Magnesium isotope ratios in Hyades stars
利用经典大气模型和LTE分析方法，测量了32颗毕宿星团矮星（4000 K < Teff <5000 K）的Mg同位素比值24 Mg：25 Mg：26 Mg。我们没有发现任何同位素比与Teff的显着趋势和平均同位素比是非常好的协议与太阳值。我们测定了4000 K < Teff <6200 K的56颗毕宿星团矮星的恒星参数和Fe丰度。对于温度高于4700 K的恒星，我们得到的星团平均值为[Fe/H] = 0.16 +/- 0.02（sigma=0.1），与以前的研究结果吻合得很好。对于温度低于4700 K的恒星，我们发现来自电离线的Fe丰度超过来自中性线的Fe丰度。在4700 K时[Fe/H]_Ⅱ- [Fe/H]_I = 0.3 dex，而在4000 K时[Fe/H]_Ⅱ- [Fe/H]_I = 1.2 dex。中性线和电离线的Fe丰度之间的这种差异可能反映了模型大气的不足以及非LTE或其他效应的存在。尽管模型无法重现Fe的电离平衡，Mg同位素比值似乎不受这些问题的影响，仍然是研究银河系化学演化的有力工具。
2003-12-02 astro-ph
Composition of the Solar Interior: Information from Isotope Ratios
测量结果表明，太阳内部，内行星和普通陨石主要由相同的元素组成：铁，氧，镍，硅，镁，硫和钙。这些结果不支持标准日光模型。
2004-10-28 astro-ph
Mixing in the Solar Nebula: Implications for Isotopic Heterogeneity and Large-Scale Transport of Refractory Grains
在星尘号航天器从81 P/Wild 2彗星收集的颗粒中发现了难熔颗粒（Brownlee et al. 2006），这为原太阳附近高温区域形成的物质向外大规模迁移到太阳星云的彗星形成区域提供了基本事实。虽然一般湍流粘性驱动的吸积盘模型被用作解释这种大规模传输的一种手段，但这种“α”粘性背后的详细物理学仍然不清楚。在这里，我们提出了一个替代的物理机制，在太阳星云大规模运输：引力扭矩与瞬态螺旋臂在一个轻微的引力不稳定盘，类型似乎是必要的形成气体巨行星。三维模型的时间演化的自引力盘，包括辐射转移和详细的状态方程，表明小尘埃颗粒将被输送上游和下游（相对于平均向内流动的气体和尘埃被吸积的中央原恒星）的磁盘内的时间尺度小于1000年内10 AU。这些模型还表明，存在的任何初始空间异质性（例如，在短寿命的同位素，如26铝）将通过磁盘混合均匀化到约10%的水平，保留使用短寿命的同位素作为准确的星云计时器，同时允许稳定的氧同位素比的传播。这种有限的星云空间异质性似乎与螺旋臂实现的粗混合有关，其径向宽度为1 AU，时间尺度为~1000年。
2008-01-10 astro-ph
Measurement of the Europium Isotope Ratio for the Extremely Metal-Poor, r-Process-Enhanced Star CS31082-001
我们报告的第一次测量的铕的同位素分数（151 Eu和153 Eu）的极端贫金属，r-过程增强的恒星CS31082-001，基于高分辨率光谱与斯巴鲁望远镜高色散光谱仪获得。我们还获得了两个类似的恒星，以前的铕同位素测量，CS22892-052和HD 115444的这个比率的新测量。测量是通过观察这些光谱中最受同位素位移和超精细分裂影响的Eu线进行的。CS31082-001、CS22892-052和HD 115444的151 Eu分数分别为0.44、0.51和0.46，不确定度约为+/-0.1。CS31082-001是第一颗在太阳系外对U进行有意义测量的恒星，已知它在锕系元素和稀土元素之间表现出特殊的丰度比（例如，Th/Eu），与其他具有大量过量r-过程元素的恒星（如我们的两个比较对象）的比值明显不同。尽管如此，我们的分析表明，在误差范围内，CS31082-001的Eu同位素比与其他r过程增强的天体以及太阳系物质的Eu同位素比一致。
2002-11-28 astro-ph
The Interstellar Rubidium Isotope Ratio toward Rho Ophiuchi A
同位素比值，85 Rb/87 Rb，限制了重元素的核合成模型，但对于太阳系以外的物质，没有精确的比值。我们报告的星际Rb同位素比的第一次测量。我们在7800 A处测量的Rb I线的扩散气体对rho Oph A产生的值为1.21 +/- 0.30（1-西格玛），显着不同于陨石的值2.59。云的Rb/K元素丰度比也低于陨石。85 Rb/K和87 Rb/K比值与陨石值的比较表明，该方向的星际85 Rb丰度低于太阳系丰度。我们将较低的丰度归因于r-过程的贡献减少。星际丰度的氪，镉，锡是一致的少得多的R-过程合成太阳附近的太阳系推断的量相比。
2004-01-28 astro-ph
A Spitzer Study of Comets 2P/Encke, 67P/Churyumov-Gerasimenko, and C/2001 HT50 (LINEAR-NEAT)
我们目前的红外图像和光谱的彗星2 P/Encke，67 P/Churyumov-Gerasimenko，和C/2001 HT 50（LINEAR-NEAT）作为一个更大的计划的一部分，观察彗星内5 AU从太阳与斯皮策太空望远镜。彗星2 P/Encke的核心在两个截然不同的相位角（20度和63度）被观察到。模型拟合的光谱能量分布的核表明彗星恩克的红外光束参数来自近地小行星的热模型可能有一个相位角的依赖性。观测到的恩克彗星尘埃彗发的发射是最好的模型，主要使用无定形碳颗粒，颗粒尺寸分布的峰值接近0.4微米，硅酸盐的贡献按质量的亚微米尘埃彗发被限制在31%。67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星在日心距离为5.0 AU处被观测到超过模型核的明显彗发发射。彗发探测表明升华过程仍然活跃，或者最近活动的颗粒仍然靠近核。彗星C/2001 HT 50（LINEAR-NEAT）在3.2天文单位获得的光谱中显示了结晶硅酸盐的证据，我们得出硅酸盐与碳尘埃的比率为0.6。这个比值比深度撞击期间9 P/坦普尔1号彗星和C/1995 O 1（海尔-波普）的比值低一个数量级。
2006-07-18 astro-ph
Barium even-to-odd isotope abundance ratios in thick disk and thin disk stars
本文给出了金属丰度[Fe/H]在0.25 ~-1.35之间的25颗冷矮星的Ba奇偶同位素丰度比。我们的方法利用超精细结构（HFS）影响的\ion{Ba}{ii}共振线的奇数同位素。Ba的奇数同位素的丰度分数是根据来自共振线$λ4554$和从属线$λ5853$和$λ6496$的Ba丰度必须相等的要求导出的。结果基于NLTE谱线形成和高分辨率（R $\sim60000$）高信噪比（S/N $\ge 200$）观测光谱的分析。我们发现Ba的奇同位素分数向Ba丰度（或金属丰度）较低的方向增长，在厚盘星中的平均值为33 $\pm$ 4%。这表明，与太阳系物质相比，厚盘星中的$r-$过程对钡的贡献更大。所获得的分数增加与[Eu/Ba]丰度比的增长与预期一致。在古老的银河系恒星（厚盘星）中发现的Ba的\emph{even}同位素中，有相当一部分（$\sim67$ %）与$s-$过程的“经典”模型的预测相反，并且支持Arlandini等人（1999）和Travaglio等人（1999）的“恒星”模型的预测值。
2006-07-06 astro-ph
The Dual Origin of the Terrestrial Atmosphere
地球大气层的起源是行星科学中最令人困惑的谜团之一。这里建议，两个来源有助于其形成，分馏星云气体和吸积彗星挥发物。在陆地生长过程中，一个短暂的气体包层从星云的组成中分离出来。这种短暂的大气层与彗星物质混合在一起。分馏阶段导致高的氙/氪比，氙比氪更容易被同位素分馏。彗星释放的挥发物具有低的氘/氪比率和太阳同位素组成。由此产生的大气层具有接近太阳的氪/氪比率，几乎是由彗星提供的未分馏氪，以及从分馏事件继承的分馏氙。因此，双重起源为长期存在的“缺失氙”悖论提供了一个优雅的解决方案。结果表明，这种模式可以解释的同位素和元素丰度的Ne，Ar，Kr，和氘在地球大气中。
2003-06-28 astro-ph
BIMA Array Detections of HCN in Comets LINEAR (C/2002 T7) and NEAT (C/2001 Q4)
我们目前的干涉仪探测彗星线性（C/2002 T7）和NEAT（C/2001 Q4）与伯克利-伊利诺伊州-马里兰州协会（BIMA）阵列的HCN。利用一个25.4“x20.3”的合成束围绕LINEAR彗星，并使用可变温度和流出速度（VTOV）模型，我们发现HCN柱密度N_T=6.4+-2.1 × 10^12 cm^-2，产生速率Q（HCN）=6.5+-2.2 × 10^26 s^-1，给出HCN相对于H_2O的产率比为~3.3+-1.1x10 ^-3，相对于CN的产率比为~4.6+-1.5。在NEAT彗星周围使用21.3“x17.5”的合成光束，并使用VTOV模型，我们发现HCN柱密度N_T=8.5+-4.5x10^11 cm^-2，产生速率Q（HCN）=8.9+-4.7x10^25 s^-1，给出HCN相对于H_2O的产率比为~7.4+-3.9x10 ^-4，相对于CN的产率比为~0.3+-0.2。对于这两颗彗星，相对于H_2O的产生率与以前的彗星观测结果相似。对于LINEAR彗星，相对于CN的生成率与HCN是CN的主要母体物质的情况一致，而对于NEAT彗星，相对于CN的生成率太低，不可能是这种情况。
2005-05-24 astro-ph
Mg isotope ratios in giant stars of the globular clusters M 13 and M 71
利用Subaru望远镜HDS获得的光谱，给出了球状星团M13的4颗红巨星和球状星团M71的1颗红巨星的Mg同位素比值。我们证实了Shetrone早先的结果，即对于M13，Al丰度最高的恒星中的Mg/Mg比值为（25+ 26）Mg/24 Mg = 1，而Al丰度最低的恒星中的Mg/Mg比值为（25+26）Mg/24 Mg = 0.2。然而，我们将所有三种同位素的贡献分开，发现24 Mg：25 Mg：26 Mg的比例分布在48：13：39到78：11：11之间。与NGC 6752一样，我们发现26 Mg和Al之间存在正相关，24 Mg和Al之间存在负相关，25 Mg和Al之间不存在相关。在这两个星团中，最低的25 Mg/24 Mg和26 Mg/24 Mg比值超过了在相同金属丰度的场星中观测到的比值，这一结果也在NGC 6752中发现。25 Mg对总Mg丰度的贡献在给定的簇内和簇之间是恒定的，25 Mg/（24+25+26）Mg = 0.13。对于M13和NGC 6752，Mg同位素比值的范围是相似的，这两个集群之间的Al和Mg同位素显示出相同的相关性，这表明相同的过程是负责在这些集群的丰度变化。虽然现有的模型无法重现所有观测到的丰度，我们继续赞成的情况下，两代AGB星产生观测到的丰度。第一代贫金属的AGB星污染了整个星团，并导致了在相同金属丰度下与场星成分相同的星团中观察到的25 Mg…
2005-10-19 astro-ph
Magnesium Isotopes in Halo Stars
利用高信噪比、高光谱分辨率（R = 10 $^5$）的Keck HIRES谱，测定了球状星团M71晕场矮星和巨星的Mg同位素比值。与以前的声明的一个重要贡献，从中等质量的AGB恒星的银河星系晕，我们发现，我们的$^{26}$镁/ $^{24}$镁比可以解释的大质量恒星。
2007-08-29 astro-ph
The circumstellar shell of the post-AGB star HD 56126: the 12C12C/12C13C isotope ratio and 12C16O column density
我们首次探测到了AGB后恒星HD 56126（IRAS 07134 +1005）光谱中的~（12）C ~（13）C（Phillips）系统1-0带和~（12）C ~（16）O第一泛音2-0带的星周吸收线。具有较高永久偶极矩的分子的转动温度较低。导出的相对柱密度比为12 C12 C/12 C13 C =36 ± 13，12 C16 O/（12 C12 C +12 C13 C）=606 ± 230，12 C16 O/（12 C14 N +13 C14 N）=475 ± 175。12 C12 C的同位素交换反应太慢而不能显著改变12 C12 C/12 C13 C比率，并且12 C12 C与12 C13 C比率是碳同位素比率的一半的良好量度：12 C/13 C =2 X 12 C12 C/12 C13 C =72+-26。将van Dishoeck和Black（1982）的12 C12 C激发模型与12 C12 C的相对布居分布拟合，得到n σ/ I = 3.3 +- 1.0 X 1 e-14。在r= 1 e16 cm时，这转化为n=1.7e7cm-3和dM/dt=2.5e-4 Msol/年。
1998-04-22 astro-ph
The lithium isotope ratio in the metal-poor halo star G271-162 from VLT/UVES observations
在VLT/Kueyen紫外可见光谱仪的调试中，获得了贫金属关闭星G271-162的高分辨率（R = 110.000）、甚高信噪比（>600）的光谱。使用1D流体静力学和3D流体动力学模型大气，锂同位素比已估计从LiI 670.8 nm线通过光谱合成。从未混合的KI、CaI和FeI谱线确定了必要的恒星谱线展宽（1D：宏观湍流+旋转，3D：旋转）。3D线轮廓与观察到的轮廓非常吻合，包括特征线不对称性。1D和3D分析都揭示了在G271-162中可能检测到6Li，6Li/7 Li = 0.02 +-0.01（一个西格玛）。讨论了G271-162中的6Li含量比类似晕星HD 84937中的6Li含量少是否可能是由于恒星质量和/或金属丰度的差异，或者它是否反映了ISM中Li同位素比在给定金属丰度下的内在散射。
2000-04-18 astro-ph
Water in Comet 2/2003 K4 (LINEAR) with Spitzer
我们提出了敏感的5.5至7.6微米的光谱彗星C/2003 K4（线性）获得2004年7月16日（r_{h} = 1.760 AU，Delta_{Spitzer} = 1.409 AU，相位角35.4度）与斯皮策太空望远镜。水的nu_{2}振动带以高信噪比（> 50）被检测到。对最佳光谱的模型拟合得到水的邻对位比为2.47 ± 0.27，对应于自旋温度为28.5^{+6.5}-3.5} K。在不同的偏移位置获得的光谱表明，旋转温度随着距离核，这是一致的演化从热荧光平衡的增加而降低。推断的产水率为（2.43 +/- 0.25）\times 10^{29} molec。s^{-1}。光谱没有显示出任何证据的排放从多环芳烃和碳酸盐矿物，相反的结果报告彗星9 P/坦普尔1和C/1995 O 1（海尔-波普）。然而，在7.3微米附近观察到残留发射，其来源仍然不明。
2007-09-06 astro-ph
N$_2^+$ and CO$^+$ in Comets 122P/1995 S1 (deVico) and C/1995 O1 (Hale-Bopp)
我们对122 P/1995\，S1（deVico）和C/1995\，O 1（Hale-Bopp）彗星进行了高光谱分辨率的观测，以确定它们彗发中N $_2^+$ /CO $^+$的比值。虽然我们在这两颗彗星中都清楚地检测到了CO $^+$，但在这两颗彗星中都没有检测到N $_2^+$。从这些光谱，我们得到灵敏的上限N $_2^+$ /CO $^+$。这些上限大大低于其他彗星中N $_2^+$ /CO $^+$的其他报告检测。我们讨论了前N $_2^+$检测，并与我们的观察比较。彗星中N $_2$的丰度对我们理解太阳星云中冰的凝聚非常重要。此外，N $_2$是Ar的示踪剂，因此对N $_2$的研究有助于了解彗星向类地行星输送挥发物的作用。看来，许多彗星（如果不是大多数的话）的N $_2$是耗尽的，因此有必要寻找一种耗尽这种分子的机制，以便与当前的太阳星云模型相一致。
2000-03-08 astro-ph
Europium Isotope Ratios in s-Process-Element-Enhanced, Metal-Poor Stars: A New Probe of the 151Sm Branching
我们报告的Eu同位素分数（151 Eu和153 Eu）的第一次测量S-过程元素增强，贫金属恒星。我们使用这些比率调查的151 Sm分支的S-过程核合成。测量是通过对Eu II线的详细研究进行的，这些线受到富碳、贫金属恒星LP 625 -44和CS 31062 -050光谱中超精细分裂和同位素位移的显著影响，这些光谱是用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪观测的。LP 625 -44和CS 31062 -050的151 Eu分数[fr（151 Eu）= 151 Eu/（151 Eu +153 Eu）]分别为0.60和0.55，不确定度约为+/- 0.05。这些值比太阳系物质中发现的要高，但与最近的s过程模型的预测吻合得很好。我们推导出新的限制的温度和中子密度在s-过程的基础上计算的脉冲s-过程模型的151 Eu馏分。
2003-06-26 astro-ph
Observations of O (1S) and O (1D) in Spectra of C/1999 S4 (LINEAR)
报道了2000年6月和7月在麦克唐纳天文台对C/1999 S4（LINEAR）彗星的高光谱分辨率观测结果。我们报告明确的检测O（1 S）和O（1D）亚稳线的彗星光谱中的排放。这些谱线与任何大地或彗星的发射特征很好地分离。我们推导出了两条红色双峰线的比值，并表明它们与分支比的预测是一致的。我们还推导出绿线通量与红线通量之和的比率为0.06+/-0.01。这个比例与H2O作为原子氧的主要母体是一致的。我们已经测量了这些线的宽度，并表明这些宽度意味着除了H2O之外，还必须有一些原子氧的母体。
2001-08-03 astro-ph
Interstellar sulfur isotopes and stellar oxygen burning
12 C32 S、13 C32 S、12 C34 S和12 C33 S J = 2 - 1线巡天是为了研究银盘的星际32 S/34 S和34 S/33 S比值。在20个恒星形成区域中检测到四种CS同位素，其银河系中心距离在3和9 kpc之间。从线速度的比较，C33 S J = 2 - 1静止频率比Lovas（1992）星表中给出的值低约250 kHz。采用Wilson & Rood（1994）的12 C/13 C比值，并假设12 C32 S和13 C32 S的激发温度和射束填充因子相等，12 C32 S的不透明度在3到15的范围内;平均32 S/34 S和34 S/33 S同位素比值分别为24.4 +/- 5.0和6.27 +/- 1.01。虽然没有发现34 S/33 S同位素比值的系统性变化，但32 S/34 S比值在考虑银盘的12 C/13 C梯度时随着银河系中心距离的增加而增加。对未加权数据的拟合产生32 S/34 S = 3.3 +/- 0.5（dGC/kpc）+ 4.1 +/- 3.1，相关系数为0.84。由于星际硫（S）同位素是通过大质量恒星中的氧燃烧合成的，因此简要讨论了核合成的后果和化学演化模型。
1995-05-16 astro-ph
Recent Searches for the Radio Lines of NH_3 in Comets
在C/2001 A2（LINEAR）、153 P/Ikeya-Zhang、C/2001 Q4（NEAT）和C/2002 T7（LINEAR）四颗彗星分别接近地球期间，在Effelsberg 100米射电望远镜上对它们的氨逆温线进行了射电观测。在这些彗星中没有探测到J=1- 4的四条最低能量亚稳谱线（J，K=J）。我们导出了NH_3产率的3 σ上限，并与相应的产水率、NH_3相对于H_2O的丰度百分比进行了比较：Q（NH_3）< 1.9x10^26 s^-1 C/2001 A2（LINEAR）为0.63%，Q（NH_3）< 2.7x10^26 s^-1 C/2001 Q4（NEAT）的Q（NH_3）< 2.3x10^27 s^-1（0.74%），C/2002 T7（LINEAR）的Q（NH_3）<= 6.3x10^26 s^-1（0.63%），彗星153 P/池谷-张。在0.74%或更低的情况下，氨与水的比率比C/1995 O 1（Hale-Bopp）和1 P/Halley的值低2倍，表明彗星之间的化学多样性。在2004年活动期间观测到的两颗彗星中清楚地检测到18厘米的OH线，从而验证了彗星星历。
2005-05-20 astro-ph
