Oxygen in the early Galaxy: OH lines as tracers of oxygen abundance in extremely metal-poor giant stars
氧是银河系化学演化的强有力的示踪元素。不幸的是，在紫外-红外恒星光谱中只有少数氧谱线可用于可靠地确定其丰度。此外，使用不同的谱线获得的氧丰度通常显著不一致。因此，在这方面的贡献，我们调查是否在1D流体静力学模型大气中使用的丰度测定对流处理不当可能是造成这种分歧。为此，我们使用VLT CRIRES光谱的三个EMP巨星，以及三维流体动力学CO $^5$ BOLD和一维流体静力学LHD模型大气，研究对流的红外（IR）OH线的形成中的作用。我们的研究结果表明，对流的存在导致显着更强的IR OH线。结果表明，用3D流体动力学模型和经典的1D流体静力学模型大气，由IR OH线确定的氧丰度的差异可达-0.2 ~1.5。-0.3dex。对于所研究的三颗EMP巨星，我们用1514-1626 nm的振动-转动IR OH谱线测定的3DLTE氧丰度与以前用[O I] 630 nm禁戒谱线测定的氧丰度有很好的一致性。
2014-09-10 astro-ph.SR
Testing Earth-like atmospheric evolution on exo-Earths through oxygen absorption: required sample sizes and the advantage of age-based target selection
随着时间的推移，生命对地球大气层的组成产生了巨大的影响，这表明对其他有人居住的行星大气层的统计研究可以揭示它们如何与生命共同进化。虽然有许多进化途径是可能的有人居住的世界，一个可能的起始假设是，它们中的大多数进化类似于地球，我们提出这可能导致有人居住的行星的年龄和富氧大气层之间的正“年龄-氧相关性”。我们证明，目前正在考虑的下一代空间天文台可以测试这一假设，但只有当目标样本的恒星年龄分布被仔细考虑。我们探讨了年龄-氧相关性的三种可能的参数化，发现它们产生类似的结果。最后，我们研究了非生物氧源如何影响结果，并讨论了测量氧的年龄依赖性如何揭示它是否是一个可靠的生物特征。未来的工作可以在此基础上进行扩展，将类地行星的氧化还原平衡及其对恒星和行星性质的依赖的详细模型结合起来。
2020-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: IV. 3D-NLTE investigation of the 777 nm triplet lines
太阳光球层的氧丰度仍有广泛的争论。采用基于“低”氧丰度的太阳化学成分，如使用三维（3D）流体动力学模型大气所确定的，导致理论太阳模型和日震测量之间众所周知的不匹配，迄今尚未解决。我们进行了一个独立的重新测定的太阳氧丰度的调查中心到肢体的变化OI IR三线在777 nm的光谱在不同的集合的帮助下详细的合成线配置文件的基础上三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气和三维非LTE线形成计算与NLTETD。我们的想法是同时获得氧丰度，A（O），和比例因子SH描述的非弹性碰撞与中性氢相对于经典Drawin公式的横截面。CO 5 BOLD 3D太阳模型实现的三重线中心到边缘变化的最佳拟合与标准1D模型大气获得的线轮廓拟合相比，显然具有更高的质量。我们对3D非LTE太阳氧丰度的最佳估计是A（O）= 8.76 +/- 0.02，比例因子SH在1.2和1.8之间。所有1D非LTE模型的氧丰度都要低得多，最高可达-0.15 dex。这主要是一个$μ$独立的微湍流的假设的结果。
2015-08-14 astro-ph.SR
Carbon, Nitrogen and Oxygen Abundances in Atmospheres of the 5-11 M B-type Main Sequence Stars
测定了22颗距离600秒差距、自转速度慢（vsini达66 km/s）的B型恒星的基本参数和碳、氮、氧丰度。恒星的选择是根据它们的有效温度Teff和表面重力log g，即：Teff在15300和24100 K之间，log g大多大于3.75;因此，选择质量为5-11 M的中等质量的恒星。理论预测，对于具有这样的参数的恒星，其大气中的C、N和O丰度应该与它们的初始值相对应。实现C II、N II和O II线路的非LTE分析。C、N和O的平均丰度分别为log ε（C）= 8.31 ± 0.13、log ε（N）= 7.80 ± 0.12和log ε（O）= 8.73 ± 0.13。这些值是在最近的数据上的C，N和O的丰度附近的B星从其他作者非常好的协议，重要的是，不同的技术，我们和其他作者应用。在排除HR 1810和HR 2938这两颗可以混合的恒星后，我们得到了其余20颗恒星的平均丰度：log ε（C）= 8.33 ± 0.11，log ε（N）= 7.78 ± 0.09，log ε（O）= 8.72 ± 0.12;这些值与Nieva & Przybilla的当前宇宙畸变标准（CAS）非常一致。
2012-12-05 astro-ph.SR
Carbon stars with increased oxygen and nitrogen abundances: hydrostatic dust-free model atmospheres
我们已经计算了一个网格的流体静力学球形COMARCS模型的C星覆盖金属丰度从[Z/H]=0到-2和值的碳过剩[C-O]从6.41到9.15，加上一些温度序列，其中的氧和氮的量增加相对于缩放的太阳元素混合物。这种丰度的变化可能出现在恒星演化的晚期。我们的研究涵盖了[O/Z]和[N/Z]上升到+0.5的变化。根据大气结构，我们计算了合成光谱和光度学的所有模式在一个一致的方式。改变[O/Z]和[N/Z]的序列可用于导出校正项，这些校正项应用于针对有效温度、表面重力、金属丰度和碳过量的特定组合预测的颜色。如果在氧含量变化的情况下忽略这些变化，则采用[C-O]而不是C/O得到更好的结果，因为第一个量主导许多重要分子种类的形成。对于较暖、脉动较弱的C巨星，当模型和观测性质的辐射转移计算中的不透明度处理一致时，原则上可以从高分辨光谱确定[C-O]、[O/Z]或[N/Z]。相应的变化，由于丰度往往成为显着大于偏差所造成的恒星参数的不确定性或光学薄尘埃壳。光度数据和低或中分辨率光谱不足以得出上述数量。
2019-05-22 astro-ph.SR
Two-dimensional non-LTE \ion{O}{I} 777\,nm line formation in radiation hydrodynamics simulations of Cepheid atmospheres
氧丰度测量对于理解恒星结构和演化非常重要。在造父变星中测量，它们进一步提供了银河系金属丰度梯度和化学动力学演化的线索。然而，大多数造父变星的丰度分析迄今已基于一维（1D）流体静力学模型大气。在这里，我们测试了这种方法的有效性的关键氧丰度诊断，\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$ ~三线。我们进行了两个不同的造父变星大气的二维辐射流体力学模拟的二维非LTE辐射传输计算，恒星参数$T_\mathrm{eff}= 5600$ K，太阳化学成分，和$\log\,g= 1.5$和$2.0$，分别对应于9和3天的脉动周期。我们发现，2D非LTE与1D LTE丰度差异范围从$-1.0$ ~dex到$-0.25$ ~dex取决于脉动相位。2D非LTE与1D非LTE丰度差异的范围为$-0.2$ ~dex至$0.8$ ~dex。当造父变星大气最接近流体静力平衡时，丰度差异最小，对应于$0.3$到$0.8$附近的相位，我们建议观察者使用1D流体静力模型从\ion{O}{I} $777\,\mathrm{nm}$三重态导出氧丰度。
2019-04-17 astro-ph.SR
Dust in brown dwarfs and extra-solar planets V. Cloud formation in carbon- and oxygen-rich environment
最近的观测表明，可能有富含碳的系外行星大气。棕矮星和系外行星的光谱拟合方法已经调用了C/O比作为额外的参数，但富碳云的形成模型是一个挑战。确定系外行星的宜居带需要在不同的化学状态下处理云的形成。圆盘模型显示，富碳或接近富碳的生态位可能会出现，冷碳行星可能会追踪行星演化的这些特定阶段。我们扩展了我们的动力学云形成模型，包括碳种子的形成和形成的C[S]，TiC [S]，SiC[S]，KCl[S]，和MgS[S]的气体表面反应。由于碳是非常有效的生长物种，因此在富碳气氛中的晶种形成效率低于在富氧气体中的晶种形成效率。结果是当C/O_0>1时，较少的颗粒将构成云。云粒子的大小将小于富氧大气中的粒子。初始C/O比的增加不会逆转这种趋势，因为在富碳环境中存在更大丰度的可冷凝气体物种。云粒子通常由多种物质混合而成：如果C/O_0>1，则以碳为主;如果C/O_0<1，则以硅酸盐为主。只有在C/O_0=3.0或10.0的极端情况下才能达到80-90%的碳。富含碳的大气层将形成由高度依赖的混合成分，大小和数量的颗粒组成的云。剩余的气相比富氧大气中的少得多。典型的示踪剂分子是HCN和C2 H2，由于碳质云层覆盖而结合了无特征的光滑连续体，除非云层颗粒变成结晶。
2016-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Galactic chemical evolution of oxygen inferred from 3D non-LTE spectral line formation calculations
我们重新审视银河系的氧化学演化，解决固有的系统误差在经典的氧丰度的测定中产生的使用一维流体静力学（1D）模型大气和从假设的局部热力学平衡（LTE）。我们进行了详细的三维非LTE辐射转移计算的原子氧线通过网格的三维流体动力学交错模型的大气中的矮星和亚巨星。我们应用我们的网格预测线强度的[OI] 630 nm和OI 777 nm线使用准确的恒星参数从文献中。我们推断[Fe/H] $\gtrsim$-1.0的[O/Fe]急剧衰减，[O/Fe] $\approx$ 0.5下降至[Fe/H] $\approx$-2.5的平台，以及[Fe/H] $\lesssim$-2.5的增加趋势。我们的3D非LTE计算从两个氧丰度诊断中产生总体一致的结果。
2015-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres I. Formation of the G-band in metal-poor dwarf stars
三维（3D）光谱合成代码Linfor 3D的最新发展意味着，第一次，大的光谱波长区域，如分子带，可以在很短的时间内合成。在局域热力学平衡假设下，对几种矮关断型三维大气（5850 <= T_eff [K] <= 6550，4.0 <= log g <= 4.5，-3.0 <= [Fe/H] <= -1.0）的合成G带进行了详细的光谱分析。我们还研究了碳和氧分子的形成在各种金属度制度，并讨论了它对G-带的影响。使用定性方法，我们描述了3D大气和传统的一维（1D）大气之间的不同行为，以及所涉及的不同物理学如何不可避免地导致丰度校正，这在不同的金属丰度上有所不同。将1D计算的光谱拟合到每个3D光谱以确定3D丰度校正。早期的分析显示，组成G带的CH分子表现出氧丰度依赖性;较高的氧丰度导致较弱的CH特征。氮丰度对CH形成的影响为零。在较低的金属丰度下，3D校正也较强。分析的3D修正的G-波段，使我们能够分配估计的3D丰度修正大多数矮星在文献中。3D修正表明，在高A（C）的CEMP星中，A（C）保持不变，但在低A（C）的CEMP星中，A（C）会减少。发现C/O比是影响三维G带的重要参数。额外的测试证实，C/O比对于3D下的OH转变是同样重要的参数。这通过它们的分子种类呈现了3D大气中碳和氧丰度之间的明确相互关系，这在1D中看不到。
2016-05-23 astro-ph.SR
On The Impact Of 22Ne On The Pulsation Periods Of Carbon-Oxygen White Dwarfs With Helium Dominated Atmospheres
我们探讨的绝热低阶g-模式脉动周期的0.526，0.560，和0.729 M $_\odot$碳氧白矮星模型与氦为主的信封由于存在，不存在和增强$^{22}$ Ne在内部的变化。观测到的这种白矮星的g模式脉动周期通常精确到6 $-$ 7位有效数字。通常不含$^{22}$ Ne的白矮星模型与观测到的周期和其他性质相吻合。对于$σ_{rms}/ P$ $\lesssim$ 0.3%的拟合精度，$\simeq$ 150 $-$ 400 s低阶g模式周期的均方根残差通常在$σ_{rms}$ $\lesssim$ 0.3 s的范围内。我们发现平均相对周期的变化$ΔP/P$ $\simeq$ $\pm$ 0.5%的低阶偶极和四极g-模式脉动内观察到的有效温度窗口，与$ΔP/P$的范围取决于特定的g-模式，丰富的$^{22}$ Ne，有效温度和质量的白矮星模型。这一发现表明，当$^{22}$ Ne不存在时，在特定白矮星的拟合过程中可能存在系统性偏移。作为拟合过程的一部分，涉及到调整白矮星模型的组成配置文件，我们的研究$^{22}$ Ne的影响，可以提供新的推论推导出的内部质量分数配置文件。我们鼓励定期包括$^{22}$氖质量分数的配置文件，恒星演化模型的通知，未来几代的白矮星模型拟合过程。
2021-01-20 astro-ph.SR
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
The benchmark halo giant HD 122563: CNO abundances revisited with three-dimensional hydrodynamic model stellar atmospheres
我们提出了一个丰富的低金属丰度基准红巨星HD 122563的基础上现实的，国家的最先进的，高分辨率，三维（3D）模型恒星大气，包括非灰色辐射转移通过不透明度分仓与4，12，48箱。在高层大气中，48箱3D模拟达到的温度比相应的1D模型低约300 - 500 K。不透明度分级、采用的线不透明度或化学混合物的微小变化可以使光球层进一步冷却~ 100 - 300 K，并使有效温度改变~ 100 K。一个3D的本地热力学平衡（LTE）光谱分析的Fe I和Fe II线给出不一致的结果，推导出的Fe丰度，我们归因于非LTE效应和系统误差的恒星参数。我们还确定C，N和O的丰度，同时拟合CH，OH，NH和CN的分子谱带和紫外线，可见光和红外线。我们发现碳（+0.03 dex）的3D-1D丰度修正为正值，氮（-0.07 dex）和氧（-0.34 dex）的丰度修正为负值。从6300.3 nm处的[O I]线的分析中，我们得到了比分子线明显更高的氧丰度（3D中+0.46 dex和1D中+0.15 dex）。我们排除了重要的OH光解效应作为可能的解释的差异，并注意到，降低表面重力将减少分子和原子指标之间的氧丰度差异。
2017-12-21 astro-ph.SR
The K Dwarf Advantage for Biosignatures on Directly Imaged Exoplanets
氧气和甲烷被认为是现代地球的典型生物特征，在行星大气中同时检测到这些气体是一种特别强烈的生物特征。然而，这些气体在行星大气中一起检测可能是具有挑战性的，因为光化学氧自由基会破坏甲烷。先前的工作表明，甲烷在含氧大气中的光化学寿命在M矮星周围更长，但M矮星的可居住性可能会受到极端恒星活动和演化的阻碍。在这里，我们使用1-D光化学气候模型表明，K矮星也提供了一个更长的光化学寿命的甲烷在氧气的存在下相比，G矮星。例如，我们发现，与绕G2 V恒星运行的同等行星相比，绕K6 V恒星运行的行星可以在其大气中支持大约一个数量级的甲烷。在围绕K矮星运行的世界的反射光谱中，可以在可见光和近红外波长处观察到强烈的氧气和甲烷特征。由于K矮星比G矮星更暗，它们提供了更好的行星-恒星对比度，提高了给定观测的信噪比（SNR）。例如，用15米的望远镜在7 pc处对一颗行星进行50小时的观测，对于一颗绕太阳型G2 V恒星运行的行星，在1微米附近的SNR = 9.2，而对于绕K6 V恒星运行的同一颗行星，SNR = 20。特别是，附近的中晚期K矮星，如61 Cyg A/B，Epperimentary Indi，Groombridge 1618和HD 156026可能是未来生物特征搜索的理想目标。
2020-01-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Volatile depletion in the TW Hydrae disk atmosphere
相对于尘埃，在行星形成盘中经常发现含碳和含氧物质的丰度减少，这可以归因于气体质量的总体减少。然而，在TW Hya的情况下，唯一的直接用HD旋转线测量的气体质量盘，推断的气体质量（$\lesssim$ 0.005太阳质量）明显低于直接测量值（$\gtrsim$ 0.05太阳质量）。我们表明，如果碳和氧的元素丰度在外盘上层减少，但在其他地方正常（除了它们在内盘的丰度可能增加），那么这种明显的冲突就可以解决。这意味着，在外盘，挥发物（CO，水，.）的主要水库。位于中平面附近，被锁在固体内部，这些固体太重，无法通过湍流被送回大气层。这些固体的向内迁移可能导致内盘中碳和氧丰度的增加。这与根据以前的尘埃颗粒动力学模型所作的估计是一致的。因此，对来自CO等物质的盘状气体质量和盘状结构的间接测量将与尘埃颗粒的演化交织在一起，也可能与微行星的形成交织在一起。
2015-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hubble Space Telescope detection of oxygen in the atmosphere of exoplanet HD189733b
在靠近其母星轨道的巨型系外行星的膨胀大气中检测重原子是了解其整体组成以及驱动其膨胀和与撞击恒星风相互作用的过程的关键因素。在这里，我们使用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪获得的存档数据来报告HD 189733 b过境期间中性氧的吸收率约为6.4+/-1.8%。根据HD 189733 b的一个简单流体动力学模型，标度已发表的HI结果，垂直OI柱密度约为8x10^15/cm 2，仅产生3.5%的衰减，这意味着需要非热谱线加宽或超太阳丰度。我们还报告了在测量的恒星通量，我们分析和比较太阳耀斑活动的变化，短时间的变化的证据。在这一框架下，我们发现测量通量的非统计不确定性是不可忽略的，这就要求在报告过境干扰时要谨慎。尽管有这些不确定性，我们也显示了一个可能的检测过境和早期进入吸收的离子CII 133.5nm线。如果得到证实，这将是第二颗被报告有早期进入吸收的系外行星。假设HD 189733 b的磁层是早期吸收的起源，我们使用帕克模型的恒星风和粒子在细胞代码的磁层显示，它的方向应该偏离行星-恒星线约10-30°，而它的鼻子的位置应该至少是约16.7 Rp的系外行星上游，以适应CII凌日光变曲线。推导出的距离与系外行星表面磁场强度约为5.3高斯，以及行星轨道上的超音速恒星风撞击速度约为250 km/s，温度为1.2x10^5 K，密度约为6.3x10^6/cm^3相一致，但这种拟合并不是唯一的。
2013-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Geologically Robust Procedure For Observing Rocky Exoplanets to Ensure that Detection of Atmospheric Oxygen is an Earth-Like Biosignature
在接下来的几十年里，天体生物学界将争论第一次在系外行星$'$的大气中观察到氧气是否意味着生命，因此现在建立收集和解释这些数据的程序至关重要。我们提出了一个逐步的观测策略，使用氧气作为一个强大的生物特征，优先考虑系外行星的目标和设计未来的观测。它被认为是避免行星缺乏陆上风化的大陆，这将意味着地球化学循环与地球$'$的显着不同，排除使用氧气作为生物标志。该策略从最容易获得的数据开始：半长轴和恒星光度，以确保居住在宜居带;恒星XUV通量，以确保系外行星可以保留次级（除气）大气。接下来，高精度的质量和半径信息应该与高精度的恒星丰度数据相结合，以限制系外行星$'$的水含量;那些与小于0.1重量%的H $_{2}$ O不相容的可以被降低优先级。然后，反射光度法或低分辨率透射光谱法应确认光学薄的大气。随后的长持续时间、高分辨率透射光谱应寻找氧气，并确保水蒸气和CO $_{2}$仅以低水平（10 $^{2}$ -10 $^{4}$ ppm水平）存在。假设发现了氧气，要将其归因于生命，需要艰难地获取系外行星的详细的多光谱光变曲线，以确保地表土地和水。没有达到这些步骤的系外行星可能是适合居住的，甚至有可观察到的生物氧，但应该被排除在外，因为氧不能明确地归因于生命。我们展示了太阳系、55 CNC系统和TRAPPIST-1系统的情况，其中只有地球和TRAPPIST-1 e成功地通过了我们的程序。
2020-06-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Pressure shifts and abundance gradients in the atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们提出了一个详细的模式大气分析的高色散和高信噪比光谱的严重污染DAZ白矮星GALEX J1931+0117。用VLT-Kueyen/UV-可见中阶梯光谱仪获得的光谱显示出几条分辨率良好的Si II谱线，从而能够研究压力对谱线轮廓的影响。我们观察到大斯塔克位移的硅线与理论预测和实验室测量。考虑到合成光谱计算中的斯塔克位移，我们将单线径向速度测量中的散射从~ 3 km/s减少到< 1 km/s。我们提出了修订后的丰度的O，Mg，Si，Ca和Fe的基础上的线加宽参数和振子强度的关键审查。新的测量结果与我们以前的分析基本一致，除了镁的丰度比以前估计的低了两倍。镁、硅和铁的丰度超过太阳丰度，但氧和钙的丰度低于太阳丰度。此外，我们比较了所观察到的线配置文件的合成光谱计算与可变吸积率和垂直丰度分布假设扩散稳态。推断的吸积速率从钙的dM/dt = 2x10^6到氧的2x10^9 g/s不等。我们发现，吸积流必须是富氧的，而缺乏钙相对于太阳丰度。两个测量时期之间缺乏径向速度变化表明GALEX J1931+0117可能不是一个近距离的双星，并且吸积物质的来源存在于碎片盘中。
2011-01-11 astro-ph.SR
Gas Giants Formed by Gravitational Instability May Accrete Atmospheres with Super-Stellar Carbon to Oxygen Ratios
Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）
研究通过三维辐射水力学模型分析，发现气态巨行星在特定盘温条件下可能形成超恒星碳氧比的大气层，其核心机制与盘内固态物质迁移有关。
2026-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chromospheric Polarization in the Photospheric Solar Oxygen Infrared Triplet
我们提出了多层次的辐射转移建模的散射偏振在太阳O I红外三重态777 nm左右。我们证明了在太阳盘面上观察到的散射偏振模式形成于色球层，远高于光球区域，那里是大部分出射强度分布的起源。通过Hanle效应研究了偏振模式对太阳大气热结构和弱磁场（0.01 - 100 G）的敏感性，表明氧红外三重态的散射偏振信号编码了太阳色球层磁性的信息.
2015-07-13 astro-ph.SR
An ultra-massive white dwarf with a mixed hydrogen-carbon atmosphere as a likely merger remnant
白矮星是致密的、冷却的恒星余烬，主要由碳和氧组成，或者在较高的初始恒星质量下由氧和氖（含百分之几的碳）组成。这些恒星核心被氦壳所包裹，而氦壳又通常被一层氢所包围，通常无法直接观察内部组成。然而，在相当大一部分白矮星的表面观察到了碳，有时还伴有微量的氧，人们认为碳是由一个深氦对流区从核心吹出来的。在这些物体中，只有微量的氢被发现，因为预计大量的氢会抑制包层内的氢/氦对流混合。我们报告了WDJ 055134.612 +413531.09的发现，这是一颗超大质量（1.14 $M_\odot$）白矮星，具有独特的氢/碳混合大气（C/H=0.15）。我们对包层和内部的分析表明，氢和氦的总质量分数必须比单颗恒星演化的预测低几个数量级：分别小于$10^{-9.5}$和$10^{-7.0}$。由于快速运动学（相对于当地标准的休息$129\pm5$公里/秒），大质量，和独特的信封组成，我们认为，WDJ 0551 +4135是一致的形成从两个白矮星合并在一个紧密的双星系统。
2020-02-28 astro-ph.SR
High-Resolution Spectral Discriminants of Ocean Loss for M Dwarf Terrestrial Exoplanets
在不久的将来，超大型地面望远镜可能会对太阳系以外的生命进行首次搜索。对附近系外行星大气反射光的高光谱分辨率观测可用于寻找生物特征氧。然而，虽然地球上丰富的O $_2$是光合作用的，但早期的海洋损失也可能通过水蒸气光解和随后的氢逃逸产生高大气O $_2$。为了探索如何使用光谱来区分这两种氧源，我们生成了一个可居住的类地球和海洋损失后的Proxima Centauri b的高分辨率逐线合成光谱。我们研究了O $_2$从0.63到1.27 $μ$ m的四条带的强度和轮廓，并量化了它们的相对可检测性。我们发现，10巴O $_2$后海洋损失的大气有很强的抑制氧带，特别是1.27 $μ$ m带。这种抑制是由于这些更大质量的O $_2$大气中产生的额外强、宽的O $_2$ -O $_2$碰撞诱导吸收（CIA），而对于光合作用产生的少量氧气来说，这是不存在的。因此，在反射光中1.27 $μ$ m波段的任何检测都表明较低的类地球O $_2$水平，这表明可能是光合作用的起源。然而，0.69 $μ$ m O $_2$波段相对不受O $_2$ -O $_2$ CIA的影响，通过检测到强的0.69 $μ$ m O $_2$波段和较弱或未检测到的1.27 $μ$ m波段，可以推断海洋损失高O $_2$大气的存在。这些结果为观测和解释系外行星大气中的O $_2$提供了一种策略，未来的地面望远镜可以考虑这种策略。
2020-04-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Determining Energy Balance in the Flaring Chromosphere from Oxygen V Line Ratios
太阳耀斑的脉冲阶段是太阳低层大气快速能量沉积和加热的时期，导致该区域温度和密度结构的变化。我们使用的O V密度诊断形成的192至248线比，由Hinode EIS提供的，以确定耀斑足点等离子体的密度，在O V形成温度为250,000 K，给出了约束的加热过渡区的属性。使用了2007年12月2次小耀斑事件的日之峰EIS光栅。共对齐光栅图像以识别和建立足点像素，进行光谱的多分量高斯线拟合以分离诊断对，并计算几个足点区域的密度。平衡电离和光学薄辐射的O V线的假设被认为是可以接受的。的电子分布的属性，为一个事件，推导出早期RHESSI硬X射线观测和用于计算等离子体加热速率，提供了一个电子束采用碰撞厚目标的假设，为2个模型大气。在耀斑脉冲阶段测得的电子数密度至少为log n = 12.3 cm-3，远高于先前的预期。对于一个支点，该等离子体的辐射损失率被发现超过了RHESSI数据所暗示的电子束可以提供的辐射损失率。然而，当假设目标大气完全电离时，加热速率超过了损失。一个色球厚度为70-700公里，被认为是需要平衡的传导输入到O V发射区的辐射损失。分析表明，对于碰撞电子的加热，如果不假设完全电离的大气，很难或不可能提高色球层的温度来解释观测到的密度。
2015-09-14 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
我们提出了我们最新的三维模型大气的碳增强贫金属（CEMP）的CO 5 BOLD代码计算的明星。恒星参数代表热关断物体（Teff ~ 6250 K，log g=4.0，[Fe/H]=-3.0）。这些模型的主要目的是研究3D效应对CH G带（4140-4400 A）、CN BX带（3870-3890 A）和几个UV OH跃迁（3122-3128 A）的合成光谱的作用。通过与标准1D模型大气（假设局部热力学平衡，LTE）的合成光谱的比较，我们得到的碳和氧的3D丰度校正高达-0.5和-0.7德克斯，分别。
2017-08-17 astro-ph.SR
Carbon and Oxygen Isotopic Ratios. II. Semiregular Variable M Giants
本文报道了51颗SRb和Lb型变星的碳氧同位素比值。振动-旋转第一和第二泛音CO线在1.5-2.5妈妈光谱进行了测量，以获得12 C/13 C，16 O/17 O和16 O/18 O的同位素比。与以前的测量个别恒星和各种样本的演化恒星，在现存的文献中，进行了讨论。利用氧同位素比值，可以推导出SRb恒星的质量。结合质量和盖亚光度，SRb星被证明是米拉变星的前身。探讨了平面平行流体静力平衡模型大气可用于M巨星丰度分析的极限参数。
2019-12-09 astro-ph.SR
Small hydrocarbon molecules in cloud-forming Brown Dwarf and giant gas planet atmospheres
我们研究了在褐矮星和巨型气体行星的富氧尘埃形成的大气中复杂的含碳分子的丰度。本文研究了热化学气相模式的内边界大气区。利用了Drift-phoenix大气模拟的结果，其中包括相非平衡尘埃云形成对大气结构和气相丰度的反馈。所产生的元素耗尽导致碳氧比的变化，使得可以存在几个烃分子和氰基多氰基多炔分子。表面重力的增加和/或金属含量的减少支持这些物种的分压增加。CO、CO2、CH 4和HCN含有最大比例的碳。在低金属度天体的高层大气中，C4 H中的碳含量高于CO，CH 3和C2 H2作为碳汇也发挥着越来越重要的作用。我们确定化学弛豫时间尺度来评估碳氢化合物分子是否会受到运输诱导淬灭的影响。我们的研究结果表明，相当数量的C2 H6和C2 H2可以预期不仅在巨大的气体行星的上层大气中，而且在棕矮星。然而，精确的淬灭高度强烈地依赖于所使用的数据源。这些结果将对未来的热动力学研究产生影响，因为它们改变了这些模拟的内边界条件。
2013-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar XUV and ENA-driven water loss from early Venus' steam atmosphere
研究了太阳软X射线和极紫外辐射（XUV）通量驱动的氢流体动力学高层大气逃逸对早期金星岩浆海洋脱气蒸汽大气的影响。假设年轻的太阳是一颗弱或中等活动的年轻G星，我们估计了由于太阳XUV通量的吸收和太阳风产生的高能氢原子（ENAs）的沉淀而导致的以氢为主的热层中的水分损失。本文用Monte Carlo模型计算了ENAs的产生及其与流体动力学扩展高层大气的相互作用，包括与碰撞有关的反馈过程。在高层大气中碰撞的ENA主要在XUV能量沉积层上方沉积能量并加热周围气体。结果表明，ENA的析出改变了高层大气的热结构，但这些高能氢原子引起的热逃逸率的增加是可以忽略的。我们的研究结果还表明，大多数的氧所产生的解离H $_2$ O分子是在第一个100万年留下的。这表明，大部分剩余的氧已被地壳氧化吸收。
2019-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar Abundances of Rock Forming Elements, Extreme Oxygen and Hydrogen in a Young Polluted White Dwarf
Teff = 20，800 K的白矮星WD 1536+520具有广泛的主要造岩元素O、Mg、Al、Si、Ca和Fe的太阳丰度，以及挥发性元素C和S的强烈相对贫化。除了迄今为止观测到的最高金属丰度（log（O/He）=-3.4）外，以氦为主的大气层还具有异常的氢丰度（log（H/He）=-1.7）。在不确定性，金属与金属的比例是一致的吸积的H2O丰富的岩石母体，解释支持的异常高的微量氢。对于氦大气的白矮星来说，混合大气的扩散时间尺度异常短，不超过几百年，相当于温度低得多、富含氢的恒星的扩散时间尺度。被破坏的母体的总体重元素丰度与大体积地球模式略有偏离，并表明沉积了一些类似核的物质。总的推断吸积速率为4.2e9 g/s，至少比任何具有可比扩散时间尺度的白矮星高4倍。值得注意的是，当这个系统中的吸积耗尽时，金属和氢将在大约3亿年内变得不可检测，从而支持微量氢与行星碎片的持续吸积有关的假设。
2016-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of Departures from LTE on Oxygen Abundance Determination
我们用平面平行模型大气对一组对应于A-K型恒星的恒星参数进行了O I的非LTE计算。Przybilla等人（2000）的模型原子使用迄今为止最好的理论和实验原子数据进行了更新。非LTE导致O I线加强，并且非LTE和LTE丰度之间的差异（非LTE校正）为负。与LTE的偏离向更高的有效温度和更低的表面重力方向增长。在整个温度范围和log g = 4，非LTE校正不超过0.05 dex的绝对值为O I线在可见光谱范围内。对于红外O I 7771-5 A谱线，非LTE校正明显更大，在Teff = 10000 K和log g = 2的模型大气中达到-1.9 dex。为了区分与电子和中性氢原子的非弹性碰撞对O I的统计平衡（SE）的影响，我们推导了三个研究得很好的A型恒星织女星，天狼星和HD 32115的氧丰度。对于每颗恒星，非LTE导致红外线和可见光线之间的差异较小。例如，对于Vega，当忽略LTE时，该差异从LTE中的1.17 dex减小到0.14 dex。为了完全消除A型恒星中红外线和可见线之间的差异，需要将Barklem（2007）使用的电子碰撞激发率降低4倍。在南河三和太阳的情况下，与H I的非弹性碰撞影响O I的SE，并且当使用Drawin的形式主义计算碰撞率时，来自不同线的丰度之间达成一致。O I 6300、6158、7771-5和8446 A谱线的太阳平均氧丰度在使用MAFA…
2013-02-05 astro-ph.SR
Atmospheres from very low-mass stars to extrasolar planets
在接下来的几年里，几个旨在成像太阳系外行星的仪器将看到第一束光。与此同时，正在红矮星周围搜索低质量行星，这为径向速度探测和凌日研究提供了比太阳型恒星更有利的条件。我们回顾了最近的进展，在模拟恒星到亚恒星过渡。修订后的太阳氧丰度和云模型允许重现这种过渡的光度和光谱特性，达到了前所未有的程度，但问题仍然存在于重要的M-L过渡特性的有效温度范围的特征化系外行星。
2012-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
