Irradiated stars with convective envelopes
食双星中M矮星的观测半径比预测的半径超出约5%。为了研究这种异常，我们考虑了被近伴星辐射的低质量恒星的结构。辐射改变了表面边界条件，从而也改变了它们的外对流区的绝热常数。这会改变模型的半径和光度。对于质量相近的短周期M型矮双星，由于相互辐射引起的半径膨胀小于0.4%。这个数量级太小，无法解释观测到的异常。虽然较强的辐照导致半径单调增加，但饱和效应将膨胀限制在<~ 5%。
2017-03-31 astro-ph.SR
Forward asteroseismic modeling of stars with a convective core from gravity-mode oscillations: parameter estimation and stellar model selection
我们提出了一个方法框架，进行前向asteroseismic模拟恒星的对流核心，重力模式振荡的基础上。这些探测器探测恒星内部深处的近核心区域。建模依赖于一组观测到的高精度振荡频率的低阶相干重力模式与长寿命和他们的观测不确定性。模式的程度和方位角的顺序的识别被认为是实现从旋转分裂和/或从周期间隔图案。本文件有两个主要成果。第一个是一个全面的列表和讨论的主要不确定性的理论预测的重力模式振荡频率的基础上线性脉动理论，固定选择的输入物理演化模型所造成的。在这些理论频率的不确定性之间的层次结构的指导下，我们随后提供了一个全球性的方法方案，以实现前向asteroseismic建模。我们适当地考虑到恒星模型中包含的自由参数之间的相关性。除了恒星质量、金属丰度和年龄外，需要估计的主要参数是近核旋转速率、对流核过冲量和辐射区的化学混合水平。这种建模方案允许极大似然估计的恒星参数为固定的输入物理的平衡模型，其次是恒星模型的选择，考虑到各种选择的输入物理。我们的方法使用Mahalanobis距离，而不是经常使用的$χ^2$统计，并包括异方差。它提供了理论上预测的振荡频率的未知方差的估计。
2018-06-18 astro-ph.SR
On the inference of stellar ages and convective-core properties in main-sequence solar-like pulsators
特定的诊断工具可以通过小的对流核心的存在来隔离在振荡频率上留下的签名。它们的频率导数有望提供有关对流核性质和恒星年龄的信息。这项工作的主要目标是研究潜在的诊断工具方面的推断恒星的年龄和恒星核心的属性。为此，我们计算了诊断工具和它们的频率导数的振荡频率的主序列模型与质量之间的1.0和$1.6\,{\rm\,M}_{\odot}$和不同的物理。我们考虑了诊断工具对恒星年龄和对流不稳定区域边缘声速平方相对不连续性的大小的依赖性。我们发现，诊断工具的频率导数的绝对值的增加，作为恒星的主序列上的演变。质量为$>1.2\,{\rm\,M}_{\odot}$的模型的恒星主序星演化的分数可以从两个诊断工具的频率导数估计。对于较低质量的模型，对流核心的超调的约束，可以潜在地推导出相同的衍生物的分析的基础上。对于至少35%的恒星模型样本，诊断工具的频率导数在预期可能观测到振荡的频率范围内取其最大绝对值。
2014-01-08 astro-ph.SR
The effective temperature -- radius relationship of M-dwarfs
M型矮星为在太阳系之外寻找可居住的世界提供了非常有利的条件。凌日系外行星基本参数的估计依赖于宿主M矮星半径和有效温度的理论预测的准确性，因此非常低质量恒星（VLM）模型（M矮星的理论对应物）的多个经验测试的重要性。最近对已知金属丰度的M矮星样本的质量、半径和有效温度的测定揭示了有效温度-半径图中对应于质量约为0.2Mo的恒星的假定不连续性，这被归因于从部分对流到完全对流的恒星的转变。在本文中，我们将现有的VLM模型与这些观测结果进行了比较，发现理论并没有预测在0.2Mo附近的任何不连续性，而是在这个质量值附近有效温度-半径关系的斜率的平滑变化。不连续性5的出现是由于用线性段天真地拟合经验数据。此外，它的起源与向完全对流结构的转变无关。我们发现，这一功能，而不是一个经验签名过渡到一个政权，电子简并提供了一个重要的贡献恒星EOS，并构成了额外的测试的一致性的理论框架VLM模型。
2019-05-09 astro-ph.SR
Rotating Convective Core Excites Non-Radial Pulsations to Cause Rotational Modulations in Early-Type Stars
讨论了早型主序星旋转对流核中弱不稳定振荡对流模共振耦合激发的低频g模。我们的非绝热脉动分析，包括科里奥利力的影响，$2\,M_\odot$主序列模型表明，如果对流核心旋转略快于周围的辐射层，g模式的辐射包络激发的共振耦合。在惯性系中的激发g模式的频率接近于$|mΩ_{\rm c}|$，其中$m$和$Ω_{\rm c}$分别是g模式的方位阶和对流核心的旋转频率。这些g模式的频率是一致的光度旋转调制和谐波中观察到的许多早期型主序星。
2020-07-29 astro-ph.SR
The CoRoT target HD49933: a possible seismic signature of heavy elements ionization in the deep convective zone
我们使用地震诊断，基于表面声波反射的相移的导数，探测恒星HD 49933的外层。这种诊断对对流区底部以上发生的部分电离过程特别敏感。轻元素氢和氦的部分电离区具有众所周知的地震学特征。在这项工作中，我们检测到一个不同的地震信号的声频，我们表明，对应的位置，发生部分电离的重元素。相应的声学故障的位置位于氦的第二次电离区域和对流区的底部之间，大约在恒星表面以下5%。
2016-12-15 astro-ph.SR
2-D and 3-D Models of Convective Turbulence and Oscillations in Intermediate-Mass Main-Sequence Stars
我们提出了多维建模的对流和振荡的主序星比太阳质量稍大，使用三种不同的方法：1）使用3-D平面StellarBox辐射流体动力学代码来模拟信封对流区和辐射区的一部分。我们的目标是研究恒星脉动与包层中湍流对流的相互作用，声学模式的激发以及对流过冲的作用; 2）应用球形三维MHD ASH（Anelastic Spherical Harmonics）程序模拟核心对流和辐射区。我们的目标是确定是否核心对流可以激发低频重力模式，从而解释一些混合γ Doradus/三角洲Scuti变量的低频率的存在，对于这些变量，包层对流区太浅，对流阻塞机制无法驱动重力模式; 3）应用ROTORC二维恒星演化和动力学程序计算了不同初始自转速率和核对流超调程度下的恒星演化。这些非球形模型的非径向绝热脉动频率计算使用2-D脉动代码NRO。我们提出了新的见解脉动恒星的一至两个太阳质量的多维建模。
2016-05-14 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
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
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
Inferring properties of small convective cores in main-sequence solar-like pulsators
这项工作涉及的对流核心的性质的研究，在主序星模型的类太阳辐射和什么信息，他们可能持有的恒星年龄。我们验证了最大的绝对频率导数的特定组合的频率，我们命名为“的斜坡”，提供了信息的对流混合区域的边界处的声速剖面的不连续性的相对大小。由于后者与恒星的演化状态有关，我们表明，对于质量高于$1.3\,\rm M_\odot$的模型，可以从斜率估计恒星主序星演化的分数。此外，对于质量低于$1.2\,\rm M_\odot$的模型，我们验证了可以使用斜率来区分具有少量核心超调的模型。
2014-01-08 astro-ph.SR
The strange close binary V405 And: the influence of different dynamos on the components
V405 And是一颗快速自转（P=0.465d）的掠食双星，有两个活动的分量。使用测光监测和径向速度测量，我们发现，主要和次要组件的质量为0.49和0.21太阳质量，这意味着主要可能拥有一个辐射核心和对流信封，而次要的是完全对流。低质量组分的半径与理论质量-半径关系符合得很好。然而，主星的半径明显大于预测值，事实上，这种差异是已知的四个类似天体中最高的。
2013-03-07 astro-ph.SR
Probing tiny convective cores with the acoustic modes of lowest degree
类似太阳的振荡预计会在大约1.6个太阳质量的恒星中激发。这些恒星中的大多数在主序星演化过程中都有对流核心。在这些对流核心的边缘，声速有一个快速的变化，这会影响声振荡的频率。在本文中，我们建立在早期的工作Cunha和梅特卡夫，进一步调查的影响，这些快速的结构变化对不同的p模式的频率组合，涉及模式的低程度。特别是，我们采用了不同的表达式来描述的核心，我们表明，更紧密地再现来自平衡模型的配置文件的边缘处的声速变化。我们分析了这种变化对径向模式的频率扰动的影响。此外，我们考虑三种不同的小频率分离，分别涉及，度l = 0，1，2，3模式; l = 0，1;和l = 0，2，并表明，它们都是显着影响的尖锐的声速变化在边缘的核心。特别是，我们确认的频率导数的诊断工具，结合度高达3的模式可以潜在地用于直接推断的相对声速变化的幅度在核心的边缘。关于其他两个诊断工具，我们表明，在高频率下，它们可以达到几个微赫兹小于预期的快速结构变化的情况下，在核心的边缘。此外，我们表明，其频率导数的绝对值显着增加，在强烈依赖于恒星年龄的方式。
2010-11-05 astro-ph.SR
Solar Radius at Subterahertz Frequencies and its Relation to Solar Activity
太阳发出的辐射具有电磁波谱的几种波长。在光学波段，太阳半径为695，700公里，这就是定义光球层，太阳的可见表面。然而，随着高度的增加，电磁辐射会以其他频率产生，导致太阳半径随着波长的变化而变化。这些测量使人们能够更好地了解太阳大气层，而半径对太阳周期的依赖性是大气结构变化的良好指标。我们在0.212和0.405太赫兹的亚太赫兹频率下测量太阳半径，这些排放物主要产生的高度-并分析11年太阳活动周期的半径变化。为此，我们使用了1999年至2017年期间的日面射电图，该图是根据安装在阿根廷安第斯山脉El Leoncito天文综合体（CASLEO）的太阳亚毫米波望远镜（SST）进行的每日扫描重建的。我们的测量产生的半径为966.5”$\pm$ 2.8”为0.2太赫兹和966.5”$\pm$ 2.7”为0.4太赫兹。这意味着光球层上方的高度为$(5.0 \pm 2.0 \times 10^6)$ m。此外，我们还观察到在两个频率的半径变化和太阳活动之间的强反相关。
2017-12-19 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
The Observational Signatures of Convectively Excited Internal Gravity Modes in Main Sequence Stars
我们预测对流激发重力模（g模）在主序星中产生的通量和表面速度扰动。如果对流过冲区的厚度小于压力标度高度的30%，那么大质量恒星的核心对流可以激发g模到足够的振幅，从而可以通过开普勒和CoRoT的高精度测光检测到。g-模式表现为过度光度变化，在太阳金属丰度零年龄主序列附近的频率约为10微赫兹（0.8 1/d）时振幅约为10微量级。质量大于5太阳的恒星的通量变化最大，但在质量小于2 - 3太阳的恒星中也有可能被探测到。在主序演化过程中，辐射阻尼降低，使得更低的频率模式到达恒星表面，在末龄主序中通量扰动达到~ 100微量级。使用相同的对流激发模型，我们证实了以前的预测，太阳g模式产生的表面速度扰动< 0.3 mm/s。这意味着随机激发的g模在大质量主序星的测光中比在太阳中更容易检测到。
2012-12-28 astro-ph.SR
The M4 Transition: Toward a comprehensive understanding of the transition into the fully convective regime
光谱型~M4以上和以下恒星结构的差异预计是一个非常重要的差异，直接或间接地与冷恒星的各种观测现象有关-如旋转、活动、磁场产生和拓扑结构、这些演化的时间尺度，甚至基本的质量-半径关系。在这次冷星XVI分裂会议中，我们的目标是利用M4转变作为讨论低质量恒星内部以及决定其基本性质的机制的机会。在会议结束时，阐明了几个要点。虽然M矮星在完全对流边界上表现出显著的变化，但这种“M4转变”在观测上并不尖锐或离散。相反，M矮星的性质（即半径，有效温度，旋转，活动寿命，磁场强度和拓扑结构）在M3-M6光谱类型之间显示出平滑的变化。此外，大范围的恒星质量共享相似的光谱类型周围的完全对流过渡。在M6-M8谱型处似乎有第二次跃迁，在其下方存在磁场拓扑的明显二分法。最后，我们使用会议中提出的信息和想法来构建一个框架，以了解具有特定质量和化学成分的M矮星的结构如何响应其磁场的存在，磁场本身由链接恒星旋转，内部结构和场拓扑的反馈过程驱动。
2010-12-15 astro-ph.SR
The Magnetic Furnace: Intense Core Dynamos in B-stars
在对流核心的主序星大质量恒星发电机的行动实现探索在这里通过3D全球模拟的对流核心发电机内运行的一个年轻的$\Msun{10}$ B型星，使用滞弹性球谐（ASH）代码。这些模拟捕捉了这颗恒星半径的65%，包括对流核燃烧核心（半径约23%）和覆盖的辐射包层的一部分。八个旋转速率被认为是从0.05%到16%的表面破碎速度，从而捕获对流，几乎没有感觉到旋转的影响和其他情况下，其中科里奥利力是突出的。在所有这些湍流对流核心内实现的强有力的发电机作用建立了峰值强度超过兆高斯的磁场，与对流动能（KE）相比，较快旋转体中的总磁能（ME）达到超均分水平。核心对流通常涉及大致与旋转轴对齐的湍流柱状速度结构，其中磁场穿过这些辊并在整个核心中具有复杂的联系。非常强的场能够与流动共存，而不会通过洛伦兹力使它们熄灭。速度和磁场通过几乎共同对准来实现这样的状态，并且随着复杂的演化的进行，峰值磁岛从最快的流稍微移位。随着旋转速率的增加，主要的力平衡从平衡洛伦兹力的非线性平流转移到科里奥利力和洛伦兹力之间的磁旋平衡。
2016-07-01 astro-ph.SR
Did Kepler-444 have a long-lived convective core?
本研究针对Kepler-444对流核长寿命的过往结论，通过修改恒星模型物理参数、结合BASTA管线拟合多类观测数据，最终可靠限定该恒星对流核寿命较短，推翻了近8 Gyr的长寿命结论。
2023-06-14 astro-ph.SR
A He3 driven instability near the fully convective boundary
我们报告的不稳定性的发现，在低质量的恒星刚刚超过阈值（$\sim 0.35 \textrm{M}_{\odot}$），他们预计将充分对流的主要序列。非平衡He3燃烧产生了一个对流核心，它是由一个小的辐射区从深对流信封分开。中心He3的稳定增加导致核心增长，直到它接触到表面对流区，这触发了我们称之为“对流接吻不稳定性”的完全对流事件。这些事件降低了中心的丰度，并导致恒星返回到一个状态，其中它有一个单独的对流核心和信封。这些周期性的事件最终停止时，氦3丰度在整个恒星是足够高的恒星是完全对流，并保持这样的其余的主序星寿命。这些事件对应于半径和光度的几个百分比的变化，在Myr到Gyr的时间尺度上。我们讨论了物理的不稳定性，以及在疏散星团和广泛的双星检测其签名的前景。激变变星中的次级恒星会穿过这个质量范围，这种不稳定性可能与观测到的这种系统在两到三小时内的稀少有关。我们证明了不稳定性可以产生CV secondaries与质量损失率的兴趣，这样的系统，并讨论了潜在的影响。
2012-01-25 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
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
Efficiency of tidal dissipation in slowly rotating fully convective stars or planets
湍流对流被认为是一种有效的粘性阻尼平衡潮汐流，驱动自旋和轨道演化的封闭对流双星系统。与混合长度预测相比，当潮汐频率$|ω_t|$超过占主导地位的对流涡旋的周转频率$ω_{cν}$时，这种粘度应该减少，但这种减少的效率一直存在争议。我们重新审视这一长期存在的争议，使用一个理想化的全球模型的直接数值模拟。我们模拟了在一个完整的球体中的热对流，并在外部强迫的平衡潮汐流，测量有效粘度$ν_E$作用于潮汐流时，$|ω_t|/ω_{cν} \gtrsim 1$。我们表明，$ν_E$的频率降低与（未扰动）对流的频谱。对于低于湍流叶栅（$|ω_t|/ω_{cν} \sim 1-5$）中的中频，频谱显示出反常的$1/ω^α$幂律，该幂律导致频率降低$ν_E \propto 1/|ω_t|^α$，其中$α< 1$取决于模型参数。然后，我们得到了$|ν_E| \propto 1/|ω_t|^δ$与$δ> 1$的较高频率，和$δ=2$的Kolmogorov湍流叶栅。一般的$|ν_E| \propto 1/|ω_t|^{2}$抑制下发现较高的频率内的对流耗散范围（但与负值）。我们的研究结果表明，更好地了解对流的频谱是必要的，以准确地预测的效率潮汐耗散在恒星和行星中产生这种机制。
2020-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Near-Core Acoustic Glitches are Not Oscillatory: Consequences for Asteroseismic Probes of Convective Boundary Mixing
本研究针对主序星近核结构的星震学探测问题，通过非JWKB渐近分析和数值模拟，发现近核声学glitch具有非振荡、与阶数相关的特性，修正了JWKB近似的结论，为近核混合过程研究提供了新依据。
2023-04-13 astro-ph.SR
Modelling time-dependent convective penetration in 1D stellar evolution
本研究基于mesa软件实现无新增自由参数的自洽时变对流穿透模型，计算主序前到氦核耗尽的恒星模型网格，揭示穿透区范围与恒星质量、年龄、金属度的标度关系，为降低恒星演化预测不确定性提供新方案。
2023-12-13 astro-ph.SR
MHD and deep mixing in evolved stars. 1. 2D and 3D analytical models for the AGB
提出了从H壳层附近出现的磁化域对热核灰烬的平流作用来解释AGB星丰度。在这里，我们通过精确的MHD模型定量地验证了这一想法。从一个简单的2D几何形状和惯性框架，我们研究等离子体平衡，避免了复杂的数值模拟。我们表明，在AGB星的对流包络线以下，可变磁场引起自然膨胀，几乎理想的MHD条件允许，其中径向速度增长为半径的二次方。然后，我们研究的对流信封，在宏观湍流的复杂性只允许一个示意性的分析处理。这里径向速度取决于半径的平方根。然后，我们验证了我们的结果的鲁棒性与3D计算的速度，表明，对于这两个研究区域，以前发现的解决方案可以被看作是一个更复杂的行为的平面部分，其中无论如何，平均径向速度保持相同的依赖于半径在2D中找到。作为最后的检查，我们比较我们的结果近似描述的浮力磁结构。对于现实的边界条件的包络线交叉时间是足够的，分散在巨大的对流区的任何材料运输，这表明磁平流作为一个有前途的机制，深混合。混合速度小于对流，但大于扩散，足以在红巨星的额外混合。
2014-04-09 astro-ph.SR
Magnetic Field Induced Radius Inflation of Low-Mass Stars
我们目前获得的结果使用磁性达特茅斯恒星演化代码，解决的可能性，磁场膨胀的低质量恒星在分离的食双星。虽然磁场使具有辐射核的恒星膨胀似乎是合理的，但在完全对流的恒星中观察到的膨胀水平似乎太大，无法用磁场来解释。我们提供了另一种解释，恒星金属丰度，并提出意见，可以帮助进一步约束恒星模型。
2013-10-31 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
Convective turbulent viscosity acting on equilibrium tidal flows: new frequency scaling of the effective viscosity
湍流对流被认为是一种有效的粘性（$ν_E$），在恒星和巨行星中阻尼潮汐流。然而，这一机制的效率长期以来一直存在争议，特别是在快速潮汐的制度，当潮汐频率（$ω$）超过占主导地位的对流涡旋（$ω_c$）的周转频率。我们提出的流体动力学模拟的结果，研究潮汐流动和对流之间的相互作用，在一个小补丁的对流区。这些模拟建立在我们以前的工作，通过模拟更大的水平箱湍流对流，在这里，我们探索更广泛的参数。我们得到了几个新的结果：1）$ν_E$是频率依赖性的，当$ω/ω_c \lesssim 1$时缩放为$ω^{-0.5}$，并且似乎仅对于非常小的频率（$ω/ω_c \lesssim 10^{-2}$）达到其最大恒定值。这种低频潮汐强迫的频率降低以前从未观察到过。2)对于低频和中频，$ν_E$的频率依赖性似乎遵循与能量（或雷诺应力）的频谱相同的标度。3)对于高频（$ω/ω_c\gtrsim 1-5$），为$ν_E\propto ω^{-2}$。4)在柯尔莫哥洛夫叶栅中，能量占主导地位的对流模态对$ν_E$的贡献最大，而不是共振涡旋。这些结果对恒星和行星对流区的潮汐耗散具有重要意义，并表明恒星和巨行星中平衡潮汐的经典潮汐理论应该重新审视。我们简要地触及行星轨道衰变的影响周围不断演变的恒星。
2020-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Testing stellar evolution with asteroseismic inversions of a main sequence star harboring a small convective core
恒星演化理论的目标是预测恒星一生的结构。通常，这些预测只能间接评估，例如通过比较预测和观测到的有效温度和光度。由于现在有了可以揭示恒星内部结构的星震学，将恒星演化理论的预测与实际的恒星结构进行比较成为可能。在这项工作中，我们提出了从太阳型恒星KIC 6225718，这是由\emph{Kepler}空间天文台在其名义上的使命期间观察到的振荡数据的逆分析。由于它的质量比太阳大20%，预计这颗恒星将通过其核燃烧核心的对流来传输能量。我们发现显着差异的预测和实际结构的恒星在辐射内部靠近对流核心。特别是，预测的声速比在恒星内部深处观察到的要高，并且在0.25及以上的分数半径处太低。这些差异的原因是未知的，并且不能通过对流过冲或元素扩散形式的已知物理学来补救。
2019-10-01 astro-ph.SR
Angular momentum transport by stochastically excited oscillations in rapidly rotating massive stars
我们估计在快速旋转的热Be星HD 51452中检测到的低频振荡传递的角动量。在这里，我们假设检测到的振荡是随机激励的对流运动中的对流核心的恒星，也就是说，我们把强迫振荡的周期性对流运动的核心流体具有观测确定的频率激发的振荡。与光度变化的观测振幅，我们确定的振荡振幅，这使得它有可能估计的净量的角动量转移的振荡使用波-平均流相互作用理论。由于我们没有任何关于每个振荡的方位波数$m$和球谐度$l$的信息，我们假设检测到的所有频率在观察者的坐标系中是逆时针或逆时针的，并且它们都与偶数模式（$l=|m|$）和奇数模式（$l=|m|+1$）的$m$的单个值相关联。我们估计了$|m|=1$和2的振荡所传递的角动量的量，这是Be星的典型$|m|$值，并发现该量足够大，足以在恒星周围形成一个递减盘。因此，角动量的输运波随机激发的核心的Be星可能是负责的Be现象。
2014-04-21 astro-ph.SR
The convective photosphere of the red supergiant CE Tau. I. VLTI/PIONIER H-band interferometric imaging
上下文红超巨星是大质量恒星演化的最新阶段之一。它们的光球对流可能在其质量损失的发射机制中发挥重要作用;然而，其特性和动力学仍然缺乏约束。目标。通过对不同历元红超巨星的近红外干涉观测，我们期望揭示其恒星表面亮对流特征的演化。方法.我们用VLTI/PIONIER仪器在H波段对M2 Iab-Ib红超巨星CETau进行了两个相隔一个月的观测。结果我们推导了恒星的角直径和基本恒星参数，并重建了两个可靠的H波段光球图像。对于我们的两个观察时期，重建图像的对流模式的对比度为$5 \pm 1 \%$和$6 \pm 1 \%$。结论.恒星光球在两个时期之间几乎没有变化。对流模式的对比度低于在30个随机选择的最佳匹配3D辐射流体动力学模拟的快照上获得的平均对比度变化：原始模拟图像为$23 \pm 1~\%$，降级到重建分辨率的地图为$16 \pm 1~\%$。我们提出两个假设来解释这一观察结果。CE Tau可能正在经历一个安静的对流活动事件，或者它可能是与模拟相比其更温暖的有效温度（因此其半径更小）的结果。
2018-02-16 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
Testing convective-core overshooting using period spacings of dipole modes in red giants
主序（MS）和核氦燃烧（He-B）阶段的中心混合效应影响着恒星演化的关键预测，如晚期演化阶段、化学富集、年龄等。根据恒星模型和相应的绝热频率（分别用ATON和LOSC程序计算），我们首次给出了红巨星分支（RGB）和红团（RC）恒星的可观测Δ P的预测。我们发现：i）Delta_P与氦核质量（M_He）之间存在明显的相关性;后者在中等质量恒星中依赖于MS过冲，因此当与化学成分相结合时，它可以用来对MS期间的额外混合设置约束; ii）He-B阶段期间渐近周期间距（_a）的平均值<Delta_P>与对流核的大小存在线性相关性。与开普勒RC星推断的渐近周期间距的第一个比较表明，在这一阶段还需要额外的混合，从其他观测事实证明。
2013-02-13 astro-ph.SR
Modelling of an eclipsing RS CVn-binary: V405 And
V405 And是一颗自转超快（P_rot ~ 0.46天）的食双星。该系统由一颗具有辐射核心和对流包层的主星和一颗完全对流的主星组成。理论已经表明，恒星的结构可以取决于磁活动，即，磁性活跃的M矮星应该有更大的半径。V405的早期光变曲线模型确实显示了这种行为：我们发现主星的半径明显大于不活跃的主序星的理论预测值（差异是所有已知物体中最大的），而次级则符合质量半径关系。通过模拟我们最近获得的光变曲线，它显示了主要的斑点表面的显着变化，我们可以找到这种现象的进一步证据。
2012-05-29 astro-ph.SR
A discontinuity in the $T_{\rm eff}$-radius relation of M-dwarfs
我们报告了13个新的高精度测量恒星直径的低质量的矮星通过近红外线长基线干涉测量与PIONIER在甚大望远镜干涉仪。加上来自盖亚DR 2的精确的测量，这些测量提供了它们的线性半径，有效温度，质量和光度的精确估计。这使我们能够改进有效温标，特别是对最冷的M矮星。我们测量晚型恒星的金属丰度略有膨胀的半径，而恒星的金属丰度降低，我们测量较小的半径。进一步证明了M矮星的Gaia DR 2有效温度被$\sim$低估了8.2%，并给出了一个经验的$M_{G}$ - $T_{\rm eff}$关系式，该关系式更适合于$T_{\rm eff}$在2600 ~ 4000 K之间的M矮星.最重要的是，我们能够观察到的不连续性，在$T_{\rm eff}$半径平面，这可能是由于过渡部分对流M-矮星的完全对流制度。我们发现这种转变发生在3200 K和3340 K之间，或者等价于质量为$\approx 0.23 M_{\odot}$的恒星。我们发现，在这个过渡区的恒星半径的范围从0.18到0.42 $R_{\odot}$相似的恒星有效温度。
2019-01-23 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
Exploring the convective core of the hybrid $δ$ Scuti-$γ$ Doradus star CoRoT 100866999 with asteroseismology
我们计算了一个理论模型网格，以拟合先前从CoRoT时间序列中检测到的CoRoT 100866999的$δ$ Scuti频率。脉动主星被确定为主序星，自转周期为$4.1^{+0.6}_{-0.5}$天，自转速度比轨道运动慢。主星的基本参数为$M$ = $1.71^{+0.13}_{-0.04}$ $M_{\odot}$，$Z=0.012^{+0.004}_{-0.000}$，$f_{\rm ov}$ = $0.02^{+0.00}_{-0.02}$，$T_{\rm eff}$ = $8024^{+249}_{-297}$ K，$L$ = $11.898^{+2.156}_{-1.847}$ $L_{\odot}$，$\log g$ = $4.166^{+0.013}_{-0.002}$，$R$ = $1.787^{+0.040}_{-0.016}$ $R_{\odot}$，且$X_{\rm c}$ = 0.488 $^{+0.011}_{-0.020}$，与食光曲线分析结果吻合良好。根据模型拟合，提出$p_1$和$p_5$是两个偶极模，$p_3$、$p_4$、$p_6$和$p_7$是四个四极模.特别地，$p_4$和$p_7$被鉴定为一个五联体的两个组分。基于最佳拟合模式，我们发现$p_1$是一个g模式和其他非径向模式有明显的混合字符，这给对流核心的强约束。最后，确定CoRoT 100…
2019-11-16 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
Convective vortices in collapsing stars
本研究通过简化模拟探讨恒星坍缩期间对流涡旋的演化，发现峰值扰动幅度与坍缩前对流Mach数线性相关且与角波数成反比，壳层几何主要影响吸积时间尺度。
2024-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining mixing processes in stellar cores using asteroseismology. Impact of semiconvection in low-mass stars
低质量恒星的整体演化很大程度上受到恒星内部过程的影响。特别是，对流不稳定区和过冲区的混合过程会影响观测值和主序列寿命。我们研究了低质量恒星对流核心中不同对流边界定义和混合处方的影响，利用星震学方法来判别中心混合区的存在、大小和演化阶段。我们实现了勒杜标准对流在我们的恒星演化代码，连同随时间变化的扩散方法混合的元素时，对流区存在。我们比较了质量范围为1 M* 至2 M* 的模型，这些模型是用两种不同的对流边界定义标准计算的，并且包括对流区域正式限制以内和以外的不同混合处方。通过计算大量模型的绝热振荡频率，我们根据Roxburgh & Vorontsov（2003）定义的小间距与大间距r01和r10的比值，仅使用l=0和l=1模式进行了星震诊断。这些变量几乎是线性的，在预期的可观察到的频率范围内，我们表明，它们的斜率同时取决于中央的氢含量，对流核心的程度，和在核心边界处的声速不连续的振幅。通过考虑约25种模式和准确度的频率测定预期从CoRoT和开普勒任务，我们提出的技术使我们能够检测到对流核心的存在，并区分不同大小的均匀混合的中心区域，而不需要一个强大的先验恒星质量。
2011-02-03 astro-ph.SR
Glitches in solar-like oscillating F-type stars: Theoretical signature of the base of the convective envelope on the ratios $r_{010}$
本研究通过理论分析发现，F型星对流包层底部的声速突变在频率比率$r_{010}$中产生放大特征，其大振幅需考虑对流穿透才能解释，且要求对流包层足够深，为约束恒星内部对流-辐射过渡物理提供了新途径。
2023-03-24 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Convective 3-Dimensional Red Supergiant Envelopes
利用$\texttt{Athena++}$在球面几何条件下的辐射流体动力学模拟，研究了红超巨星对流、发光（$L\approx10^{4.5}-10^{5}L_\odot$）和富氢包层的三维性质.这些计算包括恒星体积的$\approx30\%$，包括气体和辐射压力，并自洽地跟踪模拟$M\approx15M_\odot$恒星的外$\approx 3M_\odot$的引力势。这项工作揭示了一个半径，$R_\mathrm{corr}$，周围的对流性质的变化。对于$r>R_\mathrm{corr}$，尽管仍然是光学厚的，但光子的扩散主导能量传输。这种机制在亮度较低的恒星中得到了很好的研究，但在RSG中，接近（或高于）爱丁顿光度（由于电离跃迁时的不透明度增强）导致了密度较高的区域向外移动而不是向内移动的不寻常结果。恒星的这个区域也有大量的湍流压力，产生了比一维恒星演化预测的更大的密度结构。这种物质的“晕”将影响对II-P型超新星的冲击爆发和早期光变曲线的预测。在$R_\mathrm{corr}$内部，我们发现了一个接近平坦的熵分布，正如混合长度理论（MLT）的有效区域所预期的那样。辐射压力提供了$\approx1/3$的支持，以对抗该区域的重力。我们与MLT的比较表明混合长度为$α=3-4$，与模拟中看到的对流羽流的大小一致。这些三维模型的时间变化主要是对流羽流寿命（$\approx300$…
2022-03-08 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
Probing the shape of the mixing profile and of the thermal structure at the convective core boundary through asteroseismology
目的：我们调查从理论的角度来看，如果空间asteroseismology可以用来区分不同的热结构和形状的近核混合配置文件的不同类型的相干振荡模式在大质量恒星的对流核心，如果这种能力取决于沿主序列的模型的演化阶段。研究方法：我们计算了近核区域四种不同混合和温度梯度处方的一维恒星结构和演化模型。研究了它们对慢脉动B星和$β$ Cep星偶极引力模频率以及$β$ Cep星压力模频率的影响。结果如下：在主层序演化的不同阶段，不同模型的模式频率之间的比较表明，它们对温度梯度的变化比对近核区域混合剖面的确切形状更敏感。根据所观察到的光变曲线的持续时间，人们可以区分仅仅是温度梯度，或者也可以区分混合系数的形状。相对频率差一般较大的更先进的模型，是最大的$β$ Cep星的高频压力模式。结论：为了解开核心边界混合和近核心区域的热结构，必须有数百颗恒星的小行星地震质量和半径与$\sim 1\%$相对精度。
2019-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Betelgeuse Project II: Asteroseismology
我们探讨的问题，是否可以有效地探测大规模的红超巨星超新星祖先的内部状态与星震学。我们用恒星演化程序MESA计算了10个ZAMS质量从15到25 m_sun的恒星模型，包括自转的影响。我们估计的特征频率和对流光度的对流区在两个说明性的阶段，核心氦燃烧和偏离中心的对流碳燃烧。我们还估计了功率，可能会被传递到表面调制的发光输出考虑各种效率和耗散机制。内对流区产生的波的特征周期在核氦燃烧中约为20天，在氦壳燃烧中约为10天，在壳碳燃烧中约为0.1 ~ 1天。声波可以避免冲击和扩散耗散相对较早的核心氦燃烧在整个大部分的结构。在爆炸前数年的碳壳燃烧中，氦壳中产生的信号在某些情况下可能弱到足以避免冲击耗散，但在氢包层中会受到强烈的热耗散。来自对流碳燃烧壳层的信号很可能在包层内受到更严重的阻尼。在最乐观的情况下，在核心氦燃烧的早期，到达表面附近的波可以代表几个毫米级的光度波动，但在包层最外面的条件表明那里有严重的热阻尼。
2018-05-25 astro-ph.SR
Convective Excitation and Damping of Solar-like Oscillations
由于CoRoT和开普勒任务，过去十年中，星震学得到了迅速发展。有了更详细的星震观测资料，就有可能准确地推断出振荡是如何在太阳型恒星中被驱动和消散的。我们已经进行了三维（3D）恒星大气模拟与一维（1D）恒星结构模型的关键基准关闭和亚巨星从理论的角度来研究这个问题。基于解析表达式，从三维和一维恒星模型中提取了模式激励率和阻尼率。模态速度振幅由随机激励和线性阻尼之间的平衡确定，然后允许基于从头算和无参数建模首次估计最大振荡功率$ν_{\max}$的频率。我们对我们的数值计算结果和观测数据进行了详细的比较，并对我们所有的目标恒星取得了非常令人鼓舞的一致性。这开启了使用这种逼真的3D流体动力学恒星模型来预测HR图上类似太阳的振荡的令人兴奋的前景，从而能够准确估计恒星的质量，半径和年龄等属性。
2020-05-21 astro-ph.SR
Exploring the convective core of the high-amplitude $δ$ Scuti star TIC 120857354 with asteroseismology
本研究利用 TESS 高频光变频率与恒星模型网格，识别 TIC 120857354 的振荡模式并测定其基本参数，进而由混合模约束其对流核心大小。
2024-12-02 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
Dipolar modes in luminous red giants
由于CoRoT和开普勒太空望远镜的观测，已经获得了大量关于红巨星中类似太阳振荡的信息。偶极模式的数据似乎最有趣。我们研究发光红巨星的偶极振荡的性质，以解释对流包络中的模式捕获机制，并评估从新数据中可以学到什么。绝热振荡方程通过数值积分求解到对流包络线的底部，其中应用边界条件。该条件是基于渐近分解的四阶系统描述一个运行的波和辐射核的均匀移位的组件。如果红巨星的光度足够高，例如M = 2 Msun，大于约100 Lsun，偶极模就会被有效地捕获在覆盖对流包层外部的声腔中。由包络线底部的重力波发射引起的能量损失是次要的或可忽略的阻尼源。频率对内部深处的结构不敏感。
2012-01-18 astro-ph.SR
Fundamental properties of solar-like oscillating stars from frequencies of minimum $Δν$: I. Model computations for solar composition
低振幅是类太阳振荡的主要特征。空间项目$Kepler$和$CoRoT$使我们有很大机会成功地探测到许多目标中的这种振荡。星震学的成就取决于振荡频率与恒星性质之间联系的新发现。在以前的研究中，最大振幅的频率和频率之间的大分离被用于此目的。在本研究中，我们确认，大的分离频率有两个最小值在两个不同的频率值。这些是He { \small II}电离区的特征，因此具有很强的诊断潜力。我们将这些极小值与恒星的基本性质，如质量、半径、光度、年龄和对流带质量联系起来。对于质量，该关系简单地基于最小$Δν$的频率与最大振幅的频率之比。这些频率比较可以非常精确地计算，因此可以高精度地确定类太阳振荡星的质量和半径。我们还开发了一个新的星震图，预测与这些数据的恒星的结构和演化特性。我们推导出表达式的质量，半径，有效温度，光度和年龄方面的纯粹的小行星地震量。对于类似太阳的振荡恒星，我们现在将有五个非常重要的星震工具（两个最小频率$Δν$，最大振幅的频率，以及振荡频率之间的大小间隔）来破译恒星内部天体物理学的性质。
2014-05-24 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
Magnetic signatures on mixed-mode frequencies. I. An axisymmetric fossil field inside the core of red giants
在演化的类太阳恒星的核心和外壳之间发现的适度差异旋转可能是辐射内部捕获的强大磁场的标志。中等质量红巨星的人口呈现出令人惊讶的低振幅的混合模式，也可能是由于内部磁场的影响。事实上，已知质量大于1.1 M的恒星在其主序期间会发展出对流核心，在恒星演化的剩余时间里，对流核心会松弛成被困在恒星核心内的强大化石磁场。混合模的观测可以构成对演化的类太阳恒星最深层的一个很好的探测。因此，混合模式上的磁扰动在星震数据中可能是可见的。为了解开哪些约束可以从观测中获得，我们从理论上研究了一个合理的混合轴对称磁场与各种振幅的混合模式的演化类太阳恒星的频率的影响。计算了偶极和四极混合模的一阶频率扰动。这些计算是针对一系列恒星的年龄、质量和金属丰度进行的。我们发现，典型的化石场强度为0.1-1 MG，与主序列期间对流核心中存在发电机一致，在红巨星分支期间引起混合模式频率多重峰的显着不对称。我们表明，这些签名可能是检测到的asteroseismic数据场振幅足够小的振幅的模式不受重力转换成阿尔芬波内磁化内部。最后，我们推断出一个上限的场的强度，其行动的时间尺度的相关下限，重新分配恒星内部的角动量。
2021-02-01 astro-ph.SR
