Cloudless atmospheres for young low-gravity substellar objects
低重力（VL-G）年轻棕矮星的大气建模仍然是一个挑战。由于其极红的近红外光谱，人们认为存在非常厚的云，但没有云模型提供与这些物体的演变模型兼容的半径的数据的良好拟合。我们表明，无云的大气假设指状对流引起的温度梯度降低提供了一个很好的模型，以匹配所观察到的VL-G近红外光谱。对于有效温度从~2000 K下降到~1200 K的大气层，近红外光谱中的极红色序列与年轻低重力物体典型的预测半径非常吻合。未来在詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）上使用NIRSPEC和MIRI进行的观测将提供更多的中红外约束，有助于确认/反驳NIR变红是否是指状对流引起的。我们认为，云的存在/不存在将直接确定的硅酸盐吸收功能，可以观察到MIRI。因此，JWST将能够更好地描述这些热的年轻棕矮星及其低重力系外行星类似物的大气层。
2017-10-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inspecting Cloudy Substellar Atmospheres with JWST MIRI Synthetic Magnitudes from Spitzer Mid-infrared Spectra
Department of Physics, Graduate Center, City University of New York（纽约市立大学研究生中心物理系）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）；Department of Astrophysics, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆天体物理学系）；School of Physics, Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院物理学院，都柏林大学）；Department of Physics and Astronomy, Western University（韦仕敦大学物理与天文系）；Institute for Earth and Space Exploration, Western University（韦仕敦大学地球与太空探索研究所）；Department of Physics and Astronomy, Hunter College, City University of New York（纽约市立大学亨特学院物理与天文系）
通过分析中红外色-光度图和色-色图，研究亚恒星天体大气云层特征，利用斯皮策数据生成JWST MIRI滤光片合成光度计，发现F770W和F1000W滤光片能有效区分云层大气，云层大气存在更可能的光谱特征。
2026-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Sonora Substellar Atmosphere Models. VII. Flame Skimmer: Cloud-free Atmospheric and Evolutionary Models for the Coldest Substellar Objects
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；SETI Institute（SETI研究所）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本文提出Sonora Flame Skimmer无云亚恒星大气与演化模型，拓展参数空间并更新相关框架，揭示高金属丰度冷却更慢等结果，所有模型公开可用。
2026-08-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inhomogeneous cloud coverage through the Coulomb explosion of dust in substellar atmospheres
最近对褐矮星红外光谱变化的观测推断了斑片状云层的存在。本文提出了大气等离子体区尘埃库仑爆炸引起云粒子损耗而产生不均匀云覆盖的一种机制。当颗粒的静电应力超过其机械张应力时，带电尘埃颗粒库仑爆炸，这导致低于临界半径$a<a^{\rm Coul}_{\rm crit}$的颗粒破碎。这项工作概述了亚恒星大气中的尘埃云库仑爆炸所需的标准，对尘埃颗粒尺寸分布函数的影响，以及由此产生的大气区域的辐射特性。结果表明，对于电子温度为$T_{e}=10$ ~eV（$\approx10^{5}$ ~K）的大气等离子体区，临界晶粒半径随晶粒抗拉强度的变化而变化，范围为$10^{-7}$ ~ $10^{-4}$ ~cm。对于更高的电子温度，可获得高达$10^{-3}$ ~cm的更高临界半径。我们发现，该过程产生的双峰粒径分布组成的稳定的纳米级种子颗粒和灰尘颗粒与$a\geq a^{\rm Coul}_{\rm crit}$，与介入的粒径定义的区域没有灰尘。结果，尘埃数量减少，云层在$0.1-10~μ$ m波长范围内变得光学薄，随着更多的亚微米颗粒被破坏，特征峰向更高的波长移动。在充满等离子体体积分布的大气中，这将产生辐射特性对比鲜明的区域，从而产生不均匀的云覆盖源。这里给出的结果也可能与超新星遗迹和原行星盘中的尘埃有关。
2015-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measurement of Methane Line Broadening in Hot Hydrogen/Helium Atmospheres at $λ$ = 1.60-1.63 μm for Substellar Object Spectroscopy
本研究实验测量了高温氢/氦大气中甲烷在1.60-1.63 μm的谱线加宽，发现其温度依赖性弱于ExoMol数据库，为亚恒星天体光谱分析提供了关键实验数据。
2025-03-27 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Condensation Clouds in Substellar Atmospheres with Virga
本文介绍开源亚恒星大气云模型 Virga，在保留 eddysed 功能基础上更新光学数据、Mie 计算等组件，并通过复现 WASP-17 b 和褐矮星模型结果完成基准验证。
2025-08-20 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Microphysical Prescriptions for Parameterized Water Cloud Formation on Ultra-cool Substellar Objects
结合微物理云模型CARMA与1D气候建模，研究Y矮星水云形成，发现凝结核限制云质量，提出可变$f_{sed}$参数和云底衰减以改进参数化EddySed模型光谱匹配。
2024-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cthulhu: An Open Source Molecular and Atomic Cross Section Computation Code for Substellar Atmospheres
本文介绍开源纯 Python 软件包 Cthulhu，用于从 ExoMol、HITRAN 等数据库下载谱线并在用户指定网格上快速计算亚恒星大气分子和原子截面，支持笔记本到大规模集群运行，并可用于教学。
2024-10-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Building a Roadmap for Hubble Science into the 2030s: Revealing Atmospheric Structure and Evolution in Substellar Worlds Using HST
Trinity College Dublin（都柏林三一学院）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；United States Air Force Academy（美国空军学院）；University of Toronto（多伦多大学）；Amherst College（阿默斯特学院）；University of Delaware（特拉华大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Universität Duisburg–Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Boston University（波士顿大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Colorado Boulder LASP（科罗拉多大学博尔德分校空间实验室）；Smith College（史密斯学院）
本文提出利用哈勃太空望远镜（HST）研究亚恒星天体的大气结构、长期演化和紫外极光，并倡导三项大规模计划，为未来宜居世界天文台的大气表征做准备。
2026-06-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
EXOPLINES: Molecular Absorption Cross-Section Database for Brown Dwarf and Giant Exoplanet Atmospheres
恒星、亚恒星和行星大气模型都对输入不透明度高度敏感。各种最先进的恒星/行星模型之间的世代差异主要是因为不完整和过时的原子/分子线列表。在这里，我们提出了一个数据库的预先计算的吸收截面的所有同位素的关键大气分子相关的晚型恒星，棕矮星，和行星大气：MgH，AlH，CaH，TiH，CrH，FeH，SiO，TiO，VO和H2O。计算的不透明度的压力和温度范围在10 $^{-6}$-3000巴和75- 4000 K之间，在可能的情况下，它们的光谱范围在0.25-$μ$ m之间。对于没有压力加宽数据的情况，我们使用碰撞理论来弥合差距。我们还探讨了在超热木星和M-矮星大气的背景下，从不同的线列表计算的吸收截面的影响。使用1-D自洽的辐射-对流热化学平衡模型，我们报告显着的变化，在理论光谱和温度分布的亚恒星大气。与2000 K代表性的超热木星，我们报告的变化高达320和80 ppm的透射和热发射光谱，分别。对于一个3000 K的M-矮星，我们发现的差异高达125 $\%$的光谱。我们发现，最显着的差异出现由于TiO线列表的选择，主要低于1 $μ$ m。总之，我们提出了（1）一个预先计算的分子吸收截面数据库，（2）量化由于线列表差异而在表征亚恒星/系外行星大气时出现的偏差，因此突出了正确和完整的不透明度对于最终应用于高精度光谱学和光度学的重要性。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST color sequence of transiting exoplanets and directly imaged substellar objects
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；JHU Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）
本研究利用JWST等数据构建统一色-星等图序列，揭示凌日行星与亚恒星天体的大气化学差异，发现重力而非辐照主导甲烷特征，为检验大气模型提供了统一图谱。
2026-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Sonora Brown Dwarf Atmosphere and Evolution Models I. Model Description and Application to Cloudless Atmospheres in Rainout Chemical Equilibrium
我们提出了新一代的亚恒星大气和演化模型，适用于L，T和Y型棕矮星和自发光太阳系外行星的研究。大气模型描述了辐射对流平衡时大气的预期温度-压力廓线和出射光谱，有效温度和重力在$200\le T_{\rm eff}\le2400\,\rm K$和$2.5\le \log g \le 5.5$范围内。这些范围包含了一组金属丰度（$[{\rm M/H}] = -0.5$到$+0.5$）、碳氧比（太阳的0.5到1.5倍）和年龄，质量从0.5到85木星质量不等。演化表描述了这些亚恒星物体随时间的冷却。这些模型扩展了目前可用的模型大气的多样性，特别是更冷的有效温度和更大的C/O范围。与过去的这种模式相比，值得注意的改进包括更新的不透明度和大气化学。在这里，我们描述了我们的建模方法，并提出了我们最初的一批模型的无云，化学平衡的气氛。我们比较建模的光谱，光度学，和各种数据集的演变。
2021-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Sonora Substellar Atmosphere Models VI. Red Diamondback: Extending Diamondback with SPHINX for Brown Dwarf Early Evolution
该研究将Sonora Diamondback棕矮星演化模型扩展至更高有效温度，结合SPHINX大气模型，计算年轻大质量棕矮星（年龄>1 Myr）的演化轨迹与红外性质，发现其林忠四郎阶段有效温度近乎恒定。
2025-10-09 astro-ph.SR
Empirically Determining Substellar Cloud Compositions in the era of JWST
大多数棕矮星的大气层温度低到足以形成云。各种材料可能会凝结，包括难熔金属氧化物和硅酸盐;预测的云粒子的精确组成和晶体结构取决于所使用的建模框架，尚未受到经验约束。斯皮策已经在L型矮星的光谱中显示出硅酸盐特征的初步证据，JWST可以在许多L型矮星中测量这些特征。在这里，我们提出了新的模型来预测最强的云吸收特征的签名。我们调查不同的云矿物种类，并确定如何颗粒大小，矿物学和晶体结构改变光谱特征。我们发现，硅酸盐和耐火材料云有很强的云吸收小颗粒尺寸（$\leq$ 1 $μ$ m）的功能。模型光谱与五颗显示硅酸盐特征的棕矮星进行了比较;包括大气上层小颗粒的模型产生了广泛的云矿物特征，并且比Ackerman & Marley（2001）云模型更好地匹配观测光谱。我们模拟观测与JWST上的MIRI仪器附近的一系列，多云的棕矮星，表明这些功能可以很容易地检测到，如果小粒子存在。此外，对于光度可变的棕矮星，我们的预测表明，通过JWST测量矿物特征内外的光谱变化，我们可以建立硅酸盐（或其他）云作为变化的原因。中红外光谱是一个很有前途的工具，以经验约束的复杂的云凝结序列在棕矮星大气。
2021-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vanadium oxide clusters in substellar atmospheres: A quantum chemical study
本文通过量子化学分层优化计算钒氧化物团簇的热力学性质，修正其吉布斯自由能，并揭示这些修正显著影响亚恒星大气中含钒物种丰度及成核速率，非经典成核速率可比经典值高15个数量级。
2024-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.atm-clus
Differentiable Modeling of Planet and Substellar Atmosphere: High-Resolution Emission, Transmission, and Reflection Spectroscopy with ExoJAX2
本文介绍了ExoJAX2，一种用于系外行星和褐矮星大气的可微光谱模型，通过引入快速内存高效的不透明度算法和可微辐射传输，实现了对高分辨率发射、透射和反射光谱的高效检索分析。
2025-04-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Sonora Substellar Atmosphere Models. IV. Elf Owl: Atmospheric Mixing and Chemical Disequilibrium with Varying Metallicity and C/O Ratios
本文提出 Sonora Elf Owl 自洽大气模型网格，覆盖不同金属丰度、C/O 比和垂直扩散系数，发现混合影响依赖有效温度和金属丰度，并用于拟合 T 型矮星，推断其垂直混合极低效。
2024-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiple Scattering Polarization of Substellar-mass Objects : T-dwarfs
虽然有多个观测计划旨在探测超冷矮星发射的光辐射的线性偏振，但对这个问题的理论分析相对较少。一般的预期是，那些具有凝结云的亚恒星质量物体的大气层将由于散射而产生线性偏振。由于旋转引起的非球性，预计将不完全抵消盘集成的净极化，从而有限的极化。然而，对于无云的物体，只有分子瑞利散射将有助于任何净偏振，这个限制还没有得到很好的研究。因此，在本文中，我们提出了一个详细的多重散射分析的偏振预期从这些T-矮星的光谱显示没有凝聚。为此，我们发展并求解了线偏振辐射的完整辐射转移方程。只有原子和分子的瑞利散射被认为是偏振源。我们计算在不同的角度方向上的局部偏振在一个平面平行的大气中计算的有效温度范围内的T矮星，然后平均在整个表面的对象。重力和临边暗化以及旋转引起的非球性的影响包括在内。结果表明，极化量随有效温度的升高而减小。还发现，在大气中的任何局部点的显着的偏振只出现在光学（B波段）。然而，磁盘集成偏振-即使在B波段-是可以忽略的。因此，我们得出结论，与多云L矮星的情况不同，由原子和分子散射引起的无云T矮星的偏振可能是不可检测的。
2009-10-22 astro-ph.SR
Characterization of Low-mass, Wide-separation Substellar Companions to Stars in Upper Scorpius: Near-infrared Photometry and Spectroscopy
我们提出了新的0.9-2.45 $μ$ m光谱（$R \sim 1000$）和$Y$、$J$、$H$、$K_s$、$L^\prime$测光，在北双子座获得，三颗低质量褐矮星伴星在天蝎座OB上星协年轻恒星周围的宽轨道上：HIP 78530 B、[PGZ 2001] J161031.9-191305 B和GSC 06214-00210 B。我们使用这些数据来评估同伴的光谱类型，温度，表面重力和质量，以及BT-Settl和Drift-Phoenix大气模型再现年轻亚恒星物体光谱特征的能力。为了完整起见，我们还分析了上天蝎座行星质量伴星1 RXS J160929.1-210524 b的档案光谱学和光度学。通过与模型谱的比较，我们发现这些伴子的有效温度依次为2700、2500、2300和1700 K。这些温度与我们推断的光谱类型一致，分别为M7 $β$、M9 $γ$、M9 $γ$和L4 $γ$。从大气模型光谱估计的辐射热光度调整到我们的测光，并使用在5-10百万年的演化模型，我们估计的质量分别为21-25，28-70，14-17和7-12 $M_{\rm Jup}$。J1610-1913 B的亮度明显高于其推测的温度，这解释了其更高的质量估计。基于BT-Settl和Drift-Phoenix大气模型的合成光谱通常与我们观察到的光谱很好地吻合，尽管我们的分析突出了一些问题。例如，各个近红外波段…
2015-03-26 astro-ph.SR
Chemistry and Isotope Ratios of Substellar Atmospheres in the $β$ Pictoris Young Moving Group and Vicinity
Yale University（耶鲁大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Leiden University（莱顿大学）
通过 CRIRES+ 光谱对 β Pic 年轻移动群中行星质量伴星 2MASS J0249-0557 c 和两颗基准褐矮星进行大气反演，得到 C/O、金属丰度和 $^{12}$CO/$^{13}$CO 比值，支持其通过类似恒星的重力坍缩形成。
2026-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asymmetric nightside CO2 features, inefficient heat transport, and precise evolutionary constraints: Spectroscopic phase curves reveal the past and present of a white dwarf-brown dwarf binary
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Birmingham（伯明翰大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）
利用JWST NIRSpec PRISM对白矮星-褐矮星双星ZTFJ0038+2030的全轨道相位曲线观测，分离双星辐射并建模褐矮星相位分辨光谱，发现其昼夜热传输效率<10%，夜面呈现与CO2吸收相关的非对称性，并精确约束系统年龄为7.5-8.8 Gyr。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Roaring Storms in the Planetary-Mass Companion VHS 1256-1257 b: Hubble Space Telescope Multi-epoch Monitoring Reveals Vigorous Evolution in an Ultra-cool Atmosphere
棕矮星的光度和光谱变化探测了不均匀的温度和云分布，并追踪了大气环流模式。我们提出了一个新的42小时哈勃太空望远镜（HST）宽视场相机3 G141光谱时间序列的VHS 1256 $-$ 1257 b，一个晚L型行星质量的同伴，已被证明有一个最高的变化幅度之间的亚恒星物体。光变曲线是快速发展和最佳拟合的三个正弦波与不同的周期和线性趋势的组合。正弦波的振幅和线性斜率随波长而变化，相应的光谱变化模式与模型的预测相匹配，模型调用异质云或热剖面异常。结合这些观测与以前的HST监测数据，我们发现，峰谷通量差为$33\pm2$ %，甚至更高的幅度达到38%，在$J$波段，有史以来最高的振幅观测到的一个亚恒星物体。观测到的光变曲线可以用由纬向波、斑点或两者的混合组成的地图来解释。区分快速光变曲线演变的起源需要额外的长期监测。我们的研究结果强调了大气动力学在形成褐矮星大气中的重要作用，并强调VHS 1256 $-$ 1257 b是研究行星和褐矮星的大气，云和大气环流的最有利目标之一。
2022-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of a Highly Unequal-Mass Binary T Dwarf with Keck Laser Guide Star Adaptive Optics: A Coevality Test of Substellar Theoretical Models and Effective Temperatures
（节略）在野外棕矮星中，质量比高度不等的双星是很罕见的，已知的统计数据是q^（4.9+/-0.7）。然而，这样的系统可以测试的联合精度的演变和大气模型，在coevality的约束下（“等时线测试”）。我们使用目前已知的两个最极端的亚星双星，T1+T6 \eps Ind Bab双星和新发现的0.14”T2.0+T7.5双星，2 MASS 1209- 10 AB进行了这项测试。根据H-R图上各组分的位置，模型成功地表明这些系统是同时代的，内部年龄差分别为log（年龄）= 0.5{+0.4}{-0.3}和-0.8+/-1.3 dex。然而，从H-R图推导出的\eps Ind Bab的总质量（~80 Mjup）与报道的动力学质量不一致。这个问题，这是独立的假设年龄的系统，可以解释为一个~50-100 K的系统误差，在模型大气拟合;使两个质量测定一致导致推断年龄~6 Gyr的\eps Ind系统，比以前假设的。总的来说，这里研究的两个T矮星双星，以及最近在年龄和质量基准系统中T矮星的结果，在演化模型和/或模型大气中产生小（~100 K）误差的证据，但不是显着更大。最后，2 MASS 1209-10AB的二进制性质降低了其作为主要T3近红外光谱分型标准的实用性;我们建议SDSS 1206+28作为替代品。
2010-08-28 astro-ph.SR
SMART - a computer program for modelling stellar atmospheres
SMART（辐射转移的光谱和大气模型）程序是为了模拟热星（O、B和A光谱类）的大气和光谱并研究其中的不同物理过程而编写的（Sapar和Poolamäe，2003年; Sapar等人，2007年）。线覆盖模式的计算假设平面平行，静态和水平均匀的大气辐射，流体静力学和当地的热力学平衡。SMART的主要优点是它的简短，简单，用户友好和灵活的研究不同的物理过程。SMART在Windows和Linux下都成功地运行在PC上。
2013-10-07 astro-ph.SR
Sunbathing under white light -- 3D modelling of brown dwarf - white dwarf atmospheres with strong UV irradiation
褐矮星的大气层靠近它们的母体白矮星，代表了一些已知的最极端的辐射环境。了解它们复杂的动力学机制推动了理论和建模工作的极限，使它们成为有价值的研究对象，以测试当代对辐照大气的理解。我们使用Exo-FMS GCM对棕矮星WD 0137 - 349 B、SDSS J141126.20+200911.1B和EPIC 212235321 B进行了模拟，首先耦合到多带灰色辐射传输方案，然后耦合到光谱相关k方案和高温不透明度表。然后，我们使用gCMCRT对GCM结果进行后处理，以与现有的观测数据进行比较。我们的GCM模型预测强烈的温度倒置的大气，跨越几十年的压力，由于紫外线波段加热的影响。对模型的后处理表明，GCM结果中的昼夜对比度太小。因此，我们认为，云粒子的形成以及大气阻力效应，如磁阻力是重要的考虑因素，在设置昼夜温度对比这些对象。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling convection in A star atmospheres. Bisectors and lineshapes of HD108642
我们提出了一个代码，VeDyn，模拟信封和大气层的A至F星专注于准确处理对流过程。VeDyn实现了Canuto和Dubovikov（1998）的高度复杂的对流模型，但速度快，方便，足以用于实际的天体物理应用。我们开发了HME包络求解器，这个对流模型进一步一致的模拟信封连同恒星大气。合成代码SynthV被扩展以解释所得到的速度结构。最后，我们测试了我们的方法对原子线平分线。结果表明，我们的合成线平分线HD108642弯曲向蓝色和幅度相媲美的观察。尽管这种模拟对流的方法需要求解一个耦合的非线性微分方程组，但它的速度足够快，可以适用于依赖于模型大气的许多调查技术。
2009-07-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
The substellar mass function in the central region of the open cluster Praesepe from deep LBT observations
通过对不同年龄的疏散星团的质量函数的研究，我们可以探测到棕矮星从星团中蒸发出来填充到磁场中的效率。在老星系团（年龄> 1亿年）中的调查不会受到年轻星系团中遇到的几个问题的严重影响，例如星系团内灭绝和BD模型中的大不确定性。在这里，我们提出了一个深测光调查的结果，以研究老疏散星团Praesepe（年龄590百万年，距离190 pc）的MF，下降到5西格玛检测限i~25.6等（~ 40兆焦耳）。我们确定了62个集群成员的候选人，其中40个是亚恒星，从比较与尘埃大气模型的预测。MF从亚恒星边界开始上升，直到~60M_Jup，然后下降。这与其他年龄超过5千万年的疏散星团所推断的形式有很大的不同，但似乎与非常年轻的疏散星团中发现的相似，其MFs峰值约为10兆焦耳。要么Praesepe确实具有与其他星系团不同的MF，要么它们具有相似的初始MF，但在动力学演化上有所不同。我们进一步确定了六个前景T矮星候选人走向Praesepe，这需要后续的光谱来确认它们的性质。
2010-10-20 astro-ph.SR
Modelling low charge ions in the solar atmosphere
为了模拟太阳低层大气中碳和氧的线发射，最近对日冕近似进行了扩展。同样的模型也用于太阳过渡区常规观测的其他元素：N、Ne、Mg、Si和S。该模型包括较高的密度抑制双电子复合和人口长寿，亚稳态水平的影响;亚稳态水平的存在通常会导致有效的电离率增加和复合率降低。由辐射场引起的过程，即光电离和光激发，已经包括在内，以及电荷转移，当电子在原子-离子和离子-离子碰撞期间交换时发生。由此产生的离子平衡显示，并表明显着的变化相比，经常采用的日冕近似。还评估了由光激发引起的离子内的水平种群的影响。为了说明这些过程如何改变谱线发射，最后给出了选定的谱线贡献函数。
2021-05-26 astro-ph.SR
3D Model Atmospheres of Red Giant Stars
我们提供了一个简要的概述与3D辐射流体动力学代码CO5BOLD的红巨星大气的建模。我们强调的方面，3D建模提供了额外的洞察力超出标准的流体静力学1D模型，并评论目前的建模挑战。
2011-08-23 astro-ph.SR
Modelling the atmosphere of the carbon-rich Mira RU Vir
上下文我们研究了富碳的Mira RU Vir的大气中使用VLTI/VLBI的中红外高空间分辨率干涉观测。目的。这项工作的目的是分析富含碳的Mira RU Vir的大气层，采用最先进的模型，以这种方式加深对富含碳的Miras中工作的动态过程的了解。方法.我们比较分光光度和干涉测量的富碳米拉AGB星，不同种类的建模方法（流体静力学模型大气加上MOD-更多的灰尘，自洽的动态模型大气）的预测。几何模型拟合工具用于干涉测量数据的第一解释。结果结果表明，联合使用不同类型的观测（测光，光谱学，干涉测量）是必不可少的，揭示了富碳的Mira的大气结构。在λ = [2.9，25.0] μm波长范围内，动力学模型大气与ISO光谱拟合良好。然而，在SED（可见）和活力（形状和水平）中存在明显差异。一个可能的解释是动态模型大气和观测中的周期内/周期间变化。在过去的几百年里，伴星和/或盘的存在或质量损失的减少不能被排除，但被认为是不可能的。
2015-08-31 astro-ph.SR
CFBDS J111807-064016: A new L/T transition brown dwarf in a binary system
恒星-亚恒星双星系统非常罕见，并提供了有趣的基准。它们限制了亚恒星大气的复杂物理学，因为亚恒星次级的几个物理参数可以从特征更好的主序星中确定。我们报告了CFBDS J111807-064016的发现，它是2 MASS J111806.99-064007.8的T2褐矮星伴星，2 MASS J111806.99-064007.8是一颗低质量的M4.5-M5恒星。这颗褐矮星是在加拿大-法国褐矮星巡天中发现的。在50-120 pc的距离，7.7角秒的角距对应于390-900 AU的投影间距。主系统没有显示出阿尔法辐射，因此系统的年龄下限约为6 Gyr。运动学也与旧薄盘的成员资格一致。我们获得了近红外光谱，再加上最近的大气模型，使我们能够确定这两个组件的有效温度和重力。根据这些参数和年龄限制，演化模型估计M矮星的质量为0.10至0.15 Msol，T矮星的质量为0.06至0.07 Msol。这个系统是一个特别有价值的基准，因为褐矮星是一个早期的T：在L/T转换时发生的云清除对重力，金属丰度和详细的尘埃性质非常敏感，并产生了大量的颜色散射。这个T2矮星，其金属丰度从主要测量，其质量和重力比年轻的早期Ts更好地约束，将锚定我们对L/T过渡棕矮星颜色的理解。它也是质量最大的T型矮星之一，刚好低于氢燃烧极限，所有这一切使它成为探索褐矮星大气和演化模型的主要探测器。
2013-09-05 astro-ph.SR
Modelling 3D magnetic networks in a realistic solar atmosphere
从光球层（太阳半径$\simeq R_\odot$）到低日冕层（$R_\odot + 10$ Mm）的磁网络在太阳大气的加热机制中起着重要的作用。在这里，我们进一步发展的模型与现实开放的磁通量管的作者，以模拟更复杂的配置。封闭的磁回路，以及封闭和开放的磁通量管的组合进行建模。这些都是嵌入在分层的大气层，来自观测动机的半经验和数据驱动的模型受到太阳引力和能够跨越从光球到色球层和较低的日冕。构造了由自相似磁通量管组成的磁场，导出了等离子体动压和密度的解析解。结合相反极性的通量管，可以创建一个稳定的背景磁场配置，模拟具有真实分层的太阳大气。这一结果可应用于SOHO/MDI和SDO/HMI等太阳表面磁图，从而模拟光球运动，探索能量输运机制。我们展示了这个强大的和多功能的方法与应用程序的日震和磁成像仪数据。
2019-07-24 astro-ph.SR
Modelling the effect of stellar metallicity on the XUV evolution of low-mass stars and its impact on exoplanet atmospheres/habitability
本研究建模恒星金属丰度对低质量恒星XUV演化及系外行星大气的影响，发现富金属恒星自转减慢更快、宜居带XUV通量更大，导致大气蒸发更快，且高质量恒星中金属丰度影响超过初始自转周期。
2025-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling of mercury isotope separation in CP stellar atmospheres: results and problems
化学奇特星（CP）大气中异常同位素丰度的形成可以用光致漂移（LID）来解释。这种效应是额外的辐射加速，并出现由于系统的不对称性的辐射通量在部分重叠的同位素谱线配置文件。LID导致具有红移谱线的同位素悬浮和具有蓝移谱线的同位素下沉，从而产生同位素的扩散分离。我们研究了汞作为一个典型的研究同位素丰富的重金属的扩散。我们的模型计算表明，在CP星富含汞的静止大气中，LID导致较重的汞同位素悬浮和较轻的汞同位素下沉。同位素分离过程的精确定量模型需要非常高分辨率的计算和高精度的输入数据，包括关于谱线的超精细和同位素分裂的数据、适当的谱线剖面和撞击截面。微湍流和弱星风的存在可以从根本上减少辐射驱动扩散的影响。
2009-09-21 astro-ph.SR
The substellar mass function in the central region of the open cluster Praesepe from deep LBT observations
对不同年龄疏散星系团质量函数（MF）的研究使我们能够探测棕矮星从星系团中蒸发到磁场中的效率。对较老的星团（年龄> 1亿年）的观测不会受到年轻星团中遇到的一些问题的严重影响，例如星团内灭绝和褐矮星模型中的大不确定性。我们提出了一个深测光调查的结果，以研究中心区域的老疏散星团Praesepe（年龄~590 $^{+150}_{-120}$百万年，距离~190 $^{+6.0}_{-5.8}$ pc）的MF，到亚恒星制度。我们使用大双筒望远镜照相机对普雷塞普进行了光学（$riz$和$Y$波段）光度测量，覆盖了星团中心约0.59度$^2$的区域，从$i$ ~19.0等（~100 M_Jup）下降到5个$σ$检测限（$i$ ~ 25.6等（~40 M_Jup））。在$i=23.8$ mag和$z=22.0$ mag（~55 M_Jup）下，测量完成约95%。我们确定了59个集群成员的候选人，其中37个是亚恒星，通过比较与尘埃大气模型的预测。这些候选者的MF从亚恒星边界开始上升，直到~67 M_Jup，然后下降。这与其他年龄大于5000万年的疏散星团的形式有很大的不同，但似乎与非常年轻的疏散星团中发现的相似，其MFs的峰值约为10 M_Jup。要么Praesepe真的有一个不同的MF从其他集群或他们有类似的初始MF，但不同的动力学演化。由于大多数候选者都很微弱，我们缺乏天体测量或光谱跟踪来测试…
2011-06-07 astro-ph.SR
Near-Infrared Multi-Band Photometry of the Substellar Companion GJ 758 B
GJ 758 B是一颗类似太阳的恒星的冷伴星（温度约600 K），投影距离为29天文单位，最近通过高对比度成像探测到。在这里，我们介绍了斯巴鲁/HiCIAO，Gemini/NIRI和Keck/NIRC 2的七个光度带中的伴星的光度测定，提供了1-5微米波长范围内光谱能量分布的丰富采样。在1.58微米处的清晰检测与1.69微米的上限相结合，显示了伴星大气中的甲烷吸收。伴星的质量仍然不确定，但更新的年龄估计表明，最有可能的质量范围是~30-40兆焦耳。此外，我们提出了一个更新的天体测量分析，对GJ 758 B的轨道施加了更严格的约束，并确定了拟议的第二个候选伴星“GJ 758 C”作为背景星。
2011-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Synoptic solar radio observations as proxies for upper atmosphere modelling
高层大气的规格强烈依赖于太阳代理，可以正确地再现太阳能量输入的紫外线。虽然在10.7厘米（也称为F10.7指数）的微波通量已被常规用作太阳代理，我们表明，在其他波长的无线电通量提供了宝贵的补充信息，提高其价值的高层大气建模。我们将来自不同天文台的每日观测结果合并为一个单一的均匀数据集，这些数据集的波长为30、15、10.7、8和3.2厘米，时间跨度为1957年至今。使用盲源分离（BSS），我们表明，他们的旋转调制包含三个贡献，这可以解释在热韧致辐射和陀螺共振发射。后者占F10.7指数旋转变异的90%。大多数太阳代理，如MgII指数，是非常好的重建简单的线性组合的无线电通量在不同的波长。30厘米处的通量是一个很好的替代指标，比F10.7指数更适合于模拟热层-电离层系统，这很可能是因为它从热韧致辐射中得到了更强的贡献。这种更好的性能说明在这里通过观察到的热层密度之间的比较，和重建的阻力温度模型。
2014-02-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Dynamically coupled kinetic chemistry in brown dwarf atmospheres I. Performing global scale kinetic modelling
本研究将mini-chem化学模块耦合到Exo-FMS大气环流模型，开展褐矮星全球尺度动力学化学模拟，发现化学物质整体均匀但局部风暴区混合比差异可达±100%，为理解褐矮星大气流动与化学组成的关联提供新支撑。
2023-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magneto-static modelling of the mixed plasma Beta solar atmosphere based on SUNRISE/IMaX data
我们的目标是建立太阳上层大气的三维磁场结构模型，包括不可忽略的等离子体β区域。我们使用高分辨率的光球磁场测量从日出/IMaX作为边界条件的静磁磁场模型。IMaX的高分辨率使我们能够解析光球和日冕之间的界面区域，但由于以下原因，对该区域进行建模具有挑战性。虽然日冕磁场被认为是无力的（洛伦兹力消失），但在光球层和低色球层的混合等离子体$β$环境中并非如此。在我们的模型中，压力梯度和重力自洽考虑和补偿非零洛伦兹力。在一定高度（约2 μ m）以上，非磁力变得非常弱，因此磁场变得几乎无力。在这里，我们应用线性的方法，其中的电流密度由场线平行电流和电流垂直于太阳的重力场的叠加。我们说明了这种方法的前景和局限性，并展望了一个非线性模型的扩展。
2015-11-17 astro-ph.SR
The influence of photo-induced processes and charge transfer on carbon and oxygen in the lower solar atmosphere
为了预测太阳大气中的线发射，需要根据发射是来自色球层还是日冕而有根本不同的模型。在两个区域之间的某个时刻，两种模拟制度之间必须有变化。最近对太阳过渡区碳线和氧线日冕模型的扩展表明，单电荷和双电荷离子以及类锂离子的发射有所改善。然而，仍然存在差异，特别是对于单电荷离子和互组合线。这项工作的目的是探索额外的原子过程，可以进一步改变离子内的电荷态分布和能级分布，以解决一些差异。为此，激发和电离所造成的辐射场和原子-离子碰撞已包括在内，随着重组通过电荷转移。建模进行使用的条件，将存在于安静的太阳，这使得原子过程的一部分，在不断变化的日冕建模，独立于动态和瞬态事件发生在等离子体中发挥评估。的分数离子布居的过程中的效果，以及在水平人口所带来的新的激发机制的变化。还显示了低电荷状态的选定谱线的贡献函数，以展示低层大气中谱线发射可能受到新模型影响的程度。
2021-02-18 astro-ph.SR physics.atom-ph
The impact of M-dwarf atmosphere modelling on planet detection
能够根据光谱观测准确估计恒星参数不仅对了解恒星本身很重要，而且对确定系外行星参数也至关重要。M矮星被认为是行星探测的目标，因为这些恒星质量较小，亮度较低，半径较小，因此可以探测到更小和更轻的行星。因此，M矮星可能被证明是研究行星分布的低质量端的有价值的来源，但为了做到这一点，必须首先注意足够好地了解宿主恒星的特征。到目前为止，有几个家庭的恒星模型大气。我们重点讨论M-矮星参数空间中的ATLAS 9、MARCS和Drift-Phoenix族。我们研究的差异（Tgas，pgas）结构，合成光度通量和相关的颜色indics.We发现ATLAS和MARCS模型之间的恒星大气的较热区域的差异。MARCS和Drift-Phoenix模型似乎在方差小于300 K的情况下更好地一致。我们编制了Johnson UBVRI和2 MASS JHK所有模型的宽波段合成测光通量。MARCS的通量在光学范围内不同于ATLAS和Drift-Phoenix模式。
2013-07-03 astro-ph.SR
Atmospheres and wind properties of non-spherical AGB stars
渐近巨星分支（AGB）恒星的风驱动机制通常被归因于两个步骤：首先，恒星大气中的气体被恒星脉动引起的冲击波悬浮，然后被新形成的尘埃上的辐射压力加速向外，引起风。这种风的动力学模型通常假设一个球对称的恒星。我们探讨了复杂的恒星表面结构的潜在后果，如预测的三维（3D）星在一个盒子建模的M型AGB星，对由此产生的风的性质，旨在改善目前的风模型。使用两种不同的建模方法; CO $^5$ BOLD 3D star-in-a-box代码模拟恒星的对流、脉动内部和低层大气，DARWIN一维（1D）代码描述风加速的动态大气。比较了两种模拟方法模拟的距离为$R\sim1-2R_\star$的内大气区的气体动力学。利用CO $^5$ BOLD模型的动力学性质和光度变化作为DARWIN风模型内边界的输入，模拟了巨对流单体和脉动的作用，并探讨了它们对动力学性质的影响。CO $^5$ BOLD模型具有固有的各向异性，激波阵面不均匀，光度振幅变化，与球对称的达尔文风模型相反。采用CO $^5$ BOLD导出的内边界条件的DARWIN风模型产生的风速和质量损失率与标准DARWIN模型相当，但风在10-20年的时间尺度上显示出较大的密度变化。
2018-08-15 astro-ph.SR
Chroma+GAS: An Expedited Solution for the Chemical Equilibrium for Cool Stellar Atmospheres
我们描述了一种独特的方法，以节省解决一般化学平衡和状态方程的问题，晚型恒星，包括双原子和多原子分子，这是快速，准确，适合响应近似数据建模应用程序，并更密集的建模方法，其中的气体平衡的计算必须加快，以允许其他方面得到更现实的对待。该方法，基于一种新的经济化的牛顿的线性化萨哈和守恒方程的解决方案的方法，已在Python中实现，并作为一个独立的包，GASPy，并已集成到互动的Python大气和光谱建模代码ChromaStarPy。因此，ChromaStarPy现在可以计算气体的状态、吸收体的数密度和表面通量谱，其中包含105种化学物质，包括34种双原子和16种多原子中性分子，以及H $^-$和H $_2^+$，以及许多中性和电离的原子物质。节约的方法收敛非常迅速，大大提高了代码的相关性晚型恒星和褐矮星光谱建模。我们提供了一个简单的概述气体的方法，并提出了一些说明性的结果的化学平衡和光谱的M-型亮巨星和矮星，和比较的PHOENIX/PPRESS包的结果。所有代码都可以从OpenStars网站：www.ap.smu.ca/OpenStars获得。
2022-06-02 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamic modelling and observations of the X-class solar flare on 2011 March 9
利用辐射转移和流体动力学模拟程序RADYN研究了太阳大气对非热电子束加热的响应。描述非热电子能量分布的参数的时间演化来自硬X射线观测的一个特定的耀斑，我们比较了建模和观测参数。通过对RHESSI X射线能谱的分析，获得了2011年3月9日发生的X1. 5级太阳耀斑期间非热电子束参数的演化。RADYN耀斑模型允许演化110秒，之后电子束加热结束，然后允许继续演化300秒。模拟耀斑参数进行了比较，从极紫外光谱测定的观测参数。该模型产生了一个比观测到的更热、更密集的耀斑环，也更快地冷却，这表明在耀斑的衰变阶段需要额外的能量输入。在爆炸蒸发阶段，一个高密度的冷物质区域通过日冕向上传播。这种材料经历了温度的快速上升，因为它无法辐射掉所有通过非热电子束和热传导沉积在它上面的能量。耀斑过渡区底部的一个狭窄的高密度（$n_{e} \le 10^{15}$ cm $^{-3}$）区域是模式大气中的光学线发射源。在耀斑的整个演化过程中计算了电子的碰撞停止深度，发现低层大气的压缩可能允许电子更远地穿透到耀斑大气中，而不是安静的太阳大气。
2015-04-28 astro-ph.SR
The Solar Photospheric Nitrogen Abundance: Determination with 3D and 1D Model Atmospheres
我们提出了一个新的太阳氮丰度的测定利用太阳光球的三维流体动力学模型，这是更物理的动机比传统的静态一维模型。我们选择了合适的原子谱线，依靠等效宽度测量已经存在于文献中。对于大气建模，我们使用了co 5 bold 3D辐射流体动力学代码。我们研究了偏离当地热力学平衡（非LTE效应）和光球不均匀性（颗粒效应）对丰度的影响。我们还比较了几个图集的太阳通量和中心盘强度目前可用。作为我们分析的结果，光球太阳氮丰度为A（N）= 7.86 +/- 0.12。
2009-12-02 astro-ph.SR
The enigmatic winds of Wolf-Rayet stars: Results from dynamically consistent atmosphere modelling
本文利用动力学自洽大气建模研究沃尔夫-拉叶星星风的本质与起始机制，揭示了其随质量、金属丰度和表面氢的非线性依赖关系，并讨论了其对恒星演化的影响及待解决问题。
2022-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
GrayStar: A Web application for pedagogical stellar atmosphere and spectral line modelling and visualisation II: Methods
GrayStar是一个恒星大气和谱线建模，后处理和可视化代码，适用于课堂演示和实验室风格的任务，已在Java中开发并部署在JavaScript和HTML中。计算模型和后处理的观测数据，以及可视化由此产生的大气结构和观测数据所需的唯一软件是一个通用的Web浏览器。因此，代码将运行在任何常见的PC或相关的X86（-64）计算机上，这些计算机通常用于教室数据投影仪，在本科计算机实验室中找到，或者学生自己拥有，包括那些具有高度便携式外形的计算机，如上网本和平板电脑。用户不需要有编译源代码、阅读数据文件或使用绘图包的经验。更高级的学生可以使用普通Web浏览器提供的开发人员工具查看JavaScript源代码。该代码是基于近似的灰色大气的解决方案，并在当前常见的PC上运行足够快，以提供接近瞬时的结果，允许实时探索参数空间。我描述了Java和JavaScript所必需的计算策略和方法。在随附的文件中，我描述了用户界面及其输入和输出，并建议具体的教学应用和项目。我已经将应用程序本身以及HTML、CSS、JavaScript和Java源文件提供给社区。Web应用程序和源文件可以在www.ap.smu.ca/~ishort/GrayStar上找到。
2014-09-05 astro-ph.SR physics.ed-ph
GrayStar: A Web application for pedagogical stellar atmosphere and spectral line modelling and visualisation
GrayStar是一个恒星大气和谱线建模，后处理和可视化代码，适用于课堂演示和实验室风格的任务，已在Java中开发并部署在JavaScript和HTML中。计算模型和后处理的观测数据，以及可视化由此产生的大气结构和观测数据所需的唯一软件是一个通用的Web浏览器。因此，代码将运行在任何常见的PC或相关的X86（-64）计算机上，这些计算机通常用于教室数据投影仪，在本科计算机实验室中找到，或者学生自己拥有，包括那些具有高度便携式外形的计算机，如上网本和平板电脑。用户不需要有编译源代码、阅读数据文件或使用绘图包的经验。更高级的学生可以使用普通Web浏览器提供的开发人员工具查看JavaScript源代码。该代码是基于近似的灰色大气的解决方案，并在当前常见的PC上运行足够快，以提供接近瞬时的结果，允许实时探索参数空间。我描述了用户界面及其输入和输出，并建议具体的教学应用和项目。因此，本文可作为教师和学生的GrayStar用户手册。在随附的论文中，我描述了Java和JavaScript所必需的计算策略和方法。我已经将应用程序本身以及HTML、CSS、JavaScript和Java源文件提供给社区。Web应用程序和源文件可以在www.ap.smu.ca/~ishort/GrayStar上找到。
2014-09-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
