Low abundances of heavy elements in the solar outer layers: comparisons of solar models with helioseismic inversions
最近对太阳光球丰度的分析表明，与以前的测定相比，金属丰度大大减少。太阳能模型计算与标准的不透明度和扩散过程，使用这些新的丰度给出了较差的协议与日震反演的声速剖面，表面氦丰度，对流区深度。我们试图获得一个很好的协议日震反演和太阳模型，目前的“老”的混合物在内部和新的化学成分在对流区。为了达到这个结果，我们假设在主序的开始有一个金属下的吸积。我们计算太阳能模型与图卢兹-日内瓦演化代码，在其中我们模拟了在主序列的早期阶段的金属下吸积，以获得新的混合物的外对流区。我们比较的声速剖面，对流区深度，和表面氦丰度与日震学推断。与吸积，但没有任何混合过程的模型是在更好地符合日震学比太阳模型与新的丰度。然而，在对流区下有一个峰值，达到3.4%。此外，对流区深度和表面氦丰度太低。在对流区下方引入下冲使我们能够恢复良好的对流区半径，并且添加旋转诱导的混合和速跃层使我们能够调和表面氦丰度。但无论如何，声速剖面与日震推断的一致性比用旧丰度得到的要差。
2006-12-13 astro-ph
Asteroseismology of Red Giant stars
类太阳振荡，即对流噪声随机激发的p模，现在已经在一些红巨星中观察到。与太阳中看到的模式相比，这些模式具有大振幅和长周期，使振荡具有吸引力的观测前景。然而，这些模式的低Q因子以及与低频背景上升有关的问题，对识别模式和确定相关的小行星地震参数提出了一些令人感兴趣的挑战。我们报告的分析程序，通过峰值装袋由我们的小组在伯明翰，和技术，以有力地确保这些不是一个产品的噪音。我还展示了用SMEI仪器从多年观测中提取的一些巨星的结果。
2008-10-21 astro-ph
Asteroseismology of delta Scuti stars - a parameter study and application to seismology of FG Virginis
我们评估潜在的星震学确定个人$δ$盾牌星的基本属性。我们计算了一个网格的演变和绝热脉动模型使用耶鲁旋转演化代码研究系统的变化，在低阶（$\ell = 0, 1, 2,$和3）模式的基本恒星属性的功能。恒星质量、化学成分和对流核过冲长度的变化会显著改变可观测到的脉动谱。一般来说，质量对演化和脉动的影响最大，其次是金属丰度。氦含量的变化对频率的影响很小，直到主序接近尾声。这四个参数的变化对$p$模频率的绝对和相对影响都大于对$g$模和混合模频率的影响，这表明这些参数对恒星外层的影响更大。我们还提出了充分研究的恒星FG室女座的演化和脉动模型，概述了一种可能的方法，定位有利的模型在恒星参数空间的基础上，只有两种模式的明确识别。具体来说，我们绘制（周期周期比）和（温度周期比）平面上的演化模型，以选择候选模型，并修改核心过冲参数，以适应所观察到的恒星。对于这些测试，我们只调整了质量，氦和金属丰度，和核心超调参数，但这种方法可以扩展到包括一阶旋转分裂和二阶旋转扭曲的脉动谱的影响。
2001-08-29 astro-ph
Amplitudes of Stellar Oscillations: The Implications for Asteroseismology
对于其他恒星中类似太阳的振荡幅度，目前还没有很好的预测。在缺乏一个明确的对流模型的情况下，这被认为是激发这些振荡的机制，速度和光度测量的振幅必须通过从太阳的缩放来估计。在光度测量的情况下，甚至这是困难的，因为太阳振幅的分歧。这最后一点使我们研究振荡的光度振幅（dL/L）是否可以从速度振幅v_osc导出。利用线性理论和观测数据，我们证明了大样本脉动星中的p模振荡满足（dL/L）_bol正比于v_osc/T_eff。利用这一关系，结合最佳估计值vosc（Sun）=（23.4 +/-1.4）cm/s，我们估计550 nm处太阳振荡的光度振幅为dL/L =（4.7 +/-0.3）ppm。接下来，我们讨论如何缩放类太阳（即，从太阳到其他恒星的振荡。唯一的预测来自模型计算（Christensen-Dalsgaard & Frandsen，Sol. Phys.82，469）。然而，他们的恒星模型网格不够密集，无法预测任意恒星的振幅。尽管如此，尽管对流理论很复杂，我们可以预期对流的一般性质-包括振荡幅度-应该通过颜色-星等图平滑地变化。实际上，我们发现模型预测的速度幅值
1994-03-08 astro-ph
Convective proton and He3 ingestion into helium burning: Nucleosynthesis during a post-AGB thermal pulse
在恒星演化的后AGB阶段，热脉冲可能导致一种独特的轻元素核合成模式。该阶段是通过将未处理的包封材料摄入到下面的热氦闪对流区来设置的。如果温度足够高，C12丰度足够高，（例如T_8 > 0.8，X（C12）~ 0.4和X（H）~ 1 E-3）质子与C12反应并形成C13的速度比破坏Be 7的速度更快。后者是在通过ppI反应He 3（He 3，2p）He_4（T_8 ~ 1）。根据温度的不同，所有的He 3在几分钟到几周内燃烧殆尽。Be 7现在以大约先前提到的He 3的水平存在。其进一步的命运由反应Be 7（e-，nu）Li 7和Be 7与Li 7的α-捕获反应决定。这些捕获导致Be 11的产生，而Be 11最终被Be 11（alpha，n）N14$破坏。这种在真实恒星中产生轻元素的机制的细节预计将相当依赖于混合的描述。
2000-10-05 astro-ph
Asteroseismology of exoplanets hosts stars : tests of internal metallicity
与没有探测到行星的恒星相比，系外行星的宿主恒星呈现出明显的金属丰度过剩，平均过剩量为0.2 dex。这种过剩可能是原始的，在这种情况下，恒星应该是过度金属化的，直到它们的中心，或者它可能是由于在行星形成的早期阶段的吸积，在这种情况下，恒星只会在它们的外层过度金属化。在本文中，我们显示的差异，在内部结构的恒星，根据所选择的方案。也就是说，具有相同可观测参数（光度，有效温度，外部化学成分）的两颗恒星，根据它们过去的历史，它们的内部是完全不同的，我们通过计算它们的演化轨迹来重建它们的历史。可能发生的情况是，具有初始过金属丰度的恒星具有对流核心，而遭受吸积的恒星则没有。我们声称，对这些系外行星宿主恒星的星震研究可以提供有关其内部结构和金属丰度的线索，这可能有助于理解行星的形成。
2004-08-31 astro-ph
The core helium flash revisited: II. Two and three-dimensional hydrodynamic simulations
我们通过比较二维和三维流体动力学模拟的结果，研究了核心氦闪接近峰值时的湍流对流。我们使用一个多维的欧拉流体动力学代码的基础上，国家的最先进的数值技术来模拟氦核心的$1.25 M_{\odot}$波普I星的演变。我们的三维流体动力学模拟的核心氦闪光的峰值期间的恒星的演化没有显示任何爆炸行为。在三维模型中发展的对流流型在结构上与相应的二维模型不同，并且典型的对流速度小于在二维模型中发现的对流速度。三维模型也倾向于更好地同意与混合长度理论的预测。我们的流体动力学模拟表明，湍流夹带的存在下，在动态时间尺度上的对流区的增长的结果。与混合长度理论相反，对流区的外部的特征在于亚绝热温度梯度。
2008-11-25 astro-ph
Asteroseismic signatures of helium gradients in late F-type stars
元素扩散预计会发生在所有类型的恒星中：根据引力和辐射加速的相对效应，它们可以在大气中下降或被推高。氦在所有情况下都会下沉，从而在对流区的底部产生梯度。这对声速有重要的影响，正如太阳地震学所证明的那样。我们调查签名的氦扩散晚F型星的星震学。恒星模型是用不同的物理输入（有或没有元素扩散）计算的，并进行迭代，以拟合每个质量的近距离演化轨迹。计算并比较了轨道上成对模型的理论振动频率。为了进行比较，使用和研究了各种星震试验（大间隔、小间隔、秒差）。结果表明，元素扩散导致的质量大于1.2 Msun的频率的变化。特别地，对流区下方的氦梯度应当通过第二差异可检测。
2006-05-22 astro-ph
Asteroseismic Signatures of Helium gradients in Main-Sequence A Stars ; Application to the roAp Star HD60435
星震学被认为是探测主序星A内部扩散引起的氦梯度的一个很好的工具。模型已被计算为1.6和2.0 M $_{\odot}$恒星纯氦扩散，在不同的年龄，使氦梯度位于不同的深度内的恒星。分析了绝热振荡频率，并与无扩散模型的绝热振荡频率进行了比较。在所谓的"第二差异”中发现了扩散引起的氦梯度的清晰特征：由于声波在氦梯度发生的层上的部分反射，这些频率差异呈现调制。对roAp星HD60435的试验性应用非常令人鼓舞，该星提供了足够的检测振荡频率以进行测试。结果表明恒星内部存在氦梯度，这与触发振荡是由于氢$κ$机制的想法一致。
2004-06-16 astro-ph
Grids of stellar evolution models for asteroseismology (CESAM + POSC)
在本文中，我们提出了一个网格的恒星演化模型，计算与最新的物理描述的内部结构，使用代码d '恒星演化自适应等模块（CESAM）。演化序列的跨度从前主序星到红巨星分支的开始，覆盖了低质量和中等质量恒星的典型质量间隔。化学成分（氦和金属丰度）是太阳的。振荡的频率，计算特定的恒星模型的网格使用波尔图振荡代码（POSC），也提供。完成这项工作是为了支持在演变和地震工具活动（CoRoT/ESTA）内准备CoRoT任务。另一方面，更一般地说，网格也可以用来解释单个恒星或恒星星族的观测性质。网格（数据和文档）可在http://www.astro.up.pt/corot/models/cesam上找到
2008-03-17 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: Interpretation and applications of the oscillation spectrum
Nu Eri的振荡光谱是任何已知的Beta Cephei类型的变量中最丰富的。我们解释频谱的正常模式激发和构造地震模型的明星。频率数据与平均颜色数据相结合，确定了对流核心超调程度的上限。我们利用两个偶极（l=1）模（g_1和p_1）的转动分裂数据来推断内转动速率的性质。采用一个合理的假设，几乎均匀旋转的信封和增加旋转速率的μ梯度区，我们发现，在这个区域的平均旋转速率是约三倍快于信封。在我们的标准模型中，只有振荡谱中间部分的模是不稳定的。为了解释在nu = 0.43 c/d处可能的高阶g模以及在nu > 6 c/d处的p模的激发，我们必须在驱动区中调用过量的Fe。
2004-02-15 astro-ph
White Dwarf Asteroseismology and the ^12C(alpha,gamma)^16O Rate
由于一种新的全球分析方法，现在可以测量脉动白矮星的内部组成，即使是相对简单的理论模型。碳氧的精确内部混合物是白矮星宇宙测年得出的年龄中最大的不确定性来源，它包含了关于^12 C（α，γ）^16 O核反应速率的信息，该反应在天体物理学上很重要，但在实验上并不确定。最近对两颗氦-大气变星（DBV）白矮星GD 358和CBS 114的内部组成和结构的测定，最初导致了对^12 C（α，γ）^16 O反应的相互矛盾的隐含速率。如果这两颗恒星都是通过单星演化形成的，那么对它们脉动频率的初步分析肯定会以某种系统的方式有所不同。我提出了对两组脉动数据的改进拟合，解决了初始结果之间的矛盾，并得出了与最近实验室测量结果一致的^12 C（α，γ）^16 O反应速率值。
2003-03-03 astro-ph
Asteroseismic determination of helium abundance in stellar envelopes
太阳振荡的中间度模式以前曾被用来确定太阳氦丰度的高精度。然而，我们不能指望在其他恒星中观察到这种模式。在这项工作中，我们调查是否可以使用低度模式，应该从天基asteroseismology任务，以确定氦丰度，Y，在恒星信封具有足够的精度。我们发现，由氦第二电离区中的Γ_1压低引起的频率振荡信号可以用来确定低质量主序星的包层氦丰度。对于1/10^4的频率误差，我们预计估计的氦丰度的误差σ_Y范围为0.03（0.8M_sun星）至0.01（1.2M_sun星）。在演化的恒星中，如亚巨星，这个任务更加复杂，但如果频率的相对误差小于10^{-4}，仍然是可行的。
2004-02-15 astro-ph
Seismic constraints on open clusters
我们利用星震学和疏散星团内的恒星集体行为获得了关于低质量恒星的全局和结构参数的知识。我们建立恒星模型，并计算地震信号预期从主序列对象在0.8-1.6 Msun范围。我们首先评估的视星等和振荡引起的光度波动预计在毕宿星团，昴星团和英仙座α星系团。最近的星团对目前和不久的将来的观测星震学提出了可行的挑战。我们结合地震学和经典计算来解决三个问题：1）质量，2）成分和3）在毕星团太阳类似物的外对流区的延伸可以推断出什么。第一个问题依赖于大分离对质量的强烈敏感性。然后用大间距和二次差分别约束毕星团中的金属和氦的分数，当绘制几个质量的图时，发现有效温度与大间距的关系强烈地依赖于金属含量。此外，二阶差分调制主要与氦的二次电离有关，二阶差分调制也部分归因于对流包层/辐射核过渡区恒星层结的不连续性。它们允许直接观察恒星结构。本文计算了对流模式中混合长度理论参数α_MLT不同值，即超绝热层中对流效率不同时对流基底的声学半径。对于给定的有效温度，我们证明了声学半径随对流效率的变化.
2005-03-07 astro-ph
Time dependent diffusion in pulsating white dwarf stars: Asteroseismology of G117-B15A
本文应用星震学方法研究了变星DA白矮星G117 B-15 A的结构特征。为此，我们构建了白矮星的演化模型，考虑到详细的和最新的物理描述，以及负责元素扩散的发生的几个过程。我们已经考虑了最外层氢层的几种厚度，而对于内部氦、碳和氧丰富的层，我们考虑了通过计算白矮星祖先演化预测的现实剖面。每个考虑的模型序列的演变被跟踪到非常低的有效温度;特别是，从12500 K开始，我们计算了具有低径向阶的偶极、线性、绝热振荡。我们发现，对于G117 B-15 A的情况下，关于模式识别的星震学结果是不明确的。然而，只有当观测到的215.2、271.0和304.4 s的周期分别是由$k=2, 3, 4$的偶极模引起时，我们的星震学结果才与光谱数据相一致。我们的计算表明，与观测到的G117 B-15 A周期模式最吻合的是一个DA白矮星结构，其恒星质量为0.525 \msun，氢质量分数为\lmh $\gtrsim$ -3.83，有效温度为\teff $\approx$ 11800 K.
2002-01-14 astro-ph
Testing the evolution of the DB white dwarf GD 358: First results of a new approach using asteroseismology
我们提出了一种新的方法，调查的脉动DB白矮星GD 358的演化历史，使用星震学。这是考虑到内部的C/O分布，它描述了从恒星核心到其表面的碳和氧的相对丰度。不同的演化通道导致不同的C/O剖面的产生，从而影响脉动周期。我们使用的C/O配置文件与白矮星，通过双进化通道，其中的祖先经历了一个或两个事件的质量损失在一个或两个共同的信封（CE）阶段，和两个配置文件从单星演化。我们使用这些不同的配置文件计算模型，并使用遗传算法（GA）优化搜索参数空间，以找到最适合所观察到的脉动周期。我们使用三参数模型，调整恒星质量，有效温度和外层的氦质量。我们的研究结果表明，二进制的演变配置文件可能会提供一个更好的匹配GD 358的脉动周期。最适合的观察是使用的配置文件相关的进化历史中发生的两个事件的质量损失在两个CE阶段。最佳拟合模型的质量接近于各种研究中发现的DB白矮星的平均质量，温度与IUE卫星获得的紫外光谱一致。
2008-02-15 astro-ph
The effect of turbulent mixing on the g-mode spectrum of MS stars
了解恒星内部的传输过程是星震学的主要目标之一。化学湍流混合可以影响能量生成核附近μ的内部分布，对演化轨迹的影响类似于超调效应。这种混合导致对流核心边缘附近的化学成分分布更平滑，这反映在浮力频率的行为中，因此也反映在重力模式的频率中。描述了对流过冲和湍流混合对B型主序星重力模频率的影响。特别地，考虑了β Cep星中的p-g混合模和SPB中的高阶模的情况。
2007-12-20 astro-ph
Probing the properties of convective cores through g modes: high-order g modes in SPB and gamma Doradus stars
在主序星的高阶重力模式的周期是敏感的探针的恒星核心，特别是，化学成分梯度，发展的外缘附近的对流核心。我们提出了一个分析近似的高阶g模式，考虑到附近的核心亩梯度的效果。我们发现，在主序模型中，类似于白矮星的情况下，高阶重力模式的周期精确地描述了一个均匀的周期间隔叠加到振荡分量。这种分量的周期性和幅度分别与μ梯度的位置和锐度有关。我们研究了质量域为1 ~ 10 Msun的恒星模型的高阶引力模的性质，以及恒星质量、演化状态和额外混合过程对周期间隔特征的影响。特别是，我们表明，一个典型的SPB星的模型，化学混合，可能会引起在这些恒星中观察到的缓慢旋转，是能够显着改变的g-模式的平衡模型的光谱。还讨论了剑鱼座γ星和SPB星的星震学的前景和挑战。
2008-02-14 astro-ph
On the Coupling between Helium Settling and Rotation-Induced Mixing in Stellar Radiative Zones: II- Application to light elements in population I main-sequence stars
在本系列的前两篇论文中，我们讨论了由于氦沉降对旋转诱导混合的影响而引起的$μ$梯度的重要性，首先是用近似解析的方法，其次是用二维数值模拟。我们发现，对于慢旋转的低质量恒星，在对流区之下可能发生一个"蠕动麻痹”过程，其中环流和扩散几乎被冻结。在这里，我们将这一理论的情况下，锂和铍在星系团，特别是毕宿星团。我们考虑到旋转制动与旋转速度调整到目前的观察。我们发现，在“锂浸”的热侧出现了两个不同的对流环流圈，而“蠕动麻痹”过程不是直接发生在对流区之下，而是发生在辐射区的更深处，即第二个环流圈的to p处。因此，两个电池断开，这可能是锂在下降的这一侧随着有效温度增加的基本原因。在冷的一面，只有一个循环细胞，在毕宿星团的年龄，瘫痪还没有结束;同样的模型很好地解释了铍和锂的观测结果。
2003-01-13 astro-ph
YREC: The Yale Rotating Stellar Evolution Code
本文介绍了恒星演化程序YREC，重点介绍了它在日震学和星震学中的应用。描述了计算校准太阳和恒星模型的过程。其他功能的代码，如对流核心过冲的非本地治疗，并在恒星模型中的湍流的参数化描述的实施，被认为是在一些细节。该代码已被广泛用于其他天体物理学的应用，其中一些简要提到的文件的最后。
2007-10-22 astro-ph
Time dependent mixing in He-burning cores: the case of NGC1866
我们研究了中等质量恒星的对流核心氦燃烧阶段，并探讨了核燃烧和混合的耦合对蓝环阶段的延长和持续时间的作用。我们比较的理论方案与恒星的颜色星等（CM）图中的大麦云（LMC）集群NGC 1866，其大量人口聚集的氦燃烧的恒星是同样的人口在蓝色和红色的一面。我们比较预期的分布，通过采用扩散计划内的不稳定区域，其中核燃烧和混合是自洽耦合，或传统的瞬时混合近似。我们特别小心的结果的敏感性分析：a）的e-折叠的距离，对流涡的速度衰减的正式边界外的对流区域固定的史瓦西准则; b）采用的对流模型来评估温度梯度; c）的反应速率C12+ α-> O 16。不包括对流超调模型也进行了评论。
2004-09-28 astro-ph
