Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
The Influence of Chemi-ionization and Recombination Processes on Spectral Line Shapes in Stellar Atmospheres
本文考虑了原子-里德伯原子碰撞中的化学电离过程以及相应的化学复合过程对恒星大气弱电离层中原子出射态布居的影响。所给出的结果与太阳光球和某些M红矮星以及DB白矮星大气的弱电离层有关。已经发现，上述化学电离/复合过程占主导地位的有关并发的电子-原子和电子-离子的电离和复合过程中所考虑的恒星大气的所有部分。所得到的结果表明，所考虑的化学电离/复合过程必须有一个非常显着的影响恒星大气的光学性质的事实。因此，它表明，这些过程及其重要性的非本地热力学平衡（非LTE）模拟的太阳大气应进一步研究。
2011-12-28 astro-ph.SR
3D stellar atmospheres for stellar structure models and asteroseismology
对流是决定冷星包层结构的最重要的物理过程。它影响表面辐射通量和观测到的谱线轮廓的形状，并负责产生和抑制类似太阳的振荡等。恒星表面对流的三维数值模拟已经发展成为模拟和分析冷恒星表面物理机制的有力工具。本文讨论了用于此类应用的3D恒星大气的主要原则。恒星结构和演化理论的要求，使用它们作为边界条件进行了分析，以及使用日震和asteroseismology，以减少建模的不确定性和探测的一致性和准确性的3D恒星大气作为这个过程的一部分的能力。由不同的团队对太阳表面的模拟进行了比较，并讨论了这种建模方法的不确定性的一些问题。
2009-11-17 astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
Photospheric constraints, current uncertainties in models of stellar atmospheres, and spectroscopic surveys
我们在这里总结的讨论围绕光球的限制，目前的恒星大气模型的不确定性，以及正在进行的光谱调查的报告。而不是一个全景的艺术状态，我们选择提出一个开放的问题，应该调查，以改善未来的分析清单。
2014-09-08 astro-ph.SR
Stellar atmospheres, atmospheric extension and fundamental parameters: weighing stars using the stellar mass index
理解恒星的最大挑战之一是测量它们的质量。测量恒星质量的最好方法包括双星相互作用、星震学和恒星演化模型，但这些方法对红巨星和超巨星并不理想。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来推断恒星质量的演化红巨星和超巨星使用干涉和分光光度观测相结合的球形模型恒星大气测量我们所谓的恒星质量指数，定义为恒星半径和质量之间的比率。该方法是基于角直径的不同测量值之间的相关性，用作大气扩展的代理，和基本的恒星参数。对于一个给定的恒星，分光光度法测量罗斯兰角直径，而干涉测量通常探测更大的边缘变暗的角直径。这两个角直径的比率与恒星大气的相对延伸成正比，而恒星大气的相对延伸与恒星的有效温度、半径和质量密切相关。我们表明，这些相关性很强，可以导致恒星质量的精确测量。
2016-08-08 astro-ph.SR
Improving 1D Stellar Models with 3D Atmospheres
恒星演化编码在当今的天体物理学中扮演着重要的角色，但它们有着共同的问题。在这项工作中，我们试图弥补其中一些使用的结果，从现实和高度详细的三维流体动力学模拟恒星大气。我们已经实现了一个新的温度分层提取直接从三维模拟到加兴恒星演化代码，以取代通常使用的简化大气。其次，我们已经实现了使用一个可变的混合长度参数，它的变化作为恒星表面的重力和温度的函数-也来自3D模拟。此外，为了使我们的模型一致，我们计算了新的不透明度表，以匹配大气模拟。在这里，我们介绍了修改后的代码和使用它的恒星演化的初步结果。
2016-10-24 astro-ph.SR
The stellar atmosphere simulation code Bifrost
内容：恒星对流和光球的数值模拟已经发展到可以解释观测到的谱线的详细形状的程度。恒星的大气层非常复杂，对流层、光球层、色球层、过渡区和日冕都有非常不同的物理机制。为了了解大气层的细节，有必要模拟整个大气层，因为不同的层之间存在强烈的相互作用。这些物理机制是非常不同的，它需要一个高效的大规模并行数值代码来解决相关的方程。目的：设计、实现和验证大规模并行数值程序Bifrost，用于模拟从对流区到日冕的恒星大气。研究方法：该代码进行了一些验证测试，其中包括Sod激波管测试，Orzag-Tang碰撞激波测试，边界条件测试以及代码如何处理磁场平流，色球辐射，等温散射大气中的辐射转移，氢电离和热传导的测试。结果：Bifrost以良好的结果完成了测试，并显示出接近线性的效率扩展到数千个计算核心。
2011-05-31 astro-ph.SR
Using limb darkening to measure fundamental parameters of stars
上下文临边暗化是了解恒星大气的重要工具，但大多数测量临边暗化的观测都假设了各种参数化，无法得到有关恒星大气结构的重要信息。目标。我们使用一个特定的边缘暗化关系，研究如何最佳拟合系数与基本恒星参数从球对称模型恒星大气。方法.利用球对称的Atlas模型大气网格，我们计算了边缘暗化系数，并发展了一种新的方法来预测恒星的基本参数。结果我们发现，我们提出的方法预测恒星大气模型的质量只给出半径和边缘变暗系数，这表明微透镜，干涉，过境和日食观测可以约束恒星质量。结论.这种新的方法表明，边缘暗化参数化包含有关恒星大气结构的重要信息，有可能成为测量恒星质量的有价值的工具。
2012-07-30 astro-ph.SR
Indicators of Mass in Spherical Stellar Atmospheres
质量是最重要的恒星参数，但它不能直接观测到一颗恒星。球形模型恒星大气的特征是光度（$L_\star$）、质量（$M_\star$）和半径（$R_\star$），现在观测可以直接确定$L_\star$和$R_\star$。我们计算了红巨星和红超巨星的球形模型大气，这些红巨星和红超巨星的$L_\star$和$R_\star$在每种类型的恒星的特征值上保持不变，但$M_\star$是变化的，我们搜索了预测的通量谱和表面亮度分布，以寻找随质量变化的特征。对于这两类恒星，我们发现在表面亮度分布和通量谱中恒星质量的相似特征。光谱特征以前已经被用来确定$\log_{10} (g)$，现在可以观察到非二元红巨星或红超巨星的光度和半径，球形模型恒星大气可以用来从目前可实现的光谱确定恒星的质量。表面亮度随质量的变化比目前的恒星成像所能分辨的要小一些，但它们的优点是对大气的详细化学成分不太敏感。
2013-02-20 astro-ph.SR
Dislocations in magnetohydrodynamic waves in a stellar atmosphere
我们描述了分层恒星大气中磁流体动力学波中波前位错的存在。标量位错，如边缘和漩涡，可以出现在阿尔文波，以及在一般的磁声波。我们在太阳色球层黑子的磁流体动力学波观测中发现了这些位错。通过对所观测到的位错电荷的测量，我们首次估计了太阳黑子中沿磁场传播的波的模式贡献。
2013-08-01 astro-ph.SR
Micro- and macroturbulence derived from 3D hydrodynamical stellar atmospheres
微观和宏观湍流（xi_mic和xi_mac）作为恒星参数的函数的理论预测可以是有用的光谱工作的基础上的1D模型大气中的情况下，经验确定的xi_mic是不可能的，由于缺乏合适的线和/或宏观湍流和旋转线展宽是难以分开的。为了利用CIFIST 3D模型大气网格推导出有效温度，重力和金属丰度的xi_mic和xi_mac的理论依赖性，我们讨论了不同的方法来推导出xi_mic的数值模拟，并报告了太阳和南河三的第一个结果。在这两种情况下，初步分析表明，在模拟中发现的微湍流显着低于在真实的恒星大气。
2009-10-21 astro-ph.SR
IAU Commission 36 (Theory of Stellar Atmospheres): Hexennial Report 2009-2015
这份六年期报告涵盖了IAU第36委员会-“恒星大气理论”-在2009年至2015年期间的活动，将是该委员会的最后一份报告，由C.G5委员会取代。在概述了组织委员会的组成之后，我们列出了2009年至2015年期间举行的与我们委员会成员相关的科学会议，并评论了IAU重组过程中新委员会C.G5（“恒星和行星大气”）的成立和目标。在报告的主要部分，我们简要回顾了过去六年来在我们的研究领域内的具体贡献和成就，集中在理论方面，并划分为晚型和大质量恒星大气。我们还提供了主要研究领域的更全面的概述，并以一系列有用的网络链接完成我们的报告。
2015-12-22 astro-ph.SR
Constructing a Cepheid Period p-Factor Relation from Static Model Stellar Atmospheres
使用Baade-Wesselink方法测量造父变星距离的最大不确定性之一是投影因子（p因子）的值。然而，使用IRSB技术和从流体动力学模型测量的P-因子不一致。在这项工作中，我们计算球对称的静态模型恒星大气，并预测一个周期的p因子关系。
2012-01-04 astro-ph.SR
Comparison of limb-darkening laws from plane-parallel and spherically-symmetric model stellar atmospheres
临边变暗是模拟食双星和行星凌日光变曲线的基本约束。随着开普勒、CoRot和Most的观测变得越来越精确，有必要对边缘变暗有更深入的了解。然而，边缘暗化通常被建模为简单的参数化适合平面平行模型恒星大气，忽略恒星大气的扩展。在这项工作中，我计算线性，二次和四个参数的边缘变暗的法律从网格的平面平行和球对称模型恒星大气中的温度和重力范围代表恒星的红巨星分支上发展。每个几何形状的边缘变暗的关系进行了比较，发现适合平面平行模型比球对称模型好得多。假设球对称模型大气的边缘变暗比平面平行模型更能代表实际的恒星边缘变暗，那么这些边缘变暗定律将不适合恒星盘的边缘，导致光变曲线拟合的误差。这个误差会随着恒星大气层的延伸而增加。
2011-09-21 astro-ph.SR
A new extensive library of PHOENIX stellar atmospheres and synthetic spectra
我们提出了一个新的高分辨率合成光谱库的基础上恒星大气代码PHOENIX，可用于光谱分析和恒星参数合成的广泛应用。PHOENIX的球形模式被用来创建模型大气，并从中获得详细的合成恒星光谱。我们提出了一个新的自洽的方式来描述我们的模型大气的微观湍流。合成光谱覆盖500 AA至50.000AA的波长范围，光学和近红外分辨率为R=500.000，红外分辨率为R=100.000，紫外分辨率为0.1AA。参数空间覆盖2.300K ≤ Teff ≤ 12.000K，0.0 ≤ log（g）≤ +6.0，-4.0 ≤ [Fe/H] ≤ +1.0，-0.2 ≤ [alpha/Fe] ≤ +1.2。该库是一项正在进行的工作，我们希望将其扩展到Teff=25.000 K。
2013-04-24 astro-ph.SR
SMART - a computer program for modelling stellar atmospheres
SMART（辐射转移的光谱和大气模型）程序是为了模拟热星（O、B和A光谱类）的大气和光谱并研究其中的不同物理过程而编写的（Sapar和Poolamäe，2003年; Sapar等人，2007年）。线覆盖模式的计算假设平面平行，静态和水平均匀的大气辐射，流体静力学和当地的热力学平衡。SMART的主要优点是它的简短，简单，用户友好和灵活的研究不同的物理过程。SMART在Windows和Linux下都成功地运行在PC上。
2013-10-07 astro-ph.SR
Scaling of the asymptotic entropy jump in the superadiabatic layers of stellar atmospheres
恒星结构计算能够精确预测恒星演化过程中的性质。然而，对流仍然是模拟的混合长度理论，因此，光学表面附近的上边界条件不同意与asteroseisic观测。我们希望改进恒星结构计算中确定外边界条件的方法。我们研究现实的3D恒星大气模型，以找到替代属性。我们发现，渐近熵运行的超绝热对流表面层表现出明显的普遍分层时，归一化的熵最小值和跳跃。归一化熵可以非常精确地由5阶多项式表示，并且3阶多项式也产生精确的系数。这种通用的熵分层或太阳分层，当缩放的熵跳跃和最小值，可以用来改善模拟的超绝热表面层的恒星结构计算。此外，这一发现表明，表面对流对所有冷恒星的作用方式都是相同的，但需要进一步研究，以提高我们对恒星大气的理解。
2016-01-08 astro-ph.SR
The Stagger-grid - A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models
理论大气模型为天文学的各种应用提供了基础。在简化的一维大气模式中，对流通常用混合长度理论来处理，尽管它是众所周知的不足，因此，超绝热区是很差的渲染。由于在过去的几十年里，不断增加的计算能力，我们现在能够计算大网格的现实三维（3D）流体动力学模型大气的辐射转移的现实治疗。我们已经计算了交错网格，一个全面的网格的三维大气模型晚型恒星。在所提出的贡献，我们讨论了初步结果的网格探索全球性和平均分层的3D模型。此外，我们还描述了经典的一维大气模型的差异。
2013-10-18 astro-ph.SR
CH in stellar atmospheres: an extensive linelist
高分辨率光谱仪和详细的恒星大气模型的出现加强了对精确分子数据的需求。碳增强贫金属（CEMP）星光谱是研究CH分子跃迁的有趣对象。我们结合分子的光谱分析和恒星辐射转移代码的程序，建立一个广泛的CH线性，包括预解离加宽以及新确定的水平。我们展示了强预解离CH线的CEMP星的例子，我们强调的重要作用所发挥的CH功能的键-内夫功能，降低钡星的光谱多达0.2个级别的$λ=$ 3000 - 5500毫微米范围。由于恒星大气中的极端热力学条件（与实验室相比），可以观察到高能级的分子跃迁。因此，恒星光谱可以用来限制和改进分子数据。
2014-10-15 astro-ph.SR
Measuring the stellar atmosphere parameters using follow-up polarimetry microlensing observations
我们提出了一个潜在的后续偏振微透镜观测研究遥远恒星的恒星大气的分析。首先，我们使用银河系模型、恒星星族和朝向银河系隆起的星际尘埃产生合成微透镜事件。我们模拟了偏振微透镜的光变曲线，并将其与甚大望远镜（VLT）的FOcal Reducer和低色散光谱仪（FORS 2）的仪器规格进行比对，然后进行分析。我们发现，VLT望远镜的精度可以让我们限制冷RGB恒星的大气层。假设OGLE望远镜每年探测到大约$3000$微透镜事件，我们期望在偏振光变曲线中分别探测到偏振微透镜事件的几乎$20,~10,~8, $和$5$，这四个不同的标准是在基线以上的三个连续偏振数据点，分别为$1σ$、$2σ$、$3σ$和$4σ$。我们概括的协方差矩阵制定和提出的偏振和测光信息的组合，使我们能够测量大气的散射光学深度和恒星包络的红巨星的内半径。这两个参数可以决定冷RGB源星大气的尘埃不透明度和尘埃形成的半径。
2020-11-07 astro-ph.SR
On the Interpolation of Model Atmospheres and High-Resolution Synthetic Stellar Spectra
我们目前的光学和红外恒星光谱进行测试，以评估不同类型的插值的准确性。模型大气和连续统归一化通量进行了插值。在第一种情况下，我们使用线性插值，并在第二个线性，三次样条曲线，B-Bezier和二次Bezier方法。我们为这些测试生成了400个ATLAS 9模型大气，其中大气参数的随机值在[Fe/H]中介于-2.5和+0.5之间，有效温度为4500至6250 K，表面重力为1.5至4.5 dex。从这些模型大气中创建合成光谱，并与通过插值得到的光谱进行比较。我们发现，在通量空间中考虑的那些插值算法中，最精确的插值算法是Bezier，其次是二次Bezier和三次样条。模型大气的线性插值导致的误差比通量的线性插值大约两倍，比高阶通量插值大约四倍。
2013-01-21 astro-ph.SR
Why one-dimensional models fail in the diagnosis of average spectra from inhomogeneous stellar atmospheres
我们调查的可行性，表示一个结构化的多维恒星大气与一个单一的一维平均分层的目的，大气的平均光谱的光谱诊断。特别是，我们构建了四个不同的一维分层从一个单一的快照的磁流体动力学模拟太阳对流：一个通过平均其属性在表面上的恒定高度，和三个不同的平均在500 nm的恒定光学深度的表面。使用这些模型，我们计算连续，原子和分子线强度和他们的中心到肢体的变化。从新兴的光谱分析，我们确定了三个主要原因，为什么这些平均表示是不够的，通过光谱分析的恒星大气特性的准确测定。这些理由是：普朗克函数随温度的非线性，它使非均匀大气的平均出射强度高于平均性质大气的平均出射强度，即使它们的温度-光学深度分层是相同的;分子形成随温度和密度的非线性，它使非均匀大气的分子丰度高于具有相同平均性质的一维模型;对流运动的各向异性，强烈影响线芯强度的中心到边缘的变化。因此，我们认为，一个一维的大气模式，再现了平均光谱的非均匀大气不一定反映平均的物理性质的大气，因此本质上是不可靠的。
2011-05-05 astro-ph.SR
Time-dependent atomic diffusion in the atmospheres of CP stars. A big step forward: introducing numerical models including a stellar mass loss
计算丰度分层在ApBp/HgMn恒星大气中，我们正在考虑质量损失，除了在我们的数值代码中的原子扩散，以实现更现实的模型。这些数值模拟与质量损失解决平面平行大气的时间相关的连续性方程，该过程是迭代的，直到获得整个恒星大气的大部分扩散元素的固定浓度。我们发现，镁分层在HgMn星大气中是特别敏感的存在下的质量损失。对于主序星与$T_{\rm{eff}}\approx 12000$ K，观察到的系统性轻度不足的这种元素可以解释，只有当质量损失率约为$4.2\,10^{-14}$太阳质量每年在我们的模型中假设。数值模拟还表明，在HgMn星HD 53929中观察到的P丰度分层可以理解，如果一个弱的水平磁场约75 G存在于该恒星。然而，为了更好地将我们的结果与观测结果进行比较，有必要进行三维建模，特别是当磁场和恒星风-使大气层各向异性-一起考虑时。
2018-11-06 astro-ph.SR
The influence of the radiative non-symmetric ion-atom collisions on the stellar atmospheres in VUV region
本工作的目的是提请注意辐射电荷交换过程中的非对称离子原子碰撞的真空紫外区恒星大气的不透明度的影响因素。为此，计算了几种离子-原子系统的光谱吸收系数，即He + H $^{+}$和H + X $^{+}$，其中X = Na和Li。在选定的例子中，已经确定，检查过程中产生相当宽的分子吸收带的VUV区域，这应该考虑到从实验室测量或天体物理观测获得的数据的解释。本文讨论了DB白矮星和太阳大气以及所谓的锂星大气的辐射过程的潜在意义。
2013-11-02 astro-ph.SR
Detailed and simplified non-equilibrium helium ionization in the solar atmosphere
氦电离在色球上层和过渡区的能量平衡中起着重要的作用。氦谱线也经常被用作这些区域的诊断。我们对太阳大气进行了一维辐射流体动力学模拟，发现氦的电离主要是由光电离和直接碰撞电离引起的，并被辐射复合级联所抵消。通过引入一个模拟复合级联的附加复合率，我们构造了一个简化的仅由基态组成的三能级氦原子模型。该模型适用于三维数值模型中的非平衡氦电离模拟。我们对He I 10830和He II 304谱线的形成进行了简要的研究。这两条线都显示了统计平衡模型无法恢复的非平衡特征，因此，在使用这种模型作为解释观测结果的基础时应谨慎行事。
2014-01-29 astro-ph.SR
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 astro-ph.SR
On stellar limb darkening and exoplanetary transits
本文探讨了如何比较恒星的边缘暗化系数从模型大气和测光得出的。一个给定的模式大气的不同特征可以给出完全不同的数值结果（即使对于一个给定的临边暗化“定律”），而光变曲线分析产生的临边暗化系数取决于系统的几何形状，并且不能直接与任何模式大气表示法相比较。这些问题的背景下，系外行星凌日，这提供了显着的优势，比传统的双星食系统在恒星临边暗化的研究。通过合成测光法，对少量恒星样本进行了光变曲线分析与新模型大气结果之间的“同类”比较。由此产生的合成测光/大气模型（SPAM）的边缘暗化系数和经验值之间的协议范围从非常好到相当差，即使调查的目标只显示一个小的分散在基本恒星参数。
2011-08-05 astro-ph.SR
Tracing the evolution of radiation-MHD simulations of solar and stellar atmospheres in the Lagrangrian frame
辐射磁流体模拟已经成为研究太阳和恒星大气物理的标准工具。目的：本文的目的是提出一种方法，允许有效和准确的分析，在这种模拟的拉格朗日框架中的流量。研究方法：本文提出了一种方法，允许给定的种子点，可以自由选择在任何位置，并在任何时间在模拟过程中的模拟状态存储的路径线的建设。该方法基于被动示踪粒子。通过在膨胀区域中注入颗粒，即使在强压缩流的情况下，也避免了无颗粒体积的发生。结果：该方法在太阳和恒星大气模拟程序Bifrost中得以实现。它是高效和准确的。作为例子，我提出了一个分析的气体包裹在对流区和太阳过渡区的粒子。
2018-05-17 astro-ph.SR
Non-equilibrium helium ionization in an MHD simulation of the solar atmosphere
动态太阳色球层中气体的电离状态可以强烈偏离数值模拟中通常假设的瞬时统计平衡。我们改进早期的太阳大气模拟，只包括非平衡氢离子化进行二维辐射磁流体动力学模拟具有非平衡电离的氢和氦。模拟包括氢Lyman- $α$和来自日冕的EUV辐射对大气电离和加热的影响。给出了代码实现的细节。我们得到的氦离子分数是远离其平衡值。与LTE电离模型的比较表明，非平衡氦电离导致更高的温度在波阵面和更低的温度在气体之间的冲击。假设LTE电离导致恒温器般的行为，其中物质在LTE电离分数快速变化的温度附近积聚。从我们的模型计算的DEM曲线的比较表明，非平衡电离导致更多的辐射材料在11-18 kK的温度范围内与LTE氦电离模型相比。我们得出结论，非平衡氦电离是重要的动力学和热结构的上色球层和过渡区。它也可能有助于解决由现有模式计算的色球谱线强度小于观测值的问题。
2015-12-15 astro-ph.SR
Limb darkening in spherical stellar atmospheres
（略）背景。星缘暗化，I（μ = cosθ），是微透镜、食双星、行星凌日和干涉观测的重要限制，但通常被视为参数化曲线，例如线性加平方根定律。许多分析假设从模型恒星大气计算的边缘变暗系数。然而，以前的研究，使用来自平面平行模型的I（μ），已经发现对通量归一化曲线的拟合通过固定点，即恒星盘上的公共μ位置，对于Teff，log g和波长的所有值。目标。我们研究这个固定的μ点，以确定它是模型恒星大气的一个属性还是边缘变暗定律的一个属性。此外，我们使用这个临边暗化定律作为一种工具，以探测恒星大气的性质进行比较临边暗化的观测。方法.用平面平行和球对称Atlas模型（由三个基本参数L \star、M \star和R \star表征）计算的强度用于重新检查参数化曲线的固定μ点的存在。结果我们发现，我们的球形模型的强度没有一个固定的点，虽然曲线确实有一个最小的扩展在μ值类似的参数化曲线。我们还发现，参数化曲线有两个固定点，μ1和μ2，虽然μ2是如此接近的磁盘的边缘，它是错过了使用平面平行的大气。我们还发现，相对于平面平行模型，球对称模型似乎更好地与已发表的微透镜观测相一致。
2011-05-01 astro-ph.SR
Inelastic Na+H collision data for non-LTE applications in stellar atmospheres
计算了十个能级之间的所有跃迁（包括离子态（离子对产生））的非弹性Na+H碰撞速率系数，即Na（3s，3 p，4s，3d，4p，5s，4d，4f，5 p）+H（1 s）和Na+ + H-。计算是基于最近的全量子散射截面计算。这些数据是冷天体物理环境中的非LTE应用所需要的，特别是冷恒星大气，并在500-8000 K的温度范围内提供。从考虑的灵敏度的横截面输入的量子化学数据和散射计算的不同方法的结果，估计的速率系数中可能的不确定性的措施。
2010-06-26 astro-ph.SR
Inelastic Mg+H collision data for non-LTE applications in stellar atmospheres
非弹性Mg+H碰撞的速率系数计算最低的七个级别和离子状态（电荷转移）之间的所有转换。速率系数基于来自全量子散射计算的横截面，其本身基于MgH分子的详细量子化学计算。这些数据是冷天体物理环境中的非LTE应用所需要的，特别是冷恒星大气，并在500-8000 K的温度范围内提供。从考虑的灵敏度的横截面的各种不确定性的计算，最重要的是输入量子化学数据和散射计算的数值精度，在速率系数的可能的不确定性的措施估计。
2012-03-22 astro-ph.SR
The non-symmetric ion-atom radiative processes in the stellar atmospheres
研究表明，在强非对称离子-原子系统中，$A+B^{+}$碰撞中的吸收、电荷交换和光缔合过程以及$AB^{+}$光解离过程对紫外和极紫外恒星大气的不透明度有显著影响.在这项工作中，这样的过程对太阳大气的意义进行了研究。在太阳大气的情况下，与$A=$ H和$B=$ Mg和Si的吸收过程被视为主导过程，但$A=$ H和$B=$ Al和$A=$ He和$B=$ H的情况也被考虑在内。只选择这些物质是因为，在与所用太阳-大气模型相关的物质中，只有对它们，我们才能确定相应分子离子的必要特征，即分子势曲线和偶极矩阵元。结果表明，在相当宽的相应准分子吸收带内的远紫外和极紫外区域的检查非对称过程的效率是可比的，有时甚至大于已知的对称离子原子吸收过程的强度，这是现在包括在模型中的太阳大气。因此，所提出的结果表明，非对称离子原子吸收过程也必须包括在相应的恒星大气模型的\emph{ab initio}。
2013-02-24 astro-ph.SR
Cepheid limb darkening, angular diameter corrections, and projection factor from static spherical model stellar atmospheres
上下文使用经典造父变星测量哈勃常数的一个挑战是莱维特定律或周期光度关系的校准。Baade-Wesselink方法是利用观测到的径向速度与脉动速度之比、投影因子以及恒星角直径的测量能力来确定造父变星的距离。目标。我们使用球对称模型恒星大气探索的p-因子和角直径校正作为脉动周期的函数的依赖性。方法.强度分布计算从一个网格的平面平行和球对称模型恒星大气使用SAtlas代码。投影因子和角直径校正确定从这些强度分布和以前的结果相比。结果我们预测的几何周期投影因子关系，包括以前发表的最先进的流体动力学预测是没有最近的观测约束。我们提出了一些潜在的解决方案，这种差异。模型大气的几何形状也影响了用来解释干涉观测的角直径修正的预测，这表明过去使用的修正低估了造父变星的角直径3 - 5%。结论.虽然球对称流体静力学模型大气不能解决理论和观测的投影因子之间的差异，但它们确实有助于约束必须包括在内的基本物理，包括色球和质量损失。该模型还预测了更多的物理为基础的干涉观测的边缘暗化校正。
2012-03-15 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
Non-LTE oxygen line formation in 3D hydrodynamic model stellar atmospheres
OI 777 nm谱线是FGK型恒星大气中氧丰度最常用的诊断方法之一。然而，它们在远离局部热力学平衡（LTE）的条件下形成。我们探讨偏离LTE的原子氧，和他们的影响OI线，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于OI 777 nm三重态，我们发现与LTE的显著偏离。这些偏离在具有较大有效温度、较小表面重力和较大氧丰度的恒星中更大。我们提出了OI616 nm、[OI] 630 nm、[OI] 636 nm和OI 777 nm线的预测3D非LTE等效宽度的网格，以及对基于1D LTE的结果的丰度校正。
2015-11-03 astro-ph.SR
Effects of shocks in stellar atmosphere models on the emission line spectrum of surrounding Hii regions
从Hii地区的星系发射线的研究需要的工具，线的比例转化为所需的物理性质。这些工具通常以基于光电离模型网格的诊断比率/图表的形式出现。光电离模型的一个重要输入是电离源的恒星大气光谱。目前在计算前一套模型时忽略了冲击，这可能会威胁到对Hii区域排放线比率的物理解释的准确性。目前的恒星大气模型，用于产生星云发射线诊断图的光电离模型的网格的关键输入可能会产生显着的偏差，由于遗漏的冲击。我们调查是否需要新一代的光电离模型网格，考虑到冲击，以补偿的偏见。我们利用的WM-基本恒星大气代码，它可以占额外的能量发射的恒星光谱能量分布所产生的冲击，结合光电离代码MOCASSIN，以确定是否冲击产生显着的偏差，在确定的物理参数的星际介质和/或电离恒星参数。我们的结论是，这些影响是唯一重要的恒星源的有效温度低于30千K，在这种情况下，他们产生人为的高恒星温度，电子温度和星云电离参数。这种效应的大小显然也取决于激波的强度，而且对于大多数恒星源来说可能并不重要。然而，我们发现我们的20 kK和30 kK激波模型强烈增强He ii 4686星云发射线。然而，这一结果是不够强，以解释先前观察到的氦二4686线发射的光谱中的HII星系。
2013-06-10 astro-ph.SR
Recent advances in non-LTE stellar atmosphere models
在过去的几十年里，恒星大气模型已经成为理解大质量恒星的关键工具。应用光谱分析，这些模型提供了定量的信息，恒星风的性质以及基本的恒星参数。复杂的非LTE条件下的恒星风决定了足够的复杂的模式大气代码的发展。计算能力和我们对恒星大气中物理过程的理解的增加，导致模型越来越复杂。因此，出现了可以处理广泛的恒星和风参数的代码。在简要介绍了恒星大气模拟的基本原理之后，将讨论目前阶段的块状和线状覆盖模型大气。最后，将概述下一代恒星大气模型的发展方向。除了讨论多维的方法，我将强调耦合流体力学与一个复杂的处理辐射转移。下一代模型将能够从第一性原理预测风参数，这可能为我们理解大质量恒星物理学、演化和死亡的各个方面打开新的大门。
2017-02-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
A New Extensive Library of Synthetic Stellar Spectra from PHOENIX Atmospheres and its Application to Fitting VLT MUSE Spectra
我们提出了一个新的图书馆的基础上恒星大气代码PHOENIX合成光谱。它的波长范围从500 nm到55000 nm，光学和近红外分辨率为R=500000，红外分辨率为R=100000，紫外分辨率为Δλ= 0.1 nm。参数空间为2300 K ≤ Teff ≤ 8000 K，0.0 ≤ log（g）≤ 6.0，-4.0 ≤ [Fe/H] ≤ +1.0和-0.3 ≤ [α/Fe] ≤ +0.8。该库正在进行中，并将扩展到至少Teff= 25000 K。我们使用一种新的自洽的方式来描述我们的模型大气的微观湍流。整个合成光谱库将可供下载。接下来，我们提出了一种拟合光谱的方法，特别是设计用于新的第二代VLT仪器MUSE。结果表明，我们可以确定恒星参数（Teff，log（g），[Fe/H]和[α/Fe]），甚至单元素丰度。
2012-03-08 astro-ph.SR
Can we trust elemental abundances derived in late-type giants with the classical 1D stellar atmosphere models?
本文比较了一个T_eff= 3640 K，log g = 1.0，[M/H] = 0.0的晚型巨星中各种化学物种的丰度，计算结果与经典的一维恒星大气程序的结果一致。对于这组特定的大气参数，中性原子和分子的3D-1D丰度差异通常很小，但在离子的情况下，它们可能达到0.3-0.4 dex。3D-1D差异通常在较高激发电位下变得越来越负，并且通常在光学波长范围内最大。它们的符号可以是正的也可以是负的，并且取决于给定谱线的激发电势和波长。虽然我们用这种特殊的晚型巨星模型获得的结果表明，1D恒星大气模型可以安全地使用中性原子和分子，但如果使用离子，则应小心。
2009-10-18 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. I: Three-dimensional open magnetic flux tube in the stratified solar atmosphere
一个单一的开放磁通量管跨越太阳光球（太阳半径R）和较低的日冕（R + 10毫米）的模拟磁流体静力平衡在一个现实的分层大气受到太阳引力。这样的通量管被观察到保持相对稳定长达一天或更长的时间，它是我们的目标，应用模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从表面到日冕。我们解析地解决了模型的轴对称三维结构，磁场强度，等离子体密度，压力和温度都与观测和理论估计一致。自相似结构保证了磁场的无发散。对于这组特定的通量管的压力平衡方程可以通过分析积分来找到保持磁流体静力平衡所需的压力和密度校正。该模型包括一些自由参数，这使得解决方案适用于各种其他的物理问题，因此它可能是更普遍的利益。
2013-07-10 astro-ph.SR
Resolving the extended stellar atmospheres of Asymptotic Giant Branch stars at (sub-)millimetre wavelengths
在渐近巨星分支（AGB）阶段的质量损失的初始条件设置在其扩展的大气中，其中，对流和脉动驱动的冲击确定的物理条件。AGB星在（亚）毫米波长的高分辨率观测，现在可以直接确定的形态，活动，密度和温度接近恒星光球。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）高角分辨率观测，以解决四个最近的AGB恒星：W Hya，Mira A，R Dor和R Leo的扩展大气。我们用一个参数化的大气模型解释了观测结果。我们解决了所有四个AGB星，并确定亮度温度之间的结构$1$和$2$恒星半径。对于W Hya和R Dor，我们确认了亮温为$>3000$ ~ $10000$ ~K的热点的存在。所有四颗星都偏离了球面对称。我们发现的变化的时间尺度上的天到星期，并为R狮子座，我们直接测量的向外运动的毫米波长表面的速度至少为$10.6\pm1.4$ ~km~s $^{-1}$。对于所有的对象，但W Hya我们发现，温度半径和大小频率的关系需要存在一个（可能不均匀）层的增强不透明度。ALMA的观测提供了一个独特的探测扩展AGB大气的结构。我们发现热点和可能的对流细胞的高度可变的结构。在未来，这些观测结果可以直接与多维色球层和大气模型进行比较，这些模型可以确定恒星光球层和尘埃形成区域之间的温度，密度，速度和电离结构。然而，我们的研究结果表明，最好的解释，非常准确的通量校准和近同时观测是必不可少的。
2019-05-06 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic equilibrium. II. Three-dimensional multiple open magnetic flux tubes in the stratified solar atmosphere
一个系统的多个开放的磁通量管跨越太阳光球层和低日冕的解析建模，在一个现实的分层大气受到太阳引力。这扩展了Gent等人（MNRAS，435，689，2013）中描述的磁流体静力平衡中的单个磁通量管的结果。自相似的磁通量管组合在一起形成磁结构，这与高分辨率观测结果是一致的。观测的证据支持存在的股开放的通量管和环路持续在一个相对稳定的状态。自相似磁通量管，其中的等离子体密度和压力分布的解析解是可能的，结合起来。我们计算适当的平衡力，应用动量和能量守恒方程来保持平衡。多路通量管配置观察到保持相对稳定长达一天或更长时间，它是我们的目标，我们的模型作为背景条件的能量传输机制的数值研究从太阳表面的日冕。我们应用磁场强度，等离子体密度，压力和温度分布与观测和理论估计的太阳低层大气。尽管除了径向轴的位置之外，每个通量管在构造上是相同的，但是可以应用组合以利用多个非均匀通量管产生非轴对称磁场。这是在模拟太阳大气层的真实磁化三维平衡方面向前迈出的相当大的一步。
2014-06-13 astro-ph.SR
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XVI. Expanding atmospheres of massive and very massive stars and the evolution of dense stellar clusters
背景：星暴，特别是它们的大质量恒星，在星系的演化中起着至关重要的作用。大质量恒星的恒星风不仅会显著影响其周围环境，而且质量损失也会深刻影响恒星本身的演化。除了每颗恒星的演化，大质量星暴星团的致密核心的演化也受到N体相互作用的影响，而通过合并形成的超大质量恒星可能对星团的演化具有决定性的影响。目的：介绍一种带风的O型恒星大气的先进诊断方法，包括评估丰度、恒星和风参数测定的准确性。研究方法：我们结合一致的模型，详细的恒星演化计算大质量和非常大质量的单星膨胀的大气层致密的星团的演变。要准确预测超大质量恒星的质量损失率，需要对膨胀大气中的统计平衡、流体动力学和辐射过程进行高度一致的处理。结果如下：我们提出了计算质量损失率，终端风速，和光谱能量分布的大质量和非常大质量的恒星不同的金属丰度，从大气模型计算的一致性提高了水平。结论：使用我们计算的质量损失率进行的恒星演化计算表明，低金属丰度的超大质量恒星只损失了非常少量的质量，这使得超大质量的第三星族恒星不太可能导致星际介质中显著的氦富集。太阳金属丰度的恒星有较高的质量损失率，但这些损失率并不高到足以排除在密集星团中合并形成的超大质量恒星，这些恒星的质量足以形成中等质量的黑洞。
2011-11-24 astro-ph.SR
Wolf-Rayet stellar evolution models with improved treatment of the atmosphere
LUPM, Univ. Montpellier, CNRS（蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心）
本文研究了改进大气处理对沃尔夫--Rayet相的影响，通过使用先进的大气模型进行计算，发现对有效半径和温度有显著影响，但对内部结构影响较小。
2026-05-18 astro-ph.SR
Theoretical oscillation frequencies for solar-type dwarfs from stellar models with $\langle 3\mathrm{D} \rangle$-atmospheres
我们提出了一种新的方法，用于替换恒星模型的最外层与内插大气的基础上从3D模拟的结果，以纠正这些层的结构不足。这种替换称为修补。测试，基于三个不同的代码和不同的输入物理内部模型的三维大气，进行。使用太阳能模型，我们研究不同的修补标准如何影响本征频率。这些标准包括执行替换的深度、替换所基于的数量以及未修补模型和修补3D大气之间的$T_\mathrm{eff}$和$\log g$的不匹配。我们发现本征频率是不变的修补深度内的绝热区域，而改变修补量或所采用的大气网格导致的频率偏移，可能会超过$1\,μ\mathrm{Hz}$。同样，本征频率对$T_\mathrm{eff}$或$\log g$中的失配敏感。一个新的计划，平均三维分层内插大气网格的精度进行了深入的调查。在大气网格的大部分地区，我们的插值方案产生足够准确的结果，为目的的asteroseismology。我们将我们的程序应用于四颗\textit{Kepler}恒星的星震分析，并得出与太阳情况相同的结论：结构缺陷的校正降低了本征频率，这种校正对修补标准稍微敏感，模型和观测之间的剩余频率差异与频率的依赖性较小。我们的工作显示了修补在星震学中的适用性和相关性。
2017-09-19 astro-ph.SR
AMBER observations of the AGB star RS Cap: extended atmosphere and comparison with stellar models
本文报道了在中等光谱分辨率（$\sim$ 1500）下对M6/M7 III半规则AGB星摩羯座RS的K波段VLTI/AMBER观测结果。从光谱色散的vibrants，我们测量的恒星直径作为观测波长从2.13到2.47微米的函数。我们推导出Rosseland角直径为$7.95 \pm 0.07$ mas，这对应于$3160 \pm 160$ K的有效温度。我们检测到的CO带头的大小变化约为10%，表明在恒星光球的CO强不透明度的影响。我们还检测到作为波长的函数的尺寸的线性增加，从2.29微米开始。恒星大气的模型，基于恒星的质量，从恒星演化模型估计，预测CO尺寸的影响约为观察到的一半，并且不能再现线性尺寸随波长的增加，红色的2.29微米。我们能够模拟这种线性的大小增加，增加了一个扩展的水蒸气信封周围的恒星。然而，我们无法将数据拟合在CO带头中。要么恒星的质量被恒星演化模型高估了，要么在大气层的外部有一个额外的扩展CO包层。在任何情况下，无论是水蒸气信封，也没有CO信封，可以解释使用当前的模型。
2011-03-24 astro-ph.SR
Statistical equilibrium of silicon in the atmospheres of metal-poor stars
目标。本文讨论了贫金属星大气中中性硅和电离硅的统计平衡。研究了非定域热力学平衡效应，并测定了贫金属星的硅丰度。方法.我们使用了高分辨率，高信噪比光谱的UVES光谱仪在欧洲南方天文台VLT望远镜。本文给出了贫金属星大气中Si i和Si ii的谱线形成计算，计算了硅原子模型中的174项谱线和1132条谱线跃迁。考虑到最近改进的Si i和Si ii光电离截面的计算，并通过比较贫金属星的理论和观测通量，研究了Ly α翼中自由-自由准分子吸收的影响。所有丰度结果均来自LTE和NLTE统计平衡计算和光谱合成方法。结果研究发现，极紫外辐射对贫金属星，特别是高温、极贫金属星的形成具有重要意义。辐射束缚-自由截面对这些恒星也起着非常重要的作用。结论.发现Si的NLTE效应对于贫金属星，特别是对于温暖的贫金属星是重要的。结果表明，这些效应依赖于温度。对于温暖的贫金属恒星，NLTE丰度修正相对于标准LTE计算达到~ 0.2 dex。我们的研究结果表明，硅是过剩的金属贫星。
2009-07-28 astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - VI. Surface appearance of stellar granulation
在晚型恒星的表面层中，由于对流运动的存在，恒星对流表现出典型的粒化模式。由此产生的光球向上和向下流动在观测到的谱线轮廓中留下印记。我们对不同恒星参数下的恒星颗粒化及其性质进行了仔细的统计分析。我们采用现实的三维辐射流体动力学（RHD）模拟表面对流交错网格，一个全面的网格的大气模型，涵盖了一个大的参数空间Teff，logg，和[Fe/H]。单个颗粒检测（测辐射热）强度图在磁盘中心与一个有效的颗粒模式识别算法。从这些，我们得到它们各自的属性：直径，分形维数（面积周长关系），几何形状，拓扑结构，强度，温度，密度和速度随粒度的变化。此外，在光学表面的物理性质的相关性进行了研究。我们发现在我们所有的3D RHD模拟恒星颗粒图案印记，这是定性类似的太阳的情况下，尽管恒星参数的巨大差异。颗粒显示出大的尺寸范围，其可以通过平均颗粒尺寸分为两组-较小的颗粒和较大的颗粒。这些颗粒的性质不同：较小的颗粒形状规则且较暗，而较大的颗粒则越来越不规则且形状和强度对比度分布更复杂。这反映在它们的分形维数中，对于较小的颗粒，分形维数接近1，而对于较大的颗粒，分形维数接近2，这是由于颗粒的破碎。恒星表面对流似乎在很大的恒星参数范围内具有标度不变，这转化为自相似的恒星颗粒模式。
2014-05-29 astro-ph.SR
M-dwarf's Chromosphere, Corona and Wind Connection via the Nonlinear Alfvén Wave
M矮星的大气层预计是高度磁化的。磁场能量可以加热恒星的色球层和日冕，并驱动恒星风。Alfvén波的非线性传播是加热恒星大气和驱动星风的重要机制。基于这种Alfvén波方案，我们进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟，以再现TRAPPIST-1，Proxima Centauri，YZ CMi，AD Leo，AX Mic以及太阳的恒星大气和风。我们的研究直接解决了阿尔文波从恒星光球到色球层、日冕和行星际空间的非线性传播问题。模拟结果表明，通过Alfvén波的非线性模耦合产生的慢激波对恒星色球层（星刺）动力学和星风加速都有重要影响.我们的参数测量进一步揭示了恒星大气和风的物理量的下列一般趋势。(1)M矮星的日冕往往比太阳日冕更冷，密度更大。(2)与太阳风相比，M矮星的星风具有相对较快的速度和较小的质量损失率。本文阐明了这些趋势背后的物理机制，其中M矮星大气层结较强和来自M矮星光球层的阿尔文波能量输入相对较小是显著的。
2021-06-25 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
Abundance Analysis of the Halo Giant HD122563 with Three-Dimensional Model Stellar Atmospheres
我们提出了一个初步的本地热力学平衡（LTE）丰度分析的模板晕红巨星HD 122563的基础上一个现实的，三维（3D），时间依赖性，流体动力学模型的大气中的非常贫金属的明星。我们比较的3D分析的结果与通过一个标准的LTE分析的基础上，经典的，1D，流体静力学模型的恒星大气的丰度。由于不同的上层光球温度分层预测的1D和3D模型，我们发现大，负，3D-1D LTE丰度差异低激发OH和Fe I线。我们还发现在1D和3D分析中，从Fe I线导出的Fe LTE丰度具有较低的激发势的趋势。这种趋势可能归因于在谱线形成计算中忽略了对LTE的偏离。
2009-09-03 astro-ph.SR
