Pre-main sequence stars in the Cepheus flare region
本文给出了仙王座耀斑区77颗主序前恒星的光谱和BVR_CI_C光度观测结果。其中64颗是新确认的PMS恒星，最初是从各种已公布的候选名单中选出的。我们估计PMS星的有效温度和光度，并与主序前演化模型的结果进行比较，我们估计恒星质量为0.2 - 2.4M_sun和恒星年龄为0.1 - 15百万年。在PMS星，我们确定了15个视觉双星的分离2 - 10角秒。从档案IRAS，2MASS和斯皮策数据，我们构建了它们的光谱能量分布，并将5%的恒星分类为I类，10%为平坦SED，60%为II类，3%为III类年轻恒星天体（YSO）。我们确定了12个CTTS和2个WTTS作为NGC 7023的成员，平均年龄为160万年。与L1228相关的13颗PMS星属于三个小聚集体：RNO 129、L1228A和L1228S。与L1251相关的17颗PMS星的年龄分布表明，恒星的形成随着仙王座耀斑壳的扩张而传播。我们在距离400秒差距的黑云L1177和L1219周围探测到6 - 700万年前PMS星的稀疏聚集体。三颗金牛座T星似乎与Herbig Ae星SV Cep在600 pc的距离上相关。我们的研究结果证实，在仙王座耀斑区域的分子复合体包含各种距离的云和恒星形成的历史。
2009-10-10 astro-ph.SR
On the origin of the correlations between the accretion luminosity and emission line luminosities in pre-main sequence stars
主序前恒星吸积光度与发射线光度（L_acc和L_line）之间的相关关系已被发表，用于估算吸积速率。尽管这些相关性的起源是未知的，这可以归因于发射线形成和吸积机制之间的直接或间接的物理关系。结果表明，所有的（近紫外/光学/近红外）Lacc-Lstar线关联都是吸积光度与恒星光度（Lstar）关联的结果，而与Lacc-Lstar线的物理起源无关。用合成和观测数据说明了L_acc-L_line相关如何依赖于L_acc-L_star关系。我们的结论是，由于PMS星表现出L_acc-L_star相关性，这就意味着L_acc也与所有发射线的光度相关，因此，仅凭L_acc-L_line相关性不能证明它们与吸积有任何物理联系，而只能用于粗略估计吸积速率。在寻找可能具有物理意义的相关性时，我们建议使用L_acc/L_star和L_line/L_star来代替L_acc和L_line。最后讨论了T-Tauri星的Lacc对L星的依赖性比中等质量Herbig Ae/Be星的更大的发现。这是从磁层吸积的情况下，在近紫外不同的光球属性解释。
2015-07-09 astro-ph.SR
Tidal dissipation in rotating low-mass stars and implications for the orbital evolution of close-in planets I. From the PMS to the RGB at solar metallicity
在恒星模型中必须考虑恒星与行星的相互作用，以理解近距离行星的动力学演化。潮汐相互作用对恒星结构和自转演化的依赖性具有特殊的重要性，应正确对待。我们量化的潮汐耗散的对流信封旋转的低质量恒星的演变，从主序前的红巨星分支取决于初始恒星质量。我们调查的后果，这种演变对行星轨道的演变。我们将Mathis（2015）中描述的潮汐耗散形式与恒星演化代码STAREVOL相结合，并将其应用于质量在0.3和1.4 M $_\odot$之间的旋转恒星。此外，我们通过使用恒星演化高级阶段的新潮汐耗散预测来跟踪近距离行星的轨道演化，从而推广了Bolmont & Mathis（2016）的工作。在PMS上，潮汐耗散的演化受控于收缩星内部结构的演化。在MS上，它受到表面旋转变化的强烈驱动，而表面旋转变化受到磁化恒星风制动的影响。考虑到恒星的旋转演化的主要影响是降低潮汐耗散强度约四个数量级的主序列，相比之下，归一化的耗散率，只考虑到结构的变化。耗散的演化强烈依赖于恒星内部结构和自转的演化。从前主序星到红巨星分支的顶端，它的变化有几个数量级，对近距离大质量行星的轨道演化有很大的影响。这些效应在主序前最强，意味着行星主要对恒星的早期历史敏感。
2017-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The influence of radiative core growth on coronal X-ray emission from pre-main sequence stars
质量为$\gtrsim0.35\,{\rm M}_\odot$的前主序星在引力收缩过程中从内部完全对流的恒星转变为具有辐射核和外部对流包层的恒星。这种恒星结构的变化会影响外部磁场的拓扑结构，正如我们在这里所证明的那样，会影响日冕X射线发射作为太阳速跃层的恒星模拟发展。我们结合了档案X射线，光谱和光度数据的$\sim$ 1000 PMS恒星从五个最好的研究恒星形成区域; ONC，NGC 2264，IC 348，NGC 2362和NGC 6530。使用一个现代的，PMS校准，光谱类型有效的温度和内在的颜色尺度，我们deredden测光使用适合于每种光谱类型的颜色，并确定恒星的质量，年龄和内部结构一致的整个样本。我们发现，PMS星的Henyey轨道上，平均而言，较低的分数X射线光度（$L_{\rm X}/L_\ast$）比Hayashi轨道，这种效果是由$L_{\rm X}$的变化。对于质量较高的PMS星，X射线发射随年龄衰减得更快。Hayashi轨道星的$L_\ast$和$L_{\rm X}$之间有很强的相关性，而Henyey轨道星的相关性不明显。$L_{\rm X}$和辐射核质量或半径之间没有相关性。然而，恒星在辐射核中停留的时间越长，它们发出的X射线就越少。年轻的早K型PMS星到晚G型PMS星的日冕X射线辐射的衰减与主序星A型星的X射线探测的缺乏是一致的。
2016-01-28 astro-ph.SR
Pre-main sequence stars older than 8 Myr in the Eagle Nebula
注意力被给予人口的NGC 6611星团的鹰星云，具有突出的近红外（NIR）过剩和光学颜色的典型的前主序（PMS）的恒星年龄超过800万年的110颗恒星。其中至少有一半的光谱存在有一个H α发射线的轮廓，揭示积极吸积。原则上，所有这些恒星的V-I色与年轻PMS天体（小于100万年）的一致，后者的辐射被高倾角的拱星盘严重遮蔽，小部分被盘的背面散射到观测者。然而，使用理论模型，它在这里表明，这种类型的对象只能占这个人口的百分之几。事实上，这些天体的空间分布，它们的X射线光度，它们的光学亮度，它们在色星等图中的位置以及光谱研究的恒星的弱Li吸收线表明，它们中的大多数至少比这个星团中已知的大约100万年前的PMS星老8倍，可能有3000万年那么老。这是迄今为止最大的银河系PMS恒星的均匀样本，这些恒星的年龄远远超过800万年，仍然活跃地从星周盘吸积，它允许我们将NGC 6611中的盘频率设定为7%的下限，约为1600万年。这些值意味着圆盘耗散的特征指数寿命约为600万年。
2013-07-31 astro-ph.SR
Coevality in Young Eclipsing Binaries
在极短周期的前主序双星（PMS）中，其组成部分的年龄对于理解它们的形成至关重要。我们考虑了7个PMS食双星（EB）的样本，年龄为1至6.3 MY，组件质量为0.2至1.4 Msun，它们的质量和半径被测量的非常高的精度，以及{ \it恒星天体物理学实验模块（MESA）}提供的计算它们在精确测量质量下演化轨道的能力，允许独立于它们的光度和有效温度来确定组件的年龄差异。我们发现，5个EB的组成部分，ASAS J 052821 +0338.5，Parenago 1802，JW 380，CoRoT 223992193和USCoCTIO 5，彼此形成在0.3 MY内。V1174 Ori组件的参数意味着2.7 MY的不合理的大年龄差异，应重新考虑。我们样本中的第7个EB RX J0529.4+0041不在我们分析的适用范围内。
2017-04-29 astro-ph.SR
Impact of internal gravity waves on the rotation profile inside pre-main sequence low-mass stars
研究了太阳金属丰度低质量前主序星的内重力波、纬向环流、剪切湍流和恒星收缩对恒星内自转剖面和表面速度演化的影响。我们计算网格的旋转恒星演化模型的质量之间的0.6和2.0 Msun考虑到这些过程的角动量的运输，只要辐射核心出现，并假设没有更多的磁盘锁定从那一刻起。IGW代沿PMS计算考虑到在大部分的恒星对流信封和对流核心（当存在）的热应力和浮力。角动量在辐射层内的重新分布解释了共转共振中热扩散率和粘性对逆时针和逆时针IGW的阻尼作用。在整个质量范围内考虑，IGW被认为是有效地产生的对流信封和减缓恒星核心早期的PMS。在质量大于~1.6Msun的恒星中，对流核产生的IGW也有助于ZAMS附近的角动量重新分布。总体而言，IGW被发现显着改变PMS低质量恒星的内部旋转配置文件。
2013-04-19 astro-ph.SR
Characterizing the Low-Mass Pre-Main-Sequence Population in the Low-Metallicity Star-Forming Region Dolidze 25 Using VLT-MUSE
Indian Institute of Science Education and Research Tirupati（印度科学教育与研究学院提鲁帕蒂分校）；Peking University（北京大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Rice University（莱斯大学）；University of Cumbria（坎布里亚大学）
利用VLT-MUSE观测研究低金属licity环境Dolidze 25中的低质量前主序星，发现吸积率与太阳金属licity区域相似，强调需使用金属licity匹配模型以获得可靠结果。
2025-12-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
First grids of low-mass stellar models and isochrones with self-consistent treatment of rotation : From 0.2 to 1.5 M_\odot at 7 metallicities from PMS to TAMS
我们提出了一个扩展的网格的国家的最先进的低质量恒星的恒星模型，包括更新的物理（核反应率，表面边界条件，质量损失率，角动量输运，扭矩和旋转引起的混合处方）。我们的目的是评估风制动，现实的大气处理，旋转和旋转引起的混合的结构和旋转的演变，从前主序列的关闭的影响。使用STAREVOL代码，我们提供了一个更新的PMS网格。我们计算了7种不同金属丰度的恒星模型，从[Fe/H] = -1 dex到[Fe/H] = +0.3 dex，太阳成分对应于$Z=0.0134$。初始恒星质量范围从0.2到1.5 \Ms，在一个太阳质量附近有额外的网格细化。我们还提供了三种不同的初始旋转速率（慢，中，快）与处方风制动和磁盘耦合的时间尺度校准年轻的疏散星团的观测性能的旋转模型。旋转混合包括稳定分层区域中湍流各向异性的最新描述。我们的模型在太阳金属丰度的整体行为-和它的本构物理-通过与各种分布式的进化轨迹的详细比较进行验证。主要的区别来自于表面边界条件和初始太阳成分的选择。该模型包括旋转与我们的处方角动量提取和自洽形式主义的角动量输运是能够再现的旋转周期分布观察到的年轻疏散星团在一个广泛的质量范围。这些模型是公开提供的，可用于分析来自目前和即将进行的盖亚、TESS和PLATO等小行星地震和光谱调查的数据。
2019-05-21 astro-ph.SR
On the dependence of the type Ia SNe luminosities on the metallicity of their host galaxies
正如理论预测所表明的那样，产生Ia型超新星（SN Ia）的祖先系统的金属丰度可能在其最大光度中发挥作用。我们提出了一项观察性研究，以调查是否存在这种关系。使用4.2米的WHT，我们已经获得了中等分辨率的光谱数据的28个本地星系的样本托管超新星Ia，其距离已经推导出使用的方法独立于那些基于自己的超新星Ia参数。从观测到的光谱发射谱线，我们得出了每个Ia超新星爆炸区域的气相氧丰度。我们的数据显示了一种趋势，有80%的机会不是由于随机波动，超新星Ia绝对星等和宿主星系的氧丰度之间，在这个意义上说，光度往往是更高的星系与较低的金属。这一结果似乎与理论预期的行为以及其他观测结果一致。在推导Ia超新星光度和用它们推导宇宙学距离时，如果不考虑这种$M_{B}$ -Z的依赖关系，可能会引起系统误差。
2015-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. VII. The low-density cluster NGC 376 in the Small Magellanic Cloud
本研究利用 HST 多波段测光识别 NGC 376 中的244颗 PMS 候选星并测定其质量吸积率，发现其吸积率系统性低于更高密度的 NGC 346，表明气体密度等环境因素会影响吸积。
2023-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. VI. The case of LH 95 in the Large Magellanic Cloud
本文研究了大麦云星云（LMC）中LH 95星协低质量恒星的吸积性质。使用非同期的宽带和窄带测光获得的HST，我们确定了245低质量的主序前（PMS）的候选人显示H $α$过量排放以上的4 $σ$水平。我们推导了它们的物理参数，即有效温度、光度、质量（$M_\star$）、年龄、吸积光度和质量吸积率（$\dot M_{\rm acc}$）。我们确定了两种不同的恒星种群：年龄小于~ 800万年，中值$\dot M_{\rm acc}$ ~5.4x10 $^{-8}M_\odot$ /年（和$M_\star$ ~0.15-1.8 $M_\odot$）和年龄大于~ 800万年，中值$\dot M_{\rm acc}$ ~4.8x10 $^{-9}M_\odot$ /年（和$M_\star$ ~0.6-1.2 $M_\odot$）。我们发现，年轻的PMS候选人聚集在周围的恒星组，而老年人PMS候选人均匀分布在该地区没有证据的聚类。我们发现LH 95中的$\dot M_{\rm acc}$随时间的减少比在银河系恒星形成区（SFR）中观察到的要慢。这与最近的解释，根据较高的金属丰度限制吸积过程的速度和持续时间，由于较高的辐射压力。$\dot M_{\rm acc}-M_\star$关系在不同年龄表现出不同的行为，在年龄较大时逐渐变陡，表明体重和年龄对$\dot M_{\rm acc}$的影响不能…
2019-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of the rotation, tidal dissipation history and metallicity of stars on the evolution of close-in planets
自1995年以来，在低质量恒星（M到A型恒星）周围发现了许多近距离行星。这些系统很容易潮汐演化，特别是主恒星潮汐流动能的耗散可能会改变其旋转演化，也会塑造周围行星系的轨道结构。最近的理论研究表明，恒星耗散的幅度可以随着恒星的演化而变化几个数量级，并且它还取决于恒星的质量和旋转。我们在这里提出的第一个研究的动力学接近行星轨道低质量恒星（从$0.6~M_\odot$ $1.2~M_\odot$），我们计算的同时演变的恒星的结构，旋转和潮汐耗散在其外部对流信封。我们证明了由于恒星动力潮，即在对流区激发的潮汐惯性波（其回复力是科里奥利加速度），潮汐摩擦可以比目前在天体力学中使用的平衡潮汐大几个数量级。这在主序前（PMS）阶段尤其如此，在次巨序（SG）阶段程度较轻。数值模拟表明，只有在PMS阶段发生的高耗散对近距离行星的半长轴有明显的影响。我们还研究了恒星金属丰度对行星潮汐演化的影响。我们发现，恒星的金属丰度越高，耗散越高，潮汐引起的行星迁移也越大。
2016-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Panchromatic View OF NGC 602: Time-Resolved Star Formation with the Hubble and Spitzer Space Telescopes
本文给出了小麦哲伦云翼中恒星形成星团NGC 602的测光表，其波长范围从光学HST/ACS（F555 W，F814 W）和SMARTS/ANDICAM（V，I）到红外（Spitzer/IRAC 3.6，4.5，5.8，8微米和MIPS 24微米）。结合IRSF（红外巡天设施）近红外测光（J，H，Ks），我们比较年轻的主序（MS）和主序前（PMS）人口突出的光学与当前年轻的恒星对象（YSO）人口揭示的红外（IR）。我们分析MS和PMS人口与等时线的颜色星等图，以获得年龄和质量。光学数据揭示了约565个PMS候选者，低质量的第三阶段YSO。我们通过将其光谱能量分布（SED）拟合到模型网格（Robitaille等人，2007年）来表征约40个YSO，以获得光度，质量和演化阶段（阶段I-III）。更高分辨率的HST图像显示，约70%的YSO候选者是多重星系团或原星系团。对于YSO和PMS源发现共同的，我们发现在群众派生的一致性。我们利用YSO质量函数推导出现今的恒星形成速率约为0.2-1.0 Msun/yr/kpc ^2，这与从光学恒星形成历史中推导出的速率相似，表明该区域的恒星形成速率是恒定的。我们展示了从光学星团中心到恒星形成尘埃云边缘的恒星形成过程。我们推导出YSO第一阶段和第二阶段的寿命为10^5年。
2010-12-15 astro-ph.SR
Metallicity Differences in Type Ia Supernova Progenitors Inferred from Ultraviolet Spectra
两颗Ia型超新星（SNe Ia），SNe 2011 by和2011 fe，具有非常相似的光学光变曲线形状、颜色和光谱，但在哈勃太空望远镜光谱中有不同的紫外线（UV）连续谱和可测量的不同峰值光度。我们属性的差异，在紫外线连续显着不同的祖金属丰度。这是第一次对Ia超新星祖先的不同金属丰度进行稳健检测。理论推理表明，金属丰度的差异也会导致光度的差异。对于相同的光变曲线形状，具有更高的祖先金属丰度的超新星Ia具有更低的56 Ni产额和更低的光度。SNe 2011 by和2011 fe具有不同的峰值亮度（Δ M_V = 0.6 mag），其对应于不同的56 Ni产率：M_11fe（56 Ni）/M_11by（56 Ni）= 1.7^+0.7_-0.5。根据解释不同中子质子比的理论模型，SNe 2011 by和2011 fe的56 Ni产额的差异意味着它们的祖星分别高于和低于太阳金属丰度。虽然我们可以区分祖金属丰度在定性的方式从紫外线数据，定量解释丰度是有限的，目前的理论模型。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
A multi-wavelength view of magnetic flaring from PMS stars
来自太阳和其他恒星的耀斑在软X射线波段被观测到。然而，大部分辐射能量以光学/UV波长释放。尽管经过了几十年的研究，耀斑的物理学仍未被完全理解。更少的是所知的强大的耀斑定期观察到的前主序星，这可能会显着影响的演变拱星盘。NGC 2264恒星形成区的观测是在2011年12月，同时使用三台望远镜，钱德拉（X射线），CoRoT（光学）和斯皮策（mIR），作为“NGC 2264协调天气调查”（CSI-NGC 2264）的一部分。在2008年3月还获得了更短的钱德拉和CoRoT观测。我们分析了光变曲线检测X射线耀斑与光学和/或mIR对应。基本耀斑属性从三个数据集，如发射的能量和峰值亮度，然后进行比较，以约束的光谱能量分布的耀斑发射和发射区域的物理条件。来自有和没有星周盘的恒星的耀斑也进行了比较，以确定可能归因于盘存在的任何差异。探测到了78个X射线耀斑与光学和/或中红外对应物。它们的光发射被发现与X射线发射有很好的相关性，并且明显大于X射线发射。相关性的斜率表明，对于最强大的耀斑，差异变得更小。中红外线的耀斑辐射似乎强烈地受到星周盘的影响：来自有盘恒星的耀斑相对于没有盘的恒星有更强的中红外线辐射。这可能是由于光学（和X射线）耀斑发射的再加工的内部拱盘，耀斑引起的磁盘加热提供的证据。
2018-07-23 astro-ph.SR
Testing pre-main sequence models: the power of a Bayesian approach
主序前（PMS）模型为研究恒星形成区提供了宝贵的工具，因为它们可以为年轻恒星分配质量和年龄。因此，它是最重要的测试模型与PMS星的动态确定的质量的观测。我们开发了一种贝叶斯方法来测试本代PMS模型，它允许与观测进行定量比较，在很大程度上取代了广泛使用的等时线和跟踪定性叠加。使用现有的PMS数据，我们测试了最新的PISA PMS模型，建立了与观察结果的良好一致性。数据涵盖的质量范围为~0.3至~3.1兆太阳，温度范围为~3 × 10 ^3至~1.2 × 10 ^4 K，光度范围为~3 × 10 ^-2至~60兆太阳。在大多数情况下，质量预测值在观测值的20%以内，其中一些差异小至5%。然而，也观察到一些差异，并进行了批判性的讨论。通过模拟计算，利用典型的观测误差，计算了log τ_sim-log τ_rec的展度，即模拟的单个天体负恢复年龄分布。我们还发现，由于观测误差的影响，双星系统中的恒星可能被恢复为非同时代的。假非共形性的实际分数是模拟年龄、质量和质量比的复杂函数。我们证明了使用复合年龄概率分布，即组件年龄分布的乘积，可以以比单个恒星更好的精度恢复系统的年龄。利用这个有价值的工具，我们估计了目前观测到的PMS双星系统的年龄。
2011-10-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. II. NGC346 in the Small Magellanic Cloud
[摘要]我们研究了小麦哲伦星云NGC 346星团中恒星星族的性质，使用一种新的自洽方法，使我们能够可靠地识别正在进行质量吸积的前主序（PMS）天体，无论它们的年龄如何。该方法不需要光谱学，并结合了宽带V和I测光与窄带Halpha成像，以识别所有具有过量Halpha发射的恒星，并推导出所有恒星的吸积光度Lacc和质量吸积速率Macc。将这种方法应用于现有的NGC 346场的HST/ACS测光，使我们能够识别和研究680颗真正的PMS星，质量从~0.4到~4 Msolar，年龄从~1到~30 Myr。这是第一项研究揭示，除了年轻的PMS恒星群体（约100万年），在这个领域也有一个年龄较大的PMS天体群体，平均年龄约为2000万年。我们为它们提供了准确的物理参数。我们研究了质量吸积率随恒星参数的演化，发现logMacc ~-0.6Logt + Logm + c，其中t是恒星的年龄，m是质量，c是金属丰度较低时较高的量。我们发现的高质量吸积率表明，相当一部分恒星质量是在PMS阶段吸积的，PMS演化模型不考虑这种影响，将系统地低估了真实的年龄与观测相比。
2011-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in the Local Group as seen by low-mass stars
我们对前主序星进行了系统的研究，这些恒星的质量范围很广（0.5 - 4 Msolar），金属丰度范围很广（0.1 - 1 Zsolar），年龄范围很广（0.5 - 3千万年）。我们利用哈勃太空望远镜（HST）对麦哲伦星云中的几个恒星形成区，即大麦哲伦星云中的30 Dor和SN 1987 A区，以及SMC中的NGC 346和NGC 602区的PMS天体进行了大量的识别和定位，并将它们与银河系中类似区域的PMS星，如NGC 3603和Trumpler 14进行了比较。我们用HST和甚大望远镜（VLT）研究了它。我们已经开发出一种新的方法，结合宽带（V，I）测光与窄带Halpha成像，以确定物理参数（温度，光度，年龄，质量和质量吸积率）的3000多个真正的PMS恒星仍在进行积极的质量吸积。这是目前已知物理性质的PMS天体中最大和最均匀的样本，不仅包括非常年轻的天体，而且还包括年龄超过1000万至2000万年的PMS恒星，这些恒星正在接近主序（MS）。我们发现，质量吸积率的尺度大致与年龄的平方根，与恒星的质量的1.5的权力，并与金属丰度的平方根的倒数。因此，对于相同质量和年龄的恒星，麦哲伦星云中的质量吸积率系统地高于银河系。这些结果必将对我们理解恒星形成过程产生重要影响和限制。
2015-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main sequence stars. V. Recent star formation in the 30 Dor nebula
本文报道了包括R136星团在内的30 Dor中心~ 2.7 'x2.7'区域最近形成的低质量恒星的性质。使用De Marchi et al.（2011 c）的测光表，基于哈勃太空望远镜（HST）的观测，以及该领域最新的消光定律，我们识别出1035颗真正的前主序（PMS）星，它们在4 sigma水平上显示出Halpha过量发射，Halpha等效宽度为20 AA或更大。我们发现年龄跨度很大，约为0.1- 5000万年。我们还发现，较老的PMS对象被放置在前面的R136集群，并从它分开了大量的吸收材料，这表明恒星的形成已经从周边到该地区的内部进行。我们推导出所有PMS恒星的物理参数，包括质量m，年龄t和质量吸积率M_acc。为了确定这些参数之间的可靠相关性，这些参数是相互交织的，我们使用多元线性回归拟合的类型log M_acc = a log t + b log m + c。30 Dor的a和b值与NGC 346和NGC 602中的值一致。我们将拟合扩展到大麦哲伦云和小麦哲伦云以及银河系中6个恒星形成区的1307颗PMS星的均匀样本，这些恒星的金属丰度在0.1-1.0 Zsun范围内，0.5 < m/Msun < 1.5，t <1600万年。我们发现a=-0.59+/-0.02和b=0.78+/-0.08。6个区域之间的残差存在系统性差异，表明与金属丰度Z有很强的相关性，类型为c =（-…
2017-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Uncovering a new group of T Tauri stars in the Taurus-Auriga molecular complex from Gaia and GALEX data
在这项工作中，我们研究了63个候选人的名单，以金牛座T星（TTS）在TAMC确定的紫外线（UV）和红外线（IR）的颜色测量获得的数据，银河系演化探测器全天巡天（GALEX-AIS）和两微米全天巡天（2 MASS），分别。这项工作的目的是双重的：评估它们是否是前主序（PMS）星和评估的紫外-红外线的颜色，颜色图检测PMS星在宽领域的好处。这些来源的天体测量特性已检索盖亚DR 3目录，并用于评估其成员的概率。已经测试了几种分类算法来搜索运动组，但最终的分类是用k-means++算法进行的。成员概率已通过应用Logistic回归进行评估。此外，大天区多目标光纤光谱望远镜档案中的光谱信息已被用来确定它们的PMS性质。大约20%的候选人分享TAMC成员的运动学。其中，HD 281691是一颗位于云前的G8型场星，而HO Aur可能是一颗晕星，因为盖亚提供的金属量非常低。剩下的是三颗已知的PMS星（HD 30171，V600 Aur和J 04590305 +3003004），两颗以前未知的吸积M型星（J 04510713 +1708468和J 05240794 +2542438）和五颗额外的来源，它们很可能是PMS星。这些新的辐射源大多集中在御夫座-英仙座区域的低银河纬度地区。
2023-10-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Bright single-mode RR Lyrae stars: matching Gaia EDR3 with pulsation and evolutionary models
我们结合观测到的金属丰度，光学和红外的大小与演化和脉动模型，以获得156个单模RR天琴座恒星的平均光度。这些光度与从盖亚EDR3望远镜获得的光度进行了比较，发现与高精度子样本（62颗恒星，相对视差误差小于2%）非常一致。使用温度和金属丰度标度，当采用α增强的进化模型时，视差偏移似乎是不必要的。大约10%的样本显示出进化模型和脉动模型之间奇怪的“距离保持”。这种行为的原因目前尚不清楚，但可以通过过度增加变红来治愈。
2021-09-26 astro-ph.SR
Dynamical Masses of Low Mass Stars in the Taurus and Ophiuchus Star Forming Regions
我们报告了金牛座恒星形成区（SFR）L1495区域的5颗前主序星（PMS）和蛇夫座SFR L1688区域的6颗前主序星的新动力学质量。由于这些区域有VLBA视差，这些是恒星质量的绝对测量，与它们的有效温度和光度无关。其中7颗恒星的质量为$<0.6$太阳质量，因此提供了质量范围内的数据，数据很少，其中6颗被精确测量为$< 5 \%$。我们发现8颗恒星的质量在0.09至1.1太阳质量的范围内，与当前一代的PMS进化模型一致。我们在金牛座SFR中测量的恒星年龄在1-3 MY范围内，L1688中的恒星年龄为$<1$ MY。我们还测量了14颗恒星的动力学质量的ALMA档案数据的Akeson~\&~Jensen的周期0项目的金牛座SFR的二进制文件。我们发现，7个目标的质量是如此之大，他们不能与他们的光度和有效温度的报告值相协调。我们认为，这些目标本身是二元或三元。
2017-06-12 astro-ph.SR
Photometric determination of the mass accretion rates of pre-main-sequence stars. VIII. Recent star formation in NGC 299
本研究基于 HST 的 V、I、Hα 测光识别 NGC 299 中 250 颗吸积 PMS 星，发现两代年轻恒星及较低吸积率，并由密度轮廓推断星团正在向星场弥散。
2023-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the Impact of Metallicity on Star Formation in the Outer Galaxy. I. VLT/KMOS Survey of Young Stellar Objects in Canis Major
本文利用VLT/KMOS近红外积分场光谱研究外银河CMa-ℓ224区域约120个YSO候选体的吸积性质，发现其吸积光度与太阳附近分子云相似，未显示低金属丰度影响。
2023-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Empirical Near Infrared colors for low-mass stars and brown dwarfs in the Orion Nebula Cluster
低质量恒星的大气和演化模型依赖于对恒星结构和大气辐射转移物理学的近似假设。这导致了对前主序星（PMS）光球光谱能量分布的理论预测有偏差，并影响了从测光数据中推导恒星参数。我们的目标是纠正低质量PMS星的近红外测光的理论预测中存在的偏差。使用经验固有的红外颜色，我们评估目前的合成光谱库和进化模型的准确性。我们考虑一个样本的300 PMS恒星在猎户座星云星团（年龄1万年）的光度，温度和光球JHK测光测量。通过分析我们的样本恒星的光球颜色，我们发现，合成JHKs测光提供的理论光谱模板的后期光谱类型（> K6）是准确的水平~0.2马格，而颜色是准确的~0.1马格。我们列出的固有光球颜色，适合猎户座星云星团，在范围K6-M8.5。它们可以方便地用作其他年轻（年龄<500万年）星团的固有颜色的模板。大气模板的经验校正可以修复预期颜色和观察到的颜色之间的差异。然而，进化模型中的其他偏差阻止了观测值和理论绝对值之间更可靠的比较。特别是，PMS演化模型似乎始终低估了内在的近红外线通量在非常晚的光谱类型，这可能会引入虚假的功能，在低质量端的光度测定的初始质量函数的年轻的集群。
2012-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Jsolated Stars of Low Metallicity
我们研究的影响，减少质量损失率低金属丰度J孤立星的演化，我们以前的分类角动量（J）孤立星。利用恒星演化程序MESA，研究了Z=0.001和Z=0.004的低金属丰度恒星在不同质量损失率效率下的演化，并与Z=0.02的太阳金属丰度演化进行了比较。我们进一步研究了晚期无症状巨星支（AGB）-行星相互作用的可能性及其对行星状星云（PN）性质的可能影响。我们发现所有的金属丰度，只有减少质量损失率的相互作用与低质量的同伴可能会发生在AGB阶段的恒星。这种相互作用很可能形成椭圆形PN。AGB后获得的最大光度，无论是太阳金属丰度和低金属丰度，达到高值对应的PN光度函数的神秘发现。
2018-08-16 astro-ph.SR
3D hydrodynamical simulations of a proton ingestion episode in a low-metallicity asymptotic giant branch star
我们使用3D恒星结构程序DJEHUTY模拟了质子被摄入一颗1太阳质量、金属丰度Z=10^-4的渐近巨星分支恒星的壳层间对流区的过程。我们已经运行了两个模拟：一个是由大约30万个区域组成的低分辨率模拟，一个是由200万个区域组成的高分辨率模拟。这两种模拟都是在恒星时间的大约4小时内进行的。我们观察到存在的快速，向下流动的羽流，能够运输到接近氦燃烧壳燃烧之前发生的氢。3D模型中的中间壳层比1D模型中的质子要丰富几个数量级，因此我们获得了比1D模型中更高的氢燃烧光度-在高分辨率模拟中超过10^8太阳光度。这些模拟中的对流速度比混合长度理论的预测大10倍以上，尽管由于增强的氢燃烧，3D模拟具有更大的能量产生。我们没有发现对流区分裂成两个的证据，尽管这可能是由于空间分辨率不够，或者因为模型没有发展足够长的时间。我们认为，1D混合长度理论，特别是使用扩散算法混合不给这些事件的准确图片。平流混合方案可以更好地表示在3D模型中看到的传输过程。
2011-09-06 astro-ph.SR
Radii of 88 M Subdwarfs and Updated Radius Relations for Low-Metallicity M Dwarf Stars
M次矮星是低金属量的M矮星，通常居住在银河系的晕人口中。金属丰度控制着恒星大气的不透明度;在贫金属恒星中，流体静力平衡在较小的半径处达到，从而导致给定有效温度下的较小半径。我们编译了一个样本的88颗恒星，跨越光谱类K7到M6，包括恒星的金属丰度类从太阳金属丰度矮星最低的金属丰度超次矮星，以测试如何金属丰度改变恒星半径。我们拟合模型的帕洛玛双摄谱仪（DBSP）的光谱，以获得有效的温度（$T_\mathrm{eff}$），我们测量辐射热光度（$L_\mathrm{bol}$）相结合的宽波长覆盖光度与盖亚反射。然后通过使用Stefan-Boltzman定律组合$T_\mathrm{eff}$和$L_\mathrm{bol}$来计算半径。我们发现，对于给定的温度，超次矮星可以比太阳金属丰度对应物小五倍。我们提出的颜色半径和颜色表面亮度的关系延伸到[Fe/H]的$-$ 2.0 dex，以帮助半径的测定M亚矮星，这将是特别重要的WFIRST系外行星微透镜调查。
2018-10-17 astro-ph.SR
X-ray observations of eight young open star clusters : I. Membership and X-ray Luminosity
我们提出了一个详细的调查X射线源内容的8个年轻的疏散星团的年龄在4至46百万年之间的档案X射线数据从XMM-牛顿。根据多波长存档数据，确定了这些X射线源的可能星团成员，并产生了152颗主序前低质量（< 2 M_ \odot）、36颗中等质量（2 - 10 M_ \odot）和16颗大质量（> 10 M_ \odot）恒星的样品。对大质量恒星的X射线谱分析表明，存在温度<2 keV的高温等离子体，平均LX/ L_{bol}为10^{-6.9}。在PMS低质量恒星的情况下，等离子体温度已经被发现在0.2 keV到3 keV的范围内，中值为~1.3 keV，在它们从400万年到4600万年的演化过程中，等离子体温度没有显着差异。PMS低质量恒星的X射线光度分布在所研究的年轻星团中被发现是相似的。这可能表明在年龄约为4- 1400万年的PMS低质量恒星中存在着几乎均匀的X射线活动。结果表明，低质量PMS星的L_X/ L_{bol}的平均值为10^{-3.6 \pm 0.4}，低于X射线饱和水平，L_X/ L_{bol}值与它们的辐射光度有很好的相关性，这表明它依赖于低质量恒星的内部结构。中等质量恒星和PMS低质量恒星的X射线光度分布之间的差异在统计上并不显著。然而，已发现它们的L_X/ L_{bol}值彼此显著不同，置信水平大于99.999%。由于XMM-牛顿的空间分辨率有限，不能排除中等…
2013-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral Biases, Starspot Morphology, and Dynamo Transitions on the Pre-Main Sequence: Insights from the X-Shooter WTTS Library
基于56颗WTTS的X-Shooter光谱，研究用双温星斑模型修正恒星参数，并揭示辐射核心形成伴随磁场拓扑与发电机机制转变。
2025-07-28 astro-ph.SR
Carbon star wind models at solar and sub-solar metallicities: a comparative study. I. Mass loss and the properties of dust-driven winds
用一维球对称辐射流体动力学程序DARWIN模拟了C-型AGB星的大气和风。为了探索金属性依赖的质量损失，我们计算模型网格在三个不同的化学丰度。由于在AGB星演化的热脉冲过程中，碳可能会被疏浚出来，因此我们将碳丰度作为一个自由参数。这三个不同网格中的模型都有一个太阳质量的当前质量;有效温度为2600 K，2800 K，3000 K或3200 K;恒星光度等于log（L/Lsun）=3.70，3.85或4.00。这些模型表明，碳星的质量损失是由高光度，低有效温度和太阳和太阳下金属丰度的高碳过剩（C-O）促进的。类似的有效温度、光度和碳过剩的组合在太阳和太阳下的金属丰度都产生流出。这些风模型产生的质量损失率和风速在金属丰度方面没有大的系统差异，关于颗粒大小的分布或有多少碳凝结成尘埃也没有任何系统差异。与具有相同恒星参数和碳过剩的太阳金属丰度的DARWIN模型相比，太阳下金属丰度的DARWIN模型的质量损失率低约15%。对于太阳能和亚太阳能环境，典型的颗粒尺寸范围在0.1和0.5微米之间，凝聚碳的程度在5%和40%之间变化，气体与尘埃的比率在500和10000之间。此外，恒星演化模型可以使用的质量损失率从达尔文模型计算的太阳金属丰度时，模拟AGB阶段在太阳下的金属丰度，如果碳过剩作为临界丰度参数，而不是C/O比。
2019-02-14 astro-ph.SR
Mass loss on the red giant branch: the value and metallicity dependence of Reimers' η in globular clusters
通过金属丰度对水平分支星参数的影响，研究了金属丰度对红巨星分支星质量损失率的影响。根据Reimers（1975）和Schroder & Cuntz（2005）的研究结果，我们对56个已被充分研究的银河系球状星团（GC）进行了标度因子的测定。聚类中的中值分别为η_R = 0.477 +/- 0.070（+0.050/-0.062）和η_SC = 0.172 +/- 0.024（+0.018/-0.023）（分别为标准差和系统不确定度）。RGB上的质量损失机制对金属丰度的依赖性很小：在铁丰度的200倍以上，η变化<~ 30%，在目前星系团年龄和演化模型的系统不确定性范围内。由于η包含了聚类年龄，聚类之间η的低标准差（~ 14%）表明年龄几乎可以完全解释“第二参数问题”。η的剩余扩展与团簇质量和密度相关，表明氦富集提供了解释GC HB形态的第三个参数。如果球状星团比通常认为的更同时代，金属丰度的变化会进一步减少。这也将更好地再现所观察到的AGB尖端光度，这是不能很好地通过外推RGB η到后来的进化时期来建模的。
2015-01-05 astro-ph.SR
Discovery of metal-poor and distant pre-main sequence candidates in WLM with JWST
本研究利用JWST在矮星系WLM中发现了12颗已知最遥远且贫金属的前主序候选星，它们质量为1.25-5 M⊙、年龄<10 Myr并具有近红外超，为探索低金属丰度下的恒星形成提供了新见解。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in 30 Doradus
利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC-3观测资料，研究了大麦云星云（30 Dor）中心区域的恒星星族性质。观测清楚地揭示了整个领域存在相当大的差异灭绝。我们使用年轻的大质量主序星来计算和量化这种效应，以获得该领域中大多数物体的统计红化校正。然后，我们通过寻找具有强（> 4 sigma）Halpha过量发射的天体来寻找前主序星（PMS），并在整个视场中找到了大约1150颗。将它们在赫罗图中的位置与理论上PMS演化轨迹相比较，发现这些天体中约有三分之一的年龄小于400万年，与中央电离星团R136中的大质量恒星的年龄一致，而其余的年龄可达3000万年，中位年龄约为1200万年。这表明恒星的形成已经持续了很长一段时间，尽管我们无法区分一个长时间的插曲和一系列短暂而频繁的爆发，这些爆发在时间上无法解决。虽然年轻的PMS人口优先占据集群的中心区域，但较老的PMS对象在整个领域中分布更均匀，并且在集群的中心非常少。我们把后一种效应归因于由R136的大量电离成员引起的较老的星周盘的光蒸发。
2011-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Neutrino Emission Across The Mass-Metallicity Plane
本文模拟六类金属丰度、七十个初始质量的非自转单星全演化中微子发射，揭示关键核素序列及金属丰度依赖，并给出简单恒星族积分结果、拟合公式与开放轨迹。
2023-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Super-Flares From Pre-Main Sequence Stars: Flare Energetics And Frequency
太阳型恒星在其早期对流主序前（PMS）演化阶段表现出最高水平的磁活动。最强的PMS耀斑，超级耀斑和巨型耀斑，其X射线峰值亮度为$\log(L_X)=30.5-34.0$ ~erg~s $^{-1}$，总能量为$\log(E_X)=34-38$ ~erg。在$>24,000$ X射线选择的年轻（$t<5$ ~Myr）成员的40个附近的恒星形成区，从我们早期的$Chandra$ MYStIX和SFiNC调查，我们确定和分析了一个明确的样本1,086 X射线超级耀斑和巨型耀斑，有史以来最大的样本研究。大多数比在主序星上探测到的光学/X射线超级耀斑要强大得多。本研究提出了这些X射线耀斑的能量估计和它们的宿主星的性质。这些事件是由所有质量的年轻恒星在从原恒星到无盘恒星的演化阶段产生的，发生率与恒星质量呈正相关。耀斑的性质是不可区分的盘轴承和无盘的恒星表明星盘磁场不涉及。耀斑能量分布$dN/dE_X \propto E_X^{-α}$的斜率$α\simeq2$与来自老恒星和太阳的光学/X射线耀斑的斜率一致。太阳质量恒星的大耀斑（$\log(E_X) > 36.2$ ~erg）的发生率为$1.7_{-0.6}^{+1.0}$耀斑/星/年，对PMS X射线总能量的贡献至少为$10-20$的1/2。这些爆炸事件可能对原行星盘的光蒸发、盘气体的电离、盘固体中散裂放射性核素的产生以及年轻行星大气的流体动…
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is there a metallicity enhancement in planet hosting red giants?
宾夕法尼亚州立大学/托鲁托大学演化恒星周围行星天文学搜索中心是一个高精度的径向速度（RV）调查，旨在探测巨星周围的行星。它是基于9.2米霍比-埃伯利望远镜获得的观测结果。由于红巨星高精度RV数据的正确解释需要对目标进行完整的光谱分析，因此我们对调查中包含的所有恒星进行光谱建模。通常情况下，除了恒星的光度和温度之外，自转速度和金属丰度也被确定，这使我们能够估计恒星的年龄和质量。在这里，我们提出了在我们的样品中的金属丰度研究的初步结果。我们搜索一个金属丰度的依赖性类似的矮星通过比较我们的结果为样本的22个巨人早于K5显示显着的RV变化与对照样本的58个相对RV稳定的恒星。
2009-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Red Supergiant Content of M31
我们研究了M31的红超巨星（RSG）种群，获得了255颗恒星的径向速度。这些数据证实了我们的光度选择的样本的成员，表明银河系前景星和河外RSG可以区分的基础上的B-V，V-R双色图。此外，我们使用这些光谱来测量有效温度和分配光谱类型，推导出192个RSG的物理特性。与太阳-金属丰度日内瓦演化轨迹的比较表明了惊人的一致性。M31中最明亮的RSG可能是从25-30 Mo的恒星演化而来的，而绝大多数RSG是从初始质量为20 Mo或更小的恒星演化而来的。在RSG的分布中有一个有趣的分支，其有效温度随着光度的增加而增加，其中一个序列由早期的K型超巨星组成，另一个是M型超巨星，随着亮度的增加而变晚（更冷）。这种分离只在演化轨迹中得到了部分反映，尽管这可能是由于太阳日内瓦模型和M31的金属丰度高于太阳的金属丰度之间的不匹配。随着亮度增加，中值光谱类型也增加;即，质量较高的RSG比光度较低的RSG在较冷的温度下花费更多的时间，这是本研究的新结果。最后，我们将讨论需要什么观测成功地建立一个光度函数，可用于限制的RSG的质量损失率，我们的日内瓦同事建议。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances and kinematics of barium stars
在本文中，我们提出了一个均匀的分析光球丰度的高分辨率光谱的基础上的样本182钡星和候选人。我们确定了大气参数，光谱距离，恒星质量，年龄，光度和刻度高度，径向速度，丰度的Na，Al，$alpha$ -元素，铁峰元素，和s-过程元素Y，Zr，La，Ce和Nd。我们采用了Kurucz的局部热力学平衡模式大气和光谱分析程序{ \sc moog}。我们发现钡星的金属丰度、温度和表面重力不能用单一的高斯分布来表示。$alpha$ -元素和铁峰元素的丰度与具有相同金属丰度的场巨星相似。钠在更演化的恒星中呈现出一定程度的富集，这可能归因于NeNa循环。正如预期的那样，钡星显示出由s过程产生的元素过剩。通过测量重元素的平均丰度模式（由[s/Fe]的比值给出），我们发现钡星呈现出不同程度的富集。我们还通过测量Ba峰和Zr峰元素的光球丰度得到了[hs/ls]比值。结果表明，[s/Fe]和[hs/ls]比值与金属丰度呈强反相关。我们的运动学分析表明，90%的钡星属于薄盘族。根据它们的光度，没有一颗钡星的亮度足以成为AGB星，也没有一颗钡星能够自我富集s过程元素。最后，我们确定钡星也遵循年龄-金属丰度关系。
2016-04-11 astro-ph.SR
New X-ray Selected Pre-Main Sequence Members of the Serpens Molecular Cloud
对不再被盘包围的年轻恒星的研究可以大大增加我们对原行星盘如何演化和行星形成的理解。我们已经使用VLT/FLAMES光谱学确认了巨蛇座分子云中19颗新的年轻无盘恒星的年轻和成员资格，这些恒星是在X射线波长下识别的。光谱类型，有效温度和恒星光度测定使用的光谱和光学/近红外测光。恒星质量和年龄是根据PMS进化轨迹推导出来的。结果产生显着相似的年龄和质量分布之间的无盘和盘轴承恒星星族在巨蛇座。我们讨论了这些相似性可能对磁盘演化的标准图像的重要含义。
2013-08-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of white dwarf stars with high-metallicity progenitors: the role of 22Ne diffusion
在富含金属的疏散星团NGC 6791中，主序关闭年龄和白矮星冷却年龄之间存在很大的差异，基于此，我们计算了一个白矮星演化序列网格，该网格第一次包含了22 Ne沉淀和碳/氧结晶相分离过程所释放的能量。该网格覆盖了0.52 ~ 1.0 Msun的质量范围，适合于富金属星系团中白矮星的研究。进化计算的基础上，从这两个过程中释放的能量的详细和自洽的治疗，以及就业的现实的碳/氧配置文件，相关的碳/氧相分离释放的能量的准确评估。我们发现，22 Ne沉降强烈延迟冷却速率的白矮星源于祖先与高金属丰度在中等亮度，而碳/氧相分离增加了相当大的延迟在低光度。冷却时间对22 Ne扩散系数实际值中可能的不确定性很敏感。通过因子2改变扩散系数，导致大约的最大年龄差异。8-20%，取决于恒星质量。我们发现，核心化学变化导致的延迟幅度与解决NGC 6791年龄差异所需的白矮星冷却速率减慢是一致的。
2010-06-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Carbon Stars as Standard Candles: An Empirical Test for the Reddening, Metallicity, and Age Sensitivity of the J-region Asymptotic Giant Branch (JAGB) Method
本文利用PHAT和UKIRT/WFCam数据检验JAGB标准烛光方法，发现其光度函数众数受红化影响但在-0.18<[M/H]<-0.26 dex范围内对年龄和金属丰度不敏感，证明该方法在低红化外盘中最准确，可用于校准Ia型超新星并高精度测量哈勃常数。
2023-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Type II-Plateau supernovae as metallicity probes of the Universe
我们探索了一种基于II型高原（II-P）超新星（SNe）的定量光谱的金属丰度测定方法。为了保持一致性，我们首先在0.1、0.4、1和2倍太阳金属丰度下进化出一组15 Msun的主序星。在核心崩溃的开始，我们触发活塞驱动的爆炸和模型产生的喷出物和辐射。我们的理论模型，这样的红超巨星爆炸在不同的金属丰度表明，合成光谱的SNe II-P具有光学签名在重组阶段，是敏感的金属丰度的变化。这种敏感性可以量化，并从金属线反射的强度推断金属丰度。此外，这些特征不限于O，还包括Na、Ca、Sc、Ti或Fe。当从卡内基SN项目和以前的SN后续计划的SNe II-P的样本相比，我们发现，大多数事件位于0.4和2 x太阳之间的金属丰度，与SMC金属丰度的SN II-P事件显着稀缺。这很可能反映了本宇宙中低金属量恒星形成区的缺乏。SNe II-P有很高的平台光度，使它们可以在很远的距离上被光谱观测到。因为它们表现出不同金属物种的特征，在未来，它们可能提供一种限制组成演变的手段（例如，O/Fe比）的红移。
2014-03-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys-Davidson limit revisited
冷超巨星的经验光度上限$L_{\rm max}$，通常被称为汉弗莱斯-戴维森极限，被认为编码了大质量恒星的一般质量损失行为的信息。此外，它描绘了单颗恒星将结束其生命的边界，剥离了它们的富氢包层，这反过来又是单颗恒星通道中II型到Ibc型超新星相对速率的关键因素。本文通过对大麦哲伦云和小麦哲伦云中冷超巨星光度分布的研究，重新讨论了$L_{\rm max}$问题。我们收集了每个星系中高度完整的$\log L/L_{\odot}$ =5.0以上的冷SG样本，并使用现代多波长测量数据确定了它们从光学到中红外的光谱能量分布。我们表明，在这两种情况下，$L_{\rm max}$似乎低于以前引用的，是在该地区的$\log L/L_{\odot}$ =5.5。没有证据表明$L_{\rm max}$在SMC中比在LMC中更高，如果金属依赖风是恒星包层剥离的主导因素，那么这将是预期的。我们还表明，$L_{\rm max}$与单个富氮沃尔夫-拉叶星的最低光度一致，表明在临界质量以上的恒星演化序列的变化。从人口合成分析，我们表明，日内瓦进化模型大大高估了SMC中的冷SG的数量。我们还认为，在较低的金属丰度环境中，较早的平均光谱类型的冷SG的趋势代表了一个真正的转变到更热的温度。最后，我们使用我们新的热光度测量提供冷超巨星更新的热校正。
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity and distance of Leo A from blue supergiants
基于凯克望远镜对狮子座A中七颗蓝超巨星的光谱分析，测得金属丰度[Z]=-1.35±0.08，并利用FGLR推导距离模数24.77±0.11 mag，发现其比天琴座RR型变星结果大0.4 mag，主要归因于极低金属丰度下的蓝回绕演化。
2023-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of metallicity on nova populations
恒星的金属丰度以各种方式影响其演化，改变恒星半径、光度、寿命和残余物性质。在这项工作中，我们使用人口合成代码binary_c研究如何金属丰度影响新星的背景下，二进制恒星演化。我们计算一个16点网格的金属丰度范围从$Z=10^{-4}$到0.03，提出分布的新星白矮星的质量，吸积率，延迟时间，和初始系统的属性在我们的16点金属丰度网格的两个极端。我们发现金属丰度和产生的新星数量之间存在明显的反相关性，$Z=0.03$的新星数量大约是$Z=10^{-4}$的一半。白矮星的质量分布随金属丰度有很强的系统性变化，而吸积率分布的形状相对不敏感。我们计算出银河系目前的新星率约为每年33颗新星，这一结果与依赖于银河系外新星的观测估计一致，但相对于依赖于银河系新星的观测估计，这一结果预测不足。然而，我们预测的银河系白矮星质量分布的形状与现有的观测得出的分布有很大不同，这可能是由于我们的基本物理假设。在M31中，我们计算出目前每年约36颗新星的新星率，低于最近观测估计的$65^{+15}_{-16}$。最后，我们的结论是，在预测目前可观察到的新星率在螺旋星系，或恒星环境中的恒星形成已经停止在遥远的过去，金属丰度可能被认为是次要的相比，在二进制恒星演化的不确定性。
2021-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud: I. Analysis of the single WN stars
沃尔夫-拉叶（WR）星由于其强电离辐射场和强大的星风对周围环境产生了严重的影响。由于这些风被认为是由辐射压力驱动的，理论上预计风的质量损失程度取决于WR星的初始金属丰度。在我们对银河系、M31和大麦哲伦星云中的WR星进行了全面的研究之后，我们推导出了SMC中已知的所有七颗纯白色单WN星的恒星参数和质量损失率。基于这些数据，我们讨论了低金属丰度环境对WR星质量损失和演化的影响。WN星的定量分析与波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）模式大气代码进行。我们的程序恒星的物理性质是从拟合合成光谱的多波段观测。在所有的SMC WN星中，都可以检测到相当大的表面氢丰度。这些天体中的大多数都有超过75 kK的恒星温度，而它们的光度范围从10^5.5到10^6.1 Lsun。在SMC中的WN星平均表现出较低的质量损失率和较弱的风比他们在银河系，M31，和LMC的同行。通过比较不同本星系群WN恒星的质量损失率，我们得出结论，风的质量损失对初始金属丰度的明显依赖是显而易见的，支持目前的范式，WR风是由辐射驱动的。在高温和高光度下，从SMC WN星的HRD位置可以明显看出金属丰度对大质量恒星演化的影响。标准的演化轨迹无法重现这些参数和观测到的表面氢丰度。同质进化可能为它们的进化史提供了更好的解释。
2015-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Superadiabaticity and the metallicity independence of the Humphreys-Davidson limit
汉弗莱斯-戴维森（HD）极限设定了大质量恒星演化通道之间的界限，这些恒星要么以红超巨星（RSG）结束生命，要么以更热的蓝超巨星（BSG）和沃尔夫-拉叶星结束生命。在接近爱丁顿极限的大质量恒星的包层中混合对于研究最冷的超巨星的光度上限至关重要。我们研究了辐射压力主导的超绝热层中的过度混合效应，并严格研究了混合和质量损失对log（Teff/K）< 3.68 -的RSG演化的影响。使用MESA，我们产生网格的大质量恒星模型在三个金属丰度：银河系（Zsol），LMC（1/2 Zsol）和SMC（1/5 Zsol），与高和低量的超调研究的RSG的光度上限。我们系统地研究了后主序星大质量恒星的超绝热层中的过度混合的影响，超过了氢核和黄超巨星（YSG）的质量损失率的核心氦燃烧时间的分数作为RSG。我们发现，在超绝热层中的过度混合是在较低的金属丰度更强，因为它取决于在log（Teff/K）~ 4，这在较低的金属丰度变得更加明显的氢凸的不透明度。这使得截止光度在较低的金属丰度下降低，从而平衡了质量损失的一阶效应。质量损失和过量的包络线混合在主序后演化的恒星具有更高的过冲可能会导致在一个独立于金属度的光度上限的相反的效果。
2021-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of $^{22}$Ne diffusion in the evolution and pulsational properties of white dwarfs with solar metallicity progenitors
由于$^{22}$ Ne的中子过剩量很大，这种同位素会迅速沉积在白矮星的内部。这个过程释放了额外的能量，从而延迟了白矮星的冷却时间。这影响了使用白矮星宇宙年代学得出的不同恒星群体的年龄。此外，在恒星内部区域过多的$^{22}$ Ne改变了布伦特-韦塞拉频率，从而改变了这些恒星的脉动性质。在这项工作中，我们讨论了太阳金属丰度祖先（$Z=0.02$）对白矮星中$^{22}$ Ne沉降的影响。我们对质量为$0.528$、$0.576$、$0.657$和$0.833$ M $_{\sun}$的白矮星进行了演化计算，这些白矮星是从它们的祖先恒星的完整演化计算中得出的，从零年龄主序星开始，一直到中心氢和氦燃烧、热脉冲AGB和后AGB阶段。计算结果表明，在低光度（$\log(L/L_{\sun})\la -4.25$）下，$^{22}$ Ne的沉降使具有太阳金属丰度祖星的白矮星的冷却延迟约1~Gyr.此外，我们还研究了$^{22}$ Ne的沉降对ZZ~Ceti白矮星脉动性质的影响。我们发现，$^{22}$ Ne沉降诱导这些恒星的周期差异大于目前的观测不确定性，特别是在更大质量的白矮星。
2016-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
