LACHESIS: Robust stellar parameters through Bayesian model averaging of isochrone grids
Universidad Católica del Norte（天主教北大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
LACHESIS通过贝叶斯模型平均整合五个等时线网格，利用嵌套采样从测光和光谱数据推断恒星质量、半径和年龄，明确量化网格选择带来的系统性不确定，实现稳健参数估计。
2026-10-02 astro-ph.SR
Updating the Dartmouth Stellar Evolution Model Grid: Pre-Main-Sequence Models & Magnetic Fields
我们目前的努力，以创建一个更新的网格的低质量恒星演化质量轨道和等时线计算使用达特茅斯恒星演化代码的状态。重点放在可靠地扩展目前的网格的主序前，建模的不确定性有最大的影响。对原始代码发布的修订包括：更新表面边界条件，引入氘燃烧和磁场。质量追踪网格包含质量大于0.1 $M_{\odot}$、金属丰度在-0.5至+0.5 dex范围内的模型。使用两种不同的磁对流处方计算表面磁场强度在0.1 kG和4.0 kG之间的磁质量轨迹。标准和磁性模型等时线可用于年龄超过100万年的年龄。表中的量包括恒星的基本性质，绝对光度星等，磁场性质，对流周转时间，拱点运动常数和锂丰度。将向公众提供完整的质量轨迹和等时线网格。
2014-08-08 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
Grids of stellar models including second harmonic and colours: Solar composition
恒星演化网格在天文学/天体物理学的许多领域，如行星托管恒星，双星，星团，化学奇特的恒星等，在这项研究中，网格的恒星演化模型更新的成分和{最近确定的太阳丰度}。氢、重元素和混合长度参数的初始丰度太阳值分别为0.0172、0.7024和1.98。质量步长足够小（0.01 M $_\odot$），因此不需要对给定的恒星质量进行插值。恒星质量的范围是0.74到10.00 M $_\odot$。为了方便和一般的应用，我们以不同形式的表格给出了结果。还列出了分析食双星拱点运动所需的恒星二次谐波。我们还建立了旋转模型来确定旋转对恒星结构的影响，并导出了光度、半径和恒星二次谐波随旋转参数变化的拟合公式。我们还计算和列表的颜色和辐射热校正的理论和观测结果之间的转换所需的模型。对太阳、毕宿星团、缓慢旋转的化学性质特殊的Am星和具有拱点运动的食双星的结果进行了检验。沿等时线的理论和观测结果符合得很好。这种网格也适用于旋转恒星，只要给出赤道速度。
2015-05-21 astro-ph.SR
Uncertainties in asteroseismic grid-based estimates of stellar ages. SCEPtER: Stellar CharactEristics Pisa Estimation gRid
我们研究恒星年龄测定的影响，通过网格为基础的技术，采用星震约束的不确定性的辐射不透明度，在初始氦丰度，在混合长度值，在对流核心过冲，并在微观扩散效率采用恒星模型计算。我们扩展了SCEPtER网格（Valle et al. 2014），以包括质量在[0.8; 1.6] Msun范围内的恒星以及从ZAMS到中心氢耗尽的演化阶段。目前观测中的典型不确定性导致年龄测定中的1 σ统计相对误差，其平均范围约为-35%至+42%，取决于质量。然而，由于对演化阶段的强烈依赖，ZAMS附近恒星的年龄相对误差可以高于120%，而在高级主序星阶段，它通常是20%或更低。由于氦-金属富集比Δ Y/Δ Z的变化为$\pm$ 1，在演化的前30%中，年龄测定的系统偏差约为统计误差的四分之一，而对于更演化的阶段，它可以忽略不计。由于对流核心过冲的存在，最大偏差为-7%和-13%的轻度和强过冲的情况下。对于所有检查的模型，发现辐射不透明度的变化$\pm$ 5的影响可以忽略不计。最重要的偏差来源是混合长度值α_ml的不确定性和忽略微观扩散。这些效应中的每一个都说明了偏差，其几乎等于随机误差不确定性。我们的技术与其他网格技术的结果比较一组常见的恒星显示出普遍的协议。然而，采用不同的网格可以解释平均估计年龄的变化，最高可达1 Gyr。
2014-12-18 astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters - I. A grid of Solar-metallicity wind models (Corrigendum)
本勘误表的目的是指出，原始论文中的少数模型是用错误的初始结构计算的。使用完全相同的建模方法，我们重新计算了具有新初始结构的故障模型。新的结果略微改变了恒星参数风特性的一些趋势，但总体影响很小。结论不受影响。
2012-09-20 astro-ph.SR
A stellar evolutionary grid for binary population synthesis: from the main sequence to helium ignition
针对现有种群合成代码未考虑恒星风与双星质量转移导致的质量变化问题，研究基于MESA代码构建涵盖1-16倍太阳质量恒星的新演化网格与插值表，可精准复现恒星演化关键特征，适用于binary_c等种群合成代码。
2025-03-22 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - V. Fe line shapes, shifts and asymmetries
我们提出了一个理论研究的影响和签名的现实速度场和大气的不均匀性与对流运动在冷晚型恒星表面的铁谱线的出射轮廓的恒星参数的大范围。我们计算三维谱线通量分布的假设下，当地的热力学平衡（LTE），采用国家的最先进的，时间相关的，3D，辐射流体动力学大气模式从交错网格。一组35个真正的未混合，光学FeI和FeII线的不同激发电位被认为是。此外，虚构的Fe i和Fe ii线（5000 A和0，2，4 eV）被用来构建一般的生长曲线，并使线轮廓具有相同的线强度的比较，以说明系统的趋势，从不同的恒星参数的三维模型大气之间的内在结构差异。理论线位移和平分线推导出分析的形状，位移和不对称性印在全三维线轮廓出现自相一致的对流模拟速度场和大气的不均匀性。我们发现系统的变化线的强度，位移，宽度和平分线，这可以与各自的物理条件在恒星大气环境中的线形成的高度，特别是垂直速度场的振幅。线位移和不对称性的出现是由于对流速度的存在和普遍存在于观测到的冷恒星的恒星光谱中的颗粒图案。
2014-03-25 astro-ph.SR
Stellar models and isochrones from low-mass to massive stars including pre-main sequence phase with accretion
恒星模型网格是导出星团，特别是拥有大质量恒星的年轻星团的性质，以及提供各种质量范围内恒星形成过程的信息的有用工具。由于它们的演化时间尺度很短，大质量恒星结束了它们的生命，而它们的低质量兄弟姐妹仍然处于主序前（pre-MS）阶段。因此，年轻星团的研究需要对恒星演化的所有阶段进行一致的考虑。但是，尽管在文献中有大量的网格，一个网格占前MS吸积阶段后MS阶段在整个恒星质量范围内的演变仍然缺乏。我们建立了一个太阳金属丰度为0.8 $M_\odot$到120 $M_\odot$的恒星模型网格，包括前MS阶段的吸积。我们使用{ \sc genec}代码在这个质量范围内运行恒星模型。吸积定律的选择，以配合前MS对象的赫兹-罗素图上的观察。我们描述了我们的模型的演化轨迹和等时线。网格连接到以前的MS和MS后网格计算相同的数值方法和物理假设，这提供了最广泛的网格的质量和年龄的日期。我们的模型和相应的等时线的数值表可在线获得。
2019-03-25 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars I. Grid of stellar models with helium enhancement at [Fe/H] = -1.75
球状星团（GCs）特殊化学性质的发现彻底颠覆了人们对GCs形成和早期演化的认识。因此，解释观测到的色星等图和GC恒星星族的性质需要使用用相关化学成分计算的恒星模型。我们提出了一个网格的224恒星演化的初始质量为0.3和1.0 Msun和初始氦质量分数为0.248和0.8之间的低质量恒星计算[Fe/H]=-1.75与恒星演化代码STAREVOL。该网格可供社区使用。我们探讨了假设的初始化学分布的恒星模型的主要属性的影响：在赫兹-罗素图（HRD）的演化路径，持续时间和主要的演化阶段的特点，和化学性质的白矮星残余物。我们还提供了初始恒星质量和氦含量的恒星，填充不同地区的HRD在年龄的10和13.4 Gyr，这是典型的银河系GC的范围。
2015-04-08 astro-ph.SR
The AMBRE project: A new synthetic grid of high-resolution FGKM stellar spectra
覆盖广泛的恒星参数的合成光谱的大网格是强制性的不同恒星和（额外的）银河系物理应用。这样的大网格可以用于恒星光谱的自动参数化，例如在AMBRE项目中执行的，其主要目标是为四台ESO摄谱仪的几十万个存档光谱确定恒星大气参数。为了满足AMBRE和未来类似项目的需要，我们计算了整个光学域的合成光谱网格，适用于任何光度的冷到非常冷的恒星，金属丰度从太阳金属丰度的10-5到10倍不等，并考虑了α元素化学含量的巨大变化。采用新一代MARCS模式大气和Turbospectrum程序计算辐射转移。我们还考虑了尽可能完整的原子和分子线性列表。一个新的网格的16783高分辨率光谱的波长范围3000至12000毫微米已计算的光谱分辨率总是大于150000。对于FGKM光谱类型的恒星，标准化和绝对通量版本可以在广泛的恒星大气参数范围内使用。涵盖的参数为2500 K \leqTeff \leq 8000 K，-0.5 \leqlog（g）\leq 5.5 dex，-5.0 \leq [M/H] \leq +1.0 dex和五种不同的α元素富集值（0.0、\pm 0.2 dex和\pm 0.4 dex在标准值附近）。该网格通过POLLUX数据库公开提供（约50%的光谱已包含在该数据库中），并根据作者的要求以FITS格式提供。
2012-05-10 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models - I. Methods and General Properties
我们提出了交错网格，一个全面的网格的时间依赖性，三维流体动力学模型大气的晚型恒星与现实的治疗辐射转移，涵盖了广泛的恒星参数。这个3D模型网格用于各种应用，如恒星光谱学，星震学和恒星对流研究。在这篇介绍性的论文中，我们描述了用于计算网格的方法，并讨论了3D模型的一般属性以及它们的时间和空间平均值（<3D>）。我们所有的模型都是使用Stagger代码生成的，使用真实的输入物理状态方程（EOS）和连续和线不透明度。我们的~220网格模型的Teff范围从4000到7000 K，步长为500 K，log g范围从1.5到5.0，步长为0.5 dex，[Fe/H]范围从-4.0到+0.5，步长为0.5和1.0 dex。我们发现，垂直速度和表面熵跳，这本身与绝热对流区的恒定熵值之间的密切标度关系。强度对比度的范围在较低的金属丰度下增强。粒度大小与最大流速深度处的压力标尺高度密切相关。我们比较<3D>广泛应用的一维模型，以及与理论的一维流体静力学模型产生相同的EOS和不透明度表的三维模型，为了隔离使用自洽和流体动力学对流建模的影响，而不是经典的混合长度理论方法。这是第一次，我们能够系统地量化在广泛的恒星参数的不确定性的一维模型所产生的简化处理的物理，特别是对流能量传输。与以前的研究结果一致，我们发现差异可能是显着的，特别是对于贫金属恒星。
2013-07-12 astro-ph.SR
Grid-based estimates of stellar ages in binary systems. SCEPtER: Stellar CharactEristics Pisa Estimation gRid
我们调查的性能，基于网格的技术在估计恒星的年龄在分离食双星系统。我们评估的精度的估计，由于观测约束的不确定性，以及对流核心过冲，元素扩散，混合长度值，和初始氦含量的不确定性所造成的系统偏差。我们采用了SCEPtER网格，其中包括质量在[0.8; 1.6] Msun范围内的恒星和从ZAMS到中央氢耗尽的演化阶段。年龄估计已经获得了我们以前的工作中所描述的技术的概括。我们发现，由于观测约束的不确定性，年龄估计的典型1 σ随机误差约为+-7%，这几乎与两颗恒星的质量无关。然而，这样的误差很大程度上取决于演化阶段，并且在ZAMS附近的恒星中变得更大和不对称，范围从+90%到-25%。包括弱对流和强对流核过冲引起的系统偏差约为观测不确定性误差的50%和120%。氦-金属富集比的± 1变化约占随机误差的± 150%。忽略微观扩散的偏差约占随机误差的60%。我们还介绍了一个统计测试的预期差异恢复年龄的两个同时代的恒星在一个双星系统。我们发现，在目前的观测不确定性的随机波动，可以导致真正的同时代的二进制组件似乎是非同时代的年龄差异高达60%。
2015-05-24 astro-ph.SR
Improvements to stellar structure models, based on a grid of 3D convection simulations. II. Calibrating the mixing-length formulation
我们进行校准的混合长度对流在恒星结构模型对现实的3D辐射耦合流体动力学（RHD）模拟对流在恒星表面层，确定对流恒星信封深处。混合长度参数$α$通过将3D模拟的平均值与1D恒星包络模型相匹配来校准，以确保在两种情况下相同的原子物理学。这是对先前发表的太阳-金属丰度对流模拟网格进行的，覆盖了主序上4200 K到6900 K的温度，以及logg=2.2的巨星4300-5000 K的温度。我们的校准结果在一个$α$变化从1.6的最温暖的矮星，这是刚刚足够冷，承认一个对流信封，并高达2.05的最冷的矮星在我们的网格。在这两者之间是$α$ ~ 1.76的三角形平台。太阳位于这个高原上，到目前为止，在其演化过程中几乎没有发生变化。当恒星沿着巨分支上升时，它们大部分沿着恒定的$α$轨道进行，$α$随着质量的增加而减少。
2014-10-06 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models V. Synthetic stellar spectra and broad-band photometry
上下文冷星的表面结构和动力学的特征是存在对流运动和湍流，它们形成了出射光谱。目的。我们使用现实的三维辐射流体动力学模拟从交错网格计算合成光谱与辐射转移代码Optim 3D的恒星具有不同的恒星参数来预测光度颜色和对流速度的变化。方法.我们计算了1000至200 000 A的光谱，恒定分辨率为20 000，以及8470和8710 A（盖亚径向速度光谱仪- RVS -光谱范围），恒定分辨率为300 000。结果我们使用合成光谱来计算Johnson-Wavins UBV（RI）、SDSS、2 MASS、Gaia、SkyMapper、Stromgren系统和HST-WFC 3中的理论颜色。我们发现，除了跨越光谱的光学和紫外区域的窄滤光片外，1D与3D的差异仅限于很小的百分比。此外，我们推导出对流速度场对选定的Fe I线的影响。我们发现，相对于参考的一维流体静力学模型，三维模拟的整体对流位移在-0.235和+0.361 km/s之间。我们发现了一个净相关的对流位移与有效温度：较低的有效温度表示红移和较高的有效温度表示蓝移。我们的结论是，从RVS光谱提取准确的径向速度需要适当的对流位移的波长校正。结论.使用现实的3D流体动力学恒星大气模拟预测测光与经典的1D流体静力学模型晚型恒星相比，有一个小，但显着的影响。我们通过POLLUX数据库向社区公开所有光谱。
2018-01-05 astro-ph.SR
A software package for stellar and solar inverse-Compton emission: Stellarics
我们提出了我们的软件来计算宇宙射线轻子在日光层中的逆康普顿散射的伽马射线发射，以及在恒星的光球。它包括日光层调制的公式，但它可以用于任何用户定义的调制模型。图谱和光谱以各种形式输出到FITS文件，以方便使用。还包括通用的逆康普顿例程，具有其他功能，如任何用户定义的目标光子和轻子光谱的能量损失率和发射率。该软件是公开的，并正在继续开发。
2013-03-22 astro-ph.SR
Stellar mass and age determinations - I. Grids of stellar models from Z=0.006 to 0.04 and M=0.5 to 3.5 Msun
我们提出了密集的恒星模型网格，适合与可观测的量进行比较，测量精度很高，如来自双星系统或行星托管恒星。我们在金属丰度Z=0.006，0.01，0.014，0.02，0.03和0.04（即[Fe/H]从-0.33到+0.54）和质量从0.5到3.5 Msun的小步长下计算了新的日内瓦模型。为了计算等时线，在轨道之间进行插值的过程中非常小心。我们的网格的几个属性被呈现为恒星质量和金属丰度的函数。这些包括赫茨伯格-罗素图中的表面特性，内部特性包括平均恒星密度，对流核心的大小和全球星震特性。我们检查了我们的插值过程，并将插值轨迹与计算轨迹进行了比较。在大多数情况下，半径和有效温度的偏差小于1%。我们还检查了目前的等时线提供了很好的拟合四对观测到的分离双星和观测到的序列的疏散星团NGC 3532和M67。在我们的模型中，M<1.1 Msun的原子扩散导致了表面丰度的变化，当与具有测量金属丰度的恒星的观测数据进行比较时，应该考虑到这一点。为此，计算iso-Zsurf线。可以要求从一个专门的网页上下载这些数据以及网格覆盖范围内的质量和金属丰度的轨道。联系Z和FeH的关系的有效性也重新评估在低质量恒星的表面丰度的变化。
2012-01-17 astro-ph.SR
Improvements to Stellar Structure Models, Based on a Grid of 3D Convection Simulations. I. $T(τ)$-Relations
在恒星结构模型中，温度T和光学深度tau之间的关系通常用于描述光球从光学厚到光学薄的转变。我们表明，这是有道理的，但目前使用的T（tau）的关系往往是不一致的，其实施。T（τ）关系作为恒星结构方程组的外边界条件，对恒星的整体结构有着不应有的影响。在这个精确的asteroseismology时代，我们需要重新评估的方法来计算和实施T（tau）关系，和假设，他们releas. We制定适当的和一致的评估T（tau）关系从任意的一维或三维恒星大气，并在恒星结构和演化模型的实施。我们提取辐射T（τ）的关系，我们的新配方所描述的，从3D模拟对流在深恒星大气中的晚型恒星从矮星到巨星。这些模拟采用现实的不透明度和状态方程，并考虑线覆盖。为了比较，我们还提取T（tau）的关系，从一维MARCS模型大气使用相同的配方。与传统的理论一维流体静力大气模型相比，我们的三维对流模拟网格的T（τ）关系显示出更大范围的表面重力行为。基于此，我们建议不再使用定标太阳能T（tau）关系。我们的模拟网格的T（tau）关系文件可供社区使用，以及在此不规则网格中插值的例程。我们还提供了大气不透明度的匹配表，在恒星结构模型的一致实施。
2014-05-02 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - III. The relation to mixing-length convection theory
我们调查的一维大气模型，依赖于混合长度理论和模型的基础上全三维辐射流体动力学（RHD）计算来描述对流的信封晚型恒星之间的关系。由三维RHD模式确定的深对流区的绝热熵值s_bot和熵跃变Δs与由具有相同微物理（不透明度和状态方程）的一维静力大气模式确定的混合长度参数α_MLT相匹配。我们还直接从恒星次表面对流的三维流体动力学模拟中导出了质量混合长度α m和垂直速度的垂直相关长度C[v_z，v_z]。太阳的校准混合长度参数为α_MLT（s_bot）= 1.98。对于不同的恒星参数，α_MLT在1.7 - 2.4之间有系统的变化。α MLT随有效温度的升高、重力的降低和金属丰度的增加而减小。对于α_MLT（Δs），我们得到了等价的结果.此外，我们发现混合长度参数和逆熵跳之间的紧密相关性。我们从流体动力学平均场方程中导出了一个与质量混合长度α m有关的解析表达式，并发现它与恒星参数（1.6 ~ 2.4）定性地表现出类似的变化，其中太阳参数α m = 1.83。与压力标度高度缩放的垂直相关长度为太阳1.71，但显示只有一个小的系统变化与恒星参数，相关长度略有增加与Teff。我们推导出混合长度参数的各种恒星参数，可以用来取代一个常数。在任何对流包层内，α_m及其相关量变化很大。
2014-10-06 astro-ph.SR
The Space Interferometry Mission Astrometric Grid Giant-Star Survey. III. Basic Stellar Parameters for an Extended Sample
我们目前的高分辨率（~ 55000）光谱观测结果的830光度预选候选红巨星的星等范围V = 9-12。我们开发了一个管道自动测定恒星大气参数从这些光谱和估计T_eff，logg，[Fe/H]，微湍流速度，和投影旋转速度，vsini，为恒星。分析证实，候选人选择程序产生红巨星具有非常高的成功率。结果表明，这些恒星大多数是G巨星和K巨星，金属丰度（[Fe/H] ~-0.3dex）略低于太阳。对样品中Mg丰度的分析表明，[Mg/Fe]与[Fe/H]的变化趋势与已发表的结果一致。
2010-11-02 astro-ph.SR
A New Grid of Synthetic Spectra for the Analysis of [WC]-type Central Stars of Planetary Nebulae
我们提出了一个全面的网格合成恒星大气光谱，适用于分析高分辨率光谱的氢缺乏后渐近巨分支（后AGB）对象热超过50000 K，迁移沿恒光度分支的赫兹-罗素图（HRD）。网格是用CMFGEN计算的，CMFGEN是一种最先进的恒星大气代码，它正确地处理了恒星风，考虑了非LTE中的膨胀大气，线覆盖，软X射线和风聚集。我们包括许多以前被忽视的离子物种。我们的统一模型集填补了一个重要参数制度的利基，即，更高的有效温度、更高的表面重力和一系列的质量损失值。网格构成了一个通用的工具，以方便确定恒星的参数和线识别，并解释恒星光谱的形态变化，恒星通过行星状星云（CSPN）阶段的中心星演变。我们显示的谱线在远紫外，紫外和光学制度的主要物理参数的效果。我们分析了NGC 6905中心恒星的紫外和远紫外光谱，使用网格来约束它的物理参数，并进一步探索网格中没有考虑的其他参数。这一应用表明，网格可用于约束主要光球和风参数，作为详细分析的第一步。包括远紫外、紫外、光学和红外光谱区域的合成光谱的完整网格可在线获得。
2012-10-25 astro-ph.SR
Thermohaline instability and rotation-induced mixing. III - Grid of stellar models and asymptotic asteroseismic quantities from the pre-main sequence up to the AGB for low- and intermediate-mass stars at various metallicities
从CoRoT和Kepler飞行任务中获得的大量恒星样本的星震约束条件为对恒星星族的地震特性进行各种统计研究铺平了道路。在本文中，我们评估了旋转引起的混合和热盐不稳定性对全球星震参数的不同阶段的恒星演化从零年龄的主要序列的热脉动渐近巨星分支区分恒星星族。我们提出了一个网格的恒星演化模型的四个金属丰度（Z = 0.0001，0.002，0.004和0.014）在0.85至6.0 Msun的质量范围。该模型计算与标准处方或包括热盐对流和旋转引起的混合。对于整个网格，我们提供了通常的恒星参数（光度，有效温度，寿命，.），以及全球地震参数，即大频率间隔和渐近关系，最大振荡功率ν_{max}对应的频率，最大振幅A_{max}，g-模的渐近周期间隔，不同的声波半径。我们讨论了旋转引起的混合的签名上的全球星震量，可以检测到的观测。热盐混合的影响可以通过光谱研究来确定，但不能用这里研究的全球地震参数来表征。但也不排除个别模式频率或其他精心选择的星震量可能有助于限制这种混合。
2012-04-23 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
A Grid of MHD Models for Stellar Mass Loss and Spin-down Rates of Solar Analogs
恒星风被认为是恒星随时间旋转的主导因素。然而，太阳类似物的恒星风由于观测它们的挑战而受到很大的限制。在过去的十年中，我们对太阳风加速机制的理解以及太阳风和恒星风数值模型的发展都有了很大的进步。在本文中，我们提出了一个网格的磁流体动力学（MHD）模型研究和量化的恒星质量损失率和角动量损失率作为恒星旋转周期，磁偶极子组件和日冕基底密度的函数的值。我们推导出简单的比例律的损失率作为这些参数的函数，并限制可能的质量损失率的恒星与热驱动风。尽管我们的标度律成功地匹配了模型的结果，但我们发现“太阳偶极子”情况与基于太阳观测的实际情况之间存在偏差，高估了实际太阳质量损失率3倍。这意味着恒星场的模型可能需要更复杂的进一步研究，其中可能包括使用活跃区域的填充因子，以及小尺度场的强度分布。质量损失率通常主要由磁场强度控制，风密度与围磁压力$B^2$成比例变化。我们还发现，使用我们的网格模型获得的质量损失率下降得更快的旋转周期的增加比使用观测到的恒星活动得出的标度律。对于主序星类太阳，我们的标度律角动量损失与极向磁场强度检索著名的Skumanich下降的角速度随时间的推移。
2014-01-07 astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters - I. A grid of Solar-metallicity wind models
[摘要]我们使用经过良好测试的计算机代码计算了900个数值动态模型大气（DMA）的网格。这个模型网格涵盖了大多数恒星参数的预期组合，这些参数包括恒星温度、恒星光度、恒星质量、可凝聚碳的丰度和脉动的速度振幅。由此产生的质量损失率和风速显然受到恒星温度、质量、光度和可用碳丰度的影响。在参数空间的某些部分，也有一个不可避免的质量损失阈值，低于该阈值，灰尘驱动的风是不可能的。与以前的一些研究相反，我们发现一个强烈的依赖于丰富的游离碳，这原来是一个关键参数。此外，我们发现，在大气中形成的尘埃颗粒可能会变得太大，以至于通常使用的尘埃不透明度的小颗粒近似是严格有效的。这可能与风的特性有关，尽管在得出定量结论之前需要对这个问题进行进一步研究。风的性质显示出相对简单的依赖于恒星参数以上的质量损失阈值，而阈值本身是一个更复杂的性质。因此，我们选择不导出任何简单的质量损失公式，而是以易于使用的FORTRAN例程的形式提供质量损失处方。由于这个质量损失程序是基于来自一个基本上自洽的质量损失模型的数据，因此，它可以作为一个更好的质量损失处方恒星演化计算比经验公式。此外，我们得出结论，仍然有一些问题需要调查，如晶粒尺寸的作用。
2009-12-11 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
ISOSCELES project: A grid-based quantitative spectroscopic analysis of massive stars
Universidad Mayor（迈约尔大学）；Instituto de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias, Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学理学院物理与天文学研究所）；Departamento de Espectroscopía, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院光谱学系）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CCT La Plata, CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔跨学科研究中心，阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）
本文提出并验证了ISOSCELES网格框架，利用m-CAK流体动力学风解替代传统β律近似，结合Hydwind和Fastwind代码构建OBA型恒星模型网格，通过半自动拟合程序高精度推导大质量恒星的恒星与风参数。
2025-11-05 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
Creating and using large grids of pre-calculated model atmospheres for rapid analysis of stellar spectra
我们提供了一个包含45，000个大气模型的数据库（到项目结束时将增加到80，000个模型），恒星质量在9到120 M $_{\odot}$之间，覆盖了OB主序星和H-R图中的W-R星。这些模型是使用ABACUS I超级计算机和恒星大气代码CMFGEN计算的。参数空间有6个维度：有效温度$T_{\rm eff}$，光度$L$，金属度$Z$，和三个恒星风参数，即指数$β$，终端速度$V_{\infty}$和体积填充因子$F_{cl}$。对于每个模型，我们还计算了UV（900-2000埃），光学（3500-7000埃）和近红外（10000-30000埃）区域的合成光谱。为了便于与观测结果进行比较，使用ROTIN 3通过以10 km/s的步长覆盖$v$ sin $i$速度在10 km/s和350 km/s之间来旋转加宽合成光谱，从而产生1 575 000个合成光谱的库。为了证明使用预先计算模型的数据库的好处，我们还提出了重新分析的结果，$ε$奥利通过使用我们的网格。
2021-07-30 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
First grids of low-mass stellar models and isochrones with self-consistent treatment of rotation : From 0.2 to 1.5 M_\odot at 7 metallicities from PMS to TAMS
我们提出了一个扩展的网格的国家的最先进的低质量恒星的恒星模型，包括更新的物理（核反应率，表面边界条件，质量损失率，角动量输运，扭矩和旋转引起的混合处方）。我们的目的是评估风制动，现实的大气处理，旋转和旋转引起的混合的结构和旋转的演变，从前主序列的关闭的影响。使用STAREVOL代码，我们提供了一个更新的PMS网格。我们计算了7种不同金属丰度的恒星模型，从[Fe/H] = -1 dex到[Fe/H] = +0.3 dex，太阳成分对应于$Z=0.0134$。初始恒星质量范围从0.2到1.5 \Ms，在一个太阳质量附近有额外的网格细化。我们还提供了三种不同的初始旋转速率（慢，中，快）与处方风制动和磁盘耦合的时间尺度校准年轻的疏散星团的观测性能的旋转模型。旋转混合包括稳定分层区域中湍流各向异性的最新描述。我们的模型在太阳金属丰度的整体行为-和它的本构物理-通过与各种分布式的进化轨迹的详细比较进行验证。主要的区别来自于表面边界条件和初始太阳成分的选择。该模型包括旋转与我们的处方角动量提取和自洽形式主义的角动量输运是能够再现的旋转周期分布观察到的年轻疏散星团在一个广泛的质量范围。这些模型是公开提供的，可用于分析来自目前和即将进行的盖亚、TESS和PLATO等小行星地震和光谱调查的数据。
2019-05-21 astro-ph.SR
The CIFIST 3D model atmosphere grid
恒星大气模型网格和相关的合成光谱是在天文学中有很大影响的数值产品，因为它们在解释来自单个恒星和恒星星族的辐射中的普遍应用。3D模型大气现在即将成为广泛适用于恒星大气参数的模型。我们报告的努力，开发一个网格的三维模型大气晚型恒星在巴黎天文台的CIFIST团队。模型生产和后处理对计算和人力的大量需求使得这项看似平凡的任务成为一项具有挑战性的后勤工作。目前，CIEST网格包括77个3D模型大气层，重点是太阳和亚太阳金属丰度的矮星。虽然模型生产仍在进行中，但第一批应用程序已经由CIFIST团队和合作者进行了工作。
2009-09-02 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
Grids of stellar models with rotation - I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity (Z = 0.014)
许多热门的天体物理学研究领域，如行星宿主恒星的性质，不同类型超新星和伽马射线暴的祖先的性质，以及星系的演化，需要完整和均匀的恒星模型在不同的金属丰度，以便在整个宇宙历史中进行研究。我们在这里提出了第一套太阳金属丰度模型，其中的旋转的影响占在一个均匀的方式。我们计算了一个网格的48个不同的恒星演化轨迹，旋转和非旋转，在Z=0.014，跨越广泛的质量范围从0.8到120 Msun。对于所考虑的每一个恒星质量，电子表提供了沿着演化轨道的400个阶段的数据，并且在每个阶段，给出了一组43个物理数据。因此，这些网格为与观测进行比较提供了广泛而详细的数据基础。旋转模型在ZAMS上以旋转速率Vini/Vcrit=0.4开始。演化计算，直到结束的中心碳燃烧阶段，早期AGB阶段，或核心氦闪光，分别为大质量，中间，低和非常低质量的恒星。最初的丰度是由阿斯普伦德和合作者推导出来的，最适合太阳附近大质量恒星的观测丰度。我们更新的不透明度和核反应率，并引入新的处方的质量损失率的恒星接近爱丁顿和/或临界速度。在我们的低质量恒星模型中，我们考虑了原子扩散和磁制动。[...]
2011-11-21 astro-ph.SR
The SPOTS Models: A Grid of Theoretical Stellar Evolution Tracks and Isochrones For Testing The Effects of Starspots on Structure and Colors
一维恒星演化模型已经成功地代表了不同天体物理背景下恒星的结构和演化，但在年轻的磁活性恒星以及具有显著潮汐相互作用的近距离双星的背景下，已经注意到了复杂性。许多谜题都与主序星和活跃的主序星有关，涉及它们的半径，颜色，某些元素丰度，以及年轻星团的共融性等。对这些谜题的一个有希望的解释是磁场活动和恒星黑子对活跃恒星结构的扭曲效应。为了帮助社区评估这一假设，我们提出了恒星参数的轨道与星点（SPOTS）模型，太阳金属丰度恒星演化轨迹和等时线，其中包括治疗的结构影响的星点的网格。模型的范围为0.1-1.3 \msun，表面覆盖率从无斑到85%，由前主序演化到红巨星分支（或15 Gyr）。我们还使用精确校准的颜色表为我们的模特制作双温合成色。我们描述的物理成分包括在SPOTS模型和比较他们的预测，其他现代进化代码。最后，我们将这些模型应用于活动恒星领域的几个开放性问题，包括年轻的食双星的半径，前主序星的色标，以及次亚巨星的存在，表明我们的模型可以解释许多特殊的活动恒星的特征。
2020-02-25 astro-ph.SR
GYRE: A New Open-Source Stellar Oscillation Code
我们介绍了GYRE，一个新的开源恒星振荡代码，解决了绝热/非绝热脉动方程使用一种新的马格纳斯多重射击（MMS）的数值方案。该代码具有高达6阶的网格间距的全局误差缩放，因此可以用很少的网格点实现高精度。此外，它是鲁棒的并且有效地利用多个处理器核和/或节点。我们提出了一个使用GYRE的例子计算，并讨论了最近的工作，将GYRE集成到MESA恒星演化代码的asteroseic优化模块。
2013-09-17 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models - II. Horizontal and Temporal Averaging and Spectral Line Formation
我们研究的平均方法与不同的参考深度尺度的三维流体动力学模型大气计算的交错代码的影响。时间和空间平均（以下简称为<3D>）模式进行了探索，在当地的热力学平衡（LTE）谱线形成的光通过比较光谱计算使用全三维大气结构与那些从<3D>平均。我们探讨的方法，计算平均<3D>分层的交错网格时间相关的三维辐射流体动力学大气模式，考虑四个不同的参考深度尺度（几何深度，柱质量密度，和两个光学深度尺度）。此外，我们调查的影响，替代平均值（对数或强制流体静力平衡，通量加权温度）。对于线的形成，我们计算在LTE中Fe i和Fe ii线的生长曲线。四<3D>个参考深度尺度的分层结果可能有很大不同。我们通常发现，在高层大气中，在超绝热区域的光学表面，温度和密度的波动是最高的，差异变得相当大，并增加较高的Teff，较低的logg，和较低的[Fe/H]。谱线形成的差分比较显示出取决于应用哪种模型的显著差异<3D>。恒定柱质量密度层上的平均值产生<3D>LTE线形成的最佳平均表示，而恒定几何高度层上的平均值是最不合适的。出乎意料的是，在恒定光学深度的层上通常优选的平均值倾向于增加反向造粒对更高有效温度的干扰，特别是在低金属度下。
2013-10-14 astro-ph.SR
Potsdam Wolf-Rayet stellar atmosphere grids of OB-type stars: I. Spectroscopic temperature diagnostics across metallicity
Universität Potsdam（波茨坦大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本研究构建了从太阳丰度到1/31太阳丰度的OB型恒星大气网格，分析金属丰度对温度诊断线的影响，发现低金属丰度下He I线可作为B型恒星光学波段的主要温度指标，且低金属丰度恒星更易发射硬电离辐射。
2026-08-27 astro-ph.SR
SPADES: Stellar Parameters Determination Software
上下文随着越来越多的光谱数据被中高分辨率多目标光谱仪提供，更多的自动恒星参数确定软件正在开发中。所收集的光谱的质量也允许确定元素丰度。目标。SPADES是一个自动化软件，用于确定：径向速度（Vr），有效温度（Teff），表面重力（log g），金属丰度（[Fe/H]），最重要的是，单个丰度。在第一个版本中，它的目标是分析中F-G矮星，但它的目的是发展到分析任何类型的单星。方法. SPADES依靠逐线建模来确定恒星参数。结果利用蒙特卡罗方法对SPADES的内部系统误差和随机误差进行了模拟计算，并通过分析地面实测光谱对SPADES的外部系统误差进行了估算。例如，通过模拟Giraffe装置HR 13和HR 14 B，用Teff = 5800 K，log g = 4.5，[Fe/H] = 0.0 dex和信噪比（S/N）为100的矮星的合成光谱，恢复了恒星参数，没有明显的偏差，Teff的1-σ精度为8 K，log g的1-σ精度为0.05，[Fe/H]为0.009，[Ti/Fe]为0.003，[Ni/Fe]为0.01。
2012-09-03 astro-ph.SR
Modelling $δ$ Scuti pulsations: A new grid of p, g, and f modes across pre-main-sequence to post-main-sequence evolution
Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天文研究所）
使用MESA和GYRE代码构建了2500万个$δ$ Scuti星脉动模型网格，覆盖前主序到后主序阶段，计算了p、g、f模式及其相互作用，发现f和低阶g模式在晚前主序和早主序阶段具有可观测性，并改进了星震学标度关系。
2026-05-31 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - IV. Limb darkening coefficients
我们使用真实的3D模型大气，在大范围内的恒星参数来预测恒星的临边暗化，计算从紫外到远红外的不同视角的恒星光谱。我们已经计算了全三维LTE合成光谱的基础上三维辐射流体动力学大气模式从交错网格。从在不同波长的强度，我们推导出的标准临边昏暗的法律考虑一些常用的光度过滤器的系数。此外，我们计算了理论上的过境光变曲线，以量化广泛使用的一维模型大气和我们的三维模型的预测之间的差异。3D模型经常被发现预测陡峭的临边暗化相比，1D模型，主要是由于温度分层和温度梯度是不同的3D模型相比，那些预测与1D模型的基础上的混合长度理论描述的对流能量传输。由此产生的凌日光变曲线的差异是相当小的，然而，这些可以是显着的高精度观测太阳系外凌日，并能够降低残差与1D临边暗化配置文件的拟合。我们提倡使用标准四参数非线性幂律提供的新临边暗化系数，它比其他选择更能精确地拟合临边暗化。
2014-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The asteroseismic surface effect from a grid of 3D convection simulations. I. Frequency shifts from convective expansion of stellar atmospheres
本文分析了用平均的三维恒星表面对流模拟代替一维恒星结构模型中的近地层对绝热恒星振荡频率的影响。主要的区别是大气层的三维对流膨胀，预计可以解释大部分的小行星地震表面效应;由于表面物理不充分，系统高估了p模式频率。我们采用对1D恒星包络模型和3D模拟从以前的校准的混合长度参数，α。这种校准构成了迄今为止最一致的1D模型与3D模拟的匹配，确保它们的差异不是虚假的，而是完全由于对流的3D性质。由此产生的频率偏移被确定为表面效应的结构部分。重要的，典型的非绝热，表面效应的模态分量不包括在本分析中，但归入未来的文件。在最大模振幅频率$ν_{\rm max}$处评估结构表面效应，我们发现从$δν$ =-0.8 microHz（对于$\log g$ =2.2的巨星）到-35 microHz（对于（$T_{\rm eff}=6901$ K，$\log g$ =4.29）矮星）的位移。分数效应$δν(ν_{\rm max})/ν_{\rm max}$的范围从冷矮星（4185 K，4.74）的-0.1%和暖巨星（4962 K，2.20）的-6%不等。
2016-11-08 astro-ph.SR
Mg line formation in late-type stellar atmospheres: II. Calculations in a grid of 1D models
镁是银河系人口和化学演化研究的首选阿尔法元素，因为它在所有晚型恒星中都很容易检测到。这些研究需要精确的元素丰度，因此需要考虑与LTE的偏离。我们的目标是提供可靠的偏离系数和等效宽度在非LTE，并在LTE参考，在晚型星的Mg诊断线研究。这些可以用于例如，来校正LTE光谱和丰度。利用本系列前一篇文章中建立和测试的模型原子，我们在3945个恒星一维大气模型网格中进行了非LTE辐射转移计算。我们使用86个模型的子网格来探索最近的原子碰撞计算中的误差传播到辐射转移结果。我们得到了所有级别和等效宽度（LTE和非LTE）的所有辐射跃迁包括在“最终”模型原子的Osorio等人的偏离系数。我们提出并描述了我们的结果，并显示了一些应用程序的数据的例子。由于碰撞数据的不确定性的错误进行了调查和制表。等效宽度和偏离系数的结果可免费提供。巨人往往有负的丰度修正，而侏儒有积极的，虽然很小，修正。误差分析结果表明，与原子碰撞数据的不确定性通常是为了0.01德克斯或更少，虽然少数恒星模型在特定的线的不确定性可以大到0.03德克斯。由于这些误差小于或等于典型校正的数量级，我们期望我们可以使用这些结果从高质量光谱中提取Mg丰度，比从经典LTE分析中提取更可靠。
2016-01-29 astro-ph.SR
MESA Isochrones and Stellar Tracks (MIST) III. The White Dwarf Cooling Sequence
该工作扩展MIST恒星演化库至白矮星冷却序列，提供包含扩散、核燃烧、结晶等详细物理的大规模公开模型网格，用于与观测比较及后续研究。
2025-09-26 astro-ph.SR
Benchmarking Machine Learning Emulators of Stellar Evolution for Precision Asteroseismology
Yale University（耶鲁大学）；Institute for Foundations of Data Science, Yale University（耶鲁大学数据科学基础研究所）
本研究测试多种ML算法在恒星演化模拟中的表现，发现神经网络更优，稀疏网格有缺陷，建议采用自适应网格，且神经网络集成可更准确反映模拟器可靠性，为精确星震学提供基准。
2026-09-04 astro-ph.SR
Using the CIFIST grid of CO5BOLD 3D model atmospheres to study the effects of stellar granulation on photometric colours. I. Grids of 3D corrections in the UBVRI, 2MASS, Hipparcos, Gaia, and SDSS systems
由于对流的影响，冷星的大气在时间和空间上都是不均匀的，这种不均匀性（称为颗粒化）对颜色的影响从来没有在大范围的有效温度和重力下进行过研究。我们的目标是以定量的方式研究颗粒化对颜色的影响。我们使用CIFIST网格的CO 5 BOLD流体动力学模式来计算新兴的通量。这些又被用来计算UBVRI、2 MASS、依巴谷、盖亚和SDSS系统的理论颜色。每个CO 5 BOLD模型都有一个对应的一维（1D）平面平行LHD模型计算相同的大气参数，我们用来定义一个“3D校正”，可以应用于从任何一维模型大气代码计算的通量计算的颜色。颜色的3D校正通常很小，只有百分之几的量级，但它们远非可以忽略不计。我们发现，当使用颜色作为诊断时，忽略颗粒效应可能会导致Teff被低估高达200 K，并导致重力被高估高达0.5dex。我们发现了当前版本的CIFIST网格在如何处理散射方面的一个主要缺点，这可能导致0.01mag量级的偏移，特别是对于涉及蓝色和UV波段的颜色。我们研究了Gaia和Hipparcos测光系统，发现（G-H_p），（BP-RP）图不受颗粒化的影响。此外，我们指出RVS光度法作为金属丰度诊断的潜力。我们的研究表明，如果我们想用颜色作为F，G，K星的恒星参数的诊断，颗粒化的影响不应该被忽略。一个局限性是，在我们目前的计算中，散射被视为真实吸收，因此我们的3D校正可能是真实效果的上限。（节录）
2018-02-19 astro-ph.SR
ChromaStarAtlas: Browser-based visualization of the ATLAS9 stellar structure and spectrum grid
ChromaStaraAtlas（CSA）是一个Web应用程序，它使用ChromaStar（CS）用户界面（UI），允许用户导航和显示统一计算的综合大气和光谱模型ATLAS 9网格的子集。它在更基本的显示模式下提供了与CS UI几乎相同的功能，但为用户提供了主要和后处理的输出，包括基于适当的线覆盖光谱能量分布（SED）的光度颜色指数。CSA在ATLAS 9网格的子集内以对数数量进行插值，Teff范围为3500至25000 K，log g范围为0.0至5.0，[Fe/H]范围为0.0至-1.0，微湍流参数为2 km/s，并提供从单色比强度分布I_lambda导出的输出，在从250到2500 nm的λ范围内，并且基于CS的过程，基于对应的连续消光分布kappa^C_lambda的其自身的内部模型，执行对应的通量光谱F_lambda的近似连续整流。可以打开可选的高级图，显示来自公共ATLAS 9数据文件的主要大气结构量和从内部建模计算的二级结构量。与CS不同，CSA允许学生通过拟合观察到的颜色获得Teff值的活动。该申请可在www.ap.smu.ca/~ishort/OpenStars上找到。
2018-05-09 astro-ph.SR
Identifying Uncertainties in Stellar Evolution Models Using the Open Cluster M67
该研究利用疏散星团 M67 比较 DSEP、GARSTEC、MIST 和 YREC 四种恒星演化模型网格，结合外部约束评估年龄与质量估计，并推荐近太阳年龄及金属丰度恒星分别采用 DSEP 和 GARSTEC。
2024-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grids of rotating stellar models with masses between 1.0 and 3.0 Msun
计算了质量在1.0 ~ 3.0 $M_{\odot}$之间、分辨率为$δM \leq 0.02$ $M_{\odot}$的旋转模型的演化轨迹网格，可用于研究旋转对恒星演化和星团特征的影响。$\sim$ 2.05 $M_{\odot}$是自转对恒星结构和演化影响的临界质量。对于$M >$ 2.05 $M_{\odot}$的恒星，旋转导致对流核的增加和主序（MS）寿命的延长;旋转模型的演化比非旋转模型慢;旋转对这些恒星演化的影响与对流核过冲的影响相似。然而对于$< M/M_{\odot}<$为1.1 $< M/M_{\odot}<$ 2.05的恒星，自转会导致对流核心的减少，并缩短MS的寿命;自转模型比非自转模型演化得更快。当质量位于$\sim$ 1.7 - 2.0 $M_{\odot}$的范围内时，由旋转引起的不稳定性引起的混合是无效的;流体静力学效应在这些恒星的演化中占主导地位。对于质量在1.6 ~ 2.0 $M_{\odot}$之间的模型，在MS阶段，旋转模型的有效温度总是低于相同年龄的非旋转模型。对于给定的年龄，质量越低，有效温度的变化越小。因此，旋转可能会导致在中等年龄星团的色星等图中MS关闭附近的颜色扩散。
2012-12-07 astro-ph.SR
FitteR for Accretion ProPErties of T Tauri stars (FRAPPE): A new approach to use Class III spectra to derive stellar and accretion properties
本文提出FRAPPE方法，通过插值扩展非吸积星光谱模板网格，结合自洽方法推导经典T Tauri星的恒星与吸积性质，并估算可测量的吸积光度下限，提高吸积率估计的可靠性。
2024-07-16 astro-ph.SR
A New Stellar Atmosphere Grid and Comparisons with HST/STIS Calspec Flux Distributions
空间望远镜成像光谱仪（STIS）测量了O、B、A、F和G型恒星的光谱能量分布（SED）。这些来自CALSPEC数据库的绝对通量与ATLAS-APOGEE ATLAS 9模式大气数据库使用卡方最小化技术在四个参数中计算的新光谱网格拟合。Castelli & Kurucz（CK 04）和我们新的综合LTE网格（BOSZ）的拟合质量进行了比较。对于温度较低的恒星，还评估了与MARCS LTE网格的拟合，而最热的恒星也与NLTE Lanz & Hubeny OB星网格拟合。不幸的是，这些NLTE模型在红外线中不能平滑过渡，以在Teff = 15，000 K的NLTE下限下与我们的新BOSZ LTE网格一致。新的BOSZ网格可通过太空望远镜研究所MAST档案获得，并且具有比CK 04更精细的采样红外波长尺度，这将有助于詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）观测到的恒星建模。我们对天狼星角直径的计算结果与地面干涉测量值一致.
2017-04-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Software for the Spectral Analysis of Hot Stars
在德国天体物理虚拟天文台（GAVO）和AstroGrid-D，德国天文学社区网格（GACG）的合作中，我们提供了一个VO服务，用于访问和计算基于静态和扩展非LTE模型大气的恒星合成能量分布（SED）。在三个层次上，VO用户可以直接比较观察到的和理论上的SED：最简单和最快的方法是使用GAVO数据库中预先计算的SED。对于单个对象，可以在合理的挂钟时间内在AstroGrid-D的计算资源上计算模型大气和SED的网格。有经验的VO用户甚至可以创建自己的原子数据文件，以进行更详细的分析。该VO服务还开辟了一种新的方法来自动分析大量观测结果的前景，例如由多目标摄谱仪提供的。
2009-01-27 astro-ph.SR
Limb Darkening and Planetary Transits II: Intensity profile correction factors for a grid of model stellar atmospheres
观测太阳系外行星凌日的能力已经深刻地改变了我们对这些行星系统的理解。然而，这些测量取决于我们对宿主恒星性质的了解程度，例如半径，光度和边缘暗化。传统上，临边暗化被视为分析中的参数化，但这些简单的参数化并不能准确地表示实际的中心到临边强度变化（CLIV），以解释这些过境观测所需的精度。这种影响导致了测量的行星半径和相应的测量光谱特征的系统误差。我们计算合成行星凌日使用模型恒星大气CLIV和相应的最佳拟合边缘暗化法律的网格球对称模型恒星大气。从这些光变曲线中，我们测量了通量的差异，作为恒星有效温度、重力、质量和行星轨道倾角的函数。
2018-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Grids of ATLAS9 Model Atmospheres and MOOG Synthetic Spectra
已经计算了ATLAS 9模型大气的网格，跨越3500 K <= T_eff <= 8000 K，0.0 <= log g <= 5.0，-4.0 <= [M/H] <= 0.0，和-0.8 < [alpha/Fe] <=+1.2。这些参数适用于红巨星支、次巨星支和主序下部的恒星。与先前类似网格（Castelli & Kurucz 2003）的主要区别在于[alpha/Fe]值的范围。一个网格的合成光谱，从模型大气计算，也提出了。从6300埃到9100埃，每0.02埃计算一次通量。微湍流速度由与表面重力的关系给出。这个关系式适用于红巨星，但不适用于次巨星或矮星。因此，对于log g > 3.5的合成光谱或任何不是红巨星的恒星都要谨慎。模型大气和合成光谱网格都可以通过VizieR在线获得。这些网格的应用包括恒星光谱的大样本的丰度分析和构建复合光谱的恒星星族。
2011-03-07 astro-ph.SR
