Convective Differential Rotation in Stars and Planets II: Observational and Numerical Tests
差速自转是恒星和行星中许多未解之谜的核心。在第一部分中，我们预测的数量级和缩放的差异旋转在流体动力学和磁流体动力学对流区。我们的研究结果适用于缓慢和快速旋转的系统，并提供了一个一般的图片，在恒星和流体行星的差异旋转。进一步计算了纬向环流、熵梯度和斜压性的标度。在这篇配套论文中，我们将这些预测与各种观测和数值模拟进行了比较。除了少数例外，我们发现，这些都是一致的，在缓慢旋转和快速旋转的限制。我们的结果有助于定位红巨星的核心包层剪切，建议在大质量恒星的内部重力波的旋转相关的频移，并可能解释观测到的偏离冯Zeipel的重力暗化晚型星。
2020-08-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tidal dissipation in stably stratified and semi-convective regions of rotating giant planets: incorporating Coriolis forces
本研究建立纳入科里奥利力的球形布西涅斯克模型，发现旋转巨行星的稳定分层流体核可显著增强惯性波与重惯性波的潮汐耗散，足以解释土星卫星迁移率，对系外巨行星潮汐演化也有重要意义。
2023-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The effects of nonlinearities on tidal flows in the convective envelopes of rotating stars and planets in exoplanetary systems
在紧密的系外行星系统中，潮汐相互作用在很长的时间尺度上驱动行星和恒星的轨道和自旋演化。在低质量恒星和巨型气态行星的对流包层中，潮汐惯性波（由科里奥利加速度恢复）在被激发和随后阻尼（例如通过粘性摩擦）时，特别是在系统生命的早期，对潮汐耗散有很大的贡献。已知这些波会受到非线性效应的影响，包括触发纬向流形式的差异旋转。在这项研究中，我们使用一个现实的潮汐体强迫激发惯性波，通过在波的动量方程中的平衡潮汐的剩余作用。通过在绝热不可压缩对流壳层中进行三维非线性流体动力学模拟，我们研究了非线性项的加入如何影响潮汐流的性质，以及能量和角动量的重新分布。特别是，我们确定并证明删除负责非物理的角动量演化在以前的数值研究中观察到的条款。在我们的新的设置，我们观察到建立强大的圆柱剪切纬向流，修改以前的线性理论预测的潮汐耗散率。我们证明，这种差异旋转波的影响整齐地解释了线性和非线性耗散率之间的差异，在我们的许多模拟。我们还强调了惯性波的共转共振和参数不稳定性的主要作用，这是观察到足够高的潮汐强迫振幅或低粘度，在影响潮流响应。
2022-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The impact of rotation on turbulent tidal friction in stellar and planetary convective regions
恒星和行星对流区的湍流摩擦是驱动恒星和行星内部潮汐流动能耗散和系统演化的关键物理机制之一。这种摩擦作用于这些层中的平衡/非波浪状潮汐和潮汐惯性波。因此，有必要获得这种摩擦的稳健处方。在目前的最先进的，它是由一个湍流涡粘性系数，混合长度理论的基础上，应用于潮汐的速度。然而，目前的处方都没有考虑到旋转的作用，可以强烈影响湍流对流。因此，我们使用的理论比例尺的对流速度和特征lengthscales在旋转的恒星和行星，最近已被证实的3-D高分辨率非线性笛卡尔数值模拟推导出一个新的处方。一个相应的本地模型的潮汐波是用来了解线性潮汐耗散的后果。最后，旋转恒星模型的新网格和行星对流Rossby数的公布值被用来讨论天体物理学的后果。旋转对对流的作用深刻地改变了作用在潮汐上的湍流摩擦。在快速旋转的制度（与对流Rossby数低于0.25），涡动粘度可能会减少了几个数量级。这可能导致平衡潮汐的粘性耗散效率的损失，并导致大部分对流区域中的潮汐惯性波的更有效的复杂和共振耗散。因此，有必要对恒星-行星系统和多恒星的潮汐/旋转演化进行完全耦合的处理，并对潮汐流的变化及其作为旋转函数的耗散进行连贯的处理。
2016-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal dissipation in stratified and semi-convective regions of giant planets
本研究采用理想化全球球形 Boussinesq 模型，探讨稳定分层与半对流层对巨行星内部内波产生及潮汐耗散率的影响，发现稳定分层能在特定频率范围内显著增强潮汐耗散，并可能解释木星和土星的高耗散率。
2023-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Efficiency of tidal dissipation in slowly rotating fully convective stars or planets
湍流对流被认为是一种有效的粘性阻尼平衡潮汐流，驱动自旋和轨道演化的封闭对流双星系统。与混合长度预测相比，当潮汐频率$|ω_t|$超过占主导地位的对流涡旋的周转频率$ω_{cν}$时，这种粘度应该减少，但这种减少的效率一直存在争议。我们重新审视这一长期存在的争议，使用一个理想化的全球模型的直接数值模拟。我们模拟了在一个完整的球体中的热对流，并在外部强迫的平衡潮汐流，测量有效粘度$ν_E$作用于潮汐流时，$|ω_t|/ω_{cν} \gtrsim 1$。我们表明，$ν_E$的频率降低与（未扰动）对流的频谱。对于低于湍流叶栅（$|ω_t|/ω_{cν} \sim 1-5$）中的中频，频谱显示出反常的$1/ω^α$幂律，该幂律导致频率降低$ν_E \propto 1/|ω_t|^α$，其中$α< 1$取决于模型参数。然后，我们得到了$|ν_E| \propto 1/|ω_t|^δ$与$δ> 1$的较高频率，和$δ=2$的Kolmogorov湍流叶栅。一般的$|ν_E| \propto 1/|ω_t|^{2}$抑制下发现较高的频率内的对流耗散范围（但与负值）。我们的研究结果表明，更好地了解对流的频谱是必要的，以准确地预测的效率潮汐耗散在恒星和行星中产生这种机制。
2020-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Rotation reduces convective mixing in Jupiter and other gas giants
针对气态巨行星原始成分梯度长期留存的问题，本研究提出行星自转是关键影响因素，通过理论与模拟证实自转大幅降低对流速度与混合效率，为木星、土星未完全混合提供了新解释。
2023-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tidal synchronization trapping in stars and planets with convective envelopes
本研究针对偏心系统中简单潮汐模型的预测偏差，发现具有对流包层的恒星和气态行星中潮汐驱动的惯性振荡会形成稳定同步俘获网络，可解释低质量恒星与热木星自转速率偏离伪同步或同步预期的现象。
2024-07-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of Semi-convective Staircases in Rotating Flows: Consequences for Fuzzy Cores in Giant Planets
本文利用三维模拟研究旋转如何延缓巨行星内部半对流阶梯的层合并与界面侵蚀，提出解析模型并估算木星条件下侵蚀时间可延长至约10^11年，从而为模糊核心的长期保存提供可能机制。
2024-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Interplay between tidal flows and magnetic fields in nonlinear simulations of stellar and planetary convective envelopes
本文通过非线性MHD模拟研究了潮汐激发惯性波，发现磁场强度（Lehnert数）和磁普朗特数决定磁场与潮汐流是相互改变还是磁场抑制纬向流，并预测类太阳恒星中存在复杂的潮汐-磁场相互作用。
2025-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Interactions between tidal flows and magnetic fields in stellar/planetary convective envelopes
本文首次通过非线性MHD模拟研究恒星/行星对流包层中潮汐流与磁场的相互作用，揭示弱磁场下纬向流改变潮汐耗散并产生环向场，而强磁场抑制纬向流，两种状态对低质量恒星均可能相关。
2024-11-25 astro-ph.EP 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
Star-planet interactions. V. Dynamical and equilibrium tides in convective zones
当行星从原行星盘形成，并且在盘消散之后，它们的轨道演化受潮汐相互作用、摩擦和引力拖曳以及恒星和行星质量变化的控制。这些相互作用可能会改变行星与其主星之间距离的初始分布，通过扩大原始轨道，通过收缩它（这可能会导致行星被恒星吞没）或摧毁行星。我们研究了行星在平衡潮汐、动力潮汐、阻力（摩擦力和引力）以及恒星质量损失的影响下绕其主星运行的轨道演化。我们使用Geneva恒星演化程序计算了初始质量为1和1.5太阳质量的恒星在太阳金属丰度下不同自转速率的演化。这颗恒星是从前主序星（PMS）演化到红巨星分支的尖端。我们使用这些模型作为输入来计算行星轨道的演变。我们探索了改变行星质量（1个地球质量到20个木星质量），行星和恒星之间的距离（0.015和3个天文单位以上），质量和恒星自旋的影响。我们目前的结果时，只有平衡潮汐占平衡和动态潮汐占。动力潮汐的表达式是潮汐激发的惯性波的频率平均耗散，从分段均匀的两层恒星模型获得。忽略了重力波阻尼。对流区的动力潮汐只有在PMS阶段和快速旋转的恒星才对行星轨道产生重大影响。它们在PMS阶段对初始慢转恒星和红巨星分支阶段没有显著影响，无论初始旋转如何（删节）。
2018-07-04 astro-ph.EP 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
On a new formulation for energy transfer between convection and fast tides with application to giant planets and solar type stars
所有关于潮汐与对流相互作用的研究都假设大尺度潮汐可以描述为平均剪切流，它被小尺度脉动对流涡旋所阻尼。对流雷诺应力的计算采用混合长度理论，占一个急剧的抑制耗散时，周转时间尺度大于潮汐周期。这产生了几个数量级的潮汐耗散率太小，无法解释晚型双星的循环周期或巨行星的潮汐耗散因子。在这里，我们认为，上述描述是不一致的，因为波动和平均流量应根据时间尺度，而不是在空间尺度上，他们的变化。因此，标准的图像应该颠倒过来，波动是潮汐振荡和最大的对流涡旋提供的平均切变流。我们假设能量是局部转移的潮汐对流。使用这个假设，我们得到的值的潮汐$Q$因素的木星和土星和PMS双星的圆化周期与观测结果吻合得很好。然而，用平衡潮汐近似得到的时间尺度仍然是晚型双星的40倍大，无法解释其圆化周期。对于这些系统，速跃层或对流带底部的切变可能是潮汐耗散的主要原因。
2021-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The complex interplay between tidal inertial waves and zonal flows in differentially rotating stellar and planetary convective regions I. Free waves
在近距离两体系统的潮汐相互作用的量化是最感兴趣的，因为他们有一个至关重要的影响的架构和旋转的历史的机构。各种研究表明，任何一个天体的潮汐消散都对它的结构和动力学非常敏感，就像存在于类太阳恒星和巨型气态行星的外对流层中的差异旋转一样。特别是，潮汐波可以强烈地与纬向流在所谓的共转共振，其中波的多普勒频移抵消。我们的目标是提供一个深入的物理了解潮汐惯性波的动力学在共转共振，在存在的差分旋转配置文件典型的低质量恒星和巨行星。通过建立一个倾斜的剪切盒，我们研究了自由惯性波在共转时的传播和透射，更一般地说，在临界水平上，这是控制波微分方程中的奇点。通过构建一个不变量称为波作用通量，我们确定了不同的制度，波传输在临界水平，这是证实了一维三层数值模型。我们发现，惯性波可以完全透射，强烈阻尼，甚至放大后，越过临界水平。这些制度的发生取决于假设的差分旋转的轮廓，在性质以及纬度的临界水平，和波的参数，如惯性频率和纵向和垂直波数。因此，波可以在临界水平阻尼时将其作用通量沉积到流体中，或者在临界水平放大时将其作用通量提取到流体中。这两种情况都可能导致潮汐相互作用体之间的显著角动量交换。
2021-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The stellar rotation--activity relationship in fully convective M dwarfs
日冕的活动旋转关系被认为是一个代理的基本恒星发电机负责在太阳和晚型恒星的磁活动。虽然这已经被研究了相当详细的部分对流星，被认为是操作界面发电机，它是不受约束的完全对流星，缺乏必要的剪切层之间的辐射核心和对流信封。我们提出了新的X射线观测的19个缓慢旋转的完全对流星的旋转周期从MEarth项目。我们使用这些来计算X射线光度（或未检测到的源的上限），并将这些与现有的测量从\citet{wrig16b}。我们确认存在的完全对流星的X射线不饱和制度，并发现这些对象遵循相同的旋转活动的关系，部分对流星。我们首次测量了X射线不饱和全对流星的Rossby数（自转周期与对流周转时间的比值）与分数X射线光度之间的幂律斜率，发现它与部分对流星的结果一致.我们讨论了这一结果的影响，我们的理解恒星磁发电机在完全和部分对流恒星。最后，我们还使用这些数据来改善经验估计的对流周转时间的完全对流星。
2018-07-09 astro-ph.SR
Differential Rotation in Solar Convective Dynamo Simulations
利用磁流体动力学（MHD）方法模拟了太阳辐射扩散热驱动下的旋转太阳对流包层中的对流发电机。该模拟类似于Fan & Fang（2014）中报道的模拟，但具有进一步降低的粘度和磁扩散。由此产生的对流发电机产生了一个大尺度的平均场，表现出类似的不规则的周期性行为和极性反转，并自洽地保持了类似太阳的差异旋转。类太阳差异旋转（赤道旋转更快）的主要驱动力是雷诺应力导致角动量从旋转轴向外净传输，我们发现这种传输随着粘度降低和磁扩散而增强。
2015-12-25 astro-ph.SR
A simulation of convective dynamo in the solar convective envelope: maintenance of the solar-like differential rotation and emerging flux
我们报告的结果的磁流体动力学（MHD）模拟的对流发电机在一个模型太阳对流信封驱动的太阳辐射扩散热通量。对流发电机产生大规模的平均磁场，表现出不规则的周期性行为的振荡时间尺度范围从约5至15年，并经历不规则的极性反转。平均轴对称环向磁场在两个半球中符号相反，并且集中在对流区的底部。磁场的存在被发现在对流发电机模型中类太阳差异自转的自洽维持中起着重要的作用。如果没有磁场，对流驱动具有更快旋转的极区的差异旋转。在磁对流中，我们发现在表面出现了强超均分通量束，表现出类似于新兴太阳活动区的特性。
2014-05-15 astro-ph.SR
Differential Rotation and Magnetism in Simulations of Fully Convective Stars
质量足够小的恒星在其内部都是对流的，因此不具有类似于太阳速跃层的内部边界层。由于这个界面在许多太阳磁发电机理论中占有重要地位，人们普遍认为完全对流的恒星表面的磁行为与大质量恒星的磁行为大不相同。在这里，我描述了最近的观测和理论模型的发电机行动在低质量的恒星是部分确认，部分混淆，这一基本的期望。特别是，我提出的3-D MHD模拟结果的发电机行动的对流在旋转球壳近似内部的0.3太阳质量的恒星在一定范围内的旋转速率。模拟的恒星可以在其表面建立纬度方向的差异旋转，在“快速”旋转速率（定义）下类似太阳，在较慢的旋转速率下反太阳;在某些参数制度下，强发电机产生的磁场的反馈大大降低了差异旋转。我认为，这种“翻转”的意义上的差异旋转可能是可观察到的在不久的将来。我还简要地描述了如何的强度和形态的磁场的变化与模拟恒星的旋转速率，并表明，达到的最大磁能与简单的缩放参数是兼容的。
2010-10-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Consequences of high effective Prandtl number on solar differential rotation and convective velocity
观测表明，太阳对流模拟获得的大尺度对流速度可能被高估（对流难题）。一个可行的解决方案可能是小规模发电机，这不能完全解决全球模拟。小尺度的洛伦兹力抑制对流运动和湍流混合的熵之间的上升流和下降流，导致一个大的有效普朗特数（$\Pr$）。我们在不同热导率（$κ$）的三维全球旋转对流模拟中探索了这一想法，即，在不同的$\Pr$。与以前的非旋转模拟一致，对流速度随着$\Pr$的增加而减小，只要热传导通量可以忽略不计。在低$κ$模拟中，由于低熵羽流的连续沉积，在对流区底部附近形成亚绝热层。我们的低$κ$模拟的最有趣的结果是，对流运动伴随着对流结构的变化，越来越多的小尺度羽流的影响。这些羽流倾向于径向向内传输角动量，从而建立一个反太阳的差异旋转，与太阳旋转轮廓形成鲜明对比。如果这样的低扩散羽流，驱动的辐射表面冷却，在太阳中存在，那么我们的研究结果提出了质疑的想法，一个高效的$\Pr$可能是一个可行的解决方案，太阳对流难题。我们的研究还强调，任何依赖于向下羽流的难题的解决方案必须考虑角动量传输以及热传输。
2018-04-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Rotating Convective Core Excites Non-Radial Pulsations to Cause Rotational Modulations in Early-Type Stars
讨论了早型主序星旋转对流核中弱不稳定振荡对流模共振耦合激发的低频g模。我们的非绝热脉动分析，包括科里奥利力的影响，$2\,M_\odot$主序列模型表明，如果对流核心旋转略快于周围的辐射层，g模式的辐射包络激发的共振耦合。在惯性系中的激发g模式的频率接近于$|mΩ_{\rm c}|$，其中$m$和$Ω_{\rm c}$分别是g模式的方位阶和对流核心的旋转频率。这些g模式的频率是一致的光度旋转调制和谐波中观察到的许多早期型主序星。
2020-07-29 astro-ph.SR
Solar-like to Antisolar Differential Rotation: A Geometric Interpretation
太阳对流带的旋转速度不同，赤道地区的旋转速度比极地地区快。这种形式的差异旋转，也在许多其他低质量恒星中观察到，被认为是当科里奥利效应比与对流的浮力驱动相关的效应更强时出现的。当浮力占主导地位时，就会出现所谓的反日差速旋转状态，其特征是两极快速旋转，赤道缓慢旋转。这两种状态之间的过渡已被证明发生时，这两个力的强度大致相等，或等价地，当对流Rossby数的系统是统一的。在这里，我们考虑一个过渡的另一种观点，这种现象与对流结构和对流区深度。使用一系列的3-D旋转对流区模拟，我们证明了太阳能/反太阳能转换时发生的柱状对流结构的旋转对流特性达到直径大致相当于壳的深度。当特征对流波长超过两倍的壳层深度，我们发现，相干对流结构所需的维持赤道雷诺应力丢失，和反太阳状态的结果。最后，我们提出了一个力平衡分析，涉及到这个过渡到对流Rossby数的标准在以前的研究中确定的几何解释。
2022-08-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Convectively coupled equatorial trapped waves in stars and planets
本文研究了旋转恒星中有无磁场的对流耦合赤道俘获波。赤道捕获HD和MHD庞加莱，Rossby，混合Rossby-Poincaré，开尔文波被确定。研究了层结和非传统科里奥利力项的影响。当水流为强分层时，对流耦合模型的波频与浅水模型的波频基本相同。然而，当流动是弱分层，波的频率受到浮力频率。非传统的科里奥利项影响赤道波的宽度和相位。随着非传统科里奥利参数的增加，宽度增加。当包含非传统的科里奥利参数时，会发生相移。当磁场较强时，磁效应显著。我们将该模型应用于太阳大气和太阳速跃层中，解释了Rieger型周期。对于太阳大气，当考虑磁场效应时，我们发现太阳光球层的磁场应小于$5G$。否则，Rieger型周期只能归因于长Rossby波。对于太阳速跃层，我们发现要观测到160天的Rieger周期，太阳速跃层的磁场应小于$50kG$。另外，我们还发现非传统科里奥利项在光球层中的影响并不明显，但它对速跃层的影响是显著的。
2021-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Impact of rotation on the evolution of convective vortices in collapsing stars
我们研究了恒星坍缩过程中自转对对流涡旋流体动力学演化的影响。使用线性流体动力学方程，我们研究的旋涡从它们的初始半径在对流壳的较小的半径，他们预计将遇到的超新星激波的演变。我们发现，涡的演变主要是由两个效果：加速的下降和随之而来的旋转速度。前一种效应导致涡的径向拉伸，从而限制了涡的速度。后一种效应导致涡旋在旋转方向上的角变形，放大了它们的非径向速度。我们表明，旋转的旋涡的径向速度没有显着的影响。我们研究了声波发射，发现它对旋转不敏感。最后，我们分析了共转点的影响，发现它对整体声波发射的影响很小。
2021-03-09 astro-ph.SR
Modelling the Rossiter-McLaughlin Effect: Impact of the Convective Centre-to-Limb Variations in the Stellar Photosphere
罗斯特-麦克劳克林效应的观测提供了恒星-行星排列的信息，可以为行星迁移和演化理论提供信息。在这里，我们超越了经典的RM建模和探索的对流蓝移的影响，不同的恒星盘和非高斯恒星光球配置文件。我们模拟了一个对齐的热木星的4 d轨道约太阳类恒星和注入中心到肢体的速度（和轮廓形状）的变化的基础上辐射的3D磁流体动力学模拟太阳表面对流。我们的模型和经典RM模型之间的残差依赖于固有的轮廓宽度和v sin i;残差的幅度随着v sin i的增加而增加，并且随着固有轮廓宽度的减小而增加。对于缓慢旋转的恒星，中心到边缘的对流变化占主导地位的残差（振幅为10 s cm/s到~1 m/s）;然而，对于快速旋转的恒星，主要的残差特征是由于非高斯的内在轮廓（振幅为0.5-9 m/s）。当影响因子为0时，忽略对流中心到边缘的变化导致了约10-20度的不确定性，即使真实的v sin i是已知的。此外，忽略对非对称内禀轮廓进行适当建模，对旋转速度更快的恒星（例如v sin i = 6 km/s）有更大的影响，并在测量的双折射率中造成约20度的系统误差。因此，忽略恒星表面对流的影响可能会使恒星-行星排列测量产生偏差，从而也会使行星迁移和演化理论产生偏差。
2016-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rotation and Convective Core Overshoot in theta Ophiuchi
最近对几颗仙王座β星的研究成功地限制了它们的内部旋转轮廓和对流核心过冲。特别是，最近的一项研究集中在θ $ OPH表明，对流核心过冲参数α = 0.44是所需的模型所观察到的脉动频率，显着高于其他恒星的这种类型。本文研究了早期主序振荡器中旋转和超调的影响，并试图用低阶脉动频率来约束这些参数。这将应用于一些测试模型和theta Oph。我们使用二维恒星演化程序和二维线性绝热脉动程序计算了9.5 Msun模型的脉动频率。我们计算低阶p模式的模型与一系列的旋转速率和对流核心过冲参数。使用这些模型，我们发现，对流核心过冲的脉动频率比旋转有更大的影响，除了在最迅速旋转的模型考虑。当通过缩放频率来解释半径的差异时，旋转的影响会减小，但并不完全解释。我们发现，增加对流核心过冲减少了大的分离，而产生的小分离略有增加。我们创建了一个模型频率网格，它跨越了几个旋转速率和对流核心过冲值。使用修改后的卡方统计量，我们能够恢复一些测试模型的旋转速度和核心超调。最后，我们讨论的情况下，β仙王座明星θ OPH。使用观察到的频率和固定的质量和金属丰度，我们发现比以前确定的更低的过冲，α = 0.28 +/- 0.05。我们确定的自转速率与以前的工作和观测结果一致，约为30 km/s。
2010-03-26 astro-ph.SR
Bridging the gap -- the disappearance of the intermediate period gap for fully convective stars, uncovered by new ZTF rotation periods
开普勒发现的中间周期间隔是在温度-周期图上观测到的恒星自转周期的缺失，G矮星的周期为$\sim$ 20天，而早M矮星的周期为$\sim$ 30天。然而，由于开普勒主要针对类太阳恒星，因此缺乏M矮星的测量周期，特别是那些处于完全对流极限的矮星。因此，尚不清楚中M矮星到晚M矮星是否存在中间周期间隔。在这里，我们提出了一个包含40，553个旋转周期（9，535个周期$>$ 10天）的周期目录，使用Zwicky瞬态设施（ZTF）测量。为了测量这些周期，我们开发了一个简单的管道，直接改善ZTF存档光变曲线，平均减少26%的光度散射。这个新的星表涵盖了一系列恒星温度，将开普勒的样本与MEarth（一个基于地面的明亮M矮星的时域调查）连接起来，并揭示了中间周期间隙在理论上预测的完全对流边界（$G_{\rm BP} - G_{\rm RP} \sim 2.45$ mag）的位置关闭。这一结果支持了这一假设，即差距是由核心包膜相互作用。使用陀螺运动年龄，我们还发现了一个潜在的快速自旋的恒星在此期间的差距。
2022-10-12 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
Differential Rotation in Convective Envelopes: Constraints from Eclipsing Binaries
随着时间的推移，潮汐使双星系统中恒星的自转周期与轨道周期同步。然而，如果恒星表现出差速自转，那么只有一部分可以以轨道周期自转，所以表面的自转周期可能与轨道周期不匹配。因此，自转周期和轨道周期之间的差异可以用来推断自转差异的程度。我们使用一个简单的参数化的差分旋转的恒星对流信封在圆形轨道上预测的表面旋转周期和轨道周期之间的差异。比较这个参数化观测到的食双星系统，我们发现，在表面对流区的恒星在短周期的双星有很小的径向差异旋转，与$|r\partial_r \ln Ω| < 0.02$。这甚至适用于更长的轨道周期，虽然很难说哪些系统在长周期内是同步的，并且较大的差分旋转与异步旋转退化。
2019-11-11 astro-ph.SR
New rotation period measurements for M dwarfs in the southern hemisphere: an abundance of slowly rotating, fully convective stars
恒星自转周期对于限制角动量损失的模型和理解磁性特征如何影响系外行星参数的推断都是有价值的。在我们以前在北半球的工作的基础上，我们使用MEarth天文台的长期地面光度监测来测量附近南半球M矮星的234个旋转周期。着名的例子包括系外行星宿主GJ 1132，LHS 1140和Proxima Centauri。我们发现我们的数据和K2光度重叠的子集之间的协议。在具有最高质量数据集的恒星样本中，我们恢复了66%的周期;随着数据集长度的增加，我们的恢复率接近100%。我们探测到的最长自转周期约为140天，我们认为这代表了M矮星与当地厚盘一样老（约9 Gyr）时所达到的周期。
2018-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar-like differential rotation and equatorward migration in a convective dynamo with a coronal envelope
我们目前的结果对流湍流发电机模拟包括冠层在一个球楔。我们发现一个赤道迁移的径向和方位场的太阳黑子在太阳活动周期的行为相似。磁场的迁移与辐状差异自转和逆太阳（顺时针）纬向环流共存。尽管迁移延伸到整个对流区，但导致这种迁移的机制尚未完全了解。
2012-11-02 astro-ph.SR
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
Star-in-a-box simulations of fully convective stars
背景：质量小于$0.35 M_\odot$的主序星是完全对流的。目的：目标是研究对流，差分旋转，发电机作为旋转的功能，在完全对流的恒星。研究方法：三维流体动力学和磁流体动力学的数值模拟与星在一个盒子模型，其中一个球形的明星是沉浸在一个笛卡尔立方体内，被使用。该模型对应于$0.2M_\odot$ M5矮星。旋转周期（$P_{\rm rot}$）之间的4.3和430天的探索。结果如下：缓慢旋转的模型与$P_{\rm rot}=430$天产生反太阳的差异旋转与一个缓慢的赤道和快速的两极，以及主要是轴对称的准稳态大尺度磁场。对于中等自转（$P_{\rm rot}=144$和$43$天），差异自转是类似太阳的（快赤道，慢两极），大规模的磁场大多是轴对称的，要么是准静止的，要么是循环的。后者发生在一个类似的参数制度，在其他数值研究中的球壳，周期类似于观察到的周期在完全对流的恒星具有可比的$P_{\rm rot}$。在快速旋转制度的差异旋转是弱的，大规模的磁场越来越非轴对称的主导$m=1$模式。这个大规模的非轴对称领域也表现出方位角发电机波。结论：星在一个盒子模型的结果同意模拟部分对流晚型恒星在球壳中的差异旋转和发电机制度的过渡发生在类似的旋转制度的科里奥利（逆Rossby）数。部分对流恒星和完全对流恒星之间的这种相似性表明，产生差异旋转和大尺度磁性的过程对恒星的几何形状不敏感。
2021-03-10 astro-ph.SR
A Novel Approach to Constrain Rotational Mixing & Convective-Core Overshoot in Stars Using the Initial-Final Mass Relation
半经验的初始-最终质量关系（IFMR）将星团中光谱分析的白矮星与形成它们的恒星的初始质量联系起来。然而，大多数目前的恒星演化模型预测，恒星将演化为质量比IFMR中发现的小$_\odot$ 0.1 M的白矮星。我们首先看看如何不同的理论质量损失率，第三次疏浚效率，对流核心过冲可能有助于解释模型和观测之间的差异。这些参数在最低质量（M $_{\rm initial}$ $<$ 3 M $_\odot$）下起重要作用。在更高的质量，只有对流核心过冲有意义地影响白矮星质量，但单独它可能无法解释观测到的白矮星质量，也不能解释为什么IFMR散射大于观测误差预测。然而，这些更高的质量也是主序星中旋转混合开始产生更大质量核心的地方，因此也是更大质量白矮星的地方。这种旋转混合也延长了恒星的寿命，使得旋转速度更快的祖先在半经验年龄分析中看起来像质量更小的恒星。将观测到的年轻B矮星旋转范围应用于MIST或SYCLIST旋转模型，在再现观测到的IFMR数据及其分散性方面表现出显着的改进。旋转和有效的对流核心过冲的合并显着提高了与观测的匹配。这项工作表明，IFMR提供了一个有价值的观测约束旋转和对流核心过冲如何影响恒星的核心演化。
2019-01-09 astro-ph.SR
Tidal dissipation by inertial waves in differentially rotating convective envelopes of low-mass stars
在恒星-行星系统或双星系统中，潮汐相互作用会在恒星的对流区激发惯性波（惯性波的回复力是科里奥利力）。这些波的耗散在所涉及的天体的长期轨道和旋转演化中起着重要作用。如果主星作为一个固体旋转，惯性波的多普勒频移被限制在$[-2Ω, 2Ω]$范围内（$Ω$是恒星的角速度），并且它们可以在整个对流区传播。然而，湍流对流可以维持与赤道加速（如在太阳）或减速，修改惯性波的频率范围和传播域，并允许非轴对称振荡的共转共振的差异旋转。在这项工作中，我们进行数值模拟潮汐激发的惯性波在差分旋转对流信封与锥形（或纬向）的旋转配置文件。我们采用的潮汐强迫包含球谐函数，对应于圆形共面轨道的情况。我们研究的粘性耗散的波作为潮汐频率的函数为各种恒星质量和微分旋转参数，以及它的依赖于湍流粘性系数。我们比较我们的结果与以前的研究假设固体旋转，并指出潜在的关键作用，共转共振的动力学演化的密切的恒星行星或二元系统。
2016-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal dissipation due to the elliptical instability and turbulent viscosity in convection zones in rotating giant planets and stars
本文通过旋转瑞利-贝纳德对流模拟研究巨行星和恒星中椭圆不稳定性与湍流对流对潮汐耗散的贡献，推导并验证了有效黏性标度律，发现椭圆不稳定性对短周期热木星有效，而湍流对流黏性相对惯性波可忽略。
2023-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Revisiting the connection between magnetic activity, rotation period, and convective turnover time for main-sequence stars
恒星自转，恒星活动和对流周转时间之间的连接被重新审视，重点是磁活动的唯一贡献的钙II H&K的排放，所谓的过剩通量，其无量纲指标R $^{+}_{\rm{HK}}$与其他恒星参数和活动指标。我们的研究是基于一个样本的169个主序星直接测量威尔逊山S指数和旋转周期。R $^{+}_{\rm{HK}}$值从相应的S索引导出，并且与各种$B-V$颜色间隔中的旋转周期相关。首先，我们表明，恒星的磁性活动消失，即恒星的过剩通量指数R $^{+}_{\rm{HK}}$接近零，有一个明确的，颜色相关的旋转周期分布，我们还表明，这种旋转周期分布适用于大样本的冷恒星的旋转周期最近变得可用。其次，我们使用的经验参数，以等同于全球对流周转时间，这是一种方法，使我们能够获得明确的磁活动相关的过剩通量指数R $^{+}_{\rm{HK}}$，旋转周期和Rossby数之间的关系。第三，我们表明，活动与Rossby数的关系是非常相似的，在不同的活动指标。由于我们的研究，我们强调，我们的Rossby数的基础上的全球对流周转时间的方法，但不超过统一，即使是完全不活跃的恒星。此外，一旦使用适当的比例，轮调-活动关系可能对不同的活动指标具有普遍性。
2018-07-16 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
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
Spoke-like differential rotation in a convective dynamo with a coronal envelope
我们报告的结果与外日冕层的对流发电机模拟。磁场是由地表下的对流运动自洽地产生的。在对流区上方，我们包括一个延伸到1.6个太阳半径的多变层。该区域的温度增加到$\approx8$乘以表面处的值，对应于$\approx1.2$乘以球壳底部处的值。我们把这个区域与日冕联系起来。我们发现太阳一样的差分旋转与恒定的旋转速率的径向轮廓，以及近表面的剪切层。这种非圆柱形的旋转轮廓是由非零纬度熵梯度引起的，它通过斜压项抵消了泰勒-普劳德曼平衡。赤道环流是多细胞的，在低纬度的地表附近有一个类似太阳的向极流动。在大多数情况下，平均磁场是振荡的，在两种情况下向赤道迁移。在其他情况下，向赤道方向的迁移被静止的甚至向极方向迁移的平均场所覆盖。
2013-11-13 astro-ph.SR
The LHS 1678 System: Two Earth-Sized Transiting Planets and an Astrometric Companion Orbiting an M Dwarf Near the Convective Boundary at 20 pc
我们介绍了LHS 1678（TOI-696）系外行星系统的TESS发现，该系统由两颗近似地球大小的凌日行星和一颗可能的天体测量棕矮星组成，该棕矮星以19.9 pc的速度绕着一颗明亮的（$V_J$ =12.5，$K_s$ =8.3）M2矮星运行。TESS探测到的两颗行星半径分别为0.70 $\pm$ 0.04 $R_\oplus$和0.98 $\pm$ 0.06 $R_\oplus$，轨道周期分别为0.86天和3.69天。这两颗行星都是通过地面跟踪观测进行验证和定性的。HARPS RV监测得出行星b和c的97.7百分位质量上限分别为0.35 $M_\oplus$和1.4 $M_\oplus$。由CTIO/SMARTS 0.9米探测器探测到的天体测量伴星的轨道周期约为几十年，无法通过其他手段探测到。额外的地面观测限制了伴星是一颗高质量的棕矮星或更小。每颗行星都有独特的兴趣;内行星有一个超短的周期，外行星位于金星带。这两个都是有前途的目标，大气特性与JWST和质量测量通过极端精确的径向速度。在多周期TESS数据中还确定了半径为0.9 $\pm$ 0.1 $R_\oplus$的第三颗行星候选者，其轨道为4.97天，供未来工作验证。主恒星与赫罗图中较低的主序中的一个观测到的间隙有关。这个差距与M矮星内部从部分对流到完全对流的转变有关，而相关的恒星天体物理学对系外行星演化的影响目前尚不清楚。这…
2022-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Optimal parameter space for detecting stellar differential rotation and centre-to-limb convective variations
本文的目的是研究最佳的参数空间使用重新加载Rossiter-McLaughlin技术检测差异旋转（DR）和中心到边缘的对流变化。我们模拟了一个恒星-行星系统，有和没有对流效应，以映射参数空间的最佳区域，用于检索注入的差异旋转。我们的模拟探索了所有可能的范围内的投影椭圆度（自旋轨道角），恒星倾角，和碰撞参量，以及仪器配置，恒星等，和曝光时间的差异。我们发现，DR是更容易检索在低碰撞参量，对应的系统配置中，过境行星穿越最大数量的恒星纬度。检测的主要热点（即DR可检测性高的区域）平均为$i_*<90^{\rm{o}}$的$120^{\rm{o}}<|λ|<180^{\rm{o}}$和$i_*>90^{\rm{o}}$的$|λ|<60^{\rm{o}}$，并且它们倾向于随着碰撞参量的增加而缩小。此外，与亮度的关键影响相反，我们发现曝光时间对检测DR的难度的影响可以忽略不计，因为在较长曝光时间下信噪比（S/N）的增加被降级的采样率抵消。我们确定，与HARPS的$V = 10$相比，仪器配置和灵敏度的ESPRESSO样设置可以检索高达$V = 12$的DR。我们没有得出明确的结论，肢体依赖的对流效应和可能的混淆与DR;然而，初步结果表明，在某些情况下，虽然似乎一种效果可能被误认为是其他的，拟合的准确性（特别是$α$）不支持额外的审查。
2022-03-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revising the evolutionary stage of HD 163899: the effects of convective overshooting and rotation
根据对B型超巨星HD 1，163899的质光比、有效温度和自转速度的新测定以及对恒星振荡谱的解释，修正了该恒星的演化地位。氮碳丰度的观测值确定了恒星的旋转速率。现在，更大质量的模型比以前考虑的更受欢迎，而且很可能该恒星仍处于主序星阶段。旋转引起的混合表现为大气中氮的过剩，这与我们对HARPS谱的分析一致。因此，HD 163899可能属于一组演化的富氮主序星。
2016-12-23 astro-ph.SR
Angular momentum transport near convective-core boundaries of Gamma Doradus stars
本文研究γ Doradus星对流核附近的角动量输运，发现较低效的Tayler不稳定性磁场输运可同时解释对流核、辐射区及表面旋转观测，并提示主序后恒星内部还存在其他物理过程。
2024-01-10 astro-ph.SR
A catalogue of rotation and activity in early-M stars
我们提出了一个目录的旋转和色球活动的334 M矮星的光谱类型M0-M4.5填充的参数空间周围的边界充分对流的样本。我们获得了206个目标的高分辨率光谱，并确定了预计的旋转速度，vsini和Halpha发射。数据相结合的测量vsini在现场的恒星从文献中相同的光谱类型。我们的样本在现有文献中增加了157个新的旋转测量值，几乎是可用vsini样本的两倍。最后一个样本提供了一个统计上有意义的旋转和活动在过渡到充分的对流在太阳附近的图片。我们确认的急剧上升的部分活跃的恒星在过渡到充分对流已知从早期的工作。此外，我们看到同一颗恒星的自转速度明显上升。在极少数的恒星中，没有色球活动，但报告了旋转增宽的检测。我们认为，所有这些都可能是虚假的检测;我们的结论是，在我们的样本中，所有显着旋转的恒星都是活跃的，所有活跃的恒星都显着旋转。旋转活动的关系是有效的部分和完全对流星。因此，我们没有观察到任何证据的过渡，从一个旋转为主的发电机在部分对流的恒星旋转独立的湍流发电机在完全对流的恒星;湍流发电机在完全对流的恒星周围的光谱类型M4仍然是由旋转驱动。最后，我们比较了33颗恒星的投影旋转速度的文献中来自测光的旋转周期，并确定其中一些倾斜。
2012-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Convective dynamos in spherical wedge geometry
采用自洽对流发电机方法对楔形球壳进行了数值模拟。差旋是由对流与自转的相互作用产生的。只有当自转足够快时，才能得到向赤道方向的加速度和发电机作用。沿圆柱的角速度趋于恒定。振荡的大尺度领域被发现向极方向迁移。与以前的模拟在全球壳和笛卡尔域的比较。
2010-06-23 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
Predicting convective blueshift and radial-velocity dispersion due to granulation for FGK stars
本文提出一个基于恒星结构基本方程的简单模型，预测FGK恒星对流蓝移及径向速度弥散，发现高金属丰度恒星弥散较小，并提供预测公式，有助于筛选EPRV及TESS等任务的最佳观测目标。
2023-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Differential rotation in fully convective stars
在热成风平衡和等自转面有效熵混合的假设下，可以很逼真地再现太阳对流区的等自转轮廓。即使在发展的早期阶段，这种日震学拟合也可以用来对中纬度{ \em径向}太阳熵梯度设定一个下限，这与标准混合长度理论非常一致。在本文中，我们将这种太阳能计算推广到完全对流的恒星（和潜在的行星），保留假设的热风平衡和有效的熵混合等旋面。发现每个等自转轮廓都是$R^2 = A+BΦ(r)$的形式，其中$R$是旋转轴的半径，$Φ(r)$是（假定为球形的）引力势，并且$A$和$B$沿轮廓是恒定的。这一结果适用于简单的模型完全对流星。两个太阳的表面旋转配置文件（角速度减少向两极），以及“反太阳”的配置文件（角速度增加向两极）建模，后者承担一些暗示性的相似之处，数值模拟。我们还对类似于木星和土星的纬向表面流进行了探索性研究。除了提供一个实用的框架来理解大规模数值模拟的结果，我们的研究结果也可能证明有用的动力学计算，其中一个简单的，但可行的模型，在对流流体中的背景旋转配置文件是必要的。最后，我们的工作直接关系到CoRoT计划的一个重要目标：阐明旋转对流恒星的内部结构。
2010-01-20 astro-ph.SR
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
Rotation of the convective core in $γ$ Dor stars measured by dips in period spacings of g modes coupled with inertial modes
周期间隔（$ΔP$）与偶极双g模周期（$P$）之间的关系对于测量快速旋转的$γ$ Dor星和缓慢脉动的B（SPB）星的g模腔中的旋转速率是有用的。在快速旋转的恒星中，对流核中的惯性模可以与周围辐射区中传播的g模共振耦合。共振耦合导致$P$ - $ΔP$关系的下降，这与化学成分梯度引起的调制不同。在$ΔP$中的这种共振下降出现在对应于自旋参数$2f_{\rm rot}{\rm(cc)}/ν_{\rm co-rot} \sim 8-11$的频率附近，其中$f_{\rm rot}$（cc）是对流核心的旋转频率，而$ν_{\rm co-rot}$是同向旋转坐标系中的脉动频率。共振时的自旋参数在某种程度上取决于核心过冲的程度、中心氢丰度和其他恒星参数。我们可以在观察到的倾角与预测从主序模型的双极g模式，允许对流核心旋转差分从周围的g模式腔的周期。我们已经进行了这样的拟合16个选定的$γ$多尔星有明确的倾角，并发现大多数的$γ$多尔星，我们研究的旋转几乎均匀，而对流核心往往比g-模式腔在进化程度较低的恒星旋转略快。
2021-02-17 astro-ph.SR
