Barium abundance in red giants of NGC 6752. Non-local thermodynamic equilibrium and three-dimensional effects
（节略）目的：我们研究了银河系球状星团NGC 6752中红巨星大气的非定域热力学平衡（NLTE）偏离和均匀性对Ba Ⅱ谱线形成的影响。研究方法：一维（1D）的本地热力学平衡（LTE）和一维NLTE钡丰度推导使用经典的一维ATLAS恒星模型大气。通过使用3D-1D丰度校正调整它们的1D LTE丰度，获得了较低RGB上的8颗红巨星的三维（3D）LTE丰度，即，利用三维流体动力学（CO 5 BOLD）和经典一维（LHD）恒星模型大气从同一条谱线获得的丰度之间的差异。结果：20颗巨星的平均1D钡铁丰度比为<[Ba/Fe]>{1DNLTE} = 0.05 \pm 0.06（stat.）\pm 0.08（系统）。8颗巨星的3D-1D丰度修正值很小（~+0.05 dex），因此对20颗巨星的平均1DNLTE钡铁丰度比只作了很小的修正，<[Ba/Fe]>_{3D+NLTE} = 0.10 \pm 0.06（stat.）\pm 0.10（系统）。单个星团恒星之间的固有丰度分布很小，可以用丰度测定的不确定性来解释。结论：偏离LTE在这里研究的红巨星大气中钡线的形成中起着重要的作用。三维流体动力学效应的作用也不应该被忽视，即使获得的3D-1D丰度校正很小。这一结果是对3D和1D模型大气中水平温度波动和平均温度分布之间差异的个体贡献进行细微微调的结果：由于大小相似且符号相反，它们的贡献几乎相互抵消。
2012-03-27 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants. I. RW Hya and SY Mus
共生系统的研究对于我们理解发生质量损失或转移的双星系统的恒星演化具有相当重要的意义。元素丰度具有特殊的意义，因为它们可以用来跟踪质量交换。然而，很少有共生巨人的丰度是相当好的确定。在这里，我们首次详细分析了RW Hya和SY Mus系统中巨星的化学成分。分析基于高分辨率（R 50000）、高S/N、近红外光谱。光谱合成采用标准LTE分析和大气模型，以获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（Sc，Ti，Fe和Ni）的元素。我们的分析揭示了一个显着的亚太阳的金属丰度，[Fe/H]-0.75}，为RW Hya巨星确认其成员的星系晕人口和近太阳的金属丰度为SY Mus巨星。这两个天体的12 C/13 C同位素比值都很低，为6-10，表明这两颗巨星经历了第一次被挖掘。
2014-03-11 astro-ph.SR
Chromospheric Models and the Oxygen Abundance in Giant Stars
半人马座欧米茄中两颗典型贫金属巨星的真实恒星大气模型，包括色球层影响氧I光学线的形成：禁戒线（630 nm，636 nm）和红外三线（777.1-777.5 nm）。一维半经验非LTE模型的基础上，观察到的巴耳末线。一个完整的非LTE制定适用于评估线强度的O I包括光电离的莱曼连续和光激发的Ly-alpha和Ly-beta。色球模型（英语：Chromosphere models）产生的禁戒氧跃迁比辐射/对流平衡（英语：Radiation/Conventional equilibrium）模型（英语：Radiation/Conventional equilibrium model）更强。来自高水平的三重态氧谱线也比RCE模型中产生的更强。这两颗恒星的实际CO2模型中推断的氧丰度与RCE模型中的值相比减少了3倍。较低的氧丰度表明，中等质量的AGB星有助于观察到的丰度模式在球状星团。贫金属场巨星的氧丰度的变化可能会影响红巨星分支的深混合事件模型。氧丰度的变化会影响其他对天体物理学至关重要的丰度测定，包括化学标记技术和星系化学演化。
2016-03-23 astro-ph.SR
High Lithium Abundance Connection with the Chromospheric Helium in Red Giants: Spectroscopic and Asteroseismic analyses
本研究通过光谱与星震分析发现红团簇巨星中高锂丰度与强色球He I线相关，二者共同起源于氦闪，且随时间演化锂丰度下降、色球活动减弱。
2025-01-15 astro-ph.SR
Comprehensive abundance analysis of red giants in the open clusters NGC 1342, 1662, 1912, 2354 and 2447
我们观测了五个疏散星团NGC 1342、NGC 1662、NGC 1912、NGC 2354和NGC 2447中红巨星成员的高色散阶梯光谱，并测定了它们的径向速度和化学成分。这是除了NGC 2447以外的所有星系的第一次化学丰度测量。我们结合了我们的集群从这篇论文和以前的论文中提取的样品从文献中，我们重新测量的化学丰度，以建立一个共同的丰度规模。利用这种均匀的疏散星团样本，我们研究了疏散星团中恒星的相对元素丰度与场星的相对元素丰度作为年龄和金属丰度的函数。我们发现了一个范围内的轻富集的重元素（Ba-Eu）在年轻的疏散星团巨星相同的金属丰度的场星。我们的分析简洁地指出，星团中最年轻的恒星世代可能被太阳邻域场星代表不足。
2015-04-21 astro-ph.SR
Sulfur and zinc abundances of red giant stars
硫和锌是化学挥发性元素，在研究银河系化学演化过程中起着重要的无贫化示踪作用。然而，关于红巨星已经从主序星演化出来，尽管到目前为止已经报道了一些研究，但可靠的S和Zn丰度测定似乎很困难。在这种情况下，我们试图通过对S I 8694-5、S I 6757和Zn I 6362谱线应用光谱拟合技术，并考虑非LTE效应，确定239颗GK巨星（-0.8 < [Fe/H] < +0.2）的大量样本中这些元素的丰度。此外，还对160颗FGK矮星进行了相似的丰度分析，以供比较。由这些线导出的S和Zn丰度的非LTE校正在大多数情况下< 0.1（-0.2）dex，并且不是非常显著。它揭示了在红巨星的情况下，S I 6757特征作为丰度指标比S I 8694-5更可靠，因为后者遭受了未识别线的混合。最后得到的GK巨星的[S/Fe]-[Fe/H]和[Zn/Fe]-[Fe/H]关系与FGK矮星的关系符合得很好，表明由SI 6757和Zn I 6362谱线可以可靠地确定红巨星的S和Zn丰度。因此，不仅主序星，而且演化的红巨星是有用的跟踪的化学演化历史的S和Zn在磁盘金属丰度的制度，通过使用这些线。
2016-07-15 astro-ph.SR
Ba & Eu Abundances in M15 giant stars
研究球状星团M15中63颗巨星的Ba和Eu丰度。这是已确定Ba丰度的M15巨星中最大的样本，由于最初研究计划的目标选择，Ba丰度沿着红巨星分支完成。从先前的关键研究中获取恒星参数，并确定了微湍流-表面重力关系，用于精确测量6496.898 Angstrom处的Ba线，该线对微湍流具有高灵敏度。Ba，La，Eu，Ca，Ni和Fe的元素丰度计算使用光谱合成和等效宽度技术。Ba、Eu和La的丰度呈双峰分布。低Ba、Eu、La模式的平均丰度分别为<[Ba/H]>=-2.41+/-0.16、<[Eu/H]>=-1.80+/-0.08和<[La/H]>=-2.19+/-0.13，而高Ba、Eu、La模式的平均丰度分别为<[Ba/H]>=-2.00+/-0.16，<[Eu/H]>=-1.65+/-0.13和<[La/H]>=-1.95+/-0.11。这两种模式都表明污染的情况下，占主导地位的r-过程，因此贡献大质量恒星的爆炸核合成。可能有证据表明，另一个重元素的过程和潜在的Na-O关系的进一步增强，这两种模式表明一个复杂的形成和演化历史的M15。
2013-02-25 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
The Penn State - Torun Centre for Astronomy Planet Search stars. II. Lithium abundance analysis of the Red Giant Clump sample
使用来自宾夕法尼亚州托伦天文学行星搜索中心的348颗恒星的样本，其中统一确定的大气参数是可用的，这里提出的化学丰度和旋转速度，我们调查了巨星中Li富集的各种渠道。我们的工作是基于HET/HRS光谱。A（Li）是从670.8nm线确定的，而我们使用更广泛的α元素丰度线。在一系列的K-S检验中，我们将富锂巨星与样本中的其他恒星进行了比较。我们还使用现有的红外光度和运动学数据在寻找证据的质量损失。我们研究的最丰富的锂巨星的性能更详细地使用多历元精确的径向速度。我们目前的Li和α-元素丰度，以及vsini的348颗恒星。我们在92颗恒星中检测到Li，其中82颗是巨星。根据A（Li）>1.5的标准和它们在HR图上的位置，其中11个具有显著的Li丰度A（Li）> 1.4，7个为Li过丰天体，包括两个Li丰度接近陨石水平的巨星。对另外271颗恒星，给出了A（Li）的上限。我们发现，富锂巨星是我们样本中质量最大的恒星之一，并且显示出高于平均有效温度的温度。它们在光度分布、[Fe/H]、vsini和α-元素丰度方面与完整的样品没有区别。我们的研究结果并没有指出一个特定的锂富集机制在我们的样本巨人。相反，在某些情况下，我们无法识别任何已知场景的指纹。然而，我们发现，在我们的样本中，4个最富锂的巨星要么有低质量的同伴，要么有RV变化在~100 m/s的水平，这强烈表明，同伴的存在是一个重要因素，在巨人的…
2014-07-18 astro-ph.SR
A non-LTE study of silicon abundances in giant stars from the Si I infrared lines in the zJ-band
我们调查的可行性的硅I红外线（IR）线作为硅丰度指示巨星。我们发现，从Si I IR线的基础上局部热力学平衡（LTE）分析得到的Si丰度显示大的线到线的散射（平均值为0.13dex），并高于那些从光学线。然而，当考虑到非LTE效应时，线到线散射显著降低（平均值为0.06dex），并且Si丰度与来自光学线的Si丰度一致。我们的样本星的[Si/Fe]的典型平均非LTE校正约为$-$ 0.35 dex。我们的研究结果表明，Si I IR线可以是可靠的丰度指标，提供了适当的非LTE的影响考虑。
2016-03-21 astro-ph.SR
Analysis of the non-LTE lithium abundance for a large sample of F-, G-, and K-giants and supergiants
本文提出了一种五维插值方法和相应的计算机程序，用于用已发表的计算结果确定由Li I 6707.8测线导出的锂丰度对数ε（Li）的非LTE校正{Δ\}NLTE。由以下五个参数确定{Δ\}NLTE值：{Δ\}NLTE有效温度Teff、重力重力加速度log g、金属丰度指数[Fe/H]、微湍流速度Vt和LTE Li丰度log ε（Li）。用该程序计算了Lebre等人的列表中91颗亮巨星的{Δ NLTE}和非LTE Li丰度值，结合55颗恒星的数据，得到了146颗FGK巨星和超巨星的log ε（Li）的非LTE值。我们确认，在大多数这些恒星的光谱，这是唯一可能的估计为他们的上限锂丰度。对于质量M<6 Msun的恒星，log ε（Li）的分布很大。这些结果与恒星模型计算的比较证实了锂丰度对初始旋转速度V0的独特敏感性。我们讨论了锂丰度log ε（Li）= 1.4 +- 0.3的巨星和超巨星，它们可能具有自转速度V0=0 km/s，并且已经经历了深对流混合。考察了锂丰度log ε（Li）>2和接近初始值log ε（Li）= 3.2 ± 0.1的富锂巨星。结果表明，V0 = 0 - 50 km/s的富锂巨星的比例与现有的演化模型一致。这类恒星的其他恒星，以及所有的“超级富锂”巨星，标准理论是站不住脚的，可以通过调用恒星中最近锂合成的假设或另一种假设来解释，根据这种假设，一颗巨大的行星被恒星吞没。
2017-10-13 astro-ph.SR
Stellar Parameters and Chemical Abundances of G Giants
利用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪获得的99颗晚型G巨星的高分辨率光谱，给出了它们的基本恒星参数。这些恒星是多普勒巡天计划的目标，在演化的恒星中寻找太阳系外行星，金属丰度为-0.8<[Fe/H]<+0.2。其中包括4个$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），3个奇Z轻元素（Al，K，Sc），4个铁峰元素（V，Cr，Fe，Ni）和4个中子俘获元素（Y，Ba，La，Eu）。运动学性质表明，程序星大多属于薄盘。
2011-09-30 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
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
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
An abundance study of the red giants in the seismology fields of the CoRoT satellite
在CoRoT卫星的地震学领域对红巨星进行精确定性是进一步深入地震建模的先决条件。19个目标获得的光谱已被用来准确地估计其基本参数和化学成分。内部混合的程度也通过Li，CNO和Na（以及在少数情况下的12 C/13 C）的丰度进行了研究。
2012-10-10 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
Non-LTE Sodium Abundance in Galactic Thick- and Thin-Disk Red Giants
我们评估非本地的热力学平衡（非LTE）线形成中性钠在模型大气中的79红巨星使用模型原子，采用了最好的原子数据。用Na I 6154、6161 <$A测定了38颗薄盘星（其中15颗为Bal Ⅱ星）、15颗厚盘星、13颗武仙座流星和13颗既不是薄盘也不是厚盘的过渡星的Na的非LTE丰度。Na I 6154、6161的非LTE丰度修正量为-0.06至-0.24 dex，取决于恒星参数。我们发现厚盘和薄盘的[Na/Fe]丰度没有差别，得到的丰度接近太阳的丰度。我们证实了BaII星中[Na/Fe]的微弱过剩。武仙座流的恒星显示[Na/Fe]丰度接近太阳系。所得结果可用于约束Na的核合成模型。
2014-06-16 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
Lithium abundance in atmospheres of F- and G-type supergiants and bright giants
本文对55颗银河系F、G超巨星和亮巨星的6707.8A共振二重态Li I进行了非定域热力学平衡丰度分析。锂丰度log ε（Li）可以分为三组，即：（i）10颗富锂巨星，log ε（Li）= 2.0-3.2（所有10颗都是F-型或A9星）;（ii）13颗G-至K-型恒星，锂丰度在log ε（Li）= 1.1-1.8的窄范围内;（iii）所有其他恒星都提供锂丰度的上限。导出的Li丰度与2-15 Msun星的理论预测进行了比较。我们的结果与理论基本一致。特别是，大多数节目明星缺乏可检测的锂是可以解释的。比较结果显示，这些恒星可能以质量M分为两组，即M < 6 Msun and M >6 Msun。所有log ε（Li）> 2.0的富锂巨星和超巨星的质量M < 6 Msun; log ε（Li）= 1.1-1.8的13颗恒星中有11颗，特别是M < 6 Msun的恒星，与非旋转2-6 Msun恒星模型预测的第一次挖掘后表面丰度log ε（Li）= 1.4吻合得很好。在M > 6 Msun的范围内没有富锂的恒星，这与理论预测一致，即F和G超巨星以及M > 6 Msun的巨星不能显示出可探测的锂。我们注意到，目前的理论似乎无法解释某些恒星的Li丰度，即（i）一些相对低质量的富Li巨星（M < 6 Msun），其高Li丰度伴随着相当高的旋转速度或大量的氮过剩与…
2012-12-25 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
Spectral matching for abundances of 848 stars of the giant branches of the globular cluster ω Centauri
本文给出了半人马座球状星团ω的848颗巨支星的有效温度、表面重力和铁、碳、钡的丰度，其中557颗还具有明确的氮丰度。这项工作使用光度计源和较低分辨率的光谱进行丰度分析。光谱指数被用来估计恒星的氧丰度，从而确定特定恒星是富氧还是贫氧。在进化群体的背景下分析了557颗恒星的子集，确定了四个广泛的群体。这些小组表明，星团中至少有四个主要的四个恒星形成时期。这些恒星形成事件的确切顺序还不清楚。这些结果与在较高分辨率下发现的结果进行了比较，并显示了更广泛的低分辨率光谱调查的价值。他们还强调了在处理像ω Cen这样的复杂物体时需要大样本的恒星。
2013-05-15 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
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
Abundances of C, N, Sr and Ba on the red giant branch of omega Centauri
在半人马座球状星团的红巨星分支上，有33颗恒星的碳、氮、锶和钡相对于铁的丰度。它们是基于使用光谱合成技术分析的蓝色光谱区域的中间分辨率光谱数据。这些数据揭示了这些元素的丰度存在广泛的范围，并与主序星的类似数据进行比较，使我们能够深入了解星团的演化历史。大多数红巨星分支星被发现是贫碳的，即[C/Fe]<0，而相同恒星的[N/Fe]范围为~1 dex，从[N/Fe]~0.7到1.7 dex。锶与铁的丰度比从太阳能到轻度增强（0.0<=[Sr/Fe]<=0.8）不等，[Ba/Fe]通常等于或大于[Sr/Fe]。ROA 279是一颗已知的CH星，其碳和氮的丰度比分别为[C/Fe]=0.6和[N/Fe]=0.5 dex。红巨星分支上的演化混合的证据被发现的事实，相对碳丰度的主序列上普遍高于红巨星分支。然而，红巨星分支和主序样品的比较表明，两套样品中氮增强的上限相似，都在[N/Fe]~2.0dex。这很可能是原始混合过程而不是进化混合过程的结果。其中一颗红巨星分支星ROA 276被发现有Sr和Ba的丰度比。ROA 276的高分辨率光谱是由麦哲伦望远镜/MIKE摄谱仪组合获得的，以证实这一结果，揭示ROA 276确实是一颗不寻常的恒星。对于这颗恒星的计算的耗尽效应强烈表明，在ROA 276中观察到的Sr增强是原始起源，而不是源于表面吸积事件。
2010-03-25 astro-ph.SR
Influence of departures from LTE on calcium, titanium, and iron abundance determinations in cool giants of different metallicities
Ca I-Ca II、Ti I-Ti II和Fe I-Fe II的非局域热力学平衡（非LTE）线形成在巨星模型大气中考虑，有效温度为4000 K $\le$ Teff $\le$ 5000 K，金属丰度为-4 $\le$ [Fe/H] $\le$ 0。从LTE的偏离进行了分析，根据大气参数。我们给出了28条Ca I线、42条Ti I线、54条Ti II线和262条Fe I线的非LTE丰度校正值，并给出了一个三维插值代码，以在线获得单个谱线和给定大气参数的非LTE校正值（http：//spectrum.inasan.ru/nLTE/）。
2016-09-09 astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
Spectroscopic Study on the Beryllium Abundances of Red Giant Stars
对200颗红巨星（主要是晚G型和早K型）的铍丰度进行了广泛的光谱研究，这些红巨星是根据Subaru/HDS获得的高色散光谱从近紫外Be II 3131.066线确定的，目的是调查这些演化巨星表面Be含量的性质;例如，依赖于恒星的参数，随着其起源和建立时间的特殊程度。我们发现Be在这些演化巨星的光球层中相对于初始丰度有1-3 dex（或更多）的显著不足（从恒星到恒星的程度相差很大）。虽然Be丰度（A（Be））对T_eff、log g、[Fe/H]、M、年龄和v_sin i的依赖性很弱，但这可能是由于A（Be）的金属丰度依赖性以及这些恒星参数之间的相互关联，因为这种趋势在金属丰度标度的Be丰度（[Be/Fe]）中几乎消失。通过比较Be丰度（以及它们与Li和C的相关性）和最近基于复杂恒星演化计算的理论预测，我们得出结论，如此大范围/多样性的Be亏损很难仅仅用红巨星包层中的第一次挖掘的标准理论来解释，一些额外的混合过程（如旋转或热盐混合）必须负责，这大概已经开始在主序阶段运行。这一观点得到了这样一个事实的支持，即在靠近主序星的演化程度较低的中等质量B-A型恒星中可以看到明显的Be耗尽。
2014-06-27 astro-ph.SR
The Abundance of Lithium in an AGB Star in the Globular Cluster M3 (NGC 5272)
用WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪对球状星团M3中的红巨星进行了一次观测，发现红巨星vZ 1050中有一个突出的Li I 6707 $Å$特征。ARC 3.5米望远镜的后续光谱学证实了这一观测结果，并得出A（Li）$_{NLTE}$的丰度= 1.6 $\pm$ 0.05。此外，从同一光谱测量到的高氧和低钠丰度表明vZ 1050是第一代星团恒星。在星系团的色星等图中，位于红巨星水平分支上方和红巨星蓝色分支上方的位置vZ 1050将vZ 1050置于M3的渐近巨星分支上。锂丰度增加的可能来源是在vZ 1050中运行的Cameron-Fowler机制。
2016-08-03 astro-ph.SR
Titanium abundances in late-type stars I. 1D non-local thermodynamic equilibrium modelling in benchmark dwarfs and giants
晚型恒星的钛丰度是银河系形成历史的重要示踪物。然而，从Ti I和Ti II线推断的丰度在非常贫金属的巨星中可能存在明显的分歧。从本地热力学平衡（LTE）的apertures有很大的影响，少数中性物种，从而影响电离的不平衡，但令人满意的非LTE模型的矮星和巨星尚未实现在以前的文献。使用新的非LTE模型和一维（1D）模型大气，在基准矮星和巨星中重新评估钛丰度的可靠性。利用最新公布的Ti I与中性氢非弹性碰撞的数据，编制了一个较全面的模型原子。在1D LTE中，太阳、大角星和贫金属恒星HD 84937和HD 140283的Ti I和Ti II线在$0.06$ dex范围内。对于贫金属巨星HD 122563，Ti I线给出的丰度比Ti II低$0.47$ dex。1D非LTE校正可达到用于个别Ti I线的$+0.4$ dex及用于个别Ti II线的$+0.1$ dex，且将总体电离不平衡减少到用于HD 122563的$-0.17$ dex。然而，它也增加了非常贫金属的矮星和亚巨星的不平衡，大约在$0.2$ dex。使用一维非LTE减少了非常贫金属巨星的电离不平衡，但打破了其他非常贫金属恒星的平衡，与早期文献中的结论一致。为了取得进一步的进展，需要一致的3D非LTE模型。
2023-02-07 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of 13 southern symbiotic giants from high-resolution spectra at ~1.56 μm
共生星（SySt）是由一颗处于演化后期的恒星和一颗恒星残骸组成的双星。巨行星的质量损失增强，推动了相互作用的质量交换，使这些系统成为理解双星演化的实验室。化学成分的研究是特别有用的，因为这个参数对演化路径有很大的影响。在本系列的前一篇论文中，提出了24个巨星的光球丰度在S-型系统，使第一次统计分析。在这里，我们提出了13个巨星的额外样本的结果。其目的是改善参与SySt进化的化学成分的统计，研究进化状态，质量转移，并根据银河系人口解释这一点。使用高分辨率，近红外光谱，采用光谱合成方法在一个经典的方法，以获得CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍）元素的丰度。低分辨率光谱的钙II三重态周围的区域被用于光谱分类。所获得的金属丰度范围很广，最大值约为-0.2 dex。14 N同位素的富集表明这些巨星经历了第一次挖掘。O和Fe的相对丰度表明，大多数SySt属于银河系盘，然而，在少数情况下，扩展厚盘/晕的建议。很难解释，相对较高的Ti丰度可能表明采用的微湍流速度太小，约为0.2-0.3 km/s。V2905 Sgr和WRAY 17-89的修订光谱类型分别为M3和M6.5。
2017-01-03 astro-ph.SR
Elemental abundance differences in the 16 Cygni binary system: a signature of gas giant planet formation?
利用高质量的观测数据，精确地测量了天鹅座16双星系统各组成部分的大气参数，在该双星系统中，观测到了一颗气态巨行星。得到了25种元素相对于太阳的丰度，平均误差为0.023 dex。事实上，16 CygA比16 CygB多四倍的锂是正常的，因为恒星的质量略有不同。16 CygA和B相对于铁的丰度模式是在大多数所谓的太阳双星中观察到的典型模式，但重元素（Z>30）除外，然而，这可以用银河系的化学演化来解释。差分（A-B）丰度测量精度甚至更高（平均0.018 dex）。我们发现16 CygA比16 CygB更富金属0.041+/-0.007 dex。在元素到元素的基础上，没有检测到的A-B丰度差异和尘埃冷凝温度（Tc）之间的相关性。基于这些结果，我们得出结论，如果周围的行星形成的过程是负责观察到的丰度模式，气体巨星的形成产生了一个恒定的向下移动的光球金属丰度，没有Tc相关。后者可能是由类地行星的形成而产生的，正如最近其他关于精确元素丰度的研究所表明的那样。然而，与这些观测结果一致的一个场景要求1 Msun恒星的对流包层达到它们现在的大小，比标准恒星演化模型预测的要快三倍。
2011-07-28 astro-ph.SR
Chemical Abundances in a Sample of Red Giants in the Open Cluster NGC 2420 from APOGEE
NGC 2420是一个$\sim$ 2 Gyr的人口稠密的疏散星团，位于太阳圈外约2 kpc，在银河系反中心的大致方向。大多数以前的丰度研究发现，这个星团是温和的金属贫乏，但在这个疏散星团获得的金属丰度大的分散。通过对阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）观测获得的高分辨率（R = 22，500）近红外（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m）光谱进行人工丰度分析，得到了NGC 2420中12颗红巨星成员的详细化学丰度分布。分析的样本包含6颗恒星，它们被确定为第一个上升的红巨星分支（RGB）的成员，以及6个红团（RC）的成员。我们在NGC 2420中发现了恒星间丰度的小分散，12颗红巨星的平均星团丰度为[Fe/H] = -0.16 $\pm$ 0.04。所有元素（C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Co和Ni）的内部丰度离散度也非常小（$\sim$ 0.03 - 0.06 dex），表明在不确定性范围内，团簇丰度分布均匀。NGC 2420是用于校准APOGEE恒星参数和化学吸收管道（ASPCAP）的星团之一。该手动分析的结果与ASPCAP研究的大多数元素的丰度比较良好，尽管对于Na，Al和V有更显著的偏移。没有证据表明额外的混合在RGB亮度凸点被发现在$^{12}$ C和$^{14}$ N丰度从亮度凸点前的RGB星相比，后He核心闪光RC星。
2016-07-28 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
Can we trust elemental abundances derived in late-type giants with the classical 1D stellar atmosphere models?
本文比较了一个T_eff= 3640 K，log g = 1.0，[M/H] = 0.0的晚型巨星中各种化学物种的丰度，计算结果与经典的一维恒星大气程序的结果一致。对于这组特定的大气参数，中性原子和分子的3D-1D丰度差异通常很小，但在离子的情况下，它们可能达到0.3-0.4 dex。3D-1D差异通常在较高激发电位下变得越来越负，并且通常在光学波长范围内最大。它们的符号可以是正的也可以是负的，并且取决于给定谱线的激发电势和波长。虽然我们用这种特殊的晚型巨星模型获得的结果表明，1D恒星大气模型可以安全地使用中性原子和分子，但如果使用离子，则应小心。
2009-10-18 astro-ph.SR
On Lithium-Rich Red Giants. I. Engulfment of Sub-Stellar Companions
一小部分红巨星富含锂，这与恒星演化理论的预期相矛盾。对这些非典型巨星的一个可能的解释是富锂行星或棕矮星被恒星吞没。在这项工作中，我们模拟了典型红巨星中锂丰度的演化，包括亚恒星质量伴星的吸积。我们考虑了广泛的恒星和同伴的质量，锂丰度，恒星金属丰度，和行星轨道周期。根据我们的计算，质量低于15 MJ的伙伴溶解在对流包层中，可以诱导Li富集的区域，额外的混合不起作用。我们的模型表明，亚恒星伴星的吸积可以解释丰度高达A（Li）~2.2，设置了上限，富锂巨星形成这种机制。丰度较高的巨人需要另一种机制来解释。对于合理的行星分布，我们预测了经历行星吞没的低质量巨行星的Li丰度分布，发现其中1%到3%应该具有A（Li）>1.5。我们表明，根据恒星质量范围，这种传统的富锂巨星的定义是误导性的，因为孤立的大质量恒星将被认为是异常的，而吞噬同伴的巨星将被搁置一边，标记为正常。我们探讨了伴星吞没的可探测性，发现质量大于~7 M_J的行星产生明显的信号，起源于Li-dip和低光度红巨星的恒星的后代是这一通道的理想测试。
2016-07-20 astro-ph.SR
Medium-resolution s-process Element Survey of 47 Tuc giant stars
利用球状星团47 Tuccino（47 Tuc）中97颗巨星的中分辨率（R~ 6，500）光谱，导出了其中13颗Teff和log g相似的恒星的C和N丰度敏感指数δ C，并推断了几种关键元素Fe、Na、Si、Ca、Zr和Ba的丰度。这些恒星的性质类似于已被研究的47 Tuc巨星Lee 2525，但具有一系列CN过量（deltaC）值，这是CN丰度的量度。的deltaC指数被证明是与钠丰度为这个样本，证实了以前的研究。铁，钙，硅和轻和重的S过程（慢中子捕获）的元素，锆和钡分别，有一个狭窄的范围内的丰度值在这些恒星，这表明一个均匀的丰度在这个人口的恒星。许多元素丰度（Fe，Si，Ca，Zr，Ba）的恒定性和δ C和Na丰度的相关性可能意味着在这个星团中有第二个恒星形成时代，揭示了通过热底部燃烧的CNO循环燃烧的产物（C的耗尽，N的增强和高δ C人口的Na的产生）。但是，在HR图中的给定位置上，在δ C值的范围内，没有在其他球状星团中看到的总体金属丰度变化。
2012-03-02 astro-ph.SR
Lithium abundances and asteroseismology of red giants: understanding the evolution of lithium in giants based on asteroseismic parameters
在这项研究中，我们探讨了锂在巨星的基础上收集的数据，从文献中的星震学和锂丰度的巨人。我们最终的187颗巨星样本包括44颗红巨星分支（RGB），140颗核心氦燃烧（CHeB）和3颗具有未分类演化阶段的巨星。对于所有187颗恒星，地震参数$ν\rm_{max}$（最大振荡功率的频率）和$Δν$（大频率间隔）都是可用的，而$ΔΠ\rm_{1}$（渐近重力模式周期间隔）可用于64个子集。对于一些CHeB巨星，与基于地震数据的等时线质量估计相比，根据星震标度关系估计的质量被低估了。虽然样本中大多数富锂巨星的质量小于1.5 $M_\odot$，但它们的质量也达到或超过了预计遭受核心He闪光的最大质量，即$M$ $\leq$ 2.25 $M_\odot$：这表明其他过程对锂富集的贡献。为了理解巨星在$ΔΠ\rm_{1}$ $-$ $Δν$平面上的演化，我们使用{ \it恒星天体物理实验模块}模型，该模型显示了在最初的强核氦闪光之后存在迷你氦闪光。从A（Li）作为$Δν$的函数的分布（这与A（Li）作为光度的函数的分布相似），我们没有发现在光度凸点附近Li富集的迹象。此外，A（Li）在RGB尖端附近趋向于$\sim$ -1.5 dex。数据还表明，对于CHeB巨星，A（Li）随着$ΔΠ\rm_{1}$的增加而减少。
2021-05-06 astro-ph.SR
Enormous Li-enhancement preceding red giant phases in low-mass stars in the Milky Way halo
采用恒定初始丰度的恒星演化模型很好地再现了大部分低质量贫金属恒星的Li丰度。然而，少数恒星具有非常高的锂丰度，没有令人信服的模型已经建立。我们报告发现了12颗非常贫金属的恒星，它们具有大量的锂，其中包括一个具有比普通物体高100多倍的锂丰度的物体，这是迄今为止已知的贫金属恒星中最大的过剩。样本分布在广泛的演化阶段，包括五个未演化的恒星，在其他元素中没有显示丰度异常。结果表明，在主序星或次巨星阶段，在一小部分低质量恒星中存在有效的Li富集过程。沿着红巨星分支的富锂恒星的广泛分布可以通过恒星演化为红巨星时发生的混合稀释表面锂来解释。我们的研究缩小了要解决的问题，以了解在低质量恒星中发现的锂过剩的起源，这表明存在未知的过程，影响红巨星阶段之前的表面丰度。
2017-12-30 astro-ph.SR
Chemical Abundances for 855 Giants in the Globular Cluster Omega Centauri (NGC 5139)
我们目前的855红巨星分支（RGB）恒星的球状星团半人马座欧米茄（w Cen）的光谱与布兰科4米望远镜和水螅多光纤摄谱仪的元素丰度。样本包括几乎所有比V=13.5亮的RGB恒星，以及斯潘的w Cen的完整金属丰度范围。重α元素（Si，Ca和Ti）通常增强约+0.3 dex，并表现出金属丰度依赖的形态，这可能归因于质量和金属丰度依赖的II型超新星（SN）产量。重α和Fe峰丰度表明Ia型SNe的贡献很小。轻元素（O、Na和Al）在所有金属丰度下都表现出>0.5 dex的丰度离散度，大多数[Fe/H]>-1.6的恒星的[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度与单核球状星团相似，除了最富金属的恒星外，所有恒星的O-Na、O-Al丰度关系和Na-Al相关关系也相似。来自中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的污染和原位混合的组合可以解释轻元素丰度模式。大部分（27%）的w Cen星是贫氧的（[O/Fe]<0），并且优先位于星团中心的5-10'内。贫O巨星在空间上相似，位于相同的金属丰度范围内，与蓝色主序星的比例几乎相等。这表明贫O巨星和蓝色主序星可能有着共同的起源。[La当[Fe/H]>-1.6时，[La/Fe]急剧增加，[La/Eu]比值表明这种增加是由于几乎纯的s过程产生。
2010-08-12 astro-ph.SR
Prospects for asteroseismic inference on the envelope helium abundance in red giant stars
恒星内部结构快速变化的区域通常被称为声学毛刺，因为它们在p模式的频率中产生了特征性的周期性特征。在这里，我们研究了红巨星分支星和团簇星中氦第二电离区产生的局域扰动。更具体地说，我们确定如何准确和精确的电离区的参数可以从恒星模型的振荡频率。我们使用的模型产生的三个不同的代码，不仅涵盖了广泛的阶段的演变沿红巨星阶段，但也纳入不同的初始氦丰度。我们讨论的条件下，这种适合鲁棒性和准确地确定氦的第二电离区的声学半径。从模式频率推断的电离区的确定的半径被发现是一致的局部最大值的第一绝热指数所描述的模型，这是与氦的第二电离区的外边缘。最后，我们考虑这种方法是否可以用来区分不同氦丰度的恒星。虽然观察到信号幅度的明确趋势，但除非恒星来自氦丰度差异很大的种群，否则任何区分都很困难，或者可以减少与拟合参数相关的不确定性。然而，我们的方法的应用可能是有用的区分不同的人口的红巨星在球状星团，不同的人口有非常不同的氦丰度已被观察到。
2014-03-27 astro-ph.SR
The 10830 A He I Line Among M13 Red Giants
Messier 13的两个性质与贫金属恒星的质量损失和球状星团的化学演化研究有关：（i）一个延伸的蓝色水平分支，似乎需要红巨星祖星的质量损失，并可能需要增加氦丰度，以及（ii）质量范围从C到Al的元素的内部丰度不均匀性的存在。对第二种现象的流行解释是，M13是由中等质量的渐近巨星分支（IM-AGB）的一种类型的恒星，也可能已经能够煽动氦富集自我丰富。利用凯克2号望远镜上的NIRSPEC光谱仪，我们已经获得了由He I产生的10830 A吸收特征的光谱，这些光谱是针对M13中的7颗红巨星选择的，它们的CN带强度、氧和钠丰度在3883范围内。虽然这些光谱确实揭示了一些M13红巨星中存在快风，但它们几乎没有支持可能由M13原星团内IM-AGB恒星活动爆发产生的氦丰度差异。
2014-10-13 astro-ph.SR
Abundance of zirconium in the atmospheres of red giants in Galactic globular cluster 47 Tuc
我们测定了球状星团47 Tuc中327颗红巨星分支（RGB）恒星大气中的锆丰度。一维LTE丰度从档案VLT GIRAFFE光谱，使用一维流体静力学ATLAS 9恒星模型大气和合成Zr I线配置文件计算的SYNTHE包。在RGB星样本中测得的平均锆丰度[Zr/Fe] = +0.38 +/- 0.12，与银河系场星中在该金属丰度下测得的锆丰度以及在其他银河系球状星团中观测到的锆丰度吻合得很好。
2019-11-07 astro-ph.GA 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
Sodium in the Atmospheres of Thick-Disk Red Giants
用模型恒星大气的方法，从高分辨光谱中测定了10颗厚盘红巨星的大气参数和元素丰度。的[Na/Fe]丰度在大气中的研究恒星和薄盘红巨星的比较分析的结果。钠在厚盘红巨星的大气中没有薄盘红巨星的典型过剩。
2013-11-20 astro-ph.SR
David vs. Goliath: pitfalls and prospects in abundance analyses of dwarf vs. giant stars
我回顾了一些目前的局限性建模恒星大气的太阳型恒星和方法来克服它们。
2010-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of relatively hydrogen-poor giants in the Galactic globular cluster Omega Centauri
本文报道了我们对球状星团欧米茄（Omega Cen）红巨星样品中缺氢星的低分辨率光谱测量结果。根据（0，0）MgH带和Mgb三重态的强度进行了光谱分析。在我们的样本中，四颗巨星在观测光谱中发现了弱/缺失的MgH带，这与其确定的恒星参数所预期的不同。的Mg丰度的程序星确定从从属线的MgH带的蓝色的Mg b三重态，使用光谱合成技术。除了四颗已确定的候选星外，程序星的镁丰度与欧米茄Cen红巨星的预期一样（诺里斯和达科斯塔1995）。这四个候选者的Mg丰度比欧米茄Cen红巨星的预期要低得多，并且根据它们观测到的光谱中Mg b三重态的强度是不可接受的。因此，在这些恒星的观测光谱中，MgH带的微弱/缺失的合理原因是它们的大气中氢的丰度相对较低。这些巨星可能属于欧米茄Cen的富氦红巨星群。
2014-08-06 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. III. Line formation in the atmospheres of giants located close to the base of RGB
我们利用最先进的三维流体动力学和经典的一维恒星模型大气来研究对流对位于红巨星分支RGB底部附近的四颗红巨星大气中各种原子和分子谱线形成特性的影响（$T_{\mathrm eff}\approx5000$ K，$\log g=2.5$），并通过四种不同的金属度表征，[M/H] = 0.0，-1.0，-2.0，-3.0。对流在谱线形成中的作用借助于丰度校正来评估，即，在3D和1D模型大气中，对于特定谱线的给定等效宽度预测的丰度差异。我们发现，对于某些中性原子的线，丰度修正强烈地依赖于给定的模型大气的金属丰度和线激发势。虽然在太阳金属丰度下，中性元素和电离元素的所有谱线的丰度修正值都很小，但对于电离势低、$χ$从低到中的中性元素谱线，它们会随着金属丰度的降低而迅速增加，极端值达到-0.6. 0.8德克斯在所有这些情况下，大的丰度校正是由于在三维流体动力学模型中的水平温度波动。分子谱线的绝对改正对下垫面模式大气的金属丰度非常敏感，在[M/H] = -3.0（CO为-1.5 dex）时，绝对改正值可能大于-0.5 dex。我们还发现，在3D模型计算中的散射的近似处理导致的丰度校正，改变小于~0.1德克斯，无论是原子和分子（CO）线，相对于散射被视为真正的吸收在整个大气中的模型，与最大的差异的共振和低激发线。
2013-10-29 astro-ph.SR
Cu I resonance lines in turn-off stars of NGC 6752 and NGC 6397. Effects of granulation from CO5BOLD models
上下文铜是一种元素，其金属性的有趣演变尚未完全了解。铜丰度的观察依赖于数量非常有限的谱线，最强的是Mult的Cu I谱线。1，甚至可以在极低的金属度下测量。目标。我们调查这些线的质量作为丰度指标。法我们测量了球状星团NGC 6752中的两颗关闭（TO）星和球状星团NGC 6397中的两颗TO星的这些谱线，并利用CO5BOLD程序计算了三维流体动力学模型大气，得到了它们的丰度。这些丰度进行比较，铜丰度测量的巨恒星相同的集群，使用线的Mult。2在510.5 nm和578.2 nm处。结果丰度来源于Mult线。TO恒星中的1与同一星团中的巨星的丰度不同。无论是使用CO5BOLD模型还是使用传统的1D模型大气都是如此。TO星的LTE 3D改正量较大，而巨星的LTE 3D改正量较小。结论. Mult. 1不是可靠的丰度指标。很可能应该考虑偏离LTE来正确描述这些线，尽管不清楚这些是否可以单独解释观察结果。对这些偏离的研究，无论是对矮星还是对巨星，都是值得鼓励的。我们建议那些对铜丰度演化研究感兴趣的人依靠基于Mult线的巨人测量。2.然而，我们警告说，NLTE研究可能意味着所有的铜丰度的修订，无论是在矮星和巨星。
2010-09-19 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants. RW Hya, SY Mus, BX Mon, and AE Ara
共生星是由处于演化最后阶段的强相互作用恒星组成的长周期双星系统，是理解银河系化学演化和恒星星族形成的有用工具。了解共生巨人的化学组成对于促进我们对这些问题的理解至关重要，但不幸的是，可靠的测定仅存在于少数情况下。我们执行一个程序，详细的化学成分分析在30多个共生巨星，基于高分辨率，近红外光谱，获得与凤凰/双子座南光谱仪。采用标准的LTE分析方法，获得了光球中CNO和铁峰附近元素的丰度。在这里，我们提出了四个对象获得的结果：RW Hya，SY Mus，BX Mon和AE Ara。我们的分析显示，RW Hya的金属丰度明显低于太阳（Me/H ~ -0.75），BX Mon和AE Ara的金属丰度略低于太阳（Me/H ~ 0.2-0.3），SY Mus的金属丰度接近太阳。12 C/13 C同位素比值在所有情况下都很低，范围从~6到~10，表明巨星经历了第一次挖掘。
2014-02-21 astro-ph.SR
Lithium abundances in giants as a function of stellar mass: An evidence for He-flash as the source of Li enhancement in low mass giants
在这项工作中，我们研究了巨星中锂丰度的分布作为恒星质量的函数。我们使用了Kepler光度测量和LAMOST中等分辨率（R $\approx$ 7500）光谱测量场中常见的1240颗巨星样本。用行星地震$Δ$ P - $Δν$图定义了核燃烧He的红巨星团和惰性He核红巨星支星。锂丰度已被推导出使用光谱合成的整个样本星。直接测量的行星地震参数$Δ$ P（或$ΔΠ_1$）和$Δν$的值要么取自文献，要么在这项研究中测量。在777颗已确认的红团簇巨星中，我们发现了668颗低质量（$\leq$ 2~M $_{\odot}$）原生红团簇巨星和109颗高质量（$>$ 2~M $_{\odot}$）次生红团簇巨星。在次级红团簇巨星中观测到的Li丰度与理论模型的预测一致。在次级红团巨星中缺乏富锂巨星，而在初级红团巨星中存在富锂巨星，包括超级富锂巨星，这加强了氦闪光是低质量巨星中锂富集的关键的观点。这些结果将进一步限制理论模型，寻找低质量红团巨星中Li增强的物理机制。这些结果也为只有质量小于$\approx$ 2~M $_{\odot}$的巨星才能发展出简并的He核并经历He闪提供了观测证据。
2023-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The C+N+O abundance of Omega Centauri giant stars: implications on the chemical enrichment scenario and the relative ages of different stellar populations
我们对半人马座欧米茄中的77颗红巨星进行了化学成分分析。我们已经测量了碳和氮的丰度，并将我们的结果与我们在以前的工作中确定的O，Na，La和Fe的丰度相结合。我们的目的是更好地了解这个集群的特殊化学富集的历史，通过研究如何总的C+N+O含量不同的金属量恒星群之间的变化，以及在不同的地方沿着Na-O的关系。我们发现轻元素之间的（反）相关性，这将是预期的理论基础上的物质，已通过高温质子捕获核处理。总[（C+N+O）/Fe]从[Fe/H] -2.0增加到[Fe/H]-0.9，增加了0.5 dex。我们的研究结果提供了深入了解的化学富集的历史集群，和测量的CNO变化提供了重要的校正估计不同的恒星星族的相对年龄。
2011-11-08 astro-ph.SR
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 benchmark halo giant HD 122563: CNO abundances revisited with three-dimensional hydrodynamic model stellar atmospheres
我们提出了一个丰富的低金属丰度基准红巨星HD 122563的基础上现实的，国家的最先进的，高分辨率，三维（3D）模型恒星大气，包括非灰色辐射转移通过不透明度分仓与4，12，48箱。在高层大气中，48箱3D模拟达到的温度比相应的1D模型低约300 - 500 K。不透明度分级、采用的线不透明度或化学混合物的微小变化可以使光球层进一步冷却~ 100 - 300 K，并使有效温度改变~ 100 K。一个3D的本地热力学平衡（LTE）光谱分析的Fe I和Fe II线给出不一致的结果，推导出的Fe丰度，我们归因于非LTE效应和系统误差的恒星参数。我们还确定C，N和O的丰度，同时拟合CH，OH，NH和CN的分子谱带和紫外线，可见光和红外线。我们发现碳（+0.03 dex）的3D-1D丰度修正为正值，氮（-0.07 dex）和氧（-0.34 dex）的丰度修正为负值。从6300.3 nm处的[O I]线的分析中，我们得到了比分子线明显更高的氧丰度（3D中+0.46 dex和1D中+0.15 dex）。我们排除了重要的OH光解效应作为可能的解释的差异，并注意到，降低表面重力将减少分子和原子指标之间的氧丰度差异。
2017-12-21 astro-ph.SR
