Multi-dimensional, time-dependent approximate NLTE unified model atmospheres with winds for hot, massive stars
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
本文提出一种近似非局部热力平衡方法，用于模拟高温大质量恒星的多维大气，考虑风力影响，改进了外流区域的加热和冷却处理，揭示了风中温度、密度和速度的多组分结构。
2026-04-08 astro-ph.SR
AESOPUS 2.1: Low-Temperature Opacities Extended to High Pressure
本研究针对现有不透明度表高压范围不足的问题，扩展AESOPUS 2.1的不透明度计算范围，纳入多种物理效应，提供自定义界面与预计算表，并初步应用于极低质量恒星演化模型。
2024-09-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The statistical properties of stars and their dependence on metallicity: the effects of opacity
我们报告的统计性质的恒星和褐矮星从四个辐射流体动力学模拟恒星团簇形成，解决质量下降到不透明度限制碎片。除了尘埃和气体的不透明度外，计算结果是相同的。假设尘埃的不透明度与金属丰度成正比，计算的金属丰度范围从1/100到3倍太阳，尽管我们强调改变金属丰度有其他热力学效应，计算没有捕获（例如气体和尘埃之间的热耦合）。所有四个计算产生的恒星星族的统计特性是很难区分观察到的恒星系统，我们发现没有显着的恒星性质的不透明度的依赖。多恒星系统的质量函数和性质是一致的。然而，我们发现原恒星合并更常见的低不透明度。综合三次计算的结果，我们得到了一个由500多颗恒星和棕矮星组成的恒星星族。这个群体的许多统计特性与我们银河系中观察到的一致，这意味着重力，流体动力学和辐射反馈可能是确定低质量恒星统计特性的主要成分。然而，我们确实发现，计算可能有点过于耗散的迹象。虽然需要进一步的计算来了解金属丰度对恒星性质的所有影响，但我们得出结论，恒星性质对尘埃和气体不透明度的变化具有惊人的弹性。
2014-05-22 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
On the effects of optically thick gas (disks) around massive stars
数值模拟表明，当辐射场在具有高光学深度的星周吸积盘存在下是高度各向异性时，可以绕过经常提到的大质量恒星吸积的辐射压力障碍。在这里，这些所谓的闪光效应的研究扩展，包括不透明的最里面的无尘，但潜在的光学厚气体区域周围形成的大质量恒星。除了频率依赖的尘埃颗粒的不透明度，我们使用温度和密度依赖的普朗克和Rosseland平均气体的不透明度。模拟结果表明，吸积盘的最里面的无尘部分是光学厚的恒星辐射的立体角以上和以下的磁盘的中平面的相当一部分。屏蔽盘区域的温度随半径的减小比在具有较低的恒定气体不透明度的比较模拟中更快，并且灰尘升华前沿被转移到更小的半径。在内盘中的无尘气体的屏蔽，从而有助于增强闪光效应，这最终导致在一个较小的辐射压力驱动流出的开口角和在一个更长的时间尺度的持续饲料的拱星盘的分子云核心。我们的结论是，它是必要的，以正确地评估闪光效应的有效性，辐射压力驱动的外流的开口角，以及吸积盘的寿命和形态的演变形成的大质量恒星周围的无尘盘区域的内部的不透明度。
2012-11-27 astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as function of stellar parameters - II. Effects of grain size on wind properties
[摘要]在本文中，我们探讨碳星的风特性的粒度效应，使用辐射截面的广义描述适用于任意大小的粒子。本研究的目的是调查在何种情况下小颗粒限度（SPL）可以给出可接受的结果，并量化当它不成立时可能发生的错误。在我们详细的辐射流体动力学模型中，随时间变化的晶粒生长描述给出了每一层中每一时刻尘埃粒子半径的信息。这些颗粒半径用于计算不透明度和确定尘埃气体混合物的辐射加速度。结果表明，在关键的情况下，灰尘不透明的广义描述的效果可以是显着的，导致更激烈的质量损失和更高的风速相比，使用SPL不透明的模型。对于发达的风，然而，粒度对质量损失率和风速的影响被发现是小的。这两组模型倾向于较低程度的灰尘冷凝相比，相应的SPL模型，由于晶粒生长和辐射加速之间的自我调节反馈。因此，“降尘率”是较低的模式与粮食混浊的广义处理。我们的结论是，我们以前的结果与SPL不透明度获得的质量损失率是可靠的恒星参数空间的广泛区域内，除了关键的情况下，接近阈值的灰尘驱动的外流，SPL模型往往会低估质量损失率和风速。
2011-07-25 astro-ph.SR
Mean opacity tables for probing the interior and atmosphere of giant planets
University of Leiden（莱顿大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）
本研究提出了适用于巨行星内部和大气的改进型平均不透明度表，包括不含云和含云两种类型，为更精确的大气和内部建模提供支持。
2026-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mass estimates for very cold (< 8 K) gas in molecular cloud cores
星前核心的质量是理解核心中恒星形成开始的基本要素。冷尘埃的低水平排放可能会使其部分隐藏在观测之外。我们的目标是确定在温度范围< 8 K的核心质量的分数，可以预期典型的低质量和高质量的恒星形成区域。我们计算标准的球对称星前核心内的尘埃温度的网格的密度幂律在外部核心区域，核心群众，并在外部多组分辐射场的变化。尘埃被认为是由无定形硅酸盐和碳，其光学性质的变化进行了讨论。作为衡量核心和团块的分布，我们使用的核心质量函数导出的各种环境。鉴于在非常寒冷的中心区域的高密度，尘埃和气体的温度被假定为相等。我们发现，在典型的低质量和高质量的核心中，温度< 8 K的质量分数<20%。通过在典型的低质量恒星形成环境中放置中等或高质量的核心，可以获得更高比例的非常冷的气体。我们发现，FIR毫米建模非常冷的尘埃排放所产生的质量不确定性小于由于未知的尘埃不透明度的质量不确定性。
2016-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do fragmentation and accretion affect the stellar Initial Mass Function?
虽然恒星的初始质量函数（IMF）在银河系中似乎接近普遍，但强烈怀疑在原始宇宙中是不同的，那里的分子氢冷却效率较低，气体温度可以高出30倍。在这些极端情况之间，气体温度会因环境、金属丰度和辐射背景而变化。在本文中，我们探讨了气体温度的变化是否会影响恒星的IMF考虑碎裂和吸积。碎裂行为主要取决于在状态方程中的转折点处的Jeans质量，在该转折点处，由于尘埃不透明度，发生从近似等温到绝热的过渡。在物态方程中，在这个跃迁处的金斯质量总是非常相似，与初始温度无关，因此碎片的初始质量非常相似。另一方面，吸积强烈依赖于温度。我们认为，后者成为恒星形成效率高于5 - 7%的主导过程，增加了恒星的平均质量。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Asymptotic Giant Branch models for a range of metallicities
我们提出了一个新的网格的恒星模型计算的恒星的渐近巨星分支之间的1.0和6.0 M_太阳。我们的网格由Z=0.0005和Z=0.04之间的5种化学混合物组成，具有类似太阳的和$α$元素增强的金属比率。我们对待一贯的碳增强恒星信封通过使用不透明度表与不同的C/O比，并采用理论质量损失率的碳星。低温不透明度是专门为该项目计算的。对于氧星，我们使用经验的质量损失形式主义。第三个疏通自然是通过包括对流过冲而获得的。我们的模型达到有效的温度与早期的合成模型，其中包括近似的碳富集的分子不透明度，并显示出良好的协议与经验确定的碳星寿命。一小部分模型可以被跟踪到后AGB阶段，为此我们提供了一个质量范围内的模型，补充了以前的后AGB计算。我们的网格构成了最广泛的一组AGB模型，使用最新的物理输入数据进行计算，并以最一致的方式处理第三次疏浚引起的碳增加。
2009-08-05 astro-ph.SR
The role of OH in the chemical evolution of protoplanetary disks II. Gas-rich environments
上下文我们提出了一种方法，包括气体消光的宇宙射线产生的紫外光子的化学模型中的中平面的原行星盘，专注于它的影响冰的形成和化学演化。目标。我们的目标是通过处理宇宙射线来改进化学模型，宇宙射线是圆盘中平面电离的主要来源，其处理方式与这些区域中存在的气体和谷物环境的现有知识相一致。我们跟踪宇宙射线的影响，通过确定主要的化学反应通道，也是主要的贡献者的气体不透明度宇宙射线诱导的紫外光子。这一信息是至关重要的，在实施气体不透明度的宇宙射线引起的反应，在完整的二维原行星盘模型。方法.我们认为时间依赖的化学模型的范围内1-10 AU的中平面的金牛座T盘。宇宙射线诱导的紫外光子的气体物种的消光被包括在每个时间步的photorates的计算。我们对宇宙射线诱导的H_2紫外发射光谱上所有原子/分子的电离和离解截面进行了积分。通过分析每种气相物质随时间的相对贡献，我们能够确定原行星盘中平面气体不透明度的主要贡献者。结果在1天文单位，气体不透明度占总不透明度的28.2%，包括尘埃的贡献。在3-5天文单位处，气体贡献占总不透明度的14.5%，在7-8天文单位处，气体贡献达到12.2%。正如预期的那样，在10-15 AU的物种冻结导致气体对总不透明度的贡献非常低（6%）。影响气体不透明度的主要因素是CO、CO_2、S、SiO和O_2。OH也有助于气体不透明度，但仅在10-15 AU。
2012-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time Varying Dynamical Star Formation Rate
我们提出了动态恒星形成的数值证据，其中吸积的恒星质量随时间超线性增长，大致为$t^2$。我们进行模拟恒星形成的自引力流体动力学和磁流体动力学湍流是连续驱动的。通过在模拟中打开或关闭气体的自引力，我们证明了自引力是在反馈效应接管之前的早期设定质量吸积速率的主要物理效应，这与顺磁性调节的恒星形成理论相反。我们发现，引力坍缩使恒星周围的密度分布变陡，在对数正态密度概率分布函数上产生幂律尾。此外，我们发现湍流的速度分布扁平内崩溃的区域，改变的尺寸线宽的关系。这种局部平坦化反映了湍流速度在小尺度上的增强，正如速度功率谱的变化所证实的那样。我们的研究结果表明，气体自引力动态地改变了云的密度和速度结构，从而产生了随时间变化的恒星形成率。我们发现，形成恒星的气体中有很大一部分是通过低密度流到达的，而不是通过高密度细丝吸积的。
2015-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust evolution by chemisputtering during protostellar formation
本文提出用动力学方法模拟原恒星形成中尘埃颗粒的化学溅射汽化，考虑碳、硅酸盐和氧化铝三种材料，揭示现有温度依赖汽化方案的局限，并计划集成到流体动力学模拟中。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mean gas opacity for circumstellar environments and equilibrium temperature degeneracy
在分子云中，尘埃的不透明度通常超过气体的不透明度，但在形成恒星的附近，尘埃被耗尽，气体是唯一的不透明度提供者。在光学薄的星周环境中，辐射温度不能假设为等于气体温度，因此双温普朗克平均是计算辐射平衡所必需的。利用双温平均不透明度，可以得到处于化学平衡状态的环星环境中的适当的平衡气体温度。对辐射转移问题的仔细考虑表明，在光学薄的气体环境中，平衡温度解可以是简并的。我们计算平均气体不透明度的基础上公开可用的代码DFSYNTHE由Kurucz和Castelli。我们进行的计算假设当地的热力学平衡和理想气体状态方程。这些值是通过高分辨率不透明度光谱的直接积分得出的。我们制作了两套气体不透明度表：Rosseland平均值和双温普朗克平均值（这些表可通过http://cdsweb.u-strasbg.fr/以及http：//www.mpia-hd.mpg. de/homes/malygin获得）。对于三种金属丰度[Me/H] = 0.0，+/-0.3，我们覆盖了辐射温度下3.48 <= log T_rad[K] <= 4.48，气体温度下2.8 <= log T_gas[K]} <= 6.0，气体压力下-10 <= log P[dyn cm^-2] <= 6的参数范围。我们表明，在光学薄拱星环境中，对于一个给定的恒星辐射场和本地气体密度有几个平衡气体温度可能。我们的结论是，在一般情况下，平衡气体…
2014-08-14 astro-ph.SR
Revisiting the Atmosphere of HD 149026b: The Role of Stellar Abundances and Choice of Opacities in Exoplanet Atmosphere Modeling
本文用自洽大气模型比较太阳与恒星丰度对 HD 149026b 的影响，结合 Fe 不透明度修正 P-T 剖面，并约束其金属丰度、C/O 比和热再分配。
2025-09-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origins of the H, He I, and Ca II Line Emission in Classical T Tauri Stars
我们进行本地激发计算，以获得线的不透明度和发射率比，并将它们与H，He I，O I，Ca II和Na I线的观测特性进行比较，以确定密度，温度和光子电离率。我们发现，紫外光电离是最可能的激发机制，用于产生的He I 10830不透明，产生所有相关的吸收功能。我们还计算了观测速度v_obs = +/- 150 km/s时径向风和下沉模式的比线通量。所有的模型结果，连同观察到的吸收和发射特性之间的相关性和窄和宽的发射组件之间，被用来推断的起源强H，He I，和Ca II宽线发射。我们的结论是，前两个主要出现在一个径向流出，是高度cloudly。风体积的大部分由密度约为10^9 cm^-3的气体填充，其光学厚度比He I 10830和H α大，但比He I 5876、Pa γ和Ca II红外三重态小。光学厚的He I 5876发射主要发生在密度大于或等于10^11 cm^-3、温度大于或等于1.5x10^4 K的区域，而光学厚的H α和Pa γ发射主要发生在密度约为10^11 cm^-3、温度介于8750和1.25x10^4 K之间的区域。在产生给定v_obs的观测线通量时，这些发射团的覆盖因子足够小，不会引起He I或H线中恒星和面纱连续体的显著吸收。强烈的钙II宽线发射可能出现在磁层吸积流和磁盘的边界层，在那里的气体耗散的旋转能量的一部分，然后沿磁场线下降。所需的密度和温度约为10^…
2010-10-15 astro-ph.SR
Herbig Stars' Near-Infrared Excess: An Origin in the Protostellar Disk's Magnetically-Supported Atmosphere
质量为2-8个太阳的年轻恒星，被称为赫比格Ae和Be星，经常显示出太大的近红外线，无法用流体静力学支持的气体和尘埃盘来解释。与此同时，携带着星周气体到恒星的吸积流被认为是由磁旋转湍流驱动的，根据数值MHD模型，这产生了由磁场支持的扩展的低密度大气。我们证明了大气层的底部可以是星光的光学厚度，并且位于1 AU附近的部分足够高，可以将恒星光度再处理成近红外的部分增加一倍。我们生成合成光谱能量分布（SED），使用蒙特卡罗辐射转移计算与亚微米硅酸盐和碳质颗粒的不透明度。合成的SED紧密遵循最近由Mulders和Dominik构建的中值Herbig SED，并且特别匹配大的近红外通量，只要颗粒在盘的内缘附近具有接近星际的质量分数。
2013-10-27 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars I. The COLIBRI Code
我们提出的COLIBRI代码计算沿TP-AGB阶段的恒星演化。与纯合成的TP-AGB程序相比，COLIBRI放宽了他们的分析形式主义的重要部分，有利于应用于完整包络模型的详细物理学，其中恒星结构方程从大气层到氢燃烧壳层的底部都被整合。这允许自洽地预测：（i）有效温度，更一般地说，对流包络和大气结构，正确地耦合到表面化学丰度和气体不透明度的变化;（ii）大气中的球形效应;（iii）最大质量AGB星的核心质光关系及其由于热底燃烧（HBB）引起的破裂，（四）通过解决一个完整的核网络的HBB核合成（pp链和CNO、NeNa、MgAl循环），还包括通过Cameron-Fowler铍输运机制产生7 Li;（v）脉冲驱动对流区的化学组成;（vi）第三次疏浚的开始和终止，以及适当的温度标准。与此同时，COLIBRI开创了恒星内部物理处理的新技术。它是第一个使用精确的动态计算大约800个原子、离子、分子的状态方程以及整个深包层的Rosseland平均不透明度的进化代码。COLIBRI的另一个突出方面是它的高计算速度。这个功能是必要的校准不确定的参数和过程，特点的TP-AGB阶段，一个步骤的至关重要的生产可靠的恒星星族合成模型的星系高红移。（节略）
2013-05-20 astro-ph.SR
