Spatially resolved measurements of the solar photospheric oxygen abundance
目的。我们报告的结果，一个新的太阳氧丰度的测定使用空间分辨观测和反演。我们试图推导出光球太阳氧丰度的方法，是强大的对模型大气中的不确定性。方法.我们使用真空塔望远镜（VTT）获得的空间分辨率的观测，以获得在40个不同的空间位置在颗粒和颗粒间的车道的氧丰度。我们首先获得一个模型，每个位置通过反转的Fe I线与NICOLE反转代码。然后将这些模型集成到一个分层贝叶斯模型中，该模型用于推断与所有观测结果兼容的氧丰度的最可能值。丰度是从6300 nm处的[O I]禁止线导出的，考虑了可能影响丰度的所有可能的干扰参数。结果我们的研究结果表明，在推断的氧丰度的所有像素分析，证明了对可能的系统误差的模型分析的鲁棒性良好的协议。我们发现，当分别处理时，颗粒中的氧丰度略高于颗粒间通道中的氧丰度（log（ε_O）= 8.83 \pm 0.02 vs log（ε_O）= 8.76 \pm 0.02），这是大约2-σ的差异。这种紧张关系表明，在模式或辐射转移的一些系统误差仍然存在，但很小。当将所有像素放在一起时，我们得到log（ε_O）=8.80 \pm 0.03的氧丰度，这与1-σ内的颗粒和泳道都相容。结果的分散是由于系统误差和随机误差。
2020-10-05 astro-ph.SR
Oxygen in dense interstellar gas - the oxygen abundance of the star forming core rho Oph A
氧是宇宙中第三丰富的元素，但它在星际介质中的化学性质仍然没有得到很好的理解。为了严格审查整个氧的预算，我们试图在这里最初估计丰度的原子氧，O，在唯一的一个区域，其中分子氧，O2，已被检测到的日期。我们分析ISOCAM-CVF光谱图像数据对rho Oph A推导出的温度和柱密度的H2在两个[OI] 3P_J线的ISO-LWS观测的位置。（J=1-2）63 μ m与（J=0-1）145 μ m谱线的强度比大大超过10，证明这些谱线在光学上是细的。辐射转移计算证实了这一点，使这些线适合丰度测定。为此，我们计算线强度，并将它们与LWS观测进行比较。观察到过量的[OI]发射与VLA 1623的分子流出有关。对于这个区域，我们确定的物理参数，T和N（H ~ 2），从CAM的观测和气体密度，n（H ~ 2），是由[O I] 63 μ m和[O I] 145 μ m线的流量比确定。对于氧丰度，我们的分析导致基本上三种可能性：（1）具有标准ISM O丰度的扩展的低密度气体，（2）具有标准ISM O丰度的紧凑的高密度气体和（3）具有降低的氧丰度的扩展的高密度气体，[0/H] ~ 2 E-5。由于选项（1）忽略了有效的[O I] 145 um数据，我们认为它不是很有说服力;我们赞成选项（3），因为化学云演化的结果预计丰度较低，但我们不能完全排除选项（2）。在这两种可能性之间作出决定需要比LWS提供的更高…
2009-03-20 astro-ph.SR
Oxygen and Neon Abundances of B-Type Stars in Comparison with the Sun
为了重新审视长期存在的关于当前银河系气体和太阳大气中氧成分可能不一致的问题（即，前者比后者低约0.3dex），这显然与银河系化学演化相矛盾，我们利用OI 6156-8谱线在考虑非LTE效应的情况下对64颗B型中晚期恒星进行了氧丰度测定，并与用同样方法建立的太阳氧丰度进行了比较。由此得到的平均氧丰度为<A（O）> = 8.71（+/- 0.06），这意味着[O/H]（恒星-太阳差异丰度）约为-0.1，差异比以前认为的要小。此外，由于3D校正可能会进一步降低参考太阳氧丰度（8.81）约0.1德克斯，我们得出结论，这些B星的光球O丰度几乎与太阳相同。我们还测定了来自Ne I 6143/6163谱线的样本B星的氖的非LTE丰度为<A（Ne）> = 8.02（+/- 0.09），导致Ne/O比约为0.2，与最近的研究一致。这排除了相当高的Ne/O比的可能性，一旦提出作为解决所面临的太阳模型问题。
2010-08-06 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. V. Oxygen abundance in the metal-poor giant HD 122563 from OH UV lines
虽然氧是早期星系演化的重要示踪物，但在[Fe/H] <-2.5时，其丰度与金属丰度的趋势仍然相对知之甚少。这部分是由于缺乏可靠的贫金属恒星氧丰度指标，部分是由于一维LTE丰度分析的缺点。在这项研究中，我们确定了贫金属晕巨星HD 122563使用三维流体动力学CO 5 BOLD模式大气中的氧丰度。我们的主要目标是了解3D LTE分析是否有助于提高从OH UV线确定的氧丰度的可靠性，与使用标准1D LTE方法获得的氧丰度相比。使用位于308-330 nm波长范围内的71条OH UV线测定HD 122563中的氧丰度。分析是使用高分辨率VLT UVES光谱与一维LTE谱线合成使用SYNTHE包和经典的ATLAS 9模型大气。随后，一个三维流体动力CO 5 BOLD，和一维流体静力LHD模型的气氛中使用，以计算3D-1D丰度校正。为此，与一维LHD模式大气中使用的微湍流速度来自流体动力学CO 5 BOLD模式大气。在以前的研究中，我们发现的1D LTE氧丰度的趋势确定从OH UV线与线参数，如线激发电位和线强度。这些趋势在3D LTE中变得明显不那么明显。使用OH UV线，我们确定HD 122563中的3D LTE氧丰度为A（O）= 6.23 +/- 0.13。这与从OH IR线获得的氧丰度A（O）= 6.39 +/-0.11相当一致，但它明显低于使用禁[OI]线确定的氧丰度A（O）= 6…
2016-11-10 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: II. Non-concordance of the oxygen abundance derived from two forbidden lines
在太阳中，630和636 nm处的两条禁[OI]线先前被发现提供了不一致的氧丰度。我们调查这种差异是否是太阳特有的，或者它是否也在其他恒星中观察到。方法：我们利用THEMIS、HARPS和UVES观测到的四颗矮星到关闭星、五颗巨星和一颗次巨星的高分辨率、高信噪比光谱来研究这两条谱线的相干性。结果：这两条谱线提供的氧丰度在我们观测的所有巨星中是一致的，在观测误差范围内。另一方面，对于可以测量的两颗矮星，南河三和次巨星五车二，636 nm的谱线提供了系统性的更高的氧丰度，就像太阳一样。结论：造成这种差异的唯一两个可能原因是NiI线与630 nm线混合的振子强度存在严重误差，或者在636 nm线中存在未知的混合物，这使得特征更强。CN谱线与636 nm谱线的混合不能对该差异负责。在红翼上形成636 nm线的CaI自电离线，不能很好地用我们的合成光谱模拟。然而，更好地再现这条线将导致来自636 nm的更高丰度，从而增加差异。
2013-05-08 astro-ph.SR
Uncertainties in the solar photospheric oxygen abundance
这项工作的目的是为了更好地了解来自三维模型的光球太阳氧丰度的置信限，使用禁止[OI]线在6300 ° C，包括与其他参数的相关性。我们使用了一个三维经验模型和两个太阳强度图集。我们采用贝叶斯推断作为一种工具，以确定最有可能的太阳氧丰度的值所选择的模型。我们考虑了一些误差源，如在连续推导中的不确定性，在波长校准和丰度/强度的镍。我们的研究结果表明，在推导中采用的几个参数的影响之间的相关性。贝叶斯分析提供了稳健的置信限，以严格的方式考虑了所有这些因素。我们得到，给定的经验三维模型和阿特拉斯观测在这里，太阳氧丰度的最可能的值是$\log(ε_O) = 8.86\pm0.04$。然而，我们注意到，这种不确定性没有考虑由于模型选择而导致的系统误差的可能来源。
2017-01-24 astro-ph.SR
The Solar Oxygen Abundance from an Empirical Three-Dimensional Model
太阳光球层中的氧丰度，以及由此产生的太阳金属丰度本身，仍然是一个有争议的问题，在天体物理学的许多领域具有深远的影响。本文提出了一种新的测定方法，它是用观测的三维模型拟合6300 A的禁氧线而得到的。这里提出的方法是新颖的，因为以前的决定是基于一维经验分层或三维理论模型。得到的最佳拟合丰度为lg E（O）=8.90和lg E（Ni）=6.15。然而，在模型和程序中引入微小的调整，可以检索非常不同的值，甚至低至lg E（O）=8.70。丰度对可能的系统效应的这种极端敏感性并不是这项特定工作所特有的，但可能反映了基于规定的模型大气的所有丰度测定所固有的真正不确定性。
2014-09-24 astro-ph.SR
Masses, Oxygen and Carbon abundances in CHEPS dwarf stars
上下文我们报告的结果，从恒星的质量，碳和氧的丰度在大气中的107颗恒星的CHEPS计划的测定。我们的恒星来自一个具有显著超太阳金属丰度的群体。其中至少有10颗已知拥有轨道行星。目的。在这项工作中，我们着手了解在富含金属的恒星星族中具有不同光谱类、金属丰度和V sin i的恒星中碳和氧丰度的行为。方法.这些恒星的质量是使用盖亚DR 2发布的数据确定的。通过拟合吸收线确定氧和碳的丰度。通过拟合6300.304 A O I线来确定氧丰度，并且对于碳丰度的确定，我们使用Cl原子的3条线和C2分子的12条线。结果我们测定了107颗CHEPS星的质量和丰度。没有证据表明[C/O]比取决于V sin i或恒星的质量，在我们的质量限制范围内，即0.82 < Mstar/Msun < 1.5和金属丰度-0.27 < [Fe=H] < +0.39，我们证实，与非行星宿主恒星相比，富含金属的矮星更富含碳，统计学显著性为96%。结论.我们发现初步的证据表明，有一个轻微的偏移，以较低的丰度和更大的分散在氧丰度相对于碳，并解释这可能是由于生产的氧更有效地在更多的金属贫时代。我们还发现证据表明，对于低质量的恒星的角动量损失的恒星的行星作为测量的V sin i是陡峭的比恒星的没有行星。一般来说，我们发现快速旋转恒星（V sin i > 5 km/s）是大质量恒星。
2018-11-19 astro-ph.SR
Oxygen lines in solar granulation. II. Centre-to-limb variation, NLTE line formation, blends and the solar oxygen abundance
背景：关于太阳氧丰度和3D模型在最近向下修订中的作用有一场激烈的辩论。这些模型已经用高分辨率的太阳地图集进行了测试。进一步的测试可以使用中心到肢体的变化来完成。目的：使用高质量的观测整个太阳表面的氧线，我们试图测试，如果3D和1D模型再现其所观察到的中心到边缘的变化（CLV）。特别是，我们试图评估是否三维模型是适当的，以获得太阳氧丰度。研究方法：利用我们最近对OI 777 nm、OI615.81nm、[OI] 630.03nm和其他元素的9条谱线的观测结果，对宁静日面的5个视角（0.2我们将它们与使用最新的线路形成代码，线路数据和允许LTE偏离计算的3D和1D模型的预测线路轮廓进行比较。OI 777 nm谱线的CLV也被用于获得对与H的非弹性碰撞的知之甚少的效率的经验校正。结果：3D模型通常很好地再现了管线的CLV观察结果，特别是氧气管线。从OI 777 nm线，我们发现，经典的Drawin配方稍微高估了H碰撞。OI 615.82 nm谱线的临边观测使我们能够确定这条谱线的分子的一个以前未知的贡献，在太阳临边普遍存在。[OI] 630.03 nm谱线的详细处理表明，3D建模与观测结果非常吻合。用三维模型导出的氧丰度分别为8.68（OI 777 nm）、8.66（[OI] 630.03 nm）和8.62（OI 615.82 nm）。结论：这些额外的测试加强了丰度分析的3D模型和线条形…
2009-09-12 astro-ph.SR
Oxygen abundance determination of B-type stars with the OI 7771-5A lines
利用7771-5A处的OI三重线测量了34颗有效温度Teff~10000- 28000 K、不同自转速度（vesini~ 0- 250 km/s）的B型星的氧丰度，目的是检验OI特征是否可以作为包括快速自转星在内的高温星的可靠丰度指标。它揭示了所需的非LTE丰度校正明显很大（范围从~-0.6dex到~-1.7dex），并且其考虑是必不可少的。在考虑非LTE效应的条件下，由于其总等效宽度足够大（>~ 200 mA），该三重态是直到Teff <~ 25000 K的有用的O丰度指示器（精度<~0.2dex）。相反，对于Teff >~ 25000 K的恒星，它不足以进行丰度推导，在那里它的强度迅速下降到几乎不可检测的水平（除了尖线星），它对Teff或log g的灵敏度变得相当大。由此产生的非LTE氧丰度被证明几乎是正常的（即，在+/-~0.2dex范围内，大多数恒星的近太阳约为~8.7-8.8），与投影的旋转速度以及光度（或质量）没有任何关系，这与最近恒星演化计算的预测一致。
2016-02-17 astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Stellar Parameters and Oxygen Abundances for Hyades/Field G-K Dwarfs
偶尔有人提出，从Fe I和Fe II线得到的K矮星的Fe丰度显示出相当大的差异，而从高激发O I 7771-5三重线确定的氧丰度被明显高估（问题在Teff较低的情况下变得更加严重），然而这还没有得到广泛的证实。为了澄清这一问题，我们在经典Fe I/Fe II电离平衡的假设下，用光谱方法测定了148颗G-K矮星（毕宿星团星和场星）的大气参数，并对OI 7771-5谱线进行了非LTE光谱拟合分析，测定了它们的氧丰度。结果表明，所得到的参数与其他方法所确定的参数没有任何显著的不一致性（例如，毕星团矮星的Teff和log g与已确定的解的平均差异大多<~ 100 K和<~0.1dex）。类似地，毕宿星的氧丰度在[O/H]~+0.2dex左右（与该星团的金属丰度一致），没有表现出任何系统的Tef依赖性。因此，我们的结论是，参数可以在光谱评估到足够的精度在传统的方式（基于Saha-Boltzmann方程的Fe I/Fe II）和氧丰度可以可靠地确定从O I 7771-5三重态的K矮星，只要恒星的Teff>~ 4500 K的关注。我们怀疑，以前报道的强烈Teff依赖的差异可能主要源于高估弱线强度和/或不正确的Teff规模。
2020-02-22 astro-ph.SR
The solar carbon, nitrogen, and oxygen abundances from a 3D LTE analysis of molecular lines
碳、氮和氧是太阳中第四、第六和第三丰富的元素。由于所谓的太阳模型问题已经持续了几乎$20$年，它们的丰度仍然是激烈的争论。我们重新审视这个问题，提出了一个均匀的分析的$408$分子线在$12$诊断组，观察到的太阳强度谱。利用一个真实的三维辐射流体动力学模型和局部热力学平衡线的形成，我们发现了$\logε_{C} = 8.47\pm0.02$、$\logε_{N} = 7.89\pm0.04$和$\logε_{O} = 8.70\pm0.04$。规定的不确定度主要反映了结果对模式大气的敏感性;这种敏感性在不同诊断组之间是相关的，这些诊断组都与平均结果一致，在$0.03$ dex内。对于碳和氧，分子结果与我们对原子线的3D非LTE分析非常一致。然而，对于氮，分子指标给出的$0.12$ dex比原子指标更大，我们对太阳氮丰度的最佳估计是平均值：$7.83$ dex。这里所提倡的太阳氧丰度接近于我们早先确定的$8.69$ dex，因此目前的结果并不能显著缓解太阳模型的问题。
2021-09-10 astro-ph.SR
Near Infrared Spectroscopy of M Dwarfs. II. H2O Molecule as an Abundance Indicator of Oxygen
根据M矮星的近红外光谱（R~20000），由H_2 O的振转谱线确定了氧的丰度。虽然M矮星中的H_2O线彼此混合很差，并且由于许多H_2O线本身的集体效应，连续谱能级明显降低，但我们还是根据观测谱和理论谱中的赝连续谱对H_2O线进行了定量分析。为此，利用最近的高精度H_2O谱线表，对理论谱线上的伪连续谱进行了评价。然后，我们提出了一个简单而灵活的方法，分析等效宽度（EW）的混合功能，通过使用一个小曲线的增长（CG），这是一个小部分的通常CG周围观察到的EW。通过使用从合成光谱评估的理论EW，以与从观察到的光谱测量EW完全相同的方式生成迷你CG。通过使用迷你CG将观察到的EW转换为丰度，并且对所有观察到的EW逐线或逐混合重复该过程。在冷M矮星中，几乎所有的氧原子在CO形成后都是稳定的H2O分子，由于光球模型的不完善，这些分子几乎没有受到不确定性的影响。那么众多的H2O线是氧丰度的极好指示器。38 M矮星的氧丰度被确定为logAo在-3.5和-3.0之间。由此产生的O/C比绘制对logAc似乎是系统的富碳M矮星较小，显示不同的形成历史的氧和碳的化学演化的银河系盘。此外，大多数M矮星的O/Fe比更接近于基于经典高氧丰度的太阳O/Fe比，而不是最近向下修正的低值。
2014-12-30 astro-ph.SR
Measuring oxygen abundances from stellar spectra without oxygen lines
氧是恒星和宇宙中最丰富的“金属”元素。但是，确定恒星中的氧丰度已被证明是具有挑战性的，因为它们的光谱中缺乏可检测的原子氧谱线，以及这些谱线的观测和理论复杂性（例如，共混物、3D、非LTE）。尽管如此，Ting等人（2017）最近能够证明，可以通过低分辨率（R $\simeq$ 2000）光谱确定氧丰度。在这里，我们调查的物理过程，使这样的测量冷恒星，如K-巨星。我们发现，最强的光谱诊断氧来自CNO原子分子网络，但表现在光谱特征，不涉及氧。在外层大气层中，大部分碳被锁定在CO中，氧丰度的变化直接影响所有其他含碳分子的丰度，从而改变CH、CN和C $_2$特征在光谱中的强度。在更深的大气层中，大多数碳以原子形式存在，氧丰度的任何变化对其他含碳分子的影响都很小。实现这种氧丰度测量的关键物理效应是光学中的光谱特征来自CO主导和原子碳主导区域，提供对C和O的非简并约束。除了手头的情况下，结果表明，物理健全的丰度测量不需要局限于那些元素，有可观察到的线本身。
2018-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: IV. 3D-NLTE investigation of the 777 nm triplet lines
太阳光球层的氧丰度仍有广泛的争论。采用基于“低”氧丰度的太阳化学成分，如使用三维（3D）流体动力学模型大气所确定的，导致理论太阳模型和日震测量之间众所周知的不匹配，迄今尚未解决。我们进行了一个独立的重新测定的太阳氧丰度的调查中心到肢体的变化OI IR三线在777 nm的光谱在不同的集合的帮助下详细的合成线配置文件的基础上三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气和三维非LTE线形成计算与NLTETD。我们的想法是同时获得氧丰度，A（O），和比例因子SH描述的非弹性碰撞与中性氢相对于经典Drawin公式的横截面。CO 5 BOLD 3D太阳模型实现的三重线中心到边缘变化的最佳拟合与标准1D模型大气获得的线轮廓拟合相比，显然具有更高的质量。我们对3D非LTE太阳氧丰度的最佳估计是A（O）= 8.76 +/- 0.02，比例因子SH在1.2和1.8之间。所有1D非LTE模型的氧丰度都要低得多，最高可达-0.15 dex。这主要是一个$μ$独立的微湍流的假设的结果。
2015-08-14 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in a Primordial Supernova: Carbon and Oxygen Abundances in SMSS J031300.36-670839.31
SMSS J031300.36-670839.3（以下简称SM 0313 -6708）是一颗次巨星晕星，没有可探测到的Fe线，C和Mg相对于Ca的丰度很高。我们获得了延伸至3060埃的VLT-UVES光谱，显示出强的OH A-X谱带线，使得能够导出氧丰度。SM 0313 -6708中OH A-X带线比CH C-X带线强得多。光谱合成拟合表明[O/C]比为0.02 +-0.175。我们的高S/N UVES数据还使我们能够将Fe丰度极限降低到[Fe/H]{3D}，NLTE < -7.52（3 sigma）。这些数据支持了我们之前的假设，即这颗恒星是由一颗大质量恒星第三星族超新星的贫铁喷出物形成的。
2015-05-15 astro-ph.SR
On the oxygen abundances of M 67 stars from the turn-off point through the red-giant branch
为了考察红巨星包层中的核处理物质的演化混合是否会引起表面氧成分的显著变化，利用7770- 7792 A区的中等色散谱，采用合成谱拟合方法对O/Fe/Ni丰度进行了测定（包括O I 7771-5，Fe I 7780，和Ni I 7788线）的老疏散星团M 67的16颗恒星在不同的演化阶段从关闭点通过红巨星分支。我们在非巨星系群之间的氧丰度中找不到任何有意义的差异（T_eff > 5000 K）和红巨星群（T_eff < 5000 K），它们之间的平均值几乎一致（尽管两者都具有由不足的数据质量引起的十分之几dex的相当大的分散），尽管只有一颗巨星（S 1054）似乎显示出异常低的O丰度，因此需要更详细的研究。这一结果可能表明，对于低质量（~ 1.3Msun）的M67恒星，红巨星阶段氢燃烧产物的混合几乎不影响恒星包层中的氧含量，这与传统的恒星演化理论的预测是一致的。
2014-12-23 astro-ph.SR
Oxygen abundance and the N/C vs N/O relation for AFG supergiants and bright giants
对51颗银河系A-、F-和G-型超巨星和亮巨星的氧丰度进行了非LTE分析（LTE是局部热力学平衡）。与碳和氮相反，氧在其丰度测井曲线E（O）中没有显示出任何显著的系统异常。在4500 ~ 8500 K的Teff区间和1.2 ~ 2.9 dex的log g区间内，在log E（O）测定误差范围内，与初始氧丰度没有显著差异。这一结果与自转恒星模型的理论预测相吻合。利用我们新的氧数据和我们早期对来自同一样本的恒星的N和C丰度的非LTE测定，我们构建了17颗恒星的[N/C]与[N/O]关系。这种关系被认为是恒星演化的敏感指标。发现[N/C]与[N/O]之间存在明显的相关性;观察到的[N/C]从0增加到1.6 dex伴随着[N/O]从0增加到0.9 dex。当比较观察到的[N/C]与[N/O]的关系与理论的，我们表明，这种关系反映了强烈的依赖性的演化变化的CNO丰度的初始旋转速度的恒星。假设这些恒星的初始自转速度满足V0<150 km/s，我们发现它们大多是后FDU天体。重要的是，大约80%的恒星（即质量为4-19 M_sun的恒星）的初始速度V0是典型的。证实了在恒星演化过程中C+N+O总丰度的恒定性。AFG超巨星和亮巨星的平均值log E（C+N+O）=8.97+/-0.08似乎非常接近初始值8.92（太阳）或8.94（未演化的B型MS星）。
2019-08-07 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
Non-LTE oxygen line formation in 3D hydrodynamic model stellar atmospheres
OI 777 nm谱线是FGK型恒星大气中氧丰度最常用的诊断方法之一。然而，它们在远离局部热力学平衡（LTE）的条件下形成。我们探讨偏离LTE的原子氧，和他们的影响OI线，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于OI 777 nm三重态，我们发现与LTE的显著偏离。这些偏离在具有较大有效温度、较小表面重力和较大氧丰度的恒星中更大。我们提出了OI616 nm、[OI] 630 nm、[OI] 636 nm和OI 777 nm线的预测3D非LTE等效宽度的网格，以及对基于1D LTE的结果的丰度校正。
2015-11-03 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. IV. Oxygen diagnostics in extremely metal-poor red giants with infrared OH lines
上下文虽然氧是银河系化学演化的重要示踪剂，但对最古老的银河系恒星大气中氧丰度的测量仍然很少，而且相当不精确。在金属丰度尺度的最低端，氧只能在巨星中测量，在大多数情况下，这种测量依赖于一个单一的禁止[O I] 630 nm线，这是非常弱的，经常与大地线混合。虽然位于紫外线和红外线的分子OH线也可用于诊断，但从OH线和[O I] 630 nm线获得的氧丰度通常相差约0.3-0.4 dex。目标。研究了对流对极端贫金属（EMP）红巨星大气中红外（IR）OH线和[O I] 630 nm禁戒线形成的影响。方法.我们使用高分辨率和高信噪比光谱的四个EMP红巨星获得的VLT CRIRES摄谱仪。对于每颗EMP星，使用位于1514-1548和1595-1632 nm光谱范围内的4-14条IR OH振动-旋转线，通过使用标准的1D LTE丰度分析方法来确定氧丰度。然后，我们校正了从每个单独的OH线获得的三维流体动力学效应的1D LTE丰度。结果我们发现对流对[O I] 630 nm谱线的形成影响很小，导致3D-1D丰度修正很小（< -0.01 dex）。相反，红外OH线受对流的影响很大，因此对这些线的丰度修正是显著的，3D-1D ~-0.2D ~-0.3D -0.3dex。这些丰度修正确实使使用IR OH线获得的EMP红巨星的1D LTE氧丰度与从[O I] 630 nm线确定的氧丰度更好地一致。
2015-02-23 astro-ph.SR
Carbon, oxygen, and iron abundances in disk and halo stars. Implications of 3D non-LTE spectral line formation
晚型恒星中碳、氧和铁的丰度是系外行星和恒星物理学中的重要参数，也是恒星种群和银河系化学演化的关键示踪物。我们进行了三维（3D）非LTE辐射传输计算CI和OI，和3D LTE辐射传输计算FeII，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于低金属丰度F矮星中的CI线，绝对3D非LTE与1D LTE丰度校正可以与$-0.3$ dex一样严重，而对于高金属丰度F矮星中的OI线，绝对3D非LTE与1D LTE丰度校正可以与$-0.6$ dex一样严重。FeII线的3D LTE与1D LTE丰度校正不太严重，通常小于$+0.15$ dex。我们在对银河系盘和晕中$187$ F和G矮星的碳、氧和铁的重新分析中使用了这些修正。将差分3D非LTE校正应用于1D LTE丰度明显地减少了丰度图中的分散。厚盘和高$α$晕布居数在碳和氧中随着金属度的降低而增加，并且在[Fe/H] $\approx-1.0$处达到[C/Fe] $\approx0.2$的最大值和[O/Fe] $\approx0.6$的平台。低- $α$晕人口是定性相似的，虽然偏移向较低的金属丰度和较大的分散。然而，这些群体在[C/O]与[O/H]平面上重叠，降低至低于[O/H] $\approx-1.0$的[C/O] $\approx-0.6$的平台。在薄盘中，已确认行星探测的恒星在给定的[O/H]下往往具有较高的C/O值;这种行星形成的潜在…
2019-10-08 astro-ph.SR
Influence of Inelastic Collisions with Hydrogen Atoms on Non-LTE Oxygen Abundance Determination in the Sun and late-type stars
我们提出了O I的非局域热力学平衡（non-LTE）计算，其中更新的模型原子包括Barklem（2018）最近研究的O I + H I非弹性碰撞的量子力学速率系数。从O I线的非LTE丰度测定了太阳和46颗FG星的宽金属丰度范围，-2.6 < [Fe/H] < 0.2。精确的原子数据的应用程序导致更大的偏离LTE和较低的氧丰度相比，Drawin的理论近似。对于红外O I 7771-5 A三重线，太阳大气参数的非LTE丰度变化为-0.11 dex，并且绝对值朝向较低的金属丰度减小。我们修正了我们早期研究中得出的[O/Fe]-[Fe/H]趋势。[O/Fe]的变化在[Fe/H]-1.5至0.2的范围内很小。对于[Fe/H] <-1的恒星，[O/Fe]比增加，在[Fe/H] = -0.8时[O/Fe] = 0.60，在[Fe/H] =-2.6时增加到[O/Fe] = 0.75。
2018-08-22 astro-ph.SR
Carbon and Oxygen abundances across the Hertzsprung gap
我们推导出大气参数和光谱丰度的C和O的一个大样本的恒星位于赫兹斯普林差距的赫兹斯普林罗素图，以检测化学特性，并得到一个全面的概述人口的恒星在这种进化状态。我们用麦克唐纳天文台2.7 m的Harlan J. Smith望远镜观测和分析了188颗质量范围在2 - 5 Msun的恒星的高分辨率光谱（R = 60000），其中包括28颗以前被确认为Am/Ap星的恒星。我们发现，大多数恒星的赫兹斯普林间隙中的C和O的丰度是根据本地低质量的矮星，但检测到预期的特性的Am/Ap星的丰度。Teff < 6500 K的恒星的C和O丰度略低于较热的天体，但C/O比在分析的温度范围内是恒定的。在第一次挖掘之前，没有发现恒星的大气层均匀化之前，恒星的C和O丰度在穿过赫兹斯普林隙的演化过程中因混合而发生变化的迹象。
2014-07-08 astro-ph.SR
Carbon, Nitrogen and Oxygen Abundances in Atmospheres of the 5-11 M B-type Main Sequence Stars
测定了22颗距离600秒差距、自转速度慢（vsini达66 km/s）的B型恒星的基本参数和碳、氮、氧丰度。恒星的选择是根据它们的有效温度Teff和表面重力log g，即：Teff在15300和24100 K之间，log g大多大于3.75;因此，选择质量为5-11 M的中等质量的恒星。理论预测，对于具有这样的参数的恒星，其大气中的C、N和O丰度应该与它们的初始值相对应。实现C II、N II和O II线路的非LTE分析。C、N和O的平均丰度分别为log ε（C）= 8.31 ± 0.13、log ε（N）= 7.80 ± 0.12和log ε（O）= 8.73 ± 0.13。这些值是在最近的数据上的C，N和O的丰度附近的B星从其他作者非常好的协议，重要的是，不同的技术，我们和其他作者应用。在排除HR 1810和HR 2938这两颗可以混合的恒星后，我们得到了其余20颗恒星的平均丰度：log ε（C）= 8.33 ± 0.11，log ε（N）= 7.78 ± 0.09，log ε（O）= 8.72 ± 0.12;这些值与Nieva & Przybilla的当前宇宙畸变标准（CAS）非常一致。
2012-12-05 astro-ph.SR
Physical Properties of Gliese 229B Based on Newly Determined Carbon and Oxygen Abundances of Gliese 229A
最近Tsuji & Nakajima（2914）和Tsuji，Nakajima & Takeda（2015）开发了一种M矮星的分子谱线光谱方法，其中碳和氧丰度分别来自K带的CO和H2O线。他们将这种方法应用于棕矮星伴星Gl 229 B的主星Gl 229 A。G1 229 A的丰度分别为logAc=-3.27+/-0.07和logAo=-3.10+/-0.02，与太阳碳、氧丰度的经典值接近。我们生成的模型光谱的Gl 229 B的金属丰度的Gl 229 A以及经典的太阳金属丰度。我们发现，所得到的光谱的差异是不是那么大的差异的金属丰度的0.1 dex左右，但我们现在讨论的光谱的基础上可靠的金属丰度的G1 229 B。根据文献，发现Gl 229 A的年龄下限为0.3Gyr。根据G1 229 A的运动学特征，我们估计G1 229 A的年龄上限为3.0 Gyr。比较了观测光谱和模型光谱，并在模型参数750<Teff<1000 K和4.5<logg<5.5的范围内获得了拟合的拟合优度。在满足年龄约束的候选模型中，最佳模型参数组合为（Teff，logg）=（800 K，47. 5）和（850 K，5. 0），可接受的模型参数组合为（750 K，4. 75）、（850 K，4. 75）和（900 K，5. 0）。
2015-06-10 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
Oxygen and silicon abundances in Cygnus OB2: Chemical homogeneity in a sample of OB slow rotators
天鹅座OB 2是银河系中一个富含OB的星协，在过去的2000 - 2500万年里经历了激烈的恒星形成。它的恒星星族显示出年龄和银河经度之间的相关性。探索其恒星成分的化学组成，我们将能够检查出生分子云的均匀程度和自富集过程的可能影响。我们的目标是确定天鹅座OB 2中8个早期型慢旋转星样本的硅和氧丰度，以检查整个协会中可能存在的不均匀性，以及是否存在化学成分与银河经度的相关性。我们已经进行了光谱分析的样本晚O和早期B星的低转速，这已被选定，以便覆盖整个协会的地区。我们进行了分析的基础上的等效宽度的金属线，翅膀的H巴耳末线和FASTWIND恒星大气模型，以确定其恒星的基本参数以及硅和氧的表面丰度。我们推导出整个区域的硅和氧丰度的相当均匀的分布，平均值为12+log（Si/H）=7.53 $\pm$ 0.08 dex和12+log（O/H）=8.65 $\pm$ 0.12 dex。我们在天鹅座OB 2中发现了均匀的化学成分，没有明显的化学自富集证据，尽管该地区历史上有强烈的恒星风和可能的超新星迹象。与不同的恒星风和超新星的化学富集方案相比，恒星形成效率不明显高于10%。我们发现的均匀性程度与基于HII区域观察到的银河系氧梯度一致。我们还发现，天鹅座OB 2内的氧散射至少是相同的顺序比HII地区在类似的银河系中心的距离。
2018-09-18 astro-ph.SR
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31). IV. Radial oxygen and argon abundance gradients of the thin and thicker disc
我们获得了仙女座（M 31）盘PNe的星等有限的样品与化学丰度估计通过直接检测的[OIII] 4363 $\mathring{\mathrm A}$线。这导致分别具有氧和氩丰度的$205$和$200$ PNe。我们发现，高和低消光M31盘PNE有统计上不同的氩和氧丰度分布。在径向范围$2-30$ kpc内，较老的低消光盘PNe平均上是贫金属的，具有稍微正的径向氧丰度梯度（$0.006 \pm 0.003$ dex/kpc），氩略呈阴性（$-0.005 \pm 0.003$ dex/kpc），而较年轻的高消光盘PNe平均更富含金属，氧和（$-0.013 \pm 0.006$ dex/kpc）和氩（$-0.018 \pm 0.006$ dex/kpc），类似于为M 31 HII区域计算的梯度。M 31盘的丰度梯度与主要合并模拟计算的值是一致的，大多数低消光PNE是较老的合并前盘星在较厚的磁盘，和大多数的高消光PNE是年轻的恒星在薄盘，合并事件期间和之后形成。由于主要的合并，M31厚盘的化学丰度已经径向均匀化。考虑到星盘尺度长度，M31厚星盘的正径向氧丰度梯度与MW厚星盘的负径向氧丰度梯度形成鲜明对比。然而，MW和M31的薄圆盘具有非常相似的负氧丰度梯度。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Milky Way stellar disk. Carbon, nitrogen, oxygen, sulphur, potassium, and copper abundances for 714 F- and G-type dwarf stars in the solar neighbourhood
Lund University（隆德大学）
通过测量714颗邻近F/G矮星和亚巨星的C、N、S、K、Cu丰度及修正后的O丰度，发现O、S、K、C等元素丰度比具有强年龄敏感性，能清晰区分银河薄盘和厚盘种群，扩展了化学演化诊断能力。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
An overabundance of oxygen in planetary nebulae of the solar neighborhood
我们研究的氧丰度在5个H II区域和7个行星状星云（PNe）位于2千秒差距内，从太阳，具有高质量的光谱。我们的分析使用类似的程序和相同的原子数据来获得所有对象的丰度。用H Ⅱ区碰撞激发线计算的结果表明，局部星际介质是非常均匀的，12+log（O/H）=8.45-8.54。至于PNe，七个中有六个显示出明显更高的丰度：12+log（O/H）=8.65-8.80。当我们考虑复合线所暗示的丰度时，PNe中氧的过剩也成立。
2011-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Internal Variations in Empirical Oxygen Abundances for Giant HII Regions in the Galaxy NGC 2403
本文对邻近星系NGC 2403的11个HII区进行了光谱研究。用安装在中国国家天文台兴隆站2.16米望远镜上的长缝摄谱仪对HII区进行了观测。对于每一个HII区域，光谱提取在不同的星云半径沿狭缝覆盖。氧丰度的经验估计从强线指数R23，N2 O2，O3 N2，和N2为每个分光光度单位，与观察和基于模型的校准通过到推导。每个星云的径向分布图都绘制了这些星散丰度估计值。在结果中，分别估计的氧气丰度与处方的基础上的观测和模型，虽然从相同的光谱指数，系统地偏离彼此;在同一时间，光谱指数R23和N2 O2的分布与平坦的配置文件，而N2和O3 N2表现出明显的梯度与星云半径。由于我们的研究自然地采样各种电离水平，这些电离水平在单个HII区域内的较大半径处固有地下降，因此径向分布不仅表明R23和N2 O2对电离变化的鲁棒性，而且还表明N2和O3 N2对电离参数的敏感性。本文的结果为经验丰度诊断中关于偏差的理论预测提供了观测证实。我们未来的工作计划是调查贫金属HII区可测量的T_e，试图重新校准强线指数，从而揭示经验氧丰度之间的差异的原因。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Oxygen abundance in the Galactic thin and thick disks
我们分析了代表两个主要的银河系人口的恒星样本的氧丰度：薄和厚磁盘。目的是研究银河系盘成员之间的差异，并有助于理解银河系中氧化学富集的起源。该分析基于从GES调查获得的HR谱（$R\sim$ 52，500）中的[O 1，{ \sc i}]=6300.30，O2 ~氧谱线。通过比较观测到的光谱与理论数据集，在LTE中计算的光谱合成和ATLAS 12代码，我们得出的氧丰度的516 FGK矮星，我们以前测量的碳丰度。基于运动学，化学和动力学的考虑，我们确定20薄和365厚盘成员。我们研究了两个子样品的化学性质（[O/H]，[O/Fe]，[O/Mg]和[C/O]与[Fe/H]和[Mg/H]），年龄和在银河系中的位置的潜在趋势。主要结果如下：（a）[O/H]和[O/Fe]比值与[Fe/H]的关系显示了薄盘星和厚盘星之间的系统差异，厚盘星的O丰度相对于薄盘成员增加，而[O/Fe]随着金属丰度的增加而单调减少，即使在富金属区也是如此;（b）两个星群中[O/Mg]与年龄的平滑相关性，表明这个丰度比可以很好地代表银河系内恒星的年龄;（c）具有[Fe/H] $\simeq0$的薄盘成员显示的[C/O]比小于太阳值，这表明太阳可能从较低的银河系中心半径向外迁移。
2020-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between SN II metal line strength and host HII region oxygen abundance
Dessart等人，证明了II型超新星（SN II）模型光谱呈现出随着祖先金属丰度的增加而增加的金属线强度。面对这些模型的观测，我们得到了一个大样本的SN II主机HII区发射线光谱。我们发现，推断的SN II主机HII区域金属丰度与SN II金属线，特别是Fe II 5018A的强度有统计学意义的相关性。
2015-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and Oxygen Abundances in the Hot Jupiter Exoplanet Host Star XO-2N and its Binary Companion
为了将恒星和行星的组成联系起来，我们给出了凌日系外行星宿主恒星XO-2N及其宽分离双星XO-2S的碳和氧以及铁和镍的丰度。恒星参数来自高分辨率，高信噪比的光谱，这两颗星被发现是相似的Teff，log g，铁（[Fe/H]），镍（[Ni/H]）丰度。它们的碳（[C/H]）和氧（[O/H]）丰度也在误差范围内重叠，尽管XO-2N可能比XO-2S略富碳和富氧。这两颗恒星的碳氧比（~0.60+/-0.20）也可能比太阳的碳氧比（~0.50）稍大。XO-2系统有一个过境的热木星围绕一个双星组成，但不是另一个，使我们能够探测行星形成可能对宿主恒星组成的潜在影响。此外，通过对其大气层的多次观测，凌日系外行星XO-2b有助于成分分析，这可以与我们的双星元素丰度建立的出生化学环境进行比较。这项工作的阶段，确定如何相似/不同的系外行星和宿主恒星的组成，以及行星形成的影响，通过讨论的C/O比测量的独特环境中的视觉双星系统与一个恒星托管过境热木星。
2013-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Molecular diagnostics for the mid-infrared emission of planet-forming disks. Carbon and oxygen elemental abundances
Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理学研究所）
研究通过构建25个模型网格，探讨了类星盘中碳和氧丰度变化对中红外光谱的影响，识别出可用于推断C/H、O/H及C/O比值的分子诊断方法。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental gas-phase abundances of intermediate redshift type Ia supernova star-forming host galaxies
Ia型超新星（SNe Ia）的最大光度取决于它们爆炸所在的宿主星系区域的氧丰度。这种金属丰度的依赖性减少了哈勃图（HD）中的色散时，包括与传统的双参数校准的超新星Ia光变曲线（LC）参数和绝对星等。在这项工作中，我们使用经验校准仔细估计的星系托管SNe Ia从SDSS-II/SNe调查在中等红移的氧丰度，通过测量它们的发射线强度。我们还推导出电子温度的直接方法的一小部分对象的一致性。我们发现，对于最大质量的星系，随着红移的增加，氧丰度有减少的趋势。此外，我们研究了HD残差（HR）与星系氧丰度的依赖关系，获得了与其他工作中发现的相关性。特别地，HR对氧丰度显示-0.186 $\pm$ 0.123 mag dex $^{-1}$（1.52 $σ$）的斜率，与理论预期良好一致。这意味着较小的距离modulii后，在富含金属的星系SNe Ia校正。根据我们以前的结果，本地超新星Ia，我们建议这种依赖是由于较低的光度的超新星Ia产生在更富金属的环境。
2018-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
