Learning about the intermediate neutron-capture process from lead abundances
在渐近巨星分支（AGB）星中，铅主要是由慢中子俘获过程（s过程）产生的。在对比显着增强铅丰度低质量，低金属丰度AGB模型预测，麦哲伦后AGB星的观测显示不相容的低铅丰度。对碳增强贫金属（CEMP）星的观测表明，其s过程富集伴随着传统上与快速中子捕获过程（r过程）相关的重元素，这就需要一种中子捕获过程，其中子密度介于s和r过程之间：即所谓的i过程。我们通过单区核网络计算研究i过程核合成。我们的i-过程模型可以解释重元素丰度模式测量麦哲伦后AGB恒星，包括其令人费解的低铅丰度。此外，在后AGB和CEMP-i恒星的重元素增强，特别是它们的铅丰度，使我们能够计算产生所观察到的丰度模式的i过程的中子密度和曝光量。我们发现，较低的金属丰度CEMP-i星（$\left[ \mathrm{Fe} / \mathrm{H} \right] \approx -2.5$）的重元素丰度最好匹配的模型与较高的中子密度和曝光（$τ> 2.0 \, \mathrm{mbarn}^{-1}$）相比，高金属丰度后AGB星（$\left[ \mathrm{Fe} / \mathrm{H} \right] \approx -1.3$，$τ< 1.3 \, \mathrm{mbarn}^{-1}$）。这提供了新的限制和见解的属性的i-过程网站，并表明，负责任的过程中操作的时间尺度上的顺序为几年或更少。
2019-10-25 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of the extremely iron-poor post-AGB star CC Lyr
对贫金属的后AGB恒星CC Lyr进行了高分辨率光谱学测量，以确定其化学丰度和谱线轮廓。我们的标准丰度分析证实了其极低的金属丰度（[Fe/H]<-3.5），以及11种元素的丰度比与冷凝温度之间的明显相关性，表明尘埃贫化是该物体丰度异常的原因。非常低的丰度的Sr和Ba，这是第一次检测到这个对象，表明重中子捕获元素没有显着增强在这个对象的s-过程中，通过AGB阶段的演变。这个物体的径向速度和一些原子吸收线的轮廓显示出依赖于脉动相位的变化，这可能是由大气动力学而不是由双星或星周吸收的贡献形成的。另一方面，具有双峰的H-α发射没有显示出明显的速度变化，这表明发射来自星周物质，可能是围绕物体旋转的圆盘。
2016-12-12 astro-ph.SR
Detailed abundance study of four s-process enriched post-AGB stars in the Large Magellanic Cloud
后渐近巨星分支星的恒星光球见证了内部化学富集过程，整合了整个恒星演化。在这里，我们研究后AGB星在大麦云（LMC）。由于它们的已知距离，这些罕见的物体是AGB核合成和挖掘现象的理想示踪剂。我们使用的UVES光谱仪安装在甚大望远镜（VLT）在欧洲南方天文台（ESO），以获得高分辨率的光谱与高信噪比（S/N）的四个后AGB恒星的样本。这些天体显示的光谱能量分布（SED）表明存在星周尘埃。所有物体都富含碳，并在s过程元素中得到强烈增强。我们推断出样品中所有恒星的重S过程元素丰度，甚至在一个物体的光谱中发现了Hg存在的迹象。除了J053253.51-695915.1外，所有恒星的金属丰度都比大麦哲伦星系的平均值低得多。导出的光度表明，我们见证了早期演化的低质量恒星的初始质量接近1太阳质量。一个例外是J053253.51-695915.1，我们认为这个对象可能是一个二进制。我们证实了第三次挖掘的效率和在银河系后AGB恒星中检测到的中子暴露之间的相关性。金属丰度和中子辐照之间的相关性的不存在也得到证实，并扩大到较小的金属丰度。我们确认了21微米恒星作为后碳星的地位。目前的理论AGB模型高估了所观察到的C/O比，并未能再现各种S-过程的丰度模式，否则非常相似的对象中观察到的。最近在小麦哲伦星云（SMC）中的一颗后AGB恒星上也发现了类似的结果。
2013-04-26 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
The lead discrepancy in intrinsically s-process enriched post-AGB stars in the Magellanic Clouds
背景：我们对渐近巨星分支（AGB）恒星的s-过程核合成的理解是不完整的。AGB模型预测，例如，大过剩的铅（Pb）相比，其他S-过程元素在金属贫乏的低质量AGB星。这确实在一些额外增强的贫金属恒星中观察到，但不是在所有恒星中。广泛的研究本质上的s-过程丰富的对象是必不可少的，以提高我们的知识的AGB第三次挖掘和相关的s-过程核合成。目的：我们比较了光谱丰度分析的SMC后AGB星J004441.04-732136.4与国家的最先进的AGB模型的预测，主要集中在铅。铅线区的低信噪比使我们以前的研究结果不确定。我们获得了覆盖最强Pb线区域的额外数据。研究方法：通过仔细补充重新减少以前的数据，与新获得的UVES光谱，我们提高了最强的铅线周围的光谱的S/N。因此，铅丰度的上限估计从合并的加权平均光谱使用合成光谱建模。然后，我们比较丰度的组合光谱的预测量身定制的AGB进化模型从两个独立的进化代码的结果。此外，我们确定了三个以前研究的LMC后AGB对象的铅丰度上限。结果如下：尽管J004441.04-732136.4的理论预测与钨（W）的s过程分布相匹配，但显然没有检测到预测的非常高的Pb丰度。另外三颗LMC后AGB恒星也显示出类似的缺乏非常高的Pb丰度。结论：从我们的研究中，我们得出结论，这些低质量，低金属丰度后AGB的LMC和SMC的恒星都不是强铅生产商。这与目前的理论预测相矛盾。
2014-02-13 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectral Synthesis of Iota Herculis
大气中元素的丰度为了解恒星的形成和演化历史提供了重要的信息。可见光波长窗口在过去几乎完全用于确定B型恒星中化学元素的丰度。然而，有些元素在可见光中没有有用的谱线。获得了$ι$ ~Herculis在999 ~ 1400 μ m范围内的高分辨光谱。在这个项目中，我们研究了在紫外线的丰度测定。我们确定的元素，其丰度可以测试，并寻找元素的丰度可以确定在紫外线添加到那些在目前的文献。我们还调查了在这个地区的VALD线列表的完整性，以及LTE建模在UV为这颗星的充分性。我们已经使用LTE光谱合成代码{ \sc zeeman}来模拟$ι$ ~Herculis的5 $\le$ Z $\le$ 80的元素的UV光谱。24种元素的丰度或上限。我们发现，我们的大部分结果是在合理的协议与以前的结果。我们估计了这颗恒星中9种元素的丰度值或上限，这些元素在可见光中没有被检测到。LTE紫外光谱合成被认为是一个有用的工具，丰度测定，即使局限性，如不完整和不确定的原子数据，不确定的连续归一化和散射光，严重的混合可能会带来困难。两种重元素的高丰度可能是辐射悬浮的标志。
2016-12-13 astro-ph.SR
Chemical abundance study of two strongly s-process enriched post-AGB stars in the LMC: J051213.81-693537.1 and J051848.86-700246.9
内容：本文是一个更大的项目的一部分，在该项目中，我们研究了河外后AGB恒星的化学丰度，最终目标是提高我们对AGB第三次挖掘混合过程和S-过程核合成的了解。目的：在本文中，我们研究了两个精心挑选的后AGB星在大麦哲伦星系。有利的大气参数的详细丰度研究和已知的距离相结合，使这些对象的内部AGB的第三次疏浚和s-过程核合成的理想探针，因为它们提供了理论AGB模型的观测约束。方法：我们使用高分辨率光学UVES光谱来确定准确的恒星参数，并进行详细的元素丰度研究。此外，我们使用现有的光度数据来构建红化和光度测定的SED。然后，我们估计从理论后AGB轨道的初始质量。结果：这两颗恒星都显示出与相对较低的C/O比（约1.3）相关的极端s过程富集。我们只能得出上限的铅（Pb）的丰度，这表明没有强大的铅相对于其他S-元素的过剩。与HR图中的理论后AGB演化轨道比较，发现这两颗恒星的初始质量都很低，在1.0到1.5 Msun之间。结论：这项研究增加了迄今为止在麦哲伦星云中数量非常有限的s-过程富集后AGB星上获得的结果。我们发现观测到的和预测的铅丰度之间的差异越来越大，对低金属丰度的所有研究麦哲伦云后AGB星发现到目前为止，以及温和的C/O比。我们发现，所有的s-过程丰富的后AGB星在LMC和SMC研究到目前为止，集群在同一地区的HR图，并与低质量的恒星平均金属丰度低。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance Analysis of Chemically Depleted Post-AGB/Post-RGB Binaries with Faint Discs
Macquarie University（麦考瑞大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
本研究分析了具有微弱盘的后AGB/后RGB双星的化学贫乏特征，揭示了双星相互作用对盘结构和恒星成分的影响，强调了贫乏剖面的多样性及盘消散的复杂性。
2025-10-19 astro-ph.SR
The long-term evolution and appearance of Type Iax postgenitor stars
Iax型超新星可能是由白矮星爆炸失败后留下的束缚残余物（即，一个“后嗣”明星），可以在广泛的实地调查中确定。为了了解它们的观测特征，我们模拟了这些白矮星（WD）的后生从爆炸后不久，直到他们回到WD冷却轨道，我们考虑了几个可能的WD质量和爆炸能量。为了预测WD后生子的特殊表面丰度，我们的模型考虑了重力沉降和辐射悬浮。我们发现，辐射悬浮是显着的温度以上的质量依赖的临界温度，通常在范围Teff ~ 50-100 * 10^3 K，显着增加铁族元素的表面丰度。由于铁原子团的不透明度比正常的WD增强，后子的峰值亮度和冷却时间尺度敏感地依赖于质量，质量越大的WD越亮，但冷却速度越快。我们讨论了我们的结果，在最近发现的超高速白矮星与奇特的表面成分，发现我们的低质量postgenitor模型相匹配的许多观测特征。最后，我们探讨了热盐扩散的影响，初步发现，它强烈抑制丰度增强所产生的辐射悬浮，但更现实的建模需要达到一个坚定的结论。
2019-03-01 astro-ph.SR
Spectral matching for abundances and clustering analysis of stars on the giant branches of ω Centauri
我们测定了半人马座球状星团ω中221颗巨支星的恒星参数和丰度。光度法和低分辨率光谱法相结合用于确定温度、重力、金属度、[C/Fe]、[N/Fe]和[Ba/Fe]。这些丰度与以前的研究人员发现的一致，并扩大了集群的分析样本。k-means聚类分析被用来根据这些丰度将恒星分成四个同质组。这些恒星显示出[C/Fe]与[N/Fe]之间的预期关系。我们研究了CN-弱/强星在色星等图上的分布。渐近巨星分支星，从它们在色星等图上的位置中选出，几乎都是CN-弱的。这与红巨星分支形成对比，红巨星分支中有大量少数是CN-强。并与团簇形成和演化模型进行了比较。总体而言，这项研究表明，统计上显着的元素和进化的结论，可以从较低的分辨率光谱。
2012-09-03 astro-ph.SR
Solar Fe abundance and magnetic fields - Towards a consistent reference metallicity
我们调查的影响，包括磁通量在一系列的三维辐射MHD模拟太阳对流，我们用来合成光谱强度分布对应于光盘中心的铁丰度测定。差分方法被用来量化的变化，在理论上等效宽度的一组28铁谱线跨越一个很宽的范围内的拉姆达，激发电位，振荡器强度，Landé因子，和地层高度。在LTE中使用频谱合成代码LILIA计算这些线。我们使用的输入磁对流快照，涵盖50分钟的太阳演化，属于一个系列的平均垂直磁通量密度为0，50，100和200 G。对于相关计算，我们使用哥本哈根交错代码。磁场的存在会对具有非零Landé因子的谱线产生直接（塞曼展宽）效应，并通过光球T-tau分层的变化对温度敏感谱线产生间接效应。估计的原子丰度的相应校正范围从百分之几到百分之二十。|δ测井（Fe）|~ 0.15 dex，取决于谱线和我们考虑的值范围内的平均磁通量的量。塞曼加宽效应在红外光谱中相对更重要。对以前基于可见谱线的太阳丰度测定的最大修改是由于间接效应，即，在光学深度尺度上，由较暖的层结引起的谱线减弱。我们的研究结果表明，平均太阳铁丰度时，使用磁对流模型可以是0.03-0.11德克斯高时，使用简单的HD对流的方法。我们证明，占磁通量是重要的，在国家的最先进的太阳光球丰度测定的基础上的三维模拟。
2012-09-13 astro-ph.SR
Evolution of Elemental Abundances During B-Class Solar Flares: Soft X-ray Spectral Measurements with Chandrayaan-2 XSM
月船2号上的太阳X射线光谱仪（XSM）有效载荷提供1-15 keV能量范围内的圆盘积分太阳光谱，能量分辨率为180 eV（5.9 keV），节奏为1秒。在2019年9月至2020年5月期间，覆盖太阳活动周期24的最低点，它观察到9次B级耀斑，范围从B1.3到B4.5。利用时间分辨光谱分析，在这些耀斑，我们检查了温度的演变，排放措施，和绝对元素丰度的四个元素-镁，铝，硅，和S。这是在这样的小耀斑绝对丰度的第一次测量，这项研究提供了一个独特的见解绝对丰度的演变耀斑的演变。我们的结果表明，这四个元素的丰度减少对他们的光球值在耀斑的峰值阶段。在衰变阶段，观测到的丰度迅速恢复到耀斑前的日冕值。耀斑期间元素丰度的耗尽与标准耀斑模型一致，表明由于色球蒸发，新鲜物质注入日冕环。为了解释所谓的日冕“第一电离势（FIP）偏差”的快速恢复，我们提出了两个方案的基础上有质动力模型。
2021-07-16 astro-ph.SR
Chemical Compositions of a sample of candidate post-AGB stars
我们已经推导出元素丰度的样本9红外光谱源的颜色类似的后AGB星。对于IRAS 01259+6823、IRAS 05208-2035、IRAS 04535+3747和IRAS 08187-1905，这是首次基于高分辨率光谱的详细丰度分析。已经发现IRAS 01259+6823、IRAS 05208-2035和IRAS 08187-1905的s-处理的轻度指示，并且已经对s-处理增强对象IRAS 17279-1119和IRAS 22223+4327进行了更全面的研究。我们还对高银纬超巨星BD+39 4926和HD 107369进行了当代丰度分析。前者的耐火材料严重缺乏，估计[Zn/H]为-0.7 dex，很可能是恒星的初始金属丰度。对于HD 107369，α和Fe峰元素的丰度与晕天体相似，并且可以看到s过程元素的中度缺乏。IRAS 07140-2321虽然是一颗短周期的星周双星，但并没有表现出耐火元素的选择性贫化。我们已经编制了恒星参数和丰度后AGB星与s-过程增强，那些显示出显着的可凝聚元素的耗尽，那些既不显示。编译表明，s-过程增强组包含非常少量的双星，观测到的[alpha/Fe]通常与厚盘值相似。这可能代表了单星的AGB演化。贫化群的汇编包含了更大比例的双星，并基本上支持了通过SED和中红外干涉的形状推断的后AGB双星周围有尘埃盘的假设。IRAS 07140-2321和BD+39…
2011-09-08 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of four post-AGB candidates
利用高分辨光谱对四颗AGB后恒星IRAS 13110 - 6629、IRAS 17579 - 3121、IRAS 18321 - 1401和IRAS 18489 - 0629进行了详细的丰度分析。我们已经构建了光谱能量分布（SED），这些对象使用现有的光度数据结合红外（IR）通量。对于所有的样本星，SED表现出双峰的能量分布，以及分离的红外峰显示尘埃拱星物质的存在。CNO丰度表明通过CN循环产生N，但观察到的[C/Fe]表明通过第三次疏浚，尽管C/O比保持小于1，但混合了He燃烧产生的碳。对于IRAS 18489 - 0629和IRAS 17579 - 3121，清楚地观察到中等DG效应，而在IRAS 18321 - 1401和IRAS 13110 - 6629的消耗图中观察到的大分散表明存在影响所观察到的丰度模式的其他过程。
2014-05-26 astro-ph.SR
Metal-Abundance Peculiarities in the sdOB Star EC11481-2303: A Progress Report
对极端水平分支（EHB）恒星的光谱分析表明，超太阳重金属丰度的趋势是随着有效温度的增加而增加。sdOB EC 11481 -2303就是这样一颗恒星，位于EHB的极热端。与其他sdOB恒星相比，它表现出非常平坦的紫外线连续谱。这可能是极端金属线覆盖的结果。我们提出的光谱分析的初步结果，通过静态以及分层NLTE模型大气。
2011-11-02 astro-ph.SR
Surprising Metallicity of a Newly Discovered M79 Post-AGB Star
利用高分辨率（R= 35，000）CCD光谱，首次对球状星团M79中一颗新发现的post-AGB星进行了详细的化学成分分析。M79 Post-AGB星的元素丰度结果为：[C/Fe]=-0.7，[O/Fe]=+1.4，[α-过程/Fe]=0.5，[s-过程/Fe]=-0.1。令人惊讶的结果是，这颗恒星的铁丰度显然比该星团的红巨星低约0.6德克斯，这是包括Carretta及其同事最近的高分辨率光谱分析在内的已发表研究报告所报告的。
2009-10-29 astro-ph.SR
Spectral Properties of Cool Stars: Extended Abundance Analysis of 1617 Planet Search Stars
我们提出了一个目录的统一确定的恒星属性和丰度的1626 F，G和K星使用自动光谱合成建模程序。所有的恒星都是用凯克天文台的HIRES摄谱仪观测的。我们的程序使用单线列表来拟合模型光谱，以确定所有恒星的观测结果，以确定有效温度，表面重力，金属丰度，投影旋转速度，以及15种元素（C，N，O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni和Y）的丰度。百分之六十的样品有依巴谷光散射和V波段测光，我们结合光谱结果获得质量，半径和光度。此外，我们使用光度，有效温度，金属丰度和α-元素的增强，在延世-耶鲁等时线内插，以获得质量，半径，重力和年龄范围为这些恒星。最后，我们确定了矮星和亚巨星的有效温度和宏观湍流之间的新关系。我们的分析取得了25 K的Teff，0.01 dex的[M/H]，0.028 dex的log g和0.5 km/s的vsin i基于相同的恒星的多个观测。丰度的结果同样精确，0.01和-0.04德克斯之间，虽然Teff的趋势仍然存在，我们得出的经验修正。这些趋势虽然很小，但比我们的不确定性要大得多，并且与已发表的大量数据相同。我们发现，改变我们的模型大气网格占大部分的趋势[M/H]之间的5000 K和5500 K表明可能的问题与大气模型或不透明度。
2016-08-23 astro-ph.SR
Spectral analysis of the sdO standard star Feige 34
我们目前的工作是对热sdO星Feige 34的光谱分析。我们结合高S/N光谱和完全覆盖的非LTE模型大气，推导出它的基本参数（Teff，log g）和氦丰度。我们的最佳拟合表明Teff =63 000 K，log g=6.0和log N（He）/N（H）=-1.8。我们还使用可用的紫外光谱（IUE和FUSE）来测量金属丰度。我们发现这颗恒星富含铁和镍，其含量是太阳值的十倍，而较轻的元素则在太阳下丰度。FUSE光谱表明，谱线可以通过旋转而加宽。
2016-10-05 astro-ph.SR
3D hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of late-type giants: chemical abundances from molecular lines
我们研究了对流对晚型巨星大气中分子谱线形成的影响。为此目的，我们使用三维流体动力CO 5 BOLD和经典的一维LHD恒星大气代码和合成一些虚构的线属于一些天体物理相关的分子，C2，CH，CN，CO，NH，OH。我们发现使用3D和1D模型大气从分子线获得的丰度之间的差异在[M/H]=0.0时通常很小，但它们在太阳下金属丰度迅速增加，对于某些分子，它们可能达到-2.0 dex。3D-1D丰度差异显示出对谱线参数（例如波长和激发电位）的显著依赖性。因此，我们的比较，揭示了一个复杂的相互作用之间的谱线的形成和对流，不能正确地解释与经典的一维模型大气。
2011-04-29 astro-ph.SR
Element Abundance Determination in Hot Evolved Stars
光谱类别为PG 1159的极热后AGB恒星的氢缺乏可能是由（非常）晚期的氦壳闪光或AGB最后的热脉冲消耗了氢包层，暴露了通常隐藏的壳层间区域。因此，这些恒星的光球元素丰度使我们能够得出结论，在前体AGB星的核燃烧和混合过程的细节。我们比较预测的元素丰度与先进的非LTE模型大气进行定量光谱分析所确定的。结果表明，AGB星的许多组分（He，C，N，O，Ne，F，Si，Ar）在定性和定量上有很好的一致性，而其它组分（P，S，Fe）的一致性表明AGB星的恒星演化模型存在缺陷。几乎所有这些热恒星中的化学微量元素都只能在紫外光谱范围内识别。远紫外线光谱探测器和哈勃太空望远镜在这项研究中发挥了至关重要的作用。
2010-01-13 astro-ph.SR
Chemical composition of A--F type post-AGB candidates
对9颗后AGB候选星的样本进行了丰度分析，其中8颗以前从未被探索过。我们在其中发现了HD 105262、HD 53300和CpD $-62^o5428$等四个非常有希望的天体。我们发现强有力的证据，尘埃气体分离，通过选择性耗尽的折射元素在HD 105262。在HD 53300、CpD $-62^o5428$和HD 114855中也观察到了同样的效应，尽管后两颗恒星的丰度特性相对较小。我们发现HD 725，HD 842，HD 1457，HD 9233和HD 61227的氮强烈富集，但没有进一步的证据支持它们的后AGB性质。我们比较了观测到的这些恒星的[N/C]比的演化模型，其中包括旋转诱导混合的预测。
2010-03-22 astro-ph.SR
The planetary nebula IC 4776 and its post-common-envelope binary central star
我们提出了一个详细的分析IC 4776，行星状星云显示的形态被认为是典型的中央恒星双星。星云被显示为包括一个紧凑的沙漏形的中心区域和一对旋进的喷流状结构。其中心恒星的时间分辨光谱揭示了与双星系统一致的周期性径向速度变化。虽然数据不足以准确确定双星的参数，但最有可能的解决方案表明，次级恒星可能是一颗低质量的主序星。对IC 4776中化学丰度的经验分析表明，共同包络相可能缩短了祖先的AGB进化。从重组线计算的丰度被发现是不一致的约两个相对于那些使用碰撞激发线计算的因素，这表明低丰度差异因素和中期后共同信封中心星和/或沃尔夫-拉叶中心星之间可能存在相关性。在IC 4776的中心恒星中检测到与双星相关的径向速度变化，可能表明有大量的（中间周期）后共包络双星中心恒星，这是经典光度监测技术无法检测到的。
2017-07-05 astro-ph.SR
Evidence of Third Dredge-Up in Post-AGB Stars in Galactic Globular Clusters
本文汇总17颗银河系球状星团后AGB恒星的CNO与s过程丰度，发现其中5颗具有第三次掘取证据，并划分出三类后AGB恒星群体。
2023-11-08 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
Tracing Chemical Depletion in Evolved Binaries Hosting Second-Generation Transition Discs
本研究通过高分辨率光谱分析后AGB/后RGB双星及其候选体中的化学丰度，证实带过渡盘的双星损耗更强，其损耗模式与星际介质相似，为环双星盘损耗机制提供间接约束。
2025-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Energetic processes revealed by spectrally resolved high-J CO lines in low-mass star-forming regions with Herschel-HIFI
给出了NGC 1333中3颗深埋低质量原恒星的12 CO、13 CO和C18 O高J谱线（J_u=10）的Herschel-HIFI观测结果。观测结果显示了几种高能成分，包括冲击和静止气体。使用辐射转移模型来量化C18 O包层丰度，这需要在蒸发温度T_ev ~25 K时丰度发生跃变，为原恒星周围的CO冰蒸发区提供了新的直接证据。包层最外层的丰度X_0在2 × 10 ^-4的标准值范围内;而内部丰度X_in比X_0低3-5倍。
2011-02-02 astro-ph.SR
Abundance analysis of a nitrogen-rich extreme-helium hot subdwarf from the SALT survey
我们已经进行了详细的光谱分析的富氦热亚矮星EC 20187-4939使用的数据在SALT调查的富氦热亚矮星。我们测量了它的有效温度，表面重力和化学丰度的光谱。它的半径也通过使用测光数据拟合光谱能量分布来确定，使用表面重力测量推断出质量为0.44 Msun。这颗恒星特别富含氦和氮，同时碳和氧都很弱。表面的丰度和质量被发现与氦白矮星合并的产物一致。讨论了在合并过程中α捕获对氮的丰度影响以及EC 20187-4939与其他碳弱相关天体之间的可能联系。
2023-03-02 astro-ph.SR
Detailed atmospheric abundance analysis of the optical counterpart of the IR source IRAS 16559-2957
我们已经进行了详细的丰度分析的光学对应的红外光源IRAS 16559 -2957，目的是确认其可能的后AGB的性质。这颗恒星显示出太阳的金属丰度，我们对包括CNO和12 C/13 C在内的大量元素的调查表明，该天体经历了第一次挖掘，可能仍处于RGB阶段。
2013-01-15 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
The solar photospheric silicon abundance according to CO5BOLD: Investigating line broadening, magnetic fields, and model effects
在这项工作中，我们提出了一个光球太阳硅丰度来自CO 5 BOLD模型大气和LINFOR 3D光谱合成代码。以前的工作在谱线样本和模型大气的选择以及观测材料的处理方面有所不同，近年来太阳硅丰度经历了向下的修正。我们还显示了选定的线样本，由于速度场，碰撞加宽，模型空间分辨率，和磁场的影响。太阳的CO 5 BOLD模型大气与LINFOR 3D光谱合成代码一起使用，以生成模型光谱，然后将其与汉堡太阳图集中的观测结果相匹配。我们提出了一个样本的11个精心挑选的线（从最初选择的39条线）在光学和红外线，使新确定的振子强度为大多数这些线。我们的最终样品包括七条光学Si I线，三条红外Si I线和一条光学Si II线。我们推导了光球太阳硅丰度$\log ε_\mathrm{Si} = 7.57 \pm 0.04$，包括从非局域热力学平衡（NLTE）效应的$-0.01$ dex校正。将其与陨石丰度和先前确定的光球丰度相结合，得到金属质量分数Z/X = $0.0220 \pm 0.0020$。我们发现了获得过宽合成线的趋势。我们通过设计一个去加宽程序来减轻这种影响。合成谱线的过度加宽基本上不影响最终测定的丰度。主要是线选择影响最终拟合丰度。
2022-12-14 astro-ph.SR
Abundances of Na, Mg, and K in the atmospheres of red giant branch stars of Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc中32颗RGB恒星大气中Na、Mg和K的丰度，目的是研究Na-K和Mg-K相关/反相关的可能存在，类似于最近在另外两个GGC（NGC 2419和2808）中发现的相关。K，Na和Mg的丰度测定使用高分辨率2DF光谱获得的AAT。一维NLTE丰度估计是使用一维流体静力学ATLAS 9模型大气和用MULTI软件包合成的谱线剖面获得的。我们还使用了三维流体动力CO5BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算三维-一维LTE丰度修正，$Δ_{\rm 3D-1D~LTE}$，用于我们研究中使用的钠，镁和钾的谱线。这些丰度校正被用来了解对流在形成谱线中的作用，以及估计与三维流体动力学和一维流体静力学模型大气中获得的丰度的差异。在我们的RGB恒星样本中，由于恒星与恒星之间的丰度差异，元素与铁的平均丰度比及其RMS变化为$\langle{\rm [Na/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.42\pm0.13$、$\langle{\rm [Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.41\pm0.11$和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.05\pm0.14$。我们发现，在这里研究的三种元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，没有丰度的趋势，从集群中心的距离，也没…
2017-07-27 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
HD 179821 (V1427 Aql, IRAS 19114+0002) -- A Massive Post-Red Supergiant Star?
我们计算了HD 179821的元素丰度，它具有不寻常的组成（如[Na/Fe]=1.0 $\pm$ 0.2 dex）和特殊的光谱特征。它的金属丰度为[Fe/H]=0.4 dex，是迄今为止分析过的最富金属的恒星之一。利用McDonald天文台和特殊天文台的高分辨率高质量（S/N $\approx$ 120- 420）光学阶梯光栅光谱对这颗亮星进行了丰度分析。这些数据包括21个历元的5年观测。标准的1D { \sc LTE}分析提供了所有时期的大气参数的全新测定：\Teff = 7350 $\pm$ 200 \kelvin，\logg = +0.6 $\pm$ 0.3，微湍流速度$ξ=$ 6.6 $\pm$ 1.6 km s $^{\rm -1}$和[Fe/H] = 0.4 $\pm$ 0.2，碳丰度[C/Fe]= $-$ 0.19 $\pm$ 0.30。我们发现氧丰度[O/Fe]= $-$ 0.25 $\pm$ 0.28，在N中增加了0.9 dex。由强、弱的Fe { \sc i}和Fe {\sc ii}线确定了超声速宏观湍流速度为22.0 $\pm$ 2.0 km s $^{\rm -1}$。获得了22种元素的元素丰度。HD 179821未富集S-过程产物。Eu相对于预期的[X/Fe] $\approx$ 0.0过量。注意到其光谱的一些特性（例如光谱线形状的可变性）。这包括H $α…
2016-07-01 astro-ph.SR
Oxygen and Sodium Abundances in M13 (NGC 6205) Giants: Linking Globular Cluster Formation Scenarios, Deep Mixing, and Post-RGB Evolution
我们目前的O，Na和Fe的丰度，以及径向速度，为113红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的球状星团M13。丰度和速度是基于WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，观测范围从水平分支（HB）到RGB尖端。研究结果的背景下，最近的球状星团的形成方案。我们发现，M13具有许多关键特征，表明其形成和化学富集是由当前模型很好地描述。其中一些观测结果包括：贫氧星的中心浓度，[O/Fe]随光度增加而显著降低（但[Na/Fe]略有增加），主要影响“极端”的人口，一小部分恒星具有类似晕的成分，以及缺乏贫氧AGB星。与最近的工作一致，我们得出结论，最贫氧的M13巨星可能是He丰富的，大多数（所有？）O-贫RGB星演化成为极端HB和AGB-manqué星。相比之下，“原始”和“中间”人口恒星似乎经历了标准的HB和AGB演化。
2012-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
CNO behaviour in planet-harbouring stars. II. Carbon abundances in stars with and without planets using the CH band
上下文碳、氧和氮（CNO）是恒星形成和演化的关键元素，它们的丰度对行星的形成和演化也有重要影响。目的。我们对1110颗太阳型恒星进行了详细的光谱分析，其中143颗已知有行星伴星。我们已经确定了这些恒星的碳丰度，并研究了C和行星同伴存在之间可能的联系。方法.我们使用HARPS摄谱仪来获得目标的高分辨率光谱。用谱合成程序MOOG和FITING对4300 nm的CH波段进行了谱合成。结果我们已经在几个可靠的光谱窗口中研究了碳，并获得了丰度和分布，表明与单颗恒星相比，行星宿主恒星富含碳，这是由具有行星的恒星富含金属的性质引起的。我们发现，当按行星伴星的质量将恒星分开时，没有不同的行为。结论.我们的结论是，可靠的碳丰度可以从4300的CH带太阳型恒星。我们确认两个不同的斜率趋势[C/Fe]与[Fe/H]，因为行为是相反的恒星太阳值以上和以下。我们观察到所有行星质量的[C/Fe]比的平坦分布，这一发现显然排除了[C/Fe]丰度比和行星质量之间的任何明确联系。
2017-02-06 astro-ph.SR
Analysis of absorption lines in the high resolution spectra of five hot post-AGB candidates
通过对高分辨率光谱中吸收线的分析，我们得到了IRAS 17460-3114、IRAS 18131-3008、IRAS 19336-0400、LSE 45和LSE 163的径向速度、恒星参数（Teff、重力、风强度参数logQ和投影自转速度）和丰度（C、N、O和Si）。除了IRAS 19336-0400中的低Si丰度和LSE 163中的温和CNO图案外，发现丰度是太阳的，其光谱分类以不寻常的大旋转速度旋转。结合恒星参数信息与盖亚DR 2数据，我们能够推导出绝对星等，半径和光度，并澄清可能的后AGB性质的对象。IRAS 17460-3114和IRAS 18131-3008被发现是大质量OB星，而IRAS 19336-0400被发现是一颗后AGB星，在光谱中已经显示出星云线。然而，我们无法确认LSE 45和LSE 163是后AGB恒星，尽管它们的参数与大质量恒星的参数更不一致。在这两种情况下，我们发现的光谱质量和来自后AGB进化轨迹的预测之间的差异。此外，LSE 45缺乏星云线，而IRAS 19336-0400在类似的温度下存在。在LSE 163的情况下，旋转速度（259+/-15 km/s）对于演化为CSPN的恒星来说是非常大的。这种旋转速度，高银河系纬度，略大的径向速度和温和的CNO增强相结合，表明一个历史的二进制相互作用。
2020-03-22 astro-ph.SR
Discovery of a Metal-poor, Luminous Post-AGB Star that Failed the Third Dredge-up
后渐近巨星分支（post-AGB）恒星是已知的化学多样性。在本文中，我们提出了第一个观测证据的恒星，已失败的第三次挖掘（TDU）。J005252.87-722842.9是一颗A型（$T_{\rm eff}$ = 8250 $\pm$ 250 K）发光（8200 $\pm$ 700 $\rm L_{\odot}$）、贫金属（$\textrm{[Fe/H]}$ = $- 1.18 \pm$ 0.10）、低质量（M $_{\rm initial}$ $\approx$ 1.5 $-$ 2.0 $\rm M_{\odot}$）的AGB后恒星，位于小麦哲伦星云。通过系统的丰度研究，使用UVES的高分辨率光谱，我们发现这个可能的后AGB天体显示出一种有趣的光球成分，没有确认的碳增强（[C/Fe] $<$ 0.50的上限），也没有$s$过程元素的富集。我们推导出氧丰度为[O/Fe] = 0.29 $\pm$ 0.1。对于Fe和O，我们考虑了非局部热力学平衡（NLTE）的影响。我们无法得出氮丰度的上限，因为在我们的光谱覆盖范围内没有有用的氮线。这个物体所显示的化学模式在单一或二元后AGB中没有观察到。基于其衍生的恒星参数和推断的演化状态，单星核合成模型预测，这颗恒星应该经历了TDU事件，而在AGB和富碳。然而，我们的观察结果与这些预测相反。我们确定了两个可能的银河系类似物，这可能是后AGB恒星，但…
2017-10-12 astro-ph.SR
Abundances of Mg and K in the atmospheres of turn-off stars in Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们测定了银河系球状星团47 Tuc中53颗（Mg）和75颗（K）关闭（TO）恒星大气中Mg和K的丰度。所获得的丰度，连同那些Li，O和Na，被用来寻找K和其他轻元素，Li，O，Na和Mg的丰度之间的可能关系，以及TO恒星的化学成分和它们的运动学性质之间的联系。Mg和K的丰度使用档案VLT火焰/GIRAFFE光谱，结合一维NLTE光谱合成方法进行测定。谱线轮廓计算与MULTI代码，使用ATLAS 9恒星模型大气。我们还利用三维流体动力学CO 5 BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算的3D-1D LTE丰度校正的谱线的Mg和K，以评估对流的影响，其形成在大气中的TO星。所确定的平均丰度与铁的比率及其RMS变化，由于恒星之间的丰度蔓延是$\langle{\rm[Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D NLTE}=0.47\pm0.12$，和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D NLTE}=0.39\pm0.09$。虽然数据表明在[K/Fe]-[Na/Fe]平面中可能存在弱相关性，但其统计显著性较低。K和其他轻元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，我们没有发现任何显着的相关性或反相关性之间的[Mg/Fe]和[K/Fe]比和投影距离集群中心。同样，没有发现个别恒星的绝对径向速度与其大气中Mg和K的丰度之间的关系。对于本研究中使用的Mg和K线…
2018-04-26 astro-ph.SR
Energy Spectra vs. Element Abundances in Solar Energetic Particles and the Roles of Magnetic Reconnection and Shock Acceleration
本文重新研究了能量为几MeV/amu的太阳高能粒子（SEP）事件中能谱指数与元素丰度增强之间的关系。我们发现一个相关的行为，只有在最大的逐步SEP 4事件时，所有的离子从周围的日冕等离子体加速的冲击波驱动的快速，广泛的日冕物质抛射（CME）。这种相关的丰度行为可以跟踪事件期间光谱指数的复杂时间变化。在其他（SEP 3）事件中，CME驱动的冲击波，相隔几天，样品种子粒子从一个单一的超热脉冲离子池贡献更早。较小的，富铁，脉冲SEP事件，以前有关的磁重联在太阳喷流，超过一半随后再加速日冕物质抛射驱动的冲击波（SEP 2）造成典型的离子强度有64%的相关性与冲击速度。在这些SEP 2事件中，冲击波加速的开始是由丰度中的一个新的组成部分，即大质子过剩发出的信号。其余的SEP 1事件缺乏冲击加速的证据。然而，对于所有这些事件（SEP 1-SEP 3）与磁重联确定的丰度，光谱和丰度去耦。
2022-03-08 astro-ph.SR
Deriving photospheric parameters and elemental abundances for a sample of stars showing the FIP effect
太阳物理学中一个令人困惑的问题是光球层和日冕中元素丰度的差异。在某些情况下，第一电离势（FIP）较低的元素在日冕中比光球中丰度更高。在少数恒星上观察到了同样的现象，而其中一些恒星则表现出相反的效果。但并非原始样本中的所有恒星都有精确的光球丰度，因此对一些恒星采用了太阳值。在这项工作中，我们从光学光谱均匀的丰度测量。利用Konkoly天文台1米RCC望远镜，以$λ/ Δλ\sim 21\,000$的分辨率采集了16颗具有FIP效应的恒星的光谱。我们确定的基本天体物理参数（$T_\mathrm{eff}$，$\log g$，$[M/H]$，$ξ_\mathrm{mic}$，$v \sin i$）和个别元素丰度与SME光谱合成代码使用MARCS2012模式大气和谱线参数从维也纳原子线数据库（VALD）。
2019-06-04 astro-ph.SR
Abundance analysis, spectral variability, and search for the presence of a magnetic field in the typical PGa star HD19400
本研究的目的是进行丰度测定，寻找光谱的变化和存在的弱磁场在典型的PGa星HD 19400。在2011年和2013年的三个不同时期获得了HD 19400的高分辨率，高信噪比HARPS光谱偏振观测。这是第一次，我们提出了使用ATLAS 12模型确定的各种元素的丰度，包括以前的研究中没有分析的一些元素的丰度，如Ne I，Ga II和NH 2 II。在HD 19400的光谱中也有几条As II的谱线。为了研究变异性，我们比较了各种元素的线轮廓的行为。我们报告的第一次检测到的异常形状的线轮廓属于锰和汞，和属于元素汞，磷，锰，铁，和Ga的线轮廓的变化。我们认为，这些元素的线轮廓的变化是由它们的非均匀的表面分布，类似于在HgMn恒星中检测到的化学斑点的存在。利用矩量法和奇异值分解法对存在的磁场进行了搜索。我们的磁场与矩技术使用22 Mn II线的测量表明，一个弱的可变纵向磁场的第一个历元的潜在存在。对Mn Ⅱ谱线的SVD分析表明，<B_z>在第一个历元上，δ =-76+-25G，而在同一历元上，对Fe Ⅱ谱线的SVD分析表明<B_z>δ =-91+-35G。所计算的虚警概率值分别为0.008和0.003，高于值10^{-3}，表示未检测到。
2014-06-07 astro-ph.SR
Continuum intensity and [O I] spectral line profiles in solar 3D photospheric models: the effect of magnetic fields
本文研究了磁场在太阳光球三维磁对流模型中的重要性，讨论了磁场对不同观测倾角下连续谱强度的影响，以及对两条[O I]谱线强度分布的影响。我们使用的RH数值辐射转移代码进行后验谱合成的磁场丰度测定的影响，在我们的出版物中使用的相同的时间序列的磁对流模型。我们获得了一个很好的匹配的合成光盘中心连续强度的绝对连续值从FTS观测光谱的中心到边缘变化（CLV）的合成数据的观测匹配也很好，部分原因是三维辐射传输功能的RH代码。数值时间序列中不同水平的磁通量不会改变匹配的质量。关于目标[O I]谱线，我们发现，相反，磁场导致合成谱中不可忽略的变化，较大的平均磁通量导致线变得明显较弱。因此，如果使用非磁性的数值模型，人们将得到的光球氧丰度将降低几个到几个厘米。列入磁场被证实是重要的，以改善目前的太阳建模，这里特别是在谱线的形成和推导一致的化学丰度。这些结果可能会进一步阐明有关太阳氧丰度精确值的仍然有争议的问题。
2015-01-27 astro-ph.SR
Lithium in NGC 2243 and NGC 104
我们的目标是确定两个金属丰度相似但年龄非常不同的星团的初始Li含量，这两个星团是古老的疏散星团NGC 2243和富含金属的球状星团NGC 104。我们比较了每个星团中大量恒星（从关闭到红巨星分支）的锂丰度。对于NGC 2243，Li丰度来自Gaia-ESO公共光谱调查发布的目录，而对于NGC 104，我们使用FLAMES/GIRAFFE光谱测量了Li丰度，其中包括档案数据和新观测。我们将NGC 2243的初始锂视为锂浸入热侧恒星中测量的锂。我们利用NGC 2243的初始丰度和一次后的Li值之间的差值，将这个值与NGC 104的一次后的Li值相加，就可以推断出该星团的初始Li值。此外，我们比较了我们的观测结果与理论恒星模型的预测之间的差异，初始锂丰度和后的第一次挖掘。通过对NGC 2243中锂丰度最高的5颗恒星的平均锂丰度的测量，得到了NGC 2243的初始锂含量为A（Li）i = 2.85dex。这个值比第一次挖掘后的恒星的锂丰度高1.69 dex。将此数与NGC~104中第一颗被挖出来的恒星的锂丰度相加，我们推断其初始锂含量的下限为A（Li）_i= 2.30dex。恒星模型预测了类似的值。因此，我们的结果提供了重要的见解，为进一步的理论发展。
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The helium-rich subdwarf CPD-20 1123: a post-common envelope binary evolving onto the extended horizontal branch
亚发光B星有多种类型，包括单星、近距离和远距离联星以及脉动和非脉动变星。大多数表面氦含量不足（nHe<1%），少数表面氦含量极高（nHe>90%）。少数有中间的表面氦丰度（~ 10 - 30%），伴随着其他元素的特殊丰度。所提出的问题是：i）这些丰度特性是否与恒星从富氦祖先演变为正常贫氦sdB恒星时光球层内元素的辐射驱动和时间相关分层有关; ii）这些现象是否只发生在单sdB恒星中，或者也与双星中的sdB恒星有关。我们提出了一个明亮的中间氦sdB星CPD-20 1123（阿不思1）的精细分析，这表明它是冷的，热亚矮星，与Teff~23 000 K和表面氦丰度~17%的数量。其他的元素并没有表现出异常;与大多数sdB星一样，碳和氧基本上是耗尽的，而氮是富集的。镁通过硫似乎减少了约0.5 dex，但氯和氩大大增加。我们还提出了一系列的径向速度测量表明，该恒星是一个接近的二进制的轨道周期为2.3天，这表明它是一个后共包络系统。在密近双星中发现的一颗中间富氦sdB星，除了已知的和显然是单一的样本之外，支持了这样一种观点，即这些是非常年轻的sdB星，其中光球层的辐射驱动分层是不完整的。
2012-04-21 astro-ph.SR
Correlation between lithium abundances and ages of solar twin stars
我们希望确定太阳双星的锂丰度作为恒星年龄的函数，为恒星演化模型提供约束，并调查低锂丰度和行星的出现之间是否存在联系。对于用HARPS摄谱仪在高光谱分辨率下观测到的21个太阳孪晶样本，（R~115.000）和非常高的信噪比（600 < S/N < 2400），通过LiI 6707.8 A线的光谱合成获得精确的锂丰度，并与恒星年龄，质量，以及通过同一组HARPS光谱的光谱分析确定的金属丰度。我们发现，对于大多数的太阳双胞胎有很强的相关性锂丰度和恒星年龄。随着年龄的增加，从1到9 Gyr，锂丰度减少了约50倍。这种关系与非标准恒星演化模型中关于上对流区底部Li破坏的预测吻合得相当好。有两颗恒星偏离了这种关系，它们的锂丰度增加了约10倍，这可能是由于行星被吞没。另一方面，我们没有发现任何迹象表明行星宿主恒星和增强的锂耗尽之间存在联系。
2016-01-21 astro-ph.SR
A non-LTE spectral analysis of the 3He and 4He isotopes in the HgMn star kappa Cancri
我们提出了一个试点研究的非局部热力学平衡（NLTE）线形成计算的同位素3 He和4 He在汞锰星Kappa Cancri。研究了NLTE效应对大气中氦同位素丰度测定和垂直分层的影响。现代NLTE谱线形成计算被用来分析kap Cnc的高分辨率和高信噪比的ESO-VLT/UVES谱。通过拟合氢原子的巴耳末谱线和光谱能量分布确定大气参数。研究了多个HeI系，包括HeI 4921 A和6678 A，它们显示出最宽的同位素分裂。在kap Cnc光谱中观察到的HeI谱线中有一半显示出显著的NLTE增强，在HeI 5875 A和HeI 6678 A红线中效果最强。来自单个HeI系的NLTE丰度比LTE值低约3倍。发现氦在卡普Cnc的大气中是分层的。虽然LTE分析表明氦丰度呈阶梯状分布，但NLTE分析表明氦丰度随高度逐渐降低。~ 3 He/~ 4 He比值约为0.25-0.30，根据现有资料，不能确定这两种同位素是否遵循同一分层剖面。这项工作意味着，NLTE效应可能是无处不在的HgMn星的大气中，并可能有显着的影响，丰度测定和解释的元素的垂直丰度分层。
2014-12-05 astro-ph.SR
Helium-Abundance and Other Composition Effects on the Properties of Stellar Surface Convection in Solar-like Main-sequence Stars
利用三维辐射流体动力学模拟网格，研究了氦丰度和$α$元素增强对类太阳主序星包层对流性质的影响。氦的丰度增加了气体的平均分子量，并通过取代氢来改变不透明度。由于氦的影响规模可能取决于金属丰度，网格由三个氦丰度（$Y=0.1, 0.2, 0.3$）的模拟组成，每个氦丰度有两个金属丰度（$Z=0.001, 0.020)$）。我们发现，改变氦的质量分数一般会影响结构和对流动力学的方式相反的金属丰度。此外，这种影响比金属丰度的影响小得多。氦的特征与金属丰度的特征不同之处在于它影响光球速度分布的方式。\rev{We also find that helium abundance and surface gravity behave largely in similar ways, but differ in the way they affect the mean molecular weight}。谱线形成的一个简单模型表明，谱线的平分线和绝对多普勒频移取决于氦的丰度。我们看看$α$元素增强的效果，发现它有一个相当小的影响，在SAL的对流动力学相比，氦丰度。
2013-10-01 astro-ph.SR
Abundances in the Herbig Ae star HD 101412: Abundance anomalies; Lambda Boo-Vega characteristics?
背景：最近的注意力已经转向非常年轻的恒星之间的丰度变化。目的：利用Herbig Ae星HD 101412异常尖锐的谱线，对该星的丰度进行详细研究。方法：高分辨率光谱测量准确的波长和等效宽度。Balmer线拟合和电离平衡给出了Teff和log（g）之间的关系。异常异常和不确定的红化排除了使用光谱类型或光度法来固定Teff。激发温度用于打破Teff和log（g）之间的简并性。结果：强线受到异常饱和，不能通过假设一个低的微湍流被删除。通过限制分析弱（<= 20 m[A]）线，我们发现中性和电离物质的一致结果，基于Teff = 8300 K和log（g）=3.8的模型。光球层中的大多数难熔元素都已耗尽，而挥发物则是正常的，或者在氮的情况下，相对于太阳来说过剩。这些异常不同于Ap或Am星的异常。结论：我们认为，强谱线的异常饱和是由于从圆盘下落的物质加热了大气上层。总体丰度模式可能与在Lambda Boo恒星中发现的有关，尽管耐火元素的消耗更温和，更像织女星。然而，中间挥发性锌被耗尽，排除了一个简单的解释的丰富模式的气体颗粒分离。
2010-08-09 astro-ph.SR
Oxygen in the early Galaxy: OH lines as tracers of oxygen abundance in extremely metal-poor giant stars
氧是银河系化学演化的强有力的示踪元素。不幸的是，在紫外-红外恒星光谱中只有少数氧谱线可用于可靠地确定其丰度。此外，使用不同的谱线获得的氧丰度通常显著不一致。因此，在这方面的贡献，我们调查是否在1D流体静力学模型大气中使用的丰度测定对流处理不当可能是造成这种分歧。为此，我们使用VLT CRIRES光谱的三个EMP巨星，以及三维流体动力学CO $^5$ BOLD和一维流体静力学LHD模型大气，研究对流的红外（IR）OH线的形成中的作用。我们的研究结果表明，对流的存在导致显着更强的IR OH线。结果表明，用3D流体动力学模型和经典的1D流体静力学模型大气，由IR OH线确定的氧丰度的差异可达-0.2 ~1.5。-0.3dex。对于所研究的三颗EMP巨星，我们用1514-1626 nm的振动-转动IR OH谱线测定的3DLTE氧丰度与以前用[O I] 630 nm禁戒谱线测定的氧丰度有很好的一致性。
2014-09-10 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of the high velocity hot post-AGB star IRAS 18379-1707 (LS 5112)
分析了B型超巨星LS 5112的高分辨率（$R\sim48\,000$）光谱，LS 5112被确定为后AGB候选者IRAS 18379-1707的光学对应物。我们报告的详细鉴定所观察到的吸收和发射特性的波长范围3700-9200 A的第一次。利用非LTE模式大气技术分析了吸收线光谱，以确定恒星大气参数和化学成分。我们估算了$T_\text{eff}=18~000\pm1000$ K、$\log g=2.25\pm0.08$、$ξ_{\rm t}=10\pm4$ km/s和$v \sin i=37\pm6$ km/s，得到的丰度表明这是一颗缺金属（[M/H] $\approx-0.6)$）的后AGB星.获得了八种不同元素的化学丰度。对IRAS 18379-1707中CNO丰度的估算表明，这些元素都是过剩的，[（C+N+O）/S]=+0.5 $\pm$ 0.2，这表明氦燃烧的产物已经被带到地表，这是AGB第三次挖掘的结果。从吸收线出发，我们导出了日心径向速度为$V_\text{r}=-124.0\pm0.4$ km/s。我们已经确定了O I，N I，Na I，S II，Si II，C II，Mg II和Fe III的允许发射线。还发现了[N I]、[O I]、[Fe II]、[N II]、[S II]、[Ni II]和[Cr II]的星云禁戒线。巴耳末线H $α$、H $β$和H $γ…
2019-11-28 astro-ph.SR
Iron abundance in the prototype PG1159 star, GW Vir pulsator PG1159-035, and related objects
我们对热的缺氢后AGB恒星PG 1159 -035（PG 1159光谱类和GW Vir脉动星的原型）以及两个相关物体（PG 1520 +525、PG 1144 +005）进行了铁丰度测定，基于首次检测到恒星光球中的Fe VIII线。在另一颗PG 1159恒星PG 1424 +535中，我们检测到Fe VII线。在所有四颗恒星中，每颗恒星的Teff都在110，000 - 150，000 K之间，我们发现了太阳铁的丰度。这一结果与我们最近对最热的PG 1159恒星（Teff = 150，000 - 200，000 K）的丰度分析一致，这些恒星显示出Fe X线。总的来说，我们发现PG 1159恒星并不明显缺铁，与以前的概念相反。
2011-05-26 astro-ph.SR
Project VeSElkA: Vertical Stratification of Element Abundances
详细讨论了一个新的光谱分析研究项目，旨在表征化学奇特（CP）星的恒星大气中元素丰度的垂直分层。在几个缓慢旋转的主序星CP检测垂直丰度分层的一些结果，并被认为是一个指标的原子扩散机制的有效性负责观察到的化学丰度的特殊性。本研究是在VeSElkA（元素垂直分层）项目的框架下进行的，CFHT的ESPaDOnS分光偏振仪已经观测到了34颗慢转CP星。
2015-06-03 astro-ph.SR
Chemical composition of post-AGB star candidates
我们提出了一个高分辨率的详细丰度分析的样本，六个后AGB候选星，其中五个还没有被研究光谱的光学区域。所有分析的对象都是IRAS源，在双色IRAS图上被识别为可能的AGB后。我们发现了三个具有明显演化恒星迹象的天体：IRAS 05338-3051显示出类似于RV Tauri V453 Oph的丰度;低光度恒星IRAS 18025 - 3906富含O，没有s过程富集，IRAS 18386 - 1253显示出通常在后AGB恒星中看到的中等选择性耐火元素耗尽，显示出中红外过剩;它们可能是后RGB天体，在这种情况下，它们将是在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中观察到的后RGB天体的第一个银河系对应物（Kamath等人，2014，2015）。另一方面，IRAS 02528 + 4350似乎是一个中等贫金属的年轻天体，IRAS 20259 + 4206似乎也是一个显示碳缺乏的年轻天体;然而，更好的光谱分析可能是为了澄清它的演化状态。最后，我们对后AGB双星IRAS 17279 - 1119的丰度计算与De Smedt等人（2016）的结果非常一致。
2019-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Element abundances in the stars of the MILES spectral library: the Mg/Fe ratio
我们已经获得了MILES光谱库中76.3%的恒星的[Mg/Fe]测量结果，该光谱库用于了解星系和星团中的恒星大气和恒星星族。这些丰度比是通过（1）使用高分辨率光谱研究的丰度汇编文献中的值和（2）使用MILES中分辨率光谱进行稳健的光谱分析获得的。所有的[Mg/Fe]值仔细校准到一个单一的统一规模，通过使用广泛的控制样品与高分辨率光谱的结果。校正后的[Mg/Fe]值的平均不确定度很小（方法（1）和（2）分别为0.09和0.12 dex），[Mg/Fe]值在恒星大气参数空间的良好覆盖率将允许建立新的简单恒星星族（SSP），并进行经验$α$增强。这些将适用于一系列[Mg/Fe]，包括亚太阳值和超太阳值，以及多种金属丰度和年龄。这些模型将为演化恒星星族合成的检验和应用开辟新的前景。
2011-02-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
