Convective blueshifts in the solar atmosphere, I. Absolute measurements with LARS of the spectral lines at 6302 Å
太阳对流在太阳表面表现为粒化和粒间对流。在光球中，对流运动引起谱线的差分多普勒频移。观测到的对流蓝移在太阳盘面上各不相同。我们专注于太阳对流对大气的影响，旨在解决其速度分层的光球。我们用真空塔望远镜上的激光绝对参考光谱仪（LARS）对6302 μ m波段的太阳光谱进行了高分辨率的光谱观测。激光频率梳使得光谱能够以${\rm 1\,m\,s^{-1}}$的精度校准到绝对波长标度。我们在十个选定的日心位置从盘中心到边缘系统地扫描了安静的太阳。分析包括99个时间序列，最长为20min。通过星历和参考改正，我们将波长漂移转化为绝对视距速度。对谱线剖面的平分线分析得到了7条光球谱线的形状和对流位移。在圆盘中心，铁谱线的平分线轮廓具有明显的C形特征，在谱线翼中具有高达${\rm -450\,m\,s^{-1}}$的最大对流蓝移。向太阳边缘，平分线变为\textbackslash形状，在红移为${\rm +100\,m\,s^{-1}}$的线核中具有饱和。线芯速度的中心到边缘的变化表明，当离开盘中心较大的日心角时，蓝移略有增加。这种蓝移的增加在磁性不太活跃的子午线上比在赤道上更明显。朝向太阳边缘，蓝移减少，并可能转变为红移。最好的光谱测量能够准确确定太阳光球中的绝对对流位移。
2017-12-19 astro-ph.SR
Measuring the absolute total intrinsic redshifts (surface gravity plus the convective blueshift) of the main sequence stars and red giants using GAIA data
我们分析了GAIA第二版的数据，以演示如何测量主序星和红巨星的绝对总固有红移。我们在由恒星平均运动定义的地方静止标准（LSR）框架中进行分析，去除恒星相对于太阳运动的相对速度分量。我们提供了四种不同类型的恒星的结果。F、G和K型恒星的内禀红移值大致相同，但远小于预期的引力红移。这表明GAIA的数据包括数百米/秒量级的对流蓝移效应。红巨星的内禀红移是负的，这意味着它们的对流蓝移比引力红移更强。这是意料之中的，因为红巨星远没有其他类型的那么紧凑。
2018-12-07 astro-ph.SR gr-qc
Confrontation between modelled solar integrated observables and direct observations I. Radial velocities and convective blueshift
本研究针对恒星变异性干扰低质量系外行星视向速度搜寻的问题，比对太阳模拟模型与HARPS-N直接观测数据，发现原模型低估对流蓝移抑制幅度约2倍，识别出多类仪器系统误差，为盲测合成序列构建和恒星活动校正提供依据。
2024-05-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Variability in stellar granulation and convective blueshift with spectral type and magnetic activity. II. From young to old main-sequence K-G-F stars
太阳中小尺度对流的抑制主导了长期径向速度（RV）的变化：因此，它对使用RV技术的轻型系外行星探测能力有着关键影响。在这里，我们扩展我们以前的分析恒星对流蓝移及其对磁活动的依赖，以扩大Teff范围的恒星样本，研究其他恒星属性的影响，并最终提高所观察到的RV抖动和预期的RV变化之间的比较。我们估计不同深度的Fe和Ti线的差分速度位移，并推导出一个绝对对流蓝移使用太阳作为参考的360 F7-K4恒星的样本具有不同的属性（年龄，Teff，金属丰度）。我们确认对流蓝移与Teff和它的依赖性（如在纸I中的线列表中所示）活动水平的强烈变化。虽然我们没有观察到年龄或周期活动的显着影响，但具有较高金属丰度的恒星往往具有较低的对流蓝移，其影响比数值模拟预期的要大。最后，我们估计，在我们的样本中的71%的恒星的RV和LogR'HK的变化是兼容的对流活动的影响，在太阳的情况下观察到的，而对于其他恒星，其他来源（如双星或同伴）必须调用来解释大RV的变化。我们还确认了LogR'HK和金属丰度之间的关系，这可能会影响金属丰度和系外行星之间可能存在的关系的讨论，因为RV调查偏向于低LogR'HK，并可能偏向于高金属丰度恒星。我们的结论是，活动和金属丰度强烈影响的小尺度对流水平在F7-K4范围内的恒星，低质量的恒星和低金属丰度的恒星具有较低的振幅和较大的振幅。
2017-11-07 astro-ph.SR
Convective characteristics of Fe I lines across the solar disc
本文利用空间分辨宁静太阳光谱分析1000余条Fe I谱线在日心到日缘的对流多普勒位移、线深、波长及形成温度关系，以约束太阳和恒星大气模型。
2023-10-24 astro-ph.SR
The IAG solar flux atlas: Accurate wavelengths and absolute convective blueshift in standard solar spectra
我们提出了一个新的太阳通量图集，目的是了解太阳基准数据的波长精度和准确性。该图集涵盖了405- 2300 nm的波长范围，由哥廷根天体物理研究所（IAG）用傅里叶变换摄谱仪观测。与其他FTS图谱相比，整个可见光波长范围只使用一个摄谱仪设置同时观察。我们比较的波长解决方案的新图集的基特峰太阳通量图集和HARPS频率梳校准的太阳图集。通过比较，揭示了两个基特峰FTS地图集因其波长标度的构建而产生的系统学特征，并显示了IAG和HARPS地图集之间的一致性。我们的结论是，IAG图谱是精确和准确的$\pm 10$ m s $^{-1}$的顺序在405- 1065 nm的波长范围内，而基特峰图谱显示几十到100 m s $^{-1}$的偏差大。我们确定了绝对对流蓝移的光谱从IAG图集和报告略有差异相对于基特峰图集，我们归因于波长尺度之间的差异的结果。我们的结论是，基准太阳能数据与准确的波长解决方案是至关重要的，以更好地了解对流恒星RV测量的影响，这是在MS $^{-1}$精度的多普勒光谱的主要限制之一。
2015-11-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Radial velocity observations of the 2015 Mar 20 eclipse - A benchmark Rossiter-McLaughlin curve with zero free parameters
2015年3月20日，我们在哥廷根天文物理研究所用太阳望远镜和FTS获得了159个太阳光谱，其中76个光谱是在日偏食期间拍摄的。我们获得的RV使用$I_2$作为波长参考，并确定RM曲线的峰-峰振幅几乎为1.4 km s $^{-1}$在典型的RV精度优于1 m s $^{-1}$。我们模拟磁盘集成太阳能RV使用表面速度，临边变暗，对流蓝移的信息从三维磁流体动力学模拟。我们确认，对流蓝移是至关重要的了解日食期间的太阳RV。我们最好的模型再现的观测结果的相对精度为10%，残差小于30 m s $^{-1}$。我们交叉检查参数化的速度场使用多普勒从太阳动力学天文台，并得出结论，磁盘集成的多普勒不提供正确的信息对流蓝移所需的MS $^{-1}$ RV工作。作为日食期间模拟RV的主要限制，我们确定了关于对流蓝移和线形作为太阳临边角函数的有限知识。我们怀疑，我们的模型线的轮廓是太浅，在肢体角大于$μ= 0.6$，导致不正确的加权的速度在整个太阳盘。其他的解释也不能被排除，比如在日食观测期间，磁区对流的抑制和未被发现的系统学。提出了精确观测日线剖面的建议。我们公布我们的RV采取日食期间作为基准曲线的代码计算RM效应和太阳表面速度和线轮廓的模型。
2016-09-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Convective line shifts for the Gaia RVS from the CIFIST 3D model atmosphere grid
要从恒星光谱的波长变化推导出恒星沿视线的空间速度，需要考虑一些二阶效应。对于大多数恒星，引力红移，对流蓝移和横向恒星运动是主要的贡献者。我们提供了理论修正的净速度移动，由于对流预期的测量从盖亚径向速度谱仪（RVS）。我们使用了一组三维的时间依赖的模拟恒星表面对流计算CO 5 BOLD计算光谱的晚型恒星在盖亚RVS范围内，并推断净速度偏移，对流运动将引起的径向速度来自互相关。由互相关得到的净速度位移取决于观测的波长范围和光谱分辨率。盖亚RVS观测的对流位移对于晚K型恒星小于0.1 km/s，并且它们随着恒星质量的增加而增加，对于早期F型矮星达到约0.3 km/s或更高。这一趋势是由于线形成区的温度和速度波动随有效温度的增加而增加的结果。我们的模拟还表明，在某些情况下，净RVS对流位移可以是正的（即红移）。总体而言，蓝移随着表面重力的增加而略有减弱，并在低金属含量时增强。引力红移量高达0.7公里/秒，并主导了矮星的对流蓝移，但在巨星中变得弱得多。
2013-01-16 astro-ph.SR
Accounting for Convective Blue-Shifts in the Determination of Absolute Stellar Radial Velocities
对于晚型非活动恒星，引力红移和对流蓝移是径向速度测定中偏差的主要来源。如果忽略这些影响，可能会引入约0.5 km/s的系统误差。我们证明，太阳表面对流的三维流体动力学模拟可以用来预测的对流蓝移弱谱线在类太阳恒星~ 0.070 km/s。使用精确的三角函数和恒星演化模型，引力红移可以被限制在类似的不确定性，导致绝对径向速度精确到优于~ 0.1 km/s。
2009-09-02 astro-ph.SR
Common dynamo scaling in slowly rotating young and evolved stars
对晚型恒星的活动和磁性的一种解释是，它们都随着罗斯比数的减少而增强，直到饱和水平，这表明恒星发电机依赖于旋转和对流湍流。然而，一些研究声称，旋转本身就足以充分参数化这种缩放。在这里，我们解决的问题，包括演化的，后主序星的旋转活动关系的分析，湍流恒星发电机的相关性。与主序星相比，这些恒星旋转非常缓慢，但表现出类似的活动水平。我们发现，这两个演变阶段落在一起的旋转活动图，并形成一个单一的序列在不饱和制度的关系，只有来自恒星模型的Rossby数，确认早期的初步结果，依赖于一个更简单的参数化对流周转时间。这反映了最近完全对流的M矮星的结果，它们同样落在与部分对流太阳型恒星相同的旋转活动序列上。我们的研究结果表明，湍流在驱动恒星发电机中起着至关重要的作用，并表明有一个共同的与磁场相关的发电机机制解释了所有晚型恒星的磁活动。
2020-03-19 astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs: Convective shift and starspot constraints from chromatic radial velocities
上下文恒星活动引起的变化是对发现和表征类地系外行星的挑战，并使大气行星信号的解释复杂化。目的。我们的目标是使用一个详细的建模工具来重现活动区域对径向速度测量的影响，这有助于识别对引起的变化有影响的关键参数。方法.我们分析了恒星活动对径向速度的影响，作为波长的函数，通过模拟的影响，对流运动引起的位移和旋转的点的属性。我们将建模工作集中在活跃的恒星YZ CMi（GJ 285）上，这是用CARMENES和Joan Oro望远镜进行光度和光谱监测的。结果我们表明，在不同波长的径向速度曲线产生确定的关键属性的活动区域，包括点填充因子，温度对比度，和位置，从而解决它们之间的简并。最值得注意的是，我们的模型对对流运动也很敏感。结果表明，减少对流移动的M矮星相比，太阳型恒星（与理论外推的协议），并指出一个小的全球对流红移，而不是蓝移。结论.使用一种新的方法的基础上同时色径向速度和光变曲线，我们可以设置强有力的约束恒星活动，包括一个难以捉摸的参数，如净对流运动的影响。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
One month convection timescale on the surface of a giant evolved star
针对低质量演化巨星对流时标与尺度约束不足的问题，通过重建剑鱼座R星的干涉图像，测得其表面对流特征尺度、运动速度及约一个月的对流时标，为高低质量演化星的对流性质差异提供了观测依据。
2024-09-13 astro-ph.SR
Effects of stratification on overshooting and waves atop the convective core of $5M_{\odot}$ main-sequence stars
本文通过二维模拟研究5倍太阳质量恒星在不同演化阶段核心上方的氦分层对对流的影响，发现分层抑制过冲混合并减弱内重力波，使演化后期波动功率显著降低。
2024-07-08 astro-ph.SR
Modelling differential rotation of red giants: the case of the evolved sun
天文地震学揭示了红巨星核心的旋转速度比它们的对流包层快一个数量级。本文试图用恒星对流区角动量输运理论解释这种转动状态。基于该理论的微分自转模型被应用于一个太阳质量的红巨星的演化状态序列。模型计算显示，与恒星表面相比，核心的旋转速度大约快10倍。这种旋转状态是由角动量的非扩散向下对流传输引起的。核心和外壳之间的旋转速率的对比随着恒星的半径（年龄）而增加。地震学检测到的巨星核心自旋下降的比例也被复制。
2019-10-29 astro-ph.SR
A Measurement of Stellar Surface Gravity Hidden in Radial Velocity Differences of Co-moving Stars
对于非简并恒星来说，由恒星表面引力引起的引力红移是很难测量的，因为它的振幅与由恒星径向速度引起的典型多普勒频移相比很小。在这项研究中，我们利用盖亚任务的大型观测数据集，以实现显着减少这些随机恒星运动引起的噪声。通过测量同向运动恒星和宽双星的速度差，我们可以统计地测量引力红移和对流蓝移对谱线的综合影响，从而消除恒星特殊运动的影响。对于在这项研究中考虑的恒星的子集，我们发现在盖亚径向速度观测到的差异和表面重力和对流蓝移的差异从有效的温度和光度测量推断之间的正相关性。结果排除了我们的完整数据集在$5σ$水平的空信号。此外，我们还研究了二进制运动的次主导效应，以及盖亚内径向速度测量中可能存在的系统误差。预计这项研究中提出的技术的结果将在下一次盖亚数据发布的数据中得到显着改善。这些改进可以用来约束质量-光度关系和预测对流蓝移幅度的恒星模型。
2022-06-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Angular momentum fluctuations in the convective helium shell of massive stars
我们发现显着的角动量波动的对流氦壳的前坍缩大质量恒星-核心坍缩超新星的祖先-这可能有助于形成吸积盘和喷流，可以爆炸的明星。用亚音速流体动力学求解器MAESTRO计算了M_ZAMS= 15 Msun演化恒星模型中的对流，该对流包含了具有不同方向净角动量的整个壳层。这一现象可能对大质量恒星的后期演化阶段以及核心坍缩的动力学有重要的意义。
2016-06-09 astro-ph.SR
Modelling the Rossiter-McLaughlin Effect: Impact of the Convective Centre-to-Limb Variations in the Stellar Photosphere
罗斯特-麦克劳克林效应的观测提供了恒星-行星排列的信息，可以为行星迁移和演化理论提供信息。在这里，我们超越了经典的RM建模和探索的对流蓝移的影响，不同的恒星盘和非高斯恒星光球配置文件。我们模拟了一个对齐的热木星的4 d轨道约太阳类恒星和注入中心到肢体的速度（和轮廓形状）的变化的基础上辐射的3D磁流体动力学模拟太阳表面对流。我们的模型和经典RM模型之间的残差依赖于固有的轮廓宽度和v sin i;残差的幅度随着v sin i的增加而增加，并且随着固有轮廓宽度的减小而增加。对于缓慢旋转的恒星，中心到边缘的对流变化占主导地位的残差（振幅为10 s cm/s到~1 m/s）;然而，对于快速旋转的恒星，主要的残差特征是由于非高斯的内在轮廓（振幅为0.5-9 m/s）。当影响因子为0时，忽略对流中心到边缘的变化导致了约10-20度的不确定性，即使真实的v sin i是已知的。此外，忽略对非对称内禀轮廓进行适当建模，对旋转速度更快的恒星（例如v sin i = 6 km/s）有更大的影响，并在测量的双折射率中造成约20度的系统误差。因此，忽略恒星表面对流的影响可能会使恒星-行星排列测量产生偏差，从而也会使行星迁移和演化理论产生偏差。
2016-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The mass discrepancy in intermediate- and high-mass eclipsing binaries: the need for higher convective core masses
（节略）光谱双线双星系统（SB 2）是校准恒星内部结构和演化理论的优秀实验室。我们的目标是研究双星的质量差异。我们研究了近核混合对恒星对流核质量的影响，并在质量差异的背景下解释了结果。两种情况被认为是，在一个单独的恒星组成的二元系统被视为彼此独立的，他们被迫有相同的年龄和初始化学成分。我们发现，在我们的样本中存在的质量差异，它是反相关的恒星的表面重力。没有发现与其他基本参数和大气参数，包括恒星质量的相关性。这种质量差异可以通过增加恒星演化模型中近核混合的数量来部分解释。我们还发现，忽略微湍流速度和湍流压力在恒星大气模型的热演化恒星的结果高估其有效温度高达8%。再加上增强的近核心混合，这几乎可以完全解释V380 Cyg演化的主要成分的30%质量差异。我们发现质量差异和对流核心质量之间有很强的联系。在热演化恒星的光谱分析中，考虑额外的近核边界混合和一致性处理的联合作用，可以解决质量差异问题。我们的二进制模拟结果对流的核心质量之间的17%和35%的恒星质量，在很好的协议与结果重力模式asteroseismology的单星。这意味着在主序末期氦核的质量比目前预期的要大。
2020-03-19 astro-ph.SR
MHD and deep mixing in evolved stars. 1. 2D and 3D analytical models for the AGB
提出了从H壳层附近出现的磁化域对热核灰烬的平流作用来解释AGB星丰度。在这里，我们通过精确的MHD模型定量地验证了这一想法。从一个简单的2D几何形状和惯性框架，我们研究等离子体平衡，避免了复杂的数值模拟。我们表明，在AGB星的对流包络线以下，可变磁场引起自然膨胀，几乎理想的MHD条件允许，其中径向速度增长为半径的二次方。然后，我们研究的对流信封，在宏观湍流的复杂性只允许一个示意性的分析处理。这里径向速度取决于半径的平方根。然后，我们验证了我们的结果的鲁棒性与3D计算的速度，表明，对于这两个研究区域，以前发现的解决方案可以被看作是一个更复杂的行为的平面部分，其中无论如何，平均径向速度保持相同的依赖于半径在2D中找到。作为最后的检查，我们比较我们的结果近似描述的浮力磁结构。对于现实的边界条件的包络线交叉时间是足够的，分散在巨大的对流区的任何材料运输，这表明磁平流作为一个有前途的机制，深混合。混合速度小于对流，但大于扩散，足以在红巨星的额外混合。
2014-04-09 astro-ph.SR
Absolute properties of the eclipsing binary system AQ Serpentis: A stringent test of convective core overshooting in stellar evolution models
我们报告了对分离的、周期为1.69天的双线食双星AQ Ser的差示光度观测和径向速度测量结果。确定的组件的精确质量和半径分别优于1.8%和1.1%，并且M1 = 1.417 +/- 0.021 MSun，M2 = 1.346 +/- 0.024 MSun，R1 = 2.451 +/- 0.027 RSun，R2 = 2.281 +/- 0.014 RSun。温度分别为6340 +/- 100 K（光谱类型F6）和6430 +/- 100 K（F5）。这两颗恒星都是相当演化的，以至于恒星演化理论的预测对对流核心上方的额外混合程度（过冲）特别敏感。组分质量的差异足以排除H-R图中超过中心氢耗尽点的位置，这意味着需要额外的混合。此外，我们发现，目前的主序列模型是无法匹配的观察到的属性在一个单一的年龄，即使允许未知的金属丰度，混合长度参数，对流超调参数自由和独立地变化的两个组件。质量较大的恒星的年龄在系统上显得更年轻。AQ Ser和其他类似演化的食双星显示出同样的差异，突出了当前恒星理论中描述过冲的一个突出而又被忽视的问题。
2013-12-04 astro-ph.SR
The height of convective plumes in the red supergiant $μ$ Cep
目的。我们试图了解红超巨星中的对流以及引发冷演化恒星质量损失的机制。方法. $μ$ Cep光谱的原子线的线性分光偏振法揭示的信息远远超出了先前模型预期的波长范围。这被解释为扩张中的结构，在前半球可见，有时也在后半球可见。我们的模型的等离子体分布连同其相关的速度，通过反演算法，以适应所观察到的线性极化。结果我们发现，假设存在的等离子体超出肢体上升到足够高，可以看到上面可以解释所观察到的线性极化签名，以及它们的演变的时间。由此，我们能够推断出对流羽流的几何高度，并确定这种热等离子体上升到至少1.1 R*。结论. $μ$ Cep似乎处于活跃期，血浆浓度通常高于1.1 R*。我们将这个结果推广到所有处于类似演化阶段的红超巨星，在某些时期，红超巨星可以很容易地将等离子体发送到更高的高度，就像$μ$ Cep目前所做的那样。等离子体上升到这样的高度可以很容易地逃脱恒星引力。
2023-01-03 astro-ph.SR
Combining observational techniques to constrain convection in evolved massive star models
最近的恒星演化计算表明，质量在20 - 30 Msun之间的大质量恒星在其生命的两个不同阶段位于赫罗图的蓝超巨星（BSG）区域：在主序之后（MS，第1组）和在红超巨星阶段之后的蓝向演化期间（第2组）。从观测到的变星BSG（天鹅座α变星）的一个子群的脉动性质，我们可以推断这些恒星属于第2组。然而，很难同时拟合观测到的这些恒星的表面丰度和重力，这就限制了大质量恒星中化学物质传输的物理过程。我们将在这里表明，表面丰度是非常敏感的物理对流，特别是中间对流壳的位置，出现在点火的氢壳燃烧后MS。我们的研究结果表明，使用勒杜标准来确定对流区域的恒星模型导致更好的拟合α Cyg变量的表面丰度比史瓦西之一。
2014-08-24 astro-ph.SR
Exploring stellar evolution models of sdB stars using MESA
恒星演化计算已经取得了巨大的成功，再现了观测到的不同类型恒星的大气特性。最近检测到的g-模式脉动在进化的他燃烧的恒星允许一个罕见的比较其内部结构与恒星模型。亚矮星B星的星震学研究表明，对流核的质量约为恒星总质量的$0.22-0.28\,M_\odot$、$\gtrsim 45\,\%$。以前的研究发现，在一个相当的进化阶段，对流核心质量（$\lesssim 0.19\,M_\odot$）显着较小。我们用MESA（恒星天体物理学实验模块）开发了恒星模型，以探索从星震学推断的内部结构如何通过标准算法再现。我们的定性演变路径、在$\log g-T_{\rm{eff}}$图中的位置和模型时间尺度与之前的结果一致。我们的完整进化序列的SdB质量落在经验SdB质量分布的范围内，但几乎总是低于中位数。使用标准的MLT与原子扩散，我们发现对流核心质量的$\sim 0.17-0.18 M_\odot$，平均在整个sdB寿命。我们可以增加对流核心的大小，使之与从星震学推断的一样大，但仅限于过冲参数的极端值（过冲在边界处给出数值上不稳定和物理上不现实的行为）。恒星湍流对流的高分辨率三维（3D）模拟表明，对流混合的史瓦西准则系统地{ \it低估了混合的实际程度，因为边界层的形成。}考虑到这一点，将减少sdB总质量和对流核心质量的误差。
2015-05-26 astro-ph.SR
Testing tidal theory for evolved stars by using red-giant binaries observed by Kepler
潮汐相互作用控制着密近双星和行星系统中角动量的重新分配，决定着系统向可能的平衡态演化。在低质量恒星的对流包层中，作用于平衡潮汐的湍流摩擦对双星的角动量交换有很大的影响。此外，在最近的文献中，以及本文提出的理论模型表明，动力潮的耗散，构成的潮汐惯性波传播的对流信封，是弱的相比，在红巨星阶段的平衡潮的耗散。当我们将Zahn（1977），Verbunt & Phinney（1995）和Remus，Mathis & Zahn（2012）开发的平衡潮汐形式主义应用于NASA开普勒任务观察到的所有已知红巨星双星样本时，这一预测得到了证实。此外，观察到的充分解释，仅援引平衡潮汐耗散。这种整体分析也受益于振动分量和表面旋转速率的地震特性。通过星震学，以前的偏心率作为一种进化状态诊断的说法被抛弃了。这一结果对于我们理解恒星演化高级阶段多恒星和行星系统的演化具有重要意义。
2018-06-19 astro-ph.SR
Revising the evolutionary stage of HD 163899: the effects of convective overshooting and rotation
根据对B型超巨星HD 1，163899的质光比、有效温度和自转速度的新测定以及对恒星振荡谱的解释，修正了该恒星的演化地位。氮碳丰度的观测值确定了恒星的旋转速率。现在，更大质量的模型比以前考虑的更受欢迎，而且很可能该恒星仍处于主序星阶段。旋转引起的混合表现为大气中氮的过剩，这与我们对HARPS谱的分析一致。因此，HD 163899可能属于一组演化的富氮主序星。
2016-12-23 astro-ph.SR
Probing the mid-layer structure of red giants I. Mixed-mode coupling factor as a seismic diagnosis
星载任务CoRoT和开普勒已经对低质量演化恒星的内部结构带来了严格的限制，其中很大一部分来自混合模式的检测。然而，这些振荡模式作为恒星内部诊断的所有潜力尚未得到充分利用。特别是，耦合因子或重力偏移的混合模式，$q$和$\varepsilon_{\rm g}$，预计将提供额外的限制红巨星，这是位于氢燃烧壳层和附近的对流区的基础之间的中间层。在本文中，我们探讨了潜在的耦合因子在探测演化恒星的中层结构。在典型恒星模型和一般物理考虑的指导下，我们模拟了耦合区的演化。随后，我们得到了一个解析表达式的$q$的混合模式的渐近理论的基础上，并比较它的观测。结果表明，$q$的值与耦合倏逝区的厚度和局域密度标度高度成简并关系。根据这一模型，对在亚巨星和红巨星分支以及红团上观测到的$q$的全球变化进行了结构解释。我们表明，$q$具有很好的潜力，探测迁移的对流区域的基础，以及在典型的$ν_{\rm max} \lesssim 100~μ$ Hz的演化红巨星对流额外混合。我们还表明，$q$的频率依赖性不能被忽略的振荡光谱，这是在目前的测量方法中所假设的相反。这项分析研究铺平了道路，更定量的探索$q$与内部性质的演化恒星使用恒星模型。
2019-12-12 astro-ph.SR
Characterizing the Velocity Fields in Massive Stars
我们应用矢量球谐函数分解的数学形式主义对流恒星速度场的多维流体动力学模拟，并表明，由此产生的功率谱提供了一个强大的和稳定的统计描述恒星对流湍流。功率谱的分析有助于确定对流过程的关键物理参数，如影响大规模演化前超新星恒星结构的湍流运动的主导尺度。我们介绍了数值方法，可用于计算矢量球谐功率谱从二维和三维对流壳模拟数据。利用该方法，我们研究了一颗15 Msun恒星的氧壳层燃烧和对流的性质，并利用流体力学程序FLASH进行了二维和三维模拟。我们讨论了现实的初始条件，以实现成功的核心坍缩超新星爆炸的多维模拟的重要性。我们表明，计算的功率谱可以用来产生实现的速度场的前超新星对流壳。我们发现，螺线管模式的功率谱的斜率保持不变，在整个演化的对流在氧气壳层中的二维和三维模拟。我们还发现，对流元素的特征径向尺度在3D中比在2D中小，而角尺度在3D中较大。
2014-08-30 astro-ph.SR
Mass Loss in Evolved Stars
本文介绍了射电与亚毫米波观测揭示的AGB阶段恒星质量损失研究新进展，梳理了该过程的物理机制难点与相关多维度解析研究成果。
2023-07-19 astro-ph.SR
Rotation of the convective core in $γ$ Dor stars measured by dips in period spacings of g modes coupled with inertial modes
周期间隔（$ΔP$）与偶极双g模周期（$P$）之间的关系对于测量快速旋转的$γ$ Dor星和缓慢脉动的B（SPB）星的g模腔中的旋转速率是有用的。在快速旋转的恒星中，对流核中的惯性模可以与周围辐射区中传播的g模共振耦合。共振耦合导致$P$ - $ΔP$关系的下降，这与化学成分梯度引起的调制不同。在$ΔP$中的这种共振下降出现在对应于自旋参数$2f_{\rm rot}{\rm(cc)}/ν_{\rm co-rot} \sim 8-11$的频率附近，其中$f_{\rm rot}$（cc）是对流核心的旋转频率，而$ν_{\rm co-rot}$是同向旋转坐标系中的脉动频率。共振时的自旋参数在某种程度上取决于核心过冲的程度、中心氢丰度和其他恒星参数。我们可以在观察到的倾角与预测从主序模型的双极g模式，允许对流核心旋转差分从周围的g模式腔的周期。我们已经进行了这样的拟合16个选定的$γ$多尔星有明确的倾角，并发现大多数的$γ$多尔星，我们研究的旋转几乎均匀，而对流核心往往比g-模式腔在进化程度较低的恒星旋转略快。
2021-02-17 astro-ph.SR
Triggering jet-driven explosions of core-collapse supernovae by accretion from convective regions
我们发现坍缩的大质量恒星核的对流区具有足够的随机角动量，可以在新生的中子星（NS）或黑洞（BH）周围形成间歇性的吸积盘，这符合核坍缩超新星爆炸的抖动喷流模型的要求。为了得出这一结论，我们推导了恒星对流层中随机比角动量的近似表达式，并利用混合长度理论将其应用于四个恒星模型的核心坍缩时期。在所有使用恒星演化代码MESA演化的模型中，对流氦层有足够的角动量形成一个吸积盘。NS或BH周围可形成吸积盘的质量为0.1- 1.2 Mo;根据抖动喷流模型，这个质量的随机吸积可以形成间歇性的吸积盘，喷射出足够强大的喷流来爆炸恒星。我们的结果表明，即使核内~2- 5 Mo吸积到NS或BH（质量取决于恒星模型）上后没有发生爆炸，核外层的吸积最终也会导致高能超新星爆炸。
2014-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Calibrating the α parameter of convective efficiency using observed stellar properties
上下文在确定精确的恒星参数和恒星化学成分时，合成模型大气计算仍然是最常用的工具。除了三维模型，始终解决流体动力学过程，一维模型，使用近似对流能量传输发挥了主要作用。目标。我们使用现代Balmer线形成理论以及太阳和南河三的光谱能量分布（SED）测量来校准模型参数α，该参数描述了我们的一维模型中的对流效率。对流在参数空间中的一个显著范围内进行了校准，从F-K沿着主层序到达，并在宽范围的金属丰度上对岔道和巨型分支进行采样。这种校准与理论评估进行了比较，并允许对恒星大气进行精确建模。方法.我们使用Balmer线拟合和SED拟合来确定对流效率参数α。这两种方法对光球层的结构和温度分层都很敏感。结果虽然SED拟合不允许精确确定太阳和南河三的对流参数，但它们都有利于显著高于1.0的值。Balmer线拟合，我们发现更敏感，表明对流效率参数α是$\approx$ 2.0的主序星和迅速下降到$\approx$ 1.0的演化恒星。这些结果与3D模型的预测高度一致。虽然主序星上的数值与预测非常吻合，但测量结果表明，随着恒星向巨星分支演化，对流效率的降低比模型预测的更为剧烈。
2015-04-07 astro-ph.SR
The magnetic strip(s) in the advanced phases of stellar evolution - Theoretical convective turnover timescale and Rossby number for low- and intermediate-mass stars up to the AGB at various metallicities
最近对普通G、K和M巨星的分光偏振观测显示，HRD中的局部磁条与第一次挖掘和核心氦燃烧发生的区域一致。我们试图了解这种晚型巨星中磁场的起源。在类比与晚型矮星，我们主要集中在已知的参数，影响产生的磁场的外对流信封。我们计算的经典发电机参数沿演化轨道的低和中等质量的恒星在不同的金属丰度使用恒星模型，已被广泛测试的光谱和asteroseismic观测。这些包括对流周转时间尺度和对流Rossby数，从PMS到RGB或早期AGB的尖端计算。为了研究非常扩展的外对流包络的影响，我们计算这些参数的整个对流包络和本地，也就是说，在不同的深度内的信封。我们还计算了主序上中等质量恒星对流核的周转时间尺度和相应的Rossby数。我们的模型表明，Rossby数的对流信封变得低于统一的赫兹-罗素图的磁场确实被检测到的良好界定的位置。我们表明，α-欧米茄发电机过程可能不会连续运行，但它们是有利于在恒星对流信封在两个特定的时刻沿演化轨迹，即，在第一次疏浚在RGB的基础上，并在中央氦燃烧的氦燃烧阶段和早期AGB。这种普遍的行为可以解释最近通过对演化恒星的专门分光偏振测量发现的所谓磁条。
2017-03-31 astro-ph.SR
Star-planet interactions. V. Dynamical and equilibrium tides in convective zones
当行星从原行星盘形成，并且在盘消散之后，它们的轨道演化受潮汐相互作用、摩擦和引力拖曳以及恒星和行星质量变化的控制。这些相互作用可能会改变行星与其主星之间距离的初始分布，通过扩大原始轨道，通过收缩它（这可能会导致行星被恒星吞没）或摧毁行星。我们研究了行星在平衡潮汐、动力潮汐、阻力（摩擦力和引力）以及恒星质量损失的影响下绕其主星运行的轨道演化。我们使用Geneva恒星演化程序计算了初始质量为1和1.5太阳质量的恒星在太阳金属丰度下不同自转速率的演化。这颗恒星是从前主序星（PMS）演化到红巨星分支的尖端。我们使用这些模型作为输入来计算行星轨道的演变。我们探索了改变行星质量（1个地球质量到20个木星质量），行星和恒星之间的距离（0.015和3个天文单位以上），质量和恒星自旋的影响。我们目前的结果时，只有平衡潮汐占平衡和动态潮汐占。动力潮汐的表达式是潮汐激发的惯性波的频率平均耗散，从分段均匀的两层恒星模型获得。忽略了重力波阻尼。对流区的动力潮汐只有在PMS阶段和快速旋转的恒星才对行星轨道产生重大影响。它们在PMS阶段对初始慢转恒星和红巨星分支阶段没有显著影响，无论初始旋转如何（删节）。
2018-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models V. Synthetic stellar spectra and broad-band photometry
上下文冷星的表面结构和动力学的特征是存在对流运动和湍流，它们形成了出射光谱。目的。我们使用现实的三维辐射流体动力学模拟从交错网格计算合成光谱与辐射转移代码Optim 3D的恒星具有不同的恒星参数来预测光度颜色和对流速度的变化。方法.我们计算了1000至200 000 A的光谱，恒定分辨率为20 000，以及8470和8710 A（盖亚径向速度光谱仪- RVS -光谱范围），恒定分辨率为300 000。结果我们使用合成光谱来计算Johnson-Wavins UBV（RI）、SDSS、2 MASS、Gaia、SkyMapper、Stromgren系统和HST-WFC 3中的理论颜色。我们发现，除了跨越光谱的光学和紫外区域的窄滤光片外，1D与3D的差异仅限于很小的百分比。此外，我们推导出对流速度场对选定的Fe I线的影响。我们发现，相对于参考的一维流体静力学模型，三维模拟的整体对流位移在-0.235和+0.361 km/s之间。我们发现了一个净相关的对流位移与有效温度：较低的有效温度表示红移和较高的有效温度表示蓝移。我们的结论是，从RVS光谱提取准确的径向速度需要适当的对流位移的波长校正。结论.使用现实的3D流体动力学恒星大气模拟预测测光与经典的1D流体静力学模型晚型恒星相比，有一个小，但显着的影响。我们通过POLLUX数据库向社区公开所有光谱。
2018-01-05 astro-ph.SR
Dimming events of evolved stars due to clouds of molecular gas. Scenarios based on 3D radiation-hydrodynamics simulations with CO5BOLD
针对参宿四调光事件揭示的大质量恒星演化认知缺口，通过CO5BOLD三维辐射流体模拟提出三种分子气体云遮挡情景，解释暗斑形成与调光机制，为超巨星调光事件提供理论依据。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first measurements of carbon isotopic ratios in post-RGB stars: SZ Mon and DF Cyg. E-iSpec: A spectral analysis tool to derive elemental abundances and isotopic ratios for evolved stars
本研究利用多波段光谱数据开发了 E-iSpec 工具，首次测量了后红巨星分支双星 SZ Mon 和 DF Cyg 的碳同位素比率，发现其耗损模式与后渐近巨分支恒星相似，但起始温度更高，且观测丰度与单星演化模型预测一致。
2024-03-15 astro-ph.SR
Convective dynamos of black widow companions
本研究利用MESA代码探究脉冲星辐照对黑寡妇/红背脉冲星伴星结构的影响，发现强辐照会削弱对流与磁场、改变磁制动演化过程，解释了不同周期双星系统的形成，可为磁制动规律校准提供依据。
2023-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
KIC 4142768: An Evolved Gamma Doradus/Delta Scuti Hybrid Pulsating Eclipsing Binary with Tidally Excited Oscillations
本文描述了KIC 4142768的特征，它是一个食双星，有两颗演化的A型星，在偏心轨道上运行，周期为14天。结合{\it Keck} HIRES的光谱和{ \it Kepler}的光度测量，我们测量了两个组分（$M_1=2.05M_{\odot}, R_1=2.96R_{\odot}$和$M_2=2.05M_{\odot}, R_2=2.51R_{\odot}$）的基本参数。测得的表面自转速率仅为偏心轨道伪同步速率的五分之一。光变曲线的傅立叶光谱揭示了$δ$ Scuti和$γ$ Doradus类型的混合脉动，对于p模式，脉动频率约为$15-18$天$^{-1}$，对于低频g模式，脉动频率约为$0.2-1.2$天$^{-1}$。一些g模式是精确的轨道谐波，可能是潮汐激发的。它们的脉动幅度和相位都与线性潮汐理论对$l=2, m=2$波的预测相一致。我们研究的周期间隔模式的自由振荡g模式，并确定它们主要是作为双扇形偶极子模式。p模的不稳定频率范围和频率间隔以及g模的渐近周期间隔都与主星演化到主序星晚期的恒星模型一致。对流核心边界的推断旋转速率非常慢，类似于从光谱推断的小表面旋转速率。测量的表面和近核心的旋转速率提供了测试的角动量转移和潮汐同步演化偏心双星系统的机制的约束。
2019-09-09 astro-ph.SR
Magnetic signatures on mixed-mode frequencies. I. An axisymmetric fossil field inside the core of red giants
在演化的类太阳恒星的核心和外壳之间发现的适度差异旋转可能是辐射内部捕获的强大磁场的标志。中等质量红巨星的人口呈现出令人惊讶的低振幅的混合模式，也可能是由于内部磁场的影响。事实上，已知质量大于1.1 M的恒星在其主序期间会发展出对流核心，在恒星演化的剩余时间里，对流核心会松弛成被困在恒星核心内的强大化石磁场。混合模的观测可以构成对演化的类太阳恒星最深层的一个很好的探测。因此，混合模式上的磁扰动在星震数据中可能是可见的。为了解开哪些约束可以从观测中获得，我们从理论上研究了一个合理的混合轴对称磁场与各种振幅的混合模式的演化类太阳恒星的频率的影响。计算了偶极和四极混合模的一阶频率扰动。这些计算是针对一系列恒星的年龄、质量和金属丰度进行的。我们发现，典型的化石场强度为0.1-1 MG，与主序列期间对流核心中存在发电机一致，在红巨星分支期间引起混合模式频率多重峰的显着不对称。我们表明，这些签名可能是检测到的asteroseismic数据场振幅足够小的振幅的模式不受重力转换成阿尔芬波内磁化内部。最后，我们推断出一个上限的场的强度，其行动的时间尺度的相关下限，重新分配恒星内部的角动量。
2021-02-01 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper IV. The evolved G-type system AN Camelopardalis
安凸轮是一个很少研究的食双星包含有点演变的组成部分，在轨道上的周期为21.0 d和偏心率为0.47。1977年发表了基于光电径向速度的光谱轨道。使用TESS卫星在三个部分观测了AN Cam：数据是以长节奏模式获得的，涵盖九次日食。通过模拟这些数据和公布的径向速度，我们得到的质量为1.380 +/- 0.021 Msun和1.402 +/- 0.025 Msun，半径为2.159 +/- 0.012 Rsun和2.646 +/- 0.014 Rsun。我们还从这些数据和最近的最低光时间得到了精确的轨道星历，但发现假设一个恒定的轨道周期，旧的最低光时间不能拟合。这可能是由天体物理或仪器效应引起的;即将到来的TESS观测将有助于调查这一问题。我们使用盖亚EDR 3视差和光学/红外视星等来测量6050 +/- 150 K和5750 +/- 150 K的有效温度：主星比它的伴星更热，但更小，质量更小。与理论模型的比较表明，该系统具有近似太阳的化学成分，年龄为3.3 Gyr。尽管它们的质量相似，但这两颗恒星处于不同的演化状态：主星接近主序星寿命的终点，而主星现在是亚巨星。AN凸轮是一个有前途的候选人约束的对流核心过冲在1.4 Msun星的强度。
2021-03-05 astro-ph.SR
Rotation and Magnetism of Massive Stellar Cores
演化的大质量恒星的内部旋转和磁性被认为是响应i）向内泵的角动量通过深和缓慢旋转的对流层;和ii）的螺旋形磁场在辐射层的绕组。即使在环向场受到扭结限制的情况下，场绕组仍能有效地传输角动量。磁螺旋度从邻近的对流包层（或核心）被泵入一个不断增长的辐射层。在大质量恒星的早期吸积阶段形成的后退对流包层是其核心螺旋度的主要来源，在坍缩的中子星（NS）残余物中产生$\sim 10^{13}$ G极磁场。使用不同质量的MESA模型，我们发现NS旋转变化显着，从$P_{\rm NS} \sim 0.1-1$ s在一个13 $\,M_\odot$模型的$P_{\rm NS} \sim 2$ ms在一个$25\,M_\odot$模型与扩展核心。在质量较大的恒星中，由于热核燃烧后期形成的对流壳层的厚度不断增加，角动量的向内泵送更强。另一方面，失去足够质量以形成孤立的蓝超巨星的恒星最终会成为非常缓慢的旋转体。一个40 $\,M_\odot$恒星被一个大质量的双星伴星的潮汐自旋，被发现会极大地增加残余黑洞的自旋，从而在坍缩过程中形成一个旋转支撑的环面。崩溃后的衰减或放大的磁场的影响也被认为是。
2018-02-26 astro-ph.SR
Impact of radial truncation on global 2D hydrodynamic simulations for a Sun-like model
恒星对流是一种非局部过程，负责热量和化学物质的传输。它可以通过对流过冲和对流边界处的内部重力波（IGW）的激发来导致增强的混合。这些过程之间的关系仍然没有得到很好的理解，需要全球流体动力学模拟，以捕捉重要的大规模动态。恒星内部的陡峭分层表明，这种模拟的径向范围可以影响对流动力学，IGW在稳定分层的辐射区，和过冲层的深度。我们调查这些影响使用二维全球模拟完全可压缩恒星流体动力学代码MUSIC。我们比较了八个不同的径向截断相同的太阳系恒星模型演变超过约400对流周转时间。我们发现，内边界的位置对流动力学，对流超冲和IGW的旅行有一个微不足道的影响。我们将其与不受截断影响的低对流边界处的背景条件相关联，只要在模拟域中包括一个显着的深辐射层。然而，我们发现，延长外边界的恒星半径的百分之几显着增加对流区的速度和温度扰动，超调深度，功率和光谱斜率的IGWs。这种效应与外边界的背景条件有关，而外边界的背景条件实质上是由流体静力层结和给定的光度决定的。
2022-05-09 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Probing the shape of the mixing profile and of the thermal structure at the convective core boundary through asteroseismology
目的：我们调查从理论的角度来看，如果空间asteroseismology可以用来区分不同的热结构和形状的近核混合配置文件的不同类型的相干振荡模式在大质量恒星的对流核心，如果这种能力取决于沿主序列的模型的演化阶段。研究方法：我们计算了近核区域四种不同混合和温度梯度处方的一维恒星结构和演化模型。研究了它们对慢脉动B星和$β$ Cep星偶极引力模频率以及$β$ Cep星压力模频率的影响。结果如下：在主层序演化的不同阶段，不同模型的模式频率之间的比较表明，它们对温度梯度的变化比对近核区域混合剖面的确切形状更敏感。根据所观察到的光变曲线的持续时间，人们可以区分仅仅是温度梯度，或者也可以区分混合系数的形状。相对频率差一般较大的更先进的模型，是最大的$β$ Cep星的高频压力模式。结论：为了解开核心边界混合和近核心区域的热结构，必须有数百颗恒星的小行星地震质量和半径与$\sim 1\%$相对精度。
2019-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse. IV. VLTI/PIONIER interferometric monitoring of the photosphere
上下文冷的大质量演化恒星的质量损失机制知之甚少。参宿四的接近使它成为一个吸引人的目标，研究它的大气层，绘制它的信封形状，并遵循它的风的结构，从光球到星际介质。目标。参宿四的强烈对流运动与其质量损失之间存在联系。我们的目标是约束光球对流模式的空间结构和时间演变，并寻找这种联系的证据。方法.我们报告新的干涉观测在红外H波段使用VLTI/PIONIER仪器。我们在2012年1月至2014年11月期间监测了参宿四的光球层，以寻找可能引发外流的演变。结果我们在低空间频率的干涉观测与光球上存在的热点是兼容的，该热点具有一个恒星半径的特征宽度。它似乎是叠加在较小尺度的对流型。在更高的空间频率域中，我们观察到的观测和预测的三维流体动力学模拟之间的显着差异。结论.我们为红超巨星光球层中存在对流模式提供了新的证据。推测的热点可能是一个巨大对流单体的顶部，尽管仅凭这些干涉测量观测无法排除恒星的非对称延伸。所观察到的表面特征的属性显示出更强的对比度和不均匀性预测的三维辐射流体动力学模拟。我们建议，大的观察功能修改的对流模式在恒星表面的方式，模拟无法再现签名。
2016-03-30 astro-ph.SR
Giant planet engulfment by evolved giant stars: light curves, asteroseismology, and survivability
本研究利用 MESA 模拟恒星吞噬巨行星过程，发现吞噬会导致恒星增亮、星震学指标变化甚至引发类似红新星的爆发，且行星在潮汐瓦解前包层不会被抛射。
2023-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling of Rayleigh Scattering and Interstellar Polarization for Evolved Late-Type Stars
研究通过混合光谱模型分析瑞利散射与星际偏振对恒星偏振的影响，揭示了偏振光谱斜率的异常特征及恒星变化与星际信号的相互作用。
2025-12-03 astro-ph.SR
Magnetic Webs in Stellar Radiative Zones
该研究提出恒星辐射区中的“磁网”稳定构型通过耦合质量壳层传递角动量，解释红巨星及大质量恒星核心慢自转现象，与星震观测一致。
2025-09-25 astro-ph.SR
3D hydrodynamical simulations of a proton ingestion episode in a low-metallicity asymptotic giant branch star
我们使用3D恒星结构程序DJEHUTY模拟了质子被摄入一颗1太阳质量、金属丰度Z=10^-4的渐近巨星分支恒星的壳层间对流区的过程。我们已经运行了两个模拟：一个是由大约30万个区域组成的低分辨率模拟，一个是由200万个区域组成的高分辨率模拟。这两种模拟都是在恒星时间的大约4小时内进行的。我们观察到存在的快速，向下流动的羽流，能够运输到接近氦燃烧壳燃烧之前发生的氢。3D模型中的中间壳层比1D模型中的质子要丰富几个数量级，因此我们获得了比1D模型中更高的氢燃烧光度-在高分辨率模拟中超过10^8太阳光度。这些模拟中的对流速度比混合长度理论的预测大10倍以上，尽管由于增强的氢燃烧，3D模拟具有更大的能量产生。我们没有发现对流区分裂成两个的证据，尽管这可能是由于空间分辨率不够，或者因为模型没有发展足够长的时间。我们认为，1D混合长度理论，特别是使用扩散算法混合不给这些事件的准确图片。平流混合方案可以更好地表示在3D模型中看到的传输过程。
2011-09-06 astro-ph.SR
Massive Star Asteroseismology in Action
在简要介绍了星震学在恒星物理中的作用和原理后，着重介绍了近年来在各类恒星研究中的一些进展。综述了OB型星高精度高占空比空间测光的研究进展。此外，我们更新的概述地震估计的恒星参数的OB矮星，特别强调对流核心过冲。我们讨论了大质量恒星的脉动，旋转和磁变率之间的联系，并最终与未来的发展OB星的星震学前景。
2014-07-24 astro-ph.SR
Convective-core overshooting and the final fate of massive stars
本研究利用Mesa代码模拟大质量恒星演化，探究对流核过冲对前超新星结构及爆炸的影响，发现过冲量影响致密性峰值位置和黑洞形成光度范围，有助于解释红超巨星缺失问题。
2023-11-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
TESS Giants Transiting Giants. VI. Newly Discovered Hot Jupiters Provide Evidence for Efficient Obliquity Damping after the Main Sequence
本文首次系统研究亚巨星周围热木星的倾角，发现冷却至约6250 K以下的亚巨星系统中热木星轨道快速对齐，并将重新对齐时标上限限定为约500 Myr，为潮汐倾角阻尼机制提供了观测证据。
2024-07-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA II. Impact of Physical and Numerical Assumptions on Elemental Abundances
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Space sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège（列日大学空间科学、技术与天体物理研究（STAR）研究所）
本文研究了物理和数值假设对造父变星模型中元素丰度的影响，通过分析不同参数对演化轨道的影响，揭示了表面丰度的不确定性来源。
2026-02-08 astro-ph.SR
Overshooting calibration and age determination from evolved binary system
我们评估的偏差和变化的拟合年龄和对流核心超冲参数的演化双星占观测和内部的不确定性。我们考虑了一个双星系统，它由一颗2.50 $M_{\sun}$主星和一颗2.38 $M_{\sun}$伴星组成，在三个演化阶段（主星在中心氦燃烧的末端;在RGB底部;在氦核心燃烧）。已对质量测定的两个准确度值（1%和0.1%）进行了模拟。我们发现，拟合年龄和超调效率总是偏向于低值。这种低估与中心氦燃烧阶段的一次爆发有关，年龄为-8.5%，超调参数$β$为-0.04（相对误差为-25%）。在其他情况下，年龄低估了约4%。发现模拟之间的拟合值存在较大的变化：对于单个系统校准，$β$的值可以在0.0至0.26之间变化。对于0.1%的质量误差，全局变异性被抑制了2倍。我们用$\pm 150$ K解释了恒星有效温度的系统偏移。对于1%的质量误差，$β$在很大程度上偏向于探索范围的边缘，而对于较低的质量不确定性，它基本上不受0.0至0.2的约束。我们评估了单独恢复两颗恒星的$β$值的可能性。我们发现，这是不可能的一个主要的近中心的氢耗尽，而在其他情况下，拟合的$β$是一致的，但总是有偏差的。最后，区分轻度超调模型和无超调模型的可能性导致80%的可靠功效。然而，在中心氦燃烧的初级方案中，功率低于5%。
2018-03-19 astro-ph.SR
Contributions of structural variations to the asymptotic mixed-mode coupling Factor in red giant stars
超精密测光空间任务的出现，使得用混合模式研究恒星内部成为可能。结构变化引起的化学成分的不连续性留下的第一次疏浚--是一个重要的功能之间的恒星中间层位于氢燃烧壳层和底部的红巨星对流区，作为混合模式的属性可以显着影响这些变化。本文用恒星模型讨论了影响混合模耦合因子$q$变化的因素。在一般情况下，结构的变化会引起一个微妙的位移的兰姆频率和急剧变化的浮力频率，这导致变化的$q$的值计算使用的渐近形式主义，假设一个平滑的背景结构的变化。这两个因素的影响可以在低光度红巨星的可检测混合模式中感受到。此外，不同的性质的变化的两个特征频率的半径附近的对流区的底部，产生突然增加的$q$在演化的红巨星。随着恒星沿着红巨星分支进一步演化，$q$会迅速下降。
2022-10-13 astro-ph.SR
