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
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
An abrupt change in the stellar spin-down law at the fully convective boundary
本研究利用运动学年龄发现恒星自转减速规律在全对流边界处突变，完全对流恒星角动量损失率更高，或意味着两类恒星的发电机存在本质差异。
2023-06-15 astro-ph.SR
Constraining convective regions with asteroseismic linear structural inversions
上下文恒星模型中的对流区域总是与不确定性有关，例如由于额外混合或从对流到辐射能量传输的过渡位置可能不准确。这些对恒星模型及其基本参数有很大的影响。减少这些不确定性的最有希望的方法是利用星震学来探测这些区域的结构特征。目标。我们希望使用定制的积分量，以提高地震探测恒星内部对流区的能力。我们希望增加结构地震反演获得的指标的数量，以提供对恒星模型的额外约束和从理论建模确定的基本参数。方法.首先，我们提出了新的内核与代理的熵在恒星内部。然后，我们将展示如何使用这些内核来构建定制的集成量探测恒星模型内的对流区域。我们提出了两个指标，适合探测对流核心和信封，分别，并测试他们的人工数据。结果我们表明，这是可能的探测对流核心和信封使用适当的指标与结构反演技术。这些指标提供了直接的限制代理的熵的恒星等离子体，敏感的对流区域的特性。这些约束条件，然后可以用来改善模拟类太阳恒星提供了一个额外的程度的选择模型从经典的正演模拟方法。我们还表明，为了获得非常准确的指标，我们需要l = 3模式的包络线，但核心条件指标是更灵活的地震数据，需要使用。
2017-11-14 astro-ph.SR
Convective core entrainment in 1D main sequence stellar models
恒星深部对流的三维流体动力学模型在对流-辐射边界处表现出湍流卷吸，其遵循卷吸定律，随边界穿透率而变化。我们在一维Geneva恒星演化程序中实现了卷吸定律。然后，我们计算模型之间的1.5和60 M $_{\odot}$在太阳金属丰度（$Z=0.014$），并将它们与前几代的模型和观测的主要序列。边界穿透性，量化的散装理查森数，$Ri_{\mathrm{B}}$，随质量和随时间在较小程度上变化。$Ri_{\mathrm{B}}$随质量的变化是由于核心典型对流速度的质量依赖性，因此恒星的光度。对流核上方的化学梯度主导了$Ri_{\mathrm{B}}$随时间的变化。因此，卷吸定律方法可以通过$Ri_{\mathrm{B}}$解释对流边界混合的表观质量依赖性。新的模型，包括夹带可以更好地再现质量依赖的主要序列宽度使用夹带法律参数$A \sim 2 \times 10^{-4}$和$n=1$。我们比较这些经验约束值的三维流体动力学模拟的结果，并讨论影响。
2021-03-11 astro-ph.SR
Applications of the $k$-$ω$ model in stellar evolutionary models
湍流的$k$ - $ω$模型首先由Kolmogorov（1942）提出。Li（2012）提出了一种新的恒星对流模型$k$ - $ω$，该模型不仅可以合理地描述对流不稳定区的湍流对流，而且可以合理地描述过冲区的湍流对流。通过改进几个模型假设（包括湍流宏观长度、对流热通量和湍流混合扩散系数等），对$k$ - $ω$模型进行了修正，使其不仅适用于对流包层，而且适用于对流核心。修订后的$k$ - $ω$模型引入了八个参数。应该注意的是，雷诺应力（湍流压力）在流体静力学支撑的方程中被忽略。我们将其应用于太阳模型和5个$M_{\odot}$恒星模型中，对8个模型参数进行了标定，并研究了对流超射对太阳和中等质量恒星模型的影响。
2017-04-13 astro-ph.SR
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
On Convective Turnover Times and Dynamos In Low-Mass Stars
本研究基于恒星自转与X射线观测推导经验对流周转时间，并结合MESA模型揭示其指示跨越全对流边界的恒星深部发电机作用。
2024-10-25 astro-ph.SR
Rotation, convective core overshooting, and period changes in classical Cepheid stellar evolution models
经典造父变星是恒星演化和近场宇宙学的有力探测器，这要归功于它们的高光度、脉动和遵循莱维特（周期光度）定律。然而，关于它们的演变仍然存在一些问题，如旋转的作用，对流核心超射和风。特别是，这些过程如何影响造父变星的演化和预测的基本性质，如恒星质量。在这项工作中，我们比较了一个样本的周期变化，实时观测的恒星演化与新的演化模型，以测试这前两个过程的影响。在我们之前的研究中，我们发现增强的质量损失对于描述样品是至关重要的，在这里，我们继续分析，但旋转混合和核心过冲。我们表明，虽然旋转是重要的恒星演化的研究，旋转，本身是不够的，从所观察到的样本的周期变化率的分布模型。另一方面，对流核心过冲需要解释的幅度的周期变化率，但不能解释的恒星数量与积极和消极的周期变化率。总之，我们确定，对流核心过冲和恒星自转本身是不足以解释所观察到的造父变星周期变化率的分布和另一种机制，如脉冲驱动的质量损失，可能需要。
2020-05-13 astro-ph.SR
The Mass Mixing Length in Convective Stellar Envelopes
恒星中对流混合质量的尺度长度可以计算为单向（向上或向下）质量通量的垂直导数的倒数。这与恒星对流混合长度理论中的混合长度有关。我们给出了一个三维表面对流模拟网格的质量混合长度与压力标度高度的比值，覆盖了从4300 K到6900 K的主序星，直到$\log g = 2.2$的巨星，所有这些都是太阳组成。这些模拟也证实了从太阳模拟中已经知道的，对流不是由离散的对流元素进行的，而是作为一个连续的，缓慢的，平滑的，温暖的上升流和湍流的，熵不足的，快速的下降气流。这种对流拓扑结构也会导致混合的经典混合长度配方的规模，只是一个分层大气中的流动质量守恒的后果。
2011-02-05 astro-ph.SR
One size does not fit all: Evidence for a range of mixing efficiencies in stellar evolution calculations
内容：中、高质量恒星内部的化学混合在恒星演化模型中具有很大的不确定性，除了延长主序星的寿命外，化学混合还显著增加了恒星核心的质量。有几项研究试图校准不同对流边界混合机制的效率，有时看起来相互矛盾的结果。目的：我们的目标是证明恒星模型经常低估对流恒星核心的质量。研究方法：我们收集对流核心质量和分数核心氢含量的推论，从许多独立的二进制和asterosephic研究，并比较它们与MESA恒星演化代码计算的恒星演化模型。结果如下：我们证明，核心质量的推断，从文献中普遍更大的质量比预测的恒星演化模型没有或几乎没有对流边界混合。结论：独立于内部混合的形式，恒星模型需要一个有效的混合机制，在整个主序星产生更多的质量核心，以重现高精度的观测。这对所有在主序星上有发达对流核的恒星的主序星后演化有影响。
2021-07-21 astro-ph.SR
Asteroseismic Constraints on the Models of Hot B Subdwarfs: Convective Helium-Burning Cores
热B次矮星（sdB星）中非径向脉动的星震学提供了一个独特的视角来观察核心氦燃烧恒星的内部。地面和星载高精度光变曲线允许分析压力和重力模式脉动，以探测对流核心深处sdB恒星的结构。因此，星震学分析提供了一个极好的机会来检验我们对恒星演化的理解。由于sdB星和红团簇星的星震学的最新限制，一维恒星演化模型中对流混合的标准方法受到了质疑。问题在于目前对对流边界处的过冲和卷吸的处理。不幸的是，没有一致的对流混合算法存在来解决这个问题，引入不确定性的恒星年龄的估计。恒星对流的三维模拟显示了超调区和边界层的自然发展。在一维恒星演化模型中寻找一致的对流公式时，三维模拟和星震学结果的指导是必不可少的。
2016-12-08 astro-ph.SR
Calibrating the α parameter of convective efficiency using observed stellar properties
上下文在确定精确的恒星参数和恒星化学成分时，合成模型大气计算仍然是最常用的工具。除了三维模型，始终解决流体动力学过程，一维模型，使用近似对流能量传输发挥了主要作用。目标。我们使用现代Balmer线形成理论以及太阳和南河三的光谱能量分布（SED）测量来校准模型参数α，该参数描述了我们的一维模型中的对流效率。对流在参数空间中的一个显著范围内进行了校准，从F-K沿着主层序到达，并在宽范围的金属丰度上对岔道和巨型分支进行采样。这种校准与理论评估进行了比较，并允许对恒星大气进行精确建模。方法.我们使用Balmer线拟合和SED拟合来确定对流效率参数α。这两种方法对光球层的结构和温度分层都很敏感。结果虽然SED拟合不允许精确确定太阳和南河三的对流参数，但它们都有利于显著高于1.0的值。Balmer线拟合，我们发现更敏感，表明对流效率参数α是$\approx$ 2.0的主序星和迅速下降到$\approx$ 1.0的演化恒星。这些结果与3D模型的预测高度一致。虽然主序星上的数值与预测非常吻合，但测量结果表明，随着恒星向巨星分支演化，对流效率的降低比模型预测的更为剧烈。
2015-04-07 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
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
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 blueshifts in the solar atmosphere: III. High-accuracy observations of spectral lines in the visible
太阳大气中的对流运动使谱线变得不对称，并使波长偏移。对于光球线，这种差分多普勒频移从太阳盘中心到边缘变化。对对流蓝移及其中心到边缘变化的精确和全面的观测提高了我们对大气流体动力学和随后的线形成的理解，并为改进太阳大气的3D模型提供了基础。我们进行了系统的光谱测量的对流蓝移的安静的太阳与激光绝对参考光谱仪（LARS）在德国真空塔望远镜。太阳圆盘的空间扫描覆盖四个径向（赤道和赤道）轴。用激光频率梳对26条光球-色球谱线的高分辨光谱进行了绝对波长的1 m/s精度标定。应用星历和参考校正，平分线分析提供了线不对称性和多普勒频移，其不确定性只有几米/秒。为了与其他观测结果进行比较，我们将结果卷积到较低的光谱分辨率。通常情况下，一个蓝移的“C”形曲线在磁盘中心转变成一个蓝移较少的“”形向太阳边缘。所有线的比较揭示了对流蓝移线深度的系统依赖性。合成模型产生相当大的偏差，从观察到的中心到肢体的变化。所获得的安静太阳的多普勒频移可以作为其他观测、多普勒图的相对校准以及大气模型的必要改进的绝对参考。在此基础上，恒星表面对流的高精度模型的开发将通过径向速度测量推进对（潜在可居住的）系外行星的探测。
2019-01-22 astro-ph.SR
The magnetic strip(s) in the advanced phases of stellar evolution - Theoretical convective turnover timescale and Rossby number for low- and intermediate-mass stars up to the AGB at various metallicities
最近对普通G、K和M巨星的分光偏振观测显示，HRD中的局部磁条与第一次挖掘和核心氦燃烧发生的区域一致。我们试图了解这种晚型巨星中磁场的起源。在类比与晚型矮星，我们主要集中在已知的参数，影响产生的磁场的外对流信封。我们计算的经典发电机参数沿演化轨道的低和中等质量的恒星在不同的金属丰度使用恒星模型，已被广泛测试的光谱和asteroseismic观测。这些包括对流周转时间尺度和对流Rossby数，从PMS到RGB或早期AGB的尖端计算。为了研究非常扩展的外对流包络的影响，我们计算这些参数的整个对流包络和本地，也就是说，在不同的深度内的信封。我们还计算了主序上中等质量恒星对流核的周转时间尺度和相应的Rossby数。我们的模型表明，Rossby数的对流信封变得低于统一的赫兹-罗素图的磁场确实被检测到的良好界定的位置。我们表明，α-欧米茄发电机过程可能不会连续运行，但它们是有利于在恒星对流信封在两个特定的时刻沿演化轨迹，即，在第一次疏浚在RGB的基础上，并在中央氦燃烧的氦燃烧阶段和早期AGB。这种普遍的行为可以解释最近通过对演化恒星的专门分光偏振测量发现的所谓磁条。
2017-03-31 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
Variability of stellar granulation and convective blueshift with spectral type and magnetic activity. I. K and G main sequence stars
在太阳型恒星中，对流蓝移的衰减由恒星的磁活动主导RV变化的低振幅信号引起的低质量的行星。不同于太阳的恒星模型需要对对流蓝移的衰减有很好的了解，以估计其对变化的影响。因此，不仅要精确确定不同类型恒星的对流蓝移幅度，而且还要确定这种对流蓝移对磁活动的依赖性，因为这些是我们模型产生RV的关键因素。我们研究了一个样本的主序星的光谱类型从G0到K2，并专注于他们的时间平均属性：活动水平和标准，允许对流蓝移的振幅。我们发现由于对流的谱线的微分速度位移取决于光谱类型，波长（这种依赖关系与Teff和活动水平），并在活动水平。这使我们能够量化的颗粒化性质的依赖性对磁性活动的恒星以外的太阳。对流蓝移的衰减因子在所考虑的光谱类型范围内似乎是恒定的。我们推导出一个对流蓝移，朝向较低的温度，与Teff低于5800 K的模型密切一致的趋势，但具有显着更大的全球振幅。最后，我们比较观察到的RV变化幅度与那些可以来自我们的对流蓝移使用一个简单的法律，并找到一个普遍的协议的幅度。我们的研究结果与以前的结果是一致的，并提供，第一次，对流蓝移的Teff，磁活动和波长的函数，在一个大样本的G和K主序星的估计。
2016-10-07 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
From convective to stellar dynamos
对流驱动发电机与旋转产生磁场的规模大的规模相比，湍流涡旋正在审查。有人认为，这些领域可以理解为阿尔法效应的结果。在笛卡尔域中的模拟表明，这种大规模的磁场饱和的时间尺度上兼容的电阻，这表明α效应的幅度在这里仍然受到近似磁螺旋守恒。有人认为，在不存在剪切和/或任何其他已知的大尺度发电机效应的情况下，这些模拟证明了湍流α ^2型发电机的存在。最后，最近的结果进行了讨论的背景下，太阳和恒星发电机。
2011-03-28 astro-ph.SR
Statistical Signatures of Nanoflare Activity. III. Evidence of Enhanced Nanoflaring Rates in Fully Convective stars as Observed by the NGTS
本文利用统计与傅里叶技术分析NGTS观测的M矮星光变曲线，发现全对流M2.5V及更晚亚型恒星的纳耀斑率显著增强，并揭示了耀斑幂律指数和衰减时标随亚型的变化，表明全对流大气有利于小尺度磁重联。
2023-09-18 astro-ph.SR
Theoretical values of convective turnover times and Rossby numbers for solar-like, pre-main sequence stars
磁场是观测到的晚型恒星活动的核心，它们可能是由辐射和对流恒星区域之间的界面层的发电机机制产生的。由于发电机模型是基于差分旋转和对流运动之间的相互作用，在ATON 2.3恒星代码中引入旋转允许探索恒星结构和演化中的磁效应的物理一致性处理，即使有强大的数学和数值挑战。作为例子，我们提出的本地（τ_c）和全球（τ_g）对流周转时间的旋转前主序星太阳型恒星的理论估计，最新的输入物理恒星模型的基础上。我们的理论预测与以前的文献中提供的。此外，我们调查的对流周转时间对流制度的依赖性，旋转和大气处理的存在。这些估计，这些量可以用来计算Rossby数Ro，它与发电机理论中的磁活动强度有关，至少对于主序星来说，它与恒星活动有观测相关性。更重要的是，它们还可以帮助测试恒星模型与观测结果。我们得到的τ_c、τ_g和Ro的理论值与Kim & Demarque（1996）的理论值定性一致。通过增加对流效率，对于给定的质量，τ_g减小。FST模型显示更低的值。与非旋转模型相比，旋转的存在使tau_g向稍高的值移动。在模型中使用非灰色边界条件产生的tau_g值小于灰色近似。
2010-01-15 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
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
Convective quenching of stellar pulsations
背景：我们研究发生在靠近经典不稳定带红边的冷造父变星中的对流脉动耦合。在这些恒星中，表面对流区被认为是稳定卡帕机制激发的径向振荡。目的：研究对流运动对卡帕机制激发的声模振幅和非线性饱和度的影响。我们感兴趣的是确定所需的物理条件，导致淬火的振荡对流。研究方法：我们计算对流脉动耦合的二维非线性模拟（DNS），其中振荡由一个连续的物理过程维持：卡帕机制。由于频率分析和投影的物理场到声学子空间，我们研究了对流运动如何影响不稳定的径向振荡。结果如下：取决于初始物理条件，获得两个主要行为：（i）或者不稳定的基本声学模式具有大幅度，携带大部分动能，并且显示出类似于纯辐射情况的非线性饱和;（i i）或者对流运动显著地影响仍然非常弱的模式幅度。在第二种情况下，对流正在抑制声振荡。我们解释这些差异的密度对比度的差异：较大的分层导致较小的对流羽流，不影响太多的纯径向模式，而大尺度的涡流可能会淬灭振荡。
2011-01-03 astro-ph.SR
Propagating Linear Waves in Convectively Unstable Stellar Models: a Perturbative Approach
在恒星对流区，声学振荡的线性时域模拟是不稳定的。为了克服这个问题，通常计算稳定背景恒星模型的振荡。然而，稳定性影响结果。在这里，我们建议使用微扰的方法（运行模拟两次）近似恢复声波场，同时保持地震互易性。为了测试该方法，我们考虑了一个1D标准太阳模型。我们发现，（不稳定的）标准太阳模型的模式频率很好地近似由微扰方法在$1~μ$ Hz内的频率接近$3~μ$ Hz的低阶模式。我们还表明，微扰方法是适当的校正旋转频率内核。最后，我们评论说，该方法可以推广到三维磁化恒星内部的波传播，因为磁场对对流的稳定作用。
2013-12-15 astro-ph.SR
Convective Properties of Rotating Two-Dimensional Core-Collapse Supernova Progenitors
我们探讨对流的碳，氧，硅壳燃烧在演化的后期阶段，在20 Msun星旋转的影响。利用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们构造了没有旋转和初始刚性旋转50%临界的一维恒星模型。在不同的时间点，在演变过程中，我们映射到2D的一维模型，并遵循多个对流周转时间的FLASH可压缩流体动力学代码的多维演变，直到达到准稳态。我们通过将动量密度分解为矢量球谐函数来表征对流运动的强度和尺度。我们发现，旋转影响螺线管模式的总功率，碳和氧壳燃烧比硅壳燃烧的影响稍大。包括旋转的一维（1D）恒星演化模型改变了恒星的结构的方式，有一个显着的影响，多维对流的字符。然而，在演化阶段忽略自转的恒星模型中加入适量的自转，对所产生的对流性质几乎没有影响。由于在核心坍缩点存在的对流的空间尺度和强度直接影响超新星机制，我们的研究结果表明，旋转可能在设置大规模恒星爆炸的阶段中发挥重要作用。
2016-01-25 astro-ph.SR
Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA): Pulsating Variable Stars, Rotation, Convective Boundaries, and Energy Conservation
我们更新的开放知识的软件仪器模块恒星天体物理学实验（MESA）的能力。RSP是MESAstar中的一个新功能，它模拟了代表RR Lyrics，Cepheids和其他类别变星的非线性径向恒星脉动。我们显著增强数值能量守恒能力，包括在质量变化期间。例如，这使得通过He闪光的计算能够将能量保存到优于0.001%。为了改进MESA中旋转恒星的建模，我们引入了一种新的方法来修改恒星结构的压力和温度方程，以及重力暗化的投影效应的公式。一个新的计划，用于跟踪对流边界产生可靠的值的对流核心质量，并允许自然出现的绝热对流区域在核心氢和氦燃烧阶段。我们量化了MESA在当前一代多核架构上的并行性能，并证明了辐射悬浮计算效率的提高。我们报告更新的状态方程和核反应物理模块。我们简要地讨论了目前的处理回落在核心坍缩超新星模型和超新星爆炸的热力学演化。最后，我们讨论了新的MESA Testhub软件基础设施，以增强源代码开发。
2019-05-16 astro-ph.SR
Exploring stellar evolution models of sdB stars using MESA
恒星演化计算已经取得了巨大的成功，再现了观测到的不同类型恒星的大气特性。最近检测到的g-模式脉动在进化的他燃烧的恒星允许一个罕见的比较其内部结构与恒星模型。亚矮星B星的星震学研究表明，对流核的质量约为恒星总质量的$0.22-0.28\,M_\odot$、$\gtrsim 45\,\%$。以前的研究发现，在一个相当的进化阶段，对流核心质量（$\lesssim 0.19\,M_\odot$）显着较小。我们用MESA（恒星天体物理学实验模块）开发了恒星模型，以探索从星震学推断的内部结构如何通过标准算法再现。我们的定性演变路径、在$\log g-T_{\rm{eff}}$图中的位置和模型时间尺度与之前的结果一致。我们的完整进化序列的SdB质量落在经验SdB质量分布的范围内，但几乎总是低于中位数。使用标准的MLT与原子扩散，我们发现对流核心质量的$\sim 0.17-0.18 M_\odot$，平均在整个sdB寿命。我们可以增加对流核心的大小，使之与从星震学推断的一样大，但仅限于过冲参数的极端值（过冲在边界处给出数值上不稳定和物理上不现实的行为）。恒星湍流对流的高分辨率三维（3D）模拟表明，对流混合的史瓦西准则系统地{ \it低估了混合的实际程度，因为边界层的形成。}考虑到这一点，将减少sdB总质量和对流核心质量的误差。
2015-05-26 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
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
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
Absolute properties of the eclipsing binary system AQ Serpentis: A stringent test of convective core overshooting in stellar evolution models
我们报告了对分离的、周期为1.69天的双线食双星AQ Ser的差示光度观测和径向速度测量结果。确定的组件的精确质量和半径分别优于1.8%和1.1%，并且M1 = 1.417 +/- 0.021 MSun，M2 = 1.346 +/- 0.024 MSun，R1 = 2.451 +/- 0.027 RSun，R2 = 2.281 +/- 0.014 RSun。温度分别为6340 +/- 100 K（光谱类型F6）和6430 +/- 100 K（F5）。这两颗恒星都是相当演化的，以至于恒星演化理论的预测对对流核心上方的额外混合程度（过冲）特别敏感。组分质量的差异足以排除H-R图中超过中心氢耗尽点的位置，这意味着需要额外的混合。此外，我们发现，目前的主序列模型是无法匹配的观察到的属性在一个单一的年龄，即使允许未知的金属丰度，混合长度参数，对流超调参数自由和独立地变化的两个组件。质量较大的恒星的年龄在系统上显得更年轻。AQ Ser和其他类似演化的食双星显示出同样的差异，突出了当前恒星理论中描述过冲的一个突出而又被忽视的问题。
2013-12-04 astro-ph.SR
Recovering planet radial velocity signals in the presence of starspot activity in fully convective stars
解释恒星活动是寻找围绕所有光谱类型恒星运行的更小行星的关键组成部分。我们使用多普勒成像的方法来证明，恒星黑子引起的径向速度变化可以有效地减少适度旋转，充分对流的恒星。利用太阳黑子观测数据外推的星斑分布，我们采用典型的低对比度M型矮星斑分布来合成线轮廓畸变。使用最大熵正则化拟合恢复的失真和相应的恒星径向速度的测量。该程序演示了晚M星窝藏在宜居带的轨道行星。该技术对于vsini = 1-10 km/s的恒星是有效的，将恒星噪声贡献降低了近一个数量级。通过精心选择的观测策略，该技术可用于确定恒星自转周期，并且对未知恒星倾角等不确定性具有鲁棒性。虽然证明晚型M星，该程序适用于所有光谱类型。
2016-12-03 astro-ph.SR
Cause and Effect: Stellar Convection Studied Through Flickering Brightness, and the Convectively-Driven Motions of Solar Bright Points
太阳光球层上的磁亮点标志着千高斯磁通量管向日冕延伸的足迹。这些管的对流抖振被认为是激发MHD波，MHD波可以传播到日冕并沉积热量。因此，通过亮点运动测量波激发可以限制日冕和日光层模型。这已经被广泛地利用质心跟踪来估计扭结模式波激励。DKIST将是第一台能够很好地解析亮点形状和大小的望远镜，它可以探测迄今为止难以或不可能研究的波模式。我开发了两种互补的方法来迈出这样的调查的第一步，我演示了MURaM模拟图像的DKIST样的分辨率作为一个概念验证，为未来的观测做准备。我表明，这些额外的波模式可能会增加一倍，这个波加热模型的能量预算。我还调查了对流驱动的亮点运动。我使用一个简化模型的造粒MURaM探讨如何亮点运动取决于对流特性，我显示的重要性，湍流的高频运动。另外，我调查高频，随机亮度波动（“闪烁”或$F_8$）开普勒光变曲线，这是恒星对流的签名。我面对一个闪烁的物理模型，测量值横跨H-R图。我提高模型的协议与观测包括开普勒带通测量闪烁的影响，包括金属丰度在确定对流马赫数，并使用从一个更广泛的数值模拟的比例关系。我还探讨了未来的研究如何改进模型。在这样做的过程中，我帮助建立闪烁作为对流模拟，这可能会支持未来的恒星和太阳对流的进展恒星的约束。
2021-08-24 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
Convective line shifts for the Gaia RVS from the CIFIST 3D model atmosphere grid
要从恒星光谱的波长变化推导出恒星沿视线的空间速度，需要考虑一些二阶效应。对于大多数恒星，引力红移，对流蓝移和横向恒星运动是主要的贡献者。我们提供了理论修正的净速度移动，由于对流预期的测量从盖亚径向速度谱仪（RVS）。我们使用了一组三维的时间依赖的模拟恒星表面对流计算CO 5 BOLD计算光谱的晚型恒星在盖亚RVS范围内，并推断净速度偏移，对流运动将引起的径向速度来自互相关。由互相关得到的净速度位移取决于观测的波长范围和光谱分辨率。盖亚RVS观测的对流位移对于晚K型恒星小于0.1 km/s，并且它们随着恒星质量的增加而增加，对于早期F型矮星达到约0.3 km/s或更高。这一趋势是由于线形成区的温度和速度波动随有效温度的增加而增加的结果。我们的模拟还表明，在某些情况下，净RVS对流位移可以是正的（即红移）。总体而言，蓝移随着表面重力的增加而略有减弱，并在低金属含量时增强。引力红移量高达0.7公里/秒，并主导了矮星的对流蓝移，但在巨星中变得弱得多。
2013-01-16 astro-ph.SR
Convective overshoot mixing in stellar interior models
对流过冲混合在恒星结构和演化中起着重要的作用。然而，过冲混合是一个长期存在的问题。过冲混合的不确定性是恒星物理中最不确定的因素之一。众所周知，对流和过冲混合是由径向化学成分通量决定的。本文从水动力学方程出发，在一些模型假设的基础上，建立了一个局部的径向化学组分通量模型。该模型在恒星模型中进行了测试。主要结论如下。(i)局地模式表明，对流混合和过冲混合可以看作是一个扩散过程，不同化学元素的扩散系数是相同的。然而，如果非本地条款，即，考虑到径向化学组分通量的湍流对流输送，每个化学元素的扩散系数一般应不同。(ii)对流/过冲混合的扩散系数在对流区和过冲区表现出不同的行为，这是因为对流区混合的特征长度尺度较大，而过冲区混合的特征长度尺度较小。过冲混合过程应视为弱混合过程。(iii)在恒星模型中检验了混合扩散系数的结果。结果发现，一个单一的选择，我们的中心混合参数导致一致的结果，太阳对流包络模型以及核心对流模型的质量从2 M到10 M的恒星。
2013-03-01 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. II. Fully Convective Main Sequence Stars
我们检验了这样的假设：磁场正在膨胀分离食双星（DEB）中完全对流主序星的半径。磁性达特茅斯恒星演化代码被用来分析两个系统，特别是：开普勒-16和CM天龙座。磁对流被视为假设稳定的对流，也通过假设减少对流效率，由于湍流发电机。我们发现，磁性恒星模型是无法再现膨胀的充分对流主序星的属性，除非强大的内部磁场超过10 MG。因此，验证磁场假设，鉴于当前一代的磁性恒星演化模型，关键取决于是否产生和维持强内部磁场是物理上可能的。对这一要求进行了审查。此外，以前的研究调用星点的影响进行分析，以评估的建议，星点膨胀的恒星和偏置光变曲线分析向更大的半径。从我们的分析中，我们发现，还没有足够的证据来明确支持的假设，磁场是负责观测到的膨胀之间的完全对流主序星在DEB。
2014-05-07 astro-ph.SR
Variability in stellar granulation and convective blueshift with spectral type and magnetic activity. II. From young to old main-sequence K-G-F stars
太阳中小尺度对流的抑制主导了长期径向速度（RV）的变化：因此，它对使用RV技术的轻型系外行星探测能力有着关键影响。在这里，我们扩展我们以前的分析恒星对流蓝移及其对磁活动的依赖，以扩大Teff范围的恒星样本，研究其他恒星属性的影响，并最终提高所观察到的RV抖动和预期的RV变化之间的比较。我们估计不同深度的Fe和Ti线的差分速度位移，并推导出一个绝对对流蓝移使用太阳作为参考的360 F7-K4恒星的样本具有不同的属性（年龄，Teff，金属丰度）。我们确认对流蓝移与Teff和它的依赖性（如在纸I中的线列表中所示）活动水平的强烈变化。虽然我们没有观察到年龄或周期活动的显着影响，但具有较高金属丰度的恒星往往具有较低的对流蓝移，其影响比数值模拟预期的要大。最后，我们估计，在我们的样本中的71%的恒星的RV和LogR'HK的变化是兼容的对流活动的影响，在太阳的情况下观察到的，而对于其他恒星，其他来源（如双星或同伴）必须调用来解释大RV的变化。我们还确认了LogR'HK和金属丰度之间的关系，这可能会影响金属丰度和系外行星之间可能存在的关系的讨论，因为RV调查偏向于低LogR'HK，并可能偏向于高金属丰度恒星。我们的结论是，活动和金属丰度强烈影响的小尺度对流水平在F7-K4范围内的恒星，低质量的恒星和低金属丰度的恒星具有较低的振幅和较大的振幅。
2017-11-07 astro-ph.SR
The dependence of convective core overshooting on stellar mass: Additional binary systems and improved calibration
许多当前的恒星演化模型假设对流核心过冲的强度对质量大于1.1-1.2太阳质量的恒星的质量有一定的依赖性，但由于缺乏强有力的观测约束，采用的这种关系的形状仍然有些随意。在以前的工作中，我们比较了恒星演化模型，以及测量的食双星显示，当过冲实施作为一个扩散过程中，拟合的自由参数f（ov）急剧上升到约2个太阳质量，并保持基本恒定之后。在这里，我们分析了一个新的样本，8个二进制选择在临界质量范围内低于2个太阳质量，其中f（ov）变化最大，在这个制度中的单个恒星的数量几乎翻了一番。这个时间间隔很重要，因为f（ov）变化的精确方式决定了1-5 Gyr星团转折区等时线的形状，因此可以影响它们的推断年龄。它还对估计系外行星宿主的恒星性质、恒星星族合成和详细模拟内部恒星结构，包括计算用星震技术可观测到的振荡频率产生重大影响。我们发现，我们的新样本的导出的f（ov）值与我们以前的测定所定义的趋势一致，并加强了关系。这为未来的一系列模型提供了一个机会，以测试新的处方，基于观察，对独立的观察，可能会以不同的方式限制过冲。
2018-04-09 astro-ph.SR
The dependence of convective core overshooting on stellar mass: semi-empirical determination using the diffusive approach with two different element mixtures
对流核过冲对中高质量恒星的演化有很强的影响。双线食双星和恒星振荡的研究重新引起了人们对超调对恒星质量的可能依赖性的兴趣，迄今为止，这一点还没有受到观测的充分约束。在这里，我们使用了29个在H-R图的关键位置上的被充分研究的双线食双星的样本来建立f（ov）对质量的显式依赖性，其中f（ov）是扩散近似中的自由参数。测量的质量，半径和温度的二进制组件进行了比较，恒星演化计算的基础上MESA代码，推断半经验值的f（ov）为每个组件。我们发现了明显的质量依赖性，使得f（ov）在1.2- 2.0太阳质量范围内从零急剧上升，然后趋于平稳，直到我们样本的4.4太阳质量极限。用两种不同的元素混合物的测试表明趋势是相同的，我们发现它也是定性类似于我们以前的研究中建立的一个经典的阶跃函数实现的自由参数α（ov）的特点过冲。基于这些测量，我们推断出两个过冲参数之间的近似关系α（ov）/f（ov）= 11.36 +/- 0.22，可能依赖于恒星的性质。
2017-10-23 astro-ph.SR
Linking 1D Stellar Evolution to 3D Hydrodynamical Simulations
在这篇文章中，我们提出的对流边界混合（CBM）在大质量恒星模型使用日内瓦恒星演化代码的研究的初步结果。在进行昂贵的三维流体动力学模拟之前，必须研究对流边界的一般性质，例如：成分跳跃;压力梯度;和“刚度”。计算了15 Mo星的模型。我们发现，对流壳以上的核心，较低的（在半径或质量）的边界是“硬”根据批量理查森数比相对较高的（史瓦西）边界。因此，我们预计与上界相比，下界的煤层气将减少。这对火焰前锋的传播和新星的发生有影响。
2014-10-28 astro-ph.SR
Confronting uncertainties in stellar physics: calibrating convective overshooting with eclipsing binaries
作为一个更大的计划，旨在更好地量化恒星计算中的不确定性的一部分，我们试图校准的程度对流过冲在低到中等质量的恒星通过日食双星系统。我们模拟12个这样的系统，组件质量在1.3和6.2太阳质量之间，使用详细的二进制恒星演化代码STARS，产生网格的模型在金属丰度和过冲参数。从这些数据中，我们确定了每个系统的最佳拟合参数。对于三个系统，我们的模型都没有产生令人满意的拟合。对于其余的系统，没有一个单一的对流过冲参数值适合所有的系统，但我们的大多数系统可以很好地描述与过冲参数在0.09和0.15之间，对应于约0.1-0.3的压力标度高度的核心以上的混合区域的扩展。在我们能够获得良好拟合的九个系统中，有七个可以合理地与0.15的单个参数拟合。我们没有发现证据的趋势，无论是质量或金属丰度的超调程度，虽然数据集是有限的大小。我们重复我们的计算与第二个演变代码，MESA，我们发现这两个代码之间的一般协议。对于对流核以上的混合区的扩展，MESA模式所要求的大约是0.15-0.4个压力标度高度。对于系统EI Cep，我们发现，MESA给出了一个过冲区域，该区域比STARS大约0.1压力标度高度，而对于次级，差异仅为0.05压力标度高度。
2015-01-21 astro-ph.SR
The Radius and Entropy of a Magnetized, Rotating Fully-convective Star: Analysis With Depth-dependent Mixing Length Theories
一些低质量恒星的半径似乎比标准的一维结构模型预测的要大;先前的研究表明，由于旋转和/或磁性，效率低下的对流热传输可能最终是原因。我们研究这个问题，使用1D恒星模型构建恒星天体物理学实验模块（MESA）。首先，我们考虑标准模型，不明确包括旋转/磁效应，对流抑制模型通过减少深度无关的混合长度理论（MLT）参数$α_{\text{MLT}}$（以下考克斯等1981; Chabrier等2007）。我们提供的公式连接的变化$α_{\text{MLT}}$的内部特定的熵的变化，从而恒星半径。接下来，我们修改了MESA中的MLT公式，以明确模拟旋转和磁性的影响，分别使用Stevenson（1979）和MacDonald & Mullan（2014）提出的公式。我们发现这些模型中的快速旋转对恒星结构的影响可以忽略不计，这主要是因为恒星的曲率以及其半径主要受表面附近的层的影响;对流是快速的，并且在很大程度上不受旋转的影响。如果磁场以MacDonald & Mullan（2014）描述的方式影响对流传输，则可能导致更明显的半径膨胀。最后，我们表明，这些对恒星结构的非标准效应可以使用深度相关的$α_{\text{MLT}}$制造：一个非磁性，非旋转模型可以产生，这是几乎无法区分的一个明确参数化旋转和/或磁性使用上述两个配方。我们提供的公式连接的径向变量$α_{\text{MLT}}$这些假定的MLT重…
2018-03-07 astro-ph.SR
Calibration of the convective parameters in stellar pulsation hydrocodes
尽管由于计算性能的快速增长，出现了二维和三维模型，但用于模拟径向恒星脉动的数值水文代码仍然应用没有任何实际大气的一维恒星包络模型，其中一个显着的改进是包含湍流对流。然而，湍流对流是在产生脉动的电离区附近的固有多维物理过程。这些过程的一维描述只能根据涉及几个未确定的无量纲参数的简化理论考虑来近似。在这项工作中，我们面对两个一维数值代码，即布达佩斯-佛罗里达代码（BpF）和MESA径向恒星脉动模块（RSP），与径向速度观测的几个非调制RRab星的M3球状星团和指定的待定对流参数的测量数据为两个代码独立。我们的测定表明，一些参数依赖于有效温度，这是第一次在这项工作中建立的依赖关系，我们也发现了一些参数之间的简并。这一过程作为副产品的建议，最近广泛使用的研究人员通过MESA包的公开可用的RSP代码的参数。这项工作是准备工作的一部分，以建立一个理论框架，以便在一维模型结果的基础上取得进展，将它们与多维模型结合起来，进一步详细分析物理过程。
2023-03-21 astro-ph.SR
Investigating magnetic activity in very stable stellar magnetic fields: long-term photometric and spectroscopic study of the fully convective M4 dwarf V374 Peg
超快速旋转（$P_\mathrm{rot}\approx0.44 d$）的完全对流的单颗M4矮星V374 Peg是一个著名的实验室，用于研究稳定磁拓扑中的强烈恒星活动。作为恒星磁场的可观测代理，我们研究了光变曲线的稳定性，从而研究了光斑的结构。我们还测量了耀斑和日冕物质抛射（CME）的发生率。我们分析了光谱观测，$BV(RI)_C$测光覆盖5年，和额外的$R_C$测光，扩大了时间基础超过16年。光变曲线表明这是一个几乎刚体旋转的天体，而且它的光点结构在16年内都是稳定的，这证实了之前关于非常稳定的磁场的说法。我们观察到夜间时间尺度上的小变化，以及频繁的闪光，包括可能的交感闪光。最强的耀斑似乎更集中在光变曲线指示较小活动区域的相位附近。光谱数据显示，这是一个复杂的日冕物质抛射，有回落和再喷射的物质，最大投射速度为$\approx$ 675 km/s。我们观察到的日冕物质抛射率远低于根据太阳耀斑-日冕物质抛射与活跃恒星的关系外推的预期。
2016-04-01 astro-ph.SR
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
The dependence of convective core overshooting on stellar mass
对流核心过冲延长了恒星的主序星寿命。超调计算的演化轨迹与经典史瓦西判据的演化轨迹有很大的不同，这导致了对恒星性质的不同预测。在过去的二十年里，尝试用分离的双线食双星来校准恒星质量的超调程度，在很大程度上是不确定的，主要是由于缺乏合适的观测数据。在这里，我们用更完整的双星样本重新讨论过冲的可能质量依赖性问题，并检查可能与演化状态或金属丰度Z的任何其他关系。我们使用精心挑选的33个双线食双星的样本，战略性地定位在H-R图中，精确的绝对尺寸和组件质量范围从1.2到4.4太阳质量。我们比较它们的测量性能与恒星演化计算推断半经验值的超调参数α（ov）为每颗恒星。我们的模型使用过冲距离d（ov）= alpha（ov）Hp的常用处方，其中Hp是由史瓦西准则给出的对流核心边缘的压力标度高度，alpha（ov）是一个自由参数。我们发现α（ov）和质量之间的关系比以前的工作定义得更清楚，并表明一个显着上升到约2个太阳质量，然后很少或没有变化超过这个质量。尽管我们样本中的恒星[Fe/H]的范围是10倍，从-1.01到+0.01，但在给定质量下，演化状态或金属丰度之间没有明显的相关性。
2016-06-02 astro-ph.SR
Relative Importance of Convective Uncertainties in Massive Stars
在这项工作中，我们调查的不确定性，由于对流边界混合（CBM），通常被称为“超调”，即边界位置和混合量在对流边界，恒星结构和演化的影响。为此，我们计算了两个网格的恒星演化模型与MESA程序，每个与勒杜和史瓦西边界标准，并改变CBM的量。我们用初始质量$15$、$20$和$25\,\rm{M}_\odot$计算每个网格。我们提出的恒星结构的模型在氢和氦燃烧阶段。在后者中，我们研究了对核合成的影响。我们发现，扩大的主序列与更多的煤层气，这是更符合观测。此外，在核心氢燃烧阶段有一个收敛的对流边界位置由于煤层气。中间对流区的不确定性消除了这种辐合。该对流区的行为强烈影响模型的表面演化，即它向红方向演化的速度。CBM的量影响对流核心的大小和核合成，例如$^{12}$ C与$^{16}$ O的比率和弱s过程。最后，我们确定的不确定性的参数值的范围内调查介绍，我们发现差异高达$70\%$的核心质量和总质量的恒星。
2020-07-17 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
Rotational modulation in A and F stars: Magnetic stellar spots or convective core rotation?
开普勒任务揭示了许多恒星的光变曲线中存在过多的恒星变化，其中一些与磁场活动或恒星振荡有关。在这项工作中，我们分析了162个中等质量恒星的周期信号，解释为Rossby模式和旋转调制-所谓的\textit{hump \& spike}功能。我们调查是否旋转调制（\textit{spike}）是由于恒星斑点所造成的磁场或由于过稳定对流（OsC）模式共振激发g~模式，与对流核心的旋转速率相对应的频率。假设尖峰是由恒星表面的磁斑产生的，我们恢复了磁场的振幅，这与理论预测吻合得很好。我们的数据表明，尖峰振幅和恒星质量之间的反相关性，并可能与恒星年龄的相关性，与（分）表面对流层中的发电机产生的磁场理论相一致。调查的谐波行为，我们发现，对于125颗恒星的两种可能的解释都不能排除。虽然我们的研究结果表明，发电机产生的磁场的情况下，更有可能解释的\textit{spike}功能，我们评估需要进一步的工作来区分这两种情况。排除这两种解释之一的一种方法是直接观察\textit{hump \& spike}恒星的磁场。另一种方法是通过对我们的恒星进行详细的建模来施加额外的约束，关于OsC模式场景中的旋转要求或对流核心（恒星年龄）的存在。
2023-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
