Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
GALA: an automatic tool for the abundance analysis of stellar spectra
GALA是一个自由分发的Fortran代码，使用基于金属线等效宽度的经典方法自动导出大气参数（温度、重力、微湍流速度和总金属丰度）和单个恒星光谱物种的丰度。使用R.开发的WIDTH 9代码推导出各个谱线的丰度。L.库鲁茨GALA的目的是获得最佳的模式大气，通过优化温度，表面重力，微湍流速度和金属含量，在拒绝的差异线。最后，它计算每个大气参数和丰度的精确内部误差。该代码允许在很短的时间内获得大的恒星样本的化学丰度和大气参数，从而使GALA在多目标摄谱仪和大型调查的时代的有用工具。一组广泛的测试与合成和观察到的光谱进行和讨论，探索的能力和鲁棒性的代码。
2013-02-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Astrophysical tests of atomic data important for stellar Mg abundance determinations
不同金属丰度冷星的镁丰度对于理解银河系化学演化具有重要意义。这项研究测试了用于恒星镁丰度分析的原子数据。我们评估非本地的热力学平衡（NLTE）线形成Mg I使用最新的理论和实验的原子数据，迄今为止，并检查Mg的丰度从个别线在太阳，四个研究良好的A型恒星，和三个参考贫金属星。采用的gf值，NLTE丰度来自Mg I 4703 A，5528 A，和Mg Ib线是一致的，在0.05 dex的每个A型星。当修正从微扰理论推导出的范德华阻尼常数时，太阳光谱中相同的四条Mg I线在$\log N_{\rm Mg}/N_{\rm H} = -4.45$处给出了一致的NLTE丰度。Barklem、Belyaev、Spielfiedel、Guitou和Feautrier等学者对Mg+H非弹性碰撞的研究表明，Mg I在贫金属恒星大气中的统计平衡是一个有效的热化过程。Mg+H碰撞数据的使用改善了HD 84937和HD 122563的Mg丰度测定，尽管没有完全消除不同谱线之间的差异。
2012-12-13 astro-ph.SR
Influence of Collisions with Hydrogen on Titanium Abundance Determinations in Cool Stars
我们进行了非局域热力学平衡（非LTE）计算Ti I-II与更新的模型原子，其中包括非弹性碰撞与氢原子的量子力学速率系数。本文首次计算了钛原子和钛离子与氢原子的非弹性碰撞中束缚-束缚跃迁的速率系数以及Ti I + H Ti II + H-和Ti II + H Ti III + H-的电荷交换过程的速率系数。<-><->这些数据对非LTE丰度测定的影响已经在太阳和四颗贫金属恒星上进行了测试。对于Ti I和Ti II，应用导出的速率系数导致与速率系数的近似公式相比，偏离LTE和钛丰度增加。在贫金属恒星，我们未能实现一致的非LTE丰度线的两个电离阶段。文献中已知的Ti I和Ti II线在贫金属恒星中的非LTE丰度的差异不能通过改进经典模型大气中非LTE计算中与氢原子碰撞的非弹性过程的速率来解决。
2020-05-17 astro-ph.SR
Influence of departures from LTE on calcium, titanium, and iron abundance determinations in cool giants of different metallicities
Ca I-Ca II、Ti I-Ti II和Fe I-Fe II的非局域热力学平衡（非LTE）线形成在巨星模型大气中考虑，有效温度为4000 K $\le$ Teff $\le$ 5000 K，金属丰度为-4 $\le$ [Fe/H] $\le$ 0。从LTE的偏离进行了分析，根据大气参数。我们给出了28条Ca I线、42条Ti I线、54条Ti II线和262条Fe I线的非LTE丰度校正值，并给出了一个三维插值代码，以在线获得单个谱线和给定大气参数的非LTE校正值（http：//spectrum.inasan.ru/nLTE/）。
2016-09-09 astro-ph.SR
A new solar fluorine abundance and a fluorine determination in the two open clusters M 67 and NGC 6404
我们提出了一个新的太阳氟丰度的测定与两个银河系疏散星团中氟的丰度测量。我们分析了由L. Wallace和W.利文斯顿与位于基特峰的麦克马斯/皮尔斯太阳望远镜的FTS以及VLT的CRIRES摄谱仪获得的老星团M 67中的四颗巨星（$\sim$ 4.5 Gyr）和年轻星团NGC 6404中的三颗巨星（$\sim$ 0.5 Gyr）的光谱。通过合成可用的HF线来测量氟。我们采用了最近由HITRAN数据库提供的一组HF的实验分子参数，并发现了一个新的太阳氟丰度$A(F) = 4.40\pm 0.25$，与M 67平均氟丰度$A(F) = 4.49\pm 0.20$非常一致。新的太阳丰度与陨石值非常一致。所使用的现代光谱合成工具，与陨石值的一致性，以及与疏散星团M67（已知是太阳的类似物）的结果的一致性，使我们的太阳测定非常可靠。同时，对上述疏散星团中氟的测量是了解银河系盘中最后$\sim$ 10 Gyr期间氟演化的第一步。为了发展这个项目，需要更大的疏散星团样本，这样我们就可以追踪氟随时间的演化，从而更好地了解它的起源。
2014-05-16 astro-ph.SR
Ultra metal-poor stars: Spectroscopic determination of stellar atmospheric parameters using iron Non-LTE line abundances
我们提出了新的超贫金属（UMP）星参数[Fe/H]<-4.0的基础上线的非局域热力学平衡（NLTE）的丰度使用一个新的配方的非弹性氢碰撞率的最新铁模型原子。我们研究了它们的大气参数与LTE的偏离，结果表明它们可以在[Fe/H]中增长到~1.0 dex，在Teff中增长到150 K，在log g中增长到0.5 dex。精确的NLTE大气恒星参数，特别是[Fe/H]明显更高，是最终提供完整的NLTE丰度模式的第一步，可以与第三星族超新星核合成产量进行比较，以获得第一批恒星的性质。总的来说，这最大限度地发挥了这些可能的第二代恒星的潜力，以研究早期宇宙以及化学元素是如何形成的。
2017-09-05 astro-ph.SR
The Solar Oxygen Abundance from an Empirical Three-Dimensional Model
太阳光球层中的氧丰度，以及由此产生的太阳金属丰度本身，仍然是一个有争议的问题，在天体物理学的许多领域具有深远的影响。本文提出了一种新的测定方法，它是用观测的三维模型拟合6300 A的禁氧线而得到的。这里提出的方法是新颖的，因为以前的决定是基于一维经验分层或三维理论模型。得到的最佳拟合丰度为lg E（O）=8.90和lg E（Ni）=6.15。然而，在模型和程序中引入微小的调整，可以检索非常不同的值，甚至低至lg E（O）=8.70。丰度对可能的系统效应的这种极端敏感性并不是这项特定工作所特有的，但可能反映了基于规定的模型大气的所有丰度测定所固有的真正不确定性。
2014-09-24 astro-ph.SR
Element Abundance Determination in Hot Evolved Stars
光谱类别为PG 1159的极热后AGB恒星的氢缺乏可能是由（非常）晚期的氦壳闪光或AGB最后的热脉冲消耗了氢包层，暴露了通常隐藏的壳层间区域。因此，这些恒星的光球元素丰度使我们能够得出结论，在前体AGB星的核燃烧和混合过程的细节。我们比较预测的元素丰度与先进的非LTE模型大气进行定量光谱分析所确定的。结果表明，AGB星的许多组分（He，C，N，O，Ne，F，Si，Ar）在定性和定量上有很好的一致性，而其它组分（P，S，Fe）的一致性表明AGB星的恒星演化模型存在缺陷。几乎所有这些热恒星中的化学微量元素都只能在紫外光谱范围内识别。远紫外线光谱探测器和哈勃太空望远镜在这项研究中发挥了至关重要的作用。
2010-01-13 astro-ph.SR
New Abundance Determinations of Cadmium, Lutetium, and Osmium in the r-process Enriched Star BD+173248
我们报告了在贫金属恒星BD+173248中探测到Cd I（Z = 48）、Lu II（Z = 71）和Os II（Z = 76）。这些丰度是从哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪获得的紫外光谱得出的。这是第一次在贫金属恒星中检测到这些中子捕获物质，这些物质是通过r过程富集的。我们补充这些测量与新的丰度的钼我，钌我，铑我来自光谱获得的高分辨率阶梯光谱仪在凯克。结合先前的丰度推导，在BD+173248中已经检测到32个中子捕获元素，这是迄今为止任何贫金属恒星中最完整的中子捕获丰度模式。轻中子捕获元素（38 <= Z <= 48）显示出比目前太阳系r过程丰度预测更明显的奇偶效应。由Th II/Os II测年得到的BD+173248年龄与其它测年结果的一致性要优于Th II/Os I测年结果。新的Hf II丰度的衍生物在紫外线的转换低于那些来自在光学的转换，和较低的Hf丰度是在更好的协议与缩放的太阳系r-过程分布。
2010-03-23 astro-ph.SR
Oxygen abundance determination of B-type stars with the OI 7771-5A lines
利用7771-5A处的OI三重线测量了34颗有效温度Teff~10000- 28000 K、不同自转速度（vesini~ 0- 250 km/s）的B型星的氧丰度，目的是检验OI特征是否可以作为包括快速自转星在内的高温星的可靠丰度指标。它揭示了所需的非LTE丰度校正明显很大（范围从~-0.6dex到~-1.7dex），并且其考虑是必不可少的。在考虑非LTE效应的条件下，由于其总等效宽度足够大（>~ 200 mA），该三重态是直到Teff <~ 25000 K的有用的O丰度指示器（精度<~0.2dex）。相反，对于Teff >~ 25000 K的恒星，它不足以进行丰度推导，在那里它的强度迅速下降到几乎不可检测的水平（除了尖线星），它对Teff或log g的灵敏度变得相当大。由此产生的非LTE氧丰度被证明几乎是正常的（即，在+/-~0.2dex范围内，大多数恒星的近太阳约为~8.7-8.8），与投影的旋转速度以及光度（或质量）没有任何关系，这与最近恒星演化计算的预测一致。
2016-02-17 astro-ph.SR
Improved Ti II log(gf) Values and Abundance Determinations in the Photospheres of the Metal-Poor Star HD 84937
本文报道了Ti Ⅱ 364条紫外-近红外谱线的原子跃迁几率测量结果。从使用傅里叶变换光谱仪和一个新的中阶梯光谱仪记录的数据的分支分数与公布的辐射寿命相结合，以确定这些跃迁概率。新的结果是在一般良好的协议与以前报道的FTS测量。使用新的中阶梯光谱仪，独立的辐射校准方法，和独立的数据分析程序，使系统误差的减少和过渡概率的精度比以前的测量整体改善。新的Ti II数据应用于太阳和贫金属恒星HD 84937的高分辨率可见光和紫外光谱，以获得新的，更准确的Ti丰度。覆盖波长和激发电位范围的线用于搜索非LTE效应。这两颗恒星的Ti丰度与Ti II的Ti丰度相匹配，并支持以前研究中看到的Ti/Fe丰度比与金属丰度的关系。
2013-09-05 astro-ph.SR
Peculiarities of Abundances of Selected Elements in Metal-Rich Field RR Lyrae Stars
我们使用我们的扩展目录的光谱测定银河场RR天琴座型变量的大气中的元素丰度的数据表明，富含金属的RR天琴座（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）有一些元素的异常丰度。特别是，钪，钛和钇的相对丰度的金属丰富的RR天琴座型变量低于相应的丰度在外地类似的金属丰度超出了错误。我们讨论了上述元素的丰度测定的误差，并指出了一个事实，即没有铕，锆，镧丰度测定可用于金属丰富的RR Lyrant型变量。我们还分析了各种可能的原因，所观察到的特殊性的化学成分的金属丰富的RR天琴座型变量。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two semi-automated computational approaches for spectroscopic analysis of stellar photospheres: detailed characterization at high resolution and abundance determination at medium resolution
我们报告两个不同的计算方法，自洽测量光球性质的大样本的恒星。这两个过程都由一组基于shell和Python脚本的半集成任务组成，这些任务可以有效地运行我们自己的代码或天文社区通常采用的开源软件。一种方法的目的是通过分析来自均匀建造的给定公共图书馆的高分辨率光谱，得出主要的恒星光球参数和一些元素的丰度。另一个应用于恢复一个已知的光球参数的恒星中的单个元素的丰度，通过使用中分辨率的光谱从另一个开放的同质数据库和校准导出的丰度。这两种半自动计算方法为过程的每一步提供了均匀性和客观性，并代表了一种快速获得部分和最终结果以及估计测量误差的方法，从而可以系统地评估和改进不同的步骤。
2013-09-02 astro-ph.SR
Atomic transition probabilities for UV and blue lines of Fe II and abundance determinations in the photospheres of the Sun and metal-poor star HD 84937
我们报道了来自Fe II的低奇宇称能级的121条紫外线的新分支分数，它们属于3d 6（5D）4p组态的z6 Do，z6 Fo，z6 Po，z4 Fo，z4 Do和z4 Po项。这些谱线的波长范围为2250 - 3280 nm，能量范围为38459 - 47626 cm-1。此外，我们报告了10个弱蓝线连接到z4 Do项的分支分数，其波长范围从4173 - 4584 nm。的BF结合从文献中的辐射寿命，以确定跃迁概率和log（gf）值。从文献中选择的实验和理论数据进行比较。我们的新数据适用于铁丰度测定在太阳和贫金属恒星HD 84937。对于太阳，八条蓝线得出log ε（Fe）= 7.46 +/- 0.03，与标准的太阳丰度估计一致。对于HD 84937，可观测的波长范围延伸到真空紫外线（λ >= 2327 nm），从75条谱线中我们得出log ε（Fe）= 5.26 +/- 0.01（σ = 0.07），接近过去HD 84937研究的金属丰度估计。
2019-07-26 astro-ph.SR
Influence of Inelastic Collisions with Hydrogen Atoms on Non-LTE Oxygen Abundance Determination in the Sun and late-type stars
我们提出了O I的非局域热力学平衡（non-LTE）计算，其中更新的模型原子包括Barklem（2018）最近研究的O I + H I非弹性碰撞的量子力学速率系数。从O I线的非LTE丰度测定了太阳和46颗FG星的宽金属丰度范围，-2.6 < [Fe/H] < 0.2。精确的原子数据的应用程序导致更大的偏离LTE和较低的氧丰度相比，Drawin的理论近似。对于红外O I 7771-5 A三重线，太阳大气参数的非LTE丰度变化为-0.11 dex，并且绝对值朝向较低的金属丰度减小。我们修正了我们早期研究中得出的[O/Fe]-[Fe/H]趋势。[O/Fe]的变化在[Fe/H]-1.5至0.2的范围内很小。对于[Fe/H] <-1的恒星，[O/Fe]比增加，在[Fe/H] = -0.8时[O/Fe] = 0.60，在[Fe/H] =-2.6时增加到[O/Fe] = 0.75。
2018-08-22 astro-ph.SR
Improving stellar parameter and abundance determinations of early B-type stars
在过去的几年里，我们做了很大的努力，以减少统计和系统的不确定性，恒星参数和化学丰度的早期B型星的测定。非LTE线形成计算和一种新的自洽光谱分析方法的强大的模型原子的建设是决定性的，以实现前所未有的精度的结果。它们经过了广泛的测试，并被应用于OB星协和太阳附近区域恒星的高质量光谱，涵盖了广泛的参数范围。最初，氢、氦和碳在光学/近红外光谱范围内的大部分谱线首次以一致的方式同时再现，大大提高了已发表工作结果的准确性。通过考虑氧、氖、硅和铁的额外电离平衡，有效温度的不确定性低至~1%，表面重力约为10%，元素丰度约为20%-相比之下，使用标准方法约为5- 10%，约为25%，系数约为2-3。当我们对早期B型星的方法与90年代和最近使用的标准技术（例如VLT-FLAMES大质量星巡天）进行比较时，已经确定了几个系统误差的来源。在自动分析的改进，强烈建议有意义的比较光谱恒星参数和化学丰度（“观测约束”）与恒星和galactochemical演化模型的预测。
2009-02-17 astro-ph.SR
Normal A0--A1 stars with low rotational velocities. I. Abundance determination and classification
上下文研究正常恒星的自转速度分布需要对天体进行准确的光谱表征，以避免未探测到的双星或特殊恒星污染结果。这条信息是理解旋转和化学特性之间联系的关键问题。目标。利用高分辨率、高信噪比的光谱数据，对47颗低v sin i A0-A1星（v sin i <65 km/s）进行了研究。其目的是探测光谱双星和化学性质特殊的恒星，并最终建立一个已确认的正常恒星列表。方法.进行详细的丰度分析和光谱合成，以获得14个化学物种的丰度。一个层次分类，考虑到测量误差，适用于丰度空间，并将样本分为两个不同的群体，确定为化学奇特的恒星和正常的恒星。结果我们发现，大约三分之一的样品实际上是由光谱双星（12双线和5单线光谱双星）。分层分类将剩余的样本分解为13颗化学特殊恒星（或不确定）和17颗正常恒星。
2014-01-10 astro-ph.SR
Spectroscopic properties of a two-dimensional time-dependent Cepheid model II. Determination of stellar parameters and abundances
变星的标准光谱分析是基于流体静力学一维模型大气。这种准静态方法在理论上尚未得到验证。我们的目的是调查的有效性的拟静态近似造父变星。我们专注于光谱测定的有效温度$T_\mathrm{eff}$，表面重力$\log \,g$，微湍流速度$ξ_\mathrm{t}$，和一个通用的金属丰度$\log\,A$ -这里采取的铁。我们计算网格的一维流体静力学平面平行模型覆盖的范围内遇到的有效温度和重力的演化过程中的二维时间依赖的包络模型的造父变星计算与辐射流体动力学代码CO 5 BOLD。我们进行1D光谱合成人工铁线在局部热力学平衡变化的微湍流速度和丰度。我们将由此产生的等效宽度拟合到从我们的动力学模型获得的相应值。对于四参数的情况下，恒星参数通常被低估，表现出的偏见，铁丰度的$\approx-0.2\,\mbox{dex}$。为了避免这种偏差，最好将光谱分析限制在光度相位$ϕ_\mathrm{ph}\approx0.3\ldots 0.65$，使用附加信息来确定有效温度和表面重力。流体静力学一维模型大气可以提供恒星参数和造父变星丰度的无偏估计，其脉动的特定阶段。我们确定对流不均匀性是潜在偏差背后的主要驱动因素。为了获得一个完整的视图上的影响时，确定恒星参数的一维模型，多维造父变星大气模型是必要的变量的时间比这里调查。
2017-12-18 astro-ph.SR
Influence of departures from LTE on determinations of the sulfur abundances in A-K type stars
本文构建覆盖可见光至H波段、有效温度达10000 K的中性硫非LTE改正网格，并经13颗恒星验证，给出改进的S I谱线参数与推荐谱线表。
2025-01-01 astro-ph.SR
Determination of Solar System R-Process Abundances using ENDF/B-VIII.0 and TENDL-2015 libraries
最近对双中子星合并（GW 170817）的多信使探测激发了天体物理学界的活力，并鼓励了对确定核物理观测值的进一步研究。对宇宙中原子核的全面研究为研究这些天体物理现象和获取可利用最新核数据加以核实的恒星核合成过程的补充信息提供了机会。评价核数据文件库包含与天体物理学、裂变产额和衰变数据有关的能量范围内的反应截面的完整集合。这些数据收集已在世界范围内用于核科学、工业和国家安全应用。人们对探索ENDF/B-VIII.0和TADOS评估核数据库（TENDL-2015）的核天体物理学目的以及将结果与卡尔斯鲁厄天体物理学恒星核合成数据库（KADoNiS）进行比较非常感兴趣。利用ENDF/B-VIII.0和TENDL-2015评估数据集计算了麦克斯韦平均截面（MACS）和天体物理反应速率。计算出的截面与太阳系丰度相结合，并使用恒星核合成的经典模型进行拟合。天体物理快中子和慢中子俘获，$r$ -和$s$ -过程，分别从目前的数据，并与现有的值进行了比较。对MACS的进一步分析揭示了潜在的评估库数据缺陷和对新测量的强烈需求。目前的结果表明，评估图书馆和核工业和研究工作之间的互利关系的巨大核天体物理潜力。
2021-04-27 astro-ph.SR
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae III. The Impact of New Atomic Data on Nebular Selenium and Krypton Abundance Determinations
在几个行星状星云（PNe）中探测到中子（n）俘获元素，为研究低质量恒星的s-过程核合成提供了一种新的手段。然而，由于缺乏原子数据，阻碍了对天体物理星云中反式铁元素丰度的准确测定。最近，光电离和重组数据确定的硒和氪，两个最广泛检测到的n-捕获元素在星云光谱。我们已经将这些新数据合并到光电离代码Cloudy中。为了测试原子数据，计算了15个PNe的数值模型，这些PNe表现出来自多个Kr离子的发射线。我们发现系统的预测和观察到的发射线之间的差异，最有可能造成不准确的光电离和复合数据。通过调整Kr $^+$ -Kr $^{3+}$光电离截面在其引用的不确定性和双电子复合速率系数稍大的数额，这些差异被删除。从网格的模型跨越的物理条件中遇到的PNe，我们推导出新的，广泛适用的电离校正因子（ICF）计算Se和Kr元素丰度的公式。ICF被应用到我们以前的调查近红外[Kr III]和[Se IV]发射线在120 PNe。修正后的Se和Kr丰度比以前的估计值低0.1-0.3倍，平均值为[Se/（O，Ar）]=0.12 $\pm$ 0.27和[Kr/（O，Ar）]=0.82 $\pm$ 0.29，但以前发现的它们的丰度与其他星云和恒星性质之间的相关性不受影响。我们还发现了一种趋势，高速PNe，可以与银河系厚盘表现出更大的S-过程富集比低速PNe属于薄盘人口。
2015-05-05 astro-ph.SR physics.atom-ph
Abundances of the light elements from UV (HST) and red (ESO) spectra in the very old star HD 84937
为了更好地为研究最老恒星中除氢和氦以外的轻元素核合成机制提供基础，利用UV-HST和可见-ESO高分辨光谱，计算了金属丰度为太阳的1/200的最老贫金属恒星HD 84937的C、O、Mg、Si、P、S、K和Ca的丰度。对于这颗晕主序星，P和S的丰度测定是首次发表的测定结果。将谱线的LTE曲线拟合到所观察到的光谱。在可能的情况下，我们校正了非LTE效应的推导丰度。三维（3D）CO5BOLD模型大气已被用来确定从分子CH和OH带的C和O的丰度。HD 84937中这些轻元素的丰度与经典贫金属星的丰度一致。我们的HD 84937碳丰度测定指向太阳（或轻度增强）的[C/Fe]值。这个例子证实了偶数原子序数Z的α元素适度过剩，这是晕圈关闭星的典型特征。在HD 84937中发现奇数Z元素P有些不足，[P/Fe]=-0.32，这也与少数现有的低金属丰度的关闭星的测定结果一致。我们发现，氧的丰度，推导出的OH带从3D计算，是不兼容的丰度推导出的红氧三重态。这种不相容性是由色球层的存在来解释的，色球层加热了大气的浅层，在3D计算中，OH带主要形成在那里。的丰度比进行了比较，银河核合成和演化模型的预测
2017-01-17 astro-ph.SR
Gaia FGK Benchmark stars: Opening the black box of stellar element abundance determination
盖亚和它的补充光谱调查相结合，将产生银河系中恒星运动学和化学信息的最全面的数据库。盖亚FGK基准星在这方面发挥着核心作用，因为它们是各种调查的大气参数和化学丰度的校准支柱。基准星的光谱分析是通过不同方法的组合进行的，每种方法固有的系统不确定性都会影响结果。在本文中，我们探讨了这些系统的不确定性。我们用六种不同的方法测定了四颗基准星的Ca，Cr，Mn和Co的线丰度。我们以系统的方式改变了不同代码的默认输入参数，并在某些情况下发现结果之间存在显着差异。由于对许多默认参数的正确值没有达成共识，我们敦促社区对标准输入参数进行讨论，这些参数可以减轻通过不同方法获得的丰度差异。在这项工作中，我们提供了定量估计元素丰度的不确定性，由于不同的技术假设在光谱建模的效果。
2016-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Stellar Parameters and Oxygen Abundances for Hyades/Field G-K Dwarfs
偶尔有人提出，从Fe I和Fe II线得到的K矮星的Fe丰度显示出相当大的差异，而从高激发O I 7771-5三重线确定的氧丰度被明显高估（问题在Teff较低的情况下变得更加严重），然而这还没有得到广泛的证实。为了澄清这一问题，我们在经典Fe I/Fe II电离平衡的假设下，用光谱方法测定了148颗G-K矮星（毕宿星团星和场星）的大气参数，并对OI 7771-5谱线进行了非LTE光谱拟合分析，测定了它们的氧丰度。结果表明，所得到的参数与其他方法所确定的参数没有任何显著的不一致性（例如，毕星团矮星的Teff和log g与已确定的解的平均差异大多<~ 100 K和<~0.1dex）。类似地，毕宿星的氧丰度在[O/H]~+0.2dex左右（与该星团的金属丰度一致），没有表现出任何系统的Tef依赖性。因此，我们的结论是，参数可以在光谱评估到足够的精度在传统的方式（基于Saha-Boltzmann方程的Fe I/Fe II）和氧丰度可以可靠地确定从O I 7771-5三重态的K矮星，只要恒星的Teff>~ 4500 K的关注。我们怀疑，以前报道的强烈Teff依赖的差异可能主要源于高估弱线强度和/或不正确的Teff规模。
2020-02-22 astro-ph.SR
Improved Ni I log(gf) Values and Abundance Determinations in the Photospheres of the Sun and Metal-poor Star HD 84937
本文报道了371 Ni I谱线在紫外-近红外波段的原子跃迁几率测量结果。从使用傅里叶变换光谱仪和一个新的中阶梯光栅光谱仪记录的数据的分支分数与公布的辐射寿命相结合，以确定这些过渡概率。一般良好的协议，发现在比较以前报道的镍I跃迁概率测量。使用新的阶梯光栅摄谱仪，独立的辐射校准方法，和独立的数据分析程序，使系统误差的减少和整体改善过渡概率的不确定性比以前的测量。新的Ni I数据应用于太阳和贫金属恒星HD 84937的高分辨率可见光和紫外光谱，以获得新的，更准确的Ni丰度。使用覆盖宽范围波长和激发电位的线来搜索非LTE效应。
2014-02-18 astro-ph.SR physics.atom-ph
Non-LTE corrections for determinations of europium abundances in F-G-K stars in a broad metallicity range
Institute of Astronomy, RAS（俄罗斯科学院天文研究所）；Herzen State Pedagogical University（赫尔岑国立师范大学）
本文改进了利用Eu II线分析恒星光谱的方法，通过更新Eu II模型原子以考虑最近的非弹性过程速率系数数据，非LTE校正减少了统计误差，计算了11条Eu II线的非LTE丰度校正，适用于F-G-K型恒星的化学演化研究。
2026-04-24 astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Capella's Photospheric Abundances: Possible Influence of Stellar Activity
五车二是一颗光谱双星，由两颗G型巨星组成，其中第一颗（G8 III）是一颗正常的红团巨星，而第二颗（G 0 III）是一颗色球活跃的快旋巨星，显示出相当丰富的锂。最近，Takeda & Tajitsu（2017）报道了特定轻元素（例如，[C/Fe]或[O/Fe]）往往高得惊人，他们怀疑这只是由于高活动引起的异常大气结构造成的表面现象。为了验证这一假设，我们根据每个组分的解纠缠光谱确定了五车二的初级和次级元素丰度，以查看两者之间是否存在任何明显的分歧，这应该是由相同的化学成分形成的。我们发现，对于较重的元素，如Fe，主星略微超日（约+0.1dex），而次级星则是日下（约十分之几dex），导致主星和次级星之间存在明显的差异，尽管这种趋势在轻元素中没有看到（例如，C或0）。这些观测事实表明，在富锂巨星中发现的异常大的[X/Fe]比主要是由于Fe丰度的明显减少，我们推测这是由色球紫外辐射引起的过电离效应造成的。因此，我们的结论是，传统的模式大气分析将无法正确地确定丰度的快速旋转的巨星的高活动，正确的处理色球效应是需要得到真正的光球丰度。
2018-06-23 astro-ph.SR
Spectroscopic determination of C, N, and O abundances of solar-analog stars based on the lines of hydride molecules
通过对118颗类日星的光谱进行合成拟合分析，确定了它们的C、N和O丰度，并与[Fe/H]进行了比较，以阐明这些丰度的行为。结果表明，在-0.6<[Fe/H]<+0.3范围内，[C/Fe]随[Fe/H]的降低而略有增加，在[Fe/H]~0附近略有回升，[N/Fe]随[Fe/H]的降低而略有降低，[O/Fe]随[Fe/H]的降低而系统地增加（从而[C/O]降低）。虽然这些结果与以前主要基于原子线的测定定性一致，但这些[C/Fe]，[N/Fe]和[O/Fe]在近太阳金属丰度的分布中心略负百分之几，这被解释为由于不寻常的太阳丰度可能与我们太阳系的行星形成有关。然而，在行星宿主星的[C，N，O/Fe]比值中没有观察到明显的异常。在4颗非常缺Be的恒星中，有3颗显示出异常的[C/Fe]或[N/Fe]，这可能是由于演化伴星的质量转移，但其与Be耗尽机制的关系尚不清楚。
2022-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The First Fluorine Abundance Determinations in Extragalactic AGB Carbon Stars
根据高分辨光谱中2.3358 μ的HF（1-0）R9线，计算了6颗河外AGB碳星的氟（19 F）丰度（或上限）。这些恒星属于本星系群星系LMC、SMC和船底座矮球状体，金属丰度超过50倍。这是第一项探索河外富碳AGB星中F的金属丰度行为的研究。只有四颗目标恒星中可以测量到氟，显示出F-增强的范围很广。我们的F丰度测量与最近在银河系AGB碳星中得出的结果一起显示了与所观察到的碳和S-元素增强的相关性。然而，所观察到的相关性，显示不同的依赖恒星金属丰度相对于理论预测低质量，低金属丰度AGB模型。我们简要讨论了这种差异的可能原因。如果我们的发现在大量贫金属AGB中得到证实，那么AGB恒星中F的产生问题将需要重新考虑。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
On the determination of the He abundance distribution in globular clusters from the width of the main sequence
研究球状星团中多个恒星星族的起源的一个关键信息是每个星团所容纳的子族群中初始氦丰度$Δ{Y}$的范围。这些估计通常是通过测量光学颜色-星等图中未演化的主序的颜色宽度来获得的。然后将测得的颜色扩展与不同初始He丰度的理论恒星等时线的预测进行比较，以确定$Δ{Y}$。由于{ \sl HST银河系GC紫外遗产巡天}项目，紫外/光学星等的可用性将允许对大型银河系球状星团样本的$Δ{Y}$进行均匀测定。从理论的角度来看，准确的UV CMD可以有效地解开各种亚群，ACS $F606W-(F606W-F814W)$图中的主序列颜色差异允许估计$Δ{Y}$。我们证明，从理论的角度来看，（$F606W-F814W$）的颜色是一个非常可靠的氦丰度指标。沿未演化主序星在固定光度下计算的导数d $Y$ /d（$F606W-F814W$），对恒星模型计算中的物理假设基本不敏感，对热辐射校正尺度的选择更敏感，并且仅略微依赖于所采用的恒星模型。因此，从理论观点来看，簇主序列的（$F606W-F814W$）颜色宽度是$Δ{Y}$范围的稳健诊断。
2016-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ca II triplet in red giant spectra: [Fe/H] determinations and the role of [Ca/Fe]
测量和分析的Ca II三重线在银河系球状星团和疏散星团的红巨星的强度，并在一个样本的红巨星在大麦哲伦星系盘有显着不同的[Ca/Fe]丰度比的银河系的对象。银河系的对象是用来生成之间的校准钙II三线态线强度和[Fe/H]，然后用于估计[Fe/H]_CaT的LMC恒星。然后将这些值与来自高色散光谱的[Fe/H]_spec测定值进行比较。在考虑到小的系统偏移后，两次丰度测定结果非常一致。此外，如在早期研究中发现的，例如，Battaglia等人（2008年），差异仅是[Ca/Fe]比的非常弱的函数。例如，将[Ca/Fe]从+0.3改变到-0.2会导致基于Ca II的丰度仅低估[Fe/H]_spec ~0.15 dex，假设银河系校准。因此，钙II三重态方法的金属丰度测定可以使用没有显着的偏见，研究恒星系统，有很大的不同的化学演化历史。
2015-10-03 astro-ph.SR
Determination of the iron content of Cepheids from the shape of their light curves
本文研究了短周期经典造父变星B、V、R_C和I_C波段光变曲线的傅立叶振幅比R_21和R_31与金属丰度的关系。根据现有的光度和光谱数据，我们确定了大气铁丰度，[Fe/H]和傅立叶参数之间的关系。使用这些关系，我们计算了光度[Fe/H]值的所有程序造父变星的平均精度为0.15 dex。其中14颗恒星的光谱铁丰度以前是未知的。这些经验结果提供了一种替代方法来确定经典造父变星的铁丰度，这些造父变星太微弱而无法进行光谱观测。我们还检查了两个麦哲伦星云的贫金属造父变星是否遵循相同的关系，并且发现了很好的一致性。
2013-07-31 astro-ph.SR
New Atomic Data for Trans-Iron Elements and Their Application to Abundance Determinations in Planetary Nebulae
中子（n）捕获元素核合成和化学演化的研究主要基于恒星光谱学。然而，最近在几个行星状星云（PNe）的这些元素的检测表明，星云光谱学是一个有前途的新工具，这样的研究。在PNe中，n-捕获元素丰度的测定揭示了s-过程核合成和对流混合在演化的低质量恒星的细节，以及在恒星光谱中无法检测到的元素的化学演化。在单个星云中，通常只能检测到一种或两种特定的反式铁元素离子。因此，元素丰度测定需要对未观测到的离子丰度进行校正。这种修正依赖于控制星云电离平衡过程的原子数据的可用性。直到最近，这些数据是未知的，几乎所有的n-捕获元素离子。对于前五个离子的硒，氪，和硒-三个最广泛检测到的N-捕获元素PNE-我们正在计算光电离截面和辐射和双电子复合速率系数使用多配置Breit-Pauli原子结构代码AUTOSTRUCTURE。电荷转移率系数正在确定与多通道朗道-齐纳代码。为了校准这些计算，我们测量了绝对光电离截面的硒和硒离子在先进光源同步辐射设施。这些原子的数据可以被纳入光电离代码，我们将使用它来获得电离修正（因此丰度）的Se，Kr，并在电离星云中。这些结果对于将星云光谱学磨练成一种更有效的工具来研究宇宙中反式铁元素的产生和化学演化至关重要。
2010-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
NLTE determination of the calcium abundance and 3D corrections in extremely metal-poor stars
极度贫金属的恒星包含早期银河系化学成分的化石记录。用改进的MULTI程序计算了53颗极端贫金属星的钙线NLTE剖面。我们的新模型原子，我们能够调和的Ca丰度从Ca I和Ca II线在南河三推断。- 我们发现在早期银河系中[Ca/Fe]= 0.50 $\pm$ 0.09，这个值略高于之前的LTE估计。- 比值[X/Ca]的离散度通常小于比值[X/Mg]的离散度，其中X是除Al之外的"轻金属"（O、Na、Mg、Al、S和K）。这些离散度不能用测量误差来解释，但氧除外。令人惊讶的是，[X/Fe]的分散度总是等于或甚至小于[X/Ca]平均值周围的分散度。- 我们注意到，在低金属丰度时，Ca I共振线的波长相对于（较弱的）从属线发生了偏移，这是对流效应的标志。- 发现从Ca I共振线（422.7 nm）推断的Ca丰度在非常低的金属丰度下系统地小于从从属线推断的丰度。
2012-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Looking for a connection between the Am phenomenon and hybrid delta Sct - gamma Dor pulsation: a determination of the fundamental parameters and abundances of HD 114839 and BD +18 4914
Delta Sct - gamma Dor混合体同时以p模式和g模式脉动，其携带关于包络结构以及核心的信息。因此，它们是用星震技术研究A型和F型星的关键对象。地震建模的一个重要要求是温度、重力和化学成分的小误差。此外，我们想调查存在的丰度指标典型的混合动力车，这是很好地建立了roAp星。在本调查之前，只有一个杂交种和另一个杂交种候选者的丰度模式已经公布。我们使用上普罗旺斯天文台的SOPHIE摄谱仪和ESO La Silla的HARPS摄谱仪获得了HD 114839和BD +18 4914的高分辨率光谱。对于每颗恒星，我们确定的基本参数和光球16种化学元素的丰度比较合成光谱与观测。我们比较我们的结果，七个三角洲Sct和九个伽马Dor星。对于演化的BD +18 4914，我们发现了典型的Am星的丰度模式，但无法证实演化程度较低的恒星HD 114839的这种特性，它在文献中被归类为不确定的Am星。我们的结果支持的概念，演化的Am星是不稳定的。通过我们的调查，我们几乎将光谱分析的δ Sct -γ Dor混合星的数量增加了一倍，但尚未成功识别这组脉动星的光谱特征。一个统计上显着的光谱研究三角洲Sct -伽马Dor混合星仍然是失踪，但将是有益的考虑到这一组的星震学潜力。
2011-09-13 astro-ph.SR
Improved Atomic Transition Probabilities for UV and Optical Lines of Hf II and Determination of the Hf Abundance in Two Metal-Poor Stars
我们报告新的分支分数测量199紫外和光学跃迁的铪II。这些跃迁的波长（波数）范围为2068- 6584 A（48322-15183 cm-1），起源于17个奇宇称上能级，能量范围为38578-53227 cm-1。分支分数与辐射寿命相结合，在早期的研究中报告产生一组跃迁概率和log（gf）值，精度范围从5- 25%。比较是从文献中存在这样的数据的转移概率。我们使用这些新的过渡概率得到改善铪丰度在两个贫金属恒星。HD 196944在s过程元素中得到增强，我们从12条Hf II线中推导出log Hf（Hf）= -0.72 +/-0.03（sigma = 0.09）。HD 222925在r过程元素中得到增强，我们从20条Hf II线中推导出log Hf（Hf）= 0.32 +/- 0.03（σ = 0.11）。这些测量极大地扩展了在UV和光学光谱中用于分析的潜在有用的Hf II线的数量。
2021-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Automatic Determination of Stellar Parameters via Asteroseismology of Stochastically Oscillating Stars: Comparison with Direct Measurements
天基项目正在提供大量高质量的小行星地震数据，包括显示出类似太阳振荡的大量恒星的频率。这些数据为精确确定关键恒星参数开辟了前景，对研究太阳系外行星系统具有特别价值。考虑到现有和预期数据的数量，重要的是开发有效和可靠的技术来分析它们，包括从观测到的频率确定恒星参数。在这里，我们提出了SEEK包开发的开普勒任务的asteroseismic数据分析。该软件包的一个中心目标是以统计上明确定义的形式快速自动确定恒星半径和其他参数。通过比较分析结果与独立测量的恒星半径和质量的算法进行测试，以及观察到的恒星的样本。我们的结论是，SEEK包固定恒星参数的准确性和精度。
2010-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
New determination of abundances and stellar parameters for a set of weak G-band stars
弱G带（wGb）星是非常特殊的红巨星，几乎不含碳，通常富含锂。尽管它们的丰度模式非常令人困惑，但直到几年前，很少有详细的光谱研究，这阻碍了对wGb现象的任何清晰理解。我们最近提出了对28颗wGb恒星已发表数据的首次一致分析，并将它们确定为早期A型到晚期B型恒星的后代，但无法对它们的进化状态或其独特丰度模式的起源做出结论。我们使用新获得的高分辨率和高信噪比光谱的19 wGb的恒星在南半球和北半球均匀地推导出他们的基本参数，金属丰度，以及光谱丰度为锂，C，N，O，Na，Sr和Ba。我们还计算了专用的恒星演化模型，用于确定样本中恒星的质量，并研究其演化状态和化学历史。我们确认wGb星的质量范围为3.2至4.2 M $_\odot$。我们认为，一个大的部分可能是温和的发展恒星的SGB目前正在进行的第一DUP，而一个较小的恒星数量更可能是在核心的他燃烧阶段的集群。在分析了它们的丰度模式后，我们证实了它们的强N富集与大C耗尽反相关，这是通过CNO循环完全处理的材料的特征，其程度在其他进化的中等质量恒星中是未知的。然而，我们在这里证明，这种模式是非常不可能的，由于自我充实。根据目前的观测限制，也没有可靠的自洽污染情景，留下wGb的难题在很大程度上没有解决。
2015-12-14 astro-ph.SR
Influence of departures from LTE on determinations of the scandium abundances in A-B type stars
本研究通过构建 Sc II-Sc III 模型原子，基于 NLTE 谱线形成分析 A-B 型星钪丰度，发现 NLTE 效应随温度增大，并提议用 Ca/Sc 丰度比分类 Am 星。
2023-11-14 astro-ph.SR
Towards precise and accurate Cepheid chemical abundances for 1$\%$ $\mbox{H}_0$ measurement: temperature determination
现代物理学中的一个突出问题是宇宙加速膨胀的起源。在不同红移下对哈勃参数$\mbox{H}_0$的高精度测定提供了对宇宙膨胀的直接洞察：暗能量的状态方程、空间的几何和曲率、中微子质量和宇宙的各向同性。我们研究了化学成分对基于造父变星和Ia型超新星的经典距离阶梯的影响。属于麦哲伦云的造父变星代表了梯子的天然锚，因为它们的接近和众所周知的几何距离。因此，LACES合作收集了最大的造父变星MCs光谱样本，包含300多颗恒星和1200多个中高分辨率光谱。通过等效宽度和生长曲线分析进行的abbands测量，已经在合成光谱的宽网格上进行了测试，以量化从该过程产生的系统。我们专注于温度测量所产生的误差，使用线深比方法。我们发现，为了不使最终结果产生偏差，许多方面（例如大气参数的简并性，仪器设置等）。应该明确考虑。特别是，存在不可忽略的金属丰度依赖性。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Improved V II log($gf$) Values, Hyperfine Structure Constants, and Abundance Determinations in the Photospheres of the Sun and Metal-poor Star HD 84937
报道了V Ⅱ 203条谱线的新的实验绝对原子跃迁几率。从使用傅里叶变换光谱仪和中阶梯光栅光谱仪记录的光谱测量支化分数。分支分数归一化与辐射寿命测量，以确定新的跃迁概率。一般很好的协议，发现这项工作和以前报道的V-II跃迁概率。使用两个光谱仪、独立的辐射校准方法和独立的数据分析例程能够减少系统不确定性，特别是由于光学深度误差引起的不确定性。此外，新的超精细结构常数测量选定的水平，通过最小二乘拟合线轮廓的FTS光谱。新的V II数据应用于太阳和贫金属恒星HD 84937的高分辨率可见光和紫外光谱，以确定新的，更准确的V丰度。覆盖波长和激发电位范围的线用于搜索非LTE效应。我们的新的太阳光球V丰度，log ε（V）= 3.95，从15 V II线，和太阳系陨石值之间发现非常好的协议。在HD 84937中，我们从68条谱线推导出[V/H] = -2.08，从而得到[V/Fe] = 0.24的值。
2014-08-18 astro-ph.SR physics.atom-ph
The Gaia-ESO Survey: the first abundance determination of the pre-main-sequence cluster Gamma Velorum
了解恒星形成区和年轻星团的丰度分布对于研究各种问题至关重要，从附近超新星爆炸引发的恒星形成和化学富集到形成行星系统的能力。尽管如此，目前可以获得的详细丰度研究相对较少。在这种情况下，我们提出了分析的Gamma Velorum集群的金属丰度，根据产品分布在第一个内部版本的盖亚-ESO调查。天团伽玛候选成员已经被火焰观测到，使用紫外线和长颈鹿，这取决于目标的亮度和光谱类型。为了得到一个坚实的金属丰度测定的集群，成员的观察恒星必须首先进行评估。为此，我们使用了几个成员资格标准，包括径向速度，表面重力估计，和光球锂线的检测。在UVES观察到的80个目标中，我们确定了14个高概率成员。我们发现该星团的金属丰度略低于太阳，平均[Fe/H]=-0.057+/-0.018 dex。虽然J 08095427 -4721419是高概率成员之一，但其金属丰度明显大于集群平均值。我们推测它的起源是最近的吸积事件的结果的岩石体的~60 M_Sun的氢贫化材料从星周盘。
2014-05-26 astro-ph.SR
Solar abundances and granulation effects
太阳丰度在过去十年中经历了一次重大的向下修正，据说是由于采用三维流体动力学模拟来模拟太阳光球的不均匀结构。Asplund等人（2004年）提出的氧丰度非常低，A（O）=8.66，加上碳和氮丰度的向下修正，给太阳模型解释日震测量带来了严重的问题。在努力促进争议，我们重新推导光球丰度的几个元素独立于以前的分析。我们应用了最先进的3D（CO 5 BOLD）流体动力学模拟的太阳颗粒以及不同的一维模型大气的线分光丰度测定。分析是基于标准的光盘中心和光盘集成的光谱图谱;对于氧，我们在不同的日心角获得另外的光谱。导出的丰度是可用原子线的等效宽度和/或线轮廓拟合的结果。我们讨论了不同的颗粒对太阳丰度的影响，并将我们的结果与以前的调查进行比较。根据我们的调查，流体动力学模型是重要的太阳丰度的测定，但不负责最近在文献中的太阳金属丰度的向下修订。
2009-10-25 astro-ph.SR
Stellar Abundances in the Solar Neighborhood: The Hypatia Catalog
我们编译光谱丰度数据从84个文献来源的50个元素在3058颗恒星在太阳附近，在150 pc的太阳，产生Hypatia目录。我们评估了不同调查报告的同一颗恒星的丰度测量的变化。我们还探讨了银河系内的恒星可能的关联，相应的观测和丰度测定方法Hypatia的所有目录，特定目录的整体丰度趋势的影响，以及将所有丰度归一化到相同的太阳尺度的效果。希帕蒂娅星表中大量的恒星丰度测定结果仅针对薄盘恒星进行分析，其观测结果与文献来源之间是一致的。由于我们的大数据集，我们发现，在太阳附近的恒星可能揭示了一个不对称的丰度分布，这样一个[Fe/H]-丰富的集团接近中平面是缺乏镁，硅，硫，钙，钪II，铬II，和镍相比，恒星远离平面。Hypatia星表有着广泛的应用，包括系外行星宿主，厚盘星和薄盘星，或具有不同运动学特性的恒星。
2014-05-26 astro-ph.SR
A hybrid SLAM-Payne framework for atmospheric parameter and abundance determination of early-type Stars from LAMOST DR9 low-resolution Spectra
提出混合SLAM-Payne框架，利用LAMOST DR9低分辨率光谱测定早型星大气参数与丰度，保留完整光谱信息，为315,822颗恒星提供参数，并发现α贫乏族群及负径向丰度梯度。
2025-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of Departures from LTE on Oxygen Abundance Determination
我们用平面平行模型大气对一组对应于A-K型恒星的恒星参数进行了O I的非LTE计算。Przybilla等人（2000）的模型原子使用迄今为止最好的理论和实验原子数据进行了更新。非LTE导致O I线加强，并且非LTE和LTE丰度之间的差异（非LTE校正）为负。与LTE的偏离向更高的有效温度和更低的表面重力方向增长。在整个温度范围和log g = 4，非LTE校正不超过0.05 dex的绝对值为O I线在可见光谱范围内。对于红外O I 7771-5 A谱线，非LTE校正明显更大，在Teff = 10000 K和log g = 2的模型大气中达到-1.9 dex。为了区分与电子和中性氢原子的非弹性碰撞对O I的统计平衡（SE）的影响，我们推导了三个研究得很好的A型恒星织女星，天狼星和HD 32115的氧丰度。对于每颗恒星，非LTE导致红外线和可见光线之间的差异较小。例如，对于Vega，当忽略LTE时，该差异从LTE中的1.17 dex减小到0.14 dex。为了完全消除A型恒星中红外线和可见线之间的差异，需要将Barklem（2007）使用的电子碰撞激发率降低4倍。在南河三和太阳的情况下，与H I的非弹性碰撞影响O I的SE，并且当使用Drawin的形式主义计算碰撞率时，来自不同线的丰度之间达成一致。O I 6300、6158、7771-5和8446 A谱线的太阳平均氧丰度在使用MAFA…
2013-02-05 astro-ph.SR
Nebular spectroscopy: A guide on H II regions and planetary nebulae
我们提出了一个教程的确定的物理条件和化学丰度的气体星云。我们也包括一个简短的回顾最近的结果，对气体星云的研究，其相关性的研究恒星演化，银河系化学演化和宇宙的演化。丰度测定中最重要的问题之一是存在的碰撞激发线和重组线确定的丰度之间的差异，这被称为ADF（丰度差异因子）的问题，我们审查与这个问题有关的结果。最后，我们讨论了在气体星云中观察到的大t $^2$值的可能原因。
2017-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of strong recombination on temperature determination in planetary nebulae
从光学复合线和碰撞激发线确定的化学丰度的长期差异提出了我们对原子物理学的理解的问题，以及在确定天体物理星云的物理条件和化学丰度时所做的假设。在这里，我们研究的重组的贡献[O III] 4363和线比[O III] 4363/4959的有效性作为一个温度诊断行星状星云与高丰度的差异。我们推导出了[O III] 4363的复合系数的拟合，该拟合考虑了辐射复合和双电子复合，电子温度为200至30，000 K。通过从观测到的总通量中减去碰撞贡献，我们估计了[O III] 4363对行星状星云Abell 46和NGC 6778的复合贡献。我们发现[O III] 4363中估计的复合贡献的空间分布遵循O II 4649复合线的空间分布，两者都在星云的中心区域达到峰值，特别是在Abell 46的情况下，它具有更高的丰度差异。估计的重组贡献达到70%和40%的总[O III] 4363观测到的流量，Abell 46和NGC 6778，分别。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Carbon-to-Oxygen Ratio Measurement in Nearby Sunlike Stars: Implications for Planet Formation and the Determination of Stellar Abundances
最近对附近FGK恒星的高分辨率光谱分析表明，大于0.8甚至1.0的高C/O比是相对常见的。两个已发表的星表在25-30%的系统中发现C/O $>0.8$，在$\sim$中发现C/O $>1.0$ ~6- 10%。有人认为，在原行星盘与C/O $>0.8$，冷凝途径难熔固体将发生在我们的太阳系，在那里的C/O $=0.55$不同。据计算，富含碳的盘状物是以碳为主的岩石行星，而不是以氧为主的行星。在这里，我们认为，推导出的恒星C/O比被高估。限制高C/O频率的一个因素是在大量低质量恒星样本中发现的碳矮星（$10^{-3}-10^{-5}$）相对较少。我们建议这种高估的原因，包括高C/O比的太阳大气模型用于差分丰度分析，治疗的Ni混合物，影响O丰度，和一维LTE恒星大气模型的局限性。此外，从测量的恒星C/O比的估计误差中，我们发现高C/O尾的意义被削弱了，在10- 1- 5%的恒星中，C/O $>0.8$的真实测量分数为1%-5%，C/O $>1.0$为1%-5%，尽管这些仍然可能被高估。我们认为，红外T矮星光谱可以显示恒星附近的高C/O有多普遍，因为这些物体的化学和光谱与具有类似太阳丰度的物体相比会有所不同。虽然在C/O $>0.8$上是可能的，但我们预计碳占主导地位的岩石行星比其他人认为的要罕见。
2012-04-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gaseous abundances in planetary nebulae: What have we learned in the past five years?
大约50年前，在国际天文学联合会第一届行星状星云研讨会的会议记录中，劳伦斯·H·Aller和Stanley J. Czyzak说：“确定行星状星云和其他气态星云的化学成分是天体物理学中最令人恼火的问题之一。虽然近年来情况有了很大改善，但许多重要问题仍然悬而未决，新的问题已经到达该领域，这仍然是一个活跃的研究领域。在这里，我将回顾一些有关的主要方面，在过去的五年中，自上次国际天文学联合会关于PNE的研讨会的PNE的气体丰度的测定和一些相关的结果。
2017-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A High-Resolution Spectroscopic Survey of Directly Imaged Companion Hosts: I. Determination of diagnostic stellar abundances for planet formation and composition
本文对五颗直接成像行星宿主恒星进行高分辨率光谱分析，测量15种元素丰度及C/O、C/S、O/S等比值，发现HD 206893具有超太阳C/O，且超富金属环境并非宽间距气态巨行星形成的必要条件。
2024-09-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Using Molecular Lines to Determine Carbon and Nitrogen Abundances in the Atmospheres of Cool Stars
同时分析5100-5200和7930- 8100 A光谱区的C_2和CN分子谱带，对于精确测定类太阳恒星大气中的碳（C）和氮（N）丰度是一种很有前途的选择。在最近改进了两种分子的分子常数之后，这种新方法的实际实施成为可能。新的分子数据预测了正确的谱线强度和谱线位置;因此，它们被收录在维也纳原子谱线数据库（VALD）中，该数据库被天文学家和光谱学家广泛使用。在本文中，我们证明了分子数据分析提供C，特别是N丰度与原子线的一致。我们通过对三星的分析来说明这一点。考虑到在类太阳恒星的观测光谱中使用N1谱线的困难，我们的结果为使用C_2和CN分子谱线的组合来精确测定氮丰度提供了有力的论据。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
