The secondary maximum of T CrB caused by irradiation of the red giant by a cooling white dwarf
本文提出用冷却白矮星辐照红巨星的模型解释 T CrB 爆发后约 5 个月出现的次极大，解决了以往模型中的相位不一致问题，并可由下一次爆发检验。
2023-12-02 astro-ph.SR
Influence of departures from LTE on calcium, titanium, and iron abundance determinations in cool giants of different metallicities
Ca I-Ca II、Ti I-Ti II和Fe I-Fe II的非局域热力学平衡（非LTE）线形成在巨星模型大气中考虑，有效温度为4000 K $\le$ Teff $\le$ 5000 K，金属丰度为-4 $\le$ [Fe/H] $\le$ 0。从LTE的偏离进行了分析，根据大气参数。我们给出了28条Ca I线、42条Ti I线、54条Ti II线和262条Fe I线的非LTE丰度校正值，并给出了一个三维插值代码，以在线获得单个谱线和给定大气参数的非LTE校正值（http：//spectrum.inasan.ru/nLTE/）。
2016-09-09 astro-ph.SR
Extra-Mixing in Luminous Cool Red Giants. Hints from Evolved Stars with and without Li
在测定低质量恒星亮度和演化状态的基础上，分析了低质量恒星在红巨星支（RGB）和渐近巨星支（AGB）阶段的Li丰度。通过应用最近提出的模型额外的混合，磁浮力引起的，我们表明，锂丰富和锂穷人的明星可以占。最简单的情况意味着在RGB上快速不稳定性的发展，其中Li被产生。当磁场强度增加时，浮力就会减弱，Li就会被破坏。3他被消耗，以可变的速度。这一过程在AGB上继续进行，但由于时间短，中等质量循环速率对Li的影响很小。富O和富C的恒星显示出不同的Li产生/毁灭历史，可能表明不同的质量。磁浮力允许更复杂的传输方案，对Li有更大的影响，但大多数正常的LMS似乎只显示这里讨论的Li变化范围。
2009-05-27 astro-ph.SR
GHRS Observations of Cool, Low-Gravity Stars. VI Mass-Loss Rates and Wind Parameters for M Giants
M巨星的光子散射风吸收了部分色球发射线，在高分辨率的{ \it HST}/GHRS谱中产生自反谱特征。这些光谱提供了评估风的基本参数的机会，包括流动和湍流速度，光子产生区域上方的风的光学深度，以及恒星的质量损失率。本文是“GHRS冷、低重力恒星观测”系列的最后一篇论文;前几篇论文将光谱发射线的经验测量与K巨星和超巨星的风和质量损失模型进行了比较。我们使用Sobolev精确积分（SEI）辐射转移程序，以及简单的外大气和风模型，确定并比较了两颗M巨星$γ$ ~Cru（M3.5 III）和$μ$ ~Gem（M3 IIIab）的风特性，以及先前推导出的低重力K星的风特性。该分析指定风参数并计算\ion{Mg}{2}共振线以及一系列未混合的\ion{Fe}{2}线的线剖面。我们的线样本覆盖了大范围的风不透明度，因此，探测了大气中的高度范围。结果表明，$μ$ ~Gem比$γ$ ~Cru具有更慢、更强的湍流风。此外，就表面通量而言，$μ$ ~Gem的色球层比$γ$ ~Cru弱。这表明$μ$ ~Gem比$γ$ ~Cru更进化。将本研究中的两颗M巨星与先前研究的K巨星和超巨星（$α$ ~Tau，$γ$ ~Dra，$λ$ ~Vel）进行比较，发现M巨星比早期的巨星具有更慢的风，但表现出更高的质量损失率。我们的结果被解释的上下文中的风被驱动的阿尔文波。
2018-11-26 astro-ph.SR
Probing the deep end of the Milky Way with \emph{Kepler}: Asteroseismic analysis of 854 faint Red Giants misclassified as Cool Dwarfs
天文地震学已被证明是一个很好的工具，不仅可以确定全球恒星的性质与一个良好的精度，但也推断恒星的结构，动力学和演化的大样本开普勒恒星。在发射任务之前，开普勒目标的属性是从宽带测光中推断出来的，从而产生了输入目录（KIC Brown等人，2011年）。KIC后来在开普勒恒星属性目录（Huber et al. 2014）中进行了修订，基于文献值和KIC中未分类的恒星的星震分析。在这里，我们提出了45,400颗恒星的星震分析，这些恒星在开普勒恒星属性目录中被归类为矮星。我们发现，大约2%的样本在典型的频率范围内显示出声学模式，使它们成为红巨星而不是冷矮星。我们分析这些恒星的星震特性，推导出它们的表面重力，质量和半径，并提出更新的有效温度和距离。我们发现，该样本比开普勒场中先前已知的振荡巨星要暗得多，最暗的恒星可达开普勒星等Kp~16。我们证明了404颗恒星的距离超过5 kpc，并且这些恒星的质量明显小于原始开普勒红巨星样本，与遥远的晕巨星人口一致。与星系人口模型的比较显示，多达40颗恒星可能是真正的晕巨星，这将使已知的星震晕星的数量增加4倍。这些发现将为银河系考古学研究提供有价值的样本。
2016-05-12 astro-ph.SR
Further milliarcsecond resolution results on cool giants and binary stars from lunar occultations at Devashtal
我们报告了2017年在Devasthal开始的一个项目中观察到的26个月球掩星事件。除了用1.3米望远镜进行的常规观测外，本文还报道了在3.6米DOT望远镜上用TIRCAM 2照相机进行的近红外观测的首次尝试。结果包括首次测量了两颗晚型巨星的角直径，测量了著名的AGB脉动变星SW~Vir，在八个小的分离双星的测量中，其中一个是首次探测到的（HR~1860）。我们还测量了更宽的双星SAO~94431和55~Tau（两次）。其余的源被发现是无法分辨的，上限小至1~毫弧秒。我们计划进一步开发TIRCAM 2仪器的高速能力，以便在我们的计划中包括更多的近红外，高度反射的光源。
2020-08-08 astro-ph.SR
Consistent metallicity scale for cool dwarfs and giants. A benchmark test using the Hyades
在某些情况下，矮恒星和巨恒星的化学丰度被同时使用，假设它们共享相同的丰度标度。这种假设可能在不同的天体物理学背景下产生影响。我们的目标是确定一种方法，能够产生一个一致的金属丰度规模的巨人和矮人。为了实现这一点，我们分析了毕宿疏散星团中的巨星和矮星。所有这些恒星都有用HARPS和UVES获得的档案高分辨率光谱数据。此外，巨行星的角直径有干涉测量。我们用两种方法分析了样品。第一种方法独立于光谱学约束大气参数。为此，我们提出了一种新的基于三维模型大气的微湍流校准。第二种方法是基于Fe线的经典光谱法。我们还测试了两个行列表，试图最大限度地减少可能的非LTE影响，并优化巨人的治疗。我们表明，这是可能的，以获得一致的金属丰度标度之间的矮星和巨星。优选方法应约束独立于光谱的三个参数$T_{\rm eff}$、$\log~g$和$ξ$。特别是，在巨星的光谱中，应该选择没有混合的谱线。当注意线列表时，经典光谱方法也可以产生一致的结果。与约束良好的恒星参数集导出的金属丰度是一致的，独立于所使用的线列表。因此，对于该簇，我们倾向于使用该方法获得的金属丰度为+0.18 $\pm$ 0.03 dex。经典的光谱分析，使用的线列表优化的巨星，提供了+0.14 $\pm$ 0.03 dex的金属丰度，与以前的工作。
2015-09-29 astro-ph.SR
Radio Emissions from Substellar Companions of Evolved Cool Stars
现在已经报道了一些进化成冷恒星的亚恒星伴星。冷巨星在许多方面与它们的祖先主序列（MS）低质量恒星不同。首先，冷巨星的质量损失率比晚型MS星大几个数量级。第二，在林斯基-海施“分界线”的冷侧，K和M巨星不是X射线源，尽管它们确实显示出色球层的证据。因此，对于这些光谱型来说，冷星风基本上是中性的，这表明行星或褐矮星的磁层将无法有效地阻挡星风。在这种情况下，人们期望在伴星的磁层深处形成弓形激波形态。我们探索无线电发射从亚恒星的同伴与电离风或中性风的巨星。
2009-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres. I. Validation of the method
冷巨星和超巨星大气的特征是由对流和脉动过程产生的复杂速度场，这一点尚未完全了解。速度场影响谱线的形成，因此包含恒星大气动力学的信息。层析成像的方法允许恢复的速度场的分量的分布投影在视线上在不同的光学深度在恒星大气中。对谱线凹陷的贡献函数的计算旨在正确地识别谱线的形成深度，以便构造探测在不同光学深度处形成的谱线的数字掩模。层析成像方法应用于一维模型大气和现实的三维辐射流体动力学模拟与CO5BOLD进行，以比较它们的谱线形成深度和速度场。在1D模型大气中，每条谱线形成于有限的光学深度范围内。另一方面，在3D模拟中，主要由于温度和密度的不均匀性，线形成深度在大气中分散。对比三维合成谱与三维模拟速度的CCF剖面表明，层析成像方法正确地恢复了大气视线上速度分量的分布。
2017-12-01 astro-ph.SR
Comparative Modelling of the Spectra of Cool Giants
我们从恒星光谱中提取信息的能力取决于可靠的恒星大气模型和适当的光谱合成技术。目前，已有各种用于恒星光谱分析的模型代码和策略。我们的目的是比较使用不同的大气模型和不同的分析策略推导恒星参数的结果。重点是冷巨星的高分辨率光谱学。代表四颗冷巨星的光谱提供给从事光谱合成领域工作的各种团体和个人，请他们从所提供的数据中推导出恒星参数。2010年在维也纳举行的一次研讨会上讨论了研究结果。目前天文学界用于分析恒星光谱的大多数主要代码都包括在这次实验中。我们提出的结果，从不同的群体，以及一个额外的实验比较合成光谱的各种代码为一组给定的恒星参数。讨论了结果的相似性和差异性。几种有效的方法来分析一个给定的恒星光谱的结果在相当广泛的解决方案。不同小组得出的参数差异的主要原因似乎在于实际输入数据和分析方法的细节。这清楚地表明，我们离确定的丰度分析还有多远。
2012-09-12 astro-ph.SR
Non-radial modes in cool stars
在像太阳一样振荡的冷恒星中，随着恒星的演化，非径向模式变得混合。这种混合是由恒星核心的g模和包层的p模之间的耦合引起的，这导致了亚巨星和红巨星的频谱与主序星明显不同，也更复杂。使用一个新版本的'缩放'埃歇尔图，我说明了如何从主序星的红巨星分支的演变过程中的非径向模式的频率演变，我展示了它们如何依赖于恒星质量和金属丰度。然后，专注于偶极（l = 1）模式，这表明最强的混合效果，我提出了一个玩具模型，以适应，从而确定，这些模式在一个大型系列红巨星模型。
2011-07-18 astro-ph.SR
Contemporaneous XMM-Newton investigation of a giant X-ray flare and quiescent state from a cool M-class dwarf in the local cavity
我们报告了在对高纬度分子云MBM 20进行XMM-牛顿观测期间偶然探测到来自源2XMM J043527.2-144301的巨大X射线耀斑。该源以前没有在任何波长下进行过研究。从静止状态到耀斑峰值，X射线通量增加52倍以上。一个2 MASS的对应物已经被识别出来（2 MASS J 04352724 -1443017），近红外颜色显示光谱类型为M8-M8.5，距离为（67 \pm 13）pc，将源置于MBM 20的前面。光谱分析和源光度也与这一结论一致。测得的距离使该物体成为X射线中检测到的这种光谱类型的最远源（约为4倍）。该X射线耀斑的特征是峰值X射线亮度为~8.2E28 erg s-1，积分X射线能量为~2.3E32 erg。耀斑发射的特点与2温度模型的温度为10和46 MK（0.82和3.97千电子伏），并占主导地位的较高的温度分量。
2011-02-17 astro-ph.SR
Investigating Gaia EDR3 parallax systematics using asteroseismology of Cool Giant Stars observed by Kepler, K2, and TESS I. Asteroseismic distances to 12,500 red-giant stars
本研究利用Kepler、K2和TESS观测数据，通过基于网格的建模法测定近12500颗红巨星的星震距离，首次与Gaia EDR3视差对比，分析系统误差趋势并验证相关模型适用性。
2023-04-14 astro-ph.SR
Probing cool giants in unresolved galaxies using fluctuation eigenspectra: a demonstration using high-resolution MUSE observations of NGC 5128
我描述并展示了一种新的方法，利用光谱数据，利用泊松采样波动未解决的恒星星族。该方法介绍了使用光谱预测的独立样本的恒星从一个10 Gyr人口使用一个简单的随机光谱合成模型。主成分分析表明，红光学中超过99%的光谱变化可以归因于三个“波动本征光谱”，这可能与每个样本中存在的巨星数量及其沿等时线的分布有关。第一本征谱有效地编码了最冷的巨星分支恒星的光谱，相当于以前文献中讨论的高通量和低通量像素之间的比率。第二和第三本征谱携带更高阶的信息，原则上可以重建巨星的光谱序列。我演示的方法在实践中使用的NGC 5128的一部分，获得与MUSE窄场自适应光学模式的意见。预期的第一本征谱很容易从数据中恢复，并密切匹配的模型结果，除了周围的钙II三重态的小差异。第二特征谱低于目前观测的噪声水平。该方法的未来应用将是巨大椭圆星系的核心，以探测高金属丰度和银河系中无法获得的元素丰度模式的冷巨星的光谱。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass loss on the red giant branch: plasmoid-driven winds above the RGB bump
在演化的巨星中，冷的大规模风的出现与红巨星分支上的一个演化特征有关，称为隆起。同样在隆起处，恒星的剪切不稳定性导致磁场优先出现在小尺度上。Escheran（1983）提出，太阳中小尺度通量管的出现，可以作为等离子体团加速的结果（瓜子机制），引起太阳风的加速增强。在本文中，我们研究了爱因斯坦的形式主义，以确定它是否可以揭示一些过程中，驱动质量损失的恒星以上的凸块。由于我们目前还没有一些相关物理参数的详细信息，我们还无法推导出详细的模型。相反，我们在本文中的目标是探索概念证明。使用已知在冷巨星中合理的参数，我们发现这些恒星的总质量损失率可以复制。此外，我们发现，在这样的恒星风速的径向分布可以是陡峭的或浅的质量损失，这是包含在等离子体团的分数。这与经验数据相一致，经验数据表明来自冷巨星的风的速度分布从浅到陡。
2019-09-19 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants III. Wind models for M-type AGB stars: dynamic and photometric properties
在渐近巨星支（AGB）恒星中观测到的星风通常归因于恒星脉动和尘埃上的辐射压力的组合。由脉动引发的冲击波在大气中传播，压缩气体并将其提升到较冷的区域，这为晶粒生长创造了有利条件。如果通过恒星光子的吸收或散射对新形成的颗粒施加足够的辐射加速，就可以触发外流。M型AGB星中强有力的风驱动尘埃物质是镁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$和MgSiO $_3$）。这些颗粒可以在靠近恒星表面的地方形成，它们由丰富的物质组成，如果它们的大小与恒星通量最大值的波长相当，它们就会通过光子散射而经历强烈的加速。我们使用频率相关的辐射流体动力学代码与Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长的详细描述计算的第一个广泛的M型AGB星的时间相关的风模型。结果表明，该模型可以在很宽的恒星参数范围内产生外流。我们还表明，他们重现观察到的质量损失率和风速，以及视觉和近红外测光。然而，目前的模式不显示在10和18 $μ$米的镁$_2$ SiO $_4$颗粒在风中的冷温度的结果的特征硅酸盐功能。在拱星包层的颗粒中加入少量的铁会增加颗粒温度，并导致明显的硅酸盐特征，而不会显著影响可见光和近红外波长区域的光度测定。
2015-01-30 astro-ph.SR
From the atmosphere to the circumstellar environment in cool evolved stars
我们讨论和说明的贡献，光学干涉对我们目前的理解冷演化恒星。我们包括红巨星分支（RGB）恒星，渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星（RSG）。使用从可见光到中红外波长的光学干涉测量法的研究大大增加了我们对它们的大气，扩展分子壳，尘埃形成和风的了解。这些过程和星周环境的形态对于这些恒星进一步演化为行星状星云（PNE）和核心坍缩超新星（SNE），以及物质返回到星际介质是重要的。
2015-01-23 astro-ph.SR
Formation of dust grains in the winds of cool giants, PhD thesis 1992
本文研究了红巨星风中尘埃的形成机制，通过理论分析和参数研究，探讨了尘埃生长及质量损失公式，揭示了辐射压力在驱动恒星风中的作用。
2026-03-31 astro-ph.GA 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
Discovery of the first wide L dwarf + giant binary system and eight other ultra-cool dwarfs in wide binaries
我们从SDSS riz测光中识别出806颗超冷矮星（其中34颗是新发现的L矮星），并通过与UKIDSS和2 MASS的交叉匹配获得自行。自行和距离约束表明，我们的九个超冷矮星是相距甚远的双星系统的成员; SDSS 0101（K5V+M9.5V），SDSS 0207（M1.5V+L3V），SDSS 0832（K3 III +L3.5V）、SDSS 0858（M4V+L0V）、SDSS 0953（M4V+M9.5V）、SDSS 0956（M2V+M9V）、SDSS 1304（M4.5V+L0V）、SDSS 1631（M5.5V+M8V）、SDSS 1638（M4V+L0V）。其中之一（SDSS 0832）被证明是明亮的K3巨星Eta Cancri的伴星。这样的原色可以为任何同伴对象提供年龄和金属丰度限制，从而产生优秀的基准对象。Eta Cancri AB是第一个发现的宽超冷矮+巨双星系统。我们提出了新的观测和分析，限制Eta Cancri A的金属丰度接近太阳，并使用最近的进化模型将巨人的年龄限制在2.2-6.1 Gyr。如果Eta Cancri B是一个单一的物体，我们估计它的物理属性是：质量= 63-82 M_Jup，T_eff = 1800+/-150 K，log g = 5.3-5.5，[M/H] = 0.0+/-0.1。与其他超冷矮星相比，它的颜色是不典型的，我们还评估了Et…
2010-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep
红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。
2019-10-10 astro-ph.SR
New Temperature and Metallicity Scale of Cool Giants from K-band Spectra
我们在这里提出的定量诊断工具，采用低分辨率的近红外光谱的$K$波段的冷巨星的恒星星族的研究。在这项研究中，总共使用了260颗冷巨星（用X-shooter观测到的177颗恒星和用NIFS观测到的83颗恒星），覆盖了比早期工作更宽的金属丰度范围。在降低光谱分辨率（R $\sim$ 1200）后，我们测量了一些选定的重要$K$带光谱特征（如Na I，Fe I和$^{12}$ CO）的等效宽度，以研究基本参数（例如有效温度和金属丰度）的光谱行为。我们推导出经验关系，以测量有效温度使用$^{12}$ CO第一泛音带在2.29 $μ$ m和2.32 $μ$ m，并显示了详细的定量金属依赖这些相关性。我们发现，经验关系的基础上太阳附近的恒星可以纳入大的不确定性，在评估$T_{eff}$的贫金属或富金属的恒星。此外，我们探索了所有的光谱线，以建立与金属丰度的经验关系，并发现在2.29 $μ$ m线处Na I和$^{12}$ CO的组合的二次拟合在[ $Fe/H$ ] $\leq$ $-$ 0.4 dex处产生了可靠的经验关系，而任何线的线性拟合为具有[ $Fe/H$ ] $\geq$ 0.0 dex的恒星提供了良好的金属丰度标度。
2020-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the origin of clumpy dust clouds around cool giants. A global 3D RHD model of a dust-forming M-type AGB star
在AGB恒星的扩展大气中形成的尘埃颗粒对于这些冷发光巨星的严重质量损失至关重要，因为它们为恒星风提供了辐射加速。中红外光谱特征表明，这些颗粒主要由硅酸盐和硅酸盐组成。后一种物质似乎形成于约2个恒星半径内的狭窄区域，在硅酸盐尘埃凝结之前，这引发了外流。最近的高角分辨率观测显示，在这些距离上存在着云雾状的、多变的尘埃云。我们探索形成不均匀的尘埃层的可能原因，使用三维动力学模拟。用CO5BOLD辐射流体动力学程序模拟了M型AGB星的外对流层和尘埃形成层。该模拟占频率依赖性气体不透明度，并包括随时间变化的描述的晶粒生长和蒸发的钙钛矿和橄榄石型硅酸盐。由于大尺度对流和脉动产生的大气冲击波，在星周包层的内部、引力约束层和刚玉主导层中，自然会出现星尘的片状分布。硅酸盐尘埃在稍远的距离上形成，可能表明重力束缚层的外部界限。目前的模型没有描述风的加速，但云的形成机制也应该适用于有外流的恒星。大气动力学和晶粒生长的时间尺度与观测值相似。在尘埃密度的球形平均值中，可变的3D形态表现为周期到周期的变化。颗粒生长的大规模非球形冲击波，产生的对流和脉动，是一个可能的机制，产生所观察到的cloudic尘埃云，并解释其物理和动力学特性。
2019-02-11 astro-ph.SR
On the Cool Side: Modeling the Atmospheres of Brown Dwarfs and Giant Planets
褐矮星或太阳系外巨行星的大气层控制着物体发出的辐射光谱，并调节其随时间的冷却。虽然对这些大气层的研究是根据几十年来模拟恒星和行星大气的经验进行的，但这些物体的独特特征对正演模拟提出了独特的挑战。特别是，由富含分子的大气、分子不透明度谱线列表（有时达到100亿吸收谱线或更多）、多个云形成冷凝物和不平衡化学过程产生的复杂化学过程，所有这些结合在一起，为任何建模工作创造了一个具有挑战性的任务。本文介绍了将这些复杂性纳入一维辐射对流平衡模型的亚恒星物体的过程。我们讨论了基本的数学以及用于模拟物理，化学，辐射转移，和其他相关的理解这些大气过程的技术。审查的重点是大气模式的创建过程，并简要介绍了一些模式预测数据的比较。审查的最后是该领域目前的挑战和对未来的一些评论。
2014-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Basal Chromospheric Mg II h+k Flux of Evolved Stars: Probing the Energy Dissipation of Giant Chromospheres
在总共177颗冷的G、K和M巨星和超巨星中，我们使用STScI的IUE最终数据存档，测量了高分辨率（LWR）IUE光谱中扩展色球的Mg II h+k线发射，并推导出相应的恒星表面通量。它们代表了色球辐射能量的损失，可能与声波耗散引起的基底加热有关，加上磁活动引起的高度可变的贡献。由于大的样本量，我们找到了一个非常好的定义下限，冷巨色球的基础色球Mg II h+k线通量，作为T_eff的函数。在长达20年的时间里，总共有16颗巨星被多次观察到。它们各自的最小Mg II h+k线通量非常好地证实了基础通量极限，因为它们的排放量都没有下降到代表整个样品的经验推导的基础通量线以下。根据15 ~ 22个Mg Ⅱ h+k发射很低的天体，我们得到了一个极限：log F_Mg_h+k = 7.33 log T_eff - 21.75（cgs单位;基于B-V）。在其不确定性范围内，这几乎与过去在主序星的色球层几何上更薄的情况下发现的关系相同。关于基底通量对表面重力的任何剩余依赖性，可以说，在超过四个数量级的重力范围内（主序星到超巨星），基底通量的变化似乎不超过2倍。这些发现与以前的流体力学模型的声波传播和能量耗散的预测，以及与早期的经验测定是在很好的协议。最后，我们讨论了这样一种想法，即冷巨星中色球声波的充足能量通量可能会产生，作为副产品，其冷风所需的能量通量（即，非粉尘驱动的“Reimers型”质…
2011-03-01 astro-ph.SR
Analysis of the spectral energy distribution of the coolest RCrB type carbon star DY Per
利用光谱合成技术分析了演化碳巨星DY Per的光谱能量分布。这颗红巨星具有R CrB型恒星的光度特征。我们推导出大气参数的DY每使用三种变体的分子线列表。我们估计Teff在2900 < Teff < 3300 K的范围内。我们采用log g = 0。这颗恒星可能缺乏金属和氢。恒星中最大可能的碳丰度[C]=0.94，提供了以下大气参数：Tef=3100 K，[Fe/H] = 0，log（C/O）=0.6，[N/Fe] = 0，[H/He] = 0，以及Jorgensen的分子C2和CN的谱线列表。
2009-05-27 astro-ph.SR
The K giant star Arcturus: the hybrid nature of its infrared spectrum
本文利用Hinkle等人的红外光谱图，对大角星的红外光谱进行了研究，以阐明大角星大气中冷组分的性质。（1995年）。CO谱线的性质在logW/nu =-4.75处发生突变，超过这个极限的谱线不能再用经典的谱线形成理论分析。这一事实的一个更简单的表现是，CO线的增长曲线（CG）在logW/nu =-4.75处显示出不可预测的上升。经验CG的类似不寻常行为在其他红（超）巨星中得到证实，看起来CG是至少两种不同起源的成分的混合体。虽然在大角星观测到的CO基本面强线显示加强与预测的光球光谱相比，较弱的线显示略有减弱，我们解释这些结果是由于吸收/发射的分子云形成的扩展大气。恒星大气层中存在云吗？仅仅通过光谱观测来回答这个问题绝非易事，但通过分析大角星的CO谱线，我们发现了几个支持这种可能性的论据。在较冷的（超）巨星中，CO线表现出与大角星类似的不寻常行为，外层大气中分子云的存在是通过空间干涉测量的直接观测证明的。我们认为，分子云的形成是一个普遍的特点，在冷发光的恒星从早期K到晚M（超）巨星。
2009-07-01 astro-ph.SR
Dust Formation and Winds around Evolved Stars: The Good, the Bad and the Ugly Cases
冷发光巨星，特别是渐近巨星分支星，是宇宙尘埃最重要的来源之一。它们扩展的动力大气层是颗粒形成的地方，并在辐射压力的驱动下引发外流，导致相当大的恒星质量损失和星际介质富含新产生的元素。这篇评论总结了目前对这些恒星中尘埃形成和风的理解，勾勒出一个在可能的冷凝物范围内识别关键类型尘埃颗粒的标准系统。首先概述了冷动力大气中尘埃形成的具体条件，详细讨论了颗粒作为风驱动器的作用，以及它们对冷巨星和星周环境的可观测性质的影响。关于文献，特别注意当前的发展，例如，关于M型AGB星中硅酸盐颗粒的Fe含量和尺寸的争论，这是风机制的关键问题，或者在空间分辨观测和巨星及其尘埃包层的3D建模方面的最新进展。
2009-03-30 astro-ph.SR
Cool, Luminous, and Highly Variable Stars in the Magellanic Clouds from ASAS-SN: Implications for Thorne-Żytkow Objects and Super-Asymptotic Giant Branch Stars
具有不寻常性质的恒星可以提供有关恒星演化和奇异物理学罕见阶段的丰富信息。然而，确定特殊恒星的真实性质往往是困难的。在这项工作中，我们进行了系统的搜索，在麦哲伦云的冷和发光的恒星与极端的变化，不寻常的SMC星和索恩-迪伊特科夫对象（TDOO）候选人HV 2112的属性的动机。使用光变曲线从ASAS-SN，我们确定了38颗恒星的表面温度T $<$ 4800 K，光度$\log$（L/L $_\odot$）$>$ 4.3，变化周期$>$ 400天，和变化幅度$Δ$ V $>$ 2.5马格。这些恒星中的11个具有独特的双峰光变曲线形态的HV 2112。我们使用这12个对象的脉动特性和派生的发生率来约束它们的性质。通过与恒星星族和模型的比较，我们发现其中一颗恒星可能是具有大振幅脉动的红超巨星。对于其他11颗恒星，我们推导出$\sim$ 5-10 M $_{\odot}$的当前质量，低于TtoOs稳定的$\sim$ 15 M $_{\odot}$的理论最小质量，对这种解释产生怀疑。相反，我们发现这些恒星的温度，光度，质量损失率和周期与超渐近巨星分支（s-AGB）恒星的预测是一致的，这些恒星已经开始燃烧碳，但还没有达到超风阶段。我们推断$\sim($ 1 $-$ 7）$\times$ 10 $^{4}$的该阶段的寿命，也与s-AGB解释一致。如果得到证实，这些天体将代表第一个被确认的s-AGB恒…
2020-08-14 astro-ph.SR
Red giant pulsations from the suspected symbiotic star StHA 169 detected in Kepler data
我们目前开普勒和斯威夫特观测StHa 169目前被归类为共生二进制。开普勒光变曲线表现出准周期行为，平均周期为34 d，振幅为百分之几。使用Swift数据，我们在StHa 169的位置发现了一个相对较强的紫外源，但没有X射线对应物。使用一个简单的两个组件的黑体拟合模型的组合Swift和2 MASS光谱能量分布和评估以前公布的光谱，我们发现，该源有一个热（~10，000 K）和一个冷却器（~ 3700 K）的组件。开普勒光主要是由冷的组成部分，我们属性的变化，在一个红巨星脉动。如果我们从光变曲线中去掉这个大约一个月长的调制，我们就没有发现光变曲线中有额外变化的证据。较热的源被分配给一颗B晚期或A早期的主序星。我们简要讨论了这些发现的影响，并得出结论，StHA 169是一个红巨星加主序星。
2014-04-23 astro-ph.SR
Benchmark ultra-cool dwarfs in widely separated binary systems
超冷矮星作为次巨星、巨星、白矮星和主序星的广泛伙伴，可以是非常好的基准天体，我们可以通过与主星的关联，在最少参考理论模型的情况下推断其物理性质。我们已经用SDSS、UKIDSS和2MASS在相距甚远的双星系统中寻找了基准超冷矮星。然后，我们使用SDSS光谱和多波段颜色估计光谱类型，对距离进行约束，并对所有具有足够历元基线覆盖的候选者进行自行计算。对自行和距离约束的分析表明，我们的八个超冷矮星是相距甚远的双星系统的成员。另一颗L3.5矮星SDSS 0832被证明是明亮的K3巨星Eta Cancri的伴星。这样的原色可以为任何同伴对象提供年龄和金属丰度限制，从而产生优秀的基准对象。这是第一个发现的宽超冷矮+巨双星系统。
2010-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cool, evolved stars: results, challenges, and promises for the next decade
冷的、演化的恒星是星际介质（ISM）化学富集的主要来源，了解它们的质量损失和结构为研究宇宙中物质的循环提供了一个独特的机会。冷演化恒星中的脉动、对流和其他动力学过程创造了一个分子和尘埃可以形成的大气层，包括那些形成生命所必需的物质（例如~含碳分子）。因此，了解这些恒星的结构和组成对恒星天体物理学的几个方面至关重要，从ISM研究到年轻星系和系外行星研究的建模。最近的建模工作和越来越精确的观测现在表明，我们对冷恒星的光球，色球和大气结构的理解是有限的，因为对工作中的动力学和化学过程的了解不足。在这里，我们概述了未来十年充满希望的科学机会。我们确定并讨论了以下主要机会：（1）确定和模拟必须包括在当前冷演化恒星的一维和三维大气模型中的物理过程;（2）通过高分辨率光谱观测，完善我们对冷演化恒星的光球层、色球层和外层大气区域及其性质和参数的理解，（3）包括色球活动在红巨星分支和红超巨星质量损失过程中被忽视的作用，并了解其磁场所起的作用;（4）确定行星状星云的重要形成机制及其与母渐近巨星分支星的关系。
2019-03-11 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants II. Constraints from photometry of M-type AGB stars
在演化的渐近巨星分支（AGB）恒星中观察到的大量质量损失通常归因于两个阶段的过程：由脉冲引起的冲击波引起的大气悬浮，然后是新形成的尘埃颗粒的辐射加速。尘埃通过碰撞将动量传递给周围的气体，从而引发了一般的外流。M型AGB星的辐射流体动力学模型表明，这些风可以由光子散射驱动-与吸收相反-在尺寸为0.1- 1\，$μ$ m的无铁硅酸盐颗粒上。在本文中，我们研究测光限制风驱动尘埃物种在M型AGB星，作为正在进行的努力，以确定可能的候选人之间的颗粒材料中观察到的拱星信封。为了研究由尘埃上的光子散射驱动的恒星风，并探索驱动风的尘埃物种的不同光学和化学性质如何影响测光，我们专注于两组动力学模型大气：（i）使用Mg $_2$ SiO $_4$颗粒生长的详细描述的模型，在计算辐射加速度时考虑散射和吸收截面，以及（ii）使用参数化尘埃描述的模型，其被构造成代表不同的化学和光学尘埃性质。通过比较这两套模型的合成测光的M型AGB星的观测，我们可以提供的风驱动的尘埃物种的属性的限制。光度计从风模型的详细描述的Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长再现以及M型AGB星的观测值和时间依赖的行为，提供进一步的支持，由尘埃上的光子散射驱动的风的情况。
2013-02-26 astro-ph.SR
Asteroseismology of Cool Stars
测量表面对流激发的振荡是研究冷星结构和演化的有力手段。CoRoT和开普勒探测了从主序星到红巨星分支的数千颗恒星的振荡，包括大量的系外行星宿主恒星，从而引发了一场星震学的革命。在这篇文章中，我将回顾最近的asteroseismic的结果，特别侧重于红巨星的内部旋转和asteroseismology对系外行星的特性的影响。
2014-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
They might be giants: luminosity class, planet frequency, and planet-metallicity relation of the coolest Kepler target stars
我们估计了晚K型和早M型开普勒目标星的恒星参数。我们获得了382颗Kp-J>2（~K5及以后的光谱型）恒星的中等分辨率可见光谱。我们通过比较重力敏感指数（CaH，K I，Ca II和Na I）的强度与已知光度类恒星样本中的强度来确定光度类。我们发现巨星占开普勒目标星中明亮（Kp<14）恒星的96+-%，暗（Kp>14）恒星的7+-3%，明显高于开普勒输入星表（KIC）中恒星参数的比例。KIC的有效温度系统地高于我们通过将我们的光谱拟合到PHOENIX恒星模型而确定的温度（110 + 15 - 35} K）。通过对开普勒系外行星候选群体的蒙特卡罗模拟，我们发现当巨恒星被适当移除时，行星的出现率为0.36+-0.08，略高于使用KIC log（g）>4标准时的出现率（0.27+-0.05）。最后，我们表明，有没有显着差异的g-r颜色（探测金属丰度）之间的晚型开普勒星与过境地球到海王星大小的系外行星候选人和矮星没有检测到过境。我们表明，先前声称这两个人口之间的偏移是最有可能的工件，包括大量的错误识别的巨人。
2012-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
EG Andromedae: A Symbiotic System as an Insight into Red Giant Chromospheres
共生系统是相互作用的双星，由热的和冷的成分组成。这就形成了一个复杂的环境，非常适合研究恒星演化的后期阶段以及双星系统内的相互作用。当一颗恒星接近其生命的尽头，特别是红巨星阶段，它耗尽了核心的氢供应，并开始燃烧它的方式通过连续的重元素。红巨星以密集的风的形式失去质量，这将为星际介质补充通过恒星内部深处的核过程形成的化学元素。当这些元素到达星际介质时，它们在恒星和行星的演化中起着核心作用，并提供生命所需的基本成分。这些冷巨星的重要性意味着研究它们的大气层对于帮助理解我们在宇宙中的位置是必要的。这篇论文介绍了哈勃太空望远镜对共生系统EG仙女座的观测，作为对红巨星的深入了解。EG And是最明亮和最接近的共生系统之一，由一颗红巨星和一颗白矮星组成。系统中白矮星的存在允许对红巨星的空间分辨检查。使用这样一个系统，以更好地了解红巨星色球的基础的好处。除了EG和的观测外，还介绍了孤立红巨星光谱标准HD 148349的HST新观测。孤立的光谱标准和红巨星之间的相似性的主要EG和证明，显示从共生系统收集到的信息可以应用到一般的红巨星人口。用紫外光谱和可见光谱对EG和HD 148349大气进行了对比研究。
2012-10-29 astro-ph.SR
Synthetic photometry for M and K giants and stellar evolution: hydrostatic dust-free model atmospheres and chemical abundances
基于冷星的流体静力球COMARCS模型网格，我们计算了这些天体的可观测性质，这些性质将主要与恒星演化轨道和星族合成工具结合使用。高分辨率的不透明度采样和低分辨率的卷积光谱，以及大量的过滤系统的测辐射热校正电子。我们利用这些数据来研究质量，C/O比和氮丰度对K和M巨星测光的影响。取决于有效温度，表面重力和所选的波长范围的变化的调查参数导致非常弱，以温和的，在C/O值接近1的情况下，甚至强烈的颜色变化。对于用于恒星演化计算，它们将被视为应用于主要量的插值结果的校正因子。当我们比较合成测光观察到的关系和数据从银河隆起，我们发现在一般情况下，一个很好的协议。最冷的巨星出现偏差，显示脉动、质量损失和尘埃壳，这些都无法用流体静力模型描述。
2016-01-26 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants I. Basic criteria and dynamical models of M-type AGB stars
这项工作是正在进行的努力的一部分，旨在确定实际的风驱动器中观察到的尘埃物质在拱星信封。特别是，我们专注于一个强大的恒星辐射场和尘埃形成过程之间的相互作用。为了确定潜在的风驱动的尘埃物种的关键属性，我们使用详细的辐射流体动力学模型，其中包括一个参数化的尘埃描述，辅以简单的分析估计，以帮助物理解释的数值结果。所采用的尘埃描述的构造，以模仿不同的化学和光学尘埃特性，以系统地研究一个现实的辐射场的质量损失机制的第二阶段的影响。我们看到了不同的趋势，其中需要光学和化学尘埃特性的组合来触发外流。具有低凝结温度和近红外吸收系数随波长强烈降低的尘埃物质不会凝结到足够接近恒星表面的位置，从而被认为是潜在的风驱动者。我们的模型证实，金属铁和含铁硅酸盐是不可行的风驱动器，由于其近红外光学特性和由此产生的大冷凝距离。由于Ti的丰度低，TiO 2也被排除作为风驱动器。其他物种，如SiO2和Al 2 O3，是不太明确的情况下，由于光学和化学数据的不确定性，需要进一步的工作。一个强有力的候选者是Mg 2SiO 4，其晶粒尺寸为0.1-1微米，其中散射对辐射加速有显著贡献，如早期理论工作所建议的和最近的观测所支持的。
2012-09-10 astro-ph.SR
Mass Losing Asymptotic Giant Branch Stars and Supergiants
本文介绍了一个摘要的四个邀请和12个贡献的介绍渐近巨星分支星和红超巨星，在两个下午的分裂会议的过程中，在第19届酷星研讨会。它强调了最近的观测和最近的理论，在很宽的波长范围内强调了高空间分辨率。涵盖的主题包括三维模型，对流，二元相互作用，质量损失，尘埃形成和磁场。
2016-09-26 astro-ph.SR
Spitzer SAGE-Spec: Near Infrared Spectroscopy, Dust Shells, and Cool Envelopes in Extreme Large Magellanic Cloud AGB Stars
本文给出了大麦云云中39个Spitzer IRS SAGE-Spec源的K波段光谱。光谱表现出非常好的协议与他们的位置在近红外-斯皮策色-星等图和他们的属性推导出斯皮策IRS光谱的特点。具体来说，近红外光谱显示出强烈的原子和分子特征，分别代表富氧和富碳的渐近巨星分支星。一小部分恒星是从颜色星等图的发光和红色极端“尖端”中选出的。这些物体具有与尘埃包层一致的特性，但也具有凉爽、富含碳的“恒星”核心。适度的尘埃质量损失与恒星光谱能量分布相结合，使这些物体在近红外和中红外颜色中显得极端。在我们的样本中的一个对象，HV 915，一个已知的RV Tau型的后渐近巨星分支恒星表现出CO 2.3微米带头发射与以前的工作，证明该对象有一个拱星盘一致。
2014-08-05 astro-ph.SR
A new set of atmosphere and evolution models for cool T-Y brown dwarfs and giant exoplanets
我们提出了一套新的太阳金属丰度大气和非常冷的棕矮星和自发光巨型系外行星的演化模型，我们称之为ATMO 2020。大气模型是用我们最先进的一维辐射对流平衡程序ATMO生成的，并用作表面边界条件来计算$0.001-0.075\,\mathrm{M_{\odot}}$对象的内部结构和演变。我们的模型包括几个关键的改进，在以前的模型中使用的输入物理在文献中。最值得注意的是，使用一个新的氢-氦状态方程，包括从头计算量子分子动力学计算，提高了质量的$\sim1-2\%$在恒星亚恒星边界，并改变了冷却轨道周围的氢和氘燃烧的最小质量。第二个关键的改进涉及我们的大气模型ATMO中更新的分子不透明度，它现在包含了更多的线过渡，需要准确地捕捉这些热大气中的不透明度。这导致大气温度结构变暖，进一步改变了冷却曲线和亚恒星物体的预测发射光谱。我们提出了显着的改进碰撞增宽钾共振双峰的治疗，并强调这些线在塑造红光学和近红外光谱的棕矮星的重要性。我们生成三个不同的网格模型模拟，一个使用平衡化学和两个使用非平衡化学由于垂直混合，所有三个计算自洽与大气的压力-温度结构。我们展示了垂直混合对发射光谱和颜色星等图的影响，突出了$3.5-5.5\,\mathrm{μm}$通量窗口如何可用于校准冷T-Y光谱类型对象中的垂直混合。
2020-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photospheric Helium Abundance in Cool Giants -- A Comprehensive Study
本文通过对多颗冷巨星的高分辨率光谱进行丰度分析，首次测量了正常及富锂场巨星的光球层氦丰度，发现氦增丰常伴随锂增丰，并揭示锂增丰贯穿巨星支多个演化阶段，为解释巨星锂增丰机制提供了新线索。
2025-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterisation of red-giant stars in the public Kepler data
由美国航天局开普勒任务收集的长节奏恒星光度数据的第一次公开发布现已公布。在本文中，我们在这个大样本红巨星（G-K）星的类太阳振荡。我们在分析中使用已发表的方法和众所周知的标度关系。样本中超过70%的红巨星显示出可检测到的类似太阳的振荡，从这些振荡中，我们能够估计恒星的基本性质。这种星震分析揭示了不同的群体：低光度的H壳燃烧红巨星分支星，红巨星分支上的冷高光度红巨星和He核燃烧团簇和次级团簇巨星。
2011-03-01 astro-ph.SR
$H$-band Temperature and Metallicity Indicators for Cool Giants: Empirical Relations in Bayesian Framework
我们探索了近红外$H$波段大气窗口，旨在为利用低分辨率光谱推导冷巨星（$T_{eff}$ $<$ 5000 K）的恒星参数，例如有效温度（$T_{eff}$）和金属丰度（[ $Fe/H$ ]）提供定量诊断工具。我们从X-shooter光谱库中获得了177颗冷巨星，覆盖了比早期作品更宽的金属丰度范围（$-$ 2.35 dex $<$ [ $Fe/H$ ] $<$ 0.5 dex）。将光谱分辨率降低到R $\sim$ 1200，估算了几个重要光谱特征的等效宽度，并研究了光谱特征随恒星参数的变化规律。在贝叶斯框架下建立了推导$T_{eff}$和[ $Fe/H$ ]的经验关系。我们发现，$^{12}$ CO在1.56 $μ$ m和1.62 $μ$ m，以及$^{12}$ CO+MgI在1.71 $μ$ m是最好的三个$T_{eff}$指标，具有典型的准确度分别为153 K，123 K和107 K。三次贝叶斯模型提供了最佳金属丰度估计值，对于1.62 $μ$ m处的FeH、1.64 $μ$ m处的$^{12}$ CO和1.66 $μ$ m处的Fe I，其典型精度分别为0.22 dex、0.28 dex和0.24 dex。我们还显示了详细的定量金属丰度依赖性的$T_{eff}-$ EWs相关性定义三个金属丰度组，超日的（[ $Fe/H$ ] $>$ 0.0 dex），太阳的（$-$ 0.3 d…
2022-01-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
PHAT XX. AGB stars and other cool giants in M31 star clusters
星团中AGB星的存在为恒星模型提供了关键的限制，正如麦哲伦云的历史数据所证明的那样。在这项工作中，我们寻找候选人AGB星M31星团的全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查。我们的光度标准选择了比红巨星分支尖端更亮的恒星，其中包括大部分的热脉冲AGB恒星以及早期AGB恒星和其他在年轻恒星星族中预期的发光冷巨星（例如大质量红超巨星和中等质量红氦燃烧恒星）。AGB星可以区分，后验，使用我们的集群样本已经估计的年龄。在星团孔径半径内发现了937个候选者，其中一半（450）很可能是星团成员。与其他数据库的交叉匹配揭示了其中的两个碳星和十个安全变量。经磁场校正的年龄分布显示，年轻的超巨星在小于1亿年的年龄达到峰值，随后是一条长长的AGB恒星的尾巴，延伸到最古老的可能年龄。这条长尾巴揭示了AGB恒星数量的普遍减少，从1亿年时的初始值50 e-6/Msun下降到10 Gyr时的5 e-6/Msun。近太阳金属丰度的理论模型再现了这一总体趋势，尽管在某些年龄段存在局部差异，但其起源尚未确定。整个目录连同调查结果图表一起发布，以方便后续研究。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do Metal-Rich Stars Make Metal-Rich Planets? New Insights on Giant Planet Formation from Host Star Abundances
巨行星和其宿主恒星的成分之间的关系是理解行星形成的基本兴趣。太阳系巨行星的可见大气层和整体成分都高于太阳系的金属成分。一个关键的问题是，巨型系外行星的金属富集是否与它们的宿主恒星有关。Thorngren等人（2016）表明，在冷（Teq < 1000 K）的巨型系外行星中，重元素总质量随总Mp增加而增加，相对于母星的重元素富集度随总Mp减少。在他们的工作中，主恒星的金属丰度是从文献[Fe/H]测量中得出的。在这里，我们进行了一个更详细和统一的研究，以确定是否不同的主机恒星金属（C，O，Mg，Si，Fe和Ni）与其行星的大量金属丰度相关，使用相关性测试和贝叶斯线性拟合。我们提出了19个冷巨行星系统的新宿主恒星丰度，并将这些与现有的宿主恒星数据相结合，共22个冷巨行星系统（24颗行星）。令人惊讶的是，我们发现恒星金属丰度和行星剩余金属丰度（金属的相对量与预期的行星质量）之间没有明确的相关性，这与形成模型的常见预测相冲突。我们还发现了一个潜在的相关性残留的行星金属和恒星挥发难熔元素的比例。这些结果为未来行星形成的模拟研究提供了巨行星和宿主恒星成分之间有趣的新关系。
2019-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cooling process of substellar objects in scalar-tensor gravity
本研究在DHOST理论框架下探究褐矮星与巨行星的冷却过程，验证了修改引力对次恒星天体年龄影响最为显著的已有结论。
2023-07-06 astro-ph.SR gr-qc
Helium giant stars as progenitors of rapidly fading Type Ibc supernovae
I型快速衰落超新星（RFSNe）似乎起源于无氢恒星，具有大半径，产生主要是冲击冷却的光变曲线，与更典型的富镍SNe Ibc形成对比。然而，仍然需要确定哪些类型的恒星会产生明亮的冲击冷却光变曲线，而没有放射性镍的显着贡献。质量在2-4个太阳质量范围内的裸氦星，由于核心外的氦和碳壳层燃烧强烈，密度梯度很大，因此已知流体静力学发展的半径可达100个太阳半径或更大。我们制作了几个这样的恒星模型，并证明，当爆炸时，这些氦巨星可以自然地产生RFSN光变曲线。由于许多原型SNe Ibc也应该来自这个质量范围内的大半径恒星，我们预测这些RFSNe可能与SNe Ibc不同，这仅仅是因为没有大量的镍。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical fingerprints of hot Jupiter planet formation
目前的范例，以解释小轨道周期（P $<$ 10天;热彗星），涉及他们的形成超出雪线后向内迁移，已经受到了挑战，最近的作品，探讨了在原地形成的可能性。我们的目标是测试是否有恒星窝藏热彗星和恒星更遥远的气体巨行星显示任何化学特性，可能与不同的形成过程。我们的研究结果表明，在金属丰度范围为+0.00/+0.20 dex的情况下，具有热类星体的恒星比具有冷的遥远气体巨行星的恒星具有更高的金属丰度。数据还显示，具有冷彗星的恒星倾向于显示更大的$α$元素丰度。当考虑铁峰、挥发性元素或C/O和Mg/Si比时，没有发现冷木星和热木星恒星之间的丰度差异。从比较冷和热行星宿主的累积分布的统计检验中得出的相应$p$ -值，金属丰度、$α$、铁峰值和挥发性元素分别为0.20、$<$ 0.01、0.81和0.16。我们证实了以前的工作表明，更遥远的行星显示更高的行星质量以及更大的偏心率。我们注意到热行星和冷行星宿主样本之间的年龄和光谱型差异，这可能会影响丰度比较。行星质量、周期、偏心率和恒星宿主金属丰度分布的差异表明热、冷彗星的形成机制不同。在拥有冷彗星的恒星中发现的稍大的$α$丰度可能会补偿它们较低的金属丰度，从而形成气体巨行星。
2017-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rubidium Abundances in Cool Giants from High-Resolution H-band Spectra: A New Diagnostic for Galactic Chemical Evolution
本研究利用高分辨率近红外光谱分析太阳附近40颗M型巨星的Rb I谱线，验证其作为铷丰度指示器的可靠性，揭示[Rb/Fe]随金属丰度下降趋势需r-和s-过程共同解释，为尘埃遮蔽区域的化学演化研究提供新诊断。
2025-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence against anomalous compositions for giants in the Galactic Nuclear Star Cluster
最近在银河系中心核星团的冷M巨星中发现了非常强的Sc I线。将这些解释为银河系中心异常高的钪丰度将意味着核星团的独特增强特征和化学演化历史，以及对这些物体化学富集模型的潜在测试。我们目前的高分辨率K波段光谱（NIRSPEC/凯克II）的冷M巨星位于太阳附近，并比较它们与M巨星的光谱在核星团。我们清楚地确定强Sc I线在我们的太阳附近的样本，以及在核星团的样本。因此，M巨星的强Sc I线并不是核星团中恒星所独有的，我们认为，强线是目前逃脱精确理论建模的线形成过程的一个属性。我们进一步得出结论，对于巨恒星的有效温度低于约3800 K，这些Sc I线不应该被用于推导钪丰度在任何天体物理环境中，直到我们更好地了解这些线是如何形成的。我们还讨论了钒，钛和钇的光谱中确定的线，这表明在3500 K有效温度以下的强度类似的显着增加。
2018-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass-loss rates of cool evolved stars in M33 galaxy
我们已经在英国天文台红望远镜（UKIRT）对本星系群螺旋星系M33（三角座）进行了近红外监测活动。本文给出了脉动渐近巨星支（AGB）星和红超巨星（RSG）穿过M33星盘时尘埃和气体的质量损失率。
2022-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bolometric correction and spectral energy distribution of cool stars in Galactic clusters
研究了红巨星冷温区的辐射热改正（BC）的变化趋势及其与恒星金属丰度的关系。我们的分析依赖于在3500 A-2.5微米波长范围内对5个（3个球状+2个疏散）银河系星团中92颗红巨星的广泛的光学-红外光谱观测样本，沿着-2.2<[Fe/H]<+0.4金属丰度范围。测辐射热星等的内部精度只有百分之几。利用我们的新数据库，我们提供了一套拟合函数的V和K BC与Teff和宽带颜色，有效的区间3300 K <Teff<5000 K，特别适合于红巨人。没有发现BC（V）和BC（K）随[Fe/H]的明显漂移。然而，对于B带校正，情况可能有所不同，因为我们的数据具有明确的（B-V）与[Fe/H]的相关性，对于固定的Teff，贫金属恒星相对于富金属样本显示“更蓝”（B-V）。我们的经验辐射热标度支持这样的结论：（a）最近研究的BC（K）在本文所考虑的整个色/温范围内在<0.1 mag内是可靠的，（b）同样的结论仅适用于温度高于~ 3800 K的恒星的BC（V）。在较冷的温度下，协议是不太普遍的，MARCS模式是唯一提供一个令人满意的匹配观测。
2010-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal circularization of gaseous planets orbiting white dwarfs
一颗气态巨行星在许多天文单位的距离上经历了演化的巨分支阶段，随后又受到足够接近白矮星的扰动，由于恒星-行星潮汐，它将经历轨道收缩和圆化。圆化的时间尺度，当结合一个已知的白矮星冷却年龄，可以放置在散射时代以及活跃的潮汐机制的耦合约束。在这里，我们探索这种耦合在整个合理的参数相空间计算轨道收缩和潜在的自破裂由于混乱的f-模式的激励和加热的行星轨道上的偏心率接近统一，其次是弱耗散平衡潮汐。我们发现，混沌f-模式的演变激活只为轨道近心是两倍的白矮星洛希半径，很容易重组或摧毁冰巨星，但不是气体巨星。这种内部热破坏提供了白矮星金属污染的额外潜在来源。随后的潮汐演化为幸存的行星是占主导地位的非混沌平衡和动力学潮汐，这可能是很好的约束观测白矮星周围的巨行星在早期冷却年龄。
2019-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
