Near-infrared spectro-interferometry of Mira variables and comparisons to 1D dynamic model atmospheres and 3D convection simulations
我们共获得了20个近红外K波段光谱干涉快照观测的米拉变量o Cet，R狮子座，R Aqr，X Hya，W Vel，和R Cnc的光谱分辨率约为1500。我们比较了观测到的通量和可见度光谱与CODEX 1D动态模型大气的预测和基于CO5BOLD 3D动态模型大气（包括对流）的方位平均强度。我们的可见度数据证实了存在的空间扩展的分子大气位于以上的连续半径与大规模的不均匀性或团块，贡献了百分之几的总流量。不均匀性或团块的详细结构在3个月及以上的时间尺度上显示出变异性。这两种建模尝试都对我们的数据提供了令人满意的拟合。特别是，它们都是一致的观察到的可见度功能在水汽和CO的分子带的减少，表明空间扩展的分子大气。观测变异性阶段大多与最佳拟合CODEX模型一致，但接近最大值阶段除外，在接近最小值阶段，数据可以更好地描述。从模型拟合得出的Rosseland角直径在基于1D和3D模型的角直径之间以及与早期观察结果之间大致一致。我们推导出的基本参数，包括绝对半径，有效温度，和我们的源的光度。我们的研究结果提供了第一个观测支持的理论结果，在三维CO5BOLD模型的AGB星的对流和脉动引起的冲击大致球形膨胀和类似的性质，在一维CODEX模型的自激脉动。与红超巨星不同的是，脉动和冲击引起的动力学可以使米拉变星的分子大气悬浮到与观测一致的范围。
2016-01-11 astro-ph.SR
The asteroseismic surface effect from a grid of 3D convection simulations. I. Frequency shifts from convective expansion of stellar atmospheres
本文分析了用平均的三维恒星表面对流模拟代替一维恒星结构模型中的近地层对绝热恒星振荡频率的影响。主要的区别是大气层的三维对流膨胀，预计可以解释大部分的小行星地震表面效应;由于表面物理不充分，系统高估了p模式频率。我们采用对1D恒星包络模型和3D模拟从以前的校准的混合长度参数，α。这种校准构成了迄今为止最一致的1D模型与3D模拟的匹配，确保它们的差异不是虚假的，而是完全由于对流的3D性质。由此产生的频率偏移被确定为表面效应的结构部分。重要的，典型的非绝热，表面效应的模态分量不包括在本分析中，但归入未来的文件。在最大模振幅频率$ν_{\rm max}$处评估结构表面效应，我们发现从$δν$ =-0.8 microHz（对于$\log g$ =2.2的巨星）到-35 microHz（对于（$T_{\rm eff}=6901$ K，$\log g$ =4.29）矮星）的位移。分数效应$δν(ν_{\rm max})/ν_{\rm max}$的范围从冷矮星（4185 K，4.74）的-0.1%和暖巨星（4962 K，2.20）的-6%不等。
2016-11-08 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
The stellar atmosphere simulation code Bifrost
内容：恒星对流和光球的数值模拟已经发展到可以解释观测到的谱线的详细形状的程度。恒星的大气层非常复杂，对流层、光球层、色球层、过渡区和日冕都有非常不同的物理机制。为了了解大气层的细节，有必要模拟整个大气层，因为不同的层之间存在强烈的相互作用。这些物理机制是非常不同的，它需要一个高效的大规模并行数值代码来解决相关的方程。目的：设计、实现和验证大规模并行数值程序Bifrost，用于模拟从对流区到日冕的恒星大气。研究方法：该代码进行了一些验证测试，其中包括Sod激波管测试，Orzag-Tang碰撞激波测试，边界条件测试以及代码如何处理磁场平流，色球辐射，等温散射大气中的辐射转移，氢电离和热传导的测试。结果：Bifrost以良好的结果完成了测试，并显示出接近线性的效率扩展到数千个计算核心。
2011-05-31 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - III. The relation to mixing-length convection theory
我们调查的一维大气模型，依赖于混合长度理论和模型的基础上全三维辐射流体动力学（RHD）计算来描述对流的信封晚型恒星之间的关系。由三维RHD模式确定的深对流区的绝热熵值s_bot和熵跃变Δs与由具有相同微物理（不透明度和状态方程）的一维静力大气模式确定的混合长度参数α_MLT相匹配。我们还直接从恒星次表面对流的三维流体动力学模拟中导出了质量混合长度α m和垂直速度的垂直相关长度C[v_z，v_z]。太阳的校准混合长度参数为α_MLT（s_bot）= 1.98。对于不同的恒星参数，α_MLT在1.7 - 2.4之间有系统的变化。α MLT随有效温度的升高、重力的降低和金属丰度的增加而减小。对于α_MLT（Δs），我们得到了等价的结果.此外，我们发现混合长度参数和逆熵跳之间的紧密相关性。我们从流体动力学平均场方程中导出了一个与质量混合长度α m有关的解析表达式，并发现它与恒星参数（1.6 ~ 2.4）定性地表现出类似的变化，其中太阳参数α m = 1.83。与压力标度高度缩放的垂直相关长度为太阳1.71，但显示只有一个小的系统变化与恒星参数，相关长度略有增加与Teff。我们推导出混合长度参数的各种恒星参数，可以用来取代一个常数。在任何对流包层内，α_m及其相关量变化很大。
2014-10-06 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep
红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。
2019-10-10 astro-ph.SR
The influence of convection on the atmospheric structures and observable properties of red giant stars
近年来，借助于三维流体动力学模式大气程序，红巨星大气的模拟取得了重大进展。在这方面的贡献，我们提供了一个概述选定的结果，在这方面利用三维流体动力CO 5 BOLD恒星模型大气。流体动力学模拟表明，对流运动导致红巨星的大气结构与经典的一维模型大气预测的大气结构有显着差异。这些模拟的结果还表明，在某些情况下，1D模型甚至不能再现3D流体动力学模型的平均特性，例如P-T剖面。3D模型大气中的大的水平温度波动，以及平均和1D模型的温度分布之间的差异<3D>，导致3D和1D模型大气预测的谱线的强度有很大的差异。这在最低金属丰度（[M/H]<-2.0）的模型中尤其重要，其中中性原子和分子线的3D-1D丰度差异可能达到（甚至超过）-0.6dex。我们还讨论了几个简化和数值方面的红巨星大气的三维流体动力学模拟，并简要地解决几个问题，迫切需要的进展。
2013-05-15 astro-ph.SR
Calibration of the mixing length theory for structures of helium-dominated atmosphere white dwarfs
我们对以氦为主的白矮星大气的对流区底部边界处的混合长度参数进行了校准。这种校准是基于用CO 5 BOLD代码计算的3D DB（纯氦）和DBA（氦为主，含微量氢）模型大气的网格，以及1D DB和DBA包络结构的网格。3D模型的参数范围为氢-氦丰度在-10.0到-2.0之间，表面重力在7.5到9.0之间，有效温度在12000 K到34000 K之间。1D包络覆盖了类似的大气参数范围，但也是用不同的混合长度参数值计算的，即ML 2/alpha在0.4和1.4之间。基于对流区的底部边界的两个定义，Schwarzschild和零对流通量边界进行校准。因此，我们的校准是相关的对流区，包括其总质量，其中不包括光谱技术的批量属性的应用程序。总的来说，校准的ML 2/α小于通常用于进化模型和理论测定脉动DB和DBA星的不稳定带的蓝色边缘。通过校准的ML 2/alpha，我们能够推断出更准确的对流区尺寸，这些尺寸是研究行星碎片混合和从核心中挖掘碳所需的。我们通过计算富含金属的3D DBAZ模型的例子并找到它们的对流区质量来强调这一点。混合长度定标是深入研究氦主导大气的白矮星对流过冲的第一步。
2019-09-23 astro-ph.SR
Condensation-inhibited convection in hydrogen-rich atmospheres: Stability against double-diffusive processes and thermal profiles for Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune
在大气中，云凝结区的特征是相关凝结物质的丰度有很强的垂直梯度。在地球上，由于N $_2$比水蒸气重，因此只有释放出的潜热才对对流产生显著影响，因此平均分子量的梯度对动力学的影响相对较小。相反，在氢占主导地位的大气中（例如巨行星），所有冷凝物质都比背景气体重得多。如果特定物种的富集超过临界阈值，这可以稳定云层附近的大气层，防止对流。这就提出了两个问题。在这样一个稳定的层中，是什么在传输能量？巨行星的热分布会受到什么影响？为了回答这些问题，我们首先进行了一个线性分析的对流和双扩散不稳定性的可冷凝介质中显示，有效的冷凝可以抑制双扩散对流。这表明，一个稳定的辐射层可以在云凝结水平附近形成，导致深层大气温度的升高。然后，我们研究了最丰富的物种-水--与稳态大气模式的凝结的影响。与标准模型相比，在关键化学示踪剂的淬火深度处，温度升高可达数百度。总的来说，这种效应可能对我们理解巨行星大气的动力学和化学状态，对它们未来的观测（例如朱诺）以及它们的内部演化有许多影响。
2016-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars - II. Properties of granulation and spectral lines
冷主序星的大气层是由对流层的对流流构成的，对流层穿透光学薄层，导致恒星大气层的结构类似于太阳的颗粒化。这些流动对温度和压力的三维结构有很大的影响，并影响光球层中形成的谱线的轮廓。对于本系列第一篇论文中描述的冷主序星的六个3D辐射（M）HD模拟集，我们分析了近地表层。我们的目的是描述不同的恒星的颗粒化的性质，并在量化的热力学结构和流动的三维对流大气的谱线的影响。我们在模拟的亮度图像中检测和跟踪颗粒，以分析它们的统计特性，以及它们的演化和寿命。我们用谱线合成程序SPINOR计算了空间分辨的谱线轮廓。为了能够与恒星观测进行比较，我们实现了一个数值圆盘积分，其中包括（差分）旋转。虽然恒星参数沿模型序列变化很大，但颗粒的性质非常相似。大气层的三维结构对谱线的影响可以用圆盘积分谱来测量。对流引起的谱线不对称性受到恒星自转的调制。在利用光球谱线确定恒星参数时，必须考虑对流形成的冷恒星大气的三维结构。
2013-08-22 astro-ph.SR
Global 3D radiation-hydrodynamics models of AGB stars. Effects of convection and radial pulsations on atmospheric structures
内容：随着空间分辨率的提高，对渐近巨星分支（AGB）恒星的观测揭示了各种尺度上大气过程复杂性的新层次。目的：为了分析导致观察到的图像中的不对称和表面结构的物理机制，我们使用详细的AGB星的3D动力学模拟;这些模拟自洽地描述对流和脉动。研究方法：我们使用的CO 5 BOLD辐射流体动力学代码，以产生一个探索性的网格的全球“星在一个盒子”模型的外部对流信封和AGB星的内部大气研究对流，脉动和冲击波及其对恒星和数值参数的依赖。结果如下：模型动力学是由长期的巨对流细胞，短寿命的表面颗粒，和强大的，径向，基模脉动的相互作用。径向脉动和较短波长的行波声波在大气中引起各种尺度的冲击。对流、波和冲击都对动力压力有贡献，因此，增加了恒星半径，并使物质悬浮到可以形成尘埃的层中。因此，由此产生的脉动周期和恒星半径的关系被转移到更大的半径相比，非线性的一维模型。脉动周期对光度的依赖关系与观测到的关系符合得很好。脉动模式与非定常对流的相互作用引起偶尔的振幅变化和相移。脉动的规律性随着重力的减小而减小，因为对流单体的相对尺寸增大。模型恒星没有明确的表面。相反，光是从一个非常广泛的不均匀的大气层发出的，具有复杂的动态图案的高对比度特征。
2017-02-17 astro-ph.SR
3D hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of late-type giants: chemical abundances from molecular lines
我们研究了对流对晚型巨星大气中分子谱线形成的影响。为此目的，我们使用三维流体动力CO 5 BOLD和经典的一维LHD恒星大气代码和合成一些虚构的线属于一些天体物理相关的分子，C2，CH，CN，CO，NH，OH。我们发现使用3D和1D模型大气从分子线获得的丰度之间的差异在[M/H]=0.0时通常很小，但它们在太阳下金属丰度迅速增加，对于某些分子，它们可能达到-2.0 dex。3D-1D丰度差异显示出对谱线参数（例如波长和激发电位）的显著依赖性。因此，我们的比较，揭示了一个复杂的相互作用之间的谱线的形成和对流，不能正确地解释与经典的一维模型大气。
2011-04-29 astro-ph.SR
Improvements to Stellar Structure Models, Based on a Grid of 3D Convection Simulations. I. $T(τ)$-Relations
在恒星结构模型中，温度T和光学深度tau之间的关系通常用于描述光球从光学厚到光学薄的转变。我们表明，这是有道理的，但目前使用的T（tau）的关系往往是不一致的，其实施。T（τ）关系作为恒星结构方程组的外边界条件，对恒星的整体结构有着不应有的影响。在这个精确的asteroseismology时代，我们需要重新评估的方法来计算和实施T（tau）关系，和假设，他们releas. We制定适当的和一致的评估T（tau）关系从任意的一维或三维恒星大气，并在恒星结构和演化模型的实施。我们提取辐射T（τ）的关系，我们的新配方所描述的，从3D模拟对流在深恒星大气中的晚型恒星从矮星到巨星。这些模拟采用现实的不透明度和状态方程，并考虑线覆盖。为了比较，我们还提取T（tau）的关系，从一维MARCS模型大气使用相同的配方。与传统的理论一维流体静力大气模型相比，我们的三维对流模拟网格的T（τ）关系显示出更大范围的表面重力行为。基于此，我们建议不再使用定标太阳能T（tau）关系。我们的模拟网格的T（tau）关系文件可供社区使用，以及在此不规则网格中插值的例程。我们还提供了大气不透明度的匹配表，在恒星结构模型的一致实施。
2014-05-02 astro-ph.SR
Using the CIFIST grid of CO5BOLD 3D model atmospheres to study the effects of stellar granulation on photometric colours. II. The role of convection accross the H-R diagram
我们研究了对流对不同类型恒星在H-R图上的光谱能量分布、光度星等和色指数的影响。使用三维流体动力学CO 5 BOLD、平均<3D>和一维流体静力LHD模型大气计算了主序星（MS）、主序星关闭（TO）、次巨星分支（SGB）和红巨星分支（RGB）上恒星的光谱能量分布，每种情况下都有两种不同的有效温度和两种金属丰度，[M/H]=0.0和-2.0。利用得到的光谱能量分布，我们计算了宽波段约翰逊-格林$UBVRI$和2 MASS $JHK_{\rm s}$，以及中波段斯特伦格伦$uvby$光度系统的光度星等和色指数。在两个测光系统中，3D-1D光度星等和颜色指数的差异都很小，通常不会超过$\pm0.03$等。只有在最冷的巨星位于上RGB的情况下，$U$和$u$波段的差异才能在[M/H]=0.0时达到$\approx-0.2$等，在[M/H]=-2.0时达到$\approx-0.1$等。通常，3D-1D差异在光谱的蓝-UV部分中最大，并且朝向更长的波长减小。它们对有效温度也很敏感，在较热的恒星中明显较小。金属性也起作用，并导致[M/H]=0.0时3D-1D差异略大。所有这些图案都是由辐射场、不透明度和恒星大气中对流运动引起的水平温度波动之间复杂的相互作用造成的。虽然很小，但3D-1D的星等和色指数差异与典型的光度不确定性相当或更大，因此可能导致估计有效温度的不可忽略的系统差异。
2018-01-31 astro-ph.SR
Fingering convection and cloudless models for cool brown dwarf atmospheres
这项工作旨在提高目前对褐矮星大气层的理解，特别是具有光谱类型T和Y的冷矮星，其建模是当前的挑战。硅酸盐云和铁云被认为在L/T转换的光球层消失，但无云模型无法正确再现T矮星的光谱，主张增加更多的物理，例如其他类型的云或内能传输机制。我们使用一维（1D）辐射/对流平衡程序ATMO来研究这个问题。该代码包括平衡和非平衡化学，并始终解决PT结构。包括的不透明度源是H2-H2、H2-He、H2O、CO、CO2、CH 4、NH3、K、Na和TiO、VO（如果它们存在于大气中）。我们表明，如果考虑垂直混合和NH3猝灭，Y矮星的光谱可以用无云模型精确再现。与无云模式相比，T型矮星的光谱仍然有些红化，例如J - H型.稍微降低大气中的温度梯度就可以重现这种变红现象。我们建议，这种减少稳定的温度梯度在这些层中，导致较冷的结构，是由于开始的指状对流，引发的不稳定的影响冷凝的非常薄的灰尘。
2015-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Lithium spectral line formation in stellar atmospheres. The impact of convection and NLTE effects
采用不同的简化方法来考虑三维流体动力学模式大气的非局域热力学平衡（NLTE）效应。在某些情况下，化学丰度在1D NLTE中导出，并通过添加3D-1D LTE丰度校正（3D+NLTE方法）来校正3D效应。另外，平均<3D>模型大气有时被用来代替完整的三维流体动力学模型。我们测试了使用这些简化方案获得的结果（即，3D+NLTE，<3D>NLTE）可以再现使用全3D NLTE计算导出的那些。测试是使用主序星（MS）、主序星关闭（TO）、次巨星（SGB）和红巨星分支（RGB）的三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气进行的，所有恒星的[M/H]=0.0和-2.0。我们的目标是通过评估使用3D/1D NLTE/LTE方法计算的合成670.8 nm线轮廓的强度，研究3D和NLTE效应对670.8 nm锂线形成的作用。我们的研究结果表明，锂670.8 nm线强度使用不同的方法获得的太阳金属丰度在大多数模型中只有轻微的不同。然而，3D NLTE和3D+NLTE方法预测的线强度在太阳下金属丰度处变得显着不同。在[M/H]=-2.0时，这可能导致TO和RGB恒星中预测的锂丰度的（3D NLTE）-（3D+NLTE）差异分别为~0.46和~0.31 dex。另一方面，<3D>在所有金属丰度下，用平均和1D模型大气计算的NLTE线强度与用MS、TO、SGB和RGB星的全3D NLTE方法获得的NLTE线强…
2015-12-30 astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
3D stellar atmospheres for stellar structure models and asteroseismology
对流是决定冷星包层结构的最重要的物理过程。它影响表面辐射通量和观测到的谱线轮廓的形状，并负责产生和抑制类似太阳的振荡等。恒星表面对流的三维数值模拟已经发展成为模拟和分析冷恒星表面物理机制的有力工具。本文讨论了用于此类应用的3D恒星大气的主要原则。恒星结构和演化理论的要求，使用它们作为边界条件进行了分析，以及使用日震和asteroseismology，以减少建模的不确定性和探测的一致性和准确性的3D恒星大气作为这个过程的一部分的能力。由不同的团队对太阳表面的模拟进行了比较，并讨论了这种建模方法的不确定性的一些问题。
2009-11-17 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars II. Spectral line formation in the atmosphere of a giant located near the RGB tip
我们研究了对流在红巨星大气中原子和分子谱线形成中的作用。为此目的，我们研究的谱线，属于一些天体物理重要的示踪元素，包括中性和单电离原子，和分子的形成特性。我们的研究集中在一个典型的红巨星位于靠近红巨星分支（RGB）的尖端（Teff= 3660 K，logg=1.0，[M/H]=0.0）。我们使用了两种类型的模型大气，三维流体动力学和经典的一维，计算与CO 5 BOLD和LHD恒星大气代码，分别。这两个代码共享相同的大气参数，化学成分，状态方程和不透明度，这使我们能够在3D和1D中预测的线形成属性之间进行严格的差分比较。对流对谱线形成的影响进行了评估的3D-1D丰度校正的帮助下，测量与3D流体动力学和1D经典模型大气的化学物种的丰度之间的差异。我们发现对流在这颗红巨星的谱线形成中起着重要的作用。当考虑中性原子和分子的线时，推导出的3D-1D丰度校正很少超过\pm 0.1 dex，这与之前对位于较低RGB的太阳金属性红巨星的发现一致。这种情况与属于电离原子或具有高电离势的中性原子的谱线不同。在这两种情况下，对高激发谱线（χ>8 eV）的修正量可达Δ_3D-1D ~-0.4dex。3D-1D丰度校正通常显示出显著的波长依赖性;在大多数情况下，它们在近红外（1600-2500 nm）中较小。
2012-11-30 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
我们提出了我们最新的三维模型大气的碳增强贫金属（CEMP）的CO 5 BOLD代码计算的明星。恒星参数代表热关断物体（Teff ~ 6250 K，log g=4.0，[Fe/H]=-3.0）。这些模型的主要目的是研究3D效应对CH G带（4140-4400 A）、CN BX带（3870-3890 A）和几个UV OH跃迁（3122-3128 A）的合成光谱的作用。通过与标准1D模型大气（假设局部热力学平衡，LTE）的合成光谱的比较，我们得到的碳和氧的3D丰度校正高达-0.5和-0.7德克斯，分别。
2017-08-17 astro-ph.SR
3D hydrodynamical model atmospheres: a tool to correct radial velocities and parallaxes for Gaia
对流在盖亚观测到的许多恒星的新兴强度中起着至关重要的作用。对流相关的表面结构会影响吸收线的形状，位移和不对称性，phocentric和光度变化导致盖亚测量的偏差。考虑到盖亚任务及其目标的重要性，必须拥有观测恒星的最佳模型。表面对流的三维时变流体动力学模拟对于以非常真实的方式模拟晚型恒星的光球层至关重要。这些模拟是一个重要的工具，以纠正径向速度和更好地估计的视差和光度变化。
2011-11-28 astro-ph.SR
Latitudinal Propagation of Thermal Rossby Waves in Stellar Convection Zones
本文通过赤道f平面解析模型推导了恒星对流区中热罗斯贝波的本征频率，揭示了顺行波在临界频率以上径向束缚、以下可被熵梯度束缚的机制，并探讨其对太阳惯性振荡观测和数值模拟的启示。
2023-09-22 astro-ph.SR
Overstable Convective Modes in a Polytropic Stellar Atmosphere
本文证明太阳对流区下半部可存在过稳定对流模态（热罗斯比波），给出多方球分层中大气波的解析解，并探讨其与辐射区$g$模态的耦合可能增强光球可见性。
2023-05-11 astro-ph.SR
The magnetic field of Betelgeuse: a local dynamo from giant convection cells?
参宿四是一颗M型超巨星，拥有复杂而延伸的大气层，其表面也有斑点和巨大的颗粒。一个可能的磁场可能会导致质量损失和外层大气的加热。我们观察参宿四，直接研究和推断其磁场的性质。我们使用新一代偏振光谱仪NARVAL和最小平方反卷积（LSD）方法来检测参宿四光球吸收线内的圆偏振。我们在参宿四的谱线中明确地探测到一个微弱的斯托克斯V信号，并在一个月内的6个不同时期测量了相关的表面平均纵向磁场B1。探测到的纵向场约为一高斯，并且在我们观测的时间尺度上明显增加。这项工作提出了第一次直接检测的磁场的参宿四。这个磁场可能与巨大的对流单体有关，这些对流单体可以使“局部发电机”成为可能。
2010-05-26 astro-ph.SR
Cloud-convection feedback in brown dwarfs atmosphere
大量的观测证据表明，在棕矮星的大气中存在着活跃的气象现象。观测到了近红外亮度的变化。云在形成这些大气的热结构和光谱特性方面起着重要作用。这种变化的机制仍然不清楚，一维和全球环流模式不能充分研究这一问题，由于分辨率。在这项研究中，对流分辨率模式耦合到灰色带辐射转移，以研究对流大气和云的变化之间的耦合在一个大的温度范围内与数百公里的域。六种类型的云被认为是与微物理，包括解决。用Rosseland平均系数计算，云的辐射是活跃的。辐射云反馈可以驱动温度和云结构的自发大气变化，这是第一次三维建模。硅酸盐云具有最大的热结构的影响，在某些情况下，根据假设的颗粒大小，产生二次对流层。铁和铝云对大气也有很大的影响。热谱计算，我们发现云的最大影响是平滑的光谱特征在光学波长。在色星等图上，与观测到的L矮星和T矮星相比，模拟的大气在大多数情况下都偏红。有云洞存在的模拟更接近观测。
2022-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The shock-heated atmosphere of an asymptotic giant branch star resolved by ALMA
我们目前对类太阳恒星演化末期的化学和质量损失过程的理解，关键取决于对扩展恒星大气中对流、脉动和冲击的描述。三维流体动力学恒星大气模型提供了观测预测，但到目前为止，解决方案，以约束复杂的温度和速度结构中看到的模型一直缺乏。在这里，我们提出了亚毫米波连续谱和线观测，解决了大气的渐近巨星分支星W Hya。我们发现，热气体的色球特征存在的恒星周围。它的填充因子被证明是小的。这种气体的存在要求激波的冷却时间比通常假设的要长。一个冲击热层将是恒星对流、脉动和化学模型的重要组成部分，这些模型是我们目前对恒星演化后期理解的基础。
2017-11-03 astro-ph.SR
Dipole low-order g mode instability of metal-poor low-mass main-sequence stars due to the $\varepsilon$-mechanism
我们分析了贫金属低质量主序星由于$\varepsilon$ -机制的振动稳定性。由于贫金属恒星的外对流区仅限于最外层，因此对流处理的不确定性不会对结果产生显著影响。我们发现，由于$Z\la 6\times 10^{-4}$的$\varepsilon$ -机制，偶极g $_1$ -和g $_2$ -模式肯定变得不稳定。此外，我们发现随着金属丰度的降低，$\varepsilon$机制不稳定性的质量范围向更高的质量扩展。
2012-02-29 astro-ph.SR
Statistical equilibrium of silicon in the atmospheres of metal-poor stars
目标。本文讨论了贫金属星大气中中性硅和电离硅的统计平衡。研究了非定域热力学平衡效应，并测定了贫金属星的硅丰度。方法.我们使用了高分辨率，高信噪比光谱的UVES光谱仪在欧洲南方天文台VLT望远镜。本文给出了贫金属星大气中Si i和Si ii的谱线形成计算，计算了硅原子模型中的174项谱线和1132条谱线跃迁。考虑到最近改进的Si i和Si ii光电离截面的计算，并通过比较贫金属星的理论和观测通量，研究了Ly α翼中自由-自由准分子吸收的影响。所有丰度结果均来自LTE和NLTE统计平衡计算和光谱合成方法。结果研究发现，极紫外辐射对贫金属星，特别是高温、极贫金属星的形成具有重要意义。辐射束缚-自由截面对这些恒星也起着非常重要的作用。结论.发现Si的NLTE效应对于贫金属星，特别是对于温暖的贫金属星是重要的。结果表明，这些效应依赖于温度。对于温暖的贫金属恒星，NLTE丰度修正相对于标准LTE计算达到~ 0.2 dex。我们的研究结果表明，硅是过剩的金属贫星。
2009-07-28 astro-ph.SR
Signatures of photospheric convection throughout the solar atmosphere: the EVE Sun-as-a-star mHz continuum
SUPA School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；Space Science Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；University of Warwick（华威大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）
利用太阳动力学天文台EVE的观测，构建发射线质心波长的多普勒功率谱，研究太阳大气中对流驱动运动产生的变化，揭示谱特征，未发现柯尔莫哥洛夫湍流证据，检测到高于10mHz的EUV多普勒变化。
2026-09-28 astro-ph.SR
Three-dimensional surface convection simulations of metal-poor stars -- The effect of scattering on the photospheric temperature stratification
贫金属晚型恒星的三维辐射流体动力学模型大气层的特点是上层光球层温度比一维低。3D模型的这一特性可以显著影响从温度敏感谱线导出的元素丰度。我们调查是否可以归因于在辐射转移散射的近似处理的金属贫3D模型预测的冷表面温度。我们使用的彩虹代码测试三种不同的方法来处理散射的3D模型大气中的贫金属恒星。首先，我们自洽地求解含有相干散射项的源函数的辐射转移方程。其次，我们解决了辐射转移方程的普朗克源函数，忽略连续散射消光的光学薄层的贡献，这一直是默认模式，在我们以前的模型。第三，我们将散射视为处处的纯吸收，这是CO 5 BOLD模型中的标准情况。我们发现，第二种方法产生的温度结构与冷上层光球层非常相似的正确的相干散射解决方案。相比之下，将散射视为纯吸收会导致明显更热和更浅的温度分层。我们公布的模型和CO 5 BOLD代码生成的模型之间的温度结构的主要差异可以追溯到散射的不同处理。忽略光学薄层中连续散射对消光的贡献，为贫金属恒星的完整辐射转移解提供了一个很好的近似。我们的研究结果表明，我们以前的模型预测的金属贫晚型恒星大气的冷温度分层是不是一个工件的近似处理的散射。
2011-01-17 astro-ph.SR
Effects of density stratification on Rossby waves in deep atmospheres
JILA；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系）；Department of Applied Mathematics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校应用数学系）
研究深大气中罗斯比波的密度分层影响，通过拉格朗日压力波动方程计算径向特征函数，发现太阳内部存在两个波腔，可能在太阳表面观测到辐射区的涡旋特征函数。
2026-04-22 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars - I. Overall structure
冷主序星的近地表层是由对流构成的，这些对流过度进入大气层。流量和相关的时空变化的密度和温度的影响谱线配置文件，从而对恒星的属性，如有效温度，重力加速度和丰度的估计有影响。我们的目标是确定不同恒星大气的热力学结构的独特性质，并了解其原因。我们运行了全面的3D辐射流体动力学模拟的光谱类型F3 V到M2 V的MURaM代码的六个模拟恒星的近地表层。我们进行了系统的参数研究的平均分层，流结构，并在这些恒星的能量通量。\par结果：我们发现沿较低的主序列的颗粒大小，流速和强度对比度的单调趋势。M星模型中的对流与较热恒星的对流有很大的不同，主要是由于从对流到辐射能量传输的过渡更为渐进。虽然在冷星中驱动表面对流的基本机制是相同的，但对流的性质沿着主序列变化。除了均方根速度、强度对比度、颗粒大小等的单调趋势外，存在由不透明度的（高度非线性的）温度依赖性引起的围绕光谱类型K5 V的“裸露”和“隐藏”颗粒之间的过渡。当从光谱导出恒星参数时，必须考虑这些变化。
2013-08-22 astro-ph.SR
Magnetic inhibition of convection in O star envelopes
NGC 1624 - 2的大气层中没有宏观湍流，这是因为它的强磁场（大质量O星中已知最强的磁场）抑制了外层的对流，消除了被认为是导致低场强恒星中宏观湍流的机制。在这里，我们开发和应用一个标准，一个统一的磁场，以抑制对流恒星信封中的辐射压力是一个重要的贡献者流体静力平衡。我们发现在零年龄主序星和末年龄主序星中，磁抑制的质量上限分别为~55 Msun和~30 Msun。对于演化的恒星，对流的磁抑制可以显着改变恒星的演化。对于NGC 1624 - 2，我们发现需要16.5 +/- 5.9 kG的极性偶极强度来抑制对流，这与通过分光偏振法测量的~20 kG的值非常一致。
2019-05-31 astro-ph.SR
Stellar models with calibrated convection and temperature stratification from 3D hydrodynamics simulations
恒星演化代码在当今的天体物理学中扮演着重要的角色，然而它们在恒星的外层有着共同的简化。我们试图改善这一点，通过使用现实的和高度详细的三维流体动力学模拟恒星对流的结果。我们实现了直接从三维模拟提取的温度分层到两个恒星演化代码，以取代通常使用的简化大气。我们的实现还包含一个非恒定的混合长度参数，它作为恒星表面重力和温度的函数而变化-也来自3D模拟。我们给出了一个详细的说明，我们完全一致的实现，并比较早期的作品，还提供了一个免费的MESA模块。不同质量的低质量恒星的演化进行了研究，我们提出了第一次的标准太阳模型，利用校准的对流和温度分层的3D模拟的asteroseisic分析。我们发现，包含的3D结果有一个几乎微不足道的影响恒星模型的演变和结构-最大的影响是有效温度的变化，为了30 K看到的前主序星和红巨星分支。然而，这项工作提供了第一步，用于生产自洽的进化计算，使用完全纳入三维大气中的飞行插值网格的模拟。
2018-05-31 astro-ph.SR
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres. II. Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
上下文为了更好地理解早期宇宙的化学过程，我们需要对我们观察到的贫金属恒星进行更严格的限制。在3D中计算恒星光谱可以模拟复杂的恒星行为，这在1D中无法复制。目的。我们研究的影响，固有的CNO丰度的3D模型结构和由此产生的3D光谱合成。方法.使用CO 5 BOLD模式大气程序对三种不同的CNO化学成分的模式大气进行了三维计算，并对它们的内部结构进行了检验。使用Linfor 3D从这些模型计算合成光谱，并对它们进行比较。新的3D丰度校正的G-波段和选择的UV OH线也进行了计算。结果不同的CNO丰度改变了3D模型的金属含量。这对模型结构和合成结果产生了影响。然而，发现C/O比具有比模型的总金属含量更大的影响。结论.我们的研究结果表明，不同的C/O比的内部结构的3D模型，即使在热关断的明星模型在这里探讨有重大影响。这表明应寻求针对特定CNO丰度的定制3D模型。在这些温度制度下，在1D中看不到这种效应。
2017-01-31 astro-ph.SR
Comparing the Effect of Radiative Transfer Schemes on Convection Simulations
我们研究了不同的辐射转移计划的性质的3D模拟近地表恒星对流的超绝热层，能量传输过渡到完全辐射。我们采用两种辐射转移计划，从根本上不同的方式，他们覆盖的三维域。第一个解算器用矩近似域覆盖，而第二个解算器用射线积分对3D域进行采样。通过比较模拟，不同的只是在各自的辐射转移方法，我们能够隔离的效果，辐射效率对超绝热层的结构。我们发现，模拟是在良好的一般协议，但他们表现出明显的差异，在超绝热层和大气的热结构。
2012-09-17 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. I. Magnetic Field Effects
对太阳大气的观测表明，内部重力波是由过冲对流产生的，但在磁通量的位置被抑制，这被认为是模式转换成磁声波的结果。在这里，我们提出了一个研究的声学重力波频谱出现一个现实的，自洽的模拟太阳（磁）对流。进行了无磁场的流体动力学模拟和初始垂直均匀磁场为50 G通量密度的磁流体动力学（MHD）模拟，并进行了相互比较，以突出磁场对太阳大气中内部重力波传播的影响。我们发现，内部的重力波是不存在的或部分反射回低层中存在的磁场，并认为抑制是由于耦合的内部重力波慢磁声波仍然在高β区域的上层光球。在我们的模型中，转换成阿尔芬波是极不可能的，因为不存在强烈倾斜的磁场。我们认为，内观测到的磁通量浓度内波的抑制也可能是由于非线性破裂的内波由于涡流是无处不在的上层光球和色球。
2016-12-14 astro-ph.SR
Plasmoid ejections driven by dynamo action underneath a spherical surface
本文提出了一个统一的太阳对流层和高层大气的三维球几何模型。在这个模型中，磁场，产生的螺旋强制发电机在对流区，出现没有磁浮力的援助。我们使用一个等温状态方程与重力和密度分层。经常性的等离子体团喷射，通过外层大气上升，观察。此外，小尺度场的电流螺旋度向外传输，形成磁云等大结构。
2010-11-18 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. V. Oxygen abundance in the metal-poor giant HD 122563 from OH UV lines
虽然氧是早期星系演化的重要示踪物，但在[Fe/H] <-2.5时，其丰度与金属丰度的趋势仍然相对知之甚少。这部分是由于缺乏可靠的贫金属恒星氧丰度指标，部分是由于一维LTE丰度分析的缺点。在这项研究中，我们确定了贫金属晕巨星HD 122563使用三维流体动力学CO 5 BOLD模式大气中的氧丰度。我们的主要目标是了解3D LTE分析是否有助于提高从OH UV线确定的氧丰度的可靠性，与使用标准1D LTE方法获得的氧丰度相比。使用位于308-330 nm波长范围内的71条OH UV线测定HD 122563中的氧丰度。分析是使用高分辨率VLT UVES光谱与一维LTE谱线合成使用SYNTHE包和经典的ATLAS 9模型大气。随后，一个三维流体动力CO 5 BOLD，和一维流体静力LHD模型的气氛中使用，以计算3D-1D丰度校正。为此，与一维LHD模式大气中使用的微湍流速度来自流体动力学CO 5 BOLD模式大气。在以前的研究中，我们发现的1D LTE氧丰度的趋势确定从OH UV线与线参数，如线激发电位和线强度。这些趋势在3D LTE中变得明显不那么明显。使用OH UV线，我们确定HD 122563中的3D LTE氧丰度为A（O）= 6.23 +/- 0.13。这与从OH IR线获得的氧丰度A（O）= 6.39 +/-0.11相当一致，但它明显低于使用禁[OI]线确定的氧丰度A（O）= 6…
2016-11-10 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. III. Line formation in the atmospheres of giants located close to the base of RGB
我们利用最先进的三维流体动力学和经典的一维恒星模型大气来研究对流对位于红巨星分支RGB底部附近的四颗红巨星大气中各种原子和分子谱线形成特性的影响（$T_{\mathrm eff}\approx5000$ K，$\log g=2.5$），并通过四种不同的金属度表征，[M/H] = 0.0，-1.0，-2.0，-3.0。对流在谱线形成中的作用借助于丰度校正来评估，即，在3D和1D模型大气中，对于特定谱线的给定等效宽度预测的丰度差异。我们发现，对于某些中性原子的线，丰度修正强烈地依赖于给定的模型大气的金属丰度和线激发势。虽然在太阳金属丰度下，中性元素和电离元素的所有谱线的丰度修正值都很小，但对于电离势低、$χ$从低到中的中性元素谱线，它们会随着金属丰度的降低而迅速增加，极端值达到-0.6. 0.8德克斯在所有这些情况下，大的丰度校正是由于在三维流体动力学模型中的水平温度波动。分子谱线的绝对改正对下垫面模式大气的金属丰度非常敏感，在[M/H] = -3.0（CO为-1.5 dex）时，绝对改正值可能大于-0.5 dex。我们还发现，在3D模型计算中的散射的近似处理导致的丰度校正，改变小于~0.1德克斯，无论是原子和分子（CO）线，相对于散射被视为真正的吸收在整个大气中的模型，与最大的差异的共振和低激发线。
2013-10-29 astro-ph.SR
On the DB gap of white dwarf evolution: effects of hydrogen mass fraction and convective overshooting
通过考虑大气中氢质量和对流层上方对流过冲的影响，研究了白矮星的光谱演化。我们注意到对流过冲的重要性，并建议过冲长度应与对流区的厚度成正比，以更好地拟合观测结果。
2009-11-19 astro-ph.SR
Internally heated convection beneath a poor conductor
我们考虑内部加热的流体层中的对流，该流体层下面由完美绝缘体限定，上面由不良导体限定。导热不良的边界是由一个固定的热通量。使用单独的分析方法，我们找到的静态的线性和能量稳定性阈值，我们构建了一个下限的平均温度，适用于所有流量。线性稳定性分析产生瑞利数，在该瑞利数以上静态是线性不稳定的（$R_L$），并且能量分析产生瑞利数，在该瑞利数以下静态是全局稳定的（$R_E$）。对于各种边界条件的速度，精确的表达式为$R_L$和$R_E$发现使用长波长渐近。每个$R_E$严格小于相应的$R_L$，但在1%以内。平均温度的下限证明了无滑移速度边界条件使用背景方法。该边界保证了流体的平均温度相对于上边界的平均温度随加热速率（$H$）的增长不慢于$H^{2/3}$。
2016-06-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.geo-ph
3D Stagger model atmospheres with FreeEOS I. Exploring the impact of microphysics on the Sun
本研究将 FreeEOS 状态方程和 Blue 不透明度包引入 Stagger 3D 辐射磁流体力学代码，构建了新的太阳大气 3D RHD 模型，成功重现了太阳观测光谱特征，为研究特殊化学成分恒星提供了新途径。
2023-07-11 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. IV. Oxygen diagnostics in extremely metal-poor red giants with infrared OH lines
上下文虽然氧是银河系化学演化的重要示踪剂，但对最古老的银河系恒星大气中氧丰度的测量仍然很少，而且相当不精确。在金属丰度尺度的最低端，氧只能在巨星中测量，在大多数情况下，这种测量依赖于一个单一的禁止[O I] 630 nm线，这是非常弱的，经常与大地线混合。虽然位于紫外线和红外线的分子OH线也可用于诊断，但从OH线和[O I] 630 nm线获得的氧丰度通常相差约0.3-0.4 dex。目标。研究了对流对极端贫金属（EMP）红巨星大气中红外（IR）OH线和[O I] 630 nm禁戒线形成的影响。方法.我们使用高分辨率和高信噪比光谱的四个EMP红巨星获得的VLT CRIRES摄谱仪。对于每颗EMP星，使用位于1514-1548和1595-1632 nm光谱范围内的4-14条IR OH振动-旋转线，通过使用标准的1D LTE丰度分析方法来确定氧丰度。然后，我们校正了从每个单独的OH线获得的三维流体动力学效应的1D LTE丰度。结果我们发现对流对[O I] 630 nm谱线的形成影响很小，导致3D-1D丰度修正很小（< -0.01 dex）。相反，红外OH线受对流的影响很大，因此对这些线的丰度修正是显著的，3D-1D ~-0.2D ~-0.3D -0.3dex。这些丰度修正确实使使用IR OH线获得的EMP红巨星的1D LTE氧丰度与从[O I] 630 nm线确定的氧丰度更好地一致。
2015-02-23 astro-ph.SR
Oxygen in the early Galaxy: OH lines as tracers of oxygen abundance in extremely metal-poor giant stars
氧是银河系化学演化的强有力的示踪元素。不幸的是，在紫外-红外恒星光谱中只有少数氧谱线可用于可靠地确定其丰度。此外，使用不同的谱线获得的氧丰度通常显著不一致。因此，在这方面的贡献，我们调查是否在1D流体静力学模型大气中使用的丰度测定对流处理不当可能是造成这种分歧。为此，我们使用VLT CRIRES光谱的三个EMP巨星，以及三维流体动力学CO $^5$ BOLD和一维流体静力学LHD模型大气，研究对流的红外（IR）OH线的形成中的作用。我们的研究结果表明，对流的存在导致显着更强的IR OH线。结果表明，用3D流体动力学模型和经典的1D流体静力学模型大气，由IR OH线确定的氧丰度的差异可达-0.2 ~1.5。-0.3dex。对于所研究的三颗EMP巨星，我们用1514-1626 nm的振动-转动IR OH谱线测定的3DLTE氧丰度与以前用[O I] 630 nm禁戒谱线测定的氧丰度有很好的一致性。
2014-09-10 astro-ph.SR
6Li detection in metal-poor stars: can 3D model atmospheres solve the second lithium problem?
贫金属晕星的大气层中是否存在6Li，通常是根据在670.8 nm处7 Li双线的红翼中检测到一个微妙的额外凹陷来推断的。然而，在冷星的光球对流流动所造成的内在线不对称性几乎是难以区分的不对称性产生的弱6Li混合（假定）对称7 Li配置文件。因此，先前基于一维模型大气的6Li/7 Li同位素比的确定，忽略了对流引起的线不对称性，必须被认为是上限。通过比较合成的1D LTE和3D非LTE线配置文件的Li 670.8 nm的功能，我们量化的微分效应的对流线的不对称性导出的6Li丰度作为有效温度，重力和金属丰度的函数。正如预期的那样，我们发现不对称效应系统地降低了所得的6Li/7 Li比率。根据恒星参数的不同，6Li/7 Li的3D-1D偏移范围在-0.005到-0.020之间。当这个纯理论的修正被考虑到的Asplund 2006年的恒星样本，显着的6Li检测的数量从9减少到5（2西格玛标准），或从5减少到2（3西格玛标准）。我们还提出了重新分析的高分辨率，高S/N光谱的个别贫金属关闭恒星的初步结果，看看是否“第二锂问题”实际上消失时，适当的对流和非LTE线形成在3D恒星大气。在8颗恒星中，HD 84937似乎是唯一一颗显著（2 sigma）检测到6Li的恒星。鉴于我们的研究结果，6Li平台的存在似乎值得怀疑。
2012-06-11 astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
Non-LTE line formation of Fe in late-type stars - III. 3D non-LTE analysis of metal-poor stars
作为天文学中最重要的元素之一，铁丰度的测定需要尽可能准确。我们调查的准确性光谱铁丰度分析使用原型贫金属星。我们进行详细的三维非LTE辐射转移计算的基础上的三维流体力学Stagger模型的大气，并采用一个新的模型原子，包括新的量子力学中性氢碰撞速率系数。除了红巨星HD 122563之外，我们发现3D非LTE模型实现了Fe i/Fe ii激发和电离平衡，并且在0.05 dex的建模不确定度内没有任何等效宽度的趋势，所有这些都不必调用任何微湍流加宽;对于HD 122563，我们预测目前最好的基于地球引力的表面重力被高估了0.5 dex。使用3D非LTE分析，我们从3D模型大气中推断出的铁丰度比1D MARCS模型大气中的相应丰度高出约0.1 dex;这些差异与非LTE效应本身的方向相同。我们提供了偏离系数，等效宽度和丰度校正的网格，这些网格是在1D MARCS模型大气和水平和时间平均的3D Stagger模型大气上计算的。
2016-09-14 astro-ph.SR
Vibrational Instability of Metal-Poor Low-Mass Main-Sequence Stars
我们发现，由于pp链的$\varepsilon$机制，在贫金属低质量恒星中，低阶g模变得不稳定。由于这些恒星的外对流区仅限于最外层，因此对流处理的不确定性不会对结果产生显著影响。金属丰度的降低导致恒星不透明度的降低，从而增加恒星的光度。这使得恒星变得致密，导致密度差减小，这有利于$\varepsilon$机制的不稳定性。我们还发现了对流阻塞机制对贫金属低质量恒星高阶g模的不稳定性。由于贫金属星的有效温度和光度明显高于Pop I星，因此表现出$γ$ Dor型脉动的恒星质量要比Pop I星小得多。我们证明，这些模式是不稳定的约$1\,M_\odot$星的金属贫乏的情况下。
2012-02-23 astro-ph.SR
New limb-darkening coefficients and synthetic photometry for model-atmosphere grids at Galactic, LMC, and SMC abundances
使用修正的对流参数和更新的不透明度分布函数计算了新的MCA 9模式网格，用于代表太阳、[M/H] =+0.3、+0.5、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）丰度的化学成分。网格覆盖T（eff）= 3.5- 50 kK，从log（g）= 5.0到有效Eddington极限。对于这些模型以及Castelli的可比“新ODF”网格，在UBVRIJHKLM、uvby、ugriz、WFCAM、Hipparcos/Tycho和Kepler通带中提供了临边变暗系数和合成测光。给出了新模型的磁通分布。说明了边缘暗化系数对所采用物理的敏感性。
2010-11-13 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models - I. Methods and General Properties
我们提出了交错网格，一个全面的网格的时间依赖性，三维流体动力学模型大气的晚型恒星与现实的治疗辐射转移，涵盖了广泛的恒星参数。这个3D模型网格用于各种应用，如恒星光谱学，星震学和恒星对流研究。在这篇介绍性的论文中，我们描述了用于计算网格的方法，并讨论了3D模型的一般属性以及它们的时间和空间平均值（<3D>）。我们所有的模型都是使用Stagger代码生成的，使用真实的输入物理状态方程（EOS）和连续和线不透明度。我们的~220网格模型的Teff范围从4000到7000 K，步长为500 K，log g范围从1.5到5.0，步长为0.5 dex，[Fe/H]范围从-4.0到+0.5，步长为0.5和1.0 dex。我们发现，垂直速度和表面熵跳，这本身与绝热对流区的恒定熵值之间的密切标度关系。强度对比度的范围在较低的金属丰度下增强。粒度大小与最大流速深度处的压力标尺高度密切相关。我们比较<3D>广泛应用的一维模型，以及与理论的一维流体静力学模型产生相同的EOS和不透明度表的三维模型，为了隔离使用自洽和流体动力学对流建模的影响，而不是经典的混合长度理论方法。这是第一次，我们能够系统地量化在广泛的恒星参数的不确定性的一维模型所产生的简化处理的物理，特别是对流能量传输。与以前的研究结果一致，我们发现差异可能是显着的，特别是对于贫金属恒星。
2013-07-12 astro-ph.SR
On The Evolution of Magnetic White Dwarfs
首次对白矮星大气进行了辐射磁流体动力学模拟。我们表明，对流能量传递严重阻碍时，磁场的等离子体β参数，热磁压力比，变得小于1。抑制白矮星光球层对流的临界场强在B = 1-50 kG的范围内，这比在磁性白矮星中观察到的典型的1-1000 MG场强要小得多，这意味着这些物体具有辐射大气。然后，我们采用演化模型来研究高场磁白矮星的冷却过程，其中对流在整个演化过程中（B > 10 MG）被完全抑制。我们发现，对流的抑制对冷却速率没有影响，直到有效温度（Teff）达到约5500 K的值。在这种情况下，标准的对流序列开始偏离没有对流，由于外层和退化的热能库之间的对流耦合。由于目前还没有已知的磁性白矮星在低温下，这种耦合显着改变了演变，磁性对冷却速率的影响预计不会被观察到。这一结果与最近的一项建议形成了鲜明对比，该建议认为Teff <10，000 K的磁性白矮星的冷却速度明显慢于非磁性简并。
2015-09-17 astro-ph.SR
Radial Trapping of Thermal Rossby Waves within the Convection Zones of Low-Mass Stars
本研究推导了低质量恒星分层大气中大气波的色散关系，揭示了热Rossby波在恒星对流区内可被径向陷俘于波导中并沿纬向自由传播，并指出太阳对流区下部可能存在此类稳定波动。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The warm gas atmosphere of the HD 100546 disk seen by Herschel (Evidence of a gas-rich, carbon-poor atmosphere?)
（略）背景。赫歇尔空间天文台在原行星盘的大气层中观测到了简单分子（C+、O和CO）的谱线。当与地面[CI]结合时，可以研究碳的所有主要形式。模型预测中性碳[CI]的缺乏很强，然后可以与[CII]和一氧化碳一起解释。目标。我们研究了气体温度，激发，和简单的含碳物种的化学丰度的化学物理模拟的方法。我们探索的敏感性的线进入参数和约束的区域，线辐射出现。方法.辐射转移的数值模型与化学网络模拟和气体能量学计算一起使用，以获得气体温度。我们提出了我们的新模型，它是基于我们以前的模型，但包括几个改进。结果围绕Herbig Be星HD 100546的圆盘模型能够再现CO阶梯以及[OI]和[CI]或[CII]的原子精细结构线。我们发现CO的高J谱线只有在Tgas>>Tdust的暖大气中才能再现。PACS观测到的高J CO主要来自几十AU以内的区域。结论.只有Tgas>>Tdust的温暖大气才能再现CO阶梯。CO阶梯连同[O I]和上限[CI]可以再现的模型具有高的气体/粉尘比和低丰度的挥发性碳。然而，这些模型产生的[CII]量太小。具有低气尘比和更易挥发的碳的模型也再现了CO和[OI]，与[CII]的观测结果更接近，但过度产生[CI]。由于[CII]排放的不确定来源，我们更喜欢高气体/粉尘比模型，表明挥发性碳的丰度低。
2012-01-23 astro-ph.SR
