Time-dependent atomic diffusion in the atmospheres of CP stars. A big step forward: introducing numerical models including a stellar mass loss
计算丰度分层在ApBp/HgMn恒星大气中，我们正在考虑质量损失，除了在我们的数值代码中的原子扩散，以实现更现实的模型。这些数值模拟与质量损失解决平面平行大气的时间相关的连续性方程，该过程是迭代的，直到获得整个恒星大气的大部分扩散元素的固定浓度。我们发现，镁分层在HgMn星大气中是特别敏感的存在下的质量损失。对于主序星与$T_{\rm{eff}}\approx 12000$ K，观察到的系统性轻度不足的这种元素可以解释，只有当质量损失率约为$4.2\,10^{-14}$太阳质量每年在我们的模型中假设。数值模拟还表明，在HgMn星HD 53929中观察到的P丰度分层可以理解，如果一个弱的水平磁场约75 G存在于该恒星。然而，为了更好地将我们的结果与观测结果进行比较，有必要进行三维建模，特别是当磁场和恒星风-使大气层各向异性-一起考虑时。
2018-11-06 astro-ph.SR
Spatially resolving the atmosphere of the non-Mira-type AGB star SW Vir in near-infrared molecular and atomic lines with VLTI/AMBER
我们提出了一个近红外光谱干涉观测的非米拉型，半规则渐近巨星分支星SW Vir。我们的目标是探测外层大气的物理性质与空间分辨数据在个别分子和原子线。我们观察到SW Vir的光谱窗口之间的2.28和2.31微米的近红外干涉仪琥珀在ESO的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。由于AMBER的高空间分辨率和12000的高光谱分辨率，SW Vir的大气不仅在强CO第一泛音谱线上，而且在H2O，CN，HF，Ti，Fe，Mg和Ca的弱分子和原子谱线上都得到了空间分辨。与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比流体静力学模型预测的更大，不仅在CO线，甚至在弱分子和原子线。我们发现，这主要是由于H2O线（但也可能是由于HF和Ti线）起源于扩展的外层大气。虽然H2O线在空间分辨光谱中表现得很少，但在光谱干涉数据中可以识别出来自外大气的单个振转H2O线。我们的模拟表明，在延伸到~2 R星的外层大气中，H2O柱密度为10^{19}-10 ^{120} cm^{-2}。我们的研究表明，非光球层外层大气的影响不仅存在于CO的强第一泛音线，而且在弱的分子和原子线的光谱干涉数据。因此，空间未分辨光谱的分析，例如化学成分的分析，即使谱线看起来很弱，也应该小心进行。
2018-11-14 astro-ph.SR
3D hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of late-type giants: chemical abundances from molecular lines
我们研究了对流对晚型巨星大气中分子谱线形成的影响。为此目的，我们使用三维流体动力CO 5 BOLD和经典的一维LHD恒星大气代码和合成一些虚构的线属于一些天体物理相关的分子，C2，CH，CN，CO，NH，OH。我们发现使用3D和1D模型大气从分子线获得的丰度之间的差异在[M/H]=0.0时通常很小，但它们在太阳下金属丰度迅速增加，对于某些分子，它们可能达到-2.0 dex。3D-1D丰度差异显示出对谱线参数（例如波长和激发电位）的显著依赖性。因此，我们的比较，揭示了一个复杂的相互作用之间的谱线的形成和对流，不能正确地解释与经典的一维模型大气。
2011-04-29 astro-ph.SR
New extended atomic data in cool star model atmospheres - Using Kurucz's new iron data in MAFAGS-OS models
上下文冷恒星模型大气是研究恒星质量、年龄和元素丰度组成的常用工具。理论大气模型在很大程度上依赖于计算时使用的原子数据。目标。我们提出了流量和温度分层的变化时，从铁的数据计算的R. L。从90年代中期的Kurucz到2009年的Kurucz铁计算。方法. MAFAGS-OS不透明度采样大气使用Ryabchikova在VALD数据库中实现的Kurucz 2009铁原子数据重新计算。温度分层和紧急通量分布的新版本，称为MAFAGS-OS 9，相比前一个版本和太阳通量测量。结果使用转换成VALD格式的Kurucz线表和Mg i和Al i的新的束缚-自由不透明度，导致太阳温度分层的变化不超过28 K。与此同时，计算出的太阳通量分布表明观测和理论太阳模型之间的一致性明显更好。这些变化在相应的模型的温度分层是小的，但仍然影响恒星参数的测定和丰度分析的幅度。
2009-06-30 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars II. Spectral line formation in the atmosphere of a giant located near the RGB tip
我们研究了对流在红巨星大气中原子和分子谱线形成中的作用。为此目的，我们研究的谱线，属于一些天体物理重要的示踪元素，包括中性和单电离原子，和分子的形成特性。我们的研究集中在一个典型的红巨星位于靠近红巨星分支（RGB）的尖端（Teff= 3660 K，logg=1.0，[M/H]=0.0）。我们使用了两种类型的模型大气，三维流体动力学和经典的一维，计算与CO 5 BOLD和LHD恒星大气代码，分别。这两个代码共享相同的大气参数，化学成分，状态方程和不透明度，这使我们能够在3D和1D中预测的线形成属性之间进行严格的差分比较。对流对谱线形成的影响进行了评估的3D-1D丰度校正的帮助下，测量与3D流体动力学和1D经典模型大气的化学物种的丰度之间的差异。我们发现对流在这颗红巨星的谱线形成中起着重要的作用。当考虑中性原子和分子的线时，推导出的3D-1D丰度校正很少超过\pm 0.1 dex，这与之前对位于较低RGB的太阳金属性红巨星的发现一致。这种情况与属于电离原子或具有高电离势的中性原子的谱线不同。在这两种情况下，对高激发谱线（χ>8 eV）的修正量可达Δ_3D-1D ~-0.4dex。3D-1D丰度校正通常显示出显著的波长依赖性;在大多数情况下，它们在近红外（1600-2500 nm）中较小。
2012-11-30 astro-ph.SR
On inelastic hydrogen atom collisions in stellar atmospheres
非弹性氢原子碰撞对非LTE谱线形成的影响一直是，并且仍然是，恒星丰度分析的不确定性的一个重要来源，由于难以获得准确的数据，无论是实验还是理论上的低能原子碰撞。由于缺乏更好的替代方法，通常使用经典的“Drawin公式”。近几十年来，我们对这些碰撞的理解有了显著的提高，主要是通过一些详细的量子力学计算。在本文中，Drawin公式与量子力学计算的基础物理和由此产生的速率系数进行了比较。结果表明，Drawin公式不包含H原子碰撞直接激发背后的基本物理，重要的物理机制是量子力学性质。从数量上看，Drawin公式与现有的量子力学计算结果相比很差，通常会显著高估碰撞率，因为在跃迁之间会有显著的变化。
2011-04-07 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
IrOnIc: How to Consider Hundreds of Millions of Iron-Group Lines in NLTE Model-Atmosphere Calculations
铁族元素具有非常高的原子能级数和压倒性数量的谱线。没有NLTE模式大气代码可以处理这些在一个经典的方式。在过去十年中，制定了一种统计方法，将级别和线的数量减少到可管理的数量。铁不透明度和界面（IrOnIc）计算采样截面和模型原子文件，作为模型大气计算的输入。IrOnIc目前被转换成并行代码，以将计算时间减少到合理的值。公众将可利用该网站作为德国天体物理虚拟观测站的一项服务。
2011-11-24 astro-ph.SR
Can we trust elemental abundances derived in late-type giants with the classical 1D stellar atmosphere models?
本文比较了一个T_eff= 3640 K，log g = 1.0，[M/H] = 0.0的晚型巨星中各种化学物种的丰度，计算结果与经典的一维恒星大气程序的结果一致。对于这组特定的大气参数，中性原子和分子的3D-1D丰度差异通常很小，但在离子的情况下，它们可能达到0.3-0.4 dex。3D-1D差异通常在较高激发电位下变得越来越负，并且通常在光学波长范围内最大。它们的符号可以是正的也可以是负的，并且取决于给定谱线的激发电势和波长。虽然我们用这种特殊的晚型巨星模型获得的结果表明，1D恒星大气模型可以安全地使用中性原子和分子，但如果使用离子，则应小心。
2009-10-18 astro-ph.SR
Ca line formation in late-type stellar atmospheres: I. The model atom
上下文局部热力学平衡（LTE）的结果以各种方式扭曲了恒星光谱中的钙丰度，这取决于所使用的谱线和恒星大气参数。在非LTE（NLTE）计算中采用的原子数据的收集必须足够完整和准确。目标。我们从高质量的观测结果和可靠的恒星参数中获得NLTE丰度，使用为这项工作重新构建的模型原子，并检查我们的结果在宽波长范围内与原子和单电离钙的过渡的一致性。方法.我们建立和测试的Ca i和Ca ii模型原子与国家的最先进的辐射和碰撞数据，并测试其性能推导钙丰度在三个基准恒星：南河三，太阳和大角星。我们对这些恒星进行了高质量的观测和精确的恒星参数。两种方法来获得LTE / NLTE丰度进行了比较。还研究了太阳Ca线的LTE / NLTE中心-边缘变化（CLV）。结果这两种方法在所有三颗恒星上都得到了类似的结果。在LTE中发现的几个差异没有出现在我们的NLTE结果，特别是在视觉和红外线（IR）和钙i和钙ii电离平衡的丰度之间的协议整体改善，虽然大量的线到线的散射仍然存在。6165 Angs附近钙线的CLV可部分重现。我们怀疑我们的建模和CLV结果之间的差异是由于需要3D建模的大气中的不均匀性。
2019-01-31 astro-ph.SR
The solar photospheric nitrogen abundance. Analysis of atomic transitions with 3D and 1D model atmospheres
背景：近年来，太阳化学丰度的研究已经相当详细，因为不同的指标，即推断太阳金属丰度的差异值，一方面是借助太阳大气三维流体动力学模型进行光谱化学成分分析得出的“太阳下”光球丰度，另一方面是日震学推断的高金属丰度。目标：在以前的工作中使用CO 5 BOLD 3D流体动力学太阳模型研究了太阳氧丰度之后，我们采用了类似的方法研究了太阳氮丰度，因为该元素占整个太阳金属丰度Z的很大一部分。实验方法：我们使用的原子谱线的选择，以确定太阳氮丰度，主要依靠在文献中的等效宽度测量。我们调查的丰度分析的影响，从当地的热力学平衡（“NLTE效应”）和光球的不均匀性（“造粒效应”）的偏差。结果：我们推荐使用太阳氮丰度A（N）=7.86+-0.12，其误差线反映了线到线的散射。结论：基于CO 5 BOLD的氮和氧丰度所暗示的太阳金属丰度在0.0145<= Z <= 0.0167的范围内。这一结果是一个步骤，协调光球丰度与日震约束Z。我们最合适的估计是Z=0.0156和Z/X=0.0213。
2009-03-19 astro-ph.SR
On the Hydrogen Recombination Time in Type II Supernova Atmospheres
差分膨胀超新星大气层的NLTE辐射转移计算是计算密集型的，并且几乎普遍地在与时间无关的快照模式下进行。速率方程中稳态近似的有效性最近受到质疑。我们使用我们的通用大气模型程序PHOENIX计算了SN II中氢的有效复合时间。虽然我们发现，在早期的SNe II的条件下的复合时间增加的情况下，一个简单的氢模型原子的能级对应的前2个主量子数的经典值，复合时间的经典值的情况下，多层次的氢原子恢复。我们还发现，在大多数光学深度的复合时间是较小的情况下，一个多能级原子比一个简单的二能级氢原子。我们发现，在速率方程的时间依赖性是重要的超新星的生命周期的早期时期。由于随时间变化的速率方程（在恒定的输入光度）的变化表现在物理参数，如直接影响光谱的水平人口。在早期，H-α分布受时间相关速率方程的影响。在稍后的时间，时间依赖性不会显著改变水平群体，因此H-α曲线大致与使用稳态还是时间依赖性方法无关。
2009-10-03 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. III. Line formation in the atmospheres of giants located close to the base of RGB
我们利用最先进的三维流体动力学和经典的一维恒星模型大气来研究对流对位于红巨星分支RGB底部附近的四颗红巨星大气中各种原子和分子谱线形成特性的影响（$T_{\mathrm eff}\approx5000$ K，$\log g=2.5$），并通过四种不同的金属度表征，[M/H] = 0.0，-1.0，-2.0，-3.0。对流在谱线形成中的作用借助于丰度校正来评估，即，在3D和1D模型大气中，对于特定谱线的给定等效宽度预测的丰度差异。我们发现，对于某些中性原子的线，丰度修正强烈地依赖于给定的模型大气的金属丰度和线激发势。虽然在太阳金属丰度下，中性元素和电离元素的所有谱线的丰度修正值都很小，但对于电离势低、$χ$从低到中的中性元素谱线，它们会随着金属丰度的降低而迅速增加，极端值达到-0.6. 0.8德克斯在所有这些情况下，大的丰度校正是由于在三维流体动力学模型中的水平温度波动。分子谱线的绝对改正对下垫面模式大气的金属丰度非常敏感，在[M/H] = -3.0（CO为-1.5 dex）时，绝对改正值可能大于-0.5 dex。我们还发现，在3D模型计算中的散射的近似处理导致的丰度校正，改变小于~0.1德克斯，无论是原子和分子（CO）线，相对于散射被视为真正的吸收在整个大气中的模型，与最大的差异的共振和低激发线。
2013-10-29 astro-ph.SR
Evolution of the Earth's Atmosphere during Late Veneer Accretion
我们对太阳系动力学历史的理解的最新进展改变了在月球形成撞击之后，晚单板吸积期间推断的地球撞击历史。我们研究了类地行星形成后，从类地行星区域遗留下来的星子以及小行星和彗星的撞击如何影响地球早期大气的演化。我们开发了一个新的统计代码的随机轰击大气演变，结合处方的大气损失和挥发性交付来自流体动力学模拟和理论的结果，从动态建模的现实人口的冲击。我们发现，对于一个最初的地球一样的大气层的影响，造成适度的大气侵蚀与随机交付的大小行星给大幅增长（$\times 10$）在几个$\%$的情况下。大气质量的确切变化本质上是随机的，并取决于剩余微行星的动力学。我们还考虑了对未知因素的依赖性，包括撞击物的挥发物含量，发现大气通常完全被特别干燥的遗留星子（$<0.02 ~ \%$挥发物）剥离。值得注意的是，对于大范围的初始大气质量和成分，大气收敛到类似的最终质量和成分，即最初的低质量大气增长，而大质量大气耗尽。虽然最后的性质对假设的撞击物性质很敏感，但由此产生的大气质量接近于当前地球的质量。唯一的例外是，一个大的初始大气层不可能被侵蚀到现在的质量，除非大气层最初的成分是原始的。
2020-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Possible Overionization of C II, N II, and O II Ions in the Atmospheres of Early B- and Late O-Type Stars
研究了主序（MS）早期B型和晚期O型恒星中C II、N II和O II线的C、N和O丰度的可靠性。这个分析是基于一个事实的首要问题：在这些恒星的大气中的C II，N II和O II离子的光电离辐射在远紫外线。观测表明，在这个范围内的热恒星的实际流量可以大大高于理论水平;因此，在这些恒星的实际大气中，C II，N II和O II离子的过电离超过了标准模型大气计算的电离。低估计算电离导致的C，N和O丰度的值降低。这是证实了所观察到的依赖于有效温度Teff：C，N和O的丰度往往是较低的Teff的增加。结果表明，当Teff>18500 K（C Ⅱ线）和Teff>26000 K（N Ⅱ和O Ⅱ线）时，过电离现象在足够热的恒星中变得显著。这些相对较热的恒星和较冷的B型MS恒星之间的C，N和O丰度的系统差异约为0.2 dex。相对较冷的B型MS星（C II的Teff<18100 K，N II和O II的Teff<25000 K）产生了未失真的C、N和O丰度，它们的平均值与现代对太阳的估计非常吻合。注意，当基于检查电离平衡的替代方法（例如，He I-II，C II-III，Ne I-II，Si III-IV）用于确定参数Teff和log g，过电离问题基本消失;然而，这种方法导致Teff和log g的系统增强。过度电离的问题可以通过转移到早期B型和晚期O型恒星的改进模型大气层来解决，该模型考虑了它…
2013-12-27 astro-ph.SR
Three-dimensional abundance distributions in ApBp star atmospheres: non-axisymmetric magnetic geometry
在过去，磁性ApBp星大气的数值模型只处理中心偶极磁场的几何形状。这些模型包括原子扩散，根据局部磁场强度和相对于表面法线的方向对金属的丰度进行分层。然而，大多数观测良好的恒星的磁随旋转相位的变化表明，这种假设过于简单。在这项工作中，我们首次建立了一个三维（3D）模型与丰度分层所产生的原子扩散的16种金属，采用非轴对称的磁场几何形状的灵感来自一个真正的ApBp星的配置。我们发现，化学元素在所有三个维度上都以复杂的模式分布，远离简单的环，这些环被认为是假设完美中心偶极磁性几何结构的计算中的主要丰度结构
2017-02-27 astro-ph.SR
NLTE analysis of spectra: OBA stars
讨论了NLTE模式大气的计算方法。NLTE微量元素的程序进行了比较，与完整的NLTE模式大气计算。LTE和NLTE大气建模之间的差异进行了评估。讨论了模型原子的构造方法。最后，膨胀的热恒星的大气风的模拟进行了简要的评论。
2014-06-13 astro-ph.SR
Improving the Ni I atomic model for solar and stellar atmospheric models
中性镍（Ni I）在太阳大气中含量丰富，是对1900 - 3900 A光谱范围内辐射的发射和吸收有贡献的重要元素之一。以前，太阳大气的太阳辐射物理模拟（SRPM）模型只考虑了少数几个层次的这种物种。在这里，我们改进的Ni I原子模型，考虑到61个能级和490条谱线。我们使用SRPM代码计算这些水平在完整NLTE中的人口，并将由此产生的新兴频谱与观测结果进行比较。目前的原子模型大大改善了近紫外波长太阳光谱辐照度的计算，这对地球大气研究，特别是臭氧化学很重要。
2013-03-14 astro-ph.SR
Detailed and simplified non-equilibrium helium ionization in the solar atmosphere
氦电离在色球上层和过渡区的能量平衡中起着重要的作用。氦谱线也经常被用作这些区域的诊断。我们对太阳大气进行了一维辐射流体动力学模拟，发现氦的电离主要是由光电离和直接碰撞电离引起的，并被辐射复合级联所抵消。通过引入一个模拟复合级联的附加复合率，我们构造了一个简化的仅由基态组成的三能级氦原子模型。该模型适用于三维数值模型中的非平衡氦电离模拟。我们对He I 10830和He II 304谱线的形成进行了简要的研究。这两条线都显示了统计平衡模型无法恢复的非平衡特征，因此，在使用这种模型作为解释观测结果的基础时应谨慎行事。
2014-01-29 astro-ph.SR
Two regimes of interaction of a Hot Jupiter's escaping atmosphere with the stellar wind and generation of energized atomic hydrogen corona
利用二维轴对称多流体动力学模型，模拟了HD 209458b的逃逸大气层与其宿主G型星的星风在不同轨道距离上的相互作用.一个现实的太阳一样的光谱的XUV辐射电离和加热的行星大气，氢光化学，以及恒星行星潮汐相互作用被考虑到产生自洽的大气流体动力外流。两个不同的制度的行星和恒星风的相互作用已经建模。这些是：1）“被恒星捕获”状态，当潮汐力和压力梯度驱使行星物质越过洛希瓣朝向恒星时，和2）“被风吹”状态，当足够强的恒星风限制逃逸的行星大气并将其引导到尾部时。该模型详细模拟了行星原子、质子和恒星风之间的流体动力学相互作用，以及行星原子和恒星质子之间的电荷交换导致的行星周围高能中性原子（ENA）的产生。ENA云的位置和形状无论是作为电离层顶和弓形激波之间的抛物面壳（对于“风吹”状态），还是作为行星流和恒星风之间接触边界处的湍流层（对于“恒星捕获”状态），对于解释系外行星凌日谱中Lyα吸收特征和表征等离子体环境都是重要的。
2017-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The effect of horizontal plasma inhomogeneities in 3D NLTE radiation transfer in stellar atmospheres
{We目的是演示大气不均匀性对谱线辐射出射比强度和辐射通量的影响。} {We自洽地解决了三维大气中的二能级原子的NLTE问题，使用笛卡尔网格。为此，我们使用三维辐射转移程序PORTA。通过检查简单的例子，我们研究的情况下，在大气模型中的温度不均匀性导致的出射辐射的修改。{We表明模拟大气中特定的温度不均匀性影响出现的辐射，并且基于平面平行大气模型的恒星光谱解释可能导致关于大气结构的错误结论。
2019-01-04 astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
Non-LTE line formation of Fe in late-type stars - III. 3D non-LTE analysis of metal-poor stars
作为天文学中最重要的元素之一，铁丰度的测定需要尽可能准确。我们调查的准确性光谱铁丰度分析使用原型贫金属星。我们进行详细的三维非LTE辐射转移计算的基础上的三维流体力学Stagger模型的大气，并采用一个新的模型原子，包括新的量子力学中性氢碰撞速率系数。除了红巨星HD 122563之外，我们发现3D非LTE模型实现了Fe i/Fe ii激发和电离平衡，并且在0.05 dex的建模不确定度内没有任何等效宽度的趋势，所有这些都不必调用任何微湍流加宽;对于HD 122563，我们预测目前最好的基于地球引力的表面重力被高估了0.5 dex。使用3D非LTE分析，我们从3D模型大气中推断出的铁丰度比1D MARCS模型大气中的相应丰度高出约0.1 dex;这些差异与非LTE效应本身的方向相同。我们提供了偏离系数，等效宽度和丰度校正的网格，这些网格是在1D MARCS模型大气和水平和时间平均的3D Stagger模型大气上计算的。
2016-09-14 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars VI. First chromosphere model of a late-type giant
虽然观测数据明确指出红巨星中存在色球，但迄今为止还没有尝试使用3D流体动力学模型大气来模拟它们。因此，我们计算了一个探索性的三维流体动力学模型大气的冷红巨星，以研究其色球的动力学和热力学性质，以及色球对其可观测性质的影响。用CO5BOLD模式大气程序对一颗大气参数（Teff = 4010 K，log g = 1.5，[M/H]= 0.0）与K型巨星毕宿五（α Tau）相似的恒星进行了三维辐射流体动力学模拟。...计算了不同波长下的出射连续谱强度图、Ca II K、Ca II红外三线态（854.2nm）和H α的谱线轮廓以及出射辐射通量的光谱能量分布（SED）。最初的模型很快发展出一个动态色球层，其特征是传播和相互作用的冲击波。色球激波锋面的峰值温度达到5000 K的数量级上的值，虽然激波锋面仍然很窄。与太阳一样，上层的气体温度分布由膨胀激波后区域绝热冷却的冷分量和激波引起的热分量组成。在这个红巨星模型中，热的部分是一个相当平坦的高温尾部，但它仍然会显著影响平均温度。模拟结果表明，红巨星的大气是动态的和间歇性的。因此，许多可观察到的属性无法用一维静态模型再现，但需要先进的3D HD建模。此外，在模型中包括色球层可能会产生显着的贡献，出射紫外线通量。
2017-05-31 astro-ph.SR
Strong signature of right-handed circularly polarized photoionization close to the cyclotron line in the atmosphere of magnetic white dwarfs
本研究结合原子布居平衡严格解与近似光电离截面，计算磁化氢气不透明度，揭示磁性白矮星大气回旋线蓝端强右旋圆偏振吸收的形成机制。
2024-12-12 astro-ph.SR
Testing Model Atmospheres for Young Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in the Infrared: Evidence for Significantly Underestimated Dust Opacities
我们通过比较预测的1.2-24 μm合成光度与恒星形成区M型光谱模板的观测光度，测试了年轻极低质量恒星和棕矮星的红外模型大气。我们发现：（1）在早期和晚期的年轻M型中，模式大气的有效温度（Teff）比标准的主序前光谱型Teff转换标度（基于理论演化模型）预测的低几百K。只有在中M型中，两种温度估计才是一致的。(2)早期M型（相当于几百万年前恒星质量超过0.4兆索尔）的Teff差异可能是由于大气模型中大气对流处理的不确定性，而在晚期M型中，它可能是由于低估了尘埃不透明度。(3)经验和模式大气J波段测热校正都大致平坦，彼此相似，在M型Teff范围。因此，模型大气产生相当准确的热光度（Lbol），但由于Teff较低，导致相对于进化预期（特别是在M型晚期）的质量和年龄被低估。我们证明了这一点的一个大样本的年轻车我和金牛座的来源。(4)大气模型J-K颜色的趋势，以及它们与数据的偏差，在前主序星和主序星年龄是相似的，这表明我们在这里假设的年轻年龄的模型尘埃不透明度误差也适用于现场年龄。
2015-03-28 astro-ph.SR
Abundance of beryllium in the Sun and stars: The role of non-local thermodynamic equilibrium effects
早期的研究表明，偏离局部热力学平衡（LTE）在太阳和恒星大气中Be II 313 nm共振线的形成中起次要作用。最近的改进，在原子数据允许一个更完整的模型原子的Be被构造和有效性，这些索赔重新评估使用更先进的最新原子物理学。因此，本研究的主要目标是重新聚焦于非局部热力学平衡（NLTE）效应在太阳和恒星大气中Be II 313.04和313.11 nm共振线形成中的作用。为此，我们使用最近可用的新原子数据构建了Be的模型原子。模型原子包含98个能级和383个Be I和Be II的辐射跃迁，并使用最新的电子和氢碰撞率。这使得它成为用于确定1D NLTE太阳能Be丰度和研究NLTE效应在Be II 313 nm共振线形成中的作用的最完整的模型原子。我们发现，从LTE的偏差有显着的影响，在太阳和恒星大气中的Be II 313 nm线的强度。对于太阳，我们得到了1D NLTE Be丰度A（Be）_NLTE = 1.32 +/-0.05，这与陨石值A（Be）= 1.31 +/-0.04非常一致。重要的是，我们发现NLTE效应在FGK星中变得显着。此外，有一个显着的变化，在1D NLTE-LTE丰度校正与有效温度和金属丰度。因此，与我们以前的理解相反，所获得的结果表明，NLTE效应在恒星大气中Be线的形成中起着重要作用，在Be丰度研究中必须适当考虑，特别是在贫金属恒星中。
2022-01-03 astro-ph.SR
Near-UV and optical spectroscopic investigation of late-type stars from MIRA/Oliver Observing Station
本研究基于MIRA/Oliver观测站的光谱观测，分析了三颗晚型星的恒星参数与化学丰度，发现其碳元素丰度分别为太阳值的95%、97%和108%，为恒星演化与系外行星大气研究提供了约束。
2023-12-30 astro-ph.SR
Influence of inelastic collisions with hydrogen atoms on the non-LTE line formation for Fe I and Fe II in the 1D model atmospheres of late-type stars
铁在晚型恒星的研究中起着至关重要的作用。在它们的大气中，Fe I是少数物种，其谱线受到LTE偏离的影响。相反，人们认为LTE是Fe II线的现实近似。在冷大气的非LTE（NLTE）计算中，不确定性的主要来源是对与氢原子的非弹性碰撞的处理。研究了Fe I + H I和Fe II + H I碰撞及其不同处理对星系晕基准星HD 84937、HD 122563和HD 140283以及已知距离的矮星系中38颗贫金属巨星样品的Fe I/Fe II电离平衡和Fe丰度的影响。我们使用Barklem（2018，B18），Yakovleva，Belyaev和Kraemer（2018，YBK 18）以及Yakovleva，Belyaev和Kraemer（2019）与H I碰撞的量子力学（QM）速率系数对Fe I-II进行了NLTE计算。结果表明，与H Ⅰ的碰撞是Fe Ⅱ的有效热化过程，在[Fe/H] > -3时，Fe Ⅱ谱线的NLTE丰度修正不超过0.02 dex，在[Fe/H]-4时可达+0.06 dex。对于给定的恒星，B18和YBK 18处理的Fe I + H I碰撞导致类似的平均NLTE丰度从Fe I线，虽然存在差异的NLTE校正个别线。利用QM碰撞数据和基于Gaia的表面引力，我们获得了红巨星HD 122563的Fe I和Fe II的一致丰度。对于HD 84937和HD 140283，我们研究…
2019-08-07 astro-ph.SR
The Receding Cosmic Shoreline of Mid-to-Late M Dwarfs: Measurements of Active Lifetimes Worsen Challenges for Atmosphere Retention by Rocky Exoplanets
本研究更新了中晚型M矮星的历史XUV注量估算，发现其值更高，仅最大型的这类行星可能保留大气层，还提出了大气保留指标ARM以辅助JWST的目标遴选与结果解读。
2025-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas: II. Did late accretion flows change the chemical composition of the solar atmosphere?
太阳大气的化学成分已经受到辐射尘埃清洗的后期和弱吸积流的原太阳本身的可能性，进行了探讨。估计，使用半解析方法和数值模拟的尘埃颗粒的运动在一个崩溃的非磁性和非旋转的气体球与中心光源，以模拟可能的尘埃净化效果。我们的计算表明，清洁材料的数量可能与太阳与类太阳恒星相比所观察到的丰度差异以及这些差异与元素冷凝温度之间的关系相一致。如果确实发生了较晚且相对较弱的吸积作用，那么所提出的机制很可能产生了在太阳中观察到的显著的丰度效应。然而，净化的效果可能会受到太阳外流、磁场和吸积盘的存在和动力学以及早期太阳在丰富的星团中的可能存在和位置的影响。
2018-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Formation of IRIS Diagnostics. VII. The Formation of the OI 135.56 nm Line in the Solar Atmosphere
O I 135.56 nm谱线被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务所覆盖，该任务研究太阳大气层如何被激发。我们在这里研究的形成和诊断潜力，这条线的非LTE建模采用一维半经验和三维辐射磁流体动力学（RMHD）模型。我们研究的基本形成机制，并得出一个典型的模型原子，采用了必要的原子物理学的O I 135.56 nm线的形成。该原子模型有16个能级，并通过有效复合率描述了通过高激发能级的复合级联。电离平衡O I/O II通过电荷交换反应由氢电离平衡设定。在O I 135.56 nm线中的发射由复合级联主导，并且该线是光学薄的。最大发射的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.0 - 1.5 μ m高度。线发射的总强度与电子密度的平方相关。由于O I 135.56 nm线在光学上很薄，因此发射线的宽度是非热速度的非常好的诊断。我们的结论是，O I 135.56 nm线是一个很好的探针的中间色球层，并恭维其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的H & K线和C II线周围133.5 nm。
2015-09-22 astro-ph.SR
On the existence of energetic atoms in the upper atmosphere of exoplanet HD209458b
恒星辐射和粒子强迫强烈地影响着在其母恒星附近运行的太阳系外巨行星的直接环境。在这里，我们使用波长范围（1180-1710）A的HD209458远紫外发射光谱，为过境行星伴星周围的气体星云中的成分和能量过程带来新的见解。在该框架中，我们考虑了最新的巨型系外行星的大气模型，在那里我们实现了非热谱线展宽，以模拟对居住在星云上层的超热原子（HI，OI和CII）的过境吸收的影响。我们的敏感性研究表明，对于所有现有的模型，一个显着的线加宽需要OI和可能的CII线，以适应观察到的过境applications。在该框架中，我们表明，OI和CII优先加热的背景气体的有效温度高达T_{OI} /T_B~10的OI和T_{CII} /T_B~5的CII。相比之下，HI的情况就不那么清楚了，因为有几个模型可以拟合莱曼-a的观测结果，包括在向阳面垂直柱[HI]约为1.05 x 10 ^{21} cm^{-2}的大气中的热HI，或者在热大气中的热HI不那么广泛，但热HI原子分布在星云的上层。如果高能HI原子是恒星起源的，或者是从行星上丢失并在星云外层被激发的粒子群，我们的发现是大多数模型应该收敛于一个热粒子群，其HI垂直柱在[HI]_{hot}（2-4）x10^{13} cm^{-2}范围内，有效温度在T_{HI}范围内（1-1.3）x10^6 K，但整体速度应该相当慢。
2010-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ionization balance of Ti in the photospheres of the Sun and four late-type stars
本文研究了晚型星大气中Ti的统计平衡。Ti I/Ti II能级粒子数的计算与现有的实验原子数据，除了光电离和碰撞诱导的跃迁率，我们必须依赖于理论近似。对于太阳，调整H I非弹性碰撞率和MAFAGS-OS模型大气的NLTE线形成解决了Ti I和Ti II线之间长期存在的差异。从两个电离阶段确定的NLTE丰度同意在$0.01$ dex与彼此和Ti丰度的C I陨石。Ti NLTE模型对贫金属恒星的表现并不相似，高估了矮星大气中的NLTE效应，但低估了巨星的过电离。调查不同来源的错误，我们发现，只有[Ti/Fe]比的基础上Ti II和Fe II线可以安全地用于研究银河系化学演化。为了避免金属丰度和矮星/巨星差异的虚假丰度趋势，强烈建议在丰度分析和确定表面重力时忽略Ti I线。
2011-01-04 astro-ph.SR
The Stagger-grid - A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models
理论大气模型为天文学的各种应用提供了基础。在简化的一维大气模式中，对流通常用混合长度理论来处理，尽管它是众所周知的不足，因此，超绝热区是很差的渲染。由于在过去的几十年里，不断增加的计算能力，我们现在能够计算大网格的现实三维（3D）流体动力学模型大气的辐射转移的现实治疗。我们已经计算了交错网格，一个全面的网格的三维大气模型晚型恒星。在所提出的贡献，我们讨论了初步结果的网格探索全球性和平均分层的3D模型。此外，我们还描述了经典的一维大气模型的差异。
2013-10-18 astro-ph.SR
Non-LTE oxygen line formation in 3D hydrodynamic model stellar atmospheres
OI 777 nm谱线是FGK型恒星大气中氧丰度最常用的诊断方法之一。然而，它们在远离局部热力学平衡（LTE）的条件下形成。我们探讨偏离LTE的原子氧，和他们的影响OI线，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于OI 777 nm三重态，我们发现与LTE的显著偏离。这些偏离在具有较大有效温度、较小表面重力和较大氧丰度的恒星中更大。我们提出了OI616 nm、[OI] 630 nm、[OI] 636 nm和OI 777 nm线的预测3D非LTE等效宽度的网格，以及对基于1D LTE的结果的丰度校正。
2015-11-03 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
我们提出了我们最新的三维模型大气的碳增强贫金属（CEMP）的CO 5 BOLD代码计算的明星。恒星参数代表热关断物体（Teff ~ 6250 K，log g=4.0，[Fe/H]=-3.0）。这些模型的主要目的是研究3D效应对CH G带（4140-4400 A）、CN BX带（3870-3890 A）和几个UV OH跃迁（3122-3128 A）的合成光谱的作用。通过与标准1D模型大气（假设局部热力学平衡，LTE）的合成光谱的比较，我们得到的碳和氧的3D丰度校正高达-0.5和-0.7德克斯，分别。
2017-08-17 astro-ph.SR
Cthulhu: An Open Source Molecular and Atomic Cross Section Computation Code for Substellar Atmospheres
本文介绍开源纯 Python 软件包 Cthulhu，用于从 ExoMol、HITRAN 等数据库下载谱线并在用户指定网格上快速计算亚恒星大气分子和原子截面，支持笔记本到大规模集群运行，并可用于教学。
2024-10-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Hot DA white dwarf model atmosphere calculations: Including improved Ni PI cross sections
To calculate realistic models of objects with Ni in their atmospheres, accurate atomic data for the relevant ionization stages needs to be included in model atmosphere calculations. In the context of white dwarf stars, we investigate the effect of changing the Ni { \sc iv}-{ \sc vi} bound-bound and bound-free atomic data has on model atmosphere calculations. Models including PICS calculated with { \sc autostructure} show significant flux attenuation of up to $\sim 80$ \% shortward of 180Å\, in the EUV region compared to a model using hydrogenic PICS. Comparatively, models including a larger se…
2016-10-30 astro-ph.SR physics.atom-ph
Chemical equilibrium in AGB atmospheres: Successes, failures, and prospects for small molecules, clusters, and condensates
化学平衡已被证明对预测AGB大气的化学成分非常有用。在这里，我们使用最近开发的代码和更新的热化学数据库，包括涉及34个元素的气体和凝聚态物质，计算AGB大气的M-，S-和C-型恒星的化学平衡组成。我们包括第一次TixCy集群，与x = 1-4和y = 1-4，并选择较大的集群范围高达Ti 13 C22，热化学数据从量子化学计算。我们发现，在一般的化学平衡再现所观察到的丰度的母分子在拱星信封的AGB星。然而，对于某些母体分子，存在不同数量级的严重差异：M型恒星中的HCN、CS、NH3和SO2，S型恒星中的H2O和NH3，以及C型恒星中的H2O、NH3、SiH 4和PH 3。一些尚未在AGB大气中观测到的分子，如SiC 5、SiNH、SiCl、PS、HBO，以及含金属的分子MgS、CaS、CaOH、CaCl、CaF、ScO、ZrO、VO、FeS、CoH和NiS，是ALMA等天文台探测的良好候选者。预测的第一个冷凝物是碳，TiC和SiC在富C的气氛和Al 2 O 3在富O的流出。粉尘最可能的气相前体是乙炔、碳原子和/或碳粉尘的C3，SiC粉尘的SiC 2和Si 2C，以及Al 2 O3粉尘的原子Al和AlOH、AlO和Al 2 O。在TiC粉尘的情况下，原子Ti可能是钛的主要供应者。然而，化学平衡预测，集群，如Ti 8 C12和Ti 13 C22成为钛的主要水库，在该地区的原子Ti的代价…
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical analysis of surface brightness-colour relations for late-type stars using MARCS model atmospheres
表面亮度-颜色关系（SBCR）主要用于恒星天体物理学的一般研究和确定河外距离。利用MARCS模型大气模拟晚型恒星的光谱，分析恒星基本参数对表面亮度的影响。我们还比较了理论和最近的经验SBCR。我们使用MARCS模型大气来计算恒星的光谱和表面亮度。我们首先探索了MARCS的参数空间（即有效温度、$\log g$、$\mathrm{[Fe/H]}$、微湍流和质量），以量化它们对表面亮度的影响。然后我们考虑了晚矮星和巨星的有效温度和$\log g$之间的关系，以及太阳的金属丰度，以便对理论和经验SBCR进行一致的比较。我们发现SBCR对微湍流和质量不敏感。金属丰度对SBCR的影响被认为是更大的矮星比巨星。当考虑较大的$V-K_s$值时，它也较大。我们还发现，银河系和LMC SBCRs之间的金属丰度差异0.5德克斯不影响最近的LMC距离测定，基于食双星，超过0.4%。通过比较SBCR的理论值和经验值，我们发现F5-K7型矮星和巨星的SBCR值在2 $σ$以下符合得很好，而M型矮星和巨星的SBCR值在4-6 $σ$之间相差较大.在MARCS中模拟的表面重力特性解释了经验SBCR在类别方面的差异。我们最终发现造父变星的理论和经验SBCR是一致的。在校准或使用SBCR时，必须仔细考虑金属性和$\log g$。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE line formation of Fe for late-type stars. I. Standard stars with 1D and <3D> model atmospheres
我们调查偏离LTE的Fe线形成的一些研究晚型恒星在不同的演化阶段。根据目前最新的理论和实验数据，建立了一个新的Fe原子模型。Fe的非局域热力学平衡（NLTE）线形成计算使用1D流体静力学MARCS和MAFAGS-OS模型大气，以及空间和时间的平均分层从全三维流体动力学模拟恒星对流计算使用Stagger代码。结果表明，在NLTE条件下，用Drawin（1969）公式计算的H I，包括校正的非弹性碰撞，用一维和平均三维模型都能很好地建立Fe I/Fe II电离平衡。强的低激发Fe I线对大气结构非常敏感;经典的一维模型不能提供一致的激发平衡，特别是对于冷的贫金属恒星。一个更好的协议之间的Fe I线跨越的范围内的激发电位得到的平均3D模型。使用1D和平均3D模型确定的标准恒星的平均NLTE金属丰度是完全一致的。此外，由电离平衡得到的NLTE光谱有效温度和重力与其他方法确定的结果一致，红外通量方法和双折射，如果恒星参数之一是独立的约束。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the atmospheres of transiting rocky planets around late type dwarfs
最近观测到了凌日热木星行星的可见光和近红外光谱，揭示了其大气层的一些大气成分。在不久的将来，也可能实现对类地岩石行星的初次和二次日食观测。对地球透射光谱的定性表明，主要和微量大气成分都可能具有强烈的吸收特征，包括水、氧气和甲烷等重要的生物标志物。我们使用最近发表的经验地球透射光谱和各种恒星类型的恒星光谱进行的模拟表明，新一代超大型望远镜，如拟议的42米欧洲超大型望远镜（E-ELT），能够检索非常冷的恒星和棕矮星（Teff < 3100 K）周围的类地行星的透射光谱。例如，对于一颗Teff约为3100 K（M4）的恒星周围的双胞胎地球，在0.9至2.4微米波长范围内的水蒸气，甲烷，二氧化碳和氧气的光谱特征可以在100小时的观测时间内同时检测到，对于晚M恒星甚至更少。这种探测将构成该行星上存在生命的证据。对于半径是地球两倍的超级地球类型的行星，探测时间可以缩短到几个小时。
2011-02-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Influence of Host Star Spectral Type on Ultra-Hot Jupiter Atmospheres
超热类星体是最高辐射的气体巨行星，平衡温度从2000到4000 K。超热彗星由于其高温、膨胀半径和短周期而易于表征，但它们的大气层对于行星来说是非典型的，因为光球层拥有相对于分子的大浓度原子和离子。在这里，我们评估这些行星的大气层如何响应不同的光谱型的恒星照射。我们发现，超热彗星表现出的温度反演，是敏感的主机恒星的光谱型。由于在短波长和低压下吸收增强，反演的斜率和温度范围都随着宿主星有效温度的增加而增加。与较冷恒星周围的类似行星相比，热恒星周围的超热彗星中陡峭的温度反转导致了更高的热解离和电离。H $^{-}$不透明度的增加导致具有减弱吸收特征的渡越光谱。然而，发射光谱在亮温上表现出很大的对比度，这是一个可以用二次日食观测和高色散光谱学检测到的特征。我们还发现，恒星大气中局部热力学平衡的偏离会影响行星上层大气中原子金属所引起的加热程度。此外，我们还进一步量化了超热木星大气中不同不透明度源加热的重要性。
2019-03-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The influence of photo-induced processes and charge transfer on carbon and oxygen in the lower solar atmosphere
为了预测太阳大气中的线发射，需要根据发射是来自色球层还是日冕而有根本不同的模型。在两个区域之间的某个时刻，两种模拟制度之间必须有变化。最近对太阳过渡区碳线和氧线日冕模型的扩展表明，单电荷和双电荷离子以及类锂离子的发射有所改善。然而，仍然存在差异，特别是对于单电荷离子和互组合线。这项工作的目的是探索额外的原子过程，可以进一步改变离子内的电荷态分布和能级分布，以解决一些差异。为此，激发和电离所造成的辐射场和原子-离子碰撞已包括在内，随着重组通过电荷转移。建模进行使用的条件，将存在于安静的太阳，这使得原子过程的一部分，在不断变化的日冕建模，独立于动态和瞬态事件发生在等离子体中发挥评估。的分数离子布居的过程中的效果，以及在水平人口所带来的新的激发机制的变化。还显示了低电荷状态的选定谱线的贡献函数，以展示低层大气中谱线发射可能受到新模型影响的程度。
2021-02-18 astro-ph.SR physics.atom-ph
No consistent atmospheric absorption detected for the ultra-hot Jupiter WASP-189 b
我们在LBT上观察到超热木星WASP-189 b的部分凌日。我们在多个原子跃迁中检测到高度可变的过境信号，包括H-α，Fe I和Mg I。信号与过境的行星大气不一致。相反，我们认为，在过境信号是由于不均匀的恒星表面。我们的观测表明，在普通的光学原子示踪剂缺乏一个高度扩展的气氛。虽然WASP-189非常明亮，但由于过境深度小，大气层明显致密，因此很难描述行星的大气特征。
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Using Molecular Lines to Determine Carbon and Nitrogen Abundances in the Atmospheres of Cool Stars
同时分析5100-5200和7930- 8100 A光谱区的C_2和CN分子谱带，对于精确测定类太阳恒星大气中的碳（C）和氮（N）丰度是一种很有前途的选择。在最近改进了两种分子的分子常数之后，这种新方法的实际实施成为可能。新的分子数据预测了正确的谱线强度和谱线位置;因此，它们被收录在维也纳原子谱线数据库（VALD）中，该数据库被天文学家和光谱学家广泛使用。在本文中，我们证明了分子数据分析提供C，特别是N丰度与原子线的一致。我们通过对三星的分析来说明这一点。考虑到在类太阳恒星的观测光谱中使用N1谱线的困难，我们的结果为使用C_2和CN分子谱线的组合来精确测定氮丰度提供了有力的论据。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SPHINX M dwarf Spectral Grid. II. New Model Atmospheres and Spectra to Derive Fundamental Properties of mid-to-late type M-dwarfs
NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Boston University（波士顿大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
SPHINX II通过改进的模型大气和光谱，提高了中至晚期M矮星基本属性的确定精度。
2025-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
NLTE analysis for Y I and Y II in atmospheres of F-G-K stars
本研究在F-G-K型恒星大气中开展Y I和Y II的NLTE分析，构建最新原子数据模型，确定65颗恒星钇丰度，发现NLTE修正为正且Y I修正可达0.5 dex，为银河系化学演化提供参考。
2023-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogen Recombination with Multilevel atoms
氢复合是许多天体中最重要的原子过程之一，如II型超新星（SN~II）大气、宇宙复合时期的高红移宇宙和星际介质中的H II区。如果考虑许多角动量子态、非共振过程，并从辐射转移方程的解计算所有原子过程的速率，而不是在热平衡假设下使用普朗克函数，电离分数的精确预测可能与简单解给出的结果大不相同。我们使用通用模型大气代码PHOENIX 1D来比较基本概率，如光电离概率，逃逸概率和碰撞去激发概率如何受到环境中其他金属，多个角动量子状态和非共振过程的影响。我们的比较是基于SN 1999 em的模型，SNe II型，爆炸后20天。
2010-05-04 astro-ph.CO astro-ph.SR
Applications of Atomic Data to Studies of the Sun
本文综述原子数据在太阳大气等离子体现象解释及太阳内部模型、日震学差异研究中的关键作用，并指出当前活跃方向与具体数据需求。
2024-09-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Modelling convection in A star atmospheres. Bisectors and lineshapes of HD108642
我们提出了一个代码，VeDyn，模拟信封和大气层的A至F星专注于准确处理对流过程。VeDyn实现了Canuto和Dubovikov（1998）的高度复杂的对流模型，但速度快，方便，足以用于实际的天体物理应用。我们开发了HME包络求解器，这个对流模型进一步一致的模拟信封连同恒星大气。合成代码SynthV被扩展以解释所得到的速度结构。最后，我们测试了我们的方法对原子线平分线。结果表明，我们的合成线平分线HD108642弯曲向蓝色和幅度相媲美的观察。尽管这种模拟对流的方法需要求解一个耦合的非线性微分方程组，但它的速度足够快，可以适用于依赖于模型大气的许多调查技术。
2009-07-23 astro-ph.IM 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
STiC -- A multi-atom non-LTE PRD inversion code for full-Stokes solar observations
由于观测到的太阳色球层辐射和等离子体条件的非局部性，对太阳色球层等离子体基本状态的推断仍然极具挑战性。反演方法使我们能够得到一个模型大气，可以重现所观察到的光谱进行几个物理假设。最先进的方法涉及一个深度分层的模型大气，它由温度、视线速度、湍流速度、磁场矢量的三个分量以及气体和电子压力来描述。辐射转移方程的参数是根据坚实的物理原理计算的。为了将这些技术应用于对色球层进行采样的谱线，计算中必须包括NLTE效应。我们开发了一个新的反演代码STIC来研究采样于上层色球层的谱线。该代码是基于RH合成代码，我们修改，使反演速度更快，更稳定。这是第一次，STIC促进了非LTE中多个原子的线的处理，也包括部分再分布效应。此外，我们还包括一个正则化策略，允许模型大气层具有复杂的分层，而不会在重建的物理参数中引入伪影，这些伪影通常以振荡行为的形式表现出来。这种方法采取步骤向无节点反演，其中的物理参数的值在每个网格点可以被认为是一个自由参数。在本文中，我们将讨论上述技术的实现，模型大气的描述，以及我们应用于代码的优化。我们进行了一些数值实验，以显示我们实现的代码和正则化技术的性能。我们将STIC公开提供给社区。
2019-02-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
