On the relevance of bubbles and potential flows for stellar convection
最近Pasetto等人提出了一种新的方法来推导适合于恒星演化程序实现的对流理论。他们的方法基于球形气泡在动态不稳定区域中的势流内移动的简单物理图像，以及气泡动力学的详细计算。基于这种方法，作者导出了一个新的对流理论，它被称为是参数自由，非局部和时间相关的。这是一个非常强有力的主张，因为这样的理论是恒星物理学的圣杯。不幸的是，我们在推导中发现了几个明显的问题，这些问题最终使他们的理论不适用于任何物理体系。此外，我们表明，框架的球形气泡在潜在的流量是无法捕捉恒星对流的本质，即使方程推导正确。
2016-01-21 astro-ph.SR
Global-scale Magnetism (and Cycles) in Dynamo Simulations of Stellar Convection Zones
年轻的太阳型恒星旋转迅速，磁场非常活跃。它们表面的磁场可能起源于它们的对流包络，在那里对流和旋转可以驱动强大的发电机作用。在这里，我们探讨了全球规模的恒星对流在快速旋转的太阳使用3-D MHD滞弹性球谐（ASH）代码的模拟。这些发电机中的磁场在全球范围内组织成跨越对流区的花环状结构。我们详细探讨了一种比太阳快五倍的情况。这种发电机模拟，称为案例D5，重复了全球尺度极性的准周期逆转。我们将这种情况D5与我们已经能够探索和讨论的更广泛的模拟家族进行比较，未来的模拟和观测如何促进我们对恒星发电机和磁性的理解。
2010-12-30 astro-ph.SR
Dynamos in Stellar Convection Zones: of Wreaths and Cycles
我们生活在一颗磁星附近，它的活动周期是由地表下的发电机驱动的。在太阳对流区，自转与等离子体运动相结合，形成高度组织化的磁场，这些磁场在太阳表面爆发，并经历相对规则的极性反转周期。尽管我们离太阳很近，但它的发电机的性质仍然难以捉摸，但对其他太阳型恒星的观察表明，表面磁性几乎是一个普遍存在的特征。近年来，对流和发电机作用的数值模拟取得了长足的发展。全球尺度的组织和循环磁性正在由几个小组在截然不同的太阳和恒星模拟中实现。在这里，我将谈谈在数值方面的进展，包括可能占据恒星对流区的花环状发电机。我将讨论新的模拟之间的相互作用，各类平均场模型，以及当前和即将到来的太阳和恒星观测。
2010-11-12 astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of shell convection in stellar cores
恒星核心核燃烧驱动的壳层对流是许多类型恒星演化中常见的流体动力学事件。我们遇到并模拟这种对流（一）在氦核心的低质量红巨星在核心氦闪光导致疏浚下来的质子穿过熵垒，（二）在碳-氧核心的中等质量恒星在核心碳闪光，（三）在氧和碳燃烧壳以上的硅-硫丰富的核心的大质量恒星超新星爆炸前。我们的结果，这是获得与流体动力学代码HERAKLES，表明熵梯度和熵垒是不太重要的恒星结构比通常假设的。我们的模拟进一步揭示了一个新的动态混合过程下运行的外壳对流区的基础。
2011-08-23 astro-ph.SR
High-resolution calculation of the solar global convection with the reduced speed of sound technique: II. Near surface shear layer with the rotation
本文对球壳内旋转热对流进行了高分辨率、高分层的数值模拟。我们的目的是详细研究的过程，可以保持近地表剪切层（NSSL）推断从日震。使用降低的声速技术，我们可以将我们的全球对流模拟扩展到$0.99\,R_{\odot}$，并包括我们的域的顶部附近的小尺度对流与短的时间尺度，只有微弱的旋转的影响。我们发现形成NSSL优先在高纬度的深度范围$r=0.95-0.975R_\odot$。维护机制总结如下。在弱旋转影响下的对流导致雷诺应力，在所有纬度径向向内传输角动量。这将导致形成一个强大的极向的三角形流和一个NSSL，这是平衡的三角形平面的力量所产生的$\langle v'_r v'_θ\rangle$相关的湍流速度。所需相关性的起源在某种程度上取决于纬度。在高纬度地区，NSSL中的正相关$\langle v'_rv'_θ\rangle$是由振幅随半径增加的极向纬向流引起的，而对流区的科里奥利力则产生负相关。在低纬度地区，正相关$\langle v'_rv'_θ\rangle$来自旋转排列的对流单体（“香蕉单体”）。由这些雷诺应力引起的力与NSSL中的科里奥利力平衡。
2014-10-26 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
Global-scale Simulations of Stellar Convection and their Observational Predictions
主序较低的恒星（F型到M型）在它们的恒星光球层下有大量的对流包层。这些区域的对流可以与旋转相结合，形成全球尺度的结构，这些结构可以通过干涉仪观察到，干涉仪可以分辨恒星盘。在这里，我讨论的预测出现从三维磁流体模拟与滞弹性球谐（ASH）代码的太阳型恒星，以及如何这些预测可能会被观测测试。差异旋转的纬向流可能是发生在恒星内部深处的最容易观察到的动力学特征。一般来说，我们发现快速旋转的太阳有一个强烈的类似太阳的差异旋转与一个反赤道和逆行极，而缓慢旋转的太阳可能有反太阳旋转的配置文件与快极和慢赤道。热风平衡伴随的差异旋转可能会导致热和明亮的极点在快速旋转和冷，暗极在缓慢旋转。对流和差异旋转在对流区的大部分区域建立了全球尺度的磁结构，这些磁环可以在恒星表面附近观察到。
2011-06-29 astro-ph.SR
Theory of stellar convection: Removing the Mixing-Length Parameter
恒星对流通常用混合长度理论来描述，它利用混合长度尺度来表达对流元素和恒星介质的对流通量、速度和温度梯度。混合长度标度被认为与局部压力标度高度成比例，比例因子（混合长度参数）必须通过将恒星模型与某些校准器（通常是太阳）进行比较来确定。没有强有力的论据表明混合长度参数在所有恒星和所有演化阶段都是相同的。本研究的目的是提出一个新的恒星对流理论，不需要混合长度参数。我们提出了一个自洽的恒星对流的分析公式，确定恒星对流的物理行为的函数的对流元素本身和周围介质的属性。这个新的理论是从Navier-Stokes/Euler方程的传统解开始制定的，即理想流体的伯努利方程，但在与对流元素共同运动的非惯性参考系中表示。在我们的形式主义的恒星对流细胞内对流不稳定层的运动是完全由一个新的系统的对流方程在非本地和时间依赖的形式主义。我们得到了一个分析，非本地的，时间相关的亚音速对流能量传输的解决方案，不依赖于任何自由参数。该理论适用于主序星带上的太阳型恒星和各种质量恒星的外对流区。新理论的预测进行了比较，从标准的混合长度范例的最准确的校准器，太阳，非常令人满意的结果。
2014-09-19 astro-ph.SR
Fingering convection induced by atomic diffusion in stars: 3D numerical computations and applications to stellar models
已知富铁层是通过重力沉降和辐射悬浮的结合在恒星表面下形成的。它们的存在、性质和详细结构会影响各种恒星脉动模式的激发过程，因此必须仔细建模，以便更好地解释开普勒星震数据。本文研究了A型星中原子扩散和指状对流的相互作用及其在铁积累层建立和演化中的作用。要做到这一点，我们使用的指状对流的三维理想化的数值模拟，和一维现实的恒星模型相结合。使用三维模拟，我们首先验证了Brown等人最近提出的指状对流的混合处方。（2013），并确定了哪些系统参数（铁的总质量，铁扩散率，热扩散率等）。在地层的整体演化中发挥作用。然后，我们在Toulouse-Geneva Evolution代码中执行Brown等人（2013）的处方，以研究恒星表面下铁丰度分布的演变。我们发现，正如Théado等人（2009）首次讨论的那样，当忽略氦的同时沉降时，这种积累迅速导致平均分子量分布的反转，然后驱动指状对流。后者将铁与周围的材料非常有效地混合，并且产生的铁层非常脆弱。然而，考虑到氦沉降，部分稳定了铁的轮廓，对指状对流，和一个大的铁过剩可以积累。结果，不透明度也显著增加，在某些情况下最终触发动力对流。
2014-07-05 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
Interaction Between Convection and Pulsation
本文回顾了我们目前对恒星对流动力学模型的理解。几个半解析的含时对流模型已经提出了脉动的一维恒星结构与不同的配方如何对流湍流速度场耦合的全球恒星振荡。在这篇综述中，我们把重点放在两个，广泛使用的，随时间变化的对流公式估计脉动特性的一维恒星模型。脉动星的应用与振荡特性的结果，如对流动力学对振荡频率的影响，或脉动模式的稳定性，在经典的振荡器和恒星支持太阳型振荡。
2016-01-15 astro-ph.SR
Modelling stellar convection and pulsation in multidimensions using the ANTARES code
ANTARES代码是为模拟各种情况下的天体物理流动而设计的，特别是在恒星物理学方面。在这里，我们描述扩展作为必要的模型的脉动和对流的相互作用，在经典的脉动星。这些扩展包括引入可沿径向移动的球形网格、网格细化的具体形式以及关于辐射转移的考虑。然后，我们提出的造父变星的基本参数，我们更密切地研究。对于该恒星，我们提供了一个简短的讨论模式的H+HeI和HeII对流区和脉动的相互作用中看到的pdV工作或大气结构。
2011-11-13 astro-ph.SR
How Dose Rotation Effect Convection Criterion and Solar Granule Size
本研究提出结合旋转等效温度与Schwarzschild判据的新对流判据，揭示米粒旋转速度与大小对太阳对流区自然/强迫对流及黑子温度的影响。
2023-04-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Realistic Simulations of Stellar Surface Convection with ANTARES: I. Boundary Conditions and Model Relaxation
我们已经实现了开放的边界条件到ANTARES代码，以增加我们的恒星表面对流模拟的真实性。尽管我们从我们的五阶数值格式（WENO 5）的高精度中受益匪浅，但数值格式所需的更广泛的范围使边界条件的实现变得复杂。我们表明，数值模拟的有效温度不能改变在下边界的校正，因为热分层只改变开尔文-亥姆霍兹时间尺度。除了非常浅的模型，这个时间尺度不能覆盖多维模拟由于巨大的计算需求。我们展示了恒星表面对流的数值模拟对初始条件和边界条件的敏感程度。边界条件的参数选择不当可能会产生严重影响。恒星表面对流的数值模拟只有在初始模型、模拟箱的范围和位置以及边界条件的参数选择适当的情况下才具有（物理）意义和现实意义。
2013-11-30 astro-ph.SR
Solar differential rotation reproduced with high-resolution simulation
太阳的自转有一个快赤道和一个慢极。太阳内部的对流被认为是维持差异旋转的原因。然而，虽然已经进行了许多数值模拟，以重现太阳的差异旋转，以前的高分辨率计算与太阳参数落入反太阳（快极）的差异旋转制度。因此，我们仍然不知道太阳有一个快速旋转赤道的真正原因。虽然快速赤道的构建需要对流的强烈旋转影响，但以前的计算在没有任何操作的情况下无法实现。这个问题被称为对流难题。数值模拟中的对流和差异旋转与观测结果不同。在这里，我们表明，一个高分辨率的计算成功地再现了类似太阳的差异旋转。我们的计算表明，强磁场产生的小规模发电机有显着的影响热对流。在我们的计算中成功地再现了差异旋转、对流和磁场，这是理解太阳活动最基本性质的原因的重要一步，特别是太阳黑子活动的11年周期。
2021-09-13 astro-ph.SR
The Sensitivity of Convection Zone Depth to Stellar Abundances: An Absolute Stellar Abundance Scale from Asteroseismology
对流区的底部是类太阳振荡器的星震频谱中的声学干扰源，使人们能够精确测量该特征的声学深度。我们研究的对流区的深度的质量，恒星丰度，和输入物理的敏感性，特别是，使用的测量的声学深度的CZ作为一个独立的大气，绝对测量恒星金属丰度。我们发现，对于低质量恒星的主序与$0.4 M_{\odot} \le M \le 1.6 M_{\odot}$，声学深度对流区的底部，归一化的声学深度的中心的恒星，$τ_{cz,n}$，是一个强大的函数的质量，并在0.5-1%每0.1 dex水平在[Z/X]，因此也是一个敏感的探针的组成。我们估计了恒星模型中的理论不确定性，并表明，结合合理的观测不确定性，我们可以预期测量的金属丰度在0.15 - 0.3 dex的太阳类恒星。我们讨论了这项工作的应用旋转混合，特别是在所观察到的中F星李浸的上下文中，和distguishing不同的重元素的混合物之间。
2011-08-10 astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and Three-Dimensional Convection. II. Two-Dimensional Convection In Full Amplitude Radial Pulsation
我们开发了一个三维辐射流体动力学程序来模拟经典变星中对流和径向脉动的相互作用。一个关键目标是能够将这些模拟进行到全振幅，以便将它们与观察到的光变曲线进行比较。由于径向坐标系中的漂移，先前的多维计算被阻止达到全振幅，这是由于在脉动周期期间定义坐标系的径向移动的算法。我们已经通过定义我们的径向坐标流算法来消除这个困难，该算法要求球壳中的质量在整个脉动周期的每个时间步保持恒定。我们已经使用我们的新代码进行径向脉动和对流的相互作用的二维模拟。我们已经从我们的二维对流模拟的光变曲线与观测到的光变曲线之间进行了比较，发现我们的二维模拟光变曲线能够更好地匹配观测到的光变曲线形状附近的RR Lyrant不稳定带比光变曲线从以前的一维时间依赖性对流模型的红色边缘。
2013-06-05 astro-ph.SR
Impacts of small-scale dynamo on rotating columnar convection in stellar convection zones
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究揭示小尺度发电机对恒星对流区旋转柱状对流的影响，通过比较HD和MHD模拟，发现SSD影响热量和角动量传输，并改变主导力平衡。
2025-09-23 astro-ph.SR
Reynolds stress and heat flux in spherical shell convection
（略）上下文。由于旋转影响的对流引起的角动量和热量的湍流通量在确定恒星的差异旋转中起着关键作用。在这里，我们进行了系统的笛卡尔和球形几何形状之间的比较作为旋转速率的函数。目标。我们扩展了早期的研究，通过使用球楔获得湍流角动量和热输运的旋转速率的函数从分层对流。我们比较球形和笛卡尔模型在相同的参数制度的结果。特别是，我们要澄清是否尖锐的赤道轮廓的水平雷诺应力发现在早期的笛卡尔模型中再现球形模型。方法.我们采用直接数值模拟湍流对流。为了在球面运行中达到尽可能高的空间分辨率，我们仅对纬度和经度的部分进行建模。旋转的影响，测量科里奥利数，是从零到大约七，这是制度，很可能是在太阳对流区实现。笛卡尔模拟进行重叠的参数制度。结果对于慢旋转，我们发现，径向和纬向湍流角动量通量是指向向内和赤道，分别。在快速旋转状态下，径向通量的变化与理论相反。纬向通量大部分保持向赤道方向，并在赤道附近形成最大值。在笛卡尔模拟中，这一峰值可以用强"香蕉细胞"来解释。纬向热通量在自转缓慢时主要向赤道方向变化，自转快速时则改变符号。自转轮廓从缓慢和中等自转的反太阳（慢赤道）到快速自转的类太阳（快赤道）。类太阳的轮廓由泰勒-普劳德曼平衡支配。
2011-07-06 astro-ph.SR
Turbulent convection and pulsation stability of stars - I. Basic equations for calculations of stellar structure and oscillations
本文从流体力学方程出发，遵循经典的Alfredold湍流处理方法，建立了一组平均流的流体力学方程和一组湍流速度和温度脉动自相关和互相关的动力学方程。这两组方程的结合，得到了一个完整的、自洽的数学表达式，为计算恒星的结构和振荡做好了准备。本文简要介绍了湍流对流的非定域性和各向异性，并对算法中的三个对流参数（$c_1$、$c_2$和$c_3$）进行了定义和标定。利用非局部对流理论，通过数值解揭示了对流包络的结构和非绝热线性振荡的主要特征。对模型中对流参数和脉动不稳定性的选择作了大量的研究，结果表明：在大范围的对流参数（$c_1$，$c_2$和$c_3$）范围内，脉动稳定性的主要性质保持不变。
2018-08-29 astro-ph.SR
Overcoming the structural surface effect with a realistic treatment of turbulent convection in 1D stellar models
最先进的一维（1D）恒星演化代码依赖于简化的假设，例如混合长度理论，以描述超绝热对流。因此，1D恒星结构模型不能正确地恢复太阳和其他恒星的表面层与对流信封。我们提出了一种方法，克服了这种结构上的缺陷，采用三维（3D）流体动力学模拟恒星信封：在每个时间步的演变插值3D信封附加到1D结构，并用于提供现实的边界条件恒星内部。与以前的尝试相比，我们的方法包括平均三维湍流压力。我们应用我们的方法来模拟现在的太阳。标准恒星模型的结构缺陷导致由模型推导的恒星振荡频率存在系统误差。我们表明，我们的方法完全纠正了这个错误。此外，我们表明，我们的超绝热对流的现实治疗改变了预测的太阳演化。因此，我们的研究结果具有重要意义的恒星的表征。这对邻近的领域产生了影响，例如系外行星研究和银河系考古学，精确的恒星模型在其中发挥着关键作用。
2019-07-13 astro-ph.SR
Convective scale and subadiabatic layers in simulations of rotating compressible convection
通过三维流体动力学模拟研究旋转对恒星对流的影响，发现旋转减小对流涡旋尺度、过冲深度和Deardorff层范围，但太阳深层对流仅受轻微影响，需其他机制解释其缺乏大尺度流动。
2023-10-19 astro-ph.SR
Theory of stellar convection II: first stellar models
我们在这里介绍了赫兹-罗素图（HRD）上的第一个恒星模型，其中对流是根据Pasetto等人（2014）的新无标度对流理论（SFC理论）处理的。目的是比较新理论的结果与经典的，校准的混合长度（ML）理论，以检查差异和相似之处。我们整合的方程描述的结构，从恒星表面的恒星质量的百分之几，使用ML理论和SFC理论的大气。关键的温度压力梯度，能量通量，和对流区的延伸进行了比较，在这两种理论。首先对太阳进行了分析，然后扩展到不同质量和演化阶段的其他恒星。结果是适当的：SFC理论产生的对流区、周围环境和对流元素的温度梯度以及能量通量与从主序星的“校准”MT理论得出的结果非常相似。我们的结论是，旧的尺度依赖ML理论现在可以被一个自洽的无标度理论所取代，该理论能够预测正确的结果，比ML理论更简单，更有物理基础。从根本上说，SFC理论提供了比数值模拟更深入的基础物理见解。
2015-11-27 astro-ph.SR
High-resolution calculations of the solar global convection with the reduced speed of sound technique: I. The structure of the convection and the magnetic field without the rotation
我们进行非旋转的高分辨率计算的太阳全球对流，解决对流尺度小于10微米。为了应付低马赫数条件下，在较低的对流区，我们使用的降低声速技术（RSST），这是简单的实现，只需要本地通信的并行计算。此外，RSST允许我们将计算域向上扩展到大约$0.99 R_{\odot}$，因为它也可以处理可压缩流。利用这种方法，我们研究了全球尺度上的太阳对流区，包括小尺度的近地表对流。特别是，我们调查的对流结构上的顶部边界条件的影响，整个对流区，以及对小规模发电机行动。本文的主要结论是：1.近地面层产生的小尺度下降流在一定程度上渗透到更深层，并在$>0.9R_\odot$区域激发小尺度湍流，其中$R_\odot$是太阳半径。2.在较深的对流区（$<0.9R_\odot$）中，对流不受上边界位置的影响。3.使用LES方法，我们可以实现小规模的发电机行动，并保持在整个对流区，其中$B_\mathrm{eq}$是均分磁场的动能约$0.15-0.25 B_\mathrm{eq}$的字段。4.整体发电机效率变化显着的对流区作为一个结果的向下指向的坡印亭通量和深度变化的内在对流尺度。
2014-02-20 astro-ph.SR
A k-omega model for stellar turbulent convection
观测和数值模拟都表明，恒星对流运动是由对流滚动单体的半规则流动和充分发展的湍流组成的。虽然对流滚动单体是至关重要的恒星对流的性质，在恒星内部的热量传输和物质的混合，他们的贡献还没有被包括在湍流对流模型提出到现在。我们简化的对流滚动细胞的结构作为一个细胞图案的圆周运动的不同角速度周围的中心，估计其典型的大小，通过近似求解的温度差超过固定的温度背景和他们的平均剪切速度，通过近似估计他们的动能转换由自己作为热机工作从涉及在对流滚动细胞的热量。我们得到了一个稳态的解决方案，在充分的本地平衡，这是类似于在标准的混合长度理论，通过应用这样的模型假设的标准$k$模型，并适当地选择模型参数$c_{\varepsilon 3}$。因此，我们提出了一个$k$ - $ω$模型来考虑恒星中湍流的输运效应。对太阳和其他不同质量、不同演化阶段恒星的初步应用结果表明，它们与标准混合长度理论的结果和恒星对流的数值模拟结果符合得很好。
2012-04-23 astro-ph.SR
Convection and Differential Rotation Properties of G & K Stars Computed with the ASH Code
恒星的光度和对流包层的深度随G型和K型主序星的质量迅速变化。为了了解这些属性如何影响对流湍流，差分旋转，和纬向环流，我们进行了3D动力学模拟旋转主序星的内部，使用滞弹性球谐（ASH）代码。在我们的模拟中，恒星的质量分别为0.5、0.7、0.9和1.1 M_sun，对应于光谱类型K7到G 0，并且以与太阳相同的角速度旋转。我们确定了几个趋势的对流区性质与恒星质量，所表现出的模拟。对流速度、上升流和下降流之间的温度差以及日冕环流速度都随着恒星光度的增加而增加。由于对流速度的趋势，Rossby数（在一个固定的旋转速率）的增加和对流周转时间尺度显着降低，随着恒星质量的增加。3个最小质量的情况下，表现出类似太阳的差异旋转，在某种意义上说，他们显示的最大旋转在赤道和最小的高纬度地区，但1.1 M_太阳的情况下，表现出反太阳旋转。在低质量时，对流层环流是多细胞的，并与旋转轴对齐;随着质量的增加，环流模式趋向于覆盖对流区每个半球的单细胞结构。
2011-11-23 astro-ph.SR
Toward fully compressible numerical simulations of stellar magneto-convection with the RAMSES code
磁对流的数值模拟极大地扩展了我们对恒星内部和恒星磁性的理解。最近，全恒星模型的完全可压缩流体动力学模拟表明，研究恒星内部压力波和内部重力波的激发和传播是可行的，这样就可以与星震学测量结果进行直接比较。然而，磁场对这种波的影响还没有考虑到在三维模拟。我们进行了一个概念证明的实现三维，完全可压缩，磁流体动力学数值模拟的恒星内部的RAMSES代码。我们适应的RAMSES代码处理高度亚音速湍流，典型的恒星对流，通过实施一个良好的平衡计划的数值求解器。然后，我们运行和分析三维流体动力学和磁流体动力学模拟与不同的分辨率的平面平行的对流信封上的笛卡尔网格。流体动力学和磁流体动力学模拟开发了一个准稳定的，湍流对流层的随机密度扰动在初始配置文件。对流的特点是小幅度波动周围的恒星内部的流体动力学平衡，这是保存在整个模拟时间。使用我们的可压缩平衡格式，我们能够模拟马赫数低至$\mathcal{M} \sim 10^{-3}$的流动，但原则上甚至可以模拟更低的马赫数流动。在磁流体动力学运行中，我们观察到一个指数增长的磁能符合一个小规模的发电机的行动。（节录）
2022-06-14 astro-ph.SR
Supergranules as Probes of Solar Convection Zone Dynamics
超颗粒是在太阳表面看到的对流细胞，是一种水平流动的空间填充模式。虽然典型的超颗粒的直径约为35微米，他们表现出广泛的尺寸从~10微米到~100微米。在这里，我们表明，不同尺寸的超颗粒可以用来探测太阳的外对流区的旋转速率。我们发现，赤道旋转速率作为深度的函数，全球日震学测量匹配的赤道旋转作为波长的函数的超颗粒。这表明，超颗粒平流的深度等于其波长的流动，因此可以用来探测这些深度的流动。超颗粒旋转剖面表明，表面剪切层，通过它的旋转速率增加向内，延伸到深度~50毫米，纬度至少为70度。典型的超颗粒在高纬度地区被很好地观察到，并且具有一系列的尺寸，这些尺寸延伸到比通常可用于测量局部日震学的地下流动的深度更大的深度。这些特征表明，探测太阳对流区动力学与超颗粒可以补充日震学的结果。
2012-03-12 astro-ph.SR
A test of time-dependent theories of stellar convection
内容：造父变星靠近经典不稳定带的红边，声振荡和对流运动之间发生耦合，最好的局部模型，说明这种耦合依赖于一维时间依赖对流（TDC）的配方。然而，其内在的弱点来自于大量的无约束的自由参数进入湍流对流的描述。目的：我们比较了两个广泛使用的TDC模型与第一个二维非线性直接数值模拟（DNS）的对流-脉动耦合的声学振荡是自我维持的卡帕机制。研究方法：在Stellingwerf和Kuhfuss TDC配方中出现的自由参数使用chi 2检验进行约束，该检验具有随时间变化的对流通量，该对流通量在具有卡帕机制的高度可压缩对流的非线性模拟中演变。结果：本文强调了TDC模型的一些固有局限性，即自由参数的时间变异性和非普适性。更重要的是，在这些限制，Stellingwerf的形式主义被发现给更好的空间和时间协议的非线性模拟比Kuhfuss的。因此，它可能是首选的一维TDC水代码或恒星演化代码。
2011-03-16 astro-ph.SR
Rotating Turbulent Thermal Convection and Solar Differential Rotation
旋转流体的膨胀将改变膨胀区域的涡量和转速。在湍流热对流中，这种微观效应得以保留。对流体胶束的跟踪表明，平均涡量随密度变化，产生从低密度区到高密度区的涡量输运和角动量输运，形成宏观涡量差和转速差。取太阳极区的轴向热对流模型，可以产生轴向差旋转，轴向差旋转产生的离心力差驱动纬向环流，将角动量输离旋转轴，形成纬向差旋转。流体胞的旋转产生额外的压力并改变对流准则。太阳对流层的温度梯度比非旋转流体模型中的温度梯度大，是太阳差动旋转的能量来源。
2023-01-01 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Solar differential rotation: origin, models, and implications for dynamo
日震学表明，太阳内部的对流和差异旋转所占据的区域几乎重合。这支持了对流和旋转之间相互作用的结果的差分旋转起源的领先理论概念。这个演讲概述了差动旋转理论的现状。基于该理论的数值模型非常接近地再现了观测到的太阳自转。该模型还计算了对流区的对流，并预测对流区底部的流动与表面相比并不小。讨论了作为恒星质量和自转速率函数的恒星差分自转的理论预测，并与观测结果进行了比较。简要讨论了太阳和恒星发电机的微分自转模型的意义。
2011-10-11 astro-ph.SR
Rotational Dependence of Large-scale Dynamo in Strongly-stratified Convection: What Causes It?
在具有对流湍流的刚性旋转磁流体动力学（MHD）系统中，当自旋速率足够大时，可以激发出$α^2$型大尺度发电机。本文采用平均场发电机模型结合磁流体对流的直接数值模拟，研究了$α^2$型发电机的转动相关性及其产生的原因。考虑到太阳/恒星发电机的应用，我们采用了强分层的多变性作为对流大气的模型。我们的DNS模型表明，$α^2$型发电机被激发时，${\rm Ro} \lesssim 0.1$，其中${\rm Ro}$是定义的体积平均对流速度的Rossby数。从相应的MF模型，我们证明了旋转依赖的$α^2$型发电机主要是由于湍流磁扩散的大小的变化。随着自旋速率的增加，湍流磁扩散减弱，而对流区的$α$效应基本保持不变，为大尺度发电机的激发提供了临界点。本文还从湍流电动势的转动依赖性的观点讨论了冷星中可观测到的恒星磁活动的${\rm Ro}$依赖性。总的来说，我们的研究结果表明，为了更好地掌握恒星发电机的活动和它的${\rm Ro}$依赖性，它应该是量化的对流速度的变化与恒星的自旋速率，考虑到旋转淬火和洛伦兹力反馈的磁场对流湍流。
2022-06-14 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
Transition from axi- to nonaxisymmetric dynamo modes in spherical convection models of solar-like stars
我们试图了解从近轴对称配置在太阳旋转速率的非轴对称配置的快速旋转，使用三维数值模拟湍流对流，并考虑1和30倍的太阳值之间的旋转速率的过渡。我们发现从轴向非轴对称的解决方案在1.8倍左右的太阳自转速率的过渡。这一转变与从反太阳到类太阳的自转变化相一致，即赤道速度更快，两极速度更慢。在类太阳旋转制度，场配置由一个轴对称振荡场伴随着一个m=1的方位角模式（两个活跃的周期），这也表明时间的变化。在慢（快）旋转，轴对称（非轴对称）模式占主导地位。轴对称模式产生具有极性反转的纬向发电机波，而非轴对称模式通常在旋转参考系中表现出漂移，并且活跃的电磁波的强度在不同半球之间随时间周期性地变化。大多数得到的发电机解决方案表现出周期性的变化，无论是由纬度或方位角发电机波。在活动周期图中，由旋转周期归一化的周期长度形成两个不同的种群，作为旋转速率或磁活动水平的函数。缓慢旋转的轴对称种群接近于观测中所谓的不活跃分支，而快速旋转的模型接近于超活跃分支，随着旋转速率的增加，周期与旋转频率之比下降。我们可以成功地再现从轴向非轴对称发电机解决方案的高旋转速率的过渡，但需要高分辨率的模拟，以限制旋转淬火对流的旋转速率超过20倍的太阳值的影响。
2018-05-07 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
Twists in the flow: revisiting convective mixing in rotating stellar models. I. Effect on the stellar structure
Dartmouth College（达特茅斯学院）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理学与分子间介质实验室）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Radboud University Nijmegen（奈梅亨拉德堡德大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
本文研究了旋转混合长度理论（R-MLT）对恒星内部结构、对流混合和角动量传输的影响，发现R-MLT减小了核心的对流速度和混合长度，改变了核心-包层边界处的化学梯度和Brunt-Väisälä频率峰值。
2026-04-01 astro-ph.SR
Excitation of gravity waves by fingering convection, and the formation of compositional staircases in stellar interiors
指状对流（英语：Fingering convection）是一种微弱但重要的混合现象，发生在稳定分层的恒星辐射带中，且存在反平均分子量梯度。Brown等人（2013）最近提出了一种新的指状对流混合模型，该模型不包含自由参数，并且发现几乎在所有情况下都符合直接数值模拟的结果。然而，值得注意的是，他们发现，在少数情况下，大规模的重力波，其次是热成分分层，从指状对流自发增长的混合大大增强了他们的预测值以上。这种效应在海洋学方面是众所周知的，并归因于所谓的“集体不稳定性”的激发。在这项工作中，我们建立在Brown et al.（2013）和Traxler et al.（2011 b）的结果基础上，以确定集体不稳定性可能发生的条件。我们发现，它只在恒星区域有一个相对较大的普朗特数（运动粘度的热扩散率的比率），$O(10^{-3})$或更大。这意味着集体不稳定性不会发生在主序星中，那里的普朗特数总是比这小得多（除了表面对流区的外层，那里的指进是无关紧要的）。原则上，它可以在高电子简并的区域，在He核心闪光期间，或在白矮星的内部被激发。我们讨论了我们的研究结果对这些对象的影响，无论是从理论上还是从观测的角度来看。
2015-05-28 astro-ph.SR
Stellar models with calibrated convection and temperature stratification from 3D hydrodynamics simulations
恒星演化代码在当今的天体物理学中扮演着重要的角色，然而它们在恒星的外层有着共同的简化。我们试图改善这一点，通过使用现实的和高度详细的三维流体动力学模拟恒星对流的结果。我们实现了直接从三维模拟提取的温度分层到两个恒星演化代码，以取代通常使用的简化大气。我们的实现还包含一个非恒定的混合长度参数，它作为恒星表面重力和温度的函数而变化-也来自3D模拟。我们给出了一个详细的说明，我们完全一致的实现，并比较早期的作品，还提供了一个免费的MESA模块。不同质量的低质量恒星的演化进行了研究，我们提出了第一次的标准太阳模型，利用校准的对流和温度分层的3D模拟的asteroseisic分析。我们发现，包含的3D结果有一个几乎微不足道的影响恒星模型的演变和结构-最大的影响是有效温度的变化，为了30 K看到的前主序星和红巨星分支。然而，这项工作提供了第一步，用于生产自洽的进化计算，使用完全纳入三维大气中的飞行插值网格的模拟。
2018-05-31 astro-ph.SR
Meridional Circulation From Differential Rotation in an Adiabatically Stratified Solar/Stellar Convection Zone
恒星对流区的经向环流通常不能很好地观测到，但对磁流体发电机可能是至关重要的。来自差速旋转（DR）的科里奥利力在确定纬向环流中起着重要作用。在这里，我们考虑一个在与自转轴同心的圆柱上保持恒定的恒星DR是否能驱动一个纬向环流。使用两个相关形式的控制方程，分别估计的纵向分量的旋度的纬向质量通量和涡度，我们表明，这样的DR将驱动纬向流。这是因为为了满足滞弹性质量守恒，所有DR都必须存在非球对称压力等值线，而不仅仅是与旋转轴同心的圆柱体上偏离恒定性的压力等值线。因此，如果DR存在，流体总是斜压的，因为在滞弹性系统中，扰动压力必须满足泊松型方程，以及状态方程和热力学方程。我们支持我们的定性推理与数值例子，并表明，纬向环流是敏感的大小和形式的偏离旋转常数的圆柱。该效应应存在于3D全球滞弹性对流模拟中，特别是那些由全球对流驱动的DR在剖面上接近圆柱形的模拟。对于类似太阳的DR，科里奥利力通常在每个半球驱动一个双胞环流，在高纬度地区有第二个反向流动。对于类似太阳的湍流粘性，科里奥利力产生的日冕环流比在太阳上观察到的要大得多。因此，必须至少有一个额外的力，可能是浮力，它反对的纬向流，使其振幅下降到观察值。
2013-08-21 astro-ph.SR
Effects of rotation and surface forcing on deep stellar convection zones
本文通过流体动力学笛卡尔3D模拟探讨旋转与表面强迫对深层恒星对流的影响，详细分析对流主导尺度、对流区及Deardorff区深度，以揭示“对流难题”的成因。
2023-11-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
A Transparent Window into Early-Type Stellar Variability
在早期型恒星中，表面下的对流区是普遍存在的。在狭窄的不透明度峰的驱动下，这些薄的对流区域几乎不传输热量，但在设置恒星的磁性和表面变化方面起着重要作用。在这里，我们证明，这些对流区是\emph{not}目前在广泛的恒星，如以前所认为的。特别是，有地区的一维恒星演化模型报告对流不稳定，但低于临界瑞利数开始对流。对于太阳下的金属丰度，这打开了一个没有地下对流区的\emph{stability window}。对于LMC金属度，该表面稳定性区域大致在$8M_\odot$和$16M_\odot$之间延伸，对于SMC金属度增加到$8M_\odot$- $35M_\odot$。这样的窗口是一个很好的目标，探测地下对流和其他来源的光度变化的相对影响，在大质量恒星。
2022-01-25 astro-ph.SR
Global-scale wreath-building dynamos in stellar convection zones
当像我们的太阳这样的恒星年轻时，它们旋转迅速，磁性非常活跃。本文用三维磁流体滞弹性球谐程序研究了快速旋转太阳中的发电机作用。这些发电机中的磁场在全球范围内组织成跨越对流区的花环状结构。构建花环的发电机可以经历准循环极性反转，这种行为在我们已经能够探索的参数空间中很常见。这些发电机似乎并不需要战术线来实现其空间或时间组织。在所有的旋转速率下，都存在一定程度上的绕圈发电机，但在更快速旋转的模拟中最为明显。
2010-11-01 astro-ph.SR
Estimation of turbulent diffusivity with direct numerical simulation of stellar convection
通过对热对流的数值计算，研究了水平湍流扩散系数η的取值。在这项研究中，我们介绍了一种新的方法，通过监测被动标量的时间发展，这是最初分布在一个给定的高斯函数与空间尺度d 0的湍流扩散率估计。（1）假定η = Lcvrms/3，其中vrms为均方根速度，特征长度Lc受压力（密度）标度高度和区域深度中最短的一个的限制。(2)初始分布尺度d 0越大，湍流扩散系数越大。(3)当初始分布尺度d 0与特征长度Lc的比值较大时，湍流扩散近似的结果较好。
2012-04-17 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
The Interaction between Solar Convection and Rotation
本文研究太阳对流与自转的能量耦合，提出流体元膨胀压缩、湍流与惯性振荡共同形成米粒、中米粒及径向和纬向较差自转，并以混合长度模型解释米粒尺度与温度的纬度无关性。
2024-01-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The existence of the Lambda effect in the solar convection zone indicated by SDO observations
利用太阳动力学观测站（SDO）的数据，对太阳巨电池在北（南）半球的正（负）水平雷诺应力的经验发现（Hathaway et al. 2013）进行了讨论，讨论了其对太阳/恒星差异旋转理论的影响。在忽略纬向环流的情况下，求解非线性雷诺方程的角速度，我们发现北半球的水平雷诺应力在太阳对流区的表面总是负的，而在太阳对流区的大部分，由于Lambda效应的作用，水平雷诺应力是正的。描述刚性旋转各向异性湍流的角动量输运并避免对流区的刚体旋转的Lambda效应在旋转速率$Ω$的三次方的水平方向上，并且总是指向赤道。没有Lambda效应的理论也可能仅通过纬向环流的作用提供观测到的太阳自转规律，这导致了与观测到的符号相反的水平雷诺应力。
2014-08-17 astro-ph.SR
Solar Dynamics, Rotation, Convection and Overshoot
我们讨论了最近的观测，理论和建模的进展，了解太阳的内部动力学，包括其旋转，对流和过冲。在过去的几十年里，大量的理论和观测工作已经进入了理解太阳动力学的这些方面。这些意见，相关的日震方法和推理和计算结果，这些问题进行审查。
2015-03-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Magnetic confinement of the solar tachocline: II. Coupling to a convection zone
观测到的太阳速跃层薄的原因仍然没有很好的理解。已经提出的解释之一是，原始磁场使辐射区的旋转均匀。我们在这里测试的有效性，通过3D数值MHD模拟，包括辐射区和对流区的这种磁性的情况下。采用滞弹性球谐函数（ASH）程序进行了数值模拟。计算域从$0.07\;R_\odot$扩展到$0.97\;R_\odot$。在我们研究的参数区域中，与旋转轴对齐的偶极化石场不能保持被限制在辐射区中。当场线被允许与对流区底部的湍流非定常对流运动相互作用时，3D效应防止了场约束。与之前的工作一致，我们发现偶极化石场，即使最初深埋在辐射区内部，也会扩散到对流区。根据费拉罗等旋定律，它在辐射带上留下了对流带纬向差异旋转的印记，这是没有观察到的。
2011-07-19 astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and 3D Convection. I. Numerical Methods and Adiabatic Test Cases
我们正在开发一个三维辐射流体动力学程序来模拟经典变星中对流和脉动的相互作用。一个关键目标是能够将这些模拟进行到全振幅，以便将它们与观察到的光和速度曲线进行比较。由于径向坐标系中的漂移，先前的2D计算被阻止这样做，这是由于在脉动周期期间定义坐标系的径向移动的算法。我们通过定义我们的坐标系流算法来消除这个困难，要求球壳中的质量在整个脉动周期中保持恒定。我们进行绝热测试计算表明，大振幅的解决方案重复超过150个脉动周期。我们还验证了计算方法保存的峰值动能每周期，必须是真实的绝热脉动模型。
2011-02-09 astro-ph.SR
The core helium flash revisited III. From Pop I to Pop III stars
在红巨星分支阶段末期，低质量恒星中氦的简并点火导致其氦核中的动态对流。一维（1D）恒星模拟这种内在的多维动态事件可能是不够的。以前的流体动力学模拟表明，单一的对流区在氦核心的富金属的Pop I星增长在闪光的动态时间尺度。这可能会导致氢注入到核心，和双对流区结构已知的一维核心氦闪光模拟低质量的波普III星。我们进行流体动力学模拟的核心氦闪光在两个和三个维度，以更好地约束这些事件的性质。为此，我们研究了氦核内的对流流体动力学的1.25 \Msun金属丰富的波普I星（Z=0.02），和0.85 \Msun金属免费波普III星（Z=0）附近的闪光的峰值。这些模型分别具有单对流区和双对流区。我们使用一维恒星模型的核心氦闪计算与国家的最先进的恒星演化代码作为初始模型，我们的多维流体动力学研究，并模拟这些模型的演变与黎曼求解器为基础的流体动力学代码Herakles集成的欧拉方程耦合的源项对应的重力和核燃烧。涉及单个对流区的Pop I模型的流体动力学模拟涵盖了27小时的恒星演化，而在Pop III模型中，双对流区的第一个流体动力学模拟涵盖了1.8小时的恒星寿命。我们发现混合长度理论的预测与我们的流体动力学模拟之间存在差异。在Pop I模型中对单个对流区的模拟显示，由于湍流卷吸，对流区的尺寸强烈增长。因此，我们预测，对于Pop I模型，氢注入阶段（即氢注入氦核）将在大约23天后开始，这最终将导致从低…
2010-03-18 astro-ph.SR
A new stellar mixing process operating below shell convection zones following off-center ignition
在恒星演化的大多数阶段中，轻元素向重元素的核燃烧导致了一个径向成分剖面，该剖面在浮力加速度下保持稳定，轻物质位于重物质之上。然而，在某些情况下，如偏心点火，由核燃烧产生的组成分布可能是不稳定的，其特征在于平均分子量向外增加。在这种情况下，不稳定性的可能性，以及它们可能对恒星结构演化产生的后果，在很大程度上仍未被探索。本文研究了根据线性史瓦西和勒杜准则初始稳定的区域中与不稳定成分梯度相关的不稳定性的发展和演变。特别是，我们探讨了混合发生在各种条件下的多维流体动力学对流模型的基础上恒星的演化计算的核心氦闪光在1.25 \Msun星，核心碳闪光在9.3\，\Msun星，和氧壳燃烧的质量为23\，\Msun星。我们的模拟结果揭示了一个混合过程与区域具有向外增加的平均分子量，位于对流区以下。混合不是由于对流区的过冲，也不是直接由于温盐混合，其在比模拟流量大几个数量级的时间尺度上操作。相反，混合似乎是由于存在的波场引起的稳定层下面的对流区，这提高了混合速率的许多数量级，并允许温盐型混合过程中操作的动态，而不是热，时间尺度。我们讨论了我们的结果在相关的实验室现象和相关的理论发展。
2011-08-22 astro-ph.SR
Convection Theory and Sub-photospheric Stratification
作为一个完整的三维可压缩流体动力学模拟到恒星演化的理论整合的一步，对流在太阳的表面和次表面层的重新审查，从一个有限的观点，在混合长度理论（MLT）的语言。要求MLT使用流体动力学上真实的耗散长度对太阳能模型提出了新的约束。虽然得到的恒星结构与YREC和Garching模型得到的相似，但理论图像不同。在光球层的宏观湍流、微观湍流和对流速度尺度之间建立了一种新的定量联系，这种联系具有有限值。MLT中的"几何参数"被发现与驱动对流的强烈向下羽流的大小更合理地对应（Stein and Nordlund 1998），因此即使在MLT中也有物理解释。使用绝热对流和恒星大气的3D模拟将允许确定耗散长度和几何参数（即，熵跳跃），没有天文校准。物理上真实的处理恒星演化中的对流需要在MLT之外进行额外的修改，包括动能通量的影响，夹带（与Meakin和Arnett 2007发现的MLT最显着的差异），旋转和磁场（Balbus 2009）。
2009-10-05 astro-ph.SR
Meridional Circulation in Solar and Stellar Convection Zones
我们提出了一系列的3-D非线性模拟的类太阳对流，进行了滞弹性球谐（ASH）代码，旨在隔离这些过程中，驱动器和形状的恒星对流区内的对流环流。这些模拟的构建是为了跨越类似太阳的差异旋转（快赤道/慢极点）和“反太阳”差异旋转（慢赤道/快极点）之间的过渡。当对流受到旋转约束时，产生类似太阳的差分旋转状态，其特征在于与反太阳制度相比，对流雷诺应力非常不同，其中对流仅微弱地感知科里奥利力。我们发现，对流雷诺应力的角动量输运在建立这些模拟中的对流流动剖面中起着核心作用。我们发现，从单细胞的过渡到多细胞的回旋环流配置文件在强和弱制度的旋转约束是联系在一起的对流雷诺应力的变化，一个明确的演示陀螺泵。这些不同的制度之间的垂直热变化不同，与那些在太阳的制度合谋，以抑制一个单细胞的赤道环流，而建立在反太阳状态的冷极和温暖的赤道往往会促进单细胞环流。虽然对流角动量输送在中纬度的反太阳区域变成径向向内，但主要负责建立快速旋转极的是纬向环流。最后，我们讨论了这些结果与太阳的关系，并建议太阳可能位于快速旋转和缓慢旋转制度之间的过渡附近。
2015-01-26 astro-ph.SR
