The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines
光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。
2011-12-23 astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 astro-ph.SR
Photospheric parameters and C abundances in solar-like stars with and without planets
我们一直在分析大量的类太阳恒星样本，包括有行星和无行星的恒星，以便均匀地测量它们的光球参数和碳丰度。我们的样本包含大约200颗太阳附近的恒星，这些恒星是用SDUDIE摄谱仪观测到的，观测数据是公开的。我们对C $_{2}$和C I谱线的主要谱带进行了光谱合成，目的是准确地获得C丰度。我们打算贡献均匀的结果，比较元素丰度的恒星与已知的行星。新的论点将被提出来讨论可能的化学异常，已在文献中提出，使我们更好地了解行星的形成过程。在这项工作中，我们专注于我们的样本中的两个恒星群的碳丰度。
2009-10-01 astro-ph.SR
Photospheric Abundances of Polar Jets on the Sun Observed by Hinode
在太阳的两极地区，许多喷流在X射线波长下被探测到，沿着喷流喷射的等离子体被认为是快速太阳风的质量来源。从磁层的现场测量中发现，快太阳风具有光球丰度，而慢太阳风具有日冕丰度。因此，我们研究了极地喷流的丰度，以确定它们是否与快速太阳风的丰度相同。在这项研究中，我们选择了22个喷流在极地地区观测的日出/EIS（EUV成像光谱仪）和XRT（X射线望远镜）同时在2007年11月1日至3日。我们利用EIS谱计算了高（S）和低（Si，Fe）FIP元素之间的强度比的第一电离势（FIP）偏置因子。极区喷流的FIP偏置因子值在0.7-1.9之间，其中75个$\%$的偏置因子值在0.7-1.5之间，表明极区喷流具有与快速太阳风相似的光球丰度。结果与光球等离子体出现并被迅速喷入快风的重联喷流模型一致。
2015-07-15 astro-ph.SR
Absolute dimensions of eclipsing binaries. XXVIII. BK Pegasi and other F-type binaries: Prospects for calibration of convective core overshoot
我们提出了一个详细的研究的F-型脱离食双星BK Peg，新的光度和光谱观测的基础上。这两个分量已经演化到主序星带的上半部分，质量和半径分别为（1.414 +/- 0.007 Msun，1.988 +/- 0.008 Rsun）和（1.257 +/- 0.005 Msun，1.474 +/- 0.017 Rsun）。BK Peg的5.49天周期轨道有轻微偏心（e = 0.053）。测得的旋转速度为16.6 +/- 0.2（初级）和13.4 +/- 0.2（次级）km/s。对于次级分量，这对应于（伪）同步旋转，而初级分量似乎以稍低的速率旋转。我们得出的铁丰度[Fe/H] =-0.12 +/-0.07和类似的丰度为Si，Ca，Sc，Ti，Cr和Ni。Yonsei-Yale和Escheria-Regina的演化模型所观察到的金属丰度分别在2.75和2.50 Gyr的年龄重现BK Peg，但倾向于预测更大质量的主要成分比次要成分的年龄更低。我们发现相同的年龄趋势，其他三个上主序系统中的样本，以及研究食双星组件在1.15-1.70 Msun范围内，对流核心过冲逐渐斜升的模型。我们还发现，Yonsei-Yale模型系统地预测更高的年龄比Escheria-Regina模型。样品中包括BW Aqr，作为补充，我们已经确定了这个晚期F型双星的[Fe/H]丰度为-0.07 +/- 0.11。我们建议使用…
2010-04-12 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
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
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
The LTE solar abundance of neodymium
利用傅里叶变换光谱仪（FTS）获得的高分辨率光谱数据研究了太阳光球中单电离态钕（Nd II）的丰度。基于局部热力学平衡（LTE）假设，导出了新的Nd丰度值。我们成功地选择了51条太阳Nd II谱线，这些谱线具有Den Hartog等人（2003）实验测量的精确跃迁几率，并具有从文献中确定的精确阻尼参数。根据不透明度分布函数（ODF）的原子数据，我们建立了理论光球太阳模型。51条Nd Ⅱ谱线的平均值为log εNd=1.45 +-0.08，与大气的平均值相近。
2017-12-18 astro-ph.SR
A photospheric metal line profile analysis of hot DA white dwarfs with circumstellar material
一些热的DA白矮星在它们的光谱中有星周高离子吸收的特征，除了那些起源于光球层的特征。在许多情况下，这些吸收成分的谱线轮廓是无法分辨的。考虑到白矮星的大气成分对恒星演化、太阳系外行星系统和星际介质研究的重要性，我们研究了在6颗DA星的光球金属丰度估计中加入星周谱线的影响。光球的C和Si丰度减少在五种情况下，拱星污染是强的，虽然拱星Si IV吸收的相对薄弱，引入最小的污染，导致丰度的变化很小。以前的，近似模型无法重现光球线轮廓在这里证明了需要一种技术，占物理线轮廓的拱星和光球线时，这些混合吸收功能建模。
2012-09-26 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of zirconium
锆（Zr）与锶和钇一起，是理解银河核合成的重要元素。事实上，Sr-Y-Zr三元组构成s过程元素的第一个峰。尽管它的一般相关性没有太多的研究太阳丰富的锆进行。我们推导出锆的丰度在太阳光球与相同的CO 5 BOLD太阳大气的流体动力学模型，我们以前用来调查的C-N-O的丰度。我们回顾了在所观察到的太阳光谱中可用的锆线，并选择了一个样本的线来确定锆的丰度，考虑中性和单离子化锆线。我们采用不同的线轮廓拟合策略的Zr线，混合其他元素的线的可靠分析。从中性锆谱线得到的丰度是非常不确定的，因为这些谱线通常是混合的，在太阳光谱中很弱。然而，我们认为，一些线的离子化锆是可靠的丰度指标。将集合限制为Zr II线，从CO 5 BOLD 3D模式大气中，我们得出A（Zr）=2.62+/-0.06，其中引用的误差是RMS线到线散射。
2010-12-05 astro-ph.SR
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
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
Observational evidence for composite grains in an AGB outflow: MgS in the extreme carbon star LL Peg
碳星中宽30 μm的特征通常归因于MgS尘埃颗粒。然而，用均匀的MgS颗粒复制30 μm的特征将需要相对于太阳丰度更多的硫。MgS的直接气相冷凝以低效率发生。MgS在SiC前体晶粒上的沉淀提供了更有效的形成机制，使得均匀MgS晶粒的假设可能不正确。利用基于Monte Carlo的辐射转移程序，我们的目标是模拟含有MgS尘埃颗粒的极端碳星LL Peg的30 μm特征。我们发现，对于LL Peg，该模型对λ< 10 μm处未知的MgS光学性质不敏感。当MgS被允许与无定形碳和SiC热接触时，再现30 μm特征强度所需的MgS量与太阳的硫丰度一致，从而解决了报道的MgS质量问题。我们的结论是，MgS是一个有效的候选人是载体的30 μm功能时，它是一个复合颗粒人口的一部分，具有光学性能代表的合奏颗粒形状。
2012-07-06 astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Capella's Photospheric Abundances: Possible Influence of Stellar Activity
五车二是一颗光谱双星，由两颗G型巨星组成，其中第一颗（G8 III）是一颗正常的红团巨星，而第二颗（G 0 III）是一颗色球活跃的快旋巨星，显示出相当丰富的锂。最近，Takeda & Tajitsu（2017）报道了特定轻元素（例如，[C/Fe]或[O/Fe]）往往高得惊人，他们怀疑这只是由于高活动引起的异常大气结构造成的表面现象。为了验证这一假设，我们根据每个组分的解纠缠光谱确定了五车二的初级和次级元素丰度，以查看两者之间是否存在任何明显的分歧，这应该是由相同的化学成分形成的。我们发现，对于较重的元素，如Fe，主星略微超日（约+0.1dex），而次级星则是日下（约十分之几dex），导致主星和次级星之间存在明显的差异，尽管这种趋势在轻元素中没有看到（例如，C或0）。这些观测事实表明，在富锂巨星中发现的异常大的[X/Fe]比主要是由于Fe丰度的明显减少，我们推测这是由色球紫外辐射引起的过电离效应造成的。因此，我们的结论是，传统的模式大气分析将无法正确地确定丰度的快速旋转的巨星的高活动，正确的处理色球效应是需要得到真正的光球丰度。
2018-06-23 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: III. Investigation of the centre-to-limb variation of the 630nm [OI]-NiI blend
太阳光球层的氧气丰度仍然是一个有争议的问题。大约10年来，一些测定结果支持低氧丰度，这与日震学推断的值不一致。在氧丰度指标中，630 nm处的禁止线通常被认为是最可靠的，即使它与NiI线混合。在本系列的论文I和论文II中，我们报道了在包括太阳在内的矮星中，由630 nm和636 nm处的从属[OI]线得出的氧丰度的差异。在这里，我们分析了几个，部分新的，太阳观测的光谱区域的中心到边缘的变化，包括在630 nm的混合，以分离的氧和镍的个人贡献。我们分析了在不同的肢体角度观察到的强度谱进行比较线形成计算的CO 5 BOLD三维流体动力学模拟的太阳大气。如果在我们的局部热力学平衡计算中假设通常采用的镍丰度为6.25，则从不同肢角的禁戒线获得的氧丰度是不一致的。在镍丰度略低的情况下，A（Ni）~6.1，我们获得一致的拟合，表明氧丰度为A（O）=8.73+/-0.05。在该值下，与辅助氧气管线的差异仍然存在。导出的氧丰度值支持太阳热层中氧丰度相当低的概念。然而，令人不安的是，在630和636 nm处的禁氧线给出了明显不同的结果，并且从630 nm混合物中获得的镍丰度低于其他镍线的预期。
2015-06-02 astro-ph.SR
On the photospheric abundances of the B-type fast rotator Regulus
本文通过光谱拟合结合非局部热动平衡效应，测定B型快转星轩辕十四的14种元素丰度，发现其碳丰度显著不足且无法用现有简单机制解释，需后续研究。
2026-09-02 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of carbon.Analysis of atomic carbon lines with the CO5BOLD solar model
使用流体动力学模拟，原子数据的选择，和计算偏离局部热力学平衡的太阳光谱分析意味着向下修订的太阳金属丰度。我们正在使用CO 5 BOLD代码计算的最新模拟来重新评估太阳的化学成分。本文用辐射-流体动力学CO_5BOLD模型计算了太阳光球层碳丰度，并用Kiel程序计算了对局部热力学平衡的偏离。我们在高分辨率、高信噪比的太阳图谱上测量了原子CI线的等效宽度。偏离局部热力学平衡计算在一维基尔代码。我们推荐的太阳碳丰度值依赖于对观测线的98次独立测量，为A（C）=8.50+-0.06，引用的误差是统计误差和系统误差的总和。结合我们最近对太阳氧和氮丰度的结果，这意味着太阳的金属丰度Z=0.0154和Z/X=0.0211。我们的分析意味着太阳的碳丰度是约0.1德克斯高于在以前的分析中发现的基于不同的三维流体动力学计算。这种差异部分是由我们的等效宽度测量结果驱动的（我们平均测量的等效宽度大于基于3D模型的其他工作），部分原因可能是由于流体动力学模拟和频谱合成代码的不同特性。我们从CO 5 BOLD分析中获得的太阳金属丰度与日震学的约束比以前的3D丰度结果稍微好一点。（节录）
2010-02-12 astro-ph.SR
Element abundance ratios in the quiet Sun transition region
根据新的原子数据，通过重新评估太阳和日光层天文台上日冕诊断光谱仪先前公布的数据，推导出了平静太阳过渡区镁与氖（Mg/Ne）和氖与氧（Ne/O）的元素丰度比。平静太阳Mg/Ne比值对于评估磁场活动对第一电离势（FIP）效应机制的影响是重要的，而Ne/O比值可以用来推断太阳光球层中无法直接测量的氖丰度。Mg/Ne的平均值为$0.52\pm 0.11$，适用于0.2- 0.7 ~MK的温度范围，与以前的研究结果一致。然而，Ne/O比约大40%，取适用于0.08--0.40~MK温度范围的值$0.24\pm 0.05$。增加主要是由于电离和复合率的变化，影响平衡电离平衡。如果把Ne/O的比值解释为反映光球层的比值，那么光球层的氖丰度是$8.08\pm 0.09$或$8.15\pm 0.10$（在对数尺度上，氢是12），这取决于M.~ Asplund等人或E.~ Caffau等人被使用。更新后的光球氖丰度意味着$1.6\pm 0.6$宁静太阳的Mg/Ne FIP偏置。
2018-01-17 astro-ph.SR
Photospheric abundances of the rapidly-rotating A-type star Altair
本研究通过合成光谱拟合技术分析了快速旋转的A型星Altair的色球丰度，发现其整体金属度可能略低于太阳，但没有显著的化学异常。
2026-05-21 astro-ph.SR
Photospheric nitrogen abundances and carbon 12C/13C ratios of red giant stars
红巨星大气中的氮丰度和碳同位素比值（12 C/13 C）被认为是受氢燃烧产物的影响，并作为有用的探针来研究演化引起的包络混合的性质。通过对~8002- 8005 A区域的12 CN和13 CN谱线进行光谱拟合，我们测定了239颗晚G/早K巨星的[N/Fe]和12 C/13 C比值，目的是研究这些量与我们以前工作中报道的其他类似混合影响指标之间的关系。据证实，[N/Fe]值通常是超日的（通常是十分之几的dex，但在恒星之间有很大的差异），与[C/Fe]反相关，与[Na/Fe]相关，正如理论所预期的那样。从它们对恒星参数的依赖性可以看出，混合倾向于随着恒星光度（或质量）和自转速度的增加而增强，这在理论上也是合理的。相比之下，12 C/13 C比值在~5-50的范围内变化很大（峰值在~20左右），没有显示出对氯化萘循环物质混合引起的C或N丰度异常的系统依赖性。因此，我们对红巨星光球12 C/13 C比值的理解仍然是不完整的，需要更多的观测研究。
2019-08-21 astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables -- II. White Dwarfs With and Without a Mask
利用现在可用的盖亚EDR 3望远镜，我们进行了档案{ \it哈勃太空望远镜}（HST）远紫外光谱分析的10个激变变量系统，包括5个精心挑选的食系统。我们获得了准确的白矮星（WD）质量和温度，与4个食系统的质量非常一致。对于我们的样本中的三个系统，BD Pav，HS 2214和TT Crt，我们报告了其WD的第一个鲁棒质量。我们模拟的吸收线，以获得WD的化学丰度和旋转速度为每个十个系统。正如预期的那样，对于五个更高倾角（$i \gtrsim 75^{\circ}$）系统，通过包含具有$N_{\rm H} \approx 10^{20}-10^{22}$ cm $^{-2}$的冷吸收板（遮蔽WD的铁幕），模型拟合得到改善。HST光谱中金属线的建模显示，10个系统中有7个具有显著的太阳下碳丰度，6个具有太阳下硅丰度，从而进一步证明CV WD具有太阳下碳和硅丰度。我们认为，强铝吸收线（和铁吸收功能）在某些CV WD（如IR Com）的光谱可能是由于存在一个{ \it薄}铁幕（$N_{\rm H}\approx 10^{19}$ cm $^{-2}$），而不是太阳上的铝和铁在WD光球丰度。导出的WD（投影）旋转速度都落在$\approx 100-400$ ~km/s的范围内，所有子开普勒类似于早期研究中获得的值。
2022-03-21 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
Stellar Photospheric Abundances as a Probe of Disks and Planets
原行星盘、碎片盘、破裂或蒸发的行星都可以为恒星提供吸积。这些恒星的光球丰度可以揭示吸积物质的组成。这在B型到F型的恒星中尤其可能，因为它们有辐射包层，因此体积-光球混合较少。我们提出了一个理论框架（\texttt{CAM}）考虑扩散，旋转，和其他恒星混合机制，描述吸积物质如何与大部分的恒星相互作用。这样就可以根据测量的恒星丰度和参数（$v_{\rm rot}$、$T_{\rm eff}$）计算出星周物质的丰度模式。本文讨论了\lboo现象以及\texttt{CAM}在包含原行星盘（HD~100546，HD~163296）、碎片盘（HD~141569，HD~21997）和蒸发行星（HD~195689/KELT-9）的恒星中的应用。
2018-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling Time-Variable Elemental Abundances in Coronal Loop Simulations
本研究在0D ebtel++代码中引入时变丰度因子模拟色球蒸发对日冕环冷却的影响，发现强加热事件下丰度趋近光球值，较小加热率下丰度介于两者之间，并据此约束了宁静活动区环的加热率上限。
2024-07-24 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
Two semi-automated computational approaches for spectroscopic analysis of stellar photospheres: detailed characterization at high resolution and abundance determination at medium resolution
我们报告两个不同的计算方法，自洽测量光球性质的大样本的恒星。这两个过程都由一组基于shell和Python脚本的半集成任务组成，这些任务可以有效地运行我们自己的代码或天文社区通常采用的开源软件。一种方法的目的是通过分析来自均匀建造的给定公共图书馆的高分辨率光谱，得出主要的恒星光球参数和一些元素的丰度。另一个应用于恢复一个已知的光球参数的恒星中的单个元素的丰度，通过使用中分辨率的光谱从另一个开放的同质数据库和校准导出的丰度。这两种半自动计算方法为过程的每一步提供了均匀性和客观性，并代表了一种快速获得部分和最终结果以及估计测量误差的方法，从而可以系统地评估和改进不同的步骤。
2013-09-02 astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
Constraining Stellar Coronal Mass Ejections Through Multi-Wavelength Analysis of the Active M Dwarf EQ Peg
恒星日冕物质抛射在实验上仍然不受约束，不像在电磁波谱中随处可见的恒星耀斑。以II型爆发形式出现的低频射电爆发提供了识别和限制恒星CME速率和性质的最佳手段。CME的性质可以通过使用建议的太阳-恒星比例关系和CME的多波长观测，通过使用II型爆发和相关的耀斑预计将同时发生，进一步改善。我们报告20小时的观测附近，磁活性，以及特点M矮星EQ Peg。这些观测同时由Jansky甚大天线阵在其P波段（230-470 MHz）和Apache Point天文台在SDSS u'滤波器（$λ$ = 3557 MHz）中进行观测。动态频谱的P波段数据，构建搜索信号的频率-时间域，没有发现漂移的无线电爆发，可以归因于II型爆发的证据。鉴于我们观测的敏感性，我们能够对可能发生的任何爆发的亮度温度和源大小进行限制。利用四个观测到的恒星耀斑的太阳定标率，我们预测CME参数。考虑到日冕密度和光球场强度的限制，我们的模型表明，观测到的耀斑不足以在我们观测到的频率下产生可检测的II型爆发。我们认为这些结果的影响，以及其他最近的发现，恒星质量损失。
2018-03-07 astro-ph.SR
An analysis of metallic high ion absorption line profiles at DA white dwarfs with circumstellar material
一些热DA星在其光谱中的金属共振线处表现出星周吸收。在许多情况下，这些拱星特征与那些起源于光球层的特征是无法分辨的。为了更好地理解这种拱星混合对光球丰度估计的影响，我们在这里分析了六颗热白矮星未解决的金属高离子吸收特征。在所有情况下，由于强拱星C IV检测，光球C IV丰度减少，相反，弱拱星Si IV导致适度的光球丰度修订。一种可能的新技术，这些线的配置文件进行了讨论，可以更好地再现的意见，并提供了更深入的了解条件的星周介质。
2012-09-24 astro-ph.SR
Photospheric carbon and oxygen abundances of F-G type stars in the Pleiades cluster
为了研究年轻的疏散星团M45的碳氧比（Pleiades），32颗F-G型矮星的C和O丰度（在Teff~5800- 7600 K的有效温度范围内，vesini的投影自转速度范围为~10- 110 km/s），确定了属于该星系团的一个星系团。C I 5380和O I 6156-8线的拟合技术。发现这些C I和O I线的非LTE校正实际上可以忽略不计（小于百分之几dex）。由此产生的C和O丰度（以及Fe丰度）几乎是均匀的，没有任何系统的依赖Teff或vesini。然而，我们发现，尽管Fe的丰度接近太阳（[Fe/H]~0），但碳的丰度却略低于太阳（[C/H]~-0.1），而氧的丰度略高于太阳（[O/H]~+0.1）。这导致了一个结论，即在形成这些昴星团恒星的原始气体中，[C/O]比是适度的亚太阳（~-0.2），大约在120- 130百万年前。有趣的是，同样年轻的B型星也显示出相同的结果（[C/O]~-0.2），而年龄相当大（~1-10 Gyr）的近太阳场F-G星的金属丰度平均值几乎为太阳值（[C/O]~0）。两个年龄明显不同的恒星群之间的C/O比的这种差异可以解释为银河系恒星可能在很长一段时间内经历的轨道迁移机制的结果。
2016-10-19 astro-ph.SR
Coronal Elemental Abundance: New Results from Soft X-ray Spectroscopy of the Sun
太阳日冕中的元素丰度与在太阳光球层中观测到的元素丰度不同。日冕与光球丰度的比值显示出对元素第一电离势（FIP）的依赖。我们估计FIP的偏见，从软X射线光谱的元素丰度的直接测量数据，从多个空间任务，涵盖了一系列的太阳活动水平。这一全面的分析表明，有明确的证据表明，在FIP偏差减少周围的最大强度的X射线耀斑与日冕丰度短暂倾向于光球值和缓慢的恢复作为耀斑衰减。低FIP元素Ca、Fe和Si与日冕丰度的偏离大于具有中等FIP值的S。分馏程度的这些变化可能为耀斑期间通过色球层的波传播模型提供输入。
2020-11-17 astro-ph.SR
Coronae of Stars with Super Solar Elemental Abundances
已知日冕元素丰度偏离其母星的光球值，偏离程度取决于第一电离势（FIP）。这项研究的重点是具有超太阳光球丰度的恒星的日冕组成。我们给出了六颗这样的恒星的日冕丰度：11 LMi，$ι$ Hor，HR 7291，$τ$ Boo和$α$ Cen A和B。这些恒星都有高统计的X射线光谱，其中三个是首次提出。本文中测量的丰度是使用反射光栅光谱仪（RGS）的线分辨光谱结合XMM-牛顿天文台上的高通量EPIC-pn相机光谱获得的。碰撞电离等离子体模型的两个或三个温度分量被发现代表的光谱。所有的元素被发现是一致的耗尽在日冕相比，其各自的光球。对于11 LMi和$τ$ Boo，不存在FIP效应，而$ι$ Hor、HR 7291和$α$ Cen A和B显示出明显的FIP趋势。无论是用太阳丰度还是单个恒星丰度进行比较，这些结论都成立。与低FIP元素富集的日冕不同，在这些恒星中，FIP效应始终是由于高FIP元素相对于实际光球丰度的耗尽。与太阳丰度（而不是恒星）相比，产生了与太阳相同的分馏趋势。在这两种情况下，一个类似的FIP偏见推断，但不同的分馏机制需要调用。
2015-02-26 astro-ph.SR
RESIK Solar X-ray flare element abundances on a non-isothermal assumption
本文分析了33次太阳耀斑的太阳X射线谱（谱段\em CORONAS-F），计算了Si、S、Ar和K的丰度，其中Si、S、Ar和K的发射谱线在谱中占有重要地位。对于每个光谱，该方法首先优化元素丰度，然后根据Sylwester等人和Withbroe给出的程序导出作为温度函数的差分发射测量。这与我们以前使用等温假设的RESIK光谱分析形成对比。在分析中，所有耀斑的平均修正丰度（以$A({\rm H}) = 12$的对数标度表示）为$A({\rm Si}) = 7.53 \pm 0.08$（以前的$7.89 \pm 0.13$）、$A({\rm S}) = 6.91 \pm 0.07$（$7.16 \pm 0.17$）、$A({\rm Ar}) = 6.47 \pm 0.08$（$6.45 \pm 0.07$）和$A({\rm K}) = 5.73 \pm 0.19$（$5.86 \pm 0.20$），几乎没有证据表明每个耀斑演化过程中丰度随时间变化。因此，我们以前的估计的Ar和K耀斑丰度证实了这一分析，但Si和S的减少。这表明耀斑中Si和Ar的丰度与光球丰度或太阳代用指标非常接近，而S明显小于光球丰度，K丰度远高于光球丰度。这些估计在某种程度上不同于那些单一的增强因子适用于第一电离势小于10 eV的元素。
2015-03-03 astro-ph.SR
Photospheric carbon, nitrogen, and oxygen abundances of A-type main-sequence stars
根据对CI 5380、NI 7486和OI 6156-8谱线的光谱拟合方法，我们测定了C、N、O代表100颗主要是A型主序星（B晚期到F早期，11000 K>Teff> 7000 K），包括正常星和非磁性化学奇特（CP）星，预计自转速度范围为0 km/s<vsini<100 km/s，我们的目标是调查这些元素的丰度异常的相互关联，对恒星参数的依赖性，以及正常和CP星之间的差异。我们发现，CNO的丰度通常不足（相对于标准恒星南河三），几乎所有恒星（无论CP或正常）的CNO丰度通常为十分之几dex至~1dex，尽管那些被归类为特殊的（Am或HgMn）往往表现出更大的丰度不足，特别是对于晚期Am恒星中的C和晚期B型HgMn恒星中的N，其不足量甚至高达~2dex。虽然这三种元素的行为在性质上彼此相似，但其特异性（或对引起异常的物理过程的脆弱性）的定量程度倾向于遵循C>N>O的不等关系。关于在任何Teff观测到的相当大的恒星间色散，最重要的原因大概是自转速度的差异。这些观测事实似乎或多或少有利最近的理论计算的基础上的原子扩散和包络混合模型。
2018-07-17 astro-ph.SR
Light bosons and photospheric solutions to the solar abundance problem
众所周知，目前光谱学对太阳化学成分的测定与日震学所暗示的金属丰度是完全不一致的。我们调查的差异是否可能是由于转换的光子到一个新的光玻色子在太阳光球。我们研究的粒子与轴子与光子的相互作用推断光球丰度的影响，表明共振轴子光子转换是不可能的，在该地区的太阳大气中发生线形成。虽然在线形成区域的非共振转换原则上可以影响导出的丰度，但轴子光子转换实验的限制排除了这些效应被检测到所需的耦合。我们表明，这延伸到隐藏的光子和变色龙（这将表现出类似的现象学行为），排除了已知的理论，新的光玻色子作为光球的太阳丰度问题的解决方案。
2013-02-01 astro-ph.CO astro-ph.SR hep-ph
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
No FIP fractionation in the active stars AR Psc and AY Cet
背景：冷星日冕和光球丰度的比较是一个需要解决的基本问题。在太阳中，日冕中第一电离势（FIP）较低的元素相对于光球层有增强的现象。与太阳标准值相比，具有高活动水平的恒星似乎显示出低FIP元素的耗尽;然而，在少数情况下，活动恒星的光球值可用于比较，导致混乱的结果，并且必须扩大样本才能解决这个长期存在的问题。目的：本文计算了两个著名的活动双星系统AR Psc和AY Cet的光球和日冕丰度，以进一步了解日冕丰度的复杂性。研究方法：9个元素的日冕丰度计算的详细的排放量分布的重建，使用线为基础的方法，认为线从不同的元素分开。利用恒星的高分辨率光谱计算了8种元素的光球丰度。结果：结果再次表明，恒星的日冕丰度缺乏任何FIP相关的影响。在某些恒星中，金属丰度耗尽（MAD）或逆FIP效应的存在可能源于与太阳光球值的错误比较，或者来自快速旋转恒星中光球丰度的计算不足。结论：FIP分馏的缺乏似乎证实了阿尔芬波与有质动力相结合在活跃恒星的日冕中占主导地位。
2009-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A spectroscopic study of the hybrid pulsator Gamma Pegasi
最近在经典的B型微扰器Gamma Pegasi中探测到压力和高阶重力模式，为通过地震研究探测其内部结构提供了有希望的前景。为了帮助这颗恒星的进一步建模，我们提出了一个详细的NLTE丰度分析的结果，大量的时间分辨，高质量的光谱的基础上。发现了附近B型星的典型化学成分，其混合性质与用OP不透明度表计算的仙王座β星和慢脉动B星不稳定带重叠区的位置一致，尽管一旦考虑到恒星参数的不确定性和稳定性计算的当前限制，OPAL计算也可以与观测兼容。在光谱时间序列中检测到两个已知频率f1 = 6.58974和f2 = 0.68241 c/d。尝试对低频信号进行模式识别，其可以与高阶g模式相关联。最后，我们重新评估伽玛钉的二进制状态，并没有发现任何证据的变化，可以归因于轨道运动，相反，在文献中以前的索赔。
2011-03-23 astro-ph.SR
Photospheric silicon abundances of upper main-sequence stars derived from Si II 6347/6371 doublet lines
本研究利用Si II双线光谱拟合测定120颗主序星的硅丰度，发现其与铁丰度正相关、与碳丰度反相关，Am和HgMn星硅丰度更高，推测气体-尘埃分离与原子扩散共同作用导致该特征。
2024-07-09 astro-ph.SR
Formation of Al II lines and photospheric aluminium abundances in B-type stars
本文通过分析B型恒星中Al II 6243 Å和4663 Å谱线的non-LTE效应，发现4663 Å谱线导出的铝丰度在宽温度范围内接近太阳值，并证实HgMn星铝显著匮乏。
2025-05-07 astro-ph.SR
Solar cycle observations of the Neon abundance in the Sun-as-a-star
太阳内部的性质可以通过对太阳振荡的日震学测量来精确地确定。然而，这些测量结果与使用太阳大气的3-D流体动力学模型得出的光球元素丰度相冲突。这种理论和日震学的分歧被称为$"$太阳模拟问题$"$。一种可能的解释是，光球层的氖丰度比一般公认的要大，而这种丰度是由日冕层的氖/氧比值与光球层的氧丰度相结合而间接推导出来的。对冷恒星的观测也支持了这一观点。在最慢的太阳风流和日冕流中，Ne/O丰度比也随着太阳周期而变化，并且在流中从太阳最大值到最小值的变化（$\sim$ 0.1到0.25）足够大，可能使一些太阳模型与地震数据相一致。本文利用2010- 2014年太阳动力学观测站EUV变率实验（EVE）的日采样观测资料，研究了当太阳被看作恒星时，日冕Ne/O丰度比是否随太阳活动周期而变化。我们发现，只有一个弱的依赖，和适度的反相关，与太阳活动周期与测量的比率约0.2- 0.3 MK从0.17下降到0.11在太阳活动最小的。在较高的温度下（0.3- 0.6 MK），这种效应被放大，反相关性更强，比值从太阳活动极小期的0.16下降到太阳活动极大期的0.08。我们在太阳极小期找到的值太低，无法解决太阳建模问题。
2018-05-18 astro-ph.SR
Thermohaline mixing and the photospheric composition of low-mass giant stars
我们计算完整的红巨星分支恒星的演化序列，包括最先进的组合物运输处方的温盐混合制度的光度凸附近。特别是，我们采用了自洽双扩散对流理论，允许处理的不稳定性时出现的热梯度和成分梯度相互竞争，和最近的经验激励和参数自由的渐近标度律温盐组合物运输。与以前的工作一致，我们发现，在红巨星阶段，热盐不稳定性设置后不久，氢燃烧壳（HBS）遇到的化学不连续性留下的第一个疏浚。我们还发现，热盐不稳定区域，最初出现在外部机翼的HBS，是无法达到外对流信封，其后果是没有混合的元素，产生非正则修改的恒星表面丰度发生。同样与之前的工作一致，我们发现通过人为提高温盐区的混合效率，可以连接两个不稳定区，从而影响光球组成。然而，我们发现，为了重现观测到的红巨星分支恒星的丰度接近光度凸，热盐混合效率必须人为增加约4个数量级，从最近的三维数值模拟预测的热盐对流接近天体物理环境。由此，我们得出结论，红巨星的化学丰度异常不能解释的基础上，单独的温盐混合。
2011-07-05 astro-ph.SR
Solar Chemical Abundances Determined with a CO5BOLD 3D Model Atmosphere
在过去的十年中，光球太阳金属丰度从光谱测定经历了显着的向下修正。这种影响的一部分可以归因于原子数据的改进和NLTE计算的纳入，但流体动力学模型大气的使用似乎也发挥了作用。太阳光球层金属丰度随时间的“减少”增加了与日震学结果的不一致。借助太阳大气的CO 5 BOLD 3D模型，巴黎天文台的CIFIST团队重新确定了几种元素的光球太阳丰度，其中包括C，N和O。光谱丰度通过将观测到的谱线的等效宽度和/或轮廓与从3D模型大气计算的合成光谱拟合来获得。我们的结论是，颗粒波动的影响取决于个别行的特性，但发现只有在少数特定情况下是相关的。3D效应不是近年来太阳丰度系统性降低的原因。太阳的金属丰度Z=0.0153，Z/X=0.0209。
2010-03-05 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - III. Metallicity and CNO abundance patterns in 24 southern systems
共生巨星的元素丰度对于解决共生双星演化中化学成分的作用，绘制其母体种群，以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，具有相当确定的光球成分的共生巨星的数量仍然不足以进行统计分析。这是关于从高分辨率（R ~ 50000），近红外光谱确定共生巨星的化学组成的系列论文中的第三篇。在这里，我们提出了24 S型系统的结果。光谱合成方法，采用标准的本地热平衡分析和大气模型被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍，和Sc）的元素。分析表明，金属丰度分布在从弱超日（[Fe/H] ~ +0.35 dex）到显著亚日（[Fe/H] ~ -0.8 dex）的较宽范围内，但主要分布在近日和弱亚日（[Fe/H] ~ -0.4 ~-0.3 dex）。在所有这些天体中发现的14 N同位素的富集表明，这些巨星已经经历了第一次挖掘。这一点在一些天体中得到证实，因为12 C/13 C比率很低（5-23）。我们发现，[Ti/Fe]的相对丰度一般是大的红色共生系统。
2015-11-13 astro-ph.SR
Photospheric aluminium abundances of A-type main-sequence stars
该研究通过非LTE计算和谱线拟合，确定了A型主序星的铝丰度，发现其与[Fe/H]成正比（[Al/H]~1.2[Fe/H]），并解决了旧研究的零点差异，与扩散理论预测一致。
2023-10-17 astro-ph.SR
The chemical abundance analysis of normal early A- and late B-type stars
早期恒星的现代光谱学通常旨在研究复杂的物理现象。相对较少注意的是识别和研究“正常”的A型和B型恒星，并测试基本的原子参数和标准光谱分析如何允许一个适合的观测。我们希望确定太阳光球层的化学成分是否可以作为早期A型和晚期B型恒星的参考。我们获得了三颗慢转早型星的光学高分辨率、高信噪比光谱（HD 145788，21 Peg和pi Cet）没有显示出明显的化学特性，并使用我们的光谱覆盖的光谱区域中可见的大量谱线对26种元素的多达38种离子（对于21 Peg）进行了非常准确的LTE丰度分析。我们提供了一个详尽的描述的三个分析的恒星的丰度特性与用于获得丰度的线参数的严格审查。我们为1100多条测量线编制了一个原子数据表，可供将来参考。我们得到的丰度为He，C，Al，S，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Sr，Y和Zr与最近的太阳光球的三维辐射流体动力学模拟得出的太阳的兼容。其余研究元素的丰度与太阳光球相比显示出一定程度的差异。N、Na、Mg、Si、Ca、Ti和Nd的那些可以很好地归因于非LTE效应;对于P、Cl、Sc和Co，非LTE效应是完全未知的; O、Ne、Ar和Ba显示不能归因于非LTE效应的差异。获得的差异O（在两颗星）和Ne同意最近的非LTE丰度分析早期B型恒星在太阳附近。
2009-06-29 astro-ph.SR
The impact of incorrect dissociation energies on inferred photospheric abundances
本研究通过扰动 C2、CN、CH、TiO 和 MgO 的解离能并合成 FGKM 恒星光谱，发现仅 C2 会造成显著碳丰度偏差，最高达 0.2 dex。
2024-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
New outburst of the symbiotic nova AG Peg after 165 years
AG Peg被称为最慢的共生新星，它在1850年左右经历了类似新星的爆发。在165年后的2015年6月，它再次爆发，表现出Z和型爆发的特征。主要目标是确定2015年AG Peg爆发的基本特征，性质和类型。我们通过使用低分辨率光谱学（330-750 nm）、中分辨率光谱学（420-720 nm; R=11000）和$UBVR_{\rm C}I_{\rm C}$光度学对2015年爆发的光谱能量分布进行建模来实现这一目标。光学观测与档案HST和FUSE光谱从前面的平静补充。在爆发期间，热分量的光度范围为2-11 $\times 10^{37}(d/0.8{\rm kpc})^2$ erg/s。为了产生最大的光度，白矮星（WD）必须在$\sim 3\times 10^{-7}$ M $_{\odot}yr^{-1}$处吸积，这超过了稳定燃烧的极限，从而导致从WD吹出光学厚风。我们确定了它的质量损失率为几个$\times 10^{-6}$ M $_{\odot}yr^{-1}$。在电离源$1.5-2.3\times 10^5$ K的高温下，风将WD的一部分光球辐射转化为星云辐射，占光学辐射的主导地位。一个数量级的增加排放措施，从几个$\times 10^{59}(d/0.8 {\rm kpc})^2$厘米$^{-3}$在平静期间，到几个$\times 10^{60}(d/0.8\,{\rm …
2017-04-28 astro-ph.SR
Surface magnetic field of the A-type metallic-line star omicron Pegasi revisited
本研究针对早期A型金属线恒星飞马座ο表面磁场研究的经验性与数据不足问题，通过严谨的谱线流量模拟结合高质量光谱的Fe谱线参数分析，证实其平均磁场约为1-2kG，与既往结果基本一致。
2023-01-13 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - II. AE Ara, BX Mon, KX TrA, and CL Sco
了解共生巨星的元素丰度对于解决化学成分在共生双星进化中的作用、绘制其母体种群地图以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，很少有共生巨星的光球丰度是相当好的确定。这是关于从高分辨率（R ~ 50000）近红外光谱确定共生巨星化学组成的系列论文中的第二篇。结果提出了在AE Ara，BX Mon，KX TrA和CL Sco系统的晚型巨星。采用标准的本地热平衡（LTE）分析和恒星大气模型的光谱合成被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（Sc，Ti，Fe和Ni）的元素。分析结果表明，BX Mon、KX TrA和CL Sco的亚太阳金属丰度分别为[Fe/H] ~ -0.3或-0.5，这取决于微湍流的大小。AE Ara显示金属丰度接近太阳约0.2 dex。在所有这些天体中发现的14 N同位素的富集表明，这些巨星已经经历了第一次挖掘。在BX Mon的情况下，第一次疏浚也证实了低12 C/13 C同位素比值~8。
2014-12-02 astro-ph.SR
VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: I. Variable photosphere and extended atmosphere of the Mira star R Peg
Mira星的动力学大气模型预测了光球半径和大气分子层的变化，这些变化还没有受到观测的强烈约束。在这里，我们测量富氧的米拉星R Peg的变化。我们使用K波段光谱干涉测量法，光谱分辨率约为4000，在四个时期之间的最大和最小视觉相位采用新的重力光束组合器在VLTI。我们的观察表明，连续半径是反相关的视觉光变曲线。在2.25 μ的近连续波长处的均匀盘（UD）角直径稳定地增加，在0.15、0.36、0.45、0.53的视觉相位处的值分别为8.7 mas、9.4 mas、9.8 mas和9.9 mas。UD直径在一个带通约2.05亩，主要由水蒸气，遵循在较大的UD直径的近连续变化。相反，在CO 2-0带头处的UD直径与视觉光变曲线相关，并且与近连续UD直径反相关。所观察到的反连续半径和视觉光变曲线之间的相关性是一致的富氧米拉S紫胶的早期研究，并与最近的一维CODEX动态模型大气预测。变化的幅度与S Lac的早期观测相当，并且小于CODEX模型的预测。在我们的历元的波长依赖的可见度变化可以复制的一组CODEX模型在模型相位之间的0.3和0.6。反相关的水蒸气和CO的贡献，在我们的时代表明，这些分子经历不同的过程沿恒星周期。新推出的重力仪适合进行较长时间序列观测，这是对模型预测的周期内和周期间变异性提供强有力约束所必需的。
2018-05-14 astro-ph.SR
Photospheric Helium Abundance in Cool Giants -- A Comprehensive Study
本文通过对多颗冷巨星的高分辨率光谱进行丰度分析，首次测量了正常及富锂场巨星的光球层氦丰度，发现氦增丰常伴随锂增丰，并揭示锂增丰贯穿巨星支多个演化阶段，为解释巨星锂增丰机制提供了新线索。
2025-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-LTE abundance analysis of A-B stars with low rotational velocities. II. Do A-B stars with normal abundances exist?
本文通过自洽模型拟合与混合非LTE技术分析四颗锐线A型星，发现不同类型A星存在显著丰度多样性，且重元素丰度过量随有效温度先升后降，证实晚B型星中存在具太阳丰度的恒星。
2023-09-15 astro-ph.SR
