HD 100453: A Link Between Gas-Rich Protoplanetary Disks and Gas-Poor Debris Disks
HD 100453的红外光谱能量分布（SED）符合幂律和黑体。先前对SED的分析表明，该系统是一颗年轻的Herbig Ae星，具有富含气体的耀斑盘。我们重新审视HD 100453系统的演化状态，通过精炼它的年龄（基于候选的低质量伴星），并通过检查限制盘的范围，质量吸积率，和气体含量的磁盘环境。我们确认HD 100453 B是HD 100453 A的共同自行伴星，光谱类型为M4.0V - M4.5V，年龄为10 +/-200万年。我们没有发现质量吸积到恒星上的证据。Chandra ACIS-S图像显示Herbig Ae星具有L_X/L_Bol和类似于非吸积Beta Pic移动群早期F星的X射线光谱。此外，在吸积活跃的赫比格Ae星的光谱中，该盘缺乏明显的Fe II发射和过量的FUV连续谱，从FUV连续谱中，我们发现吸积速率<1.4 × 10 ^-9 M_Sun/yr^-1。CO J = 3-2强度的敏感上限表明，外盘中的气体可能是光学薄的。假设[CO]/[H2]丰度为1 × 10 ^-4，损耗因子为10^3，我们发现，在外盘中，冷分子气体的质量小于~0.33 M_J，气尘比不超过~4：1。高分数红外过剩光度的组合，一个相对老的年龄，吸积签名的情况下，没有可检测的星周分子气体表明，HD 100453系统是在一个不寻常的状态之间的气体丰富的原行星盘和气体贫乏的碎片盘的演变。
2009-03-03 astro-ph.SR
Detailed analyses of three neutron-capture-rich carbon-enhanced metal-poor stars
大约20%的贫金属恒星（[Fe/H]<-2.0）的碳含量强烈增强（[C/Fe]>+1.0）。这些恒星被称为碳增强贫金属（CEMP）恒星。利用UVES在VLT波段获得的高分辨率光谱对三颗CEMP矮星SDSS J1349 - 0229、SDSS J0912 + 0216和SDSS J1036 + 1212的化学丰度进行了分析。这些[Fe/H]<-2.5的贫金属恒星是从我们正在进行的对SDSS中极贫金属矮候选者的调查中选出的。在这些CEMPs中，SDSS J1349 - 0229已被鉴定为碳星（[C/O]>+1.0）。第一和第二峰s过程元素，以及第二峰r过程元素已被检测到的所有恒星。此外，在其中一颗恒星SDSS J1036 + 1212中发现了第三个r过程峰的元素。我们提出的中子俘获核合成理论的背景下，这些恒星的丰度结果。
2009-09-01 astro-ph.SR
Shocks and a Giant Planet in the Disk Orbiting BP Piscium?
斯皮策IRS光谱支持这样的解释，即位于银河系高纬度的气体和尘埃包裹的恒星BP Piscium是一颗第一颗上升的巨星，而不是经典的金牛T星。我们的分析表明，双鱼座的光谱能量分布可以被建模为一个巨大的行星打开的间隙盘。模拟丰富的中红外发射线光谱表明，固态发射颗粒的轨道BP Piscium主要由~75 K结晶，富镁橄榄石; ~75 K结晶，富镁辉石; ~200 K非晶，富镁辉石;和~200 K退火二氧化硅（“方石英”）。这些尘埃颗粒都是亚微米大小的。巨行星和间隙模型也自然地解释了盘中小尘埃颗粒的位置和矿物学。由盘-行星相互作用产生的盘冲击产生了高度结晶的尘埃，这些尘埃随后被吹出盘的中平面，进入盘的大气层。
2010-08-10 astro-ph.SR
Analysis of old very metal rich stars in the solar neighbourhood
已经确定了一个大多是老的富金属矮星和关闭星的样本，它们具有高离心率和银河平面以上低的最大高度。从它们的运动学来看，内盘是它们最有可能的诞生地。因此，它们的化学印记可能揭示了关于仍然知之甚少的内盘的形成和演化的重要信息。为了探索这些恒星星族的形成历史，我们对富含金属的恒星样本进行了详细的分析。我们得到了金属丰度、α元素丰度、年龄和银河系轨道。对71颗富金属恒星的分析是基于智利拉西拉ESO 1.52米望远镜的FEROS摄谱仪获得的光学高分辨率埃歇尔光谱。C、O、Mg、Si、Ca和Ti的金属丰度和丰度是基于LTE详细分析，采用MARCS模式大气得出的。我们确认这些恒星的高金属丰度达到[Fe I/H]~0.58，并且富金属矮星的样品可以在运动学上分为厚盘、薄盘和中间恒星星族样品。所有样本恒星都显示出太阳α-Fe比率，其中大多数都很老，仍然富含金属。这些轨道表明薄盘、厚盘和中间星群分别形成于距银河中心约8 kpc、6 kpc和7 kpc的位置。厚盘子样本的平均最大高度Z_max~380 pc，低于典型的厚盘星。比较样品星和核球星的α-元素丰度表明，氧与核球或内部厚盘起源相一致。我们的研究结果表明，模型的径向混合和动力学效应的酒吧和酒吧/螺旋臂可能解释这些老的富含金属的矮星在太阳附近的存在。
2011-09-28 astro-ph.SR
Two Populations of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Disk System of the Milky Way
我们提出了一个低分辨率的化学动力学分析，AAOmega星系结构演化巡天（AEGIS）的恒星光谱（$R \sim 1300$），重点关注银河系盘系统内两个关键的碳增强贫金属（CEMP）恒星群：人口略有增加（$L_z < 1000\,$ kpc $\,$ km $\,$ s $^{-1}$）和强迁移（$L_z > 1000\,$ kpc $\,$ km $\,$ s $^{-1}$）群体。基于它们的化学和运动学特征，并与最近文献中发现的类似种群进行比较，我们初步将前者与源自$Gaia$香肠或$Gaia$ -土卫二的异位内晕种群联系起来。后一个种群与金属弱厚盘（MWTD）有关。我们讨论了它们的影响的背景下，银河系的形成历史。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Comparison of Metal-Rich RRab Stars of the Galactic Field with Their Metal-Poor Counterparts
我们调查了35个稳定的RRab星的大气特性，这些星具有银河系RR天琴座星中发现的全范围的周期、光振幅和金属丰度。我们的结果是由坎帕纳斯天文台的杜邦望远镜几年来获得的几千个中阶梯光栅光谱得出的。金属线和H α线的径向速度被用来构建径向速度与脉动相位的曲线。从这些，我们估计径向速度振幅的金属线（光球附近形成）和Halpha多普勒核心（形成在小的光学深度）。我们还测量了当它们出现在初级光上升时的Halpha发射通量。光谱转移到休息波长，分箱成小的相位间隔，并coadded被用来进行模型大气和丰度分析。导出的金属丰度和以前的一些光谱调查相结合，产生一个新的校准的雷登丰度规模。然后，我们将RRab样品在[Fe/H]=-1.0处分为富金属（圆盘）和贫金属（晕圈）组。如此定义的RRab族的大气层在以下方面有所不同：（a）H α发射通量的峰值强度，（b）H α径向速度幅度，（c）动力学重力，（d）恒星半径变化，（e）在最小光之前的光度“颠簸”期间的二次加速度，以及（g）H α谱线加倍的持续时间。我们还检测到H α线加倍在凸点的金属穷人的家庭，但不是在金属丰富的。虽然所有的RRab可能都是核心燃烧氦的水平分支恒星，但富含金属的群体似乎是一个独特的物种。
2016-11-08 astro-ph.SR
JWST Reveals Carbon-rich Chemistry in a Transitional Disk
针对拥有过渡盘的两颗经典金牛座T型星，利用JWST-MIRI中分辨率光谱仪观测发现其含碳分子发射存在显著差异，通过LTE平板模型分析揭示J1615为富碳过渡盘，为行星形成环境的化学多样性提供新见解。
2025-11-11 astro-ph.SR
Observational Properties of the Metal-Poor Thick Disk of the Milky Way Galaxy and Insights into Its Origins
我们已经进行了研究的元素丰度和运动学性质的金属贫样品的候选厚盘星选择从RAVE光谱调查明亮的恒星，以区分目前的场景中的厚盘的形成。在本文中，我们报告了214颗红巨星分支，31颗红团/水平分支和74颗主序星/次巨星分支贫金属星的样本，这有助于增加我们以前的巨星样本。我们发现，厚盘[α/Fe]比增强，并且变化很小（<0.1 dex），与我们以前的研究一致。增强的样品进一步允许，第一次，调查的梯度在金属贫厚盘。对于[Fe/H] <-1.2的恒星，厚盘在α增强中显示出非常小的梯度，<0.03 +/- 0.02 dex/kpc，而我们发现铁丰度的径向梯度为+0.01 +/- 0.04 dex/kpc，垂直梯度为-0.09 +/- 0.05 dex/kpc。此外，我们表明，我们的样本的轨道偏心率分布的峰值更好地同意与模型中的恒星，包括厚盘主要在银河系中形成，与直接吸积的恒星贡献不大。因此，我们的研究结果不赞成直接吸积的恒星从矮星系到厚盘作为一个主要贡献者厚盘人口，但不能区分厚盘的替代模型，如那些调用高红移（富含气体）合并，加热预先存在的薄恒星盘的轻微合并，或有效的径向迁移的恒星。
2011-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gas-Rich Circumbinary Disk of HR 4049. II: A Detailed Study of the Near-Infrared Spectrum
HR 4049是一颗特殊的演化双星，被环双星盘所包围。中红外观测表明，该盘富含分子气体，并呈放射状延伸。为了研究这个圆盘的性质，我们重新分析了Gemini-Phoenix获得的一组高光谱分辨率的近红外观测。这些数据涵盖的吸收线起源于第一泛音的CO和从\hoh在2.3 $μ$ m区域，以及更复杂的发射-吸收曲线从\hoh和基本模式的CO近4.6 $μ$ m。通过使用激发图和从模拟的光谱，我们发现，大部分的CO泛音和\hoh吸收起源于热气体（$T_{\rm ex} \approx 1000$ ~K）与高柱密度，符合中红外数据。CO基波波长范围内的强发射进一步表明盘的内腔中存在大量气体。此外，在圆盘的视线中有一个更冷的成分。泛音线轮廓的详细分析揭示了线宽度的变化是一致的径向扩展磁盘开普勒旋转与更热的气体更接近中央恒星。我们估计质量的主要是$\sim 0.34$ ~M $_{\odot}$，并讨论其进化地位的影响。
2014-08-21 astro-ph.SR
On the Relative Ages of the $α$-Rich and $α$-Poor Stellar Populations in the Galactic Halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的F和G矮星样本研究了晕中富含和缺乏$α$和$α$恒星的年龄。为了实现基于[ $α$ /Fe]的恒星分离，我们提出了一种新的半经验光谱指数方法，并将其应用于低分辨率、中等信噪比的SDSS光谱。该方法可用于直接估算[ $α$ /Fe]，为从低分辨光谱估算[ $α$ /Fe]提供了一种新的、广泛适用的方法。我们测量了主层序的关闭温度，并将其与金属丰度和一组等时线相结合，以估计样本中富含$α$和缺乏$α$的人群的年龄。我们发现所有恒星的年龄都大于8 Gyr，这证实了星系晕是很早就形成的。年龄-金属丰度关系中出现了一个分叉，即在低金属丰度区，富含$α$和贫$α$的恒星是同时代的，而在高金属丰度区，富含$α$的恒星年龄大于贫$α$的恒星年龄。结果表明，$α$富晕星族形成于快速的高恒星形成事件中，具有较浅的年龄-金属丰度关系，而$α$贫晕星族则形成于化学演化时间尺度较慢的环境中.
2014-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gas-Rich Circumbinary Disk of HR 4049 I: A Detailed Study of the Mid-Infrared Spectrum
我们详细分析了奇特演化天体HR 4049的中红外光谱。完整的Spitzer-IRS高分辨率光谱显示了丰富的发射，具有来自CO $_2$和H $_2$ O的突出特征以及来自HCN和OH的可能贡献。我们模拟的分子发射，发现它起源于一个大规模的（$M \gtrsim 8 \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$），温暖（$T_{\rm ex} \approx 500$ K）和径向扩展的气体盘，在红外波长的光学厚度。我们还报告了较少的富集在$^{17}$ O和$^{18}$ O比以前发现和比较斯皮策观测到的早期数据ISO-SWS显示，CO $_2$流量增加了一倍以上，在10年的时间，表明活跃和正在进行的化学演化的circumbinary磁盘。如果气体来自恒星风和尘埃之间的相互作用，这表明尘埃在自然界中可能富含氧气。分子气体在环双星盘的热性质中起着至关重要的作用，它允许可见光加热尘埃，然后捕获尘埃发射的红外光子。这导致盘中更高的温度和更均匀的温度结构。
2013-10-23 astro-ph.SR
Origins of the Thick Disk as Traced by the Alpha-Elements of Metal-Poor Giant Stars Selected from RAVE
厚盘形成的理论可以通过测量恒星元素丰度来区分。我们对从RAVE光谱巡天中选出的贫金属星进行了研究，以确定是否存在大量的贫金属厚盘星（[Fe/H] <~ -1.0），并测量它们的元素丰度。在本文中，我们提出了四个α元素（镁，硅，钙，钛）和铁的子样本的212 RGB和31 RC/HB星从这项研究。我们发现，[α/Fe]比增强，这意味着纯粹的核心坍缩超新星进行富集。这就要求每个恒星形成区域的恒星形成时间都很短。相对缺乏分散的[阿尔法/铁]比率意味着良好的混合在ISM之前的恒星形成。此外，比值与晕相似，表明晕和厚盘共享类似的大质量恒星IMF。我们的结论是贫金属厚盘的α增强意味着，从矮星系类似于幸存的矮星系今天的恒星直接吸积没有发挥重要作用的厚盘的形成。
2010-08-23 astro-ph.GA 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
A 40 Myr Old Gaseous Circumstellar Disk at 49 Ceti: Massive CO-Rich Comet Clouds at Young A-Type Stars
自1995年以来，围绕主序星A型恒星49 Ceti的气体分子盘一直是已知的，但恒星年龄和观测到的一氧化碳分子的起源一直是未知的。现在，我们确定49鲸鱼座作为一个成员的40万年前的阿古斯协会，并提出一个碰撞彗星模型来解释高CO浓度在49鲸鱼座和30万年前的A型星HD 21997。该模型表明，太阳柯伊伯带的大质量（400个地球质量）类似物在围绕一些A型恒星的轨道上，这些大质量主要由彗星状物体组成，这些物体富含CO，可能也富含CO2。我们确定了更多的早期型成员的阿古斯协会和杜鹃/钟表和天鸽协会，这些恒星显示过量的中红外线发射与宽视场红外巡天探测器（WISE）测量。
2012-08-19 astro-ph.SR
On the Chemical and Kinematic Consistency Between N-rich Metal-poor Field Stars and Enriched Populations in Globular Clusters
有趣的化学奇特场星可能反映了它们的恒星演化历史，以及它们在与现在发现的地方不同的环境中的可能起源，这是银河系考古学中最重要的研究领域之一。为了进一步探索这一点，我们已经使用了CN-CH波段约4000 A，以确定富N金属贫场星在LAMOST DR 3。在这里，我们将我们的富N贫金属场星样本扩展到LAMOST DR 5中的~100颗恒星，其中53颗是在这项工作中新发现的。我们研究了我们的样品和APOGEE DR 14之间的共同恒星的轻元素。虽然Mg、Al和Si的丰度通常与富N贫金属场星来自球状星团中富集的星族的假设一致，但对于C、N和O的丰度仍然没有定论。在整合了我们的富N场星和正常贫金属场星的对照样本的轨道之后，我们发现富N场星与对照样本相比具有不同的轨道参数分布，具体地，远心距离，最大垂直振幅（Zmax），轨道能量和z方向角动量（Lz）。富N场星的轨道参数表明它们大多数是内晕星。富N场星的运动学支持它们可能的GC起源。我们真正的富N场星样本的空间和速度分布是重要的观测证据，以限制模拟这些有趣的物体的起源。
2020-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the relatively hydrogen-poor metal rich giants in the globular cluster Omega Centauri
Hema和Pandey（2014）发现的四颗富金属、轻度贫氢或氦增强的巨星中的两颗，以及它们的比较正常（富氢）巨星欧米茄Cen的高分辨率光谱被分析。分析了程序星光谱中MgH带的强度，并由此导出了它们的恒星参数。样品（贫氢）恒星（LEID 39048和LEID 34225）的观测光谱显示出较弱的MgH带，这与正常的比较巨星（LEID 61067和LEID 32169）的光谱不同。LEID 39048和LEID 34225的MgH带的镁丰度比Mg I系的镁丰度低0.3倍或更多。这种差异不能通过在不确定性范围内改变恒星参数来调和。从Mg I谱线和MgH谱带得出的镁丰度的这种差异是不可接受的。这种差异归因于它们大气中的氢缺乏或氦增强。这些富含金属、贫氢或富氦的巨星为欧米茄Cen富含金属的子种群的进化提供了重要的联系。这些恒星提供了第一个直接的光谱证据，证明欧米茄Cen中富含金属的巨星中存在He增强。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
An aluminum/calcium-rich, iron-poor, white dwarf star: evidence for an extrasolar planetary lithosphere?
在白矮星的大气中存在比氦重的元素通常是目前或以前围绕这些恒星运行的岩石天体存在的标志。我们测量了氢大气层白矮星G149-28和NLTT 43806中各种元素的丰度。与其他大气层被重元素污染的白矮星相比，NLTT 43806富含铝，但相对缺乏铁。我们将NLTT 43806中Al和其他八种重元素的相对丰度与大块地球的元素组成、模拟的太阳系外岩石行星、太阳系陨石、其他受污染的白矮星的大气组成以及月球和地球的外层进行了比较。最好的协议被发现与一个模型，涉及到NLTT 43806上的地壳和上地幔物质的混合物吸积。这意味着NLTT 43806是由一个分化的岩石行星围绕的，也许与地球非常相似，它经历了一次碰撞，剥离了它的一些外层。
2011-07-12 astro-ph.SR
The RAVE Survey: Rich in Very Metal-Poor Stars
非常贫金属的恒星在化学演化、恒星形成和星系演化中的许多问题上具有明显的重要性。找到这些恒星的完整样本，这些恒星也足够明亮，可以进行高精度的个体分析，这是相当令人感兴趣的。我们在这里证明，恒星铁丰度[Fe/H] < -2 dex，并下降到低于-4 dex，可以有效地识别在径向速度实验（RAVE）调查的明亮的恒星，而不需要额外的验证性观测。我们确定了校准的钙三重态线测量的RAVE光谱到真正的[Fe/H]的等效宽度，使用高光谱分辨率数据的一个子集的恒星。这些RAVE铁丰度足够准确，足以满足对确证性更高分辨率光谱的需求。我们的初步研究已经从包含大约20万颗恒星的RAVE数据库中确定了631颗[Fe/H] <=-2的恒星。这个基于RAVE的样本对于[Fe/H] <-2.5的恒星是完整的，允许统计样本分析。我们确定了三颗[Fe/H] <=-4的恒星。其中，一颗已知是“超贫金属”星，一颗是已知的碳增强贫金属星，但我们得到[Fe/H]=-4.0，而不是公布的[Fe/H]=-3.3，并得出[C/Fe] =+0.9，[N/Fe] =+3.2，第三颗处于我们的S/N极限。RAVE观测正在进行中，应该证明是一个明亮，容易研究，金属非常贫乏的恒星的丰富来源。
2010-10-21 astro-ph.SR
The depletion of carbon by extra mixing in metal-poor giants
贫金属（[Fe/H] <= -2）但碳正常的巨星和富碳的巨星之间存在明显的二分法。前者在红巨星分支上经历了第一次疏浚后经历了显着的碳消耗，而后者似乎没有经历显着的消耗。我们调查这一点的背景下，额外的混合发生通过热盐不稳定性，由于燃烧的氦-3。我们提出了三种模型的[C/Fe]，[N/Fe]和碳-12/碳-13的演化：一个碳正常的贫金属恒星，和两个恒星，已从1.5太阳质量的AGB同伴吸积材料，一个已收到0.01太阳质量的材料，另一个已收到0.1太阳质量。我们发现碳正常贫金属星的行为很好地再现了这一机制。此外，我们的模型还表明，在富碳恒星中，碳消耗的效率显着降低。这种额外的混合机制能够再现正常碳和富碳恒星的观测特性。
2009-04-15 astro-ph.SR
Searching for Dust around Hyper Metal-Poor Stars
我们研究中红外线通量和光谱能量分布的贫金属恒星与铁丰度[Fe/H] $\lesssim-5$，以及两个CEMP-没有明星，以消除可能性，他们的低金属含量是有关的元素耗尽到尘埃颗粒的碎片盘的形成。这里检查的七颗恒星中有六颗没有中红外过剩。这些无法侦测到的现象排除了许多类型的拱星盘，例如温暖的碎片盘（$T\!\le\!290$ K），或内半径为$\le1$ AU的碎片盘，例如那些与化学上奇特的后AGB光谱双星和RV Tau变星有关的碎片盘。然而，我们不能排除较冷的碎片盘，也不能排除那些与其宿主恒星的流量比较低的碎片盘，例如较小的盘质量，较大的内盘半径，没有小颗粒，甚至是多组分结构，就像化学上奇特的Lambda Bootis星一样。唯一的例外是HE 0107 -5240，它在2- $σ$水平上检测到一个接近10微米的小的中红外过量;如果过量是真实的并且与这颗恒星有关，它可能表明存在（最近的）尘埃气体扬场或双星系统。
2014-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-capture elements in a sample of field metal-poor N-rich dwarfs
本研究测量6颗脱离球状星团的贫金属富氮矮星的中子俘获元素丰度，发现部分恒星存在AGB星贡献的s-过程元素增丰，另部分符合纯r-过程模式，为星团内介质增丰起源提供了观测证据。
2024-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Rare Earth Element Abundance Distributions for the Sun and Five r-Process-Rich Very Metal-Poor Stars
我们已经得出了新的丰度的稀土元素Pr，Dy，Tm，Yb和Lu的太阳光球和五个非常贫金属，中子捕获r-过程丰富的巨星。所有五种元素的光球值与陨石丰度非常一致。对于低金属丰度的样本，这些丰度与一篇姊妹论文中新的Ce丰度相结合，并重新考虑了个别恒星中的一些其他元素，以产生内部一致的Ba，稀土和Hf（56<= Z <= 72）元素分布。这些已被用于恒星和太阳r-过程丰度混合之间的关键比较。
2009-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Why is a flare-rich active region CME-poor?
太阳活动区（AR）是耀斑和日冕物质抛射（CME）这两种最强烈的太阳爆发的主要来源。2014年10月17日至30日，NOAA AR 12192穿越可见盘，产生了超过100个耀斑，其中包括32个M级和6个X级耀斑，但只有一个小型CME。耀斑和日冕物质抛射被认为是同一喷发过程中的两种现象。为什么这样一个耀斑丰富的AR如此CME贫乏？我们比较了这个AR与其他四个AR;两个都是生产性的，两个是惰性的。基于SDO/HMI矢量磁象图的光球参数研究表明，富耀斑的AR 12192与另外两个生产性AR一样，具有比两个惰性AR更大的磁通量、电流和自由磁能，但与两个生产性AR相比，它在耀斑中性线两侧没有强的、集中的电流螺旋度，这表明不存在由高度剪切或扭曲的磁力线组成的成熟磁结构。此外，AR 12192以上的衰减指数相对较低，显示出较强的约束。这些结果表明，生产AR总是很大，并有足够的电流和自由能来驱动耀斑，但耀斑是否伴随着CME似乎与（1）是否有成熟的剪切或扭曲的核心场作为CME的种子，（2）如果覆盖拱廊的约束足够弱。
2016-07-26 astro-ph.SR
An Ultra Metal-poor Star Near the Hydrogen-burning Limit
目前还不清楚低质量恒星是否可以在低金属丰度下形成。虽然第三星族（Pop III）恒星形成的理论模拟显示原恒星盘可以碎裂，但这些模拟不可能辨别这些碎片是否作为低质量恒星存活下来。本文报道了在超贫金属单线光谱双星系统2 MASS J18082002- 5104378中发现的一颗低质量恒星，其轨道周期为P = 34.757 +/- 0.010天。第二颗恒星2 MASS J18082002--5104378 B的质量为M_2 = 0.14_{-0.01}^{+0.06} M_Sun，接近氢燃烧的极限。2 MASS J18082002--5104378系统也在薄盘轨道上，使其成为最贫金属的薄盘恒星系统。2 MASS J18082002--5104378 B的发现证实了低质量UMP星的存在，其短的轨道周期表明，贫金属原恒星盘中的碎片可以导致低质量恒星的形成和生存。我们使用的典型的碎片质量和迁移时间的比例关系，以及已公布的模型的原恒星盘周围的UMP和原始组成的恒星，探索形成低质量的波普III星通过磁盘碎片。我们发现证据表明，太阳质量UMP主恒星周围的低质量副恒星的生存意味着质量为10 M_Sun < M_Star < 100 M_Sun的Pop III主恒星周围的太阳质量副恒星的生存。如果这是真的，这个推论表明，通过磁盘碎片形成的太阳质量Pop III恒星可以存活到今天。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inner edges of compact debris disks around metal-rich white dwarfs
一些富含金属的白矮星（WD）被认为拥有紧凑、致密的粒子盘，这被认为是这些恒星金属污染的原因。在许多这样的系统中，从它们的光谱推断出的盘的内半径是如此接近WD，以至于直接暴露于星光的粒子必须被加热到1500 K以上，并且预计对升华是不稳定的。为了调和这一期望与观测，我们探讨粒子升华的H-穷人碎片磁盘周围的WD。我们表明，由于高的金属蒸汽压，在这些磁盘的特征升华温度是300-400 K高于其原行星类似物，使粒子在更高的温度下生存。然后，我们看看碎片盘的内部边缘的结构，并表明它们应该具有过热的内部边缘，直接暴露于星光，温度达到2500-3500 K。粒子通过边缘向WD迁移（并迅速升华），使其后面的盘免受强烈的恒星加热，使固体的生存可能接近WD。我们的模型与WD+盘系统的观测结果符合得很好，前提是盘颗粒由富硅物质如橄榄石组成，并且尺寸在~（0.03-30）cm范围内。
2012-07-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Using chemical tagging to redefine the interface of the Galactic disk and halo
我们提出了一个化学丰度分布的研究，在14个$α$，奇Z，偶Z，轻，铁峰元素的大约3200个中间金属丰度巨星从APOGEE调查。我们分析的主要目的是探索银盘-晕过渡区之间的-1.20 $<$ [Fe/H] $<$ -0.55作为一种手段来研究这些成分之间的化学差异（和相似性）。在本文中，我们表明，有一个$α$ -贫和$α$ -富序列中的金属贫和中间金属丰度区。利用银河系静止坐标系径向速度和空间位置，我们进一步将我们的样本分离成典型的银河系分量。然后，我们研究了每种组分的Mg、Ti、Si、Ca、O、S、Al、C+N、Na、Ni、Mn、V和K的丰度比，发现如下：（1）在$α$ -元素中，$α$ -贫晕子组在化学上是不同的（特别是O、Mg和S）、Al、C+N和Ni，与确认存在$α$ -贫吸积晕群的文献一致;（2）典型厚盘和晕在所有元素中的化学性质并不完全不同，表明厚盘和晕之间的过渡是平滑的;（3）金属丰度低至[Fe/H] $\sim$ -0.85 dex的贫$α$星子样本在化学和动力学上与薄盘一致，表明薄盘可能延伸到比以前认为的更低的金属丰度，（4）大多数贫金属薄盘星的位置与负的径向金属丰度梯度相一致。最后，我们利用我们的分析提出了一组新的化学丰度平面（[ $α$ /Fe]、[C+N/Fe]、[Al/Fe]和[Mg/Mn]），它们可能能够以一种独立于运动学的干净而有效的方式对银河系成分进行…
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed analysis of a sample of field metal-poor N-rich dwarfs
目标。本工作的目的是比较场富N矮星与球状星团（GC）第二代恒星的详细化学组成，以探讨它们起源于GC的假说。方法.我们已经测量了23种元素（从Li到Eu）的丰度在6个贫金属富N星的样本中（其中3个是第一次指出的），并将它们的化学组成与（i）在经典贫金属星样本中观察到的化学组成和（ii）在GC的第二代恒星中观察到的丰度进行了比较。结果在贫金属的富N星中，C和O略有不足，但[（C+N+O）/Fe]的分散性很小，这强烈表明N富集是CNO处理材料污染的结果。我们样本中的富氮恒星，就像GC中的第二代恒星一样，显示出过量的Na，有时还显示出过量的Al，正如预期的那样，如果这些恒星形成的物质被大质量AGB恒星的喷出物污染的话。这是我们第一次能够在像NGC 6752中观察到的那样的场星中建立反相关Na-O。富氮恒星HD 74000的金属丰度[Eu/Ba]比相当低。在M15的几颗第二代恒星中也观察到这种异常。结论.这一分析支持了这一假设，即今天在该领域观察到的富N恒星是作为GC中的第二代恒星诞生的。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photoevaporation of Grain-Depleted Protoplanetary Disks around Intermediate-Mass Stars: Investigating Possibility of Gas-Rich Debris Disks as Protoplanetary Remnants
碎片盘通常被认为是没有气体的系统，但最近的（亚）毫米观测发现了数十个富含气体的系统。气体成分的来源仍然不清楚，也就是说，它可能是原行星遗迹和/或来自大型天体的次级产物。为了成为原行星的起源，母体原行星盘的气体成分需要在$\gtrsim10{\,\rm Myr}$中存活下来。然而，以前的模型预测$\lesssim 10{\,\rm Myr}$的寿命，因为有效的光蒸发在后期阶段的磁盘演变。在本研究中，我们调查光蒸发的气体丰富，光学薄磁盘周围的中等质量的恒星在后期阶段的磁盘演变。演化的系统被建模为那些辐射力足够强，不断吹出小颗粒（$\lesssim 4 {\,\rm μm}$），这是一个重要的组成部分，通过恒星远紫外线（FUV）诱导的光电加热驱动光蒸发。我们发现，晶粒耗尽减少光电加热，使FUV光蒸发不被激发。极紫外（EUV）光蒸发是主要的，并且产生$2$ - $5\times10^{-10}(Φ_{\rm EUV}/10^{41}{\,\rm s}^{-1})^{1/2}\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的质量损失率，其中$Φ_{\rm EUV}$是EUV发射率。气体成分的估计寿命是$\sim 50 (M_{\rm disk}/10^{-2}\,M_\odot)(Φ_{\rm EUV}/10^{41}\,{\rm s}^{-1})^{1/2}\,{\rm Myr}$，取决…
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Volatile-Rich Circumstellar Gas in the Unusual 49 Ceti Debris Disk
我们提出了哈勃太空望远镜STIS远紫外光谱的边缘盘周围49鲸鱼座，极少数的碎片盘显示亚毫米CO排放之一。光谱中有许多原子吸收谱线，其中大部分来自位于中心恒星视线方向的星周气体。我们确定了视线CI柱密度，估计了总碳柱密度，并对OI柱密度设定了限制。令人惊讶的是，没有看到视线CO吸收。我们讨论了这种非检测的可能解释，并提出了初步估计的碳丰度的视线气体。Cet 49的C/Fe比远大于太阳值，这表明它拥有一个类似于β Picture的富含挥发物的气盘。
2014-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the identification of N-rich metal-poor field stars with future China space station telescope
本文探讨利用中国空间站望远镜（CSST）的紫外敏感设备与无缝光谱仪，通过颜色-颜色图和信噪比≥10的光谱识别富氮贫金属场星，以助力球状星团与星系共同演化的研究。
2023-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Age Difference of 2 Gyr between a Metal-Rich and a Metal-Poor Globular Cluster
球状星团追溯了我们银河系和其他星系的球状组成部分的形成历史，它们代表了宇宙历史上大部分恒星的形成。它们还表现出一系列的金属丰度，贫金属的星团在银河系的恒星晕中占主导地位，而金属丰度较高的星团则在银河系内部，与恒星隆起或厚盘有关。这些星系团之间的年龄差异可以表明银河系的组成部分形成的顺序，特别是哪些星系团是在银河系之外形成的，后来与它们原来的宿主星系一起被吞噬，哪些是在原地形成的。在这里，我们提出了一个富金属的球状星团47 Tuccino的年龄测定通过拟合集群白矮星人口的属性，这意味着在95%的置信度的绝对年龄为9.9（0.7）Gyr。这比从相同模型中推断的贫金属星系团NGC 6397年轻约2.0 Gyr，并提供了定量证据，证明像47 Tuccino这样的富金属星系团比像NGC 6397这样的贫金属晕星系团形成得晚。
2013-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling predicts a molecule-rich disk around the AGB star L2 Puppis
研究结合原行星盘参数化与 ALMA 观测建立 L2 Pup 盘的物理及首个 AGB 盘化学模型，揭示其富碳分子、两类化学机制并估计盘龄。
2024-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The true nature of HE0057-5959, the most metal-poor Li-rich star
本文通过麦哲伦望远镜MIKE光谱仪观测，确认HE0057-5959是迄今最贫金属的富锂巨星，排除了第一次挖掘仍在进行的解释，并提出其高锂丰度可能源于双星系统中大质量伴星的质量转移，且发现强钠过量在极贫金属富锂恒星中普遍存在。
2024-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hints for icy pebble migration feeding an oxygen-rich chemistry in the inner planet-forming region of disks
我们提出了一个协同研究的原行星盘调查内部磁盘气体分子和大规模迁移的固体卵石之间的联系。该样本包括63个磁盘，其中有两种类型的测量：i）空间分辨磁盘图像揭示磁盘卵石（毫米厘米尘埃颗粒）的径向分布，从毫米观测ALMA或SMA，和ii）红外分子发射光谱与斯皮策观察。H2O与HCN、C2 H2和CO2的线通量比都与尘埃盘半径R $_{dust}$反相关，扩展了Najita等人（2013年）关于HCN/H2O和尘埃盘质量的先前结果。通过对所有分子共同的吸积光度的依赖进行归一化，只有H2O光度与盘半径保持可检测的反相关，这表明H2O和R $_{dust}$之间的关系最强。如果R $_{dust}$是由大规模的卵石漂移，如果分子光度跟踪内盘温暖气体的元素预算，这些结果可以很自然地解释与方案，其中内盘化学是由富氧冰卵石从外盘向内迁移的升华。反相关性也检测到所有的分子光度和红外指数n $_{13-30}$，这是敏感的内部磁盘尘埃腔的存在和大小之间。总的来说，这些关系表明，尘埃和气体演化之间的物理互连本地和跨磁盘尺度。我们讨论基本的预测，以测试这种解释和研究卵石漂移，内部磁盘耗尽，和行星形成物质的化学之间的相互作用。
2020-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Very Metal-poor RR Lyrae Star with a Disk Orbit Found in the Solar Neighborhood
缺金属星是了解银河系早期形成的重要示踪物。最近的大规模调查与光度和光谱数据报告了越来越多的缺金属恒星的运动学特征是一致的磁盘恒星星族。我们报告的发现RR~天琴座变量（以下简称RRL），位于厚盘内，并具有与厚盘运动学一致的轨道。我们的目标RRL（HD 331986）位于距离太阳约1 kpc的位置，V=11.3，是迄今为止已知的130个最亮的RRL之一。然而，这个天体几乎没有被研究过，因为它位于银河系的中平面，银河系的纬度大约是-1度。其近红外光谱（0.91-1.32微米）显示除了帕邢系的氢线之外没有吸收线，表明[Fe/H]小于-2.5。它是最缺乏金属的RRL，至少，在RRL中，其轨道与盘运动学一致，尽管我们不能确定它属于哪个盘和晕。这种独特的RRL将为我们提供必要的线索，以进一步研究银河系内部恒星的早期形成，包括高分辨率光谱学。
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
R-process viable outflows are suppressed in global alpha-viscosity models of collapsar disks
坍缩星盘被认为是重元素的丰富工厂，但其流出物是否是富含中子的，因此可能代表快速中子捕获（r-）过程的重要场所，或主要由铁族元素主导的主要问题仍然没有解决。我们提出了第一个全球性的模型，从恒星的祖先和自洽描述的磁盘的演变，其组成，并在响应于恒星地幔的内爆，使用能量依赖的M1中微子运输和α粘度近似湍流角动量运输的外流。我们发现，一个富含中子的，中微子为主的吸积流（NH 4S）的建立只有轻微的-无论是短时间或相对较低的粘度-因为磁盘往往分裂成一个平流盘（ADAF）已经在相对较高的质量吸积率，发射强大的外流，但防止它发展一个热，密集，因此中子丰富的核心。粘性外流在100秒内破坏恒星，爆炸能量接近超新星。如果忽略粘性，一个稳定的星云会形成，其盘面质量约为1 Msun，但无法释放出富含中子的喷出物，而它会产生一个相对温和的爆炸，由中微子驱动的风从其表面吹走。随着喷出物的电子分数接近0.5，所有的模型可能会产生大量的镍56。我们的研究结果表明，基于α-粘度的Mesosar模型是低效的r-过程的网站，真正的磁流体动力学效应可能需要产生富含中子的外流。磁流体动力学湍流产生的相对较弱的有效粘性将改善获得富中子喷射物的前景。
2022-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Targeting Bright Metal-poor Stars in the Disk and Halo Systems of the Galaxy
我们提出了1897个低金属丰度恒星候选者的光谱跟踪结果，这些候选者是从Best & Brilliance（B&B）调查中选出的，使用GMOS-N/S（双子座南北望远镜）和Goodman（SOAR望远镜）光谱仪进行的。从这些低分辨率（$R \sim 2000$）光谱，我们估计恒星大气参数，以及碳和镁（代表$α$元素）丰度比。我们确定了我们的程序星的$56\%$是贫金属的（[Fe/H] $< -1.0$），$30\%$是非常贫金属的（VMP; [Fe/H] $< -2.0$），$2\%$是极贫金属的（EMP; [Fe/H] $< -3.0$）。有191颗碳增强贫金属（CEMP）星，分别在VMP和EMP区产生$19\%$和$43\%$的CEMP分数。在Yoon-Beers $A$（C）$-$ [Fe/H]图中，总共有94颗已确认的CEMP星属于第一组（$A({\rm C}) \gtrsim 7.25$），97颗属于第二组（$A({\rm C}) \lesssim 7.25$）。此外，我们将这些数据与盖亚EDR 3天体测量信息相结合，以描绘新的目标选择标准，该标准已应用于古德曼/SOAR候选人，与B&B目录中的随机抽取相比，识别真正的VMP和EMP星的效率提高了一倍以上。我们证明了这种靶点选择方法可以分别实现[Fe/H] $\leq -1.5$、$\leq -2.0$、$\leq -2.5…
2021-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundance Determination of Metal-Poor Stars with X-Shooter II. - Chemically Disentangling the Halo, Disk and GSE
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文学研究学院）；Theoretical Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理学与天文学系理论天体物理学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）
研究结合X-Shooter观测与文献数据，将贫金属恒星按运动学分类后，发现顺行银盘与银晕的[Sc/Mg]趋势差异显著，还识别出一颗r-I星的特殊丰度特征。
2026-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE abundances of Eu for a sample of metal-poor stars in the Galactic Halo and Metal-poor Disk with 1D and <3D> models
本研究利用NLTE谱线形成及1D和<3D>模型大气，测量银河系晕和贫金属盘贫金属恒星及太阳的铕丰度，发现NLTE修正减少谱线间差异，且对GCE模型参数影响不大。
2025-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Systematic Variations of CO Gas Abundance with Radius in Gas-rich Protoplanetary Disks
CO是原行星盘最常用的气体示踪剂。它的丰度通常被假设为整个盘的温暖分子层的星际比率。但是最近在许多原行星盘中观测到的低CO气体丰度挑战了我们对盘中物理和化学演化的理解。在这里，我们调查的CO丰度结构，在四个充分研究的磁盘和比较它们的结构与预测的CO的化学处理和运输的CO冰包尘埃颗粒在磁盘。我们使用空间分辨的CO同位素线观测和详细的热化学模型来推导CO丰度结构。我们发现，在这些磁盘中的CO丰度随半径变化的数量级。我们表明，虽然化学过程可以有效地减少总柱的CO气体在1万年内的ISM水平下的宇宙射线电离率，耗尽主要发生在深区域的磁盘。没有足够的垂直混合，表层是没有足够的耗尽再现弱CO排放量观察。在三个磁盘中的CO耗尽的径向配置文件是定性一致的卵石形成，沉降和漂移的磁盘的预测。但是，尘埃演化本身并不能完全解释在某些圆盘中观察到的高损耗。这些结果表明，尘埃演化可能发挥重要作用，在运输挥发性物质和耦合的化学动力学研究是必要的，以了解什么原料可用于行星形成在不同距离的中央恒星。
2019-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The First JWST View of a 30-Myr-old Protoplanetary Disk Reveals a Late-stage Carbon-rich Phase
本研究通过JWST首次详细观测约30百万年原行星盘J0446B，发现其内盘富含碳氢化合物，C/O比≥2，表明晚期盘经历富碳阶段，为盘演化最终阶段提供关键观测证据。
2024-12-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Strontium-rich Ultra Metal-poor Star in the Atari Disk Component
发现首颗属于Atari盘分量的超贫金属星J2050$-$6613，其极高[Sr/Fe]和[Sr/Ba]比值表明早期第三族超新星核合成产生了大量锶，为锶起源提供关键约束。
2024-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium-rich giants in the Galactic thick disk
背景：锂是一种脆弱的元素，在恒星内部很容易被破坏。富锂巨星的存在仍然是对恒星演化模型的挑战。目的：我们收集了824个候选的厚盘巨星的高分辨率恒星光谱数据库，这些巨星具有2\，MASS测光和南方自行计划（SPM）测量的自行。为了研究富Li的巨人的性质，我们搜索该数据库以寻找呈现强Li\，I共振线的巨人。方法：我们用MOOG代码和适当的ATLAS-9模型大气对选定的恒星进行了化学丰度分析。利用Fe谱线样品的等效宽度确定了大气参数和铁含量。我们还获得了C，N和O的丰度，并测量或推导出$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素比值的下限，这是对恒星演化状态的明智诊断。结果：我们发现了五颗锂丰度高于1.5的恒星，即根据目前的定义富含锂。其中一颗（SPM-313132）的A（Li）$>$为3.3，因此属于稀有的超级富锂巨星。它的运动学使它成为一个可能的薄盘成员，它的大气参数与它是红巨星分支（RGB）或早期渐近巨星分支上的4\，M $_\odot$恒星是相容的。这个天体是在这个阶段探测到的第一个超级富锂巨星。其他四颗可能是低质量的厚盘恒星，演化超过了RGB光度凸点，这是根据它们的金属丰度和大气参数确定的。其中最进化的是靠近RGB尖端。它具有A（Li）$>$ 2.7和低的$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素比，接近冷底加工预测。
2011-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution study of the abundance pattern of the heavy elements in very metal-poor field stars
EMP星中重元素的丰度不能很好地用一个初始的基本“快速”过程的简单观点来解释。在对“第一颗恒星”样本（80%的恒星的金属丰度[Fe/H]=-3.1 $\pm$ 0.4）进行仔细和均匀的分析后，发现在这个金属丰度下[Eu/Ba]是恒定的，因此富Eu恒星（通常称为“富r”）也是富Ba的。[Ba/Fe]的巨大变化（存在“贫r”和“富r”恒星）表明早期物质没有完全混合。另一方面，[Sr/Ba]与[Ba/Fe]的值的分布出现了明确的上包络和下包络。当[Sr/Ba]<-0.5时，没有发现恒星，当[Ba/Fe]减小时，[Sr/Ba]的散射有规律地增大。为了解释这种行为，我们认为，早期的“附加”过程主要形成第一个峰元素会影响物质的初始组成。对于相同数量的增生物质，这种额外的Sr产生几乎不会影响富r物质（已经含有重要数量的Sr），但会显着改变贫r物质的组成。在CEMP-rs恒星中发现的丰度反映了重元素从一个已不复存在的AGB伴星的转移。但CEMP-no星的重元素丰度呈现出与EMP星相同的特征。
2013-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular gas in debris disks around young A-type stars
根据目前的环星盘演化模式，富含气体的原始盘演化为由第二代尘埃组成的贫气碎片盘。为了探索这些阶段之间的过渡，我们在波段6中使用ALMA在年轻A型恒星周围的七个富含尘埃的碎片盘中搜索了$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O发射。我们在三个碎片盘中发现了分子气体。在所有这些磁盘中，$^{12}$ CO线是光学厚，突出的重要性，在可靠的质量估计不丰富的分子。补充我们的目标清单的文献数据，我们编制了一个体积有限的样本的尘埃丰富的碎片盘周围的年轻的A型恒星在150 pc。我们在样品中获得了高于$\sim 1.4 \times 10 ^4$ Jykms $^{-1}$ pc $^2$的$^{12}$ CO J=2 $-$ 1线光度阈值的CO检测率为11/16。这种高发生率意味着年轻的A型恒星周围明亮的碎片盘中存在CO气体可能更像是规则而不是例外。有趣的是，年轻的FG型恒星周围的尘埃丰富的碎片盘表现出，与A型恒星相同的可探测性阈值，显着较低的气体入射。虽然从原行星到碎片阶段的过渡与一滴尘埃含量有关，我们的研究结果显示出在我们的碎片样本中CO质量的大范围传播，峰值与原行星Herbig Ae磁盘中的峰值相当。在特别富含CO的碎片系统中，气体可能具有原始起源，具有混合盘的特征。
2017-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The big sibling of AU Mic: a cold dust-rich debris disk around CP-72 2713 in the $β$ Pic moving group
分析斯皮策和赫歇尔的档案测量，我们确定了年轻的K7/M0恒星CP-72 2713周围的碎片盘。该系统属于2400万年前的$β$ Pic移动组。我们的新的1.33毫米连续观测，获得了ALMA 7米阵列，揭示了一个扩展的尘埃盘，峰值半径为140 au，可能跟踪的位置的星子带在系统中。与已知的空间分辨碎片盘和质量相当的恒星周围的原行星盘相比，这个盘非常大。人们发现，该半径处的带的动力学激发与行星搅拌是一致的，而嵌入带中的大微行星的自搅拌只有在这些天体非常迅速地形成（例如通过卵石聚集）时才能起作用。通过对光谱能量分布的分析，我们得到了43 K的特征尘埃温度和1.1 $\times$ × 10 $^{-3}$的分光度。后一个值非常高，我们只知道其他四个类似的富含尘埃的柯伊伯带类似物在太阳的40 pc范围内。
2020-06-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The molecular composition of the planet-forming regions of protoplanetary disks across the luminosity regime
对原行星盘的近红外到中红外观测表明，内部区域（<10 AU）富含小型有机挥发物（例如，C2 H2和HCN）。数据趋势表明，较冷恒星（~ 3000 K）周围的盘可能比较热的恒星更富含碳和分子。我们的目标是探索从M矮星到Herbig Ae恒星周围的行星形成区域的组成，并与观测到的趋势进行比较。磁盘物理结构的模型与气体颗粒化学网络相结合，以绘制行星形成区的丰度。N2自屏蔽，X射线诱导的化学，和初始丰度，进行了研究。在“可观察”的大气中的成分进行比较，在行星建设水库居住的中平面。M矮星盘的大气比金牛T或赫比格Ae盘的大气相对更富含分子。微弱的远紫外光通量有助于保持这种复杂性，这是由X射线诱导的离子分子化学增强。N2自屏蔽只有很小的影响，并不能解释在较冷的恒星上观察到的较高的C2 H2/HCN比率。模型生产不足的OH/H2O柱密度比限制在Herbig Ae磁盘，尽管复制的绝对值OH：H2O自屏蔽只增加了这种差异。盘中面含量对初始主要元素储集层敏感。内盘中的气体通常比中面的冰更富含碳，对于较冷恒星周围的盘来说是最重要的。大气中的C/O比似乎大于它实际上是使用可观察到的示踪剂计算时，只是因为气相O2被预测为一个重要的氧气库。这些模型表明，在较冷恒星周围的圆盘内部区域的气体更富含碳;然而，分子发射的计算是必要的，以确认观察到的趋势。
2015-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resurrection of type IIL supernova 2018ivc: Implications for a binary evolution sequence connecting hydrogen-rich and -poor progenitors
对超新星（SNe）同步辐射的长期观测，覆盖了爆炸后一年多的时间，提供了一个独特的机会，通过质量损失率的变化来研究大质量恒星在其生命的最后一千年中的不太了解的演化。在这里，我们提出了我们的一个特殊的类型IIL SN 2018 ivc的长期监测的结果，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在最初的衰变之后，它在爆炸后约一年开始显示出前所未有的重新明亮。这是在同步辐射中显示这种再增亮的罕见例子之一，也是在毫米波长下的第一个例子。我们发现它是在光学薄制度不同的光学厚厘米发射。因此，我们可以稳健地重建星周物质（CSM）的分布，从而重建最后~ 1，000年的质量损失历史。我们发现SN 2018 ivc的前身在爆炸前1,500年经历了非常高的质量损失率（>~10^{-3} Msun/yr），随后在爆炸前经历了中等高的质量损失率（>~10^{-4} Msun/yr）。根据这种行为，我们认为SN 2018 ivc代表了向SNe IIb演化的极端版本，它将贫氢SNe（向SNe Ib/c，没有氢包层）和富氢SNe（SNe IIP，有大质量包层）连接起来。
2023-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spitzer IRS Spectroscopy of the 10 Myr-old EF Cha Debris Disk: Evidence for Phyllosilicate-Rich Dust in the Terrestrial Zone
我们描述斯皮策IRS光谱观测的10万年的老恒星，EF车。从5 μm到35 μm的光谱的成分建模证实，它被LD/L \star ~ 10-3的发光碎片盘包围，包含温度在225 K和430 K之间的地球区特征的尘埃。EF Cha的光谱显示了许多固态特征的证据，与大多数冷的低光度碎片盘不同，但像其他一些10-20百万年前的发光的温暖碎片盘（例如HD 113766 A）。EF Cha碎片盘异常丰富的物种或物种的组合，其发射率类似于细粉，实验室测量的层状硅酸盐物种（滑石，皂石，蒙脱石），这可能是由原始无水岩石材料的水蚀变产生的。尘埃和由此推断的碎片母体也含有丰富的无定形硅酸盐和金属硫化物，可能还有水冰。尘埃中橄榄石与辉石的总比例约为2，这也提供了水蚀变的证据。大质量体积的颗粒大小相当于或低于辐射吹出极限意味着微行星可能会以足够高的速度碰撞，以产生发射尘埃，但不会高到通过撞击处理使微行星脱挥发分。由于层状硅酸盐是由无水岩石和温暖的活性水之间的相互作用产生的，EF Cha的圆盘可能是将水输送到年轻行星系统的陆地区域的路标。
2011-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
MINDS. JWST-MIRI Reveals a Dynamic Gas-Rich Inner Disk Inside the Cavity of SY Cha
本文利用JWST-MIRI中分辨率光谱仪观测SY Cha原行星盘，首次可靠探测到中红外OH和振动-转动CO发射，发现其空腔内盘富含含氧和含碳分子，且与PDS 70相比谱线发射更强、内盘更具动态性。
2024-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Molecule formation in dust-poor irradiated jets I. Stationary disk winds
最近的ALMA观测表明，分子原恒星喷流的最高速度部分是从吸积盘的尘埃升华区（<0.3 au）发射的。然而，形成和生存的分子在内部原恒星盘风，在一个苛刻的FUV辐射场的存在下，没有灰尘，仍然是未知的。我们的目标是确定是否可以合成简单的分子，并在快速和准直无尘盘风或如果一小部分灰尘是必要的，以解释所观察到的分子丰度幸免。这项工作是基于巴黎-达勒姆冲击代码设计的模型辐照环境。无尘化学的基本性质进行了研究，从单点模型。然后使用参数化流动几何学建立层流一维盘风模型。该模型包括随时间变化的化学反应和气相光过程对辐射场的衰减。我们发现，一小部分的H2（<1 e-2），主要是通过H-途径形成的，可以有效地引发分子合成，如CO和SiO高于TK ~ 800 K。原子种类对辐射场的衰减（例如，C，Si，S）通过连续自屏蔽进行。该过程确保通过中性-中性反应有效形成CO、OH、SiO、H2O，以及这些分子的存活。如果温暖（TK > 800 K），预计具有高质量损失率（$\dot{M}_w >$ 2 e-6 Msun/yr）的0级无尘风将富含分子。盘风的分子含量是非常敏感的尘埃的存在和质量分数的幸存的尘埃小到1 e-5显着增加的H2O和SiO的丰度。高速喷流的化学性质是探测其在尘埃中的含量并揭示其发射点的有力工具。需要内部冲击模型来充分利用当前的（亚）毫米观测并为未来的JWST观测做好准备。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Resolution ALMA Observations of Richly Structured Protoplanetary Disks in $σ$ Orionis
本研究通过ALMA对受O9.5型恒星辐照的猎户座σ星云中8个原行星盘开展高分辨率1.3毫米连续谱观测，发现中等紫外环境下几十au内子结构可稳定存在，同时该区域盘多偏小、50au外间隙罕见。
2024-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Improved Laboratory Transition Probabilities for Ce II, Application to the Cerium Abundances of the Sun and Five r-process Rich, Metal-Poor Stars, and Rare Earth Lab Data
最近的辐射寿命测量精确到+/- 5%，使用激光诱导荧光（LIF）的43偶宇称和15奇宇称水平的铈II已结合新的分支分数测量使用傅里叶变换光谱仪（FTS），以确定过渡概率为921线的铈II。这个改进的实验室数据集已被用来确定一个新的太阳光球Ce丰度，log γ = 1.61 +/- 0.01（45条线的σ = 0.06），该值与推荐的陨石丰度非常一致，log γ = 1.61 +/- 0.02。修正的Ce丰度也被推导出了富含r-过程的贫金属巨星BD+17 3248、CS 22892-052、CS 31082-001、HD 115444和HD 221170。在这五颗恒星中，使用了26到40条谱线来测定Ce的丰度，产生了0.01 dex的小统计不确定性，与太阳的结果相似。在贫金属恒星的相对丰度Ce和Eu，一个几乎纯的r-过程元素在太阳中，匹配的r-过程模型预测的太阳系材料。这种一致的匹配与小分散在广泛的恒星金属丰度借给支持这些预测的元素分数。一个配套文件包括这些新的精确丰度结果的解释Ce以及新的丰度结果和解释Pr，Dy和Tm。
2009-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
