Line formation in solar granulation: III. The photospheric Si and meteoritic Fe abundances
使用三维的，随时间变化的，不均匀的模型大气的太阳表面对流的现实流体动力学模拟，太阳光球硅丰度已被确定为日志Si = 7.51 +- 0.04。这与以前基于一维Holweger-Müller（1974）模型的估计值相比相差0.04 dex，其中一半归因于采用的模型大气，其余部分归因于改进的量子力学加宽处理。因此，所有陨石丰度都应向下调整相同的数额。特别是陨石铁丰度将是log Fe = 7.46 +- 0.01，与最近确定的光球铁丰度非常一致（Asplund等人，2000年b）。不幸的是，现有的不确定性阻止了对太阳中金属元素迁移的假设效应的观测确认。
2000-05-15 astro-ph
Striking Photospheric Abundance Anomalies in Blue Horizontal-Branch Stars in Globular Cluster M13
球状星团M13中13颗蓝色水平支（BHB）星的高分辨率光谱显示，元素丰度与预期的星团金属丰度存在巨大的偏差。在较热的恒星（T_eff > 12000 K）中，氦的丰度比太阳低10 ~ 100倍，而铁的丰度比太阳高3倍，比该球状星团的典型金属丰度[Fe/H] ~= -1.5 dex高两个数量级。氮、磷和铬表现出更明显的增强，其他金属也略有过剩，除了镁，它保持非常接近预期的簇金属丰度。这些光球异常现象很可能是由于扩散-氦的重力沉降，以及其他元素的辐射悬浮-在这些热恒星稳定的辐射大气中。这些机制的影响可能会对星团水平分支的光度形态以及对它的年龄和距离的估计产生一些影响。
1999-03-29 astro-ph
Spectropolarimetric investigation of the propagation of magnetoacoustic waves and shock formation in sunspot atmospheres
在光球硅I 10827 A谱线和色球氦I 10830 A多重谱线上同时测量了太阳黑子本影的速度振荡。从全斯托克斯反演的时间序列的分光偏振观测，我们检索，除其他参数外，视线速度的时间变化在光球和色球高度。色球速度振荡显示出一个三分钟的周期，具有典型的传播激波波前的明显的锯齿形。光球层速度振荡基本上有5分钟的周期，尽管功率谱也显示出在3分钟波段的第二个峰值，这已经被证明是色球层对应物的前身。推导出的相位谱产生的大气截止频率约4兆赫的值，并提供证据的向上传播的更高频率的振荡模式。相位谱已被复制与一个简单的模型的线性垂直传播的慢磁声波在分层磁化的大气中，占辐射损失，通过牛顿冷却定律。该模型解释了相位谱中的主要特征，并允许我们计算光球和色球信号之间的理论时间延迟，这恰好对频率有很强的依赖性。我们发现这之间的时间延迟直接从交叉相关的光球和色球速度地图过滤周围的6兆赫频带得到一个非常好的协议。这使我们能够推断，在色球层高度观察到的3分钟功率直接来自光球层，通过线性波传播，而不是来自5分钟（和/或更高频率）模式的非线性相互作用。
2005-12-05 astro-ph
Explosive Events and the Evolution of the Photospheric Magnetic Field
过渡区爆发事件一直被认为是太阳大气中磁重联的直接标志。在寻求进一步的观测证据，以支持这一解释，我们研究的爆炸事件和太阳磁场的演变之间的关系，在视线光球磁图。我们发现，约38%的事件显示的变化，在光球的磁结构的爆炸事件的位置在一个时间段内的1小时。我们还讨论了潜在的模糊性，在分析高灵敏度磁图。
2008-08-07 astro-ph
Photospheric and chromospheric activity in four young solar-type stars
本文对HD 166、K1 Eri、chi 1 Ori和kappa 1 Cet四颗G-K矮星进行了光度和光谱研究。在三种情况下，我们发现一个明确的光球和色球活动区之间的空间关联。对于chi 1猎户座，我们没有发现光球温度和色球H α发射的明显变化。我们采用了点/斑模型观测到的旋转调制的温度和流量，推导出点/斑参数，并重建一个粗略的三维地图的外层大气的kappa 1 Cet，HD 166和EklEri。
2006-09-19 astro-ph
Line formation in solar granulation VI. [C I], C I, CH and C2 lines and the photospheric C abundance
利用含时三维太阳大气流体动力学模型，从[Cl]、Cl、CH振转线、CH A-X电子线和C2 Swan电子线计算了太阳光球层碳丰度。对于CI线路，已经考虑了来自LTE的配置。事实证明，这些对于更强的线路越来越重要，并且对于消除LTE丰度与线路强度的趋势至关重要。非常令人满意的协议，发现在所有的原子和分子丰度诊断，尽管其广泛不同的线形成的灵敏度。基于四个主要丰度指标（[C I]，C I，CH振转，C_2 Swan）的太阳碳丰度的平均值为log C = 8.39 +/- 0.05，包括我们对可能的系统误差的最佳估计。一致的结果也来自CH电子线，我们已经降级到一个辅助作用，由于其灵敏度的线加宽。新的基于3D的太阳碳丰度明显低于先前使用1D模型大气研究中估计的丰度。
2004-10-28 astro-ph
Opposite magnetic polarity of two photospheric lines in single spectrum of the quiet Sun
本文通过对微弱的光谱偏振信号的研究，研究了宁静太阳光球磁场的结构。我们采取了一系列的斯托克斯光谱的Fe I 630.15 nm和630.25 nm线在一个安静的太阳区域附近的磁盘中心，使用POLIS分光偏振仪在德国特内里费岛的VTT。这两条线的线芯形成于大气层的不同高度。数据的3 $σ$噪声水平约为1.8 $\times 10^{-3} I_{c}$。我们提出了同时间和同空间斯托克斯- $V$配置文件的Fe I 630 nm线对，其中两条线显示在一个单一的光谱相反的极性。我们计算合成线的配置文件，并再现这些光谱与两个组件的模型大气：一个非磁性组件和磁性组件。磁性元件由两个极性相反的磁性层组成：上面的磁性层向上移动，下面的磁性层向下移动。在这两者之间，有一个温度升高的区域。在单一光谱中出现极性相反的Stokes- $V$线对可以理解为太阳光球层中的一次磁重联事件。我们证明，这样的场景是现实的，但解决方案可能不是唯一的。
2007-05-09 astro-ph
Freeze-out Effects in Hydrogen and Helium Lines of SN 1987A at the Early Photospheric Epoch
我们建立了SN 1987 A光球期大气电离、激发和能量平衡的含时模型，用以研究氢、氦谱线的早期行为。电离冻结效应在第一个月产生强H-α和在第1.76天产生He I 5876 A散射线中起着关键作用。利用氢分子与其离子之间的扩展反应网络表明，离子-分子过程可能是波鸿事件时期H-α分布中蓝色峰的原因。
2002-09-18 astro-ph
Line formation in solar granulation: IV. [O I], OI and OH lines and the photospheric O abundance
利用太阳大气的三维流体动力学模型，根据[OI]、OI、OH振动-转动和OH纯转动谱线，计算了太阳光球层的氧丰度。在OI线的情况下，已经进行了3D非LTE计算，揭示了由于线中的光子损失而导致的与LTE的显著偏离。我们得出太阳氧丰度log O = 8.66 +/- 0.05。所有的氧诊断产生高度一致的丰度，与经典的一维模型大气的结果形成鲜明对比。这个低值与对本地星际介质和附近B星的测量结果非常一致。这种低丰度也得到了非常不同的线形成灵敏度的线之间的良好对应关系，以及观测和预测的线形状和中心到边缘变化之间的良好对应关系的支持。再加上相应的向下修订的太阳碳，氮和氖的丰度，由此产生的太阳金属质量分数Z = 0.0126的显着下降，但是，可能会破坏令人印象深刻的协议之间的预测和观察到的太阳内部的声速从日震学确定。
2003-12-11 astro-ph
The Detectability of Neon Fluorescence and Measurement of the Solar Photospheric Neon Abundance
本文用Monte Carlo方法计算了日冕X射线激发的Ne K $α$谱线在太阳大气温度最低区附近的辐射，研究了利用这一特征直接测量太阳光球Ne丰度的方法。虽然非常弱，与谱线数据库的比较表明，在等离子体温度典型的安静的太阳和冷的活动区（$\leq 2\times 10^6$ K）的线是孤立的和未混合的。当在日心角$\sim 0$观测时，典型的太阳化学成分产生的等效宽度为$\sim 6$毫微电子伏特（0.3 eV）。对于一个1弧分的视野，在地球上的光子通量的顺序为0.2 ph s $^{-1}$的安静的太阳，呈现的Ne K $α$荧光线确定太阳光球Ne含量的一个非常可行的手段。
2007-08-07 astro-ph
Line formation in solar granulation: V. Missing UV-opacity and the photospheric Be abundance
晚型恒星紫外线中不透明源的可能性经常被用来解释预测和观测到的通量分布和谱线强度之间的差异。除其他外，这种缺少紫外线不透明度的情况可能对在该波长区域仅可获得相关光谱特征的元素（如Be）的丰度测定产生重大影响。在这里，Balachandran和Bell（1998）的研究是根据一个现实的三维流体动力学太阳模型大气和最近显着向下修正的太阳O丰度与相同的模型大气。缺失的UV不透明度的量（如果有的话）通过强制313 nm附近的OH A-X电子线产生与其他可用诊断相同的O丰度来量化：IR中的OH振动-旋转和纯旋转线、禁止的[OI] 630.0和636.3 nm线以及高激发、允许的OI线。这种额外的不透明度，然后应用于合成的Be II线在313.0 nm，以获得一个太阳光球Be丰度与陨石值非常一致，从而加强Balachandran和贝尔的结论。约50%的额外不透明度占不透明度的来源可以很好地解释了最近的计算由铁项目的光电离的FeI。
2003-12-11 astro-ph
DOT Tomography of the Solar Atmosphere VII. Chromospheric Response to Acoustic Events
我们使用同步电影从荷兰开放式望远镜采样G波段，钙II和Halpha与五波长剖面采样研究色球层的声学事件在底层光球的响应。我们首先比较了在Ca II H和Halpha的色球层的可见度，证明了研究色球层需要Halpha数据，并总结了最近的进展，了解为什么会这样。我们构建的G-波段图像的光球流场的散度和涡度图，并通过明亮的Ca II H颗粒的外观定位特定的事件。根据亮度和多普勒频移诊断了H α色球层的反应。我们展示和讨论三个特殊的情况下，详细：一个经常性的声学颗粒标记冲击激发颗粒动力学，持久的闪光灯，这可能标志着磁场的浓度，和爆炸颗粒。所有这三个似乎抖振覆盖原纤维，最清楚地在多普勒。虽然我们对这些现象的分析显示是前所未有的全面，但仍有必要增加更多的信息（光球多普勒层析成像和磁图、色球成像和紫外线多普勒绘图）。
2008-01-02 astro-ph
Spectroscopic Observations of Convective Patterns in the Atmospheres of Metal-Poor Stars
对流线的不对称性的光谱的两个贫金属的恒星，HD140283，进行了比较，观察到的太阳金属量的恒星。次巨星HD 140283是最缺乏金属的恒星，它的线平分线显示出比相同光谱类型和光度等级的太阳金属丰度恒星更大的速度跨度。增强的线不对称性被解释为较低的金属含量的签名，因此不透明，在对流光球图案。这些研究结果指出了三维对流速度场的重要性，在解释所观察到的线不对称性，在贫金属恒星，特别是，敦促谨慎推导同位素比时，从观察到的线的形状和变化，使用一维模型大气。光球原子线的平均线平分线进行了比较，与测得的强Mg I b1和b2功能。平分线的上部是相似的，假设它们重叠，在大气层中形成的较强线条的底端更接近红色。这与大气上层对流蓝移的预期减小相一致，并且与晚型恒星色球层、过渡区和日冕中观测到的高速红移相一致。
1999-07-05 astro-ph
The discovery of photospheric nickel in the hot DO white dwarf REJ0503-289
我们提出的第一个证据，直接检测到镍的光球的热DO白矮星REJ 0503 $-$ 289。虽然这种元素以前曾在热的富氢白矮星的大气中发现过，但这是在富氦天体中首次发现类似的元素。有趣的是，在热DA星中观测到的铁比镍更丰富，但却没有探测到，其丰度的上限（Fe/He $=10^{-6}$）意味着Fe/Ni比在富氢天体中观测到的要低10倍（REJ 0503 $-$ 289的Ni/He $=10^{-5}$）。从GHRS光谱中确定了镍和各种比He重的其他元素的丰度。我们使用了两组完全独立的NLTE模型大气，它们都提供了相同的结果。这不仅减少了我们分析中出现系统误差的可能性，而且也是对两种模式大气代码进行一致性检查的重要手段。我们还开发了一个更客观的方法来确定$T_{\rm eff}$和log g，从他的线在光谱，形式的正式拟合的线轮廓的网格模型光谱，一个模拟的标准程序，利用巴耳末线在DA白矮星。这给指定的不确定性$T_{\rm eff}$和日志g一个坚实的统计基础，并允许我们证明，列入重元素比H，他和C的光谱计算中，专门考虑在大多数出版的光学分析，产生一个系统的向下移动的测量值的$T_{\rm eff}$。
2000-01-11 astro-ph
The forbidden 1082 nm line of sulphur: the photospheric abundance of sulphur in the Sun and 3D effects
硫是一种在阿尔法过程中形成的元素，在外部星系的气相中很容易测量。由于它不形成粉尘，因此它是α元素的首选指示剂，而不是Si或Mg，因此必须进行粉尘校正。恒星中硫丰度的测量不是一件容易的事，主要依赖于高激发线，与LTE有不可忽略的偏差。1082 nm的硫禁戒跃迁对偏离LTE的敏感性较低，并且与通常用作丰度指标的其他硫谱线相比，对温度不确定性的依赖性较低。因此，它应该提供更强大的丰度诊断。目的：从1082 nm [SI]线推导出太阳光球层硫的丰度，并研究太阳和低金属丰度下G型和F型大气中存在的三维效应。方法：利用高分辨率、高信噪比的太阳辐射强度和通量谱测量[SI] 1082 nm谱线上的硫丰度。co 5 bold流体动力学模型大气被用于预测[SI]线的3D丰度校正。实验结果：太阳硫丰度被推导为7.15+-（0.01）stat +-（0.05）sys，其中统计不确定性表示使用四种不同的太阳光谱的测定中的分散性，并且系统不确定性是由于混合线的建模。从这条线获得的硫丰度是不敏感的微湍流。从一维和三维模型之间的严格差分比较中发现的三维丰度修正在太阳中可以忽略不计，但对于更多的贫金属矮星来说变得相当大。
2007-03-15 astro-ph
Helical motion of magnetic flux tubes in the solar atmosphere
光球颗粒可以在固定的垂直磁通量管中激发横向扭折脉冲。在分层大气中，脉冲以扭结速度沿圆管向上传播，在波前后形成振荡尾迹。尾流以分层介质的扭折截止频率振荡，并随时间逐渐衰减。当两个或两个以上偏振态不同的连续扭结脉冲在同一细管中传播时，不同脉冲对应的尾流可能发生重叠。叠加设置的螺旋运动的磁通量管在光球层/色球层看到最近的日野电影。脉冲携带的能量足以加热太阳大气层/日冕并加速太阳风。
2008-07-02 astro-ph
Evidence of photospheric vortex flows at supergranular junctions observed by FG/SOT (Hinode)
在太阳大气的几个层中观测到不同性质的扭转运动。色球层的太阳黑子螺旋和太阳黑子的旋转，甚至更高的低日冕S形，都是许多太阳特征的大尺度扭曲拓扑结构的例子。然而，它们在安静光球中的大规模发生还没有被研究过。本研究揭示了位于宁静太阳的超颗粒结的涡流的存在。我们使用1小时和5小时的时间序列的蓝色连续体和G-波段图像FG/SOT的粒化推导光球流。一个功能跟踪技术，称为球跟踪进行跟踪颗粒和揭示底层流场。在这两个时间序列中，我们确定了持久的涡流位于超颗粒交界处。第一个涡流持续至少1小时，宽度约为20弧秒（约15.5 μ m）。第二个涡流持续时间超过2小时，宽度约为27弧秒（约21微米）。
2008-11-21 astro-ph
Formation of Li I lines in photospheric granulation
由于在冷星锂丰度测定中使用一维均匀大气而产生显著系统误差的可能性，激发了在三维太阳颗粒模拟快照中对Li I线形成的非局部热力学平衡（NLTE）效应的研究。NLTE对671 nm共振线的等效宽度的影响在1D模型中或在来自颗粒模型的集成光中很小。然而，与LTE相比，NLTE中的颗粒图案上的线强度变化明显不同-对此的观察可以提供对NLTE效应的诊断。在颗粒模型中发现的水平光子交换的影响是温和的，完全是由于绑定绑定过程，紫外线过电离是不重要的。
1997-08-27 astro-ph
Coronal element abundances of the post-common envelope binary V471 Tauri with ASCA
我们报告ASCA观测的日冕活动的伴星后共同信封二进制V471金牛座。演化计算表明，伴星上不应该有特殊的丰度来自共同的包络时代。事实上，我们没有发现特殊丰度的证据，尽管不确定性很高。我们发现，一个单一的温度等离子体模型不适合的数据。双温度模型与解耦元素丰度表明，铁是underabundant毕宿五光球平均值相比。在没有测量的光球Ne丰度在集群中，我们发现Ne是过剩相比，太阳光球值。这表明了第一电离势的反作用。日冕和光球丰度之间的差异被认为是由恒星上层大气中电离和中性物质的分馏造成的。
2003-07-29 astro-ph
Line formation in solar granulation: II. The photospheric Fe abundance
太阳光球铁丰度已确定使用现实的从头算三维，时间依赖性，流体动力学模型大气。这项研究是基于预测和观察到的线轮廓直接，而不是等效宽度之间的良好协议，因为固有的多普勒展宽的对流运动和振荡提供了必要的非热展宽。因此，在最近的太阳Fe丰度争议中心的四个激烈争论的参数（等效宽度，微湍流和阻尼增强因子）中的三个不再进入分析，留下的过渡概率作为主要的不确定性。研究了FeI（使用牛津和基尔研究的线样品）和FeII线，得到了一致的结果：log FeI = 7.44 +- 0.05和log FeII = 7.45 +- 0.10。此外，强FeI线的翅膀返回一致的丰度，日志FeII = 7.42 +- 0.03，但由于固有的不确定性，在强线的分析，我们给这个决定较低的重量比弱和中间强线的结果。鉴于最近陨石Fe丰度log Fe = 7.46 +-0.01略有向下修正，陨石和光球值之间的一致性很好，从而似乎解决了由FeI线计算光球Fe丰度的争论。
2000-05-15 astro-ph
Photospheric Metals in the FUSE Spectrum of the Subdwarf B Star PG0749+658
利用远紫外光谱探测器（FUSE）对亚矮星B PG 0749 +658的远紫外（905- 1187 A）光谱进行了丰度分析。数据的分辨率约为R = lambda / Delta lambda = 12000- 15000（20- 25 km/s）。我们确定C，N，Si，P，S，Cr，Mn，Fe，Co和Ni丰度，以及Cl和V丰度的上限，使用基于LTE恒星大气模型的合成光谱网格。He、C、N、Si和Cl相对于太阳能以>~10的因子贫化，而P、S和Fe以小于10的因子减少。我们测量太阳丰富的铬，锰，钴和镍增强~0.6 dex。我们将这些值与基于辐射悬浮理论的预测进行比较。前景星际物质的径向速度有一个主导分量，与光球线的径向速度一致。
2000-06-16 astro-ph
Water Vapor on Betelgeuse as Revealed by TEXES High-Resolution 12 Micron Spectra
M超巨星参宿四的外层大气令人费解。已发表的各种观测结果揭示了大气的不同方面，但没有出现统一的图像。例如，他们已经展示了水包层（MOLsphere）的证据，在一些研究中发现在中红外波段的光学厚度。在本文中，我们提出了高分辨率，中红外光谱的参宿四记录与TEXES摄谱仪。光谱清楚地显示了水蒸气和OH的吸收特征。我们表明，光谱的基础上的球形，流体静力学模型光球T_eff = 3600 K，有效温度通常假设参宿四，未能模拟所观察到的线。此外，我们表明，公布的MOLspheres的情况下，无法解释我们的数据。然而，我们能够合理地采用对应于T_mod = 3250 K的较冷的外部光球结构来模拟观测到的光谱。这一模型的成功可能表明，观测到的中红外线是在冷光球表面区域形成的。考虑到温度结构的不确定性和可能存在的不均匀性，我们不能排除我们的光谱可能主要是光球的可能性，尽管是非经典的。我们的数据提出了新的，强烈的约束参宿四的大气模型，我们的结论是，继续调查需要考虑的非经典模型光球以及可能的影响MOLsphere。结果表明，中红外水汽特征对K和M（超）巨星大气环境具有重要的诊断价值。
2005-10-06 astro-ph
Can We Improve the Preprocessing of Photospheric Vector Magnetograms by the Inclusion of Chromospheric Observations?
太阳磁场是了解太阳大气物理过程的关键。非线性无力代码已被证明是有用的，在推断日冕场向上从底层矢量边界数据。然而，我们只能在光球层中常规地高精度地测量磁场矢量，不幸的是这些数据不满足无力条件。因此，我们必须对这些数据进行一些变换，然后才能自洽地应用非线性无力外推代码。为此，我们已经开发了一个最小化的程序，产生一个更像色球场，使用测量的光球场矢量作为输入。该程序包括无力一致性积分，空间平滑，以及--新包括在这里提出的版本中--改进的与场方向的匹配，如从原纤维推断的，如可以在例如，色球H $α$图像。我们测试的过程中使用的模型活动区字段，包括在光球水平的浮力。所提出的预处理方法使我们能够近似色球矢量场在几度和自由能在日冕领域的百分之一。
2008-02-29 astro-ph
IR-source IRAS20508+2011: spectral variability of the central star
利用红外源IRAS 20508 +2011对这颗冷星进行了5年的高分辨率光谱观测，发现光球径向速度变率Vr=15- 30 km/s。在同一时间内，Halpha分布从一个强烈的钟形发射线与一个小的吸收到2峰发射与中心吸收功能低于连续谱水平。NaD的双重线显示出复杂的轮廓，具有宽的（半高宽\approx 120 km/s）发射和光球吸收，以及星际成分。我们使用模型大气来确定恒星大气的物理参数和化学成分：Te= 4800 K，log g=1.5，[Fe/H]=-0.36，[O/Fe] =+1.79（其中[C/O]=-0.9）。总体参数表明IRAS 20508 +2011是一颗光度为Mv的富氧AGB星
2006-05-06 astro-ph
Search for vertical stratification of metals in atmospheres of blue horizontal-branch stars
许多化学物种相对于蓝水平分支（BHB）恒星的预期集群金属丰度观测到的丰度特性可能是由于光球层中的原子扩散而出现的。BHB星的缓慢自转（通常为$v\sin{i}<$ 10 km s $^{-1}$），有效温度为$T_{\rm eff}>$ 11，500 K，支持这一观点，因为扩散机制只在稳定的恒星大气中有效。在这项工作中，我们在六颗热BHB星的大气中寻找垂直化学分层的观测证据：M15中的B84，B267和B279以及M13中的WF 2 -2541，WF 4 -3085和WF 4 -3485。我们进行了丰度分层分析的恒星大气中的上述恒星，收购凯克HIRES光谱的基础上。通过数值模拟，我们发现三颗恒星（B267，B279和WF 2 -2541）显示出明显的铁垂直分层特征，其丰度向低层大气增加，而另外两颗恒星（B84和WF 4 -3485）则没有。对于WF 4 -3085，铁分层结果不确定。B267还显示出钛分层的特征。考虑到测量误差，我们对径向速度、$v\sin{i}$和总体铁、钛和磷丰度的估计与以前发表的这些恒星的数据一致。这些结果支持关于$T_{\rm eff}>$ 11，500 K的BHB星的恒星大气中原子扩散效率的假设。
2007-10-31 astro-ph
Atmospheres and Winds of PN Central Stars
本文综述了近年来PN中心星大气和风的模拟研究进展。我们讨论了NLTE中数百万条金属线的覆盖对诊断光球和恒星风线的影响，这些风线可用于确定恒星参数，如有效温度，重力，半径，质量损失率和距离。我们还参考了最近对大质量O型恒星风的研究，这表明它们的风可能是不均匀的和聚集的。我们调查这项工作的PN中心恒星的光谱诊断的影响，并介绍了一种方法来确定风聚集因子的相对强度的Halalpha和HeII 4686。在此基础上讨论了CSPN的风特性。
2006-08-03 astro-ph
First detection of photospheric depletion in the LMC
最近对银河场金牛座RV星的光球丰度研究表明，在这些演化的天体中，难熔元素的耗尽是相当普遍的。造成这种化学异常的过程还不太清楚，但它可能需要在双星系统中存在引力约束的尘埃。我们测试存在的耗尽在河外天体。基于高质量的UVES光谱，对LMC中的金牛座RV星进行了详细的光球丰度研究：MACHO 82.8405.15。使用严格编译的线列表与准确的日志（gf）值和最新的Kurucz模型大气中获得的丰度。当[Fe/H]=-2.6，[Zn/Fe]=+2.3，[S/Ti]=+2.5时，MACHO 82.8405.15表现出强烈的亏损丰度模式。这种消耗的效果可以与银河系RV金牛星中最强烈的消耗相媲美。对MACHO 82.8405.15的化学分析证明，这种消耗过程也发生在金牛座RV脉动类的河外成员中。我们的程序星是LMC RV Tauri对象的较大样本的成员。该示例是唯一的，因为成员的距离受到很好的约束。因此，对这一样本的进一步研究有望更深入地了解人们所知甚少的耗尽现象和金牛座RV恒星的演化状态。
2007-01-11 astro-ph
Radiative Levitation in Hot Horizontal Branch Stars
现在有相当多的证据表明，水平分支（HB）恒星热超过约11,500 K的经验，由于辐射悬浮的光球铁丰度的巨大增强。在球状星团中，光球铁丰度可达[Fe/H] ~+0.3，比星团铁丰度高两个数量级。考虑到铁过剩的模型大气是需要了解的外观HB的球状星团色星等图（CMD），准确的光度，重力和质量的推导，并为紫外光谱合成的老，金属贫恒星星族。
1999-06-08 astro-ph
