The importance of horizontal Poynting flux in the solar photosphere
太阳低层大气电磁能通量是描述太阳大气能量平衡的重要工具。目前对太阳大气能流的研究主要集中在通过光球层的垂直电磁通量上，忽略了其他方向的坡印亭通量及其对局部加热的可能贡献。基于一个现实的彩虹模拟一个安静的太阳（冕洞）大气，我们发现，在光球中的总电磁能通量发生主要平行于光球，集中在小区域沿晶间通道。因此，有可能仅基于可以从观测中迅速检索的变量，即小尺度磁性元件的水平速度及其纵向磁通量，来定义该能通量的代理。我们的代理准确地描述了模拟中的实际坡印廷通量分布，电磁能通量达到$10^{10}$ erg\，cm $^{-2}$ \，s $^{-1}$。为了验证我们的研究结果，我们将分析扩展到日出/IMaX数据。首先，我们表明，彩虹逼真地描述光球安静的太阳区域，模拟提出了类似的分布的视线磁通量和水平速度场。其次，我们发现非常相似的水平坡印亭通量代理分布的模拟光球和观测数据。我们的研究结果还表明，水平坡印亭通量的观测是相当大的垂直电磁通量从以前的观测估计。因此，我们的分析证实，在光球的电磁能流主要是水平的，是最强烈的局部地区沿晶间通道。
2022-03-02 astro-ph.SR
Tracing the evolution of radiation-MHD simulations of solar and stellar atmospheres in the Lagrangrian frame
辐射磁流体模拟已经成为研究太阳和恒星大气物理的标准工具。目的：本文的目的是提出一种方法，允许有效和准确的分析，在这种模拟的拉格朗日框架中的流量。研究方法：本文提出了一种方法，允许给定的种子点，可以自由选择在任何位置，并在任何时间在模拟过程中的模拟状态存储的路径线的建设。该方法基于被动示踪粒子。通过在膨胀区域中注入颗粒，即使在强压缩流的情况下，也避免了无颗粒体积的发生。结果：该方法在太阳和恒星大气模拟程序Bifrost中得以实现。它是高效和准确的。作为例子，我提出了一个分析的气体包裹在对流区和太阳过渡区的粒子。
2018-05-17 astro-ph.SR
Thin coronal jets and plasmoid-mediated reconnection: Insights from Solar Orbiter observations and Bifrost simulations
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；George Mason University（乔治梅森大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
研究结合 Solar Orbiter/HRIEUV 观测与 Bifrost 模拟，识别 CBP 起源的253–706 km细薄日冕喷流，并发现电流片及外流区中等离子体团介导重联的直接与间接证据。
2025-08-19 astro-ph.SR
Stirring the Base of the Solar Wind: On Heat Transfer and Vortex Formation
目前的太阳风模型必须近似（或忽略）太阳大气中的小尺度动力学，然而这些动力学在塑造新兴的波湍流光谱和最终加热/加速日冕等离子体方面可能很重要。Bifrost代码生成了太阳大气的真实模拟，有助于分析目前处于或超过现代太阳望远镜极限的空间和时间尺度。在这项研究中，彩虹模拟被配置为代表太阳大气中的日冕洞区域，从快速太阳风出现。模拟从上层对流区（光球层以下2.5微米）延伸到低日冕（光球层以上14.5微米），水平范围为24微米× 24微米。光球层流动对日冕磁场的扭曲，有效地将能量注入低日冕。在低日冕直径为1 - 5微米的扭曲磁结构中，通常可以观察到高达$^{-2}$ kWm的坡印廷通量。扭转阿尔文波沿着这些结构传播，随后将逃逸到太阳风中。然而，这些波从上边界条件的反射使得很难明确量化新兴的阿尔文波能通量。这项研究代表了量化的条件下，在基地的太阳风使用彩虹模拟的第一步。结果表明，日冕磁场容易被光球流编织和扭曲。温度和密度的差异形成活跃的搅拌运动和那些没有的区域之间。对流中更强的类似水池的流动，与磁集中同时发生，通过磁漏斗网络向上发射扭转阿尔文波，预计这将增强太阳风中磁之字形的湍流生成。
2022-07-06 astro-ph.SR physics.space-ph
A comparative study of resistivity models for simulations of magnetic reconnection in the solar atmosphere. II. Plasmoid formation
本研究利用Bifrost代码开展二维冕区磁重联模拟，对比多种电阻率模型下等离子体团与伦德奎斯特数的关联，发现超扩散模型在低分辨率下可复现高分辨率均匀电阻率的等离子体团特征。
2024-01-02 astro-ph.SR
A comparative study of resistivity models for simulations of magnetic reconnection in the solar atmosphere
本文利用Bifrost代码比较了三种异常电阻率模型在太阳磁重联模拟中的表现，发现它们在二维日冕重联实验中的大尺度演化结果相似，而一维Harris电流片实验则需对扩散参数进行不同程度的重新校准。
2023-05-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Radiative transfer with scattering for domain-decomposed 3D MHD simulations of cool stellar atmospheres
我们提出了一个辐射转移求解器的相干散射的辐射磁流体动力学（MHD）模拟恒星表面对流的新BIFROST代码的实现。该代码是完全并行使用MPI域分解，这允许大的网格尺寸和提高分辨率的流体动力结构。在忽略磁场的情况下，我们应用该程序模拟了太阳型恒星的表面颗粒化，并研究了相干散射对大气结构的重要性。在辐射转移方程中加入了散射项，需要对辐射场进行迭代计算。我们使用一个短的特征为基础的高斯-赛德尔加速计划来计算能量方程的辐射通量发散。相干散射的影响进行了测试，通过比较的温度分层的三个三维的时间依赖的流体动力学大气模型的太阳型恒星：没有散射，连续散射，连续和线散射。我们表明，连续散射没有显着的影响光球温度结构的恒星像太阳。然而，包括线覆盖中的散射，导致温度降低约350 K，低于log τ <-4。这种效应与辐射平衡中的一维流体静力学模型相反，在辐射平衡中，散射减少了光球高层强LTE线的冷却效应。相干线散射也改变了在高层大气中的温度分布，在那里我们观察到更强的波动相比，真正的吸收线的治疗。
2010-07-16 astro-ph.SR
Excitation and evolution of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
太阳日冕环通常会受到振荡的影响。日冕振荡的观测被用来利用日冕地震学来推断日冕等离子体的物理性质。日冕环中振荡的激发和演化通常使用高度理想化的磁通量-管模型进行研究。为了提高我们对日冕振荡的理解，有必要考虑现实磁场拓扑和演化的影响。利用辐射-磁流体程序Bifrost对从对流区到日冕的太阳大气进行了三维自洽模拟，研究了日冕振荡的激发和演化。我们使用前向模拟EUV辐射和三维跟踪的磁场来分析振荡行为的个别磁环。我们进一步分析了个别等离子体速度分量的演变沿使用小波功率谱捕获的振荡周期的变化。在模拟中出现了在日冕中经常观察到的各种类型的振荡。我们检测到横向和纵向速度分量，包括高阶振荡谐波的常设振荡。我们还表明，自洽模拟再现存在两个不同的制度的横向日冕振荡：迅速衰减的振荡脉冲事件和持续的小规模振荡，没有明显的阻尼。在振荡回路的足点处没有检测到谐波驱动器。我们表明，日冕环振荡是丰富的自洽三维MHD模拟太阳大气。个别磁环的动态演变和变化表明，我们需要重新评估我们的模型的整体和静态日冕环的恒定长度，有利于更现实的模型。
2021-01-16 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
Mg II h&k spectral line properties computed using 3D radiative transfer in an enhanced network region simulated with the MURaM-ChE code
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
通过3D辐射传输与部分频率再分布，在自洽的3D辐射磁流体动力学模拟中研究Mg II h&k谱线特性，验证了3D RT相比1.5D RT能更好匹配观测，并发现水平速度是造成差异的部分原因。
2026-05-21 astro-ph.SR
Radiative transfer in stellar atmospheres
本文介绍了求解痕量元素NLTE辐射转移问题的基本方程，并总结了其求解方法。强调了频率耦合在恒星大气辐射转移中的重要性。
2010-05-14 astro-ph.SR
Detection of wave activity within a realistic 3D MHD quiet sun simulation
本文提出基于离散傅里叶变换和频率滤波的新方法，在Bifrost真实三维MHD宁静太阳模拟中探测局域波动活动，发现涡旋边界处存在磁声波并可能通过黏性加热耗散，为太阳大气能量输运研究提供新途径。
2025-04-16 astro-ph.SR
Current status of NLTE analysis of stellar atmospheres
综述了各种热星光谱NLTE模拟和分析程序。讨论了动力学平衡标准方程的推广及其结果。
2014-06-13 astro-ph.SR
The effect of horizontal plasma inhomogeneities in 3D NLTE radiation transfer in stellar atmospheres
{We目的是演示大气不均匀性对谱线辐射出射比强度和辐射通量的影响。} {We自洽地解决了三维大气中的二能级原子的NLTE问题，使用笛卡尔网格。为此，我们使用三维辐射转移程序PORTA。通过检查简单的例子，我们研究的情况下，在大气模型中的温度不均匀性导致的出射辐射的修改。{We表明模拟大气中特定的温度不均匀性影响出现的辐射，并且基于平面平行大气模型的恒星光谱解释可能导致关于大气结构的错误结论。
2019-01-04 astro-ph.SR
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
The Influence of Chemi-ionization and Recombination Processes on Spectral Line Shapes in Stellar Atmospheres
本文考虑了原子-里德伯原子碰撞中的化学电离过程以及相应的化学复合过程对恒星大气弱电离层中原子出射态布居的影响。所给出的结果与太阳光球和某些M红矮星以及DB白矮星大气的弱电离层有关。已经发现，上述化学电离/复合过程占主导地位的有关并发的电子-原子和电子-离子的电离和复合过程中所考虑的恒星大气的所有部分。所得到的结果表明，所考虑的化学电离/复合过程必须有一个非常显着的影响恒星大气的光学性质的事实。因此，它表明，这些过程及其重要性的非本地热力学平衡（非LTE）模拟的太阳大气应进一步研究。
2011-12-28 astro-ph.SR
3D stellar atmospheres for stellar structure models and asteroseismology
对流是决定冷星包层结构的最重要的物理过程。它影响表面辐射通量和观测到的谱线轮廓的形状，并负责产生和抑制类似太阳的振荡等。恒星表面对流的三维数值模拟已经发展成为模拟和分析冷恒星表面物理机制的有力工具。本文讨论了用于此类应用的3D恒星大气的主要原则。恒星结构和演化理论的要求，使用它们作为边界条件进行了分析，以及使用日震和asteroseismology，以减少建模的不确定性和探测的一致性和准确性的3D恒星大气作为这个过程的一部分的能力。由不同的团队对太阳表面的模拟进行了比较，并讨论了这种建模方法的不确定性的一些问题。
2009-11-17 astro-ph.SR
Emergence of granular-sized magnetic bubbles through the solar atmosphere: I. Spectropolarimetric observations and simulations
我们研究了2009年7月发生在NOAA 11024中的颗粒大小的磁通量出现事件。这些观测是用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP分光偏振仪进行的，空间分辨率为0.14”。同时全斯托克斯观测的两个光球Fe I线在630.2 nm和色球Ca II 854.2 nm线，使我们能够详细描述整个太阳大气的出现过程。我们在这里报告的3D半球形气泡事件，而不是简单的磁足点，我们观察到复杂的半圆形脚跨越几个颗粒。在这些事件中最具特征的签名是在Ca II 854.2 nm线的翅膀上拍摄的滤光片中观察到一个黑暗的气泡。我们可以推断气泡是如何通过太阳大气层上升的，因为我们看到它从Ca II 854.2 nm的翅膀发展到核心。在光球层中，磁泡的平均向上多普勒速度为2 km/s。在大约3.5分钟内，它将行进约1100公里到达色球层中部，这意味着平均上升速度为5.2公里/秒。为了帮助解释的意见，我们进行了三维数值模拟的演变的水平，无扭曲的磁通量片注入对流区，使用彩虹代码。计算区域从对流层上部到日冕下部。在模拟的色球层中，上升的通量片产生一个大的、冷的、磁化的气泡。我们将这个气泡与观测到的气泡进行比较，发现非常一致，包括光球层和色球层中类似的场强和速度信号，温度赤字，上升速度，膨胀速度和寿命。
2013-12-19 astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
Photospheric constraints, current uncertainties in models of stellar atmospheres, and spectroscopic surveys
我们在这里总结的讨论围绕光球的限制，目前的恒星大气模型的不确定性，以及正在进行的光谱调查的报告。而不是一个全景的艺术状态，我们选择提出一个开放的问题，应该调查，以改善未来的分析清单。
2014-09-08 astro-ph.SR
Stellar atmospheres, atmospheric extension and fundamental parameters: weighing stars using the stellar mass index
理解恒星的最大挑战之一是测量它们的质量。测量恒星质量的最好方法包括双星相互作用、星震学和恒星演化模型，但这些方法对红巨星和超巨星并不理想。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来推断恒星质量的演化红巨星和超巨星使用干涉和分光光度观测相结合的球形模型恒星大气测量我们所谓的恒星质量指数，定义为恒星半径和质量之间的比率。该方法是基于角直径的不同测量值之间的相关性，用作大气扩展的代理，和基本的恒星参数。对于一个给定的恒星，分光光度法测量罗斯兰角直径，而干涉测量通常探测更大的边缘变暗的角直径。这两个角直径的比率与恒星大气的相对延伸成正比，而恒星大气的相对延伸与恒星的有效温度、半径和质量密切相关。我们表明，这些相关性很强，可以导致恒星质量的精确测量。
2016-08-08 astro-ph.SR
Improving 1D Stellar Models with 3D Atmospheres
恒星演化编码在当今的天体物理学中扮演着重要的角色，但它们有着共同的问题。在这项工作中，我们试图弥补其中一些使用的结果，从现实和高度详细的三维流体动力学模拟恒星大气。我们已经实现了一个新的温度分层提取直接从三维模拟到加兴恒星演化代码，以取代通常使用的简化大气。其次，我们已经实现了使用一个可变的混合长度参数，它的变化作为恒星表面的重力和温度的函数-也来自3D模拟。此外，为了使我们的模型一致，我们计算了新的不透明度表，以匹配大气模拟。在这里，我们介绍了修改后的代码和使用它的恒星演化的初步结果。
2016-10-24 astro-ph.SR
Using limb darkening to measure fundamental parameters of stars
上下文临边暗化是了解恒星大气的重要工具，但大多数测量临边暗化的观测都假设了各种参数化，无法得到有关恒星大气结构的重要信息。目标。我们使用一个特定的边缘暗化关系，研究如何最佳拟合系数与基本恒星参数从球对称模型恒星大气。方法.利用球对称的Atlas模型大气网格，我们计算了边缘暗化系数，并发展了一种新的方法来预测恒星的基本参数。结果我们发现，我们提出的方法预测恒星大气模型的质量只给出半径和边缘变暗系数，这表明微透镜，干涉，过境和日食观测可以约束恒星质量。结论.这种新的方法表明，边缘暗化参数化包含有关恒星大气结构的重要信息，有可能成为测量恒星质量的有价值的工具。
2012-07-30 astro-ph.SR
Indicators of Mass in Spherical Stellar Atmospheres
质量是最重要的恒星参数，但它不能直接观测到一颗恒星。球形模型恒星大气的特征是光度（$L_\star$）、质量（$M_\star$）和半径（$R_\star$），现在观测可以直接确定$L_\star$和$R_\star$。我们计算了红巨星和红超巨星的球形模型大气，这些红巨星和红超巨星的$L_\star$和$R_\star$在每种类型的恒星的特征值上保持不变，但$M_\star$是变化的，我们搜索了预测的通量谱和表面亮度分布，以寻找随质量变化的特征。对于这两类恒星，我们发现在表面亮度分布和通量谱中恒星质量的相似特征。光谱特征以前已经被用来确定$\log_{10} (g)$，现在可以观察到非二元红巨星或红超巨星的光度和半径，球形模型恒星大气可以用来从目前可实现的光谱确定恒星的质量。表面亮度随质量的变化比目前的恒星成像所能分辨的要小一些，但它们的优点是对大气的详细化学成分不太敏感。
2013-02-20 astro-ph.SR
Dislocations in magnetohydrodynamic waves in a stellar atmosphere
我们描述了分层恒星大气中磁流体动力学波中波前位错的存在。标量位错，如边缘和漩涡，可以出现在阿尔文波，以及在一般的磁声波。我们在太阳色球层黑子的磁流体动力学波观测中发现了这些位错。通过对所观测到的位错电荷的测量，我们首次估计了太阳黑子中沿磁场传播的波的模式贡献。
2013-08-01 astro-ph.SR
Micro- and macroturbulence derived from 3D hydrodynamical stellar atmospheres
微观和宏观湍流（xi_mic和xi_mac）作为恒星参数的函数的理论预测可以是有用的光谱工作的基础上的1D模型大气中的情况下，经验确定的xi_mic是不可能的，由于缺乏合适的线和/或宏观湍流和旋转线展宽是难以分开的。为了利用CIFIST 3D模型大气网格推导出有效温度，重力和金属丰度的xi_mic和xi_mac的理论依赖性，我们讨论了不同的方法来推导出xi_mic的数值模拟，并报告了太阳和南河三的第一个结果。在这两种情况下，初步分析表明，在模拟中发现的微湍流显着低于在真实的恒星大气。
2009-10-21 astro-ph.SR
IAU Commission 36 (Theory of Stellar Atmospheres): Hexennial Report 2009-2015
这份六年期报告涵盖了IAU第36委员会-“恒星大气理论”-在2009年至2015年期间的活动，将是该委员会的最后一份报告，由C.G5委员会取代。在概述了组织委员会的组成之后，我们列出了2009年至2015年期间举行的与我们委员会成员相关的科学会议，并评论了IAU重组过程中新委员会C.G5（“恒星和行星大气”）的成立和目标。在报告的主要部分，我们简要回顾了过去六年来在我们的研究领域内的具体贡献和成就，集中在理论方面，并划分为晚型和大质量恒星大气。我们还提供了主要研究领域的更全面的概述，并以一系列有用的网络链接完成我们的报告。
2015-12-22 astro-ph.SR
Constructing a Cepheid Period p-Factor Relation from Static Model Stellar Atmospheres
使用Baade-Wesselink方法测量造父变星距离的最大不确定性之一是投影因子（p因子）的值。然而，使用IRSB技术和从流体动力学模型测量的P-因子不一致。在这项工作中，我们计算球对称的静态模型恒星大气，并预测一个周期的p因子关系。
2012-01-04 astro-ph.SR
Comparison of limb-darkening laws from plane-parallel and spherically-symmetric model stellar atmospheres
临边变暗是模拟食双星和行星凌日光变曲线的基本约束。随着开普勒、CoRot和Most的观测变得越来越精确，有必要对边缘变暗有更深入的了解。然而，边缘暗化通常被建模为简单的参数化适合平面平行模型恒星大气，忽略恒星大气的扩展。在这项工作中，我计算线性，二次和四个参数的边缘变暗的法律从网格的平面平行和球对称模型恒星大气中的温度和重力范围代表恒星的红巨星分支上发展。每个几何形状的边缘变暗的关系进行了比较，发现适合平面平行模型比球对称模型好得多。假设球对称模型大气的边缘变暗比平面平行模型更能代表实际的恒星边缘变暗，那么这些边缘变暗定律将不适合恒星盘的边缘，导致光变曲线拟合的误差。这个误差会随着恒星大气层的延伸而增加。
2011-09-21 astro-ph.SR
SoFT: Detecting and Tracking Magnetic Structures in the Solar Photosphere
本研究提出基于Python的新型太阳磁结构跟踪工具SoFT，采用分水岭分割算法探测磁团并跨帧关联跟踪，通过SDO/HMI实测数据与Bifrost模拟数据验证了其在不同噪声条件下的探测跟踪可靠性。
2024-12-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
A new extensive library of PHOENIX stellar atmospheres and synthetic spectra
我们提出了一个新的高分辨率合成光谱库的基础上恒星大气代码PHOENIX，可用于光谱分析和恒星参数合成的广泛应用。PHOENIX的球形模式被用来创建模型大气，并从中获得详细的合成恒星光谱。我们提出了一个新的自洽的方式来描述我们的模型大气的微观湍流。合成光谱覆盖500 AA至50.000AA的波长范围，光学和近红外分辨率为R=500.000，红外分辨率为R=100.000，紫外分辨率为0.1AA。参数空间覆盖2.300K ≤ Teff ≤ 12.000K，0.0 ≤ log（g）≤ +6.0，-4.0 ≤ [Fe/H] ≤ +1.0，-0.2 ≤ [alpha/Fe] ≤ +1.2。该库是一项正在进行的工作，我们希望将其扩展到Teff=25.000 K。
2013-04-24 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
Scaling of the asymptotic entropy jump in the superadiabatic layers of stellar atmospheres
恒星结构计算能够精确预测恒星演化过程中的性质。然而，对流仍然是模拟的混合长度理论，因此，光学表面附近的上边界条件不同意与asteroseisic观测。我们希望改进恒星结构计算中确定外边界条件的方法。我们研究现实的3D恒星大气模型，以找到替代属性。我们发现，渐近熵运行的超绝热对流表面层表现出明显的普遍分层时，归一化的熵最小值和跳跃。归一化熵可以非常精确地由5阶多项式表示，并且3阶多项式也产生精确的系数。这种通用的熵分层或太阳分层，当缩放的熵跳跃和最小值，可以用来改善模拟的超绝热表面层的恒星结构计算。此外，这一发现表明，表面对流对所有冷恒星的作用方式都是相同的，但需要进一步研究，以提高我们对恒星大气的理解。
2016-01-08 astro-ph.SR
The Stagger-grid - A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models
理论大气模型为天文学的各种应用提供了基础。在简化的一维大气模式中，对流通常用混合长度理论来处理，尽管它是众所周知的不足，因此，超绝热区是很差的渲染。由于在过去的几十年里，不断增加的计算能力，我们现在能够计算大网格的现实三维（3D）流体动力学模型大气的辐射转移的现实治疗。我们已经计算了交错网格，一个全面的网格的三维大气模型晚型恒星。在所提出的贡献，我们讨论了初步结果的网格探索全球性和平均分层的3D模型。此外，我们还描述了经典的一维大气模型的差异。
2013-10-18 astro-ph.SR
CH in stellar atmospheres: an extensive linelist
高分辨率光谱仪和详细的恒星大气模型的出现加强了对精确分子数据的需求。碳增强贫金属（CEMP）星光谱是研究CH分子跃迁的有趣对象。我们结合分子的光谱分析和恒星辐射转移代码的程序，建立一个广泛的CH线性，包括预解离加宽以及新确定的水平。我们展示了强预解离CH线的CEMP星的例子，我们强调的重要作用所发挥的CH功能的键-内夫功能，降低钡星的光谱多达0.2个级别的$λ=$ 3000 - 5500毫微米范围。由于恒星大气中的极端热力学条件（与实验室相比），可以观察到高能级的分子跃迁。因此，恒星光谱可以用来限制和改进分子数据。
2014-10-15 astro-ph.SR
Statistical equilibrium equations for trace elements in stellar atmospheres
详细讨论了热力学平衡、局部热力学平衡和统计平衡的条件。给出了统计平衡方程和补充方程，以及辐射率和碰撞率的表达式，并着重讨论了微量元素的解。
2010-05-14 astro-ph.SR
Measuring the stellar atmosphere parameters using follow-up polarimetry microlensing observations
我们提出了一个潜在的后续偏振微透镜观测研究遥远恒星的恒星大气的分析。首先，我们使用银河系模型、恒星星族和朝向银河系隆起的星际尘埃产生合成微透镜事件。我们模拟了偏振微透镜的光变曲线，并将其与甚大望远镜（VLT）的FOcal Reducer和低色散光谱仪（FORS 2）的仪器规格进行比对，然后进行分析。我们发现，VLT望远镜的精度可以让我们限制冷RGB恒星的大气层。假设OGLE望远镜每年探测到大约$3000$微透镜事件，我们期望在偏振光变曲线中分别探测到偏振微透镜事件的几乎$20,~10,~8, $和$5$，这四个不同的标准是在基线以上的三个连续偏振数据点，分别为$1σ$、$2σ$、$3σ$和$4σ$。我们概括的协方差矩阵制定和提出的偏振和测光信息的组合，使我们能够测量大气的散射光学深度和恒星包络的红巨星的内半径。这两个参数可以决定冷RGB源星大气的尘埃不透明度和尘埃形成的半径。
2020-11-07 astro-ph.SR
On the Interpolation of Model Atmospheres and High-Resolution Synthetic Stellar Spectra
我们目前的光学和红外恒星光谱进行测试，以评估不同类型的插值的准确性。模型大气和连续统归一化通量进行了插值。在第一种情况下，我们使用线性插值，并在第二个线性，三次样条曲线，B-Bezier和二次Bezier方法。我们为这些测试生成了400个ATLAS 9模型大气，其中大气参数的随机值在[Fe/H]中介于-2.5和+0.5之间，有效温度为4500至6250 K，表面重力为1.5至4.5 dex。从这些模型大气中创建合成光谱，并与通过插值得到的光谱进行比较。我们发现，在通量空间中考虑的那些插值算法中，最精确的插值算法是Bezier，其次是二次Bezier和三次样条。模型大气的线性插值导致的误差比通量的线性插值大约两倍，比高阶通量插值大约四倍。
2013-01-21 astro-ph.SR
Why one-dimensional models fail in the diagnosis of average spectra from inhomogeneous stellar atmospheres
我们调查的可行性，表示一个结构化的多维恒星大气与一个单一的一维平均分层的目的，大气的平均光谱的光谱诊断。特别是，我们构建了四个不同的一维分层从一个单一的快照的磁流体动力学模拟太阳对流：一个通过平均其属性在表面上的恒定高度，和三个不同的平均在500 nm的恒定光学深度的表面。使用这些模型，我们计算连续，原子和分子线强度和他们的中心到肢体的变化。从新兴的光谱分析，我们确定了三个主要原因，为什么这些平均表示是不够的，通过光谱分析的恒星大气特性的准确测定。这些理由是：普朗克函数随温度的非线性，它使非均匀大气的平均出射强度高于平均性质大气的平均出射强度，即使它们的温度-光学深度分层是相同的;分子形成随温度和密度的非线性，它使非均匀大气的分子丰度高于具有相同平均性质的一维模型;对流运动的各向异性，强烈影响线芯强度的中心到边缘的变化。因此，我们认为，一个一维的大气模式，再现了平均光谱的非均匀大气不一定反映平均的物理性质的大气，因此本质上是不可靠的。
2011-05-05 astro-ph.SR
Time-dependent atomic diffusion in the atmospheres of CP stars. A big step forward: introducing numerical models including a stellar mass loss
计算丰度分层在ApBp/HgMn恒星大气中，我们正在考虑质量损失，除了在我们的数值代码中的原子扩散，以实现更现实的模型。这些数值模拟与质量损失解决平面平行大气的时间相关的连续性方程，该过程是迭代的，直到获得整个恒星大气的大部分扩散元素的固定浓度。我们发现，镁分层在HgMn星大气中是特别敏感的存在下的质量损失。对于主序星与$T_{\rm{eff}}\approx 12000$ K，观察到的系统性轻度不足的这种元素可以解释，只有当质量损失率约为$4.2\,10^{-14}$太阳质量每年在我们的模型中假设。数值模拟还表明，在HgMn星HD 53929中观察到的P丰度分层可以理解，如果一个弱的水平磁场约75 G存在于该恒星。然而，为了更好地将我们的结果与观测结果进行比较，有必要进行三维建模，特别是当磁场和恒星风-使大气层各向异性-一起考虑时。
2018-11-06 astro-ph.SR
The influence of the radiative non-symmetric ion-atom collisions on the stellar atmospheres in VUV region
本工作的目的是提请注意辐射电荷交换过程中的非对称离子原子碰撞的真空紫外区恒星大气的不透明度的影响因素。为此，计算了几种离子-原子系统的光谱吸收系数，即He + H $^{+}$和H + X $^{+}$，其中X = Na和Li。在选定的例子中，已经确定，检查过程中产生相当宽的分子吸收带的VUV区域，这应该考虑到从实验室测量或天体物理观测获得的数据的解释。本文讨论了DB白矮星和太阳大气以及所谓的锂星大气的辐射过程的潜在意义。
2013-11-02 astro-ph.SR
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 astro-ph.SR
On stellar limb darkening and exoplanetary transits
本文探讨了如何比较恒星的边缘暗化系数从模型大气和测光得出的。一个给定的模式大气的不同特征可以给出完全不同的数值结果（即使对于一个给定的临边暗化“定律”），而光变曲线分析产生的临边暗化系数取决于系统的几何形状，并且不能直接与任何模式大气表示法相比较。这些问题的背景下，系外行星凌日，这提供了显着的优势，比传统的双星食系统在恒星临边暗化的研究。通过合成测光法，对少量恒星样本进行了光变曲线分析与新模型大气结果之间的“同类”比较。由此产生的合成测光/大气模型（SPAM）的边缘暗化系数和经验值之间的协议范围从非常好到相当差，即使调查的目标只显示一个小的分散在基本恒星参数。
2011-08-05 astro-ph.SR
Limb darkening in spherical stellar atmospheres
（略）背景。星缘暗化，I（μ = cosθ），是微透镜、食双星、行星凌日和干涉观测的重要限制，但通常被视为参数化曲线，例如线性加平方根定律。许多分析假设从模型恒星大气计算的边缘变暗系数。然而，以前的研究，使用来自平面平行模型的I（μ），已经发现对通量归一化曲线的拟合通过固定点，即恒星盘上的公共μ位置，对于Teff，log g和波长的所有值。目标。我们研究这个固定的μ点，以确定它是模型恒星大气的一个属性还是边缘变暗定律的一个属性。此外，我们使用这个临边暗化定律作为一种工具，以探测恒星大气的性质进行比较临边暗化的观测。方法.用平面平行和球对称Atlas模型（由三个基本参数L \star、M \star和R \star表征）计算的强度用于重新检查参数化曲线的固定μ点的存在。结果我们发现，我们的球形模型的强度没有一个固定的点，虽然曲线确实有一个最小的扩展在μ值类似的参数化曲线。我们还发现，参数化曲线有两个固定点，μ1和μ2，虽然μ2是如此接近的磁盘的边缘，它是错过了使用平面平行的大气。我们还发现，相对于平面平行模型，球对称模型似乎更好地与已发表的微透镜观测相一致。
2011-05-01 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
The non-symmetric ion-atom radiative processes in the stellar atmospheres
研究表明，在强非对称离子-原子系统中，$A+B^{+}$碰撞中的吸收、电荷交换和光缔合过程以及$AB^{+}$光解离过程对紫外和极紫外恒星大气的不透明度有显著影响.在这项工作中，这样的过程对太阳大气的意义进行了研究。在太阳大气的情况下，与$A=$ H和$B=$ Mg和Si的吸收过程被视为主导过程，但$A=$ H和$B=$ Al和$A=$ He和$B=$ H的情况也被考虑在内。只选择这些物质是因为，在与所用太阳-大气模型相关的物质中，只有对它们，我们才能确定相应分子离子的必要特征，即分子势曲线和偶极矩阵元。结果表明，在相当宽的相应准分子吸收带内的远紫外和极紫外区域的检查非对称过程的效率是可比的，有时甚至大于已知的对称离子原子吸收过程的强度，这是现在包括在模型中的太阳大气。因此，所提出的结果表明，非对称离子原子吸收过程也必须包括在相应的恒星大气模型的\emph{ab initio}。
2013-02-24 astro-ph.SR
Cepheid limb darkening, angular diameter corrections, and projection factor from static spherical model stellar atmospheres
上下文使用经典造父变星测量哈勃常数的一个挑战是莱维特定律或周期光度关系的校准。Baade-Wesselink方法是利用观测到的径向速度与脉动速度之比、投影因子以及恒星角直径的测量能力来确定造父变星的距离。目标。我们使用球对称模型恒星大气探索的p-因子和角直径校正作为脉动周期的函数的依赖性。方法.强度分布计算从一个网格的平面平行和球对称模型恒星大气使用SAtlas代码。投影因子和角直径校正确定从这些强度分布和以前的结果相比。结果我们预测的几何周期投影因子关系，包括以前发表的最先进的流体动力学预测是没有最近的观测约束。我们提出了一些潜在的解决方案，这种差异。模型大气的几何形状也影响了用来解释干涉观测的角直径修正的预测，这表明过去使用的修正低估了造父变星的角直径3 - 5%。结论.虽然球对称流体静力学模型大气不能解决理论和观测的投影因子之间的差异，但它们确实有助于约束必须包括在内的基本物理，包括色球和质量损失。该模型还预测了更多的物理为基础的干涉观测的边缘暗化校正。
2012-03-15 astro-ph.SR
Hydrodynamical model atmospheres: Their impact on stellar spectroscopy and asteroseismology of late-type stars
流体动力学，即多维和时间相关的，晚型恒星的模型大气已经达到了很高的现实水平。它们通常应用于恒星丰度的高保真度工作，但也允许研究在标准一维流体静力模型大气中没有建模的过程。在这里，我们讨论了两个观测方面，出现这样的过程，光度颗粒化背景和光谱微湍流。我们使用CO5BOLD流体动力学模型大气来表征FGK星的总颗粒亮度波动和特征时间尺度。重点放在诊断潜力的颗粒背景约束的基本大气参数。我们发现一个明确的金属依赖的颗粒背景。在太阳金属丰度的模型预测和现有的观测约束之间的比较显示出显着的差异，需要进一步澄清。关于微湍流，我们报告的推导CO5BOLD模型的基础上，这表明良好的对应关系的恒星在毕宿星团的测量理论校准。我们强调一个一致的程序时，确定的微湍流的重要性，并指出通常应用的描述流体静力学模型大气中的微湍流的局限性。
2016-09-01 astro-ph.SR
Non-LTE oxygen line formation in 3D hydrodynamic model stellar atmospheres
OI 777 nm谱线是FGK型恒星大气中氧丰度最常用的诊断方法之一。然而，它们在远离局部热力学平衡（LTE）的条件下形成。我们探讨偏离LTE的原子氧，和他们的影响OI线，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于OI 777 nm三重态，我们发现与LTE的显著偏离。这些偏离在具有较大有效温度、较小表面重力和较大氧丰度的恒星中更大。我们提出了OI616 nm、[OI] 630 nm、[OI] 636 nm和OI 777 nm线的预测3D非LTE等效宽度的网格，以及对基于1D LTE的结果的丰度校正。
2015-11-03 astro-ph.SR
Effects of shocks in stellar atmosphere models on the emission line spectrum of surrounding Hii regions
从Hii地区的星系发射线的研究需要的工具，线的比例转化为所需的物理性质。这些工具通常以基于光电离模型网格的诊断比率/图表的形式出现。光电离模型的一个重要输入是电离源的恒星大气光谱。目前在计算前一套模型时忽略了冲击，这可能会威胁到对Hii区域排放线比率的物理解释的准确性。目前的恒星大气模型，用于产生星云发射线诊断图的光电离模型的网格的关键输入可能会产生显着的偏差，由于遗漏的冲击。我们调查是否需要新一代的光电离模型网格，考虑到冲击，以补偿的偏见。我们利用的WM-基本恒星大气代码，它可以占额外的能量发射的恒星光谱能量分布所产生的冲击，结合光电离代码MOCASSIN，以确定是否冲击产生显着的偏差，在确定的物理参数的星际介质和/或电离恒星参数。我们的结论是，这些影响是唯一重要的恒星源的有效温度低于30千K，在这种情况下，他们产生人为的高恒星温度，电子温度和星云电离参数。这种效应的大小显然也取决于激波的强度，而且对于大多数恒星源来说可能并不重要。然而，我们发现我们的20 kK和30 kK激波模型强烈增强He ii 4686星云发射线。然而，这一结果是不够强，以解释先前观察到的氦二4686线发射的光谱中的HII星系。
2013-06-10 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in the solar atmosphere through 3D realistic numerical modeling
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；SETI Institute（SETI研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）
通过Bifrost代码的三维RMHD模拟，研究了太阳大气中磁通量对消事件，揭示了色球重联机制及与观测的对比，强调日冕层建模的重要性。
2025-10-22 astro-ph.SR
A New Extensive Library of Synthetic Stellar Spectra from PHOENIX Atmospheres and its Application to Fitting VLT MUSE Spectra
我们提出了一个新的图书馆的基础上恒星大气代码PHOENIX合成光谱。它的波长范围从500 nm到55000 nm，光学和近红外分辨率为R=500000，红外分辨率为R=100000，紫外分辨率为Δλ= 0.1 nm。参数空间为2300 K ≤ Teff ≤ 8000 K，0.0 ≤ log（g）≤ 6.0，-4.0 ≤ [Fe/H] ≤ +1.0和-0.3 ≤ [α/Fe] ≤ +0.8。该库正在进行中，并将扩展到至少Teff= 25000 K。我们使用一种新的自洽的方式来描述我们的模型大气的微观湍流。整个合成光谱库将可供下载。接下来，我们提出了一种拟合光谱的方法，特别是设计用于新的第二代VLT仪器MUSE。结果表明，我们可以确定恒星参数（Teff，log（g），[Fe/H]和[α/Fe]），甚至单元素丰度。
2012-03-08 astro-ph.SR
Can we trust elemental abundances derived in late-type giants with the classical 1D stellar atmosphere models?
本文比较了一个T_eff= 3640 K，log g = 1.0，[M/H] = 0.0的晚型巨星中各种化学物种的丰度，计算结果与经典的一维恒星大气程序的结果一致。对于这组特定的大气参数，中性原子和分子的3D-1D丰度差异通常很小，但在离子的情况下，它们可能达到0.3-0.4 dex。3D-1D差异通常在较高激发电位下变得越来越负，并且通常在光学波长范围内最大。它们的符号可以是正的也可以是负的，并且取决于给定谱线的激发电势和波长。虽然我们用这种特殊的晚型巨星模型获得的结果表明，1D恒星大气模型可以安全地使用中性原子和分子，但如果使用离子，则应小心。
2009-10-18 astro-ph.SR
