Effects of continuum fudging on non-LTE synthesis of stellar spectra. I. Effects on estimates of UV continua and Solar Spectral Irradiance variability
在非局域热力学平衡（non-LTE）条件下进行的合成通常会高估恒星光谱。在文献中广泛采用的方法，以减少过量的紫外线辐射包括人工增加的连续不透明度，通过使用乘法模糊因子，这是经验推导出的合成光谱，以匹配观察到的。虽然该方法最初是为了改善非LTE合成的谱线，它最近已被用来模拟太阳光谱辐照度的变化。这种辐照度重建技术结合了不同类型结构的光谱合成，这些结构是利用从参考安静太阳模型导出的因子来执行的。由于不透明度尺度与等离子体的物理性质在一个复杂的方式，产生的问题是否，以及在何种程度上，使用参考模型推导出的模糊因子可以用来调整模型的不透明度，代表不同类型的安静和磁性功能。在这里，我们调查的影响，不透明度捏造的估计太阳和恒星的辐照度变化在紫外波段。我们发现，使用模糊因子可能会低估19%和高达20%的变化范围内230-300 nm和300-400 nm，分别。这些估计值依赖于模型，应视为上限。最后，我们的分析表明，使用fudge因子所产生的不确定性随着恒星金属丰度的降低而增加，并且对于变星是辐角主导的并且其有效温度大于约4000 K的恒星是重要的。
2018-12-13 astro-ph.SR
Surface parameterisation and spectral synthesis of rapidly rotating stars. Vega as a testbed
本文提出了一种联合形式体系，用于计算快速旋转恒星的表面参数（光球半径、有效温度和重力）并合成光谱，该方法在织女星上验证有效，能准确再现干涉测量结果和光谱线特征。
2024-06-26 astro-ph.SR
Population synthesis of Galactic subdwarf B stars
我简要地回顾了双星的人口合成的方法，并讨论了银河系亚矮星B星人口研究的初步结果。特别是我专注于形成（显然）单sdB星和他们的关系（显然）单氦核白矮星。我讨论的优点合并的两个氦白矮星和相互作用与亚恒星的同伴解释这些单一的对象。一个初步的结论是，目前的观测表明这两种机制都可能有贡献，但氦白矮星很可能主要是通过与亚恒星同伴的相互作用形成的。
2013-02-01 astro-ph.SR
A large stellar evolution database for population synthesis studies: VI. White dwarf cooling sequences
我们提出了一套新的冷却模型和等时线的H-和He-大气白矮星，结合精确的边界条件，从详细的模型大气计算，和碳-氧化学丰度配置文件的基础上更新的恒星演化计算从BaSTI恒星演化档案-虚拟天文台的理论数据中心。我们讨论和量化的模型预测的冷却时间的不确定性，所产生的中央H-和He-燃烧阶段，所经历的祖先，祖金属丰度和$^{12}C(α,γ)^{16}O$反应速率的热脉冲数的混合处理。最大的不确定性来源原来是与对流的治疗过程中的最后阶段的祖先中央氦燃烧阶段，和$^{12}C(α,γ)^{16}O$反应速率。我们比较我们的新模型与以前的计算进行相同的恒星演化代码，并讨论其应用的估计年龄的太阳附近，和解释所观察到的数量比之间的H-和He-大气白矮星。新的白矮星序列和一套广泛的白矮星等时线，涵盖了大范围的年龄和祖金属丰度是公开提供的官方BaSTI网站。
2010-05-11 astro-ph.SR
Yunnan-III models for Evolutionary population synthesis
利用MESA恒星演化程序、BaSeL恒星光谱库以及Kroupa和Salpeter的初始质量函数，建立了云南III演化星族合成（EPS）模型，给出了1 Myr-15 Gyr范围内太阳金属丰度恒星星族（SP）的颜色和积分谱能量分布（ISED）.云南-Ⅲ EPS模型的主要特点是采用了一套自洽的太阳-金属丰度恒星演化轨迹（恒星质量为0.1 ~ 100 Msun）。这组轨迹是通过使用最先进的MESA代码获得的。MESA程序可以通过热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段为低质量和中等质量恒星演化恒星模型。通过比较，我们确认TP-AGB星的加入使SP的V-K、V-J和V-R色变红，红外辐射通量在log（t/yr）>7.6时变大（log（t/yr）~8.6时差异最大，色变大~0.5-0.2mag，K波段通量变大~2倍）。恒星演化轨迹、等时线、颜色和ISED可向第一作者索取或从我们的网站（http：//www1.ynao.ac.cn/zhangzhangfh/）获得。使用等时线，您可以构建EPS模型。现在恒星演化轨迹的格式与STARBURST 99代码中的格式相同，您可以将它们放入STARBURST 99代码中并获得SP的结果。此外，还可以根据要求获得涉及其他通带或其他系统的颜色（例如AB系统上的HST $F439W-F555W$颜色）。
2012-10-24 astro-ph.SR
Rossby waves and polar spots in rapidly rotating stars: Implications for stellar wind evolution
快速旋转的恒星表现出磁场活动的短周期振荡和星点的极性外观。本论文的目的是研究快速旋转恒星的轨道线中的大尺度浅水波及其与高纬度恒星黑子的周期性和形成的联系。利用浅水磁流体动力学方程组研究了在环形磁场存在下，快速旋转恒星轨道线上大尺度波的动力学行为。导出了波模的频散关系和纬向分布。我们发现，低频磁Rossby波往往位于两极，但高频磁庞加莱波集中在赤道附近的快速旋转的恒星。这些结果对年轻类太阳恒星的星风演化具有重要意义。不稳定的磁Rossby波可能导致快速旋转恒星中近场线高纬处的局部磁通量增强。增强的磁通量可能由于磁浮力以管状形式向上上升，并在极区出现星点。磁Rossby波也可能导致观测到的恒星磁场活动的短期周期性。
2011-07-18 astro-ph.SR
Population Synthesis at the Crossroads
本文综述了群体合成的最新进展。该领域目前正在进行重大修订，承认几个关键过程是新的关键成分。随机效应可以人为地增强或抑制某些演化阶段和/或恒星质量状态，并在例如，恒星初始质量函数的确定。后主序星演化通常与恒星性质在超短时间尺度上的不规则变化有关。例子是渐近巨星分支星和明亮的蓝色变星，这两个都在模型中处理得很差。恒星很少孤立地形成，真正的单星可能非常小。因此，恒星的多样性必须考虑，因为许多系统将在其演化过程中发展潮汐相互作用。最后但并非最不重要的是，恒星旋转可以大大增加恒星的温度和光度，这反过来又导致人口合成模型中的质量与光比的修正。
2011-11-22 astro-ph.CO astro-ph.SR
MPS-ATLAS: A fast all-in-one code for synthesising stellar spectra
上下文恒星光谱合成对于从确定恒星参数到全面的恒星变率计算的各种应用都是必不可少的。新的观测资源以及先进的恒星大气建模，考虑到辐射磁流体力学计算的三维（3D）效应，需要更有效的辐射转移。目标。为了准确、快速和灵活地计算不透明度分布函数（ODF）、恒星大气和恒星光谱，我们在成熟的ATLAS 9代码基础上开发了一个高效的代码。新代码还为在恒星计算中轻松快速地访问不同元素组成铺平了道路。方法.为了生成ODF表，我们进一步开发了完善的DFSYNTHE代码，实现了额外的功能，并通过采用并行计算方案来加速。此外，使用的线路列表可以从Kurucz的最新列表中更改。特别是，我们实现了VALD 3行列表。结果本文提出了一种新的程序--合并的简化ATLAS程序。它结合了ODF的有效生成，大气建模和光谱合成在当地的热力学平衡，因此是一个所有功能于一身的代码。这种一体化代码提供了更多的数字功能，并且与其他可用代码相比速度更快。完全可移植的MPS-ATLAS代码与以前的ATLAS 9计算、PHOENIX代码计算和高质量观测进行了验证。
2021-05-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
New population synthesis approach:The golden path to constrain stellar andgalactic physics
欧洲航天局盖亚的基石任务揭示了银河系中26万颗白矮星的属性，使我们能够首次以大样本约束白矮星的演化。补充调查（CoRoT，Kepler，K2，APOGEE和Gaia-ESO）将彻底改变我们对银河系形成和历史的理解，为不同银河系恒星星族的大量恒星样本提供准确的恒星质量，半径，年龄，距离和化学性质。为了利用光谱、地震和天体测量观测相结合的潜力，总体综合方法是一个非常重要和有效的工具。我们开发了贝桑松星系模型（BGM，Lagarde et al.2017），其中包括恒星演化预测，提供了低质量和中等质量恒星演化过程中的全球星震性质和表面化学丰度。BGM首次可以探索红巨星中发生的额外混合的影响（Lagarde et al.2019），改变它们的恒星性质。下一步是对巨星及其残余物的一致处理进行建模（例如，这种改进将有助于我们限制恒星和星系演化。
2020-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Evolution: a population synthesis algorithm to model the stellar, binary, and dynamical evolution of multiple-star systems
近年来的观测显示，多星系统，如等级三星和四星系统是常见的，特别是在大质量恒星中。它们是有趣的天体物理现象的潜在来源，如紧凑的物体合并，导致超新星和引力波事件。然而，在其往往复杂的演变过程中，仍有许多不确定因素。在这里，我们提出了人口综合代码多恒星演化（MSE），旨在快速模拟恒星，二进制和多星系统的动力学演化。MSE包括许多以前的总体合成代码中不存在的新功能：（1）任意数量的恒星，只要初始系统是分层的，（2）为了有效计算引力动力学，在长期和直接N体积分之间进行动态切换，（3）处理偏心轨道中的质量传递，这通常发生在多星系统中，（4）简单处理潮汐、共包络和质量转移演化，其中吸积体是双星而不是单星，（5）考虑恒星系统内的行星，（6）包括来自经过的场星的引力扰动。MSE主要是用C++语言编写的，将公开提供，并且没有什么先决条件;提供了一个方便的Python接口。我们给出了MSE的详细描述，并说明了如何在实践中使用的代码。我们展示了它的操作中的一些例子。
2021-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
SPISEA: A Python-Based Simple Stellar Population Synthesis Code for Star Clusters
我们提出了SPISEA（恒星星族接口恒星演化和大气），一个开源的Python包，模拟简单的恒星星族。SPISEA的优势在于它的模块化界面，它为用户提供了13个输入属性的控制，包括（但不限于）初始质量函数，恒星多重性，消光定律，以及金属性相关的恒星演化和所使用的大气模型网格。用户还可以控制初始-最终质量关系，以产生致密的恒星残骸（黑洞，中子星和白矮星）。我们演示了几个输出的代码，包括颜色星等图，HR图，光度函数，和质量函数。SPISEA是面向对象和可扩展的，我们欢迎社区的贡献。代码和文档可分别在GitHub和ReadtheBook上获得。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inclusion of sdBs in evolutionary population synthesis for binary stellar populations and the application: the determinations of photo-z and galaxy morphology
亚矮B星（sdBs）在t~1Gyr年龄时能显著改变星族的紫外光谱，Han等（2007）甚至将其纳入演化星族合成（EPS）模型。本文结合Han et al.（2007）和Zhang et al. 2004，005的EPS模型，给出了双星恒星星族（BSP）的光谱能量分布（SED）。这套社会经济发展报告可应作者的要求提供。利用这组BSPs的SEDs，我们利用Bruzual & Charlot（2003，BC 03）的软件包建立了Burst、E、S 0-Sd和Irr型星系的光谱。利用Bolzonella等人（2000）的Hyperz程序，结合光度数据（滤波器和星等），计算了1502个星系的光度红移和形态。这个星系样本是通过从Fukugita et al.（2007）的目录中删除那些与SDSS/DR 7和GALEX/DR 4不匹配的物体而获得的。通过与SDSS光谱红移和Fukugita et al.（2007）的形态指数的比较，我们发现光zs随SDSS光谱红移而波动，而Fukugita et al.（2007）星表中的Sa-Sc星系较早被分类为Burst-E星系。
2010-06-23 astro-ph.SR
Population Synthesis of Common Envelope Mergers: I. Giant Stars with Stellar or Substellar Companions
使用人口合成技术，我们已经计算出详细的模型，目前的现场人口的对象，导致合并的一个巨大的主要和一个主要的序列或褐矮星二级在共同的信封演变。我们使用了116颗恒星和32颗低质量/褐矮星模型的网格，这是合并过程的粗略模型，并遵循了合并前双星轨道和主星旋转的角动量演化，以及合并后合并物体的旋转。我们发现，目前合并的对象，可观察到的巨恒星或核心氦燃烧的恒星在我们的模型人口构成之间的初始人口的ZAMS二进制的0.24%和0.33%，这取决于所选择的输入参数。这些合并物体的预计旋转速度中值约为16公里/秒，比使用相同恒星模型和初始质量函数计算的正常单星模型群体的预计旋转速度中值高一个数量级。合并天体的质量通常小于2个太阳质量，平均质量为1.28个太阳质量，略高于正常的单恒星，但没有显着差异。我们合并的天体群体的光度范围从~10-100个太阳光度，在~60个太阳光度的光度分布中有一个强峰值，因为大多数合并的天体（57%）在当前时期位于水平分支。我们的人口合成研究的结果进行了讨论，在可能的观测同行直接涉及的高旋转速度的合并产品或间接，通过旋转的影响信封丰度和星周物质的数量和分布。
2010-07-26 astro-ph.SR
Visualization and spectral synthesis of rotationally distorted stars
简单的球形、非旋转恒星模型在描述快速旋转极限的真实恒星时是不够的：恒星的可观测光谱和几何形状都严重偏离简单模型。我们试图从一个新的角度来处理建模几何扭曲，快速旋转的恒星的问题：通过构建扭曲的几何模型，并将标准的恒星模型与不同的温度，重力和丰度，在整个表面，我们试图半经验的建模方法。在这里，我们提出我们的方法，并提出简单的应用程序的例子。
2011-09-06 astro-ph.SR
Chemically Homogeneous Evolution: A rapid population synthesis approach
我们探讨了大质量并合双黑洞（BBH）的形成通道--化学均匀演化（CHE）。我们开发的方法，包括CHE在一个快速的二进制人口合成代码，紧凑的对象合并：人口天体物理学和统计（COMPAS），它结合了现实的二进制演化模型与宇宙的恒星形成历史的宇宙学模型。这是第一次，我们同时探索传统的孤立双星演化在同一套假设。这种方法使我们能够约束人口属性，并同时预测的引力波探测率的BBH合并的CHE和传统的形成渠道。可探测的BBH的总体质量分布与现有的引力波观测结果一致。我们发现，CHE通道可能会产生高达70%的BBH合并来自孤立的二元演化的所有引力波探测。
2021-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
To use or not to use synthetic stellar spectra in population synthesis models?
恒星星族合成（SPS）模型是研究星团和星系的重要模型。它们提供了从综合光谱能量分布、颜色或光谱中提取恒星质量、恒星年龄、恒星形成历史、化学富集和星系尘埃含量的手段。与大多数模型一样，它们包含不确定性，这可能会妨碍我们建模和解释观测光谱的能力。这项工作的目的是研究模型的不确定性的一个具体来源：一个经验与合成恒星光谱库的选择。经验库遭受有限的覆盖范围的参数空间，而合成库遭受建模不准确。考虑到我们目前无法同时拥有理想的恒星参数覆盖率和理想的恒星光谱，我们应该倾向于哪一个：更好的参数覆盖率（合成库）还是更好的逐星光谱（经验库）？为了研究这个问题，我们建立了一个模拟经验库覆盖范围的合成恒星库，并根据这些调查定制了不同选择的恒星库的SPS模型。通过对模型预测结果和邻近星系样本的光谱拟合结果的比较，我们发现：预测的颜色受覆盖效应的影响比选择合成的和经验的光谱库更大，对预测的光谱指数的影响是多方面的，不能简单地得出结论;导出的星系年龄实际上不受库的选择的影响，但是当使用具有有限参数覆盖范围的SPS模型时被低估;金属丰度相对于有限的HRD覆盖是稳健的，但在使用合成文库时被低估。
2019-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral synthesis including massive binaries
我们已经建立了一个新的代码来产生合成光谱的恒星星族，其中包括大质量的双星。我们已经测试了这个代码对宽带颜色的未解决的年轻的大质量星团在附近的星系，红色和蓝色的沃尔夫-拉叶颠簸的恒星形成的SDSS星系的等效宽度和UV和光学光谱的恒星形成区域Tol-A和B在NGC 5398。在每种情况下，我们发现我们的模型和观察之间有很好的一致性。我们发现，在一般的双人口是蓝色的，有较少的红超巨星，因此显着较少的流量在I波段和更长的波长，比单星人口。我们还发现，沃尔夫-拉叶星在包括双星在内的恒星星族中出现的年龄范围更广，最长可达10^7年，这增加了后来的紫外光通量和沃尔夫-拉叶光谱特征。此外，我们发现，星云的排放有助于显着这些观察到的属性，必须考虑比较恒星模型与未解决的恒星星族的观察。我们的结论是，纳入大质量恒星双星可以提高观测和合成光谱合成代码之间的协议，特别是年轻的恒星星族的系统。
2009-08-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
Introducing STARDIS: An Open and Modular Stellar Spectral Synthesis Code
本文介绍开源模块化1D恒星光谱合成代码stardis，可合成FGK星近紫外至红外光谱，与korg在太阳模型上吻合良好，紫外区存在差异。
2025-04-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Population synthesis to constrain Galactic and Stellar Physics- I- Determining age and mass of thin-disc red-giant stars
盖亚的基石任务，加上补充调查，将彻底改变我们对银河系形成和历史的理解，提供准确的恒星质量，半径，年龄，距离，以及化学性质的非常大的样本恒星在不同的银河系恒星星族。使用改进的人口合成方法和新的恒星演化模型，我们试图评估的可能性，推导年龄和根据化学性质计算团簇星的质量。贝桑松星系模型（BGM）的新版本使用STAREVOL计算的新恒星演化轨迹。这些轨迹提供了从PMS到早期AGB的化学和地震性质。这是第一次，BGM可以探索发生在红色中的额外混合的效果-特别是，我们关注热盐不稳定性对化学性质的影响，以及利用表面[C/N]测定恒星的年龄和质量丰度比。额外混合对3 He，12 C/13 C，N和[C/N]丰度的影响是量化的。我们强调了星震学对区分属于银河系盘的场巨星演化状态的关键贡献。包含热盐不稳定性对12 C/13 C，3 He和[C/N]值的变化，揭示了不同金属丰度下热盐混合的效率及其对由[C/N]值确定恒星质量和年龄的影响。根据这些模型，我们提出了由化学丰度确定恒星年龄和质量的简单关系式，并强调了星族合成工具在检验恒星模型和内部输运过程中的作用恒星。我们表明，运输过程中发生的红巨星应考虑在确定年龄为未来的银河系考古学研究。（节略）
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary Population and Spectral Synthesis Version 2.1: construction, observational verification and new results
双星星族和光谱合成（BPASS）恒星演化模型和合成的恒星星族提供了一个框架，用于对来自遥远恒星星族的积分光和附近恒星族的详细性质进行物理分析。我们提出了一个新的版本2.1的数据发布这些模型，详细介绍了BPASS采用的方法，其中二进制质量转移及其对恒星演化途径的影响，以及简单的恒星星族的建设。我们展示了最新的BPASS模型套件的关键测试，证明了它能够再现分辨的恒星星族的颜色和衍生性质，包括约束良好的食双星。我们认为观测的大质量恒星类型的比例和恒星残余质量的分布的限制。我们描述了我们的模型中的超新星祖先的识别，并表现出良好的协议所观察到的祖先的属性。我们还测试了我们的模型对光度和光谱观测未解决的恒星星族，无论是在本地和遥远的宇宙，发现二进制模型提供了一个自洽的解释观测星系的性质在一个广泛的红移范围。最后，我们仔细描述了我们的模型的局限性，以及我们希望在未来版本中看到显着改进的领域。
2017-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric stellar parameters for large surveys using FASMA, a new spectral synthesis package
在以银河系恒星星族为重点的大规模光谱调查的时代，天文学家希望利用大量和高质量的数据来获得它们的大气参数，而不会失去自动程序的精度。在这项工作中，我们开发了一个新的光谱包，FASMA，估计恒星大气参数（即有效温度，表面重力和金属丰度）在一个快速和强大的方式。该方法适用于FGK型恒星的中高分辨率光谱。光谱分析基于使用辐射转移代码MOOG的光谱合成技术。谱线列表主要由光谱中的铁谱线组成。原子数据是在太阳和大角星之后校准的。我们使用两个比较样本来测试我们的方法，i）来自高分辨率HARPS光谱仪的451个FGK型矮星样本，ii）使用高分辨率和中等分辨率光谱的Gaia-ESO基准星。我们探索偏见，我们的方法从分析合成光谱覆盖我们感兴趣的参数空间。我们表明，我们的光谱包是能够提供可靠的结果，为广泛的恒星参数，不同的旋转速度，不同的仪器分辨率，并为不同的光谱区域的VLT-GIRAFFE光谱仪，除其他外用于盖亚-ESO调查。FASMA估计恒星参数在不到15分钟的高分辨率和3分钟的中分辨率光谱。完整的软件包向社区公开。
2017-10-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Rapid stellar and binary population synthesis with COMPAS: methods paper II
本文介绍公开快速双星种群合成代码COMPAS自2022年方法论文发布后到v03.22.01版本的关键改进，涵盖双星相互作用、恒星演化等物理模型更新及代码结构优化，兼顾分辨率与计算速度。
2025-08-02 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Modern tidal interaction models for rapid binary population synthesis: I. Methods
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Monash University（蒙纳士大学）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本文提出适用于快速双星族合成的现代潮汐耗散理论简化表达式，在COMPAS中实现并验证了潮汐与恒星演化及双星性质的自洽耦合，潮汐耗散效率可比常用模型高1-7个数量级。
2026-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Theory of Stellar Population Synthesis with an application to N-Body simulations
目标。我们在这里提出了一个新的理论方法人口合成。其目的是预测大量恒星的色星等图（CMD）。用这种方法，我们产生的N体模拟星系的合成CMD。复杂的流体动力学N体模型的星系需要同等质量的模拟其恒星内容的光度特性。该方法工作的唯一先决条件是关于恒星形成和化学富集历史的信息非常少，即所有恒星粒子的年龄和金属丰度作为时间的函数。该方法考虑了真实恒星质量与N体模拟中恒星粒子质量之间的差距，这与具有不同年龄和金属丰度的星团的质量最好地对应，即一个单一恒星悬浮体（SSP）的流形。方法.该理论扩展了SSP的概念，包括每颗恒星的相空间（位置和速度）。此外，它通过使用扩展到所有年龄和感兴趣的金属丰度的理论SSP数据库来加速模拟CMD的建立。最后，它使用分布函数的概念来建立CMD。该技术是独立的质量分辨率和N体模拟计算的方式。这使我们能够为任何类型的模拟恒星系统生成CMD：从疏散星团到球状星团，矮星系，或螺旋和椭圆星系。结果新的理论被应用到一个盘星系的N体模拟，以测试其性能，并突出其灵活性。
2012-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing three derivative methods of stellar population synthesis models
用于研究星系性质的方法越来越多，测试这些方法非常重要。银河系球状星团（GC）提供了一个很好的媒介，因为它们可以被认为是简单的恒星星族。我们目前的年龄和金属丰度为40银河系GC确定从三个公开可用的技术，包括颜色，舔指数和光谱拟合方法，基于Bruzual和Charlot进化人口合成（EPS）模型。通过与色星等图（CMD）测得的年龄和恒星光谱测得的金属丰度的比较，可以估计这些方法测定GC参数的能力，这是绝对必要的。因此，我们发现：（i）在金属丰度方面，我们得到的结果与恒星光谱的结果一致，Lick指数法适用于研究-1.5=<[Fe/H]=<-0.7范围内的恒星星族系统的金属丰度，光谱拟合法适用于研究-2.3=<[Fe/H]=<-0.7范围内的恒星星族系统的金属丰度1.5;（ii）在年龄方面，这三种方法都存在年龄测定上的困难，我们所得到的年龄都比这三种方法的CMD结果小（平均约2.0 Gyr）。我们使用Vazdekis和Maraston模型来分析我们的结果是否依赖于EPS模型，发现这两个模型的趋势与Bruzual & Charlot模型的趋势相同。我们的结果是独立的EPS模型。此外，我们的检验是基于老的GC，我们的结论可能适用于老的恒星星族系统。整个摘要可以在我的PDF版本中找到。
2011-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
HR-pyPopStar II: high spectral resolution evolutionary synthesis models low metallicity expansion and the properties of the stellar populations of dwarf galaxies
Max-Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Departamento de Investigación Básica, CIEMAT（基础研究部，CIEMAT）；Centro de Astrobiologí´a (CSIC/INTA)（天文生物学中心（CSIC/INTA））；FRACTAL S.L.N.E.
HR-pyPopStar II通过高光谱分辨率模型研究低金属丰度恒星群体，分析矮星系恒星群体性质及金属丰度特征。
2025-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapid stellar and binary population synthesis with COMPAS
Compass Object Mergers：Population Astrophysics and Statistics（COMPAS; https://compas.science）是一个公开的快速二进制人口合成代码。COMPAS在一组参数化假设下生成孤立双星的种群，以便与观测数据集进行比较，例如来自合并致密残留物的引力波观测的数据集。除了核心的二进制进化组件外，它还包括一些用于人口处理的工具。COMPAS可通过github存储库https：//github.com/TeamCOMPAS/COMPAS/公开获取，并且旨在允许随着演化模型的改进而灵活修改。本文介绍了COMPAS的方法和实现。这是一份动态文档，将随着COMPAS的新功能的增加而更新;当前文档描述了COMPAS v02.21.00。
2021-12-28 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Population Synthesis of Massive Close Binary Evolution
双星布居综合是一种从双星恒星演化的理论模型出发，预测不同观测量的恒星星族的方法。与单星相比，双星有更多可能的演化结果，不同路径的相对速率，例如不同超新星类型的速率，取决于不确定或约束不良的物理学。在这一章中，我们描述人口的合成，概述了主要的不确定性，并讨论了核心坍缩超新星的相关预测。在我们概述了单星演化之后，我们概述了发生在双星中的重要物理过程，包括罗氏瓣溢出，共包络演化和超新星爆发。我们还讨论了如何合成的恒星星族纳入相互作用的双星可以构建和不确定性，如超新星踢的强度，影响任何预测。我们通过比较两个年轻星团中恒星星族的预测来说明这一过程。然后，我们讨论了重要的预测，了解核心坍缩超新星，他们的延迟时间分布和他们的祖先星的人口合成。最后讨论了如何预测致密残余物的合并速率，从而预测引力波源的初始参数。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Modeling the outcome of supernova explosions in binary population synthesis using the stellar compactness
在它们的核心坍缩之后，居住在我们宇宙中的一些大质量双星预计将形成由黑洞和中子星组成的合并双星。对由此产生的致密双星的引力波观测可以揭示超新星机制的内部运作和致密天体的后续形成的宝贵细节。在人口合成代码MOBSE的框架内，我们提出了一个新的超新星模型，依赖于塌缩恒星的紧凑性的实现。该模型有两个自由参数，即分离黑洞和中子星形成的致密性阈值，以及落回新形成的黑洞的包层分数。我们广泛地比较这个模型对其他处方，通常用于二进制人口合成。我们发现，超新星爆发前恒星致密性作用的最清晰的特征是：（i）不同类型致密双星的相对形成速率，这主要取决于致密性阈值参数;（ii）最轻黑洞和最重中子星之间质量隙上边缘的位置，这主要取决于回落分数.
2021-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Population and spectral synthesis: it doesn't work without binaries
在这一章中，我们讨论了恒星星族的布居和光谱合成。我们描述了实现这种合成所需的方法，并讨论了例子，其中包含相互作用的双星是至关重要的再现所观察到的恒星系统的属性。这些例子包括赫兹-罗素图、大质量恒星数量计数、核心坍缩超新星和来自恒星星族的电离辐射，这些辐射为附近的HII区域和再电离时代提供动力。最后对光谱合成的未来研究方向进行了展望。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Lithium synthesis in microquasar accretion
我们研究了恒星质量黑洞周围由伴星吸积形成的热环面中锂同位素的合成。我们发现，可以产生相当数量的稳定同位素6Li和7 Li，确切的数字随环面的特性而变化，每种同位素都可达到1 e-2 Msun。这种质量输出足以污染整个银河系，其污染程度与银河系形成前的锂含量相当，并足以克服其他来源，如宇宙射线散射或恒星核合成。
2012-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
HR-pyPopStar: high wavelength-resolution stellar populations evolutionary synthesis model
我们提出的HR-pyPopStar模型，它提供了一个完整的高分辨率（HR）光谱能量分布的单个恒星星族。该模型使用最新的高波长分辨率的理论大气库的主要序列，后AGB/行星状星云和沃尔夫-拉叶星。给出了在四个不同金属丰度值（Z = 0.004，0.008，0.019和0.05）下，从0.1Myr到13.8Gyr的一百多个年龄段的光谱能量分布，考虑了四种不同的IMF。波长范围从91到24 000 nm，线性步长为δλ = 0.1 nm，在5000 nm处的理论分辨能力R_{th,5000}约为50 000。这是这些光谱的主要新颖之处，因为它们的年龄和波长范围是独一无二的。这些模型包括电离的恒星星族，它们在年轻（大质量热恒星）和年老（行星状星云）的年龄都是相关的。我们已经测试的结果与最近在GTC与MEGARA观察到的HR光谱的一些例子。我们强调波长分辨率在再现和解释观测数据的重要性，从上一代和下一代的天文仪器在8- 10米级望远镜，具有更高的光谱分辨率比他们的前辈。
2021-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting binary stars in population synthesis models
我们报告的人口合成模型，遵循单星和双星的演变的结果。在这个模型中，我们包括了Han等人（2002）提出的EHB星形成的2HeWD合并通道。由此产生的EHB星的物理参数来自BaSTI数据库，因此是现实的和观测支持。这个模型的预测与传统的星族合成模型吻合得很好，除了当恒星星族的光谱由双星或其产物主导时，例如，EHB星在ETG的UV中。我们成功地再现了富金属疏散星团NGC 6791的CMD和SED。该星团中的恒星星族可能是显示UVX现象的ETG中恒星星族的原型。我们的模型应该是适当的研究紫外线在ETG的上升。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Reevaluating Old Stellar Populations
确定古老的恒星星族（年龄大于1 Gyr的恒星）的性质，长期以来都涉及到将它们的积分光（以测光或光谱指数的形式）与经验或合成模板进行比较。在这里，我们重新评估旧的恒星星族使用一套新的恒星星族合成模型，旨在纳入作为恒星质量和年龄的函数的二进制恒星演化途径的影响的属性。我们发现，单年龄的恒星星族模型，包括双星，以及新的恒星演化和大气模型，可以重现的颜色和光谱指数观察到的球状星团和静止星系。最好的拟合模型人口往往比那些来自旧的光谱合成模型，也可能位于略高的金属丰度。
2018-05-22 astro-ph.GA 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
A spectral synthesis code for rapid modelling of supernovae
我们提出了TARDIS -一个开源代码的超新星（SNe）的快速光谱建模。我们的目标是开发一种工具，是足够快，允许探索复杂的参数空间的模型SN喷出物。这可用于分析瞬变测量获得的越来越多的高质量SN光谱。该代码使用蒙特卡罗方法来获得自洽的描述等离子体状态，并计算合成光谱。它有一个模块化的设计，以促进一系列的物理近似的实施，可以进行比较，以评估准确性和计算方便。这将允许用户选择适合其应用的复杂程度。在这里，我们描述了代码的操作，并与不同复杂程度的替代辐射转移代码（SYN++，PYTHON和ARTIS）进行比较。然后，我们探讨采用简单的处方计算原子激发的后果，专注于四个物种的相关Ia型超新星光谱-硅II，S II，镁II，钙II。我们还研究了三种方法治疗线相互作用对我们的合成光谱的影响，并需要在我们的计划准确的辐射率估计。
2014-01-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Exploring the impact of IMF and binary parameter stochasticity with a binary population synthesis code
本研究利用双星族合成代码模拟不同质量星团，探究初始质量函数和双星参数的随机采样对星团积分光的影响，发现低质量星团可观测量离散性强，随机采样对大质量恒星相关物理量的不确定性影响占主导。
2023-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using rapid rotators as tracers of multiplicity statistics as a function of stellar density
Creekside High School（克里克赛德高中）；University of North Florida（北佛罗里达大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）
研究通过分析快速自转星在不同恒星密度下的分布，揭示了双星形成和动态演化的条件。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Synthesis of Gravitational Wave Sources
本文回顾了引力波源种群合成软件的发展历史，详细介绍了现有工具及其在不同天体物理环境中的应用，并探讨了未来结合电磁巡天约束以打破预测简并性的研究方向。
2025-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Planet population synthesis: The role of stellar encounters
根据恒星密度的不同，星团中的原行星盘会经历背景加热、恒星碰撞驱动的盘截断和光蒸发。圆盘的截断导致特征尺寸和圆盘质量的减小，最终阻止了气体巨星行星形成。我们调查如何光盘截断影响行星形成通过卵石为基础的核心吸积范例，卵石大小来自光盘寿命内的全粒度分布。我们做了最好的假设，每个圆盘有一个胚胎和一个恒星相遇。使用行星人口合成技术，我们发现，光盘截断移动光盘质量分布到较低的边缘。这降低了气体巨星的出现率。尽管在聚集盘中气体巨星的形成率降低，但相遇模型大多显示在孤立的区域中;冷的碰撞比热的碰撞更频繁，与观测一致。此外，热，冷扰动的比例取决于近星点的分布与近星点比的线性分布，表现出增强的热，冷扰动的比例相比，其余的模型。我们的结果是有效的，在最好的情况下，我们的假设：只有一个光盘遇到一个扰动，环境背景加热和不太猖獗的光蒸发。如果行星盘遭遇、背景加热和光蒸发同时发生作用，气体巨星行星形成会受到多大的影响，目前还不清楚。因此，我们的研究将有望成为定量研究星团环境对行星形成的详细影响的动力。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing Observed Stellar Kinematics and Surface Densities in a Low Latitude Bulge Field to Galactic Population Synthesis Models
我们提出了一个分析银河核球恒星从哈勃太空望远镜（HST）宽视场相机3（WFC 3）观测的Stanek窗口（l，b=[0.25，-2.15]），从两个时代大约相隔两年。该数据集邻近临时宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）微透镜场。在I $\approx$ 21处测量了大约115，000颗V波段低至28等和I波段低至25等的恒星的自行，精度为0.5 mas yr $^{-1}$（20 km s $^{-1}$）。对纵向自行$μ_l$的切割使我们能够分离星盘和球丘星群，并产生只包含球丘的恒星计数，这些恒星计数是根据自行切割的光度完整性和效率进行校正的。在外地的运动分散和表面密度进行比较，附近的SWEEPS视线，发现一个略大于预期的恒星密度梯度。所观察到的球星计数和运动学的贝桑松，银河系和GalMod银河系人口合成模型进行了进一步比较。我们发现，大多数模型低估低质量的隆起星的$\sim$ 33%以下的主序列关闭，并在更红的J和H波段的$\sim$ 70%以上。在考虑银河系模型中的不准确性的同时，我们给出了WFIRST微透镜任务对系外行星产量的影响。
2020-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
