利用热盐模型中的约化密度比刻画红巨星中观测到的额外混合趋势

观测表明，低质量 upper giant branch（巨星支）恒星中几乎普遍存在额外混合。对此最常被援引的解释是热盐混合。一维恒星演化模型包含了多种热盐混合的处方，但迄今为止直接利用观测数据来区分不同热盐处方的工作十分有限。在此，我们提出一个新的框架以促进直接比较：利用来自 SDSS-IV APOGEE 巡天的碳氮比测量作为混合的探针，以及一维恒星演化程序中的一个称为约化密度比的流体参数，我们将 upper giant branch 上观测到的额外混合量与三维流体动力学模拟所预测的趋势进行比较。使用该方法，我们能够从经验上约束混合效率应如何随约化密度比变化。我们发现观测到的额外混合量与约化密度比强相关，并且约化密度比与基本恒星参数之间的趋势在不同建模处方的选择下都是稳健的。我们表明，具有可用混合数据的恒星往往具有相对较低的密度比，这应为未来模拟工作所选的 regime 提供指导。最后，我们表明在低约化密度比下混合增强，这与当前热盐混合的流体动力学模型一致。该框架的引入为理论建模工作设立了新标准，因为现在不仅可以验证额外混合的量，还可以验证额外混合程度与基本恒星参数之间的趋势。