A high resolution study of isotopic composition and chemical abundances of blue horizontal branch stars in the globular clusters NGC6397 and NGC6752
以前在水平分支B型恒星中已经发现了大的丰度异常。本文首次对球状星团NGC 6397和NGC 6752中的六颗水平支B型星进行了高分辨率的同位素异常和化学丰度研究，并与HgMn星的观测结果进行了比较。获得了6颗B型星（T183，T191，T193，B652，B2151，B2206）的高分辨率（R~115000）UVES光谱。这是首次对水平支B型星UVES光谱中探测到的所有谱线元素进行丰度分析。我们对这些恒星的研究表明，没有任何氦同位素异常的迹象，这些异常会产生不同于太阳的^3He/^4He比值。在所有六颗研究的恒星中都检测到Ca的同位素异常。化学丰度分析表明，过剩的太阳值的P，Ti，Mn，Fe和Y和过剩的Mg，Ca和Cr的集群金属丰度。这一行为在两个星团的所有六颗研究恒星中非常相似，只有少数例外：在B652中，Na丰度比星团金属丰度大1.4dex以上，在B2206中，Na丰度比星团金属丰度大0.8dex以上; T191的Co丰度比太阳丰度高1.0dex，而B2206的Zr丰度比太阳丰度高0.4dex。在光谱中没有观察到Hg或其他重元素的谱线。在一颗水平分支B型星T191中发现了Ti II的弱发射线，类似于在HgMn星中经常观察到的发射线。此外，我们还探测到T183和B2151的径向速度变化分别为0.9 km·s^-1和0.4 km·s^-1。
2009-03-30 astro-ph.SR
A NLTE line formation for neutral and singly-ionised titanium in model atmospheres of the reference A-K stars
我们构建了一个全面的模型原子TiI-II使用超过3600测量和预测能级的TiI和1800能级的TiII，和量子力学光电离截面。通过从A到K的广泛光谱类型，包括[Fe/H]低至-2.6 dex的贫金属恒星，处理了两种钛离子的非局域热平衡（NLTE）线形成。NLTE导致系统耗尽的总吸收的TiI线和积极的丰度修正。NLTE丰度修正的幅度是较小的冷（FGK型）大气的现有文献数据相比。NLTE导致加强的TIII线和负NLTE丰度修正。我们首次在6500 K < Teff < 13000 K范围内对TiI-II进行了NLTE计算。与LTE的偏差朝着更高的有效温度增长。对于四颗A型星，我们从TiI和TiII线推导出NLTE和LTE丰度。在LTE的丰度差异高达0.22德克斯之间得到的TiI和TiII，它消失在NLTE。对于其他四颗A-B星，只观测到TiII线，NLTE导致与LTE相比更小的线到线散射。通过对17颗冷星的TiI和TiII谱线的分析，在宽的金属丰度范围内（-2.6 < [Fe/H] 4.1）< 0.0. Consistent NLTE abundances from lines of TiI and TiII were obtained applying classical Drawinian rates for the stars with log g >，并忽略与HI的非弹性…
2016-05-17 astro-ph.SR
The first measurements of carbon isotopic ratios in post-RGB stars: SZ Mon and DF Cyg. E-iSpec: A spectral analysis tool to derive elemental abundances and isotopic ratios for evolved stars
本研究利用多波段光谱数据开发了 E-iSpec 工具，首次测量了后红巨星分支双星 SZ Mon 和 DF Cyg 的碳同位素比率，发现其耗损模式与后渐近巨分支恒星相似，但起始温度更高，且观测丰度与单星演化模型预测一致。
2024-03-15 astro-ph.SR
Isotopic Compositions of Ruthenium Predicted from the NuGrid Project
钌（Ru）的同位素组成测量从前太阳能碳化硅（SiC）颗粒。在一个流行的场景中，太阳前SiC颗粒形成于渐近巨星分支（AGB）恒星的外围，以恒星风的形式离开恒星，并加入太阳前分子云，从而形成太阳系。Ru同位素在恒星内部形成，在AGB阶段移动到恒星表面，并被锁定在SiC颗粒中。在这种情况下，我们分析了NuGrid数据，该数据提供了一组初始质量和金属丰度范围广泛的恒星的Ru同位素在恒星风中的丰度。我们应用C>O（碳丰度大于氧丰度）条件，这是通常采用的SiC在恒星风中形成的条件。NuGrid的数据证实，SiC颗粒不会在大质量恒星的风中形成。低质量恒星风中Ru的同位素组成可以解释测量结果。我们发现低金属丰度（Z=0.0001）的低质量恒星（$1.65~M_\odot$和$2~M_\odot$）可以解释大部分Ru的同位素组成。我们确认，丰富的${^{99}}$ Ru内的前太阳晶粒包括从原位衰变的${^{99}}$ Tc的贡献。我们还验证了我们的结论，通过比较的同位素组成的Ru集成在所有的脉冲与计算在个别脉冲。
2021-11-05 astro-ph.SR
3D non-LTE corrections for Li abundance and 6Li/7Li isotopic ratio in solar-type stars I. Application to HD 207129 and HD 95456
太阳型恒星大气中的对流运动会引起多普勒频移，影响光谱吸收线的强度和形状，并产生略微不对称的线轮廓。元素丰度的一维LTE研究无法重现这种现象，这在模拟同位素精细结构的影响时变得特别重要，例如Li I共振双线的红翼上的6Li同位素产生的微妙凹陷。这项工作的目的是提供锂丰度，A（Li），和6Li/7 Li的比例，可以很容易地应用到纠正的一维LTE锂丰度在G和F矮星的近似太阳质量和金属丰度的3D和非LTE（NLTE）的影响。A（Li）和6Li/7 Li的修正计算使用3D NLTE和1D LTE合成锂线剖面的网格，分别从3D流体动力学CO 5 BOLD和1D流体静力学模型大气中产生。三维NLTE校正近似的解析表达式作为恒星参数的函数。这些应用于调整的1D LTE同位素锂丰度在两个太阳型恒星，HD 207129和HD 95456。根据所采用的恒星参数，推导出的3D NLTE校正范围为A（Li）的-0.01和+0.11 dex之间，以及6Li/7 Li比的-4.9和-0.4%之间。在6Li/7 Li比率的情况下，我们的修正总是负值，表明1D LTE分析可以显著高估（高达4.9个百分点）6Li在类太阳矮星大气中的存在。这些结果强调了可靠的3D模型大气结合NLTE线形成的重要性，以获得精确的同位素锂丰度。虽然3D NLTE频谱合成意味着大量的计算工作，但可以使用本工作中提出的参数工具获得结果。
2018-07-11 astro-ph.SR
Unusual Isotopic Abundances in a Fully-Convective Stellar Binary
低质量M矮星是恒星形成的最常见产物，但它们复杂的出射光谱阻碍了对其组成和初始形成的详细研究。同位素比率的测量是一个关键的工具，它被用来解开我们太阳系的形成，太阳和更大质量恒星内的核过程。我们用IRTF/iSHELL摄谱仪观测了GJ 745 AB，这是两颗M矮星。我们在4.7微米基本波段和2.3微米第一泛音振转波段对这些恒星中的CO进行的光谱分析显示，它们的光球中存在12 C16 O、13 C16 O和12 C18 O。由于恒星是完全对流的，这些同位素的原子成分应该均匀地混合在恒星的内部。我们发现在这些M矮星中，12 C/13 C和16 O/18 O都大大超过了太阳的值。这些测量不能仅仅用银河系化学演化的模型来解释，而是需要从ISM形成的恒星被从爆炸的核心-坍缩超新星喷射出的物质显著富集。这些同位素测量补充了大规模光谱调查提供的元素丰度，并打开了一个新的窗口，研究星系演化，恒星星族和个别系统。
2019-01-09 astro-ph.SR
Metallicity-Dependent Galactic Isotopic Decomposition for Nucleosynthesis
所有核合成的恒星演化模型都需要一个初始同位素丰度集作为起点。一般来说，除了太阳系外，我们对恒星同位素丰度的了解相当不完整。我们提出了第一个完整的平均同位素分解模型作为金属丰度的函数。我们的模型是基于基本的核天体物理过程，并拟合观测数据，而不是传统的前向星系化学演化模型，集成恒星产量开始从大爆炸核合成。我们首先分解的同位素太阳丰度模式的贡献天体物理来源。每个贡献，然后假设规模作为金属丰度的函数。由此产生的总同位素丰度的元素丰度和拟合到可用的晕和磁盘恒星数据来约束模型的自由参数值。这个过程使我们能够使用现有的元素观测数据来重建和约束急需的完整的同位素演化，这是目前的观测无法访问，以及潜在的天体物理过程。我们的模型发现，最适合的Ia型贡献\simeq 0.7的太阳铁丰度，和Ia型发生在[Fe/H] \simeq-1.2。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Machine Learning Refinements to Metallicity-Dependent Isotopic Abundances
本研究利用机器学习算法优化同位素标度模型的自由参数，拟合多类天体核合成过程的元素观测数据，生成按过程划分的287种稳定同位素丰度-金属丰度表，用于研究银河系化学历史。
2024-03-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
s-Processing from MHD-induced mixing and isotopic abundances in presolar SiC grains
在过去的几年中，观测证据表明，从Sr到Pb的s过程元素是由所谓的渐近巨星分支（或AGB）上升的恒星产生的，不能用自洽模型来解释，迫使研究人员进行广泛的参数化。关键的一点是要了解质子如何从包层注入富氦层，形成13 C，然后激活13 C（a，n）16 O反应。直到最近，解决这个问题的尝试才开始考虑定量的基于物理的混合机制。其中，等离子体中的MHD过程被认为是通过磁浮力产生质量输运。在这个框架内，我们比较了低质量AGB星（M<= 3 Mo）的核合成模型的结果，从MHD方案，与前太阳SiC颗粒中的S-元素的同位素丰度比的记录，这被证明是提供精确的限制13 C水库。我们发现，由磁致混合驱动的n-捕获确实可以很好地解释SiC数据，这是由于我们的13 C分布相当准确地满足上述约束。我们建议现在应该使用不同的物理模型进行类似的测试。这样的比较确实会决定性地提高我们对中子源形成的理解。
2017-11-08 astro-ph.SR
Titanium abundances in late-type stars, II. Grid of departure coefficients and application to a sample of $70\,000$ stars
本文通过构建大规模非LTE偏离系数网格并应用于GALAH巡天中超过70,000颗恒星，系统量化了钛丰度的一维非LTE效应，发现该效应在贫金属、低表面重力及高温恒星中尤为显著，并公开了相关网格数据。
2024-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isotopic ratios in the red giant component of the recurrent nova T Coronae Borealis
本文报道用新的2.284- 2.402PDMATHABMM m和3.985- 4.155PDMATHABMM m光谱测定了北冕座T星红巨星部分光球中C、O和Si的丰度和同位素比值。光球中的丰度和同位素比率可能受到以下因素的影响：（i）红巨星内部的过程，这些过程在被挖掘出来的过程中被带到表面;（ii）红巨星的污染，无论是在双星演化的共同包络阶段，还是在经常性的新星爆发中合成的物质，或者两者的组合。我们发现，C，O和Si的丰度与第一次挖掘后的红巨星的预期成分相当一致，$^{16}$ O/ $^{17}$ O比值也是如此。发现$^{28}$ Si/ $^{29}$ Si比为$8.6\pm3.0$，$^{28}$ Si/ $^{30}$ Si比为$21.5\pm3.0$。$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值（$10\pm2$）略低于首次打捞的预期值。$^{16}$ O/ $^{18}$ O的比值（$41\pm3$）与红巨星演化（$\sim550$）或新星热核失控产物对红巨星的污染所预期的比值高度不一致。特别是碳和氧同位素的比例结合起来是一个谜。我们强烈要求用高分辨率的光谱学来证实我们的结果。我们还鼓励对具有异常丰度和同位素比的喷出物污染的经常性新星系统中的二级恒星的影响进行彻底的理论研究。
2020-08-27 astro-ph.SR
Oxygen isotopic ratios in intermediate-mass red giants
上下文氧的三种主要同位素的丰度在氧循环过程中发生变化。当第一次挖掘将燃烧产物混合到表面时，核合成过程可以通过测量氧同位素比率来探测。目标。通过测量已知质量的红巨星中的16 O/17 O和16 O/18 O，我们将同位素比与恒星和星系演化模型的预测进行了比较。方法.氧同位素比值是从六颗红巨星的K带光谱中推导出来的。样本红巨星是疏散星团成员，已知质量在1.8到4.5 Msun之间。丰度测定采用用COMARCS代码计算的合成光谱。核反应速率、混合长度和氧同位素初始丰度变化的不确定性的影响由一组使用FUNS代码的核合成和混合模型确定。结果观测到的16 O/17 O比值与模型结果吻合得很好，即使测量值并没有提出明确的证据表明恒星质量的变化。观测到的16 O/18 O比值明显低于我们参考模型的预测。核反应速率和混合长度参数的变化对预测值的影响很小。K巨星的12 C/13 C比值意味着这些天体中没有额外的混合。结论.与银河系化学演化模型的比较表明，16 O/18 O丰度比经历了比预测更快的下降。为了解释所观察到的比率，最可能的情况是一个较高的初始18 O丰度与较低的初始16 O丰度相结合。将测得的18 O/17 O比值与ISM点的相应值进行比较，结果显示初始增强也为17 O。由于观测的局限性，这一结论不能成为定论。
2015-04-21 astro-ph.SR
A Two Micron All-Sky Survey View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: VI. s-Process and Titanium Abundance Variations Along the Sagittarius Stream
我们提出了高分辨率光谱测量的钛（Ti），钇（Y）和镧（La）的丰度的M巨星候选人的人马座（Sgr）矮球状体（dSph）+潮汐尾系统的位置和径向速度的基础上预选。这些恒星中的大多数与名义上的银河系（MW）恒星相比显示出特殊的丰度模式。Sgr流和Sgr核的[Ti/Fe]、[Y/Fe]、[La/Fe]和[La/Y]与[Fe/H]的总体分布与大麦云（LMC）和其它dSphs的分布相似，只是[Fe/H]比LMC和其它dSphs分别偏移了~+0.4和~+1 dex;这些相对位移反映了与其它卫星相比，Sgr的化学演化更快和/或更有效，并表明Sgr具有比其它dSphs更像LMC的富集历史。通过跟踪沿着Sgr流的丰度模式的演变，我们可以跟踪由Sgr捐赠给MW晕的dSph星的化学组成的时间变化。这一演化表明，虽然目前在Sgr dSph中的大部分恒星与MW晕的恒星非常不同，但沿着Sgr流更远的恒星数量越来越多，具有类似MW晕星的丰度，这一趋势清楚地表明了MW晕可能是由现代卫星星系贡献的，即使这些卫星的化学成分现在与典型的晕场星不同。最后，我们分析了一组移动的M巨星之间的Sgr主导臂恒星在北银河帽的化学丰度，但有径向速度不同的下落Sgr主导臂碎片有。通过使用“化学指纹”，我们得出结论，这些北半球的M巨星也是Sgr星，可能是拖曳臂碎片重叠在北方的主导臂上。
2009-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental and isotopic abundances and chemical evolution of galaxies
元素和同位素丰度是银河系考古学的化石。在标准的Λ-CDM图像和标准的恒星物理下，通过星系化学动力学模拟，粗略地再现了观测到的星系球和星系盘中的[X/Fe]-[Fe/H]关系以及星系的质量-金属丰度关系。像^{17，18}O和^{25，26}Mg这样的同位素比值可能需要对超新星和渐近巨星分支星的模型进行改进。最近对富碳阻尼莱曼α系统的观测只能用微弱的核心坍缩超新星来重现。这表明第一个星系中第一批恒星的化学富集不是由对不稳定超新星驱动的，而是由核心坍缩超新星（\sim 20- 50 M_ \odot）驱动的。观测到的F丰度可以用核心坍缩超新星的中微子过程再现。如F，在小系统中元素丰度的观测可能需要化学富集的进一步复杂化。在球状星团中，来自低质量超新星的相对贡献可能比在外场中小，而来自大质量超新星的贡献在矮球状星系中似乎比在太阳附近小。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances and physical parameters for stars in the open clusters NGC 5822 and IC 4756
经典的化学分析可能会受到系统误差的影响，这会导致矮星和巨星之间观测到的丰度差异。然而，对于某些元素来说，丰度差异可能是真实的。我们通过观测NGC 5822中的2个太阳型矮星和IC 4756中的3个太阳型矮星，并将它们的组成与上述两个星团中的3个巨星的组成进行比较来解决这个问题。我们确定铁的丰度和恒星参数的矮星，和钙，钠，镍，钛，铝，铬，硅和氧的丰度的巨人和矮星。获得了高分辨率、高信噪比（S/N）的UVES光谱。互相关轮廓的宽度被用来测量旋转速度。对于丰度测定，标准等效宽度分析相对于太阳进行差异。对于锂和氧，我们通过比较合成光谱与观察到的线特征得到丰度。我们发现矮恒星的铁丰度等于太阳的IC 4756的误差范围内，略高于NGC 5822（[Fe/H]= 0.01和0.05 dex分别）。NG 4756中的3颗恒星的锂丰度在Log N（Li）2.6和2.8 dex之间，NGC 5822中的两颗恒星的锂丰度分别为Log N（Li）~ 2.8和2.5。对于钠，硅和钛，我们发现，巨人的丰度显着高于那些相同的集群（约0.15，0.15和0.35德克斯）的矮星。
2010-03-08 astro-ph.SR
The Missing Link: Testing Galactic Chemical Evolution Models with the First Multi-Isotopic Abundances in Solar Twin Stars
本研究首次测量太阳孪生星的碳氧同位素丰度，检验不同核合成方案的银河化学演化模型，发现碳比值吻合而氧比值存疑，为JWST系外行星表征和恒星演化研究提供基础数据。
2023-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rise of the AGB in the Galactic Halo: Mg Isotopic Ratios and High Precision Elemental Abundances in M71 Giants
为了测量M71巨星的Mg同位素比值以及C、N、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Zr和La等元素的丰度，在M71巨星的射电望远镜上用HIRES获得了高分辨率（R ~ 100 000）、高信噪比的光谱。我们证明了M71有两个种群，第一个具有弱CN，正常的O，Na，Mg和Al，和一个低的26 Mg/Mg（~4%）的比率与银河系化学演化模型一致，没有来自AGB星的贡献。星系晕可能是由球状星团在中等质量恒星到达AGB之前的溶解形成的。第二个人口增加了钠和铝伴随着较低的O和较高的26 Mg/Mg（~8%），与模型一致，其中包括通过正常的恒星风从AGB恒星喷出物。所有的M71巨星都有相同的[Fe/H]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]、[Ti/Fe]和[Ni/Fe]，σ = 0.04 dex（10%）以内。因此，我们推断，我们今天在这个球状星团中看到的第一代恒星形成的时间尺度必须足够短，以避免来自AGB恒星的贡献，即小于~ 0.3 Gyr。此外，在第二个M71人口的镁同位素比率，结合其元素丰度的轻元素，表明差异必须是在中间质量AGB星的喷出物添加的结果。最后，我们认为M71轻元素丰度变化幅度小是由于其质量低和相对较高的铁金属丰度的组合。
2009-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and Oxygen Isotopic Ratios. II. Semiregular Variable M Giants
本文报道了51颗SRb和Lb型变星的碳氧同位素比值。振动-旋转第一和第二泛音CO线在1.5-2.5妈妈光谱进行了测量，以获得12 C/13 C，16 O/17 O和16 O/18 O的同位素比。与以前的测量个别恒星和各种样本的演化恒星，在现存的文献中，进行了讨论。利用氧同位素比值，可以推导出SRb恒星的质量。结合质量和盖亚光度，SRb星被证明是米拉变星的前身。探讨了平面平行流体静力平衡模型大气可用于M巨星丰度分析的极限参数。
2019-12-09 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
An observational study of dust nucleation in Mira ($o$ Ceti): II. Titanium oxides are negligible for nucleation at high temperatures
演化恒星富氧包层中硅酸盐尘埃的形成被认为是由种子粒子的形成引发的，种子粒子可以承受恒星光球层附近的高温，并在远离恒星的地方充当凝结核。被认为是第一缩合物的候选物种是TiO和TiO $_2$。我们的目标是确定和表征的钛的拱星气相化学，导致形成固体钛化合物的信封中的$o$ Cet，原型米拉，并寻求一个观察验证钛氧化物是否发挥了主要作用的尘埃形成的M型AGB星的发病。我们提出了高角分辨率ALMA观测亚毫米（submm）波长补充的APEX和赫歇尔光谱的旋转功能的TiO和TiO $_2$。此外，在覆盖$o$ Cet的多个脉动周期的光谱中，确定了TiO和TiI的星周特征。亚毫米ALMA数据揭示了在扩展的米拉大气中含有TiO和TiO $_2$的气体。虽然TiO可追踪到4.0 R $_{\star}$的半径（FWHM/2），但TiO $_2$延伸远至5.5 R $_{\star}$，并且与TiO不同，TiO似乎是各向异性分布的。光谱显示TiI和TiO从扩展大气（<3 R $_{\star}$）内部的可变发射。包括冲击的化学模型与气相含钛分子的观测结果基本一致。由于气态钛物质的丰度非常高，因此不太可能将大量的钛锁定在固体中。特别是，热的富钛冷凝物的形成是非常不可能的，因为我们发现在气相中没有热的前体物质的痕迹。因此，Mira和其他M型AGB星的尘埃不太可能是由氧化钛引发的。
2016-10-04 astro-ph.SR
Analysis of first overtone bands of isotopologues of CO and SiO in stellar spectra
模拟了大角星（K2 III）光谱中2.3 $μ$ m处CO单取代同位素和红巨星HD 196610（M6 III）光谱中4 $μ$ m处SiO单取代同位素的第一泛音（$Δv$ = 2）带。研究晚型星光谱中CO和SiO同位素第一泛频带的计算问题，并确定同位素丰度。我们使用理论合成光谱的CO和SiO观测到的恒星分子带，以确定同位素的C，O和Si的丰度。在2.3 $μ$ m处的\CO第一泛音带的合成光谱的拟合用三个可用的线列表计算（Goorvitch，HITEMP 2010和Li等人）。与大角星的观测光谱提供了相同的碳丰度[C]= $-0.6$和碳同位素比$^{12}$ C/ $^{13}$ C=10 $\pm$ 2.然而，所观察到的光谱的拟合质量对于所使用的三个线列表是不同的。此外，导出的氧同位素比$^{16}$ O/ $^{18}$ O = 2000 $\pm$ 500大于太阳系中已知的$^{16}$ O/ $^{18}$ O = 500。对红巨星HD 196610大气中的硅同位素比值进行了修正。使用ExoMol SiO谱线列表，对于SiO同位素物具有适当的统计权重，获得“非太阳”比$^{28}$ Si：$^{29}$ Si：$^{30}$ Si = 0.86 $\pm$ 0.03：0.12 $\pm$ 0.02：0.02 $\pm$ 0.01。我们发现：a）计算的同位素碳和硅的比率所…
2019-11-27 astro-ph.SR
Isotopic ratios for C, N, Si, Al, and Ti in C-rich presolar grains from massive stars
某些类型的碳化硅（SiC）颗粒，例如，SiC-X颗粒和低密度（LD）石墨是富含C的太阳前颗粒，被认为是在核心坍缩超新星（CCSNe）的喷出物中凝结的。在这项工作中，我们比较C，N，Al，Si和Ti同位素丰度测量的前太阳颗粒与21 CCSN模型的预测。考虑了SN爆炸能量范围的影响，高能量模型有利于形成富含$^{12}$ C、$^{28}$ Si和$^{44}$ Ti的C/Si区。21个模型中有18个模型的H摄入到He-壳中，并且从这样的H-摄入中剩余不同丰度的H。CCSN模型与中低能量（不发展C/Si区）不能再现$^{28}$ Si和$^{44}$ Ti同位素丰度的颗粒，而不假设与富O CCSN喷出物混合。当来自C/Si区的材料与周围的富C材料混合时，最富$^{28}$ Si的晶粒由高能模型再现，并且观察到的$^{44}$ Ti/ $^{48}$ Ti和$^{49}$ Ti/ $^{48}$ Ti比率的趋势与富C/Si区一致。对于吸氢模型，高和中等爆炸能量允许产生足够的$^{26}$ Al，以再现大多数SiC-X和LD石墨的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al测量。在这两种情况下，最高的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比获得与H仍然存在于$X_H \approx 0.0024$在氦壳材料时，SN冲击通过。前对流氦壳层中H的存在表明，在大质量恒星爆炸成为超新星之前的…
2022-12-13 astro-ph.SR
The Isotopic and Elemental Abundances of Planet-Host Star TRAPPIST-1
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Department of Physics and Astronomy, University of Kansas（堪萨斯大学物理与天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of New Mexico（新墨西哥大学物理与天文学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Earth Sciences, University of Hawai’i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校地球科学系）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间科学与天体物理观测台）
本研究通过分析TRAPPIST-1的近红外高分辨率光谱，首次测定其碳氧比、碳及氧同位素比等关键化学丰度，发现其丰度总体类太阳但¹²C/¹³C略高于太阳。
2026-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The lithium isotopic ratio in very metal-poor stars
未演化的贫金属恒星是早期宇宙中锂丰度最重要的示踪物。结合标准的大爆炸核合成模型和银河系通过宇宙射线散射的产生，这些[Fe/H]<-2的恒星预计会显示出不可检测的小6Li/7 Li同位素特征。相反的证据可能需要一个额外的前银河生产源或大爆炸核合成的标准模型的修订。我们重新审视了四个晕星的同位素分析，其中两个声称在文献中发现了6Li，以研究改进的模型大气和线形成处理的影响。对于第一次，一个组合的3D，NLTE（非局部热力学平衡）建模技术的锂，钠，钙线被用来约束的内在线加宽，并确定锂同位素比。我们讨论了3D NLTE效应对线轮廓形状的影响，并使用Ca激发和电离平衡评估我们的建模的现实性。通过在现实的3D流体动力学模型大气中解释NLTE线的形成，我们可以模拟Li共振线和其他中性线，其一致性优于LTE，而不需要由6Li的存在引起的额外的线不对称。与1D和3D LTE建模的结果相反，在我们的样本中没有任何恒星在NLTE中具有显着的2-sigma检测到较轻的同位素。在一个大的参数空间，NLTE建模系统地减少了最适合的锂同位素比高达五个百分点。作为一个双产品，我们还提出了有史以来第一个3D NLTE的晕星的Ca和Na丰度，这揭示了显着偏离LTE。我们的发现大大削弱了早期宇宙中重要和非标准的6Li生产源的观测支持。
2013-05-28 astro-ph.SR
Reproducing the observed abundances in RCB and HdC stars with post-double degenerate merger models - constraints on merger and post-merger simulations and physics processes
北冕座R星（RCB）是缺氢的变星，很可能是He-CO WD合并的结果。它们的氧同位素比值极低，~（16）O/~（18）O ~（1 - 10），~（12）C/~（13）C>=100，与太阳相比，F和Zn ~ La的s过程元素的含量增加了2.6dex。这些丰度对双简并过程中和之后的物理过程提供了严格的约束。如前所述，在RCB星中观察到的O-同位素比不能从动态双简并合并阶段产生，我们现在调查的作用，长期的一维球形合并后的演变和核合成现实的流体动力学合并祖模型的基础上。我们采用了一个额外的包络混合模型来表示由旋转驱动的动力学合并过程。这些恒星演化模型的综合核合成后处理模拟首次再现了RCB恒星中几乎所有测量元素的观测丰度：16 O/18 O比值在9和15之间，C同位素比值超过100，~1.4 - 2.35 dex F增强，以及s过程元素的富集。在我们的模型中的核合成过程约束的长度和温度的动态合并炮弹的功能，以及合并后阶段的包络混合。s-过程的元素起源于炮弹的合并功能或合并后的演变，但从AGB祖的贡献是可以忽略不计的。合并后的包层溷合必须在动力合并阶段后约10^6年，恒星进入RCB阶段之前停止。
2013-05-18 astro-ph.SR
Abundances of neutron-capture elements in CH and Carbon-Enhanced Metal-Poor (CEMP) stars
所有比Fe重的元素都是通过慢中子俘获过程（-s）或快中子俘获过程（-r）产生的。在星址中占主导地位的中子密度是决定中子俘获过程类型的主要因素之一。本文根据对CH星和CEMP星的高分辨率光谱分析，估算了它们的绝对碳丰度、[C/N]比、碳同位素比和[hs/ls]比。所有的恒星都显示出中子俘获元素的增强。这些天体在A（C）与[Fe/H]图中的位置表明，它们是第一组天体，具有碳和中子捕获元素的外部来源。这些天体的碳同位素比值估计值较低，也可能归因于一些外部来源。由于碳同位素比值是一个很好的混合指标，我们使用12 C/13 C比值的估计来检查恒星中混合的发生。虽然HD 30443可能经历了一个额外的混合过程，通常发生在log（L/L0）> 2.0的恒星的红巨星分支（RGB）碰撞之后，但其余的物体没有显示出任何经历过任何这种混合过程的证据。从这些物体获得的较高的[C/N]比值也表明，这些物体都没有经历过任何强烈的内部混合过程。根据碳和中子俘获元素的估计丰度以及丰度比，我们将这些物体分为不同的组。HE 0110-0406、HD 30443和CD-38 2151被认为是CEMP-s型星，而HE 0308-1612和HD 176021则显示出CH型星的特征，并具有中等程度的碳增强。发现具有r-和s-过程元素两者的增强的对象CD-28 1082属于CEMP-r/s组。
2021-01-28 astro-ph.SR
Abundance Anomaly of the $^{13}$C Isotopic Species of c-C$_3$H$_2$ in the Low-Mass Star Formation Region L1527
在朝向低质量恒星形成区L1527的1-3 mm波段观测到了c-C $_3$ H $_2$和两种$^{13}$ C同位素物质c-$^{13}$ CCCH $_2$（$C_{2v}$对称性）和c-CC $^{13}$ CH $_2$（$C_s$对称性）的转动谱线。我们用Nobeyama 45 m望远镜分别探测到c-C $_3$ H $_2$、c-$^{13}$ CCCH $_2$和c-CC $^{13}$ CH $_2$的7、3和6条谱线，用IRAM 30 m望远镜分别探测到34、6和13条谱线，两台望远镜分别观测到7、2和2次跃迁。利用这些数据，我们评估了正常和$^{13}$ C同位素物种的柱密度。[c-C $_3$ H $_2$ ]/[c-$^{13}$ CCCH $_2$ ]比率确定为$310\pm80$，而[c-C $_3$ H $_2$ ]/[c-CC $^{13}$ CH $_2$ ]比率确定为$61\pm11$。从元素$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率预期的[c-C $_3$ H $_2$]/[c-$^{13}$ CCCH $_2$ ]和[c-C $_3$ H $_2$ ]/[c-CC $^{13}$ CH $_2$ ]比率分别为60-70和30-35，其中后者考虑了c-C $_3$ H $_2$中两个当量碳原子的统计因子2。因此，这一观察结果进一步证实了$^{…
2015-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
$^{26}$Al-$^{26}$Mg isotopic, mineralogy, petrography of a Hibonite-Pyroxene Spherule in Allan Hills 77307 (CO3.03): Implications for the origin and evolution of these objects
迄今为止发现的Hibonite-Pyroxene/玻璃球粒是一种罕见的耐火包裹体套件，其显示出最大范围的外来同位素性质（富中子同位素的异常（例如，$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti），丰富的$^{26}$ Al），尽管它们定义了简单的球形形态和矿物学，主要由少量的黑云母组成，这些黑云母位于玻璃态或结晶态钙、富铝辉石内。已对在Allan Hills 77307（CO3.03）中发现的相对较大（直径约120微米）的$^{26}$ Al- $^{26}$ Mg年代学以及岩相学和矿物学进行了研究。独特的是，无论是黑云母和辉石显示不一致的丰度短寿命现已灭绝的放射性核素$^{26}$铝，这表明不同的和不同的地区的黑云母和辉石的起源。该包裹体的原始岩相学和矿物学允许识别其成因和在黑云母-辉石/玻璃球粒中的蚀变趋势。
2020-07-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
13C Isotopic Fractionation of HC3N in Star-Forming Regions -Low-Mass Star Forming Region L1527 and High-Mass Star Forming Region G28.28-0.36-
我们用野边山射电天文台的45米射电望远镜观测了L1527和G28.28-0.36中HC_3 N的三个~（13）C同位素的J=9-8和10-9转动谱线，以确定各源中HC_3 N的主要形成机制。在L1527和G28.28-0.36中，[H13 CCCN]：[HC 13 CCN]：[HCC 13 CN]的三种13 C同位素体的丰度比分别为0.9（0.2）：1.00：1.29（0.19）（1 sigma）和1.0（0.2）：1.00：1.47（0.17）（1 sigma）。结果表明，H13 CCCN和HC 13 CCN具有相似的13 C同位素分馏模式，两者的丰度相当，而HC 13 CN的丰度高于其它两种。在此基础上，讨论了HC 3 N的主要生成途径。根据我们的观测得到的13 C同位素分馏模式可以用C2 H2和CN在低质量（L1527）和高质量（28.28-0.36）恒星形成区的中性-中性反应来解释。
2016-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnesium Isotopic Detection in Cool Stars: Tracing Nucleosynthetic Signatures from MgH Features
University of Canterbury（坎特伯雷大学）
研究通过MgH分子特征分析M型至G型恒星中镁同位素比例，评估其核合成信号的可靠性，并探讨铕和钡与镁同位素的比例关系。
2026-08-27 astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes: II. NLTE Effects in J-band Silicon Lines
单个红超巨星的中分辨率J波段光谱是研究恒星形成星系中年轻恒星星族化学组成的一个很有前途的工具。作为最近铁和钛工作的延续，详细的非LTE计算研究了NLTE对红超巨星J带谱中硅线形成的影响。发现实质性的影响，导致显着更强的中性硅在非LTE的吸收线。因此，在非LTE中确定的硅丰度显著小于LTE中，其中对于3400 K至4400 K之间的有效温度，非LTE丰度校正在-0.4dex至-0.1dex之间平滑变化。在低金属含量时，影响最大。讨论了非LTE效应背后的物理原因以及对河外J波段丰度研究的影响。
2012-12-11 astro-ph.SR
Chemical analysis of Asymptotic Giant Branch stars in M62
我们收集了银河系球状星团M62（NGC 6266）中6颗渐近巨星支（AGB）和13颗红巨星支（RGB）恒星的紫外火焰高分辨率光谱。在这里，我们提出了详细的丰度分析的铁，钛和轻元素（O，Na，Al和Mg）。对于大多数（5出6）的AGB目标，我们发现，从中性线确定的铁和钛的丰度显着低估相对于那些从电离功能，后者是，相反，在协议与测量的RGB目标。这与最近在其他星系团中的发现类似，可能表明存在非局部热力学平衡（NLTE）效应。在O-Na、Al-Mg和Na-Al三个平面上，RGB星显示出典型的球状星团星的相关性。相反，所有的AGB目标都聚集在第一代恒星所在的区域，类似于最近发现的NGC 6752的AGB人口。虽然钠和铝的丰度可能被低估，因为NLTE偏置影响铁和钛，但使用的氧线不会受到同样的影响，因此缺乏贫氧AGB星是可靠的。因此，我们可以得出结论，没有被调查的AGB星属于M62的第二代恒星。我们还发现了一颗钠丰度极高的RGB星（[Na/Fe] = +1.08 dex）。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical compositions of the 2 new HgMn stars HD 30085 and HD 30963. Comparison to $χ$ Lupi A, $ν$ Cap and HD 174567
我们报告了对相当明亮的慢自转恒星HD 30085（A0 IV）、HD 30963（B9 III）和HD 174567（A0 V）的详细丰度研究，迄今为止这些恒星被报道为正常恒星和锐线的chi Lupi A（B9 IV HgMn）。在HD 30085、HD 30963的光谱中，在3984 A线处的Hg II线是显著的，并且硅、锰、铬、钛、铁、锶、钇和锆的许多线似乎是强吸收体。将HD 30085和HD 30963的平均光谱与具有可靠更新原子数据的选定未混合谱线的合成光谱网格进行比较，发现磷、钛、铬、锰、锶、钇和锆、钡、铂和汞的丰度过高，而氦、镁、钪和镍的丰度不足。为了保持HD 30085和HD 30963的一致性和比较性，在相同的有效温标下，使用相同的原子数据重新推导了赤狼座A的表面丰度。对于HD 174567，发现轻度缺乏和过量。钠、镁和钙的丰度已针对NLTE效应进行校正。HD 30085和HD 30963的有效温度、表面重力、低的投影自转速度和特殊的丰度分布表明它们是两颗新的HgMn星，应该重新分类。HD 174567很可能是一颗新的化学性质特殊的恒星。还提供了HD 30085光谱中吸收超过2%的谱线的识别列表。
2019-08-14 astro-ph.SR
Observational Signatures and Constraints on the Intermediate Neutron-Capture Process. The Case of the CEMP star TYC 6044-714-1 (RAVE J094921.8-161722)
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔西天文台）；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加分部）；Department of Physics, University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学物理系）；Escuela Nacional de Estudios Superiores Unidad Morelia, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学莫雷利亚高级研究学院）；ESO - European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过对CEMP星TYC 6044-714-1的高分辨率光谱分析，结合1D/3D非LTE建模和AGB核合成模型，评估i-过程与s-过程的共存可能性，发现纯s+r过程最能解释其重元素丰度模式和Ba同位素比。
2026-05-31 astro-ph.SR
NLTE abundances of C, O, Ca, Ti, and Fe in the reference BAF-type stars
我们提出了准确的丰度测定方法的基础上的非局部热力学平衡（NLTE）线形成的碳，氧，钙，钛，铁在大气中的BAF型恒星。对于C Ⅰ-Ⅱ、O Ⅰ、Ca Ⅰ-Ⅱ和Ti Ⅰ-Ⅱ，我们在以前的论文中描述了它们的综合模型原子。本文首次采用了一个比较完整的Fe Ⅰ-Ⅱ模型原子。我们确定的NLTE丰度的9个BAF型恒星与确定的大气参数，使用高分辨率和高信噪比光谱观测在宽波长范围内，从UV到IR。对于C，Ca，Ti和Fe，NLTE导致一致的丰度从线的两个电离阶段。在B型次巨星HD 160762的近红外光谱中检测到了C I、Ca II和Fe II发射线。当应用我们的NLTE方法时，它们在经典模式大气中被很好地再现。
2017-10-18 astro-ph.SR
Stellar abundances and presolar grains trace the nucleosynthetic origin of molybdenum and ruthenium
这项工作提出了一个大的一致性研究钼（Mo）和钌（Ru）在银河系的丰度。这两个元素是重要的核合成诊断。在我们的71个银河系贫金属场星的样本中，我们在其中51个（59个包括上限）中检测到Ru和/或Mo。该样品由高分辨率、高信噪比的光谱组成，涵盖了从[Fe/H]=-0.63到-3.16的矮星和巨星。因此，我们提供信息的行为钼我和钌我在更高和更低的金属丰度比目前已知的。我们发现钼和钌的丰度分布很广，这是典型的重元素。这表明，除了高熵风之外，还有几种形成过程可以对Mo和Ru的形成负责。通过将Mo和Ru与具有已知形成过程的元素（Sr、Zr、Pd、Ag、Ba和Eu）进行比较来追踪形成过程。我们发现不同的形成渠道，即P-，慢（S-），快速（R-）中子捕获过程的贡献。钼是一种高度卷积的元素，它接受来自几个过程的贡献，而Ru主要由弱r过程形成，银也是如此。我们还比较了我们的绝对元素恒星丰度相对同位素丰度的前太阳颗粒从陨石中提取。它们的同位素丰度可以直接与形成过程（例如仅r同位素）联系起来，从而提供了观测得出的丰度与核形成过程之间的独特比较。与前太阳颗粒丰度的比较表明，前太阳颗粒的r-/s-过程比与贫金属晕星的总元素化学组成（[Fe/H]~ -1.5 ~-1.1 dex）相匹配。这表明在[Fe/H]=-1.5附近和以上的颗粒和恒星都是均匀（良好）混合的，因此不支持异质的太阳前星云。节录。
2014-06-25 astro-ph.SR
Silicon isotopic abundance toward evolved stars and its application for presolar grains
银河系化学演化（GCE）对于理解当今星际介质（ISM）和太阳系的组成具有重要意义。在本文中，我们的目标是跟踪GCE使用的29 Si/30 Si比在演化的恒星，并尝试将其与太阳前的颗粒组成。我们使用APEX望远镜探测到热SiO同位素向四个富氧的M-型恒星的排放。结合从赫歇尔科学档案和文献中检索到的数据，我们能够获得总共15颗演化恒星的29 Si/30 Si比值，这些恒星是从它们的光学薄29 SiO和30 SiO发射推断出来的。这些恒星的质量和年龄范围很广，而且由于它们在寿命期间不会显著改变29 Si/30 Si，因此它们提供了ISM金属丰度（或29 Si/30 Si比率）作为时间函数的极好探针。从热SiO发射推断的29 Si/30 Si比率倾向于低质量富氧恒星（例如，对于W Hya，下降到大约1），对于更高质量的碳星IRC+10216和两颗红超巨星，接近星际或太阳值1.5。在29 Si/30 Si比值和演化恒星的质量损失率之间有一个初步的相关性，我们将质量损失率作为初始恒星质量或当前恒星年龄的代理。这与在前太阳粒中发现的不同丰度比是一致的。我们发现，在我们的样本中，较老的物体（可能高达10 Gyr）跟踪以前的29 Si/30 Si值约为1。具有这种同位素比率的物质存在于前太阳粒的两个子类中，提供了较低比率的独立证据。因此，29 Si/30 Si比值是研究GCE和太阳前颗粒的一个有用的…
2013-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isotope Spectroscopy
同位素比的测量提供了一个特权洞察核合成和恒星包层中的机制，如重力沉降。在这篇文章中，我们给出了几个例子，说明如何从高分辨率，高质量的恒星光谱中确定同位素比率。我们考虑的例子最轻的元素，氢和氦，其中的同位素位移非常大，很容易测量，和重元素的同位素比的测定是比较困难的例子。在恒星大气中存在的6Li会在7Li 670.7 nm双重态的红翼中产生微妙的额外凹陷，这只能在最高质量的光谱中检测到。但即使是最好的光谱，推导出的$^6$锂丰度只能与用于解释它们的合成光谱一样好。现在我们知道，锂谱线剖面的3D非LTE建模是必要的，以正确地解释固有的谱线不对称性，这是由冷恒星大气中的对流产生的，可以模拟6Li的存在。我们还简要讨论了贫金属星的碳同位素比的情况，并提供了一个新的测定太阳大气中的镍同位素比。
2013-10-22 astro-ph.SR
Chemistry in the High expansion-velocity C-rich evolved star AFGL2233. Isotopic ratios, peculiarities and evolutionary status
Instituto de Física Fundamental (IFF-CSIC)（基础物理研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（国家天文台）；Institut de Radioastronomie Millimetrique（毫米波射电天文学研究所）
研究AFGL2233的化学组成和同位素比值，揭示其高膨胀速度和复杂演化历史，可能涉及核合成和双星相互作用。
2026-02-11 astro-ph.SR
Dynamical evolution of titanium, strontium, and yttrium spots on the surface of the HgMn star HD 11753
目标。我们收集了三颗典型的HgMn（汞锰）星HD 11753，HD 53244和HD 221507的大约100个高分辨率光谱，以寻找缓慢脉动的B类脉动和各种化学元素的表面不均匀分布。方法.经典的频率分析方法被用来检测线轮廓的变化，并确定变化的周期。通过多普勒成像重建得到了恒星表面化学元素丰度图。结果对于HD 11753，这是最显着的变化，不同的谱线轮廓的变化被检测到的Ti，Sr，Y，Zr和Hg，而对于HD 53244和HD 221507最可变的线轮廓分别属于元素Hg和Y。根据径向速度和谱线等效宽度的变化，我们得到了这三颗星的自转周期：P_rot（HD 11753）= 9.54d，P_rot（HD 53244）= 6.16d，P_rot（HD 221507）= 1.93d。对于HD 11753，使用相隔约65天的两个数据集，应用多普勒成像技术推导出最易变元素Ti、Sr和Y的分布。多普勒成像重建的结果显示了显着的变化，表面分布的TiII，SrII，和YII的数据集之间，表明迄今为止没有很好地理解的物理过程中的恒星辐射信封，导致一个相当快的动态化学斑点的演变。
2010-03-09 astro-ph.SR
Is the Sun Lighter than the Earth? Isotopic CO in the Photosphere, Viewed through the Lens of 3D Spectrum Synthesis
我们考虑在CO 5 BOLD三维对流模型中形成一氧化碳（CO）的太阳红外（2-6微米）振转带，目的是改进碳（13 C）和氧（18 O，17 O）的重同位素丰度，与Genesis Discovery Mission对太阳风轻离子的直接捕获测量进行比较。我们发现，以前的，主要是一维的，分析系统地偏向于较低的同位素比率（例如，R23= 12 C/13 C），这表明太阳的同位素“重”，与公认的原始太阳星云中的分馏过程相反。13 C和18 O的新3D比率为：R23= 91.4 +/- 1.3（Rsun= 89.2）; R68= 511 +/- 10（Rsun= 499），其中不确定性为1 sigma和“乐观”。“我们还获得了R67= 2738 +/- 118（Rsun= 2632），但我们警告说，观察到的12 C17 O特征非常弱。新的太阳氧同位素比值介于地球值和《创世纪》报道的值（R68= 530，R6= 2798）之间，尽管两者都在2 σ误差标志之内，并且朝着有利于原始陨石中Ca-Al夹杂物（CAI）氧同位素组成的最新理论的方向发展。虽然不是这项工作的主要焦点，但我们得出氧丰度为603 +/- 9 ppm（相对于氢;对数H= 12标度为8.78）。从同位素的角度来说，太阳可能比地球轻，这就消除了在内太阳系早期构造过程中调用外来分馏过程的必要性。
2013-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Implication of Formation Mechanisms of HC5N in TMC-1 as Studied by 13C Isotopic Fractionation
利用野边山射电天文台的45米射电望远镜观测了Taurus分子云-1中HC 5 N正常粒子和5个13 C同位素的J = 9-8和16-15转动跃迁，研究了HC 5 N向氰基多炔峰的形成机制。我们检测到五个13 C同位素具有高的信噪比之间的12和20，以及正常的物种。五种HC_5 N ~（13）C同位素体的丰度比为：[H_（13）CCCC_CN]：[HC_（13）CCCN]：[HCC_（13）CCCN]：[HCC_（13）CCN]：[HCC_（13）CN]= 1.00：0.97：1.03：1.05：1.16（0.19）。我们没有发现任何显着差异之间的5个13 C同位素。平均[HC 5 N]/[13 C同位素体]丰度比被确定为94（6），这略高于本地星际元素12 C/13 C的60-70比。在此基础上讨论了可能的形成途径。
2015-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scandium abundances of F-G-K dwarf stars in a wide metallicity range
利用最新的原子数据构造了Sc II的新模型原子。为了测试的目的，非本地热力学平衡（非LTE）计算进行了可靠的确定大气参数的三颗恒星：太阳，HD~61421（南河三），和HD~84937。占LTE的偏差导致更小的丰度误差与LTE的情况下，从不同的Sc II线获得的误差条丰度内一致。太阳非LTE丰度log eps_Sun = 3.12+-0.05，超过Lodders（2021）推荐的陨石丰度0.08~dex。但对南河三则在0.02~dex范围内与陨石丰度一致。使用高分辨率光谱，我们确定了金属丰度范围为-2.62 <= [Fe/H] <= 0.24的56颗恒星的钪LTE和非LTE丰度。[Sc/Fe]对[Fe/H]的依赖关系与α过程元素的行为相似：当[Fe/H] <-1时，钪相对于铁（[Sc/Fe] ~ 0.2）增加，当金属丰度较高时，[Sc/Fe]随[Fe/H]增加而减小。钪和钛的丰度之间存在着紧密的联系。所获得的结果提供了观测限制的情况下，钪的起源。
2022-09-13 astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes. III. NLTE effects in J-band Magnesium lines
本文采用非LTE方法计算了红超巨星大气中的Mg I，研究了非LTE方法对近红外J波段Mg I谱线形成的重要性。最近的工作使用中分辨率光谱学的原子线在J-波段的个别红超巨星表明，该技术是一个非常有前途的工具，调查的化学成分的年轻恒星星族在恒星形成的星系。在以前的工作中，非LTE的影响进行了研究，铁，钛和硅，发现大量的影响，导致显着更强的镁I吸收线。对于定量光谱分析，非LTE效应导致镁丰度显著小于LTE中的镁丰度，对于3400 K和4400 K之间的有效温度，非LTE丰度校正在-0.4 dex和-0.1 dex之间平滑变化。我们讨论了非LTE效应的物理原因和后果的河外J-波段丰度研究使用个别红超巨星在年轻的大质量星系团双h和chi英仙座。
2015-02-26 astro-ph.SR
12C/13C isotopic ratios in red-giant stars of the open cluster NGC 6791
碳同位素比率，以及碳和氮的丰度，来自银河系中最富金属的星系团之一NGC 6791的11个红巨星成员的样本。选定的红巨星的平均金属丰度和标准偏差为[Fe/H]=+0.39+-0.06（Cunha et al. 2015）。我们使用SDSS-IV Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE）获得的高分辨率H波段光谱。在H波段使用高分辨率光谱的优点是CO的谱线被很好地表示，并且它们的谱线轮廓对12 C/13 C的变化敏感。12 C/13 C比率的值由光谱合成分析获得。NGC 6791中的12 C/13 C比值在6.3和10.6之间变化，与温盐混合模型的最终同位素比值一致。这里推导出的比值与从文献中获得的更多的贫金属红巨星的12 C/13 C，质量，金属丰度和演化状态之间的相关性进行了研究。
2017-11-28 astro-ph.SR
Barium isotopic ratios in metal-poor stars: calibrating the method with globular clusters
本研究利用球状星团NGC 6752校准微湍流参数，提出基于一维大气模型测量贫金属恒星钡同位素比值的可靠方法，以量化s过程和r过程的贡献。
2025-08-19 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
A non-LTE spectral analysis of the 3He and 4He isotopes in the HgMn star kappa Cancri
我们提出了一个试点研究的非局部热力学平衡（NLTE）线形成计算的同位素3 He和4 He在汞锰星Kappa Cancri。研究了NLTE效应对大气中氦同位素丰度测定和垂直分层的影响。现代NLTE谱线形成计算被用来分析kap Cnc的高分辨率和高信噪比的ESO-VLT/UVES谱。通过拟合氢原子的巴耳末谱线和光谱能量分布确定大气参数。研究了多个HeI系，包括HeI 4921 A和6678 A，它们显示出最宽的同位素分裂。在kap Cnc光谱中观察到的HeI谱线中有一半显示出显著的NLTE增强，在HeI 5875 A和HeI 6678 A红线中效果最强。来自单个HeI系的NLTE丰度比LTE值低约3倍。发现氦在卡普Cnc的大气中是分层的。虽然LTE分析表明氦丰度呈阶梯状分布，但NLTE分析表明氦丰度随高度逐渐降低。~ 3 He/~ 4 He比值约为0.25-0.30，根据现有资料，不能确定这两种同位素是否遵循同一分层剖面。这项工作意味着，NLTE效应可能是无处不在的HgMn星的大气中，并可能有显着的影响，丰度测定和解释的元素的垂直丰度分层。
2014-12-05 astro-ph.SR
Barium Isotopic Composition of Mainstream Silicon Carbides from Murchison: Constraints for s-Process Nucleosynthesis in AGB Stars
我们提出了钡，碳，硅同位素组成的38个酸清洗presolar碳化硅颗粒从默奇森。与以前的数据比较表明，酸洗是非常有效的，在消除钡污染。发现$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值强烈耗竭，低至$-$ 400 permil，这只能用$^{13}$ C袋内比通常使用的更平坦的$^{13}$ C曲线来建模。在AGB模型中，$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）预测对口袋中$^{13}$ C分布的依赖性使我们能够探测$^{13}$ C口袋中的$^{13}$ C分布和渐近巨星分支（AGB）星的口袋质量.此外，我们提供的$^{22}$ Ne $(α,n)^{25}$镁率在恒星温度制度相关的AGB星，基于主流晶粒的$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值的限制。我们发现了两个名义上的主流晶粒具有强烈的负$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值，这不能用任何当前的AGB模型计算来解释。相反，这样的负值与中间中子俘获过程（$i$ -过程）一致，该过程在后AGB阶段期间由极晚期热脉冲（VLTP）激活，并且其特征在于中子密度远高于$s$ -过程。这两种颗粒可能是在后AGB恒星周围凝聚而成的。最后，我们报告了两个$p$过程同位素，$^{130}$ Ba和$^{132}$ Ba，在单个SiC颗粒的丰度。这些同位素在AGB星的$s…
2014-03-18 astro-ph.SR
Constraining r-process nucleosynthesis via enhanced accuracy neutron-capture experiments
Instituto de Física Corpuscular, CSIC - Universitat de València（粒子物理研究所，西班牙科学理事会-瓦伦西亚大学）；School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学物理与天文学学院）；Agenzia nazionale per le nuove tecnologie, l’energia e lo sviluppo economico sostenibile (ENEA)（国家新技术、能源和可持续经济发展局）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼分所）；European Organization for Nuclear Research (CERN)（欧洲核子研究组织）
通过改进精度的中子捕获实验，约束r过程核合成的同位素丰度，优先考虑未来实验重点。
2026-01-31 astro-ph.SR nucl-ex
Elemental and Isotopic Yields from T Coronae Borealis: Predictions and Uncertainties
针对北冕座T再发新星，基于2025年最新热核反应率及不确定性开展蒙特卡洛核合成计算，量化丰度不确定性、识别关键反应，明确不同白矮星模型的元素判别指标，为后续实验与爆发观测解读提供指导。
2025-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The M dwarf problem: Fe and Ti abundances in a volume-limited sample of M dwarf stars
我们报告铁和钛丰度测量的高分辨率光谱在体积有限的样品中的106 M0和M0.5矮星。样本包括天球赤道以北的恒星，距离小于29秒差距。这些结果意味着存在一个类似于先前已知的G矮星问题的M矮星问题，即低金属丰度M矮星的比例不足以适合银河系化学演化的简单闭盒模型。这种体积有限的样本避免了以前使用亮度有限的M矮星样本进行研究时存在的许多统计不确定性
2020-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
$^{13}$C isotopic ratios of HC$_3$N on Titan measured with ALMA
我们提出的第一个测定丰度比$^{13}$ C取代氰基乙炔（HC $_{3}$ N），[H $^{13}$ CCCN]：[HC $^{13}$ CCN]：[HCC $^{13}$ CN]在土卫六的大气中使用毫米波光谱测量获得的阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列。为了精确地比较谱线强度，提取了包含多条分子谱线的数据集，以抑制土卫六环境条件和观测设置的影响。[HC $^{13}$ CCN]：[HCC $^{13}$ CN]和[H $^{13}$ CCCN]：[HCC $^{13}$ CN}]比值分别来自12个和1个选定的数据集。结果，几乎一致的[H $^{13}$ CCCN]：[HC $^{13}$ CCN]：[HCC $^{13}$ CN]丰度比为1.17（$\pm$ 0.20）：1.09（$\pm$ 0.25）：1（1 $σ$），而先前报道的星际介质（ISM）的比值显示出可能由前体中的$^{13}$ C浓度引起的大的异常。这里得到的结果表明，$^{13}$ C浓度过程中提出的ISM研究不工作有效的HC $_{3}$ N和HC $_{3}$ N本身的前体由于泰坦的高大气温度和/或耗尽的$^{13}$ C和$^{13}$ C $^+$。
2021-08-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The $^6$Li/$^7$Li isotopic ratio in the metal-poor binary CS22876--032
我们提供了贫金属双线光谱双星CS 22876- 032（[Fe/H] $\sim -3.7$ dex）的高分辨率和高质量的UVES光谱数据，目的是通过分析\ion{Li}{i} $λ$ ~670.8~nm的双峰来推导$^6$ Li/ $^7$ Li同位素比值。我们coadd所有28个有用的光谱归一化和径向速度校正的主恒星的休息帧。我们拟合的锂配置文件与网格的3D-NLTE合成光谱，考虑到线轮廓不对称引起的恒星对流，并进行蒙特卡罗模拟，以评估的不确定性的锂线轮廓的拟合。我们检查了遮蔽因子不影响导出的同位素比，$^6$ Li/ $^7$ Li，并且仅将Li丰度A（Li）修改约0.15 dex。在68%置信水平下，主星Li剖面的最佳拟合值为A（Li）~ $ = 2.17 \pm 0.01$ ~dex和$^6$ Li/$^7$ Li~ $=8^{+2}_{-5}$.此外，我们还提高了主星的Li丰度，使其在A（Li）~ $= 1.55 \pm 0.04$ ~dex处比主星低0.6~dex.对主星Li剖面的分析结果与没有探测到$^6$ Li的结果一致，并提供了在这个非常低的金属丰度下$^6$ Li/ $^7$ Li~ $< 10$ \%同位素比值的上限，比以前在极贫金属恒星中探测到$^6$ Li的尝试在金属丰度上低约0.5~dex。这些结果并没有解决或恶化宇宙学的$^7$ Li问题，也不支持在…
2019-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
