Descendants of the first stars: the distinct chemical signature of second generation stars
银河系（MW）中的极贫金属（EMP）恒星使我们能够通过将其化学成分与第一颗超新星的金属产量进行比较来推断其祖先的性质。这种方法在应用于单一富集恒星时是最强大的，即由仅由一颗先前超新星富集的气体形成的恒星。我们提出了一种新的诊断，以确定这一子类的EMP星。我们的模型的第一代恒星形成的半分析，暗物质晕合并树的基础上，产生MW样的晕在今天。辐射和化学反馈包括自我一致性，我们跟踪所有元素，直到锌。在我们的基准模型中，单富集星只占第二代星的$\sim 1\%$，我们提供了这个概率的分析公式。我们还提出了一种新的分析诊断，以确定单富集的恒星，根据第一次超新星的金属产量。这种新的诊断使我们能够独立地从关于Pop III恒星形成的具体假设中得出我们的主要结果，并且我们将其应用于一组观察到的EMP恒星，以证明其优势和局限性。我们的研究结果可能为当前和未来的调查提供选择标准，因此有助于更深入地了解EMP星及其祖先。
2018-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical inhomogeneities in the Pleiades: signatures of rocky-forming material in stellar atmospheres
银河系考古学的目的是通过编码在恒星中的信息恢复我们银河系的历史。这个领域的一个未经探索的假设是，恒星的化学成分是其形成气体的不变标志。在疏散星团（由同一气体形成的恒星群）上测试这一假设至关重要。以前的研究表明，在这些分析的典型不确定性范围内，星团中未演化的恒星是化学均匀的，即元素丰度的15 $\%$。我们对昴星团的五个成员进行严格的微分分析，使我们能够对大多数元素达到5 $\%$的精度，并揭示了星团内的化学异常，这些异常可以用行星吞噬事件来解释。这些结果表明，行星系统的演化可能会改变恒星的化学成分，挑战我们将它们标记到其原生环境的能力，并为通过其宿主恒星的化学模式研究行星结构及其演化铺平了道路。
2018-07-03 astro-ph.SR
Re-grouping stars based on the chemical tagging technique: A case study of M67 and IC4651
Freeman & Bland-Hawthorn（2002）提出的化学标记技术是基于这样的想法，即由相同分子云形成的恒星应该具有相同的化学特征。因此，只使用恒星的化学成分，我们应该能够重新组合那些曾经属于同一恒星集合体的恒星。在Blanco-Cuaresma等人（2015）中，我们使用iSpec在疏散星团恒星上测试了该技术（Blanco-Cuaresma等人2014 a），我们证明了它们的化学同质性，但我们发现14种研究的元素导致化学特征过于相似，无法可靠地区分不同星团的恒星。这对该技术提出了挑战，并提出了一个新的问题：包含其他元素是否有助于更好地区分不同聚集体中的恒星？通过更新和改进版本的iSpec，我们使用HARPS，UVES和NARVAL档案中的疏散星团M67和IC 4651的光谱导出了28种元素的丰度，我们发现这两个星团的化学特征非常相似。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A signature of chemical separation in the cooling curves of transiently accreting neutron stars
我们发现，由化学分离驱动的对流可以显着影响吸积中子星进入静止后的冷却曲线。我们计算了中子星海洋和地壳的热弛豫，包括对流引起的热通量和成分通量。在向内传播的冷却波到达中子星海洋的底部后，海洋开始冻结，推动化学分离。由此产生的对流向内输送热量，使表面层的冷却速度比假设海洋被动冷却的速度快得多。包括对流在内的光变曲线显示，爆发后数周，温度迅速下降。在观测到的冷却曲线中识别这种特征将限制海洋的温度和成分，并提供经典多组分等离子体冻结的实时探测。
2014-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical Signatures of the First Supernovae in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个均匀的化学丰度分析的五个最贫金属星的玉夫座矮球状星系。我们分析新的和档案高分辨率光谱从麦哲伦/MIKE和VLT/UVES和确定恒星参数和丰度在一个一致的方式为每颗恒星。我们样本中的两颗恒星，[Fe/H] = -3.5和[Fe/H] =-3.8，是我们对玉夫座进行Ca K巡天的新发现，而其他三颗恒星在文献中是已知的。我们确认Scl 07-50是在外部星系中发现的金属丰度最低的恒星，[Fe/H] =-4.1。两颗最贫金属的恒星都有非常不寻常的丰度模式，α元素明显不足，而其他三颗恒星类似于典型的极度贫金属的银河系晕星。结果表明，在相同的金属丰度范围内，玉夫座星中几种元素的星-星散射比晕星大。这种分散和最低金属丰度恒星的罕见丰度模式表明，最古老的幸存的玉夫座恒星被少量早期超新星富集，可能是来自星系形成的第一代恒星的高质量祖先。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Tagging N-rich Field Stars with High-resolution Spectroscopy
我们用高分辨率（$R \sim 30000$）光谱测量了15颗富氮场星的20多种元素的化学丰度。我们发现富N场星的Na、Mg、Al、Si和Ca丰度与球状星团（GCs）中的恒星基本一致。估计有7颗恒星具有[Al/Fe $]>0.5$]，这在大多数GC“第一代”恒星中是没有的。另一方面，$α$元素丰度（特别是Ti）可以显示出原位星和吸积星之间的明显差异。我们发现一颗有趣的恒星，它的[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]，[Ti/Fe]，[Sc/Fe]，[V/Fe]，[Co/Fe]都很低，与溶解矮星系“$Gaia$ -Sausage-Enceladus”中的其他恒星具有相似的运动学和[Ba/Eu]。金属丰度为$-1.25 \le {\rm [Fe/H]} \le -0.95$的富N场星的$α$ -元素丰度和铁峰元素丰度与银河系场星的值一致，而不是矮星系的恒星，表明它们是就地形成的。此外，富N场星的中子俘获元素表明，它们中的大多数可以被质量在$3 - 5\, M_{\odot}$附近的渐近巨星分支（AGB）星富集。
2021-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical signatures of planetary engulfment events in binary systems
行星吞噬事件涉及行星化学同化到恒星的外层。这可能会导致恒星大气的化学模式发生变化，反映出被吞没的岩石物体的成分，其中耐火元素比挥发物更丰富。由于这些恒星的化学变化，行星吞没事件可能使化学标记的过程可能不准确。一行一行的差分分析宽双星系统中的双星，使我们能够测试这些协会的化学均匀性与典型的个人恒星Fe I的不确定性为0.01德克斯，并最终揭开化学异常，可能是由于行星吞没事件。在这里分析的14个系统中，我们报告了迄今为止发现的最化学不均匀的系统（HIP 34407/HIP 34426）。难熔元素丰度的中位数差异为0.19 dex，差异丰度和冷凝温度之间的趋势表明，异常可能是由于行星吞没事件。在我们的样品中，发现了另外五个化学异常系统。
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical Signatures of AGB Mass Transfer in Gaia White Dwarf Companions
California Institute of Technology（加州理工学院）；Gemini Observatory, NSF’s NOIRLab（双子座天文台，美国国家光学-红外天文研究实验室）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过分析Gaia DR3中的WD+MS双星系统，发现主序星中的s过程增强是AGB质量转移的特征，揭示了质量转移过程中供体质量、金属度及热脉冲次数的影响。
2026-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical signatures of planet engulfment events in Sun-like stars
本文综述类太阳恒星中行星吞噬事件留下的化学丰度特征，指出其可揭示行星系统剧烈动力学历史，并帮助识别可能拥有类太阳系平静结构的恒星。
2024-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The chemical signature of SNIax in the stars of Ursa minor?
最近，发现了一类新的超新星Ia：超新星Iax;这些天体的样本越来越多，它们具有共同的特征，即最大光速较低，峰值星等通常较低。在我们的假设中，SNe Iax的前身是质量非常大的白矮星，可能是C+O+Ne混合的白矮星;由于来自双星的吸积，它们达到了卡拉塞卡质量，并经历了中心的碳爆燃，但爆燃在到达外层O +Ne层时被淬灭。这类Ia型超新星比标准的Ia型超新星更稀有，不会影响太阳附近的化学演化;然而，它们的延迟时间很短，可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在一个随机的化学演化模型的矮球状星系小熊座的贡献。该模型预测在ISM介质中的[Mn/Fe]在低金属丰度的蔓延，并在同一时间-减少的[α/Fe]元素，在经典的时间延迟模型。这与观测到的小熊座恒星的丰度惊人地一致，并为这类新的SNIa的起源提供了强有力的证据。
2017-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
${S}^5$: The destruction of a bright dwarf galaxy as revealed by the chemistry of the Indus stellar stream
最近发现的Indus恒星流与大多数其他恒星流相比，由于Indus $\_$ 0和Indus $\_$ 13这两颗离群恒星的丰度，呈现出多样化的化学特征。Indus $\_$ 13在快速中子捕获（$r$ -）过程元素中表现出极大的增强作用，其中包含$\mathrm{[Eu/Fe]} = +1.81$。因此，它提供了$r$过程增强恒星吸积性质的直接证据。在本文中，我们提出了一个详细的化学分析的中子捕获元素在印度$\_$ 13，揭示了恒星是轻微的锕系贫乏。另一个异常值，印度河$\_0$，显示了一个球状星团样的签名与高N，Na和Al丰度，而其余的印度河恒星显示丰度兼容的矮星系起源。因此，印度河$\_0$提供了第一个包含球状星团的完全破裂矮星的化学证据。我们使用的化学签名的印度河恒星讨论流祖的性质，这可能是一个化学进化的系统，与质量的范围从小熊座到天炉座。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a white dwarf orbiting a Carbon-Oxygen depleted blue straggler in 47 Tucanae
本研究利用哈勃望远镜深场远紫外观测，在杜鹃座47的碳氧贫化蓝离散星中首次同时发现质量转移形成的化学与光度特征，证实一颗蓝离散星拥有高温白矮星伴星且形成于1200万年内，其余样本无热伴星符合特征短暂性的预期。
2025-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Chemical Signatures and the Outburst Mechanism of the Class 0 Protostar HOPS 383
我们目前的观测HOPS 383，第一个已知的爆发0级原恒星位于猎户座分子云使用ALMA，VLA和SMA。SMA观测揭示了HOPS 383周围0.85 mm、1.1 mm和1.3 mm处的包络尺度连续谱和分子线发射。图像显示，HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$在连续谱上或附近达到峰值，而N $_2$ H $^+$在同一位置减少。这反映了在原恒星附近蒸发的CO破坏N $_2$ H $^+$同时形成HCO $^+$的潜在化学性质。我们还观察到由$^{12}$ CO（$J = 2 \rightarrow 1$）和（$J = 3 \rightarrow 2$）追踪的分子流出。一个磁盘被解决在ALMA 0.87毫米的尘埃连续，垂直于流出方向，与$\sim$ 62 AU的表观半径。辐射传输模型的连续给磁盘质量为0.02 M $_{\odot}$时，适合的ALMA vigilance。包括VLA 8 mm数据的模型表明，由于较长波长下的尘埃不透明度较低，磁盘质量可能会大10倍。磁盘的温度和表面密度分布的建模，并假设原恒星质量为0.5 M $_{\odot}$表明，Toomre $Q$参数$< 1$的爆发前，使引力不稳定性的可行机制来解释爆发在早期的年龄，如果磁盘是足够大的。
2020-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Diversity in the Ultra-faint Dwarf Galaxy Tucana II
我们提出了第一个详细的化学丰度的超微弱矮星系杜鹃II的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的基础上的四个红巨星的研究。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H] = -3.2至-2.6之间，所有恒星的中子捕获丰度都很低（[Sr/Fe]和[Ba/Fe] < -1）。然而，存在一些异常的化学特征。三颗恒星是碳强化的，包括最富金属的恒星。这颗恒星（[Fe/H]=-2.6）显示[Na，$α$，Sc/Fe] < 0，暗示了一个由AGB星和Ia型超新星贡献的扩展的恒星形成历史。其他碳增强型恒星的[Fe/H] < -3，可能与暗超新星的富集相一致，如果这种超新星可以产生中子捕获元素的话。第四颗[Fe/H] = -3的恒星是碳正常的，并且表现出与碳增强恒星不同的轻元素丰度比。碳正常恒星意味着至少有两个不同的核合成源，都可能与第三星族恒星有关，有助于该星系早期的化学富集。尽管它的光度非常低，但Tucana II显示出多样的化学特征，使其无法成为简单的“一次性”第一个星系，但仍然提供了一个窗口，以了解早期宇宙中的恒星和星系形成。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical signatures of planetary systems in their host stars. Near-infrared spectroscopy of four planet-hosting wide binaries
Yonsei University（延世大学）；Chungnam National University（忠南国立大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文计算研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）
研究行星是否在宿主恒星上留下可检测的化学指纹，通过分析四颗行星宿主宽双星的近红外光谱，发现化学特征与凝结温度存在差异趋势，但不同系统表现各异。
2026-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical Signatures of the FU Ori Outbursts
FU Ori-type年轻恒星的特点是亮度突然增加1 $-$ 2个数量级，然后缓慢返回到爆发前状态的时间尺度为$\sim$ 10 $-$ 100年。爆发强烈地影响整个盘，改变其热结构和辐射场。在本文中，使用详细的物理化学模型，我们研究了FU Ori爆发对磁盘化学库存的影响。我们的主要目标是确定可以用ALMA和NOEMA等现代望远镜在爆发后观察到的爆发活动的气相分子示踪剂。我们发现，大多数的分子经历了相当大的增加，总磁盘气相丰度由于爆发，主要是由于他们的冰升华。它们恢复到爆发前的化学状态需要不同的时间，从几乎瞬间到非常长的时间。其中CO、NH $_3$、C $_2$ H $_6$、C $_3$ H $_4$等，其丰度演化严格遵循光度曲线。对于CO的丰度增加不超过一个数量级，而对于其他示踪剂的丰度增加了2 $-$ 5个数量级。其他分子如H $_2$ CO和NH $_2$ OH具有较长的保留时间尺度，在爆发结束后在气相中保留$\sim10-10^3$年。因此，H $_2$ CO可以作为一个指标，以前的爆发在爆发后FU Ori系统。我们详细研究了相应的随时间变化的化学过程，并为未来的观测提供了最有利的跃迁和ALMA构型。
2018-09-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances for Evolved Stars in M5: Lithium through Thorium
本文分析了球状星团M5（NGC 5904）中恒星的高分辨率光谱。样本包括红巨星分支（7颗星），红水平分支（2颗星）和渐近巨星分支（8颗星）的恒星，有效温度范围从4000 K到6100 K。光谱是用凯克望远镜上的HIRES光谱仪获得的，HB和AGB样品的波长覆盖范围为3700至7950埃，大多数RGB样品的波长覆盖范围为5300至7600埃。我们发现AGB和RGB分支之间的一些丰度比的偏移。然而，这些差异似乎是由于分析的影响，并表明，必须谨慎，当直接比较不同的进化分支之间的丰度比。我们发现了预期的污染信号，从物质中富集的热氢燃烧循环，如CNO，Ne-Na和Mg-Al循环的产品，但没有显着差异，特别是当考虑到分析偏移的三个恒星演化分支之间的这些签名。我们还能够测量各种各样的中子捕获元素丰度，从Sr到Th，在集群中。我们发现，所有的恒星的中子捕获签名是相同的，并显示了占主导地位的r-过程的起源。然而，我们也看到了一个小的，但一致的额外的s-过程签名的证据，这是不依赖于轻元素的变化，指向一个预富集的原星系团气体中的这种材料。
2011-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
HD 41641: A classical $δ$ Sct-type pulsator with chemical signatures of an Ap star
在已知的脉动恒星群中，$δ$ Sct恒星是人们了解最少的恒星之一。理论模型无法预测观测所揭示的振荡频率。为了改进这些模型和更好地了解这些目标的内部结构，有必要进行完整的星震研究。我们研究了$δ$ Sct星HD 41641，最终目的是了解它的振荡模式。该目标由CoRoT空间望远镜和HARPS高分辨率摄谱仪同时观测。用软件包PERIOD 04分析光度数据集，而FAMIAS用于分析线轮廓变化。光谱合成方法用于光谱测定基本大气参数和个别化学丰度。共识别和分析了90种不同的频率。一个明确的识别的方位角顺序的表面几何形状只能提供占主导地位的p-模式，这被发现是一个非径向的m2 =+1。使用$T_\mathrm{eff}$和$\log g$，我们估计了HD 41641的质量、半径和演化阶段。我们发现HD 41641是一个适度旋转，稍微演化的$δ$ Sct星，具有太阳下大气金属含量和意想不到的化学特性。HD 41641是一种纯$δ$散射器，p模式频率范围为10 d $^{-1}$至20 d $^{-1}$。这脉动星提出了一个Ap星的化学签名和旋转调制由于表面的不均匀性，我们认为这是一个磁场存在的间接证据。
2016-02-24 astro-ph.SR
Chemical signatures of a warped protoplanetary disc
如果有一颗恒星或行星的伴星的轨道与星周盘不重合，星周盘可能会扭曲或破裂成不同的平面。有越来越多的观测证据表明，原行星盘具有未对准的内盘和扭曲，这可能是由于与以前未被发现的同伴的相互作用造成的，这给了我们一个诱人的迹象，表明那里可能形成行星。流体动力学和辐射转移模型表明，由于盘表面面对恒星的可变角度，温度在翘曲盘的方位角上变化，这会影响盘的化学性质。我们基于原行星盘的流体动力学模型进行化学建模，其中嵌入的行星以12 $^{\circ}$的倾角绕盘运行。即使对于这种小的未对准，包括CO和HCO $^+$的物质的丰度也在方位角上变化，这导致亚毫米线发射中可检测的方位角变化。因此，线发射的方位角变化可能表明存在一个看不见的嵌入式同伴。在解释扭曲或阴影的原行星盘的分子线图时，应考虑非轴对称的化学丰度。
2021-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exclusion of Cosmic Rays in Protoplanetary Disks. II. Chemical Gradients and Observational Signatures
原行星盘的化学性质对它们的电离环境特别敏感。分子气体电离的来源包括宇宙射线、恒星X射线和短寿命的放射性核素，每一种都随圆盘中的位置而变化。这种行为导致了大量的化学结构，特别是在分子离子丰度，这是印在他们的亚毫米旋转线发射。使用一个观测动机的磁盘模型，我们作出预测的依赖性的化学丰度的电离场的假设属性。我们计算出丰富的分子离子和模拟灵敏的观察与阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的磁盘在D=100 pc的紧急线强度。模型容易区分高电离率（$ζ\gtrsim10^{-17}$ s $^{-1}$ per H $_2$）和更低电离率，但当$ζ\lesssim10^{-19}$ s $^{-1}$时，很难区分低电离率模型。我们发现，\htdp \发射是不可检测的亚星际CR率与ALMA（6小时积分），和\ntdp \发射可能是一个更敏感的示踪剂的中平面电离。HCO $^+$跟踪X射线和高CR率（$ζ_{\rm{CR}}\gtrsim10^{-17}$ s $^{-1}$），并提供了一个热分子电离性质的处理，其中CO存在于气体中。此外，像HCO $^+$这样的物种，从一个宽的径向区域发射，并在温度上有很大的梯度，可以表现出环状发射，这是恒星附近低旋转能级去激发的结果。这一发现突出了一种情况，即环不一定是结构或化学性质，而只是潜在的线激发特性的结果。
2014-08-29 astro-ph.SR
A possible signature of terrestrial planet formation in the chemical composition of solar analogs
最近的研究表明，与大多数（约85%）邻近的太阳双星相比，太阳的元素丰度是异常的。与它的孪生子相比，太阳表现出相对于挥发物（Tc<900 K）缺乏难熔元素（那些冷凝温度Tc> 900 K的元素）。这一发现被推测是行星形成的一个标志，与大多数太阳双胞胎相比，太阳周围的行星形成效率更高。此外，在这种情况下，发现的丰度模式似乎更有可能与类地行星的形成有关。在这项工作中，我们分析了丰富的结果，从六个大型独立的恒星丰度调查，以确定他们是否确认或拒绝这一观测结果。我们发现，在这六项研究中，太阳类似物的元素丰度与建议作为行星形成签名的Tc趋势一致。当这些结果被不均匀地平均时，得出相同的结论。我们还研究了丰度与第一电离势（FIP）的依赖关系，这与Tc相关。与FIP的趋势将表明一个不同的起源的丰度模式发现，但我们表明，与Tc的相关性是统计上更显着。我们鼓励对富含金属的太阳类似物和晚期F型矮星进行类似的研究，对于这些恒星，元素丰度中的行星形成签名的假设做出了非常具体的预测。最后，我们研究了最近的一篇论文，该论文声称，两颗拥有超级地球般行星的恒星的丰度模式与行星形成签名假设相矛盾。相反，我们发现这两颗恒星的化学成分与我们的假设完全一致。
2010-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical signatures of planets: beyond solar-twins
对太阳双星的元素丰度研究表明，太阳的化学成分包含太阳系中类地行星形成的特征，即难熔元素的少量但显著的耗尽。为了验证这一假设，我们研究了与太阳双胞胎相比，具有较小质量对流包络的恒星（因此增加了预测效应的幅度），或者可以说，更有可能拥有行星（因此增加了签名检测的频率）。我们测量了一个晚F型矮星样本（52颗恒星）和一个富含金属的太阳类似物样本（59颗恒星）的相对大气参数和元素丰度。我们检测到的幅度高达约0.15 dex的难熔元素耗尽。已知拥有气体巨行星的恒星的耗尽振幅分布与其他恒星没有什么不同。在5650 K到5950 K的有效温度范围内，最大耗减幅度随温度的升高而增大，而对于较暖的恒星（直到6300 K），耗减幅度似乎是恒定的。在太阳双星中观察到的耗尽具有最大幅度，与我们在这里看到的两个样本非常相似。气体巨星行星形成本身并不能解释观察到的耐火元素耗尽的分布，而岩石物质的形成更可能解释我们的观测结果。更多的岩石材料是必要的，以解释太阳双星的数据比金属丰富的恒星，而较少的温暖的恒星。然而，在行星形成时恒星对流层的大小可能会调节这些振幅。我们的结果可以解释，如果磁盘寿命更短，在更大的恒星，独立的观察似乎确实建议。
2013-10-31 astro-ph.SR
Planet signatures and effect of the chemical evolution of the Galactic thin-disk stars
内容：基于高精度丰度测定的研究表明，太阳孪晶的化学模式的特征是相对于太阳的差异丰度与元素的凝结温度（Tc）之间的相关性。有人认为，这种关系的起源与银河系盘的化学演化有关，但也可能涉及与恒星周围行星存在有关的其他过程。目的：我们分析了14个太阳孪晶和太阳的HIRES光谱，以提供新的见解的机制，可以确定[X/H]和Tc之间的关系。研究方法：我们的光谱分析产生了恒星参数（Teff、log g、[Fe/H]和$ξ$）、年龄、质量和22种元素（C、O、Na、Mg、Al、Si、S、K、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Sr、Y和Ba）的丰度。我们使用这些测定对银河系盘的化学演化提出了新的限制，并验证了这个过程是否可以单独解释迄今为止观察到的不同的[X/H]-Tc斜率。结果：所有物种的[X/Fe]比值均与年龄相关。这些关系的斜率使我们能够描述银河系盘的化学演化对太阳孪晶化学模式的影响。在扣除化学演化效应后，我们发现未演化的[X/H]-Tc斜率值不再依赖于恒星年龄。然而，这些[X/H]-Tc斜率之间的广泛差异，覆盖范围为$\pm$ 4~10 $^{-5}$ dex K $^{-1}$，表明除了化学演化之外的过程可能影响[X/H]-Tc斜率。结论：我们的样本在所有年龄段的未演化的[X/H]-Tc斜率值的范围很广，可以反映到目前为止观察到的系外行星系统之间的广泛多样性，以…
2015-11-04 astro-ph.SR
HD 80606: Searching the chemical signature of planet formation
具有相似成分的双星系统是理想的实验室，可以测试几个物理过程，例如行星形成过程可能留下的化学图案。目标。我们探讨了显着的双星系统HD 80606 - HD 80607中行星形成的可能化学特征。恒星HD 80606拥有一颗巨大的行星，通过凌日和径向速度技术探测到4 MJup，是迄今为止探测到的最偏心的行星之一。我们研究的挥发性和难熔元素丰度的冷凝温度Tc的趋势，以确定是否有可能与陆地行星形成的耐火材料的耗尽。方法.我们进行了一个高精度的丰度测定在两个组成部分的二元系统，使用一行一行严格微分的方法，使用太阳作为参考，然后使用HD 80606作为参考。我们使用了FUNDPAR程序的更新版本以及ATLAS 9模型大气和MOOG代码。结论.从Tc趋势的研究中，我们得出结论，恒星HD 80606和HD 80607似乎没有耗尽难熔元素，这与太阳的情况不同。那么，在这个双星系统的组成部分中，陆地行星形成的效率将低于太阳。在两颗恒星之间缺乏具有Tc的难熔元素的趋势意味着巨行星的存在并不一定会在其宿主恒星中留下化学特征，类似于Liu等人（2014）的最近结果。这也与Melendez等人（2009）的观点一致，他们认为近距离巨行星的存在可能会阻止类地行星的形成。最后，我们推测恒星HD 80607周围可能有一颗行星。
2015-07-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: chemical signatures of rocky accretion in a young solar-type star
众所周知，新形成的行星系统会经历轨道重构和行星迁移的过程。因此，行星或原行星物体可能会吸积到中央恒星上，融合并混合到其外层。如果吸积质量足够高，恒星有足够薄的对流包层，这样的事件可能会导致恒星光球层的化学成分以可观察的方式发生变化，用吸积质量中丰富的元素来增强它。最近的盖亚-ESO巡天观测了10-20百万年前的Gamma Velorum星团，发现了一颗与其他星团成员相比铁含量显著丰富的恒星。在这封信中，我们进一步研究了这颗恒星的丰度模式，表明它的丰度异常不仅限于铁，而且还存在于难熔元素中，这些元素的过剩与冷凝温度相关。这一发现有力地支持了岩石物质最近吸积的假设。
2015-09-11 astro-ph.SR
The peculiar chemical pattern of the WASP-160 binary system: signatures of planetary formation and evolution?
具有相似成分的宽双星为探索恒星-行星的化学联系提供了有利的机会。我们进行了详细的描述太阳型恒星的WASP-160双星系统。WASP-160 A周围还没有行星被报道，而WASP-160 B已知拥有一颗过境土星质量的行星WASP-160 B b。对于这颗行星，我们还从文献和新的观测中获得了更新的属性。此外，使用TESS测光，我们限制了WASP-160 A周围的凌日行星和WASP-160 B周围的其他行星的存在。恒星定性包括首次根据高质量Gemini-GRACES光谱计算25种元素的高精度差分大气和化学丰度。我们的分析揭示了差异丰度和冷凝温度的元素之间的相关性的证据。特别是，我们发现一个小的，但显着的赤字的挥发性和增强的难熔元素在WASP-160 B相对于WASP-160 A。在WASP-94之后，这是第二个显示这种特殊化学模式的行星宿主双星名单中的恒星对。虽然我们讨论了几个合理的行星形成和演化的WASP-160 A和B的情况下，可以解释所观察到的化学模式，他们都不能被最终接受或拒绝。未来对WASP-160 A和B进行高精度的光度和光谱跟踪以及高对比度成像观测，可能会进一步限制所检测到的化学差异的真正来源。
2021-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unprecedented accurate abundances: signatures of other Earths?
140多年来，我们太阳的化学成分一直被认为是典型的太阳型恒星。我们对太阳相对于太阳双胞胎的高度微分元素丰度分析具有前所未有的精度（~0.01 dex），表明太阳具有特殊的化学成分，与太阳双胞胎相比，相对于挥发性元素，难熔元素消耗约20%。丰度差异与元素的冷凝温度密切相关。一项类似的行星巡天太阳类似物研究表明，这种特殊性也适用于与已知有近距离巨行星的太阳类似物的比较，而大多数没有探测到巨行星的太阳类似物显示出太阳丰度模式。太阳化学成分的特殊性可以解释为像我们自己的地球这样的类地行星形成的标志。
2009-10-05 astro-ph.EP 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
Tepid Supergiants: Chemical Signatures of Stellar Evolution & The Extent of Blue Loops
大质量恒星可以在主序后演化的几个阶段发展成不温不火的超巨星，在核心氦燃烧之前，在蓝环上，或接近最后的超新星爆炸。我们讨论了观测约束模型的大质量恒星演化的银河系超巨星样本的分析，并把它们的宇宙丰度标准的背景下，最近提出的研究，他们的OB型祖先（Z=0.014的恒星在太阳附近）。He和CNO的高精度丰度分析，不确定性低至~10- 20%，追踪核处理物质到恒星表面的传输效率，无论是通过旋转混合还是在第一次挖掘期间。混合效率比当前旋转恒星演化模型预测的高2倍，这意味着在演化模型中需要考虑其他效应，例如环流和磁场的相互作用。蓝环被认为比当前一代的恒星演化模型预测的更高质量和更高的Teff。
2009-06-19 astro-ph.SR
Signatures of rocky planet engulfment in HAT-P-4. Implications for chemical tagging studies
目标。通过研究HAT-P-4的丰度与凝聚温度Tc的关系，探索双星系统中行星形成的可能化学特征。恒星HAT-P-4拥有一颗通过凌日探测到的行星，而它的恒星同伴没有任何探测到的行星。我们还研究了锂的含量，这可能有助于阐明系外行星宿主恒星中锂的耗尽问题。结论.发现系外行星宿主恒星HAT-P-4的金属丰度比它的伴星高出约0.1德克斯，这是在类似系统中观察到的金属丰度差异最大的系统之一。这可能对化学标记研究产生重要影响，解开具有共同起源的恒星群。我们排除了每颗恒星可能的特殊组成，如lambda Boo，Delta Scuti或Blue Straggler。恒星HAT-P-4是增强耐火元素相对于挥发性相比，它的恒星同伴。值得注意的是，HAT-P-4的锂丰度比它的伴星高出约0.3德克斯，这与解释行星存在导致锂耗尽的模型相反。我们提出了一个假设，在行星形成的时候，恒星HAT-P-4将内部的耐火材料锁定在微行星和岩石行星中，并在更远的距离形成了外部的气体巨行星。这些耐火材料随后被吸积到恒星上，可能是由于巨行星的迁移。这解释了较高的金属丰度、较高的锂含量和检测到的负Tc趋势。最近，一个类似的假设被提出来用于太阳双星HIP 68468，它在某些方面类似于HAT-P-4。我们估计至少有Mrock ~ 10 Mearth锁定在耐火材料中，以重现所观察到的Tc趋势和金属丰度。
2017-07-07 astro-ph.SR
Observational Chemical Signatures of the Past FU Ori Outbursts
本文通过ANDES、RADMC-3D和CASA ALMA模拟器建模FU Ori爆发对年轻恒星天体物理化学结构及分子谱线流量的影响，识别出N₂H⁺、C¹⁸O、H₂CO和HCN等示踪谱线组合，并据此发现十个可能在过去千年内经历过FU Ori爆发的邻近盘系统。
2023-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Signature of J0023+0307 -- A Second-Generation Main-Sequence Star with [Fe/H]<-6
利用高分辨率（R~ 35，000）的Magellan/MIKE光谱，对主序星J 0023 +0307（[Fe/H]<-6.3）进行了化学丰度分析。该恒星最初被发现[Fe/H]< -6.6，基于Ca II K测量的R~ 2，500光谱。在我们的MIKE光谱中没有检测到铁谱线。检测Li、C、Na、Mg、Al、Si和Ca的谱线。Li丰度接近Spite Plateau，A（Li）= 1.7，与其他贫金属恒星不同，尽管与发现的极低值形成鲜明对比，例如，在HE~1327-2326中，[Fe/H]值相似。碳G带被探测到，并显示出强烈的C增强，这是典型的低铁丰度的恒星。从Na到Si的元素显示出强烈的奇偶效应，J 0023 +0307显示出第二低的[Ca/H]丰度。总的来说，J 0023 +0307的丰度模式表明它是一颗第二代恒星，是由一颗大质量的第三星族第一颗恒星爆炸后形成的。喷射物的稀释质量为10^（5+-0.5）Msun的氢，强烈表明J 0023 +0307形成于一个消失的小晕中。J 0023 +0307很可能非常古老，因为它的轨道非常偏心，近心点位于银河系凸起。
2018-10-02 astro-ph.SR
Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions vs. modern observing facilities
通过数值实验，以最亮的eps~Uma星为例，探讨了干涉测量在探测和表征化学奇特星丰度点中的应用。我们发现，最好的光谱区域搜索斑点和恒星旋转签名是在视觉领域。在第一可见度波瓣处已经可以清楚地检测到斑点，并且它们的签名可以与旋转的签名唯一地分离。在低光谱分辨率下，也可以在NIR中检测到斑点和旋转特征，但是对于所有潜在的CP候选者，需要长于180 μ m的基线。根据我们的模拟，像VEGA这样的仪器（或其后继者，FRIEND）应能够在视觉上检测斑点和斑点+旋转的影响，前提是仪器能够测量$V^2\approx10^{-3}$和/或闭合相位。在红外方面，像AMBER这样的仪器，但基线比目前可用的仪器更长，能够测量旋转和斑点。我们的研究提供了必要的细节有关的战略点检测和现代和计划干涉的CP星研究必不可少的设施的要求。
2014-06-23 astro-ph.SR
Signature of a chemical spread in the open cluster M37
最近盖亚对疏散星团M37的测光揭示了存在一个扩展的主序关闭--就像在年龄小于2 Gyr的麦哲伦星团中一样--以及一个主序，它的颜色扩展超过了测光误差的预期，其量值远低于扩展关闭的区域，在这种情况下，年龄差异和轮调率（解释长期关闭现象的候选因素）都不会起作用。此外，即使是未解析的双星的贡献也不能完全解释观测到的增宽。我们利用合成的恒星星族和微分色图，使用盖亚和斯隆滤波器的组合，调查了这种扩大背后的原因。从我们的分析中，我们得出结论，在盖亚颜色星等图中观察到的颜色分布可以通过金属丰度分布Δ [Fe/H] ~ 0.15加上横跨整个范围Δ E（B-V）~ 0.06的星系团表面的差异变红的组合来再现，或者初始氦质量分数Δ Y ~ 0.10的扩展加上红化Δ E（B-V）~ 0.03的较小范围。需要对相当大的星团恒星样本进行高分辨率的微分丰度测定，以确认或排除金属丰度分布的存在。我们的研究结果提出了一种可能性，即单个疏散星团，如球状星团和大质量星团，宿主恒星出生时具有不同的初始化学成分。
2022-09-01 astro-ph.SR
Nucleosynthesis signatures of neutrino-driven winds from proto-neutron stars: a perspective from chemical evolution models
我们测试的假设，所观察到的第一个峰值（Sr，Y，Zr）和第二个峰值（Ba）的S-过程中的元素丰度低金属含量的银河系恒星，和元素Mo和Ru的丰度，可以解释一个普遍的R-过程的贡献起源于中微子驱动的风从高磁性和快速旋转的原中子星（原NS）。我们构建的化学演化模型，将最近的原NS产量的计算，除了从AGB星，Ia型超新星的贡献，和两个替代的大规模星风和核心坍缩超新星的产量。对于非旋转的大质量恒星产量从任何一组，没有原NS风模型低估了$0.3$ - $1\,\text{dex}$在低金属丰度观测到的s-过程峰值丰度，他们严重低估了钼和钌在所有金属丰度。模型结合风产额从原NS与旋转周期$P \sim 2$ - $5\,\text{ms}$适合所有这些元素的观测趋势很好。或者，模型省略原NS风，但采用快速旋转的大质量恒星的产量，与$v_{\rm rot}$之间的$150$和$300\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$，可以合理地解释观测到的丰度水平$\text{[Fe/H]}<-2$。这些模型在更高的金属丰度下高估了[Sr/Fe]和[Mo/Fe]，但通过调整$v_{\rm rot}$对恒星金属丰度的依赖性，它们可能在[Fe/H]上达到可接受的拟合。如果许多原始NS在出生时就具有强磁场和短自旋周期，那么它们的中微子驱动风就为低金属丰度恒星星族中的Sr、Y、Zr、Mo、Ru和Ba提…
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of Rapidly Rotating Stars with Chemically Homogeneous Evolution in the First Galaxies
本文研究快速旋转且经历化学均匀演化的大质量恒星如何显著增强早期星系紫外光度，从而解释 JWST 在 z≳10 观测到的紫外明亮星系，并降低对极端恒星形成效率的需求。
2025-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Searching for Chemical Signatures of Multiple Stellar Populations in the Old, Massive Open Cluster NGC 6791
银河系的疏散星团和球状星团（OC，GC）似乎居住在年龄-质量平面的不同区域。然而，它们之间的过渡并不容易定义，因为在高质量的老OC和低质量的年轻GC之间存在一些重叠。我们正在探索的可能性，一个明确的分离OC和GC使用的丰度功能，迄今为止只在GC中发现：（反）轻元素之间的相关性。在耦合丰度趋势中，Na-O关系是研究最广泛的。这些关系是自我充实的标志，即，暗示着恒星的多代形成机制。在这里，我们专注于古老的，巨大的，富含金属的OC NGC 6791。我们分析了15个NGC 6791主序星关闭和演化恒星的档案Keck/HIRES光谱，集中在C，N，O和Na丰度的推导上。我们还使用了21颗演化恒星的WIYN/Hydra光谱（其中一颗是共同的）。鉴于富含金属的NGC 6791恒星的光谱复杂性，我们采用光谱合成来测量大部分丰度。我们证实了集群超太阳的金属丰度和丰富的钙和镍，已在过去的研究中得出的。更重要的是，我们没有发现任何显着的恒星之间的碳，氮，氧和钠丰度分散。由于没有明确的Na-O关系，NGC 6791仍然可以被认为是一个真正的OC，拥有单代恒星，而不是一个低质量的GC。
2014-09-29 astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Wide Binaries. I. Did Planet Formation Imprint Chemical Signatures in the Atmospheres of HD 20782/81?
利用麦哲伦/MIKE获得的高分辨率阶梯光谱，我们提出了一个行星托管宽双星系统HD20782 + HD20781中的两颗恒星的化学丰度分析。这两颗恒星都是G矮星，而且可能是同时代的，形成于同一个分子云中。因此，我们期望它们应该具有相同的体金属丰度。此外，这两颗恒星也都有巨行星在偏心轨道上，近心点为$\lesssim 0.2\,$ AU。我们调查具有这种轨道的行星是否会导致主星吸收物质，这反过来又可能在其大气丰度中留下类似的化学印记。我们推导出15个元素的丰度跨越一个范围的冷凝温度（$T_{C}\approx 40-1660\,$ K）。发现这两颗恒星的元素丰度平均相差$0.04\pm0.07\,$ dex，这与两颗恒星具有相同的体金属丰度是一致的。此外，对于这两颗恒星，难熔元素（$T_{C} > 900\,$ K）的丰度（相对于太阳）和$T_{C}$之间呈现出正相关，$\approx$ $1\times10^{-4}\,$ dex K $^{-1}$的斜率相似。测得的正相关并不完美;两颗恒星都表现出$\approx$ $5\times10^{-5}\,$ dex K $^{-1}$的平均趋势的分散，某些元素（Na，Al，Sc）在两颗恒星中也同样偏离。这些研究结果的背景下，巨行星的迁移模型，预测吸积的H-贫化岩石材料的宿主恒星进行了讨论。我们表明，一个简单的模拟太阳型恒星吸积材料与地球…
2014-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Signatures of planets and Galactic subpopulations in solar analogs. Precise chemical abundances with neural networks
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）；Fakultät für Physik und Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文系）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利帕多瓦天文台）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利阿雷特里天文台）
本研究开发神经网络算法，从高质量光谱中精确获取太阳类比星的大气参数和化学丰度，发现太阳在难熔元素上显著亏损，并揭示了太阳类比星中存在三个化学子种群。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for chemical signatures of brown dwarf formation
最近的研究表明，质量在35-55 M $_{\rm Jup}$之间的褐矮星几乎没有作为恒星的伴星，这表明质量在这个差距之上和之下的物体可能有不同的形成机制。我们确定的基本恒星参数，以及个人的丰度已知有一个亚恒星伴侣在褐矮星制度的大样本恒星。样本被分为“大质量”和“低质量”棕矮星的恒星。根据先前的工作，考虑了42.5 M $_{\rm Jup}$的阈值。我们的研究结果证实，恒星与棕矮星的同伴不遵循公认的气体巨行星金属丰度相关性在主序星的主机。拥有“大质量”棕矮星的恒星显示出与没有已知行星或有低质量行星的恒星相似的金属丰度和丰度分布。我们发现一种趋势，恒星窝藏“小质量”的棕矮星有稍大的金属丰度，[X $_{\rm Fe}$ /Fe]值，和丰富的Sc II，Mn I，和Ni I相比，恒星有大质量的棕矮星。这些数据表明，正如以前报道的那样，大质量和低质量的褐矮星可能在周期和离心率上存在差异。我们发现了一个非金属依赖机制的证据，形成大质量的棕矮星。我们的研究结果与大质量褐矮星形成为恒星的情景一致。在高金属丰度时，核心吸积机制可能在低质量棕矮星的形成中变得有效，而在低金属丰度时，低质量棕矮星可能通过湍流原恒星盘中的引力不稳定性形成。
2017-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed elemental abundances of binary stars: Searching for signatures of planet formation and atomic diffusion
双星系统被认为是同生和同生的，因此具有相同的化学成分。在这项工作中，我们的目标是测试的假设，观察到的元素丰度模式和使用双星形成行星之间存在联系。此外，我们还想测试原子扩散如何影响观测到的丰度模式。我们对7个二元体系进行了严格的逐线微分化学丰度分析。利用VLT/UVES和Keck/HIRES的高质量光谱，以极高的精度（< 3.5%）获得了恒星大气参数和元素丰度。我们发现，7个双星系统中有4个显示出细微的丰度差异（0.01 - 0.03 dex），与冷凝温度没有明显的相关性，包括两个行星托管对。其他3个二元体系的丰度差异程度与冷凝温度相关。我们没有发现丰度差异与我们系统中已知行星的出现之间有任何明确的关系。相反，在二元系统（7个中的4个）中观察到的总体丰度偏移可能是由于原子扩散的影响。虽然巨型行星形成不一定会在主星上留下化学特征，但另一方面，观测到的丰度趋势与冷凝温度的差异可能与行星形成的不同历史有关（例如，形成位置）。此外，我们发现丰度差异和二元分离之间的弱相关性，这可能会提供一个新的约束形成的二元系统。
2021-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
