Binarity in Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
金属丰度最低的恒星中有相当一部分显示出非常高的碳增强。有争议的是，这些增强是否反映了恒星的诞生成分，或者它们的大气层是否随后被污染，最有可能是AGB双星伴星的吸积。在这里，我们调查和比较的二进制属性的三个碳增强子类：贫金属CEMP-s的明星，另外增强钡;较高的金属丰度（SG）CH-和Ba II星也增强钡;和贫金属CEMP-no星，不增强钡。通过与模拟的比较，我们证明了所有钡增强的种群最好由~100%的二进制分数表示，具有最大~ 20，000天的较短周期分布。这一结果大大加强了假设，一个类似的二元传质起源是负责他们的化学模式。对于CEMP-NO组，我们提出了新的径向速度数据从霍比-埃伯利望远镜的15颗恒星，以补充稀缺的文献数据。其中两颗星显示出无可争议的双星特征。完整的CEMP-no数据集显然与CEMP-s类的二进制属性不一致，从而强烈表明它们的碳增强的不同物理来源。CEMP-no的二进制分数仍然是很差的约束，但人口更类似于太阳邻居的二进制属性。
2014-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical analysis of three barium stars: HD 51959, HD 88035, HD 121447
我们提出了元素丰度的结果，从高分辨率光谱分析的三个氮增强钡星。该分析是基于在智利ESO的1.52米望远镜上安装的FEROS获得的光谱。光谱分辨率为R~48000，光谱覆盖范围为3500- 9000 nm。对HD 51959和HD 88035进行了首次丰度分析。虽然在文献中有一些关于HD 121447的研究，但结果彼此明显不同。因此，我们对该天体进行了详细的化学成分研究，其基础是具有高S/N比的高分辨率光谱，以便更好地了解该恒星中观测到的丰度模式的起源。恒星的大气参数，有效温度，表面重力，微湍流和恒星的金属丰度的LTE分析使用模型大气。HD 51959和HD 88035的金属丰度接近太阳，它们的中子捕获元素丰度增强。发现HD 121447为中度贫金属，[Fe/H]=-0.65。虽然碳在其他两个物体中接近太阳，但HD 121447显示碳增强水平[C/Fe]=0.82。中子俘获元素在该天体中得到高度增强，[X/Fe]>2（X：Ba，La，Pr，Nd，Sm）。α峰和铁峰元素的丰度与具有相同金属丰度的场巨星非常相似。从运动学分析，所有这三个对象被发现是薄盘人口的成员与HD 51959，HD 88035和HD 121447的高概率分别为0.99，0.99和0.92。
2018-02-05 astro-ph.SR
Barium Surface Abundances of Blue Stragglers in the Open Cluster NGC 6819
利用WIYN 3.5 m望远镜上的Hydra多目标摄谱仪获得的光谱数据，计算了中等年龄疏散星团NGC 6819（2.5 Gyr）中12颗蓝离散星（BS）和18颗主序星（MS）的钡表面丰度。对于MS星，我们发现[Fe/H] = $+$ 0.05 $\pm$ 0.04和[Ba/Fe] = $-$ 0.01 $\pm$ 0.10。大多数BS星与这些值一致。我们确定了五个BS与显着钡增强。这些恒星很可能是通过质量转移从一个渐近巨星分支星，污染了BS的表面与热脉动过程中产生的核合成产物。这一结论与对旧疏散星团NGC 188中BS所做的大量工作的结果一致，后者将质量转移确定为该疏散星团中BS形成的主导机制。然而，四个增强钡的BS没有显示出伴星的径向速度证据。双星系统中的一颗恒星是双线系统，这意味着它的伴星不是白矮星，也不是之前AGB恒星的残骸。在本文中，我们试图开发一个一致的场景来解释这五个BS的起源。
2015-08-05 astro-ph.SR
The odd-isotope fractions of Barium in CEMP-r/s star HE 0338-3945 and r-II star CS 31082-001
我们报告了在两颗极度贫金属的恒星中首次测量到的钡的奇同位素分数\fodd \：一颗CEMP-r/s恒星\he \（\feh \，$=-2.42\pm0.11$）和一颗r-II恒星\cs \（\feh \，$=-2.90\pm0.13$）。测得的\fodd \值为$0.23\pm0.12$，对应于\he\r-过程贡献的$34.3\pm34.3$ \%，以及$0.43\pm0.09$，对应于\cs Ba生产r-过程贡献的$91.4\pm25.7$ \%。\cs \（$91.4\pm25.7\%$）中钡的高r过程特征表明，该恒星中的大多数重元素是通过r过程路径合成的，而在\he \中发现的较低r过程值（$34.3\pm34.3\%$）表明，该恒星中的重元素是通过s过程和r过程合成的混合形成的。这些结论与基于AGB模型计算拟合其丰度分布的研究结果一致。
2016-06-30 astro-ph.SR
Periodic Variability of the Barium Central Star of the Planetary Nebula Abell 70
Abell 70是一个行星状星云（PN），其核心在可见光波段是一颗G8恒星，具有增强的碳和s过程丰度--一颗“钡星”。“冷星是真正的热中心星的双星伴星。在这个稀有类的其他几个成员中，已知冷星的旋转周期只有几天。这是由于在AGB PN后的抛射过程中，中央恒星的风吸积而发生的自旋上升;这也解释了伴星光球的不寻常化学成分。我们在2010-11年的104个夜晚获得了Abell 70中心恒星的测光，发现了一个周期性的2.061天的变化，但幅度可变-表明这种变化是由于色球活动恒星上的星点。因此，阿贝尔70与这类恒星的其他成员一样，拥有一颗快速旋转且化学性质奇特的高温中心恒星的晚型伴星。
2018-08-03 astro-ph.SR
A barium central star binary in the Type-I diamond ring planetary nebula Abell 70
阿贝尔70（PN G038.1-25.4，以下简称A 70）是一个行星状星云（PN），因其与背景星系的叠加而以钻石环外观而闻名。先前未被研究的中心恒星被发现是一个双星，由光学波长的G8 IV-V次级恒星和紫外波长的热白矮星（WD）组成。次级图显示Ba II和Sr II的光谱类型增强，结合色球层的H α发射和可能的20-30 km/s径向速度幅度，将该双星系统确定为钡星。钡星的起源与PNE密切相关，当主星在渐近巨星分支（AGB）上经历热脉冲时，风吸积污染了富含碳和s过程元素的物质。A 70与其他极少数钡中心恒星的例子一起为这种情况提供了进一步的证据。该星云被发现具有I型化学丰度，氦和氮富集，当与未来对中心恒星的丰度研究相结合时，将建立A 70作为研究s-过程AGB核合成的独特实验室。我们还讨论了指导方针，以发现更多的二元中心星与冷secondaries在大轨道上，需要平衡我们的知识，在PNe对目前更好地研究后共同信封二元中心星。
2011-08-19 astro-ph.SR
Gaia Barium Dwarfs and Their Ostensibly Ordinary Counterparts
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内克天文研究所）
Gaia发现的主序-白矮星双星系统与钡星之间的联系，揭示了s过程元素富集的形成机制及双星相互作用的影响。
2026-01-12 astro-ph.SR
Searching For s-Process-Enhanced Metal-Poor Stars
我们目前的初步结果估计钡（[Ba/Fe]）和锶（[Sr/Fe]）的丰度比使用中等分辨率的光谱（1-2毫米）。我们建立了一个校准之间的丰度比和线指标的Ba和Sr，采用多元回归和人工神经网络技术。这两种技术之间的比较（显示后者的优势），以及未来工作的讨论，提出。
2009-07-03 astro-ph.SR
Solar twins and the Barium puzzle
对银河系疏散星团（OCs）的几次丰度分析表明，Ba（而不是其他重元素（La $-$ Sm））有随着年龄的减小而急剧增加的趋势，因此Ba在最年轻的星团（年龄$<$ 1亿年）中达到[Ba/Fe] $\simeq +0.6$，而在太阳年龄的星团中达到[Ba/Fe] $=0.00$ dex。在$s$过程的公式中，在年轻的团簇中复制较高的Ba丰度和正常的La $-$ Sm丰度的困难被称为{ \it钡之谜}。在这里，我们调查钡困惑使用极高分辨率和高信噪比的光谱的24个太阳孪晶和测量的重元素Ba，La，Ce，Nd和Sm的精度为0.03 dex。我们证明，增强Ba { \scs II}相对于La $-$ Sm之间看到的太阳孪晶，年轻时的星协和OCs（$<$ 1亿）这与恒星核合成的各个方面无关，而是由于LTE丰度分析的标准方法高估了Ba，其中来自光球深处形成的Fe线的微湍流不足以代表真实的线Ba {\scs II}线出现的上层光球层对Ba { \scs II}线施加的增宽。由于年轻恒星有相对活跃的光球，Ba过丰度很可能是由于在Ba { \scs II}强谱线的光谱合成中采用了过低的微湍流值，而光球上层微湍流的变化对弱谱线测量的La $-$ Sm丰度影响很小。
2017-07-21 astro-ph.SR
When binaries keep track of recent nucleosynthesis: The Zr - Nb pair in extrinsic stars as an s-process diagnostic
钡星是富含s过程的巨星。它们的化学特性归功于过去的传质阶段。在此期间，它们被它们的双星伴星污染了，伴星当时是一颗AGB星，但现在是一颗灭绝的白矮星。钡星因此是理解和限制低质量和中等质量AGB星的s过程的理想目标。我们推导出大量的重元素的丰度，以阐明中子源的操作条件负责生产的s-元素的钡星的前同伴。采用最近使用的方法（Neyskens et al. 2015），我们分析了安装在MERCATOR望远镜（La Palma）上的高分辨率HERMES光谱仪观测到的18颗高度富集的钡星样本。我们使用MARCS模型大气确定恒星参数和丰度。特别是，我们推导出的Nb/Zr比，这是以前被证明是一个敏感的温度计的S-过程核合成。事实上，在钡星中，$^{93}Zr$已经完全衰变为单同位素$^{93}Nb$，因此Nb/Zr是温度敏感的$^{93}Zr/Zr$同位素比的量度。HD 28159，先前被分类为K5 III，最初被选为我们丰度分析的参考冷K星，结果富含s过程元素，因此是一颗新的钡星。四颗恒星的特征是氮丰度高，也往往有高的[Nb/Zr]和[hs/ls]比值。导出的Zr和Nb丰度提供了更准确的约束s过程中子源，确定为$^{13}C(alpha,n)^{16}O$的钡星。与恒星演化和核合成模型的比较表明，所研究的钡星被一颗低质量（2-3太阳质量）的AGB星污染。HD 100503可能是迄今发现的金属丰度最…
2018-07-17 astro-ph.SR
Binary properties of CH and Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
利用安装在1.2米墨卡托望远镜上的HERMES摄谱仪对13颗低金属丰度碳星的视向速度进行了观测，其中包括7颗碳增强贫金属（CEMP）星和6颗CH星。除了一颗外，所有的恒星都显示出双星的明显证据。得到了8个系统的新轨道。样本涵盖了一个扩展的轨道周期范围，从3.4 d（对于矮碳星HE 0024-2523）延伸到大约54 yr（对于CH星HD 26，在钡，CH和外部S星中已知最长的）。三个系统表现出低幅度的速度变化与周期接近1年叠加的长期趋势。由于缺乏对这些系统的精确光度监测，目前尚不清楚这些变化是质量非常低的伴星的特征，还是有规律的包络脉动。40颗低金属丰度碳星的周期偏心率（P-e）图显示CH和CEMP-s星之间没有区别（后者对应于那些富含s过程元素的CEMP星，CH星也是如此）。我们认为，他们必须被视为同一个家庭，他们的不同名称只是出于历史原因。事实上，这两个家族也有非常相似的质量函数分布，对应于质量在0.5 - 0.7 Msun范围内的伴星，表明白矮星伴星，采用0.8 - 0.9 Msun作为主要成分。这一结果证实了CH和CEMP-s星与它们的高金属丰度类似物钡星遵循相同的质量转移方案。钡星、CH星和CEMP-s星的P-e图确实非常相似。它们揭示了两组不同的系统：一组具有短轨道周期（P < 1000 d）和大多数圆形或近似圆形轨道，另一组具有较长周期和偏心（e > 0.1）轨道。
2015-10-20 astro-ph.SR
Modelling the nucleosynthetic properties of carbon-enhanced metal-poor RR Lyrae stars
某些碳增强贫金属恒星可能是通过最早的几代渐近巨星分支恒星的污染获得它们的成分，因此为早期宇宙核合成提供了重要线索。最近，金曼等人发现，富含碳和钡的贫金属恒星SDSS J1707+58实际上是一个RR型的Lyrics。这给了我们一个处于明确进化状态的物体，在主序列中，由于物体已经通过了第一次挖掘，因此物质稀释的影响被最小化。我们进行详细的恒星模拟假定的祖先系统，我们吸积材料渐近巨星分支恒星的质量范围1-2太阳质量。我们调查如何表面丰度的影响，包括热盐混合和重力沉降等机制。虽然我们能够找到一个合理的适合SDSS J1707+58的碳和钠丰度，这表明从2个太阳质量的伴星吸积约0.1个太阳质量，锶和钡丰度仍然是个问题，这个物体可能经历了标准$s$过程以外的东西。我们在拟合轻度富碳、贫金属的RR Lycerminator TY Gru（CS 22881-071）的丰度方面取得了更大的成功，我们认为它从大约1个太阳质量的伴星那里接收了0.1个太阳质量的物质。
2013-07-17 astro-ph.SR
Binary evolution along the Red Giant Branch with BINSTAR: The barium star perspective
钡（Ba）、CH和外生或贫Tc的S-型恒星是演化的低质量和中等质量恒星，其表面的慢中子捕获过程元素增强，这表明前渐近巨星分支（AGB）伴星的质量吸积，现在是一颗白矮星（WD）。Ba星和CH星可以在主序星、次巨星和巨星相中找到，而外来的S型星只分布在巨星分支中。随着这些被污染的恒星的演化，它们可能会与现在的白矮星同伴发生第二阶段的相互作用。在本文中，我们考虑的系统组成的主序星Ba和WD的同伴时，前者沿着红巨星分支（RGB）的发展。我们想确定是否可以从它们被怀疑的矮祖先的演化中推断出已知的Ba、CH和S巨星的轨道特性。为了这个目的，我们使用的BARGAR二进制演化代码和模型MS+WD二进制系统，考虑不同的二进制相互作用机制，如潮汐增强风质量损失和循环效率降低。为了探索它们对第二次RGB上升的影响，我们将模拟的轨道与Ba和相关巨星的观测周期和偏心率分布进行了比较。我们表明，独立考虑的机制，有一个强大的时期切断低于核心，他燃烧的恒星不应该被发现在二进制系统与WD同伴。对于质量更大的RGB恒星和更贫金属的系统，这个极限更短。然而，我们仍然发现了一些低质量的短周期巨系统，很难用我们的模型来解释，以及两个系统具有非常高的偏心率。
2020-05-11 astro-ph.SR
Full abundance study of two newly discovered barium giants
本研究利用甚大望远镜UVES高分辨率光谱，对两颗新发现钡巨星进行22种元素的逐线丰度分析，并结合视向速度与SED拟合，确认其为外赋s过程双星系统。
2024-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Origin of Lithium, Carbon, Strontium and Barium with four new Ultra Metal-Poor Stars
本文利用$\mathrm{[Fe/H]}\leq-4$对汉堡/ESO巡天中新发现的四颗超贫金属星进行了元素丰度分析。基于高分辨率，高信噪比的光谱，我们推导出17个元素的丰度范围从Li到Ba。四颗恒星中有三颗表现出中等到大的碳过剩，但它们的中子捕获元素没有增强。样本中最贫金属的恒星HE~0233 $-$ 0343（$\mathrm{[Fe/H]} = -4.68$）是一颗次巨星，其碳丰度为$\mathrm{[C/Fe]}= +3.5$，略高于Spite等人提出的碳丰度平台。在第四颗恒星的光谱中没有检测到碳，但其光谱的质量只允许确定$\mathrm{[C/Fe]} < +1.7$碳丰度比的上限。我们在两颗碳增强恒星的光谱中检测到锂，其中包括HE~0233 $-$ 0343。这两颗恒星与锂检测是锂贫化，相对于锂高原的贫金属矮星发现的Spite \& Spite。这表明，无论产生C的位置是什么，都不会完全破坏锂，或者锂已经被早期恒星吸收，并与形成目前观察到的恒星的气体中的原始锂混合。这四颗恒星的$α$ -元素和铁峰元素的丰度与之前在极端和超贫金属恒星的大样本中发现的丰度相似。最后，一个大的传播被发现在这些恒星的Sr和Ba的丰度，可能是受早期宇宙中快速旋转的恒星富集。
2014-05-22 astro-ph.SR
A Near-Infrared and Optical Study of NGC 5822: An Open Cluster Hosting Barium-stars and Lithium-Enriched Giant Stars
Observatório Nacional（巴西国家天文台）；Universidade Federal de Sergipe（塞尔希培联邦大学）；Malmö University（马尔默大学）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）；Universidad Nacional de Córdoba – Observatorio Astronómico de Córdoba（科尔多瓦国立大学–科尔多瓦天文台）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（阿根廷国家科学研究委员会）
研究通过光学和近红外光谱分析NGC 5822中的钡星和锂富集巨星，揭示其化学丰度特征及演化过程。
2025-12-24 astro-ph.SR
NLTE modelling of integrated light spectra. Abundances of barium, magnesium, and manganese in a metal-poor globular cluster
我们研究了非局部热力学平衡（NLTE）的钡，镁，锰的丰度分析的综合光谱，通常适用于分析河外星团和星系的影响。在本文中，我们的参考对象是一个合成的简单恒星星族（SSP），代表一个单金属α增强的球状星团，金属丰度[Fe/H]=-2.0，11 Gyr。我们使用MULTI2.3程序计算了Mg I、Mn I和Ba II离子谱线的LTE和NLTE等效宽度，这些离子通常用于河外恒星星族的丰度分析。我们使用ATLAS 12模型大气层的恒星参数采样模型等时线，代表个别恒星的模型SSP。NLTE和LTE的等效宽度计算的个别恒星合并计算SSP NLTE的修正。我们发现，对贫金属球状星团积分光谱的NLTE丰度修正在许多情况下是显著的，并且经常超过0.1 dex。特别是，LTE丰富的Mn一贯低估0.3德克斯的所有光学线Mn我在这项工作中研究。另一方面，Ba II和Mg I谱线表现出很强的微分效应：对于低激发谱线，单个恒星和积分光谱的NLTE丰度修正接近于零，但对于强高激发谱线，它们达到-0.15 dex。我们的研究结果强调，需要考虑NLTE效应的光谱分析的个别恒星和综合光谱的恒星星族。
2019-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of s-process enhanced stars in the LAMOST survey
在这里，我们提出了发现895 s过程丰富的候选人从454,180巨星观测的大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）使用数据驱动的方法。这个样本构成了迄今为止发现的最大数量的s过程增强型恒星。我们的样本包括187个富含钡和锶的S过程候选者，49颗仅具有显著钡增强的恒星和659颗仅显示锶增强的恒星。我们样本中的大多数恒星都在红巨星分支（RGB）种群典型的有效温度和log g范围内，这与我们对寻找RGB恒星的观测选择偏差一致。我们估计，只有一小部分（0.5%）的二进制配置是有利的s-过程丰富的恒星。我们的大多数s-过程丰富的候选者（95%）显示出强烈的碳增强，而只有五个候选者（不到3%）显示出钠增强的证据。我们的运动学分析显示，我们的样本中有97%是盘星，另外3%的速度与星系晕一致。盘的尺度高度估计为zh=0.634kpc，与文献值相当。从渐近巨分支（AGB）模型的产量的比较表明，负责的Ba和Sr增强的主要中子源是13 C（α，n）16 O反应。我们的结论是，s-过程丰富的候选人可能已经收到了他们的overabundances通过质量转移从以前的ABG同伴的初始质量在1- 3 Msun的范围。
2019-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hamburg/ESO R-process Enhanced Star survey (HERES) IX. Constraining pure r-process Ba/Eu abundance ratio from observations of r-II stars
最古老的恒星出生前的主要s-过程的发病预计将揭示一个纯r-过程的Ba/Eu丰度比。我们修订了钡和铕丰度的选择非常贫金属（VMP）和强烈的r-过程增强（R-II）的明星，以评估经验的r-过程Ba/Eu比。我们的计算是基于非局部热力学平衡（NLTE）线形成的Ba II和Eu II在经典的一维MARCS模型大气。均匀的恒星丰度确定的Ba II下属和共振线，通过应用一个共同的Ba同位素混合物。我们使用了高质量的VLT/UVES光谱和文献中的观测材料。对于大多数研究的恒星，NLTE导致较低的Ba，但较高的Eu丰度。得到的NLTE丰度的元素比平均为log（Ba/Eu）= 0.78 +-0.06。这是对Ba和Eu的纯r-过程生产的新约束。得到的Ba/Eu丰度比的r-II型恒星支持相应的太阳系r-过程比预测最近的银河系化学演化计算的Bisterzo，Travaglio，Gallino，Wiescher和Kappeler。本文给出了VMP模型大气网格中Ba Ⅱ和Eu Ⅱ谱线的NLTE丰度修正。
2014-04-02 astro-ph.SR
Unlocking the mystery of Sr synthesis in the early Galaxy through analysis of barium isotopes in very metal-poor stars
本文通过分析极贫金属星中Ba同位素混合及Ba、Eu、Sr丰度，发现额外Sr来源为大质量恒星中的早期s过程，并测得[Sr/Ba]_earlyS=1.1±0.2，排除了i过程的可检测贡献。
2025-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nucleosynthesis of Ba in the Early Universe. Constraints from elemental abundances and isotopic ratios
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Dipartimento di Fisica, Sezione di Astronomia, Università di Trieste（的里雅斯特大学物理系天文学科）；INAF - Osservatorio Astronomico d'Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Perugia（意大利国家核物理研究院佩鲁贾分部）；Universidad de Valladolid（巴利亚多利德大学）
通过分析Ba谱线的超精细分裂，结合1D/3D非LTE模型和化学演化模型，提出利用Ba同位素比率可靠确定s-和r-过程贡献的方法，并应用于普通星和特殊星。
2026-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The intermediate neutron-capture process and carbon-enhanced metal-poor stars
星系晕中的碳增强贫金属（CEMP）恒星显示出与s（慢）或r（快）中子捕获过程相关的重元素富集（例如，钡和铕），在某些情况下，它们显示出两者的证据。这些CEMP-s/r型恒星的丰度模式，显示出Ba和Eu的富集，特别令人困惑，因为s和r过程需要的中子密度相差超过10个数量级，因此被认为发生在非常不同的恒星位置，具有非常不同的物理条件。我们调查是否CEMP-s/r星的丰度模式可以产生从核合成的中间中子捕获过程（i过程），其特征在于中子密度之间的s和r的过程。利用核网络计算方法，我们研究了在不同的恒定中子密度n（从$10^7$到$10^{15}$ cm $^{-3}$）下的中子俘获核合成.相对于经典的s过程产生的中子密度的最低侧的这个范围内，中子密度的最高侧的结果在丰度模式，显示出增加生产的重s过程和r过程的元素，但类似的丰度的轻s过程的元素。这样高的n值可能会发生在渐近巨星分支（AGB）恒星的热脉冲由于质子摄入事件。20 CEMP-s/r星的表面丰度的比较表明，我们模拟的i-过程丰度成功地再现了观测到的丰度模式，以前不能解释的s-过程核合成。由于i-过程模型很好地拟合了CEMP-s/r星的丰度，因此我们建议将这类星重命名为CEMP-i。
2016-08-30 astro-ph.SR
Possible Production of Solar Spicules by Microfilament Eruptions
我们使用Samanta等人的数据检查大熊太阳天文台（BBSO）古德太阳望远镜（GST）高空间分辨率（0 ''.06），高节奏（3.45 s），中央圆盘太阳针状体的H-alpha-0.8埃图像。我们与Sterling et al.（2010 a）的日冕喷流色球分量观测进行了比较。在形态上，针状体的爆发，被Samanta等人称为“增强的针状活动”。喷流和增强的针状活动都表现为色球物质束，在喷流中经历~20- 50 km/s的扭转型运动，在增强的针状活动中经历~20- 30 km/s的扭转型运动。据推测，这股喷流是由一次携带微量放射性物质的磁喷发造成的。对于两个增强的针状活动，我们详细研究，我们发现相应的爆发微丝暂定候选人，但没有预期相应的基础增亮。尽管如此，增强的针状活动的相互作用的混合极性基场，频繁的明显的扭曲运动，和形态相似的日冕喷流的色球温度分量，表明爆发微丝可能会驱动增强的针状活动，但很难检测到，也许是由于H-α不透明。用1“.0-FWHM平滑函数降低BBSO/GST图像分辨率产生增强的针状活动，类似于由例如，Beckers（1968）.因此，微丝爆发可能是许多针状体的基本驱动力，就像微丝爆发是许多日冕喷流的基本驱动力一样。同样，0”.5-FWHM平滑使一些增强的针状活动类似于之前报道的“孪生”针状体，而全分辨率特征可能会解释针状体有时表现为2D片状结构。
2020-04-08 astro-ph.SR
$s$-Processing in AGB Stars Revisited. II. Enhanced $^{13}$C Production Through MHD-Induced Mixing
慢中子俘获是产生大约$50\%$的比铁重的元素的原因，主要发生在低质量恒星的渐近巨星分支阶段（$1$ $\lesssim M$ /M $_{\odot}$ $\lesssim$ $3$），其中主要的中子源是$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O反应。后者由局部产生的$^{13}$ C激活，通过将氢部分混合到富氦层中形成。在这里，我们提出了第一次尝试描述的物理机制形成的$^{13}$ C水库，研究磁浮力引起的质量循环，而不增加新的自由参数已经参与恒星建模。我们的方法代表的应用程序，恒星层相关的$s$处理，最近的精确，分析的2D和3D模型的磁流体动力学过程中的对流信封在进化的恒星的基础上，以促进下行流的信封材料的质量守恒，在发生的疏浚现象。我们发现，质子渗透的特点是小浓度，但扩展到一个大的分数质量的氦层，从而产生$^{13}$ C水库的几个$10^{-3}$ M $_{\odot}$。随后的$^{13}$ C富集区具有几乎平坦的轮廓，而仅发生有限的$^{14}$ N产生。为了验证我们的新发现的影响，我们展示了如何占太阳的比例，我们的大型$^{13}$ C-水库的主要$s$组件核的丰度允许我们解决一些迄今无法解释的功能后AGB对象的丰度分布。
2015-12-21 astro-ph.SR
Distinct barium isotope ratios in CEMP-s and CEMP-rs stars
Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；INAF -- Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过光谱分析确定CEMP-s和CEMP-rs星中Ba同位素比例，发现其差异可能源于i过程而非r或s过程。
2025-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-Capture Nucleosynthesis in the First Stars
最近的研究表明，贫金属恒星的碳含量增加，但含有低水平的中子捕获元素，可能是第一代恒星核合成产物的第一批。我们已经观察到16颗恒星的增强碳或氮使用的MIKE光谱仪麦哲伦望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台和塔尔光谱仪史密斯望远镜在麦当劳天文台。我们目前的径向速度，恒星参数，和详细的丰度模式，这些恒星。锶、钇、锆、钡、铕、镱和其他重元素被检测到。在四颗恒星中，这些重元素似乎起源于某种形式的r-过程核合成。在一颗恒星中，部分s过程起源是可能的。其余样品中重元素的来源无法明确确定。比铁族重的元素的存在提供了进一步的证据，证明零金属丰度、快速旋转的大质量恒星和对不稳定性超新星并没有为我们样本中的恒星形成的区域贡献大量的中子捕获元素。如果碳或氮增强的贫金属恒星具有低水平的中子捕获元素，则这些重元素的存在表明，在某些最初的恒星中至少有一种形式的中子捕获反应。
2014-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enhanced Stellar Production of Weakly Interacting Slim Particles from Non-Thermal Nuclear Cascades
Universidad de Zaragoza（萨拉戈萨大学）；SLAC National Accelerator Laboratory, Stanford University（斯坦福大学 SLAC 国家加速器实验室）
通过考虑康普顿再处理和正电子湮灭，提出非热光子库作为光子耦合WISP的通用源项，并证明忽略这些效应会显著低估恒星中WISP的产生率。
2026-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The implications of a companion enhanced wind on millisecond pulsar production
最常见的毫秒矮星的双星伴星是氦白矮星。标准的再生机制是最合理的形成机制，其中中子星的中低质量伴星在中心氢耗尽和核心氦点燃之间填充其洛希叶。我们已经研究了是否可以通过这种机制现实地形成所观察到的人口。我们使用剑桥STARS代码制作病例B RLOF的模型，其中供体有赖默斯的质量损失。我们发现，产生目前观测到的MSP轨道周期范围所需的初始轨道周期范围非常窄。为了减少这种微调，我们引入了一个同伴增强风（CEW），剥离捐助者的信封更快，使系统可以在较短的时间内分离。我们的模型表明，微调可以显着减少，如果CEW是活跃的。由于CEW会导致大量的质量损失，我们预计一些双星的吸积小于0.1Msun，使它们旋转到毫秒周期。这可以解释沿着整个Mc-Porb关系存在的轻度回收的碳。Pspin > 30 ms的系统与此一致，但这些轻度回收的微粒子太少，还没有观察到进行重要的比较。
2017-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
