Stellar abundance analyses in the light of 3D hydrodynamical model atmospheres
我介绍了最近的进展，在三维流体动力学模型的大气和三维线的形成和它们的应用，晚型恒星的恒星丰度分析。这样的3D研究去除了经典1D研究中固有的自由参数（混合长度参数，宏观和微观湍流），但在再现大量观测约束（如详细的线形和不对称性）方面非常成功。通过讨论太阳和贫金属恒星中的氧丰度，说明了它们的丰度分析潜力，它们似乎解决了长期存在的问题，并显着改变了推断的结论。
2003-02-20 astro-ph
$^7$Li Abundances in Halo Stars: Testing Stellar Evolution Models and the Primordial $^7$Li Abundance
为了确定原始$^7$ Li丰度，并通过与Thorburn（1994）观测到的贫金属晕星Li丰度数据库的比较来检验现有的恒星演化模型，计算了大量[Fe/H] = -2.3和-3.3的恒星演化模型。标准模型很好地拟合了观测到的温度高于5600 K的恒星中的Li丰度。他们预测原始$^7$ Li丰度为Log N（Li）= 2.24 \pm 0.03 $. Models which include microscopic diffusion predict a downward curvature in the $ ^7 $Li destruction isochrones at hot temperatures which is not present in the observations. Thus, the observations clearly rule out models which include uninhibited microscopic diffusion of $ ^7 $Li from the surface of the star. The [Fe/H] = -2.3 stellar models which include both diffusion and rotational mixing provide an excellent match to t…
1994-03-21 astro-ph
Nucleosynthesis: Stellar and Solar Abundances and Atomic Data
抽象观测表明存在经常令人惊讶的大量中子俘获（即，s-和r-过程）的元素。这些观测提供了对银河系中最早几代恒星的性质的深入了解-晕星的祖先-负责中子捕获合成。丰度趋势的比较可以用来了解银河系的化学演化和重元素核合成的性质。此外，现在可以根据长寿命放射性核丰度确定年龄。这些恒星丰度的测定主要依赖于原子数据。最近已经获得了一些元素的改进的实验室跃迁几率。这些新的gf值已被用来大大改善在太阳光球和非常贫金属的星系晕星的中子捕获元素丰度的丰度。令人惊讶的是，新确定的恒星丰度与（相对）太阳系r-过程模式一致，也与这种中子俘获核合成的丰度预测一致。
2006-05-04 astro-ph
Nebular vs. Stellar Wind Abundances in NGC 6543
钱德拉天文台对行星状星云NGC 6543的观测结果的早期分析表明，X射线发射区的位置和推导出的温度与对该天体测量的丰度不一致（Chu et al. 2001）。我们重新审视了对该来源的观察（在对后处理和提取软件进行重大更新之后），以便提出解决这一明显异常的方案。我们使用从红外线，光学和紫外线观测中发现的丰度进行重新分析，表明NGC 6543的X射线发射的位置和温度与该源的星云丰度一致。
2003-05-08 astro-ph
Abundance Ratios in Composite Stellar Populations with special emphasis on Elliptical Galaxies
我们统一的化学和分光光度演化代码允许同时研究ISM丰度的一系列元素和光谱特性的恒星星族在我们的模型星系。我们使用恒星的演化轨迹，产量，光谱，颜色和吸收指数校准5个不同的金属丰度和帐户的连续几代恒星的初始金属丰度的增加。对于任何类型的恒星系统，根据恒星形成历史和IMF的描述，我们可以直接比较气体和恒星丰度比的时间演化。螺旋星系模型，成功地再现光谱特性，以及ISM附近的模板丰度相结合的宇宙模型和阻尼莱曼$α$吸收器相比。对于早期类型的星系的各种形成的dupi-初始单片崩溃，螺旋螺旋合并，分层的形成-测试相对于其预测的光谱能量分布从UV到NIR和吸收指数和指数比，例如[MgFe]。
1997-11-10 astro-ph
Stellar Abundances in Local Group Galaxies with the VLT
在这里，我们描述了一些我们的最新结果，从测量详细的丰度在本群矮星系的VLT。结合光谱丰度与色-星等图，可以有效地测量这些星系随时间的详细化学演化。虽然还没有显着数量的个别恒星观察到在本地集团矮星系的均匀性的丰度模式的大多数恒星在星系中有非常不同的恒星形成的历史必须暗示在这些小系统中的所有恒星形成的一般属性。
2004-02-12 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to the Near the Main Sequence in M71: I. Sample Selection, Observing Strategy and Stellar Parameters
我们提出的样品的丰度分析的25个成员的M71的光度范围从红巨星分支顶端的上部主序列。光谱具有高色散和高精度。我们描述的观测策略和确定的恒星参数的样本星使用宽带颜色和拟合的H $α$配置文件。对于一个固定的log g，导出的恒星参数与Yale $^2$恒星演化轨迹的结果在50 - 100 K范围内是一致的，这在不确定度的范围内。
2001-05-22 astro-ph
Stellar Abundances in Dwarf Irregular Galaxies
矮不规则星系似乎经历了非常缓慢的化学演化，因为它们的星云丰度很低，但在过去的15 Gyr中，它们的恒星正在形成。它们距离太远，红巨星丰度分析无法检查其化学演化的细节，然而孤立的亮蓝色超巨星确实让我们能够确定它们现在的铁丰度，以与恒星和星云的α元素结果进行比较。四个本星系群矮不规则星系（NGC 6822、WLM、六分仪A和GR 8）的[α/Fe]比似乎都具有太阳比，而不管它们的金属丰度和恒星形成历史的差异。令人惊讶的是，WLM的恒星金属丰度是星云氧丰度的三倍。我们比较的[α/Fe]比值在矮不规则的红巨星支恒星在矮球状星系的最近分析，也阻尼Ly-alpha系统，并讨论这些模型预测的背景下。
2003-05-12 astro-ph
Age, metallicity and alpha-elements abundance in stellar population
我们建立了高分辨率和可变α元素增强的恒星星族的模拟光谱。分析银河系球状星团的光谱，我们表明，它是可能的，可靠和有效地获得[Mg/Fe]使用沿视线积分的光谱。这些详细的测量为研究星系和星团的浓缩过程开辟了前景。
2007-08-13 astro-ph
Stellar Abundances: Recent and Foreseeable Trends
从恒星光谱确定化学丰度被认为是天体物理学的一个成熟领域。恒星的数字光谱是用标准技术记录和处理的，就像生物科学中的样本一样。然而，不确定性通常超过20%，并且由系统误差主导。本文的第一部分讨论了为减少测量误差而正在做的工作，以及没有做但应该做的工作。第二部分集中在一些最令人兴奋的应用恒星光谱学在舞台上的星系结构和演化，起源的化学元素，和宇宙学。
2006-01-16 astro-ph
First Stellar Abundances in the Dwarf Irregular Galaxy Sextans A
利用VLT紫外可见光谱仪的高分辨光谱对矮不规则星系六分仪A中的三颗孤立的A型超巨星进行了丰度分析。详细的模型大气分析已被用来确定恒星大气参数和恒星的元素丰度。这三颗恒星的平均铁族丰度为[（Fe II，Cr II）/H]=-0.99+/-0.04+/-0.06。这是第一次测定六分仪A的现今铁族丰度。这三颗恒星现在代表了最贫金属的大质量恒星，已经进行了详细的丰度分析。恒星α元素的平均丰度由α元素镁确定为[α（MgI）/H]=-1.09+/-0.02+/-0.19。这是在很好的协议与星云α元素丰度确定从氧在H II区域。这些结果是一致的，从恒星到恒星，没有显着的空间变化超过0.8千秒差距的长度在六分仪A。这支持了对矮不规则星系的星云丰度研究，在那里发现了均匀的氧丰度，并反对原位富集。α/Fe丰度比为[α（MgI）/FeII，CrII]=-0.11+/-0.02+/-0.10，与太阳比一致。这与其他本星系群矮不规则星系的A超巨星分析结果一致，但与银河系中贫金属恒星的高[α/Fe]结果形成鲜明对比，并且在六分仪A中的这三颗恒星中最清楚，因为它们的金属丰度较低。低的[α/Fe]比值与矮星系缓慢的化学演化相一致，这是通过对它们的恒星星族进行分析得出的。
2004-01-21 astro-ph
Stellar abundance patterns. What is the possible level of completeness today ?
本文讨论了增加恒星光谱中化学元素数目的途径。我们可以通过使用光谱合成方法，新的原子数据和观测恒星光谱的分辨率与太阳光谱图谱。我们展示了两个这样的研究的例子。第一个是对著名的Przybylski星实施新的原子数据。我们表明，谱线的数量，这可以在这颗恒星的光谱识别可以显着更高。第二个例子是对天鹅座ζ的调查。我们在这颗温和的钡星的大气中发现了51种元素的丰度。
2003-08-20 astro-ph
Stellar Abundances in Giant Stars in the Metal-Rich Globular Cluster NGC6528
我们提出了详细的丰度分析的第一个结果，VLT观测的基础上，在非常丰富的金属球状星团NGC 6528的巨星。我们将能够将水平分支丰度（例如参见Carretta et al. 2001）与更明亮的巨星（参见CMD）联系起来。对于非常相似的星团NGC 6553，对不同类型恒星的研究得出了非常不同的结果。我们对三颗恒星的第一次分析似乎表明，如果使用一组同质的模型和参数，不同种类的恒星确实显示出相似的丰度。
2002-11-11 astro-ph
Stellar Abundances in Young and Intermediate Age GCs
球状星团（GC）的形成似乎是一种普遍的恒星形成模式，在极端的恒星爆发所触发的强相互作用和合并的大质量气体丰富的星系。我们使用我们详细的化学一致的进化合成模型的螺旋星系预测恒星的丰度和丰度比的第二代GC作为其年龄或形成红移的函数。与观测到的最近在正在进行的交互作用（NGC 4038/39）和合并残留物（NGC 7252）中形成的年轻星团的光谱进行比较是令人鼓舞的。年轻星系团和中间星系团以及具有双峰色分布的椭圆星系团/S 0星系团的红峰色分布的丰度和丰度比（及其各自的分布），预示着这些星系团的形成过程和环境的大量信息。在10米级望远镜上，不仅可以观测到明亮的年轻星系团，而且可以观测到E/S 0星系中具有代表性的“老”GC种群。
2003-10-21 astro-ph
Planetary Nebula Abundances, Stellar Yields, And The Galactic Evolution of C-12 and N-14
介绍了一个旨在了解小样本行星状星云中He、C、N、O、Ne、S和Ar丰度模式的项目。O/H、C/O和N/O的绝对丰度比相对于它们的太阳值特别显示了一个很宽的范围，用于解释这些模式的AGB恒星演化模型表明，合理的祖星质量和金属丰度范围足以解释观测到的丰度分布。从这些相同的模型推断的中等质量恒星的化学产额被用来计算太阳附近的化学演化模型。这些模型表明，中等质量恒星大约占该区域C-12的一半，几乎占所有N-14。
1997-07-02 astro-ph
Detailed Chemical Abundances of Extragalactic Globular Clusters
我们概述了一种方法来测量河外（未解决的）球状星团（GC）的详细化学成分从阶梯光谱的积分光。我们的目标是使用这种方法来测量遥远螺旋星系和椭圆星系中GC的丰度模式，以限制它们的形成历史。为了开发这种技术，我们通过在曝光过程中扫描整个星系团，获得了银河系和LMC中分辨GC的集成光谱的“训练集”。我们的训练集还包括GC中单个恒星的光谱，从中可以以正常方式获得丰度，以检查我们的积分光结果。我们在这里介绍了我们的训练集NGC 104（47 Tuc）中的一个GC的初步集成光分析，并概述了分析中使用的一些技术和遇到的问题。
2005-07-01 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
Asteroseismic determination of helium abundance in stellar envelopes
太阳振荡的中间度模式以前曾被用来确定太阳氦丰度的高精度。然而，我们不能指望在其他恒星中观察到这种模式。在这项工作中，我们调查是否可以使用低度模式，应该从天基asteroseismology任务，以确定氦丰度，Y，在恒星信封具有足够的精度。我们发现，由氦第二电离区中的Γ_1压低引起的频率振荡信号可以用来确定低质量主序星的包层氦丰度。对于1/10^4的频率误差，我们预计估计的氦丰度的误差σ_Y范围为0.03（0.8M_sun星）至0.01（1.2M_sun星）。在演化的恒星中，如亚巨星，这个任务更加复杂，但如果频率的相对误差小于10^{-4}，仍然是可行的。
2004-02-15 astro-ph
The Age, Metallicity and Alpha-Element Abundance of Galactic Globular Clusters from Single Stellar Population Models
建立可靠的恒星星族参数可以测量是至关重要的河外天文学。银河GC提供了一个很好的媒介来测试单一恒星星族（SSP）模型的一致性，因为它们应该是我们对均匀（单一）恒星星族的最佳模拟。在这里，我们提出了年龄，金属丰度和$α$ -元素丰度测量的48个银河系球状星团（GC）确定的综合光谱使用舔指数和SSP模型从托马斯，马拉斯顿和科恩，Lee & Worthey和Vazdekis等人通过将我们的新测量结果与独立测定结果进行比较，我们能够评估这些SSP得出一致结果的能力-这是应用于像星系这样的异质恒星星族之前的一个关键要求。我们发现，金属丰度的测定是非常强大的，在这里检查的所有模型，包括一系列的增强方法显示出良好的协议。年龄和$α$元素丰度对于我们模型的一个子集是准确的，但需要注意的是，这些参数在银河系GC中的范围是有限的。我们能够表明，已公布的利克指数响应函数的应用程序与固定的丰度比模型，使我们能够测量合理的$α$元素丰度从各种模型。我们还研究了SSP模型预测的年龄-金属丰度和[ $α$ /Fe]-金属丰度关系，并讨论了不同模型水平分支形态对我们整体结果的可能影响。
2007-05-31 astro-ph
A New Look At Carbon Abundances In Planetary Nebulae. IV. Implications For Stellar Nucleosynthesis
本文是关于一个项目的第四份也是最后一份报告，该项目旨在研究行星状星云样本中的碳丰度，这些星云代表了广泛的祖先质量和金属丰度。我们提出了三个银河系行星状星云IC 418，NGC 2392和NGC 3242的新获得的光学分光光度数据，并将它们与IUE最终档案中每个星云中相同位置的UV数据相结合，以确定每个对象中一个或多个位置的He，C，N，O和Ne的准确丰度。然后，我们收集这些元素的丰度为整个样本，并将它们与理论预测的行星状星云丰度从网格的中等质量的恒星模型。我们发现观测和理论之间有一定的一致性，这为我们目前对出生质量低于8 M_o的恒星核合成的理解提供了适度的支持。总的来说，我们认为，观测到的丰度与理论预测一致，在一个数量级内，但可能不超过2或3倍。但是，即使是观测和理论之间的这种一致性，也增强了已发表的中等质量恒星碳和氮产量在研究这些元素丰度演化方面的有效性。
1999-10-19 astro-ph
Cosmic abundances: The impact of stellar duplicity
对于越来越多的恒星类别（经典和矮钡星、次巨星和巨星CH星、不含锝的S星、黄色共生星、WIRRING星、行星状星云的类Abell-35核.），质量转移方案将化学特性与恒星的双重性联系起来。尽管取得了这些成功，传质方案仍然面临着几个问题：什么是传质模式？为什么矮钡星的轨道根数与经典钡星的轨道根数不完全匹配？钡矮星中少数非双星的起源是什么？本文回顾了这些开放的问题。
2004-10-27 astro-ph
Implications of WMAP observations on Li abundance and stellar evolution models
WMAP对重子-光子比的测定表明，通过大爆炸核合成，宇宙学上的Li丰度比在最古老的Pop II恒星中观察到的Li丰度平台大2 ~ 3倍。然而，不可避免的是，在[Fe/H] <-1.5的Pop II场星的演化过程中，表面Li丰度至少减少了1.6到2.0倍。从恒星演化模型中可以预期，观测到的Li低于宇宙学产生的Li。由于在关闭时，大部分锂丰度的减少是由重力沉降引起的，因此也可以理解在一些关闭的恒星中存在锂6。鉴于WMAP对Li宇宙学丰度和Li Spite高原的影响可以自然地用弱湍流存在下的引力沉降来解释，因此似乎不需要像一些作者所建议的那样需要奇异物理。相反，有必要更好地了解恒星辐射区的湍流传输。这需要从第一原理进行模拟。相当严格的上限湍流运输确定的太阳和Pop II恒星。
2004-09-28 astro-ph
Lambda-Cold Dark Matter, Stellar Feedback, and the Galactic Halo Abundance Pattern
（节略）恒星晕的等级形成方案需要矮星系的吸积和分裂，但与矮球状（dSph）星系中类似的低金属丰度恒星相比，低金属丰度晕星富含α元素。我们解决这个主要的挑战，为恒星晕的层次结构的形成方案相结合的化学演化模型与宇宙学动机的质量吸积历史的银河系暗晕及其卫星。我们表明，恒星晕和矮星系的丰度模式可以解释自然的LCDM框架内。我们的解决方案从根本上依赖于LCDM模型的预测，即恒星晕中的大多数恒星都是在几个相对大质量的、约5 x 10^10 Msun、矮不规则（dIrr）大小的暗物质晕中形成的，这些暗物质在过去约10 Gyr被吸积和破坏。这些系统必然有短暂而快速的恒星形成历史，主要是由II型超新星和增强的[a/Fe]丰度的宿主恒星富集。相比之下，矮球状星系存在于~10^9 Msun的低质量暗物质宿主中，超新星风在设定观测到的中间[a/Fe]比值方面很重要。我们的模型包括从Ia型和II型超新星以及恒星风的富集，并包括一个物理动机的超新星反馈处方校准，以重现当地矮星系恒星质量-金属丰度关系。我们使用的暗物质晕类型的代表性例子，我们预计主机被摧毁的"恒星晕祖“的矮，一个幸存的dIrr，和一个幸存的dSph星系，并显示其衍生的丰度模式，恒星质量和气体质量与观察到的每种类型的系统是一致的。
2005-12-19 astro-ph
Abundance Anomalies in Galactic Globular Clusters - Looking for the Stellar Culprits
银河系球状星团恒星的丰度模式是它们在磁场中所不具有的。从最近对GC关闭恒星的光谱观测中可以清楚地看到，这些丰度异常已经存在于形成所观测到的恒星的气体中。这无可争议地支持了所谓的自富集理论，根据该理论，大部分GC低质量恒星是由高温下氢燃烧处理的物质形成的，然后被更大质量和更快演化的恒星（可能与一些原始气体混合）所丢失。在这个框架内，我们提出了一种新的方法来获得初始质量函数的污染星。
2006-06-09 astro-ph
Inhomogeneous chemical evolution of the Galactic disk: evidence for sequential stellar enrichment?
我们调查的起源类似年龄的F和G矮星在本地银河系盘之间观察到的丰度变化。我们提出的参数，在当地的银河系盘ISM的金属缺乏气体和连续的恒星世代的连续富集相结合的陨石坑的支持。我们表明，银河系的化学演化模型，同时考虑到这些过程是一致的观测到的丰度变化之间的类似年龄的矮星在太阳附近的本地磁盘ISM中观察到的丰度。对于合理的参数选择，这些模型可以再现单个元素M = C，O，Fe，Mg，Al和Si的[M/H]变化以及在丰度-丰度关系（如[O/Fe]）中观察到的分散。对于相同的模型，连续的恒星富集的贡献，所观察到的丰度变化的幅度可以高达50%。我们讨论了连续的恒星富集和贫金属气体的间歇性下降对银河系盘不均匀化学演化的影响。
1996-07-08 astro-ph
Automated derivation of stellar atmospheric parameters and chemical abundances: the MATISSE algorithm
我们提出了一个自动化的程序推导的大气参数（Teff，log g，[M/H]）和个人的化学丰度从恒星光谱。谱合成矩阵反演（MATISSE）算法确定了一个基B_θ（λ），通过对观测光谱的投影可以得到一个特定的恒星参数θ。B_θ（λ）函数是由理论光谱的最佳线性组合确定的，它以定量的方式将光谱通量的变化与θ的变化联系起来。应用这种方法的GAIA/RVS光谱范围的描述，连同其性能为不同类型的恒星的各种金属丰度。盲测试与随机选择的参数和观察到的输入光谱的合成光谱。该方法具有快速、准确、稳定的特点，可有效地应用于恒星星族的研究。
2006-04-18 astro-ph
Planetary nebulae abundances and stellar evolution
摘要给出了ISO测量的行星状星云丰度。结果表明，这些星云显示丰度梯度（与银河中心距离），其中氖，氩，硫和氧（除了四个例外）的情况下是相同的HII区和早期类型的恒星丰度梯度。根据这些梯度预测的这些元素在太阳到中心的距离上的丰度正是太阳的丰度。硫是例外，这是讨论的原因。更高的太阳氖丰度得到证实，这是讨论的结果日震。证据是氧破坏通过ON循环发生在四个行星状星云的祖先双叶结构。这些恒星的质量很大，可能超过5个太阳质量。这是从这些星云中发现的高He/H和N/H值推断出来的。讨论了氮、氦和碳的形成。显示氧破坏的高质量祖细胞被证明可能也破坏了碳。这可能是热底部燃烧的结果。
2006-07-31 astro-ph
Interpretation of abundance ratios
本文讨论了丰度比及其与恒星核合成和化学演化模型的其它参数的关系，回顾和澄清了在几次天体物理竞赛中观测到的丰度比的正确使用。特别是，我们开始从众所周知的事实，丰度比取决于恒星产量，初始质量函数和恒星寿命，我们表明，通过具体的例子，在某些情况下，它是不正确的推断约束的贡献从不同的SN类型（Ia，II），特别是对不同的产量集，在没有考虑恒星寿命的完整化学演化模型的情况下。尽管其中一些结果应该是众所周知的，但我们认为，根据最近的声明，根据对观测到的丰度比的错误解释，讨论丰度比的含义是有益的。特别是，最近的文献中经常使用的程序，直接得出有关恒星核合成的结论，只是通过关联丰度比的产额比，隐含假设瞬时再循环近似（I.R.A.）。当我们分析SNIa相对于SNII作为宇宙时间函数的贡献时，这种近似显然是不正确的。在本文中，我们表明，在各种天体，如椭圆星系，团内中高红移天体，采用这种过于简化的程序所产生的不确定性，并不允许我们得出任何坚定的结论，和I.R.A.具有详细恒星寿命的模型与不同产额组之间的差异在同一量级。（节录）
2004-09-24 astro-ph
Good Abundances from Bad Spectra :II. Application and a New Stellar Color--Temperature Relation
从目前的多目标光纤馈电光谱径向速度调查中获得的恒星光谱，除其他例子外，AUTOFIB，2dF，HYPENDIX，NESSIE和斯隆调查，与传统上用于确定恒星丰度的那些有很大的不同。光谱往往具有中等分辨率（大约$1\,$ μ m）和信噪比（每个分辨率元件大约10-20），并且通常不能在超过几十埃的波长范围内确定可靠的连续形状。尽管如此，我们已经开发出技术，以提取真正的铁丰度和表面重力从这样的光谱的G型恒星在4000- $5000\,$波长区域。在另一篇论文中详细描述了理论基础和使用合成光谱的校准。本文给出了这些技术在观测数据中的实际应用。我们表明，这种方法可以提供真正的铁丰度，与不确定性小于$ 0.2$德克斯在银河系厚盘和薄盘的金属丰度范围内，从光纤光谱仪获得的光谱。
1995-06-07 astro-ph
Stellar abundances and molecular hydrogen in high-redshift galaxies -the far-ultraviolet view
FUSE光谱的恒星形成区域在附近的星系相比，复合光谱的莱曼破裂星系（LBG），分仓强度的莱曼α发射和中紫外线光度。一些远紫外光谱特征，包括由恒星风和光球成分主导的谱线，对恒星丰度非常敏感。它们在莱曼破裂星系中的测量受到强烈的星际吸收特征的影响，在某些情况下只允许上限。推导出的C和N丰度的LBG是不高于半太阳（缩放到氧丰度与发射线分析比较），独立的莱曼α发射的强度。P V吸收表明丰度低至0.1太阳，上限接近0.4太阳在最红和最弱的发射星系。未解决的星际吸收成分将进一步降低导出的丰度。线强度的趋势，并推导出的丰度，是强与中紫外线光度比莱曼α强度。在LBG中，H2在Lyman和Werner带中的吸收非常弱。将模板H2吸收光谱卷积到适当的分辨率后，我们发现，严格的上限N（H2）< 10^18 cm^-2适用于所有情况，更严格的值适用于更强的发射复合物和像银河系视线上那样的H2能级粒子群的混合物。由于这些星系中的紫外亮区很可能广泛存在，因此这些结果排除了大量弥漫的H2储存库，并表明尘埃/气体比在z~3处已经相当大。
2006-02-27 astro-ph
Abundance profile and stellar content of IZw18
讨论了贫金属星系IZw 18的新光谱观测结果。与演化合成模型的预测相反，在NW-HII区域发现了WC型沃尔夫-拉叶星。的质量损失率和WR星的形成过程的影响进行了讨论。在HII区内观察到非常均匀的金属丰度。这就突出了星暴中新合成元素的扩散和混合问题。不同的情况进行了讨论，表明金属仍然最有可能隐藏在一个热的阶段，目前所观察到的金属丰度是以前的恒星形成事件的结果。
1997-12-08 astro-ph
The stellar origin of 7Li - Do AGB stars contribute a substantial fraction of the local Galactic lithium abundance?
我们采用最新的7 Li产量渐近巨星分支恒星，以研究的时间演化的7 Li在太阳附近的背景下，我们的银河系的化学演化的两个下落模型的修订版本。我们考虑了几个锂恒星的来源，除了渐近巨星的分支，如II型超新星，新星，低质量的巨人，以及银河系宇宙射线和低质量的X射线双星。我们的结论是，渐近巨星分支星不能被认为是重要的7 Li生产者相信到目前为止，低质量的巨人和新星的贡献是必要的再现陡峭上升的7 Li丰度盘星以及陨石7 Li丰度。低质量X射线双星中锂的产生几乎不影响太阳附近7 Li的时间演化。
2001-05-28 astro-ph
Can Mira Variables Tell us the Chemical Abundances in Stellar Systems?
一个周期金属丰度关系富氧米拉来自球状星团适用于类似的变量在银河系隆起。由此得到的膨胀核的金属丰度分布与K巨星的结果符合得很好。这表明，Miras周期是金属丰度分布的有用指标，至少在旧系统中，如银河系凸起。对于像LMC这样的系统，情况还不清楚。
1999-11-20 astro-ph
The energy distribution of beta CrB for the specific stellar abundances
β CrB的观测能量分布与计算能量分布的比较表明，具有该恒星特定化学成分的模型可以解释可见能量分布，但仍不能再现1700 A短时间内的紫外观测。此外，强Fe II和Mg II UV线的预测吸收比观察到的大得多。
1998-05-06 astro-ph
Space telescope Imaging Spectrograph ultraviolet spectra of LMC planetary nebulae. A study of carbon abundances and stellar evolution
我们获得了24个LMC PNe在1150- 3000 nm范围内的光谱，以确定碳和其他离子丰度。该样品使LMC PNe的数量增加了一倍以上，在该波长范围内具有良好的紫外光谱质量，其光学图像可在{ \it HST}存档中获得。{ \it太空望远镜成像摄谱仪}使用了一个非常大的孔径，以获得几乎没有狭缝的光谱，因此也可以获得主要星云发射线的单色图像。对数据的分析显示出极高质量的光谱。本文介绍了发射谱线的识别和测量，以及发射碳和其他离子的离子丰度和总碳丰度的计算。在一小部分星云中发现了天鹅座P-Cygni剖面，并估计了恒星风的极限速度。在大多数星云中，总的碳丰度可以可靠地推断出来。我们发现，在圆形和椭圆形PNe的平均碳丰度是一个数量级大于双极PNe，而椭圆形和圆形PNe与双极核心有双峰行为。该结果证实了LMC PNe中的双极性与高质量祖细胞紧密相关。当与预测产量相比，我们发现，观测到的丰度比显示出向更高的碳丰度的转变，这可能是由于在模型中假设的初始条件不适合LMC PNE。
2004-11-23 astro-ph
Investigating The Possible Anomaly Between Nebular and Stellar Oxygen Abundances in the Dwarf Irregular Galaxy WLM
我们获得了新的光学光谱的13个H II区域的WLM与EFOSC 2的氧丰度推导出9个H II区域。温度敏感的[O III] 4363发射线在两个明亮的H II区域HM 7和HM 9中测量。HM 7和HM 9的直接氧丰度分别为12+log（O/H）= 7.72 +/- 0.04和7.91 +/- 0.04。我们采用12+log（O/H）= 7.83 +/- 0.06的平均氧丰度。这对应于[O/H] = -0.83 dex，或太阳值的15%。在H II地区，[O III] 4363没有测量，氧丰度与明线方法得出的一般协议与直接值的氧丰度约0.2德克斯的精度。在一般情况下，目前的测量结果表明，H II区的氧丰度同意与文献中以前的值。星云的氧丰度与恒星的平均镁丰度（[Mg/H] = -0.62）略微一致。然而，星云的结果与A型超巨星WLM 15的氧丰度仍有0.62 dex的差异（[O/H] = -0.21）。来自巴耳末线比的非零红化值被发现在H II区域附近的第二个H I峰。第二个H I峰值的位置，高消光区域和WLM 15在星系东侧的位置之间可能存在联系。
2004-10-26 astro-ph
Formation and evolution of the Galactic bulge: constraints from stellar abundances
我们提出的化学演化的银河系的内部形成模型的背景下，银河系隆起的结果。超新星驱动的风也包括在与椭圆星系的类比中。化学丰度比和金属丰度分布的新观测已被用来检查模型的结果。我们证实了以前的研究结果，隆起形成在一个非常短的时间尺度上，具有相当高的恒星形成效率和初始质量函数更偏向于高质量比一个适合太阳附近。可能需要一定数量的大质量恒星的原生氮来重现低金属丰度和中等金属丰度的氮数据。
2006-11-21 astro-ph
Line formation in convective stellar atmospheres. I. Granulation corrections for solar photospheric abundances
为了估计光球温度波动对光谱丰度测定的未知影响，我们研究了基于太阳对流表面层的详细二维辐射流体动力学模拟的非均匀太阳光球LTE线形成问题。通过一个严格的差分1D/2D比较的紧急等效宽度，我们推导出“颗粒丰度校正”的个别线，这必须适用于标准丰度测定的基础上均匀的1D模型大气，以纠正光球温度波动的影响。在一般情况下，我们发现一个线加强的存在下的温度不均匀性作为一个后果的非线性温度依赖性的线不透明度。对于许多具有实际意义的测线，丰度校正的幅度可通过本文件所附图表中的内插法来估计。丰度校正的应用往往可能是一个可以接受的替代详细拟合的个别线剖面的基础上流体动力学模拟。本研究将有助于提供光谱丰度分析可能误差的上限，并确定对光球温度不均匀性影响最不敏感的谱线。
2002-03-08 astro-ph
New abundance measurements in UKS 1927-177, a very metal-poor galaxy in the Local Group
本文介绍人马座矮不规则星系UKS 1927-177（SagDIG）中最亮Hii区的光谱学研究结果。从高信号-噪声光谱，红化校正线通量比已测量的几个百分点，从其中的氧丰度的典型不确定性进行了重新讨论，并得出新的丰度估计为N和Ne。根据经验丰度指标R23和其他方法估计，SagDIG中的O丰度在12+log（O/H）=7.26至7.50之间。事实上，SagDIG比IZw 18近10倍，这使它成为测试当今宇宙中存在年轻星系的假设的理想目标。事实上，恒星测光表明，这个星系可能拥有一个比几个Gyr更老的恒星星族，也可能是一个古老的恒星组成部分。因此，SagDIG的案例支持了这样一种观点，即在矮恒星系统的整个生命周期中，即使存在多个恒星形成事件，也可以保持非常低的化学丰度。
2002-05-21 astro-ph
Determining element abundances of [WC]-type Central Stars for probing stellar evolution and nucleosynthesis
[WC]型CSPN是行星状星云的贫氢中央恒星，显示出强烈的恒星风和富碳的化学物质。我们分析了新的高分辨率光谱[WC]型CSPN与波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）非LTE膨胀大气模型，使用升级的模型原子和原子数据。以前的分析是重复的基础上，目前的模型占铁线覆盖。我们特别专注于确定化学成分，包括一些微量元素，如氮，这对理解缺氢中央恒星的进化起源至关重要。
2007-12-20 astro-ph
Iron abundances from optical Fe III absorption lines in B-type stellar spectra
被认为是在B型恒星的铁丰度诊断的光学Fe III吸收线的作用。到目前为止，紫外Fe线已被广泛用于B型星，虽然线混合会严重阻碍其诊断能力。本文用光谱研究了银河系B型主序星和光谱型为B0.5 ~ B7的超巨星的光谱。将观测到的超巨星的Fe III光谱与模型大气代码TLUSTY（平面平行，非LTE）预测的光谱进行比较，使用SYNSPEC（LTE）和CMFGEN（球形，非LTE）生成的光谱显示，非LTE效应似乎很小。此外，用FEROS观测到的主序星和超巨星的样本显示，LTE丰度估计与银河系环境和以前的光学研究一致。基于目前的研究，我们列出了一些Fe III跃迁，我们建议从早期B型恒星光谱估计铁丰度。
2007-10-17 astro-ph
Detailed Analysis of Nearby Bulge-like Dwarf Stars I. Stellar Parameters, Kinematics and Oxygen Abundances
用1.5米ESO望远镜的FEROS摄谱仪获得了35颗邻近的类球星的高分辨率埃歇尔光谱，这些恒星的金属丰度在-0.8 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ +0.4范围内。日内瓦测光，依巴谷天体测量数据和径向速度从Coravel可用于这些恒星。根据依巴谷的数据，这一种群的消失表明年龄为10-11 Gyr（Grenon，1999年）。对样本星进行了详细的分析，并提出了来自光谱和光度测定的大气参数。氧丰度是根据禁[O I] $λ$ 6300.3 { \rm}线推导的。结果显示，大多数样本恒星的氧过剩模式相比，他们的磁盘同行。
2001-12-05 astro-ph
Elemental Abundances in Stellar Coronae with XMM-Newton
XMM-牛顿反射光栅光谱仪小组已经观测到了大量不同活动水平、年龄和光谱类型的日冕源。特别是，X射线明亮的RS CVn双星系统显示饱和的日冕发射与热（10 - 30 MK）等离子体的谱线特征。此外，我们已经获得了XMM牛顿数据从年轻的太阳类似物内和外的X射线饱和制度。我们同时分析了这些天体的EPIC MOS和RGS数据，并获得了各种元素的日冕丰度（例如，C、N、O、Ne、Mg、Si、Fe）。我们发现，有证据表明，从最活跃的恒星的反第一电离势（FIP）的影响，在不太活跃的恒星的“正常”的类太阳FIP效应的过渡。我们讨论这个结果与光球丰度。
2002-01-31 astro-ph
The Galactic Disk-Halo transition - Evidence from Stellar Abundances
从金属丰度在-1.5 < [Fe/H] <-0.5范围内的恒星的元素丰度中，可以获得关于银盘、晕和卫星星系之间关系的新信息。本文给出了用ESO VLT/UVES摄谱仪观测的26颗晕星和13颗厚盘星的初步结果。晕星分为两组：一组（9颗星）的[alpha/Fe]= 0.30 +-0.03，就像厚盘星一样。另一组（17颗恒星）显示出明显的偏离趋势，从[Fe/H]= -1.3时的[alpha/Fe]= 0.20到[Fe/H]=-0.8时的[alpha/Fe]= 0.08。讨论了低α星的运动学特征，并利用Na/Fe、Ni/Fe、Cu/Fe和Ba/Y丰度比，研究了低α星与薄盘或银河系卫星星系的联系。此外，我们比较我们的数据与模拟的化学丰度分布在分层形成的恒星晕在LambdaCDM宇宙。
2008-07-24 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
Spiral stellar density waves and the flattening of abundance gradients in the warm gas component of spiral galaxies
基于最近在银河系和其他一些旋涡星系中观测到的重元素径向丰度分布的平台和极小值，我们提出了一个动力学机制，为形成这样的功能周围共转。数值模拟表明，螺旋密度波的非轴对称引力场在共转区附近产生了气旋和反气旋气流。反气旋通过向正转星系外输出比向正转星系内输入更多的重元素原子，使原已存在的负丰度梯度变平，这一过程非常有效，在星系两个公转周期后，在正转星系周围形成几千秒差距大小的高原。反气旋的强度以及因此而产生的高原的大小取决于旋臂的螺旋角，并预计会沿着哈勃序列增加。
2006-05-31 astro-ph
Constraining the cosmic abundance of stellar remnants with multi-TeV gamma-rays
如果星系晕包含恒星残余物，则来自残余祖先的红外通量将有助于多TeV伽马射线的不透明性。通过对耀变体Mkn 501的观测，确定了多TeV γ射线视界的红移z>0.034。对于z=0.034的源，通过要求γγ--> e+ e-的光学深度小于1，我们限制了恒星残骸的宇宙学密度，Omega_rm \le（2-4）x 10^-3 h_70^-1（h_70是哈勃常数，单位为70 km sec-1 Mpc-1）因此强烈地限制了恒星残骸作为宇宙学上重要的暗物质来源。
1999-03-11 astro-ph hep-ph
Stellar production rates of carbon and its abundance in the universe
我们宇宙中的大部分碳是在燃烧氦的红巨星的三阿尔法过程中产生的。我们计算了C-12原子核的微观12核子模型中三α反应速率的变化，并寻找潜在相互作用强度的最小变化的影响。恒星模型计算进行了替代反应速率。在这里，我们表明，在一个狭窄的窗口的0.5%和4%的值的强和库仑力，分别，恒星生产的碳或氧减少了30至1000倍。
2000-07-13 astro-ph hep-ph nucl-th
