Modeling of Granulation in Red Supergiants in the Magellanic Clouds with the Gaussian Process Regressions
本文利用高斯过程回归和马尔可夫链蒙特卡洛方法系统研究麦哲伦云中红超巨星的颗粒化现象，建立了时标和振幅的标度关系，并揭示了金属丰度对二者的不同影响。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scaling relations of convective granulation noise across the HR diagram from 3D stellar atmosphere models
来自太空任务的高精度测光数据提高了我们对恒星颗粒的理解。这些观测精确地显示了HR图上恒星的随机亮度波动，使我们能够更好地了解恒星表面对流对恒星参数变化的反应。这些波动需要理解和量化，以改善对系外行星的探测和定性。在这项工作中，我们提供了新的标度关系的亮度波动时间序列的两个特性，标准偏差（$σ$）和自相关时间（$τ\rm_{eff}$）。这是通过使用长时间序列的3D恒星大气模型在不同的金属丰度和整个HR图，生成的3D辐射流体动力学代码：STAGGER代码。我们将我们的合成颗粒特性与大样本开普勒恒星的值进行了比较，并分析了开普勒LEGACY样本中具有准确恒星参数的选定恒星。我们的3D模型显示，$σ\proptoν\rm_{max}^{-0.567\pm0.012}$和$τ\rm_{eff}\proptoν\rm_{max}^{-0.997\pm0.018}$的恒星在太阳的金属丰度。我们发现，$σ$和$τ\rm_{eff}$都随着金属度的降低而降低，尽管金属度依赖性对$σ$更显著。与以前的研究不同，我们发现开普勒目标的$σ$和$\log{g}\leq3.5$的3D模型之间有很好的一致性，恒星和模型之间有很好的相关性，$\log{g}\geq3.5$。对于$τ\rm_{eff}$，我们发现3D模型很好地再现了开普勒LEGACY星值。总的来说，这项研究表明，3D恒星大气模型再现了HR图中恒星…
2022-05-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability. II. The enigmatic granulation background of the COROT target HD49933
局部箱流体动力学模型大气提供了统计信息的恒星的出射辐射场，使人们能够预测其粒度相关的微观变化的水平。天基测光现在已经足够准确，可以测试模型预测。我们的目标是模拟HD 49933以及太阳的光度颗粒背景，并将预测结果与COROT和SOHO卫星任务获得的测量结果进行比较。我们构建流体动力学模型代表HD 49933和太阳的大气，并使用以前开发的缩放技术，以获得可观察到的磁盘集成的亮度波动。我们进一步进行了探索性的磁流体动力学模拟，以衡量小尺度磁场对合成光变曲线的影响。我们发现，粒度相关的亮度波动依赖于金属丰度。我们得到了令人满意的对应关系的预测和观测太阳，验证我们的方法。对于HD 49933，我们得出了总功率的2到3倍的显著高估。局部产生的磁场不太可能起作用，否则现有的磁场将需要相当强以充分抑制颗粒化信号。目前建议的恒星基本参数的更新并没有改善对应关系;然而，HD 49933表面重力增加约0.2dex将消除大部分差异。我们诊断出HD 49933中预测和观察到的肉芽背景之间存在令人费解的差异，只有相当临时的补救措施。
2009-05-16 astro-ph.SR
Effects of granulation on neutral copper resonance lines in metal-poor stars
我们利用三维流体动力学模拟的影响，造粒的Cu I线的Mult。1在324.7 nm和327.3 nm处的近紫外区。这些线仍然很强，即使在非常低的金属，并提供了机会，研究化学演变的铜在金属贫人口。我们发现这些线上有很强的颗粒效应。在丰度方面，忽略这种影响可能导致高估的A（铜）高达0.8德克斯在矮星。与贫金属球状星团NGC 6752和NGC 6397中恒星的计算结果比较表明，由Mult得到的铜丰度之间存在系统性差异。2在TO星和那些衍生的巨星在同一集群的线的Mult。2在510.5 nm和587.2 nm处。我们的结论是，铜我共振线是不可靠的指标，铜丰度，我们认为，调查偏离LTE是强制性的，利用这些线路。
2009-10-25 astro-ph.SR
Molecular bands in extremely metal-poor stars. Granulation effects
双原子分子的谱带是重要的丰度指标，特别是在贫金属恒星中，它们在金属丰度范围内仍然是可测量的，在这些范围内，组成它们的金属元素的原子线已经变得非常小。为了使用它们进行丰度测定，必须了解这些条带的形成。在这方面的贡献，我们报告我们的结果使用CO5BOLD流体动力学模拟。突出显示了一些与一维计算中发现的性质不同的效应。由于形成谱带的线的数量很大，所以它们的谱合成在计算上具有挑战性。我们讨论了一些计算策略，我们采用并行计算和未来可能的发展。
2013-06-06 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
Solar abundances and granulation effects
太阳丰度在过去十年中经历了一次重大的向下修正，据说是由于采用三维流体动力学模拟来模拟太阳光球的不均匀结构。Asplund等人（2004年）提出的氧丰度非常低，A（O）=8.66，加上碳和氮丰度的向下修正，给太阳模型解释日震测量带来了严重的问题。在努力促进争议，我们重新推导光球丰度的几个元素独立于以前的分析。我们应用了最先进的3D（CO 5 BOLD）流体动力学模拟的太阳颗粒以及不同的一维模型大气的线分光丰度测定。分析是基于标准的光盘中心和光盘集成的光谱图谱;对于氧，我们在不同的日心角获得另外的光谱。导出的丰度是可用原子线的等效宽度和/或线轮廓拟合的结果。我们讨论了不同的颗粒对太阳丰度的影响，并将我们的结果与以前的调查进行比较。根据我们的调查，流体动力学模型是重要的太阳丰度的测定，但不负责最近在文献中的太阳金属丰度的向下修订。
2009-10-25 astro-ph.SR
Granulation signatures as seen by Kepler short-cadence data. II. A hierarchical route to inferring stellar radii from granulation
Aarhus University（奥胡斯大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）
通过贝叶斯层级模型，利用颗粒化总振幅、特征频率、有效温度和表面金属丰度回归推断恒星半径，在独立样本中约73%的案例恢复参考半径在1σ内，精度约10%。
2026-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
A simple method to measure numax for asteroseismology: application to 16,000 oscillating Kepler red giants
本研究提出一种无需拟合颗粒化背景的星震学numax测量新方法，通过ν^-2函数除功率谱消背景斜率后平滑测值，在Kepler红巨星样本中准确率达99.9%，还可识别偶极模抑制星且适配低numax恒星。
2024-04-15 astro-ph.EP 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
Asteroseismology of 16000 Kepler Red Giants: Global Oscillation Parameters, Masses, and Radii
开普勒任务提供了精确的数据来对演化的恒星进行整体的星震分析。在这项工作中，我们使用任务结束时的长节奏数据，系统地描述了16，094颗振荡红巨星的类太阳振荡和颗粒化。我们制作了一个最大功率频率的同质目录（典型不确定度$σ_{ν_{\rm max}}$ =1.6\%），平均大频率间隔（$σ_{Δν}$ =0.6\%），振荡幅度（$σ_{\rm A}$ =4.7\%），制粒能力（$σ_{\rm gran}$ =8.6\%），功率超出宽度（$σ_{\rm width}$ =8.8\%）、地震导出的恒星质量（$σ_{\rm M}$ =7.8\%）、半径（$σ_{\rm R}$ =2.9\%）以及表面重力（$σ_{\log g}$ =0.01 dex）。由于大红巨星样本，我们确认，红巨星分支（RGB）和氦核燃烧（HeB）的明星集体不同的振荡幅度，造粒功率和功率过剩的宽度，这主要是由于质量的差异的分布。在固定的$ν_{\rm max}$处，振荡振幅的分布显示出非常尖锐的上边缘，这可能为理解振荡模式的激励和阻尼机制提供线索。我们发现振荡幅度和粒化功率都依赖于金属丰度，在[Fe/H]=-0.7到0.5dex范围内，振荡幅度和粒化功率分别扩大了15%和25%.我们的星震恒星特性可以作为可靠的距离指标和年龄代理映射和测年开普勒观测到的银河系恒星星族。它们还将提供一个极好的机会，在APOGEE和LAMOS…
2018-04-03 astro-ph.SR
Convective Line Shifts in the Spectra of Solar-Type Stars
测量了有效温度为4800 - 6200 K的太阳和恒星光谱中的多普勒线位移，并估计了平均连接（粒化）速度。恒星谱线位移的绝对尺度是根据太阳谱线位移对光学深度的依赖关系建立的。对于FGK太阳型恒星，首次获得了150 - 700 km高度范围内大气对流速度随高度变化的曲线。所有这些曲线都表明，蓝移随高度的增加而减小，这意味着通过光球层的颗粒速度减慢到零。在较低的色球层中，观测到强Mg I线的红移，这表明颗粒化速度的方向发生了相反的变化，并证实了在600 km以上高度处颗粒化反转的影响。在较冷的K星中，颗粒化位移随高度的变化平均为-50~100 m/s，而在较热的FG星中，颗粒化位移的变化更为剧烈，为-700~300 m/s。线移曲线的梯度随着有效温度的增加和恒星重力、金属丰度和年龄的减小而增加。在所有分析的高度上，恒星的平均连接速度从较冷的恒星到较热的恒星从-90米/秒增加到-560米/秒。它与宏观湍流、谱线的不对称性和恒星的自转速度有关。我们还得到了恒星的径向速度，并将它们与SIMBAD数据进行了比较。我们的分析表明，在确定径向速度时，必须考虑到恒星的单个颗粒速度。
2022-04-02 astro-ph.SR
Impact of granulation effects on the use of Balmer lines as temperature indicators
在晚型恒星光谱中，巴耳末线是恒星有效温度的重要指标。它们的建模不确定性之一是对流对其形状的影响。我们的目的是表征对流对巴耳末线机翼的影响。我们进行了差分比较的合成巴耳末线轮廓从三维流体动力学模型大气和一维流体静力学标准的。模型参数适用于金属丰度从太阳到1/1000太阳的F、G、K矮星和次巨星。由3D模型预测的巴耳末线的形状永远不能被1D模型精确地再现，无论其有效温度如何。我们引入了3D温度校正的概念，作为3D模型和1D模型之间的有效温度差，其提供了与3D轮廓最接近的匹配。温度修正对于巴耳末系的不同成员是不同的，并且取决于在一维模型中采用的混合长度参数。在研究的模型中，3D校正范围从-300K到+300K。水平温度波动倾向于降低3D校正。准确的有效温度不能从巴耳末线的翼导出，除非对流的影响得到适当的解释。3D模型提供了一种物理上合理的方式。用混合长度理论处理对流的一维模型似乎不适合于此目的。特别是，有迹象表明，它是不可能的，以确定一个单一的值的混合长度参数，这将最佳地再现巴耳末线的任何选择的大气参数。
2009-06-25 astro-ph.SR
Cu I resonance lines in turn-off stars of NGC 6752 and NGC 6397. Effects of granulation from CO5BOLD models
上下文铜是一种元素，其金属性的有趣演变尚未完全了解。铜丰度的观察依赖于数量非常有限的谱线，最强的是Mult的Cu I谱线。1，甚至可以在极低的金属度下测量。目标。我们调查这些线的质量作为丰度指标。法我们测量了球状星团NGC 6752中的两颗关闭（TO）星和球状星团NGC 6397中的两颗TO星的这些谱线，并利用CO5BOLD程序计算了三维流体动力学模型大气，得到了它们的丰度。这些丰度进行比较，铜丰度测量的巨恒星相同的集群，使用线的Mult。2在510.5 nm和578.2 nm处。结果丰度来源于Mult线。TO恒星中的1与同一星团中的巨星的丰度不同。无论是使用CO5BOLD模型还是使用传统的1D模型大气都是如此。TO星的LTE 3D改正量较大，而巨星的LTE 3D改正量较小。结论. Mult. 1不是可靠的丰度指标。很可能应该考虑偏离LTE来正确描述这些线，尽管不清楚这些是否可以单独解释观察结果。对这些偏离的研究，无论是对矮星还是对巨星，都是值得鼓励的。我们建议那些对铜丰度演化研究感兴趣的人依靠基于Mult线的巨人测量。2.然而，我们警告说，NLTE研究可能意味着所有的铜丰度的修订，无论是在矮星和巨星。
2010-09-19 astro-ph.SR
Using the CIFIST grid of CO5BOLD 3D model atmospheres to study the effects of stellar granulation on photometric colours. II. The role of convection accross the H-R diagram
我们研究了对流对不同类型恒星在H-R图上的光谱能量分布、光度星等和色指数的影响。使用三维流体动力学CO 5 BOLD、平均<3D>和一维流体静力LHD模型大气计算了主序星（MS）、主序星关闭（TO）、次巨星分支（SGB）和红巨星分支（RGB）上恒星的光谱能量分布，每种情况下都有两种不同的有效温度和两种金属丰度，[M/H]=0.0和-2.0。利用得到的光谱能量分布，我们计算了宽波段约翰逊-格林$UBVRI$和2 MASS $JHK_{\rm s}$，以及中波段斯特伦格伦$uvby$光度系统的光度星等和色指数。在两个测光系统中，3D-1D光度星等和颜色指数的差异都很小，通常不会超过$\pm0.03$等。只有在最冷的巨星位于上RGB的情况下，$U$和$u$波段的差异才能在[M/H]=0.0时达到$\approx-0.2$等，在[M/H]=-2.0时达到$\approx-0.1$等。通常，3D-1D差异在光谱的蓝-UV部分中最大，并且朝向更长的波长减小。它们对有效温度也很敏感，在较热的恒星中明显较小。金属性也起作用，并导致[M/H]=0.0时3D-1D差异略大。所有这些图案都是由辐射场、不透明度和恒星大气中对流运动引起的水平温度波动之间复杂的相互作用造成的。虽然很小，但3D-1D的星等和色指数差异与典型的光度不确定性相当或更大，因此可能导致估计有效温度的不可忽略的系统差异。
2018-01-31 astro-ph.SR
Fundamental properties of solar-like oscillating stars from frequencies of minimum $Δν$ : II. Model computations for different chemical compositions and mass
类太阳恒星的振荡频率之间的巨大间隔是恒星平均密度的度量。在观测到的频率范围内，分离被认为是基本恒定的。然而，详细的研究表明，它们不是恒定的，它们的变化也不是随机的，而是对我们理解恒星结构和演化具有很强的诊断潜力。在这方面，最小大间隔的频率是非常有用的工具。从这些频率，除了大的分离和最大振幅的频率，Yıldız等人最近开发了新的方法来找到几乎所有的基本恒星属性。在本研究中，我们的目标是从频率中找到金属丰度和氦丰度，并将Yıldız等人给出的关系推广到更宽的恒星质量范围和任意金属丰度（$Z$）和氦丰度（$Y$）。我们发现，金属丰度的影响是{显着}的基本参数。例如，对于恒星质量，表达式必须乘以$(Z/Z_{\sun})^{0.12}$。对于任意氦丰度，$ M \propto (Y/Y_{\sun})^{0.25} $。从纯星震量确定$Z$和$Y$的方法是根据振荡频率间隔中振荡分量的振幅（\Dnu最大值和最小值之间的差异）。此外，我们证明了第一个最大值和第二个最小值之间的差异是非常敏感的$Z$。它还取决于$ν_{\rm min1}/ν_{\rm max}$和频率之间的小间隔。这种依赖性使我们开发了一种从振荡频率中找到$Z$（和$Y$）的方法。估计值和模型$Z$值之间的最大差异约为14%，而$Y$值为10%。
2015-05-15 astro-ph.SR
Empirical, Accurate Masses and Radii of Single Stars with TESS and Gaia
我们提出了一种方法，通过结合盖亚和TESS的三个直接观测数据来确定单星的经验质量：（i）通过TESS光变曲线中的粒度驱动变化的表面重力，（ii）通过宽带光谱能量分布的地球热通量，以及（iii）通过盖亚视差的距离。我们使用525个开普勒恒星的这些措施是在文献中，并表明，恒星质量可以用这种方法测量到的精度为$\sim$ 25\%，由表面重力精度的颗粒“闪烁”的方法（$\sim$ 0.1~dex）和视差的不确定性（$\sim$ 10\%的开普勒样品）的限制。我们探索的影响，预期改进的表面重力测定-通过应用颗粒背景拟合和使用最近发表的粒度-金属丰度关系-和改进的地球物理学与盖亚第二次数据发布的到来。我们表明，这种方法的应用程序，将被TESS观察到的恒星应产生良好的几个百分点的半径和质量良好的$\approx$ 10\%。重要的是，该方法不需要存在轨道、食或凌日天体，也不需要恒星表面的空间分辨率。因此，我们可以预测确定基本的，准确的恒星半径和质量的数十万明亮的单星-在整个天空和跨越赫兹斯普朗-罗素图-包括那些最终将被发现的主机行星。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Is there a unique asteroseismic interior model for the solar-like oscillating KIC 7747078?
针对类太阳振荡恒星KIC 7747078内部模型的唯一性难题，结合参考频率、大分离Dnu与光谱金属丰度，用卡方法构建出唯一恒星模型，有效温度为输出量，振荡频率与观测吻合。
2025-10-03 astro-ph.SR
Detection and characterization of planets orbiting oscillating red-giant stars with NASA's TESS mission
在多个地面径向速度（RV）调查和开普勒和K2等测光太空任务的推动下，新系外行星的发现自21世纪初以来迅速增加。然而，由于目标选择偏向于主序星，只有少数凌日行星被发现绕着演化的宿主运行。这些行星，其中大多数是巨人，拥有关于行星系的形成和演化的重要信息。在这篇论文中，我试图增加已知的围绕红巨星运行的巨行星的样本，重点是来自美国宇航局凌日系外行星调查卫星（TESS）任务的数据，并改善其特征。具体来说，我关注的是围绕（最好是）振荡的低光度红巨星分支（LLRGB）恒星运行的近距离巨行星。为了改善表征，我开发了一种方法来同时模拟行星凌日和恒星信号，实现高斯过程来模拟恒星颗粒和时域中的振荡包络。我的研究结果表明，该模型使时域星震学，推断的最大振荡幅度，$ν_\text{max}$的频率，在1\%。该方法的实现是开源的，可供社区使用。关于行星搜索，我组装了一个管道，主要由第三方开源软件组成，并探索了TESS视场南半球的$\sim$ 40，000颗明亮的LLRGB恒星的样本。这次搜索确定了四颗行星候选者，其中两颗目前还不为人所知，它们围绕着红巨星运行。对这两个候选天体的径向速度跟踪观测初步证实了它们的行星性质。最后，我还通过RV观测证实了另一个候选者的行星性质，而不是上述样本的一部分。
2022-07-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Refined Model of Convectively-Driven Flicker in Kepler Light Curves
开普勒飞行任务产生的光变曲线表明恒星起源的随机亮度波动（或“闪烁”），这有助于噪声基底，限制了系外行星探测和表征方法的灵敏度。在具有表面对流的恒星中，这些变化在短时间（低于8小时）尺度上的主要驱动力被认为是对流颗粒化。在这项工作中，我们改进了现有的模型，这种颗粒闪烁幅度，或$F_8$，包括开普勒带通测量闪烁的效果，通过将金属量在确定对流马赫数，并通过使用更广泛的数值模拟的比例关系。为了激发和验证这些变化，我们使用了开普勒恒星中对流闪烁测量的最新数据库，这使我们能够更全面地详细说明剩余的模型-预测误差。我们的模型改进将闪烁幅度的典型误预测从2.5倍减少到2倍。我们排除了旋转周期和强磁活动作为可能的解释剩余的模型误差，我们表明，二进制同伴可能会影响对流闪烁。我们还介绍了一个“信封”模型，预测的闪烁幅度范围内的任何一颗星占一些传播的数值模拟，我们发现，这个范围涵盖了78%的观察到的恒星。我们注意到，太阳颗粒闪烁幅度低于大多数类太阳恒星。这种改进的对流闪烁幅度模型可以更好地表征系外行星研究中的噪声源，并更好地为恒星颗粒化的模型和模拟提供信息。
2021-04-13 astro-ph.SR
Impacts of radiative accelerations on solar-like oscillating main-sequence stars
化学元素输运过程是精确恒星建模所需的关键物理过程之一。现在，人们通常考虑重力沉降引起的原子扩散，这对日震研究是必不可少的。另一方面，辐射加速度很少被考虑，对不同的化学元素有不同的作用，并且在一些恒星质量域中可以强烈地抵消重力。在这项研究中，我们的目标是确定辐射加速是否会影响由星震空间任务观测到的类太阳振荡主序星的结构。在CESTAM程序中采用单值参数法计算辐射加速度。我们建立并比较了几个网格的恒星模型，包括重力沉降，但有些和其他没有辐射加速度。我们发现，在太阳金属丰度下，对于质量大于1.1~M $_{\odot}$的恒星，辐射加速度是不可忽略的。对于我们网格中质量更大的恒星，由于它们被包含在模型中而导致的年龄差异可以达到9%。我们估计，根据地震数据的精度，PLATO核心计划恒星的建模需要辐射加速度的百分比在33%到58%之间。我们的结论是，在开普勒，TESS和PLATO任务的背景下，提供（或将提供）高质量的地震数据，辐射加速度可以有显着的效果时，推断太阳类振荡器的属性正确。这对于年龄推断尤其重要。然而，每颗恒星的净效应来自于原子扩散（包括辐射加速）和其他内部传输过程之间的竞争。这将在即将发表的配套文件中进行调查。
2018-06-27 astro-ph.SR
Oscillating red giants in eclipsing binary systems: empirical reference value for asteroseismic scaling relation
振荡红巨星的内部结构和性质可以通过它们的全球振荡模式（星震学）准确地推断出来。基于1460天的开普勒观测，我们对食双星系统中三颗红巨星的恒星参数和演化阶段进行了全面的星震研究。本文首次详细分析了KIC 8410637、KIC 5640750和KIC 9540226的红巨星成分的振动模式。我们获得的估计，其asteroseismic质量，半径，平均密度和对数表面重力使用asteroseismic的比例关系，以及基于网格的建模。由于这些红巨星是双线食双星，因此可以从轨道解中推导出它们独立的动力学质量和半径，并将其与地震推断的值进行比较。对于KIC 5640750，我们根据该系统的两个分量计算第一光谱轨道。我们使用高分辨率的光谱数据和光变曲线的三个系统，以确定最新的动态恒星参数的值。我们的全面的恒星参数，我们探索二元分析和asteroseismic方法之间的矛盾，并测试知名的标度关系的可靠性。对于正在研究的三个红巨星，我们发现协议之间的动态和asteroseismic恒星参数的情况下，asteroseismic方法占金属丰度，温度和质量的依赖性，以及表面效应。如果我们使用$Δν_{\rm ref,emp} = 130.8 \pm 0.9\,μ$ Hz而不是通常的太阳参考值，我们能够从所有三个系统的标度律中获得一致性。
2018-04-30 astro-ph.SR
Asteroseismic age constraints on the open cluster NGC 2477 using oscillating stars identified with TESS FFI
本研究利用TESS FFI数据识别NGC 2477星团中的振荡星，结合等时线拟合与星震学建模，将星团年龄精确约束为1.0±0.1 Ga，展示了星震学在改进星团年龄测定中的有效性。
2023-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The K2 M67 Study: Revisiting old friends with K2 reveals oscillating red giants in the open cluster M67
对星团的观测对形成我们对恒星演化的理解产生了巨大的影响。疏散星团M67由于其接近太阳的组成和年龄，作为恒星演化理论的校准基准具有特别重要的作用。因此，它被广泛观测，包括试图探测其主序和红巨星中类似太阳的振荡。然而，由于难以测量这些极低振幅的振荡，迄今为止，任何星震推断仍然难以捉摸。在这里，我们报告的第一个明确的检测类太阳振荡的红巨星M67。我们使用开普勒黄道任务K2的数据来测量全球星震特性。我们发现了一个与模型无关的地震距离为816+/-11pc，或（m-M）o=9.57+/-0.03mag，平均红巨星质量为1.36+/-0.01Msun，与星团关闭附近的食双星的动力学质量一致，并且单个恒星的年龄与等时线拟合一致。我们没有看到红巨星分支有强烈质量损失的证据。我们还确定了所有星团巨星的地震测井g，典型精度为~0.01dex。我们的结果一般表现出良好的协议与独立的方法，并支持使用地震标度关系，以确定全球性的红巨星与太阳附近的金属丰度。我们进一步说明，数据是如此高的质量，未来的工作对个别模式的频率应该是可能的，这将扩大范围的地震分析这一集群。
2016-10-10 astro-ph.SR
Fundamental properties of Kepler and CoRoT targets -- IV. Masses and radii from frequencies of minimum $Δν$ and their implications
最近，Yildiz，Orhan和Kayhan通过分析90颗恒星的振荡频率，指出由He { \scriptsize II}电离带的毛刺所产生的参考频率（$ν_{\rm min0}$，$ν_{\rm min1}$和$ν_{\rm min2}$）对确定它们的有效温度具有很强的诊断潜力。在这项研究中，我们继续分析相同的恒星，并计算它们的质量，半径和年龄从不同的标度关系，包括关系的基础上$ν_{\rm min0}$，$ν_{\rm min1}$和$ν_{\rm min2}$。对于大多数恒星，使用$ν_{\rm min0}$和$ν_{\rm min1}$计算的质量非常接近。对于38颗恒星，这些质量之间的差异小于0.024 ${\rm M}_\odot$。这些恒星的半径与$ν_{\rm min0}$和$ν_{\rm min1}$更接近，相差不到0.007 ${\rm R}_\odot$。这些恒星可能是最著名的类太阳振荡星，值得详细研究。我们推导出的质量和半径的小行星地震表达式显示出对金属丰度的轻微依赖。因此，我们开发了一种新的方法来计算初始金属丰度从这个表面金属丰度考虑到微观扩散的影响。初始金属丰度的时间依赖性显示了一些非常有趣的特征，这些特征对于我们理解银河系盘的化学富集可能很重要。根据我们的发现，盘的每个时代都有自己的最低和最高金属丰度值。似乎旋转速度与Skumanich关系给出的年龄的1/…
2019-09-20 astro-ph.SR
Asteroseismology of 1523 misclassified red giants using $\textit{Kepler}$ data
我们分析了1523颗$\textit{Kepler}$红巨星的类太阳振荡，这些红巨星以前被错误地归类为亚巨星，预测的$ν_{\rm max}$值（基于开普勒输入目录）在280 $μ$ Hz到700 $μ$ Hz之间。我们报告在我们的样本中发现了626个新的振荡红巨星，除了Hekker等人（2011）之前从四分之一的$\textit{Kepler}$数据中表征的897个振荡器之外。我们的样本增加了已知的振荡低光度红巨星的数量$26\%$（最多$\sim$ 1900颗恒星）。大约四分之三的样本被归类为上升红巨星分支星，而其余的则是红团星。采用一种新的方法测定了108颗恒星的$Δν$，其中$ν_{\rm max}$接近奈奎斯特频率（240 $μ$ Hz < $ν_{\rm max}$ < 320 $μ$ Hz）。此外，我们确定了47颗恒星在超奈奎斯特频率范围内振荡，高达387 $μ$ Hz，使用长节奏光变曲线。我们发现，错误的分类是最有可能的KIC表面重力的大的不确定性，并没有导致从宽带颜色的情况下，或从不同的物理性质，如红化，空间分布，质量或金属丰度。该样本对于研究低光度红巨星的振荡和描述这些恒星周围的行星候选者将是有价值的。
2016-08-20 astro-ph.SR
Detectability of axisymmetric magnetic fields from the core to the surface of oscillating post-main sequence stars
本研究利用磁灵敏度核分析振荡后主序恒星，评估轴对称磁场从核心到表面的可探测性，提出关键层场强下限，为恒星磁性反问题奠定基础。
2024-04-26 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical simulations of red giant stars: semi-global models for the interpretation of interferometric observations
上下文红巨星支星模型的理论预测是天体物理学中从星系化学演化到系外行星系统研究等各种应用的宝贵工具。目标。我们使用辐射转移代码OPTIM 3D和现实的3D辐射流体动力学（RHD）的表面对流模拟红巨星，探讨颗粒化的影响干涉观测。方法.我们在两个滤波器中计算3D模拟快照的强度图：在5000 \pm 300 μ m处的光学滤波器和在K波段2.14 $\pm$ 0.26 μm FLUOR滤波器中，对应于安装在CHARA干涉仪上的仪器的波长范围。从强度图，我们构建恒星盘的图像，占中心到肢体的变化。然后，我们推导出干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们的行为与位置角和波长。结果我们提供了不同金属丰度和波长范围的平均边缘暗化系数。我们详细介绍了与今天的干涉仪的红巨星的颗粒和中心到肢体的变化的检测和表征的前景。我们发现，对流相关的表面结构的影响取决于金属丰度和表面重力。我们提供了理论上的闭合相，应纳入红巨星伴星闭合相信号的分析。我们估计了3D-1D恒星半径测定的修正：3D模型在光学上比1D小~ 3.5%~ 1%，在红外上大约小0.5%~ 1.5%。即使这些修正很小，它们对于正确设置干涉测量法得出的有效温标的零点和加强现有红巨星星表的置信度对于干涉测量法也很重要。
2010-09-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Properties of the Hyades, the eclipsing binary HD27130, and the oscillating red giant $ε$ Tau
双星系统可以精确地推导出质量和半径。当它们位于星团中时，可以提取更高精度的特性以及其他信息。类似太阳振荡的星震学为单个恒星提供了类似的可能性。我们改进了先前建立的毕宿食双星HD 27130的性质，并重新评估了巨星$ε$ Tau的星震性质。毕宿星团成员的物理性质被用来限制星团的氦含量和年龄。新的多色光变曲线与多历元径向速度相结合，产生了HD 27130的质量和半径。$T_{\rm eff}$是从光谱学和光度学中推导出来的，并使用盖亚视差进行了验证。我们估计的星团年龄从重新评估的$ε$头的星震特性，同时使用HD 27130来限制氦含量。HD 27130的质量、半径和$T_{\rm eff}$分别为：主要组分为$M=1.0245\pm0.0024 M_{\odot}$、$R=0.9226\pm0.015 R_{\odot}$、$T_{\rm eff}=5650\pm50$ K，次要组分为$M=0.7426\pm0.0016 M_{\odot}$、$R=0.7388\pm0.026 R_{\odot}$、$T_{\rm eff}=4300\pm100$ K。我们对$ε$ Tau的重新评估表明，以前的文献估计是可信的，并且依巴谷视差比盖亚DR2视差更可靠。HD 27130的氦含量，因此毕宿星团被发现是$Y=0.27$，但与显着的模型依赖性。与所采用的金属丰度的相关性导致稳健的氦富集规律，其中…
2020-11-04 astro-ph.SR
Asteroseismic analysis of red giants in eclipsing binaries using two methods: implications for scaling relations and chemical composition
Ege University（伊兹密尔经济大学）；Independent Researcher（独立研究者）
该研究通过两种方法分析11个食双星中类太阳振荡红巨星的化学成分，验证星震标度关系，为银盘化学演化提供线索，所得参数使恒星质量半径与动力学解更吻合。
2026-08-20 astro-ph.SR
Inference of stellar parameters from brightness variations
已经证明，恒星亮度在不同频率下的时间变化可以用来推断其表面重力、半径、质量和年龄。随着开普勒和K2的大量光变曲线样本以及即将到来的TESS调查，我们希望量化这些数据的整体信息内容并确定信息所在的位置。作为对这个问题的第一次研究，我们问我们可以从红巨星数据中的亮度变化预测哪些恒星参数，以及使用数据驱动模型的精度。我们证明了2000颗红巨星的长节奏（30分钟）开普勒光变曲线可以用来预测它们的$T_{\rm eff}$和$\log g$。我们的推断利用了光变曲线的自相关函数（ACF）的一部分的数据驱动模型，在那里我们将恒星参数和ACF像素值之间的多项式关系进行了建模。我们发现，这个模型，使用1000颗恒星训练，可以用来恢复温度$T_{\rm eff}$ $<$ 100 K，表面重力$<$ 0.1 dex，和星震功率谱参数$\rm ν_{max}$和$\rm Δν$ $<11$ $μ$ Hz和$<0.9$ $μ$ Hz（$\lesssim$ 15\%）。我们从0.045 $<$ $T_{\rm lag}$ $<$ 370天的时滞范围恢复$T_{\rm eff}$，从0.045 $<$ $T_{\rm lag}$ $<$ 35天的时滞范围恢复$\log g$、$\rm ν_{max}$和$\rm Δν$。我们没有发现任何有关恒星金属丰度的信息。关于每个参数的数据的信息内容是经验性地量化使用这…
2018-05-11 astro-ph.SR
HD 89345: a bright oscillating star hosting a transiting warm Saturn-sized planet observed by K2
我们报告了HD 89345 b（K2- 234 b; EPIC 248777106 b）的发现和特征，这是一颗土星大小的行星，围绕一颗稍微进化的恒星运行。HD 89345是一颗明亮的恒星（$V = 9.3$等），由K2飞行任务以一分钟时间采样观测到。它表现出类似太阳的振荡。我们进行了星震学来确定恒星的参数，发现质量和半径分别为$1.12^{+0.04}_{-0.01}~M_\odot$和$1.657^{+0.020}_{-0.004}~R_\odot$。根据推断的年龄，$9.4^{+0.4}_{-1.3}~\mathrm{Gyr}$和未检测到混合模式，这颗恒星似乎最近离开了主序星。这颗恒星拥有一个“温暖的土星”（$P = 11.8$ ~天，$R_p = 6.86 \pm 0.14~R_\oplus$）。用FIES、HARPS和HARPS-N摄谱仪进行的径向速度跟踪观测表明，这颗行星的质量为$35.7 \pm 3.3~M_\oplus$。数据还显示，这颗行星的轨道是偏心的（$e\approx 0.2$）。对恒星振荡频率的旋转分裂的研究没有得出关于恒星倾角的结论性证据。我们进一步获得了Rossiter-McLaughlin的观测结果，这导致了恒星质量的广泛后验。这颗行星似乎符合其他亚土星观测到的关于行星质量和多样性，轨道偏心率和恒星金属量的相同模式。
2018-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cause and Effect: Stellar Convection Studied Through Flickering Brightness, and the Convectively-Driven Motions of Solar Bright Points
太阳光球层上的磁亮点标志着千高斯磁通量管向日冕延伸的足迹。这些管的对流抖振被认为是激发MHD波，MHD波可以传播到日冕并沉积热量。因此，通过亮点运动测量波激发可以限制日冕和日光层模型。这已经被广泛地利用质心跟踪来估计扭结模式波激励。DKIST将是第一台能够很好地解析亮点形状和大小的望远镜，它可以探测迄今为止难以或不可能研究的波模式。我开发了两种互补的方法来迈出这样的调查的第一步，我演示了MURaM模拟图像的DKIST样的分辨率作为一个概念验证，为未来的观测做准备。我表明，这些额外的波模式可能会增加一倍，这个波加热模型的能量预算。我还调查了对流驱动的亮点运动。我使用一个简化模型的造粒MURaM探讨如何亮点运动取决于对流特性，我显示的重要性，湍流的高频运动。另外，我调查高频，随机亮度波动（“闪烁”或$F_8$）开普勒光变曲线，这是恒星对流的签名。我面对一个闪烁的物理模型，测量值横跨H-R图。我提高模型的协议与观测包括开普勒带通测量闪烁的影响，包括金属丰度在确定对流马赫数，并使用从一个更广泛的数值模拟的比例关系。我还探讨了未来的研究如何改进模型。在这样做的过程中，我帮助建立闪烁作为对流模拟，这可能会支持未来的恒星和太阳对流的进展恒星的约束。
2021-08-24 astro-ph.SR
Asteroseismology of red giants from the first four months of Kepler data: Fundamental parameters
在1000多颗恒星中发现了红巨星太阳型振荡典型频率范围内的明显功率过剩，这是在NASA开普勒卫星科学运行的前138天内观察到的。这个样本包括了质量和半径范围很广的恒星，光谱类型为G和K，亮度从巨星分支的底部一直延伸到高亮度的红巨星。开普勒望远镜的高精度星震观测为检验恒星结构和演化模型以及研究银河系中的恒星星族提供了一个完美的来源。我们将全局模型拟合到所观察到的频谱，这使我们能够准确地估计颗粒背景信号和全局振荡参数，例如最大振荡功率的频率。我们发现径向和非径向振荡模式的规律，并使用一种新的技术来自动识别模式的程度和相同的球形度的连续模式之间的特征频率分离。在大多数情况下，我们也可以测量小的分离。地震参数用于估计恒星的质量和半径，并通过使用覆盖广泛参数范围的恒星模型的广泛网格将恒星放置在H-R图中。在整个分析过程中使用贝叶斯技术使我们能够确定所有参数的可靠不确定性。我们提供了大量红巨星样本的精确地震参数及其不确定性，并确定了它们的星震基本参数。我们研究了恒星的金属丰度对它们在H-R图中位置的影响。我们研究了红巨星种群的红团和凸块，并将它们与合成人口进行比较，发现了质量和金属丰度梯度的红团和明确的证据，二次丛人口。
2010-10-21 astro-ph.SR
Abundances of lithium, oxygen, and sodium in the turn-off stars of Galactic globular cluster 47 Tuc
我们的目标是确定在110个关闭（TO）星的样本中的Li，O和Na的丰度，为了研究轻元素在这个集群的演变，并把我们的结果与其他球状星团和疏散星团，以及与场星的观测的角度。我们使用中等分辨率的光谱得到的GIRAFFE摄谱仪在ESO 8.2米Kueyen VLT望远镜，并使用最先进的1D模型大气和NLTE线转移，以确定丰度。我们还采用CO 5 BOLD流体动力学模拟来评估恒星颗粒化对线形成和推断丰度的影响。我们的研究结果证实了Na-O丰度反相关的存在，并暗示了47 Tuc的TO星可能存在Li-O反相关。我们没有发现令人信服的证据支持Li-Na相关的存在。获得的3D NLTE平均锂丰度在94 TO星的样本中，锂线被可靠地检测到，$\langle A({\rm Li})_{\rm 3D~NLTE}\rangle = 1.78 \pm 0.18$ dex，似乎是显着低于在其他球状星团中观察到的。与此同时，恒星与恒星之间的锂丰度分布也比其他星团中看到的要大。在47 Tuc中观测到的最高Li丰度比在贫金属的疏散星团NGC 2243的未耗尽恒星中观测到的最低Li丰度低约0.1 dex。Tuc 47的锂丰度，当与其他星团和场星的观测相结合时，表明比[FeH] \sim -1.0更富金属的恒星在其主序上的寿命期间经历了显着的锂耗尽，而金属更贫乏的恒星则没有。相当惊人的是，我们的结果表明，恒星形成时的初始…
2014-04-17 astro-ph.SR
Establishing the accuracy of asteroseismic mass and radius estimates of giant stars. II. Revised stellar masses and radii for KIC 8430105
天文地震标度关系可以提供高精度的测量质量和半径的红巨星（RG）显示太阳般的振荡。可以通过对质量、半径、有效温度和金属丰度的独立且准确的观察来验证并潜在地提高它们的准确性。我们寻求实现这一目标，使用长周期SB2食二进制主机振荡的RG。我们探索KIC 8430105，以前的研究发现，与食双星测量相比，它的质量和半径被高估了。我们测量的动态质量和半径的两个组件显着低于先前建立，增加了asteroseismic和动态测量之间的差异。我们的RG组件的动态测量进行了比较，相应的测量质量和半径使用asteroseisic标度关系。未经修正的标度关系高估了RG的质量26%，半径11%，平均密度7%，与其他系统的研究一致。然而，使用理论校正$Δν$，我们设法获得一个行星地震的平均密度是$1σ$与我们的动力学结果一致。我们获得了几个不完全一致的$ν_{max}$测量值。使用$ν_{max} = 76.78 \pm 0.81μ$ Hz，$Δν$校正为巨人提供了$2 σ$一致的质量和半径。系统的使用年限估计为$3.7 \pm 0.4$ Gyr。
2022-10-12 astro-ph.SR
Two Kepler red-giant eclipsing binaries as lower red-giant branch benchmarks for asteroseismic scaling relations. Dynamical masses and radii from JKTEBOP and PHOEBE-2 modeling
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Thüringer Landessternwarte（图林根州天文台）；Department of Astronomy, New Mexico State University（新墨西哥州立大学天文学系）；Institut d’Astrophysique Spatiale, UMR 8617, Université Paris-Saclay, CNRS（巴黎萨克雷大学CNRS空间天体物理研究所）
本研究利用两个开普勒红巨星食双星KIC 8129189和KIC 10920813，通过JKTEBOP和PHOEBE-2建模获得动力学质量与半径，校准星震标度关系，发现修正因子不依赖半径，支持扩展样本以验证标度关系。
2026-09-18 astro-ph.SR
Fundamental properties of a selected sample of Ap stars: Inferences from interferometric and asteroseismic constraints
磁场影响着恒星的形成和演化，并对观测到的恒星性质产生影响。Ap星（磁性A型星）就是一个很好的例子。获得恒星基本性质的精确测定，如质量和年龄，对于理解化石磁场的起源和演化至关重要。我们建议使用的半径和光度确定的干涉测量，除了地震的限制时，推断的基本属性的14 Ap星prétenuous特征。我们使用了基于网格的建模方法，采用恒星模型计算的\textsc{cestam}恒星演化代码，和参数搜索进行的\textsc{aims}优化方法。恒星模型网格是使用广泛的初始氦丰度和金属丰度来构建的，以避免初始化学成分引起的任何偏差。以样本中两颗快速振荡的Ap星HR\，1217（HD\，24712）和$α$ ~Cir（HD\，128898）的大频率间隔（$Δν$）作为地震约束。我们推断了样本中14颗恒星的基本性质。总体结果与$1σ$中的研究结果一致，但是，本研究中推断的恒星质量更高。这种趋势可能源于本研究中考虑的化学成分范围更广。我们表明，使用$Δν$在建模中显着提高了我们的推论，使我们能够设置合理的初始金属丰度的约束，否则，不受约束。这表明了roAp星大气中原子扩散的效率，并为描述其内部化学元素的运输提供了可能性。
2021-04-16 astro-ph.SR
First stars XII. Abundances in extremely metal-poor turnoff stars,and comparison with the giants
极贫金属（EMP）恒星的详细化学丰度是理解银河系早期化学演化的关键指南。然而，大多数现有的数据都是关于巨星的，这些巨星可能在后来经历了内部混合。目标：我们的目标是比较结果的巨人与新的，准确的丰度为所有可观察到的元素在18个EMP关闭恒星。方法：使用OSMARCS模型大气和TURBOSPECTRUM代码分析R ~ 45，000和S/N~ 130/像素（330-1000 nm）的VLT/UVES光谱，以推导C、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Co、Ni、Zn、Sr和Ba的丰度。结果：对于Ca，Ni，Sr和Ba，我们发现在所有金属丰度下，与我们早期的EMP巨星样品具有很好的一致性。然而，我们的C，Sc，Ti，Cr，Mn和Co的丰度比类似金属丰度的巨星大0.2倍。Mg和Si的丰度比类似[Fe/H]的巨星低约0.2 dex（巨星[Mg/Fe]值略有修正），而Zn的丰度比类似[Fe/H]的巨星高约0.4 dex（仅6颗星）。结论：对于C，矮/巨的差异可能有天体物理学的原因，但对于其他元素，它一定是由分析中的缺陷引起的。近似计算的颗粒效应（3D）对巨星的修正比对矮星的修正小，但这表明这是一个不太可能的解释，也许除了C，Cr和Mn。NLTE对Na和Al的计算提供了矮星和巨星之间一致的丰度，这与LTE的结果不同，并且对于其他差异元素也是非常可取的。同时，我们建议将巨丰度作为银河系化学演化模…
2009-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
New scaling relations from MESA models for mass and radius of subgiant stars: application to Kepler targets
Ege University（伊兹密尔伊ege大学）
该研究基于MESA模型构建亚巨星质量与半径的新标度关系，应用于31颗开普勒观测的亚巨星，提升了恒星质量与半径的测定精度，为星震学分析提供了新工具。
2026-09-04 astro-ph.SR
Establishing the accuracy of asteroseismic mass and radius estimates of giant stars III. KIC4054905, an eclipsing binary with two 10 Gyr thick disk RGB stars
具有振荡巨星成分的双星可以导出精确的恒星参数，并可以测试和校准星震方法。为此，首先需要识别合适的系统，其次需要精确和准确地测量。KIC 4054905就是这样一个系统，它已经被识别出来，但是测量的精度相对较低，并且关于它的参数和进化状态有一些混乱。我们的目的是提供一个详细和精确的系统特性，并测试asteroseisic标度关系。KIC 4054905的动力学参数和星震参数是由开普勒测光和北欧光学望远镜FIES的多历元高分辨率光谱确定的。KIC 4054905被发现属于厚盘，由两个较低的红巨星分支（RGB）组成，质量几乎相同，为0.95 $M_{\odot}$，年龄为$9.9\pm0.6$ Gyr。最演化的恒星显示出类似太阳的振荡，这表明该恒星属于RGB，也得到了半径的支持，对于这个质量和金属丰度来说，它明显小于红团阶段。如果假定RGB相位，则可使经校正的小行星地震标度关系的质量和半径与动力学值完全一致，但无法确定最佳标度方法。我们测量的动态质量和半径的精度优于1.0%。我们坚定地建立系统的演化性质是两个早期的RGB恒星，年龄接近10 Gyr，与以前的发现不同。金属丰度和银河系速度表明，该系统属于银河系厚盘。我们调查KIC 4054905的动力学和星震参数之间的协议。存在一致的解决办法，但仍需要分析更多的系统，以确定星震方法的准确性。
2022-10-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Hot Saturn Orbiting An Oscillating Late Subgiant Discovered by TESS
我们提出的发现TOI-197.01，第一个过境行星确定的过境系外行星调查卫星（TESS）的主恒星的星震学是可能的。TOI-197（HIP 116158）是一颗明亮的次巨星（V=8.2等），其平均振荡频率约为430 μ Hz，并显示出明显的混合模式特征。振荡幅度证实，与开普勒相比，更红的TESS带通对振荡的影响很小，支持TESS 2分钟节奏观测的数千个太阳类振荡器的预期产量。天文地震模型产生了一个可靠的确定宿主恒星半径（2.943+/-0.064 Rsun），质量（1.212 +/-0.074 Msun）和年龄（4.9+/-1.1 Gyr），并表明它刚刚开始上升红巨星分支。结合星震学、凌日模型和径向速度观测，我们发现这颗行星是一颗“热土星”（9.17+/-0.33地球），轨道周期约为14.3天，辐照度为343+/-24地球，中等质量（60.5 +/-5.7地球）和密度（0.431+/-0.062 gcc）。TOI-197.01的性质显示，在亚土星（4-8 Rearth）中发现的主恒星金属丰度-行星质量相关性并没有延伸到更大的半径，这表明在亚土星和类地行星之间过渡的行星遵循相对狭窄的密度范围。TOI-197.01的密度约为15%，是迄今为止最好的土星大小的行星之一，增加了少数已知的围绕演化恒星的凌日行星，并证明了TESS使用星震学来表征系外行星及其宿主恒星的能力。
2019-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inferring the efficiency of convective-envelope overshooting in Red Giant Branch stars
本文利用星团HST/Gaia测光和Kepler场巨星观测标定红巨星支凸起位置，系统校准对流包层过冲效率，发现其随金属丰度线性下降并给出物理解释。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revised Stellar Properties of Kepler Targets for the Quarter 1-16 Transit Detection Run
我们提出了由NASA开普勒任务观测到的196，468颗恒星的修订属性，并用于分析第1-16季度（Q1-Q16）的数据，以检测和表征凌日系外行星。该目录是基于汇编的文献值的大气属性（温度，表面重力和金属丰度）来自不同的观测技术（测光，光谱学，asteroseismology和系外行星凌日），然后均匀地拟合到达特茅斯恒星等时线的网格。我们使用宽带测光和星震学来表征11，532个开普勒目标，这些目标以前在开普勒输入目录（KIC）中未分类。我们报告了在其中2，762个目标中检测到的振荡，将它们归类为巨星，并将开普勒观测到的已知振荡巨星数量增加了约20%，达到约15，500颗恒星。对于只有光度限制的恒星，其半径和质量的不确定度分别为~40%和~ 20%，而对于基于光谱学和/或星震学的恒星，其半径和质量的不确定度分别为5-15%和~10%，尽管这些不确定度随光谱型和光度等级而变化很大。与Q1-Q12星表的比较显示，M矮星的半径有系统地减小，而K矮星的半径则根据Q1-Q12的来源（KIC或Yonsei-Yale等时线）而减小或增加。F-G矮星的半径平均不变，除了新发现的巨星。Q1-Q16恒星属性目录是改进所有开普勒目标特征以支持行星发生研究的第一步。
2014-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
