Extended Main Sequence Turnoffs in Intermediate-Age Star Clusters: Stellar Rotation diminishes, but does not eliminate, Age Spreads
扩展的主序星关闭区（eMSTO）是麦哲伦星云中年轻和中等年龄星团色星等图的一个共同特征。eMSTO的性质在文献中仍有争议。目前最流行的场景是扩展的恒星形成活动和恒星旋转速率的范围。在这里，我们研究MSTO形态的差异，预计从年龄的传播与传播的旋转速率的细节，使用蒙特卡罗模拟与日内瓦SYCLIST等时线模型，包括恒星旋转的影响。我们证实了Niederhofer等人最近的一项发现，即恒星自转速度的分布产生了与星系团年龄成正比的MSTO范围，正如所观察到的那样。然而，我们发现，恒星旋转产生的MSTO横切宽度一般小于观测到的在给定的年龄。我们比较模拟与高质量的哈勃太空望远镜数据的NGC 1987和NGC 2249，这是两个相对较大的星团的年龄为~1 Gyr，这样的数据是可用的。我们发现，在这些集群的eMSTO的恒星分布不能解释仅仅由恒星旋转速度的分布，除非快速旋转的恒星的方向严重偏向赤道上的配置。在随机视角的假设下，恒星自转可以分别解释NGC 1987和NGC 2249的eMSTO观测到的半高宽的60%和40%。相比之下，恒星自转速度和恒星年龄的分布相结合，符合观测到的eMSTO形态非常好。
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Populations of rotating stars II. Rapid rotators and their link to Be-type stars
尽管人们普遍认为单颗Be星是被一个平坦的旋转拱星盘所包围的快速旋转的恒星，但关于这些恒星的旋转速度以及盘中角动量和质量输入的机制仍然存在争议。我们研究的性质的恒星，其临界转速附近的旋转和调查的性质所形成的磁盘赤道质量喷射。我们使用最新的日内瓦恒星演化轨道快速旋转的恒星达到临界极限，并使用一个简单的模型的磁盘结构。我们得到，在太阳金属丰度为9 Msun的恒星，在主序星阶段达到临界速度的最小平均速度约为330 km/s，而在小麦哲伦云（SMC）金属丰度为390 km/s。红巨星或超巨星起源于非常快速旋转的恒星，其旋转速度是慢旋转恒星的6倍，N/C比是慢旋转恒星的3倍。这种差异在金属量较低时变得更强。因此，研究在MS波段上显示大量Be星的星团中的红巨星可能是非常有趣的。在我们的单星模型的基础上，我们表明，所观察到的Be星分数与集群年龄是兼容的存在一个温度依赖的下限所需的恒星成为Be星的速度。当恒星以临界速度失去质量时，从简单的参数化表达式中获得的圆盘的质量，扩展和扩散时间与Be型恒星周围圆盘的估计值相差不远。在一定的金属丰度下，盘的质量和延伸随着初始质量和MS相年龄的增加而增加。在低金属量区域，预计会有更致密的盘。
2013-03-10 astro-ph.SR
A Novel Approach to Constrain Rotational Mixing & Convective-Core Overshoot in Stars Using the Initial-Final Mass Relation
半经验的初始-最终质量关系（IFMR）将星团中光谱分析的白矮星与形成它们的恒星的初始质量联系起来。然而，大多数目前的恒星演化模型预测，恒星将演化为质量比IFMR中发现的小$_\odot$ 0.1 M的白矮星。我们首先看看如何不同的理论质量损失率，第三次疏浚效率，对流核心过冲可能有助于解释模型和观测之间的差异。这些参数在最低质量（M $_{\rm initial}$ $<$ 3 M $_\odot$）下起重要作用。在更高的质量，只有对流核心过冲有意义地影响白矮星质量，但单独它可能无法解释观测到的白矮星质量，也不能解释为什么IFMR散射大于观测误差预测。然而，这些更高的质量也是主序星中旋转混合开始产生更大质量核心的地方，因此也是更大质量白矮星的地方。这种旋转混合也延长了恒星的寿命，使得旋转速度更快的祖先在半经验年龄分析中看起来像质量更小的恒星。将观测到的年轻B矮星旋转范围应用于MIST或SYCLIST旋转模型，在再现观测到的IFMR数据及其分散性方面表现出显着的改进。旋转和有效的对流核心过冲的合并显着提高了与观测的匹配。这项工作表明，IFMR提供了一个有价值的观测约束旋转和对流核心过冲如何影响恒星的核心演化。
2019-01-09 astro-ph.SR
Non-standard s process in low metallicity massive rotating stars
上下文已知旋转会影响大质量恒星中轻元素的核合成，主要是通过旋转引起的混合。特别是，轮作提高了初级氮的生产。旋转恒星的模型能够再现在低Z晕星中观察到的氮。目标。在这里，我们提出了第一个网格的恒星模型旋转大质量恒星在低Z，其中一个完整的S-过程网络被用来研究旋转引起的混合重元素的核合成的影响。方法.我们使用日内瓦恒星演化代码，其中包括一个扩大的反应网络与核物种铋计算25 M $_\odot$模型在三个不同的Z和不同的初始旋转速率。结果首先，我们确认，旋转引起的混合导致生产的主要$^{22}$ Ne，这是主要的中子源的s过程中的大质量恒星。因此，旋转增强了大质量恒星在所有Z处的s过程。第二，在包括旋转的模型中，中子与种子的比率随着Z的减小而增加，这导致在堆芯He燃烧结束时，Z <1 e-3处的所有铁种子被完全消耗。因此，在低Z下，铁晶种是这种增强的S过程的主要限制。第三，随着Z降低，直到Ba峰的元素的产生增加，而Sr峰的元素减少。我们研究了初始旋转速率和不确定的$^{17}$ O $(α,γ)$速率（强烈影响$^{16}$ O的中子毒性强度）对我们结果的影响。这项研究表明，旋转模型可以在很宽的Z范围内产生大量的元素，最高可达Ba。第四，与He核相比，He壳层中的初级$^{22}$ Ne产生甚至更高（在所有Z处的质量分数> 1%），这可以为具有初级中子源的He壳层中的爆炸中子捕获核合成打开…
2011-12-23 astro-ph.SR
Populations of rotating stars. - I. Models from 1.7 to 15 Msun at Z = 0.014, 0.006, and 0.002 with Ω/Ωcrit between 0 and 1
已知B型星以不同的速度旋转，包括像Be星那样接近临界速度的非常快的旋转体。在本文中，我们提供的恒星模型，涵盖的质量范围在1.7至15 Msun，其中包括已知的Be星的典型质量，在Z = 0.014，0.006，和0.002和扩展范围的初始速度上的零年龄的主要序列。我们使用了日内瓦恒星演化代码，包括shellular旋转的影响，与数值处理，已得到改进，使代码可以精确地跟踪角动量的变化，因为它的影响下的辐射风和/或机械质量损失的恒星的内容。我们讨论了初始旋转速率对赫兹-罗素图中轨道的影响，主序（MS）寿命，表面旋转和丰度的演变，以及对各种同位素的喷射质量。在从当前网格获得的新结果中，我们发现：1）初始质量约为1.7 Msun的快速旋转恒星在核心氢燃烧阶段开始时，相对于缓慢旋转的恒星，对流核心非常小。在对这类恒星进行星震研究的框架中，记住这一事实可能是很有趣的。2)在旋转较慢的恒星中，核心和表面角速度之间的对比度更高。目前获得的值与从星震学获得的B型星的极少数值一致。3)在Z = 0.002时，质量范围在1.7 ~ 3 Msun之间，MS上的平均速度为150 km/s的恒星，在MS中期显示出高于0.2 dex的N/H增强，在MS相末期则高于0.4 dex。在MS中的任何时间，太阳金属丰度的相应值都低于0.2 dex。
2013-03-10 astro-ph.SR
Constraints on rotational mixing from surface evolution of light elements in massive stars
上下文轻元素和氮的表面丰度一起可以限制主序星上大质量恒星的混合效率，因为表面的适度混合会导致轻元素的耗尽，但后来才导致氮的富集。目标。我们希望通过跟踪大质量恒星表面轻同位素丰度的演化来检验日内瓦恒星演化代码（GENEC）中包含的旋转混合处方。方法. GENEC是一个包含复杂的旋转混合处方的一维代码。我们在这个代码中实现了一个扩展的反应网络，包括轻元素Li，Be和B，这使我们能够进行计算测试旋转诱导混合。结果我们遵循9，12和15太阳质量模型与旋转从零岁的主序列结束的He燃烧。计算结果显示，对于旋转速度更快的恒星和质量更大的恒星，轻同位素的消耗速度更快。结论.我们发现，目前的大质量单星旋转模型中使用的混合处方可以解释大部分的观测。然而，由于不确定性很大，很难对混合方案得出确切的结论。
2010-10-25 astro-ph.SR
Impact of different approaches for computing rotating stellar models I. The solar metallicity case
本研究用GENEC代码计算15和60太阳质量恒星模型，比较不同旋转处理方法（非磁与磁）对化学结构、角动量输运及核心性质的影响，发现扩散系数选择显著影响低质量模型，磁不稳定性主导角动量输运，需与观测对比以确定最优方案。
2023-12-20 astro-ph.SR
The contribution from rotating massive stars to the enrichment in Sr and Ba of the Milky Way
大多数中子俘获元件都有r-和s-过程的双重生产，但生产地点的问题很复杂，仍然悬而未决。最近的研究表明，包括恒星自转可以对核合成产生深刻的影响。我们研究了Sr和Ba在银河系中的演化。一个化学演化模型被用来再现银河系的富集。我们测试了两个不同的核合成处方的s-过程中的大质量恒星，通过日内瓦集团和罗马集团。考虑了自转，研究了不自转或以不同速度自转的恒星的影响。我们还测试了r过程的不同产生地点：磁旋转驱动的超新星和中子星合并。Sr和Ba丰度的演变是很好的再现。与最新观测结果的比较表明，恒星自转是一个很好的假设，但过高的速度会导致这些元素的过度产生。特别是，在低金属丰度的[Sr/Ba]比的预测演变并不能解释最好的数据，如果旋转不包括在内。对不同的恒星质量和金属丰度采用不同的自转速度可以更好地解释观测到的趋势。尽管两套采用恒星模型之间的差异，都表现出更好的协议与数据假设增加的旋转速度向低金属丰度。假设不同的r-过程源不会改变这个结论。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
$s$-process production in rotating massive stars at solar and low metallicities
旋转被证明对大质量恒星的结构和轻元素核合成有很大的影响。特别是，包括旋转的模型可以重现在晕极贫金属（EMP）恒星中观察到的初级氮。其他探索性模型表明，旋转可提高低金属丰度下的$s$工艺生产。在这里，我们提出了一个大网格的大质量恒星模型，包括旋转和一个完整的$s$ -过程网络，研究旋转的影响上的弱$s$ -过程。我们探讨了产生大量超出锶峰的元素的可能性，锶峰是弱$s$过程通常停止的地方。我们使用日内瓦恒星演化代码耦合到一个扩大的反应网络与737个核素铋计算$15-40\,\text{M}_\odot$模型在四个金属丰度（$Z = 0.014,10^{-3}$，$10^{-5}$，和$10^{-7}$）从主序列到氧燃烧结束。我们证实，旋转诱导的对流H-壳层和氦核之间的混合，使一个重要的生产初级$^{14}$ N和$^{22}$ Ne和$s$ -过程在低金属丰度。在低金属丰度时，尽管产量仍然受到铁籽晶初始数量的限制，但旋转通过增加中子与籽晶的比率，增强了$s$过程的产量，即使对于比锶重的同位素也是如此。该比率的增加是$^{22}$ Ne的初级产生的直接结果。尽管核的不确定性影响的$s$过程的生产和恒星的不确定性影响的旋转引起的混合，我们的研究结果表明，一个强大的生产$s$过程在低金属丰度时，旋转考虑。考虑模型的初始旋转速率的分布，使复制所观察到的大范围的[Sr/Ba]比（碳增强和正常）E…
2015-11-18 astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: I. Magnetic field evolution, mass-loss quenching and magnetic braking
表面磁场对恒星的质量损失和旋转有很大的影响，因此，对大质量恒星的演化有很大的影响。在这项工作中，我们研究了一个不断发展的偶极表面化石磁场与初始场强为4 kG的15 M的$_{\odot}$太阳金属丰度模型使用日内瓦恒星演化代码的特性的影响。考虑两种不同的情况下的内部角动量输运的非旋转和旋转模型进行了计算，包括磁场演变，质量损失淬火，和磁制动。磁场演化导致最初强的磁场减弱，然而，在我们的模型中，当恒星向红超巨星阶段演化时，仍然保持着可观察到的磁场。在给定的初始质量的模型，质量损失淬火是适度的。磁制动大大提高了化学元素的混合，如果径向差分旋转是允许的，另一方面，列入表面磁场产生一个较低的表面富集的情况下，近固体旋转。包括表面磁场的模型在亨特图（绘制氮丰度与$v \sin i$）上显示出与不包括表面磁场的模型明显不同的趋势。磁模型同意定性与异常的“第2组恒星”，显示缓慢的表面旋转和高表面氮增强的主要序列。
2019-02-25 astro-ph.SR
Possible pair-instability supernovae at solar metallicity from magnetic stellar progenitors
近太阳金属丰度（和低红移）对不稳定性超新星（PISN）候选者挑战恒星演化模型。事实上，在这样的金属丰度下，即使一颗最初质量非常大的恒星通常也会因恒星风而失去大量质量，从而避免电子-正电子对产生的不稳定性。我们使用最近的结果表明，在一个大质量的恒星表面的磁场可以显着降低其有效的质量损失率，计算在太阳金属丰度的超大质量恒星（VMSs）的磁模型，并探讨这种恒星结束PISNe的可能性。我们实现淬火的质量损失产生的表面偶极磁场到日内瓦恒星演化代码和计算新的恒星模型的初始质量为$200\,M_\odot$在太阳金属丰度，有和没有旋转。它大大减少了恒星在其一生中损失的总质量。对于非旋转模型，在电子-正电子对产生不稳定性开始时，模型的总（CO-核心）质量为$72.8\,M_\odot$（$70.1\,M_\odot$）。对于旋转模型，我们得到了$65.6\,M_\odot$（$62.4\,M\odot$）。在这两种情况下，内部质量的一个显着的分数在于对不稳定性发生在$\log(T)-\log(ρ)$平面的区域。减少的质量损失与磁场的相互作用有效地制动了旋转模型的表面，产生了强烈的剪切，从而产生了非常有效的混合，使恒星几乎均匀地演化。我们的模型的核心特征表明，太阳金属丰度模型的磁VMSs可能演变到PISNe（和脉动PISNe）。
2017-02-08 astro-ph.SR
The stellar evolution perspective on the metallicity dependence of classical Cepheid Leavitt laws
Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文系）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）
本研究基于恒星演化模型合成造父变星族，分析莱维特定律的金属丰度依赖性，发现斜率随金属丰度降低而变陡，截距依赖枢轴周期，结果与SH0ES的消光无关H波段约束高度一致。
2025-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended Main Sequence Turn Off cluster NGC1856: rotational evolution in a coeval stellar ensemble
麦哲伦星云中年轻星团的多次或延长的转折最近受到了极大的关注。许多研究表明，它们可能被解释为一个显著的年龄扩散（在1- 2 Gyr的星团中有几个10^8年），而其他研究则将它们归因于恒星自转的扩散。我们聚焦于星系团NGC 1856，显示出主序上部的分裂，颜色m_{F336W} - m_{F555W} $清晰可见，以及一个非常宽的关闭区域。利用Geneva恒星模型中的星族合成，我们证明了星团数据可以解释为两个年龄相同（~ 3.5亿年）的主要星族的叠加，其中2/3的快速旋转恒星定义了上转折区和红序，而1/3的慢速/非旋转恒星组成。由于快速自转是B-A型恒星的共同特性，这个模型提出的主要问题是关于缓慢/非旋转分量的起源。双星同步是缓慢/非旋转星群背后的一个可能过程;在这种情况下，许多缓慢/非旋转的恒星仍然应该是轨道周期在4到500天范围内的双星系统的一部分。这样的时期意味着，在主序的原生演化过程中，发生了罗氏瓣溢出，因此大多数原生体可能无法点燃核心氦燃烧，这就是缓慢旋转的种群缺乏红色团块后代的原因。
2015-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation VII: Models from 0.8 to 300 M$_\odot$ at super-solar metallicity (Z = 0.020)
我们提出了一个网格的恒星模型在超太阳金属丰度（Z = 0.020）扩展以前的网格的日内瓦模型在太阳和太阳下的金属丰度。选择Z = 0.020的金属丰度来匹配内银盘。与太阳模型相比，金属丰度适度增加了43%（=0.02/0.014），这意味着模型的演化与太阳模型相似，但质量损失略大。质量损失将超级太阳模型的最终总质量限制在35 M $_\odot$，即使初始质量远大于100 M $_\odot$的恒星也是如此。对于旋转恒星，质量损失在20 M $_\odot$以上的恒星（对于非旋转恒星，质量损失在25 M $_\odot$以上的恒星）足以去除整个富氢包层。因此，我们的模型预测旋转恒星的SNII低于20 M $_\odot$（非旋转恒星为25 M $_\odot$），SNIb（可能是SNIc）高于此。我们计算了等时线和合成星团，将我们的超太阳模型与Westerlund 1（Wd 1）大质量年轻星团进行了比较。结合旋转和非旋转模型的年龄分布在log 10（年龄/年）= 6.7和7.0之间的合成集群能够定性地再现观察到的WR，RSG和YSG星在Wd 1的人口，特别是他们同时存在的log 10（L/L $_\odot$）= 5-5.5。定量协议是不完善的，我们讨论了可能的原因：合成集群参数，二元相互作用，质量损失及其相关的不确定性。特别是，质量损失在冷的HRD部分起着关键作用。
2022-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation: V. Models from 1.7 to 120 Msun at zero metallicity
了解第一批恒星的性质是了解早期宇宙的关键。有了像JWST这样的新设备，我们可能很快就能对最早的恒星星族进行首次观测，但要理解这些观测，我们需要详细的理论模型。在这里，我们计算网格的恒星演化模型使用日内瓦代码的目的是提高我们的理解的零金属丰度的恒星的演化，特别感兴趣的旋转如何影响表面特性，内部结构，和金属富集。我们制作了一系列初始质量（Mini）从1.7 Msun到120 Msun的模型，重点是9 Msun < Mini < 120 Msun的大质量模型。我们的网格包括有旋转和无旋转的模型，旋转模型的初始速度为临界速度的40%。我们发现，旋转强烈影响的第一批恒星的演化，主要是通过增加核心的大小和更强的H-燃烧壳在核心氦燃烧。在没有辐射质量损失的情况下，角动量在旋转模型的表面建立，因此初始质量Mini > 60 Msun的模型在主序上达到临界旋转并经历质量损失。我们发现，旋转混合强烈影响金属富集，但并不总是增加金属产量，因为我们看到在更高的金属丰度。这是因为旋转导致在He燃烧期间较早的CNO提升到H壳层，这可能会阻碍取决于初始质量和旋转速度的金属富集。这个新的人口III模型网格的电子表格是公开的。
2020-12-14 astro-ph.SR
PARSEC V2.0: Rotating tracks and isochrones for seven addtional metallicities in the range Z=0.0001-0.03
本研究扩展PARSEC v2.0旋转恒星轨迹与等时线数据库至七种新增金属丰度，并支持旋转速率插值，经模型对比、NGC6067星团拟合及Gaia观测验证后公开发布。
2025-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of the Tayler magnetic instability on the surface abundance of boron in massive stars
本文利用 Geneva 恒星演化程序研究 Tayler 磁不稳定性对大质量 B 型恒星表面硼丰度的影响，发现纯流体动力学模型高估高转速恒星的硼损耗，而引入 Tayler 不稳定性可同时解释表面丰度、演化状态和旋转速度，但可能高估慢速旋转恒星中的角动量输运。
2025-07-06 astro-ph.SR
The evolution of single B-type stars with a large angular momentum content
日内瓦恒星演化小组在过去几年中提出的中等质量旋转恒星模型数据库可以用来建立综合的恒星星族，充分考虑恒星旋转的影响。然而，到目前为止，我们仍然缺乏恒星的演化轨道，旋转接近临界极限在整个MS阶段。这是因为在零年龄MS（ZAMS）施加的平面内部旋转轮廓被ZAMS之后立即发生的纬向电流的作用所修改，导致表面旋转速度突然降低，直到它达到准静止状态。我们计算恒星模型与非固体旋转在ZAMS获得恒星的演化轨道具有较大的内容的角动量，达到旋转赤道速度接近临界极限，在整个MS阶段。这些模型具有更长的MS寿命和更高的表面化学富集已经在MS结束时，特别是在Z=0.002。在ZAMS的固体旋转的恒星模型充分代表的整体特征和演化的差分旋转模型相同的角动量内容，但具有较低的初始表面旋转速度。对于这些模型，我们建议使用的初始旋转速率的值推导出一旦达到准稳态，在表面速度突然下降。有趣的是，初始赤道旋转速度几乎是独立的恒星模型，我们计算相同的质量和角动量内容在ZAMS。如果像一些观测证据所表明的那样，Z=0.002的B型恒星在ZAMS中以比Z=0.014的恒星更高的赤道速度旋转，我们的发现将表明SMC中B型恒星的角动量含量高于银河系对应物。
2014-09-19 astro-ph.SR
Evolution of rotating massive stars adopting a newer, self-consistent wind prescription at SMC metallicity
本研究采用自洽m-CAK风谱更新日内瓦演化代码，模拟SMC金属丰度下20-85太阳质量恒星演化，发现质量损失降低影响恒星表面富集与演化路径，并将WR星最小初始质量降至85太阳质量。
2024-04-11 astro-ph.SR
The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage
首次分析了大质量恒星从零龄主序星（ZAMS）到前超新星（SN）阶段的内部和光谱演化。为此，我们结合恒星演化模型使用日内瓦代码和大气模型使用CMFGEN。通过我们的方法，我们能够产生可观测的数据，例如合成的高分辨率光谱和光度测定，帮助比较演化模型和观测数据。在这里，我们分析了一个非旋转的60 Msun恒星的演化和它的光谱在其整个生命周期。有趣的是，即使在ZAMS，这颗恒星也有超巨星的外观（光度I类）。我们发现光谱类型的演化顺序如下：O3 I（在ZAMS），O 4 I（H-核心燃烧阶段的中间），B超巨星（BSG），B超巨星（BHG），热亮蓝变星（LBV; H芯燃烧结束），冷却LBV（在He-核心燃烧阶段开始时的H-壳燃烧），在WN晚期和WN早期的快速演化，早期WC（He-芯燃烧的中间）和WO（He-芯燃烧的结束直到芯塌陷）。我们发现以下光谱相寿命：3.22e6年的O型，0.34e5年（BSG），0.79e5年（BHG），2.35e5年（LBV），1.05e5年（WN），2.57e4年（WC），和3.80e4年（WO）。与以前的研究相比，我们发现一个更长（更短）的持续时间为早期WN（晚WN）阶段，以及一个长寿的LBV阶段。我们表明，LBV自然出现在单星演化模型在MS结束时，质量损失率增加作为一个结果，越过双稳态极限。我们讨论的光谱，幅度，颜色和电离通量在整个恒星的生命周期的演变，以及它们…
2014-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting Kepler-444. II. Rotational, orbital and high-energy fluxes evolution of the system
上下文开普勒444是迄今为止已知的最古老的行星系之一。它的特殊结构包括五个亚地球大小的行星围绕伴星运行，形成一个双星系统，这使得它的早期历史令人费解。此外，对HI-Ly- $\rm α$变化的观测提出了许多关于今天逃逸大气可能存在的问题。目标。我们的目标是研究Kepler-444-d和Kepler-444-e的轨道演化以及大气蒸发对Kepler-444-e的影响。方法. Kepler-444-A的旋转恒星模型使用日内瓦恒星演化代码进行计算，并与轨道演化代码耦合，考虑了动力学、平衡潮汐和大气蒸发的影响。探讨了多个恒星自转历史和极紫外（XUV）光度演化轨迹的影响。结果使用详细的旋转恒星模型能够重现开普勒-444-A的旋转速率，我们发现，它所观察到的旋转速率是完全符合预期的这一老K 0型恒星，这表明没有理由为它是异常活跃，将需要解释所观察到的HI-Ly- $\rm α$的变化从恒星的起源。我们发现，由于低行星质量（$\sim$ 0.03 M $_{\rm \oplus}$）和相对较大的轨道距离（$\sim$ 0.06 AU）的开普勒-444-d和e，动力学潮汐可以忽略不计影响他们的轨道，无论考虑的恒星旋转历史。相反，我们指出恒星旋转历史对Kepler-444-e寿命质量损失估计的影响是多么显著。我们表明，即使在一个非常缓慢的旋转恒星的情况下，似乎不太可能这样的行星可以保留一小部分的初始水…
2021-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Yields of Rapidly Rotating Population III Stars for the High Redshift Universe
Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Portsmouth University（朴茨茅斯大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）
本研究通过日内瓦模型模拟快速旋转的第三族恒星演化，计算其CNO产率，发现高氮产率不一定对应高N/O比，为解释JWST观测的高红移富氮星系提供了新数据集。
2026-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improved Main Sequence Turnoff Ages of Young Open Clusters: Multicolor UBV Techniques & the Challenges of Rotation
年轻的疏散星团的主序星熄灭年龄会因熄灭点稀疏而变得复杂，具有高的二进制分数，可能受到微分红化的影响，并且通常包括一些特殊的恒星。此外，恒星的自转对恒星的光度测量和演化时间尺度也有很大的影响。在本文中，我们分析了12个附近的疏散星团，年龄从50百万年到350百万年，如何宽带UBV颜色颜色的关系可以用来识别关闭的恒星是恒星，蓝离散，某些类型的双星，或受微分红化。这种UBV颜色-颜色分析还直接测量聚类的E（B-V）并估计其[Fe/H]。不受这些特性影响的关闭星创建了更窄且更清晰定义的集群关闭。使用四个常见的等时模型，其中两个考虑旋转，我们拟合集群参数使用这些选定的关闭星和主序星。比较光度适合集群距离的基础上盖亚DR 2的视差发现，他们是一致的所有集群。对于更老的（> 1亿年）星团，如昂宿星团和毕宿星团，与基于锂耗尽边界法的年龄比较发现，所有四个等时模型的这些清洁的关闭年龄都在10%以内。然而，对于较年轻的星团，只有考虑旋转的日内瓦模型与基于锂的年龄一致，而基于非旋转等时线的年龄迅速偏离，变得年轻30%至80%。这说明了旋转对于推导最年轻（<1亿年）星团年龄的重要性。
2018-07-27 astro-ph.SR
Evolution of surface CNO abundances in massive stars
氮碳比（N/C）和氮氧比（N/O）是中等质量和大质量恒星内部对混合最敏感的量。我们进一步研究这些比率的理论性质，以及把最近的观测结果的背景下获得的大质量恒星在银河系和麦哲伦星云的VLT火焰调查。我们认为解析关系和恒星演化的数值模型以及我们自己的恒星大气模型，我们严格重新调查观察到的光谱。在理论方面，N/C与N/O的关系图显示出对初始恒星质量、自转速度和混合过程的性质的依赖性很小，直到N/O的相对富集度达到约4倍，因此该图构成了对观测结果的理想质量检验。火焰调查和理论值之间的比较显示出总体一致，尽管发表的结果的观测分散。CNO产物的某些混合的存在被清楚地证实，但是数据的准确性不足以允许测试旋转恒星的不同模型和日内瓦模型之间的显著差异。我们讨论了为什么部分观察数据点不应被考虑用于这种比较的原因（大部分是由于观察偏倚）。当不考虑这些观测数据点时，分散度降低。最后，N/C vs N/O图可能提供了一种强有力的方法来区分红超巨星阶段之前的蓝超巨星和之后的蓝超巨星。此外，相似低速的红超巨星可能会表现出不同的N富集度，这取决于它们在主序阶段的初始旋转。
2014-04-03 astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation IV. Models from 1.7 to 120 Msun at a metallicity Z = 0.0004
旋转对恒星演化的影响在低金属丰度时特别重要，此时恒星风造成的质量损失减少，旋转混合导致的表面富集比高金属丰度时相对更明显。在这里，我们调查的影响旋转和金属丰度的恒星演化。使用与我们以前的Z=0.002和Z=0.014的大网格模型类似的物理学，我们用Geneva代码计算初始质量（Mini）在1.7和120 Msun之间和Z=0.0004（1/35太阳）的旋转和非旋转恒星的恒星演化模型。这与迄今为止观测到的大多数贫金属星系的金属丰度相当，例如I Zw 18。对于大质量恒星，旋转和非旋转模型的核心氦燃烧阶段的大部分有效温度都高于8000 K。恒星只有在生命的末期才会变成红超巨星，而且很少有RSG。我们的模型预测很少到没有经典的沃尔夫-拉叶星作为一个结果，在低金属丰度弱恒星风。质量最大的恒星会以明亮的蓝超巨星或明亮的蓝变星结束它们的生命，这一特征是高金属丰度的模型所无法预测的。有趣的是，由于中间对流区的行为，产生对不稳定超新星的恒星的质量域在Z=0.0004时比在Z=0.002时小。我们发现，在主序阶段，氮和碳丰度（N/C）之间的比例保持不变的非旋转模型。然而，在MS末期的旋转模型中，N/C增加了10-20倍。造父变星来自Mini > 4-6 Msun的恒星，超出了核心氦燃烧阶段，并且在不稳定带中花费很少的时间。由于它们会向较冷的有效温度演化，这些造父变星应该会显示出脉动周期随年龄而增加的…
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multisite photometric study of two unusual Beta Cep stars: the magnetic V2052 Oph and the massive rapid rotator V986 Oph
我们报告了Beta Cep恒星V2052 Oph和V986 Oph的多站点测光活动。在182个夜晚中，五大洲的八台望远镜获得了670小时的高质量差分光电Stromgren，Johnson和Geneva时间序列测光。V2052 Oph数据的频率分析能够检测三个脉动频率，最强信号的第一谐波，以及旋转频率及其第一谐波。从分析颜色振幅比的脉动模式识别确认主导模式为径向的，而其他两个振荡最有可能是l=4。结合地震对旋转轴倾斜的限制和已发表的磁场分析，我们得出结论，径向模式必须是基本的。旋转光调制与已发表的光谱可变性同相，并且与两个磁极都通过视线的倾斜旋转器一致。旋转轴的倾角为54 ° <i<58 °，磁性为58 ° <β <66 °。讨论了V2052 Oph存在磁约束风的可能性。V986 Oph单次振荡的光度振幅与l=3模式最一致，但这种识别是不确定的。额外的内在的，显然是时间上不相干的，光的变化V986 Oph的报告。在这一点上无法区分不同的解释，但这种变化似乎存在于许多OB星。获得更快速旋转的Beta Cep星，这似乎更喜欢模式的高l的星震信息的前景进行了简要的讨论。
2012-05-29 astro-ph.SR
A Strict Test of Stellar Evolution Models: The Absolute Dimensions of Massive Benchmark Eclipsing Binary V578 Mon
我们测定了玫瑰星云NGC 2244恒星形成区中的食双星V578 Mon的绝对尺寸。V578 Mon是由两颗早期B型恒星（B 0 V + B1 V，$=$ 2.40848 d）组成的分离系统。根据40年测光的光变曲线分析和HERMES光谱分析，得到$5.41\pm0.04$ Rsun和$4.29\pm 0.05$ Rsun的半径，温度分别为$ 30000\pm 500$ ~K和$ 25750\pm 435$ K。我们发现，我们的解纠缠组分光谱V578 Mon同意以及以前的光谱解纠缠从文献中。我们还重新确认了V578 Mon的光谱轨道，发现$ 14.54\pm 0.08$ Msun和$ 10.29\pm 0.06$ Msun的质量与新的分析完全兼容。我们将绝对尺寸与日内瓦和乌得勒支集团的旋转模型以及格拉纳达集团的模型进行了比较。我们发现，所有三套模型边际复制的绝对尺寸的两颗恒星有一个共同的年龄范围内的重力有效温度等时线的不确定性。然而，相应的质量半径等时线存在一些明显的年龄差异。具有较大对流超调$>0.35$的模型效果最好。结合我们先前确定的$0.07089^{+0.00021}_{-0.00013}$度周期$^{-1}$的拱点运动，我们分别计算了$\log{k_2}=-1.975\pm0.017$和$\log{k_2}=-3.412\pm0.018$对拱点运动的牛顿和广义相对论贡献的…
2014-05-04 astro-ph.SR
The effect of 12C + 12C rate uncertainties on the evolution and nucleosynthesis of massive stars
12 C +12 C聚变反应一直是相当多的实验努力的主题，以限制与恒星核合成相关的温度的不确定性。为了研究碳燃烧速率的增加对大质量恒星结构和核合成的影响，提出了新的恒星演化模型及其产额，探讨了3种不同的12 C +12 C反应速率的影响.非旋转恒星模型是使用日内瓦恒星演化代码生成的，随后使用NuGrid多区域后处理网络工具进行后处理。提高的速率导致核心碳燃烧更迅速地被点燃并且在较低的温度下。这减少了中微子的损失，从而增加了核心碳的燃烧寿命。碳燃烧速率的增加也增加了恒星呈现对流碳核的初始质量上限。碳壳燃烧也受到影响，对流壳事件较少，对流区往往质量较大。因此，碳芯燃烧的灰烬与随后的碳壳对流区之间重叠的机会增加，这可导致碳芯燃烧的灰烬的一部分被包括在碳壳中。因此，在超新星爆发过程中，喷出物将被碳核s过程合成的s过程核素富集。利用这些产额估计了弱s过程分量，以便与太阳系丰度分布进行比较。发现增强速率模型在弱组分中产生显著比例的Kr、Sr、Y、Zr、Mo、Ru、Pd和Cd，这主要是碳核过程的特征。因此，它表明，在Kr-Sr区域的同位素的生产可以用来约束12 C +12 C率使用电流分支比的a-和p-出口通道。
2012-01-05 astro-ph.SR
On the Effect of Rotation on Populations of Classical Cepheids II. Pulsation Analysis for Metallicities 0.014, 0.006, and 0.002
经典造父变星是研究恒星演化的高灵敏度探测器和宇宙距离的基本示踪剂。虽然旋转混合显著地影响造父变星（中等质量恒星）的演化，但造父变星的恒星结构和组成的变化对其脉动性质的影响是迄今为止未知的。在这里，我们提出了第一个详细的脉动不稳定性分析的恒星演化模型，包括旋转的影响，基本模式和第一泛音脉动。我们采用日内瓦演化模型跨越三维网格的质量（1.7 - 15 $M_\odot$），金属丰度（Z = 0.014，0.006，0.002），和旋转（非旋转，平均和快速旋转）。我们确定（1）热和冷不稳定带（IS）边界，考虑到对流和脉动之间的耦合，（2）脉动周期，（3）周期变化率。我们研究了周期与（a）光度，（b）年龄，（c）半径，（d）温度，（e）周期变化率，（f）质量，（g）通量加权重光关系（FWGLR）之间的关系。我们将除年龄外的所有预测与观察结果进行比较，发现总体上非常一致。我们制表周期光度关系（PLR）的几个光度通带，并调查如何有限的IS宽度，不同的IS交叉，金属丰度，和旋转影响PLR。我们表明，Wesengland指数的基础上H，V，和I测光预计有最小的固有PLR色散。我们确认旋转解决了造父变星的质量差异。周期-年龄关系在很大程度上取决于旋转（旋转增加造父变星的年龄），这为双星系统中的演化恒星提供了一个简单的解释，而传统的等时线假设只有一个年龄。最后，我们表明造父变星服从紧FWGLR。
2016-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of main-sequence mass loss on the appearance, structure and evolution of Wolf-Rayet stars
本文利用日内瓦恒星演化程序研究主序质量损失对大质量恒星进入沃尔夫-拉叶阶段及后续演化的影响，揭示其决定演化路径、阶段时长和恒星产率的关键作用。
2024-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation VI: Models from 0.8 to 120 $M_\odot$ at a metallicity Z = 0.006
内容：恒星模型的网格，用相同的物理成分计算，使人们能够研究给定的物理对广泛的初始条件的影响，是模拟星系演化的关键因素。目的：我们提出了一个网格的质量在0.8和120 $M_\odot$，旋转和不旋转的重元素Z=0.006，代表的大麦云（LMC）的质量分数的单星模型。方法：采用Geneva恒星演化程序。演化计算，直到中央碳燃烧阶段，早期渐近巨星分支阶段，或核心氦闪光的大质量，中等和低质量的恒星，分别结束。结果如下：目前恒星模型的输出很好地框架的两个网格的输出，我们的小组获得的金属丰度以上和以下的一个考虑。本工作的模型提供了一个很好的适合在LMC中的初始质量约为15 $M_\odot$的恒星的主序列期间观察到的氮表面富集。他们还再现了LMC井的红超巨星的光度函数的斜率，这是一个对红超巨星阶段的时间平均质量损失率敏感的特征。根据目前的模型，Z=0.006的黑洞质量最大，大约是55 $M_\odot$。在所考虑的质量范围内，没有模型会进入对不稳定超新星区，而进入对脉动不稳定区的最小质量对于旋转模型是60 $M_\odot$左右，对于非旋转模型是85 $M_\odot$。结论：目前的模型是特别感兴趣的比较与观测在大麦哲伦星云，也在银河系的外部区域。我们提供公众访问的数值表，可用于计算内插轨道和人口综合研究。
2022-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation VIII: Models from 1.7 to 500 $M_\odot$ at metallicity $Z = 10^{-5}$
本研究发布了金属丰度$Z=10^{-5}$、质量1.7-500 $M_\bigodot$的含/不含自转Genec恒星演化模型网格，发现其多数演化性质介于相邻金属丰度模型之间，且中等自转星产大量原生氮，是早期宇宙氮增丰的重要候选源。
2024-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
