PARSEC V2.0: Stellar tracks and isochrones of low and intermediate mass stars with rotation
我们提出了一个新的全面收集恒星的演化轨道和等时线旋转低和中等质量的恒星组装与更新版本的PARSEC V2.0。这个版本包括我们最近对超调和旋转产生的额外混合的校准，以及对核反应网络、对流区处理、质量损失和其他物理输入参数的几项改进。恒星模型的初始质量范围从0.09 $M_\odot$到14 $M_\odot$，六组初始金属丰度，从Z=0.004到Z=0.017。旋转被认为是$\sim 1 M_\odot$以上的恒星与非旋转和非常快速旋转的模型之间的平滑过渡，基于初始质量。对于质量大于$\sim 1.3~M_\odot$的恒星，考虑了从低到临界的完整自转范围。我们采用Caffau等人的太阳尺度化学混合物，Z $_\odot$ = 0.01524。考虑了从主序前到渐近巨星分支或中心C耗尽的前几个热脉冲的所有演化阶段。相应的理论等时线进一步推导与TRILEGAL代码和转换在几个光度系统，考虑到不同的倾角。除了星等，它们还提供了许多其他恒星观测数据，这些数据与当前大型巡天提供的数据一致。新的收集是完全集成在一个用户友好的WEB界面，方便地执行恒星星族研究的好处。
2022-07-22 astro-ph.SR
Stellar models and isochrones from low-mass to massive stars including pre-main sequence phase with accretion
恒星模型网格是导出星团，特别是拥有大质量恒星的年轻星团的性质，以及提供各种质量范围内恒星形成过程的信息的有用工具。由于它们的演化时间尺度很短，大质量恒星结束了它们的生命，而它们的低质量兄弟姐妹仍然处于主序前（pre-MS）阶段。因此，年轻星团的研究需要对恒星演化的所有阶段进行一致的考虑。但是，尽管在文献中有大量的网格，一个网格占前MS吸积阶段后MS阶段在整个恒星质量范围内的演变仍然缺乏。我们建立了一个太阳金属丰度为0.8 $M_\odot$到120 $M_\odot$的恒星模型网格，包括前MS阶段的吸积。我们使用{ \sc genec}代码在这个质量范围内运行恒星模型。吸积定律的选择，以配合前MS对象的赫兹-罗素图上的观察。我们描述了我们的模型的演化轨迹和等时线。网格连接到以前的MS和MS后网格计算相同的数值方法和物理假设，这提供了最广泛的网格的质量和年龄的日期。我们的模型和相应的等时线的数值表可在线获得。
2019-03-25 astro-ph.SR
Benchmarking MESA isochrones against the Hyades single star sequence
基于盖亚EDR 3，我们重新审视并更新了毕宿疏散星团中真正的单星样本。EDR 3的视差和测光的观测不确定性很小，导致了一个严格定义的恒星序列，这是理想的测试和校准的理论恒星演化轨迹和等时线。我们基准太阳尺度的MESA演化模型对单星序列。我们发现，[Fe/H] = +0.25的非旋转MESA模型提供了一个很好的适合的恒星质量大于0.85，和非常低的质量恒星低于0.25 M $_\odot$。对于质量在0.25和0.85 M之间的恒星$_\odot$，模型系统地预测了观测到的恒星光度。对于质量大于0.35 M $_\odot$的部分对流恒星，模型的一个潜在限制是混合长度理论参数$α_{\rm ML}$调整到与太阳模型相匹配的（超绝热）对流的处方。低于0.35 M $_\odot$，恒星序列中散射的增加可能是对流接吻不稳定性的表现，这是由对流核心到包层边界的不稳定性引起的$^3$ He核能生产率的变化所驱动的。对于类似Hyades的恒星星族，将太阳尺度模型应用于太阳下质量恒星可能会导致年龄的显著低估，或者金属丰度的高估。我们建议，未来的太阳尺度的恒星演化模型的网格可以补充的质量范围为0.25至0.85 M $_\odot$的Hyades规模的模型。
2022-08-09 astro-ph.SR
Populations of rotating stars III. SYCLIST, the new Geneva Population Synthesis code
我们提出了一个新的工具，用于建立合成色星等图的同时代的恒星星族。我们研究，从理论的角度来看，恒星的轴向旋转的影响，对各种观察到的性能的单年龄恒星星族：在关闭的幅度，光度特性的演变恒星，表面速度，表面丰度，和旋转的影响，年龄测定的集群的等时线拟合。不同的初始质量，金属丰度，和零年龄的主序列（ZAMS）的旋转速度的恒星模型被用来建立内插恒星轨道，等时线，和合成集群的各种年龄和金属丰度。合成人口占ZAMS的旋转速度的初始分布的影响，倾角的影响和重力和临边昏暗，未解决的二进制和光度误差的影响。内插轨迹、等时线和合成簇可以通过公共网络界面计算。对于金属丰度在[0.002，0.014]范围内，年龄在30万年和1 Gyr之间的星系团，在主序列（MS）带上的快旋子的比例是最大的，就在关闭的下方。这是由于旋转而增加MS寿命的自然结果。在3000万年和1千兆年之间，快旋星的比例也随着星团年龄的增加而增加。当金属丰度降低时，富集恒星的比例会增加。我们表明，使用的等时线计算旋转恒星模型的初始旋转，这是代表的平均初始旋转的恒星在集群提供了一个合理的估计年龄，即使在一个真正的集群中的恒星没有开始他们的演化与相同的初始旋转。
2014-04-28 astro-ph.SR
On the Reliability of Stellar Ages and Age Spreads Inferred from Pre-Main Sequence Evolutionary Models
我们重新讨论了低质量主序前（PMS）恒星演化的问题，以及恒星在赫兹-罗素图（HRD）上的位置的观测结果。与大多数以前的工作相比，我们的模型遵循恒星，因为他们从小质量通过吸积成长，我们进行了系统的研究如何影响恒星的HRD演化的初始半径，由吸积流的辐射特性，并通过吸积的历史，使用简单的理想化吸积的历史和历史从恒星团簇形成的数值模拟。我们比较我们的数值计算结果的非吸积等时线和观察到的恒星在HRD的位置，确定是否绝对年龄和年龄色散推断从非吸积等时线是可靠的目标。我们发现，非吸积等时线有时会高估恒星年龄更大的恒星（那些有效温度高于\sim 3500 K），从而解释了为什么非吸积等时线往往表明系统的年龄差异更多和更少的大质量恒星在同一个集群。然而，我们也发现，唯一的方法来产生一个类似的高估的年龄较冷的恒星是通过选择参数，是强烈不一致的理论模型和观测约束。因此，我们得出结论，推断的年龄和年龄传播的冷恒星是可靠的，至少在一定程度上，所观察到的热光度和温度是准确的。最后，我们注意到质量吸积率的时间依赖性对低质量恒星在HRD上的演化几乎没有影响，除了那些有效温度高于\sim 4000 K的恒星，这种时间依赖性可以忽略。
2011-06-21 astro-ph.SR
PARSEC: stellar tracks and isochrones with the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code
我们提出了更新版本的代码用于计算恒星在帕多瓦的进化轨迹。这是对主要输入物理进行彻底修订的结果，同时包含了前主序星阶段，这在我们以前发布的恒星模型中是不存在的。另一个创新方面是通过将高温下的OPAL不透明度数据与我们的AESOPUS代码计算的分子不透明度相结合，可以迅速生成与任何选定的初始化学成分完全一致的准确不透明度表（Marigo & Aringer 2009）。在这项工作中，我们提出了各种初始化学成分的恒星演化模型的扩展集，而其他集不同的金属丰度和/或不同的重元素分布正在计算。对于目前发布的模型，我们采用了Caffau等人（2011）最近修订的重元素太阳分布，对应于太阳的金属丰度Z=0.0152。从所有计算的恒星轨迹集，我们也得到在几个光度系统的等时线。其目的是为社区提供基本工具，通过人口合成技术模拟星团和星系。
2012-08-22 astro-ph.SR
The Pisa Stellar Evolution Data Base for low-mass stars
在过去的十年里，从光度和光谱的角度对银河系内外的古老星团进行了令人印象深刻的观测。这些新的观测结果的理论解释需要更新的进化模型和等时线跨越广泛的化学成分。为此，我们建立了新的“比萨恒星演化数据库”的恒星模型和等时线，采用了经过良好测试的进化代码（FRANEC）实施更新的物理和化学输入。特别是，我们的代码采用现实的大气模型和更新的状态方程，核反应率和最近的太阳元素混合物计算的不透明度。在初始质量为0.30 - 1.10 Msun的范围内计算了总共32646个模型，用于216种化学成分的网格，其中金属丰度的质量分数Z从0.0001到0.01，原始氦含量Y从0.25到0.42。模型计算了太阳尺度和α增强丰度与不同的外部对流效率。相应地，在8 - 15 Gyr的年龄范围内计算了9720个等时线，时间步长为0.5 Gyr。科学界可在网上查阅整个数据库。模型和等时线进行了比较，最近的计算在文献中，并与选定的银河系球状星团的色星等图。以定量统计的方式分析了相关演化量对化学成分和对流效率的依赖性，并给出了分析公式，以方便读者使用。
2012-02-22 astro-ph.SR
The Pisa pre-main sequence tracks and isochrones. A database covering a wide range of Z, Y, mass, and age values
近年来，人们对Z <= Zsun的前主序星（pre-MS）进行了新的观测。为了充分利用在不同环境中不断增长的pre-MS恒星数据，我们需要为各种金属丰度开发更新的pre-MS模型，以便为观测到的恒星分配可靠的年龄和质量。我们提出了更新的进化前MS模型和等时线的质量，年龄，金属丰度和氦值的细网格。我们使用一个标准的和经过良好测试的恒星演化代码（即FRANEC），采用详细和现实的大气模型的外边界条件。在这个代码中，我们将额外的改进，以计算低质量恒星模型的状态方程和低温辐射不透明度相关的物理输入。我们通过互联网提供了一个大型的数据库的前MS轨道和等时线的化学成分（Z = 0.0002 - 0.03），质量（M = 0.2 - 7.0 Msun），和年龄（1 - 100万年）的太阳校准的混合长度参数α（即1.68）。对于每种化学成分，使用两种不同的混合长度值（即α= 1.2和1.9）计算了其他模型。此外，对于Z >= 0.008，我们还提供了具有两种不同初始氘丰度的模型。模型的特点进行了详细的讨论，并与文献中的其他工作进行比较。影响理论预测的主要不确定性进行了批判性的讨论。与选定的数据的比较表明，理论和观测之间有密切的一致性。
2011-07-12 astro-ph.SR
Bayesian Ages for Early-Type Stars from Isochrones Including Rotation, and a Possible Old Age for the Hyades
我们结合最近计算的恒星演化模型，使用一种新的治疗旋转与贝叶斯统计框架，以约束早期型恒星的年龄和其他属性。我们发现早期类型的恒星和星团与已知的年轻年龄，包括β Picture，昴宿星，大熊座移动群很好的协议。然而，我们得出的毕宿疏散星团的年龄要大得多（7.5亿+/-1亿年，而不是6.25亿+/-5000万年）。这一年龄的增长是由于主序星寿命随恒星自转而增加，以及主序星转折点附近的旋转模型更明亮，与质量稍大（寿命较短）的非旋转模型重叠。我们的方法使用一个大的网格的非旋转模型之间插入一个更稀疏的旋转网格，还包括一个详细的计算合成幅度作为方向的函数。我们在www.bayesianstellarparameters.info上提供了一个网络界面，可以下载我们对个别早期型（B-V<~0.25）依巴谷星的分析结果。Web界面接受用户提供的高斯金属丰度先验参数，并返回质量、年龄和方向的后验概率分布。
2015-05-28 astro-ph.SR
Orbital parameters and evolutionary status of the highly peculiar binary system HD 66051
光谱双星系统HD 66051（V414 Pup）由一颗非常奇特的CP 3（HgMn）星和一颗A-型恒星组成。它还显示了日食外的变化，这是由于化学斑点。这种组合允许推导出严格的约束条件，用于测试时间依赖的扩散模型。我们使用两种不同的方法分析了径向速度和光度数据，以确定天体物理参数和系统的轨道。适当的等时线被用来推导系统的年龄。轨道解和等时线的估计值与先前光谱研究的估计值非常一致。该系统非常接近零年龄的主序，年龄小于1.2亿年。HD 66051是一个重要的光谱双星系统，它可以用来检验解释CP 3星表面丰度的扩散理论的预言。
2018-02-27 astro-ph.SR
A large stellar evolution database for population synthesis studies. V. Stellar models and isochrones with CNONa abundance anticorrelations
我们提出了一个新的网格的恒星模型和等时线的老恒星星族，覆盖了大范围的[Fe/H]值，为重元素混合物的特点是CNONa丰度的关系，观察到在银河系球状星团恒星。分析了这种金属丰度模式对低质量恒星从主序星到水平分支阶段演化性质的影响。我们执行这些新的模型之间的比较，和我们的参考α增强计算，并简要讨论CMD显示多个主序星或亚巨星分支的影响。CN丰度对颜色- T_{eff}转换的影响的一个简短的定性讨论也被提出，突出需要确定理论颜色转换为适当的金属混合物，如果要解释观测的Stroemgren系统，或宽带滤波器bluebward的约翰逊V波段。
2009-03-04 astro-ph.SR
Cumulative physical uncertainty in modern stellar models I. The case of low-mass stars
利用我们更新的恒星演化程序，定量地评估了主要物理输入的不确定性对低质量恒星从主序星到零年龄水平支（ZAHB）演化特征的影响.我们计算了3000多个恒星轨道和等时线，更新太阳混合物，通过改变以下物理输入在其当前的不确定性范围内：1H（p，nu e+）2H，14 N（p，gamma）15 O，和三重α反应速率，辐射和传导不透明度，中微子能量损失和微观扩散速度。我们在固定网格上进行了系统的变化，以获得扰动输入值的完整交叉。统计分析了所选物理输入的变化对相关恒星演化特征的影响，如关断光度、中心氢耗尽时间、红巨星分支（RGB）尖端光度、氦核质量和天琴座RR区的ZAHB光度。对于0.9 Msun模型，关闭、RGB尖端和ZAHB光度的累积不确定性分别为$\pm$ 0.02 dex、$\pm$ 0.03 dex和$\pm$ 0.045 dex，而中心氢耗尽时间变化约为$\pm$ 0.7 Gyr。最相关的影响是由于辐射不透明度的不确定性，为后来的发展阶段，第二个最重要的影响是由于三α反应速率的不确定性。对于12 Gyr的等时线，我们发现等时线关闭时的对数光度变化为$\pm$ 0.013 dex，等时线关闭时的质量变化为$\pm$ 0.015 Msun，ZAHB和关闭时的对数光度变化为$\pm$ 0.05 dex。物理不确定性对由关断光度和垂直法推断的年龄的影响分别为$\pm$ 0.375 Gyr和$…
2012-11-04 astro-ph.SR
Empirical Isochrones for Low Mass Stars in Nearby Young Associations
年轻恒星的绝对年龄对于前主序星和星周演化的许多问题都很重要，但长期以来被认为是难以推导和校准的。在本文中，我们使用文献光谱类型和光度学来构建eta Cha、epsilon Cha和TW Hya星协以及beta Pic和Tuc-Hor移动群中低质量恒星和褐矮星的HR图中的经验等时线。一个成功的主序星前演化理论应该与这些年轻恒星群的恒星轨迹形状相匹配。然而，当比较组合的经验等时线从演化模型预测的等时线，差异导致恒星年龄估计的光谱类型（质量）的依赖。改进的对流和边界条件的处方在最新的模型的前主要序列模型导致显着改善经验和模型等时线之间的对应关系，在低温下的小偏移，可能是由观测的不确定性或模型的局限性解释。独立的模型预测，线性拟合结合这些地区的恒星轨迹提供了一个简单的经验方法来订购集群的光度与光谱类型的依赖减少。从各种现代模型计算的年龄估计，再现锂耗尽边界年龄的β Pic移动群也意味着一个~4万年的年龄为低质量的成员的上斯科OB协会，这是年轻的11万年的年龄，最近已估计为中等质量的成员。
2015-05-25 astro-ph.SR
Yunnan-III models for Evolutionary population synthesis
利用MESA恒星演化程序、BaSeL恒星光谱库以及Kroupa和Salpeter的初始质量函数，建立了云南III演化星族合成（EPS）模型，给出了1 Myr-15 Gyr范围内太阳金属丰度恒星星族（SP）的颜色和积分谱能量分布（ISED）.云南-Ⅲ EPS模型的主要特点是采用了一套自洽的太阳-金属丰度恒星演化轨迹（恒星质量为0.1 ~ 100 Msun）。这组轨迹是通过使用最先进的MESA代码获得的。MESA程序可以通过热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段为低质量和中等质量恒星演化恒星模型。通过比较，我们确认TP-AGB星的加入使SP的V-K、V-J和V-R色变红，红外辐射通量在log（t/yr）>7.6时变大（log（t/yr）~8.6时差异最大，色变大~0.5-0.2mag，K波段通量变大~2倍）。恒星演化轨迹、等时线、颜色和ISED可向第一作者索取或从我们的网站（http：//www1.ynao.ac.cn/zhangzhangfh/）获得。使用等时线，您可以构建EPS模型。现在恒星演化轨迹的格式与STARBURST 99代码中的格式相同，您可以将它们放入STARBURST 99代码中并获得SP的结果。此外，还可以根据要求获得涉及其他通带或其他系统的颜色（例如AB系统上的HST $F439W-F555W$颜色）。
2012-10-24 astro-ph.SR
Revising the ages of planet-hosting stars
利用\textsl{PA} dova \& T \textsl{R} ieste \textsl{S} tellar \textsl{E} volutionary \textsl{C} ode（PARSEC）计算的恒星轨迹和等时线，测量了行星宿主星的年龄。我们开发了基于两种不同技术的算法来确定场星的年龄：\emph{isochrone placement}和\emph{Bayesian estimation}。他们的应用程序的合成样本的同时代的明星显示的内在限制，每种方法。例如，模态年龄的贝叶斯计算倾向于选择等时线网格中的极端年龄值。因此，我们使用等时线放置技术来测量317个SWP的年龄。我们发现SWP的$\sim6\%$年龄小于0.5 Gyr。年龄分布在[1.5，2）Gyr区间达到峰值，然后下降。然而，$\sim7\%$的恒星年龄超过11 Gyr。当考虑到太阳的演化阶段时，太阳原来是一颗拥有行星的普通恒星。与文献中的年龄相比，我们的SWP年龄分布的峰值较少，并且根据等时线拟合，向较低年龄略有偏移。特别是，在文献中没有年龄低于0.5 Gyr的。
2014-12-05 astro-ph.SR
A model of anisotropic winds from rotating stars for evolutionary calculations
内容：旋转恒星的表面性质可以从极到赤道变化，导致各向异性的恒星风，这是不包括在目前可用的演化模型。目的：我们开发了一种形式主义来描述旋转恒星的质量和角动量损失，它既考虑到了不同的表面性质和扭曲，由于旋转。研究方法：采用非旋转恒星的质量损失配方，我们为旋转恒星表面上的每一点分配一个等效的非旋转恒星，其表面质量通量由配方给出。整体质量损失率和角动量损失率，然后通过在适当的变形恒星表面积分。进化模型进行了计算，我们的处方相比，目前使用的简单的质量损失增强食谱旋转恒星。结果：我们发现，质量损失率在很大程度上是不受影响的双稳态跳跃模型的旋转不敏感。对于那些受双稳定性跳跃，相对于时间的质量损失率的增加是平滑的。由于我们的处方考虑了恒星表面物理条件的变化，受双稳态跳跃影响的区域能够逐渐增长，而不是整个恒星突然受到影响。结论：我们已经提供了一个易于实现和灵活的，但物理上有意义的处方计算质量和角动量损失率的旋转恒星在一个一维的恒星演化代码相比，有利的物理上更全面的模型。我们的方案在恒星演化代码MESA中的实现可以在网上获得：https://zenodo.org/record/7437006
2023-02-21 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
Rotating Stellar Models Can Account for the Extended Main Sequence Turnoffs in Intermediate Age Clusters
我们发现，在中间年龄大麦云（LMC）集群，通常归因于年龄的传播几百万年，可以很容易地占扩展的主要序列关闭变量恒星旋转在同时代的人口。我们计算合成测光旋转恒星演化模型的网格，并插入它们产生在各种旋转速率和方向的等时线。一个扩展的主层序关闭自然地出现在颜色-星等图上，年龄在1 Gyr以下，在~1 Gyr和1.5 Gyr之间达到峰值，并在2 Gyr左右逐渐消失。然后，我们拟合我们的插值等时线的眼睛四个LMC集群非常扩展的主序列关闭：NGC 1783，1806，1846和1987。在每一种情况下，具有单一年龄和金属丰度的恒星星族可以很好地解释观测到的关闭区域的范围。新的恒星模型几乎没有预测到关闭颜色与旋转vsini的相关性：关闭的红色边缘是由慢旋转和边缘快速旋转的组合组成的。
2015-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SPOTS Models: A Grid of Theoretical Stellar Evolution Tracks and Isochrones For Testing The Effects of Starspots on Structure and Colors
一维恒星演化模型已经成功地代表了不同天体物理背景下恒星的结构和演化，但在年轻的磁活性恒星以及具有显著潮汐相互作用的近距离双星的背景下，已经注意到了复杂性。许多谜题都与主序星和活跃的主序星有关，涉及它们的半径，颜色，某些元素丰度，以及年轻星团的共融性等。对这些谜题的一个有希望的解释是磁场活动和恒星黑子对活跃恒星结构的扭曲效应。为了帮助社区评估这一假设，我们提出了恒星参数的轨道与星点（SPOTS）模型，太阳金属丰度恒星演化轨迹和等时线，其中包括治疗的结构影响的星点的网格。模型的范围为0.1-1.3 \msun，表面覆盖率从无斑到85%，由前主序演化到红巨星分支（或15 Gyr）。我们还使用精确校准的颜色表为我们的模特制作双温合成色。我们描述的物理成分包括在SPOTS模型和比较他们的预测，其他现代进化代码。最后，我们将这些模型应用于活动恒星领域的几个开放性问题，包括年轻的食双星的半径，前主序星的色标，以及次亚巨星的存在，表明我们的模型可以解释许多特殊的活动恒星的特征。
2020-02-25 astro-ph.SR
Isochrones for Old (> 5 Gyr) Stars and Stellar Populations. I. Models for $-2.4 \le$ [Fe/H] $\le +0.6$, $0.25 \le Y \le 0.33$, and $-0.4 \le$ [$α$\Fe] $\le +0.4$
本文计算了氦质量分数丰度$Y = 0.25$、$0.29$和$0.33$以及铁质量分数从$-2.4$到$+0.4$的恒星演化序列的正则网格（以0.2 dex增量），或对于范围$-2.0 \le$ [Fe/H] $\le +0.6$，$-1.8 \le$ [Fe/H] $\le +0.6$，当[ $α$ /Fe] $= 0.0$和$-0.4$，分别网格由从$0.12 {{\cal M}_\odot}$到$1.1$ - $1.5 {{\cal M}_\odot}$（取决于金属丰度）的质量轨道组成，基于最新的物理学，包括氦的引力沉降（但不是金属扩散）。提供插值软件以生成$\approx 5$和$15$ Gyr之间的任意年龄的等时线以及上述范围内的任何$Y$、[ $α$ /Fe]和[Fe/H]值。疏散星团M67等时线与已发表的色星等图的比较（[Fe/H] $\approx 0.0$）和NGC 6791（[Fe/H] $\approx 0.3$）和四个贫金属球状星团（47 Tuc，M3，M5，（M92）表明所观察到的金属丰度模型在再现集群主序列的位置和斜率方面做得相当好，巨大的树枝同样的结论可以从附近的次矮星的图中得到，这些次矮星在不同的CMD和（$\log T_{\rm eff},\,M_V$）图上具有精确的依巴谷分布和$-2.0 \le$ [Fe/H] $\le -1.0$范围内的金属丰…
2014-09-03 astro-ph.SR
Chemical abundances of fast-rotating massive stars. II. Interpretation and comparison with evolutionary models
目标：过去对快速旋转的大质量恒星的观测显示，它们的表面有正常的氮丰度，这引起了人们对旋转混合范式的质疑。我们重新审视这个问题，由于明亮的快速旋转OB星的样本的光谱分析，在高转速下的旋转混合的效率进行量化的目标。方法：我们的样本由40个主序列上的快速旋转子组成，光谱类型在B0.5和O4之间。我们比较的丰度的一些关键元素指标的混合（他，CNO）与预测的演化模型的单一对象和恒星的相互作用的二元系统。结果如下：一半样本恒星的性质可以通过单一演化模型重现，即使是在可能或确认的双星的情况下，因此可以在预相互作用配置中是真正的单星。其余样品的主要问题是[N/O]丰度比不匹配（我们确认存在快速旋转体，缺乏氮富集）和/或模型无法解释的高氦丰度。修改单星模型中的扩散系数并不能解决问题，因为它不能同时重现我们目标的氦丰度和[N/O]丰度比。由于它们中的一部分实际上是二进制的，我们还比较了它们的化学性质与预测的后传质系统。我们发现，这些模型可以解释大多数目标的丰度测量，包括一些最富氦的目标，但在其他情况下无法重现它们。因此，我们的研究表明，目前的模型中仍然缺少一些物理成分。
2017-06-21 astro-ph.SR
Towards precise stellar ages: combining isochrone fitting with empirical gyrochronology
我们提出了一种新的年龄测定技术，结合陀螺年代学与等时线拟合推断年龄的FGKM主序星和次巨星场。旋光年代学和等时线拟合都能为赫罗图中某些区域的恒星提供相对精确的年龄：旋光年代学最适合于冷的主序星，而等时线拟合则能为主序星转折点附近的恒星提供精确的年龄。结合起来，这两种年龄测定技术可以为更广泛的恒星质量和演化阶段提供精确和准确的年龄，而不是单独使用的方法。我们证明了恒星在Hertzsprung- Russell图或色星等图上的位置可以与其自转周期相结合，同时通过等时线拟合和陀螺年代学来推断精确的年龄。我们发现，将旋转周期与5%的不确定性到恒星演化模型提高年龄精度的FGK恒星的主要序列，并可以，平均而言，提供年龄估计高达三倍更精确的等时线拟合。此外，我们提供了一个新的gyrochronology关系，校准的Praesepe集群和太阳，其中包括一个方差模型来捕捉旋转行为的恒星的旋转周期不延长与时间的平方根，和部分的赫兹斯普朗-罗素图的gyrochronology尚未校准。这份出版物附带了一个开源Python包stardate，用于从旋转周期，光谱参数和/或视星等和星等推断主序星和次巨星FGKM星的年龄。
2019-08-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
New evolutionary models for pre-main sequence and main sequence low-mass stars down to the hydrogen-burning limit
我们提出了低质量恒星的新模型，一直耦合大气和内部结构的氢燃烧极限，从而取代了广泛使用的BCAH 98模型。新模型包括更新的分子线性和太阳丰度，以及在2D/3D辐射流体动力学模拟上校准的大气对流参数。这些模型与观测结果的比较，在各种颜色的星等图，为不同的年龄显示显着改善前几代的模型。新模型可以解决以前模型中存在的缺陷，例如与M矮星观测相比，光学颜色太蓝的预测。他们还可以重现四个组成部分的年轻的四重系统LkCa 3在一个单一的等时线的彩色星等图，在任何现有的模型。在本文中，我们还强调了在比较模型和观测结果时需要保持一致性，并需要使用基于相同大气结构的进化模型和颜色。
2015-03-13 astro-ph.SR
Period-luminosity relations of fast-rotating B-type stars in the young open cluster NGC3766
我们研究了快速旋转的主序星B型星的脉动性质，使用非径向低频模式的线性非绝热分析，考虑到旋转的影响。我们比较的$κ$机制在Fe不透明峰与新发现的周期光度关系，是服从年轻的疏散星团NGC 3766中的一组快速旋转的B型恒星的$g$和逆行$r$模式的激发的反扇形$g$和逆行$r$模式的属性。观测到的关系由周期与震级图中的两个序列组成，周期短于0.5天。我们发现，这个属性是一致的类似的周期-光度关系预测的激发扇区的角位阶$g$和$m=-2$在快速旋转的恒星沿等时线模式。我们进一步表明，一些快速旋转的恒星，具有光度变化的周期超过一天，可能是由$r$模式脉动预测在这些恒星中被激发。一个快速旋转的恒星，特别是，显示出短和长的周期，可以解释为同时激发的$g$和$r$模式脉动的快速旋转的恒星模型。
2017-02-08 astro-ph.SR
Evolutionary Status of T Tauri Stars
讨论了利用金牛座T星的演化状态确定其质量和年龄的问题。我们使用12颗金牛座T型双星（TTS）和2颗红矮星的观测参数对D 'Antona\& Mazzitelli（1994）、Dotter et al.（2008）、Bressan et al.（2012）和Chen et al.（2014）、Baraffe et al.（2015）的主序前演化模型进行了检验。结果表明，使用所有模型的轨道得到的质量与质量$M > 0.7 M_{\odot}$（平均误差$\varepsilon\sim10\% $）TTS的观测得到的质量是很好的协议。具有$M \le 0.7 M_{\odot}$的低质量恒星有明显更大的平均误差：Bressan等人和Chen等人的轨道为$\varepsilon \sim 50\%$，其他轨道为$\varepsilon \sim 30\%$。对于质量为$M \le 0.7 M_{\odot}$的恒星，所有测试的演化模型的等时线都是发散的。这种差异随着质量的减小而增大，对于质量为$M = 0.2 M_{\odot}$的恒星，其差异可达开尔文-亥姆霍兹时间的10%。大多数被认为是金牛座T星的年龄小于开尔文-亥姆霍兹时间。这证实了它们是前主序星的演化状态。
2018-04-15 astro-ph.SR
Astrophysical properties of 600 bonafide single stars in the Hyades open cluster
本文利用盖亚数据筛选出毕宿星团600颗真实单星，通过PARSEC等龄线拟合确定其质量、温度、光度和表面重力，为恒星演化模型和系外行星研究提供基准。
2023-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotating Stars from Kepler Observed with Gaia DR1
最近的盖亚数据第1版的天体测量数据已与来自开普勒的已知旋转周期的恒星样本进行了匹配。总共有1，299颗明亮的旋转恒星从盖亚源的子集中恢复，具有良好的天体测量解决方案，大多数温度超过5000 K。从这些源中，894个被选择为位于主序列附近，使用它们的绝对G-波段幅度。这些主序星的自转周期分布呈现双峰性，大致以六亿年的自转等时线为中心。这一特征与开普勒在较冷恒星中发现的双峰周期分布相匹配，但由于亚巨星的样本污染，以前未在太阳型恒星中发现。发现自转周期和总自行之间的联系很微弱，这表明周期双峰是由于距离太阳约300 pc的恒星的年龄分布，而不是角动量快速损失的阶段。这项工作强调了通过结合开普勒的时间监测和盖亚的天体测量数据来理解恒星星族的独特力量。
2016-11-28 astro-ph.SR
Galactic Globular and Open Clusters in the Sloan Digital Sky Survey. II. Test of Theoretical Stellar Isochrones
我们使用本系列的前一篇文章中获得的星团基准序列，对乌格里兹主序星的理论恒星模型进行了广泛的测试。我们使用耶鲁大学旋转演化代码（YREC）更新输入物理生成一组等时线，并从MARCS模型大气中获得乌格利兹的幅度和颜色。这些模型在所采用的聚类参数的误差范围内，在很宽的金属丰度范围内匹配聚类主序列。然而，我们发现在较低的主序（Teff < ~4500 K）的太阳金属丰度和以上的星系团的模型颜色有很大的差异。使用Girardi等人和Dotter等人的理论等时线，但我们的新模型通常与数据更吻合。使用我们的理论等时线，我们还获得了主序拟合距离和关闭年龄的五个关键球状星团，并证明了有能力获得这些数量的光度数据在斯隆数字巡天。特别地，我们在参数估计中利用多个颜色指数（g - r、g - i和g - z），这允许我们评估内部系统误差。我们的距离估计，与误差σ（米- M）= 0.03-0.11等的个别集群，是一致的基于依巴谷的次矮星拟合距离来自约翰逊-斯特龙格伦或测光系统。
2009-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotating Wolf-Rayet stars in a post RSG/LBV phase. An evolutionary channel towards long-duration GRBs?
我们研究了银河系WR星的性质及其环境，以确定可能导致LGRB形成的演化通道。为了这个目的，我们编译可用的信息的spectropolarimetric属性，CS喷出物的存在下，和CS的速度在银河系WR星的环境。我们使用线性线去极化作为旋转的指标，星云形态作为恒星喷出物的指标，和速度模式的紫外线吸收功能作为CS环境中的速度增加的指标。我们发现，约23%的WR星与“可能的喷出物星云”占主导地位的人口WR星的旋光光谱签名的旋转，而WR星没有这样的星云很少显示旋转的迹象。相应的天体很可能是在前一个RSG或LBV阶段之后的早期阶段，并且由于WR阶段的强烈质量损失而尚未失去它们的角动量。从他们的光度周期，我们估计旋转参数的范围Ω = 0.04. 0.25，相当于中等转速36…每秒120公里。这些值是非常不确定的，但符合特定的表面角动量要求的LGRB祖。我们的研究结果表明，在银河系中，主要是“年轻”WR星后不久，RSG/LBV阶段显示旋光光谱签名。因此，它们的自转速率可能比大多数银河系WR星都要高。根据他们估计的比表面角动量，在这个阶段爆炸的恒星的一个分组可能代表一个进化的通道，在高金属丰度的LGRB，相当于银河系。
2012-10-12 astro-ph.SR
Spectral characteristics of fast rotating metal-poor massive stars
Astronomical Institute of the Czech Academy of Science（捷克科学院天文研究所）；Nicolaus Copernicus University（尼古拉·哥白尼大学）
研究快速自转的金属贫乏大质量恒星的光谱特性，通过恒星演化和大气建模预测不同阶段的合成光谱，并利用ULLYSES计划进行观测对比。
2026-03-09 astro-ph.SR
A blue-straggler merger scenario origin for the $γ$~Persei binary system
Konkoly Observatory, HUN-REN CSFK（孔科利天文台，匈牙利研究网络学术卓越中心）；MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越中心）；ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学）
通过等时线拟合和恒星演化模型，发现γ Persei双星无法用标准双星演化解释，提出其主星由三体系统中的一对主序星并合形成，并限定了并合时间与质量范围。
2026-06-12 astro-ph.SR
A Comparison of Rotating and Binary Stellar Evolution Models: Effects on Massive Star Populations
旋转和与双星伴星的相互作用都可以显着影响大质量恒星的演化，改变内部和表面的丰度，质量损失率和机制，观测到的温度和光度，以及它们最终的核心坍缩命运。Geneva和BPASS恒星演化代码分别包括旋转和双星演化效应的详细处理，并可以说明这些现象对大质量恒星和恒星星族的影响。然而，如果我们希望使用这两种广泛使用的代码来解释观测结果，那么直接比较它们是至关重要的。特别是，旋转和双星模型将预测不同的年轻恒星星族，影响恒星星族合成（SPS）的输出和基于常用工具（如恒星计数比）对大质量恒星样本的解释。在这里，我们比较了日内瓦和BPASS演化模型，使用我们以前的工作中引入的内插SPS方案和一种新的贝叶斯框架，提出了第一次深入的直接比较大规模的恒星星族产生的单，旋转和二进制非旋转演化模型。我们计算两个模型的预测值的恒星计数比，并比较结果的观测大质量恒星的Westerlund 1，$h + χ$英仙座，麦哲伦云。我们还考虑了观测和模型的局限性，以及如何在SPS模型中定量地包含观测完整性限制。我们证明，这里提出的方法，当与强大的恒星演化模型相结合，提供了一个潜在的手段，估计大质量恒星在大恒星星族的物理性质。
2020-04-27 astro-ph.SR
The Role of Dust in Models of Population Synthesis
本文通过引入含尘埃壳的 AGB 星演化模型和光谱库，修订了 Padua 等龄线库并构建新的单代恒星族模型，成功再现了麦哲伦云中 AGB 星的颜色-星等图分布特征。
2013-09-23 astro-ph.SR
Models for Metal-Poor Stars with Different Initial Abundances of C, N, O, Mg, and Si. III. Grids of Isochrones for $-2.5 \le$ [Fe/H] $\le -0.5$ and Helium Abundances $Y = 0.25$ and $0.29$ at Each Metallicity
假设氦丰度为$Y = 0.25$和$0.29$的质量分数，$-1.5 \le$ [Fe/H] $\le -0.5$范围内的11种金属丰度，以0.2 dex为增量，对C、N和O丰度的几种变化中的每一种计算了$0.12 \le M/M_\odot \le 1.0$的恒星演化轨迹。这样的计算提供的混合物与[O/Fe]之间的$+0.4$和$+0.8$，不同的C：N：O的比例在一个固定的值[CNO/Fe]，和增强的C。计算机代码提供这些网格内插，以产生年龄$> 7$陀螺仪等时线，并产生的幅度和颜色的许多宽带滤波器使用热辐射校正的基础上MARCS模型的大气和合成光谱。模型进行了比较：（一）类似的计算产生的其他工人，（二）观察到的紫外线，光学和红外色星等图（CMD），（三）的有效温度，$(V-I_C)_0$和$(V-K_S)_0$颜色的Pop. II恒星在太阳附近，和（四）经验数据的绝对星等的尖端的巨大分支（TRGB）。的等时线是特别成功的再现所观察到的形态观察到的CMD和满足TRGB约束。它们也很好地解释了球状星团中低质量恒星的红外颜色，表明它们具有[O/Fe] $\approx +0.6$，尽管仍然存在一些挑战。
2022-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isochrone-cloud fitting and asteroseismology of the Kepler open cluster NGC6866
Institute of Astronomy, KU Leuven（KU鲁汶大学天文学研究所）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Department of Astrophysics, IMAPP, Radboud University Nijmegen（拉特罗布大学IMAPP天体物理学系）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究不同输入物理和初始条件计算的等时线对开普勒开放星团NGC6866年龄测定的影响，并与来自开普勒光度计的恒星地震学年龄进行比较。利用Gaia DR3数据识别180个星团成员，开发了考虑输入物理中范围参数的等时线-云拟合方法，识别出变星并进行建模。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bayesian Investigation of Isochrone Consistency Using the Old Open Cluster NGC 188
本文提供了一个详细的比较的差异，从星团的颜色星等图取决于所使用的过滤器和模型的参数。我们检查的一致性和可靠性的拟合三个广泛使用的恒星演化模型的光学和近红外测光的老疏散星团NGC 188的15个组合。光学滤波器响应曲线与理论系统的响应曲线相匹配，因此不是拟合不一致的来源。NGC 188非常适合本研究，这要归功于各种高质量的测光和可用的自行和径向速度，使我们能够删除非星系团成员和许多双星。我们的贝叶斯拟合技术产生推断值的年龄，金属丰度，距离模量和吸收的光度带组合和恒星模型的函数。我们发现，历史上青睐的UBV和VRI的三个波段组合可以是有意义的不一致，彼此和较长的基线数据集，如UBVRIJHKs。各套模型之间的差异也可能很大。例如，将Yi et al.（2001）和Dotter et al.（2008）模型拟合到NGC 188的UBVRIJHKs测光，得到以下星系团参数：年龄={5.78 ± 0.03，6.45 ± 0.04} Gyr，[Fe/H]={+0.125+-0.003，-0.077+-0.003} dex，m-M={11.441+-0.007，11.525 +-0.005} mag，Av={0.162+-0.003，0.236 +-0.003} mag，分别在正式的拟合误差内，这两个拟合是实质上和统计上不同的。使用不同的过滤器和模型之间的这种差异是一个警示故事，关于我们目前的能…
2015-01-06 astro-ph.SR
First grids of low-mass stellar models and isochrones with self-consistent treatment of rotation : From 0.2 to 1.5 M_\odot at 7 metallicities from PMS to TAMS
我们提出了一个扩展的网格的国家的最先进的低质量恒星的恒星模型，包括更新的物理（核反应率，表面边界条件，质量损失率，角动量输运，扭矩和旋转引起的混合处方）。我们的目的是评估风制动，现实的大气处理，旋转和旋转引起的混合的结构和旋转的演变，从前主序列的关闭的影响。使用STAREVOL代码，我们提供了一个更新的PMS网格。我们计算了7种不同金属丰度的恒星模型，从[Fe/H] = -1 dex到[Fe/H] = +0.3 dex，太阳成分对应于$Z=0.0134$。初始恒星质量范围从0.2到1.5 \Ms，在一个太阳质量附近有额外的网格细化。我们还提供了三种不同的初始旋转速率（慢，中，快）与处方风制动和磁盘耦合的时间尺度校准年轻的疏散星团的观测性能的旋转模型。旋转混合包括稳定分层区域中湍流各向异性的最新描述。我们的模型在太阳金属丰度的整体行为-和它的本构物理-通过与各种分布式的进化轨迹的详细比较进行验证。主要的区别来自于表面边界条件和初始太阳成分的选择。该模型包括旋转与我们的处方角动量提取和自洽形式主义的角动量输运是能够再现的旋转周期分布观察到的年轻疏散星团在一个广泛的质量范围。这些模型是公开提供的，可用于分析来自目前和即将进行的盖亚、TESS和PLATO等小行星地震和光谱调查的数据。
2019-05-21 astro-ph.SR
The Age and Age Spread of the Praesepe and Hyades Clusters: a Consistent, ~800 Myr Picture from Rotating Stellar Models
我们用有自转和无自转的恒星模型拟合了Praesepe和Hyades疏散星团的上主序。当忽略自转时，我们发现没有单一的等时线可以在星团的光谱金属丰度下拟合整个上主序：在高显著性下，大质量恒星似乎比小质量恒星更年轻。这种差异与早期的研究是一致的，但当包括恒星旋转时就消失了。这两个星团的整个上主序都非常适合于800万年前恒星的分布，光谱测量的[Fe/H]=0.12。超过约600- 6.5亿年的一致年龄的增长是由于太阳金属丰度的修订（从$Z_\odot \approx 0.02$到$Z_\odot \approx 0.014$）和主序星寿命的延长以及快速旋转的光度增加。我们的研究结果表明，旋转可以消除需要大的年龄分布在中间的年龄集群，这些集群可能显着老比普遍接受的。Hyades/Praesepe年龄约为8亿年，也需要重新校准旋转/活动年龄指标。
2015-05-29 astro-ph.SR
StelNet: Hierarchical Neural Network for Automatic Inference in Stellar Characterization
通过观测来描述恒星的基本参数对于研究恒星本身、其行星以及整个星系至关重要。恒星演化理论预测恒星的性质是恒星年龄和质量的函数，通过将观测数据拟合到合成等时线，可以将观测值转化为恒星的物理参数。然而，重叠的进化轨迹的复杂性往往使这项任务在数值上具有挑战性，并且精度可能高度可变，这取决于观察所处的参数空间的区域。这项工作介绍了StelNet，这是一个在恒星演化轨道上训练的深度神经网络，可以快速准确地从绝对光度和有效温度预测接近太阳金属丰度的恒星的质量和年龄。基本模型没有对演化阶段做出任何假设，而是包括了主序前阶段。我们使用自举和训练许多模型来量化模型的不确定性。为了打破模型的内在退化造成重叠的进化路径，我们还建立了一个分层模型，检索现实的恒星质量和年龄的后验概率分布。我们进一步测试和训练StelNet使用样本的恒星具有良好的确定质量和年龄的文献。
2021-06-14 astro-ph.SR
Detailed AGB evolutionary models and near infrared colours of intermediate-age stellar populations: Tests on star clusters
我们调查的影响，渐近巨星分支恒星的综合颜色的星团的年龄之间的~100万年和几个千兆年，组成典型的麦哲伦云。我们使用最先进的恒星演化模型，涵盖了整个热脉冲阶段，并考虑到尘埃信封上出现的光谱的影响。我们提出了一种替代的方法，通常的等时线方法，并计算综合通量和颜色使用Monte Carlo技术，使我们能够考虑到统计波动，由于典型的少数星团恒星。我们演示了如何统计变化的渐近巨星分支恒星的数量和温度和光度变化在热脉冲从根本上限制了准确性的比较（和校准，人口合成模型，需要校准的渐近巨星分支贡献的总光度）与星团集成光度。当观察到的综合颜色的个人和堆叠的麦哲伦星云的集群相比，我们的预测相匹配，以及大多数的意见，统计波动时，考虑到，虽然有一些（但不是所有）的意见在狭窄的年龄范围内的差异。
2014-03-11 astro-ph.SR
Optical Interferometry of early-type stars with PAVO@CHARA. I. Fundamental stellar properties
本文利用CHARA阵列的PAVO合束器对7颗主序星和3颗巨星进行了干涉观测，光谱类型从B2到F6。我们直接测定了这些天体的角直径，平均精度为2.3%。我们还计算了辐射热通量使用现有的测光在可见光和红外波长，以及空间紫外光谱。结合精确的\textit{Hipparcos}方程，我们导出了一组恒星的基本性质，包括线半径、光度和有效温度。拟合后者计算等时线模型，我们推断的质量和年龄的恒星。得到的有效温度是在良好的协议（在3%的水平）与几乎独立的温度估计光谱。他们验证了最近的六阶多项式（B-V）- $T_\mathrm{eff}$经验关系\citep{Boyajian2012a}，但建议更保守的三阶解\citep{vanBelle2009}可以充分描述光谱类型为A0及以后的主序星的（V-K）- $T_\mathrm{eff}$关系。最后，我们已经比较了质量值结合表面重力与推断的恒星半径（\textit{gravity mass}），并作为计算的光度和温度值与恒星演化模型（\textit{isochrone mass}）的比较结果。观测到的恒星之一，$γ$ \，天琴座，等时线和重力质量之间的强烈差异，表明恒星大气参数的测定应加以修订。
2013-06-25 astro-ph.SR
Spectropolarimetric follow-up of 8 rapidly rotating, X-ray bright FK Comae candidates
我们对演化的、快速旋转的、磁性活跃的、显然是单一的FK Comae恒星的理解受到了它们的极端稀有性的阻碍：除了FK Comae本身之外，目前只有两颗恒星被认为是这类恒星的成员。最近，在\emph{Kepler-Swift}活动星系和恒星（KSwAGS）巡天的背景下，确定了20多颗候选FK后发座型恒星的样本。我们对其中8个候选项使用ESPaDOnS@CFHT获得的高分辨率斯托克斯$V$观测结果进行了分析。我们发现，这些目标都不能被认为是FK彗星类的成员，主要是基于他们推断的旋转速度和检测光谱二进制同伴。然而，2个目标显示出磁活动的证据，并具有异常高的投影旋转速度（$v\sin{i}$）相对于与类似演化状态的恒星相关的典型值。EPIC 210426551有一颗$v\sin{i}=209\,{\rm km\,s}^{-1}$，估计质量为$1.07\,M_\odot$，部分基于它的金属丰度${\rm [M/H]}=-0.4$，它是一颗演化的主序星或前主序星。KIC 7732964的质量为$0.84\,M_\odot$，位于红巨星分支的底部附近，并显示出$v\sin{i}=23\,{\rm km\,s}^{-1}$。我们发现，这两个对象有类似的特点FK COM（虽然不那么极端），他们的快速旋转可能是不一致的预测一个单一的恒星演化历史。为了更好地限制它们的进化状态以及它们是否有短周期的双星伴星…
2020-05-19 astro-ph.SR
Eccentric orbits and apsidal motion in the eclipsing binaries EK Cep and HS Her
我们提出了第一个现代分析的两个年轻的，食双星，EK Cep和HS她，基于新的，地面的，CCD多色光变曲线以及TESS观测，径向速度曲线，和日食计时测量。恒星的轨道和恒星参数由罗氏模型确定，它们的演化状态使用网格的等时线和演化轨迹进行检查。我们发现HS Her的年龄为2500 - 3200万年，它的组成部分位于零龄主序上;在1600 - 2000万年的年龄，EK Cep的主星也位于ZAMS上，但它的副星是一颗前主序星。这两个双星都有轻微的偏心轨道和显示拱点运动。基于更新的日食时间和光谱证据，我们排除了先前假设的HS Her第三成分的存在。
2022-07-20 astro-ph.SR
Rotating Stars from Kepler Observed with Gaia DR2
我们已经将盖亚数据发布2的天体测量数据与开普勒测量的旋转周期的恒星样本进行了匹配。使用30，305颗距离估计良好的恒星，我们选择了16，248颗可能是主序中的单星，这些单星的中心在0.5等的1 Gyr等时线区域内，从样本中删除了许多次巨星和未解决的双星。旋转周期双峰性最初由McQuillan等人（2013）发现，在525 pc的恒星中清晰地恢复，但在更远的距离上无法检测到。这种双峰性也与银河系的高度相关，当恒星的高度超过Z>90 pc时，高度会大幅下降。我们还发现了一个显着的宽度在恒星主序列的$ΔM_G$ ~0.25等，以及增加旋转周期的相干梯度正交的主序列。我们将其解释为恒星角动量随时间损失的特征，这意味着在主序上存在相应的对角年龄梯度。恒星演化模型预测颜色和光度的变化在幅度上是一致的，但在方向上是不一致的，与我们所探测到的梯度所需的变化是一致的。这种旋转梯度表明，主序星演化产生的偏移量在颜色-星等空间中比目前预测的模型更加正交于零年龄主序星，并可能为恒星演化和陀螺年代学模型提供新的测试。
2018-07-25 astro-ph.SR
Constraints on the origin of the massive, hot, and rapidly rotating magnetic white dwarf RE J 0317-853 from an HST parallax measurement
我们使用的视差测量RE J 0317-853，以确定其质量，半径和冷却年龄，从而限制其进化的起源。我们利用哈勃空间望远镜的精密制导系统对RE J 0317-853进行了观测，测量了RE J 0317-853和它的伴星无磁白矮星LB 9802的视差。此外，我们还利用SMARTS望远镜的Boller & Chivens摄谱仪获取了对比星的光谱，对视差零点进行了校正。对于校正视差，我们确定的半径，质量和冷却年龄的进化模型的帮助下，从文献。RE J 0317-853的属性使用视差信息来约束。我们讨论了不同情况下的核心组成和不确定的有效温度。我们确认RE J 0317-853在所有情况下都接近于克拉塞卡的质量极限，几乎和它的同伴LB 9802一样古老。RE J 0317-853的精确演化历史取决于我们对其有效温度的了解。如果我们假设有效温度在30000到50000之间的较冷端，它可能有一个单一的恒星祖先;如果T_eff在较热端，RE J 0317-853的双星合并情况变得更合理。
2010-08-09 astro-ph.SR
Precise Stellar Age Constraints and Habitable Zone Evolution in Exoplanet Systems
Embry-Riddle Aeronautical University（埃姆布里-阿瑟航空大学）；Northwestern University（西北大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）
本研究使用BASE-9代码对146颗主星周围149颗宜居带行星的主星年龄进行精确约束，追踪宜居带迁移以确定后续高分辨率表征的理想目标，为行星宜居性演化研究提供支撑。
2026-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Determining stellar parameters of asteroseismic targets: going beyond the use of scaling relations
天文地震参数使我们能够测量在银河系中观测到的场巨星的基本恒星属性。到目前为止，大多数这样的确定是基于简单的标度关系，涉及大的频率间隔Δν和最大功率的频率ν $_{max}$。在这项工作中，我们实现了Δν和周期间隔，ΔP，计算沿着恒星演化轨迹的详细网格，恒星等时线，因此在贝叶斯方法的参数估计。用合成数据进行的试验表明，只要有精确的地震参数，可以分别以5%和19%的典型精度确定质量和年龄。加上恒星光度的独立信息，这些值可以分别下降到3%和10%。应用这些方法对NGC 6819巨星产生的平均年龄与等时线拟合的结果一致，并且没有证据表明RGB和RC星之间存在系统差异。然而，NGC 6819恒星的年龄分散度比预期的要大，至少部分的分散度是由于经历了质量转移事件的恒星。
2017-01-17 astro-ph.SR
The Evolution and Properties of Rotating Massive Star Populations
我们研究了大质量（>10 Msun），旋转，单星恒星星族的各种初始旋转速率（v/vcrit=0.0，0.2，0.4，0.5，和0.6）的综合性能。我们耦合新的MESA等时线和恒星轨迹（MIST）模型的灵活的恒星星族合成（FSPS）包，扩展恒星星族合成模型，包括非常大质量的恒星（>100 Msun），这可能是显着的第一个~4万年后的星暴的贡献。这些模型预测的电离光度与最近对年轻核星团的观测结果一致。我们还构造了假设初始自转速率分布的复合恒星星族。即使在低金属丰度的环境中，旋转有一个显着的大质量恒星的演化的影响，我们发现，恒星星族模型需要一个显着的贡献，从快速旋转（v/vcrit>0.4）的恒星，以维持生产电离光子超过几个百万年后的星暴。这些结果对大质量恒星的宇宙再电离和解释高红移恒星形成星系中的星云发射线具有潜在的重要意义。
2017-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
PARSEC evolutionary tracks of massive stars up to $350 M_\odot$ at metallicities 0.0001$\leq Z \leq$0.04
我们补充PARSEC数据库的恒星演化轨迹与大质量恒星的新模型，从主序前阶段的中央碳点火。我们考虑了一个广泛的范围内的金属丰度，0.0001 $\leq Z \leq$ 0.04和初始质量高达$M_{\rm ini}=350\,M_\odot$。与我们以前的大质量恒星模型的主要区别是，当恒星与爱丁顿光度之比$Γ_e$接近1时，采用了一种新的形式来解释质量损失的增强。有了这种新的形式主义，模型能够再现在银河系和大麦云云的颜色星等图中观察到的汉弗莱-戴维森极限，没有一个特设的质量损失增强。我们还遵循最近的风模型的预测表明，金属丰度的质量损失率的依赖变得较浅时，$Γ_e$接近统一。因此，我们发现，更大的恒星可能遭受重大的质量损失，即使在低金属丰度。我们还预测，汉弗莱-戴维森极限应该变得更明亮的金属丰度降低。我们补充了新的理论测热校正表的演变轨迹，有用的比较轨道和等时线的意见。为了这个目的，我们同质化现有的恒星大气库的热和冷的恒星（PoWR，ATLAS 9和凤凰），我们添加，在需要的地方，新的大气模型计算与WM基本。质量，年龄和金属丰度网格是完全足够的非常年轻的恒星系统，在本地和遥远的星系的性能进行详细的调查。新的轨道取代了以前的帕多瓦大质量恒星模型。
2015-08-11 astro-ph.SR
IC 4665 DANCe I. Members, empirical isochrones, magnitude distributions, present-day system mass function, and spatial distribution
上下文恒星形成的研究是极具挑战性的，因为缺乏完整和干净的年轻，附近的星团和恒星形成区的样本。最近的盖亚DR 2目录与深，地面COSMIC DANCe目录相补充，提供了一个前所未有的准确性的新数据库，以重新访问星团和恒星形成区域的成员。3000万年前的疏散星团IC 4665是这个年龄段为数不多的著名星团之一，它是测试演化模型和研究行星形成的绝佳目标。目标。我们的目标是提供一个全面的成员分析IC 4665和研究以下属性：经验等时线，距离，震级分布，现今系统的质量函数，和空间分布。方法.我们使用的盖亚DR 2目录与DANCe目录一起寻找成员使用的概率模型中的集群和背景人口的可观测量的分布。结果我们得到了819个候选成员的最终名单，涵盖了12.4等的范围（7 < J < 19.4）。我们发现50%是新的候选人，我们估计保守的污染率为20%。这个独特的成员样本使我们能够获得一个现今的系统质量函数在0.02-6 Msun的范围内，这揭示了一些细节没有看到在以前的研究。此外，他们赞成这个年轻的疏散星团的球对称空间分布。结论.我们的成员分析表明，相对于以前的研究，数量和质量（低污染）都有显着增加。因此，它提供了一个很好的机会，重新审视其他基本参数，如年龄。
2019-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Inflation and Stellar Mass II: On the Radii of Single, Rapidly Rotating, Fully Convective M Dwarf Stars
主序星，食双星中的完全对流M矮星被观察到比恒星演化模型预测的大$10-15\%$。对这种差异的一种解释涉及到强磁场的影响，这是通过发电机过程由快速旋转引起的。尽管如此，少数单个的、缓慢旋转的M矮星的半径测量结果似乎也比模型预测的要大，这表明旋转或双星可能不是造成这种差异的唯一原因。我们测试是否单个，快速旋转，完全对流的恒星也比预期的大，通过测量它们的$R \sin i$分布。我们结合光度旋转周期的文献旋转加宽（$v \sin i$）的测量报告在这项工作中的样本88快速旋转M矮星。使用贝叶斯框架，我们发现，恒星演化模型低估半径的$10-15\% \substack{+3 \\ -2.5}$，但在更高的质量（$0.18<M<0.4 M_{Sun}$）的差异只有约$6\%$和可比的干涉和食双星的结果。在最低质量（$0.08<M<0.18 M_{Sun}$），我们发现观测和理论之间的差异是$13-18\%$，我们认为，差异是不太可能是由于年龄的影响。此外，我们发现我们的样本和少数具有干涉半径的M矮星之间没有统计上显著的半径差异。我们的结论是，无论是旋转或双星是负责膨胀半径的完全对流的M矮星，和所有的完全对流的M矮星大于模型预测。
2018-04-11 astro-ph.SR
Rotating models of young solar-type stars : Exploring braking laws and angular momentum transport processes
利用包含物理成分的一维旋转演化模型，研究了太阳型恒星从主序前到太阳年龄的预测旋转演化。采用Maeder和Zahn的方法，利用STAREVOL程序计算了包含外部恒星风矩和内部角动量输运的太阳型恒星旋转演化模型。我们探讨了不同的形式主义和处方可从文献中。我们测试了预测的模型对最近的旋转周期数据，从广泛的测光调查，锂丰度的太阳质量的恒星在年轻的集群，和日震旋转配置文件的太阳。我们找到了一个最佳匹配的组合处方的内部运输和表面提取角动量。这种组合提供了一个非常好的适合所观察到的太阳型恒星从早期演化到太阳年龄的旋转周期的演变。此外，我们表明，快速旋转经历更强的耦合之间的辐射区域和对流信封。然而，不管这套方法如何，我们都无法同时重现太阳表面的角速度和内部轮廓，也无法重现锂丰度的演化。我们确认的想法，额外的运输机制必须发生在太阳型恒星，直到他们达到太阳的年龄。这些过程是否与在更高级的演化阶段解释最近的星震数据所需的过程相同，仍然是一个悬而未决的问题。
2016-01-08 astro-ph.SR
New BVIc Photometry of Low-mass Pleiades Stars: Exploring the Effects of Rotation on Broadband Colors
本文对350个9 < V < 17的昴星团自行成员提出了新的BVIc测光方法。重要的是，我们的新目录包括大量的K和早期M型恒星，大约是这个基准星团中具有良好校准的Johnson/Reynins光度学的低质量恒星数量的两倍。我们结合我们的新的测光与现有的测光从文献中定义一个纯粹的经验等时线在昴星团年龄（~ 1亿年），从V=9延伸到17。我们用经验等时线识别了48颗新的可能双星和14颗可能的非成员星，并将光度学识别的单星与它们在色星等图（CMD）中的预期位置进行了比较。在1亿年前，K中期和M早期的恒星被预测位于零龄主序星（ZAMS）之上，尚未到达ZAMS。我们发现，在B-V与V CMD中，中K和早期M矮星反而被移到ZAMS下方（或蓝向）。使用恒星先前报告的旋转周期，我们发现旋转周期和CMD位移之间存在高度统计显著的相关性，在这个意义上，旋转更快的恒星在B-V CMD中具有最大的位移。
2014-07-01 astro-ph.SR
The pre- versus post-main sequence evolutionary phase of B[e] stars: Constraints from 13CO band emission
许多银河系B[e]星的距离测定不正确，这使得很难根据光度参数区分主序星演化的前后阶段。此外，这些恒星有不透明的星周物质，遮蔽了中央恒星，因此无法进行详细的表面丰度研究。我们提出了一个不同的指标的超巨星状态的B[e]星，根据其星周物质的富集13 C，并通过其13 CO带发射的K波段光谱检测。基于恒星演化模型，计算了不同初始质量的非自转恒星演化过程中12 C/13 C同位素表面丰度比的变化.对于不同的值的12 C/13 C的比例，然后我们计算合成的第一泛音振动旋转带光谱从12 CO和13 CO分子在不同的光谱分辨率。进一步讨论了恒星自转对表面12 C/13 C比值变化的影响。在非自转恒星的主序后演化过程中，其表面12 C/13 C同位素比值急剧下降，初始质量大于7M_sun的恒星从星际的70下降到15-20，初始质量大于25M_sun的恒星下降到小于5.我们发现，可检测的13 CO带头发射产生的同位素比12 C/13 C < 20，最容易检测到的光谱分辨率为R ~ 1500。3000.对于旋转恒星模型，在主序星演化过程中，所有M > 9 Msun的恒星的12 C/13 C都已经发生了下降。因此，在B[e]星的这种中等分辨率K波段光谱中检测到13 CO波段头发射有利于该物体的演化性质，而不是年轻性质。
2009-01-06 astro-ph.SR
