Non-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Solar cycle observations of the Neon abundance in the Sun-as-a-star
太阳内部的性质可以通过对太阳振荡的日震学测量来精确地确定。然而，这些测量结果与使用太阳大气的3-D流体动力学模型得出的光球元素丰度相冲突。这种理论和日震学的分歧被称为$"$太阳模拟问题$"$。一种可能的解释是，光球层的氖丰度比一般公认的要大，而这种丰度是由日冕层的氖/氧比值与光球层的氧丰度相结合而间接推导出来的。对冷恒星的观测也支持了这一观点。在最慢的太阳风流和日冕流中，Ne/O丰度比也随着太阳周期而变化，并且在流中从太阳最大值到最小值的变化（$\sim$ 0.1到0.25）足够大，可能使一些太阳模型与地震数据相一致。本文利用2010- 2014年太阳动力学观测站EUV变率实验（EVE）的日采样观测资料，研究了当太阳被看作恒星时，日冕Ne/O丰度比是否随太阳活动周期而变化。我们发现，只有一个弱的依赖，和适度的反相关，与太阳活动周期与测量的比率约0.2- 0.3 MK从0.17下降到0.11在太阳活动最小的。在较高的温度下（0.3- 0.6 MK），这种效应被放大，反相关性更强，比值从太阳活动极小期的0.16下降到太阳活动极大期的0.08。我们在太阳极小期找到的值太低，无法解决太阳建模问题。
2018-05-18 astro-ph.SR
Noble gases Neon and argon: a role for the chemical patterns of multiple populations in globular clusters?
Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Roma（国家天体物理研究所罗马天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Augusto Righi, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学奥古斯托·里基物理与天文系）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Padova（国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Univ. di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）
研究通过调整氖和氩的丰度，探讨球状星团NGC 2808中极端群体的形成机制及多群体化学模式的作用。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
V605 Aquilae: a born again star, a nova or both?
天鹰座V605现在被广泛认为是一颗后渐近巨星分支星上发生的最后一次氦壳闪光的结果。这颗爆发的恒星位于一个古老的行星状星云的中间，与爆发有关的喷出物缺乏氢，这一事实支持了这一诊断。然而，在那次爆发中喷射出的物质也非常富含氖，这表明它来自氧氖镁星，就像所谓的氖新星一样。因此，我们试图构建一个解释星云及其中心恒星的所有观测结果的方案，包括喷出物丰度。我们发现有两种情况有可能解释观测结果，尽管两者都不是完美的匹配。第一种情况是一颗主序星和一颗巨大的氧氖镁白矮星合并。第二个调用了一个氧-氖-镁经典新星，发生在最后一个氦壳闪光后不久。第一种情况的主要缺点是无法确定喷出物是否具有所观察到的成分，以及合并是否会导致今天在恒星中观察到的氢缺乏恒星丰度。第二种情况是基于更好地理解物理学，但是，通过人口合成技术，我们确定其发生频率应该是非常低的，可能低于所观察到的系统的数量所暗示的。虽然我们无法想象一个自然解释这个物体的场景，但这是第二个最终的闪光星，经过仔细观察，发现它有氢缺乏的喷出物，氖丰度异常高。这些发现与最终氦壳闪光的预测形成鲜明对比，并寻求另一种解释。
2010-10-01 astro-ph.SR
Stellar Abundances in the Solar Neighborhood: The Hypatia Catalog
我们编译光谱丰度数据从84个文献来源的50个元素在3058颗恒星在太阳附近，在150 pc的太阳，产生Hypatia目录。我们评估了不同调查报告的同一颗恒星的丰度测量的变化。我们还探讨了银河系内的恒星可能的关联，相应的观测和丰度测定方法Hypatia的所有目录，特定目录的整体丰度趋势的影响，以及将所有丰度归一化到相同的太阳尺度的效果。希帕蒂娅星表中大量的恒星丰度测定结果仅针对薄盘恒星进行分析，其观测结果与文献来源之间是一致的。由于我们的大数据集，我们发现，在太阳附近的恒星可能揭示了一个不对称的丰度分布，这样一个[Fe/H]-丰富的集团接近中平面是缺乏镁，硅，硫，钙，钪II，铬II，和镍相比，恒星远离平面。Hypatia星表有着广泛的应用，包括系外行星宿主，厚盘星和薄盘星，或具有不同运动学特性的恒星。
2014-05-26 astro-ph.SR
Nuclear Thermometers for Classical Novae
经典新星是发生在双星系统中的恒星爆炸，由一颗白矮星和一颗主序星伴星组成。大质量白矮星表面的热核逃逸，由氧和氖组成，据信达到数亿开尔文的峰值温度。这些温度与下面的白矮星质量密切相关。这种模型的观测对应物可能与在其壳层中显示出强烈的氖谱线的爆发（氖新星）有关。这项工作的目标是调查如何有用的元素丰度是约束在这些爆发期间达到的峰值温度，并确定如何强大的“新星温度计”相对于不确定的核物理输入。我们提出了更新的观测丰度在氖新星，并进行了一系列的流体动力学模拟几个白矮星群众。我们发现，最有用的温度计，N/O，N/Al，O/S，S/Al，O/Na，Na/Al，O/P，和P/Al，是那些最陡峭的单调依赖于峰值温度。这些温度计的灵敏度热核反应速率的变化进行了探讨，使用后处理核合成模拟。N/O、N/Al、O/Na和Na/Al比值是稳健的，这意味着它们受不确定速率的影响最小。然而，它们对峰值温度的依赖性相对较弱。O/S、S/Al、O/P和P/Al的比值显示出强烈的温度依赖性和知之甚少的30 P（p，g）31 S速率。我们将我们的模型预测与氖新星观测结果进行了比较，并获得了以下基本白矮星质量的估计：1.34-1.35太阳质量（V838 Her），1.18-1.21太阳质量（V382 Vel），<1.3太阳质量（V693 CrA），<1.2太阳质量（LMC 1990#1）和<1.2太阳质量（QU Vul）。
2012-11-20 astro-ph.SR
Non-LTE analysis of copper abundances for the two distinct halo populations in the solar neighborhood
通过一系列的工作，在太阳附近发现了两个不同的晕族。它们可以通过[α \Fe ]和包括[Cu/Fe]在内的几种其他元素丰度比清楚地分离。最近，一项非局部热力学平衡（non-LTE）研究表明，在铜丰度分析中，LTE和非LTE结果之间存在相对较大的偏差。我们的目标是从Nissen et al（2010）的样本中推导出恒星的铜丰度，包括LTE和非LTE计算。基于我们的研究结果，我们研究了铜的非LTE效应，并研究了在非LTE [Cu/Fe]结果中高α种群是否仍然可以与低α种群区分开来。我们的微分丰度比来自VLT/UVES和NOT/FIES光谱仪收集的高分辨率光谱。应用MAFAGS不透明度采样大气模型和光谱合成方法，利用实验室和理论计算获得的现有原子数据，基于新的原子模型计算了非LTE大气中铜的丰度。与LTE结果相比，根据恒星参数，从非LTE计算确定的铜丰度增加了0.01至0.2 dex。在金属丰度范围-1.6<[Fe/H]<-0.8内，非LTE [Cu/Fe]趋势比LTE趋势平坦得多。考虑到非LTE效应，高α星和低α星仍然显示出可区分的铜丰度，这在非LTE [Cu/Fe]与[Fe/H]的图中显得更加清晰。铜的非LTE效应很强，特别是在贫金属恒星中。我们的研究结果证实，有两个不同的晕人口在太阳附近。铜丰度的二分法是每个种群的一个独特特征，表明它们形成于不同的环境，并遵循不同的情景进化。
2015-11-13 astro-ph.SR
3D simulations of convective shell Neon-burning in a massive star
本研究通过3D流体力学模拟大质量星晚期氖燃烧对流区湍流，发现低分辨率即可捕捉对流主体但边界需高分辨率，且低核反应增强时1D混合方法有效，但同时间尺度事件需更复杂处理。
2024-05-31 astro-ph.SR
Simulating Chemical Abundances in the Circumstellar Nebula of the Late Stage Binary RY Scuti
本研究通过SOFIA/FORCAST观测晚期双星RY Scuti的星周星云，结合Cloudy建模推导氖、硫、铁的超丰特征，证实主星外层经RLOF剥离，支持其向沃尔夫-拉叶星演化的结论。
2025-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Study of the Envelope of the Hybrid Nova V458 Vul and Surrounding Nebula
光谱观测的混合V458 Vul之间获得的亮度最大值后的第9和778天进行了分析。在星云阶段检测到禁止[FeVII]铁线的短周期，每日轮廓变化，以及与光度和X射线周期相关的长周期（约60天）周期变化。氦、氖和铁在新星包层中的丰度已经被估计出来。氦、氖和铁的丰度分别超过太阳值的4.4、4.8和3.7倍。包膜质量为1.4 $\times$ 10 $^{-5}$ M $_{\odot}$。计算了行星状星云西北结和东南结的电子温度和数密度。西北结的温度为Te = 10 000 K，东南结的电子数密度为n $_{e}$ = 600 cm $^{-3}$，Te = 13 000 K，n $_{e}$ = 750 cm $^{-3}$。
2015-08-17 astro-ph.SR
Search for associations containing young stars (SACY):II. Chemical abundances of stars in 11 young Associations in the Solar neighborhood
最近发现的同时代的，在太阳附近的年轻恒星天体移动群体代表了宝贵的实验室，研究最近的恒星形成和寻找高金属丰度的恒星，可以包括在未来的系外行星调查。在这项研究中，我们通过一个统一的和均匀的方法推导出恒星大气参数和丰度的铁，硅和镍在63后T-Tauri星附近的11个年轻的协会。我们进一步比较了两个不同的主序前（PMS）和主序星（MS）人口的结果。恒星大气参数和丰度这里提出的是通过激发/电离平衡的铁在恒星光谱中使用的个别线的等效宽度。此外，我们比较了所观察到的巴耳末线与合成配置文件计算模型大气与不同的线形成代码。我们发现，合成的配置文件与观测到的配置文件相当吻合，尽管许多恒星的巴耳末线基本上被填充，可能是由色球发射。太阳金属丰度是研究的所有附近年轻星协的共同趋势。每个星协内的低丰度分散加强了这样一种想法，即这些附近年轻星协的起源与附近的恒星形成区（SFR）有关。铁以外的其他元素的丰度与以前在太阳附近的主序星上的结果一致。在这项研究中进行的新发现的附近年轻协会成员的化学表征，并打算在随后的工作中继续进行，对于理解和测试本地恒星形成的背景和星系的演化历史至关重要。
2009-04-07 astro-ph.SR
White dwarf collisions and the meteoritic Ne-E annomaly
对原始陨石中稀有气体的分析表明，与太阳系的平均值相比，存在异常的同位素丰度。特别地，已经发现一些石墨颗粒含有出乎意料的高丰度的氖-22。这种过量的氖-22通常归因于钠-22在核心坍缩超新星的O/Ne燃烧层中产生的放射性衰变。在这次演讲中，我们推测一个不同的起源，一个致密的物体（白矮星，中子星或黑洞）的结晶白矮星的破坏。
2018-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Phosphorus Abundances of B-Type Stars in the Solar Neighborhood
本文通过non-LTE分析测定约80颗太阳邻域B型恒星的磷丰度，发现HgMn星显著超丰而正常B型星经non-LTE改正后系统性偏低约0.2–0.3 dex，揭示了与银河系化学演化相矛盾的问题。
2024-09-04 astro-ph.SR
Presolar Grains from Novae: Evidence from Neon and Helium Isotopes in Comet Dust Collections
陨石和行星际尘埃粒子（IDP）中的前太阳颗粒携带非太阳同位素特征，指向超新星，巨星和可能的其他恒星来源。有人认为，这些颗粒中的一些凝聚在经典新星爆发的喷出物中，但证据是模糊的。我们报告的氖和氦的成分捕获的平流层收集器飞到样品材料从彗星26 P/格里格-Skelberup和55 P/Tempel-塔特尔，指向冷凝的气体载体在喷出物的氖（ONe）新星。在这些粒子中没有可检测到的3 He表明空间暴露于最多几十年的太阳风（SW）照射，与彗星尘埃流的起源一致。测定的~ 4 He/~（20）Ne、~（20）Ne/~（22）Ne、~（21）Ne/~（22）Ne和~（20）Ne/~（21）Ne同位素比值以及~ 3 He/~ 4 He比值的下限与氖新星爆发核合成的计算结果一致。其中，独特的低4 He/20 Ne和高20 Ne/22 Ne的比例是最诊断，反映了大预测20 Ne丰度在这样的新星喷出物。彗星物质中Ne和He成分的测量值与理论预测值的对应关系是早期太阳系中存在来自新星的太阳前颗粒的证据。
2012-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical abundances of solar neighborhood RR Lyrae stars
我们分析了18颗天琴座RR型恒星的样本，（17个基模- RRab -和一个第一泛音- RRc）和三个星族II造父变星（两颗BL Her星和一颗W Vir星），其中高分辨率（R $\ge$ 30000），高信噪比（S/N $\ge$ 30）光谱是用国家伽利略望远镜（西班牙拉帕尔马）的SARG或ESO甚大望远镜（智利帕拉纳尔）的UVES获得的。还分析了几颗恒星的档案数据，对每颗恒星取样$\gtrsim$ 3个相位。我们得到了大气参数（T $_{\rm{eff}}$、log $g$、v $_{\rm{t}}$和[M/H]）以及几种铁峰和$α$元素的丰度（Fe、Cr、Ni、Mg、Ca、Si和Ti），在覆盖-2.2 $<$ [Fe/H] $<$ -1.1 dex的整个样品上获得$<$ [ $α$ /Fe] $>$ =+0.31 $\pm$ 0.19 dex。我们发现，硅确实是非常敏感的阶段，由以前的作者报道，并不能可靠地确定。除此之外，金属丰度和丰度比一致地确定，无论阶段如何，在0.10-0.15 dex范围内，尽管在$0\lesssimϕ\lesssim0.15$范围内应谨慎使用。我们的研究结果与文献确定的可变和不变场的恒星，获得非常不同的方法，包括低和高分辨率光谱。W Vir和BL Her星，至少在采样阶段，从光谱分析的角度来看，与RRab没有区别。我们的大样本，涵盖所有的脉动阶段，证实…
2014-12-15 astro-ph.SR
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
An overabundance of oxygen in planetary nebulae of the solar neighborhood
我们研究的氧丰度在5个H II区域和7个行星状星云（PNe）位于2千秒差距内，从太阳，具有高质量的光谱。我们的分析使用类似的程序和相同的原子数据来获得所有对象的丰度。用H Ⅱ区碰撞激发线计算的结果表明，局部星际介质是非常均匀的，12+log（O/H）=8.45-8.54。至于PNe，七个中有六个显示出明显更高的丰度：12+log（O/H）=8.65-8.80。当我们考虑复合线所暗示的丰度时，PNe中氧的过剩也成立。
2011-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy Elements Abundances Inferred from the First Adiabatic Exponent in the Solar Envelope
本研究利用日震反演得到的高精度第一绝热指数剖面，通过SAHA-S物态方程合成剖面拟合，测定了太阳对流区主要重元素的丰度，结果与光谱观测值相符。
2024-10-07 astro-ph.SR
Chemical Homogeneity in the Orion Association: Oxygen Abundances of B Stars
我们提出了非LTE氧丰度的样本中的猎户座协会的B星。丰度计算包括非LTE谱线形成，并使用完全覆盖的非LTE模型大气。恒星参数与Cunha & Lambert（1994）先前研究中采用的参数相同。我们发现，年轻的猎户座恒星在这个样本中的10颗恒星被描述为一个单一的氧丰度的平均值为A（O）=8.78和一个小的分散度为+/- 0.05 dex，这是在分析中的不确定性的顺序。这一平均氧丰度与Cunha & Lambert（1994）先前获得的平均氧丰度相当：A（O）= 8.72 +/- 0.13，尽管这一早期研究基于LTE中的非覆盖模型大气，显示出更大的分散性。在我们以前对氖和氩的研究中也发现了猎户座B星化学丰度的小分散;所有这些都基于相同的有效温标。猎户座星协的氧丰度分布与太阳附近的氧丰度的其他结果比较好。
2011-10-26 astro-ph.SR
Chemical abundances in Orion protoplanetary discs: integral field spectroscopy and photoevaporation models of HST 10
在热的大质量恒星附近的光蒸发原行星盘（proplanetary discs），如猎户座中发现的那些，是恒星形成、早期盘演化、行星形成和H II区天体物理学领域的重要研究对象。它们的元素丰度在很大程度上是未知的，不像主序星或宿主猎户座星云。我们提出了一个光谱分析的猎户座programmed的HST 10，积分场观测的基础上与甚大望远镜/火焰纤维阵列与0.31”x 0.31”的空间像素。该probrad及其附近的成像在一个6.8”x 4.3”的区域内的各种发射线。红化、电子密度和温度由各种线路诊断绘制出来。氦的丰度，和八个重元素的测量相对于氢使用的直接方法的基础上[O III]电子温度。O/H和S/H的丰度比推导不诉诸电离校正因子。我们构建了动态光蒸发模型的HST 10与多云微物理代码，验证氧和硫的丰度。除[O I] 6300-A和[S II] 4069-A外，模型拟合对所提供的所有谱线均符合要求。该模型表明，氖的经典电离校正因子显着低估（0.4德克斯），该元素的丰度在低电离条件下的HST 10。除了铁元素的气相丰度比猎户座星云低0.3 dex，大部分其他元素的气相丰度与猎户座星云没有显著差异。HST 10中的碳、氧和氖的丰度与猎户座B型恒星中的丰度几乎相同。
2013-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Sun. A typical star in the solar neighborhood?
太阳是化学丰度研究的基本标准，因此了解太阳丰度模式是否代表太阳邻域是很重要的。虽然在低精度（0.05 - 0.10 dex）下，太阳似乎是一个典型的太阳金属丰度盘星，但在高精度（0.01 dex）下，它的丰度模式与太阳双星相比似乎是异常的。太阳显示出耐火元素的缺乏，这可能是由于类地行星的形成。巨行星的形成也可能在恒星的化学成分中引入一个签名。我们讨论了行星的签名，也增强了中子捕获元素的太阳双星18斯科。
2013-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fluorine in the Solar neighborhood: No evidence for the neutrino process
渐近巨星分支恒星是已知的生产“宇宙”氟，但它是不确定的，这些恒星是否是氟在太阳附近的主要生产者，或者如果任何其他建议的形成网站，II型超新星和/或沃尔夫-拉叶星，是更重要的。最近的文章提出了渐近巨星分支恒星以及II型超新星作为太阳附近氟的主要来源。在本文中，我们着手确定附近的49个样本中的氟丰度，明亮的K-巨星，我们以前已经确定了恒星参数以及α丰度均匀的光学高分辨率光谱。氟丰度由用分光计Phoenix观察到的2.3 $μ$ m HF分子线确定。我们将氟的丰度与主要产生于II型超新星的α元素的丰度进行比较，发现氟和α元素并不同步演化，排除了II型超新星是太阳系附近氟的主要生产者。此外，我们还发现了氟相对于氧的次级行为，这是另一个证据，反对II型超新星在太阳附近氟的产生中发挥重要作用。氟的这种次级行为将对其他两个建议的生产地点的恒星模型提出新的限制：渐近巨星分支星和沃尔夫-拉叶星。
2016-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analyses of helium-rich subluminous B stars
光谱类型为O型和B型（He-sdB）的富氦热次矮星之间的联系相对来说还没有被探索过，因为后者在20世纪80年代被大量发现。为了进一步探索这种联系，我们分析了六颗He-sdB恒星的表面组成，包括LB 1766，LB 3229，SB 21（= Ton-S 137 = BPS 29503-0009），BPS 22940-0009，BPS 29496-0010和BPS 22956-0094。不透明度采样线覆盖模式大气已被用于推导大气特性和元素丰度。与太阳相比，所有恒星都是中等贫金属的（[Fe/H] ~ -0.5）。四颗恒星富含氮，其中两颗富含碳，至少有四颗似乎富含碳。数据不足以排除任何样本中的二元性。表面成分和富含氮的He-sdBs的轨迹目前最好的解释是两个氦白矮星的合并，或者可能是一个氦白矮星和一个后sdB白矮星的合并。富C He-SDB需要进一步研究。
2010-08-04 astro-ph.SR
Ages of 70 dwarfs of three populations in the solar neighborhood: considering O and C abundances in stellar models
氧和碳是构成恒星星族的重要元素。它们的行为与恒星星族的形成历史有关。C和O丰度也会明显影响恒星不透明度和总金属丰度$Z$。利用观测到的高质量光谱特性，我们构造了含C和O元素的恒星模型，对70颗贫金属矮星给出了更精确的年龄，这些贫金属矮星被确定为高$α$晕、低$α$晕和厚盘星。我们的研究结果表明，高$α$晕星比低$α$晕星相对老约2.0 Gyr。厚盘种群的年龄范围介于两个晕种群之间。年龄分布剖面表明，高$α$晕和低$α$晕星与Zolotov等人的原位吸积模拟相匹配，而厚盘恒星可能是在一个相对静止和持久的过程中形成的。我们还注意到，恒星的年龄是非常敏感的O丰度，因为年龄明显增加[O/Fe]值。此外，我们还获得了几颗年龄特殊的恒星，其中包括2颗年轻的厚盘星和12颗年龄大于宇宙年龄的恒星。
2016-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. IV. Lithium abundances
我们研究了属于F和G主序星的两个晕族的恒星的锂丰度是否存在差异，这些恒星先前被发现在金属丰度范围为-1.4 < [Fe/H] <-0.7的情况下[α/Fe]不同。Li丰度来自使用MARCS模型大气的高分辨率光谱中测量的LiI 6707.8 A线。此外，恒星的质量是确定的logTeff - logg图之间的Yonsei-Yale演化轨迹插值。高α晕星和低α晕星的锂丰度没有显著的系统差异。对于大多数质量为0.7 < M/Msun < 0.9，重元素质量分数为0.001 < Z < 0.006的恒星，Li丰度符合关系式A（Li）= a0 + a1 M + a2 Z + a3 MZ，其中a0，a1，a2，a3为常数。将这个关系外推到Z = 0导致Li丰度接近从标准大爆炸核合成计算和WMAP重子密度预测的原始值。然而，这个关系并不适用于[Fe/H] <-1.5的恒星。我们认为，富含金属的晕星形成的锂丰度接近原始值，在其大气中的锂已耗尽的时间与恒星质量和Z的近似线性依赖。高α星和低α星的锂丰度没有系统性差异，这表明环境效应对锂的破坏并不重要。
2012-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Homogeneity of Sun-like Stars in the Solar Neighborhood
恒星的组成是天文学中许多主题的关键诊断工具，例如银河系的演化，行星的形成和太阳的独特性。以前的光谱测量表明，具有相似总体金属含量的恒星的元素丰度模式存在很大的内在变化。然而，由于恒星模型的不准确性而产生的系统误差是这类研究的一个限制因素，因此无法确定所观察到的恒星丰度模式的多样性在多大程度上是真实的。本文报道了79颗类日恒星在100秒差距内30种元素的丰度，精度为2%。系统误差在这项研究中最小化的太阳双星和执行线的差分分析，使用高分辨率，高信号噪声光谱。我们在$10^{-3}$ dex Gyr $^{-1}$的精度下解析了银河系化学演化中的[X/Fe]丰度趋势，并揭示了具有相似年龄和金属丰度的恒星具有几乎相同的丰度模式。与以前的结果相反，我们发现太阳金属丰度恒星中的碳氧和镁硅比在整个太阳附近都是均匀的，在10%以内，这意味着系外行星可能表现出比以前认为的少得多的成分多样性。最后，我们证明，太阳有一个微妙的耐火材料相对于>80%的太阳双胞胎（在2 $σ$置信度），这表明一个可能的路标行星系统像我们自己。
2018-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundance analysis of the recurrent nova RS Ophiuchi (2006 outburst)
我们提出了一个分析的元素丰度的喷出物的经常性新星RS Oph使用公布的光学和近红外光谱在2006年爆发。我们使用云光电离程序通过改变几个参数来产生合成光谱，然后将模型产生的光谱与在两个时期获得的观测发射线光谱进行匹配。我们通过$χ^{2}$最小化技术获得最佳拟合模型参数。我们的模型结果与观测到的光学和近红外光谱吻合得很好。最佳拟合的模型参数是兼容的热白矮星源的T $_{BB}$为5.5 - 5.8 $\times$ 10 $^{5}$ K和大致恒定的亮度为6 - 8 $\times$ 10 $^{36}$尔格s $^{-1}$。通过分析，我们发现以下丰度（按数量）与太阳有关的元素：He/H = 1.8 $\pm$ 0.1，N/H = 12.0 $\pm$ 1.0，O/H = 1.0 $\pm$ 0.4，Ne/H = 1.5 $\pm$ 0.1，Si/H = 0.4 $\pm$ 0.1，Fe/H = 3.2 $\pm$ 0.2，Ar/H = 5.1 $\pm$ 0.1，和Al/H = 1.0 $\pm$ 0.1，所有其他元素被设定为太阳丰度。这表明，相对于太阳，氦，氮，氖，铁和氩的喷出物显着增强。利用得到的参数值，我们估计出一个喷射的质量在3.4 - 4.9 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_{\odot}$，这是与观测结果相一致的范围。
2015-02-28 astro-ph.SR
Improving stellar parameter and abundance determinations of early B-type stars
在过去的几年里，我们做了很大的努力，以减少统计和系统的不确定性，恒星参数和化学丰度的早期B型星的测定。非LTE线形成计算和一种新的自洽光谱分析方法的强大的模型原子的建设是决定性的，以实现前所未有的精度的结果。它们经过了广泛的测试，并被应用于OB星协和太阳附近区域恒星的高质量光谱，涵盖了广泛的参数范围。最初，氢、氦和碳在光学/近红外光谱范围内的大部分谱线首次以一致的方式同时再现，大大提高了已发表工作结果的准确性。通过考虑氧、氖、硅和铁的额外电离平衡，有效温度的不确定性低至~1%，表面重力约为10%，元素丰度约为20%-相比之下，使用标准方法约为5- 10%，约为25%，系数约为2-3。当我们对早期B型星的方法与90年代和最近使用的标准技术（例如VLT-FLAMES大质量星巡天）进行比较时，已经确定了几个系统误差的来源。在自动分析的改进，强烈建议有意义的比较光谱恒星参数和化学丰度（“观测约束”）与恒星和galactochemical演化模型的预测。
2009-02-17 astro-ph.SR
HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
HD 140283是太阳附近一颗极度缺乏金属且高速的次巨星，在HR图上的位置是绝对星等对恒星年龄最敏感的位置。因为它明亮、邻近、未变红，并且有一个确定的化学成分，这颗恒星避免了大多数涉及球状星团年龄测定的问题。使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器，我们测量了HD 140283的三角视差为17.15 +/- 0.14 mas，误差为依巴谷任务确定的五分之一。采用现代理论等时线，其中包括氦扩散的影响，修订的核反应率，并提高氧丰度，我们使用精确的距离推断年龄为14.46 +/- 0.31 Gyr。引用的误差仅包括视差的不确定性，并且是针对采用的表面氧和铁丰度[O/H] = -1.67和[Fe/H] =-2.40。恒星参数和化学成分的不确定性，特别是氧含量，现在对HD 140283年龄的误差贡献比它的距离更大，使总的不确定性增加到+/-0.8 Gyr。在误差范围内，HD 140283的年龄与宇宙的年龄13.77 +/- 0.06 Gyr并不冲突，基于微波背景和哈勃常数，但它必须在大爆炸后不久形成。
2013-02-13 astro-ph.SR
Galactic chemical evolution]{Galactic chemical evolution of the solar neighborhood, solar twins and exoplanet indicators
银河系化学演化（GCE）、太阳类似物或孪生体，以及孪生体太阳成分的特殊性是密不可分的。我们从文献中检查GCE参数，并使用二次拟合给出太阳年龄为零的新导出值（即，4.6 Gyr）。我们展示了如何GCE参数不仅可以用来“纠正”丰度的太阳能年龄，但预测相对元素丰度作为年龄的函数。我们解决的问题是，太阳能丰度是否耗尽耐火材料和增强挥发物，并发现答案是敏感的选择一个有代表性的标准。质量最好的数据集并不支持太阳的耐火材料耗尽和挥发物增加的概念。一个简单的模型使我们能够估计从太阳中缺失或添加到平均太阳孪生中的富耐火材料的数量。该模型给出了0到1.4个地球质量。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric parameters and C abundances in solar-like stars with and without planets
我们一直在分析大量的类太阳恒星样本，包括有行星和无行星的恒星，以便均匀地测量它们的光球参数和碳丰度。我们的样本包含大约200颗太阳附近的恒星，这些恒星是用SDUDIE摄谱仪观测到的，观测数据是公开的。我们对C $_{2}$和C I谱线的主要谱带进行了光谱合成，目的是准确地获得C丰度。我们打算贡献均匀的结果，比较元素丰度的恒星与已知的行星。新的论点将被提出来讨论可能的化学异常，已在文献中提出，使我们更好地了解行星的形成过程。在这项工作中，我们专注于我们的样本中的两个恒星群的碳丰度。
2009-10-01 astro-ph.SR
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. IV. A New Sample of Open Clusters
我们目前的径向速度和化学丰度的九颗恒星在旧的，遥远的疏散星团Be 18，Be 21，Be 22，Be 32，和PWM 4。对于Be 18和PWM 4，这些是第一次化学丰度测量。将我们的数据与文献结果相结合，产生了49个独特集群中约68个化学丰度测量值的汇编。对于这个合并的样本，我们研究了疏散星团的化学丰度作为距离，年龄和金属丰度的函数。我们证实，金属丰度梯度在外盘是平坦的比太阳附近的梯度。我们还证实，在外盘的疏散星团是贫金属的增强的比值[α/Fe]，也许[Eu/Fe]。所有元素的[X/Fe]与距离（< 0.02 dex/kpc）之间的趋势可以忽略不计或很小，但对于某些元素，有一个暗示，即本地（RGC < 13 kpc）和远程（RGC > 13 kpc）样品可能具有不同的趋势与距离。没有证据表明丰度随年龄的变化有显著趋势（< 0.04 dex/Gyr）。我们测量了[X/Fe]和金属丰度[Fe/H]之间的线性关系，发现平均趋势的离散度与测量不确定度相当。与太阳邻域场巨星的比较表明，在给定的金属丰度下，疏散星团具有相似的丰度比[X/Fe]。虽然金属丰度梯度的平坦化和外盘中[α/Fe]比值的增强表明太阳附近有不同的化学富集历史，但我们赞同Friel等人的观点，即明确的结论有待于对大量星团中更大样本的恒星进行均匀分析。可以说，我们对外盘从疏散星团演化的理解目前受到各种研究之间系统丰度差异的限…
2012-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radial abundance gradients in the outer Galactic disk as traced by main-sequence OB stars
使用的31个主序星OB位于银河系距离8.4 - 15.6千秒差距之间的样本，我们的目标是探测现今的径向丰度梯度的银河系盘。分析是基于高分辨率光谱获得的麦哲伦粘土6.5米望远镜在Las Campanas的MIKE摄谱仪。我们使用了一个非NLTE的分析，在一个自我一致的半自动例程的基础上TLUSTY和SYNSPEC，以确定大气参数和化学丰度。恒星的参数（有效温度，表面重力，预计旋转速度，微观湍流，宏观湍流）和硅和氧的丰度位于超过9千秒差距从银河系中心加三颗恒星在太阳附近的28颗恒星。样本中的恒星大多位于主序星上，有效温度在20800 - 31300 K之间，表面重力在3.23 - 4.45 dex之间。在$8.4 \leq R_G \leq 15.6$ \，kpc区域，径向氧和硅丰度梯度为负，斜率分别为-0.07 dex/kpc和-0.09 dex/kpc。所获得的梯度是兼容的，目前的氧和硅的丰度测量在太阳附近，并与径向金属丰度梯度的化学动力学模型预测的银河系演化的一个子样本的年轻恒星位于靠近银河系平面。
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen abundance of gamma Vel from [O III] 88um Herschel/PACS spectroscopy
本文通过 Herschel/PACS 光谱观测 [O III] 88.4um 谱线，结合 CMFGEN 模型与解析模型，测定了双星系统 gamma Vel 的氧丰度，并验证了相关核反应率与双星演化模型。
2024-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric parameters and chemical abundances within 100 pc. A sample of G, K, and M main-sequence stars
本研究使用APOGEE-2红外光谱和tonalli代码，测量了100秒差距内超1600颗薄盘主序星的大气参数与化学丰度，结果与先前估计一致，为太阳邻域研究及数据驱动方法提供了有用数据集。
2024-07-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
M Giants with IGRINS III. Abundance Trends for 21 Elements in the Solar Neighborhood from High-Resolution, Near-Infrared Spectra
本研究利用 IGRINS 仪器的近红外高分辨率光谱，分析了太阳邻区 50 颗 M 型巨星的 21 种元素丰度趋势，证明该方法可用于研究尘埃遮挡区的银河系化学演化。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82
我们报告的光度估计的有效温度，$T_{\rm eff}$，金属，[Fe/H]，碳，[C/Fe]，和绝对碳丰度，$A{\rm (C)}$，超过70万颗恒星从南方光度本地宇宙巡天（S-PLUS）数据发布2，覆盖了相当大一部分的赤道斯隆数字巡天条纹82。本文分析了两类恒星：1）晕主序星的转折星和2）太阳邻域中质量为$0.58 < M/M_{\odot} <0.75$的K矮星。将恒星光度指数网络探测器（SPHINX）应用于S-PLUS的混合带宽（窄带加宽带）滤波光度测量，可以在很宽的温度范围内对恒星大气中的金属丰度和碳丰度进行可靠的估计，$4250 < T_{\rm eff} \textrm{(K)} < 7000$。使用多个窄带S-PLUS滤光片使SPHINX能够实现比以前使用单个金属丰度敏感窄带滤光片的工作更低水平的“灾难性故障”（金属丰度估计相对于光谱测定的大偏移）。我们限制银河系的K-矮星晕金属丰度分布函数（$λ_{10, \textrm{[Fe/H]}} = 0.85 \pm 0.21$）的指数斜率，在金属丰度范围$-2.5 < \textrm{[Fe/H]} < -1.0$ ;我们的本地体积K-矮星样本的指数是很好的代表与参数$α=2.8$和$β=4.2$的伽马分布。S-PLUS光度测定法获得了具有$T_{\rm eff} < 6500$ K的恒星的绝对碳丰度，精度为$\sim…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
M giants with IGRINS I. Stellar parameters and $α$-abundance trends of the solar neighborhood population
本文利用IGRINS近红外光谱和SME光谱合成方法，为M巨星建立了恒星参数测定方法，并验证了其准确性，进而揭示了太阳邻域M巨星的α元素丰度趋势及厚盘恒星丰度增强现象。
2023-04-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
