Line synthesis of several chemical elements from carbon to Bismuth in the spectrum of HD 72660
利用模型大气和谱线合成程序Synspec 49合成了A0 Vm星HD 72660的高分辨率和高$S/N$ HARPS谱和STIS谱，以获得几种关键化学元素的丰度。特别是，我们已经推导出的元素，如Ru，Yb，Au，Pb和Bi的紫外线最强的线的丰度。我们发现，特别是强大的Pt，Pb和Bi，这可能是在这颗星的辐射扩散的签名的重元素过剩。
2018-10-17 astro-ph.SR
Hyperfine Structure and Abundances of Heavy Elements in 68 Tauri (HD 27962)
HD 27962，也被称为金牛座68，是毕宿疏散星团的一颗化学性质特殊的Am恒星成员，位于银河系的本星系臂。我们已经模拟了高分辨率的SOPHIE（R=75000）光谱的68金牛座更新的模型大气和光谱合成，以获得其大气中的化学丰度。特别地，我们研究了各种钡同位素的超精细结构的包含对68金牛座中钡丰度测定的影响。我们还使用从NIST数据库中检索到的更新的准确原子参数推导出了新的丰度。
2017-09-28 astro-ph.SR
Investigation of alpha-induced reactions on 130Ba and 132Ba and their importance for the synthesis of heavy p nuclei
为了给天体物理伽玛过程的模拟提供截面数据，研究了质子丰度最高的钡同位素130 Ba对α粒子的俘获。在质心能量11.6 ~ 16 MeV范围内，用活化技术测量了~（130）Ba（α，γ）~（134）Ce和~（130）Ba（α，n）~（133）Ce反应的截面，该能量范围接近天体物理相关能量。作为一个附带的结果，132 Ba（α，n）135 Ce反应的截面也被测量。统计模型计算的预测结果进行了比较，使用不同的输入参数，如α +核光学势。结果表明，（α，n）数据可以用天体物理中广泛使用的标准α +核光学势来再现。假设它的有效性，也在天体物理学相关的能量窗口，我们提出了新的恒星反应速率的130 Ba（α，γ）134 Ce和132 Ba（α，γ）136 Ce和它们的逆反应计算的SMARAGD统计模型代码。136 Ce（gamma，alpha）132 Ba速率的大幅增加意味着p核130 Ba不能直接接受Ce同位素链的贡献。需要进一步的测量来更好地限制这一结果。
2012-02-08 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
A large stellar evolution database for population synthesis studies. V. Stellar models and isochrones with CNONa abundance anticorrelations
我们提出了一个新的网格的恒星模型和等时线的老恒星星族，覆盖了大范围的[Fe/H]值，为重元素混合物的特点是CNONa丰度的关系，观察到在银河系球状星团恒星。分析了这种金属丰度模式对低质量恒星从主序星到水平分支阶段演化性质的影响。我们执行这些新的模型之间的比较，和我们的参考α增强计算，并简要讨论CMD显示多个主序星或亚巨星分支的影响。CN丰度对颜色- T_{eff}转换的影响的一个简短的定性讨论也被提出，突出需要确定理论颜色转换为适当的金属混合物，如果要解释观测的Stroemgren系统，或宽带滤波器bluebward的约翰逊V波段。
2009-03-04 astro-ph.SR
Systematic exploration of heavy element nucleosynthesis in protomagnetar outflows
我们研究的中微子驱动的风从快速旋转，高度磁化和错位的原磁星使用的核反应网络天网的核合成产物。本文采用半解析参数化的原磁星模型，系统地研究了原磁星中微子驱动风合成核并最终产生超高能宇宙射线（UHECR）的能力。我们发现，对于富含中子的流出（$Y_e<0.5$），合成的重元素（$\overline{A}\sim 20-65$）是可能的，在第一个$\sim 10$秒的流出，但这些核受到组成改变的光致衰变的粒子加速在耗散半径的时代。然而，在流出的第一个$\sim 10$秒之后，核合成到达较轻的元素（$\overline{A}\sim 10-50$），这些元素不受随后的光致衰变的影响。对于富质子（$Y_e \geq 0.5$）流出物，合成受到更多限制（$\overline{A}\sim 4-15$）。这些表明，虽然原磁星通常不会合成比第二r-过程峰值元素重的核，但它们是中等/重质量UHECR的有趣来源。对于所有的配置，最快速旋转的原磁星是更有利于核合成与较弱的依赖于磁场强度。
2022-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The odd-isotope fractions of Barium in CEMP-r/s star HE 0338-3945 and r-II star CS 31082-001
我们报告了在两颗极度贫金属的恒星中首次测量到的钡的奇同位素分数\fodd \：一颗CEMP-r/s恒星\he \（\feh \，$=-2.42\pm0.11$）和一颗r-II恒星\cs \（\feh \，$=-2.90\pm0.13$）。测得的\fodd \值为$0.23\pm0.12$，对应于\he\r-过程贡献的$34.3\pm34.3$ \%，以及$0.43\pm0.09$，对应于\cs Ba生产r-过程贡献的$91.4\pm25.7$ \%。\cs \（$91.4\pm25.7\%$）中钡的高r过程特征表明，该恒星中的大多数重元素是通过r过程路径合成的，而在\he \中发现的较低r过程值（$34.3\pm34.3\%$）表明，该恒星中的重元素是通过s过程和r过程合成的混合形成的。这些结论与基于AGB模型计算拟合其丰度分布的研究结果一致。
2016-06-30 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectral Synthesis of Iota Herculis
大气中元素的丰度为了解恒星的形成和演化历史提供了重要的信息。可见光波长窗口在过去几乎完全用于确定B型恒星中化学元素的丰度。然而，有些元素在可见光中没有有用的谱线。获得了$ι$ ~Herculis在999 ~ 1400 μ m范围内的高分辨光谱。在这个项目中，我们研究了在紫外线的丰度测定。我们确定的元素，其丰度可以测试，并寻找元素的丰度可以确定在紫外线添加到那些在目前的文献。我们还调查了在这个地区的VALD线列表的完整性，以及LTE建模在UV为这颗星的充分性。我们已经使用LTE光谱合成代码{ \sc zeeman}来模拟$ι$ ~Herculis的5 $\le$ Z $\le$ 80的元素的UV光谱。24种元素的丰度或上限。我们发现，我们的大部分结果是在合理的协议与以前的结果。我们估计了这颗恒星中9种元素的丰度值或上限，这些元素在可见光中没有被检测到。LTE紫外光谱合成被认为是一个有用的工具，丰度测定，即使局限性，如不完整和不确定的原子数据，不确定的连续归一化和散射光，严重的混合可能会带来困难。两种重元素的高丰度可能是辐射悬浮的标志。
2016-12-13 astro-ph.SR
Carbon Synthesis in Steady-State Hydrogen and Helium Burning On Accreting Neutron Stars
来自吸积中子星的超爆发探测极端密度（$ρ\approx 10^{9}~g\,cm^{-3}$）和温度（$T>10^9~K$）下的核反应。这些爆发（$\sim$的能量是I型X射线爆发的1000倍）很可能是由常规I型X射线爆发的rp过程中（积累的氢和氦被燃烧）产生的重核海洋中的碳不稳定点燃引发的。一个悬而未决的问题是足够数量的碳的来源，这些碳在X射线爆发的rp过程中大部分被破坏。我们探讨碳的生产在稳态燃烧通过反相过程，这可能会发生在一起的不稳定燃烧的系统，显示超爆。我们发现，对于广泛的吸积率和吸积氦的质量分数大量的碳产生，即使是吸积太阳能组成的系统。这使得稳定的氢和氦燃烧成为引发超级爆发的可行碳源。我们还研究了结果对核反应的敏感性。我们发现，$^{14}$ O（$α$，p）$^{17}$ F反应速率引入了迄今为止$^{12}$ C产率中最大的不确定性。
2014-05-14 astro-ph.SR
A unified model for nucleosynthesis of heavy elements in stars
本文提出了一个星中重元素（A > 57）核合成的统一模型.中子注量率可以用来描述任意中子注量率下的中子俘获。我们的方法解决了耦合微分方程，描述了2696个核的中子俘获和衰变，数值上没有截断那些只包括捕获或衰变，传统上假设在弱中子通量（S过程）。结果表明，重核的合成总是沿着稳定核谷的一个宽的谱带演化。太阳系中观测到的丰度已经在最简单的模型中合理地再现了。该模型预测，弱或中等中子通量的核合成会产生传统上认为会导致超新星爆炸（r过程）的高中子通量的元素。
2017-12-02 astro-ph.SR nucl-ex
Primordial heavy element production
许多可能的机制已经被提出来产生早期宇宙中的密度不均匀性，这些密度不均匀性可以持续到原始核合成开始并产生富含中子的区域。在这项工作中，我们不关心的不均匀性是如何产生的，但我们想把重点放在这种不均匀性对原始核合成的影响。本文分析了一种被提出的不均匀性特征，即在原初r过程中通过中子俘获合成超重元素，并给出了不同重子光子比$η$和涨落长度尺度$L$的结果。
2015-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spitzer Mid-Infrared Detections of Neutron Star Merger GW170817 Suggests Synthesis of the Heaviest Elements
我们报告了斯皮策太空望远镜对合并双星中子星GW 170817的观测和探测。在4.5 μ m处，在合并后+43天时在21.9 mag AB处检测到GW 170817，并且在合并后+74天时在23.9 mag AB处检测到GW 170817。在3.6 μ m处，GW 170817在+43天和+74天时未检测到23.2 mag AB和23.1 mag AB的限值。我们的探测构成了对kilonova/macronova发射和重元素组成的最新和最红的限制。在这个晚期阶段的4.5 μ m光度不能完全用r过程第一个丰度峰的元素来解释。此外，斯皮策波段的急剧下降（幂律指数为3.4 +/-0.2）可以用第三丰度峰中的一些最重同位素来解释，这些同位素的半衰期约为14天，占光度的主导地位（例如140 Ba、143 Pr、147 Nd、156 Eu、191 Os、223 Ra、225 Ra、233 Pa、234 Th）或具有较低沉积效率的模型。这些数据提供了证据，证明第二和第三个r过程丰度峰中最重的元素确实是合成的。我们的结论是验证分析和网络模拟和强大的，尽管在核物理的复杂性和不确定性。斯皮策和詹姆斯韦伯太空望远镜的未来观测将进一步阐明合成重元素的相对丰度。
2018-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is the Sun Lighter than the Earth? Isotopic CO in the Photosphere, Viewed through the Lens of 3D Spectrum Synthesis
我们考虑在CO 5 BOLD三维对流模型中形成一氧化碳（CO）的太阳红外（2-6微米）振转带，目的是改进碳（13 C）和氧（18 O，17 O）的重同位素丰度，与Genesis Discovery Mission对太阳风轻离子的直接捕获测量进行比较。我们发现，以前的，主要是一维的，分析系统地偏向于较低的同位素比率（例如，R23= 12 C/13 C），这表明太阳的同位素“重”，与公认的原始太阳星云中的分馏过程相反。13 C和18 O的新3D比率为：R23= 91.4 +/- 1.3（Rsun= 89.2）; R68= 511 +/- 10（Rsun= 499），其中不确定性为1 sigma和“乐观”。“我们还获得了R67= 2738 +/- 118（Rsun= 2632），但我们警告说，观察到的12 C17 O特征非常弱。新的太阳氧同位素比值介于地球值和《创世纪》报道的值（R68= 530，R6= 2798）之间，尽管两者都在2 σ误差标志之内，并且朝着有利于原始陨石中Ca-Al夹杂物（CAI）氧同位素组成的最新理论的方向发展。虽然不是这项工作的主要焦点，但我们得出氧丰度为603 +/- 9 ppm（相对于氢;对数H= 12标度为8.78）。从同位素的角度来说，太阳可能比地球轻，这就消除了在内太阳系早期构造过程中调用外来分馏过程的必要性。
2013-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origin of the heavy elements in HD 140283. Measurement of europium abundance
HD 140283是一颗邻近的亚巨星（V = 7.7），贫金属，在文献中被广泛分析。虽然这颗恒星的许多光谱已经被获得，但没有一个显示出足够高的信噪比（S/N），可以从弱线中非常准确地推导出丰度。铕的发现证明了这颗恒星中的中子捕获元素起源于r过程，而不是最近文献中声称的s过程。基于OSMARCS 1D LTE大气模型和基于光谱合成代码Turbospectrum的一致方法，我们测量了4129和4205的铕谱线，考虑到跃迁的超精细结构。该光谱是在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上长时间曝光7小时后获得的，分辨率为81000，信噪比为800。我们能够确定丰度A（Eu）=-2.35 dex，与从r-过程中预测的铕的值一致。丰度比[Eu/Ba]=+0.58 dex与在贫金属恒星中观察到的趋势一致，也与HD 140283中中子捕获元素起源的强r过程贡献相一致。
2012-11-04 astro-ph.SR
Towards a paradigm change in the main heavy r-process nucleosynthesis sites
我们研究了三个可能的r-过程的情况下（网站）的基本属性，并比较它们最近的观测和理论模拟。我们发现，共同的信封喷流超新星（CEJSN）的r-过程的情况下，可以解释不同的观测r-过程核合成，包括r-过程丰富的低金属性恒星的存在下，在超微弱矮（UFD）星系。中子星（NS）-NS并合方案和中子星方案遇到了一些困难。尽管如此，我们的结论是，很可能存在一个以上的r-过程场景，与CEJSN r-过程场景的重大贡献。我们给出了一个处方，包括这种情况下的人口合成研究的r-过程。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Library of Theoretical Ultraviolet Spectra of Massive, Hot Stars for Evolutionary Synthesis
我们计算了一套全面的理论紫外光谱的热，大质量的恒星与辐射流体动力学代码WM-Basic。这个模型的大气和光谱合成代码进行了优化计算强P Cygni型线起源于热恒星的风，这是最强的功能，在紫外光谱区。计算集是适合作为一个光谱库，包括在演化的综合模型的星团和恒星形成的星系。选定的恒星参数覆盖了左上方的赫兹-罗素图，L >~ 10^2.75 Lsun，T_eff >~ 20，000 K。采用的元素丰度为0.05 Zsun、0.2 Zsun、0.4 Zsun、Zsun和2 Zsun。光谱覆盖900至3000 nm的波长范围，分辨率为0.4 nm。我们将理论光谱与银河系中个别热星的数据进行了比较，并与国际紫外线探测器（IUE）和远紫外线光谱探测器（FUSE）卫星获得的麦哲伦云进行了比较，发现非常吻合。我们用这组光谱建立了一个库，并将其实施到进化合成代码Starburst 99中，它补充并扩展了现有的经验库，使其具有更低的化学丰度。在太阳和近太阳组成的人口合成模型的比较表明与任一库生成的合成光谱之间的一致性。我们讨论了潜在的新图书馆的恒星形成星系的静止帧紫外光谱的解释。这些模型可以处理的属性包括年龄、初始质量函数和重元素丰度。该库可以单独获得，也可以作为Starburst 99软件包的一部分获得。
2010-06-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Synthesis of elements in compact stars in pycnonuclear reactions with Carbon isotopes: Quasibound states versus states of zero-points vibrations
本文将多重内部反射方法推广到致密星固体内核反应，发现准束缚态比Zel'dovich研究的零点振动态更有利于碳同位素合成镁，并首次研究等离子体屏蔽的影响，确定仅\isotope[24]{Mg}在4.881 MeV合成后稳定。
2023-05-16 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
