The role of NCO reaction chain on the He ignition in degenerate stellar structures
本文研究了NCO反应在RGB星He核和吸积富H/He物质的低质量COWD中He闪光起始中所起的作用。
2000-05-22 astro-ph
Stellar Populations in Star Clusters: The Role Played by Stochastic Effects
本文将一组星族合成模型的结果与简单的蒙特卡罗模拟相结合，模拟了处于稀疏星族恒星演化阶段的恒星数量的随机效应，表明在当前的恒星演化理论框架内可以理解LMC和NGC 7252星团星等和颜色的散射，而不需要引入ad-hoc校正（例如，人为地增加AGB星的数量）。
2001-10-10 astro-ph
Pulsating Stellar Atmospheres
我们回顾了脉动恒星大气的基本概念、理论模型的现状以及未来的理论和观测前景。我们的重点是径向脉动冷星，动态大气提供了一个一般的例子与标准的静态模型大气的差异。
1997-05-05 astro-ph
Stellar models for very low mass main sequence stars: the role of model atmospheres
我们提出了非常低质量恒星模型计算，包括非灰色模型的气氛中选定的假设恒星金属丰度。讨论了大气的作用，并将模型与基于埃丁顿近似的模型以及最近文献中出现的类似模型进行了比较。关于HR图的位置和质光关系的理论预测提出和讨论的期望在选定的光度带。与有关银河系球状星团和太阳附近的矮星的观测数据比较，显示出令人满意的一致性，以及存在一些残余失配。
1997-08-06 astro-ph
The role of the central stellar cluster in active galactic nuclei. I. Semi-analytical model
本文的主题是大质量星团在活动现象和活动星系核结构中的作用。我们介绍了一个简单的模型，恒星动力学的内部部分的集群，这使我们能够包括星盘和星-星相互作用。结果表明，黑洞附近恒星分布的性质既取决于恒星与吸积盘的相互作用，也取决于恒星间的引力对和接触相互作用。我们计算了星团中心部分的恒星分布，并讨论了由于星盘相互作用而导致的恒星质量损失的可能影响。最后，我们研究了活动星系核活动的中心集群的含义。我们的模型宽线区域假设的气体唤醒，每个磁盘交叉后的恒星，发挥作用的宽线区域的云，我们计算相应的线配置文件。我们还分析了星-星和星-盘碰撞对活动星系核变率的贡献。
2002-03-14 astro-ph
Stellar population synthesis models at low and high redshift
回顾了人口合成和谱演化模型的基本假设。标准的人口合成技术应用于截断恒星形成率模型时遇到的数值问题进行了说明。等时线合成算法被引入作为一种手段来规避这些问题。Bruzual和Charlot（1993，2000）应用该算法模拟星系光谱的结果总结如下。我提出了一个比较这些人口合成模型的预测与观测光谱和色星等图恒星系统的各种年龄和金属丰度。有人认为，使用不同的成分建立的模型在一些基本量（例如$M/L_V$）的结果值不同，而不需要援引违反物理原理。在观察者框架的允许颜色的范围内探索几个星系的红移。
2000-11-03 astro-ph
The role of Stellar Feedback in the formation of galactic disks and bulges in a LCDM Universe
虽然超新星爆炸和恒星风发生在100 pc以下的尺度上，但它们会影响星际介质和星系形成。我们使用宇宙学N体+流体动力学模拟的星系形成，以及模拟的ISM研究星系尺度上的恒星反馈的影响。恒星反馈维持气体温度超过一百万度。这种气体充满了气泡、超级气泡和烟囱。我们的反馈模型，其中10%-30%的反馈能量来自逃逸恒星，只有当分辨率优于50 pc时才能再现这种热气体。这比星系形成的宇宙学模拟中的典型分辨率好10倍。只有在这样的分辨率下，才能解决恒星反馈在星系形成中的作用，而不需要对亚分辨率物理作任何假设。恒星反馈可以调节凸起的形成，并可以塑造旋转曲线的内部部分。
2007-10-09 astro-ph
The role of nonthermal electrons in the optical continuum of stellar flares
我们探讨了恒星耀斑中的连续辐射是由耀斑期间加速的非热电子提供动力的可能性。我们计算的连续光谱从大气模型的dMe星，AD狮子座，在其静止状态下，当考虑非热激发和电离效应沉淀电子束。结果表明，如果电子束具有足够大的能流，则U带增亮，特别是U-B色与典型大耀斑的观测值大致相当。此外，对于具有中等能量通量的电子束，在帕邢连续谱处的发射出现减少。这至少可以部分解释在一些恒星耀斑中观察到的连续变暗现象。采用大气模型的耀斑状态可以进一步提高连续通量，但它产生的光谱颜色无法与观测。这意味着非热效应可能在某些恒星耀斑的连续辐射中起主要作用。
2000-05-19 astro-ph
The Color-Magnitude Diagram of composite stellar populations
研究了恒星星族中主序星后的恒星数与总质量的理论关系。这是用来获得一些基本的关系之间的恒星数计数的恒星星族的年龄蔓延和恒星形成的历史，产生他们。本研究的主要目的是提供一个指导方针的建设，旨在再现色幅图的模拟。
2001-11-13 astro-ph
A critical look at the role of AGB stars in stellar population synthesis
渐近巨星分支星是中等年龄（0.1- 1 Gyr）恒星星族近红外和中红外辐射的重要贡献者。探测这种光对星系中的恒星形成历史设置了限制，相反，在经过充分研究的人群中寻找AGB签名将有助于我们减少AGB模型中仍然存在的一些较大的不确定性。本文综述了AGB星目前是如何被纳入人口合成模型，哪些光谱特征可以用来识别它们在星系光中的发射，提出了观测测试的目标，并讨论了一些观测和理论上的困难。
1998-10-29 astro-ph
The Starburst-AGN connection: The role of stellar clusters in AGNs
核星团是旋涡星系和星暴星系中的一种常见现象，它们可能是星系中心区域恒星形成过程的自然结果。一些塞弗特2星系的HST紫外成像已经解决了塞弗特2的核星暴，揭示了星团作为扩展发射的主要组成部分。然而，我们不知道星团是否总是与所有类型的核活动有关。我们目前的NUV和光学图像提供的HST找出的作用，星团发挥不同类型的活动星系核（塞弗茨和LLAGN）。此外，这些图像，我们研究的环核尘埃形态作为一个探针的环核环境的活动星系核。在这里，我们提出了一个总结的第一个结果获得的样本的塞弗茨和LLAGN星系。
2007-11-05 astro-ph
The PennState/Toruń Center for Astronomy Search for Planets Around Evolved Stars. Basic parameters of a sample of evolved stars
PSU/TCfA搜索演化恒星周围行星的目标是研究行星系统在恒星演化时间尺度上的演化。为了进行这样的分析，行星系统的宿主的精确物理参数是必不可少的。在本文中，我们提出了一个尝试，以获得基本的物理参数的样本中观察到的演化恒星在我们的调查与高分辨率光谱仪的Hobby-Eberly望远镜。
2007-12-14 astro-ph
Extracting stellar parameters from observed spectra: the role of cross-correlation and minimum distance methods
人们可以考虑应用于恒星光谱的互相关程序，作为一种不仅确定径向速度，而且评估恒星大气性质的方法。我们表明，这是不是这样的。观测光谱和模板光谱之间的互相关系数值高并不意味着模板对应于恒星温度、重力或金属丰度的正确值。互相关运算在归一化空间中进行，因此对恒星通量的缩放或偏移不敏感。有人认为，互相关是有用的，有效地确定观测和模板谱之间的速度漂移。但是需要使用最小距离方法来确定哪个模板与观测到的光谱最匹配，从而导出物理参数的值。为了说明这一点，我们使用的数据从RAVE项目正在获得非常相似的光谱分辨率和波长域的情况下，GAIA的RVS。
2004-12-03 astro-ph
The PSU/TCfA Search for Planets around Evolved Stars. Stellar parameters and activity indicators of targets
宾夕法尼亚州立大学/托伦天文学中心（英语：Penn State/Torun Centre for Astronomy Search for Planets around Evolved Stars）的主要目标是探测大质量恒星周围的行星系统。我们也对这些系统在恒星演化时间尺度上的演化感兴趣。在本文中，我们提出了我们的方法来确定我们的目标GK-巨星的基本物理参数。我们还讨论了我们的调查中使用的恒星活动指标：线平分线和曲率，和Halpha的变化。
2007-12-14 astro-ph
Current models for the evolution of AGB stars
虽然AGB恒星演化的基本性质已经确定，但对中等质量恒星晚期阶段的全面观测研究仍然给当前的恒星模型带来困惑。在这里，我回顾目前的技术来模拟AGB星，我讨论了当前研究的AGB（和后AGB）恒星演化的重要方面，特别关注这些是如何相互关联的。
2003-06-23 astro-ph
Radio emission from exoplanets: the role of the stellar coronal density and magnetic field strength
迄今为止，对太阳系外行星无线电发射的研究还没有成功。在模拟预测的排放方面，大部分工作都是基于与众所周知的木星排放的类比。然而，与木星不同的是，这些无线电搜索的许多目标非常接近它们的母星，以至于它们很可能位于恒星磁层内。对于这些近距离的行星，我们确定哪些物理过程主导无线电发射，并将我们的结果与沉浸在恒星风中的大轨道行星进行比较。我们模拟了恒星和行星磁场的重联。我们计算的行星磁层的范围，如果它是在压力平衡与周围环境，并确定条件下，重新连接的恒星和行星磁场可以提供必要的加速电子预测的无线电发射。我们表明，接收到的无线电流量的几十毫焦耳是可能的太阳附近的系外行星，接近他们的母恒星，如果他们的恒星表面场强度超过1- 10 G。我们发现，对于这些靠近的行星，射电辐射的功率主要取决于比值（Nc/B^{1/3}）^2，其中Nc是恒星日冕底部的密度，B是恒星表面的磁场强度。无线电辐射最有可能是从具有高密度日冕的恒星周围的行星上探测到的，因此它们可能是明亮的X射线源。恒星日冕密度对恒星自转速率和有效温度的依赖性在预测来自系外行星的无线电通量方面至关重要。
2008-08-21 astro-ph
A physicist's view of stellar dynamics: dynamical instability of stellar systems
我认为，自20世纪40年代以来广泛采用的恒星动力学框架，是不适合目前的非线性系统的知识。当扰动非线性系统的几个基本特征未知时，该框架从等离子体物理中借用，忽略了两类不同系统中扰动作用的差异，即具有德拜屏蔽的等离子体和没有屏蔽的引力系统。现在，当混沌效应的革命性作用甚至在行星动力学中也被揭示出来时，即对于近可积系统而言，人们可以预期，对于恒星系统，即非可积系统而言，它们的作用必须要重要得多。事实上，遍历理论工具已经能够证明，由于N体相互作用，球形恒星系统是指数不稳定的，而与现有的信念相反，两体相遇并不是其松弛的主要机制。混沌效应区分了星系的形态和其他性质。利用里奇曲率判据，我们还可以证明，一个中心的大质量物体（核）使N体引力系统更加不稳定（混沌），而具有双核的系统甚至比具有单核的系统更不稳定。
2003-10-20 astro-ph
Injection of Oort Cloud Comets: The Fundamental Role of Stellar Perturbations
我们目前的蒙特卡罗模拟的奥尔特云的动力学演化的年龄的太阳系，使用的初始样本的100万颗测试彗星没有任何克隆。我们的模型包括扰动由于银河潮汐（径向和垂直）和通过恒星。我们提出了第一个详细的分析注入机制到可观测的轨道比较完整的模型与单独的模型潮汐和恒星扰动。我们发现恒星摄动对彗星从损失锥外区域（近日点距离q > 15 AU）进入可观测轨道（q < 5 AU）起着重要作用。这些与潮汐协同作用，使得总注射速率显著大于两个单独速率的总和。这种协同作用在彗星阵雨期间和在静止期间一样重要，并且涉及具有小和大半长轴的彗星。我们提出了不同的动力学机制来解释奥尔特云内部和外部的协同作用。我们发现，在现今太阳系的正常条件下，损失锥的可观测部分的填充从a = 100 000 AU的<1%上升< 20 000 AU to about 100 % for a >。
2008-04-16 astro-ph
The Role of Mixing in Astrophysics
本文评述了流体动力学混合在天体物理学中的作用，强调了它与激光物理实验和惯性约束聚变（ICF）的联系。计算机技术现在允许二维（2D）模拟，复杂的微观物理，恒星流体动力学和演化序列，并持有3D的承诺。为了发展具有可靠预测能力的模拟方法，必须通过实验室实验、数值和分析方法的严格比较以及观测来仔细验证天体物理学方法。讨论了最近来自太阳前颗粒中同位素模式、恒星演化的二维流体动力学模拟以及里希特迈耶-梅什科夫和雷利-泰勒不稳定性的激光测试和计算机模拟的令人惊讶的结果，并与恒星演化和超新星相关。
1999-09-01 astro-ph
The Role of Gas In Maintaining Quasi-Steady Spiral Structure In Stellar Disks
我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，处理气体，恒星和暗物质的演化自洽的螺旋结构的动力学演化的孤立星系的恒星盘。我们的研究集中在恒星盘中的自激螺旋结构的问题，并调查之间的动力学耦合的冷，耗散的气体成分和恒星组件。我们发现，角动量传输从气体到恒星内部的共转导致一个大致时间稳定的螺旋结构的恒星盘。为了明确这一点，我们将这些结果与不包括能够辐射冷却和耗散能量的冷气体成分的其他相同模拟进行对比，并发现螺旋结构在初始时，在不包括气体的模拟中更快地消失。我们还采用了一个标准的恒星形成处方转换成恒星的气体，并发现我们的研究结果适用于典型的气体消耗时间尺度，符合肯尼卡特-施密特关系。因此，我们属性的长寿命的大致时间稳定的螺旋结构在恒星盘的气体和恒星之间的动力学耦合和由此产生的扭矩，自引力气体盘能够施加在恒星上，由于无碰撞和耗散组件之间的方位角相移。
2008-12-03 astro-ph
Stellar masses: the comparison of theoretical predictions and measurement data
早在等离子体物理发展之前，欧拉方程就已经被公认为恒星物理的基本假设。星际等离子体粒子之间的电相互作用的存在提出了一个问题，即如何解释这种相互作用。我们认为，正确的方法是制定一个新的公设。在此基础上，发展了热星内部理论。利用这一理论，我们得到了恒星的分布在他们的质量和质量半径，质量温度和质量光度的依赖关系。所有这些理论预测都与已知的测量数据符合得很好，这证实了新假设的有效性。
2005-12-26 astro-ph
A new Monte Carlo code for star cluster simulations: I. Relaxation
我们已经开发了一个新的模拟代码，旨在研究围绕着一个巨大的黑洞的银河系中央星团的恒星动力学。为了包括所有相关的物理成分（2体弛豫，恒星质谱，碰撞，潮汐破坏，.），我们选择恢复Henon在70年代开创的数值方案。它基本上是福克-普朗克方程的蒙特卡罗解。它可以处理任何恒星的质量谱或速度分布。作为一种基于粒子的方法，它还允许人们以非常现实的方式考虑恒星碰撞。这第一篇论文涵盖了我们的代码的基本版本，它对待没有中央BH的星团的弛豫驱动的演化。文中给出了该规范的技术说明以及试验计算结果。由于使用二叉树来存储潜在和等级信息以及可变时间步长，可以在标准个人计算机上模拟多达200万个粒子的集群模型，并且所需的CPU时间按N*ln（N）与粒子数N的比例缩放。此外，模拟恒星的数量不需要等于N，而是可以任意大。一篇配套论文将进一步讨论物理成分，主要与星系核有关。
2001-05-17 astro-ph
Physics of rotation in stellar models
在这些课堂讲稿中，我们提出了目前用于恒星内部模型的方程，以计算轴向旋转的影响。我们讨论了所做的假设。我们认为，旋转的影响可能在低金属丰度发挥关键作用。
2008-01-18 astro-ph
The comparison of theoretical predictions with measuring data of stellar parameters
早在等离子体物理发展之前，欧拉方程就已经被公认为恒星物理的基本假设。星际等离子体粒子之间的电相互作用的存在提出了一个问题，即如何解释这种相互作用。我们认为，正确的方法是制定一个新的公设。在此基础上，发展了热星内部理论。利用这一理论，我们得到了恒星的分布在他们的质量和质量半径，质量温度和质量光度的依赖关系。讨论了双星拱线自转和太阳振荡谱的理论。所有这些理论预测都与已知的测量数据吻合良好，这证实了这种考虑的有效性。
2007-09-11 astro-ph
The role of the energy equation in the fragmentation of protostellar discs during stellar encounters
在本文中，我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟调查的响应，一个边缘稳定的自引力原恒星盘密切抛物面遇到一个同伴discless星。我们的主要目标是测试是否可以从这些圆盘的碎片中形成近距离的棕矮星或大质量行星。我们遵循的热演化的光盘，包括加热的影响，由于压缩和冲击和一个简单的处方冷却，并找到与以前的等温模拟对比的结果。在目前的情况下，我们发现，碎片的相互作用，由于潮汐加热的强烈影响，这导致在一个强大的稳定盘抑制。类似的行为也在以前的其他模拟中观察到，涉及双星系统中的圆盘。与孤立盘的情况一样，似乎碎裂的条件最终取决于冷却速率。
2006-10-06 astro-ph
Combined stellar structure and atmosphere models for massive stars I. Interior evolution and wind properties on the main sequence
我们提出了第一个“结合恒星结构和大气模型”（CoStar）的大质量恒星，它一贯对待整个质量松散的恒星从中心到渐近风速。该模型使用最新的输入物理和国家的最先进的技术来模拟恒星内部和球形膨胀的非LTE大气，包括线覆盖。因此，我们的模型产生一致的预测，不仅关于基本的恒星参数，包括丰度，但也沿着演化轨迹的理论光谱。同样，它们使我们能够研究恒星风对进化模型的影响。在这第一篇论文中，我们提出了我们的方法，并研究了风的性质和内部演变的主序列（MS）在太阳金属丰度。给出了与MS演变相关的风动量和能量沉积，并讨论了所采用的风特性。从我们的大气计算中，我们还得到了辐射压力驱动的质量损失的理论估计。这些值进行了比较，从最近的风模型的慕尼黑组的预测。我们发现他们的大部分结果总体上是一致的。此外，我们的模型在再现超巨星中观测到的强风动量率方面比Puls等人（1995）的模型更好。对传统的平面平行线法和新的球面膨胀大气法给出的边界条件进行了比较。对于MS演化，发现演化轨道和内部演化基本上没有改变的外层的新处理。给定所考虑的连续介质中形成层的小球形延伸，
1995-08-29 astro-ph
Broad-band colors and overall photometric properties of template galaxy models from stellar population synthesis
我们在这里提出了一套新的进化人口合成模型的模板星系沿哈勃形态序列。模型，占个别演变的隆起，磁盘和晕组件，提供基本的形态特征，以及热光度和颜色的演变（包括约翰逊/Duminins“UBVRcIcJHK”，冈恩“gri”，和华盛顿“CMT 1 T2”测光系统）之间的1和15 Gyr。从残余气体的亮度贡献也进行了评估，无论是在星云的连续性和巴耳末线增强。
2005-05-31 astro-ph
Measurements of Stellar Properties through Asteroseismology: A Tool for Planet Transit Studies
振荡发生在大多数质量的恒星中，基本上在所有的演化阶段。天文地震学是研究恒星振荡的频率和其他性质，从中我们可以提取基本参数，如密度，质量，半径，年龄和旋转周期。我们提出了一个概述的asteroseisic分析方法，专注于如何使用这种技术可以作为一种工具来测量恒星的性能相关的行星过境研究。我们还讨论了开普勒天文地震调查的细节-使用天文地震学的开普勒任务，以测量基本的恒星参数。我们估计，将星震学应用于开普勒观测到的恒星，将允许确定恒星平均密度的精度为1%，半径为2- 3%，质量为5%，年龄为主序星寿命的5-10%。对于旋转的恒星，倾角也可以确定。
2008-07-03 astro-ph
The role of the superstring dilaton in cosmology and particle physics
超弦理论预言了一个标量场的存在，即量子。我回顾了一些基本的特征的介子相互作用，并解释其可能的后果，在宇宙学和粒子物理学。
1994-05-10 astro-ph hep-th
Nucleosynthesis Basics and Applications to Supernovae
这篇评论集中在一般的核合成过程和它们在大质量恒星和超新星中的应用。简要介绍了天体物理等离子体中控制成分变化的物理学。给出了热核反应速率和核反应网络的基本方程。讨论了反应速率所需的核物理输入，即核反应、光致衰变、电子和正电子俘获、中微子俘获、非弹性中微子散射和β衰变半衰期的截面。我们特别考察了预测热核反应反应速率的不确定性的现状，而实验的现状在本卷中由其他人讨论（见M。Wiescher）。首先简要回顾了恒星演化中的流体静力燃烧阶段，然后讨论了大质量恒星的命运，即II型超新星爆炸（SNe II）中的核合成。除了Ia型超新星是用双星系统中的白矮星爆炸来解释的（这里不讨论），所有其他类型的超新星似乎都与大质量恒星（M $>$ 8 M $_\odot$）在流体静力演化末期的引力坍缩有关。SN 1987 A是第一颗已知的II型超新星，也是核合成计算的一个例子。最后，我们讨论了在r-过程中产生的重元素的Th和U及其可能的连接到超新星。
1998-02-06 astro-ph nucl-th
