Improved calibration of the radii of cool stars based on 3D simulations of convection: implications for the solar model
主序星，类太阳恒星（M < 1.5 Msun）有足够厚的对流外层，对它们的整体结构有显著的影响。特别是这些恒星的半径，对它们最外层发生的低效、超绝热对流的细节很敏感。基于混合长度理论（MLT）的恒星演化模型中对流的标准处理方法，仅提供了超绝热区对流的非常近似的描述。此外，它包含一个自由参数alpha_MLT，其标准校准基于太阳，并且通常应用于其他恒星，忽略其全局参数的差异（例如，有效温度、重力、化学成分）和先前的进化历史。在本文中，我们提出了一个校准的alpha_MLT的基础上三维辐射流体动力学（3D RHD）模拟对流。α_MLT的值进行调整，以匹配特定的熵在深，绝热层的对流信封从三维RHD模拟获得的相应值，作为一个函数的位置的恒星在（log g，log T_eff）平面和它的化学成分。我们已经构建了一个模型，现在的太阳使用这种基于熵的校准。我们发现它过去的光度演化不受熵校准的影响。然而，在过去的几十亿年里，预测的太阳半径超过了标准模型，导致表面温度较低。这个说明性的计算也证明了熵方法用于校准其他晚型恒星半径的可行性。
2018-11-05 astro-ph.SR
Magnetic flux generation and transport in cool stars
太阳和其他拥有外部对流区的冷恒星在其大气层中表现出磁活动。这种活动与产生磁通量的深层发电机的性质之间的联系还没有得到很好的理解。通过物理模型，我们研究了不同恒星参数下可观测表面场的时空特征。我们结合模型的磁通量产生，浮力不稳定性，运输，其中包括整个对流区。模型组件包括：（1）对流区底部的薄层阿尔法-欧米茄发电机;（2）浮力不稳定性和通过对流区的三维通量管的上升，这提供了对出现纬度和倾斜角的物理一致的确定;以及（3）地表的水平通量输送。对于自转周期大于10天的太阳型恒星，其表面磁通量分布忠实地反映了由深层α-ω发电机产生的纬向发电机波。然而，对于两天量级的旋转周期，上升通量环的科里奥利加速度导致表面通量出现在比对流区底部的发电机波到达的高得多的纬度。对于自转周期为两天的K 0 V恒星也有类似的结果。在快速旋转的K1亚巨星的情况下，重叠的发电机波导致高纬度地区的噪音活动周期和混合极性场。
2011-02-02 astro-ph.SR
MHD simulations of near-surface convection in cool main-sequence stars
太阳光球磁场由于与对流的相互作用而具有高度的结构性。它的局部结构对谱线的轮廓有很强的影响，不仅凭借塞曼效应，而且通过修改的晶体结构（如线弱化热小尺度磁结构）。许多恒星表面的磁场与太阳活动极大期的太阳相当或更大。因此，可以预期磁场对表面对流和谱线轮廓的强烈影响。我们对单极磁化区域（平均场为20、100和500 G）进行了3D局部盒MHD模拟，参数对应于六颗主序星（光谱类型F3 V至M2 V）。详细分析了磁场对对流换热的影响以及对对流换热的影响。对于三条谱线，我们确定了磁场对盘积分斯托克斯-I轮廓的影响。在许多情况下，谱线弱化对谱线轮廓的影响比塞曼效应更大。此外，对于某些恒星，磁场和垂直速度之间的相关性强烈影响线的形状。这些效应会影响恒星磁场的测定，因为目前使用的方法忽略了磁场的局部结构及其与对流的相互作用。MHD模拟可以用来量化这些影响，从而有助于改善冷主序星的磁场测量。
2014-08-12 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
Convective velocity suppression via the enhancement of subadiabatic layer: Role of the effective Prandtl number
最近人们认识到，在目前的太阳对流模拟中获得的对流速度可能被高估。新发现的对流区小尺度磁场的影响可能为解决这一问题提供了可能。小尺度磁场可以通过洛伦兹力反馈降低小尺度运动的对流振幅，同时抑制了上、下两股流熵的湍流混合。因此，有效普朗特数可能会超过单位内的太阳对流区。在本文中，我们提出并数值证实了一种可能的抑制机制的对流速度在有效的高普朗特数制度。如果有效的水平热扩散率降低（普朗特数相应增加），亚绝热层，这是形成附近的对流区的底部由连续沉积的低熵输送的对流下降羽流增强和扩展。全球对流振幅在高普朗特热对流，从而减少，特别是在对流区的下部，通过平均熵分布的变化，成为更多的次绝热附近的基地和超绝热的散装。
2017-11-16 astro-ph.SR
Fast and Slow Crystallization-driven Convection in White Dwarfs
本文研究了碳氧白矮星中的结晶驱动对流，提出自洽包含热扩散与成分梯度的混合长度理论，发现冷却大部分时期为慢速热盐对流，仅在结晶初期约10 Myr内出现快速翻转对流，并探讨其对白矮星磁场发电机解释的影响。
2024-06-28 astro-ph.SR
Simulations of facular magnetic fields on cool stars I: Main sequence stars with solar metallicity
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Graz（格拉茨大学）
研究通过三维辐射MHD模拟，探讨了日冕强度磁场对主序星近表面对流的影响，发现磁场降低密度和压力并抑制对流，效果因恒星类型而异。
2026-01-29 astro-ph.SR
Improvements to stellar structure models, based on a grid of 3D convection simulations. II. Calibrating the mixing-length formulation
我们进行校准的混合长度对流在恒星结构模型对现实的3D辐射耦合流体动力学（RHD）模拟对流在恒星表面层，确定对流恒星信封深处。混合长度参数$α$通过将3D模拟的平均值与1D恒星包络模型相匹配来校准，以确保在两种情况下相同的原子物理学。这是对先前发表的太阳-金属丰度对流模拟网格进行的，覆盖了主序上4200 K到6900 K的温度，以及logg=2.2的巨星4300-5000 K的温度。我们的校准结果在一个$α$变化从1.6的最温暖的矮星，这是刚刚足够冷，承认一个对流信封，并高达2.05的最冷的矮星在我们的网格。在这两者之间是$α$ ~ 1.76的三角形平台。太阳位于这个高原上，到目前为止，在其演化过程中几乎没有发生变化。当恒星沿着巨分支上升时，它们大部分沿着恒定的$α$轨道进行，$α$随着质量的增加而减少。
2014-10-06 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep
红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。
2019-10-10 astro-ph.SR
Formation of starspots in self-consistent global dynamo models: Polar spots on cool stars
对冷恒星的观测揭示了它们表面的暗斑状特征。与太阳黑子相比，恒星黑子可以更大或覆盖恒星表面的更大部分。虽然太阳黑子只出现在低纬度地区，但在极地地区也可以发现星斑，特别是在快速旋转的恒星上。太阳黑子被认为是由于太阳内部深处升起的磁通量管爆发而产生的。强磁场局部地减少了到太阳表面的对流热传输。这种通量管模型也被用来解释星点的性质。然而，这些模型使用了几个简化，到目前为止，太阳黑子或恒星黑子的产生还没有被证明在恒星磁对流的自洽模拟。在这里，我们表明，直接数值模拟的分布式发电机在密度分层旋转球壳可以自发地产生冷点。模型内部的对流产生大尺度的磁场，与近地表颗粒对流相互作用，导致强烈的磁通量集中和星点的形成。在模式中，形成相当大的高纬度斑点的先决条件是足够强的密度分层和快速旋转。我们的模型提出了一种替代机制的星点形成分布式发电机行动。
2014-11-20 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
Sensitivity to luminosity, centrifugal force, and boundary conditions in spherical shell convection
我们测试流体动力学和磁流体动力学湍流对流模拟的灵敏度相对于马赫数，热和磁边界条件，和离心力。我们发现，不同的光度，这也控制了马赫数，只有一个小的影响大尺度动力学。通过比较电场或电流密度为零时的下磁边界条件，也可以得出类似的结论。离心力对解有影响，但前提是它的重力加速度比太阳大两个数量级。最后，我们发现，参数化的光球物理，无论是一个明确的冷却项或增强辐射扩散，是更重要的热边界条件。特别是，与冷却运行往往会导致更多的各向异性对流和更强的偏离泰勒-普劳德曼状态。总之，这里采用的完全可压缩的方法与ESTO代码被认为是有效的，同时仍然允许考虑不同的时间尺度。
2019-01-02 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
Breaking Taylor-Proudman balance by magnetic field in stellar convection zone
我们对恒星对流区进行了高分辨率的计算。本研究的主要目的是探讨一个小型发电机对差动旋转的影响。太阳差自转偏离了角速度沿自转轴不变的泰勒-普劳德曼状态。为了打破对流区深处的泰勒-普劳德曼状态，人们认为需要一个纬向熵梯度。在本研究中，我们发现小尺度发电机在恒星差旋偏离泰勒-普劳德曼态中有三个作用。1.抑制了角速度的剪切。这导致纬向熵梯度有效地打破泰勒-普劳德曼状态的情况。2.抑制上下流之间的湍流速度，增加了熵的扰动。3.对流速度降低。这增加了旋转对对流的影响。第二和第三个因素增加了纬向熵梯度，打破了泰勒-普劳德曼状态。我们发现，有效的小尺度发电机有显着的影响，恒星的差异旋转。
2018-06-05 astro-ph.SR
Overshooting by convective settling
我们研究了一个缓慢的混合过程中的恒星对流信封，这是由冷向下羽流的对流区的底部以下的解决。如果一小部分（$10^{-7}$级）在表面冷却的物质在羽流中下降时保持显著的熵亏损，则它可以到达锂燃烧发生的深度。该模型计算的热响应和对流区以下的混合，由于沉降过程，假设羽流到达对流区的底部具有广泛的熵对比。我们得到了一个很好的拟合观测到的锂在太阳中的消耗，假设沉降质量通量分布相对于熵的对比度作为一个幂律与斜率约-2。我们发现对流沉降对对流区以下的分层有一个可以忽略不计的影响，虽然它引起的混合可以修改氦浓度梯度。
2013-10-30 astro-ph.SR
Understanding Active Region Emergence and Origins on the Sun and Other Cool Stars
本文综述太阳及冷恒星活动区通量浮现的研究进展，结合观测约束修正了对其驱动机制的认知，并提出未来可通过观测与模拟解决相关开放问题。
2023-06-10 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars - II. Properties of granulation and spectral lines
冷主序星的大气层是由对流层的对流流构成的，对流层穿透光学薄层，导致恒星大气层的结构类似于太阳的颗粒化。这些流动对温度和压力的三维结构有很大的影响，并影响光球层中形成的谱线的轮廓。对于本系列第一篇论文中描述的冷主序星的六个3D辐射（M）HD模拟集，我们分析了近地表层。我们的目的是描述不同的恒星的颗粒化的性质，并在量化的热力学结构和流动的三维对流大气的谱线的影响。我们在模拟的亮度图像中检测和跟踪颗粒，以分析它们的统计特性，以及它们的演化和寿命。我们用谱线合成程序SPINOR计算了空间分辨的谱线轮廓。为了能够与恒星观测进行比较，我们实现了一个数值圆盘积分，其中包括（差分）旋转。虽然恒星参数沿模型序列变化很大，但颗粒的性质非常相似。大气层的三维结构对谱线的影响可以用圆盘积分谱来测量。对流引起的谱线不对称性受到恒星自转的调制。在利用光球谱线确定恒星参数时，必须考虑对流形成的冷恒星大气的三维结构。
2013-08-22 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
Diffusion-Free Dynamics in Rotating Spherical Shell Convection Driven By Internal Heating and Cooling
研究通过内部加热和冷却驱动旋转球壳对流，发现部分对流性质无扩散依赖，为恒星和巨行星对流模型发展提供新思路。
2025-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Vigorous convection in a sunspot granular light bridge
光桥是太阳黑子中对流最显著的表现。最亮的代表是由看起来类似于颗粒的特征组成的颗粒光桥。深入研究的对流运动，温度分层，和磁场矢量和周围的光桥颗粒的目的是确定的相似性和差异，典型的安静的太阳颗粒。利用空间耦合反演技术分析了日出太阳光学望远镜的分光偏振数据，反演了光桥和静日颗粒的分层大气参数。中心热的上升气流周围的冷却器快速下降流达到10公里/秒，清楚地建立轻桥颗粒的对流性质。在近表面层中的这些颗粒的内部部分是无场的，并且被尖点状磁场配置覆盖。我们观察到磁场反转的迹象在快速下降流的位置。黑子附近的宁静太阳颗粒被一个从黑子向外放射状延伸的低洼天篷场所覆盖。安静的太阳和轻桥颗粒之间的相似之处，指出颗粒轻桥在底层对流区的深锚定。快速，超音速下降流是最有可能的组合的结果，由于辐射冷却到邻近的本影和事实，我们的样品更深的层，因为下降流是直接相邻的倾斜壁的威尔逊凹陷的光桥颗粒的对流。
2014-07-04 astro-ph.SR
Antisolar differential rotation of slowly rotating cool stars
旋转的恒星对流将角动量向赤道输送，产生太阳自转的特征赤道加速度，而角动量的径向通量总是向内的。然而，新的数值箱模拟的纬向交叉相关$\langle u_θu_ϕ\rangle $，揭示了角动量输运向两极的慢旋转和向赤道的快速旋转。解释是，对于慢旋转的角速度的负径向梯度总是出现，这与迄今为止被忽视的旋转引起的非对角涡粘性项$ν_\bot$提供了“反太阳旋转”的法律与减速赤道。同样，模拟提供了旋转引起的相关性$\langle u_r u_θ\rangle $的正值，这是相关的纬度温度分布（冷或暖极）为慢旋转和负值为快旋转。因此，对缓慢旋转恒星的差异旋转的观测将导致更好地理解实际的应力-应变关系、热传输和潜在的旋转对流。
2019-08-20 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars. III. The structure of small-scale magnetic flux concentrations
冷主序星的对流包层中含有复杂的全局和局部结构的磁场。这些磁场以多种方式影响近地表对流和恒星外部大气，并对可观测到的恒星磁活动负责。我们的目的是了解在中等平均磁通量密度的单极区域的局部结构。这些对应于在高磁活动期间覆盖太阳表面相当大一部分（也可能是其他类太阳恒星的表面）的谱斑区域。我们分析了18个局部箱磁流体动力学模拟的结果，覆盖了对流区的上层和光谱类型为F到早期M的冷主序星的光球。这些模拟中的平均垂直场范围从20到500G。我们发现一个实质性的变化的性质之间的主序星的不同光谱类型的表面磁对流。由于通量管的对流坍缩效率降低，M矮星在中等场强的单极区域缺乏明亮的磁性结构。速度和磁场之间的空间相关性以及磁结构的寿命和它们相对于颗粒的尺寸沿恒星类型的模型序列显著变化。
2015-05-18 astro-ph.SR
Three-dimensional surface convection simulations of metal-poor stars -- The effect of scattering on the photospheric temperature stratification
贫金属晚型恒星的三维辐射流体动力学模型大气层的特点是上层光球层温度比一维低。3D模型的这一特性可以显著影响从温度敏感谱线导出的元素丰度。我们调查是否可以归因于在辐射转移散射的近似处理的金属贫3D模型预测的冷表面温度。我们使用的彩虹代码测试三种不同的方法来处理散射的3D模型大气中的贫金属恒星。首先，我们自洽地求解含有相干散射项的源函数的辐射转移方程。其次，我们解决了辐射转移方程的普朗克源函数，忽略连续散射消光的光学薄层的贡献，这一直是默认模式，在我们以前的模型。第三，我们将散射视为处处的纯吸收，这是CO 5 BOLD模型中的标准情况。我们发现，第二种方法产生的温度结构与冷上层光球层非常相似的正确的相干散射解决方案。相比之下，将散射视为纯吸收会导致明显更热和更浅的温度分层。我们公布的模型和CO 5 BOLD代码生成的模型之间的温度结构的主要差异可以追溯到散射的不同处理。忽略光学薄层中连续散射对消光的贡献，为贫金属恒星的完整辐射转移解提供了一个很好的近似。我们的研究结果表明，我们以前的模型预测的金属贫晚型恒星大气的冷温度分层是不是一个工件的近似处理的散射。
2011-01-17 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
Small-scale dynamo in cool main sequence stars. II. The effect of metallicity
所有冷的主序星，包括我们的太阳，都被认为有磁场。对太阳的观测表明，即使在平静的区域，也存在小尺度的湍流磁场。模拟进一步表明，这种磁场影响地下和光球结构，从而影响辐射转移和出射通量。由于其他恒星上的小尺度湍流磁场无法直接观测到，因此必须用数值方法研究它们对近地面层的影响。直到最近，只有在太阳系的情况下，才有全面的三维模拟来捕捉小尺度湍流磁场的影响。已经开始了一系列将SSD模拟扩展到其他恒星的研究。在这里，我们的目的是检查小尺度的湍流磁场在太阳的有效温度，但不同的金属量的恒星。我们调查的磁对流的三维模拟的属性，在盒子中覆盖对流上层区和光球进行的MURaM代码的金属丰度值的$ \rm M/H = \{-1.0, 0.0, 0.5\}$有和没有一个小规模的发电机。我们发现，小尺度湍流磁场增强的小尺度湍流发电机显着影响地下动力学和显着改变光球中的流速。此外，明显更强的磁场强度存在于对流区的低金属。然而，在光学表面处，平均垂直磁场的范围从M/H = 0.5的64 G到M/H =-1.0的85 G。
2022-11-04 astro-ph.SR
Phase-space averaging for stellar convection II. Maximum-entropy closures for mixed radiative-convective envelopes
Univ Toulouse, CNRS, CNES, IRAP（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、天体物理研究所）
针对恒星表面对流，提出基于最大熵的相空间闭合模型，通过辐射冷却重组熵分布，再现三维模拟的平均熵分层，避免直接校准混合长效率。
2026-10-09 astro-ph.SR
Luminosity and cooling suppression in magnetized white dwarfs
我们研究了高磁化白矮星的发光和冷却，其中冷却是通过光子的扩散发生的。通过求解静磁平衡方程和光子扩散方程，得到了这些白矮星表面层的温度和密度分布。随着场强的增加，简并核的体积收缩，同时核的温度也增加。对于一个给定的白矮星年龄和一个固定的界面半径或温度，光度显着减少从$\sim 10^{-6}\, L_{\odot}$到$10^{-9}\, L_{\odot}$作为场强度增加从$\sim 10^9$到$10^{12}\,$ G在表面层。这是值得注意的，因为它认为磁化的白矮星实际上可以隐藏在观察到的H-R图中。我们还发现，这些高磁化白矮星的冷却速率被抑制显着。
2018-10-17 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
Suppression of lithium depletion in young low-mass stars from fast rotation
我们计算旋转的一维恒星演化模型，其中包括修改后的对流区的温度梯度和对流不稳定性的标准的启发旋转三维流体动力学模拟与MUSIC代码进行。在这些3D模拟中，我们发现对流性质强烈依赖于Solberg-Høiland稳定性标准。因此，我们将其纳入一维恒星演化模型取代通常的史瓦西稳定性标准，并修改对流区的温度梯度。为了研究低质量主序星的锂耗尽问题，我们计算了从主序星前到主序星末质量在0.55到1.2之间的一维模型网格。这是一个理想的测试案例，因为这些恒星中的许多都是快速旋转的恒星，锂的消耗速度对恒星结构的变化非常敏感。此外，观测结果表明，慢旋转和锂耗尽之间的相关性，相反的旋转驱动混合的标准模型的预期。通过抑制对流，从而降低对流包络底部的温度，在我们的快速旋转模型中，锂燃烧被强烈淬灭，其程度足以解释在年轻的疏散星团中观察到的锂扩散。
2021-08-23 astro-ph.SR
Properties of semi-convection and convective overshooting for massive stars
本文计算了具有15个$M_{\odot}$和30个$M_{\odot}$的恒星的半对流和核心对流超射性质。采用新的方法处理半对流问题。采用Schwarzschild方法和Ledoux方法限制对流边界和计算湍流量时，采用不同的熵梯度：采用Schwarzschild方法时采用$\frac{\partial \overline{s}}{\partial r}=-\frac{c_{p}}{H_P}(\nabla-\nabla_{\rm ad})$，采用Ledoux方法时采用$\frac{\partial \overline{s}}{\partial r}=-\frac{c_{p}}{H_P}(\nabla-\nabla_{\rm ad}-\nabla_μ)$。将核心对流超冲和半对流作为一个整体来处理，发现两者的发展呈现出几乎相反的趋势，越强的核心对流超冲导致越弱的半对流。分析了不同参数和对流处理方法对湍流量的影响。增大混合长度参数$α$，对流核内的湍流动能增加，超调距离延长，但抑制了半对流的发展。采用Ledoux方法，使超调进一步扩大，半对流发展受到抑制。
2013-11-29 astro-ph.SR
Enhanced mixing in magnetized fingering convection, and implications for RGB stars
双扩散对流在地球物理学背景下已经得到了很好的研究，但对恒星或行星内部特征的详细调查直到最近才变得可行。由于大多数天体物理流体是导电的，磁场可能在增强或抑制双扩散对流中发挥作用，但迄今为止还没有对这种可能性进行数值研究。在这里，我们通过理论工作和直接数值模拟（DNS）的结合，研究了垂直背景磁场（与重力轴对齐）对指状（温盐）对流的线性稳定性和非线性饱和的影响。我们发现，垂直磁场沿垂直方向刚性化的手指，这有显着的效果，加强垂直混合。我们提出了一个简单的分析模型混合磁化指状对流，并认为磁效应可能有助于解释理论和观测到的混合率之间的差异，在低质量红巨星分支（RGB）的恒星。我们的研究结果的其他影响也进行了讨论。
2018-12-11 astro-ph.SR
Old White Dwarf Stars with Some Hydrogen -- Cooling Curves
我们目前的理论分析与\emph{some}氢，具有从$1\times10^{-11}M_{\sun}$到$1\times10^{-7}M_{\sun}$的表面氢质量的老白矮星。这类天体的演化是复杂的对流混合从表面对流区的底层氦层。在本文中，我们提供了第一个自洽的，定量的调查对流混合的主题。得到了随白矮星质量和氢含量变化的冷却曲线和化学演化曲线。这些结果将在以后的论文中应用于\citet{1997ApJS..108..339B}的非DA缺口的研究。
2010-10-16 astro-ph.SR
Efficient small-scale dynamo in solar convection zone
我们通过一系列高分辨率的磁流体动力学模拟研究了太阳对流区中的小尺度发电机作用，在一个局部笛卡尔区域中，水平范围为1 $R_\odot$（太阳半径），径向范围为0.715到0.96 $R_\odot$。的分辨率和扩散率的解决方案的依赖关系进行了研究。对于小于350 km的网格间距，对流区底部附近的均方根磁场强度达到均分场强度的95%（即，磁能和动能相当）。对于这些解决方案的洛伦兹力反馈对流速度被发现是显着的。对流区底部附近的速度降低到流体动力学速度的50%。尽管对流速度显著降低，但焓通量的减少相对较小，因为磁场还抑制了上、下流区域之间熵的水平混合。这种效应增加了熵扰动的幅度，使对流能量传输更有效。我们讨论了太阳全球对流和发电机模拟这些结果的潜在影响。
2015-02-12 astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. III. A Consistent 10 Myr Age for the Upper Scorpius OB Association
当确定可识别的年轻恒星星族的绝对年龄时，结果强烈依赖于研究的恒星。较冷的恒星（K，M）通常产生的年龄比较暖的恒星（A，F，G）年轻两倍。我探讨的可能性，这些年龄差异是磁抑制对流在冷的年轻恒星通过使用磁恒星演化等时线，以确定年龄的上天蝎座分组的天蝎座，半人马座OB协会的结果。发现光谱类型A到M的平均年龄为1000万年，除了一个F型恒星的子集显着更老。协议来自赫兹-罗素图和经验的质量半径关系所定义的食多星系统的年龄。产生一致性所需的表面磁场强度为2.5 kG量级，并根据均分值的先验估计进行预测。HR图中的一个区域被确定为将结构受磁场影响较弱的恒星与结构受磁场影响较强的恒星连接起来。这些模型表明，该区域的特征是恒星的外对流层迅速变薄，辐射核心质量大于恒星总质量的75%。此外，从磁性模型预测的锂耗尽出现在更好的协议与观察到的锂等效宽度比非磁性模型的预测。这些结果表明，对流的磁抑制在低质量恒星的早期演化中起着重要的作用，它可能是年轻恒星星族的年龄差异的原因。
2016-06-27 astro-ph.SR
Shell model for stratified convection: implications for the solar convective conundrum
我们将壳模型的概念推广到分层系统，并提出了一个在低马赫数下代表分层、非旋转、非旋转对流的壳模型。激励配置文件的背景分层，支持对流恒星，如太阳，我们研究数值解对应的高度不稳定层以上的轻度不稳定层。我们发现，在低普朗特数，对流振幅随深度在低层减小。这表明，在太阳对流区的深层对流的抑制（对流难题）可以解决，而不必诉诸旋转或磁场。
2022-06-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Granulation and Convectional Driving on Stellar Surfaces
本研究通过对比模拟发现，恒星表面对流主要由上方冷却驱动而非下方加热，形成典型光球层米粒组织无需下方对流，这表明无对流包层的恒星也可能存在表面发电机并表现出较强的磁场和日冕活动。
2025-02-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Layer formation in a stably-stratified fluid cooled from above. Towards an analog for Jupiter and other gas giants
本研究通过二维数值模拟探究上方冷却的稳定分层流体的层结形成机制，发现高Pr下会因热边界层不稳定性形成对流层，低Pr下则不会，且长期来看流体最终完全混合，对气态巨行星一维演化模型提出了挑战。
2022-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
The interactions of the elliptical instability and convection
椭圆不稳定性是一种椭圆流线的不稳定性，它可以被旋转流体中的大尺度潮汐流激发，如果无量纲潮汐振幅（$ε$）足够大，则会激发惯性波。它在对流区工作，但它与湍流对流的相互作用尚未在这方面进行研究。我们在宽箱中进行了一系列广泛的笛卡尔流体动力学模拟，以探索椭圆不稳定性和瑞利-贝纳德对流的相互作用。我们发现，由椭圆形不稳定性产生的地转涡旋占主导地位的流动，与能量远远超过惯性波。此外，我们发现，椭圆形不稳定性可以与对流，但它是抑制足够强的对流，主要是由对流驱动的大尺度涡。我们研究流在傅立叶空间，使我们能够确定积极的主导频率和波数。我们发现，权力主要集中在地转涡，在对流不稳定的波数，并沿惯性波色散关系，即使在非椭圆变形对流。检查线性增长率的对流背景下，我们发现，对流大尺度涡抑制椭圆形不稳定以同样的方式创建的椭圆形不稳定本身的地转涡。最后，对流运动作为大尺度潮汐流的有效粘性，提供持续的能量传递（按比例缩放为$ε^2$）。此外，我们发现，从椭圆不稳定性的爆发，当它的操作，导致的能量转移是一致的$ε^3$标度在以前的工作中发现。
2023-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Importance of Urca-process Cooling in Accreting ONe White Dwarfs
我们研究吸积氧氖（ONe）白矮星（WD）的演化，特别强调碳燃烧产物$\mathrm{^{23}Na}$和$\mathrm{^{25}Mg}$的存在的影响。这些同位素通过$\mathrm{^{25}Mg}$ - $\mathrm{^{25}Na}$、$\mathrm{^{23}Na}$ - $\mathrm{^{23}Ne}$和$\mathrm{^{25}Na}$ - $\mathrm{^{25}Ne}$ Urca对导致WD的显著冷却。我们推导出一个解析公式的峰值Urca过程的冷却速率，并使用它来获得一个简单的表达式的温度的Urca过程冷却WD。我们的估计同样适用于吸积碳氧WD。我们使用恒星天体物理学实验模块（MESA）的恒星演化代码来演化一套模型，证实了这些分析结果，并表明Urca过程冷却大大修改了吸积ONe WD的热演化。最重要的是，我们表明，MESA模型与较低的温度在发病时的$\mathrm{^{24}Mg}$和$\mathrm{^{24}Na}$电子捕获发展对流不稳定的地区，即使使用勒杜标准。我们讨论的困难，我们遇到的模拟这些对流区域，并概述了这种对流对随后的WD演变的潜在影响。对于我们不允许对流的模型，我们发现氧气在密度为$\log(ρ_{\rm c}/\rm g\,cm^{-3}) \approx 9.95$的情况下点燃，这与没有厄卡号冷却的情况非常相似。尽管如此，列入乌…
2017-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetized oscillatory double-diffusive convection
研究了垂直均匀背景磁场作用下振荡双扩散对流的性质。ODDC发生在根据史瓦西判据不稳定而根据勒杜判据稳定的恒星区域（有时称为反方向区域），这些区域通常被预测位于中等质量主序星的核心之外。以前对ODDC的流体动力学研究表明，基本不稳定性饱和成弱波浪状对流状态，但次级不稳定性有时会将其转化为分层对流状态，然后层迅速合并并增长，直到整个区域完全对流。我们发现，磁化的ODDC具有非常相似的性能整体，有一些重要的定量差异。线性稳定性分析表明，增长最快的模式是不受影响的领域，但其他模式。从数值上看，磁场影响基本不稳定性的饱和，总体上降低了温度和成分的湍流通量。这反过来又会影响地层的形成，通常会延迟地层的形成，有时甚至会在足够强的磁场下完全抑制地层的形成。然而，还需要进一步的工作来确定恒星中的层形成实际上被抑制的场强。潜在的观测影响进行了简要讨论。
2022-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
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
Effect of shear and magnetic field on the heat-transfer efficiency of convection in rotating spherical shells
本文研究了球壳中旋转热对流。我们的分析基础上的一组约450直接数值模拟的（磁）流体动力学方程下的Boussinesq近似。埃克曼数的范围为$10^{-3}$至$10^{-5}$。对流的超临界性在某些模型中达到约1000。四组模拟被认为是：非磁模拟和发电机模拟与自由滑动或无滑移流动边界条件。具有自由滑移边界的非磁性设置产生最强的带状流。无滑移流动边界条件的非磁性模拟和自由滑移边界的自洽发电机都大大减少了区域流动。剪切的抑制导致传热效率的显著增加，在某些情况下增加3倍。只要对流受到旋转的显著影响，就会发生这种效率提高。在较高的对流驱动下，传热效率趋向于经典的非旋转Rayleigh-Bénard系统。对外边界热流纬向分布的分析表明，在赤道地区，切变对抑制热传递是最有效的。此外，我们探讨了磁场对对流的{ \em非纬向}流分量的影响。为此，我们比较了无滑非磁性的情况下，无滑发电机模拟的传热效率。我们发现，在$E=10^{-5}$磁场显着影响对流和传热效率的最大增益约30\%（与非磁性的情况下相比），获得了约3的Elsasser数。我们的分析促使我们推测，对流在极地地区的发电机在$E=10^{-5}$可能是在一个“磁旋”制度。
2015-11-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
