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
The extremely low metallicity star SDSS J102915+172927: a subgiant scenario
对星系晕星SDSS J102915+172927的光谱分析表明，它的重元素丰度非常低，Z < 7.4 10-7，[Fe/H] = -4.89 ± 0.10，C丰度上限[C/H] <-4.5。低的C/Fe比将这个天体与大多数其他极端贫金属的恒星区分开来。有效温度和表面重力已被确定为Teff = 5811 +/-150 K和log g = 4.0 +/-0.5。表面重力的估计是有问题的，因为它把恒星放在赫罗图的主序星和次巨星之间。如果假设这颗恒星位于主序星上，则它的质量和估计值分别为M = 0.72 +/-0.06 Msun和L = 0.45 +/-0.10 Lsun，距离为1.35 +/-0.16 kpc。锂丰度的上限是A（Li）< 0.9，这与恒星是矮星的假设不一致，假设混合只是由于对流。在本文中，我们提出SJ 102915是一个亚巨星，它的Z值比目前观测到的要高得多，这与理论预测的低质量恒星形成所需的最低C和/或O丰度一致。在这种情况下，极低的Z和低锂丰度的结果，重力沉降的主序列，其次是不完全对流疏浚在亚巨星演化。所观察到的铁丰度需要初始铁丰度相比，C和O，我们解释为形成SJ 102915发生在附近的Ia型超新星增强。
2013-02-12 astro-ph.SR
Abundances in a sample of turnoff and subgiant stars in NGC 6121 (M4)
{The本文的目的是研究球状星团M4中不同元素丰度之间的关系，以探索解释这些观测到的丰度模式的最佳模型。此外，在关闭星中，元素的丰度不受内部混合的影响。在M4中，使用低和中等分辨率的光谱获得91关闭（和亚巨星）与ESO火焰长颈鹿摄谱仪的恒星，我们已经扩展了以前的测量丰度（锂，C和钠）的其他元素（C，Si，Ca，Sr和Ba），使用模型大气分析。我们还研究了微湍流速度的选择的影响。首先，在先前的论文中发现的非常富含锂的奇特的转折星相对于M4中的其他转折星没有显示出任何其他丰度异常。~（2）C和Na之间存在反相关关系，其斜率大于$3σ$。C和Na之间的这种关系与在RGB凸起下方选择的巨星中发现的关系完全一致。第三，证实了在M4巨星中已经观察到的Si和中子俘获元素Sr和Ba的强烈富集。最后，Li、C、Na、Sr和Ba之间的关系制约了被观测恒星的富集过程。在关闭恒星中的元素丰度似乎与大质量AGB的生产过程相容，但也与快速旋转的大质量恒星产生的第二代元素（如Na）和低Li的生产相容。
2016-08-11 astro-ph.SR
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turnoff, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra II: Atomic Diffusion in M67 Stars
本文给出了4Gyr年龄的太阳-金属丰度疏散星团M67的83个恒星成员的15种元素（C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe和Ni）的化学丰度。该样本包含跨越广泛进化阶段的恒星，从G矮星到红丛星。丰度是从SDSS-IV/APOGEE调查的近红外（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m）高分辨率光谱（$R$ = 22，500）得出的。使用APOGEE合成光谱库，通过qASPCAP代码对合成和观察到的光谱进行卡方最小化，进行1-D LTE丰度分析。我们发现了显着的丰度差异（$\sim$ 0.05 - 0.30德克斯）之间的M67成员恒星作为恒星质量（或HR图上的位置）的函数，在那里的丰度模式表现出一般耗尽（在[X/H]）的恒星在主序星关闭。不同元素的损耗量不同。我们发现，原子扩散模型提供，在一般情况下，很好的协议与大多数化学物种的丰度趋势，支持最近的研究表明，可测量的原子扩散在M67恒星。
2019-02-26 astro-ph.SR
Homogeneous abundance analysis of dwarf, subgiant and giant FGK stars with and without giant planets
我们分析了附近FGK恒星的高分辨率和高信噪比光谱，并没有检测到巨行星，以均匀地测量其光球参数，质量，年龄，和挥发性（C，N和O）和难熔元素（Na，Mg，Si，Ca，Ti，V，Mn，Fe，Ni，Cu和Ba）的丰度。我们的样本包含了309颗来自太阳附近的恒星（最远距离为100 pc），其中140颗是矮星，29颗是亚巨星，140颗是巨星。光球参数是由Fe Ⅰ和Fe Ⅱ谱线的等效宽度导出的。质量和年龄来自HR图上的演化轨迹和等时线的插值。丰度测定是根据难熔元素的选定原子线的等效宽度和C_2、CN、Cl、O I和Na I特征的光谱综合。我们应用一套统计方法来分析三个子样本的丰度。我们的研究结果表明：i）与矮星相比，巨星系统地表现出[C/Fe]丰度不足，[N/Fe]和[Na/Fe]丰度过高，这一结果通常归因于演化恒星包层中演化诱导的混合过程; ii）仅对于太阳类似物，元素丰度随凝结温度的变化趋势与年龄有关，而丰度与表面重力有关，这与最近的研究一致; iii）在[Fe/H]的情况下，除了O和Ba之外，所有分析的元素都系统地富集在[X/H]中（前者由于统计学的局限性），证实了文献中先前的发现，即不仅铁与行星形成有重要关系;当Mg到Cu元素组合在一起时，对于相同的金属丰度，巨行星宿主也显着过剩。
2015-05-07 astro-ph.SR
Signatures of intrinsic Li depletion and Li-Na anti-correlation in the metal-poor globular cluster NGC6397
为了减轻宇宙中原始锂丰度的预测与在Pop II矮星和亚巨星中观测到的丰度之间的差异，有人认为今天可观测到的恒星经历了Li的光球耗尽。为了限制这种耗尽的性质，我们进行了一个非常大的样本的恒星在金属贫乏的球状星团NGC 6397均匀的分析，以及所有的演化阶段，从下面的主序关闭到红巨星分支。非LTE锂丰度或丰度上限获得的所有恒星，并为一个相当大的子集的目标也获得钠丰度。钠丰度被用来区分由原始物质形成的恒星和由上一代更大质量恒星的污染影响的物质形成的恒星。矮恒星、关闭恒星和早期亚巨星形成了一个薄的丰度平台，在亚巨星分支的中间被第一次挖掘造成的锂稀释所破坏。第二个急剧下降的丰度是在红巨星分支隆起。这些关闭的恒星比那些还没有被挖掘出来的亚巨星更缺乏锂，最多只有0.1 dex。此外，较热的矮星比较冷的矮星更缺乏锂，这可能是星团中所谓的Li dip的标志，在PopI恒星中常见。一个相当大的分布在钠丰度证实，NGC 6397遭受了集群内污染在其婴儿期和有限数量的钠增强和锂缺乏恒星强烈有助于形成显着的反相关之间的钠和锂的丰度。推断的锂丰度进行比较，从恒星结构模型，包括原子扩散和特设湍流对流区以下的预测。
2009-06-22 astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. Detailed abundance analysis of OGLE-2008-BLG-209S
目标。我们的目标是双重的。首先，我们的目标是评估的鲁棒性和准确性的恒星参数和详细的元素丰度，可以从高分辨率的光谱观测微透镜矮和亚巨星。然后，我们的目标是使用微透镜矮星和亚巨星来研究银河系隆起的丰度结构和化学演化。[简略]方法。我们提出了一个详细的元素丰度分析OGLE-2008-BLG-209 S，一个新的微透镜事件的源星向隆起，我们获得了高分辨率的光谱与麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪。我们对OGLE-2008-BLG-209 S进行了四种不同的分析。我们还用同样的方法重新分析了之前的三颗微透镜矮星OGLE-2006-BLG-265 S，MOA-2006-BLG-099 S和OGLE-2007-BLG-349 S。这个同质的数据集虽然很小，但可以直接比较不同的恒星星族。结果我们发现OGLE-2008-BLG-209 S是一颗亚巨星，其金属丰度为[Fe/H] ~-0.33。它具有类似于在相同金属丰度的膨胀巨星中发现的[α/Fe]增强，以及在相同金属丰度的附近厚盘星中发现的增强。相比之下，前三颗微透镜矮星的金属丰度非常高，[Fe/H]>+0.4，丰度比更像太阳，即[alpha/Fe]~0。[α/Fe]比值随[Fe/H]的降低是中低质量恒星富集的典型特征。此外，我们发现，结果的四个凸出的恒星，结合结果的巨大恒星的研究在凸出，似乎有利于一个长期的形成方案的凸出。
2009-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The subgiant branch of omega Cen seen through high-resolution spectroscopy. I. The first stellar generation in omega Centauri?
我们分析了半人马座omega亚巨星支6颗恒星的高分辨率UVES光谱，并得出了19种化学元素（Al，Ba，C，Ca，Co，Cr，Cu，Fe，La，Mg，Mn，N，Na，Ni，Sc，Si，Sr，Ti和Y）的丰度比。与以前的红巨星丰度测定结果进行比较，提供了显着的一致性，并使我们能够确定我们的目标所属的子种群。我们发现三个靶在[Fe/H]~-2.0 dex，[alpha/Fe]~+0.4 dex和[s/Fe]~0 dex处属于低金属丰度的布居。具有类似特征的恒星在过去的红巨星调查中发现了少量。我们讨论的可能性，他们属于一个单独的子人口，我们命名为VMP（非常金属贫，最多5%的总集群人口），这-在自富集假说-是最好的候选人的第一代恒星在欧米茄岑。其中两个靶在[Fe/H]~-1.7 dex处属于贫金属优势群（MP），另一个靶在[Fe/H]~-1.2 dex处属于金属中间态（MInt）。新定义的VMP群体的存在可以帮助理解基于低分辨率光谱的一些令人困惑的结果（Sollima等人，Villanova等人）因为这些研究的金属丰度分辨率可能不足以检测VMP群体。VMP也可能对应于在最新的HST测光（Bellini et al.）中发现的亚巨星分支区域的一些额外子结构。在尝试将化学丰度与ω Cen亚巨星分支的子结构相关联后，我们发现VMP和MP种群之间的年龄差异应该很小（0+/-2 Gyr），而MP和…
2010-12-21 astro-ph.SR
Principal Component Abundance Analysis of Microlensed Bulge Dwarf and Subgiant Stars
元素丰度模式可以为恒星星族的形成和富集历史提供重要线索。在这里，我们提出了一个调查的银河系的隆起，在那里我们应用主成分丰度分析（PCAA）-主成分分解的相对丰度[X/Fe]-到一个样本的35微透镜凸起矮和亚巨星，其特征分布在12维空间定义的测量元素丰度。第一主成分PC 1足以描述样本中大多数恒星的丰度模式，显示出α元素的强烈贡献，反映了II型和Ia型超新星的相对贡献。第二个主成分PC 2的特点是由钠-镍相关，可能的产品的金属依赖II型超新星产量。在PC 1的分布是双峰，表明双峰先前发现的[Fe/H]值的这些恒星是强大的，独立的恢复只看他们的相对丰度模式。这两颗富含金属的恒星分别具有PC 2和PC 3的异常值，进一步证明它们具有独特的富集历史。将PCAA应用于局部薄盘矮星和厚盘矮星的样本，得到几乎相同的PC 1;在PC 1中，富金属和贫金属的凸起矮星分别跟踪运动学选择的薄盘矮星和厚盘矮星，表明大致相似的α富集历史。然而，磁盘PC 2是由Y-Ba相关，可能表明更大的贡献，s-过程富集的长寿渐近巨星分支星，是缺席的隆起PC 2，因为它的快速形成。
2012-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VIII. Carbon and oxygen
上下文：[删节]。对于银河系凸起，目前基本上没有对未进化恒星中的碳进行测量，这阻碍了我们将银河系化学进化模型与这个仍然神秘的恒星星族的观测数据进行适当比较的能力。目标：我们的目标是确定我们的91个微透镜凸起矮星和亚巨星样本的碳丰度。再加上对氧的新测定，这形成了第一个具有统计学意义的具有C和O丰度测量的膨胀星样本，并且C丰度没有被恒星内部的核燃烧过程改变。方法：分析是基于91颗矮星和次巨星的高分辨率光谱，这些恒星是在恒星亮度被高度放大的微透镜事件中获得的。碳丰度通过谱线合成9100 A附近的五条CI线来确定，氧丰度使用7770 A附近的三条OI线来确定。[简略]结果：样本中91颗恒星中有70颗的碳丰度可以确定，样本中91颗恒星中有88颗的氧丰度可以确定。[C/Fe]比基本上与[Fe/H]同步演变，以太阳值为中心。[O/Fe]-[Fe/H]趋势的外观非常类似于在凸起中观察到的其他α元素[缩写]。当把核球样本分成两个亚组时，一个小于8 Gyr，一个大于8 Gyr，这两个亚组中的恒星完全遵循太阳邻域薄盘和厚盘定义的元素丰度趋势。与最近的[C/O]-[O/H]平面上的银河系化学演化模型的比较表明，与数据最匹配的模型是考虑到银河系薄盘和厚盘计算的模型。[简略].
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution abundance analysis of HD 140283
HD 140283是一颗贫金属的参考亚巨星，被证实是一颗非常古老的恒星。这类老恒星的丰度可以限制其（甚至更老的）祖先的性质和核合成过程。目前的研究可能有助于阐明银河系早期产生重元素的核合成过程。对高质量光谱进行了详细的丰度分析，目的是提供一个非常古老的贫金属亚巨星的恒星线和丰度的参考。我们的目标是从大多数可用的和可测量的谱线中获得丰度。使用高分辨率（R = 81 000）和高信噪比（800 < S/N/像素< 3400）光谱进行分析，波长范围为3700 - 10475，使用CFHT的ESPaDOnS，曝光时间为7小时。LTE中的计算是使用OSMARCS 1D大气模式和频谱合成程序Turbospectrum进行的，而NLTE中的分析是基于MULTI程序。我们提出了LTE丰度的26种元素，和NLTE计算的物种C I，O I，Na I，Mg I，Al I，K I，Ca I，Sr II和Ba II线。丰度分析提供了一个适合于贫金属亚巨星的广泛的谱线列表。Li、CNO、α-和铁峰元素的结果与文献符合得很好。新的NLTE Ba丰度，以及来自文献的NLTE Eu校正和3D Ba校正，导致[Eu/Ba] = +0.59 +/-0.18。这一结果证实了HD 140283中的中子俘获元素有一个主要的r过程贡献，可能还有一个非常小的s过程贡献。超重的轻重元素和高丰度的Ba，La和Ce有利于操作的弱r-过…
2015-09-02 astro-ph.SR
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
CNO abundances in the globular clusters NGC 1851 and NGC 6752
我们测量了银河系两个球状星团NGC 1851和NGC 6752中红巨星的C+N+O丰度和。NGC 1851有一个分裂的亚巨星分支，这可能是由于不同的年龄或C+N+O含量，而NGC 6752是最不复杂的球状星团的代表。对于NGC 1851和NGC 6752，我们分别得到A（C+N+O）= 8.16 +/- 0.10（σ= 0.34）和7.62 +/- 0.02（σ= 0.06）。当考虑测量误差时，我们发现NGC 6752中的C+N+O丰度和是恒定的。C+N+O丰度离散度仅为0.06 dex，这一结果要求轻元素丰度变化的来源不增加该星团的C+N+O之和。对于NGC 1851，我们确认了C+N+O的大范围分布。在这个集群中，异常RGB具有比规范RGB高四倍（~0.6 dex）的C+N+O含量。这一结果进一步支持了NGC 1851中的两个次巨星分支大致上是同时代的，但具有不同的CNO丰度。
2014-11-06 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
Testing Chemical Tagging with LAMOST: Intrinsic Abundance Dispersion of Subgiant Stars in the Galactic Disk
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文学系）
利用LAMOST亚巨星样本，通过正向建模发现轻元素和α元素内在丰度弥散小（≲0.05 dex），中子俘获元素弥散大（≳0.1 dex），且不能用单一示踪剂解释，凸显其化学标记潜力。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of the two subgiant branches of the globular cluster NGC1851
NGC 1851可能在[Fe/H]中显示出扩散，但这种扩散与SGB中的分裂之间的关系尚不清楚。我们获得了NGC 1851的47颗亮星和30颗暗星的蓝色（3950-4600 A）中等分辨率（R~ 8，000）光谱（分别为b-SGB和f-SGB）。大气参数的测定具有极高的内部精度，在比较星团中的不同恒星时会产生很小的误差。我们发现b-SGB比f-SGB稍微更贫金属，分别为[Fe/H]=-1.227+/-0.009和[Fe/H]=-1.162+/-0.012。这意味着如果CNO总丰度不变，f-SGB仅比b-SGB稍微老约0.6 Gyr。b-SGB中的C-正常星比f-SGB中的多。如果b-SGB是红色HB星的祖先，而f-SGB是蓝色HB星的祖先，这与HB星的发现是一致的。N-俘获元素Sr和Ba的丰度呈双峰分布，反映了f-SGB星（富Sr和Ba）和b-SGB星（贫Sr和Ba）之间的分离。在这两组中，[Sr/Fe]和[Ba/Fe]之间存在明显的相关性，这表明在n-捕获元素的丰度中存在真正的分布。C和Ba丰度之间存在一定的相关性，而Sr的相关性则更加可疑。我们确定了六个富C星，这有一个温和的过剩的Sr和Ba和相当低的N丰度。这组恒星可能是（v，v-y）图中异常RGB上这些恒星的祖先。这些结果进行了讨论，在不同的情况下形成的NGC 1851。这两个种群可能起源于一个不均匀的母天体的不同区域。然而，…
2012-05-25 astro-ph.SR
An extremely hot white dwarf with a rapidly rotating K-type subgiant companion: UCAC2 46706450
UCAC 2 46706450是一颗具有紫外线过剩的晚型恒星。它被认为是建立一个具有白矮星（WD）伴星的FGK恒星样本的候选者，可以用来测试双星演化模型。为了验证伴随物的WD性质，Parsons等人（2016）进行了UV光谱分析。通过详细的模式大气分析，我们证明了紫外源是一个极热的WD，其有效温度为$T_\mathrm{eff}$ = $105\,000\pm5000$ K，质量为$M/M_\odot = 0.54\pm0.02$，半径为$R/R_\odot = 0.040^{+0.005}_{-0.004}$，光度为$L/L_\odot= 176^{+55}_{-49}$，紧凑物体即将进入WD冷却序列。研究冷星（$T_\mathrm{eff}$ = $4945\pm250$ K）的光谱，我们发现它是一个K型亚巨星，具有$M/M_\odot = 0.8-2.4$、$R/R_\odot = 5.9^{+0.7}_{-0.5}$和$L/L_\odot= 19^{+5}_{-5}$，以$v \sin(i)=81$ km s $^{-1}$快速旋转。光学光变曲线揭示了一个周期为两天和O-波段峰-峰振幅为0.06马格。我们认为，这是由恒星旋转与恒星黑子。随着半径，我们推断一个非常高的旋转速度$v_{\mathrm{rot}}=151^{+18}_{-13}$公里秒$^{-1}$，从而标志着作…
2020-09-11 astro-ph.SR
Chemical Analysis of the Ninth Magnitude Carbon-Enhanced Metal-Poor Star BD+44 493
详细介绍了明亮的碳增强贫金属（CEMP）星BD+44 493的化学丰度，我们的测量结果证实BD+44 493是一颗极度贫金属（[Fe/H]=-3.8）的亚巨星，具有过量的碳和氧。没有发现氮和中子捕获元素的显著过量（后者将其置于CEMP-没有恒星类别）。我们测量的其他元素表现出非CEMP极端贫金属恒星的典型丰度模式。没有发现这颗恒星径向速度变化的证据。这些结果有力地表明，BD+44 493中的碳增强不太可能是由伴星渐近巨分支星产生并转移到目前观测到的恒星上的，也不可能是由快速旋转的大质量巨贫金属（[Fe/H] < -6.0）恒星污染其出生分子云产生的。一个更有可能的可能性是，这颗恒星是由一颗“微弱”的超新星产生的元素污染的气体形成的，超新星经历了混合和回落，只喷射出少量的金属元素。BD+44 493的Li丰度（A（Li）=log（Li/H）+12 = 1.0）低于Spite平台值，与其他贫金属亚巨星一样。Be丰度的上限（A（Be）=log（Be/H）+12<-1.8）与金属丰度极低的恒星一样低，这表明碳（和氧）增强型恒星的祖先不是Be的重要来源，或者在有效温度约为5400 K的贫金属亚巨星中，Be是贫化的。
2013-06-15 astro-ph.SR
Characterizing two solar-type Kepler subgiants with asteroseismology: KIC10920273 and KIC11395018
通过恒星建模确定恒星的基本性质已经大大改善，由于最近的进展，在asteroseismology。由于空间任务获得的前所未有的数据质量，特别是CoRoT和开普勒，从高精度的恒星振荡频率中提取了宝贵的信息，这为给定的一组经典观测提供了对可能的恒星模型的非常强的约束。在这项工作中，我们的特点是两个相对暗淡的恒星，KIC 10920273和KIC 11395018，使用开普勒测光和大气约束的振荡数据从地面光谱。这两颗恒星有非常相似的大气特性;然而，使用从开普勒数据中提取的单个频率，我们已经确定了非常不同的全局特性，与早期结果相比，精度有所提高。我们发现这两颗恒星都离开了主序星，并将其特征描述如下：KIC 10920273是一颗太阳质量的恒星，（M=1.00 +/- 0.04 M_sun），但比我们的太阳老得多（t=7.12 +/- 0.47 Gyr），而KIC 11395018的质量明显大于太阳（M=1.27 +/- 0.04 M_sun），年龄接近太阳（t=4.57 +/- 0.23 Gyr）。我们确认，这些恒星的高锂丰度不应该被认为是代表年轻的年龄，因为我们精确地确定了它们是进化的亚巨星。我们讨论了使用表面锂丰度，旋转和活动的关系作为潜在的年龄诊断。
2012-11-28 astro-ph.SR
Chemical abundances of three new Ba stars from the Keck/HIRES spectra
基于Keck/HIRES的高分辨率、高信噪比（S/N）谱，我们测定了18个Ba候选元素中20个元素的丰度。这些恒星的参数空间的范围是4880 $\leq$ $\rm{T_{eff}}$ $\leq$ 6050 K，2.56 $\leq$ log $g$ $\leq$ 4.53 dex和-0.27 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ 0.09 dex。其中4颗是Ba星，[s/Fe] $>$ = 0.25 dex（s：Sr，Y，Zr，Ba，La，Ce和Nd），另外3颗是新发现的，包括2颗Ba巨星（HD 16178和HD 22233）和1颗Ba亚巨星（HD 2946）。结果表明，我们的程序星的$α$、奇峰和铁峰元素（O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Mn、Ni和Cu）的丰度与薄盘相似，而Ba星的[hs/ls]（hs：Ba、La、Ce和Nd，ls：Sr、Y和Zr）比值的分布与已知Ba天体相似。四颗Ba星中没有一颗显示出明显的碳增强，包括已知的CH亚巨星HD 4395。根据径向速度数据，发现其中三颗Ba星存在恒星或亚恒星伴星的明显证据。
2021-08-20 astro-ph.SR
How precisely can we measure the ages of subgiant and giant stars?
California Institute of Technology（加州理工学院）
利用宽双星系统检验亚巨星和巨星年龄估计的可靠性，发现基于光谱金属丰度的亚巨星年龄不确定性可达5-10%，而测光年龄低估了不确定性，光谱年龄对红巨星和红团簇星可靠但精度较低（25-30%）。
2026-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert
我们解决的存在和起源的锂（Li）沙漠，一个地区的Li-T_eff平面稀疏的恒星。在这里，我们分析了一些解释，已建议为这一地区，包括混合在主序后期，一个锂浸原产地的恒星低锂丰度在该地区，和可能的关系与行星的存在。为了研究Li沙漠，我们测量了227颗晚F矮星和次巨星的大气参数和Li丰度，这些矮星和次巨星被选入沙漠的T_eff范围内，并且没有以前的Li丰度测量。随后，我们补充了文献数据，以获得2318颗恒星的同质目录，我们计算质量和年龄。我们描述了黎族沙漠地区周围的恒星。我们的结论是，恒星与低锂丰度低于沙漠更大规模和更发达的恒星比沙漠。由于在这个有效温度范围内意外存在低锂丰度恒星，我们专注于寻找它们的起源。我们得出结论，这些低Li丰度的恒星不是从沙漠上方的恒星演化而来的：在给定的质量下，低Li的恒星（即，沙漠之下）更缺乏金属。相反，我们认为Li沙漠以下的恒星与从Li倾角演化而来的恒星是一致的，放弃了调用额外混合来解释这一特征的必要性。因此，Li沙漠下方的恒星并不奇怪，与其他从Li浸演化而来的亚巨星的区别仅在于，它们的大气参数组合将它们定位在有效温度范围内，否则只能发现高Li丰度恒星（即，沙漠之上的星星）。
2018-03-15 astro-ph.SR
WASP 0639-32: a new F-type subgiant/K-type main-sequence detached eclipsing binary from the WASP project
节录。我们的目标是测量一个新发现的分离食双星系统中恒星的质量和半径，达到高精度（$\approx$ 1%），使该系统能够用于恒星演化模型中自由参数的校准。广角行星搜索计划（WASP）的测光法被用来确定1 SWASP J063930.33-322404.8（TYC 7091-888-1，WASP 0369-32）是一个具有日全食和轨道周期P=11.66天的分离食双星系统。WASP 0639-32的光变曲线参数使用ebop光变曲线模型获得，标准误差使用祈祷珠算法进行评估。径向速度测量从11个高分辨率光谱使用加宽函数的方法，并使用sbop轨道拟合。观测到的光谱被解开，并使用等效宽度拟合方法获得两颗恒星的有效温度和金属丰度。一个贝叶斯框架是用来探索网格的恒星演化模型，其中氦丰度和混合长度是自由变化的，并使用观测参数（质量，密度，温度和金属丰度）为每个恒星，以获得年龄和限制氦丰度的系统。发现初级和次级的质量和半径分别为$M_{1}=1.1544\pm0.0043\,M_{\odot}$、$R_{1}=1.833\pm0.023\,R_{\odot}$和$M_{2}=0.7833\pm0.0028\,M_{\odot}$、$R_{2}=0.7286\pm0.0081\,R_{\odot}$。主星和次星的有效温度分别为$T_{1}=6330\pm50$ K和$T_{2}=5400\pm80$ K…
2018-04-18 astro-ph.SR
Abundances and possible diffusion of elements in M67 stars
我们以高分辨率（R~ 50，000）对位于星团M67主序星、转折点和早期亚巨星分支的14颗恒星进行光谱研究，以研究其详细的化学组成，与太阳和太阳附近的太阳孪星进行比较，并探索恒星结构理论所预测的化学元素的选择性原子扩散。我们已经获得了VLT/FLAMES-UVES光谱，并对这些光谱进行了严格的差异分析，以探索M67恒星和太阳之间以及M67恒星本身之间的化学丰度相似性和差异。19种不同的化学元素的个别丰度得到的恒星。他们被发现非常同意与太阳的丰度，与丰度比接近太阳比太阳附近的大多数太阳双胞胎。一个例外是Li，它在星团恒星中显示出相当大的分散。有一种趋势，即星团恒星的丰度相对于场恒星的丰度与元素的凝结温度相关，这一趋势在太阳中也被发现。这些结果支持了原星团的气体在恒星形成之前就被尘埃的形成和净化所耗尽的假设。他们还支持太阳曾经在致密的恒星环境中形成的假设。此外，在矮恒星和转折点恒星的大气层中，相对于我们的标准恒星M67-1194和亚巨星，观察到的重元素的轻微减少似乎表明扩散过程在这些恒星中起作用，尽管证据并不令人信服。基于理论模型，M67的扩散校正初始金属丰度估计为[Fe/H]=+0.06。
2014-02-05 astro-ph.SR
Homogeneous photospheric parameters and C abundances in G and K nearby stars with and without planets
我们提出了一个确定的光球参数和碳丰度的样本172 G和K的矮星，亚巨星，和巨人与和没有检测到的行星在太阳附近。该分析是基于高信噪比和高分辨率光谱观测的光谱，其观测数据是公开的。我们打算在比较恒星中轻元素行为的研究中贡献精确和均匀的C丰度，托管行星与否。这将为已经提出的可能异常的讨论带来新的论据，并将有助于更好地理解不同的行星形成过程。光球参数计算通过激发电位，等效宽度，和电离平衡的Fe线中选择的光谱。C_2 Swan的主要分子头带（5128和5165）和C原子线（5380.3）的光谱合成得到了C丰度。[C/Fe]与[Fe/H]的分布表明，无论是矮星还是巨星子样本，与没有发现行星的恒星相比，行星宿主恒星的行为没有差异。这一结果与目前观测到的化学丰度的原始起源假说相一致，而不是在行星系统形成和演化过程中的自富集。此外，与矮星相比，巨星明显缺乏[C/Fe]（~0.14 dex），这可能与演化引起的演化恒星包层中H燃烧产物的混合有关。次巨星，虽然数量很少，但似乎遵循与矮星相同的C丰度分布。我们还分析了样本恒星的运动学，大多数是银河系薄盘的成员。最后，与其他类似的研究进行了比较，并在不确定性，表现出良好的一致性。
2010-11-29 astro-ph.SR
Atomic diffusion and mixing in old stars VI: The lithium content of M30
普朗克约束的宇宙中的原始锂丰度的预测是不一致的，在温暖的第二星族矮星和亚巨星中观察到的锂丰度。在物理上最有动机的想法中，有人提出，如果今天观察到的恒星经历了锂的光球耗尽，这种差异可以得到缓解。这种耗尽的原因进行了调查，通过准确地跟踪锂丰度的行为作为有效温度的函数。球状星团是进行这种丰度分析的理想实验室，因为可以精确地确定其恒星的相对恒星参数。我们对贫金属的球状星团M30中的144颗恒星进行了均匀的化学丰度分析，范围从星团的转折点到红巨星分支的尖端。在可能的情况下，推导出Li、Ca和Fe的NLTE丰度。恒星参数是通过将等时线与观测到的V与V-I色星等图相匹配而得出的。独立的有效温度从巴耳末线的自动轮廓拟合和通过应用颜色T_eff校准的宽带测光。转折星和早期亚巨星的Li丰度形成了一个薄的高原，由于第一次疏浚引起的Li稀释的开始，该高原在SGB中间突然中断。观测到铁和钙的有效温度的abbustion趋势，并与恒星结构模型的预测进行比较，包括原子扩散和表面对流区以下的特设额外混合。比较结果表明，M30中的恒星受到原子扩散和附加混合的影响。在对原子扩散进行保守修正后，我们发现球状星团M30的初始Li丰度为A（Li）= $2.48\pm0.10$。
2016-03-04 astro-ph.SR
Implications of the abundance of halo coronal mass ejections for the strength of solar cycle 25
该研究通过比较第23至25太阳活动周前四年的晕状CME丰度、发生率、源位置和高度，发现SC 25与SC 24相近，支持其仅略强于SC 24的预测。
2025-01-07 astro-ph.SR
Lithium Enrichment in a Subgiant Star with a Brown Dwarf Companion: A Planetary Engulfment Candidate
University of Michigan（密歇根大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Texas Advanced Computing Center, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
研究通过分析亚巨星TOI-5882的锂含量，验证了行星吞噬理论，发现其锂富集可能源于吞噬了一颗超级地球至海王星质量的行星。
2026-05-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fe-peak element abundances in disk and halo stars
目前，没有一个银河系化学演化（GCE）模型提供了一个自洽的描述所观察到的趋势，所有铁峰元素的金属丰度同时。问题是，这种差异是否是由于GCE模型的缺陷，如恒星产额，或由于光谱确定的这些元素在贫金属恒星中的丰度错误。目前的工作旨在重新评估几个奇数和偶数Z Fe峰元素的丰度趋势，这对于理解超新星爆炸性核合成非常重要。
2009-10-19 astro-ph.SR
Hierarchically modelling Kepler dwarfs and subgiants to improve inference of stellar properties with asteroseismology
随着近年来在利用高精度星震学模拟恒星方面取得的进展，与我们对恒星氦丰度（$Y$）和混合长度理论参数（$α_\mathrm{MLT}$）的假设相关的系统效应变得越来越重要。我们应用一种新的方法来改进开普勒矮星和亚巨星在一个狭窄的质量范围（$0.8 < M < 1.2\,\mathrm{M_\odot}$）的样本恒星参数的推断。在该方法中，我们包括$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的统计处理。我们开发了一个分层贝叶斯模型来编码关于人口中的$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的分布的信息，拟合线性氦富集规律，包括围绕这种关系的内在扩散和$α_\mathrm{MLT}$的正态分布。我们测试各种级别的池化参数，有和没有太阳能数据作为校准器。当包括太阳作为一颗恒星，我们发现的梯度富集规律，$ΔY / ΔZ = 1.05^{+0.28}_{-0.25}$和平均$α_\mathrm{MLT}$的人口，$μ_α= 1.90^{+0.10}_{-0.09}$。虽然考虑到$Y$和$α_\mathrm{MLT}$的不确定性，但我们仍然能够报告质量2.5%、半径1.2%和年龄12%的统计不确定性。我们的方法也可以应用于更大的样本，这将导致改善人口水平的推断和星的基本参数的约束。
2021-06-11 astro-ph.SR
Nine New Metal-Poor Stars on the Subgiant and Red Horizontal Branches with High Levels of r-process Enhancement
我们报道了9颗贫金属星的发现，它们具有高水平的r过程增强（+0.81<[Eu/Fe]<+1.13），其中包括6颗次巨星和3颗红水平支星。我们还分析了四个先前已知的r过程增强贫金属红巨星。从这13颗恒星的样本中，我们得出以下结论。(1)在广泛的恒星演化状态中发现了高水平的r-过程增强，再次确认这种现象与红巨星大气的化学特性无关。(2)在多个历元观测到的10颗恒星中只有1颗显示出径向速度的变化，这再次证实了在双星中没有优先发现具有高水平r过程增强的恒星。(3)在13颗恒星中，只有2颗恒星的C和N高度增强，这表明高水平的r过程增强与高水平的C和N之间没有联系。(4)在[Sr/Ba]和[Sr/Eu]中的分散度大于在[Ba/Eu]和[Yb/Eu]中的分散度，这表明在第二个r过程峰以下的元素并不总是与稀土域中的元素成比例，即使在高度r过程增强的恒星中也是如此。(5)在我们的数据极限下，高r过程增强恒星的轻元素丰度（12<Z<30）与具有正常r过程物质水平的恒星的丰度是无法区分的，平均为3.5%（0.015 dex）。负责大r-过程增强的核合成位点没有产生任何可检测的轻元素丰度特征，与正常的核心坍缩超新星不同。
2014-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A large stellar evolution database for population synthesis studies. V. Stellar models and isochrones with CNONa abundance anticorrelations
我们提出了一个新的网格的恒星模型和等时线的老恒星星族，覆盖了大范围的[Fe/H]值，为重元素混合物的特点是CNONa丰度的关系，观察到在银河系球状星团恒星。分析了这种金属丰度模式对低质量恒星从主序星到水平分支阶段演化性质的影响。我们执行这些新的模型之间的比较，和我们的参考α增强计算，并简要讨论CMD显示多个主序星或亚巨星分支的影响。CN丰度对颜色- T_{eff}转换的影响的一个简短的定性讨论也被提出，突出需要确定理论颜色转换为适当的金属混合物，如果要解释观测的Stroemgren系统，或宽带滤波器bluebward的约翰逊V波段。
2009-03-04 astro-ph.SR
Abundance Analysis of the Halo Giant HD122563 with Three-Dimensional Model Stellar Atmospheres
我们提出了一个初步的本地热力学平衡（LTE）丰度分析的模板晕红巨星HD 122563的基础上一个现实的，三维（3D），时间依赖性，流体动力学模型的大气中的非常贫金属的明星。我们比较的3D分析的结果与通过一个标准的LTE分析的基础上，经典的，1D，流体静力学模型的恒星大气的丰度。由于不同的上层光球温度分层预测的1D和3D模型，我们发现大，负，3D-1D LTE丰度差异低激发OH和Fe I线。我们还发现在1D和3D分析中，从Fe I线导出的Fe LTE丰度具有较低的激发势的趋势。这种趋势可能归因于在谱线形成计算中忽略了对LTE的偏离。
2009-09-03 astro-ph.SR
Beyond the Nyquist frequency: Asteroseismic catalog of undersampled Kepler late subgiants and early red giants
ENS Paris-Saclay, Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷高等师范学院，巴黎萨克雷大学）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学与技术研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉古纳大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究研究所）；California State University, Long Beach（加州州立大学长滩分校）；University of Florida（佛罗里达大学）
本研究开发 PyA2Z 方法识别超 Nyquist 星震振荡，表征453颗 Kepler 晚期亚巨星和早期红巨星，并结合光谱、测光与模型检验第一次掘出过程。
2025-08-21 astro-ph.SR
Chemical abundances in the extremely Carbon and Xenon-rich halo planetary nebula H4-1
利用Subaru/HDS、GALEX、SDSS和Spitzer/IRS的多波长光谱对贫金属（[Ar/H]-2）晕状行星状星云H4-1进行了详细的化学丰度分析，确定了10种元素的丰度。的C和O的丰度来自碰撞激发线（CEL），几乎一致的丰度从重组线（RL）。我们证明了在H4-1的CEL和RL之间的C丰度的巨大差异可以使用温度波动模型来解决。我们首次在H4-1中探测到了[H3 III]5846 A线，并测定了其元素丰度（[H3 III/H]>+0.48）。H4-1是Xe含量最高的PN。观测到的丰度值与理论预测的~2.0 Msun单星模型（[r/Fe]=+2.0 dex）接近。观测到的钍丰度可能是原始SNe中r-过程的产物。[C/O]-[Ba/（Eu或Eu）]图解表明，H4-1的前身星与两类碳增强贫金属星（CEMP），即CEMP-r/s和CEMP-no星有着共同的演化过程。H4-1的前身可能是在富含r-过程的环境中形成的双星。
2013-10-04 astro-ph.SR
Fundamental stellar parameters of benchmark stars from CHARA interferometry -- III. Giant and subgiant stars
对银河系的大型光谱测量需要根据基准恒星的样本进行校准，以确保可靠地确定大气参数。我们提出了新的基本恒星参数的7个巨星和亚巨星，将作为基准。目标是在有效温度下达到1%的精度。这种精度对于精确确定巡天观测到的恒星的全部基本参数和丰度至关重要。我们使用高角分辨率光学干涉仪PAVO/CHARA观察了HD 121370（etaBoo）、HD 161797（muHer）、HD 175955、HD 182736、HD 185351、HD 188512（betaAql）和HD 189349。边缘变暗修正是根据STAGGER网格的三维模式大气确定的。直接从Stefan-Boltzmann关系确定Teff，并采用迭代程序在测热校正表上进行插值。我们通过与达特茅斯恒星演化模型轨道的比较来估计表面重力。光谱观测数据是从ESDIE和FIES光谱仪收集的。我们通过对中性和单电离铁的未混合线进行一维非局域热力学平衡（NLTE）丰度分析来估计金属丰度（[Fe/H]）。对于七颗星中的六颗，我们测量的Teff优于1%。对于一颗恒星HD 189349，Teff的不确定性是2%，这是由于不确定的热通量。我们不建议将此星作为基准，直到该测量方法得到改进。以logg和[Fe/H]}表示的所有恒星的中位不确定度分别为0.034dex和0.07dex。所有的基本恒星参数都是基于一贯相结合的干涉观测，三维边缘暗化建模和光谱分析。本…
2021-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE abundances of C, O, Ca, Ti, and Fe in the reference BAF-type stars
我们提出了准确的丰度测定方法的基础上的非局部热力学平衡（NLTE）线形成的碳，氧，钙，钛，铁在大气中的BAF型恒星。对于C Ⅰ-Ⅱ、O Ⅰ、Ca Ⅰ-Ⅱ和Ti Ⅰ-Ⅱ，我们在以前的论文中描述了它们的综合模型原子。本文首次采用了一个比较完整的Fe Ⅰ-Ⅱ模型原子。我们确定的NLTE丰度的9个BAF型恒星与确定的大气参数，使用高分辨率和高信噪比光谱观测在宽波长范围内，从UV到IR。对于C，Ca，Ti和Fe，NLTE导致一致的丰度从线的两个电离阶段。在B型次巨星HD 160762的近红外光谱中检测到了C I、Ca II和Fe II发射线。当应用我们的NLTE方法时，它们在经典模式大气中被很好地再现。
2017-10-18 astro-ph.SR
NLTE abundances of Cr in the Sun and metal-poor stars
我们研究了晚型星大气中Cr的统计平衡。主要目标是确定Cr I和Cr II线之间的系统丰度差异的原因，这是经常遇到的贫金属恒星的光谱分析。迄今为止，所有这些研究都依赖于谱模型中的局部热力学平衡（LTE）假设。我们首次在不同金属丰度的次矮星和次巨星中进行了NLTE计算。我们表明，LTE假设是不足以描述激发电离平衡的Cr I/Cr II在恒星大气中，作为一个结果，导致大的错误的丰度。特别是，在低[Fe/H]下，对Cr I线的NLTE丰度校正范围为$+0.3$至$+0.5$ dex。NLTE [Cr/Fe]趋势在晕和磁盘是平坦的，可以复制的大部分模型的银河系化学演化与标准处方的铬和铁核合成。
2010-09-28 astro-ph.SR
Oxygen abundances in low- and high-alpha field halo stars and the discovery of two field stars born in globular clusters
通过对777 nm O-I三重线的非LTE分析，获得了67颗金属丰度范围为-1.6<[Fe/H]<-0.4的矮星的氧丰度。尼森和舒斯特测量了这些恒星精确的大气参数，他们发现它们根据运动学和α元素（Mg，Si，Ca，Ti）丰度分为三组：厚盘，高α晕和低α晕。我们发现厚盘和高α晕星的氧丰度趋势非常相似。低α星在给定的[Fe/H]下显示出更大的[O/Fe]星间散射，并且与其他两组相比具有系统性较低的氧丰度。因此，我们发现这些恒星群中氧丰度的行为与α元素的行为相似。我们利用先前发表的盘星和贫金属晕星的氧丰度数据，给出了太阳附近恒星氧丰度趋势的总体视图（-2.3<[Fe/H]<+0.3）。两颗场晕矮星的O和Na丰度很高。G53-41和G150-40都具有非常低的氧丰度和非常高的钠丰度，这是在球状星团（GC）恒星中观察到的丰度异常的关键特征。因此，它们很可能是在GC中诞生的场晕星。如果这是真的，我们估计至少有3+/-2%的局部场贫金属恒星是在GC中诞生的。
2012-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
C and N abundances of MS and SGB stars in NGC 1851
本文首次对球状星团NGC 1851的双子巨星支（SGB）进行了化学分析。我们获得了48颗次巨星和暗星的MagellanIMACS光谱，覆盖了3650- 6750 <$A的光谱区域，从4300 <$A（G波段）和~ 3883 <$A（CN波段）的光谱特征推导了C和N的丰度。我们在我们的样本中加入了以前在VLT用FORS 2观测到的~ 45颗未演化的恒星。对这两个数据集进行了均匀简化和分析。我们计算了64颗恒星的C和N丰度，发现在所有亮度下，[C/H]和[N/H]都有相当大的恒星间变化，一直延伸到红巨星分支（RGB）底部（V~18.9）。这些丰度似乎是强相关的，预计从CN-循环富集，但我们没有检测到任何双峰的C或N含量。我们使用HST和地基测光从视觉和Strömgren色星等图中选择了两组暗淡和明亮的SGB星。每个星系群的恒星之间碳和氮的丰度存在显著的差异，这表明每个SGB都有多个恒星的子代。亮星和暗星的C+N含量不同，暗星的C+N含量是亮星的2.5倍。耦合我们的研究结果与文献光度数据和丰度测定从高分辨率的研究，我们确定了较暗的SGB与红色RGB人口，这也应该是更丰富的平均钡和其他S-过程元素，以及在钠和N，当比较明亮的SGB和蓝色RGB人口。
2012-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Q Branch Cooling Anomaly Can Be Explained by Mergers of White Dwarfs and Subgiant Stars
本文提出标准成分白矮星与亚巨星合并产生大量26Mg，与22Ne经历蒸馏过程释放足够能量，解释了Q分支冷却异常，无需非典型初始丰度。
2023-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Evidence of Binarity in Young α-Rich Turn-off and Subgiant Stars: Fast Rotation and Strong Magnetic Activity
本研究通过APOGEE和LAMOST数据发现年轻α-rich主序转折点和亚巨星恒星快速自转且磁活动强，支持其双星演化起源，并指出磁活动可作为探测化学特殊恒星双星演化的工具。
2024-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A large C+N+O abundance spread in giant stars of the globular cluster NGC 1851
在四颗明亮的红巨星中测定了C、N和O的丰度，它们跨越了球状星团NGC 1851中轻元素（Na和Al）和s过程元素（Zr和La）的已知丰度范围。C+N+O丰度和的变化范围为0.6 dex，是其他星团的4倍，而其他星团中没有发现明显的C+N+O扩散。这样的丰度范围为Cassii et al.（2008）的假设提供了支持，在该假设中，双次巨星分支种群是同时代的，但具有不同的C+N+O丰度混合物。此外，Na，Al，Zr和La的丰度与C+N+O相关，因此，NGC 1851是第一个为AGB星负责球状星团轻元素丰度变化的情景提供强有力支持的星团。
2009-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The temporal and spatial variations of lithium abundance in the Galactic disc
该研究基于22,034颗恒星的精确年龄、3D NLTE锂丰度和出生半径，揭示了银河系盘锂丰度随年龄和空间的复杂变化，发现年轻富锂恒星主要起源于外盘并径向迁移，且锂丰度梯度在三个时期呈现正-负-正的演化特征。
2024-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ba-enhanced dwarf and subgiant stars in the LAMOST Galactic surveys
本文基于LAMOST大样本研究钡增强矮星和亚巨星的化学与运动学性质，揭示其来源于恒星内部过程与双星物质交换，并发现高α钡增强恒星缺失的“高α沙漠”现象。
2023-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Titans metal-poor reference stars. I. Accurate effective temperatures and surface gravities for dwarfs and subgiants from 3D non-LTE H$α$ profiles and Gaia parallaxes
几个大型恒星光谱调查正在产生大量的数据，可用于确定恒星大气参数和化学丰度。尽管如此，在推导出的天体物理参数中实现的精度仍然是不够的，主要是因为缺乏足够的校准器，特别是在贫金属的制度（[Fe/H] $\leq -$ 1.0）。在这里，我们介绍泰坦贫金属参考星：41颗具有精确参数的矮星和亚巨星的样本。通过将观察到的H $α$分布与使用3D流体动力学NLTE模型计算的合成线拟合来导出有效温度（Teff）。表面重力（logg）是使用盖亚EDR 3的演化轨迹和重力计算的。同样的方法恢复了盖亚基准星的Teff值，这主要是基于干涉测量，1 $σ$色散为$\pm 50$ K。我们假设这是H $α$配置文件的准确性计算的3D非LTE模型的贫金属矮星和亚巨星。我们实现了内部精度通常在30-40 K之间，这些误差主要由仪器效应引起。因此，泰坦的Teff值的最终总不确定度估计为$1\%$的量级。logg的典型误差为$\leq$ 0.04 dex。此外，我们还在样本中发现了盖亚-土卫二、红杉和海尔米流的一些成员。这些恒星可以为这些银河系子结构的准确化学表征铺平道路。利用泰坦作为参考，大型恒星调查将能够改善其天体物理参数的内部校准。最终，这个样本将帮助来自盖亚和大型调查的数据用户实现他们的目标，重新定义我们对恒星，恒星系统和银河系的理解。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
r-Process Abundance Signatures in Metal-Poor Halo Stars
抽象观测表明存在快速中子俘获（即，r-过程）元素的旧星系晕和球状星团恒星。最近对富含r过程的恒星BD +17 3248的观测包括对中子俘获元素Cd I（Z=48）、Lu II（Z = 71）和Os II（Z = 76）的新丰度测定，这是在贫金属的富含r过程的晕星中首次发现这些元素。结合这些和以前的观察，我们现在已经在BD +17 3248中检测到32个n-捕获元素。这是迄今为止最缺乏金属的晕星。对于最富r-过程（即[Eu/Fe] ~= 1）的晕星，如CS 22892-052和BD +17 3248，丰度比较表明，最重的稳定n-俘获元素（即，Ba及以上，Z >= 56）与比例太阳系r-过程丰度分布一致。然而，这些恒星中较轻的n-捕获元素丰度与太阳模式不一致。这些比较，以及最近在贫金属球状星团中对重元素的观测，表明了n-捕获元素的多种合成机制的可能性。大多数贫金属晕星的重元素丰度模式与CS 22892-052不同，但在几乎所有没有s过程富集的贫金属晕星中都存在Ba等重元素，这表明早期银河系中r过程富集是常见的。
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: Detailed elemental abundances in red giants of the peculiar globular cluster NGC 1851
上下文NGC 1851是几个球状星团中的一个，其中多个恒星星族的亚巨星分支已经被清楚地识别出来，并检测到金属丰度的差异。A（C+N+O）丰度的总和可以提供有关该星团形成历史的重要信息。然而，迄今为止，这些价值观缺乏普遍共识。次巨星分支的分离可以基于年龄和/或A（C+N+O）丰度的差异。目标。我们的主要目的是确定球状星团NGC 1851中演化巨星的碳、氮和氧丰度，以检查双重星族是否是同时代的。方法.使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。结果我们提供了NGC 1851中45颗巨星样品的多达29种化学元素的丰度。被调查的恒星可以分为两个群体的差异0.07德克斯的平均金属丰度，0.3德克斯的平均C/N，和0.35德克斯的平均s-过程占主导地位的元素-铁丰度比[s/Fe]。A（C+N+O）的平均值以及碳、α-和铁峰元素和铕的丰度与铁的比值没有显著差异。结论.由于两个星群的平均A（C+N+O）值没有差异，因此有额外的证据表明NGC 1851是由两个星团组成的，富金属的星团比贫金属的星团老约0.6 Gyr。对NGC 1851性质的全球概述和化学元素的详细丰度有利于它在被银河系吸积的矮球状星系中形成。
2021-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unicorns and Giraffes in the binary zoo: stripped giants with subgiant companions
我们分析了两个包含巨星的双星系统，V723 Mon（“独角兽”）和2M04123153 + 6738486（“长颈鹿”）。这两颗巨星都围绕着质量更大但亮度更低的伴星运行，这些伴星先前被认为是质量间隙黑洞。光谱解纠缠揭示了两个系统中具有恒星状光谱的发光同伴。光谱、光变曲线和光谱能量分布的联合建模有力地限制了两个组成部分的质量、温度和半径：主星是发光的冷巨星（$T_{\rm eff,\,giant} = 3,800\,\rm K$和$4,000\,\rm K$，$R_{\rm giant}= 22.5\,R_{\odot}$和$25\,R_{\odot}$），质量非常低（$M_{\rm giant} \approx 0.4\,M_{\odot}$），可能充满了它们的洛希叶。第二颗恒星只是稍微温暖的次巨星（$T_{\rm eff,\,2} = 5,800\,\rm K$和$5,150\,\rm K$，$R_2= 8.3\,R_{\odot}$和$9\,R_{\odot}$），因此与观测到的紫外线极限一致，这将排除具有相似质量的主序星（$M_2 \approx 2.8\,M_{\odot}$和$\approx 1.8\,M_{\odot}$）。在独角兽中，快速的旋转使次巨星的光谱线变得模糊，即使在它占主导地位的总光线的波长下也很难探测到。这两个巨人的表面丰度表明CNO处理和随后的信封剥离。…
2022-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur in the Globular Clusters 47 Tucanae and NGC 6752
在球状星团47 Tuc和NGC 6752中，轻元素Li、O、Na、Al和Mg显示出星与星之间的变化。这种变化被解释为是由于上一代恒星的加工造成的。在本文中，我们调查的α-元素硫的丰度，其中没有以前的测量存在。事实上，到目前为止，还没有在任何银河系球状星团中研究过这种元素。唯一一个可以进行这种测量的球状星团是泰山7，它属于Sgr dSph。我们使用高分辨率光谱的S I Mult。1，在8.2米的VLT-Kueyen望远镜上用UVES摄谱仪获得的，用于两个球状星团中的关闭星和巨星。利用ATLAS静止平面平行模式大气和SYNTHE光谱合成对光谱进行了分析。我们还计算CO 5 BOLD流体动力学模型的3D校正，并应用校正由于NLTE效应从文献中。在星团NGC 6752中，只有四颗次巨星被测量到硫。我们没有发现显著的星-星散射，平均<[S/Fe]> = +0.49 +- 0.15，与在相同金属丰度的场星中观察到的一致。在星团47 Tuc中，我们测量了4颗关闭星和5颗亚巨星的S，平均<[S/Fe]> = +0.18 +- 0.14。虽然这一结果与没有星间散射的情况是一致的，但我们注意到硫丰度与钠丰度之间存在统计学上的显著相关性，而与硅丰度之间存在试探性的相关性。
2009-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in a turnoff halo star on an extreme orbit
在我们银河系的老种群中，关闭恒星的锂丰度在金属丰度区间-2.8 \textless{} [Fe/H] \textless{}-2.0内非常稳定，这就定义了一个平台。这些变星的锂丰度明显低于标准大爆炸核合成框架中原始核合成所预测的丰度。人们提出了不同的方案来解释这种差异，以及高原周围锂丰度的分散性非常低。最近发现的极高速恒星WISE J072543.88-235119.7似乎属于旧银河系的人口，似乎是一个极端的晕星在一个绑定，逆行的银河系轨道。在本文中，我们研究的丰度比，特别是锂丰度，在这颗星。分析了WISE J072543.88-235119.7的光谱，测定了Li，C，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Sr和Ba的丰度，其丰度比为典型的老转折星。这颗恒星中的锂丰度与在距离太阳中等距离的贫金属关闭恒星中发现的锂丰度非常一致。这颗高速恒星证实，在一个极端的情况下，锂平台的非常小的散射持续独立于恒星的动力学和运动学特性。
2015-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages of 70 dwarfs of three populations in the solar neighborhood: considering O and C abundances in stellar models
氧和碳是构成恒星星族的重要元素。它们的行为与恒星星族的形成历史有关。C和O丰度也会明显影响恒星不透明度和总金属丰度$Z$。利用观测到的高质量光谱特性，我们构造了含C和O元素的恒星模型，对70颗贫金属矮星给出了更精确的年龄，这些贫金属矮星被确定为高$α$晕、低$α$晕和厚盘星。我们的研究结果表明，高$α$晕星比低$α$晕星相对老约2.0 Gyr。厚盘种群的年龄范围介于两个晕种群之间。年龄分布剖面表明，高$α$晕和低$α$晕星与Zolotov等人的原位吸积模拟相匹配，而厚盘恒星可能是在一个相对静止和持久的过程中形成的。我们还注意到，恒星的年龄是非常敏感的O丰度，因为年龄明显增加[O/Fe]值。此外，我们还获得了几颗年龄特殊的恒星，其中包括2颗年轻的厚盘星和12颗年龄大于宇宙年龄的恒星。
2016-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution elemental abundance analysis of the open cluster IC 4756
给出了疏散星团IC 4756中12颗次巨星的元素丰度，包括Na，Al，Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Fe，Zn和Ba.我们测量簇具有[Fe/H] = -0.01 +/-0.10。大多数测量到的恒星间[X/H]丰度变化低于sigma < 0.03，正如从一个保存出生丰度模式的同时代恒星星族所预期的那样，支持使用元素丰度作为探针来重建分散的星团。我们发现Cr I和Cr II丰度之间的差异，以及Ti I和Ti II丰度之间的差异，其中电离丰度约为0.2德克斯。在此之前，其他类似的研究证明了冷恒星中过度电离的影响。IC 4756在Mg，Si，Na和Al中是超太阳的，但在其他元素中是太阳的。IC 4756在某些α元素（Mg，Si）中是超日性的，但在其他α元素（Ca，Ti）中是太阳性的，这一事实表明α元素的产生不仅仅是一维的，可以用于化学标记。
2012-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Detailed Chemical Abundance Patterns of M31 Globular Clusters
我们详细介绍了M31中$\sim$ 30球状星团中$>$ 20元素的化学丰度。这些结果是使用其积分光的高分辨率（$λ/Δλ\sim$ 24，000）光谱获得的，并使用我们的原始方法进行分析。这些球状星团的银河中心半径在2.5 kpc到117 kpc之间，因此提供了记录在M31内外晕中的星系形成不同阶段的丰度模式。我们发现在我们的调查团簇有一个范围的金属丰度的$-2.2<$ [Fe/H] $<-0.11$。内晕星系团覆盖了这个完整的范围，而外晕球状星团在R $>$ 20 kpc的[Fe/H] $=-1.6 \pm 0.10$丰度范围很小。我们还测量了α，R-和S-过程元素的丰度。这些结果构成了M31中老种群的第一个丰度模式限制，与银河系晕中已知的那些相当。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
