NLTE Model Atmospheres for Central Stars of Planetary Nebulae
目前的观测技术提供了从远红外线到X射线的整个波长范围内高信噪比的高分辨率恒星光谱。NLTE效应对热星特别重要，因此需要使用可靠的NLTE恒星模型大气通量进行充分的光谱分析。最先进的NLTE模型大气层包括数百万条从氢到铁族元素的金属线，因此可以精确分析极热的致密恒星，例如行星状星云的中心恒星、PG 1159恒星、白矮星和中子星。他们细致的光谱研究对现代天体物理学的几个分支都有很大的意义，例如恒星和星系演化，以及星际物质。
1999-09-30 astro-ph
Standard model atmospheres for A-type stars and non-LTE effects
综述了A型星NLTE模型大气计算的现状。在过去的十年中，研究集中在解决有限的NLTE线形成问题的微量元素假设LTE模型大气。有一个普遍缺乏计算的NLTE线覆盖模型大气的A型星，尽管强大的方法和计算机代码，能够解决这个问题。提出了今后模式大气研究的方向。
2004-11-09 astro-ph
A Grid of FASTWIND NLTE Model Atmospheres of Massive Stars
在过去的几年里，我们对大质量恒星的物理学知识有了很大的提高。然而，仍然需要进一步的调查，特别是关于其基本参数的准确校准。为此，我们已经构建了一个全面的网格NLTE模型大气和相应的合成光谱在大质量恒星域。网格覆盖了完整的B型光谱范围，热侧延伸到晚O，冷侧延伸到早A，从超巨星到矮星，从弱恒星风到非常强的恒星风。它是用最新版本的FASTWIND代码计算的。分析的广泛样本的OB星的框架内的COROT空间任务将导致准确的校准的有效温度，重力，质量损失率等本文包含了详细的描述网格，这已被洗礼为BSTAR06，并将可用于进一步的研究在不久的将来。
2006-09-22 astro-ph
A Grid of NLTE Line-Blanketed Model Atmospheres of O-type Stars
我们已经建立了一个全面的网格690金属线覆盖，NLTE，平面平行，流体静力学模型大气的基本参数适合O型星。OSTAR 2002网格考虑了12个有效温度值，27500 K < Teff <55000 K，2500 K步长，8个表面重力，3.0 < log g< 4.75，0.25 dex步长，10个化学成分，从相对于太阳富含金属到无金属。对于给定的有效温度，log g的下限由爱丁顿极限的近似位置设定。所选的化学成分已经被选择来覆盖一些大质量恒星的典型环境：银河系中心，麦哲伦云，蓝色致密矮星系，如I Zw 18，以及高红移星系。本文介绍了OSTAR2002网格，并给出了一些示例和比较。完整的OSTAR 2002网格可在我们的网站http://tlusty.gsfc.nasa.gov上获得。
2003-02-14 astro-ph
The formation of lithium lines in the atmospheres of super Li-rich AGB stars
讨论了富C巨星大气中锂线的形成。LTE和NLTE近似被用来模拟超富锂AGB星光谱中的锂线。本文用20能级原子模型求解了平行平面模型大气中中性Li的统计平衡方程组。JOLA和线的分子吸收模型被用来计算合成光谱，以及在束缚束缚和束缚自由跃迁的锂线的频率的不透明度。在LTE和NLTE中计算了四种锂离子的生长谱和合成谱，它们分别是：$λ4603$，$λ6104$，$λ6708$和$λ8126$ Li-I线。NLTE效应对Teff和C/O比的敏感性进行了讨论。我们发现NLTE效应主要影响共振线偶极子（$λ6708$），而对富碳巨大气内部区域形成的锂次级谱线的影响很弱。因此，推荐使用这些线来测定AGB星的Li。然而，在任何情况下，我们都不能正确地解释在AGB星的锂线的形成，直到球度，速度分层，尘埃，色球和其他相关的现象，这实际上是存在于AGB星的大气，被认为是。我们的研究结果被用来获得锂丰度在三个超级富锂C星考虑NLTE效应。最后，重新考虑了这类恒星进入星际介质的净Li产额。
1999-04-30 astro-ph
Formation of MnI lines in the solar atmosphere
我们提出了一个详细的NLTE分析太阳光谱中的39 MnI线。研究了NLTE效应对谱线形成和元素丰度的影响。我们的目标是推导出锰谱线的太阳gfe值，这将在以后的贫金属星的丰度差分析中使用。光谱合成的方法，这是基于一个太阳模式大气与初始指定的元素丰度。锰丰度为5.47 dex，用于理论上的线覆盖模式大气。模型原子，其中包括245和213水平MnI和MnII，分别进行统计平衡计算。光电离截面假设氢。对于线合成，根据Anstee & O'Mara的形式主义计算范德华展宽。结果表明，Mn谱线的超精细结构也具有很强的展宽效应，在太阳大气中，Mn更容易产生NLTE效应。NLTE效应的性质和LTE方法的有效性进行了详细讨论。光电离和碰撞相互作用的作用进行了研究。
2007-07-27 astro-ph
A Grid of NLTE Line-Blanketed Model Atmospheres of Early B-type Stars
我们已经建立了一个全面的网格1540金属线覆盖，NLTE，平面平行，流体静力学模型大气的基本参数适合早期B型恒星。BSTAR 2006网格考虑了16个有效温度值，15，000 K <= Teff <= 30，000 K，1，000 K步长，13个表面重力，1.75 <= log g <= 4.75，0.25 dex步长，6个化学成分，以及2 km/s的微湍流速度。对于给定的有效温度，log g的下限由爱丁顿极限的近似位置设定。所选的化学成分范围从太阳金属丰度的两倍到十分之一，不含金属。B超巨星（log g <= 3.0）的其他模型大气已经计算出了更高的微湍流速度（10 km/s）和富含氦和氮的表面成分，以及贫碳的表面成分。这个新的网格补充了我们早期的OSTAR 2002 O型星网格（Lanz & Hubeny，2003，ApJS，146，417）。本文介绍了BSTAR 2006网格和一些说明性的例子和比较。NLTE电离分数，辐射热校正，辐射加速度，和有效重力的网格覆盖的参数范围内获得。通过外推辐射加速度，我们确定了在55，000和15，000 K之间没有旋转的爱丁顿极限的改进估计。完整的BSTAR 2006网格可在TLUSTY网站（http：//www.example.com）上获得。nova.astro.umd.edu
2006-11-29 astro-ph
Parallel Implementation of the PHOENIX Generalized Stellar Atmosphere Program
我们描述了我们的广义恒星大气和NLTE辐射转移计算机程序PHOENIX的并行实现。我们讨论的并行算法，我们已经开发的辐射转移，谱线不透明度，NLTE不透明度和速率计算。我们的实现使用MIMD设计的基础上，相对较少的MPI库调用。我们报告了一些不同的并行计算机上的测试计算的结果，并讨论了可扩展性测试的结果。
1997-01-21 astro-ph
NLTE Model Atmospheres for M Dwarfs and Giants
M星的大气层主要由少量非常强的分子化合物（H $_2$ O、TiO、H $_2$、CO、VO）组成。大部分氢被锁定在分子H $_2$中，大部分碳被锁定在CO中;而H $_2$ O、TiO和VO的不透明度定义了一个覆盖这些恒星整个通量分布的伪连续体。光学“连续”是由于TiO振动带，经常被用作这些恒星的温度指示器。这些可能是相对于它们之间的槽的带的深度;或VO带的深度;或相对于局部"连续“的原子线;甚至是红外水带的强度;所有这些都取决于TiO带的强度和它们施加的更长波长的通量重新分布的量。因此，来自Ti I原子的LTE的光谱，以及重要的TiO分子的浓度，可能对这些恒星的大气结构和光谱产生严重和可测量的后果。本文在完全自洽模型中讨论了几种典型的M/棕矮星和M巨星模型大气和光谱中Ti I的NLTE效应。
1996-01-26 astro-ph
NLTE Model Atmosphere Analysis of the LMC Supersoft X-ray Source CAL 83
我们提出了一个非LTE模式大气分析的钱德拉HRC-S/LETG和XMM牛顿RGS光谱的原型超软源CAL 83在大麦云云。以16个月为间隔，钱德拉和XMM-牛顿光谱非常相似。它们揭示了来自热白矮星光球的非常丰富的吸收线光谱，但没有风的光谱特征。我们还报告了第三个X射线关闭状态在后来的钱德拉观测，表明CAL 83的经常性。此外，我们还发现了软X射线光谱的短时间尺度变化的证据。我们完成了对CAL 83的LETG和RGS光谱的分析，新的NLTE线覆盖模型大气明确包括11个最丰富的物种的74个离子。假设模型成分具有LMC金属丰度，我们成功匹配了Chandra和XMM-Newton光谱。我们推导出了这颗热白矮星的基本恒星参数，但目前软X射线领域的原子数据状况排除了详细的化学分析。我们首次获得了白矮星质量大（Mwd > 1 Msun）的直接光谱证据。短时间尺度的X射线关闭状态与高质量的白矮星相一致。因此，我们的分析提供了直接支持超软源作为可能的祖先的超新星Ia。
2004-10-04 astro-ph
Theoretical LTE & NLTE curves of growth for Li I lines in G-M dwarfs and subgiants
对太阳金属丰度G-M矮星和亚巨星大气中锂的辐射转移-统计平衡进行了详细的同步计算。考虑了具有$3500 \le \Tf \le 6000$ K、$3.0 \le \lgg \le 4.5$的恒星模型大气。本文讨论了锂原子在$λ670.8$ ~nm和两条有天体物理意义的次级谱线（$λ610.3$ ~nm和$λ812.6$ ~nm）的能级布居行为、源函数和增长曲线。对于我们网格中最冷的大气，我们发现非LTE等效宽度和轮廓对重力的依赖性非常弱。计算的LTE和非LTE生长曲线以表格形式给出。
1996-06-14 astro-ph
NLTE Analysis of the Ultra-short Period White-dwarf Binary RX J0806.3+1527
RX J0806.3+1527被怀疑是一颗双简并的白矮星。我们目前的第一个结果，我们的NLTE分析其光谱。VLT/FORS 1的数据显示了一个复合光谱组成的蓝色连续谱和叠加的发射线的HeII皮克林系列，并可能，H巴耳末系。我们的模型是基于热的白矮星大气层，并包括照明效果的二级恒星。物理参数和化学丰度的比较所观察到的光谱与网格的模型大气提供了限制的真实性质，这个神秘的二进制和迄今提出的模型。
2005-01-13 astro-ph
Metallicity Effects in NLTE Model Atmospheres of Type Ia Supernovae
我们已经计算了一个网格的光球相大气的Ia型超新星（SNe Ia）的金属丰度从十倍到三十分之一的太阳金属丰度在C+O层的爆燃模型，W7。我们模拟了光谱使用多用途NLTE模型大气和频谱合成代码，PHOENIX。我们展示了爆炸后第7、10、15、20和35天的模型。当与在大致对应的时期获得的观测光谱相比时，这些合成光谱相当好地拟合。光谱显示的变化，在整体水平的紫外线连续低通量的模型具有较高的金属在未燃烧的C+O层。这与C+O外层金属的经典表面冷却和线阻塞效应相一致。紫外线特征也一致地移动到蓝色，具有较高的金属含量，表明它们在大气中较浅和较快的层中形成。潜在的最有用的效果是Si II特征在6150埃处随着C+O层金属丰度的增加而向蓝移动。我们还证明了更复杂的影响，金属含量的变化，通过修改54 Fe含量的不完全燃烧区在W7在最大光。我们简要地解决一些缺点的W7最后，我们确定分裂的Ca H+K功能产生的W7和观察到的一些超新星Ia是由于混合效应的钙II和硅II，并不一定代表一个复杂的丰度或电离效应的钙II。与观察结果相比。
1999-09-03 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
Atmospheric models of red giants with massive scale NLTE
我们提出了平面平行和球形LTE和NLTE大气模型的各种恒星参数的红巨星大角星（α Boo，HD124897，HR5340），并研究其能力，以适应测量的绝对流量分布。我们的NLTE模型包括了NLTE中的数万条最强线，我们分别研究了在NLTE中处理轻金属和铁族元素Fe和Ti的影响。我们发现Fe族元素对模型结构和通量分布的NLTE效应比所有轻金属组合的NLTE效应要重要得多，并且由于NLTE Fe过电离而大大增加了紫色和近紫外通量水平。LTE和NLTE模型预测的蓝光和紫外波段的通量比观测到的要多得多。我们发现，在中等金属贫金属量范围内，NLTE对整体UV通量水平的影响随着金属量的降低而降低。这些结果表明，模型中可能仍然缺少重要的UV不透明度。我们发现，太阳的金属量类似的光谱类型的大角星巨星的模型很好地拟合这些恒星从红色到近紫外波段的观测流量分布。这表明，蓝色和近紫外线通量的差异是金属依赖性，增加与金属减少。
2003-06-25 astro-ph
The Pseudo-continuum Bound-free Opacity of Hydrogen and its Importance in Cool White Dwarf Atmospheres
研究了冷白矮星大气中氢原子的束缚-自由赝连续不透明度的重要性。当用$T_{\rm eff}\rm <17000 K$模拟白矮星大气时，这种吸收源用占据概率形式计算时，在光学波长处占主导地位。这是不切实际的，也没有被观察到。另一方面，在冷白矮星光谱的蓝色部分有一个显著的通量抑制，主要解释为氢原子的伪连续吸收的结果。我们调查这个问题，提出了一个新的，更现实的方法来计算这个来源的不透明度。我们表明，这种吸收是数量级小于目前的方法预测。因此，我们排除了冷白矮星光谱中观测到的通量不足的来源，即伪连续谱不透明度。
2006-07-26 astro-ph
Found: The missing blue opacity in atmosphere models of cool hydrogen white dwarfs
我们研究了氢的莱曼$ α$线的远红翼在纯氢组成的冷白矮星大气中的重要性。我们发现，这种吸收过程中占主导地位的所有重要来源的不透明度的蓝色部分的光谱的这些恒星。我们对冷DA/DC白矮星光谱的成功拟合表明，$\rm Ly α$线的远红翼是模型中缺失的不透明度的来源。我们新的纯氢大气模型很好地再现了在色-色图中观察到的冷白矮星序列，这表明必须重新审视最冷DC白矮星的大气组成。
2006-09-26 astro-ph
White dwarf atmosphere models with Ly-$α$ opacity in the analysis of the white dwarf cooling sequence of NGC 6397
本文讨论了带有$\rm α$远红翼不透明度的纯氢白矮星大气模型在球状星团NGC 6397的白矮星冷却序列分析中的重要性。我们最近改进的大气模型解释了先前丢失的Ly- $\rm α$氢谱线的不透明度，该谱线由于吸收氢原子与分子和原子氢的碰撞而加宽。这些模型是第一个很好地再现了冷白矮星的紫外线颜色和光谱能量分布与$T_{\rm eff}<6000 \rm K$在银河系盘观察。拟合观测到的$F814W$星等和$F606W-F814W$颜色，我们得到了一个真实距离模量值，$μ=12.00 \pm 0.02$，这与最近的分析一致。我们发现，在冷却序列的末尾的恒星似乎是$\rm \sim 160 K$冷却器时，模型占Ly- $\rm α$不透明度被使用。这表明NGC 6397的年龄是由白矮星冷却序列得出的，使用的大气模型不包括正确的Ly- $α$不透明度，$\sim 0.5$ Gyr低估了它的年龄。我们的分析表明，使用$\rm α$不透明度的白矮星大气模型对精确测定白矮星冷却序列中古老恒星的年龄是必要的。
2007-08-28 astro-ph
Model atmospheres for type Ia supernovae: Basic steps towards realistic synthetic spectra
Ia型超新星是研究宇宙膨胀历史的重要工具。推进我们尚未完成的爆炸场景的理解需要详细和现实的数值模型，以解释和分析越来越多的观测数据。在这里，我们提出了我们的新的NLTE模型计算的第一个结果的Ia型超新星，采用所有重要的NLTE效应，以及线阻塞和覆盖的详细和一致的治疗扩大的气氛。从这些模型与观测数据的合成光谱的比较表明，所采用的方法代表了一个更现实的描述超新星Ia的大气层的重要一步。
2002-04-24 astro-ph
A NLTE line blanketed model of a solar type star
我们提出了LTE和NLTE大气模型的一颗恒星的太阳参数，并研究了处理成千上万的铁组线LTE上计算的大气结构，整体绝对通量分布，并在可见光和近紫外波段的中等高分辨率光谱的影响。我们的NLTE模型包括前两个或三个电离阶段的20种化学元素，最多和包括大部分的Fe组，并包括约20000 Fe I和II线。我们分别研究了在NLTE中处理轻金属和铁族元素的效果。我们的主要结论是：（1）对于许多实际跃迁，直接多能级NLTE的NLTE线覆盖模型给出的结果与Anderson（1989）对Fe统计平衡和大气温度结构的更近似处理在定性上是相似的，2）NLTE中具有许多Fe线的模型具有与基于中心到中心的LTE半经验模型更接近的温度结构。结果表明，LTE模型与仅基于Fe I激发平衡的LTE计算的半经验模型更接近; 3）Fe族元素的NLTE效应对模型结构和通量分布的影响比所有轻金属的NLTE效应的总和更重要，并且由于NLTE Fe过度电离而用于显著增加紫色和近UV通量水平。这些结果表明，模型中可能仍然缺少重要的UV不透明度。
2004-09-28 astro-ph
Radiation-driven winds of hot stars. XIII. A description of NLTE line blocking and blanketing towards realistic models of expanding atmospheres
我们提出了显着的改进，我们的方法在构建详细的大气模型和合成光谱的热发光恒星：1。对线路阻塞和覆盖的复杂而一致的描述。我们的解决方案的概念，使线阻塞的影响电离通量（主要是EUV和UV的影响）在相同的质量作为合成的高分辨率光谱代表的可观察区域。在能量平衡中适当地考虑了线路覆盖。2.一个大大改进和增强的原子数据档案提供了一个详细的多级NLTE处理的金属离子（从C到Zn）和线阻塞和辐射线加速的充分代表的基础。3.修订后的包括由冲击加热物质产生的冷却区产生的EUV和X射线辐射。这种新的工具不仅提供了一个易于使用的方法O-星诊断，从而物理约束的性质，恒星风，恒星参数和丰度可以通过比较观测和合成光谱，但也允许天体物理学的重要信息的电离通量的热恒星被自动确定。说明这一点的结果进行了讨论，通过一个基本的模型网格计算的O-恒星与太阳金属丰度。为了进一步证明我们的新方法的天体物理潜力，我们提供了第一个详细的光谱诊断测定的恒星参数，风参数和丰度的一个示例性的应用O9.5Ia超巨星α凸轮。
2000-11-06 astro-ph
The opacity of grains in protoplanetary atmospheres
我们计算了按照Pollack等人（1996）的设想演化的原行星包层外辐射区硅酸盐颗粒的粒度分布。我们的计算包括晶粒长大由于布朗运动和大的超越较小的晶粒。我们还包括由于大气中的星子分裂而产生的新颗粒的输入。我们遵循Podolak（2003）的程序，但大大加快了速度。这允许我们测试代码对各种参数的敏感性。我们还对由此产生的颗粒不透明度进行了更仔细的估计。我们发现，在大多数外辐射区，颗粒不透明度为$10^{-2}\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$量级，正如Hubickyj等人（2005）在低不透明度情况下所假设的那样，但在包络的外边缘附近，不透明度可以增加到$\sim{1} \mathrm{cm^2 g^{-1}}$。我们讨论了这对模型演化的影响。
2007-09-29 astro-ph
Polarization from magnetized accretion discs: II. The effects of absorption opacity on Faraday rotation
活动星系核内的吸积盘大气中，均匀分布的磁场可以显著地影响辐射的偏振。我们扩展了我们以前的工作在这个问题上，通过探索法拉第旋转和吸收不透明度之间的相互作用，在本地，平面平行的大气吸积盘的参数合适。在纯散射大气中，法拉第旋转通过在最后一次散射后旋转光子的偏振平面来消除辐射场。与纯散射情况相比，非磁化大气中的吸收不透明度可以增加或减少偏振，这取决于热源函数梯度。结合法拉第旋转和吸收不透明度，我们发现以下结果。如果整个大气中的吸收不透明度比散射不透明度大得多，那么法拉第旋转通常对出现的偏振只有很小的影响，因为沿光子平均自由程的电子柱密度很小。然而，如果吸收不透明度不是太大，并且它单独起作用来增加偏振，那么法拉第旋转的影响可以比纯散射大气中的影响增强。最后，虽然法拉第旋转经常使辐射场去极化，但在某些情况下，当热源函数不随光学深度急剧上升时，它可以增加偏振。我们证实了Silant'ev（1979）对纯散射大气高磁场极限的解析计算的正确性，而我们在前一篇文章中对这一点提出了错误的质疑。
1996-12-17 astro-ph
Center-to-Limb Variation of Solar Line Profiles as a Test of NLTE Line Formation Calculations
我们提出了新的观测中心到肢体变化的谱线在安静的太阳。我们的长缝光谱校正散射光，这相当于连续强度的4- 8%，通过与圆盘中心的傅立叶变换光谱比较。我们研究的非弹性碰撞与中性氢在NLTE线形成计算的氧红外三重态，和钠I 6160.8 A线的效果。采用经典的一维理论模型大气，我们发现，钠过渡，形成在更高的层，更有效地热化氢碰撞比高激发氧线。这一结果似乎是太阳光球层中NH/Ne比值随深度减小的简单结果。在LTE和NLTE条件下，研究了所选线路的中心到边缘的变化。在NLTE分析中，与氢原子的非弹性碰撞被认为是一个简单的近似或忽略，试图测试这种近似的有效性。对于钠线的研究，最好的协议之间的理论和观察发生时，NLTE被认为是和非弹性碰撞与氢被忽略的速率方程。氧三重态的分析得益于使用LTE三维模型大气和NLTE谱线形成的非常详细的计算。卡方 **2统计有利于包括氢碰撞与采用的近似，但在这种情况下得到的氧丰度是显着高于从OH红外跃迁得到的值。
2004-05-07 astro-ph
Parallel Implementation of the PHOENIX Generalized Stellar Atmosphere Program. III: A parallel algorithm for direct opacity sampling
我们描述了两个并行算法的线不透明度计算的基础上，一个本地文件和一个全局文件的方法。这两种方法的性能和可扩展性进行了讨论，不同的测试用例和非常不同的并行计算系统。结果表明，全局文件方法在具有专用并行I/O子系统的高性能并行超级计算机上更有效，而本地文件方法在工作站群中非常有用，例如，廉价的PC集群。
2001-04-16 astro-ph
NLTE spectral analysis of GW Vir pulsators
GW Vir变星是PG 1159恒星光谱类中的脉动成员。为了了解脉动和非脉动PG 1159恒星之间的特性差异，我们分析了FUSE光谱的11个对象，其中6个是脉动的，通过国家的最先进的NLTE模型大气。在这些恒星的FUV光谱中的许多金属线可以精确地确定光球参数。我们在这里提出我们的分析的初步结果。
2006-01-25 astro-ph
NLTE Modeling of SNe Ia Near Maximum Light
SNe~Ia的大气模拟需要求解NLTE辐射转移方程。讨论了同动坐标系下的辐射转移方程。对于大于约2000 km/s的特征速度，平流对合成谱的影响不可忽略，因此应包括在模式计算中。我们表明，时间无关或准静态近似是足够的SNe~Ia近最大光，以及大多数其他天体物理问题，例如，热星新星和其他类型的超新星。我们研究使用的Sobolev近似在建模移动的大气，并发现，在共同移动的框架重叠线的数量使近似怀疑在预测线和连续的模型。简要讨论了同动坐标系下Rosseland平均不透明度的形式，并给出了一个易于在辐射流体力学计算中实现的公式。
1995-11-17 astro-ph
The Molecular Continuum Opacity of MgH in Cool Stellar Atmospheres
本文研究了冷星大气中24 MgH的光解离不透明度。考虑了最低的两个电子跃迁A 2 Pi- X 2 Sigma+和B'2 Sigma + - X 2 Sigma+，其中后者的截面先前已发表（Weck，Stanford，& Kirby 2002），而前者在本文中给出。利用PHOENIX程序计算的模型大气，研究了冷星光谱中光离解不透明度的影响。结合从头算和实验得到的势能曲线和偶极跃迁矩，得到了A-X光解离的截面。对于振动能级v ''=0-11的所有旋转跃迁，在可达波长范围1770-4560埃内评估了部分截面。假定X 2 σ +态的振转能级服从玻尔兹曼分布，给出了温度在1000 ~ 5000 K之间的LTE光解离截面.形状共振，所产生的旋转预解离的准束缚能级的A 2 Pi状态附近的阈值，表征LTE光解截面。提出了一个求和规则作为对光解计算准确性的检查。
2002-07-01 astro-ph
Opacity in the upper atmospheres of active stars II. AD Leonis
我们目前的FUV和UV光谱观测的狮子座AD，目的是调查不透明度的影响，在过渡区的晚型恒星。FUSE光谱中的C III线在AD狮子座的静止和燃烧状态下都显示出显着的不透明性，在后者期间损失了高达30%的预期通量。其他FUSE发射线测试的不透明度包括那些O VI，而C IV，Si IV和N V转换与STIS观察到的也进行了研究。这些线仅显示出适度的不透明度，在扩口期间损失高达20%。计算了均匀和非均匀两种几何结构的光学深度，在静止条件下，光程长度分别为20-60 km和10-30 km。然而，在扩口过程中得出的路径长度要大~2-3倍。这些值与太阳过渡区观测到的小尺度结构的估计值和先前为其他几颗活跃的晚型恒星得出的路径长度非常一致。
2006-02-20 astro-ph
Radiative accelerations on Ne in the atmospheres of late B stars
计算了11000 < Teff < 15000 K的主序星大气中Ne的辐射加速度，对应于HgMn星的范围。计算考虑到氖精细结构以及阴影的氖线使用整个库鲁茨线列表，束缚束缚，束缚自由，自由的不透明度H，He和C以及一些NLTE的影响。在外层大气中，NLTE效应将辐射加速度修改为100阶的因子。研究了辐射加速度对Ne丰度、Teff和重力的依赖关系。辐射加速度远低于重力在整个范围内的Teff和它的预测，在稳定的大气中，氖应该下沉，并被观察为不足。这与最近观测到的HgMn星的低Ne丰度相一致。
2002-09-06 astro-ph
The Molecular Line Opacity of MgH in Cool Stellar Atmospheres
本文提出了一个新的、完整的、理论上的MgH分子A-X电子跃迁的转动和振动谱线。该列表包括所有可能的允许跃迁的跃迁能和振子强度，并使用最佳可用理论势能和偶极跃迁矩函数计算，前者调整为考虑实验数据。A-X谱线列表，以及B '-X和X-X（纯转振）跃迁的新谱线列表，都包含在M、L、T矮星和太阳型恒星的综合恒星大气模型中。当与缺乏MgH的模型相比时，所得光谱显示MgH在4400埃和5600埃之间的可见光中提供显著的不透明度。此外，用当前的线列表获得的光谱与用Kurucz（1993）构建的线列表获得的光谱的比较表明，Kurucz列表显著高估了由于MgH引起的不透明度，特别是对于5150和4800埃附近的带，随着有效温度的降低，差异增加。
2002-06-13 astro-ph
Parallel Implementation of the PHOENIX Generalized Stellar Atmosphere Program. II: Wavelength Parallelization
我们描述了一个重要的除了我们的广义NLTE恒星大气和辐射转移计算机程序PHOENIX的并行实现。在本系列的前一篇文章中，我们描述了我们为辐射转移、谱线不透明度和NLTE不透明度和速率计算开发的数据和任务并行算法。这些算法在空间上或通过谱线来划分工作，即在不同处理器之间分布径向区域、单独的谱线或特征射线，并且另外采用逻辑上独立的功能（诸如原子和分子谱线不透明度）的任务并行性。对于有限的单调速度场，辐射转移方程是一个波长初值问题，因此每个波长点依赖于前一个。然而，对于静态和移动大气的复杂NLTE模型，需要准确描述，例如，新星和超新星，波长点的数量非常大（200，000 - 300，000），因此波长上的并行化可以导致计算时间的显著加速和利用大规模并行超级计算机上可用的聚集存储器的能力。在这里，我们描述了一个流水线设计的PHOENIX的波长并行化的实现，其中必要的数据从处理器上工作的前一个波长点被发送到处理器上工作的后续波长点，只要它是已知的。我们的实现使用MIMD设计的基础上，一个相对较少的标准MPI库调用，是完全可移植的串行和并行计算机之间。
1997-09-24 astro-ph
The NextGen Model Atmosphere grid for $3000\le \Teff \le 10000\K$
我们提出了我们的下一代模型大气网格的有效温度大于$3000\K$的低质量恒星。这些LTE模型利用与NextGen网格的VLMS部分相同的基本模型假设和输入物理来计算，使得可以使用完整的网格，例如，一致的恒星演化计算和内部一致的冷星光谱分析。这个网格也是一个详细的NLTE模型中矮星和巨星大气的大网格的起点（Hauschildt等人，准备中）。对于$3.5 \le \logg \le 5.5$（步长为0.5）和$-4.0 \le \mh \le 0.0$的金属丰度，从$3000\K$至$10000\K$（步长为$200\K$）计算模型。我们讨论了模型计算的结果，并将我们的结果与Kurucz 1994网格进行了比较。一些比较标准的恒星，如织女星和太阳，并与详细的NLTE计算进行比较。
1998-07-28 astro-ph
Stellar Atmosphere and Accretion Disk Models for the Hot Component in Symbiotic Stars
我们描述了我们的NLTE代码，它允许热星和吸积盘的合成光谱的计算。它们可以结合起来计算共生星中热分量的电离通量。
2002-08-09 astro-ph
Iron Opacity and the Pulsar of Supernova 1987A
在II型超新星中形成的中子星很可能在最初被后期的回落所掩盖。虽然大部分的后期回落是通过中微子冷却迅速吸积，但中子星上仍有一些物质，形成了一个通过光子发射缓慢吸积的大气层。在本文中，我们推导出的结构方程的回落大气和目前的一维模拟结果的回落。中微子冷却后剩下的大气层变得不重要（小于康普顿-爱丁顿极限），只占吸积总质量的一小部分（吸积质量的10^-8或太阳质量的10^-9）。在外部区域中，铁的不透明度占主导地位，导致不透明度比单独的电子散射高1000- 10，000倍。残余大气的光子发射被限制在康普顿爱丁顿光度的1/1000。这个系统的晚期演化导致了由大气内部吸积形成的光子驱动风，在大多数情况下，留下了一颗时间尺度短于一年的裸露中子星。1987 a的简并残余可能不是一个黑洞。相反，备用材料可能已经在吸积驱动的风中吸积或吹走。如果中子星要么有低磁场，要么有低旋转自旋频率，我们就不可能看到1987 a的中子星残骸。
1998-08-27 astro-ph
Dynamical Opacity-Sampling Models of Mira Variables. I: Modelling Description and Analysis of Approximations
我们描述了冷不透明度采样动态扩展（CODEX）的Mira变星的大气模型，并详细研究了物理和数值近似模型的创建。CODEX大气模型是通过计算大气层的温度、化学和辐射状态而获得的，假设来自Mira脉动模型的气体压力和速度分布，从氢燃烧壳附近延伸到大气层的外层。虽然该代码使用的近似本地热力学平衡（LTE）和灰色近似的动力学大气代码，许多关键的可观测量，如红外线直径和低分辨率光谱，预测鲁棒性，尽管这些近似。我们发现，在可见光，辐射从米拉变量主要是由荧光散射过程，LTE近似可能低于预测可见波段通量的一个因素。
2008-10-03 astro-ph
A NLTE study of neutral boron in solar-type stars
考虑偏离局部热力学平衡的影响（NLTE效应），研究了太阳型恒星大气中中性硼共振线的形成。后者是由于过度电离和光泵浦的共振线，都造成的热，非本地，紫外线辐射领域的线形成区域的组合。当使用假设局部热力学平衡（LTE）的分析方法时，它们会导致低估硼丰度。贫金属星HD 140283的249.7 nm共振线的丰度修正为$+$ 0.6 dex，南河三的$+$ 0.4 dex。没有显著的NLTE效应被预测为太阳。对Duncan等人（1992年）的HD 140283的结果进行丰度校正后，得出的B/Be比远高于铍的散斑生产所需的最低值。鉴于原子和大气的不确定性的结果的可靠性进行了讨论。除了光球层不均匀性的可能例外，这些似乎不太可能消除对HD 140283的影响。
1994-01-12 astro-ph
Spectral Analysis of Central Stars of Planetary Nebulae
通过NLTE模式大气进行的光谱分析目前已经达到了高度的复杂性。行星状星云中心恒星的高分辨率光谱可以从红外线到X射线波长范围内详细再现。在Sh 2-216的激发星LSV +4621的情况下，我们展示了在确定光球特性方面的最新技术，例如，有效温度、表面重力和从氢到镍的元素丰度。从如此详细的大气模型中，我们可以可靠地预测中心恒星的电离光谱，这是精确分析其周围星云的必要输入。然而，NLTE模式大气光谱不仅对专家有用。在德国天体物理虚拟天文台（GAVO）的框架内，我们提供了预先计算的网格表与合成光谱的热，紧凑的恒星，以及一个工具来计算个人模型大气光谱，以使合成恒星光谱的使用一样容易，使用黑体通量分布在上个世纪。
2007-09-01 astro-ph
Atmospheric NLTE-Models for the Spectroscopic Analysis of Blue Stars with Winds. II. Line-Blanketed Models
我们提出了新的或改进的方法来计算NLTE，线覆盖模型大气的热恒星风（光谱类型A到O），特别强调快速的性能。这些方法已被实施到一个以前的，更简单的版本的模型大气代码FASTWIND（Santolaya-Rey等人，1997年），并允许光谱分析相当大的样本的大质量恒星在一个合理的时间尺度，使用国家的最先进的物理。我们描述了我们的（部分近似）的方法来解决这些元素的统计平衡方程，这些元素主要负责线阻塞和覆盖，以及线阻塞本身的近似处理，这是基于一个简单的统计方法，使用合适的手段线不透明度和发射率。此外，我们评论我们的实施一致的温度结构。在第二部分中，我们集中在一个详细的比较结果，从这两个代码已被用于替代光谱调查，即CMFGEN（Hillier & Miller 1998）和WM基本（Pauldrach等2001）。在λ> 400 A时，三个程序的温度结构和通量几乎相同，而在较低波长时则有一些差异.用FASTWIND程序合成的H/He光学谱线与CMFGEN程序的结果进行了比较，除了在36，000~41，000 K的温度范围内（矮星）和在31，000~41，000 K的温度范围内（矮星）的HeI单线态外，其余的谱线都与CMFGEN程序的结果一致. 000到35，000 K的超巨星，CMFGEN预测的线要弱得多。由于这些差异的后果进行了讨论。
2005-02-09 astro-ph
Kinetic equilibrium of iron in the atmospheres of cool dwarf stars II. Weak Fe I lines in the solar spectrum
NLTE线形成计算的FeI在太阳大气中的扩展，包括弱光学线。以前建立的原子模型被用来区分不同的处理碰撞相互作用过程的方式。为了从强线和弱线得到一个共同的太阳能FeI丰度，需要微调微湍流速度参数和范德华阻尼常数。太阳FeI丰度的基础上，所有可用的f值占主导地位的大分散已经发现较强的线。特别是May等人和O'Brian等人工作中的大量数据不足以进行精确的丰度工作。根据汉诺威和牛津小组单独测量的f值，FeI LTE丰度为eps（FeI，Sun）=7.57，经验值为eps（FeI，Sun）= 7.48。7.51线覆盖太阳能模型。太阳Fe离子化平衡得到不同的原子和大气模型排除了NLTE原子模型与氢碰撞效率低。与论文I不同的是，它现在与实验室FeII的所有类型的线覆盖模型的f值更好地一致。我们最终的模型假设与单一的太阳铁丰度eps（Fe，Sun）= 7.48一致。7.51由NLTE谱线形成计算得到的结果是：（a）谱线覆盖的太阳模型大气，（b）氢碰撞率为标准值的0.5 0.15与Anstee & O'Mara的计算相比，取决于S_H，（e）由Schnabel等人发表的FeII f值，和（f）汉诺威和牛津小组发表的FeI f值。
2001-10-29 astro-ph
The NextGen Model Atmosphere grid: II. Spherically symmetric model atmospheres for giant stars with effective temperatures between 3000 and 6800~K
我们提出了我们的NextGen模型大气网格的巨恒星制度的延伸。这里介绍的模型的输入物理几乎与NextGen矮大气模型相同，但是在模型计算（包括辐射转移）中使用了自洽的球形几何。我们重新访问的讨论的球形几何结构的大气和发射光谱的结构上的影响，并讨论了NLTE计算的结果为几个选定的模型。
1999-07-14 astro-ph
Generalized sqrt(epsilon)-law. The role of unphysical source terms in resonance line polarization transfer and its importance as an additional test of NLTE radiative transfer codes
上下文本文导出了带电微扰非热碰撞激发率的广义平方律。目标。本文的目的是找到一个更一般的解析表达式的表面值的源函数，可以用来作为一个额外的工具，验证非LTE的辐射转移的代码。方法.在碰撞近似假设下，在静态、一维、平面平行大气、任意强度和方向的恒定磁场、忽略受激发射和非极化下能级原子模型下，将非物理项引入统计平衡方程，求解相应的非线性积分方程。结果我们推导出一个新的解析条件的源函数分量的表面值表示的基础上不可约球张量。
2007-04-12 astro-ph
Line and Mean Opacities for Ultracool Dwarfs and Extrasolar Planets
不透明度和化学丰度数据是超冷矮行星和太阳系外巨行星大气模型的关键组成部分。我们在这里报告的分子不透明度数据的详细来源，我们的小组为这个应用程序。我们还提出了表的Rosseland和普朗克平均不透明度，这是在一些研究中使用的大气，内部和演化的行星和褐矮星。在这里给出的表格中，我们包括了重要的原子和分子种类的不透明度，包括碱金属元素、压力引起的氢吸收和其他重要的不透明度来源，但忽略了凝聚物的不透明度。我们报告每个物种，我们如何组装分子线数据的组合，公共数据库，实验室数据，尚未在公共数据库，和我们自己的数值计算。我们结合这些不透明度与丰度计算的化学平衡模型，使用最近修订的太阳丰度计算平均不透明度。化学平衡计算考虑了凝聚物在引力场的沉降，适用于超冷矮行星和太阳系外的行星大气，但不适用于星周盘。我们发现，包括碱原子的不透明度大大增加了平均不透明度，目前在文献中的密度相关的大气和内部的巨行星和褐矮星。我们提供我们的不透明度表供公众使用，并讨论其局限性。
2007-07-19 astro-ph
Calculation of Synthetic Ionizing Spectra for Planetary Nebulae
我们提出了一个新的网格（太阳和晕丰度比）的国家的最先进的完全线覆盖的NLTE模型大气，其中包括行星状星云的中心恒星的参数范围。该网格可在万维网上找到。
2002-01-17 astro-ph
Line formation in solar granulation: V. Missing UV-opacity and the photospheric Be abundance
晚型恒星紫外线中不透明源的可能性经常被用来解释预测和观测到的通量分布和谱线强度之间的差异。除其他外，这种缺少紫外线不透明度的情况可能对在该波长区域仅可获得相关光谱特征的元素（如Be）的丰度测定产生重大影响。在这里，Balachandran和Bell（1998）的研究是根据一个现实的三维流体动力学太阳模型大气和最近显着向下修正的太阳O丰度与相同的模型大气。缺失的UV不透明度的量（如果有的话）通过强制313 nm附近的OH A-X电子线产生与其他可用诊断相同的O丰度来量化：IR中的OH振动-旋转和纯旋转线、禁止的[OI] 630.0和636.3 nm线以及高激发、允许的OI线。这种额外的不透明度，然后应用于合成的Be II线在313.0 nm，以获得一个太阳光球Be丰度与陨石值非常一致，从而加强Balachandran和贝尔的结论。约50%的额外不透明度占不透明度的来源可以很好地解释了最近的计算由铁项目的光电离的FeI。
2003-12-11 astro-ph
Atmospheric Dynamics of Short-period Extra Solar Gas Giant Planets I: Dependence of Night-Side Temperature on Opacity
近年来，在附近的太阳型恒星周围发现了20多颗短周期气体巨行星，其中一些经历了凌日，使它们成为探测和表征其大气层的理想选择。本文采用三维辐射流体动力学数值方法模拟了近距离气态巨行星的大气环流。与传统的GCM和浅水算法相比，该方法不假设准流体静力平衡，它近似从光学薄到厚的区域与通量限制扩散的辐射传输。在本系列的第一篇论文中，我们考虑了同步旋转的气体巨星。我们表明，一个完整的三维治疗，再加上旋转修改的流量和辐射的准确治疗，产生一个明确的温度过渡在终结者。基于一系列不同不透明度的数值模拟，我们表明，夜侧温度是行星大气不透明度的一个强有力的指标。保持大的星际不透明度的行星大气将表现出大的昼夜温差，而由于广泛的颗粒生长和沉积而减少大气不透明度的行星将在整个光球层中表现出更均匀的温度。除了数值结果，我们提出了一个四区解析近似来解释这种依赖性。
2007-04-24 astro-ph
