A chemical study of M67 candidate blue stragglers and evolved blue stragglers observed with APOGEE DR14
在构成星团的各种天体中，蓝色离散星（BSS）是最令人费解的。BSS通常在球状星团中发现，但它们也被称为银河系的疏散星团。两个主要的理论方案（碰撞和质量转移）已经提出来解释其形成，虽然找到支持任何一种方案的观测证据是一项具有挑战性的任务。在老疏散星团M67的APOGEE观测中，我们发现了8个已知的BSS候选者和两个已知的演化BSS。我们对3个BSS候选者和样本中的2个演化BSS进行了化学分析，发现BSS候选者的表面丰度与M67主序关闭时的恒星相似。特别是没有任何异常的碳丰度似乎支持碰撞形成的情况下，这些恒星。此外，我们注意到演化的BSS S1040和S1237的丰度与M67的红团簇星的丰度一致。特别是，它们显示了碳的消耗由$\sim0.25$ dex，这可以被解释为质量转移的签名或作为恒星演化过程的产物。最后，我们总结了APOGEE观测到的个别BSS星的性质，来自他们的APOGEE光谱和/或文献中的信息。
2018-08-14 astro-ph.SR
Chemical composition of evolved stars in the open cluster NGC 2506
在这项研究中，我们提供了疏散星团NGC 2506的两颗第一个上升巨星和两颗核心燃烧氦的“团块”恒星的12 ^C，13 ^C，N，O和多达26种其他化学元素的丰度。用C_2 Swan（0，1）带头在5635.5A处测得碳丰度。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率。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。发现NGC 2506具有平均[Fe/H]=-0.24 +-0.05（标准偏差）。与太阳和其他银盘矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约亏损0.2德克斯，氮约过剩0.3德克斯，其他化学元素的丰度比接近太阳。C/N和12^C/13^C的比值分别降低到1.25 +-0.27和11 +-3。
2011-05-25 astro-ph.SR
Chemical compositions of semi-regular variable red giants
研究利用高分辨率光学光谱分析半规则变光红巨星的元素丰度，发现其 Na/Fe 至 Eu/Fe 比值与银河系普通红巨星相近，表明它们可能是测光更活跃的红巨星。
2024-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Chemical Depletion in Evolved Binaries Hosting Second-Generation Transition Discs
本研究通过高分辨率光谱分析后AGB/后RGB双星及其候选体中的化学丰度，证实带过渡盘的双星损耗更强，其损耗模式与星际介质相似，为环双星盘损耗机制提供间接约束。
2025-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the low-mass Galactic globular cluster NGC 6362
利用UVES光谱测量了NGC 6362中11颗红巨星支星的17种元素的化学丰度。NGC 6362是目前发现的质量最小的球状星团之一，但其详细的化学成分尚未被研究。NGC 6362是一个中间金属原子簇（[Fe/H]=-1.07 \pm 0.01 dex），其α和Fe峰元素含量与金属丰度相近的原子簇一致。它还显示出其s过程元素丰度的增强。在涉及多居群现象的轻元素中，只有[Na/Fe]显示出星间变化，而[Al/Fe]和[Mg/Fe]没有显示出丰度分布的任何证据。通过与质量和金属丰度相似的球状星团M4的差异比较，发现这两个星团具有相同的化学成分。这一发现表明NGC 6362确实是一个规则的星系团，由经历了与其他具有类似金属丰度的星系团相同的化学富集的气体形成。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Composition of Extreme-Velocity Stars
关于银河系中最快的恒星的起源，人们知之甚少。我们对银河系和周围矮星系化学演化历史的了解使我们能够利用恒星的化学成分来研究其起源，并说恒星是原位形成的还是吸积的。然而，最快的恒星，超高速恒星，是年轻和大质量的，它们的化学成分尚未被分析。虽然分析大质量年轻恒星的化学成分很困难，但我们对晚型恒星的分析很精通。我们使用高分辨率ARCES/3.5 m阿帕奇角天文台、MIKE/麦哲伦光谱来研究15颗晚型超高速恒星候选者的化学细节。用盖亚EDR 3天体测量和光谱测定的径向速度，我们发现总速度的范围为$274$ - $520$ km s $^{-1}$和平均值$381$ km s $^{-1}$。因此，我们的样本恒星还没有快到足以被归类为超高速恒星，并且被称为极高速恒星。我们的样品具有宽的$-2.5 \le \mathrm{[Fe/H]} \le -0.9$铁丰度范围。它们的化学成分表明，其中至少有50%是吸积的河外恒星，铁峰元素与先前的亚克拉塞卡质量Ia型超新星富集相一致。在没有双星伴星的情况下，它们的化学丰度和轨道参数表明它们是破裂矮星系的加速潮汐碎片。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the stellar cluster Gaia1: no surprise behind Sirius
用MIKE/MAGELLAN摄谱仪观测了中龄星团Gaia 1中的6颗He团簇星。最近由于欧空局盖亚任务的第一次数据发布而发现的这个星团的可能的银河系外起源，已经根据其轨道参数提出。已经获得了Fe、α、质子和中子俘获元素的丰度。我们没有发现内在丰度扩散的证据。铁的丰度为太阳能（[FeI/H]=+0.00 +-0.01; σ = 0.03 dex）。所有其他的丰度比大体上都是太阳尺度的，类似于银河系薄盘和疏散星团的恒星，具有类似的金属量。盖亚1的化学成分并不支持这个星团的星系外起源，它可以被认为是一个标准的银河系疏散星团。
2017-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Chemical Composition of the Evolved Very Bright Metal-Poor Star HD 1936
基于AUKR的高分辨率光谱，本文分析了极亮贫金属星HD 1936的化学丰度，发现其为中度r过程增强的r-I型恒星，推测其可能形成于多重富集环境的第二代恒星，并探讨了其拥有亚恒星伴星的可能性。
2024-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances and kinematics of 257 G-, K-type field giants. Setting a base for further analysis of giant-planet properties orbiting evolved stars
我们进行了统一和详细的丰度分析12难熔元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Co，Sc，Mn和V）的样本257 G-和K-型演化恒星的CORALIE行星搜索计划。到目前为止，已知这些恒星中只有一颗拥有行星伴星。我们的目标是在化学丰度和运动学方面描述这个大样本的演化恒星，从而为进一步分析巨星周围的行星性质奠定坚实的基础。该样品经过均匀分析，可用作其他行星相关研究的比较样品，以及与恒星和星系天体物理学相关的不同类型的研究。化学元素的丰度是使用相对于太阳的LTE丰度分析，光谱合成代码MOOG和库鲁茨ATLAS 9大气网格确定的。为了分离银河系中的恒星星族，人们采用了纯粹的运动学方法和化学方法。我们证实了过剩的钠在巨星相比，外地FGK矮星。这种增强可能具有恒星演化的特征，但偏离LTE也可能产生类似的增强。我们对恒星星族的化学分离也表明了厚盘和高α金属富集恒星之间金属丰度的“差距”，正如以前在HARPS的矮星样本中观察到的那样。与大多数巨星样品一样，本样品也受到B-V色截止的影响，这排除了具有高金属丰度的低logg星和具有低[Fe/H]的高logg星。对于未来的研究行星的发生依赖于恒星金属丰度在这些演化的恒星，我们建议使用一个子样本的恒星在logg - [Fe/H]图中的“切矩形”，以克服上述问题。
2015-03-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical Abundances for Evolved Stars in M5: Lithium through Thorium
本文分析了球状星团M5（NGC 5904）中恒星的高分辨率光谱。样本包括红巨星分支（7颗星），红水平分支（2颗星）和渐近巨星分支（8颗星）的恒星，有效温度范围从4000 K到6100 K。光谱是用凯克望远镜上的HIRES光谱仪获得的，HB和AGB样品的波长覆盖范围为3700至7950埃，大多数RGB样品的波长覆盖范围为5300至7600埃。我们发现AGB和RGB分支之间的一些丰度比的偏移。然而，这些差异似乎是由于分析的影响，并表明，必须谨慎，当直接比较不同的进化分支之间的丰度比。我们发现了预期的污染信号，从物质中富集的热氢燃烧循环，如CNO，Ne-Na和Mg-Al循环的产品，但没有显着差异，特别是当考虑到分析偏移的三个恒星演化分支之间的这些签名。我们还能够测量各种各样的中子捕获元素丰度，从Sr到Th，在集群中。我们发现，所有的恒星的中子捕获签名是相同的，并显示了占主导地位的r-过程的起源。然而，我们也看到了一个小的，但一致的额外的s-过程签名的证据，这是不依赖于轻元素的变化，指向一个预富集的原星系团气体中的这种材料。
2011-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrochemistry and compositions of planetary systems
行星在年轻恒星周围的气体和尘埃盘中形成并获得其成分。这些行星形成盘的化学成分调节行星组成的各个方面，从大量元素库存到水和活性有机物的获取，即行星对生命的热情及其化学起源。盘的化学结构反过来又受到{ \it原位}化学过程和恒星形成过程中先前进化阶段分子遗传的组合的控制。在这篇评论中，我们提出了我们目前的理解，活跃在前和原恒星的环境，设置磁盘的初始条件，和磁盘的化学过程，在行星形成的第一个百万年的化学条件的演变。我们回顾了最近的观测，实验室和理论的发现，导致目前的化学环境中，行星的形成，以及它们对新生的行星系的组成的影响。我们还讨论了仍然存在的许多未知因素，并概述了解决这些问题的一些可能途径。
2020-10-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar origins: Place and Chemical Composition
我们讨论了一个化学演化模型与Z-依赖的产量，再现的O/H，C/H和C/O梯度的银河系盘和太阳附近的化学历史。该模型拟合了来自HII区M17复合线的H、He、C和O丰度（包括嵌入尘埃中的C和O原子的分数）;原太阳H、He、C、O和Fe丰度;以及来自太阳附近恒星的C/O-O/H、C/Fe-Fe/H和O/Fe-Fe/H关系。该模型与太阳形成时的原太阳丰度的一致性表明，太阳起源于一个混合良好的ISM，银河系中心距离为7.6 $\pm$ 0.8 kpc。
2011-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas I: Did radiation from bright stars affect the chemical composition of the Sun and of M67?
太阳的化学成分，以及类似的组成丰富的疏散星团M67，已受到尘埃清洗的前太阳/前集群云的可能性，由于在其附近的明亮的早型恒星的辐射力，进行了探讨。使用半分析方法并基本上以动量守恒为基础，对可能的尘埃净化效应进行了估计。我们的计算表明，净化的中性气体的量是有限的，以一个相对较薄的外壳周围的HII区域周围的早期型恒星。看来，在个别巨型分子云中起作用的拟议机制可能会对对应于单个恒星或小恒星群的质量产生显着的丰度效应。然而，净化的效果受到净化后的气体壳层的薄度和云中湍流的严重限制，这就是为什么这种机制在净化与富星系团相对应的质量（如原始的M67质量）时几乎不重要。
2018-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A homogeneous comparison between the chemical composition of the Large Magellanic Cloud and the Sagittarius dwarf galaxy
最近的两个银河系卫星，即大麦云（LMC）和人马座（Sgr）矮星系的化学成分相似，已经在文献中提出，这表明两个星系之间有相似的化学富集历史。然而，这一主张依赖于不同的丰度分析，这可能会引入各种系统，妨碍不同数据集之间的公平比较。为了绕过这个问题（并突出其丰度模式之间的真实相似性和差异），我们提出了一个均匀的化学分析的30个巨星在LMC，14个巨星在Sgr和14个巨人在银河系，基于高分辨率光谱与摄谱仪UVES-FLAMES。在所考虑的金属丰度范围内（[Fe/H]>-1.1 dex），LMC和Sgr星几乎所有元素的丰度比都非常相似，只有重s过程元素Ba、La和Nd存在差异，这表明渐近巨星分支星的贡献不同。另一方面，这两个星系的化学模式与银河系恒星中测量的化学模式明显不同，特别是对于大质量恒星产生的元素。这一发现表明，相对于银河系，大质量恒星对这些星系的化学富集贡献较小。推导出的丰度支持LMC和Sgr类似的化学富集历史。
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the Orion star forming region: stars, gas and dust
我们提出了一个总结的主要结果，从一系列的论文中进行的研究“猎户座恒星形成区的化学成分”。我们重新研究了猎户座OB1星协中B型星的化学组成，通过国家的最先进的恒星大气代码，原子模型和技术，并比较所得的丰度从猎户座星云（M42）的发射线光谱，和最近的太阳化学组成的测定。
2010-09-29 astro-ph.SR
The chemical composition of the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦云是一个紧密的不规则星系，由于与大麦云云和银河系的强相互作用，它经历了复杂的恒星形成历史。尽管它的重要性，它的恒星星族的化学组成年龄超过1-2 Gyr仍然是很少的调查。我目前的光谱调查的200个小麦哲伦云巨星与火焰@VLT执行的第一个结果。导出的金属度分布峰值在[Fe/H] -0.9/-1.0 dex处，第二峰值在[Fe/H] -0.6 dex处。所有这些恒星的[α/Fe]丰度比都是太阳能或轻度增强（+0.1 dex）。此外，在SMC的外围还发现了三颗贫金属恒星（[Fe/H] -2.5 dex和增强的[alpha/Fe]比与星系晕的一致）：这些巨星是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最贫金属的恒星。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do open clusters have distinguishable chemical signatures?
过去的研究已经表明，疏散星团中的恒星是化学均匀的（例如De Silva et al. 2006，2007和2009）。这些结果支持了这样一种观点，即从同一个巨大的分子云中诞生的恒星应该具有相同的化学成分。在此背景下，化学标记技术由Freeman & Bland-Hawthorn 2002提出。其原理是通过只观察恒星的化学成分来恢复被破坏的星团。为了评估这种方法的可行性，有必要测试我们是否可以区分从不同分子云中诞生的恒星。为此，我们研究了32个年老和中年疏散星团中恒星的化学成分，并应用机器学习算法仅考虑化学特征来恢复原始星团。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue straggler stars beyond the Milky Way. III. Detection of evolved blue straggler candidates in Large Magellanic Cloud clusters
我们分析了哈勃空间望远镜对9个年龄为1- 2 Gyr的大麦云星团的观测，以寻找蓝离散星的演化对应物。在星团色-星等图中的红色团块区域附近，我们发现了演化恒星的分支，它们比正常演化恒星要亮得多。我们研究的影响，光度文物，微分变红，和现场污染。我们的结论是，这些明亮的演化恒星不能用任何这些效应来解释。我们的统计检验表明，光度不确定性和拥挤效应的贡献，以及由于微分红化，这些明亮的演化恒星是不足以充分解释这些明亮的演化恒星的存在。基于等时线拟合，我们还排除了这些明亮的演化恒星可以通过内部化学丰度分布来复制的可能性。明亮的演化恒星的空间分布表现出明显的浓度，不能用均匀分布的场星来解释。这一点在蒙特卡洛测试的基础上得到了进一步证实。通过与恒星演化模型的比较，我们发现大多数明亮演化恒星的质量不超过正常演化恒星平均质量的两倍。我们认为，这些明亮的演化恒星实际上是演化的蓝色离散星。
2018-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
s-process Enriched Evolved Binaries in the Galaxy and the Magellanic Clouds
本文研究银河系和麦哲伦云中化学性质特殊的双星post-AGB天体，通过SED拟合和PLC关系确定光度与初始质量，结合ATON模型揭示其碳和s-过程元素的内禀富集机制，并排除外源与继承富集解释，为理解盘-双星相互作用中的化学耗尽提供新线索。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets
我们提出了基本的恒星参数和化学丰度的86个演化的恒星与行星的样本和137颗恒星没有行星的控制样本。分析是基于高S/N和分辨率阶梯光栅光谱。这项工作的目标是：i）研究有行星和没有行星的恒星之间的化学差异; ii）探索巨星和亚巨星周围行星性质之间的电势差; iii）寻找这些性质与其宿主恒星化学丰度之间可能的相关性。与以前的研究一致，我们发现有行星的亚巨星平均比没有行星的亚巨星更富含金属~ 0.16 dex。有行星的巨星的[Fe/H]分布集中在略低于太阳的金属丰度，相对于没有行星的巨星的[Fe/H]分布，没有金属丰度增强。此外，与最近的结果相反，我们没有发现M > 1.5 Msun的巨星在有行星和没有行星的恒星的金属丰度分布之间有任何明显的差异。关于其他化学元素，[X/Fe]分布的分析显示了有行星和没有行星的巨星之间某些元素的差异，特别是V，Co和Ba。分析行星属性，可能会出现一些有趣的趋势：i）与单行星系统相比，进化恒星周围的多行星系统显示出轻微的金属丰度增强; ii）具有$\lesssim$ 0.5 AU的行星绕[Fe/H] > 0的亚巨星运行，而拥有$\lesssim$ 1 AU行星的巨星[Fe/H] < 0; iii）质量较高的行星倾向于围绕M < 1.5 Msun的贫金属巨星运行，而围绕亚巨星运行的行星似乎遵循在矮星宿主上观察到的行星质量金属丰度趋势; iv）围绕巨星运行的行星…
2014-11-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The spectra of evolved stars at 20--25\,GHz: tracing circumstellar chemistry during the asymptotic giant branch to planetary nebula transition
本文报道了在20 ~ 25 GHz频率范围内对演化恒星的星周包线进行的无偏射电线测量，旨在获得恒星演化最后阶段化学演化的更完整的无偏图像。观测样本包括渐近巨星分支（AGB）恒星IRC+10216，原行星状星云（PPN）CRL\，2688和CRL\，618，以及年轻行星状星云（PN）NGC\，7027，代表了一个跨越约10，000年的演化序列。在AGB星和PPN中检测到来自氰基聚炔链的旋转跃迁和来自氨的反转线，而PN显示出几条重组线。这些演化恒星的不同光谱行为清楚地反映了AGB-PPN-PN跃迁期间星周化学的演化。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular complexity on disk-scales uncovered by ALMA: The chemical composition of the high-mass protostar AFGL 4176
高质量原恒星的化学成分反映了与恒星形成不同阶段相关的物理演化。在这项研究中，正在形成的高质量恒星AFGL 4176的分子清单详细研究了高角分辨率（~0.35 arcsec）使用ALMA。这种高分辨率使得有可能将与形成中的恒星周围的内部热包层和盘相关的发射与其冷却的外部包层的发射分开。此外，ALMA的高灵敏度使其能够识别弱的和光学上的细线，并允许检测许多同位素体，从而提供更完整和准确的源清单。在AFGL 4176的光谱中总共检测到23种不同的分子种类及其同位素体。最丰富的物质是甲醇（CH 3OH），其余物质的含量相对于CH 3OH为0.003%-15%。提示，含氮物种的峰值比含O物种的峰值更接近峰值连续发射的位置。AFGL 4176包含丰富的化学品库存，包括盘级上存在的许多复杂物质。平均而言，相对于甲醇的O-轴承物种的衍生柱密度比高于那些来自N-轴承物种的三个因素。这可能表明AFGL 4176是一个相对年轻的来源，因为氮化学通常需要更长的时间才能在气相中形成。以甲醇为参考，AFGL 4176的组成更接近于低质量原恒星IRAS 16293- 2422 B，而不是位于银河系中心附近的高质量恒星形成区。这种相似性表明，复杂物种的化学成分已经在冷云阶段确定，并意味着AFGL 4176是一个年轻的来源，其化学成分尚未被中央原恒星强烈处理。
2019-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of AY Ceti: A flaring, spotted star with a white dwarf companion
AY Cet（HD 7672）大气的详细化学成分是从光学区域的高分辨率光谱中确定的。测定了主要大气参数和22种化学元素的丰度，包括12 C、13 C、N和O等关键物种。微分线分析给出T_eff=5080 K，log g=3.0，[Fe/H]=-0.33，[C/Fe]=-0.17，[N/Fe]=0.17，[O/Fe]=0.05，C/N=1.58，和12 C/13 C =21。尽管色球层的活动性很高，AY Cet的光谱提供了一种典型的化学成分，这是第一次被挖掘出来后第一次上升的巨星。
2012-01-23 astro-ph.SR
Evolved stars and the origin of abundance trends in planet hosts
最近有初步证据表明，演化的恒星与行星的性质可能与我们所知道的MS主机不同。我们的目标是测试具有行星的演化恒星是否显示出任何可能与行星形成过程有关的化学特性。我们确定在一个一致的方式的金属丰度和个人丰度的一个大样本的演化（亚巨星和红巨星）和MS恒星和没有已知的行星同伴。当考虑所有元素时，行星和非行星宿主样品的<[X/Fe]>与凝结温度（Tc）的斜率没有差异。然而，如果分析仅限于难熔元素，则发现有和没有已知行星的恒星之间的Tc斜率存在差异。这一结果被发现依赖于恒星的演化阶段，因为它适用于MS和亚巨星，而在巨星样本中，行星和非行星宿主之间似乎没有差异。寻找Tc斜率和恒星性质之间的相关性，揭示了与恒星质量和恒星年龄的显着相关性。这些数据还表明，MS行星和非行星宿主之间的质量和年龄可能存在差异。我们的结果很好地解释了径向混合在银河系。巨星的样本包含比MS对应物更大质量和更年轻的恒星。这导致恒星样本可能较少受到并非在太阳附近出生的恒星的污染，导致行星和非行星宿主之间没有化学差异。MS星的样品可能包含更多的来自外盘的恒星（特别是非行星宿主样品），这可能导致所观察到的化学趋势的差异。
2016-03-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis in early rotating massive stars and chemical composition of CEMP stars
第一批大质量恒星通过释放宇宙中第一批金属（比氦重的元素）引发了化学演化的开始。这些恒星的性质以及早期的化学富集是如何发生的，在很大程度上仍然是未知的。恒星内部的旋转诱导混合可以影响大质量恒星生命期间的核合成，并导致具有各种化学成分的恒星喷出物。我们提出了低和零金属丰度20，25和40 $M_{\odot}$恒星模型与不同的初始旋转速率和假设的核反应率。随着初始旋转的增加，光（从$\sim$ C到Al）和反式铁元素的产率增加。反式铁元素（尤其是比Ba更重的元素）受到核反应不确定性的显着影响。观测到的CS29528-028和HE 0336 +0113两颗CEMP星的化学成分与快速旋转的40~ $M_{\odot}$模型喷出物质的化学成分一致。
2020-01-08 astro-ph.SR
HR 62: A New Evolved Chemically Peculiar Late-B Star?
演化的B8 III巨星HR 62的光谱表现出弱的He线和强的Mn和P线。因此HR 62既类似于HgMn星（CP 3），也类似于弱氦PGa星（CP 4）。本研究是高分辨率慢转晚B型星巡天的一个配套项目，目的是寻找新的化学奇特星。我们分析了HR 62（B8 III）和矮比较星HR 677（B8 V）的光谱，以获得它们的化学丰度。这两颗恒星有相似的有效温度（12500 K）和投影旋转速度（$\sim$ 25 km s $^{-1}$）。用安装在土耳其安卡拉大学克雷肯天文台（AUKR）40厘米望远镜上的埃歇尔摄谱仪获得了HR 62和HR 677的4380-7350埃波长范围的中等分辨率（$R$ $\sim$ 14000）光谱。我们使用了I. Hubeny和T. Lanz计算合成光谱的网格，并通过对选定的未混合线进行建模来获得元素丰度。我们发现HR 62相对于太阳表现出Si的不足和P和Mn的显著过剩。相比之下，HR 677的丰度与太阳丰度的偏离不超过$\pm$ 0.25 dex。估计HR 62的质量为5.4 $M_\odot$，年龄为9000万年。我们讨论了HR 62的化学特性的起源和它作为CP星的地位。该恒星的有效温度（12500 K）与HgMn（CP 3）恒星的有效温度一致。此外，它的演化轨道的主序端也与弱氦CP 4星的域相交。因此，这些初步结果表明HR 62可能是CP 4到CP 3子组…
2018-11-15 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 Chemical Composition of the Sun
本章介绍太阳的化学成分，重点分析太阳光球的物理结果，结合陨石等数据推导太阳系元素与同位素组成，并以表格形式展示原初化学成分及氢、氦、金属的初始与现今质量分数。
2025-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of a sample of bright solar-metallicity stars
我们提出了一个详细的分析，七个年轻的恒星观察到的光谱仪索菲在天文台上普罗旺斯的化学成分是不完整的或在文献中没有。对于五颗恒星，我们使用我们为F，G和K星优化的自动管道导出恒星参数和化学成分，而对于另外两颗具有高旋转速度的恒星，我们通过使用其他信息（视差）导出恒星参数，并进行逐行分析。色球发射线通量从CaII获得的所有目标。我们得到的恒星参数一般是在很好的协议与文献中提供的。我们首次对其中两颗恒星进行了化学分析。恒星HIP 80124在670.8 nm处显示出强烈的锂特征，意味着高锂丰度。它的化学模式并不像人们所认为的那样，与它是太阳系的兄弟姐妹相一致。
2015-10-14 astro-ph.SR
Pulsations, chemical composition and multiplicity in main-sequence A- and F-type stars
在HR图中，主序与经典不稳定带相交的区域有A型和F型恒星，它们表现出丰富的物理现象，如不同时间尺度上的脉动和化学特性。我们的目标是调查这些现象的发生在可疑的二元系统在HR图的这个区域和它们的相互作用。
2009-01-20 astro-ph.SR
Chemical Compositions of Evolved Stars From Near-Infrared IGRINS High-Resolution Spectra. I. Abundances in Three Red Horizontal Branch Stars
利用浸没光栅红外摄谱仪（IGRINS）获得的高分辨率（R $\simeq$ 45，000）、高信噪比（S/N $\gtrsim$ 200）的$H$和$K$谱带，计算了三颗红水平支星的元素丰度。测定了$α$（Mg，Si，Ca，S），奇Z（Na，Al，P，K），Fe族元素（Sc，Ti，Cr，Co，Ni），中子俘获元素（Ce，Nd，Yb）和CNO族元素等21种元素的丰度。S、P和K是首次在这些恒星中测定的。$H$和$K$带谱提供了大量的S I线，这可能会导致对硫在银河系宇宙化学演化中的作用进行更有力的探索。我们还从第一泛音（2 $-$ 0）和（3 $-$ 1）$^{12}$ CO和（2 $-$ 0）$^{13}$ CO在23440 °附近的谱线以及$^{13}$ CO（3 $-$ 1）在23730 °附近的谱线的合成光谱中导出了$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值。我们的结果与从光学区域获得的结果的比较表明，IGRINS高分辨率$H$和$K$带谱提供了更多的内部自洽的原子线的几个元素，特别是$α$元素的相同的物种。这反过来又为光谱范围内分析困难的元素提供了更可靠的丰度。
2018-08-11 astro-ph.SR
Detailed chemical compositions of planet hosting stars: I. Exploration of possible planet signatures
我们提出了一个逐行差分分析的样本16个行星托管恒星和68个比较星使用高分辨率，高信噪比光谱收集使用凯克。我们获得了精确的恒星参数和高精度的相对化学丰度，平均不确定度分别为15 K，0.034 [cgs]，0.012 dex和0.025 dex的\teff，\logg，[Fe/H]和[X/H]。对于每一个行星主机，我们确定了一组比较恒星和检查的丰度差异（校正银河系化学演化效应）作为一个功能的尘埃凝结温度，\tcond，个别元素。虽然我们确认太阳在丰度和\tcond之间表现出负趋势，但我们也确认其余行星宿主表现出各种丰度$-$ \tcond \趋势，与年龄、金属丰度或\teff没有明显的依赖关系。行星宿主恒星相对于其比较恒星的化学成分的多样性可以反映这些行星宿主中存在的可能的行星诱导效应的范围，从岩石材料的封存（难熔性差）到可能的行星摄入（难熔性丰富）。其他可能的解释包括行星形成的时间尺度、效率和程度的差异或不均匀的化学演化。虽然我们没有在样本中发现行星形成的明确化学特征，但宿主恒星的高精度化学丰度对于限制其系外行星的组成和结构至关重要。
2020-05-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry under EUV Irradiation of H$_2$-CO-N$_2$ Gas Mixtures: Implications for Photochemistry in the Outer CSE of Evolved Stars
恒星的星周包层（CSE）是复杂的化学物体，理论模型在阐述发生的化学过程的全面概述时遇到困难。随着光解离，离子-中性反应和解离复合可能发挥重要作用，在控制分子生长的外部CSE。这项工作的目的是提供实验见解的光化学驱动的分子生长的外部CSE内的路径，绘制这些分子丰富的环境中发生的化学过程的更完整的图片。因此，通过将相关气体混合物暴露于极紫外（EUV）光子源的气相实验，在实验室中再现了简化的CSE环境。这种光化学反应器最终将使我们能够研究在类似于外部CSE的条件下发生的化学过程及其产生的产物。我们使用最近开发的EUV灯耦合到APSIS光化学电池照射CSE相关的气体混合物的H $_2$，CO和N $_2$，在一个波长，73.6 nm。通过中性和阳离子分子的原位质谱分析实现了光化学反应器中化学物种的检测和鉴定。我们发现，暴露CO-N $_2$ -H $_2$气体混合物在73.6 nm的EUV光子诱导光化学反应，产生复杂的，中性和离子物种的形成。我们的工作表明，N $_2$ H $^+$可以通过光化学与高含氧离子分子如HCO $^+$一起在CSE环境中形成。我们还观察到中性富氮有机物种，包括三唑和芳香族分子。这些结果证实了我们的实验设置调查光化学反应的适用性，并提供了基本的见解，在外部CSE的分子生长的机制。
2022-12-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 29 Draconis
测定了单线色球活动RS CVn型恒星天龙座29（HD 160538）的光球参数和化学组成。根据北欧光学望远镜获得的高分辨率光谱，研究了22种化学元素的丰度，其中包括12 C、13 C、N和O等关键元素。用MARCS模型大气进行的微分线分析给出Teff=4720 K，log g=2.5，[Fe/H]=-0.20，[C/Fe]=-0.14，[N/Fe]=0.08，[O/Fe]=-0.04，C/N=2.40，12 C/13 C =16。低的12 C/13 C比值暗示，低质量色球活动恒星的额外混合过程可能比恒星演化理论预测的更早开始。
2011-05-09 astro-ph.SR
The Chemical Composition of the Solar Surface
太阳提供了一个标准参考，我们可以将其与宇宙中其他任何地方发现的化学丰度进行比较。然而，并没有一个独特的“太阳”组成，因为在太阳内部、光球层、高层大气或太阳风中发现的化学丰度并不完全相同。太阳光球层的组成，通常作为一个参考，随着时间的推移，由于扩散，对流，并可能吸积的变化。此外，我们不知道太阳光球的丰度，从太阳光谱分析使用模型大气推断，具有高精度，许多元素的不确定性超过25%。本文概述了光谱分析的方法和缺陷，并讨论了太阳系中的太阳化学。
2021-06-20 astro-ph.SR
New Initiatives on RR Lyrae Chemical Compositions
普雷斯顿和同事们偶然发现了中子捕获增强的天琴座RR型变星TY Gru（又名Ty Gru）。CS 22881-071在“HK”调查的非常贫金属晕星），导致了越来越多的倡议，对RR天琴座星的化学成分和他们的应用，以更广泛的主题在星系晕结构。在这里，我们总结了我们对TY Gru工作的主要方面，包括我们对这颗恒星围绕一个假定的看不见的伴星可能的轨道运动的搜索的新讨论。然后，我们描述了一些新完成的10个额外的领域RR天琴座恒星的密集光谱调查的结果。最后，我们概述了目前的项目，旨在对比RRc星的大气和化学成分的RRab星，并采用了更大的RRab样本的化学动力学研究的星系晕RR天琴座。
2011-08-25 astro-ph.SR
Planet signatures in the chemical composition of Sun-like stars
有两种可能的机制在类太阳恒星的化学成分中留下行星的印记：i）在行星形成的早期阶段，尘埃凝结，导致恒星在形成的后期阶段吸积的气体中的难熔元素耗尽; ii）行星吞噬，使宿主恒星富含锂和难熔元素。我们讨论两个行星的签名，银河系化学演化的影响，以及作为实验室的恒星双胞胎组成的双星的重要性，以验证丰度异常印记的行星。
2016-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The composition of hot Jupiter atmospheres assembled within chemically evolved protoplanetary discs
在原行星盘中，大量含氧和含碳分子的雪线的径向位置将导致气体和冰中C/O比的系统径向变化。这种变化被认为是气态巨行星形成位置的一种示踪。然而，圆盘化学可以影响气体和冰中的C/O比率，从而可能消除气体巨行星大气中雪线的化学指纹。我们计算热木星大气的分子组成，使用元素丰度提取的化学动力学模型的光盘中平面，我们已经改变了初始丰度和电离率。这些模型预测的可能大气的多样性比仅使用雪线的元素比率预测的更广泛。与以往的研究结果一样，当C/O比超过太阳值时，CH $_{4}$的混合比在低层大气中增加，而C $_{2}$ H $_{2}$和HCN的混合比主要在高层大气中增加. H $_{2}$ O的混合比相应降低。我们发现，C/O $>1$的热凝聚体只能在CO $_{2}$和CH $_{4}$雪线之间形成。此外，它们只能形成在一个完全继承了星际丰度的圆盘中，并且在那里发生了微不足道的化学反应。因此，富含碳的行星可能是罕见的，除非富含碳氢化合物的冰通过卵石漂流到CH $_{4}$雪线内是一种常见的现象。我们预测的C/O比和元素丰度的组合，可以限制气体巨行星形成的位置相对于雪线的位置，并可以提供深入了解光盘化学史。
2020-09-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-TYPE Star Lambda Andromedae
测定了单线色球活动RS CVn型星λ And（HD 222107）的光球参数和化学组成。根据北欧光学望远镜获得的高分辨率光谱，研究了22种化学元素和同位素的丰度，包括12 C，13 C，N和O等关键元素。用MARCS模型大气进行的微分线分析给出T eff=4830 K，log g=2.8，[Fe/H]=-0.53，[C/Fe]=0.09，[N/Fe]=0.35，[O/Fe]=0.45，C/N=2.21，12 C/13 C = 14。RS CVn型恒星的12 C/13 C比值是首次确定的，它的低值暗示了额外的混合过程可能开始作用于红巨星光度函数凸点以下的低质量色球活动恒星。
2010-09-05 astro-ph.SR
On the binary helium star DY Centauri: Chemical composition and evolutionary state
在过去的40年里，DY Cen的可见光稳定地衰减了大约1个星等，这表明它的有效温度长期上升。我们已经进行了非LTE和LTE丰度分析，以确定恒星的有效温度，表面重力和化学成分，使用二十多年来获得的高分辨率光谱。导出的恒星参数的三个时代表明，DY Cen已演变在一个恒定的光度，并已成为热约5000 K在23年。我们发现，派生的丰度保持不变的三个时代。导出的F和Ne等关键元素的丰度与He白矮星和C-O白矮星合并产生的极端氦星的观测结果一致。因此，从化学成分来看，DY Cen似乎也是两颗白矮星合并的产物。这似乎与最近提出的DY Cen是单线光谱双星的说法不一致。
2014-08-17 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 33 Piscium
本文研究了低磁活动单线RS CVn型双星33 Psc的22种化学元素丰度，包括关键元素和同位素（12 C/13 C、N和O）。在北欧光学望远镜上观测了高分辨率光谱，并用MARCS模式大气进行了分析。测定了以下主要参数：T_eff = 4750 K，log g = 2.8，[Fe/H] =-0.09，[C/Fe] =-0.04，[N/Fe] = 0.23，[O/Fe] = 0.05，C/N = 2.14，~（12）C/~（13）C = 30，显示了一次疏浚混合特征，没有额外混合。
2011-06-29 astro-ph.SR
Spitzer observations of molecules and dust in evolved stars in nearby galaxies
在渐近巨星分支（AGB）恒星和超新星（SNe）内部和周围形成分子和尘埃，并通过恒星风喷射到星际介质（ISM）中。尘埃和气体中含有恒星新合成的元素，因此，垂死恒星对星系ISM的化学富集起着重要作用。然而，在我们的银河系之外，对这些恒星中的分子和尘埃进行定量分析是很困难的。斯皮策太空望远镜上的高灵敏度仪器使我们能够研究附近星系中这些恒星的尘埃和分子。邻近星系的金属丰度变化范围很广，因此可以研究金属丰度对尘埃和气体产生的影响。这项研究将有助于研究星系从低金属丰度到高金属丰度的化学演化。
2009-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
Lithium Cepheid V708 Car with an unusual chemical composition
本文对富锂长周期造父变星 V708 Car 进行光谱分析，发现其 27 种元素丰度与凝聚温度呈负相关，并用包层中气体-尘埃分离机制解释了这一异常化学组成。
2024-02-20 astro-ph.SR
Circumstellar envelope manifestations in the optical spectra of evolved stars
我们考虑的特殊性的远演化的恒星与拱星气尘信封的光学光谱：H $α$线的吸收-发射轮廓的时间变化，存在的固定发射和吸收分子带，多组分复杂的配置文件的NaI D-双重线。我们表明，线轮廓的特点（在NaI的D-双重线的发射分量的存在下，特定类型的分子功能，最强的激发低电平的激发电位的配置文件的不对称性或分裂）可以与拱星包络及其形态类型的运动学和化学性质。
2014-08-04 astro-ph.SR
Chemical Composition of the Atmospheres of Red Giants with High Space Velocities
本文介绍了对14颗银河系高速红巨星大气中元素丰度的比较分析结果。对于几乎所有的化学元素考虑，其丰度与金属丰度的趋势对应的厚盘矮星。在钠的情况下，影响红巨星恒星大气中[Na/Fe]丰度的主要因素是表征对流包层发展程度的表面重力。薄盘和厚盘红巨星大气中[Na/Fe]丰度的差异已经得到证实。
2013-12-11 astro-ph.SR
Medium resolution spectroscopy and chemical composition of Galactic globular clusters
我们使用了6个银河系球状星团和模型恒星大气的积分光中分辨率光谱进行人口合成，并得出化学成分和年龄的集群。我们使用了Schiavon等人（2005）发表的球状星团的中等分辨率光谱，以及我们用上普罗旺斯天文台1.93米望远镜进行的长缝观测。将观测光谱与理论光谱进行了交互拟合。作为一个初始的方法，我们使用的质量，半径和日志g的恒星在集群中对应的最佳拟合等时线在观察到的颜色-星等图。根据Chabrier质量函数对计算出的恒星合成覆盖谱求和。为了改进年龄和氦含量的测定，分析了巴耳末吸收线的形状和深度。计算了Mg、Ca、C等元素的丰度。在化学成分和年龄方面与文献数据都有较好的一致性，这对发展恒星星族模型和更好地理解河外星团有一定的参考价值。
2015-02-03 astro-ph.SR
Chemical composition of giants from two moving groups
根据高分辨光谱，我们给出了19颗K型巨星的恒星参数和13种元素（Al，Ba，Ca，Fe，K，Mg，Mn，Na，Ni，Sc，Si，Ti和V）的丰度，这些元素选自两个运动族，金属丰度范围为-0.6 < [Fe/H] < 0.2。除Al、Na、Ba受演化影响较大外，其它元素丰度变化趋势与前人研究结果基本一致。[Na/Mg]丰度比随[Mg/H]的增大而增大，[Al/Mg]丰度比随[Mg/H]的增大而减小。[Mg/Ba]表明这两种运动基团的区别主要是由化学演化引起的，部分是由运动学效应引起的。来自运动群的每个恒星的不均匀金属丰度表明，这些恒星在运动学聚集之前具有不同的化学起源，并支持动力学共振理论。
2012-03-07 astro-ph.SR
The chemical composition of donors in AM CVn stars and ultra-compact X-ray binaries: observational tests of their formation
我们研究了超致密双星（AM CVn星和超致密X射线双星）的形成，重点是这些系统中施主的表面化学丰度。在这些系统的光谱中没有令人信服地检测到氢。三种不同的形成方案涉及不同的施主星，白矮星，氦星或演化的主序星。使用详细的演化计算，我们表明，氦WD捐助者和演变的主序星的丰度接近平衡的Hoc处理的材料，和详细的丰度与核心温度，从而MS祖先的质量。演化的MS供体通常留下痕量的H。对于混合或CO白矮星供体，碳和氧的丰度取决于氦燃烧的温度，从而取决于祖先的氦核心质量。对于氦星的施主，除了它们的质量外，丰度还强烈地依赖于在质量转移开始前燃烧的氦的量，范围可以从未加工的，因此几乎等于hoc加工的物质，到强烈加工的，因此富含C/O和缺乏N。我们简要地讨论了这些情况下的相对频率氦星捐助者，根据人口合成结果。最后，我们给诊断应用我们的结果观察到的系统，并发现最重要的测试是N/C比，这可以表明形成的情况下，以及在某些情况下，质量的捐助者的祖先。此外，如果观测到，N/O、O/He和O/C比值可以区分氦星和WD施主。应用到已知的系统，我们发现WD捐助者的证据在AM CVn系统GP Com，CE 315和SDSS J 0804 +16和证据的混合WD或非常演化的氦星捐助者的UCXB 4U 1626-67和4U 0614+09。[删节]
2009-09-18 astro-ph.SR
The chemical compositions of solar twins in the open cluster M67
疏散星团中的恒星预计会有相同的丰度模式。在一个给定的疏散星团中确定化学均匀性的水平值得进一步研究，因为它是化学标记概念的基础，可以解开银河系的历史。M67特别有趣，因为它的太阳金属丰度和年龄以及是一个密集的星团环境。我们对M67中的两个太阳孪星：M67-1194和M67-1315进行了严格的逐线差分化学丰度分析。利用Keck/HIRES光谱获得了高精度的恒星大气参数和元素丰度。M67-1194在恒星参数方面与太阳基本相同。M67-1315比M67-1194热约150 K，并且比M67-1194略贫金属约0.05 dex。M67-1194的化学成分与太阳相同，证实了它的太阳孪生子性质。M67-1315的丰度比[X/Fe]与太阳的原子序数Z <= 30的元素丰度相似，而大多数中子俘获元素的丰度约为0.05 dex，这可能归因于AGB喷出物和r过程物质的混合物的富集。与M67-1194相比，M67-1315的中子捕获元素的化学丰度和较低的金属丰度表明，M67中的恒星可能不是化学均匀的。这对化学标记的概念提出了挑战，因为它是基于恒星在同一恒星形成聚集体中形成的假设。
2016-08-12 astro-ph.SR
Herschel/PACS observations of the 69 $μm$ band of crystalline olivine around evolved stars
我们提供了48个演化恒星在67-72 $μ$ m波长范围内的Herschel/PACS光谱。该波长范围覆盖结晶橄榄石（$\text{Mg}_{2-2x}\text{Fe}_{(2x)}\text{SiO}_{4}$）的69 $μ$ m带。该带的宽度和波长位置对结晶橄榄石的温度和组成敏感。我们的样本涵盖了广泛的对象：从高质量损失率的AGB星（OH/IR星，$\dot M \ge 10^{-5}$ M $_\odot$ /yr），通过后AGB星有和没有环双星盘，行星状星云，甚至一些大质量的演化恒星。本研究的目的是利用69 $μ$ m波段的光谱特性来确定结晶橄榄石的组成和温度。由于对象涵盖了一系列的进化阶段，我们研究的物理和化学性质在这个范围内的物理环境。我们拟合了69 $μ$ m谱带，并利用其宽度和位置来探测结晶橄榄石的组成和温度。对于样品中的27个源，我们检测到结晶橄榄石（$\text{Mg}_{(2-2x)}\text{Fe}_{(2x)}\text{SiO}_{4}$）的69 $μ$ m带。69 $μ$ m谱带表明，所有的源产生在其晶格结构中不含铁的纯镁橄榄石颗粒。结晶橄榄石的温度由69 $μ$ m波段表示，表明结晶橄榄石的平均温度在OH/IR星和具有确认的开普勒盘的后AGB星组中最高。其他后AGB恒星的温度较低，行星状星云的温度最低。一对夫妇检测到的69 $μ$ m波段比纯镁丰…
2014-03-25 astro-ph.SR
The Dependency of the Cepheid Period-Luminosity Relation on Chemical Composition
造父变星周期光度关系的化学成分在不同波长的依赖性进行评估，通过直接详细的丰度分析银河系和麦哲伦造父变星，来自高分辨率，高信号噪声光谱。我们的测量跨越一个数量级的铁含量，并允许排除在~ 9西格玛水平的普遍性的周期光度关系在V波段，与金属丰富的恒星比金属贫乏的~0.3马格。的依赖性是不太明显的K波段。它的大小和统计意义决定性地取决于通过红外表面亮度方法推断的对单个恒星的详细距离测量。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Solar chemical composition
Uppsala University（乌普萨拉大学）；Université de Liège（列日大学）
本文综述太阳元素丰度测定的最新进展，采用3D辐射流体动力学模拟与non-LTE方法，给出83种长寿命元素的当前及原太阳丰度推荐值，探讨其对天体物理相关问题的意义。
2026-08-25 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Can we reveal the core-chemical composition of ultra-massive white dwarfs through their magnetic fields?
超大质量白矮星（$ 1.05 \rm M_\odot \lesssim M_{WD}$）是特别有趣的天体，使我们能够研究极端的天体物理现象，如Ia型超新星爆炸和合并事件。传统上，超大质量的白矮星被认为拥有氧氖（ONe）核心。然而，最近的理论研究和新的观测表明，一些超大质量的白矮星可能拥有碳氧（CO）核心。虽然有几项研究试图阐明超大质量白矮星的核心组成，但迄今为止，还不可能通过观察到的特性来区分它们。在这里，我们提出了一种新的方法来揭示在超大质量白矮星的核心化学成分，是基于结晶过程中诱导的对流混合所产生的磁场的研究。有一颗白矮星的结晶度比对应的一氧化碳高。因此，在ONe核已经达到结晶条件而CO核还没有达到的特定区域中，对磁性超大质量白矮星的研究可能会为它们的ONe核化学组成提供有价值的支持，因为ONe白矮星会显示出磁场的迹象，而CO不会。我们将我们的方法应用到八颗具有磁场测量的白矮星上，我们认为这些恒星是一颗候选的白矮星。
2022-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The chemical composition of the Sun
太阳的化学成分是我们理解太阳和太阳系的形成、结构和演化的重要组成部分。此外，它是一个重要的参考标准，用于比较其他天体的元素含量。在这篇评论中，我们评估目前的理解，太阳光球的组成。特别是，我们提出了一个重新确定的丰度几乎所有可用的元素，使用一个现实的新的三维（3D），随时间变化的太阳大气流体动力学模型。我们仔细考虑了原子输入数据和谱线的选择，并尽可能考虑了与LTE的偏离。最终的结果是一个全面和均匀的太阳元素丰度汇编。特别值得注意的发现是，与十年前广泛使用的值相比，碳，氮，氧和氖的丰度明显降低。新的太阳化学成分得到了现有丰度指标之间高度内在一致性的支持，并与太阳附近和最原始陨石中获得的值一致。然而，根据日震学，这与太阳内部的标准模型有着明显的冲突，这种差异还没有找到令人满意的解决方案。
2009-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
