Lanthanides and other spectral oddities in a Centauri
背景：氦变星α Cen作为氦弱和氦强CP星之间的桥梁引起了相当大的兴趣。目的：我们研究了Ce Ⅲ和其它可能的镧系元素在最热的化学奇特（CP）星光谱中的分布，发现在一个宽吸收区中出现了{Kr Ⅱ线，我们认为这可能是由于C Ⅱ的高能级跃迁引起的.方法：在高分辨UVES光谱上测量波长和等效宽度，分析其相位变化。结果：证明了Ce III和Kr II的新的、稳健的鉴别。Nd III可能存在。在4619[A]附近的宽吸收存在于Cen的所有相位，以及其他一些早期的B星。结论：镧系元素在Cen中的存在加强了这样一种观点，即这颗恒星是较冷的CP恒星和较热的氦特有恒星之间的重要联系。Cen中的广义解释没有得到很好的解释。
2010-10-16 astro-ph.SR
Direct Evaluation of the Helium Abundances in Omega Centauri
从He I在1.08 μ m处的近红外跃迁直接测量了半人马座球状星团中两颗几乎相同的红巨星的氦丰度。其中一颗星显示出He I线，而另一颗星的He I线很弱或没有。详细的非LTE半经验模型，包括在球形几何膨胀的发展，以匹配色球H-α，H-β，和钙II K线，以预测氦的配置文件，并获得氦丰度。红巨星的光谱显示氦的丰度Y小于或等于0.22（LEID 54064）和Y=0.39-0.44（LEID 54084），对应的丰度差值Δ Y大于或等于0.17。这种对氦丰度的直接评估为理论推测提供了观测支持，即除了高温氢燃烧产物的轻元素外，多个种群还含有增强的氦。我们表明，1.08微米的He I线可以产生氦丰度在冷星的半经验色球模型的约束时，由其他光谱功能。
2013-07-22 astro-ph.SR
The HST large programme on $ω$ Centauri -- V. Exploring the Ultracool Dwarf Population with Stellar Atmosphere and Evolutionary Modelling
棕矮星由于其持续冷却和光谱对成分的高度敏感性，可以作为银河系演化历史的时钟和化学示踪剂。我们关注的是球状星团中的褐矮星，它们是银河系中一些最古老的同时代种群的宿主。目前，球状星团中还没有棕矮星被证实，但它们有望通过JWST等先进的观测设施被发现。在本文中，我们提出了一套新的恒星模型，专门设计来调查低质量恒星和褐矮星的$ω$半人马座-最大的已知球状星团。我们的模型的参数来自迭代拟合HST测光的主要序列成员的集群。尽管复杂的丰度分布和存在的多个主要序列在$ω$半人马座，我们发现，模态色星等分布可以表示为一个单一的恒星星族在这项研究中确定的参数。观测到的光度函数是很好的代表两个不同的恒星星族具有太阳和增强氦的质量分数和一个共同的初始质量函数，与以前的研究一致。我们的分析证实，个别化学元素的丰度在确定低质量星系团成员的物理性质中起着关键作用。我们使用我们的模型来预测褐矮星的颜色和大小在预期的JWST近红外摄像机数据，确认开始的亚恒星序列应检测到在即将到来的观测在$ω$半人马座。
2022-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Multiple Slow Acoustic Oscillations in the Stellar Flaring Loops of Proxima Centauri
我们提出了第一个观测证据的多个慢声振荡后耀斑环的比邻星的日冕使用XMM-牛顿观测。我们发现在其软（0.3-10.0千电子伏）的X射线辐射的耀斑的衰变阶段本地化的周期性振荡的签名。使用标准小波工具，我们找到了1261 s和687 s的多周期。这些突发振荡分别持续90分钟和50分钟的持续时间，持续超过4个周期。周期为1261 s的强度振荡可能是在长度为7.5 $^{-1}$ cm的环中相位速度为119 km/s的慢磁声波基模的特征。另一个687 s的周期可能与张开环中慢磁声振荡的第一泛音有关。基模振荡的耗散与阻尼时间为47分钟。的周期比P $_{1}$ /P $_{2}$被发现是1.83，表明这种振荡最有可能激发在纵向密度分层恒星回路。我们估计了星环系统的密度标度高度为22.6 μ m，小于热环系统的流体静力标度高度，这意味着非平衡条件的存在。
2013-10-25 astro-ph.SR
The HST large programme on $ω$ Centauri - II. internal kinematics
在本系列的第二部分中，我们将在哈勃太空望远镜（HST）平行视场中观察半人马座球状星团$ω$的多个恒星种群的内部运动学，该视场位于距离星团中心约3.5个半光半径处。由于HST相机超过15年的基线和精湛的天体测量精度，我们自行星表中测量良好的恒星的误差低至$\sim 10\ μ$和$^{-1}$年，星表本身延伸到接近星团的氢燃烧极限。我们发现，第二代（2G）的明星是显着更径向各向异性比第一代（1G）的明星。而后者与各向同性速度分布一致。此外，1G星相对于2G星在天空平面上有过多的系统旋转。我们发现，在我们的第一篇论文中确定的主序列（MS）膝盖以下的六个人口与最近在集群的核心上MS上隔离的五个主要人口群相关。此外，我们发现在现场的1G和2G恒星是远离能量均分，与$η_{\rm 1G}=-0.007\pm0.026$为前者，和$η_{\rm 2G}=0.074\pm0.029$为后者，其中$η$的定义，使速度色散$σ_μ$与恒星质量的比例为$σ_μ\propto m^{-η}$。这里报道的运动学差异可以帮助限制在$ω$半人马座和其他球状星团的多个恒星种群的形成机制。我们公开了我们的天文测光表。
2018-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Far-Ultraviolet Ups and Downs of Alpha Centauri
哈勃太空望远镜成像光谱仪（STIS）对附近半人马座阿尔法星的四年（2010-2014）半年一次的观测，产生了类似太阳的主星（A：G2 V）和较冷但更活跃的次级星（B：K1 V）的远紫外线发射的详细时间历史。在此期间，A从一个延长的日冕X射线最小值中爬出来，正如钱德拉所记录的那样，而B则上升到它的长期（8年）星点周期的峰值，然后下降。虽然[Fe XII] 124 nm日冕禁戒线（T= 1.5 MK）部分反映了缓慢上升的X射线通量，但在STIS期间的大部分时间内，初级的FUV通量是稳定的。次级恒星的FUV辐射更密切地跟踪其日冕光度的上升和下降，特别是Si IV、C IV和NV（T= 80，000 - 200，000 K）等“热线”，以及日冕[Fe XII]本身。这两颗恒星的热谱线相对于窄色球层辐射有系统地红移了几公里/秒，在4年的时间里振幅几乎没有变化;特别是半人马座α B，尽管它的日冕活动发生了重大的演变。此外，两颗恒星的热线轮廓，单独和历元平均，可以分解成两个几乎相等的分量，一个窄（FWHM~ 25-45 km/s），另一个宽（60-80 km/s）。在4年的时间里，即使在B的主要周期变化中，组分性质也没有太大的变化。这表明，有一个占主导地位的“量子”的FUV表面活性，是相对不变的周期期间，除了分数面积覆盖。
2014-10-31 astro-ph.SR
The non-peculiar velocity dispersion profile of the stellar system omega Centauri
我们提出了一个广泛的区域，从r~10弧分延伸到r~80弧分（~1.5潮汐半径）内的大质量星团半人马座欧米茄径向速度的调查结果。这次巡天是用FLAMES@VLT进行的，目的是研究这个恒星系统外部区域的速度色散分布。我们得出了准确的径向速度的样本2557个新观察到的恒星，确定318个真正的集群红巨星。将我们的数据与Pancino等人（2007）提供的数据合并，我们最终收集了946个星团成员的均匀样本，使我们能够跟踪从中心到r~32 arcmin的速度色散曲线。在此范围内，速度分散似乎单调减少，从中心值sigma_{v} ~17.2 Km/s下降到最小值sigma_{v} ~5.2 Km/s。所观察到的表面亮度分布，旋转曲线，速度色散分布和椭圆率分布的同时很好地再现了一个简单的动力学模型，其中质量遵循轻，在经典的牛顿引力理论。通过与一个N-体模型的比较，表明在进入银河系势的最后10个轨道中，一个模拟omega Cen的系统的演化表明：（a）位于星团内部~20弧分的恒星的旋转并不像其他作者所假设的那样是由于银河系潮汐场的影响，以及（b）总体观测情景仍然与星团外围区域受到某种潮汐搅动的可能性相一致。
2009-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Chandra Study of the Galactic Globular Cluster Omega Centauri
我们分析了球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）的~70 ksec钱德拉ACIS-I曝光。大约17 amin x 17 amin的视场完全涵盖了三个核心半径和几乎两倍的半质量半径。我们探测到180个源，其极限通量约为4.3 × 10 ^-16 erg/cm^2/s（在4.9 kpc时Lx = 1.2 × 10^30 erg/s）。在考虑了活动星系核和可能的前景恒星的数量后，我们估计45-70个来源是星团成员。其中四个X射线源先前已被确定为星团中的致密吸积双星--三个激变变星（CV）和一个静止的中子星。将钱德拉的位置与已知的变星相关联，得到了8颗匹配的恒星，其中5颗可能是星团成员，它们很可能是有活跃日冕的双星。外推这些光学识别到剩余的身份不明的X射线源人口，我们估计，20-35的来源是CV和类似的数量是活跃的双星。这可能代表簇中的大多数CV，但仅代表所有活动二进制文件的一小部分。我们对地核中任何额外的微弱的、未分辨的源群的积分亮度设置了Lx <3 × 10^30 erg/s的2-sigma上限。我们探讨这些发现的意义的背景下，原始与动态渠道CV形成。Omega Cen中每单位质量的CV数量至少比现场低2-3倍，这表明原始的二进制文件，否则会导致CV在集群环境中被破坏。
2009-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing the Cool Kepler Objects of Interest. New Effective Temperatures, Metallicities, Masses and Radii of Low-Mass Kepler Planet-Candidate Host Stars
我们报告恒星参数晚K和M型行星候选人的主恒星开普勒任务宣布。我们获得了84个冷的中分辨率K波段光谱，（Teff < 4400 K）来自Borucki等人的开普勒感兴趣天体（KOI）。我们确定了一个天体为巨星（KOI 977）;对于剩下的小矮人来说我们使用Rojas的K波段光谱指数测量了有效温度（Teff）和金属丰度（[M/H]），Ayala等人，我们通过达特茅斯演化等时线的插值来确定冷KOI的质量和半径。由此产生的恒星半径明显小于开普勒输入目录中报告的值，并且通过构建，与Teff更好地相关。将已公布的KOI过境参数应用于我们的恒星半径测量，我们报告了行星候选者的新物理半径。重新计算行星候选者的平衡温度，假设地球的辐射和再辐射分数，我们发现，行星候选者中有3个是地球大小的轨道半长轴位于其宿主恒星的宜居带内（KOI 463.01，KOI 812.03和KOI 854.01）。这封信中提出的恒星参数可作为未来后续工作的优先级资源，以验证和表征酷KOI行星候选者。
2012-04-24 astro-ph.SR
Just how hot are the $ω$ Centauri extreme horizontal branch pulsators?
过去基于光谱学的研究表明，五个$ω$ Cen恒星形成了一个相当均匀的富氢亚矮星O群，有效温度约为50 000 K。这将恒星置于$g$ $-$ Teff对数图中理论不稳定带的红边之下，在那里预计不会激发脉动模式。我们的目标是确定这种温度差异是否真实，或者恒星的有效温度是否被低估了。我们提出了一个光谱分析的两个快速脉动的极端水平分支（EHB）恒星发现的$ω$岑。我们获得了两个$ω$ Cenerator V1和V5的Hubble Space Telescope/COS UV光谱，并利用UV金属线的电离平衡来更好地约束它们的有效温度。作为一个副产品，我们还获得了FUV光曲线的两个发光体。使用N IV和N V线的相对强度作为温度指示器，产生接近60 000 K的Teff值，比先前导出的温度显著更热。根据FUV光变曲线，我们能够确认从光学数据中已知的主要脉动周期。紫外光谱显示的有效温度比之前假设的要高，sdO星现在应该在预测的不稳定带内被发现。这种较高的温度也提供了一致的光谱质量为我们以前研究的样品的冷和热EHB恒星。
2017-02-24 astro-ph.SR
A joint JWST and HST view of Omega Centauri: Multiple stellar populations and their kinematics
Univ. di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
通过联合JWST和HST观测，研究omega人马座的多星族及其动力学特性，发现不同星族的运动学差异和能量分布特征。
2025-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial distribution of the multiple stellar populations in omega Centauri
我们提出了一个详细的研究，在银河系球状星团欧米茄岑确定的多个人口的径向分布。我们使用了天基图像（ACS/WFC和WFPC 2）和地基图像（FORS1@VLT和WFI@2.2米ESO望远镜）来绘制从内核到外围（约20弧分）的星团。这些数据集已被用来提取高精度测光的建设颜色星等图和天体测量位置的约900 000颗恒星。结果表明，在核半径内2处，蓝主序星的数量略多于红主序星。在离星团中心更远的地方，bMS星相对于rMS的相对数量急剧下降，下降到约8角分，然后保持不变，直到我们观测的极限。我们还发现，最适合的颜色分布内的bMS的高斯的色散显着大于最适合的颜色分布内的rMS的高斯的色散。此外，包括bMS后代在内的中等金属丰度红巨星分支星相对于贫金属组分（rMS后代）的相对数量也遵循与主序星数比N_bMS/N_rMS相似的趋势。红巨星分支中最富金属的组分与中等金属量组分的分布相同。我们简要地讨论了所观察到的径向分布的不同的恒星组成部分在欧米茄岑可能产生的影响。
2009-09-25 astro-ph.SR
X-Ray, FUV, and UV Observations of alpha Centauri B: Determination of Long-term Magnetic Activity Cycle and Rotation Period
我们一直在进行恒星的磁活动，发电机，大气物理和光谱辐照度从一个样本的太阳型G 0 -5 V恒星的不同年龄的研究。该计划的主要目标之一是通过NUV光谱辐照度研究太阳X射线随年龄的演变。特别令人感兴趣的是确定年轻太阳的高能量通量水平，因为X射线通过FUV发射对早期年轻行星大气和电离层的光化学和光电离演化起着关键作用。目前的系外行星搜索任务是在附近的主序星G-M星的宜居带中寻找地球大小的行星，受此启发，我们正在将我们的计划扩展到更冷，亮度更低，但数量更多的主序星K型恒星，如半人马座α B。K星的长寿命（比太阳长2- 3倍）和缓慢的演化为可能的行星提供了几乎恒定的能量来源。这里介绍的是K1 V恒星α Cen B的X射线、紫外和最近获得的FUV观测。这些结合的高能量措施提供了一个更完整的外观到α Cen B的磁性活动和X-UV辐射的性质。我们发现α-Cen B在X射线和NUV辐射通量上表现出明显的长期变化，表明其具有类似太阳的长期活动周期，P_cycle = 8.84年。此外，由于磁活动区的影响，平均光的短期旋转调制的分析已经产生了一个明确的旋转周期P_旋转= 36.2天。α-Cen B是唯一一颗年龄和自转周期被可靠测定的老的主序星K星，对于早期的K星来说，它是恒星年龄/自转/活动关系的重要校准器。
2010-09-08 astro-ph.SR
$α$ Centauri A in the far infrared
色球和日冕是太阳型恒星上常见的现象。要了解这些被加热的大气层的能量转移，需要直接获得相关的经验数据。到目前为止，对这些结构的研究基本上仅限于太阳。只有在远红外和亚毫米波段才能直接观察到温度反转的区域。我们的目标是确定太阳姐妹星α-Cen A温度最低区域的大气特征。对于附近的双星系统半人马座阿尔法星，恒星参数是已知的高精度测量。对于基本的模型参数Teff，log g和[Fe/H]，我们在GAIA/PHOENIX恒星模型大气的网格中进行插值，并计算了G2 V恒星α Cen A的相应模型。与光度测量的比较表明，观测到的光球数据在光学和红外线之间非常一致。对于较长的波长，模拟的光谱能量分布相比，MIPS，PACS，SPIRE和LABOCA光度。一个专门定制的乌普萨拉模型的基础上的MARCS代码和进一步扩展的波长是用来衡量发射特性的α Cen A在FIR。与太阳类似，α Cen A的远红外辐射起源于可见光区恒星光球层上方的最低温度区域。然而，与太阳的情况相比，α Cen A的远红外光球看起来稍微冷一些，Tmin= T160 mu =3920+/-375 K。超过160 μ附近的最小值，亮度温度增加，这种辐射可能起源于α Cen A色球层的温暖区域。据我们所知，这是第一次在太阳以外的主序星上直接测量温度最低值。
2012-12-17 astro-ph.SR
Globular Cluster UVIT legacy Survey (GlobUleS) III. Omega Centauri in Far-Ultraviolet
我们提出了第一个全面的研究最大的球状星团欧米茄半人马座在远紫外线（FUV）从中心延伸到潮汐半径的28%，使用紫外成像望远镜搭载AstroSat。FUV-光学色星等图与现有的正则模型的比较表明，水平分支（HB）恒星比膝盖（hHB）和白矮星（WD）更蓝，在FUV中比模型预测的暗约0.5等。它们也比另一个巨大的星团M13中的对应物更暗。我们模拟HB与至少五个亚群，包括三个富氦人口与大量的他富集Y高达0.43 dex，重现所观察到的FUV分布。我们发现，他丰富的年轻亚群径向分离比他正常的老年人，这表明在原位富集老一代。欧米茄Cen hHB的有效温度范围与M13相同，但有些半径较小，光度较低。这可能表明，一小部分欧米茄Cen hHB的质量比M13的质量小，类似于早期对外极端HB星的光谱研究结果。Omega Cen和M13中的WD具有相似的光度半径有效温度参数，并且发现0.44 - 0.46 M $_\odot$ He芯WD模型轨道从Y = 0.4 dex的祖星演化来符合其中的大多数。这项研究提供了限制欧米茄Cen的形成模型的基础上估计的年龄范围，[Fe/H]和Y（特别是），HB星。
2022-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Coronal activity cycles in nearby G and K stars - XMM-Newton monitoring of 61 Cygni and Alpha Centauri
我们使用附近的双星61 Cyg A/B（K5 V和K7 V）和Alpha Cen A/B（G2 V和K1 V）的X射线观测来研究近十年来弱到中等活动的G + K矮星的磁活动的长期演化。具体来说，我们寻找X射线活动周期和相关的日冕变化，并将它们与太阳的行为进行比较。对于61 Cyg A，我们发现一个规则的日冕活动周期类似于它的7.3年色球周期。X射线亮度的变化比太阳上的低三倍，但日冕性质的变化类似于太阳的行为，在各自较热的等离子体成分中发生较大的变化。到目前为止，天鹅座61 B没有显示出明显的日冕循环趋势，但X射线数据与更不规则的色球周期相匹配。这两颗半人马座α星都表现出显着的长期X射线变化。半人马座阿尔法星A显示了周期变化的迹象，周期约为12-15年;半人马座阿尔法星B的数据表明，X射线周期的振幅约为6至8年，周期为8-9年。样本星在0.2-2.0 keV波段的X射线光度范围在Lx <1 × 10^26 - 3 × 10^27 erg·s^-1之间，日冕主要由平均温度在1.0-2.5 MK左右的冷等离子体组成。我们发现，日冕活动周期显然是一种常见的现象，在老年人，缓慢旋转的G和K星。在所有研究的目标中，日冕X射线发射的光谱变化在周期上都是类似太阳的。
2012-05-16 astro-ph.SR
Fundamental Properties of Cool Stars with Interferometry
我们目前的基本天体物理性质的测量附近，低质量，K-和M-矮星从我们的DISCOS调查（直径冷星）。我们研究的主要目标是确定这些恒星的线性半径和有效温度。我们使用CHARA阵列和依巴谷距离从角直径测量计算它们的半径。结合文献测光的辐射热通量测量，我们使用我们的角直径的结果来计算它们的有效表面温度。我们目前的初步结果建立在各种经验关系的恒星有效温度和半径，是基于这些测量。我们详细阐述了理论和观测到的恒星半径之间的差异，以前声称是与恒星活动和/或金属丰度。然而，我们的初步结论是，对流在确定这些晚型恒星的半径方面起着更大的作用。了解半径差异的来源可能会影响低质量恒星的其他研究领域，例如在宜居带中探测和描述太阳系外行星。
2010-12-02 astro-ph.SR
From the CMD of Omega Centauri and (super-)AGB stellar models to a Galactic plane passage gas purging chemical evolution scenario
我们研究了半人马座欧米茄的色星等图，发现蓝色主序（bMS）只能由氦丰度在Y=0.35- $0.40. To explain the faint subgiant branch of the reddest stars ("MS-a/RG-a" sequence), isochrones for the observed metallicity ([Fe/H]\approx0.7) appear to require both a high age (~13Gyr) and enhanced CNO abundances ([CNO/Fe]\approx0.9$范围内的模型再现。还必须假设Y~0.35，以抵消高CNO对关闭颜色的影响，从而获得与该恒星星族的相对蓝色关闭的良好拟合。这表明Omega Cen的化学演化时间较短（<1 Gyr）。我们的中等质量（超）AGB模型能够再现高氦丰度，以及[N/Fe]~2和大量的O贫化，如果充分考虑对流处理的不确定性。这些丰度特征将bMS星与占主导地位的[Fe/H] $\approx1.7$星族区分开来。最大质量的超AGB恒星模型（M_zams>=6.8M_sun，M_He，核心>=1.245M_sun）预测的N增强太大，这限制了它们对极端人口的贡献。我们定量地表明，高度He和N-富集AGB喷出物具有特别有效的冷却性能。基于这些结果和重建的轨道欧米茄…
2012-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Touchstone Stars: Highlights from the Cool Stars 18 Splinter Session
我们提出了一个摘要的分裂会议“试金石明星”-直接测量参数的明星-这是作为酷星18会议的一部分组织。我们讨论了几种方法来精确地确定冷星的性质，如质量和半径的食双星，半径和有效温度的干涉。我们强调最近的结果，在确定和测量试金石明星的参数，并正在努力使用试金石明星，以确定其他明星的参数。最后，我们通过比较试金石明星与冷星模型的结果，注意到一些不寻常的模式的差异。
2014-10-24 astro-ph.SR
SHOTGLAS II. MUSE spectroscopy of blue horizontal branch stars in the core of $ω$ Centauri and NGC 6752
本研究使用混合LTE/NLTE模型拟合MUSE光谱和HST测光数据，表征了$ω$ Cen和NGC 6752中HB星的大气与恒星性质，发现其与理论预期吻合，并确定了大气扩散开始的温度范围。
2023-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Hydrogen-to-Helium Ratio in Cool Stars
本研究利用Mg I与MgH谱线测得的镁丰度差异，在球状星团半人马座ω巨星中首次光谱发现轻度缺氢或氦增丰恒星。
2024-01-17 astro-ph.SR
The hot horizontal-branch stars in omega Centauri
对一些大质量球状星团的紫外线观测揭示了大量比水平分支（HB）的热端更热和更暗的恒星，即所谓的蓝钩星。这一特征可以用热闪晚期的情景来解释，在这种情景中，恒星在白矮星冷却曲线上经历氦闪，或者用一些星团中假设存在的富氦子种群的后代来解释。之前对欧米茄Cen和NGC 2808中蓝钩星的光谱分析支持后期热闪光的假设，但恒星中的氦含量比预期的要少得多，预测的C和N富集度无法得到验证。我们比较了观测到的有效温度，表面重力，氦丰度，碳线强度（可检测）我们的目标恒星与上述两种情况的预测。使用LTE和非LTE模型大气，对球状星团omega Cen中热HB星的中高分辨率光谱进行了径向速度变化、大气参数和丰度分析。我们在目标恒星中没有发现近距离双星的证据。所有低于30，000 K的恒星都是贫氦的，与其他球状星团中在该温度范围内观测到的HB星非常相似。在30，000 K到50，000 K的温度范围内，我们发现28%的恒星是贫氦的（log（He/H）< -1.6），而72%的恒星具有近似太阳或超太阳的氦丰度（log（He/H）>= -1.5）。我们还发现，碳富集与氦富集密切相关，最大碳富集质量为3%。一个强大的碳富集与氦富集串联预测的后期热闪光的情况下，但不是由氦富集的情况。我们的结论是，富含氦的HB星在欧米茄Cen不能被解释的氦富集的情况下调用来解释蓝色的主序列。
2010-09-16 astro-ph.SR
Improved calibration of the radii of cool stars based on 3D simulations of convection: implications for the solar model
主序星，类太阳恒星（M < 1.5 Msun）有足够厚的对流外层，对它们的整体结构有显著的影响。特别是这些恒星的半径，对它们最外层发生的低效、超绝热对流的细节很敏感。基于混合长度理论（MLT）的恒星演化模型中对流的标准处理方法，仅提供了超绝热区对流的非常近似的描述。此外，它包含一个自由参数alpha_MLT，其标准校准基于太阳，并且通常应用于其他恒星，忽略其全局参数的差异（例如，有效温度、重力、化学成分）和先前的进化历史。在本文中，我们提出了一个校准的alpha_MLT的基础上三维辐射流体动力学（3D RHD）模拟对流。α_MLT的值进行调整，以匹配特定的熵在深，绝热层的对流信封从三维RHD模拟获得的相应值，作为一个函数的位置的恒星在（log g，log T_eff）平面和它的化学成分。我们已经构建了一个模型，现在的太阳使用这种基于熵的校准。我们发现它过去的光度演化不受熵校准的影响。然而，在过去的几十亿年里，预测的太阳半径超过了标准模型，导致表面温度较低。这个说明性的计算也证明了熵方法用于校准其他晚型恒星半径的可行性。
2018-11-05 astro-ph.SR
On the Diversity of M-Star Astrospheres and the Role of Galactic Cosmic Rays Within
随着詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）、欧洲极大望远镜（ELT）和大气遥感红外系外行星大型巡天（ARIEL）等即将到来的任务，我们很快将首次探测和表征类地系外行星大气。这些行星最有可能在较小和较冷的K型和M型恒星周围发现。然而，最近的观测表明，它们的辐射环境可能比太阳更恶劣。因此，系外行星很可能暴露在增强的恒星辐射环境中，这可能会影响它们的可居住性，例如，以危险的高能粒子流的形式。了解恒星辐射场，并能够模拟行星表面的辐射暴露对于评估其可居住性至关重要。在这项研究中，我们提出了3D磁流体动力学（MHD）为基础的模型的努力调查M星，重点是V374钉，比邻星，和LHS 1140，因为他们的不同的天体层数量选择。我们发现，V374 Peg的天体层（ASP）比我们的太阳大得多，而Proxima Centauri和LHS 1140的ASP很可能与日光层相当，甚至比日光层小得多。基于一个一维输运模型，我们首次对银河系宇宙射线（GCR）在三个ASP中的调制进行了数值估计。我们表明，GCR对类地系外行星Proxima Centauri b和LHS 1140 b的影响在系外行星可居住性的背景下不能忽视。
2020-06-17 astro-ph.SR
On the Nature of Small Planets around the Coolest Kepler Stars
我们约束非常冷（Te =3660- 4660 K）开普勒恒星周围的地球到海王星大小的行星的密度比较1202凯克/HIRES径向速度测量150附近的恒星开普勒候选行星半径和幂律质量半径关系的基础上的模型。我们的分析是基于这样的假设，即这两组恒星周围的行星数量是相同的。该模型可以重现观测到的径向速度变化的分布范围内的参数值，但是，对于预期水平的多普勒系统误差，最高的柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫概率发生的幂律指数α ~ 4，表明岩石金属行星占主导地位的行星人口在这个大小范围内。除非我们的多普勒误差>= 5 m/s，否则排除了α = 2的富含气体的低密度行星的单一种群，即，远大于基于观测和恒星色球层发射的预期。如果小行星是伽马岩石行星（α = 3.85）和1-伽马富含气体行星（α = 2）的混合，那么伽马> 0.5，除非多普勒误差>=4 m/s。我们的比较还表明，开普勒的检测效率相对于理想的计算是小于1。不完整性的一个可能来源是被错误分类为亚巨星或巨星的目标恒星，对于这些恒星来说，小行星的凌日是不可能探测到的。我们的结果是强大的系统的影响，和合理的误差估计的开普勒恒星半径只有适度的影响。
2011-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing K2 Candidate Planetary Systems Orbiting Low-Mass Stars IV: Updated Properties for 86 Cool Dwarfs Observed During Campaigns 1-17
我们提出了172 K2目标恒星，被确定为可能的主机过境行星在运动1-17修订的恒星属性。使用NASA红外望远镜设施/SpeX和Palomar/TripleSpec获得的中等分辨率近红外光谱，我们发现我们的目标中有86个是真正的冷矮星，74个是热矮星，12个是巨星。结合我们的光谱金属丰度与盖亚的光和档案测光，我们推导出光度恒星参数，并将它们与我们的光谱估计进行比较。虽然我们的光谱和光度半径和温度的估计是一致的，我们的光度质量估计系统地比我们对最小质量恒星的光谱质量估计高出0.11太阳质量（34%）（光度质量估计< 0.4太阳质量）。采用测光参数和比较我们的结果中的参数报告的南极平面输入目录，我们修订的恒星半径是0.15太阳半径（40%）更大，我们修订的恒星有效温度约65 K冷却。正确确定K2目标星的性质对于描述任何相关的行星候选者，估计行星搜索灵敏度和计算行星出现率至关重要。尽管盖亚视差增强了光度测量的能力，但光谱表征对于确定恒星金属丰度和研究恒星金属丰度与行星性质之间的相关性仍然至关重要。
2019-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing K2 Candidate Planetary Systems Orbiting Low-Mass Stars I: Classifying Low-mass Host Stars Observed During Campaigns 1-7
我们提出了近红外光谱的144个候选行星系统在活动1-7的NASA K2任务。这项调查的目标是描述围绕低质量恒星运行的行星，但我们的IRTF/SpeX和Palomar/TripleSpec光谱观测显示，我们的目标中有49%实际上是巨星或更热的矮星，它们因星际灭绝而变红。对于光谱符合冷矮星分类（光谱类型K3 - M4）的72颗恒星，我们通过应用基于干涉半径测量的恒星的经验关系来改进它们的恒星性质。虽然我们修订的温度与南极平面输入目录（EPIC）中报告的温度基本一致，但我们修订的恒星半径通常比EPIC值大0.13个太阳半径（39%），EPIC值基于模型等时线，已被证明低估了冷矮星的半径。我们改进的恒星表征将使后续研究的K2靶点更有效地优先排序。
2017-01-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Diameters and Temperatures VI. High angular resolution measurements of the transiting exoplanet host stars HD 189733 and HD 209458 and implications for models of cool dwarfs
我们提出了著名的凌日系外行星的主恒星HD 189733和HD 209458使用CHARA阵列干涉仪的直接半径测量。我们发现HD 189733和HD 209458的边缘变暗的角直径分别为theta_LD = 0.3848 +/- 0.0055和0.2254 +/- 0.0072毫角秒。HD 189733和HD 209458是目前仅有的两个凌日系外行星系统，其中通过高分辨率光谱检测各自行星伴侣的轨道运动，揭示了恒星和行星的绝对质量。我们使用我们的新的测量与径向速度和光度时间序列数据的轨道信息，依巴谷距离，和新测量的热通量，以确定恒星的有效温度（T_eff = 4875 +/- 43，6093 +/- 103 K），恒星线半径（R_* = 0.805 +/- 0.016，1.203 +/- 0.061 R_sun），平均恒星密度（rho_* = 1.62 +/- 0.11，0.58 +/- 0.14 rho_sun），行星半径（R_p = 1.216 +/- 0.024，1.451 +/- 0.074 R_Jup）和HD 189733 b和HD 209458 b的平均行星密度（rho_p = 0.605 +/- 0.029，0.196 +/- 0.033 rho_Jup）。HD 209458是一颗F9矮星，其恒星参数与光谱和演化模型的间接估计一致。然而，我们发现模型无法重现K2矮星HD …
2014-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
A mapping method of age estimation for binary stars: Application to the $α$ Centauri system A and B
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；Lomonosov Moscow State University, Sternberg Astronomical Institute（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学，斯特恩伯格天文研究所）
本文提出了一种双星年龄估计方法，应用于α Centauri系统A和B，通过反校准技术确定恒星年龄、初始化学组成及混合参数。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Implications of different stellar spectra for the climate of tidally-locked Earth-like exoplanets
大多数潜在的可居住的系外行星探测到的轨道比太阳冷的恒星，因此被恒星光谱照射，其峰值波长比入射到地球上的波长更长。在这里，我们提出的结果，从一组模拟的潮汐锁定的类地行星轨道三个不同的主机恒星隔离模拟气候的恒星光谱的影响。具体来说，我们进行模拟的基础上TRAPPIST-1 e，采用类似地球的大气层，并使用英国气象局统一模型在一个理想化的“水行星”的配置。同时保持行星参数不变，包括总恒星通量（900 W/m $^2$）和轨道周期（6.10地球日），我们比较模拟的恒星光谱是一个静止的TRAPPIST-1，比邻星和太阳之间的结果。与表面相比，与较冷的宿主恒星相比，对流层直接吸收的入射恒星辐射的比例增加。这反过来又导致对流的稳定性增加，白天总云层覆盖率减少（减少散射），导致地面温度升高。对流层直接加热的增加也导致了从昼侧到夜侧的更有效的热量传输，因此，昼夜温度对比度降低。我们推断，具有类似地球的大气层的行星绕较冷的恒星运行，具有较低的昼侧云层覆盖率，与绕较热的恒星运行的类似行星相比，在给定的行星旋转速率下，在增加的轨道半径下可能允许宜居条件。
2020-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ultraviolet emission lines of Si II in cool star and solar spectra
最近对Si II的原子物理学计算在多云建模代码中被用来分析哈勃空间望远镜（HST）STIS三颗冷星（双子座β星、半人马座α星A和B）的紫外光谱，以及先前发表的HST/GHRS对α-Tau的观测，加上来自高分辨率望远镜和摄谱仪的太阳宁静太阳数据。先前在2335 Angs处发现的涉及Si II的3s $^{2}$ 3 p $^{2}$ P $_{J}$ -3s 3 p $^{2}$ $^{4}$ P $_{J^{\prime}}$相互组合多重峰的线强度比的理论和观测之间的不一致性显著减小，1816 Angs处包含3s $^{2}$ 3 p $^{2}$ P $_{J}$ -3s 3 p $^{2}$ $^{2}$ D $_{J^{\prime}}$跃迁的线强度比也是如此。这主要是由于新的Si II跃迁几率的影响。然而，这些原子数据不仅与以前的计算结果有很大的不同，而且与测量结果也存在很大的分歧，特别是与Calamai等人的测量结果。（1993），为一条直线。因此，迫切需要对Si II的跃迁几率进行新的测量，以确认（或以其他方式）最近计算值的准确性。如果新的计算得到证实，那么理论和观测之间长期存在的差异将最终得到解决。然而，如果旧的测量被发现是正确的，那么理论和观测之间的一致性只是一个巧合，现有的差异仍然存在。
2015-10-29 astro-ph.SR
Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications
本文提出并讨论了一个关键的汇编准确，基本的恒星质量和半径的测定。我们已经确定了95个分离的双星系统，包含190颗恒星（94个日食系统和半人马座α星），满足我们的标准，即两颗恒星的质量和半径都知道3%或更好。这些我们添加星际红化，有效温度，金属丰度，旋转速度和拱点运动的测定时，我们计算了一些其他的物理参数，特别是光度和距离。我们讨论了使用这些信息的测试模型的恒星演化。数据的数量和质量也使我们能够相当深入地分析系统的潮汐演变，比以前更详细地测试旋转同步和轨道圆化的处方。新的数据还使我们能够获得经验校准的M和R的单（后）主序星以上0.6 M（太阳）。简单的多项式函数T（eff），log g和[Fe/H]产生M和R，误差分别为6%和3%。极好的协议被发现与独立的测定凌日系外行星的宿主恒星，和良好的协议与确定的M和R从恒星模型的三角函数和光谱值的T（eff）和[Fe/H]的约束。最后，我们列出了一组23个干涉测量双星，已知质量优于3%，但没有基本半径的测定（除了α Aur）。我们讨论了在不久的将来改善这些和其他恒星参数的前景。
2009-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
An empirical calibration to estimate cool dwarf fundamental parameters from H-band spectra
干涉半径测量提供了一个直接探测M矮星基本参数的方法，但只能对附近有限的明亮恒星进行测量。我们使用干涉测量的半径，测辐射热光度，和有效温度开发新的经验校准的基础上，低分辨率，近红外光谱。我们使用H-波段镁和铝的功能，以获得校准的有效温度，半径和日志光度，我们最好的拟合残差的标准偏差分别为，73 K，0.027 Rsun，和0.049 dex（11%的亮度误差）。这些关系对于中K到中M的矮星是有效的，大致对应于3100到4800 K之间的温度。我们将我们的校准应用于MEarth凌日行星调查的目标M矮星和酷开普勒感兴趣的物体（KOIs）。我们独立地验证我们的校准，通过展示我们的推断参数和绝对K的MEarth恒星的星等之间的明确关系，我们确定的对象的幅度太亮，他们的估计光度作为候选人的多个系统。我们还使用我们推断的光度来解决近红外金属丰度校准的适用性，中期和晚期M矮星。我们推断的KOIs的温度与文献中的温度非常吻合;然而，我们的恒星半径系统地大于以前的作品中提出的那些从模型等时线导出的半径。这导致行星的平均半径比使用最近的星表中的恒星属性推断的大15%。我们的结果证实了之前对开普勒-42，开普勒-45和开普勒-186的深入研究。
2015-01-22 astro-ph.SR
Post Common Envelope Binaries from SDSS. XV: Accurate stellar parameters for a cool 0.4-solar mass white dwarf and a 0.16-solar mass M-dwarf in a 3 hour eclipsing binary
SDSSJ 121010.1 +334722.9是一颗轨道周期为P ~ 3 hrs的食后共包络双星，包含一颗非常冷的低质量DAZ白矮星和一颗光谱型为M5的低质量主序星。对光谱蓝色部分探测到的金属吸收线以及GALEX近紫外线通量进行的模型大气分析得出，白矮星的温度为6000 +/- 200 K，金属丰度值为log（Z/H）= -2.0 +/- 0.3。钠吸收偶线被用来测量第二颗恒星的径向速度，K2 ~ 252 km/s，光谱蓝色部分的铁吸收线提供了白矮星的径向速度，K1 ~ 95 km/s，产生的质量比q ~ 0.38。用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法拟合的光变曲线模型给出倾角i =（79.05 - 79.36）+/- 0.15度，恒星质量M1 = 0.415 +/- 0.010太阳质量，M2 = 0.158 +/- 0.006太阳质量。光度数据绝对校准中的系统不确定性影响恒星半径的测定。白矮星的半径为R1 =（0.0157 - 0.0161）+/- 0.0003太阳半径，潮汐畸变的次级恒星的体积平均半径为R2 =（0.197 - 0.203）+/- 0.003太阳半径。J1210+3347中的白矮星是一个非常强的He核候选者。
2011-09-06 astro-ph.SR
Nuclear matter, nuclei, and neutron stars in hadron and quark-hadron models
我们发展了一个强子和夸克的统一模型。在这种方法中，我们调查的模型作为温度和化学势的函数的相结构。计算冷物质的状态方程，我们确定中子和混合星的质量和半径。在调查的延伸，我们考虑了紧凑型恒星的冷却行为，并推导出恒星的质量和旋转和它的冷却行为之间的一般关系。最后，我们研究的影响，德尔塔共振的恒星物质，特别是相对于可能的解决方案，小半径的恒星。
2011-02-11 astro-ph.SR nucl-th
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
The Gaia-ESO Survey: Lithium depletion in the Gamma Velorum cluster and inflated radii in low-mass pre-main-sequence stars
我们表明，非磁性模型的前主序星（PMS）的演变 * 不能 * 同时描述的颜色星等图（CMD）和模式的锂耗尽看到的年轻，低质量恒星周围的$γ^2$ Velorum的集群。从CMD推断的7.5+/-1Myr的年龄比在星团M-矮星中观察到的强烈Li耗尽所暗示的年龄要年轻得多，并且Li耗尽发生在比预测的更红的颜色。给定质量的恒星耗尽其Li的时期和该恒星的表面温度都取决于其半径。我们证明，如果低质量的恒星半径~ 10%以上，在一个给定的质量和年龄，然后CMD和锂耗尽模式的Gamma Vel集群的解释在一个共同的年龄为18-21万年。这种半径膨胀可能是由对流的磁抑制和广泛的冷星斑的某种组合产生的。包含半径膨胀的模型表明，PMS恒星与Gamma Vel星团中的恒星相似，在0.2<M/Msun<0.7的范围内，比以前认为的至少老2倍，冷却约7%，并且它们的质量比传统的Hertzsprung-Russell图中的非磁性模型大得多（> 30%）。这种规模的系统变化可能对理解年轻恒星的演化、盘的寿命和行星系统的形成非常重要。
2016-09-22 astro-ph.SR
A Tale of Two Anomalies: Depletion, Dispersion, and the Connection Between the Stellar Lithium Spread and Inflated Radii on the Pre-Main Sequence
我们研究了标准恒星模型（SSM）和主序星（MS）疏散星团中锂的贫化，并探讨了相同质量、年龄和组成的年轻冷恒星中锂弥散的起源。我们首先证明，SSM准确地预测锂丰度的太阳类似物在零年龄的主序列（ZAMS）的理论不确定性。然后，我们测量MS Li耗尽的速率，通过从三个充分研究的集群中去除[Fe/H]依赖的ZAMS Li模式，并比较去趋势数据。MS耗尽被发现是质量依赖性的，在这个意义上更多的耗尽在低质量。在固定的$T_{\rm eff}$上，锂丰度的分散几乎是普遍的，并在$\sim$ 2亿年前开始。我们讨论了质量和年龄的分散趋势，模式是混合的。我们认为，金属丰度的影响ZAMS李模式，与理论预期一致，但与以前的一些研究结果相反，并建议李集群金属丰度的测试。最后，我们认为，半径分散在恒星的固定质量和年龄，在前MS李破坏的时代，是负责传播李丰度和旋转之间的相关性和李在年轻的冷星，最有名的在昴宿星。我们计算恒星模型，膨胀，以配合所观察到的半径异常的磁活跃系统，和由此产生的范围内的锂丰度再现观察到的模式的年轻的集群。我们讨论了前MS的进化轨迹和年龄测量的年轻集群的后果，并提出了一个观测测试。
2014-02-25 astro-ph.SR
