Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Halogens Fluorine, Chlorine, Bromine, and Iodine
我们回顾了大量关于陨石中卤素浓度的文献和用于太阳系丰度的恒星卤素数据（即，太阳系形成时的代表性丰度）和相关的分析问题。根据最近对Cl-辉石的分析，认为太阳系氯、溴和碘丰度较低的说法是站不住脚的，因为这样低的值与核丰度系统学和太阳及其他恒星中卤素的测量不相容。我们怀疑与这些特殊岩石类型相关的分析问题在几项研究中导致了较低的分析结果。Cl-磷灰石的质量浓度为F=92+-20 ppm，Cl=717+-110 ppm，Br=3.77+-0.90 ppm，I=0.77+-0.31 ppm，N（Si）=10^6原子的丰度为N（F）=1270+-270，N（Cl）=5290+-810，N（Br）=12.3+-2.9，N（I）=1.59+-0.64。在log N（H）=12的情况下，陨石的丰度值按比例换算为现今的光球丰度，分别为A（F）=4.61+-0.09，A（Cl）=5.23+-0.06，A（Br）=2.60+-0.09，A（I）=1.71+-0.15。这些推荐的现今太阳系丰度值与太阳黑子的N（F）=776+-260，A（F）=4.40+-0.25，N（Cl）=5500+-810，A（Cl）=5.25+-0.12相比较，并且与其他恒星和其他天文环境中的F和Cl丰度比相一致。Yokoyama等人（2022年）对CI球粒陨石类小行星Ryugu的氯丰度为776+-21 ppm，这与此处对CI球粒陨石…
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed elemental abundances of binary stars: Searching for signatures of planet formation and atomic diffusion
双星系统被认为是同生和同生的，因此具有相同的化学成分。在这项工作中，我们的目标是测试的假设，观察到的元素丰度模式和使用双星形成行星之间存在联系。此外，我们还想测试原子扩散如何影响观测到的丰度模式。我们对7个二元体系进行了严格的逐线微分化学丰度分析。利用VLT/UVES和Keck/HIRES的高质量光谱，以极高的精度（< 3.5%）获得了恒星大气参数和元素丰度。我们发现，7个双星系统中有4个显示出细微的丰度差异（0.01 - 0.03 dex），与冷凝温度没有明显的相关性，包括两个行星托管对。其他3个二元体系的丰度差异程度与冷凝温度相关。我们没有发现丰度差异与我们系统中已知行星的出现之间有任何明确的关系。相反，在二元系统（7个中的4个）中观察到的总体丰度偏移可能是由于原子扩散的影响。虽然巨型行星形成不一定会在主星上留下化学特征，但另一方面，观测到的丰度趋势与冷凝温度的差异可能与行星形成的不同历史有关（例如，形成位置）。此外，我们发现丰度差异和二元分离之间的弱相关性，这可能会提供一个新的约束形成的二元系统。
2021-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-precision abundances of elements in solar twin stars: Trends with stellar age and elemental condensation temperature
用21颗太阳双星的S/N > 600的HARPS光谱测定了C、O、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni、Zn和Y的非常精确（σ ~ 0.01 dex）的微分丰度，以了解[X/Fe]与元素凝聚温度Tc的相关程度。此外，通过在logg-Teff图上的Yonsei-Yale等时线之间进行插值，得到了精确的（σ < 0.8 Gyr）恒星年龄。太阳中难熔元素和挥发性元素的比值比大多数太阳孪星中的要低，但对于许多恒星，[X/Fe]和Tc之间的关系还没有很好的定义。相反，对于几种元素，[X/Fe]与恒星年龄之间存在惊人的紧密相关性，在8 Gyr的年龄间隔内振幅高达0.2 dex，而[Fe/H]与年龄之间缺乏相关性。当[Mg/Fe]随年龄增加时，s-过程元素钇表现出相反的行为，因此[Y/Mg]可用作星系演化的灵敏计时器。[Na[Ni/Fe]和[Ni/Fe]与恒星年龄的相关性不好，但定义了一个紧密的Ni-Na关系，类似于以前发现的更贫金属的恒星。这些结果为超新星产额和星系演化提供了新的限制。此外，还发现C/O比随时间的变化很小，这对讨论系外行星的组成很有意义。
2015-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Star spots mimic the proposed abundance signatures of planet formation
Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理中心，西蒙斯基金会平顿研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（莫纳什大学物理与天文学院）
该研究发现恒星星斑可模拟行星形成的丰度特征，通过模拟和差分分析证实其对难熔元素丰度的影响，为高精度光谱学的相关问题提供了缓解方向。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Lithium Cepheid V708 Car with an unusual chemical composition
本文对富锂长周期造父变星 V708 Car 进行光谱分析，发现其 27 种元素丰度与凝聚温度呈负相关，并用包层中气体-尘埃分离机制解释了这一异常化学组成。
2024-02-20 astro-ph.SR
JWST Exoplanetary Worlds and Elemental Survey (JEWELS) II: Condensation Temperature Trends and Galactic Chemical Evolution in JWST Planet-Hosting Stars
Tsung-Dao Lee Institute, School of Physics and Astronomy, & State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院、汤川研究所、暗物质物理国家重点实验室）；Department of Physics, King’s College London（伦敦国王学院物理系）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本文基于JWST观测数据，研究了25颗宿主系外行星的恒星的化学丰度，并探讨了凝结温度趋势和银河化学演化的联系。
2026-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. X. Differential abundances in the XO-2 planet hosting binary
拥有系外行星的双星是一个独特的实验室，可以进行化学标记，以高精度测量两个恒星组成部分的元素丰度，目的是研究行星的形成及其随后的演化。在这里，我们提出了一个高精度的差分丰度分析XO-2宽恒星双星的高分辨率HARPS-N@TNG光谱的基础上。这两个组成部分都是非常相似的K矮星和宿主行星。由于它们可能是在同一分子云中形成的，我们预计它们应该具有相同的初始元素丰度。我们调查行星的存在是否会在恒星大气丰度中造成一些化学印记。我们测量了两颗恒星的25种元素的丰度，冷凝温度范围为$T_{\rm C}=40-1741$ K，达到典型的精度为$\sim 0.07$ dex。北分量显示所有元素的丰度平均高出$+0.067 \pm 0.032$ dex，具有$T_{\rm C} > 800$ K的元素的平均差异为+0.078 dex。XO-2N相对于XO-2S丰度差异的显著性在几乎所有元素的$2σ$水平。我们讨论的可能性，这一结果可以被解释为由XO-2N或XO-2S的耗尽，由于锁定的重元素的行星同伴的摄入物质的签名。我们估计重元素中有几十个$M_{\oplus}$的质量。XO-2 N和XO-2 S之间的丰度差异显示出与元素凝结温度的正相关性，斜率为$(4.7 \pm 0.9) \times 10^{-5}$ dex K $^{-1}$，这可能意味着这两种成分都没有形成类地行星，而是首先经历了岩石核心内部…
2015-09-07 astro-ph.SR
Planets Around Solar Twins/Analogs (PASTA) I.: High precision stellar chemical abundance for 17 planet-hosting stars and the condensation temperature trend
本研究利用 Magellan II/MIKE 高分辨率光谱对 17 颗宿主行星类太阳恒星进行逐线微分分析，推导 22 种元素丰度，发现宿主气态巨行星恒星均呈负凝聚温度斜率，而类地行星质量与该斜率无关，表明太阳难熔元素匮乏可能源于巨行星形成。
2024-12-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas phase atomic metals in the circumstellar envelope of IRC+10216
我们报告了在AGB碳星IRC+10216的拱星包层中寻找气相原子金属的结果。搜索是使用高分辨率（R=50000）光学吸收光谱的背景恒星，探测信封上的视线35”从中心。我们在包封中检测到的金属物质包括NaI、KI、CaI、CaII、CrI和FeI，上限为AlI、MnI、TiI、TiII和SrII。观测结果用于确定气相中的金属丰度和颗粒上的冷凝。金属损耗的范围从Na的5倍到Ca的300倍，与星际云的损耗模式有些相似。我们的研究结果直接限制了金属在富含碳的拱星信封和固体和气相金属的混合返回的恒星ISM的冷凝效率。我们观察到的未凝聚金属原子的丰度通常大于信封中检测到的含金属分子的丰度。因此，金属原子是气相中的主要金属物质，并且可能在金属化学中起关键作用。
2010-02-18 astro-ph.SR
Abundance Differences Between Exoplanet Binary Host Stars XO-2N and XO-2S -- Dependence on Stellar Parameters
系外行星宿主恒星的化学成分是了解其轨道行星形成和特征的重要因素。迄今为止，这方面最好的例子是行星-金属丰度相关性。其他提出的相关性因此远没有那么可靠，部分原因是恒星在行星形成前后的化学历史的不确定性。类似类型的主星双星提供了一个机会来隔离行星对主星丰度的影响。在这里，我们提出了一个微分元素丰度分析的XO-2恒星的二进制，其中两个G9恒星主机巨行星，其中之一是过境。在我们以前工作的基础上，我们报告了16个元素丰度，并比较了$Δ$（XO-2N-XO-S）值与元素凝聚温度。比较了由四对不同的恒星参数得到的$Δ$（N-S）值和斜率随凝聚温度的变化，探讨了恒星相对温度和引力变化的影响.我们发现，大多数的恒星之间的丰度差异取决于所选择的恒星参数，但铁，硅，并可能镍一贯增强XO-2N无论所选择的恒星参数。这项研究强调了双星主恒星丰度分析的力量，用于探测巨型行星形成的影响，但也说明了恒星温度和重力变化引起的丰度差异和斜率可能存在很大的不确定性。
2015-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Differential abundance analysis of Procyon and Theta Sculptoris: Comparison with abundance patterns of solar-like pairs
使用ESO UVESPOP库的光谱，将精确差异丰度（PDA）技术应用于中F星南河三和$θ$ Scl。我们与PDA模式的内源性过程有关的冷凝或外源性过程连接到银河系化学演化（GCE）。我们采用一维LTE模型，但强调使用较弱的线（$\leq$ 20毫微微）比通常用于此类研究。我们比较我们的结果与PDA的太阳型恒星。测定了28种元素的丰度和PDA：C、N、O、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Sm、Eu和Gd。PDA（$θ$ Scl减去Procyon）与$Z$的图显示了高度显著的相关性。此外，局部子结构的元素钙锌和中子添加元素的情节是类似的，可以发现太阳孪晶。我们的PDA与$Z$图的结构相似性可以从Bedell等人（2018）的大量工作中得到。PDA的结构和子结构显然是年龄的函数。
2019-12-13 astro-ph.SR
Detailed abundances of the wide pairs of stars with and without planets: the binary systems 16 Cyg and HD 219542
我们目前的两个宽的双系统的比较分析结果- 16天鹅座，与巨大的气体行星围绕16天鹅座B，和HD 219542没有检测到行星。利用其高分辨率光谱和SME自动光谱分析工具确定了双星组成部分和太阳的大气参数。应用合成光谱法，分别计算了16 Cyg和HD 219542中29种和23种元素的丰度。对于这些元素中的19个，我们的结果是基于非局部热力学平衡（NLTE）线的形成。对于16 Cyg和HD 219542，我们得到的A和B组分之间的丰度差异很小：分别为+0.019 $\pm$ 0.012和-0.014 $\pm$ 0.019，这表明巨型气体行星形成对主星大气化学成分的影响很小。对于HD 219542 A和HD 219542 B，其相对于太阳的丰度随尘埃凝结温度的变化趋势与没有探测到行星的太阳类似物的文献数据相似。16 Cyg组分的[X/H]随冷凝温度的变化规律与HD 219542相似，但与HD 219542不同。这表明16 Cyg双星系统形成的云的特定化学成分。
2022-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
A temperature condensation trend in the debris-disk binary system Zet2 Ret
我们探索了独特的双星系统Zet 1 Ret -Zet 2 Ret中的冷凝温度Tc趋势，以确定是否存在耐火材料的耗尽，这可能与行星形成过程有关。恒星Zet 2 Ret拥有一个碎片盘，该碎片盘被红外过量探测到，并通过直接成像和数值模拟证实，而Zet 1 Ret没有红外过量，也没有行星。我们进行了一个高精度的丰度测定的两个组成部分的二元系统通过一行一行，严格微分的方法。利用FUNDPAR程序，通过对Fe I和Fe II谱线的微分电离和激发平衡，测定了恒星参数Teff、log g、[Fe/H]和vturb。恒星Zet 1 Ret的金属含量比Zet 2 Ret略高0.02 dex。在以Zet 2 Ret为参考的Zet 1 Ret微分计算中，难熔元素的丰度高于挥发性元素，且难熔元素与Tc的变化趋势呈正斜率。这些事实共同表明，相对于Zet 1 Ret，Zet 2 Ret（一个碎片磁盘宿主）中缺乏耐火元素。Tc的趋势将与行星形成（Melendez et al. 2009）而不是可能的银河系化学演化或年龄效应（在这里被大大削弱）的建议签名一致。然后，根据Melendez等人（2009）的解释，我们提出了一种假设，即Zet 2 Ret中耗尽的难熔元素可能被锁定在围绕该恒星运行的岩石材料中，并产生了在该物体周围观察到的碎片盘。我们估计耗尽物质的岩石质量的下限为Mrock = 3 Me，这与太阳型恒星周围…
2016-02-03 astro-ph.SR
The chemical composition of HIP34407/HIP34426 and other twin-star comoving pairs
我们对同动双星HIP 34407/HIP 34426进行了高精度的元素丰度分析。差异丰度（D[X/H]）的平均误差为0.013 dex，发现了显著差异：HIP 34407比HIP 34426更富含金属。元素丰度差异与冷凝温度密切相关，挥发性元素（如碳）的最低值约为0.05+/-0.02 dex，最高值约为0.22+/-0.01 dex（如铝）。在双星同动对中，恒星的化学成分不同并不罕见，因此我们汇编了以前发表的结果，并寻找丰度差异与恒星参数之间的相关性，发现平均有效温度，表面重力，铁丰度或它们的差异没有显着的趋势。相反，我们发现丰度差异的绝对值与每对恒星之间的投影距离之间存在弱相关性，这对于绝对丰度较低的元素来说似乎更重要。如果得到证实，这种相关性可能是双星系统形成情景的重要观测约束。
2019-09-16 astro-ph.SR
Abundances in Stars with Debris Disks
我们提出了一个详细的化学丰度分析的样本的太阳型恒星已知表现出过量的红外辐射与尘埃碎片盘的初步结果。我们的28颗恒星的样本是根据行星系统的形成和演化（FEPS）斯皮策遗产计划的结果选择的，目的是调查恒星大气是否被行星物质污染，这可能表明，在恒星和行星形成的后期阶段，富含金属的陨石坑是导致恒星金属丰度增强的原因。这里给出的初步结果包括我们样本中一半恒星的15种元素（C，O，Na，Mg，Al，Si，S，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Fe，Co和Ni）的精确丰度。我们发现，到目前为止，没有一颗恒星的研究表现出预期的趋势，增加元素丰度与冷凝温度的增加，这将导致恒星吸积行星碎片。相反，线性最小二乘拟合丰度数据的斜率要么是负的，要么与零一致。在这两种情况下，我们的结果可能表明，像太阳一样，碎片盘宿主恒星缺乏耐火元素，这可能是陆地和/或气体巨星行星形成的标志。
2013-10-07 astro-ph.SR
High-precision analysis of binary stars with planets. I. Searching for condensation temperature trends in the HD 106515 system
我们探讨了显着的双星系统HD 106515中行星形成的可能化学特征。A星拥有一颗巨大的长周期行星，径向速度为9 MJup。我们还细化恒星和行星的参数，通过使用非太阳尺度的不透明度时，建模的恒星。方法.为了达到尽可能高的精度，我们首次在该双星系统中应用非太阳尺度的不透明度，同时测定了恒星参数和丰度。结果双星系统HD 106515中的恒星A和B似乎并不缺乏难熔元素，这与太阳双星不同。那么，在这个双星系统的恒星中，陆地行星形成的效率就会降低。与HD 80606/7一起，这是第二个似乎没有（地球）行星形成特征的双星系统，两个系统都有一颗偏心的巨行星。这与数值模拟一致，在数值模拟中，偏心巨行星的早期动力学演化清除了内区大部分可能的类地行星。我们改进了两颗恒星的恒星质量，半径和年龄，发现与以前的工作相比，R有78%的显着差异。我们还将行星质量精确到mp sini = 9.08 +/- 0.20 MJup，与文献相比相差6%。此外，我们发现，非太阳尺度的解决方案是不兼容的经典的太阳尺度的方法，和一些丰度的差异是相当的NLTE或GCE效应，特别是当使用太阳作为参考。然后，我们鼓励在高精度研究中使用非太阳尺度的不透明度，如Tc趋势的检测。[删节]
2019-04-02 astro-ph.SR
Abundance Effects from Protoplanetary Disk Outflows
本研究提出恒星形成过程中原行星盘外流随凝聚温度差异带走物质，是太阳与类太阳恒星、CI球粒陨石及双星成员间系统性丰度差异的自然成因，其效应趋势与量级符合观测，且比行星质量相关机制更易解释观测结果。
2025-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The inner wind of IRC+10216 revisited: New exotic chemistry and diagnostic for dust condensation in carbon stars
目标。我们模拟了碳星IRC+10216的内风化学，并考虑了恒星脉动引起的周期性激波对气体的影响，以遵循激波气体层中的非平衡化学。我们考虑一个非常完整的化学家族，包括碳氢化合物和芳香族化合物，卤素和含磷物种。导出的丰度进行比较，从大型调查和赫歇尔的最新观测数据。结果冲击诱导的IRC+10216的尘埃形成区的非平衡化学碰撞破坏的CO在冲击后的气体触发形成的O-轴承物种（H2O，SiO）。大多数模拟丰度与IRC+10216上Herschel数据的最新值非常吻合。氢化物形成了一个家庭的丰富的物种，被驱逐到中间包层。特别地，HF将所有原子氟捕获在尘埃形成区中。卤素也很丰富，它们的化学性质与恒星的C/O比无关。因此，HCl和其他含Cl的物种也应该存在于富O AGB或超巨星的内风中。我们确定了一个特定的区域范围从2.5 R* 到4 R*，多环芳烃的形成和增长。根据芳烃质量估算的碳尘-气体质量比范围为1.2 x 10^（-3）至5.8 x 10^{-3}，与现有观测值吻合良好。芳族化合物形成区域位于热层的外部，其中SiC 2作为碳化硅粉尘合成的副产物产生。最后，我们预测一些分子线将显示通量随脉动相位和时间的变化（例如，H2O），而其他物种则不会（例如，CO）。这些变化仅仅反映了在尘埃形成区的冲击气体中在脉动周期内破坏和重整分子的非平衡化学。
2012-05-17 astro-ph.SR
Elemental abundance differences in the 16 Cygni binary system: a signature of gas giant planet formation?
利用高质量的观测数据，精确地测量了天鹅座16双星系统各组成部分的大气参数，在该双星系统中，观测到了一颗气态巨行星。得到了25种元素相对于太阳的丰度，平均误差为0.023 dex。事实上，16 CygA比16 CygB多四倍的锂是正常的，因为恒星的质量略有不同。16 CygA和B相对于铁的丰度模式是在大多数所谓的太阳双星中观察到的典型模式，但重元素（Z>30）除外，然而，这可以用银河系的化学演化来解释。差分（A-B）丰度测量精度甚至更高（平均0.018 dex）。我们发现16 CygA比16 CygB更富金属0.041+/-0.007 dex。在元素到元素的基础上，没有检测到的A-B丰度差异和尘埃冷凝温度（Tc）之间的相关性。基于这些结果，我们得出结论，如果周围的行星形成的过程是负责观察到的丰度模式，气体巨星的形成产生了一个恒定的向下移动的光球金属丰度，没有Tc相关。后者可能是由类地行星的形成而产生的，正如最近其他关于精确元素丰度的研究所表明的那样。然而，与这些观测结果一致的一个场景要求1 Msun恒星的对流包层达到它们现在的大小，比标准恒星演化模型预测的要快三倍。
2011-07-28 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of the extremely iron-poor post-AGB star CC Lyr
对贫金属的后AGB恒星CC Lyr进行了高分辨率光谱学测量，以确定其化学丰度和谱线轮廓。我们的标准丰度分析证实了其极低的金属丰度（[Fe/H]<-3.5），以及11种元素的丰度比与冷凝温度之间的明显相关性，表明尘埃贫化是该物体丰度异常的原因。非常低的丰度的Sr和Ba，这是第一次检测到这个对象，表明重中子捕获元素没有显着增强在这个对象的s-过程中，通过AGB阶段的演变。这个物体的径向速度和一些原子吸收线的轮廓显示出依赖于脉动相位的变化，这可能是由大气动力学而不是由双星或星周吸收的贡献形成的。另一方面，具有双峰的H-α发射没有显示出明显的速度变化，这表明发射来自星周物质，可能是围绕物体旋转的圆盘。
2016-12-12 astro-ph.SR
Statistics of the Chemical Composition of Solar Analog Stars and Links to Planet Formation
与邻近的太阳类似物相比，太阳被发现缺乏难熔（岩石形成）元素，这表明它是行星形成的潜在指标。由于消耗的幅度很小，以前的分析主要依赖于高信噪比的恒星光谱和严格的差分方法来确定元素丰度。我们提出了一种替代的，基于可能性的方法，可以应用于更大的样本的恒星，精度较低的丰度测定。我们利用阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2）和恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP DR 16）的约1700个太阳类似物的测量。通过开发一个分层混合模型的数据，我们把约束的元素丰度的统计特性，包括与冷凝温度和难熔元素耗尽的恒星的比例的相关性。我们发现了两个不同的种群的证据：一个是耗尽的恒星种群，构成了包括太阳在内的大多数太阳类似物，另一个是未耗尽的种群，占我们样本的10-30%。我们发现凝聚温度的相关性一般与更高精度的调查较小的恒星样本。这种趋势，如果与行星系统的形成有很强的联系，就提供了一种方法，可以将恒星化学丰度模式与银河系恒星的大样本行星系统联系起来。
2020-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamic modeling of coronal abundances during flares on M-dwarf stars
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i（夏威夷大学天文研究所）；ESTEC, European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
研究M型矮星耀斑期间日冕丰度的动态建模，揭示了反FIP效应对日冕雨形成的影响。
2026-02-12 astro-ph.SR
High Precision Abundances of the Old Solar Twin HIP 102152: Insights on Li Depletion from the Oldest Sun
我们提出了第一个详细的化学丰度分析的老8.2 Gyr太阳双胞胎，HIP 102152。利用8.2米甚大望远镜获得的超高分辨率（R = 110，000）、高信噪比的紫外可见光谱，我们得到了21种元素相对于太阳的丰度差，精度高达0.004 dex（$\lesssim$ 1%）。我们测定的HIP 102152的金属丰度为[Fe/H] = -0.013 $\pm$ 0.004。恒星的大气参数被确定为比太阳冷54 K，表面重力低0.09 dex，微湍流与我们推导的太阳值相同。元素丰度比与尘埃凝结温度的关系揭示了这颗恒星的太阳丰度模式，与大多数太阳双星相反。HIP 02152的丰度模式似乎是任何已知的太阳双星中与太阳最相似的。年轻的2.9 Gyr太阳孪生子18 Sco的丰度也是从紫外线光谱中确定的，以作为HIP 102152的比较。HIP 102152的太阳化学模式使其成为类地行星的潜在候选者，这一点因其类地行星区域缺乏巨行星而得到加强。HIP 102152、18 Sco和太阳的非局部热力学平衡Li丰度分别为：log $ε$（Li）= 0.48 $\pm$ 0.07、1.62 $\pm$ 0.02和1.07 $\pm$ 0.02。HIP 102152的锂丰度是迄今为止报道的最低的太阳双星，并允许我们考虑一个新兴的，严格限制的锂年龄趋势的太阳双星。
2013-08-27 astro-ph.SR
The Origin of the Metal-Poor Common Proper Motion Pair HD 134439/134440: Insights from New Elemental Abundances
贫金属（[Fe/H]= -1.50）的共同自行对HD 134439和HD 134440的低[α/Fe]比被各种归因于具有不规则恒星形成历史的河外环境中的化学演化，小行星吸积，以及在具有异常高的尘埃-气体比的环境中形成。我们探索这些各种假定的起源使用CNO，Be，Ag和Eu的丰度来自高分辨率近紫外凯克/HIRES光谱。虽然我们确认了先前提出的元素丰度比和冷凝温度之间的相关性在95%的置信水平，这些比例位于现有的dSph数据所表现出的连续的值。我们认为，我们的恒星的独特的丰度分布相对于星系晕领域的最合理的起源是形成在化学环境中占主导地位的产品的II型SN的低祖质量，这样的祖质量偏差以前已被建议作为一个解释的低α-元素比dSph星。自行对的重-轻$n$ -捕获元素比，这是> 0.3-0.5德克斯低于星系晕场和dSph星，讨论的截断r-过程，唯象n-捕获生产模型，和α丰富的冻结在高中子过剩环境的背景下;后者同时对HD 134439/134440中[Ca，Ti/O，Mg，Si]比与原位dSph星相比的差异提供了有吸引力的解释。
2014-10-31 astro-ph.SR
Detailed Abundances of the Solar Twins 16 Cygni A and B: Constraining Planet Formation Models
本文介绍了基于高分辨率、高信噪比阶梯光栅光谱技术对太阳双星16 Cyg A和16 Cyg B进行详细丰度分析的结果。天鹅座16 B已知拥有一颗巨行星，而天鹅座16 A周围尚未发现行星。恒星参数直接来自我们的高质量光谱，发现恒星在物理上相似，Delta_T_eff = +43 K，Delta_logg = -0.02 dex，Delta_xi = +0.10 km/s（在A-B意义上），与以前的发现一致。丰度的15个元素的推导和发现是无法区分的两颗恒星之间。每种元素的丰度相差<= 0.026 dex，平均差异为+0.003 +/- 0.015（sigma）dex。除了Li之外，之前已经证明16 Cyg B相对于16 Cyg A的损耗至少为4.5倍，这两颗恒星似乎在化学上是相同的。每颗恒星的丰度与元素的凝聚温度（T_c）呈正相关，趋势的斜率也难以区分。根据最近提出的建议，[m/H]-T_c关系的正斜率可能意味着类地行星在16 Cyg A或16 Cyg B附近都没有形成。根据行星形成模型讨论了16 Cyg系统的物理特征，并提出了16 Cyg A周围没有发现行星、16 Cyg A和B的Li丰度不同以及16 Cyg B b的偏心率的可能机制。
2011-07-15 astro-ph.SR
Scandium abundances of F-G-K dwarf stars in a wide metallicity range
利用最新的原子数据构造了Sc II的新模型原子。为了测试的目的，非本地热力学平衡（非LTE）计算进行了可靠的确定大气参数的三颗恒星：太阳，HD~61421（南河三），和HD~84937。占LTE的偏差导致更小的丰度误差与LTE的情况下，从不同的Sc II线获得的误差条丰度内一致。太阳非LTE丰度log eps_Sun = 3.12+-0.05，超过Lodders（2021）推荐的陨石丰度0.08~dex。但对南河三则在0.02~dex范围内与陨石丰度一致。使用高分辨率光谱，我们确定了金属丰度范围为-2.62 <= [Fe/H] <= 0.24的56颗恒星的钪LTE和非LTE丰度。[Sc/Fe]对[Fe/H]的依赖关系与α过程元素的行为相似：当[Fe/H] <-1时，钪相对于铁（[Sc/Fe] ~ 0.2）增加，当金属丰度较高时，[Sc/Fe]随[Fe/H]增加而减小。钪和钛的丰度之间存在着紧密的联系。所获得的结果提供了观测限制的情况下，钪的起源。
2022-09-13 astro-ph.SR
Revisiting the 16 Cygni planet host at unprecedented precision and exploring automated tools for precise abundances
天鹅座16双星系统是研究行星-恒星化学组成关系的关键，因为已知只有一颗恒星拥有行星。这使我们能够更好地评估行星相互作用对来自同一云的恒星化学成分的可能影响，因此应该具有类似的丰度模式。在我们以前的工作中，我们发现了这个系统的两个组成部分之间的Z $\leq30$元素的丰度差异，以及这些丰度作为冷凝温度（T $_{c}$）的函数的趋势，这表明与行星形成有关的光谱化学特征。在这项工作中，我们表明，我们以前的发现仍然是一致的，即使我们包括更多的物种，如挥发性的N和中子捕获元素（Z $>$ 30）。我们报告了$1.56 \pm 0.24 \times 10^{-5}$ dex K $^{-1}$的T $_{c}$斜率，这与我们以前的工作和Nissen及其合作者最近的结果都很好地一致。我们还使用ARES和iSpec进行了一些测试，以自动测量等效宽度，并发现T $_c$斜率与我们的结果也相当一致。此外，我们通过光谱合成确定了Li和Be的丰度，发现16 Cyg A不仅在Li中更丰富，而且在Be中也更丰富。这可能是行星吞没的证据，表明在这个双星系统中发现的T $_{c}$趋势可能是A成分中行星吸积的化学签名，而不是16 Cyg B上巨行星岩石核心形成的印记
2019-06-10 astro-ph.SR
The Hyades open cluster is chemically inhomogeneous
利用McDonald 2.7米望远镜获得的高分辨率、高信噪比（S/N ~ 350 - 400）的光谱，对毕宿疏散星团中的16颗太阳型恒星进行了高精度的差分丰度分析。我们得到了19种元素（C，O，Na，Mg，Al，Si，S，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Ba）的恒星参数和微分化学丰度，其不确定度低至~ 0.01 - 0.02 dex。我们的主要结果包括：（1）在样本恒星中没有检测到明显的行星形成的化学特征，丰度与冷凝温度之间没有相关性;（2）观测到的丰度离散度比大多数元素的平均测量误差大约1.5 - 2倍;（3）至少90%的元素丰度对之间存在高度统计显著性的正相关性。我们证明，这些发现都不能解释的错误，由于恒星参数。我们的研究结果表明，毕星团是化学不均匀的0.02 dex水平。丰度变化的可能解释包括：（1）原星团环境中的不均匀化学演化，（2）原星团云中的超新星抛射，（3）原星团云完全混合之前贫金属气体的污染。我们的研究结果提供了重要的新的限制疏散星团的化学成分和挑战目前的银河考古学的观点。
2016-03-02 astro-ph.SR
Abundances and possible diffusion of elements in M67 stars
我们以高分辨率（R~ 50，000）对位于星团M67主序星、转折点和早期亚巨星分支的14颗恒星进行光谱研究，以研究其详细的化学组成，与太阳和太阳附近的太阳孪星进行比较，并探索恒星结构理论所预测的化学元素的选择性原子扩散。我们已经获得了VLT/FLAMES-UVES光谱，并对这些光谱进行了严格的差异分析，以探索M67恒星和太阳之间以及M67恒星本身之间的化学丰度相似性和差异。19种不同的化学元素的个别丰度得到的恒星。他们被发现非常同意与太阳的丰度，与丰度比接近太阳比太阳附近的大多数太阳双胞胎。一个例外是Li，它在星团恒星中显示出相当大的分散。有一种趋势，即星团恒星的丰度相对于场恒星的丰度与元素的凝结温度相关，这一趋势在太阳中也被发现。这些结果支持了原星团的气体在恒星形成之前就被尘埃的形成和净化所耗尽的假设。他们还支持太阳曾经在致密的恒星环境中形成的假设。此外，在矮恒星和转折点恒星的大气层中，相对于我们的标准恒星M67-1194和亚巨星，观察到的重元素的轻微减少似乎表明扩散过程在这些恒星中起作用，尽管证据并不令人信服。基于理论模型，M67的扩散校正初始金属丰度估计为[Fe/H]=+0.06。
2014-02-05 astro-ph.SR
Does the anomalous solar chemical composition come from planet formation?
我们推导出19种元素的丰度在64颗恒星的基本参数非常相似的太阳，这最大限度地减少了我们的光谱1D-LTE差分分析中的系统误差的影响，使用高分辨率（R=60,000），高信噪比（S/N=200）光谱。相对于太阳的元素丰度的估计误差小至0.025 dex。丰度比[X/Fe]作为[Fe/H]的函数与先前建立的银河系薄盘化学演化模式密切相关。有趣的是，我们的大多数恒星显示出[X/Fe]和凝聚温度（Tc）之间的显着相关性。在22颗参数最接近太阳的恒星的样本中，我们发现，平均而言，低Tc元素相对于太阳孪晶中的高Tc元素被耗尽约0.08 dex（20%）。在900<Tc<1800 K时，观察到丰度随Tc的变化而增加的趋势，而较低Tc元素的丰度似乎大致恒定。我们推测，这是发生在太阳周围的行星形成的特征，但不是大多数太阳双胞胎。如果这个假设是正确的，那么拥有像我们这样的行星系统的恒星，虽然很罕见（频率为15%），但可以通过对其宿主恒星的化学成分进行非常详细的检查来识别。
2009-11-10 astro-ph.SR
Behaviour of elements from lithium to europium in stars with and without planets
我们对太阳附近200颗矮星中从锂到铕的元素分布进行了分析，这些矮星的温度在4800-6200 K之间，金属丰度[Fe/H]高于-0.5 dex。大气参数和矮星的化学成分的测定取自我们以前的研究。我们发现，在我们的样本中，拥有行星的太阳类似恒星中的锂丰度低于没有行星系统的恒星。我们的研究结果显示，除了铝和钡，这是更多和更少的丰富的行星托管恒星，分别超过测定误差的调查元素的丰度没有显着差异。我们没有发现锂、铝和钡丰度与目标恒星年龄的可靠关系（这是可能的，因为恒星数量很少）。此外，我们发现在16 Cyg双星系统中恒星的[El/Fe]丰度差异和凝结温度（Tcond）之间没有相关性，不像51 Peg（HD 217014）的情况，相对于太阳双胞胎，获得了略微过量的挥发性元素和耐火材料的不足。我们发现，16 Cyg的组分之一表现出比其对应物略高的平均丰度（<[El/H]（A-B）> = 0.08+/-0.02 dex）;然而，没有观察到相对于Tcond的显著丰度趋势。由于相对较大的误差，我们不能为该系统提供进一步的约束。
2016-09-09 astro-ph.SR
Forming planets around stars with non-solar elemental composition
在太阳附近的恒星，其难熔元素的比例与太阳略有不同。目前还不清楚固体的凝结以及在这些恒星周围形成的行星的成分受到了多大的影响。我们的目标是了解在150秒差距内的太阳型恒星中观察到的范围内改变难熔元素Mg，Si和Fe的比例对周围形成的行星组成的影响。我们使用GGchem程序模拟了太阳附近的G型主序星周围具有最小质量太阳星云的原行星盘中固体的凝聚。我们从Hypatia数据库中提取恒星的元素组成。我们发现，较低的Mg/Si比移动的凝聚序列从镁橄榄石（Mg $_2$ SiO $_4$）和SiO顽火辉石（MgSiO $_3$）和石英（SiO $_2$）;较低的Fe/S比导致形成FeS和FeS $_2$和很少或没有含铁的硅酸盐。对于$T\,<\,1000$~K，难熔元素的比例直接从气相转化到凝聚相。然而，相对于挥发性元素的比率（例如，氧和硫）的冷凝物-行星的基石-不同于原始的恒星组成。我们的研究表明，行星的组成在很大程度上取决于被调查恒星系统的丰度。我们的研究结果可能对行星内部产生重要影响，这在很大程度上取决于氧化程度和硫丰度。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling stellar abundance patterns resulting from the addition of earthlike planetary material
关于恒星中的精确微分丰度（PDA）的文献是广泛的。巡天观测包括太阳附近的类太阳恒星、双星系统和星系团。在Ramirez等人（2019）和Nagar等人（2020）的论文中可以找到许多参考文献以及相关机制的讨论。这项工作的一个强大动力是丰度受到系外行星系统及其演变影响的可能性。我们计算得到的差异丰度（[El/H]），假设给定量的物质与大块地球的组成（Wang，et al. 2018）被添加到矮G型恒星的恒星对流区。对流区的质量是不确定的和可变的，取决于光谱类型。在这里，我们假设恒星对流区（SCZ）的质量为$5\cdot 10^{31}$ gm。这是0.025 $M_\odot$（Pinsonneault等人，2001，Chambers，2010）。对于其他SCZ质量，必须相应地调整参数。一般来说，类日恒星的成分与太阳的成分并不完全相同。在我们的模型中大致考虑了这种偶然性。附录讨论了挥发性和冷凝温度的问题。
2021-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-precision stellar abundances of the elements - methods and applications
本文评述了F星、G星和K星大气中元素丰度的测定方法，其精度为0.01- 0.03dex。这种高精度的恒星丰度导致发现了一些意想不到的现象和关系，这些现象和关系对星系、恒星和行星的天体物理学具有重要意义，例如在银河系盘和晕中存在离散的恒星星族，太阳和太阳孪晶的丰度和元素凝聚温度之间的关系的差异，双星组成部分之间和星团成员之间的化学成分差异，以及类似太阳的恒星的某些丰度比和年龄之间的紧密关系。我们的结论是，如果高精度的丰度可以实现在更遥远的恒星和恒星的巨星和超巨星分支的研究，许多更有趣的未来的应用，具有很大的相关性，恒星和星系的演化，将是可能的。因此，在规划丰度调查时，必须仔细权衡对大量恒星样本的需要与获得高精度丰度所需的光谱分辨率和信噪比。此外，对具有类似大气参数的恒星进行差分工作是一个优势，因为这样对恒星光谱的简单1D LTE分析可能就足够了。然而，当确定具有更广泛不同参数的恒星之间的高精度绝对丰度或差异丰度时，例如与太阳相比的贫金属恒星或巨星与矮星相比，则必须考虑3D非LTE效应。
2018-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A possible signature of terrestrial planet formation in the chemical composition of solar analogs
最近的研究表明，与大多数（约85%）邻近的太阳双星相比，太阳的元素丰度是异常的。与它的孪生子相比，太阳表现出相对于挥发物（Tc<900 K）缺乏难熔元素（那些冷凝温度Tc> 900 K的元素）。这一发现被推测是行星形成的一个标志，与大多数太阳双胞胎相比，太阳周围的行星形成效率更高。此外，在这种情况下，发现的丰度模式似乎更有可能与类地行星的形成有关。在这项工作中，我们分析了丰富的结果，从六个大型独立的恒星丰度调查，以确定他们是否确认或拒绝这一观测结果。我们发现，在这六项研究中，太阳类似物的元素丰度与建议作为行星形成签名的Tc趋势一致。当这些结果被不均匀地平均时，得出相同的结论。我们还研究了丰度与第一电离势（FIP）的依赖关系，这与Tc相关。与FIP的趋势将表明一个不同的起源的丰度模式发现，但我们表明，与Tc的相关性是统计上更显着。我们鼓励对富含金属的太阳类似物和晚期F型矮星进行类似的研究，对于这些恒星，元素丰度中的行星形成签名的假设做出了非常具体的预测。最后，我们研究了最近的一篇论文，该论文声称，两颗拥有超级地球般行星的恒星的丰度模式与行星形成签名假设相矛盾。相反，我们发现这两颗恒星的化学成分与我们的假设完全一致。
2010-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Open Clusters. The Praesepe (Beehive) Cluster
目前还不完全清楚行星形成如何影响星团内或星团外的宿主恒星的性质;然而，丰度趋势可以帮助我们理解这些过程。我们提出了一个详细的化学丰度分析的六颗恒星在Praesepe，一个行星托管疏散星团。已知Pr 0201拥有一颗近距离（周期为4.4天）的巨行星（质量为0.54 $\rm M_{\rm{J}}$），而我们样本中的其他五个星团成员（Pr 0133，Pr 0081，Pr 0208，Pr 0051和Pr 0076）根据RV测量没有发现行星。使用高分辨率，高信号噪声阶梯光栅光谱获得与凯克/HIRES和一种新的方法来等效宽度测量（XSpect-EW），我们得出了多达20个元素的丰度跨越范围的冷凝温度（Tc）。我们发现一个平均簇金属丰度[Fe/H] = +0.21 $\pm$ 0.02 dex，与大多数以前的测定。我们发现我们的大多数元素显示出$\sim$ 0.02-0.03 dex的[X/Fe]散射，并得出结论，我们的恒星样品是化学均匀的。群集平均丰度的Tc斜率与零一致，并且在我们的样本中没有一颗恒星单独表现出统计上显着的Tc斜率。使用行星吞没模型，我们发现，行星主机，Pr 0201，没有证据表明显着富集在其耐火元素相比，集群的意思是，将与行星吸积的情况是一致的。
2021-07-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Wide Binaries. I. Did Planet Formation Imprint Chemical Signatures in the Atmospheres of HD 20782/81?
利用麦哲伦/MIKE获得的高分辨率阶梯光谱，我们提出了一个行星托管宽双星系统HD20782 + HD20781中的两颗恒星的化学丰度分析。这两颗恒星都是G矮星，而且可能是同时代的，形成于同一个分子云中。因此，我们期望它们应该具有相同的体金属丰度。此外，这两颗恒星也都有巨行星在偏心轨道上，近心点为$\lesssim 0.2\,$ AU。我们调查具有这种轨道的行星是否会导致主星吸收物质，这反过来又可能在其大气丰度中留下类似的化学印记。我们推导出15个元素的丰度跨越一个范围的冷凝温度（$T_{C}\approx 40-1660\,$ K）。发现这两颗恒星的元素丰度平均相差$0.04\pm0.07\,$ dex，这与两颗恒星具有相同的体金属丰度是一致的。此外，对于这两颗恒星，难熔元素（$T_{C} > 900\,$ K）的丰度（相对于太阳）和$T_{C}$之间呈现出正相关，$\approx$ $1\times10^{-4}\,$ dex K $^{-1}$的斜率相似。测得的正相关并不完美;两颗恒星都表现出$\approx$ $5\times10^{-5}\,$ dex K $^{-1}$的平均趋势的分散，某些元素（Na，Al，Sc）在两颗恒星中也同样偏离。这些研究结果的背景下，巨行星的迁移模型，预测吸积的H-贫化岩石材料的宿主恒星进行了讨论。我们表明，一个简单的模拟太阳型恒星吸积材料与地球…
2014-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed Abundances of Planet-Hosting Wide Binaries. II. HD80606 + HD80607
本文利用Keck/HIRES谱对HD 80606 + HD 80607宽双星系统中的15种元素进行了详细的化学丰度分析。正如我们之前对行星双星HD 20782 + HD 20781的分析一样，我们假设这两颗G5矮星是一起形成的，因此具有相同的原始丰度。在这个双星系统中，HD 80606拥有一颗偏心（$e\approx0.93$）巨行星，距离$\sim$ 0.5天文单位，但HD 80607没有发现行星。如果在偏心轨道上的近距离巨行星能够有效地将岩石行星物质散射到它们的宿主恒星中，那么HD 80606应该有证据表明有岩石物质吸积，而HD 80607则没有。在这里，我们表明，HD 80606和HD 80607的丰度与元素凝聚温度的趋势在统计上是不可区分的，证实了Saffe等人最近的结果。事实上，我们的岩石行星吸积化学特征模型表明，HD 80606可能吸积了高达2.5~ $M_{\oplus}$的岩石物质-大约是太阳系和原始小行星带的一半-相对于HD 80607，仍然与数据一致。由于HD 80607没有已知的巨行星可能通过迁移将岩石行星物质推到该恒星上，我们认为HD 80606/07更有可能基本上没有经历岩石行星吸积。这反过来又表明，HD 80606巨行星的迁移历史一定是这样的，它喷出了任何可能被引导到恒星上的近距离行星物质。
2015-12-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-precision abundances of elements in Kepler LEGACY stars. Verification of trends with stellar age
使用S/N > 250的HARPS-N光谱和MARCS模型大气，从开普勒LEGACY样本（包括双星16 Cyg A和B）中选出的10颗恒星中获得C、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni、Zn和Y的丰度，这些恒星的金属丰度范围为-0.15 < [Fe/H] < +0.15，年龄在1 Gyr和7 Gyr之间。恒星重力从地震数据和有效温度进行了测定，通过比较非LTE铁丰度来自FeI和FeII线。在推导其他元素的丰度时，也应用了可用的非LTE校正。这些结果支持了以前发现的太阳孪晶的[X/Fe]-年龄关系。[Mg[Al/Fe]、[Zn/Fe]和[Al/Fe]在银河系薄盘的整个生命周期内下降了~0.1 dex，这是由于Ia型超新星中的铁相对于II型超新星中的Mg、Al和Zn的快速产生的延迟贡献。而[Y/Mg]和[Y/Al]则增加了约0.3 dex，这是由于低质量AGB星s过程元素的贡献随时间增加而增加，而[C/Fe]和[O/Fe]的变化趋势则由于年龄相近的恒星中难熔元素和挥发性元素的比值的变化而变得更为复杂。与太阳年龄相同的两颗恒星的[X/H]随元素凝聚温度Tc的变化趋势非常不同，对于16 Cyg，两个组分的丰度差异随Tc的增加而增加。这些异常现象可能与行星-恒星的相互作用有关。
2017-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and Evolution of the Dust in Galaxies. I. The Condensation Efficiencies
对高z宇宙的兴趣日益增长，其中存在强烈遮蔽的物体，已经决定努力改善星系中尘埃形成和演化的模拟。三个主要的基本成分进入的问题，影响总的尘埃预算和尘埃颗粒的混合物：类型和数量的尘埃注入AGB星和SNae和吸积/销毁过程中的ISM尘埃。它们控制着ISM中气体和尘埃的相对丰度。在这项研究中，我们专注于星尘，并提出了一个数据库的冷凝效率的难熔元素C，O，Mg，Si，S，Ca和Fe的AGB星和SNae，可以很容易地应用于气态喷出物，以确定的数量和种类的难熔元素本地嵌入尘埃和注入ISM。最好的理论配方，目前在文献中估计的尘埃产生的SNAE和AGB星的数量进行了讨论，并为SNAE相比，观察到的问题，以获得线索。凝聚效率已被分析的背景下，在太阳附近和银河系盘的尘埃形成和演化的经典化学模型。表的系数（i）AGB星在不同的金属丰度和（ii）SNae在不同的密度n_H的ISM的SNa爆炸发生。特别是，我们展示了如何有争议的CNT近似广泛采用形成尘埃在SNAE，仍然给出了很好的结果，并同意来自观测的一些线索。然而，需要新一代的尘埃形成模型在SNAE解决最近出现的一些矛盾。一个简单的数据库的冷凝效率被设置为用于化学模型，包括灰尘的影响，并意味着模拟星系从原始的原星系到目前在本地宇宙中看到的。
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
