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
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
Hertzsprung-Russell diagram and mass distribution of barium stars
有了第谷-盖亚天体测量解提供的视差图，就有可能以前所未有的精确度绘制钡星和相关恒星的赫兹斯普朗-罗素图。HRD的直接结果是，次巨星CH星与钡矮星占据相同的区域，与它们的命名所暗示的相反。通过比较钡星在HRD中的位置和STAREVOL演化轨迹，只要已知其金属丰度，就有可能估算出它们的质量。我们使用平均金属丰度[Fe/H]=-0.25，并推导出钡巨星的质量分布。分布在2.5 Msun附近达到峰值，在高达4.5 Msun的更高质量处出现尾部。这个峰值也可以在正常K巨星和M巨星的质量分布中看到，用于比较，并且与位于红团中的恒星有关。当我们比较这些质量分布时，我们看到了低质量（1 - 2 Msun）钡巨星的不足。这可能是因为低质量恒星在红巨星分支的尖端达到了大半径，这可能导致了早期的双星相互作用。然而，在钡巨星中，高质量的尾部主要是钡指数小于1的恒星，这是基于对钡谱线的目视检查;也就是说，这些恒星的钡线强度非常适中。我们相信这些恒星不是真正的钡巨星，而是明亮的巨星或超巨星，因为正光度效应，钡线被加强。此外，与先前的说法相反，我们没有看到弱钡巨星和强钡巨星的质量分布之间的差异。
2019-05-13 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
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
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
An extremely hot white dwarf with a rapidly rotating K-type subgiant companion: UCAC2 46706450
UCAC 2 46706450是一颗具有紫外线过剩的晚型恒星。它被认为是建立一个具有白矮星（WD）伴星的FGK恒星样本的候选者，可以用来测试双星演化模型。为了验证伴随物的WD性质，Parsons等人（2016）进行了UV光谱分析。通过详细的模式大气分析，我们证明了紫外源是一个极热的WD，其有效温度为$T_\mathrm{eff}$ = $105\,000\pm5000$ K，质量为$M/M_\odot = 0.54\pm0.02$，半径为$R/R_\odot = 0.040^{+0.005}_{-0.004}$，光度为$L/L_\odot= 176^{+55}_{-49}$，紧凑物体即将进入WD冷却序列。研究冷星（$T_\mathrm{eff}$ = $4945\pm250$ K）的光谱，我们发现它是一个K型亚巨星，具有$M/M_\odot = 0.8-2.4$、$R/R_\odot = 5.9^{+0.7}_{-0.5}$和$L/L_\odot= 19^{+5}_{-5}$，以$v \sin(i)=81$ km s $^{-1}$快速旋转。光学光变曲线揭示了一个周期为两天和O-波段峰-峰振幅为0.06马格。我们认为，这是由恒星旋转与恒星黑子。随着半径，我们推断一个非常高的旋转速度$v_{\mathrm{rot}}=151^{+18}_{-13}$公里秒$^{-1}$，从而标志着作…
2020-09-11 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
To Ba or not to Ba: Enrichment in s-process elements in binary systems with WD companions of various masses
钡星的s过程元素的富集是由于以前在热脉冲渐近巨星分支（AGB）上的伴星（现在是碳氧白矮星）的质量转移造成的污染。本文研究了钡星的s过程富集与其WD伴星质量的关系。预计质量小于0.5 Msun且从未达到AGB相的氦WDs不会被s-过程元素污染其巨大的伴星，因此它永远不会变成钡星。用1.2米墨卡托望远镜上的HERMES摄谱仪对11个不同质量的WD伴星的双星系统进行了光谱分析，得到了分辨率为R ~ 86000的光谱。我们使用标准的1D LTE MARCS模型大气加上Turbospectrum的辐射传输代码来获得大气参数，使用等效宽度的铁I和铁II线。均匀地导出了11颗双星样品的s过程元素丰度。样本包含所有水平的过丰度：从太阳[s/Fe]=0到1.5 dex，在2个双星系统中，S星原色（使用专用的MARCS模型大气）。WD大于0.5 Msun的双星系统的主要成分富含s过程元素。[S/Fe]随[C/Fe]或[（C+N）/Fe]的增加而增加。我们的研究结果符合预期的WD同伴质量小于0.5 Msun的双星系统不主机钡星。
2015-10-20 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
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
Unicorns and Giraffes in the binary zoo: stripped giants with subgiant companions
我们分析了两个包含巨星的双星系统，V723 Mon（“独角兽”）和2M04123153 + 6738486（“长颈鹿”）。这两颗巨星都围绕着质量更大但亮度更低的伴星运行，这些伴星先前被认为是质量间隙黑洞。光谱解纠缠揭示了两个系统中具有恒星状光谱的发光同伴。光谱、光变曲线和光谱能量分布的联合建模有力地限制了两个组成部分的质量、温度和半径：主星是发光的冷巨星（$T_{\rm eff,\,giant} = 3,800\,\rm K$和$4,000\,\rm K$，$R_{\rm giant}= 22.5\,R_{\odot}$和$25\,R_{\odot}$），质量非常低（$M_{\rm giant} \approx 0.4\,M_{\odot}$），可能充满了它们的洛希叶。第二颗恒星只是稍微温暖的次巨星（$T_{\rm eff,\,2} = 5,800\,\rm K$和$5,150\,\rm K$，$R_2= 8.3\,R_{\odot}$和$9\,R_{\odot}$），因此与观测到的紫外线极限一致，这将排除具有相似质量的主序星（$M_2 \approx 2.8\,M_{\odot}$和$\approx 1.8\,M_{\odot}$）。在独角兽中，快速的旋转使次巨星的光谱线变得模糊，即使在它占主导地位的总光线的波长下也很难探测到。这两个巨人的表面丰度表明CNO处理和随后的信封剥离。…
2022-03-21 astro-ph.GA 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
Robo-AO Kepler Asteroseismic Survey. I. Adaptive optics imaging of 99 asteroseismic Kepler dwarfs and subgiants
我们使用Robo-AO激光自适应光学系统对99颗主序星和次巨星进行成像，这些恒星具有开普勒探测到的星震信号。Robo-AO使我们能够分辨距离接近0.15”的混合二级源，这可能有助于测量开普勒光变曲线，并影响星震分析和解释。我们报告了这些开普勒星震星4.0”范围内的8个新的次级源。我们使用斯巴鲁和凯克自适应光学来测量这些候选同伴系统的差分红外测光。其中两个次要来源可能是前景物体，至少6个次要来源是背景来源;然而，我们不能排除其中三个物体可能是物理关联的可能性。我们测量了一系列的i '波段振幅稀释的候选同伴系统从0.43%到15.4%。我们发现，所测量的振幅稀释不足以解释先前确定的过度散射的关系，asteroseismic振荡振幅和最大功率的频率。
2017-08-31 astro-ph.SR
LTD064402+245919: A Subgiant with a 1-3 M$_{\odot}$ Undetected Companion Identified from LAMOST-TD Data
单线光谱双星最近有助于恒星质量的黑洞的发现，独立的X射线瞬态方法。我们发现了一个轨道周期为14.50天的单线双星系统LTD 064402 +245919。观测到的组成部分是一颗亚巨星，质量为2.77 $\pm$ 0.68 M $_{\odot}$，半径为15.5 $\pm$ 2.5 R $_{\odot}$，有效温度为$T_{\rm eff}$ 4500 $\pm$ 200 K，表面重力对数为\emph{g} 2.5 $\pm$ 0.25 dex。这一发现利用了LAMOST时域（LAMOST-TD）和ZTF勘测。我们的通用软件管道应用Lomb-Scargle周期图来确定轨道周期，并使用机器学习来从折叠光变曲线中分类变量类型。我们应用一个组合模型来估计轨道参数的光和径向速度曲线，考虑到限制的主要恒星质量，质量函数，和检测极限的二次光度。我们得到一个径向速度半振幅为44.6 $\pm$ 1.5 km s $^{-1}$，质量比为0.73 $\pm$ 0.07，和未检测到的组件质量为2.02 $\pm$ 0.49 M $_{\odot}$时，未检测到的组件的类型没有设置。我们的结论是，倾斜度没有得到很好的约束，和次级质量大于1 M $_{\odot}$时，未检测到的组件被建模为一个紧凑的对象。根据我们使用MCMC模拟的研究，将光谱SNR增加3倍将使得能够区分二次光（如果存在）。在这项工作…
2021-10-25 astro-ph.SR
The White Dwarf Binary Pathways Survey -- IX. Three long period white dwarf plus subgiant binaries
事实上，所有由白矮星和非简并伴星组成的双星都可以被归类为相互作用后的近距离系统（轨道周期为几天或更短），或宽距离系统（周期超过几十年），其中两个组成部分都有效地演化为单星。周期在这两个极端之间的双星可以帮助限制共同的包络效率，或者突出创建紧凑双星的替代途径。到目前为止，这样的双星仍然大多难以捉摸。在这里，我们提出了三个白矮星的双星演化的亚巨星与轨道周期为41，52和461 d。利用哈勃太空望远镜的光谱学，我们发现这三个系统都包含低质量白矮星（$\leq$ 0.4 M $_{\odot}$）。其中一个系统，TYC 8394 $-$ 1331 $-$ 1，是一个等级三元组的内部双星，其中白矮星加上亚巨星双星被一颗更遥远的伴星环绕。这些双星可能是由一个稳定但非保守的质量转移阶段形成的，而不是普通的包络演化。这三个系统在未来都将经历一个共同的包络阶段，但两个较短周期的系统预计将在这一事件中合并，而最长周期的系统可能会幸存下来，并产生一个包含两个低质量白矮星的近距离双星。
2022-11-15 astro-ph.SR
Imprints of the ejecta-companion interaction in Type Ia supernovae: main sequence, subgiant, and red giant companions
我们研究超新星喷出物的同伴的相互作用，在一个现实的半独立的二进制系统的代表Ia型超新星的祖先二进制在一个单一的简并的情况下的样本。我们模拟的相互作用过程的帮助下，假设圆柱对称的高分辨率的流体动力学代码。我们发现，喷出物孔的半开角为40- 50 $^\circ$，密度降低2-4倍，与前人的研究结果一致。定量差异从过去的结果中剥离的同伴物质的数量和运动学和污染水平的同伴与喷出物材料可以解释不同的模型假设和影响，由于数值扩散。我们分析，并首次提供基于模拟的估计的数量和热特性的冲击加热的材料负责产生提示，软X射线发射除了冲击喷出物的材料，在原始模型中考虑卡森，我们还占剥离，冲击加热的信封材料的恒星同伴，我们预测部分有助于即时发射。储存在包层中的能量与储存在喷出物中的能量相当。可用于瞬时排放的总能量预算比卡森最初预测的小约2-4倍。虽然冲击包层比冲击喷出物具有更高的特征温度，但冲击物质的温度估计与Kasen模型吻合得很好。最热的激波等离子体是在次巨星伴星中产生的。
2016-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.comp-ph
Lithium Enrichment in a Subgiant Star with a Brown Dwarf Companion: A Planetary Engulfment Candidate
University of Michigan（密歇根大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Texas Advanced Computing Center, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
研究通过分析亚巨星TOI-5882的锂含量，验证了行星吞噬理论，发现其锂富集可能源于吞噬了一颗超级地球至海王星质量的行星。
2026-05-20 astro-ph.EP 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
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
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
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
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
Modeling Stellar Surface Features on Subgiant Star with an M-dwarf Companion
了解太阳以外的恒星表面的磁场活动对于系外行星分析非常重要，可以正确描述系外行星的大气层，并进一步描述各种恒星上的恒星活动。模拟不同光谱类型和自转速率的恒星表面特征是理解这些恒星磁活动的关键。利用开普勒望远镜的观测数据，我们使用STarSPot（STSP）星点模拟程序测量了KOI-340的星点位置和大小。KOI-340是一个食双星，由一颗次巨星（$\rm T_{\rm eff} = 5593 \pm 27 K; R_{*} = 1.98 \pm 0.05 R_{\odot}$）和一颗M矮星伴星（$M_{*} = 0.214 \pm 0.006 M_{\odot}$）组成。STSP使用一种新的技术来测量光斑的位置和半径，通过使用凌日次级来使用高精度测光研究和模拟恒星表面上的单个活动区域。我们发现KOI-340主星上的黑子特征的平均大小是恒星半径的$\sim$ 10%，即太阳黑子平均大小的两倍。KOI-340上的斑点出现在每个经度上，并显示出可能的差异旋转迹象。KOI-340的原色的最小斑点面积分数为$2\substack{+12\\ -2} \%$，而太阳的斑点面积最多为0.2%。KOI-340的一次凌日显示出一个与斑一致的凌日信号;这个斑正好出现在一个暗斑之前，表明斑和斑可能共同位于恒星表面。
2022-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
LAMOST J064137.77+045743.8: A New Binary of an A7-type Pulsating Subgiant and an M-type Red Dwarf
本文通过多波段光谱、天体测量和测光数据全面分析了新双星LAMOST J066137.77+045743.8，确认其由A7型脉动亚巨星与M型红矮星组成，并发现其具有长轨道周期、非掩食轨道或极浅掩食等特性。对星震学研究具有重要意义。
2025-10-11 astro-ph.SR
Very Low-mass Stellar and Substellar Companions to Solar-like Stars from Marvels III: A Short-Period Brown Dwarf Candidate Around An Active G0Iv Subgiant
我们发现了一颗偏心的短周期褐矮星候选者，它围绕着活动的、轻微演化的次巨星TYC 2087-00255-1运行，有效温度T_eff = 5903+/-42 K，表面重力log（g）= 4.07+/-0.16（cgs），金属丰度[Fe/H] = -0.23+/-0.07。这个候选者是使用多物体APO径向速度系外行星大面积巡天（MARVELS）前两年的数据发现的，该巡天是斯隆数字巡天第三阶段的一部分。根据我们在两年时间基线上的38个径向速度测量值，我们得到了开普勒轨道拟合，半振幅K=3.571+/-0.041 km/s，周期P=9.0090+/-0.0004天，偏心率e=0.226+/-0.011。采用1.16+/-0.11 Msun作为亚巨星主星的质量，我们推断伴星的最小质量为40.0+/-2.5 MJup。假设是一个边缘轨道，半长轴是0.090+/-0.003 AU。主星的光度变化在\sim 1%的水平，周期为\sim 13.16+/-0.01天，表明主星的自转和伴星的轨道并不同步。通过自适应光学成像，我们还发现一个距离TYC 2087-00255-1 643+/-10 mas的点源，如果它与TYC 2087-00255 -1物理相关并且具有相同的年龄，则其质量为0.13 Msun。未来的自行观测应该能够解决这个第三物体是否与TYC 2087-00255-1物理相关，并使TYC 20…
2012-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolutionary Constraints on the Planet-Hosting Subgiant Epsilon Reticulum from its White Dwarf Companion
从演化程度更高的白矮星次级恒星的角度研究了行星宿主和双星系统网壳星（HD 27442）。恒星的参数是由巴耳末线光谱，引力红移和立体角的组合。这三种方法合在一起产生了迄今为止最准确的伴星物理描述：Teff= 15，310 \pm 350 K和M=0.60 \pm 0.02 Msol。主序星后的质量损失表明，当前的双星距离已经从当前主序星形成行星时的原始状态增加了1.6倍，这意味着a0 > 150 AU，并将稳定的行星限制在15-20 AU内，而双星的离心率为e=0.5。自从第一次探测到伴星以来已经过去了近80年，在双星系统中，边缘轨道运动可能是明显的，这表明它是一个接近边缘的配置，i > 70度，尽管有很大的不确定性。如果正确的话，所有已知的天体都是共面的，那么行星HD 27442 b的质量将在1.66到1.77兆焦耳之间。在DA白矮星中寻找光球金属没有发现，因此没有明确的迹象表明现存的行星系统绕着以前更大质量的次级行星运行。然而，如果通过光谱拟合得出的白矮星质量是正确的，那么它的演化可能受到渐近巨星分支期间与内行星相互作用的影响。根据巨行星和星周碎片的频率与恒星质量的函数关系，原始主星不太可能没有行星，因为至少有一颗行星绕着它的质量较小的兄弟轨道运行。
2011-09-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
A detailed study of the barium central star of the planetary nebula Abell 70
我们详细研究了行星状星云Abell 70中心的钡星。时间序列测光超过十年的时间表明，钡污染的同伴是一个快速的旋转与时间变化，由于斑点。光度变化的幅度和相位突然变化，但是没有证据表明在观测过程中旋转周期（P = 2.06~d）发生了变化。VLT-UVES获得的17个高分辨率光谱的共同添加使我们能够测量伴星的物理和化学性质，确认它是一个色球活跃的晚期G型亚巨星，钡增强超过+1~dex。我们没有发现径向速度变化的证据，在大约130天的过程中获得的一个单一的额外的点，一些8年后，与所有历元的径向速度约$-$ 10 \kms{}从以前测量的星云的系统速度。这可能表明该双星具有较长的周期（P $\gtrsim$ 2~yr）和较高的偏心率（$e\gtrsim$ 0.3），并且所有的观测都是在径向速度极小值附近进行的。然而，除非双星的轨道平面与星云的腰部不一致，或者双星的系统速度不等于星云的文献值，否则这将意味着星云祖先的质量大得不切实际。
2022-08-31 astro-ph.GA 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
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
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
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
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
LTD064402+245919, compact binary or subgiant with red star eclipsing binary?
最近，Yang等人发现了一个单线分光双星LTD 064402 +245919，利用LAMOST和ZTF的数据，估计这颗看不见的伴星质量为1-3 $M_{\odot}$，轨道周期为14.50天，是一颗没有X射线辐射的致密双星候选者。然而，来自ZTF和ASAS-SN的新光变曲线显示，一个凹陷的深度朝着更蓝的波长增加，这表明LTD 064402 +245919更有可能是一颗有红色恒星的亚巨星。利用Wilson-Devinney程序和Phoebe程序，导出了次级恒星的$T_{eff}$为3400 K，对应于一颗红色的M2/3恒星。此外，盖亚20%的视差误差很大。如果使用5.0kpc的精确距离，亚巨星的质量将是1.28 $M_{\odot}$，而不是2.77 $M_{\odot}$。然而，新的多色测光是必要的二元属性的最终确认。
2022-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Origin of Lithium, Carbon, Strontium and Barium with four new Ultra Metal-Poor Stars
本文利用$\mathrm{[Fe/H]}\leq-4$对汉堡/ESO巡天中新发现的四颗超贫金属星进行了元素丰度分析。基于高分辨率，高信噪比的光谱，我们推导出17个元素的丰度范围从Li到Ba。四颗恒星中有三颗表现出中等到大的碳过剩，但它们的中子捕获元素没有增强。样本中最贫金属的恒星HE~0233 $-$ 0343（$\mathrm{[Fe/H]} = -4.68$）是一颗次巨星，其碳丰度为$\mathrm{[C/Fe]}= +3.5$，略高于Spite等人提出的碳丰度平台。在第四颗恒星的光谱中没有检测到碳，但其光谱的质量只允许确定$\mathrm{[C/Fe]} < +1.7$碳丰度比的上限。我们在两颗碳增强恒星的光谱中检测到锂，其中包括HE~0233 $-$ 0343。这两颗恒星与锂检测是锂贫化，相对于锂高原的贫金属矮星发现的Spite \& Spite。这表明，无论产生C的位置是什么，都不会完全破坏锂，或者锂已经被早期恒星吸收，并与形成目前观察到的恒星的气体中的原始锂混合。这四颗恒星的$α$ -元素和铁峰元素的丰度与之前在极端和超贫金属恒星的大样本中发现的丰度相似。最后，一个大的传播被发现在这些恒星的Sr和Ba的丰度，可能是受早期宇宙中快速旋转的恒星富集。
2014-05-22 astro-ph.SR
White dwarf binaries Across the H-R Diagram
我们创建了APOGEE-GALEX- \emph{Gaia}星表来研究白矮星双星。这个数据库的目的是创建一个最小的偏置样本的WD二进制系统确定的GALEX，{ \it盖亚}，和APOGEE数据的组合，以增加WD二进制的轨道参数和化学成分的数量。我们确定了3，414个来源作为WD双星候选者，具有F和M之间光谱类型的非简并同伴，包括主序星，主序星双星，亚巨星，亚亚巨星，红巨星和红团星。在我们的发现中，（a）总共有1,806个系统推断出WD半径$R < 25$ R $_{\Earth}$，这在主样本中构成了一组更可靠的WD双星候选者;（b）WD双星候选者和大多数发光巨星的对照样本之间金属丰度分布函数的差异（$M_H < -3.0$）;（c）存在着一群次亚巨星和WD伴星;（d）有证据表明，与没有WD的双星相比，包含WD的双星周期更短，这可以从APOGEE径向速度位移的累积分布中看出;（e）在252个具有轨道周期的WD双星样本中，根据具有红团、主序星双星和次次巨星伴星的系统与具有主序星或红巨星伴星的系统之间的周期分布差异，找到系统轨道演化的证据;和（f）共同包层演化期间化学富集的证据，与CE后（$P < 100$天）WD二元候选物相比，宽WD二元候选物（$P > 100$天）中的金属丰度较低。
2022-07-28 astro-ph.GA 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
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
The barium isotopic fractions in five metal-poor stars
我们提供了5个贫金属恒星的Ba同位素分数的测量与LTE分析使用1D模型恒星大气。我们使用高分辨率（R \equiv λ/Δλ=90000-95000）、非常高的信噪比（S/N>500）光谱，通过测量Ba ii线在4554 nm处的轮廓中的细微不对称性来确定奇数Ba同位素（fodd）的分数。我们还使用两种不同的宏观湍流加宽技术，高斯和径向切向，模拟每个恒星的Fe线，并传播每种技术来模拟宏观湍流加宽的Ba 4554线。我们对红巨星HD 122563和亚巨星HD 140283的Fe线进行了一维非LTE（NLTE）处理，试图改善拟合。在我们的研究中，我们确定了两个巨星HD 122563和HD 88609的[Ba/Eu]比，这也可以用来确定s-和r-过程对重元素核合成的相对贡献，与fodd进行比较。我们发现HD 122563、HD 88609和HD 84937、BD+26 \circ 3578和BD-04 \circ 3208的fodd分别为-0.12 \pm 0.07、-0.02 \pm 0.09和-0.05 \pm 0.11、0.08 \pm 0.08和0.18 \pm 0.08。这意味着这里检查的所有恒星都显示出与s过程主导的成分更相容的同位素分数。发现HD 122563和HD 88609中的[Ba/Eu]比分别为-0.20 \pm 0.15和-0.47 \pm 0.15，这指示r-过…
2012-01-09 astro-ph.SR
No surviving evolved companions to the progenitor of supernova SN 1006
Ia型超新星被认为是由碳和氧组成的白矮星积累足够的质量引发热核爆炸$^{1}$。这种吸积可以从未演化的（主序星）或演化的（次巨星或巨星）恒星$^{2,3}$缓慢地发生，被称为单简并通道，也可以在它分裂较小的轨道白矮星（双简并通道）$^{3,4}$时迅速发生。显然，伴星只会在单简并通道$^{5}$中幸存下来。这两个通道都可能有助于Ia型超新星$^{6,7}$的产生，但它们的相对比例仍然是天文学中的一个基本难题。先前对残余伴星系的搜寻揭示了SN 1572 $^{8,9}$的一个可能的例子，尽管这已经被批评为$^{10}$。最近，观测结果将幸存的伴星限定为较小的主序星$^{11,12,13}$，排除了巨伴星的可能性，但仍然允许单简并通道。在这里，我们报告了SN 1006的祖先$^{14}$的幸存同伴的搜索结果。在爆炸点4'以内的恒星都与超新星遗迹无关，所以我们可以排除所有的巨星和次巨星伴星。结合以前的结果，不到20%的Iae型发生通过单一的简并通道。
2012-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Signatures of AGB Mass Transfer in Gaia White Dwarf Companions
California Institute of Technology（加州理工学院）；Gemini Observatory, NSF’s NOIRLab（双子座天文台，美国国家光学-红外天文研究实验室）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过分析Gaia DR3中的WD+MS双星系统，发现主序星中的s过程增强是AGB质量转移的特征，揭示了质量转移过程中供体质量、金属度及热脉冲次数的影响。
2026-01-26 astro-ph.GA 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
Spectroscopic binaries among Hipparcos M giants III. The eccentricity-period diagram and mass-transfer signatures
本文是研究M巨星双星性质系列文章的第三篇。我们使用一组新的轨道来构建第一个（e-logP）图的一个广泛的样本M巨双星，以获得他们的质量函数分布，并推导出这一类的二进制和相关系统的进化约束。分析了M巨星双星的轨道性质，并与相关的双星族（K巨星、后AGB星、钡星、贫Tc S星）的轨道性质进行了比较。后AGB星和M巨星的轨道根数没有不同，这可能非常表明，对于所考虑的后AGB双星样本，后AGB星在相当早期的阶段（M4左右）离开了AGB。质量转移后的双星（如钡星）的轨道要素与M巨星的轨道要素也没有很大的不同，这表明质量转移并没有改变轨道要素，这与目前的看法相反。最后，我们证明了e < 0.4 log P - 1（周期以天表示）的双星系统主要是后质量转移系统，因为（i）绝大多数钡和S系统都符合这个条件，（ii）这些系统的伴星质量峰值约为0.6太阳质量，正如对白矮星的预期。后一种性质已经被证明对于包含K巨星的疏散星团双星也是成立的，对于K巨星，伴星质量的下限可以很容易地设定。
2009-02-09 astro-ph.SR
Is beryllium ultra-depletion in solar-type stars linked to the presence of a white dwarf companion?
对太阳型恒星的粗略研究揭示了一小部分铍极度耗尽的天体。我们调查之间的铍耗尽和同伴的存在可能的联系。利用经典的方法（径向速度，天体测量，成像）用于搜索的二进制同伴。我们还进行了化学分析，以确定二进制的丰度变化，这是由前进化的伴侣失去的物质吸积产生的。我们发现，所有四个先前调查的恒星，被发现是超-耗尽的Be是双星。在两种情况下，伴星是一颗白矮星，在另外两种情况下，伴星可能是一颗白矮星或主序星。发现了一颗新的钡星。我们推测，与白矮星祖先的相互作用导致了恒星丰度模式的改变，从而导致了严重的铍耗尽。可能的机制，如温盐混合，幕式吸积，旋转混合进行了讨论。我们还简要讨论了验证这种情况的预测
2015-11-03 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 Tale of a Hungry Subgiant and Its Brown Dwarf: Interior Radiative Damping Dominates the Tidal Evolution of TOI-5882
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
本文提出自洽潮汐演化框架，结合MESA双星演化与GYRE-tides线性潮汐响应，应用于TOI-5882系统，发现内部辐射阻尼主导潮汐演化，经典平衡潮模型低估恒星角动量演化数个量级，导致吞噬时间尺度缩短2-6倍，加速伴星内旋约25-110 Myr。
2026-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
A neutron star candidate in the long-period binary 56 UMa
UMa 56是一个宽的双星系统，包含一颗化学性质奇特的红巨星和一颗暗淡的伴星。由于它的表面化学丰度，红巨星被归类为钡（Ba）星。这意味着这颗伴星必须是一颗白矮星，因为Ba星是在从一颗富含s-过程的渐近巨星分支（AGB）星转移质量到它们身上时形成的。然而，在56 Uma的情况下，伴星可能太大，不可能是有效产生s过程元素（如钡）的AGB星的后代。在这封信中，我们重新审视了该系统的轨道参数，并进行了全面的光谱分析，目的是调查巨星的Ba星分类，并揭示其微弱伴星的性质。我们结合径向速度和天体测量数据来改进系统的轨道参数，包括轨道倾角和伴星质量。然后，我们使用高分辨率HERMES光谱重新确定了巨星的恒星参数及其化学丰度。最后，我们研究了系统附近星际气体的形态。56 UMa中的暗组分质量为$1.31 \pm 0.12$ M $_{\odot}$，这与红巨星的混合s+r丰度剖面一起证实了该巨星不是标准的钡星。此外，围绕56 UMa的空洞的清晰识别可能表明，大约105年前在该系统中发生了超新星爆炸，这表明微弱的伴星可能是中子星。然而，找到一个进化的情况下，解释所有的可观测值是不平凡的，所以我们讨论不同的可能配置的系统和它们各自的优点。
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Full abundance study of two newly discovered barium giants
本研究利用甚大望远镜UVES高分辨率光谱，对两颗新发现钡巨星进行22种元素的逐线丰度分析，并结合视向速度与SED拟合，确认其为外赋s过程双星系统。
2024-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium star donor channel to type Ia supernovae and their surviving companion stars
利用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，系统地研究了Ia型超新星（SNe Ia）的He星施主通道，其中一颗碳氧白矮星（WD）吸积了He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到亚克拉塞卡质量.我们绘制出的初始参数生产超新星Ia在轨道周期-二次质量平面的各种WD质量从这个通道。基于一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，该通道可以产生SNe Ia与最近的观测暗示的短延迟时间（\sim 100百万年）。我们得到了该通道在超新星爆发后幸存的伴星的许多性质，这些性质可以通过未来的观测来验证。我们还发现超新星爆炸场景中幸存的伴星具有很高的空间速度（> 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2011-11-07 astro-ph.SR
Statistical Estimates of the Binary Properties of Rotational Variables
提出一种估计双星群体平均主星质量、伴星质量范围、倾角极限和主星质量分布范围的模型，应用于ASAS-SN五个旋转变星群体，验证了参数敏感性并证明增加样本量可显著提升估计精度。
2024-07-29 astro-ph.SR
WD + He star systems as the progenitors of Type Ia supernovae and their surviving companion stars
利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了Ia型超新星WD + He星通道，其中碳氧WD吸积来自He主序星或He次巨星的物质，使其质量增加到Ekrasekhar质量.我们绘制出了产生Ia超新星的参数空间。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，银河系超新星Ia出生率从这个通道是$\sim$ $0.3\times 10^{-3} {\rm yr}^{-1}$，这条通道可以产生超新星Ia与短延迟时间（$\sim45-$ 140百万年）。我们还发现，该通道中幸存的伴星在超新星爆发后具有很高的空间速度（$>$ 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2009-11-26 astro-ph.SR
The helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae and their surviving companion stars
Ia型超新星（SNe Ia）的性质仍然不清楚。利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了超新星Ia的He星施主通道，其中一颗碳氧白矮星吸积来自He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到亚克拉塞卡质量.我们绘制出的初始参数生产超新星Ia在轨道周期-二次质量平面的各种WD质量从这个通道。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，该通道可以产生超新星Ia与最近的观测暗示的短延迟时间（~ 100 Myr）。我们得到了该通道在超新星爆发后幸存的伴星的许多性质，这些性质可以通过未来的观测来验证。我们还发现超新星爆炸场景中幸存的伴星具有很高的空间速度（> 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2010-09-08 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
