Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. II. Fully Convective Main Sequence Stars
我们检验了这样的假设：磁场正在膨胀分离食双星（DEB）中完全对流主序星的半径。磁性达特茅斯恒星演化代码被用来分析两个系统，特别是：开普勒-16和CM天龙座。磁对流被视为假设稳定的对流，也通过假设减少对流效率，由于湍流发电机。我们发现，磁性恒星模型是无法再现膨胀的充分对流主序星的属性，除非强大的内部磁场超过10 MG。因此，验证磁场假设，鉴于当前一代的磁性恒星演化模型，关键取决于是否产生和维持强内部磁场是物理上可能的。对这一要求进行了审查。此外，以前的研究调用星点的影响进行分析，以评估的建议，星点膨胀的恒星和偏置光变曲线分析向更大的半径。从我们的分析中，我们发现，还没有足够的证据来明确支持的假设，磁场是负责观测到的膨胀之间的完全对流主序星在DEB。
2014-05-07 astro-ph.SR
Modeling the Rise of Fibril Magnetic Fields in Fully Convective Stars
许多完全对流的恒星表现出各种各样的表面磁性，包括恒星黑子和色球活动。磁场束如何穿过对流区的某些部分而出现在恒星表面，人们还不是很清楚。在太阳系的背景下，通过将磁性视为部分由理想化的薄通量管（TFT）组成，已经收集了对这一过程的一些见解。在这里，我们提出了一个大的TFT模拟的结果在一个旋转的球形域的对流代表0.3太阳质量，主序星。这是第一个研究如何在这样的恒星个别通量管可能上升的浮力，对流和差异旋转的综合影响下。一个随时间变化的流体动力学对流场，从单独的三维模拟计算的滞弹性方程，影响通量管，因为它上升。对流运动调制的形状最初浮力通量环，促进本地化的上升环路。在完全对流的恒星中，通量管有一种几乎平行于旋转轴上升的趋势。然而，强烈的差异旋转的存在允许一些最初低纬度中等强度的通量管发展出出现在近赤道地区的上升环。在较深的内部和较低的纬度，磁泵抑制通量管的全球上升最有效。这些模拟的结果旨在为完全对流恒星的发电机产生的磁场、流体运动和恒星黑子观测之间提供联系。
2016-06-01 astro-ph.SR
Ross 128 -- GL 447A possible activity cycle for a slow-rotating fully-convective star
上下文长期色球活动在缓慢旋转的完全对流的恒星几乎没有探索。Ross 128（Gl 447）是一颗被广泛观测到的慢自转恒星。它是距离地球第四近的太阳系外行星。目标。Ross 128是检验低速旋转低质量恒星发电机理论的理想目标。方法.为了表征Ross 128的磁活性，我们研究了来自CASLEO、HARPS、FEROS、UVES和XSHOOTER光谱的SK指数。使用广义Lomb-Scargle和CLEAN周期图，我们分析了2004年至2018年期间获得的整个SK时间序列。我们进行了类似的分析，我的Na指数，我们分析其与SK指数的关系。结果从这两个指数，我们得到一个可能的活动周期与5年的周期，这是一个小的少数活动周期报告的一个缓慢旋转的完全对流的恒星。
2020-06-10 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
Rossby numbers of fully and partially convective stars
本文从理论的角度研究了恒星的磁活动，利用恒星演化模型计算了前主序星和主序星的理论对流周转时间（$τ_{\rm c}$）和Rossby数（${\rm Ro}$）。问题是，通常确定$τ_{\rm c}$的正则位置（对流区底部上方混合长度的一半）对于完全对流的恒星是不成立的，文献中对此没有一致意见。我们的计算是用ATON恒星演化程序完成的。我们集中我们的分析充分和部分对流星的动机最近的观察缓慢旋转的完全对流星，其X射线辐射与他们的罗斯比数以相同的方式在类太阳恒星，表明速跃层的存在是不需要的磁场生成。我们调查的行为$τ_{\rm c}$在恒星半径的恒星的不同质量和年龄。由于${\rm Ro}$依赖于$τ_{\rm c}$，这与恒星半径强烈变化，我们使用我们的理论结果来确定一个更好的径向位置，在那里计算它完全对流星。使用我们的替代位置，我们拟合的旋转活动图（$L_{\rm X}/L_{\rm bol}$与${\rm Ro}$）与两部分的幂律函数的847颗恒星的样本。我们的拟合参数与以前的工作是一致的，表明与${\rm Ro}$ $\leq$ ${\rm Ro_{sat}}$的恒星分布在$L_{\rm X}/L_{\rm bol}$的饱和水平，并与${\rm Ro}$ $>$ ${\rm Ro_{sat}}$的恒星，$L_{\rm X}/L_{\rm bol}$明显衰减与${\rm Ro}$的…
2022-12-28 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 Inflation and Stellar Mass II: On the Radii of Single, Rapidly Rotating, Fully Convective M Dwarf Stars
主序星，食双星中的完全对流M矮星被观察到比恒星演化模型预测的大$10-15\%$。对这种差异的一种解释涉及到强磁场的影响，这是通过发电机过程由快速旋转引起的。尽管如此，少数单个的、缓慢旋转的M矮星的半径测量结果似乎也比模型预测的要大，这表明旋转或双星可能不是造成这种差异的唯一原因。我们测试是否单个，快速旋转，完全对流的恒星也比预期的大，通过测量它们的$R \sin i$分布。我们结合光度旋转周期的文献旋转加宽（$v \sin i$）的测量报告在这项工作中的样本88快速旋转M矮星。使用贝叶斯框架，我们发现，恒星演化模型低估半径的$10-15\% \substack{+3 \\ -2.5}$，但在更高的质量（$0.18<M<0.4 M_{Sun}$）的差异只有约$6\%$和可比的干涉和食双星的结果。在最低质量（$0.08<M<0.18 M_{Sun}$），我们发现观测和理论之间的差异是$13-18\%$，我们认为，差异是不太可能是由于年龄的影响。此外，我们发现我们的样本和少数具有干涉半径的M矮星之间没有统计上显著的半径差异。我们的结论是，无论是旋转或双星是负责膨胀半径的完全对流的M矮星，和所有的完全对流的M矮星大于模型预测。
2018-04-11 astro-ph.SR
Star-in-a-box simulations of fully convective stars
背景：质量小于$0.35 M_\odot$的主序星是完全对流的。目的：目标是研究对流，差分旋转，发电机作为旋转的功能，在完全对流的恒星。研究方法：三维流体动力学和磁流体动力学的数值模拟与星在一个盒子模型，其中一个球形的明星是沉浸在一个笛卡尔立方体内，被使用。该模型对应于$0.2M_\odot$ M5矮星。旋转周期（$P_{\rm rot}$）之间的4.3和430天的探索。结果如下：缓慢旋转的模型与$P_{\rm rot}=430$天产生反太阳的差异旋转与一个缓慢的赤道和快速的两极，以及主要是轴对称的准稳态大尺度磁场。对于中等自转（$P_{\rm rot}=144$和$43$天），差异自转是类似太阳的（快赤道，慢两极），大规模的磁场大多是轴对称的，要么是准静止的，要么是循环的。后者发生在一个类似的参数制度，在其他数值研究中的球壳，周期类似于观察到的周期在完全对流的恒星具有可比的$P_{\rm rot}$。在快速旋转制度的差异旋转是弱的，大规模的磁场越来越非轴对称的主导$m=1$模式。这个大规模的非轴对称领域也表现出方位角发电机波。结论：星在一个盒子模型的结果同意模拟部分对流晚型恒星在球壳中的差异旋转和发电机制度的过渡发生在类似的旋转制度的科里奥利（逆Rossby）数。部分对流恒星和完全对流恒星之间的这种相似性表明，产生差异旋转和大尺度磁性的过程对恒星的几何形状不敏感。
2021-03-10 astro-ph.SR
On the magnetic topology of partially and fully convective stars
我们比较的磁通量在斯托克斯V和斯托克斯我在早期和中期M星周围的边界充分对流（~M3.5）的样本测量。早M星具有辐射核，中M星是完全对流的。虽然斯托克斯V是敏感的净极性的磁通量主要来自大规模的配置，斯托克斯I测量可以看到总的平均通量。我们发现，在早M矮星，只有~6%的总磁通量是在斯托克斯V检测到的这一比例是两倍以上的大，~ 14%，在完全对流的中M矮星。M矮星上的大部分磁通量在斯托克斯五号中看不到，这可能是因为磁通量主要储存在小尺度的成分中。关于弱场近似对强场探测精度的影响，还有更多的东西需要了解。在我们有限的样本中，我们看到了在完全对流的边界处磁拓扑变化的证据。完全对流的恒星在斯托克斯V可见的区域中存储了2-3倍的通量。我们估计了斯托克斯I中检测到的总磁能，并将其与斯托克斯V的结果进行了比较。我们发现，在早期M矮星中，斯托克斯V中只检测到总磁能的~0.5%，而在中期M矮星中，这一比例为~2.5%。
2009-01-12 astro-ph.SR
The Suppression and Promotion of Magnetic Flux Emergence in Fully Convective Stars
现在，在越来越多的冷恒星上观察到表面磁性的证据。发电机产生的磁场是如何穿过对流区形成星点的，其详细方式仍不清楚。通过假设磁场束可以由理想化的薄通量管（TFT）表示，已经获得了对这种通量出现机制的一些见解。Weber & Browning（2016）最近研究了单个通量管如何通过有效地将TFT嵌入代表完全对流恒星的随时间变化的流中，在0.3太阳质量的M矮星中演化。我们扩大这项工作的启动通量管在不同的深度在上50-75%的恒星，以采样不同的对流模式和差分旋转在这个地区。具体而言，我们评论的作用，差分旋转和随时间变化的流量在抑制和促进的磁通量出现的过程。
2017-03-15 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
Surface evolution in stable magnetic fields: the case of the fully convective dwarf V374 Peg
本文报道了dM4型V374 Peg的BV（RI）_C测光测量，时间约为430天。这颗恒星的质量约为0.28M_Sun，因此它应该是完全对流的。以前的观测发现了几乎刚体旋转和稳定的轴对称极向磁场。我们的测光数据与这一图像吻合得很好，在恒星表面发现了一个持续活动的巢。然而，表面并不是静止的：夜间变化和频繁的耀斑被观察到。耀斑似乎集中在表面较亮的部分。光变曲线的短时间变化可能表明同一区域出现了通量绳，类似于太阳上活跃的巢。我们观察到V374 Peg的闪烁和安静状态在每月的时间尺度上变化。
2011-02-11 astro-ph.SR
On the angular momentum evolution of fully-convective stars: rotation periods for field M-dwarfs from the MEarth transit survey
我们目前的旋转周期测量41场M-矮星，所有这些都有推断（从他们的弛豫和2 MASS K-波段的幅度）之间的氢燃烧极限和0.35 Msol的质量，因此应该保持完全对流的整个生命周期。我们测量的旋转周期范围很广，从0.28天到154天，后者与我们观测的典型灵敏度极限相当。使用运动学作为年龄的代理，我们发现大多数物体可能是厚盘或晕成员（因此，平均而言，更老）旋转非常缓慢，平均周期为92天，而那些可能是薄盘成员（平均而言，更年轻）的旋转周期为0.7天，尽管在厚盘样本中仍然有一些快速旋转。当结合文献测量的M-矮星，这些结果表明，增加自旋下降时间与减少恒星质量，在以前的工作，并在自旋下降时间变得可比厚盘样品的年龄低于完全对流边界。我们还推断，自旋下降必须删除大量的角动量，一旦它开始，以产生我们在厚盘候选者中观察到的慢旋转，这表明完全对流的M-矮星可能仍然经历强风。
2010-11-22 astro-ph.SR
Strong dipole magnetic fields in fast rotating fully convective stars
M矮星是银河系中数量最多的恒星，质量在0.5到0.1太阳质量之间。它们中的许多表现出与我们的太阳质量相似的表面活动，并产生耀斑，高X射线通量和大规模磁场。这种活动是由内部对流运动提供动力的发电机驱动的。了解这些恒星中恒星磁场的性质在天体物理学中有广泛的应用，包括，例如，恒星发电机理论和行星周围的环境条件，可能是围绕这些恒星。大多数具有对流包层的恒星遵循旋转-活动关系，其中各种活动指标在旋转周期短于几天的恒星中饱和。在自转速度较慢的恒星中，这种活动随着自转速度的增加而逐渐减弱。一般认为，由于X射线和磁通量之间的紧密经验相关性，恒星磁场也会饱和，达到约4 kG的值。在这里，我们报告的检测磁场以上的假定饱和极限在四个完全对流的M-矮星。通过结合光谱和偏振研究的结果，我们解释了我们的发现在双极发电机模型：具有最强的磁场的恒星是那些在偶极发电机状态，而在多极状态的恒星不能产生强于约4千高斯的领域。我们的研究提供了观测证据，证明完全对流的M矮星中的发电机产生的磁场不仅在其大尺度分量的几何形状上不同，而且在总磁能上也不同。
2018-01-25 astro-ph.SR
Magnetic braking in convective stars
磁制动导致单颗恒星在主序星上演化时自旋下降。磁制动模型也可以解释密近双星系统的演化，包括激变变星。众所周知的周期差距的轨道周期分布的激变变量系统表明，磁制动必须显着中断秒，完全对流。然而，活动研究表明，完全对流恒星是在年轻的疏散星团中观察到的最活跃的恒星。因此，关于完全对流恒星的磁活动会发生什么，存在相互矛盾的证据。冷星的光谱偏振研究发现，场的形态和场强依赖于光谱类型和旋转速率。虽然快速旋转的辐射核恒星显示出强大而复杂的磁场，但它们的偶极分量相对较弱。快速旋转的完全对流型恒星也有很强的磁场，但它们的结构要简单得多，通常接近偶极场。场几何形状的这种变化如何影响恒星风是几个正在进行的建模工作的重点。初步结果表明，快速旋转的活动矮星驱动更强的风，大约比太阳上的风大两个数量级。
2012-02-23 astro-ph.SR
Differential rotation in fully convective stars
在热成风平衡和等自转面有效熵混合的假设下，可以很逼真地再现太阳对流区的等自转轮廓。即使在发展的早期阶段，这种日震学拟合也可以用来对中纬度{ \em径向}太阳熵梯度设定一个下限，这与标准混合长度理论非常一致。在本文中，我们将这种太阳能计算推广到完全对流的恒星（和潜在的行星），保留假设的热风平衡和有效的熵混合等旋面。发现每个等自转轮廓都是$R^2 = A+BΦ(r)$的形式，其中$R$是旋转轴的半径，$Φ(r)$是（假定为球形的）引力势，并且$A$和$B$沿轮廓是恒定的。这一结果适用于简单的模型完全对流星。两个太阳的表面旋转配置文件（角速度减少向两极），以及“反太阳”的配置文件（角速度增加向两极）建模，后者承担一些暗示性的相似之处，数值模拟。我们还对类似于木星和土星的纬向表面流进行了探索性研究。除了提供一个实用的框架来理解大规模数值模拟的结果，我们的研究结果也可能证明有用的动力学计算，其中一个简单的，但可行的模型，在对流流体中的背景旋转配置文件是必要的。最后，我们的工作直接关系到CoRoT计划的一个重要目标：阐明旋转对流恒星的内部结构。
2010-01-20 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
Recovering planet radial velocity signals in the presence of starspot activity in fully convective stars
解释恒星活动是寻找围绕所有光谱类型恒星运行的更小行星的关键组成部分。我们使用多普勒成像的方法来证明，恒星黑子引起的径向速度变化可以有效地减少适度旋转，充分对流的恒星。利用太阳黑子观测数据外推的星斑分布，我们采用典型的低对比度M型矮星斑分布来合成线轮廓畸变。使用最大熵正则化拟合恢复的失真和相应的恒星径向速度的测量。该程序演示了晚M星窝藏在宜居带的轨道行星。该技术对于vsini = 1-10 km/s的恒星是有效的，将恒星噪声贡献降低了近一个数量级。通过精心选择的观测策略，该技术可用于确定恒星自转周期，并且对未知恒星倾角等不确定性具有鲁棒性。虽然证明晚型M星，该程序适用于所有光谱类型。
2016-12-03 astro-ph.SR
A closer look at the transition between fully convective and partly radiative low mass stars
最近，Jao等人（2018）通过分析Gaia数据Release 2发现了中M矮星主序列中的一个缺口。他们认为这一特征与M矮星中完全对流的开始有关。在宣布这一发现后，MacDonald & Gizis（2018）提出了基于标准恒星演化模型的解释。在本文中，我们重新审视了MacDonald & Gizis（2018）提出的解释。我们确认$^3$ He的核燃烧和混合过程为所观察到的特征提供了最好的解释。我们还发现，从对流到辐射的能量传输的变化不会引起可见的结构变化。然而，关于这个过程的细节，我们不同意MacDonald & Gizis（2018）的观点，并提出了不同的解释。
2018-09-19 astro-ph.SR
Magnetic fields in fully convective M-dwarfs: oscillatory dynamos vs bistability
M矮星有两种活动：1）强（千高斯）的几乎轴对称的极向磁场; 2）相当弱的非轴对称磁场，有时包括大量的环向分量。发电机双稳性已被提出作为一种解释。然而，在发电机模型中获得这样的双稳态并不简单。另一方面，太阳磁偶极子在磁场反转时变得横向于旋转轴，而磁场在远离反转时变得较弱。因此，太阳类似于具有第二种活动的恒星。我们认为M矮星可以有磁循环，而具有第二种活动的M矮星可能只是在磁场反转时观测到的恒星。在此模型框架下，可以利用具有第二类活动的M矮星的相对数量来确定近地表恒星对流的参数。
2014-01-08 astro-ph.SR
Stellar Cycles in Fully Convective Stars and a New Interpretation of Dynamo Evolution
本研究通过分析M型矮星与FGK星的活动周数据，提出冷星存在两种发电机模式，解释了不同类型恒星活动周与罗斯比数关系的差异及发电机演化机制。
2023-03-15 astro-ph.SR
Unusual Isotopic Abundances in a Fully-Convective Stellar Binary
低质量M矮星是恒星形成的最常见产物，但它们复杂的出射光谱阻碍了对其组成和初始形成的详细研究。同位素比率的测量是一个关键的工具，它被用来解开我们太阳系的形成，太阳和更大质量恒星内的核过程。我们用IRTF/iSHELL摄谱仪观测了GJ 745 AB，这是两颗M矮星。我们在4.7微米基本波段和2.3微米第一泛音振转波段对这些恒星中的CO进行的光谱分析显示，它们的光球中存在12 C16 O、13 C16 O和12 C18 O。由于恒星是完全对流的，这些同位素的原子成分应该均匀地混合在恒星的内部。我们发现在这些M矮星中，12 C/13 C和16 O/18 O都大大超过了太阳的值。这些测量不能仅仅用银河系化学演化的模型来解释，而是需要从ISM形成的恒星被从爆炸的核心-坍缩超新星喷射出的物质显著富集。这些同位素测量补充了大规模光谱调查提供的元素丰度，并打开了一个新的窗口，研究星系演化，恒星星族和个别系统。
2019-01-09 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
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
Fully Convective Magnetorotational Turbulence in Stratified Shearing Boxes
本文用数值方法研究了分层剪切盒中的湍流和发电机作用，其中磁通量为零。我们假设流体服从理想气体定律，并具有有限（常数）的热扩散率。我们在垂直边界处选择辐射边界条件，其中热通量与温度的四次方成比例。我们比较的结果与相应的情况下，其中固定的温度边界条件。最值得注意的结果是，形成一个完全对流的状态，其中密度几乎是恒定的高度的函数和热量被输送到上下边界的翻转运动是强大的，即使在辐射边界条件的情况下仍然存在。有趣的是，在对流制度，虽然扩散运输是可以忽略不计的平均层结不松弛到绝热状态。
2013-06-14 astro-ph.HE 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 Radius and Entropy of a Magnetized, Rotating Fully-convective Star: Analysis With Depth-dependent Mixing Length Theories
一些低质量恒星的半径似乎比标准的一维结构模型预测的要大;先前的研究表明，由于旋转和/或磁性，效率低下的对流热传输可能最终是原因。我们研究这个问题，使用1D恒星模型构建恒星天体物理学实验模块（MESA）。首先，我们考虑标准模型，不明确包括旋转/磁效应，对流抑制模型通过减少深度无关的混合长度理论（MLT）参数$α_{\text{MLT}}$（以下考克斯等1981; Chabrier等2007）。我们提供的公式连接的变化$α_{\text{MLT}}$的内部特定的熵的变化，从而恒星半径。接下来，我们修改了MESA中的MLT公式，以明确模拟旋转和磁性的影响，分别使用Stevenson（1979）和MacDonald & Mullan（2014）提出的公式。我们发现这些模型中的快速旋转对恒星结构的影响可以忽略不计，这主要是因为恒星的曲率以及其半径主要受表面附近的层的影响;对流是快速的，并且在很大程度上不受旋转的影响。如果磁场以MacDonald & Mullan（2014）描述的方式影响对流传输，则可能导致更明显的半径膨胀。最后，我们表明，这些对恒星结构的非标准效应可以使用深度相关的$α_{\text{MLT}}$制造：一个非磁性，非旋转模型可以产生，这是几乎无法区分的一个明确参数化旋转和/或磁性使用上述两个配方。我们提供的公式连接的径向变量$α_{\text{MLT}}$这些假定的MLT重…
2018-03-07 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
Explaining the coexistence of large-scale and small-scale magnetic fields in fully convective stars
尽管缺乏一个剪切丰富的速跃层区域，低质量的完全对流的恒星能够产生强大的磁场，这表明一个发电机机制，从根本上不同的太阳发电机是在这些对象的工作。提出了一个低质量完全对流星磁场产生的自洽三维模型。该模型利用滞弹性磁流体动力学方程模拟旋转球体中的可压缩对流。一个分布式发电机工作在模型中自发地产生一个偶极主导的表面磁场的观察强度。这个磁场与外层湍流对流的相互作用将其撕碎，产生携带大部分磁通量的小尺度磁场。塞曼多普勒成像技术应用于合成光谱偏振数据的基础上，我们的模型恢复大部分的大规模领域。我们的模型同时再现的形态和大小的大规模的领域，以及小规模的低质量完全对流恒星上观察到的领域的大小。
2015-10-19 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
The first low-mass eclipsing binary within the fully convective zone from TMTS
本研究对TMTS发现的短周期低质量食双星TMTSJ0803开展测光光谱分析，证实其为完全对流区的双M矮星系统，发现磁活动增强效应，并测得恒星参数与演化模型存在偏差。
2024-05-17 astro-ph.SR
Early evolution of fully convective stars in scalar-tensor gravity
本研究在DHOST标量-张量引力理论框架下，探究小质量完全对流恒星的早期演化，分析理论参数对恒星三个演化阶段的影响，证实林忠四郎线偏移及恒星年龄显著改变。
2023-05-26 astro-ph.SR gr-qc
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 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
Constraints on the Spindown of Fully-Convective M Dwarfs Using Wide Field Binaries
M型矮星比它们的类太阳同行在更长的时间尺度上保持活跃，对它们行星的大气层具有潜在的破坏性影响。然而，完全对流的M矮星从活跃和快速旋转转变为静止和缓慢旋转的年龄却知之甚少，因为这些恒星仍然在最古老的星团中快速旋转，这些星团足够接近大样本的低质量M矮星进行研究。为了限制这些低质量恒星的自旋，我们测量了宽双星系统中M场矮星的光度旋转周期，主要使用TESS和MEarth。我们的分析包括M-M对，它们是同时代的，但年龄未知，以及具有白矮星或类太阳原色的M矮星，我们可以使用白矮星冷却曲线，陀螺年代学和锂丰度等技术来估计它们的年龄。我们发现，时代的自旋是强烈依赖于质量。完全对流的M型矮星开始缓慢地自转，0.2- 0.3M的$_\odot$快速自转星的数量从6亿年的$P_{\rm rot} < 2$天发展到1- 3 Gyr的$2 < P_{\rm rot} < 10$天，然后在更老的年龄快速自转到长的自转周期。然而，我们也确定了一些变化的自旋完全对流的M矮星，与少数恒星已大幅自旋6亿年。这些观察结果与磁形态驱动的自旋下降模型一致，其中角动量损失最初是低效的，直到磁场的变化允许自旋下降迅速进展。
2022-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Starspot distributions on fully convective M dwarfs: implications for radial velocity planet searches
由于M4.5 - M9矮星的赤道自转速度平均为10 km/s，因此针对这一恒星星族的径向速度测量可能需要找到有效消除星点抖动的方法。我们提出了第一个高分辨率的多普勒图像的M4.5矮星，GJ 791.2A，和M9矮星，LP 944-20。这两个对象的时间序列光谱揭示了许多线轮廓扭曲的每个恒星的旋转周期，我们解释为星点。瞬态失真与对应于Tphot-Tspot = 200和300 K的模型大气温度差的光斑/光球对比度进行建模。GJ 791.2A是一颗完全对流的恒星，vsini = 35.1 km/s。虽然我们在高纬度地区发现了更多的星点结构，但我们重建了一系列相位和纬度的星点，平均星点填充率为~ 3%。LP 944-20是已知最明亮的晚M矮星之一，光谱类型为M9 V，vsini = 30.8 km/s。它的光谱时间序列表现出两个占主导地位的瞬态线失真，重建为高纬度的斑点，而平均点填充因子只有1.5%found.The低对比度斑点的发生主要是在高纬度地区，我们看到在这里的两个目标，一般可能是负责低振幅光度变化看到晚M矮星。对于GJ 791.2A，由星斑特征引起的径向速度产生138 m/s的均方根速度变化，使用我们重建的表面亮度分布可以减少1.9倍。
2015-09-17 astro-ph.SR
Bridging the gap -- the disappearance of the intermediate period gap for fully convective stars, uncovered by new ZTF rotation periods
开普勒发现的中间周期间隔是在温度-周期图上观测到的恒星自转周期的缺失，G矮星的周期为$\sim$ 20天，而早M矮星的周期为$\sim$ 30天。然而，由于开普勒主要针对类太阳恒星，因此缺乏M矮星的测量周期，特别是那些处于完全对流极限的矮星。因此，尚不清楚中M矮星到晚M矮星是否存在中间周期间隔。在这里，我们提出了一个包含40，553个旋转周期（9，535个周期$>$ 10天）的周期目录，使用Zwicky瞬态设施（ZTF）测量。为了测量这些周期，我们开发了一个简单的管道，直接改善ZTF存档光变曲线，平均减少26%的光度散射。这个新的星表涵盖了一系列恒星温度，将开普勒的样本与MEarth（一个基于地面的明亮M矮星的时域调查）连接起来，并揭示了中间周期间隙在理论上预测的完全对流边界（$G_{\rm BP} - G_{\rm RP} \sim 2.45$ mag）的位置关闭。这一结果支持了这一假设，即差距是由核心包膜相互作用。使用陀螺运动年龄，我们还发现了一个潜在的快速自旋的恒星在此期间的差距。
2022-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant white-light flares on fully convective stars occur at high latitudes
白光耀斑是恒星表面由磁场驱动的局部增亮现象。它们的时间、光谱和统计特性提供了大量关于恒星磁场的物理信息。磁斑的空间分布和相关的耀斑区域有助于限制发电机理论。此外，耀斑被认为对围绕这些恒星运行的系外行星的可居住性有着至关重要的影响。由于缺乏空间分辨率，测量太阳以外恒星上耀斑的位置具有挑战性。在这里，我们提出了四个完全对流的恒星与凌日系外行星调查卫星（TESS），显示大，长时间的耀斑在白光调制的亮度由恒星的快速旋转。这使我们能够直接从光变曲线确定这些耀斑的轨迹。这四次耀斑都发生在纬度55度到81度之间，远高于典型的太阳耀斑纬度。我们的研究结果证明，强磁场往往出现在完全对流恒星的恒星旋转极附近，并表明耀斑对小恒星周围系外行星可居住性的影响可能比以前认为的要弱。
2021-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global Properties of Fully Convective Accretion Disks from Local Simulations
我们提出了一种方法来推导的整体性质的吸积盘的局部解的知识来自基于剪切盒近似的数值模拟。该方法包括两个步骤。首先，一个本地的解决方案，有效的所有值的磁盘高度的构造拼凑的内部解决方案与分析外部辐射解决方案的数值。通过假设流体静力平衡和辐射平衡获得匹配。虽然在原则上的程序可以进行一般，它大大简化时，内部解决方案是完全对流。在这些情况下，构造类似于原恒星的Hayashi轨迹的推导。第二步是将不同半径处的局部解拼接在一起以获得全局解。在这里，我们使用的对称性的解决方案，相对于定义的无量纲数-在某种程度上类似于使用的同源关系在恒星结构理论-获得的各种磁盘量与半径的标度特性。
2015-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A low-mass eclipsing binary within the fully convective zone from the NGTS
我们已经发现了一个新的，接近相等的质量，食M矮双星从下一代过境调查。该系统是目前已知的3个视场年龄（$>$ 1 Gyr）的晚M矮星食双星之一，周期为1.74774天，与CM~Dra和KOI 126相似。对日食和视向速度的模拟表明，组成质量为$M_{\rm pri}$ =0.17391 $^{+0.00153}_{0.00099}$ $M_{\odot}$，$M_{\rm sec}$ =0.17418 $^{+0.00193}_{-0.00059}$ $M_{\odot}$ ;半径为$R_{\rm pri}$ =0.2045 $^{+0.0038}_{-0.0058}$ $R_{\odot}$，$R_{\rm sec}$ =0.2168 $^{+0.0047}_{-0.0048}$ $R_{\odot}$。有效温度为$T_{\rm pri} = 2995\,^{+85}_{-105}$ K和$T_{\rm sec} = 2997\,^{+66}_{-101}$ K，与M5矮星一致，与主层序模型基本一致。这对代表了一个有价值的补充，可以用来限制在恒星序列的低质量端的质量半径关系。
2018-08-08 astro-ph.SR
Solar-like differential rotation and equatorward migration in a convective dynamo with a coronal envelope
我们目前的结果对流湍流发电机模拟包括冠层在一个球楔。我们发现一个赤道迁移的径向和方位场的太阳黑子在太阳活动周期的行为相似。磁场的迁移与辐状差异自转和逆太阳（顺时针）纬向环流共存。尽管迁移延伸到整个对流区，但导致这种迁移的机制尚未完全了解。
2012-11-02 astro-ph.SR
Differential Rotation and Magnetism in Simulations of Fully Convective Stars
质量足够小的恒星在其内部都是对流的，因此不具有类似于太阳速跃层的内部边界层。由于这个界面在许多太阳磁发电机理论中占有重要地位，人们普遍认为完全对流的恒星表面的磁行为与大质量恒星的磁行为大不相同。在这里，我描述了最近的观测和理论模型的发电机行动在低质量的恒星是部分确认，部分混淆，这一基本的期望。特别是，我提出的3-D MHD模拟结果的发电机行动的对流在旋转球壳近似内部的0.3太阳质量的恒星在一定范围内的旋转速率。模拟的恒星可以在其表面建立纬度方向的差异旋转，在“快速”旋转速率（定义）下类似太阳，在较慢的旋转速率下反太阳;在某些参数制度下，强发电机产生的磁场的反馈大大降低了差异旋转。我认为，这种“翻转”的意义上的差异旋转可能是可观察到的在不久的将来。我还简要地描述了如何的强度和形态的磁场的变化与模拟恒星的旋转速率，并表明，达到的最大磁能与简单的缩放参数是兼容的。
2010-10-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Discovery and Precise Characterization by the MEarth Project of LP 661-13, an Eclipsing Binary Consisting of Two Fully Convective Low-mass Stars
我们报道了LP 661-13系统中恒星食的探测。我们提出了这个系统的发现和表征，包括高分辨率的光谱径向速度和测光解决方案跨越两个观测季节。LP 661-13是一个低质量双星系统，轨道周期为$4.7043512^{+0.0000013}_{-0.0000010}$天，距离为$24.9 \pm 1.3$秒差距。LP 661- 13 A是一颗$0.30795 \pm 0.00084$ $M_\odot$星型，而LP 661- 13 B是一颗$0.19400 \pm 0.00034$ $M_\odot$星型。每个组件的半径分别为$0.3226 \pm 0.0033$ $R_\odot$和$0.2174 \pm 0.0023$ $R_\odot$。我们检测出的日食调制在一个周期略短于轨道周期，这意味着至少有一个组件是不同步旋转。我们发现，每一个组成部分都略有膨胀相比，恒星模型，这不能通过年龄或金属丰度的影响来调和。作为一个附近的食双星系统，其中两个组成部分都接近或低于完全对流极限，LP 661-13将是对冷矮星结构模型的有价值的测试。
2016-09-12 astro-ph.SR
Observational indicators of the transition from fully convective stars to stars with radiative cores
我们提出了一个讨论的过渡到（在打开）和远离（在关闭）的主序列，后者被称为赫兹波间隙之间的相似性和关键区别。使用一组模型等时线，并采用初始质量函数，使我们能够预测缺乏G型恒星的任何恒星形成区。这是由（相对）恒定的光谱类型引起的，在这种光谱类型下，从完全对流的恒星开始过渡到具有辐射核心的恒星。我们还提出了在ONC的这种过渡的细节分析。特别是，我们表明，在光度和光谱型分布的差距集中，和分数X射线光度和旋转速率分布的变化发生在大约，在辐射核心大小作为质量的函数的峰值的位置。虽然这种转变的光度签名丢失的年龄超过20万年，我们表明，在分数X射线光度和磁场配置的变化持续到老年人。对文献数据的分析表明，观测到分数X射线光度变化的质量随着年龄的增长而降低。
2010-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
In this Day and Age: An Empirical Gyrochronology Relation for Partially and Fully Convective Single Field Stars
本文利用自转-运动学测年法和已知星团年龄训练高斯过程模型，校准了首个适用于0.67至14 Gyr单颗主序星的经验自转周期测年关系，平均不确定性约1 Gyr，并据此测定了约10万颗恒星及384颗行星宿主恒星的年龄。
2023-10-23 astro-ph.SR
Mind the Gap I: H$α$ Activity of M Dwarfs Near the Partially/Fully Convective Boundary and a New H$α$ Emission Deficiency Zone on the Main Sequence
本文通过480颗M矮星的高分辨率H$α$光谱巡天，确定赫罗图间隙上缘为活动急剧过渡边界，并发现新的H$α$发射缺失区，揭示大质量完全对流恒星角动量损失更快。
2023-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Do Magnetic Fields Actually Inflate Low-Mass Stars?
磁场已经被假设为膨胀小质量恒星的半径--定义为小于0.8太阳质量--在分离的食双星（DEB）。我们使用磁性达特茅斯恒星演化代码评估这一假设。结果表明，磁抑制热对流可以膨胀低质量的恒星，拥有辐射的核心和对流的外壳。X射线光度和表面磁通量之间的比例关系表明，模型表面磁场强度的预测与观测结果是一致的。这支持了磁场可能使这些恒星膨胀的观点。然而，磁模型无法重现的半径完全对流星的DEB。相反，我们建议，模型的差异低于完全对流边界与金属丰度。
2013-09-29 astro-ph.SR
The global and small-scale magnetic fields of fully convective, rapidly spinning M dwarf pair GJ65A and B
附近的M矮双星GJ65AB，也被称为BL Cet和UV Cet，是研究低质量恒星发电机驱动活动的独特基准。GJ65的磁活动通过间接手段反复评估，例如耀斑研究，光度变化，X射线和无线电发射。在这里，我们提出了一个直接分析的大规模和局部表面磁场在这两个组件。解释高分辨率的圆偏振光谱（敏感的大尺度场的几何形状），我们发现了一个显着的差异，全球恒星场的拓扑结构。尽管几乎相同的质量和旋转速率，二次展示了一个轴对称的，偶极般的全球领域的平均强度为1.3千克，而主要有一个更弱，更复杂和非轴对称的0.3千克的领域。另一方面，对差分塞曼增强（对总磁通量敏感）的分析显示，GJ 65 A和B的磁通量相似，分别为5.2和6.7 kG，尽管有证据表明GJ 65 B的场强分布比GJ 65 A向更高的场强方向移动。基于这些互补的磁场诊断结果，我们认为GJ65 A和B的不同的无线电和X射线变化与它们不同的全球磁场拓扑结构有关。然而，这种差异似乎仅限于上层大气，而不包括大部分恒星，并且对基本的恒星性质没有影响。
2017-02-09 astro-ph.SR
NGTS clusters survey -- III: A low-mass eclipsing binary in the Blanco 1 open cluster spanning the fully convective boundary
我们提出了一个食二进制的发现和特征的下一代过境调查中确定的$\sim$ 115万年老布兰科1疏散星团。NGTS J 0002 -29由三颗M矮星组成：一颗短周期双星和一颗轨道较宽的伴星。这个系统是第一个在Blanco 1中发现的特征良好的低质量食双星。它的质量比很低，有一颗第三伴星和一颗横跨完全对流边界的双星，是一个重要的基准系统，也是这个年龄仅有的两颗特征良好的低质量食双星之一。我们同时模拟NGTS，TESS，SPECULOOS和SAAO的光变曲线，VLT/UVES和Keck/HIRES的径向速度，以及系统的光谱能量分布。我们发现，双星在$P_{\rm orb} = 1.09800524 \pm 0.00000038$天内绕着它们共同的质心在圆形轨道上运行，质量为$M_{\rm pri}=0.3978\pm 0.0033$ M $_{\odot}$和$M_{\rm sec}=0.2245\pm 0.0018$ M $_{\odot}$，半径为$R_{\rm pri}=0.4037\pm 0.0048$ R $_{\odot}$和$R_{\rm sec}=0.2759\pm 0.0055$ R $_{\odot}$，有效温度为$T_{\rm pri}=3372\,^{+44}_{-37}$ K和$T_{\rm sec}=3231\,^{+38}_{-31}$ K。我们比较这些属性的…
2021-09-02 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
New rotation period measurements for M dwarfs in the southern hemisphere: an abundance of slowly rotating, fully convective stars
恒星自转周期对于限制角动量损失的模型和理解磁性特征如何影响系外行星参数的推断都是有价值的。在我们以前在北半球的工作的基础上，我们使用MEarth天文台的长期地面光度监测来测量附近南半球M矮星的234个旋转周期。着名的例子包括系外行星宿主GJ 1132，LHS 1140和Proxima Centauri。我们发现我们的数据和K2光度重叠的子集之间的协议。在具有最高质量数据集的恒星样本中，我们恢复了66%的周期;随着数据集长度的增加，我们的恢复率接近100%。我们探测到的最长自转周期约为140天，我们认为这代表了M矮星与当地厚盘一样老（约9 Gyr）时所达到的周期。
2018-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gaia Gaps and the Physics of Low-Mass Stars. I. The Fully Convective Boundary
盖亚M矮星间隙是在$M_G = 10.2$附近观测到的一个显著的低密度恒星，在色星等图中，距离太阳200 pc以内的恒星。有人提出，间隙是由于非平衡$^{3}$ He融合之前，一些恒星成为完全对流的恒星内部结构不稳定的表现。为了验证这一假设，我们使用达特茅斯恒星演化模型，MARCS模型大气，和简单的恒星星族合成创建合成$M_G$ -（$G_{\rm BP} - G_{\rm RP})$色星等图。我们确认，建议的$^{3}$ He不稳定性是负责的M-矮星间隙的外观。我们的合成间隙显示出与观测到的间隙在质量上相似的特征，包括：它在$M_G$中的垂直范围，它在颜色-星等图中的斜率，以及它在蓝色处的相对突出性。此外，模型还再现了间隙上方恒星的过密度。虽然在性质上相似，但合成的间隙比观察到的间隙蓝约0.2个星等，并且考虑到这种颜色偏移，比观察到的间隙亮0.16个星等。我们的研究结果表明，盖亚M矮星间隙是敏感的M矮星的核心内的条件，使间隙的一个强大的工具，用于测试的物理M矮星和潜在的使用M矮星了解当地的恒星形成历史。
2020-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA II. Impact of Physical and Numerical Assumptions on Elemental Abundances
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Space sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège（列日大学空间科学、技术与天体物理研究（STAR）研究所）
本文研究了物理和数值假设对造父变星模型中元素丰度的影响，通过分析不同参数对演化轨道的影响，揭示了表面丰度的不确定性来源。
2026-02-08 astro-ph.SR
The Mass Dependence of Hα Emission and Stellar Spindown for Fully Convective M Dwarfs
本研究通过分析67个宽距全对流M矮星双星系统的Hα发射特征，发现恒星自转减速时期主要由质量决定，其弥散度上限为0.5Gyr或25%，场星减速时期的大弥散度可能源于出生环境差异。
2024-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The corona of a fully convective star with a near-polar flare
研究TESS和XMM-Newton观测的快速自转M7矮星TIC 277539431，发现其冕层典型但软X射线光度低，高纬度耀斑源于磁通量向极区迁移。
2024-05-09 astro-ph.SR
