Beryllium abundances and star formation in the halo and in the thick disk
铍是宇宙射线散射的纯产物。这意味着铍丰度在时间上的演变相对简单，并建议将其用作类时观测。我们研究了Be在早期银河系的演化及其对运动学和轨道参数的依赖性。我们调查的形成的晕和厚盘的星系和使用Be作为一个cosmochronometer。铍丰度测定高分辨率，高信号噪声UVES光谱与光谱合成的最大样本的晕和厚盘星分析到目前为止。我们用各种图表来表示我们的观测结果。1)在日志（Be/H）与[Fe/H]图中，我们发现一个边缘的统计检测一个真正的散射，高于预期的测量误差，与晕星之间的散射较大。散射的检测进一步支持的存在对具有相同的大气参数和不同的Be丰度的恒星。2)在log（Be/H）vs [alpha/Fe]图中，晕星分为两个部分;一个与演化模型的预测一致，而另一个具有太高的α和Be丰度，并且在化学上与厚盘星无法区分。这表明，晕不是一个单一的均匀的人口，一个明确的年龄-金属丰度关系可以定义。3)在Rmin与[alpha/Fe]和log（Be/H）的关系图中，厚盘星的[alpha/Fe]可能随Rmin而减小，而Be与Rmin没有相关性。这种关系表明，恒星形成率在厚盘的外部区域较低，指向一个由内而外的形成。Be缺乏相关性表明它对恒星形成的局部条件不敏感。
2009-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Standing on the shoulders of giants: New mass and distance estimates for Betelgeuse through combined evolutionary, asteroseismic, and hydrodynamical simulations with MESA
我们通过综合新的观测数据和三种不同的建模技术，对附近的红超巨星参宿四进行了严格的检查。我们的观测结果包括在参宿四最近前所未有的变暗事件之前，用天基SMEI仪器收集的新的、经过处理的光度测量结果的发布。我们在光度数据中检测到第一径向泛音，并报告周期为$185\pm13.5$ d。我们的理论预测包括多时间尺度的演化，振荡和流体动力学模拟与恒星天体物理学（MESA）软件套件的实验模块进行自洽的结果。我们的建模工作的重要成果包括对恒星半径的精确预测：$764^{+116}_{-62} R_{\odot}$。与其他限制相一致，这使我们能够推导出一个新的，独立的距离估计$168^ {+27}_{-15}$ PC和视差的$π=5.95^{+0.58}_{-0.85}$ MAS，在良好的协议与依巴谷，但不那么与最近的无线电测量。从扰动流体静力学和不断发展的流体动力学模拟的地震结果约束的周期和驱动机制，以新的方式参宿四的主导周期。我们的分析得出的结论是，参宿四的$\approx 400$日周期是由$κ$机制驱动的基本模式脉动的结果。基于网格的流体动力学建模揭示了振荡包络的行为是质量相关的，并且同样表明非线性脉动激励时间可以用作质量约束。我们的研究结果将$α$ Ori明确地定位在红超巨星分支底部附近的核心氦燃烧阶段。我们报告了目前的$16.5$质量-- $19 ~M_{\odot}$ -略低于典型文献…
2020-10-13 astro-ph.SR
Linking 1D Evolutionary to 3D Hydrodynamical Simulations of Massive Stars
大质量恒星的恒星演化模型对于天体物理学的许多领域都很重要，例如核合成产额、超新星祖先模型和理解极端条件下的物理。恒星中的湍流主要是由于恒星内部不同质量坐标处的核燃烧。恒星模型中对流边界处湍流和湍流混合的理解和正确处理已经研究了几十年，但仍然缺乏一个明确的解决方案。本文介绍了大质量恒星对流边界混合（CBM）研究的初步结果。对流边界的“刚度”可以用体理查森数（$\textrm{Ri}_B$）来量化，体理查森数是边界恢复的势能与湍流涡旋的动能之比。"硬“边界（$\textrm{Ri}_B \sim 10^4$）将抑制CBM，而在相反的情况下，”软“边界（$\textrm{Ri}_B \sim 10$）将更容易受到CBM的影响。到目前为止获得的关键结果之一是，较低的对流边界（更接近中心）的核燃烧壳是“硬”比相应的上边界，这意味着有限的煤层气在下壳边界。这与Meakin和Arnett进行的3D流体动力学模拟一致[The Astrophysical Journal 667：448-475，2007]。这一结果也有影响的大质量恒星的新CBM处方，以及核燃烧火焰前传播的超渐近巨星分支星，也开始新星。
2016-01-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stellar Helium Burning in Other Universes: A solution to the triple alpha fine-tuning problem
受其他宇宙可能存在的启发，不同的基本常数的值，本文考虑恒星模型在宇宙中，$^8$是稳定的。许多以前的作者已经注意到，在我们宇宙中的恒星在没有众所周知的7.6 MeV的$^{12}$ C共振的情况下很难产生碳和其他重元素。这种共振是必要的，因为$^8$ Be在我们的宇宙中是不稳定的，所以碳必须通过三重α反应产生，以达到必要的丰度。虽然共振能量的适度变化（200 - 300 keV）确实会影响碳的产生，但铍的结合能（$\sim100$ keV）的更小变化将使$^8$ Be稳定。具有$A=8$的稳定同位素通常会消除三α过程的需要，特别是用于碳生产的$^{12}$ C共振。本文探讨了$^8$ Be在其他宇宙中稳定存在的可能性。简单的核考虑表明，如果基本常数变化$\sim {\rm few}-10$ %，则可以实现结合能为$\sim0.1-1$ MeV的束缚态。在这种情况下，$^8$ Be可以通过氦燃烧合成，而$^{12}$ C可以随后通过铍的核燃烧产生。这篇论文的重点是将氦燃烧成铍的恒星模型;一旦所讨论的宇宙有稳定的铍供应，碳的产生就可以在同一颗恒星或以后的恒星世代的后续演化中发生。使用半解析恒星结构模型以及一个国家的最先进的恒星演化代码，我们发现，可行的恒星配置，产生铍存在于一个广泛的参数空间。最后，我们证明了碳可以在以后的进化阶段产生。
2016-12-06 astro-ph.CO astro-ph.SR nucl-th
Coupling 1D stellar evolution with 3D-hydrodynamical simulations on-the-fly I: A New Standard Solar Model
标准的一维恒星演化模型不能正确地再现具有对流包层的恒星最外层的结构。这一直是一个长期存在的问题，在恒星模拟影响预测的演化路径和归因的振荡频率，并间接偏置的许多量来自恒星演化计算。我们提出了一种新的方法，主要是消除这些结构缺陷的附加平均3D模拟恒星信封。与以前的尝试不同，我们在整个演化过程中的每个时间步都采用了来自3D模拟的完整结构。为此，我们在预先计算的3D模拟网格中进行插值，并使用所得结构作为边界条件，以便在每个时间步求解1D内部的恒星结构方程。我们的方法提供了一个连续的过渡，在许多数量从内部到强加的插值3D表面层。我们提出了一个太阳能校准模型，并表明所获得的表面层的结构可靠地模仿了目前太阳的基础3D模拟。此外，我们进行了日震分析，表明我们的方法主要消除了模型频率和观测到的p-模式频率之间的差异的结构贡献。
2018-08-27 astro-ph.SR
3D hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars: I. Atmospheric structure of a giant located near the RGB tip
本文研究了一颗位于红巨星分支（RGB）尖端附近的典型红巨星大气中对流的性质和作用，其大气参数为Teff= 3660 K，log（g）=1.0，[M/H]=0.0。分别用CO 5 BOLD和LHD程序计算的三维流体动力学模式和一维经典大气模式对大气结构进行了差分分析。所有模型都有相同的大气参数、元素组成、不透明度和状态方程。我们发现，这个特殊的红巨星的大气层由两个相当不同的区域组成：低层大气主要是对流运动，高层大气主要是波动活动。对流运动形成了一个显著的颗粒化模式，其强度对比度（~18%）大于太阳模型中的强度对比度（~15%）。高层大气经常被快速冲击波穿越，其垂直和水平速度分别高达~2.5和~6.0马赫。颗粒的典型直径约为5 Gm，相当于覆盖整个恒星表面的约400个颗粒。巨型模型中的湍流压力占总压力的约35%（即，气体加湍流）压力，这表明它在恒星大气和演化模拟中不可忽略。然而，不存在混合长度参数和湍流压力的组合，这将允许令人满意地再现3D温度-压力分布与基于混合长度理论的标准公式的1D大气模型。
2012-11-30 astro-ph.SR
Coupling 1D stellar evolution with 3D-hydrodynamical simulations on-the-fly III: stellar evolution at different metallicities
本文将一维恒星演化与三维对流模拟的实时耦合方法从太阳金属丰度扩展到贫金属和富金属FGK型恒星，证明基本恒星参数对混合长参数不敏感，并成功通过食双星和星震学数据验证，显著降低了恒星建模不确定性。
2025-06-05 astro-ph.SR
Exploring hydrodynamical stellar tachoclines along stellar evolution
本文针对太阳型恒星演化中较差自转层输运问题，采用 Mathis Zahn 2004 形式体系与薄层近似，建模不同自转状态下的较差自转、经向环流及混合系数。
2025-10-20 astro-ph.SR
Higher metal abundances do not solve the solar problem
上下文太阳是恒星物理学的基石。由于光谱、日震和中微子通量观测，我们可以在极端条件下将太阳用作基础物理实验室。然后，我们得出的结论将用于为宇宙中所有其他恒星的演化模型提供信息和校准。然而，太阳能模型与日震的限制处于紧张状态。关于“太阳问题”的辩论迄今已导致许多出版物讨论太阳模型和丰度的潜在问题。目标。使用最近提出的太阳高金属丰度，我们调查是否标准的太阳模型，以及宏观运输模型再现太阳表面锂丰度和分析其性质的日震和中微子通量观测。方法.我们计算太阳的演化模型，并结合光谱和日震的约束，以及中微子通量，这些测量上的宏观运输的影响进行调查。结果当校准高金属丰度太阳模型以再现测量到的太阳锂耗尽时，日震学和中微子通量方面的紧张局势就会出现。这又一次证明，太阳问题也与太阳演化模型的物理处方有关，而不仅仅是化学成分。结论.为了提高我们对恒星结构和演化的理解，需要对太阳模型的物理成分进行修订。如果考虑到轻元素的损耗，太阳问题就不仅限于光球丰度。此外，对太阳铍丰度的更严格限制将在改进太阳模型方面发挥关键作用。
2022-12-13 astro-ph.SR
Instability of LBV-stars against radial oscillations
本文研究了有效温度1.5e4K <= Teff <= 3e 4K，辐射光度1.2e6L_odot <= L <= 1.9e6L_odot，质量35.7M_odot <= M <= 49.1M_odot的LBV--星激发的非线性径向振荡。根据星族I星（X=0.7，Z=0.02）的演化序列，以70 ~ 90 Modot的初始质量为初始条件，进行了流体动力学计算。所有的流体动力学模型都表现出对径向振荡的不稳定性，其振幅增长时间与恒星的动力学时间尺度相当。径向振荡以非线性行波的形式存在，从致密核的边界传播到流体动力学模型的上边界。外层的速度振幅是几百公里/秒，而辐射光振幅不超过0.2马格。恒星振荡不是由卡帕机制驱动的，是由于气体的不稳定性与绝热指数接近临界值Gamma_1 = 4/3，由于在总压的辐射的贡献大。流体动力学模型的光变周期范围（6天<= P <= 31天）与在LBV--星中观测到的微变周期一致。
2009-06-03 astro-ph.SR
Schwarzschild and Ledoux are equivalent on evolutionary timescales
恒星演化模型使用史瓦西或勒杜准则计算对流边界，但关于使用哪种准则仍然存在混乱。在这里，我们提出了一个三维流体动力学模拟的对流区和相邻的辐射区，包括热和成分浮力。正如预期的那样，根据勒杜准则不稳定的区域是对流的。最初，邻近对流区的辐射区是Schwarzschild-不稳定的，但由于成分梯度的勒杜稳定。在许多对流翻转时间尺度上，对流区通过卷吸而增长。对流区在史瓦西准则最初预测的尺寸下饱和，尽管在这个最终状态下史瓦西和勒杜准则是一致的。因此，史瓦西准则应该用来确定恒星对流区的大小，除了可能在短暂的演化阶段，其中夹带持续。
2022-03-11 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Theoretical predictions of surface light element abundances in protostellar and pre-Main Sequence phase
恒星表面轻元素锂、铍和硼丰度的理论预测是天体物理学中最有趣的开放性问题之一。众所周知，恒星大气中7-Li丰度的几次测量指出了不同恒星演化阶段的预测和观测之间的分歧，对目前恒星模型精确再现恒星包络特征的能力产生了怀疑。轻元素在相对较低的温度下燃烧（从2到5 MK），因此在恒星的演化阶段，它们在恒星内部的不同深度逐渐被破坏，这取决于恒星的质量。它们的表面丰度受到核截面、对流包层的延伸和底部温度的强烈影响，这些都取决于恒星的特性（质量和化学成分）以及对流恒星包层中的能量传输。近年来，人们在提高轻元素燃烧截面的精度方面做了很大的努力。然而，表面轻元素丰度的理论预测是具有挑战性的，因为它们也受到计算中采用的输入物理学的不确定性以及年轻恒星中活跃的几个标准和非标准物理过程（即扩散，辐射悬浮，磁场，旋转）的效率的影响。此外，还不完全清楚先前的原恒星演化对恒星模型的特性以及轻元素耗尽的影响程度。本文介绍了原恒星和PMS星的理论预测的现状，讨论了几种输入物理在恒星演化中的作用。
2021-07-06 astro-ph.SR
The Structure and Evolution of Stars: Introductory Remarks
本文是恒星结构与演化特刊的导言，结合观测、多维度模拟等成果梳理恒星内部物理研究进展，阐释理论核心与待改进方向，并串联后续章节主题。
2023-08-25 astro-ph.SR
On producers of cosmic organic compounds: exploring the boron abundance in lithium-rich K giant stars
硼元素与锂和铍一起，属于已知的三种重要元素，用于研究低质量恒星的演化过程。因为B是这三个元素中最不容易在恒星内部被破坏的，所以它可以用来测试锂的富集是否来自行星。在这里，第一次，硼线在紫外线检查的四个巨人与不同程度的大锂富集的哈勃望远镜的观测手段。在我们的研究中发现了两个主要结果。一个是，第一近似的B丰度似乎并不过量，使行星吞没机制无效。第二个是，两颗锂丰度非常大的恒星呈现出发射线，这表明相当强的活跃色球正在这些锂丰度非常高的巨星中发挥作用。这些从紫外线获得的新结果补充了我们最近在中红外线（de la Reza et al. 2015）中的研究，其中在一些富锂恒星的光谱中发现了有机物质的强发射线特征。
2019-11-28 astro-ph.SR
Delayed and Displaced: The Impact of Binary Interactions on Core-collapse SN Feedback
本研究通过模拟表明，双星相互作用使约13%的核坍缩超新星发生空间位移、约25%产生时间延迟，并提供金属丰度依赖的解析拟合以改进星系反馈模型。
2025-04-24 astro-ph.SR
Hydrodynamical mass-loss rates for Very Massive Stars II. New theoretical mass-loss predictions at solar metallicity (Z = 0.02)
Armagh Observatory and Planetarium（阿马天文台和天文馆）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心，天文计算研究所）；Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen, Universität Heidelberg（海德堡大学跨学科科学计算中心）
该研究针对太阳金属丰度下16-500倍太阳质量的极高质量恒星，利用PoWR-HD代码构建流体动力学星风模型，推导含拐点与双稳态行为的质量损失公式，其结果与观测吻合，可用于恒星演化计算。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar-like oscillations in accreting pre-main sequence stars: Insights and prospects
Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；Yale University（耶鲁大学）；University of Vienna（维也纳大学）
本文研究了前主序恒星中太阳型振荡的理论预测与吸积影响，利用MESA和GYRE代码分析了不同质量范围的恒星演化，并探讨了PLATO任务的观测潜力。
2026-01-04 astro-ph.SR
The evolution of magnetic hot massive stars: Implementation of the quantitative influence of surface magnetic fields in modern models of stellar evolution
大规模的偶极表面磁场已被发现在一小部分OB星，但只有少数的大质量恒星的恒星演化模型已经考虑到这些化石场的影响。我们正在进行一维流体动力学模型计算，考虑到以简化的参数方式的磁层风相互作用的演变后果。考虑两种效应：i）由于质量损失猝灭，整体质量损失率降低，以及ii）由于磁制动，表面角动量损失增强。由于磁质量损失淬灭的结果，磁性大质量恒星的质量仍然接近它们的初始质量。因此，磁性大质量恒星--即使在银河系的金属丰度下--也有可能成为“重”恒星质量黑洞的祖先。同样，在银河系金属丰度下，对不稳定超新星的形成似乎有磁性的祖先。
2017-02-15 astro-ph.SR
Chemically Peculiar A/F Stars in Open Clusters of the Milky Way
在许多场型和疏散星团A和F矮星的表面都测定到了畸变异常。这些丰度异常很可能是由A星稳定包层内的微观扩散引起的。然而，扩散可以被其他几种混合过程抵消，如对流，旋转混合和质量损失。我们提出了一个简短的审查的表面丰度模式的A/F星在昴星团（1亿年），后发座（450百万年）和毕星团（650百万年）疏散星团。在这些星团的A型矮星中，发现了几种化学元素丰度的真正恒星与恒星之间的变化。然后将导出的丰度与蒙特利尔组的进化模型进行比较。这些比较强烈表明，这些恒星的辐射区内的流体动力学过程的发生，并阻碍了微观扩散（混合过程/质量损失）的影响。在Gaia任务框架下，模拟预测了Gaia在银河系中观测到的A星和疏散星团的数量。
2010-11-09 astro-ph.SR
Internal mixing of rotating stars inferred from dipole gravity modes
在它们生命的大部分时间里，恒星在其核心将氢融合成氦。恒星辐射包层中的化学元素与对流核心的混合能够为核心补充额外的燃料。如果有效的话，这种深层混合可以让恒星活得更久，并改变它们的演化路径，但到目前为止，还没有限制内部混合的局部观测。重力模式探测对流核心附近的恒星内部深处，使我们能够校准内部混合过程。在这里，我们提供的核心到表面的混合配置文件推断，从观察到的偶极重力模式在26个旋转恒星的质量在3和10太阳质量之间。我们在样品中发现了广泛的内部混合水平。在包络线中具有分层混合剖面的恒星模型显示出最佳的星震性能。我们的研究结果提供了观测指导三维流体动力学模拟的输运过程中的深内部的恒星。
2021-05-11 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
On the sodium overabundance of giants in open clusters: The case of the Hyades
钠的丰度已经在大量的疏散星团巨星系中被测定，但却发现了相互矛盾的结果，从太阳值到高达五个数量级的过量，这种分歧的原因还没有很好的理解。由于这些钠的过量可能是深混合的结果，对它们的正确理解对恒星演化的模型有重要意义。正如文献中所讨论的，这种分歧的一部分来自于对非LTE效应采用不同的校正，以及对同一组谱线使用不同的原子数据。然而，仍然缺少对巨人中Na行为的清晰描述。为了在这个方向上做出贡献，这项工作提出了一个仔细的重新确定的Na丰度的毕星团巨星，最近的测量其角直径的动机。在NLTE中，平均[Na/Fe] =+0.30，这可以用高初旋转速度的流体动力学模型来解释。这一结果，以及在以前的工作中发现的Na随着恒星质量增加而增加的趋势，表明没有强有力的证据表明红巨星中的Na过量超过了超过2 Msun的恒星演化模型所预期的值。
2012-02-10 astro-ph.SR
The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor
利用一套基于恒星演化祖先的流体动力学模型对SN 2011 dh的性质进行了研究。我们的模型表明，一个大的祖星--与R ~200 Rsun-，需要重现SN 2011 dh的早期光变曲线。这与在深爆炸前图像中SN位置检测到的黄色超巨星是祖星的建议一致。根据测热光变曲线的主峰和膨胀速度，我们将喷出物的质量限定为~2 Msun，爆炸能量限定为E= 6-10 x 10^50 erg，56 Ni的质量约为0.06 Msun。这颗恒星由3 ~ 4 Msun的氦核和~0.1 Msun的薄富氢包层组成，主序星质量估计在12--15 Msun之间。我们的模型排除了氦核质量大于8 Msun的祖先，这对应于M_ZAMS > 25 Msun。这表明SN 2011 dh不太可能是一颗恒星演化的情景。
2012-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic globular cluster 47 Tucanae: new ties between the chemical and dynamical evolution of globular clusters?
今天人们普遍认为，银河系球状星团（GGC）至少由两代恒星组成，这两代恒星的化学成分不同，年龄也可能不同。然而，这些恒星世代的运动学性质的知识，这可能提供重要的信息，约束GGC的进化方案，仍然是有限的。因此，我们研究了银河系球状星团47 Tuc中不同恒星世代的化学和运动学性质之间的联系。为了实现这一目标，我们使用了丰富的锂，O和Na确定在101主序星关闭（TO）的帮助下，三维流体动力学模型大气和NLTE丰度分析方法。根据TO星在[Li/Na]-[Na/O]平面上的位置，我们将TO星分为三组，研究它们的空间分布和运动学性质。我们发现，有统计上显着的径向依赖性的锂和氧的丰度，A（Li）和A（O），以及[Li/Na]丰度比。我们的研究结果表明，第一代恒星的中心集中度和动态热比恒星属于后代。我们还发现了一个显着的相关性之间的速度色散和O和Na的丰度，和之间的速度色散和[Na/O]丰度比。
2014-07-29 astro-ph.SR
The impact of binaries on the evolution of star clusters from turbulent molecular clouds
大多数大质量恒星形成于双星系统或更高阶的星团、亚结构星团中。在它们生命的最初阶段，这些恒星预计会与周围环境相互作用，然后当星团被宿主星系潮汐破坏时被释放到野外。我们提出了一套N体模拟来描述年轻的星团和他们的二进制内容在其生命的第一阶段的演变。为此，我们开发了一种方法，从流体动力学模拟中产生星团中双星的真实初始条件。我们考虑了不同的演化案例来量化双星和恒星演化的影响。同时，我们还比较了它们与不同长度尺度的King模型和分形模型的演化。我们的研究结果表明，从流体动力学模拟集群的全球扩张最初是平衡的子块运动和加速时，达到一个整体的形状，在后核心崩溃的演变。与球形初始条件相比，拉格朗日半径的50%到10%的比率显示出非常独特的趋势，这是由高初始质量分离度引发的大质量恒星热核心的形成所解释的。至于它的二进制人口，每个集群显示了一个自我调节的行为，通过创建相互作用的二进制结合能的顺序，其能量标度。此外，在没有原始的二进制，动态形成的二进制提出了一个质量依赖的二进制部分，模仿的趋势，观察到的。
2021-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Red Giant Stars in the Old Open Cluster NGC 7789
本文通过分析 NGC 7789 中 15 颗红巨星的光谱和元素丰度，确认 193 号和 301 号星具有异常高的 Li 丰度，并结合 He I λ10830 观测，提出氦闪混合或双星相互作用导致锂的新鲜合成与快速输运。
2023-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of massive stars with new hydrodynamic wind models
在这里，我们提出了一组大质量恒星的演化模型，介绍了一个新的处方的质量损失率从流体动力学计算中获得的风速剖面，$v(r)$，和线加速度，$g_\text{line}$，在一个自我一致的方式。用我们的新配方取代标准温克公式中主层序阶段的质量损失率，我们生成了一组新的$M_\text{ZAMS}=25,40,70$和$120\,M_\odot$以及金属丰度$Z=0.014$（银河系）、$Z=0.006$（LMC）和$Z=0.002$（SMC）的演化轨迹。我们新推导出的质量损失率公式预测了$\dot M\propto Z^a$的依赖性，其中$a$不再是常数，而是依赖于恒星质量：范围从$a\sim0.53$（当$M_*\sim120\;M_\odot$时）到$a\sim1.02$（当$M_*\sim25\;M_\odot$时）。我们发现，采用$\dot M$新配方的模型在演化过程中保留了更多的质量，这表现在更大的半径上，因此在赫兹-罗素图上的轨道更明亮。这些差异是更突出的情况下，$M_\text{ZAMS}=70$和120 $M_\odot$在太阳金属丰度，我们发现自洽的轨道是$\sim0.1$德克斯更明亮，并保持额外的质量高达20 $M_\odot$，与经典模型使用以前的配方的质量损失率。此外，我们观察到显着的差异，在核心和表面的恒星的放射性核素同位素$^{26}$铝的演变。由于$\dot…
2022-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Horizontal Branch evolution, metallicity and sdB stars
上下文在Teff> 11 000 K的球状星团中，无论星团金属丰度如何，几乎所有的水平支（HB）星和sdB场星都观测到了异常。目标。其目的是确定预计在sdB星和HB星的金属丰度Z \geq 0.0001和观察到的丰度告诉我们的流体动力学过程与原子扩散竞争的丰度变化。方法.完整的恒星演化模型，包括原子扩散和辐射加速的影响，已经计算出的零年龄主序列的金属丰度为Z 0 = 0.0001，0.001，0.004和0.02。在HB上，选择质量以覆盖从7000到37000K的Teff区间。约60进化HB模型进行了计算。水平分支期间地表丰度异常的计算取决于一个参数，即地表混合质量。结果对于所有观测到的星团中Teff为11 000 K的sdB星，独立于金属丰度，发现大多数观测到的丰度异常（甚至高达~x 200）在误差条内与预期的丰度是相容的。< 37000K and for HB stars with Teff >通过与观察结果进行比较，确定了~1.E-7 M \odot的混合质量。结论.对Teff> 11 000 K的球状星团HB星和Teff <37 000 K的sdB星的观测表明，大多数观测到的丰度异常可以用质量分数为~1.E-7 M \odot的辐射加速驱动的元素分离来解释。质量损失或湍流似乎限制了1.E-7 M \odot和表面之间的分离。
2011-02-09 astro-ph.SR
Clumping and X-Rays in cooler B supergiant stars
本研究通过光谱分析结合风团块与X射线，首次重现了较冷B型超巨星的关键紫外谱线，并发现其风结构较弱，演化状态多样，为双稳定性跳变附近质量损失率增加提供证据。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical abundances of blue straggler stars in Galactic Globular Clusters
通过使用高分辨率光谱仪FLAMES@VLT，我们进行了第一次系统的活动，专门测量蓝离散星（BSS）的化学丰度。这些恒星的存在是经典恒星演化理论所不能预测的，它们很可能是球状星团稠密环境中恒星之间相互作用的产物。两个主要的情况下BSS的形成（质量传递在二进制系统和恒星碰撞）已被提出和流体动力学模拟预测不同的化学模式，在这两种情况下，特别是C和O耗尽的质量传递BSS。本文讨论了6个球状星团中BSS样品的主要结果及其对BSS形成过程的解释。首次发现了温度高于$\sim$ 8000 K的BSS的浅包层中存在辐射悬浮的证据，并在47 Tuccenda、M30和$ω$ Centauri中检测到了某些BSS的C和O耗尽，从而表明这些BSS的质量传递起源。低百分比的CO耗尽BSS表明，耗尽可能是一个短暂的现象。
2014-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
cogsworth: A Gala of COSMIC proportions combining binary stellar evolution and galactic dynamics
cogsworth是一个开源Python工具，结合双星种群合成与星系动力学模拟，支持快速恒星演化、轨道积分及观测转换，并通过多种用例验证其能力，旨在为双星演化研究提供强大且易用的资源。
2024-11-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extreme Lithium Depletion in Solar Twins: Challenging Non-Standard Mixing Models
本文发现六颗锂极端耗损的太阳孪生体，结合 HIP 8522 提出一类经历剧烈演化历史的恒星族群，并通过行星吞噬、蓝离散星和早期偶发吸积等情形分析，指出主序前偶发吸积是最可能的解释，为检验类太阳恒星内部混合过程提供了关键样本。
2025-08-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Boron depletion in Galactic early B-type stars reveals two different main sequence star populations
本研究通过MESA构建旋转单星模型并结合贝叶斯分析，测试了银河系早期B型星的硼耗竭现象，发现约三分之二的恒星符合旋转混合模型，而剩余三分之一需要不同的硼耗竭机制与形成路径来解释。
2024-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE line formation of Fe for late-type stars. I. Standard stars with 1D and <3D> model atmospheres
我们调查偏离LTE的Fe线形成的一些研究晚型恒星在不同的演化阶段。根据目前最新的理论和实验数据，建立了一个新的Fe原子模型。Fe的非局域热力学平衡（NLTE）线形成计算使用1D流体静力学MARCS和MAFAGS-OS模型大气，以及空间和时间的平均分层从全三维流体动力学模拟恒星对流计算使用Stagger代码。结果表明，在NLTE条件下，用Drawin（1969）公式计算的H I，包括校正的非弹性碰撞，用一维和平均三维模型都能很好地建立Fe I/Fe II电离平衡。强的低激发Fe I线对大气结构非常敏感;经典的一维模型不能提供一致的激发平衡，特别是对于冷的贫金属恒星。一个更好的协议之间的Fe I线跨越的范围内的激发电位得到的平均3D模型。使用1D和平均3D模型确定的标准恒星的平均NLTE金属丰度是完全一致的。此外，由电离平衡得到的NLTE光谱有效温度和重力与其他方法确定的结果一致，红外通量方法和双折射，如果恒星参数之一是独立的约束。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar models with protosolar accretion and turbulent mixing
本研究构建含原太阳吸积与湍流混合的太阳模型，虽能较好复现太阳表面锂、铍等丰度，但仍存在中微子通量观测张力，指出太阳建模问题仍待解决。
2025-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR hep-ph
