Metallicities of Planet Hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants
这项工作提出了一个均匀的推导大气参数和铁丰度的样本的巨和亚巨星的主机巨行星，以及控制样本的亚巨星不知道主机巨行星。分析是使用相同的技术，我们以前的分析大样本的行星托管和控制样本矮星。比较这些样本中主序星、次巨星和巨星的[Fe/H]分布发现，主序星和次巨星的平均金属丰度相同，为<[Fe/H]> \simeq +0.11 dex，而巨星样本的金属丰度通常更低，平均金属丰度为<[Fe/H]> = -0.06 dex。亚巨星与矮星的平均金属丰度相同，这一事实表明，富含金属的固体物质并没有大量吸积到行星所在的恒星上，因为这些物质在从矮星到亚巨星的演化过程中会被稀释。与行星所在的矮星和次巨星相比，行星所在的巨星的金属丰度较低，这被解释为与恒星质量有关，巨星的质量更大，因此平均而言，原行星盘的质量更大。在行星形成的核心吸积模型中，较大的盘质量可以包含形成巨行星所需的临界金属量，即使在较低的金属丰度下。
2010-10-04 astro-ph.SR
A neural network approach to determining photometric metallicities of M-type dwarf stars
本研究利用人工神经网络，基于Gaia、2MASS和WISE的光度数据，开发了一种估计M矮星金属丰度的方法，精度达0.08dex，超越了传统方法，为大规模巡天分析提供了可扩展方案。
2025-05-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar Characterization of M-dwarfs from the APOGEE Survey: A Calibrator Sample for the M-dwarf Metallicities
作为SDSS-IV APOGEE巡天的一部分，我们在高分辨率（R $\sim$ 22，500）的\textit{H} -带中观测到21颗M矮星的有效温度、表面重力和金属丰度的光谱测定。大气参数和金属丰度是由一维LTE平面平行MARCS模式和APOGEE原子/分子谱线列表以及最新的H $_{2}$ O和FeH分子谱线列表的光谱合成得到的。我们的样本范围在$T_{\rm eff}$从$\sim$ 3200到3800 K，其中11颗恒星是在一个温暖的（FGK）的主要双星系统，而其他10个M-矮星的干涉半径在文献中。我们定义了一个$M_{K_{S}}$ -半径校准的基础上，我们的M-矮星半径来自详细分析的APOGEE光谱和盖亚DR 2的距离，以及质量半径的关系，使用spectroscopically-derived表面重力。将导出的半径与来自文献的干涉测量值进行比较发现，光谱半径稍微向较小的值偏移，$Δ$ = -0.01 $\pm$ 0.02 $R{\star}$ / $R_{\odot}$。此外，根据半径和表面重力导出的M矮星质量往往比给定恒星半径的食双星系统M矮星成员的质量略小（小$\sim$ 5-10\%）。与文献中较热的FGK主序星相比，11颗M-矮星的金属丰度显示出极好的一致性，平均差值为[Fe/H]（M-矮星- FGK主序星）= +0.04 $\pm$ 0.18 dex，证实了…
2020-01-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared Metallicities, Radial Velocities and Spectral Types for 447 Nearby M Dwarfs
利用IRTF/SpeX中分辨率（R~2000）近红外（NIR）光谱，计算了447颗M矮星的金属丰度、径向速度和近红外光谱类型。这些M矮星是MEarth调查的目标，这是一个凌日行星调查，在33 pc范围内寻找中晚期M矮星周围的超级地球。我们提出了近红外光谱类型和新的IRTF光谱模板在Z，J，H和K波段，使用M矮星与近太阳金属丰度。我们开发了两个光谱距离校准，使用近红外光谱类型或指数的基础上的曲率的K波段连续。我们的距离校准有14%的离散度。我们搜索了27个近红外谱线和10个光谱指数的金属丰度敏感的功能，考虑到相关的噪声，我们估计这些参数的误差。我们校准了我们的关系，使用36 M矮星在共同的适当对与F，G或K-型恒星的已知金属丰度。我们验证了这些对使用自行，径向速度和光谱距离估计的物理关联。我们得到的金属丰度校准使用2.2um处的钠双峰作为金属丰度的唯一指标。它的精度为0.12dex，从原生矿物的金属丰度和次生矿物的估计金属丰度之间的离散度推断。该关系式适用于M_1V ~ M_5V的近红外光谱类型和-1.0<[Fe/H]<+0.35dex。我们提出了一个新的金属丰度关系，使用J-H和J-K颜色，直接关系到两个观测值：到M矮星主序列的距离和钠线在2.2 μ m处的等效宽度。我们通过模拟大地特征来测量径向速度，以确定我们光谱的绝对波长校准，并使用M矮双星，在不同时期的观测，并与精确测量的径…
2013-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Test of FeH Line Parameters using DR19 APOGEE spectra of Benchmark M Dwarfs
Universidade Federal de Sergipe（塞尔希培联邦大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Observatório Nacional/MCTIC（国家天文台/巴西科技部）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIRLab）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平坦研究所计算天体物理学中心）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究M矮星Fe I和FeH线铁丰度不匹配问题，通过分析多种恒星光谱，用特定模型和代码推导金属丰度，得出不同星团M矮星金属丰度及相关一致性情况，发现不调整FeH gf值时总体一致性最佳。
2026-07-29 astro-ph.SR
A discontinuity in the luminosity-mass relation and fluctuations in the evolutionary tracks of low-mass and low-metallicity stars at the Gaia M-dwarf gap
盖亚M-矮星间隙是最近在色星等图中发现的一个特征，显示在主序低端缺乏低质量和低金属丰度的恒星。我们的目标是在低金属丰度进行理论恒星建模，使用一个精细的质量步骤和精细的时间步长，特别是寻找从部分到完全对流的过渡模型，因为对流接吻不稳定，发生在这个过渡被认为是差距的原因。用MESA方法模拟了金属丰度为Z = 0.01、Z = 0.001和Z = 0.0001的恒星演化模型，质量步长为0.00025 M $_{\odot}$，时间步长为50，000年。小的时间步长产生的模型在Hertzsprung-Russell（HR）图中的进化轨迹中经历循环。有效温度和光度的波动对应于对流包层底部与对流核心顶部合并的重复事件，将$^3$ He从核心输送到表面。除了从部分对流到完全对流的切换事件外，还发现了几个产生低振幅波动的近合并事件，低金属丰度模型经历对流接吻不稳定性的时间更长，波动振幅比金属丰度更高的模型更高。模型中使用的小质量步长揭示了所有三种金属丰度下光度-质量关系的不连续性。
2021-04-28 astro-ph.SR
Gaseous Mean Opacities for Giant Planet and Ultracool Dwarf Atmospheres over a Range of Metallicities and Temperatures
我们提出了新的计算Rosseland和普朗克气体平均不透明度有关的大气中的巨行星和超冷矮星。这种计算被用于模拟这些物体的大气、内部、形成和演化。我们的计算是对Freedman等人（2008）提出的计算的扩展，包括较低的压力，更精细的温度分辨率，以及与巨行星大气最相关的更高的金属丰度。计算范围从1微巴到300巴，从75 K到4000 K，在一个近似正方形的网格中。计算了金属丰度从太阳丰度到50倍太阳丰度的不透明度。我们还提供了一个分析适合的Rosseland平均不透明度在网格中的压力，温度和金属丰度。除了计算平均不透明度在这些地方的温度，我们还计算他们的加权函数高达7000 K，模拟平均不透明度的入射恒星强度，而不是本地热发射强度。化学平衡计算考虑了凝聚物在引力场中的沉降，适用于无云的巨行星和超冷矮行星大气，但不适用于星周盘。我们提供广泛的不透明度表供公众使用。
2021-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of ten nearby solar-type dwarfs
观测了附近几个径向速度可变的太阳型矮星，以找到它们的光谱轨道。确定了HIP 179、1989、2981、5276、6439、11218、21443、96434的轨道根数，以及HIP 28678和41214的暂定轨道。我们讨论每一个对象。四个双线双星中有三个是几乎相等分量的双胞胎。所有四个周期小于10天的轨道都是圆形的，其余的轨道都是偏心的。
2014-04-12 astro-ph.SR
Discovery of Three Distant, Cold Brown Dwarfs in the WFC3 Infrared Spectroscopic Parallels Survey
我们在WFC 3红外光谱平行线巡天（WISP）中发现了三颗晚型（>T4）棕矮星，其中包括一颗可能的Y矮星。我们使用的G141棱镜光谱来确定光谱类型的矮星，并获得距离估计的基础上与附近的T矮星与已知的反射率的比较。这是光谱学证实的最远的T/Y矮星，最远的估计距离约为400 pc。我们比较了在WISP调查中发现的冷矮星的数量与褐矮星质量函数的模拟。发现的数字基本上与初始恒星质量函数dN/dM \propto M^{-α}一致，α= 0.0- 0.5，尽管Y矮星的发现有些令人惊讶，可能表明绝对星等/光谱类型关系比以前报道的更平坦，或者在观测体积中非常晚类型的棕矮星数量有所增加。
2012-04-27 astro-ph.SR
M Dwarf Singles and Multis Have Dissimilar Metallicities Indicating Different Origins
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文系）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics, The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与基本粒子物理中心）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文系）
本研究通过同质样本发现M矮星多行星系统比单行星系统金属丰度更低，表明两者起源不同，且动力学演化受金属丰度影响。
2026-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic Confirmation that 2MASS J07414279-0506464 is a Mid-Type L Dwarf
我们提出了一个低分辨率的近红外光谱2 MASS J 07414279 -0506464，一个中型L矮星候选人最近确定的Scholz和贝尔。该光谱是使用洛厄尔天文台4.3米发现频道望远镜上的近红外高光谱仪（NIHTS）获得的，表明2 MASS J 07414279 -0506464的光谱类型为L5。
2018-06-11 astro-ph.SR
Metallicities and Refined Stellar Parameters for 52 Cool Dwarfs with Transiting Planets and Planet Candidates
本研究收集了65颗冷星的光谱数据，计算了52颗带有凌星行星和行星候选体的冷矮星的金属丰度和恒星参数，并重新拟合光变曲线更新行星性质，为研究低质量恒星与行星性质相关性提供了更精确的数据。
2024-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Spectroscopic Analysis of the California-Kepler Survey Sample: II. Correlations of Stellar Metallicities with Planetary Architectures
我们提出了独立的和自洽的金属丰度的样本807行星托管恒星从加利福尼亚州开普勒调查LTE光谱分析使用选定的样品Fe I和Fe II线。使用非参数统计检验研究了主恒星金属丰度、行星半径和行星结构（轨道周期-温暖或炎热-和多重性-单一或多个）之间的相关性。除了证实文献中先前的结果外，例如，在所有类型的热和暖行星系之间，宿主恒星的金属丰度分布总体上是不同的，我们报告了一个新的发现，即当比较热和暖系统的金属丰度中值时，多个超级地球的差异要比单个超级地球的差异大得多。热的单个超级地球与温暖的单个超级地球的金属丰度CDF表明不同的母恒星星族，而对于亚海王星，情况并非如此。亚海王星和亚土星之间的过渡半径是通过比较太阳附近银河系薄盘的APOGEE金属丰度分布与根据其系统中最大的已知行星分离的主恒星的金属丰度分布来检查的。这些比较揭示了随着系统中最大行星半径的增加，金属丰度分布的差异越来越大，R $_{p}>$ 2.7 R $_{\oplus}$的母星金属丰度变得明显不同。p值作为行星半径的函数的行为在R $_{p}$ = 4.4 $\pm$ 0.5 R $_{\oplus}$处经历了大的斜率变化，表明小行星和大行星之间的半径边界。
2021-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the metallicity of open clusters II. Spectroscopy
在一系列的三篇论文中，我们调查了目前的状况公布的金属丰度的疏散星团，来自各种光度和光谱方法。目前的文章集中在光谱方法。其目的是汇编一套全面的集群与最可靠的金属丰度从高分辨率光谱研究。这组金属丰度将是从不同方法校准金属丰度的基础。在文献中检索了基于高分辨率光谱分析的疏散星团单个成员星的[Fe/H]估计。为了比较，我们还编制了[Fe/H]估计的基础上，低和中等分辨率的光谱。在中等和高分辨率下，我们发现分析方法的差异比观测质量的差异对金属丰度的影响更大。我们只保留了极有可能的星团成员，并对大气参数进行了限制。我们结合了来自86个出版物的78个疏散星团中458颗恒星的641个金属丰度值，形成了我们最终的高质量星团金属丰度。在本系列的第一篇论文中讨论的光度金属丰度比光谱金属丰度系统地低约0.1 dex，并且差异显示约0.2 dex的分散。在我们的光谱样本与银河系化学演化模型的初步比较中，没有一个模型预测了观测到的径向金属丰度梯度。光度金属丰度显示出较大的固有色散，而本文中提出的更准确的光谱样品包括不到一半的集群数量。只有一个复杂的组合，所有可用的光度和光谱数据将使我们能够跟踪在银河系盘的局部和全球范围内的金属丰度分布。
2013-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical - Near Infrared Photometric Calibration of M-dwarf Metallicity and Its Application
基于一个精心构造的矮星样本，提出了一种新的光学-近红外光度定标方法来估算晚型K矮星和早-中型M矮星的金属丰度。校准样品有两个部分;第一部分包括18个M矮星，其金属丰度由高分辨率光谱确定，第二部分包含49个矮星，其金属丰度通过中等分辨率光谱获得。通过对斯隆数字巡天和2微米全天巡天的约130万颗M矮星的大样本进行校准，确定了该样本的金属丰度分布，并与以前的研究结果进行了比较。利用光度计测量了大样本M矮星的银河高度。我们的研究结果表明，离银道面较远的恒星，平均而言，具有较低的金属丰度，这可以归因于年龄-金属丰度关系。相对于简单闭盒模型，贫金属矮星的金属丰度分布稀少，这表明存在类似于先前已知的G矮星和K矮星问题的“M矮星问题”。几个更复杂的银河系化学演化模型已提出解决G和K矮星问题进行了测试，并表明，这些模型可以，在一定程度上，减轻M矮星问题。
2015-02-26 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of three dwarf barium stars
钡星被认为是双星系统演化的结果，其宽度足以让质量更大的组分到达渐近巨星分支，最终成为CO白矮星。虽然Ba星最初只在巨星或次巨星中被发现，但后来在主序星上也发现了一些Ba星（称为矮星Ba星）。我们在这里提供了三个矮Ba星的轨道参数，完成了Escorza等人最近发表的27个轨道的样本。我们表明，这些新的轨道参数是一致的，与其他矮Ba星。
2020-01-30 astro-ph.SR
Two distributions shedding light on supernova Ia progenitors: delay times and G-dwarf metallicities
使用详细的二进制演化的人口数合成代码，我们计算的Ia型超新星的数量分布作为时间的函数后，星爆。这是两个主要的祖先的情况下（单简并和双简并），但也与各种进化的假设（如传质效率，角动量损失，和共同的包络线描述）。这些理论上预测的延迟时间分布与椭圆星系中的观测结果的比较，然后允许约束的演化场景和参数。从分布的形态形状，我们得出结论，所有的超新星Ia不能通过单一的简并方案单独产生，最好的匹配时，两种方案都作出贡献。在双简并的情况下，大多数系统会经历一个准保守的，稳定的罗氏瓣溢出阶段。我们提出恒星自转作为一种可能的解决方案，低估了所观察到的绝对事件数，在许多理论人口合成研究的情况下。与这些其他的研究进行了简要的比较，表现出良好的对应关系的非平凡条件下的等价假设。我们还研究了不同的Ia超新星祖先和演化参数对银河系盘中G型矮星铁丰度理论分布的影响。这些恒星是银河系整个化学历史的良好指标，它们的预测金属丰度分布也可以与观测结果进行比较。这再次限制了可接受的假设组合的数量。支持以前的结果，最好的对应关系中发现的情况下，单和双退化的情况下作出贡献。
2012-04-19 astro-ph.SR
Spectroscopic confirmation of UV-bright white dwarfs from the Sandage Two-Color Survey of the Galactic Plane
我们目前的光谱观测证实了热白矮星的紫外线明亮的来源，从桑达奇双色调查的银河系平面和列在兰宁（兰）目录中的来源。一个子样本的213紫外亮蓝源已被确定为候选白矮星的基础上检测到一个显着的自行。用KPNO 2.1米望远镜对46颗候选恒星进行光谱观测，确认其中30颗来源是氢白矮星，其子类型在DA 1-DA 6范围内，其中一颗恒星（Lan 161）有一颗尚未解析的M矮星作为伴星。另外五个来源被证实是氦白矮星，亚型从DB 3到DB 6。其中一个来源（Lan 364）被确认为DZ 3白矮星，有很强的钙谱线.另外三颗恒星被发现有无特征的光谱（在探测极限内），因此被归类为DC白矮星。此外，还发现了三个热次矮星：Lan 20和Lan 480被归类为sdOB，Lan 432被归类为sdB。剩下的四个物体被发现是F场的恒星闯入者。通过模型拟合得到了DA和DB白矮星的物理参数。
2011-02-03 astro-ph.SR
A Test of Spectroscopic Age Estimates of White Dwarfs using Wide WD+WD Binaries
本文通过宽距双白矮星样本检验光谱与测光年龄估计的可靠性，发现光谱拟合未显著改善年龄一致性，且测光参数对DA白矮星年龄一致性更优，并揭示约20%的宽距双星可能经历并合。
2024-05-03 astro-ph.SR
On the Metallicities of Kepler Stars
我们使用12000颗恒星从大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）光谱数据表明，开普勒场星的金属丰度在开普勒输入目录（KIC）系统地低估了真正的金属丰度和动态范围的开普勒样品。具体地说，对于一级近似，我们发现[Fe/H]_KIC = -0.20 +0.43 [Fe/H]_LAMOST，具有约0.25 dex的分散，几乎完全是由于KIC中的误差。当-0.3<[Fe/H]_LAMOST<+0.4时，这种关系是最可靠的，在这种情况下，每0.1dex仓有200颗以上的比较星，并且由LAMOST测定的金属丰度与高分辨率光谱具有很好的一致性。它在稍宽的范围内仍然近似有效。当将该关系倒置时，由KIC计算的真金属丰度的误差为（0.25 dex）/0.43~0.6 dex。因此，我们定量地证实了Brown等人（2011年）的警告，即KIC对[Fe/H]的估计不应该被“任何对恒星金属丰度特别感兴趣的人”使用。幸运的是，在不久的将来将有更多的LAMOST光谱金属丰度。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
A metallicity study of F, G, K and M dwarfs in the Coma Berenices open cluster from the APOGEE survey
我们提出了一个样本的光谱类型M，K，G和F（$T_{\rm eff}$ $\sim$ 3200 - 6500 K和日志$g$ $\sim$ 4.3 - 5.0 dex）属于太阳附近的年轻疏散星团后发座的主序星的金属丰度的研究。使用SDSS-IV APOGEE调查的高分辨率（R= $λ$ / $Δ$ $λ$ $\sim$ 22，500）NIR光谱（$λ$ 1.51 -$λ$ 1.69 $μ$ m）测定金属丰度。使用文献中先前的研究以及APOGEE径向速度和盖亚DR 2确认了该星系团的成员资格。采用平面平行MARCS模式大气和APOGEE DR 16谱线表进行LTE分析，计算合成光谱，并获得M矮星的大气参数（$T_{\rm eff}$和log $g$）和样品的金属丰度。推导出的金属丰度接近太阳，在预期的不确定性水平上是均匀的，特别是当考虑来自给定恒星类的恒星时。G、K和M型矮星的平均金属丰度为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = +0.04 $\pm$ 0.02 dex;然而，F型恒星的金属丰度比温度较低、质量较小的成员略低，约为0.04 dex。原子扩散的模型可以解释F矮星的这种适度的丰度下降，表明后发座恒星中的原子扩散。[Fe/H]浸发生在几乎相同的有效温度范围内，发现在以前的分析中的锂和铍丰度后发座。
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward a Spectroscopic Census of White Dwarfs Within 40 parsecs of the Sun
我们目前的初步调查结果，旨在显着增加光谱确认的白矮星的本地普查的范围和完整性。目前对附近白矮星的普查只完成了大约20秒差距的太阳，一个包括大约130个白矮星的体积，样本太小，无法进行详细的统计分析。这次普查主要是基于对具有非常大自行的恒星的后续调查。我们在这里描述的基础上的一种方法，将导致一个目录的白矮星在40秒差距的太阳和天球赤道以北，从而增加了8倍的北部天空普查的范围。白矮星候选人确定从SUPERBLINK自行数据库，使我们能够调查恒星自行限制mu>40 mas yr-1，同时尽量减少附近物体的运动学偏差。选择标准和距离估计是基于颜色幅度和减少自行图的组合。我们的后续光谱观测活动迄今已发现了193颗新的白矮星，其中我们确认了127颗DA星（包括9颗DA+dM星和4颗磁性星）、1颗DB星、56颗DC星、3颗DQ星和6颗DZ星。我们进行光谱分析的子样本的84个DA，并提供其大气参数。特别是，我们确定了11个新的白矮星的光谱距离在25 pc的太阳，包括5个候选人的D<20 pc的子集。
2013-03-08 astro-ph.SR
An H-band Spectroscopic Metallicity Calibration for M Dwarfs
我们提出了一个经验近红外（NIR）光谱方法估计M矮金属丰度，H-波段的功能的基础上，以及在K-波段的一个类似的方法公布的实施。利用NASA的IRF-SpeX光谱仪获得了M矮星样品的R~2000近红外光谱，其中包括22个M矮星的金属丰度校准靶，这些靶含有已知金属丰度的FGK伴星。H-波段和K-波段校准提供了与这些双星的金属丰度相当的拟合，精确度为+/- 0.12 dex。我们得出的第一个经验校准的光谱金属丰度估计的巨行星托管M矮星GJ 317，确认其超太阳的金属丰度。结合这一结果与其他八个M矮行星主机的观察，我们发现，M矮星与巨行星相比，那些主机质量较小的行星优先富含金属。我们的H波段校准依赖于H波段中强烈的金属性依赖特征，这将有助于使用中高分辨率NIR M矮星光谱进行成分研究，例如由SDSS-III APOGEE等多重调查产生的光谱。这些结果也将立即用于正在进行的M矮星光谱调查。
2012-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-resolution Spectroscopic Study of Dwarf Stars in the Northern Sky: Lithium, Carbon, and Oxygen Abundances
利用维尔纽斯大学莫莱泰天文台的VUES摄谱仪获得的高分辨率光谱，对249颗明亮的F、G和K型北半球矮星的样本进行光谱合成，得出了锂、碳和氧的丰度。样本恒星的金属丰度、有效温度和年龄在-0.7到0.4 dex之间; 5000到6900 K; 1到12 Gyr。我们证实了到目前为止无法解释的锂丰度减少在超太阳金属丰度- $A$（Li）在我们的样本恒星，下降了0.7德克斯在[Fe/H]范围从+0.10到+0.55德克斯。此外，我们发现恒星具有相似的年龄，大气参数和旋转速度，但具有显着不同的锂丰度，这表明在解释恒星锂含量时应考虑其他特定的演化因素。在78颗已测定C和O丰度的恒星中，有9颗（约占12%）具有超太阳金属丰度的恒星的C/O数比大于0.65，因此可能形成富碳的岩石行星。在我们的样本中，有10颗行星宿主恒星与没有发现行星的恒星在锂含量方面没有明显的区别。
2020-02-13 astro-ph.SR
Spectroscopic observations of high proper motion DA white dwarfs
我们使用修订后的新吕腾十分之二（rNLTT）目录选择高自行白矮星候选者。我们研究了70颗富氢（DA）白矮星的光谱，这些光谱是在Cerro Tololo美洲天文台（CTIO）获得的，并从斯隆数字巡天（SDSS）中提取。我们通过拟合它们的巴耳末线轮廓来模拟白矮星光谱，从而确定了它们的有效温度和表面重力。利用演化的质量-半径关系，我们确定了它们的质量和冷却年龄。我们还对白矮星样品进行了运动学研究，发现大部分样品属于薄盘星群。我们已经确认了三颗磁性白矮星，并估算了它们的表面磁场。最后，我们已经确定了6个距离太阳20 pc以内的白矮星。
2009-01-19 astro-ph.SR
A Spectroscopic Survey & Analysis of Bright, Hydrogen-Rich White Dwarfs
我们对1300多颗明亮（V < 17.5）、富氢的白矮星进行了光谱测量，主要是基于最新出版的McCook & Sion星表。完整的结果，从我们的调查，包括光谱分析超过1100 DA白矮星，提出。高信噪比光谱获得每个明星，并随后使用我们的标准光谱技术进行分析，其中所观察到的巴耳末线轮廓进行比较，从最新一代的模型大气适合这些恒星计算合成光谱。首先，我们提出了我们的样品，其中包括许多错误的分类，以及几个DAB，DAZ，和磁性白矮星的光谱内容。接下来，我们看看如何新的斯塔克加宽轮廓影响大气参数的测定。必要时，使用特定的模型和分析技术来得出尽可能准确的大气参数。特别是，我们采用M矮模板，以获得更好的估计大气参数的那些白矮星，在DA+dM双星系统。某些独特的白矮星和双简并双星系统也进行了更详细的分析。然后，我们检查我们的样品的整体性能，包括质量分布和它们的分布作为温度的函数。然后，我们继续测试我们的方法的准确性和鲁棒性，通过比较我们的结果与其他调查，如SPY和SDSS。最后，我们重新访问的ZZCeti不稳定带，并研究如何确定其经验边界的影响，最新的线轮廓计算。
2011-10-04 astro-ph.SR
The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample I. Determining Stellar Parameters for Field Stars
精确的恒星性质对于精确的恒星天体物理学和系外行星科学至关重要。在M-矮星制度，许多努力已经进入定义经验关系，可以使用容易获得的观测值来评估物理恒星属性。通常，这些关系的数量感兴趣的铸造作为一个非线性函数的可用数据;然而，在贝叶斯建模是需要的。在这篇文章中，我们引入了一个新的贝叶斯框架，自洽，同时应用多个经验校准，充分表征的质量，光度，半径和有效温度的字段年龄M-矮星。这个框架包括一个新的M-矮星质量半径关系，在固定质量下的散射率为3.1%。我们进一步介绍了M-矮星紫外光谱样品（MUSS），并应用我们的方法来提供一致的恒星参数为这些附近的低质量恒星，选择在紫外线有可用的光谱数据。这些目标在很大程度上作为系外行星的宿主或多波长恒星活动的基准而引起兴趣。我们使用场MUSS星定义一个低质量的主序列在太阳附近通过高斯过程（GP）回归。这些结果使我们能够凭经验测量GP衍生物在$\mathcal{M}_{b} = 0.337 \pm ^{0.013}_{0.026}$ $M_{\odot}$的功能，这表明M-矮星紫外光谱样品从完全对流内部过渡到部分对流内部。
2021-06-14 astro-ph.SR
The LAMOST spectroscopic survey of star clusters in M31. II. Metallicities, ages and masses
本文选取了大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）在M31和M33近区观测到的306个大质量星团样品，测定了它们的金属丰度、年龄和质量。金属丰度和年龄的估计通过拟合观测到的综合光谱与恒星合成人口（SSP）模型与像素到像素的光谱拟合技术。大多数年轻星系团的年龄也是通过拟合模型光谱能量分布（SED）的多波段光度测量。星系团的估计年龄跨度很大，从几百万年到宇宙的年龄。年龄小于和大于1 Gyr的集群数量分别为46和260。与年龄和金属丰度的确定，集群质量，然后估计通过比较多波段光度测量与SSP模型SED。导出的质量范围从$\sim 10^{3}$到$\sim 10^7$ $M_{\odot}$，年轻（$< 1$ Gyr）和年老（$>1$ Gyr）簇分别在$\sim 10^{4.3}$和$\sim 10^{5.7}$ $M_{\odot}$处达到峰值。我们估计的金属丰度、年龄和质量与现有文献值吻合得很好。比[Fe/H] $\sim -0.7$ dex更丰富的老团簇具有广泛的年龄范围。那些比[Fe/H] $\sim -0.7$ dex差的星系似乎由两组组成，就像以前在银河系GC中发现的那样--一组年龄最大，所有金属丰度值都低于$\sim -2$ dex，另一组金属丰度随着年龄的减小而增加。M_（31）（0 - 30 kpc）内盘的老星系团在$-0.038\pm0.023$ dex/kpc处显…
2016-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Improved Spectroscopic Analysis of DA White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4
我们提出了一个改进的光谱和光度分析的氢线DA白矮星从斯隆数字巡天数据发布4的基础上模型大气，包括改进的斯塔克加宽轮廓与非理想气体的影响。我们还进行了仔细的目视检查，所有光谱符合高信噪比（S/N > 12），并提出了改进的大气参数（Teff和log g）为每个白矮星。通过光谱温度和光度温度的比较，我们发现了35颗DA+DB/DC双简并候选星和2颗富氦DA星。我们还确定，在S/N = 15的截止优化计算DA白矮星的平均质量的样本的大小和质量，我们报告的值为0.613 Msun。在接下来的步骤中，我们将我们的结果与以前的SDSS DR 4分析进行比较，如果我们考虑到改进的斯塔克曲线产生的位移，我们会发现很好的一致性。最后，SDSS中DA白矮星的性质与Gianninas等人的Villanova白矮星样本的性质进行了权衡。我们发现系统的质量较低（平均约3%），这一差异可以追溯到SDSS的数据简化过程。我们的结论是，更好地了解这些差异将是重要的，以确定绝对温度和平均质量的DA白矮星。
2011-02-01 astro-ph.SR
The first spectroscopically identified L dwarf in Praesepe
我们用安装在10.4米大加那利望远镜上的成像和低分辨率积分光谱光学系统获得了Praesepe最暗的星团候选成员之一的低分辨率光谱。我们用光谱方法确认了Praesepe中的第一个L矮星成员UGCS J084510.66+214817.1。我们推导出光谱类型为L0.3+/-0.4，并根据最先进的模型估计其有效温度为Teff=2279+/-371 K，质量为71.1+/-23.0M_x2，将其置于氢燃烧边界。我们在8182/8194 A测量了重力敏感钠双重态的等效宽度，这增加了对这个新的L矮星的成员资格的信任。我们还得出了一个概率约20.5%，我们的候选人将是一个领域的L0矮星。我们的结论是，这个对象很可能是一个真正的成员Praesepe，证据是一个二元系统。
2013-06-05 astro-ph.SR
Computational Tools for the Spectroscopic Analysis of White Dwarfs
白矮星的光谱特征是在其恒星光球层的较薄上层形成的。这些特征携带着关于白矮星表面温度、表面重力和化学成分的信息（以下简称“标签”）。现有的方法来确定这些标签依赖于复杂的从头算理论模型，并不总是公开。在这里，我们提出了两种技术来确定大气标签从白矮星光谱：生成拟合管道，内插理论光谱与人工神经网络，和一个随机森林回归模型，使用来自吸收线功能的参数。我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的一个大型白矮星目录来测试和比较我们的方法，与以前的研究相比，达到了相同的精度和可忽略的偏差。我们将我们的技术打包到一个开源的Python模块“wdtools”中，该模块提供了一种计算成本低廉的方法来从任何设施观察到的白矮星光谱中确定恒星标签。随着更多的理论模型公开，我们将积极开发和更新我们的工具。我们讨论了我们的工具在其目前的形式，以确定有趣的离群白矮星系统，包括那些与磁场，富氦大气，和双退化双星的应用。
2020-09-08 astro-ph.SR
Testing the Metal of Late-Type Kepler Planet Hosts with Iron-Clad Methods
研究表明，海王星大小的行星的F、G和早期K矮星宿主并不优先富含金属。然而，不太清楚是否同样适用于晚K和M矮行星宿主。本文报道了有效温度低于4500 K的开普勒目标和候选凌日行星宿主的金属丰度。我们使用新的金属校准，以确定[Fe/H]从可见光和近红外光谱。我们发现开普勒观测到的晚K矮星和晚M矮星的金属丰度分布与太阳邻域的分布是一致的。此外，我们发现，地球到海王星大小的行星的主机具有金属丰度与那些缺乏检测到的行星一致，并排除了先前声称的两个分布之间的0.2 dex偏移在6sigma置信度。我们还表明，晚K和M矮星托管多个检测到的行星的金属丰度与那些缺乏检测到的行星是一致的。我们的研究结果表明，多个类地行星和海王星大小的行星可以形成在晚K和M矮星周围，金属丰度低至太阳值的0.25。海王星大小的行星围绕着这种低金属量的M矮星运行，这表明吸积行星收集了盘中的大部分或所有固体，并且巨行星的潜在核心可以很容易地在M矮星周围形成。与太阳型恒星相比，M矮星周围的巨行星数量较少，这一定是由于相对较快的盘蒸发或较慢的核心吸积速率，而不是没有足够的固体形成核心。
2013-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopically confirmed brown dwarf members of Coma Berenices and the Hyades
利用NASA红外望远镜SpEX和William Herschel望远镜LIRIS获得了后发座和毕星团9颗褐矮星候选成员的低、中分辨率光谱。我们的结论是，这些天体中有7个确实是M晚期或L早期的矮星，两个可能是后发座的成员，四个可能是毕宿星团的成员。两个天体，cbd 40和Hy3被认为是一个L型矮星，尽管Hy3也有可能是一个属于星团的未解析的双星。这些天体的质量在71到53 M $_{\rm Jup}$之间，接近这些星团的氢燃烧边界，但是只有锂的光学探测才能确认它们是否真的是亚恒星。
2014-04-15 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of nearby solar-type dwarfs. II
观测了附近几个径向速度可变的太阳型矮星，以找到它们的光谱轨道。首次测定了15颗双星（HIP 12144、17895、27970、32329、38636、39072、40479、43004、73700、79234、84696、92140、88656、104514和112222）的轨道根数。先前已知的HIP 5276、21443、28678和41214的轨道得到确认和更新。轨道周期从2天到4年不等。在这19颗恒星中，有8个等级系统有额外的遥远同伴。更新了三重星系HIP 17895的外视轨道，并估算了其所有组成部分的质量。我们提供了另外16个依巴谷星的径向速度没有轨道的解决方案，其中一些长期或虚假的变化索赔。
2018-01-03 astro-ph.SR
Two new Double-lined Spectroscopic Binary White Dwarfs
我们目前的径向速度观测的四个二元白矮星候选人确定通过他们的过光度。我们确定了两个新的双线分光双星系统WD 0311-649和WD 1606+422，并对它们的轨道参数进行了约束。WD 0311-649是具有质量比为$1.44 \pm 0.06$的17.7 h周期系统，WD 1606+422是具有质量比为$1.33 \pm 0.03$的20.1 h周期系统。另一个天体WD 1447-190是一个43小时周期的单线白矮星双星，而WD 1418-088在几分钟到几十年的时间尺度上没有显示出任何明显的速度变化。我们对贝达德等人发现的14颗过亮的白矮星进行了概述，发现双管路系统和单管路系统的比例都是31%。然而，另外31%的这些过度发光的白矮星没有显示出任何明显的径向速度变化。我们证明，这些必须在长周期的双星，可能会解决盖亚天体测量。我们还讨论了在SPY巡天中发现的过多的单个低质量白矮星，并认为其中一些系统也可能是由更大质量的白矮星组成的长周期双星系统。
2020-02-14 astro-ph.SR
Metallicities of M Dwarf Planet Host Stars from Kepler, K2, and TESS observed by APOGEE: Trends with Exoplanetary Radii and Orbital Periods
本研究利用APOGEE光谱测定了M矮星的金属丰度，发现大行星和短周期行星更倾向于出现在富金属恒星周围，且多行星系统宿主星更贫金属，揭示了恒星金属丰度与系外行星半径、轨道周期及系统构型的关联。
2025-08-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Correcting the spectroscopic surface gravity using transits and asteroseismology. No significant effect on temperatures or metallicities with ARES+MOOG in LTE
精确的恒星参数是至关重要的，原因有几个，其中包括轨道外行星的精确表征和星系化学演化的正确确定。大气参数非常重要，因为所有其他恒星参数都依赖于它们。使用我们的标准等效宽度的高分辨率光谱方法，可以得到很好的精度推导出的有效温度和金属丰度。然而，表面重力通常不受光谱学的约束。我们用两个不同的FGK矮星样品来研究恒星表面引力对精确光谱测定其他大气参数的影响。此外，我们提出了一个简单的公式来校正光谱表面重力由我们的方法和我们的linelists。我们的光谱分析是基于LTE中的Kurucz模型，与MOOG代码进行推导大气参数。表面重力要么保持自由，要么固定在预定值。后者是通过光度测定的凌日光变曲线或使用星震学获得的。我们首先发现，尽管有一些小的趋势，FGK矮星的有效温度和金属丰度与所描述的方法和linelists得出的，在大多数情况下，只有在误差范围内的影响，通过使用不同的表面重力值，即使在表面重力非常大的差异，所以他们可以信任。与无约束温度的情况一样，用固定的表面重力导出的温度在1 σ内与红通量法（IRFM）的准确结果保持一致。其次，我们发现，光谱表面重力可以很容易地被校正到一个更准确的值，使用一个线性函数与有效温度。
2014-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Host-star metallicities and kinematics of directly imaged brown-dwarf companions
Università degli Studi di Milano（米兰大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Visvesvaraya Technological University（维斯瓦纳塔亚理工大学）；Vikram Sarabhai Space Centre, ISRO（印度空间研究组织维克拉姆·萨拉巴伊太空中心）；St. Albert’s College（圣阿尔伯特学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Dhanbad（印度理工学院丹巴德分校）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）
本研究分析直接成像褐矮星伴星宿主恒星金属丰度，发现其呈太阳丰度分布、无富金属偏差，表明宽轨道褐矮星可能主要由盘不稳定性或云碎裂形成，而非经典核吸积。
2026-09-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Near-Infrared Spectroscopic Study of Young Field Ultracool Dwarfs
我们提出了一个近红外（0.9-2.4微米）光谱研究73场超冷矮星的光谱和/或运动学证据的青年（~10-300百万年）。我们的样品由48个低分辨率（R~100）光谱和41个中分辨率（R>~750-2000）光谱组成。首先，我们建立了一个方法光谱分型M5-L7矮星在近红外波长是独立的重力。我们发现，在近红外的视觉和指数为基础的分类提供了一致的光谱类型与光学光谱类型，虽然有一个小的系统偏移的情况下，在J和K波段的视觉分类。其次，我们研究了~10百万年超冷矮星的光谱特征，定义了一组基于FeH，VO，K，Na和H带连续形状的重力敏感指数。然后，我们创建了一个基于指数的方法，用于分类的重力M6-L5矮星，提供一致的结果与重力分类光谱。我们基于索引的分类可以区分年轻和多尘物体。在此基础上，我们提出了一套低重力近红外光谱标准，并据此估算了相应的年龄。
2013-07-26 astro-ph.SR
Improving white dwarfs as chronometers with Gaia parallaxes and spectroscopic metallicities
白矮星（WD）在解决天体物理学中的两个问题：恒星年龄的准确性和精确度方面提供了尚未实现的潜力。WD冷却年龄可以从表面温度和半径推断，这可以通过高质量的测光和测量来精确地限制。准确和精确的盖亚天体测量以及光度测量提供了信息，以获得大量WD的冷却和总年龄。在这里，我们分析了1372 WD宽的二进制与MS同伴，并报告在这些WD+MS系统的冷却和总年龄精度。WD的总年龄可以进一步限制，如果它的原始金属丰度是已知的，因为主序（MS）祖寿命取决于金属丰度在固定的质量，但金属丰度是不可用的通过光谱的WD。我们发现，将光谱金属丰度的约束，从38宽二进制MS同伴大幅降低内部的不确定性WD总年龄相比，一个统一的约束。在我们的样本中的38颗恒星的平均值，总（内部）年龄不确定性从21.04%提高到16.77%时，纳入光谱约束。更高质量的WD产生更好的总年龄精度;对于8个零年龄的主序质量$\geq$ 2.0太阳质量的WD，总年龄的平均不确定性从8.61%提高到4.54%时，纳入光谱金属丰度。我们发现，如果有$\leq$ 1%精度的星表和$\leq$ 0.01 mag精度的泛星$g, r$和$i$测光，那么对于祖先质量大于2.0太阳质量的WDs，总年龄精度通常可以达到5%。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
$\textit{Gaia}$ white dwarfs within 40 pc III: spectroscopic observations of new candidates in the southern hemisphere
我们提出了一个光谱调查的248个白矮星候选人在40 pc的太阳，其中244个是在南半球。观测主要是用甚大望远镜（X-Shooter）和南方天体物理研究望远镜进行的。几乎所有候选物均选自$\textit{Gaia}$数据发布3（DR 3）。我们总共发现了246颗已确认的白矮星，其中209颗以前没有公布过光谱，还有两颗主序星污染物。其中，100颗白矮星显示出氢原子的巴耳末谱线，69颗没有特征的谱线，两颗只有中性氦原子的谱线。此外，14颗白矮星显示出碳的痕迹，而37颗白矮星显示出比氦重的其他元素的痕迹。通过对36颗磁性白矮星的氢谱线和金属谱线的塞曼分裂的探测，观测到了它们。高光谱完整性（> 97%）现在已经达到，这样我们就有1058个已确认的$\textit{Gaia}$ DR 3白矮星的1083个候选者在40 pc的太阳在所有的赤纬。
2022-11-09 astro-ph.SR
Surface Gravities for 228 M, L, and T Dwarfs in the NIRSPEC Brown Dwarf Spectroscopic Survey
我们结合131个新的中等分辨率（R~2000）的M，L和T矮星的J波段光谱从凯克NIRSPEC棕矮星光谱巡天（BDSS）与97个以前公布的BDSS光谱研究表面重力敏感指数为228低质量恒星和棕矮星跨越光谱类型M5-T9。具体而言，我们使用一组已建立的光谱指数，以确定表面重力分类为所有M6-L7对象在我们的样本中，通过测量等效宽度（EW）的K我线在1.1692，1.1778，1.2529微米，和1.2微米FeHJ吸收指数。我们的结果是一致的，与以前的表面重力测量，显示了一个明显的双峰-在~L5和T5 -在K I EW作为光谱类型的函数。我们分析了已知年龄的73个对象的K I EWs，并发现日志（年龄）和EW之间的线性趋势。从这个关系，我们分配年龄范围的非常低的重力，中等重力，和现场重力指定光谱类型M6-L0。有趣的是，这些名称探测的年龄仍然很宽，随光谱类型而变化，并取决于所使用的重力敏感指数。重力指定是年轻可能性的有用指标，但目前的数据集不能用来提供精确的年龄估计。
2017-03-10 astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: High-Resolution Spectroscopic Surveys of Ultracool Dwarf Stars & Brown Dwarfs
最低质量恒星和褐矮星的高分辨率光谱揭示了它们的起源、多样性、组成和物理性质，并对银河系的恒星形成和化学演化历史产生了影响。我们激励需要高分辨率，红外光谱调查，以达到这些微弱的来源。
2019-03-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Examining the relationships between colour, $T_{\rm eff}$, and [M/H] for APOGEE K and M dwarfs
我们提出的有效温度（$T_{\rm eff}$），金属丰度，并在SDSS，2 MASS，和WISE过滤器的颜色，3834晚K和早M矮星的样本从斯隆数字巡天APOGEE光谱调查ASPCAP目录中选择。我们确认，ASPCAP $T_{\rm eff}$值之间的3550 K $<T_{\rm eff}<$ 4200 K是准确的$\sim$ 100 K相比，干涉$T_{\rm eff}$值。在相同的$T_{\rm eff}$范围内，ASPCAP金属丰度在$-1.0<$ [M/H] $<0.2$之间精确到0.18 dex。对于这些冷矮星来说，几乎每种颜色都对$T_{\rm eff}$和金属丰度敏感。值得注意的是，我们发现，$g-r$是不是一个很好的指标，近太阳的金属丰度早M矮星的金属丰度。我们证实了$J-K_S$颜色强烈地依赖于金属丰度，并发现$W1-W2$颜色是一个有前途的金属丰度指示剂。晚K和早M矮星的颜色、金属丰度和$T_{\rm eff}$与来自三个不同模型网格的结果的比较表明，$r-z$和$J-K_S$颜色的一致性是合理的，但$u-g$、$g-r$和$W1-W2$的一致性较差。KM矮星样品的金属丰度的比较，从以前的颜色金属丰度关系揭示了缺乏共识的光度金属丰度指标晚K和早M矮星。我们还提出了经验关系的$T_{\rm eff}$作为$r-z$颜色的函数结合无论是[M/H]或$W1-W2…
2016-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic metallicities and first α-element abundances of RR Lyrae stars in Baade's Window
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS)（天体物理与空间探索跨学科研究中心）；Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；IAC – Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过FLAMES/GIRAFEE光谱对Baade窗口中78颗天琴座RR型变星进行全谱拟合，获得了Fe和α元素丰度，并利用周期-光度-金属丰度关系推导距离和轨道，发现大部分银核RR Lyrae是贫金属星且具有较高的α元素丰度，同时测试了基于测光的金属丰度推导方法。
2026-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicities of Outer Halo M31 Globular Clusters from Integrated Light Calcium-II Triplet Spectroscopy
本文介绍了仙女座星系M31外晕中GC的[Fe/H]比，基于中等分辨率，积分光（IL）光谱的钙-II三重态（CaT）线。CaT强度通过拟合Voigt轮廓线和整合这些轮廓来测量;定义的带通的整合也被考虑。[Fe/H]比使用CaT线强度的经验校准来确定，如从先前在高分辨率下研究的M31 GC的另一个样品得到的。新GC的[Fe/H]比表明，外晕GC确实比典型的内晕GC更贫金属，尽管有几个更富金属的GC看起来是从矮卫星吸积而来的。这些GC的金属丰度也对外晕的子结构的性质和创建该子结构的矮卫星产生了重要的限制。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Metal-Richness of M Dwarfs with Planets
关于M矮星金属丰度的知识主要依赖于邦菲尔斯和合作者的测光校准，该校准预测太阳附近的M矮星，包括那些已知的行星，与它们的高质量对应物相比，是系统性的贫金属。我们测试这一预测使用体积有限的样本低质量的恒星，连同一个子集的M矮星与高金属丰度，F，G和K宽的二元同伴。我们发现Bonfils等人的光度校准系统地低估了我们的高金属丰度M矮星的金属丰度，平均为0.32 dex。我们推导出一个新的光度金属丰度校准，并表明，M矮星的行星似乎是系统的金属丰富，这一结果是一致的FGK矮星的行星的金属丰度分布。
2009-04-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Higher Compact Multiple Occurrence Around Metal-Poor M-Dwarfs and Late K-Dwarfs
行星与金属丰度的相关性是我们今天观察到的系外行星系统与整体成分对行星形成过程的影响之间的潜在联系。许多观测者注意到类木行星倾向于在金属丰度较高的恒星周围形成;然而，对于较小行星的趋势没有达成共识。在这里，我们研究了开普勒M-矮星和晚K-矮星周围的单行星和多行星系统中的岩石行星的行星金属丰度相关性。由于这些低质量恒星的分子覆盖和昏暗的性质，很难通过光谱学直接测量元素丰度。相反，我们使用准确和均匀测量的反射率和光度法的组合，以获得相对金属丰度，并验证这种方法与光谱测定的金属丰度的子样本。我们使用Kolmogorov-Smirnov（KS）检验、Mann-Whitney U检验和Anderson-Darling检验来比较紧凑的多行星系、单凌星系统和没有凌星系统。我们发现，紧凑的多行星系是从一个统计上更贫金属的人口，与p值为0.015的KS测试，p值为0.005的曼-惠特尼U测试，和值为2.574的安德森-达令测试统计量，这超过了一个因素25的显着性推导出的阈值。我们的结论是金属丰度起着重要的作用，在确定岩石行星系统的架构。在贫金属恒星周围，致密的多次波要么更容易形成，要么更有可能在Gyr时间尺度上生存下来。
2021-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Metallicities from SkyMapper Photometry II: Precise photometric metallicities of $\sim$280,000 giant stars with [Fe/H] $< -0.75$ in the Milky Way
银河系的贫金属恒星是附近的古老天体，用于研究早期化学演化以及银河系的组装和结构。在这里，我们提出了可靠的$\sim280,000$恒星的金属丰度与$-3.75 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -0.75$到$g=17$来自SkyMapper南方巡天的第二次数据发布（DR 2）的金属敏感测光。我们使用的依赖性的流量通过SkyMapper $v$过滤器上的钙II K吸收功能的强度，在与SkyMapper $u,g,i$测光，推导光度金属丰度为这些恒星。我们发现，以这种方式获得的金属丰度比较以及在大规模的光谱调查中获得的金属丰度，并使用这种比较来校准和量化系统学的位置，变红，和颜色的函数。我们发现很好的协议与金属丰度从APOGEE，LAMOST和GALAH调查，基于$σ\sim0.25$德克斯的标准偏差，我们的光度金属丰度的残差相对于这些调查的金属丰度。我们还比较了我们推导的光度金属丰度的金属丰度在一些高分辨率的光谱研究，以验证我们的光度金属丰度测定的低金属丰度端（[Fe/H] PDMATHAMT）。在这样的比较中，我们发现在我们的星表中光度[Fe/H] $< -2.5$的恒星的金属丰度没有显着的偏移和$σ\sim$ 0.31 dex水平的散射相对于那些在高分辨率的工作时，考虑我们的样本中的较冷的恒星（$g-i > 0.65$）。我们还提出了一个扩展的目录，包含光度…
2021-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Theoretical Investigation of He I Line Profiles for the Spectroscopic Analysis of DB White Dwarfs
Université de Montréal（蒙特利尔大学）
本文研究DB白矮星光谱分析中He I线形计算的影响因素，比较半解析Stark线形与计算机模拟得出的Stark展宽线形。
2026-04-11 astro-ph.SR physics.atom-ph
Metallicity Dependence of Giant Planets around M Dwarfs
本研究通过对比有无巨行星的M型矮星样本的均匀测量金属丰度，发现M型矮星巨行星偏好富金属宿主，热、温木星起源可能相似，且巨行星质量、行星数量及恒星光谱型与宿主金属丰度无显著关联。
2024-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Spectroscopic Analysis of a Sample of K2 Planet-Host Stars: Stellar Parameters, Metallicities and Planetary Radii
本文基于WIYN望远镜Hydra光谱仪数据，对K2和Kepler 1的FGK型行星宿主恒星进行均匀光谱分析，推导恒星参数并计算行星半径，检测到半径谷并验证了行星半径、轨道周期与金属丰度间的关系。
2023-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Incorporation of Metallicity Data into Star Formation History Measurements from Resolved Stellar Populations
光谱恒星金属丰度和解析恒星色星等图（CMD）的组合有可能约束整个恒星形成和化学富集历史（SFH）的星系比单独拟合CMD（这是最常见的SFH研究使用解析恒星星族）。本文提出了两种将外部金属丰度信息纳入色星等图拟合技术的方法。总的来说，金属丰度和CMD信息的联合拟合可以提高测量年龄-金属丰度关系和恒星形成率的精度，比单独的CMD拟合提高约10%。然而，恒星等时线的系统学以及光谱和光度金属丰度测定之间的不匹配会降低恢复的SFH的准确性。我提出了一个简单的缓解这些系统，可以降低这些系统的幅度，从CMD拟合单独获得的水平，同时确保年龄-金属丰度的关系是一致的光谱金属丰度。在CMD拟合分析的情况下，改进的恒星模型和光谱和光度金属丰度之间的校准是目前的主要障碍，从联合拟合恒星金属丰度和CMD的SFH精度的收益。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
