Detailed photospheric abundances of 28 Peg and HD 202240
利用TUBITAK国家天文台获得的高分辨率光谱导出了两颗被忽视的A型恒星28 Peg和HD 202240的大气参数和化学丰度。我们使用等宽测量和光谱合成方法，测定了28 Peg的11种元素和HD 202240的20种元素的光球丰度。它们的丰度模式与具有类似大气参数的化学正常A型恒星的丰度模式非常一致。我们确定了这些恒星在H-R图上的位置，并估计了它们的质量和年龄：28 Peg的为$2.60\pm0.10\ M_\odot$和$650\pm50\ Myr$，HD 202240的为$4.50\pm0.09\ M_\odot$和$150\pm10\ Myr$。为了将我们的丰度测定结果与具有相似年龄和大气参数的恒星进行比较，我们选择了疏散星团的成员。我们注意到，我们的目标恒星与这些成员表现出类似的丰度模式。
2015-07-02 astro-ph.SR
The solar photospheric silicon abundance according to CO5BOLD: Investigating line broadening, magnetic fields, and model effects
在这项工作中，我们提出了一个光球太阳硅丰度来自CO 5 BOLD模型大气和LINFOR 3D光谱合成代码。以前的工作在谱线样本和模型大气的选择以及观测材料的处理方面有所不同，近年来太阳硅丰度经历了向下的修正。我们还显示了选定的线样本，由于速度场，碰撞加宽，模型空间分辨率，和磁场的影响。太阳的CO 5 BOLD模型大气与LINFOR 3D光谱合成代码一起使用，以生成模型光谱，然后将其与汉堡太阳图集中的观测结果相匹配。我们提出了一个样本的11个精心挑选的线（从最初选择的39条线）在光学和红外线，使新确定的振子强度为大多数这些线。我们的最终样品包括七条光学Si I线，三条红外Si I线和一条光学Si II线。我们推导了光球太阳硅丰度$\log ε_\mathrm{Si} = 7.57 \pm 0.04$，包括从非局域热力学平衡（NLTE）效应的$-0.01$ dex校正。将其与陨石丰度和先前确定的光球丰度相结合，得到金属质量分数Z/X = $0.0220 \pm 0.0020$。我们发现了获得过宽合成线的趋势。我们通过设计一个去加宽程序来减轻这种影响。合成谱线的过度加宽基本上不影响最终测定的丰度。主要是线选择影响最终拟合丰度。
2022-12-14 astro-ph.SR
Uncertainties in the solar photospheric oxygen abundance
这项工作的目的是为了更好地了解来自三维模型的光球太阳氧丰度的置信限，使用禁止[OI]线在6300 ° C，包括与其他参数的相关性。我们使用了一个三维经验模型和两个太阳强度图集。我们采用贝叶斯推断作为一种工具，以确定最有可能的太阳氧丰度的值所选择的模型。我们考虑了一些误差源，如在连续推导中的不确定性，在波长校准和丰度/强度的镍。我们的研究结果表明，在推导中采用的几个参数的影响之间的相关性。贝叶斯分析提供了稳健的置信限，以严格的方式考虑了所有这些因素。我们得到，给定的经验三维模型和阿特拉斯观测在这里，太阳氧丰度的最可能的值是$\log(ε_O) = 8.86\pm0.04$。然而，我们注意到，这种不确定性没有考虑由于模型选择而导致的系统误差的可能来源。
2017-01-24 astro-ph.SR
Deriving photospheric parameters and elemental abundances for a sample of stars showing the FIP effect
太阳物理学中一个令人困惑的问题是光球层和日冕中元素丰度的差异。在某些情况下，第一电离势（FIP）较低的元素在日冕中比光球中丰度更高。在少数恒星上观察到了同样的现象，而其中一些恒星则表现出相反的效果。但并非原始样本中的所有恒星都有精确的光球丰度，因此对一些恒星采用了太阳值。在这项工作中，我们从光学光谱均匀的丰度测量。利用Konkoly天文台1米RCC望远镜，以$λ/ Δλ\sim 21\,000$的分辨率采集了16颗具有FIP效应的恒星的光谱。我们确定的基本天体物理参数（$T_\mathrm{eff}$，$\log g$，$[M/H]$，$ξ_\mathrm{mic}$，$v \sin i$）和个别元素丰度与SME光谱合成代码使用MARCS2012模式大气和谱线参数从维也纳原子线数据库（VALD）。
2019-06-04 astro-ph.SR
The LTE solar abundance of neodymium
利用傅里叶变换光谱仪（FTS）获得的高分辨率光谱数据研究了太阳光球中单电离态钕（Nd II）的丰度。基于局部热力学平衡（LTE）假设，导出了新的Nd丰度值。我们成功地选择了51条太阳Nd II谱线，这些谱线具有Den Hartog等人（2003）实验测量的精确跃迁几率，并具有从文献中确定的精确阻尼参数。根据不透明度分布函数（ODF）的原子数据，我们建立了理论光球太阳模型。51条Nd Ⅱ谱线的平均值为log εNd=1.45 +-0.08，与大气的平均值相近。
2017-12-18 astro-ph.SR
A photospheric metal line profile analysis of hot DA white dwarfs with circumstellar material
一些热的DA白矮星在它们的光谱中有星周高离子吸收的特征，除了那些起源于光球层的特征。在许多情况下，这些吸收成分的谱线轮廓是无法分辨的。考虑到白矮星的大气成分对恒星演化、太阳系外行星系统和星际介质研究的重要性，我们研究了在6颗DA星的光球金属丰度估计中加入星周谱线的影响。光球的C和Si丰度减少在五种情况下，拱星污染是强的，虽然拱星Si IV吸收的相对薄弱，引入最小的污染，导致丰度的变化很小。以前的，近似模型无法重现光球线轮廓在这里证明了需要一种技术，占物理线轮廓的拱星和光球线时，这些混合吸收功能建模。
2012-09-26 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of zirconium
锆（Zr）与锶和钇一起，是理解银河核合成的重要元素。事实上，Sr-Y-Zr三元组构成s过程元素的第一个峰。尽管它的一般相关性没有太多的研究太阳丰富的锆进行。我们推导出锆的丰度在太阳光球与相同的CO 5 BOLD太阳大气的流体动力学模型，我们以前用来调查的C-N-O的丰度。我们回顾了在所观察到的太阳光谱中可用的锆线，并选择了一个样本的线来确定锆的丰度，考虑中性和单离子化锆线。我们采用不同的线轮廓拟合策略的Zr线，混合其他元素的线的可靠分析。从中性锆谱线得到的丰度是非常不确定的，因为这些谱线通常是混合的，在太阳光谱中很弱。然而，我们认为，一些线的离子化锆是可靠的丰度指标。将集合限制为Zr II线，从CO 5 BOLD 3D模式大气中，我们得出A（Zr）=2.62+/-0.06，其中引用的误差是RMS线到线散射。
2010-12-05 astro-ph.SR
Spatially resolved measurements of the solar photospheric oxygen abundance
目的。我们报告的结果，一个新的太阳氧丰度的测定使用空间分辨观测和反演。我们试图推导出光球太阳氧丰度的方法，是强大的对模型大气中的不确定性。方法.我们使用真空塔望远镜（VTT）获得的空间分辨率的观测，以获得在40个不同的空间位置在颗粒和颗粒间的车道的氧丰度。我们首先获得一个模型，每个位置通过反转的Fe I线与NICOLE反转代码。然后将这些模型集成到一个分层贝叶斯模型中，该模型用于推断与所有观测结果兼容的氧丰度的最可能值。丰度是从6300 nm处的[O I]禁止线导出的，考虑了可能影响丰度的所有可能的干扰参数。结果我们的研究结果表明，在推断的氧丰度的所有像素分析，证明了对可能的系统误差的模型分析的鲁棒性良好的协议。我们发现，当分别处理时，颗粒中的氧丰度略高于颗粒间通道中的氧丰度（log（ε_O）= 8.83 \pm 0.02 vs log（ε_O）= 8.76 \pm 0.02），这是大约2-σ的差异。这种紧张关系表明，在模式或辐射转移的一些系统误差仍然存在，但很小。当将所有像素放在一起时，我们得到log（ε_O）=8.80 \pm 0.03的氧丰度，这与1-σ内的颗粒和泳道都相容。结果的分散是由于系统误差和随机误差。
2020-10-05 astro-ph.SR
Homogeneous photospheric parameters and C abundances in G and K nearby stars with and without planets
我们提出了一个确定的光球参数和碳丰度的样本172 G和K的矮星，亚巨星，和巨人与和没有检测到的行星在太阳附近。该分析是基于高信噪比和高分辨率光谱观测的光谱，其观测数据是公开的。我们打算在比较恒星中轻元素行为的研究中贡献精确和均匀的C丰度，托管行星与否。这将为已经提出的可能异常的讨论带来新的论据，并将有助于更好地理解不同的行星形成过程。光球参数计算通过激发电位，等效宽度，和电离平衡的Fe线中选择的光谱。C_2 Swan的主要分子头带（5128和5165）和C原子线（5380.3）的光谱合成得到了C丰度。[C/Fe]与[Fe/H]的分布表明，无论是矮星还是巨星子样本，与没有发现行星的恒星相比，行星宿主恒星的行为没有差异。这一结果与目前观测到的化学丰度的原始起源假说相一致，而不是在行星系统形成和演化过程中的自富集。此外，与矮星相比，巨星明显缺乏[C/Fe]（~0.14 dex），这可能与演化引起的演化恒星包层中H燃烧产物的混合有关。次巨星，虽然数量很少，但似乎遵循与矮星相同的C丰度分布。我们还分析了样本恒星的运动学，大多数是银河系薄盘的成员。最后，与其他类似的研究进行了比较，并在不确定性，表现出良好的一致性。
2010-11-29 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
The photospheric solar oxygen project: III. Investigation of the centre-to-limb variation of the 630nm [OI]-NiI blend
太阳光球层的氧气丰度仍然是一个有争议的问题。大约10年来，一些测定结果支持低氧丰度，这与日震学推断的值不一致。在氧丰度指标中，630 nm处的禁止线通常被认为是最可靠的，即使它与NiI线混合。在本系列的论文I和论文II中，我们报道了在包括太阳在内的矮星中，由630 nm和636 nm处的从属[OI]线得出的氧丰度的差异。在这里，我们分析了几个，部分新的，太阳观测的光谱区域的中心到边缘的变化，包括在630 nm的混合，以分离的氧和镍的个人贡献。我们分析了在不同的肢体角度观察到的强度谱进行比较线形成计算的CO 5 BOLD三维流体动力学模拟的太阳大气。如果在我们的局部热力学平衡计算中假设通常采用的镍丰度为6.25，则从不同肢角的禁戒线获得的氧丰度是不一致的。在镍丰度略低的情况下，A（Ni）~6.1，我们获得一致的拟合，表明氧丰度为A（O）=8.73+/-0.05。在该值下，与辅助氧气管线的差异仍然存在。导出的氧丰度值支持太阳热层中氧丰度相当低的概念。然而，令人不安的是，在630和636 nm处的禁氧线给出了明显不同的结果，并且从630 nm混合物中获得的镍丰度低于其他镍线的预期。
2015-06-02 astro-ph.SR
On the photospheric abundances of the B-type fast rotator Regulus
本文通过光谱拟合结合非局部热动平衡效应，测定B型快转星轩辕十四的14种元素丰度，发现其碳丰度显著不足且无法用现有简单机制解释，需后续研究。
2026-09-02 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of carbon.Analysis of atomic carbon lines with the CO5BOLD solar model
使用流体动力学模拟，原子数据的选择，和计算偏离局部热力学平衡的太阳光谱分析意味着向下修订的太阳金属丰度。我们正在使用CO 5 BOLD代码计算的最新模拟来重新评估太阳的化学成分。本文用辐射-流体动力学CO_5BOLD模型计算了太阳光球层碳丰度，并用Kiel程序计算了对局部热力学平衡的偏离。我们在高分辨率、高信噪比的太阳图谱上测量了原子CI线的等效宽度。偏离局部热力学平衡计算在一维基尔代码。我们推荐的太阳碳丰度值依赖于对观测线的98次独立测量，为A（C）=8.50+-0.06，引用的误差是统计误差和系统误差的总和。结合我们最近对太阳氧和氮丰度的结果，这意味着太阳的金属丰度Z=0.0154和Z/X=0.0211。我们的分析意味着太阳的碳丰度是约0.1德克斯高于在以前的分析中发现的基于不同的三维流体动力学计算。这种差异部分是由我们的等效宽度测量结果驱动的（我们平均测量的等效宽度大于基于3D模型的其他工作），部分原因可能是由于流体动力学模拟和频谱合成代码的不同特性。我们从CO 5 BOLD分析中获得的太阳金属丰度与日震学的约束比以前的3D丰度结果稍微好一点。（节录）
2010-02-12 astro-ph.SR
Element abundance ratios in the quiet Sun transition region
根据新的原子数据，通过重新评估太阳和日光层天文台上日冕诊断光谱仪先前公布的数据，推导出了平静太阳过渡区镁与氖（Mg/Ne）和氖与氧（Ne/O）的元素丰度比。平静太阳Mg/Ne比值对于评估磁场活动对第一电离势（FIP）效应机制的影响是重要的，而Ne/O比值可以用来推断太阳光球层中无法直接测量的氖丰度。Mg/Ne的平均值为$0.52\pm 0.11$，适用于0.2- 0.7 ~MK的温度范围，与以前的研究结果一致。然而，Ne/O比约大40%，取适用于0.08--0.40~MK温度范围的值$0.24\pm 0.05$。增加主要是由于电离和复合率的变化，影响平衡电离平衡。如果把Ne/O的比值解释为反映光球层的比值，那么光球层的氖丰度是$8.08\pm 0.09$或$8.15\pm 0.10$（在对数尺度上，氢是12），这取决于M.~ Asplund等人或E.~ Caffau等人被使用。更新后的光球氖丰度意味着$1.6\pm 0.6$宁静太阳的Mg/Ne FIP偏置。
2018-01-17 astro-ph.SR
Photospheric abundances of the rapidly-rotating A-type star Altair
本研究通过合成光谱拟合技术分析了快速旋转的A型星Altair的色球丰度，发现其整体金属度可能略低于太阳，但没有显著的化学异常。
2026-05-21 astro-ph.SR
Photospheric nitrogen abundances and carbon 12C/13C ratios of red giant stars
红巨星大气中的氮丰度和碳同位素比值（12 C/13 C）被认为是受氢燃烧产物的影响，并作为有用的探针来研究演化引起的包络混合的性质。通过对~8002- 8005 A区域的12 CN和13 CN谱线进行光谱拟合，我们测定了239颗晚G/早K巨星的[N/Fe]和12 C/13 C比值，目的是研究这些量与我们以前工作中报道的其他类似混合影响指标之间的关系。据证实，[N/Fe]值通常是超日的（通常是十分之几的dex，但在恒星之间有很大的差异），与[C/Fe]反相关，与[Na/Fe]相关，正如理论所预期的那样。从它们对恒星参数的依赖性可以看出，混合倾向于随着恒星光度（或质量）和自转速度的增加而增强，这在理论上也是合理的。相比之下，12 C/13 C比值在~5-50的范围内变化很大（峰值在~20左右），没有显示出对氯化萘循环物质混合引起的C或N丰度异常的系统依赖性。因此，我们对红巨星光球12 C/13 C比值的理解仍然是不完整的，需要更多的观测研究。
2019-08-21 astro-ph.SR
Photospheric activity, rotation, and star-planet interaction of the planet-hosting star CoRoT-6
CoRoT卫星最近发现了一颗热木星，它以8.886天的周期穿过一颗名为CoRoT-6的F9 V恒星的圆盘。我们模拟了恒星的光球活动，并利用光球活动区的星图研究恒星的差异自转和星-行星相互作用。我们应用最大熵点模型来拟合CoRoT在约140天的不间断间隔期间观察到的光学调制。假设光球活动区由具有类似太阳对比度的固定比例的光斑和光斑组成。单个活性区域的寿命长达30-40天。它们大多数在五个活跃的星团内形成和衰变，它们的不同迁移速率归因于恒星的差旋，得到了差旋的下限ΔΩ/ Ω= 0.12 \pm 0.02。有几个活动区域在落后于亚行星点约200度的经度处显示出最大的活动，发生的概率小于1%。我们的现场模拟表明，CoRoT-6的光球活动可能部分受到某种恒星-行星磁相互作用的调制，而由于潮汐力的弱点，与潮汐有关的相互作用极不可能。
2010-09-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables -- II. White Dwarfs With and Without a Mask
利用现在可用的盖亚EDR 3望远镜，我们进行了档案{ \it哈勃太空望远镜}（HST）远紫外光谱分析的10个激变变量系统，包括5个精心挑选的食系统。我们获得了准确的白矮星（WD）质量和温度，与4个食系统的质量非常一致。对于我们的样本中的三个系统，BD Pav，HS 2214和TT Crt，我们报告了其WD的第一个鲁棒质量。我们模拟的吸收线，以获得WD的化学丰度和旋转速度为每个十个系统。正如预期的那样，对于五个更高倾角（$i \gtrsim 75^{\circ}$）系统，通过包含具有$N_{\rm H} \approx 10^{20}-10^{22}$ cm $^{-2}$的冷吸收板（遮蔽WD的铁幕），模型拟合得到改善。HST光谱中金属线的建模显示，10个系统中有7个具有显著的太阳下碳丰度，6个具有太阳下硅丰度，从而进一步证明CV WD具有太阳下碳和硅丰度。我们认为，强铝吸收线（和铁吸收功能）在某些CV WD（如IR Com）的光谱可能是由于存在一个{ \it薄}铁幕（$N_{\rm H}\approx 10^{19}$ cm $^{-2}$），而不是太阳上的铝和铁在WD光球丰度。导出的WD（投影）旋转速度都落在$\approx 100-400$ ~km/s的范围内，所有子开普勒类似于早期研究中获得的值。
2022-03-21 astro-ph.SR
Stellar Photospheric Abundances as a Probe of Disks and Planets
原行星盘、碎片盘、破裂或蒸发的行星都可以为恒星提供吸积。这些恒星的光球丰度可以揭示吸积物质的组成。这在B型到F型的恒星中尤其可能，因为它们有辐射包层，因此体积-光球混合较少。我们提出了一个理论框架（\texttt{CAM}）考虑扩散，旋转，和其他恒星混合机制，描述吸积物质如何与大部分的恒星相互作用。这样就可以根据测量的恒星丰度和参数（$v_{\rm rot}$、$T_{\rm eff}$）计算出星周物质的丰度模式。本文讨论了\lboo现象以及\texttt{CAM}在包含原行星盘（HD~100546，HD~163296）、碎片盘（HD~141569，HD~21997）和蒸发行星（HD~195689/KELT-9）的恒星中的应用。
2018-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: IV. 3D-NLTE investigation of the 777 nm triplet lines
太阳光球层的氧丰度仍有广泛的争论。采用基于“低”氧丰度的太阳化学成分，如使用三维（3D）流体动力学模型大气所确定的，导致理论太阳模型和日震测量之间众所周知的不匹配，迄今尚未解决。我们进行了一个独立的重新测定的太阳氧丰度的调查中心到肢体的变化OI IR三线在777 nm的光谱在不同的集合的帮助下详细的合成线配置文件的基础上三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气和三维非LTE线形成计算与NLTETD。我们的想法是同时获得氧丰度，A（O），和比例因子SH描述的非弹性碰撞与中性氢相对于经典Drawin公式的横截面。CO 5 BOLD 3D太阳模型实现的三重线中心到边缘变化的最佳拟合与标准1D模型大气获得的线轮廓拟合相比，显然具有更高的质量。我们对3D非LTE太阳氧丰度的最佳估计是A（O）= 8.76 +/- 0.02，比例因子SH在1.2和1.8之间。所有1D非LTE模型的氧丰度都要低得多，最高可达-0.15 dex。这主要是一个$μ$独立的微湍流的假设的结果。
2015-08-14 astro-ph.SR
Modeling Time-Variable Elemental Abundances in Coronal Loop Simulations
本研究在0D ebtel++代码中引入时变丰度因子模拟色球蒸发对日冕环冷却的影响，发现强加热事件下丰度趋近光球值，较小加热率下丰度介于两者之间，并据此约束了宁静活动区环的加热率上限。
2024-07-24 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: II. Non-concordance of the oxygen abundance derived from two forbidden lines
在太阳中，630和636 nm处的两条禁[OI]线先前被发现提供了不一致的氧丰度。我们调查这种差异是否是太阳特有的，或者它是否也在其他恒星中观察到。方法：我们利用THEMIS、HARPS和UVES观测到的四颗矮星到关闭星、五颗巨星和一颗次巨星的高分辨率、高信噪比光谱来研究这两条谱线的相干性。结果：这两条谱线提供的氧丰度在我们观测的所有巨星中是一致的，在观测误差范围内。另一方面，对于可以测量的两颗矮星，南河三和次巨星五车二，636 nm的谱线提供了系统性的更高的氧丰度，就像太阳一样。结论：造成这种差异的唯一两个可能原因是NiI线与630 nm线混合的振子强度存在严重误差，或者在636 nm线中存在未知的混合物，这使得特征更强。CN谱线与636 nm谱线的混合不能对该差异负责。在红翼上形成636 nm线的CaI自电离线，不能很好地用我们的合成光谱模拟。然而，更好地再现这条线将导致来自636 nm的更高丰度，从而增加差异。
2013-05-08 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
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
An analysis of metallic high ion absorption line profiles at DA white dwarfs with circumstellar material
一些热DA星在其光谱中的金属共振线处表现出星周吸收。在许多情况下，这些拱星特征与那些起源于光球层的特征是无法分辨的。为了更好地理解这种拱星混合对光球丰度估计的影响，我们在这里分析了六颗热白矮星未解决的金属高离子吸收特征。在所有情况下，由于强拱星C IV检测，光球C IV丰度减少，相反，弱拱星Si IV导致适度的光球丰度修订。一种可能的新技术，这些线的配置文件进行了讨论，可以更好地再现的意见，并提供了更深入的了解条件的星周介质。
2012-09-24 astro-ph.SR
Photospheric carbon and oxygen abundances of F-G type stars in the Pleiades cluster
为了研究年轻的疏散星团M45的碳氧比（Pleiades），32颗F-G型矮星的C和O丰度（在Teff~5800- 7600 K的有效温度范围内，vesini的投影自转速度范围为~10- 110 km/s），确定了属于该星系团的一个星系团。C I 5380和O I 6156-8线的拟合技术。发现这些C I和O I线的非LTE校正实际上可以忽略不计（小于百分之几dex）。由此产生的C和O丰度（以及Fe丰度）几乎是均匀的，没有任何系统的依赖Teff或vesini。然而，我们发现，尽管Fe的丰度接近太阳（[Fe/H]~0），但碳的丰度却略低于太阳（[C/H]~-0.1），而氧的丰度略高于太阳（[O/H]~+0.1）。这导致了一个结论，即在形成这些昴星团恒星的原始气体中，[C/O]比是适度的亚太阳（~-0.2），大约在120- 130百万年前。有趣的是，同样年轻的B型星也显示出相同的结果（[C/O]~-0.2），而年龄相当大（~1-10 Gyr）的近太阳场F-G星的金属丰度平均值几乎为太阳值（[C/O]~0）。两个年龄明显不同的恒星群之间的C/O比的这种差异可以解释为银河系恒星可能在很长一段时间内经历的轨道迁移机制的结果。
2016-10-19 astro-ph.SR
Light bosons and photospheric solutions to the solar abundance problem
众所周知，目前光谱学对太阳化学成分的测定与日震学所暗示的金属丰度是完全不一致的。我们调查的差异是否可能是由于转换的光子到一个新的光玻色子在太阳光球。我们研究的粒子与轴子与光子的相互作用推断光球丰度的影响，表明共振轴子光子转换是不可能的，在该地区的太阳大气中发生线形成。虽然在线形成区域的非共振转换原则上可以影响导出的丰度，但轴子光子转换实验的限制排除了这些效应被检测到所需的耦合。我们表明，这延伸到隐藏的光子和变色龙（这将表现出类似的现象学行为），排除了已知的理论，新的光玻色子作为光球的太阳丰度问题的解决方案。
2013-02-01 astro-ph.CO astro-ph.SR hep-ph
Coronal Elemental Abundance: New Results from Soft X-ray Spectroscopy of the Sun
太阳日冕中的元素丰度与在太阳光球层中观测到的元素丰度不同。日冕与光球丰度的比值显示出对元素第一电离势（FIP）的依赖。我们估计FIP的偏见，从软X射线光谱的元素丰度的直接测量数据，从多个空间任务，涵盖了一系列的太阳活动水平。这一全面的分析表明，有明确的证据表明，在FIP偏差减少周围的最大强度的X射线耀斑与日冕丰度短暂倾向于光球值和缓慢的恢复作为耀斑衰减。低FIP元素Ca、Fe和Si与日冕丰度的偏离大于具有中等FIP值的S。分馏程度的这些变化可能为耀斑期间通过色球层的波传播模型提供输入。
2020-11-17 astro-ph.SR
Coronae of Stars with Super Solar Elemental Abundances
已知日冕元素丰度偏离其母星的光球值，偏离程度取决于第一电离势（FIP）。这项研究的重点是具有超太阳光球丰度的恒星的日冕组成。我们给出了六颗这样的恒星的日冕丰度：11 LMi，$ι$ Hor，HR 7291，$τ$ Boo和$α$ Cen A和B。这些恒星都有高统计的X射线光谱，其中三个是首次提出。本文中测量的丰度是使用反射光栅光谱仪（RGS）的线分辨光谱结合XMM-牛顿天文台上的高通量EPIC-pn相机光谱获得的。碰撞电离等离子体模型的两个或三个温度分量被发现代表的光谱。所有的元素被发现是一致的耗尽在日冕相比，其各自的光球。对于11 LMi和$τ$ Boo，不存在FIP效应，而$ι$ Hor、HR 7291和$α$ Cen A和B显示出明显的FIP趋势。无论是用太阳丰度还是单个恒星丰度进行比较，这些结论都成立。与低FIP元素富集的日冕不同，在这些恒星中，FIP效应始终是由于高FIP元素相对于实际光球丰度的耗尽。与太阳丰度（而不是恒星）相比，产生了与太阳相同的分馏趋势。在这两种情况下，一个类似的FIP偏见推断，但不同的分馏机制需要调用。
2015-02-26 astro-ph.SR
RESIK Solar X-ray flare element abundances on a non-isothermal assumption
本文分析了33次太阳耀斑的太阳X射线谱（谱段\em CORONAS-F），计算了Si、S、Ar和K的丰度，其中Si、S、Ar和K的发射谱线在谱中占有重要地位。对于每个光谱，该方法首先优化元素丰度，然后根据Sylwester等人和Withbroe给出的程序导出作为温度函数的差分发射测量。这与我们以前使用等温假设的RESIK光谱分析形成对比。在分析中，所有耀斑的平均修正丰度（以$A({\rm H}) = 12$的对数标度表示）为$A({\rm Si}) = 7.53 \pm 0.08$（以前的$7.89 \pm 0.13$）、$A({\rm S}) = 6.91 \pm 0.07$（$7.16 \pm 0.17$）、$A({\rm Ar}) = 6.47 \pm 0.08$（$6.45 \pm 0.07$）和$A({\rm K}) = 5.73 \pm 0.19$（$5.86 \pm 0.20$），几乎没有证据表明每个耀斑演化过程中丰度随时间变化。因此，我们以前的估计的Ar和K耀斑丰度证实了这一分析，但Si和S的减少。这表明耀斑中Si和Ar的丰度与光球丰度或太阳代用指标非常接近，而S明显小于光球丰度，K丰度远高于光球丰度。这些估计在某种程度上不同于那些单一的增强因子适用于第一电离势小于10 eV的元素。
2015-03-03 astro-ph.SR
No FIP fractionation in the active stars AR Psc and AY Cet
背景：冷星日冕和光球丰度的比较是一个需要解决的基本问题。在太阳中，日冕中第一电离势（FIP）较低的元素相对于光球层有增强的现象。与太阳标准值相比，具有高活动水平的恒星似乎显示出低FIP元素的耗尽;然而，在少数情况下，活动恒星的光球值可用于比较，导致混乱的结果，并且必须扩大样本才能解决这个长期存在的问题。目的：本文计算了两个著名的活动双星系统AR Psc和AY Cet的光球和日冕丰度，以进一步了解日冕丰度的复杂性。研究方法：9个元素的日冕丰度计算的详细的排放量分布的重建，使用线为基础的方法，认为线从不同的元素分开。利用恒星的高分辨率光谱计算了8种元素的光球丰度。结果：结果再次表明，恒星的日冕丰度缺乏任何FIP相关的影响。在某些恒星中，金属丰度耗尽（MAD）或逆FIP效应的存在可能源于与太阳光球值的错误比较，或者来自快速旋转恒星中光球丰度的计算不足。结论：FIP分馏的缺乏似乎证实了阿尔芬波与有质动力相结合在活跃恒星的日冕中占主导地位。
2009-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photospheric carbon, nitrogen, and oxygen abundances of A-type main-sequence stars
根据对CI 5380、NI 7486和OI 6156-8谱线的光谱拟合方法，我们测定了C、N、O代表100颗主要是A型主序星（B晚期到F早期，11000 K>Teff> 7000 K），包括正常星和非磁性化学奇特（CP）星，预计自转速度范围为0 km/s<vsini<100 km/s，我们的目标是调查这些元素的丰度异常的相互关联，对恒星参数的依赖性，以及正常和CP星之间的差异。我们发现，CNO的丰度通常不足（相对于标准恒星南河三），几乎所有恒星（无论CP或正常）的CNO丰度通常为十分之几dex至~1dex，尽管那些被归类为特殊的（Am或HgMn）往往表现出更大的丰度不足，特别是对于晚期Am恒星中的C和晚期B型HgMn恒星中的N，其不足量甚至高达~2dex。虽然这三种元素的行为在性质上彼此相似，但其特异性（或对引起异常的物理过程的脆弱性）的定量程度倾向于遵循C>N>O的不等关系。关于在任何Teff观测到的相当大的恒星间色散，最重要的原因大概是自转速度的差异。这些观测事实似乎或多或少有利最近的理论计算的基础上的原子扩散和包络混合模型。
2018-07-17 astro-ph.SR
Continuum intensity and [O I] spectral line profiles in solar 3D photospheric models: the effect of magnetic fields
本文研究了磁场在太阳光球三维磁对流模型中的重要性，讨论了磁场对不同观测倾角下连续谱强度的影响，以及对两条[O I]谱线强度分布的影响。我们使用的RH数值辐射转移代码进行后验谱合成的磁场丰度测定的影响，在我们的出版物中使用的相同的时间序列的磁对流模型。我们获得了一个很好的匹配的合成光盘中心连续强度的绝对连续值从FTS观测光谱的中心到边缘变化（CLV）的合成数据的观测匹配也很好，部分原因是三维辐射传输功能的RH代码。数值时间序列中不同水平的磁通量不会改变匹配的质量。关于目标[O I]谱线，我们发现，相反，磁场导致合成谱中不可忽略的变化，较大的平均磁通量导致线变得明显较弱。因此，如果使用非磁性的数值模型，人们将得到的光球氧丰度将降低几个到几个厘米。列入磁场被证实是重要的，以改善目前的太阳建模，这里特别是在谱线的形成和推导一致的化学丰度。这些结果可能会进一步阐明有关太阳氧丰度精确值的仍然有争议的问题。
2015-01-27 astro-ph.SR
The Solar Flare Iron Abundance
利用太阳耀斑期间{ \em RHESSI} X射线谱中6.65 keV（Fe线）和8 keV（Fe/Ni线）的发射线复合体测量了铁的丰度。选择了稳定衰减的长持续时间耀斑的光谱，采用等温假设和改进的数据分析方法。两个光谱拟合模型给出了可比较的结果，即铁丰度低于以前的日冕值，但高于光球值。在优选的方法中，估计的Fe丰度是$A({\rm Fe}) = 7.91 \pm 0.10$（在对数标度上，具有$A({\rm H}) = 12$），或$2.6 \pm 0.6$乘以光球Fe丰度。我们的估计是基于对20次耀斑期间拍摄的1,898个光谱的详细分析。未显示不同扩口之间的差异。这证明了类似于安静太阳等离子体的分馏机制。$A({\rm Fe})$的新值对估算的辐射损失曲线具有重要意义。
2012-01-13 astro-ph.SR
The Solar Flare Sulphur Abundance from RESIK Observations
在太阳耀斑期间，{ \em CORONAS-F}航天器上的RESIK仪器在其四个通道中的三个通道中观测到了几条覆盖3.8-6.1 nm波长范围的硫X射线线。分析通量以给出硫丰度。选择仪器参数优化时的数据。在4.089处测量的\ion{S}{15} $1s^2-1s4p$（$w4$）谱线的通量给出了$A({\rm S}) = 7.16 \pm 0.17$（与$A({\rm H}) = 12$的对数标度丰度），我们认为这是最可靠的。其他行的估计值从7.13到7.24不等。首选的S丰度估计是非常接近最近的光球丰度估计和安静的太阳太阳风和陨石丰度。这意味着硫没有分馏过程倾向于增加来自光球的日冕丰度，这取决于第一电离势（FIP），或者硫，虽然它的FIP有一个中间值10.36 eV，像一个“高FIP”元素。
2012-03-27 astro-ph.SR
Photospheric silicon abundances of upper main-sequence stars derived from Si II 6347/6371 doublet lines
本研究利用Si II双线光谱拟合测定120颗主序星的硅丰度，发现其与铁丰度正相关、与碳丰度反相关，Am和HgMn星硅丰度更高，推测气体-尘埃分离与原子扩散共同作用导致该特征。
2024-07-09 astro-ph.SR
Biological Damage due to Photospheric, Chromospheric and Flare Radiation in the Environments of Main-Sequence Stars
我们探讨了在F、G、K和M型主序星环境中由于光球、色球和耀斑辐射而引发的生物损伤。色球辐射的数量，在统计意义上，直接与恒星的年龄以及显著的恒星磁场和发电机活动的存在相关联。关于光球辐射，我们还考虑了详细的合成模型，考虑到原子和分子的数百万或数亿条线。年轻恒星的色球紫外辐射在所有恒星光谱型中都有所增加。耀斑活动在K型和M型恒星中最为明显，这也有可能剥离附近行星的行星大气，包括位于恒星宜居带的行星。在我们的研究中，我们将DNA作为碳基大分子的替代物，以碳可能构成地外生命形式的生物化学核心的范式为指导。行星大气衰减被认为是在一个近似的方式。
2009-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photospheric activity and rotation of the planet-hosting star CoRoT-Exo-4a
空间实验CoRoT最近探测到一颗在中等活跃的F型主序星（CoRoT-Exo-4a）周围轨道上的凌日热木星。这个行星系统特别令人感兴趣，因为它的轨道周期为9.202天，是迄今为止已知的凌日行星中第二长的。我们研究的表面旋转和活动的宿主恒星在一个不间断的光学观测序列的58天。我们的方法是基于最大熵点建模技术广泛测试的太阳总辐照度的变化建模。它假设恒星活动区由冷斑和亮光斑组成，类似于太阳黑子和太阳光球光斑，其可见度受恒星自转的调制。CoRoT-Exo-4a的光变曲线模型揭示了三个主要的活跃天体，其寿命在30至60天之间，与行星的轨道运动准同步旋转。不同的旋转速率的活动的岩石圈解释的表面差异旋转和下限为0.057 \pm 0.015推导出其相对振幅。在靠近亚行星际经度的地方观测到的活动增强表明了一种磁性恒星-行星相互作用，尽管时间序列的持续时间很短，使我们无法得出明确的结论。
2009-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar System chemical abundances corrected for systematics
CI陨石与太阳光球层之间的相对化学丰度随凝结温度的变化呈现出明显的趋势。当把太阳光球的丰度与附近的太阳孪生体进行比较时，也可以看到凝结温度的趋势。我们使用这两种趋势来确定的元素丰度的流星和光球分馏的变化，并计算一组新的原始太阳系的丰度。
2014-06-02 astro-ph.SR
Abundances of Refractory Elements for G-type Stars with Extrasolar Planets
我们证实了有和没有系外行星的恒星化学丰度的差异，以及化学丰度与系外行星的物理性质，如行星质量和行星轨道半长轴之间的关系。用BOES（BOAO Echelle Spectrograph）获得了52颗G型星的光谱，并对Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Co、Ni等12种元素进行了丰度分析。我们首次发现，在整个金属丰度范围内，行星宿主星的[Mn/Fe]比都高于对照星，并且在[Fe/H] $<$-0.4的贫金属恒星中，丰度差异大于富金属恒星，特别是Mg、Al、Sc、Ti、V和Co等元素。我们已经观察到，低金属量的行星宿主恒星倾向于拥有几颗低质量行星（$< M_J$），而不是一颗巨大的气体巨行星。
2011-05-16 astro-ph.SR
Formation of Al II lines and photospheric aluminium abundances in B-type stars
本文通过分析B型恒星中Al II 6243 Å和4663 Å谱线的non-LTE效应，发现4663 Å谱线导出的铝丰度在宽温度范围内接近太阳值，并证实HgMn星铝显著匮乏。
2025-05-07 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
Parent Stars of Extrasolar Planets - XIV. Strong Evidence of Li Abundance Deficit
我们报告了我们的分析结果的新的高分辨率光谱的30晚F到早G矮场星的目的，推导他们的锂丰度。它们是从瓦伦蒂和费舍尔汇编中缺乏被探测到的行星的恒星子样本中选出的。这些新的数据有助于扩大我们的比较样本，用于测试是否与多普勒检测到的巨行星显示锂丰度异常的恒星。我们的研究结果继续表明，与缺乏行星的非常相似的恒星相比，Li在具有行星的恒星中是缺乏的。当我们以一致的方式将文献数据添加到我们的数据中时，这一结论得到了加强。我们提出了一个表的恒星与行星配对非常相似的恒星缺乏行星，扩展了最近类似的结果Delgado Mena等人。
2014-10-15 astro-ph.SR
Solar cycle observations of the Neon abundance in the Sun-as-a-star
太阳内部的性质可以通过对太阳振荡的日震学测量来精确地确定。然而，这些测量结果与使用太阳大气的3-D流体动力学模型得出的光球元素丰度相冲突。这种理论和日震学的分歧被称为$"$太阳模拟问题$"$。一种可能的解释是，光球层的氖丰度比一般公认的要大，而这种丰度是由日冕层的氖/氧比值与光球层的氧丰度相结合而间接推导出来的。对冷恒星的观测也支持了这一观点。在最慢的太阳风流和日冕流中，Ne/O丰度比也随着太阳周期而变化，并且在流中从太阳最大值到最小值的变化（$\sim$ 0.1到0.25）足够大，可能使一些太阳模型与地震数据相一致。本文利用2010- 2014年太阳动力学观测站EUV变率实验（EVE）的日采样观测资料，研究了当太阳被看作恒星时，日冕Ne/O丰度比是否随太阳活动周期而变化。我们发现，只有一个弱的依赖，和适度的反相关，与太阳活动周期与测量的比率约0.2- 0.3 MK从0.17下降到0.11在太阳活动最小的。在较高的温度下（0.3- 0.6 MK），这种效应被放大，反相关性更强，比值从太阳活动极小期的0.16下降到太阳活动极大期的0.08。我们在太阳极小期找到的值太低，无法解决太阳建模问题。
2018-05-18 astro-ph.SR
Parent Stars of Extrasolar Planets. X. Lithium Abundances and vsini Revisited
我们确定Li丰度和vsini值从新的光谱的53颗恒星多普勒探测到的行星不包括在我们以前的论文在这个系列。我们还研究了两组没有探测到行星的恒星，它们一起作为我们的比较样本。使用我们在Gonzalez（2008）中介绍的两组恒星之间Li丰度和vsini值的比较方法，我们证实，与太阳温度附近没有探测到行星的恒星相比，这两个量在有行星的恒星中较小。从低到高的锂丰度SWPs之间的过渡发生在5850 K附近，约50 K的修订，从我们以前的测定。从低到高vsini的转变发生在6000 K附近，但这个温度没有很好的约束。
2009-12-08 astro-ph.SR
Thermohaline mixing and the photospheric composition of low-mass giant stars
我们计算完整的红巨星分支恒星的演化序列，包括最先进的组合物运输处方的温盐混合制度的光度凸附近。特别是，我们采用了自洽双扩散对流理论，允许处理的不稳定性时出现的热梯度和成分梯度相互竞争，和最近的经验激励和参数自由的渐近标度律温盐组合物运输。与以前的工作一致，我们发现，在红巨星阶段，热盐不稳定性设置后不久，氢燃烧壳（HBS）遇到的化学不连续性留下的第一个疏浚。我们还发现，热盐不稳定区域，最初出现在外部机翼的HBS，是无法达到外对流信封，其后果是没有混合的元素，产生非正则修改的恒星表面丰度发生。同样与之前的工作一致，我们发现通过人为提高温盐区的混合效率，可以连接两个不稳定区，从而影响光球组成。然而，我们发现，为了重现观测到的红巨星分支恒星的丰度接近光度凸，热盐混合效率必须人为增加约4个数量级，从最近的三维数值模拟预测的热盐对流接近天体物理环境。由此，我们得出结论，红巨星的化学丰度异常不能解释的基础上，单独的温盐混合。
2011-07-05 astro-ph.SR
CNO behaviour in planet-harbouring stars. II. Carbon abundances in stars with and without planets using the CH band
上下文碳、氧和氮（CNO）是恒星形成和演化的关键元素，它们的丰度对行星的形成和演化也有重要影响。目的。我们对1110颗太阳型恒星进行了详细的光谱分析，其中143颗已知有行星伴星。我们已经确定了这些恒星的碳丰度，并研究了C和行星同伴存在之间可能的联系。方法.我们使用HARPS摄谱仪来获得目标的高分辨率光谱。用谱合成程序MOOG和FITING对4300 nm的CH波段进行了谱合成。结果我们已经在几个可靠的光谱窗口中研究了碳，并获得了丰度和分布，表明与单颗恒星相比，行星宿主恒星富含碳，这是由具有行星的恒星富含金属的性质引起的。我们发现，当按行星伴星的质量将恒星分开时，没有不同的行为。结论.我们的结论是，可靠的碳丰度可以从4300的CH带太阳型恒星。我们确认两个不同的斜率趋势[C/Fe]与[Fe/H]，因为行为是相反的恒星太阳值以上和以下。我们观察到所有行星质量的[C/Fe]比的平坦分布，这一发现显然排除了[C/Fe]丰度比和行星质量之间的任何明确联系。
2017-02-06 astro-ph.SR
Abundances in the atmosphere of the metal-rich planet-host star HD 77338
本文测定并讨论了K矮星HD 77338大气中Fe、Si、Ni、Ti、Na、Mg、Cu、Zn、Mn、Cr和Ca的丰度。HD 77338拥有一颗热的类天王星行星，是目前拥有任何行星的最富金属的单颗恒星。在Pavlenko等人（2012年）开发的自洽方法框架内进行丰度测定。通过程序ABEL 8迭代计算丰度，并且该过程在4次迭代后收敛。我们发现，大多数元素遵循铁丰度，但一些铁峰元素被发现在这颗恒星中过于丰富。
2015-05-21 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
Solar Chemical Abundances Determined with a CO5BOLD 3D Model Atmosphere
在过去的十年中，光球太阳金属丰度从光谱测定经历了显着的向下修正。这种影响的一部分可以归因于原子数据的改进和NLTE计算的纳入，但流体动力学模型大气的使用似乎也发挥了作用。太阳光球层金属丰度随时间的“减少”增加了与日震学结果的不一致。借助太阳大气的CO 5 BOLD 3D模型，巴黎天文台的CIFIST团队重新确定了几种元素的光球太阳丰度，其中包括C，N和O。光谱丰度通过将观测到的谱线的等效宽度和/或轮廓与从3D模型大气计算的合成光谱拟合来获得。我们的结论是，颗粒波动的影响取决于个别行的特性，但发现只有在少数特定情况下是相关的。3D效应不是近年来太阳丰度系统性降低的原因。太阳的金属丰度Z=0.0153，Z/X=0.0209。
2010-03-05 astro-ph.SR
Detailed Abundances of Stars with Small Planets Discovered by Kepler I: The First Sample
我们提出了新推导的恒星参数和详细的丰度的19个元素的7颗恒星的小行星发现的美国宇航局的开普勒任务。每颗恒星都至少有一颗半径<= 1.6 R_地球的行星，这表明它主要由岩石组成。恒星的参数和丰度是从高信噪比，高分辨率阶梯光谱获得的10米凯克我望远镜和HIRES光谱仪使用标准的光谱技术。这七颗恒星的金属丰度范围在-0.32 dex到+0.13 dex之间，平均金属丰度在太阳之下，支持了之前的观点，即小行星不像类地行星那样优先在富含金属的恒星周围形成。铁以外的元素丰度与银河系盘星的数量一致，尽管我们的样本量不大，但我们发现，有小行星的恒星的成分与没有已知行星的恒星和海王星大小的行星相似，但与有巨行星的恒星不同。这表明小行星的形成并不需要特殊的主星成分，而且小行星在银河系中可能无处不在。我们比较我们推导出的丰度（具有典型的不确定性<= 0.04 dex）的元素的冷凝温度，两者之间的相关性已被建议作为岩石行星形成的可能标志。没有一颗恒星表现出假定的岩石行星特征，尽管至少有三颗恒星的岩石行星估计含有足够的耐火材料来产生这种特征（如果真的话）。需要对已知拥有小行星的恒星进行更详细的丰度分析，以验证我们的结果，并对行星形成模型施加更严格的限制。
2015-11-03 astro-ph.SR
The impact of incorrect dissociation energies on inferred photospheric abundances
本研究通过扰动 C2、CN、CH、TiO 和 MgO 的解离能并合成 FGKM 恒星光谱，发现仅 C2 会造成显著碳丰度偏差，最高达 0.2 dex。
2024-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar yields and abundances: new directions from planetary nebulae
行星状星云保留了在前一个AGB阶段发生的核合成和混合事件的特征。观测特征补充了AGB和后AGB恒星及其双星伴星的观测。行星状星云中比铁重的元素Kr和Ba的丰度可以分别与AGB星中Sr/Y/Zr和Ba/La/Ce的丰度进行互补，从而确定AGB星中慢中子俘获过程（s过程）的运行情况。此外，对I型行星状星云中Rb丰度的观测可能使我们能够推断出中心恒星的初始质量。陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒中存在的几种惰性气体成分与行星状星云阶段期间与来自中心恒星的快速风有关的高能环境中的尘埃颗粒中的注入有关。
2017-03-01 astro-ph.SR
Parent Stars of Extrasolar Planets - XIII. Additional Evidence for Li Abundance Anomalies
本文报道了我们对37颗晚F到早G矮星的新的高分辨率光谱的分析结果，目的是推导它们的Li丰度。大多数恒星是从大型瓦伦蒂和费舍尔汇编中选出的，在本研究之前，它们的Li丰度未知。当新的数据与我们以前关于这个主题的研究数据相结合并以类似的方式进行分析时，我们再次发现，相对于一组比较恒星，具有太阳温度附近行星的恒星缺乏Li。当我们将我们的数据与来自文献的恒星Li丰度的大型数据库相结合时，得到了类似的结果。
2014-04-02 astro-ph.SR
