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
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
Properties of Flares-Generated Seismic Waves on the Sun
由太阳耀斑（"日震"）激发的太阳地震波被观测为太阳表面的圆形膨胀波。1996年7月9日，太阳和日光层天文台（SOHO）太空任务观测到了第一次太阳地震。然而，当1997年新的太阳活动周期开始时，SOHO对太阳耀斑的观测没有显示出类似于1996年事件的地震波，即使是2000 - 2002年太阳活动极大期期间的大型X级耀斑。在这个太阳活动周期中，地震耀斑信号的第一个证据是由Donea和Lindsey通过声学的“外出功率”在2003年的“太阳耀斑”事件中获得的。在这之后，又观测到了其他几次强烈的地震。本文详细分析了2003 - 2005年三次太阳耀斑产生的日震波的基本特征。对于其中的两个耀斑，2003年10月28日的X17耀斑和2005年1月15日的X1.2耀斑，日震观测与RHESSI卫星测量的耀斑X射线通量的同步观测进行了比较。这些观测结果表明，耀斑地震波和硬X射线源之间存在密切联系，表明在耀斑脉冲阶段加速的高能电子在光球中产生了强烈的压缩波，导致了日震。结果还揭示了新的物理性质，如地震波的强各向异性，其振幅随传播方向的变化显着。波通过周围的太阳黑子区域传播到很远的距离，可达120 Mm，没有明显的衰减。这些观测为太阳耀斑活动区的日震诊断和理解太阳耀斑的能量释放和传输机制开辟了新的视角。
2005-12-31 astro-ph
On the seismic age of the Sun
我们使用低程度的声学模式获得的BiSON估计主序星年龄$t_\odot$的太阳。校准是通过线性化的标准太阳模型的地震频率接近太阳的偏差。形式上，我们得到初始值$t_\odot=4.68\pm0.02 $ Gy，加上初始重元素丰度$Z=0.0169\pm0.0005$。引用的标准误差不是独立的，是在假设观察到的频率中的标准误差是独立的情况下隐含的上限。
2007-10-03 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
The Alpha Centauri Binary System: Atmospheric Parameters and Element Abundances
半人马座α双星系统由于其双重性、接近性和亮度，以及其组成部分与太阳的相似性，是恒星结构和演化理论以及确定恒星大气参数的基本校准对象。然而，这一作用受到阻碍，因为在已发表的关于其大气参数和丰度的分析中存在相当大的分歧。我们报告了一个新的光谱分析的两个组成部分的半人马座α双星系统和比较出版的分析系统。分析是相对于太阳的差异，基于高质量的光谱，并采用光谱和光度法，以获得尽可能多的独立Teff测定。大气参数也检查的一致性对动力学分析的结果和组件的位置在理论HR图。我们讨论了可能的起源的差异，得出的结论是NLTE效应的存在是一个可能的候选人，但我们注意到，目前还没有共识的存在和原因之间的偏移的光谱和光度Teff尺度的冷矮星。光谱表面重力也同意从直接测量的质量和半径。根据最近关于富含金属的恒星的数据，丰度模式可以被认为是正常的。α Cen A在最新理论演化图中的位置与动力学解和地震学的演化质量和年龄相吻合。
2008-06-17 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 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
The pulsating yellow supergiant V810 Centauri
F8 Ia超巨星V810 Centauri是20年前开始的长期高精度测光监测计划的一部分。时间序列分析这一独特的一组500个数据点，跨越近十五年的均匀日内瓦测光系统，提出。重新研究了该恒星的星团成员、物理参数和演化状况。径向速度数据不支持Stock 14的聚类成员关系。本文结合紫外和光学分光光度法、光学和红外分光光度法，对黄超巨星（Teff = 5970 K，M_bol =-8.5，R = 420 R_sun）及其伴星B_0 III的物理参数进行了估算。从理论恒星演化轨迹估计，V810 Cen的初始质量为25 Msun，实际上它正处于第一次向红演化的末期。V810 Cen是一颗多周期小振幅变星，其振幅随时间变化。主模的周期为156 d，与超巨星的周期-亮度-颜色关系相一致。这种模式很可能是基本的径向模式。根据从线性非绝热分析计算的径向模式的理论脉动周期，观察到的第二模式的周期107 d太长而不能对应于第一径向泛音。因此，该第二模式可以是非径向p模式。观察到其他瞬变周期，特别是在187 d。这个周期的长度表明非径向g模。然后，V810 Cen的复杂变化可能是由于不稳定的径向和非径向p-和g-模式的混合。
1998-07-09 astro-ph
Seismic analysis of the second ionization region of helium in the Sun: I. Sensitivity study and methodology
太阳中氦的第二次电离区域是靠近太阳表面的一个狭窄层。电离引起绝热指数$Γ_1$的局部变化，这在p模式的频率中产生特征签名。通过调整的方法（蒙泰罗等，1994年），我们提出了一种方法来确定该地区的性质，通过研究这样的签名的振荡频率。使用太阳能数据，我们说明了如何从氦电离区的信号可以被隔离。使用具有不同物理性质的太阳模型-对流理论，状态方程和低温不透明度-我们建立了信号的特征如何取决于电离层结构的不同方面。我们进一步讨论了如何使用该方法来测量太阳的氦丰度的信封，并限制物理影响这一地区的太阳。我们提出的方法的潜在有用性。它可以补充为研究太阳结构和确定包层氦丰度而开发的其他反演方法。
2005-06-13 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
On the origin of solar oscillations
我们已经对太阳进行了高分辨率的观测，在观测中，我们识别出了单个的太阳地震，并看到这些地震事件的能量被注入到太阳的共振模式中。一个典型的事件持续约五分钟。我们报告的事件的物理性质，并将它们与太阳振荡的激发理论。我们还讨论了这些事件的当地地震潜力。
1998-01-03 astro-ph
A Preliminary Seismic Analysis of 51 Peg: Large and Small Spacings from Standard Models
我们提出了一个初步的理论地震研究的天文著名的明星51 Peg。这是通过首先在Hertzsprung-Russell图（HRD）中进行详细分析来完成的。利用Yale恒星演化程序（YREC），在金属丰度Z=0.024-0.044，银河系氦富集比DY/DZ在0-2.5的范围内，构造了质量为1.00 M_sun、1.05 M_sun和1.10 M_sun的恒星演化轨迹网格。沿着这些进化轨迹，我们选择了75个落入HRD中51 Peg观测误差框内的恒星模型候选者（所有模型的质量均为1.05 M太阳和1.10 M太阳）。这些模型的相应允许年龄范围相对较大，约为2.5 - 5.5 Gyr，这敏感地取决于模型的参数。对于75个模型中的每一个，进行非径向脉动分析，并计算大的和小的频率间隔。结果表明，仅测量大、小频率间距将大大减少目前导出的物理参数和51 Peg年龄的不确定性。最后，我们简要讨论了模型物理学和分析方法的改进，这些改进必须包含在未来的模型中，以充分利用空间观测所期望的精确频率确定。
2003-12-20 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
Solar Seismic Model as a New Constraint on Supersymmetric Dark Matter
如果银河系中存在着WIMP，正如宇宙大尺度结构的宇宙学模型所预测的那样，并受到超对称性的激励，那么太阳捕获大质量WIMP将影响太阳核心的温度，密度和化学成分。本文利用太阳和日球天文台（SOHO）日震观测仪测得的声速和密度剖面，讨论了WIMP吸积和湮灭对太阳演化的影响。对于质量小于60 GeV的WIMP和湮灭速度约为<sigma_a v>10^{-27} cm ^3/sec的WIMP，太阳内部的WIMP能量传输是不可忽略的。WIMP吸积模型与WIMP质量小于30 GeV的最新的地震数据相冲突。我们结合我们的新的约束条件与预测的中微子通量的分析湮灭在太阳核心的WIMP。在最小超对称标准模型的框架下工作，并考虑中性伴子作为最佳的暗物质粒子候选者，我们发现超对称模型与太阳地震数据和最近对暗物质遗迹密度的测量一致，导致地球上测量到的μ子通量在1到10^4 km^{-2} yr^{-1}的范围内，中性伴子质量在30到400 GeV之间。
2002-05-06 astro-ph
Forecasting Seismic Signatures of Stellar Magnetic Activity
对于太阳，各种活动测量和振荡频率之间的紧密相关性是有据可查的。对于其他恒星，我们有大量关于磁场活动及其变化的数据，但还没有关于其地震特征的数据。提出了一种基于太阳关系标度的恒星活动引起的频率变化的预测方法。这种活动的地震特征应该可以在几年内的数据中测量出来。
2007-09-17 astro-ph
solarFLAG hare and hounds: on the extraction of rotational p-mode splittings from seismic, Sun-as-a-star data
我们报告的结果，从第一个太阳能拟合在低角度组（太阳旗）野兔和猎犬练习。该小组的工作是制定方法，提取太阳作为恒星观测所收集的低照度太阳p模式数据（“峰值漂移”）的参数。准确和精确的估计的基本参数的p模式是一个重要的先决条件的所有后续研究。FLAG的9个成员（猎犬）拟合了一个人工的3456-d数据集。该数据集由“野兔”（WJC）制作，以模拟太阳的全圆盘多普勒速度观测。l=1、2和3模式的旋转频率分裂是选择用于审查的第一参数估计。显着差异，发现在l=2和3之间的拟合分裂的猎犬。证据表明，这种不必要的偏见有其起源在几个方面的影响。最重要的是来自猎犬对不同旋转分裂组件的可见性比率进行建模的不同方式。我们的研究结果表明，准确的比例建模是至关重要的，以避免引入显着的偏差估计分裂。这不仅对太阳的研究很重要，而且对将成为小行星地震活动目标的太阳类似物的研究也很重要。
2006-06-30 astro-ph
The dynamical distance and intrinsic structure of the globular cluster omega Centauri
我们通过将轴对称动力学模型拟合到van Leeuwen等人的地面自行和线来确定动力学距离D、倾角i、质光比M/L和球状星团欧米茄Cen的固有轨道结构。来自四个独立数据集的视线速度。我们纠正观察到的速度为透视旋转所造成的集群的空间运动，并表明，剩余的固体旋转组件中的自行车可以采取没有任何建模以外的假设轴对称。这也提供了对D tan i的严格约束。应用我们的轴对称实现Schwarzschild的轨道叠加法的欧米茄Cen揭示了一个显着的径向依赖M/L没有动力学证据。最佳拟合动力学模型的恒星V波段质光比M/L_V = 2.5 +/- 0.1 M_sun/L_sun，倾角i = 50 +/- 4度，对应的平均内禀轴比为0.78 +/- 0.03。最佳拟合动力学距离D = 4.8 +/- 0.3 kpc（距离模量13.75 +/- 0.13 mag）明显大于通过简单的球形或恒定各向异性轴对称动力学模型获得的值，并且与通过测光方法获得的规范值5.0 +/- 0.2 kpc一致。星团的总质量为（2.5 +/- 0.3）x 10^6 M_sun。最佳拟合模型在约10弧分的半径内接近各向同性，并且在外部区域中变得越来越切向各向异性，这显示出显著的平均旋转。这种相空间结构很可能是由银河系潮汐场的影响造成的。星团包含一个单独的盘状组件，其径向范围在1至3弧分之间，约占总质量的4%。
2005-09-08 astro-ph
Seismic investigation of the solar structure using GONG frequencies
使用最近获得的宫频率，我们调查的太阳内部的属性，通过构建太阳模型与各种输入物理，如不透明度，状态方程，核反应率等的微分渐近反演技术，然后用来推断太阳和太阳模型之间的相对差异声速。在这里，我们应用这些结果来测试状态方程和不同的配方计算对流通量。
1997-03-27 astro-ph
Surprising Sun
经过35年的紧张工作，太阳模型成分的重要修订出现了，这导致了太阳模型和太阳中微子探测之间的良好协议。我们首先表明，更新的CNO组成抑制了太阳在已知的星系富集的异常位置。以下定律：He/H= 0.075 + 44.6O/H的分数，现在兼容的所有指标。然后，我们研究了标准模型与太阳地震和中微子观测之间存在的差异，并提出了解决这些差异的一些研究方向。我们更新我们的预测中微子通量使用最近的成分，新的核反应率和地震模型作为最具代表性的中心等离子体的属性。我们得到的总^8 B中微子数为5.31 ± 0.6 × 10 ^6/cm^{2}/s，镓和氯探测器的总中微子数分别为66.5 SNU和2.76 SNU，所有这些都与包括后两者的中微子振荡在内的探测值非常吻合。我们的结论是，声学模式和检测到的中微子看到同一个太阳，但太阳模型的明显差异鼓励进一步的观测和理论努力。
2004-07-08 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
Seismic Test of Solar Models, Solar Neutrinos and Implications for Metal-Rich Accretion
太阳被认为在其演化过程中接受了大量富含金属的物质，特别是在太阳系的早期阶段。由于扩散时间较长，大多数吸积物质应该仍然存在于太阳对流区，提高了其观测到的表面丰度，并意味着一个较低丰度的核心。虽然日震学排除了金属丰度核心接近零的太阳模型，但一些在对流区金属丰度增强的太阳模型可能是可行的，因为对标准模型的小扰动。由于内部不透明度和核心温度的降低，这些模型预测的中微子通量低于标准太阳模型预测的中微子通量。本文探讨如何兼容的非均匀太阳模型，这种与观测到的低，中度p-模振荡数据，并与太阳中微子数据从SNO合作。我们设定了一个上限，在太阳早期演化过程中，大约2个地球质量的铁（或大约40个地球质量的流星物质）发生了多少富含金属的吸积。
2002-05-29 astro-ph
Dynamical processes in the solar radiative interior
最近的地震观测来自声学和重力模式清楚地表明，太阳标准模型已达到其极限，不能再用来解释令人满意的地震观测。在本文中，我们提出了一个审查的非标准的过程，可以添加到太阳模型，以提高我们的理解日震数据。我们还提出了一些结果时，应用“非标准”的恒星演化的太阳建模。
2006-09-14 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
Progress report on solar age calibration
我们报告正在进行的调查地震校准的太阳模型，旨在估计主序星年龄和太阳的化学丰度的措施。只采用低阶模，这样，经过适当的修改，该程序可以应用于其他恒星。我们已经发现，正如预期的那样，分离的贡献所产生的地震频率从相对平滑，无毛刺，背景结构的恒星和故障产生的氦电离和突然的梯度变化在对流区的基础上，使该程序比以前的校准，只适合原始频率的无毛刺渐近更强大。和过去一样，我们使用渐近分析来设计地震信号，尽我们所能，尽可能少地受到与年龄和化学成分没有直接关系的恒星不确定性质的污染。然而，校准本身仅采用数值计算的本征频率。它是基于一个参考模型的线性扰动。有两个参考模型被使用，一个比太阳稍年轻，另一个比太阳稍老。使用BiSON数据的两种校准或多或少是一致的，并产生主序列年龄$t_\odot=4.68\pm0.02 $ Gy，加上正式的初始重元素丰度$Z=0.0169\pm0.0005$。误差分析还没有完成，所以估计的精度必须有所保留。
2008-07-22 astro-ph
