Departures from LTE for neutral Li in late-type stars
我们进行非LTE计算的锂在晚型恒星的广泛的恒星参数，包括与中性氢和负氢离子碰撞的量子力学截面。利用一维MARCS模型，在Teff=[4000，8000]K，log（g）=[1.0，5.0]，[Fe/H]=[0.0，-3.0]的网格上，计算了670.7nm处的锂共振线和610.3nm处的次级线的非LTE丰度修正，其中锂丰度范围为A（Li）=[-0.3，4.2]。紫外线的过度电离和光子的共振线损失的竞争效应与恒星参数和锂丰度的非LTE效应的行为。对于670.7nm线，非LTE丰度校正的大小和符号在网格上显著变化，但对于610.3nm线，其通常为正且低于0.15dex。新的碰撞数据在确定丰度校正中起着重要作用。
2009-06-04 astro-ph.SR
Analysis of the non-LTE lithium abundance for a large sample of F-, G-, and K-giants and supergiants
本文提出了一种五维插值方法和相应的计算机程序，用于用已发表的计算结果确定由Li I 6707.8测线导出的锂丰度对数ε（Li）的非LTE校正{Δ\}NLTE。由以下五个参数确定{Δ\}NLTE值：{Δ\}NLTE有效温度Teff、重力重力加速度log g、金属丰度指数[Fe/H]、微湍流速度Vt和LTE Li丰度log ε（Li）。用该程序计算了Lebre等人的列表中91颗亮巨星的{Δ NLTE}和非LTE Li丰度值，结合55颗恒星的数据，得到了146颗FGK巨星和超巨星的log ε（Li）的非LTE值。我们确认，在大多数这些恒星的光谱，这是唯一可能的估计为他们的上限锂丰度。对于质量M<6 Msun的恒星，log ε（Li）的分布很大。这些结果与恒星模型计算的比较证实了锂丰度对初始旋转速度V0的独特敏感性。我们讨论了锂丰度log ε（Li）= 1.4 +- 0.3的巨星和超巨星，它们可能具有自转速度V0=0 km/s，并且已经经历了深对流混合。考察了锂丰度log ε（Li）>2和接近初始值log ε（Li）= 3.2 ± 0.1的富锂巨星。结果表明，V0 = 0 - 50 km/s的富锂巨星的比例与现有的演化模型一致。这类恒星的其他恒星，以及所有的“超级富锂”巨星，标准理论是站不住脚的，可以通过调用恒星中最近锂合成的假设或另一种假设来解释，根据这种假设，一颗巨大的行星被恒星吞没。
2017-10-13 astro-ph.SR
Non-LTE oxygen line formation in 3D hydrodynamic model stellar atmospheres
OI 777 nm谱线是FGK型恒星大气中氧丰度最常用的诊断方法之一。然而，它们在远离局部热力学平衡（LTE）的条件下形成。我们探讨偏离LTE的原子氧，和他们的影响OI线，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于OI 777 nm三重态，我们发现与LTE的显著偏离。这些偏离在具有较大有效温度、较小表面重力和较大氧丰度的恒星中更大。我们提出了OI616 nm、[OI] 630 nm、[OI] 636 nm和OI 777 nm线的预测3D非LTE等效宽度的网格，以及对基于1D LTE的结果的丰度校正。
2015-11-03 astro-ph.SR
3D non-LTE corrections for Li abundance and 6Li/7Li isotopic ratio in solar-type stars I. Application to HD 207129 and HD 95456
太阳型恒星大气中的对流运动会引起多普勒频移，影响光谱吸收线的强度和形状，并产生略微不对称的线轮廓。元素丰度的一维LTE研究无法重现这种现象，这在模拟同位素精细结构的影响时变得特别重要，例如Li I共振双线的红翼上的6Li同位素产生的微妙凹陷。这项工作的目的是提供锂丰度，A（Li），和6Li/7 Li的比例，可以很容易地应用到纠正的一维LTE锂丰度在G和F矮星的近似太阳质量和金属丰度的3D和非LTE（NLTE）的影响。A（Li）和6Li/7 Li的修正计算使用3D NLTE和1D LTE合成锂线剖面的网格，分别从3D流体动力学CO 5 BOLD和1D流体静力学模型大气中产生。三维NLTE校正近似的解析表达式作为恒星参数的函数。这些应用于调整的1D LTE同位素锂丰度在两个太阳型恒星，HD 207129和HD 95456。根据所采用的恒星参数，推导出的3D NLTE校正范围为A（Li）的-0.01和+0.11 dex之间，以及6Li/7 Li比的-4.9和-0.4%之间。在6Li/7 Li比率的情况下，我们的修正总是负值，表明1D LTE分析可以显著高估（高达4.9个百分点）6Li在类太阳矮星大气中的存在。这些结果强调了可靠的3D模型大气结合NLTE线形成的重要性，以获得精确的同位素锂丰度。虽然3D NLTE频谱合成意味着大量的计算工作，但可以使用本工作中提出的参数工具获得结果。
2018-07-11 astro-ph.SR
Lithium in stellar atmospheres: observations and theory
在所有轻元素中，锂是恒星演化最敏感的指示剂。这篇综述讨论了目前关于不同类型的A星、F星、G星和K星大气中锂丰度的数据，以及这些数据与理论预测的一致性。在不同的演化阶段，观测到的锂丰度的变化可以通过以下天体来说明：1）星系晕中的老恒星，其锂丰度log e（Li）=2.2（“锂平台”），比宇宙学模型预测的原始丰度低0.5 dex。2)银盘中的年轻恒星，已被用于估计主序星的当代初始锂丰度log e（Li）=3.2 +/- 0.1。讨论了星系演化过程中星际介质中锂富集的可能来源。3)在银盘中演化的FGK矮星，由于较低的有效温度Teff和质量M而具有较低的log e（Li）。讨论了老团簇中log e（Li）相对于Teff的分布在Teff~6600 K附近的“锂凹陷”现象。4)FGK巨星和超巨星，其中大多数根本没有锂。这一现象与旋转恒星模型的计算结果一致。5)富含锂的冷巨星，log e（Li）> 2.0，形成一个小而神秘的群。只有在低的初始自转速度V0 < 50 km/s的情况下，考虑自转的理论模型才能解释这些恒星的存在。在所有其他情况下，有必要假设最近的锂合成（捕获一颗巨大的行星是一种选择）。6)磁性Ap-stars，锂集中在位于磁极的点。在那里，锂丰度达到log e（Li）=6。在这篇评论中讨论的几乎所有恒星都注意到观测和理论之间的不一致。
2017-01-20 astro-ph.SR
The evolution of lithium in FGK dwarf stars. Influence of planets and Galactic migration
本研究基于1332颗FGK主序星样本，分析行星潮汐作用、轨道衰减及银河系迁移对恒星锂丰度的影响，发现强潮汐下行星宿主星与非宿主星锂行为无差异，且银心迁移时间不足以解释高金属丰度低锂星的锂耗散。
2024-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Elemental Abundances of JWST Target Stars for Exoplanet Characterization I. FGK Stars
随着JWST的发射，我们将获得比以往任何时候都更精确的系外行星数据。然而，这些数据只能在行星-恒星形成的更大背景下提供信息并彻底改变我们对系外行星的理解。因此，更深入地了解它们的宿主恒星与即将到来的JWST数据同样重要和协同。我们提出了详细的化学丰度剖面的17 FGK恒星，将被观察到的系外行星为重点的周期1 JWST观测程序。分析的元素（C，N，O，Na，Mg，Si，S，K和Fe）被特别选择为对行星的组成和形成提供信息。使用档案高分辨率光谱从各种来源，我们进行LTE等效宽度分析，以获得这些丰度。我们期待文献来源来校正非LTE效应的丰度，特别是O、S和K，其中校正很大（通常是$> 0.2~\textrm{dex}$）。有了这些丰度及其比值，我们将开始描绘这项工作所分析的行星系的更清晰的图像。通过我们的分析，我们可以深入了解热彗星的组成和迁移程度，以及富含碳的陆地世界的可能性。
2022-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The lithium isotopic ratio in very metal-poor stars
未演化的贫金属恒星是早期宇宙中锂丰度最重要的示踪物。结合标准的大爆炸核合成模型和银河系通过宇宙射线散射的产生，这些[Fe/H]<-2的恒星预计会显示出不可检测的小6Li/7 Li同位素特征。相反的证据可能需要一个额外的前银河生产源或大爆炸核合成的标准模型的修订。我们重新审视了四个晕星的同位素分析，其中两个声称在文献中发现了6Li，以研究改进的模型大气和线形成处理的影响。对于第一次，一个组合的3D，NLTE（非局部热力学平衡）建模技术的锂，钠，钙线被用来约束的内在线加宽，并确定锂同位素比。我们讨论了3D NLTE效应对线轮廓形状的影响，并使用Ca激发和电离平衡评估我们的建模的现实性。通过在现实的3D流体动力学模型大气中解释NLTE线的形成，我们可以模拟Li共振线和其他中性线，其一致性优于LTE，而不需要由6Li的存在引起的额外的线不对称。与1D和3D LTE建模的结果相反，在我们的样本中没有任何恒星在NLTE中具有显着的2-sigma检测到较轻的同位素。在一个大的参数空间，NLTE建模系统地减少了最适合的锂同位素比高达五个百分点。作为一个双产品，我们还提出了有史以来第一个3D NLTE的晕星的Ca和Na丰度，这揭示了显着偏离LTE。我们的发现大大削弱了早期宇宙中重要和非标准的6Li生产源的观测支持。
2013-05-28 astro-ph.SR
6Li detection in metal-poor stars: can 3D model atmospheres solve the second lithium problem?
贫金属晕星的大气层中是否存在6Li，通常是根据在670.8 nm处7 Li双线的红翼中检测到一个微妙的额外凹陷来推断的。然而，在冷星的光球对流流动所造成的内在线不对称性几乎是难以区分的不对称性产生的弱6Li混合（假定）对称7 Li配置文件。因此，先前基于一维模型大气的6Li/7 Li同位素比的确定，忽略了对流引起的线不对称性，必须被认为是上限。通过比较合成的1D LTE和3D非LTE线配置文件的Li 670.8 nm的功能，我们量化的微分效应的对流线的不对称性导出的6Li丰度作为有效温度，重力和金属丰度的函数。正如预期的那样，我们发现不对称效应系统地降低了所得的6Li/7 Li比率。根据恒星参数的不同，6Li/7 Li的3D-1D偏移范围在-0.005到-0.020之间。当这个纯理论的修正被考虑到的Asplund 2006年的恒星样本，显着的6Li检测的数量从9减少到5（2西格玛标准），或从5减少到2（3西格玛标准）。我们还提出了重新分析的高分辨率，高S/N光谱的个别贫金属关闭恒星的初步结果，看看是否“第二锂问题”实际上消失时，适当的对流和非LTE线形成在3D恒星大气。在8颗恒星中，HD 84937似乎是唯一一颗显著（2 sigma）检测到6Li的恒星。鉴于我们的研究结果，6Li平台的存在似乎值得怀疑。
2012-06-11 astro-ph.SR
3D non-LTE iron abundances in FG-type dwarfs
铁丰度的光谱测量容易出现系统建模错误。我们提出了32交错网格模型的3D非LTE计算，有效温度从5000 K到6500 K，表面重力为4.0 dex和4.5 dex，金属丰度从$-$ 3 dex到0 dex，并研究了对171 Fe I和12 Fe II光学线的影响。在温暖的贫金属星，3D非LTE丰度高达0.5倍大于1D LTE丰度推断从Fe I线的中间激发势。相比之下，3D非LTE丰度可以是0.2德克斯小冷贫金属星时，使用低激发电位的Fe I线。3D非LTE和1D非LTE之间的相应丰度差异通常不太严重，但仍然可以达到$\pm$ 0.2 dex。对于Fe II线的3D丰度范围从高达0.15德克斯大，到0.10德克斯小，比1D丰度，与3D LTE可以忽略不计的偏离，除了最热的恒星在最低的金属丰度。这些结果被用来校正太阳和南河三（HD 61421）以及贫金属恒星HD 84937和HD 140283的1D LTE丰度，使用基于神经网络的插值程序。3D非LTE模型在所有四颗星上都实现了更好的电离平衡。在这两颗贫金属恒星中，它们消除了激发不平衡，有效温度误差为250 K至300 K。对于Procyon，3D非LTE模型建议[Fe/H] = 0.11 $\pm$ 0.03，这显著大于基于更简单模型的文献值。我们公开了FG型矮星的3D非LTE插值程序，以及FGKM型矮星和巨星的标准MARCS模型的1…
2022-12-09 astro-ph.SR
3D non-LTE abundance analyses of late-type stars
本综述探讨了晚型恒星的3D non-LTE丰度分析，指出3D与非局部热力学平衡效应的耦合对高精度丰度分析至关重要，并深刻影响了对FGK型恒星、系外行星及元素核合成起源的理解。
2024-01-01 astro-ph.SR
Non-LTE abundance corrections for late-type stars from 2000Å to 3μm: I. Na, Mg, and Al
众所周知，冷的恒星大气会偏离局部热力学平衡（LTE）。准确的丰度测定需要考虑这些影响，但往往缺乏必要的非LTE计算。我们的目标是提供详细的估计NLTE效应的FGK型恒星的所有谱线从紫外到红外线，是潜在有用的丰度诊断。本系列的第一篇文章主要讨论轻元素Na、Mg和Al。使用PySME程序计算了2158 MARCS模式大气在宽参数范围内的增长曲线。9个丰度点被用来构建个别线生长曲线，通过计算35钠线，134镁线，和34铝线的等效宽度。所述线选自紫外线到近红外波长范围。我们通过对五颗基准恒星（太阳、大角星、HD 84937、HD 140283和HD 122563）的等效宽度测量，展示了新网格的LTE和NLTE丰度分析能力。对于钠，NLTE的丰度低于LTE，并显示显着减少线到线的分散在贫金属的恒星。对于镁，我们证实了以前的报告中的一个显着的0.25德克斯LTE电离不平衡的贫金属恒星，只有轻微改善NLTE（0.18德克斯）。基于Mg II线的LTE丰度更好地与银河系化学演化模型相一致。对于铝，NLTE计算大大减少了0.6 dex的电离不平衡LTE中看到的贫金属恒星。在这项工作中提出的丰度校正与以前的研究重叠的线的子集，除了强饱和线。
2022-06-22 astro-ph.SR
The light elements in the light of 3D and non-LTE effects
在这篇综述中，我们讨论了可能固有的系统误差在经典的一维LTE丰度分析晚型星的轻元素（这里：H，He，Li，Be和B）。现实的3D流体动力学模型大气的出现和非LTE线形成代码的可用性将恒星分析置于更坚实的基础上，并在许多情况下，特别是在低金属丰度下，确实大幅修改了天体物理学解释。对于Tef敏感的氢线，恒星颗粒化和非LTE可能都很重要，但两者的结合还没有得到充分的探索。一个偶然的近取消的显着，但相反的3D和非LTE的影响，使导出的7Li丰度基本上不受影响，但新的原子碰撞数据应考虑在内。我们还讨论了3D非LTE线形成的影响，估计的锂同位素丰度晕星在最近的索赔，对流线的不对称性可以模仿的存在下，6Li。虽然Be只有相对较小的非LTE丰度修正，但B是敏感的，即使最新的计算表明非LTE效应比以前认为的要小。
2010-02-09 astro-ph.SR
Activity and the Li abundances in the FGK dwarfs
本研究的目的是确定一个大的FGK矮星的Li丰度，并分析Li含量，恒星参数和活动之间的联系。大气参数，旋转速度和锂丰度确定从一个均匀的收集的阶梯光谱具有高分辨率和高信噪比。通过校准交叉关联函数来确定旋转速度vsini。用线深比法估算了有效温度Teff。表面重力log g的计算方法有两种：铁电离天平法和视差法。LTE锂丰度计算使用合成光谱法。Li丰度的行为与Teff，[Fe/H]，vsini和不同温度的三个恒星群的活动水平的相关性进行了研究。给出了MS下部150颗慢转恒星的恒星参数和Li丰度。所研究的恒星Li丰度随温度Teff的降低而下降，并有明显的扩散，这应该是由于年龄的差异。在6000>Teff>5700 K的恒星中，Li丰度、vsini与色球活动水平之间存在相关性，而在5700>Teff>5200 K的恒星中，这种相关性更为紧密。Teff<5200 K的恒星在log A（Li）和vsini之间没有任何相关性。在有Li的活动恒星和不太活跃的恒星中，色球和日冕通量之间的关系暗示了发电机机制在这些恒星中的作用存在不同的条件。我们发现，锂活动的相关性是明显的，只有在一个有限的温度范围内，锂丰度的传播似乎是存在于一组低色球活动的恒星，也显示出广泛的传播色球与日冕活动。
2012-10-25 astro-ph.SR
Correcting the spectroscopic surface gravity using transits and asteroseismology. No significant effect on temperatures or metallicities with ARES+MOOG in LTE
精确的恒星参数是至关重要的，原因有几个，其中包括轨道外行星的精确表征和星系化学演化的正确确定。大气参数非常重要，因为所有其他恒星参数都依赖于它们。使用我们的标准等效宽度的高分辨率光谱方法，可以得到很好的精度推导出的有效温度和金属丰度。然而，表面重力通常不受光谱学的约束。我们用两个不同的FGK矮星样品来研究恒星表面引力对精确光谱测定其他大气参数的影响。此外，我们提出了一个简单的公式来校正光谱表面重力由我们的方法和我们的linelists。我们的光谱分析是基于LTE中的Kurucz模型，与MOOG代码进行推导大气参数。表面重力要么保持自由，要么固定在预定值。后者是通过光度测定的凌日光变曲线或使用星震学获得的。我们首先发现，尽管有一些小的趋势，FGK矮星的有效温度和金属丰度与所描述的方法和linelists得出的，在大多数情况下，只有在误差范围内的影响，通过使用不同的表面重力值，即使在表面重力非常大的差异，所以他们可以信任。与无约束温度的情况一样，用固定的表面重力导出的温度在1 σ内与红通量法（IRFM）的准确结果保持一致。其次，我们发现，光谱表面重力可以很容易地被校正到一个更准确的值，使用一个线性函数与有效温度。
2014-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Lithium measurements and new curves of growth
盖亚-ESO巡天（GES）是一个大型的公共光谱巡天，使用甚大望远镜的多目标火焰光谱仪进行。该调查提供了银河系所有组成部分中约115，000颗恒星的精确径向速度，恒星参数和元素丰度。在本文中，我们描述了在最终数据发布中采用的方法，以获得锂当量宽度（EW）和丰度。锂EW使用两种不同的方法测量FGK和M型恒星，以解释光谱中的固有差异。对于FGK星，我们使用高斯分量拟合锂线，而对于M型星，则采用在预定义的间隔上直接积分的方法。注意确保两种制度之间的连续性。使用专门针对GES推导的一组新的均匀生长曲线推导出丰度，并在合成光谱网格上测量，与EW测量方式一致。通过与其他分析组使用不同方法测量的丰度进行比较，验证了推导出的丰度。测量了约40，000颗恒星的锂电子战，其中约38，000颗可以得出丰度。绝大多数的措施（80%）已获得的恒星在疏散星团领域。剩下的天体是球状星团中的恒星，或者是银河系圆盘、凸起和晕中的场星。这里描述的均匀锂丰度的GES数据集对于我们理解从恒星演化和不同演化阶段恒星内部混合到星系演化的几个过程将是有价值的。
2022-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of inelastic collisions with hydrogen atoms on the non-LTE modelling of Ca I and Ca II lines in late-type stars
我们使用更新的模型原子对Ca I-II进行了非定域热力学平衡（NLTE）计算，其中包括Barklem和Mitrushchenkov，Guitou，Belyaev，Yakovleva，Spielfiedel和Feautrier最近两项研究中Ca I + H I碰撞的新的量子力学速率系数，并研究了使用太阳，南河三，和五颗贫金属（MP）恒星，具有确定的恒星参数。我们表明，这两个碰撞配方导致非常相似的NLTE结果。当使用Ca I的次级线和Ca II的高激发线时，NLTE为每个恒星提供了与LTE情况相比更小的线到线散射。对于南河三，NLTE删除了一个陡峭的趋势与线强度之间的LTE中看到的强钙I线，并导致一致的[Ca/H]丰度从两个电离阶段。在MP星中，Ca II 8498 A的NLTE丰度与Ca I的次级线的丰度一致。NLTE在很大程度上消除了在LTE假设下获得的四颗[Fe/H] < -2恒星的Ca I和Ca II 8498 A高激发线之间的丰度差异。我们研究了[Fe/H] < -2星中Ca I共振线的形成。从Ca I共振线和Ca II共振线的一致NLTE丰度被发现的两个超贫金属恒星HE 0107 -5240和HE 1327 -2326。我们提供了28条线的Ca I的NLTE丰度校正的网格模型大气适合FGK型矮星和亚巨星的丰度分析。
2017-08-01 astro-ph.SR
Lithium abundances of halo dwarfs based on excitation temperatures. II. NLTE
决定恒星锂丰度的最重要因素之一是有效温度。在作者之前的研究中，使用Fe线形成的局部热力学平衡（LTE）描述推导出了16个贫金属晕矮星的新有效温度Teff。这个新的Teff量表加强了这种差异。对于我们以前研究中的六颗恒星，我们使用非局部热力学平衡（NLTE）方法计算了修订后的温度。然后，这些被用来获得一个新的平均原始锂丰度，试图解决锂的差异。使用代码MULTI，我们计算NLTE的LTE丰度的Fe I线测量的六颗星，并确定新的Teff的。我们将其他物理参数，即log g、[Fe/H]和xi保持在文献I中计算的值不变。利用修订后的Teff量表，我们得出了新的Li丰度。我们将Teff的NLTE值与Ryan等人（1999，ApJ，523，654）的测光温度、Melendez和Ramirez（2004，ApJ，615，33）的红外通量法（IRFM）温度以及Asplund等人（2006，ApJ，644，229）的Balmer线翼温度进行了比较。我们发现，我们的温度比Ryan等人和Asplund等人的温度高出约110 K - 160 K，但仍然比Melendez和Ramirez的温度低约190 K。温度意味着原始锂丰度为2.19 dex或2.21 dex，这取决于计算中与氢碰撞的大小，仍然远低于WMAP + BBN推断的2.72 dex值。讨论了碰撞对[Fe/H]和Teff ~ 7 Li丰度变化趋…
2010-04-06 astro-ph.SR
Spectroscopic stellar parameters for 582 FGK stars in the HARPS volume-limited sample. Revising the metallicity-planet correlation
为了了解太阳附近太阳型恒星和行星的形成和演化，需要获得高精度的恒星参数。我们提出了一个精确的恒星参数的低活性FGK单星在体积有限的样本，然后由HARPS摄谱仪在寻求确定太阳系外行星的目录。光谱分析是假设LTE与库鲁茨大气模型的网格和使用ARES代码来执行线等效宽度的自动测量完成的。结果进行了比较，不同的独立的方法，也与其他值在文献中发现的共同的恒星。这两个比较是一致的，并说明了我们的团队得出的参数的同质性。这个样本的金属丰度揭示了目前行星宿主的分布有些不同，但仍然表明在金属含量更高的恒星中观察到的行星频率更高。我们结合这个样本中得出的结果与一个从CORALIE调查提出了最大的均匀光谱研究的金属性，巨行星的关系，共使用1830颗恒星。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
3D NLTE spectral line formation of lithium in late-type stars
精确的恒星锂丰度可以用来阐明各种天体物理现象，如大爆炸核合成，径向迁移，恒星和星团的年龄，以及行星吞没事件。我们提出了一个网格的合成锂光谱，计算在非局部热力学平衡（NLTE）的交错网格的三维（3D）流体动力学恒星大气模型。这个网格覆盖了代表FGK型矮星和巨星的恒星参数的610.4 nm、670.8 nm和812.6 nm的三条Li线，跨度为$T_{\rm{eff}}=4000$-7000 K、$\log g=1.5$-5.0、$[\rm{Fe}/\rm{H}] = -4.0$-0.5和$\textrm{A(Li)} = -0.5$-4.0。我们发现，我们的丰度修正是高达0.15德克斯比以前的工作更负，由于以前被忽视的NLTE效应的背景不透明，这对广泛的科学案例具有重要意义的紫外线锂线的阻挡。我们推导出一个新的三维NLTE太阳丰度值$\textrm{A(Li)} = 0.96 \pm 0.05$，它比通常使用的值低0.09 dex。我们通过Breidablik软件包公开了我们的合成光谱和丰度校正网格。该软件包包括通过基于Kriging（高斯过程回归）的方法将网格精确内插到任意恒星参数的方法，用于线剖面，MLP（多层感知器，一类完全连接的前馈神经网络）用于NLTE校正和等效宽度的3D NLTE丰度，实现0.01 dex量级的内插误差。
2020-10-28 astro-ph.SR
Sulfur and zinc abundances of red giant stars
硫和锌是化学挥发性元素，在研究银河系化学演化过程中起着重要的无贫化示踪作用。然而，关于红巨星已经从主序星演化出来，尽管到目前为止已经报道了一些研究，但可靠的S和Zn丰度测定似乎很困难。在这种情况下，我们试图通过对S I 8694-5、S I 6757和Zn I 6362谱线应用光谱拟合技术，并考虑非LTE效应，确定239颗GK巨星（-0.8 < [Fe/H] < +0.2）的大量样本中这些元素的丰度。此外，还对160颗FGK矮星进行了相似的丰度分析，以供比较。由这些线导出的S和Zn丰度的非LTE校正在大多数情况下< 0.1（-0.2）dex，并且不是非常显著。它揭示了在红巨星的情况下，S I 6757特征作为丰度指标比S I 8694-5更可靠，因为后者遭受了未识别线的混合。最后得到的GK巨星的[S/Fe]-[Fe/H]和[Zn/Fe]-[Fe/H]关系与FGK矮星的关系符合得很好，表明由SI 6757和Zn I 6362谱线可以可靠地确定红巨星的S和Zn丰度。因此，不仅主序星，而且演化的红巨星是有用的跟踪的化学演化历史的S和Zn在磁盘金属丰度的制度，通过使用这些线。
2016-07-15 astro-ph.SR
Lithium spectral line formation in stellar atmospheres. The impact of convection and NLTE effects
采用不同的简化方法来考虑三维流体动力学模式大气的非局域热力学平衡（NLTE）效应。在某些情况下，化学丰度在1D NLTE中导出，并通过添加3D-1D LTE丰度校正（3D+NLTE方法）来校正3D效应。另外，平均<3D>模型大气有时被用来代替完整的三维流体动力学模型。我们测试了使用这些简化方案获得的结果（即，3D+NLTE，<3D>NLTE）可以再现使用全3D NLTE计算导出的那些。测试是使用主序星（MS）、主序星关闭（TO）、次巨星（SGB）和红巨星分支（RGB）的三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气进行的，所有恒星的[M/H]=0.0和-2.0。我们的目标是通过评估使用3D/1D NLTE/LTE方法计算的合成670.8 nm线轮廓的强度，研究3D和NLTE效应对670.8 nm锂线形成的作用。我们的研究结果表明，锂670.8 nm线强度使用不同的方法获得的太阳金属丰度在大多数模型中只有轻微的不同。然而，3D NLTE和3D+NLTE方法预测的线强度在太阳下金属丰度处变得显着不同。在[M/H]=-2.0时，这可能导致TO和RGB恒星中预测的锂丰度的（3D NLTE）-（3D+NLTE）差异分别为~0.46和~0.31 dex。另一方面，<3D>在所有金属丰度下，用平均和1D模型大气计算的NLTE线强度与用MS、TO、SGB和RGB星的全3D NLTE方法获得的NLTE线强…
2015-12-30 astro-ph.SR
On the lithium abundance of the visual binary components $ξ$ Boo A (G8V) and $ξ$ Boo B (K5V)
本文对$ξ$ Boo A和$ξ$ Boo B中锂共振双峰的丰度和同位素比进行了光谱研究。我们获得了新的$R$ = 130\，000光谱，使用11.8 m LBT和PEPSI，每个像素的信噪比（S/N）高达3200。根据1D-LTEMARCS模型大气和3D-NLTE校正的合成线剖面拟合，我们确定了这两种同位素的丰度。对于$ξ$ Boo A，我们发现在1D-LTE中A（Li）= 2.40 $\pm$ 0.03\，dex和$^6$ Li/ $^7$ Li < 1.5 $\pm$ 1.0\，\%\，对于3D-NLTE情况，其增加到$\approx$ 2.45。对于$ξ$ Boo B，在具有未指定的$^6$ Li/ $^7$ Li能级的1D-LTE中，我们获得A（Li）= 0.37 $\pm$ 0.09“dex。因此，在这两颗恒星上都看不到$^6$ Li。我们考虑了一个点模型的Li适合$ξ$ Boo B，并发现A（Li）= 0.45 $\pm$ 0.09\，dex。$ξ$ Boo A的$^7$锂丰度比太阳高23倍，但$ξ$ Boo B的锂丰度比太阳低3倍，而两者都符合类似年龄的M35疏散星团中单星的趋势。有效温度由TiO带头强度重新确定。我们注意到，$ξ$ Boo A的最佳拟合全局金属丰度为-0. 13 $\pm$ 0. 01\，dex，而$ξ$ Boo B的最佳拟合全局金属丰度为+0. 1…
2022-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The lithium abundances for a large sample of red giants
在考虑非LTE校正的情况下，推导了378 G/K巨星的锂丰度。其中，有23颗恒星拥有行星系统。锂丰度的研究，作为金属丰度，有效温度和旋转速度的函数，以及一个巨大的行星对G/K巨星的影响。结果表明，锂丰度是金属丰度和有效温度的函数。锂丰度与vsini $<$ 10 km s $^{-1}$处的自转速度没有相关性。具有行星的巨行星存在较低的锂丰度和缓慢的旋转速度（vsini $<$ 4 km s $^{-1}$）。我们的样本包括3颗富锂G/K巨星，36颗锂正常星和339颗锂耗尽星。该样品中富锂恒星的比例与文献中小于1 $\%$的一般比例一致，并且显示正常Li量的恒星被认为在当前星际介质中具有相同的丰度。对于贫锂巨星，许多中等质量（1.5-5 M $_{\odot}$）的G/K巨星在主序星阶段可能已经发生了缺锂。最后，我们提出了锂丰度和运动学参数的一个扩大的样本的565巨星使用的文献汇编，并确认锂丰度是金属丰度和有效温度的函数。利用放大的样品，我们研究了薄盘巨星和厚盘巨星中锂丰度的差异，发现厚盘巨星中锂丰度比薄盘巨星中的锂丰度更贫化。
2014-04-07 astro-ph.SR
Review: progress in NLTE calculations and their application to large data-sets
在大尺度恒星巡天观测资料的解释中，主要任务之一是确定基本的大气参数，如有效温度、表面重力和金属丰度。在大多数正在进行和即将进行的项目中，它们是通过光谱导出的，依赖于经典的一维（1D）模型大气和LTE的假设。本文综述了FGK型星非定域热力学平衡（NLTE）谱线形成计算的研究现状和存在的问题。讨论的问题包括：（i）复杂项系化学元素的综合模型原子的构造;（ii）经典LTE光谱测定恒星参数和化学丰度时可能存在的系统误差;（iii）原子数据的不确定性对NLTE最终结果的不确定性，以及（iv）将NLTE谱线形成计算与空间和时间平均模型耦合应用<3D>于光谱分析。
2013-06-27 astro-ph.SR
A constraint on the formation timescale of the young open cluster NGC 2264: Lithium abundance of pre-main sequence stars
团簇形成的时间尺度是理解星团形成过程的重要参数。附近年轻的疏散星团中的主序前（PMS）恒星显示出亮度的巨大差异。如果把这种扩散看作是年龄真正扩散的结果，那么相应的团簇形成时间尺度大约是500万~ 2000万年。因此可以解释为，在一个疏散星团中，恒星的形成过程被延长了几十万年。然而，红化校正的困难，观测误差，以及PMS恒星不完善的演化模型引入的系统不确定性，可能会导致人为的年龄传播。或者，我们可以利用Li丰度作为PMS星的相对年龄指标来确定团簇形成时间尺度。用MMT/Hectochelle光谱仪测量了NGC 2264中134颗PMS星的光谱。测量了86颗具有可探测Li线（3500 < T_eff [K] <= 6500）的PMS星的等效宽度。采用传统的生长曲线法，推导出了局域热力学平衡条件下的锂丰度。在对非LTE效应进行修正后，我们发现NGC 2264的初始Li丰度为A（Li）= 3.2 +/- 0.2。从Li丰度的分布来看，可见PMS恒星的潜在年龄分布估计约为3 - 4百万年，再加上NGC 2264中嵌入的种群，表明该星团形成的时间尺度短于5百万年。
2016-08-28 astro-ph.SR
Solar carbon abundance from 3D non-LTE modelling of the diagnostic lines of the CH molecule
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Ruprecht-Karls Universität（鲁普雷希特-卡尔大学）；Institut für Astrophysik und Geophysik（天体物理学与地球物理学研究所）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室）；Univ Montpellier（蒙彼利埃大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所（ICE-CSIC））
利用3D非局部热力学平衡建模，研究太阳光谱中CH分子诊断线的碳丰度，发现NLTE效应较小，但3D NLTE建模能更准确地推导太阳碳丰度。
2026-01-28 astro-ph.SR
Non-LTE Radiative Transfer with Turbospectrum
从恒星基本参数的分析到系外行星和星系中恒星星族的研究，各种天文学研究都需要物理上真实的恒星光谱模型。在这里，我们提出了一个新版本的广泛使用的辐射转移代码Turbospectrum，我们更新的能力进行光谱合成的多个化学元素的线在非局部热力学平衡（NLTE）。我们使用的代码中的金属岩和丰度的盖亚FGK基准星的分析，使用一维MARCS大气模型和平均值的3D辐射流体动力学模拟恒星表面对流。我们发现，新的物理更现实的模型提供了更好的描述观测数据，并使程序和相关的微物理数据公开，包括网格的NLTE偏离系数为H，O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Mn，Fe，Co，Ni，Sr和Ba。
2022-06-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Lithium Abundances in a Sample of Planet Hosting Dwarfs
这项工作提出了一个大样本的巨行星托管恒星（N=117），和一个控制样本的盘星没有检测到的行星（N=145）的锂丰度均匀的测定。使用LTE中Lambda 6708 A处的Li I双峰的详细轮廓拟合得到锂丰度。选择的行星宿主和比较恒星在各自的物理性质上有显著的重叠，包括有效温度，光度，质量，金属丰度和年龄。统一的数据和均匀的分析与精心挑选的样本相结合，使这项研究非常适合探测行星宿主恒星中锂丰度的可能差异。两个样本之间的总体比较显示，有行星和没有行星的恒星之间没有明显的差异。在一个狭窄的有效温度范围内（5700 K < Teff < 5850 K），对锂丰度的行为进行了更仔细的检查，表明两颗恒星样本之间存在细微的差异;这个温度范围对各种可能耗尽锂的物理过程特别敏感。在这个Teff范围内，行星宿主恒星的Li丰度比对照恒星低（平均约0.26 dex），尽管这种分离可能受到来自不同年龄，金属丰度和质量的恒星组合的影响。然而，当比较金属丰度（[Fe/H] = 0.00至+0.20 dex）和质量（M ~ 1.05 - 1.15 Msun）范围非常有限的恒星时，有行星和没有行星的恒星在锂丰度方面表现出类似的行为，这表明有行星的恒星和没有行星的恒星之间的锂丰度没有差异。
2010-09-11 astro-ph.SR
Oxygen Abundances in Nearby FGK Stars and the Galactic Chemical Evolution of the Local Disk and Halo
大气参数和氧丰度的825附近的FGK星的777 nm的O I三线的高质量的光谱和非LTE分析得出。我们分配的恒星薄盘（P1），厚盘（P2）和晕（P3）成员的运动学概率。我们证实了先前的发现，相对于[Fe/H]<-0.2的薄盘（P1>0.5）恒星，厚盘（P2>0.5）中的[O/Fe]增强，以及连接厚盘恒星与薄盘成员的平均[O/Fe]-[Fe/H]趋势的“膝盖”，[Fe/H]>-0.2。然而，我们发现，运动学成员标准未能在分离完美的恒星在[O/Fe]-[Fe/H]平面，即使是一个非常严格的运动学分离。具有“中间”运动学的恒星（P1<0.7，P2<0.7）并不都位于[O/Fe]-[Fe/H]平面的中间区域，但它们的分布不一定是双峰的。晕星（P3>0.5）在[O/Fe]-[Fe/H]中表现出很大的星-星散射，但大部分是由于银心自转速度V<-200 km/s的恒星造成的; V>-200 km/s的晕星遵循[O/Fe]-[Fe/H]关系，几乎没有星-星散射。早期与卫星星系的合并解释了我们的大部分观测结果，但有相当一部分盘星的运动学和丰度“模糊不清”，这表明分子云的散射和径向迁移在确定太阳附近恒星的运动学和化学性质方面都发挥了重要作用。
2013-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying Young $Kepler$ Planet Host Stars from Keck-HIRES Spectra of Lithium
6708 nm处的锂双重态提供了主序FGK矮星的年龄诊断。我们测量了1305颗恒星中锂的丰度，这些恒星使用高分辨率光谱学从开普勒任务中检测到凌日行星。我们对该样品的锂测量目录具有从A（Li）= 3.11 $\pm$ 0.07到上限$-$ 0.84 dex的丰度范围。对于一个由1305颗恒星中的960颗组成的星等有限的样本来说，我们的Ekk-HIRES光谱在$\sim$ 6700处的中值信噪比为每像素45，光谱分辨率$\fracλ{Δλ}$ = $R$ = 55000。我们确定了80颗在各自的有效温度下A（Li）值大于毕宿星团的年轻恒星;这些恒星的年龄小于$\sim$ 6.5亿年，这是毕宿星团的近似年龄。然后，我们比较了A（李）的分布与行星的大小，多重性，轨道周期，和太阳辐射通量。我们发现更大的行星优先在年轻的系统中，A-D双侧检验p值= 0.002，$>3σ$置信度表明，较老和较年轻的行星样本不来自相同的母星分布。这与行星早期的膨胀/光蒸发相一致。其他行星参数（$Kepler$行星多重性、轨道周期和日射通量）与年龄无关。
2018-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
A NLTE line formation for neutral and singly-ionised titanium in model atmospheres of the reference A-K stars
我们构建了一个全面的模型原子TiI-II使用超过3600测量和预测能级的TiI和1800能级的TiII，和量子力学光电离截面。通过从A到K的广泛光谱类型，包括[Fe/H]低至-2.6 dex的贫金属恒星，处理了两种钛离子的非局域热平衡（NLTE）线形成。NLTE导致系统耗尽的总吸收的TiI线和积极的丰度修正。NLTE丰度修正的幅度是较小的冷（FGK型）大气的现有文献数据相比。NLTE导致加强的TIII线和负NLTE丰度修正。我们首次在6500 K < Teff < 13000 K范围内对TiI-II进行了NLTE计算。与LTE的偏差朝着更高的有效温度增长。对于四颗A型星，我们从TiI和TiII线推导出NLTE和LTE丰度。在LTE的丰度差异高达0.22德克斯之间得到的TiI和TiII，它消失在NLTE。对于其他四颗A-B星，只观测到TiII线，NLTE导致与LTE相比更小的线到线散射。通过对17颗冷星的TiI和TiII谱线的分析，在宽的金属丰度范围内（-2.6 < [Fe/H] 4.1）< 0.0. Consistent NLTE abundances from lines of TiI and TiII were obtained applying classical Drawinian rates for the stars with log g >，并忽略与HI的非弹性…
2016-05-17 astro-ph.SR
Spectroscopic parameters for solar-type stars with moderate/high rotation. New parameters for 10 planet-hosts
行星研究需要精确和准确的恒星参数作为输入来推断行星的性质。不同的方法通常会提供不同的结果，这可能导致行星参数的偏差。在这项工作中，我们提出了一种改进的光谱合成技术，旨在更好地处理更迅速地旋转FGK恒星。这种方法被用来获得精确的恒星参数，即有效温度，表面重力，金属性和旋转速度。这一程序是测试样品的低和中等/快速旋转FGK星。光谱分析是基于光谱合成包光谱容易（SME），假设在LTE中的库鲁茨模型大气。进行合成的线列表由铁线组成，原子数据是在太阳校准后得出的。我们的恒星参数的比较显示出良好的协议与文献值，无论是低旋转和高旋转的恒星。此外，我们的结果是在同一尺度上的参数从铁离子电离和激发方法在我们以前的工作。我们提出了新的大气参数的10个过境行星主机作为更新的SWEET-Cat目录。我们还重新分析了它们的凌日光变曲线，以获得新的更新的行星性质。
2014-07-25 astro-ph.SR
Emerging trends in metallicity and lithium properties of debris disc stars
具有碎片盘和行星的矮星似乎是研究行星形成的核心吸积理论的绝佳实验室。然而，这些系统没有得到充分的研究。在本文中，我们提出的主要金属丰度和锂丰度的性质，这些恒星连同恒星只有碎片盘和恒星只有行星。没有发现行星或盘的恒星也被考虑。分析的样品是由主序星FGK场单星组成的。除了基本的恒星参数，我们还包括尘埃盘质量的使用。主要结果首次表明，尘埃质量的碎片盘星与行星的金属丰度相关。我们确认，这些盘状尘埃质量与它们的中心恒星质量有关。另外，恒星和行星的质量也与金属丰度相关。我们的结论是，两个条件是必要的，以形成巨行星：有足够的金属，也有足够的原行星质量的气体和尘埃。没有巨行星的恒星的碎片盘质量与金属丰度无关，因为它们不满足这两个条件。关于锂，通过采用基于恒星与原行星盘之间的强相互作用的锂耗尽恒星模型，我们发现，与模型预测一致，观测表明主要的锂耗尽发生在初始的原行星演化阶段。我们表明，锂的最终耗尽是独立的存在或不存在的行星，似乎只是年龄依赖。
2019-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
3D Non-LTE radiation transfer: theory and applications to stars, exoplanets, and kilonovae
Max-Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Ruprecht-Karls-Universität（鲁普雷希特-卡尔大学）
本文综述了3D非局部热力学平衡（NLTE）辐射转移的理论、标准解法及最新方法进展，并展示了其在FGKM型、OBA型恒星、千新星多历元光谱以及岩石和气体系外行星大气建模中的应用。
2026-05-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Lithium in CEMP-no stars: A new constraint on the lithium depletion mechanism in the early universe
大多数相对温暖的、未演化的贫金属恒星（$T_{\rm eff}\gtrsim 5800\,\mathrm{K}$和$[{\rm Fe/H}]\lesssim -1.5$）表现出几乎恒定的锂丰度，与金属丰度或有效温度无关，因此形成了所谓的Spite高原。这最初被解释为来自大爆炸核合成产生的锂。然而，最近的观测显示，极端贫金属星（UMP星; $[\mathrm{Fe/H}]<-4.0$）的锂丰度明显低于高原。由于大多数UMP星是CEMP-无星，碳增强的贫金属星没有多余的中子捕获元素，碳增强和锂耗尽之间的联系被怀疑。这个问题的一个直接的方法是研究碳正常的UMP星。然而，在这个类中只有一个对象是已知的。作为一种替代方案，我们已经确定了两个CEMP没有主序星的锂丰度与金属丰度$[{\rm Fe/H}]\sim -3.0$，那里有许多碳正常的恒星与可用的锂丰度，可以考虑。我们的一维LTE分析表明，这两颗CEMP-无恒星的锂丰度与平台附近的值一致，这表明碳增强和锂耗尽没有直接关系。相反，我们的研究结果表明，极低的铁丰度是UMP恒星中锂耗尽的根本原因。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of 1111 FGK stars from the HARPS GTO planet search program.Galactic stellar populations and planets
我们对HARPS GTO行星搜索计划中的1111颗FGK矮星样品进行了12种难熔元素（Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Ni、Co、Sc、Mn和V）的统一和详细的丰度分析。其中109颗恒星拥有巨大的行星伴侣，26颗恒星拥有海王星和超级地球。本文的主要目的是：（1）研究不同恒星星族的恒星元素丰度变化趋势是否存在差异;（2）根据[X/H]对行星宿主和非宿主样品进行分类。对这个样本的广泛研究，重点是有行星和没有行星的恒星之间的丰度差异，将在一份平行的论文中介绍。用ARES程序从HARPS谱中自动测量了谱线的等效宽度。化学元素的丰度是使用相对于太阳的LTE丰度分析确定的，使用2010年修订版的光谱合成代码MOOG和库鲁茨ATLAS 9大气网格。为了分离银河系的恒星星族，我们采用了一种纯粹的运动学方法和一种化学方法。我们发现，化学分离（基于Mg，Si和Ti丰度）薄和厚盘也是化学分离的Al，Sc，Co和Ca。Na、V、Ni和Mn也可能存在一些分歧，但它们的[X/Fe]比没有明确的界限。我们证实，在巨行星的宿主恒星过剩是明确的所有研究的元素。我们还证实，恒星的主机只有海王星类行星可能更容易检测到周围的恒星与类似的金属丰度作为非行星主机，虽然对某些元素（特别是α元素）的下限[X/H]是非常突然的。
2012-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical abundances of 1111 FGK stars from the HARPS GTO planet search program II: Cu, Zn, Sr, Y, Zr, Ba, Ce, Nd and Eu
为了了解银河系内不同恒星星族的形成和演化，必须结合大量恒星样本的详细运动学和化学信息。利用高分辨率（$R \sim$\，115000）和高质量的HARPS-GTO光谱，计算了1000多颗FGK矮星的Cu，Zn，Sr，Y，Zr，Ba，Ce，Nd和Eu的化学丰度。丰度是通过标准的局部热力学平衡（LTE）分析得出的，使用测得的等效宽度（EW）注入代码MOOG和库鲁茨ATLAS 9大气网格。我们发现，厚盘星是化学分离的Zn和Eu，也显示平均较高的Zr，但较低的Ba和Y相比，薄盘星。我们还发现，以前确定的高- $α$金属丰富的人口也增加了铜，锌，钕和铕相对于薄盘，但提出的Ba和Y丰度平均较低，厚盘星的趋势，朝着更高的金属，并进一步支持不同的化学成分的人口。薄盘星的重S轻S元素的比例呈现出预期的行为（增加对低金属丰度），并可以解释为一个重大贡献的低质量AGB星的S-过程生产在磁盘金属丰度。然而，厚盘星的相反趋势表明，中等质量的AGB星在这些恒星形成的气体富集中发挥了重要作用。文献中以前的工作也指出，在低金属丰度的轻s元素的可能的初级生产来解释这一趋势。最后，我们还发现了一个增强的轻s元素在薄盘在超太阳金属丰度，这可能是由富金属AGB星的贡献。（简短版本）
2017-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium Abundances of Extremely Metal-Poor Turn-off Stars
我们已经确定了11个贫金属关闭星的Li丰度，其中8个[Fe/H]<-3，基于LTE分析的高分辨率光谱与HDS的斯巴鲁望远镜。这八颗恒星中的四颗的Li丰度是首次通过这项研究确定的。有效温度通过H-α和H-β的分布分析来确定。虽然有7颗恒星的Li丰度与Spite Plateau的值一样高，但其余4颗[Fe/H] <-3的天体的A（Li）=log（Li/H）+12 ~< 2.0，证实了存在极贫金属的低Li丰度关闭星，正如以前的工作所报道的那样。[Fe/H]<-3的恒星的Li丰度平均值比金属丰度高的恒星低0.2dex。对于[Fe/H]<-3的恒星，我们的测量没有得到对Li丰度的金属丰度依赖性或分散性的明确限制。Li丰度与有效温度，与Na，Mg和Sr的丰度，并与运动学性质的相关性进行了研究，但没有明确的相关性被认为是在极端贫金属的恒星样品。
2009-04-09 astro-ph.SR
Chemical Abundances for a Sample of FGK dwarfs in the Pleiades Open Cluster from APOGEE
本文利用SDSS-IV/APOGEE高分辨率近红外光谱测定了Pleiades Open Cluster中80个FGK矮星的12种元素丰度，发现较强谱线导出的丰度存在温度依赖性，这可能归因于辐射代码和谱线列表未能充分模拟van der Waals broadening。
2024-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
LOTUS: A (non-)LTE Optimization Tool for Uniform derivation of Stellar atmospheric parameters
精确的大气恒星基本参数和恒星中单个元素丰度的测定对于所有恒星星族研究都是重要的。非局部热力学平衡（Non-LTE;下文称为NLTE）模型对于这种高精度通常是重要的，然而，可能在计算上复杂且昂贵，这使得模型在光谱分析中较少使用。为了减轻这些模型的计算负担，我们开发了一个强大的一维，LTE和NLTE的基本大气恒星参数推导工具，$\texttt{LOTUS}$，确定有效温度$T_{\mathrm{eff}}$，表面重力$\log g$，金属丰度$\mbox{[Fe/H]}$和微湍流速度$v_{\mathrm{mic}}$ FGK型恒星，从Fe I和Fe II线的等效宽度（EW）测量。我们利用一个广义的生长曲线的方法，考虑到EW的依赖关系，每个Fe I和Fe II线上相应的大气恒星参数。然后，使用全局差分进化优化算法来获得优化的基本参数。此外，$\texttt{LOTUS}$可以使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）算法确定每个恒星参数的精确不确定性。我们测试和应用$\texttt{LOTUS}$的基准星的样本，以及从K2的调查，并从$R$ -过程联盟（RPA）调查的贫金属星与可用的星震表面重力。我们发现非常好的协议之间的NLTE派生参数$\texttt{LOTUS}$非光谱值内$T_{\mathrm{eff}}=\pm 30$ K和$\log g=\pm 0.10$ dex的基准星。我们提供…
2023-01-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Lithium, Sodium, and Potassium Abundances in Sharp-Lined A-Type Stars
碱性元素丰度（Li，Na，K）是根据Li I 6708，Na I 5682/5688，和K I 7699谱线，通过考虑24颗尖线A型星的非LTE效应（v sin i < 50 km/s，7000 K < Teff <10000 K，许多显示不同程度的Am特性）确定的，基于在BOAO（韩国）和OAO（日本）获得的高色散和高信噪比光谱数据。我们发现了一个显着的趋势，A（Na）紧密标度与A（Fe）的Teff无关，这意味着Na成为富集类似于Fe根据程度的Am的特异性。关于锂，A（Li）大部分在~3和~3.5之间的范围内（即，几乎等于或略小于太阳系丰度3.3），在Teff < 8000 K时，随着Teff的降低，有微弱的下降趋势，尽管有几颗恒星例外地表现出明显更大的耗尽。钾的丰度也显示出明显的Tef依赖性，在这个意义上，晚A星的A（K）倾向于轻微的太阳下（可能与A（Fe）有弱的反相关），系统地从~5.0（Tef ~ 8500 K）下降到~4.6（Tef ~ 7500 K），而早A星的A（K）则保持在~5.0-5.2的太阳附近。这些观测事实可以作为任何旨在解释A型星化学异常的理论的重要约束。
2011-11-07 astro-ph.SR
Lithium abundance and 6Li/7Li ratio in the active giant HD123351 I. A comparative analysis of 3D and 1D NLTE line-profile fits
目前的三维（3D）流体动力学模型大气与NLTE光谱合成，允许从高分辨率恒星光谱中获得可靠的原子和同位素化学丰度。关于在演化的太阳金属丰度RGB恒星中存在脆弱的6Li同位素的情况知之甚少，更不用说它在像HD 123351这样的磁活性目标中的生产了。从所观察到的CFHT光谱与基于1D和3D模型大气的合成线剖面拟合，我们试图估计6Li同位素的丰度，并对其起源进行限制。我们通过将不同的合成光谱拟合到高分辨率CFHT光谱的Li线区域（R=120 000，S/R=400）来获得A（Li）和6Li/7 Li同位素比。合成光谱计算与四个不同的线列表，并行使用三维流体动力学CO 5 BOLD和一维LHD模型大气和治疗线形成的锂成分在非LTE（NLTE）。使用Meléndez等人（2012年）的线列表，我们在3D-NLTE中发现A（Li）=1.69+/-0.11 dex和6Li/7 Li =8.0+/-4.4%，使用VI的新原子数据更新，这导致HD 123351的锂线轮廓的最佳拟合。其他两个线列表导致类似的结果，但具有较差的拟合质量。我们对6Li同位素的2 σ检测是仔细的统计分析和对每个达到的拟合进行目视检查的结果。由于在标准恒星演化理论的框架下，在冷演化恒星的大气中不可能存在大量的6Li，因此需要引用非标准的外部锂产生机制来解释HD 123351中检测到6Li的现象，这些机制可能与恒星活动或最近的岩…
2017-04-21 astro-ph.SR
Assessing the performance of LTE and NLTE synthetic stellar spectra in a machine learning framework
在当前的恒星光谱巡天时代，合成光谱库是推导恒星参数和化学丰度的基础。在本文中，我们比较了使用五种流行的合成光谱网格（INTRIGOSS，FERRE，AMBRE，PHOENIX和MPIA/1DNLTE）与我们的卷积神经网络（CNN，$\texttt{StarNet}$）确定的恒星参数。恒星的参数被确定为六个物理特性（有效温度，表面重力，金属，[ $α$ /Fe]，径向速度和旋转速度）给定的光谱分辨率，信噪比，和波长范围的光学火焰紫外光谱从盖亚-ESO调查。CNN建模和认识的不确定性都通过训练网络的集合来合并。$\texttt{StarNet}$训练也适用于通过增加真实的观测特征（即分辨率匹配、波长采样、高斯噪声、零通量值、旋转和径向速度、连续体去除和掩蔽大地区域）来减轻合成网格和观测光谱之间的差异。利用FGK型矮星和巨星的FLAMES-UVES光谱作为测试集，我们对$\texttt{StarNet}$的星标预测的准确性和精度进行了量化。当$\texttt{StarNet}$在MPIA/1DNLTE合成网格上训练时，我们在很宽的参数范围内发现了优异的结果，并且当在1DLTE网格上训练时，在较小的参数范围内得到了可接受的结果。这些测试还表明，我们的CNN管道是高度适应多个模拟网格。
2020-09-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Gaia FGK Benchmark Stars: spectral library, metallicities and abundances of $α$ and Fe-peak elements of the third version
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学工程与科学学院天体物理研究所）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Faculty of Psychology, UniDistance Suisse（瑞士远程教育大学心理学学院）；Observational Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文系观测天体物理学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会）
本研究通过高精度光谱数据和同质化分析，为Gaia FGK基准星第三版提供了铁峰和α元素的化学丰度参考库。
2025-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Doppler imaging of stellar surface structure - XXIV. The lithium-rich single K-giants DP Canum Venaticorum and DI Piscium
我们提出了第一个多普勒成像研究的两个快速旋转，单K巨星DP CVn和DI Psc，以研究表面斑点的配置，并查明其恒星的演化状态。光谱学和光度学用于确定基本的天体物理性质。多普勒成像恢复两颗星的表面温度分布，而光度光变曲线反演进行了研究DP CVn的表面活性的长期变化。DP CVn的表面差分旋转是通过将由大致一个旋转周期分开的可用后续多普勒重建互相关来估计的。这两颗恒星似乎都有高于正常的锂丰度，LTE log n为2.28（DP CVn）和2.20（DI Psc），并且应该位于RGB上第一个锂挖掘的末端。光度观测揭示旋转调制的周期为14.010 d（DP CVn）和18.066 d（DI Psc）。多普勒重建从现有的映射线很好地同意在显示的斑点图案，恢复相当低纬度的两颗星的点与温度对比度Δ T ~ 600-800 K低于未斑点的光球背景。在高纬度地区也发现了斑点，但对比度较小（DP CVn）或范围较小（DI Psc）。初步的反日型差分旋转α =-0.035发现DP CVn从互相关的后续多普勒图像。长期的光度分析支持存在活跃的类星体，以及差异旋转。
2013-01-03 astro-ph.SR
The solar beryllium abundance revisited with 3D non-LTE models
本研究采用3D非LTE模型并校准紫外缺失不透明度与未证认混合线，重新测定太阳铍丰度为1.21±0.05 dex，揭示现有太阳模型对铍消耗预测的不足。
2024-09-06 astro-ph.SR
Convection and 6Li in the atmospheres of metal-poor halo stars
基于CO 5 BOLD程序计算的三维流体动力学模型大气和三维非LTE（NLTE）谱线形成计算，我们研究了对流诱导谱线不对称性对Asplund等人（2006）样本恒星有效温度、重力和金属丰度范围内推导的6Li丰度的影响。当考虑到这种恒星样本的不对称效应时，相对于Asplund等人（2006）确定的同位素比率，得到的6Li/7 Li比率平均降低了约1.5%。这种纯理论校正将显著的6Li检测的数量从9减少到4（2 σ标准），或从5减少到2（3 σ标准）。鉴于这一结果，6Li平台的存在似乎值得怀疑。通过用3D NLTE和1D LTE合成线轮廓拟合观察到的锂6707 A双峰，对单个物体进行仔细的再分析，证实了当使用3D NLTE而不是1D LTE线拟合时，推断出的6Li丰度系统地较低。尽管如此，即使在3D-NLTE中分析，也确实存在6Li检测到的晕星，最突出的例子是HD 84937。
2010-01-19 astro-ph.SR
Abundance of beryllium in the Sun and stars: The role of non-local thermodynamic equilibrium effects
早期的研究表明，偏离局部热力学平衡（LTE）在太阳和恒星大气中Be II 313 nm共振线的形成中起次要作用。最近的改进，在原子数据允许一个更完整的模型原子的Be被构造和有效性，这些索赔重新评估使用更先进的最新原子物理学。因此，本研究的主要目标是重新聚焦于非局部热力学平衡（NLTE）效应在太阳和恒星大气中Be II 313.04和313.11 nm共振线形成中的作用。为此，我们使用最近可用的新原子数据构建了Be的模型原子。模型原子包含98个能级和383个Be I和Be II的辐射跃迁，并使用最新的电子和氢碰撞率。这使得它成为用于确定1D NLTE太阳能Be丰度和研究NLTE效应在Be II 313 nm共振线形成中的作用的最完整的模型原子。我们发现，从LTE的偏差有显着的影响，在太阳和恒星大气中的Be II 313 nm线的强度。对于太阳，我们得到了1D NLTE Be丰度A（Be）_NLTE = 1.32 +/-0.05，这与陨石值A（Be）= 1.31 +/-0.04非常一致。重要的是，我们发现NLTE效应在FGK星中变得显着。此外，有一个显着的变化，在1D NLTE-LTE丰度校正与有效温度和金属丰度。因此，与我们以前的理解相反，所获得的结果表明，NLTE效应在恒星大气中Be线的形成中起着重要作用，在Be丰度研究中必须适当考虑，特别是在贫金属恒星中。
2022-01-03 astro-ph.SR
NLTE Chemical abundances in Galactic open and globular clusters
目的研究非定域热力学平衡（NLTE）对从FGK星的中分辨率光谱中确定恒星参数和Fe、Mg、Ti丰度的影响。方法我们扩展了Payne拟合方法，以利用NLTE和LTE频谱模型。这些光谱被用来分析Gaia-ESO基准恒星的光谱和银河系13个疏散星团和球状星团中742颗恒星的光谱：NGC 3532，NGC 5927，NGC 2243，NGC 104，NGC 1851，NGC 2808，NGC 362，M 2，MGC 6752，NGC 1904，NGC 4833，NGC 4372和M 15。结果我们的方法准确地恢复了基准恒星和星团成员的有效温度，表面重力和丰度。NLTE和LTE之间的差异在贫金属区[Fe/H] $\lesssim -1$中是显著的。与LTE相比，NLTE [Fe/H]值系统地较高，而平均NLTE [Mg/Fe]丰度比$\sim 0.15$ dex较低。我们的LTE测量的金属丰度和丰度的恒星在银河系的集群是在一个很好的协议与文献。然而，对于大多数集群，我们的研究产生的第一个估计的NLTE丰度的Fe，Mg和Ti。结论所研究的团簇中Fe和Ti的丰度分布均匀，团簇内丰度变化小于0.04 dex。NGC 2808、NGC 4833、M2和M15在[Mg/Fe]上表现出明显的分散性。与通常的假设相反，NLTE分析改变了集群中的平均丰度比，但它不影响集群内的丰度分散度。
2019-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
6Li/7Li estimates for metal-poor stars
锂-6同位素在一些贫金属恒星中的存在是一个令人惊讶的问题，因为观察到的值很高。大爆炸核合成和前银河宇宙射线融合和散射的非标准模型已经被提出来解释这些值。然而，这种轻同位素的观测是具有挑战性的，这可能会使一些检测有争议。目标是确定贫金属恒星样本的6Li/7 Li;其中三颗之前已经研究过，剩下的两颗是新的。其目的是尽可能增加锂-6的探测数量，并确认先前发表的结果。用高色散光谱仪在Subaru 8.2米望远镜上拍摄了5颗贫金属星（-3.12 < [Fe/H] < -2.19）的中性Li I 670.78nm共振双线光谱。从线不对称性的1D-LTE分析估计锂-6对总观察到的线轮廓的贡献。假设6Li/7 Li的同位素丰度比约为：BD+26 3578为0.004，BD+02 3375和G 64-37为~ 0.010，BD+20 3603为0.025，BD-04 3208为0.047，则可以再现观察到的不对称性。我们发现，这些结果是非常敏感的几个在分析中所作的假设，特别是，在分析的光谱中的残余结构的处理。我们对误差的最终估计分别为delta_6Li/7 Li = ± 0.028、0.029、0.039、0.025和0.039。样品的6Li/7 Li比与这些误差值相当或甚至更低，因此尽管具有高分辨率（R ~ 95 000）和S/N（400-600），但不能安全地声称检测到锂-6。
2009-09-28 astro-ph.SR
3D non-LTE modeling of the stellar center-to-limb variation for transmission spectroscopy studies
本研究通过三维非LTE辐射转移建模太阳 Na I D₁ 与 K I 线的中心到边缘变化，并用高分辨率观测验证，证明其比一维模型更能准确修正透射光谱中的恒星污染。
2023-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Possibility of chromospheric back-radiation influencing the lithium line formation in Spite plateau stars
光谱测定的贫金属可关断矮星的锂丰度几乎是恒定的（斯皮特平台），但低于标准宇宙学模型预期的原始值。然而，使用传统的模型大气的丰度测定不一定是正确的，因为高温色球层的存在，即使在非常古老的恒星已被证实。本研究的目的是研究如何额外的紫外线通量可能照射的色球可能会影响形成的Li I 6708线，以及它的影响是否可能导致解决的Li丰度差异。假设一个简单的均匀灰色薄板色球模型，其特征在于光学厚度和温度。考虑到这种入射辐射的表面边界条件，非LTE计算Li进行，看看这些参数的等效宽度和丰度的影响。如果适当地选择参数，由于增强的UV辐射引起的过电离，Li I 6708线的强度可以降低约2-3倍，导致丰度降低约0.3-0.5 dex，这与所讨论的差异一致。此外，观察到的轻微的金属依赖性的趋势的平台也可以重现。因此，由于色球辐射引起的相当大的过电离，对Li丰度的肤浅低估可以被认为是宇宙学Li问题的一个值得考虑的解释。验证这一模型的试金石将是检查这些Spite高原恒星中是否存在显著增强的紫外辐射，如果这种情况是有效的，应该可以检测到，尽管迄今为止很少有这样的紫外分光光度观测。
2019-01-26 astro-ph.SR
Signatures of intrinsic Li depletion and Li-Na anti-correlation in the metal-poor globular cluster NGC6397
为了减轻宇宙中原始锂丰度的预测与在Pop II矮星和亚巨星中观测到的丰度之间的差异，有人认为今天可观测到的恒星经历了Li的光球耗尽。为了限制这种耗尽的性质，我们进行了一个非常大的样本的恒星在金属贫乏的球状星团NGC 6397均匀的分析，以及所有的演化阶段，从下面的主序关闭到红巨星分支。非LTE锂丰度或丰度上限获得的所有恒星，并为一个相当大的子集的目标也获得钠丰度。钠丰度被用来区分由原始物质形成的恒星和由上一代更大质量恒星的污染影响的物质形成的恒星。矮恒星、关闭恒星和早期亚巨星形成了一个薄的丰度平台，在亚巨星分支的中间被第一次挖掘造成的锂稀释所破坏。第二个急剧下降的丰度是在红巨星分支隆起。这些关闭的恒星比那些还没有被挖掘出来的亚巨星更缺乏锂，最多只有0.1 dex。此外，较热的矮星比较冷的矮星更缺乏锂，这可能是星团中所谓的Li dip的标志，在PopI恒星中常见。一个相当大的分布在钠丰度证实，NGC 6397遭受了集群内污染在其婴儿期和有限数量的钠增强和锂缺乏恒星强烈有助于形成显着的反相关之间的钠和锂的丰度。推断的锂丰度进行比较，从恒星结构模型，包括原子扩散和特设湍流对流区以下的预测。
2009-06-22 astro-ph.SR
