07-29 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
Solar differential rotation reproduced with high-resolution simulation
太阳的自转有一个快赤道和一个慢极。太阳内部的对流被认为是维持差异旋转的原因。然而，虽然已经进行了许多数值模拟，以重现太阳的差异旋转，以前的高分辨率计算与太阳参数落入反太阳（快极）的差异旋转制度。因此，我们仍然不知道太阳有一个快速旋转赤道的真正原因。虽然快速赤道的构建需要对流的强烈旋转影响，但以前的计算在没有任何操作的情况下无法实现。这个问题被称为对流难题。数值模拟中的对流和差异旋转与观测结果不同。在这里，我们表明，一个高分辨率的计算成功地再现了类似太阳的差异旋转。我们的计算表明，强磁场产生的小规模发电机有显着的影响热对流。在我们的计算中成功地再现了差异旋转、对流和磁场，这是理解太阳活动最基本性质的原因的重要一步，特别是太阳黑子活动的11年周期。
2021-09-13 astro-ph.SR
Overcoming the structural surface effect with a realistic treatment of turbulent convection in 1D stellar models
最先进的一维（1D）恒星演化代码依赖于简化的假设，例如混合长度理论，以描述超绝热对流。因此，1D恒星结构模型不能正确地恢复太阳和其他恒星的表面层与对流信封。我们提出了一种方法，克服了这种结构上的缺陷，采用三维（3D）流体动力学模拟恒星信封：在每个时间步的演变插值3D信封附加到1D结构，并用于提供现实的边界条件恒星内部。与以前的尝试相比，我们的方法包括平均三维湍流压力。我们应用我们的方法来模拟现在的太阳。标准恒星模型的结构缺陷导致由模型推导的恒星振荡频率存在系统误差。我们表明，我们的方法完全纠正了这个错误。此外，我们表明，我们的超绝热对流的现实治疗改变了预测的太阳演化。因此，我们的研究结果具有重要意义的恒星的表征。这对邻近的领域产生了影响，例如系外行星研究和银河系考古学，精确的恒星模型在其中发挥着关键作用。
2019-07-13 astro-ph.SR
Theory of solar oscillations in the inertial frequency range: Amplitudes of equatorial modes from a nonlinear rotating convection simulation
在太阳上已经探测到几种类型的惯性模式。这些惯性模式的特性已在线性区域进行了研究，但尚未在太阳旋转对流的非线性模拟中进行研究。比较非线性模拟、线性理论和太阳观测结果对于更好地理解模型与真实太阳之间的差异非常重要。我们希望检测和表征太阳对流的非线性数值模拟中存在的模式，特别是要了解的振幅和寿命的模式。我们开发了一个阴阳网格的程序，对球壳中的旋转对流进行了全非线性数值模拟。在0.96R以下，层结与太阳层结相似。模拟涵盖了大约15个太阳年的时间。从模拟中提取了低频下的各种大尺度模式。他们的特点进行比较，从线性模型和观察。在其他模式中，赤道Rossby模式和柱状对流模式都出现在模拟中。柱状对流模态包含了切向圆柱外的大部分速度功率，并对热量和角动量输运做出了重要贡献。还发现了无径向节点的赤道Rossby模（n = 0）：它们具有与线性本征函数相同的空间结构。它们是由对流随机激发的，振幅为几m/s，模线宽约为20 - 30 nHz，与太阳上观察到的相当。我们还证实了混合模式之间的赤道Rossby模式和柱状对流模式在我们的非线性模拟的存在，预测的线性本征模分析。在我们的非线性模拟中，我们也看到了m = 1的高纬度模式，但它的振幅比在太阳上观察到的要弱得多。
2022-08-23 astro-ph.SR
Angular momentum fluxes caused by Lambda-effect and meridional circulation structure of the Sun
利用太阳角动量平衡的平均场流体动力学模型，我们表明，由λ效应引起的径向角动量通量的非单调的纬度依赖性可以影响太阳对流区中径向堆积的纬向环流单体的数量。特别是，我们的研究结果表明，一个复杂的三胞纬向环流结构的可能性。这种模式由两个大的逆时针环流圈（北半球）和一个较小的顺时针环流圈组成，位于低纬度的对流区底部。
2016-01-20 astro-ph.SR
Global Turbulent Solar Convection: a Numerical Path Investigating Key Force Balances in the context of the Convective Conundrum
本文通过控制罗斯贝数并提高雷诺数的数值实验构建类太阳强湍流模型，揭示科里奥利—惯性平衡取代CIA平衡是形成顺行赤道自转的关键，为破解太阳对流难题提供新路径。
2025-03-11 astro-ph.SR
Understanding Active Region Emergence and Origins on the Sun and Other Cool Stars
本文综述太阳及冷恒星活动区通量浮现的研究进展，结合观测约束修正了对其驱动机制的认知，并提出未来可通过观测与模拟解决相关开放问题。
2023-06-10 astro-ph.SR
Convection and Differential Rotation Properties of G & K Stars Computed with the ASH Code
恒星的光度和对流包层的深度随G型和K型主序星的质量迅速变化。为了了解这些属性如何影响对流湍流，差分旋转，和纬向环流，我们进行了3D动力学模拟旋转主序星的内部，使用滞弹性球谐（ASH）代码。在我们的模拟中，恒星的质量分别为0.5、0.7、0.9和1.1 M_sun，对应于光谱类型K7到G 0，并且以与太阳相同的角速度旋转。我们确定了几个趋势的对流区性质与恒星质量，所表现出的模拟。对流速度、上升流和下降流之间的温度差以及日冕环流速度都随着恒星光度的增加而增加。由于对流速度的趋势，Rossby数（在一个固定的旋转速率）的增加和对流周转时间尺度显着降低，随着恒星质量的增加。3个最小质量的情况下，表现出类似太阳的差异旋转，在某种意义上说，他们显示的最大旋转在赤道和最小的高纬度地区，但1.1 M_太阳的情况下，表现出反太阳旋转。在低质量时，对流层环流是多细胞的，并与旋转轴对齐;随着质量的增加，环流模式趋向于覆盖对流区每个半球的单细胞结构。
2011-11-23 astro-ph.SR
The amplitude of solar p-mode oscillations from three-dimensional convection simulations
太阳p模振荡的振幅是由随机激励和模式阻尼，这两者都发生在表面对流区。然而，对流的时间依赖性，湍流性质使得它很难通过使用传统的一维流体静力学模型的自洽研究激励和阻尼过程。为此，我们对太阳大气进行了\textit{ab initio}三维流体动力学数值模拟，以研究p模如何在太阳中驱动和消散。在模拟中的表面对流的描述是自由的可调参数通常采用在传统的一维模型。模式激励和阻尼率计算的基础上的分析表达式，其成分直接从三维模型进行评估。与激励和阻尼率都可用，我们估计的理论振荡幅度和频率的最大功率，$ν_{\max}$，为太阳。我们比较我们的数值计算结果与日震观测，发现令人鼓舞的两者之间的协议。这里提出的数值方法提供了一种新的方式来调查负责模式驱动和阻尼的物理过程，并应适用于所有的太阳型振荡星。
2019-07-18 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
Global-scale Simulations of Stellar Convection and their Observational Predictions
主序较低的恒星（F型到M型）在它们的恒星光球层下有大量的对流包层。这些区域的对流可以与旋转相结合，形成全球尺度的结构，这些结构可以通过干涉仪观察到，干涉仪可以分辨恒星盘。在这里，我讨论的预测出现从三维磁流体模拟与滞弹性球谐（ASH）代码的太阳型恒星，以及如何这些预测可能会被观测测试。差异旋转的纬向流可能是发生在恒星内部深处的最容易观察到的动力学特征。一般来说，我们发现快速旋转的太阳有一个强烈的类似太阳的差异旋转与一个反赤道和逆行极，而缓慢旋转的太阳可能有反太阳旋转的配置文件与快极和慢赤道。热风平衡伴随的差异旋转可能会导致热和明亮的极点在快速旋转和冷，暗极在缓慢旋转。对流和差异旋转在对流区的大部分区域建立了全球尺度的磁结构，这些磁环可以在恒星表面附近观察到。
2011-06-29 astro-ph.SR
Lateral downflows in sunspot penumbral filaments and their temporal evolution
我们研究的时间演化的下降流观察到的侧边缘的半影细丝在太阳黑子位于非常接近的磁盘中心。我们的分析是基于一系列的近衍射极限扫描的Fe I 617.3 nm线采取的CRisp成像分光偏振仪在瑞典1米太阳望远镜。我们计算多普勒从所观察到的强度分布使用线平分线和过滤所产生的亚音速振荡的速度图。在中心侧半影中，横向下降流到处都是小的、弱的红移斑块，靠近或沿着蓝移的流动通道的边缘。这些斑块具有间歇性的生命，并经常经历合并和破碎。横向下降流与宿主细丝一起移动，并对它们的形状变化做出反应，非常类似于宁静太阳中颗粒对流的演变。中心半影的亮度和流动结构的速度之间有很好的关系，平均而言，下降流比上升流更暗，这再次让人想起安静的太阳对流。这些结果表明，在太阳黑子半影区存在翻转对流，细长的细胞形成的细丝的流动是向上的，但非常倾斜，和弱的横向向下流动。在一般情况下，从横向下降流出现的圆偏振配置文件不显示符号反转，虽然有时我们检测到三个叶状的配置文件，这是暗示相反的磁极性的像素。
2015-04-10 astro-ph.SR
Signatures of photospheric convection throughout the solar atmosphere: the EVE Sun-as-a-star mHz continuum
SUPA School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Space Science Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Warwick（华威大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）
利用太阳动力学天文台EVE的观测，构建发射线质心波长的多普勒功率谱，研究太阳大气中对流驱动运动产生的变化，揭示谱特征，未发现柯尔莫哥洛夫湍流证据，检测到高于10mHz的EUV多普勒变化。
2026-09-28 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
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
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
Effects of anisotropy of turbulent convection in mean-field solar dynamo models
我们研究了湍流对流的各向异性如何影响大尺度磁场的扩散和太阳上的发电机过程。在平均场磁流体力学框架中使用最小的$τ$近似计算各向异性的影响。我们研究两种类型的平均场发电机模型：著名的基准通量传输模型，和一个分布式发电机模型与地下旋转剪切层。对于这两个模型，我们调查的双细胞纬向环流的影响，最近提出的日震学。我们引入了一个各向异性参数，作为湍流混合的径向和水平强度的比值，来表征各向异性效应。研究发现，湍流对流的各向异性影响对流区内部的磁场分布。各向异性越强，对流区底部和顶部边界附近的磁通量越集中。结果表明，当各向异性参数较大时，临界发电机数和发电机周期趋于常数。各向异性减少了时间-纬度"蝴蝶“图中后续周期的环形场的重叠。如果我们假设太阳黑子是在次表层剪切层附近形成的，那么具有各向异性扩散率的分布式发电机模型满足日震学结果的观测约束，并且与从表面磁场的动态估计的有效湍流扩散值一致。
2013-11-21 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
The excitation of solar-like oscillations in a delta Scuti star by efficient envelope convection
盾牌座δ（delta Sct）星是质量为1.5- 2.5 M $_{\odot}$的不透明度驱动的脉动星，它们的脉动是由氦的电离变化引起的。在像太阳这样质量较小的恒星中，对流通过恒星外部的30%传输质量和能量，并激发出丰富的共振声学模式。以太阳为例，在没有坚实理论基础的情况下，模型预测三角洲星的对流包络仅延伸半径的1%左右，但有足够的能量激发类似太阳的振荡。在开普勒任务之前没有观察到这一点，因此模型中对流包络的存在受到了质疑。在这里，我们报告检测到的三角洲星HD 187547类似太阳的振荡，这意味着表面对流有效地运行在恒星的质量约为太阳的两倍，特设模型预测。
2011-09-20 astro-ph.SR
Shell model for stratified convection: implications for the solar convective conundrum
我们将壳模型的概念推广到分层系统，并提出了一个在低马赫数下代表分层、非旋转、非旋转对流的壳模型。激励配置文件的背景分层，支持对流恒星，如太阳，我们研究数值解对应的高度不稳定层以上的轻度不稳定层。我们发现，在低普朗特数，对流振幅随深度在低层减小。这表明，在太阳对流区的深层对流的抑制（对流难题）可以解决，而不必诉诸旋转或磁场。
2022-06-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
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
Evidence for Large-Scale Subsurface Convection in the Sun
对SOHO/MDI中-l球谐系数的两个720天时间序列进行了地下流的日震统计波形分析。这些时间序列与太阳活动的高峰期和低谷期相吻合。从波形分析中推导出径向阶数n和阶数l相同，方位阶数m不同的模式的时变耦合强度系数b（s，t;n，l）。这些系数对流动和一般非球面结构敏感。对于s << l的奇数值，系数b（s，t;n，l）测量环形流速度场的一个球谐（s，t）分量的幅度在深度上的平均值。定义平均速度的深度相关加权函数是（n，l）多重峰的模式的半径中的分数动能密度。对于高和低活动时期，从5到35范围内的s的b系数推断出均方（n，l）依赖的流速，对于1到5范围内的每个n和l以及120到149范围内的每个n和l。在l上的进一步平均产生作为每个时期的n的函数的均方根流速，其平均值从n=1时的约20 m/s增加到n=5时的35 m/s。推断出的速度是一致的（虽然也许不要求）的细胞模式的流动模式延伸的模式灵敏度的垂直范围内，估计约为百分之四的太阳半径以下的光球。
2016-05-20 astro-ph.SR
Theory of stellar convection: Removing the Mixing-Length Parameter
恒星对流通常用混合长度理论来描述，它利用混合长度尺度来表达对流元素和恒星介质的对流通量、速度和温度梯度。混合长度标度被认为与局部压力标度高度成比例，比例因子（混合长度参数）必须通过将恒星模型与某些校准器（通常是太阳）进行比较来确定。没有强有力的论据表明混合长度参数在所有恒星和所有演化阶段都是相同的。本研究的目的是提出一个新的恒星对流理论，不需要混合长度参数。我们提出了一个自洽的恒星对流的分析公式，确定恒星对流的物理行为的函数的对流元素本身和周围介质的属性。这个新的理论是从Navier-Stokes/Euler方程的传统解开始制定的，即理想流体的伯努利方程，但在与对流元素共同运动的非惯性参考系中表示。在我们的形式主义的恒星对流细胞内对流不稳定层的运动是完全由一个新的系统的对流方程在非本地和时间依赖的形式主义。我们得到了一个分析，非本地的，时间相关的亚音速对流能量传输的解决方案，不依赖于任何自由参数。该理论适用于主序星带上的太阳型恒星和各种质量恒星的外对流区。新理论的预测进行了比较，从标准的混合长度范例的最准确的校准器，太阳，非常令人满意的结果。
2014-09-19 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars. III. The structure of small-scale magnetic flux concentrations
冷主序星的对流包层中含有复杂的全局和局部结构的磁场。这些磁场以多种方式影响近地表对流和恒星外部大气，并对可观测到的恒星磁活动负责。我们的目的是了解在中等平均磁通量密度的单极区域的局部结构。这些对应于在高磁活动期间覆盖太阳表面相当大一部分（也可能是其他类太阳恒星的表面）的谱斑区域。我们分析了18个局部箱磁流体动力学模拟的结果，覆盖了对流区的上层和光谱类型为F到早期M的冷主序星的光球。这些模拟中的平均垂直场范围从20到500G。我们发现一个实质性的变化的性质之间的主序星的不同光谱类型的表面磁对流。由于通量管的对流坍缩效率降低，M矮星在中等场强的单极区域缺乏明亮的磁性结构。速度和磁场之间的空间相关性以及磁结构的寿命和它们相对于颗粒的尺寸沿恒星类型的模型序列显著变化。
2015-05-18 astro-ph.SR
Interaction of solar inertial modes with turbulent convection. A 2D model for the excitation of linearly stable modes
本文提出一个二维模型，研究太阳惯性模如何被湍流对流随机激发，并生成合成功率谱，发现模振幅与观测一致，但高方位角阶数下模重叠使谱难以分离。
2023-04-12 astro-ph.SR
Dynamics of solar large-scale flows
本文综述了太阳大尺度流（较差自转和子午环流）的动力学机制，回顾了日震学观测与超级计算机模拟的进展，并探讨了与惯性振荡模式相关的流及未来待解决的问题。
2023-10-26 astro-ph.SR
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
Non-Boussinesq convection at low Prandtl numbers relevant to the Sun
太阳中的对流发生在瑞利数$Ra$高达$10^{22}$，分子普朗特数$Pr$低至$10^{-6}$的条件下，这些条件远远不能满足Oberbeck-Boussinesq（OB）理想化。这些极端环境对湍流热传输的影响尚不清楚，地球上也不存在类似的条件。我们的目标是了解这些影响是如何扩展的（因为我们还不能忠实地复制太阳的条件）。我们使用直接数值模拟研究热对流，并确定相对于$Pr$的变化，低至$10^{-4}$的值，湍流普朗特数，$Pr_t$，这是湍流粘度与热扩散率的比值。模拟主要是二维的，但我们也利用一些三维的结果。我们专注于非Oberbeck-Boussinesq（NOB）条件的某种类型，但也研究OB对流进行比较。OB模拟在纵横比为2的矩形框中通过以固定的Grashof数$Gr \equiv Ra/Pr = 10^9$将$Pr$从$O(10)$改变为$10^{-4}$来执行。NOB模拟在同一框中进行，仅让热扩散率取决于温度。这里，瑞利数在顶部边界处是固定的，而平均$Pr$在整体上从0.07变化到$5 \times 10^{-4}$。三维模拟在纵横比为25的框中以固定瑞利数$10^5$和$0.005 \leq Pr \leq 7$进行。主要的发现是，$Pr_t$增加减少$Pr$在OB和NOB对流：$Pr_t \sim Pr^{-0.3}$的OB对流和$Pr_t \sim Pr^{-1}$…
2021-10-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Local Helioseismology: Three Dimensional Imaging of the Solar Interior
太阳支持丰富的内波频谱，这些内波是由湍流对流持续激发的。GONG网络和MDI/SOHO空间仪器提供了一个独特的空间分辨太阳振荡观测数据库，涵盖整个太阳黑子周期（11年）。局部日震学是一套利用波的传播时间和局部模式频率的测量在三维空间探测太阳内部的工具。局部日震学发现了（i）与对流有关的近地表矢量流（ii）太阳黑子周围250 m/s的次表层水平外流（iii）活动区周围~50 m/s的扩展水平流（在表面附近会聚，在下面发散），（iv）科里奥利力对对流和活动区流的影响（v）15 m/s极向纬向流的地下特征，（vi）围绕活动平均纬度的纬向环流的+/-5 m/s随时间变化的深度依赖分量，以及（vii）太阳远侧的磁活动。
2010-01-06 astro-ph.SR
Global solar compressible convection simulations on non-Cartesian mappings
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学、物质与相互作用实验室）；IRFU（原子能与替代能源研究所）
该研究将笛卡尔AMR框架Dyablo扩展至非笛卡尔映射，构建DWS代码，实现全球太阳对流模拟，成功捕获湍流对流、声波与内部重力波。
2026-10-06 astro-ph.SR
Global-scale equatorial Rossby waves as an essential component of solar internal dynamics
太阳复杂的动力学是由对流区的浮力和旋转以及大气和日冕中的磁力控制的。虽然小规模的太阳对流是很好的理解，在太阳对流区的大规模流动的动力学没有解释的理论或模拟。由于科里奥利力产生的涡度波，被称为罗斯贝波，预计将在最大尺度上从对流中带走能量。在这里，我们毫不含糊地检测和表征逆行传播的涡波在太阳的浅层次表层的角波数低于15，教科书部门Rossby波的色散关系。波有几个月的寿命，定义明确的模式频率低于200 nHz，在一个共同旋转的框架，和本征函数的涡度峰值在赤道。Rossby波的涡度几乎与相同尺度下的对流相当，因此它们是太阳动力学的重要组成部分。我们发现，在角波数为20的莱茵尺度附近，有一个从类顺磁动力学到类波动力学的转变;这可能为最大空间尺度上令人困惑的动能不足提供了一个解释。
2018-05-18 astro-ph.SR
Joint action of Hall and ambipolar effects in 3D magneto-convection simulations of the quiet Sun. I. Dissipation and generation of waves
太阳等离子体的部分电离导致了一些非理想效应，例如双极扩散、霍尔效应和比尔曼电池效应。在这里，我们报告的第一个三维现实模拟的太阳能本地发电机，所有三个影响都考虑在内。模拟开始于已经饱和的电池种子发电机的快照，其中开发了两个新的系列：一个仅具有双极扩散，另一个还考虑到广义欧姆定律中的霍尔项。然后，模拟运行约4小时的太阳时，以达到稳定状态并改善统计数据。同时，一个纯粹的MHD发电机模拟也运行了相同的时间。以统计的方式进行比较的模拟。结果表明，双极扩散的引入使与Alfven波有关的不可压扰动的振幅减小，Poynting通量被吸收，且具有频率依赖性.而霍尔效应则导致相反的作用：在色球层中产生大量的不可压缩扰动，并观测到大量的坡印廷通量。双极扩散的模型显示，平均而言，更尖锐的电流片和稍微更丰富的快速磁声冲击的色球。考虑霍尔效应的模型在低色球层有更高的温度，在整个色球层有更强和更多的垂直磁场浓度。对高频波的研究表明，不可压缩扰动的显著功率与具有更强、更垂直的磁场和更高温度的区域有关。我们发现，在10^2秒的特征时间后，双极加热的幅度与同一位置的温度升高之间存在正相关关系。
2020-08-24 astro-ph.SR
