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 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
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
Radial velocity and chemical composition of evolved stars in the open clusters NGC 6940 and Tombaugh 5
本文介绍和讨论了疏散星团NGC 1，6940和Tombaugh 1，5的中分辨率（R $\sim$ 13000）、高信噪比（$\mathrm{\frac{S}{N}} \sim 100$）光谱观测。光谱记录了两个星团中的七颗候选红巨星。对于后者，我们提出了第一个化学丰度分析。我们得到了NGC 1，6940中所有恒星的径向速度，确认了它们都是星团的成员，而在同一个地面上，我们排除了To 1，5中的两颗恒星。我们对不同的原子种类进行化学丰度分析，特别是FeI，SiI，CaI，TiI和NiI。NGC 6940的平均金属丰度为[Fe/H]=+0.09 $\pm$ 0.06\，dex，与前人的工作一致;而T01，5的平均金属丰度为[Fe/H]=+0.06 $\pm$ 0.11\，dex。因此，这两个星系团的化学组成接近太阳值，并且不偏离[Fe/H]银河系径向丰度梯度。在从\textit{Gaia} DR 2数据库中导出聚类距离后，我们使用这些新值估计基本聚类参数。通过采用这些距离，我们得到了星系团年龄的更新估计值：NGC 1，6940为1.0 $\pm$ 0.1，Gyr，Tombaugh 1，5为0.25 $\pm$ 0.05 Gyr.
2018-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical DNA of the Magellanic Clouds -- I. The chemical composition of 206 Small Magellanic Cloud red giant stars
我们目前的化学成分的206红巨星支星成员的小麦哲伦星云（SMC）使用光学，高分辨率光谱收集的多目标光谱仪火焰-GIRAFFE在ESO甚大望远镜。该样本包括位于母星系内不同位置的三个区域中的恒星。我们分析了主要的元素组，即轻-（Na），α-（O，Mg，Si，Ca，Ti），铁峰（Sc，V，Fe，Ni，Cu）和s-过程元素（Zr，Ba，La）。样品的金属丰度分布在[Fe/H] ~（-1）dex附近有一个主峰和一个弱的贫金属拖尾。然而，三个场的[Fe/H]分布各不相同，特别是最内层场和最外层场的平均金属丰度相差0.2dex，贫金属星的比例从最内层场到最外层场显著增加（从~ 1%增加到~20%），这可能反映了SMC中的年龄梯度。此外，我们发现了一个可能的化学/运动学不同的子结构的暗示。SMC恒星的丰度比与银河系恒星明显不同，特别是对于大质量恒星产生的元素（如Na、$α$和大多数铁峰元素），其丰度比系统地低于我们银河系中测量的丰度比。这表明，相对于银河系，大质量恒星对SMC化学富集的贡献较小，根据该星系的低恒星形成率预期。最后，我们确定了一些元素（Na，Ti，V和Zr）的丰度在两个最里面的领域，这表明在SMC的化学富集的历史是不均匀的小系统的差异。
2023-01-20 astro-ph.GA 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
An enquiry on the origins of N-rich stars in the inner Galaxy basedon APOGEE chemical compositions
最近的证据的基础上APOGEE数据的恒星在银河系中心的几个千秒差距表明，溶解的球状星团（GC）的贡献显着的恒星质量预算的内晕。在本文中，我们探讨的GC溶解的示踪剂，富N星，这是位于内4千秒差距的银河系的起源。从这些恒星的化学成分分析，我们确定，约30%的富N星以前确定的内银河系可能有吸积的起源。这一结果证实了我们的样品的运动学特性的分析。富氮恒星的特定频率是相当大的吸积人口，超过其原位同行的近一个数量级，与数值模拟的预测不一致。我们希望我们的数字提供了一个有用的测试GC的形成和破坏的模型。
2021-02-12 astro-ph.GA 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
The Chemical Compositions of Accreted and {\it in situ} Galactic Globular Clusters According to SDSS/APOGEE
对银河系球状星团（GC）的运动学和化学组成的研究，可以重建银河系的恒星形成、化学演化和质量聚集的历史。利用SDSS/APOGEE巡天的最新数据（DR 16），我们确定了与46个GC相关的3，090颗恒星。使用先前定义的运动学关联，我们将样品分解成八个独立的组，并研究如何基于运动学的分类映射到化学成分空间，只考虑$α$（主要是Si和Mg）元素和Fe。我们的研究结果表明：（i）在化学空间中的原位和吸积子群的轨迹与它们的场对应物的轨迹相匹配;（ii）来自不同个体吸积子群的GC在化学空间中占据相同的轨迹。这可能意味着它们有着相似的起源，或者它们与经历过类似化学富集历史的不同卫星有关;（三）与Massari及其合作者定义的低轨道能量亚组有关的GC的化学成分与原地起源大致一致。然而，在低金属丰度端，吸积和原位种群之间的区别是模糊的;（iv）关于GC的起源是模糊的状态，我们得出以下结论：在Si-Fe平面的位置表明Liller 1的原位起源和NGC 5904和NGC 6388的可能的吸积起源。NGC 288的情况尚不清楚，因为它的轨道特性表明它是由吸积物形成的，它的化学成分表明它可能是在原地形成的。
2020-02-14 astro-ph.GA
Detailed chemical composition of classical Cepheids in the LMC cluster NGC 1866 and in the field of the SMC
造父变星是年轻恒星星族的极好示踪剂。它们作为标准蜡烛在天体物理学中起着至关重要的作用。银河系中的经典造父变星的化学性质现在已经相当有名了。尽管有更大的样本，麦哲伦造父变星的化学成分几乎没有被研究过。目标：这是我们第一次研究位于大麦云星云（LMC）中的几颗造父变星的化学组成：NGC 1866。为了研究造父变星在较低金属丰度下的化学成分，四个目标位于小麦哲伦云（SMC）中。我们的样本使我们能够将LMC/SMC中具有已知金属丰度的造父变星数量增加20%/25%，并将LMC/SMC中具有详细化学成分的造父变星数量增加46%/50%。研究方法：我们使用正则光谱分析，以确定造父变星的化学成分，并提供了大量的$α$，铁峰和中子捕获元素的丰度。结果如下：我们发现LMC星团NGC 1866中的六颗造父变星具有非常均匀的化学成分，也与星团中的红巨星分支（RGB）星一致。周期-年龄的关系，包括没有或平均旋转表明，所有的造父变星在NGC 1866有一个类似的年龄，因此属于同一个恒星星族。我们的结果是在很好的协议与理论模型占光度和径向速度的变化。使用基于周期光度关系的近红外或中红外距离，我们首次调查了SMC中年轻人口在深度方向上的金属丰度分布。初步结果显示，没有金属梯度沿SMC主体，但我们的样本是小的，不包含造父变星在内部几度的SMC。
2017-09-10 astro-ph.GA
Reading the book: from "chemical anomalies" to "standard composition" of globular clusters
现在人们普遍认为球状星团（GC）经历了复杂的形成过程，它们至少拥有两代恒星。这是一个最近的范例，并建立在光度和光谱证据。我们专注于高分辨率光谱的基础上，我们如何从单一到多个恒星星族的概念GC的结果。我们强调，GC星的特殊化学成分是建立多种群情景的基础，并简要概述了从观测中可以学到的东西。最后讨论了近年来对不同演化阶段恒星的大样本观测结果。
2013-01-15 astro-ph.GA
Molecular-Cloud-Scale Chemical Composition I: Mapping Spectral Line Survey toward W51 in the 3 mm Band
我们用22米Mopra望远镜在3毫米波段对银河系巨分子云W 51进行了一次测绘谱线巡天，以研究银河系分子云尺度上气体的平均化学组成。我们观察到$25' \times 30'$的面积，相当于39 pc $\times$ 47 pc。观测的频率范围为85.1 - 101.1 GHz和107.0 - 114.9 GHz。在观测区域的空间平均光谱中，鉴定了12种分子种类和4种另外的同位素体的谱线。空间平均光谱的强度图案被发现是类似的外部星系M51的螺旋臂，这表明这两个源具有相似的化学成分。根据$^{13}$ CO（$J=1-0$）的积分强度（$I_{\rm ^{13}CO}$）将观测区划分为5个亚区，并计算了各亚区11条分子谱线的通量对平均光谱的贡献。对于大多数分子种类，50%或更多的通量来自于$I_{\rm ^{13}CO}$从25 K km s $^{-1}$到100 K km s $^{-1}$的子区，不包括活跃的恒星形成区.因此，在3毫米波段观测到的分子云尺度光谱很难代表恒星形成核心的化学组成，而主要代表了扩展的静止分子气体的化学组成。目前的结果构成了一个健全的基础，解释光谱的分子云尺度（$\sim10$ pc）或更大的分辨率的外部星系。
2017-07-04 astro-ph.GA
Molecular-Cloud-Scale Chemical Composition III: Constraints of Average Physical Properties through Chemical Models
了解银河系源中分子云尺度的分子线强度和化学成分的起源是很重要的，因为它可以作为与河外源的化学成分进行比较的基准。最近对10-pc尺度上平均的3-mm光谱的观测表明，分子线HCN、HCO $^+$、CCH、HNC、HNCO、c-C $_3$ H $_2$、CS、SO、N $_2$ H $^+$和CN的来源之间具有相似的光谱模式。为了约束发射这种光谱图案的平均物理性质，我们使用随时间变化的气体-颗粒化学模型，然后通过辐射传递计算来模拟分子光谱。我们使用一个网格的物理参数，如密度$n=3 \times 10^2 - 3\times 10^4$ cm $^{-3}$，温度，$T=10-30$ K，视觉消光$A_{\rm V} = 2,4,10$ mag，宇宙射线电离率$ζ= 10^{-17} - 10^{-16}$ s $^{-1}$，和硫元素丰度$S/H = 8\times 10^{-8} - 8\times 10^{-7}$。与观测光谱的比较表明，光谱与相对较低的密度的$n=(1-3) \times 10^3\,$ cm $^{-3}$，$T=10\,$ K，$ζ= 10^{-17}$ s $^{-1}$，和短的化学时标的$10^5$ yrs。这种短的化学时标可能表明，分子云不断受到湍流的影响，并暴露于低密度，低$A_{\rm V}$区域，“刷新”的化学钟的紫外辐射。所获得的相对低的密…
2018-12-08 astro-ph.GA
From stellar to planetary composition: Galactic chemical evolution of Mg/Si mineralogical ratio
这项工作的主要目标是研究对不同质量行星的形成至关重要的元素比率。我们研究行星同伴的存在和它们的宿主恒星的相对元素丰度之间的潜在相关性。我们使用了大量的FGK型矮星的样本，精确的Mg，Si和Fe的丰度已使用HARPS高分辨率和高质量的数据。对数据的第一次分析表明，低质量行星宿主星显示出较高的[Mg/Si]比，而巨行星宿主星的[Mg/Si]比场星低。然而，我们发现，[Mg/Si]比显着依赖于通过银河系化学演化的金属丰度。除去星系演化的趋势后，只有低质量行星宿主和非宿主之间的[Mg/Si]元素比的差异是显着的。这些结果表明，低质量行星在高[Mg/Si]的恒星周围更普遍。我们的研究结果表明银河系化学演化的重要性，并表明它可能在行星内部结构和组成中发挥重要作用。
2015-08-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Age and chemical composition of the globular cluster NGC 6652
本文给出了银河系球状星团NGC 6652的年龄、氦质量分数（Y）、金属丰度（[Fe/H]）和C、N、O、Na、Mg、Ca、Ti、C和Mn等元素丰度的测定结果。我们使用Schiavon图书馆的中分辨率积分光谱和我们的人口合成方法来完成这项任务。我们选择的演化等时线和恒星质量函数为我们的分析，这提供了最好的近似的形状和强度所观察到的巴耳末线轮廓。所测定的元素丰度、年龄和金属丰度是银河系膨胀区恒星星族的特征。
2020-08-05 astro-ph.GA
Chemical compositions and kinematics of the Hercules stream
Famaey et al.（2005）从依巴谷星表中天球赤道以北的恒星中选出了58颗K巨星，并对它们进行了丰度分析。巨星的组成范围[Fe/H]从$-$ 0.17到$+$ 0.42，平均值为$+$ 0.15，相对元素丰度[El/Fe]代表银河系薄盘。选择效应可能使依巴谷星表中的选择偏向于贫金属恒星。我们重新考虑了最近对FG矮星（包括贫金属恒星）的广泛调查（Bensby et al. 2014），为武仙座流提供了类似于58颗巨星的[Fe/H]分布。看起来，这条流是由薄盘中富含金属的恒星主导的。在文献中的建议，该流包括金属贫恒星从厚盘进行了讨论。
2016-05-13 astro-ph.GA
Chemical compositions of five Planck cold clumps
目标：星际分子在星际物质进化序列的早期形成，最终形成恒星和行星。为了理解这种进化序列，重要的是要描述其第一步的化学组成。方法：在本文中，我们提出了一个2和3毫米的调查结果的五个冷团块确定的普朗克任务。我们进行了辐射转移的检测线上的分析，以把一些限制的物理条件内的核心和上的分子柱密度。我们还进行了化学模型，以重现在每个源中观察到的丰度使用气体颗粒模型鹦鹉螺。结果如下：检测到12种分子：H2 CO、CS、SO、NO、HNO、HCO+、HCN、HNC、CN、CCH、CH 3OH和CO。这里，CCH是我们在两个来源中检测到的唯一碳链。进行了HCN、SO、CS和CO的辐射转移分析，以限制每个云的物理条件，但成功率有限。源的密度大于$10^4$ cm $^{-3}$，温度低于15 K。衍生物柱密度对物理条件的不确定性不太敏感，在2倍以内。不同的来源似乎呈现出显着的化学差异，物种丰度分布在一个数量级。这些团块的化学成分比Taurus Molecular Cloud 1 Cyanopolyyne Peak（TMC-1 CP）冷芯的化学成分差。我们的化学模型再现了我们源中79%至83%的物种的观测丰度和上限。我们的源的“最佳”时间似乎小于TMC-1的时间，这表明我们的源可能进化程度较低，并解释了丰度较小和许多未检测到的原因。此外，CS和HCN总是高估了我们的模型。
2021-03-17 astro-ph.GA
A Comparative Analysis of the Chemical Compositions of Gaia-Enceladus/Sausage and Milky Way Satellites using APOGEE
我们使用阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE 2）的第17次数据发布的数据，以对比最近发现的盖亚恩克拉多斯/香肠系统（GE/S）的化学成分，以10个银河系（MW）矮卫星星系：LMC，SMC，牧夫座I，船底座，天龙座，天炉座，人马座，雕塑家，六分仪和小熊座。我们的主要重点是这些系统的恒星星族在[Mg/Fe]-[Fe/H]和[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上的分布，这是文献中常用的化学诊断和矮星系可以区分从原位人口。我们表明，与MW卫星，GE/S的样本定义的基础上，纯粹的轨道参数几乎完全落在“吸积”的恒星星族在化学空间，这可能是由于早期淬火的恒星形成GE/S的轨迹。由于恒星形成的历史更为漫长，在MW卫星群中富含金属的一端的恒星的特征是[Mg/Mn]比它们的GE/S对应物低。GE/S恒星的化学成分与早期恒星形成率比MW卫星的质量更高的恒星形成率相一致，这表明早期宇宙中的恒星形成受到除了质量之外的其他参数的强烈影响。我们发现矮星系[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上金属丰度梯度的方向是系统早期恒星形成率的指示
2023-01-03 astro-ph.GA
Chemical Compositions of Kinematically Selected Outer Halo Stars
利用Subaru/HDS获得的高分辨率、高信噪比的光谱，测定了26颗贫金属矮星和巨星的化学丰度。选择样本，以便大多数对象具有外光晕运动学。自洽的大气参数确定的迭代过程的基础上光谱分析。通过两个独立的数据处理和LTE分析程序测定了13种元素的丰度，包括$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），奇Z轻元素（Na，Sc），铁峰元素（Cr，Mn，Fe，Ni，Zn）和中子俘获元素（Y，Ba），证实了恒星参数和丰度结果的一致性。我们发现，在$-3.5 <$ [Fe/H] $ < -1$的范围内，[ $α$ /Fe]随[Fe/H]的增加而减少，如Stephens和Boesgaard（2002）所发现的。[Zn/Fe]值比以前研究的晕星的大部分略低。这些结果进行了讨论，作为可能的化学性质的外晕在银河系。
2009-10-09 astro-ph.GA
The Chemical Composition of Globular Clusters of Different Nature in our Galaxy
编制了一个银河系球状星团表，并利用它分析了星团化学参数和运动学参数之间的关系。该星表包括157个球状星团的位置、距离、光度、金属岩和水平分支形态指数，以及72个球状星团的空间速度。对于69个球状星团，这些数据补充了各种核合成过程中产生的28种化学元素的相对丰度，取自1986 - 2018年发表的101篇论文。讨论了在低金属量吸积的球状星团中水平分支变红的趋势。被认为是基于化学和运动学性质的厚盘和晕子系统的集群成员资格的标准之间的差异。这一点可以通过以下事实得到证明：所有富含金属的（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）星团都位于银河系的中心和平面附近，而不管它们在特定的银河系子系统中的运动学成员。一个例外是人马座的一个矮星系丢失了三个吸积星团。与此同时，在任何运动学选择的银河系子系统中，更遥远的星系团在金属贫乏的星系团中所占的比例都很高。
2019-04-12 astro-ph.GA
Solar chemical composition in the hot gas of cool-core ellipticals, groups, and clusters of galaxies
热的团内介质（ICM）遍布星系团和星系群，富含金属，这些金属是由数十亿颗超新星合成的，并在星系团引力阱中积累了几个陀螺。由于在ICM中发现了Ia型超新星和核心坍缩超新星的产物--预计它们会在不同的时间尺度上爆炸--精确地限制这些热大气的化学成分可以提供关于大尺度结构富集历史的宝贵信息。最近，Hitomi观测报告了英仙座星系团核心的太阳丰度比，与之前对44个冷核星系团、星系群和大质量椭圆星系（CHEERS样本）的XMM-牛顿测量结果相矛盾。在这项工作中，我们通过使用用于拟合数据的光谱代码的更新版本（SPEXACT v3）来重新访问CHEERS结果，与用于获得Hitomi测量结果相同。尽管在光谱分辨率的限制，平均Cr/Fe和Ni/Fe的比例，现在发现是非常一致的统一和Hitomi的结果非常一致。我们最新的测量结果表明，英仙座ICM的太阳成分在附近的冷核系统中是一个非常常见的特征。
2018-07-30 astro-ph.GA
Cosmic Origins Spectrograph Observations of the Chemical Composition of LMC N132D
我们展示了用哈勃太空望远镜/宇宙起源摄谱仪获得的大麦云超新星遗迹N132 D中富氧结的新远紫外光谱。在HST远紫外带通（1150 - 1750 A）中的中等分辨率（v~200 km/s）光谱显示了氧的几种电离态以及痕量的其他物种的发射。我们使用COS提供的灵敏度和分辨率的改进来分离残余物内不同速度分量的贡献，以及富氧结本身内不同物种的排放。这是N132 D紫外线发射谱线的成分和速度结构首次得到解析，我们用它来评估残骸的化学成分。在N132 D中没有检测到氮，并且在与主要氧组分不一致的速度下发现多种碳物质。我们发现氦和硅与富氧结相关，并使用OIII]、OIV]、OV和SiIV的红化校正线强度来约束该富氧结的组成和物理特性。我们发现，硅氧丰度比为N（Si）/N（O）= 0.01的模型可以重现观测到的发射速度为130 km/s，这意味着N132 D祖星的质量约为50太阳质量。
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
