[论文解读] New Grids of ATLAS9 Model Atmospheres

Francesco Castelli, Robert L. Kurucz|arXiv (Cornell University)|May 5, 2004

Atmospheric Ozone and Climate被引用 470

一句话总结

本文提出了一套基于Grevesse & Sauval (1998)太阳丰度的更新版光深分布函数（ODFs）的新版ATLAS9模型大气，采用统一的物理参数和数值设置，包含改进的TiO、H2O以及H I-H I/H I-H+准分子线。新模型在紫外和光学波段的能量分布上表现出显著差异，尤其对低温恒星和金属贫金属A型恒星而言，导致U−B和u−b颜色更红，尤其在6500 K以下和4500 K以下更为明显。

ABSTRACT

New opacity distribution functions (ODFs) for several metallicities have been computed. The main improvements upon previous ODFs computed by Kurucz (1990) are: (1) the replacement of the solar abundances from Anders & Grevesse (1989) with those from Grevesse & Sauval (1998); (2) the replacement of the TiO lines provided by Kurucz (1993) with the TiO lines from Schwenke (1998), as distributed by Kurucz (1999a); (3) the addition of the H2O lines from Partridge & Schwenke (1997) as distributed by Kurucz (1999b); (4) the addition of the HI-HI and HI-H+ quasi-molecular absorptions near 1600 A and 1400 A computed according to Allard et al. (1998). Other minor improvements are related with some changes in a few atomic and molecular data. New grids of ATLAS9 model atmospheres for Teff from 3500K to 50000K and logg from 0.0 dex to 5.0 dex have been computed for several metallicities with the new ODFs. Preliminary comparisons of the results from the old and new models have shown differences in the energy distributions of stars cooler than 4500K, in the ultraviolet energy distribution of metal-poor A-type stars, in the U-B and u-b color indices for Teff<7000K and in all the color indices for Teff<4250K.

研究动机与目标

• 创建一个ATLAS9模型大气的同质化网格，确保所有模型具有统一的物理参数和数值设置。
• 通过将太阳丰度更新为Grevesse & Sauval (1998)的值，替代过时的Anders & Grevesse (1989)数值，以提高模型精度。
• 整合更新的分子线列表，包括TiO（Schwenke 1998）、H2O（Partridge & Schwenke 1997）以及H I-H I/H I-H+准分子吸收（Allard et al. 1998）。
• 通过固定72层平面平行层和统一的对流处理方式（l/Hp = 1.25，无过冲），标准化模型结构。
• 通过确保所有网格中模型密度和物理一致性一致，实现可靠的插值与测光校准。

提出的方法

• 使用Grevesse & Sauval (1998)提供的更新太阳丰度，计算新的光深分布函数（ODFs），替代旧的Anders & Grevesse (1989)数值。
• 将高分辨率TiO（Schwenke 1998）、H2O（Partridge & Schwenke 1997）以及H I-H I/H I-H+准分子吸收（Allard et al. 1998）的线列表整合进ODFs中。
• 在温度（log T 从3.30到5.30）和气体压力（log Pg 从−4.0到+8.0）构成的57×25网格上生成ODFs，提升高层大气区域的分辨率。
• 使用XNFDF和DFSYNTHE代码在89.7 Å至100,000 Å波段以500,000的光谱分辨率计算线性吸收率，随后按标准波长区间排序。
• 计算T_eff从3500 K到50,000 K、log g从0.0到5.0 dex的ATLAS9模型大气，每组网格包含476个模型，全部使用72层和固定的对流参数。
• 计算对应在UBV、RIJKL、VRI和uvby测光系统中的通量和颜色指数，以便与观测结果直接比较。

实验结果

研究问题

• RQ1 更新的太阳丰度和改进的分子线列表如何影响模型大气的光谱能量分布？
• RQ2 在金属贫金属A型恒星中，包含H I-H I和H I-H+准分子吸收对紫外通量有何影响？
• RQ3 新模型大气如何改变U−B、u−b、B−V和b−y等颜色指数，特别是对低温和金属贫金属恒星？
• RQ4 新ODFs在多大程度上改善了对低温恒星中分子带（如TiO、CN、CO、H2O）的建模？
• RQ5 具有统一层数、对流处理方式和丰度集合的同质化模型网格，能否减少恒星大气建模中的插值误差？

主要发现

• 在T_eff为7000 K至9000 K之间，新模型在1250–2000 Å波段表现出显著差异，主要由于H I-H+和H I-H I准分子吸收更强，尤其在金属贫金属A型恒星中更为明显。
• 对于T_eff ≤ 4500 K，更新的TiO和H2O线的引入导致光学和近红外波段能量分布发生显著变化，TiO、CN、CO和H2O带的强吸收特征在通量比较中清晰可见。
• 与旧模型相比，新模型中U−B和u−b颜色指数系统性地更红，在T_eff = 5750 K、log g = 4.5、[M/H] = 0.0、ξ = 2 km s⁻¹时，差异最大可达75 K。
• 对于T_eff ≤ 4500 K，(B−V)和(b−y)颜色指数在新模型中也更红，但(b−y)的变化较小，某些情况下可忽略不计。
• 新ODFs显著改善了对低温恒星中分子吸收率的建模，特别是在4000–11200 Å波段，TiO和CN带的分辨率更高，表征更准确。
• 更新的ODFs和模型网格通过统一的层数（72层）、一致的丰度集合以及标准化的对流处理方式，实现了更可靠的插值与测光校准。