The VLT-FLAMES Tarantula Survey: XXVIII. Nitrogen abundances for apparently single dwarf and giant B-type stars with small projected rotational velocities
先前对麦哲伦星云中OB型恒星光谱的分析已经确定了具有低投影旋转速度和相对高的氮丰度的目标。VFTS获得了434颗B型恒星的光谱。我们使用TLUSTY模型大气估计了54个B型目标的大气参数和氮丰度，这些目标似乎是单个的，预计旋转速度<80 \kms，并且未被归类为超巨星。此外，重新评估了先前调查中34颗类似恒星的氮丰度。大约75-80%的目标具有小于0.3dex的氮增加，这与它们仅经历少量混合一致。然而，在我们的样本和模拟中发现低投影旋转速度<40 \kms和显着的氮富集的恒星，这意味着这些不能都是快速旋转的物体附近观察到的pole-on. Adhering增强阈值为0.6德克斯，我们观察到五颗恒星，但恒星演化模型与旋转预测只有1.25 $\pm$ 1.11随机恒星观察倾角。这些天体的过剩量估计占当前自转速度小于40 \kms的所有恒星的20-30%，占单个B型样本总数的2-4%。这些估计构成了与当前恒星演化模型网格不一致的恒星的下限。包括具有大于0.2 dex的较小氮增强的目标意味着与当前进化模型不一致的目标的百分比更大，即70%的恒星旋转速度小于40 \kms，以及单个恒星星族总数的6-8%。我们认为可能的解释，其中最有希望的似乎是打破由于磁场或恒星合并与随后的磁制动。
2018-04-05 astro-ph.SR
The surface nitrogen abundance of a massive star in relation to its oscillations, rotation, and magnetic field
我们组成了银河系中68颗大质量恒星的样本，其投影旋转速度，有效温度和重力可从高精度光谱测量中获得。这里考虑的另外七个观测变量是它们的表面氮丰度、旋转频率、磁场强度以及它们的主要声波和重力振荡模式的振幅和频率。多元线性回归估计的氮丰度结合主成分分析，解决数据的不完整和截断的性质后，揭示了有效的温度和频率的占主导地位的声波振荡模式是唯一的两个显着的预测因子的氮丰度，而预计的旋转速度和旋转频率没有预测能力。优势重力模式和磁场强度与有效温度相关，但对氮丰度没有预测能力。我们的研究结果完全基于观测和适当的统计处理，并呼吁在评估恒星演化计算结果的新策略。
2013-12-15 astro-ph.SR
Discovery of a magnetic field in the O9 sub-giant star HD 57682 by the MiMeS Collaboration
我们报告检测到一个强大的，有组织的磁场在O 9 IV星HD 57682，使用分光偏振观测ESPaDOnS在3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜的背景下，在大质量恒星（MiMeS）的磁性大计划。从我们的光谱拟合使用NLTE模型大气，我们确定HD 57682是一个$17^{+19}_{-9}$ M $_{\odot}$星，半径为$7.0^{+2.4}_{-1.8}$ R $_\odot$，和一个相对较低的质量损失率为$1.4^{+3.1}_{-0.95}\times10^{-9}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。光球的吸收谱线很窄，我们用傅里叶变换技术推知了$v\sin i=15\pm3$ km s $^{-1}$ .这$v\sin i$意味着一个最大的旋转周期为31.5天，一个值定性与所观察到的光吸收和发射线的变化，以及斯托克斯$V$配置文件和纵向字段一致。利用速度分辨Stokes $V$剖面的贝叶斯分析来推断磁场特征，我们尝试性地推导出了$1680^{+134}_{-356}$ G.推导出的场强和风的特性意味着风是强烈限制的磁场。
2009-10-01 astro-ph.SR
Nitrogen Enrichment in Atmospheres of A- and F- Type Supergiants
使用30个银河系A和F超巨星的新的精确基本参数，即它们的有效温度Teff和表面重力log g，我们对其大气中的氮丰度进行了非LTE分析。结果表明，N丰度的非LTE校正随Teff的增加而增加。氮过剩作为这类恒星的一般特征得到了证实。大多数恒星的氮过剩[N/Fe]在0.2和0.9 dex之间，恒星的氮过剩[N/Fe]分布的最大位置在0.4和0.7 dex之间。的N过剩进行了讨论，在光的预测B型主序星（MS）与旋转诱导的混合，并为他们的下一个演化阶段，即A-和F-型超巨星，经历了第一次疏浚。超巨星的MS祖先中旋转引起的混合可能是氮过剩的一个重要原因。当将我们的结果与理论对混合恒星的预测进行比较时，我们发现大部分超巨星（30个中的28个）显示了可以预期的N富集（i）对于初始旋转速度v0 = 200-400 km s-1的恒星，在MS阶段之后，（ii）或者对于v0 = 50-400 km s-1的恒星，在第一次疏浚之后。后一种可能性是首选的，因为在第一次挖掘之后，红蓝环上的恒星寿命更长。两颗没有明显N富集的超巨星，即HR 825和HR 7876，可能是后MS天体，其初始旋转速度相对较低，约为100 km s-1。v0的建议范围与从观测到的B型MS星（A和F超巨星的祖先）的投影旋转速度推断的结果大致一致。
2010-08-31 astro-ph.SR
Atmospheric parameters and rotational velocities for a sample of Galactic B-type supergiants
分析了57颗银河系B型超巨星的高分辨光谱，确定了它们的自转速度和宏观湍流速度。此外，他们的大气参数（有效温度，表面重力和微湍流速度）和表面氮丰度已估计使用非LTE网格模型大气。预测的旋转速度已经与恒星演化模型的预测进行了比较，并在一般情况下，良好的协议被发现。然而，对于少数目标，他们的观测到的旋转速度显着大于预测，虽然他们的氮丰度是一致的，其余的样品。我们的结论是，二进制可能发挥了作用，在产生大的旋转速度。氮丰度和目前预计的旋转速度之间没有相关性。然而，相关性被发现与我们的超巨星样本的主要序列前体的推断投影旋转速度。这种相关性再次与包含旋转混合的单星演化模型的预测一致。的宏观湍流和微观湍流速度场的起源进行了讨论，我们的研究结果支持以前的理论研究，前者的子光球对流和后者的非径向重力模式振荡。此外，我们还试图在我们最快速旋转的目标中识别差异旋转。
2010-01-19 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Nitrogen abundances for Be-type stars in the Magellanic Clouds
目标。我们比较了早期型恒星的演化模型的预测与大气参数，预计旋转速度和氮丰度估计的Be型恒星的样本。我们的目标位于以大麦云星系团NGC 2004和N11区域以及小麦哲伦星系团NGC 330和NGC 346为中心的4个区域。方法.大气参数和光球丰度是使用非LTE大气代码tlusty确定的。根据观测到的光谱特征，使用三种不同的方法推导出有效的温度估计值;一般来说，发现它们产生一致的估计值。重力推导出巴尔末线的轮廓和微双折射从Si III光谱。此外，还估算了星周盘连续辐射的贡献。考虑到它在约束恒星演化模型中的重要性，我们推导出了所有分析过的恒星的氮丰度（或上限）。结果我们的氮丰度是不一致的目标支出的大部分主要序列的生活旋转接近临界速度的预测。这是一致的结果，我们从我们的样本和其他调查人员的推断旋转速度分布建模。我们考虑了一些可能性来解释我们的Be型样品的氮丰度和旋转速度。
2011-09-29 astro-ph.SR
Nitrogen chronology of massive main sequence stars
在大质量主序星的旋转混合预测单调增加其表面氮丰度随时间的推移。我们利用这种效应来设计一种方法来限制大质量主序星的年龄和倾角，给出它们的观测光度，有效温度，投影旋转速度和表面氮丰度。这种方法依赖于不同金属丰度、质量和自转速率的恒星演化模型。我们使用人口合成代码STARMAKER显示我们的方法的适用范围。我们将此方法应用于79个早期的B型主序星附近的LMC集群NGC 2004和N 11和SMC集群NGC 330和NGC 346。从样本中的所有恒星中，发现17颗适合进行年龄分析。对于其中的10颗，它们是快速旋转的恒星，没有强烈的氮增强，以前的结论是它们没有演化为旋转混合的单星。我们的分析证实了这一点，它标志着这些物体的年龄与它们的等时线年龄高度不一致。对于其他七颗恒星，它们的氮和等时线年龄被发现在误差范围内一致，这验证了我们的方法。其他62颗恒星的倾角限制已经推导出来，这意味着SMC恒星的氮丰度，其中大多数只有上限是已知的，平均下降显着低于这些限制。氮年代学是检验恒星演化和研究大质量主序星基本性质的一种新的有用工具。提供了该工具的Web版本。
2012-06-19 astro-ph.SR
Rotating Massive Main-Sequence Stars II: Simulating a Population of LMC early B-type Stars as a Test of Rotational Mixing
大质量恒星的旋转混合是一个应用广泛的概念，对恒星演化有着深远的影响。大麦哲伦星云中大质量B型恒星的大样本和均匀样本的氮表面丰度是通过大质量恒星的VLT-FLAMES巡天获得的。这个样本是第一个涵盖广泛的投影恒星旋转速度的样本，具有足够大的高质量数据样本，可以进行统计学上的显著分析。我们使用的样本提供了第一个严格的测试理论的旋转混合在大质量恒星。我们计算了一个网格的恒星演化模型，使用FLAMES样本来校准一些不确定的混合过程。我们开发了一个新的人口合成代码，它使用这个网格来模拟一个大的人口的恒星质量，年龄和旋转速度分布一致的火焰样本。然后通过观察样本中的选择效应过滤合成的群体，以使经验结果和理论预测之间能够直接比较。我们的模拟再现了恒星的分数没有显着的氮富集。预测的数量与增强氮的快速旋转是大约两倍的观测发现。此外，一组恒星组成的缓慢旋转，氮富集的对象和另一个组成的快速旋转的非富集的对象不能复制我们的单星人口合成。额外的物理过程似乎需要了解人口的大规模主序星的火焰sample.We讨论的双星和磁场在解释我们的结果可能发挥的作用。我们发现，在密近双星系统中，缓慢旋转的富氮恒星的人口不太可能通过质量转移和随后的潮汐自旋下降产生
2011-04-19 astro-ph.SR
HR 5907: Discovery of the most rapidly rotating magnetic B-type star by the MiMeS Collaboration
我们报告了在快速旋转的早期B型恒星HR 5907中发现和分析了一个非常强的磁场，这是基于作为大质量恒星磁性（MiMeS）项目的一部分获得的观测结果。我们从光度测量和Hα EW测量中推断其自转周期为0.508276 +0.000015/-0.000012 d，使其成为迄今为止已知的周期最短的非简并磁性大质量恒星。从IUE紫外光谱和光谱与LTE BRUCE/KYLIE模型的比较中，我们发现一个立体角积分的均匀黑体温度为17 000 \pm 1000 K，投影旋转速度为290 \pm 10 km/s，赤道半径为3.1 \pm 0.2 R_sun，恒星质量为5.5 \pm 0.5 M_sun，并且旋转轴相对于我们的视线的倾斜角为70 ° \pm 10 \circ。我们的测量的纵向磁场，这之间变化的-500和-2000 G，相位相干的旋转周期，并意味着一个表面偶极磁场强度为\sim 15.7千G。另一方面，从拟合到平均最小二乘去卷积斯托克斯V线轮廓，我们推断出\sim 10.4 kG的偶极场强度。这种分歧可能是由于磁配置比我们的模型更复杂，和/或从非均匀的氦表面丰度分布。在这两种情况下，我们都获得了与旋转轴几乎一致的磁性（β = 7+2/-1 \circ）。我们的光谱也显示了碳，硅和氮线的弱可变性。氢的巴尔末线和帕邢线的发射变化表明存在一个密集的，高度结构化的磁层，解释为离心支撑，磁约束的星…
2011-09-14 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
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
The NGC 346 massive star census: Nitrogen abundances for apparently single, narrow lined, hydrogen core burning B-type stars
对大麦哲伦星系早期型恒星的大型光谱观测分析发现，与包含旋转混合的单星演化模型的预测相比，富氮的B型目标过量，vsini<40 km/s。相比之下，40<vsini<80 km/s的此类目标的数量与此类模型一致。我们已经进行了类似的分析61 B型类似的目标，对年轻的集群，NGC 346在小麦哲伦云（SMC）。大约65%的可能具有小于0.3dex的氮增强，这与它们由于其低旋转速度而仅经历少量混合一致。然而，与以往的大麦哲伦星系巡天一样，观测中发现了过量的低投影自转速度（vsini<40 km/s）和显著的氮富集的恒星，估计约占明显的单颗B型恒星总数的5%或当前自转速度小于40 km/s的所有恒星总数的40%。对于所有三个调查，未检测到的双星和其他不确定性的存在意味着这些百分比可能被低估，实际上有可能所有目前旋转速度小于40公里/秒的单星都富含氮。可能的解释包括磁场的影响，通过恒星合并后的磁场断裂或一个大的磁场的单一恒星的演化。这两种机制都与麦哲伦星云中富氮恒星的观测频率相一致。富氮恒星的性质与样本其余部分相比的差异与前一种机制一致。对于后者，定性比较纳入磁场的演化模型是令人鼓舞的氮富集量和它的存在，在恒星附近的ZAMS。
2019-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revising the evolutionary stage of HD 163899: the effects of convective overshooting and rotation
根据对B型超巨星HD 1，163899的质光比、有效温度和自转速度的新测定以及对恒星振荡谱的解释，修正了该恒星的演化地位。氮碳丰度的观测值确定了恒星的旋转速率。现在，更大质量的模型比以前考虑的更受欢迎，而且很可能该恒星仍处于主序星阶段。旋转引起的混合表现为大气中氮的过剩，这与我们对HARPS谱的分析一致。因此，HD 163899可能属于一组演化的富氮主序星。
2016-12-23 astro-ph.SR
Constraints on rotational mixing from surface evolution of light elements in massive stars
上下文轻元素和氮的表面丰度一起可以限制主序星上大质量恒星的混合效率，因为表面的适度混合会导致轻元素的耗尽，但后来才导致氮的富集。目标。我们希望通过跟踪大质量恒星表面轻同位素丰度的演化来检验日内瓦恒星演化代码（GENEC）中包含的旋转混合处方。方法. GENEC是一个包含复杂的旋转混合处方的一维代码。我们在这个代码中实现了一个扩展的反应网络，包括轻元素Li，Be和B，这使我们能够进行计算测试旋转诱导混合。结果我们遵循9，12和15太阳质量模型与旋转从零岁的主序列结束的He燃烧。计算结果显示，对于旋转速度更快的恒星和质量更大的恒星，轻同位素的消耗速度更快。结论.我们发现，目前的大质量单星旋转模型中使用的混合处方可以解释大部分的观测。然而，由于不确定性很大，很难对混合方案得出确切的结论。
2010-10-25 astro-ph.SR
Effect of rotational mixing and metallicity on the hot star wind mass-loss rates
热星风的质量损失率取决于单个元素的丰度。这种依赖性通常是假设比例太阳化学成分。然而，这种方法在演化的旋转恒星中可能不合理。旋转混合将经过hoc处理的物质带到恒星表面，以牺牲碳和氧为代价增加了氮的丰度，这可能会影响质量损失率。我们研究了旋转混合产生的修改后的化学成分对风参数的影响，特别是风的质量损失率。我们使用我们的NLTE风代码来预测风的结构，并比较计算的风的质量损失率的情况下，缩放的太阳能化学成分和CNO循环的影响的组合物。我们表明，对于更高的质量分数的重元素$Z/Z_\odot\gtrsim0.1$的化学成分的变化，从缩放的太阳到hoc处理的缩放的太阳组成并没有显着影响风的质量损失率。由碳和氧引起的缺失的线力由氮线力补偿。然而，对于一个非常低的质量分数较重的元素$Z/Z_\odot\lesssim0.1$的旋转混合显着影响风的质量损失率。此外，金属丰度的质量损失率的下降是在这样的低金属丰度更强。我们研究了不同金属丰度的风动量-光度关系的相关性，并表明对于金属丰度$Z/Z_\odot\lesssim0.1$，该关系显示出较大的分散性，这使得在最低金属丰度时使用这种关系变得不合适。
2014-06-05 astro-ph.SR
Modelling binary rotating stars by new population synthesis code BONNFIRES
BONNFIRES是新一代的粒子群综合程序，它能及时计算核反应、各种混合过程和二元相互作用。我们使用这个新的人口合成代码来研究二进制质量转移和旋转之间的相互作用。我们的目标是比较理论模型与观测，特别是表面氮丰度和旋转速度。初步结果表明，双星相互作用可以解释富氮慢转星和贫氮快转星的形成，但还需要做更多的工作来估计这些恒星的观测频率是否匹配。
2013-10-28 astro-ph.SR
Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. III. Mass discrepancy and rotational mixing
大质量恒星在宇宙的演化中起着关键作用。我们的目标是比较观测和预测的银河系单O星的性质，以识别和约束不确定的物理参数和过程中的恒星演化和大气模型。我们使用了一个样本的53个对象的光谱类型从O3到O9.7。对于其中的30个，我们确定了主要的光球和风参数，使用光学光谱和应用FASTWIND代码。对于其余对象，使用通过CMFGEN代码获得的文献数据。我们的样品的属性进行了比较，发表的预测的基础上，包括旋转诱导混合的两个网格演化模型。在每一个光度类，我们发现一个密切的相关性N表面丰度和光度，更强大的N富集在更大的质量和演化O星。此外，表面氮和氦丰度的相关性进行了观察。大量超过30个太阳质量的富氮恒星认为旋转诱导混合是最可能的解释。然而，没有一个考虑的模型可以正确地匹配观察到的趋势，特别是在高质量的制度。我们确认在低质量O-星制度的对象的质量差异。我们的结论是旋转诱导混合氦恒星表面是太强的一些模型。我们还建议，目前的不足之处的模型，以代表在更大质量的恒星与相对较慢的旋转N富集可能与旋转混合的效率问题。我们只剩下这样一幅图景，其中需要调用双星和磁场，以使观测到的大质量主序星群体的表面性质与相应的演化模型更加完全一致。
2018-03-09 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES survey of massive stars: constraints on stellar evolution from the chemical compositions of rapidly rotating Galactic and Magellanic Cloud B-type stars
我们之前分析了大麦哲伦星云中135颗早期B型恒星的光谱，发现了几组化学成分与旋转混合理论相冲突的恒星。在这里，我们将这项研究扩展到银河系和SMC金属丰度的分析~50银河系和~100 SMC早期B型星的旋转速度高达~ 300公里/秒。表面氮丰度被用作混合过程的探针。在SMC中，我们发现了一个缓慢旋转的富氮星的人口之间的早期B型核心氢燃烧的恒星，类似于LMC。在银河系的样本中，我们没有发现显着的浓缩核心氢燃烧的恒星，这似乎是在旋转的单星和近距离双星演化模型的预期相反。然而，只有少数快速旋转的恒星演化到足以产生显着的氮富集，这些可能类似于以前在LMC样本中发现的非富集快速旋转体。最后，在每一个金属丰度区，都观察到一群高度富集的超巨星，它们不可能是核心氢燃烧恒星的直接后代。然而，它们的丰度与它们经历过先前的红超巨星阶段是相容的。总之，这些观测描绘了大质量主序星和超巨星大气中氮富集的复杂画面，其中年龄和双星性造成了至关重要的影响。旋转混合是否需要理解我们的结果仍然是一个悬而未决的问题，在这个时候，但可以通过确定那些不同意单星演化模型的恒星群中真正的双星分数来回答。
2009-01-24 astro-ph.SR
Investigating the spectroscopic, magnetic and circumstellar variability of the O9 subgiant star HD 57682
O9IV恒星HD 57682在2009年的MiMeS调查中被发现具有磁性，是仅有的八颗令人信服的磁性O型恒星之一。在这个精选的群体中，它因其清晰的光球光谱而脱颖而出。自发现以来，MiMeS协作组继续获得光谱和磁性观测结果，以完善我们对其磁场强度和几何形状、旋转周期以及光谱特性和可变性的了解。在本文中，我们报告了HD 57682的新ESPaDOnS光谱偏振观测，这些观测与先前发表的ESPaDOnS数据和存档的Hα光谱相结合。此数据集用于确定旋转周期（63.5708 \pm 0.0057 d），细化纵向磁场变化和磁几何结构（偶极表面场强度为880 \pm 50 G，磁性为79 \pm 4 \circ，由纵向磁场变化测量，假设倾角为60 \circ），并检查各条线的相位变化。特别地，我们证明了Hα等效宽度在恒星的单次旋转过程中经历了双波变化，与导出的磁几何一致。我们将这些变量线分为两类：一类是像Hα一样，表现出非正弦变化，在旋转周期中经常有多个最大值，另一类是基本上正弦变化的。基于我们的Hα发射模型，我们表明，变异性是一致的发射产生的光学厚，扁平分布的磁约束等离子体，大致分布在磁赤道。最后，我们讨论了我们的研究结果中提出的磁层框架在我们以前的研究。
2012-07-30 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
Photospheric nitrogen abundances and carbon 12C/13C ratios of red giant stars
红巨星大气中的氮丰度和碳同位素比值（12 C/13 C）被认为是受氢燃烧产物的影响，并作为有用的探针来研究演化引起的包络混合的性质。通过对~8002- 8005 A区域的12 CN和13 CN谱线进行光谱拟合，我们测定了239颗晚G/早K巨星的[N/Fe]和12 C/13 C比值，目的是研究这些量与我们以前工作中报道的其他类似混合影响指标之间的关系。据证实，[N/Fe]值通常是超日的（通常是十分之几的dex，但在恒星之间有很大的差异），与[C/Fe]反相关，与[Na/Fe]相关，正如理论所预期的那样。从它们对恒星参数的依赖性可以看出，混合倾向于随着恒星光度（或质量）和自转速度的增加而增强，这在理论上也是合理的。相比之下，12 C/13 C比值在~5-50的范围内变化很大（峰值在~20左右），没有显示出对氯化萘循环物质混合引起的C或N丰度异常的系统依赖性。因此，我们对红巨星光球12 C/13 C比值的理解仍然是不完整的，需要更多的观测研究。
2019-08-21 astro-ph.SR
Numerical Tests of Rotational Mixing in Massive Stars with the new Population Synthesis Code BONNFIRES
我们使用我们的新的人口合成代码BONNFIRES旋转恒星模型预测的表面丰度如何依赖于旋转混合的数值处理，如空间分辨率，时间分辨率和平均分子量梯度的计算。我们发现，即使用相同的数值处方计算扩散方程中的旋转混合系数，不同的时间步长导致的偏差的系数，因此表面丰度。我们发现，地表丰度变化10 - 100%之间的模型序列与较长的时间步长为0.001Myr的短时间步长的模型序列。具有较强表面氮富集的模型序列也具有较长的主序列寿命，因为更多的氢混合到燃烧的核心。主序列寿命的偏差可以高达20%。从数学上讲，没有数值方案可以给出完美的解决方案，除非使用无穷小的时间步长。然而，我们发现，表面丰度最终收敛在10%以内的建模序列与足够小的时间步长低于0.1Myr。旋转混合的效率取决于所实施的数值方案，并且关键地取决于平均分子量梯度的计算。平均分子量梯度的平滑函数导致更强的旋转混合。如果用于计算平均分子量梯度的离散化方案或计算配方被改变，则可能需要重新校准混合参数以拟合观察结果。如果我们要正确理解恒星旋转的基本物理学，在数值模拟旋转混合过程时，我们必须尽量减少引入恒星演化模型的不确定性。
2014-08-31 astro-ph.SR
Nitrogen and hydrogen fractionation in high-mass star forming cores from observations of HCN and HNC
氮的两种稳定同位素$^{14}$ N和$^{15}$ N之间的比例在地球大气层（$\sim 272$）和太阳前星云（$\sim 441$）中得到了很好的测量。有趣的是，一些原始的太阳系物质显示出相对于前太阳星云的$^{15}$ N值的富集。然而，由于在致密恒星形成区的测量数量有限，目前还不清楚这些富集是否以及如何与过去的化学历史联系在一起。在这方面，致密的核心被认为是包含中等质量和高质量恒星的星团的前身，是重要的目标，因为太阳系可能诞生在一个丰富的恒星星团中。在这项工作中，我们展示了IRAM-30 m观测的结果J=1-0的分子HCN和HNC的旋转过渡，和他们的$^{15}$ N轴承对应物，对27个中/高质量致密的核心分为三个演化类别：高质量无星核心，高质量原恒星的对象，和超紧凑的HII地区。为了寻找同位素比D/H与$^{14}$ N/ $^{15}$ N之间的关系，我们还观察到了DNC（2-1）转动跃迁。我们推导出$359\pm16$在HCN中和$438\pm21$在HNC中的平均$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，分散度约为150-200。我们没有发现$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随演化阶段的变化趋势。这一结果与从N-$_{2}$ H-$^{+}$及其同位素体中发现的结果一致，尽管N-$_{2}$ H-$^{+}$的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比…
2017-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XXVII. Physical parameters of B-type main-sequence binary systems in the Tarantula nebula
对VLT-火焰狼蛛巡天（VFTS）中的B型多星系（不包括超巨星主星系）进行了光谱分析。投影的旋转速度，$v$ sin $i$，为原色已估计使用傅立叶变换技术，并确认通过拟合旋转加宽的配置文件。一个子集的33个系统与$v$在$i$ $\leq$ 80公里/秒已分析使用TLUSTY网格的模式大气，以估计恒星参数和表面丰度的原色。还考虑了来自看不见的次级的潜在通量贡献的影响。对于20个目标，有可能可靠地估计它们的有效温度（T $_{eff}$），但对于其他13个物体，只能提供20，000 $\leq$ T $_{eff}$ $\leq$ 26，000 K的限制--因此，为这些目标估计的其他参数将不太可靠。与演化模型进行了比较，结果与剑鱼座30的成员关系基本一致，并讨论了3SB 2系统的次级性质。与VFTS获得的$v$ sin $i$ $\leq$ 80 km/s的单星样本进行比较，并使用相同的技术进行分析，这意味着两个样本的大气参数和氮丰度是相似的。然而，联星样本可能缺乏具有显著氮增强的主星，这与它们具有低旋转速度和有效地演化为没有显著旋转混合的单星相一致。这一结果，这实际上可能是本文中提出的探路者调查的局限性的后果，应被视为一个动机，光谱丰度分析的大样本的双星，高质量的观测数据。
2017-04-24 astro-ph.SR
The Magnetic Early B-type Stars I: Magnetometry and Rotation
许多磁热星的旋转和磁性特征很差，因此MiMeS和BinaMIcS合作收集了这些目标的广泛的高色散光谱偏振数据集。本文给出了52颗早期B型星（B5 ~ B 0）的纵向磁场测量结果$\langle B_{\rm z}\rangle$，并试图用它来确定它们的自转周期$P_{\rm rot}$。在高分辨率光谱、低分辨率DAO圆偏振光谱和依巴谷光度法的辅助下，我们确定了10颗恒星的$P_{\rm rot}$，只剩下5颗恒星的$P_{\rm rot}$无法确定。14颗恒星的旋转星历表是通过比较新的历史磁测量结果进行改进的。$P_{\rm rot}$的分布与较冷的Ap/Bp星的分布非常相似。我们还测量了所有恒星的$v\sin{i}$和$v_{\rm mac}$。与非磁星相比，磁星的$v\sin{i}$要低得多，这是磁制动的预期结果。我们还发现了磁星的$v_{\rm mac}$较低的证据。使用单元素掩模提取的LSD剖面显示了不同元素之间$\langle B_{\rm z}\rangle$的广泛的、系统的差异：这种效应仅在化学性质特殊的恒星中明显，这表明它是化学斑点的结果。正弦拟合到H线$\langle B_{\rm z}\rangle$测量值（应受化学斑点的影响最小），得到了6颗恒星表面磁场比简单偶极子更复杂的证据，这在以前没有报道过;然而，在所有6种情况下，第二和第三阶振幅相对于第一阶（偶极）振…
2018-01-09 astro-ph.SR
Observational effects of magnetism in O stars: surface nitrogen abundances
我们调查的表面氮含量的六个磁性O星已知的日期，以及早期的B型星头天蝎座。我们将这些丰度与演化模型的预测进行比较，以隔离磁场对恒星内部元素运输的影响。我们进行了定量光谱分析的样本星与国家的最先进的大气模型。我们依赖于高信噪比，高分辨率的光谱获得ESPADONS在CFHT和NARVAL在TBL。用CMFGEN程序计算了大气模式和合成光谱。N/H值及其不确定性的确定和进化模型的预测相比。我们发现，磁星可以分为两组：一组的恒星显示没有N富集（一个对象），和一个恒星最有可能显示额外的N富集（5个对象）。对于一颗恒星（θ 1猎户座C），由于它的年龄很小，因此无法得出可靠的结论。没有N富集的恒星是磁场最弱的恒星，可能是发电机起源的。它可能是一颗在固体自转条件下经历了强磁制动的恒星，但它的自转速度仍然比较大。这五颗高N含量的恒星可能是零龄主序星上的慢自转星，但它们的表面N/H值是正常O星的典型值，这表明存在（可能是化石）磁场导致了额外的富集。这些恒星可能有一个强烈的差异旋转诱导剪切混合。我们的研究结果应该被视为新的理论模拟可以依赖的基础，以更好地理解磁性对大质量恒星演化的影响。
2011-12-12 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
Mixing due to internal gravity waves can explain the CNO surface abundances of B-type detached eclipsing binaries and single stars
本研究使用MESA模拟验证波致混合能否解释B型相接食双星和单星的表面氮丰度观测趋势，发现特定混合水平下模型预测与观测相符，且双星快速自转抑制氮增强，为未来星震学研究提供依据。
2025-07-28 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 VLT-FLAMES Tarantula Survey XIX. B-type Supergiants - Atmospheric parameters and nitrogen abundances to investigate the role of binarity and the width of the main sequence
利用TLUSTY非LTE模式的大气计算方法，对34颗单颗和18颗双星B型超巨星（BSG）的大气参数和氮（N）丰度进行了计算。对于二元样品，考虑了来自看不见的次级的通量贡献的影响。我们提出了第一个系统的研究，发病率的二元性的BSG的样本在理论上的终端年龄的主要序列（TAMS）。为了说明BSG的有效温度分布，可能需要将TAMS扩展到较低的温度。这是一致的质量差异，预计的旋转速度（vsini）和N丰度的分布，提供恒星冷却器比这个温度后RSG对象。对于狼蛛和以前的火焰调查中的BSG，大多数都有小的vsini。大约10%的人有更大的vsini（> 100 km/s），但令人惊讶的是，这些人表现出很少或没有N增强。所有较冷的BSG都具有<70km/s的低vsini和高N丰度估计，这意味着双稳定制动或蓝环上的演化可能是重要的。缺乏很酷的二进制文件，可能反映了样本量小。单星演化模型，其中包括旋转，可以解释在单一和二进制的样本中的N增强。单个和二元样品中N丰度的详细分布可能不同，可能反映了它们进化历史的差异。第一次比较研究的单一和二进制BSG显示，主序列可能比以前假设的更广泛，延伸到Teff = 20000 K。已查明在单一和二元大气参数和丰度方面存在一些微小差异，这可能意味着某些样本的演变不符合标准。这个样本作为一个整体有几个方面的影响，我们的理解BSG的演变。论文摘要全文
2015-01-12 astro-ph.SR
Nitrogen chemistry and depletion in starless cores
我们研究了含氮物种的化学，主要是CN，HCN和HNC的同位素，在前原恒星核的样品。我们使用IRAM 30 m望远镜测量了L 1544、L 183、Oph D、L 1517 B、L 310中CN、HCN、13 CN、H13 CN、HN 13 C和HC 15 N的转动和超精细跃迁发射。观测是沿着穿过尘埃排放峰值的轴向切口在若干有规律间隔的偏移位置进行的。减少和分析观察结果，以获得柱密度，使用丰度较低的同位素变体的测量，以尽量减少线中有限的光学深度的后果。的意见进行了比较与预测的自由降落引力坍缩模型，其中包括一个非平衡处理相关的化学。我们发现，CN，HCN，和HNC仍然存在于气相中的密度远高于CO耗尽到晶粒。CN：HCN和HNC：HCN丰度比在我们样品的所有对象中大于1。此外，没有观测证据表明，这些比率随着距离尘埃排放峰值的偏移量增加而变化很大，因此也就随着密度的增加而变化。虽然CN和CO的差别冻结可以根据当前的化学性质来理解，但CN：HCN比率的行为更难以解释。模型表明，大多数氮并不处于气相，而是可能被锁定在冰中。明确的结论需要测量低温下关键中性-中性反应的速率系数。
2010-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The IACOB project: XVII. Nitrogen abundances in Galactic O-type stars: further hints for separating binary-interaction products from effectively single stars
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Université de Montpellier（蒙彼利埃大学）；LMU Munich（慕尼黑大学）
研究117颗银河O型星的氮丰度，探讨二星交互对单星演化的影响，发现He-rich星群呈现双峰分布，暗示二星交互作用。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen fractionation in high-mass star-forming cores across the Galaxy
恒星形成区的氮（N）分馏是一个知之甚少的过程。为了对N分馏提出更严格的观测限制，我们用IRAM-30米望远镜观测了大质量恒星形成区的66个核心的大样本。我们以HN $^{13}$ C、HC $^{15}$ N、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的（1-0）转动跃迁为目标，推导出HCN和HNC的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比。我们已经完成了这个样本与Colzi et al.（2018）已经观察到的样本，因此分析了总共87个来源的样本。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值分布在原太阳星云值附近，下限接近地球大气值（$\sim$ 272）。我们还推导出$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值作为银心距的函数，并根据前所未有的统计数据推导出线性趋势。我们发现的银心依赖性在斜率上与过去的工作是一致的，但我们发现了一个新的本地$^{14}$ N/ $^{15}$ N值为$\sim$ 400，即更接近于原太阳星云的值。与银河系化学演化模型的比较表明，8 kpc以前的斜率与线性分析结果一致，而8 kpc以上的平坦化趋势则被抛物线分析结果很好地再现。
2018-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
First sample of $\rm N_2H^+$ nitrogen isotopic ratio measurements in low-mass protostars
上下文氮同位素比率被认为是恒星形成过程的重要诊断工具，而$N_2H^+$尤其重要，因为它直接与分子氮$N_2$相连。然而，理论模型仍然缺乏对观察到的$^{14}N/^{15}N$值的详尽解释。目标。最近的理论工作表明，$^{14}N/^{15}N$的行为是由两个竞争的反应，破坏$ N_2H^+$：解离重组和与CO的反应。当CO是从气相耗尽，如果$N_2H^+$重组率较低的$N^{15}NH^+$之一，稀有的同位素被破坏得更快。这意味着原恒星中的$N_2H^+$同位素比值应该低于星前核中的同位素比值，并且与~440的元素值一致。我们的目标是测试这一假设，生产的第一个样本的$N_2H^+ / N^{15}NH^+$测量低质量的原恒星。方法.我们观察到$N_2H^+$和$N^{15}NH^+$最低的旋转过渡到英仙座和金牛座分子云中的六个年轻的恒星对象。我们用一个自定义的Python代码使用恒定的$T_{ex}$方法来拟合观测结果。我们将在附录中讨论这一假设的有效性。导出的柱密度用于计算氮同位素比。结果我们的分析得出了原恒星样品中的平均$\rm ^{14}N/^{15}N|_{pro} = 420 \pm 15$。这与440的原太阳值一致，并且明显低于先前在星前天体样本中获得的平均值。结论.我们的研究结果是在协议的假设，当CO是从气相耗尽，解离重组与自由电子破坏$N^{15}NH^+$快于…
2020-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Further Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: Rapidly Rotating Late ON Giants
利用银河系O星光谱巡天的新数据，我们确认并扩展了晚O、富氮（N）、快速旋转（n）巨星的ONn类别。特别是，我们已经发现了两个“克隆”（HD 102415和HD 117490）的一个最快速旋转的O型恒星（HD 191423，“豪沃思星”）。我们将这些天体在理论HR图中的位置与那些缓慢旋转的ON矮星和超巨星进行了比较。迄今已知的所有ON巨星都是快速旋转的，而没有ON矮星或超巨星是;但所有ON恒星都是它们各自光谱类型/光度类别/旋转子类别的一小部分。ONn巨星在中间进化阶段显示出大量的加工材料和高旋转，可能提供有关这些性质发展的重要信息。它们可能保持了较高的初始旋转速度，或者是由于TAMS核心收缩而旋转起来的;但另一种可能性也更大，它们可能是二元质量转移的产物。至少他们中的一些也是失控的明星。
2011-09-02 astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity -- V. Effect of metallicity on surface abundances of O stars
本文通过分析麦哲伦云和银河系O型恒星的表面丰度，证实了低金属丰度下恒星自转驱动的化学混合更强，并指出需更大无偏样本以改进大质量恒星演化模型。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey XVIII. Classifications and radial velocities of the B-type stars
我们目前的光谱分类的438个B型恒星观测的VLT火焰狼蛛调查（VFTS）的一部分，在30剑鱼座地区的大麦云。径向速度提供了307显然是单星，并为99个目标与径向速度的变化，这是一致的，他们是光谱双星。我们调查的径向速度的空间分布在整个30 Dor区域，并使用的结果，以确定候选逃逸星。排除潜在的失控和成员的两个老星系团在调查区域（SL 639和霍奇301），我们确定的系统速度为271.6 +/-12.2公里/秒的30 Dor从273假定的单星。采用3西格玛标准，我们确定了9个候选逃逸星（2.9%的单星径向速度估计）。候选逃逸星系的预计旋转速度似乎与完整的B型样本有很大的不同，无论是大的（> 345 km/s）还是小的（<65 km/s）旋转速度都有强烈的偏好。在候选逃逸物中，VFTS 358（分类为B0.5：V）具有最大的径向速度差（-106.9 +/-16.2 km/s），初步大气分析发现氮丰度显著富集，12 + log（N/H）>~8.5。结合大的自转速度（vsini = 345 +/-22 km/s），这暗示了这颗恒星过去的双星相互作用。
2015-01-16 astro-ph.SR
Calibrating chemical mixing induced by internal gravity waves based on hydrodynamical simulations; The chemical evolution of OB-type stars
本研究基于流体动力学模拟校准内重力波混合系数A，在MESA中实现该混合剖面，发现A随恒星质量增大，IGW混合无需快速旋转即可解释富氮恒星，并为星震学提供约束。
2025-02-18 astro-ph.SR
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy III. Nitrogen isotopic ratios in the outer Galaxy
氮同位素比率是追踪银河系恒星核合成的关键工具。我们提出的第一个研究的$^{14}$ N/ $^{15}$ N丰度比在银河系的外部区域（即，对于银河系中心的距离，$R_{\rm GC}$，从12千秒差距到19千秒差距），目的是研究恒星核合成的影响，在全球银河系的趋势。我们分析了IRAM 30米观测到的样本的35个来源的背景下，在恒星形成区域的外部星系（CHEMOUT）项目的化学复杂性。我们利用HN $^{13}$ C、H $^{15}$ NC、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的$J$ = 1-0转动跃迁，分别从HCN和HNC中导出了14个和3个源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。在外星系中发现的结果与以前在内星系中获得的测量结果相结合。我们发现随着$R_{\rm GC}$的增加，H $^{13}$ CN/HC $^{15}$ N比率总体上呈线性降低。这转化为抛物线$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，峰值在11 kpc。更新的银河系化学演化模型已被考虑在内，并与观测结果进行了比较。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随$R_{\rm GC}$变化的抛物线趋势可以自然地解释为：（1）假设新星是长时间尺度（$\ge$ 1 Gyr）上主要的$^{15}$ N生产者的模型;（2）更新低质量和中等质量恒星的恒星产额。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium and Nitrogen Enrichment in Massive Main Sequence Stars: Mechanisms and Implications for the Origin of WNL Stars
具有$M \gtrsim 60 \, \mathrm{M}_\odot$的大质量恒星的演化路径仍然很不确定。它们以主序（MS）O星的形式开始生命。根据它们的质量、旋转速率和金属丰度，它们可以遇到各种各样的演化状态，这些状态具有同样广泛的可能表面成分和光谱分类。我们提出了一个新的网格计算这样的恒星的演化，涵盖了广泛的质量，M/M $_\odot = 60$ $150$，旋转速率，$v \, / \, v_{\rm crit} = 0$ $0.6$，金属丰度，$[\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = -4$ $0$，和$α$ -元素增强，$[α/\mathrm{Fe}] = 0$到$0.4$。我们表明，旋转的恒星经历旋转引起的核合成产物，主要是He和N，在它们的表面上，而仍然在MS上。非旋转的富含金属的恒星也揭示了它们表面上的核合成产物，因为即使是少量的质量损失也暴露了它们的“化石”对流核心：不再对流的区域，但在恒星演化的早期阶段是对流核心的一部分。因此，氦和氮的表面增强，预计在所有金属丰度旋转的恒星，和非旋转的恒星，如果他们是相对丰富的金属。我们从我们的网格中计算出一个代表性模型的恒星大气层，适当地考虑了He和N的增强，并表明所得到的光谱与观察到的WNL恒星有很好的匹配，这强烈表明我们已经确定的物理机制是WNL阶段的最终原因。
2020-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red clump stars of the Milky Way - laboratories of extra-mixing
在这项工作中，我们提出了主要的大气参数，碳，氮和氧的丰度，和12 C/13 C的比例确定在一个样本的28个银河系星团星。使用5086.2 nm处的C2带研究碳的丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 nm进行了分析，以确定氮丰度和12 C/13 C同位素比值。氧丰度由6300 ℃下的[O I]线确定。的平均丰度的C，N和O的丰度在调查的丛星支持我们以前的估计，相比，太阳和矮恒星的银河系盘，碳被耗尽约0.2德克斯，氮增强了0.2德克斯和氧是接近的丰度在矮星。分析了银河系红团星的12 C/13 C和C/N比，并与额外混合的演化模型进行了比较。Charbonnel & Lagarde的热盐混合模型中12 C/13 C比的陡降比Boothroyd & Sackmann的冷底处理模型更好地反映了低恒星质量下的观测数据。对于大约2兆太阳质量的恒星，当恒星处于氢核燃烧阶段时，旋转诱导混合的模型应考虑旋转约250 km s-1。
2013-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of the supergiant stars HD 80057 and HD 80404 based on their UVES Spectra
本研究提供了早期A型超巨星HD 80057和晚期A型超巨星HD 80404的元素丰度。UVES Paranal天文台项目公布的高分辨率和高信噪比光谱（Bagnulo等人，2003）进行分析以使用ATLAS 9计算其元素丰度（Kurucz，1993，2005; Sbordone等人，2004年）。在我们的分析中，我们假设局部热力学平衡。本研究中使用的HD 80057的大气参数来自Firnstein & Przybilla（2012），而HD 80404的大气参数来自光谱能量分布、Cr I/II和Fe I/II的电离平衡，与巴耳末线和帕邢线翼的拟合为Teff = 7700 +/- 150 K和log g=1.60 +/- 0.15（cgs）。HD 80057和HD 80404的微湍流速度分别为4.3 +/- 0.1和2.2 +/- 0.7 km s^-1。旋转速度分别为15 +/-1和7 +/-2 km s^-1，宏观湍流速度分别为24 +/-2和2+/-1 km s^-1。给出了HD 80057和HD 80404的20种元素的27种离子和25种元素的39种离子的丰度。丰度接近太阳值，除了一些元素（Na，Sc，Ti，V，Ba和Sr）。我们发现HD 80057和HD 80404的金属度[M/H]分别为-0.15 +/- 0.24和-0.02 +/- 0.20 dex。讨论了这些恒星的演化…
2015-12-11 astro-ph.SR
Stellar population of the superbubble N206 in the LMC I. Analysis of the Of-type stars
大质量恒星是反馈的关键媒介。因此，需要对大质量恒星进行定量分析，以了解这些天体的反馈如何塑造/创建ISM的大尺度结构。大麦云星云中巨大的HII区域N206包含一个为X射线超级气泡提供动力的OB协会，在这种情况下，它是一个理想的实验室。我们在ESO-VLT上用多目标光谱仪FLAMES获得了光谱。在可能的情况下，光谱学由来自HST、IUE和FUSE档案的UV光谱补充。详细的光谱分类为我们的样本Of型星。对于定量光谱分析，我们使用波茨坦Wolf-Rayet（PoWR）模型大气代码。我们的样本星的物理参数和氮丰度通过拟合合成光谱的观测。利用9颗Of型星的恒星参数和风参数，建立了风动量、光度关系。我们发现，我们的样本如下的关系接近理论预测，假设成团风。N206星协中质量最大的恒星是一颗超巨星，其质量损失率非常高。在我们的样本中的两个对象揭示了复合光谱，显示出的Of原色有同伴晚O亚型。我们样本中的所有恒星的演化年龄都小于400万年，其中O2型恒星是最年轻的。所有这些恒星都显示出演化质量和光谱质量之间的系统差异。我们样本中的所有恒星都富含氮。氮富集显示出明显的相关性，增加预计的旋转速度。仅从Of星输入的机械能与从观测到的X射线和H α发射测量的N206超级气泡中存储的能量相当。
2017-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Tarantula Massive Binary Monitoring: III. Atmosphere analysis of double-lined spectroscopic systems
双星系统中单个天体的精确恒星参数是制约双星对恒星演化影响的关键。这些参数是探索现有和未来理论进化模型的先决条件。我们的目标是推导出TMBM样品中31个SB 2的大气参数。这个样本由分离，半分离和接触系统组成，其中至少有一个组件被归类为O星，是研究双星如何影响我们对大质量恒星演化的认识的绝佳测试平台。32个时期的FLAMES/GIRAFFE光谱分析使用光谱解缠，以构建62个组件的个人光谱。我们应用CMFGEN大气程序来确定它们的恒星参数和它们的He，C和N表面丰度。从这些属性，我们表明，潮汐对化学混合的影响是有限的。较长周期轨道上的组件显示出较高的氮富集在其表面比那些在较短周期的轨道，在旋转或潮汐混合的预期，这意味着其他机制在这一过程中发挥作用。填充罗氏叶的成分是大量供体。它们的表面氮含量较高，旋转速度比它们的同伴慢。通过增加新的物质，它们的同伴旋转得更快，并恢复活力。它们在N-vsini图中的位置倾向于表明，双星产物是填充两组恒星（缓慢旋转的富氮恒星和快速旋转的非富氮恒星）的良好候选者，这两组恒星不能通过单星人口合成来复制。这个样本是以这种均匀方式研究的最大的二进制样本。对这些天体的研究为我们提供了强有力的观测约束，以测试理论上的二元进化轨迹。
2019-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binarity at LOw Metallicity (BLOeM): Projected rotational velocities
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各纳大学）；Centro de Astrobiologìa (CSIC–INTA)（天体生物学中心（西班牙高等科学研究理事会-国家航空航天技术研究所））；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Astrophysics Research Centre, School of Mathematics & Physics, Queen’s University, Belfast（贝尔法斯特女王大学数学与物理学院天体物理研究中心）；Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔冈德天文学研究所）；Max-Planck-Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
BLOeM调查通过分析低金属licity恒星的投影自转速度，揭示主序星的自转分布特征及双星系统性质。
2026-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of massive population III stars with rotation and magnetic fields
[摘要]我们提出了一个新的网格的大质量人口III星模型，包括旋转对恒星结构和化学混合的影响，以及角动量传输的磁矩。基于网格，我们还提出了一个相图旋转的大质量Pop III星的预期最终命运。我们的非旋转模型变得比以前的文献中的模型更红，在这项研究中采用了更大的超调参数。特别是，在我们的非旋转超大质量恒星模型（>~200 Msun）中观察到氦核心物质对流进入氢包层，这对化学产额可能很重要。另一方面，恒星的自转速度越高，其颜色就越蓝，亮度也越高。与没有磁场的模型相比，我们的模型具有足够高的初始旋转速度，可以更早地达到临界旋转，并因此失去更多的质量。最引人注目的旋转效果是发现与所谓的化学均匀演化（CHE），这是观察到有限的质量和旋转速度范围。CHE有几个重要的结果：1）初级氮和电离光子都大量产生。2)初始质量范围为13 - 84 Msun时，满足伽马射线暴祖先的条件。3)Ibc型的对不稳定超新星预计为84 - 190 Msun; 4）脉动对不稳定超新星和GRB可能发生在同一个约56 - 84 Msun的祖先，这可能会显著影响随后的GRB余辉。我们发现，对于质量非常大的恒星（> 190 Msun），CHE不会发生，在这种情况下，氢包层膨胀到红超巨星阶段，最终的角动量太低，无法产生任何由旋转驱动的爆炸事件。
2012-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: V. Models at low metallicity
本研究扩展了低金属丰度下的大质量恒星演化模型网格，探讨化石磁场对恒星演化的影响，发现磁场、自转与化学性质的复杂相互作用会导致主序末期核质量显著差异，强调需严格审查模型假设以解释早期宇宙的高氮丰度。
2024-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A lambda 3mm and 1mm line survey toward the yellow hypergiant IRC +10420
我们对最大质量的演化恒星的星周喷出物的化学性质的了解特别少。我们的目标是研究原型黄色超巨星IRC +10420的化学特征。为此，我们在1和3 mm的大气窗口获得了全线调查。我们从22种分子中鉴定了106条分子发射谱线。检测到的分子中约有一半是含氮物质，特别是HCN、HNC、CN、NO、NS、PN和N2 H+。我们使用旋转图来推导检测到的不同分子种类的密度和旋转温度。我们引入了一种迭代方法，使我们能够考虑到中等线不透明度。我们发现IRC +10420与富氧演化星相比，具有高丰度的含氮分子。这一结果支持了富含N的化学物质的存在，这是大质量恒星所期望的。我们的分析还表明，在过去的3800年中，12 C/13 C比值从\gtrsim 7下降到\sim 3.7，这可能与观测到的氮富集直接相关。此外，我们发现，SiO的发射呈现出显着的强度降低高J线相比，较旧的观测。辐射转移模型表明，这种变化可以解释为在尘埃的红外（IR）通量的减少。这种下降的原因可能是尘埃壳层的膨胀或恒星脉动导致的恒星温度降低。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
