Photospheric Abundances of Polar Jets on the Sun Observed by Hinode
在太阳的两极地区，许多喷流在X射线波长下被探测到，沿着喷流喷射的等离子体被认为是快速太阳风的质量来源。从磁层的现场测量中发现，快太阳风具有光球丰度，而慢太阳风具有日冕丰度。因此，我们研究了极地喷流的丰度，以确定它们是否与快速太阳风的丰度相同。在这项研究中，我们选择了22个喷流在极地地区观测的日出/EIS（EUV成像光谱仪）和XRT（X射线望远镜）同时在2007年11月1日至3日。我们利用EIS谱计算了高（S）和低（Si，Fe）FIP元素之间的强度比的第一电离势（FIP）偏置因子。极区喷流的FIP偏置因子值在0.7-1.9之间，其中75个$\%$的偏置因子值在0.7-1.5之间，表明极区喷流具有与快速太阳风相似的光球丰度。结果与光球等离子体出现并被迅速喷入快风的重联喷流模型一致。
2015-07-15 astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
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
Carbon-Enhanced Metal-Poor Star Frequencies in the Galaxy: Corrections for the Effect of Evolutionary Status on Carbon Abundances
我们重新审视了观测到的频率的碳增强贫金属（CEMP）恒星的金属丰度在银河系中的函数，使用的数据从文献中提供的高分辨率光谱。我们的分析排除了恒星表现出明显的过度丰度的中子捕获元素，并考虑到预期的耗尽表面碳丰度发生由于CN处理上红巨星分支。这使得恢复这些恒星的初始碳丰度，从而准确评估碳增强恒星的频率。我们开发的校正程序是基于恒星演化模型，并取决于表面重力，log g，一个给定的恒星。我们的分析表明，对于[Fe/H]<=-2.0的恒星，20%的恒星表现出[C/Fe]>=+0.7。当[Fe/H]<=-3.0时，这一比例增加到43%，当[Fe/H]<=-4.0时，这一比例增加到81%，这高于先前在不考虑碳丰度校正的情况下推断的比例。这些CEMP星频率为银河系和恒星化学演化模型提供了重要的输入，因为它们限制了早期碳的演化和CEMP-无恒星的可能形成通道。我们还开发了一个公共的在线工具，使用我们的程序可以很容易地获得碳校正。
2014-10-08 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
Carbon abundances of the reference late-type stars from 1D analysis of atomic C I and molecular CH lines
利用最新的原子数据，为CI构造了一个全面的模型原子。我们评估了代表晚型恒星大气层的经典一维模型中中性碳的非局部热力学平衡（NLTE）线形成，其中碳丰度从太阳值变化到[C/H] = $-$ 3。与LTE强度和负NLTE丰度校正$Δ_{\rm NLTE}$相比，NLTE导致更强的C I线。对于红外（IR）中的强线，与LTE的偏差较大，根据恒星参数，$Δ_{\rm NLTE}$ = $-$ 0.10 dex至$-$ 0.45 dex，对于可见光谱范围内的弱线，与LTE的偏差较小，|$Δ_{\rm NLTE}| \le$ 0.03 dex. NLTE丰度校正被认为是依赖于模型中的碳丰度。作为处理模型原子的第一个应用程序，碳NLTE丰度测定太阳和八个晚型恒星的恒星参数，包括$-2.56 \le$ [Fe/H] $\le -1.02$金属丰度范围。当把S_H = 0.3的比例因子应用于Drawinian的C+H碰撞率时，发现太阳和我们样品中最富金属的恒星的可见光和红外线的丰度是一致的。碳丰度也来自分子CH线，对于每一颗恒星，他们同意从原子C I线。我们提出了适用于碳增强（CEMP）星的模型大气网格中的C I线的NLTE丰度修正。
2015-07-20 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 Galactic R Coronae Borealis stars : the C2 Swan bands, the carbon problem, and the 12C/13C ratio
利用我们的详细谱线表和乌普萨拉模型大气合成C2天鹅带（1，0），（0，0）和（0，1），分析了北冕座R星（RCB）和缺氢碳星（HdC）的观测光谱.（0，1）和（0，0）C2带用于推导12 C丰度，并且（1，0）12 C13 C带用于确定12 C/13 C比率。从C2天鹅带得到的碳丰度对于采用不同碳丰度构建的模型大致相同，范围为：8.5（C/He = 0.1%）至10.5（C/He = 10%）。根据Asplund等人（2000年）的报告，在相同的C/He间隔内，由C I线得出的碳丰度比采用的模型大气的碳丰度低约4倍，他们将采用的和得出的碳丰度之间的不匹配称为“碳问题”。原则上，从C2天鹅带获得的碳丰度和模型大气中假设的碳丰度可以等同于特定的C/He选择，不同的恒星。然后，消除了C2带的碳问题。然而，这样的C/He比一般都小于EHe星，它们似乎是RCB和HdC星的天然亲戚。C2碳问题的一个更可能的解决方案可能在于修改模型大气的温度结构。推导出的碳丰度和12 C/13 C比值的光的双简并（DD）和最终闪光（FF）的情况下进行了讨论。
2012-01-06 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
Exploring the water and carbon monoxide shell around Betelgeuse with VLTI/AMBER
我们提出的分析结果，我们最近的干涉观测参宿四，使用的VLTI的琥珀仪器。使用中等光谱分辨率模式（$R \sim 1500$），我们检测到的水蒸气和一氧化碳（CO）分子在H和K波段的存在。我们还导出了连续谱中光球的角直径。通过分析分子谱线的深度和干涉光谱，我们用光球周围的单壳层模型，导出了参宿四大气中分子的柱密度以及相应区域的温度和大小。我们的研究结果证实了Perrin \et al\（\cite{Perrin2004}）和Ohnaka \et al\（\cite{Ohnaka2011}）的发现，即H $_2$ O和CO分子分布在参宿四周围的MOL球中，该MOL球延伸到大约1.3倍恒星的光球半径。
2013-05-29 astro-ph.SR
Revised surface abundances of R Coronae Borealis stars
14颗（11颗多数类和3颗少数类）北冕座R星（RCB）以及最后一颗闪光天体V4334 Sgr（樱井天体）的表面丰度根据从观测到的C2波段测量的碳丰度进行了修订;注意，早期报告的丰度是使用假定的碳丰度推导出来的，因为众所周知的“碳问题”。热RCB MV Sgr不受碳问题的影响;值得注意的是，MV Sgr的碳丰度位于大多数和少数类别RCB的测量范围内。RCB的修订铁丰度在log E（Fe）=3.8至log E（Fe）=5.8的范围内，少数类别RCB V854 Cen在该范围的低端，多数类别RCB R CrB在该范围的高端。有迹象表明，修订后的RCB的金属丰度范围大致与凸起内所含的金属贫乏人口一致。修订后的丰度RCB的极端氦星（EHes），RCB的较热的亲属进行了比较。RCB和EHes在金属丰度分布、碳丰度和关键元素丰度趋势方面存在明显差异。这些丰度进一步讨论，根据其形成情景。
2021-08-05 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
Masses, Oxygen and Carbon abundances in CHEPS dwarf stars
上下文我们报告的结果，从恒星的质量，碳和氧的丰度在大气中的107颗恒星的CHEPS计划的测定。我们的恒星来自一个具有显著超太阳金属丰度的群体。其中至少有10颗已知拥有轨道行星。目的。在这项工作中，我们着手了解在富含金属的恒星星族中具有不同光谱类、金属丰度和V sin i的恒星中碳和氧丰度的行为。方法.这些恒星的质量是使用盖亚DR 2发布的数据确定的。通过拟合吸收线确定氧和碳的丰度。通过拟合6300.304 A O I线来确定氧丰度，并且对于碳丰度的确定，我们使用Cl原子的3条线和C2分子的12条线。结果我们测定了107颗CHEPS星的质量和丰度。没有证据表明[C/O]比取决于V sin i或恒星的质量，在我们的质量限制范围内，即0.82 < Mstar/Msun < 1.5和金属丰度-0.27 < [Fe=H] < +0.39，我们证实，与非行星宿主恒星相比，富含金属的矮星更富含碳，统计学显著性为96%。结论.我们发现初步的证据表明，有一个轻微的偏移，以较低的丰度和更大的分散在氧丰度相对于碳，并解释这可能是由于生产的氧更有效地在更多的金属贫时代。我们还发现证据表明，对于低质量的恒星的角动量损失的恒星的行星作为测量的V sin i是陡峭的比恒星的没有行星。一般来说，我们发现快速旋转恒星（V sin i > 5 km/s）是大质量恒星。
2018-11-19 astro-ph.SR
Near Infrared Spectroscopy of M Dwarfs. I. CO Molecule as an Abundance Indicator of Carbon
根据42颗M矮星的近红外光谱，由CO 2-0带的振转谱线确定了C的丰度。我们使用基于角直径的Teff值（如果可用）或应用logTeff - M3.4（基于WISE W1通量和依巴谷视差的3.4微米处的绝对星等）关系来估计角直径未知的对象的Teff值。此外，我们还简要讨论了低质量星的HR图。在M矮星的观测光谱上，连续谱被大量的H_2O弱线所压低，只能看到被压低的连续谱或伪连续谱。在M矮星的理论光谱上，我们发现由于最近的H_2O线数据库，赝连续谱可以被精确地计算。利用观测谱和理论谱上的伪连续谱，可以对M矮星的光谱进行定量分析。由于光谱分析的基本原理应该是相同的，无论是真连续谱还是伪连续谱，与冷恒星中连续谱相关的困难原则上是可以克服的。然后，众多的CO线可以是碳的极好丰度指标，因为几乎所有的碳原子都是稳定的CO分子，其丰度几乎保持不变的变化的物理条件在光球和有点意外，在晚型恒星的碳丰度可以最好地确定在M矮星，而不是在太阳型恒星。由此产生的C/Fe比大多数M矮星是几乎恒定的太阳值的基础上经典的高碳丰度，而不是最近修订的较低的值。这一结果意味着，如果向下修正的太阳碳丰度是正确的，那么太阳碳丰度在太阳附近的恒星天体中的金属丰度是非典型的。
2015-01-05 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
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
Quantifying the Carbon Abundances in the Secondary Stars of SS Cygni, RU Pegasi, and GK Persei
我们使用MOOG的修改版本来生成合成光谱的大网格，试图通过将模型与Keck上的NIRSPEC获得的中等分辨率（R $\sim$ 25，000）$K$带光谱进行比较来获得三个CV（GK Per、RU Peg和SS Cyg）的定量丰度。对于这三个系统中的每一个，我们都发现[Fe/H]的太阳值或略低于太阳值，但碳明显不足：对于SS Cyg，我们发现[C/Fe] = $-$ 0.50，对于RU Peg，[C/Fe] = $-$ 0.75，对于GK Per [C/Fe] = $-$ 1.00。我们表明，它是可能的，使用较低的分辨率（R $\sim$ 2,000）光谱来量化碳赤字。我们研究现实的面纱的情况下，发现从H I或CO的排放不能重现的意见。
2015-09-11 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
G64-12 and G64-37 are Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了新的高分辨率化学丰度分析的著名的高自行亚矮星G64-12和G64-37，非常高的信噪比（S/N ~ 700/1）的基础上，分辨率R ~ 95000。这些高质量的数据使这两颗恒星的碳丰度首次得到可靠的测定;我们根据它们的碳丰度将它们归类为碳增强贫金属（CEMP）恒星，它们的碳丰度都超过[C/Fe] =+1.0。根据它们在Yoon-Beers绝对碳丰度图中的位置，A（C）vs. [Fe/H]，以及传统的诊断[Ba/Fe]，它们被细分为CEMP- no II族星。CEMP-no星相对较低的绝对碳丰度，加上这两颗星的高有效温度（Teff ~ 6500 K），削弱了它们的CH分子特征，以至于只能从非常高的S/N光谱中估计精确的碳丰度。与使用之前声称的碳丰度估计得出的结果相比，将观察到的丰度模式与大质量、无金属超新星模型的预测产量进行比较，推断的祖星质量减少了约2-3倍，爆炸能量减少了约10-15倍。在过去的研究中，在晕主序关闭附近肯定有更多的温暖的CEMP-no恒星被忽视，直接影响CEMP-no恒星的衍生频率作为金属丰度的函数，这是一个探测器，为银河系化学演化模型提供了重要的约束，早期宇宙的初始质量函数，以及第一颗恒星的核合成。
2016-09-06 astro-ph.SR
The Galactic R Coronae Borealis Stars and the Final He-shell Flash Object V4334 Sgr (Sakurai's Object): A Comparison
利用我们的详细谱线表和Uppsala模型大气合成C2 Swan带（0，1），（0，0）和（1，0），分析了缺氢星、北冕R星和缺氢碳星的高分辨光谱，确定了它们的C丰度和12 C/13 C比值，这是研究这些恒星形成过程的潜在线索.在8.5（C/He = 0.1%）~ 10.5（C/He = 10%）范围内，不同碳丰度模型的C2带碳丰度值基本相同。根据Asplund等人的报告，在相同的C/He间隔内，从C I线得出的碳丰度比模型大气中采用的碳丰度低4倍：“碳问题”。原则上，从C2天鹅带获得的碳丰度和模型大气中采用的碳丰度可以等同于特定的C/He选择，不同的恒星（不像C I线）。然后，消除了C2带的碳问题。然而，这样的C/He比一般都小于极端氦星的C/He比，极端氦星是RCB和HdC星的天然亲戚。推导出的碳丰度和12 C/13 C比值的光的双简并（DD）和最终闪光（FF）的情况下进行了讨论。导出FF产物Sakurai's Object的碳丰度和12 C/13 C比。樱井号天体的碳丰度比RCB恒星VZ Sgr高10倍。平均而言，樱井天体的碳丰度比RCB恒星高出10到100倍。Sakurai's Object中的12 C/13 C比率为3.4，平衡值，与FF产品的预期一致。
2012-11-27 astro-ph.SR
C, N, O abundances and carbon isotope ratios in evolved stars of the open clusters Collinder 261 and NGC 6253
上下文对疏散星团演化恒星大气中碳和氮丰度的研究，可以提供由恒星演化引起的化学成分变化的综合信息。目标。我们的主要目标是增加疏散星团的数量与确定的碳，氮和碳同位素比。方法.高分辨率光谱进行了分析，使用差分模型大气方法。碳的丰度是用C_2 Swan（0，1）带头在5635.5毫微米（FEROS谱）和C_2 Swan（1，0）带头在4737毫微米（UVES谱）得到的。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 nm进行了分析，以确定氮丰度和12^C/13^C同位素比值。氧丰度由6300 ℃下的[Oi]线确定。结果在疏散星团NGC 6253的四颗巨星中，Cr 261的12 ^C/13 ^C同位素比值的平均值等于18 \pm 2，在两颗星团中等于12 \pm 1;在四颗星团中等于16 \pm 1。Cr 261和NGC 6253的平均C/N比分别等于1.67 \pm 0.06和1.37 \pm 0.09。结论. Cr 261和NGC 6253中的12 ^C/13 ^C和C/N值在不确定度范围内与热盐诱导混合的理论模型以及冷底处理模型一致
2012-03-29 astro-ph.SR
Chemical abundances in the extremely Carbon and Xenon-rich halo planetary nebula H4-1
利用Subaru/HDS、GALEX、SDSS和Spitzer/IRS的多波长光谱对贫金属（[Ar/H]-2）晕状行星状星云H4-1进行了详细的化学丰度分析，确定了10种元素的丰度。的C和O的丰度来自碰撞激发线（CEL），几乎一致的丰度从重组线（RL）。我们证明了在H4-1的CEL和RL之间的C丰度的巨大差异可以使用温度波动模型来解决。我们首次在H4-1中探测到了[H3 III]5846 A线，并测定了其元素丰度（[H3 III/H]>+0.48）。H4-1是Xe含量最高的PN。观测到的丰度值与理论预测的~2.0 Msun单星模型（[r/Fe]=+2.0 dex）接近。观测到的钍丰度可能是原始SNe中r-过程的产物。[C/O]-[Ba/（Eu或Eu）]图解表明，H4-1的前身星与两类碳增强贫金属星（CEMP），即CEMP-r/s和CEMP-no星有着共同的演化过程。H4-1的前身可能是在富含r-过程的环境中形成的双星。
2013-10-04 astro-ph.SR
Abundances of carbon-enhanced metal-poor stars as constraints on their formation
碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例越来越大，因为它们的铁丰度[Fe/H]降低到[Fe/H] =-2.0以下。CEMP-s星具有最高的绝对碳丰度[C/H]，并被认为是由于它们的碳和慢中子捕获（s-process）元素的富集，从前渐近巨星分支（AGB）双星伴星的质量转移。大多数贫Fe CEMP星通常是单颗的，其[C/H]比CEMP-s星稍低，但没有s过程元素增强（CEMP-no星）。CNO丰度的测定为它们的形成地点提供了线索。C，N，Sr和Ba丰度（或极限）和12 C/13 C的比例，在可能的情况下，来自27个微弱的贫金属星的X-射手光谱有足够的S/N比的样本。这些中等分辨率、低信噪比（~10-40）的光谱足以进行有限的化学标记，并将这些恒星分配到CEMP子类（CEMP-s和CEMP-no）。根据丰度计算结果，我们的样本星中有17颗是CEMP-s，3颗是CEMP-no，其余7颗是碳正常的。对于四颗CEMP星，子分类仍然不确定，其中两颗可能是脉动AGB星。导出的恒星丰度跟踪我们的样本恒星的形成过程和网站。[C/N]丰度比有助于识别化学成分不受内部混合影响的恒星，[Sr/Ba]丰度比使我们能够区分具有AGB祖先的CEMP-s恒星和CEMP-no恒星。后者的建议形成地点包括混合和后退的微弱超新星和/或原始的快速旋转的大质量恒星（自旋星）。因此，X射线光谱已被证明是继续寻找其起源的宝贵工具。节…
2015-11-24 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
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
