Mixing due to internal gravity waves can explain the CNO surface abundances of B-type detached eclipsing binaries and single stars
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Radboud University Nijmegen（奈梅亨拉德堡德大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究使用MESA模拟验证波致混合能否解释B型相接食双星和单星的表面氮丰度观测趋势，发现特定混合水平下模型预测与观测相符，且双星快速自转抑制氮增强，为未来星震学研究提供依据。
2025-07-28 astro-ph.SR
The first stars: CEMP--no stars and signatures of spinstars
（节略）CEMP-没有恒星是“碳增强-金属贫乏”的恒星，原则上没有证据表明中子捕获的s和r元素。我们试图了解它们特有的CNO、Ne-Na和Mg-Al丰度的起源和核合成位点。我们比较所观察到的丰度的核合成预测的AGB模型和模型的旋转大质量恒星内部混合和质量损失。我们还分析了$α$ -和CNO-元素的不同行为，以及参与Ne-Na和Mg-Al循环的元素的丰度。我们发现，CEMP-没有明星表现出的产品，他-燃烧已经通过部分混合和处理的CNO循环，产生低$^{12}$ C/ $^{13}$ C和各种各样的[C/N]和[O/N]比。从$^{12}$ C/ $^{13}$ C vs. [C/N]图中，我们得出结论，无论是AGB星（双星或非双星）的产额还是经典超新星的产额都不能完全解释观测到的CEMP-no星的CNO丰度。一旦考虑到快速旋转的大质量恒星的恒星风的化学贡献，就会获得更好的一致性，其中发生部分混合，导致喷射出不同数量的CNO。CEMP--没有恒星的[C/Fe]、[N/Fe]、[O/Fe]、[Na/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]和[Sr/Fe]比值变化很大。我们表明，来回，部分混合之间的He-和H-区域可能占这种多样性。一些s-元素，主要是第一个峰，甚至可能是由这些过程中产生的CEMP的一小部分-没有恒星。我们提出了一个分类方案的CEMP-没有和低-s星，根据这些连续的来回混合运…
2014-12-18 astro-ph.SR
C, N, O, and Na Abundances of Cepheid Variables: Implications on the Mixing Process in the Envelope
为了研究演化中质量恒星包层中演化诱导混合的性质，我们对12颗不同脉动周期的造父变星进行了广泛的光谱研究（~2-16天），以确定C、N、O和Na的光球丰度，这些是调查氢燃烧产物如何从内部回收的关键要素，基于在Bohyunsan天文台收集的122个宽波长覆盖的高色散阶梯光栅光谱（每个目标约10个）。根据Fe I和Fe II谱线的等效宽度，建立了相应的大气参数，并考虑了非LTE效应，利用光谱合成拟合技术，从C I、O I、NI和Na I谱线中得到了C、N、O和Na的丰度。结果表明，12颗程序星的这些元素丰度显示出非常小的星与星色散（<~0.1-0.2dex），与脉动周期无显著相关性：近日铁（[Fe/H] ~0.0）、中等丰度不足的C（[C/H]~ 0.3）、略过丰度的N（[N/H] ~+0.4-0.5）和轻度超日Na（[Na/H] +0.2）。我们从这些观测事实中得出以下结论：（1）这些CNO丰度趋势可以解释为主要是由于CN循环物质的正则疏浚，而任何显着的非正则深度混合的ON循环气体被排除（虽然只有轻微的混合可能仍然是可能的）。(2)Na的含量虽然不多，但确实过多，这表明NeNa循环的产物也被挖掘出来了。(3)造父变星包络中混合诱导的特性的程度基本上与绝对大小无关;即，也是关于恒星质量的。
2013-03-25 astro-ph.SR
Effect of rotational mixing and metallicity on the hot star wind mass-loss rates
热星风的质量损失率取决于单个元素的丰度。这种依赖性通常是假设比例太阳化学成分。然而，这种方法在演化的旋转恒星中可能不合理。旋转混合将经过hoc处理的物质带到恒星表面，以牺牲碳和氧为代价增加了氮的丰度，这可能会影响质量损失率。我们研究了旋转混合产生的修改后的化学成分对风参数的影响，特别是风的质量损失率。我们使用我们的NLTE风代码来预测风的结构，并比较计算的风的质量损失率的情况下，缩放的太阳能化学成分和CNO循环的影响的组合物。我们表明，对于更高的质量分数的重元素$Z/Z_\odot\gtrsim0.1$的化学成分的变化，从缩放的太阳到hoc处理的缩放的太阳组成并没有显着影响风的质量损失率。由碳和氧引起的缺失的线力由氮线力补偿。然而，对于一个非常低的质量分数较重的元素$Z/Z_\odot\lesssim0.1$的旋转混合显着影响风的质量损失率。此外，金属丰度的质量损失率的下降是在这样的低金属丰度更强。我们研究了不同金属丰度的风动量-光度关系的相关性，并表明对于金属丰度$Z/Z_\odot\lesssim0.1$，该关系显示出较大的分散性，这使得在最低金属丰度时使用这种关系变得不合适。
2014-06-05 astro-ph.SR
Evolution of surface CNO abundances in massive stars
氮碳比（N/C）和氮氧比（N/O）是中等质量和大质量恒星内部对混合最敏感的量。我们进一步研究这些比率的理论性质，以及把最近的观测结果的背景下获得的大质量恒星在银河系和麦哲伦星云的VLT火焰调查。我们认为解析关系和恒星演化的数值模型以及我们自己的恒星大气模型，我们严格重新调查观察到的光谱。在理论方面，N/C与N/O的关系图显示出对初始恒星质量、自转速度和混合过程的性质的依赖性很小，直到N/O的相对富集度达到约4倍，因此该图构成了对观测结果的理想质量检验。火焰调查和理论值之间的比较显示出总体一致，尽管发表的结果的观测分散。CNO产物的某些混合的存在被清楚地证实，但是数据的准确性不足以允许测试旋转恒星的不同模型和日内瓦模型之间的显著差异。我们讨论了为什么部分观察数据点不应被考虑用于这种比较的原因（大部分是由于观察偏倚）。当不考虑这些观测数据点时，分散度降低。最后，N/C vs N/O图可能提供了一种强有力的方法来区分红超巨星阶段之前的蓝超巨星和之后的蓝超巨星。此外，相似低速的红超巨星可能会表现出不同的N富集度，这取决于它们在主序阶段的初始旋转。
2014-04-03 astro-ph.SR
Mixing fraction in classical novae
上下文经典新星是由吸积的白矮星（WD）表面发生的热核失控提供动力的。在观测中，已经检测到新星喷出物中重元素的富集，表明在新星爆发之前，吸积物质与来自下伏WD外层的物质之间存在混合过程。然而，在经典新星的混合分数仍然是不确定的。目标。本文的目的是调查一些元素的丰度比在新星爆发，可用于估计WD混合分数在经典新星。方法.利用恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），考虑不同的WD混合分数，模拟了一系列的新星爆发过程，初始CO WD质量范围为$0.7-1.0\,M_\odot$.结果我们确定了四种元素丰度比（即$\rm (H+He)/\sum CNO$、$\rm (H+He)/Ne$、$\rm \sum CNO/Mg,$和$\rm \sum CNO/Si$）满足确定WD混合分数的条件，其中$\rm (H+He)/\sum CNO$是最合适的混合计。我们还估计了一些典型的经典新星的WD混合分数。此外，我们发现，更高的金属丰度（即更高的WD混合分数）优先伴随着较长的$t_{\rm 2}$（下降的时间从峰值光度的两个幅度）在新星爆发。我们的结果可以用来约束经典新星的混合过程。
2022-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis of light element isotopes in evolved stars experiencing extended mixing
我们目前的红巨星核合成的计算和渐近巨星分支星的人口我经历扩展混合。根据最近的建议，物质传输的假设物理原因是磁化结构的浮力。这种机制的特殊性质是允许快速和缓慢的混合现象，这是再现红巨星所显示的锂丰度扩散所必需的，并在随附的论文中进行了讨论。我们在这里探索这种质量运输的影响CNO和intermediatemass核和比较的结果与现有的证据从进化红巨星和AGB起源的前太阳颗粒的同位素组成。它被发现，一个很好的一般协议之间存在的预测和测量，在这个框架内，我们还显示了哪种类型的观测数据最好的约束的各种参数。我们的结论是，磁浮力，允许在相当不同的速度混合，可以是一个有趣的情况下，探索一起解释CNO核和锂的丰度。
2009-05-27 astro-ph.SR
Exploring masses and CNO surface abundances of red giant stars
给出了质量范围为$1.2$ - $7$ M $_{\odot}$、初始成分类似太阳的恒星演化序列网格。我们专注于这个质量范围内，以估计质量和计算CNO表面丰度的样品观察到的红巨星。恒星模型的计算从零年龄的主序，直到早期的渐近巨星分支（AGB）阶段。M $\leqslant$ $2.2$ M $_{\odot}$的恒星是通过核心的氦闪光而演化的。在这项工作中，采用了一种方法，提高了21 RGB和早期AGB星的观测样本的质量测定。这种方法是基于比较观测得出的有效温度和绝对星等的计算值的基础上，我们的进化轨迹在赫兹-罗素图。通过使用扩展到观测范围的演化轨迹，可以更可靠地确定恒星质量。此外，预测的CNO表面丰度的观测推断值进行比较，以显示多远的标准进化计算可以用来解释现有的观测和说明对流混合的作用。我们发现，额外的混合超出对流边界所确定的史瓦西标准是需要解释观测到的低质量恒星的氧同位素比。最近测定的质子捕获反应和它们的不确定性的$^{16}$ O $/^{17}$ O和$^{14} $ N $/^{15}$ N的比例的影响也示出。发现$^{14}$ N $($ p $,γ)^{15}$ O反应对于预测红巨星中的$^{14}$ N $/^{15}$ N比是重要的.
2015-07-06 astro-ph.SR
NLTE CNO abundances in a sample of nine field RR lyr type stars
首次对9颗RR型天琴座星的光谱中的碳线和氮线进行了直接NLTE分析。我们已经确定了这些元素的丰度与氧一起，并已表明，氮含量增加的金属丰度不足的程序星。我们的结论是，这是第一次疏浚的迹象，发生在红巨星分支的前一阶段，并将在不完整的CNO循环中处理的物质带到恒星表面。这种效应是显着增强的热盐（额外）混合，这是更有效的贫金属RR天琴座恒星。这一点可以从图中清楚地看到，在我们的恒星样本中，随着金属丰度从大约-0.2下降到-2，C/N比逐渐下降。氧丰度取决于金属丰度，这与我们在星族II恒星中看到的情况类似。
2021-06-30 astro-ph.SR
The puzzle of the CNO isotope ratios in AGB carbon stars
以前对AGB碳星氧同位素比率的测定与现有的理论预测不一致。我们的目标是使用新的光谱分析工具重新确定这些恒星中的氧比，并进一步发展对碳和氮同位素比值的讨论，以阐明这个问题。氧同位素比值来自于不同光谱类型和接近太阳金属丰度的银河系AGB碳星样本的K波段光谱。合成光谱计算LTE与球形富碳大气模型和更新的分子线列表。在RGB和AGB相都有额外混合的情况下，用FUNS程序计算了低质量（1.5-3 M_o）AGB星的CNO同位素比值，并与理论计算值进行了比较。对于大多数恒星的16 O/17 O/18 O的比例推导出的是在良好的协议与理论预测确认，AGB星，建立使用FDU后达到的值根据初始恒星质量。就氧同位素比而言，这一事实几乎没有为AGB阶段期间任何额外混合机制的操作留下空间。然而，对于少数具有大的16 O/17 O/18 O的恒星，可能需要这种机制的运作，尽管它们观测到的12 C/13 C和14 N/15 N比值在这种情况下很难调和。此外，J型恒星的16 O/17 O比值往往比正常碳星低，这在以前的研究中已经指出。除了这些特殊的恒星，AGB碳星在17 O/16 O与18 O/16 O图中占据了与太阳前I型氧化物颗粒相同的区域，显示出很小的扩散。这加强了这样一种观点，即这些颗粒可能是在之前的富O阶段在低质量恒星中形成的。
2016-11-19 astro-ph.SR
Physical properties and CNO abundances for high-mass stars in four main-sequence detached eclipsing binaries: V478 Cyg, AH Cep, V453 Cyg and V578 Mon
探索大质量恒星理论演化模型的前提是高精度地确定恒星的物理性质。我们这样做的三个二元系统包含的组件质量超过10 Msun：V478 Cyg，AH Cep和V453 Cyg。新的高分辨率和高信噪比的阶梯光栅光谱被获得，并使用光谱解缠进行分析，产生了改进的轨道要素和组成星的单独光谱。结合对档案光变曲线的重新分析，恒星质量和半径的测量精度分别为1.5-2.5%和1.0- 1.9%。详细的光谱分析，然后得出大气参数和丰度的C，N，O，Mg和Si。还测定了V578 Mon的丰度。这些结果允许详细比较恒星演化模型的预测。在我们的样本中，没有一颗恒星的动力学质量符合它在演化轨道上的位置，这使得质量差异（或者说过光度）在理论建模中成为一个悬而未决的问题。此外，CNO丰度聚集在初始值附近，平均值log（N/C）= -0.56 +/- 0.06和log（N/O）= -1.01 +/- 0.06。没有趋势的CNO丰度的单OB星被发现在这里分析的八个大质量的恒星，以及在一个扩展的样本，包括文献的结果。这打开了一个重要的问题，在阻尼内部混合的恒星居住在双星系统的潮汐方面的作用。
2018-09-11 astro-ph.SR
The MiMeS Survey of Magnetism in Massive Stars: CNO surface abundances of Galactic O stars
大质量恒星的演化仍有一部分是不受约束的。质量、金属丰度、质量损失和自转是恒星演化的主要驱动力。双星和磁场也可能显著影响大质量恒星的命运。我们的目标是研究银河系中单个O星的演化。为此，我们使用了74个对象的样本，包括从O 4到O9.7的所有光度类别和光谱类型。我们依赖于在大质量恒星的MiMeS调查的背景下获得的光谱学。我们用代码CMFGEN进行光谱建模。我们确定样本恒星的表面性质，特别强调碳，氮和氧的丰度。我们的大多数样本恒星的初始质量在20到50 Msun之间。我们发现，氮是更丰富和碳/氧更多的超巨星比在矮星耗尽，与巨人显示中间程度的混合。通过CNO循环的核合成预测的值的范围内观察到的CNO丰度。在给定的光度等级内，质量较大的恒星似乎比质量较低的恒星化学成分更丰富。我们比较我们的结果与三种类型的演化模型的预测，并表明，对于两组模型，我们的样本的80%可以解释的恒星演化，包括旋转。磁性对地表丰度的影响是不受约束的。我们的研究表明，在20-50 Msun质量范围内，银河系中大多数单O星的表面化学丰度都能很好地用旋转恒星的恒星演化来解释。
2014-11-17 astro-ph.SR
CNO dredge-up in a sample of APOGEE/Kepler red giants: Tests of stellar models and Galactic evolutionary trends of N/O and C/N
红巨星表面碳、氮和氧的丰度受到混合到恒星对流包层中的加工物质的影响。使用一个样本的$\sim 5100$恒星的元素丰度从远地点和asteroseic质量从{ \it开普勒}，我们测试理论恒星模型预测这种混合，然后应用这些模型来获得出生的C，N和O丰度为这些恒星。我们的模型与标准混合可以重现观察到的趋势，在合理的不确定性的出生丰度。一些具有“额外”混合过程的模型失败了，预测了没有观察到的表面重力或进化状态的趋势。应用混合校正APOGEE丰度删除所观察到的年龄依赖性的日志（N/O）和日志（C/N），但它留下的趋势日志（N/O）和日志（C/N）与金属丰度，如预期的核合成模型的基础上。恒星的N/O趋势与Dopita et al.的气相测井（N/O）与金属丰度的校准，并与附近星系的MaNGA积分场调查中的气相趋势。我们还发现，在高[ $α$ /Fe]（“厚盘”）恒星和低[ $α$ /Fe]（“薄盘”）恒星之间，出生[N/Mg]比存在显著的分离。我们发现[C/Mg]的分离较小，但仍然清晰。[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的出生C和N丰度的趋势可能会影响红巨星的光谱年龄估计，这些红巨星依赖于观测到的C/N比作为恒星质量的诊断。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mixing in magnetic OB stars
最近的观测揭示了一个缓慢旋转的富氮B矮星群体的存在，这是包括旋转混合在内的进化模型所无法预测的。然而，由于理论上的论点表明，磁过程可能会显着增加化学元素的运输效率，它是重要的，以评估在一些已知的磁性OB星的混合程度。我们回顾我们的知识，这些对象的CNO丰度的属性，并提出了第一个结果的NLTE丰度的大质量恒星的研究确定为磁性的MiMeS合作。虽然氮过量通常与磁场的存在有关，但没有证据表明这两种现象之间存在严格的一一对应关系。因此，这表明，其他（仍然难以捉摸）参数可能控制的混合量所经历的主序星OB。
2010-10-20 astro-ph.SR
Surface abundances of ON stars
大质量恒星在大部分演化过程中通过CNO循环燃烧氢。当混合是有效的，或当质量转移在双系统发生时，化学处理的材料在O和B星的表面被观察到。ON星比形态正常的恒星显示出更强的氮线。这是否对应于通过CNO循环处理的材料的存在，尚不清楚。我们的目标是回答这个问题。我们进行光谱分析的一个样本的ON星的大气模型。我们确定的基本参数，以及他，C，N和O的表面丰度。我们还测量了投影旋转速度。我们比较的ON星的正常O星的属性。我们表明，ON星通常是富氦的。它们的CNO表面丰度与核合成的预测完全一致。ON星的化学演化程度更高，平均旋转速度比正常的O星更快。演化模型，包括旋转不能占极端富集之间观察到的主序星。一些ON星是双星系统的成员，但其他的则是稳定径向速度的单星。因此，传质不是对所观察到的化学性质的简单解释。我们的结论是，ON星在其表面显示出极端的化学富集，通过CNO循环与核合成一致。其起源目前尚不清楚。
2015-04-23 astro-ph.SR
Evolution of blue supergiants and αCygni variables; Puzzling CNO surface abundances
一颗大质量恒星可以直接从主序星演化而来，也可以从先前的红超巨星演化而来，进入蓝超巨星区。不同历史的蓝超巨星的比例取决于红超巨星阶段的内部混合和质量损失。我们研究了利用恒星脉动的诊断来区分具有不同演化历史的蓝超巨星的可能性。为此，我们研究了用Geneva恒星演化程序计算的初始质量为8 ~ 50 M $_\odot$，太阳金属丰度为$Z=0.014$的大质量恒星模型的脉动性质。我们发现，只有在以前的红超巨星模型中，蓝超巨星区域才激发出径向脉动。这将为我们诊断每个蓝超巨星的演化历史提供有用的手段。在给定的有效温度下，在红超巨星阶段之后的模型中激发的非径向脉动比在向红超巨星演化的模型中激发的非径向脉动多得多。讨论了蓝超巨星中径向和非径向脉动的性质。预测的周期与银河系和NGC 300中的一些天鹅座α变星观测到的周期范围进行了比较。我们发现，在大多数情况下，红超巨星阶段之后的蓝超巨星模型与观测到的周期范围大致一致。然而，我们留下了一个难题，即与天津四和参宿七相比，预测的表面N/C和N/O比值似乎过高。
2013-05-11 astro-ph.SR
Tracing CNO exposed layers in the Algol-type binary system u Her
质量转移双星系统中恒星光球的化学成分是发生在恒星内部深处的核合成过程的宝贵诊断，并保留了组分历史的信息。双星系统uHer属于一组热的大陵五，两个组成部分都是B星。我们已经分离出的光谱解纠缠的一个新的系列的43个高分辨率阶梯光谱的技术的两个组件的个人光谱。用依巴谷测光分析得到修正的uHer各分量的恒星量，对于主要分量（质量增加星），我们得到M_A = 7.88 +/- 0.26 M_sun，R_A = 4.93 +/- 0.15 R_sun，T_eff_A = 21600 +/- 220 K。对于次级恒星（质量损失星），我们发现M_B = 2.79 +/- 0.12 M_sun，R_B = 4.26 +/- 0.06 R_sun，T_eff_B = 12600 +/- 550 K。对主星大气层的非LTE分析显示，氮和碳的丰度与标准宇宙丰度模式的偏差符合CNO核合成处理的理论预期。从计算的演化模型网格中，最佳匹配的恒星在u Her中的观测属性使追踪这个二元系统的初始属性和历史成为可能。我们确认，它已根据情况A的质量传递。对主星的详细丰度分析得出C/N = 0.9，这支持了演化计算，并表明在次级成分的早期演化中存在强烈的混合，而次级成分最初是两颗恒星中质量更大的。次级组分的组成将是对uHer系统的初始性质的进一步重要约束，但需要更高信噪比的光谱。
2014-08-12 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
Helium enrichment during classical nova outbursts
新星爆发在星系的化学演化中起着重要的作用，尤其是新星爆发是合成$^{13}\rm C$、$^{15}\rm N$、$^{17}\rm O$以及$^{22}\rm Na$、$^{26}\rm Al$等放射性同位素的主要来源。新星喷出物中He的富集表明吸积物质可能与He壳层混合（He混合）。本工作的目的是系统地研究氦混合对新星爆发的影响。我们发展了一系列的吸积WD模型，发现新星喷出物中的H和He的质量分数会受到不同He混合分数的显著影响。我们还发现，无论是新星周期持续时间和喷射质量的增加与He混合分数。同时，在新星爆发过程中，$p$ - $p$链的核能产生随着He混合分数的增加而减少，而Hoc循环则增加.本文的工作可以再现一些新星（如GQ Mus、ASASSN-18fv、HR Del、T Aur和V443 Sct）喷出物的化学丰度。这意味着在研究新星爆发时不能忽略He混合过程。本研究还开发了一个He混合计（即$\rm He/H$），可用于估计经典新星系统中的He混合分数。
2021-05-23 astro-ph.SR
Clues about the first stars from CEMP-no stars
用于形成CEMP-no恒星的物质呈现出CNO循环和He燃烧处理的物质的特征，这些物质来自称为源星的前一代恒星。为了重现相对丰度比，例如C/N或$^{12}$ C/$^{13}$ C，两个燃烧区域之间的混合必须发生在源星中，只有恒星的外层，以及来自CO核心的少量物质，必须通过恒星风或在（微弱的）超新星事件发生时被驱逐。在低金属丰度的新模型，包括旋转混合，我们将讨论如何观察到的CEMP-没有恒星的丰度的变化可以复制。
2015-09-15 astro-ph.SR
On the Need for Deep Mixing in AGB Stars of Low Mass
低质量红巨星的光球显示出CNO同位素丰度，这是不能令人满意的典型恒星模型。对这些同位素的测量以及对星周起源的前太阳颗粒中的$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al比率的测量也是如此。在红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）阶段都发生的非对流混合是通常用来解释上述证据的解释。最近，人们对AGB上这种混合现象的必要性提出了质疑，并且认为通常归因于它们的化学异常是在早期阶段形成的。因此，我们重新计算了RGB和AGB阶段低质量恒星的额外混合效应，以验证上述说法。我们的研究结果与之相矛盾，我们实际上证实，缓慢的传输下面的对流信封也发生在AGB。这主要是由氧同位素混合物和前太阳氧化物颗粒的$^{26}$ Al含量所要求的。其他证据也存在，特别是银河系和大麦哲伦星系中N型或C（N）型碳星的同位素比率，以及AGB起源的SiC颗粒。我们进一步表明，当额外的混合发生在RGB阶段的人口I星以上约1.2 $M_{\odot}$，这消耗$^3$他的信封，可能防止发生的AGB上的热盐扩散。因此，我们认为，其他额外的混合机制应该是积极的，在这些最后的进化阶段。
2010-05-19 astro-ph.SR
Chemical abundances of fast-rotating massive stars. I. Description of the methods and individual results
目标：最近的观测已经挑战了我们对大质量恒星旋转混合的理解，揭示了一群表面氮丰度明显正常的快速旋转物体。然而，由于一些问题，出现了一些问题，这使得有必要重新调查;这些问题包括氮丰度的许多上限，未知的多重性状态，以及具有不同物理性质的恒星的混合，例如它们的质量和演化状态，已知控制旋转混合的量。研究方法：我们精心挑选了银河系中明亮、快速旋转的早期型恒星的大量样本（40个光谱类型在B0.5和O 4之间的天体）。然后，根据目标的温度，用恒星大气模拟代码EQUIL/SURFACE或CMFGEN分析其高质量、高分辨率的光谱。进行了几次内部和外部检查，以验证我们的方法;值得注意的是，我们将我们的结果与一些知名物体的文献数据进行了比较，研究了重力暗化的影响，或者面对两个代码提供的结果，这两个代码都适用于两种分析。此外，我们还研究了恒星的径向速度，以评估它们的双星性。结果如下：这第一部分的研究提出了我们的方法，并提供了推导出的恒星参数，他，CNO丰度，和每个恒星的样本的多重性状态。这是第一次以均匀的方式确定如此大量的银河系大质量快速旋转体的He和CNO丰度。
2017-03-16 astro-ph.SR
CNO abundances and carbon isotope ratios in evolved stars of the open clusters NGC 2324, NGC 2477, and NGC 3960
我们的主要目标是确定疏散星团NGC 2324、NGC 2477和NGC 3960中已演化巨星的碳-氮和碳同位素比，这些星团的关闭质量约为2 Msun，并将它们与理论模型的预测进行比较。使用差分合成光谱法分析高分辨率光谱。使用C2 Swan（0，1）带头在5135和5635.5 A处推导碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比值。氧丰度由6300 A处的[Oi]线确定。CNO丰度的平均值为[C/Fe]=-0.35+-0.06（s.d.），NGC 2324的7颗星[N/Fe]=0.28 ± 0.05，[O/Fe]=-0.02 ± 0.10，NGC 2477的6颗星[C/Fe]=-0.26 ± 0.02，[N/Fe]=0.39 ± 0.04，[O/Fe]=-0.11 ± 0.06; NGC 3960的6颗恒星的[C/Fe]=-0.39+-0.04，[N/Fe]=0.32+-0.05，[O/Fe]=-0.19+-0.06。平均C/N比分别为0.92 ± 0.12、0.91 ± 0.09和0.80 ± 0.13。平均12 C/13 C比值分别等于21+-1，20+-1和16+-4。将所研究的疏散星团中恒星的12 C/13 C和C/N比值与恒星演化模型预测的比值进行了比较。NGC 2324和NGC 2477的12 C/13 C和C/N比值的…
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Third Dredge-Up in Post-AGB Stars in Galactic Globular Clusters
本文汇总17颗银河系球状星团后AGB恒星的CNO与s过程丰度，发现其中5颗具有第三次掘取证据，并划分出三类后AGB恒星群体。
2023-11-08 astro-ph.SR
Calibrating chemical mixing induced by internal gravity waves based on hydrodynamical simulations; The chemical evolution of OB-type stars
本研究基于流体动力学模拟校准内重力波混合系数A，在MESA中实现该混合剖面，发现A随恒星质量增大，IGW混合无需快速旋转即可解释富氮恒星，并为星震学提供约束。
2025-02-18 astro-ph.SR
Constraining the Overcontact Phase in Massive Binary Evolution I. Mixing in V382 Cyg, VFTS 352, and OGLE SMC-SC10 108086
作为引力波源、磁星和Be星等奇异现象的潜在祖先，密近大质量双星系统探测了大质量恒星演化中参数空间的一个关键区域。尽管这些系统的重要性，大的不确定性的性质和内部混合机制的效率仍然存在。在这项工作中，我们的目标是提供强大的观测约束的内部混合过程的光谱分析样本的三个大规模overcontact在不同的金属丰度。使用光学相位分辨光谱数据，我们使用更传统的1D技术和使用最先进的3D技术进行大气分析。我们比较和对比的假设和每种技术的结果，并调查如何影响最终得出的大气参数的假设。我们发现，在所有这三种情况下，系统的两个组件是高度overlighting表示要么有效的内部混合的氦或以前的非保守的质量传递。然而，我们没有发现强有力的证据，氦或CNO表面丰度的变化通常与混合。此外，我们发现，在不等质量的系统中，测量的有效温度和光度的质量较小的组件的地方，它非常接近的Hertzsprung-Russell图上的质量较大的组件。这些结果是使用上述两种技术独立获得的，这表明这些测量是稳健的。与理论预期相比，观测到的温度和表面丰度测量值之间的差异表明，可能有其他物理机制在起作用。
2021-04-16 astro-ph.SR
In search of massive single-population Globular Clusters
到目前为止，大多数球状星团都（至少）拥有两个恒星星族。这一特征需要一个两步的过程，在这个过程中，来自第一代恒星（FG）的核处理物质产生了第二代恒星（SG），它具有完全hoc循环物质的指纹。由于目前大多数球状星团的人口主要是由SG星组成，FG的相当大的一部分（>~90%）必须丢失。然而，应该存在两种由简单恒星星族（FG星团）主导的星团：一种是最初太小而不能保持冷却流并形成SG（仅FG星团），另一种是大质量的星团，它们可以保留CNO处理过的喷出物并形成SG，但不能失去相当大一部分FG（主要FG星团）。我们尝试的FG集群的分类，根据其水平分支（HB）的形态，显示在photomectric目录为106集群。FG候选者是其中HB可以通过几乎唯一的质量的演化来再现的簇。<20%的[Fe/H]<-0.8的团簇似乎是FG，但只有~10%可能具有足以形成SG的质量。这个小的百分比证实了更广泛的数据库，SG是今天的集群的主要组成部分，这表明它的形成是一个必要的成分，球状星团的生存在银河系潮汐场的动态演化过程中。Pal 3被证明是仅限FG的集群的一个很好的例子。HB模拟和各分量的空间分布表明，M53是一个“主FG”星系团。主要FG候选者也可以是NGC 5634、NGC 5694和NGC 6101。相比之下，NGC 2419包含超过30%的SG星，其目前的动力学状态比分析其恒星的化学丰度和HB形态更少地提…
2011-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon line formation and spectroscopy in O-type stars
确定化学丰度是获得恒星完整图像的基本要求。特别是在大质量恒星中，CNO丰度是主要的兴趣，由于核hoc循环和各种混合过程，使这些元素的表面。我们的目标是为我们的统一NLTE大气代码FASTWIND提供可靠的碳光谱。本文提出了一种新的碳原子模型，包括CII/III/IV/V，并讨论了O型星中碳原子光谱的相关问题。我们描述了不同的测试，以检查我们的实施的可靠性，并调查哪些机制影响碳电离平衡。通过与六个O型恒星的高分辨率光谱进行比较，我们检查了我们新的碳线合成可以在多大程度上再现观测约束。碳线对温度、重力和质量损失率的变化甚至比氢/氦线更敏感。我们能够重现我们的恒星样品中观察到的大部分谱线，并估计出使不同离子谱线一致的特定碳丰度。对于早于O 7的热矮星和超巨星，来自风嵌入冲击的X射线会影响合成线的强度，特别是对于CIV，可能会影响丰度的测定。我们已经证明了我们的能力，获得现实的碳丰度通过快风，使用我们最近开发的模型原子。我们发现，复杂的效应可以对热恒星中的碳电离平衡产生强烈的影响。为了进一步了解，还需要探索紫外线范围。通过使用详细的氮和氧模型原子，我们将能够对大质量恒星的更大样本进行完整的CNO丰度分析，并提供相应的演化模型和方面的约束。
2017-08-30 astro-ph.SR
Pre-supernova mixing in CEMP-no source stars
上下文CEMP-no星是一种寿命较长的低质量恒星，铁含量非常低，碳过量，没有或只有轻微的s或r元素存在的迹象。虽然它们的起源仍然是一个有争议的问题，但它们通常被认为是由前一代恒星（源星）喷出的物质构成的。目的。我们从观测到的CEMP-无星的丰度数据对源星进行了约束。方法.我们计算了20，32和60 M $_{\odot}$的源星模型，Z = 10 $^{-5}$，有和没有快速旋转。对于每个模型，我们还计算了一个情况下，后期混合事件之间发生的氢和氦燃烧壳$\sim$ 200年前结束的演变。这在源星中创建了一个部分hoc处理的区域。我们使用在CEMP-no星上观察到的12 C/13 C和C/N比来限制可能的源星（质量，后期混合与否）。然后，我们更仔细地检查了6颗CEMP-无星的丰度数据，并选择了它们的首选源星。结果在所研究的六颗CEMP-no星中，有四颗在没有源星后期混合过程的情况下无法解释。其中两个显示了源星中渐进混合（例如由于旋转）的核合成特征。我们还表明，一个20 M的$_{\odot}$源星是首选相比，60 M的$_{\odot}$之一，可能只有外层的源星被驱逐，以重现所观察到的12 C/13 C。结论.结果表明：（1）在某些源星中可能存在晚期混合过程;（2）在几颗源星中可能存在渐进混合过程，可能是由快速自转实现的;（3）与$\sim$ 60 M $_{\odot}$源星相比，…
2017-06-16 astro-ph.SR
Massive stars in the Small Magellanic Cloud : Evolution, rotation and surface abundances
我们研究了小麦哲伦星云（SMC）中演化O星的演化和物理性质，特别关注它们的表面丰度，以研究旋转混合的效率作为年龄，旋转和全球金属丰度的函数。我们分析了13个SMC O型巨星和超巨星的UV +光谱，使用恒星大气代码CMFGEN导出光球和风属性。我们比较推断的属性从进化模型的理论预测。为了更全面的分析，我们解释的结果与我们在以前的研究中获得的O型矮星。大多数矮星位于主序的早期阶段。对于一个给定的初始质量，巨星在演化轨道上走得更远，这证实了它们比矮星更进化。超巨星有较高的初始质量，并且位于主序带的末端。我们没有发现明显的质量差异趋势，无论用于估计进化质量的图表如何。CNO丰度与CNO循环的核合成一致。理论预测的比较表明，初始混合物是重要的，当观察到的N/C与N/O图中的趋势被复制。观察到更强的化学演化的趋势，为更先进的对象。质量越大的恒星，平均而言，在给定的演化阶段化学成分越丰富，与演化模型在质量上一致。像差比支持理论预测，即低金属量的大质量恒星比银河系中的恒星更容易发生化学反应。最后，包括旋转的模式一般再现表面丰度和旋转速率时，考虑不同的初始旋转速度。然而，存在需要更强的制动和/或更有效的混合的物体。
2021-02-01 astro-ph.SR
An Investigation of Non-Canonical Mixing in Red Giant Stars Using APOGEE 12C/13C Ratios Observed in Open Cluster Stars
本研究利用APOGEE DR17中15个疏散簇的43颗红巨星12C/13C比值，发现观测结果偏离标准混合模型，证实了低质量RGB恒星普遍存在额外混合机制，但部分丰度模式与温盐混合模型不符。
2023-07-20 astro-ph.SR
Deep Mixing in Evolved Stars: I. The Effect of Reaction Rate Revisions from C to Al
我们目前的计算核合成在低质量红巨星分支和渐近巨星分支恒星的人口我经历扩展混合。我们采用更新版本的FRANEC演化模型，一个新的后处理代码的非对流混合和太阳丰度的最新修订。在这个框架内，我们讨论了最近的改进有关的反应速率质子捕获的影响，在中等质量的核（从碳到铝）。对于每个核心，我们简要讨论了新的选择及其动机。然后在参数化环流的基础上进行计算，与以前的工作相比，新的核输入的效果最好。我们发现，新的速率（特别是14 N（p，g）15 O反应）意味着相当大的修改后的主序星的组成。特别是，轻微的温度变化，由于质子捕获14 N的效率降低诱导丰度的变化在第一次疏浚（特别是17 O，其平衡比16 O是非常敏感的温度）。在这个新的假设中，AGB起源的前太阳氧化物颗粒几乎完全是由质量很低的恒星（M<=1.5- 1.7 Msun）产生的，永远不会变得富含C。现在解释18 O/16 O低于0.0015（第一次打捞允许的极限）的全部颗粒。此外，与以前的研究结果相反，现在没有非常低的17 O/16 O值（低于0.0005）的禁区。一个相当浅的类型的运输似乎是足够的CNO的变化在RGB阶段。温盐扩散和磁浮力引起的混合可能提供了一个合适的物理机制。热盐混合在任何情况下都不足以解释AGB上26 Al的产生。因此，其他运输机制肯定也在发挥作用。
2010-12-20 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: CNO abundances in the open clusters Trumpler 20, NGC 4815, and NGC 6705
这项工作的目的是确定银河系疏散星团的盖亚-ESO巡天的恒星中的C，N和O的丰度，并将观测到的丰度与当前恒星和星系演化模型预测的丰度进行比较。在这篇试点论文中，我们调查了前三个中等年龄的疏散星团。使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。碳的丰度是使用C2带头在5135和5635.5 ℃下得出的。对波长间隔6470- 6490 nm的CN特征进行了分析，以确定氮丰度。氧丰度由6300 ℃下的[O i]线测定。Trumpler 20中42颗恒星元素丰度的平均值为：[Fe/H] = 0.10 ± 0.08（s.d.），[C/H] = -0.10 +-0.07，[N/H] = 0.50 +-0.07，因此C/N = 0.98 +-0.12。我们测量了NGC 4815中的五颗巨星：[Fe/H] = -0.01 +- 0.04，[C/H] = -0.17 +- 0.08，[N/H] = 0.53 +- 0.07，[O/H] = 0.12 +- 0.09，和C/N = 0.79 +- 0.08。对NGC 6705中的27颗巨星，我们得到：[Fe/H] = 0.0 ± 0.05，[C/H] = -0.08 ± 0.06，[N/H] = 0.61 ± 0.07，[O/H] = 0.13 ± 0.05，和C/N = 0.83 ± 0.1…
2014-11-11 astro-ph.SR
Evidence of Deep Mixing in IRS 7, a Cool Massive Supergiant Member of the Galactic Nuclear Star Cluster
银河系的中心包含了年龄和金属量范围的恒星星族，最近的恒星形成爆发产生了年轻的大质量恒星。本文根据25 M $_{\odot}$模型大气的球形模拟和辐射转移，通过LTE分析，给出了核星团（NSC）中最明亮的恒星成员IRS 7中$^{19}$ F、$^{12}$ C、$^{13}$ C、$^{14}$ N、$^{16}$ O、$^{17}$ O和Fe的化学丰度。我们发现IRS 7中的$^{12}$ C（~-0.8 dex）和$^{16}$ O（~-0.4 dex）都被严重耗尽，同时表现出极度增强的$^{14}$ N丰度（~+1.1 dex），这是hoc循环物质向恒星表面深度混合的同位素特征。$^{19}$ F的丰度相对于核星团的基线氟也严重亏损了~1 dex，这提供了证据表明氟和碳一起限制了这个非常明亮的超巨星的深度混合的性质。还导出了次要同位素$^{13}$ C和$^{17}$ O的丰度，其比值为$^{12}$ C/ $^{13}$ C~5.3和$^{16}$ O/ $^{17}$ O~525。导出的丰度IRS 7，结合以前的丰度结果在NSC的大质量恒星，旋转和非旋转模型的大质量恒星进行比较，发现IRS 7丰度整体遵循恒星模型预测的行为。IRS 7中的贫氟丰度首次说明了使用$^{19}$ F丰度作为发光红巨星混合探针的潜力。
2022-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young giants of intermediate mass Evidence of rotation and mixing
在利用Str{<$}mgren测光寻找贫金属亮巨星样本的过程中，我们意外地发现了26颗年轻（年龄小于1 Gyr）的富金属巨星样本，其中一些恒星具有很高的自转速度，我们测定了这些恒星的化学成分和自转速度，以便与恒星演化模型的预测进行比较。这些恒星在主序星上的光谱类型为A到B，因此我们希望将它们的丰度模式与主序星A和B的丰度模式进行比较。恒星质量是通过将恒星在色星等图中的位置与理论演化轨迹进行比较而得出的。这些质量，连同盖亚光度测量和太阳光，被用来推导恒星参数。我们使用光谱合成和模型大气来确定16种元素（C、N、O、Mg、Al、Ca、Fe、Sr、Y、Ba、La、Ce、Pr、Nd、Sm和Eu）的化学丰度和旋转速度。我们确定了15颗恒星可能是双星。所有的恒星都是围绕银河系中心作椭圆运动，属于薄盘族。除了一颗样品星外，其他所有样品星都呈现出低[C/Fe]和高[N/Fe]比值以及恒定的[（C+N+O）/Fe]，这表明它们经历了CNO加工和第一次疏浚。观测到的旋转速度与旋转恒星演化的理论预测一致。
2021-12-08 astro-ph.SR
Mass-loss predictions for evolved very metal-poor massive stars
前几代恒星可能质量很大，数量级为100 Msun，并在星系形成和早期宇宙的化学富集中发挥了主导作用。这些天体中的一部分可能已经作为不稳定超新星或伽马射线暴而消亡。这些恒星的风可能在决定这些结果方面发挥了重要作用。由于风是由谱线上的辐射压力驱动的，预计其强度会随金属丰度而变化。到目前为止，大多数对贫金属O型恒星质量损失的预测都假设了一个缩小的太阳丰度模式。然而，人口III的进化轨迹显示出显着的表面富集通过旋转混合的曲棍球处理的材料，因为即使是贫金属的恒星切换到曲棍球燃烧earlyon.We解决的问题是否CNO表面增强自我富集在前几代的恒星可能会影响他们的质量损失属性。为此，我们采用蒙特卡罗模拟建立当地的线力和解决恒星外流的动量方程，测试是否实际上可以通过评估流的音速点的净加速度建立外流。旋转贫金属恒星的恒星演化模型被用来确定表面化学成分，重点是早期富集阶段。我们发现，CNO增强的贫金属星的质量损失率高于非富集星的质量损失率，但它们远低于CNO丰度包含在总丰度Z中的那些速率。我们提出了一个启发式的公式，提供了质量损失的估计HOC占主导地位的风的比例缩小太阳丰度。
2012-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
CNO enrichment by rotating AGB stars in globular clusters
长期以来，AGB星一直被认为是银河系球状星团中观测到的重要的星与星之间轻元素变化的原因。我们分析了第一代旋转中等质量恒星对第二代球状星团恒星化学性质的主要影响。旋转模型的计算没有磁场和内部重力波的影响。它们解释了纬向流和湍流的输送。我们计算了银河系球状星团所覆盖的金属丰度范围内的初始质量在2.5和8 Msun之间的标准和旋转恒星模型的演化。在中心氦燃烧，旋转混合运输新鲜的CO丰富的材料从核心向氢燃烧的外壳，导致初级14 N的生产。在质量大于M > 4 Msun的恒星中，对流包层在第二次疏浚期间到达这个水库，导致恒星表面和恒星风中的总C+N+O含量大幅增加。相应的污染取决于初始金属丰度。在中低金属丰度时，它与在球状星团低质量恒星中观察到的C+N+O的恒定性不一致。与给定的输入物理，我们的模型表明，大质量旋转AGB星没有塑造在低和中等金属丰度球状星团中观察到的丰度模式。另一方面，我们的非旋转模型不能预测表面C+N+O的增强，因此更适合作为球状星团化学异常的来源，显示出C+N+O的恒定性。然而，目前没有理由认为中等质量的恒星没有旋转。
2009-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
$^{12}$C/$^{13}$C of Kepler giant stars: the missing piece of the mixing puzzle
本研究测定71颗开普勒场巨星的CNO及碳同位素比值，结合星震、盖亚数据与含热盐混合的演化模型及模拟星表，揭示巨星支混合效率规律，解释碳同位素比值演化趋势并指出观测与模型的N/O差异问题。
2023-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tepid Supergiants: Chemical Signatures of Stellar Evolution & The Extent of Blue Loops
大质量恒星可以在主序后演化的几个阶段发展成不温不火的超巨星，在核心氦燃烧之前，在蓝环上，或接近最后的超新星爆炸。我们讨论了观测约束模型的大质量恒星演化的银河系超巨星样本的分析，并把它们的宇宙丰度标准的背景下，最近提出的研究，他们的OB型祖先（Z=0.014的恒星在太阳附近）。He和CNO的高精度丰度分析，不确定性低至~10- 20%，追踪核处理物质到恒星表面的传输效率，无论是通过旋转混合还是在第一次挖掘期间。混合效率比当前旋转恒星演化模型预测的高2倍，这意味着在演化模型中需要考虑其他效应，例如环流和磁场的相互作用。蓝环被认为比当前一代的恒星演化模型预测的更高质量和更高的Teff。
2009-06-19 astro-ph.SR
The extreme CNO-enhanced composition of the primitive iron-poor dwarf star J0815+4729
本文分析了J 0815 +4729的高分辨率Keck/HIRES光谱观测结果，这是一颗极度碳增强的贫铁矮星。这些高质量的数据使我们能够从三条最强的\ion{Fe}{1}线推导出[Fe/H] $=-5.49{\pm}0.14$的金属丰度，并测量出高的[Ca/Fe]~ $=0.75{\pm}0.14$。A（C）~ $=7.43{\pm}0.17$（或[C/Fe]~ $\sim 4.49{\pm}0.11$）的高碳丰度使这颗恒星位于A（C）-[Fe/H]图中低碳带的上边界，表明没有来自双星AGB伴星的污染。我们首次在一颗超贫金属星中探测到777 nm处的氧三重态，表明它具有很大的氧/铁丰度比[O/Fe]~ $=4.03{\pm}0.12$（A（O）~ $=7.23{\pm}0.14$），明显高于以前在[Fe/H]~ $\sim -3.9$处用[O/Fe]~ $\sim2.2$ ~dex探测到的最贫金属矮星J2209-0028。氮也随着（A（N）~ $=6.75{\pm}0.08$）和丰度比[N/Fe]~ $\sim 4.41{\pm}0.08$而显著增加。我们还检测Ca、Na和Mg，同时提供其他八种元素的上限。J 0815 +4729的丰度模式与HE~1327-2326的丰度模式相似，表明两者都是被$\sim 21-27$ ~ \msun ~单个零金属丰度低能超新星污染的第二代恒星，几乎…
2020-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first stars: a classification of CEMP-no stars
我们提出并应用了一个新的分类CEMP-no星，这是“碳增强的贫金属”星，没有过量的s-元素，[Fe/H]一般小于或等于-2.5。这种分类是基于CNO、Ne-Na和Mg-Al核循环中涉及的元素和同位素丰度的变化。这些丰度的变化非常大，由于连续的来回混合运动之间的He-和H-燃烧区域的大质量恒星（“源星”负责化学富集的CEMP-没有星）。[C/Fe]、12 C/13 C、[N/Fe]、[O/Fe]、[Na/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Sr/Fe]和[Ba/Fe]的比值变化很大，这是CEMP-no和低s星如此独特的主要特征，在核合成分类方面得到了很好的描述。我们注意到，[（C+N+O）/Fe]比随着[Fe/H]值的降低而显著增加。CEMP-no恒星的分类和[（C+N+O）/Fe]的行为支持在银河系的第一代恒星中存在快速旋转的大质量恒星，它们经历了强烈的混合和质量损失（自旋星）。这一结果对银河系的早期化学和光谱演化产生了影响。
2015-06-15 astro-ph.SR
Oxygen isotopic ratios in intermediate-mass red giants
上下文氧的三种主要同位素的丰度在氧循环过程中发生变化。当第一次挖掘将燃烧产物混合到表面时，核合成过程可以通过测量氧同位素比率来探测。目标。通过测量已知质量的红巨星中的16 O/17 O和16 O/18 O，我们将同位素比与恒星和星系演化模型的预测进行了比较。方法.氧同位素比值是从六颗红巨星的K带光谱中推导出来的。样本红巨星是疏散星团成员，已知质量在1.8到4.5 Msun之间。丰度测定采用用COMARCS代码计算的合成光谱。核反应速率、混合长度和氧同位素初始丰度变化的不确定性的影响由一组使用FUNS代码的核合成和混合模型确定。结果观测到的16 O/17 O比值与模型结果吻合得很好，即使测量值并没有提出明确的证据表明恒星质量的变化。观测到的16 O/18 O比值明显低于我们参考模型的预测。核反应速率和混合长度参数的变化对预测值的影响很小。K巨星的12 C/13 C比值意味着这些天体中没有额外的混合。结论.与银河系化学演化模型的比较表明，16 O/18 O丰度比经历了比预测更快的下降。为了解释所观察到的比率，最可能的情况是一个较高的初始18 O丰度与较低的初始16 O丰度相结合。将测得的18 O/17 O比值与ISM点的相应值进行比较，结果显示初始增强也为17 O。由于观测的局限性，这一结论不能成为定论。
2015-04-21 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XXV. Surface nitrogen abundances of O-type giants and supergiants
从理论上讲，大质量恒星中旋转引起的化学混合具有深远的演化后果，影响形态阶段，寿命，核合成和超新星特征的顺序。使用72个可能是单一的O型巨星超巨星的VLT火焰狼蛛调查（VFTS）的背景下观察到的样本，我们的目标是调查旋转混合演化的核心氢燃烧恒星最初更大的质量比$15\,M_\odot$通过分析它们的表面氮丰度。使用恒星和风的属性来自以前的VFTS研究，我们限制了氮的丰度拟合相对较强的线，这是敏感的丰度变化的等效宽度。考虑到数据的质量，我们在38个案例中限制了氮丰度;对于34颗恒星，只能得出上限，其中包括几乎所有以$v_\mathrm{e}\sin i >200\,\mathrm{km s^{-1}}$旋转的恒星。我们分析了氮丰度作为预测旋转速率$v_\mathrm{e}\sin i$的函数，并将其与旋转混合的预测相结合。快速旋转恒星的氮丰度上限与理论预期并没有明显的冲突。然而，我们发现了一组N增强的缓慢旋转的恒星，这与单星旋转混合的预测不一致。在O型恒星（旋转校正）重力小于$\log\,g_c = 3.75$这组构成30 $-$ 40%的人口。我们发现了氮和氦丰度之间的相关性，这与预期一致，这表明，无论将N带到表面的机制是什么，它都显示了Hoc处理的材料。
2016-09-01 astro-ph.SR
Chemical abundances of fast-rotating massive stars. II. Interpretation and comparison with evolutionary models
目标：过去对快速旋转的大质量恒星的观测显示，它们的表面有正常的氮丰度，这引起了人们对旋转混合范式的质疑。我们重新审视这个问题，由于明亮的快速旋转OB星的样本的光谱分析，在高转速下的旋转混合的效率进行量化的目标。方法：我们的样本由40个主序列上的快速旋转子组成，光谱类型在B0.5和O4之间。我们比较的丰度的一些关键元素指标的混合（他，CNO）与预测的演化模型的单一对象和恒星的相互作用的二元系统。结果如下：一半样本恒星的性质可以通过单一演化模型重现，即使是在可能或确认的双星的情况下，因此可以在预相互作用配置中是真正的单星。其余样品的主要问题是[N/O]丰度比不匹配（我们确认存在快速旋转体，缺乏氮富集）和/或模型无法解释的高氦丰度。修改单星模型中的扩散系数并不能解决问题，因为它不能同时重现我们目标的氦丰度和[N/O]丰度比。由于它们中的一部分实际上是二进制的，我们还比较了它们的化学性质与预测的后传质系统。我们发现，这些模型可以解释大多数目标的丰度测量，包括一些最富氦的目标，但在其他情况下无法重现它们。因此，我们的研究表明，目前的模型中仍然缺少一些物理成分。
2017-06-21 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in Rotating massive stars and Abundances in the Early Galaxy
我们讨论了在低金属丰度的轴向旋转的三个影响。第一个是化学物种的混合，预计在低金属量环境中更有效。结果是产生大量的初级$^{14}$ N、$^{13}$ C、$^{22}$ Ne，并对{ \it s}-过程元素的核合成产生强烈影响。第二个效应是第一个效应的结果。强烈的混合使得大量的CNO元素有可能出现在表面。这增加了外层的不透明度，并可能引发线驱动风的重要质量损失。第三个效应是，在主序星阶段，金属丰度非常低的恒星比金属丰度更高的恒星更容易达到临界速度\footnote{The critical velocity is the surface equatorial velocity such that the centrifugal acceleration compensates for the local gravity.}。我们讨论了这三种效应作为金属丰度的函数的各自的重要性。我们显示的后果早期化学演化的星系晕和解释CEMP星。我们的结论是，旋转可能是一个关键的功能，有助于在一个重要的方式来塑造宇宙中的第一代恒星的演化。
2009-10-20 astro-ph.SR
The first measurements of carbon isotopic ratios in post-RGB stars: SZ Mon and DF Cyg. E-iSpec: A spectral analysis tool to derive elemental abundances and isotopic ratios for evolved stars
本研究利用多波段光谱数据开发了 E-iSpec 工具，首次测量了后红巨星分支双星 SZ Mon 和 DF Cyg 的碳同位素比率，发现其耗损模式与后渐近巨分支恒星相似，但起始温度更高，且观测丰度与单星演化模型预测一致。
2024-03-15 astro-ph.SR
Properties of six short-period massive binaries: a study of the effects of binarity on surface chemical abundances
大质量恒星的一个重要部分是在多个系统中发现的。双星性对恒星演化的影响没有得到很好的限制。特别是，潮汐和质量转移对表面化学丰度的作用在观测上不受约束。本研究的目的是探讨双星对恒星性质和大质量双星表面丰度的影响。我们进行光谱分析的六个银河系大质量双星。从光谱解缠方法获得的各个组件的光谱，并随后通过大气模型进行分析。测定了恒星参数和CNO表面丰度。大多数系统都是由主序星组成的。三个系统脱离，两个系统处于联系状态，第六个系统没有信息。在所研究的12颗恒星中，有11颗的表面丰度只受到恒星演化和混合的轻微影响。在不确定性的范围内，它们与单颗恒星没有什么不同。XZ~Cep的次生矿物化学成分强烈富集。考虑到以前确定的表面丰度在大规模的二元系统表明，潮汐对化学混合的影响是有限的，而质量转移和去除外层的质量供体导致的外观化学处理的材料在表面上，虽然这是不系统的。我们的六个系统的组成部分的演化质量平均比动力学质量高16.5%。一些系统似乎已经达到同步，而另一些系统可能仍处于过渡阶段。
2017-09-04 astro-ph.SR
Convective H-He Interactions in Massive Population III Stellar Evolution Models
在Pop III恒星模型中，对流引起的富氢燃烧层和富氦燃烧层之间的混合可以引起核能爆发，从而大大改变第一颗大质量恒星的后续演化和核合成。我们研究了26个恒星演化模拟的氢-氦壳核相互作用与质量$15 - 140\,\mathrm{M}_{\odot}$，使用五套混合假设。在22个案例中，氢-氦相互作用在$ \sim 10^{9} - 10^{13.5}\,\mathrm{L}_{\odot}$范围内诱导局部核能释放。在这个范围的上端的光度相当于对流平流时间尺度上的层的内部能量的相当一部分，表明动态恒星响应，将违反一维恒星演化模型假设。我们区分四种类型的H-He相互作用取决于富He材料的演化阶段和对流稳定性。氢-氦相互作用过程中的氢燃烧条件给出了$\approx 1.5$与$\sim 1000$之间的$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$比和$\approx -2.3 $与$\approx 3$之间的[C/N]比，其相关性与CEMP-no星的观测结果一致。我们还探讨了热CNO爆发的Ca生产，发现这里提出的模拟可能无法解释在最贫Ca的CEMP-无星中观察到的Ca丰度。我们描述了导致H-He相互作用的演变，这发生在核心收缩阶段期间或之后不久。三个模拟计算没有H-He相互作用的Fe-核心的投入和$140\,\mathrm{M}_{\odot}$模拟成为对不稳定。我…
2020-10-22 astro-ph.SR
Stellar Yields of Rapidly Rotating Population III Stars for the High Redshift Universe
Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Portsmouth University（朴茨茅斯大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）
本研究通过日内瓦模型模拟快速旋转的第三族恒星演化，计算其CNO产率，发现高氮产率不一定对应高N/O比，为解释JWST观测的高红移富氮星系提供了新数据集。
2026-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of the revised $^{17}$O$(p,α)^{14}$N reaction rate on $^{17}$O stellar abundances and yields
上下文在恒星内部经过CNO循环处理的物质富含17 O。当来自恒星表面的混合过程到达这些层时，就像恒星变成红巨星并经历第一次疏浚时发生的那样，17 O的丰度增加。这种现象解释了在质量大于1.5 M_ \solar的RGB星中观测到的16 O/17 O的下降。因此，星际介质不断受到富含17 O的演化恒星风的污染。目的。最近，地下核天体物理实验室（LUNA）合作发布了17 O（p，alpha）14 N反应的改进速率。在本文中，我们讨论了修订率的影响，在恒星表面的16 O/17 O比和17 O恒星产额。方法.我们计算了初始质量为1 ~ 20 M_（\solar）的恒星模型，并将采用修正的~（17）O（p，alpha）~（14）N速率所得结果与采用以前的速率所得结果进行了比较。结果第一次疏浚后的16 O/17 O比比以前获得的大约20%。在第二次和第三次打捞的情况下，发现了可以忽略不计的变化。尽管较大的17 O（p，α）14 N率，我们证实了以前的说法，红巨星分支的额外混合过程，通常被用来解释在明亮的低质量巨星中观察到的低碳同位素比，轻微影响16 O/17 O比。AGB额外的混合事件可能的影响进行了讨论。总的来说，17 O的净产额比以前估计的要小15 ~ 40%，特别是质量在2 ~ 20 M_ \solar之间的恒星。结论. 17 O（p，alpha）14 N速率的修正对解释在演化巨星、星尘…
2016-11-02 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
Chemical evolution of high-mass stars in close binaries. II. The evolved component of the eclipsing binary V380 Cygni
食双线分光双星V380 Cyg是研究恒星演化的重要探测器，其主要成分是一颗即将脱离主序星的大质量恒星，而次要成分则是处于主序星寿命早期的恒星。我们提出了广泛的高分辨率中阶梯光栅和光栅光谱从Ondrejov，卡拉尔阿尔托，维多利亚和拉帕尔马。我们应用光谱解纠缠来揭示这两颗恒星的光谱，并获得新的光谱元素。第二颗恒星只贡献了总光的6%，这仍然是测量系统特性的主要限制。我们确定了改进的物理性质，发现质量13.1 +/- 0.3和7.8 +/- 0.1 M_sun，半径16.2 +/- 0.3和4.06 +/- 0.08 R_sun，有效温度21750 +/- 280和21600 +/- 550 K，分别为初级和次级组件。我们进行了详细的丰度分析，通过拟合非LTE理论线轮廓的演化的主星的解纠缠光谱，并揭示了元素丰度模式，让人想起一个典型的附近的B星。与最近的旋转混合理论演化模型的预测相反，没有检测到由于CNO循环的丰度修改的痕迹。在这些模型的预测和主星的性质之间找不到匹配：存在1.5 M_sun的质量差异，并且仍然无法解释。
2009-08-03 astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: III. The case of $τ$ Sco
$τ$ Sco是上Sco星协中一颗被充分研究的磁性B型星，它有许多令人惊讶的特征。它旋转得很慢，显示氮过剩。它的表面磁场比纯粹的偶极结构复杂得多，这在大质量磁性恒星中是不寻常的。我们采用CMFGEN辐射转移代码来确定的基本参数和表面CNO和氦丰度。然后，我们采用MESA和GENEC恒星演化模型解释表面磁场的影响。为了使$τ$ Sco的性质与单星模型相一致，旋转混合的效率需要增加3到10倍，磁制动的效率需要增加10倍。自旋下降可以通过假设一个磁场衰减的情况来解释。然而，同时进行的化学浓缩对单星设想提出了挑战。以前的研究确实提出了$τ$ Sco的恒星合并起源。然而，合并方案也面临着类似的挑战，我们的磁性单星模型来解释$τ$天蝎座的同时缓慢旋转和氮过剩。总之，单星通道似乎不太可能和通用的解释这些差异，而合并的情况和其他潜在的双演化通道仍然需要进一步评估，以确定它们是否可以自洽地解释观测到的$τ$ Sco。
2021-04-23 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of RGB stars in nine open clusters
Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学）；Andrews University（安德鲁斯大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；University Bourgogne Franche-Comté（勃艮第弗朗什-孔泰大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）
利用高质量可见光和近红外光谱，分析九个疏散星团中22颗K型巨星的速度、化学丰度及CNO同位素比，研究红巨星分支上的热盐混合和主序星上的旋转诱导混合。
2026-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
