The NLTE formation of neutral-boron lines in cool stars
我们研究了在没有局部热力学平衡（LTE）假设的情况下，冷恒星模型大气网格中BI线的形成。非LTE建模包括与BI谐振线混合的其他线的影响。除了BI线非常强的情况之外，与谐振线相关的LTE的偏离可以被描述为过电离效应和光泵浦效应。这导致线比LTE中的弱，因此假设LTE的丰度分析会低估恒星硼的丰度。我们提出了非LTE丰度校正有用的改善来自B I 250 nm和209 nm线LTE假设下的丰度。将结果应用于文献数据表明，贫金属星中的B/Fe比是恒定的。
1996-01-25 astro-ph
3D non-LTE line formation in the solar photosphere and the solar oxygen abundance
我们研究了太阳光球三维流体动力学模型中O I和OH谱线的形成。在二能级原子近似下，O I 777 nm三重态的线源函数可以偏离局域热力学平衡（LTE）.从1D模型的结果比较表明，3D模型减轻，但不消除，从非LTE工作的777 nm三重态和从[O I] 630 nm和OH线的氧丰度之间的差异。后两者的结果可能意味着太阳氧丰度低于8.8（lg（H）= 12）。如果这一点得到证实，777 nm三重态谱线的理论和观测之间的差异可能会落在等效宽度测量和f值的误差范围内。在1.5D近似中的777 nm三重态的线源函数被示出为与全3D非LTE结果无显著差异。
1995-05-08 astro-ph
Hydrogen and helium line formation in OB dwarfs and giants. A hybrid non-LTE approach
目的：氢氦谱线是OB星定量分析的重要特征。我们计算合成光谱的基础上的混合非LTE的方法，以测试这些模型的能力，重现高分辨率和高S/N光谱的矮和巨星，并将它们与非LTE（OSTAR 2002）和LTE（帕多瓦）模型公布的网格进行比较。方法：我们的方法解决了基于经典的线覆盖LTE模型大气的限制非LTE问题。国家的最先进的模型原子和线加宽理论建模的H和He I/II光谱在整个光学范围内，并在近红外。结果：合成光谱匹配几乎所有的可测量的氢和氦线观察到的6个测试星在一个广泛的光谱范围内，从巴耳末极限的NIR，除了只有少数几个很好理解的情况下。我们的方法再现其他已发表的非LTE计算，但避免了与最近在文献中讨论的He I单线态的建模不一致。它在许多方面改进了已发布的LTE模型：非LTE加强和使用改进的谱线展宽数据导致巴耳末和氦谱线的谱线轮廓和等效宽度的总体显着差异。在可能的情况下，对恒星参数测定的系统影响进行量化，例如，来自Hgamma机翼的重力可能会高估高达~0.2德克斯在我们的温度上限在LTE。（节略）
2007-03-05 astro-ph
Effects of line-blocking on the non-LTE Fe I spectral line formation
背景线不透明度（线阻塞）在晚型恒星大气中的统计平衡计算的影响进行了研究，使用广泛的和最新的模型原子的辐射数据主要来自IRON项目。背景金属线不透明度已计算使用的数据从MARCS恒星模型大气。虽然占这条线的不透明度是很重要的太阳能金属丰度，计算之间的差异，包括和排除线阻塞在低金属丰度是微不足道的非本地热力学平衡（非LTE）丰度修正Fe I线。线阻塞对Fe II线的非LTE效应没有影响。铁非LTE计算中占主导地位的不确定性，金属贫乏的恒星仍然是非弹性H I碰撞的治疗，这在这里已经包括使用比例因子的经典Drawin形式主义，以及是否热化的高Fe I级Fe II基态应强制执行。没有这样的热化，Fe I非LTE丰度修正是大量的金属贫星：约0.3德克斯与有效的（即Drawin）H I碰撞和约0.5德克斯没有。没有热化和H I碰撞，即使Fe II线在这样的恒星中也显示出显着的非LTE效应。
2005-07-15 astro-ph
Non-LTE line-formation for CNO
由于天体物理学和聚变研究的需要，精确的原子数据在最近的过去已经变得可用。我们报告的影响，这些数据对非LTE线形成计算CNO在早期型恒星。通过从几乎所有可用的光谱指示器导出一致的结果，无论电离级或自旋系统如何，都实现了相当大的改进，并且分析中的不确定性大大降低。此外，揭示了系统的趋势，例如，从以前的研究BA型超巨星的NI丰度增加了两倍的指示。目前的工作承诺在大质量恒星演化过程中的化学混合严格的观测约束。讨论了银河系和麦哲伦云中BA型超巨星的初步结果。
2002-12-16 astro-ph
Inelastic H+Li and H^-+Li^+ collisions and non-LTE Li I line formation in stellar atmospheres
基于最近的截面计算，给出了2000-8000 K温度范围内Li和H原子间非弹性碰撞的速率系数，它涵盖了Li（2s，2 p，3s，3 p，3d，4s，4p，4d，4f）+H（1 s）和Li^+ +H^-之间的所有跃迁.数据是足够的完整性，非LTE建模的Li I 670.8 nm和610.4 nm的功能在晚型恒星大气。非LTE辐射转移计算在1D和3D模型大气中进行了测试的情况下，特别感兴趣的。我们的详细计算表明，经典的修改Drawin公式的碰撞激发和去激发（Li*+H <->Li '+ H）高估了典型的几个数量级的截面，因此，这些反应是可以忽略的线形成过程。然而，电荷转移反应碰撞离子对的产生和相互中和（Li*+H <->Li^+ +H^-）在Li的热处理中是重要的。特别是，在贫金属晕星的Li I 670.8 nm线的3D非LTE计算表明，1D非LTE结果高估了Li丰度高达约0.1 dex，聚合观测到的Li丰度和原始Li丰度之间的差异推断的WMAP分析的宇宙微波背景。
2003-08-11 astro-ph
The non-LTE line formation of neutral carbon in late-type stars
我们调查的非本地热力学平衡（非LTE）线形成的中性碳在晚型恒星，以消除一些潜在的系统误差恒星丰度分析采用C I功能。在平面平行1D MARCS大气模式的网格上使用了统计平衡代码MULTI。在探索的参数空间内，由于线源函数下降和增加的低水平人口的综合影响，高激发C I线在非LTE中更强;这两种效应的相对重要性取决于Teff、log g、[Fe/H]和[C/Fe]的特定组合以及分析的C I线。因此，非LTE丰度修正是负的，并且可以基本上是负的，例如在[Fe/H]~-3的晕关闭星中~-0.4 dex。非LTE校正的幅度对是否包括非弹性H碰撞相当不敏感。我们的研究结果对核合成过程的研究和银河系化学演化模型的影响。将我们计算的修正值应用于最近的观测数据时，在低金属丰度下[C/O]的上升可能仍然存在（因此显然仍然需要大质量Pop. III星的贡献来产生碳），但在较低的水平上，可能有一个相当浅的趋势，比[O/H]~-1低~-0.2 dex/dex
2006-08-14 astro-ph
Non-LTE line formation for heavy elements in four very metal-poor stars
根据非LTE谱线的形成和高分辨率（R~60000和90000）高信噪比（S/N> 200）观测光谱的分析，确定了4颗极贫金属星（-2.66 <[Fe/H]<-2.15）的恒星参数和Na、Mg、Al、K、Ca、Sr、Ba和Eu的丰度。提出了一个H I的模型原子。一个有效的温度是从巴尔末Halpha和Hbeta线翼拟合，从依巴谷视差的表面重力，如果可用和非LTE之间的电离平衡钙I和钙II。基于影响Ba II共振线的超精细结构，根据Ba II共振线和从属线的Ba丰度必须相等的要求，导出了HD 84937和HD 122563的Ba奇数同位素的丰度分数。对于每个星，非LTE导致Teff从两个巴耳末线的一致性和更高的温度相比，LTE的情况下，高达60 K。非LTE效应是重要的光谱测定的表面重力从钙I/钙II。对于每个已知三角引力的恒星，两个电离阶段的线的非LTE丰度在误差条内一致，而不同恒星的LTE丰度差异为0.23 dex至0.40 dex。从LTE中发现的照片是显着的研究原子，它们强烈依赖于恒星参数。对于HD 84937，Eu/Ba比与相对太阳系r过程丰度一致，并且Ba的奇同位素分数f_odd等于0.43 +-0.14。后者可以作为r-过程模型的约束。HD 122563的Eu/Ba比值较低，fodd = 0.22 ± 0.15，表明s过程或未知过程对该星的Ba丰度有重要贡献。
2007-11-28 astro-ph
Non-LTE Line-Formation and Abundances of Sulfur and Zinc in F, G, and K Stars
对中性硫和锌进行了广泛的热力学平衡计算，以研究非LTE效应如何在确定F，G和K星的S和Zn丰度中发挥作用。在检查了具有代表性的F型恒星（北极星，南河三，α Per）和太阳的光谱后，我们的非LTE校正产生了来自不同谱线的丰度之间的合理一致性，我们尝试了广泛的非LTE重新分析发表的贫金属晕/盘星的S I和Zn I谱线的等效宽度数据。根据我们的计算，SI 9212/9228/9237线路遭受显著的负非LTE校正，总计<~ 0.2-~ 0.3dex，而LTE对于SI 8683/8694线路实际上是有效的。令人尴尬的是，就非常贫金属的制度而言，从这两个丰度指标的[S/Fe]值之间观察到明显的不一致性，在这个意义上，前者达到一个几乎平坦的平台（甚至轻微向下弯曲），而后者显示出不断增加的趋势，金属丰度进一步降低。造成这种差异的原因尚待澄清。关于Zn，我们几乎证实了最近LTE研究中报道的[Zn/Fe]的特征趋势（即，[Zn/Fe]的明显/轻微增加，[Fe/H]的减少，对于非常贫金属/盘星），因为对Zn I 4722/4810和6362线的非LTE校正（趋于正，并逐渐向较低的[Fe/H]增加）在数量上不太重要（<~ 0.1 dex）。
2005-09-09 astro-ph
A non-LTE study of Li I lines in AGB stars
我们研究的形成Li线的一个案例研究的S-型AGB星在SMC。AGB星可能是星际介质中$^7$ Li的重要提供者。这些恒星的abbandry分析是困难的，由于沉重的分子覆盖，模型大气中的不确定性和可能偏离LTE的锂原子水平的人口。我们在这里解决后一个问题，也有点背景分子线的形成。我们没有发现足够大的非LTE效应来排除报道的超级富锂恒星存在的可能性。然而，在这些恒星中，Li线的形成还有其他一些复杂的问题。
1994-11-18 astro-ph
Kinetic equilibrium of iron in the atmospheres of cool stars III. The ionization equilibrium of selected reference stars
非LTE线形成的Fe I的计算进行了少量的参考星调查和量化的中性氢碰撞的效率。使用的原子模型，在以前的出版物中描述的，最后的歧视相对于氢碰撞的条件下，表面重力确定的Fe I/Fe II电离平衡是一致的天体测量对应物从HIPPARCOS天体测量。根据氢碰撞比例因子S_H的选择，我们发现Fe I在对数丰度中偏离LTE的范围从0.00（S_H =无穷大）到0.46 dex（对于HD 140283，S_H = 0），而Fe II遵循LTE。除南河三需要进行温和的温度修正以满足电离平衡外，如果将巴耳末轮廓温度与S_H = 3相结合，则贫金属参考星的一致性很好。正确选择碰撞阻尼参数（“范德瓦尔斯”常数）被认为是一般更重要的是这些小进化的贫金属星比考虑偏离LTE。对于太阳，S_H的校准值导致平均Fe I非LTE校正值为0.02 dex，Fe I线的平均丰度为log ψ（Fe）= 7.49 \pm 0.08。我们面对推导出的恒星参数与其他作者的光谱分析，也依赖于铁离子化平衡作为重力指标。在希巴谷天体测量的基础上，我们的结果被证明是一个数量级更精确的比公布的数据集，无论是在偏移量和恒星到恒星的散射。
2003-06-17 astro-ph
Improved helium line formation for EHe stars
到目前为止，对极端氦星的定量分析面临的困难是，理论无法完整地再现观测到的氦线，翼和线核心。在这里，我们演示了如何使用最先进的非LTE线形成这些化学奇特的对象来解决这些问题。详细讨论了两个独特的B型天体，脉动变星V652 Her和贫金属星HD 144941。改进的氦的非LTE计算表明，假设LTE或基于旧的非LTE模型原子的分析可以预测等效宽度，特别是HeI 10830A跃迁，误差高达3倍。我们的建模方法也成功地在很大程度上解决了来自电离平衡和光谱能量分布的EHe星的有效温度的一般不匹配。
2005-12-06 astro-ph
Non-LTE Models and Theoretical Spectra of Accretion Disks in Active Galactic Nuclei. III. Integrated Spectra for Hydrogen-Helium Disks
我们构建了一个非LTE磁盘模型网格，用于大范围的黑洞质量和质量吸积率、粘性参数α的几个值以及黑洞自旋的两个极端值：最大旋转克尔黑洞和史瓦西（非旋转）黑洞。我们的程序计算自洽的垂直结构的所有磁盘annuli连同辐射场，没有任何近似施加在光盘的光学厚度，没有任何特设近似的辐射强度的行为。考虑到广义相对论传递函数，通过对各个环的光谱求和来计算圆盘的总光谱。网格覆盖了9个黑洞质量的值，在M = 1/8和320亿太阳质量之间，每个值的质量增加一倍;以及11个质量吸积率的值，每个值都是2乘以1太阳质量/年的幂。吸积率的最高值对应于0.3爱丁顿。我们展示了吸积盘模型中各个环的垂直结构，以及它们的局部出射通量，并讨论了模型的内部物理自洽性。然后，我们提出了完整的磁盘集成的光谱，并讨论了一些观察有趣的属性的模型，如光学/紫外颜色，氢莱曼极限区域的行为，偏振，和电离光子数。我们的计算在输入物理学方面远非确定的，但通常我们发现我们的模型表现出相当红色的光学/UV颜色。氢莱曼极限区域的通量不连续性只存在于冷的低光度模型中，而热的模型在光谱斜率上表现出蓝移的变化。
1999-11-16 astro-ph
The solar hydrogen spectrum in non-LTE
我们调查的安静的太阳的Balmer和Paschen线的合成，使用经典的半经验和理论模型大气，现代线加宽理论和非LTE线形成。这些计算缓解了LTE预测与观测到的线路之间长期存在的差异。理论和半经验模型大气没有色球层的一个方面和半经验模型与色球层的另一个产生两个物理上不相交的解决方案的运行非LTE水平的人口，包括HII，在整个模型分层。所得到的合成非LTE线轮廓实际上是相同的，并且再现了在任一情况下的观察结果，尽管线形成深度存在很大差异，例如，一个色球起源的阿尔法核心（与观察一致）与光球起源。假设太阳是一颗冷矮星的原型，这些发现具有更广泛的意义。在冷星分析色球一致的帐户是必需的，由于其潜在的改变大气结构通过非LTE效应的电离平衡的氢，从而自由电子池。后者又影响主要的不透明度源H-。这将特别影响贫金属和演化恒星的大气层，其中氢对电子池的贡献占主导地位。
2004-06-21 astro-ph
Non-LTE metal abundances in V652 Her and HD144941
对于极端氦星的形成，提出了两种演化方案：一种是遭受后期热脉冲的后AGB星，另一种是两颗白矮星的合并。个别物体的演化通道的识别必须依赖于表面丰度。我们提出了两个独特的对象，V652 Her和HD 144941的CNO，Mg和S的非LTE分析的初步结果。这些元素的非LTE丰度校正值从可忽略的值到~0.7 dex不等。非LTE效应通常导致丰度相对于LTE的系统性变化，并减少不确定性。
2005-12-06 astro-ph
Non-LTE modelling of the HeI 10830A line in early-type main sequence stars
近红外HeI 10830 A跃迁是氦原子非LTE效应的高灵敏度诊断。到目前为止，非LTE线形成计算未能定量再现这条线的观测在整个范围内的早A晚O主序星。结果表明，非LTE建模是不够的，在大多数情况下，无论是因为不准确的光电离截面的2S-3S状态或忽视线阻塞。基于最先进的原子数据的新计算与HeI 10830 A特征的观察结果非常一致，而视觉中的HeI线的轮廓被保留。
2005-08-02 astro-ph
Beyond 1D: spectral line formation with 3D hydrodynamical model atmospheres of red giants
我们提出了现实的，3D的，流体动力学的，在不同的有效温度和金属丰度的红巨星表面对流模拟的结果。我们使用对流模拟的时间依赖性，流体动力学，模型大气计算谱线配置文件的一些离子和分子的假设下，当地的热力学平衡（LTE）。我们将结果与基于1D流体静力学模型恒星大气的线形成计算的预测进行比较，以估计3D模型对元素丰度推导的影响。我们发现大的负3D-1D LTE丰度修正（通常为-0.5至-1德克斯）弱低激发线的分子和中性物种在非常低的金属丰度的情况下。最后，我们讨论了偏离LTE的中性铁谱线形成的情况下的程度。
2007-11-20 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
Oxygen Line Formation in Late-F through Early-K Disk/Halo Stars: Infrared O I Triplet and [O I] Lines
为了研究O { \sc i} 7771- 5和[O { \sc i}] 6300/6363谱线的形成，我们在广泛的模型大气参数范围内对中性原子氧进行了广泛的非LTE计算，这些参数适用于不同演化阶段的早K到晚F晕/盘星。三重态O { \sc i}线的形成被发现是很好地描述了经典的二能级原子散射模型，和非LTE校正实际上是由线跃迁本身的参数没有任何显着的氧原子模型的细节相关。这简化了问题的意义，即非LTE丰度校正基本上只由线强度（$W_λ$）确定，如果大气参数$T_{\rm eff}$，$\log g$，和$ξ$是给定的，没有任何明确的金属丰度的依赖性;因此允许一个有用的分析公式与列表的数值系数。另一方面，我们的计算导致的鲁棒的结论，LTE是完全有效的禁止[O { \sc i}]线。对已发表的O { \sc i} 7771- 5和[O { \sc i}] 6300/6363的等效宽度数据进行了广泛的重新分析，从各种文献中获得的结果表明，虽然在盘星中观察到O { \sc i}和[O { \sc i}]丰度的合理一致性，（$-1 \la [{\rm Fe}/{\rm H}] \la 0$），在显著贫金属晕星（$-3 \la [{\rm Fe}/{\rm H}] \la -1$）中O { \sc i}和[O { \sc i}]线之间证实了系统丰度差异的存在，而没有被我们的非LTE校正所消除，…
2003-04-18 astro-ph
Combined stellar structure and atmosphere models for massive stars. III. Spectral evolution and revised ionising fluxes of O3-B0 stars
我们提供了一套广泛的理论光谱能量分布的大质量恒星来自我们的“结合恒星结构和大气模型”。本文利用覆盖初始质量M_i=20 - 120 Msun（所有光度级的O3-B 0星）的整个主序星演化的计算，系统地研究了O星和早期B星的电离通量。我们证明了同时考虑非LTE效应，线覆盖和恒星风的重要性。从我们的光谱的主要结果如下：（1）在HeII连续的流量增加了2至3（3至6）个数量级的预测相比，从平面平行非LTE（LTE）模式大气。(2)由于非LTE效应，HeI连续谱中的通量增加。然而，我们发现它也受到风的影响。质量外流和谱线覆盖的综合效应导致HeI连续谱中的能量分布更平坦，这证实了Sellmaier等人（1996）在更宽的恒星参数范围内的结果。(3)莱曼连续谱中的通量也由于线覆盖和恒星风的存在而被修改，尽管程度比更高能量下的光谱要小。基于最近的Teff和Vacca等人（1996）的重力校准，我们得到了O3到B 0星的修正电离通量。莱曼连续谱光子的总数被发现是略低于以前的推导。由于HeI连续谱中的通量增加，HeI与H连续谱的硬度比增加了1.6至2.5，这取决于光谱类型和光度类别。对当前模型假设的批判性讨论表明，对于晚于B 0型的恒星，具有微弱的恒星风，电离通量的可靠预测尚不可能。
1996-11-08 astro-ph
Extreme helium stars: non-LTE matters Helium and hydrogen spectra of the unique objects V652 Her and HD144941
对低质量缺氢（超）巨星（所谓的极端氦星）的定量分析迄今面临两个主要困难。首先，理论无法完整地再现所观察到的氦线，包括机翼和线芯。第二，一个普遍的不匹配存在的有效温度来自电离平衡和光谱能量分布。在这里，我们演示了如何使用最先进的非LTE线形成这些化学奇特的对象来解决这个问题。详细讨论了两个独特的高重力B型天体：脉动变星V652 Her和贫金属星HD 144941。在第一种情况下，已发布的LTE分析中的大气参数基本上得到了恢复，在另一种情况下，发现了系统性的偏移。氢丰度系统性地小于之前报道的值，最多为2倍。极端氦星是氦的非LTE模型原子的重要实验平台。改进的非LTE计算表明，假设LTE或基于较旧的非LTE模型原子的分析可以预测等效宽度，特别是HeI 10830A跃迁，误差高达3倍。
2005-10-03 astro-ph
Multi-level 3D non-LTE computations of lithium lines in the metal-poor halo stars HD140283 and HD84937
贫金属晕星中锂的丰度对宇宙学、星系演化和恒星结构研究具有重要意义。为了研究导出的Li丰度中可能存在的系统误差，利用晕星三维流体动力学模型和三维非LTE辐射转移计算研究了LiI谱线的形成。这些是采用多级原子模型报告的第一个详细的3D非LTE计算，表明这些问题现在在计算上是可处理的。详细的计算表明，LiI粒子数受辐射场的影响很大，而不是受局部气体温度的影响，这表明Asplund等人（1999）发现的低导出Li丰度是他们假设LTE的人为产物。相对于3D LTE，详细的计算显示出明显的过电离。就丰度而言，对于HD 140283和HD 84937的特定情况，3D非LTE值在1D非LTE结果的0.05 dex范围内，这是辐射在确定LiI群体密度中占主导地位的结果。尽管由于这个原因，3D非LTE可以预期得到相当接近（+/-0.1 dex）于1D非LTE的结果，但是金属丰度和有效温度可能存在系统趋势。
2003-02-20 astro-ph
Non LTE radiation processes: application to the solar corona
这些讲座的目的是提出一个简单的，但相对完整的理论描述需要了解线的形成在非局域化学平衡（NLTE），没有呼吁任何以前的知识，除了一些基本的物理和光谱。在回顾了辐射传输的基本概念之后，本章着重于能级粒子数、源函数、电离态以及线强度的计算。一个应用程序被禁止的日冕线，在几十年来的日食观测。
2001-01-12 astro-ph
VLT spectroscopy and non-LTE modeling of the C/O-dominated accretion disks in two ultracompact X-ray binaries
本文介绍了用ESO甚大望远镜拍摄的超紧低质量X射线双星4U 0614 +091和4U 1626 -67的新的中等分辨率高信噪比光谱。它们是纯发射线光谱，并且这些线被识别为由于C II-IV和O II-III线识别通过用详细的非LTE辐射传输计算对盘光谱进行建模的第一结果来证实。在观测到的光谱中缺少氢线和氦线。我们的模型证实了氢和氦在盘中的缺乏。氖线的缺乏表明氖的丰度小于约10%（按质量计），然而，由于模型原子中可能存在的缺陷，这一结果是不确定的。这些发现表明，供体星是C/O白矮星的侵蚀核心，没有过多的氖过剩。这将与早先从环双星物质的X射线观测中得出的Ne富集的结论相矛盾，后者被解释为白矮星核心的结晶和分馏。
2006-01-24 astro-ph
Non-LTE modeling of the near UV band of late-type stars
我们调查LTE和非LTE模型的能力，以适应近紫外波段的绝对流量分布和个人谱线配置文件的三个标准的恒星，高品质的分光光度计和高分辨率光谱：太阳（G2 V），大角星（K2 III），南河三（F5 IV-V）。我们研究了1）原子线列表的选择对NLTE模型拟合近紫外波段通量水平的能力的影响，2）允许NLTE模型拟合观测所需的假设连续热吸收消光源的量，以及3）用NLTE模型和标准连续近紫外消光拟合观测所需的半经验温度结构。我们发现，所有的模型计算与高质量的原子线列表预测太多的流量在近紫外波段的大角星，但适合较温暖的恒星。在近紫外线的太阳辐照度的独立测量之间的差异是足够大的，我们不能肯定地得出结论，模型预测太多的近紫外线通量，与其他最近的结果。我们推测，目前的大气模型的K巨星在近紫外波段的不足是最好的解决，假设仍然缺少连续的热消光，和失踪的近紫外消光变得更加重要，降低有效温度的光谱类晚于早期G，这表明分子起源。
2008-11-07 astro-ph
A Spherical Non-LTE Line-Blanketed Stellar Atmosphere Model of the Early B Giant epsilon CMa
我们使用一个球形的非LTE完全线覆盖的模型大气，以适应完整的多波长光谱，包括极紫外（EUV）连续观测的{ \it极紫外探测器}，B2 II星\epscma。\epscma的可用分光光度法从350 μ m至25 μ m，\micron与模型参数\Teff = 21750 μ m，K，\Logg = 3.5，角直径为0.77 μ m最佳拟合。该模型与\epscma \测量的EUV通量之间的密切一致性是由于与其他模型相比，\ion{H}{1}和\ion{He}{1}莱曼连续体形成深度处的温度较高。与平面平行模型相比，早期B巨星的球形几何形状和NLTE金属线覆盖的现实模型处理结果显着更大的EUV通量的预测。我们发现，我们的金属线覆盖的球形模型显示出显着温暖的温度结构，1-3 kK的莱曼连续体的形成深度，并预测更强的EUV通量，高达5倍的\ion{H}{1}莱曼连续体，与具有相同的模型参数的平面平行大气相比。相比之下，我们发现不包括金属线覆盖的球形和平面平行模型几乎是相同的。我们的\Teff = 21000 K，\Logg = 3.2，球形NLTE模型预测超过两倍多的氢电离光子和超过200倍的中性氦电离光子比标准的流体静力学平面平行LTE模型具有相同的恒星参数。
1998-02-03 astro-ph
Open clusters as key tracers of Galactic chemical evolution. III. Element abundances in Berkeley 20, Berkeley 29, Collinder 261, and Melotte 66
银河系疏散星团长期以来被认为是研究铁和其他金属径向分布的最佳工具之一。我们利用VLT的FLAMES收集了大样本疏散星团中明亮巨星的UVES光谱，这些恒星跨越了银河系中心距离、年龄和金属丰度的广泛范围。我们在这里提出的结果，为四个集群：伯克利20和伯克利29，两个最遥远的集群在样本中;科林斯261，最古老的和最小的银河系中心距离之一; Melotte 66。使用光谱代码MOOG和Kurucz模型大气进行了等效宽度分析，以获得Fe，Al，Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Ba的丰度;通过直接线轮廓拟合获得非LTE Na丰度。我们获得了两个反中心星系团Be 20的太阳下金属丰度（[Fe/H]=-0.30，rms = 0.02）和Be 29（[Fe/H]=-0.31，rms = 0.03），对于Mel 66（[Fe/H]=-0.33，rms = 0.03），位于银河系第三象限，而Cr 261位于银河系中心，具有较高的金属丰度（[Fe/H]=+0.13，rms = 0.05 dex）。α元素Si、Ca和Ti，以及Fe峰元素Cr和Ni一般接近太阳能; s过程元素Ba增强。Na丰度的非LTE计算表明太阳标度值，这表明先前在疏散星团的巨星中确定的Na增强可能是由于被忽视的非LTE效应。我们的结果支持Fe径向梯度在距离银河系中心约10 - 11 kpc处存在陡峭的负斜率，而在外盘中，[Fe/H]分…
2008-07-15 astro-ph
Non-LTE analysis of neutral magnesium in cool stars
对太阳光球层中镁的统计平衡的计算表明，NLTE粒子数几乎不影响太阳中镁谱线的形成。然而，在贫金属的矮星和巨星中，电子碰撞的影响减少，并且由于背景线不透明度降低而增强的紫外辐射场导致更明显的NLTE效应。在冷恒星的光球层中，由于与中性氢的碰撞而产生的激发和电离作用比电子碰撞更强。基于NLTE人口的分析导致显着更高的镁丰度比LTE计算。我们计算了10个冷矮星和亚巨星的镁丰度，金属丰度从-2.29到0.0。结果是基于高分辨率和高信噪比的光谱。恒星的有效温度来自巴尔末线的轮廓，表面重力从依巴谷天体和翼的MgIb三重态，和金属丰度和微观湍流速度从LTE分析的Fe II线的轮廓。对于金属丰度在-2.0 < [Fe/H] < -1.0之间的恒星，丰度修正量Δ {[Mg/H]_{NLTE-LTE}}为0.05 - 0.11，并随金属丰度的减小而增大，随表面重力的减小而略有增大。我们还计算了一系列不同恒星参数的模型大气中镁的统计平衡，发现在5200 ~ 6500 K之间，$Δ{\rm [Mg/H]_{NLTE-LTE}}$随有效温度的增加而增加。对于极贫金属星，当[Fe/H] ~-3.0时，丰度修正值Δ {[Mg/H]_{NLTE-LTE}} ~ 0.23。
2000-11-20 astro-ph
NLTE analyses of sdB stars: progress and prospects
我们报告的混合非LTE分析的高分辨率，高S/N光谱的富氦亚矮星B星Feige 49和氦贫sdB HD205805的初步结果。非LTE效应被发现有显着的恒星参数和丰度测定的影响。特别是HeI线显示出与细致平衡的显著偏差，计算的等效宽度增强了约35%。金属（C，N，O，Mg，S）的非LTE丰度校正平均约为0.05-0.25 dex，而单个跃迁的校正高达约0.7 dex。非LTE方法减少了丰度测定中的系统趋势和统计不确定性。因此，非LTE分析的对象的更大的样本有可能把更严格的限制的形成历史的不同sdB人口比目前讨论的。
2005-12-06 astro-ph
On OH line formation and oxygen abundances in metal-poor stars
利用三维流体动力学模型大气，研究了一系列恒星参数下UV OH谱线的形成。在低金属丰度遇到的低大气温度相比，在经典的一维流体静力学模型大气中执行的辐射平衡值有深刻的影响OH线强度。因此，使用3D模型导出的O丰度被发现是系统性地低于超过0.6 dex在[Fe/H]=-3.0相比，以前的一维分析，铸造怀疑最近的索赔的单调增加[O/Fe]对低金属丰度。事实上，从表面上看，所得到的3D LTE趋势与传统的[O/Fe]平台大致一致。然而，鉴于3D计算中的其余假设，必须谨慎行事。我们已经证实，恒星参数基本上保持不变的3D模型的大气中提供的红外线通量的方法，依巴谷flaxes和FeII线被利用，离开3D O丰度OH线基本上完好无损。更大的关注源于可能偏离LTE的线形成和分子平衡，如果存在的话，将再次增加导出的O丰度。非LTE线形成计算与1D模型大气表明没有显着陡峭的[O/Fe]的趋势，即使丰度修正量约0.2德克斯为所有调查的恒星参数。然而，我们注意到，3D情况可能不一定是金属性无关的。不幸的是，在相关温度下所涉及的分子反应的实验室或理论速率系数的明显缺乏阻止了对非平衡化学的可能影响的定量讨论。
2001-04-04 astro-ph
Effects of NLTE and granulation on LiBeB abundance determinations
NLTE效应-假设局部热力学平衡（LTE）所造成的误差-对冷星的LiBeB丰度测定进行了讨论。这些NLTE效应在许多情况下对于B I和Li I线是显著的。Be Ⅱ 313 nm谱线在LTE条件下不形成，但NLTE对等效宽度的影响似乎相当小。讨论了进行LTE丰度分析的原因，并提出了进行NLTE丰度分析的原因。讨论了三维光球不均匀性对谱线形成的影响--目前还没有很多明确的结果，但可能很快就会有。
1999-02-26 astro-ph
3D Hydrodynamical Simulations of Surface Convection in Red Giant Stars. Impact on spectral line formation and abundance analysis
我们研究了不同金属丰度的红巨星大气的三维流体动力学模型对离子和分子谱线形成的影响。我们进行了现实的3D模拟表面对流红巨星与不同的恒星参数。我们使用模拟作为含时流体动力学模型恒星大气计算原子（Li，O，Na，Mg，Ca，Fe）和分子（CH，NH，OH）谱线的假设下，本地热力学平衡（LTE）。我们比较线强度计算在3D与类似的线形成计算的结果为1D，流体静力学，平面平行的MARCS模型的大气，以估计3D模型的元素丰度的推导的影响。温度和密度的不均匀性和相关的速度在3D模型中，以及1D和平均3D结构之间的差异显着影响预测的线强度。在LTE的假设下，非常贫金属的3D模型大气的低大气温度导致中性物质和分子的谱线比1D中更强。因此，使用3D模型从这些线导出的元素丰度明显低于根据1D分析。对于[Fe/H]=-3的红巨星，由CH、NH和OH弱低激发线导出的C、N和O的3D和1D丰度的差值在-0.5 dex到-1.0 dex之间。在此金属丰度下，弱的低激发Fe I线也有较大的负修正（约-0.8 dex）。然而，我们警告说，偏离LTE可能对这些和其他元素很重要，并且与恒星颗粒化的影响相当。
2007-03-26 astro-ph
Line formation in solar granulation VI. [C I], C I, CH and C2 lines and the photospheric C abundance
利用含时三维太阳大气流体动力学模型，从[Cl]、Cl、CH振转线、CH A-X电子线和C2 Swan电子线计算了太阳光球层碳丰度。对于CI线路，已经考虑了来自LTE的配置。事实证明，这些对于更强的线路越来越重要，并且对于消除LTE丰度与线路强度的趋势至关重要。非常令人满意的协议，发现在所有的原子和分子丰度诊断，尽管其广泛不同的线形成的灵敏度。基于四个主要丰度指标（[C I]，C I，CH振转，C_2 Swan）的太阳碳丰度的平均值为log C = 8.39 +/- 0.05，包括我们对可能的系统误差的最佳估计。一致的结果也来自CH电子线，我们已经降级到一个辅助作用，由于其灵敏度的线加宽。新的基于3D的太阳碳丰度明显低于先前使用1D模型大气研究中估计的丰度。
2004-10-28 astro-ph
Non-LTE Monte Carlo Radiative Transfer: II. Non-Isothermal Solutions for Viscous Keplerian Disks
我们讨论的基本流体动力学，决定了密度结构的磁盘周围的热恒星。观测证据支持这些盘是开普勒（旋转支撑）气体盘的想法。在文献中，一个流行的方案，这自然会导致开普勒磁盘的形成，是粘性递减模型。根据这种情况，盘在垂直方向上被流体静力学支撑，而径向结构由粘性输送控制。这表明温度是决定盘密度结构的一个主要因素。在以前的研究中，我们证明，使用3-D NLTE蒙特卡罗模拟，粘性开普勒磁盘可以是高度非等温的。在本文中，我们建立在我们以前的工作，解决了稳态非等温粘性扩散和垂直静水平衡的全部问题。我们发现，自洽的解决方案偏离显着的分析等温密度，与潜在的大的影响紧急频谱。这意味着非等温盘模型必须用于详细的建模的Be星盘。
2008-07-08 astro-ph
The Formation of Constellation III in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个详细的重建的恒星形成历史的星座III地区的大麦云，以约束这一神秘的功能的形成机制。星座III中的恒星形成似乎发生在两个不同的时期：一个是之前已经认识到的800万至1500万年的时期，但我们也看到了2500万至3000万年前恒星形成的独立“爆发”的有力证据。星群III形成的“超级超新星”或伽玛射线暴爆炸波模型很难与如此长的两个时期的恒星形成历史相吻合，因为冲击波应该同时在整个结构中引发恒星形成，任何未消耗的气体都会迅速消散，没有留下任何东西来形成随后的活动爆发。我们提出了一个“真正的随机”自传播恒星形成模型，不同于典型的模型，在该模型中，恒星形成的收益在一个径向定向波从星座III的中心到其周边。正如其他人所指出的，我们现在证实，这样一个模型所要求的整体年龄梯度在星座III中根本不存在。在我们的场景中，星前气体以某种方式被推入这些大规模的弧形结构，而不会同时引发整个结构中立即和猛烈的恒星形成。相反，恒星的形成是根据气体的局部物理条件在弧中进行的。自我传播的恒星形成当然是可能的，但以一种真正随机的方式，没有一个有方向的，大规模的模式。
2008-01-30 astro-ph
Population III Star Formation and IMF
我们回顾了最近的三维宇宙学流体动力学模拟的原始恒星形成的宇宙初始条件（流行III.1）和初始条件已被改变的辐射反馈恒星源（流行III.2）。我们专注于模拟，解决形成的重力不稳定的云核在迷你晕的质量范围$10^5 < M/\Msun < 10^7 $，并按照其演变的密度至少$10^{10} \cmm3$和长度尺度的$<10^{-2}$ PC，吸积率可以估计。合奏的出现，这样的模拟探索各种条件，使我们能够评估的鲁棒性的标准模型的流行III.1恒星形成和调查分散在其形成红移和吸积率，从而提供急需的信息，流行III国际货币基金组织。模拟证实了Pop III.1恒星是大质量（$\sim 100 \Msun$）的预测，并在原始迷你晕中孤立形成。对Pop III.2恒星在遗留的HII区形成的模拟表明，其质量较低（$\sim 30 \Msun$），这可能有助于解释极端贫金属恒星的化学丰度。我们注意到，目前还没有3D模拟达到恒星密度，更不用说在任何情况下遵循恒星的整个吸积历史，因此Pop III恒星的IMF理论上仍然很难确定。
2008-01-31 astro-ph
Spectroscopic Equilibrium of Iron in Metal-Rich Dwarfs
我们分析了附近的25个富含金属的G和晚F矮星，以验证铁线的光谱平衡（LTE）是否满足红外通量方法（角直径）和依巴谷天体的观测约束。来自铁线的大气参数（假设LTE和采用一维库鲁茨模型大气）不同时满足两个观测约束，可能是因为经典的建模无法重现详细的线形成的FeI线。
2004-09-14 astro-ph
The Positive Feedback of Pop III Objects on Galaxy Formation
我们研究了在被认为发生在早期宇宙中第一个坍缩的发光（Pop III）物体中的吹离过程中产生的冲击后面的冷却气体中分子氢的形成。我们发现，对于广泛的物理参数的$H_2$分数是$f \approx 6 \times 10^{-3}$。在这种爆炸中产生的$H_2$质量可以超过给定Pop III周围光离解区域内被摧毁的残余物$H_2$的数量。我们的结论是，这些第一个对象，不同于海曼等人1997年的建议，可能有一个净的积极反馈，随后的星系形成。我们讨论了辐射的影响和我们的研究结果的软紫外背景的影响。
1998-02-10 astro-ph
NLTE effects on oxygen lines
本文讨论了影响太阳型恒星氧丰度测定的NLTE效应。LTE对于禁止的线路是完全安全的。预期在777 nm处允许的三重态显示出十分之几dex数量级的NLTE效应（总是在LTE高估丰度的意义上），但效应的大小取决于与中性氢原子碰撞的碰撞激发的仍然非常不确定的截面。关于NLTE对分子线形成的影响知之甚少。
2000-10-16 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, I: The effect of formation redshift and environment on protostellar accretion rate
我们进行了12个极高分辨率的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟的第三族恒星形成在一个Lambda CDM宇宙，不同的盒子大小和大尺度结构，以了解系统的影响，在形成的原始原恒星核。我们发现的结果是定性类似于以前观察到的。我们观察到，在所研究的红移范围内（33 > z > 19），形成第三星族原恒星的阈值晕质量并不随时间显著变化，但由于不同的晕组装历史而表现出相当大的分散性：组装较慢的晕比组装较快的晕以较低的质量发展冷却核心，这与Yoshida et al.（2003）一致。然而，我们确实观察到了星族III原恒星的吸积速率随红移的显著变化，形成较晚的天体具有更高的最大吸积速率，变化幅度为两个数量级（10^-4 - 10^-2兆太阳能/年）。这可以通过考虑红移晕的维里性质和低密度下分子氢形成的物理过程来解释。我们的结果意味着，从它们的吸积率推断的第三星族恒星的质量分布可能比以前认为的更广泛，并且可能随着红移而演变。最后，我们观察到坍缩的原恒星云核并没有碎裂，这与以前的结果一致，这表明形成质量为10^5 ~ 10^6 Msun晕的星族III恒星总是孤立形成的。
2006-09-15 astro-ph
Line formation in solar granulation: IV. [O I], OI and OH lines and the photospheric O abundance
利用太阳大气的三维流体动力学模型，根据[OI]、OI、OH振动-转动和OH纯转动谱线，计算了太阳光球层的氧丰度。在OI线的情况下，已经进行了3D非LTE计算，揭示了由于线中的光子损失而导致的与LTE的显著偏离。我们得出太阳氧丰度log O = 8.66 +/- 0.05。所有的氧诊断产生高度一致的丰度，与经典的一维模型大气的结果形成鲜明对比。这个低值与对本地星际介质和附近B星的测量结果非常一致。这种低丰度也得到了非常不同的线形成灵敏度的线之间的良好对应关系，以及观测和预测的线形状和中心到边缘变化之间的良好对应关系的支持。再加上相应的向下修订的太阳碳，氮和氖的丰度，由此产生的太阳金属质量分数Z = 0.0126的显着下降，但是，可能会破坏令人印象深刻的协议之间的预测和观察到的太阳内部的声速从日震学确定。
2003-12-11 astro-ph
Implications of WMAP Observations On the Population III Star Formation Processes
在早期的论文（Cen 2003）中，我们指出普遍再电离发生两次的可能性很大，从而产生更大的汤姆逊光学深度。在这里，我们执行一个更集中的分析汤姆逊光学深度的光的WMAP观测。虽然目前观测到的汤姆逊光学厚度的不确定性仍然相对较大，τ_e=0.17+-0.04（68%）（Kogut et al 2003），但已经可以推断出在高红移下Pop III恒星形成过程的重要意义。我们得到了四个结论：（1）在不存在顶重初始质量函数（IMF）的情况下，在高红移（z>6），恒星形成效率和电离光子逃逸分数没有显著上升，我们发现τ e =< 0.09;（2）考虑到Pop III型无金属星的顶重IMF，以及可能的恒星形成效率和电离光子逃逸分数，预计τ_e =< 0.12;（3）如果Pop III星在星系际介质中的金属富集效率很低，从而延长Pop III年代，则有可能达到τ_e = 0.15，（4）要达到τ_e >= 0.17，需要满足以下两个条件之一：宇宙学模型幂指数n正向n >= 1.03倾斜，在氢分子冷却的微晕中PopIII星的形成效率c *（H_2，III）>0.01（电离光子逃逸分数大于30%）。如果目前观测到的汤姆逊光学厚度值能够经受住未来的数据，我们将有强有力的观测证据表明Pop III恒星质量很大，它们的形成效率可能比目前的理论工作要高得多。或者，可能有未知的，非恒星的电离源在非常高的红移。
2003-03-13 astro-ph
An efficient algorithm for two-dimensional radiative transfer in axisymmetric circumstellar envelopes and disks
本文提出了一种轴对称星周介质二维辐射转移的计算方法。通过将短特征线法推广到球坐标系，对传递方程进行了形式积分。加速的Lambda迭代（ALI）和Ng的算法被用来收敛到一个解决方案。通过采用几何上间隔的径向坐标网格，该方法具有处理半径跨越几十年的问题的自然能力，在最极端的情况下，从恒星半径到秒差距尺度。在球坐标系中，通过对离散光子方向的特殊选择和对近径向向外传播辐射的特殊处理来保证通量守恒。该算法从零到非常高的光学深度都能很好地工作，并且可以用于各种各样的传输问题，包括非LTE线形成，尘埃连续传输和高温过程，如康普顿散射。在本文中，我们专注于多次散射尘埃颗粒和非LTE传输的分子和原子线。线转移处理根据ALI计划的多能级原子/分子，包括随机和系统的速度场。该算法是在一个多用途的用户友好的辐射转移程序名为自由基。我们提出了两个例子计算：一个在蛋星云的尘埃散射，和一个非LTE线形成的旋转过渡的HCO $^{+}$在一个扁平的原恒星坍缩云。
2000-03-30 astro-ph
The C/O ratio at low metallicity: constraints on early chemical evolution from observations of Galactic halo stars
我们提出了新的测量碳和氧的丰度来自高激发的C I和O I吸收线在贫金属晕星，目的是澄清这两个元素的主要来源在早期阶段的化学富集的银河系。与我们以前的研究相比，我们的目标是15颗新恒星，重点是在关键的金属丰度范围-3<[Fe/H]<-2内进行额外的C/O测定。在碳和氧的线形成中考虑了来自局部热力学平衡的扰动。非LTE效应在最低金属丰度下非常强，但与过去由于简化评估而有时假设的情况相反，这两种元素的程度不同。此外，对于先前分析的28颗[Fe/H]<-1的恒星，重新推导了恒星参数，并以与其余样本相同的方式应用了非LTE校正，总共为43颗晕星提供了一致的丰度。新的观测结果和非LTE计算结果加强了先前的建议，即C/O向较低的金属丰度上升（特别是[O/H]<-2）。采用由经典Drawin公式估算的H碰撞截面，在[O/H]~-3时得到[C/O]~0。为了消除C/O的上升，将需要O I线的近LTE形成，这只有在使用Drawin配方的H碰撞效率被低估高达几十倍的因素时才可能发生，我们认为这是不可能的。在最低金属丰度下得到的高C/O值可能揭示了第三星族恒星的指纹，或者可能是更正常的第二星族恒星中旋转辅助核合成的信号。
2008-10-01 astro-ph
