Spatially resolving the inhomogeneous structure of the dynamical atmosphere of Betelgeuse with VLTI/AMBER
我们提出了空间分辨的高光谱分辨率K波段观测的红超巨星参宿四（α猎户座）使用琥珀在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。参宿四的观测范围为2.28至2.31微米，基线为16、32和48米，光谱分辨率为4800 - 12000。光谱色散干涉图已获得的第2，第3和第5叶，这代表了最高的空间分辨率（9 mas）实现参宿四，对应于5个分辨率元素在其恒星盘。连续谱中的AMBER数据可以用直径为43.19 ± 0.03质量的均匀盘或直径为43.56 ± 0.06质量的边缘变暗盘进行合理拟合。在不同时期拍摄的K波段干涉数据表明，在连续体中看到的参宿四与上述均匀/边缘变暗的盘的偏差比3-D对流模拟预测的要小得多。另一方面，我们在CO线的琥珀色数据显示，蓝色和红色翅膀的CO线起源于空间上不同的区域在恒星盘，表明一个不均匀的速度场。我们的AMBER数据中的CO谱线可以用一个简单的模型来粗略解释，在这个模型中，一小块CO气体以10--15 km/s的速度向外或向内移动，而大气中其余区域的CO气体则以相同的速度向相反的方向移动。AMBER数据还与在~1.4- 1.5 R星处存在热分子层的情况相一致，CO柱密度约为1 x 10^20 cm^-2。我们对参宿四的琥珀色观测是第一次对太阳以外的恒星大气中所谓的宏观湍流进行空间分辨研究。空间分辨的CO气体运动可能与对流运动或团块或弧中的间歇性质量喷射有关。
2009-06-25 astro-ph.SR
Measuring the stellar atmosphere parameters using follow-up polarimetry microlensing observations
我们提出了一个潜在的后续偏振微透镜观测研究遥远恒星的恒星大气的分析。首先，我们使用银河系模型、恒星星族和朝向银河系隆起的星际尘埃产生合成微透镜事件。我们模拟了偏振微透镜的光变曲线，并将其与甚大望远镜（VLT）的FOcal Reducer和低色散光谱仪（FORS 2）的仪器规格进行比对，然后进行分析。我们发现，VLT望远镜的精度可以让我们限制冷RGB恒星的大气层。假设OGLE望远镜每年探测到大约$3000$微透镜事件，我们期望在偏振光变曲线中分别探测到偏振微透镜事件的几乎$20,~10,~8, $和$5$，这四个不同的标准是在基线以上的三个连续偏振数据点，分别为$1σ$、$2σ$、$3σ$和$4σ$。我们概括的协方差矩阵制定和提出的偏振和测光信息的组合，使我们能够测量大气的散射光学深度和恒星包络的红巨星的内半径。这两个参数可以决定冷RGB源星大气的尘埃不透明度和尘埃形成的半径。
2020-11-07 astro-ph.SR
The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 astro-ph.SR
Hydrodynamical model atmospheres: Their impact on stellar spectroscopy and asteroseismology of late-type stars
流体动力学，即多维和时间相关的，晚型恒星的模型大气已经达到了很高的现实水平。它们通常应用于恒星丰度的高保真度工作，但也允许研究在标准一维流体静力模型大气中没有建模的过程。在这里，我们讨论了两个观测方面，出现这样的过程，光度颗粒化背景和光谱微湍流。我们使用CO5BOLD流体动力学模型大气来表征FGK星的总颗粒亮度波动和特征时间尺度。重点放在诊断潜力的颗粒背景约束的基本大气参数。我们发现一个明确的金属依赖的颗粒背景。在太阳金属丰度的模型预测和现有的观测约束之间的比较显示出显着的差异，需要进一步澄清。关于微湍流，我们报告的推导CO5BOLD模型的基础上，这表明良好的对应关系的恒星在毕宿星团的测量理论校准。我们强调一个一致的程序时，确定的微湍流的重要性，并指出通常应用的描述流体静力学模型大气中的微湍流的局限性。
2016-09-01 astro-ph.SR
3D Stagger model atmospheres with FreeEOS I. Exploring the impact of microphysics on the Sun
本研究将 FreeEOS 状态方程和 Blue 不透明度包引入 Stagger 3D 辐射磁流体力学代码，构建了新的太阳大气 3D RHD 模型，成功重现了太阳观测光谱特征，为研究特殊化学成分恒星提供了新途径。
2023-07-11 astro-ph.SR
Spatially resolving the thermally inhomogeneous outer atmosphere of the red giant Arcturus in the 2.3 micron CO lines
K巨星的外层大气具有热不均匀结构，由热的色球气体和冷的分子气体组成。我们目前的光谱干涉观测的多组分外大气的K1.5巨大的大角星（α Boo）在CO的第一泛音线附近2.3微米。我们在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上用AMBER仪器在2.28- 2.31微米处观测大角星，光谱分辨率为12000，投影基线为7.3，14.6和21.8米。VLTI/琥珀仪器的高光谱分辨率使我们能够在空间上解决大角星在个别CO线。观测到的干涉数据与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比模型预测的要大得多。它表明存在一个扩展的组件，这是不占目前的光球模型，这一良好的研究明星。我们发现，所观察到的AMBER数据可以解释的模型与两个额外的CO层以上的光球。内CO层位于光球层上方，恒星半径为1.04 +/- 0.02，温度为1600 +/- 400 K，CO柱密度为10^{20 +/- 0.3} cm^-2。另一方面，我们发现CO外层延伸到2.6 +/- 0.2恒星半径，温度为1800 +/- 100 K，CO柱密度为10^{19 +/- 0.15} cm^-2。内CO层的性质与先前从空间未分辨光谱分析中推断的那些基本一致。然而，我们的ABER观测表明，准静态冷分子成分延伸到2- 3个恒星半径，在该区域内色球风急剧加速。
2018-09-04 astro-ph.SR
AMBER observations of the AGB star RS Cap: extended atmosphere and comparison with stellar models
本文报道了在中等光谱分辨率（$\sim$ 1500）下对M6/M7 III半规则AGB星摩羯座RS的K波段VLTI/AMBER观测结果。从光谱色散的vibrants，我们测量的恒星直径作为观测波长从2.13到2.47微米的函数。我们推导出Rosseland角直径为$7.95 \pm 0.07$ mas，这对应于$3160 \pm 160$ K的有效温度。我们检测到的CO带头的大小变化约为10%，表明在恒星光球的CO强不透明度的影响。我们还检测到作为波长的函数的尺寸的线性增加，从2.29微米开始。恒星大气的模型，基于恒星的质量，从恒星演化模型估计，预测CO尺寸的影响约为观察到的一半，并且不能再现线性尺寸随波长的增加，红色的2.29微米。我们能够模拟这种线性的大小增加，增加了一个扩展的水蒸气信封周围的恒星。然而，我们无法将数据拟合在CO带头中。要么恒星的质量被恒星演化模型高估了，要么在大气层的外部有一个额外的扩展CO包层。在任何情况下，无论是水蒸气信封，也没有CO信封，可以解释使用当前的模型。
2011-03-24 astro-ph.SR
Limb darkening in spherical stellar atmospheres
（略）背景。星缘暗化，I（μ = cosθ），是微透镜、食双星、行星凌日和干涉观测的重要限制，但通常被视为参数化曲线，例如线性加平方根定律。许多分析假设从模型恒星大气计算的边缘变暗系数。然而，以前的研究，使用来自平面平行模型的I（μ），已经发现对通量归一化曲线的拟合通过固定点，即恒星盘上的公共μ位置，对于Teff，log g和波长的所有值。目标。我们研究这个固定的μ点，以确定它是模型恒星大气的一个属性还是边缘变暗定律的一个属性。此外，我们使用这个临边暗化定律作为一种工具，以探测恒星大气的性质进行比较临边暗化的观测。方法.用平面平行和球对称Atlas模型（由三个基本参数L \star、M \star和R \star表征）计算的强度用于重新检查参数化曲线的固定μ点的存在。结果我们发现，我们的球形模型的强度没有一个固定的点，虽然曲线确实有一个最小的扩展在μ值类似的参数化曲线。我们还发现，参数化曲线有两个固定点，μ1和μ2，虽然μ2是如此接近的磁盘的边缘，它是错过了使用平面平行的大气。我们还发现，相对于平面平行模型，球对称模型似乎更好地与已发表的微透镜观测相一致。
2011-05-01 astro-ph.SR
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
Systematic trend of water vapour absorption in red giant atmospheres revealed by high resolution TEXES 12 micron spectra
红巨星的外层大气结构非常复杂。恒星周围的大光学厚分子球（MOLspheres）的概念已经被引用，以解释例如光谱干涉观测。然而，中红外的高分辨率光谱并不容易适应这一情况。他们排除了LTE中红巨星周围任何大的水蒸气球。我们的目标是研究一系列红巨星的高分辨率，中红外光谱，从早期K到中期M。我们已经记录了10个被充分研究的明亮红巨星的12微米光谱，IRTF上有TEXES。我们发现，在我们的研究中，所有温度低于4300 K的巨星，跨越有效温度范围，显示出比预期更强的吸水线。谱线的强度随光谱类型平滑地变化。我们确定了几个光谱特征的波长区域，无疑是在光球形成。从恒星的水线比的研究中，我们发现，激发温度，在线形成的地区，是几百开尔文低于预期的经典光球模型。这可能是由于光球外部区域的实际较低温度结构，例如由额外冷却引起的，或者由于非LTE水平的人口，影响源函数和线不透明度。我们已经证明，这些诊断上有趣的水线是红巨星的一般特征，在光谱类型，我们认为他们的形成，而不是解释需要特定的属性的一般解释。由于水线既不弱（由发射填充），也不出现在发射中，正如LTE MOLsphere模型在其最简单的形式中所预测的那样，存在这种大的光学厚度的证据，分子球包围恒星被削弱了。（略）
2014-10-15 astro-ph.SR
Using limb darkening to measure fundamental parameters of stars
上下文临边暗化是了解恒星大气的重要工具，但大多数测量临边暗化的观测都假设了各种参数化，无法得到有关恒星大气结构的重要信息。目标。我们使用一个特定的边缘暗化关系，研究如何最佳拟合系数与基本恒星参数从球对称模型恒星大气。方法.利用球对称的Atlas模型大气网格，我们计算了边缘暗化系数，并发展了一种新的方法来预测恒星的基本参数。结果我们发现，我们提出的方法预测恒星大气模型的质量只给出半径和边缘变暗系数，这表明微透镜，干涉，过境和日食观测可以约束恒星质量。结论.这种新的方法表明，边缘暗化参数化包含有关恒星大气结构的重要信息，有可能成为测量恒星质量的有价值的工具。
2012-07-30 astro-ph.SR
VLTI/AMBER observations of cold giant stars: atmospheric structures and fundamental parameters
这项研究的主要目标是确定冷巨星的角尺寸和大气结构，并将它们与流体静力学恒星模型大气进行比较，估计基本参数，并更好地了解星周环境。我们用VLTI/AMBER仪器在中等光谱分辨率下对近红外K波段（2.13-2.47微米）的Oct，beta Peg，NU Pav和psi Peg以及gamma Hya（1.9-2.47微米）进行了光谱干涉观测。为了获得基本参数，我们比较了我们的数据与流体静力学大气模式（PHOENIX）。我们估计了Rosseland角直径的0 ct，beta Peg，NU Pav，psi Peg和gamma Hya。结合距离和热辐射通量，我们估计了目标的半径、有效温度和光度。在Beta Peg可见性中，我们观察到一个CO分子层，其大小与PHOENIX建模的大小相似。然而，在2.3微米左右开始有一个额外的吸收斜率。这个斜率可能是由于没有用PHOENIX建模的水壳。psi Peg的可见性显示CO带的低增加，与PHOENIX模型的建模兼容。其他来源的可见度数据显示分子谱带没有增加。凤凰大气预测的光谱和亮度与我们恒星中观察到的光谱和亮度一致（除了β Peg）。这表明分子带的不透明度被充分地包括在模型中，并且我们的目标的大气具有与模型大气相似的延伸。β Peg的大气层比模型预测的要大。这些目标位于STAREVOL模型演化轨迹的红限附近。
2014-04-29 astro-ph.SR
A new extensive library of PHOENIX stellar atmospheres and synthetic spectra
我们提出了一个新的高分辨率合成光谱库的基础上恒星大气代码PHOENIX，可用于光谱分析和恒星参数合成的广泛应用。PHOENIX的球形模式被用来创建模型大气，并从中获得详细的合成恒星光谱。我们提出了一个新的自洽的方式来描述我们的模型大气的微观湍流。合成光谱覆盖500 AA至50.000AA的波长范围，光学和近红外分辨率为R=500.000，红外分辨率为R=100.000，紫外分辨率为0.1AA。参数空间覆盖2.300K ≤ Teff ≤ 12.000K，0.0 ≤ log（g）≤ +6.0，-4.0 ≤ [Fe/H] ≤ +1.0，-0.2 ≤ [alpha/Fe] ≤ +1.2。该库是一项正在进行的工作，我们希望将其扩展到Teff=25.000 K。
2013-04-24 astro-ph.SR
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 astro-ph.SR
Three-dimensional dynamical evolution of cloud particle microphysics in sub-stellar atmospheres I. Description and exploring Y-dwarf atmospheric variability
本文构建可耦合 Exo-FMS GCM 的双矩时变云微物理模型，模拟 WISE 0359-54 的 KCl 云三维演化，解释其斑块结构、光谱与低幅大气变率。
2025-02-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Beyond monoculture: polydisperse moment methods for sub-stellar atmosphere cloud microphysics I. Examining properties of the exponential distribution
本研究突破亚恒星大气云微物理单分散粒径分布假设，推导指数分布下相关过程的矩表达式，经一维柱模型验证，该双矩方法可简便纳入多分散性，为云形成研究提供新工具。
2025-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The non-uniform, dynamic atmosphere of Betelgeuse observed at mid-infrared wavelengths
我们提出了在11.15微米波长的红超巨星参宿四的连续表面的干涉研究，使用伯克利红外空间干涉仪在2006年和2010年之间每年获得的数据。这些数据允许一个光学厚层的调查在1.4恒星半径的光球。该层在11.15微米处的光学深度为~1，温度在1900 K和2800 K之间变化，外半径在1.16和1.36恒星半径之间变化。电子-氢原子碰撞对该层的不透明度有显著贡献。该层具有在观测时期之间变化的不均匀强度分布。这些结果表明，大规模的地面对流活动强烈影响的内部大气的动力学参宿四，和质量损失过程。
2011-09-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Doppler Tomography as a tool for characterising exoplanet atmospheres II: an analysis of HD 179949 b
本文采用多普勒层析分析热木星 HD 179949 b，在多个红外波段确认并新发现 CO 与 H2O 信号，且噪声低于互相关法，首次给出夜侧分子吸收证据。
2024-04-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
An EUV jet driven by a series of transition region micro-jets
喷流是太阳大气中最常见的喷发事件之一，人们认为它们在日冕加热和太阳风加速方面具有重要意义。利用太阳动力学观测站（SDO）和界面区成像光谱仪（IRIS）的观测数据，对一系列喷流进行了观测研究。这一序列的特殊之处在于，一个长的、具有圆顶状底部的极紫外喷流似乎是一系列长度为几个弧秒的过渡区微喷流的结果，我们发现任何过渡区微喷流的出现总是与微喷流足点处微环几何形状的变化相关联。一束TR通量绳被视为连接TR微射流的EUV射流的底部的圆顶状结构。该束上升作为对TR微射流的响应，上升运动最终触发EUV射流。我们提出了一个方案，涉及一组磁重联，其中一系列的TR微射流与过程相关联，以消除对TR通量绳的约束，从而允许它们上升并触发EUV射流。我们的研究表明，太阳低层大气中的小尺度动力学对于理解日冕和太阳低层大气之间的能量和质量联系至关重要，即使其中许多动力学可能不会直接将质量和能量泵送到日冕。
2022-07-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. IV gray versus non-gray opacities
红超巨星是巨大的演化恒星，对我们银河系的化学富集做出了巨大贡献。已经表明，这些恒星中的对流产生了大颗粒，导致表面不均匀性和光球中的冲击波。了解它们的动力学对于揭示未知的质量损失机制、化学成分和恒星参数至关重要。我们提出了一个新一代的红超巨星模拟与更复杂的不透明度处理与三维辐射流体动力学CO 5 BOLD。在程序中，可压缩流体动力学和非局部辐射输运的耦合方程在球势的存在下求解。恒星的核心被一个特殊的球形内边界条件所取代，其中引力势被平滑，聚变产生的能量被简单地产生与恒星光度相对应的热量所模拟。后处理辐射转移代码OPTIM 3D用于提取光谱和干涉观测值。我们发现，频率无关的不透明度的假设的放松显示了一个陡峭的平均热梯度的光学薄区域，强烈影响的原子强度和光谱能量分布。此外，较弱的温度波动减少了用干涉法确定半径的不确定性。我们发现，红超巨星的一维模型必须包括一个湍流速度校准的三维模拟，以获得有效的表面重力，模仿恒星大气湍流压力的影响。我们提供了一个经验校准的ad-hoc微观和宏观湍流参数的1D模型使用的3D模拟：我们发现，有没有一个明确的区别在1D模型中所需的不同的宏观湍流配置文件，以适应3D合成线。
2011-09-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Empirical mass-loss rates and clumping properties of O-type stars in the LMC
本研究通过含光厚团簇效应的模型及FASTWIND代码与遗传算法拟合，分析LMC中18颗O型星的紫外观测，约束了15个星风参数，得出质量损失率低于部分理论预测、团簇因子与有效温度正相关等结论。
2024-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Model atmospheres for massive gas giants with thick clouds: Application to the HR 8799 planets and predictions for future detections
我们已经生成了一套广泛的新的大质量巨行星大气模型，并使用它来获得行星HR 8799 b、c和d的光度数据的拟合。我们考虑了广泛的多云和无云模型。云模型结合了不同的几何和光学厚度，模态颗粒尺寸和金属丰度。对于每一颗行星和一组云参数，我们探索重力和有效温度的网格，从而确定对行星质量和年龄的限制。我们的新模型对数据产生了统计上显著的拟合，并最终证实HR 8799行星的云比解释典型L和T矮星数据所需的云厚得多。两种模型都符合数据，1）物理厚的镁橄榄石云和60微米的模态颗粒尺寸和2）云由1微米大小的纯铁液滴和1%的过饱和度。目前的数据不足以精确地限制云的微观特性，如成分和颗粒大小。HR 8799 b、HR 8799 c和HR 8799 d的最佳估计质量范围分别为2-12 M_J、6-13 M_J和3-11 M_J，这意味着它们的年龄在1000万年到1.5亿万年之间，与先前报道的恒星年龄一致。最佳拟合的温度和重力略低于Currie等人（2011年）使用更厚的云模型获得的值。最后，我们使用这些模型来预测即将成像的行星的近中红外颜色。我们的模型预测，行星质量的对象遵循的轨迹在一些近中红外色星等图，是明确地从标准的L/T矮轨迹场棕矮星分离。
2011-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Remote sensing of exoplanetary atmospheres with ground-based high-resolution near-infrared spectroscopy
由于现代仪器的进步，我们已经了解了许多质量和成分范围很广的系外行星。研究它们的大气层可以深入了解行星的起源、演化、动力学和可居住性。目前和未来的观测设施将通过使用更精确的观测、高分辨率光谱学和改进的分析方法来详细解决这些重要问题。我们研究了在近红外波段从预期的系外行星光谱中反演垂直温度分布和分子数密度的可行性。我们使用的测试情况下的CRIRES+，仪器在甚大望远镜，将在近红外1和5微米之间的分辨率R=100000和R=50000。我们还确定了最佳的波长覆盖范围和观测策略，以提高检索的准确性。利用热木星HD~ 189733 b的模拟辐射观测资料，利用最优估计方法反演了大气参数。辐射转移前向模型使用tauREx软件包的公共版本进行计算。我们的模拟表明，我们可以检索准确的温度分布在一个非常宽的范围内的大气压之间的1巴和$10^{-6}$酒吧取决于所选择的光谱区域。检索分子混合比非常具有挑战性，但在1.6微米和2.3微米左右的两个独立红外区域同时观测有助于获得准确的估计;系外行星光谱必须具有相对较高的信噪比S/N>10，而温度已经可以用我们在本研究中考虑的最低值（S/N=5）准确地推导出来。
2019-08-26 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
