Observational Constraints for Thermohaline Mixing
我们提供了一个简要的回顾热盐物理，为什么它是一个候选人额外的混合机制在红巨星分支（RGB）。我们讨论如何热盐混合（也称为$δ$ $μ$混合）在RGB由于氦-3燃烧，是更复杂的操作比其他恒星的背景下（如以下吸积从一个二进制的伴侣）的热盐混合。我们试图利用观测到的球状星团中的碳耗尽来帮助约束恒星模型中应该使用的形式主义和扩散系数或混合速度。我们能够匹配的金属贫场巨星，但无法这样做的集群巨人，这可能会显示混合的证据之前，甚至第一次挖掘事件的碳耗尽的蔓延。
2010-06-30 astro-ph.SR
Transport of Magnetic Fields by Thermohaline Convection in Crystallizing White Dwarfs
TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）
本研究通过三维磁流体模拟发现，结晶白矮星中的热盐对流虽难自生强磁场，但可向外输运内部原有磁场，为观测到的强磁场提供解释。
2026-09-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
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
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
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
Thermohaline instability and rotation-induced mixing II- Yields of 3He for low- and intermediate-mass stars
上下文银河系HII区的3 He含量非常接近太阳和太阳系，仅略高于标准大爆炸核合成预测的原始3 He丰度。然而，经典的恒星演化理论预测，低质量恒星的3 He的生产量很高，这意味着在银河系中3 He随时间的推移而大幅增加。这就是著名的“三个问题”。目标。我们研究的热盐和旋转引起的混合的生产和销毁的3 He在低，中等质量的恒星在不同的金属丰度的寿命的影响。方法.我们计算恒星演化模型的质量范围为1至6 M \odot的四个金属丰度，考虑到热盐不稳定性和旋转引起的混合。对于温盐扩散率，我们使用的处方的基础上的线性稳定性分析，再现红巨星分支（RGB）的丰度模式在所有的金属丰度。旋转引起的混合被处理考虑到纬向环流和剪切湍流。我们讨论了这些过程对内部和表面的3 He丰度和净产量的影响。结果在整个调查的质量和金属丰度范围内，旋转引起的混合降低了3 He的生产，以及恒星破坏3 He的质量上限。对于低质量的恒星，热盐混合发生在RGB凸块之外是强烈减少净3 He产量的主要过程相比，标准计算。然而，这些明星仍然是净3 He生产商。结论.总的来说，净3 He产率与标准框架预测相比大幅降低。
2011-09-26 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
Thermohaline mixing in evolved low-mass stars
热盐混合最近被认为发生在低质量红巨星中，对低质量恒星的化学产额有很大的影响。我们调查的作用，热盐混合恒星之间的1Msun和3Msun的演化过程中，在这些恒星的其他混合过程中的作用。我们使用的恒星演化程序包括旋转混合、内部磁场和热盐混合。我们证实，在红巨星阶段，热盐混合有可能降低主层序早期产生的^3He的丰度。在我们的模型中，我们发现这个过程只在初始质量M \simle 1.5Msun的恒星中对RGB起作用。此外，我们报告说，热盐混合也存在于核心氦燃烧和超越，并有可能改变表面丰度的AGB星。虽然我们发现旋转和磁混合是可以忽略不计的温盐混合在相关的层，温盐运动的相互作用与差分旋转可能是必不可少的，以建立红巨星温盐混合的时间尺度。为了解释在光度函数的凸起处观察到的表面丰度，混合过程的速度需要比我们的模型高出两个数量级以上。然而，目前尚不清楚温盐混合是否是造成这些表面丰度异常的唯一物理过程。因此，在现阶段，不可能根据观测结果校准温盐混合的效率。
2010-06-07 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
A combined study of thermohaline mixing and envelope overshooting with PARSEC: Calibration to NGC 6397 and M4
本文利用PARSEC恒星演化程序联合研究热盐混合与包层超射，通过拟合球状星团NGC 6397和M4的观测数据，确定包层超射效率参数Λe=0.6和热盐效率参数αth=50，并揭示两者对7Li丰度变化的显著影响。
2024-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. I - Low- and intermediate-mass solar metallicity stars up to the end of the AGB
大量的光谱观测提供了令人信服的证据，证明非正则过程改变了低质量和中等质量恒星的表面丰度，超出了标准恒星理论的预测。我们研究了太阳金属丰度1-4兆太阳范围内热盐不稳定性和旋转诱导混合的影响。我们提出的演化模型，同时考虑热盐和旋转引起的混合在恒星内部。我们讨论了这些过程对恒星的化学性质的影响，从零年龄的主序列的第二个疏浚结束的早期AGB的中等质量的恒星和低质量的恒星的AGB尖端。模型的预测进行了比较，在银河系疏散星团和具有明确的演化状态的场星，以及在行星状星云中的锂，12 C/13 C，[N/C]，[Na/Fe]，16 O/17 O和16 O/18 O的观测数据。热盐混合同时解释了12 C/13 C，[N/C]和锂在比RGB凸起更明亮的低质量恒星中的观测行为，并且其效率随着初始恒星质量的降低而增加。在TP-AGB上，热盐混合导致锂的产生，尽管7 Li产率仍然为负值。虽然3 He恒星产量大大减少，由于这个过程中，我们发现，太阳金属丰度，低质量的恒星仍然净3 He生产商。旋转引起的混合被发现改变恒星的结构，使在质量范围之间的\sim 1.5和2.2 Msun的热盐不稳定性发生在红巨星分支比非旋转模型。最后，旋转占所观察到的恒星到恒星的丰度变化在一个给定的进化状态，是必要的，以解释CN处理的材料在中等质量的恒星的功能。
2010-06-28 astro-ph.SR
Dilution of accreted planetary matter in hot DA white dwarfs according to their mass
LUPM, CNRS, Université de Montpellier（蒙彼利埃大学）；IRAP, CNRS, Université de Toulouse, CNES（图卢兹大学）
研究通过分析热DA白矮星的质量，探讨内部稀释过程如何影响行星物质的污染程度，并指出质量较大的白矮星更易检测到行星系统吸积的污染。
2026-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
A new stellar mixing process operating below shell convection zones following off-center ignition
在恒星演化的大多数阶段中，轻元素向重元素的核燃烧导致了一个径向成分剖面，该剖面在浮力加速度下保持稳定，轻物质位于重物质之上。然而，在某些情况下，如偏心点火，由核燃烧产生的组成分布可能是不稳定的，其特征在于平均分子量向外增加。在这种情况下，不稳定性的可能性，以及它们可能对恒星结构演化产生的后果，在很大程度上仍未被探索。本文研究了根据线性史瓦西和勒杜准则初始稳定的区域中与不稳定成分梯度相关的不稳定性的发展和演变。特别是，我们探讨了混合发生在各种条件下的多维流体动力学对流模型的基础上恒星的演化计算的核心氦闪光在1.25 \Msun星，核心碳闪光在9.3\，\Msun星，和氧壳燃烧的质量为23\，\Msun星。我们的模拟结果揭示了一个混合过程与区域具有向外增加的平均分子量，位于对流区以下。混合不是由于对流区的过冲，也不是直接由于温盐混合，其在比模拟流量大几个数量级的时间尺度上操作。相反，混合似乎是由于存在的波场引起的稳定层下面的对流区，这提高了混合速率的许多数量级，并允许温盐型混合过程中操作的动态，而不是热，时间尺度。我们讨论了我们的结果在相关的实验室现象和相关的理论发展。
2011-08-22 astro-ph.SR
The Role of Thermohaline Mixing in Intermediate- and Low-Metallicity Globular Clusters
现在人们普遍认为，球状星团红巨星分支星奇怪的丰度模式是由于来自祖星的污染和原位额外混合的组合。在这种混合理论中，第一代恒星将丰度模式印入气体中，第二代恒星由此形成。混合理论表明，额外的混合是在两个人口和我们使用的[C/Fe]与光度的变化，以检查这种混合是多么有效。我们调查了观测到的红巨星分支M3，M13，M92，M15和NGC 5466作为一种手段来测试的温盐混合理论。第二个参数对M3和M13是中间金属丰度，我们的模型能够解释两个簇中碳沿RGB的演化。尽管如此，为了拟合M13中碳最贫乏的主序星，我们需要一个初始[C/Fe]丰度导致碳丰度低于观测值的模型。此外，我们的研究结果表明，M13中的恒星形成了一些原生氮（比M3中的恒星更高的C+N+O）。在贫金属的制度，只有NGC 5466可以暂时解释的温盐混合在多个人口。我们发现热盐混合无法模拟M92和M15中[C/Fe]的量级耗尽。看起来好像在这些星系团的光度函数碰撞之前发生了额外的混合。要使数据与模型相一致，首先需要比现有模型更深入地挖掘。
2012-02-13 astro-ph.SR
Enhanced extra mixing in low-mass stars approaching the RGB tip and the problem of Li-rich red-clump stars
本文提出低质量恒星接近红巨星支顶端时红巨星支额外混合增强并开始产锂，从而解释富锂红团簇星的起源，并论证 AMRI 或磁增强热盐对流是最可能的机制。
2024-10-17 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
A plasmoid-model for mass loss from stars on the upper red giant branch: The mass loss rate is controlled by the number of density scale heights in the convection zone
本研究基于等离子体团模型，发现上红巨星支恒星在拐点后的质量损失率与对流区密度标高数呈强反相关，提出该参数是控制质量损失过程速率的主导因素。
2025-08-07 astro-ph.SR
Evidence of extra-mixing in field giants as traced by lithium and carbon isotope ratio
虽然标准的恒星演化没有预测到，但在红巨星分支（RGB）期间，由于额外混合，轻元素（如锂、碳和氮）的表面丰度会发生变化。这通常与RGB碰撞后的温盐混合有关。特殊的富含锂的RGB恒星也可能与增强的额外混合或外部污染有关。我们测量了166颗现场红巨星样本中的Li丰度和碳同位素比12 C/13 C，-0.3<[Fe/H]<0.2，目标是EXPRESS径向速度程序，以分析额外混合的影响。系外行星探测所需的多历元观测用于减少12 C/13 C测量中的大地污染影响。由于普遍存在上限，锂丰度模式是复杂的解释，但RGB和核心的He燃烧巨人之间的比较显示，额外的混合与温盐一致的效果。样本中锂含量最丰富的巨星，被归类为接近RGB凸起的RGB恒星，具有较低的12 C/13 C。考虑到12 C/13 C不应该受到行星吞噬的影响，这似乎不是高Li的来源。在RGB中，质量和12 C/13 C之间的相关性逐渐降低，而在水平分支中的相关性逐渐增加，这再次与温盐混合相一致。我们的数据还显示了12 C/13 C和[Fe/H]之间的相关性。二元性对Li或12 C/13 C没有明显影响。我们的示例显示了与RGB凹凸后的附加混合一致的行为。12 C/13 C为描述额外混合提供了新的线索，很可能是研究红巨星混合的最佳工具。对场星中12 C/13 C的额外测量将大大提高我们与模型进行比较和理解混合机制的能力。
2022-12-03 astro-ph.GA 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
Double-Diffusive Convection
最近在理解和量化由双扩散不稳定性引起的垂直混合方面取得了很大进展，例如指进对流（通常称为温盐对流）和振荡双扩散对流（与双扩散对流密切相关的过程）。这部分是由于超级计算的进步，这使我们能够在接近恒星内部相关参数值的情况下对这些过程进行直接数值模拟，部分是由于海洋学最近的理论发展，这种不稳定性也会发生。在本文中，我总结了这些最新的研究结果，并提出了新的混合参数化这两个过程，可以很容易地实现在恒星演化代码。
2014-01-05 astro-ph.EP 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
Characteristics of convection and overshooting in RGB and AGB stars
基于Li & Yang（2007）的湍流对流模型（TCM），我们研究了2和5M星在RGB和AGB位相的包层湍流对流特征。TCM已成功地应用于包括对流不稳定区和过冲区在内的整个对流包层。我们发现，当恒星模型沿着Hayashi线越来越靠上时，对流运动变得越来越强。在对流不稳定区，我们发现，湍流相关成正比的一个共同的因素$(\nabla-\nabla_{ad})\bar{T}$的功能，这解释了类似的分布，这些相关。对于TCM，我们发现，如果得到的恒星温度结构接近MLT，对流运动将在一个更大的速度，从而更激烈。然而，如果调整湍流速度接近MLT，超绝热对流区向内延伸得更多，恒星模型的有效温度将得到较低。对于超调距离，我们发现，随着恒星模型沿Hayashi线向上放置，超调区顶部和底部的湍流动能k的e折叠长度都减小，但减小的幅度并不明显。对于相同TCM参数的不同恒星模型，湍流关联$\bar{u_{r}^{'}T^{'}}$的超调距离几乎相同。...
2011-07-05 astro-ph.SR
Chemical mixing by turbulent convection in the overshooting region below the convective envelope of RGB stars
基于湍流对流模型（TCM），研究了中等质量恒星对流包层底部过冲区的化学混合，重点讨论了其对Hertzsprung-Russell（HR）图中蓝环形成和扩展的影响.在红巨星分支（RGB）阶段采用扩散混合模型。蓝环的性质是通过改变H燃烧壳层上方的元素分布而改变的，这是由于恒星模型沿RGB向上演化时底部过冲区的不完全混合造成的。元素轮廓的这种改变将导致H燃烧壳层正上方区域的不透明度增加和外部均匀对流区的不透明度降低，这将导致H壳层核光度$L_{H}$在恒星模型从RGB尖端向底部演化时迅速降低，在恒星包层中将获得更弱和更小的对流区。这有助于形成更长的蓝色循环。蓝环的延伸对扩散混合模型和TCM的参数$(C_{X}$和$α_{TCM})$非常敏感。结果主要表明：1）与经典混合长度理论模型的结果相比，不同$C_{X}$和$α_{TCM}$值组合下得到的蓝环长度均有所增加，且蓝环长度随参数$C_{X}$和$α_{TCM}$值的增加而增加; 2）扩散混合模型可以显著延长恒星模型在HR图蓝边的停留时间，尽管7 $M_{\odot}$星的蓝环长度在经典混合模型和扩散混合模型之间的差异不太显著;
2012-02-20 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
An Investigation of Non-Canonical Mixing in Red Giant Stars Using APOGEE 12C/13C Ratios Observed in Open Cluster Stars
本研究利用APOGEE DR17中15个疏散簇的43颗红巨星12C/13C比值，发现观测结果偏离标准混合模型，证实了低质量RGB恒星普遍存在额外混合机制，但部分丰度模式与温盐混合模型不符。
2023-07-20 astro-ph.SR
Excitation of gravity waves by fingering convection, and the formation of compositional staircases in stellar interiors
指状对流（英语：Fingering convection）是一种微弱但重要的混合现象，发生在稳定分层的恒星辐射带中，且存在反平均分子量梯度。Brown等人（2013）最近提出了一种新的指状对流混合模型，该模型不包含自由参数，并且发现几乎在所有情况下都符合直接数值模拟的结果。然而，值得注意的是，他们发现，在少数情况下，大规模的重力波，其次是热成分分层，从指状对流自发增长的混合大大增强了他们的预测值以上。这种效应在海洋学方面是众所周知的，并归因于所谓的“集体不稳定性”的激发。在这项工作中，我们建立在Brown et al.（2013）和Traxler et al.（2011 b）的结果基础上，以确定集体不稳定性可能发生的条件。我们发现，它只在恒星区域有一个相对较大的普朗特数（运动粘度的热扩散率的比率），$O(10^{-3})$或更大。这意味着集体不稳定性不会发生在主序星中，那里的普朗特数总是比这小得多（除了表面对流区的外层，那里的指进是无关紧要的）。原则上，它可以在高电子简并的区域，在He核心闪光期间，或在白矮星的内部被激发。我们讨论了我们的研究结果对这些对象的影响，无论是从理论上还是从观测的角度来看。
2015-05-28 astro-ph.SR
Close to the Dredge: Precise X-ray C and N Abundances in lambda Andromeda and its Precocious RGB Mixing Problem
Chandra LETG+HRC-S和XMM-Newton RGS光谱中的类氢碳和氮形成于λ和主星的日冕中，这是一颗轻度贫金属的G8 III-IV第一次上升巨星，完成了大约5000万年前的挖掘，已经被用来精确测量其表面C/N比。我们得到了[C/N]=0.03+/-0.07的形式结果，这是典型的老盘巨星的结果，与1 M太阳或更小的恒星的标准挖掘理论一致。相比之下，这些恒星作为一个整体，包括λ And，12 C/13 C ~< 20，这比标准模型预测的要低得多。我们发现，旧的磁盘巨人的丰度是一致的模型，包括热盐混合开始于红巨星分支光度函数“凸点”。相反，λ和表明，12 C/13 C异常可以立即出现在疏浚后，与目前红巨星分支上的额外混合模型相反。
2011-09-16 astro-ph.SR
Surface convection and red giants radii measurements
对流的唯象模型使用的特征长度尺度，他们不确定，但选择适合太阳或恒星的观测。我们调查，如果这些长度尺度的变化，需要太阳和低质量恒星的红巨星分支（RGB）之间。在混合长度理论和全谱湍流模型的框架内共同解决了这个问题。对于这两种模式，对流长度尺度被假定为当地压力尺度高度的固定分数。我们使用的约束来自所观察到的有效温度和线性半径独立。我们依赖于38个附近的巨星和亚巨星的样本，这些样本的表面温度和光度是准确的，半径通过干涉测量确定，优于10%。对于少数情况下，恒星质量确定的星震测量，我们计算专用模型。首先，我们校准太阳模型。然后，与相同的物理，我们计算的RGB模型之间的质量0.9 Mo和2.5 Mo和金属丰度范围从$\rm [Fe/H]=-0.34$太阳。该演化被跟踪到1000 Lo。特别注意的是不透明和非灰色大气模型用作边界条件的对流模型是相同的内部。我们发现，无论是混合长度理论和湍流模型的全光谱的特征太阳对流长度尺度略有减少，以适应所观察到的RGB的下边缘。相应的模型也更好地匹配RGB上的预期质量分布，并且更好地符合地震约束。这些结果是强大的光谱确定的有效温度或半径确定干涉使用。
2010-10-18 astro-ph.SR
The C-flame Quenching by Convective Boundary Mixing in Super-AGB Stars and the Formation of Hybrid C/O/Ne White Dwarfs and SN Progenitors
在超AGB星的核心中，偏离中心的C点火后，C火焰一路向下传播到中心，尾随在它后面的C壳层对流区，从而建立一个简并的ONe核心。如果假设底部C壳层对流边界是一个不连续性，并对对流不稳定性的史瓦西条件作严格解释，则在恒星演化模拟中得到这个标准图像。然而，这一边界是易于额外的混合过程，如温盐对流和对流边界混合。使用流体动力学模拟，我们表明，与以前的结果相反，温盐混合是太低效的干扰C-火焰传播。然而，即使少量的对流边界混合也消除了C火焰一直传播到中心所需的物理条件。即使我们在煤层气区域考虑一些湍流热输运，这个结果也是成立的。结果表明，超AGB星在内部形成了一个C-O-Ne混合简并核，它由一个较大的CO核（M_CO_0.2M_sun）和一个较厚的ONe层（M_ONe ~ 0.85M_sun）组成，ONe层的厚度大于ONe层的厚度，ONe层的厚度大于ONe层的厚度。如果由于质量损失而暴露出来，这些核心将成为混合的C-O-Ne白矮星。否则，被厚厚的ONe区包围的中央核心中富含C的物质的点燃可能会引发热核超新星爆炸。在双简并的情况下，C-火焰的熄灭可能对超新星Ia的点火机制有影响。
2013-05-24 astro-ph.SR
The effect of rotation on fingering convection in stellar interiors
研究了旋转对低普朗特数下双扩散指进（温盐）不稳定性增长和饱和的影响。使用直接的数值模拟，我们估计的成分传输率作为相关的无量纲参数的函数-Rossby数，成反比的旋转速率，和密度比测量的相对热和成分分层。在我们探索的参数范围内，我们通常发现旋转对垂直运输的影响很小。然而，我们也提出了一个例外的情况下，气旋大尺度涡（LSV）观察到低密度比和相当低的Rossby数。的LSV导致显着增强指进输送率集中在其核心组成密集的下行流。我们认为，这种LSV的形成可能与解决RGB恒星中的混合缺失问题有关。
2018-04-11 astro-ph.SR physics.flu-dyn
2D or not 2D: the effect of dimensionality on the dynamics of fingering convection at low Prandtl number
指状对流（英语：Fingering convection），又称热盐对流（英语：Thermohaline convection），是一种发生在恒星辐射内部的不稳定现象。数值模拟已被用来估计这种不稳定性引起的混合效率。然而，完全三维（3D）的计算在适合恒星天体物理学的参数制度（即低普朗特数）是昂贵的。这就提出了一个问题，即是否可以使用二维（2D）模拟来实现相同的目标。在这项工作中，我们解决这个问题，通过比较的结果在低普朗特数的指进对流的二维和三维模拟。我们发现2D模拟永远不合适。然而，我们也发现，所需的3D计算域并不一定非常宽：第三个维度只需要包含最少的两个波长的增长最快的线性不稳定模式，以捕捉基本上3D动态的小规模指进。然而，窄域仍应谨慎使用，因为它们可能限制通常与指进对流相关的任何大尺度动力学的后续发展。
2015-08-28 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Lithium in red giant stars: Constraining non-standard mixing with large surveys in the Gaia era
锂被广泛认为是恒星内部发生的非标准混合过程的良好示踪剂。我们提出了一个新的大型锂调查红巨星的结果，并结合调查从文献中探测旋转引起的混合和热盐双扩散不稳定性沿恒星演化的影响。我们确定了829颗巨恒星样本的表面锂丰度，其中一个大的子样本（810颗恒星）具有准确的盖亚视差，并补充了准确的依巴谷视差（19颗恒星）。我们的南北巨星样本的光谱是在三个地面天文台（OHP，ESO-La Silla，Mc Donald）获得的。我们确定了大气参数（Teff，log（g），[Fe/H]）和Li丰度。我们使用盖亚天体光度计和测光来确定我们的物体的光度，我们使用STAREVOL代码计算的恒星演化模型，用最大似然技术估计每个样本恒星的质量和演化状态。我们比较了所观察到的锂行为与恒星模型的预测，包括旋转和温盐混合。同样的方法被用于恒星从选定的李调查的文献。旋转引起的混合很好地解释了温度高于4200 K的恒星中锂的行为，与质量域无关。对于质量低于2 Msun的恒星，热盐混合导致进一步的锂耗尽低于RGB凸点的Teff（约4000 K），并在早期的AGB，如观察到的。根据我们采用的定义，我们在新样本中发现了0.8%到2.2%的富锂巨星。盖亚提出了一个新的旋转理解恒星的混合过程，我们的研究证实了旋转引起的过程和热盐混合的重要性。然而，需要星震学来确定富锂巨星的实际演化状态。
2019-10-29 astro-ph.SR
Physical interpretation of the oscillation spectrum on the RGB and AGB
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（拉格朗日天体物理实验室，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；Univ Rennes, CNRS, IPR (Institut de Physique de Rennes) - UMR 6251（雷恩大学，法国国家科学研究中心，雷恩物理研究所）
研究通过分析RGB和AGB恒星的振荡光谱，揭示He²⁺电离区密度对地震参数的影响，以及质量损失和混合过程对红巨星分类的贡献。
2025-10-06 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars II. Spectral line formation in the atmosphere of a giant located near the RGB tip
我们研究了对流在红巨星大气中原子和分子谱线形成中的作用。为此目的，我们研究的谱线，属于一些天体物理重要的示踪元素，包括中性和单电离原子，和分子的形成特性。我们的研究集中在一个典型的红巨星位于靠近红巨星分支（RGB）的尖端（Teff= 3660 K，logg=1.0，[M/H]=0.0）。我们使用了两种类型的模型大气，三维流体动力学和经典的一维，计算与CO 5 BOLD和LHD恒星大气代码，分别。这两个代码共享相同的大气参数，化学成分，状态方程和不透明度，这使我们能够在3D和1D中预测的线形成属性之间进行严格的差分比较。对流对谱线形成的影响进行了评估的3D-1D丰度校正的帮助下，测量与3D流体动力学和1D经典模型大气的化学物种的丰度之间的差异。我们发现对流在这颗红巨星的谱线形成中起着重要的作用。当考虑中性原子和分子的线时，推导出的3D-1D丰度校正很少超过\pm 0.1 dex，这与之前对位于较低RGB的太阳金属性红巨星的发现一致。这种情况与属于电离原子或具有高电离势的中性原子的谱线不同。在这两种情况下，对高激发谱线（χ>8 eV）的修正量可达Δ_3D-1D ~-0.4dex。3D-1D丰度校正通常显示出显著的波长依赖性;在大多数情况下，它们在近红外（1600-2500 nm）中较小。
2012-11-30 astro-ph.SR
On the possibility of chemically driven convection in red giants. Implications for the He-core flash and mixing above the Red Giant Branch Bump
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理学院）
研究探讨了红巨星中化学驱动对流的可能性，提出在红巨星分支突起上方或氦核心闪期间，均质分子量反转可能触发化学驱动对流，挑战传统稳定性标准。
2026-04-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn
On the Need for Deep Mixing in AGB Stars of Low Mass
低质量红巨星的光球显示出CNO同位素丰度，这是不能令人满意的典型恒星模型。对这些同位素的测量以及对星周起源的前太阳颗粒中的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比率的测量也是如此。在红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）阶段都发生的非对流混合是通常用来解释上述证据的解释。最近，人们对AGB上这种混合现象的必要性提出了质疑，并且认为通常归因于它们的化学异常是在早期阶段形成的。因此，我们重新计算了RGB和AGB阶段低质量恒星的额外混合效应，以验证上述说法。我们的研究结果与之相矛盾，我们实际上证实，缓慢的传输下面的对流信封也发生在AGB。这主要是由氧同位素混合物和前太阳氧化物颗粒的$^{26}$ Al含量所要求的。其他证据也存在，特别是银河系和大麦哲伦星系中N型或C（N）型碳星的同位素比率，以及AGB起源的SiC颗粒。我们进一步表明，当额外的混合发生在RGB阶段的人口I星以上约1.2 $M_{\odot}$，这消耗$^3$他的信封，可能防止发生的AGB上的热盐扩散。因此，我们认为，其他额外的混合机制应该是积极的，在这些最后的进化阶段。
2010-05-19 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
Distribution and evolution of Li abundance in red clump stars can be explained by the internal gravity waves
本研究通过恒星演化模型表明，红巨星支阶段对流包层底部激发的内部重力波可增强混合并实现锂增丰，结合温盐混合可解释红团簇星及多数巨星的锂丰度分布。
2024-03-02 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. III. Line formation in the atmospheres of giants located close to the base of RGB
我们利用最先进的三维流体动力学和经典的一维恒星模型大气来研究对流对位于红巨星分支RGB底部附近的四颗红巨星大气中各种原子和分子谱线形成特性的影响（$T_{\mathrm eff}\approx5000$ K，$\log g=2.5$），并通过四种不同的金属度表征，[M/H] = 0.0，-1.0，-2.0，-3.0。对流在谱线形成中的作用借助于丰度校正来评估，即，在3D和1D模型大气中，对于特定谱线的给定等效宽度预测的丰度差异。我们发现，对于某些中性原子的线，丰度修正强烈地依赖于给定的模型大气的金属丰度和线激发势。虽然在太阳金属丰度下，中性元素和电离元素的所有谱线的丰度修正值都很小，但对于电离势低、$χ$从低到中的中性元素谱线，它们会随着金属丰度的降低而迅速增加，极端值达到-0.6. 0.8德克斯在所有这些情况下，大的丰度校正是由于在三维流体动力学模型中的水平温度波动。分子谱线的绝对改正对下垫面模式大气的金属丰度非常敏感，在[M/H] = -3.0（CO为-1.5 dex）时，绝对改正值可能大于-0.5 dex。我们还发现，在3D模型计算中的散射的近似处理导致的丰度校正，改变小于~0.1德克斯，无论是原子和分子（CO）线，相对于散射被视为真正的吸收在整个大气中的模型，与最大的差异的共振和低激发线。
2013-10-29 astro-ph.SR
Rotational mixing in carbon-enhanced metal-poor stars with s-process enrichment
具有s过程富集的碳增强贫金属星（CEMP-s）被认为是AGB伴星的质量转移产物，AGB伴星早已成为白矮星。因此，CEMP-s星的表面丰度通常被认为反映了第一批AGB星的核合成输出。我们以前已经表明，对于这种情况，某些物理机制必须对抗这些几乎完全辐射的恒星中的原子扩散，否则会导致表面丰度异常，与观测结果明显不一致。在这里，我们考虑到角动量吸积这些恒星。我们详细计算了典型的CEMP-s恒星从ZAMS的演化，通过质量吸积，并在RGB的吸积材料的特定角动量的宽范围内，对应于约0.3和300公里/秒之间的旋转速度。我们发现，只有当特定角动量大于1 e +17 cm ~ 2/s（自转速度大于20 km/s）时，角动量吸积才直接导致吸积物质的化学稀释。然而，这可能与CEMP-s恒星有关，如果它们经历类似于太阳的恒星的连续角动量损失，则观察到它们旋转得更慢。在具有CEMP-s恒星旋转速度特征的模型中，旋转混合主要用于抑制原子扩散，使得在第一次挖掘之前的最大表面丰度变化（相对于吸积物质的成分）保持在约0.4 dex内，而没有温盐混合，或约0.5-1.5 dex与温盐混合。即使在最低旋转速度的模型中（低于km/s），与非旋转模型相比，旋转混合也能够严重抑制原子扩散。因此，我们的结论是，它提供了一个自然的解决方案，原子扩散所造成的问题，不能被忽视的模型CEMP-s的明星。
2017-07-28 astro-ph.SR
Deep Mixing in Evolved Stars: I. The Effect of Reaction Rate Revisions from C to Al
我们目前的计算核合成在低质量红巨星分支和渐近巨星分支恒星的人口我经历扩展混合。我们采用更新版本的FRANEC演化模型，一个新的后处理代码的非对流混合和太阳丰度的最新修订。在这个框架内，我们讨论了最近的改进有关的反应速率质子捕获的影响，在中等质量的核（从碳到铝）。对于每个核心，我们简要讨论了新的选择及其动机。然后在参数化环流的基础上进行计算，与以前的工作相比，新的核输入的效果最好。我们发现，新的速率（特别是14 N（p，g）15 O反应）意味着相当大的修改后的主序星的组成。特别是，轻微的温度变化，由于质子捕获14 N的效率降低诱导丰度的变化在第一次疏浚（特别是17 O，其平衡比16 O是非常敏感的温度）。在这个新的假设中，AGB起源的前太阳氧化物颗粒几乎完全是由质量很低的恒星（M<=1.5- 1.7 Msun）产生的，永远不会变得富含C。现在解释18 O/16 O低于0.0015（第一次打捞允许的极限）的全部颗粒。此外，与以前的研究结果相反，现在没有非常低的17 O/16 O值（低于0.0005）的禁区。一个相当浅的类型的运输似乎是足够的CNO的变化在RGB阶段。温盐扩散和磁浮力引起的混合可能提供了一个合适的物理机制。热盐混合在任何情况下都不足以解释AGB上26 Al的产生。因此，其他运输机制肯定也在发挥作用。
2010-12-20 astro-ph.SR
Onset of common envelope evolution during a core helium flash by rapid envelope expansion
我们认为，在核心氦闪光的红巨星分支（RGB）的低质量恒星的尖端上的剧烈的核心对流激发波携带能量的信封，并膨胀了几年，以增加的极端水平分支（EHB; sdB和sdO）的恒星的数量与质量约0.47Mo相对于典型的二进制演化。使用开源的MESA-二进制，我们遵循一些偏心二进制系统的演化与初始的主要恒星质量为1.6Mo。波携带到包络的能量导致RGB尖端的包络扩展。膨胀的RGB恒星吞没了许多次级恒星，开始了一场原本不会发生的CEE。如果二级星设法去除大部分RGB包络，那么主星就会进化成为质量约为0.47Mo的EHB星。然而，我们预计在大多数情况下，二级恒星没有时间螺旋进入关闭轨道。它在一个大的轨道上结束，并留下一个足够大的包层，使主星后来沿着渐近巨星分支演化并吞没副星，从而形成一个非球形的行星状星云。
2022-07-27 astro-ph.SR
3D hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars: I. Atmospheric structure of a giant located near the RGB tip
本文研究了一颗位于红巨星分支（RGB）尖端附近的典型红巨星大气中对流的性质和作用，其大气参数为Teff= 3660 K，log（g）=1.0，[M/H]=0.0。分别用CO 5 BOLD和LHD程序计算的三维流体动力学模式和一维经典大气模式对大气结构进行了差分分析。所有模型都有相同的大气参数、元素组成、不透明度和状态方程。我们发现，这个特殊的红巨星的大气层由两个相当不同的区域组成：低层大气主要是对流运动，高层大气主要是波动活动。对流运动形成了一个显著的颗粒化模式，其强度对比度（~18%）大于太阳模型中的强度对比度（~15%）。高层大气经常被快速冲击波穿越，其垂直和水平速度分别高达~2.5和~6.0马赫。颗粒的典型直径约为5 Gm，相当于覆盖整个恒星表面的约400个颗粒。巨型模型中的湍流压力占总压力的约35%（即，气体加湍流）压力，这表明它在恒星大气和演化模拟中不可忽略。然而，不存在混合长度参数和湍流压力的组合，这将允许令人满意地再现3D温度-压力分布与基于混合长度理论的标准公式的1D大气模型。
2012-11-30 astro-ph.SR
A red giant branch common envelope evolution scenario for the exoplanet WD 1856 b
我们提出了一个共同的包络演化（CEE）的情况下，一个红巨星分支（RGB）的恒星吞没一颗行星在其核心氦闪光解释令人费解的系统WD 1856+534，其中一颗行星轨道的质量为0.52 Mo的白矮星（WD）的轨道周期为1.4天。该方案的核心是最近提出的假设，即RGB恒星的核心氦闪光在核心中驱动的剧烈对流激发了波，这些波在包层中传播并沉积了能量。使用二进制MESA恒星演化代码，我们表明，这种能量沉积大大降低了信封的结合能，并导致其膨胀。我们提出，在某些情况下，RGB恒星可能会在其核心氦闪光阶段吞噬~0.01Mo的大质量行星，并且行星可以释放膨胀的外壳的大部分质量。我们表明，有一个大范围的初始轨道半径，这种情况下可能发生在我们的假设。这种情况与其他围绕白矮星运行的近距离亚恒星天体系统有关，如褐矮星-WD系统ZTFJ 003855.0 +203025.5。
2021-06-30 astro-ph.SR
Investigating surface correction relations for RGB stars
国家的最先进的恒星结构和演化代码不能充分描述湍流对流。对于具有对流包层的恒星，如红巨星，这导致了对表面层的不完整描述。因此，预测的恒星振动频率受到系统误差（即所谓的表面效应）的困扰。不同的经验和理论动机的校正关系已被提出来处理这个问题。在本文中，我们比较了这些表面校正关系的红巨星支星的性能。为此，我们将不同的表面改正关系应用于食双星和疏散星团的星震分析。根据以往的研究主序星，我们发现，使用不同的表面校正关系的偏差推导出的全球恒星的属性，包括恒星的年龄，质量和距离估计。我们进一步证明了对于两个不同的疏散星团，不同的关系导致相同的系统误差。我们的研究结果总体上不鼓励使用依赖于参考星来校准自由参数的表面校正关系。由于已证明的系统偏差的结果，使用适当的表面校正关系是必不可少的任何红巨星的星震分析。在解决银河系化学动力学演化的问题时，红巨星的准确质量、年龄和距离估计是至关重要的。通过这种方式，我们的研究结果也对一些领域产生了影响，比如银河系考古学，这些领域借鉴了恒星物理学的发现。
2020-06-06 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of RGB stars in nine open clusters
Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学）；Andrews University（安德鲁斯大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；University Bourgogne Franche-Comté（勃艮第弗朗什-孔泰大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）
利用高质量可见光和近红外光谱，分析九个疏散星团中22颗K型巨星的速度、化学丰度及CNO同位素比，研究红巨星分支上的热盐混合和主序星上的旋转诱导混合。
2026-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetries on red giant branch surfaces from CHARA/MIRC optical interferometry
上下文红巨星分支（RGB）恒星是星系中非常明亮的物体，通常被用作标准蜡烛。干涉测量术是表征其大气动力学和形态学的理想工具。目的。我们的目标是精确地描述RGB恒星样本的表面动力学。方法.我们用安装在CHARA干涉仪上的MIRC仪器对三颗RGB星进行了干涉观测。我们用边缘变暗模型寻找恒星表面的不对称性。结果我们测量了HD 197989（Epidermal Cyg）的表观直径= 4.61 ± 0.02 mas，HD 189276（HR 7633）= 2.95 ± 0.01 mas，HD 161096（Beta Oph）= 4.43 ± 0.01 mas。我们检测偏离中心对称的情况下，所有三颗恒星的倾向，更低的logg的样品的影响。我们探讨了这个信号的原因，并得出结论，一个可能的解释是对流相关的和/或磁相关的表面活动的干涉信号。然而，有必要用新的观测来监测这些恒星，可能再加上光谱学，以确定原因。
2017-03-07 astro-ph.SR
Acoustic oscillations in stars near the tip of the red giant branch
在红巨星分支（RGB）恒星中观察到小振幅振荡。关于这种振荡的数据是关于物体的信息来源，特别是关于它们的包络中的对流特性以及这些物体所居住的系统的信息。OGLE-III星表包含了大麦云星云中约8万颗小振幅变红巨星（OSARG）的数据。我们想解释的变化OSARGs的类太阳振荡，并关联的峰值功率谱与频率的声学模式。我们使用的数据红免费的对象和解释他们的恒星物理参数使用列表等时线计算的年龄和组成参数对应的上RGB的LMC。大量的峰值频率和振幅的数据进行比较与期望的随机激励振荡。的频率进行了比较与径向模式的包络模型与参数取自等时线的计算。在接近RGB顶端的恒星中，功率谱的峰值位于0.1-1.0 $μ$ Hz范围内，这与类太阳振荡的频率-光度关系的外推一致。主峰出现在前两个径向泛音附近。振幅随光度的增加比线性增加慢。指数s=0.9类似于最近对不太明亮的红巨星的CoRoT数据的分析。发现主峰之间的频率分离比这些模式之间的计算分离小约20%。在研究了各种可能性之后，我们没有解释这种差异。在RGB尖端的小幅度变化的恒星很可能是由声振荡的随机激励引起的，但解释功率谱中的各个峰值提出了一个问题。
2010-09-29 astro-ph.SR
