Numerical Simulations of Thermohaline Convection: Implications for Extra-Mixing in Low-Mass RGB Stars
已知低质量恒星在它们的辐射带中会经历额外的混合，这些辐射带位于隆起光度之上的红巨星分支（RGB）。为了确定是否盐指运输的化学成分驱动的3He燃烧是足够有效的产生RGB额外的混合，2D数值模拟的热盐对流的物理条件对应的RGB的情况下进行了。我们发现盐指长度与直径的有效比值a_eff < 0.5比重现观测所需的值（a_obs > 7）小十倍以上。另一方面，使用来自线性稳定性分析的热盐扩散系数与a=a_obs一起能够很好地描述所有金属丰度下的RGB额外混合，以至于人们很容易相信它可能代表真正的机制。鉴于这些结果，后续的三维数值模拟的热盐对流的RGB的情况下，显然是必要的。
2010-06-28 astro-ph.SR
The evolution of low-metallicity asymptotic giant branch stars and the formation of carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了金属丰度Z = 10-4和Z = 10-8之间的渐近巨星分支（AGB）星的行为。我们确定哪些恒星经历了一个插曲的闪光驱动的混合，质子被摄入到壳层间对流区，因为它们进入热脉冲AGB阶段，并进行第三次疏浚。我们发现，闪光驱动的混合不会发生以上的Z = 10-5的任何质量的恒星的金属丰度和2 M以上的恒星不经历这种现象在任何金属丰度。我们发现碳摄入（CI），碳混合到氢燃烧区的尾部，发生在质量范围2 M到4 M左右。我们认为，CI可能是一个弱版本的闪光灯驱动的机制。我们还研究了对流过冲对这些对象的行为的影响。我们的模型很难解释具有显著碳和氮增强的CEMP恒星的频率。碳可以通过闪光驱动的混合，CI或只是第三次疏浚。氮可以通过热的底部燃烧而增加，并且热的疏浚的发生也将碳转化为氮。C/N比可能是一个很好的指标的质量的主要AGB星。
2009-03-13 astro-ph.SR
A helium-flash-induced mixing event can explain the lithium abundances of red clump stars
观测表明，低质量恒星表面$^7{\rm Li}$的丰度在红巨星分支的尖端和红团之间发生了巨大的变化。这自然暗示了与氦核闪光的联系，它发生在这两个阶段之间。使用恒星演化模型和一个简单的，特设的混合处方，我们证明了$^7{\rm Li}$增强可以解释由一个简短的化学混合事件，发生在第一次，最强的他子闪光。在闪光之前，$^7{\rm Be}$已经存在于氢燃烧的壳层上方，一旦它混合到较冷的包层中并经历电子捕获将其转化为$^7{\rm Li}$，就足以解释在红色团块处观察到的丰度。我们认为，激发内部重力波的剧烈湍流对流过程中的闪光可能提供了一个物理机制，可以诱导这种混合。
2020-09-02 astro-ph.SR
Is Extra Mixing Really Needed in Asymptotic Giant Branch Stars?
我们证明了在第一巨星分支（FGB）恒星中所观察到的低C/N和12 C/13 C比值所需的额外混合量也足以解释银河系AGB恒星的C和N丰度。我们模拟的FGB上的额外的混合的效果，通过设置的信封的组成，在低质量的FGB恒星中观察到的，然后演变的模型的AGB的尖端。包含FGB额外的混合成分的变化有很强的影响，在我们的AGB模型的C和N丰度，导致在银河系富C星的测量一致的组成。模型的组成也与主流碳化硅晶粒中测得的C丰度一致。虽然我们的模型涵盖了NGC 1846中C星测量的C丰度范围，但我们无法同时匹配O和C富星的组成。我们的模型只匹配了K和一些M、MS巨星的O同位素组成，而不能匹配富C AGB星的O同位素组成。通过增加壳层间的16 O丰度（基于观测证据），有可能再现观察到的16 O/18 O和16 O/17 O比值随演化阶段而增加的趋势。我们的结论是：1）如果在AGB期间发生额外的混合，它可能只发生在低金属量的物体中，或者当恒星被严重遮蔽而难以进行光谱观测时，以及2）AGB恒星的壳层间成分需要进一步研究。
2010-02-26 astro-ph.SR
Shallow extra mixing in solar twins inferred from Be abundances
锂和铍在恒星内部的不同温度下被破坏。因此，它们的相对丰度提供了很好的探针的性质和程度的混合过程内和以下的对流区。我们确定的8个太阳能双胞胎的样本，其中锂丰度已被确定的丰度。所分析的太阳孪晶跨越了非常宽的年龄范围，0.5-8.2 Gyr，这使我们能够研究Li和Be耗尽的长期演化。我们收集了高质量的UVES/VLT光谱，并通过光谱合成的Be II 313 nm的双峰获得Be丰度。铍丰度随年龄的变化不明显。然而，更脆弱的Li，随着年龄的增加，呈现出单调递减的丰度。因此，对流区下方相对较浅的额外混合是必要的，同时考虑到所观察到的太阳和太阳孪晶中的Li和Be行为。
2015-03-26 astro-ph.SR
From Hydrogen to Helium: The Spectral Evolution of White Dwarfs as Evidence for Convective Mixing
我们提出了一个假设，即白矮星经历了光谱的变化，从氢，氦为主的大气中使用的体积有限的光度计样品从$Gaia$ DR 2目录，斯隆数字巡天（SDSS）和$Galaxy~Evolution~Explorer$（GALEX）。我们利用氢大气DA白矮星的巴尔末跳跃的强度，在SDSS色空间中将它们与氦为主的天体分开。在20000 K到9000 K的有效温度范围内，我们发现22%的白矮星将发生光谱变化，在5 $σ$时不排除光谱演化。最有可能的解释是，富氦天体的增加是由DA星与薄氢层的对流混合引起的，其中氦被表面氢对流区从更深的层中疏浚出来。作为温度的函数的氦丰富的对象的分数的变化率，再加上最近的网格的对流DA白矮星的三维辐射流体动力学模拟-其中包括充分的过冲区域-导致总氢质量的分布在白矮星的讨论。我们发现60%的白矮星的氢质量必须大于$M_{\rm H}/M_{\rm WD} = 10^{-10}$，另外25%的质量在$M_{\rm H}/M_{\rm WD} = 10^{-14}-10^{-10}$范围内，15%的氢质量小于$M_{\rm H}/M_{\rm WD} = 10^{-14}$。这些结果对白矮星星震学、恒星演化通过渐近巨星分支（AGB）和星子到白矮星上的吸积具有重要意义。
2020-01-21 astro-ph.SR
Enhanced extra mixing in low-mass stars approaching the RGB tip and the problem of Li-rich red-clump stars
本文提出低质量恒星接近红巨星支顶端时红巨星支额外混合增强并开始产锂，从而解释富锂红团簇星的起源，并论证 AMRI 或磁增强热盐对流是最可能的机制。
2024-10-17 astro-ph.SR
Extra-Mixing in Luminous Cool Red Giants. Hints from Evolved Stars with and without Li
在测定低质量恒星亮度和演化状态的基础上，分析了低质量恒星在红巨星支（RGB）和渐近巨星支（AGB）阶段的Li丰度。通过应用最近提出的模型额外的混合，磁浮力引起的，我们表明，锂丰富和锂穷人的明星可以占。最简单的情况意味着在RGB上快速不稳定性的发展，其中Li被产生。当磁场强度增加时，浮力就会减弱，Li就会被破坏。3他被消耗，以可变的速度。这一过程在AGB上继续进行，但由于时间短，中等质量循环速率对Li的影响很小。富O和富C的恒星显示出不同的Li产生/毁灭历史，可能表明不同的质量。磁浮力允许更复杂的传输方案，对Li有更大的影响，但大多数正常的LMS似乎只显示这里讨论的Li变化范围。
2009-05-27 astro-ph.SR
Chemical Transport and Spontaneous Layer Formation in Fingering Convection in Astrophysics
如果平均分子量随半径增加而增加，那么根据勒杜判据对对流稳定的恒星区域可能会经历额外的混合。这个过程被称为指状对流（热盐对流），可以解释恒星中一些无法解释的混合，例如那些被行星撞击污染的恒星和燃烧氦-3的恒星。我们提出了一个新的模型混合指状对流的参数制度相关的恒星（和行星）的内部。我们的理论是基于物理原理和三维直接数值模拟的支持。我们还讨论了在指进区形成热成分阶梯的可能性，以及它们在增强混合中的作用。最后，我们提供了一个简单的算法来实现这一理论的一维恒星代码，如KEPLER和MESA。
2013-04-15 astro-ph.SR
A phenomenological modification of thermohaline mixing in globular cluster red giants
热盐混合是低质量恒星红巨星分支上所谓的“额外混合”的一种有利机制。这种混合是由氦-3通过3 He（3 He，2 p）4 He燃烧时，在第一次挖掘过程中氢壳层上方产生的分子量反转触发的。标准的一维扩散混合方案不能同时匹配NGC 6397红巨星的碳和锂丰度。我们调查了两个修改的标准方案：（1）平流两个流混合算法，和（2）修改的标准一维温盐混合形式主义。我们不能同时匹配碳和锂丰度使用我们的两个流混合方法。然而，我们开发了一个修改后的扩散方案，明确的温度依赖性，可以同时适合碳和锂丰度的NGC 6397恒星。我们修改后的扩散方案诱导混合，这是比标准理论预测的更快，在热盐区和混合，这是在较冷的部分较慢。我们的研究结果推断，额外的混合机制需要进一步的调查和更多的观测是必需的，特别是对恒星在不同的集群跨越一个范围内的金属。
2017-05-16 astro-ph.SR
Thermohaline Mixing: Does It Really Govern the Atmospheric Chemical Composition of Low-Mass Red Giants?
我们的第一个结果的3D数值模拟的热盐对流驱动的3He燃烧在低质量的RGB星在凹凸光度。他们证实了我们以前的结论，这种对流的混合率是一个因素的50比RGB额外的混合观测约束率低。它还表明，大规模的盐指平均场的不稳定性（Boussinesq和对流扩散方程的平均长度和时间尺度上的许多盐指），这已被观察到的海洋温盐混合率增加到一个数量级，不增强RGB温盐混合。我们推测可能的替代解决方案的问题的RGB额外的混合，其中最有前途的一个是有关的热盐混合是要利用的盐指光谱向更大的直径由环形磁场的移位。
2010-11-09 astro-ph.SR
Impact of rotational mixing on the global and asteroseismic properties of red giants
综述了旋转混合对红巨星整体参数和星震性质的影响。虽然红巨星通常以低表面旋转速度为特征，但它们可能在主序期间旋转得更快，因此恒星的旋转历史对其在红巨星阶段的性质有很大影响。对于质量足以在非简并条件下点燃氦燃烧的恒星，旋转混合导致恒星光度的显着增加，并将核心氦燃烧阶段的位置转移到HR图中更高的光度。这导致红巨星的地震特性和红巨星的基本参数发生变化，这些参数是通过进行小行星地震校准确定的。对于经历氦闪光的低质量红巨星，旋转混合降低了太阳金属丰度的亮度，从而改变了这些恒星的全球和星震性质。
2011-08-25 astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: impact of extra-mixing on C- and N-abundances of giant stars
在甚大望远镜上利用火焰进行的GES巡天获得了大量巨星的高分辨率紫外线可见光谱，从而可以确定其表面关键化学元素C和N的丰度。众所周知，这些化学物质的表面丰度在红巨星分支的演化过程中会发生变化，这是由于额外的混合现象。我们调查的热盐混合对C和N丰度的影响，使用GES [C/N]测定与模拟的观测场之间的第一次比较，使用模型的恒星星族合成。我们通过用恒星演化程序STAREVOL计算的恒星演化模型，探讨了热盐混合对巨星化学性质的影响。我们将这些恒星演化模型纳入贝桑松星系模型中，模拟了由GES的UVES谱确定的[C/N]分布，并与观测结果进行了比较。包括温盐混合效应的理论预测与观测结果吻合得很好。然而，在GES与C和N丰度测量的场星的金属丰度接近太阳，热盐混合的效率不是很大。GES在疏散星团和球状星团中得到的C和N丰度清楚地表明了低金属丰度时热盐混合的影响，从而解释了在低质量和较老的巨星中观察到的[C/N]比。利用对团簇场星和疏散星团中碳同位素比值的独立观测，我们还证实了在解释12 C/13 C比值随恒星年龄变化的行为时，应考虑热盐混合的影响。总的来说，目前的模型，包括温盐混合是能够很好地再现C-和N-丰度在整个金属丰度范围内调查的GES数据。
2018-12-14 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Inhibited extra mixing in two giants of the open cluster Trumpler 20?
我们在对疏散星团Trumpler 20的40颗巨星（关闭质量~ 1.8 Msun）的分析中发现了两颗富锂巨星，A（Li）~ 1.50。在Gaia-ESO调查的背景下观察到了该集群。大气参数和锂丰度推导出使用高分辨率UVES光谱。对Li丰度进行了非局部热力学平衡（non-LTE）效应校正。对于大多数样品，只能确定Li丰度的上限。两个检测到Li的巨人被证明是Li丰富的：明星MG 340具有A（Li）non-LTE = 1.54 \pm 0.21 dex，明星MG 591具有A（Li）non-LTE = 1.60 \pm 0.21 dex。恒星MG 340的锂含量平均比类似温度的恒星高出约0.30 dex，而恒星MG 591的锂含量平均相差约0.80 dex。碳和氮的丰度表明，样本中的所有恒星都完成了第一次疏浚。在这个疏散星团中有40颗巨星的独特样本中，锂的丰度清楚地表明，在这个质量范围内，额外的混合是常态。而锂丰度与标准模型预测一致的巨星则是例外。为了解释这两颗富锂巨星，我们认为所有额外混合的事件都被抑制了。这包括主序期间的旋转引起的混合和红巨星分支光度凸起处的额外混合。这种抑制在文献中被认为是由于红巨星中的化石磁场，红巨星是主序星AP型恒星的后代。
2016-05-06 astro-ph.SR
Thermohaline Mixing and its Role in the Evolution of Carbon and Nitrogen Abundances in Globular Cluster Red Giants: The Test Case of Messier 3
我们回顾了红巨星分支（RGB）恒星中额外混合的观测证据，并讨论了为什么温盐混合是一个强有力的候选机制。我们回顾了简单的现象学描述的温盐混合，以及一般恒星的混合方面。我们使用M3的观测来约束温盐扩散系数和任何相关的自由参数的形式。这是通过沿着M3的RGB匹配[C/Fe]和[N/Fe]来完成的。在考虑了CN-弱和CN-强恒星中[C/Fe]的初始双峰态后，我们的热盐混合模型可以解释[C/Fe]的完全扩散。热盐混合可以产生显着的变化[N/Fe]作为一个功能的RGB上的绝对星等的最初CN-弱的恒星，但不是最初CN-强的恒星，有这么多的氮开始，任何额外的混合不会显着影响表面的氮成分。
2010-12-09 astro-ph.SR
The Role of Thermohaline Mixing in Intermediate- and Low-Metallicity Globular Clusters
现在人们普遍认为，球状星团红巨星分支星奇怪的丰度模式是由于来自祖星的污染和原位额外混合的组合。在这种混合理论中，第一代恒星将丰度模式印入气体中，第二代恒星由此形成。混合理论表明，额外的混合是在两个人口和我们使用的[C/Fe]与光度的变化，以检查这种混合是多么有效。我们调查了观测到的红巨星分支M3，M13，M92，M15和NGC 5466作为一种手段来测试的温盐混合理论。第二个参数对M3和M13是中间金属丰度，我们的模型能够解释两个簇中碳沿RGB的演化。尽管如此，为了拟合M13中碳最贫乏的主序星，我们需要一个初始[C/Fe]丰度导致碳丰度低于观测值的模型。此外，我们的研究结果表明，M13中的恒星形成了一些原生氮（比M3中的恒星更高的C+N+O）。在贫金属的制度，只有NGC 5466可以暂时解释的温盐混合在多个人口。我们发现热盐混合无法模拟M92和M15中[C/Fe]的量级耗尽。看起来好像在这些星系团的光度函数碰撞之前发生了额外的混合。要使数据与模型相一致，首先需要比现有模型更深入地挖掘。
2012-02-13 astro-ph.SR
An Investigation of Non-Canonical Mixing in Red Giant Stars Using APOGEE 12C/13C Ratios Observed in Open Cluster Stars
本研究利用APOGEE DR17中15个疏散簇的43颗红巨星12C/13C比值，发现观测结果偏离标准混合模型，证实了低质量RGB恒星普遍存在额外混合机制，但部分丰度模式与温盐混合模型不符。
2023-07-20 astro-ph.SR
Constraining Extra Mixing during the Main Sequence: What Depletes Lithium Does Not Touch Beryllium
本研究通过观测太阳孪生星的锂与铍丰度，发现主序星阶段铍丰度不随年龄下降，为恒星混合模型提供约束，支持对流超射、对流沉降或引力波混合模型，并证实铍丰度与金属丰度正相关。
2025-03-20 astro-ph.SR
On the Need for Deep Mixing in AGB Stars of Low Mass
低质量红巨星的光球显示出CNO同位素丰度，这是不能令人满意的典型恒星模型。对这些同位素的测量以及对星周起源的前太阳颗粒中的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比率的测量也是如此。在红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）阶段都发生的非对流混合是通常用来解释上述证据的解释。最近，人们对AGB上这种混合现象的必要性提出了质疑，并且认为通常归因于它们的化学异常是在早期阶段形成的。因此，我们重新计算了RGB和AGB阶段低质量恒星的额外混合效应，以验证上述说法。我们的研究结果与之相矛盾，我们实际上证实，缓慢的传输下面的对流信封也发生在AGB。这主要是由氧同位素混合物和前太阳氧化物颗粒的$^{26}$ Al含量所要求的。其他证据也存在，特别是银河系和大麦哲伦星系中N型或C（N）型碳星的同位素比率，以及AGB起源的SiC颗粒。我们进一步表明，当额外的混合发生在RGB阶段的人口I星以上约1.2 $M_{\odot}$，这消耗$^3$他的信封，可能防止发生的AGB上的热盐扩散。因此，我们认为，其他额外的混合机制应该是积极的，在这些最后的进化阶段。
2010-05-19 astro-ph.SR
