The Chemical Composition of Cepheids in the Milky Way and the Magellanic Clouds
我们通过FEROS和UVES高分辨率和高信噪比光谱测量了68颗银河系和麦哲伦造父变星的元素丰度，以确定化学成分对这些恒星性质的影响（参见Romaniello et al. 2005）。在这里，我们描述了我们开发的用于准确测定它们的耐用分析方法。由此产生的铁丰度范围在小麦哲伦星云中的恒星的~ -0.80 dex和银河系中最富金属的恒星的~ +0.20 dex之间。虽然每个星系的平均值与类似年龄的非脉动恒星非常一致，但造父变星显示出显着的差异。因此，测量单个恒星的金属丰度是至关重要的。
2005-10-18 astro-ph
Detailed chemical composition of Galactic Cepheids. A determination of the Galactic abundance gradient in the 8-12 kpc region
最近引进的高分辨率/大光谱范围摄谱仪提供了详细研究经典造父变星化学成分的机会。本文对30颗造父变星中铁和6种轻金属（O、Na、Mg、Al、Si、Ca）的丰度进行了新的测定。我们也给出了一个新的估计银河系径向丰度梯度。用线深比法测定了恒星的有效温度，用Fe Ⅰ和Fe Ⅱ的电离平衡和生长曲线测定了表面重力和微湍流速度v $_{t}$。用经典的LTE大气模型计算丰度。丰度的RMS精度为0.05-0.10 dex的Fe，和0.05-0.20 dex的其他元素。在我们的样本中，造父变星具有类似太阳的丰度，目前的测量结果与以前的测定结果相当吻合。我们计算了8-12千秒差距区域的“单带”银河系径向丰度梯度，发现铁的斜率为-0.061 dex千秒差距$^{-1}$。
2007-02-13 astro-ph
Classical Cepheid Pulsation Models. XI. Effects of convection and chemical composition on the Period-Luminosity and Period-Wesenheit relations
尽管经典造父变星的相关性作为主要的距离指标，一个普遍的共识的依赖关系的周期光度（PL）的造父变星的化学成分尚未实现。从理论的角度来看，我们以前的调查能够重现一些经验测试的适当假设的氦金属相对富集，但这些结果依赖于特定的假设有关的质量-亮度关系和效率的对流传输的脉动信封。本文研究了混合长度参数l/Hp的假设值对脉动性质的影响，并解除了质量-亮度关系固定的假设。作为一个整体，我们表明，我们的脉动关系出现完全符合银河系和麦哲伦云造父变星的观测特性，支持预测的陡峭和明亮的PL关系时，从金属丰富的金属贫变量。此外，我们表明，预测的PW关系推断的距离同意最近测得的三角函数松弛，而他们建议的校正值的基础上的红外表面亮度技术，已经发现从一个独立的方法。最后，也脉动金属含量所建议的预测PW关系出现在统计协议与光谱[Fe/H]测量。
2007-07-06 astro-ph
The Metallicity dependence of the Cepheid Period-Luminosity relation: methodology and results
我们提出的观测活动的结果进行评估的铁含量的造父变星的周期光度关系的影响。我们的数据表明，这种依赖性是不能很好地表示一个简单的线性关系。相反，该行为是显着的非单调性，与校正峰值在太阳的金属丰度和下降的[Fe/H]的较高和较低的值。
2004-11-08 astro-ph
The Chemical Compositions of the Type II Cepheids -- The BL Her and W Vir Variables
本文对银河系中19颗II型造父变星的高分辨光谱进行了简要分析。样本包括短周期（BL Her）和长周期（W Vir）恒星。这是第一次对这些变量进行广泛的丰度分析。BL Her和W Vir的C、N和O丰度具有相似的扩散，表明大气受到$3α$工艺和CN循环产品污染的证据。一个显着的异常BL她的恒星是一个过剩的钠约5倍，相对于其假定的初始丰度。这种过剩在W Vir星中是看不到的。在W Vir星中从温和到极端的丰度异常，但在BL Her星中看不到，这归因于尘埃-气体分离，提供了一个缺乏高冷凝温度元素的大气，特别是Al，Ca，Sc，Ti和$s$ -过程元素。这种异常现象以前曾在RV Tau恒星中发现过，这代表了II型造父变星所享有的长期扩展。评论提供的BL Her和W Vir星的对比丰度异常可能是解释恒星的蓝色水平分支的演变。
2007-06-14 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. III. Cepheids
我们目前的金属丰度，[Fe/H]，和元素丰度比，[X/Fe]，为24造父变星的外银河系盘的样本。该样本的银心距离为12 <RGC（kpc）< 17.2，使其成为最远的银河系造父变星，对其进行了详细的丰度分析。我们发现太阳下的[Fe/H]比和[α/Fe]、[La/Fe]和[Eu/Fe]的过量。所有丰度比都表现出超过测量不确定性的分散性。正如我们以前对旧的疏散星团和场巨星的研究所看到的，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]的增强比率表明，最近的恒星形成发生在外盘。外盘造父变星似乎呈现[Fe/H]和[alpha/Fe]的双峰分布。大多数造父变星延续了Andrievsky的较大造父变星样本所展示的银心距离趋势，我们将这些恒星称为“银河造父变星”。少数造父变星显示出相当低的[Fe/H]和较高的[alpha/Fe]，我们将这些恒星称为“合并造父变星”。合并事件的一个标志是“银河系”造父变星和“合并”造父变星之间的成分差异。造父变星满足这一要求，我们推测，不同的组成表明，“合并造父变星”可能已经形成的影响下，重大的合并或吸积事件。造父变星的短暂寿命表明，合并事件可能正在进行中，麒麟座环和大犬座星系可能是合并的候选者。[删节]
2005-12-13 astro-ph
Classical Cepheids as Age Indicators
理论周期年龄和周期年龄颜色的关系，不同的化学成分最近已经得到了使用更新的均匀的一套进化和脉动模型。我们将这些关系应用于麦哲伦星云中的造父变星，以限制这些矮星系最近的恒星形成历史。最后，我们还比较了经典造父变星与年轻星团和恒星形成区的径向分布。
2005-10-03 astro-ph
Theoretical models for classical cepheids: V. Multiwavelength relations
从理论研究的基础上，非线性，非局部和时间依赖的对流脉动模型在不同的质量和化学成分，我们提出了预测的周期亮度，周期颜色，颜色颜色和周期亮度颜色关系的经典造父变星的BVRIJK带。所有的理论关系，在不同程度上，金属依赖和MC和银河造父变星的观测数据的比较显示出公平的协议，支持脉动模型的有效性。
1999-11-23 astro-ph
Beat Cepheid Period Ratios from OPAL Opacities
在天文台的观测中，在大麦云星云中发现了大量的拍造父变星，这为比较造父变星在一系列金属丰度上的特征提供了机会。我们制作了一个大网格的线性非绝热脉动模型，使用OPAL不透明度表和组成对应的银河系，大麦哲伦云和小麦哲伦云。利用周期比和主脉动周期之间的关系，我们能够定义一系列对应于观测到的拍造父变星的模型，从而约束LMC拍造父变星的物理特性。我们还能够对尚未发现的SMC beat造父变星的性质做出一些预测。
1997-06-26 astro-ph
On the Cepheid Metallicity Dichotomy
借助于恒星大气模型，我们用OGLE B，V，I测光法计算了麦哲伦云造父变星的铁丰度[Fe/H]。我们发现，在这两个云的平均金属丰度的第一泛变量低于基本的（由~0.2和~0.3德克斯在LMC和SMC，分别）。因此，整体[Fe/H]和光度之间存在相关性;低光度的恒星往往也具有较低的金属量。这些金属丰度的依赖关系是一致的，来自两种类型的双模造父变星脉动理论。这种二分法的另一个支持来自演化理论，它要求蓝环低光度恒星的金属丰度低于高光度恒星。我们还评论使用周期光度颜色关系，以获得更准确的金属丰度的可能性。
2008-02-28 astro-ph
Period-color and amplitude-color relations in classical Cepheid variables V: The Small Magellanic Cloud Cepheid models
周期颜色（PC）和振幅颜色（AC）的关系，在最大，平均和最小的光是从一个大的网格的造父变星的全振幅流体动力学模型的组成适合的SMC（小麦哲伦云）。我们比较这些理论关系与那些从观察。理论关系式与观测关系式基本一致，但对短周期（log [P] < 1）造父变星的理论关系式与观测关系式存在一定的差异。我们概述了一个物理机制，可以，在原则上，是一个因素来解释所观察到的PC/AC关系的长周期和短周期造父变星在银河系，LMC和SMC。我们的解释依赖于氢电离锋-光球相互作用以及这种相互作用随脉动周期、脉动相位和金属丰度变化的方式。由于PC关系与周期-光度（PL）关系相联系，我们假设这样的机制也可以解释这三个星系中PL关系的观测特性。
2007-06-18 astro-ph
On the Theoretical Period-Radius Relation of Classical Cepheids
我们提出了一个全面的理论研究结果的周期半径（PR）关系的经典造父变星的基础上的新序列的全振幅，非线性对流模型，通过采用广泛的恒星质量和化学成分。对于log P在0.9 - 1.8的范围内的一个非常好的协议之间的理论预测和当前可用的数据，而在这个范围之外，无论是在较短的时间和较长的时间，非线性半径达到经验关系之间的中间值基于不同的巴德-韦塞林克（BW）的方法和光度带通。
1998-02-11 astro-ph
The Effect of Metallicity on the Cepheid Period-Luminosity Relation
我们目前的初步结果的观测活动，致力于建立化学成分的造父变星的周期光度关系的影响。这些数据与基于非线性对流模型的理论预测吻合得很好，这表明周期-光度关系对金属丰度的依赖性相当强，因为更多的富含金属的恒星本质上比预期的要微弱。我们的数据表明，如果忽略金属丰度的作用，推断距离的误差可能高达10%。
2003-12-04 astro-ph
Metallicity estimates of Galactic Cepheids based on Walraven photometry
我们提出了新的经验和理论校准的两个光度金属丰度指数的基础上Walraven光度。经验校准依赖于48个造父变星的样本，这些造父变星的铁丰度基于文献中的高分辨率光谱。它们涵盖了广泛的金属丰度范围（-0.5 < [Fe/H] < +0.5），金属性指数颜色（MIC）关系的内在准确性优于0.2 dex。理论校准依赖于一组均匀的中等质量恒星的尺度太阳演化轨道和脉动预测的拓扑结构的不稳定带。所采用的进化轨迹的金属含量范围从Z=0.001到Z=0.03，MIC关系的内在精度优于0.1 dex。
2007-12-18 astro-ph
Beat Cepheids as Probes of Stellar and Galactic Metallicity: The New AGS Abundances
众所周知，拍造父变星模型在周期比\vs周期图（Petersen图）中的位置限制了它的金属丰度Z。但是这些界限对集中到参数$Z$中的元素的混合是敏感的。在这篇简短的论文中，我们更新了以前的结果，是基于Grevesse-Noels太阳混合最近，修订的Asplund，Grevesse & Sauval（2005）（AGS）太阳混合。我们还研究了包络深度对计算脉动周期的准确性的影响。我们发现，低周期造父变星与高Z的包络脉动的习惯近似打破。这是必要的计算恒星模型，延伸到中心，并包括燃烧和成分不均匀性的建模。然而幸运的是，迄今为止观察到的大多数Beat造父变星似乎都避开了这种机制。
2008-03-24 astro-ph
Theoretical Models for Classical Cepheids: II. Period-Luminosity, Period-Color and Period-Luminosity-Color Relations
我们提出并讨论有关经典造父变星性质的理论脉动预言。计算已被执行的三种不同的化学成分作为代表的造父变星在麦哲伦云和银河系。由此产生的PL关系是显着依赖于金属丰度，与金属丰度效应的幅度在较长的波长下降。与文献中出现的几个经验建议不同，我们发现在固定的周期内，富金属的闪烁体应该比贫金属的闪烁体更微弱。紧周期亮度颜色关系的视觉和近红外光度带。我们提出了一个初步的使用我们的关系，以评估的麦哲伦云的距离模量。
1998-09-10 astro-ph
Using Cepheids to determine the galactic abundance gradient. III.First results for the outer disc
作为我们以前研究银盘4-10 kpc径向丰度分布的工作的继续，本文给出了外盘（RG > 10 kpc）金属丰度的第一个结果。基于高分辨率光谱获得的19个遥远的造父变星，我们采样的银河距离从10至12千秒差距。结合我们以前对银盘内部和中部的工作结果，目前的数据使人们能够研究在一个大的基线径向丰度分布的结构。特别是，我们发现铁以及一些其他元素的径向丰度分布的不连续性的迹象。在银河系中心距离RG = 10千秒差距处可以看到这种不连续。这一发现支持了Twarog等人（1997）早先报告的结果。
2002-08-02 astro-ph
Abundance gradients in the Milky Way for alpha elements, Iron peak elements, Barium, Lanthanum and Europium
我们模拟了几种化学元素（O，Mg，Si，S，Ca，Sc，Ti，Co，V，Fe，Ni，Zn，Cu，Mn，Cr，Ba，La和Eu）在银河系盘中的丰度梯度，并将我们的结果与最近和均匀的观测数据进行了比较。我们采用的化学演化模型能够很好地再现太阳附近的主要性质。我们计算，为第一次，所有上述元素的丰度梯度在银河中心距离范围4 - 22千秒差距。与观测数据的比较造父变星在银河系的距离范围5-17千秒差距给出了一个非常好的协议，为许多研究的元素。此外，我们很好地拟合了镧在太阳附近的演化数据，我们在这里首次提出的结果。我们探索，也是第一次，在大银河系中心距离的丰度梯度的行为，通过比较我们的结果与数据相对于遥远的疏散星团和红巨星，并选择最好的化学演化模型的基础上。我们发现一个非常好的适合所观察到的丰度梯度，跟踪造父变星，为大多数的元素，从而证实了由内而外的情况下形成的银河系盘，以及通过核合成处方的有效性。
2006-09-29 astro-ph
On the pulsation mode identification of short-period Galactic Cepheids
我们提出了新的理论周期半径（PR）关系的第一泛音银河造父变星。目前的预测是基于几个序列的非线性，对流脉动模型在太阳的化学成分（Y=0.28，Z=0.02）和恒星质量范围从3.0到5.5 Mo。四个短周期银河造父变星的预测和经验半径之间的比较表明，QZ Nor和EV Sct脉动的基本模式，而北极星和SZ Tau脉动的第一泛音。这一发现支持的模式识别，依赖于直接和周期亮度（PL）之间的比较基于距离测定，但它是有点差异的模式识别的基础上傅立叶参数。事实上，我们发现，从我们的模型，基本和第一泛音消除器达到，从2.7到4 d的周期范围内，非常相似的phi_21值，使模式的歧视，从这个参数困难。我们的造父变星样本的本模式识别加强了他们的经验半径估计的准确性，以及预测的基本和第一泛音半径不显示的证据，在当前的不确定性的质量-亮度（ML）关系，在同一时期范围内的任何简并。因此，精确的半径测定是明确确定短周期造父变星脉动模式的一个很好的工具。
2001-03-29 astro-ph
Theoretical Models for Classical Cepheids: IV. Mean Magnitudes and Colors and the Evaluation of Distance, Reddening and Metallicity
我们讨论了金属丰度的影响，在不同的化学成分的非线性，非本地和时间依赖性的对流脉动模型的基础上，在理论上的视觉和近红外PL和PLC关系的经典造父变星。鉴于在整个脉动周期内平均观测到的震级和颜色的两种常用方法（震级加权和强度加权），我们简要讨论了静态量和平均量之间的差异。我们发现，合成的平均星等和颜色的行为完全再现了观测到的银河造父变星的趋势，支持模型预测的有效性。在本文的第二部分中，我们展示了如何从造父变星VK测光的星系的平均红化和真实距离模量的估计依赖于所采用的金属含量，在这个意义上说，较大的金属丰度驱动主机星系较低的反射率和距离。相反，如果考虑到三个过滤器的数据，造父变星的平均红化，距离和金属丰度的自洽估计可能会得出。将理论PL和PLC关系应用于麦哲伦云造父变星的BVK数据，最终得到LMC的Z \sim 0.008，E（B-V）\sim 0.02等，DM \sim 18.63等，Z \sim 0.004，E（B-V）\sim 0.01等，DM \sim 19.16 mag.，用于SMC。简要讨论了这种红化与基于BVI数据的当前值之间的差异。
1999-06-03 astro-ph
Classical Cepheid Pulsation Models. X. The Period-Age Relation
我们提出了新的周期年龄（PA）和周期年龄颜色（PAC）的基本和第一泛音经典造父变星的关系。目前的预测依赖于均匀的演化和脉动模型，涵盖了广泛的恒星质量和化学成分。我们发现，PA和PAC的关系提出了一个温和的依赖于金属含量。此外，使用不同的PA和PAC关系的基本和第一泛音造父变星提高了年龄估计的准确性，在短周期（log P < 1）的范围（老造父变星），因为他们提出了较小的固有色散。同时，PAC关系的使用提高了长周期（log P >= 1）范围（年轻造父变星）的精度，因为它们说明了不稳定带内各个物体的位置。我们对至少有两颗造父变星的LMC（15）和SMC（12）星团的演化年龄和脉动年龄进行了详细的比较。为了避免测光绝对零度点的欺骗性不确定性，我们采用了OGLE收集的星团和造父变星的均匀B、V、I数据集。我们也采用了相同的红化等级。不同的年龄估计值在LMC集群的20%和SMC集群的10%的水平上一致。我们还对两个星系团（NGC6067，NGC7790）进行了相同的比较，年龄差异小于20%。这些研究结果支持使用PA和PAC的关系，以提供准确的估计个别恒星的年龄在银河系和外部Galerkin。这种方法的主要优点是它与距离无关。
2004-11-29 astro-ph
Cepheid Mass-Luminosity Relations from the Magellanic Clouds
OGLE数据库与Kurucz大气模型一起使用，以生成基本和泛音麦哲伦云造父变星的周期，有效温度和光度。佛罗里达脉动代码（线性湍流对流），然后用来计算这些恒星的质量，假设的平均组成（$X$ =0.716，$Z$ =0.010）的LMC和（$X$ =0.726，$Z$ =0.004）的SMC。基本造父变星的平均$M$ - $L$关系与每个麦哲伦云的第一泛音造父变星的关系密切匹配。SMC和LMC平均值$\Log M$ -$\Log L$关系都不是直线关系，但具有明显的曲率。鉴于距离和红化的不确定性，我们对这些量采用了三种不同的选择。基于到云的“长”距离尺度的结果给出了比“短”尺度更好的理论和观测之间的协议。目前所有的演化轨迹都系统地预测，对于给定的光度，质量要比我们观测得出的质量大，特别是在高端。此外，我们的研究证实，在SMC的低质量恒星的演化轨迹是不符合的观察，因为他们没有足够的蓝向延伸，没有足够深的不稳定带，或根本没有。直接从观测数据库中推断出的质量对进化计算产生了一种新的强有力的约束。
2001-04-10 astro-ph
Mass-radius relations for white dwarf stars of different internal compositions
本工作的目的是通过使用一个完全更新的恒星演化程序，给出具有氦、碳、氧、硅和铁核的白矮星（WD）模型的精确和详细的质量-半径关系。我们认为质量从0.15至0.5钼的情况下的氦核心，从0.45至1.2钼的碳，氧和硅的核心和从0.45至1.0钼的情况下的铁核心。鉴于最近的测量，强烈建议的WD与铁为主的核心的存在，依巴谷，我们把注意力主要集中在有限的温度，质量半径的WD模型与铁内饰的关系。此外，我们探讨了引力，化学和热扩散对低质量氦WD模型与氢和氦信封的影响。
1999-09-29 astro-ph
Composition of UHECR and the Pierre Auger Observatory Spectrum
我们适合最近发表的皮埃尔俄歇超高能宇宙射线谱假设无论是核子或原子核发射的来源。我们考虑纯质子、纯氧或纯铁注入的简化情况。我们在源演化因子、谱指数、源谱的最大能量Z E_{max}和到源的最小距离中执行穷举扫描。我们表明，皮埃尔俄歇光谱同意我们假设的任何源成分。特别是对于铁，有两种不同的解决方案，分别具有高和低E_{max}（例如，6.4 × 10^{20} eV和2 × 10^{19} eV），这可以通过在最高能量下大部分或几乎不存在质子原色来区分。我们提出的可能性，铁占主导地位的注入通量可能是符合最新的组成测量从皮埃尔俄歇天文台的重元素占主导地位的暗示。
2007-11-06 astro-ph
Classical Cepheid Pulsation Models: IX. New Input Physics
我们构建了几个系列的经典造父变星包层模型在太阳化学成分（$Y=0.28, Z=0.02$）的线性和非线性流体动力学模型预测的脉动性质的输入物理的依赖关系。为了研究状态方程（EOS）的依赖性，我们进行了几个数值实验，使用简化的分析EOS最初开发的Stellingwerf和最近的分析EOS开发的Irwin。目前的研究结果表明，脉动幅度以及拓扑结构的不稳定带轻微地依赖于所采用的状态方程。我们还研究了理论模型预测的质量-光度（ML）关系和空间分辨率的氢和氦部分电离区的可观测量的依赖性。我们发现，这些物理和数值假设对非线性模型的影响很小。特别是，新模型和旧模型在不稳定带的位置以及温度宽度上的差异平均小于200 K。然而，空间分辨率在某种程度上影响脉动特性。新的精细模型预测了赫茨普龙级数中心的一段时间（$P_{HP}=9.65$ $-$ 9.84天），这与基于光变曲线（$P_{HP}=10.0\pm 0.5$天; \citealt{mbm92}）和径向速度曲线（$P_{HP}=9.95\pm 0.05$天; \citealt{mall00}）的经验数据相当吻合，并改进了Bono、Castellani和Marconi（2000，以下简称为BCM 00）先前的预测。
2003-08-27 astro-ph
The Extragalactic Distance Scale
在过去的10年里，在解决关于宇宙膨胀率的争论方面取得了重大进展。哈勃参数Ho的当前值，现在可以说是10%的准确度，主要是由于发现造父变星的星系数量的巨大增加。越来越精确的二级距离指标，许多使用造父变星校准，现在提供了很大程度上一致的测量Ho以及哈勃流，从光滑的哈勃流的偏差使我们能够更好地测量本地宇宙的动力学结构。哈勃参数随红移的变化为宇宙中的加速和“暗能量“提供了第一个直接证据。河外距离测量是确定宇宙大小、年龄、组成和命运的核心。我们讨论了剩余的系统不确定性，特别是与造父变星校准相关的不确定性，并确定了在未来几年内可能需要改进的地方。
2003-04-23 astro-ph
A Likelihood Method for Measuring the Ultrahigh Energy Cosmic Ray Composition
传统上，空气荧光探测器通过将簇射极大值的平均倾斜深度$X_{max}$（作为能量的函数）与各种假设原色的预期倾斜深度进行比较，来确定高能宇宙线通量的主要化学成分。在本文中，我们提出了一种方法，使一个直接测量的预期平均数的质子和铁通过比较形状的预期$X_{max}$分布的数据分布。这种方法的优点包括使用全分布的信息和计算各种宇宙线成分的通量的能力。同样的方法可以扩展到边缘化的不确定性，由于选择的光谱，强子模型和大气参数。我们展示了独立的模拟数据样本的质子和铁的父样本的技术。我们准确地预测了母体样品中的质子和铁的数量，并表明不确定性是有意义的。
2006-05-12 astro-ph
Transition from galactic to extragalactic cosmic rays
讨论了从银河到河外宇宙射线的跃迁。银河系宇宙射线标准模型给出了铁核跃迁的一个临界指示，根据该模型，铁核的最大加速能为$E_{\rm Fe}^{\rm max} \approx 1\times 10^{17}$ eV量级。在$E > E_{\rm Fe}^{\rm max}$处，光谱被预测为非常陡峭，因此标准模型倾向于在能量不比$E_{\rm Fe}^{\rm max}$高得多的情况下发生跃迁。就观测而言，有两个跃迁的特征：能谱的变化和伸长率（大气中簇射极大值的深度$X_{\rm max}$作为能量的函数）。讨论了三种过渡模型：基于dip的模型、混合成分模型和踝模型。在后一种模型中的过渡发生在观察到的光谱特征，脚踝，它开始在$E_a \approx 1\times 10^{19}$电子伏特，其特征是质量组成的变化，从银河系铁河外质子。在倾角模型的过渡发生在能量$(4 -8)\times 10^{17}$ eV观察到的第二个膝关节，其特征在于从银河系铁到河外质子的质量组成的变化。混合成分模型描述了$E \sim 3\times 10^{18}$ eV处的跃迁，质量成分从银河铁转变为不同核的河外混合成分。这些模型都面临着观测数据的光谱和伸长率从不同的实验，包括俄歇。
2007-10-20 astro-ph
The chemical compositions of the extreme halo stars HE0107-5240 and HE1327-2326 inferred from 3D hydrodynamical model atmospheres
我们调查的影响，现实的三维流体动力学模型恒星大气中的富碳，超铁贫恒星HE 0107 -5240和HE 1327 -2326的元素丰度的测定。我们推导出的化学成分的两颗恒星的详细的三维分析的谱线的假设下的局部热力学平衡（LTE）。流体动力学模型的谱线形成区域的较低温度引起预测的谱线强度的变化。特别是，我们发现C、N和O的3D丰度比1D分析估计的低~ -0.8 dex（或更多）。铁峰元素的3D丰度也降低，但降低的因子较小（~ -0.2 dex）。然而，我们警告说，被忽视的非LTE效应实际上可能对这些金属很重要。最后，我们讨论了早期银河系化学演化的研究可能产生的影响。
2006-05-09 astro-ph
Influence of Primary Cosmic Radiation Mass Composition on the Estimation of Eas Energy
在雅库茨克EAS阵列E_em是通过使用EAS切伦科夫光通量和带电粒子通量的测量来确定的。从计算可知，这些特性取决于一种初级粒子，因此，E_em的估计取决于初级粒子质量。文中给出了E_em/E_0比值与能量的关系，并将实验数据与QGSJET模型的计算结果进行了比较。对初级质子和铁核进行了计算。在实验误差范围内，E_em/E_0比值的平均计算值与实验数据一致，与初级宇宙辐射的混合质量组成并不矛盾。
2005-07-07 astro-ph
Detailed chemical composition of the open cluster IC 4651: The iron peak, alpha elements, and Li
我们提出了一个详细的化学分析的22颗恒星沿色等序列的中间年龄（1.7 Gyr）疏散星团IC 4651。我们发现该星系团的铁丰度[Fe/H]= 0.10 +/- 0.03（内部误差），红化E（b-y）=0.091。我们还获得了α元素Mg，Si，Ti和Ca的丰度，并发现前三个元素的适度增强。在铁族元素中，Cr和Ni稍过量（[X/Fe] ~ 0.05）。巨星的Na丰度比矮星高0.2倍以上。我们认为这是由于23 Na在巨星中被挖掘出来的结果。锂丰度显示出一个明确的模式：太阳型恒星的锂丰度几乎是恒定的，仅低于毕宿星团的丰度，而且锂的下降是明显的，并且很好地确定。关闭恒星上面的倾角有一个“宇宙”锂丰度，但在一个非常小的范围内的幅度（0.25等）更高的关闭，锂下降了超过10倍，这意味着一些额外的混合是必要的。在这些巨星中，有两颗可能的团簇星显示出可探测到的Li，而所有其他（可能的）RGB星都没有。我们表明，旋转恒星模型，包括最近的事态发展，纬向环流和湍流的剪切不稳定性很好地解释了所观察到的李图案。这种可能性仍然是开放的，表现出最高的锂丰度的巨人是实际的RGB凹凸星，刚刚通过所谓的“锂闪光”。
2004-06-04 astro-ph
Muon content of ultra-high-energy air showers: Yakutsk data versus simulations
我们分析了33个广泛的空气簇射（EAS）的样本，估计的初级能量超过2 \cdot 10^{19} eV和高质量的μ子数据记录的雅库茨克EAS阵列。我们比较，事件的事件，观察到的μ介子密度预期从CORSIKA模拟的初级质子和铁，使用SIBYLL和EPOS强子相互作用模型。这项研究表明存在两种不同的强子成分，“轻”和“重”。与EPOS的模拟是在一个很好的协议与预期的组合物中，轻组分对应于质子和重组分的类铁核。使用SYBILL，对于相同的电磁信号，铁原色的模拟μ介子密度比重组分的观测值小\sim 1.5倍。假设质子-铁组成为两组分，采用EPOS模型，在95%置信水平下，能量E>10^{19} eV的质子所占比例为0.52^{+0.19}-0.20}。
2008-02-18 astro-ph
