晚型M星表面对流的数值模拟

基于对时变可压缩对流的二维和三维数值辐射-流体动力学（RHD）模拟，我们研究了原型晚型M星（Teff~2800K，log(g)=5.0，太阳化学组成）对流表层的动力学与热结构。RHD 模型预测的星际砂砾模式与熟悉的太阳模式定性相似。定量地说，砂砾细胞显示出约100秒的对流翻转时间尺度，水平尺度为80km；砂砾图案的相对强度对比为1.1%，垂直速度的均方根值在最大处可达240m/s。对于较高、形式上对流稳定的大气层而言，与辐射平衡的偏差可以忽略不计，这允许使用1D标准模型大气来可靠地对大气进行建模。混合长度参数alpha=2.1可最好地表示RHD模型大气的平均热结构，而在匹配星际包袱深层层的渐近熵或匹配垂直速度场时，则会得到不同的alpha值（分别为alpha=1.5和alpha=3.5）。RHD 与标准模型大气之间的密切对应性表明，当前在M星范围内观察到的与预测星际颜色之间的差异不能归因于1D标准模型中对 convection 处理不充分。RHD 模型预测在形式上稍微超出撒克森稳定边界的对流混合范围，这为较冷（棕星）大气中尘埃粒�的分布提供了线索。