The interaction between shear and fingering (thermohaline) convection
指状对流是一种湍流混合过程，当平均分子量随半径增加时，可在恒星辐射区发生。在某些情况下，它可以对恒星的结构和演化产生重大的可观察影响。Brown等人（2013）已经研究了指进对流作为独立过程的混合效率，但其他过程（如旋转、磁场和剪切）也会影响混合效率。本文首次研究了剪切对指进（热盐）对流的影响。使用直接数值模拟，我们发现，适量的剪切（这是不是本质上剪切不稳定）总是降低指状对流的混合效率，由于它赋予的指状结构的倾斜。我们提出了一个简单的分析扩展的布朗等。（2013）模型在剪切的存在下，令人满意地解释了数值推导的湍流成分混合系数为中等剪切率，可以平凡地实现在恒星演化代码。我们还测量从数值模拟的湍流粘度，并发现后者是强烈的湍流成分混合系数。观测的影响和警告的模型进行了讨论。
2019-05-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Thermohaline mixing and the photospheric composition of low-mass giant stars
我们计算完整的红巨星分支恒星的演化序列，包括最先进的组合物运输处方的温盐混合制度的光度凸附近。特别是，我们采用了自洽双扩散对流理论，允许处理的不稳定性时出现的热梯度和成分梯度相互竞争，和最近的经验激励和参数自由的渐近标度律温盐组合物运输。与以前的工作一致，我们发现，在红巨星阶段，热盐不稳定性设置后不久，氢燃烧壳（HBS）遇到的化学不连续性留下的第一个疏浚。我们还发现，热盐不稳定区域，最初出现在外部机翼的HBS，是无法达到外对流信封，其后果是没有混合的元素，产生非正则修改的恒星表面丰度发生。同样与之前的工作一致，我们发现通过人为提高温盐区的混合效率，可以连接两个不稳定区，从而影响光球组成。然而，我们发现，为了重现观测到的红巨星分支恒星的丰度接近光度凸，热盐混合效率必须人为增加约4个数量级，从最近的三维数值模拟预测的热盐对流接近天体物理环境。由此，我们得出结论，红巨星的化学丰度异常不能解释的基础上，单独的温盐混合。
2011-07-05 astro-ph.SR
Unifying Transport Models of Thermohaline Convection in Stars
Physics Department and Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学物理系与哥伦比亚天体物理实验室）
本文完善热盐对流的线性稳定性理论，识别两类不稳定模式，结合完整不稳定模式频谱重新评估湍流扩散系数$D_\u03bc$，提出其可在理论标度间自洽插值，为解决恒星热盐混合效率分歧提供潜在方案。
2026-08-11 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Bridging the Prandtl number gap: 3D simulations of thermohaline convection in astrophysical regimes
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
研究通过三维模拟展示了在恒星参数范围内热盐对流的模拟可能性，证明普朗特数差距并非导致模型与观测矛盾的原因。
2026-03-24 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Accretion from debris disks onto white dwarfs : Fingering (thermohaline) instability and derived accretion rates
最近对大量DA和DB白矮星的观测显示了碎片盘的证据，这些碎片盘是旧行星系统的残余。用\emph{Spitzer}探测到的红外过量和用高分辨率光谱仪在它们的大气中观察到的重元素谱线，都集中在行星物质吸积到这些恒星上的想法上。几位作者在假设吸积和重力沉降之间存在一个稳定状态的情况下推导出了吸积速率。结果对于DA和DB白矮星是不现实的不同。当重物质被吸积到恒星上时，它会引起逆$μ$梯度，导致指状（热盐）对流。这封信的目的是研究这一特定过程对白矮星吸积率的影响，以及对DA和DB之间差异的影响。用含时方法求解了吸积重元素的扩散方程。我们使用的模型已经获得了与IRAP代码，计算静态模型，和拉普拉塔代码，计算进化序列。计算与纯重力沉降计算，包括指状对流进行了比较。最重要的结果是，指进对流有非常重要的影响，但在DBs是无效的DA。当只考虑重力沉降时，与时间相关的计算会导致稳定状态，正如以前的作者所假设的那样。当增加指进对流时，这种稳定状态出现得更晚。过去发现的DA和DB白矮星吸积率的惊人差异消失了。当考虑指状对流时，DA的吸积率有所增加，而DB的吸积率则没有修改。在即将发表的论文中将给出更精确和更成熟的结果。
2013-09-17 astro-ph.SR
Metal-rich accretion and thermohaline instabilities in exoplanets-host stars: consequences on the light elements abundances
行星系统的早期演化预期取决于不同时期的盘物质吸积到中央恒星上，其中可能包括恒星在主序星上定居后富含金属的物质的吸积。当这种情况发生时，吸积的物质迅速混合在表面对流区，并诱导一个逆平均分子量梯度，不稳定的温盐对流。稀释过量金属的诱导混合也可能对轻元素丰度产生重要影响。我们模拟和分析这一过程，并根据各种可能的吸积方案的结果。我们给一个详细的讨论不同的方式治疗温盐混合，如以前的作者所提出的，我们收敛在一个一致的观点，包括最近的数值模拟。我们展示了如何在恒星中的轻元素的观测可以被用来作为示踪剂，这样的事件。
2011-09-29 astro-ph.SR
Accretion Rates and Thermohaline Convection in Polluted White Dwarfs
California Institute of Technology（加州理工学院）；McGill University（麦吉尔大学）
本文提出时变热盐混合模型，模拟污染白矮星中吸积驱动的指状对流，匹配G 29--38的丰度并给出吸积率推断公式。
2026-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. III - Grid of stellar models and asymptotic asteroseismic quantities from the pre-main sequence up to the AGB for low- and intermediate-mass stars at various metallicities
从CoRoT和Kepler飞行任务中获得的大量恒星样本的星震约束条件为对恒星星族的地震特性进行各种统计研究铺平了道路。在本文中，我们评估了旋转引起的混合和热盐不稳定性对全球星震参数的不同阶段的恒星演化从零年龄的主要序列的热脉动渐近巨星分支区分恒星星族。我们提出了一个网格的恒星演化模型的四个金属丰度（Z = 0.0001，0.002，0.004和0.014）在0.85至6.0 Msun的质量范围。该模型计算与标准处方或包括热盐对流和旋转引起的混合。对于整个网格，我们提供了通常的恒星参数（光度，有效温度，寿命，.），以及全球地震参数，即大频率间隔和渐近关系，最大振荡功率ν_{max}对应的频率，最大振幅A_{max}，g-模的渐近周期间隔，不同的声波半径。我们讨论了旋转引起的混合的签名上的全球星震量，可以检测到的观测。热盐混合的影响可以通过光谱研究来确定，但不能用这里研究的全球地震参数来表征。但也不排除个别模式频率或其他精心选择的星震量可能有助于限制这种混合。
2012-04-23 astro-ph.SR
Chemical Transport and Spontaneous Layer Formation in Fingering Convection in Astrophysics
如果平均分子量随半径增加而增加，那么根据勒杜判据对对流稳定的恒星区域可能会经历额外的混合。这个过程被称为指状对流（热盐对流），可以解释恒星中一些无法解释的混合，例如那些被行星撞击污染的恒星和燃烧氦-3的恒星。我们提出了一个新的模型混合指状对流的参数制度相关的恒星（和行星）的内部。我们的理论是基于物理原理和三维直接数值模拟的支持。我们还讨论了在指进区形成热成分阶梯的可能性，以及它们在增强混合中的作用。最后，我们提供了一个简单的算法来实现这一理论的一维恒星代码，如KEPLER和MESA。
2013-04-15 astro-ph.SR
Enhanced mixing in magnetized fingering convection, and implications for RGB stars
双扩散对流在地球物理学背景下已经得到了很好的研究，但对恒星或行星内部特征的详细调查直到最近才变得可行。由于大多数天体物理流体是导电的，磁场可能在增强或抑制双扩散对流中发挥作用，但迄今为止还没有对这种可能性进行数值研究。在这里，我们通过理论工作和直接数值模拟（DNS）的结合，研究了垂直背景磁场（与重力轴对齐）对指状（温盐）对流的线性稳定性和非线性饱和的影响。我们发现，垂直磁场沿垂直方向刚性化的手指，这有显着的效果，加强垂直混合。我们提出了一个简单的分析模型混合磁化指状对流，并认为磁效应可能有助于解释理论和观测到的混合率之间的差异，在低质量红巨星分支（RGB）的恒星。我们的研究结果的其他影响也进行了讨论。
2018-12-11 astro-ph.SR
Fingering Convection in Red Giants Revisited
指状（热盐）对流已经被援引了几年，作为一种可能的额外混合，这可能发生在红巨星，由于在氢燃烧区的核反应引起的化学成分的修改。然而，最近的研究表明，这种混合不足以说明所需的表面丰度。最近提出了一种基于三维数值模拟的指进对流新处方（BGS）。所得混合系数大于文献中先前给出的混合系数。我们使用这个新系数计算模型，并将其与以前的研究进行比较。我们使用LPCODE恒星演化代码与GNA广义版本的混合长度理论计算红巨星模型，我们引入指状对流使用BGS处方。结果表明，虽然指进区现在已经到达动力对流区的外侧，但混合的效率还不足以解释观测结果。指进混合系数应增加两个数量级，以达到所需的表面丰度。我们确认，指状对流不能是混合过程中需要考虑的表面丰度在RGB星。
2014-09-15 astro-ph.SR
A Short Intense Dynamo at the Onset of Crystallization in White Dwarfs
本研究通过混合长度理论与磁旋转对流标度律，计算不同质量白矮星结晶驱动对流的性质，发现结晶开始时有效对流可产生高达10^6-10^8 G的磁场，从而解释孤立白矮星的大磁场起源。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
What happened to the other Mohicans? Realistic models of metallicity dilution by fingering convection and observational implications
当一颗行星落在它的主星表面时，增加的高金属量物质并不像通常认为的那样留在表层，而是通过指状（热盐）对流稀释到内部。然而，到目前为止，这一过程发生的时间尺度仍然非常有限。使用最近测得的湍流混合率指进对流，我提供了可靠的数值和半解析估计的速度，增加的重元素流失到内部。我发现，相对金属丰度增强后下降了10倍以上的时间尺度，这只取决于主恒星的结构，并减少非常迅速，随着恒星质量的增加（从约1Gyr的1.3 M_sun星到10Myr的1.5 M_sun星）。这个结果提供了一个优雅的解释，缺乏观察到的趋势之间的金属丰度和对流区质量的行星轴承恒星。更重要的是，它强烈地表明，行星恒星的高金属丰度必须是原始起源的。最后，指状区被发现深入恒星，这一结果将提供一个简单的理论解释的测量更高的锂耗尽率在行星轴承恒星。
2010-11-15 astro-ph.SR
Polluted White Dwarfs: Mixing Regions and Diffusion Timescales
许多孤立的白矮星（WD）显示出大气金属污染的光谱证据。由于重元素沉积时间尺度很短，这很可能表明正在进行的吸积。堆积的金属遇到各种混合过程中的WD表面：对流，重力沉降，过冲，和温盐不稳定性。我们提出了MESA WD模型，探讨这些过程中的每一个推断吸积率及其影响。我们提供了许多个别金属的扩散时间尺度，我们量化的制度，其中温盐混合占主导地位的重力沉降在设置的重元素的有效沉降速率。我们的基础上，并确认早期的工作发现，吸积率高达$10^{13} \, \rm g \, s^{-1}$需要解释所观察到的污染在DA WD $T_{\rm eff} > 15,000 \, \rm K$，我们提供了表格的结果，从我们的模型，使吸积率推断污染DA WD的观测。如果这些率是年轻的WD的代表，我们估计，在WD的寿命吸积的星子材料的总质量可能高达$10^{28} \, \rm g$，虽然这种估计是容易受到潜在的选择偏差和不确定性的磁盘过程的性质，供应吸积WD表面。我们还发现，受污染的DB WD经历的热盐混合比DA WD少得多，我们不希望热盐不稳定性活跃的污染DB WD与$T_{\rm eff} < 18,000 \, \rm K$。
2019-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fingering convection induced by atomic diffusion in stars: 3D numerical computations and applications to stellar models
已知富铁层是通过重力沉降和辐射悬浮的结合在恒星表面下形成的。它们的存在、性质和详细结构会影响各种恒星脉动模式的激发过程，因此必须仔细建模，以便更好地解释开普勒星震数据。本文研究了A型星中原子扩散和指状对流的相互作用及其在铁积累层建立和演化中的作用。要做到这一点，我们使用的指状对流的三维理想化的数值模拟，和一维现实的恒星模型相结合。使用三维模拟，我们首先验证了Brown等人最近提出的指状对流的混合处方。（2013），并确定了哪些系统参数（铁的总质量，铁扩散率，热扩散率等）。在地层的整体演化中发挥作用。然后，我们在Toulouse-Geneva Evolution代码中执行Brown等人（2013）的处方，以研究恒星表面下铁丰度分布的演变。我们发现，正如Théado等人（2009）首次讨论的那样，当忽略氦的同时沉降时，这种积累迅速导致平均分子量分布的反转，然后驱动指状对流。后者将铁与周围的材料非常有效地混合，并且产生的铁层非常脆弱。然而，考虑到氦沉降，部分稳定了铁的轮廓，对指状对流，和一个大的铁过剩可以积累。结果，不透明度也显著增加，在某些情况下最终触发动力对流。
2014-07-05 astro-ph.SR
The primordial and evolutionary abundance variations in globular-cluster stars: a problem with two unknowns
我们证明了在迄今提出的大质量AGB星的热底燃烧和超大质量和快速旋转大质量MS星对流核的H燃烧等球状星团恒星中质子俘获元素原始丰度变化的可能来源中，只有M > 10的超大质量MS星，000 Msun可以解释所有观测到的丰度相关性，而无需对模型参数进行任何微调。我们使用我们假设的原始气体M13（NGC 6205）的化学成分，以及它与60，000 Msun MS模型星中H燃烧部分处理的50%和90%的材料的混合物作为这个球状星团中低质量恒星的正常、中间和极端种群的初始成分，正如其O-Na反相关所表明的那样。我们发展这些恒星从零年龄MS的RGB提示与热盐和参数处方的RGB额外的混合。我们发现，3 He驱动的热盐对流不能解释M13 RGB星中[C/Fe]的演化下降，而另一方面，利用观测到的[C/Fe]随MV的下降在不具有原始丰度变化的球状星团NGC 5466中校准的混合深度和速率的普适值，可以很好地再现这一现象.
2015-01-30 astro-ph.SR
Magnetized fingering convection in stars
本文通过直接数值模拟检验并扩展了Harrington & Garaud的磁化指状对流模型，解决了磁扩散率较大时混合速率预测不准的问题，并探讨了对恒星结构与演化的影响。
2024-02-05 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary variations of superficial iron and calcium abundance in main sequence A stars
Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）
本研究通过计算含原子扩散的主序恒星演化模型，揭示主序A型恒星表层铁、钙丰度演化变化的机制，指出Am恒星与慢旋转非磁A型主序恒星起源相同，化学异常由恒星质量与年龄决定。
2026-07-30 astro-ph.SR
On the dynamical interaction between overshooting convection and an underlying dipole magnetic field -- I. The non-dynamo regime
受许多恒星内部深层动力学的启发，我们研究了过冲对流与辐射区大尺度极向场之间的相互作用。我们已经运行了一套三维Boussinesq数值计算在一个球壳，由一个对流区与底层的稳定区域，最初compatible包含一个偶极场。通过改变对流驱动的强度，我们发现，在湍流度较低的情况下，对流作为湍流扩散，比单纯的分子扩散更快地去除场。然而，在更湍流的制度，湍流泵送变得更有效，部分抵消湍流扩散，导致局部积累的字段下面的过冲区域。这些模拟表明，偶极场可能被限制在底层的稳定区域高度湍流对流运动在恒星参数。禁闭是平均意义上的大尺度场，我们表明，它是合理的平均场的想法建模。我们的研究结果是特别有趣的某些模型的太阳，这需要一个大规模的，极向磁场被限制在太阳辐射区，以同时解释后者的均匀旋转和薄的太阳速跃层。
2021-02-16 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Hydrodynamical instabilities induced by atomic diffusion in A stars and their consequences
目标。原子扩散，包括辐射加速对个别元素的影响，导致恒星内部化学成分的重要变化。元素在特定层中的积累是局部不透明度的主要贡献者，会导致流体动力学不稳定性，从而改变恒星内部结构和表面丰度。我们的目的是研究这些影响，并比较由此产生的表面丰度与光谱观测方法。我们计算了包括这些影响的A型星的详细结构。我们使用图卢兹-日内瓦演化代码（TGEC），其中使用单值参数（SVP）方法计算辐射加速度，我们添加了双扩散对流与从三维（3D）模拟推导出的混合系数。结果我们发现，初始化学成分的修改有重要的影响，内部恒星混合，并导致不同的表面元素丰度。结果符合所观察到的表面化学成分，以及如果层，这是单独混合的双扩散对流，连接。
2016-04-05 astro-ph.SR
Beryllium abundances along the evolutionary sequence of the open cluster IC 4651 - New test for hydrodynamical stellar models
先前对主序星和红巨星中锂丰度的分析揭示了恒星内部混合机制而不是对流的作用。锂丰度测定的恒星中的铍丰度可以为这些机制的性质提供有价值的补充信息。我们的目的是推导出一个疏散星团IC 4651的铍丰度沿整个演化序列。这些被使用的丰度与以前确定的锂丰度，在相同的样本恒星，在一个范围内的恒星质量和演化阶段的混合机制进行调查。新的铍的丰度确定从高分辨率，高信号噪声UVES光谱使用光谱合成和模型大气。Be线区域的仔细合成模型被用来计算快速旋转恒星的可靠丰度。所观察到的行为的Be和Li进行比较，从恒星模型，包括旋转引起的混合，内部重力波，原子扩散，和温盐混合的理论预测。在所有主序星和关闭样本星中都能检测到BERYO，包括慢速和快速旋转的恒星，包括Li-dip星，但在红巨星中没有检测到。重复以前的结果，我们发现，锂浸也是一个Be浸，虽然在相应的有效温度范围内的Be的消耗是比锂更温和。对于后主序星，Be稀释开始早于Hertzsprung间隙比预期的经典预测一样，Li稀释。一个明确的分散在Be丰度也观察到。包括上述流体动力学输运过程的理论恒星模型能够很好地再现所有观测到的特征。
2009-11-25 astro-ph.SR
Long-Term Lithium Abundance Signatures following Planetary Engulfment
当主星位于主序星上时，行星吞没事件可能发生。在吞没过程中，岩石行星物质的加入将导致宿主恒星光球层中耐火物质丰度的增加，但富集程度及其持续时间将取决于恒星内部发生的混合过程，如对流，扩散和热盐混合。我们通过模拟光球锂丰度的演变来研究吞没签名。由于锂可以在吞没事件之前或之后燃烧，它会产生独特的信号，随时间和宿主恒星类型而变化。使用MESA恒星模型，我们量化的强度和持续时间的这些签名后，吞没的1，10，或100 $M_{\oplus}$行星伴星与散装地球组成，太阳金属丰度主机恒星的质量范围从0.5 $-$ 1.4 $M_{\odot}$。我们发现，锂是快速耗尽，通过燃烧在低质量的宿主星（$\lesssim 0.7 \, M_\odot$）的时间尺度上的几百万年，但显着的锂富集的签名可以持续在G型星（$\sim \! 0.9 \, M_{\odot}$）的回旋。对于更大质量的恒星（1.3 $-$ 1.4 $M_{\odot}$），吞没可以增强内部混合和扩散过程，潜在地降低表面锂的丰度。我们预测的系外行星吞没的特征与观察到的富含锂的太阳型恒星和化学不均匀双星的丰度增强是一致的。
2022-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Matter accretion in metal-poor stars down to extremely metal-poor stars and the lithium problem
宇宙中轻元素的形成和演化是重要的宇宙学约束。长期以来，人们一直认为银河系中最古老的恒星在其外层显示出原始的锂丰度，尽管恒星物理学的研究已经证明这种丰度一定会随着时间的推移而减少。从宇宙背景观测中推断出的原始锂丰度大于在这些恒星中观测到的最大值。最近的观测已经给出了证据，在非常贫金属的恒星中存在大量的锂丰度分散。这些恒星中的许多都是富碳的，即碳增强贫金属（CEMP）恒星。我们解决的一般问题，所观察到的丰度在贫金属恒星，我们把我们的研究集中在CEMP-s恒星的情况下。我们研究如何吸积的恒星同伴，特别是渐近巨型分支星的风，修改元素丰度的金属贫星，特别是李，考虑到恒星结构和流体动力学过程发生吸积后。我们将结果与主序上这些老恒星中Li和更重元素的观测结果进行了比较。我们使用Montréal/Montpellier恒星演化程序，包括原子扩散和热盐对流，计算了原CEMP-s恒星的内部结构及其演化，从[Fe/H]=-2.31到[Fe/H]=-5.45。我们研究了一些根据恒星质量、年龄、金属丰度以及到各自伴星的距离而变化的情况。我们表明，与碳富集相关（或不相关）的Li色散的观测结果很好地解释了恒星同伴风中贫金属恒星的吸积，吸积质量小于以前研究中考虑的质量。导出的原始值与宇宙学结果一致。
2021-01-05 astro-ph.SR
Do All Low-Mass Stars Undergo Extra Mixing Processes?
标准的恒星演化模型只将对流视为恒星内部物质混合的物理过程，预测在低质量恒星（M < 2 Msun）中会产生大量的3 He，峰值丰度为3 He/H ~几个x 10-3。在银河系的整个生命周期中，这应该会产生3 He/H丰度，随着银心半径的增加而减少。然而，在整个银盘的HII区域中对3 He+的观测显示，3 He丰度的变化非常小，3 He/H的值与原基丰度（3 He/H）p ~ 10-5相似。这种差异，被称为“3 He问题”，可以解决调用恒星演化模型的额外混合机制，由于热盐不稳定性。在这里，我们用Jansky甚大阵（JVLA）观测了行星状星云J320（PN G190.3-17.7）中的3 He+，以确认之前用VLA进行的3 He+探测，该探测支持标准恒星产额。仅这一测量就表明，并非所有的恒星都经历了额外的混合。我们更敏感的观测没有检测到3 He+发射从J320与58.8 microJy/束的RMS噪声后，平滑的数据，速度分辨率为11.4公里/秒。我们用数值辐射转移程序NEBERO估算了~ 3 He/H的丰度极限为2.75 × 10 ~（-3）。这一结果使PN中最后一次重要的3 He+探测无效，并允许所有恒星都经历额外的混合过程。
2022-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Li-rich and super Li-rich giants produced by element diffusion
上下文大约0.2-2%的巨星是富锂的，其锂丰度（A（Li））大于1.5 dex。其中，近6%是超富锂，A（Li）超过3.2 dex。同时，这些富锂和超级富锂巨人的形成机制仍在争论中。目标。考虑到红巨星致密的He核，我们注意到元素扩散对A（Li）的影响。特别是当氦核闪光发生时，元素扩散使热盐混合区向内延伸并与恒星内部对流区相连。氦闪光产生的大量7 Be可以转移到恒星表面，最终转化为7 Li。因此，本工作的目标是提出A（Li）富集的机制，并实现理论和观测数据之间的一致性。方法.利用恒星天体物理实验模块（MESA），考虑元素扩散对Li丰度的影响，模拟了低质量恒星的演化。用布居合成法估算了富锂巨星与正常巨星的时标比。然后我们得到了A（Li）的理论值，并与观测值进行了比较。结果考虑元素扩散的影响，锂的丰度增加到1.8dex左右，可以揭示富锂巨星。同时，在模型中引入10 e11 ~ 10 e15的高常数扩散混合系数（Dmix），使A（Li）从2.4增大到4.5dex，这一结果可以解释大多数富锂和超富锂巨星的存在。总体综合法表明，巨星系中富锂巨星系的数量约为0.2- 2%，这与观测估计的水平相一致。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
