Measuring Stellar Limb Darkening by Gravitational Microlensing
微透镜凌日事件的观测可以用来测量透镜星的临边暗化。讨论了几种微透镜光变曲线反演方法的优缺点。在这项工作中选择的方法是反演通过分解的恒星表面亮度轮廓。我们构造了一个理想的基础，通过主成分分析的亮度轮廓模式大气计算。使用这样的基础上的临边暗化近似优于那些使用标准的幂律临边暗化法律。我们进行了全面的分析，包括详细的误差分析的方法模拟单透镜微透镜过境事件。在低碰撞参量的实际事件中，可以以从源盘中心到盘半径的0.9的2%的相对精度恢复源的亮度轮廓。我们表明，在特定的情况下，观察到的CNOO警报95-30事件的透镜红巨星的内在复杂的可变性阻碍了努力恢复其表面特征。
2003-05-19 astro-ph
A Spectroscopic Technique for Measuring Stellar Properties of Pre-Main Sequence Stars
我们描述了一种从高分辨率近红外光谱中获得有效温度、表面重力、自转速度和径向速度的技术。该技术将观察到的近红外光谱与从模型大气合成的光谱相匹配。对于主序前恒星，我们使用相同的匹配过程来测量过量的近红外辐射量。高分辨光谱的信息来自于谱线的形状和密集谱线的相对谱线强度。因此，我们得到的恒星参数的值是独立的那些来自低分辨率光谱学和测光。新方法提供了改进的精度在放置年轻的恒星对象的进化模型轨道的承诺。我们讨论了可能的系统影响，我们的恒星参数的测定和评估的准确性，可从高分辨率光谱的结果。MK标准样品的高分辨率近红外光谱分析表明，该技术给出了非常准确的有效温度值。将我们的结果与MK标准品的光谱类型进行比较的最大不确定性在于标准品本身的光谱类型到有效温度的转换。即使包括这种不确定性，3000-5800 K矮星的光学温度和红外温度之间的1 σ差也只有140 K。在一个配套文件（Doppmann，贾菲，和白色2003年），我们提出了一个分析的严重老化的年轻恒星对象ρ Oph。
2003-08-29 astro-ph
Photometric biases due to stellar blending: implications for measuring distances, constraining binarity and detecting exoplanetary transits
我们研究了拥挤场CCD成像中的混合、二值化和光度偏差。为此，我们考虑随机混合损失，这对应于在未解决的混合中未检测到的恒星总数。我们提出了一个简单的公式来估计混合损失，这可以转换为表观星等偏差使用的光度函数的分析样品。由于使用的假设，我们的结果给出了总偏差的下限，我们表明，在某些情况下，即使这些限制指向测量“标准烛光”恒星的视亮度的显着限制，从而到附近星系的距离。介绍了大麦云星云OGLE-II BVI图的一个特殊应用。在OGLE-II样本中，我们发现了一个以前被忽视的系统偏差，对于暗星（V~18.0-19.0），偏差高达0.2-0.3等，这影响了使用RR天琴座和红丛星进行LMC距离测量。我们还考虑了内在的恒星相关性，即二进制的影响，通过计算两点关联函数的恒星场周围最近爆炸的经典新星。在V1494 Aql和V705 Cas的两个例子中，所报道的近距离光学伴星似乎与激变系统有物理关联。最后，我们发现显着的混合频率高达50-60%，在宽场系外行星调查的样本，这表明，混合计算是非常可取的，包括到定期的减少程序。
2005-01-24 astro-ph
Measuring Stellar Velocity Dispersions in Active Galaxies
本文介绍了40个宽线（1型）活动星系的恒星速度色散（sigma*）测量结果，用于检验众所周知的黑洞质量与恒星速度色散之间的关系。选择的对象包含Ca II三重态，MgB三重态，和Ca H+K恒星吸收功能在其光谱，使我们可以使用它们来进行广泛的测试的系统偏差引入的模板失配和污染的活动星系核（AGN）。我们使用钙II三重作为基准，以评估其他光谱区域的AGN污染的存在下的效用。宽Fe II发射，从~5050-5520 A延伸，与窄的日冕发射线相结合，可以严重偏离Mgb区域的σ * 测量，突出了在其使用中需要极其谨慎。然而，我们认为，在光度构成的爱丁顿极限的一个温和的分数，当Fe II线都是弱的，相对于恒星线平滑，它是可能的，得到有意义的测量与仔细选择的拟合区域。特别是为了避免日冕谱线的污染，我们主张使用5250- 5820 A区，这是一个富含Fe吸收特征的区域。我们奠定了广泛的比较活动星系中的黑洞质量和核球速度色散的基础，在同伴论文中所描述的格林和何。
2005-12-17 astro-ph
Measuring Fundamental Galactic Parameters with Stellar Tidal Streams and SIM PlanetQuest
来自干扰银河系卫星的扩展晕潮汐流为测量银河系基本参数提供了新的机会，而无需对银河系中心的观测提出挑战。在近似球形的银河系中，来自卫星系统的潮汐碎片大部分被限制在包含银河系中心的单个平面内，因此，如果给出潮汐流轨道极在X_GC轴上的合理投影，则可以使用潮汐流中到恒星的精确距离来测量银河系中心距离R_0。或者，轨道极在Y_GC轴附近的潮汐流，如人马座流，可以用来推导出当地静止标准（Θ_LSR）的速度。目前的天体测量星表的适度改进可能允许进行这种测量，但NASA的空间干涉测量任务（SIM PlanetQuest）可以使用潮汐流确定地获得R_0和Θ_LSR。
2005-12-06 astro-ph
Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations
为了根据经验校准红外表面亮度波动（SBF）距离尺度并探测未分辨的恒星星族的性质，我们在哈勃太空望远镜上使用NICMOS测量了65个星系的波动。样本中的早型星系包括椭圆星系和S 0星系以及各种环境中的螺旋凸起。使用先前测量的I波段SBF和造父变星距离，推导出每个星系在F160 W（1.6微米）滤波器中的绝对波动幅度。F160 W SBF可以用来测量早期星系的距离，相对精度约为10%，前提是星系的颜色已知为0.035等或更好。近红外波动也可以揭示星系中最明亮的恒星星族的性质。F160 W波动幅度和光学颜色的恒星星族模型预测的比较表明，蓝色的椭圆和S 0星系有显着年轻的人口比红色的，也可能是更丰富的金属。在这个样本中，没有任何星系的波动幅度与旧的、贫金属的（t>5 Gyr，[Fe/H]<-0.7）恒星星族模型一致。复合恒星星族模型暗示，较蓝星系中明亮的波动可能是最近恒星形成的一段插曲的结果，而恒星形成的一小部分是星系总质量的一部分。从F160 W波动幅度估计的年龄与使用H-β巴尔末线指数测量的年龄一致。这两种类型的测量使用完全不同的技术，对处于不同演化阶段的恒星敏感。这两种技术都揭示了在这个样本的早期星系中存在中等年龄的恒星。
2002-10-05 astro-ph
Measuring Stellar Radial Velocities with a Dispersed Fixed-Delay Interferometer
我们证明了测量精确的恒星质心径向速度与分散的固定延迟干涉仪技术使用系外行星跟踪器（ET），仪器主要设计用于精密差分多普勒速度测量使用这种技术。我们的重心径向速度，来自于在KPNO 2.1米望远镜的观测，不同于Nidever等人。由0.047公里/秒（rms）时，同时使用碘校准，和0.120公里/秒（rms），没有同时碘校准。我们的结果有效地表明，迈克耳孙干涉仪耦合到光谱仪允许精确测量的重心径向速度，即使在一个适度的光谱分辨率R ~ 5100。阿帕奇角天文台的Sloan 2.5米望远镜正在使用一台每晚能够观测约500颗恒星的多物体型ET仪器，进行APO多物体径向速度系外行星大面积巡天，这是对TYCHO-2恒星周围星等范围为7.6<V<12的系外行星进行的一次大视场径向速度巡天。除了精确的微分速度外，这次巡天还将利用这里报告的数据分析技术，获得数千颗恒星的精确重心径向速度。这样一个大的运动学调查，在高速度精度将是有用的，除了发现系外行星，褐矮星和光谱双星识别银河系吸积事件的签名和了解当地恒星运动学。
2008-01-25 astro-ph
Measuring the Oblateness and Rotation of Transiting Extrasolar Giant Planets
我们探讨了通过凌日测光测量行星扁率和推断行星自转周期来表征太阳系外巨行星的前景。太阳系中行星的自转速率变化很大，反映了行星不同的形成和演化历史。测量的扁率，假设的成分和状态方程从达尔文-拉杜关系产生旋转速率。在相同的恒星和轨道条件下，凌日扁圆行星的光变曲线应该与具有相同横截面积的球形行星的光变曲线显著不同。然而，如果恒星和轨道参数是不知道的先验，他们的拟合允许在恒星半径，行星半径，碰撞参量和恒星临边暗化参数的变化，模仿一个扁圆行星的过境签名，减少扁率签名。因此，即使HD209458 b的扁率为0.1，而不是我们预测的0.003，它也会在10^5分之一的水平上引入与模型球面光变曲线的可检测偏离。具有非零折射率的行星打破了这种简并性，因为它们的入口光变曲线相对于出口光变曲线是不对称的，并且它们的最佳情况下的可探测性是10^{-4}阶。然而，这些对象的测量旋转速率是非唯一的，由于退化之间的椭圆度和扁率和未知的组成部分的椭圆度沿视线。对于在碰撞参量为0.7附近过境的行星，无论扁率如何，扁率的可探测性都是最大的。未来的扁率测量将具有挑战性，因为信号接近当前硬件的光度极限和固有的恒星噪声水平。
2003-01-09 astro-ph
Measuring the inclination and mass-to-light ratio of axisymmetric galaxies via anisotropic Jeans models of stellar kinematics
我们提出了一个简单而有效的各向异性推广的半各向同性（两个积分）轴对称的金斯形式主义，这是用来模拟星系的恒星运动学。假设如下：（i）一个恒定的质光比M/L，（ii）一个与柱坐标（R，z）对齐的速度椭球，其特征在于经典的各向异性参数beta_z=1-sigma_z^2/sigma_R^2。我们的简单模型适合于一组快旋早型星系的恒星运动学的SAURON积分场观测。在只有两个自由参数（β_z和倾角）的情况下，一旦给出了表面亮度的详细描述，这些模型通常可以非常好地描述第一速度矩（V）和第二速度矩（V_rms=sqrt{V^2+sigma^2}）的形状。这与以前对这些物体的简单动力学结构的发现是一致的。在观测驱动的假设下，beta_z>0，该方法能够恢复倾斜。该技术可用于确定早期快速旋转星系和螺旋星系的动态质光比和角动量，特别是当数据的质量不足以证明更复杂的建模方法时。这种形式主义允许包括暗物质，超大质量黑洞，空间变化的各向异性，和多个运动学组件。
2008-12-06 astro-ph
CoRoT/ESTA-TASK 1 and TASK 3 comparison of the internal structure and seismic properties of representative stellar models: Comparisons between the ASTEC, CESAM, CLES, GARSTEC and STAROX codes
我们比较不同的恒星演化代码产生的恒星模型的CoRoT/ESTA项目，比较他们的全球量，他们的物理结构，和他们的振荡特性。我们讨论模型之间的差异，并确定这些差异的根本原因。恒星模型代表了潜在的CoRoT目标。总的来说，我们发现五个不同的代码之间非常好的协议，但有一些显着的偏差。我们发现显着的差异（虽然仍然在百分之一的水平），从状态方程的处理，不透明度和对流边界的结果。我们的工作结果将有助于解释未来的星震学结果从CoRoT。
2008-01-07 astro-ph
Measuring M dwarf Winds with DAZ White Dwarfs
带有金属线的氢大气层白矮星，即所谓的DAZ，显示了物质在其表面不断吸积的证据。一些DAZ已知有未解决的M矮星同伴，这可以解释通过恒星风观测到的吸积。我结合观测到的钙丰度的DAZ与信息的轨道分离的M矮星同伴推断质量损失率的M矮星。我发现，对于三个已知的DAZ与M矮星的同伴，恒星风可以合理地解释观测到的吸积的白矮星假设邦迪-霍伊尔吸积的太阳丰度恒星风的顺序为10 $^{-14}-10^{-16}\Msun$年$^{-1}$。其余的样本都有轨道为$\gtorder$ 1~AU的伴星，需要的伴星质量损失率为$> 10^{-11}\Msun$ yr $^{-1}$。我的结论是，必须有一个替代的解释，吸积材料到DAZ广泛分离的同伴。推断风的两个密切的双星的数量级小于通常假设的角动量损失的红矮星-白矮星对由于磁制动从恒星风，并可能严重影响预测的形成率CV与低质量的同伴。
2006-08-01 astro-ph
Measuring Ages and Elemental Abundances from Unresolved Stellar Populations: Fe, Mg, C, N, and Ca
本文提出了一种从未分辨恒星星族的中分辨率光谱测定Fe、Mg、C、N和Ca的平均轻重量年龄和丰度的方法。该方法由Schiavon（2007）首创，在一个名为EZ_Ages的公开代码中实现。的方法和误差估计进行了说明，并测试结果的准确性和一致性，通过应用程序集成的光谱著名的银河系球状星团和疏散星团。综合光分析的年龄和丰度与大多数星团的解析恒星研究一致，在+/-0.1 dex范围内，几乎所有情况下都在+/-0.2 dex范围内。结果对于在+/-0.1 dex内拟合中使用的Lick指数的选择是稳健的，除了一些明确分类的系统偏差。通过与详细的蒙特卡罗模拟的比较，我们的误差估计的现实主义检查。最后，我们将EZ_Ages应用于Thomas等人（2005）提出的星系样本，并将我们推导的年龄值，[Fe/H]和[alpha/Fe]与它们的分析进行比较。我们发现，[α/Fe]是非常一致的两个分析之间，年龄是一致的老（年龄> 10 Gyr）人口，但在年轻的年龄显示适度的系统性差异，和[Fe/H]是相当一致的，与年龄系统学相关的小系统性差异。总的来说，EZ_Ages提供了准确的估计的基本参数，从中分辨率光谱的未解决的恒星星族在旧的和中间的年龄制度，第一次允许定量估计的C，N和Ca的丰度在这些未解决的系统。EZ_Ages代码可从http://www.ucolick.org/~graves/EZ_Ages.ht…
2008-03-10 astro-ph
Stellar evolution with mass loss - comparison of numerical and semi-analytical computations.
本文介绍了恒星演化的计算结果，其中包括辐射不透明度和中微子冷却的最新进展，并在此基础上讨论了恒星内部结构对恒星表面质量损失的响应。这个问题对于发展半解析算法以有效地计算具有真实（因而复杂）质量损失情况的合成恒星星族具有特别重要的意义。因此，我们比较我们的数值计算结果与测试计算的基础上，我们开发的半解析恒星演化方法。虽然小，但重要的是，从两种方法的结果之间的差异被揭示，在HR图中的两种方法预测的演变轨迹几乎是相同的。
1995-02-09 astro-ph
A Comparison of the Published Stellar Photometry Data in the South-West Field of the Galaxy M31 Disk
比较了Magnier等（1992）、Mochejska等（2001）和Massey等（2006）发表的M31星盘西南部的恒星测光数据，作为星团孔径测光的本地测光标准。这些星表之间存在较大的星等差异和色差，这使得人们在使用这些星表作为新测光的地方光度标准时要谨慎。
2006-10-05 astro-ph
Measuring the Average Evolution of Luminous Galaxies at z<3: The Rest-frame Optical Luminosity Density, Spectral Energy Distribution, and Stellar Mass Density
我们提出了体积平均性质的休息帧光学发光星系人口z~3的演变，确定从四个不相交的深场与光学到近红外波长的覆盖。我们选择静止坐标系V波段光度高于3x10^10 Lsol的星系，并通过平均光谱能量分布（SED）的光学性质来表征它们的静止坐标系UV。为了测量演化，我们将相同的选择标准应用于斯隆数字巡天和COMBO-17的星系样本。平均静止坐标系2200 Ang通过V波段SED随着红移的增加而稳定地变蓝，但在z<3时，平均SED落在附近宇宙中“正常”星系定义的范围内。我们测量恒星的质量与光的比率（Mstar/L）拟合模型的休息帧的紫外光学SED和推导出恒星的质量密度。从z=3到z=0.1，发光星系中的恒星质量密度增加了3.5-7.9倍，包括场与场之间的方差不确定性。在校正到总量之后，在z<2处测得的质量密度低于恒星形成率（SFR）密度的积分，该密度是从紫外选择的样品中得出的红移的函数。这可以指示质量密度或SFR（z）估计中的系统误差。我们发现最近的模型对质量密度演变的预测与我们的结果之间存在很大差异，即使我们的观察选择应用于模型。最后我们确定，在我们选择的LV样本中，遥远的红星系（选择J_s - K_s>2.3）分别贡献了z~2和z~ 2.8处恒星质量预算的30%和64%。这些星系在紫外线巡天中基本上是不存在的，这一结果突出了对高红移星系进行质量选择的必要性。
2006-06-21 astro-ph
A comparison of the anelastic and subseismic approximations for low-frequency stellar oscillations: an application to rapidly rotating stars
在研究低频恒星振荡时，我们发现滞弹性近似比亚震近似更能滤除声波，并利用这种近似计算了一个典型的Gamma-Doradus星的重力惯性模式。我们表明，本征模可以是定期或奇异的，根据可能的吸引子的基本特征的重点。振荡谱的后果，然后讨论。
2001-11-22 astro-ph
Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits
我们报告我们的银河系的超大质量黑洞的属性的新的精确测量。根据1995-2007年的天体测量和2000-2007年的径向速度测量，M.在凯克10米望远镜下，短周期恒星S 0 -2的完全不受约束的开普勒轨道提供了Ro为8.0+-0.6 kpc，M_bh为4.1+-0.6x10^6 Mo，黑洞的径向速度为零，不确定性为30 km/s。如果假设黑洞相对于银河系是静止的，我们可以进一步限制拟合，得到Ro = 8.4+-0.4 kpc和M_bh = 4.5+-0.4x10^6 Mo。更复杂的模型将扩展的暗物质分布限制在0.01秒差距内小于3-4x10^5 Mo，比恒星和恒星残骸模型的预测高出约100倍。对于所有的模型，我们确定瞬态天体测量的变化，从源混淆和假设有关的黑洞的径向运动，以前未被认识到的轨道精度和有用的微弱的恒星的限制。未来的天体测量和RV观测将弥补这些影响。我们对Ro和银河系局部旋转速度的估计是通过将Ro与Sgr A* 的视自行相结合而得出的（theta 0 = 229+-18 km/s），与使用其他方法进行的测量兼容。在这项研究中发现的增加黑洞的质量相比，使用投影质量估计确定，意味着更长的周期的最内层的稳定轨道，更长的共振弛豫时间尺度的恒星附近的黑洞和更好的协议与M_bh-西格玛关系。
2008-08-21 astro-ph
Stellar masses: the comparison of theoretical predictions and measurement data
早在等离子体物理发展之前，欧拉方程就已经被公认为恒星物理的基本假设。星际等离子体粒子之间的电相互作用的存在提出了一个问题，即如何解释这种相互作用。我们认为，正确的方法是制定一个新的公设。在此基础上，发展了热星内部理论。利用这一理论，我们得到了恒星的分布在他们的质量和质量半径，质量温度和质量光度的依赖关系。所有这些理论预测都与已知的测量数据符合得很好，这证实了新假设的有效性。
2005-12-26 astro-ph
Cosmological parameters from strong gravitational lensing and stellar dynamics in elliptical galaxies
我们展示了如何将观测结果与椭圆星系中的强引力透镜和恒星动力学相结合，为测量宇宙物质和暗能量密度参数提供了一种新的方法。一旦知道系统的临界密度，就可以通过测量爱因斯坦角来获得封闭在爱因斯坦圆内的质量的引力透镜估计。一个依赖于模型的动力学估计，这个质量也可以通过测量恒星组件的中心速度色散。通过假设透镜椭圆星系中总密度分布的同系1/r^{2}分布经过了很好的检验，这两个质量测量值可以进行适当的比较。由此导出了爱因斯坦角与中心恒星速度色散之间的关系，并由此估算了宇宙物质和暗能量密度参数。我们通过模拟确定了宇宙学参数估计的准确性，其中包括相关量的实际测量不确定性。有趣的是，宇宙学参数平面上的预期约束与来自其他观测技术的约束是互补的。然后，我们将该方法应用于斯隆透镜ACS和透镜结构和动力学调查的数据集，并表明暗能量密度参数在0.7和0.8之间的一致性值包括在我们的99%置信区间内。目前可用的透镜数量很少，这使我们无法精确地确定宇宙学参数，但它仍然证明了该方法的可行性。当应用于由数百个透镜制成的样本时，预计将在即将进行的调查中获得，这种技术将成为测量宇宙几何形状的重要工具。
2007-11-06 astro-ph
Measuring the non-thermal pressure in early type galaxy atmospheres: A comparison of X-ray and optical potential profiles in M87 and NGC1399
本文比较了椭圆星系NGC 4486（M87）和NGC 1399（天炉座星系团中央星系）的X射线和光学数据的引力势分布。这种比较表明，宇宙射线、磁场和微湍流对压力的综合贡献约为NGC 1399和M87核心气体热压力的10%，尽管我们模型假设的不确定性（例如，球对称）足够大，使得贡献可以与零一致。在没有任何其他形式的非热压力支持的情况下，这些上限转化为磁场的上限约为10-20 μ G，距离NGC 1399和M87中心1“-2”。我们表明，这些结果是一致的，与当前的范例冷集群核心的基础上，假设活动星系核活动调节气体的热状态，通过注入能量到集群内的介质。相对论质子形式的能量密度的~10-20%的限制不仅适用于气体的当前状态，而且基本上适用于团簇内介质的整个历史，前提是宇宙射线质子的演化是连续的，并且它们的空间扩散被抑制。
2008-05-29 astro-ph
Resolving Stellar Atmospheres I: The H alpha line and comparisons to microlensing observations
我们目前的工作H α谱线特性的PHOENIX恒星模型大气和它们的比较微透镜观测。我们详细研究了有效温度为4500 K < Teff <5600 K的H α等效宽度（EW）和线形特征，其中H α是一个强光谱特征。我们发现，H α EW在模型中计算的假设下，当地的热力学平衡（LTE）是高达15%小于模型没有这个假设，非LTE模型（NLTE）和线的形状变化显着的两种模型类型。与现有的高质量微透镜数据，能够跟踪H α吸收整个面对一个G5III巨星的比较表明，LTE模型，最适合的EW是约100 K热比和最适合的NLTE模型具有类似的Teff所预测的光谱类型分析的观察到的恒星，但同意在观测推导的温度的不确定性。LTE和NLTE模型都不适合线条形状。我们怀疑是未建模的色球辐射。线形诊断表明重力低于恒星的重力，在LTE模型的情况下是不可接受的。我们表明，EW单独是不够的恒星模型大气相比，但结合一个新的形状参数，我们定义是有前途的。在恒星的参数范围内，H α线是强大的，NLTE的方法建模恒星大气不仅是有益的，但强制性的。
2006-04-05 astro-ph
Microlensing and the Physics of Stellar Atmospheres
微透镜的简单物理学提供了一个很好理解的工具，可以用它来探测银河系和本星系群中遥远恒星的大气层，具有高放大率和分辨率。本文综述了近年来利用高放大微透镜事件的宽波段测光和光谱学测量恒星表面结构的研究成果，着重讨论了微透镜效应对恒星大气研究的巨大贡献。
2000-04-17 astro-ph
Microscopic Diffusion in Stellar Evolution Codes: First Comparison results of ESTA-Task~3
我们介绍了CoRoT地震学工作组的演化和地震工具活动（ESTA）团队最近开展的工作。新的ESTA任务3旨在测试、比较和优化恒星演化代码，其中包括压力、温度和浓度梯度导致的化学元素的微观扩散。已经获得的结果是全球令人满意的，但不同的数值工具之间的一些差异，需要进一步调查。
2007-03-15 astro-ph
Line identification in soft X-ray spectra of stellar coronae by comparison with the hottest white dwarf's photosphere: Procyon, alpha Cen A+B, and H1504+65
H1504+65是一颗年轻的白矮星，有效温度为200，000 K，是有详细大气模型分析过的最热的后AGB恒星。钱德拉LETG+HRC-S光谱揭示了迄今为止从恒星光球记录到的最丰富的X射线吸收线光谱。在这个极热的光球层中的谱线形成区域产生了许多吸收跃迁，这些跃迁在冷的恒星日冕中的发射中也被观察到。我们对H1504+65与南河三、α-Cen A和B的Chandra光谱进行了详细的比较。热白矮星的最新非LTE模型光谱使我们能够从高度电离的O，Ne和Mg中识别出大量的吸收线。反过来，这些特征使我们能够确定日冕线，其起源是迄今为止未知的。
2005-01-13 astro-ph
Measuring the Balmer Jump and Effective Gravity in FGK Stars
在晚型恒星中，利用宽带（如，UBV或SDSS）或中波段（uvby）测光系统，特别是当恒星可以覆盖一定范围的金属丰度和红度时。然而，简单的光谱观测和数据处理技术可以产生准确的数值log g通过比较的巴耳末跳跃的低分辨率光谱与最近的网格合成通量谱。
2007-06-19 astro-ph
Comparison of theoretical radiation-driven winds from stars and discs
我们比较模型的线驱动风吸积盘和单一的球形恒星。我们看问题的缩放质量损失率和速度的恒星和盘风模型参数。我们发现，恒星和盘风驱动的辐射，在CAK框架内，是非常相似的质量损失率和速度的关注。因此，我们可以使用恒星风的解析结果，在一阶近似下，重新调整盘风的数值结果。我们还显示了如何CAK恒星解决方案的变化时，我们考虑到非常低的光度或线驱动力的影响。
1999-01-04 astro-ph
Modeling Stellar Atmospheres with a Spherically Symmetric Version of the Atlas Code: Testing the Code by Comparisons to Interferometric Observations and PHOENIX Models
恒星大气模拟的当前机会之一是恒星光学干涉数据的解释。从强大的，开源的ATLAS大气代码（Kurucz，1979），我们已经开发了一个球对称的代码，SATLAS，作为一个新的选择模拟低重力恒星的恒星大气。SATLAS代码进行了测试，对两个干涉观测的M巨星维特科夫斯基和合作者，和球对称M巨星NextGen模型从PHOENIX代码。SATLAS模型预测的干涉测量的粒子数与观测到的粒子数和预测的粒子数一致，SATLAS的大气结构也与球形PHOENIX模型的一致，在大气层的大深度只有很小的温度和压力差异。
2008-09-01 astro-ph
Measuring the fading of S0 galaxies using globular clusters
我们测试的假设，即S 0星系的恒星形成已被关闭，通过使用其球状星团（GC）系统的属性衰落螺旋的后代。我们估计的GC特定的频率（每单位V波段光度的GC数）的量是增强S 0相对于螺旋。如果转换假设是正确的，并且在这个过程中没有GC被创建或破坏，那么这个差异提供了一个测量S 0的V波段亮度相对于其螺旋祖先的亮度已经消退的程度。我们还探讨了GC特定频率在S 0中增强的程度是否与恒星星族的颜色相关，这也是星系褪色时变红的假设所预测的。我们发现，平均而言，GC的特定频率是一个因素~3大的S 0比螺旋，这可以解释为这意味着被动进化的S 0已经从他们的螺旋祖先褪色约3倍。这个值非常符合恒星星族合成计算的预测，以及S 0和螺旋Tully-Fisher关系之间的偏移。我们还发现，S 0星系的整体颜色与它们的GC特定频率密切相关：S 0的恒星星族越红，其特定频率就越大，正如我们所期望的那样，如果我们在被动褪色和变红的不同阶段捕捉不同的S 0。与恒星星族合成模型的预测比较表明，这种解释在定量和定性上都有效。这些测试有力地支持了这样的假设，即S 0星系曾经是正常的螺旋星系，其恒星形成被切断，可能是由于环境的变化。
2006-07-28 astro-ph
Comparison of different spectral population models
我们比较了用不同的星族合成工具BC 03、Vazdekis和Pegase.HR以及不同的恒星库STADIE3.1、SteLib和MILES生成的简单恒星星族（SSP）。我们发现BC 03/SteLib SSPs偏向于太阳金属丰度，而Pegase.HR/WARDIE3.1和Vazdekis/MILES则非常一致。在大型恒星库中大气参数空间的广泛覆盖范围允许大范围年龄（0.1.. 10 Gyr）和金属丰度（-2. +0.4 dex）受到恒星参数（如巨星的温标）测定质量的限制。
2007-03-06 astro-ph
A family of models of partially relaxed stellar systems II. Comparison with the products of collisionless collapse
[摘要]无碰撞坍缩的N体模拟为椭圆星系真实恒星动力学模型的构建提供了重要线索。理解这个理想化的和相对简单的过程，恒星系统可以达到部分放松的平衡配置（特征是各向同性的中心区域和径向各向异性的信封），是一个先决条件，更雄心勃勃的尝试，在构建物理合理的椭圆星系模型，其中的星系形成的问题是设置在普遍接受的宇宙学背景下的等级聚类。在以前的文章中，我们讨论了一族部分弛豫恒星系统模型（f^{（ν）}模型）的动力学性质，这些模型被设计为包含小半径和大半径下无碰撞坍缩产物的定性性质。在这里，我们重新审视不完全的暴力松弛的问题，通过直接比较这类模型族的详细性质和我们为此目的运行的N体模拟中发现的无碰撞坍缩产物的详细性质。令人惊讶的是，由此确定的模型能够匹配超过九个数量级的模拟密度分布，并提供了一个很好的拟合各向异性分布和相空间中的整体结构的良好表示。
2004-11-18 astro-ph
Stellar wobble caused by a binary system: Can it really be mistaken as an extra-solar planet?
探测太阳系外行星的传统方法依赖于测量一个小的恒星摆动，这被认为是由一颗行星绕恒星运行引起的。最近，有人提出类似的恒星摆动可能是由近距离双星系统引起的（Schneider和Cabrera，2006）。在这里，我们表明，虽然一个紧密的双系统的影响，乍一看可能被误认为是一个行星的伴侣恒星，更仔细的分析观测数据应该让我们区分这两种影响。
2008-10-02 astro-ph
The effect of stellar activity on the LiI 6708, NaI 5896 and KI 7699 Ålines: A comparison with the Pleiades, field stars and the Sun
本文建立了一个分析模型，并考虑到恒星星等和颜色的变化，从经验上研究了恒星黑子和光斑对晚型恒星中Li { \sc i} 6708，Na { \sc i} 5896和K { \sc i} 7699等离子体谱线等效宽度（以及锂的丰度）的影响。对应于不同的活动区域的太阳光谱被用作输入数据，并应用一系列填充因子来模拟具有不同活动水平的恒星表面。预测和观察到的光度颜色和等效宽度之间的详细比较晚型恒星的昴星团和字段。观测到的K { \sc i}和Li { \sc i}等效宽度的色散可以部分地由活动对颜色和谱线形成的同时影响来解释，这表明对于大约0.7-0.9 Msun的昴星团恒星所建议的锂-旋转连接可能部分地归因于恒星活动。然而，在填充因子的实际值下，只有一小部分观察到的价差可以用这些效应来解释
2001-03-26 astro-ph
