The atmospheric parameters and spectral interpolator for the stars of MILES
上下文恒星光谱的经验库用于恒星分类和恒星星族的合成。MILES是一个中等光谱分辨率的光域库，涵盖了广泛的温度，表面重力和金属丰度。目标。我们重新确定这些恒星的大气参数，以提高均匀性和精度。我们建立了一个插值函数，返回光谱作为三个大气参数的函数，最后，我们表征的波长校准的精度和光谱分辨率的稳定性。方法.我们使用的ULySS程序与EQUIPDIE库作为参考，并与文献汇编的结果进行比较。结果对FGK星的Teff、log g和[Fe/H]的计算精度分别为60 K、0.13和0.05 dex。M星的平均误差分别为38 K、0.26和0.12 dex，OBA星的平均误差分别为3.5%、0.17和0.13 dex。我们构造了一个模型，并对MILES恒星本身进行了测试。我们还通过测量CFLIB星的大气参数与MILES作为参考，并发现它是更可靠的比ESTDIE ESTDIE演化的热星，特别是像那些蓝色的水平分支。
2011-04-26 astro-ph.CO astro-ph.SR
NGC 1866: a milestone for understanding the chemical evolution of stellar populations in the LMC
我们提出了新的火焰@VLT光谱观测的30颗恒星的领域中的LMC星团NGC 1866。NGC 1866是为数不多的年轻而巨大的球状星团之一，它离我们足够近，以至于我们可以对它的恒星进行详细的研究。径向速度已经被用来分离属于星团和大麦哲伦星系场的恒星，相同的光谱已经被用来推导各种元素的化学丰度，从[Fe/H]到光（即Na，O，Mg.）重的人。对14颗星团成员星的分析结果表明，NGC 1866的平均铁丰度为[Fe/H]= -0.43+-0.01 dex（色散为0.04 dex）。在我们的不确定性范围内，就化学成分而言，星团恒星是均匀的，与演化状态无关。观察到的星团恒星没有显示出任何迹象的轻元素“反相关”目前在所有的银河系球状星团的研究，也发现在旧的大麦哲伦星团。在大质量中间年龄LMC星系团中也检测到类似的缺乏反相关性，这表明小于~3 Gyr的LMC大质量星系团的形成/演化情景与老星系团不同。与银河系球状星团相反，较老的RGB场星和年轻的MS后星团星的化学成分显示出强烈的均匀性，表明化学演化过程非常相似。磁场和星团丰度与最近对大麦哲伦星系恒星的化学分析一致，这表明该星系相对于银河系具有独特的化学模式。我们讨论了这些发现的LMC的化学演变的理论方案。
2010-12-07 astro-ph.SR
Open issues in stellar modelling
日震学和星震学的一个重要目标是改进恒星演化的模型。在这里，我提供了一个简短的讨论恒星建模中的一些不确定的问题，可能的相关性，以asteroseismic推断。
2009-12-08 astro-ph.SR
Modelling of the Effects of Stellar Feedback during Star Cluster Formation Using a Hybrid Gas and N-Body Method
理解星团的形成需要精确地跟踪气体和新形成的恒星之间的相互作用。因此，我们耦合的磁流体动力学代码FLASH的N体代码ph 4和恒星演化代码SeBa使用天体物理多用途软件环境（AMUSE）模拟恒星动力学，演化，碰撞N体动力学和形成的二进制和高阶多系统，同时实施恒星反馈的形式在FLASH中的辐射，恒星风和超新星。我们在这里描述的算法用于每个这些过程。我们将此集成包命名为Torch。然后，我们使用这种新的数值方法来模拟的形成和早期演化的几个例子的疏散星团的~1000恒星形成的云的质量范围为10^3-10^5 M_太阳。分析恒星反馈对出生星团的气体和恒星的影响，我们发现，在这些例子中，星团是有弹性的中断，即使在强烈的反馈存在。这甚至可以通过清扫壳层来略微增加致密的金斯不稳定气体的数量;因此，足够强大的恒星风可以捕获自己的H II区域，这表明恒星形成的触发作用是适度的。我们的星系团在出生时就有适度的质量分离，这种效应会被反馈增强，并在排出它们的出生气体后保留下来，这与观测结果一致。
2020-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic data needs for the modelling of stellar spectra
目前需要的原子数据来模拟恒星光谱在不同的波长范围内获得的描述。这些数据的完整性和准确性的水平进行了讨论。
2015-09-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Modelling stars with Gaussian Process Regression: Augmenting Stellar Model Grid
基于网格的建模被广泛用于估计恒星参数。然而，恒星模型网格是稀疏的，因为计算成本。本文演示了使用高斯过程（GP）回归的机器学习算法的应用，该算法将稀疏模型网格转换为连续函数。我们训练GP模型将五个基本输入（质量、等效演化阶段、初始金属丰度、初始氦分数和混合长度参数）映射到可观测的输出（有效温度、表面重力、半径、表面金属丰度和恒星年龄）。我们使用离网恒星模型测试了GP对五个输出的预测，没有发现明显的系统偏移，表明预测的准确性良好。作为进一步的验证，我们将这些GP模型应用于1,000颗假星。推断的质量和年龄确定的GP模型以及恢复真实值在一个标准偏差。使用基于GP的插值的一个重要结果是，由于对基本输入进行了全采样，因此恒星年龄比使用原始稀疏网格估计的恒星年龄更精确。
2022-02-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Modelling the Observed Stellar Mass Function and its Radial Variation in Galactic Globular Clusters
我们测量的斜率$α$的恒星质量函数（MF）的变化作为一个功能的集群中心距离$r$在五个银河系球状星团和比较$α(r)$预测直接$N$体星团模拟。理论研究预测，$α(r)$（它跟踪在一个集群中的质量分离的程度）应陡峭的集群经历两体弛豫的时间和量的全球MF可以从它的初始状态，由于恒星逃逸是直接联系到$α(r)$。我们发现，M10，NGC 6218和NGC 6981的质量分离量与它们的动力学年龄相一致，但只有M10的整体MF与其质量分离程度相一致。另一方面，NGC 5466和NGC 6101似乎比它们的动力学年龄所显示的分离程度要小。此外，尽管非分离星团中恒星的逃逸率与恒星质量无关，但NGC 5466和NGC 6101都有接近平坦的MF。我们讨论了各种机制，可以产生非隔离集群与近平坦的MF，包括更高的质量损失率和黑洞保留，但认为，对于一些集群（NGC 5466和NGC 6101）解释当今的属性可能需要一个非普遍的IMF或一个更复杂的动力学历史。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tests of model predictions for the response of stellar spectra and absorption line indices to element abundance variations
为了分析星系中的恒星星族，一种广泛使用的方法是应用理论上导出的恒星光谱和谱线指数对元素丰度变化的响应，以下简称响应函数。这些以不同的方式应用于基础模型，以生成具有不同丰度模式的光谱或指数。本文用MILES恒星光谱库的新经验[Mg/Fe]丰度数据对三个不同恒星演化阶段的响应函数进行了测试。利用最近的理论模型和观测结果，通过相似恒星的光谱比值，研究了[Fe/H]、[Mg/H]和总[Z/H]对光谱的影响。通过直接比较MILES库中的类似恒星，经验研究了丰度模式变化的全球影响，突出了光谱蓝色部分的丰度效应的影响，特别是对于温度较低的恒星。据发现，铁敏感线指数的相对行为一般很好地预测响应函数，而巴耳末线指数没有。其他指数往往显示出大的分散的预测平均值的关系。讨论了恒星星族中元素丰度和年龄研究的意义，并提出了改进与实际恒星中观测到的光谱和谱线强度指数的匹配的方法。
2013-07-17 astro-ph.CO 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
The X-shooter Spectral Library (XSL): Data Release 3
我们介绍了X-shooter光谱库（XSL）的第三个数据版本（DR 3）。这个中高分辨率、近紫外-近红外（$350-2480$ nm，R $\sim$ 10 000）光谱库由683颗恒星的830个恒星光谱组成。DR 3通过提供完整$350-2480$ nm波长范围内的三个X射线枪段的组合去红光谱，改进了之前的数据发布。它还包括来自ESO档案的另外20个M矮星光谱。我们提供了该库与Gaia EDR 3，MILES，NGSL，CaT库和（E-）IRTF之间的详细比较。对于MILES（180中的144个光谱）、NGSL（112 $/$ 116）和（E-）IRTF（55 $/$ 77）文库之间的大多数共同光谱，归一化均方根偏差优于$D=0.05$或5 $\%$。比较这些光谱的合成颜色仅揭示了可忽略的偏移和小的rms散射，例如在光谱中的中值偏移（rms）0.001 $\pm$ 0.040 mag。（框1-框2）UVB臂的颜色，-0.004 $\pm$ 0.028 mag in当比较与MILES相同的恒星时，VIS臂的-0.001 $\pm$ 0.045 mag（box 2-box 3）色在UVB和VIS臂之间。我们还发现盖亚公布（BP-RP）的颜色和测量的XSL DR 3光谱之间的一个很好的协议，零中位数偏移和均方根散射为0.037等的449个非变星。这个库的无与伦比的特点，它结合了相对较高…
2022-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The HST large programme on $ω$ Centauri -- V. Exploring the Ultracool Dwarf Population with Stellar Atmosphere and Evolutionary Modelling
棕矮星由于其持续冷却和光谱对成分的高度敏感性，可以作为银河系演化历史的时钟和化学示踪剂。我们关注的是球状星团中的褐矮星，它们是银河系中一些最古老的同时代种群的宿主。目前，球状星团中还没有棕矮星被证实，但它们有望通过JWST等先进的观测设施被发现。在本文中，我们提出了一套新的恒星模型，专门设计来调查低质量恒星和褐矮星的$ω$半人马座-最大的已知球状星团。我们的模型的参数来自迭代拟合HST测光的主要序列成员的集群。尽管复杂的丰度分布和存在的多个主要序列在$ω$半人马座，我们发现，模态色星等分布可以表示为一个单一的恒星星族在这项研究中确定的参数。观测到的光度函数是很好的代表两个不同的恒星星族具有太阳和增强氦的质量分数和一个共同的初始质量函数，与以前的研究一致。我们的分析证实，个别化学元素的丰度在确定低质量星系团成员的物理性质中起着关键作用。我们使用我们的模型来预测褐矮星的颜色和大小在预期的JWST近红外摄像机数据，确认开始的亚恒星序列应检测到在即将到来的观测在$ω$半人马座。
2022-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar evolution and modelling stars
在这一章中，我给出了不同质量恒星的结构和演化的总体描述，并回顾了旨在再现观测特征的最新计算中所包含的主要成分。我特别强调的过程中仍然存在很大的不确定性，因为它们有强烈的影响，恒星的性质来自大型汇编的轨道和等时线，因此在天体物理学的许多领域具有根本的重要性。
2017-11-13 astro-ph.SR
SMART - a computer program for modelling stellar atmospheres
SMART（辐射转移的光谱和大气模型）程序是为了模拟热星（O、B和A光谱类）的大气和光谱并研究其中的不同物理过程而编写的（Sapar和Poolamäe，2003年; Sapar等人，2007年）。线覆盖模式的计算假设平面平行，静态和水平均匀的大气辐射，流体静力学和当地的热力学平衡。SMART的主要优点是它的简短，简单，用户友好和灵活的研究不同的物理过程。SMART在Windows和Linux下都成功地运行在PC上。
2013-10-07 astro-ph.SR
Mapping the stellar populations of the Milky Way with Gaia
盖亚将是欧空局里程碑式的天体测量任务，定于2013年底发射。盖亚将反复绘制整个天空，测量大约10亿个V=20-22等的源。其数据产品将是μas精度的天体测量，光学分光光度计和中等分辨率光谱学。介绍了盖亚空间飞行任务及其特点和性能。对银河系的恒星星族研究的预期影响进行了讨论，特别注意的来源的兴趣CoRoT和开普勒。
2014-09-08 astro-ph.SR
Improvements on analytic modelling of stellar spots
在这项工作中，我们提出的解决方案的恒星斑点问题使用开尔文-斯托克斯定理。我们的结果适用于任何给定的位置和尺寸的恒星表面上的斑点。我们提出了明确的结果，直到第二度的临边昏暗的法律。这种技术可以用来非常有效地计算由食星体遮蔽恒星黑子所产生的相互光度效应，并构造复杂的黑子形状。
2014-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling stellar activity cycles using deep-seated dynamos and surface flux transport
我们研究了具有外对流区的恒星中基于速斜的发电机和表面通量输运机制之间的关系。使用我们的通量产生和传输的组合模型，我们证明了磁通量浮力上升的重要性，它在物理上决定了双极磁性区域的出现纬度和倾斜角。发电机强度，磁通量上升，和表面运输的综合影响，导致各种循环和非循环的总无符号表面磁通量的时间序列。
2012-11-06 astro-ph.SR
The Sun as a fundamental calibrator of stellar evolution
太阳在众多恒星中是独一无二的，它有一个精确确定的年龄，不依赖于恒星演化的模型。此外，太阳的其他整体性质比任何其他恒星都精确得多。此外，日震学提供了太阳内部结构和旋转的详细测定。因此，太阳在恒星模型的开发和测试中发挥着核心作用。在这里，我将讨论太阳模型及其应用于恒星年龄测定的星震技术测试。
2009-04-02 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic modelling of stellar coronae
我们向恒星物理学界介绍了一种模拟恒星日冕的方法，这种方法可以被认为是势场的延伸。在这种方法中，将磁场耦合到背景大气。该模型是磁流体静力学（MHS），是一个平衡之间的洛伦兹力，压力梯度和重力。分析的解决方案是可能的，我们认为在本文中的一个特殊的平衡类。该模型包含两个自由参数和这些对冠状磁场的几何形状和拓扑结构的影响进行了研究。演示的方法是使用来自塞曼多普勒成像的0.75 M $_{\odot}$ M-矮星GJ 182的磁图。
2015-11-19 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
PySME v1.0: improved modelling of stellar spectra for survey-scale applications
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Lund University（隆德大学）；Malmö University（马尔默大学）
PySME v1.0通过改进的线选择框架和方程状态处理，提升了恒星光谱建模的精度和可扩展性，适用于大规模巡天分析。
2026-05-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Modelling stellar coronal magnetic fields
我们对恒星日冕的结构和动力学的理解随着恒星黑子和磁场矢量的表面图的可用性而发生了巨大的变化。从这些表面图推断出的磁场揭示了令人惊讶的恒星日冕结构，这些恒星的质量以及内部结构和发电机模式可能与太阳非常不同。关键因素是开放的磁通量的比例（决定了恒星在老化过程中的自旋下降速率）和封闭场区域的位置和等离子体密度，这决定了X射线和无线电发射特性。最近在模拟恒星日冕方面取得了进展，特别是在明亮的表面区域检测到的场和可能隐藏在黑暗的星斑中的场的相对贡献。对于太阳，在太阳活动周期中，黑子中的场与大尺度场之间的关系已经得到了很好的研究。然而，其他恒星似乎可以表现出非常不同的关系。
2010-08-28 astro-ph.SR
Advanced asteroseismic modelling: breaking the degeneracy between stellar mass and initial helium abundance
目前的恒星模型预测的绝热振荡频率显着不同的相应的观察到的频率，由于非绝热和知之甚少的近地表层的恒星。然而，某些频率组合-称为频率比-在很大程度上不受不确定的物理过程的影响，因为它们对恒星核心非常敏感。此外，氦电离的地震特征提供了包络特性，同时几乎与最外层无关。我们已经开发了一种先进的恒星建模方法，在这种方法中，我们补充频率比与氦电离区的参数，同时考虑到所有可能的相关性，把最严格的约束恒星内部结构。我们已经测试了开普勒基准星16天鹅座A的方法，并详细研究了氦毛刺参数约束基本恒星属性的潜力。它已明确表明，初始氦丰度和混合长度参数很好地约束在我们的框架内，减少系统的不确定性恒星质量和年龄所产生的，例如从众所周知的反相关的质量和初始氦丰度。包括16 Cyg B在内的另外6颗开普勒恒星的建模加强了上述发现，也证实了我们的方法基本上独立于与近地表层相关的模型不确定性。我们的方法在计算上相对昂贵，但是，它以自动化的方式精确地提供恒星质量，半径和年龄，为分析欧空局PLATO任务期间未来观察到的众多恒星铺平了道路。
2022-07-01 astro-ph.SR
Asteroseismic stellar modelling: systematics from the treatment of the initial helium abundance
尽管初始氦丰度是模拟太阳型恒星的一个重要因素，但这些恒星中的氦丰度仍然是一个缺乏约束的观测性质。这是因为这些恒星的有效温度不够高，不足以让氦离子化，因此无法使用光谱技术对氦的丰度做出任何结论。为此，恒星建模者通过半经验的氦-重元素比来估计初始氦丰度，并将其固定在标准的大爆炸核合成值上。根据恒星模型计算中所使用的太阳成分的选择，氦与重元素的比值（$ΔY/ΔZ$）在1和3之间变化。在本研究中，我们使用具有精确地震数据的Kepler“LEGACY”恒星样本，并探索采用不同的$ΔY/ΔZ$值（特别是1.4和2.0）所产生的推断恒星参数（半径、质量和年龄）的系统不确定性。用较高的$ΔY / ΔZ$值构建的恒星网格产生较低的半径和质量估计。我们发现半径、质量和年龄的系统不确定性分别为1.1%、2.6%和13.1%。
2020-07-07 astro-ph.SR
Modelling realistic horizontal branch morphologies and their impact on spectroscopic ages of unresolved stellar systems
在恒星星族中存在扩展的蓝色水平分支（HB），这会影响由光谱拟合到恒星星族合成模型中推断的年龄。然而，大多数人口合成模型仍然依赖于理论等时线，其中不包括现实的建模扩展HB。在这项工作中，我们为一系列古老的简单恒星星族（SSP）创建了详细的模型，以创建各种真实的HB形态，从扩展的红色团块到极蓝的HB。我们实现这一目标，利用恒星轨道从BaSTI数据库和实施不同的质量损失处方为每个SSP创建，从而在不同的HB形态。我们发现，对于每一个金属丰度，有一些HB形态，最大化Hbeta，使一个潜在的14 Gyr人口看起来5- 6 Gyr的低和中等金属丰度的情况下，和年轻的2Gyr的太阳金属丰度SSP。我们探索是否有任何光谱指数能够打破一个老的SSP与扩展蓝色HB和一个真正的年轻或中间年龄的SSP之间的简并性，并发现玫瑰（1984年）的Ca II指数和强度的Mg II双峰在2800 A是有前途的候选人，结合Hbeta和其他金属丰度指标，如Mgb和Fe 5406。我们还进行了蒙特卡罗模拟来研究典型星团光谱中的统计涨落水平。我们发现，即使是平均到大的球状星团，光谱指数的波动是显着的，并且各种光谱指数以不同的方式受到影响，这对全光谱拟合方法有影响。因此，我们敦促谨慎，如果这些类型的星团是用来作为经验校准对象的各个方面的SPS模型。（节录）
2010-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling stellar convection and pulsation in multidimensions using the ANTARES code
ANTARES代码是为模拟各种情况下的天体物理流动而设计的，特别是在恒星物理学方面。在这里，我们描述扩展作为必要的模型的脉动和对流的相互作用，在经典的脉动星。这些扩展包括引入可沿径向移动的球形网格、网格细化的具体形式以及关于辐射转移的考虑。然后，我们提出的造父变星的基本参数，我们更密切地研究。对于该恒星，我们提供了一个简短的讨论模式的H+HeI和HeII对流区和脉动的相互作用中看到的pdV工作或大气结构。
2011-11-13 astro-ph.SR
Resonances and Stellar Cycles: Observations and Modelling
本文利用Parker dynamo建模探讨参数激发（如行星引力）对恒星磁活动周期的影响，证明其虽非周期形成的决定因素，但微弱参数影响足以调制磁场振荡并引发拍频，以此解释木星对太阳磁活动极值的影响。
2025-11-04 astro-ph.SR
Asteroseismic modelling of the Binary HD 176465
探测和分析双星系统中的振荡对于理解恒星的结构和演化至关重要。这部分是因为这些系统具有相同的初始化学成分和年龄。开普勒在HD 176465的两个组成部分中都探测到了类似太阳的振荡。我们提出了一个独立的建模，在这个双星系统中的每一颗星。使用MESA（恒星天体物理学实验模块）生成的恒星模型与观测到的单个频率和互补光谱参数相拟合。用GYRE作为脉动程序，得到了相应恒星模型的理论振荡频率。应用贝叶斯方法，以AIMS（Asteroseismic Inference on a Massive Scale）为优化程序，得到了恒星参数的概率分布函数。HD 176465 A和HD 176465 B的年龄分别为2.81 $\pm$ 0.48 Gyr和2.52 $\pm$ 0.80 Gyr。这些结果与以前使用其他星震建模技术和陀螺年代学进行的研究相一致。
2016-11-17 astro-ph.SR
Modelling Stellar Irradiances I: the transition regions of FGKM stars
本文利用包含电荷转移和密度效应的改进电离平衡模型，对FGKM型恒星过渡区紫外辐照度建模，显著提升了Si IV等异常离子谱线的模拟精度，并首次获得可靠的过渡区化学丰度，未发现FIP效应。
2024-10-03 astro-ph.SR
Modelling stellar activity with Gaussian process regression networks
众所周知，恒星的光球活动限制了对太阳系外行星的探测和定性。特别是，研究类太阳恒星周围的类地行星需要数据分析方法，可以准确地模拟影响径向速度（RV）测量的恒星活动现象。高斯过程回归网络（GPRN）提供了一种分析同步时间序列的原则性方法，将贝叶斯神经网络的结构特性与高斯过程的非参数灵活性相结合。使用HARPS-N太阳光谱观测涵盖三年，我们证明，这个框架是能够联合建模RV数据和传统的恒星活动指标。虽然我们只考虑最简单的GPRN配置，我们能够描述太阳能RV数据的行为至少准确地作为以前公布的方法。我们确认的RV和恒星活动的时间序列之间的相关性达到最大的几天的分离，并找到证据的非平稳行为的时间序列，与接近太阳活动的最小值。
2022-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR stat.ML
Kalkayotl 2.0 Bayesian phase-space modelling of star-forming regions, stellar associations, and open clusters
本文提出开源贝叶斯分层代码Kalkayotl 2.0，基于Gaia数据对恒星数不超过1000的系统进行3D/6D相空间建模并推断膨胀、收缩和旋转等内部运动学，在β-Pictoris、Hyades和Praesepe上验证了其可靠性。
2024-11-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaussian Process modelling of granulation and oscillations in red-giant stars
在凌日行星巡天的背景下对光度时间序列的分析受到恒星信号的影响，这种信号通常被称为“恒星噪声”。这些由恒星振荡和颗粒化引起的信号，对于主序星来说通常可以忽略，因为恒星的贡献在光变曲线相位折叠时会趋于平均。然而，对于进化的恒星来说，此类信号的振幅更大，时间尺度与短周期行星的凌日持续时间相似，需要将它们与凌日一起建模。随着TESS的承诺提供了沿着红巨星分支的恒星的$\sim\!10^5$光变曲线的数量级，需要一种能够描述“恒星噪声”的方法，同时模拟系外行星的过境。在这项工作中，高斯过程回归框架被用来模拟恒星的光变曲线和方法验证，将其应用到TESS类人工数据。此外，该方法被用来表征恒星振荡和造粒的一个样本的充分研究\textit{Kepler}低光度红巨星分支星。所确定的参数进行比较，通过建模的光变曲线的功率谱得到的等效的。结果表明，该方法不仅能够在时域内描述恒星信号，而且还能给出精确的$ν_\text{max}$测量值，即，最大振荡幅度的频率。初步结果表明，在凌日模拟中使用该方法提高了行星与恒星半径之比$R_p/R_\star$的精度和准确性。该方法的实现是公开可用的。
2019-08-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modelling of mercury isotope separation in CP stellar atmospheres: results and problems
化学奇特星（CP）大气中异常同位素丰度的形成可以用光致漂移（LID）来解释。这种效应是额外的辐射加速，并出现由于系统的不对称性的辐射通量在部分重叠的同位素谱线配置文件。LID导致具有红移谱线的同位素悬浮和具有蓝移谱线的同位素下沉，从而产生同位素的扩散分离。我们研究了汞作为一个典型的研究同位素丰富的重金属的扩散。我们的模型计算表明，在CP星富含汞的静止大气中，LID导致较重的汞同位素悬浮和较轻的汞同位素下沉。同位素分离过程的精确定量模型需要非常高分辨率的计算和高精度的输入数据，包括关于谱线的超精细和同位素分裂的数据、适当的谱线剖面和撞击截面。微湍流和弱星风的存在可以从根本上减少辐射驱动扩散的影响。
2009-09-21 astro-ph.SR
Grid-based seismic modelling at high and low signal-to-noise ratios HD 181420 and HD 175272
内容：最近，CoRoT目标HD 175272（F5 V）显示出微弱的类太阳振荡信号，通过相对于地震相似的恒星HD 181420（F2 V）的差分星震分析（Ozel等人，2013）进行建模，其中有明显的类太阳振荡信号。Ozel等人（2013年）提供的结果表明HD 175272可能具有太阳下的质量，同时比太阳热1000 K。这似乎是不符合物理的--标准的恒星演化理论通常不会预测太阳质量的太阳金属量恒星的温度超过6000 K--因此需要对这颗恒星进行重新分析。目的：我们的目标是比较差分asteroseisic分析与基于网格的建模的性能。方法：我们使用两套恒星模型网格和两种网格拟合方法来模拟HD 175272和HD 181420。结果：我们发现，我们能够与其他建模工作的相互兼容和可比的参数，这两个明星的模型。因此，适度的光谱和asteroseisic输入，我们得到合理的估计恒星参数。在HD 175272的情况下，恒星参数的不确定性从我们的网格为基础的建模是更小的，因此更多的物理，比那些在差分分析报告。结论：基于网格的建模提供了更精确和更现实的结果比差分地震学。
2014-03-14 astro-ph.SR
Modelling Quasi-Periodic Pulsations in Solar and Stellar Flares
太阳耀斑发射在所有的EM波段和太阳高能粒子的通量密度的变化被检测到。太阳耀斑和恒星耀斑产生的电磁辐射通常表现出明显的振荡模式，其特征周期从几分之一秒到几分钟不等。这些振荡被称为准周期脉动（QPP），以强调它们通常包含明显的振幅和周期调制。本文综述了太阳耀斑和恒星耀斑中的准周期脉动现象。特别是，我们专注于可能的物理机制，重点是产生周期性的结果范围的基础物理。这些物理机制包括MHD振荡、自振荡机制、振荡重联/重联反转、波驱动重联、双回路聚结、MHD流动过稳定性、等效LCR轮廓机制和热力学循环。我们还提供了目前文献中发表的所有QPP事件的直方图。QPPs的出现对解释和理解耀斑中的基本过程（如磁能释放和粒子加速）提出了额外的限制。因此，为了建立太阳耀斑和恒星耀斑的综合模型，对QPP的充分了解至关重要。
2018-02-12 astro-ph.SR
The more the merrier: grid based modelling of Kepler dwarfs with 5-dimensional stellar grids
我们目前的初步结果，我们的网格为基础的建模（GBM）的矮星/次巨星样本观测开普勒包括全球asteroseismic参数。在这项工作中，GBM分析是基于一个大的网格的恒星模型，其特征在于由五个独立的参数：模型质量和年龄，初始金属丰度（$\zini$），初始氦（$\yini$），和混合长度参数（$α_{mlt}$）。使用这个网格放宽了以前所有GBM工作中使用的假设，其中初始成分由单个参数确定，并且$α_{mlt}$固定为太阳校准值。例如，新的网格使我们能够研究不同的星系化学富集模型对确定恒星参数（如质量半径和年龄）的影响。此外，它允许以简单的方式将来自$α_{mlt}$上的恒星大气模型的新结果包括在GBM分析中。或者，我们可以检验全球星震学是否是一个有用的工具，以限制我们对$\yini$和$α_{mlt}$等量的无知。初步研究结果表明，质量测定是强大的自由，在后者的数量，4.4\%的最大偏差为极端的假设，关于$\yini-\zini$关系和$α_{mlt}$的先验信息。另一方面，到目前为止进行的测试似乎表明，全球地震学没有太大的力量来约束$α_{mlt}$值的$\yini-\zini$关系，而不提供额外的信息。
2017-06-01 astro-ph.SR
Asteroseismic Stellar Modelling with AIMS
AIMS（大规模天文地震推断）的目标是根据一组天文地震频率数据和所谓的经典约束，以贝叶斯方式估计恒星参数和可信间隔/误差条。为了实现可靠的参数估计和计算效率，它使用MCMC算法搜索预先计算的模型网格-模型网格内的插值是通过首先使用Delaunay三角剖分对网格进行镶嵌，然后在匹配的单形上进行线性重心插值来执行的。建模的输入包括来自峰值装袋的个体频率，其可以与经典光谱约束互补。AIMS主要用Python编写，具有模块化结构，以促进社区的贡献。只有少数计算密集的部分已重写Fortran，以加快计算。
2017-11-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Modelling low Mach number stellar hydrodynamics with MAESTROeX
由于声学时间步长的限制，使用传统的可压缩流体动力学代码来模拟恒星内部的长时间对流是非常具有挑战性的。这些流动中有许多处于低马赫数状态，这使我们能够利用声学和平流时间尺度之间的关系来开发计算效率更高的方法。MAESTROeX是一个开源的低马赫数恒星流体动力学代码，允许采取更大的时间步长，因此使系统能够在更长的时间内建模。这对于大质量旋转恒星核心坍缩前的对流问题尤为重要。为了充分捕捉动态，有必要在许多旋转周期内以高分辨率对这些系统进行三维建模。我们概述了MAESTROeX的当前功能，描述了正在进行的纳入旋转效果的工作，并讨论了我们如何优化代码以在GPU上运行。
2019-10-28 astro-ph.SR physics.comp-ph
Stellar turbulence and mode physics
概述了选定的热点问题的模拟振荡性质的类太阳恒星。来自星载强度观测和地基光谱测量的高质量振荡数据为遥远恒星中仍然不清楚的表层提供了第一次测试。重点将是模拟恒星表面层的脉动动力学，随机激发过程和相关的动力学的热量和动量的湍流通量。
2009-11-25 astro-ph.SR
Pulsational instability of pre-main-sequence models from accreting protostars II. Modelling echelle diagrams of $δ$ Scuti stars without rotational splitting
早期恒星演化的物理过程（例如吸积过程）经常没有被正确地包括在主序前模型的计算中，导致模型网格不足，从而导致结果中的系统误差。我们的目标是调查当前和改进的方法为前主序星三角洲盾牌星的asteroseismic建模。我们计算了一个广泛的网格前主要序列模型，包括早期吸积阶段，并使用由此产生的平衡模型作为输入计算理论频谱。这些光谱被用来研究不同的方法在建模中阶梯图，以找到最可靠的方法。通过应用Petersen图，我们提出了一个简单的算法来提取阶梯光栅图从观察到的脉动频率。我们发现，模型网格与不足的输入物理和不完善的建模方法导致低估的不确定性和系统误差中提取的恒星参数。我们对HD 139614的重新讨论导致了与Murphy等人（2021）得出的不同的恒星参数。我们通过应用赤池和贝叶斯信息标准，在以前的调查和我们的结果之间进行了模型比较。虽然关于我们的10-d模型的结果是不确定的，但它们显示了（非常）强有力的证据，表明具有固定吸积参数的6-d模型（导致与10-d模型几乎相同的恒星参数）优于Murphy等人（2021）应用的模型。一般来说，我们的模拟方法可以提供较窄的恒星参数约束（ΔR ~ 0.05 R_ \odot，Δlog g <~ 0.01，ΔM_ \star ~ 0.1 M_ \odot）。经过广泛测试的建模方法和中阶梯光栅图的自动提取应该使我们能够在未来研究更多的前主序星三角洲盾牌星，…
2022-06-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Modelling the Rossiter-McLaughlin Effect: Impact of the Convective Centre-to-Limb Variations in the Stellar Photosphere
罗斯特-麦克劳克林效应的观测提供了恒星-行星排列的信息，可以为行星迁移和演化理论提供信息。在这里，我们超越了经典的RM建模和探索的对流蓝移的影响，不同的恒星盘和非高斯恒星光球配置文件。我们模拟了一个对齐的热木星的4 d轨道约太阳类恒星和注入中心到肢体的速度（和轮廓形状）的变化的基础上辐射的3D磁流体动力学模拟太阳表面对流。我们的模型和经典RM模型之间的残差依赖于固有的轮廓宽度和v sin i;残差的幅度随着v sin i的增加而增加，并且随着固有轮廓宽度的减小而增加。对于缓慢旋转的恒星，中心到边缘的对流变化占主导地位的残差（振幅为10 s cm/s到~1 m/s）;然而，对于快速旋转的恒星，主要的残差特征是由于非高斯的内在轮廓（振幅为0.5-9 m/s）。当影响因子为0时，忽略对流中心到边缘的变化导致了约10-20度的不确定性，即使真实的v sin i是已知的。此外，忽略对非对称内禀轮廓进行适当建模，对旋转速度更快的恒星（例如v sin i = 6 km/s）有更大的影响，并在测量的双折射率中造成约20度的系统误差。因此，忽略恒星表面对流的影响可能会使恒星-行星排列测量产生偏差，从而也会使行星迁移和演化理论产生偏差。
2016-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
SOAP-GPU: Efficient Spectral Modelling of Stellar Activity Using Graphical Processing Units
恒星活动减缓是径向速度（RV）测量中检测类地系外行星的主要挑战之一。现在有几种很有前途的技术正在研究光谱时间序列的使用，以区分恒星和行星扰动。在本文中，我们提出了一个新版本的现货振荡和行星（SOAP）2.0代码，可以使用图形处理单元（GPU）在光谱水平上模拟恒星活动。我们利用GPU的计算能力来优化原始SOAP 2.0代码背后的计算昂贵的算法。我们开发的GPU内核允许在任何给定的波长范围内模拟恒星活动。SOAP-GPU除了在光谱水平上处理恒星活动外，还包括从中心到边缘的谱线平分线的变化，并且可以将PHOENIX光谱作为输入来模拟安静的光球，斑点和光斑，这允许在恒星属性中模拟宽空间的恒星活动。基准计算表明，对于相同的精度，这个新的代码提高了60倍的计算速度相比，SOAP 2.0的修改版本，产生光谱，当建模恒星活动的全可见光谱范围内的分辨率为R=115'000。尽管代码现在包括谱线平分线随中心到边缘角的变化，但对导出的RV的影响很小。公开的SOAP-GPU代码允许在光谱水平上有效地模拟恒星活动，这对于测试在不受其他噪声源影响的光谱时间序列水平上工作的进一步恒星活动缓解技术至关重要。除了性能上的巨大提升外，SOAP-GPU还包括更多的物理特性，并且由于使用了PHOENIX光谱库，它能够对太阳以外的不同恒星进行建模，从F到K矮星。
2023-01-11 astro-ph.SR
Asteroseismic modelling of solar-type stars: A deeper look at the treatment of initial helium abundance
对恒星物理的详细了解对于确定恒星的性质（如半径，质量和年龄）至关重要。在太阳型恒星建模中使用的重要输入物理学中，初始氦丰度仍然受到很好的约束。为此，在构建恒星模型网格时，初始氦丰度可以（i）通过使用固定到标准大爆炸核合成值的半经验氦-重元素富集比（${ΔY}/{ΔZ}$）或（ii）通过将初始氦丰度设置为自由变量来估计。采用35个小质量，太阳型恒星与多年开普勒测光从星震“遗产”样本，我们探讨了推断的恒星参数的系统不确定性（即，半径，质量和年龄）所产生的处理的初始氦丰度在恒星模型网格。与基于固定的${ΔY}/{ΔZ}$比率的网格相比，从具有自由初始氦丰度的网格导出的恒星质量和半径较低。我们发现，系统的不确定性的平均密度，半径，质量和年龄所产生的网格，采用固定值的${ΔY}/{ΔZ}$和那些与自由初始氦丰度为$\sim$ 0.9%，$\sim$ 2%，$\sim$ 5%和$\sim$ 29%，分别。我们报告说，系统的不确定性推断的质量和半径所产生的初始氦丰度在恒星网格的治疗范围内的预期精度限制欧空局的PLATO，虽然这是不是这样的年龄。
2020-10-15 astro-ph.SR
Modelling stellar jets with magnetospheres using as initial states analytical MHD solutions
在本文中，我们专注于建设恒星流出模型出现在赤道地区的磁层所包围的极冕洞型区域在静态吸积阶段。这些模型是基于初始解析解。我们采用了一个与时间无关的轴对称MHD方程，它有效地描述了一个喷流起源于一个恒星的日冕的自相似解决方案。我们适当地修改这个解决方案，以纳入物理上一致的恒星磁层。我们发现，封闭的场线区域可能会表现出不同的行为取决于相关的边界条件和热通量的分布。然而，恒星喷流在所有的最终平衡态是非常相似的分析中规定的初始条件。当初始净热通量保持不变时，磁层表现为动态的头盔状流，并伴随着准稳态的慢磁层风。由于没有热通量，赤道周围形成一个小的死区，周围环绕着一个弱流光，这是低质量通量磁层喷射的来源。当冕洞较大并延伸到减小的闭合场线静态区时，发现了没有流光和头盔形死区的平衡。这项研究表明，自相似解决方案的鲁棒性和他们的能力，提供准稳态射流模拟与现实的边界和赤道磁层包围。
2016-02-25 astro-ph.SR
Constraints on the Axion-Photon Coupling Using Stellar Modelling
本研究结合星震学与恒星建模，首次通过晚期主序星演化模型约束轴子-光子耦合参数，在68%置信水平下设定了独立上限，并提出更保守的95%置信水平界限。
2024-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Modelling the Corona of HD 189733 in 3D
主序星的制动主要来源于恒星风。这种角动量提取的效率取决于恒星的旋转速率、风的加速度分布和日冕磁场。恒星风力矩标度律的推导对于我们理解恒星的陀螺年代学和自转速率的演化具有重要意义。为了了解复杂的磁拓扑结构对恒星风力矩的影响，我们对HD 189733的日冕进行了三维动力学模拟。使用所观察到的复杂的拓扑结构的磁场，我们估计如何与风的扭矩与模型参数的比例，并比较这些趋势，以前公布的比例定律。
2014-11-10 astro-ph.SR
3D-modelling of the stellar auroral radio emission
电子回旋脉塞是一种相干辐射过程，它导致了在热磁化学性质特殊的室女座CU星上观测到的无线电灯塔效应。它也被用来解释在一些超冷矮星上观测到的高度圆偏振的射电脉冲，其光谱类型早于M7。这种相干事件类似于太阳系磁化行星的极光无线电发射。在本文中，我们提出了一个三维模型，能够模拟的时间和轮廓的脉冲发射的那些恒星的特点是由一个偶极磁场以下的层流源模型的假设，用来解释地面极光公里辐射的聚束。这个模型被证明是一个强有力的工具来理解极光射电发射现象，使我们能够得出一些一般性的结论，模型的自由参数的相干脉冲的特征的影响，并了解更多的这种脉冲射电发射的可探测性。
2016-03-08 astro-ph.SR
Forward modelling of Kepler-band variability due to faculae and spots
在晚型恒星的光度光变曲线中观察到的变化（时间尺度超过一天）是系外行星调查中的主要噪声源，主要来自恒星磁活动的表面表现，即光斑和斑点。在光变曲线模型中光斑的实现是一个悬而未决的问题，缩放通常基于热恒星大气的光谱或假设太阳源光斑对比度。我们模拟了活跃的G2，K0，M0和M2恒星的旋转（单周期）光变曲线，具有类似太阳的表面分布和真实的边缘依赖对比度的光斑和斑点。探讨了光变曲线变化对模型参数变化的敏感性，这些参数包括恒星倾角、特征区域覆盖率、光斑温度、光斑区域磁通量密度和活动带纬度。对于我们的光变曲线建模方法，我们使用了女演员，一个恒星变化的几何精确模型。Actress生成表示恒星表面的2球地图，并使用用户指定的光斑和光斑区域分布填充它们。由此，可以计算任何倾角下的光变曲线。安静的恒星临边暗化和临边相关的光斑对比度来自于使用ATLAS 9的MURaM 3D磁对流模拟。1D恒星大气模型用于斑点对比。我们在蒙特卡罗模拟中应用了Actress，计算了开普勒波段的光变曲线振幅。我们发现，对于一个给定的光谱类型和恒星倾角，光斑温度和光斑面积覆盖率有最大的影响，所有的模拟参数的变化。对于1%的光斑覆盖率，太阳型恒星的典型变化率约为千分之二。光斑的存在显然会影响平均亮度和光变曲线的形状，但对变化的影响相对较小。
2021-04-23 astro-ph.SR
Modelling Stellar Irradiances II: Correlations of solar irradiances with proxies of activity along a cycle
本文利用SDO EVE半个太阳活动周的EUV强谱线辐照度，系统比较Mg II指数、太阳黑子数等代理的相关性，发现Mg II指数对冕线拟合最佳，并基于线性关系建立辐照度模型，同时提供DEM分析结果和实用推导例程。
2025-04-11 astro-ph.SR
Forward modelling of brightness variations in Sun-like stars -- II. Light curves and variability
本文通过结合磁通量浮现与输运模拟和亮度光变性模型，计算不同自转速率和活动区嵌套程度下类太阳恒星的合成光变曲线，揭示二者对光变振幅和形态的强烈影响，并指出高活动恒星需要远高于太阳的嵌套程度以解释开普勒观测。
2023-03-06 astro-ph.SR
Modelling the solar twin 18 Sco
太阳孪星是一个非常有趣的天体，因为它们可以让我们更好地了解恒星演化和结构是如何受到恒星质量、年龄和化学成分在公认的太阳值附近变化的影响。我们的目标是利用现有的分光光度计，干涉仪和星震数据的太阳双星18 Sco约束恒星演化模型。18 Sco是最明亮的太阳双星，也是研究太阳双星的一个很好的基准。目标是利用恒星模型获得其物理特性（质量、年龄、初始化学成分、混合长度参数）的现实估计值和现实的相关不确定性。我们建立了一个贝叶斯模型，将数据的统计特性与恒星参数的概率密度联系起来。特别照顾的地震数据的可能性建模，使用高斯混合模型。采用自适应MCMC算法对恒星参数的概率密度进行了数值近似。根据这些近似分布，我们进行了统计分析。我们还使用局部优化进行了相同的练习。质量的精度约为6%。在X0、Z0和混合长度参数上达到的精度分别为6%、9%和35%。后密度的年龄是双峰，与模式在4.67 Gyr和6.95 Gyr，第一个是稍微更有可能。我们表明，这种双峰性是直接相关的地震数据的结构。当排除星震数据或干涉数据时，我们发现质量和初始氢质量分数的精度有显著损失。我们的贝叶斯分析的不确定性的最终估计值显着大于从局部优化推断的值。
2018-10-02 astro-ph.SR
Uncertainties and biases in modelling 16 Cyg A and B
在这项研究中，我评估如何现有的数据，太阳类似物16天鹅座A和B，特别是从\emph{Kepler}获得的asteroseismic测量，约束理论恒星模型。目标是双重的：第一，使用这些恒星作为基准，以讨论哪些精度可以切实预期的推断恒星数量;第二，以确定如何以及'非标准'的处方，如微观扩散和过冲，受到约束。我使用贝叶斯统计模型来推断天鹅座16 A和B的恒星参数值。我通过马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）算法对恒星参数的后验密度进行采样，测试不同的物理处方，并检查使用不同地震诊断的影响。一般良好的协议，发现与最近的几个建模研究这些恒星，即使存在一些差异的精确估计的参数上的不确定性。估计了该双星系统的年龄为$6.88\pm0.12$ Gyr。推断的群众，$1.07\pm0.02$ M $_{\odot}$的Cyg A和$1.05\pm0.02$ M $_{\odot}$的Cyg B，被证明是稳定的相对于考虑建模的物理处方的变化。对于这两颗恒星，微观扩散对初始金属丰度的估计有显着影响。过冲仅限于对流区以下的非常小的区域。我表明，一个适当的处理地震约束是必要的，以避免偏见的估计质量。
2020-02-25 astro-ph.SR
Modelling turbulent stellar convection zones: sub-grid scales effects
湍流恒星内部的全球数值模拟的令人印象深刻的发展，揭示了各种可能的差异旋转（太阳或反太阳），纬向环流（单或多细胞），发电机状态（稳定的大尺度环向场或周期性反转磁场）。各种数值方案，所谓的滞弹性方程组的基础上，被用来获得这些结果。今天看来，必须评估其鲁棒性方面的细节的数值，特别是处理湍流的子网格尺度。我们报告两个全球模型，ASH和EULAG代码之间正在进行的比较。在EULAG的次网格尺度处理隐式的数值方案，而在ASH他们的效果一般是通过使用增强耗散系数建模。我们描述了亚网格尺度效应在湍流对流模拟与EULAG。我们评估他们的影响，在每个解决规模与详细的能量预算。我们推导出等效的涡流扩散系数，并使用派生的扩散系数在双灰数值模拟。我们发现一个很好的协议之间的大规模流动发展中的两个代码中的流体动力学制度，鼓励进一步调查的磁流体动力学制度的各种发电机解决方案。
2016-05-27 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
Stellar-activity analysis of the nearby M dwarf GJ 526. Multi-dimensional Gaussian-process modelling of RV, FWHM and S-index
通过多维高斯过程建模，研究M矮星GJ 526的恒星活动，发现其自转周期和周期性信号，提出新的可视化方法。
2025-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
