Convection and rotation boosted prescription of magnetic braking: application to the formation of extremely low-mass white dwarfs
极低质量白矮星（ELM WD）是双星演化的结果，其中一颗低质量的施主星被它的伴星剥离，留下一颗氦核白矮星。我们探讨的形成ELM WD的二元系统考虑对流和旋转增强磁制动治疗。我们的进化序列使用MESA代码计算，初始质量为1.0和1.2 Msun（供体），1.4（吸积体），与低质量X射线双星（LMXB）系统兼容。我们得到ELM模型在0.15至0.27 Msun从广泛的初始轨道周期，1至25天。分叉期，其中初始期等于最后期，范围从20到25天。除了LMXB，我们还发现超紧凑X射线双星（UCXB）和宽轨道双星毫秒双星也可以形成。所得的质量与轨道周期的关系与He白矮星伴星到类星体的观测数据是一致的。
2021-07-08 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
Double-faced white dwarfs and the magnetic inhibition of convection
Racah Institute of Physics, The Hebrew University（雷哈物理学研究所，希伯来大学）
本文定量检验了双面白矮星表面氢含量不均匀性源于对流磁抑制的假设，通过两种方法计算临界磁场发现部分恒星可由氢或氦对流磁抑制解释，但结果不一，仍需考虑其他机制。
2025-10-15 astro-ph.SR
3D Simulations Demonstrate Propagating Thermohaline Convection for Polluted White Dwarfs
本研究通过三维模拟证实，污染白矮星中的热盐对流前沿持续传播且系统保持不稳定，金属湍流通量主导扩散通量，支持在模型中纳入热盐混合以修正吸积率估计。
2025-03-26 astro-ph.SR
The Effects of Magneto-Convection on Short Period Cataclysmic Variables
本文通过简单模型研究磁对流对短周期激变变星演化的影响，发现其导致伴星膨胀、周期延长和质量损失率降低，最小轨道周期增加14分钟，但白矮星质量增大对缓解周期最小值问题作用有限。
2025-07-09 astro-ph.SR
Magnetic dynamos powered by white dwarf superficial convection
本研究通过恒星演化计算和解析模型，发现冷却白矮星表面对流区可驱动发电机产生数千高斯磁场，该磁场在结晶核心磁场覆盖前活跃约十亿年，虽未观测到候选体，但可能显著影响白矮星吸积与地震学。
2025-07-08 astro-ph.SR
Slow convection and fast rotation in crystallization-driven white dwarf dynamos
最近有人提出，白矮星产生磁场的过程类似于地球。地核的结晶化产生了一种驱动对流的成分反转，结合旋转，这可以维持一个磁发电机。我们重新分析发电机机制，所产生的缓慢结晶的核心，并发现对流周转时间$t_{\rm conv}$的几周到几个月-长的数量级比以前认为的。随着白矮星自旋周期$P\ll t_{\rm conv}$，结晶驱动的发电机几乎总是在快速旋转的制度，其中磁场$B$至少是在均分与对流运动，并可能进一步增强了一个因素的$B\propto (t_{\rm conv}/P)^{1/2}$，这取决于假设的发电机标度律。我们使用MESA跟踪结晶核心的生长，并计算磁场$B(T_{\rm eff})$作为白矮星的有效温度$T_{\rm eff}$的函数。我们将这一预测与观测结果进行了比较，结果表明，结晶驱动的发电机可以解释一些-但不是全部-单个白矮星测量的$\sim$ MG磁场，以及在激变变量中测量的白矮星更强的磁场，这些磁场是由质量吸积旋转到短$P$的。我们的$B(T_{\rm eff})$曲线也可以解释在$T_{\rm eff}\approx 7500\textrm{ K}$周围有巴耳末发射线的白矮星的聚集。
2022-05-15 astro-ph.SR
On the DB gap of white dwarf evolution: effects of hydrogen mass fraction and convective overshooting
通过考虑大气中氢质量和对流层上方对流过冲的影响，研究了白矮星的光谱演化。我们注意到对流过冲的重要性，并建议过冲长度应与对流区的厚度成正比，以更好地拟合观测结果。
2009-11-19 astro-ph.SR
Mixing and Overshooting in Surface Convection Zones of DA White Dwarfs: First Results from ANTARES
我们提出了一个大的，高分辨率的3D流体动力学模拟结果的DA白矮星（WD）的表面层与$T_{\rm eff}=11800$ K和$\log(g)=8$使用ANTARES代码，最广泛和最深的这样的模拟。我们的模拟与以前的计算在Schwarzschild不稳定区域，并在过冲区域直接低于it.Far低于，在波为主的区域，我们发现，均方根水平速度衰减更快的深度比垂直的。由于混合需要垂直和水平位移，如果发现这种趋势适用于更深层，则这可能对对流充分混合的区域的大小产生影响。我们讨论了混合区域的大小如何影响计算的沉降时间和推断的稳态吸积率与金属在其大气中观察到的WD。
2017-12-02 astro-ph.SR
Photospheric and chromospheric activity in V405 And: An M dwarf binary with components on the two sides of the full convection limit
本文用光度BV（RI）_C和光谱数据研究了快速旋转（P_orb=P_rot=0.465d）的活动矮双星V405和（M0V+M5V）。光的变化是由斑点和双星与小日食的综合影响造成的。我们估计系统参数从现有的光和径向速度曲线。在观测过程中发生了三次耀斑事件：两次是在光谱数据中发现的，一次是在BV（RI）_C颜色中用光度计观测到的。一个有趣的爆发现象出现在光度测量中，可以解释为一系列持续至少3个系统轨道（旋转）的耀斑后爆发，起源于跨赤道磁环，连接两个半球的活动区域。V405和V405的两个组成部分的质量远远超过和低于完全对流的理论极限。这一罕见的特性使双星成为观测和测试恒星发电机作用模型的理想目标。
2009-09-28 astro-ph.SR
Longitudinally Modulated Dynamo Action in Simulated M-Dwarf Stars
M-矮星以它们中的许多表现出的强烈的磁场活动而闻名。在具有近地表对流区的冷恒星中，这种磁活动被认为主要是由对流和它建立的大尺度差异旋转和环流的相互作用驱动的。这些流动的高度非线性性质产生了一个迷人的敏感和多样的参数空间，具有广泛的可能的动态。我们在这里报告的一组三个全球MHD模拟快速旋转的M2（0.4 $M_\odot$）星。这三个模式都建立了强对流的巢穴，这些对流在低纬度的经度上受到高度调制。它们的磁性参数略有不同，导致每个模型都有不同的发电机状态，但对流巢的影响是一个统一的特征。在每一种情况下，纵向调制对流的行动导致局部（在一种情况下，全球）的环形磁场逆转，以及形成一个活跃的经度，增强极向场振幅和磁通出现。
2022-02-06 astro-ph.SR
On The Evolution of Magnetic White Dwarfs
首次对白矮星大气进行了辐射磁流体动力学模拟。我们表明，对流能量传递严重阻碍时，磁场的等离子体β参数，热磁压力比，变得小于1。抑制白矮星光球层对流的临界场强在B = 1-50 kG的范围内，这比在磁性白矮星中观察到的典型的1-1000 MG场强要小得多，这意味着这些物体具有辐射大气。然后，我们采用演化模型来研究高场磁白矮星的冷却过程，其中对流在整个演化过程中（B > 10 MG）被完全抑制。我们发现，对流的抑制对冷却速率没有影响，直到有效温度（Teff）达到约5500 K的值。在这种情况下，标准的对流序列开始偏离没有对流，由于外层和退化的热能库之间的对流耦合。由于目前还没有已知的磁性白矮星在低温下，这种耦合显着改变了演变，磁性对冷却速率的影响预计不会被观察到。这一结果与最近的一项建议形成了鲜明对比，该建议认为Teff <10，000 K的磁性白矮星的冷却速度明显慢于非磁性简并。
2015-09-17 astro-ph.SR
Mixing via Thermocompositional Convection in Hybrid C/O/Ne White Dwarfs
超渐近巨星分支星中的对流过冲被认为是导致具有碳-氧核和氧-氖地幔的混合白矮星形成的原因。随着白矮星冷却，这种核幔结构变得对流不稳定，应该会混合。这种混合以前曾用恒星演化计算研究过，但这些计算得出的近似结果是对流并不影响混合区的温度分布。在这项工作中，我们进行直接的数值模拟的理想化的问题，代表混合白矮星的核幔界面。我们证明，虽然对流区内的结构是有点不同的假设在恒星演化计算，这两种方法产生类似的结果的大小和增长的混合区。这些混合白矮星被认为是各种奇特的热核超新星的祖先。这进一步支持了这样的想法：如果这些混合的白矮星形成，那么它们应该在爆炸时完全混合。这些影响应包括在祖先的演变，以更准确地描述这些事件的签名。
2019-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs II: Bulk Properties of Simple Models
由核燃烧驱动的氦壳对流动力学建立了亚克拉塞卡质量逃逸的条件，Ia型超新星的双爆轰模型，以及各种其他爆炸现象。我们探索这些对流动力学的范围内的白矮星核心和氦壳质量在三维低马赫数流体动力学代码大师。我们提出了这种演变的批量性能的计算，包括全球诊断的时间序列演变，横向平均的3D状态，和全球3D状态。我们发现了各种各样的结果，包括准平衡，本地化的失控，和新星般的失控。我们的研究结果表明，双爆轰祖模型是有前途的，三维，动态对流起着关键作用，这些系统值得进一步研究。
2016-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Limits on Mode Coherence in Pulsating DA White Dwarfs Due to a Non-static Convection Zone
脉动的标准理论处理恒星模型中无穷小扰动的频率和增长率。被计算为线性驱动的模式应随时间按指数增加其振幅;通常观察到的振幅几乎恒定的事实证明，非线性机制抑制了有限振幅脉动的增长。模型预测，脉动氢大气（DAV）白矮星中对流区的质量对温度非常敏感（即，$M_{\rm CZ} \propto T_{\rm eff}^{-90}$），导致即使是低幅度放大器也可能经历显著的非线性效应。特别地，有限振幅g模式脉动的外转折点可以随局部表面温度而变化，从而产生与驻波所需的相位不同的反射波。这可能导致模式缺乏相干性并降低其全局振幅。在本文中，我们表明：（1）计算出的模式是否传播到对流区的底部是其在傅立叶谱中的宽度的准确预测因子，（2）由来自外转折点的反射产生的相移足够大以产生显著的阻尼，以及（3）预测振幅和周期从不稳定带的蓝边缘到中间增加，并且随后随着接近红色边缘而减小。这种振幅的减小与观测数据一致，而周期的减小还没有得到系统的研究。
2020-01-14 astro-ph.SR
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
Dynamics of rotation in M dwarfs: Indications for a change in the dynamo regime in stars at the onset of complete convection
我们已经测量了高精度的dM 3星（86个目标）的样本v sin i。我们在82颗恒星中检测到旋转（73颗dM 3恒星和9颗dM 3e恒星）。我们比较我们的测量v sin i的所有恒星在我们的dM 0，dM 2，dM 3和dM 4的样本从其他作者。我们发现一个很好的协议，到v sin i值小于1公里/秒。测量值之间的平均差异仅为0.42 km/s。我们发现，我们的dM 3星的P/sini的分布是不同的，我们的dM 2和dM 4星的样本之间的P/sini的分布。dM 3恒星（不包括dM 3e和sdM 3恒星）的平均自转速率（25.8天）明显慢于dM 2（14.4天）和dM 4恒星（11.4天）。类似的行为也出现在更快的旋转（dMe星）：我们发现，一个更长的旋转周期也发生在光谱子类型dM 3e。我们的数据表明，就较低主序星的旋转特性而言，光谱亚型dM 3与邻近亚型相比表现出异常缓慢的旋转。我们的数据使我们认为，M3矮星的不寻常的旋转特性可能代表了向完全对流（TTCC）过渡的特征。
2015-02-04 astro-ph.SR
Convection Destroys the Core/Mantle Structure in Hybrid C/O/Ne White Dwarfs
如果碳火焰在超级AGB（SAGB）恒星或白矮星合并残留物中熄灭，就可以形成混合C/O/Ne白矮星（WD）--一个被O/Ne/Na地幔包围的未燃烧的C/O核心。我们发现，这种隔离的混合结构变得不稳定，快速混合在2,000年内的WD冷却开始。碳燃烧包括一个微弱的反应，它会移除电子，导致碳燃烧区域的电子-重子比（$Y_{\rm e}$）低于未燃烧的C/O核心，使得O/Ne地幔在WD冷却时比C/O核心更致密。这对于有效混合是不稳定的。我们使用具有不同大小C/O核心的$\texttt{MESA}$模型的结果来量化核心在冷却时与地幔混合的速率。在所有的情况下，我们发现，WD经历显着的核心/地幔混合的时间尺度短于可用的时间来增长WD的Ekrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）的吸积。因此，由于后来的吸积而达到$M_{\rm Ch}$的混合WD将具有比迄今为止假设的更低的中心碳分数。我们简要地讨论了这些结果的影响Ia型超新星从混合WD的可能性。
2016-11-10 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
Sinking and spreading of metal pollution in magnetic white dwarfs
Racah Institute of Physics, The Hebrew University（拉卡物理研究所，希伯来大学）
本研究针对磁性白矮星金属污染问题，推导沉降与扩散时标之比的温度依赖关系，结合磁场计算其随磁场强度的变化，发现磁场扩展丰度斑块范围有限，提出吸积率十年尺度变化的可能解决方案。
2026-09-02 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
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
Calibration of the Mixing-Length Theory for Convective White Dwarf Envelopes
本文给出了纯氢大气白矮星对流层下部局域混合长度理论（MLT）中混合长度参数的一种标定方法。的参数化进行比较的三维CO 5 BOLD模拟与网格的一维信封具有不同的混合长度参数。在许多情况下，3D模拟仅限于对流区的上部。流体动力学计算表明，在这些情况下，从对流区底部到光球层正下方的区域，上升流的熵没有显著变化。我们依靠这个渐近熵值，深和分层的层的特性，校准1D信封。定标范围包括对流氢线（DA）白矮星，有效温度范围6000 < Teff（K）< 15,000，表面重力范围7.0 < log g < 9.0。它是建立在本地MLT是无法同时再现的3D模拟的结晶，通量和动力学特性。因此，我们提出了三种不同的参数化这些数量。由此产生的校准可以应用于结构和包络计算，特别是脉动，化学扩散和对流混合的研究。另一方面，对流对白矮星的冷却速率没有影响，直到在Teff ~ 5000 K以下与简并核发生对流耦合。在这种情况下，1D结构是不敏感的MLT参数化，并收敛到平均3D结果，因此仍然完全适合年龄测定。
2014-12-04 astro-ph.SR
The differential rotation of G dwarfs
计算了一系列谱型G恒星模型，研究了由平均场方程导出的自转规律。缓慢旋转的太阳、快速旋转的MOST恒星Eli和kappa 1 Cet以及快速旋转的R58和LQ Lup的旋转规律可以很容易地再现。我们还发现，在对流区的深度的差异造成很大的差异，在表面旋转法和极端的表面剪切HD 171488只能解释与人工浅对流层。我们还检验了快速旋转G矮星中的热成风平衡，发现极向亚旋转（dOmega/dz<0）是由于斜压效应，赤道超旋转（dOmega/dr>0）是由于作为雷诺应力的一部分的Lambda效应。在对流区的大部分，对流是缓慢而平稳的，热成风的平衡实际上保持在离心力和压力之间。然而，在边界剪切层中，包括雷诺应力占主导地位的赤道区域，它并不成立。
2011-01-27 astro-ph.SR
Calibration of the mixing length theory for structures of helium-dominated atmosphere white dwarfs
我们对以氦为主的白矮星大气的对流区底部边界处的混合长度参数进行了校准。这种校准是基于用CO 5 BOLD代码计算的3D DB（纯氦）和DBA（氦为主，含微量氢）模型大气的网格，以及1D DB和DBA包络结构的网格。3D模型的参数范围为氢-氦丰度在-10.0到-2.0之间，表面重力在7.5到9.0之间，有效温度在12000 K到34000 K之间。1D包络覆盖了类似的大气参数范围，但也是用不同的混合长度参数值计算的，即ML 2/alpha在0.4和1.4之间。基于对流区的底部边界的两个定义，Schwarzschild和零对流通量边界进行校准。因此，我们的校准是相关的对流区，包括其总质量，其中不包括光谱技术的批量属性的应用程序。总的来说，校准的ML 2/α小于通常用于进化模型和理论测定脉动DB和DBA星的不稳定带的蓝色边缘。通过校准的ML 2/alpha，我们能够推断出更准确的对流区尺寸，这些尺寸是研究行星碎片混合和从核心中挖掘碳所需的。我们通过计算富含金属的3D DBAZ模型的例子并找到它们的对流区质量来强调这一点。混合长度定标是深入研究氦主导大气的白矮星对流过冲的第一步。
2019-09-23 astro-ph.SR
The Rotation-Activity Correlations in K and M dwarfs. II. New constraints on the dynamo mechanisms in late-K and M dwarfs before and at the transition to complete convection
本文研究了光谱类型为dK 4 ~ dM 4的样本星的转动-活动相关。我们使用色球数据和日冕数据研究RAC。我们研究了Ca { \sc ii}线表面通量-- $P/\sin i$ RAC。我们用线性同方差和异方差回归模型拟合RAC。我们发现，这些RAC从一个光谱子类型到另一个有很大的不同。对于dM 3和dM 4星，我们发现它们的RAC不能用一个简单的模型来描述，而可能分别存在两种不同的RAC行为。虽然这些结果是初步的，需要确认，数据表明，这些不同的RAC可能与不同的发电机制度。我们还研究了R' $_{HK}$作为Rossby数R $_{0}$的函数.我们发现：（i）对于dK 4星，我们证实了R' $_{HK}$是R $_{0}$的函数，这与F-G-K星的结果一致。(ii)在dK_6、dM_2、dM_3和dM_4星中，我们发现在给定的R_PDMATHABMP下，R'_PDMATHABMO的值分别比F-G-K RAC低3、10、20和90倍。我们的研究结果表明，发电机机制的效率显着降低色球加热之前和dM 3，即之前和TTCC。我们还表明，日冕加热色球加热$L_{X}/L_{HK}$的比例增加了100倍之间的dK 4和dM 4星。
2017-01-26 astro-ph.SR
Lithium abundance and surface magnetic fields: new constraints in magnetic models of M dwarfs
近年来，由于食双星的研究可以获得越来越精确的质量和半径值，因此对M矮星的精确建模变得很有价值。Torres（2013）已经确定了4对质数M矮星对，并以最精确的经验确定了质量和半径。测量的半径始终大于标准恒星模型预测的。我们以前建模M矮星的背景下，由于高夫和泰勒的标准，其中磁场抑制对流的发生，根据物理为基础的处方。对M矮星模型的新限制现在由锂丰度的测量提供。在对磁性建模设置约束方面，Li的关键方面是Li燃烧在T = 2.5 MK时开始，并且这样量级的温度与对流区的底部相关联：对流开始的磁性抑制可以将该底部稍微移近表面，即稍微降低温度，从而与非磁性模型相比减少Li耗尽的量。在本文中，我们考虑我们的磁对流模型如何处理新的测试提供的恒星结构的锂测量。在Torres列出的主要系统中，我们发现合理的磁性模型适用于CM Dra和YY Gem，但不适用于CU Cnc。(The Torres列表中的第四个系统还没有足够的信息来保证磁性建模。对于CU Cnc，我们认为所观察到的锂可能是从拱星盘吸积的。我们发现我们的CM Dra，YY Gem和CU Cnc的磁对流模型产生的结果与观测到的磁通量和X射线光度之间的相关性是一致的。
2013-11-13 astro-ph.SR
EPRV Asteroseismology of the K dwarfs GJ 570 A and GJ 783 A with ESPRESSO. Empirical mode-amplitude scaling in tension with 3D convection simulations
Universidade do Porto（波尔图大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）
本研究利用ESPRESSO开展GJ 570 A和GJ 783 A型K矮星的EPRV星震学研究，发现观测到的振荡振幅标度关系与三维对流模拟结果存在矛盾，揭示了对流-脉动耦合相关的缺失物理。
2026-10-16 astro-ph.SR
Exploring new techniques for analyzing variability in white dwarf KIC 8626021
正如天文数据收集中常见的那样，信号经常被噪声所控制。然而，当执行光变曲线的FT时，重新分仓数据可以改善较低频率处的信噪比（SNR）。使用从开普勒太空望远镜收集的数据，我们连续重新分组数据三次，以研究白矮星KIC 8626021的低频（< 17微赫兹）变化的SNR改善。我们发现，通过这个过程，在大约5.8微赫兹的SNR大大提高，我们假设这个频率与KIC 8626021的旋转有关。
2021-12-31 astro-ph.SR
Fingering convection and cloudless models for cool brown dwarf atmospheres
这项工作旨在提高目前对褐矮星大气层的理解，特别是具有光谱类型T和Y的冷矮星，其建模是当前的挑战。硅酸盐云和铁云被认为在L/T转换的光球层消失，但无云模型无法正确再现T矮星的光谱，主张增加更多的物理，例如其他类型的云或内能传输机制。我们使用一维（1D）辐射/对流平衡程序ATMO来研究这个问题。该代码包括平衡和非平衡化学，并始终解决PT结构。包括的不透明度源是H2-H2、H2-He、H2O、CO、CO2、CH 4、NH3、K、Na和TiO、VO（如果它们存在于大气中）。我们表明，如果考虑垂直混合和NH3猝灭，Y矮星的光谱可以用无云模型精确再现。与无云模式相比，T型矮星的光谱仍然有些红化，例如J - H型.稍微降低大气中的温度梯度就可以重现这种变红现象。我们建议，这种减少稳定的温度梯度在这些层中，导致较冷的结构，是由于开始的指状对流，引发的不稳定的影响冷凝的非常薄的灰尘。
2015-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring the Role of Sub-micron Sized Dust Grains in the Atmospheres of Red L0 - L6 Dwarfs
我们研究的假设，红色的近红外线颜色的一些L矮星可以解释的“尘埃雾”的小颗粒在其上层大气。这种尘埃雾将与在矮星中发现的具有更典型颜色的云一起存在。我们开发了一个模型，它使用米氏理论和汉森粒径分布再现消光由于拟议的沙尘雾。我们应用我们的方法对23个年轻的L矮星和23个红场L矮星。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束沙尘霾的性质，包括颗粒尺寸分布和柱密度。我们发现，亚微米范围内的硅酸盐颗粒重现所观察到的变红。目前的褐矮星大气模型包括大颗粒（1- 100 ~ $μm$）尘埃云，但不包括亚微米尘埃颗粒。我们的研究结果提供了一个强有力的概念证明，并激励在棕矮星大气模型的大，小尘埃颗粒的组合。
2016-06-24 astro-ph.SR
i-process nucleosynthesis and mass retention efficiency in He-shell flash evolution of rapidly accreting white dwarfs
基于恒星演化模拟，我们证明了在密近双星系统中快速吸积的白矮星是中间中子俘获过程的天体物理场所。在经常性和非常强烈的氦壳闪光在稳定的氢燃烧吸积制度富氢物质进入氦壳闪光对流区。$^{12}$ C（p，$γ)^{13}$ N）反应释放足够的能量以潜在地影响对流，并且i过程通过$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O反应被激活。H-摄入闪光可能不会导致对流区的分裂，因为它被认为是在模拟后AGB和低Z AGB星的He壳闪光。我们估计，生产的第一个峰值重元素这个网站可以类似的重要性，为银河系的化学演化的S-过程生产低质量AGB星。氦壳层闪光导致膨胀，并最终通过超爱丁顿光度风或罗奇瓣溢出喷出吸积和i过程富集的物质。白矮星模型不保留任何显着量的吸积质量，与他的保留效率$\leq 10\%$取决于质量和对流边界混合的假设。这使得这类系统演化到超新星Ia爆炸的可能性非常小。
2016-12-12 astro-ph.SR
Heat transport and convective velocities in compositionally-driven convection in neutron star and white dwarf interiors
该研究通过混合长度理论与数值模拟，探究中子星和白矮星内部成分驱动对流的热输运特性，发现两种对流状态及转变规律，修正了对流速度等结果，对白矮星磁场的结晶驱动发电机解释提出质疑。
2023-04-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of convection and resistivity on angular momentum transport in dwarf novae
矮新星（DN）的爆发周期被认为是由于围绕白矮星（WD）的吸积盘中的热粘性不稳定性。长期以来，人们都知道这个模型意味着在爆发时应力压力比α约为0.1，而在平静时α约为0.01。这种增强的$α$最近已被观察到在模拟湍流传输驱动的磁旋转不稳定性（MRI）时，对流是存在的，而不需要一个净磁通量。我们独立恢复这一结果进行PLUTO MHD模拟垂直分层，辐射，剪切盒与热力学和不透明度适当DN。结果是强大的垂直边界条件的选择。通过模拟得到的热平衡解在密度-温度平面上遵循著名的S曲线。我们确认α~ 0.1的高值出现在S曲线的热分支的尖端附近，在那里对流是活跃的。然而，我们还提出了在较低温度下的热稳定模拟，尽管存在强烈的对流，但其标准值为α~ 0.03。我们发现α与对流强度之间没有简单的关系，对流强度由对流与辐射通量的比值来衡量。冷支只有非常弱的电离，因此，在这项工作的第二部分，我们研究了非理想MHD效应对运输的影响。我们在模拟中考虑了电阻率，发现MRI驱动的输运在磁雷诺数R_m \leq 10 ^4的临界密度以下被淬灭（α~ 0）。这是有问题的，因为在静止系统中观察到的X射线发射需要在WD上进行吸积。我们验证，这些X射线不能自我维持MRI驱动的湍流光致电离磁盘和讨论可能的解决方案，在静止的吸积问题。
2017-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D1D hydro-nucleosynthesis simulations. I. Advective-reactive post-processing method and its application to H ingestion into He-shell flash convection in rapidly accreting white dwarfs
我们提出了两个混合模型的后处理的3D流体动力学模拟应用于对流反应的i-过程核合成在一个快速吸积白矮星（RAWD）与$\mathrm{[Fe/H]} = -2.6$，其中H被摄入到一个对流的He壳。一维平流双流模式采用物理驱动的径向和水平混合系数，由三维水动力模拟约束。一种更简单的方法使用从相同的模拟计算的扩散系数。所有的三维模拟包括来自H夹带的$^{12}$ C（p，$γ$）$^{13}$ N反应的能量反馈。在两个RAWD模拟中，壳体H摄入的全球振荡导致H夹带和非径向流体动力反馈的爆发。与在3D模拟相同的核网络，1D平流双流模型再现的速度和位置的H燃烧内的He壳紧密匹配的3D模拟预测，以及定性显示的$X_{\mathrm{H}}$配置文件之间的不对称的上游和下游。在一个完整的i-过程网络中，平流混合模型捕捉到了上游和下游的n-捕获核合成的差异。例如，半衰期为3.18 min和32.3 s的$^{89}$ Kr和$^{90}$ Kr在两种流中相差2-10倍。在这个特定的应用中，扩散方法提供了全球相同的丰度分布的平流双流混合模型。所得的i-过程产率与示例性CEMP-r/s恒星CS31062-050的观测结果非常一致。
2021-02-17 astro-ph.SR
On the Importance of the Convective Urca Process in 3D Simulations of a Simmering White Dwarf
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Stony Brook University（石溪大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
研究通过3D模拟探讨了对流Urca过程对白矮星燃烧阶段中中微子损失、核能生成及对流边界的影响，发现该过程显著减小了对流区规模。
2026-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kilogauss magnetic fields from simulations of small-scale dynamo action in the convective envelope of a white dwarf
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学信息学院太阳物理研究所）；Euler Institute, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学欧拉研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心州立天文台）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Department of Physics, The University of Warwick（华威大学物理系）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，证实白矮星对流包层的小尺度湍流发电机可产生千高斯磁场，该磁场或使白矮星小尺度磁性比观测推断更普遍。
2026-08-07 astro-ph.SR
Convection Enhances Magnetic Turbulence in AM CVn Accretion Disks
我们提出的本地，垂直分层，辐射磁流体动力学剪切盒模拟磁旋转不稳定性（MRI）湍流的（氢穷人）适用于吸积盘在AM CVn型系统的组合物的结果。许多这些吸积的白矮星系统都是矮新星（DNe）的氦类似物。我们利用频率积分的不透明度和状态方程表适合这个政权准确地描绘相关的热力学。我们发现双稳态的热平衡在有效温度，表面质量密度平面通常与磁盘不稳定性。沿着这条平衡曲线（即S曲线），我们发现应力与热压力之比$α$随靠近上支尖端的$\sim 0.15$的峰值而变化。与DNe类似，我们发现对流引起的上支尖端附近的$α$增强;尽管我们选择了零净垂直磁通量，但还是发生了$α$的增加。我们发现DN和AM CVn吸积盘模拟之间的两个显着的区别是，AM CVn盘能够表现出持续的对流爆发，和理想的MHD是有效的整个AMCVn的平静。相比之下，DNe模拟只显示间歇性对流，非理想的MHD效应可能是重要的静止。通过结合我们以前的工作和这些新的结果，我们还发现，对流增强的MRI是与平均分子量呈负相关。
2018-03-12 astro-ph.SR
Atmospheric dynamics of brown dwarfs and directly imaged giant planets
各种各样的观测为棕矮星和直接成像的巨行星的大气层中的剧烈运动提供了证据。出于这些意见，我们研究的动力制度的流通在大气和内部的这些对象。棕矮星旋转迅速，对于合理的风速，大尺度的气流将以旋转为主。我们提出了3D，全球，对流的数值模拟在内部，这表明，在大尺度上，对流在平行于旋转轴的方向对齐。对流在高纬度地区比低纬度地区更有效地发生，导致系统性的赤道到极点的温差，在对流区顶部附近可能达到~1 K。对流与上覆的稳定分层大气的相互作用将产生丰富的大气波，我们认为，在太阳系的行星平流层中，这些波与平均流的相互作用将导致显着的大气环流在区域到全球尺度。在大尺度上，这应该包括分层湍流（可能组织成相干结构，如涡流和喷流）和伴随的翻转环流。我们提出了这种环流的近似分析理论，它预测了几到~50 K的特征水平温度变化，~10-300 m/sec的水平风速，以及~10^5-10^6 sec的尺度高度上平流空气的垂直速度。这种垂直混合可能有助于解释在一些褐矮星上观察到的化学不平衡。此外，隐含的大规模组织的温度扰动和垂直速度表明，附近的L/T过渡，斑片状云可以形成附近的光球，有助于解释最近的观测棕矮星的变化在近红外。
2013-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The asteroseismic surface effect from a grid of 3D convection simulations. I. Frequency shifts from convective expansion of stellar atmospheres
本文分析了用平均的三维恒星表面对流模拟代替一维恒星结构模型中的近地层对绝热恒星振荡频率的影响。主要的区别是大气层的三维对流膨胀，预计可以解释大部分的小行星地震表面效应;由于表面物理不充分，系统高估了p模式频率。我们采用对1D恒星包络模型和3D模拟从以前的校准的混合长度参数，α。这种校准构成了迄今为止最一致的1D模型与3D模拟的匹配，确保它们的差异不是虚假的，而是完全由于对流的3D性质。由此产生的频率偏移被确定为表面效应的结构部分。重要的，典型的非绝热，表面效应的模态分量不包括在本分析中，但归入未来的文件。在最大模振幅频率$ν_{\rm max}$处评估结构表面效应，我们发现从$δν$ =-0.8 microHz（对于$\log g$ =2.2的巨星）到-35 microHz（对于（$T_{\rm eff}=6901$ K，$\log g$ =4.29）矮星）的位移。分数效应$δν(ν_{\rm max})/ν_{\rm max}$的范围从冷矮星（4185 K，4.74）的-0.1%和暖巨星（4962 K，2.20）的-6%不等。
2016-11-08 astro-ph.SR
Exploring the age dependent properties of M and L dwarfs using Gaia and SDSS
我们提出了一个74,216 M和L矮星的样本，从斯隆数字巡天（SDSS）光谱识别的两个现有的冷矮星目录中构建。我们将SDSS星表与盖亚DR 2进行交叉匹配，以获得松弛和自行，并修改了盖亚合作组织建议的质量削减，使其适用于晚M和L矮星。我们还提供了Gaia颜色和绝对星等与光谱类型的关系，并得出结论，（G-RP）有最紧密的关系，光谱类型的M和L矮星。此外，我们还研究了磁活动作为颜色-星等图上位置的函数，发现平均而言，Halpha磁活动恒星比不活动恒星具有更红的颜色和/或更亮的星等。这种效应不能仅仅用年轻来解释，可能表明活跃恒星是磁膨胀的，双星和/或高金属量。此外，我们发现，垂直速度和垂直作用的分散度与H α发射，确认这两个参数是年龄指标。我们还发现，低于主序的恒星具有高的切向速度，这与低金属丰度和属于晕或厚盘的旧恒星人口是一致的。
2019-04-11 astro-ph.SR
Why compositional convection cannot explain substellar objects sharp spectral type transitions
当褐矮星和年轻的巨行星冷却下来时，它们会经历各种化学转变，例如从富含CO的L型矮星到富含甲烷的T型矮星。这些化学跃迁伴随着光谱跃迁，而光谱跃迁的尖锐程度不能仅仅用化学来解释。在一系列文章中，Tremblin等人提出，与这些转变相关的一些尚未解释的特征可以通过光球附近的热梯度的降低来解释。反过来，为了解释这种更等温的分布，他们援引了一种类似于指状对流的不稳定性的存在-成分对流-由上述化学转变引起的气体平均分子量变化引发。在这个简短的说明中，我们使用现有的参数来证明，任何湍流传输，如果存在的话，实际上会增加热梯度。这种误解来自于湍流混合/均匀化熵（位温）而不是温度的事实。因此，在增加输送的同时，初始层结大气中的湍流实际上向下携带能量，无论是由于指进还是任何其他类型的成分对流。因此，这些过程不能通过降低亚恒星物体大气中的热梯度来解释沿着上述跃迁观察到的特征。因此，了解云在这些转变中的微物理和动力学特性可能仍然是我们前进的最佳途径。
2018-01-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring mass loss, low-Z accretion, and convective overshoot in solar models to mitigate the solar abundance problem
使用Asplund等人（2005，2009）或Caffau等人（2008，2009）新的较低丰度的太阳模型与日震推断的一致性不如使用Grevesse & Noels（1993）或Grevesse & Sauval（1998）较高丰度的模型。采用新的丰度会导致模型在对流区底部以下的声速差异高达1.4 $%$（与旧丰度的差异小于0.4 $%$相比），对流区太浅，对流区氦丰度太低。在这里，我们简要回顾最近试图恢复协议，我们评估模型的三个变化：早期质量损失，吸积低Z材料，对流过冲。这些尝试的一个目标是探索可以保留旧丰度获得的内部结构，同时容纳表面新丰度的模型。虽然质量损失和吸积模型显示出一些改进的协议与地震的限制，一个令人满意的解决方案，太阳丰度的问题仍然有待发现。此外，我们进行了初步的分析模型与Caffau等人。（2008年，2009年）丰度，表明声速差异减少到只有约0.6 $%$在对流区的基础上，相比之下，Asplund等人（2005）的丰度为1.4 $%$，Grevesse & Noels（1993）的丰度为0.4 $%$。此外，在具有Caffau等人（2008，2009）丰度的模型中包括质量损失可能会提高声速一致性，并有助于解决太阳能锂问题。
2010-02-23 astro-ph.SR
Simulating the Convective Urca Process with Multiple Urca Pairs in a Simmering White Dwarf
Stony Brook University（石溪大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
本文研究了白矮星在接近钱德勒质量前体模型中的对流Urca过程，通过3D模拟探讨了Urca对在对流区中的作用，发现A=23 Urca对对过程影响最大，且该过程降低了对流混合效率但不影响对流区大小。
2026-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Empirical Determination of Convection Parameters in White Dwarfs I : Whole Earth Telescope Observations of EC14012-1446
我们报告了对脉动DA白矮星EC 14012 -1446进行的308.3小时高速测光分析。这些数据是在2008年国际观测运行XCOV 26期间用全球望远镜（WET）获得的。光变曲线的傅里叶变换包含19个独立频率和许多组合频率。主峰为1633.907、1887.404和2504.897微赫兹。我们的组合振幅的分析表明，父频率是一致的，与模式的球形度l=1。组合振幅还提供了最大振幅母频率的m个标识。我们的地震学分析，其中包括2004- 2007年的档案数据，证实了这些识别，提供了额外的频率的限制，并发现平均周期间隔为41秒。在此基础上，我们提出了非线性拟合高信噪比光变曲线的SOAR 4.1米，麦当劳2.1米，KPNO 2米望远镜。拟合表明时间平均对流响应时间尺度为99.4 +/- 17 s，温度指数为85 +/- 6.2，倾角为32.9 +/- 3.2度。我们提出了我们目前的经验地图的对流响应时间尺度的DA不稳定带。
2012-04-11 astro-ph.SR
Solution to the problem of the surface gravity distribution of cool DA white dwarfs from improved 3D model atmospheres
由光谱分析确定的冷（Teff <13，000 K）氢-大气DA型白矮星的表面重力值明显高于这些恒星的标准值log g ~ 8。最近得出的结论是，在混合长度理论的框架内对流能量传输的治疗问题是这个高对数g问题的最合理的解释。我们通过从一个小序列（11，300 K < Teff <12，800 K）的3D流体动力学模型大气中计算冷对流白矮星的模型光谱来研究这种差异，该模型大气具有对流和辐射转移的复杂处理。我们的方法是进行3D和标准1D模型之间的差异分析。我们发现，3D光谱预测显着较低的表面重力，与正确的振幅作为有效温度的函数，以获得平均值的log g ~ 8的校正。我们的结论是，冷对流DA白矮星的表面重力分布更接近热辐射物体时，使用，对流的治疗，而不是混合长度框架的三维模型。
2011-07-09 astro-ph.SR
Cycle period, differential rotation and meridional flow for early M dwarf stars
最近的观测表明，存在两个依赖于自转周期的早型M星的特征周期时间。它们对于快速旋转的动物是一年的数量级（$P_{\rm rot}<1$天），对于慢速旋转的动物是4年的数量级。此外，从开普勒的快速旋转恒星的数据中可以得知，$δΩ$的旋转速率在赤道到极点之间的差异高达0.03 rad d $^{-1}$。这些数值在基于$Λ$效应的旋转对流区大尺度流动理论中得到了很好的再现。由此得到的纬向环流底值的振幅$u^{\rm m}$可以用来计算早型M星对流带底部从极到赤道的旅行时间。这些旅行时间强烈增加旋转周期，他们总是超过观察到的周期。因此，在早期的M矮星，其中的旅行时间必须总是短于周期的平流主导发电机的操作，是没有证实我们的模型，也没有数据。
2018-04-11 astro-ph.SR
Cloud-convection feedback in brown dwarfs atmosphere
大量的观测证据表明，在棕矮星的大气中存在着活跃的气象现象。观测到了近红外亮度的变化。云在形成这些大气的热结构和光谱特性方面起着重要作用。这种变化的机制仍然不清楚，一维和全球环流模式不能充分研究这一问题，由于分辨率。在这项研究中，对流分辨率模式耦合到灰色带辐射转移，以研究对流大气和云的变化之间的耦合在一个大的温度范围内与数百公里的域。六种类型的云被认为是与微物理，包括解决。用Rosseland平均系数计算，云的辐射是活跃的。辐射云反馈可以驱动温度和云结构的自发大气变化，这是第一次三维建模。硅酸盐云具有最大的热结构的影响，在某些情况下，根据假设的颗粒大小，产生二次对流层。铁和铝云对大气也有很大的影响。热谱计算，我们发现云的最大影响是平滑的光谱特征在光学波长。在色星等图上，与观测到的L矮星和T矮星相比，模拟的大气在大多数情况下都偏红。有云洞存在的模拟更接近观测。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
MHD simulations reveal crucial differences between solar and very-cool star magnetic structures
我们对光谱类型为F3至M2的主序星的表层（对流区和光球的最上部）的对流和磁性结构进行了3D辐射磁流体动力学模拟。模拟结果进行了分析的对流细胞（颗粒）和磁通量浓度以及速度，压力，密度和温度分布的大小和属性。我们的数值模拟首次显示了类太阳恒星和M矮星之间的磁对流的质的差异。由于更高的表面重力，更低的不透明度（导致在光学深度单位时密度更高），以及更稳定的下行流，小尺度的磁性结构集中成强度降低的孔状结构。这意味着在非常冷的恒星中，磁表面结构如斑区和星点与太阳的例子有很大的不同。这种差异将对多普勒成像数据的解释和M矮星光谱的分析产生重大影响。
2011-01-20 astro-ph.SR
Differential rotation of main-sequence dwarfs and its dynamo-efficiency
本文提出了一个基于平均场流体力学的恒星微分自转数值模型，并通过计算太阳的微分自转进行了检验。然后，该模型被应用到四个单独的恒星，包括两个中等和两个快速旋转，以重现他们所观察到的差异旋转相当密切。一系列的快速旋转（$P_{rot} = 1$天）不同质量和组成的恒星模型的产生。有效温度被发现方便的参数化的差异旋转：变化与金属，这是相当明显的差异旋转时，被认为是一个函数的恒星质量，几乎消失的差异旋转对温度的依赖。差旋随表面温度的增加而稳定增加，超过了我们所考虑的最热F星迄今为止观测到的最大差旋。然而，这种强大的差分旋转，发现是不是有效的发电机时，估计与标准的$C_Ω$参数的发电机模型的效率。相反，M星的小差异旋转是最有效的发电机。在我们所有的计算中，对流区底部附近的湍流与顶部的湍流相比并不小。流动分布在整个对流区在缓慢的转子，但撤退到对流区的边界，随着旋转速率的增加，包括两个近边界射流在快速转子。简要讨论了恒星发电机的流动结构的变化的含义。
2010-11-24 astro-ph.SR
Exploring coronal abundances of M dwarfs at moderate activity levels
本文通过XMM-Newton观测中等活动M矮星HD 223889，发现其仍呈现iFIP效应，并暗示中等活动M矮星在Teff-Fbias图中可能存在平台，为理解恒星冕区元素丰度模式提供新线索。
2025-03-12 astro-ph.SR
Magneto-convective models of red dwarfs: constraints imposed by the lithium abundance
磁场阻碍了对流的发生，从而改变了低质量恒星中对流包层的热结构：这对磁化恒星中锂的消耗量有影响。为了量化这种影响，我们已经应用了磁对流模型的锂丰度和精确的结构参数是已知的两个低质量的恒星：YY宝石和CU数控。对于这两颗星，我们已经得到的模型，满足以下参数的经验约束：R，L，表面磁场强度，和锂丰度。在YY Gem的情况下，我们得到了一个满足经验约束的模型，其内部磁场为几兆高斯：这样的场强在发电机的范围内，其中场能与对流区内部深处的旋转能均分。然而，在CU Cnc的情况下，锂需要一个内部磁场，这可能是太强的发电机的起源：我们建议可能的替代品，这可能占报告的锂丰度CU Cnc。
2015-01-19 astro-ph.SR
Evidence for Temperature Change and Oblique Pulsation from Light Curve Fits of the Pulsating White Dwarf GD 358
对流驱动，最初由Brickhill（1991，1983）提出的脉动白矮星的机制，已经被普遍接受为DAV和DBV白矮星的一般线性不稳定机制。这种物理机制自然导致了一种非线性公式，再现了许多脉动白矮星的光变曲线。这个数值模型还可以提供恒星对流区的平均深度和脉动轴的倾斜角度的信息。本文给出了两组用DBV GD 358数据拟合非线性光变曲线的结果。我们的第一次拟合是基于2006年由全球望远镜（WET）收集的数据;该数据集是多周期的，包含至少12个单独的模式。我们的第二次拟合利用了1996年获得的数据，当时GD 358经历了激发频率的急剧变化，伴随着分数振幅的快速增加;在此期间，它基本上是单周期的。我们认为GD 358的对流区在1996年比2006年薄得多，我们解释这是由于其表面温度的短暂增加。此外，我们发现强有力的证据，斜脉动使用两套均匀分裂的三胞胎在2006年的数据。这是第一次在变白矮星中发现斜向脉动。
2010-04-20 astro-ph.SR
