Population II stars and the Spite plateau; Stellar evolution models with mass loss
我们的目标是确定的限制，观察到的化学丰度把在贫金属矮星的质量损失的潜在作用。自洽恒星演化模型，包括所有的原子扩散和辐射加速28种化学物质的影响进行了计算恒星质量在0.6和0.8 Msun之间。计算了初始金属丰度为Z_0=0.00017，质量损失率为10 e-15 Msun ~ 10 e-12 Msun的模型。然后，他们进行了比较，以前的模型与质量损失，以及模型与湍流混合。对于初始金属丰度为Fe/H=-2.31的模型，质量损失率约为10 e-12 Msun，导致表面丰度分布与湍流模型中获得的分布非常相似。这两个模型与星系晕锂丰度的观测结果以及来自诸如NGC 6397等贫金属球状星团的锂和其他元素丰度的观测结果具有相同的一致性。在这个星系团中，质量损失模型与Li丰度的亚巨星观测结果的一致性略好于湍流模型。低红巨星分支星反而更倾向于湍流模型。质量损失模型和湍流模型之间的较大差异出现在金属的内部浓度。与太阳质量损失率相比，再现高原状锂丰度所需的相对较高的质量损失率似乎不太可能。然而，这些恒星上色球层的存在证明了对质量损失率的进一步调查。
2013-04-03 astro-ph.SR
Dancing with the stars: Stirring up extraordinary turbulence in Galactic center clouds
在中央分子带（CMZ）的分子云被观察到具有明显更高的湍流线宽，并且与云的大小相比，比银河系的其他部分更陡峭。在同一个银河系区域，恒星密度也比银河系的其他区域高得多，并且恒星的垂直速度色散很大，这意味着即使是年轻的恒星也可能在它们的一生中穿过CMZ的整个垂直范围。在这里，我们调查是否CMZ分子云与交叉恒星的相互作用可以解释在银河系的这一部分观察到的湍流的非凡特性。我们计算了恒星穿越CMZ云的能量沉积率，这是由于（a）恒星风和（b）动力学摩擦，并将其与湍流衰减率进行了比较。在每种情况下，我们计算了湍流线宽与云大小的预测比例。我们发现，能量沉积的恒星风穿越大质量恒星可以解释的水平和缩放的CMZ云湍流与云的大小。我们还发现，该机制停止有效的银河系中心的距离相当于CMZ的程度。另一方面，我们发现，动力学摩擦交叉恒星并不构成一个显着的驱动程序的湍流CMZ云。
2022-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Applications of the $k$-$ω$ model in stellar evolutionary models
湍流的$k$ - $ω$模型首先由Kolmogorov（1942）提出。Li（2012）提出了一种新的恒星对流模型$k$ - $ω$，该模型不仅可以合理地描述对流不稳定区的湍流对流，而且可以合理地描述过冲区的湍流对流。通过改进几个模型假设（包括湍流宏观长度、对流热通量和湍流混合扩散系数等），对$k$ - $ω$模型进行了修正，使其不仅适用于对流包层，而且适用于对流核心。修订后的$k$ - $ω$模型引入了八个参数。应该注意的是，雷诺应力（湍流压力）在流体静力学支撑的方程中被忽略。我们将其应用于太阳模型和5个$M_{\odot}$恒星模型中，对8个模型参数进行了标定，并研究了对流超射对太阳和中等质量恒星模型的影响。
2017-04-13 astro-ph.SR
Predicting the Slowing of Stellar Differential Rotation by Instability-Driven Turbulence
本研究针对恒星较差自转湍流角动量输运速率难预测的问题，建立了GSF不稳定性驱动湍流的自洽饱和理论，推导了无自由参数的输运率解析公式，经数值模拟验证吻合良好，并拓展至热盐不稳定性湍流的输运研究。
2024-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Modelling stellar convective transport with plumes: I. Non-equilibrium turbulence effect in double-averaging formulation
对流中的羽流被认为与对流中的湍流输送有关。本文采用时空双平均方法研究对流湍流中的有效质量、动量和热量输运，将场量分解为时空平均场、色散或相干涨落和随机或非相干涨落三部分。在这个框架下，湍流关联的平均场方程被分为色散/相干和随机/非相干的关联部分。本文将羽流视为相干脉动，借助于非平衡效应，建立了对流湍流的输运模型，在湍流输运系数的模拟中考虑了湍流特性沿平均流的变化。在这项工作中，第一次，沿羽流运动的湍流特性的变化被纳入湍流输运系数的表达式。这个非平衡模型适用于恒星对流。表面冷却驱动的对流的一个显着特征是表层以下增强的和局部的湍流质量通量，这根本无法通过通常的涡流扩散率模型和混合长度理论（MLT）来重现，但可以很好地重现本模型。我们的研究结果表明，将羽流运动纳入湍流输送模型是一个重要的和非常相关的平均场论的扩展超出了启发式梯度输送模型与MLT。
2022-04-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Testing the Turbulent Origin of the Stellar Initial Mass Function
星际介质中的超音速湍流（ISM）与恒星的形成密切相关，因此许多理论将恒星的初始质量函数（IMF）与分子云的湍流性质联系起来。在这里，我们测试了三个基于湍流的IMF模型（Padoan & Nordlund 2002，Hennebelle & Chabrier 2008和Hopkins 2012），它们预测了IMF的高质量斜率（$Γ$）$\mathrm{d} N/\mathrm{d} \log M \propto M^Γ$和湍流速度功率谱的指数n $E_v(k)\propto k^{-n} $之间的关系，其中$n\approx 2$对应于典型的ISM湍流。使用流体动力学模拟，我们驱动湍流与一个不寻常的指数$n\approx 1$，测量$Γ$，并比较结果与$n\approx 2$。我们发现，减少$n$从2到1主要改变了IMF的高质量区域（超过中位数质量），在那里我们测量高质量斜率的95%置信区间内的$-1.5<Γ<-1$为$n \approx 1$和$-3.7<Γ<-2.4$为$n\approx 2$，分别。因此，我们发现$n=1$导致IMF的高质量斜率显著平坦，形成的大质量恒星比$n \approx 2$更多。我们将这些模拟与三个IMF理论的预测进行比较。我们发现，虽然Padoan和Nordlund理论与我们的模拟相匹配，但其他理论要么无法再现模拟的主要定性结果，要么需要进行一些修改。…
2021-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermohaline instabilities inside stars: a synthetic study including external turbulence and radiative levitation
通过求解Boussinesq方程，在线性近似下，得到了一个新的恒星热盐混合系数的表达式，其中包括辐射悬浮和外部湍流的影响。众所周知，单个元素的辐射悬浮可以导致它们在特定的恒星层中积累。在某些情况下，它可以对恒星结构产生重要影响。在这里，我们证实，这种积累是温和的温盐对流由于所得的逆$μ$ -梯度。我们推导出的新系数表明，辐射加速度对热盐不稳定性本身的影响很小。然而，在所有计算中必须检查这种影响。我们还证实，大的水平湍流的存在可以减少甚至抑制温盐对流。这些结果是重要的，因为它们涉及到恒星中重元素积累的所有情况。辐射扩散的计算必须重新考虑，包括温盐对流及其后果。这可能是观察到的丰度总是小于纯原子扩散预测的基本原因之一。在任何情况下，这些过程都必须与旋转诱导的混合竞争，但由于它们的相互作用，这种竞争比以前认为的更复杂。
2012-05-07 astro-ph.SR
Transport of angular momentum and chemical species by anisotropic mixing in stellar radiative interiors
小水平的湍流可以存在于恒星辐射内部，例如，旋转剪切不稳定性。在本文中，我们估计稳定分层旋转恒星辐射区的湍流输运系数。稳定的层结诱导强烈的各向异性与一个非常小的比率的径向水平湍流强度。角动量的传输主要是由于科里奥利力引起的角向和径向湍流运动之间的相关性。这种被称为λ效应的非扩散传输在半径上具有向外的方向，并且与径向涡流粘度的效应相比更有效。化学物质仅通过小的径向扩散进行迁移。这一结果证实了使用直接数值模拟结合测试标量方法。由于角动量的非扩散传输，估计的年轻太阳型恒星辐射核和对流包层之间的旋转耦合特征时间（<1亿年）比锂耗尽的时间尺度（~1 Gyr）要短得多。
2012-01-12 astro-ph.SR
Turbulence and Rotation in Solar-Type Stars
用HARPS摄谱仪获得的115000高分辨率恒星光谱为研究恒星光球层湍流速度及其深度分布提供了机会。对有效温度为4900- 6200 K，表面重力对数为3.9- 5.0的13颗恒星的光谱和太阳作为恒星的光谱中的17条铁谱线进行了傅立叶分析。恒星大气模型取自MARCS数据库。在这项研究中假设的各向同性高斯微湍流的标准概念。合成的谱线剖面与观测资料的拟合结果令人满意，验证了傅里叶方法的可靠性。结果获得了湍流速度、自转速度和铁丰度及其光球深度分布剖面的最可能估计值。微观湍流不随深度变化到任何显著程度，而宏观湍流具有显著的深度依赖性。在恒星大气中，宏观湍流速度随深度的增加而增加。恒星的有效温度越高，表面引力越强，预期的宏观湍流梯度就越陡。平均宏观湍流速度增加的恒星具有较高的温度，较弱的重力，和更快的旋转。平均宏观和微观湍流速度相互关联，并与在检查的恒星的旋转速度。在太阳型恒星中，宏观湍流速度与自转速度的比值从1（最热的恒星）到1.7（最冷的恒星）不等。旋转速度的年龄依赖性比宏观湍流运动速度的年龄依赖性更明显。
2019-07-29 astro-ph.SR
Turbulence in stably stratified radiative zone
恒星辐射带中的湍流输运是一个很大的课题，人们对此知之甚少。许多物理过程可以潜在地驱动恒星辐射区的湍流，但有限的观测约束和湍流输运模型的不确定性使得很难确定最相关的一个。在这里，我们专注于稳定分层的径向湍流输送的化学品的效果，更特别的情况下，湍流是由径向剪切驱动。数值模拟的结果，旨在测试湍流传输的唯象模型。虽然这似乎没有什么野心，但无论驱动湍流运动的机制是什么，稳定层结都会影响径向湍流输送，目前的考虑对这些其他机制也是有用的。
2019-11-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer I. Accretion and multiplicity
（略）背景。大质量恒星形成于磁化和湍流的环境中，通常位于星团中。它们的吸积机制，以及它们系统的恒星多样性的起源都知之甚少。目的。我们研究了磁场和湍流对大质量原恒星吸积机制及其多重性的影响。方法.我们提出了一系列的四个辐射MHD模拟崩溃的大规模磁化，湍流核心的100 $M_\odot$与AMR代码Ramses，包括混合辐射转移方法恒星辐射和双极扩散。我们改变马赫数和阿尔文马赫数来探测亚阿尔文和超阿尔文湍流以及亚超音速湍流区。结果亚星系湍流导致单恒星系统，而超星系湍流导致螺旋臂碰撞后的盘碎片形成双星，质量比为1.1-1.6。在这些运行中，下落的气体通过一个短暂的环双星结构到达各个圆盘。磁调节，热为主（等离子体β $β>1$），开普勒盘形成在所有运行，大小为100-200 AU和质量1-8 $M_\odot$。围绕初级和次级下沉颗粒的圆盘具有相似的性质。我们观察到次级恒星的吸积率比它们的主星伴星高。主盘方向被发现是由湍流携带的初始角动量。结论.小（300 AU）的大质量原恒星盘，因为那些经常被观察到的现在只能复制到目前为止，在存在（中等）磁场与双极扩散，即使在湍流介质。磁场和湍流之间的相互作用决定了星团的多样性。等离子体β $β>1$是流光和圆盘的良好指示器。
2021-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of stellar convection, pulsation and semiconvection
我们报告的模拟恒星天体物理学与ANTARES代码。首先，我们描述了在高分辨率计算中看到的太阳颗粒的湍流特性。然后，我们转向第一个二维模型的脉动对流相互作用的造父变星。我们讨论了外电离区和HEII电离区的性质。第三，我们报告我们的工作，在恒星物理学的背景下，关于反流模型。
2010-09-13 astro-ph.SR
Estimations and scaling laws for stellar magnetic fields
在快速旋转的湍流中（Rossby数远小于1），湍流对流的标准混合长度理论破裂，科里奥利力进入力平衡，使得磁场最终取决于旋转。本文通过简化导电流体运动的自持磁流体动力学发电机方程，借助于热对流驱动的各向同性非旋转和各向异性旋转湍流理论，对恒星慢旋和快旋磁场进行了估计，并导出了标度律。我们的标度律与观测值符合得很好。
2022-01-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
2-D and 3-D Models of Convective Turbulence and Oscillations in Intermediate-Mass Main-Sequence Stars
我们提出了多维建模的对流和振荡的主序星比太阳质量稍大，使用三种不同的方法：1）使用3-D平面StellarBox辐射流体动力学代码来模拟信封对流区和辐射区的一部分。我们的目标是研究恒星脉动与包层中湍流对流的相互作用，声学模式的激发以及对流过冲的作用; 2）应用球形三维MHD ASH（Anelastic Spherical Harmonics）程序模拟核心对流和辐射区。我们的目标是确定是否核心对流可以激发低频重力模式，从而解释一些混合γ Doradus/三角洲Scuti变量的低频率的存在，对于这些变量，包层对流区太浅，对流阻塞机制无法驱动重力模式; 3）应用ROTORC二维恒星演化和动力学程序计算了不同初始自转速率和核对流超调程度下的恒星演化。这些非球形模型的非径向绝热脉动频率计算使用2-D脉动代码NRO。我们提出了新的见解脉动恒星的一至两个太阳质量的多维建模。
2016-05-14 astro-ph.SR
An Exploration of the Statistical Signatures of Stellar Feedback
所有的分子云都被观察到是湍流的，但湍流的起源、维持手段和演化仍然存在争议。一种可能性是恒星反馈向云中注入了足够的能量，以驱动观测到的秒差距尺度的运动。最近对分子云的数值研究发现，来自恒星的反馈，如原恒星外流和风，注入能量并影响湍流。我们通过分析分子云的磁流体动力学模拟来扩展这些研究，包括恒星风，以及一系列恒星质量损失率和磁场强度。我们生成的合成$^{12}$ CO（1-0）的地图，假设模拟是在附近的英仙座分子云的距离。通过比较不同初始条件和演化时间的输出，我们确定了合成观测的差异，并使用常见的天体统计学来描述这些差异。我们使用文献中提出的各种指标来量化不同的统计响应。我们发现，多种天体统计，包括主成分分析，光谱关联函数和速度坐标谱，是敏感的恒星质量损失率和/或时间演化的变化。Cramer统计量和速度坐标谱等统计量对磁场强度比较敏感。这些研究结果表明，恒星反馈影响分子云湍流，可以识别和量化观测使用这样的统计。
2016-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
An In Situ Study of Turbulence Near Stellar Bow Shocks
恒星弓形激波在各种星际环境中被观测到，并由星际介质（ISM）中的气体条件形成。只有少数观测探测器，包括发射弓形激波的H $α$和旅行者号星际任务（VIM），才能对恒星弓形激波附近的湍流密度波动进行现场测量。在本文中，我们研究了吉他星云周围的密度变化，一个H $α$弓形激波与PSR B2224 $+$ 65，在串联的密度变化探测附近的太阳风和ISM的VIM。1994年至2006年期间，哈勃太空望远镜对吉他星云的高分辨率观测跟踪了100至1000个金的密度变化，而旅行者1号等离子体波系统的VIM密度测量则将变化限制在1000米至10个金。密度波动的功率谱将吉他星云附近的湍流波数谱的振幅限制在${\rm log}_{10}C_{\rm n}^2 = -0.8\pm0.2$ m $^{-20/3}$和旅行者号探测的非常局部的ISM ${\rm log}_{10}C_{\rm n}^2 = -1.57\pm0.02$ m $^{-20/3}$。从其他四个H $α$弓形激波的多历元观测得到的谱振幅也显示出$C_{\rm n}^2$的显着增强，从被认为是典型的扩散，温暖的电离介质的值，这表明这些弓形激波附近的密度波动可能会被放大与周围介质的激波相互作用，或通过选择效应，有利于H $α$发射嵌入在致密介质的弓形激波。
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.space-ph
DanceCam: atmospheric turbulence mitigation in wide-field astronomical images with short-exposure video streams
本文提出DanceCam，用模拟数据训练的视频到图像神经网络处理短曝光恒星场图像序列，在多种视宁度下去噪、去湍流并保持通量与天体测量稳定性，显著提升角分辨率。
2024-05-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
Key Issues Review: Numerical studies of turbulence in stars
恒星湍流的数值模拟为恒星脉动、星震学、热核产额以及中子星和黑洞的形成提供了丰富的可能性。当接近坍缩时，由湍流引起的对称性破缺的幅度增大，这保证了坍缩开始时的条件不是球形的。这种球对称性的缺乏对爆炸和喷射核合成产物的机制有重要的影响。几种不同类型的三维（3D）恒星模拟的数值分辨率进行了比较，有人建议，核心塌陷模拟可能是欠解决。总结了3D中出现的新的物理效应。讨论了先驱体爆炸模拟与超新星遗迹观测之间的联系。目前的边界处理，混合区在He-燃烧，需要修改。
2016-03-17 astro-ph.SR gr-qc nlin.CD
The coupling between internal waves and shear-induced turbulence in stellar radiation zones: the critical layer
由于重力重力波在角动量输运中的重要作用，它被认为是解释太阳、太阳型主序星和演化恒星角速度分布的候选者之一。我们带来的关注临界层，一个在恒星物理学中很少探索的过程，定义为给定波的局部相对频率与流体旋转频率趋于零的位置（即对应于共旋转共振）。IGW通过稳定分层的辐射区域传播，在那里它们通过两个过程提取或沉积角动量：辐射和粘性阻尼以及临界层。我们的目标是获得后者的影响的全貌。首先，我们揭示了IGWs在绝热和非绝热情况下的临界层附近的传播方程的数学解决方案。然后，使用一个动力学恒星演化程序，它处理角动量的长期输运，使我们能够将这些结果应用到类太阳恒星的情况。分析揭示了两种情况，取决于临界层的Richardson数的值：一个稳定的，IGW衰减，因为他们通过一个临界水平，以及不稳定的湍流情况，其中它们可以被具有大于1的系数的临界水平反射/透射。这种过度反射/透射可能对我们对恒星内部角动量输运的看法产生强烈的影响。本文强调存在两个制度定义IGW和临界层之间的相互作用。一个应用程序暴露的第一个政权的效果，表现出加强波的阻尼。此外，这项工作开辟了新的途径有关IGW和恒星内部剪切不稳定性之间的耦合。
2013-03-07 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.flu-dyn
Advances in mean-field dynamo theory and applications to astrophysical turbulence
本文综述了平均场论的最新进展，并讨论了平均场理论在太阳、晚型恒星、吸积盘、星系和早期宇宙中的应用。我们特别关注时空非局部性方面，这是一个主要的见解，出现了从应用测试场方法到不同长度和时间尺度的磁场。我们还回顾了非线性淬火的地位和磁螺旋度的关系，这是一个重要的现代太阳发电机理论的观测诊断。太阳和一些恒星发电机似乎都在一个尚未成功建模的中间状态下运行。这一机制的一端是类似反太阳的差异自转，另一端是属于超活跃恒星的恒星活动周期。模拟这种制度的困难可能与模拟太阳/恒星对流的缺点有关。在银河系和河外星系的长度尺度上，观测的限制仍然不那么严格和不确定，但最近在理论和观测方面的进展表明，可能很快就有可能进行更有说服力的比较。在整个早期宇宙中反向级联磁螺旋度的可能性在解释宇宙学长度尺度上磁场的下限以及宇称破缺和这种场的有限螺旋度的可能性方面特别令人兴奋。
2018-07-09 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Critical Balance and the Physics of MHD Turbulence
本文讨论了湍流现象学中临界平衡概念的优点和局限性。不可压缩磁流体动力学（MHD）的情况下是一个特别的焦点。讨论强调了原始Goldreich & Sridhar（1995）临界平衡猜想相对于等离子体湍流MHD描述中相关理论问题和模型的地位。研究的问题包括方差和光谱各向异性，平均磁场的影响，局部和非局部的影响，以及潜在的外部驱动的影响。相关的模型，如简化的MHD提供了一个有价值的背景下的考虑。在讨论的过程中，提出了一些新的结果有关的频谱特征和时标。还简要地提到了临界平衡的一些适应和变化。
2020-05-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The VMC Survey. XXIX. Turbulence-Controlled Hierarchical Star Formation in the Small Magellanic Cloud
在本文中，我们报告了小麦哲伦星云的上部主序星的聚类分析，使用VMC调查（麦哲伦系统的VISTA近红外YJK调查）的数据。年轻的恒星结构被确定为一系列显着水平上的表面超密度。它们被发现是组织在一个层次模式，这样较大的结构在较低的显着性水平包含较小的显着性水平较高。它们具有非常不规则的形态，其投影边界的周长-面积尺寸为1.44 +/- 0.02。它们具有幂律质量-尺寸关系、幂律尺寸/质量分布和对数正态表面密度分布。我们从质量-尺寸关系中得到的投影分形维数为1.48 +/- 0.03，从尺寸分布中得到的投影分形维数为1.4 +/- 0.1，反映了年轻恒星结构的显着块状。这些性质与湍流星际介质（ISM）非常相似，支持由超音速湍流调节的恒星形成分层的场景。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of Winds from Intermediate-Mass Stars on Molecular Cloud Structure and Turbulence
对附近分子云的观测发现了“壳”，这可能是由年轻的主序星的风造成的。然而，这些观察到的功能的祖先没有得到很好的表征，从气体运动学推断的质量损失率比原子线驱动的恒星风模型预测的大几个数量级。我们使用磁流体动力学模拟风湍流分子云内发射，并探讨云形态和湍流的风属性的影响。我们发现，风不产生明确的功能，如密度和动量的傅立叶谱的湍流统计，但影响傅立叶速度谱。密度和速度分布函数，特别是探测CO谱线，强烈表明风的存在和影响。我们表明，恒星质量损失率为个别恒星必须是$\dot m_w \gtrsim 10^{-7}$ Msun年$^{-1}$，类似于那些估计从观测，再现壳属性。因此，我们的结论是，B和A型主序星的质量损失率几个数量级以上的模型预测或年轻的恒星比预期的更易变，由于磁活动或吸积。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Horizontal shear instabilities at low Prandtl number
在大多数恒星演化模型中，恒星辐射区的湍流混合通常要么被忽略，要么被粗略地解释。然而，越来越多的理论和观测证据表明，这种混合是存在的，并且可以影响恒星生命的各个方面。在这项工作中，我们提出了第一次尝试量化混合水平剪切不稳定性的恒星使用直接数值模拟。剪切力由体积力驱动，并迅速变得不稳定。在饱和时，我们发现存在几种不同的动力学机制，这取决于分层和热扩散的相对重要性（原则上粘度也很重要，但在大多数恒星应用中通常可以忽略不计）。在每个确定的制度，我们提出了一定数量的理论激励的标度律的湍流垂直涡尺度，典型的湍流扩散系数，和典型的温度波动幅度（等量）。根据我们的研究结果，我们预测大多数恒星应该属于两类之一：高Péclet数分层湍流和低Péclet数分层湍流。后者在Cope et al.（2020）的相关论文中详细介绍，而前者在这里讨论。将我们的结果应用于最著名的恒星剪切层，即太阳速度跃层，我们发现它应该处于高佩克莱数分层湍流状态，并预测温度、动量和成分的大量垂直混合。照这样看来，新的湍流模型预测与Spiegel & Zahn（1992）的太阳速跃层模型是不相容的。然而，我们也表明，旋转和磁场可能会影响湍流，需要考虑在未来的研究。
2020-06-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Effects of Turbulence on Cosmic Ray Propagation in Protostars and Young Star/Disk Systems
与年轻恒星物体相关的磁场预计具有沙漏几何形状，即，当磁场线穿过环绕形成中的恒星的赤道平面时，它们被挤压，但在很远的距离处，它们平滑地融合到背景场上。在这种磁场配置下，入射的宇宙射线既会经历一种漏斗效应，这种效应会增强撞击在星周盘上的通量，也会经历一种磁镜像效应，这种效应会减少通量。对于主导阶，这些效应对于简单的底层磁场结构几乎抵消。然而，年轻恒星周围的环境预计是高度动荡的。本文展示了磁场涨落的存在如何影响磁镜像过程，从而改变撞击星周盘的宇宙射线的通量。湍流有两个主要影响：1）在没有湍流的情况下发现的磁镜点的（单一）位置被广泛分布的值所取代。2)对于足够大的波动幅度，镜像点分布的中值向外移动（大致当$δB/B_0>0.2$处于无干扰镜像点的位置时）;在该区域中，分布也变得显著非高斯。这些结果可能会对盘的电离分数产生重大影响，这反过来又决定了盘材料可以吸积到中心物体上的效率。在早期的原恒星阶段，宇宙射线通量也会出现类似的减少;电离的减少有助于缓解抑制盘形成的磁制动问题。
2014-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Preparing for an Explosion: Hydrodynamic Instabilities and Turbulence in Presupernovae
观测和直接的数值模拟都与传统的恒星演化代码对大质量恒星在核心坍缩之前的最后阶段的预测不一致。我们认为，问题在于在这些代码中的湍流对流的治疗，忽略了有限振幅波动的速度和温度，以及它们的非线性相互作用与核燃烧。可能出现的流体动力学不稳定性促使我们讨论一些对大质量恒星命运的深远影响。特别是，我们探索连接到增强的前超新星质量损失，不稳定的核燃烧和随之而来的爆发，膨胀的恒星半径，可能会引发激烈的相互作用与伴星，和潜在的修改核心结构，可能会显着影响计算的核心崩溃机制本身。这些修改可能是至关重要的陨石中测量的同位素异常的解释，改变混合和详细的核合成的预测，年轻的核心坍塌超新星遗迹。它们还可能使开发一种早期预警系统成为可能，以探测即将发生的堆芯坍塌。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Physics of Kinetic-Alfven Turbulence
观测揭示了太阳风在亚质子尺度上磁场和密度等离子体涨落的近似幂律谱，这表明存在湍流级联。我们讨论了微尺度等离子体波动的三场和两场模型，然后给出了动力学Alfven湍流的两场模型的数值模拟结果，该模型模拟了亚质子尺度下的等离子体运动。
2013-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Scaling with the Stars: The emergence of marginal stability in low Prandtl number turbulence
本文针对低普朗特数强分层湍流，通过多尺度分析与慢-快拟线性算法研究尺度分离动力学，揭示系统趋近并维持边际稳定性的机制。
2024-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
