The MiMeS Survey of Magnetism in Massive Stars: CNO surface abundances of Galactic O stars
大质量恒星的演化仍有一部分是不受约束的。质量、金属丰度、质量损失和自转是恒星演化的主要驱动力。双星和磁场也可能显著影响大质量恒星的命运。我们的目标是研究银河系中单个O星的演化。为此，我们使用了74个对象的样本，包括从O 4到O9.7的所有光度类别和光谱类型。我们依赖于在大质量恒星的MiMeS调查的背景下获得的光谱学。我们用代码CMFGEN进行光谱建模。我们确定样本恒星的表面性质，特别强调碳，氮和氧的丰度。我们的大多数样本恒星的初始质量在20到50 Msun之间。我们发现，氮是更丰富和碳/氧更多的超巨星比在矮星耗尽，与巨人显示中间程度的混合。通过CNO循环的核合成预测的值的范围内观察到的CNO丰度。在给定的光度等级内，质量较大的恒星似乎比质量较低的恒星化学成分更丰富。我们比较我们的结果与三种类型的演化模型的预测，并表明，对于两组模型，我们的样本的80%可以解释的恒星演化，包括旋转。磁性对地表丰度的影响是不受约束的。我们的研究表明，在20-50 Msun质量范围内，银河系中大多数单O星的表面化学丰度都能很好地用旋转恒星的恒星演化来解释。
2014-11-17 astro-ph.SR
Formation of Stripped Stars From Stellar Collisions in Galactic Nuclei
本文利用StarSmasher模拟星系核中高速恒星碰撞，发现剥离外包层后的氮增丰核心可解释ASASSN-14li等TDE的异常氮碳比，并关联重复部分TDE与G天体。
2024-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
12C/13C ratio and CNO abundances in the classical very old metal-poor dwarf HD 140283
同位素丰度为我们银河系的化学富集提供了强有力的诊断。HD 140283是研究最多的贫金属矮星之一。它非常古老，这颗恒星中的化学丰度是早期银河系物质化学组成的一个很好的见证。本工作的目的是测量这颗非常古老的贫金属恒星的碳、氮、氧丰度，主要是12 C/13 C同位素比值，为计算银河系的化学演化提供参考。我们使用了非常高的光谱分辨率数据，具有极高的信噪比，这些数据是由CFHT的ESPaDOns、VLT的ESPaO和ESO 3.6米望远镜的HARPS摄谱仪获得的。这是我们第一次能够测量一个非常古老的贫金属矮星的12 C/13 C比率：27 <12 C/13 C < 45。我们还获得了该恒星中CNO元素丰度的精确测定。这些丰度表明，超渐近巨星分支星或快速旋转的大质量恒星的影响在早期银河系中是显着的。
2021-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of surface CNO abundances in massive stars
氮碳比（N/C）和氮氧比（N/O）是中等质量和大质量恒星内部对混合最敏感的量。我们进一步研究这些比率的理论性质，以及把最近的观测结果的背景下获得的大质量恒星在银河系和麦哲伦星云的VLT火焰调查。我们认为解析关系和恒星演化的数值模型以及我们自己的恒星大气模型，我们严格重新调查观察到的光谱。在理论方面，N/C与N/O的关系图显示出对初始恒星质量、自转速度和混合过程的性质的依赖性很小，直到N/O的相对富集度达到约4倍，因此该图构成了对观测结果的理想质量检验。火焰调查和理论值之间的比较显示出总体一致，尽管发表的结果的观测分散。CNO产物的某些混合的存在被清楚地证实，但是数据的准确性不足以允许测试旋转恒星的不同模型和日内瓦模型之间的显著差异。我们讨论了为什么部分观察数据点不应被考虑用于这种比较的原因（大部分是由于观察偏倚）。当不考虑这些观测数据点时，分散度降低。最后，N/C vs N/O图可能提供了一种强有力的方法来区分红超巨星阶段之前的蓝超巨星和之后的蓝超巨星。此外，相似低速的红超巨星可能会表现出不同的N富集度，这取决于它们在主序阶段的初始旋转。
2014-04-03 astro-ph.SR
CNO abundances and carbon isotope ratios in evolved stars of the open clusters NGC 2324, NGC 2477, and NGC 3960
我们的主要目标是确定疏散星团NGC 2324、NGC 2477和NGC 3960中已演化巨星的碳-氮和碳同位素比，这些星团的关闭质量约为2 Msun，并将它们与理论模型的预测进行比较。使用差分合成光谱法分析高分辨率光谱。使用C2 Swan（0，1）带头在5135和5635.5 A处推导碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比值。氧丰度由6300 A处的[Oi]线确定。CNO丰度的平均值为[C/Fe]=-0.35+-0.06（s.d.），NGC 2324的7颗星[N/Fe]=0.28 ± 0.05，[O/Fe]=-0.02 ± 0.10，NGC 2477的6颗星[C/Fe]=-0.26 ± 0.02，[N/Fe]=0.39 ± 0.04，[O/Fe]=-0.11 ± 0.06; NGC 3960的6颗恒星的[C/Fe]=-0.39+-0.04，[N/Fe]=0.32+-0.05，[O/Fe]=-0.19+-0.06。平均C/N比分别为0.92 ± 0.12、0.91 ± 0.09和0.80 ± 0.13。平均12 C/13 C比值分别等于21+-1，20+-1和16+-4。将所研究的疏散星团中恒星的12 C/13 C和C/N比值与恒星演化模型预测的比值进行了比较。NGC 2324和NGC 2477的12 C/13 C和C/N比值的…
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mixing of CNO-cycled matter in pulsationally and magnetically active massive stars
本文报道了银河系主序星附近~7-20 M_sun大质量恒星的氦、碳、氮和氧丰度的一个较大的样本，这些恒星由表观正常天体、仙王座β型和SPB型变星以及磁星组成。使用复杂的非LTE谱线形成和综合分析策略对高质量频谱进行均匀分析。所有的恒星都遵循先前建立的N/C-N/O比率的紧密趋势，并显示出正常的氦丰度，定量地追踪了hoc循环的核路径。混合信号的强度与磁场的存在之间存在着相关性，结合低自转速度，这意味着磁破碎对于某些大质量恒星的自旋下降是非常有效的。我们建议几个对象的后续分光偏振，混合签名表明这些恒星可能的磁性。
2010-11-27 astro-ph.SR
CNO abundances of HdC and RCB stars: a view of the nucleosynthesis in a white dwarf merger
我们提出了高分辨率（R~ 50，000）的近红外光谱的CO和CN的五个已知的缺氢碳（HdC）星和四个R Coronae Borealis（RCB）星的过渡的观测。我们执行这些恒星的丰度分析，通过使用光谱合成和国家的最先进的MARCS模型的气氛冷缺氢星。我们的分析证实了Clayton及其同事的报告，即在光谱中显示CO线的HdC星和冷的RCB星S Aps强烈富集18 O（16 O/18 O比值为0.3至16）。氮和碳分别以14 N和12 C的形式存在。CNO的元素丰度从Cl、C2、CN和CO线获得。讨论了碳丰度计算中的困难。获得了NaI线的Na丰度和SI线的S丰度。元素和同位素CNO丰度表明HdC和RCB星可能是相关的天体，它们可能是由一颗He白矮星和一颗C-O白矮星合并而成的。
2009-01-23 astro-ph.SR
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG. CNO abundances in 28 open clusters
Vilnius University（维尔纽斯大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所-空间科学与天文观测台）；University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所-罗马天文台）；INAF - Ossevatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）
通过分析28个疏散星团中88颗巨星的TNG高分辨率光谱，测定C、N、O丰度，研究[C/N]与年龄的关系，并改进恒星年龄的化学时钟。
2026-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral Disentangling Reveals Deep CNO-cycle Exposure in ET Cru
Akdeniz University（安塔利亚大学）；Universidad de Antofagasta（安托法加斯塔大学）
通过光谱解缠技术，研究ET Cru双星系统的有效温度和化学丰度，发现次星存在极端碳贫氮富异常，证实主星为 rejuvenated gainer，揭示深CNO循环暴露的直接光谱证据。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitor constraint using line ratios of the CNO elements in supernova remnants
本文提出利用超新星遗迹中激波加热星周物质的CNO元素丰度比来约束前身星质量的新方法，较传统方法更灵敏，并展望了XRISM等下一代X射线任务的应用前景。
2023-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
CNO and F abundances in the globular cluster M22 (NGC 6656)
最近的研究证实了长期以来的怀疑，即M22具有与欧米茄Cen相似的金属丰度分布和复杂的化学富集历史。M22是银河系中质量最大的球状星团之一，它的色星等图和化学丰度揭示了子星群的存在。为了进一步限制M22的化学多样性，解释其核合成历史所必需的，我们试图测量关键元素（碳，氮，氧和氟）的相对丰度比最好的研究，或只有可用的，使用高分辨率光谱在红外波长。在双子座-南望远镜上，凤凰号获得了9颗红巨星的高分辨率（R = 50，000）和高信噪比的红外光谱。化学丰度计算通过一个标准的一维局部热力学平衡分析，使用Kurucz模型大气。我们推导出[Fe/H]=-1.87至-1.44，确认在红外波长处M22确实呈现[Fe/H]扩展。我们还发现大的C和N丰度的传播，这证实了以前的结果在文献中，但基于一个较小的样本。我们的研究结果表明，在A（C + N + O）的传播~0.7 dex。与单金属GC类似，M22呈现出强的[Na/Fe]-[O/Fe]-[O]关系，这是由K带中的Na和CO线导出的。我们首次恢复了M22的F丰度，发现它表现出0.6 dex的变化。我们发现了一个平坦的A（F）-A（O）的关系相比，更高的金属丰度GC的初步证据。我们的研究证实并扩展了这个复杂恒星系统中的化学多样性。迄今为止研究的所有元素都显示出大的丰度分布，这需要大质量和低质量恒星的贡献。
2012-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extreme CNO-enhanced composition of the primitive iron-poor dwarf star J0815+4729
本文分析了J 0815 +4729的高分辨率Keck/HIRES光谱观测结果，这是一颗极度碳增强的贫铁矮星。这些高质量的数据使我们能够从三条最强的\ion{Fe}{1}线推导出[Fe/H] $=-5.49{\pm}0.14$的金属丰度，并测量出高的[Ca/Fe]~ $=0.75{\pm}0.14$。A（C）~ $=7.43{\pm}0.17$（或[C/Fe]~ $\sim 4.49{\pm}0.11$）的高碳丰度使这颗恒星位于A（C）-[Fe/H]图中低碳带的上边界，表明没有来自双星AGB伴星的污染。我们首次在一颗超贫金属星中探测到777 nm处的氧三重态，表明它具有很大的氧/铁丰度比[O/Fe]~ $=4.03{\pm}0.12$（A（O）~ $=7.23{\pm}0.14$），明显高于以前在[Fe/H]~ $\sim -3.9$处用[O/Fe]~ $\sim2.2$ ~dex探测到的最贫金属矮星J2209-0028。氮也随着（A（N）~ $=6.75{\pm}0.08$）和丰度比[N/Fe]~ $\sim 4.41{\pm}0.08$而显著增加。我们还检测Ca、Na和Mg，同时提供其他八种元素的上限。J 0815 +4729的丰度模式与HE~1327-2326的丰度模式相似，表明两者都是被$\sim 21-27$ ~ \msun ~单个零金属丰度低能超新星污染的第二代恒星，几乎…
2020-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surface abundances of ON stars
大质量恒星在大部分演化过程中通过CNO循环燃烧氢。当混合是有效的，或当质量转移在双系统发生时，化学处理的材料在O和B星的表面被观察到。ON星比形态正常的恒星显示出更强的氮线。这是否对应于通过CNO循环处理的材料的存在，尚不清楚。我们的目标是回答这个问题。我们进行光谱分析的一个样本的ON星的大气模型。我们确定的基本参数，以及他，C，N和O的表面丰度。我们还测量了投影旋转速度。我们比较的ON星的正常O星的属性。我们表明，ON星通常是富氦的。它们的CNO表面丰度与核合成的预测完全一致。ON星的化学演化程度更高，平均旋转速度比正常的O星更快。演化模型，包括旋转不能占极端富集之间观察到的主序星。一些ON星是双星系统的成员，但其他的则是稳定径向速度的单星。因此，传质不是对所观察到的化学性质的简单解释。我们的结论是，ON星在其表面显示出极端的化学富集，通过CNO循环与核合成一致。其起源目前尚不清楚。
2015-04-23 astro-ph.SR
CNO and F abundances in the barium star HD 123396
钡星是一种较为罕见的化学性质奇特的天体，被认为是一颗正常恒星被渐近巨星分支（AGB）上一颗演化的伴星的物质污染的结果。我们的目标是从钡红巨星HD 123396的红外光谱中首次获得碳，氮，氧和氟的丰度，以定量测试AGB核合成模型通过质量吸积产生钡星。高分辨率和高信噪比的红外光谱是使用安装在双子座南望远镜的凤凰摄谱仪获得的。丰度是通过使用MOOG恒星谱线分析程序和库鲁茨的恒星大气模型对单个原子和分子谱线进行光谱合成而得到的。分析是经典的，使用1D恒星模型和光谱合成的假设下，当地的热力学平衡。我们确认HD 123396是一颗缺金属的钡星（[Fe/H] = -1.05），在对数标度上A（H）= 12，A（C）= 7.88，A（N）= 6.65，A（O）= 7.93，A（Na）= 5.28，导致[（C+N）/Fe] ~ 0.5。的A（CNO）组，以及A（Na）的丰度，是在很好的协议，与以前得出的这颗恒星使用高分辨率的光学数据。我们还发现A（F）= 4.16，这意味着[F/O] = 0.39，这个值大大高于在类似金属丰度的球状星团中测量到的F丰度，注意到在类似金属丰度的场星中没有F测量。观测到的丰度模式的轻元素（CNO，F和Na）在这里恢复以及重元素（S-过程）的研究表明，HD 123396的表面组成是很好地拟合的预测丰度模式的1.5Msun AGB模型星Z = 0.001。
2011-08-03 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XXV. Surface nitrogen abundances of O-type giants and supergiants
从理论上讲，大质量恒星中旋转引起的化学混合具有深远的演化后果，影响形态阶段，寿命，核合成和超新星特征的顺序。使用72个可能是单一的O型巨星超巨星的VLT火焰狼蛛调查（VFTS）的背景下观察到的样本，我们的目标是调查旋转混合演化的核心氢燃烧恒星最初更大的质量比$15\,M_\odot$通过分析它们的表面氮丰度。使用恒星和风的属性来自以前的VFTS研究，我们限制了氮的丰度拟合相对较强的线，这是敏感的丰度变化的等效宽度。考虑到数据的质量，我们在38个案例中限制了氮丰度;对于34颗恒星，只能得出上限，其中包括几乎所有以$v_\mathrm{e}\sin i >200\,\mathrm{km s^{-1}}$旋转的恒星。我们分析了氮丰度作为预测旋转速率$v_\mathrm{e}\sin i$的函数，并将其与旋转混合的预测相结合。快速旋转恒星的氮丰度上限与理论预期并没有明显的冲突。然而，我们发现了一组N增强的缓慢旋转的恒星，这与单星旋转混合的预测不一致。在O型恒星（旋转校正）重力小于$\log\,g_c = 3.75$这组构成30 $-$ 40%的人口。我们发现了氮和氦丰度之间的相关性，这与预期一致，这表明，无论将N带到表面的机制是什么，它都显示了Hoc处理的材料。
2016-09-01 astro-ph.SR
Nebular Nitrogen Line Emission in Stripped-Envelope Supernovae -- a New Progenitor Mass Diagnostic
本文提出利用剥离包层超新星中的[\ion{N}{II}]发射作为前身星He核心质量的新诊断，通过SUMO光谱模拟与观测对比，发现低质量He核心仅与IIb型超新星相关。
2024-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explaining the high nitrogen abundances observed in high-z galaxies via population III stars of a few thousand solar masses
本研究通过辐射流体动力学模拟和恒星演化建模，发现质量在2000至9000太阳质量间的第一代第三族恒星能解释高红移星系GN-z11和CEERS 1019中观测到的氮氧等元素丰度，揭示了极端大质量第三族恒星在早期宇宙化学增丰中的关键作用。
2024-02-05 astro-ph.GA 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
The puzzle of the CNO isotope ratios in AGB carbon stars
以前对AGB碳星氧同位素比率的测定与现有的理论预测不一致。我们的目标是使用新的光谱分析工具重新确定这些恒星中的氧比，并进一步发展对碳和氮同位素比值的讨论，以阐明这个问题。氧同位素比值来自于不同光谱类型和接近太阳金属丰度的银河系AGB碳星样本的K波段光谱。合成光谱计算LTE与球形富碳大气模型和更新的分子线列表。在RGB和AGB相都有额外混合的情况下，用FUNS程序计算了低质量（1.5-3 M_o）AGB星的CNO同位素比值，并与理论计算值进行了比较。对于大多数恒星的16 O/17 O/18 O的比例推导出的是在良好的协议与理论预测确认，AGB星，建立使用FDU后达到的值根据初始恒星质量。就氧同位素比而言，这一事实几乎没有为AGB阶段期间任何额外混合机制的操作留下空间。然而，对于少数具有大的16 O/17 O/18 O的恒星，可能需要这种机制的运作，尽管它们观测到的12 C/13 C和14 N/15 N比值在这种情况下很难调和。此外，J型恒星的16 O/17 O比值往往比正常碳星低，这在以前的研究中已经指出。除了这些特殊的恒星，AGB碳星在17 O/16 O与18 O/16 O图中占据了与太阳前I型氧化物颗粒相同的区域，显示出很小的扩散。这加强了这样一种观点，即这些颗粒可能是在之前的富O阶段在低质量恒星中形成的。
2016-11-19 astro-ph.SR
Tracing CNO exposed layers in the Algol-type binary system u Her
质量转移双星系统中恒星光球的化学成分是发生在恒星内部深处的核合成过程的宝贵诊断，并保留了组分历史的信息。双星系统uHer属于一组热的大陵五，两个组成部分都是B星。我们已经分离出的光谱解纠缠的一个新的系列的43个高分辨率阶梯光谱的技术的两个组件的个人光谱。用依巴谷测光分析得到修正的uHer各分量的恒星量，对于主要分量（质量增加星），我们得到M_A = 7.88 +/- 0.26 M_sun，R_A = 4.93 +/- 0.15 R_sun，T_eff_A = 21600 +/- 220 K。对于次级恒星（质量损失星），我们发现M_B = 2.79 +/- 0.12 M_sun，R_B = 4.26 +/- 0.06 R_sun，T_eff_B = 12600 +/- 550 K。对主星大气层的非LTE分析显示，氮和碳的丰度与标准宇宙丰度模式的偏差符合CNO核合成处理的理论预期。从计算的演化模型网格中，最佳匹配的恒星在u Her中的观测属性使追踪这个二元系统的初始属性和历史成为可能。我们确认，它已根据情况A的质量传递。对主星的详细丰度分析得出C/N = 0.9，这支持了演化计算，并表明在次级成分的早期演化中存在强烈的混合，而次级成分最初是两颗恒星中质量更大的。次级组分的组成将是对uHer系统的初始性质的进一步重要约束，但需要更高信噪比的光谱。
2014-08-12 astro-ph.SR
Planetary influence on the young Sun's evolution: the solar neutrino probe
最近的观测发现，与太阳一样的行星系统的太阳双星，它们呈现出一种特殊的表面化学成分。这被认为与类地行星的形成有关。这意味着双星的辐射内部比它们的外壳更富含重元素。此外，目前的标准太阳模型并不完全符合日震学数据和太阳中微子通量测量。在这项工作中，我们发现，如果太阳在主序前有质量损失，这种一致性可以得到改善，正如其他小组先前所证明的那样。尽管有了更好的一致性，但太阳的内部组成仍然不确定，特别是比氦重的元素。为了推断太阳内部的化学丰度，我们测试了几种化学成分。我们发现重元素丰度对声速和太阳中微子的影响是相同的。然而，碳-氮-氧（CNO; 13 N，15 O和17 F）中微子通量受影响最大;这是因为与质子-质子（pp，pep，8B和7 Be）中微子通量相反，CNO中微子通量对恒星总光度的依赖性较小。此外，如果太阳中心金属丰度增加30%，如太阳双星观测所暗示的那样，这个新的太阳模型预测的13 N，15 O和17 F中微子通量相对于标准太阳模型增加25%-80%。最后，我们强调，下一代的太阳中微子实验不仅会把碳，氧和氮的丰度的限制，但也将提供一些信息，它们的径向分布。
2013-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR hep-ph
Chemo-dynamical Analysis of a CNO-Enhanced Ultra Metal-poor Star ($\rm[Fe/H] < -4$): Insights into Early Enrichment by Faint Population III Supernova
University of Chicago（芝加哥大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）；University of North Texas（北德克萨斯大学）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
通过多波段测光、天体测量和高分辨率光谱确认了一颗CNO增强的超贫金属红巨分支星，其化学模式可由质量约21-28太阳质量的暗弱第三族超新星产额解释，并推测其形成于后来与银河系合并的超暗矮星系。
2026-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Co-spatial Long-slit UV/Optical Spectra of Ten Galactic Planetary Nebulae with HST/STIS II. Nebular Models, Central Star Properties and He+CNO Synthesis
本研究报告有两个目的。首先，我们采用新的HST/STIS光谱和光电离模拟技术，确定了八个行星状星云（IC 2165，IC 3568，NGC 2440，NGC 3242，NGC 5315，NGC 5882，NGC 7662和PB 6）的祖先质量。其次，我们第一次能够比较每个对象的观测星云的氦，碳和氮的丰度与这些相同的元素的丰度预测的恒星模型，是一致的每个对象的祖质量。重要结果包括：（1）我们的天体中心星的质量范围与其他PN中心星和白矮星的质量分布很好地匹配;（2）我们的天体中He/H都高于太阳，在大多数情况下可能是由于预测的第一次疏浚效应; 4）我们的天体的C/O与O/H似乎是负相关的，这可能与理论家的结论一致，即从第一次挖掘开始的大气碳富集程度对一个参数敏感，该参数的值随着金属丰度的下降而增加; 5）恒星模型对星云C和N富集的预测与观测到的祖星质量<=1.5 Msun的丰度一致。最后，我们给出了NGC 5315和NGC 5882的第一个光电离模型。
2015-10-05 astro-ph.SR
Mixing in magnetic OB stars
最近的观测揭示了一个缓慢旋转的富氮B矮星群体的存在，这是包括旋转混合在内的进化模型所无法预测的。然而，由于理论上的论点表明，磁过程可能会显着增加化学元素的运输效率，它是重要的，以评估在一些已知的磁性OB星的混合程度。我们回顾我们的知识，这些对象的CNO丰度的属性，并提出了第一个结果的NLTE丰度的大质量恒星的研究确定为磁性的MiMeS合作。虽然氮过量通常与磁场的存在有关，但没有证据表明这两种现象之间存在严格的一一对应关系。因此，这表明，其他（仍然难以捉摸）参数可能控制的混合量所经历的主序星OB。
2010-10-20 astro-ph.SR
Chemical abundances of fast-rotating massive stars. I. Description of the methods and individual results
目标：最近的观测已经挑战了我们对大质量恒星旋转混合的理解，揭示了一群表面氮丰度明显正常的快速旋转物体。然而，由于一些问题，出现了一些问题，这使得有必要重新调查;这些问题包括氮丰度的许多上限，未知的多重性状态，以及具有不同物理性质的恒星的混合，例如它们的质量和演化状态，已知控制旋转混合的量。研究方法：我们精心挑选了银河系中明亮、快速旋转的早期型恒星的大量样本（40个光谱类型在B0.5和O 4之间的天体）。然后，根据目标的温度，用恒星大气模拟代码EQUIL/SURFACE或CMFGEN分析其高质量、高分辨率的光谱。进行了几次内部和外部检查，以验证我们的方法;值得注意的是，我们将我们的结果与一些知名物体的文献数据进行了比较，研究了重力暗化的影响，或者面对两个代码提供的结果，这两个代码都适用于两种分析。此外，我们还研究了恒星的径向速度，以评估它们的双星性。结果如下：这第一部分的研究提出了我们的方法，并提供了推导出的恒星参数，他，CNO丰度，和每个恒星的样本的多重性状态。这是第一次以均匀的方式确定如此大量的银河系大质量快速旋转体的He和CNO丰度。
2017-03-16 astro-ph.SR
Carbon and nitrogen abundances of individual stars in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
利用VLT/VIMOS MOS观测数据，在分辨率R= 1150的4020 ° C下测量了玉夫座矮球状星系中94颗红巨星分支（RGB）星的[C/Fe]和[N/Fe]丰度比以及CH（λ4300）和S（λ3883）指数。这是第一次，[N/Fe]丰度推导出大量的恒星在一个矮椭球。我们发现[C/Fe]丰度在整个金属丰度范围内随着RGB上亮度的增加而降低的趋势，这是在场和球状星团巨星中观察到的现象，这可以在部分处理的CNO材料的进化混合框架中解释。我们对[C/Fe]和[N/Fe]的测量结果与相似光度和金属丰度的恒星的理论预测符合得很好。我们检测到的碳丰度在给定的[Fe/H]，这不能单独归因于测量的不确定性的分散。我们解释这一观测证据的结果，不同的核合成源随着时间的推移，没有很好地混合星际介质的贡献。我们报告发现了两颗新的碳增强型贫金属恒星。这很可能是由渐近巨星分支星富集的物质污染的结果，正如我们估计的[Ba/Fe]>+1。我们还试图寻找溶解的球状星团在该领域的星系，寻找独特的C-N模式的第二人口球状星团恒星在以前检测到的，非常贫金属，化学动力学的子结构。我们在这组恒星中没有发现化学异常。然而，少量的统计数据和有限的空间覆盖范围不允许我们排除这样的假设，即这种子结构形成的潮汐粉碎球状星团的一部分。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope photometry of multiple stellar populations in the inner parts of NGC 2419
我们提出了新的深的远程球状星团NGC 2419的中心区域的图像，获得与F343 N和F336 W过滤器的HST/WFC 3。新数据与档案成像相结合，以限制星团内氮和氦丰度的变化。我们发现红巨星的氮敏感的F336 W-F343 N颜色的明显双峰分布，从中我们估计大约55%的巨星属于正常（类场）氮丰度的种群（P1），而剩下的45%属于富氮种群（P2）。平均而言，P2星比P1星更富He，估计平均差值为Delta Y = 0.05，但P2星的He含量有显着的差异，有些可能达到Delta Y = 0.13。一个较小的他传播可能是目前也为P1星。此外，光谱测定[Mg/Fe]比值较低（[Mg/Fe]<0）的恒星通常与P2有关。我们发现P2恒星稍微集中在NGC 2419中，投影半数半径比P1恒星小10%左右，但差异并不显著（p=0.05）。我们发现了P1恒星旋转的证据，而P2恒星的结果是不确定的，这与P1恒星没有旋转以及相同的平均旋转是一致的。由于NGC 2419的弛豫时间尺度较长，因此其径向趋势和运动学性质预计不会受到动力学演化的影响。因此，他们提供了限制多个人口的形成情况下，必须考虑到不仅存在的他蔓延通过CNO的变化确定的亚群内，但也为相对温和的差异，在空间分布和运动学的人口。
2019-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun
对于大多数恒星来说，它们的燃料是通过两个理论上很好理解的过程，即$pp$链和CNO循环，将氢聚变成氦。在太阳核心的这种融合过程中释放出的中微子是对恒星内部深处的唯一直接探测。\cite{bib:Nature-2018}已经完成了对产生约99%太阳能的{ \it pp}链中微子的完整光谱分析。在这里，我们报告的直接观察，具有很高的统计意义，在太阳的CNO循环中产生的中微子。这是通过位于意大利Gran Sasso地下实验室的前所未有的放射纯大容量液体闪烁体Borexino探测器获得的这一过程的第一个实验证据。这项实验工作的主要困难是确定由于CNO中微子相互作用超过背景，每天每100吨目标的几个计数的过量。一种限制\bi污染闪烁体速率的新方法依赖于过去5年实现的探测器热稳定性。在CNO循环中，氢聚变是由碳（C）-氮（N）-氧（O）催化的，因此它的速率以及发射的CNO中微子的通量直接取决于太阳核心中这些元素的丰度。因此，这一结果为利用CNO中微子直接测量太阳金属丰度铺平了道路。虽然这一结果量化了太阳中CNO聚变的相对贡献为1%，但这一过程在大质量恒星的能量产生中占主导地位。宇宙中恒星将氢转化为氦的主要机制已经被证实。
2021-07-22 astro-ph.IM astro-ph.SR hep-ex
Surface chemical composition of single WNh stars
本文通过CMFGEN光谱分析22颗单颗WNh星，测定其表面H、He、C、N丰度，揭示其碳贫乏、氮丰富且氮含量随金属丰度升高而增加，并指出现有演化模型在低金属丰度下难以解释观测结果，需改进WR星处理。
2023-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light Elements in the Universe
由于轻元素的产生地点以及它们在恒星中的加工和破坏方式，轻元素是研究现代天体物理学中许多关键问题的极好工具：从恒星结构和恒星内部的非标准过程到恒星年龄测定;从主序前演化到年轻星团和星协的恒星形成历史以及球状星团中的多种群;从大爆炸核合成到银河系的形成和化学富集历史，只是举一些相关的例子。在这篇论文中，我们集中在锂，铍，硼和碳，氮，氧。LiBeB是稀有元素，相对于氢的丰度可以忽略不计;相反，CNO是宇宙中最丰富的元素之一。对恒星表面轻元素丰度的开创性观测始于近70年前，此后取得了巨大进展。事实上，由于不同的原因，精确测量LiBeB和CNO是困难的，即使是在我们的太阳中;然而，最先进的地面和空间仪器的出现允许确定不同类型恒星的高质量丰度，属于不同的银河系种群。值得注意的是，最近用多光纤光谱仪进行的大型光谱调查已经产生了关于统计上显著的恒星样本的Li和CNO丰度的详细和均匀的信息;这使我们能够获得新的结果和见解，同时，提出了新的问题和挑战。对宇宙中的光元素模式和演化的完整理解仍然没有实现。由于新一代仪器正在开发中，并将在未来几年内上线，未来进展的前景将很快开放。
2021-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Measurement of $^{19}$F($p$,$γ$)$^{20}$Ne reaction suggests CNO break-out in first stars
第一批恒星（Pop III恒星）是由大爆炸的原始物质形成的，它们产生钙的起源及其命运仍然是天体物理学中最迷人的谜团。先进的核燃烧和超新星被认为是所有恒星中钙产生的主要来源。在这里，我们报告了一个质的不同的路径，通过突破从“温暖”的碳-氮-氧（CNO）循环的钙生产。我们扩展直接测量的$^{19}$ F（$p$，$γ$）$^{20}$ Ne爆发反应下降到一个前所未有的低能量点186 keV，并发现在225 keV的关键共振。在天体物理学领域，在0.1千兆开尔文附近，热核$^{19}$ F（$p$，$γ$）$^{20}$ Ne的速率比以前推荐的速率大7.4倍。我们的恒星模型显示出恒星氢燃烧过程中比以前想象的更强的爆发，并可能揭示出在已知最古老的超贫铁恒星SMSS 0313 -6708上印刻的Pop III恒星中钙生产的性质。中国锦屏地下实验室是世界上最深的实验室，提供了极低的宇宙射线诱导背景的环境，这一结果对我们理解第一批恒星的演化和死亡具有深远的影响。我们的速率展示了微弱的Pop III超新星对已知最古老的恒星和第一个星系中观察到的核合成的影响，这些恒星和星系是詹姆斯韦伯太空望远镜的关键任务目标。
2023-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Tidal Disruption Events from Stripped Stars
本文研究被双星演化剥离包层的恒星产生的潮汐瓦解事件，发现其N/C丰度比增强远超大质量恒星TDEs，且时间演化行为与主序星相反，可用于更准确刻画被瓦解恒星。
2024-06-06 astro-ph.HE 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
Co-spatial Long-slit UV/Optical Spectra of Ten Galactic Planetary Nebulae with HST/STIS I. Description of the Observations, Global Emission-line Measurements, and CNO Abundances
我们目前的观测和初步分析，从HST/STIS计划，以获得第一个共空间，紫外光光谱的10个银河系行星状星云（PNe）。我们的主要目标是在紫外光范围内以前所未有的S/N和空间分辨率测量碳和氮的临界发射线，最终目标是量化低质量和中等质量恒星中这些元素的产生。我们的样本是从PNe中选择的，具有接近太阳的金属丰度，但在N/O中跨越了很宽的范围。这项研究，一系列的第一个，集中在观测和发射线测量所得的积分沿整个空间范围的狭缝。我们推导了具有最强UV线检测的七个PNe（IC~2165、IC~3568、NGC~2440、NGC~3242、NGC~5315、NGC~5882和NGC~7662）的离子和总元素丰度。我们比较这些新的结果与其他最近的研究星云，并讨论了相对的优点，推导出的总元素丰度的C，N和O使用电离校正因子（ICF）与总丰度。对于具有最佳UV线检测的七个PNe，我们得出结论，来自具有可测量UV线的离子的直接诊断的总和丰度给出了C和N的总元素丰度的最准确值。在某些情况下，我们的丰度和其他研究之间存在显着的差异，我们表明，这些差异往往可以归因于他们使用的通量是不共空间。最后，我们研究了C/O和N/O与O/H和He/H在观测良好的银河系，LMC和SMC PNe，并发现，高度准确的丰度是必不可少的正确推断元素产量从他们的祖星。
2015-02-12 astro-ph.SR
Elemental abundances in the remnant of the ancient eruption of CK Vulpeculae
CK Vul或Nova 1670是一个神秘的爆发物体，经历了17世纪观测者记录的恒星合并事件。它的残骸最近在亚毫米波长下被发现，揭示了一种特殊的同位素组成的气体，表明过去在CNO循环和部分He燃烧中进行了处理。在这里，我们提出了长缝光学光谱的残余物获得的X-射手在超大型望远镜在前所未有的灵敏度和光谱覆盖范围。光谱覆盖了电离度I-III的关键元素的特征，包括H、He、C、N和O。一个经典的光谱分析，使我们能够确定几个空间运动的组件在探测部分的星云在电子温度为10-15千K和密度为200-600厘米$^{-3}$。我们发现，该星云很可能是由冲击波激发的，而不是由恒星残骸的直接辐射激发的。我们提供了一个详细的分析元素丰度的残余，并发现氦是两倍以上丰富的太阳。氮也是过剩的，N/O比是太阳的10倍。这些异常丰度强烈表明，所观察到的气体是在氢燃烧的CNO循环中处理的，与亚毫米波研究一致。此外，在太阳下的重元素（如Ne、S和Ar）丰度表明，CK Vul的前身是由金属含量比太阳低的物质形成的，因此在1670年爆发之前是一个古老的恒星系统。
2019-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. III. New Extremely and Ultra Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE and Insights on the Formation of Ultra Metal-Poor Stars
我们报道了从SDSS/SEGUE巡天中选出的一颗极贫金属星（EMP; [Fe/H]<-3）和一颗超贫金属星（UMP; [Fe/H]<-4）的发现。这些恒星根据其中等分辨率（R~ 2，000）光谱被确定为EMP候选者，并使用麦哲伦-克莱望远镜进行高分辨率（R~ 35，000）光谱跟踪。它们的化学丰度与具有类似金属丰度的恒星的化学丰度具有良好的一致性。我们还提供了新的见解UMP星的形成，比较与一套新的理论模型的超新星核合成的基础上。这些模型与文献中发现的20颗UMP星以及一颗[Fe/H]=-4.34的计划星（SDSS J1204+1201）相匹配。通过拟合它们的丰度，我们发现，对于测量了碳和氮的恒星来说，超新星的祖先的质量在20.5 M太阳到28 M太阳之间，爆炸能量在0.3到0.9 × 10^51尔格之间。这些结果对碳和氮丰度测定高度敏感，这是未来高分辨率后续UMP候选的主要驱动力之一。此外，我们能够再现不同的CNO丰度模式中发现的UMP星与一个单一的祖类型，通过改变其质量和爆炸能量。
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity -- V. Effect of metallicity on surface abundances of O stars
本文通过分析麦哲伦云和银河系O型恒星的表面丰度，证实了低金属丰度下恒星自转驱动的化学混合更强，并指出需更大无偏样本以改进大质量恒星演化模型。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon line formation and spectroscopy in O-type stars
确定化学丰度是获得恒星完整图像的基本要求。特别是在大质量恒星中，CNO丰度是主要的兴趣，由于核hoc循环和各种混合过程，使这些元素的表面。我们的目标是为我们的统一NLTE大气代码FASTWIND提供可靠的碳光谱。本文提出了一种新的碳原子模型，包括CII/III/IV/V，并讨论了O型星中碳原子光谱的相关问题。我们描述了不同的测试，以检查我们的实施的可靠性，并调查哪些机制影响碳电离平衡。通过与六个O型恒星的高分辨率光谱进行比较，我们检查了我们新的碳线合成可以在多大程度上再现观测约束。碳线对温度、重力和质量损失率的变化甚至比氢/氦线更敏感。我们能够重现我们的恒星样品中观察到的大部分谱线，并估计出使不同离子谱线一致的特定碳丰度。对于早于O 7的热矮星和超巨星，来自风嵌入冲击的X射线会影响合成线的强度，特别是对于CIV，可能会影响丰度的测定。我们已经证明了我们的能力，获得现实的碳丰度通过快风，使用我们最近开发的模型原子。我们发现，复杂的效应可以对热恒星中的碳电离平衡产生强烈的影响。为了进一步了解，还需要探索紫外线范围。通过使用详细的氮和氧模型原子，我们将能够对大质量恒星的更大样本进行完整的CNO丰度分析，并提供相应的演化模型和方面的约束。
2017-08-30 astro-ph.SR
EC 19529-4430: SALT identifies the most carbon- and metal-poor extreme helium star
本文通过 SALT 高分辨率光谱精细分析 EC 19529-4430，测定其大气参数与极端 CNO 丰度，确认其为最贫碳、贫金属且温度最低的富氮 EHe 星，并支持双氦白矮星并合起源。
2024-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Evolution of R-process Elements in Stars (CERES) II. The impact of stellar evolution and rotation on light and heavy elements
本研究分析52颗金属贫乏晕巨星的CNO和Li丰度，发现深混合将碳转化为氮，恒星旋转对解释高[N/Fe]和[N/O]比值至关重要，而重元素Sr、Y、Zr不受混合影响。
2024-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eta Carinae & the Homunculus: Far Infrared, Sub-millimeter Spectral Lines
演化的巨型双星船底座伊塔星经历了喷发的质量损失事件，形成了复杂的双极侏儒星云，其中包含数十个太阳质量的异常富氮气体和尘埃。尽管预期气体中存在重要的分子成分，但由于远红外和强热连续区的有限获取，探测在观测上受到挑战。与赫歇尔空间天文台一起对原子和旋转分子跃迁进行了光谱调查，揭示了源自喷出物的宽发射线的丰富光谱。选定的PACS线的速度配置文件相关以及与已知的子结构：H I在中央核心; NH和弱[C II]内的侏儒;和[N II]的排放在快速移动的结构外的侏儒。我们已经鉴定了来自[O I]、H I和18个单独的轻C-和O-承载分子（包括CO、CH、CH+和OH）以及一组广泛的N-承载分子（NH、NH+、N2 H+、NH 2、NH3、HCN、HNC、CN和N2 H+）的跃迁。其中一半是新发现的，对于任何早期类型的大质量恒星环境来说都是前所未有的。从五种分子及其同位素体中估计出一个非常低的[12 C/13 C] LE 4比值。我们证明，由于强连续的非LTE效应是显着的。在碳和氧耗尽的区域，氮的增强与线的形成是一致的，反映了爆发的恒星的演化状态，有效地运输的hoc处理的材料到外层。这些结果为进一步观测和理论研究大质量恒星演化最后阶段周围极端物理和化学条件下的分子化学提供了许多机会。
2020-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: CNO abundances in the open clusters Trumpler 20, NGC 4815, and NGC 6705
这项工作的目的是确定银河系疏散星团的盖亚-ESO巡天的恒星中的C，N和O的丰度，并将观测到的丰度与当前恒星和星系演化模型预测的丰度进行比较。在这篇试点论文中，我们调查了前三个中等年龄的疏散星团。使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。碳的丰度是使用C2带头在5135和5635.5 ℃下得出的。对波长间隔6470- 6490 nm的CN特征进行了分析，以确定氮丰度。氧丰度由6300 ℃下的[O i]线测定。Trumpler 20中42颗恒星元素丰度的平均值为：[Fe/H] = 0.10 ± 0.08（s.d.），[C/H] = -0.10 +-0.07，[N/H] = 0.50 +-0.07，因此C/N = 0.98 +-0.12。我们测量了NGC 4815中的五颗巨星：[Fe/H] = -0.01 +- 0.04，[C/H] = -0.17 +- 0.08，[N/H] = 0.53 +- 0.07，[O/H] = 0.12 +- 0.09，和C/N = 0.79 +- 0.08。对NGC 6705中的27颗巨星，我们得到：[Fe/H] = 0.0 ± 0.05，[C/H] = -0.08 ± 0.06，[N/H] = 0.61 ± 0.07，[O/H] = 0.13 ± 0.05，和C/N = 0.83 ± 0.1…
2014-11-11 astro-ph.SR
Astrophysical aspects of $^{12}$C$(p,γ)^{13}$N reaction
本文利用天体物理R矩阵将$^{12}$C$(p,γ)^{13}$N反应外推至低能截面与S因子，以研究其对核反应速率及宇宙环境中碳同位素丰度比的影响。
2024-05-30 astro-ph.SR nucl-th
The Relationship Between Globular Cluster Mass, Metallicity, and Light Element Abundance Variations
我们调查铝丰度变化的恒星星族的球状星团使用文献测量的钠和铝和APOGEE测量的氮和铝丰度。对于后者，我们表明，佩恩是最合适的五个可用的丰度管道为我们的目的。我们的42个球状星团的组合样本在[Fe/H]中的跨度约为2 dex，在$\log{M_{GC}/M_{\odot}}$中的跨度约为1.5 dex。我们发现不少于五个球状星团的氮和/或钠的显着内部变化，几乎没有相应的变化，在铝，和铝富集在富含金属的系统中，最小的现代集群质量是$\log{M_{GC}/M_{\odot}} \approx 4.50 + 2.17(\rm{[Fe/H]}+1.30)$。我们证明了不具有类场丰度的恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]和[Al/Fe]与[N/Fe]关系的斜率近似地与球状星团的金属丰度和恒星质量呈对数线性关系。相反，[Na/Fe]和[N/Fe]之间的关系没有显示出这种依赖性的证据。这表明，在早期宇宙中（至少）有两类非超新星化学污染物是常见的，它们在球状星团中的相对贡献与球状星团的金属丰度和质量成比例。这些类中的第一类主要是负责CNO和NeNa丰度的变化，同样第二的MgAl丰度的变化。47 Tuc和M4是这种二分法的特别突出的例子。作为一个辅助发现，我们认为，泰山5星之间的丰度变化是一致的，它是一个正常的球状星团。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type IIP Supernova Progenitors and their explodability I: Convective Overshoot, Blue Loops and Surface Composition
我们介绍了IIP型超新星的大质量恒星祖先的演化。我们以附近和研究良好的SN 2013 ej为例。我们探讨如何对流过冲影响恒星结构，表面丰度，大质量恒星的有效温度，使用恒星天体物理学实验模块（MESA）。特别是具有适度过冲（$f$ = 0.02至0.031）的模型显示，在核心氦燃烧阶段，赫兹-罗素图中存在蓝色环路，红色到蓝色[ $log_{10}(T_{eff}/\rm K)$从$< 3.6$到$> 4.0$ ]偏移并过渡回红色。模型的过冲超出这个范围的$f$值保持在红超巨星状态的恒星在整个后氦点火阶段。地表CNO丰度在主序后和核内氦耗尽前后均表现为富集。由于观测的不确定性很大，在目前可用的观测中，这些表面CNO丰度的演变变化是无法区分的。然而，这些观测结果可能会区分恒星不同演化阶段表面氮与氧的比例。我们还比较了对流过冲对与恒星爆炸的可能性相关的各种参数的影响，而不是坍缩成黑洞。这些参数是紧凑性参数M $_4$和$μ_4$。组合$μ_4 \times $ M $_4$和$μ_4$具有与$f$相似的变化，并且均在$f$ = 0.032处达到峰值。我们发现我们所有的13 M $_{\odot}$型号都有可能爆炸。
2019-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: III. The case of $τ$ Sco
$τ$ Sco是上Sco星协中一颗被充分研究的磁性B型星，它有许多令人惊讶的特征。它旋转得很慢，显示氮过剩。它的表面磁场比纯粹的偶极结构复杂得多，这在大质量磁性恒星中是不寻常的。我们采用CMFGEN辐射转移代码来确定的基本参数和表面CNO和氦丰度。然后，我们采用MESA和GENEC恒星演化模型解释表面磁场的影响。为了使$τ$ Sco的性质与单星模型相一致，旋转混合的效率需要增加3到10倍，磁制动的效率需要增加10倍。自旋下降可以通过假设一个磁场衰减的情况来解释。然而，同时进行的化学浓缩对单星设想提出了挑战。以前的研究确实提出了$τ$ Sco的恒星合并起源。然而，合并方案也面临着类似的挑战，我们的磁性单星模型来解释$τ$天蝎座的同时缓慢旋转和氮过剩。总之，单星通道似乎不太可能和通用的解释这些差异，而合并的情况和其他潜在的双演化通道仍然需要进一步评估，以确定它们是否可以自洽地解释观测到的$τ$ Sco。
2021-04-23 astro-ph.SR
Calibrating chemical mixing induced by internal gravity waves based on hydrodynamical simulations; The chemical evolution of OB-type stars
本研究基于流体动力学模拟校准内重力波混合系数A，在MESA中实现该混合剖面，发现A随恒星质量增大，IGW混合无需快速旋转即可解释富氮恒星，并为星震学提供约束。
2025-02-18 astro-ph.SR
The rich molecular environment of the luminous blue variable star AFGL 2298
本研究通过IRAM 30米望远镜的毫米波段谱线观测，首次盘点了亮蓝变星AFGL 2298的星周分子气体，识别出3个速度成分并分析其起源，为理解大质量恒星质量损失历史及银河系化学演化提供了新依据。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of fast-rotating massive stars. II. Interpretation and comparison with evolutionary models
目标：过去对快速旋转的大质量恒星的观测显示，它们的表面有正常的氮丰度，这引起了人们对旋转混合范式的质疑。我们重新审视这个问题，由于明亮的快速旋转OB星的样本的光谱分析，在高转速下的旋转混合的效率进行量化的目标。方法：我们的样本由40个主序列上的快速旋转子组成，光谱类型在B0.5和O4之间。我们比较的丰度的一些关键元素指标的混合（他，CNO）与预测的演化模型的单一对象和恒星的相互作用的二元系统。结果如下：一半样本恒星的性质可以通过单一演化模型重现，即使是在可能或确认的双星的情况下，因此可以在预相互作用配置中是真正的单星。其余样品的主要问题是[N/O]丰度比不匹配（我们确认存在快速旋转体，缺乏氮富集）和/或模型无法解释的高氦丰度。修改单星模型中的扩散系数并不能解决问题，因为它不能同时重现我们目标的氦丰度和[N/O]丰度比。由于它们中的一部分实际上是二进制的，我们还比较了它们的化学性质与预测的后传质系统。我们发现，这些模型可以解释大多数目标的丰度测量，包括一些最富氦的目标，但在其他情况下无法重现它们。因此，我们的研究表明，目前的模型中仍然缺少一些物理成分。
2017-06-21 astro-ph.SR
The two components of the evolved massive binary LZ Cep. Testing the effects of binarity on stellar evolution
目标。我们提出了一个深入的研究的两个组成部分的双星系统LZCep，以限制的影响，双星的大质量恒星的演化。方法.我们使用一组高分辨率，高信噪比的光学光谱获得的轨道周期的系统进行光谱解纠缠，并得出一个轨道的解决方案。随后，我们确定每个组件通过分析与CMFGEN大气代码的恒星属性。最后，我们用NIGHTFALL程序模拟依巴谷的光度光变曲线，得到倾角和真实的恒星质量。结果LZCep是一个O 9 III +ON9.7V二进制。它是一个半分离的系统，其中主星或次星几乎填满了它的洛希瓣。动力学质量约为16.0 $M_{\odot}$（初级）和6.5 M_{\odot} $（次级）。后者的质量低于晚型O星的典型质量。次级成分的化学性质比初级成分（几乎没有任何CNO加工的迹象）更进化，具有强烈的氦和氮增强以及碳和氧的消耗。这些性质（表面丰度和质量）是典型的沃尔夫-拉叶星，虽然光谱类型是ON9.7V。次级天体的光度与核心氦燃烧天体的光度一致。首选的，试探性的进化方案，以解释所观察到的属性涉及从次要的质量转移-这是最初更大的-对主要的。次级现在几乎是一个核心氦燃烧的物体，可能只有一层薄的富氢和CNO处理的材料。一个非常低效的传质是必要的，以解释初级的化学外观。讨论了替代方案，但它们具有更多的不确定性。
2011-06-30 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
Rapid Chemical Enrichment by Intermittent Star Formation in GN-z11
本研究用化学演化模型解释GN-z11的超太阳氮丰度，发现含约100 Myr宁静期的两次星暴历史可匹配CNO比值，而单星暴和预增丰模型失败。
2024-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A test for asymptotic giant branch evolution theories: Planetary Nebulae in the Large Magellanic Cloud
我们使用了新一代的渐近巨星分支（AGB）恒星模型，包括尘埃形成的恒星风之间的联系，发现进化模型和观测到的性质的均匀样本的大麦云（LMC）行星状星云（PNE）。CNO等元素的演化产率与相应观测到的化学丰度之间的比较是揭示热底燃烧（HBB）和第三次疏浚（TDU）等演化过程的有力工具。我们发现，需要六溴代二苯的出现来解释富氮（log（N/H）+12 8）PNe。特别是，质量M >=6 Mo的AGB模型很好地再现了碳含量最低的富氮PNe，其表面化学反映了六溴代二苯的纯效应。log（N/H）+12 <$7.5的PNe对应于没有经历HBB的恒星的喷出物，其初始质量低于3 Mo。这些恒星中的一些显示非常大的碳丰度，由于许多TDU事件经历。我们从我们的LMC PN样品中发现，AGB表面积累的碳量存在一个阈值，log（C/H）+12 <$9。这一限制的确认将表明，在达到C星阶段后，AGB只经历了一些热脉冲，这表明外部地幔的快速损失，可能是由于辐射压力对星周包层中的碳质尘埃颗粒的影响。这些研究结果的影响AGB进化理论和扩展PN样本目前可用的必要性进行了讨论。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymptotic Giant Branch stars at low metallicity: the challenging interplay between mass loss and molecular opacities
我们调查的主要物理性质的低金属量渐近巨星分支恒星，目的是量化的不确定性，目前影响这些恒星的预测化学产率，与质量损失和分子不透明度的描述。我们发现，以上的阈值质量，M ~ 3.5Msun的Z=0.001，结果是很少依赖于不透明度的处理，只要热底燃烧防止表面的C/O比超过1，这些大质量的AGB星的产量预计将主要取决于对流的效率，与相对温和的依赖于质量损失的描述。一个更高程度的不确定性与产量较小的模型，这严重依赖于所采用的分子不透明度。存在一个质量区间，比如说2.0-3.0Msun（确切的范围取决于质量损失），其中六溴代二苯甚至可能在含碳分子的不透明性产生的冷却之后消失。这些恒星的产额是最不确定的，氮和钠产额的变化范围最大（高达~ 2dex）。对于非常低质量的模型，没有经历热底部燃烧（M< 1.5Msun），质量损失的描述和对流边界的处理对于第三次疏浚的发生是至关重要的，对CNO产量有相当大的影响。
2010-07-15 astro-ph.SR
