English Summary:
A joined model for solar dynamo and differential rotation is developed in this study.
The magnetic turbulent diffusivity is expressed in terms of the entropy gradient, which is controlled by the model equations.
The magnetic Prandtl number and latitudinal profile of the alpha-effect are specified by fitting the computed period of the activity cycle and the equatorial symmetry of magnetic fields to observations.
The poloidal field has a maximum amplitude of about 10 Gs in the polar regions, while the toroidal field of several thousand Gauss concentrates near the base of the convection zone and is transported towards the equator by.
The model predicts a value of about 10^37 erg for the total magnetic energy of large-scale fields in the solar convection zone.
Korean Summary:
이 연구에서는 태양 다이나모와 차선속 회전을 위한 결합 모델을 개발했습니다.
매직 튜빈그라비티티를 통해 엔트로피 경사가 제어되는데 대한 마법적 튜빈그라비티를 표현합니다.
활동 주기의 계산된 기간과 지방 대척 대칭의 磁력 field를 관측과 맞추는데 사용되는 매직 프랜드트 수와 폭풍 경도 프로필은 알파-효과에 대한 지정을 합니다.
태양의 광역 필드에서 최대 10 Gs의 값이 北쪽 지역에서 발생하며, 여러 천 Gauss가 전기 회로의 기초에 집중되고 기울기 방향으로 병행 흐름을 통해 극을 향한다.
이 모델은 태양의 기울기 전류 지역에서 대규모 필드의 총 磁력 에너지를 10^37 erg로 예측합니다.
Technical Terms Explanation:
* Differential Rotation (차선속 회전): 천체의 광역 필드를 생성하는데 중요한 역할을 합니다.
* Toroidal Field (토рои달 필드): 천체의 광역 필드가 생성되는데 있어 핵심적인 역할을 합니다.
* Meridional Flow (위-아래 흐름): 태양의 광역 필드를 조절하는데 도움이 됩니다.
Related Papers or Resources:
[1] Title: Author/Source, URL
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arXiv:1612.07503v1 [astro-ph.SR] 22 Dec 2016 Astronomy Letters, 2017, Vol. 43, No. 4 A joined model for solar dynamo and differential rotation L. L. Kitchatinov1,2* and A. A. Nepomnyashchikh1 Abstract A model for the solar dynamo, consistent in global flow and numerical method employed with the differential rotation model, is developed. The magnetic turbulent diffusivity is expressed in terms of the entropy gradient, which is controlled by the model equations. The magnetic Prandtl number and latitudinal profile of the alpha- effect are specified by fitting the computed period of the activity cycle and the equatorial symmetry of magnetic fields to observations. Then, the instants of polar field reversals and time-latitude diagrams of the fields also come into agreement with observations. The poloidal field has a maximum amplitude of about 10 Gs in the polar regions. The toroidal field of several thousand Gauss concentrates near the base of the convection zone and is transported towards the equator by the meridional flow. The model predicts a value of about 1037 erg for the total magnetic energy of large-scale fields in the solar convection zone. Keywords dynamo – Sun: magnetic fields – Sun: rotation 1Institute for Solar-Terrestrial Physics, Lermontov Str. 126A, Irkutsk, 664033, Russia 2 Pulkovo Astronomical Observatory, Pulkovskoe Sh. 65, St. Petersburg, 196140, Russia *E-mail: kit@iszf.irk.ru 1. Introduction Related theories of large-scale magnetic fields – the dynamo theory – and large-scale flows in the Sun and stars use similar methods but are largely uncoordinated. This refers to both the analysis of basic effects responsible for magnetic activ- ity and global flows and to development of their quantitative models. The coordination of models for stellar dynamos and differential rotation is tempting for at least two reasons. Solar dynamo models have advanced to close agreement with observations. Their extension to stars seems to be a nat- ural next step. For the case of the solar dynamo, the differen- tial rotation, and recently the meridional flow as well, can be prescribed after seismological inversions (Wilson et al. 1997; Schou et al. 1998; Rajaguru & Antia 2015). This is hardly possible for stars, however. There are data on stellar surface rotation (e.g., Barnes et al. 2005; Croll et al. 2006; Walker et al. 2007) but distributions of global flows inside the convec- tive envelopes is still beyond the reach of asteroseismology. The flows have to be defined with a theoretical model. Such an approach also helps reduce uncertainties in spec- ifying the dynamo parameters. This is not only because the differential rotation and meridional flow are now defined con- sistently. Our model of large-scale flows (Kitchatinov & Ole- mskoy 2011a, 2012a) does not follow the usual practice of prescribing the turbulent transport coefficients also, but de- fines them in terms of the entropy gradient (via superadia- baticity of stratification), which is one of the dependent vari- ables of the model. The turbulent magnetic diffusion in the joined1 model for dynamo and differential rotation proposed will be defined similarly. Two parameters of our model are, however, still uncertain…

ARXIV : 1612.07503V1 [Astro-PH.SR] 2016 년 12 월 22 일 천문학 편지, 2017, Vol.
43, No.
4 A A.
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Solar Dynamo의 모델은 감별 회전 모델에 사용되는 수치 적 방법이 개발되었습니다.
자기 난류 확산 성은 모델 방정식에 의해 제어되는 엔트로피 구배로 표현된다.
알파 효과의 자기 프란 트 수와 위도 프로파일은 활동 사이클의 계산 된 기간과 관측에 대한 자기 필드의 적도 대칭을 채취함으로써 지정된다.
그런 다음, 필드의 극성 반전 및 시간-경과 다이어그램의 순간도 관찰과 일치합니다.
폴로이드 필드는 극성 영역에서 최대 진폭이 약 10g입니다.
수천 개의 가우스의 토로이드 필드는 대류 구역의 바닥 근처에 농도가 농도하고 자오선 흐름에 의해 적도쪽으로 운반됩니다.
이 모델은 태양 대류 구역에서 대규모 필드의 총 자기 에너지에 대해 약 1037 ERG의 값을 예측합니다.
키워드 Dynamo -Sun : 자기 필드 – 태양 : 회전 1 태양 발신 물리학, Lermontov Str.
126A, Irkutsk, 664033, 러시아 2 Pulkovo Astronomical Observatory, Pulkovskoe SH.
65, St.
Petersburg, 196140, Russia *이메일 : kit@iszf.irk.ru 1.
소개 대규모 자기 필드와 관련된 이론과 다이너 모 이론 및 대규모 흐름은 비슷한 방법을 사용하지만 대부분 조정되지 않았습니다.
이는 자기 활성 및 글로벌 흐름을 담당하는 기본 효과의 분석과 양적 모델의 개발을 의미합니다.
항성 다이너 모 및 차동 회전에 대한 모델의 조정은 적어도 두 가지 이유로 유혹적입니다.
Solar Dynamo 모델은 관찰과의 긴밀한 합의를 위해 진행되었습니다.
별로의 확장은 다음 단계 인 것 같습니다.
태양 다이너 모의 경우, 차이 회전, 그리고 최근 자오선 흐름도 지진 학적 역전 후에 규정 될 수있다 (Wilson et al.
1997; Schou et al.
1998; Rajaguru & Antia 2015).
그러나 이것은 별에게는 불가능합니다.
항성 표면 회전에 대한 데이터가 있지만 (예 : Barnes et al.
2005; Croll et al.
2006; Walker et al.
2007), 설비 봉투 내부의 글로벌 흐름의 분포는 여전히 동의학의 범위를 벗어난다.
흐름은 이론적 모델로 정의되어야합니다.
이러한 접근법은 또한 Dynamo 매개 변수를 사양에서 불확실성을 줄이는 데 도움이됩니다.
이것은 차동 회전과 자오선 흐름이 이제 정의되기 때문이 아닙니다.
우리의 대규모 흐름 (Kitchatinov & Ole-MSKoy 2011a, 2012a)의 모델은 난류 전송 계수를 처방하는 일반적인 관행을 따르지 않고 엔트로피 구배 측면에서 이들을 감소시킨다.
Dynamo 및 차동 회전에 대한 결합 된 모델에서의 난류 자기 확산은 유사하게 정의 될 것이다.
그러나 우리 모델의 두 매개 변수는 여전히 불확실합니다 …