Constraining solar abundances using helioseismology
最近对太阳光球丰度的分析表明，太阳大气中的氧丰度需要向下修正。在这项研究中，我们调查了这一修改对太阳对流区深度和太阳包层中氦丰度的日震分析的影响，发现没有显着影响。我们还发现，修订后的丰度以及目前的OPAL不透明度表与地震数据不一致。一个显着的向上修订的不透明度表，需要使太阳模型与低氧丰度与地震观测相一致。
2004-03-19 astro-ph
Revised Stroemgren metallicity calibration for red giants
本文提出了一种新的红巨星铁丰度Stroemgren（b-y），m_1图刻度。这个校准是基于半人马座球状星团omega、M22和M55中的巨星以及Anthony-Twarog & Twarog（1998）列表中的场巨星的均匀样本。对于高金属丰度，新的校准与Grebel & Richtler（1992年）的先前校准有关，该校准对低于-1.0 dex的铁丰度不满意。修正后的刻度适用于丰度范围为-2.0 < [Fe/H]r $< 0.0 dex, and a color range of 0.5 < (b-y) < 1.1 mag. As shown for red giants in $ ω$半人马座的CN-弱/正常红巨星，在（b-y），m_1图上不能将Stroemgren金属丰度大于-1.0 dex的CN-弱星与铁丰度较低但CN带强度较高的星区分开来。
1999-11-19 astro-ph
The discrepancy between solar abundances and helioseismology
最近，太阳光球层中氧和其他重元素的丰度有所下降。这些修订后的丰度以及OPAL不透明度与地震限制不一致。在这项工作中，我们表明，最近发布的OP不透明度表不能解决这个矛盾。虽然不透明度的修正似乎没有解决这个冲突，但太阳光球层中氖丰度的向上修正为这个问题提供了一个可能的解决方案。
2005-01-07 astro-ph
The effect of collisional enhancement of Balmer lines on the determination of the primordial helium abundance
本文根据河外HII区五个贫金属区的丰度分析，提出了一种新的原始氦丰度（Y_P）测定方法。对于三个区域的样品（SBS 0335-052，I ZW 18，和H29），我们提出了定制的光电离模型的基础上改进的计算相对于以前的模型。特别地，我们利用光电离模型定量地研究了碰撞激发的巴耳末线对确定单个区域中氦丰度（Y）的影响。这种影响是双重的：首先，巴耳末线的强度相对于纯复合值增强，模拟更高的氢丰度;其次，由于碰撞对不同巴耳末线的差异效应，观察到的红化大于真实消光。除了这些影响，我们的分析考虑到以下特点的HII区域：（i）的温度结构，（ii）的密度结构，（iii）中性氦的存在下，（iv）碰撞激发的HeI线，（v）潜在的吸收的HeI线，和（vi）的光学厚度的HeI线。在分析中包含碰撞效应后，Y增加最多的天体是SBS 0335-052，其氦丰度已被修正为Δ Y =+0.0107。在我们的样本中，五个对象的修订Y值在Y_P中产生+0.0035的增加，得到Y_P = 0.2391 +/- 0.0020。
2003-04-08 astro-ph
The stellar origin of 7Li - Do AGB stars contribute a substantial fraction of the local Galactic lithium abundance?
我们采用最新的7 Li产量渐近巨星分支恒星，以研究的时间演化的7 Li在太阳附近的背景下，我们的银河系的化学演化的两个下落模型的修订版本。我们考虑了几个锂恒星的来源，除了渐近巨星的分支，如II型超新星，新星，低质量的巨人，以及银河系宇宙射线和低质量的X射线双星。我们的结论是，渐近巨星分支星不能被认为是重要的7 Li生产者相信到目前为止，低质量的巨人和新星的贡献是必要的再现陡峭上升的7 Li丰度盘星以及陨石7 Li丰度。低质量X射线双星中锂的产生几乎不影响太阳附近7 Li的时间演化。
2001-05-28 astro-ph
On the Sensitivity of Massive Star Nucleosynthesis and Evolution to Solar Abundances and to Uncertainties in Helium Burning Reaction Rates
我们探讨了前超新星演化和超新星核合成产额的依赖关系的不确定性氦燃烧反应速率。使用Lodders（2003）修正的太阳丰度作为初始恒星组成，而不是Anders & Grevesse（1989）的结果，改变了超新星的产额，并限制了这些产额对12 C（a，g）16 O反应速率的限制。中等重量元素（A = 16-40）的生产因素被认为是在合理的协议与观察到的太阳能比在目前的实验不确定性的三重α反应速率。然而，两个反应速率或其中任何一个单独的相同数量的同时变化，可以引起核心碳点火时中心12 C丰度和超新星遗迹质量的显着变化。因此，对氦的燃烧速率进行实验测定仍然是重要的，这样就可以知道它们的比值和绝对值，精确度为10%或更好。
2007-12-09 astro-ph
The "Solar Model Problem" Solved by the Abundance of Neon in Stars of the Local Cosmos
类似于地球地震学，可以通过观察太阳的振荡来非常准确地研究太阳的内部结构。日震测量与理论太阳模型预测之间的精确一致性是现代天体物理学的胜利（Bahcall et al. 2005）。然而，最近对太阳中轻元素（如C、N、O和Ne）丰度的25-35%的向下修正（Asplund et al. 2004）打破了这一一致性：采用新丰度的模型错误地预测了对流区的深度、声速和密度的深度分布以及氦丰度（Basu Antia 2004，Bahcall et al. 2005）。这些差异远远超出了数据或模型预测的不确定性（Bahcall等人，2005年b）。在这里，我们报告的氖丰度相对于氧测量附近的太阳类恒星的样品从他们的X射线光谱。它们都非常相似，并且比最近修订的太阳能值大得多。太阳中的氖丰度是相当不确定的。如果将这些恒星的Ne/O丰度用于太阳，则模型将与日震学测量结果恢复一致（Antia Basu 2005，Bahcall et al. 2005 c）。
2005-06-08 astro-ph
On the solar nickel and oxygen abundances
太阳能氧含量的测定依赖于在630 nm处的中性禁戒跃迁取决于镍丰度，由于Ni I共混物。在这里，我们重新推导出太阳镍丰度，使用相同的从头算3D流体动力学模型的太阳光球在最近修订的C，N，O和其他元素的丰度。使用17条弱的未混合的Ni I谱线以及最精确的原子和观测数据，我们发现log N_2_Ni = 6.17 +/- 0.02（统计）+/- 0.05（系统），相对于以前的1D丰度向下移动了0.06至0.08 dex。我们调查的影响，新的镍丰度的太阳氧丰度的研究的基础上[O I] 630 nm线在安静的太阳。此外，我们还证明了Centeno和Socas-Navarro最近的太阳黑子分光偏振研究所暗示的氧丰度需要从log ω_O = 8.86 +/- 0.07向下修正到8.71 +/- 0.10。这次修订是基于新的镍丰度，应用最佳可用的gf值为630 nm禁氧线，和一个更透明的处理CO的形成。根据禁谱线确定的太阳氧含量现在似乎集中在log ω_O = 8.7附近。
2009-01-27 astro-ph
Iron Abundance in Hydrogen-Rich Central Stars of Planetary Nebulae
我们报告正在进行的高分辨率紫外光谱分析的热富氢中心恒星的行星状星云（CSPN），获得了哈勃太空望远镜和FUSE。由于许多CSPN的紫外光谱主要由Fe和Ni线，我们打算用它们作为温度指标，以检查CSPN的温标，我们已经从CNO电离平衡推导出较早。此外，观测到的重金属谱线强度显示，不同物体之间的差异很大，这表明丰度可能存在扩散。我们将通过非LTE模式大气的定量光谱分析来确定铁族元素的丰度。
2004-11-15 astro-ph
Non-LTE Abundances of Magnesium, Aluminum and Sulfur in OB Stars Near the Solar Circle
非LTE的镁，铝和硫的丰度来自23个低v \sin i恒星的样本属于6个北OB协会的银河系盘在1千秒差距的太阳。丰度是由合成线剖面与高分辨率光谱的拟合得到的。我们的结果与HII区丰度的比较表明硫的良好协议，而造父变星丰度较高。Mg的丰度与造父变星的结果有很好的重叠。OB星的铝丰度明显低于造父变星。但是，OB星的结果显示出与有效温度的依赖性，需要进一步的研究。造父变星中的高铝丰度可能是混合的结果。对太阳圈附近天体氧丰度的讨论表明，该区域目前的平均银河系氧丰度为8.6-8.7，与最近修订的太阳光球层氧丰度一致。有意义的比较绝对的S，Al和Mg的丰度在OB星与太阳必须等待重新调查这些元素，以及陨石参考元素Si，与三维流体动力学模型的大气太阳。在本研究中，在有限的银心距范围内没有发现丰度梯度。只有当磁盘中存在大的金属丰度梯度时，才可能出现这种变化。
2002-12-09 astro-ph
The iron abundance in hot central stars of planetary nebulae derived from IUE spectra
我们提出了第一次尝试，以确定铁丰度的热中心恒星的行星状星云。我们进行了分析与全金属线覆盖的NLTE模型大气样品的10颗恒星（T_eff >= 70.000 K）的高分辨率紫外光谱可从IUE档案。在所有情况下，都可以识别Fe VI或Fe VII的线。作为一个总的趋势，铁丰度似乎是太阳下的0.5-1德克斯，然而，S/N的IUE光谱是不足以排除太阳丰度在任何特定的情况下。无论是FUSE还是HST改进的光谱是必要的，以验证中央恒星普遍缺铁的可能性。怀疑的缺陷可能是三个高重力物体重力沉降的结果。对于其他低重力和高光度的恒星，在先前的AGB阶段的尘埃分馏是一个可能的起源。
2000-06-23 astro-ph
Central Elemental Abundance Ratios in the Perseus Cluster: Resonant Scattering or SN Ia Enrichment?
我们已经确定了英仙座集群的核心中的几个元素的元素丰度比。这些比值表明超新星Ia喷发物的中心优势与A496、A2199和A3571相似（Dupke & White 2000）。对SIS 1、GIS2&3的ASCA谱的同时分析表明，在中心4 '区Ni/Fe丰度比为~（3.4 +-1.1）太阳级。这一比例与其他星系团中观察到的一致（并且更精确），这些星系团的中心区域主要是超新星Ia喷出物。如此大的镍过剩是由Ia超新星的“对流爆燃”爆炸模型如“W7”预测的，但与延迟爆炸模型不一致。我们注意到，在目前的仪器中，NiK（alpha）线与FeK（beta）线混淆，我们观察到的Ni过量被其他人解释为FeK（beta）与FeK（alpha）的巨大比率，这是由FeK（alpha）线中的共振散射引起的。我们认为，中央增强的超新星Ia喷出物，因此高比例的镍铁自然是解释的情况下，包括产生的化学梯度抑制超新星Ia风或冲压压力剥离的星系团。对于FeK（α）线的共振散射来说，没有必要假设团内气体的光学厚度。
2000-10-02 astro-ph
Beryllium abundances in stars hosting giant planets
我们已经推导出铍丰度在广泛的样本恒星托管行星，光谱类型的范围F7 V-K 0 V，旨在详细研究的影响，行星的存在对结构和演化的相关恒星。从目前的模型预测与派生的丰度和建议，以解释观察到的不一致。我们发现，虽然还不清楚，结果表明，理论模型可能必须修订与Teff<5500 K的恒星。另一方面，行星宿主恒星和非行星宿主恒星之间的比较显示，两个种群之间没有明显的差异。虽然是初步的，但这一结果有利于行星宿主恒星观察到的金属丰度“过剩”的“原始”起源。在这个假设下，即有和没有巨行星的恒星之间没有区别，我们的恒星样本的轻元素耗尽模式也可以用来进一步研究和限制Li和Be的耗尽机制。
2002-02-25 astro-ph
Interstellar Deuterium, Nitrogen, and Oxygen Abundances Toward GD 246, WD 2331$-$475, HZ 21, and Lan 23: Results from the FUSE Mission
利用四颗热白矮星的高分辨光谱研究了局域ISM中DI、NI和OI的星际丰度。GD 246、WD 2331、$-$ 475、HZ 21和Lan 23的光谱是用{ \it Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer} FUSE在905-1187 A波长范围内获得的。GD 246的瞄准线探测了本地星际云和至少一个本地气泡内的其他H I云，其中包含了沿着这条瞄准线看到的大部分气体。H I，C II*，S II和Si II的柱密度使用存档STIS阶梯模式观测测量。H I柱密度是通过拟合星际Lyman α的强阻尼翼来确定的，使用模型大气来解释恒星的连续性。我们将这里计算的不同丰度比与以前公布的值相结合，以产生DI/HI，OI/HI，NI/HI，DI/NI，DI/OI和OI/NI的修订FUSE丰度比。
2002-12-23 astro-ph
Metal Abundances in the ICM as a Diagnostics of the Cluster History
具有致密冷却核心的星系团，其核心内介质的金属丰度会增加。最近的XMM-牛顿研究对几种重元素的相对丰度的详细结果表明，高的中心丰度主要是由于Ia型超新星的贡献。主要来源是中央星团星系的恒星星族。通过对椭圆星系中重元素起源和Ia型超新星观测率的分析，中心丰度峰可以作为星系团核心区历史的诊断依据。我们发现，附近的四个冷却的核心集群的中心峰的富集时间大于6 - 10 Gyrs，即使在过去的一个较高的SNIa率。这表明这些集群核心区域的历史悠久，历史相对平静。元素丰度比的详细分析提供的证据表明，在中央星系团星系的SN Ia产量更丰富的中等质量的元素，如Si和S，相比SN Ia模型用于解释我们的银河系中的重元素富集。
2005-07-19 astro-ph
Light and heavy metal abundances in hot central stars of planetary nebulae
我们提出了新的结果，从我们的光谱分析非常热的中心恒星取得的最后一次国际天文学联合会行星状星云在堪培拉举行的2001年。这些分析主要基于哈勃空间望远镜和远紫外光谱探测器进行的紫外和远紫外光谱分析，也基于甚大望远镜和其他观测站进行的地面观测。我们报告的温度，重力和丰度测定的CNO元素的富氢中心恒星。在许多缺氢的中心恒星（光谱类型PG 1159）中，我们发现了特殊的氖和氟线，这是第一次在任何天体物理学物体中观察到。他们的分析有力地证实了这样一种观点，即这些恒星表现出的壳层间物质是后期氦壳闪光的结果。
2005-08-03 astro-ph
Implications of the central metal abundance peak in cooling core clusters of galaxies
最近的XMM-牛顿星系团的观测提供了详细的信息，在星系团的中心区域的重元素的分布与冷却核心提供了强有力的证据，这些金属大多来自最近的SN Ia型。在本文中，我们汇编信息的累积质量剖面的铁，最重要的金属丰度示踪剂。我们发现，长的富集时间（大于5 Gyr）是必要的，以产生中央丰度峰。经典的冷却流，强对流的团内介质，和一个完整的金属混合的集群合并将破坏观测到的丰度峰太快。因此，观察设置强大的集群演化模型的限制，要求集群中的冷却核心保存了很长一段时间。我们进一步得出结论，从观察到的最里面的一部分，团内介质是最有可能占主导地位的气体主要来自恒星质量损失的cD星系。
2004-02-10 astro-ph
Determining element abundances of [WC]-type Central Stars for probing stellar evolution and nucleosynthesis
[WC]型CSPN是行星状星云的贫氢中央恒星，显示出强烈的恒星风和富碳的化学物质。我们分析了新的高分辨率光谱[WC]型CSPN与波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）非LTE膨胀大气模型，使用升级的模型原子和原子数据。以前的分析是重复的基础上，目前的模型占铁线覆盖。我们特别专注于确定化学成分，包括一些微量元素，如氮，这对理解缺氢中央恒星的进化起源至关重要。
2007-12-20 astro-ph
The primordial lithium abundance
利用Alonso，Arribas & Martinez-Roger（1996 a）新的精确的IRFM有效温度，对一个选定的晕星样本中的锂丰度进行了修正。从41颗高原星（Teff > 5700且[Fe/H] <= -1.5）中，我们没有发现内禀色散的证据，Teff有微小的趋势，[Fe/H]没有趋势。Teff的趋势与Deliyannis、Demarque和Kawaler（1990）的标准Li等时线完全一致，这意味着Li的原始值为A（Li）= 2.238 +/- 0.012 {1 sigma} +/- 0.05{sys}。目前的结果反对任何类型的耗尽扩散，旋转混合或恒星风预测。因此，在Pop II恒星中观测到的Li提供了一个直接和可靠的重子密度估计，可以与其他重子指标（如高红移系统中的氘）相媲美。本文在SBBN框架下对原初Li进行的向上修正给出了重子密度在1 σ处的两个解：Omega_{B} h^2 = 0.0062 {+0.0018，-0.0011}或Omega_{B} h^2 = 0.0146 {+0.0029，-0.0033}。
1996-11-06 astro-ph
E and S0 galaxies in the central part of the Coma cluster: Ages, metal abundances and dark matter
本文对后发座星系团中央64'x70'的115个E和S 0星系样本中的恒星星族的平均年龄和金属丰度进行了估算。这些估计是基于线指数Mg 2<Fe>和H β以及质光比（M/L）。Vazdekis等人的恒星星族模型被用于从测量参数转换为平均年龄，[Mg/H]和[Fe/H]。比较来自Mg 2-H β图和来自Mg 2-M/L图的年龄给出了暗物质分数变化的估计。平均年龄和丰度的分布表明，平均年龄和丰度都有实际的变化。我们发现[Mg/H]、[Fe/H]和[Mg/Fe]的内禀均方根散射为0.2 dex，导出年龄的内禀均方根散射为0.17 dex。星系的全球参数之间的标度关系（Mg 2-西格玛关系，<Fe>-西格玛关系，Hbeta-西格玛关系）的斜率是一致的，我们发现之间的关系的年龄，丰度和速度色散。基本面的斜率比根据年龄和丰度变化预测的要陡。由于平均年龄和平均丰度之间的相关性，年龄和丰度的实质性变化是可能的，同时保持低分散的所有比例关系。
1999-02-18 astro-ph
Temperature Scale and Iron Abundances of Very Hot Central Stars of Planetary Nebulae
通过光学H和He谱线剖面的模型大气分析来确定非常热的中心恒星（Teff> 70000 K）的有效温度存在相当大的不确定性，主要是由于缺乏中性氦谱线。只有通过紫外线才能得到的金属电离平衡，可以更精确地估计温度。指出了铁线的潜力。与此同时，铁和其他金属的丰度，几乎没有调查，直到今天，可以从紫外光谱。我们描述了最近的HST光谱为此目的进行。用FUSE在最热的缺氢中心星（PG 1159型，Teff> 100000 K）的FUV光谱中寻找铁谱线是不成功的。推导出的不足解释在铁耗尽由于n-捕获核合成的壳间物质，这是现在暴露在恒星表面作为一个后果，晚他壳闪光。
2002-02-01 astro-ph
An XMM-Newton Observation of NGC 1399 Reveals Two Phases of Hot Gas and Super-Solar Abundances in the Central Regions
我们提出了一个新的XMM观测NGC 1399，中央椭圆星系的天炉座组的初步分析。EPIC MOS和pn CCD的空间分辨光谱数据的光谱拟合表明，热气体的双温度模型（2 T）优于中心~20 kpc内的单相和冷却流模型。无论是否对数据进行反投影，2 T模型的首选项都适用。较冷的部分的温度（~0.9 keV）与恒星的动力学温度相似，而较热的部分的温度（~1.5 keV）与~10^{13} M_太阳晕的维里温度相似。两相模型（和其他多温度模型）在r < ~20 kpc范围内消除了“Fe偏差”，并给出Z_Fe/Z_sun 1.5-2。在较大半径处，铁的丰度降低，当r ~50 kpc时，Fe/Z_sun ~ 0. 5。中心区的Si丰度为超太阳级（1.2-1.7太阳级），整个区域的Z_Si/Z_Fe ~0.8。这些Fe和Si的丰度意味着，在r ~50 kpc范围内，约80%的Fe质量来自Ia型超新星（SNIa）。这个SNIa分数与太阳的推断相似，因此表明恒星的初始质量函数与银河系相似。
2002-06-24 astro-ph
Revised Stellar Temperatures for Magellanic Cloud O Supergiants from FUSE and VLT-UVES Spectroscopy
我们用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT UVES对四颗LMC和SMC O 4 - 9.7极超巨星进行了定量分析。扩展的，非LTE模式的大气，允许一致的治疗线覆盖被用来分析风和光球光谱功能同时进行。用H α来约束dM/dt，HeI-II光球谱线揭示了T_eff的系统性（5-7.5kK）和显著性（15-20%）低于以前从未覆盖的、平面平行的、非LTE光球研究中得出的值。我们对这些修订有信心，因为推导出的T_eff通常在整个912- 7000 Ang观察到的光谱范围内产生一致的拟合。特别是，我们能够解决以前的紫外光T_eff的差异。“Of”分类标准与（强）氮富集（通过NIII 4097）和（弱）碳消耗（通过CIII 4647-51）直接相关，为恒星表面未加工和CNO加工材料的混合提供了证据。氧丰度更难以限制，除了通过O9.7超巨星的OII线，它也被发现有些耗尽。风聚集的影响也进行了研究，其中PV 1118-28可能提供了一个有用的诊断O星风。修订后的恒星性质影响现有的校准（一）莱曼连续光子-一个因素的两个低的O 4超巨星;和（二）动能释放到ISM的O超巨星。我们的结果也有重要的校准的风动量光度关系的OB星。
2002-06-15 astro-ph
Oxygen abundances in the most oxygen-rich spiral galaxies
螺旋星系中的氧丰度预计是最丰富的氧估计。新的丰度测定的基础上，最近发现的极光和星云的氧线通量在HII地区之间的FF关系。我们发现旋涡星系中心区的最大气相氧丰度为12+log（O/H）~8.75。该值明显低于先前接受的值。银河系中心的氧丰度与其他大螺旋相似。
2006-01-06 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
Iron abundances derived from RR Lyrae light curves and low-dispersion spectroscopy
借助全天空自动巡天（ASAS）数据库的银河领域，我们比较铁丰度的基本模式RR天琴座恒星的傅立叶参数从低色散光谱得到的。我们表明，从一组79颗星，不同于原来的校准样品的傅立叶方法和选择没有质量控制，几乎所有的不一致的估计是一些缺陷或特点的结果，无论是在测光或光谱。忽略偏离超过0.4dex的天体，剩下的64颗恒星的子样本产生的傅立叶丰度符合光谱丰度，标准偏差为0.20dex。其他，更严格的选择标准和不同的傅立叶分解导致更小的子样本和随之而来的更好的协议，下降到0.16dex标准偏差。也许除了163颗恒星中的两个变量，包括ASAS变量和傅立叶方法的原始校准集的变量，所有不一致的值都可以解释为观测噪声和数据覆盖不足。我们建议，协议可以进一步改善时，新的，更准确的光谱数据成为最好的光度数据的测试。作为该分析的副产品，我们还计算了修订的周期并选择了Blazhko变量。
2005-04-14 astro-ph
Discovery of photospheric argon in very hot central stars of planetary nebulae and white dwarfs
本文报道了在热演化恒星和白矮星中首次发现氩的情况。我们已经在一些已知最热的行星状星云中心恒星（Teff=95000-110000 K）和各种光谱类型的（前）白矮星中发现了ArVII 1063.55 A线。我们确定氩丰度，并将其与恒星演化理论以及扩散计算的理论预测进行比较。我们用远紫外光谱探测器分析高分辨率光谱。我们使用非LTE线覆盖模型大气，并进行线形成计算来计算合成氩线轮廓。我们在富含氢的中心恒星NGC 1360和缺乏氢的PG 1159恒星PG 1424 +535中发现了太阳氩丰度。这证实了恒星演化模型预测氩丰度几乎不受核合成的影响。对于DAO型中心恒星NGC 7293和热DA白矮星PG 0948 +534和REJ 1738 +669，我们发现氩丰度比假设辐射悬浮和引力沉降平衡的计算结果小三个数量级。对于热DO白矮星PG 1034 +001，理论上的超预言值为1 dex。我们的研究结果证实了从恒星核合成计算的氩丰度在AGB星的预测。然而，在热白矮星中发现的氩丰度是另一个极端的例子，说明目前的微量元素平衡态理论无法定量解释观测结果。
2007-02-14 astro-ph
Iron abundance in hot hydrogen-deficient central stars and white dwarfs from FUSE, HST, and IUE spectroscopy
我们首次系统地研究了极热（Teff>50，000 K）缺氢后AGB星的铁丰度。我们的样本包括16颗PG 1159恒星和4颗DO白矮星。我们使用最近的FUSE观测以及HST和IUE档案数据进行光谱分析与线覆盖的NLTE模式大气。铁元素在PG 1159恒星中没有发现。在大多数情况下，由于HST和IUE数据的质量有限，这与太阳铁丰度是一致的，尽管铁丰度不足的趋势可能会被认识到。然而，在优秀的FUSE光谱中没有铁谱线表明在两个物体中（K1-16 NGC 7094）至少有1 dex的丰度不足。最近在[WC]-PG 1159跃迁天体Abell 78中也报道了类似的结果（Werner et al. 2002）。我们讨论尘埃分馏和s过程中子捕获可能的起源。我们还宣布在PG 1159恒星中首次发现硫。
2002-05-04 astro-ph
The Element Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars
我们回顾了光谱型为[WC]和PG 1159的极热缺氢后AGB星的观测性质。它们的氢缺乏可能是由（非常）晚期的氦壳闪光或AGB最后的热脉冲引起的，暴露了通常隐藏在氢壳层之下的恒星内部区域。因此，这些恒星的光球元素丰度允许得出结论的细节核燃烧和混合过程中的前体AGB星。我们总结了最新的恒星演化模型，模拟AGB的演变和晚He壳层闪光的发生。我们比较预测的元素丰度与先进的非LTE模型大气进行定量光谱分析所确定的。一个很好的定性和定量的协议被发现。未来的工作可以有助于一个更完整的图片在AGB星的核过程。
2005-12-13 astro-ph
Are oxygen and neon enriched in PNe and is the current solar Ne/O abundance ratio underestimated?
为了可靠地测量行星状星云（PNe）和HII区域的氧和氖丰度，进行了一次彻底的关键文献调查。通过对比PNe和HII区域的结果，我们的目标是解决的问题，氧和氖的演化在星际介质（ISM）和低，中等质量的恒星（LIMS）的后期演化阶段，以及目前有争议的太阳Ne/O丰度比。通过比较发现，两类星云的氖丰度和Ne/O比值均随氧丰度的增加而增加，正相关系数均大于0.75。的相关性表明不同的富集机制，氧和氖在ISM中，在这个意义上说，氖的增长被延迟相比，氧。PNe区和HII区丰度的差异主要归因于PNe的祖星发生的核合成和疏浚过程的结果。我们发现，这两个α-元素显着富集在低金属丰度（初始氧丰度<= 8.0），但不是在金属丰度高于SMC。事实上，Ne/O比测量的PNe几乎相同的HII地区，无论金属丰度，表明一个非常相似的生产机制的氖和氧在中等质量的恒星（IMS）的初始金属丰度低，在更大质量的恒星，一个猜想，需要进一步的理论研究验证。这一结果也强烈地表明，太阳氖丰度和Ne/O比值都应该从Asplund，Grevesse & Sauval值向上修正~0.22 dex或从Grevesse & Sauval值向上修正~0.14 dex。
2008-06-13 astro-ph
NLTE Model of NGC 6543's Central Star and its Relation with the Surrounding Planetary Nebula
我们分析了行星状星云NGC 6543的中心恒星的化学成分的基础上详细的NLTE模型的恒星风。对数丰度为H=12.00，He=11.00，C=9.03，N=8.36，O=9.02，Si=8.19，P=5.53，S=7.57和Fe=7.24。与太阳丰度相比，除C过剩0.28 dex和Fe亏损$\sim 0.2$ dex外，大部分元素相对于氢具有太阳组成。相反，大多数以前的工作，我们发现，明星不是H-穷人，并有一个正常的他组成。这些丰度与在弥漫的X射线等离子体和星云气体中发现的丰度进行了比较。与等离子体发出的漫射X射线相比，恒星风中的铁元素要少得多。由于星云气体和X射线等离子体中的铁的损耗是相似的，我们得出结论，等离子体发射的漫射X射线是来自星云气体，而不是恒星风。在恒星风和星云复合线丰度之间获得了很好的一致性，为He，C和O相对于H。另一方面，推导出的恒星N丰度小于来自复合线的星云N丰度，并同意从碰撞激发线发现的丰度。由五种不同的方法确定的平均温度变化表明，复合线和碰撞激发线之间的星云丰度的差异可以解释为由于在化学均匀介质中的温度变化。
2008-02-25 astro-ph
Improved Laboratory Transition Probabilities for Er II and Applications to the Erbium Abundances of the Sun and Five r-Process Rich, Metal-Poor Stars
最近使用激光诱导荧光（LIF）对Er II的8个偶宇称和62个奇宇称能级进行的精确到+/-5%的辐射寿命测量（Stockett等人，2007，J. Phys. B 40，4529）已经与使用傅里叶变换光谱仪（FTS）测量的新的分支分数相结合，以确定Er II的418条线的跃迁概率。这项工作将Er II移动到不断增长的稀土光谱列表中，并使用LIF加FTS数据进行了广泛而准确的现代跃迁概率测量。这个改进的实验室数据集已被用来确定一个新的太阳光球Er丰度，log γ = 0.96 +/- 0.03（8条线的σ = 0.06），一个非常符合推荐的流星体丰度，log γ = 0.95 +/- 0.03的值。修正后的Er丰度也被推导出了富含r-过程的贫金属巨星CS 22892-052、BD+17 3248、HD 221170、HD 115444和CS 31082-001。这五颗恒星的平均Er/Eu丰度比<log Eu（Er/Eu）> = 0.42，与太阳系r过程比非常吻合。这项研究进一步加强了这一发现，即在早期银河系中富集这些贫金属恒星的r-过程核合成产生了与富集包括太阳在内的后来恒星的r-过程非常相似的模式。
2008-04-28 astro-ph
Stellar and Wind Properties of LMC WC4 stars - A metallicity dependence for Wolf-Rayet mass-loss rates
我们利用紫外天基（FUSE，HST）和光学/红外地基（2.3 m MSSSO，NTT）光谱仪测定了大麦云云中六颗WC 4型沃尔夫-拉叶星的物理参数。相对于Grafener等人（1998年），恒星参数根据改进的观测和更复杂的模型大气代码进行了重大修订，这些代码解释了线覆盖和聚集。我们发现恒星的光度向上修正了0.4 dex，表面丰度跨越了0.1<C/He<0.35（20-45%碳质量）和O/He<0.06（<10%氧质量）的较低范围。相对于已知距离的银河系WC 5 -8恒星，以类似的方式分析，LMC WC 4恒星具有系统性的更高恒星光度，0.2dex低的风密度，但类似的表面化学物质范围。我们说明了如何分类CIII 5696线是非常敏感的风密度，这样，这是LMC和银河系早期型WC星的亚型分布之间的主要差异。温度差异确实起作用，但碳丰度不影响WC光谱类型。我们说明了不同的温度和质量损失率的WC光谱类型的HD 32257（WC 4，LMC）和HD 156385（WC 7，银河系）具有相似的丰度和光度的效果。使用最新的演化模型，LMC WC 4恒星的超新星前恒星质量预计在11-19 Mo之间，银河系已知距离的WC恒星的超新星前恒星质量为7-14 Mo。这些数值与明亮的Ic型超新星的前身一致，例如SN 1998 bw（别名GRB 980425），其C和O的最小总质量为14 Mo。
2002-06-14 astro-ph
The Extremely Metal-Poor, Neutron-Capture-Rich Star CS 22892-052: A Comprehensive Abundance Analysis
利用三个地面设施和哈勃空间望远镜（HST）获得的高分辨率光谱已经结合起来，对CS 22892-052进行了新的丰度分析，CS 22892-052是一个极贫金属的巨星，中子捕获元素相对增强。利用大量的Fe峰跃迁导出了一个新的恒星大气模型，其中包括6种元素的中性和电离态，并在CS 22892-052中首次探测到Mo、Lu、Au、Pt和Pb等元素，同时给出了Ga、Ge、Cd、Sn和U的丰度上限。总共确定了57种元素的丰度测量值或上限，远远超过以前的可能。在CS 22892-052中新发现的Be和Li元素表明，这两种元素的丰度与金属丰度相似的未演化主序星相比明显减少。对比结果显示，最重的n-俘获元素（Z >= 56）和太阳系r-过程丰度之间有很好的一致性，证实了CS 22892-052和其他贫金属恒星的早期结果。新的理论r过程计算结果与CS 22892-052的丰度以及太阳r过程的丰度分量也有很好的一致性，但较轻元素（40<= Z <= 50）的丰度偏离了与较重元素相同的比例丰度曲线，表明丰度分布的低质量和高质量端的合成条件或位置不同。Th和U丰度上限的检测结果表明CS 22892-052的年龄下限为10.4 Gyr，与Th/Eu年龄估计值12.8 +/-= 3 Gyr相当一致。几个计时比率的平均值得出年龄为14.2 +/-= 3 Gyr。
2003-03-24 astro-ph
XMM-Newton observations of the cluster of galaxies Abell496 -Measurements of the elemental abundances in the intracluster medium-
本文给出了对弛豫星系团Abell~496的XMM-牛顿观测结果。欧洲光子成像相机拍摄的空间分辨X射线光谱显示，在星系团中心的cD星系中，星系团内介质（ICM）的温度下降，Fe丰度增加。Si和S的丰度也表现出中心增强。反射光栅光谱仪获得的高分辨率软X射线谱对中心冷等离子体的温度结构提供了强有力的约束。此外，基于用RGS检测到的OVIII Ly α线，精确地测量了簇核心处的O丰度。相反的Si，S和Fe的丰度，O丰度是径向恒定的集群。
2001-11-13 astro-ph
HD 178892 - a cool Ap star with extremely strong magnetic field
我们报告的塞曼分辨谱线的发现，对应于极大的磁场模量<Bs>=17.5千克，在冷Ap星HD 178892。这颗恒星的平均纵向磁场达到7.5 kG，它的旋转调制意味着偶极磁分量的强度Bp>=23 kG。利用全天自动巡天测光系统修正了该恒星的自转周期，确定P= 8.2478d。恒星的磁极大值和光度极大值的旋转相位彼此重合。我们获得了HD 178892的日内瓦测光观测，并使用测光和氢巴耳末线估计Teff=7700+/-250 K。初步的丰度分析揭示了快速振荡的Ap星的典型丰度模式。
2005-12-13 astro-ph
Abundances in plantetary nebulae: Me 2-1
将圆形行星状星云Me 2-1的ISO和IUE光谱与文献中的可见光光谱相结合，首次获得了一个完整的消隐校正光谱。有了这个，星云和它的中心恒星的物理化学特征是通过各种方法确定的，包括使用Cloudy的光电离建模。建模的结果进行比较，来自一个更经典的，简单的丰度测定方法。讨论了所使用的不同方法和假设的有效性。最后，根据Me 2-1及其中心恒星的演化阶段对主要结果进行了解释。
2004-06-24 astro-ph
The Stellar Content of the Southern Tail of NGC 4038/9 and a Revised Distance
我们使用哈勃太空望远镜和宽视场行星照相机2拍摄了位于NGC 4038/9南部潮汐尾尖端的潮汐矮星系。我们分辨出单个恒星，并识别出两个恒星星族。数以百计的大质量恒星存在，集中在200 pc尺度上的紧密OB协会中，年龄从2-100百万年不等。较老的恒星星族大致沿着潮汐尾中性氢的外轮廓分布;我们将这些恒星与两个螺旋外盘喷出的物质联系起来。较老的恒星星族在I=26.5+/-0.2处有一个红巨星分支尖端，由此我们得出距离模数（m-M）_0=30.7+/-0.25。13.8+/-1.7 Mpc的隐含距离明显小于NGC 4038/9的通常引用的距离。与先前研究的合并核心相比，我们没有发现超级星团。人们可能会得出结论，SSC需要在中心区域发现的更高压力才能形成，而尾部的自发恒星形成产生了在矮不规则星系中看到的O-B星协。这颗潮汐矮星中最年轻的星群总质量约为2 × 10^5 Msun，而老星群的质量约为7 × 10^7 Msun。如果我们的小距离模数是正确的，它对这种典型的合并有着深远的影响。具体来说，潮汐矮候选者的亮度到动力学质量的极限明显小于1，中央超级星团具有典型的银河系球状星团的大小，而不是1.5倍大，异常明亮的X射线人口变得既不那么明亮，也不那么密集。
2003-11-09 astro-ph
Comparative Absorption and Emission Abundance Analyses of Nebulae: Ion Emission Densities for IC 418
最近对星云光谱的分析导致了CNO禁戒线和复合线的不一致丰度。我们认为独立的方法来确定发射星云的离子丰度，比较离子发射措施与来自共振吸收线对中央恒星连续谱的柱密度。对星云发射谱线和恒星紫外吸收谱线的单独分析得出了独立的离子丰度，它们的比值可以用参数n_ e_{em}表示，即每个离子的“发射密度”。这种技术的足够数据仍然稀缺，但对IC 418行星状星云和中心恒星光谱的单独分析确实显示了几种离子的丰度差异，特别是Fe II。这种差异可能是由于存在吸收气体，不发射和/或不确定的原子数据和激发过程，他们证明了应用技术的重要性相结合的发射和吸收线数据在推导星云的丰度。
2002-10-24 astro-ph
Resonance scattering, absorption and off-centre abundance peaks in clusters of galaxies
从几个星系群和星系团的空间分辨X射线光谱中发现的中心丰度下降的一个可能的解释是共振散射。许多突出的铁发射线是共振线。我们构建了一个独特的光谱模型，它考虑了数千条共振线的共振散射，投影效应，光电吸收，并允许直接光谱拟合。我们应用我们的模型钱德拉观测两个集群具有明显的中央丰度下降，半人马座和阿贝尔2199。结果表明，共振散射的影响，从集团中心的发射可以高达30%的Fe-K共振线，和10%的几个Fe-L线，如果湍流低。通过拟合低分辨率CCD光谱得到的金属丰度变化最多为10%，考虑共振散射并不能消除中心倾斜。考虑到半人马座内部的吸收可以显著提高拟合的质量，这表明NGC 4696内部40 kpc内存在吸收材料。
2006-04-27 astro-ph
Metallicity Gradients in the Intracluster Gas of Abell 496
对Abell 496星系团内气体的空间分辨ASCA光谱的分析证实，在中心附近有轻微的金属丰度增强，这是White等人（1994）在Ginga LAC和Einstein SSS光谱的联合分析中发现的。对所有ASCA仪器（SIS + GIS）的光谱同时分析表明，铁丰度在距离星团中心3-12'处为0.36 +- 0.03太阳，在中心2'处上升约50%至0.53 +- 0.04太阳。F-检验表明，该丰度梯度在>99.99%的水平上是显著的。镍和硫的丰度也集中增强。我们使用各种元素丰度比来评估SN Ia和SN II对簇内气体金属富集的相对贡献。我们发现在几个丰度比的空间梯度，表明从超新星Ia铁的分数增加到集群中心，与超新星Ia占铁质量的50%，3-12'从中心和2'内约70%。SN Ia喷出物在中心的比例增加是这样的，中央铁丰度的增强可以完全归因于SN Ia，我们发现SN II喷出物没有显着的梯度。这些空间梯度的比例超新星Ia/II喷出物意味着，占主导地位的金属富集机制的中心附近是不同的，比在外部的集群。我们发现，中央丰度增强是不太可能是由于冲压压力汽提气体从星系团，或长期积累的恒星质量损失内的中央CD。我们认为，中心附近的额外的超新星Ia喷出物是来自cD的次级超新星Ia驱动风的遗迹（在更活跃的原星系SN II驱动风阶段之后），由于其位于星团中心，因此在cD中部分窒息。
2000-02-23 astro-ph
Baryonic Density from Primordial Li
在晕星的选定样本中的锂丰度已被修订，使用新的精确Teff。从41个高原星，我们发现没有证据的内在色散，一个微小的趋势与Teff和[Fe/H]没有趋势。这些结果反对耗尽无论是恒星风，扩散或旋转混合。因此，在PopII星中观测到的Li提供了重子密度的可靠估计。Bonifacio & Molaro（1996）对此进行了更详细的讨论。
1996-10-08 astro-ph
Oxygen Abundances in Two Metal-Poor Subgiants from the Analysis of the 6300 A Forbidden O I Line
最近的LTE分析（Israelian等人，1998年和Bosegaard等人，1999年）表明，氧的丰度通常高于以前确定的。当[Fe/H]接近-3.0时，差值达到δ（[O/Fe]）~ +0.6 dex。利用Israelian等人（1998）发现的两颗[O/Fe]-比值最高的恒星BD +23 3130和BD +37 1458的高分辨率（R = 50000）、高信噪比（~ 250）阶梯光栅光谱，我们对大约60条Fe I和7-9条Fe II谱线进行了丰度分析。我们从Kurucz LTE模型中确定了恒星参数的值，以及Na，Ni和传统α元素的丰度，独立于颜色与$T_{eff}$尺度的校准。我们确定了氧的丰度从光谱合成的较强的线（6300 A）的[O I]双峰。[O I]线的合成导致[O/Fe]值变小，这与早先在晕场和球状星团巨星中发现的结果一致。我们得到BD +23 3130的[O/Fe] = +0.35 +/- 0.2，BD +37 1458的[O/Fe]=+0.50 +/- 0.2。在前者中，[O I]线非常弱（~ 1 mA），因此所引用的[O/Fe]值实际上可能是上限。因此，在这两颗恒星中，由[O I]和OH特征得出的[O/Fe]-比值之间存在差异，这种差异的起源仍然不清楚。在这个问题得到澄清之前，我们认为现在就得出结论，认为需要大幅上调旧的贫金属恒星的从头算氧丰度还为时过早。
1999-04-16 astro-ph
Line formation in solar granulation VII. CO lines and the solar C and O isotopic abundances
长期以来，太阳中CO谱线的形成一直是太阳物理学家惊恐的来源，它似乎暗示了元素丰度。我们模拟太阳CO线的形成，使用一个现实的，从头算，时间依赖的三维辐射流体动力学模型大气。将结果与天基ATMOS实验的观测结果进行了比较。我们利用12 C 16 O、13 C 16 O和12 C 18 O的基本和第一泛音带的弱线来确定太阳碳丰度以及12 C/13 C和16 O/18 O同位素比值。计算得到的加权碳丰度为log ε C = 8.39 ± 0.05，与我们最近基于Cl、[Cl]、C2和CH线的三维测定结果一致。使用1D模型进行了相同的计算，但只有3D模型能够产生不同的CO线和其他原子和分子诊断之间的丰度协议。太阳12 C/13 C和16 O/18 O比值分别为86.8 ± 3.9-3.7（δ 13 C = 30+46-44）和479 ± 29-28（δ 18 O = 41+67-59）。这些数值可能需要对目前的太阳系形成理论进行修正。观察到的和预测的弱CO线形状之间的良好协议，而不调用微观或宏观湍流。然而，对于最强的CO线，协议破裂，这些线形成于非常高的大气层中。最简单的解释是在3D模拟的最高层中高估了温度。因此，我们的分析支持存在一个COmosphere高于传统的光球温度最低，平均温度低于4000 K。模型大气的缺点并不令人惊讶，因为它从来没有打算正确地描述这样的高层。
2006-05-22 astro-ph
A Large-Scale Survey of Neutron-Capture Element Abundances in Planetary Nebulae
我们介绍了行星状星云（PNe）中子（n）捕获元素丰度的第一次大规模调查结果。这项调查的动机是一个PN可能是丰富的n-捕获元素，如果它的祖星经历的S-过程核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段。[Kr在120个PNe中，81个PNe中检测到[III] 2.199和/或[Se IV] 2.287 $μ$ m，检出率接近70%。我们推导出硒和氪的丰度或上限使用来自光电离模型的电离校正因子。一个显着的范围被发现在Se和Kr丰度，从近太阳（没有富集），富集了十倍。我们的调查增加了数量的PNE与已知的N-捕获元素丰度的数量级，使我们能够探索S-过程富集和其他星云和中央恒星的属性之间的相关性。特别是，Se和Kr富集显示与星云C/O比正相关，正如理论上预期的那样。Peimbert I型PNe和双极PNe的前身星被认为是中等质量恒星（>3-4 M_sun），它们几乎没有或没有s-过程富集。有趣的是，具有H-缺乏[WC]中心恒星的PNe并没有表现出比其他PNe系统更大的s-过程富集，尽管它们的中心恒星富含C和可能的n-捕获元素。最后，在我们的样本与已知的或可能的二元中心恒星系统的少数PNe表现出很少的S-过程富集，这可能是解释，如果二进制相互作用截断其AGB阶段。我们还简要地讨论了一个新的观测计划，以检测光发射线的n-捕获元素，和新的原子数据计算，将大大提高在PNe的n-捕获元素丰度测定的准确性。
2007-08-09 astro-ph
Elemental abundances in the Blanco 1 open cluster
高分辨率光谱是用来确定一组的8个F-和G-型恒星在年轻的疏散星团布兰科1详细的化学丰度。发现平均[Fe/H]为+0.04 +/- 0.02（内部误差）+/- 0.04（外部误差），大大低于以前对该簇的光谱估计。这种差异主要是由于我们采用了与光度和光谱限制一致的显着较冷的温度。Blanco~1显示亚太阳[Ni/Fe]（-0.18 +/- 0.01 +/- 0.01），[Si/Fe]（-0.09 $+/- 0.02 +/- 0.03），[Mg/Fe]（-0.14 +/- 0.02 +/- 0.03）和[Ca/Fe]（-0.09 +/- 0.03 +/- 0.03）;这些比值在附近的场星中没有观测到。形成布兰科1的物质可能没有与银盘中的星际物质很好地混合，这与它目前位于银盘下方约240 pc的位置相吻合。Ni和α元素相对于Fe的同时亏损很难与大多数已发表的Ia型和II型超新星的产额模型相一致。修正后的Blanco 1的丰度表明，其恒星的整体辐射不透明度，以及在给定质量下的对流区性质，与大约相同年龄的昴星团相似。这可以解释先前的观测，即两个星团中G型和K型恒星的Li耗尽模式是不可区分的。布兰科1号的整体金属丰度较低，这使得它作为发现凌日、短周期系外行星的目标吸引力降低。
2005-08-29 astro-ph
Towards an Understanding of the Globular Cluster Over--abundance around the Central Giant Elliptical NGC 1399
我们研究了NGC 1399周围74个球状星团的运动学。它们的高速色散随半径增加，支持它们与星系团的引力势而不是NGC 1399本身的引力势的联系。我们发现没有证据表明在整个样本旋转，但一些迹象表明在外部地区的旋转。这些数据不允许我们检测球状星团的蓝色和红色子种群之间的运动学差异。NGC 1399的球状星团系统与NGC 1404和NGC 1380的比较表明，这三个星系中的球状星团很可能是通过相似的机制和相似的时代形成的。NGC 1399球状星团系统与其他星系的唯一区别就是它的丰度要高出10倍。我们总结了这些过剩的球状星团与星系团，而不是与NGC 1399本身相关联的证据，并建议过剩可以解释潮汐剥离，在早期的时代，邻近星系和随后的球状星团的积累在星系团的引力势。
1998-11-24 astro-ph
Abundances of Planetary Nebula NGC2392
行星状星云NGC2392的光谱是用斯皮策太空望远镜在中红外波段进行的光谱测量重新分析的。目的是确定该物体的化学成分。我们还利用IUE和地基光谱。从中红外线，这是不敏感的电子温度，确定的丰度被用作确定的组合物，这被发现从早期的结果有所不同的基础。发现的丰度，特别是氦和氧的低值，表明中心恒星最初质量相当低。磷、铁、硅和氯的丰度首次在这个星云中被确定。这个星云中电子温度的变化非常明显，在靠近中心的地方达到了相当高的值。根据观测到的高电离阶段，讨论了中心恒星的温度。星云信息表明恒星的光谱与黑体有很大的偏差。
2008-01-17 astro-ph
Chandra Analysis of Abell 496 - No Chemical Gradients Across Cold Fronts
我们提出的星系团阿贝尔496的空间分辨光谱分析的结果与S3芯片上的钱德拉卫星。我们确认存在一个中心的正温度梯度与冷却流一致，但最低气体温度为~0.5-0.9千电子伏。该集群还表现出尖锐的边缘，气体密度和温度是一致的“冷锋”的子结构。铁丰度分布相对于星团中心不是径向对称的。在最显著的冷锋（偏北）方向，铁丰度大致平坦，接近太阳值。在与中心相反的方向（向南），铁丰度分布显示出“偏离中心”的峰值。各种丰度比表明，在集群的中心区域的重元素占主导地位的超新星Ia喷出物。然而，对于半径大于100千秒差距，丰度比的变化方式，不同的丰度比提供非常不同的估计比例的超新星Ia/II喷出物。尽管如此，观测到的丰度和丰度比是连续的冷锋，这表明冷锋不太可能是一个子集群合并的结果。相反，我们建议在A496冷锋是由“晃动”的中心冷却流气体，诱导的运动的cD的集群中心。
2002-12-13 astro-ph
