3D hydrodynamical model atmospheres of metal-poor stars: Evidence for a low primordial Li abundance
对贫金属晕星HD 140283和HD 84937进行了真实的三维辐射流体动力学表面对流模拟。由于绝热冷却超过辐射加热的优势，遇到非常低的大气温度。因此，这些贫金属恒星中谱线的缺乏导致了比经典一维流体静力学模型大气中更陡峭的温度梯度，在经典一维流体静力学模型大气中，光学薄层的温度由辐射平衡决定。大气结构的改变引起恒星出射光谱的变化。特别是，原始Li丰度可能被高估了0.2-0.35 dex与1D模型大气。然而，我们警告说，我们的结果假设局部热力学平衡（LTE），而陡峭的温度梯度可能会倾向于例如过度电离。
1999-05-06 astro-ph
The chemical compositions of the extreme halo stars HE0107-5240 and HE1327-2326 inferred from 3D hydrodynamical model atmospheres
我们调查的影响，现实的三维流体动力学模型恒星大气中的富碳，超铁贫恒星HE 0107 -5240和HE 1327 -2326的元素丰度的测定。我们推导出的化学成分的两颗恒星的详细的三维分析的谱线的假设下的局部热力学平衡（LTE）。流体动力学模型的谱线形成区域的较低温度引起预测的谱线强度的变化。特别是，我们发现C、N和O的3D丰度比1D分析估计的低~ -0.8 dex（或更多）。铁峰元素的3D丰度也降低，但降低的因子较小（~ -0.2 dex）。然而，我们警告说，被忽视的非LTE效应实际上可能对这些金属很重要。最后，我们讨论了早期银河系化学演化的研究可能产生的影响。
2006-05-09 astro-ph
The solar photospheric abundance of europium. Results from CO5BOLD 3-D hydrodynamical model atmospheres
上下文铕是一种几乎纯的r过程元素，在核宇宙年代学中可能有参考价值。目标。利用CO 5 BOLD三维流体动力学模式大气确定光球太阳丰度。方法.圆盘中心和积分通量观测太阳光谱。铕的丰度是从等效宽度测量得出的。此外，还使用了1D模型大气作为参考。结果铕的光球太阳丰度为0.52 ± 0.02，与以前的测定结果一致。根据强度谱和通量谱，我们还确定了Eu（151）的光球同位素分数分别为49% ± 2.3%和50% ± 2.3。这与陨石同位素分数47.8%相比很好。我们还探讨了在~5000 K至~6500 K温度范围内的矮星和亚巨星以及太阳和1/10-太阳金属丰度的3D修正，发现它们对于所有研究的模型都可以忽略不计。结论.我们的光球铕丰度是在良好的协议与以前的确定基于一维模型。这与我们的结论一致，即在太阳的情况下，该元素的3D效应可以忽略不计。
2008-03-06 astro-ph
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability. I. Statistical relations for photometric and photocentric variability
局域箱流体动力学模型大气提供了空间依赖性的统计信息，以及恒星的出射辐射场的时间演化。在这里，我们认为晚型恒星大气的辐射输出的时间变化主要与对流（颗粒）表面流。我们推导出的关系，用于评估颗粒化引起的，磁盘集成，从而可观察到的恒星亮度和位置的光心从辐射强度从本地模型的波动。除了它们在流体动力学恒星大气中的应用，这些公式提供了一些更广泛的洞察所考虑的波动的性质。亮度波动的比例成反比的对流细胞（统计独立辐射表面元素）的数量的平方根存在于恒星表面和增加更明显的边缘变暗。恒星的光心位置的波动不依赖于细胞的数量，在很大程度上是不敏感的边缘暗化的程度。它们的大小只是典型晶胞的一小部分，在极端巨星的情况下，可能成为高精度天体测量的限制因素。时间亮度和位置波动在统计上是不相关的，但在幅度上密切相关。
2005-09-15 astro-ph
The limb darkening of alpha Cen B: Matching 3D hydrodynamical models with interferometric measurements
对于附近的矮恒星α-Cen B（K1 V），我们提出了临边昏暗的预测从三维流体动力学辐射转移模型的大气。我们首先比较这个模型的结果，一个标准的库鲁茨的气氛。然后，我们使用这两个预测，以适应新的干涉仪的VINCI仪器的VLT干涉仪获得的α Cen B的能见度测量。这些新的可见度测量的一部分是在可见度函数的第二瓣，这是敏感的恒星临边暗化。最好的协议被发现为三维大气临边变暗模型和临边变暗的角直径θ 3D = 6.000+-0.021 mas，对应的线性半径为0.863+-0.003 Ro（假设pi = 747.1+-1.2 mas）。我们的新的线性半径与Thevenin等人（2002）预测的星震值非常一致。鉴于未来的观测与VLTI/AMBER仪器，我们还提出了临边昏暗的J，H和K波段的预测。
2005-09-07 astro-ph
3D Hydrodynamical Simulations of Surface Convection in Red Giant Stars. Impact on spectral line formation and abundance analysis
我们研究了不同金属丰度的红巨星大气的三维流体动力学模型对离子和分子谱线形成的影响。我们进行了现实的3D模拟表面对流红巨星与不同的恒星参数。我们使用模拟作为含时流体动力学模型恒星大气计算原子（Li，O，Na，Mg，Ca，Fe）和分子（CH，NH，OH）谱线的假设下，本地热力学平衡（LTE）。我们比较线强度计算在3D与类似的线形成计算的结果为1D，流体静力学，平面平行的MARCS模型的大气，以估计3D模型的元素丰度的推导的影响。温度和密度的不均匀性和相关的速度在3D模型中，以及1D和平均3D结构之间的差异显着影响预测的线强度。在LTE的假设下，非常贫金属的3D模型大气的低大气温度导致中性物质和分子的谱线比1D中更强。因此，使用3D模型从这些线导出的元素丰度明显低于根据1D分析。对于[Fe/H]=-3的红巨星，由CH、NH和OH弱低激发线导出的C、N和O的3D和1D丰度的差值在-0.5 dex到-1.0 dex之间。在此金属丰度下，弱的低激发Fe I线也有较大的负修正（约-0.8 dex）。然而，我们警告说，偏离LTE可能对这些和其他元素很重要，并且与恒星颗粒化的影响相当。
2007-03-26 astro-ph
Spectrum synthesis for magnetic, chemically stratified stellar atmospheres
对磁性化学特殊恒星的现代研究揭示了其大气层中各种复杂的过程。这些天体的真实光谱合成模型必须考虑到异常的化学成分、强磁场和化学分层。这些影响使理论光谱的计算复杂化，特别是当必须处理大量谱线和宽谱区时。为了克服比较磁化学特殊星的模型光谱和观测光谱的难题，开发了一套新的光谱合成程序。在这里，我们详细描述了合成代码，Synth3和Synthmag和目前的例子，他们的应用程序的各个方面的特殊的恒星表面现象。新的编码方法在谱线识别、磁场测定、化学丰度和地层分析等方面都是可靠的工具。
2007-01-04 astro-ph
Energy transport, overshoot, and mixing in the atmospheres of very cool stars
我们构建了流体动力学模型大气中M型主，以及前主序列对象。尽管在如此冷的大气中遇到复杂的化学反应，但辐射转移的合理准确的表示是可能的。流体动力学模型中辐射和对流之间相互作用的详细处理允许研究通常在常规模型大气框架内无法访问的过程。特别是，我们确定了对流能量传输的效率，和对流过冲混合的效率。用等效混合长度参数表示的对流传输效率在光学厚层中约为2，在光学薄层中约为2.8。形式上对流稳定层的热结构几乎不受对流过冲和波加热的影响，即保持接近辐射平衡。对流过冲混合显示出指数下降与史瓦西稳定边界的几何距离。下降的标度高度随重力加速度的变化大致为g^（-1/2），在log（g）=5.0时有0.5个压力标度高度。
2002-08-30 astro-ph
Non-equilibrium CO chemistry in the solar atmosphere
研究计算太阳大气中CO数密度的瞬时化学平衡假设的可靠性，对于解决色球层中是否存在“冷云”的长期争论，以及确定冷气体的存在是由于CO辐射冷却还是流体动力学过程，都是至关重要的。在这里，我们报告的第一个结果，这样的调查中，我们已经进行了随时间变化的气相化学计算的辐射流体动力学模拟太阳色球动力学。我们表明，虽然ICE近似原来是适合模拟所观察到的红外CO线在太阳盘中心，它可能会大大高估的“高度形成”的强CO线合成接近太阳盘的边缘，特别是关于蓬勃发展的动态情况下，相对较强的光球扰动。发生这种情况是因为在冷阶段的流体动力学模拟的CO数密度在大气层外的区域是小于规定的ICE近似，导致在太阳色球中的CO不透明度降低。因此，产生所观察到的分子谱线的冷的含CO气体必须位于不大于700 km的大气高度处。我们的结论是，考虑到非平衡化学提高了与现有的盘上和离边观测的一致性，但流体动力学模拟模型必须比ICE近似预期的更冷，这必须是在“新的”（即更深）形成区域的振转CO线的情况。
2003-03-20 astro-ph
Accurate M Dwarf Metallicities from Spectral Synthesis: A Critical Test of Model Atmospheres
本文介绍了一种基于可见双星丰度分析的光谱合成法精确测定M矮星金属丰度的方法。我们获得了高分辨率，高信噪比光谱的每个组件的五个视觉双星对在麦克唐纳天文台。主要成分的光谱类型范围为F7至K3 V，次要成分的光谱类型范围为M0.5至M3.5 V。我们已经确定的金属丰度的原色差异相对于太阳的合成光谱拟合Fe \textsc{i}线剖面在观测到的光谱。在分析M矮星秒数的过程中，我们对凤凰冷星模型大气和谱分析程序MOOG作了重大改进。我们的分析产生的金属丰度值之间的二进制对的RMS偏差为0.11德克斯。对于{T} $_{eff}$、log \textsl{g}、[M/H]、$ξ$和$η$，我们估计M矮星的恒星参数的不确定度分别为48 K、0.10 dex、0.12 dex、0.15 km s $^{-1}$和0.20 km s $^{-1}$。准确的恒星演化模型需要进一步在冷星光谱的分析进展，新的模型大气保证重新计算的演化模型。
2006-08-03 astro-ph
The solar photospheric abundance of hafnium and thorium. Results from CO5BOLD 3D hydrodynamic model atmospheres
内容：稳定元素铪（Hf）和放射性元素钍（Th）最近被认为是恒星放射性年代测定的合适配对。这种元素对的适用性需要建立恒星光谱学。目的：利用\cobold三维流体动力学模式大气，对太阳光球中Hf和Th的丰度进行了光谱测定。我们把这纳入一个更广泛的背景下，通过调查的3D丰度校正一组G-和F-型矮星。方法：高分辨率，高信噪比的太阳光谱进行了比较，太阳CO 5 BOLD模型上进行的线合成计算。对于其他大气，我们比较了CO 5 BOLD 3D和相关的1D模型的合成光谱。结果：对于Hf，我们发现光球丰度A（Hf）=0.87+-0.04，与以前的分析，基于一维模型大气。弱Th ii 401.9 nm线构成太阳光谱中唯一可用的Th丰度指示器。它位于镍铁混合物的红翼中，表现出不可忽略的对流不对称性。考虑到与不对称相关的额外吸收，我们得到A（Th）=0.09+-0.03，与陨石丰度一致，比以前的光球丰度测定低约0.1德克斯。结论：据我们所知，只有第二次强调了对流线不对称性对丰度推导的不可忽略的影响。三维流体动力学模拟应采用测量Th丰度的矮星，如果类似的混合存在，在太阳的情况下。相比之下，3D对Hf丰度的影响在G-到中等F-型矮星和次巨星中很小，并且可以方便地使用1D模型大气。
2008-03-25 astro-ph
Convection and observable properties of late-type giants
我们发现，相反的是从一维静止模型大气，3D流体动力学模型预测对流的光谱特性的晚型巨星相当大的影响。这是由于对流过冲进入形式上稳定的外层大气层，在3D流体动力学模型中产生显著的颗粒图案，这对可观察到的光谱和颜色有直接影响。在标准一维模型大气的框架内，三维水力模型的平均热分层不能用任何合理的混合长度参数和湍流压力公式的选择来再现。在3D和1D之间，单个光度颜色的差异高达~0.2 mag，或ΔTeff~ 70 K。我们讨论了全三维流体动力学模型对解释晚型巨星可观测性质的影响，简要地提到了需要解决的问题和挑战，以便在5-10年内将这些模型用于天文学界的日常使用。
2005-12-14 astro-ph
The use of the NEXTGEN model atmospheres for cool giants in a light curve synthesis code
我们已经编写了一个光变曲线合成程序，它直接利用模型大气的比强度，特别是NEXTGEN模型的冷巨星大气网格（T_eff <= 6800 K，log（g）<= 3.5，Hauschildt et al. 1999）。我们指出，这些模型（使用球面几何计算）预测的肢体变暗的行为，显着偏离一个简单的线性或两个参数的法律（有较少的强度在肢体的明星）。一个显着的非线性临边暗化规律的存在有两个主要的后果。首先，使用NEXTGEN强度计算的潮汐畸变巨星的椭球光变曲线通常不同于使用相同几何结构计算的光变曲线，但使用黑体近似和一个或两个参数的临边暗化定律。在大多数情况下，用NEXTGEN强度计算的光变曲线比黑体强度计算的光变曲线具有更深的最小值。因此，光变曲线的解决方案与巨星组件获得的近线性临边昏暗（无论是黑体或平面平行模型的大气强度）的模型是有偏见的。在宽波长范围（即光学和红外）的观测是特别有用的区分模型与近线性临边暗化和NEXTGEN模型。第二，我们表明，旋转加宽内核罗氏瓣填充（或几乎填充）巨人可以显着不同的分析内核由于组合的非球形形状的恒星和激进的偏离一个简单的肢体暗化法律。因此，从双星系统中冷巨星的V_rot*sin（i）测量中推断出的几何信息同样是有偏差的。
2000-10-05 astro-ph
Center-to-Limb Variation of Solar 3-D Hydrodynamical Simulations
我们仔细研究了太阳中心到边缘的连续体和线的变化，并将观测结果与太阳表面的三维流体动力学模拟（由M。Asplund和合作者）和1-D模型大气。从3-D时间序列的强度是通过新的合成代码ASSET，它克服了以前可用的代码的局限性，包括一个一致的处理散射，并允许任意复杂的线和连续不透明。在连续体中，我们发现非常相似的合成和观察两种类型的模型大气之间的差异。这与以前的研究相反，以前的研究使用了"水平"和时间平均的3-D模型表示，并发现了与观测结果的显着更大的分歧。三维模拟中温度场和速度场的存在为再现太阳谱线形状提供了显著的优势。尽管如此，观察到的和合成的等效宽度的比较表明，3-D模型也预测更均匀的丰度作为磁盘上的位置角的函数。我们的结论是，3-D模拟不仅提供了一个更现实的描述的气体动力学，但是，尽管其简化处理的辐射传输，它也预测合理以及所观察到的中心到肢体的变化，这是一个热结构的指示从显着的系统误差。
2008-02-15 astro-ph
Radiative transfer in 3D model stellar atmospheres
近年来，由于计算机技术的进步和高效的数值算法，恒星表面对流的三维流体动力学模拟已经成为可能。现有的观测诊断表明，这些模型在描述恒星颗粒的拓扑结构和谱线形成方面是高度现实的。传统的自由参数（混合长度参数，微观和宏观湍流）总是固有的标准一维分析，因此最终成为过时的。因此，这些三维模型既可以揭示恒星对流的难以捉摸的性质，也可以用于元素丰度分析。在目前的贡献，我们将描述一些方面的模型和可能的应用，他们在辐射转移。
2003-02-20 astro-ph
Prospects for population synthesis in the H band: NeMo grids of stellar atmospheres compared to observations
对于星族合成的应用，理论恒星光谱库通常被认为是观测光谱模板库的替代品，因为它们允许对恒星参数进行完整的采样。在已发表的理论光谱库中，大部分注意力都集中在可见光波长范围内。我们提出了一个详细的比较理论光谱范围为1.57 - 1.67 $μ$ m，光谱类型从A到早期M和巨星和矮星，与观测到的恒星光谱分辨率约3000，这将是足够的解开晚型恒星的不同群体。我们选择了恒星大气的NeMo网格来进行这样的比较。我们首先证明，结合原子和分子的线列表后，它是可能的匹配观测到的光谱通量分布与理论的非常好的几乎整个参数范围内所涵盖的NeMo网格在中等分辨率的视觉范围。在红外波段，虽然观测到的通量分布的整体形状仍然匹配得相当好，但理论光谱只再现了早于中F型的恒星的个别光谱特征。对于后来的光谱类型的差异增加和理论光谱的K型星有系统的弱线功能比那些发现在观测。这些差异可以追溯到主要源于中性原子线的不完整数据，尽管其中一些也与分子有关。改进近红外原子数据是建立可靠的红外恒星光谱库的一个关键因素。
2005-11-04 astro-ph
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability
我们使用了一系列的COBOLD流体动力学模型的气氛，涵盖恒星的对象，从白矮星红巨星，以获得理论估计的光度和光心恒星的变化，波长积分光在整个赫兹斯普朗-罗素图。我们验证了我们的模型对太阳测量SOHO/VIRGO仪器。在我们的一组模型中，我们发现了一个系统的光度增加，以及光心的变化-这原来是密切相关的-与减少表面重力。估计的光心变率的绝对水平不会影响GAIA任务预期达到的天体测量精度水平-除了附近的巨星。超巨星的情况仍有待调查。鉴于加拿大MOST卫星对南河三p-模的光度测量未探测的争论，我们注意到我们得到了一个因子ca。太阳和南河三的颗粒背景噪音之间的振幅为3。这一陈述指的是第5节中讨论的时间功率谱的特定表示。
2004-09-29 astro-ph
Hydrodynamical simulation of detonations in superbursts. I. The hydrodynamical algorithm and some preliminary one-dimensional results
目标。本文提出了一种新的研究天体物理爆轰的流体动力学算法。这一发展的主要动机是在与超爆相关的条件下描述碳爆炸，超爆被认为是由爆炸前沿在大气层下的碳层中围绕中子星表面传播引起的。方法.我们开发的算法是一种有限体积法，其灵感来自van Leer（1979）的原始MUSCL格式。该算法在流的光滑部分是二阶的，并且避免了维度分裂。它被应用到一些测试用例，并与相应的稳态解的时间相关的结果进行比较。结果我们的算法被证明是强大的测试用例，并被认为是可靠的适用于天体物理爆炸。初步的一维计算表明，中子星表面的碳爆轰是一个多尺度现象。能量释放的长度尺度比总反应长度小$10^6$倍。我们表明，多分辨率的方法可以用来解决所有的反应长度。这一结果将在未来的多维模拟中非常有用。我们还提出了在纯碳或混合碳-铁层爆炸后，在纯氦吸积体系统中的超爆相关的物理条件下的物理和成分分布。
2007-05-18 astro-ph
Three-dimensional models of metal-poor stars
我在这里提出的主要结果，最近现实的，3D的，流体动力学模拟对流在表面的贫金属红巨星。我将讨论这些对流模拟作为随时间变化的3D流体动力学模型大气的应用，用于谱线形成计算和丰度分析。3D模型对导出的元素丰度的影响进行了研究，通过差分比较的线强度预测在3D的假设下，当地的热力学平衡（LTE）与类似的线形成计算的结果与经典的，1D，流体静力学模型大气。在3D模型大气层的光球上层遇到的低表面温度的金属非常贫乏的恒星导致中性金属和分子的谱线出现在3D比在1D计算更强。因此，从这些线得出的三维元素丰度显着低于估计的分析与一维模型。特别地，发现来自CH、NH和OH线的C、N和O的差分3D $-$ 1D LTE丰度在-0.5至-1 dex的范围内。大的负微分3D-1D修正的Fe丰度也计算弱低激发中性Fe线。讨论了贫金属3D模型在极贫铁晕星光谱分析中的应用。
2008-08-07 astro-ph
Spectral analyses of three carbon-enhanced metal-poor stars
我们正在进行一个高分辨率的后续候选EMP星提取的斯隆数字巡天（SDSS;约克等。2000年）使用紫外可见光在VLT。其中三颗计划星SDSS J 0912 +0216、SDSS J1036+1212和SDSS J1349-0229被故意定为CEMP星，因为从SDSS光谱中可以明显看出有一个强的$G$带，而Ca { \sc ii} K线的弱性证明它们的金属丰度非常低。UVES高分辨率随访证实了最初的发现（[Fe/H] $<-2.50$），并允许对其化学成分进行更详细的研究。我们从恒星大气外层形成的分子谱线中确定了碳的丰度。已知贫金属恒星中的对流会导致非常低的温度，这是经典的一维恒星大气所不能预测的。为了获得正确的温度结构，需要完整的3D流体动力学模型。使用CO $^5$ BOLD 3D流体动力学模型大气，测定了所有三颗恒星的3D碳丰度。对这些恒星的碳丰度的3D效应被发现是相当显著的，3D校正高达-0.7 dex。其中两颗恒星，SDSS J 0912 +0216和SDSS J1349-0229显示出过剩的中子捕获元素，将它们归类为CEMP-s。恒星SDSS J1036+1212，属于CEMP-no/s星，具有增强的Ba，但缺乏Sr，它是迄今为止发现的第三个成员。
2008-09-24 astro-ph
The Temperature Scale of Metal-Rich M Giants Based on TiO Bands: Population Synthesis in the Near Infrared
我们计算了冷星（2500<Teff<6000 K）在6000 - 10200 A波长范围内的高分辨率合成光谱的网格，采用了更新的原子和分子谱线列表，以及最先进的模型大气。作为一个副产品，通过拟合TiO带头在著名的M巨星的光谱，我们已经推出了TiO γ素数，δ，π和phi系统的电子振子强度。导出的振子强度的伽玛素数，π和phi系统不同的实验室和从头计算的值在文献中发现，但与模型的大气和线列表使用，导致在一个很好的匹配观测光谱的M巨星的已知参数。本文介绍了TiO谱带的行为与恒星参数Teff、log g和[Fe/H]的关系，并讨论了TiO谱指数在恒星星族研究中的应用。
1998-07-30 astro-ph
How to SYN in seven easy steps
计算预期的谱线强度和轮廓是分析太阳大气和其他恒星大气的有力工具。我们在这里提出了一个配方，在七个简单的步骤，这样的光谱合成软件的发展。
2003-08-28 astro-ph
G-band Spectral Synthesis in Solar Magnetic Concentrations
G波段的窄带成像通常用于追踪太阳的小磁场浓度，尽管使它们明亮的机制仍然不清楚。我们进行LTE合成的G波段在一组分类的半经验模型磁浓度。合成包括所有CH线以及带通内的主要原子线。模型大气产生明亮的G-带光谱，具有许多共同的性质与观察到的G-带亮点。特别是，宁静太阳的对比度大约是连续波长对比度的两倍。与观测结果的一致性并不取决于模型大气的特殊性，而是从单通量管到微结构磁大气都适用。然而，该协议要求，真正的G-波段亮点没有空间分辨，即使在最好的观测。由于预测的G-波段强度远远超过观测值，我们预见了一个显着的增加对比度的G-波段图像的角分辨率的改善。根据LTE建模，G波段光谱从产生连续谱的深光球中出现。我们的合成还预测太阳磁场集中出现在连续图像中，但不是在G波段。最后，我们研究了CH光解离在确定G带吸收量方面的重要性。它只扮演了一个小角色。
2001-03-01 astro-ph
Theory of Extrasolar Giant Planet Transits
我们提出了一个综合的物理效应影响观测到的光变曲线的太阳系外的巨行星（EGP）过境其主恒星。综合包括瑞利散射，云散射，折射，和分子吸收的星光在EGP大气中的治疗。在这些效应中，分子吸收在确定跃迁衍生半径$R$中占主导地位。使用一个通用的模型为EGP HD 209458 b的大气，我们执行一个适合的最佳可用的过境光变曲线数据，并推断这颗行星的半径在1巴的压力，$R_1$，等于94430公里。我们预测，$R$将是一个功能的观测波长，与一个强大的预测的变化$\pm 1$ %在红外波长H $_2$ O不透明度在高EGP大气占主导地位。
2001-06-09 astro-ph
3D spectral synthesis and rotational line broadening
基于三维恒星大气模型的光谱合成计算受到辐射场角分辨率的限制。这妨碍了旋转谱线增宽的精确处理。我们的目标是找到一个治疗的旋转加宽的球形恒星时，辐射场是只有在一个适度的一些肢体的角度。我们应用相结合的分析考虑线加宽过程和数值试验。我们获得了一种与经典通量卷积密切相关的方法，并且其性能明显优于之前建议的方法。它可以应用于刚性以及差动旋转。
2007-07-23 astro-ph
The effects of numerical resolution on hydrodynamical surface convection simulations and spectral line formation
恒星表面对流的辐射流体动力学模拟的计算要求的性质，保证调查的对流结构和光谱合成的数值分辨率和尺寸的模拟，这是在这里提出的敏感性。如果分辨率太粗，预测的谱线往往太窄，反映对流运动的多普勒展宽不足，而在目前可承受的最高分辨率下，谱线形状基本上完美地收敛到观测到的轮廓。从线的不对称性和移位中也得到了类似的结论。在丰度方面，弱FeI和FeII线显示出非常小的依赖性（~0.02 dex），而对于具有显著非热加宽的中间强线，灵敏度增加（~0.10 dex）。当使用2D对流模拟来描述固有的3D现象时会出现问题，这会转化为不准确的大气速度场以及温度和压力结构。在2D中，与3D计算和观测相比，理论谱线轮廓往往太浅和太宽，特别是对于中间强谱线。在丰度方面，2D的结果是系统的约0.1德克斯低于3D的情况下FeI线。此外，预测的线不对称性和移位在2D中要差得多。考虑到这些缺点和计算时间因素，使用甚至中等分辨率的3D模拟比高分辨率的2D模拟更好。
2000-05-15 astro-ph
Chemical Abundances from Inversions of Stellar Spectra: Analysis of Solar-Type Stars with Homogeneous and Static Model Atmospheres
晚型恒星的光谱通常是在局部热力学平衡（LTE）和均匀的平面平行或球对称几何的静态模型大气中分析的。能量平衡需要特别注意，因为两个特别难以建模的元素起着重要作用：线覆盖和对流。反演技术能够绕过详细描述能量平衡的困难。假设大气处于流体静力平衡和LTE，就有可能从光谱观测中限制其结构。其中最严重的近似仍然隐含在该方法是一个静态和齐次几何。在本文中，我们利用一个现实的三维辐射流体动力学模拟的太阳表面检查的系统误差反演假设一个平面平行的水平均匀的大气。恢复的热结构类似于三维大气的空间和时间平均。此外，检索的丰度通常在用于构建模拟的丰度的10%（0.04 dex）以内。应用到一个相当完整的数据集从太阳光谱提供了进一步的信心，在以前的分析太阳的组成。只有很窄的一维热结构能够符合太阳光谱中的吸收线。对于我们精心挑选的数据集，随机误差大约是系统误差的二分之一。少量的强金属线可以提供非常可靠的结果。我们预见，将这项技术应用于其他类似恒星并获得类似精度，不会有什么大的困难，使用的光谱分辨率约为50，000，信噪比低至30。
2001-05-15 astro-ph
Synthesis of the Beryllium 3131A Spectral Region
利用ATLAS 9模型大气和MOOG光谱合成程序，合成了疏散星团NGC6633中太阳、南河三和4颗恒星的BERO光谱区，Teff = 7500K。用于这些合成的线列表已从ATLAS 9线列表修改，以根据MOOG代码新版本中改进的不透明度来提高拟合质量。对ATLAS 9波长3131.037 A处的Mn I线进行了显著改变，并在3131.358 A处添加了OH线。此外，在整个合成区域中，gf值有许多微小的变化，从而大大提高了整个温度范围内光谱的拟合。
2005-09-19 astro-ph
Spectral Synthesis of Massive Stars in Clusters
星团被认为是最简单的恒星系统，也是最接近单个恒星星族理论模型的观测对应物。我们对大质量恒星的大气层和演化的理解取得了进展，导致了普遍可靠的合成模型。然而，未来新的旋转演化模型的发布将需要对以前发表的合成模型进行重要的更新，特别是对于所有沃尔夫-拉叶和红超巨星相关的量。星团合成工作目前正在从纯粹的恒星方法发展到更全面的恒星+星团视角。恒星的光度演化和星团的动力学演化是微妙地交织在一起的。最近的工作试图将这些看似相关的领域结合起来。
2006-08-31 astro-ph
Lithium abundances in the atmospheres of SLR C--giants WZ Cas and WX Cyg from resonance and subordinate Li I lines
用光谱合成技术{ \bf，使用} Li Ⅰ共振线λ670.8 nm和{ \bf三从属}线λ812.6，610.4和497.2 nm，计算了超富锂C巨星WZ Cas和WX Cyg大气中的锂丰度.由λ670.8 nm谱线和λλ497.2、812.6 nm谱线导出的Li丰度之间的差异不超过$\pm$ 0.5 dex。在\la 610.4 nm处的锂谱线通常提供比共振谱线低的丰度（通过$\approx$ 1 dex）。WZ Cas和WX Cyg的三条Li I谱线（不包括\la 610.4 nm）的LTE和NLTE Li丰度分别为4.7和4.9，WX Cyg的LTE和NLTE Li丰度分别为4.6和4.8。
2002-08-29 astro-ph
