红巨星中的米粒组织：开普勒任务观测与三维对流模拟

我们在太阳表面观测到的米粒组织图案是由于内部的热等离子体上升至光球层，在那里冷却并沿米粒边缘回落至内部所致。这是发生在太阳对流区外部的对流的可见表现。由于红巨星拥有比太阳更深的对流区和更延展的大气层，我们不能先验地假设红巨星中的米粒组织是太阳米粒组织的缩放版本。迄今为止，无论是观测还是一维解析对流模型都无法对红巨星中的米粒组织施加约束。然而，得益于星震学，现在可以进行这项研究。所得参数提供了关于米粒组织的物理信息。我们分析了开普勒在 13 个月内观测到的约 1000 颗红巨星。我们使用类 Harvey 轮廓拟合功率谱，以获取米粒组织的特征（时间尺度 $\tau_{\rm gran}$ 和功率 $P_{\rm gran}$）。我们还引入了一个新的时间尺度 $\tau_{\rm eff}$，它考虑了 Harvey 函数中使用不同斜率的情况。我们搜索了这些参数与全局声学模式参数（最大功率位置 $\nu_{\rm max}$）以及恒星参数（质量、半径、表面重力 $\log g$ 和有效温度 $T_{\rm eff}$）之间的相关性。我们表明 $\tau_{\rm eff} \propto \nu_{\rm max}^{-0.89}$ 且 $P_{\rm gran} \propto \nu_{\rm max}^{-1.90}$，这与理论预测一致。我们发现属于红团簇的恒星的米粒组织时间尺度具有相似的值，而红巨星分支恒星的时间尺度分布在更宽的范围内。最后，我们表明，跨越我们红巨星样本 $(T_{\rm eff}, \log g)$ 范围的恒星表面对流真实三维模拟，在趋势方面与开普勒观测结果吻合良好。