NLTE study of scandium in the Sun
本文研究了中性和单离化钪谱线在太阳光球中的形成。这项研究的目的是推导出钪线的太阳$\log gfε_{\odot}$（Sc）值，这将用于贫金属星的差异丰度分析。对模型原子进行了广泛的统计平衡计算，其中包括92项\ion{Sc}{i}和79项\ion{Sc}{ii}。光电离截面被假定为类氢。根据NLTE离差系数计算的合成线轮廓与观测到的太阳光谱图谱进行了比较。考虑了超精细结构（HFS）展宽。钪的统计平衡由缺失强线引起的\ion{Sc}{i}的强种群不足主导。它几乎不受相互作用参数变化的影响，对太阳大气模型的选择仅略微敏感。使用ODF模型进行的粗略测定导致太阳Sc丰度在$\logε_\odot = 3.07$和3.13之间，这取决于$f$值的选择。光球和陨石钪丰度之间的长期已知的差异被证实的实验$f$ -值。
2008-02-19 astro-ph
A NLTE study of neutral boron in solar-type stars
考虑偏离局部热力学平衡的影响（NLTE效应），研究了太阳型恒星大气中中性硼共振线的形成。后者是由于过度电离和光泵浦的共振线，都造成的热，非本地，紫外线辐射领域的线形成区域的组合。当使用假设局部热力学平衡（LTE）的分析方法时，它们会导致低估硼丰度。贫金属星HD 140283的249.7 nm共振线的丰度修正为$+$ 0.6 dex，南河三的$+$ 0.4 dex。没有显著的NLTE效应被预测为太阳。对Duncan等人（1992年）的HD 140283的结果进行丰度校正后，得出的B/Be比远高于铍的散斑生产所需的最低值。鉴于原子和大气的不确定性的结果的可靠性进行了讨论。除了光球层不均匀性的可能例外，这些似乎不太可能消除对HD 140283的影响。
1994-01-12 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants
明亮的BA-SG允许从NLTE物理和大质量恒星的演化到星系和宇宙学的化学演化的主题得到解决。本文讨论了一种用于BA-SGs定量光谱的混合NLTE技术。彻底的测试和首次应用的光谱合成方法提出了四个明亮的银河系物体。恒星参数是从光谱指标中获得的。该方法的内部精度允许1 σ-不确定度以Teff计降低到<1-2%，以log g计降低到0.05- 0.10 dex。元素丰度被确定为超过20种化学物质，其中许多天体物理学在NLTE中最有趣。NLTE计算减少了随机误差，并消除了分析中的系统趋势。不适当的LTE分析往往会系统地低估铁族丰度，高估轻元素和α过程元素丰度，平均高达2-3倍。与通常的假设相反，即使对于最弱的线，也可以发现~0.3dex的显著NLTE丰度校正。NLTE丰度的不确定度一般为0.05-0.10dex（随机）和~0.10dex（系统σ误差）。近太阳的丰度推导出较重的元素，和模式的指示与核处理的物质混合的轻元素。这意味着Eta Leo是一个蓝环的场景，而其他三个物体似乎直接从主序星演化而来。在最雄心勃勃的计算中，要考虑到数万条谱线，从而可以准确再现从可见光到近红外的整个观测光谱。这一先决条件的定量解释中分辨率光谱打开了BA-SGs作为通用的工具，河外恒星天文学超越本集团。（节略）
2005-09-22 astro-ph
NLTE Model of NGC 6543's Central Star and its Relation with the Surrounding Planetary Nebula
我们分析了行星状星云NGC 6543的中心恒星的化学成分的基础上详细的NLTE模型的恒星风。对数丰度为H=12.00，He=11.00，C=9.03，N=8.36，O=9.02，Si=8.19，P=5.53，S=7.57和Fe=7.24。与太阳丰度相比，除C过剩0.28 dex和Fe亏损$\sim 0.2$ dex外，大部分元素相对于氢具有太阳组成。相反，大多数以前的工作，我们发现，明星不是H-穷人，并有一个正常的他组成。这些丰度与在弥漫的X射线等离子体和星云气体中发现的丰度进行了比较。与等离子体发出的漫射X射线相比，恒星风中的铁元素要少得多。由于星云气体和X射线等离子体中的铁的损耗是相似的，我们得出结论，等离子体发射的漫射X射线是来自星云气体，而不是恒星风。在恒星风和星云复合线丰度之间获得了很好的一致性，为He，C和O相对于H。另一方面，推导出的恒星N丰度小于来自复合线的星云N丰度，并同意从碰撞激发线发现的丰度。由五种不同的方法确定的平均温度变化表明，复合线和碰撞激发线之间的星云丰度的差异可以解释为由于在化学均匀介质中的温度变化。
2008-02-25 astro-ph
Effects of Photospheric Temperature Inhomogeneities on Lithium Abundance Determinations (2D)
基于详细的二维辐射流体动力学（RHD）模拟，我们研究了对流引起的光球温度不均匀性对光谱测定锂丰度的影响。计算已经进行了太阳的情况下，并为一个贫金属矮星。考虑到NLTE效应，使用LiI的五能级原子模型。与传统的一维模型具有相同的有效温度和重力的比较。最终结果是，虽然LTE结果在1D和2D模型之间存在显着差异，特别是在金属贫乏的情况下，但当包括NLTE效应时，这并不成立：推断的NLTE Li丰度的1D/2D差异始终远低于0.1 dex。目前的计算仍然假设LTE在连续。计划在不久的将来进行新的计算，以消除这一假设。
2000-03-06 astro-ph
The NLTE formation of neutral-boron lines in cool stars
我们研究了在没有局部热力学平衡（LTE）假设的情况下，冷恒星模型大气网格中BI线的形成。非LTE建模包括与BI谐振线混合的其他线的影响。除了BI线非常强的情况之外，与谐振线相关的LTE的偏离可以被描述为过电离效应和光泵浦效应。这导致线比LTE中的弱，因此假设LTE的丰度分析会低估恒星硼的丰度。我们提出了非LTE丰度校正有用的改善来自B I 250 nm和209 nm线LTE假设下的丰度。将结果应用于文献数据表明，贫金属星中的B/Fe比是恒定的。
1996-01-25 astro-ph
Formation of MnI lines in the solar atmosphere
我们提出了一个详细的NLTE分析太阳光谱中的39 MnI线。研究了NLTE效应对谱线形成和元素丰度的影响。我们的目标是推导出锰谱线的太阳gfe值，这将在以后的贫金属星的丰度差分析中使用。光谱合成的方法，这是基于一个太阳模式大气与初始指定的元素丰度。锰丰度为5.47 dex，用于理论上的线覆盖模式大气。模型原子，其中包括245和213水平MnI和MnII，分别进行统计平衡计算。光电离截面假设氢。对于线合成，根据Anstee & O'Mara的形式主义计算范德华展宽。结果表明，Mn谱线的超精细结构也具有很强的展宽效应，在太阳大气中，Mn更容易产生NLTE效应。NLTE效应的性质和LTE方法的有效性进行了详细讨论。光电离和碰撞相互作用的作用进行了研究。
2007-07-27 astro-ph
Behavior of Sulfur Abundances in Metal-Poor Giants and Dwarfs
6颗贫金属巨星和61颗矮星中硫的LTE和NLTE丰度利用我们观测到的和用\Francois测量到的\SI 8693.9和8694.6的高分辨率、高信噪比谱线，在-3 \lsim [Fe/H] \lsim $+0.5$的范围内探测了62个矮星，包括太阳（1987，1988）和Clegg等人（1981）。在S丰度的NLTE效应被发现是小的，几乎可以忽略不计。随着[Fe/H]的降低，[S/Fe]与[Fe/H]呈线性增加趋势，没有平台。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现，在[S/Fe]的NLTE行为中，增加趋势的斜率为-0.25，这与在[O/Fe]中观察到的结果相当。观测到的S的行为可能需要银河系的化学演化模型，其中包括超新星核合成和/或延迟沉积到星际介质的情况。
2002-03-14 astro-ph
NLTE analyses of sdB stars: progress and prospects
我们报告的混合非LTE分析的高分辨率，高S/N光谱的富氦亚矮星B星Feige 49和氦贫sdB HD205805的初步结果。非LTE效应被发现有显着的恒星参数和丰度测定的影响。特别是HeI线显示出与细致平衡的显著偏差，计算的等效宽度增强了约35%。金属（C，N，O，Mg，S）的非LTE丰度校正平均约为0.05-0.25 dex，而单个跃迁的校正高达约0.7 dex。非LTE方法减少了丰度测定中的系统趋势和统计不确定性。因此，非LTE分析的对象的更大的样本有可能把更严格的限制的形成历史的不同sdB人口比目前讨论的。
2005-12-06 astro-ph
Sodium abundances in nearby disk stars
我们目前的钠丰度附近的恒星样本。所有的结果都来自NLTE统计平衡计算。与电子和氢原子的碰撞相互作用的影响进行评估，通过比较的太阳光谱非常精确的适合钠I线的核心。NLTE效应在贫金属恒星中更为明显，因为统计平衡主要由碰撞控制，碰撞中至少电子成分大大减少。对钠丰度测定的影响方向与以前发现的Mg和Al相反。在[Fe/H]约为-0.6的厚盘星中，NLTE修正约为-0.1。我们的[Na/Fe]丰度比是关于厚盘和薄盘恒星的太阳。证实了Edvardsson等人（1993）发现的富金属恒星[Na/Fe]随[Fe/H]的增加而增加的现象。我们的研究结果表明，钠产额增加的金属丰度，相当大量的钠可能是由AGB星产生。我们发现，[Na/Fe]比，与[Mg/Fe]比，运动学数据或恒星演化年龄，使薄和厚盘成员之间的个人歧视。
2004-05-27 astro-ph
Boron in the very metal-poor star BD-13 3442
利用哈勃太空望远镜（HST）的戈达德高分辨率摄谱仪（GHRS）对BD-13 3442的硼2500 A区域进行了观测。在[Fe/H]=-3.00的金属丰度下，它是B星中所观测到的最贫金属的恒星。近26小时的暴露时间导致了检测。使用最新的Kurucz模型大气进行光谱合成，得出LTE硼丰度log e（B）=0.01 +/- 0.20。这个值与Duncan等1997年在10颗晕和盘星中发现的log e（B[LTE]）与[Fe/H]之间的斜率约为1.0的线性关系一致。使用Kiselman和Carlsson（1996年）的NLTE校正，NLTE硼丰度为log e（B）=0.93 +/- 0.20。这也与Duncan等人（1997年）确定的NLTE关系一致，其中log e（B[NLTE]）与[Fe/H]的斜率约为0.7。这些数据支持了一个模型，其中大部分的B和Be的生产来自高能C和O核到质子和He核的溅射，可能在恒星形成区域的大质量超新星附近，而不是宇宙射线质子和α粒子到一般星际介质中的CNO核的溅射。
1998-03-12 astro-ph
A grid of synthetic ionizing spectra for very hot compact stars from NLTE model atmospheres
行星状星云性质的精确分析在很大程度上依赖于良好的恒星电离光谱模型。在UV-X射线波长范围内的观测以及NLTE模型对它们的激发星光谱的计算表明，黑体通量和仅由氢和氦组成的“标准”NLTE大气模型都不是很好的近似。从这些合成光谱与观察到的光谱在能量高于54 eV（He II基态）的强烈差异可以归因于忽略的金属线覆盖。真实模拟紫外-X射线波长范围内热恒星的出射通量需要金属线覆盖的NLTE模型大气，其中包括从氢到铁族的所有元素。为此，我们提出了一个网格（太阳和晕丰度比）的金属线覆盖的NLTE模型大气通量，其中包括行星状星云的中心恒星的参数范围。
2003-03-20 astro-ph
Atmospheric models of red giants with massive scale NLTE
我们提出了平面平行和球形LTE和NLTE大气模型的各种恒星参数的红巨星大角星（α Boo，HD124897，HR5340），并研究其能力，以适应测量的绝对流量分布。我们的NLTE模型包括了NLTE中的数万条最强线，我们分别研究了在NLTE中处理轻金属和铁族元素Fe和Ti的影响。我们发现Fe族元素对模型结构和通量分布的NLTE效应比所有轻金属组合的NLTE效应要重要得多，并且由于NLTE Fe过电离而大大增加了紫色和近紫外通量水平。LTE和NLTE模型预测的蓝光和紫外波段的通量比观测到的要多得多。我们发现，在中等金属贫金属量范围内，NLTE对整体UV通量水平的影响随着金属量的降低而降低。这些结果表明，模型中可能仍然缺少重要的UV不透明度。我们发现，太阳的金属量类似的光谱类型的大角星巨星的模型很好地拟合这些恒星从红色到近紫外波段的观测流量分布。这表明，蓝色和近紫外线通量的差异是金属依赖性，增加与金属减少。
2003-06-25 astro-ph
NLTE determination of the sodium abundance in a homogeneous sample of extremely metal-poor stars
极贫金属（EMP）恒星的像差比很好地指示了银河系演化最早阶段气体的化学成分。LTE分析发现，在金属丰度较低的情况下，与大多数其他元素相比，[Na/Fe]与[Fe/H]的离散度惊人地大，在巨星中，[Na/Fe]随着金属丰度的降低而降低。众所周知，钠线的形成对非LTE效应非常敏感，为了牢固地建立早期银河系中钠丰度的行为，我们使用了在VLT用UVES获得的EMP星样本的高质量观测，并且我们考虑了钠的非LTE线形成。用改进的MULTI程序计算了54颗EMP巨星和关闭星（其中33颗[Fe/H]< -3.0）的两条钠D共振线（在EMP星的光谱中只有这些钠线是可探测的）的轮廓，并与观测光谱进行了比较。在-4 <[Fe/H]<-2.5范围内的这些新测定中，[Na/Fe]和[Na/Mg]几乎是恒定的，具有低散射。在关闭恒星和“未混合”巨星（位于低RGB）中：[Na/Fe] = -0.21 +/- 0.13或[Na/Mg] = -0.45 +/- 0.16。这些值与最近在附近贫金属星中测定的[Na/Fe]和[Na/Mg]值吻合得很好。此外，我们确认所有的富钠星都是“混合”星（即，巨人位于碰撞后，经历了额外的混合）。没有一颗关闭的恒星富含钠。因此，在某些混合巨星中观察到的钠增强很可能是深度混合的结果。
2007-01-09 astro-ph
NLTE effects of Ti~I in M dwarfs and giants
本文给出了冷矮星和巨星模型大气中NLTE Ti~I的详细计算。对一个具有395个能级和5279个束缚-束缚初级跃迁的Ti~I模型原子进行了完全自洽的NLTE处理，讨论了该原子偏离LTE对冷星光谱中Ti~I线和TiO分子带强度的影响.结果表明，在所研究的大气参数范围内，LTE对Ti~I线的形成是一个很差的近似，正如冷星中低碰撞率所预期的那样。在分子谱线形成区，Ti~I过电离对TiO数密度和TiO分子不透明度的二次效应在较小的参数范围内可以忽略。
1997-05-09 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
Oxygen in the Very Early Galaxy
用WHT/UES、HIKI/HIRES和VLT/UVES高分辨率、高信噪比光谱测量了7771- 5 A处的氧三线态和近紫外OH线，得到了一个超贫金属亚矮星样品中的氧丰度。我们的Fe丰度是在LTE中得出的，然后根据Thevenin和Idiart（1999）对NLTE效应进行校正。新的氧丰度证实了先前的发现，即氧与铁的比率从太阳金属丰度到[Fe/H]-3以-0.33+-0.02的斜率逐渐线性上升。如果不考虑Fe NLTE校正，则会获得略高的斜率。在[Fe/H]= -2.5以下，我们的恒星显示[O/Fe]比高达~ 1.17（G64-12），这可以解释为在晕形成的非常早期氧过量生产的证据，可能与非常大质量的祖星的超新星事件有关。我们发现，Fulbright和Kraft（1999）基于两颗贫金属星的LTE Fe分析给出的反对这种线性趋势的论点，在进行NLTE分析时不能成立。使用1-D模型，我们对BD +23 3130的三个氧指示剂的分析给出了0.16 dex内的一致丰度和0.91的平均[O/Fe]比。
2001-01-03 astro-ph
Oxygen abundances in planet-harbouring stars. Comparison of different abundance indicators
我们提出了一个详细的和统一的研究氧丰度在155个太阳型恒星，其中96个是行星的主机和59个形成的体积有限的比较样本的一部分，没有已知的行星。EW测量进行了[O I] 6300线和O I三重态，和光谱合成进行了几个OH线。计算NLTE校正，并将其应用于从O I 7771-5三重峰得到的LTE丰度结果。分别在103、87和77颗矮星中获得了来自[O I]、O I三重态和近紫外OH的丰度。我们提出了第一个详细的和统一的比较，这三个氧指标在一个大样本的太阳型恒星。有很好的协议之间的[O/H]比率从禁止和OH线，而NLTE三重态显示系统较低的丰度。我们发现，在大多数情况下，OH，[O I]和O I三重态之间的差异不超过0.2 dex。我们研究了行星宿主和比较样本恒星的丰度趋势，没有发现与行星存在有关的明显异常。所有这三个指标都表明，平均而言，在金属丰度范围-0.8<[Fe/H]<0.5内，[O/Fe]随[Fe/H]减少。相对于比较样本，行星的宿主恒星平均氧过剩0.1-0.2dex。
2005-09-13 astro-ph
Radiation-driven winds of hot stars. XIII. A description of NLTE line blocking and blanketing towards realistic models of expanding atmospheres
我们提出了显着的改进，我们的方法在构建详细的大气模型和合成光谱的热发光恒星：1。对线路阻塞和覆盖的复杂而一致的描述。我们的解决方案的概念，使线阻塞的影响电离通量（主要是EUV和UV的影响）在相同的质量作为合成的高分辨率光谱代表的可观察区域。在能量平衡中适当地考虑了线路覆盖。2.一个大大改进和增强的原子数据档案提供了一个详细的多级NLTE处理的金属离子（从C到Zn）和线阻塞和辐射线加速的充分代表的基础。3.修订后的包括由冲击加热物质产生的冷却区产生的EUV和X射线辐射。这种新的工具不仅提供了一个易于使用的方法O-星诊断，从而物理约束的性质，恒星风，恒星参数和丰度可以通过比较观测和合成光谱，但也允许天体物理学的重要信息的电离通量的热恒星被自动确定。说明这一点的结果进行了讨论，通过一个基本的模型网格计算的O-恒星与太阳金属丰度。为了进一步证明我们的新方法的天体物理潜力，我们提供了第一个详细的光谱诊断测定的恒星参数，风参数和丰度的一个示例性的应用O9.5Ia超巨星α凸轮。
2000-11-06 astro-ph
Center-to-Limb Variation of Solar Line Profiles as a Test of NLTE Line Formation Calculations
我们提出了新的观测中心到肢体变化的谱线在安静的太阳。我们的长缝光谱校正散射光，这相当于连续强度的4- 8%，通过与圆盘中心的傅立叶变换光谱比较。我们研究的非弹性碰撞与中性氢在NLTE线形成计算的氧红外三重态，和钠I 6160.8 A线的效果。采用经典的一维理论模型大气，我们发现，钠过渡，形成在更高的层，更有效地热化氢碰撞比高激发氧线。这一结果似乎是太阳光球层中NH/Ne比值随深度减小的简单结果。在LTE和NLTE条件下，研究了所选线路的中心到边缘的变化。在NLTE分析中，与氢原子的非弹性碰撞被认为是一个简单的近似或忽略，试图测试这种近似的有效性。对于钠线的研究，最好的协议之间的理论和观察发生时，NLTE被认为是和非弹性碰撞与氢被忽略的速率方程。氧三重态的分析得益于使用LTE三维模型大气和NLTE谱线形成的非常详细的计算。卡方 **2统计有利于包括氢碰撞与采用的近似，但在这种情况下得到的氧丰度是显着高于从OH红外跃迁得到的值。
2004-05-07 astro-ph
Chemical composition of Galactic OB stars I. CNO abundances in O9 stars
我们提出了银河系中四颗O 9星的NLTE丰度，以及它们的恒星参数$T_{\rm eff}$、$\log g$、$ε$（He）和微湍流的新测定。这些新的分析考虑到了{ \it线阻塞}的影响，在光谱合成与我们的经典NLTE，平面平行和流体静力学模型的大气。样本包括三颗O 9 He正常恒星：两颗矮星HD 214680和HD 34078，一颗超巨星HD 209975，以及一颗快速旋转的巨星HD 191423，其初始He丰度很高，$ε$（He）=0.20。我们首先发现，在快速旋转体的光谱合成中考虑微湍流导致相当低的He丰度，$ε$（He）=0.12。这三颗He正常星的CNO丰度与文献中没有混合证据的银河系B矮星的值非常一致，表明它们都具有相同的化学成分。我们还讨论了超巨星HD 209975可能的CNO污染。对于快速旋转体，我们发现，丰度显示的CNO污染的趋势：一个N的过剩与C和O的亏损。我们的恒星的N/C和N/O比作为其投影旋转速度的函数与Meynet & Maeder [Mey&Mae00]最近进化模型的预测一致。
2002-04-12 astro-ph
The solar oxygen crisis: Probably not the last word
在这项工作中，我们提出了支持最近的主张，主张向下修订的太阳氧丰度。我们的分析采用空间分辨光谱偏振观测，包括在6302度的\FeI线和\OI红外三重态7774度在安静的太阳。我们利用\FeI谱线重建了大气的三维热磁结构。然后采用同时的\OI观测来确定每个像素处的氧丰度，使用LTE和非LTE（NLTE）方法来进行辐射转移。以这种方式，我们获得\lgEO =8.63（NLTE）和8.93（LTE）dex的值。我们发现了一个令人不安的波动的氧丰度的视野。这可能是一个伪像，表明即使采用这种相对完善的策略，重要的物理成分仍然在图片中缺失。通过研究丰度的空间分布，我们估计现实的置信限约为0.1德克斯。
2007-03-26 astro-ph
Kinetic equilibrium of iron in the atmospheres of cool dwarf stars II. Weak Fe I lines in the solar spectrum
NLTE线形成计算的FeI在太阳大气中的扩展，包括弱光学线。以前建立的原子模型被用来区分不同的处理碰撞相互作用过程的方式。为了从强线和弱线得到一个共同的太阳能FeI丰度，需要微调微湍流速度参数和范德华阻尼常数。太阳FeI丰度的基础上，所有可用的f值占主导地位的大分散已经发现较强的线。特别是May等人和O'Brian等人工作中的大量数据不足以进行精确的丰度工作。根据汉诺威和牛津小组单独测量的f值，FeI LTE丰度为eps（FeI，Sun）=7.57，经验值为eps（FeI，Sun）= 7.48。7.51线覆盖太阳能模型。太阳Fe离子化平衡得到不同的原子和大气模型排除了NLTE原子模型与氢碰撞效率低。与论文I不同的是，它现在与实验室FeII的所有类型的线覆盖模型的f值更好地一致。我们最终的模型假设与单一的太阳铁丰度eps（Fe，Sun）= 7.48一致。7.51由NLTE谱线形成计算得到的结果是：（a）谱线覆盖的太阳模型大气，（b）氢碰撞率为标准值的0.5 0.15与Anstee & O'Mara的计算相比，取决于S_H，（e）由Schnabel等人发表的FeII f值，和（f）汉诺威和牛津小组发表的FeI f值。
2001-10-29 astro-ph
Calculation of Synthetic Ionizing Spectra for Planetary Nebulae
我们提出了一个新的网格（太阳和晕丰度比）的国家的最先进的完全线覆盖的NLTE模型大气，其中包括行星状星云的中心恒星的参数范围。该网格可在万维网上找到。
2002-01-17 astro-ph
Metal abundances in PG1159 stars from Chandra and FUSE spectroscopy
我们调查了三颗PG 1159星的FUSE光谱，没有发现任何铁谱线的证据。从与NLTE模型的比较中，我们得出1-1.5 dex的不足。我们推测铁被转化成了较重的元素。本文分析了一颗独特的缺H和He星H1504+65的软X射线Chandra谱。我们发现了高的氖和镁丰度，并确认H1504+65是一个C-O或O-Ne-Mg白矮星的裸核。
2002-08-28 astro-ph
