Abundances of Mg and K in the atmospheres of turn-off stars in Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们测定了银河系球状星团47 Tuc中53颗（Mg）和75颗（K）关闭（TO）恒星大气中Mg和K的丰度。所获得的丰度，连同那些Li，O和Na，被用来寻找K和其他轻元素，Li，O，Na和Mg的丰度之间的可能关系，以及TO恒星的化学成分和它们的运动学性质之间的联系。Mg和K的丰度使用档案VLT火焰/GIRAFFE光谱，结合一维NLTE光谱合成方法进行测定。谱线轮廓计算与MULTI代码，使用ATLAS 9恒星模型大气。我们还利用三维流体动力学CO 5 BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算的3D-1D LTE丰度校正的谱线的Mg和K，以评估对流的影响，其形成在大气中的TO星。所确定的平均丰度与铁的比率及其RMS变化，由于恒星之间的丰度蔓延是$\langle{\rm[Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D NLTE}=0.47\pm0.12$，和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D NLTE}=0.39\pm0.09$。虽然数据表明在[K/Fe]-[Na/Fe]平面中可能存在弱相关性，但其统计显著性较低。K和其他轻元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，我们没有发现任何显着的相关性或反相关性之间的[Mg/Fe]和[K/Fe]比和投影距离集群中心。同样，没有发现个别恒星的绝对径向速度与其大气中Mg和K的丰度之间的关系。对于本研究中使用的Mg和K线…
2018-04-26 astro-ph.SR
Iron abundance in the atmosphere of Arcturus
根据对铁丰度敏感的弱谱线的剖面或剖面区域，确定了大角星大气中铁的丰度。用MARCS大气理论模型合成了Fe Ⅰ和Fe Ⅱ的选定谱线。根据Hinkle和Wallace（2005年）的图集中提供的高光谱分辨率谱线观测剖面，获得了大角星的铁丰度值$A = 6.95 \pm 0.03$和径向-切向宏观湍流速度值$5.6 \pm 0.2$ km/s。太阳作为恒星时也有同样的物理量，分别是$7.42 \pm 0.02$和$3.4 \pm 0.3$ km/s。大角星的铁丰度相对于太阳铁丰度，用微分法测定为[Fe/H] $=-0.48 \pm 0.02$。
2015-09-05 astro-ph.SR
Project VeSElkA: results of abundance analysis for HD53929 and HD63975
VeSElkA项目（元素丰度垂直分层）已经启动，目的是探测和研究化学性质特殊的恒星大气中元素丰度的垂直分层。在流体动力学稳定的恒星大气中，由于原子扩散引起的元素迁移，会发生异常层化。从VeSElkA样本中选择了两颗HgMn星，HD 53929和HD 63975，并使用ZEEMAN 2代码进行了分析，目的是检测一些丰度特性。本文介绍了最近用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS偏振分光光度计观测到的HD 53929和HD 63975的丰度分析结果。在这两颗恒星的大气中发现了磷垂直分层的证据。在这两种情况下，磷丰度强烈增加向表层。这两颗恒星大气中Mn的强烈过剩证实了它们是HgMn型恒星。
2018-03-13 astro-ph.SR
Abundances of Na, Mg, and K in the atmospheres of red giant branch stars of Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc中32颗RGB恒星大气中Na、Mg和K的丰度，目的是研究Na-K和Mg-K相关/反相关的可能存在，类似于最近在另外两个GGC（NGC 2419和2808）中发现的相关。K，Na和Mg的丰度测定使用高分辨率2DF光谱获得的AAT。一维NLTE丰度估计是使用一维流体静力学ATLAS 9模型大气和用MULTI软件包合成的谱线剖面获得的。我们还使用了三维流体动力CO5BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算三维-一维LTE丰度修正，$Δ_{\rm 3D-1D~LTE}$，用于我们研究中使用的钠，镁和钾的谱线。这些丰度校正被用来了解对流在形成谱线中的作用，以及估计与三维流体动力学和一维流体静力学模型大气中获得的丰度的差异。在我们的RGB恒星样本中，由于恒星与恒星之间的丰度差异，元素与铁的平均丰度比及其RMS变化为$\langle{\rm [Na/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.42\pm0.13$、$\langle{\rm [Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.41\pm0.11$和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.05\pm0.14$。我们发现，在这里研究的三种元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，没有丰度的趋势，从集群中心的距离，也没…
2017-07-27 astro-ph.SR
VeSElkA: Vertical Stratification of Element Abundances in CP stars
一部分的上主序星，称为化学特殊（CP）星，显示出显着的丰度异常，主要是由于这些恒星的恒星大气中的化学元素的原子扩散。缓慢旋转的CP星可能有流体动力学稳定的大气层，其中引力和辐射力之间的竞争导致原子扩散，这可能是CP星中观察到的丰度特性的原因。最近，VeSElkA（元素丰度垂直分层）项目启动，旨在探测和研究CP星大气中元素丰度的垂直分层。本文介绍了最近用ESPaDOnS对几颗慢转CP星（V $\sin{i}$ <40 km/s）进行丰度分析的结果。在HD~22920、HD~41076、HD~95608、HD~116235、HD~148330和HD~157087的恒星大气中发现了几种化学元素垂直丰度分层的特征。
2020-03-05 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. V. Oxygen abundance in the metal-poor giant HD 122563 from OH UV lines
虽然氧是早期星系演化的重要示踪物，但在[Fe/H] <-2.5时，其丰度与金属丰度的趋势仍然相对知之甚少。这部分是由于缺乏可靠的贫金属恒星氧丰度指标，部分是由于一维LTE丰度分析的缺点。在这项研究中，我们确定了贫金属晕巨星HD 122563使用三维流体动力学CO 5 BOLD模式大气中的氧丰度。我们的主要目标是了解3D LTE分析是否有助于提高从OH UV线确定的氧丰度的可靠性，与使用标准1D LTE方法获得的氧丰度相比。使用位于308-330 nm波长范围内的71条OH UV线测定HD 122563中的氧丰度。分析是使用高分辨率VLT UVES光谱与一维LTE谱线合成使用SYNTHE包和经典的ATLAS 9模型大气。随后，一个三维流体动力CO 5 BOLD，和一维流体静力LHD模型的气氛中使用，以计算3D-1D丰度校正。为此，与一维LHD模式大气中使用的微湍流速度来自流体动力学CO 5 BOLD模式大气。在以前的研究中，我们发现的1D LTE氧丰度的趋势确定从OH UV线与线参数，如线激发电位和线强度。这些趋势在3D LTE中变得明显不那么明显。使用OH UV线，我们确定HD 122563中的3D LTE氧丰度为A（O）= 6.23 +/- 0.13。这与从OH IR线获得的氧丰度A（O）= 6.39 +/-0.11相当一致，但它明显低于使用禁[OI]线确定的氧丰度A（O）= 6…
2016-11-10 astro-ph.SR
Three-dimensional abundance distributions in ApBp star atmospheres: non-axisymmetric magnetic geometry
在过去，磁性ApBp星大气的数值模型只处理中心偶极磁场的几何形状。这些模型包括原子扩散，根据局部磁场强度和相对于表面法线的方向对金属的丰度进行分层。然而，大多数观测良好的恒星的磁随旋转相位的变化表明，这种假设过于简单。在这项工作中，我们首次建立了一个三维（3D）模型与丰度分层所产生的原子扩散的16种金属，采用非轴对称的磁场几何形状的灵感来自一个真正的ApBp星的配置。我们发现，化学元素在所有三个维度上都以复杂的模式分布，远离简单的环，这些环被认为是假设完美中心偶极磁性几何结构的计算中的主要丰度结构
2017-02-27 astro-ph.SR
A self-consistent empirical model atmosphere, abundance and stratification analysis of the benchmark roAp star alpha Circini
化学奇特（CP）星是研究化学元素微观扩散过程的独特天然实验室。在重力和辐射压的影响下，元素的分凝导致CP星大气中出现强的丰度梯度。因此，这些天体的大气温度-压力结构可能与丰度均匀的正常恒星的大气层有很大差异。在这项研究中，我们进行了一个自洽的，经验模型大气研究的最明亮的快速振荡Ap星α Cir。我们占模式大气计算中的化学分层和评估的重要性，非均匀的垂直元素分布的模式结构，能量分布和氢线配置文件。基于35种元素的52种离子的化学丰度分析，4种元素（Si，Ca，Cr和Fe）的分层建模和随后的大气结构的重新计算的迭代过程，我们推导出一个新的模型大气的α Cir，这是与推断的大气化学的恒星。我们发现Teff=7500 K，logg=4.1，并表明，化学分层模型结构上有显着的影响，并修改氢巴耳末线的形成。我们用光谱测定的α Cir的Teff与这颗恒星的基本有效温度一致。这表明，在冷磁CP星的详细光谱分析推断的温度不受大的系统偏差。
2009-03-20 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
The Solar Photospheric Nitrogen Abundance: Determination with 3D and 1D Model Atmospheres
我们提出了一个新的太阳氮丰度的测定利用太阳光球的三维流体动力学模型，这是更物理的动机比传统的静态一维模型。我们选择了合适的原子谱线，依靠等效宽度测量已经存在于文献中。对于大气建模，我们使用了co 5 bold 3D辐射流体动力学代码。我们研究了偏离当地热力学平衡（非LTE效应）和光球不均匀性（颗粒效应）对丰度的影响。我们还比较了几个图集的太阳通量和中心盘强度目前可用。作为我们分析的结果，光球太阳氮丰度为A（N）= 7.86 +/- 0.12。
2009-12-02 astro-ph.SR
Abundances and search for vertical stratification in the atmospheres of four HgMn stars
利用高分辨率、高信噪比的紫外可见光谱资料，我们对4颗HgMn星（HD 71066、HD 175640、HD 178065和HD 221507）进行了详细的光谱分析。利用光谱合成方法，得到了16种元素的22种离子的平均光球化学丰度。我们发现我们的衍生丰度和以前发表的其他作者之间的协议。对于5个元素，目前有足够数量的合适的线，我们试图通过分析作为光学深度的函数导出的丰度的依赖性来检测垂直化学分层。对于大多数元素和大多数恒星，我们没有发现化学分层的证据，其典型的3σ上限为Δ \log N_elem/N_tot~0.1-0.2 dex/单位光学深度。然而，对于锰在大气中的HD 178065，我们发现令人信服的证据分层。使用Mn丰度的两步模型对谱线剖面进行建模，得到局部丰度在光学深度范围log τ_5000=-3.6至-2.8内近似线性变化约0.7 dex。
2010-02-17 astro-ph.SR
Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD101065
在已知的Ap星中，HD 101065可能是最有趣的天体之一，它展示了非常丰富的稀土元素（REE）光谱。这颗恒星的光度参数非常特殊，任何现代理论计算都无法完全重现，即使是那些解释其大气层化学的计算。在这项研究中，我们调查的作用，失踪稀土线不透明度和准确的丰度和化学分层分析的基础上构建一个自洽的大气模式。我们采用LLmodels恒星模式大气程序，结合DDAFit和SynthMag软件包，推导了52种化学元素的均匀和分层丰度，并构建了一个自洽的HD 101065大气模型。通过最新的大量理论计算，详细地解释了稀土元素谱线的不透明度。结果表明，REE元素在HD101065大气辐射能量平衡中起着关键作用，导致了与正常恒星不同的Balmer跃迁和能量再分配的强烈抑制。引入新的稀土元素谱线列表使我们能够首次重现HD 101065的光谱能量分布，并在异常小的观测Strömgren c1指数与模型预测之间实现了更好的一致性。结合光度法和光谱法，根据丰度和分层分析的迭代过程，我们得到HD 101065的有效温度为Teff=6400K。
2010-04-01 astro-ph.SR
Effective temperatures, rotational velocities, microturbulent velocities and abundances in the atmospheres of the Sun,. HD1835 and HD10700
我们描述我们的程序来确定有效的温度，旋转速度，微湍流速度，和化学丰度的大气中的太阳类恒星。我们使用独立的铁丰度测定，使用所观察到的Fe I和Fe II原子吸收线的拟合。我们选择最好的解决方案，从适合这些光谱特征的模型大气，提供了最好的信心，在确定的日志N（Fe），Vt，和vsini。首先，我们计算了一组采用的微湍流速度的铁的丰度。为了确定最自洽的有效温度和微湍流速度在任何恒星的大气中，我们使用了一个额外的约束条件，我们最大限度地减少依赖的衍生丰度的Fe I和Fe II的激发电位的相应线路。我们分析了太阳和两个著名的太阳型恒星，HD 1835和HD 10700的光谱，以确定它们的丰度，微湍流速度和旋转速度。对于太阳，从其吸收特征的拟合中获得的元素丰度与太阳的已知值吻合得足够好（+/- 0.1 dex）。我们确定了太阳作为恒星的光谱的旋转速度vsini = 1.6 +/- 0.3 km/s。在5807/4.47/+0.2和微湍流速度Vt = 0.75 km/s的模式大气中，对HD 1835，得到了Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线log N（Fe）=+0.2的自洽解，并得到vsini = 7.2 $\pm$ 0.5 km/s。对于HD 10700，采用5383/4.59/-0.6的模式大气和微湍流速度Vt = 0.5 km/s，得到自洽解log N（Fe）= -4.93。Fe I和Fe II谱线产…
2012-02-07 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. III. Line formation in the atmospheres of giants located close to the base of RGB
我们利用最先进的三维流体动力学和经典的一维恒星模型大气来研究对流对位于红巨星分支RGB底部附近的四颗红巨星大气中各种原子和分子谱线形成特性的影响（$T_{\mathrm eff}\approx5000$ K，$\log g=2.5$），并通过四种不同的金属度表征，[M/H] = 0.0，-1.0，-2.0，-3.0。对流在谱线形成中的作用借助于丰度校正来评估，即，在3D和1D模型大气中，对于特定谱线的给定等效宽度预测的丰度差异。我们发现，对于某些中性原子的线，丰度修正强烈地依赖于给定的模型大气的金属丰度和线激发势。虽然在太阳金属丰度下，中性元素和电离元素的所有谱线的丰度修正值都很小，但对于电离势低、$χ$从低到中的中性元素谱线，它们会随着金属丰度的降低而迅速增加，极端值达到-0.6. 0.8德克斯在所有这些情况下，大的丰度校正是由于在三维流体动力学模型中的水平温度波动。分子谱线的绝对改正对下垫面模式大气的金属丰度非常敏感，在[M/H] = -3.0（CO为-1.5 dex）时，绝对改正值可能大于-0.5 dex。我们还发现，在3D模型计算中的散射的近似处理导致的丰度校正，改变小于~0.1德克斯，无论是原子和分子（CO）线，相对于散射被视为真正的吸收在整个大气中的模型，与最大的差异的共振和低激发线。
2013-10-29 astro-ph.SR
New limb-darkening coefficients and synthetic photometry for model-atmosphere grids at Galactic, LMC, and SMC abundances
使用修正的对流参数和更新的不透明度分布函数计算了新的MCA 9模式网格，用于代表太阳、[M/H] =+0.3、+0.5、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）丰度的化学成分。网格覆盖T（eff）= 3.5- 50 kK，从log（g）= 5.0到有效Eddington极限。对于这些模型以及Castelli的可比“新ODF”网格，在UBVRIJHKLM、uvby、ugriz、WFCAM、Hipparcos/Tycho和Kepler通带中提供了临边变暗系数和合成测光。给出了新模型的磁通分布。说明了边缘暗化系数对所采用物理的敏感性。
2010-11-13 astro-ph.SR
The heavily polluted atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们报道了一颗新的严重污染的白矮星的发现。DAZ白矮星GALEX J193156.8+011745是在GALEX/GSC对紫外线过量天体的联合调查中确定的。在ESO NTT获得的光学光谱显示镁和硅的强吸收线和详细的丰度分析的基础上VLT-Kueyen UVES光谱揭示硅和镁的超太阳丰度，和近太阳的氧，钙和铁的丰度。总体丰度模式显示出白矮星大气层正在不断吸积的迹象。红外光谱能量分布显示，在H和K波段可能与吸积源有关的过剩。
2010-02-10 astro-ph.SR
Abundance analysis for long period variables. Velocity effects studied with O-rich dynamic model atmospheres
测量AGB星的表面丰度是研究中低质量恒星在最后演化阶段内部核合成和混合效应的重要工具。然而，AGB星的大气层会受到恒星脉动和星风发展的强烈影响，因此这些天体的丰度测定应该基于动态模型大气层。我们调查恒星脉动和质量损失的影响，选定的光谱特征（线轮廓，线强度）的外观和派生的元素丰度进行系统的比较流体静力学和动力学模型大气。在近红外范围内的高分辨率合成光谱计算的基础上两个动态模型大气（在脉动周期的各个阶段），以及网格的流体静力学COMARCS模型。在这两种情况下，原子和分子线的选择的等效宽度，并相互比较。在动态模型的情况下，所有研究的特征的等效宽度在脉动周期内变化。用一套流体静力学模式一致地再现所导出的变化是不可能的，但在特定的流体静力学大气模式的帮助下，可以很好地再现几个单独的相位和光谱特征。此外，我们表明，在等效宽度的变化，我们发现的基础上采用的动力学模型大气同意定性与观测结果的Mira R Cas在其光周期。我们的建模结果形成了一个起点，以处理强动态AGB星（即，长期变量）。
2010-04-20 astro-ph.SR
The solar photospheric nitrogen abundance. Analysis of atomic transitions with 3D and 1D model atmospheres
背景：近年来，太阳化学丰度的研究已经相当详细，因为不同的指标，即推断太阳金属丰度的差异值，一方面是借助太阳大气三维流体动力学模型进行光谱化学成分分析得出的“太阳下”光球丰度，另一方面是日震学推断的高金属丰度。目标：在以前的工作中使用CO 5 BOLD 3D流体动力学太阳模型研究了太阳氧丰度之后，我们采用了类似的方法研究了太阳氮丰度，因为该元素占整个太阳金属丰度Z的很大一部分。实验方法：我们使用的原子谱线的选择，以确定太阳氮丰度，主要依靠在文献中的等效宽度测量。我们调查的丰度分析的影响，从当地的热力学平衡（“NLTE效应”）和光球的不均匀性（“造粒效应”）的偏差。结果：我们推荐使用太阳氮丰度A（N）=7.86+-0.12，其误差线反映了线到线的散射。结论：基于CO 5 BOLD的氮和氧丰度所暗示的太阳金属丰度在0.0145<= Z <= 0.0167的范围内。这一结果是一个步骤，协调光球丰度与日震约束Z。我们最合适的估计是Z=0.0156和Z/X=0.0213。
2009-03-19 astro-ph.SR
Two-dimensional non-LTE \ion{O}{I} 777\,nm line formation in radiation hydrodynamics simulations of Cepheid atmospheres
氧丰度测量对于理解恒星结构和演化非常重要。在造父变星中测量，它们进一步提供了银河系金属丰度梯度和化学动力学演化的线索。然而，大多数造父变星的丰度分析迄今已基于一维（1D）流体静力学模型大气。在这里，我们测试了这种方法的有效性的关键氧丰度诊断，\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$ ~三线。我们进行了两个不同的造父变星大气的二维辐射流体力学模拟的二维非LTE辐射传输计算，恒星参数$T_\mathrm{eff}= 5600$ K，太阳化学成分，和$\log\,g= 1.5$和$2.0$，分别对应于9和3天的脉动周期。我们发现，2D非LTE与1D LTE丰度差异范围从$-1.0$ ~dex到$-0.25$ ~dex取决于脉动相位。2D非LTE与1D非LTE丰度差异的范围为$-0.2$ ~dex至$0.8$ ~dex。当造父变星大气最接近流体静力平衡时，丰度差异最小，对应于$0.3$到$0.8$附近的相位，我们建议观察者使用1D流体静力模型从\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$三重态导出氧丰度。
2019-04-17 astro-ph.SR
Abundance of zirconium in the atmospheres of red giants in Galactic globular cluster 47 Tuc
我们测定了球状星团47 Tuc中327颗红巨星分支（RGB）恒星大气中的锆丰度。一维LTE丰度从档案VLT GIRAFFE光谱，使用一维流体静力学ATLAS 9恒星模型大气和合成Zr I线配置文件计算的SYNTHE包。在RGB星样本中测得的平均锆丰度[Zr/Fe] = +0.38 +/- 0.12，与银河系场星中在该金属丰度下测得的锆丰度以及在其他银河系球状星团中观测到的锆丰度吻合得很好。
2019-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can we trust elemental abundances derived in late-type giants with the classical 1D stellar atmosphere models?
本文比较了一个T_eff= 3640 K，log g = 1.0，[M/H] = 0.0的晚型巨星中各种化学物种的丰度，计算结果与经典的一维恒星大气程序的结果一致。对于这组特定的大气参数，中性原子和分子的3D-1D丰度差异通常很小，但在离子的情况下，它们可能达到0.3-0.4 dex。3D-1D差异通常在较高激发电位下变得越来越负，并且通常在光学波长范围内最大。它们的符号可以是正的也可以是负的，并且取决于给定谱线的激发电势和波长。虽然我们用这种特殊的晚型巨星模型获得的结果表明，1D恒星大气模型可以安全地使用中性原子和分子，但如果使用离子，则应小心。
2009-10-18 astro-ph.SR
The benchmark halo giant HD 122563: CNO abundances revisited with three-dimensional hydrodynamic model stellar atmospheres
我们提出了一个丰富的低金属丰度基准红巨星HD 122563的基础上现实的，国家的最先进的，高分辨率，三维（3D）模型恒星大气，包括非灰色辐射转移通过不透明度分仓与4，12，48箱。在高层大气中，48箱3D模拟达到的温度比相应的1D模型低约300 - 500 K。不透明度分级、采用的线不透明度或化学混合物的微小变化可以使光球层进一步冷却~ 100 - 300 K，并使有效温度改变~ 100 K。一个3D的本地热力学平衡（LTE）光谱分析的Fe I和Fe II线给出不一致的结果，推导出的Fe丰度，我们归因于非LTE效应和系统误差的恒星参数。我们还确定C，N和O的丰度，同时拟合CH，OH，NH和CN的分子谱带和紫外线，可见光和红外线。我们发现碳（+0.03 dex）的3D-1D丰度修正为正值，氮（-0.07 dex）和氧（-0.34 dex）的丰度修正为负值。从6300.3 nm处的[O I]线的分析中，我们得到了比分子线明显更高的氧丰度（3D中+0.46 dex和1D中+0.15 dex）。我们排除了重要的OH光解效应作为可能的解释的差异，并注意到，降低表面重力将减少分子和原子指标之间的氧丰度差异。
2017-12-21 astro-ph.SR
Sodium in the Atmospheres of Thick-Disk Red Giants
用模型恒星大气的方法，从高分辨光谱中测定了10颗厚盘红巨星的大气参数和元素丰度。的[Na/Fe]丰度在大气中的研究恒星和薄盘红巨星的比较分析的结果。钠在厚盘红巨星的大气中没有薄盘红巨星的典型过剩。
2013-11-20 astro-ph.SR
A self consistent chemically stratified atmosphere model for the roAp star 10 Aquilae
内容：化学奇特A型（Ap）星是CP 2星的一个亚群，具有异常的超丰度，包括Fe、Cr、Sr和稀土元素。脉动子群的Ap星，roAp星，目前理想的实验室，观察和模拟脉动签名，以及相互作用的脉动与强磁场和垂直丰度梯度。目的：基于高分辨率光谱观测和观测到的恒星能量分布，我们构建了一个自洽的模型大气，占调制的温度压力结构所造成的垂直丰度梯度，为roAp星天鹰座10（HD 176232）。我们证明，这样的分析可以用来精确地确定脉动建模所需的基本大气参数。方法：对56种鸟类的平均丰度进行计算。对于Mg，Si，Ca，Cr，Fe，Co，Sr，Pr和Nd垂直分层配置文件是经验性地使用ddafit最小化例程与磁谱合成代码EMAG一起导出的。模型大气是用LLModels代码计算的，该代码考虑了化学元素的个体丰度和分层。结果：对于最终模型，采用Teff=7550 K和log g=3.8。虽然Mg、Si、Co和Cr表现出陡峭的丰度梯度，但Ca、Fe和Sr表现出在log tau_5000=-1.5和0.5之间宽得多的丰度梯度。元素Mg和Co被认为是最分层的，而Ca和Sr显示出强烈的深度变化，丰度高达~ 6 dex。
2012-12-13 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
Carbon, Nitrogen and Oxygen Abundances in Atmospheres of the 5-11 M B-type Main Sequence Stars
测定了22颗距离600秒差距、自转速度慢（vsini达66 km/s）的B型恒星的基本参数和碳、氮、氧丰度。恒星的选择是根据它们的有效温度Teff和表面重力log g，即：Teff在15300和24100 K之间，log g大多大于3.75;因此，选择质量为5-11 M的中等质量的恒星。理论预测，对于具有这样的参数的恒星，其大气中的C、N和O丰度应该与它们的初始值相对应。实现C II、N II和O II线路的非LTE分析。C、N和O的平均丰度分别为log ε（C）= 8.31 ± 0.13、log ε（N）= 7.80 ± 0.12和log ε（O）= 8.73 ± 0.13。这些值是在最近的数据上的C，N和O的丰度附近的B星从其他作者非常好的协议，重要的是，不同的技术，我们和其他作者应用。在排除HR 1810和HR 2938这两颗可以混合的恒星后，我们得到了其余20颗恒星的平均丰度：log ε（C）= 8.33 ± 0.11，log ε（N）= 7.78 ± 0.09，log ε（O）= 8.72 ± 0.12;这些值与Nieva & Przybilla的当前宇宙畸变标准（CAS）非常一致。
2012-12-05 astro-ph.SR
Non-LTE oxygen line formation in 3D hydrodynamic model stellar atmospheres
OI 777 nm谱线是FGK型恒星大气中氧丰度最常用的诊断方法之一。然而，它们在远离局部热力学平衡（LTE）的条件下形成。我们探讨偏离LTE的原子氧，和他们的影响OI线，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于OI 777 nm三重态，我们发现与LTE的显著偏离。这些偏离在具有较大有效温度、较小表面重力和较大氧丰度的恒星中更大。我们提出了OI616 nm、[OI] 630 nm、[OI] 636 nm和OI 777 nm线的预测3D非LTE等效宽度的网格，以及对基于1D LTE的结果的丰度校正。
2015-11-03 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
Radiative Levitation of Silicon in the Atmospheres of Two Hyades DA White Dwarfs
在两颗毕宿四白矮星WD 0421+162和WD 0431+126的表面存在硅元素，需要有机制来抵消向下扩散的影响。辐射悬浮计算表明，在WD 0431+126中观察到的硅丰度对应于辐射悬浮支持的丰度。考虑到辐射悬浮和吸积的详细的随时间变化的扩散计算表明，dM/dt（Si）< 1.00E4 g/s的吸积也可能存在，而不会破坏辐射悬浮所支持的丰度。在WD 0421+162的情况下，必须以dM/dt（Si）= 1.25E5 g/s的速率进行吸积，因为其观测到的硅丰度大于辐射悬浮支持的丰度。这个吸积速率低于吸积-扩散模型给出的吸积速率，因为辐射悬浮减慢了硅的向下扩散。在两颗毕宿白矮星中观测到的硅丰度不能仅仅用吸积来解释。对硅丰度的解释必须考虑到辐射悬浮和吸积之间的相互作用。
2013-10-23 astro-ph.SR
Barium abundance in red giants of NGC 6752. Non-local thermodynamic equilibrium and three-dimensional effects
（节略）目的：我们研究了银河系球状星团NGC 6752中红巨星大气的非定域热力学平衡（NLTE）偏离和均匀性对Ba Ⅱ谱线形成的影响。研究方法：一维（1D）的本地热力学平衡（LTE）和一维NLTE钡丰度推导使用经典的一维ATLAS恒星模型大气。通过使用3D-1D丰度校正调整它们的1D LTE丰度，获得了较低RGB上的8颗红巨星的三维（3D）LTE丰度，即，利用三维流体动力学（CO 5 BOLD）和经典一维（LHD）恒星模型大气从同一条谱线获得的丰度之间的差异。结果：20颗巨星的平均1D钡铁丰度比为<[Ba/Fe]>{1DNLTE} = 0.05 \pm 0.06（stat.）\pm 0.08（系统）。8颗巨星的3D-1D丰度修正值很小（~+0.05 dex），因此对20颗巨星的平均1DNLTE钡铁丰度比只作了很小的修正，<[Ba/Fe]>_{3D+NLTE} = 0.10 \pm 0.06（stat.）\pm 0.10（系统）。单个星团恒星之间的固有丰度分布很小，可以用丰度测定的不确定性来解释。结论：偏离LTE在这里研究的红巨星大气中钡线的形成中起着重要的作用。三维流体动力学效应的作用也不应该被忽视，即使获得的3D-1D丰度校正很小。这一结果是对3D和1D模型大气中水平温度波动和平均温度分布之间差异的个体贡献进行细微微调的结果：由于大小相似且符号相反，它们的贡献几乎相互抵消。
2012-03-27 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
Formation of Zr I and II lines under non-LTE conditions of stellar atmospheres
当Zr丰度从太阳值变化到[Zr/H] =-3时，通过一系列光谱类型考虑锆的两种离子的非局部热力学平衡（非LTE）线形成。使用Zr I的148个能级、Zr II的772个能级和Zr III的基态构建模型原子。结果表明，少数物种Zr I的主要非LTE机制是紫外过电离。非LTE导致系统耗尽的总吸收的Zr I线和正的丰度校正，达到0.33 dex的太阳金属丰度模型。Zr II的激发能级相对于它们在线形成层中的热力学平衡粒子数过多，这是由于从低激发能级的辐射泵浦。结果，线源函数超过普朗克函数，导致Zr II线减弱和正的非LTE丰度修正。这种修正值随着金属丰度的降低和地表重力的降低而增大，当Teff = 5500 K，log g = 2.0，[M/H] =-2时，修正值可达0.34 dex。作为对Zr I-Zr II模型原子的检验和首次应用，在一维LTE模型大气的基础上，测定了太阳的Zr丰度。Zr I和Zr II的线在误差条内给出一致的非LTE丰度，而LTE丰度的差异为0.28 dex。用MAFAGS太阳模型大气获得的锆的太阳丰度为log eps（Zr）= 2.63+-0.07。
2011-02-01 astro-ph.SR
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres. II. Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
上下文为了更好地理解早期宇宙的化学过程，我们需要对我们观察到的贫金属恒星进行更严格的限制。在3D中计算恒星光谱可以模拟复杂的恒星行为，这在1D中无法复制。目的。我们研究的影响，固有的CNO丰度的3D模型结构和由此产生的3D光谱合成。方法.使用CO 5 BOLD模式大气程序对三种不同的CNO化学成分的模式大气进行了三维计算，并对它们的内部结构进行了检验。使用Linfor 3D从这些模型计算合成光谱，并对它们进行比较。新的3D丰度校正的G-波段和选择的UV OH线也进行了计算。结果不同的CNO丰度改变了3D模型的金属含量。这对模型结构和合成结果产生了影响。然而，发现C/O比具有比模型的总金属含量更大的影响。结论.我们的研究结果表明，不同的C/O比的内部结构的3D模型，即使在热关断的明星模型在这里探讨有重大影响。这表明应寻求针对特定CNO丰度的定制3D模型。在这些温度制度下，在1D中看不到这种效应。
2017-01-31 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 astro-ph.SR
Dust in brown dwarfs and extra-solar planets II. Cloud formation for cosmologically evolving abundances
亚恒星物体的寿命非常长。对于较老天体的宇宙学结果是重元素的丰度较低，这导致了天体在金属丰度上的广泛分布，因此在年龄上。在其凉爽的大气中，尘埃云成为主要特征，影响重元素的不透明度和剩余的气相丰度。研究了恒星金属丰度对亚恒星大气尘埃形成的影响，以及对尘埃云结构的影响和对大气的反馈。我们利用数值模拟，我们解决了一组力矩方程，以确定准静态尘埃云结构（DRIFT）。这些方程模型的成核，复合颗粒的动力学生长，它们的蒸发和重力沉降作为一个固定的尘埃形成过程。元素守恒方程增加了这个系统的方程，包括元素补充对流过冲。与大气代码（PHOENIX）的集成允许确定一致的（T，p，v_conv）结构，因此也可以计算合成光谱。DRIFT-PHOENIX模型大气的网格计算了广泛的金属丰度，以便系统地研究整个宇宙演化过程中的大气云结构。我们甚至在最贫金属（[M/H]=-6.0）的褐矮星大气中也发现了尘埃云。只有最年轻的褐矮星和巨型气体行星中质量最大的才能抵抗尘埃的形成。对于非常低的重元素丰度，逆温的发展有一个巨大的影响尘埃云结构。我们进一步表明，灰尘与气体的比例不与对象的[M/H]的线性比例对于一个给定的有效温度。
2009-08-25 astro-ph.SR
Hyperfine Structure and Abundances of Heavy Elements in 68 Tauri (HD 27962)
HD 27962，也被称为金牛座68，是毕宿疏散星团的一颗化学性质特殊的Am恒星成员，位于银河系的本星系臂。我们已经模拟了高分辨率的SOPHIE（R=75000）光谱的68金牛座更新的模型大气和光谱合成，以获得其大气中的化学丰度。特别地，我们研究了各种钡同位素的超精细结构的包含对68金牛座中钡丰度测定的影响。我们还使用从NIST数据库中检索到的更新的准确原子参数推导出了新的丰度。
2017-09-28 astro-ph.SR
Neon and CNO Abundances for Extreme Helium Stars -- A Non-LTE Analysis
利用NLTE模型大气的光谱数据，对BD+10 2179、BD-9 4395和LS IV+6 002三颗极端氦星（EHes）进行了非LTE（NLTE）丰度分析。NLTE TLUSTY模型大气是用NLTE中处理的H、He、C、N、O和Ne计算的。模型大气参数的选择，从考虑到适合观察到的He I线的配置文件和电离平衡的C和N离子。然后使用SYNSPEC程序确定Ne以及H、He、C、N和O的NLTE丰度。LTE氖丰度从Ne I线的EHes：LSE 78，V1920 Cyg，HD 124448，和PV Tel，来自于已公布的模型和估计的NLTE校正应用，以获得NLTE氖丰度。我们表明，这些关键元素，包括Ne，推导出的丰度与冷合并产生的EHe的半定量预测（即，没有核合成过程中合并）的一个He白矮星与一个C-O白矮星。
2010-11-23 astro-ph.SR
A NLTE line formation for neutral and singly-ionised calcium in model atmospheres of B-F stars
我们给出了B-F星中Ca I和Ca II的非局域热力学平衡（NLTE）线形成计算。NLTE丰度修正的符号和大小取决于线和恒星参数。我们确定了9颗恒星的钙丰度与可靠的恒星参数。对于所有的恒星，这两个物种的线可以测量，NLTE丰度被发现是一致的误差范围内。我们从可见光和近红外（IR，8912-27，9890 A）光谱范围内的Ca II线获得一致的NLTE丰度，与LTE相反，其中两组线之间的差异范围为-0.5 dex至0.6 dex。我们的NLTE方法再现了在经典平行面和LTE模型大气中观测到的晚期B型星HD 160762的Ca II 8912-27，9890 A线。在7000 K < Teff < 13000 K，3.2 < log g < 5.0，-0.5 < [Fe/H] < 0.5，Vt = 2.0 km/s的模型大气网格中计算了Ca I和Ca II谱线的NLTE丰度校正。我们的NLTE结果可以应用于钙NLTE丰度测定从盖亚光谱，鉴于准确的连续归一化和适当的处理氢Paschen线提供。的NLTE方法可以是有用的，以改善钙的丰度不足，在上午星，并提供准确的观测约束扩散模型。
2018-03-29 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
Abundance and stratification analysis of the CP star HD 103498
缓慢的旋转和缺乏强烈的混合过程中的大气化学奇特的恒星发展的理想条件下出现的丰度异常通过微观粒子扩散的机制。这使得这些物体在光谱和光度上看起来与它们的“正常”类似物不同。因此，通常很难准确地确定这些恒星的大气参数，需要特殊的方法来对其大气进行一致性分析。本文的主要目的是分析化学奇特星HD 103498大气中化学元素的丰度和层结。我们发现，两个模型的大气计算与个人和分层的丰度提供合理的适合观察到的光谱和光度指标：Teff = 9300 K，logg = 3.5和Teff = 9500 K，logg = 3.6。结果表明，镁有一个大的丰度梯度，在恒星的大气中积累的镁离子在最上层的大气层，而硅表现出相反的行为与积累在深层。此外，详细的非LTE分析表明，所考虑的Mg转变都不是明显的非LTE效应的主题。比较观测到的光度转换为物理单位，我们估计HD 103498的半径为R =（4.56 +/-0.77）Rsun（Teff = 9300K，logg = 3.5）和R =（4.39 +/-0.75）Rsun（Teff = 9500K，logg = 3.6）。我们注意到，缺乏合适的绝对单位的观测，使我们无法在目前的分析阶段唯一地确定恒星的Teff。
2011-06-19 astro-ph.SR
Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
2017-08-22 astro-ph.SR
Systematic investigation of chemical abundances derived using IR spectra obtained with GIANO
为了提高我们对银河系的形成和演化的认识，需要详细的银河系恒星的化学丰度。我们利用GIANO档案光谱选择银河系盘星的样本，以获得它们的化学清单，并比较我们从这些红外光谱中获得的丰度与从光学光谱中获得的化学图案。我们分析了用GIANO观测到的40颗恒星的高质量光谱。我们从测光和盖亚数据发布2（DR 2）视差导出恒星参数;化学丰度用代码MyGIsFOS导出。对于一个子样本的恒星，我们比较了化学图案来自GIANO光谱与来自光谱的丰度。我们推导出所有40颗恒星的P丰度，增加了已知磷丰度的银河系恒星的数量。我们可以得到14种元素的丰度，其中8种也是由光谱得到的。红外光谱和光学光谱的丰度比较结果很好。这些恒星的化学模式是一个预期的银河系盘星，并与文献中的结果一致。GIANO为天文学界提供了一种极其有用的仪器，能够产生高分辨率和宽红外波长范围的光谱。
2018-12-12 astro-ph.SR
Detection of Arsenic in the Atmospheres of Dying Stars
我们报道了在远紫外光谱探测器（FUSE）光谱中观测到的三颗热DA白矮星：G191-B2B，WD 0621 -376和WD 2211 -495的As V共振线的检测。这些恒星的有效温度在60，000 K到64，000 K之间，是已知的金属最丰富的白矮星之一。我们不仅测量了这些恒星中的砷丰度，而且还测量了之前检测到As的三颗DO星：HD 149499 B，HZ 21和RE 0503 -289。在DA星中观察到的砷丰度非常相似。这表明辐射悬浮可能是支持砷的机制。尽管恒星的大气参数相似，但HZ 21的砷丰度明显低于HD 149499 B。另外一种机制可能在这两颗DO星的大气层中起作用。
2014-12-10 astro-ph.SR
Refined Chemical Abundances of Pi Dra and HR 7545 with ATLAS12
我们提出了更精细的元素（C，O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Sr，Y，Zr和Ba）的丰度确定使用计算密集的ATLAS 12大气模型的金属线恒星Pi Dra和HR 7545。我们比较了ATLAS 9模式大气和ATLAS 12模式大气的化学丰度。丰度在不确定性范围内彼此一致。因此，我们认为ATLAS 9可以用于缓慢旋转的化学奇特星，如Pi Dra和HR 7545的丰度分析。
2017-10-26 astro-ph.SR
Spectral lines in the CaII triplet region for RAVE DR6 chemical abundance pipeline
本研究报告的目的是在射电速度实验（RAVE）的框架内，为化学丰度分析提供一份可靠的中等分辨率~7500的钙三重态区干净谱线清单。这样的谱线列表为正在进行的大型光谱测量，如Gaia-RVS，4 MOST和WEAVE提供了普遍的兴趣。
2018-11-15 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ magnetic Doppler imaging of Ap stars - III. Next generation chemical abundance mapping of Alpha 2 CVn
在以前的论文中，我们提出了一个更新的磁场地图的化学奇特的明星阿尔法2 CVn使用ESPaDOnS和Narval时间分辨高分辨率斯托克斯$IQUV$光谱。在本文中，我们专注于映射各种化学元素分布的表面上的α 2 CVn。利用新的磁场图和新的化学丰度分布，我们可以研究α 2 CVn表面化学丰度结构和磁场拓扑结构之间的相互作用。以前试图绘制α 2 CVn的化学丰度图依赖于较低分辨率的数据。利用我们的高分辨率（R= 65，000）数据集，我们提供了元素O，Si，Cl，Ti，Cr，Fe，Pr，Nd和Eu的9个化学丰度图。我们还从Stokes $IQUV$中的Fe和Cr线以及Stokes $IV$中的O和Cl线导出了一个更新的磁场图。这些新的地图推断，从线轮廓斯托克斯$IV$使用磁多普勒成像代码反演10。我们研究这些新的化学地图，并调查与磁拓扑结构的α 2 CVn的相关性。我们发现，元素之间的化学丰度分布不同，有两个不同的组的元素;一个积累接近的径向场的负的一部分，而另一组显示更高的丰度位于径向磁场的顺序为2千克的径向场分量的极性无关。我们比较我们的结果与以前的作品绘制了化学丰度结构的Ap星。除Cr和Fe外，我们没有发现我们重建的结果与其他映射结果之间有明显的趋势。我们也发现缺乏与理论预测的一致性。这表明我们对Ap星水平化学丰度结构的形成以及与磁场的联系的理论理解存在空白。
2014-07-29 astro-ph.SR
Abundance distributions over the surfaces of magnetic ApBp stars: theoretical predictions
最近发表的经验丰度图，通过（塞曼）多普勒映射（ZDM），目前不同意的丰度结构预测的原子扩散的数值模型在磁性大气中的ApBp星。在解决这些差异的第一步，我们提出了一个国家的最先进的网格的平衡丰度分层在大气中的磁性Ap星T_eff = 10000 K和log g = 4.0。16个化学元素的行为，包括预测有关的过度和/或不足的丰度在恒星表面的描述之后，讨论目前被忽视的物理过程的可能影响。
2015-09-29 astro-ph.SR
Chemical Abundances of the S star GZ Peg
渐近巨星分支恒星的化学成分仍然知之甚少，因为它们的大气温度很低，因此存在许多分子跃迁，阻碍了原子线的分析。克服这一困难的一种方法是研究无分子污染区域的谱线。我们选择了其中的一些区域来研究S型恒星GZ Peg的化学丰度。通过光谱分析得到了恒星的参数，发现其金属丰度为-0.77dex，报告了8种元素的化学丰度，并推断出S-过程元素的增强，这是典型的S-型恒星。
2009-03-05 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
Extreme abundance ratios in the polluted atmosphere of the cool white dwarf NLTT19868
我们提出了一个新发现的冷，污染的白矮星NLTT 19868的中间色散光谱和光度数据的分析。在甚大望远镜（VLT）-Melipal上用X射线枪获得的光谱显示出钙的强谱线，以及镁、铝和铁的几条谱线。我们使用这些光谱和光学到近红外光谱能量分布约束NLTT 19868的大气参数。我们的分析表明，NLTT 19868相对于铝和钙是贫铁的。与其他冷的、被污染的白矮星的比较表明，在一个狭窄的温度范围内，Fe/Ca丰度比（Fe/Ca）的变化高达大约两个数量级，NLTT 19868处于Fe/Ca比值的一个极值，相反，NLTT 888处于另一个极值。样本显示了吸积物质成分的极端多样性：在NLTT 888的情况下，吸积物质的推断成分类似于富含铁的行星核心成分，而在NLTT 19868的情况下，它接近地幔或大块地球成分，随后在对流区底部进行化学分离。
2016-02-16 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars II. Spectral line formation in the atmosphere of a giant located near the RGB tip
我们研究了对流在红巨星大气中原子和分子谱线形成中的作用。为此目的，我们研究的谱线，属于一些天体物理重要的示踪元素，包括中性和单电离原子，和分子的形成特性。我们的研究集中在一个典型的红巨星位于靠近红巨星分支（RGB）的尖端（Teff= 3660 K，logg=1.0，[M/H]=0.0）。我们使用了两种类型的模型大气，三维流体动力学和经典的一维，计算与CO 5 BOLD和LHD恒星大气代码，分别。这两个代码共享相同的大气参数，化学成分，状态方程和不透明度，这使我们能够在3D和1D中预测的线形成属性之间进行严格的差分比较。对流对谱线形成的影响进行了评估的3D-1D丰度校正的帮助下，测量与3D流体动力学和1D经典模型大气的化学物种的丰度之间的差异。我们发现对流在这颗红巨星的谱线形成中起着重要的作用。当考虑中性原子和分子的线时，推导出的3D-1D丰度校正很少超过\pm 0.1 dex，这与之前对位于较低RGB的太阳金属性红巨星的发现一致。这种情况与属于电离原子或具有高电离势的中性原子的谱线不同。在这两种情况下，对高激发谱线（χ>8 eV）的修正量可达Δ_3D-1D ~-0.4dex。3D-1D丰度校正通常显示出显著的波长依赖性;在大多数情况下，它们在近红外（1600-2500 nm）中较小。
2012-11-30 astro-ph.SR
NLTE effects on Fe I/II in the atmospheres of FGK stars and application to abundance analysis of their spectra
我们描述的第一个结果，从我们的项目，旨在大规模计算的NLTE丰度校正重要的天体物理原子和离子。在本文中，重点是铁，这是一个代理的恒星金属丰度，通常用于获得有效的温度和重力。我们提出了一个小网格的NLTE丰度修正Fe I线，并讨论如何NLTE效应影响测定的有效温度，表面重力和金属丰度晚型恒星。
2011-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using Molecular Lines to Determine Carbon and Nitrogen Abundances in the Atmospheres of Cool Stars
同时分析5100-5200和7930- 8100 A光谱区的C_2和CN分子谱带，对于精确测定类太阳恒星大气中的碳（C）和氮（N）丰度是一种很有前途的选择。在最近改进了两种分子的分子常数之后，这种新方法的实际实施成为可能。新的分子数据预测了正确的谱线强度和谱线位置;因此，它们被收录在维也纳原子谱线数据库（VALD）中，该数据库被天文学家和光谱学家广泛使用。在本文中，我们证明了分子数据分析提供C，特别是N丰度与原子线的一致。我们通过对三星的分析来说明这一点。考虑到在类太阳恒星的观测光谱中使用N1谱线的困难，我们的结果为使用C_2和CN分子谱线的组合来精确测定氮丰度提供了有力的论据。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
