Prospects for helio- and asteroseismology
近年来，日震学和星震学取得了重大进展。在日震学中，大部分活动都是在当地的日震学中进行的。然而，最近对太阳表面丰度的修订，以及在协调太阳模型与日震推论方面所产生的问题，导致太阳模型和全球日震学重新活跃起来。有趣的是，虽然也许不是令人信服的，证据已经发现太阳g模式的观测与SOHO航天器上的GOLF仪器。已经从地面观测以及WIRE和MOST卫星获得了广泛的星震结果，预期即将发射的CoRoT卫星以及几年后的开普勒飞行任务也会带来很多结果。与此同时，恒星模型正在扩大，以考虑到流体动力学效应，而大规模流体动力学计算正在提供越来越现实的模拟这些影响。这些活动的结果无疑将是对恒星内部性质和恒星演化的更好理解，以及对恒星极端条件下物质物理学的更深入了解。
2006-10-20 astro-ph
Effect of Rotation on a Developed Turbulent Stratified Convection: the Hydrodynamic Helicity, the Alpha-Effect and the Effective Drift Velocity
本文研究了旋转对发展的湍流分层对流的影响。发现流体动力学螺旋度、α张量和平均磁场的有效漂移速度对旋转速率和湍流对流的各向异性的依赖性，表明在各向异性的湍流对流中，α效应可以随旋转速率改变其符号。在旋转湍流对流中，平均磁场的有效漂移速度的不同性质被发现，例如，环向磁场和极向磁场的有效漂移速度存在差异;环向有效漂移速度可以起到附加的差动旋转的作用。这些影响和一个非零发散的有效漂移速度的环形磁场上的磁发电机的效果进行了研究。天体物理的应用所获得的结果进行了讨论。
2002-09-26 astro-ph
Asteroseismology of the visual binary 70 Ophiuchi
恒星中的对流会激发共振声波。这些振荡的频率取决于恒星内部的声速，而声速又取决于恒星内部的密度、温度、气体运动和其他性质。因此，对振荡的分析提供了一种无与伦比的方法来探测恒星的内部结构。研究了视双星蛇夫座70的类太阳振荡。在2004年7月的6个晚上，我们用安装在ESO La Silla天文台（智利）3.6米望远镜上的Harps摄谱仪观测了蛇夫座70 A，收集了1758个径向速度测量值，标准偏差约为1.39 m s-1。高精度速度时间序列的功率谱清楚地呈现出在3和6 mHz之间的几个可识别的峰，其显示出具有大间隔Delta_nu = 161.7 ± 0.3 uHz的规律性。14个单独的模式被确定的幅度范围为11至14厘米s-1。
2006-02-15 astro-ph
Amplitudes of Stellar Oscillations: The Implications for Asteroseismology
对于其他恒星中类似太阳的振荡幅度，目前还没有很好的预测。在缺乏一个明确的对流模型的情况下，这被认为是激发这些振荡的机制，速度和光度测量的振幅必须通过从太阳的缩放来估计。在光度测量的情况下，甚至这是困难的，因为太阳振幅的分歧。这最后一点使我们研究振荡的光度振幅（dL/L）是否可以从速度振幅v_osc导出。利用线性理论和观测数据，我们证明了大样本脉动星中的p模振荡满足（dL/L）_bol正比于v_osc/T_eff。利用这一关系，结合最佳估计值vosc（Sun）=（23.4 +/-1.4）cm/s，我们估计550 nm处太阳振荡的光度振幅为dL/L =（4.7 +/-0.3）ppm。接下来，我们讨论如何缩放类太阳（即，从太阳到其他恒星的振荡。唯一的预测来自模型计算（Christensen-Dalsgaard & Frandsen，Sol. Phys.82，469）。然而，他们的恒星模型网格不够密集，无法预测任意恒星的振幅。尽管如此，尽管对流理论很复杂，我们可以预期对流的一般性质-包括振荡幅度-应该通过颜色-星等图平滑地变化。实际上，我们发现模型预测的速度幅值
1994-03-08 astro-ph
Hydrodynamic simulations of He-shell flash convection
我们提出了第一个流体动力学，多维模拟氦壳闪对流。具体来说，我们研究了最初为两个太阳质量且金属丰度Z=0.01的恒星演化轨道第15个热脉冲期间He光度峰值之前的壳层对流特性。这种选择是低质量渐近巨分支热脉冲的代表性例子。我们用一组多边形来构造初始垂直分层，以模拟恒星演化结构。对流是由不稳定层底部的薄层中的恒定体积加热驱动的。我们计算了具有不同分辨率和加热速率的2D模拟网格。我们的模拟集包括一个低分辨率3D运行。计算域包括11.4个压力标度高度。氦壳闪速对流主要由集中在对流区下半部分的大对流单体控制。对流卷有一个几乎是圆形的外观，因为集中机制存在的形式，密度分层的下降气流和加热的局部涡流，产生上升流。然而，下降气流似乎更加集中。氦壳层闪速对流在对流壳层上下稳定层中产生丰富的重力波谱。从我们的一维混合长度理论模型和均方根平均垂直速度从流体动力学模型的对流速度的大小是一致的几个因素。然而，在流体动力学模拟中的速度剖面是更不对称的，并且在对流区内呈指数衰减。[略]
2006-01-09 astro-ph
Oscillation mode lifetimes in ksi Hydrae: Will strong mode damping limit asteroseismology of red giant stars?
介绍了一种新的方法来测量随机激励和阻尼振荡，所谓的类太阳振荡的频率间隔和模式寿命。我们的方法表明，红巨星ksi Hya的速度数据（Frandsen等人，2002年）支持大约7微赫兹的模式之间的大频率分离。我们还得出结论，数据是一致的模式寿命为2天，这是如此之短，相对于它的脉动周期，没有一个观察到的频率是明确的。因此，我们认为，最大的星震输出，可以从这些数据是一个平均大的频率分离，振荡幅度和平均模式寿命。然而，模式寿命的理论计算（Houdek & Gough 2002）和我们基于ksi Hya观测的结果之间的显着差异意味着红巨星可以帮助我们更好地理解对流对类太阳p模式的阻尼和驱动机制。
2005-11-11 astro-ph
On angular momentum transport in convection-dominated accretion flows
对流主导吸积流是解释X射线双星和星系核中暗吸积黑洞的一个很有前途的模型。我讨论了角动量输运在粘性流体力学和MHD CDAF的影响。在流体动力学CDAF中，对流向内传输角动量，并且这与热能的向外对流传输一起确定流的径向结构。在MHD CDAF中，对流可以向内或向外传输角动量，这取决于旋转磁化等离子体中湍流的性质，这一点尚未完全了解。对流角动量输运方向会影响磁流体CDAF的旋转规律。
2002-08-12 astro-ph
Two-Dimensional Hydrodynamic Simulations of Convection in Radiation-Dominated Accretion Disks
辐射主导的吸积盘的标准平衡长期以来一直被认为是粘性的、热的和对流的不稳定的，但是这些不稳定性的非线性发展-因此这些盘的实际状态-还没有被确定。通过对圆盘进行局部二维流体动力学模拟，我们证明了对流运动可以足够迅速地释放热量，从而大大改变圆盘的垂直结构。如果一个垂直圆柱内的耗散率与它的质量成正比，那么这个圆盘就会形成一个新的结构，它比标准的辐射支撑平衡要薄两倍。另一方面，如果垂直积分耗散率与垂直积分总压成正比，则圆盘会受到众所周知的热不稳定性的影响。然而，对流使这种不稳定性的发展偏向于崩溃。这种坍缩的最终结果是在原始柱密度下的气体压力主导的平衡。
2001-05-09 astro-ph
Stellar Envelope Convection calibrated by Radiation Hydrodynamics Simulations: Influence on Globular Clusters Isochrones
在计算球状星团等时线和确定球状星团年龄的过程中，最大的不确定性来源之一是缺乏对对流的严格描述。因此，我们根据一个新的二维流体动力学网格的结果，标定了贫金属低质量恒星包层中的超绝热温度梯度，该网格覆盖了球状星团的主序星和红巨星支的下部.在实践中，我们仍然使用传统的混合长度形式主义的演化恒星模型的计算，但我们固定的混合长度参数，以重现运行的熵的更深的绝热区的恒星信封与有效的温度和重力从流体模型。校准的混合长度的详细行为取决于在一个非平凡的方式上的有效温度，重力和恒星的金属丰度。尽管如此，银河系球状星团的相关年龄范围内的等时线只有很小的差异，相对于采用恒定的太阳校准值的混合长度计算的等时线。因此，球状星团的年龄最多减少0.2 Gyr。
1999-01-07 astro-ph
The effects of numerical resolution on hydrodynamical surface convection simulations and spectral line formation
恒星表面对流的辐射流体动力学模拟的计算要求的性质，保证调查的对流结构和光谱合成的数值分辨率和尺寸的模拟，这是在这里提出的敏感性。如果分辨率太粗，预测的谱线往往太窄，反映对流运动的多普勒展宽不足，而在目前可承受的最高分辨率下，谱线形状基本上完美地收敛到观测到的轮廓。从线的不对称性和移位中也得到了类似的结论。在丰度方面，弱FeI和FeII线显示出非常小的依赖性（~0.02 dex），而对于具有显著非热加宽的中间强线，灵敏度增加（~0.10 dex）。当使用2D对流模拟来描述固有的3D现象时会出现问题，这会转化为不准确的大气速度场以及温度和压力结构。在2D中，与3D计算和观测相比，理论谱线轮廓往往太浅和太宽，特别是对于中间强谱线。在丰度方面，2D的结果是系统的约0.1德克斯低于3D的情况下FeI线。此外，预测的线不对称性和移位在2D中要差得多。考虑到这些缺点和计算时间因素，使用甚至中等分辨率的3D模拟比高分辨率的2D模拟更好。
2000-05-15 astro-ph
Seismic constraints on open clusters
我们利用星震学和疏散星团内的恒星集体行为获得了关于低质量恒星的全局和结构参数的知识。我们建立恒星模型，并计算地震信号预期从主序列对象在0.8-1.6 Msun范围。我们首先评估的视星等和振荡引起的光度波动预计在毕宿星团，昴星团和英仙座α星系团。最近的星团对目前和不久的将来的观测星震学提出了可行的挑战。我们结合地震学和经典计算来解决三个问题：1）质量，2）成分和3）在毕星团太阳类似物的外对流区的延伸可以推断出什么。第一个问题依赖于大分离对质量的强烈敏感性。然后用大间距和二次差分别约束毕星团中的金属和氦的分数，当绘制几个质量的图时，发现有效温度与大间距的关系强烈地依赖于金属含量。此外，二阶差分调制主要与氦的二次电离有关，二阶差分调制也部分归因于对流包层/辐射核过渡区恒星层结的不连续性。它们允许直接观察恒星结构。本文计算了对流模式中混合长度理论参数α_MLT不同值，即超绝热层中对流效率不同时对流基底的声学半径。对于给定的有效温度，我们证明了声学半径随对流效率的变化.
2005-03-07 astro-ph
Multi-Dimensional Radiation/Hydrodynamic Simulations of Protoneutron Star Convection
基于VULCAN/2D程序对核心坍缩超新星进行了多维、多群、通量限制扩散的流体动力学模拟，研究了初生质子中子星（PNS）内部及其附近的物理条件。我们的数值研究遵循Woosley & Weaver的11-Msun模型的坍缩包络的演变，从反弹前的~200 ms到反弹后的~ 300 ms，在一个空间网格上，从PNS中心的笛卡尔坐标切换到半径10 km以上的球形坐标。如前所述，我们没有看到内部PNS材料的任何大规模翻转。对流，直接连接到PNS，被发现发生在两个不同的区域：在10和20公里之间，与负轻子梯度区域相一致，和PNS外部50公里以上。分离这两个区域的界面，没有相当大的向外或向内运动，是重力波的位置，在核心反弹后约200- 300 ms出现，由外对流区的对流激发。在PNS中，对流总是被限制在中微子球半径范围内，所有中微子能量都在几MeV以上。我们发现，这种对流运动对nu_e中微子的光度没有明显的增强作用，而对反nu_e和“nu_mu”中微子的光度则有一定的增强作用，在第一次反弹后的100- 200 ms内，它们分别增强了约15%和约30%。此外，我们没有看到双扩散不稳定的PNS，预计至少一秒的扩散时间尺度上运行的证据，远长于毫秒的时间尺度与PNS对流。因此，PNS对流被认为是核心塌陷现象的次要特征，而不是成功爆炸的决定性因素。
2006-05-01 astro-ph
The core helium flash revisited: II. Two and three-dimensional hydrodynamic simulations
我们通过比较二维和三维流体动力学模拟的结果，研究了核心氦闪接近峰值时的湍流对流。我们使用一个多维的欧拉流体动力学代码的基础上，国家的最先进的数值技术来模拟氦核心的$1.25 M_{\odot}$波普I星的演变。我们的三维流体动力学模拟的核心氦闪光的峰值期间的恒星的演化没有显示任何爆炸行为。在三维模型中发展的对流流型在结构上与相应的二维模型不同，并且典型的对流速度小于在二维模型中发现的对流速度。三维模型也倾向于更好地同意与混合长度理论的预测。我们的流体动力学模拟表明，湍流夹带的存在下，在动态时间尺度上的对流区的增长的结果。与混合长度理论相反，对流区的外部的特征在于亚绝热温度梯度。
2008-11-25 astro-ph
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability. I. Statistical relations for photometric and photocentric variability
局域箱流体动力学模型大气提供了空间依赖性的统计信息，以及恒星的出射辐射场的时间演化。在这里，我们认为晚型恒星大气的辐射输出的时间变化主要与对流（颗粒）表面流。我们推导出的关系，用于评估颗粒化引起的，磁盘集成，从而可观察到的恒星亮度和位置的光心从辐射强度从本地模型的波动。除了它们在流体动力学恒星大气中的应用，这些公式提供了一些更广泛的洞察所考虑的波动的性质。亮度波动的比例成反比的对流细胞（统计独立辐射表面元素）的数量的平方根存在于恒星表面和增加更明显的边缘变暗。恒星的光心位置的波动不依赖于细胞的数量，在很大程度上是不敏感的边缘暗化的程度。它们的大小只是典型晶胞的一小部分，在极端巨星的情况下，可能成为高精度天体测量的限制因素。时间亮度和位置波动在统计上是不相关的，但在幅度上密切相关。
2005-09-15 astro-ph
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability
我们使用了一系列的COBOLD流体动力学模型的气氛，涵盖恒星的对象，从白矮星红巨星，以获得理论估计的光度和光心恒星的变化，波长积分光在整个赫兹斯普朗-罗素图。我们验证了我们的模型对太阳测量SOHO/VIRGO仪器。在我们的一组模型中，我们发现了一个系统的光度增加，以及光心的变化-这原来是密切相关的-与减少表面重力。估计的光心变率的绝对水平不会影响GAIA任务预期达到的天体测量精度水平-除了附近的巨星。超巨星的情况仍有待调查。鉴于加拿大MOST卫星对南河三p-模的光度测量未探测的争论，我们注意到我们得到了一个因子ca。太阳和南河三的颗粒背景噪音之间的振幅为3。这一陈述指的是第5节中讨论的时间功率谱的特定表示。
2004-09-29 astro-ph
Convection and observable properties of late-type giants
我们发现，相反的是从一维静止模型大气，3D流体动力学模型预测对流的光谱特性的晚型巨星相当大的影响。这是由于对流过冲进入形式上稳定的外层大气层，在3D流体动力学模型中产生显著的颗粒图案，这对可观察到的光谱和颜色有直接影响。在标准一维模型大气的框架内，三维水力模型的平均热分层不能用任何合理的混合长度参数和湍流压力公式的选择来再现。在3D和1D之间，单个光度颜色的差异高达~0.2 mag，或ΔTeff~ 70 K。我们讨论了全三维流体动力学模型对解释晚型巨星可观测性质的影响，简要地提到了需要解决的问题和挑战，以便在5-10年内将这些模型用于天文学界的日常使用。
2005-12-14 astro-ph
On the Radial Structure of Radiatively Inefficient Accretion Flows with Convection
我们考虑了黑洞周围辐射低效流体动力吸积流的径向结构。我们发现，低粘度流动包括两个区域：一个外部对流为主的区域和内部对流为主的区域。这两个区域之间的过渡发生在约50史瓦西半径。
2001-10-16 astro-ph
Large Eddy Simulation of Solar Photosphere Convection with Realistic Physics
利用真实物理模型对太阳表面对流进行了三维大涡模拟。对流运动的热结构进入上层的光球辐射层，对流单体的大小范围，对流的穿透深度进行了研究。太阳光球层的一部分和对流区的上层，一个从0微米到可见表面以下20微米水平延伸60 × 60微米的区域，被认为是。我们从一个现实的初始模型的太阳状态方程和恒星物质的不透明度。求解了具有动力粘性和重力的完全可压缩辐射流体力学方程。我们用途：1）流体力学的高阶守恒TVD格式，2）辐射转移的扩散近似，3）亚网格尺度动力粘性模拟。模拟是在俄罗斯科学院计算中心的超级计算机MVS-15000 BM上的144个具有分布式存储器多处理器的处理器上，在600 x 600的均匀水平网格上进行的，具有168个非均匀间隔的垂直网格点。
2007-10-16 astro-ph
3D Hydrodynamical Simulations of Surface Convection in Red Giant Stars. Impact on spectral line formation and abundance analysis
我们研究了不同金属丰度的红巨星大气的三维流体动力学模型对离子和分子谱线形成的影响。我们进行了现实的3D模拟表面对流红巨星与不同的恒星参数。我们使用模拟作为含时流体动力学模型恒星大气计算原子（Li，O，Na，Mg，Ca，Fe）和分子（CH，NH，OH）谱线的假设下，本地热力学平衡（LTE）。我们比较线强度计算在3D与类似的线形成计算的结果为1D，流体静力学，平面平行的MARCS模型的大气，以估计3D模型的元素丰度的推导的影响。温度和密度的不均匀性和相关的速度在3D模型中，以及1D和平均3D结构之间的差异显着影响预测的线强度。在LTE的假设下，非常贫金属的3D模型大气的低大气温度导致中性物质和分子的谱线比1D中更强。因此，使用3D模型从这些线导出的元素丰度明显低于根据1D分析。对于[Fe/H]=-3的红巨星，由CH、NH和OH弱低激发线导出的C、N和O的3D和1D丰度的差值在-0.5 dex到-1.0 dex之间。在此金属丰度下，弱的低激发Fe I线也有较大的负修正（约-0.8 dex）。然而，我们警告说，偏离LTE可能对这些和其他元素很重要，并且与恒星颗粒化的影响相当。
2007-03-26 astro-ph
Turbulent Convection in Stellar Interiors. I. Hydrodynamic Simulation
我们描述了三维（3D）数值模拟的结果，旨在研究恒星内部的湍流对流，并将其与恒星混合长度理论（MLT）进行比较。在流动形态和速度幅度方面，2D中的模拟与3D中的模拟有显著不同。对流混合区更好地预测使用[动态边界条件]的基础上批量理查森数比纯粹的本地，静态的标准，如史瓦西或勒杜。MLT对混合长度为$\sim 1.1 H_p$的壳层对流的速度尺度和温度梯度给出了很好的描述，然而，还有其他重要的影响，它没有捕捉到边界附近。对流“过冲”最好描述为对流边界的弹性响应，而不是湍流涡旋对稳定层的弹道穿透。我们发现，材料夹带在边界处进行的速率与类似的实验室实验以及陆地大气混合的模拟和观测是一致的。特别是，归一化夹带率E= $u_E/σ_H$，是很好地描述了一个幂律依赖于散装理查森数$Ri_B = Δb L/σ_H^2$的条件下研究，$20\lesssim Ri_B \lesssim 420$。我们发现$E = A Ri_B^{-n}$，最佳拟合值，$\log A = 0.027 \pm 0.38$，和$n = 1.05 \pm 0.21$。我们讨论了这些结果对恒星演化计算的适用性。
2006-11-09 astro-ph
Hydrodynamic Thermonuclear Runaways in Superbursts
计算了超暴发生过程中吸积中子星表面层的热力学和动力学演化。在不稳定的12 C点火后的最初几个小时内，核能释放通过对流传输。然而，随着底部温度的升高，加热时间变得比涡流周转时间短，对流变得低效。这导致流体动力学核失控，其中加热时间变得比局部动力学时间短。这种流体动力燃烧可以将冲击波驱动到周围的层中，并且可能是在罗西X射线定时探测器观察到的两种情况下，在超级爆发开始之前发现的正常X射线爆发的触发器。
2006-09-10 astro-ph
Turbulent convection: comparing the moment equations to numerical simulations
可压缩对流的非局部水动力矩方程进行了比较，数值模拟。对流和辐射通量通常偏离小于20%的三维模拟，而平均热力学量是准确的，至少为2%的情况下，我们已经调查。在标准工作站上，力矩方程只需几分钟而不是几天即可求解。我们的结论是，这种对流模型有可能大大提高恒星的信封和核心，特别是A和F星的对流区的建模。
1999-09-20 astro-ph
2D Numerical Simulation of Stellar Convection
通过对含时可压缩对流的数值模拟，可以较详细地研究具有外对流区的恒星表面层的动力学和热结构。为了研究"恒星颗粒化“作为光谱类型的函数的性质，我们对各种恒星参数进行了详细的表面对流的二维辐射流体力学计算。这些模拟的主要特点进行审查，特别是参考标准的混合长度模型。
2000-03-06 astro-ph
Two-Dimensional Hydrodynamics of Pre-Core Collapse: Oxygen Shell Burning
采用直接流体动力学模拟方法，利用分段抛物方法（PPM）程序PROMETHEUS，研究了SN 1987 A祖星坍缩前对流氧燃烧壳层的性质。对流是太异质性和动态的，很好地近似一维扩散的算法，以前已被用于这个时代。出现了质的新现象。模拟是二维的，在半径和角度上具有良好的分辨率，并使用以赤道为中心的大（90度）切片。微观物理和初始模型进行了仔细的处理。许多定性的特征，以前的多维模拟对流，包括大的动能和声能通量，这是不占混合长度理论。少量但显著量的碳-12不均匀地混合到氧燃烧对流区中，导致产生比氧火焰本身高一个数量级以上的核能产生的热点。密度扰动（高达8%）发生在对流区的“边缘”，是进入稳定区的渗透流相互作用产生的重力波的结果。扰动的温度和电子分数在底部的对流区是足够大的爆炸性核合成产品的角度不均匀性，并需要包括在产量的定量估计。结合对流产生的羽状速度结构，扰动将有助于镍-56在整个超新星包层中的混合。进行不同分辨率和角度范围的测试，以测试这些方法的鲁棒性。
1997-02-27 astro-ph
Beyond 1D: spectral line formation with 3D hydrodynamical model atmospheres of red giants
我们提出了现实的，3D的，流体动力学的，在不同的有效温度和金属丰度的红巨星表面对流模拟的结果。我们使用对流模拟的时间依赖性，流体动力学，模型大气计算谱线配置文件的一些离子和分子的假设下，当地的热力学平衡（LTE）。我们将结果与基于1D流体静力学模型恒星大气的线形成计算的预测进行比较，以估计3D模型对元素丰度推导的影响。我们发现大的负3D-1D LTE丰度修正（通常为-0.5至-1德克斯）弱低激发线的分子和中性物种在非常低的金属丰度的情况下。最后，我们讨论了偏离LTE的中性铁谱线形成的情况下的程度。
2007-11-20 astro-ph
Formation of Large-Scale Semi-Organized Structures in Turbulent Convection
本文发展了一种新的湍流对流平均场论。该理论预测了无剪切湍流对流中的对流风不稳定性，该不稳定性导致形成大尺度的半组织的流体运动，其形式为单元或卷。这些运动的空间特征，如增长的扰动的最小尺寸和最大增长率的扰动的尺寸，被确定。这项研究还预测了剪切湍流对流中对流剪切不稳定性的存在，这将导致产生具有非零流体动力螺旋度的对流剪切波。切变的增加促进对流切变不稳定的激发。讨论了所得结果在大气湍流对流和湍流对流实验中的应用。这一理论也可用于描述天体物理中的细颗粒湍流对流。
2002-10-20 astro-ph
3D Radiative Hydrodynamics for Disk Stability Simulations: A Proposed Testing Standard and New Results
最近的三维辐射流体动力学模拟的原行星盘报告不同的磁盘行为，这些差异涉及对流磁盘冷却的重要性，磁盘冷却的金属丰度的依赖，以及磁盘的稳定性对碎片和团块的形成。为了保证可靠的结果，辐射物理算法必须证明处理高和低光学深度制度的能力。我们开发了一个测试套件，可用于演示算法的能力，放松已知的分析通量和温度分布，遵循收缩板，并适当地抑制或允许对流。然后，我们证明了Mejiá（2004）和Boley等人（2006）采用的辐射算法以及Cai等人（2006）和Cai等人（2007，准备中）采用的算法。以合理的准确度通过这些测试。此外，我们讨论了一个新的算法，耦合通量限制扩散与垂直射线，我们应用的测试套件，我们讨论了Boley等（2006）磁盘与这个新的例程的发展的结果。虽然结果是显着不同的细节与新算法，我们得到了相同的定性答案。由于对流，我们的磁盘不会快速冷却，并且它是稳定的。我们找到了一个有效的$α\approx 10^{-2}$。此外，输运由低阶模式主导。
2007-04-19 astro-ph
A two-columns formalism for time-dependent modelling of stellar convection. I. Description of the method
尽管在多维流体力学方面取得了很大的进展，但对恒星演化和恒星脉动的研究仍然依赖于一维计算。目前的工作设计了一种替代的混合长度理论或湍流模型通常采用的对流运输的建模在这样的研究。假设最大的对流模式产生的对流输送的大部分，对流速度场描述使用两个平行的径向列，以代表向上和下游流。在它们的连接界面上以流体流动和辐射形式的水平交换将两个柱耦合，并允许简单的循环运动。这种对流描述的主要参数具有直接的几何意义，即柱的直径（对应于对流单体的尺寸）和上升气流与下降气流之间的截面的比率。对于这种几何设置，辐射流体动力学方程的时间依赖性的解决方案计算从隐式计划的优点是不受Courant-Friedrichs-Lewy时间步长限制。为了证明这种方法，在造父变星对流区的例子的结果。
2008-11-24 astro-ph
Effects of convection on the mean solar structure
太阳对流和振荡研究的总体框架是太阳结构的球对称部分。我讨论这些属性的太阳内部对流和其他可能的流体动力学运动和日益详细的信息，这是由日震数据提供的结构。太阳模型对对流的最基本依赖是固定太阳半径的校准。太阳和太阳模型之间的振荡频率差异的主要原因似乎位于对流区的顶部附近。然而，也有证据表明，对流层以下可能存在弱混合，也许在太阳核心。前者至少可能是由于对流运动渗透到下面的稳定层中而引起的。
1997-02-13 astro-ph
Convection in stellar envelopes: a changing paradigm
回顾了近十年来恒星对流理论的研究进展。讨论了高瑞利数下恒星包层对流与实验室对流的异同。太阳表面层的直接数值模拟，除了原子物理学之外，没有其他输入，流体动力学和辐射转移方程现在能够非常准确地再现观测到的热通量、对流速度、颗粒模式和线轮廓。这些结果表明，恒星包层中的对流本质上是一个非局部过程，由表面冷却驱动。这明显不同于传统的恒星对流的局部概念，如在平均超绝热梯度的涡旋级联的看法。这对我们的物理图像中的对流信封的过程的后果是说明了太阳黑子热通量阻塞的问题，从对流区的基础上爆发的磁通量，和锂耗尽的问题。
1996-05-06 astro-ph
