Masses of subgiant stars from asteroseismology using the coupling strengths of mixed modes
几十年来，研究恒星振荡的星震学使我们能够非常精确地探测恒星的内部。它允许对恒星模型进行严格的测试，并可以提供单个恒星的精确半径，质量和年龄。特别令人感兴趣的是发生在亚巨星类太阳恒星中的混合模式，因为它们可以对恒星年龄产生非常强的约束。在这里，我们测量的混合模式的特性，特别是耦合强度，使用网格的恒星模型的质量在0.9和1.5 M_{\odot}之间的恒星。我们发现，耦合强度的$\ell = 1$混合模式主要是恒星质量的函数，似乎是独立的金属丰度。这应该允许一个准确的质量评估，进一步增加亚巨星混合模式作为星震工具的有用性。
2012-01-09 astro-ph.SR
Weighing in on the masses of retired A stars with asteroseismology: K2 observations of the exoplanet-host star HD 212771
基于多普勒的行星调查指出，具有恒星质量的巨行星的出现率越来越高。这种巡天依赖于演化恒星作为中等质量恒星（所谓的退休A星）的样本，这些恒星比它们的主序星更适合多普勒观测。然而，有人假设，这些调查所针对的亚巨星和低光度红巨星的质量-通常来自光谱学和等时线拟合的组合-可能被系统地高估了。在这里，我们测试这一假设的特定情况下，系外行星的宿主恒星HD 212771使用K2 asteroseismology。基准小行星地震质量（$1.45^{+0.10}_{-0.09}\:\text{M}_{\odot}$）明显高于发现论文（$1.15\pm0.08\:\text{M}_{\odot}$）中报告的值，该值已被用于告知恒星质量-行星发生关系。因此，这一结果并不支持上述假设。行星系统的命运与恒星质量密切相关。基于推导出的星震质量，我们预测了木星行星HD 212771的潮汐力和恒星质量损失的影响下，主序后的演变。
2017-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Parameters and Evolutionary Pathways of the Subgiant system HIP 72217
Al-Hussein Bin Talal University（侯赛因·本·塔拉勒大学）
本研究用Al-Wardat方法测定亚巨星双星系统HIP 72217的主伴星质量、有效温度及3.548 Gyr的系统年龄，明晰其演化时间线，验证该方法对双星表征的有效性，助力恒星演化研究。
2025-10-30 astro-ph.SR
On the Origin of Sub-subgiant Stars. III. Formation Frequencies
次亚巨星是一类新的恒星，它们在光学上比正常的主序星更红，比正常的亚巨星更暗。次亚巨星和可能相关的红色离散星（落在巨星分支的红色）占据了色星等图中的一个区域，根据标准的恒星演化理论，这个区域被预测为没有恒星。在以前的论文中，我们提出了观察到的这些来源的人口统计数据，并通过孤立的双星演化，快速剥离的亚巨星的信封，恒星碰撞定义了可能的理论形成渠道。次亚巨星为单星和双星演化和恒星碰撞模型提供了关键的测试。在本文中，我们综合这些发现，讨论通过这些通道的形成频率。经验数据，我们的分析形成率计算，并在蒙特卡洛球状星团模型的大网格的次亚巨星的分析表明，双演化通道可能是最普遍的，虽然所有的通道似乎是可行的路线，以次亚巨星创建（特别是在高质量的球状星团）。多个形成通道可能同时运作，以产生观测到的次次巨星。最后，许多这些形成路径可以在颜色-星等图的次亚巨星和红离散星（和蓝离散星）区域产生恒星，在某些情况下是沿着同一演化序列的不同阶段。
2017-05-17 astro-ph.SR
Asteroseismic Inference of Subgiant Evolutionary Parameters with Deep Learning
随着美国宇航局TESS任务预计将观测到前所未有数量的振荡亚巨星，亚巨星的小行星地震特征将成为恒星星族研究和测试我们的恒星演化理论的一项重要任务。为了有效地确定大样本次巨星的基本属性，我们开发了一种深度学习方法，通过从八个物理参数不同的恒星模型网格中学习，估计年龄和质量等基本参数在广泛的输入物理学范围内的分布。我们将我们的方法应用于四个开普勒次巨星，并将我们的结果与先前确定的估计进行比较。我们的研究结果显示，与以前的估计，其中三个（KIC 11026764，KIC 10920273，KIC 11395018）。由于能够探索大量的恒星参数，我们确定剩下的恒星KIC 10005473的年龄可能比之前确定的估计年轻1 Gyr。我们的方法还估计了过冲，下冲和微观扩散过程的效率，从中我们确定了这些过程的参数通常在亚巨星模型中受到很差的约束。我们进一步证明了我们的方法的公用事业合奏asteroseismology通过表征样本的30开普勒次巨星，在那里我们发现我们的年龄，质量和半径估计的大部分同意内的不确定性计算更昂贵的网格为基础的建模技术。
2020-10-01 astro-ph.SR
Asteroseismology of 36 Kepler subgiants -- II: Determining ages from detailed modelling
详细的恒星振荡模型能够给出恒星年龄的精确估计，但推断的结果通常取决于用于年龄推断的模型参数。有36颗开普勒次巨星的高质量星震数据，其中包括对混合模式的精确测量。为了获得一个处理这些恒星的年龄的鲁棒性，我们首先研究了地震年龄的依赖关系的三个模型输入参数。我们发现，推断的年龄不随氦分数（Y）或混合长度参数而系统地变化，但强烈依赖于模型的金属丰度（[M/H]）。结果表明，亚巨星的年龄估计对模型的依赖性较小，因此比主序星或红巨星的年龄估计更可靠。然后，我们利用观测到的金属丰度，对相同的36颗开普勒次巨星的个别振荡频率进行建模，并以约15%的平均精度获得它们的年龄。与以前的年龄估计与不同的恒星代码或输入物理的比较显示出良好的协议（主要是在2#）。因此，我们认为，地震学确定的次巨星的年龄是不是很大的模型依赖。
2020-06-01 astro-ph.SR
The Physical Parameters of the Retired A Star HD185351
我们在这里报告的物理恒星参数的巨星HD 185351使用开普勒短节奏测光，光学和近红外干涉测量CHARA，高分辨率光谱分析。开普勒短频测光探测到的星震振荡，结合从干涉角直径和测热通量计算出的有效温度，得出平均密度rho_star = 0.0130 +- 0.0003 rho_sun和表面重力logg = 3.280 +- 0.011。结合重力和密度，我们发现Rstar = 5.35 +- 0.20 Rsun和Mstar = 1.99 +- 0.23 Msun。三角视差和CHARA角直径给出半径Rstar = 4.97 +- 0.07 Rsun。这个较小的半径，当与平均恒星密度结合时，对应的恒星质量Mstar = 1.60 +- 0.08 Msun，比小行星地震质量小1.6 sigma。我们发现，一个更大的质量是由我们的高精度测光，其中的间距是一致的，只有为Mstar =~ 1.8 Msun的混合模式的观察支持。我们的各种和独立的质量测量可以比较的质量从插值光谱参数到恒星演化模型，这产生了基于模型的质量M_star = 1.87 +- 0.07 Msun。这个质量与星震学的值吻合得很好，但比星震学和干涉测量法结合得到的质量高出2.6 sigma。这一差异激发了未来对更大的巨星样本的研究。然而，我们所有的质量测量都与质量超过1.5 Msun的HD 185351一致。
2014-07-09 astro-ph.SR
Asteroseismology of 36 \emph{Kepler} subgiants -- I. Oscillation frequencies, linewidths and amplitudes
混合模式的存在使亚巨星成为星震学的理想目标，为恒星的内部结构提供了探测器。本文研究了36颗具有类太阳振荡的\emph{Kepler}次巨星，并给出了它们的振荡模式参数。我们进行了一个所谓的峰值装袋练习，即估计振荡模式的频率，线宽和振幅与功率谱模型，拟合在贝叶斯框架和采样与马尔可夫链蒙特卡罗算法。模式频率的不确定性的中值为0.180 $μ$ Hz。我们从峰值包中获得地震参数，分析它们与恒星参数的相关性，并检查标度关系。地震参数（例如$Δν$、$ν_{\rm max}$、$ε_p$）的行为一般与理论预测一致。我们给出了观测的p-g图：早期亚巨星的$γ_1$- $Δν$和晚期亚巨星的$ΔΠ_1$ - $Δν$，并证明了它们估计恒星质量的能力。我们还发现了一个$\log g$依赖于线宽和质量依赖于振荡振幅和振荡宽度过剩。这个样本将是有价值的约束建模明星和研究模式物理，如激励和阻尼。
2020-05-11 astro-ph.SR
Asteroseismic Inference of the Central Structure in a Subgiant Star
天文地震测量可以推断出恒星的基本结构，例如恒星内部不同点的密度和声速。这提供了一个机会，以测试恒星演化理论，评估是否预测的结构与恒星的测量结构一致。到目前为止，这种逆分析仅应用于太阳和三颗类太阳主序星。在这里，我们将该技术扩展到次巨星分支上的恒星，并将其应用于开普勒任务中最具特征的次巨星之一HR 7322。混合振荡模式的观测有助于推断其惰性氦核、核燃烧氢壳层和辐射包层更深处的条件。我们发现，尽管模式频率的显着差异，该恒星的中心附近的结构并没有显着不同的预测结构。
2021-07-29 astro-ph.SR
Asteroseismic analysis of solar-mass subgiants KIC 6442183 and KIC 11137075 observed by Kepler
星震学提供了一种强有力的方法来约束恒星参数。\emph{Kepler\/}飞行任务在亚巨星上观测到了类似太阳的振荡。连续和高精度的时间序列使我们能够对这些恒星进行详细的星震研究。我们对\emph{Kepler}任务中观测到的两颗G型次巨星：KIC 6442183和KIC 11137075进行了数据处理，并对这两颗演化的恒星进行了地震分析。我们估计了全球星震参数的值：KIC 6442183的$Δν=64.9\pm 0.2 $ $μ$ Hz和$ν_{\rm max}=1225 \pm 17$ $μ$ Hz，KIC 11137075的$Δν=65.5\pm 0.2 $ $μ$ Hz和$ν_{\rm max}=1171 \pm 8$ $μ$ Hz。此外，我们还提取了两颗恒星各自的模式频率。我们比较恒星模型和观测，包括模式频率和模式惯性。混合模的模惯性对恒星内部的变化很敏感，它被用来约束恒星模型。我们定义了一个量$dν_{\rm m-p}$的混合模式和预期的纯压力模式，这是有关的混合模式的惯性比径向模式之间的差异的措施。天文地震和光谱约束一起提供了恒星参数的估计：KIC 6442183的$M = 1.04_{-0.04}^{+0.01} M_{\odot}$、$R = 1.66_{-0.02}^{+0.01} R_{\odot}$和$t=8.65_{-0.06}^{+1.12}$ Gyr，以…
2015-06-05 astro-ph.SR
Complex Analysis of the Stellar Binary HD25811; A Subgiant System
本文分析了视近双星系统HD25811的光谱类型和光度级，并估算了它的物理和几何参数。该方法取决于获得系统的整个观测光谱能量分布（SED）与通过对各个组成部分进行大气建模创建的合成SED之间的最佳拟合，与系统修改后的轨道要素一致。系统的各个组件的参数导出为：$T_{\rm eff}^{\rm a} =6850\pm50$ \，K，$T_{\rm eff}^{\rm b} =7000\pm50$ \，K，log $g_{\rm a}=4.04\pm0.10$，log $g_{\rm b}=4.15\pm0.10$，$R_{\rm a}=1.96\pm0.20$ \，R $_{\odot}$，$R_{\rm b}=1.69\pm0.20$ \，R $_{\odot}$，$M_{va}=1.97\pm0.20$，$M_{vb}=2.19\pm0.20$，具有动态视差$π(\textrm{mas})=5.095\pm 0.095$的$L_a= 7.59\pm0.70 L_\odot, L_b= 6.16\pm0.70 L_\odot$。分析表明，该系统由一颗$1.55M_{\odot}$ F2主星和一颗演化程度较低的$1.50M_{\odot}$ F1次巨星组成，其年龄约为2 Gy，由碎片形成。这两个分量的合成星等都是在约翰逊-伯金斯、斯特伦格伦和第谷光度系统下计算的。
2013-11-22 astro-ph.SR
The subgiant branch of omega Cen seen through high-resolution spectroscopy. I. The first stellar generation in omega Centauri?
我们分析了半人马座omega亚巨星支6颗恒星的高分辨率UVES光谱，并得出了19种化学元素（Al，Ba，C，Ca，Co，Cr，Cu，Fe，La，Mg，Mn，N，Na，Ni，Sc，Si，Sr，Ti和Y）的丰度比。与以前的红巨星丰度测定结果进行比较，提供了显着的一致性，并使我们能够确定我们的目标所属的子种群。我们发现三个靶在[Fe/H]~-2.0 dex，[alpha/Fe]~+0.4 dex和[s/Fe]~0 dex处属于低金属丰度的布居。具有类似特征的恒星在过去的红巨星调查中发现了少量。我们讨论的可能性，他们属于一个单独的子人口，我们命名为VMP（非常金属贫，最多5%的总集群人口），这-在自富集假说-是最好的候选人的第一代恒星在欧米茄岑。其中两个靶在[Fe/H]~-1.7 dex处属于贫金属优势群（MP），另一个靶在[Fe/H]~-1.2 dex处属于金属中间态（MInt）。新定义的VMP群体的存在可以帮助理解基于低分辨率光谱的一些令人困惑的结果（Sollima等人，Villanova等人）因为这些研究的金属丰度分辨率可能不足以检测VMP群体。VMP也可能对应于在最新的HST测光（Bellini et al.）中发现的亚巨星分支区域的一些额外子结构。在尝试将化学丰度与ω Cen亚巨星分支的子结构相关联后，我们发现VMP和MP种群之间的年龄差异应该很小（0+/-2 Gyr），而MP和…
2010-12-21 astro-ph.SR
On the Origin of Sub-Subgiant Stars II: Binary Mass Transfer, Envelope Stripping, and Magnetic Activity
次亚巨星（SSG）位于主序星的红色区域，在星团色星等图（CMD）中比红巨星分支更暗，这一区域不容易被标准的恒星演化路径填充。虽然人们一直在猜测是什么机制创造了这些不寻常的恒星，但还没有成熟的理论来解释它们的起源。在这里，我们讨论了SSG形成的三个假设：（1）在一个双星系统中的质量转移，（2）剥离的亚巨星的信封，也许在一个动力学的遭遇，和（3）由于磁场，降低对流效率和产生大的星斑降低光度。使用恒星演化代码MESA，我们开发这些假设的演化轨迹，并比较这些模型的预期恒星和轨道特性与六个已知的SSG在两个疏散星团M67和NGC 6791。所有这三种机制都可以在SSG CMD域中创建恒星或双星系统。我们还计算了这些机制中的每一种可能产生SSG系统的频率，并发现磁场假设有望在疏散星团中产生频率最高的SSG。质量转移和包络剥离有较低的预期形成频率，但仍然可能在疏散星团中偶尔产生SSG。它们也可能是在高质量球状星团中产生SSG的重要机制。
2017-03-29 astro-ph.SR
TESS Subgiant and Lower Red Giant Asteroseismology in the Continuous Viewing Zones
本研究利用开源Python包pySYD分析TESS数据，成功测定了82颗亚巨星和低阶红巨星的星震学参数，填补了Kepler观测空白，并计算了恒星质量、半径、重力和年龄，证明了TESS在恒星物理和银河系考古学中的价值。
2025-09-15 astro-ph.SR
MCMC inversions of the internal rotation of Kepler subgiants
本文采用新的MCMC反演方法分析六颗Kepler亚巨星的内部自转剖面，约束自由参数与转变位置，并排除大尺度化石磁场作为单一解释。
2024-05-09 astro-ph.SR
Correlated Depletion and Dilution of Lithium and Beryllium Revealed by Subgiants in M 67
锂（Li）和铍（Be）的表面含量提供了对恒星内部混合和循环机制的见解。老的疏散星团，M 67，在主序星和演化的恒星中，锂的丰度都得到了很好的研究。Be丰度给了我们一个更深层次的恒星探测器。我们已经采取了高分辨率的光谱与凯克我与HIRES确定Be丰度沿亚巨星分支的M 67，那里有戏剧性的亏损李。这些次巨星的质量范围从1.26到1.32 M $_{\odot}$，并且是从主序星演化而来的，这些主序星可能占据了在年轻星团中发现的锂-铍倾斜区域。Pace等人已经将M 67中103颗恒星的锂丰度调整到相同的尺度。质量更大的恒星$-$现在是从主序星$-$中最冷、演化最远的恒星，其锂含量在亚巨星分支中下降了400倍。我们的新Be丰度也显示出下降，但下降了$\sim$ 50倍。这两种元素一起下降，Li在这些次巨星中的下降比Li-Be倾斜星更陡峭。铍丰度相对于锂丰度的下降与希尔斯和德利扬尼斯的模型非常吻合，这是专门为M 67的次巨星而设计的。这些模型包括恒星自转引起的混合效应。这些M 67次巨星显示了主序的损耗和主序后Li和Be的稀释。
2019-10-17 astro-ph.SR
Mixed Modes and Asteroseismic Surface Effects: II. Subgiant Systematics
由于表面附近的建模误差，类太阳振荡器的模型产生的声学模式与在具有相同内部结构的实际恒星中看到的频率不同。当使用模式频率来推断恒星结构时，必须校正这种星震“表面项”。亚巨星表现出声学（$p$ -模）和重力（$g$ -模）的混合振荡特征，这与传统的$p$ -模渐近关系的描述不符.由于表面项的非参数诊断依赖于这种描述，它们不能直接应用于亚巨星。在论文I中，我们将这种非参数方法推广到混合模式，并表明传统的表面项修正只考虑混合模式耦合，充其量，一阶微扰膨胀。在这里，我们应用这些结果，使用星震数据建模亚巨星。我们证明，对于基于网格的推断次巨星属性使用个别模式频率，忽略高阶的影响模式耦合的表面项的结果在显着的系统差异推断恒星质量，和可测量的系统在其他基本属性。虽然这些系统是小于从其他选择的模型建设所产生的，他们坚持参数和非参数配方的表面项。这表明，模式耦合时，应充分考虑到在地震建模与混合模式的表面项校正，无论选择的校正使用。亚巨星的推断性质，特别是质量和年龄，也取决于表面项修正的选择，与主序星和红巨星的方式不同。
2021-08-16 astro-ph.SR
The C+N+O abundances and the splitting of the subgiant branch in the Globular Cluster NGC 1851
在球状星团中多个恒星星族的新发现的特征中，星团NGC 1851拥有一个双亚巨星分支，这可以用两个恒星世代来解释，只是年龄略有不同，年轻的一个具有增加的总C+N+O丰度。由于这种化学差异，可以对次巨星分支进行拟合，大致与20年前已经发现的C+N+O丰度变化一致，并被最近的光谱数据所证实。我们计算理论等时线的主要序列关闭，采用四种化学混合物的不透明度和核反应速率。根据文中描述的元素丰度分布，标准混合物具有Z=10 $^{-3}$和[ $α$ /Fe]=0.4，其它的C+N+O分别等于标准混合物的2、3和5倍。我们比较轨道和等时线，并显示结果如何取决于总CNO丰度。我们注意到，不同的初始CNO丰度之间的两个集群，否则类似的金属丰度和年龄，可能会导致差异的关闭形态，可以很容易地归因于年龄差异。我们模拟了NGC 1851的主序星和次巨星分支的数据，结果表明，C+N+O增加$\sim$ 3倍最能再现次巨星分支之间的位移。我们比较了m $_{F336W}$ -m $_{F814W}$彩色谱中的主序列宽度与模型，发现与数据相符的最大氦丰度为Y $\simeq$ 0.29。我们认为，在框架中的第二代恒星形成的球状星团，其中大部分，我们估计的氦丰度Y $\simlt 0.26$的结果。
2009-07-10 astro-ph.SR
Hierarchically modelling Kepler dwarfs and subgiants to improve inference of stellar properties with asteroseismology
随着近年来在利用高精度星震学模拟恒星方面取得的进展，与我们对恒星氦丰度（$Y$）和混合长度理论参数（$α_\mathrm{MLT}$）的假设相关的系统效应变得越来越重要。我们应用一种新的方法来改进开普勒矮星和亚巨星在一个狭窄的质量范围（$0.8 < M < 1.2\,\mathrm{M_\odot}$）的样本恒星参数的推断。在该方法中，我们包括$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的统计处理。我们开发了一个分层贝叶斯模型来编码关于人口中的$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的分布的信息，拟合线性氦富集规律，包括围绕这种关系的内在扩散和$α_\mathrm{MLT}$的正态分布。我们测试各种级别的池化参数，有和没有太阳能数据作为校准器。当包括太阳作为一颗恒星，我们发现的梯度富集规律，$ΔY / ΔZ = 1.05^{+0.28}_{-0.25}$和平均$α_\mathrm{MLT}$的人口，$μ_α= 1.90^{+0.10}_{-0.09}$。虽然考虑到$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的不确定性，但我们仍然能够报告质量2.5%、半径1.2%和年龄12%的统计不确定性。我们的方法也可以应用于更大的样本，这将导致改善人口水平的推断和星的基本参数的约束。
2021-06-11 astro-ph.SR
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turn-off, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra I: Signatures of Diffusion in the Open Cluster M67
本文计算了年龄为$\sim$ 4 Gyr的疏散星团M67中8个高概率恒星的14种元素的详细化学丰度分布。这八颗恒星由四对恒星组成，每一对都占据了恒星演化的不同阶段：两颗G矮星，两颗转折星，两颗G次巨星和两颗红丛K巨星。丰度分析使用APOGEE勘测的近红外高分辨率光谱（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m），得出C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn和Fe的丰度。我们推导出的恒星参数和2 M08510076 +113115的金属丰度表明，这颗恒星是一个太阳孪生子，相对于太阳，所有元素的丰度差异为$\leq$ 0.04 dex。在每一类恒星中发现了化学同质性（$\sim$ 0.02 dex），而在不同的演化阶段发现了显著的丰度变化（$\sim$ 0.05 - 0.20 dex）;关闭恒星通常具有最低的丰度，而红色团块往往具有最大的丰度。LTE衍生丰度的非LTE修正不太可能解释这些差异。衍生的Fe，Mg，Si和Ca的丰度与最近公布的表面丰度从恒星模型，包括化学扩散的详细比较，提供了一个很好的匹配之间的观测和预测的丰度作为恒星质量的函数。这种一致性表明，在M67的恒星成员中检测到了化学扩散过程。
2018-03-12 astro-ph.SR
Asteroseismic inversions for radial differential rotation of Sun-like stars: Sensitivity to uncertainties
我们量化观测光谱和asteroseisic不确定性的影响正则化最小二乘（RLS）反演的径向微分旋转的太阳和亚巨星。我们首先解决了模型的旋转分裂加上观测到的不确定性的模型的类太阳恒星，HD 52265，和一个亚巨星，KIC 7341231的正问题。我们随机扰动的光谱和asteroseisic约束的不确定性内的恒星模型的参数，并使用这些扰动的恒星模型来计算旋转分裂。我们实验了三种旋转轮廓：固体旋转，阶梯函数，以及随半径减小的平滑旋转轮廓。然后，我们利用RLS反演和最佳拟合恒星模型的核函数求解反问题，得到了类太阳恒星的径向微分自转轮廓，发现对于具有类太阳径向微分自转轮廓的类太阳恒星，反演结果对恒星模型的不确定性不敏感。我们发现，当对流区以下的旋转速率增加到表面旋转速率的六倍时，推断的旋转轮廓排除了固体旋转。在当前观测不确定性的情况下，我们发现亚巨星的反演对恒星模型中的不确定性很敏感。我们的研究结果表明，反演的径向差异旋转的亚巨星将受益于更严格的约束恒星模型。在类太阳恒星中，反演对恒星模型不确定性的不敏感性表明，有可能对许多恒星的平均径向差分旋转进行系综反演，以更好地约束反演。
2015-11-26 astro-ph.SR
Asteroseismic masses of retired planet-hosting A-stars using SONG
为了更好地理解行星是如何形成的，研究行星出现率作为恒星质量的函数是很重要的。然而，估计场星的质量往往是困难的。在过去十年中，关于在演化中的中等质量恒星-所谓的“退休A星”-周围气体巨行星的推断出现率，出现了一场争论。这些红巨星宿主的高质量，是由光谱信息和恒星演化模型得出的，已经受到了质疑。在这里，我们通过使用星震学确定八颗进化的行星宿主恒星的质量来解决这一争议。我们将质量与来自系外行星轨道数据库的基于光谱的质量进行比较，这些质量先前被用来推断系外行星及其宿主的性质。对于光谱质量大于1.6Msun的恒星，我们发现两组质量之间存在显著的单侧偏移，这表明平均高估了15- 20%的光谱质量。在我们的样本中，唯一一颗远低于这个质量极限的恒星也是唯一一颗没有显示出这种偏移的恒星。最后，我们注意到，基于光谱的质量在文献值中的分散度通常超过其形式不确定度，使其与我们在这里报告的偏移量相当。
2017-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
The subgiant HR 7322 as an asteroseismic benchmark star
我们提出了一个深入的分析明亮的亚巨星HR 7322（KIC 10005473）使用开普勒短节奏测光，光学干涉CHARA，高分辨率光谱SONG，恒星建模使用GARSTEC网格和贝叶斯网格拟合算法BASTA。HR 7322是第二个拥有高质量开普勒星震学的亚巨星，我们也有干涉数据。我们发现边缘变暗的角直径为$0.443 \pm 0.007$ mas，结合使用来自盖亚DR 2的视差和热辐射通量导出的距离，得到线性半径为$2.00 \pm 0.03$ R $_{\odot}$和有效温度为$6350 \pm 90$ K。HR 7322表现出类似太阳的振荡，并使用的asteroseismic标度关系和修订，我们发现asteroseismic和干涉恒星半径之间的良好协议。通过仔细建模达到的精度水平在很大程度上是由于HR 7322的偶极振荡模式图案中存在避免的交叉。我们发现，标准模型预测半径系统小于所观察到的干涉仪和太阳下的混合长度参数是必要的，以实现一个很好的适合个人的振荡频率，干涉温度和光谱金属丰度。
2019-08-08 astro-ph.SR
The First APOKASC Catalog of Kepler Dwarf and Subgiant Stars
我们提出了第一个APOKASC目录的光谱和asteroseismic数据的415个矮星和亚巨星。开普勒望远镜在短时间内获得了天文地震数据。光谱参数基于作为APOGEE的一部分采集的光谱，对应于SDSS的DR 13。我们分析我们的数据使用两个Teff尺度，从DR 13和来自SDSS Griz光度法的光谱值。我们使用的差异，我们的结果所产生的这些选择作为系统的Teff的测试，并发现它们可以导致显着的差异，在派生的恒星属性。利用恒星网格模型对整个样品的表面重力（$\log{g}$）、平均密度（$ρ$）、半径（$R$）、质量（$M$）和年龄（$τ$）进行了测定。我们已经评估了随机和系统误差来源的光谱和地震数据，以及在基于网格的建模确定的恒星数量的目录。我们提供恒星的Teff尺度的属性。中位数组合（随机和系统）不确定性为2%（0.01德克斯; $\log{g}$），3.4%（$ρ$），2.6%（$R$），5.1%（$M$）和19%（$τ$）（光度Teff量表）和2%对于光谱标度，分别为3.5%（$\log{g}$）、3.5%（$ρ$）、2.7%（$R$）、6.3%（$M$）和23%（$τ$）。与Chaplin等人星表中恒星数量的比较。（2014）强调了金属丰度测量对于准确确定恒星参数的重要性。我们将我们的结果与其他来源的结果进行比较，包括从TGAS的反射和基于单个频率的星震分析确定的恒星半径…
2017-11-02 astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study. LXXI. Spectroscopic Membership and Orbits of NGC 6791 Sub-Subgiants
在光学色星等图中，次亚巨星（SSG）位于主序星的红色区域，比红巨星分支的底部更暗，这个区域不容易被标准恒星演化路径占据。本文给出了古老的富金属疏散星团NGC 6791（8 Gyr，[Fe/H] = +0.30）中5个SSG候选星系的多历元径向速度。从这些数据中，我们能够进行三维运动学成员的确定，并确认四个SSG候选人可能是集群成员。我们还确定了三个成员SSG作为短周期双星系统，并提出了他们的轨道解。这是自Mathieu等人在2003年研究M67中的两个SSG以来，第一个具有已知三维运动学成员、双星状态和轨道参数的SSG。我们还评论了这些恒星的其他性质，包括光度变化，H $α$发射和X射线光度。这些SSG在NGC 6791中的成员确认加强了SSG是一类新的非标准恒星演化产物的情况，并且必须找到一种物理机制来解释这些恒星的演化路径。
2016-04-09 astro-ph.SR
Testing Asteroseismic Radii of Dwarfs and Subgiants with Kepler and Gaia
我们测试了开普勒主序星和次巨星的星震半径，并将其与第一批盖亚数据进行了比较。我们计算半径的基础上的asteroseismic的比例关系，以及通过拟合观测到的振荡频率的恒星模型的一个子集的样本，并测试使用有效的温度从光谱或红外线通量方法的影响。一个偏移量为3%，没有任何恒星参数的依赖关系，发现来自频率建模和盖亚的地震波之间。对于基于半径从标度关系，一个较小的偏移量平均发现，然而，偏移量成为温度依赖性，我们解释为在高恒星温度的标度关系的问题。使用较热的红外线通量方法温标，没有迹象表明，半径的标度关系是不准确的超过约5%。以半径和质量从建模的个别频率作为参考值，我们试图纠正所观察到的温度趋势的标度关系。这个分析表明，标度关系系统地高估了高温下的半径和质量，对于温度低于6400 K的主序星，它们的半径精确到5%以内，质量精确到13%以内。然而，需要进一步的分析来测试逐星修正的有效性，以及对更进化的恒星的有效性。
2018-02-04 astro-ph.SR
On the Origin of Sub-subgiant Stars. I. Demographics
次亚巨星是在光学色星等图上观察到的比正常主序星更红，比正常亚巨星（和巨星）更暗的恒星。红巨星分支的红色离散星，可能与亚亚巨星有关，在文献中经常被归类为亚亚巨星。这些恒星违背了我们的标准单星演化理论，是双星演化和恒星碰撞模型的重要测试。总的来说，我们从文献中识别出16个疏散星团和球状星团中的65个次亚巨星和红离散星;其中50个，包括43个次亚巨星，通过了我们严格的成员选择标准（尽管其余的来源也可能是星团成员）。除了它们在色星等图上的独特位置之外，我们还发现这个样本中至少有58%（25/43）的次亚巨星是X射线源，其典型的0.5-2.5 keV光度为10^30 - 10^31 erg/s。它们的X射线光度和光-X射线通量比与RS CVn活动双星相似。在我们的样本中，至少有65%（28/43）的次亚巨星是变星，其中21颗已知是径向速度双星。典型的变化周期<15天。至少有33%（14/43）的次亚巨星是H-α发射体。这些观测的人口统计数据提供了强有力的证据，表明双星对次次巨星的形成很重要。最后，我们发现每单位质量的次亚巨星的数量向质量较低的星系团增加，因此我们样本中的疏散星团具有最高的次亚巨星的特定频率。
2017-03-29 astro-ph.SR
Anti-Solar Differential Rotation May Have Revived Magnetic Braking in the Subgiant 31 Aquilae
Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（太阳-恒星联系中心，WDRC）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、CEA、CNRS、AIM）；Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文系）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Vanderbilt University, Department of Physics & Astronomy（范德堡大学物理与天文系）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文系）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天体物理研究所(SIfA)）
通过TESS和LBT观测，研究亚巨星31 Aql的磁场和自转，发现其非循环磁场和慢自转支持反太阳式差分自转，恢复磁制动。
2026-03-17 astro-ph.SR
Metallicities of Planet Hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants
这项工作提出了一个均匀的推导大气参数和铁丰度的样本的巨和亚巨星的主机巨行星，以及控制样本的亚巨星不知道主机巨行星。分析是使用相同的技术，我们以前的分析大样本的行星托管和控制样本矮星。比较这些样本中主序星、次巨星和巨星的[Fe/H]分布发现，主序星和次巨星的平均金属丰度相同，为<[Fe/H]> \simeq +0.11 dex，而巨星样本的金属丰度通常更低，平均金属丰度为<[Fe/H]> = -0.06 dex。亚巨星与矮星的平均金属丰度相同，这一事实表明，富含金属的固体物质并没有大量吸积到行星所在的恒星上，因为这些物质在从矮星到亚巨星的演化过程中会被稀释。与行星所在的矮星和次巨星相比，行星所在的巨星的金属丰度较低，这被解释为与恒星质量有关，巨星的质量更大，因此平均而言，原行星盘的质量更大。在行星形成的核心吸积模型中，较大的盘质量可以包含形成巨行星所需的临界金属量，即使在较低的金属丰度下。
2010-10-04 astro-ph.SR
Detailed seismic study of Gemma (KIC11026764) using EGGMiMoSA: Unveiling the probing potential of mixed modes for subgiant stars
本研究利用EGGMiMoSA对亚巨星Gemma进行详细地震建模，通过混合模探测氢燃烧壳层化学跃变，发现需显著超射（α_ov=0.17）才能匹配观测，为演化恒星建模提供新见解。
2025-02-27 astro-ph.SR
Subgiants in NGC 188 Reveal that Rotationally Induced Mixing Creates the Main Sequence Li-Dip
研究利用NGC 188亚巨星上翻次表面物质所揭示的锂分布印记，证明旋转诱导剪切混合是形成主序锂凹陷的主导机制。
2025-08-30 astro-ph.SR
First Results From The Hertzsprung Song Telescope: Asteroseismology Of The G5 Subgiant Star {\Mu}Her
我们报告的第一个asteroseismic的结果获得了广泛的高精度径向速度观测活动的亚巨星muHerculis的赫兹斯普林宋望远镜。该数据集是在2014年和2015年的215个夜晚收集的。我们总共检测到49个振荡模式，l值从0到3，包括一些l = 1的混合模式。根据在l = 1模中观测到的转动分裂，我们确定了一个52天的转动周期和63度的恒星倾角。通过对观测到的振荡频率进行建模得到的参数与独立观测结果非常吻合，表明恒星质量在1.11和1.15 M_sun之间，年龄为7.8+/-0.4 Gyr。此外，高质量的数据使我们能够确定He II电离层和对流区底部的声学深度。
2017-01-12 astro-ph.SR
TESS asteroseismology of $β$ Hydri: a subgiant with a born-again dynamo
本文利用 TESS 星震学直接测量了亚巨星 β Hyi 的自转周期和基本参数，发现其自转与减弱磁制动一致，并支持亚巨星中存在“重生”发电机以维持磁活动周期。
2024-08-10 astro-ph.SR
Glitch analysis and asteroseismic modelling of subgiant $μ$ Herculis: confirming and interpreting the $Γ_1$ peak as the helium glitch
Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi 221005, India（印度瓦拉纳西印度理工学院（贝拿勒斯 Hindu 大学）物理系）；Stellar Astrophysics Centre (SAC), Department of Physics and Astronomy, Aarhus University, Ny Munkegade 120, DK-8000 Aarhus, Denmark（丹麦奥胡斯大学天体物理学中心（SAC），物理与天文系）；School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, Edgbaston, Birmingham B15 2TT, UK（英国伯明翰大学物理与天文学院）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Jagtvej 128, 18, 2200, Copenhagen, Denmark（丹麦哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所 DARK 中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias, 38200 La Laguna, Tenerife, Spain（西班牙特内里费岛拉古纳加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL), Departamento de Astrofísica, 38206 La Laguna, Tenerife, Spain（西班牙特内里费岛拉古纳拉古纳大学天体物理系）
通过分析μ Herculis小矮星的glitch和振荡频率，确认Γ₁峰为氦glitch来源，揭示恒星内部建模的局限性。
2025-11-06 astro-ph.SR
Asteroseismic modelling of the subgiant μ Herculis using SONG data: lifting the degeneracy between age and model input parameters
我们对SONG目标$μ$武仙座的振荡进行建模，以估计恒星的参数。$μ$ Her的$\ell$ = 1混合模对恒星性质提供了强约束。我们的星震模型给出的质量和年龄是1.10 $^{+0.11}_{-0.06}$ M $_{\odot}$和7.55 $^{+0.96}_{-0.79}$ Gyr。初始氦丰度也被限制在$Y_{\rm{init}}$ = 0.28左右，表明元素富集定律（$ΔY/ΔZ$）中的比值约为1.3，接近太阳值。混合长度参数收敛到1.7左右，比太阳值低$\sim$ 10%，与流体动力学模拟结果一致。我们的恒星质量和年龄的估计同意非常好与以前的模拟结果与不同的输入物理。添加星震信息使这些确定比只有表面信息时的典型情况更少依赖模型。我们对模型依赖的研究（质量，初始氦和金属丰度分数，以及混合长度参数）的年龄测定表明，（$\lesssim$ 10\%）可以从类似于$μ$ Her的恒星的星震模型中预测。$\ell$ = 1的碰撞模式，对氦核的平均密度敏感，提供了一个有用的“时钟”，它提供了对其年龄的附加约束。
2018-10-30 astro-ph.SR
How precisely can we measure the ages of subgiant and giant stars?
California Institute of Technology（加州理工学院）
利用宽双星系统检验亚巨星和巨星年龄估计的可靠性，发现基于光谱金属丰度的亚巨星年龄不确定性可达5-10%，而测光年龄低估了不确定性，光谱年龄对红巨星和红团簇星可靠但精度较低（25-30%）。
2026-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The tight subgiant branch of the intermediate-age star cluster NGC 411 implies a single-aged stellar population
在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的中间年龄星团中，存在着扩展的主序关闭区（eMSTO），这通常被解释为是恒星形成历史（SFH）延长的结果，持续了$\geq$ 3亿年。这与星团中占主导地位的恒星形成模式的传统观点强烈冲突，星团被认为是单年龄的恒星星族。在这里，我们提出了一个测试这种解释，通过探索NGC 411的亚巨星分支（SGB）的形态，它可能是所有已知的中间年龄星团中最广泛的eMSTO。我们发现，NGC 411 SGB的宽度有利于单年龄的恒星星族的解释，并排除了扩展的SFH。此外，当考虑红团（RC）的形态，并采用未经证实的前提下，所有功能的颜色-星等图的宽度是由一个基本的年龄范围，我们发现，SFH暗示仍然非常接近，从一个单一的年龄恒星星族，与一小部分的恒星散射到年轻的年龄相比，大部分的人口。从SGB和RC导出的SFH都与从eMSTO区域导出的SFH不一致。NGC 411的逃逸速度非常低，而且在早期阶段不太可能经历显著的质量损失，因此表明它可能缺乏捕获大部分来自恒星演化过程的初始排出气体的能力，而这通常是扩展SFH扎根所需的条件。
2016-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population synthesis based modelling of the Milky Way using asteroseismology of dwarfs and subgiants from Kepler
早期应用星震学研究银河系的尝试已经显示出银河系模型和数据之间恒星质量分布的意外差异;这一结果仍然无法解释。在这里，我们重新分析了开普勒观测到的矮星和亚巨星的星震样本，并详细调查了报告差异的可能原因。我们研究了两个基于恒星星族合成的银河系模型：Galaxia和TRILEGAL。与以前的结果一致，我们发现，与Galaxia相比，TRILEGAL预测了更多的大质量恒星，与2 MASS观测相比，TRILEGAL预测了太多的蓝色恒星。这两个模型都不能匹配恒星样本在$(\log g,T_{\rm eff})$空间中的分布，这表明模型和/或假设的选择函数不准确。当在$(\log g,T_{\rm eff})$空间中对这种不匹配进行校正时，Galaxia计算出的质量分布更宽，与观测到的恒星相比，平均值向低质量方向移动。这种行为类似于开普勒红巨星样本的报道。质量分布之间的偏移相当于$ν_{\rm max}$的2\%变化，这在$ν_{\rm max}$标度关系的当前不确定性范围内。对恒星模型预测的$Δν$标度关系进行修正，使观测到的质量分布明显变窄，但平均值没有变化。
2017-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surface rotation and photometric activity for Kepler targets. II. G and F main-sequence stars, and cool subgiant stars
穿过恒星盘的暗磁点导致准周期性的亮度变化，这使我们能够限制恒星表面的旋转和光度活动。目前的工作是该系列的第二部分（Santos et al. 2019;论文I），我们分析了132，921颗主序星F和G星以及晚期亚巨星的开普勒长节奏数据。旋转周期的候选人，通过结合小波分析和自相关函数。然后通过机器学习（ML）算法（Breton等人，2021）、自动选择和补充目视检查选择可靠的旋转周期。ML训练数据集包括来自论文I的26，521颗主序星K和M星。为了补充训练，我们以与论文I相同的方式进行分析，即自动选择和目视检查，增加了34，100颗恒星。最后，我们提供了旋转周期Prot和相关的光度活动代理SPH的39,592目标。较热的恒星通常比较冷的恒星旋转得更快。对于主序星G星，随着有效温度的增加，Sph值的范围更广，而F星与较冷的恒星相比，往往具有较小的Sph值。总的来说，对于G星来说，快速旋转的恒星在光度上比慢速旋转的恒星更活跃，并且在短时间内达到饱和。这两篇论文的综合结果解释了55，232颗主序星和次巨星FGKM恒星的平均Prot和Sph值（159，442个目标），与McQuillan等人（2014）相比，有24，182个新的Prot检测。Prot分布的上边缘位于比以前发现的更长的Prot处。
2021-08-29 astro-ph.SR
Characterizing two solar-type Kepler subgiants with asteroseismology: KIC10920273 and KIC11395018
通过恒星建模确定恒星的基本性质已经大大改善，由于最近的进展，在asteroseismology。由于空间任务获得的前所未有的数据质量，特别是CoRoT和开普勒，从高精度的恒星振荡频率中提取了宝贵的信息，这为给定的一组经典观测提供了对可能的恒星模型的非常强的约束。在这项工作中，我们的特点是两个相对暗淡的恒星，KIC 10920273和KIC 11395018，使用开普勒测光和大气约束的振荡数据从地面光谱。这两颗恒星有非常相似的大气特性;然而，使用从开普勒数据中提取的单个频率，我们已经确定了非常不同的全局特性，与早期结果相比，精度有所提高。我们发现这两颗恒星都离开了主序星，并将其特征描述如下：KIC 10920273是一颗太阳质量的恒星，（M=1.00 +/- 0.04 M_sun），但比我们的太阳老得多（t=7.12 +/- 0.47 Gyr），而KIC 11395018的质量明显大于太阳（M=1.27 +/- 0.04 M_sun），年龄接近太阳（t=4.57 +/- 0.23 Gyr）。我们确认，这些恒星的高锂丰度不应该被认为是代表年轻的年龄，因为我们精确地确定了它们是进化的亚巨星。我们讨论了使用表面锂丰度，旋转和活动的关系作为潜在的年龄诊断。
2012-11-28 astro-ph.SR
Observationally Constraining the Starspot Properties of Magnetically Active M67 Sub-Subgiant S1063
我们对磁场活动对恒星演化的影响的理解继续展开。这种撞击可以在次亚巨星中看到，次亚巨星是指位于次巨星分支下方的恒星，在星团颜色-星等图中是主序星的红色。在这里，我们关注的是S1063，它是疏散星团M67中的一个典型的次亚巨星。我们使用了一种新的技术相结合的两个温度的光谱分解和光变曲线分析，以限制在多年的时间框架内的星点属性。利用K2和ASAS-SN的高分辨率近红外IGRINS光谱和测光数据，我们发现投影的光斑填充因子为32 $\pm$ 7%，光斑温度为4000 $\pm$ 200 K。该值锚定了光变曲线中观察到的变异性，表明S1063的斑点填充因子在四年时间段内的范围为20%至45%，平均斑点填充因子为30%。这些数值通常低于光度模型比较所确定的数值，但仍然表明S1063和其他可能的次亚巨星都是磁性活跃的斑点星。我们发现观测和理论上的比较斑点恒星是微妙的，由于预计的斑点覆盖影响估计的表面平均有效温度。这里发现的星点性质与RS CVn系统相似，支持将次亚巨星分类为另一种类型的活动巨星双星系统。这项技术开辟了表征比以前的方法更多的斑点恒星的表面条件的可能性，允许更大的未来研究来测试磁活性恒星的理论模型。
2021-11-10 astro-ph.SR
Linearity of Structure Kernels in Main-sequence and Subgiant Solar-like Oscillators
本文研究主序星与亚巨星类太阳振荡器的结构反演技术，发现主序星反演可靠，而亚巨星混合模式快速演化导致核误差大、反演困难，需改进拟合与反演方法。
2025-07-03 astro-ph.SR
Asteroseismic masses of four evolved planet-hosting stars using SONG and TESS: resolving the retired A-star mass controversy
研究行星出现与恒星质量的关系对于更好地理解行星形成具有重要意义。估计恒星质量，特别是在红巨星区，是困难的。特别是，在过去十年中，基于光谱学和网格模型的演化行星宿主恒星样本的恒星质量受到质疑，声称它们被高估了。虽然过去曾努力利用星震学来调和这一争议，但结果并不确定。为了解决这一争议，我们在本文中使用asteroseismology研究了四个更进化的行星宿主恒星，我们回顾了以前的结果，以自洽的方式对整个系综进行了知情的研究。对于这四颗新恒星，我们通过定位它们的特征振荡频率$\mathrmν_{\mathrm{max}}$来测量它们的质量，该频率来自SONG观测到的它们的径向速度时间序列。对于两颗恒星，我们也能够测量大的频率间隔，$\mathrm{Δν}$，通过扩展的SONG单站点和双站点观测和新的TESS观测的帮助。我们建立的稳健性的$\mathrmν_{\mathrm{max}}$ -仅基于$\mathrm{Δν}$的结果，从$\mathrm{Δν}$确定恒星质量，从$\mathrm{Δν}$和$\mathrmν_{\mathrm{max}}$。然后，我们比较地震质量的完整合奏的16颗恒星的光谱质量从三个不同的文献来源。我们发现地震和光谱质量尺度之间的偏移量是质量依赖的，这表明先前声称的高估光谱质量只影响恒星质量大于约1.6 M $_\mathrm{\odot}$。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
On attempting to automate the identification of mixed dipole modes for subgiant stars
恒星中混合模的存在是恒星演化的一个标志。它们的发现有助于更好地确定恒星的年龄。本文的目标是在没有人为干预的情况下自动识别偶极子模式。我使用开普勒任务的方法的应用程序获得的功率谱。我计算渐近偶极模式的频率作为耦合因子和偶极周期间隔，和其他参数的函数。对于每一颗恒星，我都将其能量塌缩在一个中阶梯光栅中，并与双极和偶极混合模式对齐。零频率处的功率用作品质因数。使用遗传算法，然后通过调整功率谱中偶极子频率的位置来优化品质因数。使用公布的频率，我比较渐近偶极子模式频率与公布的频率。我还使用了公布的频率，通过非线性最小二乘拟合来推导耦合因子和偶极周期间距。我使用非线性最小二乘拟合的蒙特卡罗模拟来推导每个参数的误差条。从所研究的44颗次巨星中，自动识别允许在3 $μ$ Hz内检索32颗星至少80%的模式，在6 $μ$ Hz内检索37颗星至少90%的模式。优化和拟合的重力模周期间隔和耦合因子与以前的测量结果一致。由蒙特卡罗模拟推导出的混合模参数的随机误差比以前确定的误差小约30-50倍，这些误差实际上是系统误差。确定了亚巨星混合模的周期间距和耦合因子。目前的自动程序需要改进，使用更准确的渐近模型和/或适当的统计测试。
2020-08-25 astro-ph.SR
A Complete Analysis of Subgiant Stellar Systems III: Hip70868
University of Sharjah（沙迦大学）；Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences and Technology（沙迦天文学、空间科学与技术学院）；Al Al-Bayt University（阿尔贝特大学）
本研究利用Al-Wardat方法结合大气建模和Gaia DR3等观测数据，分析了三重恒星系统Hip70868，精确推导了各组件的物理参数与光谱型，并在赫罗图上确认其已演化至亚巨星阶段。
2025-10-31 astro-ph.SR
The K2 Asteroseismic KEYSTONE sample of Dwarf and Subgiant Solar-Like Oscillators. I: Data and Asteroseismic parameters
本研究构建K2 KEYSTONE类太阳振荡恒星样本，结合TRES、Gaia与IRFM及三种独立星震方法，发布173颗矮星和亚巨星的同质恒星参数，并新探测159颗恒星的类太阳振荡。
2024-05-29 astro-ph.SR
The masses of retired A stars with asteroseismology: Kepler and K2 observations of exoplanet hosts
我们调查的质量“退休的A星”使用的7个低光度的红巨星和亚巨星的NASA开普勒和K2任务观察到的星震探测。我们的目的是探讨是否来自光谱和等时线拟合质量可能被系统高估。我们的目标之前都经过长期径向速度观测来检测轨道天体，并满足Johnson等人（2006）使用的标准来选择可能具有A型（或早期F型）主序星的巡天星。样品实际上跨越了从$\approx 1\,\rm M_{\odot}$到$\approx 1.7\,\rm M_{\odot}$的更宽的质量范围。虽然对于七颗恒星中的五颗，光谱学报告的发现质量超过了使用星震学估计的质量，但没有强有力的证据表明样本中存在显着的系统性偏差。此外，与文献中其他质量的比较表明，任何差异的绝对尺度对所选参考文献质量高度敏感，不同文献质量之间的离散度显著大于报告的误差线。我们发现，任何质量的差异可以解释通过使用不同的约束条件在恢复过程中。我们还得出结论，低估的输入参数的不确定性可以显着偏差恢复恒星质量，这可能有助于退休A星的质量尺度上的争议。
2017-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling Stellar Surface Features on Subgiant Star with an M-dwarf Companion
了解太阳以外的恒星表面的磁场活动对于系外行星分析非常重要，可以正确描述系外行星的大气层，并进一步描述各种恒星上的恒星活动。模拟不同光谱类型和自转速率的恒星表面特征是理解这些恒星磁活动的关键。利用开普勒望远镜的观测数据，我们使用STarSPot（STSP）星点模拟程序测量了KOI-340的星点位置和大小。KOI-340是一个食双星，由一颗次巨星（$\rm T_{\rm eff} = 5593 \pm 27 K; R_{*} = 1.98 \pm 0.05 R_{\odot}$）和一颗M矮星伴星（$M_{*} = 0.214 \pm 0.006 M_{\odot}$）组成。STSP使用一种新的技术来测量光斑的位置和半径，通过使用凌日次级来使用高精度测光研究和模拟恒星表面上的单个活动区域。我们发现KOI-340主星上的黑子特征的平均大小是恒星半径的$\sim$ 10%，即太阳黑子平均大小的两倍。KOI-340上的斑点出现在每个经度上，并显示出可能的差异旋转迹象。KOI-340的原色的最小斑点面积分数为$2\substack{+12\\ -2} \%$，而太阳的斑点面积最多为0.2%。KOI-340的一次凌日显示出一个与斑一致的凌日信号;这个斑正好出现在一个暗斑之前，表明斑和斑可能共同位于恒星表面。
2022-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The FEROS--Lick/SDSS observational database of spectral indices of FGK stars for stellar population studies
我们提出FEROS-Lick/SDSS，一个经验数据库的FGK恒星的Lick/SDSS光谱指数用于人口综合项目，区分不同的恒星星族内的综合光的星系和球状星团。从大约2500 FEROS恒星光谱获得的ESO科学档案设施，我们计算线强度指数为1085非超巨星大气参数估计从AMBRE项目。两个样本的312 { \it矮星}和83 { \it亚巨星}与太阳的化学成分和没有显着的$α$ -元素丰度增强被用来比较其观测指数与预测的利克/SDSS库的合成指数。总的来说，合成的数据库很好地再现了观测指数随温度变化的行为，但是在低温（$T_{\rm eff}$ $\lesssim $ 5000\，K）矮星的情况下，低温次巨星的数量不足以得出任何结论。几种可能的原因的分歧进行了讨论，并提出了有前途的理论改进。
2014-05-26 astro-ph.SR
"Retired" Planet Hosts: Not So Massive, Maybe Just Portly After Lunch
对行星丰度作为恒星质量函数的研究表明，在质量比$1.5 M_\odot$大的恒星周围，行星出现的频率大大增加，而这类恒星缺乏短周期行星。这些行星搜索依赖于巨恒星作为高质量恒星的样本，由于在主序星上的旋转和活动，这些恒星对精确的多普勒测量是不利的。本文考虑了观测到的$v\sin i$和观测推断的质量外行星托管巨星与$v\sin i$分布的场星，这表明差异，可以解释的错误质量测定的一些外行星的主机。通过与整合等时线构建的预期质量分布进行比较，表明系外行星宿主与大质量恒星的人口不一致。这些恒星更有可能起源于主序群的晚F/早G矮星，质量为1.0-- $1.2 M_\odot$，仅比典型的FGK矮星稍大，多普勒探测到行星。短周期行星的缺乏很可能是由潮汐捕获解释的。行星丰度的差异要么需要行星频率随质量的增加比以前认为的更陡峭，要么需要由于恒星起源的信号而产生的高误报率。建议测量光球碳同位素比值作为一种方法来区分是否这个样本的巨星是显着更大的质量比人口的FGK矮星多普勒探测到的行星。
2011-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Evolution of Rotation and Magnetic Activity in 94 Aqr Aa from Asteroseismology with TESS
大多数以前的努力，以校准如何旋转和磁活动取决于恒星的年龄和质量依赖于观察的集群，其中等时线从恒星演化模型被用来确定的属性的合奏。天文地震学使用类似的模型来测量单个恒星的性质，通过匹配其正常振荡模式，以高精度计算恒星的年龄和质量。我们使用27天的测光从凌日系外行星调查卫星来表征太阳般的振荡在G8次巨星的94 Aqr三重系统。由此产生的恒星属性，结合35年的活动测量威尔逊山香港项目的重新分析，使我们能够探测系统中的旋转和磁活动的演变。次巨星的星震年龄与恒星等时线吻合，但自转周期比角动量演化的标准模型预期的要短得多。我们的结论是，削弱磁制动可能需要重现恒星的属性，并在氢壳燃烧阶段的进化亚巨星可以重振大规模的发电机行动和短暂维持磁活动周期上升红巨星分支之前。
2020-08-25 astro-ph.SR
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turnoff, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra II: Atomic Diffusion in M67 Stars
本文给出了4Gyr年龄的太阳-金属丰度疏散星团M67的83个恒星成员的15种元素（C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe和Ni）的化学丰度。该样本包含跨越广泛进化阶段的恒星，从G矮星到红丛星。丰度是从SDSS-IV/APOGEE调查的近红外（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m）高分辨率光谱（$R$ = 22，500）得出的。使用APOGEE合成光谱库，通过qASPCAP代码对合成和观察到的光谱进行卡方最小化，进行1-D LTE丰度分析。我们发现了显着的丰度差异（$\sim$ 0.05 - 0.30德克斯）之间的M67成员恒星作为恒星质量（或HR图上的位置）的函数，在那里的丰度模式表现出一般耗尽（在[X/H]）的恒星在主序星关闭。不同元素的损耗量不同。我们发现，原子扩散模型提供，在一般情况下，很好的协议与大多数化学物种的丰度趋势，支持最近的研究表明，可测量的原子扩散在M67恒星。
2019-02-26 astro-ph.SR
HD 26172: an active solar-type subgiant in a close binary system
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院天文学系）；National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）
HD 26172是首个确定其主星为次巨星的紧密双星系统，通过多方法分析揭示其长期活动周期和频繁耀斑，为研究次巨星磁活动提供重要数据。
2026-01-20 astro-ph.SR
New scaling relations from MESA models for mass and radius of subgiant stars: application to Kepler targets
Ege University（伊兹密尔伊ege大学）
该研究基于MESA模型构建亚巨星质量与半径的新标度关系，应用于31颗开普勒观测的亚巨星，提升了恒星质量与半径的测定精度，为星震学分析提供了新工具。
2026-09-04 astro-ph.SR
