WIMP暗物质对恒星演化的影响：主序星

作为keV-scale暗物质的玻色子超弱相互作用粒子

Bosonic super-WIMPs as keV-scale dark matter

我们认为轻超弱相互作用的冷暗物质的模型，与O（10-100）千电子伏的质量，专注于玻色子候选人，如pseudoscarars和矢量。我们分析了宇宙丰度，粒子衰变产生的伽马背景，由于冷却对恒星过程的影响，以及直接检测能力，以确定通过所有约束的模型类别。在某些模型中，暗物质在直接探测实验中的光电（或轴电）吸收变体可以提供对标准模型超弱耦合的灵敏度，这优于所有现有的间接约束。在所研究的所有模式中，直接探测信号的年调制处于目前不可观测的O（10^{-5}）水平。

Dark stars at the Galactic centre - the main sequence

In regions of very high dark matter density such as the Galactic centre, the capture and annihilation of WIMP dark matter by stars has the potential to significantly alter their evolution. We describe the dark stellar evolution code DarkStars, and present a series of grids of WIMP-influenced stellar models for main sequence stars. We describe changes in which occur as a function of the rate of energy injection by WIMPs, for stars of 0.3-2.0 solar masses and metallicities Z = 0.0003-0.02. We show what rates of energy injection can be obtained using realistic orbital parameters for stars at the …

Pop III星的暗物质湮灭

Dark Matter annihilations in Pop III stars

我们研究的捕获和湮灭的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的波普III星的演化的影响。通过对Geneva恒星演化程序进行适当的修改，我们研究了20和200 M $_\odot$恒星在暗物质晕中的演化，在核心氢燃烧阶段，密度介于10 $^{8}$和$10^{11}$ GeV/cm $^3$之间，对于选定的情况，直到核心氦燃烧阶段结束。我们发现，对于密度大于5.3 $10^{10}(σ^{SD}_p/10^{-38} {cm}^2)^{-1}$ GeV cm $^{-3}$的WIMP，$20 M_{\odot}$和$200 M_{\odot}$恒星的核心氢燃烧寿命超过了宇宙的年龄，并且恒星只由WIMP湮灭维持。我们确定这些“冻结”对象的观测特性，并表明它们可以在本地宇宙中搜索由于其异常的质量半径关系，这应该允许明确的歧视正常恒星。

亚恒星天体中的闪烁核：一种新的暗物质特征？

Spallation nuclei in substellar objects: a new dark-matter signature?

虽然暗物质占银河系引力质量的80%，但它的组成尚不清楚。一种假设是，暗物质由称为WIMP的大质量粒子组成。WIMP预计会在恒星的核心中积累并共同湮灭，但这种积累的唯一标志被认为是难以观察到的高能中微子。在这里，我们提出了一个全新的可观察签名。在极低质量恒星、褐矮星或行星质量天体的核心，WIMP共湮灭会通过溅射反应改变恒星的化学成分。这些恒星非常靠近银河系中心，它们可能会获得极高的锂、铍和硼丰度，即使是那些具有无法探测到的WIMP-核子截面的模型也是如此。这些丰度在某些恒星系统和现象中应该是可测量的。

用Milagro探测器搜寻太阳附近WIMP湮灭产生的极高能γ射线

Search for very high energy gamma-rays from WIMP annihilations near the Sun with the Milagro Detector

中性伴子，最轻的稳定超对称粒子，是天文学上失踪的“暗物质”的强有力的理论候选者。大量这样的中性伴子可以在太阳附近积累，当它们在散射时失去能量并被引力捕获时。这些中性伴子的成对湮灭可能产生非常高能量（VHE，高于$100 GeV$）的伽马射线。Milagro是一个空气簇射阵列，它使用水切伦科夫技术来探测广泛的空气簇射，能够以$0.75^{\circ}$的角分辨率观测来自太阳方向的甚高能量辐射伽马射线。对Milagro在太阳下暴露1165小时的数据进行分析，首次尝试探测太阳系捕获的中性伴子湮灭产生的TeV伽马射线，并没有显示出统计上显著的信号。由此产生的限制，可以设置在伽马射线通量由于近太阳中性伴子湮灭和中性伴子截面。

用GLAST探测暗物质

Dark Matter Searches with GLAST

粒子暗物质的间接检测依赖于弱相互作用大质量粒子（WIMP）的对湮灭，这是对直接检测（WIMP-核散射）和对撞机产生（WIMP对产生）的公知技术的补充。WIMP的对湮灭导致伽马射线、中微子和反物质的产生。在对间接探测暗物质敏感的各种实验中，伽马射线大面积太空望远镜（GLAST）可能在未来几年内发挥最关键的作用。2007年底发射后，GLAST大面积望远镜（LAT）将在20 MeV-300 GeV的能量范围内测量伽马射线天空。通过消除100 MeV以上的带电粒子背景，GLAST可能对尚未观测到的银河系暗物质晕以及来自银河系晕的WIMP对湮灭谱线敏感。发现银河系中暗物质的伽马射线信号不仅可以证明暗物质的粒子性质，还将为银河系暗物质的子结构打开一个新的观测窗口。通过GLAST定位新的暗物质源将极大地改变实验的景观;地面伽马射线望远镜可以通过精确测量WIMP对湮灭谱来跟踪新的GLAST源。

暗物质燃烧器：初步估计

Dark matter burners: Preliminary estimates

我们发现，一颗恒星的轨道足够接近一个膨胀的超大质量黑洞，可以捕获大量的弱相互作用大质量粒子（WIMP）在其一生中。在中低质量恒星中，WIMP湮灭释放的能量与热核燃烧所产生的光度相当，甚至超过了这类恒星。恒星核心过量的能量释放可能会导致与常规恒星预期不同的演化情景。因此，该模型预测在星系核的中央秒差距内存在不寻常的恒星。如果被发现，这样的恒星将为粒子暗物质的存在提供证据。白矮星似乎是最有希望寻找的候选者。燃烧WIMP的白矮星的特征是一颗非常热的恒星，其质量和半径都是白矮星的特征，但其光度比白矮星的典型光度高出几个数量级，<50 L太阳。一颗围绕中心黑洞有高度偏心轨道的白矮星，其亮度可能会随着轨道相位的变化而变化。

日震学对SUSY暗物质的新约束

Helioseismology as a New Constraint on SUSY Dark Matter

利用日震学的新结果，可以在恒星演化理论的框架内检验太阳邻域中是否存在暗物质。如果弱相互作用的大质量粒子在太阳中心聚集，它们可以提供一种额外的机制来转移太阳核心的能量。这些粒子的存在会使太阳的局部光度产生0.1%的变化，这是现在太阳地震实验所能达到的。我们发现，典型的WIMP质量为60 GeV，湮灭截面为10^{-32} cm ^3/sec，标量散射相互作用在10^{-36} cm ^2和10^{-41} cm ^2之间，这个范围的下限是DAMA直接探测实验所建议的，将太阳核内声速平方的径向分布修正0.1%。这一变化水平受到最近日震学结果的强烈制约。更大质量的WIMP对太阳核心温度分布的影响要小得多。然而，未来的日震学实验有可能探索大部分，如果不是全部，WIMP参数空间访问当前和计划的直接检测实验。

暗物质湮灭对第一批恒星的影响

Effects of dark matter annihilation on the first stars

我们研究了宇宙中第一批恒星（第三星族）的演化，从早期的前主序直到氦燃烧结束，在恒星结构内部存在WIMP暗物质湮灭。可以提供这种能量来源的两种不同机制是重子和暗物质的当代收缩，以及通过散射气体并随后在恒星内部积累来捕获WIMP。我们发现，第一种机制可以产生一个平衡相，以前被称为“暗星”，这是短暂的，目前在非常早期的前MS演化阶段。散射和捕获机制的作用较晚，并且可以支持恒星几乎永远，这取决于暗物质晕的环境特征和特定的WIMP模型。

Detecting the Milky Way's Dark Disk

In LambdaCDM, massive satellites are dragged into the disk-plane by dynamical friction where they dissolve into a stellar thick disk and a more massive dark matter disk. The distinctive kinematics of the dark disk matches the stars that also entered in the satellites. The lower velocities of the dark disk with respect to the Earth enhances detection rates at low recoil energy. For WIMP masses > 50 GeV/c^2, the detection rate increases by up to a factor of 3 in the 5 - 20 keV recoil energy range. Comparing this with rates at higher energy will improve constraints on the WIMP mass, particularly …

超越CDMS-II暗物质搜索：SuperCDMS

Beyond the CDMS-II Dark Matter Search: SuperCDMS

目前，CDMS-II合作项目在苏丹地下实验室进行的弱相互作用大质量粒子（WIMP）搜索设定了任何WIMP冷暗物质直接探测实验中最严格的排除限制。为了进一步扩展我们的研究范围，我们提出了SuperCDMS，它将利用一个非常深的站点，在$10^{-46} - 10^{-44}$ cm $^2$范围内的WIMP-核子截面。一个有希望的地点是最近批准的加拿大SNOLab设施。在本文中，我们将介绍我们的总体计划，确定主要问题，并设定在开始SuperCDMS的每个阶段之前需要满足的目标。

暗恒星的恒星结构：由暗物质湮灭引起的恒星演化的第一阶段

Stellar Structure of Dark Stars: a first phase of Stellar Evolution due to Dark Matter Annihilation

暗星是宇宙历史上恒星演化的第一个阶段：第一批形成的恒星（通常在红移$z \sim 10-50$）是由暗物质（DM）湮灭而不是聚变（如果DM是由它们自己的反粒子组成的）产生的热量提供动力。我们发现这些恒星的平衡多方配置，我们开始从DM加热的时间变得重要（$M \sim 1-10 M_\odot$），并建立了通过吸积恒星高达1000 M $_\odot$。暗星的粒子质量假定为100 GeV，光度是$10^6$ L $_\odot$的几倍，表面温度为4000 ~ 10，000 K，半径为$\sim 10^{14}$ cm，寿命至少为$ 0.5$ Myr，并被预测显示出氢原子和分子的谱线。暗星看起来与没有DM加热的标准无金属星非常不同：它们的质量更大（例如100 GeV WIMP的$\sim 800 M_\odot$），更冷，更大，并且可以在未来的观测中区分，甚至可能通过JWST或TMT。

引力透镜与暗物质焦散环的结构稳定性

Gravitational Lensing and Structural Stability of Dark Matter Caustic Rings

冷暗物质（CDM）焦散环在宇宙学距离上的双尖点灾变所产生的引力透镜效应可能为间接探测CDM提供诱人的机会，并区分轴子和弱相互作用大质量粒子（WIMP）。焦散线是CDM粒子自然聚焦的地方。我们的重点是焦散环，这是封闭的管道，其横截面是一个椭圆脐突变与三个对偶尖点。焦散环具有特定的密度分布、特定的几何形状，因此具有可精确计算的引力透镜特征。放大率单调增加的视线接近的尖点，在零速度分散的极限。在这个限制，我们发现37%的放大率在一个采样点附近的CDM焦散环的外尖在宇宙学距离。在存在有限速度频散的情况下，星系晕中轴子和弱相互作用粒子流的有效速度频散的上下限可以用来约束尖点处的透镜效应。对于一个宇宙学轴子焦散环，我们发现其外尖点的放大率在3%~ 2800%之间，而非平面尖点的放大率在2%~ 46%之间。另一方面，对于宇宙学的WIMP焦散环，我们将外尖点的放大率限制在3%和28%之间，并将非平面尖点的放大率限制在2%和5%之间。扩展源的图像也可能显示出失真，这可以明确地归因于暗物质焦散线的透镜效应。最后，我们导出了三轴焦散环的突变函数。我们得到的流量方程作为该突变函数的平衡点。稳定性（Hessian）矩阵的分析表明，苛性环是结构稳定的。

恒星演化对周期色关系中星族II接触双星的影响。I.微质量、边缘接触系统

The effect of stellar evolution upon Population II Contact Binaries in the Period-Color Relation. I. Equal-Mass, Marginal Contact Systems

场WUMA二进制观察一个众所周知的周期颜色关系，这样的系统包含更多的大质量恒星是蓝色的，有更长的轨道周期比那些系统具有较低的质量组件。然而，十年来人们已经知道，贫金属的W UMa太蓝，轨道周期太短，或者两者兼而有之。校正观测到的颜色，以减少波普II星大气层中的线覆盖，只是观测到的差异的一部分。正如其他人所建议的，以及Rucinski（2000）所指出的，Pop II星较小的半径和相应较短的轨道周期是造成剩余部分的原因。在本文中，我调查的影响，在周期色平面上的位置的演变。本文讨论了限制的情况下，等质量的组件与他们的内部罗氏瓣的临界接触，但应适用于更一般的情况下，恒星组件的相对大小与金属丰度的变化保持。计算出的金属丰度-年龄相关的周期-颜色关系基本上与Rucinski和Duerbeck（1997）在大多数研究的周期范围内对周期-颜色关系的经验修正一致。然而，随着恒星年龄的增加，我们的预测偏离的程度更大，因为它们的参数化不包括演化的影响。

银河系中心的暗物质分布

Dark Matter Profile in the Galactic Center

我们描述了银河系内部秒差距内暗物质粒子的准平衡分布，ρ ~ r^-3/2。这种“小尖点”轮廓是由与Sgr A* 中超大质量黑洞周围的致密星团的散射引起的，并且与初始条件无关。银河系中心WIMP暗物质湮灭产生的伽马射线的探测意味着通量的轻度增强，以及角分布中的特征中心特征，这可以通过高分辨率大气切伦科夫望远镜探测到。

恒星产额能精确地将质量函数的上限限制在初始值吗？

Can Stellar Yields Accurately Constrain the Upper Limit to the Initial Mass Function?

最近对局部初始质量函数（IMF）的质量上限的确定声称m（上限）=50+/-10太阳质量，这是基于对贫金属恒星中观测到的氧和铁丰度与预测的II型超新星（SNe）的恒星产额的直接比较。在这些分析中，一个未被重视的不确定性是每个SNe网格固有的输入物理，以及它对恒星核合成的影响。我们演示了如何这样的不确定性，再加上不确定的贫金属晕星归一化，同时允许我们设置一个下限m（上）约40太阳质量，使任何试图限制上限。

银河系中心年轻恒星盘的弯曲

Warping the young stellar disc in the Galactic Centre

我们研究了环核盘（CND）对银河系中心年轻恒星轨道演化的影响。我们表明，CND的重力引起的轨道，这是高度敏感的半长轴和倾角的岁差。我们认为这样一个差分岁差的背景下正在进行的讨论的起源的年轻恒星，并提出一种可能性，所有这些都起源于一个薄盘，这是部分破坏由于CND的影响期间~ 600万年。

冷暗物质灾变的引力透镜

Gravitational Lensing by Cold Dark Matter Catastrophes

内部冷粒子暗物质不可避免地产生晕，由于折叠灾难投影到天空上而导致投影表面密度急剧不连续。原则上，这些缺陷可以通过图像放大和图像结构中的不连续性用引力透镜检测和测量。透镜解决方案讨论了最常见的通用类的不连续性。由冷粒子（如凝聚轴子和热WIMP）引起的边缘非常尖锐，分别约为晕标度的$10^{-12}$和$10^{-7}$。它们的结构可以通过恒星和类恒星源来解析，这些源在边缘交叉时会显示亮度的突然变化，甚至突然消失（有时在几小时内）。像边缘星系或喷流这样的延伸物体的图像可以显示边缘的突然弯曲，或者关于一条尖锐的线的拉伸的宇称反转反射对称。观测策略和前景进行了简要讨论。

球状星团光度函数的理论值与观测值的一致程度

The level of agreement between theoretical and observed globular cluster luminosity functions

本文将恒星演化理论计算的光度函数与几个星系球状星团（M30，M92，M68，NGC 6397，M4，M80，NGC 6352，NGC 1851）的观测光度函数进行了比较。与Faulkner & Stetson（1993）和Bolte（1994）的早期结果相反，我们没有发现可以表明模型中忽略重要物理效应的显著差异。然而，如果参数不合适，则亚巨星支是最敏感的部分，在光度函数比较中显示出最大的偏差。我们还发现，主序星比红巨星支星更适合于理论光度函数的标定。虽然对于单个集群，模型假设的不同变化可能会解决不匹配问题，但没有系统性的趋势。更确切地说，亚巨星部分的光度函数的质量是不够的，为了更好地进行比较，需要对这个特定区域进行更好的观测。目前光度函数的质量理论与观测是一致的，而WIMP在恒星核中起作用的假设似乎是不合理的。实际上，在主序星上使用等温核心模型的拟合似乎比使用标准恒星演化假设的拟合更差。

银河系中心扭曲的年轻恒星盘

The warped young stellar disc in the Galactic Centre

在银河系的中央秒差距内，观测到几十颗年轻恒星围绕着中央的超大质量黑洞旋转。这些恒星的一个子集形成了一个相干旋转的圆盘。其他的观测结果显示了一个巨大的分子环，位于距离中心约1.5秒差距的半径处。在本文中，我们考虑的引力影响的分子环面上的恒星的恒星盘。我们推导出一个分析公式的岁差率的个别恒星的轨道，我们表明，它是高度敏感的轨道半长轴和倾斜度相对于平面的环面，以及对质量的环面。假设恒星盘和分子环在大于600万年的时间尺度上都是稳定的，我们限制了环的质量和相对于年轻恒星盘的倾角。我们进一步认为，在银河系中心观测到的所有年轻恒星可能都有一个共同的起源，即一个张角<5度的相干旋转结构，在其生命周期中，由于分子环面的引力影响，该结构被部分破坏（扭曲）。

第一批燃烧暗物质的恒星演化

Evolution of the First Stars with Dark Matter Burning

最近的理论研究揭示了弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的捕获和湮灭过程对第一批恒星可能起的重要作用。使用新的无金属大质量恒星的演化模型，我们调查的影响，这种“暗物质燃烧”的第一批恒星在不同的环境中的暗物质（DM）晕，在周围的WIMP密度（rho_chi）。我们发现，与现有文献一致，恒星寿命可以显着延长一定范围的rho_x（即，10^{10} ~ <p_x GeV/cm 3 ~ < 10^{11}，自旋相关弹性散射截面σ = 5*10^{-39} cm 2}的电流上限）。这极大地增强了旋转恒星中旋转诱导的化学混合的作用，有利于从第一批恒星中大量产生原始氮、大质量氦星和长伽马射线暴。我们还发现rho_chi > 2*10^{11} GeV/cm ~ 3的恒星可能不经历核燃烧阶段，证实了以前的工作，并且来自这类DM支持的恒星的电离光子通量非常弱。如果大多数第一批恒星都诞生在具有如此高rho_x的DM晕中，那么早期宇宙中延迟的金属富集和缓慢的再电离将会导致这种结果，除非它在短时间尺度上显著降低到有效DM燃烧的阈值以下。

在椭圆星系中反对双峰恒星形成的事例

The Case Against Bimodal Star Formation in Elliptical Galaxies

我们采用Elbaz，Arnaud和Vangioni-Flam（1995）的双峰恒星形成方案，研究了椭圆星系的光度和化学性质。这些模型利用初始质量函数（IMF）严重偏向大质量恒星在早期阶段的星系演化，导致早期II型超新星驱动的星系风。随后是一个漫长的、温和的恒星形成阶段，伴随着一个正常的IMF星系团，据推测是今天观测到的恒星星族的原因。仅基于化学演化的论点，这种情况已被调用来解释所观察到的金属质量，和它们的丰度比，在星系团的团内介质。基于最近对简单恒星星族的金属性依赖等时线的汇编，我们构建了一个耦合的光度和化学演化包的复合恒星星族，以量化这样一个模型的光化学性质的结果椭圆星系的影响。我们证明，这些预测的属性是不相容的，在当前的时代所观察到的。

核合成：恒星和太阳丰度与原子数据

Nucleosynthesis: Stellar and Solar Abundances and Atomic Data

抽象观测表明存在经常令人惊讶的大量中子俘获（即，s-和r-过程）的元素。这些观测提供了对银河系中最早几代恒星的性质的深入了解-晕星的祖先-负责中子捕获合成。丰度趋势的比较可以用来了解银河系的化学演化和重元素核合成的性质。此外，现在可以根据长寿命放射性核丰度确定年龄。这些恒星丰度的测定主要依赖于原子数据。最近已经获得了一些元素的改进的实验室跃迁几率。这些新的gf值已被用来大大改善在太阳光球和非常贫金属的星系晕星的中子捕获元素丰度的丰度。令人惊讶的是，新确定的恒星丰度与（相对）太阳系r-过程模式一致，也与这种中子俘获核合成的丰度预测一致。

暗物质湮灭对第一批恒星的影响

Dark matter annihilation effects on the first stars

我们研究了WIMP暗物质（DM）对宇宙中第一批恒星的坍缩和演化的影响。使用恒星演化代码，我们遵循的前主序星（MS）阶段的网格的无金属恒星的质量在5-600太阳质量的范围内形成在中心的1 e6太阳质量晕在redhisft z=20。DM粒子的母晕吸积在原恒星内部的绝热收缩和散射/捕获过程中，达到中心密度的顺序1 e12 GeV/cm 3的半径的顺序为10 AU。湮灭反应释放的能量可以有效地抵消引力坍缩，这与其他研究组的结果一致。我们发现这个失速阶段（称为“暗”星）是瞬态的，持续时间从2.1e3年（M=600太阳质量）到1.8e4年（M=9太阳质量）。后来在演变中，DM散射/捕获率变得足够高，能量沉积从湮灭显着改变了前MS演化的方式，取决于DM（i）速度色散，（ii）密度，（iii）弹性散射截面与重子。对于我们的基准参数集（10 km/s，1 e 11 GeV/cm 3，1 e-38 cm 2），我们发现质量低于40太阳质量的恒星在到达ZAMS之前在HR图上“冻结”。质量更大的恒星能够引发核反应;然而，DM“燃烧”使它们的寿命缩短了2（5）倍，对于600（40）太阳质量的恒星来说。

晚型边星系的星系动力学

Galaxy Dynamics from Edge-On Late-type Galaxies

我们提出的第一个结果的一个程序来研究未受干扰的无凸，低表面密度盘星系的动力学，以探测潜在的结构的暗物质晕。高分辨率的H-α旋转曲线与光学和红外成像相结合，对晕圈轮廓进行了严格的限制。我们发现的旋转曲线的形状，在以前的索赔相比，可解释的变化。隐含的密度分布仍然显着更浅的轮廓来自大多数N体模拟，不像以前的HI观测，光束涂抹不能显着影响这一结果。基于K'波段观测得到的恒星质量分布，我们得到了恒星盘的角动量分布，发现它比均匀旋转的固体球的角动量分布要宽，但在星系间具有显著的一致性。最后，基于K'波段表面亮度轮廓，我们发现低表面密度盘必须是显着次最大的。此外，基于修正牛顿动力学（MOND）的最大圆盘拟合具有太小而与恒星星族模型不一致的最大质光比;没有显著调整倾角或红外质光比的能力，该样本对MOND提出了很大的困难。

稠密恒星系统中超大质量恒星的形成和演化

The formation and evolution of very massive stars in dense stellar systems

致密恒星系统的早期演化受大质量单星和双星演化的控制。密集的大质量星团的核心坍缩可以通过恒星碰撞形成非常大质量的物体（$M\geq$ 1000 \msun）。星风的质量损失决定了这些天体的演化和最终命运，并决定了它们是形成黑洞（具有恒星质量或中等质量），还是爆炸成为不稳定的超新星，不留任何残骸。我们提出了一个computationaly廉价的进化计划非常大质量的恒星，可以很容易地实现在一个N体代码。使用我们新的N-体代码“Youngbody”，其中包括一个详细的治疗大质量恒星，以及这个新的计划非常巨大的恒星，我们讨论了形成的中间质量和恒星质量的黑洞在年轻的星暴地区。Belkus等人（2007年）对这些结果进行了更详细的描述。

激变变星的低主序星序和轨道周期分布

The Lower Main Sequence and the Orbital Period Distribution of Cataclysmic Variable Stars

从附近恒星的有限体积样本测量的主序下部的色星等图显示，在Mv = 12和13之间有一个突然的向下跳跃。这种跳跃表明，观测到的质量-半径关系在0.3到0.2太阳质量之间变陡，但理论模型没有显示这种影响。很难找出这种分歧的根源：观测的质量-半径关系依赖于可能不够精确的变换，而理论关系依赖于可能不够完整的恒星模型，特别是在处理控制内部状态方程的复杂物理学方面。如果观测得到的质量-半径关系中的特征是真实的，它们的存在为激变变星轨道周期分布中众所周知的间隙提供了一个自然的解释。这种解释只依赖于观测到的低质量恒星的质量-半径关系，而不需要特别改变磁制动或激变变星的结构。如果是正确的，它将允许更广泛地应用激变变量观测的基本恒星物理学的问题。

IR尘埃泡：探测银河系HII区域的详细结构和年轻大质量恒星群

IR Dust Bubbles: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions

我们提出了一个分析风吹，秒差距大小，中红外气泡和相关的恒星形成使用GLIMPSE/IRAC，MIPSGAL/MIPS和MAGPIS/VLA调查。从Churchwell等人（2006）的目录中选择了三个气泡。比较了电离气体（基于20 cm发射）、PAH发射（基于8 um、5.8 um和缺少4.5 um发射）和热尘埃（24 um发射）的相对分布。在每个气泡的中心有一个区域，包含电离气体和热尘埃，周围是多环芳烃。我们确定了可能的来源（S）的恒星风和电离通量产生每个泡沫的基础上SED拟合数值热恒星光球模型。候选YSO也确定使用SED拟合，包括几个可能触发恒星形成的网站。

在非常低的金属丰度下快速恒星旋转的一个强有力的例子

A strong case for fast stellar rotation at very low metallicities

我们研究了考虑自转的新恒星模型对银河系最早期化学演化的影响，计算了金属丰度Z = 10^{-8}。这些模型是在假设恒星的初始自转速度与临界速度之比大致与金属丰度保持恒定的情况下计算的。这自然会导致在较低的金属丰度下旋转得更快，因为贫金属恒星比富金属恒星更紧凑。我们发现新的Z = 10^{-8}恒星产额对log（O/H）+12 < 7的星际介质氮富集有巨大的影响（或[Fe/H]< -3）。我们表明，在化学演化模型中包含Z = 10^{-8}恒星产额时，在非常金属的贫金属度范围内获得了高的N/O和C/O比，这与观测结果一致。我们的结果进一步支持了这样一种观点，即金属丰度很低的恒星可能具有600-800 km s^{-1}的自转速度。

相互作用星系团球状星团中的渐近巨支星

Asymptotic Giant Branch Stars in Interacting Galaxy Globular Clusters

我们提出了新的建模的中间年龄恒星星族在近红外光谱（NIR）的分光光度特性。我们考虑到的渐近巨星分支（AGB）的恒星，占主导地位的综合近红外辐射的人口的演化和光谱特性。分光光度窄带分子指数的预测需要使用一个有效的温度-颜色（或光谱）校准AGB星;合成指数显示强烈依赖于此校准。本文介绍了在典型的合并遗迹NGC 7252中对一个年龄为5亿年的超大质量星团进行近红外观测的初步结果。光谱确实是一致的中间年龄模型占主导地位的光从AGB恒星，其中很大一部分可能是富碳。对中等年龄恒星星族及其近红外辐射的模拟中所用的恒星输入的影响进行了讨论。

半导体激光器红外辐射的半经验模型

A Semi-Empirical Model of the Infrared Emission from Galaxies

我们提出了一个半经验模型的红外辐射尘埃周围的恒星形成的网站在星系。我们的方法结合了一个简单的模型，辐射转移在尘埃云与国家的最先进的模型的微观光学性质的尘埃颗粒率先由Draine和李。结合Starburst 99恒星光谱合成包，该框架能够产生从莱曼极限延伸到远红外的星系的合成光谱。我们用它来探测模型星系光谱如何依赖于其尘埃颗粒种群的物理特性，以及加热尘埃的能量来源。我们比较了我们的模型的预测与8-和24-微米的源在斯皮策第一次看调查的光度，并得出结论，通过使用模型来分析各种颜色诊断的相对优点，在区分系统的红移为2与正在进行的恒星形成，从那些只有老恒星星族。

富气体星系合并中的恒星星族I。对恒星形成历史的依赖

Stellar populations in gas-rich galaxy mergers I. Dependence on star formation history

我们调查的性质的主要星系合并之间的晚型螺旋相当丰富的星际介质进行数值模拟，旨在解决动力学和化学演化的自洽方式的恒星星族。我们特别认为，恒星形成历史的星系合并是一个至关重要的决定性的合并残余物的恒星星族的性质，因此，研究如何在恒星形成历史的星系合并之间的差异影响星系合并的化学演化。我们发现，恒星形成的速度，这是定义为动力学的时间尺度的比率，恒星形成的气体消耗的时间尺度，是最重要的决定因素的合并残余物的恒星星族的一些基本特征。我们主要证明，即使是椭圆星系的化学演化也会受到星系合并动力学演化细节的强烈影响。基于目前的数值结果，我们采用了一个特定的假设，恒星形成的速度依赖于光度，从而讨论如何成功地目前的合并模型可以重现一些基本的化学，光度和光谱特性的椭圆星系。

河外明亮行星状星云的光谱特性

The Spectroscopic Properties of Bright Extragalactic Planetary Nebulae

本文根据高、低分辨光谱学的结果，评述了河外明亮行星状星云的性质。认为来自有恒星形成和无恒星形成星系（或子系统）的明亮河外行星状星云具有不同的中心恒星温度分布和电离结构。至于化学成分，氧和氖通常被发现是不变的恒星祖先的演化的结果。氮的富集可能是所有恒星星族中明亮行星状星云的祖先演化的结果，尽管这种富集在古老的恒星星族中可能是（更）随机的。氦丰度似乎受到宿主星系化学演化的影响，矮椭球体中的行星状星云具有系统性的丰度升高。无论是年龄还是前体恒星星族的金属丰度对星云壳的运动学都没有很强的影响。膨胀速度的范围为8-28 km/s，典型的膨胀速度为~18 km/s，在所有星系中都是相对恒定的。另一方面，在M31的凸出部分，明亮的行星状星云比在M31的盘状星云有更高的膨胀速度。除了在最高光度（最年轻的天体）缺乏大的膨胀速度外，膨胀速度与星云的Hbeta光度没有任何趋势，但似乎与5007/Hbeta比率相关，至少在这个比率饱和之前是这样。这些结果表明星云壳的演化与明亮的河外行星状星云的中心恒星之间存在联系。

金牛座T星的旋转调制X射线辐射

Rotationally Modulated X-ray Emission from T Tauri Stars

我们已经模拟了旋转调制的X射线发射的金牛座T星，假设他们有等温的，磁限制的日冕。通过外推表面磁图，我们发现金牛座T的日冕是紧凑和cloudly，这样的旋转调制产生的X射线发射区被遮蔽的恒星旋转。发射区靠近恒星表面，并且不均匀地分布在恒星周围。然而，恒星表面的某些区域，其中包含风轴承开放场线，是黑暗的X射线。从模拟的X射线光变曲线，从钱德拉猎户座超深项目获得的恒星参数，我们计算X射线周期，并与光学确定的旋转周期进行比较。我们发现，X射线的周期通常等于，或者是，光学周期的一半。此外，我们还发现X射线周期与恒星倾角有关，而X射线与光学周期的比值与恒星质量和半径无关。

太阳耀斑低质量星的主序前演化

Pre-Main Sequence Evolutions of Solar Abundance Lowmass Stars

给出了0.0065~5.0Ms恒星的主序前演化轨迹。这些模型是从PMS恒星出生线发展到核心氢燃烧的开始。对流周转时间尺度，使理论模型的观测检验，特别是在恒星动力学活动，也计算。所有模型都有类似太阳的金属丰度，通常被认为是银河系盘中的恒星和星族I恒星的恒星形成区。对流现象用通常的混合长度近似处理。所有的进化轨迹都可根据要求提供。

金牛T星X射线辐射的旋转调制

Rotational Modulation of X-ray Emission from T Tauri Stars

我们已经模拟了旋转调制的X射线发射的金牛座T星，假设他们有等温的，磁限制的日冕。通过外推表面磁图，我们发现金牛座T的日冕是紧凑和cloudly，这样的旋转调制产生的X射线发射区被遮蔽的恒星旋转。发射区靠近恒星表面，并且不均匀地分布在恒星周围。然而，恒星表面的某些区域，其中包含风轴承开放场线，是黑暗的X射线。从模拟的X射线光变曲线，从钱德拉猎户座超深项目获得的恒星参数，我们计算X射线周期，并与光学确定的旋转周期进行比较。我们发现，X射线的周期通常等于，或者是，光学周期的一半。此外，我们还发现X射线周期与恒星倾角有关，而X射线与光学周期的比值与恒星质量和半径无关。

活动对恒星温度和半径的影响

The effect of activity on stellar temperatures and radii

最近对低质量食双星的分析揭示了观测与恒星结构模型预测之间的重大分歧。结果表明，理论模型低估了小质量恒星的半径，高估了其有效温度，但产生的光度与观测结果一致。一个基于恒星活动影响的假说被提出来解释这种差异。在本文中，我们研究了存在相同的趋势，在单个活动的恒星，并提供了一个一致的情况下，解释系统的差异，活动和不活动的恒星在H-R图报告较早。分析是使用光谱类型晚K和M的单场星进行的，并通过红外颜色和光谱指数计算它们的辐射热星等和温度。对活跃星和不活跃星样本中的恒星性质进行了统计比较，以揭示系统差异。在考虑了一些可能的偏差效应后，活跃恒星比类似光度的不活跃恒星更冷，因此也意味着更大的半径，其比例与食双星中发现的比例非常一致。目前的研究结果概括了存在的强半径和温度依赖于恒星活动的低质量恒星的整个人口，无论他们的成员在紧密的二元系统。