Metallicities of Planet Hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants
这项工作提出了一个均匀的推导大气参数和铁丰度的样本的巨和亚巨星的主机巨行星，以及控制样本的亚巨星不知道主机巨行星。分析是使用相同的技术，我们以前的分析大样本的行星托管和控制样本矮星。比较这些样本中主序星、次巨星和巨星的[Fe/H]分布发现，主序星和次巨星的平均金属丰度相同，为<[Fe/H]> \simeq +0.11 dex，而巨星样本的金属丰度通常更低，平均金属丰度为<[Fe/H]> = -0.06 dex。亚巨星与矮星的平均金属丰度相同，这一事实表明，富含金属的固体物质并没有大量吸积到行星所在的恒星上，因为这些物质在从矮星到亚巨星的演化过程中会被稀释。与行星所在的矮星和次巨星相比，行星所在的巨星的金属丰度较低，这被解释为与恒星质量有关，巨星的质量更大，因此平均而言，原行星盘的质量更大。在行星形成的核心吸积模型中，较大的盘质量可以包含形成巨行星所需的临界金属量，即使在较低的金属丰度下。
2010-10-04 astro-ph.SR
Rotational periods and evolutionary models for subgiant stars observed by CoRoT
我们提出了由CoRoT观测到的亚巨星的旋转周期测量。解释恒星光在自转周期时间尺度上的调制取决于对恒星基本参数的了解。角动量分布的约束可以从真实的恒星自转周期中提取。通过使用模型与内部角动量分布和比较这些与测量的旋转周期的亚巨星，我们调查的理论预测和观测结果之间的协议。通过这种比较，我们也可以减少全球恒星参数空间兼容的旋转周期测量从次巨星光变曲线。我们可以证明，假设固体自转的演化与直接测量次巨星的自转周期是不相容的。测量旋转周期依赖于两种不同的周期图程序，Lomb-Scargle算法和Plavchan周期图。角动量演化模型计算给我们预期的旋转周期的亚巨星，我们比较了测量的旋转周期。我们发现证据的正弦信号，是兼容的相位和幅度与旋转调制。旋转周期直接从光变曲线测量的30个亚巨星，并表示其旋转周期的范围为30至100天。我们的模型再现了从CoRoT光变曲线获得的旋转周期。这些新的自转周期测量和恒星模型探测了次巨星的非刚性自转。
2012-10-26 astro-ph.SR
HD 26172: an active solar-type subgiant in a close binary system
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院天文学系）；National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）
HD 26172是首个确定其主星为次巨星的紧密双星系统，通过多方法分析揭示其长期活动周期和频繁耀斑，为研究次巨星磁活动提供重要数据。
2026-01-20 astro-ph.SR
Theoretical period-radius and period-luminosity relations for Mira variables with solar metallicity
本研究计算了太阳金属丰度下不同初始质量AGB星的演化与非线性脉动，得到理论周期-半径和周期-光度关系，明确了质量、脉动模式与振荡规则性的关联。
2023-12-13 astro-ph.SR
Asteroseismology of 36 \emph{Kepler} subgiants -- I. Oscillation frequencies, linewidths and amplitudes
混合模式的存在使亚巨星成为星震学的理想目标，为恒星的内部结构提供了探测器。本文研究了36颗具有类太阳振荡的\emph{Kepler}次巨星，并给出了它们的振荡模式参数。我们进行了一个所谓的峰值装袋练习，即估计振荡模式的频率，线宽和振幅与功率谱模型，拟合在贝叶斯框架和采样与马尔可夫链蒙特卡罗算法。模式频率的不确定性的中值为0.180 $μ$ Hz。我们从峰值包中获得地震参数，分析它们与恒星参数的相关性，并检查标度关系。地震参数（例如$Δν$、$ν_{\rm max}$、$ε_p$）的行为一般与理论预测一致。我们给出了观测的p-g图：早期亚巨星的$γ_1$- $Δν$和晚期亚巨星的$ΔΠ_1$ - $Δν$，并证明了它们估计恒星质量的能力。我们还发现了一个$\log g$依赖于线宽和质量依赖于振荡振幅和振荡宽度过剩。这个样本将是有价值的约束建模明星和研究模式物理，如激励和阻尼。
2020-05-11 astro-ph.SR
Masses of subgiant stars from asteroseismology using the coupling strengths of mixed modes
几十年来，研究恒星振荡的星震学使我们能够非常精确地探测恒星的内部。它允许对恒星模型进行严格的测试，并可以提供单个恒星的精确半径，质量和年龄。特别令人感兴趣的是发生在亚巨星类太阳恒星中的混合模式，因为它们可以对恒星年龄产生非常强的约束。在这里，我们测量的混合模式的特性，特别是耦合强度，使用网格的恒星模型的质量在0.9和1.5 M_{\odot}之间的恒星。我们发现，耦合强度的$\ell = 1$混合模式主要是恒星质量的函数，似乎是独立的金属丰度。这应该允许一个准确的质量评估，进一步增加亚巨星混合模式作为星震工具的有用性。
2012-01-09 astro-ph.SR
Star formation with disc accretion and rotation I. Stars between 2 and 22 Msol at solar metallicity
恒星在形成过程中角动量的积累方式可能会影响它们的进一步演化。在冷盘吸积方案的框架中，我们第一次研究了角动量在恒星形成过程中如何在恒星内部积累，以及它在主序列（MS）上的演化后果。计算开始于Hayashi线上的0.7 Msol太阳金属丰度（Z=0.014）的流体静力核心作为一个固体旋转。吸积速率取决于吸积物体的光度，被认为在1.5e-5和1.7e-3 Msol/yr之间变化。假设吸积物质的角速度等于吸积恒星外层的角速度。模型计算的质量范围在零年龄的主要序列（ZAMS）之间的2和22 Msol。我们研究了如何内部和表面速度变化作为一个函数的时间在吸积阶段和朝着ZAMS的演变。恒星模型，其演变已遵循沿前MS阶段，被发现表现出浅梯度的角速度的ZAMS。有趣的是，对于ZAMS上的质量大于8 Msol，存在一个最大的表面速度，可以达到通过目前的情况下形成。通常，对于14 Msol的模型，只有表面速度低于临界速度45%的恒星才能形成。为了达到更高的速度，需要从核心旋转超过临界极限开始。我们发现，这个速度上限是较小的更高的质量。相比之下，低于8 Msol，没有限制，整个速度域，直到临界速度，可以达到。
2013-06-25 astro-ph.SR
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum. I. Efficiency of transport during the subgiant phase
背景：在演化恒星中观测到的类太阳振荡对它们的内部自转速率带来了重要的限制。为了正确地再现这些数据，除了纬向环流和切变不稳定性之外，还需要一种有效的输送机制。目的：研究亚巨星阶段角动量的输运效率。结果如下：对开普勒六个目标的核心和表面旋转速率进行精确的星震测量，可以精确确定这些次巨星中每一个所需的角动量传输效率。这些结果被认为是不敏感的所有不确定性相关的建模旋转效应之前的主序阶段。一个有趣的例外是年轻的次巨星（log（g）的典型值接近4），因为它们的自转性质对主序星的径向差异自转的程度很敏感。因此，这些年轻的次巨星构成了完美的目标，以限制从演化恒星的星震观测到的主序上的角动量传输。对于红巨星，我们发现，在亚巨星阶段，额外的传输过程的效率随着恒星质量的增加而增加。然而，这种未确定机制的效率随着亚巨星阶段的演化而降低，与红巨星的发现相反。因此，一个效率随径向差异旋转程度而增加的输运过程不能解释次巨星的核心自转速率，但它正确地再现了红巨星的自转速率。这表明，角动量内部传输所需的额外机制的物理性质在亚巨星和红巨星中可能是不同的。
2018-12-12 astro-ph.SR
Anti-Solar Differential Rotation May Have Revived Magnetic Braking in the Subgiant 31 Aquilae
Center for Solar-Stellar Connections, WDRC（太阳-恒星联系中心，WDRC）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、CEA、CNRS、AIM）；Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文系）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Vanderbilt University, Department of Physics & Astronomy（范德堡大学物理与天文系）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文系）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天体物理研究所(SIfA)）
通过TESS和LBT观测，研究亚巨星31 Aql的磁场和自转，发现其非循环磁场和慢自转支持反太阳式差分自转，恢复磁制动。
2026-03-17 astro-ph.SR
Decoding the Future of Exoplanets: Asteroseismic Confirmation of Subgiant and Red Giant Hosts
本研究利用星震学精确测量五颗类太阳振荡系外行星宿主星的偶极重力模周期间距，确认其处于亚巨星或红巨星支阶段，为预测行星被膨胀宿主星吞没的命运及理解恒星与行星系统演化提供了关键依据。
2024-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Lithium Enrichment in a Subgiant Star with a Brown Dwarf Companion: A Planetary Engulfment Candidate
University of Michigan（密歇根大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Texas Advanced Computing Center, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
研究通过分析亚巨星TOI-5882的锂含量，验证了行星吞噬理论，发现其锂富集可能源于吞噬了一颗超级地球至海王星质量的行星。
2026-05-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Very Low-mass Stellar and Substellar Companions to Solar-like Stars from Marvels III: A Short-Period Brown Dwarf Candidate Around An Active G0Iv Subgiant
我们发现了一颗偏心的短周期褐矮星候选者，它围绕着活动的、轻微演化的次巨星TYC 2087-00255-1运行，有效温度T_eff = 5903+/-42 K，表面重力log（g）= 4.07+/-0.16（cgs），金属丰度[Fe/H] = -0.23+/-0.07。这个候选者是使用多物体APO径向速度系外行星大面积巡天（MARVELS）前两年的数据发现的，该巡天是斯隆数字巡天第三阶段的一部分。根据我们在两年时间基线上的38个径向速度测量值，我们得到了开普勒轨道拟合，半振幅K=3.571+/-0.041 km/s，周期P=9.0090+/-0.0004天，偏心率e=0.226+/-0.011。采用1.16+/-0.11 Msun作为亚巨星主星的质量，我们推断伴星的最小质量为40.0+/-2.5 MJup。假设是一个边缘轨道，半长轴是0.090+/-0.003 AU。主星的光度变化在\sim 1%的水平，周期为\sim 13.16+/-0.01天，表明主星的自转和伴星的轨道并不同步。通过自适应光学成像，我们还发现一个距离TYC 2087-00255-1 643+/-10 mas的点源，如果它与TYC 2087-00255 -1物理相关并且具有相同的年龄，则其质量为0.13 Msun。未来的自行观测应该能够解决这个第三物体是否与TYC 2087-00255-1物理相关，并使TYC 20…
2012-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asteroseismic Inference of the Central Structure in a Subgiant Star
天文地震测量可以推断出恒星的基本结构，例如恒星内部不同点的密度和声速。这提供了一个机会，以测试恒星演化理论，评估是否预测的结构与恒星的测量结构一致。到目前为止，这种逆分析仅应用于太阳和三颗类太阳主序星。在这里，我们将该技术扩展到次巨星分支上的恒星，并将其应用于开普勒任务中最具特征的次巨星之一HR 7322。混合振荡模式的观测有助于推断其惰性氦核、核燃烧氢壳层和辐射包层更深处的条件。我们发现，尽管模式频率的显着差异，该恒星的中心附近的结构并没有显着不同的预测结构。
2021-07-29 astro-ph.SR
The evolution of single B-type stars with a large angular momentum content
日内瓦恒星演化小组在过去几年中提出的中等质量旋转恒星模型数据库可以用来建立综合的恒星星族，充分考虑恒星旋转的影响。然而，到目前为止，我们仍然缺乏恒星的演化轨道，旋转接近临界极限在整个MS阶段。这是因为在零年龄MS（ZAMS）施加的平面内部旋转轮廓被ZAMS之后立即发生的纬向电流的作用所修改，导致表面旋转速度突然降低，直到它达到准静止状态。我们计算恒星模型与非固体旋转在ZAMS获得恒星的演化轨道具有较大的内容的角动量，达到旋转赤道速度接近临界极限，在整个MS阶段。这些模型具有更长的MS寿命和更高的表面化学富集已经在MS结束时，特别是在Z=0.002。在ZAMS的固体旋转的恒星模型充分代表的整体特征和演化的差分旋转模型相同的角动量内容，但具有较低的初始表面旋转速度。对于这些模型，我们建议使用的初始旋转速率的值推导出一旦达到准稳态，在表面速度突然下降。有趣的是，初始赤道旋转速度几乎是独立的恒星模型，我们计算相同的质量和角动量内容在ZAMS。如果像一些观测证据所表明的那样，Z=0.002的B型恒星在ZAMS中以比Z=0.014的恒星更高的赤道速度旋转，我们的发现将表明SMC中B型恒星的角动量含量高于银河系对应物。
2014-09-19 astro-ph.SR
The subgiant HR 7322 as an asteroseismic benchmark star
我们提出了一个深入的分析明亮的亚巨星HR 7322（KIC 10005473）使用开普勒短节奏测光，光学干涉CHARA，高分辨率光谱SONG，恒星建模使用GARSTEC网格和贝叶斯网格拟合算法BASTA。HR 7322是第二个拥有高质量开普勒星震学的亚巨星，我们也有干涉数据。我们发现边缘变暗的角直径为$0.443 \pm 0.007$ mas，结合使用来自盖亚DR 2的视差和热辐射通量导出的距离，得到线性半径为$2.00 \pm 0.03$ R $_{\odot}$和有效温度为$6350 \pm 90$ K。HR 7322表现出类似太阳的振荡，并使用的asteroseismic标度关系和修订，我们发现asteroseismic和干涉恒星半径之间的良好协议。通过仔细建模达到的精度水平在很大程度上是由于HR 7322的偶极振荡模式图案中存在避免的交叉。我们发现，标准模型预测半径系统小于所观察到的干涉仪和太阳下的混合长度参数是必要的，以实现一个很好的适合个人的振荡频率，干涉温度和光谱金属丰度。
2019-08-08 astro-ph.SR
Asteroseismic analysis of solar-mass subgiants KIC 6442183 and KIC 11137075 observed by Kepler
星震学提供了一种强有力的方法来约束恒星参数。\emph{Kepler\/}飞行任务在亚巨星上观测到了类似太阳的振荡。连续和高精度的时间序列使我们能够对这些恒星进行详细的星震研究。我们对\emph{Kepler}任务中观测到的两颗G型次巨星：KIC 6442183和KIC 11137075进行了数据处理，并对这两颗演化的恒星进行了地震分析。我们估计了全球星震参数的值：KIC 6442183的$Δν=64.9\pm 0.2 $ $μ$ Hz和$ν_{\rm max}=1225 \pm 17$ $μ$ Hz，KIC 11137075的$Δν=65.5\pm 0.2 $ $μ$ Hz和$ν_{\rm max}=1171 \pm 8$ $μ$ Hz。此外，我们还提取了两颗恒星各自的模式频率。我们比较恒星模型和观测，包括模式频率和模式惯性。混合模的模惯性对恒星内部的变化很敏感，它被用来约束恒星模型。我们定义了一个量$dν_{\rm m-p}$的混合模式和预期的纯压力模式，这是有关的混合模式的惯性比径向模式之间的差异的措施。天文地震和光谱约束一起提供了恒星参数的估计：KIC 6442183的$M = 1.04_{-0.04}^{+0.01} M_{\odot}$、$R = 1.66_{-0.02}^{+0.01} R_{\odot}$和$t=8.65_{-0.06}^{+1.12}$ Gyr，以…
2015-06-05 astro-ph.SR
Detections of solar-like oscillations in dwarfs and subgiants with Kepler DR25 short-cadence data
在开普勒飞行任务的巡天阶段，在短时间内观测到了数千颗恒星，从而在500多颗主序星和次巨星中探测到了类似太阳的振荡。后来，开普勒科学办公室在校准中发现了一个问题，影响了一半的短节奏数据，导致了一个新的数据发布（DR 25），改进了校正。我们重新分析了开普勒巡天阶段的一个月时间序列，以寻找新的类太阳振荡。我们研究了99颗恒星的地震参数（46个新报告的类太阳振荡目标），增加了约8%的已知样本的类太阳恒星与开普勒的短节奏数据的asteroseisic分析。我们计算的质量和半径使用地震标度关系，发现这个新的样本人口的大质量恒星（1.2Ms以上，高达2Ms）和亚巨星阶段。我们确定的颗粒参数和振幅的模式，这与以前推导的标度关系。这里研究的恒星比以前已知的主序星和次巨星样本稍微暗一些。我们还研究了这些恒星的表面旋转和磁活动水平。我们的样本与以前已知的样本相比具有相似的活动水平，并且与太阳在其活动周期的最小值和最大值之间的范围相同。我们发现，对于7颗恒星，可能的混合可能是以前未检测到的原因。我们比较了尺度关系得到的半径与盖亚的，发现盖亚半径被高估了4.4%，平均相比，地震半径，并与演化阶段的下降趋势。我们重新分析的DR 25的主序星和次巨星与太阳的振荡以前检测到的，并提供其全球地震参数，共526颗恒星。
2021-09-28 astro-ph.SR
MCMC inversions of the internal rotation of Kepler subgiants
本文采用新的MCMC反演方法分析六颗Kepler亚巨星的内部自转剖面，约束自由参数与转变位置，并排除大尺度化石磁场作为单一解释。
2024-05-09 astro-ph.SR
Mass Loss in 2D ZAMS Stellar Models
已知大量的大质量恒星旋转，导致从极到赤道的表面温度显著扭曲和变化。辐射驱动的质量损失与温度有关，因此快速旋转会在恒星表面产生质量损失和角动量损失率的变化，这预计会影响快速旋转的大质量恒星的演化。在本工作中，我们研究了在具有太阳金属丰度的ZAMS模型中旋转对辐射驱动质量损失和角动量损失的二维效应。使用二维恒星模型，它给出了表面参数的变化作为一个函数的合作纬度，我们实现了两个不同的质量损失处方描述辐射驱动的质量损失。我们发现一个显着的变化，质量损失率和角动量损失作为一个函数的共同纬度。我们发现，在恒定的初始质量模型的质量损失率随着旋转速率的增加而减小，并推导出基于这些模型的标度关系。当比较2D到1D的质量损失率，我们发现，虽然总的角度综合质量损失没有显着不同，2D模型预测从赤道和更多的质量损失比1D的预测使用冯Zeipel的法律从极点的质量损失少。因此，旋转模型在2D中损失的角动量比在1D中少，这将改变恒星的后续演化。这些模型的演变将在今后的工作中进行调查。
2011-05-04 astro-ph.SR
The K2 Asteroseismic KEYSTONE sample of Dwarf and Subgiant Solar-Like Oscillators. I: Data and Asteroseismic parameters
本研究构建K2 KEYSTONE类太阳振荡恒星样本，结合TRES、Gaia与IRFM及三种独立星震方法，发布173颗矮星和亚巨星的同质恒星参数，并新探测159颗恒星的类太阳振荡。
2024-05-29 astro-ph.SR
Oscillation mode linewidths of main-sequence and subgiant stars observed by Kepler
{ \it Kepler}和CoRoT在几颗太阳型恒星中观测到了类似太阳的振荡。研究了恒星p模谱线宽度随有效温度的变化。使用了9个月的开普勒数据的时间序列。用极大似然估计和贝叶斯估计分析了42颗冷主序星和次巨星的功率谱，提供了频率、线宽和模高等个别模特征。在这里，我们报告的模式线宽在最大功率和最大模式高度为这42颗星作为有效温度的函数。我们发现，在最大模高或最大振幅的模式线宽遵循的缩放关系与有效温度，这是一个组合的幂律加上一个下限。对于从最大模高导出的线宽，典型的幂律指数约为13，而对于从最大振幅导出的线宽，典型的幂律指数约为16，而下限分别约为0.3微Hz和0.7微Hz。我们强调，这个标度关系只适用于冷的主序星和次巨星，并没有预测这些恒星的温度范围之外的权力。
2011-12-14 astro-ph.SR
Modeling Stellar Surface Features on Subgiant Star with an M-dwarf Companion
了解太阳以外的恒星表面的磁场活动对于系外行星分析非常重要，可以正确描述系外行星的大气层，并进一步描述各种恒星上的恒星活动。模拟不同光谱类型和自转速率的恒星表面特征是理解这些恒星磁活动的关键。利用开普勒望远镜的观测数据，我们使用STarSPot（STSP）星点模拟程序测量了KOI-340的星点位置和大小。KOI-340是一个食双星，由一颗次巨星（$\rm T_{\rm eff} = 5593 \pm 27 K; R_{*} = 1.98 \pm 0.05 R_{\odot}$）和一颗M矮星伴星（$M_{*} = 0.214 \pm 0.006 M_{\odot}$）组成。STSP使用一种新的技术来测量光斑的位置和半径，通过使用凌日次级来使用高精度测光研究和模拟恒星表面上的单个活动区域。我们发现KOI-340主星上的黑子特征的平均大小是恒星半径的$\sim$ 10%，即太阳黑子平均大小的两倍。KOI-340上的斑点出现在每个经度上，并显示出可能的差异旋转迹象。KOI-340的原色的最小斑点面积分数为$2\substack{+12\\ -2} \%$，而太阳的斑点面积最多为0.2%。KOI-340的一次凌日显示出一个与斑一致的凌日信号;这个斑正好出现在一个暗斑之前，表明斑和斑可能共同位于恒星表面。
2022-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
TESS asteroseismology of $β$ Hydri: a subgiant with a born-again dynamo
本文利用 TESS 星震学直接测量了亚巨星 β Hyi 的自转周期和基本参数，发现其自转与减弱磁制动一致，并支持亚巨星中存在“重生”发电机以维持磁活动周期。
2024-08-10 astro-ph.SR
Asteroseismology with TESS: Emergence of Dipole Mode Suppression From Subgiants?
该研究分析 8,651 颗 TESS 演化恒星的径向模与偶极模振幅，发现 179 颗存在显著偶极模抑制，其中 11 颗位于红巨星支底部附近，表明该现象可能早于此前 Kepler 结果所推断的阶段出现。
2025-02-19 astro-ph.SR
Abundances in the Local Region II: F, G and K Dwarfs and Subgiants
导出了1002颗光谱型为F、G和K、光度为IV和V的恒星的参数和丰度。在剔除旋转速度和有效温度的样本后，还有867颗恒星可供讨论。在分析中考虑了28个要素。这些恒星的α、铁峰和周期5过渡金属丰度比太阳平均值有适度的增加，约为0.05 dex。镧系元素更丰富，平均约+0.2 dex超过太阳。问题是：这些恒星是增强了还是太阳相对于这些恒星来说有些贫金属？这里得出的丰度的一致性支持后一种观点。锂、碳和氧的丰度已经被推导出来。这些恒星显示出通常的锂吸收作为质量/温度的函数。样本中有超过100颗行星宿主，相对于其余恒星，它们的锂含量没有明显差异。碳和氧的丰度显示出[x/Fe]比随着[Fe/H]的增加而降低的众所周知的趋势。
2016-11-09 astro-ph.SR
Accurate, Precise, and Physically Self-consistent Ages and Metallicities for 400,000 Solar Neighborhood Subgiant Branch Stars
该研究结合Gaia DR3距离、多波段测光和消光图，为约40万颗太阳邻域亚巨星支恒星构建了准确、精确且物理自洽的年龄与金属丰度星表，揭示了太阳邻域恒星形成历史的三分量结构。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing two solar-type Kepler subgiants with asteroseismology: KIC10920273 and KIC11395018
通过恒星建模确定恒星的基本性质已经大大改善，由于最近的进展，在asteroseismology。由于空间任务获得的前所未有的数据质量，特别是CoRoT和开普勒，从高精度的恒星振荡频率中提取了宝贵的信息，这为给定的一组经典观测提供了对可能的恒星模型的非常强的约束。在这项工作中，我们的特点是两个相对暗淡的恒星，KIC 10920273和KIC 11395018，使用开普勒测光和大气约束的振荡数据从地面光谱。这两颗恒星有非常相似的大气特性;然而，使用从开普勒数据中提取的单个频率，我们已经确定了非常不同的全局特性，与早期结果相比，精度有所提高。我们发现这两颗恒星都离开了主序星，并将其特征描述如下：KIC 10920273是一颗太阳质量的恒星，（M=1.00 +/- 0.04 M_sun），但比我们的太阳老得多（t=7.12 +/- 0.47 Gyr），而KIC 11395018的质量明显大于太阳（M=1.27 +/- 0.04 M_sun），年龄接近太阳（t=4.57 +/- 0.23 Gyr）。我们确认，这些恒星的高锂丰度不应该被认为是代表年轻的年龄，因为我们精确地确定了它们是进化的亚巨星。我们讨论了使用表面锂丰度，旋转和活动的关系作为潜在的年龄诊断。
2012-11-28 astro-ph.SR
Solar-like Oscillations: An Observational Perspective
类似太阳的振荡是由对流随机激发的。它们出现在具有外部对流区的恒星中，包括太阳和其他位于主序星下部的恒星，以及冷的亚巨星和红巨星。本章回顾了类太阳振荡的基本性质，并总结了一些主要的观测结果。在亚巨星和红巨星的混合模式进行了一些详细的讨论，包括介绍了所谓的避免交叉的p-g图。
2011-07-08 astro-ph.SR
Deconvolving the HD 81809 binary: rotational and activity evidence for a subgiant with a Sun-like cycle
HD 81809是卫奕信山天文台香港计划所观测到的恒星样本中质量最高的活动周期之一。然而，这个物体实际上是一个二元系统，这就提出了一个问题，即哪个组分负责观察到的循环活动，以及该活性组分的性质是什么。依巴谷航天器获得了这个系统的分辨双色测光，表明这两个组成部分都接近太阳温度。结合精确的Gaia视差和经验辐射热改正，我们得到了主分量的光度L_A = 5.8 +/- 0.3 Lsun和L_B = 1.025 +/- 0.055 Lsun，半径R_A = 2.42 +/- 0.08 Rsun和R_B = 1.04 +/- 0.04 Rsun，证实了主分量是一颗亚巨星。我们进行了独立的估计的旋转周期的A组件的基础上vsini，发现它同意与40.2 d的周期先前测量的Ca HK时间序列。我们探讨了去卷积S指数的合理情景，发现循环A分量的活动水平在集合活动旋转趋势的范围内，而循环B分量可能没有。基于现有的旋转和活动证据，我们发现该系统最有可能的特征是一个亚巨星主成分，负责Ca HK的光滑循环行为，log（R '_HK）~-4.89，而次级成分在log（R'_HK）~-5.02处具有相对平坦的活动。
2018-08-16 astro-ph.SR
A Homogeneous Catalog of Oscillating Solar-Type Stars Observed by the Kepler Mission and a New Amplitude Scaling Relation Including Chromospheric Activity
Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Hawai‘i（夏威夷大学）；University of Sydney（悉尼大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文基于开普勒任务数据，构建了765颗主序和亚巨星的均质目录，利用pySYD管道提取全球恒星参数，并提出包含色球活动的振幅缩放关系，提高了对振幅预测的精度。
2026-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Behavior of Abundances in Chemically Peculiar Dwarf and Subgiant A-Type Stars: HD 23193 and HD 170920
为了了解非磁性A型星丰度特征的起源，我们首次对主序上的一颗金属线星HD 23193（A2 m）和一颗可能是HgMn星的A型亚巨星HD 170920（A5）进行了详细的化学丰度分析。我们的分析是基于中等（R $\sim$ 14000）和高（R $\sim$ 40000）分辨率的恒星光谱数据。得出了18种元素的丰度：C、O、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Ni、Zn、Sr、Y和Ba。HD 23193和HD 170920的质量是根据演化轨迹估算的，分别为$2.3\pm0.1$ $M_{\odot}$和$2.9\pm0.1$ $M_{\odot}$。用等时线测得HD 23193的年龄为$635\pm33$ Myr，HD 170920的年龄为$480\pm50$ Myr。HD 23193的铁峰元素丰度模式与太阳值有偏差，Sr（1.16）、Y（1.03）和Ba（1.24）相对于太阳丰度有明显的过剩。我们比较了这个适度旋转（$v$ sin $i = 37.5 $ km s $^{-1}$）Am星的理论化学演化模型，包括旋转混合的衍生丰度。理论上预测的丰度类似于我们推导的丰度模式，除了少数元素（Si和Cr）。对于HD 170920，除了C（$-0.43$）、S（0.16）、Ti（0.15）、Ni（0.16）、Zn（0.41）、Y（0.57）和Ba（0.97）外，我们…
2018-01-05 astro-ph.SR
Solar-like oscillations in the G9.5 subgiant beta Aquilae
一个有趣的星震目标是G9.5 IV类太阳恒星β Aql。这是一个理想的目标，为asteroseismic调查，因为精确的天体测量可以从依巴谷，大大有助于限制理论解释的结果。在2009年8月的六个晚上，通过高分辨率埃歇尔摄谱仪SARG与加那利群岛上的TNG 3.58米意大利望远镜一起使用碘池技术观测了这颗恒星。我们提出的结果和高精度径向速度测量的详细分析，其中的可能性检测时间的个人p模式频率的第一个和推导出相应的渐近值将被讨论。从\sim 800收集的光谱进行的时间序列分析示出了典型的p模式频率模式，其最大值集中在416 \muHz。在300 - 600 \muHz的频率范围内，我们首次识别出6个高S/N（\gtrsim 3.5）模式，其中l = 0，2和11 < n < 16，以及3个可能的混合模式候选者（l = 1），尽管由于大量存在避免交叉，这类恒星的p模式识别似乎相当困难。利用渐近关系首次从识别出的模态集合中导出了大频率分离项和表面项。其值为Δ v = 29.56 \pm 0.10 \muHz和ε= 1.29 \pm 0.04，与预期一致。小间隔的最可能值为δν_{02} = 2.55 \pm 0.71 \muHz。
2011-10-12 astro-ph.SR
Asteroseismic inversions for radial differential rotation of Sun-like stars: Sensitivity to uncertainties
我们量化观测光谱和asteroseisic不确定性的影响正则化最小二乘（RLS）反演的径向微分旋转的太阳和亚巨星。我们首先解决了模型的旋转分裂加上观测到的不确定性的模型的类太阳恒星，HD 52265，和一个亚巨星，KIC 7341231的正问题。我们随机扰动的光谱和asteroseisic约束的不确定性内的恒星模型的参数，并使用这些扰动的恒星模型来计算旋转分裂。我们实验了三种旋转轮廓：固体旋转，阶梯函数，以及随半径减小的平滑旋转轮廓。然后，我们利用RLS反演和最佳拟合恒星模型的核函数求解反问题，得到了类太阳恒星的径向微分自转轮廓，发现对于具有类太阳径向微分自转轮廓的类太阳恒星，反演结果对恒星模型的不确定性不敏感。我们发现，当对流区以下的旋转速率增加到表面旋转速率的六倍时，推断的旋转轮廓排除了固体旋转。在当前观测不确定性的情况下，我们发现亚巨星的反演对恒星模型中的不确定性很敏感。我们的研究结果表明，反演的径向差异旋转的亚巨星将受益于更严格的约束恒星模型。在类太阳恒星中，反演对恒星模型不确定性的不敏感性表明，有可能对许多恒星的平均径向差分旋转进行系综反演，以更好地约束反演。
2015-11-26 astro-ph.SR
Detailed seismic study of Gemma (KIC11026764) using EGGMiMoSA: Unveiling the probing potential of mixed modes for subgiant stars
本研究利用EGGMiMoSA对亚巨星Gemma进行详细地震建模，通过混合模探测氢燃烧壳层化学跃变，发现需显著超射（α_ov=0.17）才能匹配观测，为演化恒星建模提供新见解。
2025-02-27 astro-ph.SR
Evolutionary Constraints on the Planet-Hosting Subgiant Epsilon Reticulum from its White Dwarf Companion
从演化程度更高的白矮星次级恒星的角度研究了行星宿主和双星系统网壳星（HD 27442）。恒星的参数是由巴耳末线光谱，引力红移和立体角的组合。这三种方法合在一起产生了迄今为止最准确的伴星物理描述：Teff= 15，310 \pm 350 K和M=0.60 \pm 0.02 Msol。主序星后的质量损失表明，当前的双星距离已经从当前主序星形成行星时的原始状态增加了1.6倍，这意味着a0 > 150 AU，并将稳定的行星限制在15-20 AU内，而双星的离心率为e=0.5。自从第一次探测到伴星以来已经过去了近80年，在双星系统中，边缘轨道运动可能是明显的，这表明它是一个接近边缘的配置，i > 70度，尽管有很大的不确定性。如果正确的话，所有已知的天体都是共面的，那么行星HD 27442 b的质量将在1.66到1.77兆焦耳之间。在DA白矮星中寻找光球金属没有发现，因此没有明确的迹象表明现存的行星系统绕着以前更大质量的次级行星运行。然而，如果通过光谱拟合得出的白矮星质量是正确的，那么它的演化可能受到渐近巨星分支期间与内行星相互作用的影响。根据巨行星和星周碎片的频率与恒星质量的函数关系，原始主星不太可能没有行星，因为至少有一颗行星绕着它的质量较小的兄弟轨道运行。
2011-09-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Oscillation mode frequencies of 61 main sequence and subgiant stars observed by Kepler
开普勒和CoRoT在几颗太阳型恒星中观测到了类似太阳的振荡，从而提供了一种使用星震学探测恒星的方法。我们提供的模式频率的振荡所需的各种恒星进行比较，从恒星建模。我们使用了每个恒星九个月的时间序列数据。观察到的61颗恒星被分为三组：简单，F-样和混合模式。简单群包括众数识别明显的恒星。类F星群包括度的识别不明确的恒星。混合模式组包括演化的恒星，其模式不遵循低阶频率的渐近关系。在这种分类之后，61颗主序星和次巨星的功率谱用极大似然估计和贝叶斯估计进行了分析，提供了个别的模式特征，如频率、线宽和模式高度。我们开发并描述了一种方法，用于从不同方法和个别科学家得出的多个集合中提取一组模式频率。我们报告如何使用似然比检验和后验概率来评估拟合参数的质量。我们提供了61颗恒星的模式频率（1-sigma误差条），以及相关的中阶梯图。
2012-05-10 astro-ph.SR
On asymmetric dark matter constraints from the asteroseismology of a subgiant star
类太阳恒星的星震模型已被证明在限制暗物质方面很有价值。在这项工作中，我们首次研究了非对称暗物质（ADM）的亚巨星（KIC 8228742）的演化的直接比较与观测数据的影响。光谱和地震数据进行了分析与恒星校准方法，其中DM属性也可以被认为是自由输入的一种新方法。在本研究的另一个阶段，校准的标准恒星模型（没有DM）被用作DM模型的基准。我们发现，后者的模型始终优于前者的$10^{-40} \leq σ_\mathrm{SD} < 10^{-38}$ cm $^2$，暗示ADM的存在下，这种类型的恒星不违背观测。此外，我们表明，恒星地震学允许我们建议排除限制，补充直接检测实验设置的约束。提出了不同的地震观测量来研究DM属性，发现$ΔΠ_\ell$是最可靠的，有可能建立未来的DM排除图。这一新方法可以成为分析下一代小行星地震飞行任务数据的有力工具。
2021-09-26 astro-ph.SR hep-ph
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turn-off, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra I: Signatures of Diffusion in the Open Cluster M67
本文计算了年龄为$\sim$ 4 Gyr的疏散星团M67中8个高概率恒星的14种元素的详细化学丰度分布。这八颗恒星由四对恒星组成，每一对都占据了恒星演化的不同阶段：两颗G矮星，两颗转折星，两颗G次巨星和两颗红丛K巨星。丰度分析使用APOGEE勘测的近红外高分辨率光谱（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m），得出C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn和Fe的丰度。我们推导出的恒星参数和2 M08510076 +113115的金属丰度表明，这颗恒星是一个太阳孪生子，相对于太阳，所有元素的丰度差异为$\leq$ 0.04 dex。在每一类恒星中发现了化学同质性（$\sim$ 0.02 dex），而在不同的演化阶段发现了显著的丰度变化（$\sim$ 0.05 - 0.20 dex）;关闭恒星通常具有最低的丰度，而红色团块往往具有最大的丰度。LTE衍生丰度的非LTE修正不太可能解释这些差异。衍生的Fe，Mg，Si和Ca的丰度与最近公布的表面丰度从恒星模型，包括化学扩散的详细比较，提供了一个很好的匹配之间的观测和预测的丰度作为恒星质量的函数。这种一致性表明，在M67的恒星成员中检测到了化学扩散过程。
2018-03-12 astro-ph.SR
Stellar multiplicity in high-resolution spectroscopic surveys. I. Application to APOGEE subgiants and giants
许多场星存在于双星中，光度和光谱巡天的分析和解释必须考虑到这一点。我们已经开发了一个模型来预测双星如何影响从大型光谱调查推断的科学结果。基于快速二进制进化代码BSE，它使我们能够模拟一个有代表性的人口的二进制和生成合成调查观察。我们详细描述了这个模型，并将其应用于银盘中的亚巨星和巨星的径向速度变化，观察到的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），斯隆数字巡天III的一部分。APOGEE为测试我们的双星模型提供了一个很好的数据集，因为大部分恒星已经被多次观测到。通过比较我们的模型的APOGEE观测，我们约束的初始双星的太阳金属丰度的恒星在样本中的比例为$f_{\rm b,0}=0.35\pm0.01$，在太阳附近。我们发现，在较低的金属丰度的二元分数较高，与其他观察研究一致。我们的模型匹配的形状的高速散射在APOGEE，这表明，大多数速度变化超过0.5公里/秒来自二进制。我们的探索二进制的初始属性表明，APOGEE是最敏感的二进制周期在3和3000年之间，在很大程度上是不敏感的人口的详细属性。然而，我们可以排除这样一种星族，即低质量恒星的质量独立于其伴星而来自IMF。
2018-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical uncertainties on the radius of low- and very-low mass stars
我们进行了一个主要的理论不确定性，影响目前的恒星模型预测的低质量和极低质量恒星的半径的分析。我们集中在质量范围为0.1- 1 Msun的恒星上，在零年龄主序（ZAMS）和1，2和5 Gyr等时线上。首先，我们量化了几个量的不确定性对半径的影响，即状态方程，辐射不透明度，大气模型，对流效率和初始化学成分。然后，我们计算了累积半径误差条纹，通过将由于所有分析量而引起的半径变化相加而获得。总的趋势是半径不确定度随恒星质量的增大而增大。对于ZAMS结构，极低质量恒星的累积误差条纹约为$\pm 2$和$\pm 3$ %，而在较大质量时，它增加到$\pm 4$和$\pm 5$ %。如果考虑等时线，半径的不确定性变得更大，并且与年龄有关，在5 Gyr年龄时，$M\sim 1$ Msun达到约$+12(-15)$ %。我们还研究了在固定光度下的半径不确定性。在这种情况下，ZAMS和等时线模型的累积误差带是相同的，其范围从大约$\pm 4$百分比到$+7$和$+9$（$-5$）百分比。我们还表明，唯一的化学成分的不确定性在确定半径误差条纹中起着重要的作用，产生的半径变化范围约为$\pm 1$和$\pm 2$百分比之间的ZAMS模型与固定质量和约$\pm 3$和$\pm 5$百分比在一个固定的光度。
2018-02-13 astro-ph.SR
Subgiants in NGC 188 Reveal that Rotationally Induced Mixing Creates the Main Sequence Li-Dip
研究利用NGC 188亚巨星上翻次表面物质所揭示的锂分布印记，证明旋转诱导剪切混合是形成主序锂凹陷的主导机制。
2025-08-30 astro-ph.SR
TESS Subgiant and Lower Red Giant Asteroseismology in the Continuous Viewing Zones
本研究利用开源Python包pySYD分析TESS数据，成功测定了82颗亚巨星和低阶红巨星的星震学参数，填补了Kepler观测空白，并计算了恒星质量、半径、重力和年龄，证明了TESS在恒星物理和银河系考古学中的价值。
2025-09-15 astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VIII. Carbon and oxygen
上下文：[删节]。对于银河系凸起，目前基本上没有对未进化恒星中的碳进行测量，这阻碍了我们将银河系化学进化模型与这个仍然神秘的恒星星族的观测数据进行适当比较的能力。目标：我们的目标是确定我们的91个微透镜凸起矮星和亚巨星样本的碳丰度。再加上对氧的新测定，这形成了第一个具有统计学意义的具有C和O丰度测量的膨胀星样本，并且C丰度没有被恒星内部的核燃烧过程改变。方法：分析是基于91颗矮星和次巨星的高分辨率光谱，这些恒星是在恒星亮度被高度放大的微透镜事件中获得的。碳丰度通过谱线合成9100 A附近的五条CI线来确定，氧丰度使用7770 A附近的三条OI线来确定。[简略]结果：样本中91颗恒星中有70颗的碳丰度可以确定，样本中91颗恒星中有88颗的氧丰度可以确定。[C/Fe]比基本上与[Fe/H]同步演变，以太阳值为中心。[O/Fe]-[Fe/H]趋势的外观非常类似于在凸起中观察到的其他α元素[缩写]。当把核球样本分成两个亚组时，一个小于8 Gyr，一个大于8 Gyr，这两个亚组中的恒星完全遵循太阳邻域薄盘和厚盘定义的元素丰度趋势。与最近的[C/O]-[O/H]平面上的银河系化学演化模型的比较表明，与数据最匹配的模型是考虑到银河系薄盘和厚盘计算的模型。[简略].
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. Detailed abundance analysis of OGLE-2008-BLG-209S
目标。我们的目标是双重的。首先，我们的目标是评估的鲁棒性和准确性的恒星参数和详细的元素丰度，可以从高分辨率的光谱观测微透镜矮和亚巨星。然后，我们的目标是使用微透镜矮星和亚巨星来研究银河系隆起的丰度结构和化学演化。[简略]方法。我们提出了一个详细的元素丰度分析OGLE-2008-BLG-209 S，一个新的微透镜事件的源星向隆起，我们获得了高分辨率的光谱与麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪。我们对OGLE-2008-BLG-209 S进行了四种不同的分析。我们还用同样的方法重新分析了之前的三颗微透镜矮星OGLE-2006-BLG-265 S，MOA-2006-BLG-099 S和OGLE-2007-BLG-349 S。这个同质的数据集虽然很小，但可以直接比较不同的恒星星族。结果我们发现OGLE-2008-BLG-209 S是一颗亚巨星，其金属丰度为[Fe/H] ~-0.33。它具有类似于在相同金属丰度的膨胀巨星中发现的[α/Fe]增强，以及在相同金属丰度的附近厚盘星中发现的增强。相比之下，前三颗微透镜矮星的金属丰度非常高，[Fe/H]>+0.4，丰度比更像太阳，即[alpha/Fe]~0。[α/Fe]比值随[Fe/H]的降低是中低质量恒星富集的典型特征。此外，我们发现，结果的四个凸出的恒星，结合结果的巨大恒星的研究在凸出，似乎有利于一个长期的形成方案的凸出。
2009-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Q Branch Cooling Anomaly Can Be Explained by Mergers of White Dwarfs and Subgiant Stars
本文提出标准成分白矮星与亚巨星合并产生大量26Mg，与22Ne经历蒸馏过程释放足够能量，解释了Q分支冷却异常，无需非典型初始丰度。
2023-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Homogeneous abundance analysis of dwarf, subgiant and giant FGK stars with and without giant planets
我们分析了附近FGK恒星的高分辨率和高信噪比光谱，并没有检测到巨行星，以均匀地测量其光球参数，质量，年龄，和挥发性（C，N和O）和难熔元素（Na，Mg，Si，Ca，Ti，V，Mn，Fe，Ni，Cu和Ba）的丰度。我们的样本包含了309颗来自太阳附近的恒星（最远距离为100 pc），其中140颗是矮星，29颗是亚巨星，140颗是巨星。光球参数是由Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线的等效宽度导出的。质量和年龄来自HR图上的演化轨迹和等时线的插值。丰度测定是根据难熔元素的选定原子线的等效宽度和C_2、CN、Cl、O I和Na I特征的光谱综合。我们应用一套统计方法来分析三个子样本的丰度。我们的研究结果表明：i）与矮星相比，巨星系统地表现出[C/Fe]丰度不足，[N/Fe]和[Na/Fe]丰度过高，这一结果通常归因于演化恒星包层中演化诱导的混合过程; ii）仅对于太阳类似物，元素丰度随凝结温度的变化趋势与年龄有关，而丰度与表面重力有关，这与最近的研究一致; iii）在[Fe/H]的情况下，除了O和Ba之外，所有分析的元素都系统地富集在[X/H]中（前者由于统计学的局限性），证实了文献中先前的发现，即不仅铁与行星形成有重要关系;当Mg到Cu元素组合在一起时，对于相同的金属丰度，巨行星宿主也显着过剩。
2015-05-07 astro-ph.SR
Asteroseismic modelling of the solar-type subgiant star $β$ Hydri
比较脉动星的模型和数据是更好地理解恒星结构的一个强有力的方法。βHyi是一个演化的太阳型脉动星，它的频谱中有混合模，这使得它在星震研究中非常有趣。这项工作的目的是根据最新的非地震和地震数据寻找太阳型恒星βHyi的最佳模型。我们提出了一个修订的33个模的频率列表，我们使用一种新的加权方案，通过分析已发表的观测数据的功率谱，再次产生了一个新的加权方案，使每日旁瓣最小化。我们使用恒星演化程序ASTEC，运行了几个具有不同输入参数和不同物理性质的演化模型网格。对于βHyi观测误差框内的模型，我们用脉动程序ADIPLS计算了它们的频率。我们用两种方法找到了与βHyi的观测频率最接近的振荡频率的模型：（i）我们假设最好的模型是仅根据径向振荡频率再现恒星内部的模型，我们对径向振荡频率应用了近表面效应的校正;（ii）我们假设最佳模型是产生最低卡方值的模型（\chi 2），即最小化所有可用模式的观测频率与模型预测之间的差异，在所有的模型频率都经过近表面效应校正后，我们证明了在对最佳模型的频率进行校正后，我们可以很好地再现观测到的模式，包括混合模式。给出\chi 2的最低值的模型是后主模型，序列模型，质量为1.04 MSun，金属丰度略低于太阳。我们的结果强调了单个频率对约束恒星性质的重要性模型
2010-12-17 astro-ph.SR
Hierarchically modelling Kepler dwarfs and subgiants to improve inference of stellar properties with asteroseismology
随着近年来在利用高精度星震学模拟恒星方面取得的进展，与我们对恒星氦丰度（$Y$）和混合长度理论参数（$α_\mathrm{MLT}$）的假设相关的系统效应变得越来越重要。我们应用一种新的方法来改进开普勒矮星和亚巨星在一个狭窄的质量范围（$0.8 < M < 1.2\,\mathrm{M_\odot}$）的样本恒星参数的推断。在该方法中，我们包括$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的统计处理。我们开发了一个分层贝叶斯模型来编码关于人口中的$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的分布的信息，拟合线性氦富集规律，包括围绕这种关系的内在扩散和$α_\mathrm{MLT}$的正态分布。我们测试各种级别的池化参数，有和没有太阳能数据作为校准器。当包括太阳作为一颗恒星，我们发现的梯度富集规律，$ΔY / ΔZ = 1.05^{+0.28}_{-0.25}$和平均$α_\mathrm{MLT}$的人口，$μ_α= 1.90^{+0.10}_{-0.09}$。虽然考虑到$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的不确定性，但我们仍然能够报告质量2.5%、半径1.2%和年龄12%的统计不确定性。我们的方法也可以应用于更大的样本，这将导致改善人口水平的推断和星的基本参数的约束。
2021-06-11 astro-ph.SR
PTF12os and iPTF13bvn. Two stripped-envelope supernovae from low-mass progenitors in NGC 5806
本文研究了PTF在NGC 5806星系中发现的两颗剥层超新星。这些SNe，命名为PTF 12 os/SN 2012 P和iPTF 13 bvn，在距离主星系中心相似的距离爆炸。根据我们的光谱序列，我们将PTF 12 os归类为IIb型SN; iPTF 13 bvn先前已被归类为Ib型，可能有一个零年龄主序列（ZAMS）质量低于17太阳质量的祖先。我们的主要目标是限制iPTF 12 os和iPTF 13 bvn的爆炸参数，并对SN祖细胞施加约束。我们在SNe上展示了全面的数据集，并介绍了iPTF目前使用的一种新的参考减法管道（FPipe）。我们进行了详细的研究的光变曲线（LC）和光谱演化的SNe。使用流体动力学代码HYDE的测热LC建模。我们使用星云模型和后期光谱来约束祖细胞的ZAMS质量。我们进行图像注册的PTF 12 os的地面图像存档的NGC 5806的HST图像，以确定一个潜在的祖先候选人。我们的iPTF 13 bvn星云光谱表明，其前身的ZAMS质量较低，约为12个太阳质量。PTF 12 os的晚期光谱与ZAMS质量约为15个太阳质量一致。我们成功地确定了一个祖先的候选人PTF 12 os使用档案HST图像。这个来源与大质量恒星的星团是一致的。我们的流体动力学模型表明，PTF 12 os的祖先有一个紧凑的He核心，质量为3.25太阳质量，并合成了0.063太阳质量的强烈混合…
2016-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the structure of the core of subgiants via mixed modes: the case of HD49385
在137天的时间里，CoRoT卫星观测了类太阳辐射源HD 49385。通过对其振荡谱的分析，精确估计了9个径向阶次上的模式频率，并指出了一些不寻常的特征：阶梯图中脊外存在一些模式，l=1脊的曲率与l=0脊的曲率有很大的不同。我们在这里提出了一个玩具模型来描述避免交叉与p-模式和g-模式腔之间的强耦合，我们表明，独特的功能的振荡谱的HD 49385可以只占一个低频l=1避免交叉。这使我们确定了HD 49385的后主序列状态。然后，我们研究了混合模式所带来的关于核结构的信息。已经表明，传统的优化技术是不适合的混合模式避免交叉的恒星，我们提出了一种新的方法来计算网格的模型，我们适用于HD 49385。结果表明，HD 49385中的核心过冲量要么非常低（0<alpha_ov<0.05），要么中等（0.18<alpha_ov<0.20）。混合长度参数被发现是显着低于太阳的（α_CGM=0.55 \pm 0.04相比，太阳校准值α_太阳=0.64）。我们还发现，修正的太阳丰度的Asplund给出了一个更好的协议比经典的Grevesse和Noels。最后，我们表明，腔之间的耦合，这可以通过所观察到的避免交叉的属性估计的强度，在约束模型的参数中起着主导作用。在每一步，我们调查的起源和意义，我们的地震诊断方面的物理结构的明星。
2011-09-06 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
Asteroseismology of evolved stars to constrain the internal transport of angular momentum II. Test of a revised prescription for transport by the Tayler instability
内容：天文地震测量揭示了亚巨星和红巨星需要一种未知的有效角动量（AM）传输机制。最近提出了一种修正的磁泰勒不稳定性的AM运输处方，作为这种缺失机制的可能候选人。结果如下：修订后的泰勒不稳定性的运输处方导致低核心的旋转率后，在更好的全球协议与asteroseismic测量比那些预测模型与纯粹的流体动力学过程或与原来的泰勒-Spruit发电机的主要序列。与星震数据的详细比较表明，六颗次巨星中最多有两颗的旋转特性可以通过考虑这一修正后的磁输运过程的模型正确地再现。该结果的获得与本处方中校准参数采用的值无关。我们还发现，这种运输的泰勒不稳定性面临的困难，同时再现可用于亚巨星和红巨星的星震测量。正确再现六颗次巨星中两颗的旋转特性所需的校准参数值较低，导致红巨星阶段的核心旋转速率过高。然而，这个参数的较高值需要重现红巨星的核心旋转速率，导致红巨星阶段之前的径向差异旋转程度非常低，这与亚巨星的内部旋转相矛盾。结论：在其目前的形式，泰勒不稳定性的运输修订处方不提供一个完整的解决方案，失踪AM运输揭示了演化恒星的星震学。
2020-01-30 astro-ph.SR
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turnoff, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra II: Atomic Diffusion in M67 Stars
本文给出了4Gyr年龄的太阳-金属丰度疏散星团M67的83个恒星成员的15种元素（C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe和Ni）的化学丰度。该样本包含跨越广泛进化阶段的恒星，从G矮星到红丛星。丰度是从SDSS-IV/APOGEE调查的近红外（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m）高分辨率光谱（$R$ = 22，500）得出的。使用APOGEE合成光谱库，通过qASPCAP代码对合成和观察到的光谱进行卡方最小化，进行1-D LTE丰度分析。我们发现了显着的丰度差异（$\sim$ 0.05 - 0.30德克斯）之间的M67成员恒星作为恒星质量（或HR图上的位置）的函数，在那里的丰度模式表现出一般耗尽（在[X/H]）的恒星在主序星关闭。不同元素的损耗量不同。我们发现，原子扩散模型提供，在一般情况下，很好的协议与大多数化学物种的丰度趋势，支持最近的研究表明，可测量的原子扩散在M67恒星。
2019-02-26 astro-ph.SR
A Systematic Survey of the Effects of Wind Mass Loss Algorithms on the Evolution of Single Massive Stars
质量损失是大质量恒星演化过程中的一个关键不确定因素。恒星演化的计算必须使用质量损失的参数算法，并且通常只包括恒星风。利用开源的恒星演化程序MESA，对风质量损失对大质量恒星演化的影响进行了参数研究。我们提供了一个系统的比较风的质量损失算法的太阳金属丰度，非旋转，单星的初始质量范围内的$15-35\,M_\odot$。我们考虑从两个热相算法，三个冷相算法，和两个沃尔夫-拉叶算法的组合。我们考虑$1$、$0.33$和$0.1$的线性风效率比例因子，以解释由于风的不均匀性而导致的质量损失率的降低。我们发现，初始到最终的质量映射为每个零年龄的主序列（ZAMS）质量有一个$\sim 50\%$的不确定性，如果所有的算法组合和风效率被认为是。特设的效率规模因素主导这种不确定性。虽然我们的模型的最终总质量和内部结构随质量损失处理而变化很大，但最终可观察参数对ZAMS质量$\lesssim 30\,M_\odot$的敏感性要低得多。这表明风质量损失的不确定性不会对爆炸前观测的大多数单星超新星祖先的ZAMS质量产生负面影响。此外，我们表明，超新星爆发前的恒星的内部结构是敏感的主序星和主序星后的质量损失的变化。我们发现，紧凑性参数$ξ\propto M/R(M)$变化多达$30\%$为一个给定的ZAMS质量演变与不同的风效率和质量损失算法组合。[删节]
2017-03-28 astro-ph.SR
