Atmospheric velocity fields in tepid main sequence stars
vsin i小于几km/s的恒星的线轮廓可以揭示恒星大气中局部速度场（例如对流）的直接特征。这种效应在冷的主序星中得到了很好的证实，并且已经在三颗A星中被检测到并进行了研究。本文报道了对主序星B、A和F星的观测结果，目的有二：（1）寻找vsin i足够低的恒星，以寻找局部速度场的谱线轮廓特征;（2）探索大气中局部速度场的特征如何依赖于恒星参数，如有效温度T_eff和特殊类型。对于T_eff低于10000 K的恒星，我们总是通过非零的微湍流参数间接地检测局部大气速度场，但对于较热的恒星则不然。在我们的样本中，A星和F星具有最尖锐的线条，在六颗新星中发现了大气速度场的直接示踪物。确定的速度场特征包括不对称的过量线翼吸收，蓝线翼比红色更深;强线的线轮廓与计算的轮廓拟合不佳;以及强线比从弱线推导出的v sin i值更宽。这些效应在正常恒星和Am恒星中都有发现，但在Am恒星中似乎更强。这些数据仍然没有令人满意的解释大气对流模型，包括数值模拟。
2009-06-20 astro-ph.SR
Heading Gaia to measure atmospheric dynamics in AGB stars
上下文渐近巨星分支星的特点是复杂的恒星表面动力学，影响测量和放大恒星参数的不确定性。由此产生的恒星光心运动可能会对盖亚的视差测定产生不利影响。目标。我们探讨的对流相关的表面结构在AGB的光心变率的影响。我们量化这些影响来消除观测到的视差误差，并估计基本的恒星参数和动力学特性。方法.我们使用三维辐射流体动力学模拟对流与CO5BOLD和后处理辐射转移代码Optim3D计算强度图在盖亚G带。从这些地图，我们计算的强度加权平均值的所有发射点平铺可见恒星表面，并评估其运动作为时间的函数。我们提取的视差误差从盖亚DR2的半正规变量在太阳附近的样本，并将其与合成预测的照片中心位移。结果AGB星显示出复杂的表面形态，其特征在于存在一些大规模的长寿命对流细胞伴随着短寿命和小规模的结构。因此，视乎所考虑的模拟，光心的位置显示0.077至0.198天文单位（对应恒星半径的5%至11%）的时间偏移。我们发现，对流相关的变化占了很大一部分，我们的样本的半正则变量的盖亚DR2视差误差。最后，我们提出的证据之间的相关性的平均光心位移和恒星的基本参数：表面重力，半径和脉动。我们表示，视差变化可以利用定量使用相应的RHD模拟所观察到的恒星。
2018-08-07 astro-ph.SR
Turbulent convection and pulsation stability of stars - III. Non-adiabatic oscillations of red giants
我们用非局域各向异性含时对流理论计算了发光红巨星的线性非绝热振荡。结果表明，低阶径向模可以自激发。它们的激发是辐射以及对流和振荡之间耦合的结果。湍流压力对红变量振荡的激发有重要影响。
2018-08-29 astro-ph.SR
Can magnetic fields suppress convection in the atmosphere of cool white dwarfs? A case study on WD2105-820
大约10%的白矮星表现出全球磁场结构，磁场范围从1 kG到数百MG。最近，白矮星大气的第一次辐射磁流体动力学模拟表明，对流应被抑制在其光球的磁场强度B $\gtrsim$ 50 kG。这些预测与我们对恒星物理学的了解（例如太阳光球层强磁场区域的能量转移）是一致的，但还没有从白矮星的观测中得到直接证实。我们获得了弱磁性、氢大气、白矮星WD 2105 -820和另外三个非磁性、对流残留物（都在$T_{\mathrm{eff}}$范围9000- 11000 K）的COS远紫外光谱。我们拟合的COS和已经可用的光学光谱与对流和辐射大气模型。正如预期的那样，我们发现，对于两个非磁性比较星，只有对流模型拟合预测一致的$T_{\mathrm{eff}}$值从光学和FUV光谱。相比之下，对于WD 2105 -820，只有最佳拟合的辐射模型产生一致的结果。
2017-10-05 astro-ph.SR
High-resolution calculations of the solar global convection with the reduced speed of sound technique: I. The structure of the convection and the magnetic field without the rotation
我们进行非旋转的高分辨率计算的太阳全球对流，解决对流尺度小于10微米。为了应付低马赫数条件下，在较低的对流区，我们使用的降低声速技术（RSST），这是简单的实现，只需要本地通信的并行计算。此外，RSST允许我们将计算域向上扩展到大约$0.99 R_{\odot}$，因为它也可以处理可压缩流。利用这种方法，我们研究了全球尺度上的太阳对流区，包括小尺度的近地表对流。特别是，我们调查的对流结构上的顶部边界条件的影响，整个对流区，以及对小规模发电机行动。本文的主要结论是：1.近地面层产生的小尺度下降流在一定程度上渗透到更深层，并在$>0.9R_\odot$区域激发小尺度湍流，其中$R_\odot$是太阳半径。2.在较深的对流区（$<0.9R_\odot$）中，对流不受上边界位置的影响。3.使用LES方法，我们可以实现小规模的发电机行动，并保持在整个对流区，其中$B_\mathrm{eq}$是均分磁场的动能约$0.15-0.25 B_\mathrm{eq}$的字段。4.整体发电机效率变化显着的对流区作为一个结果的向下指向的坡印亭通量和深度变化的内在对流尺度。
2014-02-20 astro-ph.SR
Surface convection: from the Sun to red giant stars
我们检查太阳和红巨星分支恒星之间的表面条件的变化如何改变模型中使用的特征表面对流长度尺度。我们调查的情况下，混合长度理论和湍流全谱的现象学的问题。对于观测部分，我们依赖于对附近红巨星的有效温度和干涉半径的独立测量。我们发现，当地红巨星分支不能解释考虑到太阳校准的对流长度尺度。
2011-12-06 astro-ph.SR
Constraining general massive-star physics by exploring the unique properties of magnetic O-stars: Rotation, macroturbulence, and sub-surface convection
一个非常值得注意的方面，非相互作用的O-星与检测到的表面磁场是，他们都是非常缓慢的旋转。本文利用这一独特的属性，首先证明了大质量的，热的恒星，使用目前的标准光谱技术得出的预计旋转速度，可以严重高估时，显着的“宏观湍流”线加宽。例如，这可能会对推导恒星群体中自转速率的统计分布以及在恒星演化模型中使用这些速率产生影响。接下来，我们将展示这种宏观湍流（似乎是热的大质量恒星的普遍特征）是如何存在于所有的磁性O星中的，除了一颗，即NGC 1624-2。假设然后一个简单的模型，其中NGC 1624-2的异常强大，大规模的磁场抑制大气运动的层中的磁和气体压力是可比的，第一个经验约束的形成深度，这个谜一样的热星宏观湍流的推导。结果表明，起源于大质量恒星的薄次表面对流区，与物理起源一致，例如，对流运动激发的恒星脉动。
2014-08-29 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
Entropy-calibrated stellar modeling: Testing and improving the use of prescriptions for entropy of adiabatic convection
本文在 Cesam2k20 中实现熵校准恒星建模，利用 CIFIST 三维大气网格评估三种绝热熵处方，并通过太阳与 alpha Cen 比较给出选择、修正及实施建议。
2024-01-26 astro-ph.SR
The convection of close red supergiant stars observed with near-infrared interferometry
我们的研究小组利用近红外干涉测量法获得了最近的两颗红超巨星参宿四（$α$ Ori）和仙女座（$α$ Sco）的光球观测结果。我们用VLTI/PIONIER仪器监测参宿四的光球层已经三年了。在Ancaster上，我们获得了前所未有的可见性函数采样。这些数据使我们能够探测大质量演化恒星的对流光球。
2015-12-10 astro-ph.SR
A Non-Detection of Red Supergiant Convection in Gaia
红超巨星（RSG）的大尺度表面对流可以导致恒星的光心移动，这可能被盖亚测量并用作这些稀有但重要的恒星表面动力学的新探测器。与亮度变化不同，光心运动将提供对流单体物理尺度的信息。信号将是RSG在恒星半径的百分之几的水平上显示出过量的天体测量噪声。不幸的是，我们发现盖亚EDR3的过量天体测量噪声水平大约是一个数量级太大，无法检测到预测的运动，RSG具有过量的天体测量噪声，无法与其他类似大小和视差的恒星区分开来。典型的过量天体测量噪声随G星等（G<11等）的增加而逐渐降低，因此比较亮度相似的恒星是至关重要的。
2022-06-20 astro-ph.SR
Damping rates and frequency corrections of Kepler LEGACY stars
线性阻尼率和模式的径向振荡模式在选定的LEGACY主序星的频率修正估计通过非绝热稳定性分析。选定的恒星样本涵盖了开普勒观测到的具有大范围表面温度和表面重力的恒星。一个非局部的，随时间变化的对流模型扰动，以评估对脉动模式的稳定性。混合长度参数校准到从拟合绝热频率到LEGACY观测获得的恒星模型的表面对流区深度，并且两个非局部对流参数校准到相应的LEGACY线宽测量。其余的非局部对流参数在1D的计算进行校准，以便重现相应的3D流体动力学模拟的湍流压力和湍流速度场的各向异性的配置文件。一维稳定度分析中的大气结构采用三维流体动力学模拟得到的温度-光学-深度关系。尽管少量的参数调整，我们发现良好的协议与详细的形状的湍流压力分布和各向异性分布与深度，阻尼率作为频率的函数。此外，我们发现绝对模态频率的修正，相对于一个标准的绝热脉动计算，增加与表面温度和表面重力。
2019-04-30 astro-ph.SR
Improvements to Stellar Structure Models, Based on a Grid of 3D Convection Simulations. I. $T(τ)$-Relations
在恒星结构模型中，温度T和光学深度tau之间的关系通常用于描述光球从光学厚到光学薄的转变。我们表明，这是有道理的，但目前使用的T（tau）的关系往往是不一致的，其实施。T（τ）关系作为恒星结构方程组的外边界条件，对恒星的整体结构有着不应有的影响。在这个精确的asteroseismology时代，我们需要重新评估的方法来计算和实施T（tau）关系，和假设，他们releas. We制定适当的和一致的评估T（tau）关系从任意的一维或三维恒星大气，并在恒星结构和演化模型的实施。我们提取辐射T（τ）的关系，我们的新配方所描述的，从3D模拟对流在深恒星大气中的晚型恒星从矮星到巨星。这些模拟采用现实的不透明度和状态方程，并考虑线覆盖。为了比较，我们还提取T（tau）的关系，从一维MARCS模型大气使用相同的配方。与传统的理论一维流体静力大气模型相比，我们的三维对流模拟网格的T（τ）关系显示出更大范围的表面重力行为。基于此，我们建议不再使用定标太阳能T（tau）关系。我们的模拟网格的T（tau）关系文件可供社区使用，以及在此不规则网格中插值的例程。我们还提供了大气不透明度的匹配表，在恒星结构模型的一致实施。
2014-05-02 astro-ph.SR
Nonlinear simulations of the convection-pulsation coupling
在靠近经典不稳定带红边的冷造父变星中，恒星脉动和表面对流运动之间存在强耦合。这种耦合到现在还不能很好地用一维对流模型来描述，即所谓的“时间相关对流模型”（TDC）。这种模型的内在弱点来自于大量的无约束的自由参数进入湍流对流的描述。克服这些限制的一种方法是计算二维直接模拟（DNS），其中所有的非线性都得到了正确的解决。本文提出了对流-脉动耦合的二维数值模拟方法。在适当的参数范围内，对流运动实际上可以抑制恒星的径向脉动，就像在造父变星靠近不稳定带的红边所怀疑的那样。这些非线性模拟也可以用于确定TDC模型的极限和相关性。
2011-10-10 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
Granulation in Red Giants: observations by the Kepler mission and 3D convection simulations
我们在太阳表面观察到的颗粒图案是由于热等离子体从内部上升到光球层，在那里它冷却下来，然后在颗粒的边缘下降回到内部。这是在太阳对流区外部发生的对流的可见表现。由于红巨星比太阳有更深的对流区和更多的大气层，我们不能先验地假设红巨星中的颗粒化是太阳颗粒化的比例版本。到目前为止，无论是观测还是一维解析对流模型都无法限制红巨星的颗粒化。然而，多亏了星震学，这项研究现在可以进行了。由此产生的参数产生有关造粒的物理信息。我们分析了\sim 1000红巨星已观察到开普勒在13个月。我们拟合功率谱与Harvey样的配置文件检索的颗粒的特性（时间尺度τ_和功率P_）。我们还引入了一个新的时间尺度，τ_eff，它考虑到不同的斜率中使用的哈维函数。我们搜索这些参数和全球声学模式参数（最大功率的位置，nu_max）以及与恒星参数（质量，半径，表面重力（log g）和有效温度（T_eff））之间的相关性。结果表明，τ_effnu_max为^{-0.89}，P_effnu_max为^{-1.90}，与理论预测一致.我们发现，属于红丛的恒星的米粒时间尺度具有相似的值，而红巨星分支中的恒星的时间尺度分布在更广泛的范围内。最后，我们表明，现实的3D模拟的表面对流的恒星，跨越（T_eff，log g）范围内的红巨星样本，匹配开普勒观测以及在趋势方面。
2011-09-06 astro-ph.SR
Vigorous atmospheric motion in the red supergiant star Antares
红超巨星代表了质量超过9个太阳质量的恒星演化的晚期阶段，在此阶段，它们发展出复杂的、多成分的大气。利用干涉成像技术在红超巨星的大气层中探测到了亮点。在红超巨星的光球层之上，分子外层大气延伸到大约两个恒星半径。此外，红超巨星的热色球层（5，000至8，000开尔文）和冷气体（小于3，500开尔文）在大约三个恒星半径处共存。这种复杂大气的动力学已经通过紫外光谱和光学光谱进行了探测。然而，最直接的方法是测量恒星图像上每个位置的气体速度，就像观测太阳一样。在这里，我们报告的速度场映射的表面和大气附近的红超巨星仙女座。从我们的近红外光谱干涉成像获得的二维速度场图显示了几个巨大的气体团在大气中以大约每秒-20至+20公里的速度剧烈上升和下降运动，延伸到大约1.7个恒星半径。对流本身不能解释观测到的湍流运动和大气扩展，这表明一个未知的过程正在扩展的大气中运行。
2017-08-21 astro-ph.SR
Seismic study of solar convection and overshooting: results of nonlocal convection
局部混合长度理论不能描述恒星对流中的非局部现象，如过冲现象。因此，用局部混合长度理论构建的标准太阳模型在对流区的边界处与太阳有很大的偏差，在那里对流变得不那么有效，非局部效应很重要。观测到的频率和计算的频率之间的差异主要来自近地表区域，而本地化的声速差仅低于对流包络。本文利用熊的非局部对流理论计算了一个太阳包络模型，并进行了日震分析。日震学揭示，非局部模型在对流区底部有一个平滑的过渡。它更准确地再现了太阳频率，并减少了太阳和标准太阳模型之间的局部声速差异。
2013-05-09 astro-ph.SR
Overstable Convective Modes in a Polytropic Stellar Atmosphere
本文证明太阳对流区下半部可存在过稳定对流模态（热罗斯比波），给出多方球分层中大气波的解析解，并探讨其与辐射区$g$模态的耦合可能增强光球可见性。
2023-05-11 astro-ph.SR
Atmospheric Dynamics of Hot Giant Planets and Brown Dwarfs
在过去的十年里，地面和航天器的望远镜观测，加上密集的建模工作，大大提高了我们对热巨行星和褐矮星的理解。虽然这些物体都是流体，氢的世界与分层的大气覆盖对流内部，他们表现出令人印象深刻的多样性的大气行为。热彗星的辐射很强，大量的观测资料限制了昼夜温差、环流和云量。强烈的恒星辐射，假定的潮汐锁定和适度的旋转导致了一个新的制度强昼夜辐射强迫。环流模型预测了大的昼夜温差，全球尺度的涡旋，斑片状云，在大多数情况下，在赤道-赤道超旋转处有一个快速向东的急流。温暖的彗星可能会表现出广泛的旋转速率，旋转率和轨道偏心率，这与较弱的辐射一起导致环流模式和可观测到的特征预测与热彗星有很大不同。褐矮星是典型的孤立的、快速旋转的世界;它们向太空辐射巨大的能量流，并在内部剧烈对流。它们的大气在区域到全球尺度上呈现出云和温度的斑块状，这是大尺度大气环流调制的结果。尽管缺乏辐射，这种环流可以通过内部对流与上覆大气的相互作用，以及由于云动力辐射反馈的自组织斑块来驱动。最后，受辐射的褐矮星有助于弥合这两类物体之间的差距，经历强烈的外部辐射以及强烈的内部对流。一个层次的建模方法已经产生了重大的新的见解的动态管理这些现象。
2020-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radial Trapping of Thermal Rossby Waves within the Convection Zones of Low-Mass Stars
本研究推导了低质量恒星分层大气中大气波的色散关系，揭示了热Rossby波在恒星对流区内可被径向陷俘于波导中并沿纬向自由传播，并指出太阳对流区下部可能存在此类稳定波动。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: II. simulations of convection on Betelgeuse match interferometric observations
上下文红超巨星参宿四是一颗不规则变星。对流可能在理解这种变化方面发挥重要作用。干涉观测可以用复杂的恒星对流模拟来解释。目标。我们比较的可见度曲线和闭合相位从我们的三维模拟的RSG对流CO5BOLD的参宿四的各种干涉观测从光学H波段，以表征和测量对流模式在这颗星。方法.我们使用3D辐射流体动力学（RHD）模拟计算强度图在不同的过滤器，因此，我们推导出干涉观测使用后处理辐射转移代码OPTIM3D。合成的能见度曲线和关闭阶段进行了比较，观察。结果我们提供了一个强大的检测在光学和H波段上的参宿四表面上的颗粒图案的基础上观察到的可见性点和关闭阶段的优秀拟合。此外，我们确定，参宿四表面在H波段覆盖的小到中等规模（5 - 15质量）对流相关的表面结构和一个大的（30质量）对流细胞。在这个光谱区域，H2O分子是主要的吸收体，并对小结构和可见度曲线的第一个零点（即视恒星半径）的位置有贡献。
2010-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Impacts of Water Latent Heat on the Thermal Structure of Ultra-Cool Objects: Brown Dwarfs and Free-Floating Planets
棕矮星是了解行星和亚恒星大气在广泛的热和化学条件下的基本目标。随着调查继续深入，随着观测能力的不断提高，已知Y矮星的数量-最冷的亚恒星物体，有效温度低于约600 K -正在迅速增长。至关重要的是，这类超冷物体的大气条件与太阳系世界重叠，因此，从研究地球，木星，土星和其他附近世界中开发的工具和想法非常适合应用于亚恒星大气。为此，我们开发了一个一维（垂直）大气结构模型的超冷物体，包括潮湿的绝热对流，因为这是一个重要的过程，许多太阳系行星。该模型在有效温度（350，300，250，200 K），金属丰度（[M/H]为0.0，0.5，0.7，1.5）和重力（log $g$为4.0，4.5，4.7，5.0）的范围内的应用证明了水潜热释放对模拟温度-压力剖面的强烈影响。在最高的金属丰度，水蒸气的混合比例达到地球一样的3%，与相关的重大改变，在大气中的热结构，水冷凝。在近红外和中红外波段，特别是在詹姆斯·韦伯太空望远镜的观测下，金属丰度和潮湿对流的光谱和光度特征应该很容易被探测到，并且可以帮助指示物体的形成历史。
2021-08-17 astro-ph.EP 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
Eccentric millisecond pulsars by resonant convection
与白矮星相伴的偏心毫秒双星（eMSP）表现出的轨道偏心率比白矮星红巨星祖先的湍流对流所预测的要大几个数量级。eMSP的轨道周期聚集在$P=20-30$ d附近，非常接近红巨星对流涡旋周转时间$t_{\rm eddy}$。我们提出，异常大的偏心率共振驱动的对流以某种方式取得连贯的周转时间相匹配的潮汐锁定红巨星的旋转周期，这也是潮汐强迫期。旋转红巨星和恒星磁场研究的数值模拟显示了一些证据，特别是有序的流动模式时，对流Rossby数$P/t_{\rm eddy}$是为了统一。我们发现，共振对流提高偏心率的一个因素的$(t_{\rm nuc}/P)^{1/2}\approx 3\times 10^3$的随机游走值，其特征传统的MSP，在良好的协议与观测（$t_{\rm nuc}$是巨人的核燃烧时间尺度）。我们还展示了如何从红巨星金属丰度的变化所产生的涡流周转时间的变化可以重现所观察到的有效宽度的共振，$ΔP/P\approx 0.4$。
2021-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
