Metallicity-Dependent Signatures in the Kepler Planets
利用加州开普勒巡天（CKS）的数据，我们研究了近距离行星的主恒星金属丰度与行星性质的趋势。通过结合CKS调查确定的行星半径间隙的属性的知识，我们能够分别研究行星核心和它们的气体包络的属性。我们的主要发现是，在金属丰度较高的恒星周围，行星的固体核心质量较高，这些更大的核心能够吸积更大的气体包层。此外，对最近报道的在高金属丰度恒星周围短周期内更常见的半径在（2- 6 R地球）范围内的行星的详细研究发现，H/He大气行星的平均主恒星金属丰度在~20天的轨道周期内平稳增加。我们解释的大气光蒸发的背景下的金属丰度增加的位置：较高的金属丰度的恒星很可能拥有较高的大气金属丰度，这增加了冷却的光蒸发流出，降低质量损失率的行星。因此，具有较高金属含量大气层的行星能够在较短的轨道周期内抵抗光蒸发。最后，我们发现在2.8西格玛的证据表明，行星不主机H/He大气层在长时间内更常见于低金属丰度恒星周围。这样的行星很难用最初吸积H/He大气的行星的光蒸发剥离来解释。或者，这群行星可能代表了在气体盘分散后以类似地球的方式形成的行星。
2018-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The metallicity distribution and hot Jupiter rate of the Kepler field: Hectochelle High-resolution spectroscopy for 776 Kepler target stars
开普勒凌日巡天发现的热彗星的出现率大约是以太阳邻近恒星为目标的径向速度巡天的一半。解释这种差异的一个假设是，这两个调查的目标恒星具有不同的恒星金属丰度分布。为了验证这一假设，我们测量金属丰度分布的开普勒目标使用Hectochelle多光纤，高分辨率光谱仪。将我们的光谱分析限制在log（g）>3.5的样本中的610颗矮星上，我们测量到的金属丰度分布的平均值为[M/H]_{mean} = -0.045 +/-0.00，与以前对开普勒场靶星的研究一致。相比之下，加利福尼亚行星搜索径向速度样本的金属丰度分布的平均值为[M/H]_{CPS，mean} = -0.005 +/- 0.006，并且根据Kolmogorov-Smirnov检验，样本来自不同的母体种群。我们重新拟合的指数之间的关系的恒星托管一个接近的巨行星和主恒星的金属丰度使用的样本从加州行星搜索更新的金属丰度的矮星。最佳拟合关系告诉我们，两个样本之间金属丰度的差异不足以解释热木星出现率的差异;金属丰度差异需要$\simeq$ 0.2-0.3 dex才能完全一致。我们还表明，（子）巨大的污染在开普勒样本不能调和的两个发生计算。我们的结论是，其他因素，如二进制污染和不完美的恒星属性，也必须发挥作用。
2016-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Metallicity Dependence of Giant Planet Incidence
我们描述了三个修正，应适用于所观察到的相对发病率附近的恒星托管巨行星。这些是在恒星大气中的扩散，使用[参考]指数代替[Fe/H]的金属丰度，并与W速度的本地采样校正。我们已经将这些修正应用于SPOCS系外行星调查的一个子集，具有统一的巨行星可探测性。将分组后的数据拟合为$α10^{β[Fe/H]}$形式的幂律，我们导出了$α= 0.022 \pm 0.007$和$β= 3.0 \pm 0.5$; $β$的这个值比由\citet{fv05}确定的值大50%。虽然这种差异的统计意义是微不足道的，但鉴于统计数据数量较少，这些校正应包括在未来的分析中，包括更大的样本。
2014-06-03 astro-ph.SR
HADES RV Programme with HARPS-N at TNG XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets
我们目前对行星形成的认识，大部分仍然是基于对主序星、太阳型恒星的分析。相反，对M-矮行星宿主的大样本的详细化学研究仍然缺失。我们首次开发了一种方法来确定恒星丰度的元素比铁的M矮星从高分辨率，光学光谱。我们的方法是基于主成分分析和稀疏贝叶斯方法的使用。我们利用一组M矮星围绕FGK初级轨道运行，已知丰度来训练我们的方法。我们应用我们的方法来获得恒星metalliticies和丰度的一个大样本的M矮星的框架内观察到当前的径向速度调查。然后，我们使用了附近的FGK恒星的样本，通过比较M矮星样本中的丰度趋势与FGK恒星上的丰度趋势来交叉验证我们的技术。不同子样本的金属丰度分布表明，M矮星托管巨行星显示出行星金属丰度的相关性，以及与恒星质量的相关性。拥有低质量行星的M矮星似乎并不遵循行星-金属丰度相关性。我们还发现，低质量行星的频率并不取决于恒星宿主的质量。这些结果似乎与以前的工作。然而，我们注意到，对于巨行星宿主，我们的金属丰度预测行星金属丰度相关性较弱，但质量依赖性比光度值更强。我们表明，第一次，似乎没有差异的丰度分布的元素不同于铁之间的M矮星和没有已知的行星。我们的数据显示，具有行星的低质量恒星遵循与FGK对应物相同的金属丰度，质量和丰度趋势。
2020-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Host star metallicity of directly imaged wide-orbit planets: implications for planet formation
直接成像的行星是前主序星和年轻的主序星的自发光伴星。它们位于更宽的轨道（$\sim10\mathrm{s}-1000\mathrm{s}$ ~AU），通常比附近的行星（$\lesssim 10$ ~AU）质量更大。确定这些伸展的行星系的主星性质对于理解和辨别各种行星形成和演化情景是很重要的。我们提出的恒星参数和金属丰度（[Fe/H]）的子样本的18颗恒星已知的主机行星发现的直接成像技术。我们从公共档案中检索这些恒星的高分辨率光谱，并使用合成光谱拟合技术和贝叶斯分析，以统一和一致的方式确定恒星的属性。其中8个来源的金属丰度是首次报道，而其他来源的结果与以前的估计一致。分析表明，直接成像行星所在恒星的金属丰度接近太阳，平均[Fe/H] = $-0.04\pm0.27$ ~dex。金属丰度的大分散表明，在大轨道距离上形成大质量行星可能不需要富含金属的环境。我们还发现，直接成像的大质量行星在宽轨道上的行星质量-宿主星金属丰度关系是非常相似的，研究人口的短周期（$\lesssim 1$ ~yr）超巨星和棕矮星周围的主序星。
2021-01-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing the Planet-Metallicity Correlation in M-dwarfs with Gemini GNIRS Spectra
虽然拥有巨行星的FGK主序星的行星-金属丰度相关性已经很好地建立起来，但对于M-矮星，结果并不那么清楚，因为精确的金属丰度测量并不简单。然而，使用近红外光谱的新技术显示出有希望的结果。使用这些，我们确定恒星参数和金属丰度的样本16 M-矮星，其中11个主机行星，近红外光谱从双子座近红外光谱仪（GNIRS）。我们发现有行星的M矮星比没有行星的M矮星更富含金属。这一基于GNIRS光谱的结果得到了分析的支持，分析了相对较大的具有行星的M颗恒星样本（总共18颗）和213颗没有已知行星的M颗恒星的对照样本，这些样本来自Terrien等人（2015）的目录。一方面，这与文献中报道的趋势（不仅是M-恒星，也是太阳型恒星）相吻合，另一方面，这表明GNIRS光谱在获得M型恒星的可靠恒星参数方面的实用性。我们还发现，拥有巨行星的M矮星比那些与低质量行星（海王星或超级地球类型）相关的矮星更倾向于金属。这一趋势也与以前报道的太阳型恒星的趋势一致。这些结果将有利于行星形成的核心吸积模型。
2017-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed chemical compositions of planet hosting stars: I. Exploration of possible planet signatures
我们提出了一个逐行差分分析的样本16个行星托管恒星和68个比较星使用高分辨率，高信噪比光谱收集使用凯克。我们获得了精确的恒星参数和高精度的相对化学丰度，平均不确定度分别为15 K，0.034 [cgs]，0.012 dex和0.025 dex的\teff，\logg，[Fe/H]和[X/H]。对于每一个行星主机，我们确定了一组比较恒星和检查的丰度差异（校正银河系化学演化效应）作为一个功能的尘埃凝结温度，\tcond，个别元素。虽然我们确认太阳在丰度和\tcond之间表现出负趋势，但我们也确认其余行星宿主表现出各种丰度$-$ \tcond \趋势，与年龄、金属丰度或\teff没有明显的依赖关系。行星宿主恒星相对于其比较恒星的化学成分的多样性可以反映这些行星宿主中存在的可能的行星诱导效应的范围，从岩石材料的封存（难熔性差）到可能的行星摄入（难熔性丰富）。其他可能的解释包括行星形成的时间尺度、效率和程度的差异或不均匀的化学演化。虽然我们没有在样本中发现行星形成的明确化学特征，但宿主恒星的高精度化学丰度对于限制其系外行星的组成和结构至关重要。
2020-05-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Physically-Motivated Photometric Calibration of M Dwarf Metallicity
M矮星在V-K_s-M_Ks色星等图（CMD）上的位置与金属丰度有关。我们表明，以前的经验测光校准M矮金属利用这种相关性系统低估或高估金属在其范围的极端。我们从三个方面改进了以前的校准。我们利用来自Geneva-Copehnagen巡天（GCS）的F和G矮星的体积有限和运动学匹配样本来推断太阳邻域中M矮星的平均金属丰度，我们利用M矮星内部和大气的理论模型来确定金属丰度对V-K_s-M_Ks CMD中M矮星的影响，我们的最终校准完全基于具有M矮星伴星的FGK原色的高分辨率光谱学。其结果是，我们解释了一个数量级以上的校准样本的方差比以前的光度校准。我们非参数量化的观察，M矮星的主机系外行星优先在一个区域的V-K_s-M_Ks平面填充富含金属的M矮星的意义。我们发现，行星托管的M矮星分布在V-K_s-M_Ks CMD的概率p是P = 0.06 +/- 0.008场M矮星以同样的方式。有趣的是，拥有海王星和次海王星质量行星的M矮星子样本也可能优先位于由高金属丰度M矮星组成的V-K_s-M_Ks平面区域。这种偶然发生的概率是p = 0.40 +/- 0.02，这一观测结果暗示，在富含金属的M矮星周围可能更有可能发现低质量行星。在富含金属的M型矮星周围，低质量行星出现率的增加是行星形成的核心吸积模型的自然结果。（节略）
2010-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST Exoplanetary Worlds and Elemental Survey (JEWELS) I: High-Precision Chemical Abundances of 20 FGK Planet-Hosting Stars from JWST Cycle 2
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）
JWST第2轮任务对20颗FGK型行星宿主恒星进行高精度化学丰度分析，揭示恒星化学多样性与行星形成路径的关联。
2025-12-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Open Clusters. The Praesepe (Beehive) Cluster
目前还不完全清楚行星形成如何影响星团内或星团外的宿主恒星的性质;然而，丰度趋势可以帮助我们理解这些过程。我们提出了一个详细的化学丰度分析的六颗恒星在Praesepe，一个行星托管疏散星团。已知Pr 0201拥有一颗近距离（周期为4.4天）的巨行星（质量为0.54 $\rm M_{\rm{J}}$），而我们样本中的其他五个星团成员（Pr 0133，Pr 0081，Pr 0208，Pr 0051和Pr 0076）根据RV测量没有发现行星。使用高分辨率，高信号噪声阶梯光栅光谱获得与凯克/HIRES和一种新的方法来等效宽度测量（XSpect-EW），我们得出了多达20个元素的丰度跨越范围的冷凝温度（Tc）。我们发现一个平均簇金属丰度[Fe/H] = +0.21 $\pm$ 0.02 dex，与大多数以前的测定。我们发现我们的大多数元素显示出$\sim$ 0.02-0.03 dex的[X/Fe]散射，并得出结论，我们的恒星样品是化学均匀的。群集平均丰度的Tc斜率与零一致，并且在我们的样本中没有一颗恒星单独表现出统计上显着的Tc斜率。使用行星吞没模型，我们发现，行星主机，Pr 0201，没有证据表明显着富集在其耐火元素相比，集群的意思是，将与行星吸积的情况是一致的。
2021-07-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Lifetime of Protoplanetary Disks in a Low-Metallicity Environment
银河系半径超过18千秒差距的极外星系（EOG），其金属丰度非常低，约为太阳附近的十分之一。我们获得了两个非常年轻的（$\sim$ 0.5百万年）恒星形成的集群，是最遥远的嵌入式集群之一的EOG的深近红外（NIR）图像。我们发现，在这两个集群的恒星的分数与近红外过剩，这起源于拱星尘埃盘半径为$\leq$ 0.1 AU，是显着低于那些在太阳附近。我们的研究结果表明，大多数恒星在低金属环境中形成的经验盘分散在一个较早的阶段（$<$ 1百万年）比那些形成在太阳金属环境（多达$\sim$ 5- 6百万年）。这种快速的盘分散可能会使行星的形成变得困难，并且较短的盘寿命和较低的金属量可能有助于众所周知的“行星-金属量相关性”的强烈金属量依赖性，该相关性表明恒星拥有行星的概率随着恒星金属量急剧增加。快速盘分散的原因可能是质量吸积率的增加和/或有效的远紫外光蒸发，由于低消光;然而，另一个未知的机制EOG环境可能是显着的贡献。
2009-09-09 astro-ph.SR
Lithium Abundances in a Sample of Planet Hosting Dwarfs
这项工作提出了一个大样本的巨行星托管恒星（N=117），和一个控制样本的盘星没有检测到的行星（N=145）的锂丰度均匀的测定。使用LTE中Lambda 6708 A处的Li I双峰的详细轮廓拟合得到锂丰度。选择的行星宿主和比较恒星在各自的物理性质上有显著的重叠，包括有效温度，光度，质量，金属丰度和年龄。统一的数据和均匀的分析与精心挑选的样本相结合，使这项研究非常适合探测行星宿主恒星中锂丰度的可能差异。两个样本之间的总体比较显示，有行星和没有行星的恒星之间没有明显的差异。在一个狭窄的有效温度范围内（5700 K < Teff < 5850 K），对锂丰度的行为进行了更仔细的检查，表明两颗恒星样本之间存在细微的差异;这个温度范围对各种可能耗尽锂的物理过程特别敏感。在这个Teff范围内，行星宿主恒星的Li丰度比对照恒星低（平均约0.26 dex），尽管这种分离可能受到来自不同年龄，金属丰度和质量的恒星组合的影响。然而，当比较金属丰度（[Fe/H] = 0.00至+0.20 dex）和质量（M ~ 1.05 - 1.15 Msun）范围非常有限的恒星时，有行星和没有行星的恒星在锂丰度方面表现出类似的行为，这表明有行星的恒星和没有行星的恒星之间的锂丰度没有差异。
2010-09-11 astro-ph.SR
Tides and angular momentum redistribution inside low-mass stars hosting planets: a first dynamical model
我们介绍了一个通用的数学框架来模拟内部运输的角动量在一个恒星托管一个接近的行星/恒星伴侣。通过假设潮汐和旋转的扭曲是小的，并且由恒星风和潮汐扭矩引起的角动量的沉积/提取仅通过依赖于径向坐标的有效涡粘性来重新分配，我们可以用完全解析的方式来制定模型。它使我们能够同时计算伴星轨道的演化以及恒星的自旋和径向微分自转。一个说明性的应用程序的情况下，一个F-型主序星托管热木星。我们的模型，以测试更复杂的数值动力学模型和研究的内部旋转配置文件的系外行星主机，提交潮汐和恒星风的综合影响，通过asteroseismology的一般相关性进行了讨论。
2016-06-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Where in the Milky Way Do Exoplanets Preferentially Form?
本研究通过推断恒星出生半径，发现系外行星优先在银河系内金属丰度较高、较年轻且银心距较小的恒星周围形成，且高质量行星的形成效率随时间和银心距的变化更显著，与银河系化学演化一致。
2025-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicted incidence of Jupiter-like planets around white dwarfs
Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里科·圣玛丽亚技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦尔帕莱索天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CCT La Plata-CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔CCT-CONICET-UNLP）；São Paulo State University (UNESP)（圣保罗州立大学（UNESP））；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究通过群体合成预测白矮星周围类木行星的发生率，发现其比例低于3%，但年轻低质量系统中发生率较高，且金属licity影响显著。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Spectroscopic Analysis of the California-Kepler Survey Sample: II. Correlations of Stellar Metallicities with Planetary Architectures
我们提出了独立的和自洽的金属丰度的样本807行星托管恒星从加利福尼亚州开普勒调查LTE光谱分析使用选定的样品Fe I和Fe II线。使用非参数统计检验研究了主恒星金属丰度、行星半径和行星结构（轨道周期-温暖或炎热-和多重性-单一或多个）之间的相关性。除了证实文献中先前的结果外，例如，在所有类型的热和暖行星系之间，宿主恒星的金属丰度分布总体上是不同的，我们报告了一个新的发现，即当比较热和暖系统的金属丰度中值时，多个超级地球的差异要比单个超级地球的差异大得多。热的单个超级地球与温暖的单个超级地球的金属丰度CDF表明不同的母恒星星族，而对于亚海王星，情况并非如此。亚海王星和亚土星之间的过渡半径是通过比较太阳附近银河系薄盘的APOGEE金属丰度分布与根据其系统中最大的已知行星分离的主恒星的金属丰度分布来检查的。这些比较揭示了随着系统中最大行星半径的增加，金属丰度分布的差异越来越大，R $_{p}>$ 2.7 R $_{\oplus}$的母星金属丰度变得明显不同。p值作为行星半径的函数的行为在R $_{p}$ = 4.4 $\pm$ 0.5 R $_{\oplus}$处经历了大的斜率变化，表明小行星和大行星之间的半径边界。
2021-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Lithium in Open Cluster Red Giants Hosting Substellar Companions
我们已经测量了恒星参数，[Fe/H]，锂丰度，旋转，和12 C/13 C在一个小样本的红巨星在三个疏散星团，每个家庭的红巨星主机的一个亚恒星的同伴（NGC 2423 3，NGC 4349 127，BD+12 1917在M67）。我们的目标是探索是否存在的亚恒星的同伴影响锂含量。12 C/13 C和恒星自转都是恒星混合的额外示踪物。伴星NGC 24233的A（Li）_NLTE=1.56 dex，明显高于两颗比较星NGC 2423的A（Li）。所有三颗亚恒星伴星的A（Li）和12 C/13 C都是最高的，但是除了NGC 2423 3之外，至少有一颗控制星在不确定度范围内也有同样高的丰度。更高的A（Li）可能表明行星的形成或存在对红巨星分支上或之前的内部混合程度起着作用。然而，在红巨星阶段，有许多因素影响A（Li），当我们的样本的丰度与文献中其他疏散星团中红巨星的丰度进行比较时，我们发现它们都落在A（Li）和12 C/13 C的更大分布范围内。因此，即使是NGC 2423 3中的高锂也不能具体地与亚恒星伴星的存在联系起来。
2015-12-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Massive black hole binaries from runaway collisions: the impact of metallicity
逃逸碰撞是解释年轻致密星团中中等质量黑洞形成的最有希望的机制之一。另一方面，参与失控碰撞的大质量恒星会因恒星风而失去质量。在本文中，我们讨论了大质量（6.5x10^4 Msun）星团的新N体模拟，其中我们增加了不同金属丰度下的恒星风和超新星爆炸的升级配方。通过动力学和恒星演化，我们跟踪了主碰撞产物（PCP）的演化，直到它形成恒星遗迹。在太阳金属丰度下，最终合并产物的质量从几个太阳质量到30 Msun。在低金属丰度（0.01-0.1兆太阳）时，最大残余质量约为250兆太阳，在IMBH范围内。大部分（~0.6）的PCP没有从母星团中喷出，并获得恒星或黑洞（BH）同伴。大多数拥有PCP的长寿命双星都是BH-BH双星。讨论了这一结果对引力波探测的重要意义。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravity-sensitive Spectral Indices in Ultracool Dwarfs: Investigating Correlations with Metallicity and Planet Occurrence using SpeX and FIRE Observations
本文通过 SpeX 和 FIRE 近红外光谱分析56颗超冷矮星的重力敏感指数，发现 FeH_z 与金属丰度呈3.3σ反相关，但重力类别与行星出现率无显著关联，提示解释行星宿主时需谨慎。
2025-08-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Engulfment of a hot Jupiter as a possible origin of the rapid spin and internal spin misalignment of the planet-hosting red giant Kepler-56
The University of Tokyo（东京大学）
开普勒-56的快速自转和内部自转倾斜可能源于热木星吞噬，通过角动量供应机制解释其红巨星阶段的自转特征。
2025-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Searching for chemical signatures of brown dwarf formation
最近的研究表明，质量在35-55 M $_{\rm Jup}$之间的褐矮星几乎没有作为恒星的伴星，这表明质量在这个差距之上和之下的物体可能有不同的形成机制。我们确定的基本恒星参数，以及个人的丰度已知有一个亚恒星伴侣在褐矮星制度的大样本恒星。样本被分为“大质量”和“低质量”棕矮星的恒星。根据先前的工作，考虑了42.5 M $_{\rm Jup}$的阈值。我们的研究结果证实，恒星与棕矮星的同伴不遵循公认的气体巨行星金属丰度相关性在主序星的主机。拥有“大质量”棕矮星的恒星显示出与没有已知行星或有低质量行星的恒星相似的金属丰度和丰度分布。我们发现一种趋势，恒星窝藏“小质量”的棕矮星有稍大的金属丰度，[X $_{\rm Fe}$ /Fe]值，和丰富的Sc II，Mn I，和Ni I相比，恒星有大质量的棕矮星。这些数据表明，正如以前报道的那样，大质量和低质量的褐矮星可能在周期和离心率上存在差异。我们发现了一个非金属依赖机制的证据，形成大质量的棕矮星。我们的研究结果与大质量褐矮星形成为恒星的情景一致。在高金属丰度时，核心吸积机制可能在低质量棕矮星的形成中变得有效，而在低金属丰度时，低质量棕矮星可能通过湍流原恒星盘中的引力不稳定性形成。
2017-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Are Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies the First Safe Planet-hosting Environments?
本文通过半经验模型研究本星系群矮椭球星系中低金属丰度恒星能否安全承载类地行星，发现光度约10^6 L⊙处存在可安全承载行星长达4 Gyr的“最佳点”，并指出低金属丰度行星形成是理解首批安全行星宿主环境的关键。
2025-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Hot Uranus Orbiting the Super Metal-rich Star HD77338 and the Metallicity - Mass Connection
我们宣布发现了一颗低质量行星，它围绕着超级金属丰富的K 0 V恒星HD 77338运行，这是我们正在进行的卡兰-赫特福德郡系外行星搜索的一部分。最佳拟合行星解的轨道周期为5.7361 \pm 0.0015天，径向速度半振幅仅为5.96 \pm 1.74 m/s，我们发现最小质量为15.9+4.7-5.3 Me。我们发现这个数据集使用贝叶斯分析和周期图分析的协议。我们测量的恒星金属丰度为+0.35 \pm 0.06 dex，而另一项最近的工作（Trevisan et al. 2011）发现+0.47 \pm 0.05 dex。因此，HD 77338 b是已知最富金属的行星宿主恒星之一，也是拥有亚海王星质量行星的最富金属恒星。我们搜索了HD 77338 b的过境特征，但没有检测到。我们还强调了一个新兴的趋势，金属丰度和质量似乎在非常低的质量，这一发现将与核心吸积模型的行星形成。这一趋势似乎表明，对于海王星质量及以下的行星，当宿主恒星更富含金属时，更高质量的行星更受欢迎。此外，在超级富金属区也有一个较低的边界，与亚太阳金属区相比，那里还没有发现非常低质量的行星。蒙特卡洛分析表明，这个低质量行星沙漠在统计学上与当前36颗行星的样本在4.5σ左右具有显著性。此外，开普勒的结果加强了在超级金属丰富的系统中缺乏最低质量行星的说法。最后，这一发现增加了围绕低质量和富含金属的恒星的低质量行星的数量，…
2012-12-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
HD 89345: a bright oscillating star hosting a transiting warm Saturn-sized planet observed by K2
我们报告了HD 89345 b（K2- 234 b; EPIC 248777106 b）的发现和特征，这是一颗土星大小的行星，围绕一颗稍微进化的恒星运行。HD 89345是一颗明亮的恒星（$V = 9.3$等），由K2飞行任务以一分钟时间采样观测到。它表现出类似太阳的振荡。我们进行了星震学来确定恒星的参数，发现质量和半径分别为$1.12^{+0.04}_{-0.01}~M_\odot$和$1.657^{+0.020}_{-0.004}~R_\odot$。根据推断的年龄，$9.4^{+0.4}_{-1.3}~\mathrm{Gyr}$和未检测到混合模式，这颗恒星似乎最近离开了主序星。这颗恒星拥有一个“温暖的土星”（$P = 11.8$ ~天，$R_p = 6.86 \pm 0.14~R_\oplus$）。用FIES、HARPS和HARPS-N摄谱仪进行的径向速度跟踪观测表明，这颗行星的质量为$35.7 \pm 3.3~M_\oplus$。数据还显示，这颗行星的轨道是偏心的（$e\approx 0.2$）。对恒星振荡频率的旋转分裂的研究没有得出关于恒星倾角的结论性证据。我们进一步获得了Rossiter-McLaughlin的观测结果，这导致了恒星质量的广泛后验。这颗行星似乎符合其他亚土星观测到的关于行星质量和多样性，轨道偏心率和恒星金属量的相同模式。
2018-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Weak Galactic halo--dwarf spheroidal connection from RR Lyrae stars
我们讨论的作用，矮星系可能发挥的星系晕（晕）的形成使用RR天琴座恒星（RRL）作为其古老的恒星成分的示踪剂。比较是使用两个观测值（周期，光度振幅）是红化和距离无关。6个矮椭球体和11个超暗矮星系（1，300个）的基模RRL显示出高斯周期分布，其峰值在平均周期<Pab>=0.610+-0.001天（sigma=0.03）附近。Halo RRL（15，000）的特点是周期分布更广。除人马座外，所有矮椭球体的基本模式RRL都完全缺乏高振幅短周期（HASP）变星，定义为< 0.48 days and Av>P0.75等。这样的变星在光环星系、球状星团和大质量矮不规则星系中并不少见。为了进一步解释这一证据，我们考虑了18个球状星团，它们的金属丰度范围很广（-2.3< [Fe/H]< -1.1），每个球状星团的RRL都超过35。金属丰度被证明是主要参数，因为在HASP区域中，只有比[Fe/H] -1.5宿主RRL更富金属的球状体。这一发现表明，类似于幸存者的dSphs似乎并不是光环的主要组成部分。主要的物理论据表明，它们的贡献的上限为50%。另一方面，大质量的矮星拥有一个古老的人口与广泛的金属丰度分布（大麦云，人马座）可能发挥了主要作用的形成晕。
2014-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards the global magnetic field of the planet-hosting red giant eps Tau
我们提出了一个搜索的结果的磁场不均匀性的红巨星$ε$头。这项研究是基于2008-2010年10个晚上的ESPaDOnS CFHT分光偏振仪的观测结果。我们发现了一个以前未描述的仪器效应的ESPaDONS光谱，随机偏振异常值组成。因此，为了测量来自未混合的单独谱线的磁场，我们初步地从被偏振异常值扭曲的谱线中清除了谱线的初始阵列。仅在10个日期中的1个日期，发现$ε$ Tau的磁场超过3 $σ$。我们还发现，在两个晚上的时间序列的磁场值显示出的分布，是不同于正态分布。有人提出了一个假设，认为这可能是由于该恒星的磁场不均匀造成的。
2021-02-05 astro-ph.SR
Using High-Resolution Optical Spectra to Measure Intrinsic Properties of Low-Mass Stars: New Properties for KOI-314 and GJ 3470
我们构建高信噪比的“模板”光谱，通过共同添加数百个光谱附近的矮星跨越K7到M4，采取与凯克/HIRES作为加州行星搜索的一部分。我们确定了几个光谱区域的可见光（370 - 800 nm），是敏感的恒星光度和金属丰度。我们使用这些地区开发的光谱校准方法来测量质量，金属丰度，和低质量恒星的距离，而不需要几何的视差。在附近的M矮星样本上测试我们的方法，我们表明我们可以重现恒星质量约为8 - 10%，金属丰度约为0.15 dex，距离为11%。我们能够利用作为恒星KOI-314径向速度监测的一部分而获得的HIRES光谱，得出新的质量估计值为0.57 +/- 0.05 Msun，半径为0.54 +/- 0.05 Rsun，金属丰度[Fe/H]为-0.28 +/- 0.10，距离为66.5 +/- 7.3 pc。使用HARPS档案数据，并结合我们的光谱方法与过境观测的限制，我们也能够推导出恒星的性质GJ 3470，过境行星托管M矮星。我们估计质量为0.53 +/- 0.05 Msun，半径为0.50 +/- 0.05 Rsun，金属丰度[Fe/H] = 0.12 +/- 0.12，距离为29.9 - 3.4 ^{+3.7} pc。
2013-03-03 astro-ph.SR
IP Eri: A surprising long-period binary system hosting a He white dwarf
我们确定的K 0 IV +白矮星（WD）系统IP Eri，这似乎有一个令人惊讶的1071 d的长周期和0.25的显着偏心率的轨道要素。先前对WD的光谱分析，基于依巴谷视差推断的101 pc的距离，得出的质量只有0.43 M $_\odot$，这意味着它是一个氦核WD。IP Eri的轨道性质与新发现的长周期亚矮星B（sdB）双星相似，后者的恒星具有燃烧He的核心，周围环绕着极薄的H包层，因此与He WD是近亲。我们对来自HERMES/Mercator摄谱仪的高分辨率光谱进行了光谱分析，并得出结论，K 0分量的大气参数为$T_{\rm eff} = 4960$ K、$\log{g} = 3.3$、[Fe/H] = 0.09和$ξ= 1.5$ km/s。详细的丰度分析侧重于C、N、O丰度、碳同位素比值、轻元素（Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti）和s-过程元素（Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd）。我们的结论是IP Eri丰度同意正常场的恒星相同的金属丰度。长周期和非零偏心率表明，这个系统不可能是一个共同包络相位的最终产物;它需要另一个灾难性较小的双星演化通道（Siess等人，2014）。
2014-06-05 astro-ph.SR
Confirmation of a metallicity spread amongst first population stars in globular clusters
大质量星团中的恒星在某些轻元素（MP）中表现出内在的变化，这些变化在相干形成情景中很难解释。近年来，HST光度测量已经导致了对多光子晶体的全局性质的表征，其细节达到了前所未有的水平。特别是，被称为染色体图的颜色-颜色图已被证明在将具有场状金属丰度分布（1 P）的星团恒星与具有独特的轻元素丰度反相关（2 P）的物体分离方面非常有效。意想不到的广泛的颜色范围所涵盖的1 P组的染色体图中的大多数调查的银河系GC最近已被归因于内在的金属丰度变化高达~0.30德克斯，从研究的SGB星在两个金属丰富的银河系GC采用适当的HST过滤器组合。另一方面，对NGC 3201和NGC 2808中1 P星小样本的高分辨率光谱分析迄今为止提供了相互矛盾的结果，在NGC 3201中检测到了金属丰度的扩散，但在NGC 2808中没有。我们提出了一种新的方法，采用HST近紫外和光学测光的RGB恒星，独立地确认这些结果。我们的方法已首次验证使用观测数据M2，GC托管一小群1 P星增强（约0.5 dex）金属丰度的主要组成部分。然后，我们将我们的方法应用于三个集群，覆盖了更大的金属丰度范围，并在其染色体图谱中，即M92，NGC 2808和NGC 6362，具有良好的人口，扩展的第一人口序列。我们确认，金属丰度的传播是存在于这些集群中的1 P恒星之间，从而固化的情况下，存在意想不到的变化高达两个因素的金属丰度在大多数G…
2022-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for signatures of planet formation in stars with circumstellar debris discs
尘埃碎片盘和低质量行星之间存在的初步相关性已经提出。与此同时，详细的化学丰度研究报告了行星和非行星宿主样本之间的不同趋势。我们确定在一个均匀的方式的金属丰度，和251颗恒星的样本，包括已知的碎片光盘，碎片光盘和行星，只有行星的恒星丰度。具有碎片盘和行星的恒星具有与拥有行星的恒星相同的[Fe/H]行为，并且它们也显示出类似的<[X/Fe]>-Tc趋势。在没有行星的恒星样品和行星宿主样品之间发现了<[X/Fe]>-Tc趋势的不同行为。特别是，当只考虑耐火元素时，负斜率显示在冷的巨行星宿主中，而正斜率显示在承载低质量行星的恒星中。只有近距离巨行星的恒星具有更高的金属丰度和正的<[X/Fe]>-Tc斜率。对<[X/Fe]>-Tc斜率与恒星性质之间相关性的研究表明，与恒星半径之间存在中等但显著的相关性，与恒星年龄之间也存在弱相关性。具有碎片盘的恒星和具有低质量行星的恒星既没有表现出金属增强，也没有不同的<[X/Fe]>-Tc趋势，这一事实可能表明碎片盘的存在与低质量行星的存在之间存在相关性。我们从以前的工作，报告的差异，在<[X/Fe]>-Tc的趋势行星主机和非主机之间的结果进行了扩展。然而，只有当恒星拥有一颗冷的遥远行星时，这些差异才会出现，而不是在只有低质量行星的恒星中。
2015-02-25 astro-ph.SR
HD 46375: seismic and spectropolarimetric analysis of a young Sun hosting a Saturn-like planet
HD 46375是一颗类似土星的系外行星，距离主星0.04天文单位。在2008年11月获得的34天CoRoT运行中初步确定了行星反射的星光。我们约束的磁场的HD 46375的光谱偏振观测与NARVAL光谱仪在Pic du Midi天文台的基础上的属性。此外，我们还利用高分辨率的NARVAL通量谱来控制大气参数。有了这些限制，我们执行的HD 46375使用从CoRoT光变曲线提取的频率的asteroseisic分析和建模。我们使用塞曼多普勒成像来重建恒星表面的磁图。在光谱分析中，我们使用一维LTE大气模型拟合孤立线。该分析用于限制恒星的有效温度，表面重力和化学成分。为了提取关于p模式振荡的信息，我们使用了基于包络自相关函数（EACF）的技术。从塞曼多普勒成像观测，我们观察到一个磁场~5高斯。根据光谱分析，HD 46375是一颗未演化的K 0型恒星，金属丰度[Fe/H]=+0.39。由于恒星相对较暗（m_hip=8.05），信噪比太低，无法识别单个模式。然而，我们测量到p模式过剩功率和大分离Δ nu_0=153.0 +/-0.7 muHz。由于光谱和地震分析，我们能够限制恒星的基本参数。我们得出结论，HD 46375类似于Alpha-CenB的年轻版本。这项工作具有特殊意义，因为它结合了系外行星科学和星震学，而这两个学科是目前开普勒任务和拟议的PLATO任务的主题。
2010-11-11 astro-ph.SR
Beryllium abundances in stars with planets:Extending the sample
内容：在行星宿主恒星中，铍等轻元素的化学丰度使我们能够研究行星形成的情景和/或调查可能的表面污染过程。目的：我们在这里提出了以前的铍丰度研究的延伸。完整的样本包括70颗拥有行星的恒星和30颗没有已知行星伴星的恒星。本文的目的是进一步评估在以前的研究中发现的趋势，较少的对象。这将为晚型恒星内部轻元素的耗尽和混合过程提供更多信息，并将为拥有行星的恒星和“单一”恒星之间的丰度差异提供可能的解释。研究方法：使用高分辨率UVES光谱，通过将合成光谱与观测数据拟合，我们测量了26颗拥有行星的恒星和1颗“单”恒星的铍丰度，主要使用Lambda 3131.065 A Be II线。我们还汇编了铍丰度测量的44颗恒星托管行星和29个“单”星的文献，最终样本的100个对象。结果：我们证实，铍含量是大致相同的恒星托管行星和“单”星在温度Teff > 5700 K。对于Teff <5500 K的样本仍然很小，但在这些较低的温度下，矮星Be丰度的分散似乎略高。结论：我们通过Be丰度与Li丰度、年龄、金属丰度和氧丰度的相关性来寻找行星宿主的独特特征。这些可以为行星系统的形成和演化提供一些见解，但我们没有发现任何明确的相关性。
2011-04-14 astro-ph.SR
The distances to star-clusters hosting Red Supergiants: $χ$ Per, NGC 7419, and Westerlund 1
银河系中年轻的大质量恒星团是恒星的近似同时代的聚集体，它们足够近，可以分辨出单个恒星，质量足够大，可以产生大量的大质量恒星，并且足够年轻，可以使这些恒星处于超新星爆发前的状态。因此，这些天体是研究大质量恒星演化的强大天然实验室。要以这种方式使用，关键是要知道准确和精确的距离，因为这会影响星系团成员的推断光度和星系团本身的年龄估计。在这里，我们提出的距离估计的三个星团丰富的红超巨星（$χ$每，NGC 7419和Westerlund 1）的基础上，他们的平均天体测量仪在盖亚数据发布2，其中测量$\barπ$是从一个适当的运动筛选样本的光谱确认的集群成员$\barπ$。我们分别确定了三个团簇的距离为$d=2.25^{+0.16}_{-0.14}$ kpc、$d=3.00^{+0.35}_{-0.29}$ kpc和$d=3.87^{+0.95}_{-0.64}$ kpc。我们发现，误差的主要来源是，在盖亚的零点视差偏移$π_{\rm ZP}$，我们认为，更精确的距离不能确定没有一个改进的表征这个数量。
2019-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity calibration for solar type stars based on red spectra
在对90颗太阳型恒星的高分辨率、高信噪比（S/N）光谱分析的基础上，建立了几个新的基于560-880 nm红光谱的Teff范围[5600，6500] K的金属丰度刻度。新的金属丰度定标被应用于从SDSS光谱中选择的太阳类似物的金属丰度测定。结果与SDSS-DR 7中采用的值一致，对于S/N > 50的恒星，得到了0.26dex的小散射。该研究为利用低分辨率光谱推算类太阳恒星的金属丰度提供了一种新的可靠途径。特别是，我们的校准对于寻找SSPP中缺少的富含金属的恒星非常有用。
2011-01-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Peeking beneath the precision floor I: metallicity spreads and multiple elemental dispersions in the globular clusters NGC 288 and NGC 362
将球状星团（GC）视为简单系统的观点继续被解开，揭示出拥有多种化学特性的复杂物体。利用差丰度分析方法，首次在2%水平上对NGC 288和NGC 362的化学性质进行了研究。我们测量20个元素，并发现差分测量的不确定性在这两个集群的顺序为0.01-0.02德克斯。最小的不确定性测量Fe I在两个集群中，与$\sim$ 0.013 dex的平均不确定性。在NGC 288中回收了Na、Al、Ti I、Ni、Fe I、Y、Zr、Ba和Nd丰度的分散，其中没有一个可以用He的分散来解释。据我们所知，这是第一次在NGC 288中检测到$s$过程元素的统计学显著分布和金属丰度的潜在分布。在NGC 362中，我们发现了与NGC 288相同的元素的显着分散，并添加了Co，Cu，Zn，Sr，La，Ce和Eu。在NGC 362中回收了两个不同的组，其平均差异$s$ -过程丰度以0.3 dex分离。由于Al和几个$s$ -过程元素之间的强相关性，以及Mg和Si之间的显著相关性，我们建议$s$ -过程丰富的组是年轻的。这同意渐近巨星分支星（AGB）的富集世代之间，如果有低和中等质量的AGB之间的重叠。在我们的方案中，老年人群主要由$r$过程控制，其$Δ^{\mathrm{La}}-Δ^{\mathrm{Eu}}$比率为$-0.16\pm0.06$。我们认为在NGC 362中发现的$r$过程优势和分散是原始的…
2022-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Effects on the Metallicity Distribution Function Derived From the Red Giant Branch
我们已经测试了红巨星分支（RGB）的可靠性作为一个金属丰度指标占观测误差以及复杂的恒星形成历史（SFHS）和化学演化历史中观察到的各种恒星系统。我们生成模型颜色-星等图（CMD）与各种进化历史，并比较由此产生的金属丰度估计从RGB星的颜色和大小的真实输入金属丰度。我们在合成CMD中包含了光度误差和完整性的现实模型。正如预期的那样，对于以老恒星为主的简单的简单恒星星族，RGB提供了对恒星族的模块金属丰度值的非常准确的估计。这类研究的目标系统的年龄误差可能会产生十分之几个德克斯的金属丰度误差。这个金属丰度误差的大小线性依赖于年龄误差，我们发现这种依赖性与更精确的测光更强。如果星群在最近的$\sim$ 6 Gyr内经历了任何重要的恒星形成，那么从RGB中得出的金属丰度估计值[M/H]可能会有高达$\sim$ 0.5 dex的误差。也许这项技术最重要的考虑因素是对目标恒星系统的平均年龄进行准确、独立的估计，特别是如果很可能有很大一部分人口在$\sim$ 6 Gyr之前形成。
2015-04-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Variation of the low-mass end of the stellar initial mass function with redshift and metallicity
通过辐射流体动力学模拟，发现恒星初始质量函数低质量端随红移和金属丰度增加而减少，并提供了可应用于星系形成模拟的参数化方案。
2025-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
