Multidimensional low-Mach number time-implicit hydrodynamic simulations of convective helium shell burning in a massive star
上下文恒星内部对流的多维流体动力学模拟是一个具有挑战性的数值模拟，特别是在低马赫数的流动。方法.我们探讨了使用低马赫流体动力通量求解器的好处，并证明了其在天体物理模拟的可用性。采用时间隐式的Seven-League Hydro（SLH）程序，基于25 M $_\odot$恒星模型，对氦壳层对流燃烧进行了多维数值模拟。用低马赫数AUSM $^{+}$ -up求解器得到的结果与用它的非低马赫数变型AUSM $_\mathrm{B}^{+}$ -up得到的结果进行了比较。我们应用了重力源项的良好平衡来维持初始的流体静力背景分层。计算网格具有从$180 \times 90^2$到$810 \times 540^2$细胞的分辨率，并且通过$3 \times 10^3$、$1 \times 10^4$和$3 \times 10^4$的因子来促进核能释放，以研究结果对这些参数的依赖性。结果增强的能量输入导致马赫数在$10^{-2}$到$10^{-3}$范围内的对流。标准混合长度理论（MLT）预测，如果不施加增压，对流速度约为$1.6 \times 10^{-4}$。用AUSM $^{+}$ -up进行的模拟表明，在动能谱中有一个类似于Kolmogorov的惯性范围，与它的非低马赫变体相比，它进一步向更小的尺度扩展。与AUSM $^{+}_{\mathrm{B}}$ -up相比，AUSM $^{+…
2021-07-05 astro-ph.SR physics.flu-dyn
3D stellar evolution: hydrodynamic simulations of a complete burning phase in a massive star
本文首次对20 M$_{\odot}$恒星的对流氖燃烧壳层进行从早期发展到燃料耗尽的连续三维模拟，揭示对流区增长受燃料消耗而非卷入主导，并与321D引导的一维模型在对流边界混合量上收敛，为修订一维恒星模型提供依据。
2023-05-23 astro-ph.SR
Radiation hydrodynamical simulations of eruptive mass Loss from progenitors of Type Ibn/IIn supernovae
观测表明，一些大质量恒星经历了剧烈的爆发性质量损失，并伴随着显著的增亮，这是流体静力学恒星模型无法解释的。这一事件似乎形成了致密的星周物质（CSM）。喷发质量损失的机制尚未完全解释。我们专注于这样一个事实，即核燃烧的时间尺度变得比一些大质量恒星的核心崩溃前几年的信封的动态时间尺度短。为了揭示喷发质量损失的性质，我们研究了它与发生在核心内部的核燃烧所提供的包层底部的能量注入的关系。在这项研究中，我们并没有具体说明从核燃烧地点到包层底部输送能量的实际机制。相反，我们参数化注入的能量和注入时间的量，并试图从与观测的比较中提取这些参数的信息。我们进行了1-D辐射流体动力学模拟的祖先的红色，黄色和蓝色超巨星，沃尔夫-拉叶星。我们用一个公开的恒星演化程序计算了祖先的演化。我们得到的光变曲线与喷发，喷出的质量，和CSM分布在核心崩溃的时间。在短于包层动力学时标的时间内，大质量恒星包层底部的能量注入可以重现一些观测到的核心坍缩前的光学爆发，并形成CSM，它可以为IIn型相互作用超新星（SN）提供动力。
2020-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D hydrodynamics simulations of a 3 $M_{\odot}$ core-helium burning star
本文首次对3太阳质量核氦燃烧恒星内部进行全球面3D流体动力学模拟，发现对流核心过冲运动会逐渐均匀化半对流界面，可能完全消除半对流层。
2023-11-17 astro-ph.SR
Idealised hydrodynamic simulations of turbulent oxygen-burning shell convection in 4π geometry
这项工作研究了恒星对流的性质，特别强调了上对流边界（CB）的夹带。在$4π$几何中，在代表性的加热率驱动下，在$768^3$和$1536^3$网格上，对大质量恒星O燃烧壳层中的湍流对流进行了理想化模拟。还在$768^3$网格上执行加热系列。$1536^3$模拟显示，在$1.33\times10^{-6}~M_\odot~\mathrm{s}^{-1}$的上CB处存在夹带率。$768^3$模拟与相同的加热速率同意在17%.The夹带率在上对流边界被发现与驱动光度和剪切速度在上边界的立方成线性比例，而径向RMS流体速度与驱动光度的立方根成比例，正如预期的那样。在一维扩散框架中分析混合，从而得到CB混合的简单模型。分析证实了以前的研究结果，即在1D模拟中将MLT混合长度限制在到CB的距离更好地代表了来自3D模拟的球平均径向速度分布，并提供了1D中指数扩散CB混合模型的参考扩散系数$D_0$的改进确定。从3D模拟数据，我们采用的对流边界的水平速度分量中的最大梯度的位置具有$2σ$空间波动的$\approx0.17 H_P$。指数衰减扩散CB混合模型与$f = 0.03$再现球平均的三维丰度分布。
2016-11-02 astro-ph.SR
Filling The Pockets: The Spherical Nature of 3D Deflagration in Thermonuclear Supernovae
Florida State University（佛罗里达州立大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）
研究发现湍流和磁场通过促进燃烧材料与未燃烧材料的混合，解决了三维爆燃模型中白矮星膨胀不足的问题。
2026-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
One-, Two-, and Three-dimensional Simulations of Oxygen Shell Burning Just Before the Core-Collapse of Massive Stars
我们执行两个（2D）和三维（3D）对流氧壳燃烧的流体动力学模拟，发生在一个大规模的核心坍缩超新星的祖星深处。利用一维恒星演化程序，我们首先计算了初始质量为9-40 $M_\odot$的大质量恒星的演化。四个不同的超调参数的应用，和CO核心质量的趋势类似的以前的作品中得到的一维模型。选择11个一维模型，有硅和氧共存层，我们进行二维流体动力学模拟的演变$\sim$ 100秒，直到发病的核心崩溃。我们发现，对流与大规模的漩涡和湍流马赫数$\sim$ 0.1得到的模型具有Si/O层的规模为10 $^8$厘米，而大多数模型具有扩展的O/Si层高达几个$\times 10^9$厘米表现出较低的湍流速度。我们的研究结果表明，具有较厚的Si/O层的超新星祖先可以提供一个较好的条件，微扰辅助爆炸。我们进行3D模拟的25 $M_\odot$模式，其中表现出大尺度对流的2D模式。3D模型产生了与2D模型类似的大对流（$\ell = 2$），但湍流速度较低。通过对3D模型的中微子发射特性的估计，我们指出，如果在KamLAND和Hyper-Kamiokande中观察到事件率的时间调制，将提供有关超新星前对流层结构变化的重要信息。
2019-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rayleigh-Taylor finger instability mixing in hydrodynamic shell convection models
由于瑞利-泰勒不稳定性的结果，由成分梯度驱动的恒星中的混合过程是不可预见的。它们只得到恒星对流的流体动力学研究的支持。我们发现，这种混合发生在我们的多维流体动力学壳对流模型的对流区的底部边缘以下。它在偏离中心的核燃烧产生的界面上工作，在那里，具有较高平均分子量的密度较小的气体位于具有较低平均分子量的密度较大的气体之上。我们讨论了在各种条件下的混合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的恒星，核心碳闪光在9.3 Msun的恒星，和氧燃烧壳的恒星质量为23 Msun。我们用欧拉流体动力学程序HERAKLES在二维和三维空间模拟了恒星演化不同阶段壳层对流的流体动力学行为。为此目的的初始模型是由国家的最先进的恒星演化代码，即GARSTEC，STAREVOL，和TYCHO的核心氦闪光，核心碳闪光，和氧壳燃烧，分别获得。我们的大部分分析是在核心氦闪光的峰值覆盖约250对流周转时间尺度的二维流体动力学模型壳对流。这种混合表现为高密度和冷指的形式，富含较高平均分子量的物质，起源于对流壳层下边界的密度波动，并向下“射”入核心。它们是由于平均分子量梯度为负而在对流区下边界处产生的瑞利-泰勒不稳定性。当平均分子量梯度为正时，它们不出现。
2010-05-13 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
The First 3D Simulations of Carbon Burning in a Massive Star
本文首次对碳燃烧的湍流对流进行了详细的三维流体力学隐式大涡模拟。模拟从一个15太阳质量的恒星演化模型中的碳燃烧壳映射的初始径向轮廓开始。我们考虑了从128^3到1024^3区域的4种分辨率。这些模拟证实，对流边界混合（CBM）发生通过湍流夹带在氧气燃烧的情况下。边界扩展到周围的稳定区域和卷吸率是较小的底部边界，因为它是刚性比上边界。这项研究和类似研究的结果要求改进CBM处方在一维恒星演化模型。
2017-12-19 astro-ph.SR
Evolutionary and hydrodynamic models of short--period Cepheids
对主序质量为5 M_ \odot <= M_0 <= 6.1 M_ \odot，初始氦丰度为Y_0=0.28，重元素丰度为Z_0=0.02的星族I星进行了演化计算，直至中心氦耗尽阶段。选定的核心氦燃烧模型被用来作为初始条件的流体动力学方程和时间依赖的对流描述造父变星的径向脉动的解决方案。在Hertzsprung-Russel图中，当M_0 > \odot时，演化轨迹穿过不稳定带的红边。计算了核心燃氦造父变星第二、三次穿越不稳定带的流体动力学模型网格。对于每一个一阶泛音变星的演化序列，脉动周期和周期变化率\dot均被确定为恒星年龄的连续函数。计算结果与最近获得的短周期造父变星V532 Cyg、BG Cru和RT Aur的\dot观测估计值一致。
2020-05-16 astro-ph.SR
3D hydrodynamical simulations of a proton ingestion episode in a low-metallicity asymptotic giant branch star
我们使用3D恒星结构程序DJEHUTY模拟了质子被摄入一颗1太阳质量、金属丰度Z=10^-4的渐近巨星分支恒星的壳层间对流区的过程。我们已经运行了两个模拟：一个是由大约30万个区域组成的低分辨率模拟，一个是由200万个区域组成的高分辨率模拟。这两种模拟都是在恒星时间的大约4小时内进行的。我们观察到存在的快速，向下流动的羽流，能够运输到接近氦燃烧壳燃烧之前发生的氢。3D模型中的中间壳层比1D模型中的质子要丰富几个数量级，因此我们获得了比1D模型中更高的氢燃烧光度-在高分辨率模拟中超过10^8太阳光度。这些模拟中的对流速度比混合长度理论的预测大10倍以上，尽管由于增强的氢燃烧，3D模拟具有更大的能量产生。我们没有发现对流区分裂成两个的证据，尽管这可能是由于空间分辨率不够，或者因为模型没有发展足够长的时间。我们认为，1D混合长度理论，特别是使用扩散算法混合不给这些事件的准确图片。平流混合方案可以更好地表示在3D模型中看到的传输过程。
2011-09-06 astro-ph.SR
3D simulations of a complete convective silicon shell burning phase
Keele University（基尔大学）；Kavli IPMU (WPI), University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学联合研究所（WPI））；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University of Basel（巴塞尔大学）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理学研究中心）；School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学物理与天文学学院）；Aster Scientific；Geneva Observatory, Geneva University（日内瓦大学日内瓦天文台）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
本研究通过三维流体动力学模拟探究14倍太阳质量超新星前身星硅壳燃烧阶段，发现三维模拟因对流边界混合程度低使硅壳燃烧缩短约800秒，该过程为对流-反应事件，需更完整核网络开展后续研究。
2026-08-06 astro-ph.SR
Turbulent Mixing and Nuclear Burning in Stellar Interiors
原子核的湍流燃烧是恒星演化过程中的一种常见现象。在这里，我们研究一个具有挑战性的情况下：合并的氖和氧燃烧壳层在23 M $_{\odot}$明星。一个以前未知的准稳态是由混合，湍流传输和核燃烧之间的相互作用建立的。由此产生的恒星结构有两个燃烧的外壳在一个对流区。我们发现，新的氖燃烧层覆盖了对流区的扩展区域，燃烧峰值发生在Damköhler数首次等于1的位置以下。这些特征不同于类似的摄入事件的一维恒星演化模型所预测的特征。我们开发的平均场湍流方程，治理成分的演变，并用它们来解释我们的数据集。一个重要的副产品是一种手段来量化亚网格尺度的数值水动力方案固有的影响。对于隐式大涡模拟，分析方法特别强大，因为它可以揭示模拟流在何处以及如何通过分辨率进行修改，并提供耗散或诱导输运效应的直接物理解释。专注于我们的分析的平均场组成方差方程，我们恢复了Kolmogorov率的湍流耗散没有它被强加，与以前的结果，使用湍流动能方程。
2018-08-21 astro-ph.SR
Linking 1D Evolutionary to 3D Hydrodynamical Simulations of Massive Stars
大质量恒星的恒星演化模型对于天体物理学的许多领域都很重要，例如核合成产额、超新星祖先模型和理解极端条件下的物理。恒星中的湍流主要是由于恒星内部不同质量坐标处的核燃烧。恒星模型中对流边界处湍流和湍流混合的理解和正确处理已经研究了几十年，但仍然缺乏一个明确的解决方案。本文介绍了大质量恒星对流边界混合（CBM）研究的初步结果。对流边界的“刚度”可以用体理查森数（$\textrm{Ri}_B$）来量化，体理查森数是边界恢复的势能与湍流涡旋的动能之比。"硬“边界（$\textrm{Ri}_B \sim 10^4$）将抑制CBM，而在相反的情况下，”软“边界（$\textrm{Ri}_B \sim 10$）将更容易受到CBM的影响。到目前为止获得的关键结果之一是，较低的对流边界（更接近中心）的核燃烧壳是“硬”比相应的上边界，这意味着有限的煤层气在下壳边界。这与Meakin和Arnett进行的3D流体动力学模拟一致[The Astrophysical Journal 667：448-475，2007]。这一结果也有影响的大质量恒星的新CBM处方，以及核燃烧火焰前传播的超渐近巨星分支星，也开始新星。
2016-01-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Hydrodynamic Simulations of Pre-Supernova Outbursts in Red Supergiants: Asphericity and Mass Loss
本研究通过二维流体动力学模拟，改进一维模型，研究红超巨星波热沉积引发的前超新星质量抛射，发现低加热率下包层近似同尺度膨胀，高加热率产生激波，非球对称性小，质量损失有限。
2020-08-03 astro-ph.HE 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
3D Simulations of Oxygen Shell Burning with and without Magnetic Fields
我们提出了第一个3D磁流体动力学（MHD）模拟对流氧和氖壳燃烧在一个非旋转的$18\, M_\odot$星核塌缩前不久，研究在超新星祖先的磁场的产生。我们还运行了一个纯粹的流体动力学控制模拟，以衡量对流和对流边界混合的磁场的影响。在大约17个对流周转时间后，磁场接近氧壳层中的饱和水平，平均场强为$\mathord{\sim}10^{10}\, \mathrm{G}$，并且没有达到动力学均分。磁场仍以中小尺度为主，氧壳层底部的偶极磁场强度仅为$10^{9}\, \mathrm{G}$。麦克斯韦应力张量的角平均对角分量反映了雷诺应力张量的角平均对角分量，但大约小一个数量级。在氧-氖壳界面处的剪切流产生平行于对流边界的相对强的场，这显著地抑制了氖到氧壳中的湍流夹带。氖的减少的摄入降低了氧壳层中的核能产生速率，从而稍微减慢了对流。除了这种间接的影响，我们发现，磁场不明显改变内的氧气壳层的流动。我们讨论了我们的结果对随后的核心坍缩超新星的影响，并强调需要更长的模拟，分辨率的研究，和调查的非理想效应，以更好地了解磁场在超新星的祖先。
2021-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic modelling of pulsation period decrease in the Mira-type variable T UMi
用恒星演化和辐射流体力学的数值方法研究了Mira型变星TUMi的氦燃烧壳层中热脉冲初始阶段的脉动周期减小。为此，计算了质量在主序星$1M_\odot\le M_\textrm{ZAMS}\le 2.2M_\odot$和金属丰度为$Z=0.01$的恒星的演化轨迹网格。选定的AGB演化序列的模型被用于确定初始条件和时间依赖的内边界条件的流体动力学方程描述径向脉动星的演化变化。在热脉冲的初始阶段期间的周期减少的发病被示出几乎与峰值氦燃烧光度相一致。最快的下降期出现在前三十年。由于恒星的收缩和从基模到第一泛音的模式切换，脉动周期减小。模式切换的时间尺度是几十个脉动周期的量级。米拉型变星T UMi的现今模型是具有小振幅半规则振荡的第一泛音振荡器。理论估计的脉动周期在发病的周期减少和30年后的周期变化率的同意与现有的观测数据T UMi的AGB星质量$ 1.04M_\odot\le M\le 1.48M_\odot$。
2022-06-16 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
Three-dimensional Core-Collapse Supernova Simulations: From shell burning to shock revival
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）
通过三维模拟研究不同质量前身星的核心坍缩超新星，发现多维前身星可提升激波后非径向动能与激波半径，且最早出现激波 revival，引力波增强源于吸积流变化。
2026-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetoconvection in a Rapidly Rotating Supernova Progenitor
本研究首次模拟了快速旋转16 M_sun超新星前身星壳层燃烧的3D磁流体动力学过程，发现强磁场会抑制对流并快速向外传输角动量导致壳层刚性旋转，从而对毫秒磁星驱动爆发保留核心角动量的可能性提出质疑。
2023-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 astro-ph.SR
Differential Rotation in a 3D Simulation of Oxygen Shell Burning
我们研究差分旋转后期壳层对流在一个快速旋转的$16M_\odot$氦星的三维流体动力学模拟与对流氧壳层的特别关注。我们发现，氧壳层发展的准静态模式的差分旋转，既不是由均匀的角速度所描述的假设在当前的恒星演化模型的超新星祖先，也不是由均匀的特定角动量。相反，氧壳层形成了一个正的角速度梯度，赤道处的旋转速度比极点处快几十个百分点。我们发现，对流区内的角动量输运是不充分的捕获扩散混合长度通量成正比的角速度或角动量梯度。纬向流平均值揭示了稳定的大尺度纬向流和赤道附近的熵亏损，反映了角速度的模式。流的结构是让人想起模拟恒星表面对流区和太阳的差异旋转，这表明类似的影响涉及未来的模拟将需要解决更详细的浮力，惯性力和湍流应力的相互作用如何在大质量恒星后期对流形状的差异旋转。如果对流区域发展出正的角速度梯度，角动量可能会更有效地从核心区域中排出，这可能会使毫秒磁星的形成更加困难。我们的发现对中子星的出生自旋周期和涉及快速核心旋转的超新星爆炸场景有影响。
2022-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs. I. Methodology
我们评估的鲁棒性的低马赫数流体动力学算法模拟氦壳对流的背景下，一个白矮星的Ia型超新星的sub-martrasekhar模型的表面。我们使用低马赫数恒星流体动力学代码，MAESTRO，进行三维的，空间自适应的对流模拟导致的燃烧前的点火点。我们表明，低马赫数流体动力学模型提供了一个强大的描述系统。
2012-12-18 astro-ph.SR
The SPAr burning: proton captures powering carbon-oxygen shell mergers in massive stars
Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南方实验室）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究与创新网络地球与天文学研究中心）；CSFK HUN-REN, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越中心（CSFK））；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）
本研究针对大质量恒星碳-氧壳层合并过程，发现SPAr质子俘获反应主导该过程产能，总产能约为同条件碳氧聚变的400倍，指出恒星演化模拟需纳入该反应以避免结果失准。
2025-11-06 astro-ph.SR
The Final Fate of Supermassive $M \sim 5 \times 10^4 \; M_\odot$ Pop III Stars: Explosion or Collapse?
我们研究了在氦燃烧阶段由广义相对论不稳定性引起的超大质量（$5 \times 10^4 \;M_\odot$）III族恒星中超新星爆发的可能性。这种爆炸可能是在等熵核心早期收缩期间通过快速的氦燃烧而发生的。这样的爆炸将是可见的未来的望远镜，并可能破坏拟议的直接坍缩形成通道的早期宇宙超大质量黑洞。我们首先使用具有后牛顿近似的1D恒星演化代码模拟氢燃烧的恒星演化;在动力学崩溃点，我们切换到具有Misner-Sharpe度量的1D（广义相对论）流体力学代码。与以前的研究相反，我们在非旋转情况下没有发现爆炸，尽管我们的模型接近爆炸，但与以前的研究中的爆炸质量相似。当我们包括慢旋转时，我们发现一个爆炸模型，我们得出结论，可能存在其他爆炸模型，尽管它们可能很罕见。
2020-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Three-Dimensional Collapse of a Rapidly Rotating 16 $M_{\odot}$ Star
我们报道了一颗快速旋转的16 $M_{\odot}$星铁核坍缩的三维（3D）流体动力学演化。这是第一次，我们遵循的3D演变的角动量（AM）分布在铁芯和对流壳燃烧区域的最后10分钟，并包括重力不稳定性和核心崩溃。在3D中，我们发现，对流区域显示出有效的AM运输，导致AM配置文件，不同的形状和幅度从$\texttt{MESA}$在几个壳对流周转时间尺度。对于不同的祖先模型，如紧密耦合的Si/O对流壳层，有效的AM运输在三维模拟可能会导致一个显着不同的AM分布在恒星内部影响估计出生的中子星或黑洞自旋。我们的研究结果表明，在对流和旋转壳燃烧区域的三维AM运输的大质量恒星的模型中的关键组成部分，可以定性地改变爆炸的结果和推断紧凑的残余物的属性。
2021-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards Realistic Progenitors of Core-Collapse Supernovae
二维（2D）流体动力学模拟的祖先进化的一个23太阳质量的恒星，接近核心崩溃（约1小时，在1D），同时积极的C，Ne，O，和Si燃烧壳，提出和对比现有的1D模型（被迫是准静态的）。明显的不对称性和壳层之间的强动力学相互作用在2D中可见。尽管受到湍流的激发，动力学行为仍继续进行到足够大的振幅，使其与核燃烧耦合。低阶模式的急剧增长，以及燃烧壳的球对称性的大偏差。在氧燃烧壳层中的单个电池的3D模拟中，或者在不包括活性Si壳层的2D模拟中，剧烈的动力学比在早期燃烧阶段中看到的更剧烈。线性微扰分析不能捕捉湍流的混沌行为（例如，奇异吸引子，如洛伦兹发现的），因此严重低估了不稳定性的活力。详细讨论了1D和2D模型的局限性。2D模型虽然在几何上有缺陷，但比现有的1D模型更真实地处理了相关的动态，并对崩溃前的演化阶段提出了截然不同的观点。对SN 1987 A的解释、年轻超新星遗迹的丰度、塌缩前爆发、前身结构、中子星反冲和回退的意义进行了概述。虽然2D模拟提供了新的定性的见解，完全3D模拟需要定量的理解这一阶段的恒星演化。这种模拟的必要属性划定。
2011-01-29 astro-ph.SR
Turbulent dynamo action and its effects on the mixing at the convective boundary of an idealized oxygen-burning shell
本文通过高分辨率三维磁流体动力学模拟，研究氧燃烧壳层对流边界处的小尺度湍流发电机放大和强磁场对质量卷吸的抑制，发现磁场可使卷吸率降低约20%。
2023-09-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Hydrodynamic simulations of the core helium flash
我们描述和讨论的核心氦闪光的流体动力学模拟使用的初始模型的1.25 M_sol的金属丰度为0.02附近的峰值。过去关于核心氦闪光动力学的研究是不确定的。它的结果范围从确认标准图片，其中恒星在闪光期间保持流体静力平衡（Deupree 1996），到恒星的破坏或重大质量损失（Edwards 1969; Cole & Deupree 1980）。然而，最新的多维流体动力学研究（迪尔伯恩2006）表明，一个静态的行为的核心氦闪光，似乎排除了爆炸的情况。在这里，我们提出了一个新的全面研究的核心氦闪光，这似乎证实了这种定性的行为，并提供了一个更好的洞察操作的对流区提供动力的氦燃烧在闪光的部分结果。水动力学的演变是随后的计算网格在球坐标系中使用我们的新版本的多维流体动力学代码HERAKLES，这是基于直接欧拉实现的分段抛物方法。
2009-04-30 astro-ph.SR
3D hydrodynamics simulations of core convection in supermassive main-sequence stars
超大质量恒星是质量超过$10^4\,M_{\odot}$的第三星族恒星，可能是第一个超大质量黑洞的祖先。它们的内部处于辐射压主导状态方程的状态。在这项工作中，我们使用显式气体动力学程序PPMstar模拟了$10^4\,M_{\odot}$超大质量主序星的氢燃烧核心。这是超大质量恒星核心对流的第一个3D流体动力学模拟。我们进行了一系列的十个模拟在不同的加热速率和笛卡尔网格上的分辨率$768^3$，$1152^3$和$1728^3$。我们研究对流的不同性质，包括它的大尺度形态，它的速度谱和它的混合特性。我们的结论是，辐射压力占主导地位的性质的内部不显着影响对流的行为相比，在一个大规模的主序星的气体压力占主导地位的核心对流的情况下。我们的模拟也提供了支持使用的混合长度理论在1D模型的超大质量恒星。
2023-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent Mixing on Helium-Accreting White Dwarfs
产生Ia型超新星的一个有吸引力的方案是双重爆炸，其中吸积氦层的爆炸触发C/O核心的点火。这种机制是否能够解释部分或大部分Ia超新星，取决于氦燃烧的性质，而氦燃烧的性质又取决于表面材料的组成。使用半解析和简单的数值模型相结合，我探索时，由于流体动力学不稳定性的吸积过程中的湍流混合可以混合到吸积氦的C/O核心材料。混合在高吸积率、大白矮星（WD）质量和低自旋率时最强。这种混合将导致随后的氦燃烧，更好地匹配所观察到的超新星Ia的性质。在某些情况下，有相当大的混合，可以导致在点火时在吸积层中超过50%的C/O。这些结果将有望激励未来的理论研究，这种强混合条件。混合也对其他类型的WD表面爆炸有影响，包括所谓的Ia超新星，富钙瞬变（如果它们来自吸积WD）和富金属的经典新星。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Status of Multi-Dimensional Core-Collapse Supernova Models
近年来，由中微子驱动机制驱动的核心坍缩超新星爆炸模型已经相当成熟。在原始光谱的低质量端的爆炸通常可以在1D，2D和3D中模拟，并允许我们基于第一原理模型研究超新星核合成。核合成计算的结果表明，最低质量的超新星可能是铁以外一些较轻的富氮元素的重要贡献者。大质量恒星的爆炸机制仍在研究中，尽管最近已经有了第一个中微子驱动爆炸的3D模型，其中使用了多群中微子输运。与早期的二维模型和更简化的三维模拟一起，这些已经阐明了中微子加热和激波后区域的流体动力学不稳定性之间的相互作用，这对激波复兴至关重要。然而，在模拟能够有力地解释大质量范围内的超新星爆炸之前，一些物理成分可能仍然需要添加或改进。我们探讨可能会影响超新星模拟的准确性的问题，并回顾了一些想法，最近已被探索的途径，强大的爆炸，包括中微子率的不确定性，快速旋转，和外部强迫的非径向流体运动强烈的种子扰动对流壳燃烧。微扰辅助中微子驱动机制和最近的三维模拟的超新星祖先壳燃烧的影响进行了详细的讨论。第一次成功的多群中微子流体动力学模拟的18太阳质量祖与三维初始条件的微扰辅助机制的功效说明。最后，我们推测的3D效应对大质量恒星的结构，通过对流边界混合的潜在影响。（节略）
2016-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Realistic 3D hydrodynamics simulations find significant turbulent entrainment in massive stars
我们对恒星结构和演化的理解来自一维（1D）恒星模型是有限的多维过程发生在恒星内部的不确定性。然而，现在可以借助详细的三维（3D）流体动力学模型来测试和改进1D模型，由于计算资源的最新进展，该模型可以在短时间内重现复杂的多维过程。在这些过程中，湍流卷吸导致对流边界混合是最不了解和最有影响力的过程之一。在这里，我们提出了一套流体动力学模拟的结果，在一个大质量的恒星燃烧壳，并解释他们的湍流卷吸法的框架内从天体物理学。我们的模拟不同于以往的研究，在再现恒星环境的前所未有的现实主义程度。重要的是，在模拟中发现的强夹带突出了目前在一维恒星模型中实施对流边界混合的主要缺陷。因此，这项研究要求对如何在1D中模拟对流边界进行重大修订，特别是在这些模型中实现夹带。这将对超新星理论、核合成、中子星和黑洞物理学产生重要影响。
2022-08-16 astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars I: Red Supergiants
超新星（SNe）的早期观测表明，许多类型的SNe的祖先可能会发生增强的质量损失和前SN爆发。我们调查的作用，通过波驱动的剧烈对流在后期的核燃烧的其他典型的$15 \, M_\odot$红超巨星SNe的祖先的能量传输。使用MESA恒星演化模型，包括一维流体力学，我们发现，波进行$\sim \! 10^7 \, L_\odot$的权力从核心的信封在核心氖/氧燃烧在核心崩溃前的最后几年。波通过氢包层底部的激波和辐射扩散而衰减，氢包层加热得足够快，从而向上覆的包层发射压力波，该压力波在恒星表面附近变陡为弱激波，导致温和的恒星爆发，并在SN之前大约一年以低速喷射出少量（$\lesssim 1 \, M_\odot$）质量（$\lesssim \! 50 \, {\rm km}/{\rm s}$）。波加热膨胀的恒星信封，但并没有完全解开它，产生一个非流体静力学前SN信封密度结构不同于先前的预期。在我们的模型中，波加热不太可能导致发光型IIn SNe，但它可能有助于闪光电离SNe和II-P/II-L SNe中看到的一些多样性。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars II: Hydrogen-poor Stars
来自大质量恒星的前超新星爆发可能是由起源恒星核心在晚期核燃烧阶段产生的流体动力学波能量驱动的。在这里，我们研究了波加热的影响，在恒星含有很少或没有氢，即，IIb/Ib型SNe的祖细胞。由于没有大质量的氢包层，波能在恒星表面附近热化，那里的大气质量很小，但光学厚度很大。因此，波浪能可以解开这种物质，驱动一种光学上厚的超级爱丁顿风。使用一维流体动力学MESA模拟$\sim \! 5 \, M_\odot$ He星，我们发现，波加热可以驱动前SN爆发组成的密集风的质量损失率可以超过$\sim \! 0.1 \, M_\odot/{\rm yr}$。风终极速度为几个$100 \, {\rm km}/{\rm s}$，爆发光度可达$\sim \! 10^6 \, L_\odot$。波驱动的爆发可能与观测或推断的Ibn/过渡/转换型SNe的前SN爆发有关，前SN波驱动的质量损失是产生这些类型SNe的良好候选者。然而，我们也表明，在恒星的核心非线性波破碎可能会阻止这样的爆发在恒星厚对流氦燃烧壳。因此，只有有限的SN祖先的子集可能会经历波驱动的前SN爆发。
2018-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear .Ia Supernovae from Helium Shell Detonations: Explosion Models and Observables
在AM CVn系统的早期演化过程中，氦在适合不稳定热核点火的条件下被吸积到白矮星的表面。由对流燃烧相在He包层中引起的湍流运动变得足够强，以影响燃烧锋的传播，并可能导致爆震的发生。这样的结果将产生放射性同位素和一个微弱的快速上升的热核“Ia”超新星。在本文中，我们提出了流体动力学爆炸模型和可观察到的结果，这些He壳爆炸的范围内的初始核心和信封群众。UVOIR辐射热光度计峰值的范围为10倍（从5e 41 - 5e 42 erg/s），R带峰值的范围为M_R，峰值= -15到-18。所有波段的上升时间都非常快（<10 d），但由于二次近红外增亮，红色波段的下降速率比蓝色波段慢。核合成主要产生重α链元素（40 Ca到56 Ni）和未燃烧的He。因此，峰值光周围的光谱缺乏中间质量元素的迹象，并占主导地位的钙和钛的功能，与警告，我们的辐射转移代码不包括非热效应必要的生产他的功能。
2010-04-07 astro-ph.HE 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
Can circumbinary discs produce the eccentricities of shell-burning stripped giant binaries?
Radboud University Nijmegen（奈梅亨拉德堡德大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本研究采用流体动力学模拟方法，发现环绕双星盘与双星的相互作用可解释壳层燃烧剥离巨星双星的观测偏心率分布，需满足偏心率、盘质量及吸积效率等条件，推测这类系统可能均与环绕双星盘发生过相互作用。
2026-08-27 astro-ph.SR
Using $^{44}$Ti Emission to Differentiate Between Thermonuclear Supernova Progenitors
放射性同位素$^{44}$ Ti是在Ia型超新星（SNe Ia）中通过富含$α$的冻结和爆炸性氦燃烧产生的。在本文中，我们讨论了如何检测$^{44}$ Ti，无论是通过晚时间的光变曲线的超新星Ia，或直接通过伽马射线，可以唯一地约束的起源超新星Ia。特别是，建立在最近的进展，在流体动力学模拟氦点燃的双白矮星双星，我们证明了$^{44}$ Ti在附近的超新星Ia或在一个年轻的银河系超新星遗迹（SNR）的检测可以区分双爆轰和双退化通道的子-Bracrasekhar（子- $M_{\rm Ch}$）和近-Bracrasekhar（近- $M_{\rm Ch}$）超新星Ia。此外，我们预测，后期的光变曲线的富钙瞬变完全占主导地位的$^{44}$钛。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Simulations from a 3D Progenitor Model -- Impact of Perturbations and Evolution of Explosion Properties
我们研究了对流壳燃烧的大尺度扰动对核心坍缩超新星爆炸机制的影响，使用三维（3D）多群中微子流体动力学模拟的18太阳质量的祖。从最近的一个O壳燃烧的3D模型中获得的O壳中的种子非球面性，有助于在反弹后330 ms触发中微子驱动的爆炸，而在基于球对称祖先的模型中，冲击波至少在另外300 ms内不会复活。我们初步推断，由于预坍缩扰动的冲击波复兴的临界光度减少约20%。这表明对流种子扰动在某些祖细胞的爆炸机制中起着重要的作用。我们跟踪了18太阳质量模型进入爆发阶段超过2s的演化过程，发现在这个阶段吸积和物质抛射的循环仍然在进行。初步的诊断爆炸能量值为0.77贝特，重子中子星的质量为1.85太阳质量，中子星的反冲速度约为600 km/s，模拟结束时中子星的自旋周期约为20 ms，爆炸和残余物的性质略有不典型，但仍然在观测到的分布范围内。虽然仍然需要更精细的模拟和更大规模的祖先调查，但这表明在观测范围内解决冲击波复兴和爆炸能量问题的方法是可以实现的中微子驱动的3D爆炸。
2017-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time-dependent Turbulence in Stars
壳体氧燃烧的三维（3D）流体动力学模拟（Meakin和Arnett 2007）显示出湍流动能的突发性、周期性波动。这些被证明是由于在对流区的全球不稳定性，这已被抑制在计算恒星演化使用混合长度理论（MLT）。Lorenz（1963）的对流卷（细胞）模型中也出现了类似的量子行为，该模型具有奇异吸引子，会引起时间上的随机波动。Lorenz模型的扩展，包括Kolmogorov阻尼和核燃烧，显示出与3D模拟中看到的一样的突发性周期性波动。一个简单的对流层模型（由多个洛伦兹胞组成）给出了亮度波动，这暗示着不规则变量（红巨星和超巨星，Schwarzschild 1975）。Arnett、Meakin和Young（2009）与Nordlund、Stein和Asplund（2009）关于对流驱动性质的明显不一致已经得到解决，并进行了讨论。
2010-10-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Evidence of .Ia Supernova Detonations in 3D Hydrodynamical Simulations of Double Degenerate Mergers
本文使用AREPO代码模拟ONe与氦白矮星并合，发现氦爆轰引发热核失控，并指出不真实的角动量损失和化学结构会导致典型Ia型超新星等不切实际的模拟结果。
2025-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The i-process yields of rapidly-accreting white dwarfs from multicycle He-shell flash stellar evolution models with mixing parameterizations from 3D hydrodynamics simulations
我们模拟了快速吸积CO白矮星（RAWD）的多周期演化，其中稳定的H燃烧间歇性地在它们的表面上具有强烈的He壳闪光，$0.7\leq M_\mathrm{RAWD}/M_\odot\leq 0.75$和[Fe/H]范围从$0$到$-2.6$。我们还计算了这些模型的i-过程核合成产额。当氦壳闪光驱动的对流从吸积的富氢表面层吸收质子时，就会发生i过程，从而产生最大的中子密度$N_\mathrm{n,max}\approx 10^{13}$ - $10^{15}\ \mathrm{cm}^{-3}$。通过三维流体动力学模拟，对一维核合成和恒星演化模型中的H摄入率和对流边界混合参数$f_\mathrm{top}$进行了约束.质量摄入率，并首次，煤层气参数$f_\mathrm{top}$的比例律已确定从三维流体动力学模拟。我们证实了我们以前的结果，即高金属含量的RAWD具有低的质量保留效率（$η< 10\%$）。一个新的结果是，带有[Fe/H] $< -2$的RAWDs具有$η> 20\%$，因此它们的质量可能会达到Ekrasekhar极限，它们最终可能会爆炸为SNeIa。这一结果以及贫金属RAWD的i-过程产额与观测到的CEMP-r/s恒星的化学成分的良好拟合表明，一些现今的CEMP-r/s恒星可能是三重系统的前遥远成员，轨道接近双星系统的RAWD可能后来爆炸为SNeIa。
2019-07-09 astro-ph.SR
Neutron star kicks by the gravitational tug-boat mechanism in asymmetric supernova explosions: progenitor and explosion dependence
超新星爆发早期的不对称物质抛射可以使新生的中子星产生反冲速度。对于中微子驱动的爆炸NS加速被证明主要是由各向异性驱逐内喷出物的引力吸引，而流体动力学的贡献在次主导的水平上，和不对称中微子发射只起次要作用。二维和三维流体动力学模拟表明，这种引力拖船机制可以解释观测到的年轻NS的空间速度高达1000 km/s以上。在这里，我们讨论了如何NS踢取决于能量，喷出物的质量，和不对称的SN爆炸，和哪种作用的紧凑性的预塌缩恒星核心起到的动量转移到NS。我们还提供了简单的解析表达式NS速度在这些数量。参考文献中的流体动力学模拟的结果，我们认为，为什么在讨论的情况下NS加速，电子捕获SNe，低质量铁核SNe和超剥离SNe可以预期有相当低的内在NS踢比核心崩溃SNe的大规模恒星核心。我们的基本论点仍然有效，如果祖星拥有大规模的不对称性，在其对流硅和氧燃烧层。可能的情况下，自旋踢对齐勾勒。我们的大部分讨论仍然是在概念和定性的水平上，需要更多的工作，在数值模拟方面，以确定所涉及的参数，其处方的依赖性将需要配方，可用于更好地描述NS踢在二进制进化和人口合成研究。
2017-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shell mergers in the late stages of massive star evolution: new insight from 3D hydrodynamic simulations
通过三维流体动力学模拟研究20倍太阳质量恒星的多重壳层合并，发现夹带和稳定区域侵蚀为主要机制，对流速度远快于混合长度理论，且合并壳层内多燃烧阶段导致不对称化学分布，影响恒星最终结构及超新星爆炸。
2024-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of WD-WD mergers and the origin of RCB stars
本研究通过Octo-Tiger流体动力学模拟双白矮星并合，发现氦白矮星被潮汐瓦解形成高温壳层，并探讨氧-16与氧-18比值对RCB星起源的解释，同时进行分辨率研究以调和不同模拟方法的差异。
2024-11-06 astro-ph.SR
Wave-driven outbursts and variability of low-mass supernova progenitors
在相当数量的核心坍缩超新星中，早期的相互作用表明可能由祖星爆发产生的致密星周介质（CSM）。波驱动的质量损失是产生这些特征的可能机制，先前的工作表明这种机制对于低质量（$ \sim \! 11 \, M_\odot$）SN祖细胞是最有效的。使用一维流体动力学模拟与MESA，我们研究了这种波加热的质量$M_{\rm ZAMS} = 10-13\, M_{\odot}$ SN祖细胞的影响。这个范围包括经历半简并、中心氖燃烧和更简并、偏离中心氖点火的恒星。我们发现，中央Ne点火在$M_{\rm ZAMS} = 11\, M_{\odot}$产生一个强烈的波加热，传输$\sim10^{47}$尔格的能量在核心崩溃前$10$年，而其他群众经历较小的波加热水平。在我们的任何模型中，波浪加热都不会在流体动力学上驱动质量损失，并且不太可能自行产生非常大的CSM。然而，波加热可以导致大的径向膨胀（超过一个数量级），光球冷却，亮度增亮高达$\sim 10^6\, L_{\odot}$在氢缺乏的剥离恒星模型。一些Ib/c型的祖细胞在生命的最后几年可以彻底改变它们的外观，视觉波段的亮度增加了近3个马格西。此外，与近距离伴星的相互作用可能会导致强烈的质量损失，这对Ibn型和其他相互作用驱动的SNe有影响。
2022-05-06 astro-ph.HE 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
Standing on the shoulders of giants: New mass and distance estimates for Betelgeuse through combined evolutionary, asteroseismic, and hydrodynamical simulations with MESA
我们通过综合新的观测数据和三种不同的建模技术，对附近的红超巨星参宿四进行了严格的检查。我们的观测结果包括在参宿四最近前所未有的变暗事件之前，用天基SMEI仪器收集的新的、经过处理的光度测量结果的发布。我们在光度数据中检测到第一径向泛音，并报告周期为$185\pm13.5$ d。我们的理论预测包括多时间尺度的演化，振荡和流体动力学模拟与恒星天体物理学（MESA）软件套件的实验模块进行自洽的结果。我们的建模工作的重要成果包括对恒星半径的精确预测：$764^{+116}_{-62} R_{\odot}$。与其他限制相一致，这使我们能够推导出一个新的，独立的距离估计$168^ {+27}_{-15}$ PC和视差的$π=5.95^{+0.58}_{-0.85}$ MAS，在良好的协议与依巴谷，但不那么与最近的无线电测量。从扰动流体静力学和不断发展的流体动力学模拟的地震结果约束的周期和驱动机制，以新的方式参宿四的主导周期。我们的分析得出的结论是，参宿四的$\approx 400$日周期是由$κ$机制驱动的基本模式脉动的结果。基于网格的流体动力学建模揭示了振荡包络的行为是质量相关的，并且同样表明非线性脉动激励时间可以用作质量约束。我们的研究结果将$α$ Ori明确地定位在红超巨星分支底部附近的核心氦燃烧阶段。我们报告了目前的$16.5$质量-- $19 ~M_{\odot}$ -略低于典型文献…
2020-10-13 astro-ph.SR
Compressible Hydrodynamic Mean-Field Equations in Spherical Geometry and their Application to Turbulent Stellar Convection Data
我们提出了一个统计分析的湍流对流在我们的雷诺平均的Navier Stokes（RANS）框架内的球形几何，我们来自第一性原理。本文报道的主要结果包括：（1）一组广泛的可压缩多组分流体动力学平均场方程，以及（2）从各种模拟模型计算的相应平均场数据。还提供了一些补充的尺度分析数据。所提供的模拟数据包括：（1）23太阳质量超新星前身星氧燃烧时的壳层对流，（2）5太阳质量红巨星的包层对流，（3）氦闪光时的壳层对流，（4）1.25太阳质量恒星的氢注入闪光。这些模拟在Meakin [2006]、Meakin和Arnett [2007 a，b，2010]、Arnett等人[2009，2010]、Viallet等人[2011，2013 a，b]和Mocak等人[2009，2011]中已有部分描述。新的数据也包括在本文件中，几个新的域和分辨率配置，以及一些变化的物理模型，如对流区深度和驱动源项。这项工作的长期目标是帮助开发更复杂的模型来处理流体动力学现象（例如，湍流对流）在恒星演化领域中的应用，提供了三维模拟数据和由一维恒星演化代码模拟的平均场之间的直接联系。因此，这些数据可以用来测试以前提出的湍流模型在文献中发现，有时用于恒星建模。这些数据还可以用来测试模型构建的基本物理原理，并激发用于1D进化代码的新处方。
2014-01-21 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.geo-ph
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
Chimera: A massively parallel code for core-collapse supernova simulation
我们提供了一个详细的描述奇美拉代码，代码开发的模型核心坍缩超新星在多个空间维度。核心坍缩超新星爆炸机制仍然是深入研究的主题。迄今为止的进展表明，它涉及到中微子的产生，运输和相互作用在恒星核心，三维恒星核心流体动力学及其相关的不稳定性，核燃烧，中微子-恒星核心弱相互作用的基础物理学和所有恒星核心成分的状态方程-特别是与核子相关的核物质状态方程，在核中既有游离的也有结合的。嵌合体，通过结合详细的中微子输运，现实的中微子-物质相互作用，三维流体力学，现实的核，轻子和光子状态方程，和一个核反应网络，以及其他改进，可以用来研究中微子辐射，流体动力学不稳定性，以及各种输入物理在爆炸机制本身的作用。它也可以用来计算可观测量，如中微子签名，引力辐射，以及与核心坍缩超新星相关的核合成产物。该代码包含中微子输运，多维可压缩流体力学，核反应，各种中微子相互作用，状态方程和模块，提供数据的后处理观测，如核合成的产品，引力辐射的模块。Chimera是一个不断发展的代码，定期更新，改进输入物理和数值优化。我们在这里详细介绍了代码的当前版本，未来的改进将源于此，而这些改进又可以在未来的出版物中根据需要进行描述。
2020-02-25 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
