The solar beryllium abundance revisited with 3D non-LTE models
本研究采用3D非LTE模型并校准紫外缺失不透明度与未证认混合线，重新测定太阳铍丰度为1.21±0.05 dex，揭示现有太阳模型对铍消耗预测的不足。
2024-09-06 astro-ph.SR
Revisited fluorine abundances in the globular cluster M22 (NGC 6656)
氟是球状星团中多个恒星星族形成历史的一个相当好的示踪剂，这一点已经被一些研究所揭示。最近有两个不同的研究小组报道了球状星团M22中红巨星氟丰度的巨大变化。然而，其中一项研究声称，氟的丰度与该星团中的钠丰度反相关，从而得出了关于M22化学历史的强有力结论。为了验证这一重要发现，我们重新研究了一些以前研究过的恒星的F丰度测定。因此，我们重新分析了M22中发现的RGB星的一些高分辨率VLT/CRIRES光谱，以便从2.336微米HF线的光谱合成重新估计它们的氟丰度。与以前的估计不同，我们表明，只有上限或可疑的氟丰度与大的不确定性，在M22 RGB恒星可以推导出来。这可能是由于不正确的识别连续波动的HF签名结合错误的恒星径向速度的校正。这种连续波动可能是分析光谱中仍然存在的大地残留物的结果。因此，目前还不能从这个星团的氟含量中得出关于M22第一代恒星所造成的化学污染的明确结论。
2013-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The blue-edge problem of the V1093 Her instability strip revisited using evolutionary models with atomic diffusion
我们已经计算了一个新的网格的进化亚矮星B星（sdB）模型从中央他燃烧开始，考虑到原子扩散由于辐射悬浮，重力沉降，浓度扩散和热扩散。我们计算了模型的非绝热脉动特性，并给出了预测的p模和g模不稳定带。在以前的sdB不稳定带的研究中，Fe和Ni的人工丰度增加被引入脉动驱动层。在我们的模型中，Fe和Ni的丰度增加自然发生，消除了使用人工增强的需要。我们发现，丰富的增加Fe和Ni以前被低估，并表明我们的模拟预测的不稳定带解决了所谓的蓝边问题的亚矮星B星g-模式不稳定带。最热的已知g模式振荡器KIC 10139564现在很好地位于不稳定带内，即使仅考虑具有低球度（l <= 2）的模式。
2014-09-04 astro-ph.SR
EC 11481-2303 - A Peculiar Subdwarf OB Star Revisited
EC 11481-2303是一颗奇特的高温高重力前白矮星。先前的光谱学显示它是一颗sdOB星，有效温度（Teff）为41790 K，表面重力log（g）= 5.84，He/H = 0.014。我们提出了一个正在进行的光谱分析，通过非LTE模式大气技术的基础上，高分辨率，高S/N光学（VLT-UVES）和紫外线（FUSE，IUE）观测。我们能够再现的光学和紫外线观测同时与化学均匀的NLTE模型大气具有显着较高的有效温度和较低的He丰度（Teff = 55000 K，log（g）= 5.8，和He / H = 0.0025的数量）。虽然C，N和O的出现小于太阳的0.15倍，但铁族的丰度至少增加了10倍。
2010-01-28 astro-ph.SR
The chemical composition of $α$ Cen AB revisited
我们提出了一个完全自洽的，逐线差分丰度分析的$α$ Cen AB的高质量的HARPS数据的基础上。使用各种行列表和分析策略，以提高结果的可靠性。报告了21种物种的丰度，典型的精度为0.02-0.03 dex。我们发现，这两颗恒星的化学成分不是太阳标度的（例如Na和Ni过量，中子捕获元素耗尽），但它们的模式惊人地相似，氢的平均丰度差异（A-B）为-0.01 $\pm$ 0.04 dex。大部分的散射可以归因于物理效应，由于两个组件之间的参数不匹配，通过差分分析不能完全消除这些物理效应。我们从丰度指标（例如[Y/Mg]和[Y/Al]）中得出该系统的年龄，该年龄略大于太阳年龄，与大多数星震结果一致。假设属于该系统的三个组成部分都是同时代形成的，这意味着拥有类地行星Proxima Cen b的M矮星的年龄约为$\sim$ 6 Gyrs。在对银河系化学演化效应进行修正后，我们发现$α$ Cen A的丰度比和凝结温度之间的趋势与太阳相似。然而，把这一发现作为岩石物质被锁在行星上的证据可能还为时过早，因为这两种现象之间的明确联系还有待建立。双星的丰度模式之间的相似性反对在对流区缩小到今天的大小后，其中一颗恒星吞噬了一颗大质量行星。
2018-05-02 astro-ph.SR
Fingering Convection in Red Giants Revisited
指状（热盐）对流已经被援引了几年，作为一种可能的额外混合，这可能发生在红巨星，由于在氢燃烧区的核反应引起的化学成分的修改。然而，最近的研究表明，这种混合不足以说明所需的表面丰度。最近提出了一种基于三维数值模拟的指进对流新处方（BGS）。所得混合系数大于文献中先前给出的混合系数。我们使用这个新系数计算模型，并将其与以前的研究进行比较。我们使用LPCODE恒星演化代码与GNA广义版本的混合长度理论计算红巨星模型，我们引入指状对流使用BGS处方。结果表明，虽然指进区现在已经到达动力对流区的外侧，但混合的效率还不足以解释观测结果。指进混合系数应增加两个数量级，以达到所需的表面丰度。我们确认，指状对流不能是混合过程中需要考虑的表面丰度在RGB星。
2014-09-15 astro-ph.SR
The chemical composition of the Orion star-forming region. III. C, N, Ne, Mg and Fe abundances in B-type stars revisited
早期的B型恒星是其诞生环境中元素丰度的宝贵指标。与周围的中性星际物质（ISM）和HII区域相比，它们的化学成分不受尘埃颗粒的耗尽和来自重组和碰撞线的不同丰度的影响。与ISM或星云气相丰度相结合，它们有助于尘埃相的组成受到限制。在猎户座恒星形成区的早期B型恒星中，C、N、Mg、Ne、Fe的精确丰度被确定，以便：a）根据现代恒星大气和最近更新的模型原子，使用自洽定量光谱分析，回顾以前的测定，b）补充论文I中关于氧和硅的结果，c）建立一套准确可靠的恒星金属丰度，以限制猎户座HII区域的尘埃相组成。对猎户座OB 1中的13颗窄线B 0 V-B2 V星进行了详细的自洽光谱研究。使用非LTE方法和线轮廓拟合技术分析了使用FIES@NOT获得的高质量光谱，通过与使用线覆盖的非LTE模型大气和增长曲线分析的论文I中获得的结果进行比较来验证该方法。这两个独立的分析策略给出了一致的结果，基本恒星参数和丰富的氧和硅。对C、N、Mg、Ne和Fe的扩展分析发现了高度的化学均匀性，对于各种元素的平均值，σ-散布值为0.03- 0.07 dex。猎户座OB 1中B型恒星的现今丰度与最近从太阳附近的早期型恒星以及太阳建立的宇宙丰度标准值具有类似的精度。（节略）
2011-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Long, Cold, Early r-process? Neutrino-induced Nucleosynthesis in He Shells Revisited
我们重新审视了核心坍缩超新星的He壳层中中微子驱动的r过程机制，发现它可以在金属量<太阳/1000的早期恒星中成功，在相对较低的温度和中子密度下，在~ 10-20 s内产生A ~ 130和195丰度峰。该机制是敏感的中微子发射模型和中微子振荡。我们讨论了r-过程的影响，它可能会改变对贫金属恒星丰度数据的解释，并指出需要进一步的计算，包括超新星冲击的影响。
2011-04-28 astro-ph.SR nucl-th
Heavy-metal enrichment of intermediate He-sdOB stars: the pulsators Feige 46 and LS IV -14 116 revisited
O型和B型的热亚矮星代表了低质量恒星演化中一个知之甚少的阶段。许多次矮星显示出丰富的振荡，是已知的化学性质最奇特的恒星之一。两颗中间富氦的热亚矮星LS IV-14 $^\circ$ 116和Feige 46特别令人感兴趣，因为它们显示出重元素的极度富集，如Ge，Sr，Y和Zr，在两颗恒星中惊人地相似。此外，它们的光振荡是相似的，但发生在与标准脉动理论不相容的周期。我们调查了这两颗恒星的金属丰度，并利用其最近的TESS光变曲线验证了Feige 46的脉动。高分辨率光谱与Tlusty和Synspec计算的非LTE模型大气相结合，以一致地确定金属丰度。许多谱线被确认为来自Ga III、Ge III-IV、Se III、Kr III、Sr II-III、Y III、Zr III-IV和Sn IV的跃迁，其中大部分至今尚未在任何恒星中观测到。两颗恒星中19种金属的丰度几乎相同，Feige 46中的轻金属丰度略高，而Zr、Sn和Pb的丰度略低于LS IV $-$ 14 $^\circ$ 116。这两种丰度模式都明显不同于类似温度的贫氦次矮星。与太阳相比，重金属含量超过4 dex可能是强烈的大气扩散过程的结果，而恒星的C，N，O和Ne丰度的相似模式可能为它们尚未明确的演化历史提供线索。最后，我们发现Feige 46中的脉动模的周期稳定到优于$\dot{P} \lesssim 10^{-8}$ s…
2020-09-18 astro-ph.SR
On the Spectral Evolution of Hot White Dwarf Stars. III. The PG 1159$-$DO$-$DB$-$DQ Evolutionary Channel Revisited
我们继续我们全面的理论研究的基础上复杂的模拟元素输运的白矮星的光谱演化。本文重点研究了PG 1159星由于重元素的重力沉降而转变为DO/DB白矮星，然后通过碳的对流疏浚而转变为DQ白矮星。我们研究了几个物理参数的影响，在很宽的有效温度范围内的表面碳丰度的演变。在热PG 1159和DO阶段，我们的计算证实，PG 1159到DO的转变温度敏感地依赖于恒星质量和风的质量损失率。我们发现，测量的DOZ白矮星的碳丰度主要占我们的模型，与最酷的DOZ星显着的例外。在较冷的DB和DQ阶段，预测的大气成分的强烈影响的恒星质量，厚度的信封，初始碳含量，对流过冲的效率，和残余氢的存在。我们证明，在合理的假设下，我们的模拟再现非常好的DQ星，从而使我们能够约束冷富氦白矮星的过冲区域的范围内观察到的碳丰度模式。我们还认为，我们的计算自然地解释了一些最近的经验结果，如相对过剩的低质量DQ星和微量氢和/或碳的存在下，在大多数DC和DZ星的表面。
2022-03-22 astro-ph.SR
Capella (alpha Aurigae) revisited: New binary orbit, physical properties, and evolutionary state
对五车二的化学组成和绝对质量的了解是理解这个由两颗巨星组成的基准双星系统演化状态的关键。以前的努力，包括我们自己2009年的研究，在很大程度上未能在观测结果和当前的恒星演化模型之间达成可接受的一致，这使我们无法评估主恒星的状态。在这里，我们报告了修订的组件，将最近发表的高精度径向速度测量的物理特性，和一个新的详细的化学分析提供了丰富的20多个元素在两颗恒星。我们获得了高度精确的（至约0.3%）质量为2.5687 +/- 0.0074和2.4828 +/- 0.0067太阳质量，半径为11.98 +/- 0.57和8.83 +/- 0.33太阳半径，有效温度为4970 +/- 50 K和5730 +/- 60 K，以及根据轨道视差独立测量的光度（78.7 +/- 4.2和72.7 +/- 3.6太阳光度）。我们发现一个很好的匹配恒星演化模型在测量的组成[Fe/H] = -0.04 +/- 0.06。三组不同的模型将主星牢牢地置于核心氦燃烧阶段（团）的末端，而次级恒星则被认为是在赫茨普朗间隙中快速演化。测得的锂丰度、C/N比和12 C/13 C同位素碳丰度比在巨相中迅速变化，与模型的预期大致一致。潮汐理论对自旋速率、自旋-轨道对准和其他性质的预测也没有那么好，需要将耗散机制的效率提高40倍才能与观测结果相匹配。
2015-05-27 astro-ph.SR
Origin of LAMOST J1010+2358 Revisited
本研究通过分析LAMOST J1010+2358的新观测丰度数据，探究其形成通道，证实该极贫金属恒星的丰度模式虽特殊，但无对不稳定超新星特征，否定了其为首颗带该特征恒星的结论。
2024-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nitrogen line spectroscopy of O-stars -- I. Nitrogen III emission line formation revisited
这是第一个文件中的一系列处理光学氮光谱的O型星，旨在分析氮丰度。我们在NLTE大气/光谱合成代码FASTWIND中实现了一个新的氮模型原子，并将得到的4634/40/42 A处的光学NIII线与其他预测进行了比较，这些预测主要来自Mihalas和Hummer（1973，ApJ 179，827，“MH”）以及替代代码CMFGEN。使用与MH类似的模型大气（没有覆盖和无风），我们能够重现他们的结果，特别是三重态发射线。根据MH，这些应该与双电子复合（DR）和某些双电子跃迁的漏极密切相关。然而，使用现实的，完全线覆盖的大气在太阳丰度，DR控制这些排放功能的关键作用被取代-O-星的条件-由恒星风和金属丰度的强度。在无风模型的情况下，由此产生的较低的电离极紫外通量严重抑制了排放。随着质量损失率的增加，在近光球速度场存在下通过NIII共振线的泵浦导致净光学三重线发射。与来自CMFGEN的结果的比较基本上是令人满意的，除了30 kK < Teff < 35 kK的范围之外，其中CMFGEN在比FASTWIND低的Teff处触发三重态发射。这种效应可以追溯到NIII和OIII谐振线之间的线重叠效应，到目前为止，FASTWIND无法模拟这种效应。由于DR和“两个电子漏”的效率强烈依赖于线覆盖/阻塞的程度，我们预测的排放变得更强，在金属贫乏的环境中，虽然较低的风强度和氮丰度可能会抵消这种效果。弱风的恒…
2011-09-16 astro-ph.SR
New Solar Composition: The Problem With Solar Models Revisited
我们用不同的太阳丰度组构建了更新的太阳模型，包括Asplund等人（2009）的最新测定。后一项工作预测太阳金属丰度（$\sim 10%$）比同一作者以前的测量值更大，但（$\sim 25%$）比Grevesse & Sauval（1998）十年前的建议值要低得多。我们比较我们的模型的结果与通过日震学测量推断的太阳结构的测定。使用最新太阳丰度测定的模型预测太阳对流包层的底部位于$R_{\rm CZ}= 0.724{\rm R_\odot}$，表面氦的质量分数为$Y_{\rm surf}=0.231$。这些结果与日震学资料（$R_{\rm CZ}= 0.713\pm0.001{\rm R_\odot}$和$Y_{\rm surf}=0.2485\pm0.0035$）分别在5个和11个$-σ$水平上存在矛盾。使用新的太阳丰度，我们计算的幅度，辐射不透明度应修改，以恢复与日震学的协议。我们发现，在对流区的底部的最大变化的$\sim 15%$需要一个平滑的减少向核心，其中所需的变化是$\sim 5%$。对流包络底部所需的变化约为先前估计值的一半。我们还介绍了新模型预测的太阳中微子通量。新的太阳丰度带来的最重要的变化是增加了$\sim 10%$在预测的$^{13}$ N和$^{15}$ O通量，主要是由于在新确定的太阳组成的C和N丰度的增加。
2009-10-07 astro-ph.SR hep-ph
Neutral oxygen spectral line formation revisited with new collisional data: large departures from LTE at low metallicity
我们提出了一个详细的研究的非本地热力学平衡（非LTE）的高激发中性氧777 nm三重态在MARCS模型大气中的光谱类型为F至K的晚型恒星的代表形成。我们使用统计平衡代码MULTI进行了计算，包括对元素丰度分析影响的估计。所采用的原子模型包括，特别是，最近的量子力学电子碰撞数据。我们证实，O I三重态线的形式在非LTE条件下的晚型星，遭受负丰度修正相对于LTE。在低金属丰度时，大的谱线不透明度源于三重态-五重态系间电子碰撞，这是一种以前没有考虑或严重低估的耦合形式。对于具有较高T_eff的模型（包括巨星和矮星），非LTE效应通常变得严重。有趣的是，在贫金属的关闭恒星中，负的非LTE丰度修正往往会迅速变得更严重，朝向较低的金属丰度。当忽略H碰撞时，它们分别在[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-3.5时达到~ 0.9 dex和~ 1.2 dex。即使当包括这样的碰撞时，LTE丰度仍然是严重高估的，在这样低的金属丰度下相应地高估了~ 0.5 dex和~ 0.9 dex。虽然鲜为人知的非弹性氢碰撞因此仍然是一个重要的不确定性，大的金属依赖非LTE效应似乎指向一个“低”（与LTE相比）[O/Fe]的贫金属晕星。
2009-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The r-process in proto-neutron-star wind revisited
我们研究的r-过程中的中微子驱动的原中子星（PNS）风的核心坍缩超新星在最近的发现，大质量的中子星的双星，以及指示的中子丰富的PNS喷出物，因为中微子不透明度的核子势修正。为此，球对称，广义相对论，稳态风模式适用于范围广泛的PNS质量之间的1.2 M太阳和2.4 M太阳与后者达到因果关系的限制。用这些PNS模型进行核合成计算时，假定电子分数随时间的演化最小值Y_e = 0.4，这与最近的流体动力学结果相似。PNS风核合成的基本特征是Sr、Y和Zr的准平衡产生和A = 90-110的元素通过弱r过程的产生，这可以解释贫r过程的星系晕星的丰度特征。然而，质量大于2.0 M太阳的PNS可以喷射重r过程元素，其量远远小于考虑太阳含量所需的量。因此，PNS风可能是轻反式铁元素的主要来源，但不超过10%的重于A ~ 110的元素可能来自PNS风，但如果PNS风的最大质量超过2.0M_sun，它们可能是许多贫金属星中低丰度Sr和Ba的来源。
2013-05-14 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
$s$-Processing in AGB Stars Revisited. II. Enhanced $^{13}$C Production Through MHD-Induced Mixing
慢中子俘获是产生大约$50\%$的比铁重的元素的原因，主要发生在低质量恒星的渐近巨星分支阶段（$1$ $\lesssim M$ /M $_{\odot}$ $\lesssim$ $3$），其中主要的中子源是$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O反应。后者由局部产生的$^{13}$ C激活，通过将氢部分混合到富氦层中形成。在这里，我们提出了第一次尝试描述的物理机制形成的$^{13}$ C水库，研究磁浮力引起的质量循环，而不增加新的自由参数已经参与恒星建模。我们的方法代表的应用程序，恒星层相关的$s$处理，最近的精确，分析的2D和3D模型的磁流体动力学过程中的对流信封在进化的恒星的基础上，以促进下行流的信封材料的质量守恒，在发生的疏浚现象。我们发现，质子渗透的特点是小浓度，但扩展到一个大的分数质量的氦层，从而产生$^{13}$ C水库的几个$10^{-3}$ M $_{\odot}$。随后的$^{13}$ C富集区具有几乎平坦的轮廓，而仅发生有限的$^{14}$ N产生。为了验证我们的新发现的影响，我们展示了如何占太阳的比例，我们的大型$^{13}$ C-水库的主要$s$组件核的丰度允许我们解决一些迄今无法解释的功能后AGB对象的丰度分布。
2015-12-21 astro-ph.SR
The inner wind of IRC+10216 revisited: New exotic chemistry and diagnostic for dust condensation in carbon stars
目标。我们模拟了碳星IRC+10216的内风化学，并考虑了恒星脉动引起的周期性激波对气体的影响，以遵循激波气体层中的非平衡化学。我们考虑一个非常完整的化学家族，包括碳氢化合物和芳香族化合物，卤素和含磷物种。导出的丰度进行比较，从大型调查和赫歇尔的最新观测数据。结果冲击诱导的IRC+10216的尘埃形成区的非平衡化学碰撞破坏的CO在冲击后的气体触发形成的O-轴承物种（H2O，SiO）。大多数模拟丰度与IRC+10216上Herschel数据的最新值非常吻合。氢化物形成了一个家庭的丰富的物种，被驱逐到中间包层。特别地，HF将所有原子氟捕获在尘埃形成区中。卤素也很丰富，它们的化学性质与恒星的C/O比无关。因此，HCl和其他含Cl的物种也应该存在于富O AGB或超巨星的内风中。我们确定了一个特定的区域范围从2.5 R* 到4 R*，多环芳烃的形成和增长。根据芳烃质量估算的碳尘-气体质量比范围为1.2 x 10^（-3）至5.8 x 10^{-3}，与现有观测值吻合良好。芳族化合物形成区域位于热层的外部，其中SiC 2作为碳化硅粉尘合成的副产物产生。最后，我们预测一些分子线将显示通量随脉动相位和时间的变化（例如，H2O），而其他物种则不会（例如，CO）。这些变化仅仅反映了在尘埃形成区的冲击气体中在脉动周期内破坏和重整分子的非平衡化学。
2012-05-17 astro-ph.SR
Behavior of [S/Fe] in Very Metal-Poor Stars from the S I 1.046 micron Lines Revisited
为了确定[S/Fe]比值在[Fe/H] ~（-3）的低金属丰度区的变化规律，我们对近红外S ~ { \sc i}三重态谱线进行了非LTE分析（多重态3）在10455-10459 A的一打非常贫金属的恒星（-3.2 <[Fe/H] < -1.9）。结果表明，在[S/Fe] ~ +0.2-0.5范围内，无论金属丰度如何，所得的[S/Fe]值都只是中等超日的。虽然这种“平坦”趋势与Spite等人最近证实的趋势一致。（2011，A&A，528，A9）基于S I 9212/9228/9237线（多重峰1），它否定了明显大[S/Fe]的可能性。在[Fe/H] ~ -3处的S丰度（~+0.8），我们曾在我们的第一份关于盘/晕星S丰度的报告中使用S I 10455-10459线（Takeda & Takada-Hidai 2011，PASJ，63，S537）提出过。鉴于这些新的观测事实，我们撤回了我们以前的论点，因为我们认为，[S/Fe]的一些最贫金属的对象被高估，在该文件中，这种失败的可能原因也进行了讨论。
2011-11-09 astro-ph.SR
The PNe and H II regions in NGC 6822 revisited. Clues to AGB nucleosynthesis
分析了NGC 6822中PNe的化学行为。11个PNe和两个H II区域的分光光度数据与OSIRIS光谱仪连接到大加那利望远镜获得。其他13个PNE和三个H II区的数据从文献中检索。导出了19个PNe区和4个H II区的物理条件和O、N、Ne、Ar和S的化学丰度。PNe样品的丰度分布广泛，显示12+log（O/H）为7.4至8.2，12+log（Ar/H）为4.97至5.80。PNe可分为两组：一组古老，金属丰度低（12+log（O/H）<8.0和12+log（Ar/H）<5.7），另一组较年轻，金属丰度与H II区的值相似。老的对象比年轻的对象分布在更大的体积中。发现Pne的一个重要部分（>30%）富含N（I型Pne）。这种PNe在任何金属丰度下都存在。此外，约60%的样品呈现高电离（He++/He >= 0.1），具有有效温度大于10^6 K的中心星。在样品中可能的偏见进行了讨论。通过与A.根据Karakas等人的观测N/O丰度比，我们的PNe的初始质量应小于4 Msun，但如果与Ne和O丰度进行比较，则初始质量应小于2 Msun。这些2-3 M太阳的恒星模型在AGB末端的恒星表面产生了过多的~（22）Ne。另一方面，与P. Ventura等人的另一套恒星演化模型的比较表明，如果大质量恒星的初始质量约为4 M_sun，则观测到的N/O和Ne/H比与预测值之间的关系是合理的。
2015-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 6752 AGB Stars Revisited: I. Improved AGB temperatures remove apparent overionisation of Fe I
最近的一项研究报告说，在NGC 6752的AGB星中，Fe I相对于Fe II有着明显的明显的降低。这种抑郁症是远远大于预期的忽略非本地的热力学平衡的影响，特别是过度电离的主导作用。在这里，我们试图重现明显的铁的差异，并调查报告的钠丰度的差异。我们详细比较的方法和结果，最近的研究与早期的研究NGC 6752 AGB星。铁和钠的丰度使用Fe I、Fe II和Na I线导出。探讨了各种不确定性。我们重现了最近的研究中发现的大Fe I抑郁症，使用不同的观测数据和计算工具。进一步的研究表明，Fe I的表观压低程度强烈依赖于所采用的恒星有效温度。为了最大限度地减少不确定性，我们得出的温度为每个恒星单独使用红外线通量法（IRFM）。我们发现，$T_{\rm{eff}}$规模使用的两个以前的研究是冷却器，高达100 K，这样低估的温度放大了明显的Fe I抑郁症。我们的IRFM温度导致可忽略不计的明显的抑郁症，与理论一致。我们还重新推导了钠的丰度，值得注意的是，发现它们不受新温标的影响。[Na/H]在所有研究之间是一致的。由于Fe是恒定的，因此除了Fe中的任何系统偏移外，[Na/Fe]在研究之间也是一致的。我们建议对AGB星使用$(V-K)$关系。我们计划在本系列的下一篇论文中研究改进的温标对其他元素的影响，并重新评估AGB上的子种群分布。[删节]
2017-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Survey of γ Doradus Stars I. Comprehensive atmospheric parameters and abundance analysis of γ Doradus stars
我们提出了一个光谱调查的已知和候选$γ$\，剑鱼座恒星。52个天体的高分辨率、高信噪比光谱由5台不同的光谱仪采集。导出了恒星的光谱分类、大气参数（\teff、$\log g$、$ξ$）、$v\sin i$和化学成分。恒星光谱和光度类别分别在G0-A7和IV-V之间。根据光度指数和光谱能量分布确定\teff\和\logg\的初始值。通过对氢谱线的分析，改进了这些参数。\teff、\logg\和$ξ$的最终值来自于铁谱线分析。\teff值在6000~7900 K之间，而\logg值在3.8~4.5 dex之间。通过光谱合成方法推导出化学丰度和$v\sin i$值。发现$v\sin i$值在5和240 "，km"，s $^{-1}$之间。比较了$γ$\、剑鱼座星和非脉动星的化学丰度分布。结果表明，这两组之间的丰度模式没有显着差异。此外，还检验了大气参数与脉动量之间的关系。$v\sin i$与$γ$\、剑鱼座变星脉动周期之间有很强的相关性。给出了分析过的恒星在H-R图上的精确位置。我们的大多数天体都位于剑鱼座$γ$\的理论不稳定带的蓝色边缘之内或附近。
2016-03-07 astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA II. Impact of Physical and Numerical Assumptions on Elemental Abundances
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Space sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège（列日大学空间科学、技术与天体物理研究（STAR）研究所）
本文研究了物理和数值假设对造父变星模型中元素丰度的影响，通过分析不同参数对演化轨道的影响，揭示了表面丰度的不确定性来源。
2026-02-08 astro-ph.SR
Comprehensive abundance analysis of red giants in the open clusters NGC 2527, 2682, 2482, 2539, 2335, 2251 and 2266
我们分析了银河系反中心方向七个疏散星团红巨星成员的高分辨阶梯光谱，以探讨它们的化学位置。星系团成员已证实径向速度。由于红巨星之间的温度和重力差异非常小，所有恒星都采用了几乎相同的恒星线，从而减少了丰度误差：星团平均丰度的误差通常在0.02到0.05 dex范围内。我们目前的样本涵盖银河系的距离为8.3至11.3千秒差距和年龄范围为0.2至4.3 Gyr。仔细比较我们的研究结果的集群NGC 2682（M 67）的其他高分辨率丰度的研究文献中显示，一般良好的协议，几乎所有的共同元素。
2013-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
s-Processing in AGB Stars Revisited. I. Does the Main Component Constrain the Neutron Source in the 13C-Pocket?
在AGB星中，A $\gtrsim$ 85的慢中子捕获主要由反应13 C（$α$，n）16 O保证，需要从包层注入质子。到目前为止，这些都被认为涉及一个小的质量（$\lesssim 10^{-3}$ M $_{\odot}$），但旋转模型表明，在这样的微小层过量的14 N阻碍s-处理。此外，镓中的s-元素丰度需要在质量上显著扩展的13 C富集层（$\gtrsim 4 \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$）。因此，我们提出了新的计算，旨在澄清这些问题，并在了解太阳的组成有助于限制13 C的“口袋”的扩展。我们展示：i）“从下到上”混合（如磁浮力或其他强制机制）可以形成一个13 C水库大大大于假设到目前为止，覆盖了大部分的氦丰富的层; ii）恒星模型在一个固定的金属丰度，基于这一想法，重现的主要S-组件准确如前; iii）它们使得来自未知核合成过程（LEPP）的核贡献是不必要的，这与通常的假设相反。这些模型还避免了在包络边界混合的问题，并满足C星光度的要求。它们产生了大量低于A = 100的核，因此86，87 Sr可以被AGB星完全合成，而88 Sr，89 Y和94 Zr比以前更有效地贡献。最后，我们提出了适合于对13 C口袋的延伸做出最后决定的测试。
2014-03-25 astro-ph.SR
CCD time-series photometry of the globular cluster NGC 5053: RR Lyrae, Blue Stragglers and SX Phoenicis stars revisited
本文报道了球状星团NGC 5053的CCD $V$、$r$和$I$时间序列测光结果。在我们的图像中，给出了八颗已知的天琴座RR星的最大光的新时间，并对它们的周期进行了修正。对它们的$V$光变曲线进行傅立叶分解，估计它们的物理参数。讨论了傅立叶基铁丰度、温度、质量和半径的精度。新的周期被发现的5个已知的SX Phe星和他们的长期周期变化的关键讨论提供。铁丰度的RR天琴座恒星被发现是[Fe/H] $\sim -1.97 \pm 0.16$和较低的值不支持本分析。天琴座RR型恒星的绝对星等刻度产生的平均真距离模数为$16.12 \pm 0.04$或距离为$16.7 \pm 0.3$ kpc。比较观测CMD与理论等时线表明星团的$12.5 \pm 2.0$陀螺年龄。对所有报告的蓝离散星（BS）及其$V,I$的仔细鉴定得出结论：BS 12、BS 22、BS 23和BS 24不是BS。另一方面，报告了三个新的BS。在7颗BS中发现了变异，其中5颗很可能是SX Phe型，还有一颗红巨星。新的SX Phe星遵循已建立的$PL$关系，并表明与RR Lyrant星的距离一致。
2009-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical and NIR spectroscopy of cool CEMP stars to probe the nucleosynthesis in low mass AGB binary system
通过对7颗碳增强贫金属（CEMP）星的丰度分析，探讨了CEMP星中碳的起源。我们使用高分辨率光谱来获得各种元素的丰度。我们还使用低分辨率近红外（NIR）光谱，从CO分子带推导出O和12 C/13 C的丰度，并将它们的值与高分辨率光谱的值进行比较。我们发现这些值之间存在良好的一致性。因此，在冷CEMP恒星中，近红外观测补充了高分辨率光学观测，以获得氧丰度和12 C/13 C比率。这使我们能够使用近红外光谱探测更暗的冷CEMP恒星。在这项研究中的所有程序星的C，N，O丰度显示丰度是一致的，从低质量低金属量渐近巨分支（AGB）的同伴，这是进一步支持的增强中子捕获元素和径向速度变化的检测存在的二进制质量转移。其中一颗恒星的丰度模式类似于CEMP-s恒星，而其余恒星的丰度模式满足将它们归类为CEMP-r/s恒星所需的标准。这里研究的一些恒星的子分类是重新审视。这些CEMP-r/s恒星中的中子捕获元素丰度类似于i-过程模型，其中在同伴低质量低金属丰度AGB恒星中的质子摄入事件产生i-过程开始所需的必要中子密度。
2021-05-17 astro-ph.SR
Comprehensive abundance analysis of red giants in the open clusters Stock 2, NGC 2168, 6475, 6991 and 7762
我们分析了五个疏散星团的红巨星成员的高色散阶梯光谱（$R = 60000$），以获得从Na到Eu等多种元素的丰度。贮备液2的[Fe/H]值为$-0.06\pm0.03$，NGC 2168的[Fe/H]值为$-0.11\pm0.03$，NGC 6475的[Fe/H]值为$-0.01\pm0.03$，NGC 6991的[Fe/H]值为$0.00\pm0.03$，NGC 7662的[Fe/H]值为$-0.07\pm0.03$。相对于相同金属量的主序星的预期丰度，钠在巨星中富集。根据理论预测和最近发表的丰度测定结果，讨论了由于第一次疏浚引起的[Na/Fe]富集。其他元素的像差比[El/Fe]除了极少数例外都与场巨星和矮星的像差比相等，即，[El/Fe] $\simeq 0.00$代替[Fe/H] $\sim 0.0$。一个例外是NGC 6991中La、Ce、Nd和Sm的丰度过高，但这与我们先前的证明是一致的，即这些$s$过程产物的丰度在相同[Fe/H]的星系团之间变化约$\pm0.2$，这种变化也在场巨星和矮星之间发现。
2019-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A comprehensive chemical abundance study of the outer halo globular cluster M 75
内容：M 75是一个相对年轻的球状星团（GC），位于距离银河系中心15千秒差距处，银河系内外晕之间的过渡区。目的：我们的目标是对该GC中的各种化学元素进行全面的丰度研究，例如调查其早期恒星形成的化学富集历史，并寻找任何多个种群。方法：我们用麦哲伦望远镜的MIKE仪器获得了16颗红巨星的高分辨光谱。他们的成员资格内的GC确认径向速度测量。我们的化学丰度分析是通过等效宽度测量和光谱合成，假设当地的热力学平衡（LTE）。结果：我们提出了迄今为止第一个全面的M75丰度研究。该星系团富含金属（[Fe/H]=-1.16+/-0.02 dex，[alpha/Fe]=+0.30+/-0.02 dex），并且在[Fe/H]中显示出0.07 dex的边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。一个适度扩展的O-Na关系清晰可见，可能显示了三代恒星，在短时间内形成。此外，这两颗Na含量最高的恒星也分别被Ba增强了0.4和0.6 dex，表明它们受到了质量较低（M ~ 4-5 M_Sun）的AGB星的污染。整体的N-捕获元素模式是兼容的主要r-过程的富集，这是很少的情况下，在GC的这样一个高的金属丰度。
2013-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
s-Processing in AGB Stars Revisited. III. Neutron captures from MHD mixing at different metallicities and observational constraints
我们提出后处理中子捕获计算的渐近巨星分支星的1.5至3钼和金属丰度-1.3至0.1。参考恒星模型计算与FRANEC代码，使用史瓦西对流准则。这种选择的动机概述。我们假设，MHD过程引起的质子穿透对流边界以下，当第三次疏通发生。在那里，13 C（α，n）16 O中子源可以随后操作，将其效应与在表征AGB阶段的温度峰值处激活的22 Ne（α，n）25 Mg反应的效应合并。这项工作有三个主要范围。i）我们提供了一个丰度产量网格，通过我们的MHD混合方案产生，在质量和金属丰度上均匀采样。从它，我们推断，太阳s过程的分布，以及在最近的恒星星族的丰度，可以占，而不需要额外的主要的贡献，在过去的建议。ii）我们为所产生的13 C口袋的质量制定了分析表达式，以便易于验证我们的发现。iii）我们将我们的结果与演化恒星的观测结果进行比较，并与前太阳SiC颗粒中的同位素比率进行比较，还注意到一些通量管应该如何在湍流破坏中幸存下来，即使当信封富含O时，也会携带富含C的材料进入风中。该风相位通过AGB s处理的G分量来近似。我们的结论是，MHD诱导的混合是足够的驱动慢中子俘获现象占观察。我们的处方应该允许它包含在当前的恒星进化代码中。
2020-11-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Silicon Isotopic Composition of Mainstream Presolar SiC Grains Revisited: The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties
针对主流前太阳SiC颗粒硅同位素组成与现有化学演化模型的不一致问题，本研究通过蒙特卡洛模型分析核反应速率不确定性的影响，发现其可解释差异，相关线斜率在不确定性范围内与模型一致，强调精确测量反应速率的重要性。
2024-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
A Comprehensive Analysis of the Magnetic Standard Star HD 94660: Host of a Massive Compact Companion?
根据UVES、HARPSpol和ESPaDOns仪器的高色散光谱和分光偏振观测，获得了关于磁标准星HD 94660的磁几何、大气丰度和径向速度变化的详细信息。我们使用光谱合成代码塞曼对总共17种元素进行了详细的化学丰度分析。同时使用视线和表面磁场测量，我们推导出一个简单的磁场模型，包括偶极子，四极和八极组件。观测到的HD 94660的磁场变化是复杂的，并建议在恒星表面的化学元素的不均匀分布。这种不均匀性没有反映在丰度分析中，所有可用的光谱都是根据丰度分析建模的，但只报告了每种元素的平均丰度。导出的丰度大多是非太阳的，具有惊人的Fe峰和稀土元素的过剩。值得注意的是整个恒星大气层的垂直化学分层的明确标志，最明显的是Fe峰元素。我们还报告的径向速度变化的检测总范围为35公里/秒的光谱HD 94660。初步分析表明，这些变化的最有可能的周期是840天的顺序，并根据推导出的轨道参数，这颗恒星，建议第一次检测到一个大规模的紧凑的伴星的主序星磁星。HD 94660表现出有趣的复杂磁场变化和显著的径向速度变化。长期监测是必要的，以提供这些径向速度变化的性质的进一步约束。探测到伴星将有助于确定双星在具有辐射包层的恒星的磁性起源中的作用。
2015-01-29 astro-ph.SR
Chemical Abundances Of Open Clusters From High-Resolution Infrared Spectra. I. NGC 6940
我们对银河系疏散星团NGC 6940的12个红巨星成员进行了近红外光谱分析。利用麦克唐纳天文台2.7米史密斯望远镜上的浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）采集了高分辨率（R $\simeq$ 45000）和高信噪比（S/N > 100）的近红外H和K波段光谱。获得了氢燃烧元素（C、N、O）、$α$（Mg、Si、S、Ca）、轻奇Z元素（Na、Al、P、K）、铁族元素（Sc、Ti、Cr、Fe、Co、Ni）和中子俘获元素（Ce、Nd、Yb）的丰度。本文首次报道了NGC 6940中S、P、K、Ce和Yb的丰度。H带中的许多OH和CN特征用于获得O和N丰度。C丰度测量从四个不同的功能：CO分子线在K波段，高激发C I线存在于近红外和光学，CH和$C_2$带在光学区域。我们还从23440 $\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$附近的第一泛音（2-0）和（3-1）$^{12}CO$（2-0）$^{13}CO$线以及23730 $\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$附近的（3-1）$^{13}CO$线的R分支带头确定了$^{12}C/^{13}C$比。我们还研究了23358.3 $\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$的HF特征，发现了太阳氟丰度，但不排除有轻微的增强。对于某些元素（…
2019-03-09 astro-ph.SR
The R-Process Alliance: A Comprehensive Abundance Analysis of HD 222925, a Metal-Poor Star with an Extreme R-Process Enhancement of [Eu/H] = -0.14
我们对明亮（V = 9.02）、贫金属（[Fe/H] = -1.47 +/-0.08）的红色水平分支恒星HD 222925进行了详细的丰度分析，这是R-过程联盟正在进行的调查的一部分。我们计算恒星的参数和46个元素的丰度的基础上901线检查获得的高分辨率光谱使用麦哲伦稻盛京瓷Echelle摄谱仪。我们探测到28种元素，其中38种元素的Z值小于等于90;它们的丰度模式与太阳r过程成分非常接近。HD 222925的显着特征是在中等贫金属恒星中r过程元素的极端增强（[Eu/Fe] = +1.33 +/- 0.08，[Ba/Eu] = -0.78 +/- 0.10），因此r过程元素的丰度是任何已知的r过程增强恒星中最高的（[Eu/H] = -0.14 +/- 0.09）。轻元素（Z <= 30）的丰度比是贫金属星的典型特征，表明这些元素的产生主要是由正常的II型超新星所主导，没有来自Ia型超新星或渐近巨星分支星的明显贡献。HD 222925的化学和运动学性质表明，它形成于一个低质量的矮星系，在与银河系相互作用之前，它被一个高产的r过程事件所富集。
2018-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comprehensive Study of Open Cluster Chemical Homogeneity using APOGEE and Milky Way Mapper Abundances
本研究利用SDSS-V Milky Way Mapper和APOGEE DR17丰度数据，量化26个疏散星团中20种元素的化学弥散，发现多数元素均匀性上限可达0.02 dex，且星团巨星比场星更均匀。
2024-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The First Fluorine Abundance Determinations in Extragalactic AGB Carbon Stars
根据高分辨光谱中2.3358 μ的HF（1-0）R9线，计算了6颗河外AGB碳星的氟（19 F）丰度（或上限）。这些恒星属于本星系群星系LMC、SMC和船底座矮球状体，金属丰度超过50倍。这是第一项探索河外富碳AGB星中F的金属丰度行为的研究。只有四颗目标恒星中可以测量到氟，显示出F-增强的范围很广。我们的F丰度测量与最近在银河系AGB碳星中得出的结果一起显示了与所观察到的碳和S-元素增强的相关性。然而，所观察到的相关性，显示不同的依赖恒星金属丰度相对于理论预测低质量，低金属丰度AGB模型。我们简要讨论了这种差异的可能原因。如果我们的发现在大量贫金属AGB中得到证实，那么AGB恒星中F的产生问题将需要重新考虑。
2011-07-08 astro-ph.CO 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
Comprehensive UV and Optical spectral analysis of Cygnus X-1: Stellar and wind parameters, abundances, and evolutionary implications
本研究通过紫外、光学及X射线光谱综合分析，确定了天鹅座X-1的恒星与风参数，发现供体星质量较低、金属丰度超太阳，并预测其未来将发生双黑洞并合。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Present-day cosmic abundances. A comprehensive study of nearby early B-type stars and implications for stellar and Galactic evolution and interstellar dust models
目标。全面研究了OB协会中早期B型恒星的样本和太阳邻域内的场。得出了天体物理学上最有趣的化学元素的丰度。方法.在NLTE中分析了早期B型星的高分辨率和高信噪比光谱。大气参数来自同时建立的独立指标，从多重电离平衡和氢巴耳末线。结果Teff被限制为1-2%，logg被限制为小于15%的不确定性。金属丰度的绝对值被确定为优于25%的不确定性。合成光谱几乎在整个可见光谱范围内与观测结果可靠地匹配。结论.一个现今的宇宙丰度标准被建立。我们的结果解决了化学均匀的局部气相ISM和化学不均匀的年轻恒星成分之间的差异，ii）促进了星际尘埃中锁定的重元素的量被精确地限制：与硅酸盐不同，碳质尘埃在猎户座HII区域内大部分被破坏，石墨只是星际尘埃中的少数物种，iii）表明在大质量恒星演化过程中，hoc燃烧产物的混合严格遵循预测的核路径，iv）为观测锚定银河系化学演化模型提供可靠的现代参考点，和v）意味着太阳在其一生中从距离银河系中心约5-6千秒差距的诞生地向外迁移;银河系化学演化和丰度梯度效应的抵消导致太阳附近的太阳和当今宇宙丰度的相似性，在C/O比中留下了太阳起源的标志。（简略）
2012-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Iron-Peak Element Abundances in Three Very Metal-Poor Stars
我们获得了三颗贫金属（[Fe/H] $\approx -3$）星BD 03 740、BD-13 3442和CD-33 1173中Fe族元素Sc到Zn（Z = 21 - 30）的新的详细丰度。收集了波长范围为2300 - 3050 nm的高分辨率紫外HST/STIS光谱，并辅以各种光学阶梯光栅光谱。分析的特点是最近的实验室原子数据的中性和电离物种的数量为所有铁族元素，铜和锌除外。在大样本光谱测量中对钪、钛和钒丰度的详细检查表明，它们在[Fe/H]<-$2的恒星中呈正相关。这些元素在BD 03 740、BD-13 3442、CD-33 1173和HD 84937中的丰度。（在本系列的前一篇论文中研究过）与这些趋势一致，并且位于相关性的高端。有六种元素具有可检测的中性和电离特征，它们的丰度一般都相当一致。对于Cr，我们发现中性（[Cri/Fe]的平均值=+0.01）和电离物种（[Cri/Fe]的平均值=+0.08）之间的丰度差异很小，这与过去的大多数研究不同。突出的例外是Co，其中性物质表明显著过量（[Co/H]的平均值=-2.53），而对于电离物质没有观察到这种增强（[Co/H]的平均值=-2.93）。这些新的恒星丰度，特别是Sc，Ti和V之间的相关性，表明应该重新审视早期大质量贫金属恒星的元素生产模型。
2020-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
HR-GO I: Comprehensive NLTE abundance analysis of the Cetus stream
本研究通过高分辨率光谱对Cetus星流22颗成员星开展NLTE丰度分析，明确其化学演化特征，揭示低质量矮星系化学演化的多样性。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inhomogeneity in the early Galactic chemical enrichment exposed by beryllium abundances in extremely metal-poor stars
贫金属星中铍的丰度与金属丰度呈线性关系，最低可达[Fe/H] ~-3.0。在恒星中，已被检测到在这个极端的金属贫制度，增加了丰度分散已被报道。这种分散可能表明Be和[Fe/H]之间的关系变平。我们的目标是进行一个新的调查，在极端贫金属恒星的Be丰度，并试图澄清是否存在一个Be丰度高原。我们重新研究了[Fe/H] ~-3.0的9颗矮星的Be丰度。此外，我们还首次分析了BPS BS 16968-0061和CD-33 1173恒星光谱中的Be谱线。我们利用Gaia DR 2的引力来精确恒星表面引力的值。使用光谱合成法测定Be的丰度。有些星星确实暗示着地球变平了。在[Fe/H] ~ -2.70 ~-3.26范围内，Be丰度基本保持在log（Be/H）~-13.2dex。然而，对于一些恒星，我们只能将上限设置在该水平以下。大多数样本恒星都是在所谓的盖亚-土卫二合并的祖先中形成的。三颗恒星中有两颗可能是在原地形成的，它们偏离线性关系最大。这些恒星的混合起源提供了理解扁平的线索。我们认为，我们的观察结果可以理解为在早期银河系的不均匀的恒星形成条件的后果。如果没有有效的混合，早期ISM的特征将是在给定的时刻在Fe丰度的大分散。另一方面，由于它起源于宇宙射线天体，因此它的丰度会更均匀（在银河系范围内）。因此，我们认为，观测到的铍-铁关系的平坦化反映了在给定年龄银河系铁丰度的更强散射。
2020-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The planetary nebula NGC 3132 revisited: high definition 3D photoionization model
本研究利用 MOCASSIN 代码构建了行星状星云 NGC 3132 的高清晰度三维光电离模型，结合多波段观测数据，成功再现观测约束，并确定前身星质量为 2.7 倍太阳质量及元素丰度比。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
