The intermediate neutron-capture process and carbon-enhanced metal-poor stars
星系晕中的碳增强贫金属（CEMP）恒星显示出与s（慢）或r（快）中子捕获过程相关的重元素富集（例如，钡和铕），在某些情况下，它们显示出两者的证据。这些CEMP-s/r型恒星的丰度模式，显示出Ba和Eu的富集，特别令人困惑，因为s和r过程需要的中子密度相差超过10个数量级，因此被认为发生在非常不同的恒星位置，具有非常不同的物理条件。我们调查是否CEMP-s/r星的丰度模式可以产生从核合成的中间中子捕获过程（i过程），其特征在于中子密度之间的s和r的过程。利用核网络计算方法，我们研究了在不同的恒定中子密度n（从$10^7$到$10^{15}$ cm $^{-3}$）下的中子俘获核合成.相对于经典的s过程产生的中子密度的最低侧的这个范围内，中子密度的最高侧的结果在丰度模式，显示出增加生产的重s过程和r过程的元素，但类似的丰度的轻s过程的元素。这样高的n值可能会发生在渐近巨星分支（AGB）恒星的热脉冲由于质子摄入事件。20 CEMP-s/r星的表面丰度的比较表明，我们模拟的i-过程丰度成功地再现了观测到的丰度模式，以前不能解释的s-过程核合成。由于i-过程模型很好地拟合了CEMP-s/r星的丰度，因此我们建议将这类星重命名为CEMP-i。
2016-08-30 astro-ph.SR
Atomic Data and Neutron-Capture Element Abundances in Planetary Nebulae
中子（n）俘获元素是由中低质量AGB星的s-过程核合成产生的，因此可以在行星状星云（PNe）中富集。在过去的十年中，在银河系和邻近星系中的100多个PNe中检测到了n-俘获元素。在一些物体中，已经检测到几种不同的N-捕获元素，为AGB核合成和进化模型提供了有价值的约束。这些探测激发了理论和实验研究的原子数据需要得到准确的n-捕获元素丰度。在这篇综述中，我讨论了这些原子数据研究的方法和结果，以及它们在PNE丰度测定中的应用。
2016-12-24 astro-ph.SR
New insights on Ba over-abundance in open clusters. Evidence for the intermediate neutron-capture process at play?
近年来，越来越多的研究致力于测量银河系疏散星团中比铁重的中子俘获元素的丰度。OCs的金属丰度范围很大（-0.6<[Fe/H]<+0.4），它们的轻元素丰度与同年龄的盘星相似。对于重元素，观察到不同的模式。观察到Ba的大散射，大多数OC显示[Ba/Fe]和[Ba/La]相对于太阳过剩。这种过剩的起源还不清楚。为了提供新的观测见解，我们确定了五个OC的27颗巨星成员的径向速度，大气参数和化学成分：Cr 110，Cr 261，NGC 2477，NGC 2506和NGC 5822。我们使用ESO Paranal的UVES光谱仪获得的高分辨率光谱。我们对这些恒星进行了详细的光谱分析，以测量每颗恒星多达22种元素的丰度。我们以前所未有的细节研究了元素丰度对金属丰度和年龄的依赖性，并利用从文献中挑选的数据补充了我们的分析。我们证实了钡过剩的趋势，在OC，并显示其大的分散的集群年轻于~4 Gyr。最后，我们的结果恒星核合成的影响进行了讨论。在这项工作中，我们表明，Ba富集相比，其他中子捕获元素的OC不能解释的贡献，从慢中子捕获过程和快速中子捕获过程。相反，我们认为，这种异常的签名可以通过假设一个额外的贡献由中间中子俘获过程来解释。
2014-11-05 astro-ph.SR
The Influence Of Neutron Capture Rates On The Rare Earth Region Of The r-Process Abundance Pattern
我们研究了r过程丰度模式对稀土区域（A~150至A~180）中子捕获率的敏感性。我们介绍了大核流量和流量饱和度的概念，这决定了在设置稀土丰度有影响的中子俘获率。我们通过考虑有利于稀土峰值产生的高熵条件和确定稀土同位素中重要的中子俘获率来说明这两个概念的价值。我们还展示了这些速率如何影响核流和丰度模式的特定部分。
2012-04-02 astro-ph.SR nucl-th
Chemical abundances of the secondary star in the Neutron star X-ray binary Cygnus X-2
本文介绍了低质量X射线双星（LMXB）天鹅座X-2的UES@WHT高分辨率光谱。我们利用$χ^{2}$最小化方法，并考虑到任何可能的吸积盘遮蔽，导出了该恒星的恒星参数。我们确定的金属丰度高于太阳（[Fe/H] $=0.27\pm0.19$），也看到在中子星X射线二进制半人马座X-4。次级光谱的高质量使我们能够确定O、Mg、Si、Ca、S、Ti、Fe和Ni的化学丰度。我们发现，一些$α$ -元素（镁，硅，硫，钛）的增强，符合的情况下，污染的第二颗恒星在超新星事件。令人惊讶的是，氧似乎是不丰富的，而增加的丰度的Fe和Ni的测量。假设这些丰度来自已处理的SN，然后捕获的二级恒星的物质，我们探索不同的SN爆炸的情况下，不同的几何形状。一个非球对称的SN爆炸，与低质量的削减，似乎更好地再现观测到的丰富的模式相比，球形的情况下，第二颗星。
2014-12-09 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
A holistic abundance analysis of r-rich stars
贫金属恒星的化学丰度是一个很好的测试平台，可以通过它对低金属丰度下的中子捕获过程模型设置新的约束。一些富r过程的贫金属恒星，如HD 221170，表现出过量的较重的中子捕获元素和过量的较轻的中子捕获元素。对这些富r星的研究有助于我们更好地理解低金属丰度下的弱r过程和主r过程核合成。根据贫金属星的观测结果和中子俘获元素核合成理论，建立了贫金属星中弱r过程和主r过程对重元素丰度的相对贡献模型。利用该模型，我们发现大多数样品星的轻元素丰度模式接近于弱r过程星的丰度模式，重中子俘获元素的丰度模式与主r过程星的丰度模式非常相似，而轻中子俘获元素的丰度模式可以用弱r过程和主r过程物质的混合来拟合。弱r过程元素的产生似乎与轻元素有关，而主r过程元素的产生几乎与轻元素的产生解耦。我们将我们的结果与低金属丰度下的观测数据进行了比较，表明预测趋势与观测趋势吻合良好，至少对于金属丰度范围[Fe/H] <-2.1。对于大多数样本恒星来说，中子捕获元素和轻元素的丰度模式可以最好地解释为在分子云中形成的恒星被弱的和主要的r-过程物质污染。
2010-10-22 astro-ph.SR
Abundance patterns of the light neutron-capture elements in very and extremely metal-poor stars
我们使用局部热力学平衡（LTE）一维分析测量了第一峰值元素的所谓轻中子捕获的新丰度;该分析产生了11颗非常贫金属的恒星，从[Fe/H]=-2.5到[Fe/H]=-3.4，以及一颗富碳恒星CS 22949-037，[Fe/H]=-4.0。这些丰度与在两颗典型的贫金属恒星中观察到的丰度进行了比较：典型的富r恒星CS 31082-001（[Eu/Fe] > +1.0）和贫r恒星HD 122563（[Eu/Fe] < 0.0），这两颗恒星的第一个峰值中子捕获元素相对于第二个峰值而言明显富集。在第一峰内，丰度与第二峰元素丰度内的众所周知的相关性类似。相反，在任何第一峰值元素与任何第二峰值元素之间不存在相关性。结果表明，当第二峰元素的平均丰度从富r星到贫r星减小时，第一峰丰度与第二峰丰度之比的离散度增大。我们发现了两颗与HD 122563非常相似的贫r星。第三颗贫r星，CS 22897-008，更极端;这颗星显示了迄今为止第一个元素富集峰的最极端例子。相反，另一颗贫r星（BD-18 5550）的第一峰元素模式与典型的富r星CS 31082-001相似，但这颗星富集了一些Mo。在我们的贫金属恒星中，中子捕获元素的分布可以理解为至少两种机制的结合：一种是通过主要的r过程均匀地富集形成中的恒星云，并导致类似于富r恒星的元素图案，如CS 31082-001;另一种是主要形成较轻的第一峰元素。
2018-01-04 astro-ph.SR
New Abundance Determinations of Cadmium, Lutetium, and Osmium in the r-process Enriched Star BD+173248
我们报告了在贫金属恒星BD+173248中探测到Cd I（Z = 48）、Lu II（Z = 71）和Os II（Z = 76）。这些丰度是从哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪获得的紫外光谱得出的。这是第一次在贫金属恒星中检测到这些中子捕获物质，这些物质是通过r过程富集的。我们补充这些测量与新的丰度的钼我，钌我，铑我来自光谱获得的高分辨率阶梯光谱仪在凯克。结合先前的丰度推导，在BD+173248中已经检测到32个中子捕获元素，这是迄今为止任何贫金属恒星中最完整的中子捕获丰度模式。轻中子捕获元素（38 <= Z <= 48）显示出比目前太阳系r过程丰度预测更明显的奇偶效应。由Th II/Os II测年得到的BD+173248年龄与其它测年结果的一致性要优于Th II/Os I测年结果。新的Hf II丰度的衍生物在紫外线的转换低于那些来自在光学的转换，和较低的Hf丰度是在更好的协议与缩放的太阳系r-过程分布。
2010-03-23 astro-ph.SR
Study of Neutron-Capture Element Abundances in Metal-Poor Stars
这项工作描述了30个贫金属恒星的化学丰度的元素丰度的研究提供了很好的信息设置约束模型的中子捕获过程。根据主r过程星和弱r过程星的丰度，得到了主r过程星和弱r过程星的丰度分布图。定义了两个r-过程分量系数，以确定单个中子俘获过程对贫金属星丰度的相对贡献。根据组分系数，我们发现贫金属星BD+4 2621和HD 4306也是弱r过程星，这意味着弱r过程产生的丰度图象是稳定的。所有贫金属星的丰度都包含主r过程和弱r过程的贡献。弱r过程产生的元素在污染历史中随Fe的增加而增加。大多数贫金属恒星的丰度并不遵循太阳系中观察到的模式，但也有一小部分遵循。对于低[Sr/Fe]恒星BD-18 5550（[Sr/Fe] $\lesssim-1$），中子俘获元素丰度可以用两种r过程成分的混合物来解释。由于这颗恒星中的轻元素不能用这两个分量来拟合，因此可以用这些丰度来估计P分量的丰度分布。
2013-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Abundances of Neutron Capture Species in the Very Metal-Poor Globular Cluster M15: An Uniform Analysis of RGB and RHB Stars
球状星团M15的独特之处在于其中子捕获元素的星与星之间的变化。之前已经对M15红巨星分支（RGB）和红色水平分支（RHB）恒星进行了全面的丰度调查。没有人试图对这些恒星进行单一的、自洽的分析，这些恒星的大气参数范围很广。在目前的努力中，一个新的比较丰度推导提出了三个RGB和六个RHB成员的集群。分析采用了更新版本的线传输代码MOOG，现在适当地对待相干，各向同性散射。M15 RGB星和RHB星的金属丰度值之间存在明显的差异，铁丰度的$Δ(RHB-RGB) \approx 0.1$ dex明显不同，轻中子俘获元素（Sr，Y，Zr）的反相关行为与Ba和Eu（分别为{ \it s}和{ \it r}过程的标准标记）的反相关行为得到了清楚的证明。在RGB目标中未进行Pb的确定性检测。因此，对于M15星团，这表明{ \it s}-过程的主要成分对太阳系物质中通常由该过程主导的元素的贡献可以忽略不计。此外，对于M15样品，确认了大的Eu丰度分布，这与相同金属丰度的晕场相当。这些丰度的结果被认为是在讨论的化学不均匀性和核合成的历史M15。
2011-03-05 astro-ph.SR
Study of the abundance features of the metal-poor star HD 94028
最近的研究发现贫金属恒星HD 94028显示出有趣的丰度特征。s-过程材料（例如，Ba、La、Ce和Pb）和r工艺材料（例如，Eu、Os、Pt）的丰度略有过剩，而C元素的丰度没有增加。然而，观测到的太阳上的比值[As/Ge]（= $0.99 \pm 0.23$）和太阳下的比值[Se/As]（= $-0.16 \pm 0.22$）不能用s-和r-过程丰度的组合来拟合。在这项工作中，采用丰度分解方法，我们调查的天体物理起源的元素在这颗星。我们发现大质量恒星的初级过程控制着轻元素和铁族元素的产生。从Ge到Te的较轻的中子俘获元素主要来自弱r过程。从Ba到Pb的元素主要由主s-和主r-过程合成。HD 94028中Ge、As和Se的丰度特征主要是由弱r过程产生的，具有日上比（As/Ge）和日下比（Se/As）的特征。由于Ge不是完全通过中子俘获过程合成的，As应该是最轻的中子俘获元素。尽管在几种天体物理环境中已经提出了i过程，但解释HD 94028中较轻的中子捕获元素的丰度应该是多余的。
2018-05-11 astro-ph.SR
Subaru/HDS study of CH stars: elemental abundances for stellar neutron-capture process studies
一个全面的丰度分析提供罕见的洞察铅星的化学历史仍然缺乏。我们目前的结果从高分辨率（R ~ 50000），光谱分析的三个CH星，HD 26，HD 198269，HD 224959，和，碳星与尘埃信封，HD 100764。以前对这些物体的研究受到分辨率和波长区域的限制，结果彼此存在显着差异。我们已着手根据涵盖波长范围4020至6775 A的高分辨率斯巴鲁光谱重新分析这些物体的化学成分。考虑到当地的热力学平衡和使用模型大气，我们推导出这些对象的恒星参数，有效温度Teff，表面重力log g，和金属丰度[Fe/H]。HD 26、HD 100764、HD 198269和HD 224959的导出参数分别为（5000，1.6，-1.13）、（4750，2.0 -0.86）、（4500，1.5，-2.06）和（5050，2.1，-2.44）。发现这些恒星的重元素相对于铁有很大的增强，这与以前的研究一致。大增强铅相对于铁也得到证实。更新的几个S-过程元素（Y，Zr，La，Ce，Nd，Sm，Pb）的元素丰度，以及一些其他重元素（Sr，Ba，Pr，Eu，Er，W）的丰度的第一时间估计报告。我们的分析表明，在HD 26中的中子捕获元素主要来源于s过程，而在更贫金属的对象HD 224959和HD 198269中的中子捕获元素的丰度的主要贡献是从r过程，可能形成的材料，预先富集与r过程的产物。
2015-10-27 astro-ph.SR
Mn, Cu and Zn abundances in barium stars and their correlations with neutron capture elements
我们目前的丰度的锰，铜，锌和各种轻，重元素的样品钡和正常的巨星，并提出丰度之间的相关性贡献不同程度的弱s，主s，和r-过程的中子捕获，铁峰元素和重元素之间。文献中的数据也被认为是为了更好地研究奇特恒星的丰度模式。用FEROS/ESO观测了8颗钡巨星和6颗正常巨星的恒星光谱，得到的恒星大气参数分别为4300 < T_eff/K < 5300，-0.7 < [Fe/H] ≤ 0.12和1.5 ≤ log g < 2.9。通过对C_2、CH和CN分子谱带的光谱合成，得到了碳和氮的丰度。对于所有其他元素，原子线被用于执行光谱合成。一个非常大的分散被认为是从文献中的数据时，主要是锰丰度。我们发现[Zn/Fe]与重元素过剩量有很好的相关性，它的丰度随着重元素过剩量的增加而明显增加，而[Cu/Fe]和[Mn/Fe]比值没有显示出这种趋势。此外，相对于重元素，Mn、Cu和Zn的过量通常表现出向高金属丰度增加的趋势。我们的研究结果表明，一个更大的分数的合成锌是由于大质量的恒星比铜的情况下，和主要的S过程的贡献，这两个元素的合成是小的。我们还得出结论，Mn主要是由SN Ia合成的，并且Mn，Cu和Zn的合成的不可忽略的部分是由于弱s-过程。
2010-10-26 astro-ph.SR
Anomalous globular clusters: insights from neutron capture elements abundances
在过去的几十年里，由于收集了大量的光谱和光度数据，所有的球状星团（GC）包含一个简单的单金属恒星星族的假设已经被修改。除了氢燃烧过程中产生/销毁的元素的常见变化之外，在少数物体中还检测到较重元素的扩散和（或）多模态。在这些异常天体中，最显著的化学不均匀性是中子俘获（n-capture）元素的内部变化，这可以提供一些关于恒星诞生物质的信息。我报告的摘要中观察到的化学图案在GC中的n-捕获的变化已被检测到，这些化学特征和分布的恒星沿颜色星等图的背景下，多个恒星星族的热烈辩论之间的连接。
2013-02-10 astro-ph.SR
Abundance analysis of s-process enhanced barium stars
详细的化学成分的恒星与增强丰度的中子捕获元素的研究可以提供观测约束中子捕获核合成的研究和线索，了解他们的贡献银河系的化学富集。我们提出了丰富的结果，从高分辨率的光谱分析的样品的四个化学奇特的恒星特征的S-过程增强。这些天体的高分辨率光谱（R ~ 42000），波长范围从4000到6800 A，取自ENUDIE档案。我们估计了恒星大气参数，有效温度T_eff，表面重力log g，和金属丰度[Fe/H]从本地热力学平衡分析使用模型大气。我们报告的几个中子俘获元素，Sr，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu和Dy的元素丰度的估计。HD 49641和HD 58368的[Ba/Fe] > 1.16，而HD 119650和HD 191010是[Ba/Fe] ~ 0.4的温和钡星。导出的元素丰度解释的基础上，现有的理论，以了解其起源和演变。
2016-08-24 astro-ph.SR
Formation of the Abundance Boundaries of the Heavier Neutron-capture Elements in Metal-poor Stars
贫金属恒星中重r过程元素（Z > 56）相对于Fe（[r/Fe]）的丰度分布保留了恒星形成历史的极好信息，并为了解银河系化学富集的各种情况提供了重要的见解。在这方面，[r/Fe]的上、下界可以为研究恒星形成历史和早期银河系化学演化的极端情况提供有用的线索。本文研究了气云[r/Fe]上下边界的形成。我们发现，对于贫金属星形成的云，[r/Fe]上限的形成主要是由于单一的主r过程事件的污染。对于贫金属恒星形成的云，[r/Fe]下限的形成主要是由于单一SN II事件的污染。
2018-05-10 astro-ph.SR
s-Processing in the Galactic Disk. I. Super-Solar Abundances of Y, Zr, La, Ce in Young Open Clusters
在最近的一项研究中，根据疏散星团中均匀钡丰度的测量，发现随着星团年龄的减小，[Ba/Fe]比值有增加的趋势。我们在这里提出了进一步的丰度测定，相对于其他四个元素具有重要的s-过程的贡献，目的是调查是否增长发现[Ba/Fe]是或不是一个一般的属性，共享的慢中子捕获形成的其他重元素。特别是，我们推导出丰度钇，锆，镧和铈，使用等效宽度测量和MOOG代码。我们的样品包括19个不同年龄的疏散星团，其光谱是在ESO VLT望远镜上用UVES光谱仪获得的。在我们的研究中分析的所有元素，证实了以前建议的Ba的增长。这一事实意味着我们对铁以外元素的银河系化学演化的看法发生了重大变化。我们的结果必然要求质量很低的AGB星（M <1.5 M \odot）产生比以前预期的更大量的s过程元素（从而更有效地激活13 C中子源）。到目前为止，它们在银河系盘中产生富中子元素的作用一直被低估，现在应该重新考虑它们的演化和中子捕获核合成。
2011-05-11 astro-ph.SR
Observational nuclear astrophysics: neutron-capture element abundances in old, metal-poor stars
贫金属恒星的化学丰度提供了大量关于单个核合成过程的信息，这些过程产生了观测到的元素，以及自第一批恒星形成以来星系化学富集的整个过程。本文综述了贫金属星中中子俘获元素（Z > 38）的丰度模式，以及我们目前对它们早期产生的条件和地点的理解。我们还回顾了这些不同的过程中，随着时间的推移，这些元素在星系内的积累的相对贡献，并概述了悬而未决的问题和不确定性，复杂的解释在贫金属恒星中观察到的丰度模式。预计未来对大量贫金属恒星样本的观测将有助于区分不同的中子捕获元素生产地点，并更好地追踪星系的化学演化。
2013-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular and Abundance Distribution of High-energy Gamma Rays and Neutrons Simulated by GEANT4 Code for Solar Flares
在2012年6月3日观测到的太阳耀斑中，观测到了高能伽马射线和中子。该事件包括一个显着的特点，高中子/伽马比的二次粒子。我们已经研究了这种高n/ $γ$比是否可以通过模拟来解释。作为使用GEANT 4程序的模拟结果，高n/ $γ$ -比可以再现的情况下，氦和其他重离子主要加速在耀斑。
2019-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Origin of Neutron-capture Elements in r-I and r-II Stars: A Differential-abundance Analysis
本研究对 r-I 和 r-II 恒星进行逐线差分丰度分析，发现轻元素共同起源，中子俘获元素呈连续递减趋势，表明 r-I 恒星形成需多个核合成场所。
2025-08-12 astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Ultra-Faint Dwarf Galaxies Grus I and Triangulum II: Neutron-Capture Elements as a Defining Feature of the Faintest Dwarfs
本文介绍了两个候选超暗矮星系Grus I和Triangulum II中四颗恒星的高分辨率光谱。这两个天体目前都没有明确确定的速度色散，将它们置于矮星系和球状星团之间的参数空间的模糊区域。没有显着的金属丰度差异被发现的两个格鲁I星，但两颗恒星都缺乏中子捕获元素。我们验证了以前的结果，三II显示显着的传播金属丰度和[ $α$ /Fe]。在我们的Tri II数据中没有检测到中子捕获元素，但我们将上限放在星系晕星的下包络线上，与以前非常低的检测结果一致。中子捕获元素丰度同样低的恒星在UFD中很常见，但在其他环境中很少见。这种低中子捕获元素丰度的特征，表明了质量最小的恒星形成暗物质晕中的化学富集，并进一步表明，贫金属恒星中中子捕获元素的主要来源是罕见的。相反，所有已知的球状星团都有类似的中子捕获元素比率，这表明球状星团是作为相对大质量星系的一部分形成的，而不是在它们自己的暗物质晕中形成的。低中子捕获元素丰度可能是最有力的证据，表明格鲁I和三II是（或曾经是）星系，而不是球状星团，我们预计未来对这些系统的观测将有力地发现非零速度色散或潮汐破坏的迹象。然而，这种低中子俘获元素层的核合成起源仍然未知。
2018-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
SMSS J022423.27$-$573705.1: An Extremely Metal-Poor Star with the Most Pronounced Weak $r$-Process Signature
SMSS J022423.27$-$573705.1是极低金属丰度恒星，其显著弱r过程特征源于磁旋转超新星模型。
2025-11-30 astro-ph.SR
A holistic approach to carbon-enhanced metal-poor stars
通过单独考虑各种CEMP子类，我们试图从丰度上的特定签名中导出参数（如金属丰度，质量，温度和中子源）从丰度上印记的特定签名中表征AGB核合成，并将它们与热盐混合的影响分开，首先挖掘，为了将CEMP星置于一个广泛的背景下，我们从我们自己的样品和文献中收集了大约180颗不同金属丰度，光度类别和丰度模式的恒星的丰度。首先，我们证明了CEMP星具有CEMP-s星和CEMP-no星（我们称之为CEMP-low-s星）的性质。我们还表明，有一个很强的相关性之间的Ba和C丰度的s-唯一的CEMP星。这有力地指出了13 C中子源在低质量AGB星中的作用。对于CEMP-rs星（似乎富含来自s-和r-过程的元素），N丰度与来自第2和第3个s-过程峰的重元素丰度的相关性反而具有22 Ne中子源的特征。再加上CEMP-rs星表现出O和Mg增强的事实，我们得出结论，在污染AGB星的热脉冲期间，极端炎热的条件占上风。最后，我们认为，大多数CEMP没有星（没有过剩的中子捕获元素）可能是极端的金属贫对应的CEMP中子捕获丰富的恒星。在极低的金属丰度（[Fe/H]< -3.2）时，CEMP-no星的C增强随金属丰度的增加而减弱。目前的任何AGB模型都没有预测到这一趋势。
2009-07-21 astro-ph.SR
Neutron-Capture Element Abundances in Planetary Nebulae
星云光谱学是评估慢中子俘获核合成（s-过程）产生重元素的有价值的工具。在过去的几年里，借助于高分辨率的近红外光谱仪，在行星状星云（PNe）中已经发现了几个n-俘获元素的跃迁。结合光谱学，新发现的近红外线能够比以前更准确地确定丰度，并提供以前未在PNe或其祖先中研究的元素。在人马座矮星系的PNE和麦哲伦星云中也发现了中子俘获元素。在这篇简短的评论中，我讨论了在PNE的s-过程富集的观测研究的发展，重点是在过去的五年中，并注意到一些开放的问题和初步的趋势。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis of elements between Sr and Ag in neutron- and proton-rich neutrino-driven winds
核心坍缩超新星之后的中微子驱动的风被认为是通过r过程产生一半重元素的地方。虽然最近的流体动力学模拟表明，风中的条件不足以进行r-过程，但可以产生较轻的重元素，如Sr，Y和Zr。然而，目前还不清楚风中的条件是稍微富含中子还是质子。在这里，我们调查的中微子驱动的风在这两种条件下的核合成，并系统地探讨风参数对丰度的影响。我们的研究结果表明，获得一个强大的丰度模式，在中子丰富的风，也可能是一个过度生产的Sr，Y，Zr的困难。在质子丰富的条件下，丰度平滑变化时，风参数。风参数和中微子能量和光度的约束将很快成为可用的核合成研究相结合，如这里提出的，与新的和未来的实验数据和观测。
2013-12-02 astro-ph.SR
Abundances of neutron-capture elements in stars of the galactic disk substructures
本文对276颗FGK矮星的铁峰（Fe，Ni）和中子俘获元素（Y，Zr，Ba，La，Ce，Nd，Sm，Eu）丰度进行了观测和讨论，这些矮星位于银盘中，金属丰度为-1 < [Fe/H] <+0.3。大气参数和所研究的恒星的化学成分是从高分辨率、高信噪比的阶梯光谱中确定的，阶梯光谱是由上普罗旺斯天文台（法国）的阶梯光谱仪ESTDIE获得的。用线深比法和H_α线翼拟合法估算了有效温度。表面重力（log g）测定的弛豫和电离平衡的铁。采用LTE方法进行了绝对测定，考虑了Eu的超精细结构，并在NLTE近似下计算了Ba的丰度。我们能够分配我们的样本中的大部分恒星的银河系厚盘，薄盘，或武仙座流的子结构，根据他们的运动学。27颗恒星的分类不确定。对于样本中的大多数恒星，中子捕获元素的丰度以前没有被测量过。对于所有这些，我们提供了化学组成，并讨论了不同的核合成过程的贡献。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the neutron-capture elements across the Galactic thin disk using Cepheids
我们提出了新的准确丰度为5个中子捕获（Y，La，Ce，Nd，Eu）的元素在73个经典造父变星位于整个银河系薄盘。个别丰度是根据欧洲南方天文台甚大望远镜为DIONYSOS项目用紫外线光谱仪收集的高光谱分辨率（R ~ 38，000）和高信噪比（S/N ~ 50-300）光谱计算的。考虑到我们小组（111颗恒星）或文献中提供的类似造父变星丰度，我们最终得到了435颗造父变星的样本，覆盖了铁丰度的广泛范围（-1.6 < [Fe/H] < 0.6）。我们发现，使用均匀的个人距离和丰度尺度，定义良好的梯度为上述元素。然而，轻s-过程元素（Y）的斜率比重s-（La，Ce，Nd）和r-（Eu）过程元素的斜率陡至少两倍。造父变星的s-r丰度比（[La/Eu]）与Eu和Fe都呈良好的负相关关系。另一方面，银河系场星达到一个几乎恒定的值，只有当它们接近太阳铁丰度显示一个温和的增强La。的[Y/Eu]比显示了一个温和的证据与Eu的相关性，特别是与铁丰度场银河系恒星。我们还调查了S-过程指数- [HS/LS] -，我们发现了一个很好的定义的关系，正如预期的那样，[La/Y]和铁丰度。此外，我们发现[La/Y]和[La/Fe]之间存在很强的相关性，特别是银河系和人马座红巨星之间存在明显的分离。最后，对低质量渐近巨星分支恒星的预测与观测到的[La/Y]比之间的比较表明，在造父变星所覆盖的整个金属丰度范围内，两者…
2015-10-21 astro-ph.SR
Sc and neutron-capture abundances in Galactic low- and high-alpha field halo stars
我们测定了27颗银河系矮星样品中中子俘获元素Zr、La、Ce、Nd和Eu的相对丰度比，其值为-1.5 < [Fe/H] <-0.8。我们还测量了铁峰元素Sc。根据Nissen & Schuster发现的[alpha/Fe]丰度比和运动学，这些恒星分为三个种群（低和高α晕和厚盘星）。我们发现当包括来自Nissen & Schuster的Y和Ba时，低α和高α基团之间在[Sc/Fe]、[Zr/Fe]、[La/Zr]、[Y/Eu]和[Ba/Eu]的丰度比方面的差异。除了[La/Zr]，低α星的丰度比高α星低。低α星显示出与现今矮球状星系相同的高[Ba/Y]和低[Y/Eu]丰度模式，尽管与高α星相比，丰度差异较小。这些不同的化学模式被归因于两个种群之间恒星形成率的差异，以及低金属量、低质量渐近巨星分支（AGB）恒星对低α种群的贡献。通过比较低α人口与AGB恒星模型，我们把AGB恒星的质量范围的限制。
2017-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Neutron-Capture Site in Massive Pop III and Pop II Stars as a Source for Heavy Elements in the Early Galaxy
我们提出了一个新的中子捕获网站在早期的金属贫和无金属恒星的$\sim 20$- $30 \,\mathrm{M}_\odot$，结果从质子摄入的He壳在后期阶段的恒星的生命。大多数中子俘获发生在质子摄入后的第一个$\lesssim 10^6\,$中，此时$^{13}{\rm C}(α,\mathrm{n})^{16}\mathrm{O}$产生中间中子俘获过程的典型中子密度。这个阶段之后可能是另一个持久的$\gtrsim 10^7\,$ s，其中$^{17}\mathrm{O}(α,\mathrm{n})^{20}\mathrm{Ne}$产生低得多的中子密度，这是慢中子捕获过程的典型特征。我们探讨了建议的中子捕获核合成的质子摄入量和时间，初始金属丰度，以及随后的超新星冲击的依赖性。我们得到了一系列的重元素丰度模式，包括那些归因于慢中子捕获过程或组合的缓慢和快速的中子捕获过程。我们的研究结果可以解释所观察到的普遍存在的重元素，如Sr和Ba在早期银河系和解释令人困惑的丰度模式，这些元素在至少一些非常贫金属（VMP）的恒星，包括那些碳增强品种。在后一种情况下，这里提出的单一站点的解释不同于现有的范式，该范式将各种类别的VMP星归因于多个不同站点的富集。
2018-08-16 astro-ph.SR
Neutron-capture element abundances in the planetary nebula NGC 5315 from deep high-resolution optical and near-IR spectrophotometry
我们对NGC 5315的I型行星状星云（PN）进行了高分辨率的光谱分析，（R $\sim$ 40000）在8.2米甚大望远镜和中等分辨率上用紫外光电子能谱法（R $\sim$ 4800）在6.5米麦哲伦巴德望远镜上用FIRE进行近红外光谱分析，覆盖从0.31 $μ$ m到2.50 $μ$ m的宽光谱范围。本工作的主要目的是研究I型PNe的渐近巨星分支（AGB）恒星祖先的慢中子（n）俘获过程（s过程）。我们检测并确定了大约700个特征，包括来自n-捕获元素Kr、Se的线，可能还有Br和Br。我们使用常见离子的线比计算物理条件。离子丰度计算的物种与现有的原子数据。我们使用最近的电离校正因子（ICF）或通过加总离子丰度来计算总丰度。我们的结果是在良好的协议与以前的作品在同一对象上的共同元素。我们没有发现大量的S-过程富集在NGC 5315，这是典型的I型PNe。
2016-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nuclear deformations in the region of the A=160 r-process abundance peak
在r过程核的丰度谱中，最显著的特征是当r过程流通过闭合的中子壳层时形成的峰。然而，丰度谱中还有其他一些特征不能用壳效应解释，比如在质量A=160附近的稀土原子核区域的峰值。有人认为，这一峰值与丰中子同位素的形变最大值有关。近年来，人们对丰中子稀土核的形变和寻找最大形变点进行了实验和理论研究。本工作主要集中在170 Dy附近的核，以了解82 < N < 126的中子壳层中集体性的演化。这些调查将讨论的可变转动惯量模型的哈里斯参数。最后，我们将讨论在新的实验设施中使用放射性核束进一步进入富中子稀土区的可能性。
2011-11-04 astro-ph.SR nucl-ex
Optical Spectroscopy Reveals Hidden Neutron-capture Elemental Abundance Differences among APOGEE-identified Chemical Doppelgängers
本文通过对比APOGEE中25对化学“分身”的光学高分辨率光谱，发现其中子俘获元素丰度存在显著差异，表明仅靠APOGEE丰度不足以判定恒星化学相似性，对银河系化学演化与化学标记研究具有重要启示。
2025-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Abundances of Light Neutron-Capture Elements in Planetary Nebulae III. The Impact of New Atomic Data on Nebular Selenium and Krypton Abundance Determinations
在几个行星状星云（PNe）中探测到中子（n）俘获元素，为研究低质量恒星的s-过程核合成提供了一种新的手段。然而，由于缺乏原子数据，阻碍了对天体物理星云中反式铁元素丰度的准确测定。最近，光电离和重组数据确定的硒和氪，两个最广泛检测到的n-捕获元素在星云光谱。我们已经将这些新数据合并到光电离代码Cloudy中。为了测试原子数据，计算了15个PNe的数值模型，这些PNe表现出来自多个Kr离子的发射线。我们发现系统的预测和观察到的发射线之间的差异，最有可能造成不准确的光电离和复合数据。通过调整Kr $^+$ -Kr $^{3+}$光电离截面在其引用的不确定性和双电子复合速率系数稍大的数额，这些差异被删除。从网格的模型跨越的物理条件中遇到的PNe，我们推导出新的，广泛适用的电离校正因子（ICF）计算Se和Kr元素丰度的公式。ICF被应用到我们以前的调查近红外[Kr III]和[Se IV]发射线在120 PNe。修正后的Se和Kr丰度比以前的估计值低0.1-0.3倍，平均值为[Se/（O，Ar）]=0.12 $\pm$ 0.27和[Kr/（O，Ar）]=0.82 $\pm$ 0.29，但以前发现的它们的丰度与其他星云和恒星性质之间的相关性不受影响。我们还发现了一种趋势，高速PNe，可以与银河系厚盘表现出更大的S-过程富集比低速PNe属于薄盘人口。
2015-05-05 astro-ph.SR physics.atom-ph
Peculiarities of the abundances of neutron-capture elements in Galactic open clusters
本文利用一个包含90~疏散星团各种核合成过程中产生的14~元素光谱丰度测定的星表，研究了快中子俘获元素和慢中子俘获元素的相对丰度性质。星表还包括星团的位置、年龄、速度和银河系轨道的元素。在具有高、细长轨道的星团和银河系薄盘的场星中，$r$-元素（Eu）和$s$ -元素（Y、Ba、La和Ce）的相对丰度显示出对金属丰度、年龄、银心距和银河系轨道元素的不同依赖性，支持了这些天体具有不同性质的观点。在年轻的星团中，不仅钡，而且其他三个研究的$s$ -元素显示出显着较高的相对丰度比场星相同的金属丰度。Eu的相对丰度在高金属量的集群（${\rm [Fe/H]} > -0.1$）与高，细长的轨道比在外地巨星，平均而言，而[Eu/Fe]比在低金属量的集群是相同的那些在外地的明星，平均而言，虽然有一个大的分散。[O，Mg/Eu]比率的金属丰度的依赖性在具有高，拉长的轨道和场星的集群有很大的不同。如果两种高速云与银盘的星际介质相互作用形成了具有不同金属丰度的高、细长轨道的星系团，那么Eu丰度的这些和其他描述的性质，以及原生$α$元素丰度的性质，就可以以自然的方式理解：由“原始”气体形成的低金属量高速云，以及在“银河喷泉”中形成的中等速度的高金属量云。
2016-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
r-process Abundance Patterns in the Globular Cluster M92
本研究分析M92球状星团35颗恒星光谱，首次发现其轻元素与r过程丰度关联，并揭示r过程弥散仅存在于第一代恒星，提出污染源与世代时间间隔0.8百万年的形成情景。
2023-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of Neutron-Capture Elements in 62 Stars in the Globular Cluster Messier 15
本文基于 M2FS 光谱测量 M15 中62颗恒星的多种中子俘获元素丰度，发现多数为 r-I/r-II 星且元素丰度存在恒星间弥散，支持 Eu 增丰源自第一代恒星形成期的 r 过程。
2024-02-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-capture element abundances in the planetary nebula NGC 5315 from deep optical and near-infrared spectrophotometry
我们分析了行星状星云（PN）NGC 5315的化学成分，通过高分辨率（R = 40000）光谱与UVES在甚大望远镜，和中分辨率（R = 4800）近红外光谱与火在麦哲伦巴德望远镜，覆盖了从0.31到2.50微米的宽光谱范围。本工作的主要目的是调查中子（n）俘获元素丰度，以研究NGC 5315的AGB祖星中慢n俘获（“s-过程”）的操作。我们检测到700多条发射线，包括n-捕获元素Se，Kr，NH3，可能还有Br的离子。我们计算的物理条件，从大量的诊断线的比率，并获得离子丰度的物种与现有的原子数据。总丰度使用最近的电离校正因子（ICF）或通过加总离子丰度计算。共同元素的总丰度与以前的工作在这个对象是很好的协议。根据我们对NGC 5315的丰度分析，包括缺乏s-过程富集，我们推测最可能的情况是，祖星是在一个双星系统中的径向速度研究暗示，与其同伴的相互作用截断了AGB之前的s-过程富集可能发生。然而，它的演化还有另外两种可能性，不能被排除：i）它的前身星是一颗没有经历第三次被挖出来的低质量单星; ii）NGC 5315的前身星初始质量为4- 6个太阳质量，在AGB阶段，任何s过程的增强都被大质量的包层严重稀释。
2017-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron and neutron-capture element abundance variations in the globular cluster M2 (NGC 7089)
我们目前的CN和CH指数和CaII三重态金属丰度的34个巨星和化学丰度的33个元素在14个巨星的球状星团M2。假设程序星是星团成员，我们的分析揭示了（i）CN和CH线强度的极端变化，（ii）金属丰度分散，主峰在[Fe/H] = -1.7处，较小的峰在-1.5和-1.0处，（iii）轻元素O，Na，铝和硅和（四）一个大的（可能是双峰）分布的所有元素的丰度，主要是通过在太阳系材料的S-过程。根据Roederer et al.（2011），我们定义了两组恒星，“r+s”和“仅r”，并从前者中减去后者的平均丰度，以获得“s过程残差”。尽管这三个系统所涵盖的金属丰度范围不同，但这一s过程残留物与M22和M4中发现的非常相似。最近的研究发现M2中有一个双亚巨星分支，Sr和Ba丰度分散，我们的光谱分析证实，这个球状星团经历了一个复杂的形成历史，与M22，NGC 1851和半人马座ω相似。
2014-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Capitalizing on Nuclear Data Libraries' Comprehensiveness to Obtain Solar System r-process Abundances
激光干涉仪引力波天文台（LIGO）合作最近对中子星合并的观测，以及对不同波长的事件的电磁波谱随时间变化的测量，深刻地改变了我们对r-过程站点的理解，并大大激发了核天体物理学研究工作。r-过程丰度是r-过程模拟中的一个关键因素，因为成功的计算必须考虑到恒星灾变事件最终碎片中的这些丰度。在这篇文章中，人类的完整知识的中子截面在过去的80年来，封装在最新版本的评价核数据文件（ENDF/B）库，是用来获得太阳系r-过程丰度的综合数据的方法。ENDF/B截面在核动力和国防应用中已成功使用了几十年，现在用于以完全可追溯和记录的方式获得r-过程丰度。这篇文章的r-过程丰度提供了补充的见解天体物理事件，在天体物理温度区域的中子俘获数据的整体质量，并展示了s-过程贡献减法程序的问题。
2021-06-18 astro-ph.SR nucl-ex
The intermediate neutron capture process II.Nuclear uncertainties
碳增强贫金属（CEMP）r/s星显示出核合成中所谓的中间中子俘获过程（i-过程）的表面丰度分布特征。我们以前表明，在低质量低金属量恒星的对流氦燃烧区的质子摄入可以解释CEMP r/s恒星中观察到的表面丰度分布相对较好。这样的i-过程需要涉及数百个原子核的详细反应网络计算，对于这些原子核，反应速率还没有通过实验确定。我们调查的核物理的不确定性影响的i-过程中的AGB阶段的低金属低质量恒星的辐射中子俘获截面，以及13 C（a，n）16 O反应速率的理论不确定性，传播和估计其对表面丰度分布的影响。据发现，考虑系统的不确定性的各种核成分影响的辐射中子捕获率，表面元素丰度通常预测在+/-0.4 dex。Ba-La-Ce-Pr的光谱相关重s元素的56 < Z < 59区域以及r主导的Eu元素相对不受核不确定性的影响。相比之下，包含直接捕获贡献影响富中子A~45、100、160和200区域的速率，以及Z~45和65-70元素的i过程产生。光子强度函数中的不确定性也通常影响过量因子0.2-0.4 dex。核能级密度往往主要在Z=74-79区域影响丰度预测。与中子产生反应13 C（a，n）16 O和未知β衰变率相关的不确定性被发现对总体表面富集的影响很小
2021-09-01 astro-ph.SR nucl-th
Stellar substructures in the solar neighbourhood. II. Abundances of neutron-capture elements in the kinematic Group 3 of the Geneva-Copenhagen survey
星系中化学元素的演化与其恒星形成历史有关。恒星形成历史的变化是在不同的超新星事件和渐近巨星分支星产生的化学元素的相对丰度。我们确定详细的元素丰度的S-和R-过程中的元素在属于第3组的日内瓦-哥本哈根调查的恒星，并比较它们的化学成分与银河系盘星。其目的是寻找可能的化学特征，这些特征可能提供有关这一运动学恒星群形成历史的信息，这被认为是与被破坏的卫星的残余物相对应。高分辨率光谱是用拉帕尔马北欧光学望远镜的FIES摄谱仪获得的，并用差分模型大气方法进行了分析。用同样的方法对比较星进行了观测和分析。主要由s-过程产生的化学元素丰度与具有相同金属丰度的银河系薄盘矮星相似，而主要由r-过程产生的化学元素丰度则过剩。类似的元素丰度在银河系厚盘星中也有观测到。日内瓦-哥本哈根巡天第3组恒星的化学成分、运动学特性和年龄支持了富含气体的卫星合并情景，这是对起源最有可能的解释。第三族恒星和厚盘恒星的化学成分相似，这可能表明它们的形成历史是有联系的。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-Capture Element Abundances in Magellanic Cloud Planetary Nebulae
我们目前的近红外光谱的10个行星状星云（PNe）在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（LMC和SMC），收购与消防和GNIRS光谱仪上的6.5米巴德和8.1米双子座南望远镜，分别。我们检测硒和/或氪发射线在这些对象中的8个，第一次检测的n-捕获元素在麦哲伦云PNE。我们的丰度分析表明，大的S-过程富集的Kr（0.6-1.3德克斯），在六个PNE中，它被检测到，和硒富集0.5-0.9德克斯在五个对象。我们还估计上限Rb和Cd在这些对象中的丰度。我们对LMC的丰度结果与假设一致，即在年轻的富气星系中，具有2- 3 M $_{\odot}$祖细胞的PNe在PN光度函数的亮端占主导地位。我们没有发现显着的s-过程富集和其他元素丰度，中心恒星温度，或祖质量之间的相关性，虽然这可能是由于我们的小样本量。我们从我们的光谱中确定了S的丰度，发现大多数天体的[S/H]与[Ar/H]在0.2 dex以内一致，但在某些PNe中比[O/H]低0.2-0.4 dex，这可能是由于O通过第三次疏浚而富集。我们的研究结果表明，n-捕获元素可以检测到PNe属于附近的星系与地面望远镜，允许S-过程富集PN人口与确定的距离进行研究。
2016-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra -- IV. Zr, La, Ce, Eu
恒星质量和金属丰度是影响中子捕获过程的因素。因此，ISM的富集度和中子捕获元素的丰度随时间而变化，使它们成为银河系化学演化的合适探针。在这项工作中，我们做了一个差分比较的中子捕获元素丰度确定在本地磁盘（S）和凸起，重点是尽量减少可能的系统性影响的分析，目的是找到可能的差异/相似性之间的人口。从高分辨率光谱中测定了45颗球巨星和291颗盘巨星中Zr、La、Ce和Eu的丰度。通过使用SME代码拟合合成光谱来确定丰度。使用丰度和运动学的组合将盘样品分离成薄/厚盘组分。我们发现平坦的Zr，La，Ce的趋势在凸起，与一个$\sim 0.1$指数较高的La丰度相比，磁盘，可能表明较高的s-过程的贡献La在凸起。[Eu[Fe/H]随[Fe/H]的增加而降低，在[Fe/H] $\sim -0.4$附近有一个平台，表明在所有群体中与$α$ -元素类似的富集。我们发现，r-过程占主导地位的中子捕获生产在早期的磁盘和凸起。[La/Eu]系统地高于厚盘，这表明a）SN II的量不同或b）两个群体中s过程的贡献不同。考虑到[（La+Ce）/Zr]，核球和厚盘紧密相连，表明高/低质量渐近巨星分支星的比例相似。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Untangling the Sources of Abundance Dispersion in Low-metallicity Stars II: Neutron Capture Elements
本研究通过高精度光谱分析，揭示低金属含量恒星中重元素丰度分散的来源，发现s和r过程元素的内在分散程度高于轻元素，并探讨了超新星产率分布对丰度分散的影响。
2025-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precision mass measurements on neutron-rich rare-earth isotopes at JYFLTRAP - reduced neutron pairing and implications for the $r$-process calculations
$r$过程丰度模式中的稀土峰值敏感地取决于天体物理条件和该地区核结构的微妙变化。这项工作采取了重要的一步，阐明了核结构，并通过精确的原子质量测量在JYFLTRAP双潘宁陷阱减少$r$过程计算的不确定性。首次测量了$^{158}$ Nd、$^{160}$ Pm、$^{162}$ Sm和$^{164-166}$ Gd，并大大提高了$^{156}$ Nd、$^{158}$ Pm、$^{162,163}$ Eu、$^{163}$ Gd和$^{164}$ Tb的精密度。用双中子分离能$S_{2n}$和中子配对能度$D_n$研究了核结构。数据不支持在$N=100$存在子壳层闭合。中子配对被发现比理论质量模型预测的要弱。对计算的$r$过程丰度的影响进行了研究。观测到了大量的变化，导致更平滑的丰度分布和与太阳$r$过程丰度更好的一致性。
2018-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Traits for chemical evolution in solar twins: Trends of neutron-capture elements with stellar age
利用低质量FGK型恒星不同时刻的空间相丰度分布，可以探索驱动银河系化学演化的物理过程。在恒星演化的最后阶段，它们会经历多次核合成，每次都在不同的时间尺度上产生不同的化学元素，因此找到在宇宙时间内有简单变化的丰度比仍然是一个挑战。使用Bedell等人2018年高精度测量的80个太阳双胞胎的年龄和30种元素的丰度，我们搜索了所有可能的丰度比组合，这些组合随年龄呈线性趋势。我们发现了55个这样的比例，所有结合的中子捕获元素和另一个由不同的核合成通道产生的。我们恢复了[Y/Mg]、[Ba/Mg]和[Al/Y]的比值，发现[C/Ba]与年龄的相关性最大，斜率为$0.049 \pm 0.003~\mathrm{dex/Gyr}$，从而限制了太阳双星丰度比的时间依赖性。我们的研究结果表明，使用S-过程元素，代替铁，作为参考约束太阳附近的化学演化模型。我们的研究说明了如何从高分辨率光谱中测量各种各样的化学元素，这是应对当前理解银河系形成和演化挑战的关键。
2019-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The R-Process Alliance: The Peculiar Chemical Abundance Pattern of RAVE J183013.5-455510
我们报告的光谱分析的RAVE J183013.5-455510，一个非常贫金属的恒星，高度增强的CNO，并与可辨别的贡献，从快速中子捕获过程。没有证据表明这个物体是二进制的。它的[Fe/H]=-3.57，是目前观测到的金属丰度最低的恒星之一，有18个中子捕获元素。Ba、La和Ce的丰度高于太阳系r过程预测值，这表明在如此低的金属丰度下，一定存在着r过程元素的非标准来源。一个合理的解释是，这种增强源于中子星合并事件中以异常快的速度喷射的物质。我们还探讨了中子俘获元素是在旋转大质量恒星的演化和爆炸过程中产生的可能性。此外，基于与零金属丰度微弱超新星的产量比较，我们推测RAVE J1830-4555是由两种祖星类型预富集的气体云形成的。从分析的基础上盖亚DR 2测量，我们表明，这颗恒星的轨道特性类似于银河系金属弱厚盘恒星星族。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron degeneracy and plasma physics effects on radiative neutron captures in neutron star crust
本文研究了中子星壳内辐射中子俘获反应（$n,γ$）的天体物理反应速率。高密度简并中子的存在（主要在地壳内部）会极大地影响反应速率。假设中子的麦克斯韦-玻尔兹曼分布的标准速率可以将速率低估几个数量级。考虑中子简并度，推导了各种条件下反应速率的简单解析表达式。我们还讨论了等离子体对中子辐射俘获反应中出射辐射跃迁通道的影响，并表明这些影响也可以使反应速率增加几个数量级。此外，利用细致平衡，我们分析了中子简并度和等离子体物理对反向（$γ,n$）光致衰变的影响。我们讨论了反应速率对温度和中子化学势的依赖关系，并概述了这些反应在中子星地壳中的效率。
2012-07-25 astro-ph.SR nucl-th
High-resolution spectroscopy of extremely metal-poor stars in the least evolved galaxies: Bootes II
我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的四个最明亮的确认红巨星在超微弱的矮星系牧夫座II（Boo II）。这些恒星都位于Boo II金属丰度分布函数的贫金属尾部。这些恒星中所有可探测元素的化学丰度模式与星系晕的化学丰度模式一致。然而，这四颗恒星都有无法检测到的中子捕获元素Sr和Ba，其上限与晕或其他矮星系中检测到的最低值相当。其中一颗恒星的径向速度随时间变化很大，这表明它是一个双星系统。它的可变速度可能增加了过去的Boo II速度分散的测定。我们的四颗恒星跨越了有限的金属丰度范围，但它们增强的α丰度和低的中子捕获丰度与Boo II被非常少的几代恒星富集的解释一致。Boo II的化学丰度模式证实了一种新的趋势，即最暗的矮星系具有不同于晕的中子捕获丰度，这表明晕星中中子捕获元素的主要来源可能不同于超暗矮星。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-Capture elements in planetary nebulae: first detections of near-Infrared [Te III] and [Br V] emission lines
我们在行星状星云（PNe）的光谱中发现了两条新的近红外发射线：[Te III] 2.1019 $μ$ m和[Br V] 1.6429 $μ$ m。[Te在NGC 7027和IC 418中都检测到[III]，而在NGC 7027中观察到[Br V]。这些观测是由位于拉帕尔马的10.4米加那利大望远镜上的中分辨率光谱仪EMIR和位于麦克唐纳天文台的2.7米哈兰·J·史密斯望远镜上的高分辨率光谱仪IGRINS获得的。新的计算这些离子的原子数据，特别是A值和碰撞强度，提出并用于获得离子丰度的Te $^{2+}$和Br $^{4+}$。我们还推导出在近红外光谱中检测到的其他中子捕获元素的离子丰度，并估计总元素丰度的Se，Br，Kr，Rb和Te校正后未观察到的离子。我们推导的富集AGB演化模型的理论预测的比较表明，合理的协议的太阳金属丰度祖星的$\sim$ 2 - 4 M $_{\odot}$。光谱隔离的[Br V] 1.6429 $μ$ m线具有确定星云Br丰度超过光学[Br III]发射线，可以与其他功能混合的优势。最后，Te的测量是特别感兴趣的，因为这个元素超出了S-过程的第一个峰值，从而提供了新的杠杆作用的AGB星产生的反式铁物种的丰度模式。
2018-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origins of Neutron-capture Elements In Globular Cluster M22
本文通过主r过程、弱r过程及低质量渐近巨星分支恒星s过程贡献的组合拟合，解释了球状星团M22中贫s与富s恒星的化学丰度，并揭示s过程贡献随金属丰度升高而增加的趋势。
2025-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of Mo and Ru isotopes in neutrino-driven winds: implications for solar abundances and presolar grains
太阳系中所谓的$p$ -同位素$^{92,94}\mathrm{Mo}$和$^{96,98}\mathrm{Ru}$的起源仍然是一个谜，因为几个天体物理方案无法解释它们。此外，X型（SiC X）的前太阳碳化硅颗粒的数据表现出独特的钼图案，特别是对于$^{95,97}\mathrm{Mo}$。我们研究生产的Mo和Ru同位素在中微子驱动的风与核心坍缩超新星（CCSNe）在广泛的条件。我们发现，质子丰富的风可以作出主导贡献的太阳丰度的$^{98}\mathrm{Ru}$，显著的贡献$^{96}$ Ru（$\lesssim 40\%$）和$^{92}$ Mo（$\lesssim 27\%$），和相对较小的贡献$^{94}$ Mo（$\lesssim 14\%$）。相比之下，富含中子的风对太阳$^{92,94}$ Mo丰度的贡献可以忽略不计，并且不能产生$^{96,98}$ Ru。然而，我们发现，一些中子丰富的风可以解释在SiC X晶粒中的奇特的钼图案。我们的研究结果可以推广，如果类似的条件也得到了其他类型的喷出物在CCSNe或中子星合并。
2018-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Abundances of neutron-capture elements in thin- and thick-disc stars in the solar neighbourhood
这项工作的目的是确定的中子捕获元素的薄和厚盘F，G和K星在几个天区附近的北黄道极和比较的结果与银河系化学演化模型，探索元素梯度根据恒星年龄，平均银河中心距离，和最大高度以上的银河平面。观测数据是由莫勒泰天文台的1.65米望远镜和光纤高分辨率摄谱仪获得的。元素丰度的测定使用差分光谱合成与MARCS恒星模型大气和占超精细结构的影响。我们确定了424薄和82厚盘星的Sr，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm和Eu的丰度。与薄盘星相比，厚盘星的样品显示出[Eu/Mg]随着[Fe/H]的增加而明显减少，这为这两个银河系成分的不同化学演化提供了更多证据。对于所研究的薄盘星，绝大多数s-过程主导元素与年龄斜率的绝对相关性略为负，而r-过程主导元素与年龄斜率的绝对相关性为正。我们的薄盘星的样本年龄从0.1到9 Gyr，给出了[Y/Mg]= 0.022（$\pm$ 0.015）-0.027（$\pm$ 0.003）* 年龄[Gyr]的关系。对于厚盘恒星，当我们还考虑到其他研究的数据时，我们发现[Y/Mg]不能作为年龄指标。薄圆盘中的径向[El/Fe]梯度对于s-过程为主的元素是可忽略的，并且对于r-过程为主的元素变成正的。垂直梯度对于轻s-过程为主的元素是负的，并且对于r-过程为主的元素变为正的。在厚盘中，径向[El/Fe]斜率可以忽略不计，垂直斜率主要为负值。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
