A survey of TiOλ567 nm absorption in solar-type stars
分子吸收带是恒星活动和磁活动恒星上的斑点周期的估计。我们之前已经介绍了一个新的颜色指数，比较吸收强度的氧化钛（TiO）在567 nm附近的连续。在本文中，我们实现了这个指数来衡量长期的活动变化和统计特性的指数样本中的302个太阳型恒星的HARPS行星搜索计划。结果表明，恒星活动的变化模式，涵盖了从2年到17年的周期。
2017-12-28 astro-ph.SR
On possibility of detection of emission from nanodiamonds in vicinity of stellar objects: laboratory spectroscopy and observational data
基于从陨石中提取的太阳前纳米金刚石的广泛的实验室表征，我们提出了一种新的方法来检测纳米金刚石在天体物理对象使用7370 nm发射带所产生的晶格缺陷。详细的实验室光谱研究和观测的初步结果。
2019-01-29 astro-ph.SR
Scaling stellar jets to the laboratory: the power of simulations
激光和Z箍缩技术的进步，加上等离子体诊断技术的发展和高性能计算机的出现，最近刺激了高能量密度实验室天体物理学的发展。特别是设计了一些研究辐射冲击和喷流的实验，目的是对与新生恒星的物质抛射和吸积有关的物理过程有新的了解。虽然一般的标度律是将实验室实验与天体物理等离子体联系起来的有力工具，但模拟的现象往往过于复杂，无法进行简单的标度。尽管如此，实验仍然可以提供重要的见解天体物理系统的物理学，并可用于提供基本的实验验证的数值模拟的天体物理学感兴趣的制度。我们将说明恒星喷流的背景下，实验室实验，数值模拟和天体物理学之间的可能联系。首先，我们将讨论恒星喷流在横向运动的星际介质中的传播和Z箍缩产生的喷流的标度。我们的第二个例子集中在板状射流产生的PALS（布拉格阿斯特里克斯激光系统）激光装置和它们的实际应用天体物理学。最后，我们说明了缩放的辐射冲击，这是发现在最快速的恒星喷流的头部的限制。
2009-12-21 astro-ph.SR
High-angular-resolution ALMA imaging of the inhomogeneous dynamical atmosphere of the asymptotic giant branch star W Hya
Uppsala University（乌普萨拉大学）
利用ALMA高角分辨率成像揭示W Hya大气中不均匀的动力学和化学特性，发现分子分布与尘埃云重合，支持尘埃成核过程。
2025-12-02 astro-ph.SR
An observational study of dust nucleation in Mira ($o$ Ceti): II. Titanium oxides are negligible for nucleation at high temperatures
演化恒星富氧包层中硅酸盐尘埃的形成被认为是由种子粒子的形成引发的，种子粒子可以承受恒星光球层附近的高温，并在远离恒星的地方充当凝结核。被认为是第一缩合物的候选物种是TiO和TiO $_2$。我们的目标是确定和表征的钛的拱星气相化学，导致形成固体钛化合物的信封中的$o$ Cet，原型米拉，并寻求一个观察验证钛氧化物是否发挥了主要作用的尘埃形成的M型AGB星的发病。我们提出了高角分辨率ALMA观测亚毫米（submm）波长补充的APEX和赫歇尔光谱的旋转功能的TiO和TiO $_2$。此外，在覆盖$o$ Cet的多个脉动周期的光谱中，确定了TiO和TiI的星周特征。亚毫米ALMA数据揭示了在扩展的米拉大气中含有TiO和TiO $_2$的气体。虽然TiO可追踪到4.0 R $_{\star}$的半径（FWHM/2），但TiO $_2$延伸远至5.5 R $_{\star}$，并且与TiO不同，TiO似乎是各向异性分布的。光谱显示TiI和TiO从扩展大气（<3 R $_{\star}$）内部的可变发射。包括冲击的化学模型与气相含钛分子的观测结果基本一致。由于气态钛物质的丰度非常高，因此不太可能将大量的钛锁定在固体中。特别是，热的富钛冷凝物的形成是非常不可能的，因为我们发现在气相中没有热的前体物质的痕迹。因此，Mira和其他M型AGB星的尘埃不太可能是由氧化钛引发的。
2016-10-04 astro-ph.SR
V410 Puppis: A useful laboratory for early stellar evolution
关于多星V410船尾座的新光谱（HERCULES）和地面多色光度数据与卫星光度（HIPPARCOS和TESS）以及历史上的天体测量观测相结合。推导出V410 Pup Aab的绝对参数：$M_{Aa}$ = $3.15 \pm 0.10$，$M_{Ab}$ = $1.83 \pm 0.08$（M $_{\odot}$）; $R_{Aa}$ = $2.12 \pm 0.10$，$R_{Ab}$ = $1.52 \pm 0.08$（R $_\odot$）; $a$ = $6.57 \pm 0.04$ R $_\odot$ ; $T_{Aa}$ = $12500 \pm 1000$，$T_{Ab}$ = $9070 \pm 800$（K）和测光距离$350 \pm 10$（pc）。我们报告了在光变曲线中发现的低振幅SPB变化，以及V410 Pup B周围的吸积结构和V410 Pup C中的发射核心的迹象。我们认为，V410幼仔可能是一个年轻的形成与船帆座2 OB协会。综合证据表明，与标准的恒星演化模型相比，年龄在7- 2500万年之间。
2022-07-27 astro-ph.SR
New Discoveries in Stars and Stellar Evolution through Advances in Laboratory Astrophysics
正如恒星和恒星演化（SSE）小组充分意识到的那样，未来十年将看到我们对这些研究领域的理解取得重大进展。引用他们的话，这些进展将发生在太阳作为一颗恒星的研究，恒星天体物理学，单星和多星的结构和演化，致密天体，SNe，伽马射线暴，太阳中微子和恒星尺度上的极端物理学。在这些领域取得进展的核心是实验室天体物理学的相应进展，这是在2010-2020年十年内充分实现SSE科学机会所必需的。实验室天体物理学包括对产生观测到的天体物理过程的基础物理的理论和实验研究。实验室天体物理学的6个领域，我们已经确定为相关的CFP面板，原子，分子，固体物质，等离子体，核物理和粒子物理。在本白皮书中，我们在第2节中描述了实验室天体物理学进步所带来的科学背景、一些新的科学机遇和引人注目的科学主题。在第3节中，我们讨论了实现下一个十年SSE科学机遇所需的实验室天体物理学的一些实验和理论进展。根据白皮书征集要求，第4部分提出了四个核心问题和一个具有不同寻常的发现潜力的领域。最后，我们在第5节中给出了一个简短的后记。
2009-02-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Globular clusters as laboratories for stellar evolution
球状星团一直被认为是天体物理学中最接近物理学家实验室的东西，因此是（低质量）恒星演化的理想实验室。然而，最近的观察给这种长期存在的范式蒙上了阴影，表明存在着多个丰度模式差异很大的种群，而且-至关重要的是-氦丰度也差异很大。在这篇评论中，我们讨论了赫兹-罗素图的功能，可用作氦丰度指标，并提出了一个概述可用的限制在球状星团的氦丰度。
2009-10-07 astro-ph.SR
Molecular dust precursors in envelopes of oxygen-rich AGB stars and red supergiants
星周尘埃的凝聚开始于靠近恒星光球层的分子团簇的形成。这些星团被预测在较低温度下充当凝结核，并允许在远离恒星的地方有效地形成尘埃。最近对金属氧化物，如AlO、AlOH、TiO和TiO $_2$的观测，使人们得以对富氧恒星的凝聚过程进行首次观测研究，这些氧化物的发射可以用ALMA以高角分辨率进行追踪。我们现在处于可以直接观察到气相物质耗尽成尘埃的时代。我回顾了最近的观测，使我们能够确定参与形成的无机尘埃的AGB星和红超巨星的气体物种。我还讨论了我们在解释观测结果时所面临的挑战，特别是那些与非平衡气体激发和尘埃形成区恒星大气的高度复杂性有关的挑战。
2018-09-27 astro-ph.SR
The temperatures of Red Supergiants
我们提出了一个重新评估的温度的红超巨星（RSG）使用其光学和近红外光谱能量分布（SED）。我们已经获得了数据的一个样本的RSG在麦哲伦云使用VLT+XSHOOTER，我们适合MARCS模型大气的光谱的不同区域，推导出有效的温度为每个恒星（a）的TiO带，（b）线自由连续区的光谱能量分布（SED），和（c）的综合通量。我们表明，来自适合TiO带的温度系统{ \it低}比其他两种方法几百开尔文。TiO拟合也大大高估了近红外的通量，并暗示与邻近恒星相比，其折射率非常低。与此相反，SED温度提供了良好的适合在所有波长以外的TiO波段的通量，是在协议的温度从通量积分方法，并暗示与附近的恒星一致的反射。在考虑了多种方法来调和这种差异后，我们得出结论，三维效应（即，颗粒化）是最可能的原因，因为它们影响形成TiO线的上层中的温度结构。然而，在更深层形成的连续体显然对这种影响更强大。因此，我们得出结论，RSG温度比以前认为的要高得多。我们讨论了这一结果对恒星演化和超新星前身星的影响，并提供了从单波段测光确定RSG的热光度的关系。
2013-02-12 astro-ph.SR
Differences between stellar and laboratory reaction cross sections
由于等离子体中的热效应，恒星等离子体中的核反应与实验室中的反应不同。一方面，靶原子核被以等离子体温度定义的能量分布的射弹轰击。根据核物理标准，最相关的能量是低的，因此需要改进对低能性质的描述，例如计算反应截面所需的光学势。最近对低能截面的研究表明有必要对质子光学势进行修正。另一方面，靶核与等离子体处于热平衡，这改变了它们的反应截面。通常预期，对于吸热反应，这种改性更大。我们表明，有许多例外，这一规则。
2009-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Stellar intensity interferometry over kilometer baselines: Laboratory simulation of observations with the Cherenkov Telescope Array
长期以来，天文学的一个愿景是实现千米基线以上的衍射限制光学孔径合成。这将使恒星表面及其环境成像，显示它们随时间的演变，并揭示双星系统中恒星风和气体流的相互作用。现在，一个机会正在打开，大型望远镜阵列主要是为了测量伽马射线引起的空气中的切伦科夫光而建立的。利用适当的软件，这种望远镜可以进行电子连接，也可用于强度干涉测量。由于望远镜之间没有光学连接，误差预算由几纳秒的电子时间分辨率决定。相应的光传播距离大约为1米，使得该方法实际上对大气湍流或光学缺陷不敏感，既允许很长的基线，又允许在短光波长下进行观察。理论建模表明，如何恒星表面的图像可以从这样的观测检索，在这里，我们报告的实验模拟。在光学实验室，人造恒星（单星和双星，圆形和椭圆形）由一组望远镜观测。使用高速光子计数固态探测器和实时电子设备，强度波动在望远镜对之间的多达一百个基线之间交叉相关，产生干涉傅里叶变换平面上的二阶空间相干性的地图。这些实验的目的是验证的概念，并优化仪器和观测程序，为未来的观测（特别是）CTA，切伦科夫望远镜阵列，旨在数量级的光学天文学的角分辨率的改进。
2014-07-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Investigating episodic mass loss in evolved massive stars: II. Physical properties of red supergiants at subsolar metallicity
本文通过分析九个南方星系中127颗亚太阳金属丰度红超巨星的光谱和光谱能量分布，测定其温度、光度和半径等物理性质，并利用TiO波段探讨质量损失机制，发现约50%的样本具有高光度和若干候选近期质量抛射事件。
2024-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
IRAS 09002-4732: A Laboratory for the Formation of Rich Stellar Clusters
IRAS 09002-4732是船帆座分子脊中一个研究较少的嵌入星团，距离船帆座分子脊1.7kpc。钱德拉X射线天文台的深度观测，结合现有的光学和红外线测量，产生了该地区441个可能的主序前成员的目录。恒星的空间分布有两个组成部分：大多数恒星居住在一个丰富的，紧凑的，椭圆形的星团，但少数居住在一个分子细丝几秒差距长，跨越集群。暗条有活跃的分布式恒星形成，有数十颗未聚集的原恒星。星团前主序群是$\leq 0.8$ Myr年龄和深深嵌入;其最大的成员是非常年轻的产生一个超紧凑的H II区。从X射线光度函数推导出的星团总人口是惊人的丰富，是猎户座星云星团的两倍。星团的核心非常密集，应该发生强烈的N体相互作用;它的初始质量函数可能在大质量恒星中有所不足。我们推断，IRAS 09002-4732是一个罕见的情况下，丰富的集群正在形成今天的分子丝，符合天体物理模型的团簇形成的云，涉及层次的形成和合并的集团分子丝。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
OB Stars & Stellar Bowshocks in Cygnus-X: A Novel Laboratory Estimating Stellar Mass Loss Rates
我们使用来自斯皮策天鹅座~X遗留巡天的中红外图像来搜索恒星弓激波，这是早期高空间速度“逃逸”恒星的特征。我们确定了10个弧形星云包含位于中心的恒星作为候选弓激波。对五颗恒星的新光谱观测表明，它们都是O晚期到B早期的矮星。我们从形态学上选择的弓形激波候选者样本包括各种物理现象。其中三颗恒星似乎是前主序星的基础上，在中红外上升的SED，和他们的星云可能是光子主导的区域（PDR）。四个对象的分类不明确。这些可能是部分灰尘壳或气泡。我们的结论是，三个对象是可能的bowshocks，根据其形态相似的分析处方。它们的星云形态没有显示出系统的方向模式，这可能表明天鹅座OB 2的恒星群或大规模的流体动力外流。通过径向速度或弓形激波技术确定的天鹅座OB 2附近的OB星之间的逃逸的分数是~ 0.5%，远小于8%的估计之间的字段OB星。我们还获得了先前已知的弓形激波星BD+43 \degr 3654的日心径向速度为-66.2+/-9.4 km/s，巩固了它的失控状态，并意味着空间速度为77+/-10 km/s。我们使用动量驱动的弓形激波的原则，以达到一个新的方法来估计恒星的质量损失率。对于被确认为产生弓形激波的三颗O 5V-- ~ B2 V恒星，推导出的质量损失率在10^-7到几个x10^-6太阳质量/年之间。这些值处于其他方法估计值的上限范围，但与其他方法估计值大致一致。（节录）
2009-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG: Identification of a Sulphur line at lambda(air) = 1063.600nm in GIANO-B stellar spectra
上下文随着新的红外高分辨率光谱仪的出现，迫切需要精确的红外原子数据。在许多情况下，近红外恒星谱线的识别、波长、强度、展宽和超精细分裂参数不足以精确地模拟观测光谱，在其他情况下甚至不存在。一些恒星的特征还没有被确认。目标。这项工作的目的是确定在不同光谱类型的恒星的光谱中看到的λ（vac）= 1063.891 nm或λ（air）= 1063.600 nm的光谱特征，用GIANO-B光谱仪观察。方法.从标准原子数据库中搜索谱线以匹配谱线列表中未识别的特征没有成功。然而，通过调查原始的、已发表的实验室数据，我们能够识别出这一特征并解决问题。为了确认它的识别，我们在太阳强度谱中模拟了假定的恒星线，并找到了一个很好的匹配。结果我们发现，所观察到的光谱特征是一个恒星线起源于4s '-4p'过渡在SI，和它的缺席的原因是在原来的实验室测量从1967年为这条线的空气到真空的校正在原子线数据库。由内插求得S-I线的实验室波长为λ（vac）= 1063.8908 nm或λ（air）= 1063.5993 nm，上能级的激发能为9.74978 eV。
2019-10-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
2D numerical study of the radiation influence on shock structure relevant to laboratory astrophysics
辐射激波存在于各种天体中，特别是在恒星演化的不同阶段。因此，研究辐射激波、它们的拓扑结构和物理性质是理解它们物理性质的起点。随着大型激光装置的发展，这一研究成为可能，为实验室天体物理研究提供了新的动力。我们提出的辐射冲击建模使用圆柱形模拟的主要特点。我们集中讨论多维辐射传输效应对激波拓扑结构和动力学的重要性。我们目前的结果与我们的代码HERACLES对应的条件下，已经进行了激光装置上的实验。多维流体动力学代码HERACLES特别适用于实验室天体物理学实验和辐射与流体动力学耦合的天体物理学情况。强调了光子平均自由程与激波横向延伸之比的重要性。我们提出了如何有可能实现这些冲击在实验室中的固定限制，并分析可能出现的激波管的墙壁的辐射通量的角分布。这些研究的恒星吸积冲击的影响。
2009-02-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
First Chromospheric Activity and Doppler Imaging Study of PW And Using a New Doppler Imaging Code: SpotDIPy
本文利用高分辨率光谱首次对PW And进行Doppler成像和色球活动研究，并推出基于最大熵方法的开源Python表面重建代码SpotDIPy，其重建结果与DoTS代码一致。
2023-10-23 astro-ph.SR
The Future of IMF studies with the ELT and MICADO I: The local Universe as a resolved IMF laboratory
目标。在这项工作中，我们的目标是估计最低的恒星质量，MICADO在ELT将能够可靠地检测给定的恒星密度和距离。我们还表明，工具的影响，将发挥关键作用，并报告的年轻的集群，将访问IMF的研究在本地宇宙与ELT的数量。方法.我们使用MICADO相机的仪器模拟器包SimCADO，对56个密度与年轻星团核心相似的致密恒星区域进行了观测。我们将星团场放置在距离地球8 kpc到5 Mpc的位置，这意味着核心密度在10^2到10^5恒星角秒^-2之间，并通过点扩散函数（PSF）拟合测光确定了每个恒星场的最低可靠可观测质量。结果我们的结果表明，小于10^3角秒^-2的恒星密度很容易被MICADO分辨出来。在大麦云星云中，对于密度小于10^3星角秒^-2的星团，可靠观测到的最低质量约为0.1兆太阳。MICADO将能够访问麦哲伦星云中所有致密年轻星团核心的恒星内容，从而能够在银河系之外非常详细地研究IMF的峰值和形状。在2 Mpc的距离上，所有M > 2 Msun的恒星都将在<10^4星弧秒^-2的视场内被分辨出来，这样就可以在包括NGC 300在内的所有星系中研究IMF的高质量端。
2020-06-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Ceci n'est pas a globular cluster: the metallicity distribution of the stellar system Terzan 5
我们提出了新的测定铁丰度的220颗恒星属于恒星系统泰山5在银河系的隆起。光谱是由欧洲南方天文台甚大望远镜的火焰和凯克II望远镜的DEIMOS获得的。这是迄今为止在这个恒星系统中观测到的最大的恒星光谱样本。从这个数据集，一个子样本的光谱不受TiO波段的目标提取和统计净化场星。一旦与我们小组先前公布的34颗其他恒星相结合，覆盖系统整个径向范围的135颗成员星的总样本已被用于确定Terzan 5的金属丰度分布函数。铁的分布清楚地显示出三个峰值：在[Fe/H] $\simeq0.25$ dex处的超太阳组分，占样品的29%，在[Fe/H] $\simeq-0.30$ dex处的占主导地位的亚太阳群体，对应于总量的62%，以及在[Fe/H] $\simeq-0.8$ dex处的次要（6%）贫金属组分。如此广泛的多模态金属丰度分布表明，泰山5不是一个真正的球状星团，而是一个复杂得多的恒星系统的残余。
2014-09-05 astro-ph.SR
The Binary-Binary Hierarchical System XY Leo: A Laboratory for Stellar Activity and Concealed Companions
Institute of Astronomy, The Observatories（天文研究所，天文台）；Ege University（埃ege大学）；Department of Astronomy and Space Sciences, Faculty of Science, Ege University（埃ege大学理学院天文学与空间科学系）
研究XY Leo系统长期轨道周期变化，探讨其可能源于磁活动或隐藏伴星，通过高精度参数测定揭示其双星演化特性。
2026-03-30 astro-ph.SR
A Multi-Color Optical Survey of the Orion Nebula Cluster. Part I: the Catalog
本文介绍了在ESO/MPI2.2望远镜上用WFI成像仪获得的猎户座星云团的U、B、V、I宽波段、6200 A TiO中波段和H α测光结果。几乎同时的观测覆盖了整个ONC，视场约为34 x34弧分。它们使我们能够确定恒星的颜色，避免额外的散射在测光引起的恒星变异典型的前主序星。我们在I波段识别了2,612个点状源，其中58%、43%和17%也分别在V、B和U波段被检测到。在H α波段识别出1040个源。在本文中，我们提出的意见，校准技术，和由此产生的目录。我们显示了衍生CMD的人口和讨论我们的测光的完整性。我们定义了一个分光光度TiO指数从通量在V，I和TiO-波段。我们发现，该指数和光谱类型之间的相关性有效的M型星，这是准确的，以优于1个光谱子类的M3-M6类型和优于2个光谱子类的M0-M2类型。这使我们能够重新分类217颗恒星。我们从我们的Halpha光度法中减去光球连续光谱在其波长处，得出整个样品的校准线过剩。这是迄今为止在ONC上获得的最大的Halalpha星表。该数据集使我们能够在随附的论文中对猎户座星云团中前主序群的属性进行全面的重新分析。
2009-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminium oxide in the optical spectrum of VY Canis Majoris
本文首次确认了红超巨星VY CMa中AlO的B-X系统的光学带。除了TiO、VO、ScO和YO这些在很久以前就在恒星的光谱中被识别出来的分子外，AlO是另一种在这颗奇特的恒星中显示出强发射带的难熔分子。通过模拟AlO的能带，得到了星周气体的转动温度Trot= 700 K。通过解决个别的旋转分量的频带，我们推导出的气体的运动学特性，发现的排放是在恒星径向速度的中心，其固有的宽度是13.5公里/秒（半峰全宽）。这是迄今为止在VY CMa观测到的所有（热）特征中最重要的发射。温度和谱线宽度表明，辐射产生于大约20个恒星半径范围内的气体中，那里的外流仍在加速。这一结果与平衡化学模型相矛盾，该模型预测只有在几个恒星半径内才有大量的AlO丰度。我们认为，非平衡模型涉及冲击传播需要解释的意见。
2012-11-17 astro-ph.SR
Magnetic Fields in Stellar Astrophysics
这是一份提交给NRC 2010年天文学和天体物理学十年调查的恒星和恒星演化（SSE）科学前沿小组（SFP）的白皮书。该白皮书由NSF物理前沿实验室和天体物理等离子体磁自组织中心（CMSO）认可。
2009-02-20 astro-ph.HE 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
New Fe I level energies and line identifications from stellar spectra
Fe I原子的光谱对天体物理学的许多领域和其他领域都至关重要。然而，尽管对紫外实验室铁吸收光谱、光学实验室铁发射光谱和太阳红外光谱进行了广泛的分析，但对其高能级能量的测量仍然非常不完整。在这项工作中，我们使用的高分辨率档案吸收线的紫外线和恒星的光谱，其温暖的温度有利于温和的Fe I激发源。我们得出的能量为一个特定的上水平在库鲁茨的半经验计算采用一个试验值，产生相同的波长为一个给定的线预测是一样强的一个强的不明谱线观察到的恒星光谱，然后检查新的波长的其他强预测的过渡，共享相同的上水平与其他强观察到的不明线。到目前为止，这种分析提供了66 Fe I能级的上限能量。许多新能级的能量高于实验室实验所能获得的能量，有几个超过了Fe I的电离能。这些水平提供了超过2000个潜在可检测线的新鉴定。几乎所有的新水平的奇宇称包括紫外线检测到，但未分类在实验室的Fe I吸收光谱，提供了一个外部检查的能量值。我们激励和目前的程序，提供由此产生的新的水平的能量和它们的不确定性，列出所有潜在的可检测的紫外线和光学新的Fe I线的识别和它们的GF值，指出新的天体物理学感兴趣的线路，并讨论在不久的将来的前景，额外的Fe I能级测定。
2014-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability of M giant stars based on em Kepler photometry: general characteristics
少量的太阳前颗粒在原始陨石和行星际尘埃颗粒的基质中幸存下来。他们在实验室中使用现代分析工具进行的详细研究提供了关于恒星核合成和演化、恒星大气中的颗粒形成和银河系化学演化的高度准确和详细的信息。它们的生存限制了它们在星际介质和早期太阳系中暴露的条件。
2014-05-06 astro-ph.SR
Nuclear physics in the cosmos
我们观测到来自恒星的光子和中微子。基于这些观测，再加上对宇宙射线能量和成分的测量，我们已经能够对大爆炸和恒星演化的几个模型进行约束。但这还不够。我们还需要通过实验室实验来帮助这一努力。我们还远远不能在地球实验室中再现恒星环境。但在许多情况下，我们可以获得精确的核反应速率，这是模拟恒星中的原始核合成和流体静力燃烧所必需的。在小天体物理能量下，相关反应很难在实验室中直接测量。近年来，间接反应法被发展并应用于低能天体物理S因子的提取。这些方法需要结合新的实验技术和理论的努力，这是这个简短的评论的主题。
2011-10-11 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
EXOPLINES: Molecular Absorption Cross-Section Database for Brown Dwarf and Giant Exoplanet Atmospheres
恒星、亚恒星和行星大气模型都对输入不透明度高度敏感。各种最先进的恒星/行星模型之间的世代差异主要是因为不完整和过时的原子/分子线列表。在这里，我们提出了一个数据库的预先计算的吸收截面的所有同位素的关键大气分子相关的晚型恒星，棕矮星，和行星大气：MgH，AlH，CaH，TiH，CrH，FeH，SiO，TiO，VO和H2O。计算的不透明度的压力和温度范围在10 $^{-6}$-3000巴和75- 4000 K之间，在可能的情况下，它们的光谱范围在0.25-$μ$ m之间。对于没有压力加宽数据的情况，我们使用碰撞理论来弥合差距。我们还探讨了在超热木星和M-矮星大气的背景下，从不同的线列表计算的吸收截面的影响。使用1-D自洽的辐射-对流热化学平衡模型，我们报告显着的变化，在理论光谱和温度分布的亚恒星大气。与2000 K代表性的超热木星，我们报告的变化高达320和80 ppm的透射和热发射光谱，分别。对于一个3000 K的M-矮星，我们发现的差异高达125 $\%$的光谱。我们发现，最显着的差异出现由于TiO线列表的选择，主要低于1 $μ$ m。总之，我们提出了（1）一个预先计算的分子吸收截面数据库，（2）量化由于线列表差异而在表征亚恒星/系外行星大气时出现的偏差，因此突出了正确和完整的不透明度对于最终应用于高精度光谱学和光度学的重要性。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The 2022-2023 accretion outburst of the young star V1741 Sgr
本文通过光学与红外监测研究了年轻恒星 V1741 Sgr 在 2022-2023 年发生的 EXor 型吸积爆发，结合光谱温度变化和能谱分布分析，提出爆发由恒星表面之外的星周气体连续谱发射主导，并用气体冷却解释 TiO 吸收的出现与消失。
2024-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inferring possible magnetic field strength of accreting inflows in EXor-type objects from scaled laboratory experiments
目的。EXor类天体是原恒星，它们显示出由间歇性和强烈的磁层吸积事件引起的强烈紫外光爆发。这些物体还没有得到很好的研究，很难确定其特征。几个参数，如等离子体流的速度，特征密度和温度，可以从目前的观测检索。然而，到目前为止，还没有关于磁场值的信息，确切的吸积情况也在讨论中。方法.我们使用实验室等离子体，由高功率激光器撞击固体靶或由等离子体枪注入器产生，并使这些等离子体垂直于强外部磁场传播。传播的等离子体被发现是很好地缩放到目前推断的EXOR型吸积事件的参数，从而使我们能够研究这种情节吸积过程中的行为缩放条件。结果我们提出了一个额外的物质吸积在赤道平面的情况下，声称解释的EXor对象的吸积率增加，通过实验证明，有效的等离子体传播整个磁场的支持。特别是，我们的实验室调查使我们能够确定，在吸积流的EXOR对象，在截断半径和恒星表面之间的中间位置的场强，应该是100高斯的顺序。反过来，这表明恒星表面的场强为几千高斯，这与从经典金牛座T星的观测中推断出的值相似。
2021-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Laboratory log(gf) Measurement of the Ti II 15873.84 Å H-band Line in Support of SDSS-III APOGEE
SDSS-III APOGEE合作已经在APOGEE目标星的H波段光谱中确定了一条可用的谱线，该谱线来自单一电离物质。因此，Ti II的这条线（$λ_{air}$ = 15873.84 μ m）对于通过萨哈方程测定恒星表面重力或log（g）非常重要。虽然存在对谱线强度的理论估计，但迄今为止还没有关于谱线强度的实验室测量的报告。在这里，我们报告的绝对实验室跃迁几率测量这一重要的钛II线。一个相对线强度测量的Ti II H带线的兴趣和参考线与先前报道的绝对跃迁概率。该比率是使用高电流水冷HC灯的多个光谱测量的，所述高电流水冷HC灯用经校准的FT-IR光谱仪记录。
2014-04-23 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.atom-ph
Can the maximum mass of neutron stars rule out any equation of state of dense stellar matter before gravity is well understood?
可能没有！作为一个例子，使用与现有的地球核实验室实验一致的软EOS，对含有夸克核的混合中子星进行了MIT袋模型描述，使用合理的参数，我们表明，最近发现的中子星最大质量PSR J1614-2230的新持有者$1.97\pm0.04M_{\odot}$可以很好地描述，通过纳入汤川引力校正，这与中子-质子和中子-铅散射以及反质子原子的光谱学。
2011-01-07 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
The Contributions of Interactive Binary Stars to Double Main Sequence Turn-Offs and Dual Red Clump of Intermediate-Age Star Clusters
双或扩展的主序列关闭（DMSTO）和双红团（RC）在中等年龄的星团中观察到，如NGC 1846和419。DMSTO解释为该星团有两个年龄相差约2 - 3亿年但金属丰度相同的不同恒星群体。双RC被解释为长期恒星形成的结果。利用恒星星族合成方法，计算了双星恒星星族的演化。我们发现，二进制的相互作用和合并可以重现双重RC的颜色星等图的一个中等年龄的集群，而实际上只有一个单一的人口存在。此外，二元相互作用可能导致扩展的MSTO而不是DMSTO。而主序星的其余部分、次巨星支和第一巨星支则几乎不受双星相互作用的影响。部分观察到的双重RC和扩展MSTO可能是二元相互作用和合并的结果。
2011-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star-forming Region Sh 2-233IR I. Deep NIR Observations toward the Embedded Stellar Clusters
我们观察到的Sh 2- 233 IR（S233 IR）区域在近红外比以前的研究更好的灵敏度在该地区。通过对背景星的统计扣除，我们确定了该区域内三个可区分的亚群：Sh 2- 233 IR NE、Sh 2- 233 IR SW和整个星云上的“分布星”的成员源，并计算了它们的年龄和质量。恒星的形成可能是连续发生的，子星系团之间的年龄差异相对较小（\sim 0.2-0.3百万年）。我们发现两个子星团的初始质量函数（Gamma \sim -0.5）的斜率比Salpeter的更平坦，这表明与银河系其他恒星形成区相比，在这些星团中优先形成了更多的大质量恒星。这些子星团可能不是整个星云整体坍缩的结果，而是在先前的恒星形成活动扰乱了出生分子云之前触发而形成的。此外，高恒星形成效率（&40%）的子星系团也可能表明，恒星形成非常有效的中心NE。
2011-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Laboratory evidence for asymmetric accretion structure upon slanted matter impact in young stars
在实验室中通过比例实验研究物质在形成恒星上的吸积过程对于更好地理解恒星和行星系统的形成和演化非常重要。这些实验确实可以通过提供空间和时间分辨率来补充观测。在[G. Revet等人，Science Advances 3，e1700982（2017），arXiv：1708.02528]。允许这样的调查。它揭示了存在一个两个组件流：一个热壳包围一个较冷的内部流。壳层是由撞击时侧向喷射的物质和局部磁场重新聚焦而形成的。该实验室研究仅限于正常入射撞击。然而，在年轻恒星中，复杂的磁场结构导致吸积柱入射角的变化。这使我们进行了调查，使用实验室等离子体，有一个倾斜的吸积影响年轻的恒星的后果。在这里，我们使用高功率激光相互作用和强磁场产生在实验室中，辅以数值模拟，研究吸积结构时引起的不对称性柱的物质撞击的表面的年轻恒星的倾斜角度。相比的情况下，物质吸积正常的恒星表面，我们观察到强烈的不对称等离子体结构，强横向喷出物的物质，不良的限制吸积材料和减少加热相比，正常入射的情况下。因此，倾斜吸积是一种似乎能够引起色球层扰动的配置，因此可能影响日冕的活动水平。
2020-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple populations within globular clusters in Early-type galaxies Exploring their effect on stellar initial mass function estimates
现在已经确定的是，大多数（如果不是全部的话）古老的球状星团拥有多个种群，其特征在于不同的化学特征，例如氦丰度变化以及N-C和Na-O反相关，固定[Fe/H]。这些非常独特的化学特征与在大质量早型星系中心发现的相似，并可能影响星系整体性质的测量。此外，最近的研究结果表明，在大质量早型星系中心发现的M/L变化可能是由于底部重的恒星初始质量函数。分析了类球状星团的多重布居对早型星系综合性质的影响。特别是，我们专注于综合光谱和全球质量-光比，已被用来推断恒星初始质量函数的变化的光谱特征。为了实现这一目标，我们开发适当的恒星星族合成模型，并考虑到，第一次，考虑到不同的He丰度的初始-最终质量关系。我们的结论是，虽然多个人口可能存在于大规模的早期型星系，他们可能不负责观察到的质量-光比和IMF敏感线强度的变化。最后，我们估计的恒星与多个人口的化学成分，来自大规模的椭圆形内被破坏的球状星团的比例，并发现它们可以解释一些观察到的化学图案在这些星系的中心。
2018-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Oscillations in Modified Gravity
本文从修正的引力流体力学方程出发，在标量张量理论中导出了控制恒星线性、绝热、径向扰动的运动方程。有两个新功能：首先，对恒星振荡周期的本征值方程进行了修正，使得本征频率总是大于广义相对论的预测值。第二，改变了恒星不稳定性的广义相对论条件，使得绝热指数在不稳定模出现之前可以降到4/3以下。在修正的引力理论中，恒星更稳定。专门的变色龙理论的情况下，我们调查这些影响的数值使用多变的莱恩-埃姆登星和模型来自修改后的重力恒星结构模拟。振荡周期的变化可达50%，不稳定性的临界绝热指数下降了10 ^（-1）量级。通过求解造父变星模型的新方程，发现使用周期-光度关系推断的距离的变化可以比仅考虑修改的平衡结构的变化大三倍。我们讨论了这些结果对最近和即将到来的天体物理测试的影响，并估计以前的方法可以产生新的约束，使得修改在10 ^（-8）阶牛顿势的区域中被屏蔽。
2013-12-22 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
Tight stellar binaries favour active longitudes at sub- and anti-stellar points
本文通过 TESS 分析 162 个 EBLM 不等质量食双星，发现至少约 51% 样本的主星黑子活动经度相隔约 180°，并优先位于朝向和背向伴星的位置。
2024-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Populations of OB-type stars in galaxies
恒星天体物理学的挑战之一是达到这样一个点，即我们可以在高红移的年轻恒星形成星系中进行可靠的光谱合成。在这里，我总结了最近在银河系和麦哲伦星云，其中跨越了一系列的金属丰度相称的高红移系统，从而提供了一个很好的实验室，在其中研究环境对恒星演化的作用的大质量恒星的研究。我也给出了一个概述的观测发光超巨星在外部星系到一个显着的6.7百万秒差距，在其中我们可以利用我们的理解恒星演化研究化学和动力学的主机系统。
2010-09-22 astro-ph.CO astro-ph.SR
Accurate abundance analysis of late-type stars: advances in atomic physics
通过恒星光谱测量恒星的化学成分、质量和年龄等性质是天体物理学中的一个基本问题。本文综述了与F-、G-和K-型恒星光谱高精度分析相关的原子性质和过程的理解、计算和测量方面的进展，特别强调了丰度分析。这包括基本的原子数据，如能级，波长和跃迁概率，以及光电离，碰撞加宽和非弹性碰撞的过程。一个反复出现的主题，在整个审查是理论原子物理学，实验室测量和天体物理建模，所有这些都有助于我们理解原子和原子过程，以及建模恒星光谱之间的相互作用。
2016-05-09 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.atom-ph
The hunt for formamide in interstellar ices: A toolkit of laboratory infrared spectra in astronomically relevant ice mixtures and comparisons to ISO, Spitzer, and JWST observations
本研究通过实验室模拟星际冰，测量纯甲酰胺及其混合物的中红外光谱，识别出三个示踪波段，并与ISO、Spitzer和JWST观测比较，为搜寻星际冰中甲酰胺提供了工具包和丰度上限。
2023-07-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
