6Li detection in metal-poor stars: can 3D model atmospheres solve the second lithium problem?
贫金属晕星的大气层中是否存在6Li，通常是根据在670.8 nm处7 Li双线的红翼中检测到一个微妙的额外凹陷来推断的。然而，在冷星的光球对流流动所造成的内在线不对称性几乎是难以区分的不对称性产生的弱6Li混合（假定）对称7 Li配置文件。因此，先前基于一维模型大气的6Li/7 Li同位素比的确定，忽略了对流引起的线不对称性，必须被认为是上限。通过比较合成的1D LTE和3D非LTE线配置文件的Li 670.8 nm的功能，我们量化的微分效应的对流线的不对称性导出的6Li丰度作为有效温度，重力和金属丰度的函数。正如预期的那样，我们发现不对称效应系统地降低了所得的6Li/7 Li比率。根据恒星参数的不同，6Li/7 Li的3D-1D偏移范围在-0.005到-0.020之间。当这个纯理论的修正被考虑到的Asplund 2006年的恒星样本，显着的6Li检测的数量从9减少到5（2西格玛标准），或从5减少到2（3西格玛标准）。我们还提出了重新分析的高分辨率，高S/N光谱的个别贫金属关闭恒星的初步结果，看看是否“第二锂问题”实际上消失时，适当的对流和非LTE线形成在3D恒星大气。在8颗恒星中，HD 84937似乎是唯一一颗显著（2 sigma）检测到6Li的恒星。鉴于我们的研究结果，6Li平台的存在似乎值得怀疑。
2012-06-11 astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
Non-LTE line formation of Fe in late-type stars - III. 3D non-LTE analysis of metal-poor stars
作为天文学中最重要的元素之一，铁丰度的测定需要尽可能准确。我们调查的准确性光谱铁丰度分析使用原型贫金属星。我们进行详细的三维非LTE辐射转移计算的基础上的三维流体力学Stagger模型的大气，并采用一个新的模型原子，包括新的量子力学中性氢碰撞速率系数。除了红巨星HD 122563之外，我们发现3D非LTE模型实现了Fe i/Fe ii激发和电离平衡，并且在0.05 dex的建模不确定度内没有任何等效宽度的趋势，所有这些都不必调用任何微湍流加宽;对于HD 122563，我们预测目前最好的基于地球引力的表面重力被高估了0.5 dex。使用3D非LTE分析，我们从3D模型大气中推断出的铁丰度比1D MARCS模型大气中的相应丰度高出约0.1 dex;这些差异与非LTE效应本身的方向相同。我们提供了偏离系数，等效宽度和丰度校正的网格，这些网格是在1D MARCS模型大气和水平和时间平均的3D Stagger模型大气上计算的。
2016-09-14 astro-ph.SR
Spots structure and stratification of helium and silicon in the atmosphere of He-weak star HD 21699
磁星HD 21699具有独特的磁场结构，其磁偶极子偏离中心0.4 +/-0.1恒星半径（垂直于磁轴），结果，在恒星表面上，磁极彼此靠近，角距为55 $^o$，而不是在中心的情况下看到的180 $^o$。偶极两个磁极分别形成一个大的“磁斑”。获得高分辨率的光谱，允许他我和硅II丰度的变化作为旋转相位的函数进行研究。结果表明，氦丰度主要集中在靠近磁极的一个半球，而在磁场线与恒星表面水平的另一个半球，氦丰度相对较弱。同时，硅丰度在180 - 320 $^o$之间最大，这也是氦丰度最弱的地方。这些丰度的变化（与旋转相位）支持的预测原子扩散理论中存在的磁场。同时，这些结果支持了恒星磁场中异常结构形成的可能性。硅和氦丰度的垂直分层分析表明，丰度跳跃的边界（在两步模型中）对于每个元素都是相似的; $τ_{5000}$ = 0.8-1.2（氦）和0.5-1.3（硅）。在层中的元素丰度的有效形成的选定的吸收线的各个阶段也与低过渡水平的激发能：丰度增强较高的激发能和较高的光学深度内所应用的模型大气。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The warm gas atmosphere of the HD 100546 disk seen by Herschel (Evidence of a gas-rich, carbon-poor atmosphere?)
（略）背景。赫歇尔空间天文台在原行星盘的大气层中观测到了简单分子（C+、O和CO）的谱线。当与地面[CI]结合时，可以研究碳的所有主要形式。模型预测中性碳[CI]的缺乏很强，然后可以与[CII]和一氧化碳一起解释。目标。我们研究了气体温度，激发，和简单的含碳物种的化学丰度的化学物理模拟的方法。我们探索的敏感性的线进入参数和约束的区域，线辐射出现。方法.辐射转移的数值模型与化学网络模拟和气体能量学计算一起使用，以获得气体温度。我们提出了我们的新模型，它是基于我们以前的模型，但包括几个改进。结果围绕Herbig Be星HD 100546的圆盘模型能够再现CO阶梯以及[OI]和[CI]或[CII]的原子精细结构线。我们发现CO的高J谱线只有在Tgas>>Tdust的暖大气中才能再现。PACS观测到的高J CO主要来自几十AU以内的区域。结论.只有Tgas>>Tdust的温暖大气才能再现CO阶梯。CO阶梯连同[O I]和上限[CI]可以再现的模型具有高的气体/粉尘比和低丰度的挥发性碳。然而，这些模型产生的[CII]量太小。具有低气尘比和更易挥发的碳的模型也再现了CO和[OI]，与[CII]的观测结果更接近，但过度产生[CI]。由于[CII]排放的不确定来源，我们更喜欢高气体/粉尘比模型，表明挥发性碳的丰度低。
2012-01-23 astro-ph.SR
Convection and 6Li in the atmospheres of metal-poor halo stars
基于CO 5 BOLD程序计算的三维流体动力学模型大气和三维非LTE（NLTE）谱线形成计算，我们研究了对流诱导谱线不对称性对Asplund等人（2006）样本恒星有效温度、重力和金属丰度范围内推导的6Li丰度的影响。当考虑到这种恒星样本的不对称效应时，相对于Asplund等人（2006）确定的同位素比率，得到的6Li/7 Li比率平均降低了约1.5%。这种纯理论校正将显著的6Li检测的数量从9减少到4（2 σ标准），或从5减少到2（3 σ标准）。鉴于这一结果，6Li平台的存在似乎值得怀疑。通过用3D NLTE和1D LTE合成线轮廓拟合观察到的锂6707 A双峰，对单个物体进行仔细的再分析，证实了当使用3D NLTE而不是1D LTE线拟合时，推断出的6Li丰度系统地较低。尽管如此，即使在3D-NLTE中分析，也确实存在6Li检测到的晕星，最突出的例子是HD 84937。
2010-01-19 astro-ph.SR
Neglected Silicon Dioxide Polymorphs as Clouds in Substellar Atmospheres
本研究提出亚恒星大气中可能存在此前被忽视的二氧化硅多晶型云，评估了JWST的区分能力，指出其结晶度可示踪大气条件，同时强调需开展相关实验室测量。
2024-08-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
A Stellar Magnesium to Silicon ratio in the atmosphere of an exoplanet
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
研究通过高分辨率光谱分析，发现WASP-189b大气中镁、硅、铁等元素比值与恒星值一致，验证了恒星代理假设。
2025-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Doppler imaging of a southern ApSi star HD 152564
本研究利用中分辨率光谱对Ap星HD 152564进行多元素多普勒成像，确定了其大气参数和元素丰度，揭示了硅等元素的表面不均匀分布及垂直分层特征。
2023-12-15 astro-ph.SR
Three carbon-enhanced metal-poor dwarf stars from the SDSS - Chemical abundances from CO^5BOLD 3D hydrodynamical model atmospheres
富含s和r元素的碳增强贫金属恒星的起源一直备受争议。这些类型恒星的详细丰度对于了解其祖先的性质至关重要。本次调查的目的是详细研究SDSS J1349-0229，SDSS J 0912 +0216和SDSS J1036+1212的丰度，这三颗矮CEMP星是从斯隆数字巡天中选出的。利用高分辨率VLT/UVES光谱（R ~ 30000）测定了Li、C、N、O、Na、Mg、Al、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Co、Ni和21种中子俘获元素的丰度。我们利用CO^5BOLD三维流体动力学模式大气分析碳、氮和氧的丰度。用Kiel码计算了C I和O I线的NLTE校正。我们将SDSS J1349-0229和SDSS J 0912 +0216分类为CEMP-r+s星。SDSS J1036+1212属于CEMP-no/s类，具有增强的Ba，但缺乏Sr，它是迄今为止发现的第三个成员。在SDSS J1349-0229中观测到了视向速度的变化，这为它是双星系统的一员提供了证据。这三颗恒星的化学成分通常与AGB伴星的质量转移相容。然而，许多细节仍然难以解释。其中最值得注意的是在SDSS J1036+1212的Spite平台上的Li丰度，以及在所有三颗恒星中纯r过程元素Eu的大量过剩。
2010-02-08 astro-ph.SR
An aluminum/calcium-rich, iron-poor, white dwarf star: evidence for an extrasolar planetary lithosphere?
在白矮星的大气中存在比氦重的元素通常是目前或以前围绕这些恒星运行的岩石天体存在的标志。我们测量了氢大气层白矮星G149-28和NLTT 43806中各种元素的丰度。与其他大气层被重元素污染的白矮星相比，NLTT 43806富含铝，但相对缺乏铁。我们将NLTT 43806中Al和其他八种重元素的相对丰度与大块地球的元素组成、模拟的太阳系外岩石行星、太阳系陨石、其他受污染的白矮星的大气组成以及月球和地球的外层进行了比较。最好的协议被发现与一个模型，涉及到NLTT 43806上的地壳和上地幔物质的混合物吸积。这意味着NLTT 43806是由一个分化的岩石行星围绕的，也许与地球非常相似，它经历了一次碰撞，剥离了它的一些外层。
2011-07-12 astro-ph.SR
Silicon and Strontium abundances of very metal-poor stars determined from near-infrared spectra
硅和锶是通过测量贫金属恒星来探索银河系核合成和化学演化的关键元素。然而，在这些低金属量恒星的光学范围内，只有少数有用的谱线是可以测量的。在这里，我们报告这两个元素的丰度确定近红外高分辨率光谱与斯巴鲁望远镜红外多普勒仪器（IRD）。对6颗非常贫金属和极贫金属的恒星（-4.0<[Fe/H]<-1.5）测定了多达26条Si谱线的Si丰度，显著提高了丰度测量的可靠性。所有六颗恒星，包括三颗碳增强的天体，都显示出Si的过度丰度（[Si/Fe]~+0.5）。两颗[Fe/H]~-1.5的恒星具有相对较小的过丰度。[Mg/Si]比值与太阳值一致，除了一颗贫金属恒星碳过剩。锶丰度是由四颗恒星的三重线确定的，其中两颗是首次确定。从近红外光谱和光学光谱确定的Sr丰度的一致性，需要进一步检查从额外的观测。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D molecular line formation in dwarf carbon-enhanced metal-poor stars
本文详细分析了两颗矮碳增强贫金属（CEMP）星：SDSS J1349-0229和SDSS J 0912 +0216的碳和氮丰度。我们还报告了SDSS J1349-0229的氧丰度。这些恒星是贫金属的，[Fe/H] <-2.5，是从我们正在进行的斯隆数字巡天（SDSS）的极端贫金属矮候选者调查中选出的。碳、氮和氧的丰度依赖于恒星大气外层形成的分子线。众所周知，在贫金属恒星的对流诱导非常低的温度，这是没有预测的“经典”一维恒星大气。为了获得正确的温度结构，需要完整的3D流体动力学模型。利用CO_5BOLD三维流体动力学模式大气和Linfor 3D谱线形成程序，计算了CH、NH、OH和C_2的分子谱线，确定了3D碳、氮和氧的丰度。将所得碳丰度与在1D LTE和NLTE中使用原子Cl线导出的丰度进行比较。从C2带和CH带确定的碳丰度之间没有很好的一致性，并且分子线与原子Cl线不一致。虽然这可能部分是由于分子谱带跃迁几率的不确定性，但它肯定与所采用的模型大气外层的温度结构有关。我们探索了3D模型属性对分子丰度测定的影响。特别是，在模型计算中使用的不透明度箱的数量的选择和随后的温度结构和分子线形成的影响进行了讨论。（节录）
2009-12-11 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. IV. Oxygen diagnostics in extremely metal-poor red giants with infrared OH lines
上下文虽然氧是银河系化学演化的重要示踪剂，但对最古老的银河系恒星大气中氧丰度的测量仍然很少，而且相当不精确。在金属丰度尺度的最低端，氧只能在巨星中测量，在大多数情况下，这种测量依赖于一个单一的禁止[O I] 630 nm线，这是非常弱的，经常与大地线混合。虽然位于紫外线和红外线的分子OH线也可用于诊断，但从OH线和[O I] 630 nm线获得的氧丰度通常相差约0.3-0.4 dex。目标。研究了对流对极端贫金属（EMP）红巨星大气中红外（IR）OH线和[O I] 630 nm禁戒线形成的影响。方法.我们使用高分辨率和高信噪比光谱的四个EMP红巨星获得的VLT CRIRES摄谱仪。对于每颗EMP星，使用位于1514-1548和1595-1632 nm光谱范围内的4-14条IR OH振动-旋转线，通过使用标准的1D LTE丰度分析方法来确定氧丰度。然后，我们校正了从每个单独的OH线获得的三维流体动力学效应的1D LTE丰度。结果我们发现对流对[O I] 630 nm谱线的形成影响很小，导致3D-1D丰度修正很小（< -0.01 dex）。相反，红外OH线受对流的影响很大，因此对这些线的丰度修正是显著的，3D-1D ~-0.2D ~-0.3D -0.3dex。这些丰度修正确实使使用IR OH线获得的EMP红巨星的1D LTE氧丰度与从[O I] 630 nm线确定的氧丰度更好地一致。
2015-02-23 astro-ph.SR
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres I. Formation of the G-band in metal-poor dwarf stars
三维（3D）光谱合成代码Linfor 3D的最新发展意味着，第一次，大的光谱波长区域，如分子带，可以在很短的时间内合成。在局域热力学平衡假设下，对几种矮关断型三维大气（5850 <= T_eff [K] <= 6550，4.0 <= log g <= 4.5，-3.0 <= [Fe/H] <= -1.0）的合成G带进行了详细的光谱分析。我们还研究了碳和氧分子的形成在各种金属度制度，并讨论了它对G-带的影响。使用定性方法，我们描述了3D大气和传统的一维（1D）大气之间的不同行为，以及所涉及的不同物理学如何不可避免地导致丰度校正，这在不同的金属丰度上有所不同。将1D计算的光谱拟合到每个3D光谱以确定3D丰度校正。早期的分析显示，组成G带的CH分子表现出氧丰度依赖性;较高的氧丰度导致较弱的CH特征。氮丰度对CH形成的影响为零。在较低的金属丰度下，3D校正也较强。分析的3D修正的G-波段，使我们能够分配估计的3D丰度修正大多数矮星在文献中。3D修正表明，在高A（C）的CEMP星中，A（C）保持不变，但在低A（C）的CEMP星中，A（C）会减少。发现C/O比是影响三维G带的重要参数。额外的测试证实，C/O比对于3D下的OH转变是同样重要的参数。这通过它们的分子种类呈现了3D大气中碳和氧丰度之间的明确相互关系，这在1D中看不到。
2016-05-23 astro-ph.SR
The Young Planet-mass Object 2M1207b: a cool, cloudy, and methane-poor atmosphere
2 M1207 b是一颗年轻的行星质量伴星（约800万年），其性质在一段时间内缺乏令人满意的解释。低光度、红色近红外颜色和L型近红外光谱（之前与Teff ~ 1600 K一致）的组合意味着异常小的半径。早期对2 M1207 b的暗光度的解释是，它是一个边缘朝上的圆盘，或是最近一次原行星碰撞的遗迹。第二颗行星质量的天体（HR 8799 b）的发现与2 M1207 b的光度和颜色相似，这表明第三种解释，一种纯粹的大气性质，更有可能。通过包括云，非平衡化学，和低重力，一个有效温度与演化冷却轨道预测一致的大气被揭示出来。因此，2 M1207 b和其他类似的天体不需要新的物理学来解释，也不属于新的天体类别。相反，它们最有可能代表多云的亚恒星大气的自然延伸到低Teff和log（g）。如果2 M1207 b的大气层解释是正确的，那么非常年轻的行星质量的天体，其近红外光谱类似于场T矮星，可能是罕见的。
2011-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling of atmospheres of the brightest stars belonging to the Cyg OB2 association
我们提出了属于天鹅座OB 2协会- #7（O3 If *）和#11（O 5Ifc）的最亮恒星的光谱建模的结果。#7是我们银河系中最热的恒星之一，而#11属于光谱类Ofc，这是最近引入的，但数量很少（Walborn等人，2010年）。我们使用CMFGEN代码确定其大气的物理性质和化学成分。#7的气氛显示出氮过量X（N*）/X（Nsun）= 3.2和碳和氧不足X（C*）/X（Csun）= 0.08，X（O*）/X（Osun）= 0.09，而#11的气氛富含碳X（C*）/X（Csun）=1和硅X（Si *）/X（Si sun）=2。
2013-09-17 astro-ph.SR
Molecular line formation in the extremely metal-poor star BD+44 493
测量了碳增强贫金属星BD+44 493的OH（99线）和CH（105线）分子吸收谱线，[Fe/H]=-3.8。基于1D-LTE分析从单个谱线确定的氧和碳的丰度显示出对谱线的激发电位的显著依赖性; d log e/d chi ~ -0.15 - -0.2 dex/eV，其中e和chi分别是来自单个谱线及其激发电位的元素丰度。恒星参数的不确定性并不能解释这种依赖性，但这表明该天体的大气层具有一个冷层，这是一维模型大气层所不能再现的。这一结果与三维模型计算的预测一致。虽然中性铁的吸收线表现出类似的趋势，但它比分子线和3D LTE模型预测的要弱得多。
2015-07-30 astro-ph.SR
Three-dimensional surface convection simulations of metal-poor stars -- The effect of scattering on the photospheric temperature stratification
贫金属晚型恒星的三维辐射流体动力学模型大气层的特点是上层光球层温度比一维低。3D模型的这一特性可以显著影响从温度敏感谱线导出的元素丰度。我们调查是否可以归因于在辐射转移散射的近似处理的金属贫3D模型预测的冷表面温度。我们使用的彩虹代码测试三种不同的方法来处理散射的3D模型大气中的贫金属恒星。首先，我们自洽地求解含有相干散射项的源函数的辐射转移方程。其次，我们解决了辐射转移方程的普朗克源函数，忽略连续散射消光的光学薄层的贡献，这一直是默认模式，在我们以前的模型。第三，我们将散射视为处处的纯吸收，这是CO 5 BOLD模型中的标准情况。我们发现，第二种方法产生的温度结构与冷上层光球层非常相似的正确的相干散射解决方案。相比之下，将散射视为纯吸收会导致明显更热和更浅的温度分层。我们公布的模型和CO 5 BOLD代码生成的模型之间的温度结构的主要差异可以追溯到散射的不同处理。忽略光学薄层中连续散射对消光的贡献，为贫金属恒星的完整辐射转移解提供了一个很好的近似。我们的研究结果表明，我们以前的模型预测的金属贫晚型恒星大气的冷温度分层是不是一个工件的近似处理的散射。
2011-01-17 astro-ph.SR
Atomic Transition Probabilities for Transitions of Si I and Si II and the Silicon Abundances of Several Very Metal-Poor Stars
本文报道了中性硅（Si I）光谱中20条紫外线和蓝线分支分数的新测量结果，它们起源于3 $s^{2}$ 3 $p$ 4 $s$ $^{3}$ P $^{\rm o}_{1,2}$，$^{1}$ P $^{\rm o}_{1}$和3 $s$ 3 $p^{3}$ $^{1}$ D $^{\rm o}_{1,2}$的上能级.研究的过渡包括强，几乎纯LS多重态以及非常弱的自旋禁戒过渡连接到这些上的水平。我们还报道了一种新的单电离硅（Si II）光谱中$^{4}$ P $_{1/2}$- $^{2}$ P $^{\rm o}_{1/2,3/2}$互组合线的分支分数测量。Si I和Si II的弱自旋禁戒线对最近的理论计算提供了严格的检验，我们对此进行了比较。从这项研究中的分支分数与以前报道的辐射寿命相结合，以产生这些线的跃迁概率和日志（$gf$）。我们将这些新的测量结果应用于五颗贫金属恒星的丰度测定。
2023-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Pressure shifts and abundance gradients in the atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们提出了一个详细的模式大气分析的高色散和高信噪比光谱的严重污染DAZ白矮星GALEX J1931+0117。用VLT-Kueyen/UV-可见中阶梯光谱仪获得的光谱显示出几条分辨率良好的Si II谱线，从而能够研究压力对谱线轮廓的影响。我们观察到大斯塔克位移的硅线与理论预测和实验室测量。考虑到合成光谱计算中的斯塔克位移，我们将单线径向速度测量中的散射从~ 3 km/s减少到< 1 km/s。我们提出了修订后的丰度的O，Mg，Si，Ca和Fe的基础上的线加宽参数和振子强度的关键审查。新的测量结果与我们以前的分析基本一致，除了镁的丰度比以前估计的低了两倍。镁、硅和铁的丰度超过太阳丰度，但氧和钙的丰度低于太阳丰度。此外，我们比较了所观察到的线配置文件的合成光谱计算与可变吸积率和垂直丰度分布假设扩散稳态。推断的吸积速率从钙的dM/dt = 2x10^6到氧的2x10^9 g/s不等。我们发现，吸积流必须是富氧的，而缺乏钙相对于太阳丰度。两个测量时期之间缺乏径向速度变化表明GALEX J1931+0117可能不是一个近距离的双星，并且吸积物质的来源存在于碎片盘中。
2011-01-11 astro-ph.SR
NLTE abundances of Cr in the Sun and metal-poor stars
我们研究了晚型星大气中Cr的统计平衡。主要目标是确定Cr I和Cr II线之间的系统丰度差异的原因，这是经常遇到的贫金属恒星的光谱分析。迄今为止，所有这些研究都依赖于谱模型中的局部热力学平衡（LTE）假设。我们首次在不同金属丰度的次矮星和次巨星中进行了NLTE计算。我们表明，LTE假设是不足以描述激发电离平衡的Cr I/Cr II在恒星大气中，作为一个结果，导致大的错误的丰度。特别是，在低[Fe/H]下，对Cr I线的NLTE丰度校正范围为$+0.3$至$+0.5$ dex。NLTE [Cr/Fe]趋势在晕和磁盘是平坦的，可以复制的大部分模型的银河系化学演化与标准处方的铬和铁核合成。
2010-09-28 astro-ph.SR
Oxygen in the early Galaxy: OH lines as tracers of oxygen abundance in extremely metal-poor giant stars
氧是银河系化学演化的强有力的示踪元素。不幸的是，在紫外-红外恒星光谱中只有少数氧谱线可用于可靠地确定其丰度。此外，使用不同的谱线获得的氧丰度通常显著不一致。因此，在这方面的贡献，我们调查是否在1D流体静力学模型大气中使用的丰度测定对流处理不当可能是造成这种分歧。为此，我们使用VLT CRIRES光谱的三个EMP巨星，以及三维流体动力学CO $^5$ BOLD和一维流体静力学LHD模型大气，研究对流的红外（IR）OH线的形成中的作用。我们的研究结果表明，对流的存在导致显着更强的IR OH线。结果表明，用3D流体动力学模型和经典的1D流体静力学模型大气，由IR OH线确定的氧丰度的差异可达-0.2 ~1.5。-0.3dex。对于所研究的三颗EMP巨星，我们用1514-1626 nm的振动-转动IR OH谱线测定的3DLTE氧丰度与以前用[O I] 630 nm禁戒谱线测定的氧丰度有很好的一致性。
2014-09-10 astro-ph.SR
The polluted atmosphere of the white dwarf NLTT 25792 and the diversity of circumstellar environments
我们提出了一个分析的X-射手光谱的污染，富氢的白矮星NLTT 25792。光谱显示了钙的强线（Ca H&K，近红外钙三重态和Ca I 4226）和大量的铁线以及镁和铝线，我们从中绘制了丰度模式。此外，光球Ca H&K线可能与相对于光球移动-20 km/s的星周分量混合。与四颗具有相似参数的白矮星的样本进行比较，发现它们的丰度模式存在相当大的差异，特别是在钙镁丰度比上，该样本中的钙镁丰度比变化了五倍。所观察到的变化，即使在占扩散效应，意味着类似的变化，在假定的吸积源。此外，我们发现，硅和钠是显着的NLTT 25792的大气中，这一事实可能提供一些线索的吸积源的性质。
2013-09-26 astro-ph.SR
Slowly Rotating Peculiar Star BD+00$^\circ$1659 as a Benchmark for Stratification Studies in Ap/Bp Stars
本文基于ESPaDOnS高分辨率光谱对磁硅星BD+00$^\circ$1659进行自洽分析，揭示了其大气中Si和Fe的丰度跃变与电离不平衡，为快速自转硅星的分层影响研究提供了基准。
2024-09-26 astro-ph.SR
A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models Using Ab Initio Calculations
由于它们的光球密度很高，冷的富氦白矮星（特别是DZ、DQpec和ultracool）通常很难被现有的大气模型描述。作为我们正在进行的努力，设计适合所有冷白矮星的大气模型的一部分，我们调查的重元素的电离比和H $_2$-He碰撞诱导吸收（CIA）光谱下流体样密度的改变。对于在冷富氦白矮星光球层遇到的条件，我们的从头计算表明，大多数金属的电离被抑制和H $_2$-He CIA光谱显着扭曲的密度高于0.1 g/cm $^3$。
2016-10-04 astro-ph.SR
M3DIS -- A grid of 3D radiation-hydrodynamics stellar atmosphere models for stellar surveys. II. Carbon-enhanced metal-poor stars
Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔学院、尼尔斯·玻尔研究所）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）
针对传统一维恒星大气模型的偏差问题，本研究用M3DIS构建碳增丰贫金属星的三维辐射流体动力学模型，推导丰度修正值，修正后CEMP星占比等结果更符合银河系化学演化模型预期。
2025-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nature of the light variability of the silicon star HR 7224
虽然化学奇特（CP）星的光度变化经常被用来确定它们的自转周期，但它们的光变的详细机制仍然知之甚少。我们使用观测到的硅和铁的表面分布模拟恒星HR 7224的光变。我们使用的TLUSTY模型计算适当的硅和铁丰度的大气，以获得出射通量和预测旋转调制的光变曲线的恒星。我们还获得了额外的光度测量，并采用我们自己的回归程序，以获得更精确的估计轻元素。我们表明，恒星的光变化可以解释为一个结果：i）不均匀的表面分布的元素，ii）从紫外线到可见光部分的光谱的流量重新分配，和iii）旋转的恒星。我们发现，硅束缚-自由过渡和铁束缚-束缚过渡提供的主要贡献的通量重新分配，虽然需要一个额外的来源的不透明度。我们确认，许多铁线显着有助于众所周知的抑郁症在5200 A，并讨论铁丰度和值的特殊性指数a之间的联系。硅和铁的不均匀表面分布能够解释恒星HR 7224中大部分的旋转调制光变化。
2009-04-01 astro-ph.SR
Investigation of CygOB2 #11 (O5 Ifc) by modeling its atmosphere
我们继续使用中等分辨率的光谱研究属于协会天鹅座OB 2的O-超巨星。在本文中，我们提出的模拟结果的恒星大气的天鹅座OB 2 #11。这个天体属于光谱类Ofc，这是最近推出的，但数量很少。Ofc类恒星的光谱是正常的，CIII λλ 4647，4650，4652的发射线的强度与Of定义线NIII λλ 4634，4640，4642相当。我们结合新的光谱数据获得的1.5米俄罗斯-土耳其望远镜与光谱从MAST和CASU档案和确定的物理参数的风和化学成分的恒星大气使用CMFGEN代码。估计的氮丰度低于正常O超巨星（即没有额外光谱指数“n”或“c”的O 4 -6超巨星）的大气中的氮丰度，碳丰度是太阳能。我们还发现硅过量。我们提出了一个说明性的比较，我们的建模结果与目前的日内瓦旋转大质量恒星的演化模型。在赫罗图上的位置对应的恒星质量约为50 M \sun，年龄约为450万年。此外，我们在俄罗斯6米望远镜上进行了高角分辨率（约0.02“）观测，旨在寻找该恒星的较弱伴星，但没有发现任何伴星。
2014-03-11 astro-ph.SR
NLTE analysis of the methylidyne radical (CH) molecular lines in metal-poor stellar atmospheres
CH分子在非局部热力学平衡（NLTE）的分析进行的物理条件的冷恒星大气的典型红巨星（log g = 2.0，Teff = 4500 K）和太阳。目前的工作的目的是探讨是否CH分子的G-波段，这是常用的碳增强贫金属（CEMP）星的丰度诊断，是敏感的NLTE效应。用MULTI程序计算了LTE和NLTE理论谱。我们使用一维（1D）LTE流体静力学MARCS模型大气，参数代表11颗红巨星，金属丰度范围从[Fe/H] = -4.0到0.0，碳铁比[C/Fe] = 0.0，+0.7，+1.5和+3.0。CH分子模型由1981个能级、18377个辐射束缚-束缚跃迁和932个光解离反应表示。由于与自由电子和氢原子碰撞引起的跃迁的速率使用经典的配方计算。我们的计算表明，NLTE效应的CH分子的统计平衡是显着的，不能被忽略的C丰度的精确光谱分析。在G波段的NLTE效应随着金属丰度的降低而增加。我们表明，C丰度总是低估，如果LTE的假设。从CH特征推断的NLTE对C丰度的修正范围从太阳的+0.04 dex到金属丰度[Fe/H] =-4.0的红巨星的+0.21 dex。CH分子中LTE假设的结果是不可忽略的，在基于CH线的诊断光谱中必须考虑NLTE效应。我们在这里表明，在光学CH线的NLTE效应是不可忽略的太阳和红巨星，但进一步的计算是有必要调查的影响，在其他制度的恒星参数。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmosphere of Betelgeuse before and during the Great Dimming event revealed by tomography
尽管是我们银河系中研究得最好的红超巨星，但参宿四的光度变化和质量损失背后的物理学却知之甚少。此外，最近这颗恒星经历了一次不寻常的衰落，其视星等达到了历史最低值。我们调查的性质，这一事件的帮助下，最近开发的层析成像技术。层析成像使我们能够探测恒星大气中不同深度的速度场，并恢复相应的圆盘平均速度场。我们应用层析成像方法对参宿四进行了几年时间序列的高分辨率光谱观测，以便将参宿四的大气动力学与光度变化联系起来。我们的研究结果表明，参宿四较冷的高层大气中分子不透明度的突然增加可能是观测到的恒星亮度异常下降的原因。
2021-04-16 astro-ph.SR
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 astro-ph.SR
Abundance Analysis of the Halo Giant HD122563 with Three-Dimensional Model Stellar Atmospheres
我们提出了一个初步的本地热力学平衡（LTE）丰度分析的模板晕红巨星HD 122563的基础上一个现实的，三维（3D），时间依赖性，流体动力学模型的大气中的非常贫金属的明星。我们比较的3D分析的结果与通过一个标准的LTE分析的基础上，经典的，1D，流体静力学模型的恒星大气的丰度。由于不同的上层光球温度分层预测的1D和3D模型，我们发现大，负，3D-1D LTE丰度差异低激发OH和Fe I线。我们还发现在1D和3D分析中，从Fe I线导出的Fe LTE丰度具有较低的激发势的趋势。这种趋势可能归因于在谱线形成计算中忽略了对LTE的偏离。
2009-09-03 astro-ph.SR
CH in stellar atmospheres: an extensive linelist
高分辨率光谱仪和详细的恒星大气模型的出现加强了对精确分子数据的需求。碳增强贫金属（CEMP）星光谱是研究CH分子跃迁的有趣对象。我们结合分子的光谱分析和恒星辐射转移代码的程序，建立一个广泛的CH线性，包括预解离加宽以及新确定的水平。我们展示了强预解离CH线的CEMP星的例子，我们强调的重要作用所发挥的CH功能的键-内夫功能，降低钡星的光谱多达0.2个级别的$λ=$ 3000 - 5500毫微米范围。由于恒星大气中的极端热力学条件（与实验室相比），可以观察到高能级的分子跃迁。因此，恒星光谱可以用来限制和改进分子数据。
2014-10-15 astro-ph.SR
The Hamburg/ESO R-process Enhanced Star survey (HERES) VI. The Galactic Chemical Evolution of Silicon
基于中性硅的非局域热力学平衡（NLTE）谱线形成计算和VLT-UT 2/UVES获得的高分辨率光谱，我们测定了金属丰度范围$-4<\mathrm{[Fe/H]} <-1.5$内253颗贫金属星的硅丰度。在我们的丰度分析中，由于包含了NLTE效应，在以前的研究中注意到的[Si/Fe]的$T_{\mathrm{eff}}$依赖性减少了。在我们的研究结果中，[Si/Fe]对金属丰度下降的斜率增加，与银河系化学演化模型一致。在我们的样本中，[Si/Fe]的小的内禀散射可能意味着这些恒星形成于II型超新星的产量混合成大体积的区域，或者这些恒星的形成是强烈的集群，即使ISM是由单个SNa II在小的混合体积中富集的。我们发现了两颗带有$\mathrm{[Si/Fe]}\sim +1.0$的矮星：HE 0131 $-$ 3953和HE 1430 $-$ 1123。这些主序星也是碳增强型的。它们可能已经被亚发光的超新星预先富集了。
2011-01-25 astro-ph.SR
High-resolution abundance analysis of very metal-poor r-I stars
中等r过程富集的恒星（r-I）至少是r过程元素高度富集的恒星（r-II）的四倍，它们大气层中的丰度是更好地理解核合成过程的重要工具，而核合成过程是铁峰以外元素起源的原因。这项工作的主要目的是推导出7颗贫金属星的丰度，并将其归类为r-I星，以了解这些恒星在限制天体物理核合成事件中的作用，这些事件是负责产生r-过程的，并调查它们是否与r-II星有任何显著的不同。我们根据VLT/UVES光谱仪获得的高分辨率光谱进行了详细的丰度分析。使用了OSMARCS LTE 1D模式大气网格，以及频谱合成代码Turbospectrum。我们从第一峰、第二峰、第三峰和锕系元素区导出了轻元素Li、C和N、α元素、奇Z元素、铁峰元素和反式铁元素的丰度。这些元素的R-II和正常的非常和极端的金属贫乏的恒星在文献中报道的值的结果进行了比较，年龄的基础上放射性测时法探索使用不同的模型，和一些结论的R-过程和R-I星。流体动力学模型被用于一些元素，和三维校正的一般行为。
2014-04-01 astro-ph.SR
A Differential Abundance Analysis of Very Metal-Poor Stars
我们已经进行了差分，逐线，化学丰度分析，最终相对于太阳，9个非常贫金属的主序晕星，附近的[Fe/H]= $-$ 2 dex。我们的丰度范围从$-2.66\leq\mathrm{[Fe/H]}\leq-1.40$ dex到0.07 dex的保守不确定性。我们发现了一个平均的[ $α$ /Fe] $=0.34\pm0.09$ dex，典型的银河系。虽然我们的光谱大气参数提供了很好的协议与HST laxes，有显着的分歧与温度和重力参数所示的观测颜色和理论等时线。虽然系统性地将恒星温度低估几百度可以解释这种差异，但目前的有效温度研究并不支持这一点，并且会在丰度测定中产生很大的不确定性。1D和$\langle$ 3D $\rangle$流体动力学模型结合单独的1D非LTE效应还不能解释真正的贫金属MS星的大气，但一个完全的3D非LTE处理可能能够解释在这项工作中发现的电离不平衡。
2017-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chromium: NLTE abundances in metal-poor stars and nucleosynthesis in the Galaxy
目标。我们调查的统计平衡的铬在大气中的晚型恒星，以显示是否系统的丰度之间的差异铬I和铬II线，经常遇到的文献中，是由于偏离LTE。此外，我们试图解释的NLTE趋势[Cr/Fe]与[Fe/H]使用太阳附近的化学演化模型。方法.对Cr原子模型进行了NLTE计算，共包括340个能级和6806个跃迁。我们利用Nahar（2009）的量子力学光电离截面，并研究模型对H I碰撞不确定截面的敏感性。对太阳和10颗贫金属星的MAFAGS-ODF模型大气进行了NLTE谱线形成，得到了-3.2 <[Fe/H]<-0.5的谱线，并通过比较合成的和观测到的通量谱得到了Cr的丰度。结果在忽略与H I原子的非弹性碰撞的情况下，对于不同的恒星参数，我们得到了Cr的较好的电离平衡。基于Cr I线的太阳NLTE丰度为5.74 dex，σ = 0.05 dex，比LTE丰度高\sim 0.1。对于贫金属星，Cr I线的NLTE丰度修正范围为+0.3至+0.5 dex。由此产生的[Cr/Fe]比大致是太阳的金属丰度范围内分析这里，这是一致的生产这些铁峰值元素在超新星目前的看法。结论.在贫金属恒星中，Cr相对于Fe变得不足的趋势是由于忽略了Cr I线形成中的NLTE效应而造成的，它与银河系ISM中的特殊物理条件或核合成理论的缺陷无关。
2010-06-01 astro-ph.SR
Role of input atomic data in spectroscopic analyses of the Sun and metal-poor stars
高分辨率恒星光谱的分析在很大程度上依赖于原子数据。这些包括粒子和光子之间各种类型的相互作用的能级、波长、横截面，例如光致电离和碰撞诱导跃迁。量子力学计算提供了这些数据的大部分。在本文中，我描述了在局部热力学平衡（LTE）假设和更一般的非LTE情况下计算晚型恒星的模型大气和谱线形成所需的原子数据。我将重点讨论21 < Z < 29的过渡金属，并讨论是否（以及在哪里）需要更完整和/或准确的原子数据。
2011-04-08 astro-ph.SR
How important are metal-poor AGB stars as cosmic dust producers?
富氧AGB星的尘埃形成效率（理论上）应该取决于金属丰度，因为它们并不生产自己的尘埃生产原料。贫金属的碳星可能也不是非常有效的尘埃制造者，因为在它们的大气中形成的颗粒会受到更多的辐射加热。我们刚刚证实，在贫金属碳星的模拟中，低效率的尘埃和风的形成是一种真实的物理效应，尽管在我们模拟的范围内。从表面上看，这意味着由低金属丰度AGB星提供的尘埃量显然是有限的。因此，人们也可能会问，与最近对宇宙尘埃的观测相比，AGB星一般能做出多大的贡献，这表明其他来源的主要贡献？
2015-05-18 astro-ph.SR
Discovery of extremely lead-rich subdwarfs: does heavy metal signal the formation of subdwarf B stars?
炽热的次矮星代表了一组低质量的氦燃烧恒星，它们是通过双星相互作用形成的，其中包括银河系中一些化学性质最奇特的恒星。恒星演化理论认为，它们应该有富含氦的大气层，但是，由于辐射导致氢向上扩散，大多数都非常缺乏氦。所提出的问题包括：大气层在什么时候变得化学分层，以什么速度分层？几个富氦次矮星的存在提出了进一步的问题;是否有不同的热次矮星亚群，或者热次矮星在演化过程中改变了它们的表面成分？最近的分析揭示了显着的表面化学之间的富氦亚组。本文分析了九颗中等富氦热次矮星的高分辨光谱。我们报告的发现，两颗恒星，HE 2359-2844和HE 1256-2738，显示大气中铅的丰度是太阳中的近一万倍。这是从以前从未在任何恒星中看到的光学Pb IV吸收线测量的。铅的丰度是紫外光谱法在正常热亚矮星大气中测量的10到100倍。HE 2359-2844也显示了类似于锆星LS IV-14 116的锆和钇丰度。这些新发现被解释为从新生的富氦亚矮星过渡到正常的贫氦亚矮星的严重分层大气和表面化学的一般图片。
2014-07-29 astro-ph.SR
Tomography of evolved star atmospheres
冷巨星和超巨星是宇宙中最大和最明亮的恒星之一，因此主导了其宿主星系的整体光。在过去的几十年里，这些恒星被广泛研究，但它们的光度变化和质量损失仍然受到很大的限制。演化恒星的大气具有复杂的动力学特征，这是由于不同的相互作用过程，如对流，脉动，分子和尘埃的形成以及质量损失的发展。这些动力学过程影响谱线的形成，产生其不对称性和多普勒频移。因此，通过研究空间和时间尺度上的线轮廓变化，有可能重建恒星的大气运动，并将其与光度变化和质量损失联系起来。层析成像方法是一种理想的方法，它是通过恒星大气的横截面和恢复的速度场的每一个大气切片的基础上，为此目的。我们提出的层析成像方法及其应用的光谱和光谱干涉观测的巨星和超巨星，以及国家的最先进的三维数值模拟，以限制他们的大气运动的空间和时间尺度上，更好地了解各自的机制负责其光度变化和质量损失。
2023-01-04 astro-ph.SR
A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. VI. Detailed Abundances of 313 Metal-Poor Stars
我们目前的径向速度，等效宽度，模型大气参数，和丰度或上限的53种48元素来自高分辨率光学光谱的313贫金属星。这些恒星中的大多数是从香港啤酒调查的贫金属候选者中选出的，普雷斯顿和谢特曼。我们得到详细的丰度为61%的这些恒星的第一次。光谱是在为期10年的观测活动中使用麦哲伦稻盛京瓷埃切勒摄谱仪在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦望远镜上获得的，罗伯特G。麦克唐纳天文台哈兰·J·史密斯望远镜上的图尔·库德摄谱仪和麦克唐纳天文台霍比-埃伯利望远镜上的高分辨率摄谱仪。我们使用MARCS模型大气进行标准的LTE丰度分析，并应用逐行统计校正，以最大限度地减少系统丰度差异时产生的不同系列的线可用于分析。我们确定了几个丰度与有效温度的相关性。与以前的丰度分析的比较揭示了显着差异的恒星参数，我们详细调查。我们的金属含量平均低约。0.25红巨星的dex和近似。0.04 dex是次巨星。我们的样本包含19颗[Fe/H] <-3.5，84颗[Fe/H] <-3.0，210颗[Fe/H] <-2.5的恒星。在209颗[Fe/H] < -2.5的恒星中，有91%的恒星的详细丰度是由比尔斯、普雷斯顿和谢特曼根据中等分辨率光谱学估算的。我们将在随后的论文中讨论这些丰度的解释。
2014-03-26 astro-ph.SR
Abundance analyses of the new R Coronae Borealis stars: ASAS-RCB-8 and ASAS-RCB-10
利用高分辨光谱和模型大气对两颗新发现的北冕座R星ASAS-RCB-8和ASAS-RCB-10进行了光谱分析。它们的化学成分使它们成为大多数RCB中的一对。ASAS-RCB-10是最贫N的多数RCB之一，具有高于平均水平的O丰度。相对于ASAS-RCB-10，ASAS-RCB-8贫H为1.6 dex，贫O为0.7 dex，但富N为0.8 dex，表明Hoc循环材料的污染更高。
2017-07-05 astro-ph.SR
Modelling the effect of stellar metallicity on the XUV evolution of low-mass stars and its impact on exoplanet atmospheres/habitability
本研究建模恒星金属丰度对低质量恒星XUV演化及系外行星大气的影响，发现富金属恒星自转减慢更快、宜居带XUV通量更大，导致大气蒸发更快，且高质量恒星中金属丰度影响超过初始自转周期。
2025-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectral line asymmetries in the metal-poor red giant HD 122563: CO5BOLD predictions versus observations
研究了对流对贫金属红巨星HD 122563中Fe I谱线的不对称性和多普勒频移的影响。为此，我们使用三维流体动力学模型计算HD 122563的CO 5 BOLD代码计算的理论Fe I线位移和线平分线。然后，我们进行了详细的比较，理论线位移和平分线与来自高品质的HARPS光谱的HD 122563从ESO科学档案设施（R = 115 000，平均信噪比，S/N = 310）。在一般情况下，我们发现理论预测和观测到的Fe I线芯的多普勒频移之间有很好的一致性，在较弱（等效宽度W < 5 μ m）和较强（W > 11 μ m）的情况下，可以看到稍大的差异。观测到的和理论上的核移都覆盖了0到-1 km/s的范围，较弱的谱线的蓝移越来越强，并且轻微地暗示了核移对波长的依赖。理论平分线也能很好地再现观测结果，然而，弱红色（λ> 600 nm）Fe I线的理论平分线的蓝移比观测值大200 m/s。因此，所获得的结果表明，目前的CO 5 BOLD模式能够再现大尺度的速度场HD 122563的大气足够好。然而，需要进一步的努力，以了解理论预测和观察到的最弱和最强的Fe I线的属性的差异背后的物理原因。
2013-03-27 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?
碳增强贫金属星（CEMP）在贫金属星中占有相当大的比例，但其起源还不十分清楚。从SDSS巡天中选择了三颗非常贫金属的富碳转折星，用ESO VLT（UVES）进行观测，以精确确定元素丰度。在转折星（不像巨星）中，碳丰度不会受到与深层混合的影响，因此更容易解释。分析是在一维LTE静态模型大气中进行的。当可用时，将非LTE校正应用于经典LTE丰度。CH和CN分子带上的3D效果计算使用恒星大气的流体动力学模拟（CO 5 BOLD），被发现是非常重要的。为了便于与以前的结果进行比较，在讨论中仅使用1D丰度。元素的丰度（或上限）使我们能够将这些恒星置于不同的CEMP类别中。碳丰度证实了[Fe/H] \geq-3.4的A（C）= 8.25处存在平台。大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -3.4）的碳丰度明显较低，表明A（C）\approx 6.5处的平台较低。需要对大量的低金属丰度富碳恒星样本进行详细分析，以确认（或反驳）这种可能的第二个平台，并详细说明CEMP恒星在低金属丰度时的行为。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of Strong Magnetization and Metal-Poor Atmosphere for a Neptune-Size Exoplanet
一颗系外行星的磁层还没有被明确地探测到。对星-行星相互作用和中性氢原子吸收在凌日期间探测热彗星中的磁场的研究一直没有定论，对凌日吸收的解释也不唯一。相比之下，从磁化的系外行星逃逸的电离物质，特别是从极冠逃逸的电离物质，应该会聚集在磁层中，这样就可以探测到从等离子体到延伸的磁尾的不同区域，并描述产生它们的磁场。在这里，我们报告的紫外线观测HAT-P-11 b，一个低质量（0.08兆焦耳）的系外行星显示出强大的，相位扩展的中性氢（最大和尾部过境深度为32 \pm 4%，27 \pm 4%）和单离子化碳（15 \pm 4%，12.5 \pm 4%）的过境吸收。我们表明，大气层应该有不到六倍的太阳金属（在200巴），和系外行星也必须有一个扩展的磁尾（1.8-3.1 AU）。HAT-P-11 b赤道磁场强度应在1-5高斯左右。我们的全色方法使用电离的物种，同时获得金属丰度和磁场强度，现在可以约束内部和发电机模型的系外行星，与形成和演化的情况下的影响。
2022-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
The tidal disruption event AT2017eqx: spectroscopic evolution from hydrogen rich to poor suggests an atmosphere and outflow
本文介绍并分析了Pan-STARRS和ATLAS观测到的一个新的潮汐扰动事件（TDE），即红移z=0.1089的AT 2017 eqx。瞬态的位置是一致的，其宿主星系的核心，它的峰值亮度为$L \approx 10^{44}$ erg s $^{-1}$ ;和光谱显示持久的黑体温度$T \gtrsim 20,000$ K与广泛的H I和He II的排放。这些谱线最初以零速度为中心，但到100天时，H I谱线消失，而He II谱线蓝移$\gtrsim 5,000$ km s $^{-1}$。早期和晚期的形态都在其他TDE中出现过，但它们之间的完全过渡是前所未有的。这种演变可以解释为一个扩展的大气层，经历缓慢的收缩，与极地方向的风在后期变得可见。我们的观察证实，缺乏氢的TDE光谱并不表明一个剥离的恒星，而提出的模型意味着在TDE的多样性可能是由于观察者的视角。光变曲线的模拟表明，AT 2017 eqx是由$\sim 10^{6.3} M_\odot$黑洞完全破坏太阳质量恒星造成的。它的宿主是另一个安静的巴耳末强星系，虽然比大多数TDE宿主更暗，中心集中度更低。射电极限排除了相对论性喷流，而X射线极限在500天是这个阶段TDE最深的极限之一。
2019-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
NLTE analysis for Y I and Y II in atmospheres of F-G-K stars
本研究在F-G-K型恒星大气中开展Y I和Y II的NLTE分析，构建最新原子数据模型，确定65颗恒星钇丰度，发现NLTE修正为正且Y I修正可达0.5 dex，为银河系化学演化提供参考。
2023-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Basics of the NLTE physics
概述了恒星大气NLTE近似的基本假设。比较了热力学平衡、局部热力学平衡和非局部热力学平衡的假设。它强调，LTE是一个穷人的近似，如果辐射跃迁占主导地位的恒星大气。讨论了动力学平衡方程及其求解方法。
2014-06-13 astro-ph.SR physics.atom-ph
The Most Metal-Poor Stars. I. Discovery, Data, and Atmospheric Parameters
我们报告了在汉堡/ESO贫金属星巡天和斯隆数字巡天中发现的34颗[Fe/H] <-3.0的恒星。它们的丰度中位数和最小值分别为[Fe/H] = -3.1和-4.1，而10颗恒星的[Fe/H] <-3.5。高分辨率，高S/N光谱数据-等效宽度和径向速度-为这些恒星，连同另外四个对象以前报告或目前正在其他地方进行调查。我们已经确定了大气参数，有效温度（Teff）和表面重力（logg），这是至关重要的化学丰度和这些恒星的演化状态的确定。三种技术被用来获得这些参数。分光光度法拟合模型大气通量被用来获得Teff，logg，和估计E（B-V）; Halpha，Hbeta和Hgamma配置文件拟合模型大气结果提供了第二次确定Teff和logg;最后，我们使用了经验的Teff校准的Hdelta指数，第三，独立的Teff测定。Teff的三个值非常一致，尽管曲线拟合可能会产生系统性较低的Teff值，约为100 K。这个集合的数据集将在本系列的未来论文中进行分析，以利用最贫金属的恒星作为早期宇宙条件的探测器。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
COSMOS-3D: Spectro-photometric Confirmation of Shabgard, a Cool, Metal-poor Brown Dwarf in the COSMOS Field
National Tsing Hua University（国立清华大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）；National Chung Hsing University（国立中兴大学）
本研究通过JWST/NIRCam光谱和测光确认了Shabgard为一颗寒冷的贫金属褐矮星，有效温度约719K，距离约176pc，展示了深场巡天发现暗弱亚恒星天体的能力。
2026-10-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
