Chromium: NLTE abundances in metal-poor stars and nucleosynthesis in the Galaxy
目标。我们调查的统计平衡的铬在大气中的晚型恒星，以显示是否系统的丰度之间的差异铬I和铬II线，经常遇到的文献中，是由于偏离LTE。此外，我们试图解释的NLTE趋势[Cr/Fe]与[Fe/H]使用太阳附近的化学演化模型。方法.对Cr原子模型进行了NLTE计算，共包括340个能级和6806个跃迁。我们利用Nahar（2009）的量子力学光电离截面，并研究模型对H I碰撞不确定截面的敏感性。对太阳和10颗贫金属星的MAFAGS-ODF模型大气进行了NLTE谱线形成，得到了-3.2 <[Fe/H]<-0.5的谱线，并通过比较合成的和观测到的通量谱得到了Cr的丰度。结果在忽略与H I原子的非弹性碰撞的情况下，对于不同的恒星参数，我们得到了Cr的较好的电离平衡。基于Cr I线的太阳NLTE丰度为5.74 dex，σ = 0.05 dex，比LTE丰度高\sim 0.1。对于贫金属星，Cr I线的NLTE丰度修正范围为+0.3至+0.5 dex。由此产生的[Cr/Fe]比大致是太阳的金属丰度范围内分析这里，这是一致的生产这些铁峰值元素在超新星目前的看法。结论.在贫金属恒星中，Cr相对于Fe变得不足的趋势是由于忽略了Cr I线形成中的NLTE效应而造成的，它与银河系ISM中的特殊物理条件或核合成理论的缺陷无关。
2010-06-01 astro-ph.SR
High resolution spectroscopic study of red clump stars in the Galaxy: iron group elements
依巴谷轨道观测站在银河系中观测到的62颗红巨星“团”星的主要大气参数和铁族元素（钒、铬、铁、钴和镍）丰度。这些恒星是一个均匀的样品，平均温度T=4750 ± 160 K，平均表面重力log g = 2.41 ± 0.26，平均金属丰度[Fe/H] = -0.04 ± 0.15 dex。对[Fe/H]分布的高斯拟合产生平均值[Fe/H] = -0.01 dex和分散度[Fe/H] = 0.08 dex。本工作中获得的银河系团簇星的近太阳金属丰度和[Fe/H]的小色散证实了Girardi & Salaris（2001）的依巴谷团簇的理论模型。这意味着附近的星团恒星（平均而言）是相对年轻的天体，主要反映了在其历史的最后几个Gyrs期间在本地盘中发展的近太阳金属丰度。我们发现铁族元素与铁的丰度比在团簇巨星接近太阳。
2010-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Large Sample of Am Candidates from LAMOST Data Release 1
我们提出了一个样本的金属线星（Am）的候选人从大天区多目标光纤光谱望远镜数据发布1（LAMOST DR 1）。根据Am星钙元素丰度不足而铁元素丰度过高的特点，提出了一种由低分辨光谱中Ca Ⅱ K线和铁线的线指数导出的经验分离曲线。3537 Am候选星是从30，000多颗恒星中选出的，这些恒星通过LAMOST管道和目视检查被分类为A型或早期F星。然后，我们对这个样本进行了一些分析，最后提供了一个列表，这些Am候选人与10个相关参数。与其它星表相比，从LAMOST DR 1中选出的Am候选星总体上要暗淡得多。显然，我们的列表是对已知明亮Am星表的重要补充，它为研究这类化学奇特的恒星提供了宝贵的材料。
2015-01-26 astro-ph.SR
Modelling of the ultraviolet and visual SED variability in the hot magnetic Ap star CU Vir
化学奇特星的光谱能量分布（SED）可能受到其丰度异常的显著影响。观测到的SED变化通常被认为是化学元素表面分布不均匀、通量重新分布和恒星自转的结果。然而，这方面的直接证据仍然很少。我们的目标是确定的过程，确定SED和它的变化在紫外和可见光谱域的氦弱星CU Vir。我们使用模型大气，以获得出射通量和预测旋转调制的恒星的流量变化。我们表明，大多数的斯特朗格伦测光系统的VBY过滤器的光的变化是由于硅，铬，铁的表面分布不均。然而，我们的模型只能解释u过滤器中的一部分可变性。所观察到的紫外光通量分布是非常好的再现，模型能够解释大多数观察到的紫外光曲线的功能。在可见光中观察到的变化仅仅是紫外线中的微弱闪光。虽然光变曲线的振幅在视觉域中仅达到百分之几的幅度，但在UV中达到约1等。CU Vir的可见光和紫外光变率是由远紫外区到近紫外区和可见光区的通量重新分配、元素分布的不均匀性和恒星自转引起的。硅的束缚-自由转变和铁、铬的束缚-束缚转变对磁通再分布的贡献最大。这个机制可以解释大多数的旋转调制光变化的过滤器集中在帕邢连续光谱和紫外线连续光谱的恒星CU Vir。然而，必须调用另一种机制来充分解释在u滤波器和区域2000-2500 A中观察到的光变化。
2011-11-11 astro-ph.SR
Iron-Peak Element Abundances in Warm Very Metal-Poor Stars
本文基于Keck HIRES高信噪比光谱，为37颗极贫金属主序转折点星测定了Mg、Ca及Sc至Zn铁族元素的精确LTE丰度，证实并扩展了Sc-Ti-V-Zn在低金属丰度下的超丰趋势。
2023-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Rich RRc stars in the Carnegie RR Lyrae Survey
我们描述并采用叠加程序来研究从卡内基RR Lyrics Survey（CARRS; Kollmeier et al. 2013）中获得的低S/N光谱得出的丰度。在274个光谱的CARRS RRc数据集中，我们发现铁的金属丰度从[Fe/H] ~ -2.5到至少[Fe/H] ~ -0.5。我们认为RRc样本污染的高振幅太阳金属丰度三角洲盾牌星（HADS）的周期小于0.3天，RRc和三角洲盾牌星之间的光度歧视已被证明是有问题的。我们提供了一个光谱判别，以及显着的过剩的重元素，主要是[Ba/H]，这是一个共同的，如果不是普遍的，特点的HADS的所有周期和轴向旋转。我们所知的真正的RRc恒星都没有证实过重元素的过剩。在[Fe/H] > -0.7的34颗恒星中，有3颗显示出强烈的Sr、Y、Zr、Ba和许多稀土元素的特征。然而，在这三颗恒星中，碳并没有增强，我们得出结论，它们升高的n-捕获丰度并没有在内部中子捕获核合成中产生。HADS的污染似乎并不重要，富含金属的RRc星在银河系中的比例与富含金属的RRab星大致相同。富含金属的RRc的明显缺乏可能是统计上的侥幸。最后，我们表明，RRc星有一个类似的逆周期金属丰度关系已被发现RRab星。
2017-12-01 astro-ph.SR
Surface abundance and the hunt for stratification in chemically peculiar hot subdwarfs: PG 0909+276 and UVO 0512-08
Edelmann（2003）发现了两颗化学性质特殊的次矮星PG 0909+276和UVO 0512-08，它们的铁族元素丰度非常高。我们获得了高分辨率的紫外光谱，以测量在光学上无法观察到的物种的丰度，并寻找证据，在光球层的化学分层。在三个波长范围内测量丰度;重新分析光学3900 nm-6900 nm范围，以确认与Edelmann的一致性。利用哈勃太空望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了紫外光谱，覆盖远紫外（1140 nm-1740 nm）和近紫外（1740 nm-2500 nm）。我们计算了理论LTE光谱的网格，以找到基本参数（有效温度，表面重力，表面氢和氦分数）。我们使用光谱合成方法测量了每个波长范围内的丰度。我们确认，几个铁族金属高度富集，包括钴，铜和锌，相对于典型的sdB星。我们探测到镓，锗，锡和铅，类似于其他一些sdB星的紫外光谱分析。我们的研究结果证实，PG 0909+276和UVO 0512-08表现出的特殊性，使他们不同于正常的富氢sdB和中间富氦sdB星。导致这种特殊组合物的过程仍有待确定。
2017-10-04 astro-ph.SR
Detailed Iron-Peak Element Abundances in Three Very Metal-Poor Stars
我们获得了三颗贫金属（[Fe/H] $\approx -3$）星BD 03 740、BD-13 3442和CD-33 1173中Fe族元素Sc到Zn（Z = 21 - 30）的新的详细丰度。收集了波长范围为2300 - 3050 nm的高分辨率紫外HST/STIS光谱，并辅以各种光学阶梯光栅光谱。分析的特点是最近的实验室原子数据的中性和电离物种的数量为所有铁族元素，铜和锌除外。在大样本光谱测量中对钪、钛和钒丰度的详细检查表明，它们在[Fe/H]<-$2的恒星中呈正相关。这些元素在BD 03 740、BD-13 3442、CD-33 1173和HD 84937中的丰度。（在本系列的前一篇论文中研究过）与这些趋势一致，并且位于相关性的高端。有六种元素具有可检测的中性和电离特征，它们的丰度一般都相当一致。对于Cr，我们发现中性（[Cri/Fe]的平均值=+0.01）和电离物种（[Cri/Fe]的平均值=+0.08）之间的丰度差异很小，这与过去的大多数研究不同。突出的例外是Co，其中性物质表明显著过量（[Co/H]的平均值=-2.53），而对于电离物质没有观察到这种增强（[Co/H]的平均值=-2.93）。这些新的恒星丰度，特别是Sc，Ti和V之间的相关性，表明应该重新审视早期大质量贫金属恒星的元素生产模型。
2020-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances and physical parameters for stars in the open clusters NGC 5822 and IC 4756
经典的化学分析可能会受到系统误差的影响，这会导致矮星和巨星之间观测到的丰度差异。然而，对于某些元素来说，丰度差异可能是真实的。我们通过观测NGC 5822中的2个太阳型矮星和IC 4756中的3个太阳型矮星，并将它们的组成与上述两个星团中的3个巨星的组成进行比较来解决这个问题。我们确定铁的丰度和恒星参数的矮星，和钙，钠，镍，钛，铝，铬，硅和氧的丰度的巨人和矮星。获得了高分辨率、高信噪比（S/N）的UVES光谱。互相关轮廓的宽度被用来测量旋转速度。对于丰度测定，标准等效宽度分析相对于太阳进行差异。对于锂和氧，我们通过比较合成光谱与观察到的线特征得到丰度。我们发现矮恒星的铁丰度等于太阳的IC 4756的误差范围内，略高于NGC 5822（[Fe/H]= 0.01和0.05 dex分别）。NG 4756中的3颗恒星的锂丰度在Log N（Li）2.6和2.8 dex之间，NGC 5822中的两颗恒星的锂丰度分别为Log N（Li）~ 2.8和2.5。对于钠，硅和钛，我们发现，巨人的丰度显着高于那些相同的集群（约0.15，0.15和0.35德克斯）的矮星。
2010-03-08 astro-ph.SR
The first spectroscopic verification of an extragalactic classical chemically peculiar star
我们首次对大麦云星云中的一颗真正的化学奇特（CP）星进行了光谱验证。CP星位于主序上部，其特征是具有强的全球恒星磁场，主要偶极分量相对于恒星旋转轴随机定向，并从恒星中心移位。相对于太阳，硅、铬、锶和铕等重元素的丰度过高也是一种常见的现象。这些天体是极好的天体物理学实验室，可用来研究与恒星形成和演化有关的许多过程。已经发表了几项比较CP星在大麦云云和银河系中的入射率的研究。这些调查是基于CP星的光度检测通过德尔塔系统已测试和校准的对象在银河系。根据我们在Las Campanas天文台的光谱观测，我们能够在光度样本中确认一颗经典的B8 Si星，以及一颗早期的B型发射线星，这颗星最初也是通过其显著偏离的Delta a值检测到的。我们的结论是，经典的河外CP星确实存在，光度三角洲系统是能够检测到它们在一个有效的方式。
2010-11-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
PENELLOPE: IX. Lithium, iron and barium elemental abundances in eight nearby young clusters
INAF-Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（卡塔尼亚天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（卡波迪蒙特天文台）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学物理与天文学研究所）；Institute for Astronomy (IfA), University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；ASI, Italian Space Agency（意大利航天局）
研究通过同质化学分析，探讨八个近邻年轻星团中锂、铁和钡的丰度，重点分析锂丰度与veiling修正的影响，以及铁和钡的丰度分布及钡增强的可能性。
2026-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances and kinematics of barium stars
在本文中，我们提出了一个均匀的分析光球丰度的高分辨率光谱的基础上的样本182钡星和候选人。我们确定了大气参数，光谱距离，恒星质量，年龄，光度和刻度高度，径向速度，丰度的Na，Al，$alpha$ -元素，铁峰元素，和s-过程元素Y，Zr，La，Ce和Nd。我们采用了Kurucz的局部热力学平衡模式大气和光谱分析程序{ \sc moog}。我们发现钡星的金属丰度、温度和表面重力不能用单一的高斯分布来表示。$alpha$ -元素和铁峰元素的丰度与具有相同金属丰度的场巨星相似。钠在更演化的恒星中呈现出一定程度的富集，这可能归因于NeNa循环。正如预期的那样，钡星显示出由s过程产生的元素过剩。通过测量重元素的平均丰度模式（由[s/Fe]的比值给出），我们发现钡星呈现出不同程度的富集。我们还通过测量Ba峰和Zr峰元素的光球丰度得到了[hs/ls]比值。结果表明，[s/Fe]和[hs/ls]比值与金属丰度呈强反相关。我们的运动学分析表明，90%的钡星属于薄盘族。根据它们的光度，没有一颗钡星的亮度足以成为AGB星，也没有一颗钡星能够自我富集s过程元素。最后，我们确定钡星也遵循年龄-金属丰度关系。
2016-04-11 astro-ph.SR
Looking for pulsations in HgMn stars through CoRoT lightcurves
HgMn化学性质特殊的恒星是主序星中最安静的恒星之一。然而，根据理论预测，这些恒星可能有与铁峰值元素非常强烈的过剩有关的脉动，这是由上层原子扩散产生的。这样的脉动从来没有从地面观测中探测到过。我们的目标是使用CoRoT卫星提供的高质量光变曲线来寻找HgMn恒星中脉动的签名。我们在CoRoT计划观测的一个区域中，从VLT-GIRAFFE多目标摄谱仪巡天中识别出了三颗暗星（V>12）。它们呈现出典型的HgMn星特征。从2007年10月24日开始，CoRoT卫星利用系外行星CCD（附加方案）对它们进行了长期（131天）观测。在目前的工作中，我们提出了这三颗星的地基光谱的分析和相应的CoRoT光变曲线的分析。这三个HgMn候选人中的两个表现出低振幅（小于1.6毫等）的周期性变化（4.3和2.53天，分别与谐波），这是兼容的理论模型预测的周期。
2009-05-20 astro-ph.SR
Nucleosynthesis inside accretion disks and outflows formed during core collapse of massive stars
我们调查核合成内的伽玛射线暴（GRB）的吸积盘，并在这些磁盘推出的外流主要是在第二型的背景下，双星。我们报告了盘中几种不寻常核的合成，如31 P、39 K、43 Sc、35 Cl以及钛、钒、铬、锰和铜的各种同位素。我们还证实了铁族元素和α-元素的存在，如以前的作者所示。这样合成的重元素中的大部分从盘中喷出，并在流出物中存活下来。虽然BeppoSAX、Chandra、XMM-Newton等在伽玛暴的X射线余辉中观测到了其中几种元素的发射线，Swift似乎还没有找到这些行。
2013-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ Magnetic Doppler Imaging of Ap stars II: Next Generation Magnetic Doppler Imaging of $α^2$ CVn
我们提出了更新的磁场地图的化学奇特的B9 p星$α^2$ CVn创建使用一系列的时间分辨观测获得的高分辨率分光偏振仪ESPaDONS和Narval。我们将这些新的磁场图与基于MuSiCoS分光偏振仪记录的光谱的原始磁多普勒成像图进行比较，并在十年前进行。这些新的地图推断线轮廓在所有四个斯托克斯参数使用磁多普勒成像代码INVERS10。随着新的线表现出斯托克斯$IQUV$签名，我们有一个独特的见解如何派生的磁表面结构可能会受到影响的原子线选择反演。我们报告新的磁性地图的$α^2$ CVn创建使用强铁线（直接可比的MuSiCoS地图），弱铁线和铬线，所有这些都产生一个磁场结构大致与以前获得的一致。然后，我们推导出一个更新的磁性结构图$α^2$ CVn的基础上完整的样品的Fe和Cr线，我们认为产生一个更有代表性的模型的磁拓扑结构的$α^2$ CVn。与先前的映射一致，这个新更新的磁图显示了一个类似偶极的场，其具有复杂的子结构，不能用简单的低阶多极几何来解释。我们的新地图表明，无论原子线或物种的选择，重建的磁场是与先前公布的一致，这表明重建的字段是一个现实的代表磁场的$α^2$ CVn。$α^2$ CVn是第一颗获得多幅高分辨率磁图的Ap星，为大尺度和小尺度磁场的稳定性提供了重要的观测证据。
2014-02-12 astro-ph.SR
The magnetic field of the chemically peculiar star V352Peg
我们提出了一个光谱偏振分析的热恒星V352Peg。我们在2018年至2019年期间在CFHT上使用ESPaDOns获得了18次光谱偏振观测，并在2011年获得了一次存档ESPaDOns测量，完成了我们的数据集。光谱分析表明，该星位于主序星上，是一颗具有特殊化学性质的Bp型星，铁峰元素（Ti，Cr和Fe）丰度过高，He和O丰度不足。通过对每个光谱进行最小二乘反卷积，我们提取了数千条谱线的平均塞曼特征和平均线轮廓，并在V352 Peg中检测到磁场。通过模拟Stokes I和V剖面，并使用斜转子模型，我们确定了V352 Peg的几何构型。我们还进行了塞曼多普勒成像（ZDI），以提供V352 Peg的磁场及其表面化学分布的更详细表征。我们发现一个磁场，主要是偶极的，占主导地位的极向，并在很大程度上非轴对称的偶极场强度为$\sim$ 9千克和磁轴几乎垂直于旋转轴。Stokes I剖面的强变化性也表明了恒星表面存在化学斑点。
2022-07-26 astro-ph.SR
The CH fraction of Carbon stars at high Galactic latitudes
CH星形成了一类独特的天体，具有缺铁、富碳和重元素过剩等特征。这些性质可以为低金属丰度核合成的理论计算提供强有力的观测约束。一个重要的问题是CH星的相对表面密度，它可以为我们理解低到中等质量恒星在早期银河系化学演化中的作用提供有价值的投入。光谱特征提供了一种有效的方法来识别CH星。本分析的目的是在定量评估的部分CH星的恒星样本中使用一套光谱分类标准。该样本由92个物体组成，这些物体是从汉堡/ESO巡天的候选暗高纬度碳星中选出的。2007 - 2009年期间，在VBO，Kavalur和HCT，IAO，Hanle使用OMR和HFOSC获得了这些物体的中等分辨率（R ~ 1300）光谱，波长范围为3800 - 6800 A。光谱分析显示，92个天体中有36个可能是CH星;结合我们早期的研究（Goswami 2005，Goswami et al. 2007），这意味着约37%（243个）的天体是CH星。我们目前的光谱描述新确定的CH星候选人。估算的有效温度、12 C/13 C同位素比值及其在双色J-H-H-K图上的位置被用来支持它们的鉴定。
2009-12-22 astro-ph.SR
J0815+4729: A chemically primitive dwarf star in the Galactic Halo observed with Gran Telescopio Canarias
我们发现了一颗富碳超贫金属的未演化恒星J 0815 +4729。这颗矮星是从SDSS/BOSS中选出的贫金属候选恒星，后续的中分辨率光谱观测是用威廉赫歇尔望远镜的ISIS和加那利大望远镜的OSIRIS获得的。我们用FERRE程序计算了恒星的主要参数：Teff=6215 ± 82 K，logg=4.7 ± 0.5，金属丰度上限[Fe/H]<-5.8，碳丰度[C/Fe]>+5.0，而[α/Fe]=0.4。金属丰度上限是基于Ca II K线，在OSIRIS光谱仪的分辨能力下，无法从可能的星际钙中分辨出来。这颗恒星可能是已知的最缺铁的未进化恒星，也是碳过量最多的恒星之一。J 0815 +4729的高分辨率光谱学无疑将有助于获得其他重要元素的丰度，可能为宇宙的早期阶段、第一颗恒星的形成和第一颗超新星的性质提供新的基本约束。
2017-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
