New Elemental Abundances for V1974 Cygni
我们提出了一个新的分析现有的光学和紫外光谱的ONeMg新星V1974天鹅座1992年。利用这些数据和光电离代码Cloudy，我们已经确定了这颗新星的物理参数和元素丰度。以前对这颗新星的许多研究都使用了不正确的分析，因此需要进行新的研究。我们的研究结果表明，喷出物增强，相对于太阳，在氦，氮，氧，氖，镁和铁。碳被发现是亚太阳能的。我们发现了一个大约2x 10 e-4太阳质量的喷射物质。我们的模型结果与在红外，无线电，亚毫米和X射线波长下的观测结果吻合得很好。
2005-01-31 astro-ph
The Iron abundance in Galactic Planetary Nebulae
我们限制铁丰度的样品中的33个低电离银河系行星状星云（PNE）使用[Fe III]线和校正的贡献较高的电离状态与电离校正因子（ICF），考虑到原子数据的不确定性。我们在所有天体中发现了非常低的铁丰度，这表明它们90%以上的铁原子凝聚在尘埃颗粒上。这个数字是基于太阳铁的丰度，意味着尘埃与气体质量比的下限，仅由于铁，我们的样品的M_dust/M_gas>1.3x10^{-3}。不同PNe的损耗因子约为两个数量级，可能反映了其尘埃颗粒形成、生长或破坏的差异。然而，我们没有发现任何系统的差异计算的气态铁丰度为富C和富O PNE，这表明在这两种环境中类似的铁消耗效率。我们的样品PNe的铁丰度是类似的，得出以下相同的程序为一组10个银河系H II区域。这些高损耗因素表明，在分子云和AGB星中，难熔元素对尘埃颗粒的损耗效率很高，而在星际和星周电离气体中，尘埃的破坏效率很低。
2009-03-31 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
Abundance Analysis of Planetary Host Stars I. Differential Iron Abundances
我们提出了大气参数和铁丰度来自高分辨率光谱的三个样本的矮星：恒星是已知的主机近在巨行星（CGP），恒星的径向速度数据排除存在的一个近在巨行星的同伴（无CGP），以及随机样本的光谱类型和大小分布类似的行星宿主恒星（控制）的矮星。所有的恒星都是用相同的仪器观测的，并使用相同的模型大气、原子数据和等效宽度建模程序进行了分析。丰度是根据太阳的差异计算出来的，使用的是以木卫四为反射器的太阳光谱，仪器也是一样的。我们发现CGP矮星的铁丰度比非CGP矮星的铁丰度平均高0.22倍。CGP和非CGP矮星的铁丰度分布与对照矮星不同，而组合铁丰度的分布与对照矮星非常相似。所有四种样品（CGP、无CGP、组合、对照）具有不同的有效温度分布。我们发现，金属富集只发生在CGP矮星的温度略低于太阳和约300 K高于太阳，而丰度的差异是微不足道的Teff约6000 K。
2003-07-16 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 RXTE Observation of the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15 : X-ray Reflection and the Iron Abundance
本文报道了用Rossi X射线定时探测器对明亮的塞弗特1星系MCG-6 - 30 -15进行的50 k S观测。数据清楚地显示了宽的荧光铁线（等效宽度~ 250 eV），以及更高能量下的康普顿反射连续谱。通过比较铁谱线和反射连续谱，我们可以确定吸积盘中的反射率和元素丰度。时间研究提供的证据表明，光谱的变化是由于反射量的变化和主要X射线源本身的属性。
1998-05-14 astro-ph
Iron depletion in the hot bubbles in planetary nebulae
在\bd、NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027中，我们已经搜索了\fex和\fexiv的发射，这是从扩散X射线中发射的气体中预期的。在任何物体上都没有检测到这两条线。适合这些物体的X射线光谱的模型表明，\fex发射应该低于我们的检测阈值，但预测的\fexiv发射超过我们观察到的上限（一个西格玛）至少3.5至12倍。对没有\fexiv的最好解释是X射线等离子体中的铁被耗尽。原则上，这一结果提供了一个清晰的化学特征，可以用来确定星云气体或恒星风中X射线气体的起源。目前，虽然各种证据似乎有利于星云的起源，缺乏大气和星云中的铁丰度在这里研究的对象排除了一个明确的结论。
2005-11-23 astro-ph
The Iron Abundance and Density Structure of the Inner Ring around SN 1987A
本文对SN 1987A星周内环进行了光谱研究。目的是确定元素丰度和密度结构，特别强调铁的丰度。我们在爆炸后1400至4300天之间在英澳望远镜（AAT）上获得并分析了光谱。我们还从文献中收集了内环所有可用的光学/近红外线通量。观察到的线光变曲线，然后与内环的光电离模型进行比较。这表明铁的丰度为（0.20 +-0.08）x太阳，低于通常在大麦云（LMC）中看到的。
2003-08-29 astro-ph
Are Stars with Planets Polluted?
我们比较恒星的金属丰度与径向速度行星的样本场矮星的金属丰度。我们确认最近的工作表明，恒星与行星样本作为一个整体是富铁的。然而，最低质量的恒星往往是贫铁的，有几颗的[Fe/H]<-0.2，表明高金属丰度并不是形成短周期恒星质量行星的必要条件。我们表明，平均[Fe/H]增加与恒星质量（质量低于1.25太阳质量）在两个样本中，但增加是更快的恒星与行星样本。两个样本的金属丰度随恒星年龄的变化也有所不同。我们研究了可能的选择效应与恒星质量和金属丰度的径向速度测量的灵敏度变化有关，并确定了一个颜色截止值（B-V>0.48），该颜色截止值有助于但不能解释恒星与行星样本中的质量-金属丰度趋势。我们使用蒙特卡罗模型表明，增加平均6.5个地球质量的铁到每颗恒星可以解释质量金属丰度和年龄金属丰度的恒星与行星样本的关系。然而，对于至少一颗恒星HD 38529，有很好的证据表明其整体金属丰度很高。我们的结论是，所观察到的金属丰度和金属丰度的趋势是三种效应相互作用的结果;吸积约6地球质量的富铁物质，选择效应，并在某些情况下，高内在的金属丰度。
2001-06-17 astro-ph
Planetary Nebula Abundances and Morphology: Probing the Chemical Evolution of the Milky Way
本文介绍了一个均匀的研究，在一个样本的79个北银河系行星状星云的形态类别已被统一确定的丰度。离子丰度和等离子体诊断来自文献中选定的光学线强度，元素丰度用Kingsbourgh和Barlow（1994）开发的电离校正因子估计。我们比较元素丰度的最终产量从恒星演化模型的低，中等质量的恒星，我们确认，大多数双极行星状星云有高的氮和氦丰度，是可能的后代恒星的主序星质量大于3个太阳的质量。我们推导出<Ne/O>=0.27，并讨论了这样一个高比率与太阳氖丰度的关系。我们测定了氧和氖的银河系梯度，得到δ log（O/H）/δ R=-0.01dex/kpc$和δ log（Ne/H）/δ R=-0.01dex/kpc。这些平坦的PN梯度与银河系金属丰度梯度随时间而变平的现象并不一致。
2006-07-20 astro-ph
On the Abundance Gradient of the Galactic Disk
从[O III]发射线比率和巴尔末不连续性得到的行星状星云气体温度的估计值表明差异高达6000 K（Liu and Danziger 1993）。[O III]温度通常用于获得高度电离离子的离子分数，特别是当使用经验方法从观察到的发射线强度计算光电离气体的元素丰度时，O++和Ne++离子。然而，如果高估气体温度，则可能低估元素丰度，特别是可能导致不正确的星系元素丰度梯度，通常用作化学演化模型的约束条件。使用蒙特卡罗模拟，我们计算了系统误差，引入的丰度梯度从行星状星云的气体温度的高估。结果表明，银河系的丰度梯度应该比以前假设的更陡。
2000-07-19 astro-ph
Stellar abundances and ages for metal-rich Milky Way globular clusters - Stellar parameters and elemental abundances for 9 HB stars in NGC6352
富含金属的球状星团为我们银河系的形成提供了重要的线索。此外，同样重要的是，它们是推导河外富含金属的恒星星族性质的非常重要的校准器。尽管如此，在银河系中只有少数富含金属的球状星团被用高分辨率的恒星光谱来研究，以获得元素丰度。本文给出了富金属球状星团NGC 6352中9颗HB星的元素丰度。元素丰度是基于高分辨率，高信号噪声光谱获得的VLT/UVES。元素丰度是使用标准LTE计算得出的。我们发现，NGC 6352的[Fe/H]=-0.55，相对于Fe，Ca、Si和Ti的α-元素增加到约+0.2 dex。对于铁峰元素，我们发现太阳值。基于光谱导出的恒星参数，我们发现E（B-V）=0.24和（m-M）大致等于14.05比标称值更好地拟合数据。调查的日志（gf）-值为合适的铁线导致我们的结论是，常用的修正可能等。（1974）数据不应被使用。注：只有后记正确再现了结果图表。
2008-10-27 astro-ph
Why the Model of a Hydrogen-Filled Sun Is Obsolete
对陨石、行星、月球样本、太阳风和太阳耀斑的同位素分析表明，5 Gy前在这里爆炸的超新星（SN）的异质碎片形成了太阳系。太阳形成于坍缩的SN核心。铁陨石和类地行星的铁核心是由围绕SN核心的富铁物质形成的。巨大的气态行星由SN外层的轻质元素形成。质量分离使太阳表面的氢和氦等轻元素富集，但太阳的主体几乎完全由相同的七种偶数元素组成，这些元素占普通陨石的99%-铁（Fe），氧（O），镍（Ni），硅（Si），镁（Mg），硫（S）和钙（Ca）。
2004-10-23 astro-ph
Elemental Abundances and Ionization States within the Local Interstellar Cloud Derived from HST and FUSE Observations of the Capella Line of Sight
我们利用哈勃太空望远镜（HST）和远紫外光谱探测器（FUSE）卫星的五车二紫外光谱研究了本地星际云（LIC）的星际吸收线。这些线的测量用于凭经验确定LIC中的碳、氮和硅的电离状态，用于与理论光电离模型的预测进行比较。我们发现，所观察到的电离状态与以前发表的光电离预测是一致的。确定了上述元素和其他元素的总丰度，以便与太阳丰度进行比较。镁、铝、硅和铁都被五车二消耗了至少10倍。碳、氮和氧的丰度基本上是太阳能的，尽管误差线足够大，也允许这些元素的损耗约为2倍。
2002-08-09 astro-ph
The formation of life
生命的形成是岩石或“类地”行星固结过程中的一个自动阶段。有机（碳质）物质、轻元素、气体和水必须“浮”向表面，而重金属必须沉向中心。分子汤中的随机过程填充未熔化的地壳中的微裂缝，最终产生自我复制的微管。在附录中，我提出一些原始地壳仍然存在，因为没有足够的固结能量来熔化整个地球。当铁星子首先部分熔化，然后合并形成熔融的铁行星核心时，能量就会损失。石质星子在已经固结的核心表面上增生。
2000-11-10 astro-ph
Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets
我们使用新的冷行星内部模型来研究固体系外行星的质量-半径关系，考虑主要由铁，硅酸盐，水和碳化合物组成的行星。我们发现，我们考虑的所有成分的冷的陆地质量的行星的质量-半径关系遵循一个通用的函数形式，这不是一个简单的幂律：$\log_{10} R_s = k_1 + 1/3 \log_{10}(M_s) - k_2 M_s^{k_3}$为高达$M_p \approx 20 M_{\oplus}$，其中$M_s$和$R_s$是缩放的质量和半径值。这种函数形式的出现是因为固体行星的常见组成部分都具有状态方程，这些状态方程可以很好地近似为$ρ= ρ_0 + c P^n$形式的修改后的多面体。我们发现，非常详细的行星内部模型，包括温度结构和相变，是没有必要的固体系外行星的质量和半径测量散装组成。对于没有实质性大气层的固态系外行星，我们还发现：行星质量和半径的分数不确定性为5%时，可以区分主要由铁或硅酸盐或水冰组成的行星，但不能区分更详细的成分; $\sim$的不确定性为5%时，可以识别质量为$\gtrsim 25%$水的水冰行星;对于一个给定的质量来说，最小的行星尺寸是一个纯铁行星;碳行星的质量-半径关系与硅酸盐和水行星的质量-半径关系重叠，因为它们具有相似的零压密度和状态方程。我们提出了一个“超级地球”的定义，其基础是具有显著气体包层的行星和没有气体包层的行星之间的半径的明显区别。
2007-07-19 astro-ph
Elemental Abundance Survey of The Galactic Thick Disk
我们对银河系厚盘中的176颗F-和G-矮星进行了丰度分析。使用精确的径向速度结合$Hipparcos$天体测量，运动学（U，V和W）和银河轨道参数进行计算。我们估计了一颗恒星属于薄盘、厚盘或晕的概率。C、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Y、Ba、Ce、Nd、Eu等元素的丰度。厚盘星的丰度与Reddy等人（2003）的薄盘成员的丰度进行了比较。在$-0.3 <$ [Fe/H] $ < -1.2$的范围内，厚盘星的$α$ -元素（O、Mg、Si、Ca和Ti）与铁的比值比薄盘星明显增强。还有其他元素--铝、钪、钒、钴，可能还有锌--它们在厚圆盘中与铁的比率比薄圆盘高。Na、Cr、Mn、Ni和Cu（相对于Fe）的丰度在薄盘星和厚盘星中非常相似。在给定的厚盘星[Fe/H]丰度比[X/Fe]的分散是一致的预期散射由于测量误差，表明缺乏“宇宙”的散射。观察到的薄盘和厚盘的组成似乎是一致的星系形成模型的层次聚类在$Λ$ CDM宇宙。特别是，在薄和厚盘中观察到的不同丰度模式，以及厚盘在不同银河系中心距离处的化学均匀性，有利于大多数厚盘恒星形成{ \it原位}的场景，从富含气体的合并块。
2005-12-20 astro-ph
The Homogeneity of Interstellar Elemental Abundances in the Galactic Disk
我们目前的星际元素丰度测量来自空间望远镜成像光谱仪中阶梯光栅观测47视线延伸到6.5千秒差距通过银河系盘。这些路径探测了各种星际环境，覆盖了近四个数量级的分子氢分数f（H_2）和超过两个数量级的平均氢视线密度的范围。<n_H>结合Goddard高分辨率光谱仪17条观测线的观测数据以及相应的远紫外光谱探测器和哥白尼观测到的H_2吸收特征，我们研究了镁、磷、锰、镍、铜和锗的气相丰度随以下因素的变化：<n_H>这与两个丰度平台之间的平稳过渡是一致的，这两个平台是由温暖和寒冷的中性星际介质消耗水平确定的。所观察到的分散相对于这些过渡的分析描述意味着，总元素丰度是均匀的长度尺度上的数百秒差距，丰度测量的不确定性的限制。我们确定的内在变化的可能上限是0.04 dex，除了在太阳800 pc内铜（和氧）丰度明显不足0.10 dex。<n_H>镁尘埃的丰度与尘埃中硅的含量成比例，结合铁和硅之间的类似关系，这些数据似乎有利于Sofia & Meyer（2001; ApJ 554，L221）作为银河系元素丰度标准的年轻F和G星值。
2005-12-12 astro-ph
Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the Iron peak
我们已经建立了一个详细的标准化学演化模型来研究太阳附近直到铁峰的所有化学元素的演化。我们认为银河系是由河外气体经过两次指数递减的注入而形成的。在第一次的撞击事件中，持续时间为$\sim$ 1 Gyr，晕和厚盘是由原始气体组装而成的，而薄盘则是在第二次的撞击事件中形成的，时间尺度要长得多。该模型很好地再现了太阳附近的主要观测约束，太阳诞生时的元素丰度计算值与太阳丰度非常吻合。通过包含整个恒星质量范围内的金属丰度依赖的产率，我们遵循氢和锌之间的所有化学元素的76种同位素的演化。这些结果面临着大量的和最近的观测数据，我们详细讨论了恒星核合成的影响。
2000-12-27 astro-ph
Iron K Lines from Gamma Ray Bursts
我们提出的模型，预计在附近的伽马射线暴源的X射线和伽玛射线的强通量的再处理。我们认为，转移和再加工的高能光子到可观察的功能，在X射线波段，特别是铁的K线。我们的模型是基于这样的假设，即气体是足够密集的微物理过程是在一个稳定的状态，从而允许有效的线发射适度的后处理质量和元素丰度范围从太阳能到适度富集。我们表明，后处理是增强的光子的能量太高，否则吸收铁的下康普顿化，对生产可以有提高生产线的效果。无论是“遥远”的再处理器，如超新星或风的遗迹和“附近”的再处理器，如外部恒星的信封可以重现所观察到的线通量与铁丰度30-100倍以上的太阳，这取决于入射角。所需的高入射角只在附近的模型中自然出现，对于合理的值，可以达到接近报告值的Fe线与连续体的比率。
2003-05-13 astro-ph
Atomic data from the Iron Project.XLIV. Transition probabilities and line ratios for Fe VI with fluorescent excitation in planetary nebulae
用相对论原子结构计算程序Superstructure计算了Fe VI的前80个精细结构能级中的电偶极E1、电四极E2和磁偶极M1跃迁几率，这些能级以3d^3、3d^24s和3d^24p组态为主。实验能量被用来提高这些跃迁概率的准确性。采用80级碰撞辐射（CR）模型与这些偶极和禁戒跃迁概率，和铁项目R-矩阵碰撞数据，我们提出了一些[Fe VI]线比适用于光电离H II区域的光谱诊断。结果表明，连续荧光激发需要考虑在CR模型，以解释观测到的线比的光学[Fe VI]线在行星状星云NGC 6741，IC 351，和NGC 7662。分析导致参数化的线比的函数，并作为约束，电子密度和温度，以及有效的辐射温度的中心源和几何稀释因子。光谱诊断也可能有助于确定观测的不确定性。该方法可普遍适用于具有强背景辐射场的其他物体，如新星和活动星系核。广泛的新铁项目辐射和碰撞计算，使许多复杂的铁离子线比的一致分析。
2000-03-27 astro-ph physics.atom-ph
