The Chemical Composition of the Solar Surface
太阳提供了一个标准参考，我们可以将其与宇宙中其他任何地方发现的化学丰度进行比较。然而，并没有一个独特的“太阳”组成，因为在太阳内部、光球层、高层大气或太阳风中发现的化学丰度并不完全相同。太阳光球层的组成，通常作为一个参考，随着时间的推移，由于扩散，对流，并可能吸积的变化。此外，我们不知道太阳光球的丰度，从太阳光谱分析使用模型大气推断，具有高精度，许多元素的不确定性超过25%。本文概述了光谱分析的方法和缺陷，并讨论了太阳系中的太阳化学。
2021-06-20 astro-ph.SR
New Initiatives on RR Lyrae Chemical Compositions
普雷斯顿和同事们偶然发现了中子捕获增强的天琴座RR型变星TY Gru（又名Ty Gru）。CS 22881-071在“HK”调查的非常贫金属晕星），导致了越来越多的倡议，对RR天琴座星的化学成分和他们的应用，以更广泛的主题在星系晕结构。在这里，我们总结了我们对TY Gru工作的主要方面，包括我们对这颗恒星围绕一个假定的看不见的伴星可能的轨道运动的搜索的新讨论。然后，我们描述了一些新完成的10个额外的领域RR天琴座恒星的密集光谱调查的结果。最后，我们概述了目前的项目，旨在对比RRc星的大气和化学成分的RRab星，并采用了更大的RRab样本的化学动力学研究的星系晕RR天琴座。
2011-08-25 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-TYPE Star Lambda Andromedae
测定了单线色球活动RS CVn型星λ And（HD 222107）的光球参数和化学组成。根据北欧光学望远镜获得的高分辨率光谱，研究了22种化学元素和同位素的丰度，包括12 C，13 C，N和O等关键元素。用MARCS模型大气进行的微分线分析给出T eff=4830 K，log g=2.8，[Fe/H]=-0.53，[C/Fe]=0.09，[N/Fe]=0.35，[O/Fe]=0.45，C/N=2.21，12 C/13 C = 14。RS CVn型恒星的12 C/13 C比值是首次确定的，它的低值暗示了额外的混合过程可能开始作用于红巨星光度函数凸点以下的低质量色球活动恒星。
2010-09-05 astro-ph.SR
On the binary helium star DY Centauri: Chemical composition and evolutionary state
在过去的40年里，DY Cen的可见光稳定地衰减了大约1个星等，这表明它的有效温度长期上升。我们已经进行了非LTE和LTE丰度分析，以确定恒星的有效温度，表面重力和化学成分，使用二十多年来获得的高分辨率光谱。导出的恒星参数的三个时代表明，DY Cen已演变在一个恒定的光度，并已成为热约5000 K在23年。我们发现，派生的丰度保持不变的三个时代。导出的F和Ne等关键元素的丰度与He白矮星和C-O白矮星合并产生的极端氦星的观测结果一致。因此，从化学成分来看，DY Cen似乎也是两颗白矮星合并的产物。这似乎与最近提出的DY Cen是单线光谱双星的说法不一致。
2014-08-17 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 33 Piscium
本文研究了低磁活动单线RS CVn型双星33 Psc的22种化学元素丰度，包括关键元素和同位素（12 C/13 C、N和O）。在北欧光学望远镜上观测了高分辨率光谱，并用MARCS模式大气进行了分析。测定了以下主要参数：T_eff = 4750 K，log g = 2.8，[Fe/H] =-0.09，[C/Fe] =-0.04，[N/Fe] = 0.23，[O/Fe] = 0.05，C/N = 2.14，~（12）C/~（13）C = 30，显示了一次疏浚混合特征，没有额外混合。
2011-06-29 astro-ph.SR
Lithium Cepheid V708 Car with an unusual chemical composition
本文对富锂长周期造父变星 V708 Car 进行光谱分析，发现其 27 种元素丰度与凝聚温度呈负相关，并用包层中气体-尘埃分离机制解释了这一异常化学组成。
2024-02-20 astro-ph.SR
Chemical Composition of the Atmospheres of Red Giants with High Space Velocities
本文介绍了对14颗银河系高速红巨星大气中元素丰度的比较分析结果。对于几乎所有的化学元素考虑，其丰度与金属丰度的趋势对应的厚盘矮星。在钠的情况下，影响红巨星恒星大气中[Na/Fe]丰度的主要因素是表征对流包层发展程度的表面重力。薄盘和厚盘红巨星大气中[Na/Fe]丰度的差异已经得到证实。
2013-12-11 astro-ph.SR
Medium resolution spectroscopy and chemical composition of Galactic globular clusters
我们使用了6个银河系球状星团和模型恒星大气的积分光中分辨率光谱进行人口合成，并得出化学成分和年龄的集群。我们使用了Schiavon等人（2005）发表的球状星团的中等分辨率光谱，以及我们用上普罗旺斯天文台1.93米望远镜进行的长缝观测。将观测光谱与理论光谱进行了交互拟合。作为一个初始的方法，我们使用的质量，半径和日志g的恒星在集群中对应的最佳拟合等时线在观察到的颜色-星等图。根据Chabrier质量函数对计算出的恒星合成覆盖谱求和。为了改进年龄和氦含量的测定，分析了巴耳末吸收线的形状和深度。计算了Mg、Ca、C等元素的丰度。在化学成分和年龄方面与文献数据都有较好的一致性，这对发展恒星星族模型和更好地理解河外星团有一定的参考价值。
2015-02-03 astro-ph.SR
Chemical composition of giants from two moving groups
根据高分辨光谱，我们给出了19颗K型巨星的恒星参数和13种元素（Al，Ba，Ca，Fe，K，Mg，Mn，Na，Ni，Sc，Si，Ti和V）的丰度，这些元素选自两个运动族，金属丰度范围为-0.6 < [Fe/H] < 0.2。除Al、Na、Ba受演化影响较大外，其它元素丰度变化趋势与前人研究结果基本一致。[Na/Mg]丰度比随[Mg/H]的增大而增大，[Al/Mg]丰度比随[Mg/H]的增大而减小。[Mg/Ba]表明这两种运动基团的区别主要是由化学演化引起的，部分是由运动学效应引起的。来自运动群的每个恒星的不均匀金属丰度表明，这些恒星在运动学聚集之前具有不同的化学起源，并支持动力学共振理论。
2012-03-07 astro-ph.SR
The chemical compositions of solar twins in the open cluster M67
疏散星团中的恒星预计会有相同的丰度模式。在一个给定的疏散星团中确定化学均匀性的水平值得进一步研究，因为它是化学标记概念的基础，可以解开银河系的历史。M67特别有趣，因为它的太阳金属丰度和年龄以及是一个密集的星团环境。我们对M67中的两个太阳孪星：M67-1194和M67-1315进行了严格的逐线差分化学丰度分析。利用Keck/HIRES光谱获得了高精度的恒星大气参数和元素丰度。M67-1194在恒星参数方面与太阳基本相同。M67-1315比M67-1194热约150 K，并且比M67-1194略贫金属约0.05 dex。M67-1194的化学成分与太阳相同，证实了它的太阳孪生子性质。M67-1315的丰度比[X/Fe]与太阳的原子序数Z <= 30的元素丰度相似，而大多数中子俘获元素的丰度约为0.05 dex，这可能归因于AGB喷出物和r过程物质的混合物的富集。与M67-1194相比，M67-1315的中子捕获元素的化学丰度和较低的金属丰度表明，M67中的恒星可能不是化学均匀的。这对化学标记的概念提出了挑战，因为它是基于恒星在同一恒星形成聚集体中形成的假设。
2016-08-12 astro-ph.SR
A Comparison of the Chemical Composition of Main Sequence and Giant Stars in the Open Cluster NCC 752
疏散星团中恒星的化学成分通过比较主序星和演化的巨星提供了恒星化学演化的最佳信息。这是对古老的疏散星团NGC 752中矮星和巨星丰度的研究。它也是一个自动丰度测定的试点计划，包括等效宽度测量，恒星参数测定和丰度分析。我们在23颗矮星和6颗巨星中发现了31种元素离子组合的丰度。Fe的平均丰度为太阳的[Fe/H] $=-0.01\pm0.06$，矮星和巨星之间没有显著差异。我们发现，星团中其他元素的丰度，包括阿尔法元素，都在或略高于太阳水平。我们在巨星的光谱中发现了一些CNO加工的证据。巨星中Na的增强表明NeNa循环已经发生。在矮星和巨星中Mg和Al的丰度相似，表明较热的MgAl循环没有发生。我们没有发现证据的s-过程增强的重元素的丰度在巨人。
2019-05-04 astro-ph.SR
Planet signatures in the chemical composition of Sun-like stars
有两种可能的机制在类太阳恒星的化学成分中留下行星的印记：i）在行星形成的早期阶段，尘埃凝结，导致恒星在形成的后期阶段吸积的气体中的难熔元素耗尽; ii）行星吞噬，使宿主恒星富含锂和难熔元素。我们讨论两个行星的签名，银河系化学演化的影响，以及作为实验室的恒星双胞胎组成的双星的重要性，以验证丰度异常印记的行星。
2016-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical composition of evolved stars in the open cluster NGC 2506
在这项研究中，我们提供了疏散星团NGC 2506的两颗第一个上升巨星和两颗核心燃烧氦的“团块”恒星的12 ^C，13 ^C，N，O和多达26种其他化学元素的丰度。用C_2 Swan（0，1）带头在5635.5A处测得碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比率。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。发现NGC 2506具有平均[Fe/H]=-0.24 +-0.05（标准偏差）。与太阳和其他银盘矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约亏损0.2德克斯，氮约过剩0.3德克斯，其他化学元素的丰度比接近太阳。C/N和12^C/13^C的比值分别降低到1.25 +-0.27和11 +-3。
2011-05-25 astro-ph.SR
Chemical compositions of semi-regular variable red giants
研究利用高分辨率光学光谱分析半规则变光红巨星的元素丰度，发现其 Na/Fe 至 Eu/Fe 比值与银河系普通红巨星相近，表明它们可能是测光更活跃的红巨星。
2024-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrochemistry and compositions of planetary systems
行星在年轻恒星周围的气体和尘埃盘中形成并获得其成分。这些行星形成盘的化学成分调节行星组成的各个方面，从大量元素库存到水和活性有机物的获取，即行星对生命的热情及其化学起源。盘的化学结构反过来又受到{ \it原位}化学过程和恒星形成过程中先前进化阶段分子遗传的组合的控制。在这篇评论中，我们提出了我们目前的理解，活跃在前和原恒星的环境，设置磁盘的初始条件，和磁盘的化学过程，在行星形成的第一个百万年的化学条件的演变。我们回顾了最近的观测，实验室和理论的发现，导致目前的化学环境中，行星的形成，以及它们对新生的行星系的组成的影响。我们还讨论了仍然存在的许多未知因素，并概述了解决这些问题的一些可能途径。
2020-10-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the low-mass Galactic globular cluster NGC 6362
利用UVES光谱测量了NGC 6362中11颗红巨星支星的17种元素的化学丰度。NGC 6362是目前发现的质量最小的球状星团之一，但其详细的化学成分尚未被研究。NGC 6362是一个中间金属原子簇（[Fe/H]=-1.07 \pm 0.01 dex），其α和Fe峰元素含量与金属丰度相近的原子簇一致。它还显示出其s过程元素丰度的增强。在涉及多居群现象的轻元素中，只有[Na/Fe]显示出星间变化，而[Al/Fe]和[Mg/Fe]没有显示出丰度分布的任何证据。通过与质量和金属丰度相似的球状星团M4的差异比较，发现这两个星团具有相同的化学成分。这一发现表明NGC 6362确实是一个规则的星系团，由经历了与其他具有类似金属丰度的星系团相同的化学富集的气体形成。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Composition of Extreme-Velocity Stars
关于银河系中最快的恒星的起源，人们知之甚少。我们对银河系和周围矮星系化学演化历史的了解使我们能够利用恒星的化学成分来研究其起源，并说恒星是原位形成的还是吸积的。然而，最快的恒星，超高速恒星，是年轻和大质量的，它们的化学成分尚未被分析。虽然分析大质量年轻恒星的化学成分很困难，但我们对晚型恒星的分析很精通。我们使用高分辨率ARCES/3.5 m阿帕奇角天文台、MIKE/麦哲伦光谱来研究15颗晚型超高速恒星候选者的化学细节。用盖亚EDR 3天体测量和光谱测定的径向速度，我们发现总速度的范围为$274$ - $520$ km s $^{-1}$和平均值$381$ km s $^{-1}$。因此，我们的样本恒星还没有快到足以被归类为超高速恒星，并且被称为极高速恒星。我们的样品具有宽的$-2.5 \le \mathrm{[Fe/H]} \le -0.9$铁丰度范围。它们的化学成分表明，其中至少有50%是吸积的河外恒星，铁峰元素与先前的亚克拉塞卡质量Ia型超新星富集相一致。在没有双星伴星的情况下，它们的化学丰度和轨道参数表明它们是破裂矮星系的加速潮汐碎片。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the stellar cluster Gaia1: no surprise behind Sirius
用MIKE/MAGELLAN摄谱仪观测了中龄星团Gaia 1中的6颗He团簇星。最近由于欧空局盖亚任务的第一次数据发布而发现的这个星团的可能的银河系外起源，已经根据其轨道参数提出。已经获得了Fe、α、质子和中子俘获元素的丰度。我们没有发现内在丰度扩散的证据。铁的丰度为太阳能（[FeI/H]=+0.00 +-0.01; σ = 0.03 dex）。所有其他的丰度比大体上都是太阳尺度的，类似于银河系薄盘和疏散星团的恒星，具有类似的金属量。盖亚1的化学成分并不支持这个星团的星系外起源，它可以被认为是一个标准的银河系疏散星团。
2017-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dependency of the Cepheid Period-Luminosity Relation on Chemical Composition
造父变星周期光度关系的化学成分在不同波长的依赖性进行评估，通过直接详细的丰度分析银河系和麦哲伦造父变星，来自高分辨率，高信号噪声光谱。我们的测量跨越一个数量级的铁含量，并允许排除在~ 9西格玛水平的普遍性的周期光度关系在V波段，与金属丰富的恒星比金属贫乏的~0.3马格。的依赖性是不太明显的K波段。它的大小和统计意义决定性地取决于通过红外表面亮度方法推断的对单个恒星的详细距离测量。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Solar origins: Place and Chemical Composition
我们讨论了一个化学演化模型与Z-依赖的产量，再现的O/H，C/H和C/O梯度的银河系盘和太阳附近的化学历史。该模型拟合了来自HII区M17复合线的H、He、C和O丰度（包括嵌入尘埃中的C和O原子的分数）;原太阳H、He、C、O和Fe丰度;以及来自太阳附近恒星的C/O-O/H、C/Fe-Fe/H和O/Fe-Fe/H关系。该模型与太阳形成时的原太阳丰度的一致性表明，太阳起源于一个混合良好的ISM，银河系中心距离为7.6 $\pm$ 0.8 kpc。
2011-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust cleansing of star-forming gas I: Did radiation from bright stars affect the chemical composition of the Sun and of M67?
太阳的化学成分，以及类似的组成丰富的疏散星团M67，已受到尘埃清洗的前太阳/前集群云的可能性，由于在其附近的明亮的早型恒星的辐射力，进行了探讨。使用半分析方法并基本上以动量守恒为基础，对可能的尘埃净化效应进行了估计。我们的计算表明，净化的中性气体的量是有限的，以一个相对较薄的外壳周围的HII区域周围的早期型恒星。看来，在个别巨型分子云中起作用的拟议机制可能会对对应于单个恒星或小恒星群的质量产生显着的丰度效应。然而，净化的效果受到净化后的气体壳层的薄度和云中湍流的严重限制，这就是为什么这种机制在净化与富星系团相对应的质量（如原始的M67质量）时几乎不重要。
2018-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Can we reveal the core-chemical composition of ultra-massive white dwarfs through their magnetic fields?
超大质量白矮星（$ 1.05 \rm M_\odot \lesssim M_{WD}$）是特别有趣的天体，使我们能够研究极端的天体物理现象，如Ia型超新星爆炸和合并事件。传统上，超大质量的白矮星被认为拥有氧氖（ONe）核心。然而，最近的理论研究和新的观测表明，一些超大质量的白矮星可能拥有碳氧（CO）核心。虽然有几项研究试图阐明超大质量白矮星的核心组成，但迄今为止，还不可能通过观察到的特性来区分它们。在这里，我们提出了一种新的方法来揭示在超大质量白矮星的核心化学成分，是基于结晶过程中诱导的对流混合所产生的磁场的研究。有一颗白矮星的结晶度比对应的一氧化碳高。因此，在ONe核已经达到结晶条件而CO核还没有达到的特定区域中，对磁性超大质量白矮星的研究可能会为它们的ONe核化学组成提供有价值的支持，因为ONe白矮星会显示出磁场的迹象，而CO不会。我们将我们的方法应用到八颗具有磁场测量的白矮星上，我们认为这些恒星是一颗候选的白矮星。
2022-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar chemical composition
Uppsala University（乌普萨拉大学）；Université de Liège（列日大学）
本文综述太阳元素丰度测定的最新进展，采用3D辐射流体动力学模拟与non-LTE方法，给出83种长寿命元素的当前及原太阳丰度推荐值，探讨其对天体物理相关问题的意义。
2026-08-25 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Detailed chemical compositions of planet hosting stars: I. Exploration of possible planet signatures
我们提出了一个逐行差分分析的样本16个行星托管恒星和68个比较星使用高分辨率，高信噪比光谱收集使用凯克。我们获得了精确的恒星参数和高精度的相对化学丰度，平均不确定度分别为15 K，0.034 [cgs]，0.012 dex和0.025 dex的\teff，\logg，[Fe/H]和[X/H]。对于每一个行星主机，我们确定了一组比较恒星和检查的丰度差异（校正银河系化学演化效应）作为一个功能的尘埃凝结温度，\tcond，个别元素。虽然我们确认太阳在丰度和\tcond之间表现出负趋势，但我们也确认其余行星宿主表现出各种丰度$-$ \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 composition of the Sun
太阳的化学成分是我们理解太阳和太阳系的形成、结构和演化的重要组成部分。此外，它是一个重要的参考标准，用于比较其他天体的元素含量。在这篇评论中，我们评估目前的理解，太阳光球的组成。特别是，我们提出了一个重新确定的丰度几乎所有可用的元素，使用一个现实的新的三维（3D），随时间变化的太阳大气流体动力学模型。我们仔细考虑了原子输入数据和谱线的选择，并尽可能考虑了与LTE的偏离。最终的结果是一个全面和均匀的太阳元素丰度汇编。特别值得注意的发现是，与十年前广泛使用的值相比，碳，氮，氧和氖的丰度明显降低。新的太阳化学成分得到了现有丰度指标之间高度内在一致性的支持，并与太阳附近和最原始陨石中获得的值一致。然而，根据日震学，这与太阳内部的标准模型有着明显的冲突，这种差异还没有找到令人满意的解决方案。
2009-09-04 astro-ph.EP 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 influence of chemical composition on models of Type Ia supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以作为宇宙学研究的距离指标。尽管以这种身份利用这些活动非常成功，但仍然存在许多根本问题。当代研究调查了来自宿主星系的祖系统的属性，如成分和年龄，如何影响事件的亮度，目的是更好地理解和评估亮度的内在散射。我们提供了这些超新星和建议的祖系统的概述，所有这些都涉及一个或多个紧凑的恒星称为白矮星。我们描述了当代的研究，调查如何的组成和结构的祖先白矮星系统地影响爆炸的结果假设的祖先是一个单一的白矮星，已获得质量的同伴。我们目前的研究结果说明了这些系统的影响。
2013-03-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Theory of chemical evolution of molecule compositions in the universe, in the Miller-Urey experiment and the mass distribution of interstellar and intergalactic molecules
化学演化对于理解生命的起源至关重要。我们提出了一个理论的分子质量的演变，并表明，小分子生长的随机扩散和大分子的优先连接过程，最终导致生命的分子。它正确地再现了Murchison陨石通过质谱发现的分子分布，并估计了恒星和超新星诞生后128亿年化学演化的开始。从随机和优先附着动力学之间的前沿质量可以估计分子家族的诞生时间。氨基酸的出现比化学元素在恒星中出现晚了大约1.65亿年。利用反应速率与分子空间距离的标度关系，我们正确地恢复了Miller-Urey实验中氨基酸的几天出现时间。星际和河外分子的分布与演化质量分布一致，它们的年龄估计为演化开始后的1.08亿年和6500万年。根据该模型，我们可以确定地球出现时不同分子组成的数量为160万种，星际空间中的分子组成数量仅为719种。
2019-11-30 astro-ph.CO astro-ph.SR physics.bio-ph
What Are Pulsar Companions Made of? Using Gravitational Tides to Probe Their Compositions
University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Santa Cruz Institute for Particle Physics（圣克鲁兹粒子物理研究所）
通过引力潮汐效应研究脉冲星伴星的内部组成，分析四个脉冲星系统的轨道特征，以限制其化学和结构组成，揭示其形成历史。
2026-04-10 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
