Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
Lyudmila Mashonkina, Tatyana Sitnova, Yuri Pakhomov, Tatyana Ryabchikova
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
Based on high-resolution spectral observations for a sample of very metal-poor stars, we investigate how well stellar chemical abundances can be derived with available theoretical methods and computational tools.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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NLTE strontium abundance in a sample of extremely metal poor stars and the Sr/Ba ratio in the early Galaxy
重元素在极度贫金属恒星中的丰度对这些元素在第一批恒星中形成的过程提供了强有力的限制。我们试图确定精确的丰度锶在一个均匀的样品中的极端贫金属恒星。通过放弃局域热力学平衡（LTE）假设，将非局域热力学平衡（NLTE）谱线与观测到的谱线拟合，重新测定了54颗非常或极贫金属星的锶丰度。校正后的Sr丰度和以前获得的NLTE Ba丰度进行比较，几个假设的形成过程中的预测较轻的中子捕获元素。我们的NLTE丰度证实了先前确定的低金属丰度恒星中锶丰度的巨大分散。这种分散也被发现（甚至更大）在非常低的金属丰度（即。e.在化学进化的早期）。在极贫金属（EMP）的恒星的Sr丰度是兼容的主要r-过程中涉及的其他过程（或通过变化的r-过程），我们简要讨论。
Copper abundance from Cu I and Cu II lines in metal-poor star spectra: NLTE vs LTE
我们检查了铜丰度之间的一致性，在六个贫金属恒星使用紫外线铜II线（这是假设在LTE中形成）和紫外线铜I线（在NLTE中处理）。我们的计划恒星涵盖了中温矮星的典型大气参数（有效温度约为5800至6100 K，表面引力为3.6至4.5，金属丰度约为-1至-2.6 dex）。我们从这两组谱线得到了很好的丰度一致性，这证明了我们的NLTE铜原子模型的可靠性。我们证实，在低金属丰度下没有观察到该元素的丰度不足（平均[Cu/Fe]值约为-0.2 dex，而根据先前的LTE研究，铜表现为次要元素，[Fe/H]在-2至-3 dex范围内的[Cu/Fe]比应约为-1 dex）。根据我们的NLTE数据，铜在低金属丰度区表现为主要元素。我们还得出结论，我们的新的NLTE铜丰度在贫金属恒星需要显着的重新考虑这个元素的产量在爆炸性核合成。
NLTE analysis of copper lines in different stellar populations
利用欧洲南方天文台VLT望远镜的UVES光谱仪获得的高分辨率、高信噪比的光谱，测定了29颗贫金属星的铜丰度。我们的样品由星系晕、厚盘和薄盘的恒星组成，[Fe/H]在~ -3.2到~ 0.0 dex之间。研究了Cu I线的非局域热力学平衡（NLTE）效应，并对一个包含97项1089条谱线跃迁的铜原子模型进行了谱线形成计算.我们采用最近计算的Cu I的光电离截面，通过比较我们的样品星的理论和观测的线轮廓，研究了氢碰撞。基于光谱合成方法，推导了局部热力学平衡（LTE）和NLTE的铜丰度。我们的研究结果表明，铜I线的NLTE效应是重要的贫金属星，特别是非常贫金属星，这些影响取决于金属丰度。对于非常贫金属的恒星，NLTE丰度校正达到~ +0.5 dex，与标准LTE计算相比。我们的结果表明，当考虑NLTE效应时，贫金属星的[Cu/Fe]丰度不足（~ -0.5 dex）。
NLTE abundances of Cr in the Sun and metal-poor stars
我们研究了晚型星大气中Cr的统计平衡。主要目标是确定Cr I和Cr II线之间的系统丰度差异的原因，这是经常遇到的贫金属恒星的光谱分析。迄今为止，所有这些研究都依赖于谱模型中的局部热力学平衡（LTE）假设。我们首次在不同金属丰度的次矮星和次巨星中进行了NLTE计算。我们表明，LTE假设是不足以描述激发电离平衡的Cr I/Cr II在恒星大气中，作为一个结果，导致大的错误的丰度。特别是，在低[Fe/H]下，对Cr I线的NLTE丰度校正范围为$+0.3$至$+0.5$ dex。NLTE [Cr/Fe]趋势在晕和磁盘是平坦的，可以复制的大部分模型的银河系化学演化与标准处方的铬和铁核合成。
Signs of atmospheric inhomogeneities in cool stars from 1D-NLTE analysis of iron lines
对于已被充分研究的晕星HD 122563和球状星团NGC 6397中的四颗恒星，我们使用经典的平行面模型大气来确定NLTE的铁丰度。每颗星都揭示了来自基态的Fe I线与其他Fe I线之间丰度的差异，与3D-LTE线形成预测定性一致，然而，观察到的效应的大小是一个因素与预测相比小2。当忽略Fe I低激发线时，来自两个电离阶段Fe I和Fe II的NLTE丰度在每个研究的恒星中是一致的。对于NGC 6397中的次巨星，这只有在使用Alonso et al.（1999）较冷的有效温标时才成立。我们还提出了完整的3D-LTE线形成计算的太阳能和金属贫4480/2/-3模型和NLTE计算与相应的空间和时间平均模型中的一些选定的铁线<3D>。该模型的使用<3D>是合理的，只有在特定的物理条件下，特定的Fe I线。我们的NLTE计算很好地再现了太阳Fe I 7780 A线的中心到边缘的变化，但它们对Fe I 6151 A的计算是不成功的。贫金属<3D>模型对于强Fe I 5166 A（Eexc = 0）线是适当的，但在所有其它研究的情况下都是不适当的。
Chromium: NLTE abundances in metal-poor stars and nucleosynthesis in the Galaxy
目标。我们调查的统计平衡的铬在大气中的晚型恒星，以显示是否系统的丰度之间的差异铬I和铬II线，经常遇到的文献中，是由于偏离LTE。此外，我们试图解释的NLTE趋势[Cr/Fe]与[Fe/H]使用太阳附近的化学演化模型。方法.对Cr原子模型进行了NLTE计算，共包括340个能级和6806个跃迁。我们利用Nahar（2009）的量子力学光电离截面，并研究模型对H I碰撞不确定截面的敏感性。对太阳和10颗贫金属星的MAFAGS-ODF模型大气进行了NLTE谱线形成，得到了-3.2 <[Fe/H]<-0.5的谱线，并通过比较合成的和观测到的通量谱得到了Cr的丰度。结果在忽略与H I原子的非弹性碰撞的情况下，对于不同的恒星参数，我们得到了Cr的较好的电离平衡。基于Cr I线的太阳NLTE丰度为5.74 dex，σ = 0.05 dex，比LTE丰度高\sim 0.1。对于贫金属星，Cr I线的NLTE丰度修正范围为+0.3至+0.5 dex。由此产生的[Cr/Fe]比大致是太阳的金属丰度范围内分析这里，这是一致的生产这些铁峰值元素在超新星目前的看法。结论.在贫金属恒星中，Cr相对于Fe变得不足的趋势是由于忽略了Cr I线形成中的NLTE效应而造成的，它与银河系ISM中的特殊物理条件或核合成理论的缺陷无关。
The effect of horizontal plasma inhomogeneities in 3D NLTE radiation transfer in stellar atmospheres
{We目的是演示大气不均匀性对谱线辐射出射比强度和辐射通量的影响。} {We自洽地解决了三维大气中的二能级原子的NLTE问题，使用笛卡尔网格。为此，我们使用三维辐射转移程序PORTA。通过检查简单的例子，我们研究的情况下，在大气模型中的温度不均匀性导致的出射辐射的修改。{We表明模拟大气中特定的温度不均匀性影响出现的辐射，并且基于平面平行大气模型的恒星光谱解释可能导致关于大气结构的错误结论。
Ultra metal-poor stars: Spectroscopic determination of stellar atmospheric parameters using iron Non-LTE line abundances
我们提出了新的超贫金属（UMP）星参数[Fe/H]<-4.0的基础上线的非局域热力学平衡（NLTE）的丰度使用一个新的配方的非弹性氢碰撞率的最新铁模型原子。我们研究了它们的大气参数与LTE的偏离，结果表明它们可以在[Fe/H]中增长到~1.0 dex，在Teff中增长到150 K，在log g中增长到0.5 dex。精确的NLTE大气恒星参数，特别是[Fe/H]明显更高，是最终提供完整的NLTE丰度模式的第一步，可以与第三星族超新星核合成产量进行比较，以获得第一批恒星的性质。总的来说，这最大限度地发挥了这些可能的第二代恒星的潜力，以研究早期宇宙以及化学元素是如何形成的。
NLTE line formation of Fe in late-type stars II: 1D spectroscopic stellar parameters
我们调查偏离当地的热力学平衡（NLTE）的中性和单电离铁线的线形成和光谱恒星参数的影响。的计算进行了广泛的网格的1D MARCS模型的富金属和贫金属晚型矮星和巨星。我们发现，铁的丰度来自FeI线越来越被低估，在较热，较低的表面重力，和更多的金属贫星，在一个简单的和明确的模式，而LTE通常是一个现实的近似FeII线。对于绝大多数的矮星和巨星，扰动电离平衡的铁和铁II是主要的相关NLTE效应，考虑在光谱参数的确定，而对于极端贫金属恒星和热巨星显着的影响也被认为是激发平衡和微湍流确定从铁线。
NLTE abundances of Eu for a sample of metal-poor stars in the Galactic Halo and Metal-poor Disk with 1D and <3D> models
本研究利用NLTE谱线形成及1D和<3D>模型大气，测量银河系晕和贫金属盘贫金属恒星及太阳的铕丰度，发现NLTE修正减少谱线间差异，且对GCE模型参数影响不大。
Atmospheric NLTE-Models for the Spectroscopic Analysis of Blue Stars with Winds. III. X-ray emission from wind-embedded shocks
在炽热的大质量恒星中，由风嵌入的激波发出的X射线/EUV辐射可以影响其外层大气的电离平衡，并且可以是产生高度电离物质的机制。为了让这些过程中的光谱分析的背景下，我们已经实现了这样的排放到我们的统一，NLTE模型大气/频谱合成代码FASTWIND。激波结构和相应的发射计算为用户提供的参数的函数。我们占的温度和密度分层内的冲击后冷却区，计算的辐射和绝热冷却的内部和外部风，分别。通过增加重要的K壳层不透明度来考虑冷风的高能量吸收，相应的俄歇电离率已被纳入NLTE网络。我们仔细测试和验证了我们的实现对各种替代模型大气代码的相应结果，并研究了冲击发射的影响，从He，C，N，O，Si和P的重要离子。令人惊讶的是，双电子复合原来发挥重要作用的电离平衡OIV/OV约Teff = 45，000 K。最后，我们研究了质量吸收系数kappa_nu（r）的行为，这在大质量星风中X射线线形成的背景下是很重要的。在几乎所有考虑的情况下，直接电离是主要的影响，俄歇电离显着影响只有NVI和OVI。径向常数kappa_nu的近似值在r > 1.2 Rstar和lambda < 18 A的情况下是合理的，并且也适用于许多较长波长的模型。然而，为了估计这个量的实际值，需要从详细的NLTE模型中计算HeII不透明度，至少对于波长长于18至20 A的波长，并且必须存在关于单个CNO丰度的信息。
Spectropolarimetric NLTE inversion code SNAPI
反演代码是将模型大气与观测到的斯托克斯光谱拟合的计算机程序，从而反演相关的大气参数。太阳色球层谱线是由散射形成的，人们对色球层的兴趣日益增加，这就要求开发、测试和比较新的非局部热平衡（NLTE）反演代码。我们提出了一个新的NLTE反演代码，是基于响应函数的分析计算。我们将代码命名为SNAPI，这是光谱偏振NLTE分析动力反演的缩写。SNAPI反演完整的斯托克斯光谱，以获得温度、速度和磁场矢量的深度相关分层。它基于所谓的节点方法，其中大气参数在大气中的几个固定点自由变化，并假设其表现为之间的样条。我们描述了一般的反演方法和我们在实现中所做的具体选择。我们测试的性能上的一个学术问题和两个有趣的NLTE的例子，Ca\，II\，8542和Na\，I\，D谱线。该代码被发现具有良好的收敛性能，并优于基于有限差分的代码在这个特定的实现至少三个因素。我们反演合成观测的Na线从一个模拟的太阳大气的一小部分，并得出结论，Na线可靠地检索磁场和速度的范围$-3<\log τ< -0.5$。
A NLTE analysis of boron abundances in metal-poor stars
研究了冷星大气中中性硼的非定域热力学平衡线的形成。我们的研究结果证实，NLTE效应的B I共振线，这是由于过度电离和光泵效应的组合，是最重要的热，贫金属，低重力的恒星，然而，从LTE偏离的幅度发现这项工作是小于以前的研究。此外，我们的计算表明，随着与中性氢碰撞强度的增加，B I的谱线形成将向LTE方向靠近，这与以往的研究结果相反。利用NLTE谱线形成的结果，利用HST/GHRS谱线合成B12497 A共振线的方法，对16颗贫金属星的硼丰度进行了测定。这些恒星的铍和氧丰度也被确定。不贫化Be和B的9颗恒星的丰度表明，无论与中性氢的碰撞强度如何，Be和B在对数平面内均随O的增加呈准线性增加，证实了早期银河系中Be和B主要由原生过程产生的结论。这项工作最值得注意的结果是，B与Fe或O以非常相似的速度增加，或者比Be快一点，这与理论模型一致。B/Be比在这里研究的金属丰度范围内几乎保持不变。B/Be比值的平均值落在[13+-4，17 +-4]区间，这与空间过程的预测是一致的。如果贫金属星的11B/10 B同位素比值与流星值相同，则可能需要来自核过程的B的贡献。
Systematic NLTE study of the -2.6 < [Fe/H] < 0.2 F and G dwarfs in the solar neighbourhood. I. Stellar atmosphere parameters
给出了51个均匀分布在-2.60 < [Fe/H] < +0.20金属丰度范围内的FG矮星的大气参数，这些参数适合于银河系化学演化研究。铁，Fe I和Fe II，线被用来获得一组均匀的有效温度，表面重力，铁丰度，和微湍流速度。我们使用高分辨率（R>60000）的Shane/Hamilton和CFHT/ESPaDOnS观测光谱和非局域热力学平衡（NLTE）线形成的Fe I和Fe II在经典的一维模型大气。用20颗基准星测试了光谱方法，对这些基准星有多次红外通量法（IRFM）Teff测量，它们的依巴谷视差误差<10%。我们发现，当把S_H = 0.5的比例因子应用于Fe+H非弹性碰撞的Drawinian速率时，Fe I和Fe II谱线的NLTE丰度在0.06 dex以内是一致的。通过比较每个程序星在log g-Teff平面中的位置与Yi等人（2004年）网格中的理论演化轨迹，检查了每个程序星获得的大气参数。我们的最终有效温度位于Alonso等人（1996）和Casagrande等人（2011）的T_IRFM标度之间，平均差值分别为+46 K和-51 K。与LTE相比，NLTE导致更高的表面重力。对于[Fe/H] >-0.75或Teff < 5750 K或log g > 4.20的恒星，log g的位移小于0.1 dex。NLTE分析对于VMP关闭和次巨星是至关重要的，对于这些恒星，NL…
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites, a NLTE-1D abundance analysis. I. Homogeneous set of atmospheric parameters
我们提出了一个均匀的一套准确的大气参数的一个完整的样本非常和非常贫金属的恒星在矮球状星系（dSphs）雕塑家，小熊座，六分仪座，天炉座，牧夫座I，大熊座II，狮子座IV。我们还提供了一个银河系（MW）巨恒星的比较样本，覆盖了-4 < [Fe/H] < -1.7金属丰度范围。结果表明，在[Fe/H] > -3.5区域，基于光度法和已知距离的非光谱有效温度（Teff）和表面重力（log~g）的非局域热力学平衡（NLTE）计算提供了Fe I和Fe II线的一致丰度。这证明了Fe I/Fe II电离平衡方法来确定未知距离的MW晕巨星的log g。dSphs和MW星的大气参数用独立的方法检查。在[Fe/H] > -3.5范围内，在NLTE计算中满足Ti I/Ti II电离平衡。在log~ g-Teff平面上，所有恒星都位于[Fe/H] = -2 ~-4的演化轨道巨分支上，与它们的金属丰度一致。对于我们样本中一些最贫金属的恒星，我们很难从铁和钛的两个电离阶段获得一致的NLTE丰度。我们认为，这是一个后果的不确定性在Tef的颜色关系在这些金属丰度。这些工作的结果提供了一个详细的丰度分析的基础上提出的配套文件。
Modeling the near-UV band of GK stars, Paper II: NLTE models
我们提出了一个网格的大气模型和合成光谱能量分布（SED）的晚型矮星和巨星的太阳和1/3太阳的金属丰度与许多不透明度来源计算的自洽非本地热力学平衡（NLTE），并比较他们的LTE网格肖特和Hauschildt（2010）（论文I）。我们描述，第一次，如何NLTE治疗影响大气结构（T（τ）关系）和SED的热平衡作为一个精细采样的功能Teff，日志g，和[A/H]之间的太阳金属丰度和轻度金属贫红巨星。我们将计算的SED与论文I中描述的整个可见光谱带以及光谱的蓝色和红色区域中的观测分光光度法库进行比较。我们发现，对于这两个金属丰度的巨人，NLTE模型产生最佳拟合Teff值是~30至90 K比LTE模型提供的低，同时提供更大的一致性之间的\log g值，并为大角星，Teff值，分别拟合到蓝色和红色光谱区域。有边际的证据表明，NLTE模型给出了更一致的最佳拟合Teff值之间的红色和蓝色波段的早期光谱类的太阳金属量GK巨人比他们做的后期类，但没有模型适合的蓝色波段光谱以及任何类。对于我们能够研究的两个矮光谱类，NLTE对导出参数的影响不太显著。
Investigating non-LTE abundances of Neodymium (Nd) in metal-poor FGK stars
针对r过程场所约束需求，本研究构建Nd I/Nd II模型原子计算贫金属FGK星的钕NLTE丰度，校准得到与陨石值一致的太阳钕丰度，计算了大样本NLTE修正网格并明确了LTE偏离的特征规律。
The Impact of Inelastic Collisions with Hydrogen on NLTE Copper Abundances in Metal-Poor Stars
我们研究了具有更新模型原子的\ion{Cu}{1}线的非局域热力学平衡（NLTE）分析，该模型原子包括Belyaev等人（2021）最近研究的Cu\，$+$ \，H和Cu $^+$\，$+$ \，H $^-$非弹性碰撞的量子力学速率系数。这些数据对NLTE丰度测定的影响已被用于金属丰度范围为$-$ 2.59\，dex $\,\le$ \，[Fe/H]\，$\le$ \，$-$ 0.95\，dex的6颗贫金属星.对于\ion{Cu}{1}线，应用精确的原子数据导致与LTE的偏离减少，并且与用Drawin理论近似获得的相比，铜丰度更低。为了验证我们采用的铜原子模型，我们还推导了样本星的\ion{Cu}{2}线的LTE铜丰度。从\ion{Cu}{1}（NLTE）和\ion{Cu}{2}（LTE）谱线得到了一致的铜丰度，这表明我们的铜原子模型是可靠的。值得注意的是，当$\sim$ \、$-$ 2.0\，dex\、$<$ \、[Fe/H]\、$<$\、$\sim$ \、$-$ 1.0\，dex时，[Cu/Fe]比随着金属度的增加而增加，有利于二次（金属度依赖性）铜的产生。
LTE or non-LTE, that is the question
锶已被证明是贫金属星研究中最重要的中子捕获元素之一。由于Sr的强吸收线，即使在最缺乏金属的恒星中也可以检测到它们，并且在低分辨率光谱中也可以检测到。然而，我们仍然无法解释我们从贫金属恒星中获得的大的恒星间丰度分散。在这里，我们对比银河系的化学演化（GCE）与改进的丰度SrI+II，包括更新的原子数据，以评估可能的解释，在低金属丰度的大恒星到恒星的散射。我们得到的丰度下的局部热力学平衡（LTE）和非LTE（NLTE）的恒星跨越一个大的恒星参数的间隔。重力和金属丰度也在NLTE中确定。我们确认，SrI和SrII之间的电离平衡满足NLTE，但不是LTE，其中SrI和SrII之间的差异平均约0.3dex。我们表明，NLTE修正是越来越重要的金属丰度降低。对于[Fe/H]>-3的恒星，矮星/巨星的Sr I NLTE修正约为0.35/0.55dex，而Sr II NLTE修正为+/-0.05dex。基于大的NLTE校正，SrI在LTE下不应用作化学示踪剂，而在NLTE下是良好的示踪剂。SrII在LTE和NLTE（低至[Fe/H] \sim -3）下都是良好的示踪剂，并且LTE对于该大多数物种是安全的假设。然而，Sr丰度从SrII线是依赖于一个准确的表面重力测定，这可以从NLTE光谱的Fe线或视差测量。我们不能解释星到星的散射（这仍然在LTE和NLTE下）的使用GCE模型，因为锶产量到目前为止是…
NLTE modelling of integrated light spectra. Abundances of barium, magnesium, and manganese in a metal-poor globular cluster
我们研究了非局部热力学平衡（NLTE）的钡，镁，锰的丰度分析的综合光谱，通常适用于分析河外星团和星系的影响。在本文中，我们的参考对象是一个合成的简单恒星星族（SSP），代表一个单金属α增强的球状星团，金属丰度[Fe/H]=-2.0，11 Gyr。我们使用MULTI2.3程序计算了Mg I、Mn I和Ba II离子谱线的LTE和NLTE等效宽度，这些离子通常用于河外恒星星族的丰度分析。我们使用ATLAS 12模型大气层的恒星参数采样模型等时线，代表个别恒星的模型SSP。NLTE和LTE的等效宽度计算的个别恒星合并计算SSP NLTE的修正。我们发现，对贫金属球状星团积分光谱的NLTE丰度修正在许多情况下是显著的，并且经常超过0.1 dex。特别是，LTE丰富的Mn一贯低估0.3德克斯的所有光学线Mn我在这项工作中研究。另一方面，Ba II和Mg I谱线表现出很强的微分效应：对于低激发谱线，单个恒星和积分光谱的NLTE丰度修正接近于零，但对于强高激发谱线，它们达到-0.15 dex。我们的研究结果强调，需要考虑NLTE效应的光谱分析的个别恒星和综合光谱的恒星星族。
The lithium isotopic ratio in very metal-poor stars
未演化的贫金属恒星是早期宇宙中锂丰度最重要的示踪物。结合标准的大爆炸核合成模型和银河系通过宇宙射线散射的产生，这些[Fe/H]<-2的恒星预计会显示出不可检测的小6Li/7 Li同位素特征。相反的证据可能需要一个额外的前银河生产源或大爆炸核合成的标准模型的修订。我们重新审视了四个晕星的同位素分析，其中两个声称在文献中发现了6Li，以研究改进的模型大气和线形成处理的影响。对于第一次，一个组合的3D，NLTE（非局部热力学平衡）建模技术的锂，钠，钙线被用来约束的内在线加宽，并确定锂同位素比。我们讨论了3D NLTE效应对线轮廓形状的影响，并使用Ca激发和电离平衡评估我们的建模的现实性。通过在现实的3D流体动力学模型大气中解释NLTE线的形成，我们可以模拟Li共振线和其他中性线，其一致性优于LTE，而不需要由6Li的存在引起的额外的线不对称。与1D和3D LTE建模的结果相反，在我们的样本中没有任何恒星在NLTE中具有显着的2-sigma检测到较轻的同位素。在一个大的参数空间，NLTE建模系统地减少了最适合的锂同位素比高达五个百分点。作为一个双产品，我们还提出了有史以来第一个3D NLTE的晕星的Ca和Na丰度，这揭示了显着偏离LTE。我们的发现大大削弱了早期宇宙中重要和非标准的6Li生产源的观测支持。
Atmospheric NLTE models for the spectroscopic analysis of blue stars with winds. V. Complete comoving frame transfer, and updated modeling of X-ray emission
上下文获得精确的恒星和风的性质以及大质量恒星的丰度模式对于了解它们的性质及其与环境的相互作用以及限制它们的演化路径和最终产品至关重要。目标。为了实现更高的通用性和精度的完整的紫外光学范围，我们改进了我们的NLTE大气和光谱合成代码FASTWIND。我们的目标也是获得一个先进的描述X射线发射风嵌入冲击。方法.我们包括一个详细的共动框架辐射转移的基本频率范围内，但仍然适用的方法，使低周转时间。结果在大多数情况下，我们的新结果与替代代码CMFGEN的结果非常一致，无论是关于总辐射加速度，战略光学线，和紫外范围。关于NIII 4634 -4640-4642的一致性有所改善，尽管仍存在某些差异，主要与极紫外线的谱线重叠效应有关。在我们最酷模型的紫外线范围内，我们发现伪连续统的预测凹陷存在差异，在Ly_alpha周围最为明显。我们的新版本和以前的FASTWIND版本之间的比较显示了几乎完美的一致性，除了NV 4603-4619。使用改进的，深度相关的热，X射线发射材料的填充因子的描述，我们确认以前的解析标度关系与我们的数值模型。结论.我们警告不要不加批判地依赖过渡，这是强烈影响直接或间接的线重叠效应。最冷的网格模型预测的紫外连续谱的抑郁症需要检查，无论是观测，并关于基础的原子数据。从“超电离”离子，如OVI的风线，原则上可以用来限制风嵌入冲击的分布。
A NLTE line formation for neutral and singly-ionised titanium in model atmospheres of the reference A-K stars
我们构建了一个全面的模型原子TiI-II使用超过3600测量和预测能级的TiI和1800能级的TiII，和量子力学光电离截面。通过从A到K的广泛光谱类型，包括[Fe/H]低至-2.6 dex的贫金属恒星，处理了两种钛离子的非局域热平衡（NLTE）线形成。NLTE导致系统耗尽的总吸收的TiI线和积极的丰度修正。NLTE丰度修正的幅度是较小的冷（FGK型）大气的现有文献数据相比。NLTE导致加强的TIII线和负NLTE丰度修正。我们首次在6500 K < Teff < 13000 K范围内对TiI-II进行了NLTE计算。与LTE的偏差朝着更高的有效温度增长。对于四颗A型星，我们从TiI和TiII线推导出NLTE和LTE丰度。在LTE的丰度差异高达0.22德克斯之间得到的TiI和TiII，它消失在NLTE。对于其他四颗A-B星，只观测到TiII线，NLTE导致与LTE相比更小的线到线散射。通过对17颗冷星的TiI和TiII谱线的分析，在宽的金属丰度范围内（-2.6 < [Fe/H] 4.1）< 0.0. Consistent NLTE abundances from lines of TiI and TiII were obtained applying classical Drawinian rates for the stars with log g >，并忽略与HI的非弹性…
Detection of Al II in the Ultraviolet Spectra of Metal-Poor Stars: An Empirical LTE Test of NLTE Aluminum Abundance Calculations
利用哈勃太空望远镜上的空间望远镜成像光谱仪获得的紫外光谱，我们在11颗贫金属恒星中探测到了2669.155埃的Al II线。我们从这条线获得铝丰度使用标准的丰度分析，假设当地的热力学平衡（LTE）。这11颗跨度为-3.9 <[Fe/H]<-1.3的恒星的平均[Al/Fe]比为-0.06 +/-0.04（sigma = 0.22），或者如果排除两颗碳增强型恒星，跨度为-3.0 <[Fe/H]<-1.3的9颗恒星的[Al/Fe]比为-0.10 +/-0.04（sigma = 0.18）。我们使用这些丰度进行经验测试的非LTE（NLTE）的丰度校正预测的共振线的Al I，包括常用的光学Al I线在3961埃。Al II线形成于LTE中，并且从这条线得到的丰度与预测具有最小NLTE校正的高激发Al I线得到的丰度相匹配。从Al II线导出的丰度和从Al I共振线导出的LTE丰度之间的差异为+0.4至+0.9dex，这与Al I共振线的预测NLTE校正相匹配。我们的结论是，NLTE丰度计算是近似正确的，并应适用于LTE丰度来自Al I线。
NLTE abundances of C, O, Ca, Ti, and Fe in the reference BAF-type stars
我们提出了准确的丰度测定方法的基础上的非局部热力学平衡（NLTE）线形成的碳，氧，钙，钛，铁在大气中的BAF型恒星。对于C Ⅰ-Ⅱ、O Ⅰ、Ca Ⅰ-Ⅱ和Ti Ⅰ-Ⅱ，我们在以前的论文中描述了它们的综合模型原子。本文首次采用了一个比较完整的Fe Ⅰ-Ⅱ模型原子。我们确定的NLTE丰度的9个BAF型恒星与确定的大气参数，使用高分辨率和高信噪比光谱观测在宽波长范围内，从UV到IR。对于C，Ca，Ti和Fe，NLTE导致一致的丰度从线的两个电离阶段。在B型次巨星HD 160762的近红外光谱中检测到了C I、Ca II和Fe II发射线。当应用我们的NLTE方法时，它们在经典模式大气中被很好地再现。
Atmospheric NLTE-models for the spectroscopic analysis of blue stars with winds. IV. Porosity in physical and velocity space
聚集在热的大质量恒星的辐射驱动风中，影响了整个电磁波谱的合成观测值的推导。我们实现了一个形式主义治疗风结块-特别是与多孔介质的物理和速度空间的光泄漏效应-到全球（光球+风）NLTE模型大气代码FASTWIND。我们假设一个随机的，两个组件的风组成的混合物的光学厚和薄的团块嵌入在一个稀薄的团块间介质。我们完全解释了物理空间和速度空间中与孔隙度相关的不透明度的降低，以及众所周知的效应，即在质量损失率相等的情况下，不透明度取决于ρ ^[2]，在云团风中比在平滑风中更高。通过制定我们的方法，在适当的平均和有效的不透明度cloudspeak风，我们能够计算模型与相同的速度（~15分钟。在现代笔记本电脑上）在以前的代码代。新模型的一些初步的一般性结果包括：i）重申了早期的结果，即速度空间孔隙度对于分析O-星中的UV风线是至关重要的; ii）对于光学H α线，光学厚聚集效应对于O-星很小，但对于晚期B和A-超巨星可能非常重要; iii）空间孔隙度对于O星中高能X射线的吸收是一个边际效应，只要团块之间的平均自由程保持在现实值; iv）在典型的O星射电光球半径处，孔隙度可以忽略不计; v）关于风电离平衡，总的趋势是，在具有光学薄团块的模拟中增加的复合速率导致比相应的平滑模型中总体更低的电离度，但是这种效应现在被与物理和速度空间中的孔隙度相关联的增加的光泄漏水平抵消。
NLTE analysis of the methylidyne radical (CH) molecular lines in metal-poor stellar atmospheres
CH分子在非局部热力学平衡（NLTE）的分析进行的物理条件的冷恒星大气的典型红巨星（log g = 2.0，Teff = 4500 K）和太阳。目前的工作的目的是探讨是否CH分子的G-波段，这是常用的碳增强贫金属（CEMP）星的丰度诊断，是敏感的NLTE效应。用MULTI程序计算了LTE和NLTE理论谱。我们使用一维（1D）LTE流体静力学MARCS模型大气，参数代表11颗红巨星，金属丰度范围从[Fe/H] = -4.0到0.0，碳铁比[C/Fe] = 0.0，+0.7，+1.5和+3.0。CH分子模型由1981个能级、18377个辐射束缚-束缚跃迁和932个光解离反应表示。由于与自由电子和氢原子碰撞引起的跃迁的速率使用经典的配方计算。我们的计算表明，NLTE效应的CH分子的统计平衡是显着的，不能被忽略的C丰度的精确光谱分析。在G波段的NLTE效应随着金属丰度的降低而增加。我们表明，C丰度总是低估，如果LTE的假设。从CH特征推断的NLTE对C丰度的修正范围从太阳的+0.04 dex到金属丰度[Fe/H] =-4.0的红巨星的+0.21 dex。CH分子中LTE假设的结果是不可忽略的，在基于CH线的诊断光谱中必须考虑NLTE效应。我们在这里表明，在光学CH线的NLTE效应是不可忽略的太阳和红巨星，但进一步的计算是有必要调查的影响，在其他制度的恒星参数。
Review: progress in NLTE calculations and their application to large data-sets
在大尺度恒星巡天观测资料的解释中，主要任务之一是确定基本的大气参数，如有效温度、表面重力和金属丰度。在大多数正在进行和即将进行的项目中，它们是通过光谱导出的，依赖于经典的一维（1D）模型大气和LTE的假设。本文综述了FGK型星非定域热力学平衡（NLTE）谱线形成计算的研究现状和存在的问题。讨论的问题包括：（i）复杂项系化学元素的综合模型原子的构造;（ii）经典LTE光谱测定恒星参数和化学丰度时可能存在的系统误差;（iii）原子数据的不确定性对NLTE最终结果的不确定性，以及（iv）将NLTE谱线形成计算与空间和时间平均模型耦合应用<3D>于光谱分析。
Statistical equilibrium of silicon in the atmospheres of metal-poor stars
目标。本文讨论了贫金属星大气中中性硅和电离硅的统计平衡。研究了非定域热力学平衡效应，并测定了贫金属星的硅丰度。方法.我们使用了高分辨率，高信噪比光谱的UVES光谱仪在欧洲南方天文台VLT望远镜。本文给出了贫金属星大气中Si i和Si ii的谱线形成计算，计算了硅原子模型中的174项谱线和1132条谱线跃迁。考虑到最近改进的Si i和Si ii光电离截面的计算，并通过比较贫金属星的理论和观测通量，研究了Ly α翼中自由-自由准分子吸收的影响。所有丰度结果均来自LTE和NLTE统计平衡计算和光谱合成方法。结果研究发现，极紫外辐射对贫金属星，特别是高温、极贫金属星的形成具有重要意义。辐射束缚-自由截面对这些恒星也起着非常重要的作用。结论.发现Si的NLTE效应对于贫金属星，特别是对于温暖的贫金属星是重要的。结果表明，这些效应依赖于温度。对于温暖的贫金属恒星，NLTE丰度修正相对于标准LTE计算达到~ 0.2 dex。我们的研究结果表明，硅是过剩的金属贫星。
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG: NLTE atmospheric parameters and abundances of giant stars in 33 Open Clusters
该研究基于 TNG/HARPS-N 的 SPA 高分辨率光谱，均质测定33个近太阳金属丰度疏散星团约百颗巨星的 NLTE 大气参数与多元素丰度，揭示丰度随年龄的趋势并为未来巡天提供基准。
Convection and 6Li in the atmospheres of metal-poor halo stars
基于CO 5 BOLD程序计算的三维流体动力学模型大气和三维非LTE（NLTE）谱线形成计算，我们研究了对流诱导谱线不对称性对Asplund等人（2006）样本恒星有效温度、重力和金属丰度范围内推导的6Li丰度的影响。当考虑到这种恒星样本的不对称效应时，相对于Asplund等人（2006）确定的同位素比率，得到的6Li/7 Li比率平均降低了约1.5%。这种纯理论校正将显著的6Li检测的数量从9减少到4（2 σ标准），或从5减少到2（3 σ标准）。鉴于这一结果，6Li平台的存在似乎值得怀疑。通过用3D NLTE和1D LTE合成线轮廓拟合观察到的锂6707 A双峰，对单个物体进行仔细的再分析，证实了当使用3D NLTE而不是1D LTE线拟合时，推断出的6Li丰度系统地较低。尽管如此，即使在3D-NLTE中分析，也确实存在6Li检测到的晕星，最突出的例子是HD 84937。
Observational constraints on the origin of the elements. VII. NLTE analysis of Y II lines in spectra of cool stars and implications for Y as a Galactic chemical clock
本研究通过NLTE分析Y II线，评估了非局部热力学平衡效应对钇丰度及[Y/Mg]年龄指示器的影响，证实了该比值在类太阳恒星中作为宇宙年代计的可靠性。
NLTE for APOGEE: Simultaneous Multi-Element NLTE Radiative Transfer
新版本的TLUSTY允许使用预先计算的不透明度表计算冷恒星中的限制NLTE。我们证明，TLUSTY给出了一致的结果与MULTI，一个经过良好测试的代码NLTE在冷星。我们使用TLUSTY来执行LTE和一系列的NLTE计算Na，Mg，K和Ca，同时使用上述1，2，3和4种元素的所有组合在NLTE中。在这项工作中，我们考虑到如何偏离LTE在一个元素可以影响他人通过在不透明度的变化，由于NLTE。我们发现，原子镁，它提供了强大的紫外线不透明度，并显示偏离LTE在低能量状态，可以影响NLTE人口的钙，导致丰度校正高达0.07德克斯。单元素和多元素情况之间的导出丰度差异可能超过单元素NLTE和LTE分析之间的差异，警告这并不总是二阶效应。通过对具有可靠大气参数的三颗恒星（大角星、南河三和太阳）的详细测试，我们得出结论：我们的NLTE计算对Ca、Na和K的光学丰度修正可达0.1，0.2和0.7 dex，但对Mg的NLTE是一个很好的近似。在H波段，NLTE校正要小得多，低于0.1 dex。在光学和IR中推导出的NLTE丰度是一致的。对于所有四种元素，在所有三颗恒星中，NLTE线轮廓比LTE对应物更适合观测。对于过度电离是重要NLTE机制的元素，可能会受到镁中LTE偏离的影响。在计算H波段线路的NLTE曲线时，必须特别注意用于高电平的冲突。在光学和H-波段的推导NLTE校正不同，但推导的NLTE…
The GAPS programme at TNG. XLV. HI Balmer lines transmission spectroscopy and NLTE atmospheric modelling of the ultra-hot Jupiter KELT-20b/MASCARA-2b
本研究通过HARPS-N观测提取超热木星KELT-20b/MASCARA-2b的HI巴耳末线透射光谱，结合Cloudy等代码的NLTE大气建模，验证了NLTE效应对该行星大气温度结构与光谱的显著影响，且其作用强于更热的KELT-9b。
NLTE analysis of Co I/Co II lines in spectra of cool stars with new laboratory hyperfine splitting constants
我们研究了冷星大气中Co的统计平衡，以及NLTE和HFS（超精细分裂）对Co谱线和丰度形成的影响。显着偏离LTE水平的人口被发现为Co I，也数密度的激发态在Co II不同于LTE在低金属丰度。太阳光球中Co的NLTE丰度为4.95 ± 0.04 dex，在组合不确定度范围内与C I陨石中的丰度一致。利用紫外傅里叶变换光谱法测量超精细相互作用常数的结果计算了Co I的谱线。对于Co II，进行了超精细结构分裂A和B因子的第一次实验室测量。对18颗恒星进行了Co的微分丰度分析，金属丰度范围为-3.12 < [Fe/H] < 0.用光谱合成法求出丰度。在低[Fe/H]时，Co I谱线的NLTE丰度修正值高达+0.6 +0.8 dex。因此，贫金属恒星中钴的LTE丰度被严重低估。由Co II单紫外线测定的恒星NLTE丰度比其低0.5-0.6倍。这种差异可能是由于太阳能Co II谱线中没有考虑到的可能的混合物及其错误的振子强度。根据NLTE下的Co I线计算，在贫金属恒星中[Co/Fe]的增加趋势可以解释为，如果Co相对于Fe在大质量恒星中过量产生。银河系化学演化的模型完全不足以描述这种趋势，这表明问题在于SN产额。
Effect of NLTE model atmospheres on photometric amplitudes and phases of early B-type pulsating stars
本文研究了早期B型主序星测光观测量（振幅比和相位差）理论值不准确的所有可能来源。在这里，我们讨论的影响，来自恒星大气模型和恒星脉动的线性非绝热理论的参数。特别是，我们第一次评估从LTE近似的偏离的效果。大气输入来自线覆盖、LTE和NLTE平面平行、流体静力学模型。为了计算NLTE模式的临边暗化系数，我们使用最小二乘法考虑通量守恒的准确性。我们提出了NLTE大气，化学成分和不透明度对早期B型超新星测光观测值理论值的影响。为此，我们计算表的通带通量，通量导数超过有效的温度和重力，以及非线性的边缘暗化系数在12个最常用的通带，即在Strömgern系统，$uvby$，和在约翰逊-Glass系统，$UBVRIJHK$。我们在Wrocketaw HELAS网页http://helas.astro.uni.wroc.pl上公开这些表。
Influence of inelastic collisions with hydrogen atoms on the non-LTE modelling of Ca I and Ca II lines in late-type stars
我们使用更新的模型原子对Ca I-II进行了非定域热力学平衡（NLTE）计算，其中包括Barklem和Mitrushchenkov，Guitou，Belyaev，Yakovleva，Spielfiedel和Feautrier最近两项研究中Ca I + H I碰撞的新的量子力学速率系数，并研究了使用太阳，南河三，和五颗贫金属（MP）恒星，具有确定的恒星参数。我们表明，这两个碰撞配方导致非常相似的NLTE结果。当使用Ca I的次级线和Ca II的高激发线时，NLTE为每个恒星提供了与LTE情况相比更小的线到线散射。对于南河三，NLTE删除了一个陡峭的趋势与线强度之间的LTE中看到的强钙I线，并导致一致的[Ca/H]丰度从两个电离阶段。在MP星中，Ca II 8498 A的NLTE丰度与Ca I的次级线的丰度一致。NLTE在很大程度上消除了在LTE假设下获得的四颗[Fe/H] < -2恒星的Ca I和Ca II 8498 A高激发线之间的丰度差异。我们研究了[Fe/H] < -2星中Ca I共振线的形成。从Ca I共振线和Ca II共振线的一致NLTE丰度被发现的两个超贫金属恒星HE 0107 -5240和HE 1327 -2326。我们提供了28条线的Ca I的NLTE丰度校正的网格模型大气适合FGK型矮星和亚巨星的丰度分析。
3D NLTE analysis of the most iron-deficient star, SMSS0313-6708
早期宇宙中恒星形成的模型依赖于吸积、碎裂和辐射反馈的细节。不同的模拟预测了第一颗恒星的不同初始质量函数，范围从主要的低质量（0.1-10 Msol）到大质量（10-100 Msol），甚至超大质量（100-1000 Msol）。第一颗恒星的质量分布应该会在仍然存在的低质量第二代和更晚一代贫金属恒星上留下独特的化学印记。SMSS 0313 -6708的化学成分是已知恒星中钙和铁丰度最低的，表明它是由一颗大质量超新星富集的。然而，即使是弱的谱线也可能受到贫金属恒星中强3D和NLTE效应的影响。如果这些影响被忽略或处理不当，推断丰度的错误可能会显着偏离污染超新星的推断属性。我们使用3D NLTE辐射转移重新测定SMSS 0313 -6708的化学成分，以获得Li、Na、Mg、Al、Ca和Fe的准确丰度。模型原子采用现实的碰撞率，没有校准的自由参数。我们发现3D NLTE中Fe的丰度比1D LTE高0.8 dex，Mg，Al和Ca的丰度高0.5 dex，而Li和Na的丰度不受影响，在0.03 dex以内。特别是，我们的[Fe/H]上限现在比以前基于NLTE（即使用平均3D模型）的估计值大10倍，[Fe/H] < -6.53（3 sigma<3D>）。该较高的估计值是由于保守的上限估计、更新的NLTE数据和<3D>3D-NLTE差异，所有这些都导致较高的丰度测定。我们发现，SMSS 0…
NLTE determination of the calcium abundance and 3D corrections in extremely metal-poor stars
极度贫金属的恒星包含早期银河系化学成分的化石记录。用改进的MULTI程序计算了53颗极端贫金属星的钙线NLTE剖面。我们的新模型原子，我们能够调和的Ca丰度从Ca I和Ca II线在南河三推断。- 我们发现在早期银河系中[Ca/Fe]= 0.50 $\pm$ 0.09，这个值略高于之前的LTE估计。- 比值[X/Ca]的离散度通常小于比值[X/Mg]的离散度，其中X是除Al之外的"轻金属"（O、Na、Mg、Al、S和K）。这些离散度不能用测量误差来解释，但氧除外。令人惊讶的是，[X/Fe]的分散度总是等于或甚至小于[X/Ca]平均值周围的分散度。- 我们注意到，在低金属丰度时，Ca I共振线的波长相对于（较弱的）从属线发生了偏移，这是对流效应的标志。- 发现从Ca I共振线（422.7 nm）推断的Ca丰度在非常低的金属丰度下系统地小于从从属线推断的丰度。
Non-LTE abundances of Mg and K in extremely metal-poor stars and the evolution of [O/Mg], [Na/Mg], [Al/Mg] and [K/Mg] in the Milky Way
极贫金属（EMP）星轻元素的LTE丰度以前已经从高质量的光谱中推导出来。没有NLTE效应的新推导，将更好地约束银河系化学演化模型和第一颗超新星的产额。用修改过的MULTI程序计算了53颗极贫金属星的镁和钾谱线的NLTE剖面，并根据观测到的谱线进行了调整，以得出这些元素的丰度。镁和钾的NLTE校正与文献中发现的结果非常一致。丰度略有变化，达到了更好的精度：丰度比平均值周围的离散度有所下降。镁可放心用作参比元素。与先前确定的钠和铝的NLTE丰度一起，显示了新的比率，以供比较，沿着银河系化学演化的一些模型提出的理论趋势，使用不同的超新星模型。
LOTUS: A (non-)LTE Optimization Tool for Uniform derivation of Stellar atmospheric parameters
精确的大气恒星基本参数和恒星中单个元素丰度的测定对于所有恒星星族研究都是重要的。非局部热力学平衡（Non-LTE;下文称为NLTE）模型对于这种高精度通常是重要的，然而，可能在计算上复杂且昂贵，这使得模型在光谱分析中较少使用。为了减轻这些模型的计算负担，我们开发了一个强大的一维，LTE和NLTE的基本大气恒星参数推导工具，$\texttt{LOTUS}$，确定有效温度$T_{\mathrm{eff}}$，表面重力$\log g$，金属丰度$\mbox{[Fe/H]}$和微湍流速度$v_{\mathrm{mic}}$ FGK型恒星，从Fe I和Fe II线的等效宽度（EW）测量。我们利用一个广义的生长曲线的方法，考虑到EW的依赖关系，每个Fe I和Fe II线上相应的大气恒星参数。然后，使用全局差分进化优化算法来获得优化的基本参数。此外，$\texttt{LOTUS}$可以使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）算法确定每个恒星参数的精确不确定性。我们测试和应用$\texttt{LOTUS}$的基准星的样本，以及从K2的调查，并从$R$ -过程联盟（RPA）调查的贫金属星与可用的星震表面重力。我们发现非常好的协议之间的NLTE派生参数$\texttt{LOTUS}$非光谱值内$T_{\mathrm{eff}}=\pm 30$ K和$\log g=\pm 0.10$ dex的基准星。我们提供…
Large databases of metal-poor stars corrected for three-dimensional and/or non-local thermodynamic equilibrium effects
本研究发布了经非局部热力学平衡（NLTE）效应校正的SAGA贫金属星星表，推出在线校正工具NLiTE，并通过与NEFERTITI模型对比，解决了[C/Fe]丰度比的长期观测-模型差异，为贫金属星化学丰度研究提供关键支撑。
Non-local thermodynamic equilibrium stellar spectroscopy with 1D and 3D models - II. Chemical properties of the Galactic metal-poor disc and the halo
从探索性的研究和理论的期望，它是已知的，简化近似光谱分析（LTE，1D）导致恒星参数和丰度的系统偏差。这些偏差强烈依赖于表面重力，温度，特别是LTE与非LTE（NLTE）的恒星金属丰度。在这里，我们分析了[Mg/Fe]和[Fe/H]平面的326颗恒星的样本，比较LTE和NLTE的结果使用一维流体静力学模型和平均<3D>模型。我们发现，与<3D>NLTE基准相比，所有其他三种方法都显示出对较低金属丰度的越来越大的偏差，导致[Mg/Fe]对[Fe/H]的错误趋势，这对化学演化模型的解释具有深远的影响。在我们最好的<3D>NLTE模型中，晕和盘星在[Mg/Fe] - [Fe/H]平面上显示出更清晰的行为，从丰度空间的拐点到最低的金属丰度。我们的样本中有很大一部分厚盘星，这一人口延伸到至少[Fe/H] ~ -1.6 dex，进一步比以前证明的。厚盘星显示出恒定的[Mg/Fe] ~ 0.3 dex，[Mg/Fe]中具有小的固有色散，这表明快速的SN Ia通道与盘的形成无关。晕星达到更高的[Mg/Fe]比，并在低金属丰度时显示[Mg/Fe]的净趋势，并伴有[Mg/Fe]的大分散。这表明晕星的起源是多样的，从吸积的低质量系统到星系晕中的随机/不均匀化学演化。
NLTE line formation for Mg\ione\ and Mg\ii\ in atmospheres of B-A-F-G-K stars
在太阳和17颗恒星的经典1D-LTE模型大气中，考虑了Mg I和Mg II线的非局域热力学平衡（NLTE）线形成，这些恒星具有可靠的大气参数和广泛的光谱类型：3900 $\le$ \Teff \ $\le$ 17500~K，1.1 $\le$ log $g$ $\le$ 4.7和$-$ 2.6 $\le$ [Fe/H] $\le$ +0.4。我们发现，对于每一个明星，NLTE导致较小的线到线的散射。对于10颗恒星，NLTE导致Mg I和Mg II的丰度一致，而LTE丰度的差异在$-0.21$和+0.23~dex之间变化。我们得到了两颗贫金属恒星HD 140283和HD 84937中Mg I和Mg II丰度的差异。这些丰度差异的起源尚不清楚。我们的标准NLTE模型预测，在\Teff \ $\le$ 7000 K的大气中，Mg I的发射线位于7.736、11.789、12.224和12.321 $μ$ m。我们很好地再现了南河三中的Mg I 12.2和12.3PDMATHABMR m发射线。然而，对于太阳和3颗K巨星，预测的Mg I发射线与观测相比太弱。对于$\le$ \Teff \ $\leq$ 17500 K的恒星，即使在LTE假设下，我们也推荐使用Mg II 3848、3850、4384、4390、4427和4433 Å线来测定Mg丰度，因为它们的NLTE效应很小。Mg I 41…
Improving spectroscopic lithium abundances. Fitting functions for 3D non-LTE corrections in FGK stars of different metallicity
精确的光谱锂丰度对于解决各种悬而未决的问题至关重要，例如贫金属恒星（Spite高原）大气中均匀锂含量的起源，或者太阳系外行星系统的性质与其宿主恒星的锂丰度之间存在相关性。我们开发了一种工具，允许用户通过应用校正来提高基于1D模型大气和局部热力学平衡（LTE）假设的标准锂丰度测定的准确性，该校正可解释不同金属丰度的FGK恒星中的流体动力学（3D）和非LTE（NLTE）效应。基于CO 5 BOLD 3D模型网格和相关的1D流体静力学大气，我们计算了锂线在670.8 nm处的三个合成光谱库，用于各种锂丰度，分别解释3D NLTE，1D NLTE和1D LTE中的详细线形成。然后使用所得的生长曲线来推导3D NLTE和1D NLTE锂丰度校正。我们证明，3D和NLTE的影响是小的金属贫星的Spite高原，导致的错误，最多+/-0.05 dex，如果忽略。在最冷的有效温度Teff=5000 K处发现了最大的校正，其中对于最强的线，它们可以达到-0.4 dex。我们提出了分析函数，用于评估校正和直接将给定的锂丰度转换为等效宽度，反之亦然，将给定的等效宽度（EW）转换为锂丰度。为方便起见，提供了一个Python脚本，用于计算给定Teff、log g、[Fe/H]和A（Li）或EW的所有拟合函数。通过拟合函数，复杂的3D和NLTE计算的结果很容易获得，并迅速适用于大范围金属丰度的大样本恒星。
Non-LTE abundance corrections for late-type stars from 2000Å to 3μm: I. Na, Mg, and Al
众所周知，冷的恒星大气会偏离局部热力学平衡（LTE）。准确的丰度测定需要考虑这些影响，但往往缺乏必要的非LTE计算。我们的目标是提供详细的估计NLTE效应的FGK型恒星的所有谱线从紫外到红外线，是潜在有用的丰度诊断。本系列的第一篇文章主要讨论轻元素Na、Mg和Al。使用PySME程序计算了2158 MARCS模式大气在宽参数范围内的增长曲线。9个丰度点被用来构建个别线生长曲线，通过计算35钠线，134镁线，和34铝线的等效宽度。所述线选自紫外线到近红外波长范围。我们通过对五颗基准恒星（太阳、大角星、HD 84937、HD 140283和HD 122563）的等效宽度测量，展示了新网格的LTE和NLTE丰度分析能力。对于钠，NLTE的丰度低于LTE，并显示显着减少线到线的分散在贫金属的恒星。对于镁，我们证实了以前的报告中的一个显着的0.25德克斯LTE电离不平衡的贫金属恒星，只有轻微改善NLTE（0.18德克斯）。基于Mg II线的LTE丰度更好地与银河系化学演化模型相一致。对于铝，NLTE计算大大减少了0.6 dex的电离不平衡LTE中看到的贫金属恒星。在这项工作中提出的丰度校正与以前的研究重叠的线的子集，除了强饱和线。
NLTE CNO abundances in a sample of nine field RR lyr type stars
首次对9颗RR型天琴座星的光谱中的碳线和氮线进行了直接NLTE分析。我们已经确定了这些元素的丰度与氧一起，并已表明，氮含量增加的金属丰度不足的程序星。我们的结论是，这是第一次疏浚的迹象，发生在红巨星分支的前一阶段，并将在不完整的CNO循环中处理的物质带到恒星表面。这种效应是显着增强的热盐（额外）混合，这是更有效的贫金属RR天琴座恒星。这一点可以从图中清楚地看到，在我们的恒星样本中，随着金属丰度从大约-0.2下降到-2，C/N比逐渐下降。氧丰度取决于金属丰度，这与我们在星族II恒星中看到的情况类似。
Galactic evolution of Copper in the light of NLTE computations
我们已经开发了一个模型原子铜，我们进行统计平衡计算，使我们能够计算线形成的Cu I线在恒星大气中，而不假设局部热力学平衡（LTE）。我们通过再现太阳、南河三和11颗贫金属星的观测谱线来验证该模型。我们的恒星样本包括矮星和巨星。在很宽的恒星参数范围内，我们得到了很好的协议之间不同的铜I线。11颗贫金属星的铁丰度范围为-4.2 ≤ [Fe/H] ≤-1.4，[Cu/Fe]比值的加权平均值为-0.22 dex，离散度为-0.15 dex。这是非常不同的结果，从LTE分析（NLTE和LTE之间的差异达到1 dex），尽管我们的样品的小尺寸，它提示了修改的星系演化的铜。
A non-LTE spectral analysis of the 3He and 4He isotopes in the HgMn star kappa Cancri
我们提出了一个试点研究的非局部热力学平衡（NLTE）线形成计算的同位素3 He和4 He在汞锰星Kappa Cancri。研究了NLTE效应对大气中氦同位素丰度测定和垂直分层的影响。现代NLTE谱线形成计算被用来分析kap Cnc的高分辨率和高信噪比的ESO-VLT/UVES谱。通过拟合氢原子的巴耳末谱线和光谱能量分布确定大气参数。研究了多个HeI系，包括HeI 4921 A和6678 A，它们显示出最宽的同位素分裂。在kap Cnc光谱中观察到的HeI谱线中有一半显示出显著的NLTE增强，在HeI 5875 A和HeI 6678 A红线中效果最强。来自单个HeI系的NLTE丰度比LTE值低约3倍。发现氦在卡普Cnc的大气中是分层的。虽然LTE分析表明氦丰度呈阶梯状分布，但NLTE分析表明氦丰度随高度逐渐降低。~ 3 He/~ 4 He比值约为0.25-0.30，根据现有资料，不能确定这两种同位素是否遵循同一分层剖面。这项工作意味着，NLTE效应可能是无处不在的HgMn星的大气中，并可能有显着的影响，丰度测定和解释的元素的垂直丰度分层。
NLTE analysis for Y I and Y II in atmospheres of F-G-K stars
本研究在F-G-K型恒星大气中开展Y I和Y II的NLTE分析，构建最新原子数据模型，确定65颗恒星钇丰度，发现NLTE修正为正且Y I修正可达0.5 dex，为银河系化学演化提供参考。
Observational constraints on the origin of the elements. I. 3D NLTE formation of Mn lines in late-type stars
锰（Mn）是一种重要的铁族元素，常用于恒星星族和核合成研究，以探索超新星Ia的作用。我们已经开发了一个新的非局部热力学平衡（NLTE）模型的锰，包括新的光电离截面和新的过渡率所造成的碰撞与H和H-原子。我们将该模型与一维（1D）LTE模型大气和恒星对流的3D流体动力学模拟相结合，以量化NLTE和对流对线形成的影响。我们表明，NLTE的影响是存在于锰I，并在较小程度上，在锰II线，这些增加与金属丰度和有效温度的模型。采用三维NLTE辐射转移，我们得到了新的丰富的Mn在太阳中，A（Mn）=5.52 +/- 0.03 dex，符合元素丰度的C I陨石。我们还将我们的方法应用于三个贫金属基准星的分析。我们发现3D NLTE丰度明显高于1D LTE。对于矮星，1D NLTE和3D NLTE丰度之间的差异通常在0.15 dex以内，然而，由于其更强烈的对流，这种影响在巨星的大气中要大得多。我们表明，3D NLTE成功地解决了RGB星HD 122563的电离和激发平衡，这是1D LTE或1D NLTE建模无法实现的。对于HD 84937和HD 140283，电离平衡是满意的，然而，共振Mn I三线态线仍然显示出较低的丰度相比，高激发线。我们的研究结果的基准星证实，1D LTE建模导致显着的系统偏差Mn丰度在整个波长范围内从蓝色的IR。我们还产生了一个列表的Mn线，不显着偏置的3D，可以可靠地，在…
Improved determination of the atmospheric parameters of the pulsating sdB star Feige 48
作为一个多方面的努力，更好地利用脉动sdB星Feige 48的星震学潜力的一部分，我们提出了一个改进的光谱分析，该星的基础上新的网格NLTE，完全线覆盖模型大气。为此，我们收集了四个高信噪比的时间平均光谱，光谱分辨率从1.0 μ m到8.7 μ m不等，我们利用四个独立研究的结果来确定Feige 48大气中最重要的金属的丰度。我们从Feige 48的四个光谱中得到的平均大气参数是：Teff= 29，850 $\pm$ 60 K，log $g$ = 5.46 $\pm$ 0.01，log N（He）/N（H）= $-$ 2.88 $\pm$ 0.02。我们还模拟了第一次在1640年的He II线从STIS存档光谱的恒星，我们发现这条线的有效温度和表面重力，以及匹配的光学数据获得的值。通过对光域中可见金属的丰度进行一些微调，我们能够在我们最好的可用光谱和我们最合适的合成光谱之间实现非常好的一致性。我们推导出的大气参数的Feige 48是在相当好的协议与以前的估计的基础上不太复杂的模型。这强调了NLTE方法与这颗特定恒星大气中的线覆盖相结合的相对较小的影响，这意味着目前对Feige 48大气参数的估计是可靠和安全的。
Fe I/Fe II ionization equilibrium in cool stars: NLTE versus LTE
中性和单离子化铁的非局部热力学平衡（NLTE）线的形成被认为是通过一系列的恒星参数特征的冷星。本文提出了一个综合的Fe Ⅰ和Fe Ⅱ模型原子。我们的NLTE计算支持早先的结论，统计平衡（SE）的Fe I显示人口不足的Fe I条款。然而，列入预测的高激发水平的Fe我在我们的模型原子导致大幅减少偏离LTE。作为Fe I/II模型原子的测试和首次应用，确定了太阳和四颗选定恒星的铁丰度，这些恒星具有确定的恒星参数和高质量的观测光谱。在误差条内，当SE计算中考虑到与氢原子的非弹性碰撞时，Fe I和Fe II的线给出了太阳和两颗贫金属恒星的一致丰度。对于金属丰度接近太阳的恒星南河三和$β$ Vir，Fe Ⅱ- Fe I的差值约为0.1 dex，与线形成模型无关，无论是NLTE还是LTE。我们评估偏离LTE对Fe丰度和冷星表面重力测定的影响。
Impact of opacity effects on chromospheric oscillations inferred from NLTE inversions
色球推论依赖于对在非局部热力学平衡（NLTE）条件下形成的谱线的解释。在存在振荡的情况下，不透明度的变化会影响谱线的响应高度，并妨碍对波动的真实性质的确定。我们的目标是探索NLTE反演代码推断的色球振荡和波的速度和温度的内在波动之间的关系。用MANCHA程序对波在阴影中的传播进行了数值模拟。NLTE的合成和反演代码NICOLE已被用来计算光谱偏振的Ca II 8542从模拟获得的模型的光谱线配置文件。合成的配置文件已被倒置和反演的推论已与已知的模拟大气进行了比较。Ca II 8542的NLTE反演捕获了低频振荡，包括在6 mHz左右的色球振荡主带中的振荡。相比之下，频率高于9 mHz的波的特征很差。在这些较高频率的速度振荡表现出明显的不透明度波动的迹象。谱线对速度起伏的主要响应来自低色球层高度，而对温度的响应则表现为高光球层和低色球层之间的突然跳跃。这种强烈的变化的高度线是敏感的温度被揭示为一个强大的振荡功率在推断的波动。我们的研究结果验证了使用NLTE反演研究频率低于9兆赫的色球振荡。解释更高的频率振荡和温度振荡的功率必须小心处理，因为它们表现出不透明度振荡的签名。
Non-LTE line formation for Si I-II-III in A-B stars and the origin of Si II emission lines in iota Her
一个全面的模型原子的Si I-II-III使用最新的原子数据迄今为止。基于Si I，Si II和Si III的非局部热力学平衡（非LTE = NLTE）线形成和高分辨率观测光谱，我们确定了9个未演化的A9至B3型恒星的样本的NLTE丰度，并确定了大气参数。对于每一颗星，NLTE大大减少了线到线的散射Si II相比，LTE的情况下，并导致一致的平均丰度从不同的电离阶段的线。在我们的样本中最热的恒星$ι$ Her中，Si II受到过电离作用，驱动高激发（12.5 eV以上）双重态能级产生的谱线发射。我们的NLTE计算再现10发射线的硅II观察$ι$ Her。同样的过电离效应导致大大削弱硅II线，这是观察到的吸收在$ι$ Her。大的积极NLTE丰度校正（高达0.98德克斯为5055 A）是有用的，实现一致的平均丰度从线的两个电离阶段，硅II和硅III。结果表明，对于$ι$ Her中的Si II 6347，6371 A双重态，NLTE效应被高估了，而新模型原子对较冷的恒星有很好的作用.在这个阶段，我们没有理解这个问题。我们计算了一个网格的NLTE丰度修正线的Si I，Si II，和Si III的模型大气中的有效温度和表面重力特性的未演化的A-B型恒星。
The Most Metal-Poor Stars. V. The CEMP-no Stars in 3D and Non-LTE
我们利用后1D、LTE文献分析，对富碳（[C/Fe]{1D，LTE} > +0.7）、贫金属（[Fe/ H_{1D,LTE} ] < -2.0）恒星的性质进行了研究。高激发C~I线用于约束G波段分析的3D、NLTE修正。对Yoon et al.和Yong et al.的1D、LTE汇编的校正产生了3D、LTE和3D、NLTE Fe和C丰度。在Yoon等人的汇编中，CEMP-no星的数量（加上其他八颗）从130颗（1D，LTE）减少到68颗（3D，LTE）和35颗（3D，NLTE）。对于Yong等人编制的-4.5 < [Fe/H] < -3.0的恒星，相应的CEMP-no分数分别从0.30变为0.15和0.12。我们提出了一个玩具模型的合并的两个人口的前星云的化学富集的第一个零重元素的恒星：C-丰富，超金属贫和C-正常，非常金属贫人口。该模型对CEMP-no星在A（C）和[C/Fe]与[Fe/H]平面上的一维、LTE丰度分布提供了合理的一级解释，范围为-4.0 < [Fe/H] <-2.0。Yoon等人的CEMP星群I包含19颗CEMP-no星（占星群的14%），其中4/9是双星，它们的[Sr/Ba]_{1D，LTE}值很大。这些数据支持Hansen等人（2016 b，2019）和Arentsen等人（2018）的观点，即这些恒星可能经历了AGB恒星和/或“自旋星”的富集。
NLTE and LTE Lick indices for red giants from [M/H] 0.0 to -6.0 at SDSS and IDS spectral resolution
我们研究了22个Lick指数的完整系统对从太阳丰度[M/H]标度的总金属丰度的依赖性，对于晚型巨星，从太阳值0.0到极贫金属（XMP）值-6.0（MK光度等级III，log（g）=2.0），属于MK光谱等级late-K到late-F（3750 < Teff < 6500 K）的类型，在星系晕和河外结构中被探测为早期星系形成的“化石”。我们的调查是基于合成指数值，I，来自大气模型和合成光谱计算与PHOENIX在LTE和非LTE（NLTE），其中合成光谱已卷积的光谱分辨率，R，IDS和SDSS（和LAMOST）光谱。我们确定了九个指数，我们命名为“Lick-XMP”，它们在至少~-5.0的[M/H]值下保持可检测和显著的[M/H]依赖性，并且在五种情况下降低到[M/H] ~ -6.0，同时也保持良好的行为。对于这九个，我们研究的依赖性，我对NLTE的影响，和光谱分辨率。对于SDSS分辨率光谱的LTEI值，我们给出了拟合多项式系数C_n，它来自于自变量对（Teff，[M/H]）和（V-K，[M/H]）中项最高达三阶的I的多元线性回归，并将它们与Worthey等人（1994）在IDS光谱分辨率下的拟合C_n值进行了比较。
A NLTE analysis of the hot subdwarf O star BD+28 4211. II. The optical spectrum
我们提出了我们的热sdO和光谱标准星BD+28 4211的详细分析的第二部分，其中我们专注于光谱。在我们研究的第一部分中，我们使用恒星的紫外光谱确定了BD+28 4211大气中检测到的大约11种金属的丰度，并证实了过去研究中估计的基本参数（Teff $\sim$ 82，000 K，log g $\sim$ 6.2和太阳N（He）/N（H））。在这项工作中，我们的目标是在高质量的光谱的唯一基础上重新推导这些安全的参数。第一个网格的非LTE线覆盖的模型大气，包括来自紫外光谱的丰度的金属，并没有得到令人满意的结果时，我们应用一个标准的同时拟合过程中观察到的H和He线，我们的光谱。谱线轮廓不能精细地再现，并且特别是所得到的有效温度太低，低了$\sim$ 10，000 K。我们接下来调查的可能原因，这一失败，即失踪的不透明度源的大气层结的重要性。我们比较线轮廓计算模型与人工提升金属丰度，从太阳丰度到15 $\times$这些值。我们发现，结构效应饱和的金属丰度为$\sim$ 10倍太阳，并使用此计算第二个完整的网格模型和合成光谱。这种富含金属的网格使我们能够实现显着改进的光谱拟合与具有预期参数的模型。因此，我们的测试案例表明，如果只有光谱可用，仍然需要具有增强金属丰度的模型，以便更好地估计热亚矮星和热白矮星等天体的大气参数。
The Pristine survey XIV: chemical analysis of two ultra-metal-poor stars
最贫金属恒星的元素丰度反映了早期银河系的条件和第一批恒星的性质。我们给出了两颗在巡天{ \em Pristine}中发现的超贫金属星（[Fe/H]<-4.0）的光谱跟踪：Pristine 221.8781+9.7844和Pristine 237.8588+12.5660（以下分别称为Pr 221和Pr 237）。结合早期的观测数据，我们发现Pr 221和Pr 237的径向速度分别为-149.25 $\pm$ 0.27和-3.18 $\pm$ 0.19 km/s，没有证据表明2018年至2020年之间存在变化。从一维（1D）局部热力学平衡（LTE）分析，我们测量的[Fe/H] $_{\rm LTE}$ =-4.79 $\pm$ 0.14为Pr 221和[Fe/H] $_{\rm LTE}$ =-4.22 $\pm$ 0.12为Pr 237，在良好的协议与以前的研究。Li、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Fe和Sr的丰度是基于非LTE（NLTE）线形成计算得出的。当包括NLTE效应时，我们测量到略高的金属丰度：Pr 221和Pr 237的[Fe/H] $_{\rm NLTE}$ =-4.40 $\pm$ 0.13和[Fe/H] $_{\rm NLTE}$ =-3.93 $\pm$ 0.12。对Pr 221和Pr 237的G带分析产生[C/Fe] $_{\rm 1D-LTE} \le…
Extremely Metal-Poor Star Candidates in the SDSS
对于贫金属恒星的样本（-3.3< [Fe/H] <-2.2），我们利用斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱测量了Ca II K、Mg I b和近红外（NIR）Ca II三线态的等效宽度（EW），从（g-z）0颜色计算了有效温度，通过拟合恒星等时线推导出恒星表面重力，并根据上述量确定金属丰度。因此，从Ca II K线获得的金属丰度与高分辨率光谱测定的结果比SDSS数据发布7（DR 7）中给出的值更吻合。来自Mg I b线的金属丰度有一个大的分散体，由于大的测量误差，而那些推导出的Ca II三线态线是太高，由于两个非局部的化学平衡（NLTE）的影响和测量误差。还提供了针对Mg I b线和Ca II三线态线的NLTE效应校正后的丰度。利用这种方法，我们从166颗贫金属恒星候选者中识别出了6颗[Fe/H] <-4.0的超贫金属恒星候选者。其中之一，SDSS J102915+172927，最近被证实是一颗超贫金属（[Fe/H] < -4.0）恒星，具有有史以来测量到的最低金属量。因此，对我们样本中其他五颗超贫金属恒星的后续高分辨率光谱学研究将引起极大的兴趣。
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