The M4 Transition: Toward a comprehensive understanding of the transition into the fully convective regime
光谱型~M4以上和以下恒星结构的差异预计是一个非常重要的差异，直接或间接地与冷恒星的各种观测现象有关-如旋转、活动、磁场产生和拓扑结构、这些演化的时间尺度，甚至基本的质量-半径关系。在这次冷星XVI分裂会议中，我们的目标是利用M4转变作为讨论低质量恒星内部以及决定其基本性质的机制的机会。在会议结束时，阐明了几个要点。虽然M矮星在完全对流边界上表现出显著的变化，但这种“M4转变”在观测上并不尖锐或离散。相反，M矮星的性质（即半径，有效温度，旋转，活动寿命，磁场强度和拓扑结构）在M3-M6光谱类型之间显示出平滑的变化。此外，大范围的恒星质量共享相似的光谱类型周围的完全对流过渡。在M6-M8谱型处似乎有第二次跃迁，在其下方存在磁场拓扑的明显二分法。最后，我们使用会议中提出的信息和想法来构建一个框架，以了解具有特定质量和化学成分的M矮星的结构如何响应其磁场的存在，磁场本身由链接恒星旋转，内部结构和场拓扑的反馈过程驱动。
2010-12-15 astro-ph.SR
A modest change in magnetic braking at the fully convective boundary explains cataclysmic variable evolution
Universidad Técnica Federico Santa María (UTFSM)（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso (PUCV)（瓦尔帕莱索天主教 Pontificia 大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
本文研究了在完全致密边界处磁制动的微小变化对 cataclysmic 变量演化的影响，发现适度的磁制动减弱能解释轨道周期分布和质量-半径关系。
2026-03-15 astro-ph.SR
A discontinuity in the luminosity-mass relation and fluctuations in the evolutionary tracks of low-mass and low-metallicity stars at the Gaia M-dwarf gap
盖亚M-矮星间隙是最近在色星等图中发现的一个特征，显示在主序低端缺乏低质量和低金属丰度的恒星。我们的目标是在低金属丰度进行理论恒星建模，使用一个精细的质量步骤和精细的时间步长，特别是寻找从部分到完全对流的过渡模型，因为对流接吻不稳定，发生在这个过渡被认为是差距的原因。用MESA方法模拟了金属丰度为Z = 0.01、Z = 0.001和Z = 0.0001的恒星演化模型，质量步长为0.00025 M $_{\odot}$，时间步长为50，000年。小的时间步长产生的模型在Hertzsprung-Russell（HR）图中的进化轨迹中经历循环。有效温度和光度的波动对应于对流包层底部与对流核心顶部合并的重复事件，将$^3$ He从核心输送到表面。除了从部分对流到完全对流的切换事件外，还发现了几个产生低振幅波动的近合并事件，低金属丰度模型经历对流接吻不稳定性的时间更长，波动振幅比金属丰度更高的模型更高。模型中使用的小质量步长揭示了所有三种金属丰度下光度-质量关系的不连续性。
2021-04-28 astro-ph.SR
The first 3D MHD core-collapse progenitors II: Rotation, magnetic-field amplification, and magnetic topology
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Keele University（基尔大学）
通过三维磁流体动力学模拟，研究快速自转磁化前身星在核坍缩前的角动量分布、磁场放大和磁拓扑，发现对流区驱动角动量重新分布并放大磁场，为磁转动核坍缩模拟提供更真实的初始条件。
2026-05-21 astro-ph.SR
On Convective Turnover Times and Dynamos In Low-Mass Stars
本研究基于恒星自转与X射线观测推导经验对流周转时间，并结合MESA模型揭示其指示跨越全对流边界的恒星深部发电机作用。
2024-10-25 astro-ph.SR
Simulations of fully convective M dwarfs: dynamo action with varying magnetic Prandtl numbers
M矮星是低质量的主序星，是太阳附近数量最多的恒星类型，已知它们具有显著的磁场活动。本工作的目的是探索发电机的解决方案和磁场的完全对流M矮星与不同的磁普朗特数${\rm Pr_M}$，和旋转周期（${\rm P_{rot}}$）为43天。已知${\rm Pr_M}$在发电机作用中起重要作用;低- $\rm Pr_M$和大- $\rm Pr_M$的发电机具有非常不同的性质。我们进行了三维磁流体动力学（MHD）的数值模拟与“星在一个盒子”模型使用恒星参数的M5矮星与$0.21 M_{\odot}$。我们发现发电机的解决方案是敏感的${\rm Pr_M}$。在这个旋转周期的模拟目前的大规模磁场的周期性循环${\rm Pr_M} \leq 2$ ;对于更高的值的周期消失和不规则的解决方案出现。我们的研究结果是一致的，与以前的研究表明，发电机在完全对流星的行为类似的部分对流星。
2022-06-28 astro-ph.SR
Magnetic field generation in PMS stars with and without radiative core
最近对前主序星磁场的观测表明，磁场拓扑结构随年龄而变化。速跃层的存在可能是发展具有更高多极模式的磁场的重要因素。在这项工作中，我们进行了MHD模拟使用EULAG-MHD代码来研究磁场的产生和演化的模型，模拟恒星在两个演化阶段。两个恒星相的分层计算拟合恒星结构的配置文件获得的ATON恒星演化代码。第一阶段是在$1.1 \mathrm{Myr}$，当恒星完全对流。第二阶段是在$14 \mathrm{Myrs}$，此时恒星部分对流，辐射核心发展到恒星半径的$30\%$。在这篇论文中，我们提出了一个初步的分析所产生的平均流量和磁场。平均流分析表明，恒星旋转几乎刚性的完全对流相，而在部分对流相有差异的旋转等旋转的圆锥轮廓。至于平均磁场，两个模拟都显示了场演化的相似性。然而，磁场的拓扑结构不同。
2017-11-06 astro-ph.SR
A Topology for the Penumbral Magnetic Fields
我们描述了一个方案的拓扑结构的磁场在半影，占最近的观察显示上升流，下降流，和反向磁极。根据我们的推测，短而窄的磁环充满了半影光球层。沿着这些拱形场线的流动是造成Evershed效应和对流输送的原因。这种情况似乎是定性与大多数现有的观测，包括暗核心的半影灯丝报告Scharmer等人。每个明亮的灯丝暗核心将是一个系统的两个成对的对流卷与暗核心跟踪的共同车道等离子体下沉。磁回路在其中一个明亮的灯丝上有一个热的足点，在黑暗的核心上有一个冷的足点。这种情况符合我们大多数的理论偏见（沿磁力线的虹吸流，翻转对流的存在，下降气流对磁力线的拖曳等）。如果这个猜想被证明是正确的，那么在半影中观察到的温和的向上和向下的速度必须随着分辨率的提高而增加。这和其他观测测试，以支持或反驳的情况下提出。
2009-02-26 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Reversals in a Cyclic Convective Dynamo
我们研究的作用，磁螺旋度在促进循环磁活动的全球，三维，磁流体动力学（MHD）模拟的对流发电机。该模拟的特点是对流区内存在的环形场的相干带，在南北半球具有相反的极性。在整个周期的大部分时间里，这些带的磁螺旋度在北半球是负的，在南半球是正的。然而，在每个周期的下降阶段，这个半球规则逆转。我们把这归因于一个全球性的重组的磁拓扑结构，这是由跨赤道的带的相互作用引起的。这种带的相互作用似乎是最终负责，或至少与，衰减和随后的逆转的环形带和极场。我们简要地讨论了这些结果的太阳观测的背景下，这也表明了一些潜在的证据环带相互作用和螺旋度反转的影响。
2016-05-31 astro-ph.SR
How plasma coupling and convective-zone depth shape the rotation of solar-mass stars
Instituto Superior de Gestão（高等管理学院）；Centro de Astrofísica e Gravitação - CENTRA, Departamento de Física, Instituto Superior Técnico IST, Universidade de Lisboa - UL（里斯本大学高等理工学院物理系天体物理学与引力中心）；Atlântica – Instituto Universitário（大西洋大学学院）
研究通过分析太阳质量恒星的自转速率，探讨对流区深度和等离子体耦合参数与自转的关系，发现联合考虑两者时存在显著相关性，但随着年龄增长相关性减弱。
2026-05-12 astro-ph.SR
Effect of $^{12}C+$ $^{12}C$ Reaction & Convective Mixing on the Progenitor Mass of ONe White Dwarfs
质量在~8 - 12 $M_{\odot }$的恒星是数量最多的大质量恒星。这个质量范围是关键的，因为它可能导致超新星（SN）爆炸，因此它对重元素的产生和星系的化学演化非常重要。我们研究了临界过渡质量（$M_{up}$），这是达到流体静力学碳燃烧条件的最小初始恒星质量。质量< $M_{up}$的恒星演化到渐近巨星分支，然后发展成CO白矮星，而质量为$\geqslant $ $M_{up}$的恒星则点燃部分简并的CO核中的碳，形成电子简并的ONe核。这些恒星演化到超级AGB（SAGB）阶段，要么成为一颗白矮星的祖先，要么最终爆炸成为电子捕获SN（EC-SN）。我们研究了$M_{up}$对C燃烧反应速率和对流混合处理的敏感性。特别是，我们显示的效果最近确定的$^{12}C+$ $^{12}C$融合率，以及对流核心的扩展过程中的氢和氦燃烧对$M_{up}$在太阳金属丰度恒星。我们选择了9个$M_{\odot }$模型来显示新的C燃烧速率下的详细演化特征。
2014-10-07 astro-ph.SR
Calibrating the updated overshoot mixing model on eclipsing binary stars: HY Vir, YZ Cas, X2 Hya & VV Crv
具有对流核的分离食双星为研究对流核超调提供了一个很好的工具。对经典的过冲模型进行了修正，并对一些双星进行了验证。经典的过冲模型简单地扩展了完全混合区的边界。然而，经典的过冲模型是物理上不合理的，与日震研究不一致。最近建立了一个更新的超调混合模型。模型中有一个关键参数。在本文中，我们使用了四个食双星的观测，即，HY Vir、YZ Cas、$\rm{χ^2}$ Hya和VV Crv，以研究参数的合适值。发现食双星定标的建议值与其他方法的建议值是一致的。研究了改进后的超调模型对恒星结构的影响。对流/过冲混合的扩散系数在对流区非常高，然后在对流边界附近迅速减小，并在过冲区指数减小。过冲区扩散系数的低值导致弱混合和部分混合过冲区。半对流，这出现在标准的恒星模型中的低质量恒星的对流核心，被删除的部分过冲混合。
2014-04-17 astro-ph.SR
Statistical Signatures of Nanoflare Activity. III. Evidence of Enhanced Nanoflaring Rates in Fully Convective stars as Observed by the NGTS
本文利用统计与傅里叶技术分析NGTS观测的M矮星光变曲线，发现全对流M2.5V及更晚亚型恒星的纳耀斑率显著增强，并揭示了耀斑幂律指数和衰减时标随亚型的变化，表明全对流大气有利于小尺度磁重联。
2023-09-18 astro-ph.SR
Modelling fully convective stars in eclipsing binaries: KOI-126 and CM Draconis
我们提出的模型的组成部分的系统KOI-126和CM天龙座，两个食双星系统已知的日期包含恒星的质量低到足以有充分的对流内部。我们能够令人满意地模拟KOI-126系统，找到所有三个组件的半径和表面温度的一致解决方案，使用对流区中混合长度参数α的类似太阳的值，以及PHOENIX NextGen 1D模型大气的表面边界条件。根据化学成分，我们估计该系统的年龄在3-5 Gyr之间。另一方面，对于CM Draconis，我们无法使用基于运动学的当前贫金属成分估计来使我们的模型与观测到的半径和T_eff相一致。较高的金属丰度会减少但不会消除这种差异。然后，我们探讨了改变混合长度参数α的影响。如文献中先前所述，减小的α可用作由于旋转和感应磁场而导致的较低对流效率的简单量度。我们的模型对α的敏感性（α< 1.0）足以部分解释半径差异。然而，仅仅根据降低的α的影响，不可能使模型与观测结果相一致。因此，我们认为高金属丰度和α还原的综合效应可以解释天龙CM的观测结果。例如，将系统的金属丰度增加到超太阳值（即Z = 2 Z_sun），在α= 1.0的情况下会产生2 σ内的一致性。
2012-02-20 astro-ph.SR
Pre-main-sequence variability across the radiative-convective gap
我们使用I波段成像进行1300万年前的集群h Per的变异调查。我们发现很大一部分集群成员是可变的。最重要的是，我们发现，变量成员几乎完全位于对流侧的差距在集群序列之间的完全对流的恒星和那些有辐射的核心。这一结果与一种情况是一致的，即当恒星从完全对流变为包含辐射核时，磁场改变拓扑结构。当恒星处于对流状态时，磁场似乎被大尺度结构所控制，从而导致全球大小的斑点，驱动着观测到的变化。对于那些具有辐射核的恒星，我们观察到由于斑点而明显缺乏变化，这表明切换到由较小尺度结构主导的磁场，导致许多较小的斑点，因此不太明显的变化。这意味着宽场变率调查可能只对完全对流的恒星敏感。一方面，这减少了挑选年轻星群的机会（因为对流星质量较低，因此较暗），但相反，对流序列头部的绝对星等为那些被发现的星群提供了一个直接的年龄测量。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Investigating magnetic activity in very stable stellar magnetic fields: long-term photometric and spectroscopic study of the fully convective M4 dwarf V374 Peg
超快速旋转（$P_\mathrm{rot}\approx0.44 d$）的完全对流的单颗M4矮星V374 Peg是一个著名的实验室，用于研究稳定磁拓扑中的强烈恒星活动。作为恒星磁场的可观测代理，我们研究了光变曲线的稳定性，从而研究了光斑的结构。我们还测量了耀斑和日冕物质抛射（CME）的发生率。我们分析了光谱观测，$BV(RI)_C$测光覆盖5年，和额外的$R_C$测光，扩大了时间基础超过16年。光变曲线表明这是一个几乎刚体旋转的天体，而且它的光点结构在16年内都是稳定的，这证实了之前关于非常稳定的磁场的说法。我们观察到夜间时间尺度上的小变化，以及频繁的闪光，包括可能的交感闪光。最强的耀斑似乎更集中在光变曲线指示较小活动区域的相位附近。光谱数据显示，这是一个复杂的日冕物质抛射，有回落和再喷射的物质，最大投射速度为$\approx$ 675 km/s。我们观察到的日冕物质抛射率远低于根据太阳耀斑-日冕物质抛射与活跃恒星的关系外推的预期。
2016-04-01 astro-ph.SR
The mass discrepancy in intermediate- and high-mass eclipsing binaries: the need for higher convective core masses
（节略）光谱双线双星系统（SB 2）是校准恒星内部结构和演化理论的优秀实验室。我们的目标是研究双星的质量差异。我们研究了近核混合对恒星对流核质量的影响，并在质量差异的背景下解释了结果。两种情况被认为是，在一个单独的恒星组成的二元系统被视为彼此独立的，他们被迫有相同的年龄和初始化学成分。我们发现，在我们的样本中存在的质量差异，它是反相关的恒星的表面重力。没有发现与其他基本参数和大气参数，包括恒星质量的相关性。这种质量差异可以通过增加恒星演化模型中近核混合的数量来部分解释。我们还发现，忽略微湍流速度和湍流压力在恒星大气模型的热演化恒星的结果高估其有效温度高达8%。再加上增强的近核心混合，这几乎可以完全解释V380 Cyg演化的主要成分的30%质量差异。我们发现质量差异和对流核心质量之间有很强的联系。在热演化恒星的光谱分析中，考虑额外的近核边界混合和一致性处理的联合作用，可以解决质量差异问题。我们的二进制模拟结果对流的核心质量之间的17%和35%的恒星质量，在很好的协议与结果重力模式asteroseismology的单星。这意味着在主序末期氦核的质量比目前预期的要大。
2020-03-19 astro-ph.SR
Rotation at the Fully Convective Boundary: Insights from Wide WD + MS Binary Systems
该研究利用185个宽轨道白矮星+主序星双星样本，通过陀螺年代学模型结合磁制动定律等，揭示全对流边界处主序星自转周期变化特征，指出温度误差限制了其对近边界M型矮星的年龄测定应用。
2024-12-01 astro-ph.SR
Magnetic field morphologies in convective zones influenced by a turbulent surface layer
针对低质量恒星大尺度偶极磁场难以在强湍流可压缩流中重现的问题，本文使用MagIC软件在极端参数下模拟对流发电机，发现湍流表层引发的全局磁抽运机制能将磁能传输至深层，促进偶极对称磁场的时间演化，与观测相符。
2025-05-10 astro-ph.SR
Left Ringing: Betelgeuse Illuminates the Connection Between Convective outbursts, Mode switching, and Mass Ejection in Red Supergiants
本文利用流体动力学模拟揭示了红超巨星 Betelgeuse “大变暗”背后的机制：异常高温对流羽流上升引发表面物质抛射并打破脉动相位相干性，导致脉动周期从 400 天基模切换至 200 天第一泛音，预测其将在 5-10 年内恢复基模。
2023-05-16 astro-ph.SR
The treatment of mixing in core helium burning models -- II. Constraints from cluster star counts
核心氦燃烧过程中对流边界的处理是恒星演化计算中的一个基本问题。在论文~I中，我们表明，这些恒星的新的星震观测表明，它们要么有非常大的对流核，要么有捕获g模的对流/部分混合区。我们探测这种混合推断渐近巨星分支（AGB）和水平分支（HB）的相对寿命从$R_2$，这些恒星在最近的HST测光的48个银河系球状星团的观察比率。我们对$R_2$的新测定比以前的研究更加自洽，我们对$R_2 = 0.117 \pm 0.005$的总体计算是目前最具统计学稳健性的。我们还建立了HB和AGB团之间的光度差为$Δ\log{L}_\text{HB}^\text{AGB} = 0.455 \pm 0.012$。我们的研究结果符合早期的发现，即标准模型预测的$R_2$低于观察到的。我们证明了模型中不确定性的主要来源是混合的处方和随机效应，可以从其数值处理。我们从观测中得到的光度概率密度函数在AGB团附近有一个尖锐的峰值。这构成了一个强有力的新论点，反对核心呼吸脉冲，扩大了预测的宽度的峰值。我们的结论是，这两个混合计划，可以匹配的asteroseismology是能够匹配的球状星团的意见，但只有当（一）核心呼吸脉冲是避免在模型中的对流/部分混合区，或（二）模型与大型对流核心有一个特定的深度混合下的史瓦西边界在随后的早期AGB“重力”对流。
2015-12-15 astro-ph.SR
On the Stability of Non Force-Free Magnetic Equilibria in Stars
在白矮星、中子星和各种非对流恒星{区}中存在稳定的磁位形，这一点已得到公认。最近的数值计算表明，各种平衡族，包括轴对称混合极面-环面构型，都是稳定的。在这里，我们测试的稳定性的解析推导出的非无力的磁平衡，使用三维磁流体动力学模拟：混合配置相比，其纯极向和纯环形组件的动态演变，都是已知的不稳定。混合平衡在白噪声扰动下没有不稳定的迹象。{This因此，配置提供了一个很好的描述非对流恒星物体内部的磁平衡拓扑结构，将是有用的初始化磁旋转输运的恒星演化代码。
2010-09-27 astro-ph.SR
Common dynamo scaling in slowly rotating young and evolved stars
对晚型恒星的活动和磁性的一种解释是，它们都随着罗斯比数的减少而增强，直到饱和水平，这表明恒星发电机依赖于旋转和对流湍流。然而，一些研究声称，旋转本身就足以充分参数化这种缩放。在这里，我们解决的问题，包括演化的，后主序星的旋转活动关系的分析，湍流恒星发电机的相关性。与主序星相比，这些恒星旋转非常缓慢，但表现出类似的活动水平。我们发现，这两个演变阶段落在一起的旋转活动图，并形成一个单一的序列在不饱和制度的关系，只有来自恒星模型的Rossby数，确认早期的初步结果，依赖于一个更简单的参数化对流周转时间。这反映了最近完全对流的M矮星的结果，它们同样落在与部分对流太阳型恒星相同的旋转活动序列上。我们的研究结果表明，湍流在驱动恒星发电机中起着至关重要的作用，并表明有一个共同的与磁场相关的发电机机制解释了所有晚型恒星的磁活动。
2020-03-19 astro-ph.SR
On the Stability of a General Magnetic Field Topology in Stellar Radiative Zones
本文简要介绍了恒星古磁场的形成以及在特定的磁场结构下可能出现的不稳定性。特别地，如Tayler（1973）、Markey & Tayler（1973）和Tayler（1980）最初研究的，对于极向、环向和混合极向-环向轴对称磁场位形，可以发生纯磁不稳定性。然而，在大质量恒星表面观测到的大多数磁场配置都是非轴对称的。因此，扩展早期研究的轴对称泰勒不稳定性的球形几何（Goossens，1980），我们介绍了一个制定的全球变化的势能包含在一个对流稳定的区域给定的任意拉格朗日扰动，它允许包括轴对称和非轴对称磁场。有了这个工具在手，一个路径示出了更一般的稳定性准则可以建立。
2016-10-27 astro-ph.SR
A catalogue of rotation and activity in early-M stars
我们提出了一个目录的旋转和色球活动的334 M矮星的光谱类型M0-M4.5填充的参数空间周围的边界充分对流的样本。我们获得了206个目标的高分辨率光谱，并确定了预计的旋转速度，vsini和Halpha发射。数据相结合的测量vsini在现场的恒星从文献中相同的光谱类型。我们的样本在现有文献中增加了157个新的旋转测量值，几乎是可用vsini样本的两倍。最后一个样本提供了一个统计上有意义的旋转和活动在过渡到充分的对流在太阳附近的图片。我们确认的急剧上升的部分活跃的恒星在过渡到充分对流已知从早期的工作。此外，我们看到同一颗恒星的自转速度明显上升。在极少数的恒星中，没有色球活动，但报告了旋转增宽的检测。我们认为，所有这些都可能是虚假的检测;我们的结论是，在我们的样本中，所有显着旋转的恒星都是活跃的，所有活跃的恒星都显着旋转。旋转活动的关系是有效的部分和完全对流星。因此，我们没有观察到任何证据的过渡，从一个旋转为主的发电机在部分对流的恒星旋转独立的湍流发电机在完全对流的恒星;湍流发电机在完全对流的恒星周围的光谱类型M4仍然是由旋转驱动。最后，我们比较了33颗恒星的投影旋转速度的文献中来自测光的旋转周期，并确定其中一些倾斜。
2012-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetospheric accretion on the fully-convective classical T Tauri star DN Tau
我们在此报告在“磁性原恒星和行星”方案范围内用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOns对经典金牛座T星DN Tau进行分光偏振观测的结果。我们推测DN Tau是一颗年龄约200万年、半径为1.9 ± 0.2 Dsun、光球温度为3，950 ± 50 K、光度为0.8 ± 0.2 Lsun、自转周期为6.32 d的全对流星。清晰的圆偏振塞曼签名检测到光球和吸积供电的发射线，探测纵向领域高达1.8千克（在He 1 D3吸积代理）。旋转调制的塞曼签名，检测到在光球和吸积线，是不同的，在我们的2个运行，提供进一步的证据表明，领域的cTTS产生的非平稳发电机。使用断层成像，我们重建地图的大规模领域，光球亮度和吸积供电的发射在DN头表面在这两个时代。我们发现，磁拓扑结构主要是极向的，并在很大程度上是轴对称的，与八极分量（极性强度0.6-0.8 kG）1.5- 2.0倍大于偶极分量（极性强度0.3-0.5 kG）。DN Tau在这两个时期都以向极吸积为主。然而，DN Tau的大尺度偶极分量太弱，无法破坏周围的吸积盘超过共转半径的65-90%（在此半径处，盘的开普勒周期与恒星自转周期相匹配），这表明DN Tau尽管完全对流，但已经在旋转了。
2013-08-23 astro-ph.SR
Wave topology of stellar inertial oscillations
本研究发现恒星对流区惯性波具有与陈数1相关的拓扑性质，包括单向顺行振荡模式和傅里叶空间相位奇点，且对噪声具有鲁棒性，提出了一种基于拓扑的波检测方法。
2024-11-13 astro-ph.SR cond-mat.mes-hall
The circumstellar environment of the young, low-mass dipper star JH 223. Accretion and large-scale magnetic field topology
Universidade Federal de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯联邦大学）；Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Seoul National University（首尔国立大学）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Univ. de Toulouse（图卢兹大学）
研究年轻低质量迪普星JH 223的星周环境，通过分析吸积过程和大尺度磁场拓扑，揭示其磁盘截断半径与自转周期的关系。
2026-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The effective temperature -- radius relationship of M-dwarfs
M型矮星为在太阳系之外寻找可居住的世界提供了非常有利的条件。凌日系外行星基本参数的估计依赖于宿主M矮星半径和有效温度的理论预测的准确性，因此非常低质量恒星（VLM）模型（M矮星的理论对应物）的多个经验测试的重要性。最近对已知金属丰度的M矮星样本的质量、半径和有效温度的测定揭示了有效温度-半径图中对应于质量约为0.2Mo的恒星的假定不连续性，这被归因于从部分对流到完全对流的恒星的转变。在本文中，我们将现有的VLM模型与这些观测结果进行了比较，发现理论并没有预测在0.2Mo附近的任何不连续性，而是在这个质量值附近有效温度-半径关系的斜率的平滑变化。不连续性5的出现是由于用线性段天真地拟合经验数据。此外，它的起源与向完全对流结构的转变无关。我们发现，这一功能，而不是一个经验签名过渡到一个政权，电子简并提供了一个重要的贡献恒星EOS，并构成了额外的测试的一致性的理论框架VLM模型。
2019-05-09 astro-ph.SR
Stellar Characterization and Radius Inflation of Hyades M Dwarf Stars From the APOGEE Survey
本文利用APOGEE高分辨率H波段光谱分析48颗毕宿星团M矮星，测定其恒星参数，发现其半径相对恒星模型存在膨胀，且膨胀与对流状态、自转速度和恒星黑子覆盖率密切相关。
2023-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
M dwarf companions to white dwarfs I: relating magnetic activity, rotation and age
利用斯隆数字巡天（SDSS DR 7）中最大、最均匀的白矮星/M矮星（WD/dM）双星样本，研究了M星的磁活动、自转、磁制动和年龄之间的关系。这些关系进行了研究，分别为密切WD/dM二进制经历了一个共同的信封阶段，从而包含潮汐锁定，因此快速旋转的M矮星，和广泛的WD/dM二进制从未相互作用。对于宽WD/dM二进制样本，我们发现，M矮活动分数显着高于单M星的光谱类型M0到M5的测量。我们认为这种效应是由于宽SDSS WD/dM双星中的M矮星平均而言显着年轻，因此比M矮星人口更活跃。在宽WD/dM双星中测量到的M矮星活动分数也显示从光谱类型M3到M5显着增加，其中这些低质量恒星变得完全对流。这提供了额外的观测证据，磁制动效率较低的完全对流边界以下，在协议的假设，完全对流的恒星有相当长的活动寿命比部分对流的恒星。我们所有的密近双星中的M矮星都是活跃的，与光谱类型无关，这为由于快速旋转而增强的磁活动提供了强有力的观测证据。在我们的密近双星样本中，M矮星的旋转速度明显高于在M矮星中所看到的，然而磁活动的强度仍然饱和在log LH alpha/Lbol约-3.5。这明确地证实了M矮星饱和型旋转活动关系。
2012-12-17 astro-ph.SR
Origin of magnetism in early-type stars
根据我们对恒星演化的理解，早型恒星具有辐射包层和对流核心，这是由于CNO循环产生的陡峭温度梯度。其中一些恒星（主要是亚类Ap和Bp）有很强的磁场，足以用塞曼效应直接观测到。在这里，我们提出了一个$2 ~M_{\odot}$ A型星的三维磁流体动力学模拟使用的星在一个盒子模型。我们的目标是探索模拟的恒星是否能够保持一个磁场一样强的观察，通过发电机驱动的对流核心，或通过保持一个稳定的化石场配置来自其早期演化阶段，使用不同的旋转速率。我们建立了两个模型，一个部分辐射和一个完全辐射的，这是由导热系数的值。我们的模型能够探索这两种情况，包括对流驱动的发电机。
2023-03-19 astro-ph.SR
Magnetic field observations of low-mass stars
在过去几年中，已经可以直接测量光谱类M的低质量恒星的磁场。这篇文章总结了从塞曼分析中得到的M矮星在积分光和偏振光中的直接磁测量数据。在整个M光谱范围内都发现了千高斯强度的强磁场，到目前为止，所有光谱类型为M6及以后的场M矮星都显示出强磁场。来自偏振光的塞曼多普勒图像发现了较弱的磁场，这可能携带了部分和完全对流恒星中磁场产生的重要信息。
2009-01-13 astro-ph.SR
Exploring the magnetic field complexity in M dwarfs at the boundary to full convection
基于详细的光谱合成，我们进行定量测量的强度和复杂性的表面磁场在四个著名的M-矮星GJ 388，GJ 729，GJ 285，和GJ 406填充的质量制度之间的边界部分和完全对流的恒星。非常高的分辨率R=100000，高信号噪声（高达400）近红外斯托克斯我光谱与CRIRES在ESO的超大型望远镜覆盖区域的FeH Wing-Ford过渡在1妈妈。所有四颗恒星的场分布都有三组不同的场分量，这些数据既不符合不同场强的平滑分布，也不符合一个覆盖整颗恒星的平均场强。我们发现GJ 285的场分布与其他三个目标相比存在细微差异的证据。GJ 285还具有3.5kG的最高平均场和7-7.5kG的最强最大场分量。在我们的样品中，最大局部场强似乎与旋转速率相关。虽然平均场强是饱和的，但我们样本中的最大局部场强没有显示出饱和的证据。我们没有发现部分和完全对流星的场分布之间的差异。有证据表明磁场分布与其他三颗不同的恒星是最活跃的恒星（即具有最大的x射线光度和平均表面磁场），旋转速度相对较快。一个可能的解释是旋转决定了表面磁场的分布，即使在平均磁场已经饱和的恒星中，局部磁场强度也会随着旋转而增加。
2014-01-21 astro-ph.SR
Relation of X-ray activity and rotation in M dwarfs and predicted time-evolution of the X-ray luminosity
我们提出了一个样本的14 M矮星观察XMM-牛顿和钱德拉，我们还计算了旋转周期开普勒两轮（K2）任务光变曲线。我们从文献中收集了X射线和旋转数据，并对所有数据集进行了均匀化处理，以提供迄今为止用于X射线活动和旋转研究的最大均匀M矮星样本（302颗恒星）。然后，我们拟合之间的关系$L_{\rm x} - P_{\rm rot}$使用三个不同的质量箱，以分离部分和完全对流星。我们发现一个陡峭的斜率在不饱和制度的完全对流的恒星和非恒定的$L_{\rm x}$水平在饱和制度的所有群众。在$L_{\rm x}/L_{\rm bol}-R_{\rm O}$空间中，我们发现了一个显著的双能隙，它可能与不连续的周期演化有关。然后，我们结合角动量演化模型预测的$P_{\rm rot}$的演化与我们的经验$L_{\rm x} - P_{\rm rot}$关系的新结果，提供了一个估计的年龄衰减的X射线光度。我们将这种关系的预测与已知年龄从1亿年到几十亿年的M星的实际X射线光度进行比较。我们发现预测的$L_{\rm x}$和部分对流星的观测值之间非常好的协议。然而，对于几十亿年的完全对流恒星，由于角动量演化模型低估了这些恒星的自转周期，因此构建的$L_{\rm x}-$年龄关系高估了X射线光度。最后，我们研究了不同参数化的Rossby数（$R_{\rm O}$）的活性旋转关系的形状在$L_{\rm x}/…
2020-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of Fieldline Topology on Energy Propagation in the Corona
研究光球足点运动对含磁零点的磁场结构的影响。足点运动在光球边界上被规定为一个速度场，它与磁场纠缠在一起。我们调查的传播注入的能量，能量的转换，出现的电流层和其他后果的非平凡的磁场拓扑结构在这种情况下。这些边界运动最初导致磁能和动能的增加。在此之后，从光球输入的能量被部分耗散，部分通过坡印亭通量传输出域。分界线层和磁零点的存在从根本上改变了扰动从光球层到日冕的传播行为。根据光球附近的磁力线拓扑结构，能量要么被捕获，要么自由传播到日冕。
2017-10-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The rotational shear layer inside the early red-giant star KIC 4448777
我们介绍了早期红巨星KIC 4448777的星震研究，补充和整合了以前的工作（Di Mauro et al. 2016），旨在通过分析{ \it Kepler}卫星在其第一次标称任务的四年中收集的全部数据来表征其内部的动力学。我们采用贝叶斯推断程序DIAMOND（Corsaro \& De Ridder 2014）进行峰值装袋分析和星震分裂反演方法，推导出恒星的内部旋转轮廓。新的混合模式分裂的检测，更集中在非常内部的氦核心，使我们能够重建的角速度剖面更深入到内部的恒星和解开的细节比在论文一：氦核几乎刚性地旋转，大约比对流包层快6倍，而氢壳层的一部分似乎以比He核低1.15倍的恒定速度旋转。特别是，我们研究了快速旋转的辐射内部和缓慢的对流区之间的内部剪切层，我们发现，它部分位于氢壳层内的$r \simeq 0.05R$和延伸的核心信封边界。最后，我们从理论上探讨了未来探测红巨星对流包络的可能性，并得出结论，即使假设有大量的模式，一组只有低调和度$l\leq 3$的分裂反演也不能详细地解决这个区域的旋转轮廓。
2018-05-23 astro-ph.SR
Chromospheric activity among fast rotating M-dwarfs in the open cluster NGC 2516
我们报告径向速度（RV），投影赤道速度（v sin i）和钙II三重态（CaT）色球活动指数为237晚K到中期M的年轻疏散星团NGC 2516的候选成员。这些恒星的自转周期在0.1到15天之间。中分辨率光谱是使用甚大望远镜的长颈鹿摄谱仪获得的。根据210个目标的自愿返回书确认了成员资格。当我们转向较冷的光谱类型时，我们看到快速旋转子的比例显着增加。大约20%的M0-M1恒星的vsin i > 15 km/s，而M4恒星的vsin i则增加到90%。来自CaT（8498 A和8542 A）的前两条线的活动指数显示出不同的依赖于旋转周期和质量的恒星位于完全对流边界的上方和下方。光谱类型为K3-M2.5的高质量恒星，其色球活动随罗斯比数（周期与对流周转时间的比值）的减小而增加，当罗斯比数小于0.1时达到饱和。对于较冷的恒星，它们可能是完全对流的，并且几乎所有的罗斯比数都小于0.1，随着（V-I）_0的增加，色球活动明显减少，相当于光谱类型M2.5和M4之间的2-3倍。这种在低罗斯比数下活动水平的降低在星团M矮星或活动场M矮星的日冕的X射线观测中是看不到的。对于任何光谱类型的恒星，在罗斯比数小于0.01时，都没有色球活动过饱和的证据。我们认为，在NGC~2516的色球发射超过光谱类型M3的极限水平的下降，像在现场的恒星旋转速率的同时增加，与全球磁拓扑结构的变化，因为恒星接近完全对流边界，而…
2010-04-26 astro-ph.SR
From convective stellar dynamo simulations to Zeeman-Doppler images
本研究利用不同自转速率的太阳型 MHD 模拟磁场数据，基于球谐展开检验 ZDI 对表面磁场拓扑的重建能力，发现其可恢复大尺度结构但低估场强并高估轴对称性。
2024-01-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Can we predict the global magnetic topology of a pre-main sequence star from its position in the Hertzsprung-Russell diagram?
ZDI的研究表明金牛座T星的磁场比简单的偶极子要复杂得多，并且在不同的源之间会有明显的变化。我们收集和总结的磁场拓扑结构信息获得的日期和目前的赫兹-罗素（HR）图的恒星样本。有趣的是，一个给定的前主序星（PMS）的大尺度场拓扑结构强烈依赖于恒星的内部结构，其多极磁场的偶极分量的强度迅速衰减的辐射核心的发展。利用观测数据作为基础，我们认为PMS星的全球磁场的一般特征可以从它在HR图中的位置来确定。移动从更热，更明亮的冷却器和不太明亮的恒星在PMS的HR图，我们提出了四个不同的磁拓扑制度的证据。具有大辐射核的恒星，根据经验估计是那些核质量超过恒星质量的40%的恒星，拥有高度复杂和主要非轴对称的磁场，而那些具有较小辐射核的恒星拥有轴对称场，其场模式比偶极子占主导地位的模式更高阶（通常但不总是八极）。完全对流的恒星，恒星以上~0.5 MSun似乎主机占主导地位的轴对称领域与强（千高斯）偶极组件。基于PMS星和具有相似内部结构的主序星M矮星的磁性质之间的相似性，我们推测，低质量恒星（<~0.5 MSun，年龄为几百万年）的磁发电机过程，它们将被发现拥有各种各样的磁场拓扑结构。如果HR图上的磁拓扑趋势得到证实，它们可能提供一种约束PMS恒星演化模型的新方法。
2012-06-22 astro-ph.SR
Interplay between tidal flows and magnetic fields in nonlinear simulations of stellar and planetary convective envelopes
本文通过非线性MHD模拟研究了潮汐激发惯性波，发现磁场强度（Lehnert数）和磁普朗特数决定磁场与潮汐流是相互改变还是磁场抑制纬向流，并预测类太阳恒星中存在复杂的潮汐-磁场相互作用。
2025-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Influence of the mass distribution on the magnetic field topology
上下文在滞弹性近似的框架内进行的三维球形发电机模拟表明，在双极发电机和多极发电机之间建立的区别往往不如在Boussinesq研究中那么清楚。这一结果首先被解释为一个直接的后果，存在大量的模型具有较高的赤道偶极子的贡献，连同一个中间的偶极场强度。然而，这一发现并没有明确地与具体的变化，将被引入使用滞弹性近似。目的。在本文中，我们主要集中在不同的质量分布的选择的影响。事实上，它可能会有很大的后果，将分层参考状态考虑在内，特别是当我们的结果与以前的Boussinesq研究。方法.我们的调查是基于弱分层滞弹性发电机模型的系统参数研究。结果我们发现，在以前的滞弹性发电机模拟中突出的趋势已经存在于Boussinesq极限。因此，它们不能系统地与滞弹性效应联系起来。实际上，中心质量分布可以导致磁场拓扑的变化，这主要是由于靠近内球的对流单元的集中。
2014-07-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn
