Lithium Abundances in a Sample of Planet Hosting Dwarfs
这项工作提出了一个大样本的巨行星托管恒星（N=117），和一个控制样本的盘星没有检测到的行星（N=145）的锂丰度均匀的测定。使用LTE中Lambda 6708 A处的Li I双峰的详细轮廓拟合得到锂丰度。选择的行星宿主和比较恒星在各自的物理性质上有显著的重叠，包括有效温度，光度，质量，金属丰度和年龄。统一的数据和均匀的分析与精心挑选的样本相结合，使这项研究非常适合探测行星宿主恒星中锂丰度的可能差异。两个样本之间的总体比较显示，有行星和没有行星的恒星之间没有明显的差异。在一个狭窄的有效温度范围内（5700 K < Teff < 5850 K），对锂丰度的行为进行了更仔细的检查，表明两颗恒星样本之间存在细微的差异;这个温度范围对各种可能耗尽锂的物理过程特别敏感。在这个Teff范围内，行星宿主恒星的Li丰度比对照恒星低（平均约0.26 dex），尽管这种分离可能受到来自不同年龄，金属丰度和质量的恒星组合的影响。然而，当比较金属丰度（[Fe/H] = 0.00至+0.20 dex）和质量（M ~ 1.05 - 1.15 Msun）范围非常有限的恒星时，有行星和没有行星的恒星在锂丰度方面表现出类似的行为，这表明有行星的恒星和没有行星的恒星之间的锂丰度没有差异。
2010-09-11 astro-ph.SR
Photospheric parameters and C abundances in solar-like stars with and without planets
我们一直在分析大量的类太阳恒星样本，包括有行星和无行星的恒星，以便均匀地测量它们的光球参数和碳丰度。我们的样本包含大约200颗太阳附近的恒星，这些恒星是用SDUDIE摄谱仪观测到的，观测数据是公开的。我们对C $_{2}$和C I谱线的主要谱带进行了光谱合成，目的是准确地获得C丰度。我们打算贡献均匀的结果，比较元素丰度的恒星与已知的行星。新的论点将被提出来讨论可能的化学异常，已在文献中提出，使我们更好地了解行星的形成过程。在这项工作中，我们专注于我们的样本中的两个恒星群的碳丰度。
2009-10-01 astro-ph.SR
Detailed Abundances of Stars with Small Planets Discovered by Kepler I: The First Sample
我们提出了新推导的恒星参数和详细的丰度的19个元素的7颗恒星的小行星发现的美国宇航局的开普勒任务。每颗恒星都至少有一颗半径<= 1.6 R_地球的行星，这表明它主要由岩石组成。恒星的参数和丰度是从高信噪比，高分辨率阶梯光谱获得的10米凯克我望远镜和HIRES光谱仪使用标准的光谱技术。这七颗恒星的金属丰度范围在-0.32 dex到+0.13 dex之间，平均金属丰度在太阳之下，支持了之前的观点，即小行星不像类地行星那样优先在富含金属的恒星周围形成。铁以外的元素丰度与银河系盘星的数量一致，尽管我们的样本量不大，但我们发现，有小行星的恒星的成分与没有已知行星的恒星和海王星大小的行星相似，但与有巨行星的恒星不同。这表明小行星的形成并不需要特殊的主星成分，而且小行星在银河系中可能无处不在。我们比较我们推导出的丰度（具有典型的不确定性<= 0.04 dex）的元素的冷凝温度，两者之间的相关性已被建议作为岩石行星形成的可能标志。没有一颗恒星表现出假定的岩石行星特征，尽管至少有三颗恒星的岩石行星估计含有足够的耐火材料来产生这种特征（如果真的话）。需要对已知拥有小行星的恒星进行更详细的丰度分析，以验证我们的结果，并对行星形成模型施加更严格的限制。
2015-11-03 astro-ph.SR
Stellar yields and abundances: new directions from planetary nebulae
行星状星云保留了在前一个AGB阶段发生的核合成和混合事件的特征。观测特征补充了AGB和后AGB恒星及其双星伴星的观测。行星状星云中比铁重的元素Kr和Ba的丰度可以分别与AGB星中Sr/Y/Zr和Ba/La/Ce的丰度进行互补，从而确定AGB星中慢中子俘获过程（s过程）的运行情况。此外，对I型行星状星云中Rb丰度的观测可能使我们能够推断出中心恒星的初始质量。陨石星尘碳化硅（SiC）颗粒中存在的几种惰性气体成分与行星状星云阶段期间与来自中心恒星的快速风有关的高能环境中的尘埃颗粒中的注入有关。
2017-03-01 astro-ph.SR
Parent Stars of Extrasolar Planets - XIII. Additional Evidence for Li Abundance Anomalies
本文报道了我们对37颗晚F到早G矮星的新的高分辨率光谱的分析结果，目的是推导它们的Li丰度。大多数恒星是从大型瓦伦蒂和费舍尔汇编中选出的，在本研究之前，它们的Li丰度未知。当新的数据与我们以前关于这个主题的研究数据相结合并以类似的方式进行分析时，我们再次发现，相对于一组比较恒星，具有太阳温度附近行星的恒星缺乏Li。当我们将我们的数据与来自文献的恒星Li丰度的大型数据库相结合时，得到了类似的结果。
2014-04-02 astro-ph.SR
NGC 6778: Strengthening the link between extreme abundance discrepancy factors and central star binarity in planetary nebulae
我们展示了附近明亮的行星状星云NGC 6778的新光谱。40多年来，人们一直知道该星云会发出强烈的复合线，但这是对其丰度的首次详细研究。来自重组线的重元素丰度被发现超过那些从碰撞激发线的一个因素~20的综合光谱的星云，这是其中最大的已知丰度差异因素。光谱的空间分析表明，丰度差异因子是强烈的，集中峰值，达到约40接近中央恒星。NGC 6778的中央恒星是一颗短周期双星，进一步加强了高星云丰度差异因子与中央恒星双星性之间的联系。
2015-10-26 astro-ph.SR
Abundances of Stars with Planets: Trends with Condensation Temperature
从高信噪比、高分辨率的阶梯光栅光谱学中，已经推导出了10颗已知拥有巨行星的恒星的18种元素的精确丰度。导出丰度的内部不确定性通常<= 0.05 dex。在我们的样本中的恒星以前都被证明具有与元素的凝结温度（T_c）相关的丰度，即丰度随着T_c的增加而增加;这些趋势被解释为恒星可能吸积了贫H的行星物质的证据。我们新推导出的丰度也与T_c正相关，虽然线性最小二乘拟合的斜率的[m/H]-T_c的关系，但所有的两颗星比以前的研究中更小。当仅考虑对行星形成过程更敏感的难熔元素（T_c> 900 K）时，样品可分为正斜率组（四星）和平斜率组或负斜率组（六星）。这四颗正斜率的恒星有非常接近的巨行星（三颗在0.05天文单位），斜率低于银河系一般的化学演化趋势。我们认为，这些恒星吸积了富含耐火材料的行星物质，但没有达到显著增加整体恒星金属丰度的程度。其余六颗恒星的平坦或负斜率与最近提出的行星形成特征相一致，尽管我们表明这些趋势可能是银河系化学演化的结果。
2011-03-03 astro-ph.SR
Mixing at young ages: Beryllium abundances in cool main-sequence stars of the open clusters IC 2391 and IC 2602
对年轻星团恒星锂丰度的测定表明，它们在主序前阶段有不同程度的锂贫化。铍的丰度与锂的丰度是互补的，可以帮助追踪恒星内部的混合过程。我们的目标是获得铍的样品中的G-和K-型恒星的两个年轻的主序疏散星团，IC 2391和IC 2602。Be丰度被用来研究这些恒星内部物质的混合。本文还详细研究了Be谱线在低温下作为丰度指标的可靠性。我们来自高分辨率，高信号噪声UVES/VLT光谱使用光谱合成和模型大气的丰度。大气参数和其他元素丰度采用了以前的工作。样本恒星的质量在0.80 < M/Msun < 1.20之间。它们的锂丰度相差约0.60 dex，在较冷和较低质量的恒星中，A（Li）较低。在这里，我们发现，所有的恒星有相同的Be丰度的不确定性。这些观测结果表明，在这个质量范围内，Be丰度不受主序前混合事件的影响，与演化模型的预期一致。与老星团中Be丰度的比较表明，与模型相反，冷恒星在其主序星寿命期间耗尽Be，证实了文献中先前提出的观点。
2011-08-03 astro-ph.SR
Non-LTE iron abundances in cool stars: The role of hydrogen collisions
为了确定恒星中准确的铁丰度，这项工作旨在凭经验校准与铁的H碰撞截面，其中尚未发表量子力学计算。因此，一个新的铁原子模型已经开发，其中包括激发，电离和电荷转移过程的氢碰撞。我们表明，与氢的碰撞导致电荷转移是重要的一个准确的非LTE建模。我们将我们的计算应用于几个基准恒星，包括太阳，富金属恒星α Cen A和贫金属恒星HD 140283。
2015-12-03 astro-ph.SR
Detailed Abundances of the Solar Twins 16 Cygni A and B: Constraining Planet Formation Models
本文介绍了基于高分辨率、高信噪比阶梯光栅光谱技术对太阳双星16 Cyg A和16 Cyg B进行详细丰度分析的结果。天鹅座16 B已知拥有一颗巨行星，而天鹅座16 A周围尚未发现行星。恒星参数直接来自我们的高质量光谱，发现恒星在物理上相似，Delta_T_eff = +43 K，Delta_logg = -0.02 dex，Delta_xi = +0.10 km/s（在A-B意义上），与以前的发现一致。丰度的15个元素的推导和发现是无法区分的两颗恒星之间。每种元素的丰度相差<= 0.026 dex，平均差异为+0.003 +/- 0.015（sigma）dex。除了Li之外，之前已经证明16 Cyg B相对于16 Cyg A的损耗至少为4.5倍，这两颗恒星似乎在化学上是相同的。每颗恒星的丰度与元素的凝聚温度（T_c）呈正相关，趋势的斜率也难以区分。根据最近提出的建议，[m/H]-T_c关系的正斜率可能意味着类地行星在16 Cyg A或16 Cyg B附近都没有形成。根据行星形成模型讨论了16 Cyg系统的物理特征，并提出了16 Cyg A周围没有发现行星、16 Cyg A和B的Li丰度不同以及16 Cyg B b的偏心率的可能机制。
2011-07-15 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
Revisiting the 16 Cygni planet host at unprecedented precision and exploring automated tools for precise abundances
天鹅座16双星系统是研究行星-恒星化学组成关系的关键，因为已知只有一颗恒星拥有行星。这使我们能够更好地评估行星相互作用对来自同一云的恒星化学成分的可能影响，因此应该具有类似的丰度模式。在我们以前的工作中，我们发现了这个系统的两个组成部分之间的Z $\leq30$元素的丰度差异，以及这些丰度作为冷凝温度（T $_{c}$）的函数的趋势，这表明与行星形成有关的光谱化学特征。在这项工作中，我们表明，我们以前的发现仍然是一致的，即使我们包括更多的物种，如挥发性的N和中子捕获元素（Z $>$ 30）。我们报告了$1.56 \pm 0.24 \times 10^{-5}$ dex K $^{-1}$的T $_{c}$斜率，这与我们以前的工作和Nissen及其合作者最近的结果都很好地一致。我们还使用ARES和iSpec进行了一些测试，以自动测量等效宽度，并发现T $_c$斜率与我们的结果也相当一致。此外，我们通过光谱合成确定了Li和Be的丰度，发现16 Cyg A不仅在Li中更丰富，而且在Be中也更丰富。这可能是行星吞没的证据，表明在这个双星系统中发现的T $_{c}$趋势可能是A成分中行星吸积的化学签名，而不是16 Cyg B上巨行星岩石核心形成的印记
2019-06-10 astro-ph.SR
A window on the efficiency of the s-process in AGB stars: chemical abundances of n-capture elements in the planetary nebula NGC 3918
利用深紫外可见光谱VLT分光光度数据研究了行星状星云NGC 3918的化学成分。我们识别并测量了750多条发射线，使我们的光谱成为行星状星云有史以来最深的光谱之一。在这些线中，我们检测到非常微弱的几个中子捕获元素（硒，氪，铷，和氘），这使我们能够计算其化学丰度与前所未有的准确性，从而限制了效率的S-过程和对流疏浚的祖星NGC 3918。
2015-10-15 astro-ph.SR
Parent Stars of Extrasolar Planets. XI. Trends with Condensation Temperature Revisited
我们报告的结果丰度分析的新样本的恒星与行星和恒星没有检测到行星。我们采用这些数据来比较两个样品的丰度冷凝温度的趋势。我们发现有行星的恒星有更多的负趋势。此外，拥有行星的富含金属的恒星显示出最负面的趋势。这些结果证实并扩展了Ramirez et al.（2009）和Melendez et al.（2009）的发现，他们的研究仅限于太阳类似物。我们还表明，太阳光球和CI陨石丰度之间的差异与冷凝温度。
2010-04-19 astro-ph.SR
Chemical abundances in the extremely Carbon and Xenon-rich halo planetary nebula H4-1
利用Subaru/HDS、GALEX、SDSS和Spitzer/IRS的多波长光谱对贫金属（[Ar/H]-2）晕状行星状星云H4-1进行了详细的化学丰度分析，确定了10种元素的丰度。的C和O的丰度来自碰撞激发线（CEL），几乎一致的丰度从重组线（RL）。我们证明了在H4-1的CEL和RL之间的C丰度的巨大差异可以使用温度波动模型来解决。我们首次在H4-1中探测到了[H3 III]5846 A线，并测定了其元素丰度（[H3 III/H]>+0.48）。H4-1是Xe含量最高的PN。观测到的丰度值与理论预测的~2.0 Msun单星模型（[r/Fe]=+2.0 dex）接近。观测到的钍丰度可能是原始SNe中r-过程的产物。[C/O]-[Ba/（Eu或Eu）]图解表明，H4-1的前身星与两类碳增强贫金属星（CEMP），即CEMP-r/s和CEMP-no星有着共同的演化过程。H4-1的前身可能是在富含r-过程的环境中形成的双星。
2013-10-04 astro-ph.SR
Homogeneous photospheric parameters and C abundances in G and K nearby stars with and without planets
我们提出了一个确定的光球参数和碳丰度的样本172 G和K的矮星，亚巨星，和巨人与和没有检测到的行星在太阳附近。该分析是基于高信噪比和高分辨率光谱观测的光谱，其观测数据是公开的。我们打算在比较恒星中轻元素行为的研究中贡献精确和均匀的C丰度，托管行星与否。这将为已经提出的可能异常的讨论带来新的论据，并将有助于更好地理解不同的行星形成过程。光球参数计算通过激发电位，等效宽度，和电离平衡的Fe线中选择的光谱。C_2 Swan的主要分子头带（5128和5165）和C原子线（5380.3）的光谱合成得到了C丰度。[C/Fe]与[Fe/H]的分布表明，无论是矮星还是巨星子样本，与没有发现行星的恒星相比，行星宿主恒星的行为没有差异。这一结果与目前观测到的化学丰度的原始起源假说相一致，而不是在行星系统形成和演化过程中的自富集。此外，与矮星相比，巨星明显缺乏[C/Fe]（~0.14 dex），这可能与演化引起的演化恒星包层中H燃烧产物的混合有关。次巨星，虽然数量很少，但似乎遵循与矮星相同的C丰度分布。我们还分析了样本恒星的运动学，大多数是银河系薄盘的成员。最后，与其他类似的研究进行了比较，并在不确定性，表现出良好的一致性。
2010-11-29 astro-ph.SR
The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. X. Differential abundances in the XO-2 planet hosting binary
拥有系外行星的双星是一个独特的实验室，可以进行化学标记，以高精度测量两个恒星组成部分的元素丰度，目的是研究行星的形成及其随后的演化。在这里，我们提出了一个高精度的差分丰度分析XO-2宽恒星双星的高分辨率HARPS-N@TNG光谱的基础上。这两个组成部分都是非常相似的K矮星和宿主行星。由于它们可能是在同一分子云中形成的，我们预计它们应该具有相同的初始元素丰度。我们调查行星的存在是否会在恒星大气丰度中造成一些化学印记。我们测量了两颗恒星的25种元素的丰度，冷凝温度范围为$T_{\rm C}=40-1741$ K，达到典型的精度为$\sim 0.07$ dex。北分量显示所有元素的丰度平均高出$+0.067 \pm 0.032$ dex，具有$T_{\rm C} > 800$ K的元素的平均差异为+0.078 dex。XO-2N相对于XO-2S丰度差异的显著性在几乎所有元素的$2σ$水平。我们讨论的可能性，这一结果可以被解释为由XO-2N或XO-2S的耗尽，由于锁定的重元素的行星同伴的摄入物质的签名。我们估计重元素中有几十个$M_{\oplus}$的质量。XO-2 N和XO-2 S之间的丰度差异显示出与元素凝结温度的正相关性，斜率为$(4.7 \pm 0.9) \times 10^{-5}$ dex K $^{-1}$，这可能意味着这两种成分都没有形成类地行星，而是首先经历了岩石核心内部…
2015-09-07 astro-ph.SR
Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets
太阳表面锂的丰度比原太阳低140倍，但表面对流区底部的温度不足以燃烧锂。在相同的年龄、质量和金属丰度的太阳型恒星中观测到了大范围的Li丰度，但理论上很难理解。早期的一种观点认为，在有行星的恒星中，Li更容易耗尽，但由于缺乏合适的没有探测到行星的恒星比较样本，这种观点被削弱了。在这里，我们报告锂丰度的一个公正的样本的太阳类似恒星和没有检测到行星。我们发现，有行星的恒星的锂丰度不到原始锂丰度的1%，而大约50%的没有探测到行星的太阳类似物的锂丰度平均高出10倍。行星的存在可能会增加混合的量，并加深对流区，使Li可以燃烧。
2009-11-21 astro-ph.SR
On the Chemical Abundance of HR 8799 and the Planet c
通过比较行星和主星的化学丰度，可以揭示行星的起源和形成路径。恒星的丰度是用高分辨率光谱测量的。另一方面，行星丰度通常是从低分辨率数据中推断出来的。对于直接成像的系外行星，数据可以从一系列高对比度成像/光谱仪器中获得。在这里，我们研究HR 8799及其行星c的化学丰度。我们使用LBT/PEPSI（R= 120，000）和档案HARPS数据测量恒星丰度：恒星[C/H]，[O/H]和C/O分别为0.11 $\pm$ 0.12，0.12 $\pm$ 0.14和0.54 $^{+0.12}_{-0.09}$，都与太阳值一致。我们进行大气反演使用新获得的斯巴鲁/CHARIS数据与档案双子座/GPI和凯克/OSIRIS数据。我们使用petitRADTRANS对行星光谱进行建模，并使用PyMultiNest进行检索。从亚恒星到恒星的碳和氧丰度，检索到的行星丰度可以相差$\sim$ 0.5 dex。变化取决于是否选择强先验以确保合理的行星质量。此外，与以往工作的比较也揭示了丰度测量的不一致性。我们讨论了可能导致不一致的潜在问题，例如，在检索过程中，单个数据集的系统性以及物理和化学方面的不同假设。我们的结论是，没有强大的检索可以获得，除非问题得到充分解决。
2020-09-02 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
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of stars with brown-dwarf companions
众所周知，拥有巨行星的恒星平均比没有巨行星的恒星更富含金属，而探测到低质量行星的恒星不需要富含金属。为了研究巨行星和棕矮星之间的弱边界及其形成机制，我们用径向速度和天体测量方法分析了一组已被确认的棕矮星伴星的光谱。我们采用标准和自动工具进行基于EW的分析，并从BD同伴的恒星CORALIE光谱中获得化学丰度。我们将这些丰度与未探测到行星的恒星以及低质量和巨质量行星进行比较。我们发现，与BD的恒星没有类似的巨行星主机的金属丰度和化学丰度，但他们类似于低质量行星的恒星的组成。在具有BD的恒星中，$α$ -元素和铁峰元素的平均丰度分布在太阳丰度附近出现峰值，而对于具有低质量和高质量行星的恒星，[X $_α$ /H]和[X $_{\rm Fe}$ /H]的峰值丰度分别保持在$\sim -0.1$ ~dex和$\sim +0.15$ ~dex。我们显示这些元素丰度的恒星低质量和高质量的行星，和BD与最小质量，$m_C \sin i$，在每个系统中的最大质量的亚恒星同伴，我们发现一个最大的$α$ -元素，以及铁峰丰度在$m_C \sin i \sim 1.35\pm 0.20$木星质量。我们讨论了这些结果的含义的背景下，形成的情况下的BD相比，巨行星。
2014-04-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical abundances of 1111 FGK stars from the HARPS GTO planet search program.Galactic stellar populations and planets
我们对HARPS GTO行星搜索计划中的1111颗FGK矮星样品进行了12种难熔元素（Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Ni、Co、Sc、Mn和V）的统一和详细的丰度分析。其中109颗恒星拥有巨大的行星伴侣，26颗恒星拥有海王星和超级地球。本文的主要目的是：（1）研究不同恒星星族的恒星元素丰度变化趋势是否存在差异;（2）根据[X/H]对行星宿主和非宿主样品进行分类。对这个样本的广泛研究，重点是有行星和没有行星的恒星之间的丰度差异，将在一份平行的论文中介绍。用ARES程序从HARPS谱中自动测量了谱线的等效宽度。化学元素的丰度是使用相对于太阳的LTE丰度分析确定的，使用2010年修订版的光谱合成代码MOOG和库鲁茨ATLAS 9大气网格。为了分离银河系的恒星星族，我们采用了一种纯粹的运动学方法和一种化学方法。我们发现，化学分离（基于Mg，Si和Ti丰度）薄和厚盘也是化学分离的Al，Sc，Co和Ca。Na、V、Ni和Mn也可能存在一些分歧，但它们的[X/Fe]比没有明确的界限。我们证实，在巨行星的宿主恒星过剩是明确的所有研究的元素。我们还证实，恒星的主机只有海王星类行星可能更容易检测到周围的恒星与类似的金属丰度作为非行星主机，虽然对某些元素（特别是α元素）的下限[X/H]是非常突然的。
2012-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The habitability and detection of Earth-like planets orbiting cool white dwarfs
由于有几种方式行星可以生存的巨大阶段的主恒星，我们研究的可居住性和检测行星轨道白矮星。当一颗白矮星从6000 K冷却到4000 K时，一颗在0.01 AU轨道上运行的行星将在连续宜居带（CHZ）中停留约8 Gyr。我们表明，光合作用过程可以在这样的行星上持续。CHZ中类地行星的DNA加权紫外辐射剂量小于地球上遇到的最大值，因此非磁性白矮星与复杂生命的持久性是相容的。冷白矮星CHZ中的类地行星所引起的偏振比典型M矮星（类太阳恒星）的宜居带中的大10^2（10^4）倍。因此偏振测量法是探测白矮星附近岩石行星的可行方法。多波段偏振测量还可以揭示行星大气层的存在，提供第一个特征。0.6 M太阳白矮星CHZ中的行星将被罗氏几何扭曲，开普勒-11 d类似物将过度填充其罗氏瓣。以目前的设备，一颗超级地球大小的无大气行星可以用偏振测量法在已知最亮的冷白矮星周围探测到。计划中的未来设施使较小的行星可被探测到，特别是通过提高仪器在蓝色区域的灵敏度。
2012-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Wide Binaries. II. HD80606 + HD80607
本文利用Keck/HIRES谱对HD 80606 + HD 80607宽双星系统中的15种元素进行了详细的化学丰度分析。正如我们之前对行星双星HD 20782 + HD 20781的分析一样，我们假设这两颗G5矮星是一起形成的，因此具有相同的原始丰度。在这个双星系统中，HD 80606拥有一颗偏心（$e\approx0.93$）巨行星，距离$\sim$ 0.5天文单位，但HD 80607没有发现行星。如果在偏心轨道上的近距离巨行星能够有效地将岩石行星物质散射到它们的宿主恒星中，那么HD 80606应该有证据表明有岩石物质吸积，而HD 80607则没有。在这里，我们表明，HD 80606和HD 80607的丰度与元素凝聚温度的趋势在统计上是不可区分的，证实了Saffe等人最近的结果。事实上，我们的岩石行星吸积化学特征模型表明，HD 80606可能吸积了高达2.5~ $M_{\oplus}$的岩石物质-大约是太阳系和原始小行星带的一半-相对于HD 80607，仍然与数据一致。由于HD 80607没有已知的巨行星可能通过迁移将岩石行星物质推到该恒星上，我们认为HD 80606/07更有可能基本上没有经历岩石行星吸积。这反过来又表明，HD 80606巨行星的迁移历史一定是这样的，它喷出了任何可能被引导到恒星上的近距离行星物质。
2015-12-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
CNO behaviour in planet-harbouring stars. I Nitrogen abundances in stars with planets
碳、氮和氧（CNO）是恒星形成和演化的关键元素，它们的丰度对行星的形成和演化也有重要影响。我们对74颗太阳型恒星进行了详细的光谱分析，其中42颗已知拥有行星。我们确定这些恒星的氮丰度，并调查N和行星同伴的存在之间可能存在的联系。我们使用VLT/UVES获得高分辨率的近紫外光谱我们的目标。用光谱合成代码MOOG和FITING对3360 A处的NH带进行光谱合成。我们确定了几个光谱窗口，从中可以获得准确的N丰度。有行星和没有行星的恒星的氮分布表明，与单颗恒星相比，行星宿主富含氮。然而，考虑到[N/Fe]与[Fe/H]之间的线性趋势，这一事实可以解释为由于行星宿主富含金属的性质。我们的结论是，可靠的N丰度可以从3360 A的近紫外分子带的富金属太阳型恒星。我们证实了[N/Fe]和金属丰度之间的线性趋势，预计从银河系化学演化的标准模型。
2016-05-10 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Stellar Photospheric Abundances as a Probe of Disks and Planets
原行星盘、碎片盘、破裂或蒸发的行星都可以为恒星提供吸积。这些恒星的光球丰度可以揭示吸积物质的组成。这在B型到F型的恒星中尤其可能，因为它们有辐射包层，因此体积-光球混合较少。我们提出了一个理论框架（\texttt{CAM}）考虑扩散，旋转，和其他恒星混合机制，描述吸积物质如何与大部分的恒星相互作用。这样就可以根据测量的恒星丰度和参数（$v_{\rm rot}$、$T_{\rm eff}$）计算出星周物质的丰度模式。本文讨论了\lboo现象以及\texttt{CAM}在包含原行星盘（HD~100546，HD~163296）、碎片盘（HD~141569，HD~21997）和蒸发行星（HD~195689/KELT-9）的恒星中的应用。
2018-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
HADES RV Programme with HARPS-N at TNG XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets
我们目前对行星形成的认识，大部分仍然是基于对主序星、太阳型恒星的分析。相反，对M-矮行星宿主的大样本的详细化学研究仍然缺失。我们首次开发了一种方法来确定恒星丰度的元素比铁的M矮星从高分辨率，光学光谱。我们的方法是基于主成分分析和稀疏贝叶斯方法的使用。我们利用一组M矮星围绕FGK初级轨道运行，已知丰度来训练我们的方法。我们应用我们的方法来获得恒星metalliticies和丰度的一个大样本的M矮星的框架内观察到当前的径向速度调查。然后，我们使用了附近的FGK恒星的样本，通过比较M矮星样本中的丰度趋势与FGK恒星上的丰度趋势来交叉验证我们的技术。不同子样本的金属丰度分布表明，M矮星托管巨行星显示出行星金属丰度的相关性，以及与恒星质量的相关性。拥有低质量行星的M矮星似乎并不遵循行星-金属丰度相关性。我们还发现，低质量行星的频率并不取决于恒星宿主的质量。这些结果似乎与以前的工作。然而，我们注意到，对于巨行星宿主，我们的金属丰度预测行星金属丰度相关性较弱，但质量依赖性比光度值更强。我们表明，第一次，似乎没有差异的丰度分布的元素不同于铁之间的M矮星和没有已知的行星。我们的数据显示，具有行星的低质量恒星遵循与FGK对应物相同的金属丰度，质量和丰度趋势。
2020-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST Exoplanetary Worlds and Elemental Survey (JEWELS) I: High-Precision Chemical Abundances of 20 FGK Planet-Hosting Stars from JWST Cycle 2
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）
JWST第2轮任务对20颗FGK型行星宿主恒星进行高精度化学丰度分析，揭示恒星化学多样性与行星形成路径的关联。
2025-12-21 astro-ph.EP 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
Metallicities and Refined Stellar Parameters for 52 Cool Dwarfs with Transiting Planets and Planet Candidates
本研究收集了65颗冷星的光谱数据，计算了52颗带有凌星行星和行星候选体的冷矮星的金属丰度和恒星参数，并重新拟合光变曲线更新行星性质，为研究低质量恒星与行星性质相关性提供了更精确的数据。
2024-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Iron abundance correlations and an occurrence distribution discrepancy from ongoing planet migration
是否有更多的巨行星是由富含金属的恒星和缺乏金属的恒星所承载的，这是形成还是“污染”的结果，一直是一个激烈争论的问题。我们提出了新的模式，出现时行星/恒星系统分离恒星[Fe/H]，当系统与恒星同伴分离出来。如果高偏心率行星迁移的开始也是行星与恒星合并的时候，那么这些差异就可以得到最好的解释。行星迁移到恒星中可能是一种补充解释，即具有较高初始铁丰度的系统形成更多行星，并且更拥挤的行星更有可能分散到偏心轨道上。富铁单星的行星的离心率分布高于贫铁单星的行星（其中“富”和“贫”分别是[Fe/H]高于和低于太阳的恒星）。拥有行星的恒星有一个恒星伴星，构成了第三个恒星系统，其中恒星优先富含铁。我们描述了新的模式，最好的解释是偏心行星迁移与其他行星迁移到恒星。尽管在周期大于三天的情况下，中等行星的数量比巨行星多，但在最短周期的情况下，巨行星的数量比中等行星多。由于巨行星迁移到恒星的速度更快，我们将其作为巨行星迁移的证据。行星向恒星迁移是行星系演化的重要组成部分。
2013-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical Abundances Shape History (CASH). I. A Link between Giant Planets Orbital Periods and Host Stellar C/O Ratios
Nanjing University（南京大学）；Zhejiang University（浙江大学）；Rice University（莱斯大学）
研究揭示恒星C/O比值与巨行星轨道周期的关系，指出高C/O比值促进外盘区域固态物质积累，从而影响巨行星形成与迁移。
2026-04-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar abundance of binary stars: their role in determining the formation location of super-Earths and ice giants
双星是由相同的母体分子云形成的，因此具有相同的化学成分。形成中的行星将建筑材料（固体）从周围的原行星盘中带走。假设圆盘吸积到恒星上是清除圆盘的主要过程，恒星的大气层将显示出由形成中的行星吸积的物质造成的丰度减少。如果行星只在双星系统中的一颗恒星周围形成，如果它们的原生原行星盘在行星形成过程中没有相互作用，那么行星形成过程可能会导致宽双星的丰度差异。巨行星所在的宽双星大气层的显著差异已经被观察到，并与巨行星的形成位置有关。在这里，我们模拟了在水冰线内外形成的超级地球行星以及在CO冰线内外形成的冰巨人的建筑材料。我们的模型预测一个显着的丰度差异$Δ$ [X/H]在恒星大气中的行星托管的二元组件。我们的模型预测，在水冰线（$r<r_{\rm H_2O}$）内部形成的超级地球将导致其宿主恒星中的$Δ$ [Fe/H]/ $Δ$ [O/H]丰度差异，这是在水冰线（$r>r_{\rm H_2O}$）外部形成的超级地球在圆盘富含水的部分的2倍。此外，我们的模型显示，在主恒星中，在$r<r_{\rm CO}$形成的冰巨星的$Δ$ [Fe/H]/ $Δ$ [C/H]丰度差异至少是在原行星盘（$r>r_{\rm CO}$）中形成的冰巨星的3倍。因此，未来对拥有超级地球和冰巨星的广泛双星系统的观测可能有助于限制这些行星的迁移路径，从而限制行星形成理论。
2018-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical fingerprints of hot Jupiter planet formation
目前的范例，以解释小轨道周期（P $<$ 10天;热彗星），涉及他们的形成超出雪线后向内迁移，已经受到了挑战，最近的作品，探讨了在原地形成的可能性。我们的目标是测试是否有恒星窝藏热彗星和恒星更遥远的气体巨行星显示任何化学特性，可能与不同的形成过程。我们的研究结果表明，在金属丰度范围为+0.00/+0.20 dex的情况下，具有热类星体的恒星比具有冷的遥远气体巨行星的恒星具有更高的金属丰度。数据还显示，具有冷彗星的恒星倾向于显示更大的$α$元素丰度。当考虑铁峰、挥发性元素或C/O和Mg/Si比时，没有发现冷木星和热木星恒星之间的丰度差异。从比较冷和热行星宿主的累积分布的统计检验中得出的相应$p$ -值，金属丰度、$α$、铁峰值和挥发性元素分别为0.20、$<$ 0.01、0.81和0.16。我们证实了以前的工作表明，更遥远的行星显示更高的行星质量以及更大的偏心率。我们注意到热行星和冷行星宿主样本之间的年龄和光谱型差异，这可能会影响丰度比较。行星质量、周期、偏心率和恒星宿主金属丰度分布的差异表明热、冷彗星的形成机制不同。在拥有冷彗星的恒星中发现的稍大的$α$丰度可能会补偿它们较低的金属丰度，从而形成气体巨行星。
2017-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterisation of 92 Southern TESS Candidate Planet Hosts and a New Photometric [Fe/H] Relation for Cool Dwarfs
我们提出了一个中等分辨率的光学光谱调查的92冷（$3,000 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 4,500\,$ K）南部TESS候选行星主机的结果，并描述了我们的光谱拟合方法用于恢复恒星参数。我们量化模型的不足之处，在预测光通量，虽然我们的技术工作良好的$T_{\rm eff}$，[Fe/H]需要进一步改进。为此，我们开发了一个更新的光度[Fe/H]校准孤立的主序星建立在校准样本的69个冷矮星的二元系统，精确到$\pm0.19\,$ dex，从超太阳的金属穷人，超过$1.51 < {\rm Gaia}~(B_P-R_P) < 3.3$。我们拟合的$T_{\rm eff}$和$R_\star$的中位精度分别为0.8%和1.7%，与我们的标准星样本一致。我们用这些来模拟凌日光变曲线，并确定100颗候选行星的系外行星半径，精度为3.5%，并看到行星半径差距也存在于冷矮星的证据。我们的结果与已确认的TESS行星样本一致，这项调查代表了迄今为止对冷TESS候选行星宿主最大的统一分析之一。
2021-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
How does accretion of planet-forming disks influence stellar abundances?
本文通过一维盘吸积-扩散数值模拟，研究行星形成盘的吸积和行星形成过程如何改变宿主恒星的元素丰度，并将方法应用于太阳原行星盘和 HD106515 双星系统，表明恒星丰度变化可用于约束行星形成路径。
2023-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical abundances of neutron capture elements in exoplanet-hosting stars
要了解行星系的形成和组成，研究它们的主星组成是很重要的，因为它们都是在同一个恒星星云中形成的。在这项工作中，我们分析了铜，锌，锶，Y，锆，钡，铈，钕和Eu的化学丰度的行为在大型和均匀的HARPS-GTO行星搜索样本（$R \sim$ 115000）。该样本由120颗拥有大质量行星的恒星，29颗拥有海王星和超级地球的恒星以及910颗没有检测到巨行星的恒星组成。我们比较了这些元素在不同金属丰度箱中的[X/Fe]比值，发现行星宿主呈现出较高的Zn丰度，[Fe/H] $<$ -0.1 dex。另一方面，Ba，Sr，Ce和Zr的丰度在有行星的恒星中不足，只有低质量行星的恒星差异更大。然而，大多数的偏移可以解释恒星参数的差异，以及低金属丰度的行星宿主大多属于银河系厚盘的事实。只有在Ba的情况下，我们发现低质量行星宿主的统计显著（3 $σ$）丰度不足0.03 dex。这些元素的起源是相当复杂的，因为它们在银河系的历史中演化。因此，有必要了解和表征行星宿主所属的恒星星族，以便与未探测到行星的恒星进行公平的比较。这项工作表明，银河系化学演化的影响，而不是行星的存在，主要是我们发现的差异。
2018-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets
我们提出了基本的恒星参数和化学丰度的86个演化的恒星与行星的样本和137颗恒星没有行星的控制样本。分析是基于高S/N和分辨率阶梯光栅光谱。这项工作的目标是：i）研究有行星和没有行星的恒星之间的化学差异; ii）探索巨星和亚巨星周围行星性质之间的电势差; iii）寻找这些性质与其宿主恒星化学丰度之间可能的相关性。与以前的研究一致，我们发现有行星的亚巨星平均比没有行星的亚巨星更富含金属~ 0.16 dex。有行星的巨星的[Fe/H]分布集中在略低于太阳的金属丰度，相对于没有行星的巨星的[Fe/H]分布，没有金属丰度增强。此外，与最近的结果相反，我们没有发现M > 1.5 Msun的巨星在有行星和没有行星的恒星的金属丰度分布之间有任何明显的差异。关于其他化学元素，[X/Fe]分布的分析显示了有行星和没有行星的巨星之间某些元素的差异，特别是V，Co和Ba。分析行星属性，可能会出现一些有趣的趋势：i）与单行星系统相比，进化恒星周围的多行星系统显示出轻微的金属丰度增强; ii）具有$\lesssim$ 0.5 AU的行星绕[Fe/H] > 0的亚巨星运行，而拥有$\lesssim$ 1 AU行星的巨星[Fe/H] < 0; iii）质量较高的行星倾向于围绕M < 1.5 Msun的贫金属巨星运行，而围绕亚巨星运行的行星似乎遵循在矮星宿主上观察到的行星质量金属丰度趋势; iv）围绕巨星运行的行星…
2014-11-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Open Clusters. The Praesepe (Beehive) Cluster
目前还不完全清楚行星形成如何影响星团内或星团外的宿主恒星的性质;然而，丰度趋势可以帮助我们理解这些过程。我们提出了一个详细的化学丰度分析的六颗恒星在Praesepe，一个行星托管疏散星团。已知Pr 0201拥有一颗近距离（周期为4.4天）的巨行星（质量为0.54 $\rm M_{\rm{J}}$），而我们样本中的其他五个星团成员（Pr 0133，Pr 0081，Pr 0208，Pr 0051和Pr 0076）根据RV测量没有发现行星。使用高分辨率，高信号噪声阶梯光栅光谱获得与凯克/HIRES和一种新的方法来等效宽度测量（XSpect-EW），我们得出了多达20个元素的丰度跨越范围的冷凝温度（Tc）。我们发现一个平均簇金属丰度[Fe/H] = +0.21 $\pm$ 0.02 dex，与大多数以前的测定。我们发现我们的大多数元素显示出$\sim$ 0.02-0.03 dex的[X/Fe]散射，并得出结论，我们的恒星样品是化学均匀的。群集平均丰度的Tc斜率与零一致，并且在我们的样本中没有一颗恒星单独表现出统计上显着的Tc斜率。使用行星吞没模型，我们发现，行星主机，Pr 0201，没有证据表明显着富集在其耐火元素相比，集群的意思是，将与行星吸积的情况是一致的。
2021-07-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The peculiar solar composition and its possible relation to planet formation
我们进行了差异元素丰度分析的前所未有的准确性（0.01德克斯）的太阳相对于11个太阳孪生从依巴谷目录和10个太阳类似物从行星搜索。我们发现，太阳显示出一个特征的签名与一个~20%的消耗耐火元素相对于挥发性元素相比，太阳孪生。丰度差异与元素的冷凝温度密切相关。这一特点也适用于与已知有近距离巨行星的太阳类似物的比较，而大多数太阳类似物在径向速度监测中没有发现这样的巨行星，显示出太阳丰度模式。我们讨论了对这种特殊性的各种解释，包括丰度模式的差异与像我们这样的行星系统的形成有关的可能性，特别是与类地行星的存在有关。
2009-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-Term Lithium Abundance Signatures following Planetary Engulfment
当主星位于主序星上时，行星吞没事件可能发生。在吞没过程中，岩石行星物质的加入将导致宿主恒星光球层中耐火物质丰度的增加，但富集程度及其持续时间将取决于恒星内部发生的混合过程，如对流，扩散和热盐混合。我们通过模拟光球锂丰度的演变来研究吞没签名。由于锂可以在吞没事件之前或之后燃烧，它会产生独特的信号，随时间和宿主恒星类型而变化。使用MESA恒星模型，我们量化的强度和持续时间的这些签名后，吞没的1，10，或100 $M_{\oplus}$行星伴星与散装地球组成，太阳金属丰度主机恒星的质量范围从0.5 $-$ 1.4 $M_{\odot}$。我们发现，锂是快速耗尽，通过燃烧在低质量的宿主星（$\lesssim 0.7 \, M_\odot$）的时间尺度上的几百万年，但显着的锂富集的签名可以持续在G型星（$\sim \! 0.9 \, M_{\odot}$）的回旋。对于更大质量的恒星（1.3 $-$ 1.4 $M_{\odot}$），吞没可以增强内部混合和扩散过程，潜在地降低表面锂的丰度。我们预测的系外行星吞没的特征与观察到的富含锂的太阳型恒星和化学不均匀双星的丰度增强是一致的。
2022-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A high precision chemical abundance analysis of the HAT-P-1 stellar binary: constraints on planet formation
我们提出了一个高精度的，差分元素丰度分析的HAT-P-1恒星双星的高分辨率，高信噪比凯克/HIRES光谱的基础上。在这个双星系统中，第二颗恒星被认为拥有一颗凌日的巨行星，而在第一颗恒星周围还没有发现行星。主星和副星的金属丰度（[Fe/H]）在误差范围内是相同的：分别为$0.146 \pm 0.014$ dex（$σ$ = 0.033 dex）和$0.155 \pm 0.007$ dex（$σ$ = 0.023 dex）。测量了23种元素的非常精确的差别丰度比（$σ$的平均误差（[X/Fe]）= 0.013 dex），发现两颗恒星之间无法区分：$Δ$ [X/Fe]（次级-初级）= $+0.001 \pm 0.006$ dex（$σ$ = 0.008 dex）。HAT-P-1中两颗恒星成分的化学组成惊人的相似性与天鹅座16 A+B中可能存在的0.04 dex能级差异相反，天鹅座16 A+B也拥有一颗巨行星，其质量至少是HAT-P-1二级恒星周围行星的3倍。我们的结论是，巨行星的存在并不一定意味着宿主恒星的化学成分不同。HAT-P-1中每颗恒星相对于太阳的元素丰度都与元素的凝聚温度呈相同的正相关;因此它们的丰度模式与大多数太阳孪星中观察到的非常相似。鉴于Melendez等人（2009）对太阳丰度模式的解释，我们得出结论，HAT-P-1的类地行星形成效率低于太阳。这与近距离巨行星的存在阻止…
2014-05-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
C3PO III: On the Lithium Signatures Following Planet Engulfment by Stars
本研究通过测量125对共动恒星对的锂丰度，发现行星吞噬的锂特征仅在高度相似的恒星双胞胎中可辨，但恒星内在散布可掩盖该特征，质疑了仅用锂作为行星吞噬指标的做法。
2024-12-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed abundances of the wide pairs of stars with and without planets: the binary systems 16 Cyg and HD 219542
我们目前的两个宽的双系统的比较分析结果- 16天鹅座，与巨大的气体行星围绕16天鹅座B，和HD 219542没有检测到行星。利用其高分辨率光谱和SME自动光谱分析工具确定了双星组成部分和太阳的大气参数。应用合成光谱法，分别计算了16 Cyg和HD 219542中29种和23种元素的丰度。对于这些元素中的19个，我们的结果是基于非局部热力学平衡（NLTE）线的形成。对于16 Cyg和HD 219542，我们得到的A和B组分之间的丰度差异很小：分别为+0.019 $\pm$ 0.012和-0.014 $\pm$ 0.019，这表明巨型气体行星形成对主星大气化学成分的影响很小。对于HD 219542 A和HD 219542 B，其相对于太阳的丰度随尘埃凝结温度的变化趋势与没有探测到行星的太阳类似物的文献数据相似。16 Cyg组分的[X/H]随冷凝温度的变化规律与HD 219542相似，但与HD 219542不同。这表明16 Cyg双星系统形成的云的特定化学成分。
2022-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revisiting the Li abundances of Stars with and without Detected Planets from the High Resolution Spectroscopy
本研究通过分析4600-6600 K的279颗有行星恒星和171颗无行星恒星的高分辨率光谱，发现两组锂丰度分布一致，表明Kepler-like行星对宿主恒星锂消耗无显著影响，并指出高A(Li)恒星需考虑non-LTE修正。
2025-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Sun Remains Relatively Refractory Depleted: Elemental Abundances for 17,412 Gaia RVS Solar Analogs and 50 Planet Hosts
本文用数据驱动方法Cannon从Gaia RVS光谱推断17,412颗太阳类比星及50颗行星宿主星的15种元素丰度，发现太阳仍相对匮乏难熔元素，且不同行星宿主星无显著丰度差异。
2024-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Helium abundance in giant planets and the local interstellar medium
太阳和巨行星通常被认为拥有与46亿年前形成它们的太阳星云相同的氦丰度。相比之下，星际介质反映了当前的银河系状况。当前丰度偏离原始和原太阳值可能有助于追踪驱动星系核合成演化和行星内部形成和演化的过程。伽利略号探测器测量了木星大气中的氦丰度，表明与太阳值相比，氦只是稍微耗尽。对于土星，过去旅行者号观测的相互矛盾的估计使其He丰度非常不确定。在这里，我们使用旅行者紫外光谱仪从外行星测量到的He 58.4 nm日光来推导木星和土星大气中的He丰度。我们还利用太阳He 58.4 nm谱线的测量太阳日光层天文台推导出的He丰度聚焦锥内。最后，我们比较他的丰度在这里获得原始和原太阳值，强调独特的机会，提供了内日光层观测和未来的旅行者在本地星际介质测量，以获得他的丰度非常星际云，我们居住。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Be abundances in cool main-sequence stars with exoplanets
我们提出了新的UVES光谱的样本15冷未进化的恒星和没有检测到行星的同伴。再加上以前的测定，我们研究的是耗尽和可能的差异，这两组恒星之间的丰度。我们获得了最终的样本89和40颗恒星，有和没有行星，分别涵盖了广泛的有效温度范围，从4700 K到6400 K，并首次包括几个冷矮星。我们确定这些恒星的丰度，并发现其中大多数（最酷的）的BeII共振线往往是不可检测的，这意味着显着的被耗尽。而对于热星，Be丰度是近似恒定的，随着Teff的减小和Li-Be间隙在6300 K附近略有下降，我们发现当Teff < 5500 K时，Be含量随着Teff的减小而急剧下降，证实了以前论文的结果。因此，对于这些恒星来说，有一种未知的机制在摧毁Be，而这种机制在当前的Be耗尽模型中没有反映出来。此外，无论是否存在行星，所有的恒星都会发生这种强烈的Be耗尽，因此，与没有探测到行星的恒星相比，具有行星的太阳型恒星中额外Li耗尽的影响似乎并不存在于Be中，尽管在这些温度下的恒星数量仍然很少，无法得出最终结论。
2011-11-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
A revisit of the Mass-Metallicity Trends in Transiting Exoplanets
本文分析了19颗凌日系外行星宿主恒星的高分辨率光谱，指出当前数据无法确证质量-金属含量趋势，并建议在2σ置信区间内需58颗HST或45颗JWST精度样本以探测该关系。
2024-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cool DZ white dwarfs II: Compositions and evolution of old remnant planetary systems
在先前的研究中，我们分析了230颗表现出强金属污染的冷（$T_\mathrm{eff}$ < 9000 K）白矮星的光谱，测量了Ca、Mg、Fe的丰度，在某些情况下测量了Na、Cr、Ti或Ni的丰度。在这里，我们解释这些丰度的吸积的碎片从太阳系外的星子，并推断母体成分范围从壳状（富含钙和钛）的核心（富含铁和镍）。特别是，两颗白矮星SDSSJ 0823 +0546和SDSSJ 0741 +3146，其log[Fe/Ca] > 1.9 dex，Fe/Ni比与大部分地球相似，它们吸积了迄今为止发现的最像核心的系外小行星。这些白矮星的冷却年龄在1-8 Gyr之间，是银河系中最古老的恒星遗迹之一，这使得探测其古老行星系统的长期演化成为可能。从最大丰度的减少作为冷却年龄的函数，我们发现的证据表明，到达白矮星的材料的速率减少了3个数量级以上的$\simeq$ 6.5 Gyr跨度在白矮星冷却年龄，表明质量水库的后主序星行星系统耗尽的$\simeq$ 1 Gyr的电子折叠时间尺度。最后，我们发现我们的样本中的两个白矮星是宽双星的成员，都表现出高丰度，从而提供了强有力的证据，遥远的双同伴可以动态扰动白矮星行星系统。
2018-03-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundance Differences Between Exoplanet Binary Host Stars XO-2N and XO-2S -- Dependence on Stellar Parameters
系外行星宿主恒星的化学成分是了解其轨道行星形成和特征的重要因素。迄今为止，这方面最好的例子是行星-金属丰度相关性。其他提出的相关性因此远没有那么可靠，部分原因是恒星在行星形成前后的化学历史的不确定性。类似类型的主星双星提供了一个机会来隔离行星对主星丰度的影响。在这里，我们提出了一个微分元素丰度分析的XO-2恒星的二进制，其中两个G9恒星主机巨行星，其中之一是过境。在我们以前工作的基础上，我们报告了16个元素丰度，并比较了$Δ$（XO-2N-XO-S）值与元素凝聚温度。比较了由四对不同的恒星参数得到的$Δ$（N-S）值和斜率随凝聚温度的变化，探讨了恒星相对温度和引力变化的影响.我们发现，大多数的恒星之间的丰度差异取决于所选择的恒星参数，但铁，硅，并可能镍一贯增强XO-2N无论所选择的恒星参数。这项研究强调了双星主恒星丰度分析的力量，用于探测巨型行星形成的影响，但也说明了恒星温度和重力变化引起的丰度差异和斜率可能存在很大的不确定性。
2015-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cool Jupiters greatly outnumber their toasty siblings: Occurrence rates from the Anglo-Australian Planet Search
在过去的30年里，我们对不同于我们自己的行星系的理解有了显著的增长。然而，我们确定太阳系异常或独特程度的努力受到了观测偏差的阻碍，这些观测偏差是产生最大系外行星的方法所固有的。基于这样的调查，人们可能会认为我们的行星系非常不寻常-但现实是，我们现在才开始揭开真相。在这项工作中，我们使用了来自英澳行星搜索的完整的18年数据档案来研究“冷彗星”的丰度-类似于太阳系的巨行星，木星和土星。我们发现，这样的行星在宇宙中本质上比它们的兄弟姐妹热木星要常见得多。我们发现这种“冷闪烁”的发生率为$6.73^{+2.09}_{-1.13}$ \%，几乎比热闪烁的发生率（$0.84^{+0.70}_{-0.20}$ \%）高一个数量级。我们还发现，在轨道距离为$\sim$ 1\，au以上，巨行星的出现率基本上是恒定的.我们的研究结果加强了传统的径向速度调查的重要性，了解太阳系在宇宙中的位置。
2019-12-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
