A more realistic representation of overshoot at the base of the solar convective envelope as seen by helioseismology
太阳对流层底部附近的层结是由对流过冲和元素扩散过程控制的，该区域被广泛认为在太阳发电机中起着关键作用。在该地区的分层引起的太阳能p模式，它已被用来确定太阳能对流区的深度和调查的对流过冲的程度的频率的特征信号。以前的日震调查表明，太阳的球对称分层在这一地区比在一个标准的太阳模型没有过冲平滑，并排除了简单的模型纳入过冲，延长该地区的绝热分层和有一个或多或少的突然过渡到亚绝热分层在边缘的过冲区域。在本文中，我们考虑物理动机的模型，有一个平滑的过渡，在分层桥接该地区从较低的对流区的辐射内部下方。我们发现，这样的模型是在更好的协议与日震数据比标准的太阳模型。
2011-02-20 astro-ph.SR
A Large Convective-Core Overshoot in \textit{Kepler} Target KIC 11081729
KIC 11081729的频率比$r_{01}$和$r_{10}$随频率的增加先减小后增大。对于不同的光谱约束条件，超调参数$δ_{\mathrm{ov}}$小于1.7的模型都不能再现比值的分布。然而，比率的分布可以通过具有在大约$1.7-1.8$范围内的$δ_{\mathrm{ov}}$的模型直接再现。恒星质量和年龄的估计会受到光谱结果的影响，但$δ_{\mathrm{ov}}$的测定不依赖于光谱结果。在KIC 11081729中可能存在一个大的对流核超调。KIC 11081729的$r_{01}$和$r_{10}$的特征可能是由于对流核的大超调作用造成的。用函数$B(ν_{n,1})$可以再现不同对流核恒星的$r_{01}$和$r_{10}$的分布。如果临界频率$ν_{0}$的值大于最大振荡功率频率$ν_{max}$的值，则恒星可能具有小对流核和$δ_{\rm ov}$。但如果$ν_{0}$的值小于$ν_{max}$的值，则恒星可能有一个大的对流核心和$δ_{\mathrm{ov}}$。该函数有助于确定对流核心的存在和对流核心的大小，包括从观察到的频率的过冲区域。该测定不依赖于恒星模型的计算。
2016-04-14 astro-ph.SR
Examining the Relationship Between Convective Core Overshoot and Stellar Properties Using Asteroseismology
核心超调是恒星模型构建中的一个很大的不确定性来源。超调量是恒定的还是依赖于质量的，并不完全清楚，即使模型有时假设基于质量的趋势。在这项工作中，我们使用从恒星观测到的\textit{Kepler}的asteroseismic数据来研究各种恒星属性之间的关系和正确建模一个给定的恒星所需的过冲量。我们发现恒星质量和过冲量之间的恒星1.1和1.5 $M_\odot$，与0.89的斜率有很强的正向趋势。此外，我们研究如何推断恒星属性的变化作为一个函数的过冲。我们的模型网格显示，推断的恒星质量和半径可以分别变化高达14%和6%，这取决于超调的程度。这种大规模传播的结果是在年龄相称的蔓延。
2020-09-20 astro-ph.SR
Calibrating the updated overshoot mixing model on eclipsing binary stars: HY Vir, YZ Cas, X2 Hya & VV Crv
具有对流核的分离食双星为研究对流核超调提供了一个很好的工具。对经典的过冲模型进行了修正，并对一些双星进行了验证。经典的过冲模型简单地扩展了完全混合区的边界。然而，经典的过冲模型是物理上不合理的，与日震研究不一致。最近建立了一个更新的超调混合模型。模型中有一个关键参数。在本文中，我们使用了四个食双星的观测，即，HY Vir、YZ Cas、$\rm{χ^2}$ Hya和VV Crv，以研究参数的合适值。发现食双星定标的建议值与其他方法的建议值是一致的。研究了改进后的超调模型对恒星结构的影响。对流/过冲混合的扩散系数在对流区非常高，然后在对流边界附近迅速减小，并在过冲区指数减小。过冲区扩散系数的低值导致弱混合和部分混合过冲区。半对流，这出现在标准的恒星模型中的低质量恒星的对流核心，被删除的部分过冲混合。
2014-04-17 astro-ph.SR
A study of convective core overshooting as a function of stellar mass based on two-dimensional hydrodynamical simulations
本文对质量范围从3 $M_\odot$到20 $M_\odot$的零年龄主序星的核心对流进行了二维数值模拟。用完全可压缩的时间隐式码MUSIC进行了仿真。我们研究了过冲的效率，它描述了穿越对流边界的对流流的弹道过程，作为恒星质量和光度的函数。我们还研究了人为增加恒星光度对3个$M_\odot$模型的影响。模拟涵盖数百至数千对流周转时间尺度。应用框架的极端羽流事件以前开发的对流信封，我们得到过冲长度作为恒星质量的函数。我们发现超调距离（$d_{\rm ov}$）与恒星光度（$L$）和对流核心半径（$r_{\rm conv}$）成正比。我们推导了一个标度律$d_{\rm ov} \propto L^{1/3} r_{\rm conv}^{1/2}$，它是在一个1D恒星演化代码和由此产生的恒星模型进行了比较，观察。缩放预测的超调距离，显着增加恒星质量的值，在定性与观测一致。然而，在定量上，预测值被低估的群众$\gtrsim 10 M_\odot$。我们的二维模拟显示，形成一个接近绝热层的史瓦西边界的对流核心，在最近的三维模拟对流。最明亮的模型显示了近绝热层的尺寸随时间的增长。随着近绝热层的上边缘越来越接近最大过冲长度，并且随着模拟时间超过过冲层中的典型热扩散时间尺度，这种增长似乎会减慢。
2023-01-06 astro-ph.SR
Convection and Overshoot in models of gamma Doradus and delta Scuti stars
我们研究了以$δ$ Scuti变星和$γ$ Doradus变星为代表的恒星模型的脉动性质。我们已经计算了一个网格的恒星模型从1.2到2.2 M $_{\odot}$，包括旋转和对流过冲的影响，使用MESA，我们调查这些模型的脉动特性，使用GYRE。我们讨论了可观察到的模式的频率间隔为$p$模式和周期间隔为g模式。使用g模式周期间隔中的可观测模式，可以在观测上约束模式的对流过冲和旋转。我们还计算了网格中所有模型的脉动常数（Q），并研究了对流过冲和旋转的变化。径向模的Q值的变化可以用来限制对流过冲和该区域恒星的旋转。作为一个测试案例，我们将这种方法应用到22个高振幅$δ$ Scuti星（HADS）的样本，并提供估计的对流过冲的样本。
2017-09-20 astro-ph.SR
Convective Overshoot and Macroscopic Diffusion in Pure-Hydrogen Atmosphere White Dwarfs
我们提出了一个理论描述的宏观扩散所造成的对流过冲在纯氢DA白矮星使用三维（3D），闭底，辐射流体力学CO $^5$ BOLD模拟。我们依赖于一个新的网格的深3D白矮星模型在11400 K $\leq T_{\mathrm{eff}} \leq$ 18000 K的温度范围内，示踪粒子和示踪剂密度被用来获得宏观扩散系数驱动的对流过冲。这些扩散系数相比，从一维结构的微观扩散系数。我们发现，完全混合区域的质量很可能增加到2.5个数量级，而推断的吸积率增加了一个更温和的数量级。我们提出的证据表明，增加的沉降时间高达2个数量级是可以预期的，这是污染的白矮星的时间变化研究的意义。我们的网格还提供了最强大的约束对流不稳定性的发生在DA白矮星的有效温度范围从18000到18250 K。
2019-06-26 astro-ph.SR
Rotation, convective core overshooting, and period changes in classical Cepheid stellar evolution models
经典造父变星是恒星演化和近场宇宙学的有力探测器，这要归功于它们的高光度、脉动和遵循莱维特（周期光度）定律。然而，关于它们的演变仍然存在一些问题，如旋转的作用，对流核心超射和风。特别是，这些过程如何影响造父变星的演化和预测的基本性质，如恒星质量。在这项工作中，我们比较了一个样本的周期变化，实时观测的恒星演化与新的演化模型，以测试这前两个过程的影响。在我们之前的研究中，我们发现增强的质量损失对于描述样品是至关重要的，在这里，我们继续分析，但旋转混合和核心过冲。我们表明，虽然旋转是重要的恒星演化的研究，旋转，本身是不够的，从所观察到的样本的周期变化率的分布模型。另一方面，对流核心过冲需要解释的幅度的周期变化率，但不能解释的恒星数量与积极和消极的周期变化率。总之，我们确定，对流核心过冲和恒星自转本身是不足以解释所观察到的造父变星周期变化率的分布和另一种机制，如脉冲驱动的质量损失，可能需要。
2020-05-13 astro-ph.SR
A Novel Approach to Constrain Rotational Mixing & Convective-Core Overshoot in Stars Using the Initial-Final Mass Relation
半经验的初始-最终质量关系（IFMR）将星团中光谱分析的白矮星与形成它们的恒星的初始质量联系起来。然而，大多数目前的恒星演化模型预测，恒星将演化为质量比IFMR中发现的小$_\odot$ 0.1 M的白矮星。我们首先看看如何不同的理论质量损失率，第三次疏浚效率，对流核心过冲可能有助于解释模型和观测之间的差异。这些参数在最低质量（M $_{\rm initial}$ $<$ 3 M $_\odot$）下起重要作用。在更高的质量，只有对流核心过冲有意义地影响白矮星质量，但单独它可能无法解释观测到的白矮星质量，也不能解释为什么IFMR散射大于观测误差预测。然而，这些更高的质量也是主序星中旋转混合开始产生更大质量核心的地方，因此也是更大质量白矮星的地方。这种旋转混合也延长了恒星的寿命，使得旋转速度更快的祖先在半经验年龄分析中看起来像质量更小的恒星。将观测到的年轻B矮星旋转范围应用于MIST或SYCLIST旋转模型，在再现观测到的IFMR数据及其分散性方面表现出显着的改进。旋转和有效的对流核心过冲的合并显着提高了与观测的匹配。这项工作表明，IFMR提供了一个有价值的观测约束旋转和对流核心过冲如何影响恒星的核心演化。
2019-01-09 astro-ph.SR
Overshooting
当对流元素渗透到邻近的辐射带时，恒星就会出现过冲现象。在太阳中，它导致在外部对流区底部出现所谓的“速度跃层”，这一区域正在成为标准太阳发电机模型的一个关键组成部分，因为那里可能产生强环形磁场。然而，这种过冲是没有预测的混合长度理论的对流，对流元素必须停止在边界的对流不稳定区域。我将审查这个对流过冲在恒星内部的主要属性，特别是它的微妙的依赖与热扩散，并将提出最新的结果从2-D和3-D直接数值模拟（DNS）的穿透对流。
2010-01-06 astro-ph.SR
Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
2012-10-03 astro-ph.SR
Confronting uncertainties in stellar physics: calibrating convective overshooting with eclipsing binaries
作为一个更大的计划，旨在更好地量化恒星计算中的不确定性的一部分，我们试图校准的程度对流过冲在低到中等质量的恒星通过日食双星系统。我们模拟12个这样的系统，组件质量在1.3和6.2太阳质量之间，使用详细的二进制恒星演化代码STARS，产生网格的模型在金属丰度和过冲参数。从这些数据中，我们确定了每个系统的最佳拟合参数。对于三个系统，我们的模型都没有产生令人满意的拟合。对于其余的系统，没有一个单一的对流过冲参数值适合所有的系统，但我们的大多数系统可以很好地描述与过冲参数在0.09和0.15之间，对应于约0.1-0.3的压力标度高度的核心以上的混合区域的扩展。在我们能够获得良好拟合的九个系统中，有七个可以合理地与0.15的单个参数拟合。我们没有发现证据的趋势，无论是质量或金属丰度的超调程度，虽然数据集是有限的大小。我们重复我们的计算与第二个演变代码，MESA，我们发现这两个代码之间的一般协议。对于对流核以上的混合区的扩展，MESA模式所要求的大约是0.15-0.4个压力标度高度。对于系统EI Cep，我们发现，MESA给出了一个过冲区域，该区域比STARS大约0.1压力标度高度，而对于次级，差异仅为0.05压力标度高度。
2015-01-21 astro-ph.SR
Dynamics of Turbulent Convection and Convective Overshoot in a Moderate Mass Star
观测恒星天体物理学的持续进展需要深入了解基本的对流动力学。我们呈现了中等质量恒星（1.47兆太阳）外层的真实3D辐射流体动力学模拟结果，包括完整的对流区、过冲区域和辐射区的顶层。模拟结果表明，表面造粒具有广泛的规模，从2到12微米，大颗粒组织在定义明确的集群，由几个颗粒。3D模拟的平均结构剖面与相应的1D标准恒星模型的比较表明，恒星半径增加了约800 km，以及电离区的热力学结构和湍流性质的显着变化。颗粒群之间的颗粒间通道中的对流下降气流达到20 km/s以上的速度，穿透整个对流区，撞击辐射区，并形成8 Mm厚的过冲层。相反，半经验的超调模型，我们的研究结果表明，三维动态超调区域由两层组成：近绝热扩展的对流区和更深层的增强亚绝热分层。这一层的形成是由于加热所造成的制动过冲对流羽流。在恒星建模和解释星震学数据时必须考虑到这种效应。特别是，我们证明了3D模型可以定性地解释偏离标准太阳模型日震学发现。
2015-12-22 astro-ph.SR
Modeling Convective Core Overshoot and Diffusion in Procyon Constrained by Asteroseismic Data
我们比较了演化的恒星模型，它匹配南河三的质量和位置的HR图，目前的地基asteroseismic观测。氦和金属的扩散以及两个传统的核心过冲描述和Kuhfuss非局部对流理论被认为是。我们建立了两个公布的小行星地震数据减少南河三，这主要是在他们的识别偶与奇的l-值不同，是一个显着更可能和自洽的匹配我们的模型比其他。根据我们的贝叶斯分析，最可能的模型已经发展到接近关闭，仍然保留着氢对流核心。我们最可能的模型包括Y和Z扩散，并具有0.9和1.5压力标度高度之间的常规核心过冲，这分别使对流核心的外半径增加了22%至28%。我们讨论的意义，这相对高于预期的核心过冲量的内部混合过程中的演变。我们的最可能的模型的参数是相似的，无论是绝热或非绝热模型p-模式的频率相比，观察，虽然，贝叶斯概率更大时，使用非绝热模型的频率。所有最可能的模型（有或没有核心过冲，绝热或非绝热模型频率，扩散或无扩散，包括观察到的HRD位置和质量的先验）的质量都在观察到的质量1.497+/-0.037 Msun的一个sigma范围内。
2014-04-24 astro-ph.SR
A simple scheme to implement a nonlocal turbulent convection model for the convective overshoot mixing
经典的“弹道式”过冲模型存在一些矛盾，与数值模拟和星震研究结果不一致。星震研究表明，超调是一个弱混合过程。扩散模型适合于处理这类问题，而扩散系数的形式是扩散模型的关键。因为过冲混合与对流热传输有关（即，（1）它们之间应该有相似之处。最近提出的超调混合模型表明，在超调区域内，成分混合与熵混合是一致的。应用该模型的前提是要知道湍流动能的耗散率。耗散率可以通过求解湍流对流模型（TCM）来计算。但由于一些数值问题和巨大的时间成本，中医药的应用是困难的。为了找到一种简便的方法，我们采用渐近解，并将TCM简化为一个单一的湍流动能线性方程。这种线性模型在恒星演化计算中易于实现，且所需的额外时间开销可以忽略。在恒星演化中对线性模型进行了检验，发现线性模型能很好地再现全TCM的湍流动能剖面，以及扩散系数、丰度剖面和恒星演化轨迹。我们还研究了模型参数的不同值的影响，并发现由于在过冲区域的温度梯度的修改的影响是轻微的。
2016-01-08 astro-ph.SR
Convective overshoot mixing in stellar interior models
对流过冲混合在恒星结构和演化中起着重要的作用。然而，过冲混合是一个长期存在的问题。过冲混合的不确定性是恒星物理中最不确定的因素之一。众所周知，对流和过冲混合是由径向化学成分通量决定的。本文从水动力学方程出发，在一些模型假设的基础上，建立了一个局部的径向化学组分通量模型。该模型在恒星模型中进行了测试。主要结论如下。(i)局地模式表明，对流混合和过冲混合可以看作是一个扩散过程，不同化学元素的扩散系数是相同的。然而，如果非本地条款，即，考虑到径向化学组分通量的湍流对流输送，每个化学元素的扩散系数一般应不同。(ii)对流/过冲混合的扩散系数在对流区和过冲区表现出不同的行为，这是因为对流区混合的特征长度尺度较大，而过冲区混合的特征长度尺度较小。过冲混合过程应视为弱混合过程。(iii)在恒星模型中检验了混合扩散系数的结果。结果发现，一个单一的选择，我们的中心混合参数导致一致的结果，太阳对流包络模型以及核心对流模型的质量从2 M到10 M的恒星。
2013-03-01 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The dependence of convective core overshooting on stellar mass
对流核心过冲延长了恒星的主序星寿命。超调计算的演化轨迹与经典史瓦西判据的演化轨迹有很大的不同，这导致了对恒星性质的不同预测。在过去的二十年里，尝试用分离的双线食双星来校准恒星质量的超调程度，在很大程度上是不确定的，主要是由于缺乏合适的观测数据。在这里，我们用更完整的双星样本重新讨论过冲的可能质量依赖性问题，并检查可能与演化状态或金属丰度Z的任何其他关系。我们使用精心挑选的33个双线食双星的样本，战略性地定位在H-R图中，精确的绝对尺寸和组件质量范围从1.2到4.4太阳质量。我们比较它们的测量性能与恒星演化计算推断半经验值的超调参数α（ov）为每颗恒星。我们的模型使用过冲距离d（ov）= alpha（ov）Hp的常用处方，其中Hp是由史瓦西准则给出的对流核心边缘的压力标度高度，alpha（ov）是一个自由参数。我们发现α（ov）和质量之间的关系比以前的工作定义得更清楚，并表明一个显着上升到约2个太阳质量，然后很少或没有变化超过这个质量。尽管我们样本中的恒星[Fe/H]的范围是10倍，从-1.01到+0.01，但在给定质量下，演化状态或金属丰度之间没有明显的相关性。
2016-06-02 astro-ph.SR
Asteroseismic investigation on KIC 10526294 to probe convective core overshoot mixing
本文通过对中等质量 SPB 星 KIC 10526294 的星震学建模与频率插值分析，发现扩散系数快速下降 4 个数量级时与观测振荡频率最吻合，为湍流对流混合模型的过冲预测提供了微弱证据。
2023-05-26 astro-ph.SR
Absolute properties of the eclipsing binary system AQ Serpentis: A stringent test of convective core overshooting in stellar evolution models
我们报告了对分离的、周期为1.69天的双线食双星AQ Ser的差示光度观测和径向速度测量结果。确定的组件的精确质量和半径分别优于1.8%和1.1%，并且M1 = 1.417 +/- 0.021 MSun，M2 = 1.346 +/- 0.024 MSun，R1 = 2.451 +/- 0.027 RSun，R2 = 2.281 +/- 0.014 RSun。温度分别为6340 +/- 100 K（光谱类型F6）和6430 +/- 100 K（F5）。这两颗恒星都是相当演化的，以至于恒星演化理论的预测对对流核心上方的额外混合程度（过冲）特别敏感。组分质量的差异足以排除H-R图中超过中心氢耗尽点的位置，这意味着需要额外的混合。此外，我们发现，目前的主序列模型是无法匹配的观察到的属性在一个单一的年龄，即使允许未知的金属丰度，混合长度参数，对流超调参数自由和独立地变化的两个组件。质量较大的恒星的年龄在系统上显得更年轻。AQ Ser和其他类似演化的食双星显示出同样的差异，突出了当前恒星理论中描述过冲的一个突出而又被忽视的问题。
2013-12-04 astro-ph.SR
The dependence of convective core overshooting on stellar mass: semi-empirical determination using the diffusive approach with two different element mixtures
对流核过冲对中高质量恒星的演化有很强的影响。双线食双星和恒星振荡的研究重新引起了人们对超调对恒星质量的可能依赖性的兴趣，迄今为止，这一点还没有受到观测的充分约束。在这里，我们使用了29个在H-R图的关键位置上的被充分研究的双线食双星的样本来建立f（ov）对质量的显式依赖性，其中f（ov）是扩散近似中的自由参数。测量的质量，半径和温度的二进制组件进行了比较，恒星演化计算的基础上MESA代码，推断半经验值的f（ov）为每个组件。我们发现了明显的质量依赖性，使得f（ov）在1.2- 2.0太阳质量范围内从零急剧上升，然后趋于平稳，直到我们样本的4.4太阳质量极限。用两种不同的元素混合物的测试表明趋势是相同的，我们发现它也是定性类似于我们以前的研究中建立的一个经典的阶跃函数实现的自由参数α（ov）的特点过冲。基于这些测量，我们推断出两个过冲参数之间的近似关系α（ov）/f（ov）= 11.36 +/- 0.22，可能依赖于恒星的性质。
2017-10-23 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
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
Fossil Signatures of Main-sequence Convective Core Overshoot Estimated through Asteroseismic Analyses
通过星震学分析 \textit{Kepler}、K2 和 TESS 观测的 62 颗亚巨星和早期红巨星，研究主序对流核超射的化石特征，发现有效超射参数在 1.0 至 1.2 $M_{\odot}$ 间增加后趋于平缓。
2024-02-19 astro-ph.SR
Convective-core overshoot and suppression of oscillations: Constraints from red giants in NGC6811
利用美国宇航局开普勒航天器的数据，我们研究了疏散星团NGC 6811中红巨星的类太阳振荡。我们确定了八个巨星系团的振荡频率、频率间隔、混合模的周期间距和模的振动频率。振荡参数表明这些恒星是氦核燃烧的红巨星。这八颗恒星形成了两组具有非常不同的振荡功率谱的恒星;具有最低Delta_nu值的四颗恒星显示出丰富的混合l=1模式，而具有较高Delta_nu值的四颗恒星则不是这种情况。对于最低Delta_nu的四颗恒星，我们确定了混合模式的渐近周期间隔，DeltaP，与我们推导出的所有八颗恒星的质量一起表明它们属于所谓的次级丛。基于全局振荡参数，我们提出了初始的恒星理论模型，表明我们可以对这些~2M_sun恒星在主序和氦燃烧阶段的对流核过冲进行抑制。最后，我们的研究结果表明较少的模式抑制比最近的理论预测的某些振荡模式在红巨星的磁抑制。
2017-03-03 astro-ph.SR
The dependence of convective core overshooting on stellar mass: reality check, and additional evidence
超过1.2 M（太阳）质量的恒星对流核心的超射对它们随后的演化有着深远的影响。然而，在当前的恒星演化模型中，过冲机制的公式有一个自由参数（扩散近似中的f [ov]），它仍然不受观测的约束，影响了对天体物理学重要量（如恒星年龄）的确定。在较早的一系列论文中，我们收集了37个测量良好的分离食双星样本，以校准f [ov]对恒星质量的依赖性，表明它急剧增加到大约2 M（太阳）的质量，并在此后保持不变，至少达到4.4 M（太阳）。最近的声明已经挑战了食双星在这方面的效用，基于模型拟合的f [ov]的不确定性通常太大而没有用处，怀疑过冲对质量的依赖。在这里，我们重新审视这些主张，并表明他们过于悲观，主要是因为他们没有考虑到所有可用的约束-观测和理论-在评估真正的不确定性。我们也借此机会增加了13个额外的二进制的半经验f [ov]测定到我们以前的样本，并更新了其他9个值。所有这些都与我们之前的结论一致，并加强了我们之前的结论，支持f [ov]对质量的依赖性，现在基于对总共50个双星系统（100颗恒星）的估计。
2019-04-11 astro-ph.SR
Numerical simulations of downward convective overshooting in giants
在三维大涡模拟的基础上，利用人工修改的OPAL不透明度，并考虑状态方程中的辐射和电离，试图理解后主序星对流包层中的向下超调。两种类型的恒星，一个中等质量的恒星和一个大质量的恒星，被认为是。为了避免中等质量恒星的长的热弛豫时间，我们人为地增加了恒星的能量通量，同时试图保持一个结构接近于一个1D恒星模型。进行了通量因子的参数研究。对于大质量恒星来说，不需要这样的过程。分析了系统达到统计稳态时的数值结果。结果表明，穿透距离在压力标度高度中具有单位数量级.对Singh等人研究的穿透距离、输入通量和垂直速度波动之间的标度关系进行了检验。湍流对流的各向异性和代表非局部输运的三阶矩扩散模型也进行了研究。这些模型受速度场的影响很大，似乎不存在普适的常数参数。对数值结果的局限性进行了讨论。
2016-03-05 astro-ph.SR
A New Approach to Convective Core Overshooting: Probabilistic Constraints from Color-Magnitude Diagrams of LMC Clusters
我们提出了一个框架，同时约束对流核心过冲，金属丰度，灭绝，距离和年龄的强度的值和不确定性在恒星星族。然后，我们将该框架应用于哈勃太空望远镜对大麦云星云中6个星团的观测，这些星团的年龄在1-2.5 Gyr之间。假设一个典型的核心对流超调的强度值，我们恢复众所周知的年龄金属丰度的相关性，以及金属丰度和灭绝和金属丰度和距离之间的额外的相关性。如果我们允许核过冲强度的变化，我们发现，对于中等年龄的星团，距离和消光的测量值的影响可以忽略不计的核心过冲强度的不确定性。然而，集群年龄和金属丰度可能有令人不安的大系统的变化时，核心超冲强度允许变化超过+/- 0.05 Hp。利用这6个星团，结合它们的后验分布函数，得到了最可几的核心超调值0.500 + 0.016 - 0.134 Hp，与典型值一致。
2017-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mixed Mode Asteroseismology of Red Giant Stars Through the Luminosity Bump
本文利用红巨星混合模式星震学方法，通过模型网格研究发现包层超射幅度和方案会显著影响偶极混合模式频率演化、平均周期间距及重力模式相位偏移，从而为逐颗恒星探测对流边界内部过程提供新途径。
2023-04-13 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
Statistical errors and systematic biases in the calibration of the convective core overshooting with eclipsing binaries. A case study: TZ Fornacis
我们试图约束的初始氦丰度，年龄和对流核超冲的双星系统TZ天炉座的效率。我们的主要目的是指出由于不考虑某些不确定性来源而导致的结果偏差。我们采用SCEPtER管道，依靠恒星模型计算两个恒星进化代码（FRANEC和MESA）。我们发现了多组独立的解决方案。最好的一个建议系统的年龄1.10 $\pm$ 0.07 Gyr（在中央氦燃烧阶段的主星，在次巨星分支的次要），与氦-金属富集比$ΔY/ΔZ = 1$和核心过冲参数$β= 0.15 \pm 0.01$（法国）和$f_{\rm ov}= 0.013 \pm 0.001 $（MESA）。第二类解的特征是拟合优度较差，仍然表明在中央氦燃烧阶段有一颗主星，但在主序末端的整体收缩阶段有一颗次级恒星。FRANEC网格提供了$1.16_{-0.02}^{+0.03}$ Gyr和$β= 0.25_{-0.01}^{+0.005}$的年龄，而MESA网格提供了$1.23 \pm 0.03$ Gyr和$f_{\rm ov} = 0.025 \pm 0.003$。我们还表明，需要非常精确的质量测定与太阳质量的千分之几的不确定性，以获得可靠的恒星参数的测定，质量误差大于约1%，导致估计，不仅不太精确，但也有偏见。此外，我们表明，在固定的$ΔY/ΔZ$计算的模型网格得到的拟合可以提供有偏的年龄和过冲估计。独立的超调效率的系统的两颗星的可能性也进行了探讨。这项工作…
2016-12-21 astro-ph.SR
Convective boundary mixing in low- and intermediate-mass stars I. Core properties from pressure-mode asteroseismology
对流边界混合在恒星演化中普遍存在。它是模型中的一个必要组成部分，以便匹配来自星团、双星和单星的观测约束。我们计算“有效过冲”的措施，反映了混合的程度，可以显着不同的输入过冲值设置在恒星演化代码。我们使用压力模式的约束来推断开普勒和CoRoT主序列和亚巨星振子的CBM属性，以及在两个径向速度目标（南河三A和$α$岑A）。总的来说，这些目标使我们能够确定测量精度、恒星光谱类型和过冲实施如何影响星震解决方案。有了这些新的措施，我们发现，大多数恒星的“有效过冲”是符合物理预期和校准的双星和星团。然而，两个在CoRoT领域的F星（HD 49933和HD 181906）仍然需要在模型中的高过冲。由于模式寿命短，在这些恒星中模式识别可能很困难。我们表明，径向和非径向模式之间的不一致性驱动的asteroseeptic解决方案，以极端的结构与高效的煤层气作为一个必然的结果。了解这些恒星看似异常的物理原因对于从具有可比时间序列长度的TESS数据推断准确的恒星参数至关重要。
2020-02-17 astro-ph.SR
A non-local mixing-length theory able to compute core overshooting
湍流对流无疑是恒星物理中最重要和最棘手的问题之一。我们对这一关键物理过程的知识不足，给恒星的内部结构和演化带来了相当大的不确定性。一个突出的例子是对流核心边缘的过冲。事实上，几乎所有的恒星演化代码都以一种非常近似的方式处理过冲区，将其范围和温度梯度的轮廓都视为自由参数。恒星对流只有少数复杂的理论，如雷诺应力方法，但它们也需要调整不可忽略的自由参数。我们在这里提出了一个理论，根据羽流理论以及平均场方程，但不依赖于通常的泰勒封闭假设。它把我们引向一组八个微分方程加上一些代数方程。我们的理论本质上是一个非混合长度理论。它使我们能够计算收缩的对流核及其超调区的温度梯度。一个膨胀的对流核心的情况下也进行了讨论，虽然更简单。近年来，数值模拟得到了迅速的改进，使我们能够预见，它们可能很快就会提供一个适合于一维恒星模型计算的对流模型。
2017-12-20 astro-ph.SR
Absolute dimensions of eclipsing binaries. XXVIII. BK Pegasi and other F-type binaries: Prospects for calibration of convective core overshoot
我们提出了一个详细的研究的F-型脱离食双星BK Peg，新的光度和光谱观测的基础上。这两个分量已经演化到主序星带的上半部分，质量和半径分别为（1.414 +/- 0.007 Msun，1.988 +/- 0.008 Rsun）和（1.257 +/- 0.005 Msun，1.474 +/- 0.017 Rsun）。BK Peg的5.49天周期轨道有轻微偏心（e = 0.053）。测得的旋转速度为16.6 +/- 0.2（初级）和13.4 +/- 0.2（次级）km/s。对于次级分量，这对应于（伪）同步旋转，而初级分量似乎以稍低的速率旋转。我们得出的铁丰度[Fe/H] =-0.12 +/-0.07和类似的丰度为Si，Ca，Sc，Ti，Cr和Ni。Yonsei-Yale和Escheria-Regina的演化模型所观察到的金属丰度分别在2.75和2.50 Gyr的年龄重现BK Peg，但倾向于预测更大质量的主要成分比次要成分的年龄更低。我们发现相同的年龄趋势，其他三个上主序系统中的样本，以及研究食双星组件在1.15-1.70 Msun范围内，对流核心过冲逐渐斜升的模型。我们还发现，Yonsei-Yale模型系统地预测更高的年龄比Escheria-Regina模型。样品中包括BW Aqr，作为补充，我们已经确定了这个晚期F型双星的[Fe/H]丰度为-0.07 +/- 0.11。我们建议使用…
2010-04-12 astro-ph.SR
Variation of Stellar Envelope Convection and Overshoot with Metallicity
我们研究金属丰度如何影响对流和过冲的超绝热层的主序星。我们目前的结果，从一个网格的三维辐射流体动力学模拟与四个金属丰度（$Z=0.040$，0.020，0.010，0.001），并跨越一个范围内的有效温度（$4950 < \rm T_{\rm eff} < 6230$）。我们发现，改变金属丰度改变对流气体动力学的性质，超绝热层和大气的结构。我们的模拟网格显示，超绝热性的量（它跟踪从高效对流到低效对流的转变），\rev{is sensitive to changes in metallicity. We find that increasing the metallicity forces the location of the transition region to lower densities and pressures, and results in larger mean and turbulent velocities throughout the superadiabatic region.}我们还量化了大气中对流过冲的程度，并表明它也随着金属丰度的增加而增加。
2013-02-22 astro-ph.SR
Stellar evolution models with overshooting based on 3-equation non-local theories, II. Main-sequence models of A- and B-type stars
对流过冲混合是恒星结构模型的一个重要组成部分，但在大多数情况下，对流的混合长度理论的特别扩展。需要更物理和更可数值处理的先进理论。恒星内部的对流是高度湍流的。这对恒星内部对流的建模提出了许多数值挑战。为了在同一理论中处理非局域效应，我们在一维恒星演化程序中加入了一个有效的湍流模型。我们使用的湍流对流模型，依赖于二阶矩方程的解决方案。我们将其实现为最先进的1D恒星演化代码。为了克服在模型的原始形式的缺陷，我们考虑了耗散由于浮力波在过冲区。我们计算恒星模型的中间质量主序星之间的1.5和8 $M_\odot$。对流核心的过冲混合以及对流核心内部和上方的修正温度梯度作为湍流对流模型方程的解自然出现。对于一组给定的模型参数的过冲程度确定的湍流对流模型是可比的其他过冲的描述，其自由参数已被调整，以匹配观测。混合核的相对大小随着恒星质量的减小而减小，而不需要额外的调整。我们发现，浮力波耗散构成了必要的和相关的扩展湍流对流模型在使用中。
2022-07-25 astro-ph.SR
Significant uncertainties from calibrating overshooting with eclipsing binary systems
食双星系统中恒星质量和半径的精确测量为研究恒星演化中的不确定过程，特别是对流边界的混合提供了一个窗口。最近，这些数据已被用来校准模型的对流过冲的核心主序星。在这项研究中，我们使用了一个小的代表性样本的食双星与$1.25 \leq M/\text{M}_\odot < 4.2$，以测试如何精确地这种方法可以限制过冲和数据是否支持一个普遍的恒星质量-过冲关系。我们没有恢复先前报道的恒星质量依赖的程度过冲，在每种情况下，我们发现有大量的不确定性，也就是说，相同的二进制对可以匹配的模型与不同数量的过冲。具有适度超调参数$0.013 \leq f_\text{os} \leq 0.014$的模型（使用Herwig等人1997年的方案）与研究的所有8个系统一致。通常，大得多的$f_\text{os}$范围适合于单个系统。在主序星和后主序星早期，过冲量的大变化对半径和有效温度的影响很小，因此该方法的实用性非常有限。
2018-08-28 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
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
On the shape of core overshooting in stellar model computations, and asteroseismic tests
慢脉动B星（SPB）和$γ$ Dor星以高阶重力（g-）模式脉动。g模的频率对具有对流核的恒星的详细结构和演化历史非常敏感。在OB型恒星中，后退的对流核心留下了化学不均匀的$\nabla_μ>0$辐射区。一旦g模式在这些层的边界附近具有径向节点，模式被捕获并且其周期偏离渐近周期间隔。仔细研究这种被困模式允许约束这些层的程度，通过拟合个人的脉动频率。我们采用了19个非常丰富的开普勒SPB振荡器，KIC 10526294的召唤偶极g-模式，以证明模式捕获的权力，在B星研究的热和化学分层的过冲层。
2015-08-10 astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors and their explodability I: Convective Overshoot, Blue Loops and Surface Composition
我们介绍了IIP型超新星的大质量恒星祖先的演化。我们以附近和研究良好的SN 2013 ej为例。我们探讨如何对流过冲影响恒星结构，表面丰度，大质量恒星的有效温度，使用恒星天体物理学实验模块（MESA）。特别是具有适度过冲（$f$ = 0.02至0.031）的模型显示，在核心氦燃烧阶段，赫兹-罗素图中存在蓝色环路，红色到蓝色[ $log_{10}(T_{eff}/\rm K)$从$< 3.6$到$> 4.0$ ]偏移并过渡回红色。模型的过冲超出这个范围的$f$值保持在红超巨星状态的恒星在整个后氦点火阶段。地表CNO丰度在主序后和核内氦耗尽前后均表现为富集。由于观测的不确定性很大，在目前可用的观测中，这些表面CNO丰度的演变变化是无法区分的。然而，这些观测结果可能会区分恒星不同演化阶段表面氮与氧的比例。我们还比较了对流过冲对与恒星爆炸的可能性相关的各种参数的影响，而不是坍缩成黑洞。这些参数是紧凑性参数M $_4$和$μ_4$。组合$μ_4 \times $ M $_4$和$μ_4$具有与$f$相似的变化，并且均在$f$ = 0.032处达到峰值。我们发现我们所有的13 M $_{\odot}$型号都有可能爆炸。
2019-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring the efficiency of convective-envelope overshooting in Red Giant Branch stars
本文利用星团HST/Gaia测光和Kepler场巨星观测标定红巨星支凸起位置，系统校准对流包层过冲效率，发现其随金属丰度线性下降并给出物理解释。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward a consistent use of overshooting parametrizations in 1D stellar evolution codes
在一维恒星演化计算中，存在着几种参数化的超调现象。这些参数化在恒星演化程序中的使用有些随意，基于对给定问题最有效的方法，或者甚至是与每个程序开发相关的历史原因。我们提请注意的事实，这些不同的参数化对应于不同的物理制度的超调，这取决于辐射的影响是占主导地位的，边缘的，或可以忽略不计。我们的分析是基于以前发表的理论结果，以及多维流体动力学模拟恒星对流的对流区域和稳定分层区域之间的相互作用进行观察。虽然基本的流体动力学过程是相同的，超调过程的结果是深刻的辐射效应的影响。使用一个简单的图片中涉及的尺度的过冲过程中，我们展示了如何获得三个制度，这取决于辐射效应的重要性。这三种制度对应于流体动力学模拟中观察到的不同行为，到目前为止，和三种类型的参数化中使用的一维代码。我们建议，现有的参数化的超冲应共存于一维恒星演化代码，并应始终适用于对流边界取决于当地的物理条件。
2015-06-26 astro-ph.SR
Stellar evolution models with overshooting based on 3-equation non-local theories I. Physical basis and the computation of the dissipation rate
上下文对流过冲混合长期以来一直被认为对恒星对流核心中可用于核燃烧的氢量起着重要作用。模拟这种效应的最佳方法仍在争论中。目标。我们提出了一种改进的湍流动能耗散率计算模型，该模型可用于恒星对流的非局域模型，并且可以很容易地实现并自洽地用于一维恒星演化计算。方法.本文综述了恒星天体物理学中计算湍流动能耗散率ε的各种模型的物理基础，特别是在局部和非局部对流模型中。不同的贡献的耗散率和它们的依赖本地分层和非本地运输进行了分析，并提出了一种新的方法来考虑至少一些这些物理机制。结果我们展示了新的方法如何影响中等质量主序星的恒星模型的预测，以及这些变化如何不同于其他修改的非本地对流模型，专注于水平与垂直（湍流）动能的比例。结论.新的模型允许在物理上更完整的描述对流超冲和大质量恒星的混合。浮力波耗散被认为是一个关键的成分，必须占湍流对流的非本地模型。
2022-07-25 astro-ph.SR
Applications of the $k$-$ω$ model in stellar evolutionary models
湍流的$k$ - $ω$模型首先由Kolmogorov（1942）提出。Li（2012）提出了一种新的恒星对流模型$k$ - $ω$，该模型不仅可以合理地描述对流不稳定区的湍流对流，而且可以合理地描述过冲区的湍流对流。通过改进几个模型假设（包括湍流宏观长度、对流热通量和湍流混合扩散系数等），对$k$ - $ω$模型进行了修正，使其不仅适用于对流包层，而且适用于对流核心。修订后的$k$ - $ω$模型引入了八个参数。应该注意的是，雷诺应力（湍流压力）在流体静力学支撑的方程中被忽略。我们将其应用于太阳模型和5个$M_{\odot}$恒星模型中，对8个模型参数进行了标定，并研究了对流超射对太阳和中等质量恒星模型的影响。
2017-04-13 astro-ph.SR
The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss
上下文造父变星的质量差异是理解经典造父变星的一个长期挑战，其中使用恒星演化和恒星脉动计算的理论质量估计被发现相差约10 - 20%。目标。我们研究的作用，脉冲驱动的质量损失在造父变星阶段的演变，作为一个可能的解决方案，这种质量差异。方法.我们计算了恒星演化模型与造父变星质量损失处方和各种数量的对流核心过冲。使用这些模型确定质量损失对质量差异的贡献，结果。脉动驱动的质量损失被发现捕获造父变星的演化不稳定带，使他们失去约5 - 10%的总质量时，适度的对流核心过冲，一个数额与其他恒星的观察一致，包括在恒星模型。结论.我们发现，适度的对流核心过冲和脉动驱动的质量损失相结合，可以解决造父变星的质量差异。
2011-04-08 astro-ph.SR
Solar models with convective overshoot, the solar-wind mass loss, and a PMS disk accretion: helioseismic quantities, Li depletion and neutrino fluxes
日震观测揭示了太阳的许多性质：对流区的深度和氦丰度，太阳内部的声速和密度分布。这些约束条件已被用来判断恒星演化理论。与旧的太阳组成（例如，GS 98），太阳标准模型是在合理的协议与日震约束。然而，一个具有修正成分的太阳模型（例如，AGSS 09）与低丰度的重元素$Z$不符合这些限制。这就是所谓的“太阳丰度问题”，即使最近向上修正了Ne丰度，也存在了十多年。已经提出了许多机制来缓解这个问题。然而，仍然没有一个低的$Z$太阳模型满足所有日震约束。在本文中，我们报告了一个可能的解决方案的太阳丰度问题。通过添加一些标准模型中未包含的额外物理过程，可以显著改进太阳能模型。我们的新的太阳模型与对流过冲，太阳风，和早期的质量吸积与日震约束，太阳锂丰度，太阳中微子通量的观测结果一致。
2019-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Calibrating convective-core overshooting with eclipsing binary systems. The case of low-mass main-sequence stars
本文采用稳健的统计方法，对双线食双星系统观测数据的不确定性对超调效率参数$β$标定的影响进行了量化。我们还量化的偏见，这是由于缺乏对初始氦含量的约束和超绝热对流和微观扩散的效率。我们采用了修改后的基于网格的SCEPtER管道作为观测约束的有效温度，[Fe/H]，质量和半径的两颗恒星。在合成数据的轻度过冲$β= 0.2$的参考场景中，我们发现估计的$β$存在较大的统计不确定性和偏差。对于MS演变的前80%，$β$存在偏倚，并且在整个探索范围[0.0; 0.4]内几乎不受约束。在MS的最后5%中，偏差消失，并且$1 σ$误差约为0.05。对于用$β= 0.0$计算的合成数据，估计的$β$在MS演变的前80%中有约0.12的偏差，之后有0.05的偏差。假设氦-金属富集比$ΔY/ΔZ$的不确定性为$\pm 1$，我们发现在MS演化的末端部分，估计的$β$值的误差范围为-0.05至+0.10，而$β$在早期演化阶段的整个探索范围内基本上不受约束。混合长度参数中$\pm 0.24$在太阳校准值附近的均匀变化导致MS的最后5%的不确定度为-0.09至+0.15。在恒星演化计算中完全忽略扩散，在MS的最后5%中产生$\pm 0.08$的$1 σ$不确定性，而$β$在MS的前80%中几乎不受约束。
2016-01-07 astro-ph.SR
On the dynamics of overshooting convection in spherical shells: Effect of density stratification and rotation
湍流运动从对流区向邻近稳定分层区的过冲在恒星内部动力学中起着重要作用，因为这一过程可能导致化学物质的混合，并有助于角动量和磁场的传输。我们提出了一系列完全非线性，三维（3D）滞弹性模拟的过冲对流的球壳，其重点是依赖的过冲动力学的密度分层和旋转，这两个关键成分的恒星，但还没有系统地研究一起通过全球模拟。我们表明，过冲长度尺度不是简单的对流区域中的密度分层的单调函数，而是，它取决于在两个区域中的密度分层的比率。此外，我们发现，过冲长度尺度随着Rossby数Ro的减小而减小，并且尺度为Ro $^{0.23}$，同时它还取决于纬度，具有较高的Rossby情况，导致较弱的纬度变化。我们研究了由于旋转产生的平均流，发现它们延伸到对流区的底部以外的稳定区域。我们的研究结果可能会提供一个更好的理解恒星对流和辐射区域之间的动力学相互作用，并激励未来的研究，特别是有关太阳速跃层及其重叠的影响与过冲区。
2021-10-11 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Asteroseismic Constraints on the Models of Hot B Subdwarfs: Convective Helium-Burning Cores
热B次矮星（sdB星）中非径向脉动的星震学提供了一个独特的视角来观察核心氦燃烧恒星的内部。地面和星载高精度光变曲线允许分析压力和重力模式脉动，以探测对流核心深处sdB恒星的结构。因此，星震学分析提供了一个极好的机会来检验我们对恒星演化的理解。由于sdB星和红团簇星的星震学的最新限制，一维恒星演化模型中对流混合的标准方法受到了质疑。问题在于目前对对流边界处的过冲和卷吸的处理。不幸的是，没有一致的对流混合算法存在来解决这个问题，引入不确定性的恒星年龄的估计。恒星对流的三维模拟显示了超调区和边界层的自然发展。在一维恒星演化模型中寻找一致的对流公式时，三维模拟和星震学结果的指导是必不可少的。
2016-12-08 astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. III. The i-process in AGB stars of different masses and metallicities without overshoot
除了慢中子俘获过程（s）和快中子俘获过程（r）之外，还存在一个中间中子俘获过程（i-过程）。它发生在质子在对流氦燃烧区混合时，被称为质子摄入事件（PIE）。一个可能的天体物理位置是低质量低金属量恒星的渐近巨星分支（AGB）阶段。我们提供了一个网格的AGB星经历PIEs的i-过程收益率。我们计算了12个模型，初始质量为1，2和3 $M_{\odot}$和金属丰度的[Fe/H] $=-3.0$，$-2.5$ $-2.3,$和$-2.0, $与恒星演化代码STAREVOL。我们使用了最多1160个物种的核网络，再加上化学输运方程。这些模拟不包括任何额外的混合过程。质子摄入发生在我们的12个AGB模型中的6个。这些模型经历i-过程核合成，其特征在于$\simeq 10^{14} -10^{15}$ cm $^{-3}$的中子密度。根据PIE的性质，有两种不同的演化路径：要么恒星包层很快消失，不再产生热脉冲，要么AGB阶段随着额外的热脉冲而恢复。这种行为关键取决于脉冲数时，PIE发生，摄入的质子的质量，以及在何种程度上的脉冲材料被稀释的对流信封。PIE后的表面富集是我们的模式的一个强大的功能，它持续在各种对流假设。我们的模型可以合成重元素Pb没有任何参数化的额外的混合过程，如过冲或列入一个$^{13}$ C-口袋。然而，它仍然有待探讨如何i过程取决于混合过程，如过冲，温盐，或旋转。
2022-09-21 astro-ph.SR
Impact of Convective Boundary Mixing on the TP-AGB
对流边界的处理仍然是恒星演化中不确定性的一个重要来源，对渐近巨星分支（AGB）上的热脉冲恒星有着重大的影响。各种来源被视为动机纳入对流边界混合在这一阶段，从S-过程核合成流体动力学模型。尽管有相当多的证据支持存在对流边界混合的前AGB的演变，这种混合并不普遍包括在模型的TP-AGB星。这项调查的目的是确定对流边界混合的程度，这是兼容的观察时，考虑充分的演变模式。此外，我们调查了一个理论上的论点，已经取得了动量驱动的过冲在脉冲驱动的对流区的基础上，应该可以忽略不计。我们表明，虽然参数成立，估计的基础上的图片湍流夹带表明，混合是可能的对流边界。我们表明，在对流边界的额外混合在核心燃烧阶段之前的热脉冲渐近巨分支有一个影响以后的演变，改变质量范围，在第三次疏浚和热底燃烧发生，因此也最终的表面组成。此外，已作出努力，以约束在不同的对流边界的对流边界混合的效率，使用观测约束。我们的研究表明，不同的约束之间存在着强烈的张力，使得在指数衰减的过冲框架内不可能同时重现所有的可观测量。这一结果要求重新评估对流边界混合模型和观测约束。
2020-02-05 astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors III: Blue to Red Supergiant Ratio in Low Metallicity Models with Convective Overshoot
恒星聚集体的赫罗图（HRD）中的恒星分布代表了其演化的恒星星族的快照。一些超巨星在演化的后期可能会将HRD从蓝色转变为红色，然后再转变为蓝色，如SN 1987 A的祖先。其他的可能会在“蓝环”中经过HRD的一个特定部分超过两次，并在爆炸前成为红超巨星。由于蓝环中的恒星在那里度过了相当长的一段时间，这些阶段可能会改变HRD中模型超巨星的相对数量。它们的寿命反过来取决于恒星的初始质量，如何模拟其内部的对流，以及在其演化过程中发生了多少质量损失。观测到的蓝红超巨星和黄红超巨星的数量比灵敏地检验了恒星演化理论。我们将这些超巨星的模型数量比与大麦云云的观测数据进行了比较，因为它的金属丰度与SN 2013 ej的环境非常相似。我们成功地模拟这些考虑到中度（指数）对流过冲。我们探讨其对最终半径和质量的恒星核心崩溃之前。半径随过冲而显著不同。这些控制前超新星结构的因素可能会影响爆炸后的光学/IR光变曲线和光谱发展。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Convective boundary mixing in main-sequence stars: theory and empirical constraints
本文从一维参数化方案、流体动力学过程和观测约束三个视角系统综述主序星中对流边界混合的研究现状，并指出未来改进恒星演化建模约束的方向。
2023-04-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The treatment of mixing in core helium burning models -- III. Suppressing core breathing pulses with a new constraint on overshoot
理论预测的核心氦燃烧阶段的恒星演化是高度敏感的不确定性处理的混合在对流边界。在过去的几年里，限制其内部深处的不确定结构的兴趣已经被来自星震学的见解所重新激发。最近，Spruit（2015）基于从对流核心外部摄入的物质的较高浮力，提出了氦燃烧对流核心增长速率的限制。在本文中，我们测试的影响，这样的限制恒星模型的初始质量和金属丰度的范围。我们发现，混合超越史瓦西边界的约束有显着的影响，在核心氦燃烧的演化后期，当核心呼吸脉冲发生和氦的摄入率是最快的。通常，核心呼吸脉冲延长核心氦燃烧寿命到这样一个程度，模型与观测的球状星团人口不一致。在初始恒星质量（$0.83 \leq M/\text{M}_\odot \leq 5$）的广泛范围内，应用Spruit约束减少了核心氦燃烧寿命，因为核心呼吸脉冲被避免或其数量和严重性减少。因此，斯普鲁特提出的约束条件有助于解决观测结果与理论预测之间的重大差异。具体来说，我们发现改进协议$R_2$，观测到的比率渐近巨型分支水平分支恒星的球状星团;这两个群体之间的光度差异;和在asteroseismology，混合模式的周期间隔检测红色团块恒星在\textit{Kepler}领域。
2017-09-19 astro-ph.SR
