Assessing model-based carbon and oxygen abundance derivation from ultraviolet emission lines in AGNs
我们提出了HII-CHI-Mistry-UV代码的改编版本（Pérez-Chino & Amorín 2017），以从紫外线发射线中获得化学丰度，用于活动星系核（AGN）的窄线区域（NLR）。我们评估不同的紫外线发射线的比率，以及如何不同的假设模型，包括尘埃颗粒的存在下，入射光谱能量分布的形状，或围绕中心源的气体包层的厚度，可能会影响最终的估计作为一个功能的一组使用的发射线。我们将我们的结果与其他已发表的使用相同发射线推导丰度的方法进行了比较，结果表明，使用CIII] $λ$ 1909和OIII] $λ$ 1665发射线推导碳氧丰度比是活动星系核中金属含量的一个可靠指标，几乎与模型假设无关，类似于恒星形成区的情况。此外，我们表明，事先确定的C/O允许一个更精确的测定总氧丰度使用碳紫外线，而不是假设O/H和C/O之间的任意关系，这可能会导致不可忽略的差异。
2023-02-24 astro-ph.GA
Chemical Enrichment in the Faintest Galaxies: the Carbon and Iron Abundance Spreads in the Boötes I Dwarf Spheroidal Galaxy and the Segue 1 System
我们提出了一个AAOmega光谱研究的红巨星在牧夫座I，这是一个超微弱的矮星系，和Segue 1，建议要么是一个极低光度的矮星系或星团。我们的重点是量化的平均丰度和丰度分散在铁和碳，并寻找遥远的径向速度成员，在这些系统。我们调查的主要结论是，Bootes I和Segue 1的碳丰度分布很大。对于牧夫座I，我们的16个速度成员中有4个的[C/H] < ~-3.1，而2个的[C/H] > ~-2.3，表明Delta[C/H]的范围为~ 0.8。Segue 1存在一个Delta[C/H] ~ 1.0的范围，包括我们发现的一颗[Fe/H] = -3.5和[C/Fe] =+2.3的恒星，它是一个径向速度成员，距离系统中心4个半光半径。铁丰度的伴随范围为Bootes I和Segue 1的Delta[Fe/H] ~ 1.6。当[Fe/H] <-3.0时，银河系的矮星系卫星表现出[C/Fe]对[Fe/H]的依赖性，这与在其晕族中观察到的非常相似。我们发现矮星系中恒星的[C/Fe] ~ 0.3，我们认为这是Spite等人（2005）的星系晕“未混合”巨星的对应物，他们报告的[C/Fe] ~ 0.2，这可能代表[Fe/H] = -3.0到-4.0的材料的出生碳相对丰度。我们证实了光度和平均金属丰度和丰度之间的相关性分散在银河系的矮卫星，延伸到至少微弱的Mv =-5。Segue 1的平均金属丰度非常低，…
2010-08-01 astro-ph.GA
Carbon-loud SDSS BOSS QSO2s at z > 2: High density gas or secondary production of Carbon?
本文研究了斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天中145个II型类星体（QSO 2）的紫外线发射线比，并与具有气体密度、气体化学丰度和电离参数的活动星系核（AGN）光电离模型网格进行了比较。大多数类星体都是“碳大声”的，Civ/He ii的比值在窄线区域异常高，这意味着气体密度高于预期（>10^6 cm^-3）和/或相对碳丰度明显高于太阳。我们还发现，在我们的大多数样本中，太阳或超太阳氮丰度和金属丰度是必需的，物体之间可能存在显着差异。与具有相似红移（HzRGs; z > 2）的射电星系相比，类星体2的NV/HeII、CIV/HeII和CIII]/HeII偏高，表明系统性更高的气体密度和/或系统性更高的C和N丰度。我们没有发现任何证据表明这两种类型的对象之间的N/C丰度比的系统差异。NIV]/CIV比值的分散意味着类星体2和HzRG之间N/C丰度比值的显著分散，这与天体之间化学富集历史的差异相一致。有趣的是，我们发现对N和C都采用次要行为解决了长期存在的“NIV]问题”。类星体2和HzRGs的一个子集似乎也是“硅响”的，SiIII]相对通量表明Si/C和Si/O比它们的太阳值高一个数量级。最后，我们提出了新的紫外线标准，以选择真正的类星体低密度窄线区域。
2020-07-26 astro-ph.GA
Carbon and Oxygen Abundances in Low Metallicity Dwarf Galaxies
对碳和氧丰度的研究提供了关于这些元素的时间演化和核合成起源的信息，但仍然相对未被探索。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）时，星云碳的测量仅限于静止帧紫外碰撞激发发射线。因此，我们提出了紫外分光光度法的12个附近，低金属，高电离的HII地区的矮星系获得的宇宙起源光谱仪的哈勃太空望远镜。我们提出的第一个分析的C/O比在本地星系的基础上，同时显着检测的紫外O^+2和C^+2碰撞激发线在我们的目标和五个对象从文献中，创建一个最终的样本12个显着的检测。我们的样品补充了光学SDSS光谱，从我们测量的星云的物理条件和氧丰度使用直接的方法。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）下，鉴于观察到的大分散，本样品的C/O与O/H没有明显的趋势。当结合在较高的O/H值的复合线观察，增加C/O与增加O/H的一般趋势也是可行的，但有一些显着的离群值。此外，我们发现的C/N比似乎是恒定的（但具有显着的分散）在一个大范围内的氧丰度，表明碳主要是由类似的核合成机制作为氮。如果这是真的，我们目前对氮产生的理解是正确的，这将表明碳的初级生产（一个平坦的趋势）在低金属含量下占主导地位，但准次级生产（一个增加的趋势）在高金属含量下变得突出。需要更大的样本来确定这种关系的真实性质和离散度。
2016-05-19 astro-ph.GA
Modelling carbon-chain species formation in lukewarm corinos with new multi-phase models
在不冷不热的Corinos L1527、B228和L483中观察到了丰富的碳链物种。这些碳链物种被认为是在30 K左右的温度下CH $_4$从尘埃颗粒表面解吸后在气相中合成的。我们调查碳链物种形成在微温corinos使用更严格的数值方法和先进的表面化学模型。我们使用宏观蒙特卡罗方法进行模拟。除了两相模型，基本的多相模型和新的多相模型用于模拟尘埃颗粒的表面化学。在两相模型中，所有挥发性物质都可以在其升华温度下升华，而在基本和新的多相模型中，大多数挥发性物质在水冰升华之前被冻结在冰幔中。新的多相模型允许更多的挥发性物种升华在他们的升华温度比基本的多相模型。当T $\sim$ 30 K时，两相模型中CH $_4$和CO的丰度最高，而基本多相模型中CO和CH $_4$的丰度最低。当T $\sim$ 30 K时，基本模型和新模型中碳链物种的丰度均低于两相模型，这是因为CH $_4$是合成碳链物种的关键.两相模型在预测碳链物种丰度以拟合观测值方面表现最好，而基本多相模型的效果最差。新的多相模型预测的碳链物种的丰度与观测结果相当吻合。CH $_4$的数量可以在冰幔内扩散，因此在升温时升华，在气相中碳链物种的合成中起着至关重要的作用。在不冷不热的科里诺斯中观察到的碳链物种可能能够测量表面化学模型。
2019-01-11 astro-ph.GA
Carbon Abundances in Compact Galactic Planetary Nebulae: An Ultraviolet spectroscopic study with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)
我们用哈勃太空望远镜（HST/STIS）上的太空望远镜成像光谱仪测量了一个致密的银河系行星状星云（PNe）样本，以确定它们的气相碳丰度。PNe中的碳丰度限制了它们的渐近巨星分支（AGB）祖先的性质，以及宇宙循环。我们测量了11个紧凑的银河系PNe的碳丰度或其极限，显着增加了银河系PNe的样品，其碳丰度基于HST紫外光谱是可用的。大多数目标的尘埃含量已经在斯皮策光谱学的其他地方进行了研究;考虑到星云的紧凑性质，紫外和红外光谱可以直接比较，以研究气相和尘埃相的碳。我们发现，贫碳（C/O<1）致密的银河系PNE具有富氧尘埃类型（ORD），而碳增强的对应物（C/O>1）具有富碳尘埃（CRD），证实了麦哲伦云PNE中气相和尘埃相碳含量之间的相关性。基于AGB演化的预期最终产量模型，我们解释了本研究中的大多数贫碳PNe是~1.1-1.2 M $_{\odot}$恒星的后代，这些恒星在红巨星分支（RGB）上经历了一些额外的混合，它们经历了AGB阶段，但没有经历碳星阶段。这一群中的大多数PNe具有双极形态，可能是由于太阳下伴星的存在。我们样本中的碳增强PNe可能是1.5-2.5 M $_{\odot}$范围内恒星的后代，这取决于它们原始的金属丰度。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon abundances and radial gradients in NGC300 and other nearby spiral galaxies
我们目前的深阶梯分光光度法的一个样本的HII区域沿盘的Scd星系NGC300获得的紫外和视觉中阶梯光谱仪（UVES）在甚大望远镜（VLT）的目的是检测和测量非常微弱的OII和CII允许线。本研究的重点是从微弱的光学复合线（ORL），而不是最常用的碰撞激发线（CEL）获得的C和O丰度。我们已经从几个物体中的CII 4267埃RL和OII 4649埃附近的多重态1导出了C++的离子丰度。最后，我们计算了NGC300中的C/H，O/H和C/O比的径向梯度，这使得我们的小组在附近的其他螺旋星系获得类似的数据进行比较。
2014-12-10 astro-ph.GA
Carbon Abundance of Globular Cluster M22 (NGC 6656) and the Surface Carbon Depletion Rates of the Milky Way Globular Clusters
本研究基于测光碳丰度测量推导了银河系多个球状星团（M22、M5、M3、M92）RGB恒星的碳消耗率，发现其具有金属丰度依赖性，且第二代恒星消耗率大于第一代，为理论模型混合效率和晕族恒星碳丰度演化提供了关键约束。
2023-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas-grain models for interstellar anion chemistry
最近发现长链烃阴离子CnH-（n=4，6，8）在各种星际云中大量存在。为了解释它们在密度更大的（星前/原恒星）环境中的大量存在，构建了新的化学模型，其中包括气体-颗粒相互作用。模型，包括吸积的气相物质到尘埃颗粒和宇宙射线诱导的原子解吸能够再现所观察到的阴离子到中性的比例，以及阴离子和中性碳链的绝对丰度，具有合理的准确度。由于氧原子的破坏性作用，氧原子在尘埃中的消耗导致高密度气体中多炔和阴离子的丰度显著增加（n_{H_2} >~ 10 ^5 cm^{-3}）。因此，在L1527等原恒星的包层中观察到的大量含碳链物质可以在不需要热碳链化学的情况下得到解释。发现C6 H-阴离子与中性物的比率对原子O和H丰度和电子密度最敏感。因此，随着核心的演化，原子丰度的下降和电子密度的上升会导致阴离子与中性离子的比例增加。在高密度模型中包含原子的宇宙射线解吸延迟了冻结，这导致了更稳定的阴离子与中性比，与观测结果更一致。我们的模型包括氧原子和碳链阴离子之间的反应，以产生碳链氧化物物种C6 O，C7 O，HC 6 O和HC 7 O，其丰度取决于假设的分支比缔合电子脱离。
2012-02-13 astro-ph.GA
Modeling Nitrogen Fractionation in the Protoplanetary Disk around TW Hya: Model Constraints on Grain Population and Carbon-to-Oxygen Elemental Abundance Ratio
使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列对TW Hya周围的原行星盘进行的观测显示，HC $^{14}$ N/HC $^{15}$ N $\sim$ 120中HCN分子的氮分馏，半径为$\sim$ 20 AU。在这项研究中，我们调查的物理和化学条件，控制这个氮分馏过程。为此，一个新的磁盘模型的发展，其中的同位素选择性光解的N $_2$和同位素交换化学反应已纳入。我们的模型可以成功地再现所观察到的HCN柱密度时，气相碳和氧的元素丰度被耗尽的两个数量级相对于那些在星际介质和碳是更丰富的比氧（[C/O] $_{\rm elem}>$ 1）。在我们的模型中，N $_2$的同位素选择性光解是氮分馏的主要过程。观测到的HC $^{14}$ N/HC $^{15}$ N比值向外增加，也可以通过假设外盘大气中的小尘埃颗粒比内盘中的小尘埃颗粒消耗更多而由模式再现。这与颗粒演化模型相一致，根据该模型，由于从外盘径向漂移的大尘埃颗粒的破碎，小尘埃颗粒在内盘中不断补充。
2020-12-23 astro-ph.GA
CHAOS V: Recombination Line Carbon Abundances in M101
CHAOS项目正在建立附近旋涡星系LBT H II区光谱的大型数据库，以使用直接丰度更好地确定金属丰度随星系半径变化的分散度。在这里，我们提出了混沌LBT观测的C II $λ$ 4267发射检测在10 H II地区的M 101，并使用一个新的光电离模型为基础的电离校正因子，我们将这些测量到总碳丰度。与文献中M101 C II复合线观测结果的比较显示出极好的一致性，我们测量到一个相对陡峭的log（C/H）梯度为-0.37 +/-0.06 dex/R_e。C/N观测结果与log（C/N）= 0.84的恒定值一致，离散度仅为0.09 dex，考虑到C和N的不同核合成来源，理解这一点具有挑战性。我们还注意到，当绘制N/O与O/H的关系图时，所有检测到CII $λ$ 4267的H II区域在O/H的给定值下，N/O的散射最小时呈现N/O丰度。如果探测微弱复合线所需的高表面亮度被解释为H II区年轻的指标，那么这可能表明最年轻的H II区缺乏氮污染。在未来，我们预计混沌项目将显着增加在河外H II地区的C II $λ$ 4267测量的总数。
2020-04-22 astro-ph.GA
The Stellar Abundances for Galactic Archaeology (SAGA) Database II - Implications for Mixing and Nucleosynthesis in Extremely Metal-Poor Stars and Chemical Enrichment of the Galaxy
我们使用银河系考古学恒星丰度（SAGA）数据库讨论了银河系中已知的极贫金属（EMP）恒星的特征（Suda等人，2008，PASJ，60，对我们样品中碳增强星的分析表明，AGB星的核合成可以以不同的方式促进碳的富集，这取决于金属丰度是高于还是低于[Fe/H] ~-2.5，这与当前低金属丰度下的恒星演化模型一致。从碳丰度分布和碳增强星出现频率的观点出发，我们发现初始质量函数在[Fe/H]-2处发生了跃迁。对于观测到的EMP恒星，我们证实了一些，而不是所有的，观测到的恒星可能经历了至少两种类型的额外混合，以改变其表面丰度。一是在红巨星分支的早期阶段消耗锂丰度。另一种是在红巨星分支阶段将C/N比降低一个数量级。观测到的α元素和铁族元素丰度的小散射表明，我们银河系的化学富集发生在混合良好的星际介质中。结果表明，α元素的丰度变化趋势具有很强的相关性，而铁族元素的丰度相对于铁丰度的变化趋势具有不同的斜率。这意味着阿尔法元素的超新星产额几乎与质量和金属丰度无关，铁族元素的热底燃烧与初始质量函数的变化有关，在5 <~ M / Msun <~ 6的质量范围内，热底燃烧的发生与银河系初始质量函数峰值在~ 10 - 100之间是一致的。12 Msun与具有和不具有s-过程元素的碳增强星的统计相兼容（截断）
2010-10-29 astro-ph.GA
Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?
碳增强贫金属星（CEMP）在贫金属星中占有相当大的比例，但其起源还不十分清楚。从SDSS巡天中选择了三颗非常贫金属的富碳转折星，用ESO VLT（UVES）进行观测，以精确确定元素丰度。在转折星（不像巨星）中，碳丰度不会受到与深层混合的影响，因此更容易解释。分析是在一维LTE静态模型大气中进行的。当可用时，将非LTE校正应用于经典LTE丰度。CH和CN分子带上的3D效果计算使用恒星大气的流体动力学模拟（CO 5 BOLD），被发现是非常重要的。为了便于与以前的结果进行比较，在讨论中仅使用1D丰度。元素的丰度（或上限）使我们能够将这些恒星置于不同的CEMP类别中。碳丰度证实了[Fe/H] \geq-3.4的A（C）= 8.25处存在平台。大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -3.4）的碳丰度明显较低，表明A（C）\approx 6.5处的平台较低。需要对大量的低金属丰度富碳恒星样本进行详细分析，以确认（或反驳）这种可能的第二个平台，并详细说明CEMP恒星在低金属丰度时的行为。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Definitive Determination of the Interstellar Carbon Abundance toward rho Ophiuchi A and B
University of Toledo（托莱多大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用HST/STIS高分辨率光谱，通过拟合弱C II] 2325线和强C II 1334线阻尼翼，精确测定蛇夫座ρ A和B方向的气相碳丰度，验证了两种方法的一致性，并确立了阻尼翼拟合技术的可靠性。
2026-06-29 astro-ph.GA
Using Molecular Lines to Determine Carbon and Nitrogen Abundances in the Atmospheres of Cool Stars
同时分析5100-5200和7930- 8100 A光谱区的C_2和CN分子谱带，对于精确测定类太阳恒星大气中的碳（C）和氮（N）丰度是一种很有前途的选择。在最近改进了两种分子的分子常数之后，这种新方法的实际实施成为可能。新的分子数据预测了正确的谱线强度和谱线位置;因此，它们被收录在维也纳原子谱线数据库（VALD）中，该数据库被天文学家和光谱学家广泛使用。在本文中，我们证明了分子数据分析提供C，特别是N丰度与原子线的一致。我们通过对三星的分析来说明这一点。考虑到在类太阳恒星的观测光谱中使用N1谱线的困难，我们的结果为使用C_2和CN分子谱线的组合来精确测定氮丰度提供了有力的论据。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Multiple Populations of M5 (NGC 5904)
利用我们新的Ca-CN-CH-NH测光方法，我们重新审视了球状星团（GC）M5。我们发现，M5是一个单金属GC与小金属分散。我们的碳丰度表明，M5 CN-s人口的$σ$ [C/Fe]，与贫化的碳和增强的氮丰度，是显着大的一个单一的恒星星族。我们的新分析表明，M5的CN-s人口是很好地描述了两个恒星星族：CN-s $_{\rm I}$，是CN-s的主要组成部分，具有中间的碳和氮丰度和CN-s $_{\rm E}$最贫碳和富氮丰度。我们发现，CN-s $_{\rm E}$是显着集中比其他人，而CN-w和CN-s $_{\rm I}$有类似的累积径向分布。红巨星分支凸点$V$星等是单金属星群中氦丰度的晴雨表，它与单个星群的平均碳丰度相关，表明碳丰度与氦丰度呈负相关。我们提出，CN-s $_{\rm E}$形成的气体，经历了质子捕获过程在高温下在最里面的区域的原GC的M5，居住在一个密集的周围密度环境。不久之后，CN-s $_{\rm I}$在空间上更广泛的区域中由原始气体稀释的气体形成，与其他人目前开发的数值模拟一致。
2021-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Caveats about measuring carbon abundances in stars using the CH band
本研究分析X-shooter光谱库中恒星碳丰度测量，发现基于CH带的[C/Fe]估计存在强模型依赖性，不同网格差异可达0.8 dex，提示需谨慎解释此类测量结果。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
HII Regions And the Protosolar Helium, Carbon, and Oxygen Abundances in the Context of Galactic Chemical Evolution
我们提出了不同的Z依赖的产率的银河系盘的化学演化模型。我们发现，太阳金属丰度的大质量恒星的适度的质量损失率产生一个很好的适合所观察到的银河系盘的C/H和C/O梯度。最佳模型还适合：由M17复合线导出的H、He、C和O丰度，由太阳邻近星导出的原太阳丰度和C/O-O/H、C/Fe-Fe/H和O/Fe-Fe/H关系。该模型与原太阳丰度的一致性意味着太阳起源于与它相似的银河系中心距离。我们的模型为$r=3$ kpc意味着一小部分的恒星在隆起的方向上形成的内盘。我们得到的模型与螺旋星系中河外H~{ \sc ii}区的C/O与O/H关系符合得很好。
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring oxygen abundances from stellar spectra without oxygen lines
氧是恒星和宇宙中最丰富的“金属”元素。但是，确定恒星中的氧丰度已被证明是具有挑战性的，因为它们的光谱中缺乏可检测的原子氧谱线，以及这些谱线的观测和理论复杂性（例如，共混物、3D、非LTE）。尽管如此，Ting等人（2017）最近能够证明，可以通过低分辨率（R $\simeq$ 2000）光谱确定氧丰度。在这里，我们调查的物理过程，使这样的测量冷恒星，如K-巨星。我们发现，最强的光谱诊断氧来自CNO原子分子网络，但表现在光谱特征，不涉及氧。在外层大气层中，大部分碳被锁定在CO中，氧丰度的变化直接影响所有其他含碳分子的丰度，从而改变CH、CN和C $_2$特征在光谱中的强度。在更深的大气层中，大多数碳以原子形式存在，氧丰度的任何变化对其他含碳分子的影响都很小。实现这种氧丰度测量的关键物理效应是光学中的光谱特征来自CO主导和原子碳主导区域，提供对C和O的非简并约束。除了手头的情况下，结果表明，物理健全的丰度测量不需要局限于那些元素，有可观察到的线本身。
2018-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
C, N and O abundances in red clump stars of the Milky Way
依巴谷轨道天文台揭示了银河系中大量燃烧氦核的“团块”恒星。这些低质量恒星表现出额外混合过程的特征，这需要在标准模型的第一次挖掘之外进行建模。12 C/13 C比值是最可靠的深混合诊断，因为它对所采用的恒星参数不敏感。在这项工作中，我们提出了12 C/13 C测定的34个银河系团星的样本以及氮，碳和氧的丰度。使用C2 Swan（0，1）带头在5635.5 A下研究碳的丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和12 C/13 C同位素比值。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。与太阳和银盘的矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约减少0.2德克斯，氮增加0.2德克斯，氧接近矮星的丰度。与演化模型的比较显示，这些恒星可以分为两类：一类是第一个上升的巨星，其碳同位素比率根据第一次挖掘预测而改变;另一类是氦核燃烧的恒星，其碳同位素比率因额外的混合而改变。被调查的恒星落在这些群体中的数量大致相等。
2010-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon enrichment in APOGEE disk stars as evidence of mass transfer in binaries
本研究利用APOGEE数据确认银河系盘星中碳和铈丰度增强与双星频率相关，支持碳增强源于双星质量转移，并在高-α盘星中发现碳丰度聚集现象。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Milky Way stellar disk. Carbon, nitrogen, oxygen, sulphur, potassium, and copper abundances for 714 F- and G-type dwarf stars in the solar neighbourhood
Lund University（隆德大学）
通过测量714颗邻近F/G矮星和亚巨星的C、N、S、K、Cu丰度及修正后的O丰度，发现O、S、K、C等元素丰度比具有强年龄敏感性，能清晰区分银河薄盘和厚盘种群，扩展了化学演化诊断能力。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting circumstellar chemistry of carbon-rich asymptotic giant branch stars. III. SiO and SiS abundances
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合 observatory）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden University（莱顿大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本文通过高分辨率ALMA观测和非本地热力学平衡模型，研究了五颗碳星中SiO和SiS的丰度分布，发现其丰度显著高于IRC+10216，且化学模型对SiO预测良好但对SiS的e-folding半径高估。
2026-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VIII. Carbon and oxygen
上下文：[删节]。对于银河系凸起，目前基本上没有对未进化恒星中的碳进行测量，这阻碍了我们将银河系化学进化模型与这个仍然神秘的恒星星族的观测数据进行适当比较的能力。目标：我们的目标是确定我们的91个微透镜凸起矮星和亚巨星样本的碳丰度。再加上对氧的新测定，这形成了第一个具有统计学意义的具有C和O丰度测量的膨胀星样本，并且C丰度没有被恒星内部的核燃烧过程改变。方法：分析是基于91颗矮星和次巨星的高分辨率光谱，这些恒星是在恒星亮度被高度放大的微透镜事件中获得的。碳丰度通过谱线合成9100 A附近的五条CI线来确定，氧丰度使用7770 A附近的三条OI线来确定。[简略]结果：样本中91颗恒星中有70颗的碳丰度可以确定，样本中91颗恒星中有88颗的氧丰度可以确定。[C/Fe]比基本上与[Fe/H]同步演变，以太阳值为中心。[O/Fe]-[Fe/H]趋势的外观非常类似于在凸起中观察到的其他α元素[缩写]。当把核球样本分成两个亚组时，一个小于8 Gyr，一个大于8 Gyr，这两个亚组中的恒星完全遵循太阳邻域薄盘和厚盘定义的元素丰度趋势。与最近的[C/O]-[O/H]平面上的银河系化学演化模型的比较表明，与数据最匹配的模型是考虑到银河系薄盘和厚盘计算的模型。[简略].
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
M3DIS -- A grid of 3D radiation-hydrodynamics stellar atmosphere models for stellar surveys. II. Carbon-enhanced metal-poor stars
针对传统一维恒星大气模型的偏差问题，本研究用M3DIS构建碳增丰贫金属星的三维辐射流体动力学模型，推导丰度修正值，修正后CEMP星占比等结果更符合银河系化学演化模型预期。
2025-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and Nitrogen Abundance Ratio In the Broad Line Region of Tidal Disruption Events
ASASSN-14 li、PTF-15 af和iPTF-16 fnl三个潮汐扰动事件的静止帧紫外光谱显示出较强的氮发射线，但碳发射线较弱或不可检测。在这三个天体中，C III] $λ1908$ /N III] $λ1750$比值的上限比类星体低约两个数量级，表明[N/C]丰度比很高。详细的光电离模拟，我们表明，$C^{2+}$和$N^{2+}$形成在同一个区域，所以C III]/N III]的比例只适度依赖于气体中的物理条件和弱的电离连续体的形状。在给定的金属丰度下，在气体密度和电离参数的宽范围内，线比的变化小于$0.5$ dex。这允许对氮与碳的相对丰度比的稳健估计。我们推导出ASASSN-14 li的[N/C] $>1.5$的相对丰度比，PTF 15 af和iPTF 16 fnl的[N/C]相对丰度比甚至更高。这表明，这些TDE源中的宽线区域是由氮增强的核心材料制成的，其在稍后的时间回落。根据恒星演化模型，破裂恒星的下限应大于0.6 M $_{\odot}$。谱线发射气体的化学丰度为耀斑起源于恒星潮汐破裂提供了有力的证据。PTF 15 af和iPTF 16 fnl中X射线发射的弱性与强宽吸收线的重合，以及ASASSN-li 14中没有这种线的强X射线发射，类似于有和没有宽吸收线的类星体。
2017-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
CNO abundances and carbon isotope ratios in evolved stars of the open clusters NGC 2324, NGC 2477, and NGC 3960
我们的主要目标是确定疏散星团NGC 2324、NGC 2477和NGC 3960中已演化巨星的碳-氮和碳同位素比，这些星团的关闭质量约为2 Msun，并将它们与理论模型的预测进行比较。使用差分合成光谱法分析高分辨率光谱。使用C2 Swan（0，1）带头在5135和5635.5 A处推导碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比值。氧丰度由6300 A处的[Oi]线确定。CNO丰度的平均值为[C/Fe]=-0.35+-0.06（s.d.），NGC 2324的7颗星[N/Fe]=0.28 ± 0.05，[O/Fe]=-0.02 ± 0.10，NGC 2477的6颗星[C/Fe]=-0.26 ± 0.02，[N/Fe]=0.39 ± 0.04，[O/Fe]=-0.11 ± 0.06; NGC 3960的6颗恒星的[C/Fe]=-0.39+-0.04，[N/Fe]=0.32+-0.05，[O/Fe]=-0.19+-0.06。平均C/N比分别为0.92 ± 0.12、0.91 ± 0.09和0.80 ± 0.13。平均12 C/13 C比值分别等于21+-1，20+-1和16+-4。将所研究的疏散星团中恒星的12 C/13 C和C/N比值与恒星演化模型预测的比值进行了比较。NGC 2324和NGC 2477的12 C/13 C和C/N比值的…
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting circumstellar chemistry of carbon-rich asymptotic giant branch stars. II. Abundances and spatial distributions of CS
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden University（莱顿大学）；Monash University（蒙纳士大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Gemini Observatory（双子座天文台）
本研究通过分析五颗碳星的星周化学，确定CS的丰度和空间分布，改进了碳星星周化学模型，并验证了IRC+10216作为典型碳星的代表性。
2025-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The connection between warm carbon chain chemistry and interstellar irradiation of star-forming cores
对暖碳链化学（WCCC）核心的一些观测表明，它们通常位于分子云的边缘附近。这一发现可能表明，WCCC在暴露于星际介质辐射的恒星形成核心中得到促进。我们的目标是研究这种核心中碳链的化学性质。对低质量恒星形成核心中的气体包进行了化学模拟，并将星际光子和宇宙射线的辐射水平与仅接受十分之一辐射的核心进行了比较。在全辐照模型中，发现碳链的丰度比低辐照模型高出几到几百倍。在星前阶段，可能在扩展的星周包层中，由于星际光子和宇宙射线对气体和尘埃的照射，碳链丰度较高。一个完整的标准宇宙射线诱导电离率是必不可少的高碳链丰度峰发生在拱星包层，这是加热的原恒星（“真正的”WCCC现象）。全辐照模型比低辐照模型具有更低的复杂有机分子丰度。我们的结论是，WCCC可能是由恒星形成核心暴露于星际辐射，甚至只是宇宙射线造成的。附录描述了计算宇宙射线诱导解吸速率的最新精确方法。
2021-02-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
Molecular diagnostics for the mid-infrared emission of planet-forming disks. Carbon and oxygen elemental abundances
Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理学研究所）
研究通过构建25个模型网格，探讨了类星盘中碳和氧丰度变化对中红外光谱的影响，识别出可用于推断C/H、O/H及C/O比值的分子诊断方法。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting metallicities and carbon abundances from Gaia XP spectra for (carbon-enhanced) metal-poor stars
本研究利用神经网络结合Gaia XP光谱预测千万级恒星的金属丰度与碳丰度，识别出约2000颗高置信度碳增丰贫金属星，验证了富碳星比例的金属丰度依赖规律，为富碳恒星族群研究提供了均一样本。
2025-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Isotope Ratios in M10 Giants
在球状星团M10（NGC 6254）中，我们测量了31颗巨型分支星的碳丰度和$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$比，之前的CN和CH波段测量跨度为-2.33 $<$ M $_{\rm V}$ $<$ 0.18。通过比较$\sim 2.3\, μ\mathrm{m}$处的CO特征，特别是$2.37\, μ\mathrm{m}$处的$^{13}$ CO带头，与MOOG生成的合成光谱，确定丰度。观测到的光谱是用Gemini North上的GNIRS获得的，分辨率为R $\approx 3500$。来自红外光谱的碳丰度同意与以前的[C/Fe]测量发现使用CN和CH功能在近紫外/蓝色波长范围。我们发现，第一代恒星（CN-正常;共13颗恒星）的平均碳同位素比为$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$ = 5.10 $_{-0.17}^{+0.18}$，第二代恒星（CN-增强; 15颗恒星）的平均碳同位素比为$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$ = 4.84 $_{-0.22}^{+0.27}$。因此，我们发现在观测到的星等范围内，两个群体中恒星之间的$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$比率没有统计学上的显著差异。最后，我们创建了预期的碳，氮，和$^{12}\mathrm{C}/^…
2019-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring giant barium stars: $^{12}\rm{C}/^{13}\rm{C}$ ratio and elemental abundances of carbon, nitrogen, and oxygen
本研究对180颗钡巨星开展局部热力学平衡分析，获取碳氮氧丰度及$^{12}\rm{C}/^{13}\rm{C}$比值，为$s$过程研究提供补充观测约束。
2025-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and nitrogen abundances of individual stars in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
利用VLT/VIMOS MOS观测数据，在分辨率R= 1150的4020 ° C下测量了玉夫座矮球状星系中94颗红巨星分支（RGB）星的[C/Fe]和[N/Fe]丰度比以及CH（λ4300）和S（λ3883）指数。这是第一次，[N/Fe]丰度推导出大量的恒星在一个矮椭球。我们发现[C/Fe]丰度在整个金属丰度范围内随着RGB上亮度的增加而降低的趋势，这是在场和球状星团巨星中观察到的现象，这可以在部分处理的CNO材料的进化混合框架中解释。我们对[C/Fe]和[N/Fe]的测量结果与相似光度和金属丰度的恒星的理论预测符合得很好。我们检测到的碳丰度在给定的[Fe/H]，这不能单独归因于测量的不确定性的分散。我们解释这一观测证据的结果，不同的核合成源随着时间的推移，没有很好地混合星际介质的贡献。我们报告发现了两颗新的碳增强型贫金属恒星。这很可能是由渐近巨星分支星富集的物质污染的结果，正如我们估计的[Ba/Fe]>+1。我们还试图寻找溶解的球状星团在该领域的星系，寻找独特的C-N模式的第二人口球状星团恒星在以前检测到的，非常贫金属，化学动力学的子结构。我们在这组恒星中没有发现化学异常。然而，少量的统计数据和有限的空间覆盖范围不允许我们排除这样的假设，即这种子结构形成的潮汐粉碎球状星团的一部分。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of 1111 FGK stars from the HARPS GTO planet search program IV. Carbon and C/O ratios for Galactic stellar populations and planet hosts
我们研究碳丰度有两个目的。一方面，我们希望在银河系化学演化的背景下评估碳的行为。另一方面，我们专注于可能的依赖性的碳丰度的行星的存在和各种因素（如不同的氧线）的影响上的C/O元素比的测定。我们从HARPS-GTO样本中的757颗FGK恒星的两条原子线推导出碳的化学丰度。这些丰度是使用自动测量的EW和Kurucz ATLAS 9大气网格用代码MOOG得出的。氧丰度，使用不同的线得出，取自本系列以前的论文，并更新了新的恒星参数。我们发现，厚盘和薄盘恒星的[C/Fe]在整个金属丰度范围内是化学分离的，它们有共同之处。此外，高$α$富金属星的[C/Fe]比也比薄盘星高，分离度高，达到[Fe/H]\，$\sim$\，0. 2\，dex. [C/O]比呈现出一个总体平坦的趋势，作为[O/H]的函数，但当考虑到类似金属量的恒星时，这种趋势变成了负值。我们发现初步的证据表明，恒星的低质量行星在较低的金属丰度有较高的[C/Fe]比恒星没有行星在相同的金属丰度，以同样的方式已经发现的$α$元素。最后，当使用6158 A的氧线时，我们绝大多数恒星的元素C/O比低于0.8，然而，6300 A的禁氧线提供了系统性的更高C/O值。此外，通过使用不同的大气模型的C/O比可以有一个不可忽略的差异冷星。因此，碳氧比应按比例缩放到一个共同的太阳能参考，以正确评估其行为。
2021-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Binarity among CEMP-no stars: an indication of multiple formation pathways?
碳增强贫金属（CEMP）恒星包括很大比例的最低金属丰度恒星。在CEMP-no子类别中的恒星没有显示出任何s-过程增强，因此不能很容易地用从双星AGB伴星转移碳和s-过程元素来解释。我们已经进行了径向速度监测的样本22 CEMP-没有星，以进一步研究的作用，联在这种类型的CEMP星。我们发现四个新的二进制CEMP没有明星的径向速度变化的基础上，从而显着扩大人口的已知双星，共11个。新的二元系统之一是HE 0107-5240，它是已知最贫铁的恒星之一，支持该恒星丰度模式起源的二元转移模型。在我们的样本中，我们发现一个差异，在二进制分数取决于绝对碳丰度，与二进制分数$47^{\,+15\,}_{\,-14} \%$的恒星具有较高的绝对碳丰度和$18^{\,+14\,}_{\,\,-9} \%$的恒星具有较低的绝对碳丰度。这可能意味着高碳丰度和贫金属恒星的双星性之间的关系。虽然双星并不等同于质量转移，但双星系统中的CEMP-no星可能已经被污染，因此在解释它们的丰度模式时必须小心。我们还展示了盖亚发现其他二元候选者的潜力。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
HCT/HESP study of two carbon stars from the LAMOST survey
碳星，增强了碳和中子捕获元素，提供了丰富的信息的核合成历史的银河系。在这项工作中，我们提出了有史以来第一个详细的丰度分析碳星LAMOSTJ091608.81+230734.6和详细的丰度分析的中子捕获元素的对象LAMOSTJ151003.74+305407.3。还提供了LAMOSTJ 151003.74 +305407.3的元素C、O、Mg、Ca、Cr、Mn和Ni丰度的更新。我们的分析是基于高分辨率光谱获得的使用汉勒Echelle摄谱仪（HESP）连接到喜马拉雅钱德拉望远镜（HCT），IAO，汉勒。这两个天体的恒星大气参数（T $_{eff}$，logg，微折射率$ζ$，金属丰度[Fe/H]）分别为（4820，1.43，1.62，$-$ 0.89）和（4500，1.55，1.24，$-$ 1.57）。给出了C、N、O、Na、$α$ -元素、Fe峰元素和中子俘获元素Rb、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Pr、Nd、Sm和Eu的丰度估算。我们的分析表明，恒星LAMOSTJ 151003.74 +305407.3是一颗CEMP-r/s星，而LAMOSTJ 091608.81 +230734.6是一颗CH巨星。我们已经研究了如果i-过程模型的产量（[X/Fe]）的重元素可以解释观测到的CEMP-r/s星的丰度的参数模型为基础的分析。中子密度相关的[Rb/Zr]比得到的负值确认前低质量AG…
2021-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Peculiar abundances of the cool carbon star HE 1104-0957
本文首次对极贫金属碳星 HE 1104-0957 进行高分辨率丰度分析，发现其碳、氧、氮及 r-过程元素显著增强，但不属于任何已知 CEMP 子类，且表面化学组成与典型 C-R 星预期相矛盾。
2023-12-04 astro-ph.GA 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
Spectroscopic study of four metal-poor carbon stars from the Hamburg/ESO Survey: On confirming the low-mass nature of their companions
外生碳星的元素丰度提供了对早期星系中元素的起源和演化知之甚少的见解。在这项工作中，我们提出了一个详细的光谱分析的结果，四个潜在的碳星候选人从汉堡/ESO调查（HES）HE~0457 $-$ 1805，HE~0920 $-$ 0506，HE~1241 $-$ 0337，和HE~1327 $-$ 2116。该分析基于Mercator/HERMES（R $\sim$ 86，000）和SUBARU/HDS（R $\sim$ 50，000）获得的高分辨率光谱。虽然丰度的几个元素，如铁，C和O可从中等分辨率的光谱，我们提出了有史以来第一次详细的高分辨率光谱分析这些对象。HE~0457 $-$ 1805和HE~1241 $-$ 0337是CEMP-s星，HE~0920 $-$ 0506是CH星，HE~1327 $-$ 2116是CEMP-r/s星。对象HE~0457 $-$ 1805是确认的二进制，而其它对象的二进制状态是未知的。程序星在绝对碳丰度A（C）与[Fe/H]图上的位置指向它们的双星性质。我们已经检查了各种元素的丰度比的程序星，并证实了低质量的性质，他们的前AGB的同伴。我们已经证明，i-过程模型可以成功地再现在HE~1327 $-$ 2116中观察到的丰度模式。基于FRUITY模型对HE~0457 $-$ 1805、HE~0920 $-$ 0506和HE~1241 $-$ 0337进…
2022-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
