The influence of electron collisions on non-LTE Li line formation in stellar atmospheres
研究了冷恒星大气中电子碰撞激发和电离速率系数数据的不确定性对非LTE Li谱线形成的影响。我们研究了以前的非LTE计算中使用的电子碰撞数据，并将其与最近使用收敛紧耦合（CCC）技术的计算和我们自己使用R-矩阵与赝态（RMPS）方法的计算进行比较。我们发现CCC和RMPS计算的速率系数之间有很好的一致性，这些数据和迄今为止在非LTE计算中使用的半经验数据之间也有合理的一致性。使用新旧数据集的非LTE计算结果进行了比较，发现只有很小的差异：丰度校正约为0.01 dex（~ 2%）或更少。因此，我们得出结论，在电子碰撞数据的不确定性对非LTE计算的影响是可以忽略不计的。事实上，与现在可用的电荷交换过程Li（3s）+ H <->Li^+ + H^-的碰撞数据一起，并且除非存在未知的重要碰撞过程，否则碰撞数据通常不是非LTE Li线形成计算中的显著不确定性的来源。
2011-03-21 astro-ph.SR
Inelastic Na+H collision data for non-LTE applications in stellar atmospheres
计算了十个能级之间的所有跃迁（包括离子态（离子对产生））的非弹性Na+H碰撞速率系数，即Na（3s，3 p，4s，3d，4p，5s，4d，4f，5 p）+H（1 s）和Na+ + H-。计算是基于最近的全量子散射截面计算。这些数据是冷天体物理环境中的非LTE应用所需要的，特别是冷恒星大气，并在500-8000 K的温度范围内提供。从考虑的灵敏度的横截面输入的量子化学数据和散射计算的不同方法的结果，估计的速率系数中可能的不确定性的措施。
2010-06-26 astro-ph.SR
Inelastic Mg+H collision data for non-LTE applications in stellar atmospheres
非弹性Mg+H碰撞的速率系数计算最低的七个级别和离子状态（电荷转移）之间的所有转换。速率系数基于来自全量子散射计算的横截面，其本身基于MgH分子的详细量子化学计算。这些数据是冷天体物理环境中的非LTE应用所需要的，特别是冷恒星大气，并在500-8000 K的温度范围内提供。从考虑的灵敏度的横截面的各种不确定性的计算，最重要的是输入量子化学数据和散射计算的数值精度，在速率系数的可能的不确定性的措施估计。
2012-03-22 astro-ph.SR
Formation of Zr I and II lines under non-LTE conditions of stellar atmospheres
当Zr丰度从太阳值变化到[Zr/H] =-3时，通过一系列光谱类型考虑锆的两种离子的非局部热力学平衡（非LTE）线形成。使用Zr I的148个能级、Zr II的772个能级和Zr III的基态构建模型原子。结果表明，少数物种Zr I的主要非LTE机制是紫外过电离。非LTE导致系统耗尽的总吸收的Zr I线和正的丰度校正，达到0.33 dex的太阳金属丰度模型。Zr II的激发能级相对于它们在线形成层中的热力学平衡粒子数过多，这是由于从低激发能级的辐射泵浦。结果，线源函数超过普朗克函数，导致Zr II线减弱和正的非LTE丰度修正。这种修正值随着金属丰度的降低和地表重力的降低而增大，当Teff = 5500 K，log g = 2.0，[M/H] =-2时，修正值可达0.34 dex。作为对Zr I-Zr II模型原子的检验和首次应用，在一维LTE模型大气的基础上，测定了太阳的Zr丰度。Zr I和Zr II的线在误差条内给出一致的非LTE丰度，而LTE丰度的差异为0.28 dex。用MAFAGS太阳模型大气获得的锆的太阳丰度为log eps（Zr）= 2.63+-0.07。
2011-02-01 astro-ph.SR
A Grid of Synthetic Spectra for Subdwarfs: Non-LTE line-blanketed atmosphere models
本文提出了一个新的热亚矮星和中冷亚矮星详细大气模型光谱网格。高分辨率光谱和合成光度学计算范围从1000毫瓦到10,000毫瓦使用非LTE完全线覆盖的大气结构。我们的网格覆盖了10，000 <Teff [K]<65，000范围内的八个温度，范围为4.5<logg [cgs]<6.5的三个表面重力，两个氦丰度匹配两个极端的富氦和贫氦情景，以及关于太阳（[Fe/H] = 0）和星系晕（[Fe/H] = -1.5和[α/Fe] = +0.4）的两个限制金属丰度边界。除了它的应用程序中的基本参数的确定亚矮星在隔离和双星，由此产生的数据库也感兴趣的人口合成程序在各种各样的恒星系统。
2021-10-05 astro-ph.SR
Abundance Analysis of the Halo Giant HD122563 with Three-Dimensional Model Stellar Atmospheres
我们提出了一个初步的本地热力学平衡（LTE）丰度分析的模板晕红巨星HD 122563的基础上一个现实的，三维（3D），时间依赖性，流体动力学模型的大气中的非常贫金属的明星。我们比较的3D分析的结果与通过一个标准的LTE分析的基础上，经典的，1D，流体静力学模型的恒星大气的丰度。由于不同的上层光球温度分层预测的1D和3D模型，我们发现大，负，3D-1D LTE丰度差异低激发OH和Fe I线。我们还发现在1D和3D分析中，从Fe I线导出的Fe LTE丰度具有较低的激发势的趋势。这种趋势可能归因于在谱线形成计算中忽略了对LTE的偏离。
2009-09-03 astro-ph.SR
Oxygen spectral line synthesis: 3D non-LTE with CO5BOLD hydrodynamical model atmospheres
在这项工作中，我们目前的项目，旨在结合非LTE（NLTE）的谱线合成的一些关键的化学物种的三维流体动力学恒星大气的方法提出的第一个结果。我们进行了一个完整的3D-NLTE光谱合成的氧IR 777 nm三重态，使用我们的NLTE 3D包的修改和改进的版本来计算偏离系数的CO 5 BOLD三维流体动力学太阳模型大气中的氧原子水平。随后使用Linfor 3D代码进行谱线合成。与以前的研究一致，我们发现，在NLTE条件下，由于线形成区域中的线源功能减弱，氧三重态的线产生更深的核心。这意味着太阳氧IR 777 nm线在NLTE中应该更强，导致负3D NLTE-LTE丰度校正。这一结果将支持先前关于太阳氧丰度相对较低的说法。最后，我们概述了几个进一步的步骤，需要采取，以提高我们目前的3D-NLTE计算的物理现实主义和数值精度。
2013-03-08 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
On line contribution functions and examining spectral line formation in 3D model stellar atmospheres
谱线贡献函数是研究恒星大气中谱线形成的有效诊断方法。我推导出一个表达式的贡献函数的绝对通量抑郁症，出现在三维盒在一个明星模型恒星大气。我说明的结果，通过比较本地热力学平衡（LTE）谱线形成的高激发允许OI 777 nm线与非LTE的情况下。
2015-07-24 astro-ph.SR
PoWR grids of non-LTE model atmospheres for OB-type stars of various metallicities
对不同金属丰度环境下大质量恒星的研究是当前恒星研究的一个中心课题。大质量恒星的光谱分析需要足够的模型大气。这种模型的计算是困难和耗时的。因此，如果能够参考现有的模型网格，谱分析将大大方便。在这里，我们提供了网格的OB型恒星的模型大气中的金属丰度对应的小和大麦云云，以及太阳的金属丰度。总的来说，网格包括785个单独的模型。这些模型是使用最先进的波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）模型大气代码计算的。利用恒星演化轨迹建立网格参数域。对于所有这些模型，我们提供了归一化和通量校准的光谱，光谱能量分布，反馈参数，如电离光子，Zanstra温度和光度大小。大气结构（密度和温度分层）也是可用的。所有这些数据都可以通过PoWR网站公开获取。
2018-11-15 astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements II. 3D non-LTE formation of Ba ii lines in the solar atmosphere
上下文追求更现实的光谱建模和一致的丰度，使我们开始了一系列新的论文，旨在改善目前的太阳和恒星的各种原子物种的丰度。为了实现这一目标，我们已经开始更新三维（3D）非局部热力学平衡（非LTE）辐射转移代码，Multi3D，和等效的一维（1D）非LTE辐射转移代码，MULTI。目标。我们检查我们的改进，这些代码通过重新确定太阳钡丰度。之所以选择钡进行这项测试，是因为它是银河系化学演化背景下s过程的重要诊断元素。新的Ba II + H碰撞数据的激发和电荷交换反应计算的第一原理最近已成为可用的，并包括在模型原子。原子还包括同位素线位移和超精细分裂的影响。法用MULTI构建了一个一维LTE钡线网格，并与我们在太阳光谱的光学区域中可用的四条Ba II线相匹配。然后在1D非LTE、3D LTE和3D非LTE中确定畸变校正。一个新的三维非LTE太阳钡丰度计算从这些修正。结果我们首次提出了完整的三维非LTE钡丰度的$A({\rm Ba})=2.27\pm0.02\pm0.01$，这是来自四个单独的完全一致的钡线。这里的误差分别表示系统误差和随机误差。
2020-02-06 astro-ph.SR
Non-LTE Calculations of the Fe I 6173 Å Line in a Flaring Atmosphere
Fe I 6173超导线被广泛用于包括日震和磁成像仪（HMI）在内的仪器对矢量磁场的测量。我们进行非本地热力学平衡计算的基础上，在一个燃烧的大气中的辐射流体动力学模拟这条线。我们采用了安静的太阳大气和半影大气作为我们的模拟初始之一。我们发现，在宁静的太阳大气中，线中心在中间耀斑期间有明显的增强。增强的发射是由光球层的辐射回暖和色球层下部的粒子束加热共同作用的结果。蓝色的不对称的线轮廓也出现由于在较低的色球层向上的质量运动。如果初始大气为半影大气，谱线对耀斑加热的响应更为显著，表现为中心发射和明显的不对称性。HMI的低光谱分辨率将指示一些信息损失，但增强和线不对称性仍然保持。通过计算偏振线轮廓，我们发现Stokes I和V轮廓可以作为耀斑加热的结果而改变。因此，这条线的畸变对从这条线测量的磁场有着至关重要的影响，在解释太阳耀斑中经常观测到的磁瞬变现象时应谨慎。
2018-03-27 astro-ph.SR
The non-LTE formation of the Fe I 6173 A line in the solar atmosphere
目前的分析致力于详细调查影响Fe I 6173 A线形成的非局部热力学平衡（NLTE）效应，该线被许多仪器广泛使用，包括太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以及太阳轨道器上的偏振和日震成像仪。我们合成的斯托克斯配置文件中的快照的三维磁流体动力学模拟的太阳光球LTE和NLTE条件下。模拟立方体包含一个太阳黑子及其周围的斑区，比较分析了不同特征下形成的LTE和NLTE斯托克斯轮廓。NLTE效应在强度和偏振分布中都是明显的。对于6173 A线，UV过电离是主要的NLTE机制，散射效应不太重要。除了Fe之外，Si、Mg和Al的NLTE处理对于在UV中设置正确的光子密度是必要的。这被发现，以进一步增强LTE偏离的情况下，单独的Fe在NLTE中处理相比。即使在空间上对斯托克斯剖面进行平均或在粗波长网格上采样（如SDO/HMI和其他磁像仪使用的网格），斯托克斯剖面中的这些效应仍然存在。与6301 A - 6302 A谱线相比，Fe I 6173 A谱线与LTE谱线的偏差更大，因为在后者的情况下，谱线散射补偿了UV过电离的影响。基于偏离LTE的性质，在LTE中处理6173 A线可能会导致温度的高估和磁场强度的低估。
2022-11-18 astro-ph.SR
Neon and CNO Abundances for Extreme Helium Stars -- A Non-LTE Analysis
利用NLTE模型大气的光谱数据，对BD+10 2179、BD-9 4395和LS IV+6 002三颗极端氦星（EHes）进行了非LTE（NLTE）丰度分析。NLTE TLUSTY模型大气是用NLTE中处理的H、He、C、N、O和Ne计算的。模型大气参数的选择，从考虑到适合观察到的He I线的配置文件和电离平衡的C和N离子。然后使用SYNSPEC程序确定Ne以及H、He、C、N和O的NLTE丰度。LTE氖丰度从Ne I线的EHes：LSE 78，V1920 Cyg，HD 124448，和PV Tel，来自于已公布的模型和估计的NLTE校正应用，以获得NLTE氖丰度。我们表明，这些关键元素，包括Ne，推导出的丰度与冷合并产生的EHe的半定量预测（即，没有核合成过程中合并）的一个He白矮星与一个C-O白矮星。
2010-11-23 astro-ph.SR
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere. II. Non-LTE chromospheric diagnostics and inversions
太阳外层的磁通量是向色球层和日冕释放能量的基本机制。在本文中，我们研究了颗粒大小的通量浓度的出现和相应的物理参数的结构和大气诊断在上层光球和色球层。我们利用一个现实的三维MHD模拟的外层太阳研究的Ca II 8542线的形成。我们还从我们的观察的非LTE反演中获得半经验3D模型。这些模型包含深度依赖的温度和视线分层的信息。我们的分析解释了奇特的钙II 8542配置文件中观察到的磁通新兴地区。此外，我们推导出详细的温度和速度图描述的上升磁泡从光球到色球层。反演表明，在活跃区域，颗粒大小的气泡出现到较低的色球层，现有的大规模领域阻碍了他们的上升。当磁场到达色球层时，我们报告了加热的迹象。
2015-03-12 astro-ph.SR
Non-LTE Calculations of the Mg I 12.32 $μ$m Line in a Flaring Atmosphere
12微米附近的Mg I红外线是一对磁敏感的发射线，已被用于测量太阳磁场。本文计算了Mg I 12.32 $μ$ m谱线在耀斑期间的响应，发现在我们的模拟中，这条谱线具有复杂的行为。在耀斑加热开始时，这条线显示了线中心的强度变暗。当加热继续时，强度增加，色球层中加热层的贡献增加。结果，线形成高度和线宽度也增加。对于偏振谱线，我们发现耀斑加热会减小塞曼分裂宽度，并使斯托克斯$V$波瓣强度衰减。在耀斑加热期间，斯托克斯$V$分布中的较宽特征更为明显，在进行磁场反演时应考虑这一点。
2020-06-10 astro-ph.SR
Quantitative spectroscopy of extreme helium stars - Model atmospheres and a non-LTE abundance analysis of BD+10$^\circ$2179?
极端氦星（EHe星）是光谱类型为A和B的缺氢超巨星。它们被认为是由双简并系统中的合并引起的。在本文中，我们提出了一个详细的定量非LTE光谱分析BD+10 $^\circ$ 2179，这类罕见的恒星的原型，使用UVES和FEROS光谱覆盖范围从$\sim$ 3100至10 000。大气模型的计算在两个方面得到了改进。首先，由于UV金属线覆盖对温度-密度分层有很强的影响，我们使用了Wavelas 12代码。此外，我们测试了CO2 12对基准代码Sterne 3，发现只有很小的差异，在温度和密度分层，和光谱能量分布的良好协议。第二，在非LTE中处理了12种化学物质。显著的非LTE效应发生在个别谱线中，但对于大多数谱线，这些效应是中等至小的。光谱参数给出$T_\mathrm{eff}$ = 17 300 $\pm$ 300 K和$\log g$ = 2.80 $\pm$ 0.10，以及0.55 $\pm$ 0.05 $M_\odot$的演化质量。因此，这颗恒星比以前的研究中发现的更热，更紧凑，质量更小。运动学性质意味着厚盘成员，这是一致的金属丰度$[$ Fe/H $]\approx-1$和$α$增强。精炼的轻元素丰度与白矮星合并的情况一致。我们在附录中进一步讨论了观测到的氦光谱，从大约150个多重态加上迄今为止已知/预测的最全面的孤立禁用组件中检测偶极允许的跃迁。此外，迄今未报道的一系列明…
2017-06-16 astro-ph.SR
Non-LTE calculations for neutral Na in late-type stars using improved atomic data
中性钠是晚型恒星大气中的少数物质，在局部热力学平衡（LTE）中形成谱线通常是一个糟糕的假设，特别是对于强谱线。我们提出了一个广泛的网格的非LTE计算几个碘化钠线在冷恒星大气中，包括富金属和贫金属的矮星和巨星。这是第一次，我们构建了一个Na模型原子，采用精确的量子力学计算碰撞激发和电离的电子，以及碰撞激发和电荷交换反应与中性氢。与LiI类似，氢碰撞激发的新速率不影响统计平衡计算，而电荷交换反应具有较小但不可忽略的影响。所提出的LTE和非LTE曲线的增长可以插值，以获得非LTE的丰度和丰度校正任意恒星参数组合和线强度。弱谱线的典型校正为-0.1... - 0.2dex，而饱和线可能高估LTE中的丰度超过0.5dex。非LTE钠丰度出现非常强大的输入碰撞数据的不确定性。
2011-02-10 astro-ph.SR
Recent advances in non-LTE stellar atmosphere models
在过去的几十年里，恒星大气模型已经成为理解大质量恒星的关键工具。应用光谱分析，这些模型提供了定量的信息，恒星风的性质以及基本的恒星参数。复杂的非LTE条件下的恒星风决定了足够的复杂的模式大气代码的发展。计算能力和我们对恒星大气中物理过程的理解的增加，导致模型越来越复杂。因此，出现了可以处理广泛的恒星和风参数的代码。在简要介绍了恒星大气模拟的基本原理之后，将讨论目前阶段的块状和线状覆盖模型大气。最后，将概述下一代恒星大气模型的发展方向。除了讨论多维的方法，我将强调耦合流体力学与一个复杂的处理辐射转移。下一代模型将能够从第一性原理预测风参数，这可能为我们理解大质量恒星物理学、演化和死亡的各个方面打开新的大门。
2017-02-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Non-equilibrium helium ionization in an MHD simulation of the solar atmosphere
动态太阳色球层中气体的电离状态可以强烈偏离数值模拟中通常假设的瞬时统计平衡。我们改进早期的太阳大气模拟，只包括非平衡氢离子化进行二维辐射磁流体动力学模拟具有非平衡电离的氢和氦。模拟包括氢Lyman- $α$和来自日冕的EUV辐射对大气电离和加热的影响。给出了代码实现的细节。我们得到的氦离子分数是远离其平衡值。与LTE电离模型的比较表明，非平衡氦电离导致更高的温度在波阵面和更低的温度在气体之间的冲击。假设LTE电离导致恒温器般的行为，其中物质在LTE电离分数快速变化的温度附近积聚。从我们的模型计算的DEM曲线的比较表明，非平衡电离导致更多的辐射材料在11-18 kK的温度范围内与LTE氦电离模型相比。我们得出结论，非平衡氦电离是重要的动力学和热结构的上色球层和过渡区。它也可能有助于解决由现有模式计算的色球谱线强度小于观测值的问题。
2015-12-15 astro-ph.SR
Partial redistribution in 3D non-LTE radiative transfer in solar atmosphere models
在太阳色球层中形成的H I Ly α、Mg II h&k和Ca II H&K等共振谱线受到三维辐射转移和部分再分布（PRD）效应的影响。到目前为止，还没有人模拟这些线，同时包括这两种影响，由于现有的算法的高计算需求。然而，这种建模是必不可少的准确诊断色球层。我们提出了一个计算上易处理的方法来处理PRD散射在三维模型大气中使用三维非LTE辐射转移代码。为了使该方法对内存友好，我们使用Leenaarts等人的混合近似。（2012）用于再分布积分。为了提高计算速度，我们在等距频率网格上使用线性插值。我们验证了我们的算法对计算RH代码和分析它的稳定性，收敛性和有用的加速使用模型原子Mg II与H&K线和H I与Ly α线处理PRD。一个典型的三维PRD解可以在一个具有$252 \times 252 \times 496$坐标点的模式大气中在50 000- 200 000 CPU小时内获得，这比假设完全重新分布的计算慢十倍。我们说明了联合行动的PRD和3D效果的Mg II H&K线盘中心强度以及中心到肢体的变化的重要性。所提出的方法允许模拟PRD线的辐射MHD模型的时间序列，以解释观测的色球线在高空间分辨率。
2016-06-16 astro-ph.SR
Mg line formation in late-type stellar atmospheres: II. Calculations in a grid of 1D models
镁是银河系人口和化学演化研究的首选阿尔法元素，因为它在所有晚型恒星中都很容易检测到。这些研究需要精确的元素丰度，因此需要考虑与LTE的偏离。我们的目标是提供可靠的偏离系数和等效宽度在非LTE，并在LTE参考，在晚型星的Mg诊断线研究。这些可以用于例如，来校正LTE光谱和丰度。利用本系列前一篇文章中建立和测试的模型原子，我们在3945个恒星一维大气模型网格中进行了非LTE辐射转移计算。我们使用86个模型的子网格来探索最近的原子碰撞计算中的误差传播到辐射转移结果。我们得到了所有级别和等效宽度（LTE和非LTE）的所有辐射跃迁包括在“最终”模型原子的Osorio等人的偏离系数。我们提出并描述了我们的结果，并显示了一些应用程序的数据的例子。由于碰撞数据的不确定性的错误进行了调查和制表。等效宽度和偏离系数的结果可免费提供。巨人往往有负的丰度修正，而侏儒有积极的，虽然很小，修正。误差分析结果表明，与原子碰撞数据的不确定性通常是为了0.01德克斯或更少，虽然少数恒星模型在特定的线的不确定性可以大到0.03德克斯。由于这些误差小于或等于典型校正的数量级，我们期望我们可以使用这些结果从高质量光谱中提取Mg丰度，比从经典LTE分析中提取更可靠。
2016-01-29 astro-ph.SR
3D non-LTE corrections for Li abundance and 6Li/7Li isotopic ratio in solar-type stars I. Application to HD 207129 and HD 95456
太阳型恒星大气中的对流运动会引起多普勒频移，影响光谱吸收线的强度和形状，并产生略微不对称的线轮廓。元素丰度的一维LTE研究无法重现这种现象，这在模拟同位素精细结构的影响时变得特别重要，例如Li I共振双线的红翼上的6Li同位素产生的微妙凹陷。这项工作的目的是提供锂丰度，A（Li），和6Li/7 Li的比例，可以很容易地应用到纠正的一维LTE锂丰度在G和F矮星的近似太阳质量和金属丰度的3D和非LTE（NLTE）的影响。A（Li）和6Li/7 Li的修正计算使用3D NLTE和1D LTE合成锂线剖面的网格，分别从3D流体动力学CO 5 BOLD和1D流体静力学模型大气中产生。三维NLTE校正近似的解析表达式作为恒星参数的函数。这些应用于调整的1D LTE同位素锂丰度在两个太阳型恒星，HD 207129和HD 95456。根据所采用的恒星参数，推导出的3D NLTE校正范围为A（Li）的-0.01和+0.11 dex之间，以及6Li/7 Li比的-4.9和-0.4%之间。在6Li/7 Li比率的情况下，我们的修正总是负值，表明1D LTE分析可以显著高估（高达4.9个百分点）6Li在类太阳矮星大气中的存在。这些结果强调了可靠的3D模型大气结合NLTE线形成的重要性，以获得精确的同位素锂丰度。虽然3D NLTE频谱合成意味着大量的计算工作，但可以使用本工作中提出的参数工具获得结果。
2018-07-11 astro-ph.SR
Influence of Departures from LTE on Oxygen Abundance Determination
我们用平面平行模型大气对一组对应于A-K型恒星的恒星参数进行了O I的非LTE计算。Przybilla等人（2000）的模型原子使用迄今为止最好的理论和实验原子数据进行了更新。非LTE导致O I线加强，并且非LTE和LTE丰度之间的差异（非LTE校正）为负。与LTE的偏离向更高的有效温度和更低的表面重力方向增长。在整个温度范围和log g = 4，非LTE校正不超过0.05 dex的绝对值为O I线在可见光谱范围内。对于红外O I 7771-5 A谱线，非LTE校正明显更大，在Teff = 10000 K和log g = 2的模型大气中达到-1.9 dex。为了区分与电子和中性氢原子的非弹性碰撞对O I的统计平衡（SE）的影响，我们推导了三个研究得很好的A型恒星织女星，天狼星和HD 32115的氧丰度。对于每颗恒星，非LTE导致红外线和可见光线之间的差异较小。例如，对于Vega，当忽略LTE时，该差异从LTE中的1.17 dex减小到0.14 dex。为了完全消除A型恒星中红外线和可见线之间的差异，需要将Barklem（2007）使用的电子碰撞激发率降低4倍。在南河三和太阳的情况下，与H I的非弹性碰撞影响O I的SE，并且当使用Drawin的形式主义计算碰撞率时，来自不同线的丰度之间达成一致。O I 6300、6158、7771-5和8446 A谱线的太阳平均氧丰度在使用MAFA…
2013-02-05 astro-ph.SR
The influence of NLTE effects in Fe I lines on an inverted atmosphere I. 6301 A and 6302 A lines formed in 1D NLTE
太阳大气中铁原子的紫外线过度电离导致它们的能级分布偏离Saha-Boltzmann统计。这导致它们的线轮廓在非局部热力学平衡（NLTE）条件下形成。在反演这些剖面以确定大气参数时，NLTE效应往往被忽略，与LTE的偏差通过调整其他量来补偿。我们研究了常规使用的NLTE中形成的铁线的LTE反演如何低估或高估大气量，如温度（T），视线速度（v_LOS），磁场强度（B）和倾角（伽马），而以前的论文主要集中在T。我们合成的铁I 6301.5 A和6302.5 A线的斯托克斯轮廓在LTE和NLTE使用的快照的三维MHD模拟。然后在LTE中反转简档。以LTE反演的大气为基准模型，将NLTE反演的大气与LTE反演的大气进行比较，发现两者之间的差异主要是由于NLTE的影响。忽略NLTE效应会在反演大气中引入误差。虽然T中的误差可以高达13%，但是在v_LOS和B中，误差可以高达50%或更高。我们发现这些错误是目前在所有三个反演节点。重要的是，它们在剖面空间平均化的退化过程中幸存下来。我们概述了忽略NLTE效应如何影响通过反转Fe I 6300 A线对确定的T、v_LOS、B和伽马值，如观察到的，关于Hinode错误被发现在网站的颗粒，粒间巷，磁性元素，基本上在每个地区容易受到NLTE的影响。因此，为了准确确定大气量及其分层，必须考虑NLTE效应。
2020-01-28 astro-ph.SR
Ca line formation in late-type stellar atmospheres: I. The model atom
上下文局部热力学平衡（LTE）的结果以各种方式扭曲了恒星光谱中的钙丰度，这取决于所使用的谱线和恒星大气参数。在非LTE（NLTE）计算中采用的原子数据的收集必须足够完整和准确。目标。我们从高质量的观测结果和可靠的恒星参数中获得NLTE丰度，使用为这项工作重新构建的模型原子，并检查我们的结果在宽波长范围内与原子和单电离钙的过渡的一致性。方法.我们建立和测试的Ca i和Ca ii模型原子与国家的最先进的辐射和碰撞数据，并测试其性能推导钙丰度在三个基准恒星：南河三，太阳和大角星。我们对这些恒星进行了高质量的观测和精确的恒星参数。两种方法来获得LTE / NLTE丰度进行了比较。还研究了太阳Ca线的LTE / NLTE中心-边缘变化（CLV）。结果这两种方法在所有三颗恒星上都得到了类似的结果。在LTE中发现的几个差异没有出现在我们的NLTE结果，特别是在视觉和红外线（IR）和钙i和钙ii电离平衡的丰度之间的协议整体改善，虽然大量的线到线的散射仍然存在。6165 Angs附近钙线的CLV可部分重现。我们怀疑我们的建模和CLV结果之间的差异是由于需要3D建模的大气中的不均匀性。
2019-01-31 astro-ph.SR
LTE model atmopsheres MARCS, ATLAS and CO5BOLD
在这次演讲中，我们回顾了经典1D LTE模型大气所涵盖的基本假设和物理。我们将专注于F-G-K星的ATLAS和MARCS模型，并描述通过网络提供的代码和模型大气网格资源。我们描述了使用CO 5 BOLD代码在对流恒星大气流体动力学模拟方面取得的进展以及可用的网格和资源，并展望了在不久的将来将可用的内容。
2011-09-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Influence of inelastic collisions with hydrogen atoms on the non-LTE line formation for Fe I and Fe II in the 1D model atmospheres of late-type stars
铁在晚型恒星的研究中起着至关重要的作用。在它们的大气中，Fe I是少数物种，其谱线受到LTE偏离的影响。相反，人们认为LTE是Fe II线的现实近似。在冷大气的非LTE（NLTE）计算中，不确定性的主要来源是对与氢原子的非弹性碰撞的处理。研究了Fe I + H I和Fe II + H I碰撞及其不同处理对星系晕基准星HD 84937、HD 122563和HD 140283以及已知距离的矮星系中38颗贫金属巨星样品的Fe I/Fe II电离平衡和Fe丰度的影响。我们使用Barklem（2018，B18），Yakovleva，Belyaev和Kraemer（2018，YBK 18）以及Yakovleva，Belyaev和Kraemer（2019）与H I碰撞的量子力学（QM）速率系数对Fe I-II进行了NLTE计算。结果表明，与H Ⅰ的碰撞是Fe Ⅱ的有效热化过程，在[Fe/H] > -3时，Fe Ⅱ谱线的NLTE丰度修正不超过0.02 dex，在[Fe/H]-4时可达+0.06 dex。对于给定的恒星，B18和YBK 18处理的Fe I + H I碰撞导致类似的平均NLTE丰度从Fe I线，虽然存在差异的NLTE校正个别线。利用QM碰撞数据和基于Gaia的表面引力，我们获得了红巨星HD 122563的Fe I和Fe II的一致丰度。对于HD 84937和HD 140283，我们研究…
2019-08-07 astro-ph.SR
Mg line formation in late-type stellar atmospheres: I. The model atom
镁通常在晚型恒星中使用中性镁线来追踪，这预计会偏离LTE。从原子物理学的角度来看，镁的天体物理重要性以及相对简单，使其成为恒星大气中详细的从头算非LTE建模的主要目标和测试平台。对于Mg i的低激发态，采用R-矩阵方法计算了电子碰撞数据.中性氢碰撞增宽的计算也进行了数据丢失。这些计算，连同文献中的数据，被用来建立一个模型原子。首先，通过与具有已知参数的基准恒星的观测光谱进行比较来测试建模。第二，通过大量的实验探索了谱线的行为和不确定性，在实验中改变或删除了碰撞数据。模拟的光谱与观测光谱吻合得很好。与LTE相比，导出的丰度中的线到线散射显示出改进。在太阳和大角星光谱中观察到的7和12微米处的Mg发射特征被合理地很好地再现。该模型预测，无论是太阳的金属丰度和贫金属，在矮星的非LTE丰度校正是非常小的（0.01德克斯的顺序），甚至比以前的研究中发现的更小。在巨星中，各线之间的校正变化很大，但可以大到0.4 dex。我们的研究结果强调，需要准确的数据与电子和H原子的碰撞精确的非LTE预测恒星光谱，但表明，这样的数据可以计算和从头算非LTE建模不诉诸自由参数是可能的。一系列恒星参数的偏离系数和丰度修正网格计划在即将发表的论文中提出。
2015-04-28 astro-ph.SR
Non-LTE Line Formation in the Near-IR: Hot Stars
谱能量分布的瑞利-金斯尾部的谱线形成计算由于非LTE效应的放大而变得复杂。对于热星，这可能使近红外谱线的定量建模具有挑战性。介绍了建模问题，并给出了几个例子的背景下，近红外线形成的氢和氦进行了讨论。
2010-12-02 astro-ph.SR
3D non-LTE line formation of neutral carbon in the Sun
晚型恒星的碳丰度在各种天体物理学背景下都很重要。然而，主要丰度诊断之一的C i线对偏离局部热力学平衡（LTE）敏感。我们提出了一个模型原子的非LTE分析的C i线，使用一个新的，物理动机的配方中性氢的冲击激发率。我们分析了太阳光谱中的C i线，采用三维（3D）流体动力学模型太阳大气和3D非LTE辐射转移。我们发现负非LTE丰富的修正C i线在太阳光球，按照以前的研究，达到约0.1德克斯在磁盘集成通量。我们还提出了第一个完全一致的三维非LTE太阳能碳丰度测定：我们推断log $ε_{\text{C}}$ = $8.44\pm0.02$，与当前的标准值非常一致。我们的模型再现了所观察到的太阳中心到肢体的各种C i线的变化，没有任何调整的中性氢的碰撞激发率，这表明所提出的配方可能是一个长期存在的问题，如何可靠地建模非弹性碰撞中性氢在晚型恒星大气中的解决方案。
2019-03-21 astro-ph.SR
Influence of NLTE effects in Fe I lines on inverted atmosphere II. 6301 A and 6302 A lines formed in 3DNLTE
本文构成了我们研究的第二部分，即忽略Fe I 6301.5 A和6302.5 A谱线形成的NLTE条件如何影响LTE中反演它们的轮廓所获得的大气。NLTE效应的主要原因是由于太阳中的紫外光子使Fe I原子过度电离而导致的线不透明度赤字。在第一篇论文中，假设上述光球线是在1DNLTE中形成的，忽略了水平辐射传输（RT）的影响。在本文中，铁线计算在3DNLTE。我们研究了水平RT对反演大气的影响，以及它如何增强或减少由于忽略1DNLTE效应而引起的误差。在LTE、1DNLTE和3DNLTE中计算铁线。它们都使用LTE反转码进行反转。从LTE剖面反演的大气被作为参考模式。将1DNLTE和3DNLTE剖面反演的试验大气与之进行了比较，分析了模式间的差异，并将其归因于NLTE和3D效应。在温度水平梯度很强的地区，水平RT的影响是明显的。在某些区域，3D效应增强1DNLTE效应，而在某些区域，它们减弱。由于忽略三维效应而引起的误差在温度方面小于5%，而在速度和磁场强度方面的误差大多小于20%。这些错误被发现生存空间和光谱退化。水平RT的忽略被发现在推导的大气中引入误差。误差有多大取决于局部水平温度梯度有多强。与1DNLTE效应相比，3D效应更局限于大气中的特定区域，总体上不那么占主导地位。
2021-01-02 astro-ph.SR
Effective temperature determinations of late-type stars based on 3D non-LTE Balmer line formation
氢的巴耳末谱线常被用来作为晚型恒星的光谱有效温度诊断。然而，基于一维（1D）流体静力学模型大气和局部热力学平衡（LTE）的经典方法的绝对精度仍然不清楚。为了研究这一点，我们进行了三维非LTE计算的巴耳末线，进行，第一次，在一个广泛的网格的三维流体动力学STAGGER模型大气。对于H $α$、H $β$和H $γ$，我们发现了显著的1D非LTE与3D非LTE差异（3D效应）：外翼在3D模型中往往更强，特别是对于H $γ$，而内翼在3D模型中可能更弱，特别是对于H $α$。对于H $α$，我们还发现了3D LTE与3D非LTE的显著差异（非LTE效应）：在较温暖的恒星（$T_{\text{eff}}\approx6500$ K）中，非LTE模型的内翼往往较弱，而在较低的有效温度（$T_{\text{eff}}\approx4500$ K）下，非LTE模型的内翼可能较强;非LTE效应在较低的金属丰度下更为严重。我们测试我们的3D非LTE模型对观测的良好研究的基准恒星。对于太阳，我们从H $α$、H $β$和H $γ$推断出一致的有效温度;然而，该值太低，约为50 K，这可能表明剩余模型存在缺陷。对于其他基准恒星，我们的3D非LTE模型通常在$1σ$不确定性范围内再现有效温度。对于H $α$，就推断的有效温度而言，绝对3D效应和非LTE效应可以分别达到约100 K。对于贫金属的可关断星，H…
2018-08-02 astro-ph.SR
Non-LTE inversions of the Mg II h&k and UV triplet lines
Mg Ⅱ h&k谱线是研究太阳色球层的强有力的诊断谱线。随着IRIS卫星的发射，它们变得特别受欢迎，包括这些线的一些研究在理解色球加热方面取得了很大进展，在许多情况下，这要归功于3D MHD模拟的支持。在这项研究中，我们利用另一种方法来分析观测：非LTE反转的Mg II H&K和UV三线，包括部分再分配的影响。我们的反演代码试图构建一个模式大气，是与观测光谱兼容。我们已经评估的能力和限制的反演使用的CNOC的气氛和快照从三维辐射MHD模拟。我们发现，镁II H&K允许重建一个模型大气从中间光球过渡区。我们还探讨了多线/多原子设置的能力，包括Mg II H&K，Ca II 854.2 nm和Fe I 630.25线，以恢复完整的分层的物理参数，包括磁场矢量，从光球到色球。最后，我们首次反演了宁静太阳、斑和黑子的IRIS光谱，得到了很有希望的结果。
2016-09-29 astro-ph.SR
Evaluating Non-LTE Spectral Inversions with ALMA and IBIS
本文介绍了用ALMA在毫米连续谱上和用干涉二维谱仪（IBIS）在Ca 8542和Na 5896谱线上观测太阳谱斑的结果。我们的目标是比较ALMA提供的局部气体温度的测量与使用STIC的非LTE反演提供的温度诊断。在进行这些反演时，我们发现，使用柱质量作为参考高度尺度，而不是光学深度，提供了更可靠的大气剖面以上的温度最低值和非LTE氢电离的处理，使推断的色球温度与ALMA测量更好地一致。带3的亮度温度较高，但很好地与反演导出的温度在高度的Ca 8542线核心的形成。相反，带6温度与倒置大气中任何特定层的温度没有良好的相关性。然后，我们进行反演，包括毫米连续强度作为一个额外的约束。如果把波段3包括在内，大气层的上层大气温度会大幅上升，而把波段6包括在内，则会在色球层的高度上出现明显的低温区域。这与波段6发射可以来自一系列高度的想法一致。现有反演码对色球层电子密度的约束条件较差，这给确定毫米波连续谱的形成高度带来困难，也给从谱线得到的温度带来不确定性。
2022-05-18 astro-ph.SR
3-D non-LTE radiative transfer effects in Fe I lines: III. Line formation in magneto-hydrodynamic atmospheres
非局部热力学平衡（NLTE）的诊断重要的太阳Fe I线的影响是重要的，由于Fe I电离紫外辐射，这可能会导致一个相当大的人口不足的Fe I水平在太阳大气中，因此，到一个相当大的削弱Fe I线的强烈敏感性。在三维结构大气中，水平辐射转移（RT）可以增强或减弱这种NLTE效应。我们分析了水平RT的影响，常用的Fe I线的快照的3-D辐射磁流体动力学（MHD）模拟的斑区。在分析的快照中，NLTE和水平RT效应具有相当大的强度（高达线深或等效宽度的50%）。由于它们可能具有任何一个符号，并且两个符号都以近似相同的频率和强度出现，因此在考虑空间平均量时，净效应很小。谱带大气中的情况变得相当复杂。水平传输导致线弱化相对于1-D NLTE传输附近的边界的千克磁性元素。然而，在这些元素的中心周围，我们发现了一个经常显著的线强化。这种行为是在相反的预期从以前的3-D RT计算在理想化的磁通管模型，只显示线弱化。这种意想不到的行为的起源在于磁性元件被致密且相对较冷的向下流动的气体包围的事实，该气体形成磁性元件的壁。这些致密壁中的连续体通常形成于比磁性元件的中心部分更冷的气体中。因此，磁性元件的中心部分经历次平均UV照射，导致观察到的3-D NLTE线强化。
2015-07-15 astro-ph.SR
A non-LTE spectral analysis of the 3He and 4He isotopes in the HgMn star kappa Cancri
我们提出了一个试点研究的非局部热力学平衡（NLTE）线形成计算的同位素3 He和4 He在汞锰星Kappa Cancri。研究了NLTE效应对大气中氦同位素丰度测定和垂直分层的影响。现代NLTE谱线形成计算被用来分析kap Cnc的高分辨率和高信噪比的ESO-VLT/UVES谱。通过拟合氢原子的巴耳末谱线和光谱能量分布确定大气参数。研究了多个HeI系，包括HeI 4921 A和6678 A，它们显示出最宽的同位素分裂。在kap Cnc光谱中观察到的HeI谱线中有一半显示出显著的NLTE增强，在HeI 5875 A和HeI 6678 A红线中效果最强。来自单个HeI系的NLTE丰度比LTE值低约3倍。发现氦在卡普Cnc的大气中是分层的。虽然LTE分析表明氦丰度呈阶梯状分布，但NLTE分析表明氦丰度随高度逐渐降低。~ 3 He/~ 4 He比值约为0.25-0.30，根据现有资料，不能确定这两种同位素是否遵循同一分层剖面。这项工作意味着，NLTE效应可能是无处不在的HgMn星的大气中，并可能有显着的影响，丰度测定和解释的元素的垂直丰度分层。
2014-12-05 astro-ph.SR
Non-LTE Model Atom Construction
模型原子是解决非LTE问题的一个组成部分。它们包括用于指定统计平衡方程和辐射转移的不透明度和发射率的原子输入数据。一个现实的实现的结构和过程的量子力学系统的原子是决定性的成功建模所观察到的光谱。我们提供的指导方针和建议，建设强大的和全面的模型原子所需的非LTE线形成恒星大气的计算。重点是使用标准的恒星在广泛的等离子体条件下测试模型原子。
2010-12-02 astro-ph.SR
Comparative high-resolution spectroscopy of M dwarfs -- exploring non-LTE effects
M矮星是高分辨率光谱分析的关键目标，因为这些恒星在太阳附近的高入射率和它们作为系外行星宿主的重要性。一些方法上的挑战使这种分析变得困难，导致公布的结果出现重大差异。我们比较M矮参数来自最近的高分辨率近红外研究彼此和基本恒星参数。我们还评估在何种程度上偏离当地热力学平衡（LTE）的Fe和K影响这些研究的结果。我们进行线形成计算的基础上，现代模型的大气网格，以及一个合成的光谱合成代码，处理形成的原子和分子线在冷星大气中，包括偏离LTE。我们使用近红外光谱收集的CRIRES仪器在ESO VLT作为参考观测数据。我们发现，不同的研究得到的有效温度大多同意优于100 K。我们在表面重力和金属丰度上看到了更差的一致性。我们表明，非LTE的影响是可以忽略不计的Fe I在M-矮星大气，但K I是重要的。这些影响，导致K丰度和金属丰度修正的顺序为0.2德克斯，可能是负责一些差异在已发表的分析。大气模型的温度-压力结构的差异可能是造成差异的另一个因素，特别是在低金属含量和高有效温度下。在M矮星的高分辨率光谱研究中，除了输入原子和分子数据外，还应注意谱线形成物理的细节。收集基准M矮星的高质量、宽波长覆盖光谱是未来必不可少的一步。
2021-02-17 astro-ph.SR
Constraints on model atmospheres from complex asteroseismology of the βCephei stars
使用的方法称为复杂的asteroseismology，我们得到的模型大气，特别是NLTE效应的约束。我们同时拟合了造父β星θOph，νEri，γPeg和12 Lac的脉动频率和相应的非绝热复参数f值。测试了LTE Kurucz模型和BSTAR 2006 NLTE模型。
2012-05-16 astro-ph.SR
Convection and 6Li in the atmospheres of metal-poor halo stars
基于CO 5 BOLD程序计算的三维流体动力学模型大气和三维非LTE（NLTE）谱线形成计算，我们研究了对流诱导谱线不对称性对Asplund等人（2006）样本恒星有效温度、重力和金属丰度范围内推导的6Li丰度的影响。当考虑到这种恒星样本的不对称效应时，相对于Asplund等人（2006）确定的同位素比率，得到的6Li/7 Li比率平均降低了约1.5%。这种纯理论校正将显著的6Li检测的数量从9减少到4（2 σ标准），或从5减少到2（3 σ标准）。鉴于这一结果，6Li平台的存在似乎值得怀疑。通过用3D NLTE和1D LTE合成线轮廓拟合观察到的锂6707 A双峰，对单个物体进行仔细的再分析，证实了当使用3D NLTE而不是1D LTE线拟合时，推断出的6Li丰度系统地较低。尽管如此，即使在3D-NLTE中分析，也确实存在6Li检测到的晕星，最突出的例子是HD 84937。
2010-01-19 astro-ph.SR
NLTE line formation for Mg\ione\ and Mg\ii\ in atmospheres of B-A-F-G-K stars
在太阳和17颗恒星的经典1D-LTE模型大气中，考虑了Mg I和Mg II线的非局域热力学平衡（NLTE）线形成，这些恒星具有可靠的大气参数和广泛的光谱类型：3900 $\le$ \Teff \ $\le$ 17500~K，1.1 $\le$ log $g$ $\le$ 4.7和$-$ 2.6 $\le$ [Fe/H] $\le$ +0.4。我们发现，对于每一个明星，NLTE导致较小的线到线的散射。对于10颗恒星，NLTE导致Mg I和Mg II的丰度一致，而LTE丰度的差异在$-0.21$和+0.23~dex之间变化。我们得到了两颗贫金属恒星HD 140283和HD 84937中Mg I和Mg II丰度的差异。这些丰度差异的起源尚不清楚。我们的标准NLTE模型预测，在\Teff \ $\le$ 7000 K的大气中，Mg I的发射线位于7.736、11.789、12.224和12.321 $μ$ m。我们很好地再现了南河三中的Mg I 12.2和12.3PDMATHABMR m发射线。然而，对于太阳和3颗K巨星，预测的Mg I发射线与观测相比太弱。对于$\le$ \Teff \ $\leq$ 17500 K的恒星，即使在LTE假设下，我们也推荐使用Mg II 3848、3850、4384、4390、4427和4433 Å线来测定Mg丰度，因为它们的NLTE效应很小。Mg I 41…
2018-09-19 astro-ph.SR
Basics of the NLTE physics
概述了恒星大气NLTE近似的基本假设。比较了热力学平衡、局部热力学平衡和非局部热力学平衡的假设。它强调，LTE是一个穷人的近似，如果辐射跃迁占主导地位的恒星大气。讨论了动力学平衡方程及其求解方法。
2014-06-13 astro-ph.SR physics.atom-ph
The Stagger-grid: A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models - II. Horizontal and Temporal Averaging and Spectral Line Formation
我们研究的平均方法与不同的参考深度尺度的三维流体动力学模型大气计算的交错代码的影响。时间和空间平均（以下简称为<3D>）模式进行了探索，在当地的热力学平衡（LTE）谱线形成的光通过比较光谱计算使用全三维大气结构与那些从<3D>平均。我们探讨的方法，计算平均<3D>分层的交错网格时间相关的三维辐射流体动力学大气模式，考虑四个不同的参考深度尺度（几何深度，柱质量密度，和两个光学深度尺度）。此外，我们调查的影响，替代平均值（对数或强制流体静力平衡，通量加权温度）。对于线的形成，我们计算在LTE中Fe i和Fe ii线的生长曲线。四<3D>个参考深度尺度的分层结果可能有很大不同。我们通常发现，在高层大气中，在超绝热区域的光学表面，温度和密度的波动是最高的，差异变得相当大，并增加较高的Teff，较低的logg，和较低的[Fe/H]。谱线形成的差分比较显示出取决于应用哪种模型的显著差异<3D>。恒定柱质量密度层上的平均值产生<3D>LTE线形成的最佳平均表示，而恒定几何高度层上的平均值是最不合适的。出乎意料的是，在恒定光学深度的层上通常优选的平均值倾向于增加反向造粒对更高有效温度的干扰，特别是在低金属度下。
2013-10-14 astro-ph.SR
A NLTE line formation for neutral and singly-ionised titanium in model atmospheres of the reference A-K stars
我们构建了一个全面的模型原子TiI-II使用超过3600测量和预测能级的TiI和1800能级的TiII，和量子力学光电离截面。通过从A到K的广泛光谱类型，包括[Fe/H]低至-2.6 dex的贫金属恒星，处理了两种钛离子的非局域热平衡（NLTE）线形成。NLTE导致系统耗尽的总吸收的TiI线和积极的丰度修正。NLTE丰度修正的幅度是较小的冷（FGK型）大气的现有文献数据相比。NLTE导致加强的TIII线和负NLTE丰度修正。我们首次在6500 K < Teff < 13000 K范围内对TiI-II进行了NLTE计算。与LTE的偏差朝着更高的有效温度增长。对于四颗A型星，我们从TiI和TiII线推导出NLTE和LTE丰度。在LTE的丰度差异高达0.22德克斯之间得到的TiI和TiII，它消失在NLTE。对于其他四颗A-B星，只观测到TiII线，NLTE导致与LTE相比更小的线到线散射。通过对17颗冷星的TiI和TiII谱线的分析，在宽的金属丰度范围内（-2.6 < [Fe/H] 4.1）< 0.0. Consistent NLTE abundances from lines of TiI and TiII were obtained applying classical Drawinian rates for the stars with log g >，并忽略与HI的非弹性…
2016-05-17 astro-ph.SR
SunnyNet: A neural network approach to 3D non-LTE radiative transfer
上下文从恒星大气的三维模拟计算光谱时，允许偏离当地的热力学平衡（非LTE）是计算非常密集。目标。我们开发了一种基于机器学习的方法来加速光学厚恒星大气中的3D非LTE辐射转移计算。方法.利用太阳大气的各种3D模拟，我们训练了一个卷积神经网络SunnyNet，以学习从LTE到非LTE原子群的转换。使用现有3D代码计算的非LTE群体被视为真实值。然后，该网络用于预测其他3D模拟的非LTE种群，并从其预测的非LTE种群计算合成光谱。我们使用一个六能级模型氢原子和H $α$谱作为测试用例。结果SunnyNet给出了合理的预测，非LTE人口与戏剧性的加速约10 $^5$倍时，运行在一个单一的GPU和现有的代码相比。当使用同一模拟的不同快照进行训练和测试时，SunnyNet的预测在大多数点的真实值的20-40%范围内，这导致H $α$光谱的平均差异只有几个百分点。预测的H $α$强度图与现有的代码非常吻合。最重要的是，它们在色球纤维的形态中显示出3D辐射转移的迹象。当训练和测试使用不同的模拟系列时，结果并不可靠。SunnyNet是开源和公开的。
2021-12-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Influence of departures from LTE on calcium, titanium, and iron abundance determinations in cool giants of different metallicities
Ca I-Ca II、Ti I-Ti II和Fe I-Fe II的非局域热力学平衡（非LTE）线形成在巨星模型大气中考虑，有效温度为4000 K $\le$ Teff $\le$ 5000 K，金属丰度为-4 $\le$ [Fe/H] $\le$ 0。从LTE的偏离进行了分析，根据大气参数。我们给出了28条Ca I线、42条Ti I线、54条Ti II线和262条Fe I线的非LTE丰度校正值，并给出了一个三维插值代码，以在线获得单个谱线和给定大气参数的非LTE校正值（http：//spectrum.inasan.ru/nLTE/）。
2016-09-09 astro-ph.SR
Improving spectroscopic lithium abundances. Fitting functions for 3D non-LTE corrections in FGK stars of different metallicity
精确的光谱锂丰度对于解决各种悬而未决的问题至关重要，例如贫金属恒星（Spite高原）大气中均匀锂含量的起源，或者太阳系外行星系统的性质与其宿主恒星的锂丰度之间存在相关性。我们开发了一种工具，允许用户通过应用校正来提高基于1D模型大气和局部热力学平衡（LTE）假设的标准锂丰度测定的准确性，该校正可解释不同金属丰度的FGK恒星中的流体动力学（3D）和非LTE（NLTE）效应。基于CO 5 BOLD 3D模型网格和相关的1D流体静力学大气，我们计算了锂线在670.8 nm处的三个合成光谱库，用于各种锂丰度，分别解释3D NLTE，1D NLTE和1D LTE中的详细线形成。然后使用所得的生长曲线来推导3D NLTE和1D NLTE锂丰度校正。我们证明，3D和NLTE的影响是小的金属贫星的Spite高原，导致的错误，最多+/-0.05 dex，如果忽略。在最冷的有效温度Teff=5000 K处发现了最大的校正，其中对于最强的线，它们可以达到-0.4 dex。我们提出了分析函数，用于评估校正和直接将给定的锂丰度转换为等效宽度，反之亦然，将给定的等效宽度（EW）转换为锂丰度。为方便起见，提供了一个Python脚本，用于计算给定Teff、log g、[Fe/H]和A（Li）或EW的所有拟合函数。通过拟合函数，复杂的3D和NLTE计算的结果很容易获得，并迅速适用于大范围金属丰度的大样本恒星。
2020-04-22 astro-ph.SR
Non-LTE abundance corrections for late-type stars from 2000Å to 3μm: I. Na, Mg, and Al
众所周知，冷的恒星大气会偏离局部热力学平衡（LTE）。准确的丰度测定需要考虑这些影响，但往往缺乏必要的非LTE计算。我们的目标是提供详细的估计NLTE效应的FGK型恒星的所有谱线从紫外到红外线，是潜在有用的丰度诊断。本系列的第一篇文章主要讨论轻元素Na、Mg和Al。使用PySME程序计算了2158 MARCS模式大气在宽参数范围内的增长曲线。9个丰度点被用来构建个别线生长曲线，通过计算35钠线，134镁线，和34铝线的等效宽度。所述线选自紫外线到近红外波长范围。我们通过对五颗基准恒星（太阳、大角星、HD 84937、HD 140283和HD 122563）的等效宽度测量，展示了新网格的LTE和NLTE丰度分析能力。对于钠，NLTE的丰度低于LTE，并显示显着减少线到线的分散在贫金属的恒星。对于镁，我们证实了以前的报告中的一个显着的0.25德克斯LTE电离不平衡的贫金属恒星，只有轻微改善NLTE（0.18德克斯）。基于Mg II线的LTE丰度更好地与银河系化学演化模型相一致。对于铝，NLTE计算大大减少了0.6 dex的电离不平衡LTE中看到的贫金属恒星。在这项工作中提出的丰度校正与以前的研究重叠的线的子集，除了强饱和线。
2022-06-22 astro-ph.SR
Non-equilibrium Equation of State in stellar atmospheres
在恒星色球层中，辐射能量传输仅由最强的谱线控制。对于这些线，局部热力学平衡（LTE）的近似是已知的是非常不准确的，并且通常不能假设平衡状态。为了计算这些条件下的辐射能量输运，粒子数演化方程必须显式求解，包括所有与时间相关的项。我们发展了一种数值方法，以时间隐式的方式求解原子级布居的演化方程，保持所有的时间依赖项为一阶。我们表明，人口的时间依赖性的线性近似可以处理非常大的时间步长，而不会失去精度。我们重现的基准解决方案，从早期的，完善的工程方面的非LTE动力学平衡解决方案和典型的电离/复合时间尺度在太阳色球层。
2021-04-28 astro-ph.SR
Numerical non-LTE 3D radiative transfer using a multigrid method
3D非LTE辐射转移问题在计算上要求很高，并且这对可以解决的问题的大小设置了限制。到目前为止，多级加速Lambda迭代（MALI）已经成为在多维问题中执行高分辨率计算的首选方法。MALI的缺点是其计算时间按$\mathcal{O}(n^2)$缩放，其中$n$为网格点的数量。当网格变得更细时，计算成本以二次方增加。我们的目标是开发一个3D非LTE辐射转移代码，比MALI更有效。我们实现了一个非线性多重网格，快速近似存储方案，到现有的Multi3D辐射转移代码。我们通过与MALI计算的比较来验证我们的多重网格实现。我们表明，多重网格可以在现实的问题，从三维辐射MHD模拟作为输入大气的快照。多重网格，我们得到了3.3 - 4.5倍的加速比MALI。使用全多重网格，速度提高到6倍。对于具有更多网格点和更细网格间距的输入大气，加速预计会增加。使用非线性多重网格方法求解3D非LTE辐射转移问题可以应用于实际大气，具有显著的加速。
2017-01-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Non-LTE inversions of a confined X2.2 flare: I. Vector magnetic field in the photosphere and chromosphere
准确获得太阳大气中的磁场矢量对于研究耀斑期间磁场拓扑结构的变化和可靠地模拟空间天气至关重要。我们通过将各种反演方法应用于2017年9月6日NOAA AR 12673中的受限X2.2耀斑来解决这个问题，将光球和色球磁场矢量与该事件的两个数值模型进行比较。我们从Milne-Eddington（ME）和（非）局部热平衡（非LTE）反演的Hinode SOT/SP Fe I 6301.5 μ m和6302.5 μ m得到光球场。色球场是从空间正则化弱场近似（WFA）和非LTE反演的钙II 8542观察CRISP在瑞典1米太阳望远镜。LTE和非LTE推断的光球场分量在整个大气中具有很强的相关性，在非LTE反演中具有更强的场和更高的温度。对于色球场，非LTE反演与空间正则化的WFA相关性很好。我们发现强场补丁超过4.5千克的光球，共同位于类似的浓度超过3千克的色球。得到的场强比数值模型高2-3倍，更集中和结构化的光球到色球剪切接近极性反转线。LTE和非LTE的Fe I反演产生基本上相同的光球场，而ME反演未能再现Fe I在发射的场矢量方向。我们的反演证实了由数值模型预测的磁通绳足点的位置。然而，预处理和较低的空间分辨率导致模型中的场比数据显示的更弱和更平滑。这强调了需要更高的空间分辨率的模型，以更好地约束喷发前的通量绳。
2020-09-03 astro-ph.SR
A New Stellar Atmosphere Grid and Comparisons with HST/STIS Calspec Flux Distributions
空间望远镜成像光谱仪（STIS）测量了O、B、A、F和G型恒星的光谱能量分布（SED）。这些来自CALSPEC数据库的绝对通量与ATLAS-APOGEE ATLAS 9模式大气数据库使用卡方最小化技术在四个参数中计算的新光谱网格拟合。Castelli & Kurucz（CK 04）和我们新的综合LTE网格（BOSZ）的拟合质量进行了比较。对于温度较低的恒星，还评估了与MARCS LTE网格的拟合，而最热的恒星也与NLTE Lanz & Hubeny OB星网格拟合。不幸的是，这些NLTE模型在红外线中不能平滑过渡，以在Teff = 15，000 K的NLTE下限下与我们的新BOSZ LTE网格一致。新的BOSZ网格可通过太空望远镜研究所MAST档案获得，并且具有比CK 04更精细的采样红外波长尺度，这将有助于詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）观测到的恒星建模。我们对天狼星角直径的计算结果与地面干涉测量值一致.
2017-04-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
NLTE analysis of spectra: OBA stars
讨论了NLTE模式大气的计算方法。NLTE微量元素的程序进行了比较，与完整的NLTE模式大气计算。LTE和NLTE大气建模之间的差异进行了评估。讨论了模型原子的构造方法。最后，膨胀的热恒星的大气风的模拟进行了简要的评论。
2014-06-13 astro-ph.SR
