The absorption and emission spectrum of the magnetic Herbig Ae star HD 190073
我们从Herbig Ae磁性恒星HD 190073（V1295 Aql）的吸收光谱中确定了丰度。观测结果主要来自于在单个时期获得的HARPS光谱。我们接受这样的论点，即大量发射谱线的存在并不会破坏经典的丰度分析，尽管它可能会降低可实现的准确性。大多数元素的丰度与太阳系元素相近，但有几种元素的丰度偏离了2到3倍，这也是早期研究的结果。我们目前的定量测量超过60个发射线，峰值强度，等效宽度，和FWHM的。后者的范围从超过200 km/s（H-α，He D3）下降到10- 20 km/s（禁止线）。金属发射线具有中等宽度。我们避免建模，满足于一个成功的模型必须解释的观察结果的呈现。低激发的功能，如Na I D-线和[O I]出现与He I D 3，建议附近地区有广泛不同的Te和Ne发现在太阳色球层。[O I]和[Ca II]线显示尖锐的紫移特征。此外，[Fe II]线似乎弱存在于发射中。
2011-11-05 astro-ph.SR
Chemical spots on the surface of the strongly magnetic Herbig Ae star HD 101412
由于对自转周期的了解和相当强的表面磁场的存在，自转周期为42 d的年轻Herbig Ae星HD 101412已成为Herbig Ae星中研究最多的目标之一。HD 101412的高分辨率HARPS偏振光谱最近获得了七个不同的时期。我们的研究所涵盖的HARPS观测的旋转周期的一部分的光谱变化表明，元素Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe和Sr的线轮廓是明显的变量，而他表现出的变化，是相反的行为的其他元素的研究。由于经典Ap星通常表现出磁场几何形状和元素斑点分布之间的关系，我们在磁场测量中使用了属于具有最多谱线的三种元素Ti、Cr和Fe的不同谱线样本。在可用频谱覆盖的时间间隔内，纵向磁场从负极性到正极性改变符号。然而，使用Ti，Cr和Fe线获得的场值的分布是完全不同的相比，在以前的低分辨率FORS 2测量，其中氢巴耳末线的磁场测量的主要贡献者确定的磁场值，表明存在的浓度的研究铁峰元素的磁赤道的区域。此外，我们讨论了潜在的作用，周围的温暖的拱星物质的污染在外观的塞曼功能获得使用Ti线。
2016-02-10 astro-ph.SR
A CO-to-H$_2$ ratio of $\approx 10^{-5}$ towards the Herbig Ae star HK Ori
对原行星气盘中气体质量的测量构成了估计行星形成条件的基础。其中最重要的限制来自磁盘诊断是了解磁盘化学关键的气相物种的丰度。为此，我们提出了直接的视线测量H $_{2}$和CO，采用紫外吸收光谱从$HST$ -COS表征磁盘的组成，分子激发温度和空间分布在拱星材料周围的赫比格Ae星HK Ori和T Ori。我们观察到HK Ori对CO（N（CO）= 10 $^{15.5}$ cm $^{-2}$ ; T $_{rot}$（CO）= 19 K）和H $_{2}$（N（H $_{2}$）= 10 $^{20.34}$ cm $^{-2}$ ; T $_{rot}$（H $_{2}$）= 141 K）的强吸收，CO/H $_{2}$比（$\equiv$ N（CO）/N（H $_{2}$））= 1.3 $^{+1.6}_{-0.7}$ ~ $\times$ ~10 $^{-5}$。这些测量放置直接的经验约束的CO到H $_{2}$转换因子在磁盘周围的赫比格Ae星的第一次，虽然有不确定性，关于确切的观察几何的磁盘。T Ori的光谱显示CO（N（CO）= 10 $^{14.9}$ cm $^{-2}$ ; T $_{rot}$（CO）= 124 K）吸收。有趣的是，我们没有检测到任何H $_{2}$对这颗恒星的吸收（N（H $_{2}$）$<$ 10 $^{15.9}$ cm $^{-2}$）。…
2021-02-24 astro-ph.SR
Photoionized Herbig-Haro objects in the Orion Nebula through deep high-spectral resolution spectroscopy II: HH204
利用甚大望远镜（VLT）阶梯光栅光谱和哈勃空间望远镜（\textit{HST}）成像，分析了光电离的赫比格-哈罗天体HH~204的物理条件、化学成分等性质。我们从背景星云的发射中分离出HH~204的高速发射，并研究了HH天体物理条件和离子丰度的亚弧秒分布。我们发现，低和中等电离辐射完全来自气体在光电离平衡温度，而弱的高电离辐射HH~204显示出显着的贡献，从更高的温度冲击激发气体。分别计算了HH~204的离子丰度、猎户座星云的发射和较暗的弥散蓝层，结果表明：HH~204中O的$^{+}$丰度与基于碰撞激发线（CEL）的$^{2+}$丰度一致，而O的$^{2+}$丰度很低，氧丰度差异为零。HH~204中的Ni和Fe离子丰度具有类似的电离和耗尽模式，由于弓形激波中的尘埃破坏，总丰度比猎户座星云的其他部分高出3.5倍。我们发现，未能解决我们的光谱中的运动学分量将导致显着的错误，在确定化学丰度（例如，40%低估O），主要是由于不正确的估计的电子密度。
2021-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical peculiarities in magnetic and non-magnetic pre-main sequence A and B stars
在A型和晚期B型恒星中，强磁场总是与Ap和Bp的化学特性有关。然而，目前还不清楚在恒星演化的哪个阶段，这些特性会发展出来。在前主序星A和B（Herbig Ae和Be星）中观测到了强磁场，这些天体被认为是Ap和Bp星的祖先。然而，这些磁性赫比格星的光球化学丰度还没有被仔细研究，而且“正常”非磁性赫比格星的化学丰度仍然很差。为了研究这个问题，我们研究了23颗赫比格星的光球成分，其中四颗已经证实有磁场。令人惊讶的是，我们发现样本中一半的非磁性恒星在不同程度上显示出λ Bootis化学特性。对于检测到磁场的恒星，我们发现一颗化学正常的恒星，一颗具有lambda Boo特性的恒星，一颗显示出弱Ap/Bp特性的恒星，以及一颗具有较强Ap/Bp特性的进化恒星。这些结果表明，Ap/Bp的特殊性之前的磁场，这些特殊性发展的前主序星和B星的生活。我们发现的lambda Boo星的发生率比在主序星上看到的要高得多。我们认为，一个选择性的吸积模型形成的lambda Boo的特点是一个自然的解释，这个非常大的发病率。
2013-11-12 astro-ph.SR
The chemistry of disks around T Tauri and Herbig Ae/Be stars
金牛座T和赫比格Ae/Be星周围的磁盘的红外和（亚）毫米观测指出，这两种类型的磁盘之间的化学分化，与较低的检测率的分子在磁盘周围较热的恒星。为了调查潜在的根本原因，我们进行了比较研究的化学金牛座T和赫比格Ae/Be磁盘，使用一个模型，特别注意光化学。赫比格星的盘温度和紫外线通量比金牛T星高，这导致了盘化学的一些差异。在热的内部区域，H2O和简单的有机分子如C2 H2、HCN和CH 4被预测在金牛座T盘中非常丰富，在赫比格Ae/Be盘中甚至更多，与红外观测相比，发现水和简单有机物对较热恒星周围的盘的检测率要低得多。在外部区域，该模型表明，通常在磁盘中观察到的分子，如HCN，CN，C2 H，H2 CO，CS，SO和HCO+，在T Tauri和Herbig Ae磁盘之间没有显着的丰度差异。在光化学作用下产生的一些物质，如C2 H和CN，由于光化学活性层的缩小，预计在赫比格Ae星周围的丰度略低。观测结果确实表明，这些自由基在赫比格·埃盘中的丰度要低一些，尽管在任何情况下，推断出的丰度差异都很小，最多只有几个因子。一个明确的化学区分这两种类型的磁盘关注冰，预计将更丰富的赫比格Ae磁盘。TTauri和Herbig Ae/Be盘的整体化学行为非常相似。主要的差异是由后者的温度较高，这导致内部区域的水库或水和简单的有机物较大，而外盘的冰质量较低。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring DCO$^+$ as a tracer of thermal inversion in the disk around the Herbig Ae star HD163296
我们的目标是再现DCO $^+$发射在磁盘周围的HD 163296使用一个简单的二维化学模型形成DCO $^+$通过冷氘通道和参数处理的暖氘通道。我们使用来自ALMA在波段6的数据，以获得HD 163296中DCO $^+$ $J$ =3- 2线的分辨光谱成像数据立方体，其中合成光束为0。“53 $\times$ 0.“四十二。我们采用了物理结构的磁盘从文献中再现的光谱能量分布。然后，我们应用一个简化的化学网络形成DCO $^+$，使用的物理结构的磁盘作为参数，随着CO丰度分布，一个恒定的HD丰度和一个恒定的电离率。最后，从得到的DCO $^+$丰度，我们使用3D辐射传输代码LIME计算非LTE发射。观测到的DCO $^+$发射是由冷氘产生丰度高达$1.6\times 10^{-11}$的模型再现的。热氘，在恒定丰度的$3.2\times 10^{-12}$，成为完全有效的低于32 K，并在更高的温度逐渐减少，再现缺乏DCO $^+$内90 AU。在整个DCO $^+$发射带中发现了$2\times 10^{-7}$的CO丰度，其中$\sim$的99%在19 K以下冻结。在冷氘和热氘都活跃的半径处，热氘贡献达DCO $^+$的20\%，与详细的化学模型一致。DCO $^+$在大半径处的减少归因于在250 AU处的温度反转，其将温度升高到冷氘化操作的值以上。增加的光解吸也可能限制DC…
2018-06-08 astro-ph.SR
HARPS spectropolarimetry of three sharp-lined Herbig Ae stars: New insights
已经提出了几个论点，赞成的情况下，低检测率的磁场在赫比格Ae星可以解释这些领域的弱点和相当大的测量不确定性。光谱偏振研究涉及尖锐的Herbig Ae星似乎是有前途的检测这样弱的磁场。这些研究提供了一个清晰的频谱解释方面的影响，混合，当地的速度场，和化学丰度，并允许我们确定一个适当的样本谱线适合磁场的测定。近年来，利用HARPS获得了三颗具有尖锐线条的Herbig Ae星HD 101412、HD 104237和HD 190073的高分辨率分光偏振观测。我们利用这些档案观测资料来研究它们的纵向磁场的行为。为了进行磁场测量，我们采用了多线奇异值分解法。我们发现HD101412的不同谱线列表在斯托克斯V签名的形状和它们的场强方面都有差异。它们可以解释的背景下，对磁场的测量的星周物质和元素丰度的不均匀性的影响。由于前三个历元的塞曼特征尺寸很小，而且缺乏近红外观测，星周和光球的贡献无法明确估计。在HD 104237的Stokes V谱中，我们发现它的第二分量是一颗金牛座T星，具有相当强的磁场<B_z>= 129 G，而在第一分量中没有明显的磁场。我们对HD 190073的测量证实了一个可变磁场的存在，并表明星周环境可能对观测到的偏振特征有重大影响。
2015-10-30 astro-ph.SR
Line identification in high-resolution, near-infrared CRIRES spectra of chemically peculiar and Herbig Ae stars
最近ESO的高分辨率摄谱仪CRIRES的可用性提供了机会，现在在近红外线的中等质量的主序星和前主序星的许多光谱特征进行研究。高分辨率的CRIRES光谱在三个光谱区域，两个区域约1 μ和一个区域约1.57 μ包含磁敏感的Fe I线。最大数量的近红外光谱特征被检测到，并确定在良好的研究磁性Ap星伽马Equ。在Ap星HD 154708中，有近30%的光谱线，其磁场是已知的Ap星中最强的之一，约为25 kG，由于缺乏原子数据，仍然无法识别。在这两颗Ap星中，只有极少数属于稀土元素组的谱线被发现。一些谱线，包括Ce III和Dy II线出现磁分裂，由于在其大气中存在强磁场。元素He，N，Mg，Si和Fe在HD 101412光谱中的旋转周期内的线的可变行为证实了我们先前在光学区域中的可变性的发现。由于51 Oph的旋转非常快，只有少数谱线被确定。
2012-04-03 astro-ph.SR
Lithium and the evolution of intermediate-mass T Tauri and Herbig stars. Rotation, accretion, and planets
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙天体生物学中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；University of Dundee（邓迪大学）
本文通过分析71颗中间质量TT星和赫比格星的锂含量，探讨其演化过程，发现锂 depletion 不同于低质量恒星，且盘锁定机制在年轻中间质量恒星中有效，可能与行星存在有关。
2026-04-06 astro-ph.SR
Fingerprints of giant planets in the photospheres of Herbig stars
大约2%的A型恒星的光球层缺乏难熔元素。据推测，这是由气体而不是尘埃的优先吸积引起的，但具体的过程和物质的起源-环绕或星际-尚不清楚。在30%的年轻的赫比格Ae/Be恒星中也看到了同样的消耗。我们调查是否化学特性起源于拱星盘。使用的恒星丰度和原行星盘的结构是已知的系统的样本，我们发现，恒星托管温暖的，燃烧的I组磁盘通常有Fe，Mg和Si耗尽0.5德克斯相比，太阳一样的丰度的恒星托管冷，平坦的II组磁盘。挥发性的，C和O，在两个集合中的丰度是相同的。第一组盘通常是过渡的，有放射状的空腔，里面有毫米大小的尘埃颗粒，而第二组盘通常不是。因此，我们认为，当气体继续流向中心恒星时，重元素的耗尽是由于类彗星行星阻止了部分尘埃的吸积而出现的。我们计算的气体尘埃比吸积的材料，并找到与行星盘清除模型相一致的值。我们的研究结果表明，~0.1至10 M_Jup的巨行星隐藏在至少30%的Herbig Ae/Be盘。
2015-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometric Evidence for Quantum Heated Particles in the Inner Region of Protoplanetary Disks around Herbig Stars
要了解行星的化学成分，重要的是要知道它们在原行星盘中形成的区域的化学成分。由于其在化学和生物过程中的基本作用，碳是一个关键的元素。我们的目标是确定运营商和过程背后的扩展近红外线通量观察周围的几个赫比格恒星。我们比较了扩展的近红外通量的对象在先锋赫比格Ae/Be调查与他们的流量在PAH功能。HD 100453被用作基准案例，以更详细地研究量子加热颗粒（如多环芳烃或非常小的碳质颗粒）的影响。我们使用蒙特卡罗辐射转移程序MCMax对QHP的尺寸和标度-高度进行了参数研究，并考察了量子加热对近红外光谱中扩展通量的影响。有一个相关的PAH特征流量的磁盘和其扩展的近红外通量的量。我们发现，非常小的碳质颗粒创建所观察到的扩展近红外通量HD 100453周围，仍然导致一个现实的SED。不使用量子加热效应，例如仅使用处于热平衡的散射光和晶粒，就不能实现这些结果。这是可能的解释扩展的近红外辐射赫比格恒星周围的碳质，量子加热粒子的存在。干涉观测可以用来限制类地行星形成区碳质物质的空间分布和典型大小。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
An ALMA molecular inventory of warm Herbig Ae disks: I. Molecular rings, asymmetries and complexity in the HD 100546 disk
本文通过ALMA对Herbig Ae星HD 100546进行337-357 GHz谱线巡天，探测到19种分子，发现分子环位于200 au尘埃环外侧，揭示尘埃分布与化学的关联，为星盘冰组成提供新见解。
2024-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
DCO$^+$, DCN and N$_2$D$^+$ reveal three different deuteration regimes in the disk around the Herbig Ae star HD163296
氘化物质的形成路径追踪原行星盘的不同区域，并可能揭示它们的物理结构。我们的目标是限制主要氘代物种的径向范围，我们特别感兴趣的是在空间上表征的高，低温路径，以提高这些物种的氘代。利用ALMA在6波段观测了Herbig Ae星HD 163296周围的盘，获得了DCO $^+$（$J$ =3-2）、DCN（$J$ =3-2）和N $_2$ D $^+$（$J$ =3-2）的分辨光谱成像数据。我们模拟DCO $^+$，DCN和N $_2$ D $^+$的径向发射剖面，假设它们的发射是光学薄，使用参数模型的丰度和径向激发温度估计。DCO $^+$可以用三区模型来描述，恒定丰度环集中在70 AU，150 AU和260 AU。DCN的径向轮廓峰位于约60 AU处，N $_2$ D $^+$在约160 AU处呈环状。使用恒定丰度的两种分子的简单模型再现了数据。假设合理的平均激发温度为整个磁盘，他们的磁盘平均列密度（和氘分馏比）为1.6-2.6 $\times 10^{12}$ cm $^{-2}$（0.04-0.07），2.9-5.2 $\times 10^{12}$ cm $^{-2}$对于DCO $\sim$、DCN和N $_2$ D $^+$，$\times 10^{11}$（0.02）和$^{-2}$（0.34-0.45）分别为1.6-2.5 $\times 10^{11}$ cm $^{…
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Candidate Water Vapor Lines to Locate the H$_{2}$O Snowline through High-Dispersion Spectroscopic Observations II. The Case of a Herbig Ae Star
观测测量H $_{2}$ O雪线的位置对于了解星子和行星的形成过程以及地球上水的起源至关重要。在Herbig Ae恒星（$T_{\mathrm{*}}\sim$ 10，000 K，$M_{\mathrm{*}}\gtrsim$ 2.5 $M_{\bigodot}$）周围的圆盘中，H $_{2}$ O雪线的位置比温度较低、质量较小的金牛T型恒星更远离中心恒星。因此，H $_{2}$ O发射线通量从该地区内的H $_{2}$ O雪线预计将更强。在本文中，我们计算的化学成分的Herbig Ae磁盘使用化学动力学。接下来，我们计算了H $_{2}$ O的发射线轮廓，并研究了候选水线在宽范围的波长（从中红外到亚毫米），可以定位的H $_{2}$ O雪线的位置的属性。这些谱线具有小的Einstein $A$系数（$\sim 10^{-6} -10^{-3}$ s $^{-1}$）和相对高的上态能量（$\sim$ 1000 K）。总通量随波长的减小而增加。我们研究未来观测的可能性（例如，ALMA，SPICA/SMI-HRS）定位H $_{2}$ O雪线的位置。由于从Herbig Ae盘中识别出的线的通量比从T Tauri盘中识别出的线的通量强，因此成功检测Herbig Ae盘的可能性有望增加。
2017-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic monitoring of the Herbig Ae star HD 104237. II. Non-radial pulsations, mode analysis and fundamental stellar parameters
Herbig Ae/Be星是中等质量的前主序星（PMS），具有强烈的活动和强烈的星风，其起源在现有的年轻恒星恒星演化理论模型框架中尚未得到理解。早期Herbig Ae恒星的演化轨迹穿过最近发现的PMS不稳定带。这些恒星中的许多都表现出盾牌座δ型的脉动。HD 104237是一颗著名的赫比格Ae脉动恒星。在这篇文章中，我们重新调查了一个广泛的高分辨率准连续光谱数据集，以寻找非常微弱的迹象，非径向脉动的线轮廓。为此，我们对HD 104237的等效光球（LSD）剖面的动力学谱进行了研究。对整个剖面进行了二维傅立叶分析（F2 D），并使用时间序列分析工具Period 04和SigSpec研究了线中心深度的时间变化。我们提出了一个模式识别对应的检测到的主频。我们执行一个新的准确的测定的基本恒星参数，鉴于即将到来的asteroseismic建模。在对这颗恒星的研究基础上，我们对1999年4月22日至25日夜间光谱所对应的LSD剖面的动力学谱进行了分析，证实了HD 104237中存在多个低l度振荡模，并首次直接探测到该恒星的非径向脉动模：通过傅立叶2D方法识别主模F1，其具有包括在1和2之间的l度值，图案变化的对称性指示方位角阶数为+1或-1。对基本恒星参数的详细研究得出Teff、log g和铁丰度分别为8550 +/-150 K、3.9 +/- 0.3和-4.38 +/- 0.19（即[Fe/H…
2011-08-03 astro-ph.SR
A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars - I. Observations and measurements
这是第一次在一系列的文件中，我们描述和报告的分析大调查赫比格Ae/Be星圆spectropolarimetry。使用ESPaDONS和Narval高分辨率分光偏振仪在加拿大-法国-夏威夷和伯纳德Lyot望远镜，分别，我们已经获得了132圆偏振光谱的70赫比格Ae/Be恒星和赫比格候选人。这些光谱中的绝大多数的特征在于约65，000的分辨能力，以及约3700埃至1微米的光谱覆盖范围。每个CCD像素的峰值SNR范围从低于100（对于最暗的目标）到超过1000（对于最亮的目标）。观测的主要目的是寻找这些物体中的磁场。然而，我们的光谱是适合于各种其他重要的测量，包括旋转特性，变异性，二进制，化学丰度，拱星环境条件和结构等，在这第一篇论文中，我们描述了样品的选择，意见和他们的减少，和测量，将包括我们下面的分析的基础。我们描述了每个目标的基本参数的确定。我们详细介绍了我们应用于每个光谱的最小二乘反卷积，包括LSD线掩模的选择，编辑和调整。我们描述的拟合LSD斯托克斯我配置文件使用多分量模型，产生的旋转扩大光球轮廓（提供投影的旋转速度和径向速度为每个观察），以及拱星发射和吸收组件。最后，我们诊断的纵向塞曼效应，通过测量的圆极化，并报告的纵向磁场和斯托克斯V塞曼签名检测概率。作为附录，我们提供了对所观察到的每颗恒星的详细评论。
2012-11-13 astro-ph.SR
Mid-IR spectra of Pre-Main Sequence Herbig stars: an explanation for the non-detections of water lines
在Herbig星盘周围的盘中，水线的中红外探测率约为5%，而在TTauri星盘周围的盘中，水线的中红外探测率约为50%。其原因尚不清楚。在这项研究中，我们希望找到一个解释低质量和高质量的主序前恒星（PMS）在中红外制度的不同检测率。我们运行磁盘模型与恒星参数调整到光谱类型B 9到M2，使用辐射热化学磁盘建模代码ProDiMo。我们在Spitzer IRS，JWST MIRI和VLT VISIR摄谱仪的分辨率上产生卷积光谱。我们应用随机噪声来自典型的斯皮策光谱与观测直接比较。中红外水线的强度与中心恒星的光度直接相关。我们探索了一个小的参数空间周围的一个标准的磁盘模型，考虑粉尘与气体的质量比，磁盘气体质量，混合系数降尘，燃烧指数，粉尘的最大尺寸和尺寸幂律分布指数。该模型表明，它是可能的，以抑制水的排放，但是，目前的观测是不够敏感，以检测中红外线在磁盘上的大多数探索的参数。光谱中噪声的存在，结合高连续通量（噪声水平与连续通量成正比），是对赫比格星未检测到的最可能的解释。研究原行星盘中的水，需要分辨率高于20000的中红外光谱。在磁盘结构的内在差异，例如内部的差距，气尘比，灰尘的大小和分布，以及内部磁盘规模的高度，赫比格和TTauri星盘之间能够解释一个较低的水检测率赫比格星周围的磁盘。
2015-10-27 astro-ph.SR
Photoionized Herbig-Haro objects in the Orion Nebula through deep high-spectral resolution spectroscopy III: HH514
本文分析了猎户座星云核部170-337中出现的光电离Herbig-Haro天体HH~514的物理条件和化学成分。我们使用来自甚大望远镜UVES的高光谱分辨率光谱和来自加那利大望远镜MEGARA的IFU光谱。我们分别用$n_{\rm e}= (2.3 \pm 0.1) \times 10^5 \text{cm}^{-3}$和$n_{\rm e}= (7 \pm 1) \times 10^4 \text{cm}^{-3}$观察到HH~514的两个组成部分，即喷射基底和结，两者都用$T_{\rm e}\approx 9000 \text{ K}$。我们发现HH~514的化学成分与猎户座星云一致，除了Fe，Ni和S，它们显示出较高的丰度。与一般星际介质相比，在HH天体中观测到的Fe和Ni丰度的增加通常被解释为尘埃颗粒的破坏。观测到的硫过剩（超过太阳的两倍）是具有挑战性的解释，因为来自同一圆盘的持续光蒸发流显示正常的硫丰度。如果上述的硫过剩是由于尘埃的破坏，硫化物和/或其他含硫尘埃库的形成可能与原行星盘中的行星形成过程有关，在物质从盘到中心恒星的吸积过程中，这些行星盘过滤了大的硫化物尘埃颗粒。我们还表明，发表的分子发射靠近中央恒星的运动学是不一致的，无论是一个磁盘垂直于光学喷流，也不与流出，是与它对齐。
2022-05-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar System chemical abundances corrected for systematics
CI陨石与太阳光球层之间的相对化学丰度随凝结温度的变化呈现出明显的趋势。当把太阳光球的丰度与附近的太阳孪生体进行比较时，也可以看到凝结温度的趋势。我们使用这两种趋势来确定的元素丰度的流星和光球分馏的变化，并计算一组新的原始太阳系的丰度。
2014-06-02 astro-ph.SR
Spitzer's view on aromatic and aliphatic hydrocarbon emission in Herbig Ae stars
天文碳氢化合物的化学成分，负责在各种各样的目标中检测到的众所周知的红外发射特征，仍然是个谜。在这里，我们专注于年轻的中等质量Herbig Ae恒星。利用Spitzer空间望远镜上的红外光谱仪，分析了53颗Herbig Ae星的红外光谱中脂肪族和多环芳烃（PAH）的发射特征。我们确认，PAH恒星光度比是较高的目标与耀斑尘埃盘。然而，一些源与扁平的尘埃盘仍然表现出相对较强的PAH排放。由于PAH分子追踪气盘，这表明气盘可能仍然燃烧，而尘埃盘由于颗粒生长而沉降。有迹象表明，11.3微米特征的强度也取决于尘埃盘的结构，扁平的盘在这个特征中不那么明亮。我们证实，CC键功能在6.2和7.8微米移动到红色的波长与降低恒星有效温度。此外，我们发现，这种红移是伴随着相对增加的脂肪族CH发射和芳香族8.6微米CH特征强度的下降。在我们的样本中，冷星被具有高脂肪族/芳香族CH比和低芳香族CH/CC比的烃所包围，对于热星，反之亦然。我们的结论是，虽然整体碳氢化合物的发射强度取决于尘埃盘的几何形状，相对差异看到的红外辐射功能在磁盘周围赫比格Ae恒星主要是由于化学差异的碳氢化合物分子诱导的恒星紫外线场。强紫外线通量减少了脂肪族组分，并强调了红外光谱中芳香族分子的光谱特征。
2010-06-06 astro-ph.SR
Magnetism of Herbig Ae/Be stars
在主序前阶段观测恒星的磁场，可以为恒星形成后期的复杂物理学提供重要的新见解。在中等质量的恒星中尤其如此，那里的磁场很强，而且是全球性的，因此最适合直接研究。最近的圆偏振光谱观测的前主序赫比格Ae/Be星揭示了存在组织磁场的光球这些对象的一小部分。到目前为止，已经探测到9颗磁性HAeBe星，并且这些探测得到了反复观测的证实。它们的Stokes V特征的形态和变化表明，它们的磁场具有重要的kG强度的偶极子分量，并且偶极子在至少几年的时间尺度上是稳定的。这些磁星表现出大范围的恒星质量，从2-13太阳质量，和不同的旋转特性，vsini从几公里/秒到200公里/秒。大多数的磁性HAeBe星显示出近似太阳的丰度;它们显然一般不表现出磁性主序星A和B型（Ap/Bp星）的强烈和系统的特性。观测到的HAeBe磁性恒星的整体入射率约为7%，这个值与主序上中等质量磁性恒星的入射率一致。这种低发生率与通常涉及磁介导的吸积的地层情况不一致。前主序星和主序星中等质量恒星的磁性之间的相似性似乎与这些天体中磁性的化石起源的假设是一致的。
2009-01-04 astro-ph.SR
Polycyclic Aromatic Hydrocarbon in Protoplanetary Disks around Herbig Ae/Be and T Tauri Stars
在3.3、6.2、7.7、8.6、11.3和12.7 $μ$ m处的一组独特的宽发射特征经常在原行星盘（PPD）中被检测到。这些特征通常归因于多环芳烃（PAH）。我们模拟这些排放功能的红外光谱的69 PPD周围的14 T金牛座和55赫比格Ae/Be星的天文多环芳烃。对于每个PPD，我们推导出的尺寸分布和多环芳烃的电荷状态。然后，我们检查PAH性质的相关性（即，大小和电离分数）与恒星性质（例如，恒星有效温度、光度和质量）。我们发现，多环芳烃的特征尺寸与恒星有效温度（$T_{\rm eff}$）有一定的相关性，并将其解释为在具有较高$T_{\rm eff}$的体系中，小分子多环芳烃的优先光解离，其中恒星光子的能量更高.此外，PAH的大小显示出适度的相关性，向红波长移动的7.7 $μ$米PAH功能，通常观察到在磁盘周围的冷恒星。多环芳烃的电离分数似乎与任何恒星参数无关。这是因为多环芳烃的带电不仅取决于恒星的性质（例如，$T_{\rm eff}$，光度），而且还在磁盘中的多环芳烃的空间分布。PAH的大小和恒星年龄之间的纯粹的负相关性表明，需要通过彗星体的释气和/或星子和小行星的碰撞研磨来持续补充多环芳烃，以保持小的多环芳烃的丰度，防止被光解完全破坏。
2016-12-30 astro-ph.SR
Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
2017-08-22 astro-ph.SR
Systematic investigation of chemical abundances derived using IR spectra obtained with GIANO
为了提高我们对银河系的形成和演化的认识，需要详细的银河系恒星的化学丰度。我们利用GIANO档案光谱选择银河系盘星的样本，以获得它们的化学清单，并比较我们从这些红外光谱中获得的丰度与从光学光谱中获得的化学图案。我们分析了用GIANO观测到的40颗恒星的高质量光谱。我们从测光和盖亚数据发布2（DR 2）视差导出恒星参数;化学丰度用代码MyGIsFOS导出。对于一个子样本的恒星，我们比较了化学图案来自GIANO光谱与来自光谱的丰度。我们推导出所有40颗恒星的P丰度，增加了已知磷丰度的银河系恒星的数量。我们可以得到14种元素的丰度，其中8种也是由光谱得到的。红外光谱和光学光谱的丰度比较结果很好。这些恒星的化学模式是一个预期的银河系盘星，并与文献中的结果一致。GIANO为天文学界提供了一种极其有用的仪器，能够产生高分辨率和宽红外波长范围的光谱。
2018-12-12 astro-ph.SR
Refined Chemical Abundances of Pi Dra and HR 7545 with ATLAS12
我们提出了更精细的元素（C，O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Sr，Y，Zr和Ba）的丰度确定使用计算密集的ATLAS 12大气模型的金属线恒星Pi Dra和HR 7545。我们比较了ATLAS 9模式大气和ATLAS 12模式大气的化学丰度。丰度在不确定性范围内彼此一致。因此，我们认为ATLAS 9可以用于缓慢旋转的化学奇特星，如Pi Dra和HR 7545的丰度分析。
2017-10-26 astro-ph.SR
Spectral lines in the CaII triplet region for RAVE DR6 chemical abundance pipeline
本研究报告的目的是在射电速度实验（RAVE）的框架内，为化学丰度分析提供一份可靠的中等分辨率~7500的钙三重态区干净谱线清单。这样的谱线列表为正在进行的大型光谱测量，如Gaia-RVS，4 MOST和WEAVE提供了普遍的兴趣。
2018-11-15 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ magnetic Doppler imaging of Ap stars - III. Next generation chemical abundance mapping of Alpha 2 CVn
在以前的论文中，我们提出了一个更新的磁场地图的化学奇特的明星阿尔法2 CVn使用ESPaDOnS和Narval时间分辨高分辨率斯托克斯$IQUV$光谱。在本文中，我们专注于映射各种化学元素分布的表面上的α 2 CVn。利用新的磁场图和新的化学丰度分布，我们可以研究α 2 CVn表面化学丰度结构和磁场拓扑结构之间的相互作用。以前试图绘制α 2 CVn的化学丰度图依赖于较低分辨率的数据。利用我们的高分辨率（R= 65，000）数据集，我们提供了元素O，Si，Cl，Ti，Cr，Fe，Pr，Nd和Eu的9个化学丰度图。我们还从Stokes $IQUV$中的Fe和Cr线以及Stokes $IV$中的O和Cl线导出了一个更新的磁场图。这些新的地图推断，从线轮廓斯托克斯$IV$使用磁多普勒成像代码反演10。我们研究这些新的化学地图，并调查与磁拓扑结构的α 2 CVn的相关性。我们发现，元素之间的化学丰度分布不同，有两个不同的组的元素;一个积累接近的径向场的负的一部分，而另一组显示更高的丰度位于径向磁场的顺序为2千克的径向场分量的极性无关。我们比较我们的结果与以前的作品绘制了化学丰度结构的Ap星。除Cr和Fe外，我们没有发现我们重建的结果与其他映射结果之间有明显的趋势。我们也发现缺乏与理论预测的一致性。这表明我们对Ap星水平化学丰度结构的形成以及与磁场的联系的理论理解存在空白。
2014-07-29 astro-ph.SR
Chemical Abundances of the S star GZ Peg
渐近巨星分支恒星的化学成分仍然知之甚少，因为它们的大气温度很低，因此存在许多分子跃迁，阻碍了原子线的分析。克服这一困难的一种方法是研究无分子污染区域的谱线。我们选择了其中的一些区域来研究S型恒星GZ Peg的化学丰度。通过光谱分析得到了恒星的参数，发现其金属丰度为-0.77dex，报告了8种元素的化学丰度，并推断出S-过程元素的增强，这是典型的S-型恒星。
2009-03-05 astro-ph.SR
Water and OH Emission from the inner disk of a Herbig Ae/Be star
本文报道了用$\textit{Very Large Telescope}$上的低温红外中阶梯光谱仪探测到赫比格Ae/Be星HD $~101412$的热H、$_{2}$、O和OH辐射。以前对赫比格Ae/Be星的研究已经表明，在其中一些来源周围存在OH，但H $_{2}$ O被证明更加难以捉摸。虽然边际水排放已被报道在中红外线，和一些赫比格Ae/Be星显示水排放在远红外线，水排放近2.9 $μ$米以前没有检测到。我们应用平板模型的振转OH，H $_{2}$ O，CO光谱的这个来源，并表明，分子是一致的是共空间的。我们讨论的可能性，检测CO泛音带头发射，检测水的排放，和大线连续对比度的OH线可能会连接到它的高倾角和$λ$ Boö性质的这颗星。如果耐火材料的低丰度是由于气体相对于尘埃的选择性吸积造成的，那么HD $~101412$的内盘应该是强烈的尘埃贫化，使我们能够探测盘中更深的分子气体柱，增强其分子发射。我们检测到的C-和O-轴承的分子从内部磁盘的HD $~101412$是一致的，在这种情况下，丰富的挥发物的吸积气体的预期存在。
2018-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in the globular clusters NGC 5024 and NGC 5466 from optical and infrared spectroscopy
利用高分辨率光学光谱（来自霍比-埃伯利望远镜）和红外光谱（来自SDSS-III APOGEE巡天），给出了银河系两个球状星团NGC 5466和NGC 5024中五颗恒星的详细化学丰度。我们发现NGC 5466的[Fe/H] = -1.97 +/- 0.13 dex，NGC 5024的[Fe/H] = -2.06 +/- 0.13 dex，其余元素的丰度模式为典型的球状星团，两者都显示出轻元素丰度比（C、N）混合的证据，以及AGB对重元素丰度（Y、Ba和Eu）的贡献。选择这些星团是为了检查可能将它们与Sgr矮星系残骸联系起来的化学趋势，但在这些低金属丰度下，没有发现与银河系丰度模式的明显差异。我们比较了光学和红外分析的结果，发现从红外谱线确定的氧和硅丰度与其它α-元素比和较小的随机误差。
2014-12-16 astro-ph.SR
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turn-off, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra I: Signatures of Diffusion in the Open Cluster M67
本文计算了年龄为$\sim$ 4 Gyr的疏散星团M67中8个高概率恒星的14种元素的详细化学丰度分布。这八颗恒星由四对恒星组成，每一对都占据了恒星演化的不同阶段：两颗G矮星，两颗转折星，两颗G次巨星和两颗红丛K巨星。丰度分析使用APOGEE勘测的近红外高分辨率光谱（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m），得出C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn和Fe的丰度。我们推导出的恒星参数和2 M08510076 +113115的金属丰度表明，这颗恒星是一个太阳孪生子，相对于太阳，所有元素的丰度差异为$\leq$ 0.04 dex。在每一类恒星中发现了化学同质性（$\sim$ 0.02 dex），而在不同的演化阶段发现了显著的丰度变化（$\sim$ 0.05 - 0.20 dex）;关闭恒星通常具有最低的丰度，而红色团块往往具有最大的丰度。LTE衍生丰度的非LTE修正不太可能解释这些差异。衍生的Fe，Mg，Si和Ca的丰度与最近公布的表面丰度从恒星模型，包括化学扩散的详细比较，提供了一个很好的匹配之间的观测和预测的丰度作为恒星质量的函数。这种一致性表明，在M67的恒星成员中检测到了化学扩散过程。
2018-03-12 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - III. Metallicity and CNO abundance patterns in 24 southern systems
共生巨星的元素丰度对于解决共生双星演化中化学成分的作用，绘制其母体种群，以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，具有相当确定的光球成分的共生巨星的数量仍然不足以进行统计分析。这是关于从高分辨率（R ~ 50000），近红外光谱确定共生巨星的化学组成的系列论文中的第三篇。在这里，我们提出了24 S型系统的结果。光谱合成方法，采用标准的本地热平衡分析和大气模型被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍，和Sc）的元素。分析表明，金属丰度分布在从弱超日（[Fe/H] ~ +0.35 dex）到显著亚日（[Fe/H] ~ -0.8 dex）的较宽范围内，但主要分布在近日和弱亚日（[Fe/H] ~ -0.4 ~-0.3 dex）。在所有这些天体中发现的14 N同位素的富集表明，这些巨星已经经历了第一次挖掘。这一点在一些天体中得到证实，因为12 C/13 C比率很低（5-23）。我们发现，[Ti/Fe]的相对丰度一般是大的红色共生系统。
2015-11-13 astro-ph.SR
Stellar Parameters and Chemical Abundances of G Giants
利用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪获得的99颗晚型G巨星的高分辨率光谱，给出了它们的基本恒星参数。这些恒星是多普勒巡天计划的目标，在演化的恒星中寻找太阳系外行星，金属丰度为-0.8<[Fe/H]<+0.2。其中包括4个$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），3个奇Z轻元素（Al，K，Sc），4个铁峰元素（V，Cr，Fe，Ni）和4个中子俘获元素（Y，Ba，La，Eu）。运动学性质表明，程序星大多属于薄盘。
2011-09-30 astro-ph.SR
Chemical abundances for A-and F-type supergiant stars
本文利用高分辨率（$R$ \，$\sim$\，42，000）光谱，计算了一组A-F型超巨星HD\，45674，HD\，180028，HD\，194951和HD\，224893的恒星参数和元素丰度。我们给出了HD 1，45674和HD 1，224893丰度分析的第一个结果。我们再次确认了Luck（2014）之前分别研究的HD 1，180028和HD 1，194951的丰度。α-元素表示天体属于薄盘族。从它们的丰度及其在Hertzsprung-Russell图上的位置可以看出，HD 1，45675、HD 1，194951和HD 1，224893处于后1DUP阶段，它们在红蓝环区运动。HD~180028则表现出典型的种群I的丰度，但其进化地位尚不能令人满意地确定。
2016-09-07 astro-ph.SR
Chemical diversity among A-B stars with low rotational velocities: non-LTE abundance analysis
我们提出了准确的元素丰度模式的基础上的非本地热力学平衡（非LTE，NLTE）线形成的14个化学元素，从He到Nd的样品的9个A9到B3型恒星，以及确定的大气参数和低旋转速度。利用Dirac B样条R矩阵方法计算光电离截面，构造了Zr Ⅱ-Ⅲ的新模型原子，并更新了Sr Ⅱ和Ba Ⅱ的模型原子。HD~17081、HD~32115、HD~160762和HD~209459恒星的氦铁NLTE丰度与太阳丰度一致，而HD~73666是一颗蓝奋斗者恒星，其化学组成与Praesepe星团没有偏离。其中三颗有效温度低于10500 K的恒星具有Sr、Zr、Ba和Nd的超日丰度，我们的结果表明恒星有效温度与丰度之间存在正相关。对于每一颗星，Ba的增强作用都高于其它重元素。我们认为太阳Ba丰度并不能代表现代银河Ba丰度。HD~145788的状态还不清楚：这颗恒星的C到Si的丰度和Sr到Ba的增强与表面温度相似的正常恒星相似，而Ca，Ti和Fe过量。织女星的NLTE丰度支持它是一颗温和的λ ~牧夫座星。
2020-10-05 astro-ph.SR
Astrochemical Evolution Step From Acenaphthylene C12H8 To Pure Carbon C12 Around A Herbig Ae Young Star
采用第一性原理量子化学计算方法，分析了Herbig Ae星周围多环芳烃的天体化学演化步骤。为了简单起见，模型分子被选择为具有一个五边形与两个六边形组合的烃的苊烯（C12H8）。在原行星盘中，分子被来自中心恒星的高能光子照射并电离成阳离子（C12H8）n+。计算表明，从n=0到6，分子保持多环烃构型。然而，在电离步骤n=7时，发生（C12H8）脱氢成纯碳（C12）。这种多环纯碳（PPC）将再次受到光子的攻击。在第八电离（C12）8+的阶段，发生分解为脂肪族碳链、C9、C2和单碳C1。计算这些步骤的红外光谱（IR）以鉴定观察到的光谱。通过（C12H8）2+和（C12H8）1+的组合鉴定了Herbig Ae星WW Vul和HD 145263的载体分子。HD 37357的红外光谱可用（C12H8）2+、（C12H8）3+和（C12H8）1+解释。纯碳分子在许多恒星中起着重要的作用。采用纯碳（C12）2+、烃（C12H8）2+和中性（C12H8）0+混合物对HD 37258进行了红外光谱分析。用（C12）2+、（C12H8）2+和（C12H8）3+分析了HD38120的络合物光谱。苊烯相关分子只是一个典型的例子。我们应该应用不同大小的分子来理解新生恒星周围的整体景象。
2018-03-24 astro-ph.SR physics.chem-ph
Warm H2O and OH in the disk around the Herbig star HD 163296
我们目前的观测远红外（50-200微米）OH和H2O排放的磁盘周围的赫比格Ae星HD 163296获得与赫歇尔/PACS的背景下的DIGIT关键程序。除了强的[OI]发射外，还检测到一些OH双峰和一些弱的H2O高激发线。在这个赫比格磁盘中存在温暖的H2O证实了线堆叠分析，使全PACS光谱扫描，并在斯皮策数据中看到的线。线通量分析使用LTE板模型，包括线不透明度。水柱密度为10^14 ~ 10^15 cm^-2，激发温度为200-300 K，这意味着存在密度n > 10^5 cm^-3的暖气体。我们发现OH的柱密度为10^14 - 2 × 10^15 cm^-2，T_ex约为300-500 K。对于这两个物种，我们发现距离恒星r ~ 15-20 AU的发射区域。我们认为，分子发射来自原行星盘，而不是从外流。这种对H2O和OH的远红外探测与近红外和中红外观测形成对比，后者通常发现由于水的强烈光解，Herbig AeBe恒星周围的内盘中缺乏水。鉴于柱密度和发射区域的相似性，OH和H2O的发射似乎来自HD 163296的上层大气，探测一个新的水库。H2O的温度略低，OH相比，表明垂直分层的分子气体与OH位于较高的水更深的磁盘，符合热化学模型。
2012-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: V. Chemical Abundances of CTIO/Hydra Clusters using The Cannon
疏散星团是银河系演化的重要化学和年龄示踪物。虽然疏散星团对星系演化提供了重要的限制，但由于不同研究在测量丰度方面的差异，它们的使用受到了限制。我们使用Cannon分析了58个疏散星团中巨星的中等分辨率（R~19，000）CTIO/Hydra光谱，确定了[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Al/Fe]和[O/Fe]。这项工作增加了一个额外的55个主要是南半球的疏散星团校准到SDSS/APOGEE DR 16金属丰度系统。这种统一的分析相比，以前的研究[Fe/H]测量的23个集群，我们提出的光谱金属丰度为35疏散星团的第一次。
2022-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing planet formation and disk substructures in the inner disk of Herbig Ae stars with CO rovibrational emission
CO振转谱线是温暖分子气体的有效探测器，可以对原行星盘的内部10 AU提供独特的见解。最近的研究已经发现的比率之间的关系线源自第二和第一振动激发态，表示为$v2/v1$，和发射半径的CO。在磁盘周围的赫比格Ae恒星的振动激发低时，CO线来自接近恒星，和高时，线只探测气体在大半径（超过5 AU）。我们的目标是找到解释所观察到的CO振动比，发射半径和近红外过量之间的趋势，并确定其影响的物理和化学结构的内部磁盘赫比格恒星。计算了平板模型和全圆盘热化学模型。模型的模拟观测值直接与数据进行比较。宽CO线与低振动比最好的解释是一个温暖的（400-1300 K）的内部磁盘表面与气体尘埃比低于1000;没有CO内/在内部尘埃边缘检测到，由于在高温下解离。相比之下，解释具有高振动比的窄线需要在尘埃和气体中至少5 AU的内腔，然后是在腔壁处具有大于10000的气尘比的冷（100-300 K）分子气体储层。在所有情况下，CO气体必须与粉尘接近热化。高的气体-尘埃比需要解释高$v2/v1$在狭窄的CO线的一个子集的第一组磁盘可以自然地解释为由于尘埃陷阱，已被提出来解释毫米尘埃腔。在大多数第二组天体中看到的宽线表明，除了10天文单位内的内盘子结构之外，还有一个非常平坦的盘，这与最近用ALMA观察到的子结构有关。
2019-09-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The refractory fraction of phosphorus in planet-forming discs
Institute for Theoretical and Computation Physics, Graz University of Technology（格拉茨工业大学理论与计算物理研究所）；Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文学系）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）
本研究通过分析赫比格Ae/Be星的光谱，测得其原行星盘内部磷的难熔组分>96%，表明大部分磷以难熔矿物形式锁定在尘埃中，解释了原行星盘含磷分子观测缺失的现象。
2026-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical tagging can work: Identification of stellar phase-space structures purely by chemical-abundance similarity
化学标记有望使用详细的丰度测量来识别空间分离的恒星，这些恒星实际上是很久以前一起诞生的（在同一分子云中）。这个想法并没有取得太大的实际成功，大概是因为化学丰度测量中的噪音和不完整性。我们已经成功地大大改善了光谱测量与大炮，它现在已经提供了15个单独的丰度约100,000恒星观察作为APOGEE光谱调查的一部分，精度约0.04 dex。我们测试的化学标记的假设，通过在丰度空间中的集群，并确认它们聚集在相空间。我们确定（通过k-means算法）的15维化学丰度空间的大炮交付的恒星的超密度，并绘制相空间中的相关恒星。我们只使用丰度空间信息（没有位置信息）来识别恒星群。我们发现丰度空间中的团簇确实是相空间中的团簇。我们恢复一些已知的相空间集群，并发现其他有趣的结构。这是有史以来第一个通过纯粹在丰度空间中进行盲搜索来确定测量规模的相空间结构的项目;它验证了大炮提供的丰度测量的精度;未来数据集的前景非常好。
2016-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of stars hosting gas-rich debris disks
本文通过分析六颗富气体碎片盘A型恒星的丰度，发现HD 110058和HD 32297的难熔元素亏损源于早期原行星阶段的高吸积污染，并估算了HD 110058的早期吸积率下限。
2025-03-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. II. Chemical abundances and the abundance discrepancy factor
利用高分辨率分光光度数据对12颗[WC]型星和Wels电离的PNe进行了丰度分析。我们的主要目的是确定PNE的化学成分，并研究这种类型的行星状星云的丰度差异问题（ADF）的行为。大量的光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）的检测来自不同的离子先前提出。大多数ORL在这些PNE中首次报告。离子丰度来自可用的CEL和ORL，使用先前确定的物理条件。基于这两组离子丰度，我们使用合适的ICF（如果可用）推导出星云中的总化学丰度。尽管中心恒星的[WC]性质，但所有天体的ADF（O^++）都在1.2到4之间。我们发现，当光谱质量足够高时，由主要由复合激发的不同多重态得到的ORL O^++/H^+丰度比非常相似。可能的依赖性的ADF与一些星云的特点进行了分析，发现没有相关性。通过测定t^2参数校正来自CEL的丰度。O丰度PNe，来自ORL，一般大于太阳丰度。我们从ORL和N/O和α-元素/O比从CEL导出的C/O比，发现这些PNe平均比大PN样品的平均值更富N和C。大约一半的样品是富碳的（C/O>1）。α元素随着O丰度的增加而同步增长。通过与恒星演化模型计算的N/O和C /O比值的比较，我们估计大约一半的PNE具有初始质量大于4 M太阳的祖先星。没有发现恒星[WC]型和星云丰度之间的相关性。
2013-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
How much can we trust high-resolution spectroscopic stellar chemical abundances?
为了研究恒星星族，通常将来自使用不同设置的不同光谱调查/研究的化学丰度结合起来。这些不均匀性会导致我们得出不准确的科学结论。在这项工作中，我们研究了问题的一个方面：当从高分辨率恒星光谱推导化学丰度时，使用不同的辐射转移代码会产生什么样的差异？
2016-09-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
JINAbase: A database for chemical abundances of metal-poor stars
重建银河系的化学演化对于理解整个宇宙时间中恒星、行星和星系的形成至关重要。与早期宇宙中的元素生产以及元素如何被纳入气体和恒星相关的不同研究对于拼凑元素如何演变是必要的。这些包括建立化学丰度趋势，如贫金属恒星，比较核合成产量预测与恒星丰度数据，和化学演化的理论建模。为了帮助这些研究，我们收集了化学丰度测量和其他信息，如恒星参数，坐标，星等和径向速度，从文献中的极端贫金属恒星。数据库JINAbase包含1658颗独特的恒星，其中60%的[Fe/H]<2.5。该信息存储在SQL数据库中，并带有用户友好的可查询Web应用程序（http：jinabase.pythonanywhere.com）。具有独特化学元素特征的物体（例如，r-过程星、s-过程星和CEMP星）被标记或可以这样分类。Web应用程序可以从上述研究的文献中快速选择定制的比较样本等。使用三个最好的研究贫金属星的多个条目，我们评估化学丰度测量的系统不确定性。我们提供了一个简要的指南，选择化学元素的模型比较，为非光谱学家谁希望了解贫金属恒星和化学丰度测量的细节。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical diversity of giant-planet nurseries as revealed by ALMA
通过ALMA观测揭示赫比格盘的化学多样性，发现不同分子与盘质量及C/O比相关，显示低C/O气体在年轻行星形成区域的普遍存在。
2025-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in Field Red Giants from High-Resolution H-Band Spectra using the APOGEE Spectral Linelist
从基特峰国家天文台（KPNO）傅里叶变换光谱仪（FTS）的档案中获得的五个亮场K，M和MS巨星的高分辨率H带光谱进行了分析，以确定16种元素的化学丰度。丰度是通过光谱合成得出的，使用的是为SDSS III Apache Point星系演化Experiment（APOGEE）准备的详细的光谱图，这是一个高分辨率的近红外光谱测量，以得出100，000颗红巨星的详细化学丰度分布和精确的径向速度，这些红巨星对银河系所有恒星星族进行采样。测量的化学丰度包括宇宙化学上重要的同位素12 C、13 C、14 N和16 O，以及Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni和Cu。这里得到的丰度与这些恒星的公布值的比较显示一致的结果~0.1 dex。因此，APOGEE光谱区和lineconds非常适合使用高分辨率光谱探测银河系化学演化，以及内部核合成和红巨星群体的混合。
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting stellar chemical abundance space with t-SNE
在工业银河天文学和多物体光谱恒星巡天的时代，现有恒星化学丰度的样本大小和数量已达到难以有效处理所有现有信息的规模。在本文中，我们演示了使用降维技术（t-分布随机邻居嵌入; t-SNE）分析恒星丰度空间分布。虽然这种技术的非参数非线性行为，很难估计的意义，发现丰度空间子结构，我们表明，我们的结果依赖于参数的选择很少，是强大的丰度误差。通过对高分辨率高信噪比太阳邻域HARPS-GTO样品的t-SNE重新分析，我们发现了高[ $α$ /Fe]盘序列和低[ $α$/Fe]盘序列的更清晰的化学分离，高[$α$/Fe]盘序列中存在多个星族的线索，以及高[ $α$ /Fe]盘序列的化学演化与超富金属星有关的迹象.我们还确定了一些化学奇特的恒星，其中一个高置信度的s过程增强丰度比对（HD 91345/HD 126681）非常相似的年龄和$v_X$和$v_Y$速度，我们建议有一个共同的出生起源，可能是一个矮星系。我们的研究结果表明，丰富的空间t-SNE和类似的化学标记研究与大型光谱调查的方法的潜力。
2018-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of multiple stellar populations in massive globular clusters
银河系球状星团中的多个恒星星族表现出很大的多样性。虽然轻元素（包括He）的化学丰度变化是普遍存在的，但这些变化的数量在不同的球状星团中是不同的。在一些球状星团中已经发现了具有明显的Fe、C+N+O和慢中子俘获元素的恒星星族，其数量可能会增加。所有这些化学特征都对应于特定的光度模式。我回顾了球状星团中多个恒星星族的化学+光度特征，并讨论了如何解释数据越来越具有挑战性。非常令人兴奋的是，球状星团的起源和演化是一个复杂的难题。
2015-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An accurate and self-consistent chemical abundance catalogue for the APOGEE/Kepler sample
上下文APOGEE巡天获得了10万多颗恒星的高分辨率红外光谱。得出这些恒星的化学丰度模式对于拼凑银河系的结构至关重要。虽然导出的化学丰度对大多数恒星来说都是精确的，但也有一些校准问题的报道，特别是对更少金属的恒星。目的。在本文中，我们的目标是（1）重新确定的APOGEE+开普勒恒星样本（APOKASC）的化学丰度与一个独立的程序，线列表和线的选择，高质量的表面重力信息从天体地震学，（2）扩展丰度目录，包括目前没有在最新的APOGEE版本（DR 12）中报告的丰度。方法.我们将Teff和log g分别固定为使用分光光度计和星震技术确定的值。我们利用布鲁塞尔自动恒星参数（BACCHUS）代码来推导APOKASC样品的金属丰度和加宽参数。此外，我们还推导出了大角星的丰度差。结果我们已经验证了BACCHUS代码的APOGEE数据使用几个著名的恒星，恒星从开放和球状星团。我们还提供了每个星、线的C、N、O、Mg、Ca、Si、Ti、S、Al、Na、Ni、Mn、Fe、K、P、Cr、Co、Cu、Rb、Yb和V的丰度，并显示了线选择对最终丰度的影响。这些包括五种新元素的丰度和Si，Ti，S和V的丰度提高。在本文中，我们提出了一个独立的分析APOKASC样品，并提供了多达21个元素的丰度。该星表不仅可用于研究银河系的化学丰度模式，而且可用于训练数据驱动的光谱方法，从而提高在有限数据集和全APOGEE样…
2016-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Analysis of Moving Group W11450 (Latham 1)
我们目前的元素丰度的所有七颗恒星在移动群W11450（莱瑟姆1），以确定它们是否可能是化学相关的。这些恒星似乎在空间和运动学上都是相关的，但文献中没有光谱丰度分析。八种元素的丰度是通过对麦克唐纳天文台的奥托·斯特鲁维2.1米望远镜和桑迪福德中阶梯摄谱仪获得的高分辨率（R $\sim$ 60，000）、高信噪比（$\langle$ SNR $\rangle\sim$ 100）光谱进行等效宽度分析得出的。恒星间的金属丰度差异很大，为-0.55 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ 0.06 dex（$σ$ = 0.25），这意味着这些恒星不是由相同的化学均匀分子云产生的，因此不是先前提出的残余或疏散星团的一部分。在此之前，有人认为这两颗恒星W11449和W11450可能是宽联星。候选的宽双星显示出类似的化学丰度模式，不仅含有铁，还含有本研究中分析的其他元素，这表明这两颗恒星之间的联系可能是真实的。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Li Abundances in the Protogalaxy and Globular Clusters Based upon the Chemical Separation and Hierarchical Structure Formation
磁场诱导的Li+离子在分级结构形成过程中的化学分离可以降低宇宙结构中的初始Li丰度。结果表明，中性Li原子的宇宙学再电离在第一颗恒星形成时迅速完成。由于在结构形成的主要过程中，几乎所有的Li都是单离化的，因此它可以有效地与引力坍缩的中性气体分离。分离在较早形成的较小结构中更有效。在等级结构形成的框架下，极端贫金属的恒星由于形成较早，所以Li丰度较小。结果发现，由磁场的化学分离，从而提供了一个原因，锂丰度在极端贫金属的恒星是低于斯皮特高原，并有一个大的色散，以及解释斯皮特高原本身。此外，化学分离方案可以解释NGC 6397中Li丰度高于Spite平台。因此，贫金属星中Li丰度可能保留了有关原始磁场和结构形成历史的信息。
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
