On the interaction between fast tides and convection
恒星包层中的平衡潮汐与对流之间的相互作用通常被认为是密近双星和太阳系外行星系统潮汐演化的重要因素。然而，当潮汐频率超过对流涡旋的周转频率时，它对快潮汐的效率长期存在争议。最近的数值模拟表明，对流可以像一个有效的粘度衰减与潮汐频率的快潮汐，导致在许多应用中，涉及前和主序星和巨行星的低效耗散。然而，Terquem（2021）最近提出了一个新的想法，他认为涉及潮汐流分量之间相关性的雷诺应力主导了相互作用，而不是通常假设的对流分量之间的相关性。他们进一步表明，在许多应用中，这可能会显著增强快潮汐的潮汐耗散。出于这个问题的重要性，在恒星和行星的潮汐耗散，我们直接计算这个新的长期使用分析参数和全球球形模拟使用Boussinesq和滞弹性流体动力学模型。我们证明，Terquem提出的新的长期消失相同的平衡潮汐相互作用与对流Boussinesq和滞弹性模型，因此，它是不可能有助于潮汐耗散在恒星和行星。
2021-07-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Dynamic tides in rotating objects: a numerical investigation of inertial waves in fully convective or barotropic stars and planets
我们进行直接的数值模拟潮汐遇到一个旋转的行星上的高度偏心或抛物线轨道上的中心恒星制定为一个初始值问题。这种方法使我们能够扩展Ivanov和Papaloizou以前的工作，考虑固体核心的行星模型，并避免作出滞弹性近似。我们得到的无芯模型，使全球惯性模式被识别的潮汐响应的功率谱。他们的频率被发现是在良好的协议与那些使用WKBJ方法或滞弹性频谱的方法在以前的工作中采用的小行星旋转速率。我们还发现，在较高的旋转速率的情况下，行星角速度的正常模式的频率的依赖性，可以在很大程度上理解通过应用一阶微扰理论的滞弹性模式。我们计算的能量和角动量交换的潮汐相遇的结果，并为无芯模型再次找到良好的协议，使用任一滞弹性谱方法得到的结果。具有固体核心的模型显示出在临界纬度处的剪切层发射的证据，并且在遭遇之后可能有波吸引子，但是只要核心半径与总半径的比率小于50%，在遭遇期间交换的总能量与无核心情况没有显著差异，当该比率小于总半径的25%时，几乎没有任何差异。我们给出了这个结果的物理和数学解释。最后，我们能够验证滞弹性近似在这里提出的工作和我们之前的工作中的使用，这些工作导致了对高偏心轨道行星循环率的估计。
2010-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Equilibrium tides and magnetic activity in stars with close-by massive planets. The intriguing case of WASP-18
针对近距大质量行星宿主星WASP-18自转快却磁活动极低的异常，提出平衡潮汐诱发湍流改变超射层结构、阻碍磁通量管浮现的机制，为该现象提供解释。
2024-04-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal Evolution of Eccentric Binaries Driven by Convective Turbulent Viscosity
对流湍流粘性引起的潮汐耗散塑造了各种天体物理双星的演化。例如，这种类型的耗散决定了一个双星系统的轨道圆化率，该双星系统的后主序星正朝着一个共同的包络相演化。粘性耗散也可以影响具有太阳型恒星的双星，或者具有近距离巨行星的恒星。一般来说，对流恒星包层中的有效粘性取决于潮汐强迫频率$ω_{\rm tide}$ ;当$ω_{\rm tide}$大于对流涡旋的周转频率时，粘性减小。以前的工作集中在近圆形轨道的双星。然而，对于偏心轨道，潮汐位有许多强迫频率。在本文中，我们开发了一种计算潮汐耗散的形式主义，捕获的效果与频率相关的湍流粘性，是有效的任意二进制偏心。我们还提出了一种替代的更简单的配方，是适合非常高的偏心率。我们应用我们的形式主义的一个巨大的分支（GB）星模型和太阳型星模型。我们发现，一系列的伪同步旋转速率是可能的恒星模型，和伪同步速率可以从常用的弱潮汐摩擦理论的预测不同的几个因素。我们还发现，潮汐衰减和循环由于湍流粘度可以是几个数量级的速度比预测的弱潮汐摩擦GB星偏心，小近心点轨道，但抑制了几个数量级的太阳型恒星由于粘度降低。
2020-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Equilibrium Tide: An Updated Prescription for Population Synthesis Codes
我们提出了一个更新的处方平衡潮适合人口合成代码。建立了一维演化模型网格，并计算了每个详细模型的粘性时间尺度。一个金属依赖的幂律关系拟合的对流核心和对流信封的模式。该处方被应用到人口合成代码BSE中，并预测合并总数减少16.5%，其中涉及主序星的合并最受影响。新的处方还将整体超新星发生率降低了3.6%，个别通道受到不同的影响。单个简并Ia超新星的出现减少了12.8%。两颗碳氧白矮星合并形成Ia超新星的几率要低16%。在我们的处方中，近距离双星中的次同步旋转恒星的数量大幅增加，在共同包络演化开始时的非圆化系统的数量也是如此。
2022-06-23 astro-ph.SR
Overshoot Inwards from the Bottom of the Intershell Convective Zone in (S)AGB stars
我们估计的范围内的过冲从底部的壳层间对流区的热脉冲（S）AGB星。我们发现浮力是如此之大，以致任何超调都可以忽略不计。对流带底部的逆温增加了该区域的稳定性。在这个区域发生的任何混合都不太可能是由于对流过冲，因此必须是由于另一个过程。
2017-06-23 astro-ph.SR
Dynamical Tides in Eccentric Binaries Containing Massive Main-Sequence Stars: Analytical Expressions
包含至少一颗大质量主序星的偏心双星系统的潮汐演化在合并致密天体双星的形成过程中起着重要的作用。在这样的系统中占主导地位的耗散机制涉及潮汐激发的传出内部重力波在对流辐射边界和恒星的信封/表面的波耗散。我们推导出了任意轨道偏心率和恒星自转速率下，这类双星的潮汐力矩和潮汐能传递率的解析表达式。这些表达式可用于研究包含大质量MS星的偏心双星的自旋和轨道演化，如合并中子星双星的祖先。将我们的结果应用到PSR J 0045 -7319系统，它有一个大质量的B星伴星和一个观测到的，快速衰减的轨道，我们发现，对于基于非旋转恒星模型的对流核心的标准半径，B星必须有一个显着的逆行和差分旋转，以解释观测到的轨道衰减率。或者，我们认为，对流核心可能是更大的结果，快速恒星旋转和/或质量转移到B星在最近的过去在后MS演化的脉冲星的祖先。
2021-10-22 astro-ph.SR
Inertial waves in differentially rotating low-mass stars and tides
恒星与行星的潮汐相互作用可能会激发恒星对流区的惯性波。它们的耗散在短周期行星的长期轨道演化中起着重要作用。如果假设恒星作为固体旋转，波的多普勒频移被限制在$[-2 Ω, 2 Ω]$（$Ω$是恒星的角速度），它们可以在整个对流区传播。然而，湍流对流可以通过赤道加速（如太阳）或减速来维持差异旋转，这可能会改变波的传播。因此，我们探索的惯性振荡模式的特性在一个锥形差分旋转的背景流的角速度只取决于纬度坐标，接近预期的低质量恒星的外部对流信封。我们发现，他们的频率范围扩大了微分旋转，他们可能只在一个有限的部分传播的信封。在某些情况下，惯性波在短周期吸引子环周围形成剪切层。在其他情况下，当恒星中存在转向面或共转层时，它们会表现出显着的行为。我们讨论如何所有这些情况下，可以影响恒星的潮汐耗散。
2014-10-13 astro-ph.SR
Tidal dissipation due to inertial waves can explain the circularization periods of solar-type binaries
潮汐耗散是使太阳型近距离双星的轨道圆化和自旋同步的原因，但其机制尚未完全了解。以前的工作表明，理论预测的潮汐耗散率的显着增强需要解释观察到的圆化周期（$P_\mathrm{circ}$）在各种恒星星族，和他们的演化与年龄。这部分是基于一种普遍的信念，即太阳型恒星中潮汐耗散的主要机制是对流包络中作用于平衡潮汐的湍流粘性。本文研究了自转太阳型恒星演化过程中对流区和辐射区的潮汐耗散。我们研究平衡潮汐耗散，将一个依赖于频率的有效粘度的动机，最新的流体动力学模拟，和惯性波（动力潮汐）耗散，采用频率平均的形式主义，占现实结构的明星。我们证明，所观察到的二元循环周期可以解释的惯性波（动力潮）耗散对流信封。这种机制在主序列前阶段特别有效，但如果自旋接近同步，它也会在主序列上运行。预测的$P_\mathrm{circ}$，由于这种机制的增加与主序年龄符合的意见。我们还表明，平衡潮汐和内部重力波耗散不太可能解释所观察到的$P_\mathrm{circ}$，即使在主序前，根据我们目前对这些机制的最佳理解。最后，我们主张更现实的动力学研究的恒星星族，采用潮汐耗散由于惯性波。
2022-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asynchronous rotation of Earth-mass planets in the habitable zone of lower-mass stars
位于低质量恒星宜居带的行星通常被认为处于潮汐同步自转的状态，这将大大影响它们的宜居性。虽然热潮汐导致金星逆行旋转，但简单的尺度论证倾向于将这种特殊性归因于巨大的金星大气层。使用全球气候模型，我们表明，即使是一个相对较薄的大气层可以驱动类地行星的旋转远离同步。我们推导出一个更现实的大气潮汐模型，预测四个异步平衡自旋状态，两个是稳定的，当热潮汐的幅度超过一个阈值，满足了可居住的类地行星与1巴的大气周围的恒星质量超过0.5-0.7Msun。因此，许多最近发现的类地行星可以表现出异步的自旋轨道旋转，即使有一个薄的大气层。
2015-02-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Planet-star interactions with precise transit timing. III. Entering the regime of dynamical tides
在极短周期轨道上的热彗星，预期会因潮汐耗散而不稳定，并会螺旋式地朝向其主星。这是因为它们通过潮汐耗散将轨道运动的角动量转移到恒星内部。虽然这种现象的大小与特定恒星-行星系统的物理性质有关，但统计研究表明，潮汐耗散可能会在主序星的恒星寿命期间塑造热木星系统的结构。潮汐耗散的效率在恒星-行星系统中仍然受到很差的限制。恒星内部模型表明，辐射区动力潮汐的消散可能是驱动行星轨道衰变的主要机制。这些理论预测可以用凌日定时方法进行验证。我们获得了五颗行星的新的精确的中途过境时间。它们以前被确定为可能探测到轨道衰变的最佳候选者。对时间数据的分析使我们能够对轨道衰减率进行更严格的限制。对于HAT-P-23、KELT-1、KELT-16、WASP-18和WASP-103系统中的所有五个热彗星，都没有检测到它们的轨道周期有统计学意义的变化。对于行星HAT-P-23 b、WASP-18 b和WASP-103 b，观测表明动力潮汐消散的机制可能在它们的宿主恒星中不起作用，从而阻止了它们的快速轨道衰变。这一发现与F型恒星内部的模型一致，其中动力学潮汐由于对流核心而没有完全阻尼。对于KELT-16 b，凌日时间数据的跨度不足以验证理论预测。KELT-1b被确定为研究对流层中惯性波耗散潮汐相互作用的潜在实验室。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observations of tides and circularization in red-giant binaries from Kepler photometry
双星是复杂的恒星相互作用的场所。虽然所有的双星在原则上都朝着圆化的状态收敛，但即使在高级恒星相位中也发现了许多偏心系统。在这项工作中，我们讨论的样本的双星与红巨星的组成部分，发现从美国宇航局开普勒太空任务的观测。我们首先讨论潮汐相互作用的影响和特点是可检测的测光，光谱和地震分析。第二步，将开普勒观测到的双星系统样本与Verbunt & Phinney（1995，以下简称VP 95）研究得很好的样本进行比较。我们发现，这种研究的循环系统托管发展中的红巨星与深对流信封也很好地适用于开普勒恒星样本中的红巨星双星。
2019-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the interaction between tides and convection
本文通过分析均匀振荡切变对流体流动的影响，研究天体中潮汐与对流的相互作用。该模型可以用来描述大尺度周期性潮汐形变和小尺度对流运动之间的相互作用。我们首先考虑分析的限制，其中的剪切是低振幅和振荡周期是短的时间尺度相比，未扰动流。在这个极限有一个粘弹性响应，我们得到的有效弹性模量和粘性系数的表达式。有效粘度与振荡频率的平方成反比，其系数可以是正的、负的或零，这取决于未扰动流的性质。我们还进行了直接数值模拟的Boussinesq对流在振荡剪切盒和测量随时间变化的雷诺应力。结果表明，湍流对流的有效粘度迅速下降的振荡频率的增加，达到小的负值，在我们已经检查的情况下，虽然显着的不确定性仍然存在，因为湍流噪声。我们讨论了这种分析的天体物理潮汐的影响。
2012-01-24 astro-ph.EP 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
Zahn's Theory of Dynamical Tides and Its Application to Stars
对赞恩的动力潮汐理论进行了批判性的分析。我们比较这个理论的结果与我们的数值计算的恒星的对流核心和辐射信封，并与质量的一个半和两个太阳的质量。我们证明，对于一个由1.5或2个太阳质量的恒星和一个质量等于太阳质量的点天体组成的双星系统，在密集光谱和中等快速耗散的假设下，其半长轴的演化时标将比Zahn理论中的短几个数量级
2017-08-06 astro-ph.SR
Dynamical tides in Jupiter and other rotationally flattened planets and stars with stable stratification
开发数值方法计算快速旋转扁球星体和气态行星的耗散动力学潮汐响应，发现混合波共振可解释木星对Io潮汐响应的观测与静力学计算差异。
2023-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing tidal theory for evolved stars by using red-giant binaries observed by Kepler
潮汐相互作用控制着密近双星和行星系统中角动量的重新分配，决定着系统向可能的平衡态演化。在低质量恒星的对流包层中，作用于平衡潮汐的湍流摩擦对双星的角动量交换有很大的影响。此外，在最近的文献中，以及本文提出的理论模型表明，动力潮的耗散，构成的潮汐惯性波传播的对流信封，是弱的相比，在红巨星阶段的平衡潮的耗散。当我们将Zahn（1977），Verbunt & Phinney（1995）和Remus，Mathis & Zahn（2012）开发的平衡潮汐形式主义应用于NASA开普勒任务观察到的所有已知红巨星双星样本时，这一预测得到了证实。此外，观察到的充分解释，仅援引平衡潮汐耗散。这种整体分析也受益于振动分量和表面旋转速率的地震特性。通过星震学，以前的偏心率作为一种进化状态诊断的说法被抛弃了。这一结果对于我们理解恒星演化高级阶段多恒星和行星系统的演化具有重要意义。
2018-06-19 astro-ph.SR
The circularization timescales of late-type binary stars
我们研究了Terquem（2021）提出的计算快潮汐和对流之间能量交换速率$D_R$的形式主义的结果，并将其应用。在以前的工作中，为了耗散潮汐能，假定$D_R$（与对流速度的梯度成比例）为正。在这里，我们认为，即使能量是间歇性地从对流转移到潮汐，它必须最终返回对流流和有效地输送到恒星表面的对流时间尺度。这与强制执行$D_R>0$是一致的，但限制性要小得多。我们的主要结果是晚型双星的圆化时标的计算，考虑到完整的恒星结构的时间演化。我们发现，循环是非常有效的PMS阶段期间，效率低下的MS期间，并再次有效时，明星接近RGB。这些结果比以前的理论更符合观测。我们也适用于我们的形式主义，以热彗星，并发现，潮汐耗散在木星质量的行星产生一个循环的时间尺度为1 Gyr的轨道周期为3 d，也在良好的整体协议与观测。这里的方法是新颖的，该理论在解决长期存在的时间尺度难题方面的明显成功是引人注目的。
2021-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear tidal excitation of super-harmonic gravity waves in main-sequence stars in binary and exoplanetary systems
本文研究了非线性效应对恒星辐射区潮汐激发的内重力波的影响。我们的动机部分是研究潮汐由于大规模的短周期热彗星，优先轨道恒星对流核心，恒星中心附近的波破碎不能操作。我们开发了一个理论（并测试它与数值计算）的超谐波的“二次”波（频率$2ω_p$）的非线性激励的“主”潮汐波（频率$ω_p$）之间的辐射区和对流包络线的界面附近。这些波与主导波具有相同的水平相速度，如果二次波能够有效地阻尼一次波，这种非线性效应可能对潮汐耗散做出重要贡献。我们推导出的标准涉及的轨道和恒星参数需要激发这些二次波的大幅度使用的辐射/对流界面，我们转换为适用于潮汐在一个球形恒星的本地模型。我们数值评估所需的临界振幅，这种新的非线性效应，成为重要的恒星模型，比较它们的“传统”的标准，在辐射核心和对流核心附近的WKBJ理论的应用波破碎。对于主序星上的$1.4$和$2M_\odot$星，这种新效应的判据比传统的非线性测度更容易满足。我们预测非线性效应是重要的，即使是行星质量的同伴在后者周围，但这种效应可能是不太重要的辐射核心的恒星。
2022-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal obliquity evolution of potentially habitable planets
恒星日射量一直被用作行星适居性的主要限制。然而，随着在低质量恒星（LMS）周围发现更多类似地球的行星，重新审视潮汐对系外行星可居住性的作用已经开始。这些研究尚未考虑行星的旋转轴与轨道平面法线之间的错位，即行星的平行度。我们应用两种平衡潮汐理论计算了在大尺度星系周围的宜居带中运行的类地行星的质量演化。的倾斜侵蚀时间，从类地倾斜度23.5度到5度的倾斜度下降的时间，相比传统的日照宜居带（IHZ）作为半长轴，偏心率和恒星质量的函数。本文还计算了由潮汐引起的潮汐加热和平衡旋转。以超级地球G1581 d和候选行星G1581 g为例，研究了潮汐过程。在IHZ中，类地行星在小于0.25太阳质量（M_sun）的恒星中的倾斜侵蚀在<0.1 Gyr. Only terrestrial planets orbiting stars with masses >0.9 M_sun中发生，在整个IHZ中倾斜侵蚀次数大于1 Gyr。质量为0.3的类地行星<0.25 M_sun undergo significant tidal heating due to obliquity tides. The predictions of the two tidal models diverge significantly for e>。在我们的二体模拟中，Gl 581 d的自旋度被侵蚀到0，并且它的旋转周期在<0.…
2011-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal dissipation in evolving low-mass and solar-type stars with predictions for planetary orbital decay
我们研究了质量在$0.1-1.6 M_\odot$范围内的恒星在整个演化过程中的潮汐耗散，包括湍流有效粘性作用于对流区的平衡潮汐和惯性波，以及辐射区的内部重力波。我们考虑了一系列恒星演化模型，并根据最新的模拟结果，将依赖于频率的有效粘性作用于平衡潮汐。我们比较潮汐流量和耗散与传统的平衡潮汐，这是严格无效的对流区，发现后者通常过度预测的耗散的2-3倍。惯性波的耗散计算使用的频率平均的形式主义占现实的恒星结构的第一次，是占主导地位的机制，二进制循环和同步的主要序列。辐射区中重力波的耗散假定这些波是完全阻尼的（例如~波破碎），是行星轨道衰变的主要机制。我们计算的临界行星质量所需的波破碎作为恒星质量和年龄的函数，并表明，这种机制预测破坏许多热彗星，但可能不是地球质量的行星的主序星。我们应用我们的结果来计算潮汐品质因数以下恒星演化，和潮汐演化时标，为热彗星的轨道衰变，和自旋同步和双星的圆化。我们还提供了过境到达时间的变化，由于潮汐驱动的轨道衰变的热彗星，可能会发现NGTS，TESS或PLATO的预测。
2020-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
How plasma coupling and convective-zone depth shape the rotation of solar-mass stars
Instituto Superior de Gestão（高等管理学院）；Centro de Astrofísica e Gravitação - CENTRA, Departamento de Física, Instituto Superior Técnico IST, Universidade de Lisboa - UL（里斯本大学高等理工学院物理系天体物理学与引力中心）；Atlântica – Instituto Universitário（大西洋大学学院）
研究通过分析太阳质量恒星的自转速率，探讨对流区深度和等离子体耦合参数与自转的关系，发现联合考虑两者时存在显著相关性，但随着年龄增长相关性减弱。
2026-05-12 astro-ph.SR
On the DB gap of white dwarf evolution: effects of hydrogen mass fraction and convective overshooting
通过考虑大气中氢质量和对流层上方对流过冲的影响，研究了白矮星的光谱演化。我们注意到对流过冲的重要性，并建议过冲长度应与对流区的厚度成正比，以更好地拟合观测结果。
2009-11-19 astro-ph.SR
Does magnetic field impact tidal dynamics inside the convective zone of low-mass stars along their evolution?
在低质量恒星的对流包层内，波浪状潮汐流的动能的耗散是形成短周期系外行星系统的轨道和旋转动力学的关键物理机制之一。虽然低质量恒星是磁活跃天体，但恒星的磁场如何影响大规模潮汐流以及潮汐波的激发、传播和消散的问题仍然没有解决。我们的目标是研究恒星磁性对潮汐波强迫的影响，以及它们在低质量恒星演化过程中的对流包络中的传播和耗散。我们已经估计了整个低质量恒星的结构和旋转演化（从M到F型）的潮汐引起的磁惯性波的强迫和耗散的磁贡献的幅度。为此，我们使用了用恒星演化程序STAREVOL计算的旋转恒星模型的详细网格。发电机产生的磁场的幅度估计通过物理定标律在底部和顶部的对流信封。我们发现，大规模的磁场的恒星有几乎没有影响的情况下，近圆轨道和共面热木星行星系统的潮汐波的激发，但它有一个主要的影响波消散的方式。因此，我们的研究结果表明，一个完整的磁流体动力学处理的潮汐波的传播和消散，需要正确评估的影响，恒星行星潮汐相互作用的低质量恒星托管短周期大质量行星的整个演化历史。
2019-09-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
A unified normal mode approach to dynamic tides and its application to rotating Sun-like stars
我们确定了一个均匀旋转的恒星的潮汐扰动，由于同伴的反应。一般的周期轨道和抛物线飞掠被认为是。我们评估能量和角动量交换率的贡献之和，从正常模式允许耗散过程。我们考虑的情况下，当响应是由一个可识别的定期频谱的低频模式，如重力模式的贡献为主，并评估它在非常弱的耗散的限制。我们的形式主义可以适用于类太阳恒星的辐射核心和对流信封和更大质量的恒星对流核心和辐射信封。我们提供了能量和角动量转移的一般表达式，适用于任何偏心率的轨道。详细计算了类太阳恒星在慢自转区的平衡态，在平衡态中忽略离心畸变，对简正模采用传统的近似。我们使用的WKBJ程序和直接数值计算，这被发现是在良好的协议制度的利益。最后，我们使用我们的形式主义，以确定一个对象的演化时间尺度，在轨道上的小偏心率，围绕太阳的恒星，其中的潮汐响应是假设发生。考虑无旋转或同步旋转的系统。只有旋转修改的重力模式下考虑波耗散发生在恒星中心附近的假设。
2013-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital Decay in Binaries Containing Post-Main Sequence Stars
研究了包含一颗原亚巨星或红巨星和一颗恒星或亚恒星伴星的双星的轨道衰变。主星被伴星掀起的潮汐导致轨道和恒星自旋之间的角动量交换，导致轨道收缩，主星自旋上升。轨道衰减率的计算，包括平衡潮汐，在对流信封中的湍流粘性阻尼，和动力潮汐，假设是一个旅行的内部重力波的辐射核心。对于密近双星，潮汐强迫期预计将远远短于涡周转时间尺度的对流信封，处方的“约化”粘度是一个重要的考虑因素。动力潮汐倾向于在最近的轨道上占主导地位，而平衡潮汐则在更远的轨道上占主导地位，交叉点取决于恒星质量。主旋转到同步旋转的旋转发生在足够大的秒级，这大大减缓了轨道衰变，直到达尔文不稳定性发生。一个参数调查提出的轨道衰减作为一个功能的主要和次要的质量，以及湍流粘度处方。这些结果与年龄相关的临界分离，$a_{\rm crit}$，其中轨道衰减是快速的，预计将观察到的系统很少的解析公式和数值结果进行了总结。将$a_{\rm crit}$的计算结果与远地点双星以及太阳质量系外行星的主恒星进行了比较。
2018-09-06 astro-ph.SR
Impact of subsurface convective flows on the formation of sunspot magnetic field and energy build-up
强烈的太阳耀斑发生在$δ$ --以单个半影中相反极性的磁通量为特征的斑点。对流湍流会强烈影响通过从对流区到光球层的通量出射形成太阳黑子。对流对$δ$ -斑的形成有多重要还没有被证明。本研究的目的是揭示对流区对流对太阳黑子磁场形成和演化的影响。利用辐射磁流体动力学程序R2D2模拟了对流区磁通量管的出现和输运过程。我们进行了93个模拟，通过分配扭曲的通量管在对流区的不同位置。结果，$δ$型和$β$型磁场分布仅由通量管周围对流的差异再现。$δ$ -斑是由光球上正负磁通量碰撞而形成的。$δ$斑点的单极和双极旋转是由磁扭曲和扭动驱动的，将磁螺旋度从对流区传输到日冕。我们探测到光球层中的非势磁场分布与对流区中下降羽流的位置之间有很强的相关性。在通量出现前h，可检测到$20$ - $30$的相关性。结果表明，通过探测对流区的下降流剖面，可以在光球层出现磁通量之前预测光球层的高自由能区。
2022-09-13 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
Off-centre convective zones in mass accreting stellar models
本研究利用MESA模拟揭示了质量吸积恒星模型中瞬态偏心对流区（oCZs）的物理起源，发现其由对流核心后退边缘密度增加引发的对流不稳定性所致，该机制解释了oCZs的存在与演化。
2025-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Structure of Convective-Reactive Zone in a Supernova Progenitor
Aster Scientific；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Monash University（莫纳什大学）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
本研究通过三维模拟和RANS方程分析超新星前身星氧-氖壳层合并，揭示了对流区内嵌套的多层对流-反应结构及其湍流驱动的混合机制。
2026-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comments on Barker and Astoul (2021)
当相互作用双星的轨道周期相对于主星的对流时间尺度而言很短时，其潮汐演化是一个长期存在的问题。Terquem（2021）认为，当遵守这种时间排序方案时，从潮汐到对流的能量转移率（记为$D_R$）由与潮汐速度相关的平均雷诺应力和与对流相关的平均切变的乘积给出。在最近的回应中，Barker和Astoul（2021，以下简称BA 21）声称，$D_R$（这种形式）不能促进潮汐耗散。他们的分析是基于Boussinesq和滞弹性模型的研究。在这里，我们表明，BA21错误地识别负责潮汐和对流之间的能量转移的正确术语。因此，他们的滞弹性计算不能证明$D_R$公式作为潮汐和对流之间的能量损失耦合是无效的。BA21也在Boussinesq近似下进行了计算。在这里，他们声称$D_R$再次没有贡献是基于边界条件，不适用于任何从其表面辐射能量的恒星或行星，这是我们考虑的问题中的一个关键耗散过程。
2021-06-29 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
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
Turbulent transport of radiation in the solar convective zone
本文研究了太阳对流区辐射的湍流输送。导出了辐射强度的平均场方程。结果表明，由于湍流的影响，辐射的有效穿透长度可以增加几倍的辐射的平均穿透长度（定义为一个反平均吸收系数）相比。利用基于混合长度理论的太阳对流区模型（其中平均辐射穿透长度通常远小于湍流相关长度），证明了在太阳表面附近，有效穿透长度与平均辐射穿透长度之比增加了2.5倍。主要原因是压缩效应，在太阳表面附近变得重要，其中温度和密度波动朝着太阳表面增加，增强辐射吸收系数的波动并增加辐射的有效穿透长度。
2021-09-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Dynamical Tides Reexpressed
Zahn（1975）首先提出并详细计算了密近双星系统中恒星在动力潮汐作用下所受到的力矩。他的公式被广泛应用于具有辐射包层和对流核的恒星，它是用恒星半径来表示的，尽管扭矩实际上是施加在对流核的核心半径上。这导致了一个大的前因子，它对恒星的全局属性非常敏感，使扭矩倍增。这个大因子由一个非常小的乘法因子$E_{2}$补偿。虽然这在数学上是准确的，但根据应用，这可能导致显著的误差。这个问题甚至更严重，因为$E_{2}$的计算本身是不平凡的，并且不同的作者获得了不一致的$E_{2}$值。此外，许多代码（如BSE，StarTrack，MESA）内插（有时外推）一个适合的$E_{2}$值的恒星质量，往往在制度，这是不健全的做法。我们用另一种形式表示扭矩，用在转子-铁芯边界处的参数和无量纲系数$β_{2}$表示。以前试图以这种形式表达扭矩的尝试要么缺少一个重要的因素，这取决于恒星的密度分布，要么不容易实现。我们证明了$β_{2}$几乎与恒星的性质无关，其值近似为1。我们的扭矩公式易于实现，并避免了与经典表达式相关的困难。
2017-09-13 astro-ph.SR
Mind the Gap I: H$α$ Activity of M Dwarfs Near the Partially/Fully Convective Boundary and a New H$α$ Emission Deficiency Zone on the Main Sequence
本文通过480颗M矮星的高分辨率H$α$光谱巡天，确定赫罗图间隙上缘为活动急剧过渡边界，并发现新的H$α$发射缺失区，揭示大质量完全对流恒星角动量损失更快。
2023-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hunting for giant cells in deep stellar convective zones using wavelet analysis
利用ASH程序进行三维高分辨率流体动力学模拟，研究了层结对恒星表面附近和深部湍流对流的影响。对同一个400万年前的$0.7 M_\odot$主序前恒星模型进行了四次不同径向密度对比度的模拟，模拟结果对应于不同的长宽比。我们强调的存在，巨细胞是嵌入在复杂的表面对流模式，使用小波和时间相关分析。其次，我们根据密度对比，研究了它们在不同纬度和深度模型中的寿命、纵横比和空间扩展等性质。我们发现，这些巨人细胞的寿命大于恒星的周期与一个典型的纵向宽度为490毫米和纬度的扩展与径向密度对比度超过50 \degree纬度最厚的对流区。它们的自转速率远大于局域微分自转速率，并且随径向密度差的增大而增大。然而，它们的空间相干性作为深度的函数随着密度对比度的减小而减小，这是由于在这些更分层的情况下存在更强的剪切。
2011-01-06 astro-ph.SR
Overstable Convective Modes in a Polytropic Stellar Atmosphere
本文证明太阳对流区下半部可存在过稳定对流模态（热罗斯比波），给出多方球分层中大气波的解析解，并探讨其与辐射区$g$模态的耦合可能增强光球可见性。
2023-05-11 astro-ph.SR
Turbulent magnetic helicity fluxes in solar convective zone
等离子体的螺旋运动（$α$效应）和非均匀（微分）旋转的联合作用是太阳和银河系大尺度磁场的一个重要发电机机制。小尺度场的磁螺旋度动力学是非线性发电机饱和的关键机制，其中湍流磁螺旋度通量允许避免$α$效应的灾难性淬灭。太阳和类日恒星的对流区以及星系盘是产生湍流磁螺旋度通量的源。在平均场近似和谱$τ$近似的框架下，我们利用库仑规范导出了密度分层湍流中的湍流磁螺旋度通量。湍流磁螺旋度通量包括非梯度和梯度贡献。非梯度磁螺旋度通量与非线性有效速度（在没有密度分层的情况下为零）乘以小尺度磁螺旋度成正比，而梯度贡献描述了小尺度磁螺旋度的湍流磁扩散。此外，湍流磁螺旋度通量包含与动力学$α$效应或其梯度成比例的源项，以及由大尺度切变（太阳差异旋转）引起的贡献。我们已经证明，由于动力学$α$效应及其径向导数与小尺度磁螺旋度的非线性磁扩散相结合的湍流磁螺旋度通量在太阳对流区占主导地位。
2022-08-13 astro-ph.SR
Tidally driven inertial waves enhance eccentricity damping and spin evolution in planets and stars
University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
研究显示，潮汐驱动的惯性波能显著增强行星和恒星的偏心率阻尼，有助于解释双星系统圆化问题。
2025-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the proper use of the Schwarzschild and Ledoux criteria in stellar evolution computations
由CoRoT和$\textit{Kepler}$等空间飞行任务开启的详细的星震分析时代突出了对没有数值误差的恒星模型的需要，以便能够诊断在标准恒星建模中哪些物理方面被忽略或处理不当。我们在这里解决的重要问题，固定对流区边界的局部混合长度理论的框架。首先，我们表明，唯一正确的方法来定位对流区边界是找到，在每个迭代步骤，通过插值或外推点$\textit{within the convective zone}$，质量的辐射光度等于总的。然后我们讨论了边界条件的两个误用以及它们对恒星模拟和恒星演化的影响。第一种是在对流边界的$\textit{radiative}$侧应用对流不稳定的中性条件。第二种误用边界条件的方法来自于通过寻找可能的\textit{discontinuous}函数的符号变化来固定对流边界的过程。我们发现，这些误用可能会导致对流核心的大小与以下演变阶段的重要后果完全错误的估计。我们指出了在每个对流区边界使用双网格点的优点。本文讨论了对流壳层的特殊问题，并给出了有关超调的一些注记。
2014-05-01 astro-ph.SR
On laminar convection in solar type stars
提出了一个新的太阳型恒星大尺度多层对流模型。这个模型使我们能够理解在太阳表面观察到的自相似结构，如颗粒，超颗粒和巨细胞。我们研究了无磁场、具有球对称对流带的慢自转氢星。光子流从恒星的中心热核区到达对流区。这些光子与含$T>10^5K$的完全电离氢等离子体的相互作用是通过光子通量在质子和电子上的汤姆逊散射来进行的。在这些条件下，等离子体相对于汤姆逊散射是光学厚的。这一事实是多层对流形成的基本事实。我们找到了对流区结构的定态解。这个解描述了负责恒星表面结构形成的对流层。
2010-12-16 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
H ingestion into He-burning convection zones in super-AGB stellar models as a potential site for intermediate neutron-density nucleosynthesis
我们研究了超AGB热脉冲（TP）星在一系列金属丰度（Z）下的演化，并探讨了对流边界混合（CBM）的影响。随着金属丰度的降低和TP阶段的演化，氦壳闪光和第三次疏浚（TDU）发生在时间上更接近。一段时间后（取决于CBM参数化），有效的TDU开始，而脉冲驱动对流区（PDCZ）仍然存在，导致PDCZ和对流包络之间的物质对流交换。这导致质子被摄入对流氦燃烧脉冲中。即使是少量的煤层气鼓励对流区的相互作用，导致质子从对流信封到他层的运输。氢燃烧光度超过$10^9$（在某些情况下$10^{10}$）$\mathrm{L}_\odot$。我们还计算了最大质量的超AGB星的dredge-out模型，并表明dredge-out现象是对流反应H- $^{12}$ C燃烧的另一个可能的位置。我们讨论了在这些条件下恒星演化模型的实质不确定性。然而，模拟表明，在对流反应H-燃烧制度的H摄入的恒星可能会遇到的中间中子捕获过程（i过程）的条件。我们推测，一些CEMP-s/r星可能起源于低Z SAGB星的H-摄入阶段的i-过程条件。然而，这种情况表明超级AGB恒星的电子捕获超新星速率非常低。我们还模拟了潜在的爆发引发这样的H-摄入事件，目前他们的光变曲线，并简要讨论了他们的瞬态特性。
2015-10-26 astro-ph.SR
Star-planet interactions VI. Tides, stellar activity and planet evaporation
潮汐相互作用和行星蒸发过程影响着近距离恒星-行星系统的演化。我们研究了恒星自转对这些过程的影响。我们计算的时间演化的恒星行星系统组成的行星的初始质量之间的0.02和2.5 M $_{ Jup}$（6和800 M $_{ Earth}$），在一个准圆轨道的初始轨道距离之间的0.01和0.10 au，围绕太阳型恒星的演变从前主序星（PMS），直到主序星（MS）阶段结束。我们占的演变：恒星结构，恒星角动量由于潮汐和磁制动，潮汐相互作用（平衡和动态潮汐恒星对流区），质量蒸发的行星，和长期的行星轨道的演变。我们认为，在演化的开始，原行星盘已经完全消散，行星形成完成。无论是快速的初始恒星旋转，和更有效的角动量传输的恒星内部，一般来说，有助于扩大域是缺乏行星后的PMS阶段，在平面上的行星质量与轨道距离。与观测到的围绕太阳质量恒星运行的系外行星在行星质量与轨道距离平面上的分布情况（针对“海王星沙漠”特征）进行比较，显示出与目前模拟结果令人鼓舞的一致性，特别是因为没有试图微调模型的初始参数以适应观测结果。我们还获得了裸核行星的轨道周期的上限，这与行星半径与轨道周期平面中的“半径谷”特征的观测结果一致。潮汐和行星蒸发这两种效应应该同时以一种一致的方式加以解释，并有一个详细的恒星演化模型。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global MHD simulations of the solar convective zone using a volleyball mesh decomposition. I. Pilot
长期以来，太阳建模一直被分为“内部”和“表面”建模，因为缺乏工具来连接空间和时间的不同尺度，以及所涉及的广泛不同的环境和主要物理效应。最近为解决这种脱节问题做出了重大努力。我们解决了连接内部对流区和发电机模拟到太阳表面的突出瓶颈，并使用基于任务的DISPATCH代码框架对太阳对流区进行概念验证高分辨率全球模拟。我们提出了一个新的“排球”网格分解，它具有笛卡尔补丁镶嵌在一个球体上，没有奇点。我们使用我们的新的基于熵的HLLS近似黎曼求解器来模拟磁流体动力学在一个全球性的模拟，范围在0.655 - 0.995 R $_\odot$，与初始环境磁场设置为0.1高斯。模拟发展了具有复杂湍流结构的对流运动。小规模发电机的行动扭曲的环境磁场和局部放大磁场幅度超过两个数量级的初始运行时间内。
2022-11-17 astro-ph.SR physics.comp-ph
Turbulent eddy-time-correlation in the solar convective zone
类太阳振荡驱动过程的理论模拟是理解太阳型恒星对流区性质的一个有力途径。在这个框架中，湍流涡旋之间的时间相关性的描述是模式振幅的一个重要组成部分。然而，在涡旋时间关联函数的高斯或洛伦兹描述之间存在争论（Samadi et al. 2003，Chaplin et al. 2005）。事实上，高斯描述再现了太阳模式振幅的低频形状，但从理论角度来看并不令人满意（Houdek，2009），并导致与观测结果的其他分歧（Samadi等人，2007年）。这些都是通过使用洛伦兹描述解决的，但是太阳观测的低频形状没有正确地再现。我们调和这两种描述，通过采用扫描近似，其中包括在假设的涡时间关联函数是由平流的涡，在惯性范围内，由能量轴承涡为主。使用洛伦兹函数以及从扫描假设导出的截止频率，使我们能够再现观测的低频形状。这一结果也证实了太阳情况下高度湍流的扫掠假设。
2010-10-13 astro-ph.SR
Simulating the Convective Urca Process with Multiple Urca Pairs in a Simmering White Dwarf
Stony Brook University（石溪大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
本文研究了白矮星在接近钱德勒质量前体模型中的对流Urca过程，通过3D模拟探讨了Urca对在对流区中的作用，发现A=23 Urca对对过程影响最大，且该过程降低了对流混合效率但不影响对流区大小。
2026-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Convective overshooting in sdB stars using the $k$-$ω$ model
在核心氦燃烧恒星中，对流核心中的混合非常不确定。为了探索对流核之外的过冲混合，我们将Li（2012，2017）提出的$k$ - $ω$引入MESA，并研究了sdB模型演化中的过冲混合。我们发现对流核心的发展可以分为三个阶段。当辐射温度梯度$\nabla_{\rm rad}$从恒星中心单调递减时，过冲混合呈现出与Herwig（2000）相似的指数衰减行为，过冲距离使$\nabla_{\rm rad} \simeq \nabla_{\rm ad}$在对流核边界处，与自驱动机制Castellani，Giannone \& Renzini（1971 a）的预测一致.当辐射温度梯度$\nabla_{\rm rad}$在对流核中显示最小值时，如果$\nabla_{\rm rad}$的最小值小于绝热温度梯度$\nabla_{\rm ad}$，则对流核可以被划分为两个对流区。对于单区情况，超调混合仍然表现出指数衰减行为，但超调距离比初始阶段小得多。对于双区情况，对流核外的过冲混合与单区情况相似，但在对流壳层两侧几乎停止。我们的过冲混合方案类似于Constantino et al.（2015）的最大过冲方案。在最后阶段，通过过冲混合将新鲜氦连续注入对流核心，这类似于“核心呼吸脉冲”（Sweigart \& Demarque 1973; Castellani等1985）。
2018-06-19 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
Dynamic Coupling of Convective Flows and Magnetic Field during Flux Emergence
为了更好地理解太阳内部与日冕的能量耦合，我们模拟了磁通量绳从太阳对流区到日冕的浮力上升。磁流体动力学模型解决了辐射冷却，日冕加热和电离的物理问题，使我们能够产生一个更真实的太阳大气模型。模拟显示了磁通量在光球层出现并合并形成两个极性相反的大浓度的过程。我们发现，在对流区的大尺度对流运动是至关重要的形成和维持太阳黑子，而在近地层的水平会聚流阻止集中的极性分离。太阳黑子在对流区的足点表现出一致的旋转运动，导致日冕场螺旋度的增加。在这里，对流的局部结构导致相反极性的磁通量与沿极性反转线的剪切流会聚。在磁绳上升过程中，磁能首先通过光球层的出露注入，然后通过水平流输送能量，最后被淹没流潜回对流区。
2011-11-07 astro-ph.SR
Entropy proxy inversions as tracers of the evolution of physical conditions at the base of the solar convective envelope
本文提出可由日震学反演获得的太阳对流包层修订版熵代理，用以约束对流区底部热力学条件，并证明其可排除绝热超射、指示不透明度修订需求。
2025-06-11 astro-ph.SR
3D simulations of convective shell Neon-burning in a massive star
本研究通过3D流体力学模拟大质量星晚期氖燃烧对流区湍流，发现低分辨率即可捕捉对流主体但边界需高分辨率，且低核反应增强时1D混合方法有效，但同时间尺度事件需更复杂处理。
2024-05-31 astro-ph.SR
The partial ionisation zone of heavy elements in F-stars: a study on how it correlates with rotation
研究了10颗主序星的内部结构与自转性质之间的关系。主序星F型恒星的自转可以用两个不同的自转区域来表征。早期型F星通常是快速旋转体，周期通常低于10天，而后期型F星的旋转周期更长。具体而言，由于两个旋转制度是紧密相连的恒星的有效温度，我们详细调查的部分电离区的这些恒星，这反过来又取决于内部的温度分布的外部对流信封的特性。我们的研究表明，这两个旋转制度可能是区分的相对位置的部分电离区的重元素和对流区的基础。由于在所有这些恒星中，对流区和辐射区（速跃层）之间的剪切层起着重要作用，因此预计存在一个由发电机驱动的磁场，这一结果表明，磁场可能与对流和电离的综合性质有关。
2019-06-28 astro-ph.SR
