The dynamic atmospheres of Mira stars: comparing the CODEX models to PTI time series of TU And
我们对AGB上恒星演化的理解仍然面临许多困难。为了改善这一点，量化的了解大振幅的大气层和解释的基本恒星参数是必不可少的。我们希望通过与TU And的时间分辨分光光度和干涉PTI数据集的对抗来评估最近发布的CODEX动力学模型大气在代表M型Mira变量方面的有效性。我们校准的干涉K波段时间序列的高精度。这导致了50个夜晚的观测，涵盖了随后的8个脉动周期。在每个相位处，获得2.2 $μ$ m处的通量，以及K波段上5个通道中的光谱形状和可见度点。我们比较了相关的动态，自激CODEX模型的数据集。在视觉最小相位处，光谱和维生素都一致地再现。在接近最大值时，我们的观测结果表明，目前的模型预测的光球过于紧凑和炎热，我们发现扩展的大气层缺乏H2O不透明度。由于目前模型参数空间的覆盖面很小，需要更多的模型才能就差异的原因得出确切的结论。我们认为，TU和，可以解除的差异，通过采用较低的混合长度参数的值结合恒星质量的增加和/或金属丰度的减少，但这需要释放一个扩展的模型网格。
2012-01-27 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres III. Validation of the method on VLTI/AMBER observations of the Mira star S Ori
AGB星大气层的结构和动力学知识对于更好地理解质量损失至关重要。层析成像方法依赖于光谱掩模的设计，该掩模包含在恒星大气中给定光学深度范围内形成的谱线，是实现这一目的的理想技术。它被应用于高分辨率光谱干涉VLTI/琥珀色观测的Mira型AGB星S猎户座。首先，在对层析掩模有贡献的波长处提取干涉仪的vibrium，并将其拟合到从均匀盘模型计算出的波长处。这允许测量由相应掩模探测的大气层的几何范围。然后，我们将观测到的大气扩展与现有的一维脉动CODEX模型和三维辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟测量的大气扩展进行比较。我们发现，虽然S Ori中层析掩模探测的平均光学深度减小，（使用$<\log τ_0> = -0.45$、$-1.45$、和$-2.45$从最内层到中心层和最外层），这些层的角直径增加，从10.59 $\pm$ 0.09 mas至11.84 $\pm$ 0.17 mas，高达14.08 $\pm$ 0.15 mas。类似的行为时，观察到的层析成像方法被应用到1D和3D的动力学模型。因此，这项研究得出，第一次，光学和几何深度尺度之间的定量关系时，适用于Mira星S Ori，或1D和3D动力学模型。在Mira型恒星的背景下，光学和几何深度之间的联系的知识开辟了一条道路，以获得冲击波传播速度，这不能直接观察到这些恒星。
2020-09-08 astro-ph.SR
Resolving the stellar activity of the Mira AB binary with ALMA
我们根据ALMA科学验证观测结果，在波段3（~94.6 GHz）和波段6（~228.7 GHz），从二进制Mira A（o Ceti）和Mira B中，给出了毫米连续波长的大小，形状和通量密度。Mira AB系统已被ALMA观测到，空间分辨率低至~25 mas。解析了Mira A的扩展大气层和Mira B源周围的风场，并导出了Mira A和Mira B周围电离区的大小。还导出了频带3内（89 - 100 GHz之间）和频带3与频带6之间的谱指数。发现Mira A的光谱指数从波段3内的1.71 ± 0.05变化到波段3和6之间的1.54 ± 0.04。Mira B在波段3的光谱指数为1.3 ± 0.2，与较长波长的测量结果非常一致。然而，它在频带之间上升到1.72 +-0.11。这是第一次在这些频率下解析恒星的扩展大气层，Mira A在波段3的直径为~3.8x3.2 AU（亮度温度Tb~5300 K），在波段6的直径为~4.0x3.6 AU（Tb~2500 K）。此外，在Mira A的星盘上还发现了一个亮度约为0.4AU、Tb约为10000 K的亮热点。发现Mira B的吸积盘周围的电离区大小约为2.4 AU。在Mira B周围的辐射与靠近Mira B的吸积盘的Mira A引力束缚物质的部分电离风的辐射一致。Mira A的大气层并不完全符合预测，波段3的亮度温度明显高于预期，可能是由…
2015-04-18 astro-ph.SR
Spatially resolving the atmosphere of the non-Mira-type AGB star SW Vir in near-infrared molecular and atomic lines with VLTI/AMBER
我们提出了一个近红外光谱干涉观测的非米拉型，半规则渐近巨星分支星SW Vir。我们的目标是探测外层大气的物理性质与空间分辨数据在个别分子和原子线。我们观察到SW Vir的光谱窗口之间的2.28和2.31微米的近红外干涉仪琥珀在ESO的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。由于AMBER的高空间分辨率和12000的高光谱分辨率，SW Vir的大气不仅在强CO第一泛音谱线上，而且在H2O，CN，HF，Ti，Fe，Mg和Ca的弱分子和原子谱线上都得到了空间分辨。与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比流体静力学模型预测的更大，不仅在CO线，甚至在弱分子和原子线。我们发现，这主要是由于H2O线（但也可能是由于HF和Ti线）起源于扩展的外层大气。虽然H2O线在空间分辨光谱中表现得很少，但在光谱干涉数据中可以识别出来自外大气的单个振转H2O线。我们的模拟表明，在延伸到~2 R星的外层大气中，H2O柱密度为10^{19}-10 ^{120} cm^{-2}。我们的研究表明，非光球层外层大气的影响不仅存在于CO的强第一泛音线，而且在弱的分子和原子线的光谱干涉数据。因此，空间未分辨光谱的分析，例如化学成分的分析，即使谱线看起来很弱，也应该小心进行。
2018-11-14 astro-ph.SR
VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: I. Variable photosphere and extended atmosphere of the Mira star R Peg
Mira星的动力学大气模型预测了光球半径和大气分子层的变化，这些变化还没有受到观测的强烈约束。在这里，我们测量富氧的米拉星R Peg的变化。我们使用K波段光谱干涉测量法，光谱分辨率约为4000，在四个时期之间的最大和最小视觉相位采用新的重力光束组合器在VLTI。我们的观察表明，连续半径是反相关的视觉光变曲线。在2.25 μ的近连续波长处的均匀盘（UD）角直径稳定地增加，在0.15、0.36、0.45、0.53的视觉相位处的值分别为8.7 mas、9.4 mas、9.8 mas和9.9 mas。UD直径在一个带通约2.05亩，主要由水蒸气，遵循在较大的UD直径的近连续变化。相反，在CO 2-0带头处的UD直径与视觉光变曲线相关，并且与近连续UD直径反相关。所观察到的反连续半径和视觉光变曲线之间的相关性是一致的富氧米拉S紫胶的早期研究，并与最近的一维CODEX动态模型大气预测。变化的幅度与S Lac的早期观测相当，并且小于CODEX模型的预测。在我们的历元的波长依赖的可见度变化可以复制的一组CODEX模型在模型相位之间的0.3和0.6。反相关的水蒸气和CO的贡献，在我们的时代表明，这些分子经历不同的过程沿恒星周期。新推出的重力仪适合进行较长时间序列观测，这是对模型预测的周期内和周期间变异性提供强有力约束所必需的。
2018-05-14 astro-ph.SR
Scattering Polarization and Hanle Effect in Stellar Atmospheres with Horizontal Inhomogeneities
来自各向异性光源的光的散射在谱线和连续谱中产生线性偏振。在恒星大气层的外层，辐射场的各向异性通常由逃逸的辐射主导，但物理条件的局部水平波动也可能起作用，扭曲照明，从而扭曲偏振模式。另外，磁场可以通过汉勒效应扰动和修改线散射偏振信号。在这里，我们研究这种破坏性的影响。本文发展了一种方法来求解偏振辐射在散射大气中的传输，这种散射大气具有弱的不透明度和源函数的水平起伏。它包括线性化（小的不透明度波动假设），减少到一个准planepallel问题，通过调和分析，和数值解广义标准技术。我们应用这种方法来研究散射偏振在大气中的水平波动的普朗克函数和不透明度。我们得到几个非常普遍的结果和限制的对称性和维数的问题，我们给出了明确的解决方案，特别感兴趣的一些说明性问题。例如，我们示出（a）分数线性极化信号的幅度如何改变时，考虑越来越小的水平大气不均匀性，（b），在这种不均匀性的存在下，即使是一个垂直的磁场可以修改的散射线极化，和（c），前向散射极化可以产生，而不需要一个倾斜的磁场。这些结果对于理解问题的物理性质和作为多维辐射转移代码的基准是重要的。
2011-08-15 astro-ph.SR
Near-UV and optical spectroscopic investigation of late-type stars from MIRA/Oliver Observing Station
本研究基于MIRA/Oliver观测站的光谱观测，分析了三颗晚型星的恒星参数与化学丰度，发现其碳元素丰度分别为太阳值的95%、97%和108%，为恒星演化与系外行星大气研究提供了约束。
2023-12-30 astro-ph.SR
Search for surface magnetic fields in Mira stars. First detection in chi Cyg
为了完成知识的磁场和它的影响在过渡期间从渐近巨星分支的行星状星云的阶段，我们进行了搜索磁场在Mira星的表面。我们使用分光偏振观测，收集与Narval仪器在TBL，为了检测-与最小二乘反卷积方法-塞曼签名在可见光部分的光谱。我们提出了第一次spectropolarimetric观测的S型米拉星智天鹅座，在其最大的光。我们已经检测到偏振信号的斯托克斯V光谱，我们已经建立了塞曼起源。我们认为这可能与光球层和恒星大气层下部存在的弱磁场有关。我们估计其纵向分量的强度约为2-3高斯。这一结果有利于1/r律的变化的磁场强度的拱星包络的天鹅座。这是第一次检测到一个弱的磁场在恒星表面的米拉星，我们讨论其起源的框架中的冲击波周期性地传播在整个大气中的这些径向脉动的恒星。在我们观测天鹅座chi的时候，冲击波达到了最大强度，很可能是冲击波在穿过大气层的过程中放大了微弱的恒星磁场。如果没有这样一个由冲击放大，磁场强度会太低而无法检测到。对于第一次，我们还报告了强斯托克斯Q和U签名（线性偏振）集中在零速度（即，在冲击前位置）。它们似乎表明，径向方向将有利于在其整个大气传播的冲击。
2013-12-06 astro-ph.SR
Chemical inhomogeneities in the Pleiades: signatures of rocky-forming material in stellar atmospheres
银河系考古学的目的是通过编码在恒星中的信息恢复我们银河系的历史。这个领域的一个未经探索的假设是，恒星的化学成分是其形成气体的不变标志。在疏散星团（由同一气体形成的恒星群）上测试这一假设至关重要。以前的研究表明，在这些分析的典型不确定性范围内，星团中未演化的恒星是化学均匀的，即元素丰度的15 $\%$。我们对昴星团的五个成员进行严格的微分分析，使我们能够对大多数元素达到5 $\%$的精度，并揭示了星团内的化学异常，这些异常可以用行星吞噬事件来解释。这些结果表明，行星系统的演化可能会改变恒星的化学成分，挑战我们将它们标记到其原生环境的能力，并为通过其宿主恒星的化学模式研究行星结构及其演化铺平了道路。
2018-07-03 astro-ph.SR
VLTI/AMBER spectro-interferometric imaging of VX Sgr's inhomogenous outer atmosphere
目标。我们的目标是探索光球的非常冷的晚型恒星VX Sgr，特别是分子层以上的连续形成光球的存在和表征。方法.我们用VLTI/AMBER干涉仪在光谱域1.45- 1.50中用条纹跟踪仪FINITO获得了干涉观测结果。我们对不同波长段的干涉数据进行了独立的图像重建，并用几何玩具模型拟合了干涉数据，并将数据与Miras的一维动力学模型进行了比较大气和红超巨星（RSG）和渐近巨星分支（AGB）恒星的三维流体动力学模拟。结果重建的图像和可见光显示出很强的波长依赖性。H波段图像显示两个亮点，其位置由几何玩具模型确认。的不均匀性定性预测的三维模拟。在大约2，00微米和2，35 - 2，50微米的区域中，光球出现扩展，半径大于H带。在这个光谱区域中，几何玩具模型将第三个亮点定位在光球层之外，这可能是分子层的特征。可见度的波长依赖性可以用Mira大气的一维动力学模型定性地解释。最佳拟合的光球模型显示出与观测到的vibrium很好的匹配，给出的光球直径为θ = 8.82 ± 0.50 mas。H2O分子似乎是分子层中的主要吸收剂。结论.我们表明，VX Sgr的大气，而不是RSG模型大气的Mira/AGB星模型大气。特别是，我们看到了Mira星典型的分子（水）层。
2009-11-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
New Measurements of the Radio Photosphere of Mira based on Data from the JVLA and ALMA
我们提出了新的测量毫米波长连续发射的长周期变量米拉（$o$鲸）在46 GHz，96 GHz和229 GHz（$λ$ ~7毫米，3毫米和1毫米）的基础上获得的观测与Jansky甚大阵列（JVLA）和阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。测量的毫米波通量密度与以前观测得到的射电光球模型一致，其中通量密度为$S_ν\proptoν^{1.86}$。恒星盘被解析，测量结果表明射电光球层的大小在较高的频率下减小，正如预期的那样，如果不透明度在较短的波长下减小。射电光球的形状被发现是轻微拉长的，扁平度约为10- 20%。这些数据还揭示了米拉表面在无线电波长上亮度不均匀的证据。在所有三个观测到的波长上都探测到了Mira的热伴星Mira B，我们测量了它的无线电发射表面的半径为$\approx2.0\times10^{13}$ cm。这里提供的数据突出了JVLA和ALMA在研究演化恒星大气层方面的作用。
2015-06-09 astro-ph.SR
The adventure of carbon stars - Observations and modelling of a set of C-rich AGB stars
模拟恒星大气是现代天文学中一项复杂而有趣的任务。系统地比较模型与多技术观测是约束它们的唯一有效方法。目的：我们进行了一个自洽的模拟大气中的六个富C AGB星：R Lep，R，Y Pav，AQ Sgr，U Hya和X TrA，目的是扩大知识的动态过程中发生的大气。方法.我们使用VLTI/VLBI干涉观测，结合分光光度数据，并将它们与自洽动力学模型大气进行比较。结果：该模型能较好地再现1μm波长范围内的SED数据和8 ~ 10μm波长范围内的干涉观测数据。差异可能是由于数据和模型相关效应的组合。最适合Miras的模型明显延长，具有突出的壳状结构，而最适合非Miras的模型更紧凑，显示出较低的平均质量损失。质量损失是情节或多周期的性质，但导致视觉振幅显着大于所观察到的。从模型拟合中得到恒星参数：T_eff，L_bol，M，C/O，$\dot{\text{M}}$。我们的研究结果与文献值的不确定性。T_eff和L_bol也与由角直径θ_{（V-K）}导出的T和由SED拟合导出的L_bol吻合良好，但AQ Sgr除外。最后，Miras模型的θ_Ross和θ_（V-K）的一致性要比非Miras模型的好，这可能与非Miras模型的情节性质有关。我们还在H-R图中定位了恒星，并将它们与进化轨迹进行了比较。我们发现从模型拟合得到的主要性质与碳星的TP-AGB演化计算（COLIBRI代码）符合得很好。
2017-01-16 astro-ph.SR
Stellar surface inhomogeneities as a potential source of the atmospheric signal detected in the K2-18 b transmission spectrum
凌日系外行星的透射光谱学是一种经过验证的技术，可以获得有关行星大气层组成和结构的信息。然而，透射光谱可能会受到恒星光球层不均匀性的影响。这颗亚海王星大小的宜居带行星K2-18 b的大气层中有水吸收，这是哈勃太空望远镜（HST）的数据检测到的。在这里，我们研究是否报告的行星大气信号从HST透射光谱的K2-18 b，而不是由随时间变化的恒星斑点。我们建立了一个K2-18的时变光谱模型，该模型旨在匹配K2光度数据中的变化幅度，并使用该模型模拟了遵循K2-18 b观测策略的1000个HST数据集。其中超过1%的数据比最适合的系外行星大气模型更适合数据。在重新模拟生成合成HST观测结果后，我们发现40%的随机抽取将产生至少与K2-18 b的实际HST数据中所见的水平一样显著的大气检测。这项工作表明，推断检测到的大气层的K2-18 b可以解释为恒星光谱污染，由于不均匀的光球的K2-18。我们不排除在行星大气中检测到水的可能性，但提供了一个应该考虑的合理替代方案，并得出结论，需要更多的观测来完全排除恒星污染。
2021-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mid-infrared interferometric monitoring of evolved stars - The dust shell around the Mira variable RR Aql at 13 epochs
2004年4月至2007年7月期间，我们在VLTI的VLTI仪器上获得了13个中红外干涉仪，涵盖了四个周期内的脉动相位0.45-0.85。数据建模与辐射转移模型的尘埃壳的中央恒星强度分布描述了一系列的无尘动力学模型大气的基础上自激脉动模型。我们研究了两种尘埃，硅酸盐和氧化铝颗粒。我们进行了模型模拟，使用模型相位和尘埃壳参数的变化，以调查我们的光度和干涉数据的预期变化。观测到的可见度光谱没有显示出任何变化的迹象，作为脉动相位和周期的函数。所观察到的光度测定光谱可以指示在1-2个标准偏差水平下的周期内和周期间变化。我们的平均脉动相位为0.64+/-0.15的最佳拟合模型包括动力学模型大气M21 n（T_model=2550 K），光球角直径为7.6+/-0.6质量，硅酸盐尘埃壳层光学厚度为2.8+/-0.8，内半径为4.1+/-0.7 R_Phot，密度分布的幂律指数为2.6 ± 0.3。添加Al 2 O3防尘壳并没有改善模型拟合。光球的角直径对应于半径520^+230_-140 R_sun和有效温度~ 2420+/-200 K。我们的建模模拟证实，在我们的不确定性范围内，预计RR Aql在中红外波长处的可见度不会发生显著变化。我们的结论是，我们的RR Aql数据可以描述由硅酸盐尘埃壳包围的脉动大气。脉动对中红外通量和能见度值的影响预计分别小于约25%和20%，并且在我们的测量不确定度…
2011-07-05 astro-ph.SR
High-resolution observations of gas and dust around Mira using ALMA and SPHERE/ZIMPOL
富氧渐近巨星分支（AGB）恒星的外流被认为是由光子散射在十分之一微米大小的颗粒上的辐射压力驱动的。在这些恒星的扩展大气中形成尘埃的细节和质量损失过程仍然没有很好的理解。我们获得了准同步观测AGB星米拉使用ALMA和ZIMPOL探测气体和大尘埃颗粒的分布，分别。偏振光图像显示了Mira~A周围的尘埃，伴星（Mira~B）和连接两个来源的痕迹。ALMA揭示了Mira~A周围的尘埃包含在一个高气体密度区域，其中很大一部分偏振光来自其边缘。我们通过模拟CO $v=1, J=3-2$线，将气体密度、温度和速度限制在离恒星几个恒星半径内。我们发现在恒星毫米光球层$R^{\rm 338~GHz}_\star$和$4~R^{\rm 338~GHz}_\star$之间包含一个质量$(\sim 3.8 \pm 1.3) \times 10^{-4}~M_\odot$。我们的最佳拟合模型与较低的质量也重现了$^{13}$ CO $v=0, J=3-2$线发射从这个区域。我们发现TiO、$_2$和AlO的丰度分别相当于太阳能成分气体中钛和铝总量的4.5%和$< 0.1$ %。低丰度的AlO允许有效的铝耗尽到尘埃已经非常接近恒星，预期从热尘埃排放观测和理论计算的米拉变量。我们约束的存在下的氧化铝颗粒的散射光观测和我们的气相模型的基础上。我们发现，氧化铝晶粒可以占总铝原子在这个区域中的一个显着的分数，只有当晶…
2018-10-09 astro-ph.SR
Detection of an asymmetry in the envelope of the carbon Mira R Fornacis using VLTI/MIDI
目标。我们提出了一个研究的信封形态的碳Mira R为VLTI/VLTI。这个天体是少数几个经历过尘埃遮蔽事件的渐近巨星分支（AGB）恒星之一。这类事件的起因仍在讨论之中。文献中提出了几种对称和非对称的方案。方法.中红外干涉观测间隔两年进行。观测探测大气的不同深度，覆盖不同的脉动阶段。使用GEM-FIND，一种用于在波长相关几何模型的帮助下拟合光谱分散干涉观测的工具，解释了振动和微分相位。结果我们报告的检测发现，通过非对称微分相位的结构。两年后，在相同的基线和位置角处观察到这种不对称性。观测结果最好用一个模型来模拟，该模型包括一个均匀圆盘加上一个高斯包络加上一个点源。该几何模型可以再现振动信号和微分相位信号。结论.我们的观测数据有利于基于非对称几何的R For遮蔽事件的解释。我们清楚地检测到恒星和强分辨尘埃成分之间的光心位移。这可能是由尘埃团或亚恒星伴星造成的。然而，现有的观察结果不允许我们区分这两种选择。这一发现对未来AGB星包络的几何学研究具有重要意义：如果这是一个双星，那么所有显示出遮蔽事件的AGB星都是双星吗？或者，我们是在寻找一个富含碳的米拉内部的不对称质量损失过程（即尘埃团块）？
2012-07-19 astro-ph.SR
The Pulsation of Chi Cygni Imaged by Optical Interferometry; a Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars
我们提出了红外干涉成像的S-型Mira恒星池天鹅座。在2005-2006年期间，使用IOTA光学干涉仪（H波段）在四个不同的时期观测了该物体。图像显示恒星直径的变化高达40%，以及边缘变暗和恒星不均匀性的显着变化。模型拟合给出了精确的恒星直径随时间变化的值，并揭示了温暖的分子层的存在和位移。经临边暗化校正后的恒星半径平均值为12.1质量，振幅脉动为5.1质量。在相位0.94+/-0.01时观察到最小直径。几天后在1.02+/-0.02阶段观察到最高温度。我们还表明，结合CO（Δ v = 3）径向速度测量的分子层的角加速度产生一个5.9+/-1.5 mas视差。在80%的脉动周期中，CO分子的恒定加速度使我们有理由认为这是一个自由落体层。这个加速度与一个由2.1（+1.5/-0.7）太阳质量的恒星产生的引力场是相容的。这最后一个值是在协议与基本模式的衰减器模型。我们预见，包括在径向速度与干涉角测量相结合的技术的发展，最终允许总映射的速度，密度和位置的脉动驱动的大气中的不同物种。
2009-10-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Structure and shaping processes within the extended atmospheres of AGB stars
我们目前的研究，使用近红外仪器的VLT干涉仪（VLTI）的琥珀色调查的结构和扩展的大气中的AGB星的形成过程。光谱分辨的近红外琥珀色观测的米拉变量S奥里揭示了波长依赖的表观角大小。这些数据被成功地与动态模型大气进行了比较，动态模型大气由于几何扩展的分子层而预测波长依赖的半径。最近，对几颗AGB星的ABER闭合相位测量还揭示了与0/180度的波长相关偏差，表示偏离点对称。闭合相位随波长的变化表明扩展大气层存在复杂的非球形分层，并可能揭示所观察到的不对称性是否位于光球层附近或外分子层中。对位于扩展分子层内的一氧化硅脉泽的同步观察为我们提供了有关该壳层的形态、条件和运动学的更多信息。这些观测结果有望为我们提供新的重要见解的塑造过程中的工作在AGB阶段。随着VLTI成像能力的提高，我们希望将行星状星云成像研究的成功故事扩展到AGB恒星的光球和扩展的外层大气。
2011-05-17 astro-ph.SR
Model atmospheres of chemically peculiar stars: Self-consistent empirical stratified model of HD24712
一些化学性质奇特的恒星的高分辨率光谱清楚地表明，它们的大气层中存在着强烈的丰度梯度。然而，这些不均匀性通常被忽略在模式大气计算的标准方案，制动模式结构和光谱导出的丰度模式之间的一致性。本文提出了roAp星HD 24712的第一个经验自洽恒星大气模型，该模型包含了化学元素的分层，并且直接从观测到的谱线轮廓导出，而不需要对造成这些异常的物理机制进行耗时的模拟。我们利用LLmodels恒星模式大气程序和DDAFIT最小化工具分析了化学元素层结和自洽大气模式的建立。经验测定的Pr和Nd分层在HD24712的大气中是基于NLTE线形成的Prii/iii和Ndii/iii与使用的ESTIL代码。通过层结分析的迭代过程和模式大气结构的重新计算，构造了一个自洽的HD24712模式，即温压结构与层结分析结果一致的模式。结果表明，与非分层均匀情况相比，化学元素的分层导致模型结构发生显着变化。我们发现，稀土元素的积累允许反温度梯度，目前在高层大气中的恒星的最大温度增加约600 K。
2009-03-20 astro-ph.SR
Periodic activity on the (sub)mm surface of the AGB star Mira A
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN)（国家天文台）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
本研究通过ALMA多波段观测，表征AGB星Mira A的亚毫米光球层，发现其表面存在周期性演化的高温致密热点，或与质量损失相关。
2026-10-21 astro-ph.SR
Abundance analysis for long period variables. Velocity effects studied with O-rich dynamic model atmospheres
测量AGB星的表面丰度是研究中低质量恒星在最后演化阶段内部核合成和混合效应的重要工具。然而，AGB星的大气层会受到恒星脉动和星风发展的强烈影响，因此这些天体的丰度测定应该基于动态模型大气层。我们调查恒星脉动和质量损失的影响，选定的光谱特征（线轮廓，线强度）的外观和派生的元素丰度进行系统的比较流体静力学和动力学模型大气。在近红外范围内的高分辨率合成光谱计算的基础上两个动态模型大气（在脉动周期的各个阶段），以及网格的流体静力学COMARCS模型。在这两种情况下，原子和分子线的选择的等效宽度，并相互比较。在动态模型的情况下，所有研究的特征的等效宽度在脉动周期内变化。用一套流体静力学模式一致地再现所导出的变化是不可能的，但在特定的流体静力学大气模式的帮助下，可以很好地再现几个单独的相位和光谱特征。此外，我们表明，在等效宽度的变化，我们发现的基础上采用的动力学模型大气同意定性与观测结果的Mira R Cas在其光周期。我们的建模结果形成了一个起点，以处理强动态AGB星（即，长期变量）。
2010-04-20 astro-ph.SR
Resolving the extended stellar atmospheres of Asymptotic Giant Branch stars at (sub-)millimetre wavelengths
在渐近巨星分支（AGB）阶段的质量损失的初始条件设置在其扩展的大气中，其中，对流和脉动驱动的冲击确定的物理条件。AGB星在（亚）毫米波长的高分辨率观测，现在可以直接确定的形态，活动，密度和温度接近恒星光球。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）高角分辨率观测，以解决四个最近的AGB恒星：W Hya，Mira A，R Dor和R Leo的扩展大气。我们用一个参数化的大气模型解释了观测结果。我们解决了所有四个AGB星，并确定亮度温度之间的结构$1$和$2$恒星半径。对于W Hya和R Dor，我们确认了亮温为$>3000$ ~ $10000$ ~K的热点的存在。所有四颗星都偏离了球面对称。我们发现的变化的时间尺度上的天到星期，并为R狮子座，我们直接测量的向外运动的毫米波长表面的速度至少为$10.6\pm1.4$ ~km~s $^{-1}$。对于所有的对象，但W Hya我们发现，温度半径和大小频率的关系需要存在一个（可能不均匀）层的增强不透明度。ALMA的观测提供了一个独特的探测扩展AGB大气的结构。我们发现热点和可能的对流细胞的高度可变的结构。在未来，这些观测结果可以直接与多维色球层和大气模型进行比较，这些模型可以确定恒星光球层和尘埃形成区域之间的温度，密度，速度和电离结构。然而，我们的研究结果表明，最好的解释，非常准确的通量校准和近同时观测是必不可少的。
2019-05-06 astro-ph.SR
Long-term Simultaneous Monitoring Observations of SiO and H2O Masers toward the Mira Variable WX Serpentis
本研究通过12年的射电监测，发现米拉变星WX Serpentis的SiO与H₂O脉泽强度变化均与光学光变相关但相位滞后不同，且H₂O脉泽存在非对称外向流，证实热脉动渐近巨星分支早期已出现非对称外流结构。
2025-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended atmospheres of AGB stars: modeling and measurement
编码在脉动AGB星的时间和波长相关的性质是质量，成分和演化状态的基本参数。然而，在HR图上放置恒星的标准技术，即使有脉动周期的帮助，对于扩展的AGB恒星也不容易做到，因为很难定义半径或温度。Mira变星的大气层是如此的广泛，以至于在光谱的能量重要区域内，光学深度单位半径可以变化~3倍。辐射转移中的许多重要成分远离局部热力学平衡，对于最冷的恒星，尘埃的形成和破坏过程需要依赖于时间的晶粒生长模型。我将描述模拟这些大气的挑战和一些解决方案，并描述不同类型的观测在帮助理解复杂AGB大气中的基本参数和混沌过程中的效用。
2010-11-08 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
HST observations of chromospheric UV lines in the AGB star R Leo
University of Oslo（奥斯陆大学）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用HST/STIS高分辨率紫外光谱和NLTE辐射传输模型，研究了Mira型AGB星R Leo中Mg II h&k线和C II]多重线的形成机制，发现脉动驱动激波塑造了其色球紫外发射线。
2026-06-05 astro-ph.SR
Direct Observation of the Extended Molecular Atmosphere of o Cet by Differential Spectral Imaging with an Adaptive Optics System
我们提出了新的测量o Cet（米拉）的直径作为波长的函数在2.2微米的大气窗口使用的自适应光学系统和红外相机和光谱仪安装在斯巴鲁望远镜。我们发现，在CO和H2O的吸收线的波长的恒星的角尺寸的两倍大的连续光球。这种大小差异是由于光球周围的光学厚CO和H2O分子层。这项测量是第一次直接差分光谱成像的恒星延伸，解决个别分子线与高光谱分辨率的意见。这种观测技术是非常敏感的空间分布在不同波长的差异，我们表明，直径比点扩散函数小得多的差异可以测量。
2009-04-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Radio and IR interferometry of SiO maser stars
SiO脉泽星的无线电和红外线干涉测量法以可比的空间分辨率提供关于大气和星周环境的补充信息。在这里，我们提出的最新结果的大气结构和尘埃凝聚区的AGB星的基础上，我们最近的红外光谱干涉观测，这代表了环境的SiO脉泽。我们讨论，作为一个例子，新的结果，同时VLTI和VLBA观测的Mira可变AGB星R CNC，包括VLTI近红外和中红外干涉，以及VLBA观测的SiO脉泽发射朝向这个源。我们目前的初步结果，从监测活动的高频率SiO脉泽发射向进化的恒星获得的APEX望远镜，这也是ALMA图像的SiO发射区的前体。我们推测，扩展分子大气中的大尺度长周期混沌运动可能是观测到的大气分子层偏离点对称性以及观测到的高频SiO脉泽辐射不稳定变化的物理原因
2012-04-16 astro-ph.SR
Spherically symmetric model atmospheres using approximate lambda operators V. Static inhomogeneous atmospheres of hot dwarf stars
上下文聚束现象是恒星风的一个共同特性，它正被纳入到与动力学平衡方程相耦合的辐射转移方程的解中。然而，在静态热模式大气中，结块及其对温度和密度结构的影响还没有被考虑和分析在所有日期。这是尽管事实上，成团可以影响解释所得的光谱，因为许多不均匀性可以出现在那里;例如，作为湍流运动的结果。目标。我们的目标是调查的特殊情况下，静态的，球对称的大气，假设微聚团和1-D的几何形状的聚集对大气结构的影响。方法.静态，球对称，非LTE（局部热力学平衡）模型大气计算使用我们的代码，其中包括光学薄结块的最新版本。物质被假定为由致密的团块和空洞的团块间介质组成。通过聚集和体积填充因子来考虑聚集，假设所有的聚集都是光学薄的。将团块中增强的不透明度和发射率乘以体积填充因子以获得其平均值。这些平均值用于辐射转移方程。动力学平衡方程和热平衡方程使用密度的丛值。流体静力学和辐射平衡方程使用密度的平均值。结果大气结构计算选定的恒星参数。温度结构存在中等差异。然而，结块导致莱曼线光谱区域的连续辐射增强，而光谱的其他部分的辐射较低，这取决于所采用的模型。原子能级偏离系数也受到聚集效应的影响。
2021-08-02 astro-ph.SR physics.comp-ph
Global weather map reveals persistent top-of-atmosphere features on the nearest brown dwarfs
利用 Gemini IGRINS 高分辨率光谱对最近褐矮星双星 WISE 1049AB 进行多普勒成像，首次获得其 H 和 K 波段全球天气图，揭示了持续数天的大气特征及云层在冷斑形成中的关键作用。
2024-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic properties of a two-dimensional time-dependent Cepheid model II. Determination of stellar parameters and abundances
变星的标准光谱分析是基于流体静力学一维模型大气。这种准静态方法在理论上尚未得到验证。我们的目的是调查的有效性的拟静态近似造父变星。我们专注于光谱测定的有效温度$T_\mathrm{eff}$，表面重力$\log \,g$，微湍流速度$ξ_\mathrm{t}$，和一个通用的金属丰度$\log\,A$ -这里采取的铁。我们计算网格的一维流体静力学平面平行模型覆盖的范围内遇到的有效温度和重力的演化过程中的二维时间依赖的包络模型的造父变星计算与辐射流体动力学代码CO 5 BOLD。我们进行1D光谱合成人工铁线在局部热力学平衡变化的微湍流速度和丰度。我们将由此产生的等效宽度拟合到从我们的动力学模型获得的相应值。对于四参数的情况下，恒星参数通常被低估，表现出的偏见，铁丰度的$\approx-0.2\,\mbox{dex}$。为了避免这种偏差，最好将光谱分析限制在光度相位$ϕ_\mathrm{ph}\approx0.3\ldots 0.65$，使用附加信息来确定有效温度和表面重力。流体静力学一维模型大气可以提供恒星参数和造父变星丰度的无偏估计，其脉动的特定阶段。我们确定对流不均匀性是潜在偏差背后的主要驱动因素。为了获得一个完整的视图上的影响时，确定恒星参数的一维模型，多维造父变星大气模型是必要的变量的时间比这里调查。
2017-12-18 astro-ph.SR
The prototype double-faced white dwarf has a thin hydrogen layer across its entire surface
本研究通过分层大气模型分析双面白矮星ZTF J203349.80+322901.1，发现其表面覆盖极薄氢层且厚度不均，解释了光谱反相变化，并探讨了成因。
2025-01-27 astro-ph.SR
The extended atmosphere and circumstellar environment of the cool evolved star VX Sagittarii as seen by MATISSE
上下文VX Sgr是一颗冷的、演化的、明亮的红色恒星，其恒星参数难以确定，这影响了它的分类。目的。我们的目标是在空间上解决光球的范围以及拱星环境。方法.我们使用MATISSE仪器在L（3至4 μm）、M（4.5至5 μm）和N（8至13 μm）波段获得的干涉观测结果。我们使用MIRA软件重建单色图像。我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟进行了CO5BOLD和一个统一的磁盘模型，以估计视直径和解释恒星表面结构。此外，我们采用辐射转移代码Optim3D和Radmc3D计算的光谱能量分布的L，M和N波段，分别。结果MATISSE观测首次揭示了VX Sgr在L、M和N波段的形态。重建的图像显示出复杂的形态，其特征取决于探测的波长的较亮的区域。我们测量了作为波长的函数的角直径，并表明，在L和M波段的光球范围取决于通过大气的不透明度。此外，我们还得出结论，所观察到的光球不均匀性可以解释为对流相关的表面结构。在N波段的比较产生了N波段光谱和简单的尘埃辐射转移模拟之间的定性协议。然而，这是不可能的坚定地得出结论，目前的数据解释，因为在约束模型参数使用我们的绝对通量校准的精度有限的困难。结论. MATISSE观测和衍生的重建图像首次揭示了恒星表面和星周环境在一个非常大的光谱域的外观。
2021-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transit observations of the Hot Jupiter HD 189733b at X-ray wavelengths
我们提出了新的X射线观测获得的钱德拉ACIS-S的HD 189733系统，包括一个K-型恒星的轨道上的凌日热木星和一个M-型恒星的同伴。我们报告的软X射线探测行星过境的过境深度显着大于观察到的光学。X射线数据支持6 - 8%的通过深度，而宽带光学通过深度为2.41%。虽然我们能够排除这种深凌的几种可能的恒星起源，但需要额外的观测来完全排除日冕不均匀性影响结果的可能性。从现有的数据，我们解释了深X射线过境所造成的薄外部行星大气是透明的光学波长，但足够密集，是不透明的X射线。X射线的半径似乎比在远紫外线波长下观测到的半径要大，这很可能是由于外层大气中的高温，在这种高温下，氢大部分被电离。此外，我们还首次在X射线中探测到恒星伴星HD 189733 B，其X射线光度log LX = 26.67 erg/s。我们发现，伴星的磁活动水平与行星主恒星的活动水平不一致。这种差异可能是由热木星和它的主星之间的潮汐相互作用造成的。
2013-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The atmosphere and architecture of WASP-189 b probed by its CHEOPS phase curve
靠近炽热和大质量早期型恒星的气体巨星可以达到与最冷恒星相当的白昼温度。这些“超热彗星”的大气层是由分子离解产生的离子和原子物质组成的，具有强烈的昼夜温度梯度。在不同轨道阶段的光度观测提供了对行星大气特性的深入了解。我们分析了WASP-189的测光观测与仪器CHEOPS获得的系统架构和行星大气的约束。我们实现了一个光变曲线模型，适用于不对称的过境形状所造成的重力暗光球的快速旋转的主恒星。我们还模拟了行星通量的反射和热分量，恒星扁率和光旅行时间对凌食时间的影响，恒星活动和CHEOPS系统。从不对称的过境，我们测量超热木星WASP-189 b，$R_p=1.600^{+0.017}_{-0.016}\,R_J$的大小，精度为1%，和行星系$Ψ_p=89.6\pm1.2°$（极轨道）的真实轨道相似性。我们检测到没有显着的热点偏移的相位曲线，并获得日食深度$δ_\text{ecl}=96.5^{+4.5}_{-5.0}\,\text{ppm}$，从中我们推导出的上限的几何常数：$A_g<0.48$。我们还发现，日食深度只能解释的情况下，非常低效的能量再分配的热发射单独。最后，我们将光度变化归因于恒星的自转，无论是通过表面的不均匀性或对流核心和辐射包络之间的共振耦合。
2022-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
