How much can we trust high-resolution spectroscopic stellar chemical abundances?
为了研究恒星星族，通常将来自使用不同设置的不同光谱调查/研究的化学丰度结合起来。这些不均匀性会导致我们得出不准确的科学结论。在这项工作中，我们研究了问题的一个方面：当从高分辨率恒星光谱推导化学丰度时，使用不同的辐射转移代码会产生什么样的差异？
2016-09-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Two semi-automated computational approaches for spectroscopic analysis of stellar photospheres: detailed characterization at high resolution and abundance determination at medium resolution
我们报告两个不同的计算方法，自洽测量光球性质的大样本的恒星。这两个过程都由一组基于shell和Python脚本的半集成任务组成，这些任务可以有效地运行我们自己的代码或天文社区通常采用的开源软件。一种方法的目的是通过分析来自均匀建造的给定公共图书馆的高分辨率光谱，得出主要的恒星光球参数和一些元素的丰度。另一个应用于恢复一个已知的光球参数的恒星中的单个元素的丰度，通过使用中分辨率的光谱从另一个开放的同质数据库和校准导出的丰度。这两种半自动计算方法为过程的每一步提供了均匀性和客观性，并代表了一种快速获得部分和最终结果以及估计测量误差的方法，从而可以系统地评估和改进不同的步骤。
2013-09-02 astro-ph.SR
The CoRoT-GES Collaboration. Improving Red Giants spectroscopic surface gravity and abundances with asteroseismology
如今，大型光谱巡天，如盖亚-ESO巡天（GES），为更好地研究银河系的形成和演化提供了独特的恒星数据库。必须高度重视导出的基本恒星性质的准确性：恒星参数的不确定性导致丰度、距离和年龄的不确定性。天文地震学在这方面具有关键作用：当地震信息与光谱分析得出的信息相结合时，可以获得关于红巨星距离、质量、灭绝和年龄的高度精确的限制。鉴于这一有希望的联合行动，我们开始了CoRoT-GES合作。本文介绍了GES在2011年12月至2014年7月期间观测到的1,111颗CoRoT星，这些恒星属于CoRoT场LRc01，指向银河系内盘。其中534颗星具有可靠的全球地震参数。通过结合地震信息和光谱学，我们得到了精确的恒星参数，年龄，运动学和轨道参数和详细的元素丰度的恒星样本。我们还表明，由于asteroseismology，我们能够获得更高的精度比可以实现的标准光谱手段。这个样本的CoRoT红巨人，跨越银河系中心距离从5到8千秒差距和广泛的年龄间隔（1 - 13 Gyrs），为我们提供了一个代表性的样本内盘人口。
2016-09-14 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic observations, and abundance tomography modelling of the type Ia supernova SN 2014J located in M82
介绍了附近Ia型超新星（SN Ia）SN 2014 J的光谱和光度观测结果。光谱观测相对于B带最大值进行了-8至10天，使用FRODOSpec，一种多用途积分场单元光谱仪。观测值范围为3900 AA至9000 AA。SN 2014 J位于M82，是过去28年来最接近的Ia型超新星。它是一个光谱正常的Ia型超新星，具有高速特征。我们用蒙特卡罗（MC）辐射转移程序模拟SN 2014 J的光谱，并使用丰度层析技术。SN 2014 J是高度红化的，其宿主星系消光系数为E（B-V）=1.2（R_V=1.38）。经消光校正后，其$Δ$ m_15（B）为1.08 $\pm$ 0.03。由于SN 2014 J是一个正常的Ia型超新星，因此选择了经典的W7模型的密度结构。模型和光度光度都与JD 2456690.4 $\pm$ 0.12上出现的B带最大值一致。SN 2014 J的丰度表现得像其他正常的SN Ia，在高速（12300 km s $^{-1}$）下含有大量的硅（12%质量）和硫（9%质量），而低速喷出物（v<6500 km s $^{-1}$）几乎完全由$^{56}$ Ni组成。
2014-09-30 astro-ph.SR
Spectroscopic Determination of Capella's Photospheric Abundances: Possible Influence of Stellar Activity
五车二是一颗光谱双星，由两颗G型巨星组成，其中第一颗（G8 III）是一颗正常的红团巨星，而第二颗（G 0 III）是一颗色球活跃的快旋巨星，显示出相当丰富的锂。最近，Takeda & Tajitsu（2017）报道了特定轻元素（例如，[C/Fe]或[O/Fe]）往往高得惊人，他们怀疑这只是由于高活动引起的异常大气结构造成的表面现象。为了验证这一假设，我们根据每个组分的解纠缠光谱确定了五车二的初级和次级元素丰度，以查看两者之间是否存在任何明显的分歧，这应该是由相同的化学成分形成的。我们发现，对于较重的元素，如Fe，主星略微超日（约+0.1dex），而次级星则是日下（约十分之几dex），导致主星和次级星之间存在明显的差异，尽管这种趋势在轻元素中没有看到（例如，C或0）。这些观测事实表明，在富锂巨星中发现的异常大的[X/Fe]比主要是由于Fe丰度的明显减少，我们推测这是由色球紫外辐射引起的过电离效应造成的。因此，我们的结论是，传统的模式大气分析将无法正确地确定丰度的快速旋转的巨星的高活动，正确的处理色球效应是需要得到真正的光球丰度。
2018-06-23 astro-ph.SR
Spectroscopic Study on the Beryllium Abundances of Red Giant Stars
对200颗红巨星（主要是晚G型和早K型）的铍丰度进行了广泛的光谱研究，这些红巨星是根据Subaru/HDS获得的高色散光谱从近紫外Be II 3131.066线确定的，目的是调查这些演化巨星表面Be含量的性质;例如，依赖于恒星的参数，随着其起源和建立时间的特殊程度。我们发现Be在这些演化巨星的光球层中相对于初始丰度有1-3 dex（或更多）的显著不足（从恒星到恒星的程度相差很大）。虽然Be丰度（A（Be））对T_eff、log g、[Fe/H]、M、年龄和v_sin i的依赖性很弱，但这可能是由于A（Be）的金属丰度依赖性以及这些恒星参数之间的相互关联，因为这种趋势在金属丰度标度的Be丰度（[Be/Fe]）中几乎消失。通过比较Be丰度（以及它们与Li和C的相关性）和最近基于复杂恒星演化计算的理论预测，我们得出结论，如此大范围/多样性的Be亏损很难仅仅用红巨星包层中的第一次挖掘的标准理论来解释，一些额外的混合过程（如旋转或热盐混合）必须负责，这大概已经开始在主序阶段运行。这一观点得到了这样一个事实的支持，即在靠近主序星的演化程度较低的中等质量B-A型恒星中可以看到明显的Be耗尽。
2014-06-27 astro-ph.SR
Spectroscopic Abundances and Membership in the Wolf 630 Moving Group
从分散的星团演化而来的运动学组合的概念，自从Eggen在1960年代提出运动群的概念以来，一直存在争议。有了依巴谷空间天体测量任务的高质量数据，目前可以对附近数千颗看似孤立的恒星进行距离测量。有了这些距离，高分辨率光谱丰度分析可以对这些移动群体的所谓成员产生影响。如果一个结构是疏散星团的遗迹，那么成员在年龄和丰度上都是单一的，因为在年轻的疏散星团中观察到了同质性。在这项工作中，我们已经检查了34个假定的成员提出的沃尔夫630移动集团使用高分辨率恒星光谱。样本中的恒星已被化学标记，以确定丰度的均匀性，并确认存在一个由19颗恒星组成的均匀子样本。用耶鲁-延世等时线拟合同质子样本，得到一个$\sim$ 2.7 $\pm$ 0.5 Gyr的单一进化序列。得出的结论是，这19恒星的沃尔夫630移动群样本的34颗恒星的子样本可以代表一个分散的集群与$<$ [Fe/H] $>$ =-0.01 $\pm$ 0.02和年龄为2.7 $\pm$ 0.5 Gyr。此外，Na和Al的巨星的化学丰度检查的迹象，在旧的疏散星团的场巨星中观察到的增强，过激发/电离效应进行了探讨，在较冷的矮星的样品和氧是来自红外三线态和禁止线在$λ$ 6300。
2010-05-07 astro-ph.SR
The Spectroscopic Orbits of Five Solar Type, Single Lined Binaries
本文测定了HD 100167、HD 135991、HD 140667、HD 158222、HD 217924五个单线分光双星的分光轨道。它们的周期从60.6天到2403天不等，离心率从0.20到0.84不等。我们对恒星的光谱分类证实它们属于太阳型，F9到G5，并且都是矮星。它们的[Fe/H]丰度，用光谱法测定，接近太阳值，平均比光度校准的丰度大0.12。五颗恒星中有四颗的自转速度比它们预测的伪同步自转速度要快。
2014-02-05 astro-ph.SR
A solar spectroscopic absolute abundance of argon from RESIK
利用CORONAS-F航天器上的RESIK X射线谱仪对3.949埃和3.733埃的类He和类H Ar（Ar XVII和Ar XVIII）谱线的观测，结合GOES两个通道的温度和发射测量，分析了日冕耀斑等离子体中Ar的丰度。线通量每单位排放量的措施显示温度的依赖性，如从理论上预测，并导致光谱确定的绝对Ar丰度值，A（Ar）= 6.44 pm 0.07（Ar XVII）和6.49 pm 0.16（Ar XVIII），这是在协议内的不确定性。加权平均值为6.45 pm 0.06，这是最近的两个汇编之间的太阳Ar丰度，并建议光球和日冕的Ar丰度是非常相似的。
2010-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coadded Spectroscopic Stellar Parameters and Abundances from the LAMOST Low Resolution Survey
我将大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）数据第6版低分辨率光谱巡天A、F、G和K型恒星参数目录中的重复光谱恒星参数估计组合在一起。结合重复测量结果的光谱恒星参数估计的精度提高了两个因素。此外，这简化了与其他星表执行基于坐标的交叉匹配的过程。同样，我结合重复的恒星丰度估计Xiang等人。目录，这是使用LAMOST数据发布5低分辨率光谱调查数据。这些数据在恒星、银河系和系外行星天文学中有许多应用。我制作的目录可以在https://doi.org/10.7281/T1/QISGRU上以机器可读的表格的形式获得。
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2020-04-22 astro-ph.SR
The metal rich abundance pattern - spectroscopic properties and abundances for 107 main-sequence stars
我们报告的结果，从高分辨率光谱分析的107富金属（主要是[Fe/H] $\ge$ 7.67 dex）的目标星从卡兰赫特福德郡系外行星搜索计划与HARPS观察。使用我们的程序，找到最适合的吸收线剖面在观察到的光谱，我们测量的Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Cu和Zn的丰度，然后我们比较它们与已知的结果从不同的作者。我们的大多数丰度同意这些作品在$\pm$ 0. 05 dex或更好的水平，为我们共同拥有的明星。然而，我们确实发现了系统性的差异，这使得直接推论变得困难。我们的分析表明，线列表和原子线数据的选择以及所采用的连续谱水平影响这些差异最大。与此同时，我们确认的正趋势的丰度与金属含量为钠，锰，镍，并在较小程度上，铝。一个轻微的负趋势是观察到的钙，而硅和铬往往遵循铁。我们的分析使我们能够确定的正偏态分布的投影旋转速度的最大峰值在3公里的$^{-1}$。最后，我们得到了一个高斯分布的微观湍流速度，有一个最大值在1.2公里秒$^{-1}$和半高全宽$Δv_{1/2}=$ 0.35公里秒$^{-1}$，表明富金属的矮星和亚巨星在我们的样本中有一个非常有限的范围内的微观湍流速度。
2017-03-15 astro-ph.SR
Normal A0--A1 stars with low rotational velocities. I. Abundance determination and classification
上下文研究正常恒星的自转速度分布需要对天体进行准确的光谱表征，以避免未探测到的双星或特殊恒星污染结果。这条信息是理解旋转和化学特性之间联系的关键问题。目标。利用高分辨率、高信噪比的光谱数据，对47颗低v sin i A0-A1星（v sin i <65 km/s）进行了研究。其目的是探测光谱双星和化学性质特殊的恒星，并最终建立一个已确认的正常恒星列表。方法.进行详细的丰度分析和光谱合成，以获得14个化学物种的丰度。一个层次分类，考虑到测量误差，适用于丰度空间，并将样本分为两个不同的群体，确定为化学奇特的恒星和正常的恒星。结果我们发现，大约三分之一的样品实际上是由光谱双星（12双线和5单线光谱双星）。分层分类将剩余的样本分解为13颗化学特殊恒星（或不确定）和17颗正常恒星。
2014-01-10 astro-ph.SR
An In-Depth Spectroscopic Analysis of the Blazhko Star RR Lyr. I. Characterisation of the star: abundance analysis and fundamental parameters
精确的恒星参数是恒星天体物理学中的一个关键问题，如星震学和恒星演化。虽然基本参数可以从光谱学和多色光度学中推导出来，但所获得的结果有时会受到系统不确定性的影响。在本文中，我们提出了一个自洽的频谱分析的脉动星天琴座RR，这是我们研究的Blazhko效应的主要目标。我们使用高分辨率和高信噪比光谱对RR Lyr进行了一致的参数测定和丰度分析。我们提供了一个详细的描述所采用的方法来获得的基本参数和丰度。恒星脉动达到高振幅在RR天琴座恒星，因此恒星参数变化显着的脉动周期。然而，这颗恒星的丰度预计不会改变。从一组可用的高分辨率光谱的RR Lyr，我们选择了最大半径的阶段，在该阶段的光谱是最少的脉动干扰。使用在此阶段确定的丰度作为起点，我们期望在其他阶段确定的基本参数中获得更高的精度。在这项工作中获得的基本参数集拟合所观察到的光谱准确。通过丰度分析，我们发现了清晰的迹象，深度依赖的微观湍流速度，我们量化。我们确认的重要性，一致的分析相关的光谱特征，应用先进的模型大气，并使用最新的原子线数据的恒星参数的测定。这些结果对于进一步的研究至关重要，例如，对观测到的脉动进行详细的理论建模。
2010-04-28 astro-ph.SR
High-resolution Spectroscopic Study of Dwarf Stars in the Northern Sky: Lithium, Carbon, and Oxygen Abundances
利用维尔纽斯大学莫莱泰天文台的VUES摄谱仪获得的高分辨率光谱，对249颗明亮的F、G和K型北半球矮星的样本进行光谱合成，得出了锂、碳和氧的丰度。样本恒星的金属丰度、有效温度和年龄在-0.7到0.4 dex之间; 5000到6900 K; 1到12 Gyr。我们证实了到目前为止无法解释的锂丰度减少在超太阳金属丰度- $A$（Li）在我们的样本恒星，下降了0.7德克斯在[Fe/H]范围从+0.10到+0.55德克斯。此外，我们发现恒星具有相似的年龄，大气参数和旋转速度，但具有显着不同的锂丰度，这表明在解释恒星锂含量时应考虑其他特定的演化因素。在78颗已测定C和O丰度的恒星中，有9颗（约占12%）具有超太阳金属丰度的恒星的C/O数比大于0.65，因此可能形成富碳的岩石行星。在我们的样本中，有10颗行星宿主恒星与没有发现行星的恒星在锂含量方面没有明显的区别。
2020-02-13 astro-ph.SR
A homogeneous spectroscopic analysis of a Kepler legacy sample of dwarfs for gravity-mode asteroseismology
到目前为止，具有对流核心的主序星内部结构的天文地震建模是基于对4年持续时间的空间光度开普勒光变曲线的均匀分析，其中最经常的是不完整的非均匀推导的光谱信息被添加到打破简并。我们组成了一个由开普勒太空望远镜观测到的111个矮引力模振荡器的样本，其光变曲线允许确定它们的近核旋转速率。对于这个样品，我们组装HERMES高分辨率光谱在1.2米墨卡托望远镜。我们的光谱信息提供了额外的观测输入，也可以模拟这些非径向脉动矮星的包络层。我们确定了恒星参数和表面丰度在一个均匀的方式从大气分析与光谱归一化的基础上一个新的机器学习工具。我们的研究结果表明，在文献中研究的F-型矮星的[M/H]的系统高估，大概是由于这些旋转恒星的密集线光谱所造成的归一化限制。发现hoc表面丰度与F型星的自转性质无关。对于B型恒星，我们发现一个暗示的深度混合从C和O丰度比; N丰度有太大的不确定性，揭示了与恒星的旋转相关。我们的光谱恒星参数和丰度测定允许未来对这种重力模式脉动器的遗留样本进行联合光谱、天体测量（盖亚）和小行星地震建模，目的是提高我们对恒星演化核心氢燃烧阶段传输过程的理解。
2021-04-09 astro-ph.SR
Spectroscopic Survey of γ Doradus Stars I. Comprehensive atmospheric parameters and abundance analysis of γ Doradus stars
我们提出了一个光谱调查的已知和候选$γ$\，剑鱼座恒星。52个天体的高分辨率、高信噪比光谱由5台不同的光谱仪采集。导出了恒星的光谱分类、大气参数（\teff、$\log g$、$ξ$）、$v\sin i$和化学成分。恒星光谱和光度类别分别在G0-A7和IV-V之间。根据光度指数和光谱能量分布确定\teff\和\logg\的初始值。通过对氢谱线的分析，改进了这些参数。\teff、\logg\和$ξ$的最终值来自于铁谱线分析。\teff值在6000~7900 K之间，而\logg值在3.8~4.5 dex之间。通过光谱合成方法推导出化学丰度和$v\sin i$值。发现$v\sin i$值在5和240 "，km"，s $^{-1}$之间。比较了$γ$\、剑鱼座星和非脉动星的化学丰度分布。结果表明，这两组之间的丰度模式没有显着差异。此外，还检验了大气参数与脉动量之间的关系。$v\sin i$与$γ$\、剑鱼座变星脉动周期之间有很强的相关性。给出了分析过的恒星在H-R图上的精确位置。我们的大多数天体都位于剑鱼座$γ$\的理论不稳定带的蓝色边缘之内或附近。
2016-03-07 astro-ph.SR
Helium Abundance of the Sun: A Spectroscopic Analysis
该研究以太阳为冷恒星代表，利用MgH/Mg及CH、C_2/C光谱线一致性和不同He/H的1D LTE模型大气，测定太阳氦丰度及质量分数。
2024-08-06 astro-ph.SR
A spectroscopic study of the open cluster NGC 6250
本文对年轻的疏散星团NGC 6250（log t ~ 7.42 yr）的19颗上部主序星进行了化学丰度分析。这项工作是一个项目的一部分，该项目的目的是通过系统研究年龄确定的早期F型、A型和晚期B型恒星的化学元素丰度，对恒星光球层中原子扩散理论设定观测限制。我们的数据集包括低，中，高分辨率的光谱与欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）的光纤大阵列多元素摄谱仪（火焰）仪器。为了进行我们的分析，我们开发了一套新的软件工具，用于分析恒星光球在局部化学平衡中的化学丰度。结合恒星光球的化学组成，我们给出了星团平均径向速度、自行的新估计，改进了星团的成员资格，并给出了恒星的质量和分数年龄等参数。我们没有发现任何参数之间的统计学显着相关性的证据，包括丰度和集群年龄，除了可能增加钡丰度与集群年龄。我们已经证明，我们的新软件工具可以成功地用于恒星光谱的大数据集的化学丰度分析。
2016-12-17 astro-ph.SR
Spectroscopic Abundances in the Open Cluster, NGC 6819
利用WIYN 3.5米望远镜上的HYPEX摄谱仪获得了疏散星团NGC 6819中333颗恒星的高色散光谱，并利用Li 6708 A线周围400 A区域的谱线确定了铁和其它金属元素的丰度。我们的光谱，与信号噪声每像素（SNR）范围从60到300，跨越的光度范围从红巨星分支的尖端到一个点两个级别以下的集群关闭的顶部。我们推导出所有恒星的径向和旋转速度，以及基于17条铁线的[Fe/H]，[Ca/H]，[Si/H]和[Ni/H]在247个最可能的星团中，单个成员。模型大气分析的输入温度估计值由几个来源的（B-V）颜色合并而成，每个恒星相对于星团平均值E（B-V）= 0.16进行单独的红化校正。广泛使用的ROBOSPECT，一个自动等效宽度测量程序，其有效性大型光谱样品进行了讨论。从可能的单个成员的样品中，[Fe/H] = -0.03 +/-0.06，其中误差描述了关于样品中值的中值绝对偏差，导致簇的内部精度低于0.01 dex。因此，星团丰度的最终不确定性主要是由温度标度、表面重力和微湍流速度引起的外部系统学决定的，导致[Fe/H] = -0.02 +/- 0.02的子样本仅限于主序星和转折星。这一结果与我们最近的中间波段光度测定这个集群的一个轻微的太阳下的丰度是一致的。[Ca在不确定性范围内，[Si/Fe]和[Ni/Fe]被确定为太阳能。NGC 6819的丰度分布是太阳附近典型的金属丰度…
2015-01-20 astro-ph.SR
Spectroscopic study of the late B-type eclipsing binary system AR Aurigae A and B: Towards clarifying the differences in atmospheric parameters and chemical abundances
本研究针对晚B型食双星御夫座AR A+B开展光谱分析，测定了两颗子星的大气参数与28种元素丰度，发现二者化学丰度分布存在显著差异，为理解恒星化学异常的形成临界条件提供了关键观测依据。
2025-01-14 astro-ph.SR
From spectroscopic abundances to evolutionary [$α$/Fe] in stellar models
Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
针对现有恒星模型化学丰度描述简化的问题，提出微扰方法与演化α增强概念，推出工具ALCHEMY，可利用光谱丰度计算恒星演化相关的[α/Fe]ₑᵥ。
2026-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. V. The Zn-Enhanced Metal-Poor Star BS 16920-017
本文报道了我们以前研究的18颗贫金属星的Zn丰度，其金属丰度范围为-3.2 < [Fe/H] <-2.5。在此金属丰度范围内，大多数恒星的[Zn/Fe]值随[Fe/H]值的减小而增大，证实了前人的研究结果。然而，极贫金属恒星BS 16920-017（[Fe/H] = -3.2）表现出显着高的[Zn/Fe]比（[Zn/Fe] = +1.0）。将该天体的化学丰度与HD 4306（其大气参数与BS 16920-017相似）进行比较，清楚地表明该恒星缺乏α元素和中子捕获元素，同时Mn和Ni以及Zn的含量增加。与超新星爆炸的关联被提出来解释在极贫金属恒星中发现的高Zn丰度比是一种可能的解释，尽管需要进一步的研究来充分解释这个物体的丰度模式。
2011-01-24 astro-ph.SR
High Lithium Abundance Connection with the Chromospheric Helium in Red Giants: Spectroscopic and Asteroseismic analyses
本研究通过光谱与星震分析发现红团簇巨星中高锂丰度与强色球He I线相关，二者共同起源于氦闪，且随时间演化锂丰度下降、色球活动减弱。
2025-01-15 astro-ph.SR
High-precision photometric and high-resolution spectroscopic characterisation of HD 180347
本文结合TESS测光与HERMES光谱数据，对HD 180347进行详细表征，测得其自转周期约4.1天，并基于NLTE丰度分析将其精确分类为Am型恒星。
2023-06-25 astro-ph.SR
Solar and Stellar Photospheric Abundances
从光谱观测中确定晚型恒星的光球丰度是一个建立在坚实理论基础上的成熟领域。改进这些基础以提高推断丰度的准确性已证明具有挑战性，但已取得进展。与此同时，仪器方面的发展，主要是多物体光谱学方面的发展，一直是引人注目的，一些项目正在收集银河系和附近星系恒星的大量观测数据，有望在我们对星系形成和演化的理解方面取得重要进展。在简要介绍了恒星光谱分析的基本物理和输入数据之后，回顾了分析步骤，以及应付大型观测工作的可用工具。本文最后简要概述了相关的正在进行和计划进行的光谱调查，并强调了最近对光球丰度的研究。
2016-02-02 astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopic Abundances of Red Giant Branch Stars in NGC 6681
我们获得了NGC 6681中9颗红巨星分支星的高分辨率光谱，并对该星团中的恒星进行了首次详细的丰度分析。我们根据一致的径向速度214.5 $\pm$ 3.7 km/s确定了这些恒星的星团成员资格，并发现平均[Fe/H] = -1.63 $\pm$ 0.07 dex和[α/Fe] = 0.42 $\pm$ 0.11 dex。此外，我们确认了NGC 6681中存在Na-O反相关，并确定了两个具有独特丰度趋势的恒星群体。通过使用Sarajedini等人（2007）和Piotto等人（2015）的HST测光，我们能够将这两个种群识别为集群CMD中的离散序列。虽然我们无法确认造成这些种群丰度差异的污染恒星的性质，但这些结果确实有助于限制可能的污染候选者。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Updated Line List for Spectroscopic Investigation of G Stars- I: Redetermination of the Abundances in the Solar Photosphere
本研究提出一份适用于4080–6780 Å波段G型星丰度分析的更新线表，通过太阳和类太阳恒星光谱验证了363条无混线且gf值准确的谱线，并发现与Gaia-ESO v.6线表的部分谱线gf值存在显著差异。
2023-10-06 astro-ph.SR
FUSE, STIS, and Keck spectroscopic analysis of the UV-bright star vZ 1128 in M3 (NGC 5272)
我们提出了一个光谱分析的紫外线明亮的恒星VZ 1128在M3的基础上与远紫外线光谱探测器（FUSE），空间望远镜成像光谱仪（STIS），和凯克HIRES阶梯光栅光谱仪的观测。通过用非LTE H-He模型拟合凯克谱中的H I、He I和He II线，我们得到Teff = 36，600 K，log g = 3.95，log N（He）/N（H）=-0.84。恒星的FUSE和STIS光谱显示光球层吸收了C、N、O、Al、Si、P、S、Fe和Ni。没有观察到来自铁峰以外的元素的恒星特征。N V 1240双重谱线的两个分量都具有P~天鹅座轮廓，表明存在弱的星风，但没有看到其它的星风特征。这颗恒星的光球丰度似乎自它离开红巨星分支（RGB）以来变化不大。它的C、N、O、Al、Si、Fe和Ni的丰度与M3中红巨星的公布值一致，C、N和O的相对丰度遵循在星团RGB上看到的趋势。特别是，它的低碳丰度表明，该恒星在第三次挖掘开始之前离开了渐近巨星分支。
2015-06-30 astro-ph.SR
Fundamental parameters of the Ap-stars GO And, 84 UMa, and $κ$ Psc
本工作的目的是利用光谱技术测定三颗Ap星GO And（HD 4778）、$κ$ Psc（HD 220825）和84 UMa（HD 120198）的基本参数。通过分析这些恒星，我们完成了样本的Ap星的基本参数已另外通过干涉测量。这使得通过直接和间接方法得出的结果能够进行交叉比较。对于所有调查的恒星，我们确定的基本参数和衍生的化学丰度是典型的AP星。丰度的主要特点是逐渐增加的重元素大气丰度从一个数量级的铁峰值元素到非常显着过量的3-4 dex的稀土元素相对于太阳值。唯一的例外是Ba，其丰度接近太阳丰度。在HD 120198和HD 220825的大气中也有明显的He缺乏，而HD 4778的He丰度接近太阳丰度。我们没有发现显着的Fe和Cr分层。利用这些丰度，我们为每颗恒星构建了自洽的大气模型。表面化学不均匀性对导出的基本参数的影响在有效温度下不超过+/-100 K，这在Ap星类似自洽分析的误差范围内。最后，我们比较了光谱推导出的有效温度，半径和光度的13个14 Ap星在基准样品的干涉测量结果。虽然半径和光度在两次测定的误差范围内，但对于温度为$T_{eff} >$ 9000 K的恒星，光谱有效温度高于干涉测量温度。观察到的氢线轮廓有利于光谱导出的温度。
2021-11-05 astro-ph.SR
A homogeneous spectroscopic analysis of host stars of transiting planets
对凌日系外行星的分析提供了关于行星系统形成和演化的大量信息。要准确地推导出行星的性质，必须对主星有精确的了解。主星的性质，特别是它们的化学成分，本身也很有趣。关于行星形成的信息是通过不同参数之间的相关性来推断的，例如轨道周期和宿主恒星的金属丰度。所研究的恒星性质应尽可能均匀地导出。目前的工作提供了新的，统一导出的参数的13个主恒星的凌日行星。有效温度，表面重力，微湍流参数，和铁丰度来自光谱的高信噪比和高分辨率假设铁的激发和电离平衡。对于某些恒星，新的参数不同于以前的测定，这表明行星半径的变化。发现TrES和HAT天体相对于以前的评估在丰度尺度上有系统的偏移。就表面重力的不确定性而言，我们的丰度测量非常稳健。在本工作中测量的铁丰度补充了所有以前的测定使用相同的分析技术。铁丰度的分布与已知的行星宿主恒星富含金属的分布非常一致。为了便于今后的研究，目前工作的光谱结果得到了凌日行星的其他宿主恒星的发现的补充，总共有50个物体的数据集。
2009-09-02 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Investigation of Some Potentially Chemically Peculiar $δ$ Scuti Stars
本研究通过光谱分析十个Delta Scuti恒星，发现仅三个（AU Scl、FG Eri、HZ Vel）具有化学特殊性，强调化学丰度分析对分类的重要性。
2025-08-06 astro-ph.SR
Helium enhanced stars and multiple populations along the horizontal branch of NGC2808: direct spectroscopic measurements
本文对NGC 2808中的96颗水平支星进行了丰度分析。NGC 2808是一个呈现复杂多恒星星族分布的球状星团。这些恒星分布在HB的不同部分，覆盖了很大的温度范围。通过研究这个样品的化学丰度，我们探索HB形态和多个恒星星族的化学富集历史之间的联系。对于位于红HB上的恒星，我们使用GIRAFFE和UVES光谱来确定Na，Mg，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba和Nd的丰度。对于较冷，蓝色HB星，我们得到的钠丰度，主要从GIRAFFE光谱。我们还能够直接测量NLTE He丰度的一个子集，这些蓝色HB星的温度高于~9000 K。我们的研究结果表明：（i）NGC 2808中的HB星根据其在色星等图中的位置而显示出不同的钠含量，蓝色HB星的钠含量高于红色HB星;（ii）红色HB与均匀的化学丰度不一致，稍微温暖的恒星表现出统计上显着更高的钠含量;（iii）我们的具有He丰度的蓝HB星子样本显示出相对于预测的原始He含量的增强的证据，Δ（Y）=+0.09+-0.01。我们的研究结果有力地支持理论模型，预测他增强之间的第二代（S）恒星在球状星团，并提供观测约束的第二个参数控制HB形态。
2013-10-16 astro-ph.SR
The Southern Stellar Stream Spectroscopic Survey (S5): Chemical Abundances of Seven Stellar Streams
我们提出了高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的42红巨星在7个恒星流确认的南方恒星流光谱调查（S5）：ATLAS，Aliqa乌玛，Chenab，Elqui，印度，杰赫勒姆，凤凰。使用光度恒星参数和标准LTE分析，从超过10，000条单独的线测量或上限中得出了30种元素的丰度。这是目前恒星流中最广泛的恒星元素丰度。三个流（ATLAS，Aliqa Uma和Phoenix）是被破坏的贫金属球状星团，尽管在球状星团中通常观察到的轻元素的关系只有微弱的证据。四个星系流（Chenab、Elqui、Indus和Jhelum）是分裂的矮星系，它们的恒星显示出丰度特征，表明其祖先的恒星质量从$10^6-10^7 M_\odot$。提供了广泛的描述的分析方法，包括推导出一种新的方法，包括恒星参数的相关性对每个恒星的丰度和不确定性的影响。本文包括位于智利Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜收集的数据。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of four post-AGB candidates
利用高分辨光谱对四颗AGB后恒星IRAS 13110 - 6629、IRAS 17579 - 3121、IRAS 18321 - 1401和IRAS 18489 - 0629进行了详细的丰度分析。我们已经构建了光谱能量分布（SED），这些对象使用现有的光度数据结合红外（IR）通量。对于所有的样本星，SED表现出双峰的能量分布，以及分离的红外峰显示尘埃拱星物质的存在。CNO丰度表明通过CN循环产生N，但观察到的[C/Fe]表明通过第三次疏浚，尽管C/O比保持小于1，但混合了He燃烧产生的碳。对于IRAS 18489 - 0629和IRAS 17579 - 3121，清楚地观察到中等DG效应，而在IRAS 18321 - 1401和IRAS 13110 - 6629的消耗图中观察到的大分散表明存在影响所观察到的丰度模式的其他过程。
2014-05-26 astro-ph.SR
A Homogeneous Spectroscopic and Evolutionary Study of cool HgMn and hot Metallic A Stars
Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱十八三月大学）；Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski（弗罗茨瓦夫大学天文研究所）
该研究对 HgMn 和 Am 子类恒星进行均匀光谱与演化分析，通过分析高分辨率光谱得出大气参数等，研究元素丰度温度依赖性，计算恒星演化模型，发现两类恒星可能占据重叠演化序列，需进一步分析检验子类间联系。
2026-07-16 astro-ph.SR
Near-UV and optical spectroscopic investigation of late-type stars from MIRA/Oliver Observing Station
本研究基于MIRA/Oliver观测站的光谱观测，分析了三颗晚型星的恒星参数与化学丰度，发现其碳元素丰度分别为太阳值的95%、97%和108%，为恒星演化与系外行星大气研究提供了约束。
2023-12-30 astro-ph.SR
Detailed spectroscopic and photometric study of three detached eclipsing binaries
分离食双星是提供精确基本恒星参数的重要系统。要深入了解恒星演化和恒星形成过程，就必须掌握恒星的基本参数和恒星系统的金属丰度。本文对V372\，And，V2080\，Cyg和CF\，Lyn这三个分离食双星系统进行了详细的光谱和光度研究，以获得它们的恒星、大气参数和化学组成。对光速和径向速度曲线进行了分析，以得出轨道和恒星参数。解纠缠光谱的组成星得到的光谱分析。利用谱合成方法，得到了最终的\teff、\logg、$ξ$、\vsini \参数和组成星的元素丰度。对V372\，And，V2080\，Cyg的基本恒星参数进行了高精度的测定（$\sim$ $1-2$ \%），对CF\，Lyn的基本恒星参数进行了高精度的测定（$\sim$ $2-6$ \%）。系统的演化状态进行了检查，并获得了他们的年龄。发现V2080、Cyg的组成星具有相似的铁丰度，略低于太阳的铁丰度。此外，我们还发现CF，Lyn的主成分呈现非球形，其Roche波瓣填充因子为80%.可以预计，CF，Lyn将在未来0.02 '，Gyr开始其第一个罗氏溢流。
2019-07-17 astro-ph.SR
The Origin of Fluorine: Abundances in AGB Carbon Stars Revisited
修订后的光谱参数的HF分子和一个新的CN线列表中的2.3亩地区最近已提供，允许修订的F含量在AGB星。AGB碳星是唯一经观测证实的氟源。目前，关于AGB星在银河系化学演化中的相关性还没有达成共识。这篇文章的目的是更好地限制这些恒星的贡献，更准确地估计它们的氟丰度。使用新的光谱工具和LTE光谱合成，我们重新确定氟丰度从几个HF线在K波段的银河系和河外AGB碳恒星的光谱类型N，J和SC跨越广泛的金属丰度的样本。平均而言，新衍生的氟丰度系统地降低了0.33德克斯相对于以前的测定。这可能是由于HF谱线的较低激发能和此处使用的较大宏观湍流参数的组合以及新采用的CN谱线列表。然而，AGB星的理论核合成模型与太阳金属丰度的新氟测定一致。在低金属丰度，理论和观测之间的协议，可以通过以不同的方式处理的辐射/对流界面的对流信封的基础上找到。新的氟光谱测量同意在低和太阳金属丰度的理论模型。尽管如此，需要补充来源来解释在太阳附近观测到的丰度。
2015-07-13 astro-ph.SR
The chemical composition of the Orion star forming region: I. Homogeneity of O and Si abundances in B-type stars
最近对太阳附近B型主序星的精确丰度分析表明，来自这些恒星物体的丰度比以前认为的更加均匀和富含金属。我们调查是否不均匀的丰度以前发现的B-型恒星在奥利OB 1协会是真实的（因此，在诱导恒星形成的情况下，新形成的恒星的富集签名）或使用光度指数建立恒星参数的丰度分析之前引起的内在误差的后果。我们获得了一个新的（改进的）光谱数据集，包括13个B型星的各种猎户座OB 1协会，并进行了详细的，自洽的光谱丰度分析，通过现代恒星大气代码FASTWIND。我们检测到系统误差的恒星参数确定之前，影响导出的丰度。一旦这些错误占，我们发现在O和Si丰度的四个猎户座OB 1子群的恒星的高度均匀性。导出的丰度与最近在太阳附近的其他B型恒星的测定结果非常一致。我们还比较了我们的结果与那些获得的太阳在时代的“太阳危机”，和猎户座星云。
2009-12-21 astro-ph.SR
Chemical pattern across the young associations ONC and OB1b
上下文猎户座的铁峰和α元素丰度知之甚少，现有的测量结果相互矛盾。目标。我们测量准确和均匀的猎户座子群ONC和OB 1b的元素丰度，并寻找整个猎户座复杂的丰度差异。方法.我们目前的火焰/UVES光谱观测的20名成员的ONC和OB 1b。我们测量径向速度，面纱，有效温度使用两种光谱方法，并确定化学丰度的Fe，Na，Al，Si，Ca，Ti和Ni使用代码MOOG。我们还对我们小组先前分析的光谱进行了新的一致性分析。结果我们在ONC中发现了三个新的双星，两个在OB 1b中，三个在OB 1b中的非成员（其中两个最有可能是OB 1a/25 Ori成员）。面纱只影响ONC中的一个目标，并且使用两种光谱技术得出的有效温度在误差范围内一致。ONC和OB 1b的特征在于铁丰度的小分散，平均[Fe/H]值分别为-0.11+/-0.08和-0.05+/-0.05。我们在所有其他元素丰度中发现了一个小的分散点。我们确认P1455是ONC中的一颗富金属星。结论.我们的结论是猎户座的金属丰度不高于太阳值。OB 1b组可能比ONC组稍富金属;另一方面，这两个亚组的铁峰和α元素的丰度几乎与太阳相似，具有高度的均匀性。
2010-10-08 astro-ph.SR
Determination of the iron content of Cepheids from the shape of their light curves
本文研究了短周期经典造父变星B、V、R_C和I_C波段光变曲线的傅立叶振幅比R_21和R_31与金属丰度的关系。根据现有的光度和光谱数据，我们确定了大气铁丰度，[Fe/H]和傅立叶参数之间的关系。使用这些关系，我们计算了光度[Fe/H]值的所有程序造父变星的平均精度为0.15 dex。其中14颗恒星的光谱铁丰度以前是未知的。这些经验结果提供了一种替代方法来确定经典造父变星的铁丰度，这些造父变星太微弱而无法进行光谱观测。我们还检查了两个麦哲伦星云的贫金属造父变星是否遵循相同的关系，并且发现了很好的一致性。
2013-07-31 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic studies of ultra metal-poor stars found in LAMOST survey
本文报道了两颗[Fe/H]~-4.0的UMP星的观测结果，其中包括一个新发现。这两颗星是正在进行的相当有效的项目，以寻找极贫金属（EMP）星与LAMOST和斯巴鲁研究。详细的丰度或上限的丰度已来自15个元素，从锂到铕的基础上获得的高分辨率光谱与斯巴鲁/HDS。这两颗UMP星的丰度模式与低金属丰度星中的“正常星族”一致。这两颗程序星都显示出碳增强，但没有任何过量的重中子捕获元素，这表明它们属于CEMP-no星的子类，就像以前研究的大多数UMP星一样。这两颗CEMP-no UMP星的[Sr/Ba]比值都在[Sr/Ba]~-0.4以上，表明碳过剩的起源与来自AGB伴星的质量转移不相容，而AGB伴星的s过程已经运行。在新发现的UMP恒星LAMOST J125346.09+075343.1中测量到锂丰度，使其成为第二颗发现锂的UMP关闭恒星。LAMOST J125346.09+075343.1的Li丰度略低于类似温度的贫金属恒星，并提供了一个独特的数据点[Fe/H]~-4.2，支持Li Spite平台在极低金属丰度下的“熔化”。与UMP和HMP（[Fe/H]<-5.0的超贫金属）关闭星的比较表明，CNO和Na等轻元素的差异可能导致CEMP-no星锂丰度的显著差异。
2015-06-18 astro-ph.SR
A detailed spectroscopic analysis of the open cluster NGC 5460
在一个旨在研究早期F-、A-和晚期B-型恒星的大型项目中，我们对疏散星团NGC 5460（一个中等年龄的星团，logt ~ 8.2）的21个成员的光球进行了丰度分析。我们的研究是基于ESO/VLT的FLAMES仪器获得的中高分辨率光谱。我们发现，集群成员有一个接近太阳的金属丰度，并有证据表明，镁和铁的丰度与有效温度，表现出最大Teff=10500 K左右。没有发现丰度和赤道速度之间的相关性，除了边缘的证据，钡更丰富的慢于在快速旋转的恒星。我们发现了两颗氦弱星，以及一个双星系统，其中较热的部分是一颗HgMn星。我们提供了新的估计集群距离（720 +/- 50 pc），年龄（logt = 8.2 +/- 0.1），平均径向速度（-17.9 +/- 5.2公里/秒）。
2010-12-14 astro-ph.SR
M-dwarf metallicities - A high-resolution spectroscopic study in the near infrared
M矮星的金属丰度（[Fe/H]）的相对较大的分布表明，各种方法还没有达到一致。强分子特征的存在，以及相应分子的不完整谱线列表使得M矮星的金属丰度测定变得困难。此外，微弱的M矮星需要长时间的曝光，才能获得足够的信噪比，以进行详细的光谱丰度分析。我们对在红外J波段观测到的8颗单M矮星和3颗宽双星系统的样品进行了高分辨率（R~ 50，000）光谱研究。没有大分子的贡献，允许一个精确的连续放置。我们得到的最佳拟合合成光谱的基础上观察到的光谱的金属丰度。为了验证所应用的大气模型的准确性和测试我们的合成光谱方法，观测和分析了三个具有K矮星主星和M矮星伴星的双星系统以及单个M矮星。我们获得了一个很好的协议之间的金属丰度推导出的初级和次级的我们的测试双星，从而确认我们的方法的可靠性分析M矮星。我们的金属丰度与先前的某些测定结果吻合得很好，但与其他测定结果有偏差。我们的结论是，在J波段的光谱丰度分析是一个可靠的方法建立的金属丰度标度的M矮星。我们建议将其应用于覆盖较低和较高金属丰度的较大样品。该方法的进一步前景包括单个元素的丰度测定。
2011-12-01 astro-ph.SR
Spectroscopic properties of cool Ursa Major group members
到目前为止，大熊座（Ursa Major，UMa）恒星群的大多数成员都是通过运动学标准来识别的。然而，在许多情况下，单靠运动学标准不足以确定一颗恒星是否真的是这一群的成员。由于光度标准在冷矮星成员的情况下是无效的，因此必须使用光谱标准。然而，由此产生的成员资格标准并不确定。我们重新分析了冷UMa族矮星的光谱性质。特别地，我们研究了铁丰度的分布，在6708 A处的Li I吸收的强度和Li丰度，以及H α线的核心的填充。二十五个凉爽和北方真正的成员是精心挑选的文献。根据高分辨率和高信噪比的光谱，给出了所有选定的类太阳恒星的均匀测量的恒星参数和铁丰度。此外，我们还测量了Li的等效宽度和丰度，以及H α核的相对强度和相应的色球通量。研究的恒星推断，大熊座的平均铁丰度为-0.03+-0.05德克斯，比其他地方测定的高出约0.06德克斯。大熊座矮星的Li丰度高于毕星团，但低于年轻的昴星团，这一结果与所采用的有效温度的精确值无关。类太阳和较冷的矮星也显示出H α核心的色球层填充。我们提出了光谱标准，可用于排除非成员。
2009-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic observations of the new CEMP-s star CD-50$^\circ$776
碳增强贫金属星（CEMP）是一类特殊的低金属晕星，其化学分析对银河系的化学演化以及双星系统组分的质量传递和演化模型提供了重要的约束。在这里，我们提出了一个详细的分析CEMP星CD-50 $^\circ$ 776，使用高分辨率光谱。我们发现CD-50 $^\circ$ 776具有金属度[Fe/H]=-2.31和碳丰度[C/Fe]=+1.21。分析的s-过程元素和铕的丰度，我们表明，这颗星实际上是一个CEMP-s星，在文献中设置的标准来分类这些化学奇特的对象。我们还表明CD-50 $^\circ$ 776是一颗铅星，因为它的[Pb/Ce]比为+0.97。此外，我们发现，CD-50 $^\circ$ 776开发径向速度的变化，可能是由于在一个二元系统的轨道运动。讨论了CD-50 $^\circ$ 776的丰度模式，并与文献中已报道的其他CEMP-s星进行了比较，表明该星是CEMP星中一个非常特殊的天体，特别是由于它的低氮丰度。解释这种模式可能需要改进核合成模型，以及质量传递和二元相互作用的演化模型。
2017-07-27 astro-ph.SR
Spectroscopic Study of the Envelope of the Hybrid Nova V458 Vul and Surrounding Nebula
光谱观测的混合V458 Vul之间获得的亮度最大值后的第9和778天进行了分析。在星云阶段检测到禁止[FeVII]铁线的短周期，每日轮廓变化，以及与光度和X射线周期相关的长周期（约60天）周期变化。氦、氖和铁在新星包层中的丰度已经被估计出来。氦、氖和铁的丰度分别超过太阳值的4.4、4.8和3.7倍。包膜质量为1.4 $\times$ 10 $^{-5}$ M $_{\odot}$。计算了行星状星云西北结和东南结的电子温度和数密度。西北结的温度为Te = 10 000 K，东南结的电子数密度为n $_{e}$ = 600 cm $^{-3}$，Te = 13 000 K，n $_{e}$ = 750 cm $^{-3}$。
2015-08-17 astro-ph.SR
High-Dispersion Spectroscopic Study of Solar Twins: HIP 56948, HIP 79672, and HIP 100963
对三个具有代表性的太阳双胞胎进行了深入的光谱研究（HIP 56948、HIP 79672和HIP 100963）以及太阳（月亮;参考标准），目的是（1）根据精确建立的微分参数定量讨论相对于太阳的相似性，以及（2）探讨了造成李丰度差异的原因。结果表明，HIP 56948在各个方面都与太阳最为相似，包括三个太阳中的锂丰度（尽管不是完全相似），因此被称为“有史以来最接近的太阳孪生兄弟”，而HIP 79672和HIP 100963的有效温度略高，表面锂成分也略高。虽然有迹象表明Li是旋转相关的，因为HIP 56948（和太阳）的预计旋转略低于其他两个，旋转差异似乎并不那么大，以有效地产生Li的显着变化。相反，这可能更有可能归因于（至少部分地）经由一些T_eff敏感的Li控制机制的T_eff的轻微差异。由于铍的丰度被发现基本上是所有恒星的太阳，而不考虑Li，任何导致Li多样性的物理过程都应该只对Li起作用，而不会影响Be。
2009-01-16 astro-ph.SR
A spectroscopic analysis of the chemically peculiar star HD207561
在本文中，我们提出了一个高分辨率光谱分析的化学奇特的恒星HD 207561。在北半球寻找新的roAp星的调查计划中，Joshi等人（2006）在2000年连续两个晚上观测到了显著的光度变化。在这两个夜晚获得的光变曲线的振幅谱显示出频率为2.79 mHz [P~6-min]的振荡。然而，随后的随访观察无法证实任何快速变异性。为了确定HD 207561的光谱性质，进行了高分辨率光谱和光谱偏振观测。一个合理的拟合的计算出的H β线的轮廓观察到的一个收益率的有效温度（Teff）和表面重力（log g）为7300 K和3.7德克斯，分别。推导出的HD207561的投影旋转速度（vsin i）为74 km/sec，表明旋转器相对较快。HD 207561在H-R图中的位置意味着它从主层序略微演化而来，并且位于Scuti三角洲不稳定带内。丰度分析表明，该恒星的Ca和Sc元素丰度偏低，铁峰元素丰度偏高。对HD 207561的分光偏振研究表明，其有效磁场在100高斯（G）的观测误差范围内。光谱分析显示，这颗恒星的大部分特征都类似于Am星，而不是Ap星，而且它位于盾牌座δ不稳定带;因此HD 207561不会出现roAp脉动，但可能会激发出低泛音模式。
2012-05-22 astro-ph.SR
Spectroscopic survey of Kepler stars. II. FIES/NOT observations of A- and F-type stars
我们分析了高分辨率光谱的28 A和22 F星开普勒领域，观察到的FIES摄谱仪在北欧光学望远镜。我们提供50颗恒星的光谱类型、大气参数和化学丰度。Balmer，Fe I和Fe II线被用来获得有效温度，表面重力和微湍流速度。我们确定了化学丰度和预计的旋转速度，使用光谱合成技术。用光谱能量分布拟合法计算的有效温度与用谱线分析法计算的有效温度吻合较好。分析的恒星包括Am和Lambda Boo类型的化学性质特殊的恒星，以及具有近似太阳化学丰度的恒星。投影旋转速度Vsini的广泛分布是A星和F星的典型特征。所获得的微湍流速度是典型的恒星在所观察到的温度和表面重力范围。此外，我们肯定了Niemczura等人的结果，Am星并不具有比相同温度的正常星系统更高的微湍流速度。
2017-07-03 astro-ph.SR
The effect of stellar activity on the spectroscopic stellar parameters of the young solar twin HIP 36515
光谱平衡使我们能够获得精确的恒星参数在太阳类恒星。它依赖于铁的激发和电离平衡的假设。然而，一些研究表明，磁活动可能会影响年轻活跃恒星的化学丰度，这对这种广泛使用的方法的有效性提出了质疑。我们首次测试了年轻太阳双星HIP 36515（$\sim$ 0.4 Gyr）在其活动周期中的恒星参数和化学丰度的变化。这颗恒星的恒星参数在文献中非常确定，我们估计它的活动周期为$\sim$ 6年。利用高分辨率（115 000）和高信噪比（$\sim$ 270）的HARPS光谱，估算了该周期内6个不同历元的恒星参数。我们发现恒星活动与有效温度、金属丰度和微湍流速度有很强的相关性。此外，还研究了Li I 6707.8的谱线因耀斑和星斑而发生变化的可能性。虽然线轮廓的核心显示出一些变化与恒星周期，它是由有效温度的变化补偿，在一个不变化的锂丰度。
2019-10-02 astro-ph.SR
Spectral lines in the CaII triplet region for RAVE DR6 chemical abundance pipeline
本研究报告的目的是在射电速度实验（RAVE）的框架内，为化学丰度分析提供一份可靠的中等分辨率~7500的钙三重态区干净谱线清单。这样的谱线列表为正在进行的大型光谱测量，如Gaia-RVS，4 MOST和WEAVE提供了普遍的兴趣。
2018-11-15 astro-ph.SR
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres I. Formation of the G-band in metal-poor dwarf stars
三维（3D）光谱合成代码Linfor 3D的最新发展意味着，第一次，大的光谱波长区域，如分子带，可以在很短的时间内合成。在局域热力学平衡假设下，对几种矮关断型三维大气（5850 <= T_eff [K] <= 6550，4.0 <= log g <= 4.5，-3.0 <= [Fe/H] <= -1.0）的合成G带进行了详细的光谱分析。我们还研究了碳和氧分子的形成在各种金属度制度，并讨论了它对G-带的影响。使用定性方法，我们描述了3D大气和传统的一维（1D）大气之间的不同行为，以及所涉及的不同物理学如何不可避免地导致丰度校正，这在不同的金属丰度上有所不同。将1D计算的光谱拟合到每个3D光谱以确定3D丰度校正。早期的分析显示，组成G带的CH分子表现出氧丰度依赖性;较高的氧丰度导致较弱的CH特征。氮丰度对CH形成的影响为零。在较低的金属丰度下，3D校正也较强。分析的3D修正的G-波段，使我们能够分配估计的3D丰度修正大多数矮星在文献中。3D修正表明，在高A（C）的CEMP星中，A（C）保持不变，但在低A（C）的CEMP星中，A（C）会减少。发现C/O比是影响三维G带的重要参数。额外的测试证实，C/O比对于3D下的OH转变是同样重要的参数。这通过它们的分子种类呈现了3D大气中碳和氧丰度之间的明确相互关系，这在1D中看不到。
2016-05-23 astro-ph.SR
