A new seismic analysis of Alpha Centauri
α-Cen A和B的模型是使用Pourbaix等人（2002年）确定的质量和Neuforge和Malagain（1997年）光谱分析得出的数据计算的。Bouchy和Carrier（2001，2002）获得的地震学数据确实有助于提高我们对系统演化状态的认识。所有的约束条件都得到满足的模型，给出了一个年龄约6陀螺仪的二进制。
2003-03-20 astro-ph
Formation and Detectability of Terrestrial Planets Around Alpha Centauri B
我们模拟了半人马座阿尔法星B周围行星系统的形成。一个1/r盘的N-体吸积演化与400-900个月球质量的原行星，其次是2亿年。所有的模拟都导致了多行星系统的形成，其中至少有一颗行星的质量在0.5-1.5 AU的1-2 MEarth范围内。我们研究我们的模拟行星系统的可探测性，通过生成合成径向速度观测，包括噪声的径向速度残差的基础上，最近发表的三颗行星适合附近的K 0 V星HD 69830。使用这些合成观测，我们发现，我们可以可靠地检测到一个1.8 MEarth行星在宜居带的半人马座阿尔法B后，只有三年的高节奏观测。我们还发现，即使径向速度精度为3 m/s，只要噪声谱是白色的，行星是可检测的。我们的研究结果表明，我们在半人马座阿尔法星系中探测岩石行星的能力的最大不确定性是超低频恒星噪声的未知幅度。
2008-03-17 astro-ph
X-rays from Alpha Centauri - The darkening of the solar twin
我们目前的第一个结果，从五个XMM-牛顿观测的二进制系统半人马座阿尔法，这已被观察到在快照一样的曝光大约两个小时，在过去的两年中。在我们所有的观测中，该系统的X射线发射主要由K1恒星Alpha Cen B控制。各个组成部分的光变曲线揭示了短时间尺度上的变化，在一次观测中，在Alpha Cen B上发现了耀斑。PSF拟合算法应用于事件分布，以确定观测期间每个分量的亮度。我们使用多温度模型进行光谱分析来计算X射线光度。我们调查了两颗恒星的长期变化和可能的活动周期，发现光学上更亮的组分Alpha Cen A，一颗与我们的太阳非常相似的G2恒星，在观测计划期间已经在X射线中减弱了至少一个数量级，这是之前从未在Alpha Cen A上观察到的行为，但与用XMM-牛顿在HD 81809上观察到的X射线行为相当相似。我们还将我们的数据与过去25年来进行的早期空间分辨观测进行了比较。
2005-08-11 astro-ph
Deep imaging survey of the environment of Alpha Centauri - II. CCD imaging with the NTT-SUSI2 camera
背景：附近的一对太阳型恒星半人马座阿尔法星是成像搜索太阳系外行星的有利目标。有迹象表明，半人马座α B的引力质量可能高于其模型质量，这种差异与几十个木星质量的亚恒星伴星一致。然而，由于强烈的漫射光，半人马座阿尔法星通常出现在恒星目录中，周围有一个大的空洞区域。目的：我们寻找与α-Cen同向运动的微弱伴星，它们的角距离大约为几十角秒，最高可达2-3角分。作为次要目标，我们建立了一个检测到的背景源目录。研究方法：为了补充我们的自适应光学搜索在小的角距离（纸I），我们使用的大气限制CCD成像从NTT-SUSI 2仪器在贝塞尔V，R，I，Z波段。结果：我们提出了我们的搜索结果的形式在一个5.5弧分的盒子内检测到的对象的目录围绕这颗星。本次宽场测量共探测到mV~24和mI~22以下的4313个源。我们从2 MASS巡天的存档图像（JHK波段）中提取了部分探测到的源的红外测光。我们简要地调查了所检测到的源的性质，其中许多源呈现极红色指数（V-K > 14）。结论：在100到300 AU之间，我们没有发现任何半人马座阿尔法星的伴星，最大质量约为木星的15倍。我们也大多排除了在50到100 AU之间质量超过30 MJup的伴星的存在。
2006-12-08 astro-ph
The diameters of Alpha Centauri A and B - A comparison of the asteroseismic and VINCI/VLTI views
我们比较我们最近的恒星邻居，半人马座阿尔法星，最近的模型直径约束的asteroseic观测的第一个直接角直径测量。使用安装在ESO的VLT干涉仪（VLTI）上的VINCI仪器，测量了系统的两个主要部件Alpha Cen A和B的角直径，相对精度分别为0.2%和0.6%。考虑到VINCI正在使用宽带K滤波器估计条纹可见度，因此在校准这些测量值时特别小心。我们获得了α Cen A和B的均匀圆盘角直径UD[A] = 8.314 +/- 0.016 mas和UD[B] = 5.856 +/- 0.027 mas，以及边缘暗化角直径LD[A] = 8.511 +/- 0.020 mas和LD[B] = 6.001 +/- 0.034 mas。将这些值与Soderhjelm（1999）的视差相结合，我们得出D[A] = 1.224 +/- 0.003 Dsun和D[B] = 0.863 +/- 0.005 Dsun的线性直径。这些值与Thevenin等人发表的质量相容。2002年，两颗星星。
2003-03-29 astro-ph
Oscillation frequencies and mode lifetimes in alpha Centauri A
研究天狼星A的振荡频率与寿命，发现其振荡模式寿命显著短于太阳。
2026-02-19 astro-ph
The Chemical Composition of Alpha Centauri A: Strong Lines and the ABO Theory of Collisional Line Broadening
Mg，Si，Ca，Ti，Cr和Fe的平均丰度基于半人马座阿尔法A的强线和弱线，通过将观测到的线轮廓与恒星大气模型合成的线轮廓相匹配，并将这些结果与太阳的类似分析进行比较来确定。强弱谱线的丰度之间有很好的一致性。强谱线通常应该是丰度的一个很好的指标，而且比通常使用的弱谱线更容易测量。直到Anstee，Barklem和O 'Mara碰撞谱线加宽理论的发展，阻尼常数值的不确定性阻止了强谱线被用于丰度测定，而不是用于密切的微分分析。我们发现半人马座阿尔法A的平均丰度为0.12+/-0.06 dex，与太阳平均丰度相比。这一结果与以前没有使用强谱线或Anstee，Barklem和O 'Mara理论的碰撞谱线加宽的研究非常吻合。我们的结果支持了这样的结论，即可靠的丰度可以从强线提供了这个新的线展宽理论被用来计算范德华阻尼。
2004-07-22 astro-ph
Solar-like oscillations in alpha Centauri B
我们已经从两个站点对α星Cen B进行了速度观测，使我们能够识别出l=0-3的37种振荡模式。拟合这些模式给出了作为频率的函数的大频率间隔和小频率间隔。模式的寿命，作为衡量从散射的振荡频率约一个平滑的趋势，是类似于在太阳。对恒星delta Pav的有限观测显示，振荡中心在2.3 mHz，峰值振幅接近太阳。我们介绍了一种新的方法来测量振荡幅度从沉重的平滑功率密度谱，从我们估计的振幅α Cen A和B，β Hyi，δ Pav和太阳。我们指出，振荡幅度可能取决于哪些谱线用于速度测量。
2005-08-29 astro-ph
Formation of terrestrial planets in close binary systems: the case of Alpha Centauri A
目前，在密近双星系统中是否存在行星仍然是一个有争议的问题。尽管有伴星的强大引力扰动，行星体还能形成吗？在本文中，我们研究了通过数值模拟的行星形成的最后阶段，从胚胎到类地行星的α Cen系统，密近双星系统的原型。我们发现，类地行星可以在5000万年的时间尺度上围绕Alpha Cen A生长。在我们的一些数值模型中，行星直接形成于恒星的低偏心率轨道的宜居带中。在一个模拟中，最后两颗行星处于2：1的平均运动共振状态，然而，在2亿年后变得不稳定。在形成过程中，一些行星胚胎落入恒星，可能会改变它们的金属丰度。
2002-09-06 astro-ph
HST/STIS High Resolution Echelle Spectra of alpha Centauri A (G2 V)
我们描述和分析HST/STIS观测的G2 V恒星半人马座α A（α Cen A，HD 128620），一颗类似于太阳的恒星。使用E140 H和E230 H光栅获得的高分辨率中阶梯光栅光谱覆盖了1133-3150埃的完整光谱范围，分辨率为2.6 km/s，绝对通量校准精度为+/-5%，绝对波长精度为0.6-1.3 km/s。本文研究了E_（140）H谱，它包括代表37种不同离子和CO、H_2分子的671条发射线，光谱范围为1140-1670埃。对于α Cen A和安静且活跃的太阳，我们相互比较了红移、非热谱线宽度和过渡区线的两种高斯表示的参数（例如，Si IV，C IV），从O IV系间谱线推断电子密度，并比较它们的微分发射测度分布。这项研究的目的之一是比较α Cen A和太阳的紫外光谱，以确定α Cen A的大气和加热过程与太阳的差异，这是由于两颗恒星在重力，年龄和化学成分方面的微小差异。第二个目的是提供一个类太阳恒星的高分辨率紫外光谱，在比较其他恒星和太阳时，它可以作为太阳的替代物。
2003-10-31 astro-ph
Analysis of alpha Centauri AB including seismic constraints
基于Carrier & Bourban（2003）对α Cen B的新地震学数据，使用包括原子扩散的日内瓦演化代码计算了α Cen A和B的详细模型。考虑到众多的观测限制，现在可用于α Cen系统，我们发现一个恒星模型，这是在良好的协议与天体测量，光度，光谱和asteroseisic数据。α-Cen系统的全局参数被严格地限定为年龄t=6.52 ± 0.30 Gyr，初始氦质量分数Y_i=0.275 ± 0.010，初始金属丰度（Z/X）_i=0.0434 ± 0.0020。由于这些众多的观测限制，我们确认B分量的混合长度参数α大于A分量的混合长度参数α，正如许多作者已经提出的那样（Noels et al. 1991，Fernandes & Neuforge 1995，Guenther & Demarque 2000）：α_B比α_A大约大8%（α_A=1.83 ± 0.10和α_B=1.97 ± 0.10）。此外，我们表明，asteroseismic测量能够确定两颗恒星的半径具有非常高的精度（误差小于0.3%）。从地震学数据推导出的半径与Kervella等人（2003）的新干涉测量结果一致，即使它们略大于干涉测量半径（差异小于1%）。
2004-01-29 astro-ph
Deep imaging survey of the environment of Alpha Centauri - I. Adaptive optics imaging of Alpha Cen B with VLT-NACO
内容：半人马座阿尔法星是我们最近的恒星邻居，距离只有1.3 pc，它的两个主要组成部分的光谱类型与太阳相当。因此，这是一个有利的目标成像搜索太阳系外行星。此外，有迹象表明，半人马座α B的引力质量高于其模型质量，这种差异与几十个木星质量的亚恒星伴星一致。目的：我们寻找与阿尔法-岑B星同向运动的微弱伴星。作为次要目标，我们建立了一个检测到的背景源目录。方法：我们使用VLT的NACO自适应光学系统在J、H和Ks波段寻找α Cen B的伴体。该仪器使我们能够对点状源实现非常高的灵敏度，在距离恒星7”处的极限星等为m Ks ~ 18。我们用HST-ACS仪器的档案日冕图像补充了这一数据集，以获得准确的天体测量校准。结果：在观测区域内，我们在H和Ks波段没有探测到任何绝对星等为19-20的α-Cen B的伴星。然而，我们提出了一个252个背景物体的目录，大约15”的恒星。这份星表填补了在巡天观测中由于强烈的漫射光而围绕着半人马座阿尔法星的大片空白区域。我们还提出了一个模型的漫射光作为角距离的函数的NACO仪器，可以用来预测亮星观测的背景水平。结论：根据最近的数值模型，我们搜索的极限星等将可能的伴星的最大质量设定为木星的20-30倍，距离Alpha Cen B 7到20 AU之间。
2006-08-24 astro-ph
Constraining fundamental stellar parameters using seismology. Application to Alpha Centauri AB
我们应用Levenberg-Marquardt最小化算法的地震和经典的观测量的阿尔法Cen二进制系统，以获得的基本参数的阿尔法Cen A+B和分析这些参数的依赖性上选择的观测量，对它们的不确定性和恒星建模中使用的物理。地震学数据是Bouchy & Carrier（2002）对Alpha Cen A的数据，Carrier & Bourban（2003）对Alpha Cen B的数据。我们表明，虽然基本的恒星参数不依赖于所采用的对流处理（混合长度理论- MLT -或“全谱湍流”- FST），系统的年龄取决于引力沉降的包含，并深深地偏向于分量B的小频率分离。我们试图回答混合长度参数的普遍性的问题，我们发现一个统计上可靠的依赖性的α-参数的HR图的位置（与路德维希等人预测的趋势相似。1999）。我们提出Roxburgh & Voronstsov（2003）提出的频率分离比作为更好的观测量来确定基本恒星参数，并使用大的频率分离和频率来提取有关恒星结构的信息。扩散和状态方程对振荡频率的影响也进行了研究，但目前的地震资料不允许他们的检测。
2005-05-26 astro-ph
The coronal Ne/O abundance of alpha Centauri
最近改进的太阳对流和线形成模型导致向下修订的太阳光球丰度较轻的元素，这反过来又导致了太阳内部的辐射不透明度的变化，因此与太阳对流区深度的冲突，从日震振荡频率推断。作为一个解决方案，已经提出了太阳Ne/O丰度增加到附近恒星所观察到的值。由于光学上没有强的氖线，氖的丰度很难测量，正确的太阳和恒星的氖/氧丰度目前正在激烈的争论中。基于XMM-牛顿获得的X射线光谱，我们确定了一个参考值的Ne/O的不活跃的，太阳般的恒星α Cen（主要是α Cen B，这是X射线的主要组成部分），三个独立的，基于线的方法，使用差分发射测量重建和发射测量独立的方法。我们的研究结果表明，一个值约。0.28对于α Cen的Ne/O，大约是太阳测量值的两倍，但仍然低于其他恒星的平均值。低Ne/O丰度的太阳是特殊的α Cen和其他恒星相比，我们的研究结果强调，需要获得更多和准确的Ne/O丰度测量低活动恒星。
2006-09-01 astro-ph
Planet formation in the habitable zone of alpha Centauri B
最近的研究表明，从观测的角度来看，半人马座阿尔法星B可能是在其宜居带（0.5- 0.9天文单位）内或附近探测类地行星的理想候选者。我们在这里研究，如果这样的宜居行星可以形成，通过数值研究的行星形成阶段，这可能是最敏感的二元效应：公里大小的微行星的相互吸积。使用一个国家的最先进的算法计算的影响速度在一个测试的星子人口，我们发现，星子的增长是唯一可能的，虽然微不足道，在最里面的一部分的HZ约0.5AU。超过这一点后，双星伴星的长期扰动和气体阻力的组合驱动相互速度超过侵蚀极限。在气体清除阶段，撞击速度可能会在以后降低，但这可能发生得太晚，无法阻止大多数公里大小的物体通过向内漂移而被清除，从而防止重新开始吸积。一个更有希望的假设是，这对双星形成于一个拥挤的星团中，在行星形成的初始阶段，它可能更宽。我们探索这种情况下，发现一个开始分离大约15 AU宽，或偏心率比目前的2.5倍，需要有一个吸积友好的环境，在整个HZ。
2008-11-05 astro-ph
Metal Rich Stars in omega Centauri
我提出了一些初步的结果，从高分辨率的光谱观测活动与UVES在ESO VLT，致力于研究新发现的，富含金属的红巨星分支（RGB-A）在半人马座欧米茄。特别是，我推导并讨论了铁峰元素，α-元素和S-过程元素的准确丰度。本文讨论的主要结果是：（1）RGB-a是半人马座ω中RGB恒星混合物中最富金属的组分，[Fe/H]=-0.62+/-0.06;（ii）与其他红巨星相比，RGB-a的α增强较低，可能是由于Ia型超新星的污染，以及（iii）RGB-a的s-过程元素丰度与ω Cen中的其他红巨星相似，而对于球状星团恒星来说，由于低质量AGB恒星的污染，它的浓度异常高。
2003-05-23 astro-ph
Medium resolution spectroscopy in Omega Centauri: abundances of 400 subgiant and turn-off region
分析了半人马座欧米茄中400多颗次巨星和关闭区恒星的中等分辨率光谱。在VLT/Paranal使用FORS 2/MXU进行观察。为了确定样本恒星的金属丰度，我们定义了一组线指数（主要是铁）调整到我们的光谱分辨率。半人马座欧米茄的指数测定，然后比较线指数从恒星的化学均匀的球状星团M55，除了标准的恒星和合成光谱。在推导出的金属丰度的不确定性是0.2德克斯的顺序。我们的研究证实了早期研究中在巨分支上发现的铁丰度的巨大变化（-2.2 <[Fe/H]< -0.7 dex）。此外，我们还研究了α-元素和CN/CH丰度。不同金属丰度组的恒星不仅具有不同的年龄，而且在相对丰度方面也有不同的行为。α丰度随着金属丰度的增加而平稳地增加，从而在整个观察到的金属丰度范围内产生平坦的[α/Fe]比。结合CN+CH丰度随着铁丰度的增加而平稳地增加。最富金属的恒星是CN富集的。然而，在CN与CH图中，单个丰度分为CN和CH富集分支。在我们的（未演化的）亚巨星分支恒星样本中观察到的大丰度变化最有可能起源于预富集物质，而不是内部混合效应。再加上不同亚群的年龄分布，我们的发现有利于半人马座欧米茄在更大的祖先中形成。
2006-11-09 astro-ph
On the structure of the Sun and alpha Centauri A and B in the light of seismic and non-seismic constraints
低度l振荡之间的小间隔（delta nu 01，delta nu 02和delta nu 13）主要取决于恒星核心内的声速剖面，核演化发生在那里。对恒星的这种振荡的探测提供了一个很好的机会来确定它的核演化阶段，从而确定它的年龄。在这种情况下，我们研究了太阳和α Cen A和B。对于α Cen A和B，每个小的间隔Δ nu 01，Δ nu 02和Δ nu 13给出了不同的年龄。因此，在我们的拟合过程中，我们还使用第二个差值，定义为nu n2 - 2 nu n1 + nu n 0，即2 Δ nu 01-Δ nu 02。除此之外，我们还使用频率比（nu n 0/ nu n2）。对于太阳来说，这些表达式是等价的，给出的年龄大约是4.9-5.0 Gyr。然而，对于α Cen A和B，小的分离和第二个差异给出了非常不同的年龄。这种冲突可以通过检测振荡频率来解决，该振荡频率可以比电流频率精确得多地测量。当我们用观测值拟合模型时，我们发现：（i）α Cen B的小分离δ nu 01，δ nu 02和δ nu 13的Z 0=0.020，t= 3.50Gyr，MB = 1.006Msun;以及（ii）来自非地震约束和α Cen A和B的Δ nu 02的各种解，其中α Cen A和B的质量略有改变，系统的年龄约为5.2-5.3 Gyr。当Z=0.025时，与观测质量最接近的质量是MB =0.922 Ms…
2008-08-29 astro-ph
Planet formation in Alpha Centauri A revisited: not so accretion-friendly after all
我们数值探索行星形成围绕α Cen A的重点是关键的星子胚胎阶段。我们的代码计算相对速度分布，从而吸积与碎片化的趋势，具有任何给定的大小分布的星子人口。这是双星系统中行星形成的一个关键方面，因为由于伴星的引力摄动和气体摩擦，小行星轨道的近心对齐强烈依赖于大小。我们发现，对于名义上的MMSN气体盘的情况下，该地区超过0.5AU的主要是敌对的星子吸积。在这一区域，不同大小的天体之间的碰撞速度因轨道相位差而增加，其值太高，以致于不允许相互吸积。对于任何实际的大小分布的星子人口，这种吸积抑制效果是主要的碰撞结果和吸积过程停止。结果是强大的轮廓和密度的气体盘：除了一个不切实际的几乎没有气体的情况下，内吸积安全区从来没有超过0.75 AU。我们得出结论，在α-Cen A附近的陆地区域，除非是由快速形成的非常大（> 30 km）的星子形成，否则行星形成是非常困难的。尽管有这些不太可能的初始条件，但对于距离恒星1天文单位的行星的存在，唯一可能的解释是假设的行星向外迁移，形成于更靠近恒星的地方，或者是在双星的早期历史中有不同的轨道配置。我们的结论不同于那些集中在后期胚胎到行星阶段的研究，证实了星子到胚胎阶段更受二进制扰动的影响。
2008-06-04 astro-ph
Models of alpha Centauri A and B with and without seismic constraints: time dependence of the mixing-length parameter
$α$ Cen双星系统是一个著名的恒星系统，其组成恒星的结构具有非常精确的观测约束。除了经典的非地震约束外，$α$ Cen A和B的内部模型也有地震约束。这两种类型的约束为系统的年龄提供了非常不同的值。虽然我们从非地震约束中获得系统年龄为8.9 Gyr，但地震约束意味着年龄约为5.6-5.9 Gyr。这种差异可能有观测或理论上的原因，可以通过仔细考虑类似的恒星来找到。$α$ Cen双星系统，其太阳型组件，也适用于测试恒星质量的混合长度参数对流派生的毕宿二的依赖。对于非地震约束，$α$ Cen A和B的混合长度参数值分别为2.10和1.90。如果我们优先考虑地震约束，我们得到$α$ Cen A和B分别为1.64和1.91。考虑到这两种不同的情况下，恒星质量的混合长度参数的依赖性，我们推导出两个表达式的时间依赖性，这也是兼容的混合长度参数的质量依赖性来自毕宿星。为了评估，这些表达式应该在其他恒星系统和星团中进行测试。
2006-11-23 astro-ph
A near-infrared spectroscopic screening of the red giant populations in omega Centauri
近红外光谱的21个巨人在半人马座欧米茄，跨越整个范围内观察到的金属在这个集群，提出。这项工作是在光学和红外线方面协调的光度和光谱活动的一部分，旨在研究半人马座ω的复杂恒星星族并了解其形成和化学演化。通过对所选巨星光谱中的几个CO和OH分子谱带和原子谱线的分析，得到了它们的金属丰度和丰度比。在[Fe/H]=-1.6、-1.2和[Fe/H]<-0.5三个主要的金属丰度区存在。在我们的样本中，最富金属的恒星与更贫金属的成分相比，显示出较低的α增强（如果有的话），这表明它们应该是在被Ia型超新星喷出物严重污染的介质中形成的。同位素碳丰度也被推断出来，平均13 C/12 C =4，这清楚地表明在红巨星分支上升期间，恒星内部发生了额外的混合过程。
2003-03-27 astro-ph
HST/ACS Imaging of Omega Centauri: Optical Counterpart for the Quiescent Low-Mass X-Ray Binary
我们报道了在半人马座球状星团欧米茄（NGC 5139）中发现的一颗静止中子星的光学对应物。这颗恒星是我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机（ACS）对欧米茄Cen进行宽视场成像研究的一部分。它的星等和颜色（R_625 = 25.2，B_435-R_625 = 1.5）使它在主序的蓝色一侧超过1.5等。通过H-α滤波器，它比M_625等的星团恒星亮约1.3等。蓝色和H-α过剩表明存在一个吸积盘，这意味着中子星是从一个双星伴星吸积而来的，因此是一个静止的低质量X射线双星。如果伴星是主序星，那么它的绝对星等（M_625~11.6）会限制它的质量很低（M <~0.14 Msolar）。盘（M_435~13）的暗淡表明中子星上的吸积速率很低。我们还发现了13个可能的白矮星和3个可能的天龙座BY星在20 "x 20"的区域分析这里，这表明大量的白矮星和活跃的双星将在完整的ACS研究中观察。
2004-07-02 astro-ph
Spectroscopic Analyses of the "Blue Hook" Stars in omega Centauri: A Test of the Late Hot Flasher Scenario
在球状星团中，半人马座ω包含了已知数量最多的极热水平分支（HB）恒星。最近的紫外线观测（Whitney等人，1998年; D 'Cruz等人，2000年）表明，在零年龄水平分支（"蓝钩“星）以下存在大量的热星，这不能用典型的恒星演化来解释。在红巨星分支上遭受异常大的质量损失，从而在白矮星冷却曲线下降时经历氦核闪光的恒星可以居住在这个区域。理论预测，这些“后期热闪光”应该比最热的标准HB星显示出更高的温度，并且应该有富含氦和碳的大气。我们获得并分析了蓝钩星样本的中分辨率光谱，以获得它们的大气参数。蓝钩星确实比经典的极端HB星更热（Teff > 35，000 K），也更富氦。此外，我们发现一个大的增强的碳丰度相对于集群丰度的迹象。
2002-09-02 astro-ph
Abundances of UV bright stars in globular clusters. I. ROA 5701 in omega Centauri and Barnard 29 in M 13
本文对球状星团中的两颗紫外亮星ROA 5701（ω Cen）和Barnard 29（M 13）进行了高分辨紫外光谱和光学光谱分析。主要目的是从HST-GHRS获得的紫外光谱测量铁丰度。此外，大气参数和氦、碳、氮、氧和硅的丰度来自ROA 5701的光谱（ESO CASPEC）或巴纳德29的文献。这两颗恒星都是后渐近巨星分支星。令人惊讶的是，在这两种情况下，它们的铁丰度明显低于集群丰度。Barnard 29比M13中巨恒星的铁丰度低0.5 dex，ROA 5701的铁丰度是迄今为止分析过的omega Cen中任何恒星中最低的。巴纳德29显示出与M 13中的红巨星相同的丰度模式，除了它更强的缺铁性。铁的消耗可以用AGB前身大气中的气尘分离来解释，如果铁凝结成尘埃颗粒，然后被辐射驱动的风从大气中带走。ROA 5701的丰度模式的解释受到在欧米茄Cen中看到的恒星之间丰度变化的阻碍，但其丰度模式似乎与气体尘埃分离情景一致。
1998-09-10 astro-ph
Polaris B, an optical companion of Polaris (alpha UMi) system: atmospheric parameters, chemical composition, distance and mass
我们提出了一个分析的高分辨率光谱观测的北极星B，光学伴星的北极星Ab系统。它的视向速度V_r为-16.6km/s ~-18.9km/s，投影自转速度vsini=110 km/s。计算得到的大气参数为：Teff= 6900 K，logg=4.3，V_t=2.5km/s。北极星B的元素丰度与造父变星北极星A的元素丰度大致相似（Usenko等人，2005年a），但碳、钠和镁接近太阳值。光谱型为F3 V的北极星B的光度为3.868L_sun，绝对星等为+3.30mag，距离为109.5pc。这颗恒星的质量估计为1.39 M_sun，接近Evans等人（2007年）观测到的伴星Polaris Ab的质量1.38+/-0.61 M_sun。
2007-08-02 astro-ph
Modeling of Alpha Cen and Procyon using VLTI observations
我们提出了一种新的方法来模拟附近的恒星Alpha Cen A & B和南河三A使用asteroseismic和干涉约束。使用安装在VLT干涉仪（VLTI）上的VINCI仪器，测量了半人马座α系统的角直径，相对精度分别为0.2%和0.6%。从这些值，我们推导出线性半径R[A] = 1.224 +/- 0.003 R_sun和R[B] = 0.863 +/- 0.005 R_sun。这些半径与Thevenin等人（2002年）的模型非常一致，该模型使用星震频率作为约束条件（Bouchy & Carrier 2001; Bouchy & Carrier 2002）。用同样的仪器，我们还测量了南河三A的角直径。使用依巴谷视差，我们获得2.048 +/- 0.025 R_sun的线性半径。我们使用这一结果与光谱和光度的限制，这颗星的CESAM代码模型。我们还计算了南河三A模型的绝热振荡谱，给出了平均大频率间隔Δ nu_0 = 54.8 uHz，与Martic等人（2001）的地震观测结果一致。我们的模型倾向于南河三A的质量在1.4M_sun左右。
2003-12-11 astro-ph
Atmospheric Secondary Particles In Near Earth Space
阿尔法磁谱仪检测到大量低于刚性截止的颗粒。这些高能粒子产生了与辐射带和大气中微子有关的问题。为了了解这些粒子的起源，我们使用轨迹追踪程序来模拟粒子在真实地磁场中的轨迹。这里解释了复杂的行为和大的e^+/e^-。
2000-09-07 astro-ph
Modelling the H Lyman lines in evolved late-type stars
部分再分布（PRD）的重要性，在恒星大气中的氢的莱曼阿尔法和莱曼贝塔发射线的建模研究使用简单的大气模型的范围晚型恒星。这些模型代表了次巨星南河三（F5 IV-V），以及两颗巨星Beta Gem（K 0 III）和Alpha Tau（K5 III）。这些恒星的表面重力范围很广：1.25 < log g < 4.00。计算使用计算机代码MULTI（Carlsson 1986）进行，并由Hubeny & Lites（1995）进行修改。研究发现，PRD效应在直接预报Lyman线廓线和应用静力平衡（HSE）计算静态大气模式中的大气电子密度方面都是非常显著的。
2001-05-08 astro-ph
