Asteroseismology: Looking for axions in the red supergiant star Alpha Ori
在这项工作中，我们第一次使用地震数据以及表面丰度来模拟超巨星$α$ -Ori，目标是设定轴子-光子耦合常数$g_{aγ}$的上限。我们发现，在一般情况下，恒星模型与$g_{a γ} \in [0.002;2.0]\times 10^{-10}{\rm GeV}^{-1}$同意的观测数据，但超过上限，我们没有发现恒星模型兼容的观测约束，和当前的文献。从$g_{a γ} = 3.5 \times 10^{-10} {\rm GeV}^{-1}$开始，算法没有找到任何拟合模型。然而，所有考虑的轴子模型，提出了一个不同的内部轮廓从参考情况下，没有轴子。此外，随着轴子能量损失变得越来越显著，恒星模型的行为变得更加多样化，即使输入参数非常相似。尽管如此，$g_{a γ}$的连续增量仍然显示出系统的趋势，这是由轴子能量损失引起的。此外，我们还得到了三个重要结论：（1）增加的光度和更高的中微子产生是可测量的效应，可能与轴子能量损失有关。(2)具有轴子能量损失的恒星模型显示出相当独特的内部结构。(3)未来的星震飞行任务在观测大质量恒星中的低度非径向模式方面的重要性：内部重力波探测近核心区域，那里的轴子效应最强烈。因此，更多的地震数据将使我们能够更好地约束$g_{aγ}$，并证明或驳回大质量恒星内部轴子能量损失的存在。
2022-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Looking deep into the Cat's Eye: Structure and rotation in the fast wind of the PN central star of NGC6543
我们提出的HST/STIS时间序列光谱的“猫眼”行星状星云NGC 6543的中心恒星。在5.8小时内对紫外线的密集监测揭示了快速风中大尺度结构的明确细节，这些细节被用来对中心恒星的旋转速率提供新的限制。我们得到的线轮廓的变化，支持物理起源，由于共同旋转的相互作用区域（CIR），植根于恒星表面的特性。观测到的CIR光谱特征的重现时间用于估计中心恒星的旋转周期，并且采用0.3和0.6 \Rsun之间的半径将旋转速度限制在54 \leq v_{rot} \leq 108 \kms范围内。单星演化的这些结果的影响进行了讨论的基础上计算的低质量恒星的模型。我们的模型预测在NGC 6543次表面对流层，我们认为是因果关系的发生结构的快风。
2012-10-01 astro-ph.SR
Understanding hydrodynamical wave-driven shear mixing in stellar radiation zones. Looking in the mirror of the dyapicnal oceanic mixing
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）
通过类比海洋中的Osborn & Cox能量平衡，证明了恒星辐射区中由低频内重力波垂直剪切不稳定性引起的有效扩散率与波能耗散和浮力通量相关。
2026-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Asteroseismic stellar modelling: systematics from the treatment of the initial helium abundance
尽管初始氦丰度是模拟太阳型恒星的一个重要因素，但这些恒星中的氦丰度仍然是一个缺乏约束的观测性质。这是因为这些恒星的有效温度不够高，不足以让氦离子化，因此无法使用光谱技术对氦的丰度做出任何结论。为此，恒星建模者通过半经验的氦-重元素比来估计初始氦丰度，并将其固定在标准的大爆炸核合成值上。根据恒星模型计算中所使用的太阳成分的选择，氦与重元素的比值（$ΔY/ΔZ$）在1和3之间变化。在本研究中，我们使用具有精确地震数据的Kepler“LEGACY”恒星样本，并探索采用不同的$ΔY/ΔZ$值（特别是1.4和2.0）所产生的推断恒星参数（半径、质量和年龄）的系统不确定性。用较高的$ΔY / ΔZ$值构建的恒星网格产生较低的半径和质量估计。我们发现半径、质量和年龄的系统不确定性分别为1.1%、2.6%和13.1%。
2020-07-07 astro-ph.SR
Looking for Companionship: Radial Velocity Follow-Up of Lithium-Rich Giants with ESPRESSO
University of Toronto（多伦多大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Monash University（蒙纳士大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；University of Hawai`i（夏威夷大学）；Barnard College, Columbia University（哥伦比亚大学巴纳德学院）
研究利用 ESPRESSO 视向速度观测和 The Joker 分析33颗富锂红巨星，测得27%伴星率，并依据伴星质量提出双星演化或行星潮汐增锂两种形成机制。
2026-10-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Uncertainties and systematics in stellar evolution models of Red Giant Stars
在过去的十年中，我们对不同质量和化学成分的恒星的演化和结构特性的了解有了显着的提高。尽管如此，更新的恒星模型仍然受到重大的，通常是不可忽略的不确定性的影响。这些不确定性与我们对真实恒星中发生的一些物理过程的知识不足有关，例如混合过程的效率。在比较理论与观测时，必须适当考虑恒星模型的这些缺点。本文简要回顾了目前影响低质量恒星模型的不确定性，即红巨星分支阶段质量在0.6 Msun ~1.4 Msun之间的结构。
2011-08-23 astro-ph.SR
The Relationship between Accretion Disc Age and Stellar Age and its Consequences for Proto-Stellar Discs
我们表明，年轻的恒星仍然吸积和恒星年龄，光盘质量和吸积率的测量是可用的，名义盘年龄（光盘年龄=光盘质量/吸积率）是近似等于恒星年龄，至少在相当大的观测分散。然后，我们考虑通过分析和数值模型的原恒星盘的理论模型。在描述死区、光蒸发和行星形成等圆盘现象的模型中，考虑了各种粘度公式，包括经验幂律、磁流体动力学湍流和引力不稳定性。这些模型通常与观测数据拟合不佳，显示出“椎间盘年龄”的值太高了3 - 10倍。然后，我们要问的是，在测量一个观测量时的系统误差是否可以为这种差异提供一个合理的解释。我们发现，对于所观察到的系统，只有光盘质量显示出系统的依赖于“光盘年龄/恒星年龄”的值，我们注意到，系统低估光盘质量的值约3 - 5倍，将占理论和观测之间的差异。
2011-09-01 astro-ph.SR
Systematic search for stellar pulsators in the eclipsing binaries observed by Kepler
双星是精确测量恒星性质和限制恒星演化模型的独特目标。特别是，它是可能的，以百分比水平测量质量和半径的两个组件的双线光谱EB。自从高精度测光空间任务（MOST、CoRoT、Kepler、BRITE、TESS）出现以来，利用恒星脉动特性来推断恒星内部和动力学构成了低质量恒星研究的一场革命。开普勒任务已经发现了数千个经典的振荡器，如$δ$ Scuti和类似太阳的振荡器（主序和演化），但也发现了近3000个轨道周期短于1100天的EB。我们报告的第一个系统的搜索恒星在整个开普勒食双星目录。重点是发现$δ$ Scuti、$γ$ Doradus、红巨星和潮汐激发的彗星。我们开发了一个数据检查工具（DIT），它可以自动从开普勒光变曲线中生成一系列图，使我们能够直观地识别给定时间序列中是否存在恒星振荡。我们将DIT应用于整个开普勒食双星数据库，并确定了303个光变曲线显示振荡的系统，其中包括163个新发现。总共有149颗恒星被标记为$δ$ Scuti（本文中有100颗），115颗恒星被标记为$γ$ Doradus（69颗新恒星），85颗恒星被标记为红巨星（27颗新恒星），59颗被标记为潮汐激发振荡器（29颗新恒星）。这些群体之间有一些重叠，因为有些群体显示出几种类型的振荡。尽管这些系统中有许多可能是假阳性，但我认为，例如，当电子束光变曲线与折射率混合时，这个星表收集了大量对更好地理解恒星演化有价值…
2019-08-19 astro-ph.SR
Model physics in low-mass solar-type stars: atomic diffusion and metallicity mixture
利用开普勒卫星的星震数据，我们探讨了系统的不确定性所产生的变化时，使用的输入物理构造太阳型恒星的演化模型。我们评估了包括原子扩散和改变金属丰度混合物对确定全球恒星参数的影响（即，半径、质量和年龄）。我们发现显着的系统不确定性，全球恒星参数时，扩散包括在恒星网格。此外，我们发现系统的不确定性的全球恒星参数的统计不确定性相比，当不同的金属丰度的混合物在恒星网格。
2018-12-02 astro-ph.SR
Uncertainties in grid-based estimates of stellar mass and radius. SCEPtER: Stellar CharactEristics Pisa Estimation gRid
影响基于网格的恒星质量和半径估计的系统和统计误差的某些方面仍然没有得到很好的研究。我们研究了质量和半径的不确定性的输入物理的影响，在混合长度值，在初始氦丰度，并在恒星模型计算中采用的微观扩散效率。我们考虑恒星的质量范围在[0.8 - 1.1] Msun和从零年龄的主序到中央氢耗尽的演化阶段。恒星参数恢复的最大似然技术，比较观测约束的恒星模型的网格。采用具有扰动输入的合成网格来估计由模型计算中的当前不确定性引起的系统误差。我们发现，统计误差分量，由于目前的典型的不确定性的观测，几乎是恒定的，在所有情况下，在约4.5%和2.2%的质量和半径的测定，分别。由于Δ Y/Δ Z中$\pm$ 1的变化导致的质量和半径测定的系统偏倚为$\pm$ 2.3%和$\pm$ 1.1%;由于混合长度值中$\pm$ 0.24的变化导致的系统偏倚为$\pm$ 2.1%和$\pm$ 1.0%;由于辐射不透明度中$\pm$ 5%的变化而引起的辐射不透明度是$\mp$ 1.0%和$\mp$ 0.45%。一个重要的偏差来源是忽略微观扩散，这占约3.7%和1.5%的质量和半径的误差。所考虑的不确定性源的累积效应可以产生对恒星特性的有偏估计。我们的技术与其他网格技术的结果比较表明，在估计网格的差异引起的系统偏差一般大于所涉及的统计误差。
2013-11-28 astro-ph.SR
Stellar ages, masses and radii from asteroseismic modeling are robust to systematic errors in spectroscopy
寻找太阳和地球的孪生兄弟依赖于恒星和系外行星参数的准确表征：即，年龄质量和半径在现代的星震学中，类太阳恒星的参数是通过将理论模型与观测数据拟合而得出的，这些数据包括它们的振荡频率、金属丰度[Fe/H]和有效温度Teff。将这些信息与凌日数据相结合，进一步得出了它们系外行星的相应参数。虽然[Fe/H]和Teff通常被规定为~0.1 dex和~100 K的精度，但在实际中，在从它们导出的参数的背景下，尚未研究它们测量中的误差的影响。在这里，我们使用瞬时恒星参数（SPI）管道来估计开普勒和盖亚观测到的近100颗恒星的参数，其中许多是已确认的行星宿主。我们通过引入人造系统误差和人为增加报告的不确定性来调整这些恒星的光谱测量结果，并量化由此产生的参数的差异。我们发现，[Fe/H]的系统误差为0.1 dex时，所得到的恒星年龄、质量和半径的平均差异仅为4%、2%和1%，这完全在SPI得出的不确定度范围内（~ 11%、3.5%、1.4%）。我们还发现，[Fe/H]测量的不确定度增加0.1 dex，不确定度仅增加0.01 Gyr，0.02 M_sun和0.01 R_sun，这再次远低于其报告的不确定度（0.5 Gyr，0.04 M_sun，0.02 R_sun）。Teff在100 K时的结果类似。从SPI的恒星参数是不变的误差高达0.14德克斯或175 K的不确定性，甚至更强大的错误Teff比地震…
2020-02-06 astro-ph.SR
Asteroseismic modelling of solar-type stars: internal systematics from input physics and surface correction methods
天文地震正演模拟技术正被用来确定太阳型恒星的基本特性（例如质量、半径和年龄）。需要考虑到所有可能的误差来源是至关重要的，对一个强大的恒星性质的测定。我们提出了一个研究的34个太阳型恒星的高信号噪声asteroseismic数据是从多年开普勒测光。我们探讨了恒星性质的内部系统学，即与用于构建恒星模型的输入物理的不确定性有关。特别是，我们探讨的系统所产生的：（一）包括氦和重元素的扩散;（二）太阳金属丰度混合物的不确定性。我们还评估系统所产生的（iii）不同的表面校正方法中使用的优化/拟合程序。通过对有无扩散模型的系统学比较，发现在平均密度、半径、质量和年龄上，有无扩散模型的系统学分别为0.5%、0.8%、2.1%和16%。年龄的内部系统性显著大于统计不确定性。我们发现，太阳金属丰度混合物的不确定性导致的内部系统的平均密度为0.7%，半径为0.5%，质量为1.4%，年龄为6.7%。Sonoi等的表面校正法和Ball & Gizon的两项校正法产生的内部系统学在不同的校正方法中最低，平均密度、半径、质量和年龄分别为~ 1%、~ 1%、~ 2%和~8%。使用Kjeldsen等人的表面修正方法和Ball & Gizon的一项修正获得的恒星质量系统地高于使用频率比获得的质量。
2018-04-13 astro-ph.SR
Magnetic field studies of massive main sequence stars
我们报告我们的大质量恒星的分光偏振观测的状态。在过去的几年里，我们已经发现了磁场在许多对象的上主序列，包括Be星，β仙王座和缓慢脉动B星，和一打O星。由于这些磁场的影响已经被最近的模型发现是实质性的，我们正在研究它们对恒星旋转，脉动，恒星风和化学丰度的影响。对磁星的年龄、环境和运动学特征的精确研究也有望为我们提供对磁场起源的新见解。此外，更长的时间序列的磁场测量，使我们能够观察到的时间变化的磁场和推导恒星的自转周期和磁场的几何形状。大质量恒星磁场的研究对于理解控制这些磁场存在的条件及其对恒星物理参数和演化的影响是必不可少的。
2011-10-24 astro-ph.SR
LACHESIS: Robust stellar parameters through Bayesian model averaging of isochrone grids
Universidad Católica del Norte（天主教北大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
LACHESIS通过贝叶斯模型平均整合五个等时线网格，利用嵌套采样从测光和光谱数据推断恒星质量、半径和年龄，明确量化网格选择带来的系统性不确定，实现稳健参数估计。
2026-10-02 astro-ph.SR
The impact of systematic uncertainties in stellar parameters on integrated spectra of stellar populations
在本文中，我们调查了迄今为止尚未探索的来源潜在的显着误差的恒星星族合成（SPS）模型，所造成的系统不确定性与三个基本的恒星大气参数：有效温度T_eff，表面重力g，和铁丰度[Fe/H]。所有SPS模型都依赖于T_eff、logg和[Fe/H]标度的校准，这些标度在恒星模型、等时线和合成光谱中是隐含的，并且被明确地用于经验光谱库。我们评估了等时线和光谱库（SPS模型的两个关键组成部分）之间的尺度不匹配的影响，并量化了对23个常用诊断线指数的影响。我们发现，典型的系统偏移100 K的T_eff，0.15 dex的[Fe/H]和/或0.25 dex的logg显着改变推断的绝对年龄的简单恒星星族（SSP），在某些情况下，相对年龄也发生变化。尺度太阳SSP的T_eff、logg和[Fe/H]尺度的偏移产生了与模型的偏差，这可以模拟改变丰度比对非尺度太阳化学成分的影响，也可以被错误地解释为更复杂人口的证据，特别是当使用多指数或全SED拟合方法时。我们强调，我们发现的行为可能会影响任何SPS模型，无论是使用完整的集成光谱或拟合函数来确定线强度。我们目前测量的偏移量在23个诊断线指数，并敦促谨慎过度解释线指数数据的恒星星族。
2009-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Differential Modelling Systematics across the HR Diagram from Asteroseismic Surface Corrections
在演化恒星模型的近地表层中，局部建模误差导致其正常振荡模式的频率与具有匹配内部结构的实际恒星的频率不同。这些频率差被称为星震表面项。通过对单个模式频率的详细约束估计的全球恒星属性先前已被证明是鲁棒的，相对于不同的参数化，这个表面项。也有人认为，这可能是真正的更广泛的类非参数治疗。我们研究系统的差异，推断恒星的性质相对于不同的表面长期治疗，无论是统计大样本的主序星，以及红巨星的样本，其中没有这样的表征以前已经完成。对于主序星，我们证明，而质量和半径，因此年龄，确实是强大的表面项的选择，推断的初始氦丰度$Y_0$是敏感的表面校正的选择。这意味着，从详细的星震学返回的氦丰度估计值依赖于方法。另一方面，对于我们的红巨星样本，非参数表面校正返回显着不同的推断恒星属性比参数。这些差异的性质表明，这种非参数的方法应首选演化的恒星，这应该在一个更大的样本验证。
2020-11-03 astro-ph.SR
Searching for initial mass function variations in resolved stellar populations
初始质量函数（IMF）简洁地描述了恒星星族的特征，提供了恒星形成过程最终结果的统计度量，并为我们理解星团、银河系和其他星系的结构和动力学演化提供了信息。检测IMF形式的变化可以为控制恒星、星团和星系形成和演化的过程提供强有力的见解。在这方面的贡献，我们审查的IMF解决恒星星族的测量，并严格评估系统的IMF变化的证据。对磁场、本地年轻星团和星协以及老的球状星团的研究表明，绝大多数的星团都来自于一个“普遍的”IMF，这表明IMF在一系列恒星形成环境和大部分宇宙时间内没有明显的系统性变化。最后，我们强调的互补作用，盖亚和大型天气调查望远镜将在未来的研究中发挥的IMF在银河系恒星星族。
2011-07-22 astro-ph.SR
Statistics of Stellar Variability from Kepler - I: Revisiting Quarter 1 with an Astrophysically Robust Systematics Correction
我们调查的变化特性的主序星在第一个月的开普勒数据，使用一个新的天体物理学强大的系统学校正，发现60%的恒星是更可变的，然后活跃的太阳。我们定义低和高的变化样本，削减对应的两倍的活动太阳的变化水平，并比较属于每个样本的恒星的属性。我们显示出初步的证据，更活跃的恒星有较低的自行，可能位于更接近银道面。我们还调查的频率内容的变化，发现明确的证据表明，在16%的恒星的周期性或准周期性行为，并显示光谱类型之间的变化的性质存在显着差异。在周期性天体中，大多数A星和F星的周期较短（< 2天），并且具有高度的正弦变化，暗示着脉动，而G星、K星和M星的周期往往较长（> 5天，在较晚的光谱类型中有更长周期的趋势），并且显示出周期性和随机变化的混合，表明活动。最后，我们使用自回归模型来描述变异性的随机分量，并表明其典型的振幅和时间尺度都向后期光谱类型增加，我们将其解释为活动区域的特征尺寸和寿命的相应增加。
2012-03-02 astro-ph.SR
A systematic study of super-Eddington layers in the envelopes of massive stars
接近爱丁顿光度被认为是在大质量恒星中观察到的几种效应的原因。在计算上，如果辐射携带的光度超过大质量恒星低密度包层中的本地爱丁顿光度，就会导致数值计算上的困难，抑制恒星模型的进一步计算。这个问题由于很少有大质量恒星被观测到超过汉弗莱斯-戴维森极限的事实而变得更加严重，汉弗莱斯-戴维森极限是赫兹-罗素图中的同一区域，在恒星模型中与爱丁顿光度有关的数值问题也发生在这个区域。一维的恒星演化程序必须使用实用的解决方案，通过这个计算困难的阶段来演化大质量恒星。在这项工作中，我们量化了这些解决方案对大质量恒星演化特性的影响。我们使用的恒星演化程序MESA与常用的大质量恒星模型的输入参数计算恒星的演化在10-110 M $_\odot$的初始质量范围内的太阳金属量的十分之一。我们发现，在恒星模型的初始质量大于或等于30 M $_\odot$的数值困难，导致这些模型的核心氦燃烧结束前失败。重新计算这些模型使用相同的物理输入，但三个不同的务实的解决方案来治疗的数值不稳定性，我们发现，由恒星实现的最大径向膨胀可以变化高达2000 R $_\odot$，而恒星的残余质量可以变化高达14 M $_\odot$之间的集合。这些差异可能对二元群体合成等研究产生影响。
2022-10-18 astro-ph.SR
A systematic survey for eruptive young stellar objects using mid-infrared photometry
年轻恒星天体（YSO）的吸积至少部分是偶发的，即高吸积率（“爆发”）的时期被静止阶段所穿插。这些爆发表现为爆发性变异。在这里，我们提出了一个系统的调查喷发YSO的目的是限制吸积爆发的频率。我们比较中红外测光从斯皮策和WISE分离约5年的两个样本的YSO，在附近的恒星形成区和银河系平面，每个包括约4000个年轻的来源。所有在3.6和4.5 μ处的亮度在两个时期之间增加至少1等的天体都可能是爆发变星和爆发候选者。对于这些天体，我们在近红外波段进行了跟踪观测。我们发现了两个新的爆发变量在银河系平面，这可能是FU Ori-type对象，与K波段振幅超过1.5马格。一个对象已知进行吸积爆发，V2492天鹅座，是恢复我们的搜索以及。此外，年轻的恒星ISO-Oph-50，以前被怀疑是一个爆发的对象，被发现可以更好地解释为一个磁盘与不同的星周遮蔽。总的来说，4000个YSO样本中的突发事件数量为1 - 4。假设所有的YSO都经历了幕式吸积，这个约束可以用来表明强吸积阶段（> 10 ^-6 Msol/yr）的发生间隔大约为10 ^4年，最有可能在5000年到50000年之间。这是一致的流出的动力学时间尺度，但不与流出的排放节的分离，表明情节吸积可以触发或停止准直大规模的流出。
2013-01-14 astro-ph.SR
The Spatial Evolution of Young Massive Clusters II. Looking for Imprints of Star Formation in NGC 2264 with Gaia DR2
目标。证明“INDICATE”是一个强大的空间分析工具，当与盖亚DR 2的运动学数据相结合时，可用于有力地探测恒星形成历史。方法.利用盖亚DR 2自行观测数据和INDICATE观测数据，对NGC 2264中不同演化阶段的年轻天体（YSO）的动力学和空间分布进行了比较。结果不同演化阶段的YSO的动力学和空间行为是不同的。在动力学上，第二类YSO主要具有与已知子结构一致的非随机轨迹，而第三类YSO具有没有明显膨胀或收缩模式的随机轨迹。在空间上，有一个相关的演化阶段和源浓度：69.4%的0/I类，27.9%的II类和7.7%的III类对象被发现是集群。与同类对象聚类的YSO的比例也遵循这一趋势。0/I类对象都被发现是更紧密地集群与一般人口/对象的同一类比II类和III类的1.2/4.1和1.9/6.6的系数，分别。这些发现的一个例外是在0.05度的S Mon，其中III类对象模仿的行为II类来源在更广泛的集群区域。我们的研究结果表明：（一）目前的YSO分布是动力学演化的结果，（二）长期的恒星形成已经发生顺序，和（三）恒星的反馈从S蒙是导致YSO出现更先进的来源。结论. INDICATE旨在提供聚类行为的定量测量，是进行严格空间分析的强大工具。我们的研究结果与已知的NGC 2264一致，有效地证明了当与盖亚DR 2的运动学数据相结合时，INDICATE可以用于稳健地研究星团的恒星形成历史。
2020-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling systematic biases in 1D LTE excitation-ionisation balance of Fe for FGK stars. A novel approach to determination of stellar parameters
我们提出了一个全面的分析不同的技术可用于光谱分析的FGK恒星，并提供了一个推荐的方法，有效地估计准确的恒星大气参数的大样本的恒星。我们的分析包括一个同时等效宽度分析的Fe I和Fe II谱线，并为第一次，利用在飞行中的NLTE校正个别Fe I线。我们进一步研究了几个温度尺度，发现从巴尔末线测量的估计提供了最准确的有效温度在所有金属岩。我们应用我们的分析，从RAVE调查中选择的矮星和巨星的大样本。然后，我们表明，由我们的方法确定的参数之间的差异，并通过标准的一维LTE的激发-电离平衡的Fe揭示了大量的系统偏差：高达400 K的有效温度，1.0 dex的表面重力，和0.4 dex的金属丰度与[Fe/H] ~-2.5的恒星。这对研究银河系中的恒星星族有很大的意义。
2012-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Looking into the heart of a beast: the black hole binary LS 5039
LS 5039是一个相对较近的微类星体，由一颗晚O型恒星和一个致密天体（很可能是一个黑洞）组成，轨道高度偏心，周期为3.9天。高的X射线、伽马射线和射电光度表明了光与物质的相互作用，这是由主恒星的恒星风向黑洞吸积产生的。以前的研究表明，LS 5039可能是一个原型的风馈高质量的X射线双星（WXB）与无盘的主序列O原色。现在有一个很好的机会来更好地了解奇异系统的配置和物理过程。2009年7月，加拿大MOST空间望远镜跟踪LS 5039，以获得长达一个月的半连续时间序列的超精确光度数据。与此同时，我们使用赛丁泉天文台的2.3米ANU望远镜同时拍摄了高分辨率光谱，并补充了2009年8月初用同一仪器获得的进一步数据。在这里，我们提出了第一个结果，从新的中阶梯光谱，这代表了最好的光学光谱以往任何时候都获得了这个有趣的系统。我们确定了LS 5039的基本轨道和物理参数，并通过径向速度测量和H-Balmer，He I和He II线的详细线轮廓分析来检查系统的配置和星周环境。
2010-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Beating stellar systematic error floors using transit-based densities
本文提出利用凌星密度约束同时改进恒星半径与温度测量，突破系统误差下限，可将行星参数精度提高两倍，并在WASP-4上演示了该方法。
2023-08-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Systematics in Asteroseismic Modelling: Application of a Correlated Noise Model for Oscillation Frequencies
针对星震频率拟合中理论模型系统效应被忽略或误作独立噪声的问题，本文提出基于 GP 核的相关噪声模型，并证明其能更准确恢复恒星参数。
2023-06-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
A systematic study of effects of stellar rotation, age spread and binaries on color-magnitude diagrams with extended main-sequence turn-offs
恒星自转、年龄扩散和双星被认为是某些星团特殊色星等图（CMD）的三个最可能的原因，这些星团表现出扩展的主序星关闭（eMSTO）。这还远没有得到一个明确的答案。本文系统地研究了上述三种原因对星团CMD的影响。通过先进的恒星星族合成技术，使用了快速恒星演化代码和最近发表的单星旋转效应数据库。因此，我们发现一个一致的结果旋转最近的作品，这表明，旋转能够解释，至少部分地，eMSTO的集群，如果集群不是太老（$<$ 2.0\，Gyr）。此外，200到500兆年的年龄分布再现了所有小于2.5兆年的星系团的延长关闭，特别是那些小于2.2兆年的星系团。年龄扩散也导致年龄小于0.5 μ gyr的簇的扩展红色团块（eRC）。聚类越年轻，eRC结构越清晰。此外，研究表明，双星（包括交互双星）对老星系团的MSTO传播有轻微影响，但对小于0.5\，Gyr的星系团的eMSTO传播有贡献。我们的结果提出了一种可能的方法来解开恒星旋转和年龄传播的作用，即，在小于0.5 μ gyr的簇中检查具有eMSTO和eRC的CMD的存在。
2016-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Poking Holes: Looking for Gaps in LIGO/Virgo's Black Hole Population
恒星演化模型预测，由于对不稳定超新星（PISNe），$\sim55 M_\odot - 120 M_\odot$的黑洞质谱中存在一个间隙。通过对黑洞质量的天体物理分布进行分层模拟，我们研究了第二个引力波瞬变星表（GWTC-2）中可能存在的这种“上层”质量隙。我们扩展截断和Powerlaw+峰值质量分布的家庭，让一个明确的差距的质量分布，并适用于GWTC-2的扩展模型。我们发现，与截断模型有轻微的证据有利于上质量差距与对数贝叶斯因子$\ln \mathcal{B} = 2.79$，推断的下限和上限分别在$56.12_{-4.38}^{+7.54} M_\odot$，和$103.74_{-6.32}^{+17.01} M_\odot$。当使用Powerlaw+Peak模型时，我们没有发现对间隙的偏好。当对以预期PISN间隙边界为中心的间隙边界施加更严格的先验时，有利于间隙的对数贝叶斯因子略微增加。然而，这些结果取决于最大质量的双星GW 190521的参数推断，后续分析表明，该来源可能是一个中间质量比合并，其组件质量跨越差距。使用Nitz & Capano（2021）分析的GW 190521后验样本，我们发现贝叶斯因子的增加有利于差距。然而，总体结论是不变的：当使用Powerlaw+Peak模型时，不存在对间隙的偏好。这项工作为约束对不稳定性和脉动对不稳定性超新星和高质量黑洞形成的物理学…
2022-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A systematic variation of the stellar initial mass function in early-type galaxies
我们对星系的许多认识来自于分析其恒星发出的辐射。它依赖于描述星族形成时恒星质量分布的恒星初始质量函数（IMF）。因此，IMF的知识对星系演化的几乎每个方面都至关重要。在国际货币基金组织第一次确定之后的半个多世纪里，对于它是否在不同星系中具有普遍性，还没有达成共识。先前的研究表明，IMF和星系中心的暗物质部分不可能同时具有普适性，但它们不能打破这两种效应之间的简并性。直到最近才有迹象表明，大质量椭圆星系可能没有与我们银河系相同的IMF。在这里，我们报告明确的证据，一个强大的系统变化的IMF在早期型星系作为其恒星的质量与光的比例的函数，产生的差异高达三个因素的质量。这是推断出详细的动力学模型的二维恒星运动学的大型dmas3D代表样本附近的早期型星系跨越两个数量级的恒星质量。我们的发现表明，IMF密切依赖于星系的形成历史。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Precision of Full-Spectrum Fitting of Simple Stellar Populations. IV. A Systematic Comparison with Results from Colour-Magnitude Diagrams
在这第四篇关于通过全谱拟合技术获得的恒星星族年龄精度的系列论文中，我们首次系统地分析了使用相同等时线集从分辨和未分辨数据（即色星等图（CMD）和积分光光谱学）获得的星团年龄、金属丰度和红化。我们调查与帕多瓦等时线和MIST等时线得到的结果。我们发现，一般有一个很好的协议之间的年龄来自CMD和积分光谱。然而，对于金属丰度和红化，CMD和积分光谱的分析结果之间的协议是显着较差。我们的研究结果还表明，与Padova等时线得到的年龄匹配使用MIST等时线，无论是与全谱拟合技术和CMD拟合方法。然而，使用帕多瓦等时线得到的金属丰度与使用MIST等时线得到的CMD方法不匹配。我们研究的能力，全谱拟合技术在检测年龄蔓延的集群，功能扩展的主序列关闭（eMSTO）的现象，使用两个人口适合。我们发现，在我们的样本中，5个eMSTO集群中有3个最适合一个单一的年龄，这表明在集成光研究中，eMSTO不一定会转化为可检测的年龄差异。
2022-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Incorporation of Metallicity Data into Star Formation History Measurements from Resolved Stellar Populations
光谱恒星金属丰度和解析恒星色星等图（CMD）的组合有可能约束整个恒星形成和化学富集历史（SFH）的星系比单独拟合CMD（这是最常见的SFH研究使用解析恒星星族）。本文提出了两种将外部金属丰度信息纳入色星等图拟合技术的方法。总的来说，金属丰度和CMD信息的联合拟合可以提高测量年龄-金属丰度关系和恒星形成率的精度，比单独的CMD拟合提高约10%。然而，恒星等时线的系统学以及光谱和光度金属丰度测定之间的不匹配会降低恢复的SFH的准确性。我提出了一个简单的缓解这些系统，可以降低这些系统的幅度，从CMD拟合单独获得的水平，同时确保年龄-金属丰度的关系是一致的光谱金属丰度。在CMD拟合分析的情况下，改进的恒星模型和光谱和光度金属丰度之间的校准是目前的主要障碍，从联合拟合恒星金属丰度和CMD的SFH精度的收益。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A systematic survey of millimetre-wavelength flaring variability of Young Stellar Objects in the Orion Nebula Cluster
本研究利用ALMA对ONC中约130个YSO的毫米波段变异性进行系统搜寻，发现了一个数量级的毫米级耀斑，并量化了复杂区域时间切片成像的系统性效应，表明时间域分析可延伸至毫米波段。
2023-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass segregation and fractal substructure in young massive clusters: (I) the McLuster code and method calibration
通过对剑鱼座30中年轻大质量星系团R136的模型分析，研究和比较了不同的方法在有限N体数据中检测和量化质量分离和亚结构.为此，我们生成具有不同质量分离程度和分形子结构的星团模型并对其进行分析。我们量化质量分离的测量，从投影的2D模型数据，质量函数斜率在径向环，通过寻找径向颜色分布的颜色梯度，通过测量艾利森的λ参数，并通过确定每个恒星周围的局部恒星表面密度。我们发现，这些方法量化质量偏析往往产生模棱两可的结果。检测质量偏析最可靠的是质量函数斜率法，而颜色梯度法是最不实用的R136类配置。其他两种方法对低程度的质量偏析更敏感，但计算量更大。我们还讨论了二进制对这些措施的影响。此外，我们量化的子结构，通过比较投影径向恒星密度分布，投影方位角恒星密度分布，并通过确定卡特赖特和惠特沃思的Q参数。我们发现，只有高度的子结构影响投影的径向密度分布，而投影的方位角密度分布是非常敏感的子结构。的Q参数也是敏感的子结构，但其绝对值显示的集群的径向密度梯度的依赖性，并强烈影响的二进制文件。（节略）
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Initial Mass Function in the ELT era
初始质量函数（IMF）是恒星形成过程中一个重要而又神秘的方面。关于国际货币基金组织的两个主要问题是：国际货币基金组织是不受环境影响的常数吗？IMF是恒星形成的普遍属性吗？下一代的超大型望远镜将使我们能够比现有的设备观测到更远、更暗、更紧凑的星团。在这些程序中，我们提出了我们的研究，看看这些未来的观测站将在多大程度上提高我们对国际货币基金组织的了解。
2020-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time variation of Kepler transits induced by stellar spots - a way to distinguish between prograde and retrograde motion. II. Application to KOIs
Mazeh、Holczer和Shporer（2015）提出了一种方法，原则上可以使用$Kepler$任务观测到的一些凌日行星的凌日时间变化（TTV）来区分它们轨道相对于母星旋转的逆行和逆行运动。该方法利用TTV引起的点交叉事件发生时，行星移动在恒星表面上的一个点，寻找派生的TTV和恒星亮度导数在相应的过境之间的相关性。这甚至可以在不能暂时解决点交叉事件本身的数据中工作。在这里，我们将这种方法应用到$Kepler$ KOIs，识别九个系统，其中测光点调制足够大，并且过境时间足够准确，以允许检测TTV亮度导数相关性。在这些系统中，有五个（开普勒-17 b、开普勒-71 b、KOI-883.01、KOI-895.01和KOI-1074.01）表现出非常显著的逆时针运动，而没有一个系统表现出逆时针运动，这与围绕冷恒星运行的行星有逆时针运动的说法一致。所有五个系统都有撞击参数$0.2\lesssim b\lesssim0.5$，并且在该碰撞参量范围内的所有系统都显示出显著的相关性，但HAT-P-11 b除外，该系统由于其大的恒星相似性而缺乏相关性。我们的搜索遭受的观测偏差，对高碰撞参量的情况下，检测到的样本是非常小的。然而，我们的发现可能表明，恒星黑子，或者至少是较大的恒星黑子，往往位于恒星纬度较低的地方，而不是沿着恒星赤道，类似于太阳。
2015-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-relativistic stellar structure in higher-curvature gravity: systematic construction of solutions to the modified Lane-Emden equations
本文在线性化高曲率引力中以规范不变方式建立修正 Lane-emden 方程，提出含表面条件的边值问题求解方案，并利用 n=0、1 的解析解约束恒星性质与 Weyl 平方修正。
2023-03-07 astro-ph.SR gr-qc hep-th
Do open clusters have distinguishable chemical signatures?
过去的研究已经表明，疏散星团中的恒星是化学均匀的（例如De Silva et al. 2006，2007和2009）。这些结果支持了这样一种观点，即从同一个巨大的分子云中诞生的恒星应该具有相同的化学成分。在此背景下，化学标记技术由Freeman & Bland-Hawthorn 2002提出。其原理是通过只观察恒星的化学成分来恢复被破坏的星团。为了评估这种方法的可行性，有必要测试我们是否可以区分从不同分子云中诞生的恒星。为此，我们研究了32个年老和中年疏散星团中恒星的化学成分，并应用机器学习算法仅考虑化学特征来恢复原始星团。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Systematic analysis of spectral energy distributions and the dust opacity indices for Class 0 young stellar objects
我们的动机是最近测量的尘埃不透明度指数β周围的年轻恒星物体（YSO），这表明，有效的晶粒生长可能发生早于I类阶段。目前的工作利用丰富的档案干涉观测在亚毫米，毫米和厘米波段，以检查9个0级YSO的致密内部区域（<1000 AU）的晶粒生长的签名。进行系统的数据分析，以获得尘埃温度，光学深度，和尘埃不透明度指数的基础上单组分修改黑体拟合的光谱能量分布（SED）。当采用单分量SED拟合时，拟合的粉尘不透明度指数（β）在0.3 ~ 2.0的较宽范围内。在观测到的9个源中，有4个源的β值低于1.7，这是星际尘埃的典型值。尘埃不透明度指数（或光谱指数）值较低可能是由于尘埃颗粒增长的影响，使β <1.7。或者，非常小的观测值的β可以解释的存在下，深深嵌入的热内盘，这只显着有助于在长波长波段的观测通量。这种可能性可以通过ALMA更高的角分辨率成像观测或毫米和厘米波段更详细的SED采样来检验。其余五个源的β值接近或与1.7一致，表明晶粒生长将开始显著降低β值，而不会早于这些YSO的0级后期阶段。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantifying Systematic Age Discrepancies in Very Young Star Clusters
Florida State University（佛罗里达州立大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（纽约市立大学高等研究院计算天体物理中心）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本研究通过Stellar Ages算法量化非常年轻恒星团中红超巨星与亮蓝星年龄差异及主序星数量不足，揭示单星模型在群体层面的不一致性和大质量恒星演化的独特特征。
2026-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Relative Calibration of Radial Velocity for LAMOST Medium Resolution Stellar Spectra
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）自2018年10月起开始中分辨率光谱（MRS，R $\sim$ 7500）巡天。MRS的主要科学目标，包括双星，双星，和其他变星发射的时域光谱调查。然而，在径向速度测量中，必须仔细考虑系统误差，包括波长校准引起的偏差和不同光谱仪之间的系统差异。在这项工作中，我们提供了一种技术，以纠正系统的波长校准的基础上相对径向速度测量从LAMOST MRS光谱。结果表明，对于具有多历元光谱的恒星，由不同夜晚的曝光量引起的系统偏差可以很好地校正LAMOST MRS在每个摄谱仪。多历元时域观测的径向速度零点精度达到0.5km/s以下。作为副产品，我们还给出了常数恒星的候选者，它可以作为LAMOST MRS时域巡天的次级径向速度标准恒星候选者。
2021-08-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing Galactic variations in the fine-structure constant using solar twin stars: systematic errors
类太阳恒星是一个新的探测器的变化，在精细结构常数，$α$，通过太阳孪生的方法：速度分离的密切对吸收线之间的恒星非常相似的恒星参数，即有效温度，金属丰度和表面重力在100 K，0.1 dex和0.2 dex的太阳的值进行比较。在这里，我们评估可能的系统误差，在这种方法中，通过分析$\gtrsim$ 10,000档案曝光的高精度径向速度行星搜索器（HARPS）的130颗恒星，涵盖了更广泛的恒星参数。我们发现，每个过渡对的分离显示出广泛的，低阶的变化与恒星参数，可以准确地模拟，只留下一个小的残余，内在的星-星散射0-33米/秒（平均$\approx$ 7米/秒，$\approx$ 10 $^{-4}$在5000焦耳）。这限制了一颗恒星中单个对的精度。我们认为潜在的系统误差，从一系列的仪器和天体物理来源（如波长校准，电荷转移效率低，恒星磁活动，线混合），并得出结论，元素丰度，同位素比和恒星旋转速度的变化可以解释这种星-星散射。最后，我们发现，太阳孪生的方法可以扩展到太阳的类似物-在300 K，0.3 dex和0.4 dex的太阳的参数-没有显着的额外的系统误差，允许更大数量的恒星被用作探针的变化在$α$，包括在更大的距离。
2022-10-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Systematic variation of the stellar Initial Mass Function with velocity dispersion in early-type galaxies
星系形成理论的一个重要组成部分是恒星初始质量函数（IMF），它描述了恒星形成区域中恒星质量的母源分布。我们目前的观测证据在早期型星系（ETGs）的样本中心速度色散和几个吸收功能的强度之间的紧密相关性敏感的低质量恒星的存在。我们的样本包括来自SPIDER调查的约40，000个ETG（z<0.1）。将从斯隆数字巡天中提取的数据进行组合，排除噪声数据和具有来自大地线的污染的光谱，从而产生一组18个堆叠光谱，具有高信噪比（S/N> 400每A）。IMF敏感线强度和光谱拟合的综合分析与最新的国家的最先进的人口合成模型（MILES模型的扩展版本）。IMF斜率和速度色散之间存在一个显着的趋势，在最大质量的星系中，低质量恒星过多。虽然我们强调IMF斜率的准确值需要对化学成分（如[a/Fe]甚至单个元素丰度比）进行详细分析，但观察到的趋势表明，低质量ETG更适合Kroupa型IMF，而大质量星系需要底部重的IMF，在速度色散超过200 km/s时超过Salpeter斜率。
2012-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
