红超巨星对流三维包层的数值模拟

我们基于使用 $\texttt{Athena++}$ 在球几何下的辐射流体动力学模拟，探索了红超巨星（RSGs）对流、发光（$L\approx10^{4.5}-10^{5}L_\odot$）、富氢包层的三维性质。这些计算涵盖约 $30\%$ 的恒星体积，包含气体和辐射压，并自洽地追踪了所模拟 $M\approx15M_\odot$ 恒星外约 $3M_\odot$ 的引力势。本工作揭示了一个半径 $R_\mathrm{corr}$，其附近对流的性质发生改变。对于 $r>R_\mathrm{corr}$，尽管仍光学厚，光子扩散主导能量传输。此类 regime 在光度较低的恒星中已被充分研究，但在 RSGs 中，近（或高于）Eddington 光度（由于电离转变处的不透明度增强）导致了较致密区域向外而非向内运动的异常结果。该恒星区域还具有大量湍流压，产生比一维恒星演化预测更为延展的密度结构。这一物质的“晕”将影响 II-P 型超新星激波突破和早期光变曲线的预测。在 $R_\mathrm{corr}$ 内部，我们发现近乎平坦的熵剖面，正如混合长理论（MLT）高效 regime 中所预期。辐射压在该区域提供约 $1/3$ 的抗引力支撑。我们与 MLT 的比较表明混合长 $\alpha=3-4$，与模拟中观察到的对流羽流尺寸一致。这些三维模型的时间变率主要处于对流羽流寿命的时间尺度（约 300 天），其振幅与测光观测一致。