Ionization balance of Ti in the photospheres of the Sun and four late-type stars
本文研究了晚型星大气中Ti的统计平衡。Ti I/Ti II能级粒子数的计算与现有的实验原子数据，除了光电离和碰撞诱导的跃迁率，我们必须依赖于理论近似。对于太阳，调整H I非弹性碰撞率和MAFAGS-OS模型大气的NLTE线形成解决了Ti I和Ti II线之间长期存在的差异。从两个电离阶段确定的NLTE丰度同意在$0.01$ dex与彼此和Ti丰度的C I陨石。Ti NLTE模型对贫金属恒星的表现并不相似，高估了矮星大气中的NLTE效应，但低估了巨星的过电离。调查不同来源的错误，我们发现，只有[Ti/Fe]比的基础上Ti II和Fe II线可以安全地用于研究银河系化学演化。为了避免金属丰度和矮星/巨星差异的虚假丰度趋势，强烈建议在丰度分析和确定表面重力时忽略Ti I线。
2011-01-04 astro-ph.SR
The Magnetic Fields at the Surface of Active Single G-K Giants
我们调查了48颗红巨星表面的磁场，这些红巨星被选为有希望在它们的谱线中探测斯托克斯V塞曼签名的红巨星。我们使用分光偏振仪Narval和ESPaDOnS来检测我们的目标的光球吸收线内的圆偏振，并使用最小二乘解卷积（LSD）方法。我们还测量了经典的S指数活动指标，和恒星径向速度。为了推断我们的巨人的进化状态和解释我们的结果，我们使用最先进的恒星进化模型预测对流周转时间。我们通过塞曼特征明确地检测到样本中48颗红巨星中的29颗的磁场。在24颗显示出活动迹象的红巨星中，除了一颗外，其他所有红巨星都有塞曼信号，在17颗亮巨星中，也有6颗有塞曼信号。大多数被磁性探测到的巨星要么处于第一个疏浚阶段，要么处于核心He燃烧的开始阶段，即对流周转时间最大的阶段：这对应于赫兹-罗素图中红巨星的“磁条”。对16颗已知旋转周期的巨星的仔细研究表明，测量的磁场强度与旋转特性密切相关，即与旋转周期和Rossby数Ro密切相关。我们的结果表明，这些巨星的磁场是由发电机产生的。四颗恒星的磁场被测量到非常强，相对于预期的旋转周期/磁场关系或它们的演化状态被解释为可能是磁性Ap星的后代。除了弱场巨星Pollux外，还发现了4颗亮巨星（Aldebaran，Alphard，Arcturus，eta Psc），其磁场强度在亚高斯水平。
2014-11-23 astro-ph.SR
Fingerprints of giant planets in the photospheres of Herbig stars
大约2%的A型恒星的光球层缺乏难熔元素。据推测，这是由气体而不是尘埃的优先吸积引起的，但具体的过程和物质的起源-环绕或星际-尚不清楚。在30%的年轻的赫比格Ae/Be恒星中也看到了同样的消耗。我们调查是否化学特性起源于拱星盘。使用的恒星丰度和原行星盘的结构是已知的系统的样本，我们发现，恒星托管温暖的，燃烧的I组磁盘通常有Fe，Mg和Si耗尽0.5德克斯相比，太阳一样的丰度的恒星托管冷，平坦的II组磁盘。挥发性的，C和O，在两个集合中的丰度是相同的。第一组盘通常是过渡的，有放射状的空腔，里面有毫米大小的尘埃颗粒，而第二组盘通常不是。因此，我们认为，当气体继续流向中心恒星时，重元素的耗尽是由于类彗星行星阻止了部分尘埃的吸积而出现的。我们计算的气体尘埃比吸积的材料，并找到与行星盘清除模型相一致的值。我们的研究结果表明，~0.1至10 M_Jup的巨行星隐藏在至少30%的Herbig Ae/Be盘。
2015-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chromospherically active stars: Chemical composition of photospheres in 20 RS CVn stars
本研究通过分析20颗RS CVn星的高分辨率光谱，发现处于红巨星分支凸起以下的恒星碳同位素比值降低，证明磁活动可触发额外混合过程。
2025-03-31 astro-ph.SR
Using broadband photometry to examine the nature of Long Secondary Periods in red giants
长期的$JHK$光变曲线最近已成为可用于大量的更明亮的恒星在SMC。我们已经使用这些$JHK$光变曲线，连同OGLE $V$和$I$光变曲线，来研究SMC中的发光红巨星样本的变化，这些红巨星显示出突出的长次级周期（LSP）。LSP的起源目前尚不清楚。在富氧恒星中，我们发现当富氧恒星在LSP周期变暗时，大多数宽带颜色（例如$V-I$）会变得更红，而$J$ - $K$颜色几乎没有变化，有时会变得更蓝。我们解释的$J$ - $K$的颜色变化是由于增加水蒸气吸收下降的光所造成的发展一层致密的冷气体以上的光球。这一结果和以前的观测表明，色球层的发展之间的最小到最大的光表明，LSP现象是与喷射的物质从恒星光球附近的光下降的开始。我们探讨的可能性，宽带光的变化，从光学近红外区域可以解释由尘埃吸收喷出的物质或旋转恒星表面上的大斑点。然而，这两个模型都不能解释在各种颜色星等图中观察到的光变化。我们的结论是，一些其他的机制是负责的光变化与LSP在红巨星。
2015-01-05 astro-ph.SR
Systematic trend of water vapour absorption in red giant atmospheres revealed by high resolution TEXES 12 micron spectra
红巨星的外层大气结构非常复杂。恒星周围的大光学厚分子球（MOLspheres）的概念已经被引用，以解释例如光谱干涉观测。然而，中红外的高分辨率光谱并不容易适应这一情况。他们排除了LTE中红巨星周围任何大的水蒸气球。我们的目标是研究一系列红巨星的高分辨率，中红外光谱，从早期K到中期M。我们已经记录了10个被充分研究的明亮红巨星的12微米光谱，IRTF上有TEXES。我们发现，在我们的研究中，所有温度低于4300 K的巨星，跨越有效温度范围，显示出比预期更强的吸水线。谱线的强度随光谱类型平滑地变化。我们确定了几个光谱特征的波长区域，无疑是在光球形成。从恒星的水线比的研究中，我们发现，激发温度，在线形成的地区，是几百开尔文低于预期的经典光球模型。这可能是由于光球外部区域的实际较低温度结构，例如由额外冷却引起的，或者由于非LTE水平的人口，影响源函数和线不透明度。我们已经证明，这些诊断上有趣的水线是红巨星的一般特征，在光谱类型，我们认为他们的形成，而不是解释需要特定的属性的一般解释。由于水线既不弱（由发射填充），也不出现在发射中，正如LTE MOLsphere模型在其最简单的形式中所预测的那样，存在这种大的光学厚度的证据，分子球包围恒星被削弱了。（略）
2014-10-15 astro-ph.SR
Asteroseismic Analysis of a Red Giant KIC 9145955 by Including the Small-scale Magnetic Fields in the Atmosphere
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；International Center of Supernovae at the Yunnan Key Laboratory（云南省超新星国际研究中心）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天文学研究所）
研究通过将适用于太阳的方法用于红巨星KIC 9145955，纳入小尺度磁场，利用人工修改爱丁顿T - τ关系模拟磁场效应，匹配观测频率，发现小尺度磁场并修正恒星参数。
2026-07-23 astro-ph.SR
Spatially resolved, high-spectral resolution observation of the K giant Aldebaran in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
目的：我们提出了一个高空间和高光谱分辨率观测的K巨星毕宿五与琥珀在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们的目标是在空间上解析单个CO第一泛音线中的外层大气（所谓的MOLsphere），并导出其物理性质，这对于理解正常（即，非Mira）K-M巨星方法：观察到毕宿五在2.28和2.31微米之间，投影基线长度为10.4米，光谱分辨率为12000。结果：在CO第一泛音谱线中观察到的均匀圆盘直径比在连续谱中测量的直径大20- 35%。我们还发现了一个签名的不均匀性在CO线形成区域的空间尺度为~45 mas，这是两倍以上的恒星本身的角直径。虽然MARCS光球模型再现了观测到的光谱，在CO线的MARCS模型预测的角度大小是显着小于观测。这是因为具有毕宿五参数的MARCS模型的几何扩展仅为~2%（相对于恒星半径）。通过在MARCS光球层上增加一个CO层，可以同时再现CO谱线的光谱和干涉数据。这一CO层延伸到2.5 +/- 0.3恒星半径，CO柱密度为5 × 10 ^{19}--2 × 10 ^{120} cm^-2，温度为1500 +/- 200 K。结论：AMBER的高光谱分辨率使我们能够在空间上解决不均匀的，扩展的外层大气（MOLsphere）在单个CO线的第一次在K巨星。我们对毕宿五MOL球的模拟表明，光球层上的温度分布在2- 3个恒星半径范围内有一个相当小的梯度。
2013-03-19 astro-ph.SR
Spatially resolving the thermally inhomogeneous outer atmosphere of the red giant Arcturus in the 2.3 micron CO lines
K巨星的外层大气具有热不均匀结构，由热的色球气体和冷的分子气体组成。我们目前的光谱干涉观测的多组分外大气的K1.5巨大的大角星（α Boo）在CO的第一泛音线附近2.3微米。我们在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上用AMBER仪器在2.28- 2.31微米处观测大角星，光谱分辨率为12000，投影基线为7.3，14.6和21.8米。VLTI/琥珀仪器的高光谱分辨率使我们能够在空间上解决大角星在个别CO线。观测到的干涉数据与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比模型预测的要大得多。它表明存在一个扩展的组件，这是不占目前的光球模型，这一良好的研究明星。我们发现，所观察到的AMBER数据可以解释的模型与两个额外的CO层以上的光球。内CO层位于光球层上方，恒星半径为1.04 +/- 0.02，温度为1600 +/- 400 K，CO柱密度为10^{20 +/- 0.3} cm^-2。另一方面，我们发现CO外层延伸到2.6 +/- 0.2恒星半径，温度为1800 +/- 100 K，CO柱密度为10^{19 +/- 0.15} cm^-2。内CO层的性质与先前从空间未分辨光谱分析中推断的那些基本一致。然而，我们的ABER观测表明，准静态冷分子成分延伸到2- 3个恒星半径，在该区域内色球风急剧加速。
2018-09-04 astro-ph.SR
Omega Centauri: weak MgH-band in red giants directly trace the helium content
利用高光谱分辨率和高信噪比的光学光谱分析了半人马座球状星团中红巨星的恒星参数和氦等15种元素的化学丰度。采用理论光球和He/H $-$比的组合对MgH和Mg线的同时丰度分析被证明是评估温度低于4400 K的红巨星的氦丰度的唯一强有力的探针，否则氦线跃迁（He { \scs I} 10830和5876）可用于直接谱线分析。氦增强模型光球对丰度比的影响小于0.15 dex，与过去的研究一致。本文测量的最富金属的星系团成员的第一个间接光谱氦丰度揭示了7个氦增强巨星的发现（$Δ$ $Y=+$ 0.15 $\pm$ 0.04），这是迄今为止光谱发现的最大的此类样品。$-$ 0.79 $\pm$ 0.06 dex的平均金属丰度和O、Na、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Ba和La的丰度与半人马座欧米茄红巨星分支（RGB-a）和亚巨星分支（SGB-a）种群的值一致，表明样本之间存在进化联系。巨星中的He增强与较大的$s$过程元素丰度有关，这些元素与Al相关，而与O相关。这些结果支持在富含快速旋转大质量恒星、爆炸为超新星的双星和渐进巨星分支（AGB）恒星的喷出物的星际介质中形成氦增强、富含金属的半人马座欧米茄种群。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of the Umbral Filament Observed in Active Region NOAA 12529
最近对太阳光球层的观测揭示了在太阳黑子本影内存在着细长的平行明亮结构，称为本影细丝（UFs）。这些特征在形态、磁结构和演化上与通常观察到的侵入太阳黑子的光桥不同。为了表征在活动区NOAA 12529的巨大的领先的太阳黑子的本影中观察到的UF，我们分析了在光球与分光偏振仪搭载的Hinode卫星和在上色球和过渡区与IRIS望远镜的高分辨率观测。这一分析的结果明确排除了UF可能是一种光桥的假设。事实上，我们发现没有无场或低场强区域共空间的UF。相反，我们认识到一个强大的水平场大于2500 G，相对于周围环境的极性相反的UF的一个重要部分的存在，和灯丝在上层大气层对应的UF在光球。这些发现表明，这种结构是光球的表现形式的通量绳悬挂在太阳黑子上方，并形成半影状灯丝内本影通过磁对流。这加强了先前提出的设想。
2019-05-31 astro-ph.SR
High Lithium Abundance Connection with the Chromospheric Helium in Red Giants: Spectroscopic and Asteroseismic analyses
本研究通过光谱与星震分析发现红团簇巨星中高锂丰度与强色球He I线相关，二者共同起源于氦闪，且随时间演化锂丰度下降、色球活动减弱。
2025-01-15 astro-ph.SR
Magnetic field structure in single late-type giants: The weak G-band giant 37 Comae from 2008 to 2011
本文研究了晚型巨星37 Com的磁活动。这颗恒星属于弱G波段恒星，在它们的光球层中存在非常强烈的碳缺乏。这篇论文是对冷巨星中磁场的性质和起源进行全球调查的一部分。我们使用分光偏振数据，它允许同时测量的纵向磁场$B_{l}$，线活动指标（H $α$，Ca\，{ \sc ii} IRT，S-指数）和径向速度的明星，并因此执行直接比较它们的时间变化。使用最小二乘反卷积（LSD）方法提取平均Stokes V曲线。一张恒星表面磁场的地图是通过塞曼多普勒成像（ZDI）反演技术重建的。对我们的数据集进行了周期图分析，它揭示了111天的旋转周期。我们将这段时间解释为37 Com的旋转周期。重建的磁图显示，表面磁场的结构是复杂的，并具有显着的环形分量。线活动指标、径向速度和磁场$B_{l}$的时间变化表明，2008 - 2011年期间，地表磁结构可能发生了演化。为了我们的研究的完整性，我们使用定制的恒星演化模型适合于弱G-波段恒星。合成光谱也被计算以确认37 Com的特有丰度。我们推测37 Com是一颗位于Hertzsprung能隙的6.5~ $M_{\odot}$弱G带星，其磁活动可能是发电机作用的结果.
2016-12-08 astro-ph.SR
Magnetic field structure in single late-type giants: The effectively single giant V390 Aur
我们使用分光偏振法对活动巨星V390 Aur进行了研究，以获得磁场和活动指标的直接和同时测量，以便精确了解其活动。我们使用分光偏振计NARVAL在伯纳德Lyot望远镜（天文台杜Pic杜Midi，法国），以获得一系列的斯托克斯I和斯托克斯V的配置文件。最小二乘反卷积（LSD）技术被应用到检测塞曼签名的磁场在我们的13个观测，并测量其纵向分量。我们还可以监测CaII K & H和IR三联体，以及作为活性指示剂的H_α线。为了重建V390 Aur的磁场几何形状，我们应用了塞曼多普勒成像（ZDI）反演方法，并给出了磁场的地图。基于所获得的光谱，我们还改进了恒星的基本参数和Li丰度。ZDI揭示了径向磁场的结构，包括一个极性为正的极磁点和几个低纬度的负磁点。在方位场图上有一个高纬度带，表明在接近地表的地方有一个环向场。人们发现，光度周期不能适合的活动指标的色球层中形成的行为。它们的行为表明，与光球层相比，它们的自转速度较慢，但我们的数据集太短，无法估计它们的确切周期。所有这些结果都可以用α-ω发电机操作来解释，考虑到我们使用最新的太阳金属丰度计算的恒星模型研究的V390 Aur的恒星结构和自转特性。计算出的Rossby数也指出了一个非常有效的发电机
2012-01-24 astro-ph.SR
Chromosphere of K giant stars Geometrical extent and spatial structure detection
我们的目标是限制非二元K巨星色球层的几何范围，并检测色球层中的任何空间结构。我们用CHARA干涉仪和VEGA合束器在可见光波段进行了观测。我们观测到了7颗K巨星。我们测量了在H α和Ca II红外三线核中使用干涉测量的光球与色球的半径比。对于鲸鱼座β，光谱干涉观测进行了比较，一个非本地的热平衡（NLTE）半经验模型大气，包括色球。NLTE计算提供了线强度和贡献函数，表明线核心形成的相对位置，并可以限制色球恒星的边缘变暗盘的大小。我们测量了7颗K巨星的角直径，并推导出它们的基本参数：有效温度、半径、光度和质量。我们测定了四颗巨星色球层的几何范围。色球层范围在恒星半径的16%到47%之间。的NLTE计算证实，钙II/849纳米线核心是更深的色球层？Cet比Ca II/854 nm和Ca II/866 nm线芯中的任一个更高。我们提出了一个修改后的版本的半经验模型大气通过拟合钙II三线核心的这颗星。在我们的四个目标中，我们还检测到差分信号的签名，显示色球中存在不对称性。结论.这是第一次用干涉测量法测定非双星K巨星色球层的几何范围和结构。这些观测结果对恒星大气模型提供了很强的约束。
2011-09-26 astro-ph.SR
A Long-Term Spectral Study of the Single Active Giant OP Andromedae
本文对1979 - 2018年期间单个磁活动K巨星OP And的光谱进行了研究，监测了活动指示线H $α$的变化。本研究提供了2015 - 2018年期间在保加利亚国家天文台罗真2米望远镜上使用阶梯光谱仪ESpeRo获得的原始数据，1997 - 2007年期间和2013年同一望远镜上使用Coude光谱仪获得的未发表的原始数据，以及文献中的数据。H $α$线的变异性表明，OP And的活动水平在1993 - 2000年期间较高，而在2008 - 2010年期间较低，可能接近最低水平。此外，我们2015 - 2018年期间的数据显示，活动水平再次上升。在研究期间，活动指标CaII H&K线和CaII IR三重态的光谱观测是稀疏的。我们使用这样的，当可能的话，以确认一些耀斑事件的检测。H $α$的结构随着活动水平的变化而变化：当活动较高时，我们观察到这条线的蓝移成分，解释为光球上方的扩展区域，但在较低的活动期间，它几乎不存在。我们的结果与磁场控制质量外流的观点是一致的。需要更多年的观测来确定OP And的最终活动周期。
2022-02-02 astro-ph.SR
The dynamo action for red dwarfs and red giant and supergiant stars
我们研究了将Sarafopoulos（2017，2019）提出的发电机作用的主要概念应用于红矮星、红巨星和超巨星的可能性。因此，我们试图建立一个统一的发电机行动，潜在的工作在广泛变化的恒星域。因此，产生主要恒星磁场的强大、独特和领先的实体仍然是所谓的环面结构。在圆环内，相同符号的电荷相互吸引，圆环可以被模拟为超导体。旋转速率的现有梯度在环面中积累净电荷，并且所产生的环形电流成为磁场的驱动源。反过来，有一个复杂的次级相互作用网络，影响和调节整个恒星的磁性行为。我们的发电机作用可能在完全和部分对流的恒星中起作用。一个主要的发现是，对于相同光谱类型的恒星，磁场的强度基本上是由恒星的大小控制的;我们认为，恒星越大，环面形成得越深。一个单一的环面的形成基本上是与一个大规模的强，极向和轴对称的磁场拓扑结构，而产生一个较弱的多极，非轴对称的场配置在快速演变可能会导致从一个双环面结构（如太阳的情况）。同样的基本概念是按比例放大或缩小。此外，我们确定了与红矮星、巨星和超巨星的磁场相关的四个关键参数：第一，旋转速度;第二，剪切层中旋转速率径向梯度的陡度;第三，环面与光球的距离;第四，环面的横截面积。第三和第四个关键参数是首次引入的。
2020-05-18 astro-ph.SR
Spatially resolving the outer atmosphere of the M giant BK Vir in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
虽然在红巨星中，变异幅度较小的正常K-M巨星占大多数，但它们的质量损失机制还不清楚。我们提出了高空间和高光谱分辨率的观测的2.3微米CO线在M7巨大的BK Vir的空间分辨率为9.8 mas和光谱分辨率为12000，使用琥珀在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。在CO谱线上观察到的角直径比在连续谱中测得的角直径大12 - 31%。我们还检测到不对称的CO线形成区域。相隔1.5个月的数据显示可能的时间变化的空间尺度为30质量（对应于3倍恒星直径）在CO带头。与MARCS光球模型的观测数据的比较表明，虽然观测到的CO线光谱可以很好地再现的模型，在CO线观测到的角的大小是远远大于模型预测。我们的模型与两个额外的CO层以上的MARCS光球再现观测到的光谱和干涉数据的CO线同时。该模型表明，在~1.2恒星半径处的CO内层非常致密和温暖，CO柱密度为~10 ^{22} cm ^{-2}，温度为1900 - 2100 K，而在2.5 - 3.0恒星半径范围内的CO外层，其柱密度为10 ^{19}-10 ^<$20} cm ^{-2}，温度为1500 - 2100 K。我们对BK Vir的AMBER观测首次在单个CO谱线中空间分辨了正常M巨星的扩展分子外大气。CO层的温度高于或等于MARCS光球模式的最上层，这意味着在外层大气中的某些加热机制的运作。
2011-11-25 astro-ph.SR
Chandra X-ray Detection of the Enigmatic Field Star BP Psc
BP Psc是一颗引人注目的发射线场恒星，它被一个尘埃盘环绕，并驱动着一个秒差距尺度的喷流系统。本文报道钱德拉X射线天文台在BP Psc观测到一个弱X射线点源，它与光学/红外和亚毫米波连续辐射的质心重合。由于这颗恒星的光球层在可见光和近红外波段都很模糊，钱德拉X射线源很可能是第一次探测到BP Psc本身。X射线最有可能起源于BP Psc的磁活动，因此可以归因于恒星日冕或星盘相互作用。X射线与测热光度之比的对数（log（L_X/ L_{bol}））在-5.8至-4.2的范围内。这比低质量主序前恒星的log（L_X/ L_{bol}）比值要小，但在快速旋转（FK Com型）G巨星的log（L_X/ L_{bol}）范围内。因此，钱德拉的结果倾向于一个奇异的模型，其中BP Psc的盘/喷流系统是其最近吞噬伴星或巨行星的结果，因为主星上升到巨分支。
2010-07-22 astro-ph.SR
Aperture synthesis imaging of the carbon AGB star R Sculptoris: Detection of a complex structure and a dominating spot on the stellar disk
我们提出了近红外干涉测量的富碳渐近巨星分支（AGB）星R雕塑。可见度数据表明，一个广泛的圆形解决恒星盘与复杂的子结构。观测到的琥珀色平方可见度值在CO和CN带的位置显示下降，表明这些线形成于光球层上方的扩展层中。AMBER能见度值最适合无风模式。PIONIER数据与同一模型一致。我们得到的Rosseland角直径为8.9 ± 0.3质量，对应的Rosseland半径为355 ± 55 Rsun，有效温度为2640 ± 80 K，光度为log L/Lsun=3.74 ± 0.18。这些参数与初始质量1.5+-0.5 Msun和当前质量1.3+-0.7 Msun的演化轨迹相匹配。重建的PIONIER图像表现出复杂的结构内的恒星盘，包括一个占主导地位的亮点位于西部的恒星盘。该斑点的H波段峰值强度比边缘变暗校正后的星盘平均强度高出40%至60%。恒星盘面上最小和最大强度之间的对比度约为1：2.5。我们的观测结果与动态大气和风模型的预测大致一致，尽管有风的模型似乎有一个与我们的观测结果相比过于扩展的拱星包络。在星盘中发现的复杂结构很可能是由巨大的对流单体引起的，导致了大规模的激波锋面，以及它们对2-3个恒星半径距离上的光球层中的星团分子和尘埃形成的影响。
2017-02-08 astro-ph.SR
Investigation of the Helium Enhancement in a Super Lithium Rich Giant HD 77361
在这项工作中，氦增强（He增强）在富锂（Li丰富）K-巨星HD 77361的MgH带和MgI线的强度进行了研究。对HD 77361进行了详细的丰度分析以及MgH带和Mg I线的合成。在不确定性范围内，可以预期MgH和MgI线的Mg丰度相同。但是，我们发现，镁丰度来自MgH线是显着小于从Mg I线的丰度，这种差异不能通过改变恒星参数的不确定性，这意味着他增强恒星的光球。通过使用不同的He/H比的模型来估计大气中的He增强，使得MgH和Mg I这两条线对于所采用的模型的He/H比返回相同的Mg丰度。我们发现HD 77361的He/H=0.4+/-0.1，正常值为He/H=0.1。了解富锂巨岩中He-增强的量是理解Li和He富集的情景的有力线索。对分析和结果进行了讨论。
2020-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of the variable 12CO/13CO ratio around the asymptotic giant branch star R Sculptoris
12 CO/13 CO比值常被用来衡量星周环境中的12 C/13 C比值，承载着恒星核合成的重要信息。外部过程可以改变12 CO和13 CO的丰度，和空间分辨的12 CO/13 CO比的研究，需要量化这些过程对全球确定的值的影响。此外，这些研究提供了关于星周环境条件的重要信息。分离壳源R Scl，显示CO排放量从最近的质量损失，在一个二进制诱导的螺旋结构，以及在clustralian壳在热脉冲期间产生的，提供了一个独特的实验室研究CO同位素丰度的差异，在其最近的演变。我们用ALMA观测到了12 CO（J=3-2）和13 CO（J=3-2）谱线。我们发现显着的变化，12 CO/13 CO的强度比，因此在丰度比。壳层中的平均CO同位素丰度比（~19）至少比现今（<300年）质量损失（>60）低三倍。此外，在壳体本身中发现了超过一个数量级的比率变化。我们将这些变化归因于壳层中选择性解离和同位素分馏之间的竞争，其中大部分不能高于~35 K。然而，我们也发现，在目前的质量损失的12 CO/13 CO的比例是显着高于12 C/13 C的比例在恒星光球中确定的分子示踪剂（~19）。这种差异的起源尚不清楚，但我们推测这是由于嵌入的UV辐射源，主要是光解离13 CO。这个辐射源可能是迄今为止隐藏的伴星。或者，紫外线辐射可能来自R Scl本身的活跃色球层。
2013-08-16 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic star AG Draconis. I.The O VI Raman, Balmer, and helium emission line variations during the outburst of 2006-2008
AG Dra是一小群低金属量的S-型共生双星之一，它们与K-型巨星共生，偶尔会发生不明原因的短期爆发。我们的目的是利用红巨星风中的光学拉曼谱线和其他辐射特征来研究白矮星在爆发过程中的行为。我们的目标是确定在一个重大的爆发事件，并研究在一个重大的爆发过程中的紫外线和光学之间的耦合在这个系统中的增益的包络线和风的变化。利用中、高分辨率的地基光谱，并与档案资料中的$FUSE$和$HST/STIS$光谱进行对比，研究了2006年9月以来爆发期间OVI特征和Balmer、He I、He II谱线的演化。到2007年5月，并包括最近的观测（2009年），以研究源的后续演变。的O VI拉曼功能完全消失在高峰期的主要爆发和随后的变化与前十年的报告有很大不同。He I和He II线以及巴耳末线的相位随拉曼特征而变化，但在2006-2008年期间，He I 6678，7065相对于O VI拉曼6825的变化存在双重值，这在以前没有报道过。通过爆发间隔的拉曼特征比的变化是一致的O VI FUV共振风线从白矮星和周围的O $^{+5}$电离区域内的红巨星风引起的膨胀和冷却的白矮星光球的消失。
2009-12-10 astro-ph.SR
Line formation in AGB atmospheres including velocity effects. Molecular line profile variations of long period variables
演化的红巨星的大气层受到恒星内部脉动和恒星风的影响。由此产生的复杂的速度场严重影响在近红外光谱中观察到的分子线轮廓。借助于模型计算，着重研究了AGB大气中复杂谱线的形成过程，重点讨论了速度效应。此外，我们的目标是大气模型，能够定量再现线轮廓变化中发现的脉动晚型巨星的光谱。在化学平衡和LTE的假设下，通过求解包括速度效应在内的球形几何中的辐射转移，使用描述脉动增强的沙尘驱动风的模型来计算合成光谱。径向速度来自多普勒频移合成线剖面提供的气体速度的光谱特征的线形成区域的信息。在动力学模型的基础上，我们详细研究了AGB光谱中的各种分子特征起源于非常扩展的大气的不同几何深度的发现。我们表明，该模型能够定量再现的特征线轮廓的变化线采样深光球。典型的LPV的全球速度场也逼真地再现。关于其他模拟结果的差异可能的原因进行了概述。此外，我们提出了一个模型，显示CO dv=3线轮廓的变化与观测到的光谱的SRVs和讨论，在这些对象中的非发生线加倍可能是由于密度效应。我们的线轮廓建模的结果是另一个迹象表明，这里研究的动态模型正在接近一个现实的代表性外层的AGB星。
2010-02-09 astro-ph.SR
Characterizing the Variability of Stars with Early-Release Kepler Data
我们提出了一个早期发布的第一季度的数据公开发布的开普勒项目的可变性分析。利用开普勒输入星表中的恒星参数，我们将样本分为129，000颗矮星和17，000颗巨星，并进一步将光度类别细分为大致对应于光谱类别A，F，G，K和M的温度箱。利用公共数据集固有的采样和时间基线（30分钟采样和33.5天基线），我们探索了恒星样本的变化。整个样本中矮星的整体变化率为25%，但样本中最亮的恒星群可以达到100%。G-矮星被认为是最稳定的色散地板的$σ\sim 0.04$毫微克。在开普勒的精度下，巨星的$>95$ %是可变的，G巨星、K巨星和M巨星的本底噪声分别为$\sim 0.1$ mmag、0.3 mmag和10 mmag。巨星的光度色散与光球的声学变化一致;光度学推导的K巨星的预测径向速度分布与测量的径向速度分布一致。我们还简要地探讨了可变性分数作为数据集基线（1 - 33天）的函数，在本地30分钟的公共开普勒数据采样。在数据的限制范围内，我们发现，整体的变化分数增加的数据集基线从1天增加到33天，特别是对于最变星。随着时间基线的增加，低质量M矮星、K矮星和G矮星的光变比高质量F矮星和A矮星的光变增加得更明显，表明低质量恒星的光变主要以周为时标，而周的时间尺度是低质量恒星光变的主要特征。天体不允许再抽象！
2011-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
CRIRES-POP: a library of high resolution spectra in the near-infrared. III. Line identification in the K-giant 10 Leo
本文基于CRIRES-POP高分辨率近红外光谱，对K巨星10 Leo的吸收线进行全面证认，识别出29种元素和8种分子，并改进谱线参数与元素丰度。
2023-09-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chandra High Energy Transmission Gratings Spectra of V3890 Sgr
复发新星（RN）V3890 Sgr在最近一次爆发后的第7天被钱德拉ACIS-S相机和高能透射光栅（HETG）观测到。一个丰富的发射线光谱检测到，由于从氖到铁的Fe-L和K-壳层离子的过渡。在1.4-15埃范围（0.77-8.86 keV）内，测得的吸收通量为$\approx 10^{-10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。谱线的轮廓是不对称的，蓝移的，并向蓝边倾斜，好像向我们移动的喷出物比后退的喷出物吸收得少。大多数发射谱线的半峰全宽为1000-1200 km/s $^{-1}$，并带有一些延伸的蓝色机翼。光谱是热的，并符合等离子体在碰撞电离平衡柱密度1.3 $\times 10^{22}$ cm $^{-2}$和至少两个组件的温度约为1千电子伏和4千电子伏，可能是一个正向和反向冲击，或不同的混合喷出物和红巨星风的地区。光谱与共生的RNe V745 Sco和RS Oph非常相似，但我们无法区分冲击是否发生在距离红巨星几个天文单位的地方，或者在巨星的光球层附近，在一个只包含小质量的高密度介质中。铝、镁和氖谱线中的通量与硅和铁谱线中的通量之比可能表明这是一颗碳氧白矮星（CO WD）。
2020-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Emergence of magnetic flux generated in a solar convective dynamo. I: Formation of Sunspots and Active regions, and Origin of Their Asymmetries
我们提出了一个现实的太阳黑子和活动区形成的基础上出现的太阳对流发电机产生的通量束的数值模型。为此，我们使用的磁场和速度场在太阳对流发电机模拟的顶部边界附近的水平层，以驱动现实的辐射磁流体动力学模拟的对流区的最上层。主要结果如下：（1）出射的通量束以对流上升流的平均速度上升，并分裂成小尺度的磁性元素，这些磁性元素进一步上升到光球层，在光球层中，通过小尺度磁性元素的合并形成双极黑子对。(2)丝状半影结构在太阳黑子通过持续的通量出现而仍在增长时形成。与经典的Evershed效应相反，在半影区的大部分区域内，流入流似乎占上风。(3)一个形成良好的太阳黑子是一个大部分是单一的磁性结构，它被锚定在一个持久的深层次下沉通道中。点外的流场显示出一个巨大的涡环，包括15 Mm深度以下的流入和15 Mm深度以上的流出。(4)太阳黑子成功地再现了观测到的太阳活动区的基本特性，包括具有更强场强的更连贯的领先黑子，以及双极太阳黑子对的正确倾斜。这些不对称性可以链接到的内在不对称性的磁场和流场适应对流发电机模拟。
2017-08-16 astro-ph.SR
