Photospheric carbon and oxygen abundances of F-G type stars in the Pleiades cluster
为了研究年轻的疏散星团M45的碳氧比（Pleiades），32颗F-G型矮星的C和O丰度（在Teff~5800- 7600 K的有效温度范围内，vesini的投影自转速度范围为~10- 110 km/s），确定了属于该星系团的一个星系团。C I 5380和O I 6156-8线的拟合技术。发现这些C I和O I线的非LTE校正实际上可以忽略不计（小于百分之几dex）。由此产生的C和O丰度（以及Fe丰度）几乎是均匀的，没有任何系统的依赖Teff或vesini。然而，我们发现，尽管Fe的丰度接近太阳（[Fe/H]~0），但碳的丰度却略低于太阳（[C/H]~-0.1），而氧的丰度略高于太阳（[O/H]~+0.1）。这导致了一个结论，即在形成这些昴星团恒星的原始气体中，[C/O]比是适度的亚太阳（~-0.2），大约在120- 130百万年前。有趣的是，同样年轻的B型星也显示出相同的结果（[C/O]~-0.2），而年龄相当大（~1-10 Gyr）的近太阳场F-G星的金属丰度平均值几乎为太阳值（[C/O]~0）。两个年龄明显不同的恒星群之间的C/O比的这种差异可以解释为银河系恒星可能在很长一段时间内经历的轨道迁移机制的结果。
2016-10-19 astro-ph.SR
Atomic Radiative Data for Oxygen and Nitrogen for Solar Photospheric Studies
我们最近重新分析的太阳光球光谱与非本地热力学平衡（非LTE）模型导致更高的金属丰度相比，以前的作品。当将新的化学丰度应用于标准太阳模型计算时，新的成分解决了日震学对太阳结构的独立约束长期存在的差异。确定化学丰度的关键是原子数据的准确性，特别是辐射转移模型中使用的$f$值。在这里，我们详细描述了我们的非LTE模型中使用的中性氧和氮的$f$值的计算。我们的计算$f$值是基于多方法，多代码的方法，是最详细和广泛的同类谱线的利益。本文还报道了氧光电离截面的广义R矩阵计算的细节。我们的计算得到了可靠的$f$值，具有良好的不确定性约束。我们比较我们的结果与以前的理论和实验测定{原子数据。我们还使用来自不同来源的数据，量化了所采用的光电离横截面对太阳O丰度光谱估计的影响。我们确认，我们的3D非LTE值是稳健的，不受光电离数据选择的影响，与Nahar最近的声明相反。
2022-06-28 astro-ph.SR physics.atom-ph
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
The solar photospheric nitrogen abundance. Analysis of atomic transitions with 3D and 1D model atmospheres
背景：近年来，太阳化学丰度的研究已经相当详细，因为不同的指标，即推断太阳金属丰度的差异值，一方面是借助太阳大气三维流体动力学模型进行光谱化学成分分析得出的“太阳下”光球丰度，另一方面是日震学推断的高金属丰度。目标：在以前的工作中使用CO 5 BOLD 3D流体动力学太阳模型研究了太阳氧丰度之后，我们采用了类似的方法研究了太阳氮丰度，因为该元素占整个太阳金属丰度Z的很大一部分。实验方法：我们使用的原子谱线的选择，以确定太阳氮丰度，主要依靠在文献中的等效宽度测量。我们调查的丰度分析的影响，从当地的热力学平衡（“NLTE效应”）和光球的不均匀性（“造粒效应”）的偏差。结果：我们推荐使用太阳氮丰度A（N）=7.86+-0.12，其误差线反映了线到线的散射。结论：基于CO 5 BOLD的氮和氧丰度所暗示的太阳金属丰度在0.0145<= Z <= 0.0167的范围内。这一结果是一个步骤，协调光球丰度与日震约束Z。我们最合适的估计是Z=0.0156和Z/X=0.0213。
2009-03-19 astro-ph.SR
Carbon-to-Oxygen Ratios in M dwarfs and Solar-type stars
在太阳型恒星中，通过相对于太阳的差分光球丰度分析，已经获得了星周盘的初始C/O比。我们提出的C/O比的M矮星的绝对丰度分析来自CO和H_2O的光谱在K带。我们用Kolmogorov-Smirnov检验比较了M矮星和太阳型恒星的C/O比分布。M矮星的C/O分布与太阳型恒星中高C/O比率的低频率相一致。
2016-07-26 astro-ph.SR
Uncertainty Estimates of Solar Wind Prediction using HMI Photospheric Vector and Spatial Standard Deviation Synoptic Maps
目前的太阳风预测是基于Wang和Sheeley在1 AU处观测到的太阳风速度与光球层和内日冕之间的磁通量管膨胀率（FTE）之间的经验关系，其中FTE是由日冕模式计算的，该模式以光球通量密度天气图作为其内边界条件，外推光球磁场，从而推断日冕和日球磁场配置。由于这些天气图是最广泛使用的所有太阳磁数据产品之一，天气图中的不确定性引起的模型预测的不确定性值得研究。然而，直到Bertello等人（Solar Physics，289，2014）获得了空间标准差天气图;每个光球天气图的空间标准差图的98个蒙特卡洛实现，才有了与天气图构建相关的这种估计。在本文中，我们提出了一个估计的不确定性太阳风的速度预测在1 AU的CSSS模式，由于光球天气图的不确定性。我们还提出了一个比较的模型与STEREO/SECCHI EUV天气图预测的冕洞位置。为了量化所涉及的不确定性的程度，我们比较了预测的速度与OMNI太阳风的数据在同一时期（考虑到太阳风过境时间），并获得它们之间的均方根误差。为了说明不确定性估计在太阳风预报中的重要性，我们对CR 2102、CR 2137和CR 2160这三个卡林顿自转在太阳活动周不同阶段进行了分析。不确定性估计是当前和未来努力提高太阳风预测精度所必需的关键信息。
2020-08-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Continuum intensity and [O I] spectral line profiles in solar 3D photospheric models: the effect of magnetic fields
本文研究了磁场在太阳光球三维磁对流模型中的重要性，讨论了磁场对不同观测倾角下连续谱强度的影响，以及对两条[O I]谱线强度分布的影响。我们使用的RH数值辐射转移代码进行后验谱合成的磁场丰度测定的影响，在我们的出版物中使用的相同的时间序列的磁对流模型。我们获得了一个很好的匹配的合成光盘中心连续强度的绝对连续值从FTS观测光谱的中心到边缘变化（CLV）的合成数据的观测匹配也很好，部分原因是三维辐射传输功能的RH代码。数值时间序列中不同水平的磁通量不会改变匹配的质量。关于目标[O I]谱线，我们发现，相反，磁场导致合成谱中不可忽略的变化，较大的平均磁通量导致线变得明显较弱。因此，如果使用非磁性的数值模型，人们将得到的光球氧丰度将降低几个到几个厘米。列入磁场被证实是重要的，以改善目前的太阳建模，这里特别是在谱线的形成和推导一致的化学丰度。这些结果可能会进一步阐明有关太阳氧丰度精确值的仍然有争议的问题。
2015-01-27 astro-ph.SR
Solar oxygen abundance
基于对太阳表面金属丰度的争论，我们重新分析了太阳光球层氧（O）丰度。新的原子模型的O和Ni被用来执行非局部热力学平衡（NLTE）计算与一维流体静力学（MARCS）和三维流体动力学（交错和Bifrost）模型。Bifrost 3D MHD模拟被用来量化色球层的影响。我们比较新的高分辨率，R = 700 000，空间分辨光谱的太阳使用IAG FTS仪器获得的三维NLTE线轮廓。我们发现在777 nm处的O-I谱线产生logA（O）= 8.74 +/- 0.03 dex的丰度，这取决于H-碰撞碰撞数据和振子强度的选择.在630 nm处的禁[O I]线与模型的依赖性较小，因为它几乎在LTE中形成，并且对对流仅弱敏感。然而，这种跃迁的振子强度比777 nm谱线的振子强度更不确定。在具有Ni I共混物的3D NLTE中建模，630 nm线产生log A（0）= 8.77 +/- 0.05 dex的丰度。我们将我们的结果与文献中以前的估计进行比较，并得出结论，太阳光球O丰度的最可能的值，我们估计在log A（O）= 8.75 +/- 0.03 dex。
2021-09-02 astro-ph.SR
Element abundance ratios in the quiet Sun transition region
根据新的原子数据，通过重新评估太阳和日光层天文台上日冕诊断光谱仪先前公布的数据，推导出了平静太阳过渡区镁与氖（Mg/Ne）和氖与氧（Ne/O）的元素丰度比。平静太阳Mg/Ne比值对于评估磁场活动对第一电离势（FIP）效应机制的影响是重要的，而Ne/O比值可以用来推断太阳光球层中无法直接测量的氖丰度。Mg/Ne的平均值为$0.52\pm 0.11$，适用于0.2- 0.7 ~MK的温度范围，与以前的研究结果一致。然而，Ne/O比约大40%，取适用于0.08--0.40~MK温度范围的值$0.24\pm 0.05$。增加主要是由于电离和复合率的变化，影响平衡电离平衡。如果把Ne/O的比值解释为反映光球层的比值，那么光球层的氖丰度是$8.08\pm 0.09$或$8.15\pm 0.10$（在对数尺度上，氢是12），这取决于M.~ Asplund等人或E.~ Caffau等人被使用。更新后的光球氖丰度意味着$1.6\pm 0.6$宁静太阳的Mg/Ne FIP偏置。
2018-01-17 astro-ph.SR
Oxygen and Neon Abundances of B-Type Stars in Comparison with the Sun
为了重新审视长期存在的关于当前银河系气体和太阳大气中氧成分可能不一致的问题（即，前者比后者低约0.3dex），这显然与银河系化学演化相矛盾，我们利用OI 6156-8谱线在考虑非LTE效应的情况下对64颗B型中晚期恒星进行了氧丰度测定，并与用同样方法建立的太阳氧丰度进行了比较。由此得到的平均氧丰度为<A（O）> = 8.71（+/- 0.06），这意味着[O/H]（恒星-太阳差异丰度）约为-0.1，差异比以前认为的要小。此外，由于3D校正可能会进一步降低参考太阳氧丰度（8.81）约0.1德克斯，我们得出结论，这些B星的光球O丰度几乎与太阳相同。我们还测定了来自Ne I 6143/6163谱线的样本B星的氖的非LTE丰度为<A（Ne）> = 8.02（+/- 0.09），导致Ne/O比约为0.2，与最近的研究一致。这排除了相当高的Ne/O比的可能性，一旦提出作为解决所面临的太阳模型问题。
2010-08-06 astro-ph.SR
Achieving Self-Consistent Nonlinear Force-free Modeling of Solar Active Regions
根据2007年4月30日Hinode卫星观测得到的光球矢量磁图，考虑到边界数据的不确定性，并使用改进的多仪器数据合并方法，构造了NOAA太阳活动区AR 10953日冕磁场的非线性无力解。该解决方案演示了Wheatland & Regnier（2009）的“自洽”程序，首次包括不确定性。自洽程序解决了光球矢量磁图数据与无力模型不一致的问题，特别是垂直电流密度的边界条件被过度指定，并允许两个不同的非线性无力解决方案的建设。该程序修改的边界条件，电流密度在一系列的周期，直到两个非线性无力的解决方案同意。因此，它构建了一个精确的单一解决方案的无力模型，边界值接近，但不完全匹配，矢量磁图数据。包含不确定性在具有较小不确定性的点处更紧密地保持边界条件。自洽的解决方案获得的活动区AR 10953是显着的非势，与磁能E/E_0 = 1.08，其中E_0是参考电位（电流自由）磁场的能量。自洽的解决方案被证明是强大的，对在每个周期的两个无力模型的建设的细节的变化。这表明，可靠的非线性力自由活动区的建模是可能的，如果矢量磁图边界数据的不确定性。
2010-12-16 astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 astro-ph.SR
An Optical Spectroscopic Study of T Tauri Stars. I. Photospheric Properties
从年轻恒星在HR图中的位置测量它们的质量和年龄不仅受到适用于场星的典型观测不确定性的限制，而且还受到与星周现象相关的大系统不确定性的限制。本文分析了283颗邻近金牛座T星的通量定标光谱，并测量了它们的光谱类型和色散。本文的主要进展是：（1）在全光波长范围内计算的光谱类型和消光测量中加入了简单的吸积连续体;（2）对大样本恒星的统一分析。非吸积TTS光球模板和恒星光球模型之间的比较被用来获得从光谱类型到温度的转换。光谱类型之间的差异可能是微妙的，难以辨别，特别是在考虑吸积和灭绝时。这里测量的光谱类型与过去十年测量的光谱类型基本一致。然而，我们的新的光谱类型是1-2子类晚于文献光谱类型的原始成员的TWA和文献值的一些著名的金牛座CTTS是不一致的。我们的消光测量与其他光学消光测量一致，但通常比NIR测量低1 mag，可能是方法差异和大多数CTTS中存在NIR过量的结果。作为一个说明的吸积，SPT，和灭绝的不确定性的年轻星团的HR图的影响，我们发现，由此产生的恒星在TWA的光度传播是15- 30%。TWA中的光度分布和之前测量的金牛座双星的光度分布表明，对于大多数恒星来说，原恒星的吸积率不足以显着改变随后的演化。
2014-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of carbon.Analysis of atomic carbon lines with the CO5BOLD solar model
使用流体动力学模拟，原子数据的选择，和计算偏离局部热力学平衡的太阳光谱分析意味着向下修订的太阳金属丰度。我们正在使用CO 5 BOLD代码计算的最新模拟来重新评估太阳的化学成分。本文用辐射-流体动力学CO_5BOLD模型计算了太阳光球层碳丰度，并用Kiel程序计算了对局部热力学平衡的偏离。我们在高分辨率、高信噪比的太阳图谱上测量了原子CI线的等效宽度。偏离局部热力学平衡计算在一维基尔代码。我们推荐的太阳碳丰度值依赖于对观测线的98次独立测量，为A（C）=8.50+-0.06，引用的误差是统计误差和系统误差的总和。结合我们最近对太阳氧和氮丰度的结果，这意味着太阳的金属丰度Z=0.0154和Z/X=0.0211。我们的分析意味着太阳的碳丰度是约0.1德克斯高于在以前的分析中发现的基于不同的三维流体动力学计算。这种差异部分是由我们的等效宽度测量结果驱动的（我们平均测量的等效宽度大于基于3D模型的其他工作），部分原因可能是由于流体动力学模拟和频谱合成代码的不同特性。我们从CO 5 BOLD分析中获得的太阳金属丰度与日震学的约束比以前的3D丰度结果稍微好一点。（节录）
2010-02-12 astro-ph.SR
Properties of Carbon-Oxygen White Dwarfs From Monte Carlo Stellar Models
我们使用恒星演化工具包、恒星天体物理实验模块（MESA）和反应速率库STARLIB中的概率密度函数，研究了碳氧白矮星在反应速率的复合不确定性方面的性质.这是第一个使用完整恒星模型的蒙特卡罗恒星演化研究。专注于3 M $_{\odot}$模型从前主序列的第一个热脉冲，我们调查剩余的核心质量，成分和结构特性作为26 STARLIB反应速率的函数，包括氢和氦燃烧使用主成分分析和斯皮尔曼秩相关。相对于算术平均值，我们发现第一次热脉冲时核心质量的95%置信区间宽度为$ΔM_{\rm 1TP}$ $\approx$ 0.019 M $_{\odot}$，年龄为$Δ$ $t_{\rm{1TP}}$ $\approx$ 12.50 Myr，中心温度为$Δ\log(T_{\rm c}/{\rm K}) \approx$ 0.013，中心密度为$Δ\log(ρ_{\rm c}/{\rm g \ cm}^{-3}) \approx$ 0.060，中心电子分数为$ΔY_{\rm{e,c}} \approx$ 2.6 $\times$ 10 $^{-5}$，$ΔX_{\rm c}(^{22}\rm{Ne}) \approx$ 5.8 $\times$ 10 $^{-4}$，$ΔX_{\rm c}(^{12}\rm{C}) \approx$ 0.392和$ΔX_{\rm c}(^{16}\rm{O}) \ap…
2016-03-22 astro-ph.SR
Evidence that the Hot Jupiter WASP-77 A b Formed Beyond Its Parent Protoplanetary Disk's H2O Ice Line
理想化的原行星盘和巨行星形成模型被解释为，巨行星的大气丰度可以用来推断其在其母原行星盘中的形成位置。最近有报道称，热木星WASP-77 A b具有太阳大气层下的碳和氧丰度，具有太阳的C/O丰度比。假设它的主星WASP-77 A的太阳碳和氧丰度，WASP-77 A b的大气碳和氧丰度可能表明它从贫碳气体中将其包层内部吸积到其母原行星盘的H2O冰线，随后几乎没有星子吸积或核心侵蚀。我们全面建模WASP-77 A，并使用我们的结果来更好地表征WASP-77 AB。我们发现，在WASP-77 A的光球碳和氧的丰度是超太阳的亚太阳的C/O丰度比，这意味着WASP-77 AB的大气具有显着的亚恒星的碳和氧丰度与超恒星的C/O比。我们的结果可能表明WASP-77 AB的包层是被行星吸积在其母原行星盘的H2O冰线之外的。虽然这些理想化模型的许多理论复杂性现在已经被确定，非太阳原行星盘丰度比的可能性甚至混淆了最复杂的原行星盘和巨型行星形成模型。因此，我们认为，巨行星大气丰度比只能有意义地解释相对于可能的非太阳平均组成的父母原行星盘记录在光球丰度的太阳型矮宿主恒星。
2022-02-01 astro-ph.EP 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
Chemical Homogeneity in the Orion Association: Oxygen Abundances of B Stars
我们提出了非LTE氧丰度的样本中的猎户座协会的B星。丰度计算包括非LTE谱线形成，并使用完全覆盖的非LTE模型大气。恒星参数与Cunha & Lambert（1994）先前研究中采用的参数相同。我们发现，年轻的猎户座恒星在这个样本中的10颗恒星被描述为一个单一的氧丰度的平均值为A（O）=8.78和一个小的分散度为+/- 0.05 dex，这是在分析中的不确定性的顺序。这一平均氧丰度与Cunha & Lambert（1994）先前获得的平均氧丰度相当：A（O）= 8.72 +/- 0.13，尽管这一早期研究基于LTE中的非覆盖模型大气，显示出更大的分散性。在我们以前对氖和氩的研究中也发现了猎户座B星化学丰度的小分散;所有这些都基于相同的有效温标。猎户座星协的氧丰度分布与太阳附近的氧丰度的其他结果比较好。
2011-10-26 astro-ph.SR
Quantifying uncertainties in the solar axion flux and their impact on determining axion model parameters
本文回顾了太阳轴子通量计算，开发了代码量化太阳模型带来的系统与统计不确定性，并研究了在考虑这些不确定性的情况下，即将建成的 IAXO 望远镜区分 KSVZ 轴子模型及解决太阳丰度问题的能力。
2021-09-08 astro-ph.SR hep-ph
Does the solar oxygen abundance change over the solar cycle? An investigation into activity-induced variations of the O I infrared triplet
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理研究所）；ESO – European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
该研究通过分析太阳活动周期中O I近红外三重线和禁制线的光谱数据，发现太阳氧丰度在活动极值间变化极小，表明其稳定性，但可能对更活跃的恒星有影响。
2026-01-22 astro-ph.SR
Stellar mass-loss near the Eddington limit. Tracing the sub-photospheric layers of classical Wolf-Rayet stars
在演化末期，热的大质量恒星会发展出强烈的星风，并以发射线星的形式出现，例如WR星或LBV。在这些重要的前SN阶段的质量损失的定量描述受到阻碍的未知数，如结块和孔隙度，由于不均匀的风结构，并通过光学厚恒星风的不完整的理论理解。在这项工作中，我们调查的条件下，在深大气层的WR星，以找出这些是否符合光学厚风的理论，以及我们是否发现在这些层中的结块的迹象。我们使用一种新的半经验方法来确定大样本的WR星的碳（WC）和氧（WO）序列的声波点光学深度，密度和温度。基于一个人工模型序列，我们研究了我们的方法的可靠性和它对恒星参数不确定性的敏感性。我们发现在我们的样本中WR星在音速点服从一个近似的Prad/Pgas ~80的关系。这种“风的条件”是无处不在的辐射驱动，光学厚风，并设置可能的风/包络线的解决方案影响半径，质量损失率，和结块性能的限制。我们的研究结果表明，光学厚风的存在可能会迫使许多恒星附近的爱丁顿限制发展成团，径向延伸的次表面区域。在这些区域的聚集是最有可能持续的非线性奇异模不稳定性，并可能是所观察到的风聚集的起源。典型的晚型WC星的性质符合这个模型。没有次表面聚集和膨胀的解决方案也是可能的，但需要质量损失率相对较低的致密恒星。这些天体可能类似于WO恒星的小团体，具有异常热的恒星温度和高度电离的风。
2013-10-16 astro-ph.SR
The solar carbon, nitrogen, and oxygen abundances from a 3D LTE analysis of molecular lines
碳、氮和氧是太阳中第四、第六和第三丰富的元素。由于所谓的太阳模型问题已经持续了几乎$20$年，它们的丰度仍然是激烈的争论。我们重新审视这个问题，提出了一个均匀的分析的$408$分子线在$12$诊断组，观察到的太阳强度谱。利用一个真实的三维辐射流体动力学模型和局部热力学平衡线的形成，我们发现了$\logε_{C} = 8.47\pm0.02$、$\logε_{N} = 7.89\pm0.04$和$\logε_{O} = 8.70\pm0.04$。规定的不确定度主要反映了结果对模式大气的敏感性;这种敏感性在不同诊断组之间是相关的，这些诊断组都与平均结果一致，在$0.03$ dex内。对于碳和氧，分子结果与我们对原子线的3D非LTE分析非常一致。然而，对于氮，分子指标给出的$0.12$ dex比原子指标更大，我们对太阳氮丰度的最佳估计是平均值：$7.83$ dex。这里所提倡的太阳氧丰度接近于我们早先确定的$8.69$ dex，因此目前的结果并不能显著缓解太阳模型的问题。
2021-09-10 astro-ph.SR
Testing 3D solar models against observations
我们提出了一系列的观测测试的结果，三维和一维太阳模型。特别是，重点是原子氧线的形成，用于获得备受争议的太阳氧光球丰度。使用高质量的观测获得的瑞典太阳望远镜（SST），我们研究的O I线的中心到肢体的变化，测试模型和线的形成（LTE和非LTE）。对于O I 777 nm三重态，中心到边缘的变化在非LTE线形成中设置了强约束，并且用于导出中性氢碰撞的经典Drawin配方的经验校正因子（S_H）。利用SST数据的空间分辨特征，还研究了用于测试3D模型和线形成的附加框架。从测试中，我们证实，所采用的三维模型是现实的，它的预测与观测吻合得很好。
2009-09-23 astro-ph.SR
Lithium, Carbon, and Oxygen Abundances of Hyades F-G Type Stars
试图对光球Li、C和O丰度的行为进行系统研究在T_eff ~5000- 7000 K范围内，我们对毕星团主序星的四个光谱区进行了广泛的光谱合成分析（包括Fe族元素、Li I 6708线、C I 7111-7119线和O I 6156-8线）。C和O的丰度在一个边缘的超日水平上被证明是相当均匀的，例如Fe的情况：<[C/H]> = +0.15（sigma = 0.08），<[O/H]> = +0.22（sigma = 0.14），和<[Fe/H]> = +0.11（sigma = 0.08），这表明这些元素的原始丰度几乎被保留下来。然而，严格地说，它们显示出随着T_eff的减小而略微增加的趋势（通常在~10^（-4）dex/K的数量级上;虽然这可能是由于大气参数的不适当选择，但我们发现很难给出合理的定量解释。关于Li，我们证实了目前报道的Li丰度的T_eff依赖性趋势（在6300 K <T_eff<6700 K处有一个明显的Li低谷，在T_eff <6000 K处逐渐降低到较低的T_eff），这意味着毕宿星表面Li基本上只受T_eff控制，而其他参数如旋转速度几乎无关。
2012-12-27 astro-ph.SR
Searching for new physics using high precision absorption spectroscopy; continuum placement uncertainties and the fine structure constant in strong gravity
本文研究连续谱放置误差对白矮星G191−B2B光球吸收线精细结构常数测量的影响，开发了自动化连续谱估计方法，发现该误差导致系统性偏移并解释了NiV与FeV测量间的3.2σ差异。
2025-04-07 astro-ph.IM astro-ph.SR gr-qc
Correlation between technetium and lithium in a sample of oxygen-rich AGB variables
本文的目的是：1）重新审视富氧渐近巨星分支（AGB）变星样本的Tc含量和2）增加已测量Li丰度的此类恒星的数量，以提供额外混合过程的理论模型的约束。为此，我们分析了高分辨率光谱的18个样本星的吸收线的Tc和Li的存在。后者的丰度是通过比较观察到的光谱流体静力学MARCS模型光谱。测辐射热星等由近红外测光和脉动周期确定。我们将天鹅座V441重新归类为富TC星，而不寻常的Mira星R Hya和W Eri则是贫TC星。所有样本恒星的锂丰度或上限都已确定。在所有的恒星与Tc，我们也检测到李。其中大多数的锂含量略低于太阳光球层的值，除了V441 Cyg，它的丰度是太阳的1000倍。我们还发现，类似于Tc，一个较低的光度极限似乎存在的Li的存在。我们的结论是，较高的锂丰度发现在较冷和较高的光度对象可能源于锂生产机制上的AGB操作。恒星质量可能对这种（额外混合）产生机制有至关重要的影响。据推测，R Hya的脉动周期下降是由最近的热脉冲（TP）造成的。虽然没有检测到Tc并不排除TP，但它表明TP不足以在R Hya中驱动挖掘。另一方面，天鹅座V441可能是一颗低质量的本征S星，通过额外的混合过程产生大量的Li，或者是一颗中等质量的恒星（M>=M_sun），由于热的底部燃烧而产生Li。
2009-11-18 astro-ph.SR
Radiogenic p-isotopes from SNIa, nuclear physics uncertainties and Galactic chemical evolution compared with values in primitive meteorites
本文计算了不同金属丰度的Ia型超新星的多维Krasekhar-质量模型中丰质子同位素的核合成。该框架给出了短寿命放射性同位素92 Nb、97 Tc、98 Tc和146 Sm的预测丰度。丰度种子是通过计算从双星伴星到碳氧白矮星上的物质的s-过程核合成得到的。被认为是在不同的金属丰度和13 C-口袋效率的细网格的S-种子。银河系化学演化模型是用来预测的贡献SNIa的太阳系p-核组成的陨石测量。核物理的不确定性对于确定SNeIa在92 Nb和146 Sm生产中的作用至关重要。我们发现，如果标准的SNeIa是所有SNIa的至少50%，他们是强有力的候选人再现陨石中观察到的放射性成因的P-过程签名。
2014-08-28 astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements. IV: The standard composition of the Sun
在天体物理学的各种研究中，包括在计算标准太阳模型（SSM）时，都需要太阳的化学组成，这些模型描述了太阳从主序前到现在的年龄的演变。在这项工作中，我们提供了一个关键的再分析的太阳化学丰度和相应的SSM。对于光球值，我们采用了IAG设施收集的新的高质量太阳观测数据，最先进的非平衡建模，新的振子强度和不同的大气模型，包括MARCS模型，以及基于Stagger和CO 5 BOLD恒星对流3D辐射流体动力学模拟的平均值。我们对O I和N I跃迁的振子强度进行了新的计算。对于O I -内部模型的关键元素-使用几种独立的方法进行计算。我们发现跃迁概率的新估计之间存在前所未有的一致性，从而支持了我们修改后的太阳氧丰度。我们还提供了新的估计的惰性气体Ne丰度。我们调查我们的结果与以前的估计相比。我们讨论了我们的光球测量的一致性与陨石值考虑到系统和相关的错误。最后，我们提供了修订后的化学丰度，导致一个新的值的太阳光球现今金属丰度$Z/X = 0.0225$，并采用它们在SSM的计算。我们发现，令人困惑的太阳内部结构和模型的日震约束之间的不匹配解决了新的化学成分。
2022-03-04 astro-ph.SR
Solar abundances and 3D model atmospheres
我们目前的太阳光球丰度的12个元素的光学和近红外光谱。丰度分析采用三维流体力学（CO5BOLD）以及标准的一维流体静力学模型大气。我们将我们的结果与其他人进行比较，强调差异和仍然存在的问题，特别是氧气的关键丰度。我们认为，低太阳光球的热结构是非常好的代表我们的3D模型。我们得到了一个很好的匹配所观察到的中心到肢体的变化的线覆盖的连续强度，也在波长shorthormance的巴耳末跳跃。
2009-11-22 astro-ph.SR
Near Infrared Spectroscopy of M Dwarfs. II. H2O Molecule as an Abundance Indicator of Oxygen
根据M矮星的近红外光谱（R~20000），由H_2 O的振转谱线确定了氧的丰度。虽然M矮星中的H_2O线彼此混合很差，并且由于许多H_2O线本身的集体效应，连续谱能级明显降低，但我们还是根据观测谱和理论谱中的赝连续谱对H_2O线进行了定量分析。为此，利用最近的高精度H_2O谱线表，对理论谱线上的伪连续谱进行了评价。然后，我们提出了一个简单而灵活的方法，分析等效宽度（EW）的混合功能，通过使用一个小曲线的增长（CG），这是一个小部分的通常CG周围观察到的EW。通过使用从合成光谱评估的理论EW，以与从观察到的光谱测量EW完全相同的方式生成迷你CG。通过使用迷你CG将观察到的EW转换为丰度，并且对所有观察到的EW逐线或逐混合重复该过程。在冷M矮星中，几乎所有的氧原子在CO形成后都是稳定的H2O分子，由于光球模型的不完善，这些分子几乎没有受到不确定性的影响。那么众多的H2O线是氧丰度的极好指示器。38 M矮星的氧丰度被确定为logAo在-3.5和-3.0之间。由此产生的O/C比绘制对logAc似乎是系统的富碳M矮星较小，显示不同的形成历史的氧和碳的化学演化的银河系盘。此外，大多数M矮星的O/Fe比更接近于基于经典高氧丰度的太阳O/Fe比，而不是最近向下修正的低值。
2014-12-30 astro-ph.SR
Ensemble Modeling of the Solar Wind Flow with Boundary Conditions Governed by Synchronic Photospheric Magnetograms. I. Multi-point Validation in the Inner Heliosphere
该研究通过多尺度流体动力学-动力学模拟套件（MS-FLUKSS）中的经验驱动磁流体动力学模型对三维太阳风流动进行集合模拟，验证了光球边界条件不确定性对结果的影响，其结果与多探测器数据吻合良好，为改进空间天气预报提供了支持。
2025-05-28 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.space-ph
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
Carbon stars with increased oxygen and nitrogen abundances: hydrostatic dust-free model atmospheres
我们已经计算了一个网格的流体静力学球形COMARCS模型的C星覆盖金属丰度从[Z/H]=0到-2和值的碳过剩[C-O]从6.41到9.15，加上一些温度序列，其中的氧和氮的量增加相对于缩放的太阳元素混合物。这种丰度的变化可能出现在恒星演化的晚期。我们的研究涵盖了[O/Z]和[N/Z]上升到+0.5的变化。根据大气结构，我们计算了合成光谱和光度学的所有模式在一个一致的方式。改变[O/Z]和[N/Z]的序列可用于导出校正项，这些校正项应用于针对有效温度、表面重力、金属丰度和碳过量的特定组合预测的颜色。如果在氧含量变化的情况下忽略这些变化，则采用[C-O]而不是C/O得到更好的结果，因为第一个量主导许多重要分子种类的形成。对于较暖、脉动较弱的C巨星，当模型和观测性质的辐射转移计算中的不透明度处理一致时，原则上可以从高分辨光谱确定[C-O]、[O/Z]或[N/Z]。相应的变化，由于丰度往往成为显着大于偏差所造成的恒星参数的不确定性或光学薄尘埃壳。光度数据和低或中分辨率光谱不足以得出上述数量。
2019-05-22 astro-ph.SR
Oxygen isotopic ratios in intermediate-mass red giants
上下文氧的三种主要同位素的丰度在氧循环过程中发生变化。当第一次挖掘将燃烧产物混合到表面时，核合成过程可以通过测量氧同位素比率来探测。目标。通过测量已知质量的红巨星中的16 O/17 O和16 O/18 O，我们将同位素比与恒星和星系演化模型的预测进行了比较。方法.氧同位素比值是从六颗红巨星的K带光谱中推导出来的。样本红巨星是疏散星团成员，已知质量在1.8到4.5 Msun之间。丰度测定采用用COMARCS代码计算的合成光谱。核反应速率、混合长度和氧同位素初始丰度变化的不确定性的影响由一组使用FUNS代码的核合成和混合模型确定。结果观测到的16 O/17 O比值与模型结果吻合得很好，即使测量值并没有提出明确的证据表明恒星质量的变化。观测到的16 O/18 O比值明显低于我们参考模型的预测。核反应速率和混合长度参数的变化对预测值的影响很小。K巨星的12 C/13 C比值意味着这些天体中没有额外的混合。结论.与银河系化学演化模型的比较表明，16 O/18 O丰度比经历了比预测更快的下降。为了解释所观察到的比率，最可能的情况是一个较高的初始18 O丰度与较低的初始16 O丰度相结合。将测得的18 O/17 O比值与ISM点的相应值进行比较，结果显示初始增强也为17 O。由于观测的局限性，这一结论不能成为定论。
2015-04-21 astro-ph.SR
Solar abundances and granulation effects
太阳丰度在过去十年中经历了一次重大的向下修正，据说是由于采用三维流体动力学模拟来模拟太阳光球的不均匀结构。Asplund等人（2004年）提出的氧丰度非常低，A（O）=8.66，加上碳和氮丰度的向下修正，给太阳模型解释日震测量带来了严重的问题。在努力促进争议，我们重新推导光球丰度的几个元素独立于以前的分析。我们应用了最先进的3D（CO 5 BOLD）流体动力学模拟的太阳颗粒以及不同的一维模型大气的线分光丰度测定。分析是基于标准的光盘中心和光盘集成的光谱图谱;对于氧，我们在不同的日心角获得另外的光谱。导出的丰度是可用原子线的等效宽度和/或线轮廓拟合的结果。我们讨论了不同的颗粒对太阳丰度的影响，并将我们的结果与以前的调查进行比较。根据我们的调查，流体动力学模型是重要的太阳丰度的测定，但不负责最近在文献中的太阳金属丰度的向下修订。
2009-10-25 astro-ph.SR
Theoretical evaluation of solar proton-proton fusion reaction rate and its uncertainties
本文利用无显式π介子的量子色动力学有效场论在次领头阶重新计算太阳质子-质子聚变反应率，发现其比推荐值增强1-4%，并据此降低$^8$B和$^7$Be中微子通量，为“太阳成分问题”提供新约束。
2022-08-16 astro-ph.SR nucl-th
Nonlinear force-free field modeling of a solar active region using SDO/HMI and SOLIS/VSM data
我们使用SDO/HMI和SOLIS/VSM光球磁场测量模拟太阳活动区上方的无力日冕场，假设磁力占主导地位。我们采取测量不确定性引起的，例如，噪声和特定的反演技术。在搜索特定数据集的最佳建模参数后，我们比较了由此产生的非线性无力模型场。通过比较相对自由能含量、磁压的垂直分布和垂直积分电流密度，我们显示了不同数据源的日冕场重建的一致程度。虽然VSM和HMI测量的纵向和横向磁通量明显不同，但我们在模拟的磁场中发现了相当大的相似性。这表明我们用来计算非线性无力场的算法对作为输入的光球矢量图的差异和缺陷的鲁棒性。我们还描绘了多少总的无力，维里和自由磁能的绝对值不同，以及如何的HMI和VSM为基础的模型体积的纵向和横向分量的方向相互比较。
2012-06-06 astro-ph.SR
Elemental and Isotopic Yields from T Coronae Borealis: Predictions and Uncertainties
针对北冕座T再发新星，基于2025年最新热核反应率及不确定性开展蒙特卡洛核合成计算，量化丰度不确定性、识别关键反应，明确不同白矮星模型的元素判别指标，为后续实验与爆发观测解读提供指导。
2025-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar velocity references from 3D HD photospheric models
在太阳光谱观测中，多普勒速度的测量需要参考当地静止坐标系。地球的自转和径向速度以及太阳的自转在观测中引入了速度偏移。通常情况下，缺少速度的良好参考（例如大地线），特别是在基于滤波器的分光偏振观测中。我们确定了一个绝对的参考线的视线速度从太阳观测任何日心角，校准对流线位移的空间平均配置文件安静的太阳从3D流体动力学模拟。只要视场中有安静的太阳，这种方法就可以工作，并且它具有对原子数据中的不确定性相对不敏感的优点。我们进行辐射转移计算在LTE中选择的C I和Fe I线，而钙II红外线合成在非LTE。然而，不对称的程度和线的位移，表现出明显的依赖于日心角和线的属性。将μ= 1处的轮廓与观察到的轮廓进行比较以证明其可靠性，并针对LTE计算引起的误差、原子数据的不准确性和3D模拟进行测试。向社区提供了太阳观测者常用的线路的理论静日剖面图。这些可以用作视线速度的绝对参考。肢体效果是由3D大气沿视线的投影产生的。我们估计盘中心线偏移的精度约为50 m·s^-1，但偏离中心的轮廓仍有待于与观测结果进行检验。
2011-01-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
The impact of incorrect dissociation energies on inferred photospheric abundances
本研究通过扰动 C2、CN、CH、TiO 和 MgO 的解离能并合成 FGKM 恒星光谱，发现仅 C2 会造成显著碳丰度偏差，最高达 0.2 dex。
2024-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-dimensional NLTE radiative transfer for a double detonation Type Ia explosion model in the photospheric phase
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；Oregon State University（俄勒冈州立大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心，理论天体物理研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文学中心，天文计算研究所）
本文通过二维NLTE辐射转移模拟研究Ia型超新星双爆模型光球层阶段的多维与NLTE效应，发现NLTE处理可改善与正常Ia型超新星的符合度，但当前氦壳质量过大导致多数视线上存在过度线遮蔽问题。
2026-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collisional and magnetic effects on the polarization of the solar oxygen infrared triplet
Astronomy and Space Science Department, Faculty of Science, King Abdulaziz University（阿卜杜勒阿齐兹国王大学理学院天文与空间科学系）
研究碰撞与磁场对太阳氧红外三重态偏振的影响，揭示碰撞和磁场共同作用下原子对齐的机制。
2025-11-13 astro-ph.SR physics.atom-ph physics.plasm-ph
Recalibration of the H$α$ surface brightness-radius relation for planetary nebulae using Gaia DR3: new distances and the Milky Way oxygen radial gradient
Instituto de Física e Química, Universidade Federal de Itajubá（伊塔茹巴联邦大学物理与化学研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA), ESAC（天体生物学中心（西班牙国家科学研究委员会/国家航空航天技术研究所）欧洲空间应用中心）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；Núcleo Cosmo-Ufes & Departamento de Física – Universidade Federal do Espírito Santo（埃斯皮里托桑托联邦大学宇宙学核心与物理系）
通过Gaia DR3的视差数据重新校准了行星状星云的Hα表观亮度-半径关系，确定了1130个行星状星云的距离，并揭示了银河系氧径向梯度的变化特征，为银河系化学演化的研究提供了新的约束。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended atomic data for oxygen abundance analyses
本文通过多组态 Dirac-Hartree-Fock 和相对论组态相互作用方法计算 O I 的广泛原子数据，评估其精度并据此将太阳氧丰度修订为 8.70±0.04。
2023-04-05 astro-ph.SR physics.atom-ph
Solar Abundances of Rock Forming Elements, Extreme Oxygen and Hydrogen in a Young Polluted White Dwarf
Teff = 20，800 K的白矮星WD 1536+520具有广泛的主要造岩元素O、Mg、Al、Si、Ca和Fe的太阳丰度，以及挥发性元素C和S的强烈相对贫化。除了迄今为止观测到的最高金属丰度（log（O/He）=-3.4）外，以氦为主的大气层还具有异常的氢丰度（log（H/He）=-1.7）。在不确定性，金属与金属的比例是一致的吸积的H2O丰富的岩石母体，解释支持的异常高的微量氢。对于氦大气的白矮星来说，混合大气的扩散时间尺度异常短，不超过几百年，相当于温度低得多、富含氢的恒星的扩散时间尺度。被破坏的母体的总体重元素丰度与大体积地球模式略有偏离，并表明沉积了一些类似核的物质。总的推断吸积速率为4.2e9 g/s，至少比任何具有可比扩散时间尺度的白矮星高4倍。值得注意的是，当这个系统中的吸积耗尽时，金属和氢将在大约3亿年内变得不可检测，从而支持微量氢与行星碎片的持续吸积有关的假设。
2016-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Improved measurement of solar neutrinos from the Carbon-Nitrogen-Oxygen cycle by Borexino and its implications for the Standard Solar Model
我们提出了一个改进的测量CNO太阳中微子在地球上的相互作用率与完整的Borexino第三阶段数据集。测得的速率R $_{\rm CNO}$ = $6.7^{+2.0}_{-0.8}$计数/（日$ \cdot$ 100吨），允许我们排除CNO信号的缺失，约7 $σ$ C.L.相应的CNO中微子通量是$6.6^{+2.0}_{-0.9} \times 10^8$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$，考虑到中微子味转换。我们使用新的CNO测量来评估太阳中的C和N丰度与H丰度的第一次与太阳中微子。我们的结果$N_{\rm CN}$ = $(5.78^{+1.86}_{-1.00})\times10^{-4}$显示了一个$\sim$ 2 $σ$张力与“低金属丰度”光谱光球测量。另一方面，我们的结果与同样由Borexino测量的$^7$ Be和$^8$ B太阳中微子通量一起使用，允许在3.1 $σ$ C. L.处不利。“低金属量”SSM B16-AGSS 09 met作为“高金属量”SSM B16-GS 98的替代品。
2022-05-31 astro-ph.SR hep-ex
Oxygen, sulfur, and iron radial abundance gradients of classical Cepheids across the Galactic thin disk
本研究为迄今最大且最均匀的银河系经典造父变星样本提供了铁、氧、硫丰度，发现RG大于12 kpc时Fe和α元素径向梯度变平，且S梯度比Fe更陡，结合化学演化模型与玩具模型揭示了外盘变平的物理机制。
2023-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar System Elemental Abundances from the Solar Photosphere and CI-Chondrites
本文整合更新太阳光球层与CI球粒陨石数据，给出太阳系元素及同位素丰度，提高太阳金属丰度，并评估挥发性元素、s/p过程核素及凝聚温度相关性。
2025-02-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
