Line-depth ratios as indicators of effective temperature and surface gravity
恒星光谱的分析依赖于有效温度（Teff）和表面重力（log g）。然而，具有高精度的log g的估计具有挑战性。经典的方法是搜索满足电离平衡的log g，即，中性和电离金属线的丰度是一致的。我们提出了一种方法，使用Teff，log g和线深度比之间的经验关系，为此，我们精心选择对FeI和FeII线和对CaI和CaII线。根据42颗FGK星（矮星到超巨星）的YJ波段（0.97-1.32 μ m）高分辨光谱，我们选取了5对FeI-FeII线对和4对CaI-CaII线对以及13对FeI-FeI线对（用于估算Teff），并推导了经验关系式。使用这种关系不需要复杂的数值模型和工具来估计化学丰度。我们提出的关系允许一个得到Teff和日志g的精度约为50 K和0.2德克斯，分别，但可实现的精度取决于校准器的恒星参数的准确性。必须通过观测具有精确恒星参数的恒星来修正校准，例如，具有星震log g的恒星和用完整的恒星模型分析的恒星，其中考虑到非局部热力学平衡和对流的影响。此外，我们使用的校准品具有有限的金属丰度范围，[Fe/H]在-0.2和+0.2 dex之间，并且我们的关系需要基于校准数据集进行测试和重新校准，以获得更宽的金属丰度范围。
2021-06-18 astro-ph.SR
The Most Metal-Poor Stars. I. Discovery, Data, and Atmospheric Parameters
我们报告了在汉堡/ESO贫金属星巡天和斯隆数字巡天中发现的34颗[Fe/H] <-3.0的恒星。它们的丰度中位数和最小值分别为[Fe/H] = -3.1和-4.1，而10颗恒星的[Fe/H] <-3.5。高分辨率，高S/N光谱数据-等效宽度和径向速度-为这些恒星，连同另外四个对象以前报告或目前正在其他地方进行调查。我们已经确定了大气参数，有效温度（Teff）和表面重力（logg），这是至关重要的化学丰度和这些恒星的演化状态的确定。三种技术被用来获得这些参数。分光光度法拟合模型大气通量被用来获得Teff，logg，和估计E（B-V）; Halpha，Hbeta和Hgamma配置文件拟合模型大气结果提供了第二次确定Teff和logg;最后，我们使用了经验的Teff校准的Hdelta指数，第三，独立的Teff测定。Teff的三个值非常一致，尽管曲线拟合可能会产生系统性较低的Teff值，约为100 K。这个集合的数据集将在本系列的未来论文中进行分析，以利用最贫金属的恒星作为早期宇宙条件的探测器。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Possible Overionization of C II, N II, and O II Ions in the Atmospheres of Early B- and Late O-Type Stars
研究了主序（MS）早期B型和晚期O型恒星中C II、N II和O II线的C、N和O丰度的可靠性。这个分析是基于一个事实的首要问题：在这些恒星的大气中的C II，N II和O II离子的光电离辐射在远紫外线。观测表明，在这个范围内的热恒星的实际流量可以大大高于理论水平;因此，在这些恒星的实际大气中，C II，N II和O II离子的过电离超过了标准模型大气计算的电离。低估计算电离导致的C，N和O丰度的值降低。这是证实了所观察到的依赖于有效温度Teff：C，N和O的丰度往往是较低的Teff的增加。结果表明，当Teff>18500 K（C Ⅱ线）和Teff>26000 K（N Ⅱ和O Ⅱ线）时，过电离现象在足够热的恒星中变得显著。这些相对较热的恒星和较冷的B型MS恒星之间的C，N和O丰度的系统差异约为0.2 dex。相对较冷的B型MS星（C II的Teff<18100 K，N II和O II的Teff<25000 K）产生了未失真的C、N和O丰度，它们的平均值与现代对太阳的估计非常吻合。注意，当基于检查电离平衡的替代方法（例如，He I-II，C II-III，Ne I-II，Si III-IV）用于确定参数Teff和log g，过电离问题基本消失;然而，这种方法导致Teff和log g的系统增强。过度电离的问题可以通过转移到早期B型和晚期O型恒星的改进模型大气层来解决，该模型考虑了它…
2013-12-27 astro-ph.SR
Low resolution spectroscopic investigation of Am stars using Automated method
全谱拟合的自动化方法给出了晚A、F、G和早K型恒星大气参数（Teff、logg和[Fe/H]）的可靠估计。最近，该技术在较冷的状态下得到了进一步改进，有效范围扩展到M6 - M7光谱类型（Teff $\sim\,2900$ K）。本研究的目的是探索这种方法的应用程序的低分辨率光谱的Am星，一类化学奇特（CP）的明星，以检查这些对象的鲁棒性。我们使用ULySS和MILES（中等分辨率INT经验光谱库）V2光谱分析进行参数确定。确定Teff和logg被发现是在良好的协议与高分辨率光谱获得的。
2018-07-21 astro-ph.SR
Pure-helium 3D model atmospheres of white dwarfs
我们提出了DB白矮星的纯氦大气的三维模拟的第一个网格。模拟计算与CO 5 BOLD辐射流体动力学代码和覆盖有效温度和表面重力之间的12000 K < Teff < 34000 K和7.5 < log（g）（cgs单位）< 9.0，分别。在这个介绍性的工作中，从3D模拟计算的合成光谱进行比较，适当的1D模型光谱下的差分方法。这导致在3D校正的光谱导出的大气参数的DB星相对于1D ML 2/α = 1.25的混合长度参数化的推导。V777 Her不稳定带区域没有发现显著的Teff修正，因此预计带的经验蓝色和红色边缘没有3D修正。然而，对于3D网格覆盖的所有log（g）值，在12000 K < Teff < 23000 K的范围内发现大的log（g）校正。这些修正表明，一维模型大气高估了log（g），这让人想起了纯氢白矮星的三维模拟结果。下一步将是计算混合氦和氢气氛的三维模拟，以理解DB和DBA白矮星恒星参数的全部含义。
2018-09-03 astro-ph.SR
Spectroscopic Survey of γ Doradus Stars I. Comprehensive atmospheric parameters and abundance analysis of γ Doradus stars
我们提出了一个光谱调查的已知和候选$γ$\，剑鱼座恒星。52个天体的高分辨率、高信噪比光谱由5台不同的光谱仪采集。导出了恒星的光谱分类、大气参数（\teff、$\log g$、$ξ$）、$v\sin i$和化学成分。恒星光谱和光度类别分别在G0-A7和IV-V之间。根据光度指数和光谱能量分布确定\teff\和\logg\的初始值。通过对氢谱线的分析，改进了这些参数。\teff、\logg\和$ξ$的最终值来自于铁谱线分析。\teff值在6000~7900 K之间，而\logg值在3.8~4.5 dex之间。通过光谱合成方法推导出化学丰度和$v\sin i$值。发现$v\sin i$值在5和240 "，km"，s $^{-1}$之间。比较了$γ$\、剑鱼座星和非脉动星的化学丰度分布。结果表明，这两组之间的丰度模式没有显着差异。此外，还检验了大气参数与脉动量之间的关系。$v\sin i$与$γ$\、剑鱼座变星脉动周期之间有很强的相关性。给出了分析过的恒星在H-R图上的精确位置。我们的大多数天体都位于剑鱼座$γ$\的理论不稳定带的蓝色边缘之内或附近。
2016-03-07 astro-ph.SR
Kepler Input Catalog: Photometric Calibration and Stellar Classification
我们描述了用于产生开普勒输入星表（KIC）的光度校准和恒星分类方法。KIC是一个包含开普勒任务视场中源的光度和物理数据的星表;它被任务用来选择最佳目标。我们推导出大气消光修正开普勒视野内的二级标准字段的每小时的观测。对于亮度大于15等的恒星，绝对测光的重复性通常为2%。我们估计恒星参数Teff，log（g），log（Z），E_{B-V}使用贝叶斯后验概率最大化匹配观测到的颜色Castelli恒星大气模型。我们应用贝叶斯先验描述的颜色星等图（CMD）中的太阳邻域恒星的分布，在日志（Z）$，并在银河平面以上的高度。与其他方法分类的恒星样本的比较表明，在CMD的大多数地区，我们的分类是可靠的约+/- 200 K和+/- 0.4 dex的log（g）。很难评估我们的log（Z）估计值的可靠性，但有理由怀疑它很差，特别是在极端Teff时。对于开普勒任务来说非常重要的是，对于Teff <= 5400 K，主序星和巨星之间的区别已经被证明是可靠的，置信度超过98%。KIC可通过MAST数据存档获得。
2011-07-26 astro-ph.SR
Activity and the Li abundances in the FGK dwarfs
本研究的目的是确定一个大的FGK矮星的Li丰度，并分析Li含量，恒星参数和活动之间的联系。大气参数，旋转速度和锂丰度确定从一个均匀的收集的阶梯光谱具有高分辨率和高信噪比。通过校准交叉关联函数来确定旋转速度vsini。用线深比法估算了有效温度Teff。表面重力log g的计算方法有两种：铁电离天平法和视差法。LTE锂丰度计算使用合成光谱法。Li丰度的行为与Teff，[Fe/H]，vsini和不同温度的三个恒星群的活动水平的相关性进行了研究。给出了MS下部150颗慢转恒星的恒星参数和Li丰度。所研究的恒星Li丰度随温度Teff的降低而下降，并有明显的扩散，这应该是由于年龄的差异。在6000>Teff>5700 K的恒星中，Li丰度、vsini与色球活动水平之间存在相关性，而在5700>Teff>5200 K的恒星中，这种相关性更为紧密。Teff<5200 K的恒星在log A（Li）和vsini之间没有任何相关性。在有Li的活动恒星和不太活跃的恒星中，色球和日冕通量之间的关系暗示了发电机机制在这些恒星中的作用存在不同的条件。我们发现，锂活动的相关性是明显的，只有在一个有限的温度范围内，锂丰度的传播似乎是存在于一组低色球活动的恒星，也显示出广泛的传播色球与日冕活动。
2012-10-25 astro-ph.SR
Abundances in the Herbig Ae star HD 101412: Abundance anomalies; Lambda Boo-Vega characteristics?
背景：最近的注意力已经转向非常年轻的恒星之间的丰度变化。目的：利用Herbig Ae星HD 101412异常尖锐的谱线，对该星的丰度进行详细研究。方法：高分辨率光谱测量准确的波长和等效宽度。Balmer线拟合和电离平衡给出了Teff和log（g）之间的关系。异常异常和不确定的红化排除了使用光谱类型或光度法来固定Teff。激发温度用于打破Teff和log（g）之间的简并性。结果：强线受到异常饱和，不能通过假设一个低的微湍流被删除。通过限制分析弱（<= 20 m[A]）线，我们发现中性和电离物质的一致结果，基于Teff = 8300 K和log（g）=3.8的模型。光球层中的大多数难熔元素都已耗尽，而挥发物则是正常的，或者在氮的情况下，相对于太阳来说过剩。这些异常不同于Ap或Am星的异常。结论：我们认为，强谱线的异常饱和是由于从圆盘下落的物质加热了大气上层。总体丰度模式可能与在Lambda Boo恒星中发现的有关，尽管耐火元素的消耗更温和，更像织女星。然而，中间挥发性锌被耗尽，排除了一个简单的解释的丰富模式的气体颗粒分离。
2010-08-09 astro-ph.SR
The Cool Giant HD 77361 - A Super Li-Rich Star
超级富锂恒星形成了一个非常小而神秘的群体，其存在无法用标准的恒星演化理论来解释。我们研究的目标是基于一种独立的技术来检查这组酷巨人的真实性。我们以K巨星HD 77361（HR 3597）为例进行了这样的检查，它以前被分配给这种罕见的类型。我们重新确定了这颗恒星的有效温度Teff和表面重力log g。我们采用了两种不同的方法，光度和光谱，估计Teff（锂丰度测定的准确性显着取决于这个参数）。log g的值是从这颗邻近恒星的高度精确视差中找到的。为了应用测光方法来确定Teff，我们对这颗恒星进行了UBV观测，得到V = 6.18 +/- 0.03，B-V = 1.13 +/- 0.01，U-B = 1.18+/-0.05。已找到该星的以下参数：有效温度Teff = 4370+/- 100 K，表面重力log g = 2.30 +/- 0.10，铁丰度log e（Fe）= 7.49 +/- 0.14，微湍流Vt = 1.1 +/- 0.2 km/s，旋转速度Vsin i = 4.5 km/s，质量M = 1.3 +/- 0.2 Msun。锂丰度已确定从非LTE分析三个锂我线：在6707.8共振线？A和6103.6和8126.4的次级线路？A（后者与CN分子系共混）。我们已经发现了一个很高的锂丰度，log e（Li）= 3.75 +/- 0.11，这大大超过了太阳附近年轻恒星的初始丰度lo…
2016-02-05 astro-ph.SR
New Teff and [Fe/H] spectroscopic calibration for FGK dwarfs and GK giants
越来越多的大型光谱测量计划增加了快速和可靠的方法来确定精确的恒星参数的重要性。这些方法中的一些高度依赖于正确的光谱校准。这项工作的目标是获得一个新的光谱校准的快速估计Teff和[Fe/H]的广泛的恒星光谱类型。我们使用的光谱来自708颗恒星的联合样本，这些恒星是从451颗FGK矮星和257颗GK巨星中编译出来的。我们使用均匀确定的光谱恒星参数来获得温度校准使用一组选定的EW线比，和[Fe/H]校准使用一组选定的FeI线。我们已经推导出322 EW线比和100 FeI线，可用于计算Teff和[Fe/H]，分别。结果表明，在4500 K < Teff < 6500 K，2.5 < logg < 4.9 dex，-0.8 < [Fe/H] < 0.5 dex的范围内，这些定标对FGK矮星和GK巨星都是有效的。新的校准具有74 K的Teff和0.07 dex的[Fe/H]的标准偏差。我们使用四个独立的恒星样本来测试和验证新的校准，一个是56颗巨星的样本，一个是由Gaia FGK基准星组成的样本，一个是Gaia-ESO调查的DR 1的36颗GK巨星的样本，还有一个是582颗FGK矮星的样本。我们还提供了一个新的计算机代码，GeTCal，自动生成新的校准文件的基础上任何新的恒星样本。
2016-08-30 astro-ph.SR
Calibration of LAMOST Stellar Surface Gravities Using the Kepler Asteroseismic Data
星震学是精确确定恒星演化状态和基本性质的有力工具。由于美国航天局开普勒任务获得了前所未有的精确度和几乎连续的光度数据，已经几乎一致地确定了10多颗$^4$恒星的参数。然而，大多数研究仍然使用光度有效温度（Teff）和金属丰度（[Fe/H]）作为输入，这并不像以前的研究所建议的那样足够准确。我们采用基于LAMOST低分辨率光谱（R~ 1，800）的光谱Teff和[Fe/H]值，并将其与全局振荡参数相结合，推导出大样本恒星的物理参数。在Δlogg（LAMOST -地震）和光谱Teff以及logg之间发现了明显的趋势，这可能导致LAMOST目录中巨星logg的高估高达0.5 dex。我们建立了矮星和巨星的logg值的经验校准关系。这些结果可用于确定这些恒星的光谱参数的基础上的精确距离。
2016-04-19 astro-ph.SR
Spectral analysis of the sdO standard star Feige 34
我们目前的工作是对热sdO星Feige 34的光谱分析。我们结合高S/N光谱和完全覆盖的非LTE模型大气，推导出它的基本参数（Teff，log g）和氦丰度。我们的最佳拟合表明Teff =63 000 K，log g=6.0和log N（He）/N（H）=-1.8。我们还使用可用的紫外光谱（IUE和FUSE）来测量金属丰度。我们发现这颗恒星富含铁和镍，其含量是太阳值的十倍，而较轻的元素则在太阳下丰度。FUSE光谱表明，谱线可以通过旋转而加宽。
2016-10-05 astro-ph.SR
Gaia FGK Benchmark Stars: fundamental Teff and log g of the third version
本文发布了 Gaia FGK Benchmark Stars 第三版本，通过精确角直径、视差和光谱能量分布拟合，为 192 颗恒星提供了不确定性低于 2% 的基本 Teff 和 log g，显著提升了光谱巡天校准的参数同质性与准确性。
2023-10-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Three new hot hydrogen-deficient pre-white dwarfs
本文发现了三颗新的贫氢前白矮星，包括一颗处于最早演化阶段的低表面重力 PG1159 星、一颗由双星合并形成的高碳氧丰度 CO-sdO 星，以及一颗罕见的 O(He) 型恒星。
2024-12-20 astro-ph.SR
The First APOKASC Catalog of Kepler Dwarf and Subgiant Stars
我们提出了第一个APOKASC目录的光谱和asteroseismic数据的415个矮星和亚巨星。开普勒望远镜在短时间内获得了天文地震数据。光谱参数基于作为APOGEE的一部分采集的光谱，对应于SDSS的DR 13。我们分析我们的数据使用两个Teff尺度，从DR 13和来自SDSS Griz光度法的光谱值。我们使用的差异，我们的结果所产生的这些选择作为系统的Teff的测试，并发现它们可以导致显着的差异，在派生的恒星属性。利用恒星网格模型对整个样品的表面重力（$\log{g}$）、平均密度（$ρ$）、半径（$R$）、质量（$M$）和年龄（$τ$）进行了测定。我们已经评估了随机和系统误差来源的光谱和地震数据，以及在基于网格的建模确定的恒星数量的目录。我们提供恒星的Teff尺度的属性。中位数组合（随机和系统）不确定性为2%（0.01德克斯; $\log{g}$），3.4%（$ρ$），2.6%（$R$），5.1%（$M$）和19%（$τ$）（光度Teff量表）和2%对于光谱标度，分别为3.5%（$\log{g}$）、3.5%（$ρ$）、2.7%（$R$）、6.3%（$M$）和23%（$τ$）。与Chaplin等人星表中恒星数量的比较。（2014）强调了金属丰度测量对于准确确定恒星参数的重要性。我们将我们的结果与其他来源的结果进行比较，包括从TGAS的反射和基于单个频率的星震分析确定的恒星半径…
2017-11-02 astro-ph.SR
Analysis of HST/COS spectra of the bare C-O stellar core H1504+65 and a high-velocity twin in the Galactic halo
H1504+65是一颗极热的白矮星（有效温度Teff = 200，000 K），大气层以碳氧为主，不含氢和氦。这种大气成分是迄今为止唯一的热白矮星（WD），它可能与最近检测到的较冷的WD与C或O占主导地位的光谱。H1504+65中H和He缺乏的起源尚不清楚。为了进一步评估这个问题，我们用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）进行了紫外光谱分析。根据以前使用远紫外光谱探测器进行的远紫外光谱，最突出的线来自C IV，O V-VI和Ne VI-VIII。利用存档的HST/COS光谱证明，考虑到奇异的成分，超软X射线源RX J0439.8-6809是H1504+65的孪生子，甚至更热（Teff = 250，000 K）。与先前的说法相反，我们发现这颗恒星并不位于大麦云中，而是位于星系晕中的一个前景天体，距离9.2 kpc，在银道面下方5.6 kpc，以vrad = +220 km/s的速度后退。
2015-10-03 astro-ph.SR
SPADES: Stellar Parameters Determination Software
上下文随着越来越多的光谱数据被中高分辨率多目标光谱仪提供，更多的自动恒星参数确定软件正在开发中。所收集的光谱的质量也允许确定元素丰度。目标。SPADES是一个自动化软件，用于确定：径向速度（Vr），有效温度（Teff），表面重力（log g），金属丰度（[Fe/H]），最重要的是，单个丰度。在第一个版本中，它的目标是分析中F-G矮星，但它的目的是发展到分析任何类型的单星。方法. SPADES依靠逐线建模来确定恒星参数。结果利用蒙特卡罗方法对SPADES的内部系统误差和随机误差进行了模拟计算，并通过分析地面实测光谱对SPADES的外部系统误差进行了估算。例如，通过模拟Giraffe装置HR 13和HR 14 B，用Teff = 5800 K，log g = 4.5，[Fe/H] = 0.0 dex和信噪比（S/N）为100的矮星的合成光谱，恢复了恒星参数，没有明显的偏差，Teff的1-σ精度为8 K，log g的1-σ精度为0.05，[Fe/H]为0.009，[Ti/Fe]为0.003，[Ni/Fe]为0.01。
2012-09-03 astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Stellar Parameters and Oxygen Abundances for Hyades/Field G-K Dwarfs
偶尔有人提出，从Fe I和Fe II线得到的K矮星的Fe丰度显示出相当大的差异，而从高激发O I 7771-5三重线确定的氧丰度被明显高估（问题在Teff较低的情况下变得更加严重），然而这还没有得到广泛的证实。为了澄清这一问题，我们在经典Fe I/Fe II电离平衡的假设下，用光谱方法测定了148颗G-K矮星（毕宿星团星和场星）的大气参数，并对OI 7771-5谱线进行了非LTE光谱拟合分析，测定了它们的氧丰度。结果表明，所得到的参数与其他方法所确定的参数没有任何显著的不一致性（例如，毕星团矮星的Teff和log g与已确定的解的平均差异大多<~ 100 K和<~0.1dex）。类似地，毕宿星的氧丰度在[O/H]~+0.2dex左右（与该星团的金属丰度一致），没有表现出任何系统的Tef依赖性。因此，我们的结论是，参数可以在光谱评估到足够的精度在传统的方式（基于Saha-Boltzmann方程的Fe I/Fe II）和氧丰度可以可靠地确定从O I 7771-5三重态的K矮星，只要恒星的Teff>~ 4500 K的关注。我们怀疑，以前报道的强烈Teff依赖的差异可能主要源于高估弱线强度和/或不正确的Teff规模。
2020-02-22 astro-ph.SR
Oxygen abundance determination of B-type stars with the OI 7771-5A lines
利用7771-5A处的OI三重线测量了34颗有效温度Teff~10000- 28000 K、不同自转速度（vesini~ 0- 250 km/s）的B型星的氧丰度，目的是检验OI特征是否可以作为包括快速自转星在内的高温星的可靠丰度指标。它揭示了所需的非LTE丰度校正明显很大（范围从~-0.6dex到~-1.7dex），并且其考虑是必不可少的。在考虑非LTE效应的条件下，由于其总等效宽度足够大（>~ 200 mA），该三重态是直到Teff <~ 25000 K的有用的O丰度指示器（精度<~0.2dex）。相反，对于Teff >~ 25000 K的恒星，它不足以进行丰度推导，在那里它的强度迅速下降到几乎不可检测的水平（除了尖线星），它对Teff或log g的灵敏度变得相当大。由此产生的非LTE氧丰度被证明几乎是正常的（即，在+/-~0.2dex范围内，大多数恒星的近太阳约为~8.7-8.8），与投影的旋转速度以及光度（或质量）没有任何关系，这与最近恒星演化计算的预测一致。
2016-02-17 astro-ph.SR
wdwarfdate: A Python Package to Derive Bayesian Ages of White Dwarfs
在文献中，白矮星已经成功地被用作宇宙计时器，但是与它们的潜力相比，它们的范围有限。我们提出了wdwarfdate，一个公开可用的Python软件包，根据其有效温度（Teff）和表面重力（logg）推导出白矮星的贝叶斯年龄。我们使这个软件易于使用，目标是将白矮星作为宇宙计时器的使用转化为一个可访问的工具。该代码估计了白矮星的质量和冷却年龄，以及祖星的质量和主序星年龄，从而可以确定物体的总年龄。我们通过估计以前研究的白矮星的参数来检验该方法的可靠性，并在测量误差范围内与文献结果一致。通过分析代码的局限性，我们发现一个典型的不确定性为10%的总年龄时，两个输入参数的不确定性为1%，和不确定性为25%的总年龄时，Teff有10%的不确定性和logg的1%。此外，wdwarfdate假设单星演化，可以用来计算白矮星的总年龄，参数范围为1，500 <Teff<90，000 K和7.9<logg<9.3。最后，该代码假设核心和单星演化中的C/O均匀混合，这在白矮星质量0.45-1.1 Msun（7.73<logg<8.8）范围内是可靠的。
2022-06-11 astro-ph.SR
Stellar chromospheric activity and age relation from open clusters in the LAMOST Survey
我们在LAMOST巡天中识别了90多个疏散星团的成员星。用Fang et al.（2018）计算了82个疏散星团中1091颗成员星的色球活动指数logR'CaK和83个疏散星团中1118颗成员星的色球活动指数logR' H α。在不同的Teff和[Fe/H]范围内，研究了每个疏散星团的平均logR'CaK，logR' H α与年龄的关系。我们发现CA从logt = 6.70到logt = 8.50开始缓慢下降，然后迅速下降，直到logt = 9.53。对于温度较低的恒星，这种趋势变得更加明显。构造了logR'和logt之间的二次函数，当4000 K < Teff <5500 K时，可用于粗略估计场星年龄，其精度对logR'CaK约为40%，对logR 'H α约为60%。
2019-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in stellar atmospheres: observations and theory
在所有轻元素中，锂是恒星演化最敏感的指示剂。这篇综述讨论了目前关于不同类型的A星、F星、G星和K星大气中锂丰度的数据，以及这些数据与理论预测的一致性。在不同的演化阶段，观测到的锂丰度的变化可以通过以下天体来说明：1）星系晕中的老恒星，其锂丰度log e（Li）=2.2（“锂平台”），比宇宙学模型预测的原始丰度低0.5 dex。2)银盘中的年轻恒星，已被用于估计主序星的当代初始锂丰度log e（Li）=3.2 +/- 0.1。讨论了星系演化过程中星际介质中锂富集的可能来源。3)在银盘中演化的FGK矮星，由于较低的有效温度Teff和质量M而具有较低的log e（Li）。讨论了老团簇中log e（Li）相对于Teff的分布在Teff~6600 K附近的“锂凹陷”现象。4)FGK巨星和超巨星，其中大多数根本没有锂。这一现象与旋转恒星模型的计算结果一致。5)富含锂的冷巨星，log e（Li）> 2.0，形成一个小而神秘的群。只有在低的初始自转速度V0 < 50 km/s的情况下，考虑自转的理论模型才能解释这些恒星的存在。在所有其他情况下，有必要假设最近的锂合成（捕获一颗巨大的行星是一种选择）。6)磁性Ap-stars，锂集中在位于磁极的点。在那里，锂丰度达到log e（Li）=6。在这篇评论中讨论的几乎所有恒星都注意到观测和理论之间的不一致。
2017-01-20 astro-ph.SR
Modeling the near-UV band of GK stars, Paper II: NLTE models
我们提出了一个网格的大气模型和合成光谱能量分布（SED）的晚型矮星和巨星的太阳和1/3太阳的金属丰度与许多不透明度来源计算的自洽非本地热力学平衡（NLTE），并比较他们的LTE网格肖特和Hauschildt（2010）（论文I）。我们描述，第一次，如何NLTE治疗影响大气结构（T（τ）关系）和SED的热平衡作为一个精细采样的功能Teff，日志g，和[A/H]之间的太阳金属丰度和轻度金属贫红巨星。我们将计算的SED与论文I中描述的整个可见光谱带以及光谱的蓝色和红色区域中的观测分光光度法库进行比较。我们发现，对于这两个金属丰度的巨人，NLTE模型产生最佳拟合Teff值是~30至90 K比LTE模型提供的低，同时提供更大的一致性之间的\log g值，并为大角星，Teff值，分别拟合到蓝色和红色光谱区域。有边际的证据表明，NLTE模型给出了更一致的最佳拟合Teff值之间的红色和蓝色波段的早期光谱类的太阳金属量GK巨人比他们做的后期类，但没有模型适合的蓝色波段光谱以及任何类。对于我们能够研究的两个矮光谱类，NLTE对导出参数的影响不太显著。
2012-01-04 astro-ph.SR
EC 11481-2303 - A Peculiar Subdwarf OB Star Revisited
EC 11481-2303是一颗奇特的高温高重力前白矮星。先前的光谱学显示它是一颗sdOB星，有效温度（Teff）为41790 K，表面重力log（g）= 5.84，He/H = 0.014。我们提出了一个正在进行的光谱分析，通过非LTE模式大气技术的基础上，高分辨率，高S/N光学（VLT-UVES）和紫外线（FUSE，IUE）观测。我们能够再现的光学和紫外线观测同时与化学均匀的NLTE模型大气具有显着较高的有效温度和较低的He丰度（Teff = 55000 K，log（g）= 5.8，和He / H = 0.0025的数量）。虽然C，N和O的出现小于太阳的0.15倍，但铁族的丰度至少增加了10倍。
2010-01-28 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of DA white dwarfs with 3D model atmospheres
基于三维模型大气，首次给出了纯氢（DA）白矮星的平均三维（3D）光谱网格。我们使用CO 5 BOLD辐射流体动力学的三维模拟，而不是混合长度理论的对流治疗。模拟覆盖了6000 < Teff（K）<15，000的有效温度范围和7 < log g < 9的表面重力范围，其中大多数具有对流大气的DA位于该范围内。我们依靠水平平均的3D结构（在恒定的Rosseland光学深度上）来计算<3D>光谱。结果表明，我们<3D>的光谱可以顺利地连接到他们的一维对应在较高和较低的Teff的3D效果是小的。提供分析功能，以便将光谱确定的一维有效温度和表面重力转换为三维大气参数。我们应用我们的改进模型，以及研究的光谱数据集从斯隆数字巡天和白矮星目录。我们确认，所谓的高对数g的问题是不存在的，当采用<3D>光谱和问题是由不准确的一维混合长度的方法。具有辐射和对流大气层的白矮星的平均质量在~0.01 Msun范围内是相同的，这与我们对恒星演化的理解更加一致。此外，3D大气参数与独立的Teff和log g值从光度和视差测量更好地一致。
2013-09-04 astro-ph.SR
On the nature of the prototype LBV AG Carinae II. Witnessing a massive star evolving close to the Eddington and bistability limits
我们发现，在1985-1990年（Teff= 22，800 K）和2000-2001年（Teff= 17，000 K）连续的视觉最低值期间，亮蓝变星船底座AG所达到的显著不同的有效温度（Teff）将该恒星置于双稳态极限的不同侧，这发生在Teff ~ 21，000 K附近的线驱动恒星风中。决定性的证据是提供了巨大的变化，在光学深度的莱曼连续的内风Teff的变化在S多尔周期。这些变化导致内风中不同的Fe电离结构。双稳机制也与目视极小期间的不同风参数有关：1985-1990年的风终极速度比2000-2003年高2-3倍，质量损失率大约小2倍。我们获得了1985-1990年期间220 +- 50 km/s的预计旋转速度，再加上高光度（L=1.5x10^6 Lsun），使AG Car非常接近通过旋转修改的Eddington极限（Omega-Gamma极限）：对于倾斜角90度，Gamma_Omega > 1.0（M< 60 Msun）。基于演化模型和质量预算，我们得到了AG轿车的初始质量约为100 Msun，当前质量为60-70 Msun。因此，AG Car在目视最小值期间接近（如果不是在）Omega-Gamma极限。假设M=70 Msun，我们发现Gamma_Omega从0.93下降到0.72，因为AG Car向视觉最大值扩展，这表明该恒星在最大相位期间不超过爱丁顿极限。
2011-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Kepler Stars with the Most Powerful Flares
我们分析了晚型恒星的物理特征，其中开普勒任务登记的超级耀斑。我们使用2017年发布的开普勒档案中修订的恒星基本参数，即有效温度Teff和表面重力加速度log g，与Balona（2015）基于2011年发布的先前研究相比。在超级耀斑恒星中，既有单个天体，也有食双星。我们选取了耀斑能量为$> 10^{35}$ erg的最强耀斑的晚型星（Teff $< 6500$ K），并考虑了它们在（Teff - log g）图中的位置。双星和单星的两个组成部分似乎大多位于主序星和次巨星分支之间，因此与太阳相比，它们的半径更大。此外，通常这些单星是快速旋转的，可以被认为是年轻的天体，很难归因于“太阳型恒星”。这些恒星的极高耀斑能量需要相当强的磁场，即使由于太阳发电机的缩放也无法产生。显然，为了解释所考虑的恒星上最强的非定常现象，吸引可以在这些物体中实现的发电机机制的另一种机制是值得的。
2018-12-22 astro-ph.SR
SteParSyn: A Bayesian code to infer stellar atmospheric parameters using spectral synthesis
内容：SteParSyn是一个用Python 3.X编写的自动化代码，旨在根据光谱合成方法推断FGKM型恒星的恒星大气参数Teff，log（g）和[Fe/H]。目的：我们提出了一个描述的SteParSyn代码和测试其性能对一个样本的晚型恒星，观察与HERMES光谱仪安装在1.2米墨卡托望远镜。该样本包含35个晚型目标，这些目标具有独立于光谱学确定的众所周知的恒星参数。该代码在GitHub存储库中提供给天文社区。研究方法：SteParSyn使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样器，通过将动态生成的合成模型光谱与观测结果进行比较来探索参数空间。合成光谱是用光谱仿真器生成的。结果：我们计算了Teff，log（g）和[Fe/H]为我们的样本星，并讨论了代码的性能。我们计算了这些靶的内散射，Teff为-12 +-117 K，log（g）为0.04 +-0.14 dex，[Fe/H]为0.05 +-0.09 dex。此外，我们发现，与SteParSyn得到的log（g）值是一致的三角表面重力的0.1 dex水平。最后，对于vsini <= 30 km/s的恒星，SteParSyn可以计算精确到50 K、0.1 dex和0.05 dex的Teff、log（g）和[Fe/H]的恒星参数。
2021-10-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Activity indicators and stellar parameters of the Kepler targets. An application of the ROTFIT pipeline to LAMOST-Kepler stellar spectra
LAMOST-Kepler巡天是第一个旨在表征这些源的大型光谱项目，本文对其光谱进行了分析。我们的工作重点是选择发射线物体和色球活动恒星，并对大气参数进行评估。我们已经使用了一个版本的代码ROTFIT，利用了广泛的和均匀的收集真正的恒星光谱，即Indo US库。我们提供了一个目录的大气参数（Teff，logg，[Fe/H]），径向速度（RV）和预计的旋转速度（vsini）的估计。对于冷星（Teff<6000 K），我们还计算了H α和CaII-IRT色球通量。我们已经导出了51，385颗恒星的61，753个光谱的RV和大气参数。我们使用了几百颗恒星的文献数据对我们的结果进行了质量控制。RV、Teff、logg和[Fe/H]测量的最终精度分别约为14 km/s、3.5%、0.3 dex和0.2 dex。然而，虽然Teff值与文献非常一致，但我们注意到贫金属恒星[Fe/H]的测定存在一些问题，并且logg倾向于聚集在主序星和红巨星的典型值周围。在此基础上提出了修正关系式。RV的分布是不对称的，并显示了过剩的恒星负RV是在低金属丰度较大。我们可以识别出具有可变RV、超快旋转器和发射线物体的恒星。基于H-alpha和CalII-IRT通量，我们发现了442颗色球活跃恒星，其中一颗可能是吸积物体。开普勒测光的精确旋转周期的可用性，使我们能够研究色球通量的旋转速率的相当大的样本场星的依赖性。
2016-06-29 astro-ph.SR
Revision of calcium and scandium abundances in Am stars based on NLTE calculations and comparison with diffusion stellar evolution models
本文基于NLTE计算获取54颗Am星的钙和钪丰度，发现其与有效温度相关，并验证扩散演化模型在特定湍流参数下与观测相符，揭示了Am星的化学特殊性。
2024-07-26 astro-ph.SR
White dwarf and subdwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 14
白矮星携带着银河系结构和演化的信息，特别是通过它们的光度函数和初末质量关系。非常冷的白矮星提供了对每个种群早期年龄的深入了解。通过对斯隆数字巡天数据第14版中所有具有$3σ$自行的恒星的光谱分析，我们报告了20088颗光谱证实的白矮星，415颗热亚矮星和311颗激变变星的分类。我们获得了氢大气层白矮星（DA），热氦大气层白矮星（DB），热亚矮星（sdBs和sdOs）的Teff，log g和质量，并估计光度Teff的白矮星星的连续光谱（DC）。我们发现15793 sdAs和447 dCs之间的白矮星冷却序列和主序星，特别是低于Teff= 10000 K，大多数可能是低质量的金属贫主序星，但有些可能是相互作用的双星演化的结果。
2019-04-13 astro-ph.SR
The NLTE Analyses of Carbon Emission Lines in the Atmospheres of O and B type Stars
利用最新的原子数据，提出了一个C1-C11-CIII-CIII-CIV的模型原子，并计算了O-B型星经典一维大气模型中非定域热力学平衡线的形成.我们的模型预测C Ⅱ 9903和18535的发射谱线出现在有效温度\Teff ~ $\geq$ ~ 17，500 K，C Ⅱ 6151和6461的发射谱线出现在有效温度\Teff ~ $>$ ~ 25，000 K，C Ⅲ 5695，6728- 44，500 K。9701--17 ℃出现在\Teff ~ $\geq$ ~35\,000~K（log~ $g$ =4.0）。发射发生在少数物种的线中，其中光电离-复合机制提供了比上能级更大程度的下能级的减少。对于C Ⅱ 9903和18535~ C Ⅱ，上层主要来自C Ⅲ水库，通过里德伯态。对于C III 5695和6728- 44 ~ π，较低的能级由于在885、1308和1426- 28 ~ π的紫外跃迁中的光子损失而减少，这些跃迁在光球层中变得光学薄。我们分析了22颗O-B型恒星的C Ⅰ、C Ⅱ、C Ⅲ和C Ⅳ谱线，它们的温度范围在15\,800 $\leq$ ~ \Teff ~ $\leq$ ~ 38\,000 K之间。C Ⅰ、C Ⅱ和C Ⅲ的发射谱线丰度与大多数恒星的吸收谱线丰度一致。对20颗B型星的观测结果表明，log~ $ε_{\rm C}$ =8.36，$\pm$ 0.08，符合目前的…
2019-09-17 astro-ph.SR
Compositional differences between the component stars of eclipsing close binary systems showing chemical peculiarities
对A型附近的5颗食近双星（AR Aur，beta Aur，YZ Cas，WW Aur，RR Lyn）的主星和次星的CNO和几种重元素的表面化学丰度进行了光谱研究，以探讨这两种成分之间化学差异的本质（由于潮汐同步，它们都是相对慢的自转星）。关于由类似成分组成的系统，β Aur和WW Aur被证实在初级和次级之间没有成分差异，两者都显示出几乎相同的Am异常，尽管在AR Aur的成分星中看到的化学特性显示出明显的差异（HgMn星和Am星）。与此相反，系统（YZ Cas和RR Lyn）组成的相当不同的（A和早期F）的组件，表面丰度显着不同的初级（Am）和次级（正常）。这些观测结果表明，主序上部非磁性星的化学异常具有与Teff相关的特征：（1）在10000 K> Teff > 7000 K的有效温度范围内，自转速度是决定Am异常程度的最重要因素。(2)然而，Am现象的出现似乎在~ 7000 K有一个较低的Teff极限，在该极限以下，无论恒星旋转如何，都没有观测到丰度异常。(3)当Teff从~ 10000 K增加到~ 11000 K时，可能发生从Am异常（CNO的轻度亏损）到HgMn异常（异常大的N亏损）的转变。
2019-02-13 astro-ph.SR
Carbon, Nitrogen and Oxygen Abundances in Atmospheres of the 5-11 M B-type Main Sequence Stars
测定了22颗距离600秒差距、自转速度慢（vsini达66 km/s）的B型恒星的基本参数和碳、氮、氧丰度。恒星的选择是根据它们的有效温度Teff和表面重力log g，即：Teff在15300和24100 K之间，log g大多大于3.75;因此，选择质量为5-11 M的中等质量的恒星。理论预测，对于具有这样的参数的恒星，其大气中的C、N和O丰度应该与它们的初始值相对应。实现C II、N II和O II线路的非LTE分析。C、N和O的平均丰度分别为log ε（C）= 8.31 ± 0.13、log ε（N）= 7.80 ± 0.12和log ε（O）= 8.73 ± 0.13。这些值是在最近的数据上的C，N和O的丰度附近的B星从其他作者非常好的协议，重要的是，不同的技术，我们和其他作者应用。在排除HR 1810和HR 2938这两颗可以混合的恒星后，我们得到了其余20颗恒星的平均丰度：log ε（C）= 8.33 ± 0.11，log ε（N）= 7.78 ± 0.09，log ε（O）= 8.72 ± 0.12;这些值与Nieva & Przybilla的当前宇宙畸变标准（CAS）非常一致。
2012-12-05 astro-ph.SR
Spectroscopic followup of three bright halo stars selected from SDSS and GALEX photometry
我们的目标是揭示斯隆数字巡天（SDSS）恒星的性质：SDSSJ 100921.40 +375233.9，SDSSJ 015717.04 +135535.9和SDSSJ 171422.43 +283657.2，它们的g-z颜色显示出明显的高NUV过量，正如对极低金属量恒星的预期。利用麦克唐纳天文台2.7米望远镜上的Tull阶梯光栅摄谱仪获得了具有宽波长覆盖范围的高分辨率（R= 60000）光谱，以确定它们的化学成分。我们导出了SDSSJ 100921.40 +375233.9的光谱参数Teff =5820 ± 125 K，log g =3.9 ± 0.2，vt =1.1 ± 0.5 km/s，SDSSJ 015717.04 +135535.9的Teff=6250 ± 125 K，log g =3.7 ± 0.2，vt =4.0 ± 0.5 km/s，SDSS J171422.43+283657.2的Teff=6320 ± 125 K，log g =4.1 ± 0.3，Vt =1.5 ± 0.5 km/s，首次计算了J100921和J171422的21个元素和J 015717的19个元素的丰度。我们发现SDSSJ100921.40+375233.9、J015717.04+135535.9和J171422.43+283657.2的金属丰度分别为[Fe/H]=-1.30、-0.94和-0.…
2013-03-20 astro-ph.SR
Micro- and macroturbulence predictions from CO5BOLD 3D stellar atmospheres
我们提出了一个概述的当前状态，我们的努力，以获得微观湍流和宏观湍流参数（ximic和ximac）从CIFIST网格的CO 5 BOLD三维模型大气的基本恒星参数Teff，log g，和[M/H]的函数。太阳和南河三的最新结果表明，导出的微湍流参数在很大程度上取决于基础三维模拟的数值分辨率，证实了“低分辨率”模型往往低估了ximic的真实值。将调查扩展到12个具有不同Teff，log g和[M/H]的进一步模拟，我们获得了Hertzsprung-Russell图上的ximic预测趋势的第一印象：与经验证据一致，微湍流向更高的有效温度和更低的重力方向增加。ximic的金属丰度依赖性必须小心解释，因为它也反映了1D和3D光球温度分层之间的偏差，系统地增加对较低的金属丰度。
2013-06-18 astro-ph.SR
NLTE line formation for Mg\ione\ and Mg\ii\ in atmospheres of B-A-F-G-K stars
在太阳和17颗恒星的经典1D-LTE模型大气中，考虑了Mg I和Mg II线的非局域热力学平衡（NLTE）线形成，这些恒星具有可靠的大气参数和广泛的光谱类型：3900 $\le$ \Teff \ $\le$ 17500~K，1.1 $\le$ log $g$ $\le$ 4.7和$-$ 2.6 $\le$ [Fe/H] $\le$ +0.4。我们发现，对于每一个明星，NLTE导致较小的线到线的散射。对于10颗恒星，NLTE导致Mg I和Mg II的丰度一致，而LTE丰度的差异在$-0.21$和+0.23~dex之间变化。我们得到了两颗贫金属恒星HD 140283和HD 84937中Mg I和Mg II丰度的差异。这些丰度差异的起源尚不清楚。我们的标准NLTE模型预测，在\Teff \ $\le$ 7000 K的大气中，Mg I的发射线位于7.736、11.789、12.224和12.321 $μ$ m。我们很好地再现了南河三中的Mg I 12.2和12.3PDMATHABMR m发射线。然而，对于太阳和3颗K巨星，预测的Mg I发射线与观测相比太弱。对于$\le$ \Teff \ $\leq$ 17500 K的恒星，即使在LTE假设下，我们也推荐使用Mg II 3848、3850、4384、4390、4427和4433 Å线来测定Mg丰度，因为它们的NLTE效应很小。Mg I 41…
2018-09-19 astro-ph.SR
Investigating the Temperature Sensitivity of UV Line Ratios in the 280 nm Region of Solar-like Stars
本文利用IUE光谱分析类太阳恒星280 nm附近Mg II、Mg I和Si I谱线指数比值，发现R=Mg II/Mg I可通过双对数关系有效估算Teff，并将线深比测温法扩展至中紫外。
2025-03-14 astro-ph.SR
Empirical Calibration of the Physical Parameters of Solar-like stars using uvby-Strömgren Photometry
我们提出了一个经验校准的物理参数的A，F和早期G型星的光度V类。我们已经使用了一个统计方法的基础上，约15 000颗恒星的样本都具有uvby-Strömgren的photomask（Hauck & Mermilliod 1998）和光谱类型取自SIMPAD。距离小于70 pc的恒星被认为是无红化的。在本文中，我们提出了70秒差距内的1900颗恒星的结果。未红化的平均测量值被用作CHORIZOS的输入（Maíz-Apellániz 2004）。通过假设“太阳金属丰度”（[Fe/H]=0），我们已经能够确定每种光谱类型的有效温度（Teff）和表面重力（log g）。我们发现观测值和导出的物理参数之间存在紧密的相关性;例如，Teff可以表示为（b-y）o中的三次多项式。根据128颗恒星的颜色和指数分布及其相关的物理参数，我们提出了太阳类似物的另一种定义：恒星的分类是G2 V，（b-y）o=0.3927+/-0.0190，（m1）o = 0.1901+/-0.0143，和（c1）o=0.3302+/-0.0388，Teff=5930+/-145，log g =4.70+/-0.33。这些数值与先前的经验结果一致;然而，（m1）o与Meléndez等人（2010）最近基于模型得出的该指数数值不同。这种差异指出了太阳金属丰度的实际问题。我们认为，我们的太阳类似物样本可能有助于搜索太阳孪生子和系…
2012-12-13 astro-ph.SR
The binarity of Galactic dwarf stars along with effective temperature and metallicity
双星分数（fb）是研究银河系中恒星形成和多系统演化的重要工具之一。利用大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）观测的大样本数据，采用差分径向速度（DRV）方法，研究了fb与恒星金属丰度（[Fe/H]）的关系。选取LAMOST第三次数据发布（DR 3）中的A-到K-型主序星进行fb的估算。从DRV的廓线出发，计算了单星径向速度误差（σ）和双星轨道运动对DRV廓线的贡献。最后，我们使用了365，911颗随机重复光谱观测的恒星，在Teff和[Fe/H]的二维（2D）空间中对fb和σ进行了详细的分析。在双星系统中，A型星比其他恒星更有可能是伴星。此外，fb与[Fe/H]之间的负相关性在统计学上可以显示，这表明fb是Teff和[Fe/H]的联合函数。同时，对不同Teff和[Fe/H]下样品的σ进行了拟合。在我们的样本中，富含金属的冷星具有最好的RV测量。
2017-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Label Transfer from APOGEE to LAMOST: Precise Stellar Parameters for 450,000 LAMOST Giants
在这个大规模恒星光谱巡天的时代，恒星属性（“标签”，即参数和丰度）的测量必须精确和一致。在这里，我们证明了这可以通过数据驱动的方法来实现光谱建模。通过大炮，我们从APOGEE调查中转移信息，以确定精确的Teff，log g，[Fe/H]和[ $α$ /M]从450，000 LAMOST巨星的光谱。Cannon使用两次巡天之间共同观测到的9952颗恒星拟合了LAMOST光谱的预测模型，并从APOGEE DR 12中选取了5个标签作为基础事实：Teff，log g，[Fe/H]，[α/M]和K波段消光$A_k$。然后，该模型被用来推断Teff，log g，[Fe/H]和[ $α$ /M]为454,180巨星，20%的LAMOST DR 2恒星样本。这是第一个完整的LAMOST巨星[ $α$ /M]值，也是迄今为止最大的巨星[ $α$ /M]目录。此外，这些标签是根据APOGEE标签标度构建的;对于S/N > 50的光谱，模型的交叉验证产生的典型不确定度为Teff为70 K，log g为0.1，[Fe/H]为0.1，[ $α$ /M]为0.04，这些值与广义的保守APOGEE DR 12不确定度相当。因此，通过使用“标签转移”将低分辨率（LAMOST R $\sim$ 1800）光谱与高得多的分辨率（APOGEE R $\sim$ 22，500）勘测的标签尺度联系起来，我们大大减少了由各…
2017-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astro+ database. I. Description and first results
Universidad de Alicante（阿利坎特大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）
针对大质量恒星光谱数据处理需求，开发了交互式数据库 Astro+，其内置工具 HiLineThere 可自动推导恒星参数，首批测试结果与文献值在预期误差范围内一致。
2026-09-02 astro-ph.SR
Model Atmospheres From Very Low Mass Stars to Brown Dwarfs
自从1994年发现棕矮星，以及1996年在最新的甚低质量恒星（VLM）和棕矮星（BD）中发现尘埃云形成以来，模拟它们的大气的最重要挑战是了解云的形成和平流混合。为此，我们开发了辐射流体动力学2D模型大气模拟，以研究在M-L-T VLM到BD序列（Teff = 2800 K至900 K，Freytag等人，2010）中存在平流、冷凝和沉降的情况下镁橄榄石尘埃的形成。我们发现，形成的重力波作为一种驱动机制，在这些大气中的云的形成，并推导出一个规则的速度场与大气深度和Teff，这是相对不敏感的重力。这一规则已被用于新的模型大气网格，BT-Settl的建设，以确定微湍流速度，扩散系数，和平流混合的分子作为深度的函数。这种新的大气和合成光谱模型网格是在100，000 K>Teff > 400 K，5.5>logg>-0.5，[M/H]=+0.5到-1.5以及Asplund et al.（2009）的参考太阳丰度下计算的。我们发现，新的太阳丰度允许改进（接近完美）的光测和光谱VLM属性的再现，并且第一次在恒星和亚恒星区域之间平滑过渡-不同于Hauschildt等人1999 a，b的NextGen模型和Allard等人2001的AMES-Dusty模型之间的过渡。在BDs区域，BT-Settl模型对M-L-T光谱跃迁提出了改进的解释。因此，在本文中，我们提出了新的BT-Settl模型的大气网格，…
2010-11-24 astro-ph.SR
Stellar labels for hot stars from low-resolution spectra - I. the HotPayne method and results for 330,000 stars from LAMOST DR6
我们着手确定恒星标签的低分辨率的调查光谱的热，OBA星的有效温度（Teff）高于7500 K。这填补了大型光谱恒星调查（例如LAMOST）科学分析的空白，LAMOST提供了数百万颗R=1800恒星的光谱。我们首先探索的理论信息内容，这样的光谱确定恒星的标签，通过Cramér-Rao界限。我们表明，在完美的模型光谱和观测光谱的S/N为100的限制，精确的估计是可能的广泛的恒星标签：除了有效温度Teff、表面重力logg和投影旋转速度vsini外，还包括微湍流速度、氦丰度和元素丰度[C/H]、[N/H]、[O/H]、[Si/H]、[S/H]，和[Fe/H]。我们的分析表明，9500 K左右的温度制度是具有挑战性的，因为占主导地位的巴耳末线和帕邢线强度变化不大，与Teff。我们实现了同时拟合这11个恒星标签LAMOST热星光谱使用佩恩的方法，借鉴库鲁茨的ATLAS 12/SYNTHE LTE光谱作为基础模型。然后，我们获得恒星参数估计约330，000热恒星LAMOST光谱的样本，增加了约两个数量级的样本大小。其中，约26万颗具有良好的盖亚双星（S/N>5），超过95%的恒星是发光恒星，大多数位于主序星上;其余的则反映了较低光度的演化恒星，如热亚矮星和白矮星。我们发现，丰度估计的保真度是有限的系统的基础模型，因为它们不考虑NLTE效应。最后，我们给出了8000- 15000 K的恒星vsi…
2021-08-05 astro-ph.SR
Systematic NLTE study of the -2.6 < [Fe/H] < 0.2 F and G dwarfs in the solar neighbourhood. I. Stellar atmosphere parameters
给出了51个均匀分布在-2.60 < [Fe/H] < +0.20金属丰度范围内的FG矮星的大气参数，这些参数适合于银河系化学演化研究。铁，Fe I和Fe II，线被用来获得一组均匀的有效温度，表面重力，铁丰度，和微湍流速度。我们使用高分辨率（R>60000）的Shane/Hamilton和CFHT/ESPaDOnS观测光谱和非局域热力学平衡（NLTE）线形成的Fe I和Fe II在经典的一维模型大气。用20颗基准星测试了光谱方法，对这些基准星有多次红外通量法（IRFM）Teff测量，它们的依巴谷视差误差<10%。我们发现，当把S_H = 0.5的比例因子应用于Fe+H非弹性碰撞的Drawinian速率时，Fe I和Fe II谱线的NLTE丰度在0.06 dex以内是一致的。通过比较每个程序星在log g-Teff平面中的位置与Yi等人（2004年）网格中的理论演化轨迹，检查了每个程序星获得的大气参数。我们的最终有效温度位于Alonso等人（1996）和Casagrande等人（2011）的T_IRFM标度之间，平均差值分别为+46 K和-51 K。与LTE相比，NLTE导致更高的表面重力。对于[Fe/H] >-0.75或Teff < 5750 K或log g > 4.20的恒星，log g的位移小于0.1 dex。NLTE分析对于VMP关闭和次巨星是至关重要的，对于这些恒星，NL…
2015-06-04 astro-ph.SR
The discovery of an M4+T8.5 binary system
我们报告发现了一颗T8.5矮星，它是M4矮星狼940的伴侣。在12.50（+0.75，-0.67）pc的距离上，32角秒的角间距对应于400天文单位的投影间距。M4主星没有显示出H α发射，我们应用West等人的年龄-活动关系将系统的年龄下限定为3.5 Gyr。弱的Halpha吸收表明有一些残余活动，我们估计年龄上限为6 Gyr。我们应用Bonfils等人关于V-Ks和M_Ks的关系来确定金属丰度，Wolf~ 940 A的[Fe/H] = -0.06 +/-0.20，并且通过扩展Wolf 940 B的T8.5次级。我们已经获得了沃尔夫940 B的JHK近红外光谱和JHKL测光数据，并利用这些数据结合理论扩展确定了它的热辐射通量Fbol = 1.75 +/- 0.18 E-16 Wm^-2，因此它的光度log（L*/Lsun）= -6.07 +/- 0.04。利用系统的年龄限制和Baraffe等人的演化结构模型，我们确定Wolf 940 B的Teff = 570 +/-25 K和log g = 4.75-5.00，基于它的热光度。这是第一次确定这些性质的T8+矮星，不依赖于拟合的T-矮星光谱模型。这个对象代表了第一个包含T8+矮星的系统，其属性的基准约束是可用的，我们将其光谱与最新的非常酷的BT-Settl模型进行了比较。这清楚地表明，使用（W_J，K/J）谱比（先前用于约束Teff…
2009-02-11 astro-ph.SR
A large sample of calibration stars for Gaia: log g from Kepler and CoRoT
利用全球地震量Deltanu和numax，结合Teff和[Fe/H]，可以用星震资料确定地表重力，精度<0.05dex。表面重力也是从盖亚数据自动分析10亿颗恒星得出的四个恒星属性之一（工作包GSP_Phot）。我们探索开普勒观测到的MS F，G，K星（类太阳星）的地震数据，作为盖亚将用于对象表征（log g）的方法的潜在校准源。我们计算日志g为明亮的附近的恒星的半径和质量是已知的，并使用其全球地震量在一个基于网格的方法，我们确定一个asteroseisic日志g到0.01 dex的直接计算，从而验证我们的方法的准确性。我们发现Teff和主要是[Fe/H]的误差可以引起0.02 dex的系统误差。然后，我们将我们的方法应用于40颗恒星的列表，以提供精确的表面重力值，即σ < 0.02 dex，我们发现与最近的文献值一致。最后，我们探索的精度，我们期望在一个样本的400+开普勒恒星的全球地震量测量。我们发现，在3.8 < log g < 4.6的整个探测范围内，平均不确定度（精度）的数量级<0.02 dex（log g），平均值仅随恒星星等（0.01 - 0.02 dex）而变化。我们研究的系统误差在log g的来源，并找到可能的偏差的顺序为0.04德克斯，独立的log g和幅度，占错误的Teff和[Fe/H]测量，以及从使用不同的网格为基础的方法。我们的结论是开普勒恒星提供了丰富的…
2013-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar parametrization from Gaia RVS spectra
在欧空局盖亚卫星收集的无数数据中，径向速度光谱仪（RVS）将提供大约1.5亿个光谱，用于像G_RVS~16这样微弱的恒星。一个特定的恒星参数化将执行这些RVS光谱的大部分。对于最亮的目标，还将估计一些个别的化学丰度。我们描述了不同的参数化代码，已专门开发或适应RVS光谱内的GSP-spec工作组的分析联盟。测试的代码是基于优化（FERRE和GAUGUIN），投影（MATISSE）或模式识别方法（人工神经网络）。我们提出并讨论了它们在恢复的恒星大气参数（Teff，log（g），[M/H]）的B-到K-型恒星的预期表现。还介绍了冷星[α/Fe]比测定的性能。对于所有考虑的恒星类型，GSP-spec管道将非常有效地参数化比G_RVS~12.5亮的恒星，包括[alpha/Fe]的可靠估计。FGK富金属星和中间金属星的典型内部误差为Teff约40 K，log（g）为0.1dex，[M/H]为0.04dex，[alpha/Fe]为0.03dex，G_RVS=10.3。Teff和[M/H]在A型恒星中也有类似的精度，而log（g）的推导更准确。对于最暗的恒星，G_RVS>13-14，分光光度Teff输入将允许改进最终的GSP-规格参数化。报告的结果表明，基于RVS的恒星参数的贡献在盖亚调查的较亮部分将是独特的，可以进行关键的年龄估计和准确的化学丰度。这将构成一个独特而珍贵的样本，银河系历史拼图的…
2015-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effective temperatures estimation of low-mass stars and identification of T Tauri stars in LAMOST DR10 using machine learning
Universidad de los Andes（安第斯大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Facultad de Ingeniería, Universidad de los Andes（安第斯大学工程学院）
利用机器学习，通过自动测量关键光谱特征等效宽度，训练回归模型预测低质量恒星有效温度，应用逻辑回归模型识别金牛座T型星候选体，经蒙特卡罗框架估计相关不确定性，取得较好结果。
2026-07-21 astro-ph.SR
Stellar atmospheric parameters for 754 spectra from the X-shooter Spectral Library
X-shooter光谱库（XSL）是一个经验恒星库，具有中等光谱分辨率，覆盖波长范围从3000 nm到24800 nm。该库旨在为恒星星族研究提供基准。在这项工作中，我们提出了一套统一的恒星大气参数，有效温度，表面重力，和铁丰度的754光谱的616颗XSL恒星。我们使用全光谱拟合包ULySS与经验MILES库作为参考，以拟合紫外-蓝色（UVB）和可见光（VIS）光谱。我们测试了内部的一致性，我们比较了我们的结果与文献汇编。这些恒星的有效温度范围为2900 < Teff < 38 000 K，表面重力0 < log g < 5.7，铁丰度-2.5 < [Fe/H] <+1.0，有几颗恒星的[Fe/H] =-3.9。G型和K型恒星的测量精度分别为0.9%、0.14和0.06。对于log g < 1的冷巨星，精度分别为2.1%、0.21和0.22，而对于其他冷恒星，精度分别为1%、0.14和0.10。对于较热的恒星（Teff > 6500 K），这三个参数的值分别为2.6%、0.20和0.10。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Reanalysis of the Fundamental Parameters and Age of TRAPPIST-1
利用一个新的中等分辨率（R~6000）近红外FIRE光谱及其Gaia视差，给出了TRAPPIST-1的距离定标光谱能量分布（SED）。我们报告了一个更新的热光度（Lbol）为-3.216+/-0.016，以及半经验的基本参数：有效温度Teff=2628+/-42 K，质量=90+/-8 MJup，半径=1.16+/-0.03 RJup，logg=5.21+/-0.06 dex。它的运动学指向一个老年人，而光谱指数表明青年，因此，我们比较了整体SED和近红外波段的TRAPPIST-1领域的年龄，低重力，低金属量的矮星类似Teff和Lbol。我们发现类似Teff和Lbol的场矮星最适合TRAPPIST-1的整体和逐带特征。此外，我们提出了新的Allers & Liu 2013光谱指数，用于TRAPPIST-1的SpeX SXD和FIRE光谱，两者都将其归类为中等重力。检查Teff，Lbol和绝对JHKW 1 W2的大小与光谱类型的地方TRAPPIST-1在一个模糊的位置，包含场和中间重力源。Kinetics将TRAPPIST-1放置在一个具有更高切向和UVW速度的移动组中缺乏真正成员资格的中重力源的子群中。我们的结论是，TRAPPIST-1是一个现场年龄源与微妙的光谱特征，让人想起一个低表面重力对象。为了解决TRAPPIST-1的中等重力指标的原因，我们推测可能与半径膨胀相关的两种途径…
2019-09-30 astro-ph.SR
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites, a NLTE-1D abundance analysis. I. Homogeneous set of atmospheric parameters
我们提出了一个均匀的一套准确的大气参数的一个完整的样本非常和非常贫金属的恒星在矮球状星系（dSphs）雕塑家，小熊座，六分仪座，天炉座，牧夫座I，大熊座II，狮子座IV。我们还提供了一个银河系（MW）巨恒星的比较样本，覆盖了-4 < [Fe/H] < -1.7金属丰度范围。结果表明，在[Fe/H] > -3.5区域，基于光度法和已知距离的非光谱有效温度（Teff）和表面重力（log~g）的非局域热力学平衡（NLTE）计算提供了Fe I和Fe II线的一致丰度。这证明了Fe I/Fe II电离平衡方法来确定未知距离的MW晕巨星的log g。dSphs和MW星的大气参数用独立的方法检查。在[Fe/H] > -3.5范围内，在NLTE计算中满足Ti I/Ti II电离平衡。在log~ g-Teff平面上，所有恒星都位于[Fe/H] = -2 ~-4的演化轨道巨分支上，与它们的金属丰度一致。对于我们样本中一些最贫金属的恒星，我们很难从铁和钛的两个电离阶段获得一致的NLTE丰度。我们认为，这是一个后果的不确定性在Tef的颜色关系在这些金属丰度。这些工作的结果提供了一个详细的丰度分析的基础上提出的配套文件。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric carbon, nitrogen, and oxygen abundances of A-type main-sequence stars
根据对CI 5380、NI 7486和OI 6156-8谱线的光谱拟合方法，我们测定了C、N、O代表100颗主要是A型主序星（B晚期到F早期，11000 K>Teff> 7000 K），包括正常星和非磁性化学奇特（CP）星，预计自转速度范围为0 km/s<vsini<100 km/s，我们的目标是调查这些元素的丰度异常的相互关联，对恒星参数的依赖性，以及正常和CP星之间的差异。我们发现，CNO的丰度通常不足（相对于标准恒星南河三），几乎所有恒星（无论CP或正常）的CNO丰度通常为十分之几dex至~1dex，尽管那些被归类为特殊的（Am或HgMn）往往表现出更大的丰度不足，特别是对于晚期Am恒星中的C和晚期B型HgMn恒星中的N，其不足量甚至高达~2dex。虽然这三种元素的行为在性质上彼此相似，但其特异性（或对引起异常的物理过程的脆弱性）的定量程度倾向于遵循C>N>O的不等关系。关于在任何Teff观测到的相当大的恒星间色散，最重要的原因大概是自转速度的差异。这些观测事实似乎或多或少有利最近的理论计算的基础上的原子扩散和包络混合模型。
2018-07-17 astro-ph.SR
