Optical linear polarization in ultra cool dwarfs: A tool to probe dust in the ultra cool dwarf atmospheres
目的：最近的研究已经在光学I波段探测到L矮星的线偏振。理论模型已被开发来解释这种极化。这些模型预测在较短的波长下较高的偏振。本文讨论了四个超冷矮星的R带和I带的偏振。方法：我们报告了使用安装在4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）上的中间色散摄谱仪和成像系统（ISIS）在R和I波段对4颗超冷矮星进行的线性偏振测量。结果：正如理论模型预测的那样，我们发现，在这些超冷矮星中，有3/4的R波段的偏振度高于I波段的偏振度。这表明尘埃散射的不对称性是由扁率>引起的。我们还展示了这些测量如何符合理论模型。的情况下，发现的线性偏振的变化，这表明随机分布的尘埃云的存在。我们还讨论了一种情况下存在的冷碎片盘。
2009-10-28 astro-ph.SR
Line shapes of the magnesium resonance lines in cool DZ white dwarf atmospheres
白矮星光谱中镁原子共振线的线形由镁原子的性质和白矮星大气结构决定。通过它们的覆盖效应，这些线对模型结构有着主导性的影响，从而对描述恒星大气和元素丰度的其他物理参数的光谱的确定产生了影响。在继续以前的工作Mg $^+$ He线在紫外线，我们提出的理论轮廓中性Mg的共振线由He扰动的极端密度条件下发现在冷的大部分透明的大气中的DZ白矮星。我们准确地确定了扩大镁由他在统一理论的碰撞线配置文件使用从头计算的MgHe势能和过渡矩阵元素之间的单重电子态，所涉及的可观察到的谱线。我们计算了Mg线的形状和线参数，并研究了它们对氦密度和温度的依赖性。我们提供了恒星光谱模型输入所需的4000至12000 K整个温度范围内的结果。大气模型是在冷DZ白矮星典型的有效温度和表面重力范围内建立的。我们目前的合成光谱跟踪的Mg共振线轮廓下的低温和高气压普遍在这些气氛中的行为。镁共振线不透明度数据的精确测定与改进的大气模型程序相结合，得到了冷DZ白矮星的较好拟合。为了准确测定DZ白矮星大气中的H/He和Mg/He丰度比，需要了解氦对谱线的加宽。我们强调，没有自由电位参数或特设的调整被用来计算线的轮廓。
2018-09-12 astro-ph.SR
Solution to the problem of the surface gravity distribution of cool DA white dwarfs from improved 3D model atmospheres
由光谱分析确定的冷（Teff <13，000 K）氢-大气DA型白矮星的表面重力值明显高于这些恒星的标准值log g ~ 8。最近得出的结论是，在混合长度理论的框架内对流能量传输的治疗问题是这个高对数g问题的最合理的解释。我们通过从一个小序列（11，300 K < Teff <12，800 K）的3D流体动力学模型大气中计算冷对流白矮星的模型光谱来研究这种差异，该模型大气具有对流和辐射转移的复杂处理。我们的方法是进行3D和标准1D模型之间的差异分析。我们发现，3D光谱预测显着较低的表面重力，与正确的振幅作为有效温度的函数，以获得平均值的log g ~ 8的校正。我们的结论是，冷对流DA白矮星的表面重力分布更接近热辐射物体时，使用，对流的治疗，而不是混合长度框架的三维模型。
2011-07-09 astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. II. A DZ Star with Collision-Induced Absorption
在本系列的第一篇论文（Blouin et al. 2018）中，我们介绍了我们升级的冷白矮星大气代码。在第二篇论文中，我们使用我们的新模型分析了SDSS J080440.63+223948.6（J0804+2239），这是第一颗显示出碰撞诱导吸收（CIA）的DZ星。这个对象为我们的模型提供了一个关键的测试，因为我们的代码的以前版本无法同时适合金属吸收线和CIA。我们发现一个很好的适合光谱和光度数据，这进一步验证了我们的模型的改进的本构物理。我们还表明，金属线的存在下，允许解除高和低氢丰度之间的简并度，通常会影响适合的白矮星与CIA。最后，我们探讨了光谱未检测到的金属对DC星的光度解决方案的潜在影响。
2018-09-28 astro-ph.SR
Outer boundary conditions for evolving cool white dwarfs
白矮星的演化本质上是一个重力热冷却过程，对于冷的白矮星，它敏感地依赖于外边界条件的处理。我们提供了详细的外边界条件，适用于计算的演变冷白矮星采用详细的非灰色模型大气纯H成分。我们还探讨了冷白矮星大气中能量传递的不同假设对白矮星冷却时间的影响。详细的非灰色模型大气计算考虑到非理想效应的气体状态方程和化学平衡，碰撞诱导的吸收分子，和莱曼α准分子不透明度。我们的研究结果表明，使用详细的外边界条件变得相关的有效温度低于5800和6100 K的序列与0.60和0.90 M_sun，分别。详细的大气模型预测的年龄是约10%，在log L/L_sun=-4时，与使用类似爱丁顿近似在tau_Ross=2/3时得出的年龄相比，短。我们还分析了各种假设和物理过程的影响，相关的计算外边界条件。特别地，我们发现Ly_alpha红翼吸收对白矮星的演化没有实质性的影响。当T_eff <6000 K时，白矮星的冷却时间尺度对表面边界条件很敏感。有趣的是，在可观测的光度下，非灰色效应对这些冷却时间几乎没有影响。事实上，碰撞引起的吸收过程，这显着影响光谱和颜色的老白矮星与富氢的气氛，没有显着的影响，在其冷却速率，除了整个罗斯兰平均不透明度。
2012-09-11 astro-ph.SR
New extended atomic data in cool star model atmospheres - Using Kurucz's new iron data in MAFAGS-OS models
上下文冷恒星模型大气是研究恒星质量、年龄和元素丰度组成的常用工具。理论大气模型在很大程度上依赖于计算时使用的原子数据。目标。我们提出了流量和温度分层的变化时，从铁的数据计算的R. L。从90年代中期的Kurucz到2009年的Kurucz铁计算。方法. MAFAGS-OS不透明度采样大气使用Ryabchikova在VALD数据库中实现的Kurucz 2009铁原子数据重新计算。温度分层和紧急通量分布的新版本，称为MAFAGS-OS 9，相比前一个版本和太阳通量测量。结果使用转换成VALD格式的Kurucz线表和Mg i和Al i的新的束缚-自由不透明度，导致太阳温度分层的变化不超过28 K。与此同时，计算出的太阳通量分布表明观测和理论太阳模型之间的一致性明显更好。这些变化在相应的模型的温度分层是小的，但仍然影响恒星参数的测定和丰度分析的幅度。
2009-06-30 astro-ph.SR
Velocity Response of the Observed Explosive Events in the Lower Solar Atmosphere: I. Formation of the Flowing Cool Loop System
我们使用接口区域成像光谱仪（IRIS）上的狭缝钳口成像仪（SJI）观察冷回路中的等离子体流动。Huang等人（2015年）在这些环的足点处观察到异常加宽的Si IV 1403埃线轮廓，这归因于爆炸事件（EE）的特征。我们选择了一个这样的单向流动的冷却回路系统，IRIS观察到的其中一个足点是与显着加宽的硅IV线轮廓。线轮廓增宽间接地表明在过渡区（TR）下方发生了许多EE，而它直接推断出大的速度增强/扰动进一步导致所观察到的回路系统中的等离子体流动。所观察到的功能是在一个模型大气中，其中一个低洼的双极磁场系统的扰动色球层的速度脉冲的最大振幅为200公里/秒。数据驱动的2-D数值模拟表明，等离子体运动的演变与IRIS观察到的类似，以流动等离子体填充冷却回路系统骨架的形式。我们比较的时空演化的冷环系统在我们的模型的框架与观测，并得出结论，他们的形成主要是与速度响应的瞬态能量释放以上的脚点在色球层/TR。我们的观测和模拟结果表明，最有可能与EE的速度响应可能是在低层太阳大气中流动的冷回路系统的动力学和能量学的主要候选人之一。
2020-04-07 astro-ph.SR
The role of cooling induced by mixing in the mass and energy cycles of the solar atmosphere
在许多天体物理系统中，通过Kelvin-Helmholtz不稳定性驱动的湍流，冷和热温度气体/等离子体之间的混合导致形成具有增加的辐射损失的中间温度相，从而驱动有效的冷却。太阳大气层是一个潜在的网站，这一过程发生的日珥或针状材料和日冕之间的相互作用，允许过渡区的材料与增强的辐射损失的发展。在本文中，我们推导出一组方程来模拟这种混合层的演变，并预测混合驱动的冷却速率和混合导致日冕物质冷凝的速率。这些理论预测的基准对2.5D MHD模拟。将理论定标应用于日珥螺纹或褪色针状物，我们发现，当混合层在它们的边界上生长时，这将导致过渡区材料的产生，冷却时间约为100 s，这解释了在不需要任何加热的情况下观察到的日珥螺纹或针状物在冷谱线中褪色时的温暖发射。对于静止的日珥，由混合过程驱动的动态凝结可以恢复约18%的日珥通过下降流损失的质量。总的来说，这种混合引起的辐射损失的热能损失机制突出了在试图理解日冕中冷物质的热力学演化时考虑不同温度下物质之间的动力学相互作用的重要性。
2023-02-14 astro-ph.SR
Hot Explosions in the Cool Atmosphere of the Sun
传统上，太阳大气是用一个简单的一维模型来表示的。在过去的几十年里，这种范式转变为构成外层大气的色球层和日冕，现在被认为是一个动态结构的信封。IRIS（界面区域成像光谱仪）最近的观测表明，即使在太阳表面上方6000 K的冷光球层中也很难确定什么是向上和向下的：这个区域拥有瞬间加热到近100，000 K的热等离子体。加热和加速等离子体的能量需要来自耀斑的相当大一部分能量，耀斑是最大的太阳分裂。IRIS的这些观测不仅证实了光球层比传统认为的要复杂，而且还提供了对磁重联过程中能量转换的深入了解。
2014-10-21 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep
红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。
2019-10-10 astro-ph.SR
The polluted atmospheres of cool white dwarfs and the magnetic field connection
本文分析了被污染的富氢白矮星NLTT 888和NLTT 53908的X射线能谱。NLTT 53908的光谱显示出强烈的塞曼分裂钙线（Ca II H&K和Ca I $λ4226$），这颗恒星似乎是受污染的磁性白矮星（DAZH）NLTT 10480的近亲，而NLTT 888的光谱显示出钙和铁的窄线。DAZ NLTT 888和DAZH NLTT 53908与其他类别成员的比较说明了这些物体周围环境和形成环境的多样性。特别是，我们发现，在旧的，污染的白矮星的磁性发病率显着超过发现在一般白矮星人口，这表明一个假设的联系之间的拥挤的行星系统和磁场代。
2014-01-07 astro-ph.SR
Signatures of convection in the atmospheres of cool evolved stars
本研究聚焦冷演化恒星大气中的全球尺度对流现象，介绍CO5BOLD、Athena++两款先进数值模拟代码，阐明其在对流动力学研究及II-P型超新星激波 breakout 辐射建模中的关键作用。
2024-01-31 astro-ph.SR
Compositional Freeze-Out of Neutron Star Crusts
我们研究了没有回退吸积的中子星的地壳性质。我们计算了三种不同情况下中子星地壳的化学演化（没有地壳热影响的改进型Urca过程、厚地壳和薄地壳的直接Urca过程），以确定核反应冻结时包层和大气的详细组成。利用一个直到锝的核反应网络，我们计算了中子星不同深度的原子核分布。当冷却时间尺度短于反应速率的倒数时，核反应淬灭。计算出的同位素中的微量轻元素可能有足够的时间在层结晶并形成中子星的大气或外壳之前漂浮到表面。中子星包层的组成决定了来自表面的总光子通量，而大气层的组成决定了出射光谱。我们的计算使用的三个冷却模型表明，没有吸积的回落的中子星的气氛是依赖于假设的冷却过程的中子星。每种冷却方法都有不同的大气成分：对于改良的Urca过程，大气成分是$^{28}$ Si，厚地壳的大气成分是$^{50}$ Cr，薄地壳的大气成分是$^{40}$ Ca。在这三种情况下，大气都是由比铁轻的元素组成的。
2009-08-21 astro-ph.SR
EPIC 228782059: Asteroseismology of what could be the coolest pulsating helium-atmosphere white dwarf (DBV) known?
本文分析了一颗新的脉动氦-大气白矮星EPIC~228782059，它是由55.1天的{ \em K2}测光发现的。长持续时间，高质量的光变曲线揭示了11个独立的偶极和四极模式，从中我们得到了旋转周期为$34.1 \pm 0.4$ ~hr的恒星。最优模型是从一系列使用白矮星演化代码构造的网格中获得的，该代码返回$M_{*} = 0.685 \pm 0.003 M_{\odot}$，$T_{\rm{eff}}= 21{,}910 \pm 23$ \，K和$\log g = 8.14 \pm0.01$ \，dex。这些值与Koester \& Kepler（$20{,}860 \pm 160$ \，K和$7.94 \pm0.03$ \，dex）从光谱学中得出的值相当。如果这些数值能被其他独立工作所证实或更好地约束，EPIC~228782059将成为已知最冷的脉动DB白矮星之一，这将有助于检验对流的不同物理处理，并进一步研究DB白矮星的理论不稳定带。
2021-08-31 astro-ph.SR
Towards an Understanding of the Atmospheres of Cool White Dwarfs
Teff < 6000 K的冷白矮星是我们银河系中最古老恒星的残余。它们的大气层，当适当的特点，可以提供宝贵的信息，白矮星的演变，并最终通过银河系的历史恒星形成。了解这些恒星的大气层需要联合观测努力和可靠的大气建模。讨论和分析了最近几个冷白矮星包括DQ/DQp星的近紫外和近红外光谱的观测结果。我们目前适合整个光谱能量分布（SED）选定的冷星，表明目前的纯氢大气模型是相当可靠的，特别是在近紫外光谱区。最近，我们还进行了一个最冷的已知DQ/DQp星的分析，进一步调查的C2天鹅带的光谱特征，表征DQp星的起源。我们发现，DQp星的碳丰度适合的碳丰度与Teff在正常的冷DQ星的趋势。这进一步支持了Kowalski A&A（2010）最近的结论，即DQp星是具有压力扭曲天鹅带的DQ星。然而，我们遇到了一些困难，在再现的红外部分的SED的恒星有一个混合的He/H的气氛。这表明在致密的He/H流体中的不透明度的当前模型中的局限性。
2012-10-11 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
Numerical simulations of macrospicule jets under energy imbalance conditions in the solar atmosphere
利用数值模拟方法，研究了热传导和辐射冷却对具有某些宏观针状特征的太阳喷流形成和演化的影响。我们最初假设太阳大气很少通过能量不平衡而处于平衡状态。因此，我们测试的背景流之间的热传导和辐射冷却的不平衡所产生的影响射流的行为。在这个特定的场景中，我们通过在以下测试情况下发射位于上色球层的垂直速度脉冲来触发射流的形成：i）绝热情况; ii）热传导情况; iii）辐射冷却情况; iv）热传导+辐射冷却情况。根据试验结果，热传导的加入导致比绝热情况下更小和更热的射流。另一方面，辐射冷却在达到最大高度（$\approx$ 5.5 μ m）后消散射流，使其比绝热和热传导情况下更短和更冷。此外，辐射冷却所产生的流动比热传导所产生的流动更大。尽管太阳大气背景能量不平衡，模拟的喷流仍显示出大针状体的形态特征。此外，速度脉冲变陡成冲击波，向上传播到维持其初始温度的日冕中。冲击产生的射流具有准周期性的行为，在时间-距离图上遵循抛物线路径，与观察到的大针状射流动力学一致。
2021-04-29 astro-ph.SR
A Detailed Model Atmosphere Analysis of Cool White Dwarfs in DESI DR1
University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
分析DESI DR1中25,642颗冷白矮星，发现冷DA星的光度与光谱质量一致，磁场DA星不限于结晶序列，DC/DZ星中H/He丰度比随温度降低而增加，并约束了He大气白矮星比例随温度的变化。
2026-06-25 astro-ph.SR
Extreme abundance ratios in the polluted atmosphere of the cool white dwarf NLTT19868
我们提出了一个新发现的冷，污染的白矮星NLTT 19868的中间色散光谱和光度数据的分析。在甚大望远镜（VLT）-Melipal上用X射线枪获得的光谱显示出钙的强谱线，以及镁、铝和铁的几条谱线。我们使用这些光谱和光学到近红外光谱能量分布约束NLTT 19868的大气参数。我们的分析表明，NLTT 19868相对于铝和钙是贫铁的。与其他冷的、被污染的白矮星的比较表明，在一个狭窄的温度范围内，Fe/Ca丰度比（Fe/Ca）的变化高达大约两个数量级，NLTT 19868处于Fe/Ca比值的一个极值，相反，NLTT 888处于另一个极值。样本显示了吸积物质成分的极端多样性：在NLTT 888的情况下，吸积物质的推断成分类似于富含铁的行星核心成分，而在NLTT 19868的情况下，它接近地幔或大块地球成分，随后在对流区底部进行化学分离。
2016-02-16 astro-ph.SR
Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD101065
在已知的Ap星中，HD 101065可能是最有趣的天体之一，它展示了非常丰富的稀土元素（REE）光谱。这颗恒星的光度参数非常特殊，任何现代理论计算都无法完全重现，即使是那些解释其大气层化学的计算。在这项研究中，我们调查的作用，失踪稀土线不透明度和准确的丰度和化学分层分析的基础上构建一个自洽的大气模式。我们采用LLmodels恒星模式大气程序，结合DDAFit和SynthMag软件包，推导了52种化学元素的均匀和分层丰度，并构建了一个自洽的HD 101065大气模型。通过最新的大量理论计算，详细地解释了稀土元素谱线的不透明度。结果表明，REE元素在HD101065大气辐射能量平衡中起着关键作用，导致了与正常恒星不同的Balmer跃迁和能量再分配的强烈抑制。引入新的稀土元素谱线列表使我们能够首次重现HD 101065的光谱能量分布，并在异常小的观测Strömgren c1指数与模型预测之间实现了更好的一致性。结合光度法和光谱法，根据丰度和分层分析的迭代过程，我们得到HD 101065的有效温度为Teff=6400K。
2010-04-01 astro-ph.SR
Understanding the Oldest White Dwarfs: Atmospheres of Cool WDs as Extreme Physics Laboratories
对冷白矮星的大气进行可靠的建模，对于理解这些恒星的大气演化和精确的白矮星宇宙年代学至关重要。在过去的十年中，{ \it ab initio}模型进入了许多研究领域，并已成功地预测各种材料在极端条件下的性能。在许多情况下，所研究的物理机制很难甚至不可能通过实验方法获得，而第一性原理量子力学计算是唯一可用的研究工具。利用计算化学和物理学的现代方法，我们研究了富含氦的古老白矮星的大气层。这样的大气达到极端的流体密度（高达每厘米$^3$克），代表了高温高压物理和化学的优秀实验室。我们展示了在稠密氦中$\rm H^-$和$\rm C_2$的稳定性和不透明度的结果，以及我们的工作对理解冷白矮星的影响。
2010-10-08 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
Can magnetic fields suppress convection in the atmosphere of cool white dwarfs? A case study on WD2105-820
大约10%的白矮星表现出全球磁场结构，磁场范围从1 kG到数百MG。最近，白矮星大气的第一次辐射磁流体动力学模拟表明，对流应被抑制在其光球的磁场强度B $\gtrsim$ 50 kG。这些预测与我们对恒星物理学的了解（例如太阳光球层强磁场区域的能量转移）是一致的，但还没有从白矮星的观测中得到直接证实。我们获得了弱磁性、氢大气、白矮星WD 2105 -820和另外三个非磁性、对流残留物（都在$T_{\mathrm{eff}}$范围9000- 11000 K）的COS远紫外光谱。我们拟合的COS和已经可用的光学光谱与对流和辐射大气模型。正如预期的那样，我们发现，对于两个非磁性比较星，只有对流模型拟合预测一致的$T_{\mathrm{eff}}$值从光学和FUV光谱。相比之下，对于WD 2105 -820，只有最佳拟合的辐射模型产生一致的结果。
2017-10-05 astro-ph.SR
On the Cool Side: Modeling the Atmospheres of Brown Dwarfs and Giant Planets
褐矮星或太阳系外巨行星的大气层控制着物体发出的辐射光谱，并调节其随时间的冷却。虽然对这些大气层的研究是根据几十年来模拟恒星和行星大气的经验进行的，但这些物体的独特特征对正演模拟提出了独特的挑战。特别是，由富含分子的大气、分子不透明度谱线列表（有时达到100亿吸收谱线或更多）、多个云形成冷凝物和不平衡化学过程产生的复杂化学过程，所有这些结合在一起，为任何建模工作创造了一个具有挑战性的任务。本文介绍了将这些复杂性纳入一维辐射对流平衡模型的亚恒星物体的过程。我们讨论了基本的数学以及用于模拟物理，化学，辐射转移，和其他相关的理解这些大气过程的技术。审查的重点是大气模式的创建过程，并简要介绍了一些模式预测数据的比较。审查的最后是该领域目前的挑战和对未来的一些评论。
2014-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ab initio Stellar Astrophysics: Reliable Modeling of Cool White Dwarf Atmospheres
在过去的十年中，材料性质的{\it ab initio}建模在不同的研究领域中已经变得广泛。它已被证明是预测极端条件下物质各种性质的有力工具。我们应用现代计算化学和材料科学的方法，包括密度泛函理论（DFT），解决挥之不去的问题，在冷白矮星（$T_{\rm eff}\rm <7000 \, K$）的稠密大气的建模。我们的工作的修订和改进的吸收机制，在氢和氦占主导地位的大气导致了一套新的大气模型。通过包含Ly-$\rm α$红翼不透明度，我们成功地拟合了已知冷DA星的整个光谱能量分布。在随后的工作中，我们用富氢模型拟合了大多数最冷的恒星。这一发现挑战了我们对冷白矮星光谱演化的理解。我们讨论了一些例子，包括脉冲星PSR J0437 - 4715的冷伴星。对于理解冷白矮星的两个重要问题是负氢离子和分子碳在类流体、氦主导的介质中的行为。用{\it ab initio}方法研究了这两种粒子在稠密氦中的稳定性和不透明度。我们对$\rm C_2$的研究表明，在"特殊"的DQp白矮星中观察到的吸收特征类似于致密氦中扰动$\rm C_2$的吸收。
2010-10-08 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
Consistent Multi-Wavelength Spectral Modeling of Cool White Dwarfs with Carbon-Polluted Atmospheres
University College London（伦敦大学学院）；Forschungszentrum Jülich GmbH（于利希研究中心）；Gemini Observatory（双子座天文台）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；The Aerospace Corporation（航空航天公司）
研究对八颗含碳冷白矮星进行多波长光谱大气建模，通过分析C2带等特征及不同光谱类型差异，结合碰撞诱导吸收等确定元素丰度，精确建模表征恒星，得到新密度数据，样本恒星质量与白矮星群体大致相符。
2026-07-22 astro-ph.SR
Radiative transfer with scattering for domain-decomposed 3D MHD simulations of cool stellar atmospheres
我们提出了一个辐射转移求解器的相干散射的辐射磁流体动力学（MHD）模拟恒星表面对流的新BIFROST代码的实现。该代码是完全并行使用MPI域分解，这允许大的网格尺寸和提高分辨率的流体动力结构。在忽略磁场的情况下，我们应用该程序模拟了太阳型恒星的表面颗粒化，并研究了相干散射对大气结构的重要性。在辐射转移方程中加入了散射项，需要对辐射场进行迭代计算。我们使用一个短的特征为基础的高斯-赛德尔加速计划来计算能量方程的辐射通量发散。相干散射的影响进行了测试，通过比较的温度分层的三个三维的时间依赖的流体动力学大气模型的太阳型恒星：没有散射，连续散射，连续和线散射。我们表明，连续散射没有显着的影响光球温度结构的恒星像太阳。然而，包括线覆盖中的散射，导致温度降低约350 K，低于log τ <-4。这种效应与辐射平衡中的一维流体静力学模型相反，在辐射平衡中，散射减少了光球高层强LTE线的冷却效应。相干线散射也改变了在高层大气中的温度分布，在那里我们观察到更强的波动相比，真正的吸收线的治疗。
2010-07-16 astro-ph.SR
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XVI. Expanding atmospheres of massive and very massive stars and the evolution of dense stellar clusters
背景：星暴，特别是它们的大质量恒星，在星系的演化中起着至关重要的作用。大质量恒星的恒星风不仅会显著影响其周围环境，而且质量损失也会深刻影响恒星本身的演化。除了每颗恒星的演化，大质量星暴星团的致密核心的演化也受到N体相互作用的影响，而通过合并形成的超大质量恒星可能对星团的演化具有决定性的影响。目的：介绍一种带风的O型恒星大气的先进诊断方法，包括评估丰度、恒星和风参数测定的准确性。研究方法：我们结合一致的模型，详细的恒星演化计算大质量和非常大质量的单星膨胀的大气层致密的星团的演变。要准确预测超大质量恒星的质量损失率，需要对膨胀大气中的统计平衡、流体动力学和辐射过程进行高度一致的处理。结果如下：我们提出了计算质量损失率，终端风速，和光谱能量分布的大质量和非常大质量的恒星不同的金属丰度，从大气模型计算的一致性提高了水平。结论：使用我们计算的质量损失率进行的恒星演化计算表明，低金属丰度的超大质量恒星只损失了非常少量的质量，这使得超大质量的第三星族恒星不太可能导致星际介质中显著的氦富集。太阳金属丰度的恒星有较高的质量损失率，但这些损失率并不高到足以排除在密集星团中合并形成的超大质量恒星，这些恒星的质量足以形成中等质量的黑洞。
2011-11-24 astro-ph.SR
Small-scale vortical motions in cool stellar atmospheres
本研究通过三维辐射磁流体模拟结合SWIRL算法，分析不同光谱型冷主序星的小尺度涡旋特性，发现其与恒星属性、磁场强度相关，且关联的扭转阿尔文脉冲可产生显著垂直坡印廷通量，还建立了解析模型解释涡旋周期与有效温度的关系。
2024-01-31 astro-ph.SR
Cloud Formation and Dynamics in Cool Dwarf and Hot Exoplanetary Atmospheres
质量最低的恒星、褐矮星和太阳系外行星为理解低温大气中的动力学和云形成过程带来了挑战和机遇。对于棕矮星，L-和T-型矮星光球云的形成，变化和快速耗尽，以及与垂直混合相关的非平衡化学的光谱证据，都指向动力学在垂直丰度分布和云/颗粒形成周期中的基本作用。对于系外行星，方位角的热量变化以及平流层和系外大气层的探测表明，存在着多层的、不对称的大气层，这些大气层也可能是随时间变化的（特别是对于具有高度椭圆轨道的系统）。尘埃和云也可能通过热效应在系外行星的热能平衡中发挥重要作用。对于所有这些情况，三维大气模型正在成为了解光谱和时间特性的一个越来越重要的工具。在这篇评论中，我总结了在冷矮和热系外行星大气中的云和动力学的观测证据，与这些过程相关的突出问题，以及可以实现有效协同的领域。
2009-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three dimensional magnetic reconnection mediated with plasmoids and the resulted multi-thermal emissions in the cool atmosphere of the Sun
本研究利用 MURaM 代码进行三维辐射磁流体动力学模拟，探讨了太阳低层大气中由等离子体团介导的磁重联过程，发现该过程产生冷热等离子体共存现象，合成的光谱与图像特征解释了 Ellerman bombs 与 UV bursts 的时空关联。
2025-08-14 astro-ph.SR
Infrared Opacities in Dense Atmospheres of Cool White Dwarf Stars
冷白矮星稠密、富含氦的大气层对建模提出了挑战。这是因为这些大气层是由稠密的流体组成的，其中强烈的多原子相互作用决定了它们的物理和化学性质。因此，基于理想气体的吸收描述不再足够，这使得这些大气的不透明度难以建模。这说明了严重的问题，在拟合光谱的冷，氦丰富的恒星。良好的红外（IR）不透明度的描述是必要的适当分配这些恒星的大气参数。利用计算量子化学方法，我们模拟了致密He/H介质的红外吸收。我们发现He原子有明显的红外吸收（He-He-He CIA不透明度），H $_2$ -He碰撞诱导吸收（CIA）有很强的压力畸变。我们讨论了这些结果的含义解释的光谱的冷星。
2016-10-24 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci physics.atom-ph
Wolf-Rayet stellar evolution models with improved treatment of the atmosphere
LUPM, Univ. Montpellier, CNRS（蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心）
本文研究了改进大气处理对沃尔夫--Rayet相的影响，通过使用先进的大气模型进行计算，发现对有效半径和温度有显著影响，但对内部结构影响较小。
2026-05-18 astro-ph.SR
Inelastic Na+H collision data for non-LTE applications in stellar atmospheres
计算了十个能级之间的所有跃迁（包括离子态（离子对产生））的非弹性Na+H碰撞速率系数，即Na（3s，3 p，4s，3d，4p，5s，4d，4f，5 p）+H（1 s）和Na+ + H-。计算是基于最近的全量子散射截面计算。这些数据是冷天体物理环境中的非LTE应用所需要的，特别是冷恒星大气，并在500-8000 K的温度范围内提供。从考虑的灵敏度的横截面输入的量子化学数据和散射计算的不同方法的结果，估计的速率系数中可能的不确定性的措施。
2010-06-26 astro-ph.SR
Inelastic Mg+H collision data for non-LTE applications in stellar atmospheres
非弹性Mg+H碰撞的速率系数计算最低的七个级别和离子状态（电荷转移）之间的所有转换。速率系数基于来自全量子散射计算的横截面，其本身基于MgH分子的详细量子化学计算。这些数据是冷天体物理环境中的非LTE应用所需要的，特别是冷恒星大气，并在500-8000 K的温度范围内提供。从考虑的灵敏度的横截面的各种不确定性的计算，最重要的是输入量子化学数据和散射计算的数值精度，在速率系数的可能的不确定性的措施估计。
2012-03-22 astro-ph.SR
The Young Planet-mass Object 2M1207b: a cool, cloudy, and methane-poor atmosphere
2 M1207 b是一颗年轻的行星质量伴星（约800万年），其性质在一段时间内缺乏令人满意的解释。低光度、红色近红外颜色和L型近红外光谱（之前与Teff ~ 1600 K一致）的组合意味着异常小的半径。早期对2 M1207 b的暗光度的解释是，它是一个边缘朝上的圆盘，或是最近一次原行星碰撞的遗迹。第二颗行星质量的天体（HR 8799 b）的发现与2 M1207 b的光度和颜色相似，这表明第三种解释，一种纯粹的大气性质，更有可能。通过包括云，非平衡化学，和低重力，一个有效温度与演化冷却轨道预测一致的大气被揭示出来。因此，2 M1207 b和其他类似的天体不需要新的物理学来解释，也不属于新的天体类别。相反，它们最有可能代表多云的亚恒星大气的自然延伸到低Teff和log（g）。如果2 M1207 b的大气层解释是正确的，那么非常年轻的行星质量的天体，其近红外光谱类似于场T矮星，可能是罕见的。
2011-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The nearby magnetic cool DZ white dwarf PM J08186-3110
我们提出了一个光度，光谱和分光偏振数据的分析附近，冷，磁DZ白矮星PM J 08186 -3110。高色散光谱显示由于存在92 kG的表面平均磁场而存在塞曼分裂谱线。强烈的镁和钙线显示了在稠密、冷的富氦大气中与中性氦相互作用形成的伸展的翅膀。我们发现，重元素的丰度在相隔10年的光谱之间变化，但我们无法为这些变化建立一个时间尺度;这种变化可能与磁化大气中的表面丰度变化有关。最后，我们表明，体积有限的样品显示，约40%的DZ白矮星的有效温度低于7000 K的磁性。
2020-10-29 astro-ph.SR
Near-UV absorption in very cool DA white dwarfs
非常冷、富含氢的白矮星（Teff <6000 K）的大气层对模型来说是一个挑战，因为在低温、弱电离的致密气体中，状态方程、化学平衡和不透明度来源的复杂性增加了。特别是，许多假设原子能级加宽的模型相对简单的模型和大多数理想气体物理模型高估了光谱中蓝色部分的通量。这个问题的一个解决方案已经取得了一些成功，在短波长处的额外不透明度是由于主要与H2碰撞导致原子H的莱曼α线的极端加宽。为了更严格地验证这一模型，我们获得了8颗非常冷的白矮星（5颗DA星和3颗DC星）的哈勃空间望远镜STIS光谱。结合它们已知的散射，BVRIJHK和斯皮策IRAC测光，我们分析了它们的整个光谱能量分布（从0.24到9.3微米）与一个大网格的模型大气和合成光谱。我们发现莱曼α线的红翼很好地再现了这些非常冷的恒星的近紫外光通量的迅速下降。我们确定更好的约束值Teff和重力以及上限的氦丰度在他们的大气中。
2014-06-16 astro-ph.SR
Reference study to characterise plasma and magnetic properties of ultra-cool atmospheres
褐矮星的无线电和X射线辐射表明，一定存在电离气体和具有足够通量密度的磁场。我们对晚M矮星、棕矮星和巨型气体行星进行了参考研究，以确定哪些超冷天体最容易受到等离子体和磁过程的影响。仅考虑热电离。我们利用{ \sc Drift-Phoenix}模式网格，其中局部大气结构由全球参数T $_{\rm eff}$、$\log(g)$和[M/H]确定。我们的研究结果表明，这是不是不合理的期望H $_α$或无线电发射起源于褐矮星大气，特别是稀薄的大气上部可以磁耦合，尽管有低程度的热气体电离。因此，这种超冷的大气层可以驱动极光发射，而不需要伴星的风或释气的月球。电子和离子被磁化所需的磁通量密度的最小阈值远高于棕矮星和巨型气体行星的全球磁场的典型值。Na $^{+}$、K $^{+}$和Ca $^{+}$是低密度大气（低log（g），太阳金属丰度）中的主要电子供体，与T $_{\rm eff}$无关。Mg $^{+}$和Fe $^{+}$主导M矮星大气内部的热电离。分子对于热电离仍然不重要。影响最丰富的电子供体Mg和Fe的化学过程（例如云的形成）将对超冷大气中的电离状态产生直接影响。
2015-09-08 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
A new set of atmosphere and evolution models for cool T-Y brown dwarfs and giant exoplanets
我们提出了一套新的太阳金属丰度大气和非常冷的棕矮星和自发光巨型系外行星的演化模型，我们称之为ATMO 2020。大气模型是用我们最先进的一维辐射对流平衡程序ATMO生成的，并用作表面边界条件来计算$0.001-0.075\,\mathrm{M_{\odot}}$对象的内部结构和演变。我们的模型包括几个关键的改进，在以前的模型中使用的输入物理在文献中。最值得注意的是，使用一个新的氢-氦状态方程，包括从头计算量子分子动力学计算，提高了质量的$\sim1-2\%$在恒星亚恒星边界，并改变了冷却轨道周围的氢和氘燃烧的最小质量。第二个关键的改进涉及我们的大气模型ATMO中更新的分子不透明度，它现在包含了更多的线过渡，需要准确地捕捉这些热大气中的不透明度。这导致大气温度结构变暖，进一步改变了冷却曲线和亚恒星物体的预测发射光谱。我们提出了显着的改进碰撞增宽钾共振双峰的治疗，并强调这些线在塑造红光学和近红外光谱的棕矮星的重要性。我们生成三个不同的网格模型模拟，一个使用平衡化学和两个使用非平衡化学由于垂直混合，所有三个计算自洽与大气的压力-温度结构。我们展示了垂直混合对发射光谱和颜色星等图的影响，突出了$3.5-5.5\,\mathrm{μm}$通量窗口如何可用于校准冷T-Y光谱类型对象中的垂直混合。
2020-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
HR 7098: A new cool HgMn star?
使用一个档案高色散高质量的光谱HR 7098（A0V）获得的échelle摄谱仪SOPHIE在上普罗旺斯天文台，我们表明，这颗星是不是一个表面正常的A0V星迄今认为。HR 7098光谱的模型大气和光谱合成模型揭示了其丰度与太阳成分的真实偏离。我们在这里报告我们的第一次测定的元素丰度的35个元素在HR 7098的大气中。氦和碳在HR 7098中的丰度不足，而超重元素在HR 7098中的丰度过高。
2017-09-22 astro-ph.SR
Lyman-alpha wing absorption in cool white dwarf stars
Kowalski & Saumon（2006）在观测到的冷白矮星光谱中发现了缺少的吸收机制，即氢原子和分子碰撞形成的Ly-alpha红翼，并成功地解释了许多冷DA型白矮星的整个光谱。由于这个问题的重要天体物理意义，我们在这里提出一个独立的评估过程。为了这个目的，我们计算自由自由准分子吸收莱曼α由于碰撞与H和H2内的一个微扰，准静态近似。利用理论分子势描述辐射原子与微扰子之间的相互作用，得到线截面。还考虑了电偶极跃迁矩随粒子间距的变化。六个和两个允许的电偶极跃迁由于H-H和H-H2碰撞，分别考虑。新的理论莱曼α线轮廓，然后纳入我们的恒星大气程序的合成光谱和DA型白矮星的颜色的计算。说明模型大气和光谱能量分布的计算，这表明原子和分子的Ly-alpha展宽有显着的影响，白矮星的大气模型。包含这种碰撞引起的不透明度显着红光谱能量分布，并影响Teff<5000 K的模式大气的宽带颜色指数。这些结果证实了Kowalski & Saumon（2006）先前获得的结果。我们的研究指出，需要可靠的评估H3势能面覆盖大区域的核配置，以获得更好的描述H-H2碰撞和更准确的评估其对冷白矮星光谱的影响。
2010-09-16 astro-ph.SR
Line Profiles of the Calcium I Resonance Line in Cool Metal-polluted White Dwarfs
金属污染的白矮星（DZ星）的特征是富含氦的大气层被来自吸积岩石星子的重元素污染。由于对这些物体进行详细的光谱分析可以揭示吸积碎片的组成，因此人们对开发精确的DZ大气模型非常感兴趣。然而，最冷的DZ白矮星由于其大气层的流体密度而具有挑战性。在这样的极端条件下，光谱吸收线严重加宽与中性氦的相互作用，它不再是合理的使用传统的洛伦兹轮廓。在这项工作中，我们确定的理论配置文件的钙I共振线（最冷的DZ白矮星的最突出的谱线）在稠密的大气中的冷DZ白矮星。要做到这一点，我们使用的碰撞线轮廓和准确的从头计算势能和跃迁偶极矩的CaHe分子的统一理论。我们提出了所得到的配置文件的温度和氦密度相关的冷，金属污染的白矮星的建模（从3000至6000 K和从$10^{21}$到$10^{23}\,{\rm cm}^{-3}$）的全范围。我们还实现了这些新的配置文件在我们的大气模型，并表明它们导致改善适合最冷的DZ白矮星的钙我共振线。
2019-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models. III. WD J2356$-$209: Accretion of a Planetesimal with an Unusual Composition
WD J2356 $-$ 209是一颗冷金属污染的白矮星，其可见光谱主要是由强而宽的钠元素组成。虽然在近二十年前就被发现了，但还没有对这颗恒星进行详细和现实的分析。由于没有考虑到WD J2356 $-$ 209光球层产生的非理想高密度效应的大气模型，其独特光谱的起源仍然模糊不清。我们使用本系列第一篇论文中提出的冷白矮星大气代码，最终揭示了这个奇特物体的秘密，以及污染其大气的微行星的细节。由于改进了模型的输入物理，我们找到了一个与光度观测和可见光谱非常一致的解决方案。我们的解揭示了WD J2356 $-$ 209的光球具有$\log\,{\rm Na/Ca}= 1.0 \pm 0.2$的数密度比，这是在白矮星中发现的最高的。由于我们不知道吸积事件在多久之前停止（如果它已经停止），我们不能精确地确定吸积的微行星的组成和质量。尽管如此，所有考虑的情况都表明，其成分与类方解石物质不相容，其质量至少为$10^{21}\,{\rm g}$。
2019-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chroma+GAS: An Expedited Solution for the Chemical Equilibrium for Cool Stellar Atmospheres
我们描述了一种独特的方法，以节省解决一般化学平衡和状态方程的问题，晚型恒星，包括双原子和多原子分子，这是快速，准确，适合响应近似数据建模应用程序，并更密集的建模方法，其中的气体平衡的计算必须加快，以允许其他方面得到更现实的对待。该方法，基于一种新的经济化的牛顿的线性化萨哈和守恒方程的解决方案的方法，已在Python中实现，并作为一个独立的包，GASPy，并已集成到互动的Python大气和光谱建模代码ChromaStarPy。因此，ChromaStarPy现在可以计算气体的状态、吸收体的数密度和表面通量谱，其中包含105种化学物质，包括34种双原子和16种多原子中性分子，以及H $^-$和H $_2^+$，以及许多中性和电离的原子物质。节约的方法收敛非常迅速，大大提高了代码的相关性晚型恒星和褐矮星光谱建模。我们提供了一个简单的概述气体的方法，并提出了一些说明性的结果的化学平衡和光谱的M-型亮巨星和矮星，和比较的PHOENIX/PPRESS包的结果。所有代码都可以从OpenStars网站：www.ap.smu.ca/OpenStars获得。
2022-06-02 astro-ph.SR
3D stellar atmospheres for stellar structure models and asteroseismology
对流是决定冷星包层结构的最重要的物理过程。它影响表面辐射通量和观测到的谱线轮廓的形状，并负责产生和抑制类似太阳的振荡等。恒星表面对流的三维数值模拟已经发展成为模拟和分析冷恒星表面物理机制的有力工具。本文讨论了用于此类应用的3D恒星大气的主要原则。恒星结构和演化理论的要求，使用它们作为边界条件进行了分析，以及使用日震和asteroseismology，以减少建模的不确定性和探测的一致性和准确性的3D恒星大气作为这个过程的一部分的能力。由不同的团队对太阳表面的模拟进行了比较，并讨论了这种建模方法的不确定性的一些问题。
2009-11-17 astro-ph.SR
On the Spectral Evolution of Helium-Atmosphere White Dwarfs Showing Traces of Hydrogen
在大气光谱学和光度学相结合的基础上，对115颗氦线（DB）和28颗冷的富氦氢线（DA）白矮星进行了详细的光谱分析。我们发现，我们的DB人口的63%显示氢线，使他们DBA星。我们还证明了纯DB白矮星的持久性，在低有效温度下没有检测到氢的功能。使用最先进的包络模型，我们接下来计算氢的总量，$M_{\rm{H}}$，这是包含在外对流区作为有效温度和大气H/He比的函数。我们发现，一些$(T_{\rm{eff}},M_{\rm{H}})$对不能物理上存在的均匀混合结构，这种组合只能发生分层对象的DA光谱类型。在此基础上，我们表明，$M_{\rm{H}}$推断的大部分DBA星的值太大，不符合对流稀释的情况。我们还提出的证据表明，氢丰度测量DBA和冷，氦丰富的白矮星不能在全球占任何一种吸积机制到一个纯DB星。我们认为，冷的，富氦的DA白矮星最有可能是由一个DA星与薄的氢信封对流混合创造的，他们没有冷却下来DBA的。最后，我们探讨了几种可能解释DBA恒星中氢存在的情况。
2018-03-15 astro-ph.SR
Exploring the connection between atmosphere models and evolution models of very massive stars
本研究结合GENEC结构模型与PoWR大气模型，探究大质量恒星演化过程中的大气特征，发现模型连接点选择会影响光谱预测，现有简化处理或高估恒星延展度，有效温度差异最高达20 kK。
2025-04-11 astro-ph.SR
A Spectro-photometric Analysis of Cool White Dwarfs in the Gaia and Pan-STARRS Footprint
我们提出了一个分光光度分析的2880冷白矮星在100 pc的太阳和低于Teff = 10,000 K，灰色泛星测光和盖亚三角视差可用。我们还补充我们的数据集与近红外JHK测光，当可用时，这是必不可少的解释最冷的白矮星在我们的样本。我们使用适合于每种光谱类型的最先进的模型大气对每个物体进行详细的分析，包括DA，DC，DQ，DZ，富He DA和所谓的IR微弱白矮星。我们讨论了每个子样本的温度和质量分布，以及重温冷白矮星的光谱演化。我们在我们的样本中发现很少的证据表明，通过Teff = 10，000 K和6500 K之间的对流混合过程，大部分DA星转化为He-大气层白矮星，尽管在Teff = 6500 - 5500 K的范围内情况发生了巨大的变化，其中He-大气层白矮星的比例达到45%。然而，我们也提供了强有力的证据，在更冷的温度（Teff < 5200 K），大多数DC白矮星有H大气。我们讨论了一个可能的机制来解释这种突然的转变，从他-到H-大气白矮星涉及的发病结晶和磁性的发生。最后，我们还认为，DQ，DZ，和DC白矮星可能会形成一个更均匀的人口比以前认为的。
2022-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fingering convection and cloudless models for cool brown dwarf atmospheres
这项工作旨在提高目前对褐矮星大气层的理解，特别是具有光谱类型T和Y的冷矮星，其建模是当前的挑战。硅酸盐云和铁云被认为在L/T转换的光球层消失，但无云模型无法正确再现T矮星的光谱，主张增加更多的物理，例如其他类型的云或内能传输机制。我们使用一维（1D）辐射/对流平衡程序ATMO来研究这个问题。该代码包括平衡和非平衡化学，并始终解决PT结构。包括的不透明度源是H2-H2、H2-He、H2O、CO、CO2、CH 4、NH3、K、Na和TiO、VO（如果它们存在于大气中）。我们表明，如果考虑垂直混合和NH3猝灭，Y矮星的光谱可以用无云模型精确再现。与无云模式相比，T型矮星的光谱仍然有些红化，例如J - H型.稍微降低大气中的温度梯度就可以重现这种变红现象。我们建议，这种减少稳定的温度梯度在这些层中，导致较冷的结构，是由于开始的指状对流，引发的不稳定的影响冷凝的非常薄的灰尘。
2015-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The structure and spectrum of the accretion shock in the atmospheres of young stars
吸积激波的结构和光谱已经自洽地模拟了广泛的典型的经典金牛T星（CTTS）的参数。考虑到能级粒子群的自吸收和非平衡（随时间变化）效应，计算了冲击气体的辐射冷却。这些影响修改了日冕平衡中光学薄等离子体的标准冷却曲线，但是曲线的高温（$T>3\times10^5$ K）部分的形状保持不变。所应用的方法使我们能够顺利地描述从冷却流到流体静力恒星大气的过渡。由于这种方法，它已被发现，狭窄的组成部分的HeII线主要是形成在照射的静止大气（热点），即在沉降气体$<2$ km s $^{-1}$的速度。与加热大气同时计算了预激波区的结构。模拟结果表明，激波前气体在HeII谱线中产生了一个明显的发射分量，而在HeI谱线（$λλ$ 5876，10830 μ m）中实际上并没有表现出来。热点的紫外光谱被激波前气体扭曲，即大量红移的发射和吸收线相互重叠，形成伪连续谱。吸积区的光谱在高的预冲击密度$\sim10^{14}$ cm $^{-3}$是完全形成在下降的气体，并可以定性地描述为一个恒星的光谱，通过完整的能量通量的Stefan-Boltzmann定律推导出的有效温度。
2018-01-08 astro-ph.SR
Infrared absorption of dense helium and its importance in the atmospheres of cool white dwarfs
目的：缺氢的白矮星的特征是非常致密，流体状的大气层，其复杂的物理和化学性质仍然知之甚少。这些大气层的模型的不完整的描述导致严重的问题，这些恒星的光谱和随后的困难，在推导其表面参数的描述。在这里，我们解决的问题，在冷白矮星的大气中的红外（IR）不透明的直接$ab$ $initio$模拟稠密氦的红外吸收。研究方法：我们应用最先进的基于密度泛函理论的量子分子动力学模拟来获得诱导偶极矩的时间演化。红外吸收系数由偶极矩时间自相关函数的傅里叶变换得到。结果如下：我们发现，在高度压缩的氦中，由于三体和三体以上的氦原子同时碰撞，诱导了一个偶极矩。这导致与$\rm ρ_{\rm He}^3$成正比的显著IR吸收，其中$ρ_{\rm He}$是氦的密度。据我们所知，这种吸收机制以前从未被测量或计算过，因此在目前的大气模型中没有考虑到。它应该主导其他碰撞诱导的反射（CIA），产生于$\rm H-He$和$\rm H_2-He$对碰撞，因此形状的红外光谱的氦为主的和纯氦大气冷却白矮星的$\rm He/H>10^4$。结论：我们的工作表明，在冷白矮星的富氦大气（包括纯氦大气）中，存在一种由氦原子间的多次碰撞引起的未知红外吸收机制.这种吸收可能是富氦恒星的近红外和中红外光谱的频率依赖性的原因。
2014-06-18 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci physics.atom-ph
Planetary host stars: Evaluating uncertainties in ultra-cool model atmospheres
M矮星在文献中作为探测低质量类地行星的有希望的目标而出现。这个过程中的一个重要步骤是尽可能精确地确定M矮星的恒星参数。来自不同团体的不同的经过良好测试的恒星模型大气模拟被广泛应用于承担这项任务。本文提供了一个比较不同的模式大气族，允许一个更好的估计系统误差的主星恒星参数引入使用一个特定的模式大气族。本文比较了ATLAS 9、MARCS、Phoenix和Drift-Phoenix模型大气族，包括M-矮星参数空间（T $_{\rm eff}=2500$ K $\,...\,$ 4000 K，log（g）= 3.0 $\,...\,$ 5.0，[M/H]= $-2.5\,...\,0.5$）。我们研究的差异（T $_{\rm gas}$，P $_{\rm gas}$）的结构，在合成光度通量和颜色指数。对于所检查的所有T $_{\rm eff}=2500$ K $\,...\,$ 4000 K，不同模型系列之间较高log（g）的模型大气结果的偏差显著小于较低log（g）的结果。我们编制了所有可用的模式大气（包括）的宽带合成测光通量。M-dwarfs和棕矮星），并计算了相关的色指数。合成颜色在红外波长的分歧不超过0.15德克斯之间的所有型号的家庭。对于所有考虑的光谱带，模型的颜色差异减少较高的T $_{\rm eff}$大气模拟。我们注意到所有模型系列和观察到的示例数据（包括）之间的合成颜色…
2015-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The very low mass multiple system LHS\,1070 -- a testbed for model atmospheres for the lower end of the main sequence
LHS 1070是一个由低质量恒星组成的多恒星系统。它是探测主序低质量端的重要信息来源，直到氢燃烧极限。该系统的主要成分是一颗中M矮星，两颗是晚M到早L矮星，位于恒星-棕矮星过渡区。因此，LHS 1070是一个有价值的对象，以了解在寒冷的恒星大气中的尘埃形成的开始。这项工作的目的是确定LHS 1070的基本恒星参数，并测试最近的模型大气：BT-Dusty、BT-Settl、DRIFT和MARCS模型。与以前的研究不同，我们做了一个chi^2，最小化比较良好校准的光学和红外光谱与最近的冷星合成光谱，导致物理恒星参数Teff的确定，半径，和log g的三个组成部分的LHS 1070。
2012-08-02 astro-ph.SR
On the Nature of Ultracool White Dwarfs: Not so Cool Afterall
最近对SDSS足迹中100 pc白矮星样本的分析首次证明了赫兹-罗素图中存在一个定义良好的超冷-或红外-微弱-白矮星序列。在这里，我们利用这一发现将红外线微弱的白矮星样本放大了三倍。我们扩大我们的选择，以整个泛星调查的足迹，以及蒙特利尔白矮星数据库100个人电脑的样本，并确定37个候选人在光学强通量赤字。我们对其中的30个系统进行了后续的双子光谱测量，并确认它们都是红外微弱的白矮星。我们根据它们的颜色和大小确定了另外一组33个对象作为候选对象。我们提出了一个详细的模型大气分析的所有70个新发现的红外微弱白矮星连同35个以前已知的对象在文献中报道。我们讨论了模型大气的物理学，并表明，在我们的上一代模型大气中缺少的关键物理成分是高密度校正的氦-自由-自由吸收系数。与新的模型大气计算的目的，这种分析，我们现在得到显着更高的有效温度和更大的恒星质量，这些红外微弱的白矮星比Teff和M值在以前的分析报告，从而解决了二十年的老问题。特别是，我们在我们的样本中确定了一组超大质量的白矮星在德拜冷却阶段的恒星参数从来没有测量过。
2022-06-07 astro-ph.SR
Measuring the stellar atmosphere parameters using follow-up polarimetry microlensing observations
我们提出了一个潜在的后续偏振微透镜观测研究遥远恒星的恒星大气的分析。首先，我们使用银河系模型、恒星星族和朝向银河系隆起的星际尘埃产生合成微透镜事件。我们模拟了偏振微透镜的光变曲线，并将其与甚大望远镜（VLT）的FOcal Reducer和低色散光谱仪（FORS 2）的仪器规格进行比对，然后进行分析。我们发现，VLT望远镜的精度可以让我们限制冷RGB恒星的大气层。假设OGLE望远镜每年探测到大约$3000$微透镜事件，我们期望在偏振光变曲线中分别探测到偏振微透镜事件的几乎$20,~10,~8, $和$5$，这四个不同的标准是在基线以上的三个连续偏振数据点，分别为$1σ$、$2σ$、$3σ$和$4σ$。我们概括的协方差矩阵制定和提出的偏振和测光信息的组合，使我们能够测量大气的散射光学深度和恒星包络的红巨星的内半径。这两个参数可以决定冷RGB源星大气的尘埃不透明度和尘埃形成的半径。
2020-11-07 astro-ph.SR
