我们发现，观察到的高原可以追溯到对流包膜下边界的演变 。随着包膜扩展并冷却 ，由于需要更深入的能量传输机制在恒星中更深 ，因此该下部边界会更深地扩展到恒星内部（图2B和3D） 。如图2所示，由于两侧的化学成分不同 ，因此已知在这些边界存在较大的密度和声速梯度。这些梯度产生的“声音故障” 1,27,28,29 ，与弱级别的平稳级别结构的模式频率相比，频率差异差异ΔV频率差异 。通过编写实际结构与Δρ这样平滑模型之间的密度差，可以通过形式的表达来描述声学故障信号 ，其中质量坐标和KQ是与ITH模式的数量Q相关的灵敏度内核 。然后 ，可以通过在νmax附近的径向模式（方法）上检查平均内核KQ来检查Q对径向模式频率的平均影响。为了说明，我们沿着质量坐标的混合边界（固体黑线）的位置采用密度内核的幅度（如图3D的背景着色所示） ，并相应地绘制了地震同相。在图3a中 ，C – D图似乎是由混合边界的内核的振幅调节的 。此外，当混合边界在图3中用最深蓝色表示的敏感性内核之一的极端点之一上扫描时 ，M67 C – D图中的高原发生 。
为了验证Δν0,2与对流区底部之间的联系 ，我们通过改变恒星结构和进化的计算处理中的对流边界混合的量来改变恒星建模的后者时如何变化。在实践中，我们将这种对流边界混合的参数化作为对流过度旋转 ，在这种对流的旋转中 ，由于对流羽毛的固有动量，扩展了混合区域 ，因此对流运动超出了标称对流边界 ，从而相对于对流稳定性区域进行了重新定位 。在图3E中，我们显示了主要等化性的两个变体：一个基于没有包膜过冲的模型，另一个基于与太阳能校准的主校准过冲的因子31相比 ，其两倍 ，其两倍 。当我们使用具有更多过度旋转的模型时，与模型相比 ，混合边界会更深地扩展到辐射区域。这意味着边界将较早地到达关键的内核区域 ，因此，我们应该看到 ，随着较高的比例 ，与比例性的偏差发生在进化中的早期 。相反，在没有包膜过冲的情况下 ，边界需要更长的时间才能达到相同的恒星深度 ，我们应该看到，稍后发生了与比例性的偏差 。图3E证实了我们的预测 ，并进一步表明 ，随着更多的过度旋转，M67的高原不再呈现高原，而是Δν0,2中的局部最大值 ，峰值约为20.5μHz。在没有过度旋转的情况下 ，该特征的突出点不那么突出，并且在Δν0,2≈18μHz处的拐点 。必须在红色巨人中进行小分离的新理论表达 ，以充分解释高原特征的突出和过冲的突出之间的联系 。但是 ，通过与数据进行比较， 我们可以说 ，被采用的太阳能校准的过冲因子31准确地预测了近极金属性恒星中正确的对流区域深度 ，例如M67簇中的对流。红色巨型分支光度bump32的位置和ℓ= 1混合模式的进化行为在亮度凸起附近也取决于对流区底部的过度冲洗量 。结合这些对流包膜深度的其他指标，现在可以在红色巨型分支的多个位置分析包膜的量 ，因为Δν0,2中的高原特征可以在亮度凸起之前实质上大量的封底量超过换声 。
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希望本篇文章《M67簇星中的声学模式痕迹加深对流信封》能对你有所帮助！
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