Two barium stars in the Galactic bulge
钡星保存了中等质量恒星s过程和第三次疏浚的重要信息。因此，它们在不同环境中的发现对检验核合成和混合模型有很大帮助。我们的目标是分析两颗恒星与一个非常强大的钡线检测在一个大的调查红巨星在银河系的隆起。对基于COMARCS编码的合成模型光谱与我们的中等分辨率光谱进行了对比分析。测定了Ba、La、Y和Fe的丰度。除了这两个主要目标外，还对两颗比较星进行了分析。我们确认这两颗星都是钡星。它们是第一个在银河系核球中发现的这类天体。他们的钡过量是迄今为止发现的最大值之一。元素丰度与目前的核合成和混合模型进行了比较。此外，我们估计钡星在银河系核球中的频率约为1%，这与盘星的值相同。
2013-05-10 astro-ph.SR
White-Dwarf Kicks and Implications for Barium Stars
钡星的形成机制被认为是很好的理解。富含钡的物质，在双星系统中的一颗热脉冲渐近巨星分支星的恒星风中丢失，被它的伴星主序星吸积。现在，几百万年过去了，主星变成了一颗看不见的白矮星，而主星本身也进化成了一颗巨星，在它的光谱中显示出钡的吸收线，这就是我们所说的钡星。类似的风吸积机制也被认为是形成低金属量CH和碳增强贫金属恒星的原因。从质量上看，这幅图景似乎很清晰，但从数量上看，它显然是模糊的：几个关键的悬而未决的问题仍然挑战着我们对双星物理学的基本理解。根据理论，由于潮汐耗散，轨道周期小于4,000天的钡星应该处于圆形轨道，但它们经常被观察到是偏心的。只有一颗钡星的周期超过10^4天，尽管这样的恒星被预测大量存在。在本文中，我们试图阐明这些问题。首先，我们考虑在白矮星诞生时踢它的影响，这一概念得到了来自球状星团研究的独立证据的支持。其次，我们增加了风质量转移过程中的轨道角动量损失量，这将钡星双星缩小到所需的周期范围。最后，我们讨论了可能的物理机制和影响的踢，如宽钡星双星的解体和我们的模型所施加的限制的意见。
2010-08-23 astro-ph.SR
Abundance analysis of s-process enhanced barium stars
详细的化学成分的恒星与增强丰度的中子捕获元素的研究可以提供观测约束中子捕获核合成的研究和线索，了解他们的贡献银河系的化学富集。我们提出了丰富的结果，从高分辨率的光谱分析的样品的四个化学奇特的恒星特征的S-过程增强。这些天体的高分辨率光谱（R ~ 42000），波长范围从4000到6800 A，取自ENUDIE档案。我们估计了恒星大气参数，有效温度T_eff，表面重力log g，和金属丰度[Fe/H]从本地热力学平衡分析使用模型大气。我们报告的几个中子俘获元素，Sr，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu和Dy的元素丰度的估计。HD 49641和HD 58368的[Ba/Fe] > 1.16，而HD 119650和HD 191010是[Ba/Fe] ~ 0.4的温和钡星。导出的元素丰度解释的基础上，现有的理论，以了解其起源和演变。
2016-08-24 astro-ph.SR
Barium & related stars and their white-dwarf companions I. Giant stars
本文提供了钡星和S星的长周期和修正轨道，增加了以前公布的。具有强异常的钡星样本包含了Lu等人星表中所有的这类星。我们发现所有钡和外来的S星监测的轨道运动。我们获得了迄今为止已知的最长周期的光谱双星涉及一个S星，即57 Peg与周期的顺序为100 - 500年。我们提出的质量分布的钡星，范围从1到3 Msun，与尾巴延伸到5 Msun的情况下，温和的钡星。这条高质量的尾巴主要由高金属量的物体组成（[Fe/H] >= -0.1）。质量函数是兼容的WD同伴，我们推导出它们的质量分布范围从0.5到1 Msun。使用为现场WD建立的初始-最终质量关系，我们推导出质量比q' = MAGB，ini / MBa的分布（其中MAGB，ini是WD祖先初始质量，即，系统前主要组分的质量），其是初始质量比的代表。看来q'的分布是高度不均匀的，并且对于温和的钡星和强钡星来说是显著不同的，后者的特征是值大多超过1.4，而温和的钡星占据1 - 1.4的范围。我们也调查了丰度、轨道周期、金属丰度和质量（钡星和WD伴星）之间的相关性。本文提出的105个后传质系统的轨道为与二进制演化模型进行比较铺平了道路。
2019-05-23 astro-ph.SR
Searching for Barium Stars from the LAMOST Spectra Using the Machine Learning Method: I
钡星是一种特殊的恒星，具有s-过程元素的增强。钡星的化学丰度分析可以为研究银河系的化学演化提供重要线索。大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）通过数据发布9（DR 9）发布了超过600万张FGK型恒星的低分辨率光谱，可以显著增加钡星的样本量。在本文中，我们使用机器学习算法从LAMOST的低分辨率光谱中搜索钡星。我们应用光梯度增强机（LGBM）算法建立基于不同特征的钡星分类器，并建立用于确定钡候选星的[Ba/Fe]和[Sr/Fe]的预测器。在整个光谱中的特征分类性能最好：对于锶增强的样品，精确度= 97.81%，召回率= 96.05%;对于钡增强的样品，精确度= 96.03%，召回率= 97.70%。在预测中，由4554 nm的Ba Ⅱ线估算的[Ba/Fe]比由4934 nm的Ba Ⅱ线估算的[Ba/Fe]具有较小的离散度：MAE $_{4554 Å}$ = 0.07，$σ_{4554 Å}$ = 0.12。[Sr由4077 nm的SrII线估算的[Fe/Fe]比由4215 nm的SrII线估算的[Fe/Fe]表现更好：MAE $_{4077 Å}$ = 0.09，$σ_{4077 Å}$ = 0.16。与其他流行算法的比较表明，LGBM是准确和有效的钡星分类。这项工作表明，机器学习可以作为一种有效的手段来识别化学上特殊的恒星并确定它们的元素丰度。
2022-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary interaction along the Red Giant Branch: The Barium Star perspective
钡（Ba）星在双星系统中通过质量转移形成，随后可以在双星相互作用的第二阶段与它们的白矮星伴星相互作用。我们使用观测到的主序星Ba系统作为我们演化模型的输入，并试图重现Ba巨星的轨道。我们表明，要解释短，有时偏心轨道，额外的相互作用机制需要沿RGB。
2018-09-14 astro-ph.SR
Sr and Ba abundance determinations: comparing machine-learning with star-by-star analyses -- High-resolution re-analysis of suspected LAMOST barium stars
Norfolk等人（2019;以下简称N19）报道了LAMOST在低光谱分辨率（R ~ 1800）下观测的454180颗巨星中的895颗s过程丰富候选者的新大样本。我们的目标是在HERMES-Mercator摄谱仪提供的更高分辨率（R ~ 86000）下，对先前研究样本中的15个最亮的目标（包括13颗纯Sr星和2颗纯Ba星）确认s过程富集。元素Li、C、N、O、Na、Mg、Fe、Rb、Sr、Y、Zr、Nb、Ba、La和Ce的丰度。通过比较盖亚DR 2的径向速度与1600 - 1800天后获得的HERMES速度来测试双星性。在这15颗计划星中，有4颗没有s-过程过丰度（[X/Fe] < 0.2 dex），8颗有轻微的s-过程过丰度（至少有3种重元素的[X/Fe] < 0.8），3颗有强烈的过丰度（至少有3种重元素的[X/Fe] > 0.8）。在13颗被归类为Sr-的恒星中，有4颗没有s-过程过丰度，8颗是温和的钡星，1颗是强钡星。这两颗只有Ba的恒星都是强钡星，实际上是矮钡星。它们也有明显的证据表明是双星。在no-s星中，四颗双星中有两颗，而八颗温和的钡星中只有一颗显示出明显的径向速度变化。在使用机器学习技术时，必须非常仔细地考虑混合效应和饱和线，特别是在低分辨率光谱上。在先前研究的样本中，大约60%（8/13）的只有Sr的恒星可能是真正的温和钡星，大约8%是强钡星，而这一比例可能接…
2021-07-18 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of three dwarf barium stars
钡星被认为是双星系统演化的结果，其宽度足以让质量更大的组分到达渐近巨星分支，最终成为CO白矮星。虽然Ba星最初只在巨星或次巨星中被发现，但后来在主序星上也发现了一些Ba星（称为矮星Ba星）。我们在这里提供了三个矮Ba星的轨道参数，完成了Escorza等人最近发表的27个轨道的样本。我们表明，这些新的轨道参数是一致的，与其他矮Ba星。
2020-01-30 astro-ph.SR
Are There Any Stars Lacking Neutron-Capture Elements? Evidence from Strontium and Barium
晕星中重元素锶和钡丰度的宇宙分散性是众所周知的。在大多数低温、贫金属的巨星中都能检测到锶和钡，但这些元素总是可以检测到吗？为了确定可能缺乏这些元素的恒星，我研究了文献中1148颗场星和226颗矮星系恒星的恒星丰度数据，其中776颗的金属丰度低于[Fe/H]<-2.0。锶或钡已被检测到在所有领域，球状星团，矮星系环境研究。所有上限均与[Sr/H]和[Ba/H]的最低检出比值一致。这些元素的频繁出现提出了一个有趣的前景，即至少有一种中子俘获反应与产生较轻元素（如镁、钙或铁）的核合成机制一样频繁，尽管重元素的产率可能更易变。
2012-11-14 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of 19 barium stars
利用中国科学院国家天文台兴隆站2.16 m望远镜获得的高信噪比和高分辨率的中阶梯光谱，对19颗钡星（包括强钡星和弱钡星）的大气参数和化学丰度进行了精确的反演。通过输入大气参数（有效温度、表面重力、金属丰度和微湍流速度）和恒星吸收线的等效宽度，从LTE、平面平行和线覆盖大气模型中获得样品星的化学丰度。大气参数、金属丰度和UVW速度的运动学分析表明，这些Ba星是巨星。获得了这些Ba星的17种元素的化学丰度。它们的轻元素（O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn和Ni）与太阳丰度相似。我们的Ba星样品显示出相对于太阳的中子俘获过程元素的明显过剩。[Ba/Fe]、[La/Fe]和[Eu/Fe]的丰度中值分别为0.54、0.65和0.40。强Ba星的YI和ZrI丰度低于Ba、La和Eu，但高于轻元素丰度，而弱Ba星的YI和ZrI丰度与铁峰元素相似。Ba强度与[Ba/Fe]之间存在正相关关系。对于n-俘获元素（Y，Zr，Ba，La），它们的[X/Fe]与[Fe/H]之间存在反相关。我们确定了9颗样本星为强Ba星，[Ba/Fe]>0.6，其中7颗Ba强度Ba=2-5，1颗Ba=1.5，另1颗Ba=1.0。剩下的10颗恒星被归类为温和的Ba星，0.17<[Ba/Fe]<0.54。
2016-02-28 astro-ph.SR
Stellar Triples as a Source for Ba Stars
钡星在过去的几十年里得到了广泛的研究，但我们目前对这些有趣的物体如何形成的理解还有很多需要改进的地方。在包含钡星的系统中观察到的许多趋势不能用经典的双星演化模型来满意地解释，自然提出了三倍和其他高阶倍数是否可以产生这样的奇异物体的问题。在本文中，我们研究的可能性，一个罗氏叶溢出从三级在一个分层的三重系统可能会导致表面钡富集内双星，而在同一时间内导致内双星合并，从而产生钡星。这种可能性有可能形成很大比例的钡星，因为从第三颗星溢出的罗氏叶通常在近轨道上比从双星伴星溢出的更稳定。各种形成渠道和机制，可以实现这一点被认为是，相对形成率的限制被放置在每个场景。我们的结论是，一个显着的，如果不是占主导地位的，钡星的比例是从分层的三重系统形成的，并在这一领域需要进一步的研究，才能完全了解钡星的人口可以实现。
2022-03-10 astro-ph.SR
SALT reveals the barium central star of the planetary nebula Hen 2-39
经典钡星是由一颗富含碳和慢中子俘获（s-过程）元素的晚型巨星和一颗在可见光波段不可见的演化的白矮星（WD）组成的双星系统。观测到的最年轻的钡星被行星状星云（PNE）所包围，这些星云是在WD处于其之前的渐近巨星分支（AGB）阶段时，污染物质被风吸积后不久喷出的。这样的系统是研究AGB核合成的罕见但强大的实验室，因为我们可以测量污染恒星和污染者喷出的星云的化学丰度。在这里，我们提出了在PN Hen 2-39中存在钡星的证据。这颗被污染的巨行星与韦伯1号中发现的非常相似。它是一个冷的（Teff=4250 +/- 150 K）巨星，在碳（[C/H]=0.42 +/- 0.02 dex）和钡（[Ba/Fe]=1.50 +/- 0.25 dex）中增强。C-R3 C_24的光谱型使亨2-39成为早期特殊的R型碳星之一，然而钡的增强和可能的双星状态意味着它更可能是一颗具有类似性质的钡星，而不是这类恒星的真正成员。一个初始质量为1.8 Msun和一个相对较大的碳袋大小的AGB星模型可以很好地再现观测到的丰度，提供质量是在一个高度保守的方式从AGB星的污染星（例如风罗氏瓣溢出）。该星云呈现出明显的环形形态，与钡星（WeBo 1和A 70）周围的其他PNE保持一致，并显示出高度的电离，这意味着存在一个不可见的热的前WD伴星，这将需要用紫外线观测来确认。与A 70相反，星云的化学丰度模式与非I型PNE一…
2013-09-20 astro-ph.SR
Periodic Variability of the Barium Central Star of the Planetary Nebula Abell 70
Abell 70是一个行星状星云（PN），其核心在可见光波段是一颗G8恒星，具有增强的碳和s过程丰度--一颗“钡星”。“冷星是真正的热中心星的双星伴星。在这个稀有类的其他几个成员中，已知冷星的旋转周期只有几天。这是由于在AGB PN后的抛射过程中，中央恒星的风吸积而发生的自旋上升;这也解释了伴星光球的不寻常化学成分。我们在2010-11年的104个夜晚获得了Abell 70中心恒星的测光，发现了一个周期性的2.061天的变化，但幅度可变-表明这种变化是由于色球活动恒星上的星点。因此，阿贝尔70与这类恒星的其他成员一样，拥有一颗快速旋转且化学性质奇特的高温中心恒星的晚型伴星。
2018-08-03 astro-ph.SR
The NLTE Barium Abundance in Dwarf Stars in the Metallicity Range of -1 < [Fe/H] < +0.3
本文给出了172颗金属丰度范围为-1< [Fe/H] <+0.3的矮星中考虑非LTE（NLTE）效应的钡丰度的测定结果，这些矮星按运动学判据被分配到不同的银河系亚结构中。我们使用了一个模型的Ba原子与31个级别的Ba I和101个级别的Ba II。用新的不透明度分布函数修改了ATLAS 9程序，计算了所研究恒星的大气模型。计算未混合Ba II（4554 A，5853 A，6496 A）的NLTE曲线，然后与观察到的曲线进行比较。也使用了6141 A线，但考虑到它与铁线的相关性。薄盘和厚盘中的平均钡丰度分别为0.01 +/- 0.08和-0.03 +/- 0.07。与Serminato等人（2009）的银河系化学演化计算进行了比较。Ba丰度与[Fe/H]的趋势表明，在薄盘和厚盘中存在复杂的钡生产过程。
2011-04-04 astro-ph.SR
Barium Stars: Theoretical Interpretation
钡星是外生的渐近巨星分支（AGB）星。它们呈现出AGB星和后AGB星的s-增强特征，但处于较早的演化阶段（主序星矮星、次巨星、红巨星）。它们被认为是在双星系统中形成的，在双星系统中，一个质量更大的伴星演化得更快，在它的AGB阶段产生了s元素，通过恒星风污染了现在的钡星，成为一颗白矮星。这里分析了Allen & Barbuy（2006）和Smiljanic等人（2007）的钡星样本。在高分辨率和高S/N下获得两种样品的光谱。我们将这些观察结果与使用不同初始质量和13 C口袋效率分布的AGB核合成模型进行了比较。一旦找到整个元素丰度分布的一致解决方案，就应用适当的稀释因子。这种稀释的解释是，从AGB转移到现在观察到的恒星的富S物质与吸积体的信封混合。我们还分析了质量转移过程，得到了已知轨道周期的巨星和亚巨星的风速。我们发现的证据表明，温盐混合作用的内部主序星矮星，我们提出了一种方法来估计其深度。
2009-09-30 astro-ph.SR
The odd-isotope fractions of Barium in CEMP-r/s star HE 0338-3945 and r-II star CS 31082-001
我们报告了在两颗极度贫金属的恒星中首次测量到的钡的奇同位素分数\fodd \：一颗CEMP-r/s恒星\he \（\feh \，$=-2.42\pm0.11$）和一颗r-II恒星\cs \（\feh \，$=-2.90\pm0.13$）。测得的\fodd \值为$0.23\pm0.12$，对应于\he\r-过程贡献的$34.3\pm34.3$ \%，以及$0.43\pm0.09$，对应于\cs Ba生产r-过程贡献的$91.4\pm25.7$ \%。\cs \（$91.4\pm25.7\%$）中钡的高r过程特征表明，该恒星中的大多数重元素是通过r过程路径合成的，而在\he \中发现的较低r过程值（$34.3\pm34.3\%$）表明，该恒星中的重元素是通过s过程和r过程合成的混合形成的。这些结论与基于AGB模型计算拟合其丰度分布的研究结果一致。
2016-06-30 astro-ph.SR
Formation scenarios of Ba stars: new evidence from the masses of the companion AGBs
本研究通过分析205颗钡星及其伴星AGB的质量分布，发现强钡星与弱钡星的伴星AGB质量峰值分别为2.5和3.7太阳质量，证明伴星AGB初始质量是决定钡星类型的关键因素。
2023-11-16 astro-ph.SR
Even-to-Odd Barium Isotope Ratio in Selected Galactic Halo Stars
我们通过考虑H I碰撞激发与Belyaev和Yakovleva（2018）量子力学计算的速率系数来更新Ba II模型原子。利用高分辨率恒星光谱和Ba II的非局域热力学平衡线（non-LTE），我们用已知的大气参数确定了四个星系晕巨星中具有奇数质量数（fodd）的钡同位素的分数。我们使用的方法是基于Ba II 4554 A共振和Ba II 5853，6496 A从属线的丰度相等的要求。在确定钡丰度从个别线的精度为0.04德克斯已实现。在三颗恒星（HD 2796，HD 108317和HD 122563）中，fodd >= 0.4。这表明在这些恒星中观察到的钡元素中有>= 80%是在r-过程中合成的。在HD 128279中，fodd = 0.27超过了太阳系中钡的奇数同位素的比例，但只是略微超过。在我们的样本恒星的形成时期的r-过程的主导地位被证实的铕相对丰度钡的存在，与[Eu/Ba] > 0.3。我们已经计算了非LTE的丰度校正5 Ba II线，并研究其依赖于大气参数的范围内的有效温度从4500至6500 K，表面重力log g从0.5至4.5，和金属丰度[Fe/H]从0至-3。
2019-06-25 astro-ph.SR
TYC 8606-2025-1: a mild barium star surrounded by the ejecta of a very late thermal pulse
本文报道了用宽视场红外巡天探测器（WISE）发现的一个螺旋状星云，以及用南非大望远镜（SALT）对它的伴星TYC 8606-2025-1进行的光谱分析结果。我们发现TYC 8606-2025-1是一颗$\approx3$ M $_\odot$的G8 III型恒星，显示出碳减少了2倍，氮增加了3倍。我们还得到了过量的s-过程元素，最强烈的是钡，这是一个三倍的过剩，表明TYC 8606-2025-1是一个温和的钡星。因此，我们增加了一个新成员的钡星与拱星星云的小组。我们的径向速度测量表明TYC 8606-2025-1有一个看不见的双星伴星。TYC 8606-2025-1的高级演化阶段，加上星周星云的存在，意味着其伴星的初始质量也约为3 M $_\odot$。我们的结论是，红外星云，由于其螺旋形状，因为它没有光学对应物，是由同伴作为一个非常晚的热脉冲的结果，在大约一个轨道旋转。
2019-09-03 astro-ph.SR
Barium Surface Abundances of Blue Stragglers in the Open Cluster NGC 6819
利用WIYN 3.5 m望远镜上的Hydra多目标摄谱仪获得的光谱数据，计算了中等年龄疏散星团NGC 6819（2.5 Gyr）中12颗蓝离散星（BS）和18颗主序星（MS）的钡表面丰度。对于MS星，我们发现[Fe/H] = $+$ 0.05 $\pm$ 0.04和[Ba/Fe] = $-$ 0.01 $\pm$ 0.10。大多数BS星与这些值一致。我们确定了五个BS与显着钡增强。这些恒星很可能是通过质量转移从一个渐近巨星分支星，污染了BS的表面与热脉动过程中产生的核合成产物。这一结论与对旧疏散星团NGC 188中BS所做的大量工作的结果一致，后者将质量转移确定为该疏散星团中BS形成的主导机制。然而，四个增强钡的BS没有显示出伴星的径向速度证据。双星系统中的一颗恒星是双线系统，这意味着它的伴星不是白矮星，也不是之前AGB恒星的残骸。在本文中，我们试图开发一个一致的场景来解释这五个BS的起源。
2015-08-05 astro-ph.SR
A barium central star binary in the Type-I diamond ring planetary nebula Abell 70
阿贝尔70（PN G038.1-25.4，以下简称A 70）是一个行星状星云（PN），因其与背景星系的叠加而以钻石环外观而闻名。先前未被研究的中心恒星被发现是一个双星，由光学波长的G8 IV-V次级恒星和紫外波长的热白矮星（WD）组成。次级图显示Ba II和Sr II的光谱类型增强，结合色球层的H α发射和可能的20-30 km/s径向速度幅度，将该双星系统确定为钡星。钡星的起源与PNE密切相关，当主星在渐近巨星分支（AGB）上经历热脉冲时，风吸积污染了富含碳和s过程元素的物质。A 70与其他极少数钡中心恒星的例子一起为这种情况提供了进一步的证据。该星云被发现具有I型化学丰度，氦和氮富集，当与未来对中心恒星的丰度研究相结合时，将建立A 70作为研究s-过程AGB核合成的独特实验室。我们还讨论了指导方针，以发现更多的二元中心星与冷secondaries在大轨道上，需要平衡我们的知识，在PNe对目前更好地研究后共同信封二元中心星。
2011-08-19 astro-ph.SR
The mass-ratio and eccentricity distributions of barium and S stars, and red giants in open clusters
为了确定质量转移前后系统的区别，将钡星和S星的质量比分布和周期偏心率（P-e）图与Mermilliod等人（2007）的疏散星团中的红巨星样本进行比较。从对星团双星质量比分布的分析中，我们发现了一个伴星质量在0.58到0.87 Msun之间的系统，这是典型的白矮星。它们占样品的22%，因此是候选后质量转移系统。在（P-e）图中占据与钡星和S星相同轨迹的这些候选者中，只有33%（= 4/12）显示出以s-过程过量形式的质量转移的化学特征（从相当温和的-约0.3 dex -到更极端的-约1 dex）。这些富含s过程的星团星显示出明显的倾向，它们位于样本中金属丰度最低的星团中，证实了经典的预测，即s过程核合成在低金属丰度时更有效（我们样本中唯一的强钡星位于金属丰度最低的星团中，即，NGC 2420中173号恒星，[Fe/H] = -0.26）。s-过程过剩与簇关闭（TO）质量没有明显的相关性（这种相关性反而暗示了稀释因子的重要性）。我们还发现了一个温和的钡星在NGC 2335，一个大的TO质量为4.3 Msun的集群，这意味着中等质量的AGB星仍然运行的s-过程和第三个dredge-up。
2016-09-16 astro-ph.SR
Enhanced production of barium in low-mass stars: evidence from open clusters
我们报告发现的趋势，增加钡丰度减少年龄的大样本的银河系疏散星团。观测到的[Ba/Fe]与年龄的关系可以用银河系化学演化模型再现，但前提是低质量恒星中$s$过程的Ba产额要高于中子俘获核合成参数化模型所建议的平均值。我们表明，这是可能的情况下，额外的混合过程产生的中子源$^{13}$ C的效率是反相关的初始质量，具有更大的效率为较低的质量。这是类似于已知的趋势，延长混合情节在富氢层的作用，并可能提出一个共同的物理机制。
2009-01-18 astro-ph.SR
CNO and F abundances in the barium star HD 123396
钡星是一种较为罕见的化学性质奇特的天体，被认为是一颗正常恒星被渐近巨星分支（AGB）上一颗演化的伴星的物质污染的结果。我们的目标是从钡红巨星HD 123396的红外光谱中首次获得碳，氮，氧和氟的丰度，以定量测试AGB核合成模型通过质量吸积产生钡星。高分辨率和高信噪比的红外光谱是使用安装在双子座南望远镜的凤凰摄谱仪获得的。丰度是通过使用MOOG恒星谱线分析程序和库鲁茨的恒星大气模型对单个原子和分子谱线进行光谱合成而得到的。分析是经典的，使用1D恒星模型和光谱合成的假设下，当地的热力学平衡。我们确认HD 123396是一颗缺金属的钡星（[Fe/H] = -1.05），在对数标度上A（H）= 12，A（C）= 7.88，A（N）= 6.65，A（O）= 7.93，A（Na）= 5.28，导致[（C+N）/Fe] ~ 0.5。的A（CNO）组，以及A（Na）的丰度，是在很好的协议，与以前得出的这颗恒星使用高分辨率的光学数据。我们还发现A（F）= 4.16，这意味着[F/O] = 0.39，这个值大大高于在类似金属丰度的球状星团中测量到的F丰度，注意到在类似金属丰度的场星中没有F测量。观测到的丰度模式的轻元素（CNO，F和Na）在这里恢复以及重元素（S-过程）的研究表明，HD 123396的表面组成是很好地拟合的预测丰度模式的1.5Msun AGB模型星Z = 0.001。
2011-08-03 astro-ph.SR
The odd-isotope fractions of Barium in the strongly r-process enhanced (r-II) stars
我们确定了\fodd \值，$0.46\pm0.08$、$0.51\pm0.09$、$0.50\pm0.13$、$0.48\pm0.12$，它们分别对应于四颗r-II恒星\cs、\hen、\hes \和\het的r-贡献100\%。我们的研究结果表明，几乎所有的重元素（范围从Ba到Pb）在r-II星有一个共同的起源，即从一个单一的r-过程（主r-过程）。我们发现，\fodd \具有内禀性质，在主要的r过程产额中应保持0.46左右的恒定值，这是r-Ⅱ星重元素增强和银河系化学增强的原因。此外，除了丰度比[Ba/Eu]外，\fodd \也是研究银河系化学演化历史中r-和s-过程的相对贡献以及特殊重元素丰度恒星的增强机制的重要指标。
2018-01-24 astro-ph.SR
Tungsten in barium stars
本研究通过对180颗钡星的高分辨率光谱分析，测定了94颗恒星的钨丰度，发现[W/Fe]随金属丰度降低而增大，且高[W/hs]比值恒星为近太阳金属丰度下中间中子俘获过程提供了证据。
2024-01-17 astro-ph.SR
When binaries keep track of recent nucleosynthesis: The Zr - Nb pair in extrinsic stars as an s-process diagnostic
钡星是富含s过程的巨星。它们的化学特性归功于过去的传质阶段。在此期间，它们被它们的双星伴星污染了，伴星当时是一颗AGB星，但现在是一颗灭绝的白矮星。钡星因此是理解和限制低质量和中等质量AGB星的s过程的理想目标。我们推导出大量的重元素的丰度，以阐明中子源的操作条件负责生产的s-元素的钡星的前同伴。采用最近使用的方法（Neyskens et al. 2015），我们分析了安装在MERCATOR望远镜（La Palma）上的高分辨率HERMES光谱仪观测到的18颗高度富集的钡星样本。我们使用MARCS模型大气确定恒星参数和丰度。特别是，我们推导出的Nb/Zr比，这是以前被证明是一个敏感的温度计的S-过程核合成。事实上，在钡星中，$^{93}Zr$已经完全衰变为单同位素$^{93}Nb$，因此Nb/Zr是温度敏感的$^{93}Zr/Zr$同位素比的量度。HD 28159，先前被分类为K5 III，最初被选为我们丰度分析的参考冷K星，结果富含s过程元素，因此是一颗新的钡星。四颗恒星的特征是氮丰度高，也往往有高的[Nb/Zr]和[hs/ls]比值。导出的Zr和Nb丰度提供了更准确的约束s过程中子源，确定为$^{13}C(alpha,n)^{16}O$的钡星。与恒星演化和核合成模型的比较表明，所研究的钡星被一颗低质量（2-3太阳质量）的AGB星污染。HD 100503可能是迄今发现的金属丰度最…
2018-07-17 astro-ph.SR
The formation of barium giants via mass accretion in binary systems
我们研究的背景下，从一个渐近巨星分支（AGB）同伴的质量转移的钡星的组成。我们吸积之间的0.01和0.5 M $_\odot$的AGB喷出物上的低质量的同伴[Fe/H] = -0.25在预期的年龄为2.5，3和4 M $_\odot$的AGB恒星的寿命结束。在每种情况下，我们形成一个2.5 M $_\odot$的恒星，这被认为是一个典型的钡星质量。我们讨论的程度稀释的吸积物质的恒星的演变，并描述表面丰度的影响。对于从2.5 \ms \主吸积，如果次级的初始质量是2.45 M $_\odot$或更大，吸积发生时，次级正在经历核心氦燃烧。使用来自De Castro等人的样本的数据，我们试图用我们计算的模型来拟合74颗钡巨星的观测性质。我们发现，所有这些对象，但六个最适合使用喷出物从2.5 M $_\odot$（32个对象）或3 M $_\odot$（36个对象）AGB星。当从较低质量的伴星吸积时，通常需要较高的吸积质量。我们发现吸积群众，大致符合最近的流体动力学模拟风的质量转移，虽然吸积效率是对这些模拟中发现的上限。对于18颗恒星的轨道周期，我们发现没有很强的相关性周期和吸积质量。
2021-06-15 astro-ph.SR
Barium Stars Across the Milky Way: Probing Their Origins via the GALAH Survey
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Utah（犹他大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Indiana University（印第安纳大学）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
通过GALAH调查发现银河系中钡星的起源，揭示其通过伴星物质转移和辐射抬升形成，且多星性在其中起重要作用。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The study of s-process nucleosynthesis based on barium stars, CEMP-s and CEMP-r/s stars
为了对s过程核合成有更广泛的认识，我们研究了35颗钡星和24颗CEMP星的重元素丰度分布，其中包括9颗CEMP-s星和15颗CEMP-r/s星。CEMP-s星和CEMP-r/s星的[Pb/hs]分布相似，表明CEMP-s星和CEMP-r/s星的s过程物质应该有一个统一的起源，即来自其主要伴星AGB的质量转移。对于CEMP-r/s星，我们发现r过程对第二个s峰和第三个s峰元素的贡献比例相似，也是导致重元素丰度高于CEMP-s星的原因.这暗示CEMP-r/s星的r过程起源应该与主r过程密切相关。钡星和CEMP-s星都存在一些小的$r$值，这一事实意味着在我们银河系很宽的金属丰度范围内，s过程核合成的单次曝光事件应该是普遍的。根据$C_{r}$和$C_{s}$之间的关系，我们认为CEMP-r/s星的r元素起源具有多源性。一种常见的情况是，双星系统的形成是由一颗或几颗超新星触发的。此外，吸积诱发坍缩（AIC）或SN 1.5应该是补充方案，特别是对于那些前AGB伴星质量更高、轨道半径更小的方案，这支持了$C_{r}$和$C_{s}$的更高值。
2013-05-08 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic analysis of four unevolved barium stars
本文对四颗未演化钡星进行高分辨率光谱分析，测定其大气参数和21种元素丰度，结合s-过程核合成模型与运动学分析，新确认两颗钡矮星并证实一颗，使已知钡矮星总数增至71颗。
2024-02-23 astro-ph.SR
Gaia Barium Dwarfs and Their Ostensibly Ordinary Counterparts
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内克天文研究所）
Gaia发现的主序-白矮星双星系统与钡星之间的联系，揭示了s过程元素富集的形成机制及双星相互作用的影响。
2026-01-12 astro-ph.SR
Probing the Galactic s-process nucleosynthesis using barium stars
我们对银河系中中子俘获元素的起源和演化知之甚少。在这项工作中，我们试图了解银河系的s-过程核合成使用钡星作为探针。我们对三颗钡星HD 36650、HD 207585和HD 219116进行了高分辨率光谱分析。HD 219116的分析基于分辨率为60，000的HCT/HESP数据，覆盖波长区域3530-9970 { \rm}。对于HD 36650，我们使用了分辨率为48，000的FEROS光谱，覆盖波长范围为3520-9200 { \rm}。对于HD 207585，使用分辨率为48，000的VLT/UVES光谱，覆盖波长区域3290-6650 { \rm}。我们的分析清楚地表明，这些钡星的表面化学成分丰富的s-过程核合成产物来自他们以前的同伴低质量AGB星。在现有核合成理论的基础上，对丰度比的分布进行了讨论。
2020-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
TU Tau B: The Peculiar 'Eclipse' of a possible proto-Barium Giant
本文通过新测光与光谱观测，揭示双星TU Tau中A型伴星因碳星外流非均匀性导致的不规则变暗，并发现其吸积s过程物质，可能演化为钡巨星，同时可作为碳星外层大气的探针。
2023-08-21 astro-ph.SR
A Near-Infrared and Optical Study of NGC 5822: An Open Cluster Hosting Barium-stars and Lithium-Enriched Giant Stars
Observatório Nacional（巴西国家天文台）；Universidade Federal de Sergipe（塞尔希培联邦大学）；Malmö University（马尔默大学）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）；Universidad Nacional de Córdoba – Observatorio Astronómico de Córdoba（科尔多瓦国立大学–科尔多瓦天文台）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（阿根廷国家科学研究委员会）
研究通过光学和近红外光谱分析NGC 5822中的钡星和锂富集巨星，揭示其化学丰度特征及演化过程。
2025-12-24 astro-ph.SR
Barium Isotopic Composition of Mainstream Silicon Carbides from Murchison: Constraints for s-Process Nucleosynthesis in AGB Stars
我们提出了钡，碳，硅同位素组成的38个酸清洗presolar碳化硅颗粒从默奇森。与以前的数据比较表明，酸洗是非常有效的，在消除钡污染。发现$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值强烈耗竭，低至$-$ 400 permil，这只能用$^{13}$ C袋内比通常使用的更平坦的$^{13}$ C曲线来建模。在AGB模型中，$δ$（$^{138}$ Ba/ $^{136}$ Ba）预测对口袋中$^{13}$ C分布的依赖性使我们能够探测$^{13}$ C口袋中的$^{13}$ C分布和渐近巨星分支（AGB）星的口袋质量.此外，我们提供的$^{22}$ Ne $(α,n)^{25}$镁率在恒星温度制度相关的AGB星，基于主流晶粒的$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值的限制。我们发现了两个名义上的主流晶粒具有强烈的负$δ$（$^{134}$ Ba/ $^{136}$ Ba）值，这不能用任何当前的AGB模型计算来解释。相反，这样的负值与中间中子俘获过程（$i$ -过程）一致，该过程在后AGB阶段期间由极晚期热脉冲（VLTP）激活，并且其特征在于中子密度远高于$s$ -过程。这两种颗粒可能是在后AGB恒星周围凝聚而成的。最后，我们报告了两个$p$过程同位素，$^{130}$ Ba和$^{132}$ Ba，在单个SiC颗粒的丰度。这些同位素在AGB星的$s…
2014-03-18 astro-ph.SR
Barium abundances of A--F--G type stars in the Hyades cluster
本研究通过光谱分析Hyades星团89颗主序星的钡丰度，发现A型星钡过丰度离散大且与Teff/vsini相关，F型星在Teff~6500K处有钡凹陷，与锂凹陷位置吻合。
2025-10-23 astro-ph.SR
Spectral analysis of the barium central star of the planetary nebula Hen 2-39
钡星是一种特殊的红巨星，其特征是s-过程元素的过剩以及碳的富集。这些恒星被发现与白矮星的同伴双星。这些恒星中较新形成的仍然被行星状星云包围着。精确的丰度测定的各种S-过程元素，特别是最轻的，短寿命的放射性核素锝将建立限制的S-过程元素的形成在渐近巨星分支恒星以及质量转移，通过，例如，恒星风，罗什瓣溢出，和共同的信封演变。我们对行星状星云Hen 2-39的K型次巨星中心恒星进行了详细的光谱分析，这是基于使用LTE模型大气的甚大望远镜紫外和视觉中阶梯摄谱仪获得的高分辨率光谱。我们确定了行星状星云Hen 2-39中心恒星的有效温度为$T_\mathrm{eff} = 4350 \pm 150$ K。它的光球碳丰度为$[\mathrm{C/H}]= 0.36 \pm 0.08$，钡丰度为$[\mathrm{Ba/Fe}]= 1.8 \pm 0.5$。我们发现大多数铁族元素（钙铁）的不足，并建立了锝（$\log ε_\mathrm{Tc} < 2.5$）的丰度上限。现有光谱的质量不足以精确测量所有s过程元素的丰度。尽管丰度和模型产量存在很大的不确定性，但得出的丰度与1.75-3.00 $M_\odot$范围内的祖先质量和$[\mathrm{Fe/H}]= -0.3 \pm 1.0$的金属丰度最一致。这一结果导致的结论是，这种系统的形成需要一个相对较大的质量传递，这是最容易通过风洛希瓣溢流获得…
2019-02-13 astro-ph.SR
Heavy elements in barium stars
新的元素丰度的中子捕获元素Sr，Nb，Mo，Ru，La，Sm和Eu的大样本的180钡（Ba）巨星，一类化学奇特的对象，表现出在其光谱增强的元素创建的$s$ -过程，作为一个二元系统的组成部分之间的质量转移的结果。事实上，这些恒星中重元素的含量表明，核合成机制发生在一个前渐近巨星分支（AGB）伴星（现在是一颗看不见的白矮星）中。从光学高分辨率（$R=48000$）谱出发，通过等宽测量或合成谱计算，得到了该恒星的丰度，并与相同金属丰度范围内的场巨星和矮星的数据进行了比较。一个重新确定的La丰度导致[La/Fe]比高达1.2德克斯低于文献中先前报道的值。程序Ba星显示过剩的中子捕获元素，除了Eu，其观测数据集的行为类似于场星。与模型预测的比较对于第二与第一$s$ -过程峰值比是令人满意的（例如，[La/Sr]）和主要的$r$ -过程元素Eu与La的比率。然而，观察到的[Nb，Mo，Ru/Sr]和[Ce，Nd，Sm/La]比值显示中值较高或在模型预测范围的上限。这一无法解释的特征要求研究新的中子俘获模型。
2021-08-18 astro-ph.SR
Mn, Cu and Zn abundances in barium stars and their correlations with neutron capture elements
我们目前的丰度的锰，铜，锌和各种轻，重元素的样品钡和正常的巨星，并提出丰度之间的相关性贡献不同程度的弱s，主s，和r-过程的中子捕获，铁峰元素和重元素之间。文献中的数据也被认为是为了更好地研究奇特恒星的丰度模式。用FEROS/ESO观测了8颗钡巨星和6颗正常巨星的恒星光谱，得到的恒星大气参数分别为4300 < T_eff/K < 5300，-0.7 < [Fe/H] ≤ 0.12和1.5 ≤ log g < 2.9。通过对C_2、CH和CN分子谱带的光谱合成，得到了碳和氮的丰度。对于所有其他元素，原子线被用于执行光谱合成。一个非常大的分散被认为是从文献中的数据时，主要是锰丰度。我们发现[Zn/Fe]与重元素过剩量有很好的相关性，它的丰度随着重元素过剩量的增加而明显增加，而[Cu/Fe]和[Mn/Fe]比值没有显示出这种趋势。此外，相对于重元素，Mn、Cu和Zn的过量通常表现出向高金属丰度增加的趋势。我们的研究结果表明，一个更大的分数的合成锌是由于大质量的恒星比铜的情况下，和主要的S过程的贡献，这两个元素的合成是小的。我们还得出结论，Mn主要是由SN Ia合成的，并且Mn，Cu和Zn的合成的不可忽略的部分是由于弱s-过程。
2010-10-26 astro-ph.SR
Barium and related stars, and their white-dwarf companions. III. The masses of the white dwarfs
质量是最难测量的恒星属性之一。在钡星的白矮星伴星的情况下，情况更糟。这些恒星昏暗，凉爽，难以通过直接方法观察。然而，Ba星被污染的渐近巨分支祖先的这些WD富含重元素的物质，和他们的WD同伴的属性包含的关键信息，涉及AGB星的二元相互作用过程和慢中子捕获（S）核合成过程。我们的目标是确定准确的和无折射的质量WD同伴尽可能多的Ba星。我们希望提供新的观测约束，可以帮助我们了解这些相互作用后的二元系统的形成和演化，以及发生在其AGB祖先内部的核合成过程。我们使用软件包orvara将存档的径向速度数据与依巴谷和盖亚天体测量相结合，该软件包是一种旨在使用并行回火马尔可夫链蒙特卡罗方法同时将单个开普勒模型拟合到这些类型数据的任何组合的代码。我们采用了高斯先验的Ba星质量和的fallaxes，并假设无信息的轨道要素和WD质量的先验。我们为60个Ba恒星系统确定了新的轨道倾角和伴星质量，包括几个新的轨道和几个最长周期系统的改进轨道。我们还解开了一个以前不知道的三重系统，并限制了两个同伴的轨道和质量。（接稿）
2023-01-18 astro-ph.SR
A three-dimensional hydrodynamical line profile analysis of iron lines and barium isotopes in HD140283
重元素，即那些超过铁峰的元素，主要通过两个中子俘获过程形成：s-和r-过程。根据目前公认的理论，贫金属恒星应该含有较少的通过s过程形成的同位素。一些研究表明，理论和观察并不一致，这就对方法论或理论的有效性提出了质疑。我们分析了贫金属星HD 140283，我们有一个高质量的光谱。我们测试是否三维LTE恒星大气和光谱合成代码允许更可靠的分析比一维LTE分析的铁丰度和钡同位素比。使用3D模型大气，我们研究了91个不同强度和形成深度的铁线。这为我们提供了恒星的旋转速度。利用单电离4554共振线的超精细结构，我们模拟了钡同位素比，并研究了恒星参数不确定性的影响。HD140283的vsini = 1.65 +/-0.05 km/s。在3D范例下的钡同位素显示出占主导地位的r-过程特征，因为77 +/-6 +/-17%的钡同位素经由r-过程形成，其中误差分别表示分配的随机误差和系统误差。我们发现，3D LTE拟合比1D拟合更好地再现了铁线轮廓，但没有提供独特的丰度（在不确定性范围内）。然而，我们证明了同位素比对这个缺点是强大的。我们的钡同位素结果与目前公认的关于早期银河系重元素形成的理论相一致。改进的非对称铁线轮廓拟合表明，当前的3D LTE建模状态提供了出色的流体流动模拟。然而，它们提供的丰度还不是自洽的。这可以通过NLTE考虑和更高分辨率的模型来改善。
2015-04-09 astro-ph.SR
Binary evolution along the Red Giant Branch with BINSTAR: The barium star perspective
钡（Ba）、CH和外生或贫Tc的S-型恒星是演化的低质量和中等质量恒星，其表面的慢中子捕获过程元素增强，这表明前渐近巨星分支（AGB）伴星的质量吸积，现在是一颗白矮星（WD）。Ba星和CH星可以在主序星、次巨星和巨星相中找到，而外来的S型星只分布在巨星分支中。随着这些被污染的恒星的演化，它们可能会与现在的白矮星同伴发生第二阶段的相互作用。在本文中，我们考虑的系统组成的主序星Ba和WD的同伴时，前者沿着红巨星分支（RGB）的发展。我们想确定是否可以从它们被怀疑的矮祖先的演化中推断出已知的Ba、CH和S巨星的轨道特性。为了这个目的，我们使用的BARGAR二进制演化代码和模型MS+WD二进制系统，考虑不同的二进制相互作用机制，如潮汐增强风质量损失和循环效率降低。为了探索它们对第二次RGB上升的影响，我们将模拟的轨道与Ba和相关巨星的观测周期和偏心率分布进行了比较。我们表明，独立考虑的机制，有一个强大的时期切断低于核心，他燃烧的恒星不应该被发现在二进制系统与WD同伴。对于质量更大的RGB恒星和更贫金属的系统，这个极限更短。然而，我们仍然发现了一些低质量的短周期巨系统，很难用我们的模型来解释，以及两个系统具有非常高的偏心率。
2020-05-11 astro-ph.SR
Barium stars as tracers of s-process nucleosynthesis in AGB stars I. 28 stars with independently derived AGB mass
钡（Ba）星被富含慢中子俘获（s-过程）元素的物质污染，这些元素是在它们以前的渐近巨星分支（AGB）伴星内部合成的，现在是一颗白矮星。我们比较个别Ba星丰度模式AGB核合成模型，以验证AGB模型质量是否与独立推导的AGB质量兼容。我们选择了一个样本的28个Ba星，这两个自洽的光谱观测和分析是可用的和恒星质量的测定，通过定位恒星的HR图和比较的演化轨迹。对于这个样本恒星，我们考虑了以前和最近得出的元素丰度。然后，我们进行了详细的比较，这些s-过程元素丰度不同的AGB核合成模型从Monash和FRUITY的理论数据集。我们简化了二进制的质量传递计算稀释因子，以匹配[Ce/Fe]值的每一个明星时，使用不同的AGB模型，然后我们比较稀释的模型丰度完整的Ba星丰度模式。我们的比较证实，低质量，非旋转AGB恒星模型与13 C作为主要的中子源是污染的绝大多数考虑Ba星。在28颗恒星中，有21颗的模型与确定的丰度和独立推导的AGB质量都很好地吻合，尽管在16种情况下观察到的Nb、Ru、Mo和/或Nd、Sm的丰度高于预测。对于3星，我们得到一个匹配的丰度只有考虑模型的质量低于独立确定的。最后，4颗星显示出比模型预测高得多的第一个s-过程峰值丰度值，这可能代表了物理和/或核合成过程的签名，而这些过程在这里考虑的模型中没有表示。
2022-01-31 astro-ph.SR
Two rings but no fellowship: LoTr 1 and its relation to planetary nebulae possessing barium central stars
LoTr 1是一个行星状星云，被认为包含一个中间周期双星系统（即轨道周期P在100到1500天之间的系统）。该系统显示出K型快速旋转巨星的特征，并且很可能构成了类似于其他PNe（如LoTr 5，WeBo 1和A70）的吸积诱导后质量转移系统。这样的系统代表了难得的机会，进一步调查钡星和中期后AGB系统的形成-形成过程仍然远远没有被理解。在这里，我们提出了第一个详细的分析的中心恒星系统和周围的星云的LoTr 1使用的组合得到的光谱与VLT-FORS 2，AAT-UCLES和NTT-EMMI，以及SuperWASP测光。我们确认了LoTr 1中心恒星的二元性质，它由一个K1 III巨星和一个热的白矮星组成。这颗冷巨星没有任何s过程增强的迹象，但显示有6.4天的自转周期，这可能是质量吸积的迹象。LoTr 1还呈现出宽的双峰H-α发射线，其起源尚不清楚。LoTr 1星云由两个稍微拉长的壳层组成，年龄分别为17，000年和35，000年，方向不同。因此，LoTr 1呈现出与A70和Webo 1非常不同的星云形态，这可能是质量传递事件差异的指示
2013-09-17 astro-ph.SR
Barium lines in high-quality spectra of two metal-poor giants in the Galactic halo
上下文理论结果表明，早期宇宙中的中子俘获元素可能是由两个不同的来源产生的：一个是由旋转的大质量恒星承载的频繁的s过程源，另一个是最有可能由中子星合并承载的罕见的r过程源。这两种来源产生的钡具有不同的同位素组成。目标。我们的目标是研究两颗晕星HD 6268和HD 4306中钡的谱线。光谱在分辨率（R > 100'000）和信噪比（400）方面都呈现出精致的品质。由于超精细分裂（hfs）的影响，钡线预计将显示略有不同的配置文件取决于钡同位素分数。方法.我们应用了一个标准的局部热力学平衡合成钡线。我们比较了合成的结果，假设一个s-过程同位素模式或r-过程同位素模式的两个钡线的每颗恒星，表现出hfs。我们还应用了一种方法，较少依赖于理论Ba hfs结构的准确性，将HD 4306的谱线转换为我们观察到的谱线，如果其大气参数值（即Teff，log g，微观和宏观湍流，Vsin i和Ba丰度）与HD 6268相同。结果这两种方法，我们的研究结果表明，钡线HD 4306的hfs效应与s-过程的组成和HD 6268的线有不同的配置文件，这是最有可能与存在的r-过程同位素模式。结论. HD 6268和HD 4306的两条钡线似乎证实了理论上的预期，即旋转的大质量恒星的r过程事件和s过程贡献都污染了我们银河系的古老晕。
2021-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grid of theoretical NLTE equivalent widths of four Ba II lines and barium abundance in cool stars
我们提出了一个网格计算的非局部热力学平衡（NLTE）等效宽度（EW）和NLTE丰度校正的四个Ba II线：4554，5853，6141，和6496 A。该网格可用于推导具有以下参数范围的恒星的NLTE钡丰度：有效温度为4000 K ~ 6500 K，表面重力log g为0 ~ 5，微湍流速度为0 km s^-1 ~ 3 km s^-1，金属丰度[Fe/H]为-2 ~+0.5，[Ba/Fe]为-0.4 ~+0.6。NLTE丰度可以通过EW插值（使用观测到的Ba II线EW）或通过使用应用于先前确定的LTE丰度的NLTE校正来推导。Ba II谱线的等效宽度和NLTE修正是使用更新的MULTI代码和Ba II原子模型计算的，该模型以前曾用于确定不同类型恒星的NLTE钡丰度。该网格可通过网络在线获得，并且我们发现网格Ba NLTE校正几乎与直接NLTE轮廓拟合一样准确（在0.05-0.08 dex内）。对于最弱的Ba II线（5853 A），LTE丰度几乎与NLTE丰度一致，而其他三条Ba II线，4554，6141和6496 A，即使在这里测试的最高金属丰度下也需要NLTE校正。4554 A线非常强，不应用于[Fe/H]=-1以上的丰度分析。此外，我们测试了不同模型大气和光谱合成代码的影响，发现所有四条线的平均差异分别为0.06 dex和0.09 dex。在这些金属丰度下，我们发现太阳下…
2015-07-27 astro-ph.SR
The s process in AGB stars as constrained by a large sample of Barium stars
上下文钡星（Ba）是富含比铁重的元素的矮星和巨星，由缓慢的中子俘获过程（s过程）产生。它们属于双星系统，其中主星通过渐近巨星分支（AGB）阶段演化，在此期间它产生了s过程元素并将它们转移到现在被观察为Ba星的次级恒星上。目标。我们比较了最大的均匀的Ba巨星观测的S-过程元素Y，Zr，La，Ce和Nd与AGB核合成模型，以更好地理解AGB星的S过程。方法.通过单独考虑轻s（ls：Y和Zr）重s（hs：La，Ce和Nd）和元素，我们首次计算了不同hs元素/ls元素丰度比的定量误差条，以及每个样本星。我们将这些比率与低质量AGB核合成模型进行了比较。我们从我们的分析中排除了La，因为与其他观测到的HS型元素相比，一些样本恒星中的强La线会导致高估和不可靠的丰度测定。结果所有计算出的hs-型到ls-型元素比率都显示出随着金属丰度的降低而增加的明显趋势，并且具有较小的扩展（小于3倍）。这种趋势是由低质量AGB模型预测的，其中13 C是主要的中子源。与旋转AGB模型的比较表明，需要存在的角动量传输机制，不应该运输化学物种，但显着降低旋转速度的核心在先进的恒星演化阶段。这是一个独立的确认的星震学观测的减缓核心旋转的巨星，和旋转速度的白矮星低于预测的模型没有一个额外的角动量传输机制。
2018-10-03 astro-ph.SR
Discovery of a barium blue straggler star in M67 and sighting of its WD companion*
本研究在M67中发现一颗s-过程元素增强的钡蓝离散星WOCS 9005，借助多波段SED与远紫外数据首次观测到其白矮星伴星，证实元素增能源于近期的星风质量转移。
2024-07-09 astro-ph.SR
Three new barium dwarfs with WD companions: BD+68 1027, RE J0702+129 and BD+80 670
本文报道了三个新发现的钡矮星，它们位于类玻色子系统中，为钡矮星是白矮星的伴星提供了直接的证据。利用高分辨率、高信噪比的光谱资料，计算了大气参数、恒星质量和25种元素的化学丰度，包括光、$α$、Fe峰和s过程元素。增强的s-过程元素与[s/Fe]比值在0.4和0.6之间确认它们是温和的钡星。BD+68 $^\circ$ 1027、RE~ J 0702 +129和BD+80 $^\circ$ 670的金属丰度（$-$ 0.31、$-$ 0.06、0.13）均在已知Ba矮星和Ba巨星的范围内。[hs/ls]、[s/Fe]和[C/Fe]与金属丰度呈显著正相关。估算了RE~ J 0702 +129（1.47 $M_{\odot}$）和BD+80 $^\circ$ 670（3.59 $M_{\odot}$）的WD伴星的AGB祖星质量，证实了Ba矮星周围未观测到的WD的AGB祖星质量范围（1.5 $\sim$ 4 $M_{\odot}$）。将RE~ J 0702 +129和BD+80 $^\circ$ 670中s过程元素的表面丰度与AGB模型进行了比较，结果表明它们在Ba星的吸积效率和污染因子的预测范围内是一致的。这些结果支持了Ba矮星s-过程超丰度的起源类似于Ba巨星的McClure假说，即Ba星在AGB阶段通过质量转移积累s-过程元素。
2017-10-30 astro-ph.SR
Chemical abundances of 20 barium stars from the OHP spectra
基于高分辨率光谱推导20颗钡星的化学丰度，发现样本含3颗强Ba星和17颗弱Ba星，结合FRUITY模型证实s-process元素增强源于伴星物质转移，并确定多数样本属于薄盘。
2024-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium & related stars and their white-dwarf companions II. Main-sequence and subgiant stars
钡（Ba）矮星和CH次巨星是Ba和CH巨星演化较少的类似物。它们是F-到G-型主序星，当伴星位于渐近巨星分支（AGB）时，被一颗双星污染了重元素。这颗伴星现在是一颗白矮星，在大多数情况下无法直接探测到。我们提出了一个大的系统研究60对象被归类为Ba矮星或CH亚巨星。结合HERMES和SALT高分辨率光谱的径向速度测量与CORAVEL和CORALIE的径向速度数据，我们确定了27个系统的轨道参数。我们还通过比较它们在Hertzsprung-Russell图中的位置与演化模型来推导它们的质量。我们确认Ba矮星和CH亚巨星虽然名称不同，但它们并不处于不同的演化阶段，并且具有相似的金属丰度。此外，Ba巨星似乎比它们的主序类似物更大。这很可能是由于观测偏差，不利于探测更热的主序后质量转移物体。结合依巴谷天体测量数据和我们的光谱轨道，我们推导出四个系统的轨道倾角和WD伴星的质量。由于这还不能对我们样本中的所有系统进行（但应该是即将发布的盖亚数据），我们还分析了我们的二进制文件的质量函数分布。我们可以用两个分量的非常窄的质量分布和天空中随机的轨道方向来模拟这种分布。最后，基于BERGYAR演化模型，我们认为低质量Ba系统的轨道演化可以受到沿着Ba星红巨星分支的第二阶段相互作用的影响，影响巨星的偏心率和周期。
2019-04-08 astro-ph.SR
Spectroscopic Survey of Faint Planetary-Nebula Nuclei. VIII. The Dwarf Barium Central Star of Kohoutek 1-9
Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Deep Space Imaging Network（深空成像网络）；MEA Observatory（MEA天文台）；Stark Bayou Observatory（斯塔克湾天文台）；Hobby-Eberly Telescope, University of Texas at Austin（Hobby-Eberly望远镜，德克萨斯大学奥斯汀分校）
研究通过光谱分析发现Kohoutek 1-9核心为一颗具有强碳分子和s过程元素吸收特征的G型矮星，其可能由宽双星系统形成，提出后续需进行光度测量和高分辨率光谱分析以研究其大气参数和旋转速度。
2026-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium abundance in red giants of NGC 6752. Non-local thermodynamic equilibrium and three-dimensional effects
（节略）目的：我们研究了银河系球状星团NGC 6752中红巨星大气的非定域热力学平衡（NLTE）偏离和均匀性对Ba Ⅱ谱线形成的影响。研究方法：一维（1D）的本地热力学平衡（LTE）和一维NLTE钡丰度推导使用经典的一维ATLAS恒星模型大气。通过使用3D-1D丰度校正调整它们的1D LTE丰度，获得了较低RGB上的8颗红巨星的三维（3D）LTE丰度，即，利用三维流体动力学（CO 5 BOLD）和经典一维（LHD）恒星模型大气从同一条谱线获得的丰度之间的差异。结果：20颗巨星的平均1D钡铁丰度比为<[Ba/Fe]>{1DNLTE} = 0.05 \pm 0.06（stat.）\pm 0.08（系统）。8颗巨星的3D-1D丰度修正值很小（~+0.05 dex），因此对20颗巨星的平均1DNLTE钡铁丰度比只作了很小的修正，<[Ba/Fe]>_{3D+NLTE} = 0.10 \pm 0.06（stat.）\pm 0.10（系统）。单个星团恒星之间的固有丰度分布很小，可以用丰度测定的不确定性来解释。结论：偏离LTE在这里研究的红巨星大气中钡线的形成中起着重要的作用。三维流体动力学效应的作用也不应该被忽视，即使获得的3D-1D丰度校正很小。这一结果是对3D和1D模型大气中水平温度波动和平均温度分布之间差异的个体贡献进行细微微调的结果：由于大小相似且符号相反，它们的贡献几乎相互抵消。
2012-03-27 astro-ph.SR
