Pre-main-sequence Lithium Depletion
在这篇综述中，我简要地讨论了低质量（0.075<M<1.2 Msun）恒星的主序前（PMS）Li耗尽理论，并强调了那些导致模型预测差异的不确定参数。然后，我总结了PMS恒星的观测非常年轻的疏散星团，集群刚刚达到ZAMS和简要强调最近的事态发展，在非常低质量的PMS恒星观察李。
2004-11-04 astro-ph
Lithium depletion and the rotational history of exoplanet host stars
Israelian等人（2004年）报告说，与没有探测到大质量行星的太阳型恒星相比，系外行星的宿主恒星是锂耗尽的，这一结果最近被Gonzalez（2008年）证实。我们调查是否增强锂耗尽在系外行星的宿主恒星可能会导致其旋转的历史。我们已经开发了旋转演化模型的缓慢和快速的太阳型转子从前主序（PMS）的年龄的太阳，并将它们的旋转周期的分布观察到的太阳型恒星之间的1万年和5 Gyr。我们发现，慢旋转发展之间的辐射核心和对流信封高度的差分旋转，而快速旋转演变与小核心信封去耦。我们认为，强差分旋转的对流信封的基础是负责增强锂消耗慢转子。我们的结论是，锂耗尽的系外行星宿主恒星的零年龄的主序列（ZAMS）的缓慢旋转，并认为，缓慢的旋转的结果，从一个长期持久的星盘相互作用在PMS。总而言之，这表明长寿的磁盘（> 500万年）可能是大质量行星形成/迁移的必要条件。
2008-09-03 astro-ph
Lithium Depletion Boundary in a Pre-Main Sequence Binary System
在HIP 112312（GJ 871.1A和B）中发现了一个锂贫化边界。在次级（~M4.5）处观察到强（EW 300 mA）Li 6708 A吸收特征，而在初级（~M4）处未检测到Li 6708 A特征。这两颗恒星的物理伙伴关系可以从共同的自行中得到证实。目前的理论前主序星演化模型不能同时匹配观测到的颜色，亮度，和锂耗尽模式的二元系统。在2000万年的年龄上限，当代理论进化模型预测太慢的锂消耗。如果真正的Li耗尽过程比理论模型预测的要快，那么用Li耗尽边界方法估计的疏散星团（昂宿星、英仙座α星和IC 2391）的年龄都被高估了。由于疏散星团年龄尺度的重要性，发展自洽的理论模型，以匹配HIP 112312数据是可取的。
2002-11-06 astro-ph
WIYN Open Cluster Study 5. Lithium Depletion and Metallicity in G and K Dwarfs of the Open Cluster M35
本文对年轻星系团M35的高质量光谱进行了分析。通过使用多光纤光谱仪，我们能够收集高信噪比，高分辨率的光谱光度候选成员的样本。精确的径向速度被用来建立成员的状态和旋转速度测量使用互相关。我们还推导出簇的金属含量，[Fe/H]= -0.21 $\pm$ 0.10，基于光谱合成。最后，我们推导出真正的集群成员的锂丰度，并与其他集群成员的结果进行比较。例如，M35的自转速率和锂丰度都比昂宿星团小。我们讨论了各种参数的可能作用。我们高质量的M35锂丰度和旋转速度数据库非常适合用作实验室来测试处理锂耗尽现象的理论模型。
2000-11-06 astro-ph
The lithium depletion boundary and the age of NGC 2547
本文介绍了年轻的疏散星团NGC 2547中冷M矮星候选者的光度和光谱测量结果。使用2dF光纤光谱仪，我们已经寻找的亮度，锂仍然未燃烧，试图限制集群的年龄。在我们的样本的微弱末端缺乏单个富锂天体的种群，这使得星团年龄的下限为3500万年。然而，在我们最微弱的目标的平均光谱中检测到锂，表明锂的耗尽边界位于9.5 < M（I）< 10.0，并且星团年龄<5400万年。根据色星等图中低质量前主序星的等时线，用同样的演化模型，NGC 2547的年龄为2000 - 3500万年。这两种技术所确定的年龄差异的意义和大小与另一个年轻星系团IC 2391和低质量前主序星双星系统GJ 871.1AB相似。我们认为，包括旋转或发电机产生的磁场的演化模型可以调和两个年龄的测定，但只有在增加集群年龄超过目前表明的锂耗尽的代价。或者，需要某种机制来增加年轻的、质量非常低的完全对流恒星中锂的消耗速率。
2003-03-04 astro-ph
Stellar Mixing and the Primordial Lithium Abundance
我们比较最近的样本中的晕星的锂丰度的性质彼此和预测的理论模型，包括旋转混合，我们检查的数据与金属丰度的趋势。我们从KS测试中发现，在没有任何化学演化校正的情况下，Ryan，Norris和Beers（1999）样品完全符合轻度旋转混合诱导的耗尽，因此，初始锂丰度高于观测值。异常值的检验敏感地依赖于定义其存在的阈值，但我们发现RNB样本从具有0.2 dex中位数耗竭的旋转混合模型中抽取的概率为10 $--$ 45%（较低的概率对应于较高的耗竭因子）。当化学演化趋势（Li/H与Fe/H）在线性平面中处理时，我们发现RNB样品中的分散体不能用化学演化来解释;从旋转混合中推断出的锂耗尽界限与那些来自没有化学演化的模型的界限相似。我们发现，在等效宽度测量的差异是主要负责不同的观测结论，在晕星的锂分散。标准大爆炸核合成预测的锂丰度对应于从高红移、低金属丰度类星体吸收体的观测中推断的氘丰度，需要晕星锂的消耗量与我们的旋转混合模型一致，但与没有消耗不一致。
2001-05-24 astro-ph
Lithium abundances for 185 main-sequence stars - Galactic evolution and stellar depletion of lithium
我们根据130颗恒星的高分辨率光谱和对Lambert等人（1991）的数据的重新分析，对185颗Teff在5600 ~ 6600 K之间，[Fe/H]在-1.4 ~+0.2之间的主序星的锂丰度进行了测量。该调查利用了改进的方法来确定有效温度，金属丰度，质量和年龄，提供了一个机会来调查锂的行为作为这些参数的函数。一个有趣的结果是在Li-Teff平面上存在一个大的间隙，它将“Hyades-like，Li-dip”恒星与其他恒星区分开来。这些锂倾斜星有一个明确的质量，这与金属丰度减少。当被分为四个金属丰度组时，间隔以上的恒星可能显示出锂丰度和恒星质量之间的相关性，但具有很大的分散性，不能用观测误差或金属丰度和年龄的差异来解释，其范围从1.5到15 Gyr。这表明Li耗尽发生在恒星生命的早期，其他参数，例如初始旋转速度和/或角动量损失率，影响耗尽的程度。将恒星在Li-[Fe/H]平面上的分布与Romano等人（1999）的演化模型进行比较表明，新星是银河系盘中Li产生的主要来源。
2001-04-03 astro-ph
Keck Spectra of Pleiades Brown Dwarf Candidates and a Precise Determination of the Lithium Depletion Edge in the Pleiades
我们用凯克II望远镜和LRIS摄谱仪获得了11个候选的昂星团疏散星团褐矮星成员的中分辨光谱。我们的主要目标是确定“锂耗尽边缘”在昴星团的位置，从而得出该星团的精确年龄。我们的11个程序对象中，除了一个外，所有对象都具有适合于昴星团成员的径向速度，具有中等强度的H α发射，并且具有光谱类型M6至M8.5，正如其（R-I）颜色所预期的那样。我们已经构建了一个颜色星等图的暗端的昴宿星的主要序列，包括只有恒星的高S/N光谱的锂6708埃的吸收线区域已获得。这些数据使我们能够准确地确定在I（c 0）= 17.80，R-I（c 0）= 2.20，光谱类型= M6.5的昴星团单星锂耗尽边缘。通过参考理论进化模型，这相当直接地转换为昴宿星的年龄为1.25亿年。这比通常引用的年龄要大得多，但与最近的一些其他估计相符。
1998-04-01 astro-ph
The Lithium Depletion Boundary as a Clock and Thermometer
我们需要一个关键的锂耗尽边界（LDB）的技术，最近被用来获得年龄的疏散星团。我们确定的实验和系统误差的来源，并表明，可能的错误是由大约一个因素比目前在文献中声称的大。然后，我们使用的昴星团LDB年龄和测光结合进化模型来定义经验的颜色T_eff的关系，可以应用到年轻的集群。我们发现，这些关系不产生模型的等时线，年轻的集群数据相匹配。我们建议，这是由于系统的问题，在进化模型或年龄（重力）的颜色T_eff关系的敏感性，这是不存在于出版的大气模型。
2000-09-12 astro-ph
Lithium depletion in the sun: a study of mixing based on hydrodynamical simulations
基于恒星对流区的辐射流体动力学模型，设计了一个扩散方案，描述了向下穿透的对流运动超出史瓦西边界（过冲）到辐射内部。这种指数扩散过冲方案已经成功地应用于AGB星。在这里，我们提出了一个应用程序的太阳，以确定这种额外的混合，即在对流信封的底部扩散过冲的时间尺度和深度范围。我们计算了在向主序星和主序星演化过程中锂的相关破坏。我们发现，由扩散过冲引起的缓慢混合过程可能会导致太阳主序星演化过程中锂的大量耗尽。
1998-06-23 astro-ph
The age-mass relation for chromospherically active binaries: III. Lithium depletion in giant components
我们提出了一个样本的演化组件的色球活动的二元系统的锂丰度的研究。我们表明，它们中的很大一部分都存在锂过量，与它们的质量和进化阶段无关。因此，可以得出结论，锂丰度不依赖于年龄的巨型组件的CABS。这些过剩似乎与恒星自转密切相关，我们将其解释为恒星在主序星和主序星外演化时，角动量从轨道转移到自转的结果，类似于发生在同一系统的矮组分和属于毕宿星团和M67的潮汐锁定双星中的情况。
1999-05-19 astro-ph
New light on the old problem of lithium pre--MS depletion: models with 2D RHD convection
前主层序（PMS）演化轨迹的Teff位置取决于过绝热性的处理。本文给出了用对流混合长度理论（MLT）计算PMS演化轨迹的方法，其中α_MLT= 1/H_p参数的标定是基于二维流体动力学模型（Ludwig等1999）。这些MLT-α^2D恒星模型和轨道与非灰色ATLAS 9大气边界条件和湍流全谱对流模型计算的结果在大气和内部都非常相似。新轨道与MS前双星HR图上位置的比较不完全令人满意，因为一些双星成分位于太低的\teff。此外，MLT-α^2D径迹中MS前锂的贫化仍然比年轻疏散星团中锂的观测结果大得多。这一结果与FST模型的结果相似。因此，尽管2D RHD模型应该比任何局部模型提供更好的对流描述，但它们的引入不足以协调理论和观测。锂耗尽在年轻的集群指向对流效率，在前MS，应小于MS。前MS锂耗尽FST模型中显着降低，如果我们减少太阳能金属丰度下降到Asplund等人建议的值。（2004），但相应的太阳模型没有再现对流区的深度，如日震学所确定的。
2006-05-24 astro-ph
The Lithium Depletion Boundary and the Age of the Young Open Cluster IC~2391
我们已经获得了新的测光和中间分辨率（$Δλ= 2.7$）光谱的19个这些对象（14.9 $\le$ $I_c$ $\le$ 17.5），以确认集群成员。我们确定我们的目标作为可能的集群成员的基础上，他们的$VRI$光度，光谱类型，径向速度，和H $α$发射强度。为了测量锂6708的双态强度，我们对其中8个可能的星系团成员进行了更高信噪比的测量，从而获得了星系团年龄的估计。这8颗恒星中的一颗有明确的锂探测器，另外两颗（较暗）恒星可能有锂探测器。我们的程序对象的色星等图显示IC~2391中的锂耗尽边界在$I_c$ =16.2。利用最近的理论模型预测，我们得出IC~2391的年龄为53 $\pm$ 5百万年。虽然这是相当老的年龄最普遍归因于这个集群（$\sim$ 35百万年）IC~2391的这一结果是可比最近推导出的昂宿星团和英仙座α星团，并可以解释的新模型的高质量恒星，包括一个适度的对流核心过冲。
1999-07-01 astro-ph
Lithium Depletion in Pre-Mainsequence Solar-Like Stars
我们详细研究了类太阳恒星在0.8到1.4M太阳之间和在前主序星阶段的内部结构。最近的不透明度计算OPAL随着一个新的流体动力学混合过程已被认为是。我们还介绍了最新的核反应速率，并探讨了吸积，混合长度参数，金属之间的非太阳分布和现实的旋转历史的影响。我们比较模型预测的锂耗尽的$^7Li$内容的太阳观测和4个年轻的集群不同的金属丰度和年龄。我们发现，我们可以区分锂耗尽的两个阶段：1-在2000万年前T-Tauri阶段的快速核毁灭：这与在我们的范围内使用的质量无关但主要取决于对流区的延伸和温度，2-第二阶段，销毁缓慢而适度，主要依靠（磁电机）流体动力学不稳定性位于对流区底部。在组成方面，我们表现出考虑氦，特别是重元素的混合物：碳，氧，硅和铁的兴趣。我们概述了O/Fe比的重要性。我们注意到一个合理的协议，锂耗尽的两个最有名的情况下，太阳和毕宿星团的类太阳恒星。其他星团则认为，不能排除可能部分抑制预测的主序星前消耗的过程，特别是对于太阳质量低于0.9M的恒星。最后，我们建议不同的研究领域，如初始恒星模型和更现实的气氛，这可能有助于更好地了解这一早期阶段的演变，并应成为后续研究的对象。
2001-11-12 astro-ph
Keck Spectra of Brown Dwarf Candidates and a Precise Determination of the Lithium Depletion Boundary in the Alpha Persei Open Cluster
我们已经确定了27个候选人非常低质量的成员相对年轻的阿尔法英仙座疏散星团从一个6平方度的CCD成像调查。根据它们的I星等和名义年龄以及到星团的距离，如果它们是星团成员，这些天体的质量应该小于0.1 Msunil。我们随后获得了中间分辨率光谱的17个这些对象使用凯克II望远镜和LRIS摄谱仪。我们还获得了许多恒星的近红外测光。我们的主要目标是确定“锂耗尽边界”的位置，从而得出星团的精确年龄。我们在五个程序对象中检测到等效宽度大于或等于0.4 μ m的锂。我们已经为英仙座阿尔法星主序星的暗端绘制了一张颜色-星等图。这些数据使我们能够准确地确定英仙座α星的锂耗尽边界，其位置为M（I $_C$）= 11.47，M（Bol）= 11.42，（R-I）$_{C0}$ = 2.12，光谱类型为M6.0。通过参考理论进化模型，这相当直接地转换成英仙座阿尔法星系团的年龄为90 $\pm$ 10百万年。在这个年龄，我们光谱确认的两个最微弱的成员应该是亚恒星（即，根据理论模型。
1999-09-15 astro-ph
Observational constraints for Lithium depletion before the RGB
精确的锂丰度被确定为54颗巨星，大多是在赫兹普龙间隙演化的。我们结合这些数据与旋转速度和加深恒星的对流区的相关信息，分析其链接到锂稀释在所指的光谱区域。很明显，Li丰度的突然下降与已经建立的旋转平行。在其他恒星光度类别和光谱区域的类似结果之后，Li丰度和旋转之间没有线性关系，尽管大多数快速旋转恒星都存在高Li含量。对流在驱动Li稀释中的作用也相当清楚。具有高锂含量的恒星大多是那些对流区不发达的恒星，而对流区发达的恒星则有明显的锂稀释迹象。
2003-07-10 astro-ph
The Age-Mass Relation for Chromospherically Active Binaries. II. Lithium Depletion in Dwarf Components
本文对色球活动双星（CABS）矮组分中的锂丰度进行了广泛的研究。由于这些双星大多数都有已知的半径、质量和年龄，这类数据对于与试图解释Li耗尽现象的理论模型进行比较特别有用。我们表明，这些恒星的显着一部分有明确的李过剩。当把我们的CABS样本与属于不同年龄的疏散星团的双星和单星（即昂宿星团、毕宿星团、NGC 752、M67和NGC 188）进行比较时，这些过度是显而易见的。在质量为0.75-0.95 Mo的情况下，Li过剩更为明显，这表明在CABS中Li耗尽的速率比在单颗恒星中要小。这一现象被解释的背景下，运输的角动量从轨道的恒星旋转，由于潮汐效应。然而，不能排除其他解释。这是由内部重力波引起的物质运输的情况，由于与CABS中的有效发电机相关的强磁场的存在，内部重力波可以被抑制。在这两种情况下，也可以容纳在CaII H&K线的锂和通量之间的关系的确认存在。
1997-03-31 astro-ph
Rotational Mixing And The Primordial Lithium Abundance
近年来，对低质量恒星角动量演化的研究取得了一些进展（Krishnamurthi et al 1997 a）。现在可以建立理论模型，再现低质量疏散星团恒星的角动量演化，并且可以从年轻星团中推断出初始条件的分布。在这张海报中，我们报告的应用这些模型的旋转混合晕星的问题。从年轻的集群推断的初始条件的分布产生了一个明确的晕锂“高原”适度的分散和一个小的人口离群值。不同的太阳校准选择产生一系列的绝对损耗因子。我们表明，分散和$^6$ Li耗尽$^7$ Li耗尽的比例增加的绝对$^7$ Li耗尽的增加。HD 84937中测得的$^6$ Li和平台中的分散度为$^7$ Li消耗设定了独立的上限。与疏散星团和太阳的一致性，以及在高原中的内在分散的主张，设定了一个下限。我们推导出晕场星的锂耗尽范围为0.2-0.4 dex $^7$。宇宙学的影响进行了讨论。
1997-12-10 astro-ph
The Lithium Depletion Boundary in NGC 2547 as a test of pre-main-sequence evolutionary models
本文分析了欧洲南方天文台甚大望远镜对疏散星团NGC 2547的63个低质量（0.08 - 0.30 Msun）候选天体的中等分辨率光谱。我们已经用径向速度确认了这些恒星的成员资格，并发现对于I> 17.54 +/-0.14和K_{s}> 14.86 +/-0.12的星团恒星，锂仍然没有耗尽。根据这些结果，几个主序前演化模型给出了3400 - 3600万年的年龄，精确度为10%，几乎与模型无关。这些年龄仅略大于2500 - 3500万年的年龄，这些年龄是使用相同的模型拟合向零年龄主序下降的更高质量恒星的等时线（ZAMS）获得的。在经验校准的和理论的颜色-量值图中。在不同质量范围内年龄测定之间的这种一致性是对当前一代低质量主序前恒星模型的一个很好的检验，并为用任一方法确定的年龄提供了3000万至1.2亿年之间的信心。
2004-11-04 astro-ph
Lithium and Lithium Depletion in Halo Stars on Extreme Orbits
我们测定了55颗贫金属（3.6 < [Fe/H] < -0.7）星的Li丰度。我们发现锂丰度的锂高原恒星，并检查其在低温，低质量的恒星减少。Li观测主要来自配备HIRES的凯克I望远镜（光谱分辨率约为48，000，每像素信噪比中位数为140）。丰度或上限被确定为李的所有恒星的典型误差为0.06 dex。我们在Li高原上的14颗恒星给出的A（Li）= log N（Li）/N（H）+ 12.00为2.215 +-0.110，与早期的结果一致。我们发现的锂丰度对金属丰度的依赖性，测量[Fe/H]和铁峰元素[Cr/H]和[Ni/H]，斜率为~0.18。我们还发现A（Li）与α元素Mg，Ca和Ti的依赖性。对于n-俘获元素Ba，A（Li）和[Ba/H]之间的关系具有0.13的较浅斜率;在[Ba/H]的2.6 dex范围内，Li丰度仅跨越2倍。我们研究了A（Li）的可能趋势与我们的晕星的轨道特征，但没有发现与运动学或动力学性质的关系。温度低于Li高原的恒星被分为三个金属丰度子集。A（Li）的减少发生在高金属丰度比低金属丰度更热的温度下;这与标准和非标准模型对Li耗尽的预测相反。
2005-07-27 astro-ph
Age spreads in clusters and associations: the lithium test
我们报告的证据表明，猎户座和上天蝎座星团的几个低质量恒星（<~0.4 Msun）的锂丰度远低于星际值。由于时间依赖的消耗，我们的结果意味着恒星年龄大于~ 500万年，这表明恒星形成已经在这些系统中进行了很长一段时间。
2004-12-09 astro-ph
The evolution of lithium depletion in young open clusters: NGC 6475
我们对2.2 - 2.5亿年前的星系团NGC 6475进行了高分辨率光谱测量，主要目的是研究主层序早期Li的演化。我们已经确定了Li丰度为33晚F到K型X射线选定的集群候选人，扩展已经在文献中提供的样本;对于部分恒星，我们获得了径向和旋转速度，使我们能够确认的成员资格，并检查二元性。我们还估算了星团的金属丰度，结果表明它是超太阳的（[Fe/H]=+0.14 +/-0.06）。我们的锂分析证明：（i）晚期F型恒星（Teff > 6000 K）在ZAMS的早期阶段经历了非常少量的锂耗尽;（ii）G型恒星（6000 > Teff > 5500 K）在到达ZAMS后不久就耗尽了锂。而这一结果并不新鲜，我们表明，在这些恒星的锂耗尽的时间尺度几乎是恒定的100和600万年之间;（iii）我们确认，早期的K型恒星在年轻的集群中观察到的蔓延收敛220万年。不能对后一类恒星施加任何约束。(iv)最后，我们调查的金属丰度对锂耗尽的影响，通过比较NGC 6475与类似的年龄集群M 34，但我们发现，这个问题仍然是开放的，鉴于不确定的金属丰度的后一个集群。利用NGC 6475 + M 34样品以及毕宿星团和昂宿星团，我们定量地比较了Li从ZAMS到6亿年的演化与标准模型的理论预测。
2003-05-21 astro-ph
Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in IC2391: Lithium depletion and Halpha emission
我们获得了附近年轻疏散星团IC 2391的44个候选甚低质量成员的中分辨率光谱。其中，26个光谱是全新的，14个已经在以前的论文中分析过，另外4个是共同的。这些光谱是由Cerro Tololo 4米望远镜和麦哲伦I和II望远镜拍摄的，根据它们的光谱类型，Li的存在和Halpha发射，我们可以确认其中33个可能是星团成员。在这些新的星团成员中，CTIO-160（M7）是第一个符合所有标准的IC 2391候选者，包括检测到Li 6708 A的双重星系。随着成员的增加，我们能够比过去更可靠地定位团簇的锂耗尽边界。根据与几种理论模型的比较，我们得出IC 2391的年龄为50+-500万年。我们还估算了阿尔法星团和昂宿星团的新年龄;我们的年龄分别为8500万+-1000万年和1.3亿+-2000万年。我们得出的初始质量函数的IC 2391，延伸到低于亚恒星极限的估计，并比较它与其他研究的年轻疏散星团。IC 2391的幂律质量函数指数为α =0.96+-0.12，在0.5至0.072 M（太阳）范围内有效。
2004-06-19 astro-ph
Age spreads in star forming regions: The lithium test in the Orion Nebula Cluster
本文介绍了猎户座星云团（ONC）低质量成员（M~0.4-1.0 Msun）样品表面锂丰度研究的初步结果，这些样品提供了一个独立的时钟来估计恒星年龄。我们报告了在四颗估计质量约为0.4 Msun，年龄约为1000万年的恒星中发现了锂的显著耗尽。数值和分析模型的预测比较显示，两个对象的等时年龄和锂耗尽时间尺度之间的协议，第一种情况下，在锂贫前主序星。我们的研究结果与ONC的真实年龄分布有关，因此也与恒星形成过程的总体持续时间有关，这表明恒星星族并不是在一次快速的爆发中形成的。
2005-05-09 astro-ph
On a Rapid Lithium Enrichment and Depletion of K Giant Stars
最近引入了一个模型方案来解释一些低质量K巨星光谱中非常强的Li线的存在（de la Reza et al. 1996）。在这种情况下，所有普通的，李穷人，K巨星成为李富在很短的时间（$\sim 10^5 yr$）相比，红巨星阶段的5 10^7年。在这个"Li周期“中，大部分恒星都与膨胀的薄壳层有关，这种膨胀的薄壳层可能是由突然的内部混合机制引发的，导致表面新的^7 Li富集。这封信介绍了近40李富K巨人到目前为止已知的。这些富锂巨星，以及其他41颗观测到的有壳但不富锂的K巨星，在彩色IRAS图中的分布证实了这种情况，也是一个新的结果，表明锂的快速耗尽发生在$\sim 10^3$到10^5年之间的时间尺度上。这个模型解释了Zuckerman等人（1995）提出的K巨星存在远红外线过剩的问题。其他目前和未来的测试，这种情况下进行了简要讨论。
1997-03-20 astro-ph
Detection of the lithium depletion boundary in the young open cluster IC 4665
所谓的锂耗尽边界（LDB）为年轻疏散星团的年龄推算提供了一个安全和独立的工具，在此背景下，我们的目标是确定147个通过光度测量选择的年轻疏散星团IC 4665的成员，并利用已确认的成员建立基于LDB的年龄。利用VLT/UT 2上的FLAMES多目标光谱仪，我们获得了候选星系团的中分辨率光谱。光谱被用来测量径向速度，并推断存在的Li I 670.8 nm的双峰和H α发射。我们已经确定了39个真正的集群成员的径向速度的基础上，H α发射，锂吸收。IC 4665的平均径向速度为vrad=-15.95 +/- 1.13 km/s。在Im vs. Im-z图和Ks vs. Im-Ks图中，已确认的星团成员在含锂恒星和不含锂恒星之间的星等都有一个急剧的变化，由此推断星团的年龄为27.7^（+4.2）_（-3.5）+/-1.1 +/-2Myr。IC 4665是已经确定LDB年龄的第五个聚类，并且它是这五个聚类中最年轻的聚类。因此，LDB是由仍处于收缩的主序前阶段的相对明亮的恒星建立的。边界的质量为M*=0.24 +/- 0.04 Msun。LDB年龄与低质量和高质量关闭恒星的等时线拟合得出的年龄吻合得很好，这一结果类似于在稍老的NGC 2547中发现的结果。
2007-12-03 astro-ph
Lithium in Blanco1: Implications for Stellar Mixing
我们获得了布兰科1，一个疏散星团的年龄类似于，或略年轻于，昴星团的G和K星的锂丰度。我们严格审查以前的光谱丰度分析的布兰科1，并得出结论，虽然有缺陷，在早期的工作，它很可能是布兰科1接近整体金属丰度的老毕宿星团和更多的金属比昂宿星团。然而，我们发现布兰科1具有类似于昴星团的Li丰度和旋转速率，与标准恒星演化模型的预测相矛盾，在该模型中，对流前主序星（PMS）Li耗尽应随着金属丰度迅速增加。如果随后证实了Blanco 1的高金属丰度，我们的观察意味着（1）目前未知的机制严重抑制了PMS Li的耗尽，（2）额外的非标准混合模式，例如由旋转和角动量损失驱动的模式，然后负责Blanco 1和毕星团年龄之间的主序列Li耗尽，以及（3）在比毕星团年轻的星团中，金属丰度在确定G星和K星之间的Li耗尽量方面仅起次要作用。这些结论表明，即使在金属丰度未知的情况下，锂丰度仍然是年轻恒星（小于7亿年）的有用年龄指标。如果非标准混合在星族I恒星中有效，那么由于先前的Li耗尽，原始Li丰度可能比现在的星族II Li丰度大得多。
1998-09-11 astro-ph
The lithium-rotation correlation for WTTS in Taurus-Auriga
表面锂丰度和自转速度可以作为恒星内部结构的有力和互补的诊断。到目前为止，对前主序演化过程中锂元素贫化的过程仍知之甚少。研究了弱线金牛座T型星的等效Li宽度（EW（Li））与自转周期（P $_{rot}$）之间是否存在相关性.我们发现，在金牛座-御夫座0.9 M $_\odot$ ~ 1.4 M $_\odot$ WTTS之间，快速旋转的恒星具有较低的EW（Li），Li的快速燃烧开始于恒星P $_{rot}$向3天演化的阶段。我们的研究结果支持Piau & Turch-Chiéze关于恒星年龄与锂耗尽模型的结论，以及Bouvier等人关于旋转演化的结论。EW（Li）与P $_{rot}$的相关曲线转折于零时代主层序（ZAMS）阶段。EW（Li）在到达ZAMS之前随P $_{rot}$减小而减小，而对于年轻的低质量主序星，EW（Li）随P $_{rot}$（自转速度减小）增大而减小。这一结果可以解释为Li耗尽的年龄效应，快速自转并不能抑制低质量PMS星中Li的破坏。
2006-10-30 astro-ph
New Keck Observations of Lithium in Very Metal-poor Stars
锂丰度已被确定在100多个贫金属晕星无论是在外地和集群。从这些数据中，我们发现的温度和金属丰度和一个真正的分散在斯派特锂高原的锂丰度的锂的趋势。我们把这种分散主要归因于锂耗尽（可能是由于恒星旋转引起的额外混合）和银河系的化学演化。对于A（Li）$_p$ = log N（Li/H）+12.00，我们导出原始Li为2.44 $\pm$ 0.18。这与$WMAP$结果预测的Li丰度一致。对于比Li高原更冷的恒星，我们有证据表明，Li耗尽发生在金属丰度较高的恒星比低金属恒星温度更高的地方。这与恒星模型的预测相反。Li含量从Li高原星到冷星的平滑过渡增加了Li在高原星中耗尽的推断。
2005-09-22 astro-ph
Theoretical Examination of the Lithium Depletion Boundary
我们探讨了锂耗尽边界（LDB）技术获得的疏散星团年龄对恒星模型输入物理的敏感性。LDB年龄技术仅限于年龄在2千万年到2亿年之间的疏散星团。由于不确定的输入物理学，LDB技术中的有效1-sig误差在最大年龄时约为3%，在最小年龄时增加到8%。热辐射校正的不确定性增加了额外的10%至6%的误差，LDB年龄技术的老和年轻的集群，分别。旋转速率匹配观测到的最快的旋转昴宿星影响LDB年龄不到2%。在一个疏散星团中，旋转速率的范围预计只会使LDB的位置“模糊”0.02等，对于一个年龄为2000万年的星团来说，这一范围将增加到0.06等。因此，定位LDB的观测误差（~7-10%）和热辐射校正不确定性目前是LDB年龄误差的主要因素。对于我们的基本情况下，我们正式推导出的LDB年龄为1.48 +- 19亿年的昴星团，其中的误差包括8%，3%和9%的贡献，从观测，理论和测热校正源，分别。在I波段的辐射热校正中，最大可能的0.3星等移动是为了调和主序星等时线与低质量昴星团成员观测到的（V-I）颜色，这导致了1.26亿+-1100万年的年龄，其中的误差只包括观测和理论误差。LDB年龄技术排除了不包括昴星团对流核心过冲（~ 7500万年）的上主序拟合年龄。
2003-12-04 astro-ph
Evolution of lithium in solar-type stars: clues from intermediate age clusters
本文给出了中间年龄（~ 2 Gyr）星团IC 4651和NGC 3680中14颗太阳型恒星的Li丰度。把log n（Li）与有效温度的关系与年龄相近的星团NGC 752、年轻的毕星团（6亿年）、老的M6 - 7（4.5 Gyr）和NGC 188（6-7 Gyr）作了比较。IC 4651和NGC 3680都没有显示出在M 67中观察到的Li中的分散。2 Gyr星团有非常相似的Li与有效温度的分布;此外，在M 67分布的上包层中的恒星与2 Gyr星团中的恒星具有相同的Li含量，这表明它们在2 Gyr和4.5 Gyr之间没有遭受任何显著的Li耗尽，或者它们的Li耗尽速度要慢得多。根据这些观察结果，导致锂耗尽的主要序列的机制进行了讨论。现有的模型似乎都不能很好地再现所观察到的特征。
2000-03-02 astro-ph
Pre-main sequence lithium burning. I. Weak T Tauri stars
我们推导了53个金牛座T星（TTS）中的锂丰度，集中在弱线TTS上。结果表明：（1）在$\ge 0.9 L\sun$光度下，锂丰度分布非常均匀，平均值log~N（Li）= 3.1，与宇宙锂丰度相当; 2)在0.9 - 0.2 M $\sun$的质量范围内，在低于0.5 μ L $\sun$时出现显著的Li耗尽，并且朝向较低的光度增加。在低质量端（0.4 - 0.2 M $\sun$），观察到的亮度的锂燃烧转折点是约4倍，高于模型预测。在质量为1.2 - 1.0 M $\sun$时，观测结果表明PMS Li燃烧比理论预期的要少。此外，我们还发现：1）低Li丰度只出现在低$v\sin{i}$的恒星中。质量约为0.8~M $\sun$的快旋星系并不像慢旋星系那样显示出对较低光度的强Li耗尽的证据。2）在仅限于K5-K7星的样本中，我们发现Li燃烧开始前的角动量扩展大于10倍。与PMS演化过程中角动量损失相关的锂耗尽不需要解释观测到的丰度。在快速旋转的情况下，质量范围为0.9 - 0.7~M $\sun$的PMS Li的燃烧效率降低。
1993-08-31 astro-ph
Implications of a Sub-Threshold Resonance for Stellar Beryllium Depletion
轻元素锂、铍和硼的精确测量在恒星物理研究中起着越来越重要的作用。因为这些元素在2- 4百万K的温度下很容易在恒星中被破坏，所以表面对流区的丰度是恒星内部运作的诊断。标准恒星模型无法解释在低质量恒星中观察到的耗尽模式，因此无法解释所有相关的物理过程。这些过程对大爆炸核合成中的恒星演化和原始锂的产生具有重要意义。由于铍在比锂稍高的温度下被破坏，对两种轻元素的观察可以区分各种建议的耗尽机制。不幸的是，主要破坏通道9 Be（p，alpha）6 Li的反应速率是不确定的。复合核10 B中的能级仅比反应的能量阈值低25.7 keV。该能级的角动量和宇称尚不清楚;目前的估计表明共振入口通道是s波或d波。我们表明，s波共振可以很容易地增加反应速率的数量级在温度约为4百万K。对亚太阳质量恒星的观测可以限制共振的强度，实验室能量低于30 keV的实验测量也可以。
1998-02-03 astro-ph
Lithium in the Coma Berenices open cluster
本文报道了后发座疏散星团中20颗F、G和K星的锂丰度、视向速度和自转速度。所有的恒星都是自行选择的，我们的径向速度支持至少12个候选者的成员资格。结合我们的数据和文献中的数据，我们对Mv < 5.8的晚型恒星的Li丰度进行了接近完整的普查。这些数据表明后发座星系团的锂贫化模式与毕宿星团的锂贫化模式相似，但不完全相同，毕宿星团的锂贫化模式具有相似的年龄，但金属丰度更高。几位Coma Ber F明星比毕宿二的同行遭受了更多的锂消耗。后发座的G星和早期K星经历的锂消耗比毕星团少，但比标准演化模型预测的仅对流混合要多得多。这提供了强有力的证据，说明这些恒星在主序上的第一个4亿年期间存在额外的混合和Li耗尽，在6000 K时达到0.3 dex，在5400 K时上升到0.8-1.2 dex。我们发现，4个径向速度的非成员是少数的低质量的恒星，这是以前报道的一部分，与后发座星系团的潮外运动组。结果，我们发现这个移动星系团的光度函数与中心星系团的光度函数是不可区分的。目前还不确定在运动的恒星群中是否有相当数量的质量更小的恒星。
2001-03-08 astro-ph
Isotopic lithium abundances in five metal-poor disk stars
用ESO Coude Echelle光谱仪获得了HR图转折区5颗贫金属（-0.8 < [Fe/H] < -0.6）盘星的高分辨率（R=110000）、极高信噪比（S/N）的光谱。仪器和恒星大气线加宽已确定从两个未混合的铁线和用于模型大气合成的LiI线的配置文件作为锂同位素比的函数。这导致在HD 68284和HD 130551中检测到6Li，6Li/7 Li = 0.05，而其他恒星HR 2883，HR 3578和HR 8181的6Li/7 Li接近于零。通过比较依巴谷星等的Tef值和绝对星等与最近的恒星演化轨迹，得到了恒星的质量。结果表明，两颗含有6Li的恒星具有明显更高的质量，M = 1.05 M（太阳），而其他三颗恒星的质量值在0.85和1.0 M（太阳）之间。结果进行了讨论的轻元素的星系演化和恒星包层中的锂同位素耗尽的模型。结果表明，测得的6Li丰度与银河系盘中6Li的标准宇宙线产生和恒星中的中等耗尽（0.5 dex）一致。最近的6Li演化模型包括α + α聚变反应，并预测在[Fe/H] =-0.6时6Li/7 Li = 0.3的高锂同位素比，需要高度的6Li耗尽（1.0 dex）来拟合观测结果。此外，这些模型意味着7 Li丰度约0.2德克斯比观察到的贫金属盘星。
1999-06-18 astro-ph
Detailed Analysis of Nearby Bulgelike Dwarf Stars II. Lithium Abundances
Li丰度是由一个等时年龄为10-11 Gyr的类球星样品得出的。这些恒星的轨道的近心距离Rp小至2-3 kpc，Zmax < 1 kpc。该样本包括金属丰度范围为-0.80<[Fe/H]<+0.40的G和K矮星。在目前的金属丰度范围内，很少有老的关闭恒星（> 4.5 Gyr）的Li丰度数据。M67（4.7 Gyr）和NGC 188（6 Gyr）是最古老的富含金属的疏散星团，拥有晚型恒星。锂丰度也被研究了一些古老的富金属场星的样本。在目前的工作中，发现在所有的金属丰度范围内，与M67中的值相比，球状恒星的锂丰度的高分散。讨论了金属丰度和年龄对锂耗尽模式的作用。锂贫化和氧丰度之间可能的联系，由于大气不透明度的影响进行了研究。
2002-01-29 astro-ph
The lithium content of the globular cluster NGC 6397
我们利用贫金属球状星团NGC 6397中12颗关断星的高分辨率、高信噪比光谱测量了它的锂含量。我们得出结论，它们都具有相同的锂丰度A（Li）= 2.34，标准偏差为0.056 dex。我们使用这个结果，连同蒙特卡罗模拟，估计最大允许的内在散射是0.035德克斯的顺序。这是一个新的严格的约束，以满足恒星模型预测锂耗尽。我们认为，尽管不能排除最近模型预测的0.1 - 0.2 dex的轻微耗尽，但没有令人信服的理由。这一事实，加上与场星中观察到的Li丰度的良好一致性，支持了锂的原始起源贫金属恒星中的锂。以上述值作为原初锂丰度，意味着宇宙重子密度为标准大爆炸核合成预言的Omega_b h^2 = 0.016 +/- 0.004或Omega_b h^2 = 0.005 ^{+0.0026}-0.0006}。重子密度解与最近关于氘和3 He的原始丰度的结果以及由宇宙微波背景起伏得出的估计是一致的。
2002-04-19 astro-ph
Evolution of lithium beyond the solar age: a Li survey of the old open cluster NGC 188
我们测定了6 - 8 Gyr年龄的疏散星团NGC 188中11颗G型星的Li丰度。这些数据显着扩大了与锂测量星团恒星的数量，使我们能够延长调查的锂耗尽疏散星团的年龄远远超过太阳的年龄。我们还推断出星团的金属丰度是太阳的。我们发现NGC 188中的太阳型恒星的Li贫化比年轻得多的毕宿星团略多，而与2 - 4 Gyr年轻星团M 67中类似温度的恒星相比，Li贫化并不多。与M67不同的是，NGC 188成员的Li丰度几乎没有分散.令人惊讶的是，在NGC 188中没有一颗太阳型恒星像太阳那样缺乏锂，或者是M 67中锂最缺乏的恒星。我们讨论了这些结果的影响机制的内部混合和锂耗尽主序星。
2002-12-04 astro-ph
A Long-Lived Accretion Disk Around a Lithium-Depleted Binary T Tauri Star
我们提出了一个高色散的光谱的St 34和确定系统作为一个光谱的二进制组件相似的光度和温度（都M3+/-0.5）。基于运动学，吸积的签名，并在H-R图上的位置，我们得出结论，圣34是一个经典的金牛座T星属于金牛座-御夫座T协会。然而，令人惊讶的是，双星的两个组成部分都没有显示出LiI 6708 A的吸收，这是确定恒星年轻的最普遍接受的标准。在这个独特的已知例子中，吸积盘似乎比锂耗尽的时间尺度更长。我们推测，长寿命的吸积盘是一个后果的子AU分离伴星潮汐抑制，但不能阻止，星周吸积。与主序前演化模型的比较表明，St 34的每个组分的质量为0.37+/-0.08 Msun，等时年龄为8+/-300万年，这比预测的锂耗尽时间尺度2500万年要年轻得多。虽然比金牛座-御夫座近38%的距离或更热的温度标度可以在2100万年至2500万年之间调和这种差异，但其他系统中的类似差异以及一个非常古老的金牛座-御夫座成员的吸积暗示了进化模型可能存在的问题。无论如何，圣34号的锂丰度耗尽所暗示的年龄更大，是该地区年龄分布明显的第一个令人信服的证据。此外，由于圣34的同时代的共同成员与早期M光谱类型同样会失败的锂测试的青年，目前的成员名单可能是不完整的。
2005-01-14 astro-ph
The Spite Lithium Plateau: Ultra-Thin but Post-Primordial
我们已经研究了23个非常贫金属场关闭星，特别是选择，使分散在锂丰度的Spite Li高原的精确测量。我们集中研究有效温度范围窄、金属丰度非常低（[Fe/H] < -2.5）的恒星，以减少系统误差的影响，并特别努力使等效宽度和有效温度的随机误差最小化。一个典型的正式错误，我们的丰度是0.033德克斯（1-西格玛），这代表了两个改进的因素，对大多数以前的研究。我们所观察到的Li Spite平台的扩散仅为0.031 dex（1-sigma），因此我们得出结论，在非常贫金属的晕关闭处，本征扩散实际上为零。我们恢复了锂丰度与金属丰度的强相关性，dA（Li）/d[Fe/H] = 0.118 +/- 0.023 dex per dex。以前的索赔缺乏依赖性的A（Li）对[Fe/H]已被证明是由于使用噪音估计的有效温度和金属丰度。虽然我们不能排除一个统一的耗尽机制，在A（Li）丰度的扩散的缺乏限制了允许的耗尽电流旋转诱导的混合模型< 0.1 dex。校正GCE对6Li和7 Li的贡献，我们推断原始锂丰度A（Li）= 2.0 dex。我们预测，在[Fe/H] <-3.0的极低金属丰度恒星中观察到的锂，将产生比该样本中大部分恒星更小的A（Li）值，与低原始丰度一致。
1999-03-03 astro-ph
A Comparative Study on Lithium Abundances in Solar--Type Stars With and Without Planets
我们研究了Israelian及其同事报道的5600- 5900 K温度范围内有行星的恒星的锂丰度异常，并与相同温度和金属丰度范围内的20颗正常恒星进行了比较。我们的结果表明，对于行星处于主序阶段的恒星，锂耗尽的可能性更高。在有行星的恒星中，恒星光球层的锂丰度似乎会受到行星存在的影响。两种可能的机制被认为是占较低的锂丰度的恒星与行星。一种是由于原行星盘的角动量守恒而引起的旋转诱导的混合，另一种是由行星迁移引起的剪切不稳定性。这些结果为恒星演化和银河系锂演化提供了新的信息。
2006-07-13 astro-ph
Light Element Depletion in Contracting Brown Dwarfs and Pre--Main-Sequence Stars
我们提出了一个分析计算的热核耗尽的轻元素锂，铍，硼在完全对流，低质量的恒星。在主序前恒星在收缩过程中总是完全混合的假设下，我们发现，即使当恒星退化时，这些稀有轻元素的燃烧也可以用解析法计算。使用有效温度作为一个自由参数，我们约束低质量恒星的观测数据的属性，独立的不确定性与建模他们的大气和对流。我们的解析解解释了恒星有效温度、核截面和化学成分对给定元素贫化水平下年龄的依赖性。最重要的是，我们的研究结果允许观测者将年轻星系团成员中的锂未检测到转化为该星系团的独立于模型的最小年龄。使用这个程序，我们已经找到了昴星团（1亿年）和英仙座阿尔法星团（6千万年）的年龄下限。最近关于^10 B（p，α）^7Be反应中低能共振的实验工作大大提高了对^10 B破坏速率的估计，使得M>0.1 M_sun的恒星在到达主序星之前可能耗尽^10 B和^11 B。此外，还有一个有趣的质量范围，0.085 M_sun < M < 0.13 M_sun，其中硼耗尽发生在不到哈勃时间的主序列上，为测定低质量恒星提供了一个潜在的"时钟“。
1997-11-10 astro-ph
Flare stars in the TW Hydrae association: The HIP 57269 system
讨论了在Gershberg等（1999）的耀斑星表中发现的长蛇座TW星协（TWA）的一个新候选成员。TWA是已知最接近的年轻恒星协会之一，大约60 pc。三颗被认为是年轻的耀斑星位于与TWA相同的天空区域。其中一颗（HIP 57269）表现出强烈的锂吸收，光谱类型为K1/K2 V，色球和日冕活动水平很高。它位于距离48.7 \pm 6.3 pc的位置，与依巴谷观测到的五个TWA成员（46.7至103.9 pc）相同。HIP 57268 A有一个宽伴星C，它也在6707 A处显示出锂吸收，并且与HIP 57269有共同的自行，还有一个由第谷视觉解析的近伴星。HIP 57269 A和C位于主序星之上，是明显的前主序星。UVW-空间速度更符合恒星系统是昴星团的超级成员。在TWA天区的另外两颗耀斑星根本没有显示锂，因此是无关的。
2003-06-17 astro-ph
Membership, metallicity and lithium abundances for solar-type stars in NGC 6633
我们对NGC 6633（一个与毕宿星团年龄相似的疏散星团）中的F、G和K型候选星进行了光谱观测。我们确定了10个新的星系团成员，包括一个短周期双星系统。结合Jeffries（1997）的调查，我们总共确定了30个太阳型成员。我们用F星和早期G星的光谱估算出NGC 6633的[Fe/H]=-0.096+/-0.081，更精确地说，NGC 6633的铁比昂星团少（0.074+/-0.041）dex，比毕星团少（0.206+/-0.040）dex。NGC 6633成员的锂丰度已被估计，并与其他星团中一贯确定的锂丰度进行了比较。NGC 6633中的几颗中F星在大约相同的有效温度下显示出强烈的Li耗尽现象，这一现象在毕宿星团中被观察到。在较冷的温度下，几个年龄相似的疏散星团（NGC 6633，Hyades，Praesepe和Coma Berenices）的Li丰度模式非常相似，尽管它们的[Fe/H]不同。然而，有证据表明，NGC 6633的晚期G星和K星比毕宿星消耗的Li更少。这在定性上与主序前Li耗尽模型一致，该模型仅具有对流混合，但这些模型不能同时解释为什么这些恒星与昂宿星团中的ZAMS对应物相比，Li耗尽超过1 dex。提出了两种解释。第一个是元素丰度比，特别是[O/Fe]，在NGC 6633中可能有非太阳值，并且必须高于毕宿星团或昂宿星团。第二个是，额外的非对流混合，驱动角动量损失，…
2002-06-20 astro-ph
Lithium and binarity
本文分析了不同年龄的晚期光谱型双星的锂丰度。它们属于几个疏散星团（昴星团，毕星团和M67），以及色球活动双星系统（CABS）。所有这些双星都有可靠的年龄，因为它们是著名的疏散星团的成员，或者在CABS的情况下，一些恒星参数，如质量和半径，都足够精确，可以用理论等时线推算年龄。它们的年龄跨度从不到一亿年到几千亿年不等。我们比较了不同的恒星性质，如锂丰度，恒星质量，有效温度和轨道周期。它表明，在一般情况下，密切的双星锂丰度大于那些具有较大的轨道周期的单星或双星的特点。双星和单星丰度之间的最大差异出现在毕宿星的年龄。这些过剩的起源进行了讨论的背景下提出的机制，锂耗尽现象和恒星演化。
1997-10-24 astro-ph
On the lithium content of the globular cluster M92
我使用文献数据和一个新的温度校准来确定球状星团M 92中的Li丰度。根据相同的数据，Boesgaard等人声称Li丰度的分散度超过了观测误差。这一结果被认为是贫金属矮星中锂耗尽的证据。在本说明中，我认为，有没有强有力的证据，内在分散在锂丰度，虽然分散大至0.18德克斯是可能的。平均Li丰度A（Li）=2.36，与最近在贫金属球状星团NGC 6397中的场星和TO星的结果吻合得很好。最简单的解释是，这个恒定值代表了原始的锂丰度。
2002-09-20 astro-ph
Lithium isotopes in population II dwarfs
我们研究了前主序星和主序星时期II族侏儒中$^6$ Li和$^7$ Li的历史。使用CESAM代码并考虑到最新的物理学，遵循演变。有效温度范围从$\approx$ 4700 K到$\approx$ 6400 K，因此涉及所谓的Spite高原和较冷的物体。我们发现$^7$ Li主序前的亏损不能解释晕中的观测，无论有效温度如何。这支持微观扩散和额外的非标准混合过程，两者都在主序列期间起作用。相反，模型$^6$ Li前主序列耗竭似乎太强，与最近的检测结果勉强兼容。在主序列中，我们介绍了速跃层扩散的影响。这一过程是作用于辐射核顶部的旋转诱导混合。我们发现，在早期的旋转历史的差异不会导致分散的锂丰度的Spite高原。此外，速跃层混合过程预测$^7$锂丰度与观测结果吻合良好。我们简要地解决了关闭$^7$ Li穷人明星的问题。一个适度的无锂物质的增加将足以解释他们在这种元素中的低丰度。我们预计$^7$ Li丰度的分散与温度低于5500 K的矮星[Fe/O]比的变化相关。最后，速跃层混合相对于最近的$^6$ Li观察关闭周围是强大的。我们同样认为，在有效温度低于6000 K，含$^6$ Li的物体中，[Fe/O]应该更高。
2005-11-18 astro-ph
Reappraising the Spite Lithium Plateau: Extremely Thin and Marginally Consistent with WMAP
利用文献报道的精确等效宽度和改进的红外通量法温标，测定了62颗晕矮星的锂丰度。41颗高原星的Li丰度（Teff > 6000 K）与温度和金属丰度无关，在很宽的温度范围内星-星散射仅为0.06 dex（6000 K < Teff < 6800 K）和金属丰度（-3.4 < [Fe/H] < -1），从而对混合引起的贫化和银河系化学演化引起的产生施加了严格的限制。我们发现平均Li平台丰度为A（Li）= 2.37 dex（7 Li/H = 2.34 × 10^{-10}），考虑绝对丰度标度中0.1 dex数量级的误差，这与原始核合成理论和WMAP数据所施加的约束（2.51 < A（Li）[WMAP] < 2.66 dex）刚好处于边界一致。
2004-09-15 astro-ph
Lithium depleted stars in the young sigma Ori cluster
背景：了解年轻星团和星协中恒星的年龄分布对于约束恒星形成模型至关重要。不同的年轻集群和协会的HR图表明存在的年龄差，但在很大程度上仍然存在争议的错误对派生的年龄的影响。测定低质量恒星的锂丰度是推断恒星年龄的另一种可靠方法。目的：我们测量了年轻（4-5百万年）sigma Ori星团低质量成员样本中的锂，主要目的是调查其恒星形成历史。方法：利用VLT/UT 2上的FLAMES多目标光谱仪，获得98个候选星系团成员的光谱。光谱被用来确定径向速度，推断出的H α发射的存在，并测量的Li 670.8 nm吸收线的强度。结果：使用径向速度，Halpha和Li，以及X射线发射的信息，我们确定了59个高概率的集群成员。其中三个显示出严重的锂消耗。这些高度贫化的恒星的核年龄推断超过10- 1500万年，其中两个这些值是在很好的协议与等时线年龄，而第三颗星的核年龄超过等时线之一。
2006-11-29 astro-ph
Membership, lithium, and metallicity in the young open clusters IC 2602 and IC 2391: enlarging the sample
我们给出了年龄在3 - 5千万年的疏散星团IC 2602和IC 2391的~50个X射线选择候选成员的锂丰度。这些数据扩大了Stauffer等人（1989）和Randich等人（1997）对这些星系团的Li测量，并延伸到较冷的温度。我们还首次给出了这两个星系团的金属丰度的估计，结果证明它们接近太阳。径向速度测量与Halpha色球发射和其他光谱特征的存在/不存在一起被用来确定尚未确认为星团成员的样本星的成员资格;旋转速度也被确定为所有样本星。两个星团中质量大于~1 Mo的恒星都没有明显的锂耗尽迹象，而质量较低的恒星都是锂耗尽的，随着温度的降低，锂耗尽的量会增加。我们确认，晚G和早期K星IC 2602目前的恒星到恒星的分散在锂丰度类似，但不一样大的一个在昴宿星。在晚K和M矮星中也可以看到散射。与昂宿星团和Alpha Per星团不同，IC 2602中早期K星之间的散射与旋转只有边缘相关。我们的数据表明，IC 2391中锂向较低质量的下降可能开始于比IC 2602更早的颜色，但需要更大的集群样本来证实这一结果。此外，虽然这两个星团中的G星和早期K星的平均锂含量比它们在昴星团中的对应恒星更高，但一小部分最冷的恒星，特别是IC 2391中的恒星，与相同质量的最低锂的昴星团恒星一样耗尽。如果它们在进入主序星的过程中继续消耗锂，那么在后一个星团的年龄，它们的锂消耗量预计会比昂宿星团更多。
2001-03-16 astro-ph
Lithium evolution in intermediate age and old open clusters: NGC 752 revisited
本文报道了中等年龄（~2 Gyr）疏散星团NGC 752的高分辨光谱观测结果.我们调查的李与Teff分布，我们得到一个新的准确的测定集群金属丰度。我们比较了NGC 752与其他年龄介于毕星团（~0.6 Gyr）到NGC 188（~6-8 Gyr）之间的中老星团的结果。我们发现NGC 752具有太阳铁含量（[Fe/H]=+0.01+/-0.04），与早期报告的太阳下金属含量不同。我们发现NGC 752的Li贫化程度比年轻的毕宿星团略高，其Li模式与2 Gyr年龄的IC 4651和NGC 3680几乎相同。至于后者的集群，我们发现，NGC 752的特点是由一个紧密的Li与Teff的太阳型恒星的分布，没有证据表明，一个Li蔓延大太阳年龄太阳金属量M 67中观察到的。我们讨论了这些结果的框架内的混合机制和锂耗尽的主序列（MS）。我们的结论是，在旧的疏散星团的Li丰度的大的分散的发展可能是一个例外，而不是规则（额外的观察旧的集群是必需的），和~0.2德克斯的顺序的金属丰度的变化不影响后的毕宿星团的年龄Li耗尽。
2004-07-15 astro-ph
A Lithium Age for the Young Cluster IC2391
我们已经确定了大量的可能非常低的质量成员的集群IC 2391的基础上，主要是他们的位置在一个I与（R-I）_C CM图。我们已经获得了新的测光和低分辨率（$Δλ= 2.7$）光谱的19个这些对象（14.9 $\le$ I_C $\le$ 17.5），以确认集群成员。我们确定了15个我们的目标作为可能的集群成员的基础上，他们的光谱类型，径向速度，EW（NaI 8200），和H（α）的发射强度。其中一颗恒星有明确的锂探测器，另外两颗（较暗）恒星可能有锂探测器。我们发现IC 2391的锂耗尽边界在I_C=16.2，这意味着IC 2391的年龄为530 $\pm$ 500万年。虽然这比这个星团最普遍的年龄（约3500万年）要老得多，但IC 2391年龄的校正因子与最近推导出的昂宿星团和α Per星团的年龄相当，并且可以用新的高质量恒星模型来解释，这些模型包含了适度的对流核心过冲。
1999-07-02 astro-ph
H_alpha emission fluxes and lithium abundances of low mass stars in the young open cluster IC 4665
作为对主序前Li燃烧的长期研究的一部分，我们获得了年轻疏散星团IC~4665中14颗晚型星（G 0-M1）的高分辨率光谱观测结果。大多数恒星都有\ha填充和\li吸收，正如他们年轻时所预期的那样。由谱减法技术得到的\ha发射过剩的等效宽度和\lii特征，我们导出了\ha发射通量和光球Li丰度。IC~4665太阳型恒星的平均Li丰度为log N（Li）=3.1，与其它年轻星团（$α$ ~Per，Pleiades）和金牛座T星的平均丰度相同。我们的研究结果支持的结论，从以前的工作，PMS锂耗尽是非常小的群众$\sim$ 1 \msun。在IC 4665晚G型和早K型恒星中，Li丰度的分布大约为一个数量级。贫Li IC~4665成员具有低\ha过量和vsin{ \it i} $\le$ 10。因此，在昴星团中已经明确建立的Li-活动-旋转的联系似乎也在IC 4665中成立。我们观测到的一颗M型IC~4665星没有显示Li，这意味着在相同光谱类型的$α$ ~Per星中观察到了非常有效的Li贫化。IC 4665低质量恒星的色球活动和Li贫化水平与昂星团相似。事实上，我们注意到几个年轻星团（$α$ ~Per，Pleiades，IC~2391，IC~4665）和后T金牛星中的Li丰度分布是惊人的相似。这一结果表明，\ha发射和锂丰度与年龄之间的低质量恒星的年龄20和100万年。我们认为，一个更好…
1996-05-08 astro-ph
Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test
我们目前的10米凯克光谱的两个昂宿星棕矮星泰德1和卡拉尔3显示出清晰的检测670.8 nm的锂共振线。在第一阶段，我们还获得了在812.6 nm处存在次级谱线的证据。从观察到的谱线推断出Li丰度很高（log N（Li）>= 2.5），与几乎没有的损耗（如果有的话）一致。由于昂宿星棕矮星无法燃烧锂，这种脆弱元素的重要保存证实了我们这两个物体的亚恒星性质。不管它们的年龄如何，它们的低光度和锂含量使泰德1号和卡拉尔3号舒适地处于真正的褐矮星领域。考虑到昴星团的可能年龄，它们的质量估计为55 +-15木星质量。
1996-07-01 astro-ph
