Gaia FGK Benchmark Stars: Effective temperatures and surface gravities
大型银河系恒星巡天和新一代恒星大气模型以及谱线形成计算需要经过仔细的校准和验证，并进行基准测试。我们专注于冷恒星，旨在建立一个34个盖亚FGK基准恒星的样本，这些恒星具有一系列不同的金属丰度。目标是尽可能独立于光谱学和大气模型确定有效温度和表面重力。Teff和logg的基本测定是从角直径测量和热辐射通量的汇编以及基于恒星演化模型的均匀质量测定中系统地获得的。导出的参数进行了比较，最近的光谱和光度测定和重力估计地震数据的基础上。大多数采用的直径测量值的形式不确定度约为1%，转化为有效温度的不确定度为0.5%。测辐射热通量的测量似乎精确到5%或更好，这对有效温度的不确定性的贡献约为1%或更少。参数测定与文献的比较显示，一般良好的协议与少数例外，最显着的是最冷的恒星和贫金属的恒星。样本由29颗FGK型恒星和5颗M巨星组成。在FGK恒星中，有21颗具有适合测试、验证或校准目的的可靠参数。对于四颗星，需要对基本Teff进行未来调整，对于五颗星，需要改进logg测定。盖亚FGK基准星样本的未来扩展需要填补参数空间中的空白，我们包括一个建议候选人的列表。
2015-08-20 astro-ph.SR
Accuracy of atmospheric parameters of FGK dwarfs determined by spectrum fitting
我们进行了广泛的测试的FGK星的大气参数测定的光谱拟合程序的基础上的光谱容易（SME）的准确性。我们的恒星样本由13个天体组成，包括太阳，温度范围为5000 - 6600 K，金属量范围为-1.4 -+0.4。被分析的恒星具有通过干涉测量法得出的参数的优点。对于每颗恒星，我们使用不同摄谱仪和不同信噪比（S/N）获得的光谱。对于拟合，我们采用了三组不同的约束条件，并测试导出的参数如何取决于SME中使用的光谱区域（掩模）。我们开发并实施了SME的一种新方法，用于估计拟合残差，偏导数和数据不确定性的基础上产生的参数的不确定性。对于在5700- 6600 K范围内的恒星，当光谱拟合包括H $α$和H $β$线时，与干涉测量法得出的有效温度最吻合，而对于较冷的恒星，掩模的选择不影响结果。结果表明，大气参数对光谱分辨率和信噪比的依赖性不强，而温度和地面重力的不确定性随有效温度的增加而增加，在信噪比为150- 200的光谱中，Teff的最小值在50 K处，log g的最小值在0.1 dex处。甲NLTE分析的钛/钛II和铁/铁II电离平衡和丰度确定的原子CI（NLTE）和分子CH物种支持的参数，我们得出与中小企业通过拟合所观察到的光谱，包括氢线。
2015-11-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical tagging of the Ursa Major moving group: A northern selection of FGK stars
恒星运动学群是一组运动学相干的恒星，它们可能有着共同的起源。由于银河系旋转和盘加热引起的潮汐效应，这些恒星群在银河系中随着时间的推移而扩散。然而，化学信息在这些过程中幸存下来。化学元素分析提供的信息可以揭示这些运动群的起源。在这里，我们调查属于大熊座移动群的恒星的起源。我们提出了高分辨率的光谱观测从三个不同的光谱仪的运动学选择FGK恒星的大熊座移动群。恒星大气参数（Teff，log（g），xi，和[Fe/H]）使用我们自己的自动代码（StePar），它利用的光谱中测量的铁等效宽度的灵敏度确定。我们批判性地比较了StepPar的结果与其他方法（Teff值使用红外通量法和log（g）值的基础上依巴谷松弛）。计算了样品中20种元素的化学丰度和[X/Fe]比值。我们执行相对于参考星的UMa MG（HD 115043）的差异丰度分析。我们还对大熊座MG和毕宿星SC的丰度模式与薄盘恒星丰度进行了系统的比较。我们的化学标记分析表明，大熊座MG受场星污染的影响比其他移动群体（如毕宿五SC）小。我们发现最终选定的恒星的铁成分大致为太阳级，而[X/Fe]比大致为亚太阳级，除了超太阳级的钡丰度。我们得出结论，44颗候选恒星中有29颗（即66%）具有类似的化学成分。此外，我们发现，大熊座MG的丰度模式可能是略有不同的毕宿星团SC。
2014-09-08 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
StePar: an automatic code to infer stellar atmospheric parameters
内容：StePar是一个用Python 3.X编写的自动代码，旨在通过EW方法计算FGK型恒星的恒星大气参数Teff，log（g），[Fe/H]和。该代码已经在FGK型恒星的不同光谱研究中进行了广泛的测试，使用了几台摄谱仪，并对晚期低质量恒星的Gaia-ESO Survey UVES U 580光谱进行了大量测试，作为其十三条管道之一。目标：我们描述的代码和测试它对图书馆的特点盖亚基准星。我们还向社区发布代码并提供下载链接。方法：采用自动化工具TAME对Fe I和Fe II谱线进行EW测定。StePar实现了MARCS模型大气网格和MOOG辐射转移代码，通过下坡单纯形最小化算法计算恒星大气参数。结果：我们展示了基准星测试的结果，并讨论了EW方法的局限性，因此代码。此外，我们还发现了Teff中9 +- 32 K，log（g）中0.00 +- 0.07 dex和[Fe/H]中0.00 +- 0.03 dex的基准恒星的小内部散射。最后，我们建议不要对双线光谱双星或R <30，000，SNR < 20 or vsini >15 km/s的光谱以及晚于K4或早于F6的恒星使用StePar。
2019-07-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs -- A deep transfer learning method to determine Teff and [M/H] of target stars
本研究提出一种深度迁移学习方法，利用合成光谱和独立参数测量数据，提高了 M 矮星有效温度和金属丰度的测定精度，其准确性优于传统深度学习方法。
2023-04-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: The analysis of high-resolution UVES spectra of FGK-type stars
盖亚-欧洲南方天文台巡天正在VLT使用火焰获得大约10^5颗恒星的高质量光谱数据。UVES高分辨率光谱正在收集大约5000颗FGK型恒星。这些UVES光谱分析并行几个国家的最先进的方法。我们的目的是介绍这些分析是如何实施的，讨论他们的结果，并描述如何定义最终推荐的参数规模。我们还讨论了最终参数的精密度（方法间分散度）和准确度（相对于参考值的偏差）。这些结果是Gaia-ESO第二次内部发布的一部分，并将成为其第一次公开发布的高级数据产品的一部分。最终的参数尺度与盖亚基准恒星定义的参数尺度有关，盖亚基准恒星是一组具有基本大气参数的恒星。一组开放和球状星团被用来评估结果的物理合理性。每种方法都是根据基准星来判断的，以定义参数空间三个不同区域的权重。最终推荐的结果是各个方法的加权中位数。推荐的结果成功地再现了基准星的大气参数和预期的Teff-log g关系的校准集群。利用UVES观测到的1301颗FGK型星的大气参数和丰度已被确定。大气参数的方法-方法分散的中位数为55 K Teff，对数g为0.13 dex，[Fe/H]为0.07 dex。系统偏差估计为50-100 K的Teff，0.10-0.25 dex的log g，和0.05-0.10 dex的[Fe/H]。24种元素的丰度被导出：C、N、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Y…
2014-09-01 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: The DR5 analysis of the medium-resolution GIRAFFE and high-resolution UVES spectra of FGK-type stars
本文描述Gaia-ESO巡天DR5中FGK型恒星光谱的均匀化分析，采用贝叶斯方法统一WG11和WG10的恒星参数与化学丰度，分别获得6,231和76,675颗恒星的高精度参数。
2024-02-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Deep Learning application for stellar parameters determination: II- Application to observed spectra of AFGK stars
在这篇后续论文中，我们研究了使用卷积神经网络从观测光谱中推导恒星参数。使用先前确定的超参数，我们构建了一个适合于推导Teff，log g，[M/H]和vesini的神经网络架构。通过将网络应用于不同分辨率的AFGK合成光谱数据库，对网络进行了约束。然后，从Polarbase，SOPHIE，和APPLICADIE数据库中的A星的参数，以及FGK星的光谱巡天在太阳附近。网络模型的恒星参数的平均精度被发现是低至80 K的Teff，0.06 dex的log g，0.08 dex的[M/H]，和3 km/s的vesini的AFGK星。
2022-10-31 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
New atmospheric parameters and spectral interpolator for the MILES cool stars
内容：利用经验光谱库对恒星光谱进行全谱拟合是测量FGK星大气参数的一种行之有效的方法，具有较高的内部一致性。将其扩展到更冷的恒星仍然是一个挑战。目的：我们通过改进MILES（Medium-resolution INT Library of Empirical Spectra）谱库在低有效温度区（Teff < 4800 K）的参数来解决这个问题，并改进了冷MILES星的参数测定。研究方法：我们使用ULySS软件包来确定大气参数（Teff，logg和[Fe/H]），并测量相对于我们更新的理论光谱校准参数汇编的结果的偏差。在修正了一些系统效应后，我们计算了一个新的平均值，我们最终使用它来均匀地重新确定大气参数并评估偏差。结果如下：基于更新的文献汇编，我们确定Teff在一个更准确和公正的方式相比，与原来的Teff确定。有效范围向下扩展到约Teff = 2900 K相比，以前的3500 K。相对于使用新的Teff计算的最冷恒星（Teff <= 3800 K）的文献汇编，Teff、logg和[Fe/H]的平均剩余偏差分别为-15 K、-0.02 dex和0.02 dex。相应的外部精度估计值分别为63 K、0.23 dex和0.15 dex。对于Teff在3800 - 4200 K范围内的恒星，Teff和[Fe/H]的测定略有改进。在更高的温度下，新的温度计与原来的温度计相当。新版本的数据库是…
2015-12-16 astro-ph.SR
SteParSyn: A Bayesian code to infer stellar atmospheric parameters using spectral synthesis
内容：SteParSyn是一个用Python 3.X编写的自动化代码，旨在根据光谱合成方法推断FGKM型恒星的恒星大气参数Teff，log（g）和[Fe/H]。目的：我们提出了一个描述的SteParSyn代码和测试其性能对一个样本的晚型恒星，观察与HERMES光谱仪安装在1.2米墨卡托望远镜。该样本包含35个晚型目标，这些目标具有独立于光谱学确定的众所周知的恒星参数。该代码在GitHub存储库中提供给天文社区。研究方法：SteParSyn使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）采样器，通过将动态生成的合成模型光谱与观测结果进行比较来探索参数空间。合成光谱是用光谱仿真器生成的。结果：我们计算了Teff，log（g）和[Fe/H]为我们的样本星，并讨论了代码的性能。我们计算了这些靶的内散射，Teff为-12 +-117 K，log（g）为0.04 +-0.14 dex，[Fe/H]为0.05 +-0.09 dex。此外，我们发现，与SteParSyn得到的log（g）值是一致的三角表面重力的0.1 dex水平。最后，对于vsini <= 30 km/s的恒星，SteParSyn可以计算精确到50 K、0.1 dex和0.05 dex的Teff、log（g）和[Fe/H]的恒星参数。
2021-10-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Ariel stellar characterisation III. Fast rotators and new FGK stars in the Ariel Mission Candidate Sample
本文用光谱合成与EW方法同质表征Ariel MCS中的快、慢自转FGK恒星，将已分析宿主增至353颗，并揭示恒星质量、金属度、银盘归属与行星性质的关系。
2025-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Line-depth ratios as indicators of effective temperature and surface gravity
恒星光谱的分析依赖于有效温度（Teff）和表面重力（log g）。然而，具有高精度的log g的估计具有挑战性。经典的方法是搜索满足电离平衡的log g，即，中性和电离金属线的丰度是一致的。我们提出了一种方法，使用Teff，log g和线深度比之间的经验关系，为此，我们精心选择对FeI和FeII线和对CaI和CaII线。根据42颗FGK星（矮星到超巨星）的YJ波段（0.97-1.32 μ m）高分辨光谱，我们选取了5对FeI-FeII线对和4对CaI-CaII线对以及13对FeI-FeI线对（用于估算Teff），并推导了经验关系式。使用这种关系不需要复杂的数值模型和工具来估计化学丰度。我们提出的关系允许一个得到Teff和日志g的精度约为50 K和0.2德克斯，分别，但可实现的精度取决于校准器的恒星参数的准确性。必须通过观测具有精确恒星参数的恒星来修正校准，例如，具有星震log g的恒星和用完整的恒星模型分析的恒星，其中考虑到非局部热力学平衡和对流的影响。此外，我们使用的校准品具有有限的金属丰度范围，[Fe/H]在-0.2和+0.2 dex之间，并且我们的关系需要基于校准数据集进行测试和重新校准，以获得更宽的金属丰度范围。
2021-06-18 astro-ph.SR
Homogeneous Stellar Atmospheric Parameters and 22 Elemental Abundances for FGK Stars Derived From LAMOST Low-resolution Spectra with DD-Payne
本文利用 DD-Payne 从 LAMOST 低分辨率光谱中为数百万 FGK 恒星推导均匀大气参数和 22 种元素丰度，并通过多重内外部校准提升精度与一致性。
2025-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Fundamental Stellar Parameters of FGK Stars in the SEEDS Survey
迄今为止，大型系外行星调查已经成功探测到数千颗系外行星。利用这些探测和未探测来限制我们对行星系统形成和演化的理解，还需要对它们的宿主恒星的基本性质有详细的了解。我们已经确定了基本的恒星性质的F，K和G星的战略探索系外行星和斯巴鲁（SEEDS）的调查，从阶梯光谱在阿帕奇点天文台的3.5米望远镜。利用ROBOSPECT提取谱线等效宽度，TGVIT计算基本参数，计算了样品的Teff、log（g）、vt、[Fe/H]、色球活动性和年龄。我们的方法是根据以前公布的结果进行校准，我们的样本的一部分。[Fe/H]在我们的样品中的分布与太阳附近的典型分布一致。此外，我们发现我们的大部分样本的年龄是$< 500 Myrs$，但注意，我们不能确定强大的年龄显着老恒星通过色球活动年龄指标。未来的荟萃分析广泛的恒星和亚恒星同伴通过种子调查成像的频率将利用我们的研究结果，以限制检测到的共同移动的同伴与其宿主恒星的属性的发生。
2017-08-08 astro-ph.SR
Ariel stellar characterisation: I -- homogeneous stellar parameters of 187 FGK planet host stars Description and validation of the method
2020年，欧洲航天局选择了Ariel作为下一个任务，加入太空观测队，研究太阳系外的行星。Ariel将致力于描述一千个行星大气的特征，以了解系外行星是由什么组成的，它们是如何形成的，以及它们是如何进化的。为了实现后两个目标，所有的行星都需要在它们自己的宿主恒星的背景下进行研究，而这些恒星又必须用同样的技术以统一的方式进行分析。我们提出的分光光度法，我们已经开发出推断大气参数的已知主机在第1层的Ariel参考样品。我们的方法是基于一个迭代的方法，它结合了光谱分析，从{ \em盖亚}数据的表面重力的测定，并从等时线拟合恒星质量的测定。我们验证了我们的方法与控制样本的分析，由三个疏散星团与众所周知的年龄和金属丰度的成员。我们测量了有效温度，Teff，表面重力，logg，和金属丰度，[Fe/H]，187 F-G-K恒星的Ariel参考样本。我们介绍了样品的一般性质，包括它们的运动学，这使我们能够将它们区分为薄和厚光盘人口。主恒星参数的齐次测定是研究恒星本身及其行星系统的基础。我们的分析系统地提高了与理论模型的一致性，并降低了质量估计的不确定性（从0.21+/-0.30至0.10+/-0.02 M_sun），为Ariel财团和天文学界提供了有用的数据。
2022-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar parametrization from Gaia RVS spectra
在欧空局盖亚卫星收集的无数数据中，径向速度光谱仪（RVS）将提供大约1.5亿个光谱，用于像G_RVS~16这样微弱的恒星。一个特定的恒星参数化将执行这些RVS光谱的大部分。对于最亮的目标，还将估计一些个别的化学丰度。我们描述了不同的参数化代码，已专门开发或适应RVS光谱内的GSP-spec工作组的分析联盟。测试的代码是基于优化（FERRE和GAUGUIN），投影（MATISSE）或模式识别方法（人工神经网络）。我们提出并讨论了它们在恢复的恒星大气参数（Teff，log（g），[M/H]）的B-到K-型恒星的预期表现。还介绍了冷星[α/Fe]比测定的性能。对于所有考虑的恒星类型，GSP-spec管道将非常有效地参数化比G_RVS~12.5亮的恒星，包括[alpha/Fe]的可靠估计。FGK富金属星和中间金属星的典型内部误差为Teff约40 K，log（g）为0.1dex，[M/H]为0.04dex，[alpha/Fe]为0.03dex，G_RVS=10.3。Teff和[M/H]在A型恒星中也有类似的精度，而log（g）的推导更准确。对于最暗的恒星，G_RVS>13-14，分光光度Teff输入将允许改进最终的GSP-规格参数化。报告的结果表明，基于RVS的恒星参数的贡献在盖亚调查的较亮部分将是独特的，可以进行关键的年龄估计和准确的化学丰度。这将构成一个独特而珍贵的样本，银河系历史拼图的…
2015-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Effective temperature calibration for solar type stars using equivalent width ratios - A fast and easy spectroscopic temperature estimation
太阳型恒星有效温度的精确测定对天体物理学具有重要意义。提出了一种利用光谱吸收线的线等效宽度比对FGK矮星进行温度刻度的方法。方法：谱线等效宽度的比值对有效的温度变化非常敏感。我们使用自动代码ARES来测量几个谱线的等效宽度，并使用这些来校准与精确的有效温度来自光谱在以前的工作。结果如下：本文给出了由171条不同元素的谱线组成的433条谱线等效宽度比的有效温度刻度。我们还提供了一个免费的代码，使用这种校准，可以作为一个扩展ARES的快速和自动估计的光谱有效温度的太阳型恒星。
2009-12-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
The all-sky PLATO input catalogue
上下文欧空局的行星凌日和恒星振荡（PLATO）飞行任务将在太阳型恒星的宜居带中搜寻类地行星。由于遥测技术的限制，PLATO目标需要预先选定。目的。在本文中，我们提出了一个全天目录，这将是根本的选择最好的PLATO领域和最有前途的目标星，推导其基本参数，分析仪器性能，然后规划和优化后续观测。这个目录也是一个宝贵的资源，为一般定义的恒星样本优化搜索过境行星。方法.我们使用盖亚数据发布2（DR 2）天体测量和测光以及本地星际介质的3D地图来分离FGK（V $\leq$ 13）和M（V $\leq$ 16）矮星和亚巨星。结果我们提出了第一个公开发布的全天空PLATO输入目录（asPIC1.1），共包含2675539颗恒星，其中包括2378177 FGK矮星和亚巨星和297 362 M矮星。在我们的样本中，FGK恒星的中值距离为428 pc，M矮星的中值距离为146 pc。我们推导出我们的目标的红化，并开发了一种算法来估计恒星的基本参数（Teff，半径，质量）从天体测量和光度测量。结论.我们表明，在本研究中确定的恒星参数的整体（内部+外部）的不确定性是$\sim$ 230 K（4%）的有效温度，$\sim$ 0.1 R $_{\odot}$（9%）的恒星半径，和$\sim$ 0.1 M $_{\odot}$（11%）的恒星质量。我们发布了一个特殊的目标列表，其中包含所有已知的行星宿主，与我们…
2021-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
SP_Ace: a new code to derive stellar parameters and elemental abundances
目的：我们开发了一种新的方法来估计恒星参数Teff，log g，[M/H]和元素丰度。该方法在一个新的代码SP_Ace（恒星参数和化学丰度估计）中实现。这是一个高度自动化的代码，适用于分析具有低或中等光谱分辨率（R= 2，000 - 20，000）的大型光谱测量的光谱。研究方法：在对波长范围为5212- 6860 nm和8400- 8924 nm的4643条吸收谱线的振子强度进行天体物理校准后，我们建立了一个包含这些谱线的等效宽度（EW）的恒星参数网格库。每条线的EW由多项式函数拟合，该多项式函数描述作为恒星参数的函数的线的EW。这些多项式函数的系数存储在称为“$GCOG$库”的库中。SP_Ace是一个用FORTRAN 95语言编写的程序，它使用GCOG库计算谱线的EW，构造光谱模型作为恒星参数和丰度的函数，并搜索与观测光谱相比使$χ^2$偏差最小的模型。该代码已经过测试的合成和真实光谱的信号-噪声和光谱分辨率的范围很广。结果如下：SP_Ace可导出恒星参数，如Teff、log g、[M/H]和多达10种元素的化学丰度，用于FGK型恒星的低至中分辨率光谱，其精度可与通常用更高分辨率光谱获得的精度相媲美。介绍了恒星参数和化学丰度的系统误差，并用合成光谱和实际光谱进行了验证。所有参数的随机误差由代码自动估计。SP_Ace的一个简单的Web前端可以在http：//dc.g-vo.org/…
2015-12-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A physically motivated and empirically calibrated method to measure effective temperature, metallicity, and Ti abundance of M dwarfs
对类太阳的F-、G-和K-型恒星进行详细化学分析的能力是一个强大的工具，具有许多应用，包括研究银河系的化学演化和限制行星形成理论。不幸的是，模拟较冷恒星大气的复杂性阻碍了对M矮星的类似分析。经验校准的方法来衡量M矮金属丰度从中等分辨率的光谱目前仅限于测量整体金属丰度和依赖于天体物理丰度的相关性在恒星星族。我们提出了一个新的，经验校准的合成M矮星光谱，可用于推断有效温度，铁丰度，钛丰度。我们用凯克II上的NIRSPEC获得了29 M矮星的高分辨率（R~ 25，000），Y波段（~1微米）光谱。使用PHOENIX恒星大气建模代码（版本15.5），我们生成了一个涵盖温度，金属丰度和α增强范围的合成光谱网格。从我们观察到的和合成的光谱，我们测量了多个Fe I和Ti I线的等效宽度和基于FeH带头的温度敏感指数。我们使用从广泛分离的太阳型同伴测量的丰度，以经验校准转换到观察到的指数和等效宽度，迫使协议与模型。我们的校准分别实现了60 K、0.1 dex和0.05 dex的Teff、[Fe/H]和[Ti/Fe]的精度，并且针对3200 K < Teff < 4100 K、-0.7 < [Fe/H] <+0.3和-0.05 < [Ti/Fe] <+0.3进行校准。这项工作是朝着M矮星的详细化学分析迈出的一步，其精度与FGK恒星相似。
2017-10-27 astro-ph.SR
A very young and fast rotating shell star discovered in the eclipsing binary ZTF J200347.63+394429.8
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)（德国变星研究协会）
研究发现ZTF J200347.63+394429.8中存在一颗年轻且快速旋转的壳层恒星，其年龄仅约1.8百万年，具有高自转速度和高温度。
2025-10-21 astro-ph.SR
ATHOS: On-the-fly stellar parameter determination of FGK stars based on flux ratios from optical spectra
光谱测定基本恒星参数的工具不仅应包括针对某一特定调查或仪器的定制解决方案，而且，为了使跨调查具有可比性，它们还应能够处理来自各种摄谱仪、分辨率和波长覆盖范围的光谱。为了满足这些雄心勃勃的规格，我们开发了ATHOS（均匀化恒星参数的工具），这是一种全新的分析工具，它采用计算成本低廉的分析关系，将光谱中指定波长区域的通量比（FR）与恒星参数有效温度（$T_\mathrm{eff}$）、铁丰度（[Fe/H]）和表面重力（$\log{g}$）联系起来。我们的$T_\mathrm{eff}$估计器是基于来自巴耳末线H $β$和H $α$周围的九对波长范围的FR，而对于[Fe/H]和$\log{g}$，我们提供4800 nm和6500 nm之间的31和11个FR。采用这些FR的分析关系在基准样品的124个真实光谱上进行训练，该基准样品覆盖$T_{\rm eff}\approx$ 4000至6500 K、[Fe/H] $\approx$-4.5至0.3 dex和$\log{g}\approx$ 1至5 dex的大参数空间，这也反映了ATHOS的适用范围。该方法的精度仅受训练样本参数的有限不确定性的限制，而其内部精度可以提高70%。我们在六个独立的大型调查中测试了ATHOS，其中包括Gaia-ESO和SDSS/SEGUE调查。异常低的执行时间（<30 ms/光谱）以及与文献参数的比较表明，ATHO…
2018-09-05 astro-ph.SR
Rotation of Low-Mass Stars in Upper Scorpius and Rho Ophiuchus with K2
我们提出了一个年轻的Upper Sco（USco）协会（$\sim$ 8百万年）和邻近的Rho Oph嵌入集群（$\sim$ 1百万年）的候选成员的K2光变曲线（LC）的分析。我们建立了$\sim$ 1300颗恒星作为可能成员，其中$\sim$ 80%是周期性的。相控LC有各种各样的形状，这些形状可以归因于从恒星脉动和恒星旋转到与盘相关的现象等物理原因。我们确定并讨论了一些观察到的行为。周期为$\sim$ 0.2-30天，峰值接近2天，快速期结束时接近破碎速度。年轻的USCO区域的M星系统性地旋转速度比GK星快，这一模式也存在于较老的昴星团和Praesepe系统的K2数据中。在更高的质量（FGK型），在昂宿星团和天鹰座中看到的缓慢旋转恒星的明确的周期-颜色关系在USCO中还没有出现。星周盘主要存在于USCO中旋转较慢的M中，在亚日旋转器中几乎没有盘。然而，带圆盘的M矮星平均旋转速度比带圆盘的FGK系统快。对于四个这些磁盘MS，我们提供了直接的证据，磁盘锁定的基础上的K2 LC形态。我们的初步分析表明，一个相对的质量无关的自旋由一个因素的$\sim$ 3.5之间的USCO和昴宿星，然后质量依赖的自旋之间的昴宿星和Praesepe。
2018-03-12 astro-ph.SR
Properties of Kepler Stars with the Most Powerful Flares
我们分析了晚型恒星的物理特征，其中开普勒任务登记的超级耀斑。我们使用2017年发布的开普勒档案中修订的恒星基本参数，即有效温度Teff和表面重力加速度log g，与Balona（2015）基于2011年发布的先前研究相比。在超级耀斑恒星中，既有单个天体，也有食双星。我们选取了耀斑能量为$> 10^{35}$ erg的最强耀斑的晚型星（Teff $< 6500$ K），并考虑了它们在（Teff - log g）图中的位置。双星和单星的两个组成部分似乎大多位于主序星和次巨星分支之间，因此与太阳相比，它们的半径更大。此外，通常这些单星是快速旋转的，可以被认为是年轻的天体，很难归因于“太阳型恒星”。这些恒星的极高耀斑能量需要相当强的磁场，即使由于太阳发电机的缩放也无法产生。显然，为了解释所考虑的恒星上最强的非定常现象，吸引可以在这些物体中实现的发电机机制的另一种机制是值得的。
2018-12-22 astro-ph.SR
Spectroscopic parameters for solar-type stars with moderate/high rotation. New parameters for 10 planet-hosts
行星研究需要精确和准确的恒星参数作为输入来推断行星的性质。不同的方法通常会提供不同的结果，这可能导致行星参数的偏差。在这项工作中，我们提出了一种改进的光谱合成技术，旨在更好地处理更迅速地旋转FGK恒星。这种方法被用来获得精确的恒星参数，即有效温度，表面重力，金属性和旋转速度。这一程序是测试样品的低和中等/快速旋转FGK星。光谱分析是基于光谱合成包光谱容易（SME），假设在LTE中的库鲁茨模型大气。进行合成的线列表由铁线组成，原子数据是在太阳校准后得出的。我们的恒星参数的比较显示出良好的协议与文献值，无论是低旋转和高旋转的恒星。此外，我们的结果是在同一尺度上的参数从铁离子电离和激发方法在我们以前的工作。我们提出了新的大气参数的10个过境行星主机作为更新的SWEET-Cat目录。我们还重新分析了它们的凌日光变曲线，以获得新的更新的行星性质。
2014-07-25 astro-ph.SR
MyGIsFOS: an automated code for parameter determination and detailed abundance analysis in cool stars
目前和计划中的高分辨率，高多重恒星光谱调查，以及膨胀量的未充分利用的数据存在于公共档案馆，导致越来越多的努力，自动化的关键，但缓慢的过程中检索恒星参数和化学丰度光谱。我们提出了MyGIsFOS，一个代码，旨在获得大气参数和详细的恒星丰度从中高分辨率光谱的冷（FGK）恒星。我们描述的一般结构和工作的代码，目前的分析，一些研究良好的明星代表的参数空间MyGIsFOS的目的是覆盖，和开发的MyGIsFOS非常快速的分析，以评估通过蒙特卡洛测试的不确定性的例子。MyGIsFOS的目标是通过将不同元素的光谱特征与预先计算的合成光谱网格相匹配来重现“传统”的手动分析。Fe I和Fe II线可以用来确定温度，重力，微湍流，和金属丰度的迭代最小化的Fe I丰度的依赖性从线低能量和等效宽度，并施加Fe I-Fe II电离平衡。一旦参数被检索，详细的化学丰度从其他元素的线条测量。MyGIsFOS密切复制了在一组众所周知的恒星上进行类似分析所获得的结果。它的速度也相当快，在主流台式计算机上，每颗恒星的完整参数测定和详细丰度分析只需约两分钟。目前，它的首选应用领域是高分辨率和/或大光谱覆盖数据（例如UVES，X-Shooter，HARPS，Sophie）。
2013-11-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectral analysis of the extremely hot DA white dwarf PG0948+534
相对于贫氢（非DA）的白矮星（WD），在WD冷却序列的非常热的一端，富氢（DA）的白矮星（WD）非常少。三个已知最热的DA（表面重力log g $\geq$ 7.0）的有效温度大约为Teff = 140，000 K，其次只有五个物体的有效温度在104，000 - 120，000 K之间。它们的数量远远超过40个Teff = 100，000 - 250，000 K的非DA，DA/非DA比为0.2。相比之下，该比率与较冷WD的比率相反。这种差异的一个原因可能是在使用巴耳末线光谱的热DA的温度测定的不确定性。最近的研究涉及紫外（UV）光谱中的金属电离平衡，确实表明一些DA的温度被低估了，但极热DA的缺乏占了上风。在这里，我们提出了三个最热的DA之一，PG 0948 +534的紫外光谱分析的结果。我们发现，它的温度是强烈高估了最近的巴耳末线分析。我们将其向下校正到105，000 $\pm$ 5000 K，从而加剧热DA的缺乏。我们的非LTE线路覆盖模型大气不能解决以前遇到的Balmer线路问题。我们推测这可能与磁层的存在有关。这是由V波段的变化，显示了一个周期P=3.45 d（振幅0.19等），我们解释为恒星的旋转周期的支持。PG 0948 +534中的金属丰度受到原子扩散的影响，我们得出结论，当热DA冷却到Teff以下约105，000 K时，发生扩散。我们讨论的可能性，缺乏非常热的DA是…
2018-12-18 astro-ph.SR
The IACOB project: II. On the scatter of O-dwarf spectral type -- effective temperature calibrations
我们现在正处于对OB型恒星进行大规模光谱测量的时代。对这些现代数据集的定量光谱分析使我们能够用稳健的样本来回顾蓝色大质量恒星的物理性质，不仅重新审视平均性质和一般趋势，而且还结合了有关二阶序参量影响的信息。我们调查的光谱类型-有效温度（SPT-Teff）校准的O型矮星，其声称的依赖于金属丰度，使用从IACOB和VFTS调查中提取的恒星的有意义的样本。我们使用IACOB-GBAT软件包，一个$χ^2$ -拟合算法的基础上一个大的预计算网格的FASTWIND模型，和标准技术的O型星的氢/氦分析的33个银河系和53个LMC O~矮星（跨越光谱类型的O 4- O9.7）的均匀差分光谱分析。我们比较估计的有效温度和重力作为（内部一致）光谱分类的函数。虽然总的趋势是，早期的光谱类型和减少金属量的恒星的温度增加，我们发现O型矮星的大范围的重力-跨度高达0.45-0.50德克斯在某些光谱箱-起着至关重要的作用的依赖有效的温度校准作为光谱类型和金属量的函数。这一结果警告我们使用SpT-Teff校准O矮星忽略重力的影响，并强调了基于小样本的校准的风险。这种分散的影响，在重力（演化状态）的O型矮星应包括在未来的食谱，采用SPT-Teff校准。
2014-09-23 astro-ph.SR
Astro+ database. I. Description and first results
Universidad de Alicante（阿利坎特大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）
针对大质量恒星光谱数据处理需求，开发了交互式数据库 Astro+，其内置工具 HiLineThere 可自动推导恒星参数，首批测试结果与文献值在预期误差范围内一致。
2026-09-02 astro-ph.SR
The physical mechanism behind M dwarf metallicity indicators and the role of C and O abundances
我们提出了基于PHOENIX恒星大气模型的典型的早期和中期M矮星不同的C和O丰度的近红外合成光谱。我们应用多个最近公布的方法来确定M矮金属丰度我们的模型，以确定C和O丰度的金属丰度指标的影响。我们发现，伪连续水平是非常敏感的C/O和所有的金属丰度指标显示C和O丰度的依赖，特别是在较低的Teff模型。在某些情况下，当[C/Fe]和[O/Fe]独立变化+/-0.2时，推断的金属丰度范围超过一个完整的数量级（>1 dex）。我们还发现O和C丰度之差[（O-C）/Fe]比C/O更能反映准连续谱水平。中M矮星的[C/Fe]，[O/Fe]和[M/H]模型在银河系化学演化的背景下是现实的，表明[（O-C）/Fe]的变化是这里研究的M矮星金属丰度示踪剂背后的主要物理机制。经验校准的金属丰度指标对大多数邻近的M矮星仍然有效，因为在太阳附近的FGK星的光谱调查中，[（O-C）/Fe]和[Fe/H]之间存在紧密的相关性。C和O丰度的变化也会影响M矮星的光谱能量分布。允许[O/Fe]是一个自由参数提供了更好的协议之间的合成光谱和富金属M矮星的观测光谱。我们建议，通量校准，低分辨率，近红外光谱可以提供一个路径测量C和O丰度在M矮星和打破的C/O和[Fe/H]之间的简并存在于M矮星金属丰度指标。
2016-05-20 astro-ph.SR
The SPHINX M-dwarf Spectral Grid. I. Benchmarking New Model Atmospheres to Derive Fundamental M-Dwarf Properties
在我们的太阳系和银河系附近，大约70-80%的恒星是M矮星。相对于太阳型恒星，它们跨越一系列低质量和低温度，促进了整个大气层的分子形成。标准的恒星大气模型主要是为FGK恒星设计的，在表征冷恒星光谱中的宽带分子特征时面临挑战。本文介绍了一个新的一维自洽辐射-对流热化学平衡模型SPHINX，它计算了M矮星低分辨率（R~250）的大气和光谱网格。我们将最新的预先计算的吸收截面与压力增宽的主要分子在晚K，早期/主序星。然后，我们验证我们的网格模型获得的基本属性（Teff，log（g），[M/H]，半径和C/O）为10个基准M+G双星已知的主机金属丰度和10 M矮星干涉测量角直径。利用高斯过程推理工具海星，我们占相关和系统噪声在低分辨率（光谱拼接的SpeX，SNIFS，和STIS）的观测，并获得强大的估计基本M矮大气参数。此外，我们评估了光球异质性对获得的[M/H]的影响，并发现它可以解释一些观测偏差。我们还探讨了模型假设的对流混合长度参数是否会影响推断的半径，有效温度和[M/H]，并再次发现这可能解释干涉测量观测和模型推导的恒星参数之间的差异较冷的M矮星。主要是，我们展示了利用低分辨率M矮星光谱中宽带分子吸收特征的独特优势，并展示了改善系外行星宿主和晚期棕矮星同伴基本特性约束的能力。
2022-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analysis of high-resolution FEROS spectroscopy for a sample of variable B-type stars assembled from TESS photometry
光谱数据对于打破大质量和中等质量恒星内部结构的小行星地震模型中的简并是必要的。我们得到精确的光球恒星参数的样本166 B型恒星TESS光变曲线，适合详细的星震研究，通过均匀的光谱分析。这些恒星的变化类型是根据所有目前可用的TESS扇区进行分类的。我们在一个大型项目中使用FEROS摄谱仪获得了所有166个目标的高分辨率光谱。最小二乘反卷积方法被用来研究谱线轮廓变化和检测二元体系。我们确定了26光谱双线双星，其余的样本是42个超巨星的LMC星系和98个银河系恒星。银河系恒星的光谱是用zeta-Payne分析的，zeta-Payne是一种基于机器学习的光谱分析算法。我们确定了五个主要的表面参数，平均形式精度为70 K（Teff），0.03 dex（logg），0.07 dex（[M/H]），8 km/s（vsini）和0.7 km/s（vmicro）。用我们的谱分析方法，我们发现FEROS谱的平均内部不确定度为430 K（Teff），0.12 dex（logg），0.13 dex（[M/H]），12 km/s（vsini）和2 km/s（vmicro）。我们发现的光谱证据表明，八个银河系的98个目标是快速旋转的g-模式发生在缓慢脉动的B（SPB）恒星和三角洲盾牌不稳定带之间。由于它们的旋转，这些振荡器的g模式频率被移位到相对高的频率值。他们显然太低的Teff相对于SPB不稳定区域，在大多…
2022-06-22 astro-ph.SR
The puzzling story of flare inactive ultra fast rotating M dwarfs -- III. Investigating X-ray Activity
University of Warwick（华威大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), Quantum, University of Turku（芬兰ESO天文学中心（FINCA），量子，图尔库大学）
本文通过Swift和XMM-Newton的X射线观测研究了10颗快速旋转的M矮星的X射线亮度，发现其未表现出超饱和现象，可能处于饱和或增强状态，且通过TESS光变曲线分析发现其光斑活动存在长期变化。
2026-04-09 astro-ph.SR
Rotation periods for cool stars in the open cluster NGC 3532. The transition from fast to slow rotation
需要一个年龄介于昴星团（1.5亿年）和毕星团（6亿年）之间的星团来探测旋转演化，特别是在两个年龄之间发生的快速和缓慢旋转之间的转变。我们研究丰富的3亿年前的疏散星团NGC 3532，以提供角动量损失的限制。测量旋转周期建立在我们以前的工作提供光谱成员信息的集群，它支持色球活动测量的集群恒星，我们提供了一个配套文件。利用42 d长的测光时间序列观测，我们测量了NGC 3532成员的自转周期，并将它们与角动量演化模型的预测进行了比较。我们直接测量了星团成员的176个光度旋转周期。另外113光度旋转周期被确定使用活动信息，导致在NGC 3532中的FGKM恒星的总样本包含279个旋转周期。从这个丰富的数据集构建的颜色周期图显示了一个人口稠密和结构化的慢旋转序列，和一个快速旋转序列演变超过零年龄的主序列年龄的恒星是在从快速到缓慢旋转的过渡。我们还发现了一个扩展的慢旋转序列，显然是我们以前在NGC 2516中发现的类似物。我们比较我们的周期分布的旋转等时线的颜色周期空间，发现所有考虑的模型都有一定的缺点。使用更详细的自旋下降模型，我们发展的旋转周期的年轻NGC 2516向前的时间，并发现，自旋下降的模型是过于积极的慢旋转。相比之下，在这些模型中，演化的快速旋转序列上的恒星没有足够强的旋转。我们的观察表明，一个较短的交叉时间的旋转间隙。（节录）
2021-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
B fields in OB stars (BOB): The magnetic triple stellar system HD 164492C in the Trifid nebula
HD 164492 C是一个光谱三重恒星系统，最近被发现拥有强大的磁场。我们已经获得了高分辨率的光谱和光谱偏振观测超过两年的时间跨度和推导出的物理，化学和磁性的对象。该系统是由一个周期为12.5天的偏心密近分光双星（Ca 1-Ca 2）和一个质量较大的第三纪Cb组成。我们计算了密对的轨道参数，重建了三个分量的光谱，并通过光谱合成确定了大气参数和化学丰度。从分光偏振观测，多历元测量的纵向磁场获得。磁场在几天的时间尺度上变化很大，最可能的周期在1.4-1.6天之间。恒星Cb的Teff约为25000 K，是这个三重系统中自转速度最快、质量最大的恒星，并且有着异常的化学丰度，氦的丰度明显超过0.35+/-0.04。我们确定这颗恒星是观测到磁场的原因，尽管不能排除Ca对的组成部分中存在磁场。恒星Ca 1的温度约为24000 K，呈现出正常的化学模式，而质量最小的恒星Ca 2是一颗中B型恒星（Teff~15000 K），具有过量的硅。获得的恒星参数的系统组件建议的距离为1.5千秒差距和年龄为10-15万年。
2017-01-12 astro-ph.SR
Observations and asteroseismological analysis of the rapid subdwarf B pulsator EC 09582-1137
我们对快速脉动的亚矮星B星EC 09582-1137进行了光度和光谱观测，目的是从星震学中确定目标的基本结构参数。新数据包括在智利拉西拉的NTT使用SUSI 2获得的约30小时的快速时间序列测光，以及使用EMMI收集的1小时低分辨率光谱，也安装在NTT上。从测光，我们发现了5个独立的谐波振荡在135-170秒的周期范围内的振幅高达0.5%的平均亮度的恒星。此外，我们提取了两个周期性解释为旋转分裂多重峰的组成部分，表明旋转周期的顺序为2-5天。我们还恢复了主脉动的第一谐波，尽管幅度低于强加的4-西格玛检测阈值。光谱观测得出EC 09582-1137的大气参数如下：Teff = 34，806 +-233 K，log g = 5.80+-0.04，log[N（He）/N（H）] =-1.68 +-0.06。使用观测到的振荡作为输入，我们在模型参数空间中搜索与数据拟合良好的唯一解。假设两个主要的观测周期对应于径向或偶极模式，我们能够隔离一个约束良好的最佳模型，同意来自光谱的大气参数。EC 09582-1137的结构参数为：Teff = 34, 806 K，log g = 5.788 ± 0.004，M = 0.485 ± 0.011M_solar，log（M_env/M_star）=-4.39 ± 0.10，R = 0.147 ± 0.002R_solar，L = 28.6 ± 1.7L_…
2009-09-24 astro-ph.SR
A detailed spectroscopic analysis of the open cluster NGC 5460
在一个旨在研究早期F-、A-和晚期B-型恒星的大型项目中，我们对疏散星团NGC 5460（一个中等年龄的星团，logt ~ 8.2）的21个成员的光球进行了丰度分析。我们的研究是基于ESO/VLT的FLAMES仪器获得的中高分辨率光谱。我们发现，集群成员有一个接近太阳的金属丰度，并有证据表明，镁和铁的丰度与有效温度，表现出最大Teff=10500 K左右。没有发现丰度和赤道速度之间的相关性，除了边缘的证据，钡更丰富的慢于在快速旋转的恒星。我们发现了两颗氦弱星，以及一个双星系统，其中较热的部分是一颗HgMn星。我们提供了新的估计集群距离（720 +/- 50 pc），年龄（logt = 8.2 +/- 0.1），平均径向速度（-17.9 +/- 5.2公里/秒）。
2010-12-14 astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity XV. On the metallicity dependence of B-supergiant mass-loss rates
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本文通过分析24颗SMC B型星的紫外和可见光光谱，研究了不同金属丰度下B型超巨星质量损失率的变化，发现金属丰度对B型星质量损失率的影响较弱，且未发现双稳跃迁现象。
2026-04-24 astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive Stars at low metallicity IX: Empirical constraints on mass-loss rates and clumping parameters for OB supergiants in the Large Magellanic Cloud
针对恒星演化模型中OB超巨星低温段质量损失跃变的理论假设，本研究结合多波段光谱数据与数值模型，推导大麦哲伦云样本的经验约束，发现无跃变迹象且团间介质非真空，修正了现有理论与假设缺陷。
2024-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the necessity of composition-dependent low-temperature opacity in metal-poor AGB stars
在金属丰度Z > 0.001的低质量（M <3 Msun）渐近巨星分支（AGB）恒星模型中，成分依赖的低温不透明度的重要性最近得到了证明（例如Marigo 2002; Ventura & Marigo 2010）。它对更多贫金属、中等质量（M > 2.5Msun）模型的意义还有待研究。我们表明，它包含在较低的金属丰度模型（[Fe/H] < -2）是必要的，不存在阈值金属丰度低于组成依赖的分子不透明度可以忽略。我们发现它是至关重要的，在所有中等质量的模型研究（[Fe/H] < -2和2.5 < M/Msun < 5），因为表面化学的演变，包括数量级的增加，在丰富的分子形成物种。它对这些模型的影响反映了以前报道的高金属丰度模型-半径增加，Teff减少，质量损失加快，热脉冲AGB寿命缩短，第三次疏浚产物浓缩减少（3至10倍），以及热底燃烧的质量限制增加。我们发现，低金属丰度模型的演变与成分相关的低温不透明度是相对独立的初始金属丰度，因为它的贡献的不透明度是远远超过了由于疏浚的变化。我们的研究结果意味着氮增强贫金属恒星的预期数量显着减少，这可能有助于解释它们的观测不足。我们注意到，这些发现部分是我们模型中采用的宏观物理学的产物，特别是Vassiliadis & Wood（1993）的质量损失率，它强烈依赖于半径。
2014-01-30 astro-ph.SR
A spectroscopic analysis of the chemically peculiar star HD207561
在本文中，我们提出了一个高分辨率光谱分析的化学奇特的恒星HD 207561。在北半球寻找新的roAp星的调查计划中，Joshi等人（2006）在2000年连续两个晚上观测到了显著的光度变化。在这两个夜晚获得的光变曲线的振幅谱显示出频率为2.79 mHz [P~6-min]的振荡。然而，随后的随访观察无法证实任何快速变异性。为了确定HD 207561的光谱性质，进行了高分辨率光谱和光谱偏振观测。一个合理的拟合的计算出的H β线的轮廓观察到的一个收益率的有效温度（Teff）和表面重力（log g）为7300 K和3.7德克斯，分别。推导出的HD207561的投影旋转速度（vsin i）为74 km/sec，表明旋转器相对较快。HD 207561在H-R图中的位置意味着它从主层序略微演化而来，并且位于Scuti三角洲不稳定带内。丰度分析表明，该恒星的Ca和Sc元素丰度偏低，铁峰元素丰度偏高。对HD 207561的分光偏振研究表明，其有效磁场在100高斯（G）的观测误差范围内。光谱分析显示，这颗恒星的大部分特征都类似于Am星，而不是Ap星，而且它位于盾牌座δ不稳定带;因此HD 207561不会出现roAp脉动，但可能会激发出低泛音模式。
2012-05-22 astro-ph.SR
VLTI observations of the Orion Belt stars: I. eps Orionis
Charles University（查理大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本文利用VLTI观测和光谱数据，对Orion带B0Ia超巨星ε Ori进行了单星模型建模，发现其非球形且接近临界旋转速度，同时存在干涉与光谱数据间的张力。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric NLTE-Models for the Spectroscopic Analysis of Blue Stars with Winds. III. X-ray emission from wind-embedded shocks
在炽热的大质量恒星中，由风嵌入的激波发出的X射线/EUV辐射可以影响其外层大气的电离平衡，并且可以是产生高度电离物质的机制。为了让这些过程中的光谱分析的背景下，我们已经实现了这样的排放到我们的统一，NLTE模型大气/频谱合成代码FASTWIND。激波结构和相应的发射计算为用户提供的参数的函数。我们占的温度和密度分层内的冲击后冷却区，计算的辐射和绝热冷却的内部和外部风，分别。通过增加重要的K壳层不透明度来考虑冷风的高能量吸收，相应的俄歇电离率已被纳入NLTE网络。我们仔细测试和验证了我们的实现对各种替代模型大气代码的相应结果，并研究了冲击发射的影响，从He，C，N，O，Si和P的重要离子。令人惊讶的是，双电子复合原来发挥重要作用的电离平衡OIV/OV约Teff = 45，000 K。最后，我们研究了质量吸收系数kappa_nu（r）的行为，这在大质量星风中X射线线形成的背景下是很重要的。在几乎所有考虑的情况下，直接电离是主要的影响，俄歇电离显着影响只有NVI和OVI。径向常数kappa_nu的近似值在r > 1.2 Rstar和lambda < 18 A的情况下是合理的，并且也适用于许多较长波长的模型。然而，为了估计这个量的实际值，需要从详细的NLTE模型中计算HeII不透明度，至少对于波长长于18至20 A的波长，并且必须存在关于单个CNO丰度的信息。
2016-03-03 astro-ph.SR
The IACOB project. V. Spectroscopic parameters of the O-type stars in the modern grid of standards for spectral classification
IACOB和OWN巡天是两个雄心勃勃的互补观测项目，它们提供了一个大型的银河系大质量O型星光学高分辨率光谱的多历元光谱数据库。作为研究IACOB/OWN项目调查的（超过350个）O星完整样本的第一步，我们对现代光谱分类O型标准网格中包含的128颗星的子样本进行了定量光谱分析。我们使用半自动化的工具来确定一组光谱参数，可以从O型恒星的光谱。我们还受益于多历元的调查进行光谱变异性研究的样本，占光谱二进制和变异的主要风诊断线。我们提供了一个一般性的概述，这个参考样本的恒星和风参数，并更新配方的SPT\，-\，Teff/log g校准银河系O型恒星。我们评估我们的半自动化分析策略与$\sim$ 40星从文献中，并找到一个很好的协议。合成光谱与最佳拟合模型和观测光谱之间的协议是好的，大多数目标，但46星风诊断线，不能再现我们的网格球对称unclumped模型的一个特定的行为。这些都是潜在的感兴趣的目标，更详细的调查cloudspartum风和/或存在额外的拱星组件。最后，我们的变异性研究已导致检测到27%的恒星的光谱双星的签名和另外30%的光球线的小振幅径向速度变化。此外，31%的被调查恒星的风诊断线的变化。
2018-06-06 astro-ph.SR
Chemical analysis of two extremely metal-poor stars HE 2148-2039 and HE 2155-2043
我们基于详细的高分辨率光谱分析，给出了HE 2148-2039和HE 2155-2043的元素丰度结果。用于我们分析的高分辨率SUBARU/HDS光谱具有R~60 000的分辨率。虽然有限的信息的基础上测光和低分辨率光谱是可用的，我们提出了第一次的丰度分析的基础上高分辨率光谱的对象。我们的分析表明，这两个物体都是极贫金属的，[Fe/H]<-3。在中子捕获元素中，只有Sr和Ba的丰度可以在我们的方案恒星中确定。对于这两个对象[Ba/Fe]被发现是< 0。而锶在HE 2148-2039中的丰度低于[Sr/Fe]~-2.02，Sr在HE 2155-2043中接近太阳。方案星在绝对碳丰度A（C）与[Fe/H]图中的位置显示，HE 2148-2039是CEMP-无第二族天体，HE 2155-2043是CEMP-无第三族天体。观测到的[Sr/Ba]比值是HE 2155-2043的快速旋转大质量恒星祖先和HE 2148-2039的贫金属渐近巨星分支（AGB）恒星的特征。HE 2155-2043中的[Sc/Mn]和[C/Cr]比值表明，该物体的表面化学成分是单一富集的。HE 2148-2039的表面化学组成也被发现是基于[Mg/C]比的单富集。关于它们在[C/N]对Teff图中的位置，HE 2148-2039显示了混合的特征，并且HE 2155-2043落在[C/N]对Teff图的未混合区域中。运…
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. II. Observational constraints on projected rotational and extra broadening velocities as a function of fundamental parameters and stellar evolution
自转对大质量恒星的演化至关重要，然而，这些恒星的自转速度很难确定。基于我们自己的数据为31银河系O型星，并结合类似的数据，从文献中的86 OB超巨星，我们的目标是调查的性质的旋转和额外的线加宽作为恒星参数的函数，并在测试模型预测恒星旋转的演变。基本的恒星参数是通过程序FASTWIND确定的。投影的旋转和额外的增宽速度来自组合的Ft + GOF方法。先前发表的模型计算用于估计初始进化质量。最小值大于50 Msun的样本O星的自转速度小于其分裂速度的26%，并且它们也没有v sin i小于50 km/s的天体。对于Minit> 35 Msun的双稳态跃迁较热一侧的恒星，观测和预测的旋转速率相当一致;对于跃迁较冷一侧的恒星，测量的速度系统地高于预测的速度。在一般情况下，推导出的额外的加宽速度减少向冷却器Teff，而在以后的演化阶段，他们出现，在相同的v sin我，高质量的恒星比低质量的。没有一颗样本星显示出超过110 km/s的额外增宽速度。对于大多数更大质量的恒星，额外的增宽要么占主导地位，要么与旋转激烈竞争。结论：对于太阳金属丰度的OB星，额外的增宽是重要的，必须在分析中考虑。当出现在或接近零年龄的主序星时，大多数单个和更大质量的恒星旋转速度比以前认为的要慢。对炽热大质量恒星自转演化的模型预测可能需要更新。
2013-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive Stars at Low Metallicity: XI. Pipeline-determined Physical Properties of Magellanic Cloud OB Stars
本研究利用XShootU光谱和fastwind模型，测定麦哲伦云174颗OB恒星的物理与风性质，修订温度标定并揭示LMC风动量更高，质量损失依赖Z^0.5。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binarity at LOw Metallicity (BLOeM): Pipeline-Determined Physical Properties of OB Stars
本研究利用BLOeM巡天数据，通过流程化分析确定了778颗OB星的物理性质，发现自转速度双峰分布，并更新了SMC的O星星表。
2025-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
