Li-rich AGB/RGB stars: Lithium abundances and mass loss
大多数富含金属的AGB/RGB恒星都呈现出强烈的锂丰度不足，因为这种元素很容易在恒星内部的高温下被破坏。尽管如此，这些恒星中有几颗是富锂的，其锂丰度为log（Li/H）+ 12 > 1.5。在目前的工作中，我们将我们以前对AGB/RGB星的研究扩展到这些恒星的预期质量损失率。具体来说，我们寻找锂丰度和质量损失率或相关参数之间的相关性，在锂丰富的AGB/RGB星。我们估计的质量损失率使用修改后的形式的赖默斯公式，并将其应用到一个大样本的104个富锂巨星可靠的恒星数据。我们提出的方法假设恒星亮度与Li丰度之间呈线性关系，因此可以根据Li丰度来估计亮度。恒星质量是由最近的演化轨迹得到的有效温度和光度。恒星的半径可以由恒星的重力来决定，因此质量损失率可以通过对AGB/RGB分支中的富锂恒星和贫锂恒星进行适当的校准来计算。结果表明，大多数富锂恒星的质量损失率低于富C或富O巨星，不存在锂增强。
2016-09-21 astro-ph.SR
Abundance analysis of a nitrogen-rich extreme-helium hot subdwarf from the SALT survey
我们已经进行了详细的光谱分析的富氦热亚矮星EC 20187-4939使用的数据在SALT调查的富氦热亚矮星。我们测量了它的有效温度，表面重力和化学丰度的光谱。它的半径也通过使用测光数据拟合光谱能量分布来确定，使用表面重力测量推断出质量为0.44 Msun。这颗恒星特别富含氦和氮，同时碳和氧都很弱。表面的丰度和质量被发现与氦白矮星合并的产物一致。讨论了在合并过程中α捕获对氮的丰度影响以及EC 20187-4939与其他碳弱相关天体之间的可能联系。
2023-03-02 astro-ph.SR
Tracing the s-Process: Spectroscopic Insights into Chemical Abundances in O- and C-rich Evolved Stars
Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过光谱学研究O-和C富的恒星化学丰度，探讨AGB星的核合成和混合过程，分析s元素丰度对AGB模型的约束作用。
2026-04-10 astro-ph.SR
Optical high-resolution spectroscopy of 14 young $α$-rich stars
我们报告了14个年轻的$α$富星的化学丰度，包括中子捕获元素的基础上高质量的光学光谱HIRES/凯克我和差分逐线分析。通过比较年轻的富含$α$的恒星与附近具有类似金属丰度范围的明亮红巨星（$-0.7<[\mathrm{Fe/H}]<-0.2$）的丰度模式，我们证实了它们的高$α$元素丰度，这是以前基于近红外光谱的研究报告的。我们首次揭示了低丰度的$s$ -过程元素和高丰度的$r$ -过程元素。所有的丰度都与银河系盘中典型的富含$α$的星族一致，除了先前报道的一个天体的Li增强和两颗恒星的Na轻度增强外，没有发现丰度异常。特别是，$s$过程增强的缺乏排除了这样的假设，即来自渐近巨星分支恒星的质量转移在年轻$α$富星的形成中起着重要作用。径向速度变化的高频（超过$50\%$）也得到了证实。我们认为，低质量红巨星的质量转移可能是年轻的$α$丰富的恒星的主要形成机制。
2018-04-24 astro-ph.SR
Lithium Abundances of the Super-Metal-Rich Open Cluster NGC 6253
利用超富金属疏散星团NGC 6253（[Fe/H]=+0.43+/-0.01）的高分辨CTIO 4-m/HYDROGEN光谱研究了该星系团转折点附近的恒星Li丰度。NGC 6253大大扩展了具有Li丰度分析的簇的[Fe/H]范围。这对于研究恒星铁丰度对表面锂丰度的复杂影响以及与恒星铁丰度的潜在相关性具有重要意义。与更年轻、金属含量更少的毕宿星团和年龄相似但金属含量更高的M67相比，NGC 6253的锂丰度与标准恒星演化理论的预测在性质上是一致的，即金属含量更高的恒星有更大的锂消耗。与M67的比较提供的证据表明，更富含金属的NGC 6253具有更高的初始Li，这与银河系Li生产模型的预期一致。NGC 6253也被用来与中等年龄的NGC 3680、NGC 752和IC 4651疏散星团进行比较。比较所有六个星团中Li-能隙的位置显示：a）能隙在Teff中的位置与金属丰度无关，但b）高金属丰度的星团在高质量恒星中有其能隙。此外，Li间隙的位置不随年龄的变化而变化，这为可能产生Li间隙的非标准耗尽机制提供了重要的约束。
2012-09-25 astro-ph.SR
Abundance analyses of helium-rich subluminous B stars
光谱类型为O型和B型（He-sdB）的富氦热次矮星之间的联系相对来说还没有被探索过，因为后者在20世纪80年代被大量发现。为了进一步探索这种联系，我们分析了六颗He-sdB恒星的表面组成，包括LB 1766，LB 3229，SB 21（= Ton-S 137 = BPS 29503-0009），BPS 22940-0009，BPS 29496-0010和BPS 22956-0094。不透明度采样线覆盖模式大气已被用于推导大气特性和元素丰度。与太阳相比，所有恒星都是中等贫金属的（[Fe/H] ~ -0.5）。四颗恒星富含氮，其中两颗富含碳，至少有四颗似乎富含碳。数据不足以排除任何样本中的二元性。表面成分和富含氮的He-sdBs的轨迹目前最好的解释是两个氦白矮星的合并，或者可能是一个氦白矮星和一个后sdB白矮星的合并。富C He-SDB需要进一步研究。
2010-08-04 astro-ph.SR
Heavy element abundances in P-rich stars: A new site for the s-process?
最近发现的富磷恒星对恒星演化和核合成理论提出了挑战，因为现有的模型都无法解释它们极其特殊的化学丰度模式。除了大的磷增强外，这类恒星还表现出其他轻（O，Mg，Si，Al）和重（例如，Ce）元素。我们获得了两颗光学明亮的富磷星（包括一颗新的富磷星）的高分辨率光谱，并测定了它们的大量元素丰度（从C到Pb）。我们证实了这两颗富P星的轻元素丰度分布异常，Mg、Si、Al和P的丰度有很大的增强，可能还有Cu的增强，但这两颗富P星的光谱是唯一一颗显示出C（+N）增强的星。与其他贫金属和中子俘获增强的星相比，这两颗富P星显示出类似于低中子密度s-过程核合成的重元素过剩，具有高的第一峰（Sr，Y，Zr）和第二峰（Ba，La，Ce，Nd）元素增强（甚至在一颗恒星中有一些Pb增强）和负的[Rb/Sr]比。然而，这个s-过程是不同于发生在渐近巨星分支（AGB）恒星。显着的区别包括较大的[Ba/La]和较低的Eu和Pb比AGB同行。我们的观察应指导恒星核合成理论家和观察者，以确定P-丰富的恒星祖，这代表了新的网站s-过程核合成，我们的银河系的化学演化的重要影响。
2020-11-01 astro-ph.SR
The metal rich abundance pattern - spectroscopic properties and abundances for 107 main-sequence stars
我们报告的结果，从高分辨率光谱分析的107富金属（主要是[Fe/H] $\ge$ 7.67 dex）的目标星从卡兰赫特福德郡系外行星搜索计划与HARPS观察。使用我们的程序，找到最适合的吸收线剖面在观察到的光谱，我们测量的Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Cu和Zn的丰度，然后我们比较它们与已知的结果从不同的作者。我们的大多数丰度同意这些作品在$\pm$ 0. 05 dex或更好的水平，为我们共同拥有的明星。然而，我们确实发现了系统性的差异，这使得直接推论变得困难。我们的分析表明，线列表和原子线数据的选择以及所采用的连续谱水平影响这些差异最大。与此同时，我们确认的正趋势的丰度与金属含量为钠，锰，镍，并在较小程度上，铝。一个轻微的负趋势是观察到的钙，而硅和铬往往遵循铁。我们的分析使我们能够确定的正偏态分布的投影旋转速度的最大峰值在3公里的$^{-1}$。最后，我们得到了一个高斯分布的微观湍流速度，有一个最大值在1.2公里秒$^{-1}$和半高全宽$Δv_{1/2}=$ 0.35公里秒$^{-1}$，表明富金属的矮星和亚巨星在我们的样本中有一个非常有限的范围内的微观湍流速度。
2017-03-15 astro-ph.SR
Peculiarities of Abundances of Selected Elements in Metal-Rich Field RR Lyrae Stars
我们使用我们的扩展目录的光谱测定银河场RR天琴座型变量的大气中的元素丰度的数据表明，富含金属的RR天琴座（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）有一些元素的异常丰度。特别是，钪，钛和钇的相对丰度的金属丰富的RR天琴座型变量低于相应的丰度在外地类似的金属丰度超出了错误。我们讨论了上述元素的丰度测定的误差，并指出了一个事实，即没有铕，锆，镧丰度测定可用于金属丰富的RR Lyrant型变量。我们还分析了各种可能的原因，所观察到的特殊性的化学成分的金属丰富的RR天琴座型变量。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-rich accretion and thermohaline instabilities in exoplanets-host stars: consequences on the light elements abundances
行星系统的早期演化预期取决于不同时期的盘物质吸积到中央恒星上，其中可能包括恒星在主序星上定居后富含金属的物质的吸积。当这种情况发生时，吸积的物质迅速混合在表面对流区，并诱导一个逆平均分子量梯度，不稳定的温盐对流。稀释过量金属的诱导混合也可能对轻元素丰度产生重要影响。我们模拟和分析这一过程，并根据各种可能的吸积方案的结果。我们给一个详细的讨论不同的方式治疗温盐混合，如以前的作者所提出的，我们收敛在一个一致的观点，包括最近的数值模拟。我们展示了如何在恒星中的轻元素的观测可以被用来作为示踪剂，这样的事件。
2011-09-29 astro-ph.SR
Unveiling the chemical fingerprint of phosphorus-rich stars II. Heavy-element abundances from UVES/VLT spectra
本研究通过分析四颗富磷星的UVES光谱获取了广泛的重元素丰度，发现其s-过程峰值元素过丰且Ba极高，比较三种核合成情景后指出s-与i-过程组合模型差异最少但因缺乏模拟仍具高度不确定性。
2024-08-23 astro-ph.SR
The Old, Super-Metal-Rich Open Cluster, NGC 6791 - Elemental Abundances in Turn-off Stars from Keck/HIRES Spectra
星团的研究促进了我们对恒星演化、银河系化学演化和核合成的认识。在这里，我们研究了有趣的疏散星团NGC 6791中关闭恒星的组成，NGC 6791是古老的，但具有高分辨率（46，000）Keck/HIRES光谱的超金属丰富。我们发现[Fe/H] = +0.30 +/-0.02从大约40个未混合的，不饱和线的Fe I和Fe II在8个关闭的恒星。我们的O丰度来自7774 A附近的O I三重态，我们从Keck/HIRES获得的月球光谱中相对于太阳进行了差分分析。O结果针对小的nLTE效应进行校正。我们发现一致的[O/Fe]n比值，平均值为$-$ 0.06 +/-0.02。这延续了在既古老又富含金属的场星中发现的[O/Fe]降低而[Fe/H]增加的趋势。我们的氧丰度范围很小，这与单一的恒星群是一致的。我们对α元素[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]的结果接近太阳，与古老的富金属场星的结果相当。两个Fe峰元素Cr和Ni与Fe一致。这些关闭的恒星丰度提供了基准丰度，以调查可能因核燃烧和挖掘过程而产生的巨星变化。通过光谱合成发现了Li的上限，这些结果支持了标准理论的预测，即高金属丰度恒星消耗更多的Li。NGC 6791中可能没有恒星保留了它们最初的Li。
2015-01-17 astro-ph.SR
Modelling the alumina abundance of oxygen-rich evolved stars in the Large Magellanic Cloud
为了确定富氧渐近巨星分支（AGB）星的拱星信封中的尘埃的组成，我们计算了一个网格的modust辐射传输模型的尘埃成分，质量损失率，尘埃壳内半径和恒星参数的范围。我们比较由此产生的颜色与观察到的富氧AGB恒星从SAGE规范大麦云（LMC）样本，发现良好的整体协议的恒星中红外过剩。我们使用这些模型，以适应一个样本的37富O AGB星在LMC光学薄拱星信封，其中5 $-$ 35- $μ$ m斯皮策红外光谱仪（IRS）光谱和宽带测光从光学到中红外。从建模，我们发现在$\sim 8\times10^{-8}$的范围内的质量损失率$5\times10^{-6}$ M $_{\odot}\ \mathrm{yr}^{-1}$，我们表明，主要由无定形硅酸盐的颗粒混合物，与无定形氧化铝和金属铁的贡献提供了一个很好的拟合所观察到的光谱。此外，我们从尘埃模型中表明，AKARI [11] $-$ [15]与[3.2] $-$ [7]的颜色-颜色图，能够确定富O AGB星中氧化铝的丰度分数。
2014-02-11 astro-ph.SR
Abundance analyses of Li-enriched and normal giants in the GALAH survey
对GALAH巡天中的富锂巨星和正常巨星的成分进行了比较。除了锂，在从碳到铕的研究元素中，锂富集和正常巨行星之间唯一可检测到的丰度差异发生在碳上。在A（Li）= 1.8 ~ 3.1的富锂巨星中，C的缺量与正常巨星（A（Li）$<$ 1.8）的缺量非常相似，后者的轻微缺量是由第一次挖掘产生的。在锂丰度超过A（Li）= 3.2的超级富锂巨星中，碳相对于正常巨星略不足。文献中的碳丰度以及$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值表明，锂的加入可能会产生一个富锂巨星，而与第一次挖掘造成的丰度变化无关。然而，超级富锂巨星的形成似乎伴随着C向N的额外CN循环转换。成为富锂巨星的概率与恒星的质量几乎无关，尽管大多数富锂巨星的质量都很低（$M \leq$ 2 M $_\odot$）。在正常巨星中，富锂巨星的出现频率约为1%，并略微依赖于金属丰度（[Fe/H]）。富锂巨星和正常巨星被发现具有相似的投影旋转速度，这表明巨星中的锂富集与双星合并和潮汐相互作用等场景无关。
2020-03-11 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. II. NGC1851
我们研究了NGC 1851的蓝HB（BHB）上的35颗恒星，一颗RR天琴座和红HB（RHB）上的55颗恒星的中等高分辨率光谱的Na-O反相关。我们还导出了BHB星中He和N的丰度，以及RHB星中N的Ba和上限。RHB星明显分为两组：绝大多数是富O和贫Na，而大约10-15%是富Na和中等贫O。大多数富钠的RHB星也富含钡，并且RHB内的钠和钡丰度之间存在总体相关性。富钡RHB星群位于较温暖的边缘，包括约10%的RHB星。我们认为它们是RGB序列上具有非常红的v-y颜色的恒星的后代。这个序列也被认为是由Ba和可能富含Hoc的恒星组成的。然而，我们获得的其中一颗富钡星的N上限（[N/Fe]<1.55）加上文献中RGB富钡星的低C丰度表明总CNO可能不是特别高（[（C+N+O）/Fe]<=0.15）。其他富钠的RHB星也在RHB的温暖边缘，唯一的RR天琴座是富钠和中等贫O。我们还发现BHB星之间的Na-O关系，部分重叠，发现RHB星之间，虽然一般BHB星更Na-丰富和O-穷人。然而，有没有明确的温度和Na和O丰度BHB内的相关性。BHB星的平均He丰度为Y=0.29+/-0.05。在BHB星中，N丰度相当均匀，[N/Fe]=1.16+/-0.14，随温度变化趋势较小。这个值与正常的CNO丰度一致，排除了BHB星非常富含hoc的可能性：这使得年龄差约为1.5 Gyr成为SGB分裂的唯一可行…
2012-01-09 astro-ph.SR
Exploring circumstellar effects on the lithium and calcium abundances in massive Galactic O-rich AGB stars
我们以前探讨的Rb和Zr丰度的大规模银河系富O AGB星的拱星效应。在这里，我们感兴趣的是在Li和Ca的情况下扩展大气的作用。Li是HBB的一个重要指标，而这些恒星中的总Ca可能会受到中子捕获的影响。Li丰度以前研究了流体静力学模型，而Ca丰度已确定为第一次。我们使用一个修改后的版本的Turbospectrum，并考虑存在的气体拱星信封和径向风。用拟动力学模型得到的新的Li丰度与流体静力学模型得到的结果非常相似（平均相差0.18 dex），Ca没有差别。这些恒星中的锂和钙含量只受到星周包层的轻微影响。我们还发现，Li I和Ca I线的轮廓是不是很敏感的模式风参数的变化。新的锂丰度证实了样本恒星富含锂的性质，支持大质量银河系AGB恒星中HBB的激活。这与ATON，Monash和NuGrid/MESA对太阳金属丰度AGB模型的理论预测非常一致，但与FRUITY数据库不一致，该数据库预测没有HBB导致Li的产生。大多数样本星显示几乎太阳能钙的丰度是一致的，与现有的太阳能金属丰度大规模AGB星的S-过程核合成模型，预测相对于其他钙同位素和放射性同位素41钙的创建46钙的生产过剩，但没有变化的总钙丰度。少数恒星似乎显示出显着的钙耗尽（高达1.0 dex）。提供了可能的解释，以解释其明显的和意想不到的钙耗竭。
2019-02-12 astro-ph.SR
Three-dimensional chemically homogeneous and bi-abundance photoionization models of the "super-metal-rich" planetary nebula NGC 6153
行星状星云（PN）NGC 1，6153的深能谱表明，来自光学复合线（ORL）的重元素丰度比来自碰撞激发线（CEL）的高10倍，并指出弥散星云中存在缺氢包体。在这项研究中，我们构建了化学均匀和双丰度的三维光电离模型，使用Monte Carlo光电离代码{ \sc mocassin}。我们试图重现NGC 1，6153的多波段光谱和成像观测，并研究假设的缺氢包裹体的性质和起源，以及它们对假设化学成分均匀的经验星云分析的影响。我们的研究结果表明，化学均匀的模型产生小的电子温度波动，并未能重现从C，N，O和Ne离子的ORL的强度。相比之下，双丰度模型纳入少量的富含金属的夹杂物（$\sim 1.3$ %的总星云质量）能够匹配的测量不确定性内的所有观测。富金属团簇被离子红外精细结构谱线冷却到很低的温度（$\sim 800$ ~K），在重元素ORL的发射中占主导地位，但对大多数CELs的发射几乎没有贡献。我们发现，C，N，O和Ne的丰度来自经验的CELs，假设一个统一的化学成分，是约30%，低于整个星云的相应的平均值，包括从H-缺乏夹杂物的贡献。具有讽刺意味的是，在缺乏氢的包裹体的存在下，传统的光学氦复合线的标准分析，假设一个化学均匀的星云，高估了40%的氦丰度。
2010-09-30 astro-ph.SR
On producers of cosmic organic compounds: exploring the boron abundance in lithium-rich K giant stars
硼元素与锂和铍一起，属于已知的三种重要元素，用于研究低质量恒星的演化过程。因为B是这三个元素中最不容易在恒星内部被破坏的，所以它可以用来测试锂的富集是否来自行星。在这里，第一次，硼线在紫外线检查的四个巨人与不同程度的大锂富集的哈勃望远镜的观测手段。在我们的研究中发现了两个主要结果。一个是，第一近似的B丰度似乎并不过量，使行星吞没机制无效。第二个是，两颗锂丰度非常大的恒星呈现出发射线，这表明相当强的活跃色球正在这些锂丰度非常高的巨星中发挥作用。这些从紫外线获得的新结果补充了我们最近在中红外线（de la Reza et al. 2015）中的研究，其中在一些富锂恒星的光谱中发现了有机物质的强发射线特征。
2019-11-28 astro-ph.SR
Circumstellar molecular composition of the oxygen-rich AGB star IK Tau: I. Observations and LTE chemical abundance analysis
本文的目的是研究富氧恒星IK Tau周围星周包层的分子组成。我们观察IK头在几个（亚）毫米波段使用APEX望远镜在三个观测期间。为了确定$\mathrm{^{12}CO(3-2)}$发射的空间分布，进行了映射观察。为了约束拱星包层中的物理条件，使用非局域热力学平衡辐射转移程序模拟了多条旋转CO发射线。转动温度和其他分子的丰度得到假设当地的热力学平衡。在亚毫米波段观测到了一颗富氧的渐近巨星分支星。共检测到包括脉泽谱线在内的12种分子的34次跃迁。测定了包封物的动力学温度，并估计了分子的分子丰度分数。推导出的分子丰度进行了比较，从文献中的观察和建模，并同意在10倍，除了SO $_2$，这是发现几乎是一个因素100强于化学模型预测。从这项研究中，我们发现，IK Tau是一个很好的实验室，研究周围的富氧恒星周围的拱星信封（亚）毫米波长的分子线的条件。我们还可以从这项研究中预期，在拱星包络中的分子可以更忠实地解释非LTE分析与较低和较高的过渡线比简单的LTE分析，只有较低的过渡线。特别是，所观察到的CO线轮廓可以很好地再现一个简单的扩展包络模型与幂律结构。
2010-04-20 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
The abundance of S- and Si-bearing molecules in O-rich circumstellar envelopes of AGB stars
目的：我们的目标是确定丰富的SiO，CS，SiS，SO和SO $_2$在一个大样本的富氧AGB信封覆盖范围广的质量损失率调查的潜在作用，这些分子可能在这些环境中的灰尘的形成。方法：我们用IRAM 30 m望远镜在$λ$ 2 mm波段观测了30颗富氧AGB星。我们进行了激发和辐射转移计算的基础上LVG方法来模拟所观察到的线的分子，并推导出它们的分数丰度在所观察到的信封。结果：我们在所有30个靶信封中检测到SiO，以及分别在18、13、26和19个源中检测到CS、SiS、SO和SO $_2$。值得注意的是，在质量损失率低于$10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的任何包封中均未检测到SiS，而在质量损失率高于该阈值的所有包封中均检测到SiS。从与以前的，类似的研究富C源的比较，它变得很明显，CS和SiS的分数丰度显示富C和富O源之间的显着分化，是两个数量级和一个数量级更丰富的富C源，分别，而SiO的分数丰度原来是不敏感的C/O比。富O包层中SiO的丰度与富C源相似，即包层越致密，其丰度越低。一个类似的趋势，虽然不太清楚，比一氧化碳，观察到SO在O丰富的来源。结论：CS和SiS丰度对C/O比的显着依赖性表明，这两个分子形成更有效地在C-比O-丰富的信封。随着信封密度的增加，SiO的丰度下降和SO的暂定一个表明，SiO和SO可能作为气相前体的尘埃在拱星信封周围O-…
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Most Lithium-rich Low-mass Evolved Stars Revealed as Red Clump stars by Asteroseismology and Spectroscopy
几十年来，锂几乎在宇宙的每一个尺度上都让科学家感到困惑。富锂巨星是锂丰度超过模型预测的特殊恒星。传统上认为大部分富含锂的低质量演化恒星是红巨星分支（RGB）恒星。然而，最近的研究报告说，红色团块（RC）星比RGB更频繁。在这里，我们提出了一个独特的大型系统的研究相结合的直接asteroseismic分析与光谱的富锂恒星。大多数富锂恒星被证实是RCs，而RGB是次要的。我们发现，富锂的RGBs的分布急剧下降，随着锂丰度的增加，显示出约2.6 dex的上限，而锂丰度的RC延伸到更高的值。我们还发现RC星和RGB星的质量分布和氮丰度分布有明显的不同。这些发现表明，在低质量恒星演化过程中，仍然存在着未知的过程对表面化学成分有显著的影响。
2020-10-05 astro-ph.SR
Sulphur-bearing molecules in AGB stars II: Abundances and distributions of CS and SiS
我们调查了20个不同化学类型的AGB星使用APEX望远镜，并结合这与IRAM 30米和APEX调查CS和SiS的排放对30多个S型星。对于这些恒星的检测，我们进行了辐射传输建模，以确定丰度和丰度分布。我们检测CS对所有的调查碳星，一些S型星，和最高的质量损失率富氧星（$> 5\times 10^{-6}$ Msol yr $^{-1}$）。在所有化学类型中，在质量损失率最高的来源处检测到SiS（$> 8\times 10^{-7}$ Msol yr $^{-1}$）。我们发现碳星的CS峰丰度从~ $ 4\times 10^{-7}$到~ $2\times 10^{-5}$，富氧星的CS峰丰度从~ $ 3\times 10^{-8}$到~ $1\times 10^{-7}$，S型星的CS峰丰度从~ $ 1\times 10^{-7}$到~ $8\times 10^{-6}$。发现碳星的SiS峰值丰度从~ $ 9\times 10^{-6}$到~ $ 2\times 10^{-5}$，富氧星的SiS峰值丰度从~ $ 5\times 10^{-7}$到~ $ 2\times 10^{-6}$，S型星的SiS峰值丰度从~ $ 2\times 10^{-7}$到~ $ 2\times 10^{-6}$。我们推导出Si $^{32}$ S/Si $^{34}$ S = 11.4的Al，唯一的恒…
2018-08-01 astro-ph.SR
On Lithium-Rich Red Giants. I. Engulfment of Sub-Stellar Companions
一小部分红巨星富含锂，这与恒星演化理论的预期相矛盾。对这些非典型巨星的一个可能的解释是富锂行星或棕矮星被恒星吞没。在这项工作中，我们模拟了典型红巨星中锂丰度的演化，包括亚恒星质量伴星的吸积。我们考虑了广泛的恒星和同伴的质量，锂丰度，恒星金属丰度，和行星轨道周期。根据我们的计算，质量低于15 MJ的伙伴溶解在对流包层中，可以诱导Li富集的区域，额外的混合不起作用。我们的模型表明，亚恒星伴星的吸积可以解释丰度高达A（Li）~2.2，设置了上限，富锂巨星形成这种机制。丰度较高的巨人需要另一种机制来解释。对于合理的行星分布，我们预测了经历行星吞没的低质量巨行星的Li丰度分布，发现其中1%到3%应该具有A（Li）>1.5。我们表明，根据恒星质量范围，这种传统的富锂巨星的定义是误导性的，因为孤立的大质量恒星将被认为是异常的，而吞噬同伴的巨星将被搁置一边，标记为正常。我们探讨了伴星吞没的可探测性，发现质量大于~7 M_J的行星产生明显的信号，起源于Li-dip和低光度红巨星的恒星的后代是这一通道的理想测试。
2016-07-20 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
Evolution and Nucleosynthesis of AGB stars in Three Magellanic Cloud Clusters
本文给出了麦哲伦星系团NGC 1978、NGC 1846和NGC 419中渐近巨星分支（AGB）恒星的演化序列。这三个星团的新恒星模型与观测到的巨分支的有效温度、富氧到富碳的过渡光度和AGB尖端光度相匹配。一个主要的发现是，大量的对流过冲（高达3个压力标度高度），需要在第三次疏浚期间的对流信封的基础上，以获得正确的富氧富碳过渡光度。恒星演化序列被用作详细的核合成计算的输入。对于NGC 1978和NGC 1846，我们将我们的模型结果与观测得出的碳和氧丰度进行了比较。我们发现，需要额外的混合过程（额外的混合）来解释所观察到的丰度模式。对于NGC 1846，我们得出结论，非对流额外混合过程中所需的RGB和AGB，与以前的研究一致。对于NGC 1978，通过假设壳层间区域的物质同时含有高丰度的C和O，可以解释富O和富C AGB星的C/O和12 C/13 C丰度。这可能发生在热脉冲期间，当在闪光驱动的对流袋的内边缘处的对流过冲将C和O从核心疏通到中间壳层时。对于NGC 419，我们提供了我们预测的模型丰度值，虽然目前还没有发表的观测到的丰度在这个集群中的AGB星的研究。
2011-11-09 astro-ph.SR
On the surface helium abundance of B-type hot subdwarf stars from the WD+MS channel of Type Ia supernovae
本文通过引入原子扩散和恒星风，利用MESA模拟WD+MS通道中Ia型超新星幸存伴星的演化，发现其核心氦燃烧阶段表面氦丰度与观测到的中等富氦热亚矮星一致，支持其可作为该类天体的形成来源。
2024-04-02 astro-ph.SR
An ALMA view of CS and SiS around oxygen-rich AGB stars
我们的目标是确定分子的SiS和CS的富氧渐近巨星分支恒星的拱星信封的分布，以及这些分布如何不同的恒星之间，以不同的速度失去质量。在这项研究中，我们分析了ALMA观测的SiS和CS发射线的三个富氧银河AGB星：IK Tau，具有中等高的质量损失率的$5\times10^{-6}$ M $_\odot$年$^{-1}$，和W Hya和R Dor与低质量损失率的$\sim1\times10^{-7}$ M $_\odot$年$^{-1}$。这些分子通常在碳星中更丰富，但ALMA的高灵敏度使我们能够在低质量损失率的AGB星中检测到它们的微弱发射。ALMA的高空间分辨率也使我们能够精确地确定这些分子在拱星包层中的空间分布。我们运行辐射传输模型来计算每颗恒星的分子丰度和丰度分布。我们发现，相对于H $_2$，R Dor的$\sim10^{-8}$、W Hya的$\sim10^{-7}$和IK Tau的$\sim3\times10^{-6}$的峰值SiS丰度的分布。我们发现较低的峰值CS丰度$\sim7\times10^{-9}$的R Dor，$\sim7\times10^{-8}$的W Hya和$\sim4\times10^{-7}$的IK Tau，与一些分层的丰度分布。对于IK Tau，我们还计算了检测到的同位素体的丰度：C $^{34}$ S、$^{29}$ SiS、$^{30}$ SiS…
2019-01-01 astro-ph.SR
Fluorine and Sodium in C-rich low-metallicity stars
我们目前的N，O，F和Na丰度和12 C/13 C同位素比值的测量或上限的样本10富C，贫金属巨星，8个增强的s-过程（CEMP-s）元素和两个穷人在n-捕获元素（CEMP-no）。丰度来自IR、K波段、高分辨率CRIRES@VLT光谱。我们样品的金属丰度范围为[Fe/H]=-3.4至-1.3。只有两颗CEMP-s星能测量到F丰度。当[F/Fe]=0.64时，一个是轻度的F过量，而另一个是富F的，在[F/Fe]=1.44。对于剩下的八个天体，包括我们样本中的两个CEMP-no，只能对F丰度设置上限。我们的测量和上限表明，在CEMP-s恒星中，[F/C+N]比的分布与理论预测的一样。低质量，低金属量的渐近巨星分支恒星的核合成模型的预测，占导出的F丰度，而大多数恒星的F含量的上限低于预测值。测量的钠含量占AGB模型在1.25至1.7 Msun范围内，确认负责在CEMP-s恒星中观察到的特殊丰度模式的恒星是低质量，低金属含量的AGB恒星，与最公认的天体物理方案一致。我们的结论是，F生产的机制，在目前的国家的最先进的低金属丰度低质量AGB模型需要进一步审查和F测量在大量的贫金属恒星需要更好地约束模型。
2010-12-13 astro-ph.SR
Heavy elements in old very metal-rich stars
我们研究了从NLTT目录中选出的一个高自行、古老和富含金属的矮星样本。这些太阳邻居星的低近心距离和偏心轨道表明它们可能起源于银河系内部。化学标记可以探测恒星星族的形成历史。为了确定71个富含金属的矮星样本的起源，我们导出了中子捕获元素Y，Ba，La和Eu的丰度。光谱分析的基础上获得的光学高分辨率阶梯光谱与FEROS摄谱仪在ESO 1.52米望远镜在拉西拉，智利。Y，Ba，La和Eu的丰度通过LTE分析得出，采用MARCS模型大气。Y，Ba，La和Eu的丰度与Fe和Mg作为参考元素的丰度表明我们的富含金属的古老矮星样本和薄盘之间的相似性。另一方面，使用O作为参考元素的丰度比，以及它们的运动学，表明我们的样品明显不同于薄盘星。它们可能是旧的内部薄盘恒星，如前所述，或隆起恒星。在这两种情况下，它们都是从银河系内部迁移到太阳附近的。
2014-09-11 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
Metal-Poor Lithium-Rich Giants in the Radial Velocity Experiment Survey
我们报道了在RAVE巡天中选取的700多颗贫金属恒星（[Fe/H]<-0.5）的高分辨率光谱样品中发现的8颗富锂场巨星。在我们的样本中，大多数富含锂的巨星都是金属贫乏的（[Fe/H]<-1.9），并具有Li丰度（以7 Li的形式存在），A（Li）=log（n（Li）/n（H））+12，在2.30和3.63之间，远高于典型红巨星分支的上限，A（Li）<0.5，而两颗A（Li）~1.7-1.8，在相同的重力下显示出与正常巨星相似的锂丰度。在我们的样本中，我们还包括了两个贫金属、富锂的球状星团巨星，即先前发现的M3-IV 101和新发现的（在这项工作中）M68-A96。这是迄今为止最大的贫金属富锂巨星样本。我们对所有恒星进行了详细的丰度分析，发现大多数样本恒星的元素丰度与Li正常晕巨星相似。虽然每颗富锂巨星的演化阶段无法明确确定，但富锂阶段可能与红巨星分支碰撞或早期渐近巨星分支的额外混合有关，这些分支触发了冷底部处理，其中外部对流包层的底部连接到恒星中的H燃烧壳层。恒星表面的锂含量会随着7 Be（燃烧成7 Li）通过Cameron-Fowler机制被输送到恒星表面而增加。我们讨论和歧视的额外混合，可以导致锂生产的几种模型，在我们的样本中的详细丰度的锂丰富的巨人。
2011-12-09 astro-ph.SR
Lithium and sodium in the globular cluster M4. Detection of a Li-rich dwarf star: preservation or pollution?
上下文在球状星团（GCs）中观测到的轻元素丰度的不均匀性，特别是普遍存在的Na-O反相关，通常被解释为GCs包含几代恒星的证据。关于产生不均匀元素的恒星的性质一直存在争论，研究几种元素的行为是一种对这个问题有新认识的方法。目标。我们的目的是调查GC M 4的Li和Na含量，这是已知的具有良好定义的Na-O反相关。方法.利用FLAMES/VLT ESO的Giraffe摄谱仪获得了91颗M4主序星/次巨星分支星的中等分辨率（R= 17000 - 18700）光谱。使用模型大气分析，我们测量了锂和钠的丰度。结果我们检测到一个弱的Li-Na反相关之间的未演化的MS星。样本中的一颗恒星，编号37934，显示出非常高的锂丰度A（Li）=2.87，与目前对原始锂丰度的估计相符。结论.发现的Li-Na反相关性的浅斜率表明锂与钠平行产生。这一证据，再加上它富含钠的性质，表明37934号恒星的高锂丰度可能来自前几代恒星的污染。最近在球状星团NGC 6397中探测到的一颗富锂矮星也可能指向这个方向。尽管如此，没有明确的证据可以证明37934号恒星的原始锂丰度可能存在。
2012-08-28 astro-ph.SR
Heavy metals in a light white dwarf: Abundances of the metal-rich, extremely low-mass GALEX J1717+6757
使用哈勃太空望远镜，我们详细介绍了第一个丰度分析启用远紫外光谱的低质量（~0.19 Msun）白矮星（WD），GALEX J1717+6757，这是在一个5.9小时的二进制与一个更暗，更大质量的同伴。我们看到了来自九种金属的吸收，包括大约太阳能丰度的Ca，Fe，Ti和P。我们检测到了显著低于太阳能丰度的C，并对N和O设定了上限，这也是显著低于太阳能的。更新的扩散计算表明，在没有辐射力的情况下，所有金属都应该在不到20年的时间内从14,900 K，log（g）= 5.67 WD的大气中沉淀出来，比数百万年的冷却年龄快几个数量级。我们证明，正在进行的岩石物质的吸积，这往往是孤立的，更大规模的WD大气金属的原因是不太可能解释观测到的丰度在GALEX J1717+6757。使用新的辐射悬浮计算，我们确定，辐射力可以抵消扩散和支持许多，但不是所有的元素存在于大气中的WD;辐射悬浮不能，就其本身而言，解释所有观察到的丰度模式，和其他机制，如旋转混合可能是必需的。最后，我们使用ULTRACAM高速测光来检测主日食和次日食，我们使用它来约束低质量WD半径和旋转速率，并从WD+WD二进制的发现观测中更新星历。
2014-07-29 astro-ph.SR
A quantitative NLTE analysis of visual and ultraviolet spectra of four helium-rich subdwarf O stars
热的次矮星代表了恒星演化的一个知之甚少的晚期阶段。虽然双星演化对B-次矮星（sdB）起着重要作用，但He主导的O-次矮星（He-sdO）的起源尚不清楚。我们通过对可见光和FUV光谱的定量分析来寻找其成因的化学特征。利用Tlusty/Synspec计算了4颗He-sdO原型星的线覆盖NLTE模型大气、Teff/log g和丰度。最终模型包括H、He、C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、P、S、Fe和Ni。由于富集的N或C，包括这些元素在适当的高丰度的模型提供足够准确的近似的温度分层的完整模型。没有迹象表明二进制被发现，无论是径向速度的变化，也没有光度的证据。所有恒星的大气层几乎都不含H，Teff = 42000K到47000K，log g = 5.4到5.7。CD-31 4800显示了CNO燃烧的特征，而较重的元素在太阳下约0.4 dex，除了Ne和Si是太阳。富C的He-sdOs显示出轻微的日下金属丰度，伴随着N-富集和O-缺乏。在LS IV +10 9中，Ne相对于太阳的富集度高达10倍。恒星质量分散在规范氦核闪光质量周围。CD-31 4800的丰度模式与He-WD冷合并模型的预测一致，除了观察到的低O丰度。复合合并模型预测的丰度模式不同的富C星。[CW83] 0904 - 02可能是He-WD合并的候选者，因为它旋转并且比其他恒星质量更大。新的演化模型的热闪光的情况下预测的丰富…
2018-10-18 astro-ph.SR
Chemical abundance inventory in phosphorus-rich stars
本文概述了富磷恒星的最新研究进展，通过光谱分析细化其化学指纹，并探索利用无监督机器学习算法识别更多样本，以确定其 progenitor 并评估核合成模型。
2025-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
First stars XVI. STIS/HST abundances of heavy-elements in the uranium-rich star CS 31082-001
在各种情况下，r-过程核合成产生的元素的详细丰度是我们对其起源的最佳观测线索，因为r-元素产生的地点仍然不确定。一小部分极贫金属（EMP）星表现出过量的重中子俘获元素，产生于r-过程，CS 31082-001是4颗著名的r-过程增强EMP星之一。利用HST/STIS进行的观测提供了只能从紫外波段观测到的元素丰度。在这里，我们的目标是补充的光学数据与丰度从近紫外光谱的第一和第二峰的r-元素，这是至关重要的洞察到核合成的元素超越铁。UVES光谱提供了额外的测量，从而改善了以前的结果。使用OSMARCS LTE模型大气和基于光谱合成代码Turbospectrum的一致方法分析光谱，使用最近文献中更新的振子强度推导CS 31082-001中重元素的丰度。我们计算了感兴趣的元素的所有谱线的合成光谱，检查适当的强度和可能的混合。我们结合了在以前的作品中推导出的重元素的丰度与推导出的丰度从所有可靠的新的线的列表，为第一和第二峰的r-元素。我们能够推导出23个n-元素的新丰度，其中6个- Ge，Mo，Lu，Ta，W和Re -在以前的工作中是不可用的，使这颗恒星成为研究的最完整的r-II对象，总共检测到37个n-捕获元素。我们还介绍了该恒星中的第一个NLTE+3D铅丰度。结果提供了对r过程性质的改进约束。
2012-12-02 astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in galactic globular clusters I. Analysis and results of NGC 2808
已知银河系球状星团（GC）具有多个恒星星族，并具有相似的化学特征，例如O-Na反相关。虽然第二人口恒星，通过它们的钠过剩来识别，已经在各种银河系GC中发现了从主序星关闭到红巨星分支尖端的恒星，但渐近巨星分支（AGB）恒星很少被瞄准。最近发现NGC 6752缺少一颗富钠AGB星，因此引发了对GC中AGB星的新研究，因为这一结果质疑了我们对GC形成和恒星演化理论的基本理解。为了比较银河系GCs中AGB星和RGB星的Na丰度分布，并研究AGB星上富Na星的存在是否与金属度有关，我们利用ESO/VLT多目标高分辨率摄谱仪FLAMES获得了银河系GCs NGC 2808中AGB星和RGB星的高分辨率光谱。计算了31颗AGB星和40颗RGB星的Na丰度。我们发现NGC 2808的平均金属丰度为-1.11 $\pm$ 0.08 dex，与早期的分析结果一致。可比较的钠丰度分散来自我们的AGB和RGB样品，与AGB星比RGB星稍微更集中。在AGB样本中，贫钠第一星族与富钠第二星族的比例为45：55，在RGB样本中为48：52。NGC 2808拥有富钠的第二人口AGB星，相对而言，它们比贫钠的AGB星和RGB上的富钠星数量更多。我们的发现很好地再现了快速旋转的大质量恒星的情况下，他们不矛盾的最近的结果，在NGC 6752中没有一个富钠AGB星。因此，NGC 2808加入了最近在AGB上发现的富含Na…
2016-06-07 astro-ph.SR
The AMBRE Project: Spectrum normalisation influence on Mg abundances in the metal-rich Galactic disc
α元素的丰度为银河系考古学提供了重要的化石特征，可以追踪不同圆盘种群的化学进化。高精度的化学丰度对于提高我们对银河系中存在的化学动力学性质的理解至关重要。然而，在富金属盘（[M/H] > 0 dex）中获得精确的丰度估计仍然具有挑战性。本文的目的是分析不同的误差来源影响镁丰度估计的富金属恒星的光谱。我们从AMBRE项目中获得了2210颗太阳邻域恒星的87522个高分辨率光谱的Mg丰度。为此目的，采用了GAUGUIN自动丰度估计程序。标准化程序有很强的影响，导出的丰度，与恒星类型和线强度的明显依赖。对于非饱和线，局部连续区放置的最佳波长域应使用拟合优度标准进行评估，允许掩模尺寸与光谱类型相关。此外，对于强饱和线，应用窄归一化窗口减少了丰度估计的参数依赖性偏差，提高了线间丰度精度。此外，在大光谱分辨率下工作总是比在低光谱分辨率下工作得到更好的结果。由此产生的丰度精度的提高，使人们有可能观察到一个明确的薄厚盘化学区别和镁丰度下降的趋势，即使在超太阳金属丰度。在精确的运动学和动力学数据的时代，优化实施大型光谱恒星调查的标准化程序将提供一个显着的改善，我们的银河系人口的化学动力学模式的理解。
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in atmospheres of F- and G-type supergiants and bright giants
本文对55颗银河系F、G超巨星和亮巨星的6707.8A共振二重态Li I进行了非定域热力学平衡丰度分析。锂丰度log ε（Li）可以分为三组，即：（i）10颗富锂巨星，log ε（Li）= 2.0-3.2（所有10颗都是F-型或A9星）;（ii）13颗G-至K-型恒星，锂丰度在log ε（Li）= 1.1-1.8的窄范围内;（iii）所有其他恒星都提供锂丰度的上限。导出的Li丰度与2-15 Msun星的理论预测进行了比较。我们的结果与理论基本一致。特别是，大多数节目明星缺乏可检测的锂是可以解释的。比较结果显示，这些恒星可能以质量M分为两组，即M < 6 Msun and M >6 Msun。所有log ε（Li）> 2.0的富锂巨星和超巨星的质量M < 6 Msun; log ε（Li）= 1.1-1.8的13颗恒星中有11颗，特别是M < 6 Msun的恒星，与非旋转2-6 Msun恒星模型预测的第一次挖掘后表面丰度log ε（Li）= 1.4吻合得很好。在M > 6 Msun的范围内没有富锂的恒星，这与理论预测一致，即F和G超巨星以及M > 6 Msun的巨星不能显示出可探测的锂。我们注意到，目前的理论似乎无法解释某些恒星的Li丰度，即（i）一些相对低质量的富Li巨星（M < 6 Msun），其高Li丰度伴随着相当高的旋转速度或大量的氮过剩与…
2012-12-25 astro-ph.SR
Chemical abundances in Galactic planetary nebulae with Spitzer spectra
本文用Spitzer谱给出了22个银河系PNE的新的低分辨率（R~800）光谱。这些数据相结合，最近的光学光谱数据在文献中构建具有代表性的样品紧凑（大概是年轻的）银河系光盘和凸起PNE斯皮策光谱。注意到在斯皮策光谱中看到的尘埃特征的性质，银河系盘和隆起PNe根据四种主要的尘埃类型（氧化学或OC，碳化学或CC，双重化学或DC，无特征或F）和亚型（无定形和结晶，脂肪族和芳香族）进行分类。星云气体丰度的He，N，O，Ne，S，Cl，和Ar，以及等离子体参数（如Ne，Te）的均匀推导，我们研究的中值化学丰度和星云的性质在银河系盘和隆起PNE根据其斯皮策尘埃类型和亚型。将导出的中值丰度模式与AGB核合成预测进行比较，主要表明：i）DC PNe，无论是无定形硅酸盐还是结晶硅酸盐，都显示出高金属丰度（太阳/超太阳）和最高的He丰度和N/O比值，表明相对巨大（~3-5 M_sun）热底燃烧AGB星为祖先星; ii）具有富含O和富含C的未演化尘埃的PNe（无定形和脂肪族）似乎是从太阳下金属丰度演变而来的（z~0.008）和较低质量（<3 M_sun）AGB星; iii）少量富O PNE和大量富C PNE，并伴有更多的演化尘埃（分别为晶体和芳香族）显示出与DC PNe相似的化学丰度，表明它们是相关的物体。比较派生的星云属性与预测模型相结合的理论中心恒星演化与一个简单的星云模型。最后，斯皮策尘埃的性质，…
2014-05-23 astro-ph.SR
A search for heavy-metal stars: abundance analyses of hot subdwarfs with Subaru
在一小群热次矮星中发现了极其富含锆和铅的表面，这引发了关于热恒星大气化学特性及其进化起源的问题。由于2014年只知道三颗，斯巴鲁望远镜开始了对更多“重金属”次矮星的有限搜索。在高分辨率下观测到了5颗表面氦丰度从中等到高的热次矮星，并分析了它们的表面性质和丰度。本文报告了其中四颗恒星的分析结果。PG1559+048和FBS1749 +373只有中等的氦富集度，显示出强的三重电离铅谱线。PG1559+048也显示出锗和钇的强烈过量。Ton 414和J17554+5012表面的氦含量更高，没有重金属富集的迹象。这一有限的调查表明，如果恒星的氦含量太高，那么在热的亚矮星大气中通过选择性辐射悬浮实现的“重金属”的极端富集就会受到抑制。
2019-10-20 astro-ph.SR
On the chemical abundances of Miras in clusters: V1 in the metal-rich globular NGC 5927
本文首次测定了富金属球状星团NGC 5927中Mira变星V1的铁、α元素（Si、Ca和Ti）和钠的光谱丰度。我们使用高分辨率（R~ 28，000），高信噪比（~200）的光谱收集与WINERED，近红外（NIR）光谱仪同时覆盖波长范围0.91- 1.35微米。在光谱观测的脉动阶段的有效温度和表面重力估计使用光学（V）和近红外时间序列光度数据。我们发现Mira富含金属（[Fe/H]=-0.55 \pm 0.15），α-强度中等（[α/Fe]=0.15 \pm 0.01，σ =0.2）。这些值与文献中几颗红巨星的高分辨光谱所得到的平均丰度相当吻合（[Fe/H]=-0.47 \pm 0.06，[alpha/Fe]=+0.24 \pm 0.05）。我们还发现Na丰度为+0.35 \pm 0.20，高于基于光谱的平均簇丰度（+0.18 \pm 0.13）。然而，由于缺乏类似的光谱簇红巨星和修正偏离局域平衡，使我们无法确定是否差异是内在的或连接到多个人口。这些研究结果表明，光学和近红外金属丰度标度之间有很强的相似性，尽管在实验设备，数据分析和所采用的光谱诊断的差异。
2018-02-20 astro-ph.SR
The Abundance of SiC$_2$ in Carbon Star Envelopes
碳化硅尘埃颗粒在富碳AGB星周围的星周包层中无处不在。然而，导致SiC粉尘形成的主要气相前体尚未确定。到目前为止，只有三个含有Si-C键的分子被确定在富C AGB星中具有显著丰度：SiC $_2$、SiC和Si $_2$ C。环状分子SiC $_2$已经在少数演化的恒星中被观测到，而SiC和Si $_2$ C只在C星的包层IRC +10216中被探测到。我们的目标是研究如何广泛和丰富的SiC $_2$，SiC和Si $_2$ C是在信封周围的富C AGB星，以及这些物种是否发挥积极的作用，作为气相前体的碳化硅尘埃在喷出物的碳星。
2017-08-02 astro-ph.SR
Phosphorus-rich stars with unusual abundances are challenging theoretical predictions
几乎所有的化学元素都是在各种恒星中通过核合成反应产生的，并在我们的宇宙历史中积累起来。在这些元素中，磷的起源非常有趣，因为它是我们在地球上所知道的生命所必需的。然而，当前的（银河系）化学演化模型低估了我们在太阳系中观察到的磷。在这里，我们报告发现了15颗富磷恒星，它们具有不寻常的O，Mg，Si，Al和Ce过量。富磷恒星可能从附近的另一个恒星源继承了它们独特的化学性质，但它们有趣的化学丰度模式挑战了目前恒星核合成理论的预测。大质量恒星对流反应区的旋转或高级核合成等特定效应是解释富磷恒星存在的最有希望的替代方案。富含磷的恒星祖先可能对今天地球上的磷有很大的贡献。
2020-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic-Field Metal-Rich RR~Lyrae Variables: Features of Kinematics and Abundances of Selected Chemical Elements
该研究分析富金属银河场 RR~Lyrae 变星的元素丰度与轨道运动学，发现多种 α 元素及钠、铝、镍丰度偏低，暗示部分恒星可能起源于河外。
2024-08-06 astro-ph.GA 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 Lithium Abundances from the Large Sky Area Multi-object Fiber Spectroscopic Telescope Medium-resolution Survey. I. The Method
标准的恒星演化模型预测在第一次疏浚过程（FDU）中锂（Li）丰度会发生严重的耗竭。然而，在FDU之后，仍有一小部分巨星在其大气中保留了相当数量的Li。这些巨行星通常通过一个广泛使用的标准A（Li）$ > 1.5$ \，{ \it dex}来确定为富锂的。大量的作品致力于寻找和调查巨人家族中的这一少数，而李富的巨人数量也在很大程度上得到了扩大，尤其是在大数据时代。在本文中，我们提出了一个目录的富锂巨星发现的大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）的调查与锂丰度来自LAMOST低分辨率光谱的模板匹配方法。该目录包含$10,535$富锂巨星，锂丰度从$\sim 1.5$ \，{ \it dex}到$\sim 4.9$ \，{ \it dex}。我们还证实了巨恒星中富锂现象的比例约为1%，或者更确切地说，从我们统计上重要的样本中，$1.29\%$。这是迄今为止报道的最大的富锂巨星样本，大大超过了所有报道的富锂巨星的总和。该目录将帮助社区更好地了解巨星中的富锂现象。
2021-06-09 astro-ph.GA 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
Temperature in Solar Sources of 3He-rich Solar Energetic Particles and Relation to Ion Abundances
在太阳耀斑或喷流中，富含3 He的太阳高能粒子（SEP）被加速的机制取决于离子荷质比（Q/M）。这意味着耀斑等离子体特性（例如，温度）可以有效地确定富含3 He的SEP的元素丰度。本研究考察了2010-2015年期间24个富3 He SEP事件中，在高级成分探测器上测量的He-Fe离子的超热（<0.2 MeV/nuc）丰度与太阳源温度之间的关系。利用太阳动力学天文台的极紫外成像观测资料，利用差分辐射测量技术反演了源区温度。所获得的温度分布峰值在2.0-2.5 MK，这与基于原位元素丰度或电荷状态测量的早期发现惊人地一致。我们发现3 He/4 He比值与太阳源温度之间存在显著的反相关，相关系数为-0.6。它很可能是由非电荷剥离过程引起的，因为这两种同位素在推断的温度范围内都会完全电离。研究表明，4 He/O、N/O、Ne/O、Si/O、S/O、Ca/O、Fe/O等元素比随温度的变化与电离平衡时丰度增强计算的结果一致。在所得到的温度范围内Q/M比变化较小的两个物种C和Mg没有表现出这种随温度变化的行为，并且可能受到与3 He/4 He比类似的过程的影响。
2020-12-31 astro-ph.SR physics.space-ph
The Gaia-ESO Survey: Probing the lithium abundances in old metal-rich dwarf stars in the Solar vicinity
我们测试的情况下，径向迁移可能会影响锂丰度模式的矮星在太阳附近。这可能证实了这些恒星中的Li丰度不能作为星际介质中Li丰度的探针。我们使用Gaia-ESO调查第6次内部数据发布的高质量数据（包括Li丰度）。在这个例子中，我们通过层次聚类，根据化学丰度的相似性对恒星进行分组。我们的分析对待测得的锂丰度和上限。先前发现的径向迁移恒星的Li包层远低于基准陨石值（<3.26 dex）;探测到丰度最高的恒星的A（Li）= 2.76 dex。这证实了以前观察到的老矮星的趋势（中位年龄$\sim$ 8 Gyr），其中Li减少[Fe/H] $\gtrsim$ 0。这一结果作为支持的证据，在老矮星的上包层中测量的锂丰度不应该被认为是星际介质锂的代理。我们的方案还表明，[M/H]>0的恒星产额不应该减少，最近在文献中提出。我们的研究支持了最近的研究，这些研究声称，在倾角的热侧的老矮星是锂的ISM丰度的有效探针，前提是原子扩散不会显着降低富含金属的物体大气中的初始锂丰度。
2022-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Tagging N-rich Field Stars with High-resolution Spectroscopy
我们用高分辨率（$R \sim 30000$）光谱测量了15颗富氮场星的20多种元素的化学丰度。我们发现富N场星的Na、Mg、Al、Si和Ca丰度与球状星团（GCs）中的恒星基本一致。估计有7颗恒星具有[Al/Fe $]>0.5$]，这在大多数GC“第一代”恒星中是没有的。另一方面，$α$元素丰度（特别是Ti）可以显示出原位星和吸积星之间的明显差异。我们发现一颗有趣的恒星，它的[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]，[Ti/Fe]，[Sc/Fe]，[V/Fe]，[Co/Fe]都很低，与溶解矮星系“$Gaia$ -Sausage-Enceladus”中的其他恒星具有相似的运动学和[Ba/Eu]。金属丰度为$-1.25 \le {\rm [Fe/H]} \le -0.95$的富N场星的$α$ -元素丰度和铁峰元素丰度与银河系场星的值一致，而不是矮星系的恒星，表明它们是就地形成的。此外，富N场星的中子俘获元素表明，它们中的大多数可以被质量在$3 - 5\, M_{\odot}$附近的渐近巨星分支（AGB）星富集。
2021-04-09 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
Unevolved Li-rich stars at low metallicity: a possible formation pathway through novae
针对未经历第一次上翻的低金属丰度未演化富锂恒星起源问题，通过化学丰度分析和种群合成模型，提出新星场景可解释其锂增强及有无伴星的情况，为其形成提供新途径。
2025-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
