The convective kissing instability in low-mass M-dwarf models: convective overshooting, semi-convection, luminosity functions, surface abundances and star cluster age dating
研究低质量M矮星对流接吻不稳定性，通过MESA模型分析对流超射与半对流对赫罗图演化轨迹及表面丰度的影响，并利用合成星群颜色-星等图重现主序间隙，提出星团年龄测定方法。
2023-09-14 astro-ph.SR
Comparison of Convective Overshooting Models and Their Impact on Abundances from Integrated Light Spectroscopy of Young ($<$ 3 Gyr) Star Clusters
作为一个正在进行的计划，以测量附近星系的详细化学丰度的一部分，我们使用一个样本的年轻到中等年龄的集群在大麦云云的年龄为10万年至2 Gyr的等时线参数，特别是核心对流过冲，对Fe丰度的影响进行评估结果从高分辨率，集成的光谱。在这项工作中，我们还获得了高分辨率光谱的集群个别成员星的基准铁丰度。我们比较的Fe丰度的结果，为个别恒星的结果，从等时线和综合光谱，以确定是否等时线与对流过冲应在我们的综合光分析年轻到中等年龄（10万年-3 Gyr）星团。我们发现，当使用的等时线从Teramo组，我们得到更准确的结果，年轻和中间年龄组在整个年龄范围内使用等时线时，没有对流超调。虽然对流过冲不是恒星演化的唯一不确定方面，它是恒星演化模型中最容易参数化的成分之一，因此对我们的综合光分析中使用的特定模型进行评估很重要。这项工作表明，我们的方法为综合光谱的星团可以提供独特的测试，为未来的年轻和中等年龄的集群的恒星演化模型的约束。
2012-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Upward Overshooting in Turbulent Compressible Convection. III. Calibrate Parameters for One-dimensional Reynolds Stress Model
在本文中，我们校准系数的一维雷诺应力模型的三维数值模拟中产生的数据向上过冲湍流可压缩对流。结果表明，标定后的对流和各向同性系数与纯对流区的标定结果基本一致。然而，校准的扩散系数显着不同，从那些校准在纯对流区。我们猜想边界引起的扩散效应比邻近的稳定区引起的扩散效应更强。我们已经检验了下梯度近似的有效性。我们发现下梯度近似对三阶矩的预测是不令人满意的。然而，对它们的衍生物的预测要好得多。这说明了雷诺应力模型应用于实际恒星的合理性。利用校正系数，求解了雷诺应力模型下的非局部湍流方程组。我们发现，雷诺应力模型已经成功地产生了热调整层和湍流耗散层，这是确定在三维数值模拟。建议用温度扰动自相关的拐点和Péclet数分别作为衡量热调节层和湍流耗散层发展程度的指标。这一结果对雷诺应力模型在一维恒星结构和演化模型中的应用具有实际指导意义。
2020-06-15 astro-ph.SR
The shape of convective core overshooting from gravity-mode period spacings
具有对流核心的恒星的演化高度依赖于近核心混合过程的效率和程度，这有效地增加了核心质量和主序星寿命。我们调查在何种程度上的重力模式周期间隔在缓慢脉动的B型恒星观测开普勒任务可以用来约束对流核心过冲和辐射信封中的额外混合的形状和程度。我们计算网格的一维恒星结构和演化模型的两种不同形状的对流核心过冲和三种形状的辐射包络混合。在这些网格中的模型进行比较，一组基准模型，以评估其模仿的偶极双极g-模式的基准模型的能力。通过我们的模型比较，我们发现，在中心的氢含量为Xc = 0.5，偶极双折射g-模式的周期范围为0.8-3 d是能够区分阶跃和指数扩散过冲。这种能力在Xc = 0.1时消失。此外，g模式的行为相同的三种不同形状的辐射包络混合考虑。然而，一个恒定的信封混合需要对流核心附近的扩散系数比内部重力波的化学混合高5倍，以获得约0.5德克斯的表面氮过剩的主要序列的寿命。在开普勒任务的估计频率误差内，g模式区分阶跃和指数扩散过冲的能力取决于进化阶段。结合平均周期间隔和观测到的表面丰度（特别是氮）的信息，可以用来限制大质量恒星辐射包络中混合的形状。
2018-02-06 astro-ph.SR
The s-process nucleosynthesis in massive stars: current status and uncertainties due to convective overshooting
内容：众所周知，所谓的s-过程负责产生富含中子的反式铁元素，这些元素构成了太阳系组成中的大部分“重核素”（即比铁族核更重的核素），被认为是宇宙丰度的“参考标准”数据集。特别是，s-过程通过一系列的中子俘获反应和β衰变沿着“稳定谷”移动，产生了大约一半的反式铁同位素。为了解释观测到的太阳s核丰度分布，需要不止一个s过程“成分”（即具有一组物理条件（如中子暴露、初始丰度和中子密度）的核合成事件）。目前关于这个问题的观点认为，存在几个组成部分，在恒星环境方面，对应于不同演化阶段的不同类别的恒星。目的：本章的目的是回顾发生在大质量恒星的s-过程核合成（所谓的s-过程的弱分量），特别注意最近的研究，致力于分析如何的不确定性，由于恒星演化建模，特别是由于对流过冲影响这种核合成过程的效率。
2012-03-20 astro-ph.SR
Evolution of lithium abundance in the Sun and solar twins
太阳对流区7Li丰度在其生命的不同阶段的演变被认为是解释其低光球值相比，太阳系陨石。锂在演化的早期阶段（主序前，pMS），当辐射核出现时，锂被强烈和短暂地燃烧，然后锂丰度在主序（MS）期间缓慢下降。我们研究了锂在这两个阶段的燃烧速率。在太阳的模型中，计算忽略pMS和对流区底部没有对流外混合（过冲），锂丰度在MS寿命为4.6 Gyr期间不会显着减少。日震反演的分析与后模型计算的化学成分表明存在的过冲区，并限制其厚度。据估计，它大约是当地压力等级高度的一半（0.5Hp），相当于太阳半径的3.8%。引入该额外区域不会在MS阶段期间显著地消耗锂。相反，在pMS阶段，具有约0.18Hp的值的过冲区域足以产生观察到的锂耗尽。如果我们得出结论，主要的锂燃烧发生在pMS阶段，锂丰度在太阳孪晶中的分散可以用不同的物理条件来解释，主要是在MS之前的早期演化阶段。
2016-12-05 astro-ph.SR
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
The dependence of convective core overshooting on stellar mass: Additional binary systems and improved calibration
许多当前的恒星演化模型假设对流核心过冲的强度对质量大于1.1-1.2太阳质量的恒星的质量有一定的依赖性，但由于缺乏强有力的观测约束，采用的这种关系的形状仍然有些随意。在以前的工作中，我们比较了恒星演化模型，以及测量的食双星显示，当过冲实施作为一个扩散过程中，拟合的自由参数f（ov）急剧上升到约2个太阳质量，并保持基本恒定之后。在这里，我们分析了一个新的样本，8个二进制选择在临界质量范围内低于2个太阳质量，其中f（ov）变化最大，在这个制度中的单个恒星的数量几乎翻了一番。这个时间间隔很重要，因为f（ov）变化的精确方式决定了1-5 Gyr星团转折区等时线的形状，因此可以影响它们的推断年龄。它还对估计系外行星宿主的恒星性质、恒星星族合成和详细模拟内部恒星结构，包括计算用星震技术可观测到的振荡频率产生重大影响。我们发现，我们的新样本的导出的f（ov）值与我们以前的测定所定义的趋势一致，并加强了关系。这为未来的一系列模型提供了一个机会，以测试新的处方，基于观察，对独立的观察，可能会以不同的方式限制过冲。
2018-04-09 astro-ph.SR
Calibrating Core Overshooting Parameters With Two-dimensional Hydrodynamical Simulations
对流区周围混合区的范围是恒星演化中最大的不确定性之一。一维过冲描述引入了一个自由参数（$f_{ov}$），它通常不能很好地约束观测值。特别是在小的中心对流区域，由于其与压力标度高度的紧密联系，该值是高度不确定的。长期多维流体动力学模拟可用于研究过冲区域的大小和所涉及的混合过程。在这里，我们展示了如何可以校准的过冲参数进行2D大师模拟的零年龄的主序列恒星范围从$1.3$到$3.5 M_\odot$。模拟覆盖恒星的对流核心和周围辐射包络的很大一部分。我们遵循对流流动至少20对流周转时间，而最长的模拟涵盖430周转时间尺度。这使我们能够研究如何混合以及对流边界随时间的演变，以及如何产生的夹带可以解释的超调参数。我们发现，在我们的模拟的初始模型中，超过一定的值增加过冲参数$f_{ov}$，完全改变混合行为。该结果可用于限制过冲参数。我们发现$0.010 < f_{ov} < 0.017$与我们对$3.5 M_\odot$质量恒星的模拟结果非常吻合。我们还确定了一个扩散混合组件，由于内部重力波（IGW）是活跃的整个对流稳定层，但可能高估了我们的模拟。此外，应用我们的校准方法模拟质量较低的恒星表明需要一个质量依赖的过冲描述的混合方面的压力标度高度减少小对流核心。
2020-12-09 astro-ph.SR physics.flu-dyn
On using the CMD morphology of M67 to test solar abundances
疏散星团M67具有太阳金属丰度，年龄约为4 Gyr。关闭质量接近太阳金属丰度恒星在主序星演化过程中由于氢燃烧循环的发展而形成对流核的最小质量。M67的色星等图（CMD）在转折点附近的形态显示出明显的钩状特征，这是靠近转折点的恒星具有对流核的直接迹象。VandenBerg等人研究了使用M67关闭的形态来限制太阳金属丰度的可能性，特别是CNO元素，在过去几年中，太阳丰度已经向下修正了30%以上。在这里，我们扩展了他们的工作，填补了他们分析中的空白。为此，我们计算等时线适用于M67使用新的（低金属丰度）和旧的（高金属丰度）的太阳丰度和研究是否特征关闭CMD的M67可以复制或不。我们还研究了其他本构物理的重要性，确定存在这样一个钩子，特别是元素扩散，过冲和核反应率。我们发现，使用新的太阳丰度测定，与低CNO丰度，使得它更难以再现的特征CMD的M67。这一结果与VandenBerg等人的结果一致。然而，模型的本构物理变化，特别是过冲，可能会影响和改变这一结果，以至于使用低CNO太阳丰度模型构建的等时线也可以重现M67的关闭形态。我们的结论是，只有当所有影响关断形态的因素都完全在控制之下（而事实并非如此），M67才能用来限制太阳丰度。
2010-04-19 astro-ph.SR
Lithium depletion in solar-like stars: effect of overshooting based on realistic multi-dimensional simulations
我们研究锂耗尽低质量和太阳类恒星作为时间的函数，使用一个新的扩散系数描述额外的混合发生在底部的对流信封。这种新形式的动机是多维完全可压缩，时间隐式流体动力学模拟与MUSIC代码进行。恒星对流边界处的间歇性对流混合可以用极值理论来模拟，极值理论是一种经常用于金融、气象学和环境科学的统计分析。在这封信中，我们实现了这个统计扩散系数的一维恒星演化代码，使用校准的参数从多维流体动力学模拟的年轻的低质量的恒星。我们提出了一个新的方案，可以解释观测到的太阳表面丰富的锂，并在集群涵盖了广泛的年龄，从$\sim$ 50百万年到$\sim$ 4 Gyr。因为它依赖于我们的对流渗透的物理模型，这种情况下有一个有限的假设。它可以解释观察到的旋转和消耗之间的趋势，基于一个单一的额外的假设，即旋转影响对流边界处的混合效率。我们认为恒星自转速率存在一个阈值，高于该阈值，自转会强烈阻止羽流的垂直穿透，而低于该阈值，自转影响较小。除了为前主序星和主序星中锂耗尽的长期存在的问题提供可能的解释外，我们的方案的优势在于其基本假设可以通过未来的流体动力学模拟进行测试。
2017-07-29 astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA. IV. Modest Effects of Rotation on Blue Loops
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）
本文研究了自转对造父变星演化特性的影响，发现自转对蓝环的外观和光度影响有限，但自转导致的光度增加不足以解决质量不一致问题，同时自转速度预测过高。
2026-05-13 astro-ph.SR
Pre-MS depletion, accretion and primordial 7Li
我们重新考虑的作用前主序（前MS）锂耗尽的基础上新的观测和理论证据：i）新的观测结果表明，在年轻的星系团的H α排放量可能会继续，直到MS的第一阶段，ii）日震学的理论含义表明大的超调值低于底部的对流信封。我们认为，在这里，一个显着的MS前7 Li破坏，所造成的有效的过冲混合，可以随后由物质吸积后，7 Li耗尽MS已停止，从而恢复Li几乎到原始值。作为一个测试案例，我们表明，一个0.85 Msun的晕矮星，其初始丰度为A（Li）= 2.74，具有扩展的过冲包络线，将完全燃烧Li，但1 e-8xe^{-t/3e 6} Msun yr $^{-1}$的吸积速率将使Li恢复到A（Li）= 2.31。一个自我调节的过程是需要在不同的恒星质量范围内产生类似的最终值来解释PopII Spite高原。然而，这个框架可以解释为什么疏散星团的恒星比太阳前星云的Li丰度低，大多数贫金属矮星中没有Li，以及一些其他缺乏令人满意的解释的特征。
2012-06-06 astro-ph.SR
Solar models with new low-metal abundances
在过去十年中，许多观测者对太阳的光球丰度进行了数次修正。新的低金属丰度的标准太阳模型（SSM）不同意日震结果和检测到的中微子通量。太阳模型问题困扰了一些恒星物理学家十多年。旋转，增强扩散，对流过冲，和磁场被用来调和新的丰度与日震学。增强扩散模型中的\textbf{too}低氦\textbf{subsurface abundance}可以通过旋转和磁场引起的混合来改善。旋转模式中对流区的深度问题可以通过对流超调来解决。因此，Asplund-Grevesse-Sauval旋转模型包括超调（AGSR）再现了地震推断的声速和密度剖面，对流区深度以及Grevesse和Sauval（GS 98）模型之前计算。但该模型不能再现地表氦丰度0.2393（$2.6$ $σ$偏离地震值）和中微子通量。AGSM模型保持了AGSR模型的一致性，提高了对地表氦丰度的预测。AGSM合理地再现了观测到的分离比$r_{02}$和$r_{13}$。此外，用该模型计算的中微子通量与实测中微子通量和前人的预测值相差不远。
2016-03-05 astro-ph.SR
A phenomenological modification of thermohaline mixing in globular cluster red giants
热盐混合是低质量恒星红巨星分支上所谓的“额外混合”的一种有利机制。这种混合是由氦-3通过3 He（3 He，2 p）4 He燃烧时，在第一次挖掘过程中氢壳层上方产生的分子量反转触发的。标准的一维扩散混合方案不能同时匹配NGC 6397红巨星的碳和锂丰度。我们调查了两个修改的标准方案：（1）平流两个流混合算法，和（2）修改的标准一维温盐混合形式主义。我们不能同时匹配碳和锂丰度使用我们的两个流混合方法。然而，我们开发了一个修改后的扩散方案，明确的温度依赖性，可以同时适合碳和锂丰度的NGC 6397恒星。我们修改后的扩散方案诱导混合，这是比标准理论预测的更快，在热盐区和混合，这是在较冷的部分较慢。我们的研究结果推断，额外的混合机制需要进一步的调查和更多的观测是必需的，特别是对恒星在不同的集群跨越一个范围内的金属。
2017-05-16 astro-ph.SR
Dust in brown dwarfs and extra-solar planets II. Cloud formation for cosmologically evolving abundances
亚恒星物体的寿命非常长。对于较老天体的宇宙学结果是重元素的丰度较低，这导致了天体在金属丰度上的广泛分布，因此在年龄上。在其凉爽的大气中，尘埃云成为主要特征，影响重元素的不透明度和剩余的气相丰度。研究了恒星金属丰度对亚恒星大气尘埃形成的影响，以及对尘埃云结构的影响和对大气的反馈。我们利用数值模拟，我们解决了一组力矩方程，以确定准静态尘埃云结构（DRIFT）。这些方程模型的成核，复合颗粒的动力学生长，它们的蒸发和重力沉降作为一个固定的尘埃形成过程。元素守恒方程增加了这个系统的方程，包括元素补充对流过冲。与大气代码（PHOENIX）的集成允许确定一致的（T，p，v_conv）结构，因此也可以计算合成光谱。DRIFT-PHOENIX模型大气的网格计算了广泛的金属丰度，以便系统地研究整个宇宙演化过程中的大气云结构。我们甚至在最贫金属（[M/H]=-6.0）的褐矮星大气中也发现了尘埃云。只有最年轻的褐矮星和巨型气体行星中质量最大的才能抵抗尘埃的形成。对于非常低的重元素丰度，逆温的发展有一个巨大的影响尘埃云结构。我们进一步表明，灰尘与气体的比例不与对象的[M/H]的线性比例对于一个给定的有效温度。
2009-08-25 astro-ph.SR
Super-Massive Stars as a Source of Abundance Anomalies of Proton-Capture Elements in Globular Clusters
我们认为，球状星团中质子俘获元素的丰度异常，如C-N、Na-O、Mg-Al和Na-F反关联，是由M ~ 10，000 Msun的超大质量恒星产生的。这样的恒星可能是在大质量恒星的失控碰撞中形成的，这些恒星由于动力学摩擦而下沉到星团中心，或者是通过形成星团的低金属含量气体云的直接整体坍塌。为了解释观测到的丰度异常，我们假设超大质量恒星在只有一小部分质量分数的氢（Delta X ~ 0.15）转化为氦时，已经失去了它们初始质量的大部分。我们推测，所需的质量损失可能是由超爱丁顿辐射连续驱动的恒星风或由扩散模式的金斯不稳定性。
2013-09-23 astro-ph.SR
The Origin of Element Abundance Variations in Solar Energetic Particles
在渐变和脉冲太阳高能粒子（SEP）事件的加速和输运过程中，离子的质量电荷比[A/Q]近似按幂律变化。由于Q值取决于源等离子体的电子温度，这允许从元素丰度增强的模式确定该温度，并验证用于从SEP事件扩散传输离子的A/Q功率的预期逆时间依赖性，发现散射平均自由程在0.2和1 AU之间。不同温度等离子体产生的SEP事件在典型的丰度交会图中分布到不同的区域，使分布范围扩大。在SEP事件与温度高于2 MK的比较中，脉冲事件比渐变事件显示出更广泛的丰度非热变化。在渐变事件中加速离子的广泛冲击波可以在许多活跃区域上平均，在活跃区域中，大量但较小的磁重联（“纳米喷射”）产生超热种子离子，从而在变化的丰度上平均，而脉冲SEP事件仅对丰度变化的一个局部区域进行采样。的参考He/O丰度比为91，而不是57的证据，也被发现为较热的等离子体。然而，虽然这与太阳风的He/O丰度相似，但太阳风丰度为SEP丰度增强提供了不可接受的不良参考，产生了极大的误差。
2016-07-21 astro-ph.SR
Observational evidence for a broken Li Spite plateau and mass-dependent Li depletion
我们给出了88颗恒星的NLTE Li丰度，金属丰度范围为-3.5 < [Fe/H] <-1.0。有效温度是基于红外通量方法，主要从星际NaI D线获得改进的E（B-V）值。Li丰度是通过MARCS模型和高质量的UVES+VLT，HIRES+Keck和FIES+NOT光谱推导出来的，并补充了可靠的等效宽度。[Fe/H] < -2.5和[Fe/H] > -2.5的贫乏程度较低的恒星分别落入两个定义明确的平台，分别为A_{Li} = 2.18（sigma = 0.04）和A_{Li} = 2.27（sigma = 0.05）。我们发现，这两个高原是平坦的，不像以前的索赔急剧单调减少锂丰度减少金属丰度。在所有的金属丰度，我们发现了一个精细的结构，在锂丰度的Spite高原恒星，我们追溯到锂耗尽，取决于金属丰度和质量。包括原子扩散和湍流混合的模型似乎再现了所观察到的锂耗尽假设原始锂丰度A_{Li} = 2.64，这与目前的预测（A_{Li} = 2.72）从标准大爆炸核合成。采用Kurucz过冲模型大气使Li丰度增加了+0.08 dex，达到A_{Li} = 2.72，与BBN+WMAP完全一致。
2010-05-17 astro-ph.CO astro-ph.SR
Pressure shifts and abundance gradients in the atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们提出了一个详细的模式大气分析的高色散和高信噪比光谱的严重污染DAZ白矮星GALEX J1931+0117。用VLT-Kueyen/UV-可见中阶梯光谱仪获得的光谱显示出几条分辨率良好的Si II谱线，从而能够研究压力对谱线轮廓的影响。我们观察到大斯塔克位移的硅线与理论预测和实验室测量。考虑到合成光谱计算中的斯塔克位移，我们将单线径向速度测量中的散射从~ 3 km/s减少到< 1 km/s。我们提出了修订后的丰度的O，Mg，Si，Ca和Fe的基础上的线加宽参数和振子强度的关键审查。新的测量结果与我们以前的分析基本一致，除了镁的丰度比以前估计的低了两倍。镁、硅和铁的丰度超过太阳丰度，但氧和钙的丰度低于太阳丰度。此外，我们比较了所观察到的线配置文件的合成光谱计算与可变吸积率和垂直丰度分布假设扩散稳态。推断的吸积速率从钙的dM/dt = 2x10^6到氧的2x10^9 g/s不等。我们发现，吸积流必须是富氧的，而缺乏钙相对于太阳丰度。两个测量时期之间缺乏径向速度变化表明GALEX J1931+0117可能不是一个近距离的双星，并且吸积物质的来源存在于碎片盘中。
2011-01-11 astro-ph.SR
Dust in brown dwarfs and extra-solar planets. VII. Cloud formation in diffusive atmospheres
褐矮星和系外行星大气中的云粒子沉淀建立了一个持续向下的可凝结元素通量。因此，为了了解云形成的效率，量化能够补偿高层大气中元素损失的补充机制至关重要，以保持太阳系外天气周期的运行。在本文中，我们介绍了一个新的云形成模式相结合的云粒子矩方法与扩散混合的方法，考虑到湍流混合和气体动力学扩散的气体和云粒子。该方程是扩散反应型的，并解决了时间依赖于一个规定的一维大气结构，直到该模型已经放松对时间无关的解决方案。与我们以前的模型相比，新的热木星模型结果（Teff=2000K，log g=3）显示更少但更大的云粒子，它们更集中在云底。气相中可凝结元素的丰度在云底以上急剧下降，然后向高原方向单调下降，其水平取决于温度。云粒子的化学成分也与我们以前的模型有很大不同。由于Mg2SiO4[s]等特定冷凝物在更深层中的冷凝，某些元素（如Mg）几乎完全从气相中除去。这导致了在更高的大气层中不寻常的（和非太阳）元素比例，这有利于形成SiO[s]和SiO2[s]，而不是MgSiO3[s]。在从太阳丰度出发的相平衡模型中，预计不会出现这种冷凝。在富含铁和金属氧化物的主要硅酸盐云层上方，我们发现了由Na2S[s]颗粒组成的第二个云层，其温度较低（Teff<1500 K）。
2019-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Diagnostics of Stellar Modelling from Spectroscopy and Photometry of Globular Clusters
我们对球状星团的光谱和光度观测与恒星模型进行了一系列的比较，以检验它们的预测能力。中到高分辨率的光谱调查锂的数据，使我们能够调查第一次挖掘和额外的混合在两个集群以及分离的金属丰度。丰度在第一次疏浚是令人满意的再现，但有初步证据表明，模型高估的光度，在最低的金属丰度系统的表面组成的第一次变化。我们的模型也开始额外的混合在光度太高，表现出显着的差异，在低金属丰度的观察。我们模拟的丰度变化在额外的混合作为一个温盐过程，并确定通常的扩散形式，这种机制不能同时重现碳和锂的观测。哈勃太空望远镜测光提供了大量球状星团的关闭和碰撞星等，并提供了更好地测试恒星模型作为金属丰度函数的机会。我们直接比较预测的主序列关断和碰撞幅度以及与距离无关的参数$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$。我们需要15个陀螺等时线来匹配一些集群中的主序关断幅度，而不能匹配低金属丰度系统中的凸起。距离模数、金属丰度标度和热辐射校正的变化可能会影响直接比较，但$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$也被模型低估，只能通过改变输入物理来改善。需要在对流包层底部的过冲，其效率取决于金属丰度，以重现经验确定的$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$值。
2015-04-07 astro-ph.SR
Observations of the Ultraviolet-Bright Star Y453 in the Globular Cluster M4 (NGC 6121)
我们对M4中的紫外亮星Y 453进行了光谱分析。模型拟合恒星的光谱，产生T_eff ~ 56，000 K。与哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪（COS）获得的恒星的FUV光谱相吻合，显示它相当热，T_eff约为72，000 K。我们采用T_eff = 72，000 +/- 2000 K和log g = 5.7 +/- 0.2作为我们的最佳拟合参数。通过对模型光谱进行标度，使之与恒星的光学和近红外星等相匹配，得到质量M * = 0.53 +/- 0.24 Msun，光度log L/Lsun = 2.84 +/- 0.05，与球状星团中演化恒星的预期值一致。比较恒星与后水平分支的演化轨迹，我们得出结论，它最有可能是从蓝色水平分支演化而来，在第三次挖掘之前离开AGB。因此，它应该表现出M4中第二代（SG）恒星的丰度模式（贫O和富Na）。我们推导出恒星的光球的He，C，N，O，Si，S，Ti，Cr，Fe和Ni的丰度。CNO丰度大约比星团的SG星高0.25 dex，而Si和S丰度与星团值一致。铁峰元素（铁本身除外）的丰度增加1至3倍。这种模式并没有揭示恒星的起源和演化，而是反映了恒星大气中扩散和机械过程的综合效应。
2017-08-03 astro-ph.SR
Is Thermohaline Mixing the Full Story? Evidence for Separate Mixing Events near the Red Giant Branch Bump
混合敏感元素的丰度，包括锂，[C/N]和12 C/13 C，已知在红巨星分支凸点附近发生变化。对这些变化最常见的解释是恒星内部的双扩散热盐混合。在这项分析中，我们调查的能力，温盐混合，以解释所观察到的时间，这些化学消耗事件。最近对锂和[C/N]的观测测量表明，锂的丰度在[C/N]丰度之前下降，而用MESA计算的温盐混合区传播的数值模拟表明，合成丰度同时下降。因此，我们得出结论，单独的温盐混合不能解释锂耗尽和[C/N]耗尽的不同事件，因为模拟预测的结晶性与单独滴的观察结果不一致。因此，我们邀请更复杂的理论解释所观察到的时间间隔，这些化学消耗事件，以及更广泛的观测探索范围内的质量和金属丰度。
2022-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters from their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. I. M3, M15, and M92
最新的等时线，零年龄水平分支（ZAHB）的轨迹，和核心氦燃烧的恒星的演化轨迹被应用到M3，M15和M92的颜色-星等图（CMD），特别是集中在RR天琴座人口。ab型和c型变星的周期是用最新的理论校准的log P_ab和log P_c作为光度、质量、有效温度和金属丰度的函数计算的。我们的模型一般能够重现测量周期，以及在恒星的脉动周期所依赖的属性所暗示的不确定性，以及平均周期和集群到集群的差异，<P_ab><P_c>并假设良好的支持值的E（B-V），（m-M）_V，和[Fe/H]。虽然M3中的许多RR天琴座靠近相同的ZAHB，适合蓝色或红色的最暗的HB星，但M92变星都是在不稳定带蓝色一侧的ZAHB位置显着演化的恒星。M15似乎包含与M92相似的HB星，以及后者不存在的额外的氦增强星，这些星组成了它的大部分RR天琴座星。M15中的大量变量以及M15和M92中观测值的相似性<P_ab><P_c>可以通过HB模型来解释，该模型允许Y的变化。这三个星团的年龄相似（约12.5 Gyr），比场晕亚巨星HD 140283年轻得多。我们的分析表明，恒星模型，考虑扩散过程的偏好。
2016-07-07 astro-ph.SR
Generic energy transport solutions to the solar abundance problem -- a hint of new physics
首先，我们简要回顾了太阳丰度问题及其现状。我们首先描述了现有的太阳理论模型及其主要的不确定性，并讨论了异常的观测证据。最后，我们概述了解决太阳丰度问题的主要方法之前调查的审查部分。在本文的第二部分中，我们考虑了研究不足之前的非扩散能量传输的解决方案的问题。我们计算了太阳内部的额外的能量通量证明了从日震学，光谱学和太阳中微子探测实验的综合数据。我们的研究结果表明，太阳丰度的问题可以解决一个局部的辐射区边界附近的能量损失和太阳能核心（$0.1R_{\odot} \lesssim r \lesssim 0.3R_{\odot}$）内的近似相同数量的能量增益。我们表明，如果本地化的能量损失与横向偏振的隐藏光子的共振发射，所需的动力学混合参数不矛盾的任何现有的约束，从太阳被放松，只要能量损失是由能量沉积内的核心补偿。然后我们介绍了光暗费米子耦合到隐藏的光子，并讨论了它们与太阳等离子体的相互作用。我们发现这些暗粒子分布在辐射区的内部，这是提供必要的核心加热所必需的。
2019-12-30 astro-ph.SR hep-ph
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars VIII: Chemical abundance variations in the globular cluster M4 (NGC 6121)
本研究通过高分辨率光谱分析M4星团86颗恒星的化学丰度，发现丰度反相关与双峰族群，证实演化丰度变化符合含高效额外混合的原子扩散模型，测得初始锂丰度略低于原初BBN值。
2023-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Chemical Mixing Induced by Internal Gravity Waves (IGW)
详细模拟恒星演化需要更好地理解混合化学元素和传输角动量的（磁）流体动力学过程。了解这些过程是至关重要的，如果我们要准确地解释观测的化学丰度异常，表面旋转测量和星震数据。在这里，我们使用二维流体动力学模拟的产生和传播的内部重力波（IGW）在中等质量的恒星，以测量这些波引起的化学混合。我们表明，这种混合一般可以被视为一个扩散过程。然后，我们表明，当地的扩散系数不依赖于当地的流体速度，而是在波的振幅。然后，我们使用这些发现提供了一个简单的参数化，这种扩散，可以纳入恒星演化代码和测试对观察。
2017-09-14 astro-ph.SR
On the effect of rotation on populations of classical Cepheids I. Predictions at solar metallicity
[摘要]我们的目标是从进化的角度提高对造父变星的理解，并建立造父变星范式中旋转的作用。特别是，我们感兴趣的是旋转的造父变星质量的问题的贡献，并探讨可检验的预测量，可以面对的意见。演化模型，包括一个均匀的和自洽的旋转治疗过程中的经典不稳定带（IS）的交叉点进行了详细研究。研究了几个参数对初始旋转的依赖关系。这些参数包括质量、光度、温度、寿命、赤道速度、表面丰度和周期变化率。获得了几个关键结果：i）质量-光度（M-L）关系依赖于旋转，特别是在蓝环阶段; ii）亮度增加之间的交叉点的IS。因此，造父变星的M-L关系在固定的初始旋转速率取决于交叉数（更快的旋转产生更大的亮度差异之间的交叉）; iii）造父变星的质量差异问题消失时，旋转和交叉数被考虑在内，而不需要高核心过冲值或增强质量损失; iv）旋转创建分散周围的平均参数预测在固定的质量和金属丰度。这对周期光度关系特别重要，因为旋转是内在色散的来源; v）增强的表面丰度不能明确区分占据赫兹施普龙间隙的造父变星和蓝色环上的造父变星（在疏浚后），因为旋转混合可导致主层序（MS）丰度显著增加; vi）旋转模型预测造父变星的年龄比非旋转模型更大，因为MS的寿命更长。自转对造父变星的演化有着重要的影响，在造父变星的研究中不应再被忽视。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Three Ancient Halo Subgiants: Precise Parallaxes, Compositions, Ages, and Implications for Globular Clusters
最古老恒星的最精确年龄是那些附近的晕次巨星，因为它们几乎完全依赖于测量的弛豫和绝对氧丰度。在这项研究中，我们使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器来确定星族II亚巨星HD 84937、HD 132475和HD 140283的三角视差，精度为2.1%或更高。高质量的光谱已被用来获得它们的表面丰度的O，Fe，Mg，Si，和Ca，这是假定为0.1 - 0.15德克斯小于其初始丰度由于扩散的影响。将等时线与$(\log\,T_{\rm eff}, M_V)$图上的三颗次巨星进行比较，依次得出HD 84937、HD 132475和HD 140283的年龄分别为$12.08 \pm 0.14, 12.56 \pm 0.46$和$14.27 \pm 0.38$ Gyr，其中每个误差条只包括视差不确定性。总的不确定度估计为$\sim\pm 0.8$ Gyr（在接近关闭的恒星HD 84937的情况下更大）。虽然HD 140283的年龄比宇宙微波背景辐射$\sim$ 0.4 - 0.5 Gyr的年龄大，但这种差异是在$< 1\,σ$的水平上。然而，第一颗星族II恒星显然是在大爆炸后不久形成的。（忽略扩散过程的恒星模型似乎被排除在外，因为它们预测HD 140283是比宇宙更古老的$\sim 1.5$ Gyr。晕场亚巨星似乎比金属丰度相似的球状星团更老：如果假设距离接近天琴座RR标准烛光所暗示的距离，M92…
2014-07-28 astro-ph.SR
Energy-dependent SEP Fe/O abundances during the May 2024 superstorm
本研究分析2024年5月AR 13664引发的超级风暴中多探测器的SEP数据，发现Fe/O比值随能量增加而上升（偏离典型扩散激波加速趋势），揭示SEP传输或种子粒子群的复杂性。
2025-11-05 astro-ph.SR physics.space-ph
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
