Possible signature of hypernova nucleosynthesis in a beryllium rich halo dwarf
作为对晕和厚盘星的大规模调查的一部分，我们发现了一颗晕星HD 106038，铍异常过剩。尽管它的金属丰度很低，[Fe/H] =-1.26，但它的log（Be/H）=-10.60，与太阳陨石丰度log（Be/H）=-10.58相似。这个丰度比类似金属丰度的恒星高出十倍以上，并且无法用包括宇宙射线散射标准理论在内的银河系化学演化模型来解释。没有其他已知的晕星表现出如此丰富的铍。此外，还观察到Li、Si、Ni、Y和Ba的过量。我们认为，所有这些化学特性，但钡丰度，可以同时解释，如果恒星是在附近的超新星形成。
2008-01-07 astro-ph
Early star formation in the Galaxy from beryllium and oxygen abundances
利用贫金属星的铍和氧丰度研究了早期银河系中恒星形成率的演化。具体来说，我们表明，属于两个先前确定的运动学类（所谓的“吸积”和“耗散”人口）的恒星整齐地分离在[O/Fe]与日志（Be/H）图。耗散人口遵循我们的厚盘组件的星系演化模型的预测，这表明该恒星星族的形成发生在一个时间尺度上显着更长（由一个因素~5-10）比吸积组件。后者在[O/Fe]与Log（Be/H）图中显示出很大的分散，可能是由于原星系气体中氧和铁的不均匀富集。尽管样本有限，但数据表明，结合使用spectrometry反应产物（如铍）和恒星核合成产物的元素比（如[O/Fe]）可以限制我们银河系形成和早期演化的理论模型。
2005-05-19 astro-ph
The beryllium abundance in the very metal-poor halo star G 64-12 from VLT/UVES observations
我们报告了一个新的光谱分析的非常缺乏金属的恒星G 64-12（[Fe/H]=-3.3），旨在确定，第一次，它的Be含量。在UVES的科学验证期间观察到光谱，ESO VLT紫外和可见中阶梯光谱仪。在BeII共振双峰波长处实现的高分辨率（~ 48，000）和高S/N（~130每像素）允许精确测定其丰度：log N（Be/H）= -13.10 +/- 0.15 dex。Be丰度明显高于之前在类似金属量的恒星中测量的Be丰度（3D和NLTE校正作用使其值略高于LTE分析）。当与铁相比，高[Be/Fe]比，从而发现可能表明在铍的演变趋势在最低的金属丰度端或分散的存在下，在早期时代的星系演化平坦。
2000-09-29 astro-ph
Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?
在本文中，我们提出了铍（Be）的丰度在一个大样本的41个太阳系外的行星宿主恒星，并为29颗恒星没有任何已知的行星质量的同伴，跨越了很大的有效温度范围。Be丰度是通过在标准局部热力学平衡中进行的光谱合成，使用各种仪器获得的光谱得出的。结果似乎证实，总体而言，行星宿主恒星具有“正常”的Be丰度，尽管可能存在很小但不显著的差异。这一结果进行了讨论，我们表明，这种差异可能不是由于任何恒星的“污染”事件。换句话说，我们的研究结果支持了这样一种观点，即行星宿主恒星的高金属含量总体上具有“原始”起源。然而，我们也发现了一小部分行星宿主晚F和早G矮星，它们可能具有高于平均水平的Be丰度。偏移的原因尚不清楚，可能与行星物质的吞没、星系化学演化效应或相似温度恒星的恒星质量差异有关。
2004-08-05 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
Beryllium anomalies in solar-type field stars
我们提出了一个研究铍（Be）的丰度在一个大的样本场太阳型矮星和亚巨星跨越大范围的有效温度。分析表明，F星的Be严重亏损，正如轻元素亏损模型所预期的那样。然而，我们还表明，Berbons丰度降低恒星温度低于$\sim$ 6000 K，这一结果不能解释目前的理论模型，包括旋转混合，但至少部分，预计从模型，考虑到内波物理。特别是，我们样本中最冷和最年轻的恒星的轻元素丰度表明，Be和锂（Li）在演化过程中已经被燃烧。此外，我们找到了强有力的证据，存在一个太阳温度的恒星Be间隙。对我们样本中的次巨星Li和Be丰度的分析也表明，存在一种情况，仍然存在可检测到的Li量，而Be严重耗尽。最后，我们比较派生的Be丰度与Li丰度使用相同的恒星参数。这使我们有可能探索Li和Be耗尽开始的温度。
2004-08-05 astro-ph
Galactic Chemical Evolution and the abundances of lithium, beryllium and boron
提出了一个包含银河宇宙线核合成、$ν$过程、新星、AGB和C星的LiBeB演化模型。我们已经将银河宇宙射线核合成（GCRN）纳入了一个完整的化学演化模型，该模型考虑了从氢到锌的76种稳定同位素。任何成功的LiBeB演化模型也应该与其他观测约束相容，如年龄-金属丰度关系，G矮星分布或其他元素的演化。与此同时，我们已经检验了一个考虑了Wakker等人（1999）最后一次观测的富含金属的云落在盘上的模型与原始的坠落模型有多大的不同。
2001-01-31 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis and the Abundances of Beryllium and Boron
现在能够对Be和B进行测量，并对贫金属恒星中的\lisix \丰度进行限制，这导致了对$A\groughly6$体系中大爆炸核合成的详细重新检查。核反应网络已大大扩展，增加了许多新的速率。结果表明，尽管许多$A>7$反应速率测定不佳，但即使选择了极值，标准均相模型也无法产生高于$A=7$的显著产率（当$A\le7$丰度拟合时，Be/H和B/H $<10^{-17}$），并且\liseven / \lisix比值始终超过500。我们还初步探讨非均匀模型，如一阶夸克强子相变的启发，在高中子/质子比的区域可以允许一些泄漏到$A>7$。然而，拟合$A\le7$丰度的模型似乎仍然难以获得显著的$A>7$产率。
1992-06-18 astro-ph
Galactic Cosmic Rays from Superbubbles and the Abundances of Lithium, Beryllium, and Boron
在这篇文章中，我们研究的星系演化的LiBeB元素的框架内的化学演化的银河系，包括银河宇宙射线核合成粒子加速在超级气泡的详细模型。超级气泡的化学成分由不同比例的ISM和新超新星合成的物质组成。6LiBeB演化的观测趋势很好地再现模型中，GCR来自25%的超新星物质与75%的ISM的混合物，除了6Li，这可能是需要一个额外的源在低金属丰度。为了解释7 Li的演化，人们考虑了几个额外的来源（中微子诱导的核合成，新星爆发，C星）。该模型满足GCR加速的能量要求。
2002-02-05 astro-ph
A very reduced upper limit on the interstellar abundance of beryllium
本文报道了Be Ⅱ的$λ3130.4$ X星际吸收线在zeta Per方向的观测结果。这些数据是在加拿大-法国-夏威夷3.6米望远镜上使用Coudé f/4 Gecko摄谱仪获得的，分辨率为$\simeq 1.1 \times 10^5$，信噪比为$\simeq$ 2000。未检测到Be II线，并且我们获得了等效宽度$W_{3130.4}\leq30$ $μ$的上限。该上限比迄今为止报道的最低上限低7倍。得到的星际丰度是（$^9$ Be/H）$\leq 7 \times 10^{-13}$，没有对Be在星际颗粒上的损耗进行校正;它对应于Be损耗因子的上限$δ_{Be} \leq -1.5$ dex。因此，它主张支持恒星大气中尘埃颗粒形成的模型。
1997-02-26 astro-ph
Helioseismology and Beryllium neutrino
利用日震数据、Superkamiokande测量的B中微子通量和标准太阳模型（SSM）计算的太阳中心氢丰度，导出了无振荡情况下地球上B中微子通量的下限值$Φ(Be)_{min} = 1\cdot 10^9 cm^{-2} s^{-1}$.我们强调，这种丰度是获得$Φ(Be)_{min}$所需的SSM的唯一结果。我们还推导出镓信号$G_{min}=(91 \pm 3) $ SNU和氯信号$C_{min}=(3.24\pm 0.14)$ SNU的下限，其约为$3σ$，高于其相应的实验值$G_{exp}= (72\pm 6)$ SNU和$C_{exp}= (2.56\pm 0.22) $ SNU。
1999-04-06 astro-ph
Beryllium abundance in turn-off stars of NGC 6752
目的：测量了球状星团NGC 6752的两颗TO星的铍丰度，其中一颗富氧贫钠，另一颗可能是贫氧富钠。这些恒星中Be的丰度为Be作为宇宙计时器的假设提供了更坚实的基础，并用于研究球状星团的形成。方法：利用8.2mVLT Kueyen望远镜上的UVES光谱仪获得了分辨率为R $\sim 45000$的近紫外光谱，并采用基于平面平行LTE模型大气的光谱合成方法进行了分析。结果：在富氧星中检测到Be，log（Be/H）=-12.04 $\pm$ 0.15，而在另一颗星中未检测到Be，我们得到其上限log（Be/H）$<$-12.2。这两颗恒星之间的氮丰度差异很大（1.6 dex）。结论：Be的测量结果与具有相同[Fe/H]和[O/H]的场星的测量结果是一致的。该星团的Be年龄为13.3 Gyrs，与主序星拟合和恒星演化的结果非常吻合。Be的存在证实了以前对星系团NGC 6397获得的结果，并支持Be可以作为银河系早期形成的时钟的假设。由于只有一个上限是发现低氧丰度的恒星，我们不能决定之间的竞争方案的球状星团形成，但我们可以排除“污染”的恒星比“未污染”的年轻得多。我们强调，Be测试可能是唯一能够区分这些情况的测量方法。
2006-12-27 astro-ph
Beryllium Enhancement as Evidence for Accretion in a Lithium-Rich F Dwarf
疏散星团NGC 6633中的早期F矮星"J37“显示出一种不寻常的光球丰度模式，包括锂和铁峰值元素的数量级增强，但碳的丰度不足。由于对流区薄，这些异常现象被归因于辐射扩散或贫氢物质的吸积。通过比较J37（以及NGC 6633中的其他F星）的高分辨率VLT/UVES光谱与3131 Ang的Be ii双重态区域的合成，我们确定J37也有一个Be丰度（A（Be）=3.0+/-0.5），至少是宇宙值的十倍。这与产生Li过量的辐射扩散模型相矛盾，因为它们也预测光球Be耗尽。相反，由于Be是一种高度难熔的元素，它支持了J37是第一个明显的例子，恒星吸积了挥发性耗尽的物质，其成分类似于陨石，尽管一些扩散可能是解释低C和O丰度所必需的。
2005-08-04 astro-ph
Galactic Evolution of Beryllium and Oxygen
我们讨论了铍和氧在我们的银河系的早期演化，通过比较这些元素的晕和磁盘金属贫星的丰度。O和Be都随着金属含量的增加而增加，对于[Fe/H] <-1的恒星，斜率为0.41 +-0.09（[Be/O] vs [Fe/H]）。这种关系为实际提出的银河宇宙线理论提供了一个观测约束。
2000-03-22 astro-ph
Beryllium in the Hyades F and G Dwarfs from Keck/HIRES Spectra
铍不像锂那么容易被破坏，所以锂和铍的丰度一起可以告诉我们更多关于恒星内部物理过程的信息，而不是单独的任何一种元素。我们已经获得了高分辨率（45，000）和高信噪比（通常90每像素）光谱的Be II共振线在34毕宿F和G矮星与凯克我望远镜和HIRES。用光谱合成法求出了Be的丰度。我们发现，被耗尽的Li间隙中的F星达到的值A（Be）= 0.60，或一个因素的近7个以下的陨石Be丰度。在温度低于6000 K的恒星中，尽管Li的损耗很大（0.5 - 2.5 dex），但Be的损耗很少或没有。最冷的10颗恒星的A（Be）平均值为1.33 +/- 0.06，与陨石的1.42相差不远。Be丰度的模式--F星中的Be下降，而冷星中的Be未耗尽--与恒星自转导致的缓慢混合的预测（例如Deliyannis和Pinsonneault）很好地匹配。Li和Be的消耗可能同时发生。Li和Be的丰度在5850 - 6680 K的温度范围内与恒星相关，类似于F和G场恒星中Li和Be的早期工作结果。毕宿七G矮星的Be比太阳多;它们最初的Be可能更大，或者它们可能还没有老到耗尽Be的程度。对于那些似乎很少或没有Li或Be耗尽的毕星团恒星，Li/Be比为75 +/- 30。（节略）
2001-09-18 astro-ph
First UVES observations of beryllium in very metal-poor stars
我们报告试图检测铍在两个矮星的星系晕金属丰度低于千分之一的太阳。这些数据是在安装在ESO VLT Kueyen望远镜上的紫外和可见光谱仪（UVES）调试期间获得的，并显示了UVES在紫外光领域研究的潜力。在99.7%的置信水平下，我们在LP 815- 43中检测到铍（[Fe/H]~-2.95，[Be/H]=-13.09），而对于第二个目标CD-24 17504只能设定上限（[Fe/H]~-3.30，[Be/H]~-13.39）。这些结果表明，铍与金属丰度的趋势不断下降，低金属丰度的探测，没有平坦的证据。在CD-24 17504中，我们还分析了6708 A处的Li I线，并得出了接近Spite平台的锂丰度。
2000-08-25 astro-ph
Helioseismic determination of Beryllium neutrinos produced in the Sun
我们提供了一个确定的Berkenneutrino光度直接通过日震学，而不使用额外的假设。我们已经构建了太阳模型，其中Berkenneutrino，（$ν_{Be}$）的生产是人为地改变以任意方式变化的零能量天体物理S-因子$S_{34}$的反应$^3{\rm He}+^4{\rm He}\to ^7{\rm Be}+ γ$。接下来，我们比较了这样的模型与日震测定光球氦丰度，对流区的深度和声速剖面的属性。我们发现，日震学直接证实了生产率的$ν_{Be}$预测的SSM内$\pm 25%$（$1σ$错误）。这种约束比SSM（$\pm 10%$）的不确定性估计的约束弱，但它依赖于直接观测数据。
2000-05-26 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
Boron Depletion in F and G Dwarf Stars and the Beryllium-Boron Correlation
硼提供了一种特殊的探测器，因为它比Li和Be更深。为了寻找B的耗尽，我们在13颗F和G矮星中观察到了B，这些矮星具有大的Be耗尽;为了比较，我们还获得了五颗Li和Be未耗尽的恒星的光谱。我们用HST和STIS获得了2497 Ω的B-I共振线的光谱。光谱分辨率为30，000或114，000，中值信噪比为每像素70。在凯克一号望远镜上，用高分辨率红外光谱仪（HIRES）以$\sim$ 48，000的分辨率对五颗标准星中的四颗获得了新的Be和Li光谱。用MOOG光谱合成法测定了丰度。标准恒星和那些严重的Be亏损之间的比较显示出两组之间的B丰度的0.22 dex的明显差异。我们已经发现了Be和B丰度之间的相关性。A（Be）和A（B）$_{NLTE}$之间的斜率为0.22/$\pm$ 0.05（其中A（元素）= log N（元素）/N（H）+12.00），正如所预期的，该斜率比A（Li）和A（Be）之间的斜率0.38要浅。利用最近发表的Be和[Fe/H]以及B和[Fe/H]之间的经验关系（Boesgaard等人），我们对轻元素丰度进行了归一化，以解释低金属量恒星的初始丰度略低的观测结果。归一化的A（Be）和A（B）$_{NLTE}$之间的相关性具有0.18 $\pm$ 0.06的斜率。拥有最大Be消耗量的恒星HR 107是一颗主序Ba星，也有最大的B消耗量，其B丰度比标准恒星低3.5倍。
2004-11-09 astro-ph
Non-LTE Effects in Berylium Abundances
在这项工作中，我们分析了铍铁化学图的角度来看，非LTE效应。通过考虑电离平衡（logg）和Fe丰度（[Fe/H]）的非LTE校正，重新计算Be丰度。这些修正似乎不影响的线性关系之间的贫金属恒星已经发现在文献中的LTE衍生丰度。
2000-02-22 astro-ph
The Irradiation Origin of Beryllium Radioisotopes and Other Short-lived Radionuclides
对于太阳系中存在的短寿命放射性核素，当CAIs首次形成时，存在两种解释。它们要么来自超新星的喷出物，要么来自高能粒子对星云尘埃的原位照射。由于半衰期仅为53天，因此Bergland-7是关键的判别因素，因为它只能通过辐射来制造。我们计算Be-7的产率。在模型的不确定性主要与核截面，我们得到的协议与实验值。此外，如果Be-7和Be-10具有相同的起源，则照射时间必须短。x-wind模型提供了一个自然的天体物理环境，给出了必要的条件。在一些罕见的CAIs中观察到的Al-26和Be-10的退耦，当考虑罕见的渐变事件时，得到了定量解释。最后，我们表明，在太阳吸积盘的超新星产生的Fe-60的存在并不一定意味着其他短寿命的放射性核素有恒星的起源。
2005-12-21 astro-ph
New beryllium observations in low-metallicity stars
利用ESO 3.6m望远镜的CASPEC摄谱仪，在8.6km/s分辨率下，对14颗晕星和老盘星中Be Ⅱ 313.0nm共振双峰进行了观测，其金属丰度范围为[Fe/H]=-0.4 ~-3.0。丰度是通过采用Kurucz（1993年）大气模型的合成光谱技术得出的，其中α元素得到增强，没有超调。导出的丰度与文献中可获得的丰度一起表明，对于-2.7 < [Fe/H] < -0.8 Be与铁[Be]成线性关系，与1.07（+/-0.08）[Fe/H]成比例，从而加强了先前的结果。然而，当金属丰度低于[Fe/H]<-1.4时，仍然可能存在更陡峭的相关性，其中[Be]与1.6（+/- 0.44）[Fe/H]成比例。当铁被氧取代时，发现Be紧密地跟踪氧直到太阳值，没有与银河系盘的开始相对应的破裂迹象。没有发现内在色散的证据，应该是在Be丰度测定中涉及的大误差，但对于三颗星（HD 106516，HD 3795，HD 211998），Be丰度的一个显着上限可以被放置在Be-Fe关系的平均趋势以下约1 dex。对于这样的恒星非常规混合需要解释是耗尽。Be观测可以用来区分强烈的Li耗尽的恒星。这些恒星的锂含量比从Be观测推断的高能宇宙射线产生所预期的要少。现有的Be观测结果表明，在Li-Fe双星系统中对散射有贡献的一些恒星是Li耗尽的恒星。
1996-08-03 astro-ph
Beryllium in Ultra-Lithium-Deficient Halo Stars - The Blue Straggler Connection
有9颗缺乏金属的恒星的锂丰度远低于锂平台，锂平台由超过100颗未演化的恒星定义，温度高于5800 K，[Fe/H] $<$ $-$ 1.0。为了研究锂缺乏的原因，已经测定了大多数这些超锂缺乏星的Be丰度。利用Keck I望远镜及其升级后的HIRES上的新的紫外敏感CCD，获得了6颗超缺锂星在Be II光谱区3130 nm附近的高分辨率和高信噪比光谱。光谱合成技术已被用来确定Be丰度。所有六颗星都被发现有Be缺陷。其中两个有可测量的-但减少- Be和四个只有上限的Be。这些结果是一致的想法，这些锂和铍缺乏恒星类似于蓝离散。恒星经历了质量转移事件（或合并），破坏或稀释了Li和Be。这些发现无法与模型相匹配，模型预测这些缺陷是由于最初是快速旋转的晕星子集中的额外混合，可能有一颗恒星G 139-8例外。由于超缺锂星也是缺铍的，它们似乎是用来确定原始锂值的晕星群体中真正的异常值;它们的大气中不再有大爆炸时产生的锂。
2007-05-10 astro-ph
Where are the beryllium neutrinos?
我们表明，目前的实验表明中微子在87 C. L.处是非标准的，独立于太阳或核物理。此外，如果中微子是标准的，那么$^7$ Be通量必须几乎为零。即使我们任意忽略其中一个实验，中微子通量仍然必须小于标准太阳模型预测值的一半。
1994-08-30 astro-ph hep-ph
Lithium-Beryllium-Boron Evolution: From Meneguzzi, Audouze and Reeves 1971 Up to Now
我们回顾了LiBeB生产的主要来源，并表明在早期银河系中，一个主要的机制是在工作中，涉及在中等能量下的He，C和O的喷射和加速，通过与H和He的核相互作用产生轻同位素。在[Fe/H] = -3.3的Be丰度和晕星中$^6Li$的精确测量在这个框架中找到了解释。因此，$^6Li$在贫金属恒星大气中的保存暗示了这样一个事实，即斯皮特高原反映了Li的原始价值。因此，它可以用作气压密度计。
2001-01-18 astro-ph
Cosmic Ray production of Beryllium and Boron at high redshift
最近，在星系晕的Pop II恒星中对Li 6的新观测显示，这种同位素的丰度高得惊人，比其预测的原始值高出约1000倍。在以前的论文中，宇宙学模型的宇宙射线诱导生产的这种同位素的IGM已被开发来解释所观察到的丰度在低金属丰度。在本文中，我们给出了Li_6的这个约束条件，计算了IGM中D，Be和B的非热演化和红移。除了在IGM的宇宙宇宙射线相互作用，我们还包括额外的过程驱动的SN爆炸：中微子spiritus和低能量成分的结构喷出的外流到IGM。我们考虑到CNO CR撞击星系际气体。虽然在银盘次显性，这一过程被证明是生产的大部分的Be和B的IGM，由于结构（CRs起源）和IGM之间的差异金属富集。我们还考虑由此产生的河外伽玛射线背景，我们发现远低于现有的数据。的计算是在考虑几个恒星形成的历史，包括流行III星的层次结构形成的框架。我们发现，D的产生是可以忽略的，一个潜在的可检测的Be和B的平台是由这些过程中产生的银河系的形成时间（z ~ 3）。
2007-07-13 astro-ph
Testing Spallation Processes With Beryllium and Boron
铍和硼的溅射核合成为宇宙射线的起源提供了独特的见解。也就是说，不同的spectrometry计划预测的LiBeB丰度相对于氧的增长有着截然不同的趋势。“初级”机制预测BeB $\propto$ O，如果O/Fe在低金属丰度下恒定，则数据很好地激发了“初级”机制。与此相反，“次要”机制预测BeB $\propto$ O $^2$和数据是一致的，如果O/Fe增加向低金属量，因为最近的一些数据表明。显然，任何一种主要的机制，如果能够发挥作用，都将在银河历史的早期占据主导地位。在本文中，我们拟合的BeB数据的两个组件的计划，其中包括主要和次要的趋势。通过这种方式，数据可用于探测主要机制有效的时期。我们使用一致的恒星大气参数的基础上的巴耳末线数据和连续红外通量的数据进行分析。结果敏感地依赖于Pop II O丰度，不幸的是，对恒星参数的选择。当使用显示O/Fe向较低金属丰度增加的最新结果时，双组分Be-O拟合表明，对于巴尔末线数据，初级组分和次级组分在[O/H] $_{eq}$ = -1.8处贡献相等;对于IRFM，[O/H] $_{eq}$ = -1.4至-1.8。我们将这些限制应用到最近的模型LiBeB的起源。巴尔末线数据没有显示任何初级生产的证据。另一方面，IRFM数据确实表明了对双组分模型的偏好，例如标准GCR和在超级气泡中加速的金属富集粒子的组合。这些结论依赖于详细了解的丰度数据，包…
1999-11-17 astro-ph
Non-Lte Effects on be and B Abundance Determinations in Cool Stars
我们讨论的性质，非LTE影响丰度分析的冷星。本文描述了太阳型恒星中BI线偏离LTE的重要性，并给出了一些新的结果。在LTE假设下得到的硼丰度有显著的系统误差，特别是对于贫金属星。对于铍，目前的结果表明，偏离LTE不会对丰度分析产生重大影响。
1994-09-26 astro-ph
Inhomogeneous Big Bang Nucleosynthesis: Upper Limit on Omega_b and Production of Lithium, Beryllium, and Boron
我们研究了小尺度重子不均匀性存在下的大爆炸核合成（BBN）过程。原始丰度产量为D，He 4，Li 6，Li 7，Be 9和B11计算的参数范围很广，考虑到所有相关的扩散和流体动力学过程的不均匀性。这些计算可能是有意义的，因为（a）最近对宇宙微波背景辐射各向异性的观测结果表明，重子对临界密度Omega_b的贡献比标准BBN方案所允许的稍大;（b）对贫金属晕星中Li 6和Be 9的新观测结果。我们发现，在相当大的参数空间中，D和He 4的产生与观测约束相一致，甚至对于Omega_b h ^2，也是比从标准BBN中推断的Omega_b大2-3倍。然而，在该参数空间中，Li 7的合成超过了Spite平台上推断的Li 7丰度。在不均匀的BBN场景中，Li 6，Be 9和B11的产生通常仍然远低于迄今为止在大多数贫金属恒星中观察到的这些同位素的丰度，因此既不能确认也不能拒绝不均匀的BBN。在附录中，我们总结了进入非均匀BBN计算的重子扩散常数的重新评估的结果。
2001-01-17 astro-ph hep-ph
Tracing mixing in stars: new beryllium observations of the open clusters NGC 2516, Hyades, and M67
恒星中铍和锂丰度的测定为研究恒星内部迄今为止知之甚少的额外混合过程提供了一个关键工具。我们测量了三个疏散星团中的Be，补充现有的Be调查，并旨在收集一个更完整的经验方案的演化作为恒星年龄和温度的函数。具体来说，我们分析了NGC 2516，毕宿星团和M 67的成员的VLT/UVES光谱，以确定其Be和Li丰度。在前两个星团中，我们关注的是温度低于5400 K的恒星，而M 67的样本包括温度高于6150 K的恒星，以及两颗亚巨星和两颗蓝离散星。我们还计算了标准的演化模型的基础上的0.9 Mo星的Be的演化。我们发现不同温度区间和年龄的恒星有不同的经验行为。温度高于6150 K的恒星表现出Be贫化，并遵循Be与Li的相关性，而在~6150-5600 K范围内的恒星中Be是未贫化的。温度低于5400 K的NGC 2516成员没有耗尽任何Be，但类似温度的老毕星团确实显示出一些耗尽。Be在次巨星和蓝离散星中严重耗尽。温暖恒星的结果与以前的研究一致，支持了在这种温度下混合是由旋转驱动的假设。这同样适用于从“李间隙”演化而来的两个次巨星。这种机制并不是太阳型恒星的主要机制。我们发现，冷毕宿星的亏损不能简单地解释的对流区的深度增加的效果。最后，两个蓝色离散星的不同Be含量表明它们是由两个不同的过程形成的（即，冲突与二进制合并）。
2007-05-16 astro-ph
The Solar Argon Abundance
太阳氩的丰度不能直接由太阳光球层的光谱观测得到。太阳Ar丰度的评估从太阳风测量，核合成参数，观测B星，HII地区，行星状星云，和惰性气体丰度测量木星的大气。根据这些数据，推荐的氩丰度为N（Ar）= 91，200（+/-）23，700（在Si = 10^6原子的范围内）。太阳光球层的推荐丰度（在log N（H）= 12的标度上）为A（Ar）photo = 6.50（+/-）0.10，考虑到元素沉降，太阳系（原太阳）的丰度为A（Ar）solsys = 6.57（+/-）0.10。
2007-10-24 astro-ph
Determining solar abundances using helioseismology
最近对太阳光球中氧和其他重元素丰度的向下修正导致太阳模型与日震学确定的太阳结构之间存在严重差异。在这项工作中，我们调查的可能性，确定太阳的重元素丰度，而不参考光谱，通过使用日震数据。利用太阳对流区的无量纲声速导数，我们发现重元素丰度Z为0.0172 +/- 0.002，这更接近于较老的较高丰度值。
2006-02-28 astro-ph
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
Boron in Very Metal-Poor Stars
我们观测了B I 2497 A线，以获得两颗非常贫金属的恒星的硼丰度，这两颗恒星被选中以帮助追踪早期银河系中这种元素的起源和演化：BD +23 3130和HD 84937。这些观测是使用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率光谱仪进行的。一个非常详细的丰度分析，通过光谱合成已经进行了这两颗星，以及其他两个金属贫乏的对象与公布的光谱，使用Kurucz和OSMARCS模型光球，并考虑到一贯的NLTE影响线的形成。我们还重新评估了所有已发表的旧盘和晕未演化恒星的硼丰度。我们的分析表明，高有效温度（Teff > 6000 K，此时硼主要是电离的）和低金属丰度（[Fe/H]<-1）的组合使得很难从B I 2497 A线获得硼丰度的准确估计。HD 84937和其他三个已发表的天体（包括两颗[Fe/H] ~ -3的恒星）就是这种情况，它们只能确定上限。BD +23 3130，[Fe/H] ~ -2.9和logN（B）_NLTE=0.05+/-0.30，似乎是目前存在硼丰度的可靠测量的最贫金属的恒星。其余7颗Teff < 6000 K且[Fe/H]<-1的恒星的硼丰度随金属丰度的演化（铍丰度是使用相同的恒星参数得出的）显示出斜率约为1的线性增加。此外，在-3<[Fe/H]<-1的范围内，发现的B/Be比恒定在~ 20。这些结果表明，周围的质子和α粒子与富含CNO的高能粒子发生了空间反应，这是晕星中硼和铍…
1998-01-16 astro-ph
Measuring Solar Abundances with Seismology
Asplund等人对光球丰度的修正使不透明度理论与地震学确定的太阳不透明度不一致。这突出表明需要对太阳丰度进行直接的地震测量。在这里，我们描述的技术用于测量丰度与地震学，检查我们的能力，检测太阳模型之间的差异，使用这种技术，并讨论其在太阳中的应用。
2008-10-15 astro-ph
Helioseismology and Solar Abundances
日震学使我们能够以前所未有的细节研究太阳的结构。恒星演化理论的一个成就是日震研究表明，太阳模型的结构与太阳非常相似。然而，最近对太阳重元素丰度的修订破坏了这一协议。重元素丰度决定了恒星物质的不透明度，因此是恒星模型计算的重要输入。具有新的低丰度的模型不满足日震约束。在这里，我们回顾了重元素丰度如何影响太阳模型，如何用日震学测试这些模型，以及新丰度对标准太阳模型的影响。我们还讨论了试图提高与太阳的低丰度模型的协议，并讨论如何日震学被用来确定太阳的重元素丰度。目前的文献回顾表明，试图提高低重元素丰度的太阳模型和地震推理之间的协议迄今为止一直不成功。低金属丰度模型与地震数据的分歧最小，需要改变所有输入的物理恒星模型超出其可接受的范围。太阳重元素丰度的地震测定产生的结果与更老、更高的太阳丰度值相一致，因此，不需要对太阳模型的输入进行重大修改，就可以使更高金属丰度的太阳模型与日震数据相一致。
2007-11-28 astro-ph
Sensitivity of low degree oscillations to the change in solar abundances
上下文最近确定的太阳化学成分，使用随时间变化的三维流体动力学模型的太阳大气，表现出显着减少的C，N，O丰度相比，他们以前的值。使用这些新丰度的太阳模型与声速剖面、表面氦丰度和对流区深度的日震测定不一致。目标。我们研究了太阳丰度变化对太阳核的强约束的低阶p模和g模特性的影响。我们特别考虑在新的太阳混合物中氖丰度的增加，以减少使用新丰度和日震学的模型之间的差异。方法. GOLF仪器对太阳频率的观测测定被用来检验用不同化学成分计算的太阳模型。我们认为，特别是归一化的小频率间距在低度p模式的频率范围。结果低阶小频率间隔对重元素丰度的变化非常敏感，特别是氖。我们表明，通过考虑所有的地震的限制，包括小的频率间隔，一个相当大的增加氖丰度约（0.5 +/- 0.05）德克斯可以是一个很好的解决方案，使用新的丰度和低度日震学的太阳模型之间的差异，受到轻微调整的太阳年龄和最高丰度。我们还表明，太阳丰度的变化，特别是氖，大大影响g-模式的频率，与新老模型之间的相对频率差异高于1.5%
2007-04-22 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 Solar Heavy Element Abundances: I. Constraints from Stellar Interiors
最新的太阳大气模型包括非LTE校正和3D流体动力学对流模拟。这些模型预测的太阳金属丰度的显着减少，这导致了日震数据和太阳内部模型的预测之间的严重冲突。我们表明，日震的表面对流区深度和氦丰度与恒星内部模型相结合的约束，可以用来定义一个给定的化学成分的拟合的拟合优度。在详细检查了理论模型的误差后，我们得出结论，用较老的太阳丰度建立的模型与地震数据是一致的（<2 σ）。用新提出的低丰度标度构建的模型非常不受欢迎，在15 σ水平上不一致。然后，我们使用的地震属性的灵敏度丰度变化来反转的问题，并推断地震太阳能重元素丰度混合两个组件：陨石丰度，和轻金属CNONE。地震退化之间的最佳解决方案的元素出现的相对CNONE丰度的变化和它们的影响进行量化。在GS 98混合物中，相对CNNe的Fe/H=7.50+/-0.045+/-0.003（CNNe）和O/H=8.86+/-0.041+/-0.025（CNNe）。推断的太阳氧丰度不同意从三维水模型推断的丰度。Ne丰度的变化可以模拟O的变化，以达到标量约束的目的。用低氧和高氖构建的模型与太阳声速剖面不一致。太阳丰度尺度的影响进行了讨论。
2005-11-29 astro-ph
A Low Solar Oxygen Abundance from the First Overtone OH Lines
一个极高分辨率（> 10^5）的高S/N（> 10^3）太阳光谱已被用于测量15条非常弱的第一泛音（Δ v = 2）红外OH线，当使用MARCS、3D和空间和时间平均的3D模型大气时，得到了A（O）~ 8.6的低太阳丰度。在Kurucz（A（O）~ 8.7）和Holweger & Muller（A（O）~ 8.8）模式大气中，得到了较高的丰度。在这项工作中获得的低太阳氧丰度与最近对[OI]，OI，OH基本（Δ v = 1）振动-旋转和OH纯旋转线的3D分析（Asplund等人，2004）非常一致。目前的结果为低太阳金属丰度提供了进一步的支持，尽管使用低太阳丰度和OPAL不透明度破坏了太阳对流区深度的计算和日震测量之间的一致性，但OP项目的最新结果表明，太阳对流区底部附近的不透明度比以前认为的要大，为低太阳氧丰度带来了进一步的信心。
2004-07-16 astro-ph
Argon Abundances in the Solar Neighborhood: Non-LTE Analysis of Orion Association B-type Stars
氩丰度已被推导出的一个样本的B主序星在猎户座协会。丰度计算是基于NLTE金属线覆盖模型大气计算与NLTE代码TLUSTY和更新和完整的氩模型原子。我们得出这个年轻的人口的平均氩丰度A（Ar）= 6.66 +- 0.06。虽然我们的结果与最近对猎户座星云的分析非常一致，但它明显高于目前推荐的太阳值，该值基于日冕中的丰度测量。此外，推导出的氩丰度在猎户座B星同意非常好的测量从太阳脉冲耀斑期间，未经修改的太阳光球材料被带到耀斑条件。因此，我们认为，氩丰度获得独立的猎户座B星和猎户座星云是代表的磁盘丰度值在太阳附近。较低的日冕丰度可能反映了与FIP效应有关的损耗。我们提出了一个新的太阳附近氩丰度的参考值，A（Ar）= 6.63 +- 0.10，对应于Ar/O = 0.009。
2008-02-04 astro-ph
Low abundances of heavy elements in the solar outer layers: comparisons of solar models with helioseismic inversions
最近对太阳光球丰度的分析表明，与以前的测定相比，金属丰度大大减少。太阳能模型计算与标准的不透明度和扩散过程，使用这些新的丰度给出了较差的协议与日震反演的声速剖面，表面氦丰度，对流区深度。我们试图获得一个很好的协议日震反演和太阳模型，目前的“老”的混合物在内部和新的化学成分在对流区。为了达到这个结果，我们假设在主序的开始有一个金属下的吸积。我们计算太阳能模型与图卢兹-日内瓦演化代码，在其中我们模拟了在主序列的早期阶段的金属下吸积，以获得新的混合物的外对流区。我们比较的声速剖面，对流区深度，和表面氦丰度与日震学推断。与吸积，但没有任何混合过程的模型是在更好地符合日震学比太阳模型与新的丰度。然而，在对流区下有一个峰值，达到3.4%。此外，对流区深度和表面氦丰度太低。在对流区下方引入下冲使我们能够恢复良好的对流区半径，并且添加旋转诱导的混合和速跃层使我们能够调和表面氦丰度。但无论如何，声速剖面与日震推断的一致性比用旧丰度得到的要差。
2006-12-13 astro-ph
Can Recently Derived Solar Photospheric Abundances Be Consistent with Helioseismology?
最近的太阳丰度分析（Asplund等人，2004年; Lodders，2003年）向下修正了C、N、O、Ne和Ar的丰度，使太阳光球层Z/X降低到0.017，Z降低到~0.013。太阳能模型的标准不透明度和扩散处理，使用这些新的丰度得到较差的协议与日震推断声速剖面，对流区氦丰度，对流区深度。在这里，我们提出了日震结果与这些减少光球丰度的演变太阳模型，尝试不同的扩散处理。我们比较模型的结果没有扩散，增强热扩散，和增强扩散的C，N，O，Ne，和Mg只。我们发现，虽然这些模型中的每一个都提供了一些改进，与新的丰度和标准物理学演变的太阳模型相比，没有一个恢复与使用早期丰度获得的日震学的良好一致，例如，Grevesse & Sauval（1998）.我们建议，不透明度增加约20%的对流区以下的条件下，或吸积的低Z材料在表面的太阳到达的主要序列的可能性，应调查恢复协议。此外，应重新考虑新的丰度测定结果，因为如果这些结果是正确的，将很难使太阳模型与日震结果相一致。
2005-01-25 astro-ph
Neon Abundances in B-Stars of the Orion Association: Solving the Solar Model Problem?
我们报告非LTE Ne丰度的样本的B型恒星成员的猎户座协会。丰度是通过非LTE完全金属覆盖的模型大气和具有更新原子数据的广泛模型原子得出的。我们发现这些年轻的恒星有一个非常均匀的丰度A（Ne）= 8.27 +/- 0.05。这个丰度比目前采用的太阳值A（Ne）=7.84高出约0.4倍，该值来自日冕和活动区产生的谱线。B星的C、N和O的丰度与来自3-D流体动力学模型大气的这些元素的太阳丰度之间的普遍一致性强烈表明，太阳和B星中轻元素的丰度模式大致相似。如果这一假设是真的，那么这里推导出的Ne丰度在不确定性范围内与太阳模型与日震观测所需的值相同。
2006-06-29 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
On the solar abundance of indium
一般采用的太阳能铟丰度值比陨石丰度值高出六倍以上。我们通过数值合成的451.13 nm线上，所有铟丰度的研究是基于，无论是安静的太阳和太阳黑子本影光谱，采用标准大气模型和占详细的超精细结构和塞曼分裂解决这种差异。这些结果以及对铟核合成的重新评价表明，太阳铟丰度接近陨石值，一些未识别的离子线导致了安静太阳光谱中的451.13 nm特征。
2007-11-14 astro-ph
Updated Toulouse solar models including the diffusion-circulation coupling and the effect of $μ$-gradients
新的太阳模型，这已经计算与最近的物理输入（核反应率，状态方程，不透明度，微观扩散）。旋转诱导的混合已经以包括由氦沉降诱导的$μ$ -梯度的反馈效应的方式引入。在计算中还增加了对流区下方速跃层区域的参数化。在模型中计算了声速，并与地震太阳进行了比较。我们最好的模型在一些细节描述。除了新的物理输入外，最重要的改进涉及太阳演化过程中的$μ$ -梯度的计算及其对减慢旋转诱导混合的影响。这个过程可以解释为什么锂在现在的太阳中耗尽，而铍却没有，同时为什么$^3$ He在太阳表面至少有3 Gyrs没有增加。
2004-01-27 astro-ph
Metal Abundance in the Solar Interior
结果表明，即使允许太阳中由于中微子振荡而发生中微子转换，太阳内部的金属丰度也受到当前太阳中微子实验的限制。结果表明，太阳内部的金属丰度应该是表面的0.4 - 1.4倍，这支持了太阳是由几乎均匀组成的气体云收缩形成的观点。
1997-06-18 astro-ph
Line formation in solar granulation VI. [C I], C I, CH and C2 lines and the photospheric C abundance
利用含时三维太阳大气流体动力学模型，从[Cl]、Cl、CH振转线、CH A-X电子线和C2 Swan电子线计算了太阳光球层碳丰度。对于CI线路，已经考虑了来自LTE的配置。事实证明，这些对于更强的线路越来越重要，并且对于消除LTE丰度与线路强度的趋势至关重要。非常令人满意的协议，发现在所有的原子和分子丰度诊断，尽管其广泛不同的线形成的灵敏度。基于四个主要丰度指标（[C I]，C I，CH振转，C_2 Swan）的太阳碳丰度的平均值为log C = 8.39 +/- 0.05，包括我们对可能的系统误差的最佳估计。一致的结果也来自CH电子线，我们已经降级到一个辅助作用，由于其灵敏度的线加宽。新的基于3D的太阳碳丰度明显低于先前使用1D模型大气研究中估计的丰度。
2004-10-28 astro-ph
A cosmic abundance standard: chemical homogeneity of the solar neighbourhood and the ISM dust-phase composition
一个有代表性的样本未演变的早期B型恒星在附近的OB协会和领域进行了分析，以前所未有的精度使用NLTE技术。由此产生的化学成分被发现是更丰富的金属和更均匀的比以前的工作所示。一个均方根散射的~10%的丰度被发现的六颗恒星（并证实了六个演变的恒星），相同的ISM气相丰度报告。提出了一个适用于现今太阳邻域的宇宙丰度标准，即氢、氦和金属的质量分数分别为X=0.715、Y=0.271和Z=0.014。与太阳光球丰度最近的3D辐射流体动力学模拟的太阳大气中的报告获得了很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用的宇宙丰度标准作为代理的本地ISM尘埃相组成的确定，把严格的观测约束尘埃模型。
2008-10-24 astro-ph
Abundance Ratios in Early-Type Galaxies
虽然越来越多的证据表明星系中的丰度比通常是非太阳系的，但它们还远未被理解。我恢复目前的非太阳丰度比的证据，补充Worthey（1998）最近的评论与一些新的结果。看来Mg/Fe丰度比只取决于星系的质量，而不是形成的时间尺度。对于大质量星系[Mg/Fe] > 0，而小星系显示太阳丰度比。关于其他元素丰度的信息很少，但新的证据表明[Ca/Fe]是太阳能的，或略低于太阳能，与α元素的预期相反。
1999-04-21 astro-ph
Solar Abundance of Elements from Neutron-Capture Cross Sections
在质量范围为25 ~ 207 amu的光球层中慢中子俘获的过量轻质产物证实了在质量范围为3 ~ 136 amu的太阳风中过量轻质同位素所记录的太阳质量分离[Solar Abstraction of the Elements，Meteoritics，volume 18，1983，pages 209 ~ 222]。两次测量都表明，太阳内部的主要元素是Fe，O，Ni，Si和S，就像岩石行星中的元素一样。
2004-12-19 astro-ph
Line formation in solar granulation: III. The photospheric Si and meteoritic Fe abundances
使用三维的，随时间变化的，不均匀的模型大气的太阳表面对流的现实流体动力学模拟，太阳光球硅丰度已被确定为日志Si = 7.51 +- 0.04。这与以前基于一维Holweger-Müller（1974）模型的估计值相比相差0.04 dex，其中一半归因于采用的模型大气，其余部分归因于改进的量子力学加宽处理。因此，所有陨石丰度都应向下调整相同的数额。特别是陨石铁丰度将是log Fe = 7.46 +- 0.01，与最近确定的光球铁丰度非常一致（Asplund等人，2000年b）。不幸的是，现有的不确定性阻止了对太阳中金属元素迁移的假设效应的观测确认。
2000-05-15 astro-ph
The solar photospheric abundance of phosphorus: results from co5bold 3D model atmospheres
目的：我们使用co 5 bold三维流体动力学模型大气来确定太阳磷的丰度。方法：高分辨率，高信号-噪声太阳光谱的PI线的多重1在1051-1068 nm进行比较，线形成计算co 5 bold太阳能模型大气。结果：由于Mult. 1.受3D效果影响较小。我们不能证实早些时候的索赔，由其他作者的太阳P丰度的向下修正0.1德克斯采用3D模型大气。关于其他恒星，我们发现适度（<0.1 dex）的3D丰度修正P在四个F矮模型大气中的不同金属丰度，最大的金属丰度最低。结论：我们的结论是，三维丰度校正通常是相当小的PI线在这项工作中研究。它们与贫金属恒星的关系不大，但在太阳中可能被忽略。
2007-08-12 astro-ph
