An Early Catalog of Planet Hosting Multiple Star Systems of Order Three and Higher
我们提出了一个目录（状态2022年7月1日）的三重和高阶系统确定包含系外行星的基础上，从文献中的数据，包括各种分析。我们探索系统的统计特性，重点是恒星和行星。到目前为止，已经发现了大约30个三重系统和1到3个四重系统，包括（轻度）有争议的情况。行星的总数接近40个。所有拥有行星的三星系统都是高度等级化的，由一个准双星和一个遥远的恒星组成，后者绕着共同的质心运行。此外，四双星系统实际上是成对的近距离双星（“double-doubles”），其中一个双星拥有一颗行星。对于不同类型的恒星行星系统，我们介绍了一个模板的行星轨道配置的分类对应的系统和行星主机的层次。数据显示，几乎所有的恒星都是主序星，正如预期的那样。然而，恒星的主星往往更大（即，对应于光谱类型A，F和G）比预期的单星统计，这一发现也适用于恒星秒，但不太明显。第三纪的恒星成分几乎都是光谱类型为M的低质量恒星。几乎所有的行星都是基于径向速度或凌日方法发现的。气体巨星（主要类型）和类地行星（包括超级地球）都已被确认。我们预计，鉴于未来的行星搜索任务，这一数据库将得到扩大。
2022-09-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity Dependence of Giant Planets around M Dwarfs
本研究通过对比有无巨行星的M型矮星样本的均匀测量金属丰度，发现M型矮星巨行星偏好富金属宿主，热、温木星起源可能相似，且巨行星质量、行星数量及恒星光谱型与宿主金属丰度无显著关联。
2024-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The origin of R CrA variability: A complex triple system hosting a disk
R~CrA是冕状星形成区中最亮的成员，也是离我们最近的Herbig AeBe星，它的光谱以发射线为主。自19世纪末以来，它的光度一直受到监测，但其变化的起源仍然未知，它显示了$65.767\pm 0.007$ ~天的稳定期。我们研究了这颗恒星的光度和光谱数据，以研究R~CrA的变化性质。利用Herbig AeBe星的近红外光度与总光度大致成正比这一事实，导出了RCrA的吸收光谱，进而导出了RCrA的质量和年龄。此外，我们的模型的光变曲线的周期性调制，由于部分衰减的中央二进制的circumbinary磁盘。这个模型很好地再现了观测结果。我们发现R~CrA的中心天体是一个非常年轻的（$1.5\pm 1.5$ ~Myr），高度吸收的（$A_V=5.47\pm 0.4$ ~mag）双星，我们得到了这两个天体的质量分别为$M_A=3.02\pm 0.43$ ~M $_\odot$和$M_B=2.32\pm 0.35$ ~M $_\odot$.我们认为R~CrA视光度的长期下降是由于盘吸收的逐渐增加。这可能与最近发现的M矮星伴星引起的轻微倾斜盘的进动有关。因此，R~CrA可能是一个包含一个盘的三元系.
2019-08-20 astro-ph.SR
The NIR Ca II triplet at low metallicity - Searching for extremely low-metallicity stars in classical dwarf galaxies
近红外Ca II三重吸收线已被证明是本星系群中单个红巨星分支恒星的定量光谱学的重要工具，提供了更好地了解银河系和矮星系中恒星的金属丰度，从而有机会限制其化学演化过程。这个领域中一个有趣的谜题是，使用这种技术在银河系周围的经典矮星系中发现了[Fe/H]=-3以下的极度贫金属恒星。问题是这些恒星是否真的不存在，或者用于研究这些系统的经验Ca II三重态方法是否偏向于低金属量区域。在这里，我们提出的合成光谱分析的Ca II三重态，这是集中在更好地了解低金属量巨星的光谱测量的结果。当[Fe/H]<-2时，我们的结果开始严重偏离广泛使用的线性经验校准。我们为Ca II三重态研究提供了一种新的校准，其在-0.5<[Fe/H]<-4时有效。随后，我们应用这种新的校准到目前的数据集，并建议经典矮星系是不是那么缺乏极低金属丰度的恒星，因为以前认为。
2010-04-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
The VLT-FLAMES survey of massive stars. NGC2004#115: A triple system hosting a possible short period B+BH binary
LMC中的恒星NGC2004#115，最初被分类为（SB 1）Be光谱双星，与银河系LB-1和HR 6819有一些形态上的相似之处，这两个星系都被认为是Be+黑洞（BH）或Be+剥离的He星系统。NGC 2004#115的ESO/VLT和SALT光谱数据，以$\sim$为20年基线，表明它是一个三重星系，有一个周期为2.92 d，偏心率为0.0，质量函数为0.07 $M_\odot$的内双星。内联星内有一颗B型恒星（主星），预计自转速度为10 km/s，光度$\log L/L_\odot$ =3.87，贡献了$\sim$ 60%的V波段光。第二颗没有被探测到，而第三颗贡献了40%的光，暂时被确定为一颗亮度较低的B型星，具有高的投影旋转速度。没有检测到椭球光的变化，严格的限制是由CANOO和盖亚数据。假设主序星是主序星，则质量为8.6 $ M_\odot$，而同步自转的额外假设限制了倾角几乎是极对的，i~9度，这意味着主序星是质量为$\sim$ 25 $M_\odot$的BH。一个低质量的剥离恒星与类似的光度被排除作为一个潜在的解决方案，因为它的质量意味着罗氏半径是远远小于恒星半径。外星系的周期可能超过120天，虽然盘状辐射是可变的（在SALT数据集中几乎不存在），但它可能与内星系的双星有关，而不是快速旋转的第三星系。XMM-牛顿提供的X射线通量上限为5 x $10^{33}$尔格/…
2021-11-30 astro-ph.SR
Metal Abundance Calibration of the Ca II Triplet Lines in RR Lyrae Stars
GAIA卫星可能会在8470 A和8750 A之间的小光谱窗口内观测到数千颗天琴座RR星，分辨率为11，500。为了从盖亚获得RR型天琴座恒星的金属丰度，我们用Apache Point Observatory 3.5 m中阶梯光谱仪获得了分辨率为35，000的RR型天琴座恒星的大量光谱。我们将Ca II三线强度与从Fe II丰度得到的金属丰度相关联，类似于Preston（1959）使用Ca II K线来估计RR型天琴座星的金属丰度。在8498A处的Ca II线与相邻的Paschen线混合最少，因此提供了最佳的相关性。
2012-02-15 astro-ph.SR
HD 110067 is a wide hierarchical triple system
研究指出共振六凌日亚海王星宿主HD 110067并非单星，而是由主星与13400 au外的HD 110106双谱分光双星组成的宽分层三合星系统。
2023-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
An H-band Spectroscopic Metallicity Calibration for M Dwarfs
我们提出了一个经验近红外（NIR）光谱方法估计M矮金属丰度，H-波段的功能的基础上，以及在K-波段的一个类似的方法公布的实施。利用NASA的IRF-SpeX光谱仪获得了M矮星样品的R~2000近红外光谱，其中包括22个M矮星的金属丰度校准靶，这些靶含有已知金属丰度的FGK伴星。H-波段和K-波段校准提供了与这些双星的金属丰度相当的拟合，精确度为+/- 0.12 dex。我们得出的第一个经验校准的光谱金属丰度估计的巨行星托管M矮星GJ 317，确认其超太阳的金属丰度。结合这一结果与其他八个M矮行星主机的观察，我们发现，M矮星与巨行星相比，那些主机质量较小的行星优先富含金属。我们的H波段校准依赖于H波段中强烈的金属性依赖特征，这将有助于使用中高分辨率NIR M矮星光谱进行成分研究，例如由SDSS-III APOGEE等多重调查产生的光谱。这些结果也将立即用于正在进行的M矮星光谱调查。
2012-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity-Dependent Signatures in the Kepler Planets
利用加州开普勒巡天（CKS）的数据，我们研究了近距离行星的主恒星金属丰度与行星性质的趋势。通过结合CKS调查确定的行星半径间隙的属性的知识，我们能够分别研究行星核心和它们的气体包络的属性。我们的主要发现是，在金属丰度较高的恒星周围，行星的固体核心质量较高，这些更大的核心能够吸积更大的气体包层。此外，对最近报道的在高金属丰度恒星周围短周期内更常见的半径在（2- 6 R地球）范围内的行星的详细研究发现，H/He大气行星的平均主恒星金属丰度在~20天的轨道周期内平稳增加。我们解释的大气光蒸发的背景下的金属丰度增加的位置：较高的金属丰度的恒星很可能拥有较高的大气金属丰度，这增加了冷却的光蒸发流出，降低质量损失率的行星。因此，具有较高金属含量大气层的行星能够在较短的轨道周期内抵抗光蒸发。最后，我们发现在2.8西格玛的证据表明，行星不主机H/He大气层在长时间内更常见于低金属丰度恒星周围。这样的行星很难用最初吸积H/He大气的行星的光蒸发剥离来解释。或者，这群行星可能代表了在气体盘分散后以类似地球的方式形成的行星。
2018-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revisiting the near infrared Calcium triplet as metallicity indicator
University of Surrey（萨里大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所天文与空间科学观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Space Science Data Center – ASI（ASI空间数据中心）；Universita degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）
本文重新审视近红外钙三重线作为金属度指示器，提出修订的[Fe/H]校准方法，并评估了光谱分辨率、质量及算法对金属度测量的影响。
2025-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Orbital Geometries and Stellar Obliquities of Exoplanet-Hosting Multi-Star Systems
本研究利用Gaia DR3天体测量数据和恒星自转倾角约束，考察多星系统中系外行星的轨道几何，发现一组完全对齐的有序系统，表明恒星伴星可通过原行星盘粘性耗散维持行星系统秩序。
2024-01-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The metallicity distribution and hot Jupiter rate of the Kepler field: Hectochelle High-resolution spectroscopy for 776 Kepler target stars
开普勒凌日巡天发现的热彗星的出现率大约是以太阳邻近恒星为目标的径向速度巡天的一半。解释这种差异的一个假设是，这两个调查的目标恒星具有不同的恒星金属丰度分布。为了验证这一假设，我们测量金属丰度分布的开普勒目标使用Hectochelle多光纤，高分辨率光谱仪。将我们的光谱分析限制在log（g）>3.5的样本中的610颗矮星上，我们测量到的金属丰度分布的平均值为[M/H]_{mean} = -0.045 +/-0.00，与以前对开普勒场靶星的研究一致。相比之下，加利福尼亚行星搜索径向速度样本的金属丰度分布的平均值为[M/H]_{CPS，mean} = -0.005 +/- 0.006，并且根据Kolmogorov-Smirnov检验，样本来自不同的母体种群。我们重新拟合的指数之间的关系的恒星托管一个接近的巨行星和主恒星的金属丰度使用的样本从加州行星搜索更新的金属丰度的矮星。最佳拟合关系告诉我们，两个样本之间金属丰度的差异不足以解释热木星出现率的差异;金属丰度差异需要$\simeq$ 0.2-0.3 dex才能完全一致。我们还表明，（子）巨大的污染在开普勒样本不能调和的两个发生计算。我们的结论是，其他因素，如二进制污染和不完美的恒星属性，也必须发挥作用。
2016-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Metallicity Dependence of Giant Planet Incidence
我们描述了三个修正，应适用于所观察到的相对发病率附近的恒星托管巨行星。这些是在恒星大气中的扩散，使用[参考]指数代替[Fe/H]的金属丰度，并与W速度的本地采样校正。我们已经将这些修正应用于SPOCS系外行星调查的一个子集，具有统一的巨行星可探测性。将分组后的数据拟合为$α10^{β[Fe/H]}$形式的幂律，我们导出了$α= 0.022 \pm 0.007$和$β= 3.0 \pm 0.5$; $β$的这个值比由\citet{fv05}确定的值大50%。虽然这种差异的统计意义是微不足道的，但鉴于统计数据数量较少，这些校正应包括在未来的分析中，包括更大的样本。
2014-06-03 astro-ph.SR
HADES RV Programme with HARPS-N at TNG XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets
我们目前对行星形成的认识，大部分仍然是基于对主序星、太阳型恒星的分析。相反，对M-矮行星宿主的大样本的详细化学研究仍然缺失。我们首次开发了一种方法来确定恒星丰度的元素比铁的M矮星从高分辨率，光学光谱。我们的方法是基于主成分分析和稀疏贝叶斯方法的使用。我们利用一组M矮星围绕FGK初级轨道运行，已知丰度来训练我们的方法。我们应用我们的方法来获得恒星metalliticies和丰度的一个大样本的M矮星的框架内观察到当前的径向速度调查。然后，我们使用了附近的FGK恒星的样本，通过比较M矮星样本中的丰度趋势与FGK恒星上的丰度趋势来交叉验证我们的技术。不同子样本的金属丰度分布表明，M矮星托管巨行星显示出行星金属丰度的相关性，以及与恒星质量的相关性。拥有低质量行星的M矮星似乎并不遵循行星-金属丰度相关性。我们还发现，低质量行星的频率并不取决于恒星宿主的质量。这些结果似乎与以前的工作。然而，我们注意到，对于巨行星宿主，我们的金属丰度预测行星金属丰度相关性较弱，但质量依赖性比光度值更强。我们表明，第一次，似乎没有差异的丰度分布的元素不同于铁之间的M矮星和没有已知的行星。我们的数据显示，具有行星的低质量恒星遵循与FGK对应物相同的金属丰度，质量和丰度趋势。
2020-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Host star metallicity of directly imaged wide-orbit planets: implications for planet formation
直接成像的行星是前主序星和年轻的主序星的自发光伴星。它们位于更宽的轨道（$\sim10\mathrm{s}-1000\mathrm{s}$ ~AU），通常比附近的行星（$\lesssim 10$ ~AU）质量更大。确定这些伸展的行星系的主星性质对于理解和辨别各种行星形成和演化情景是很重要的。我们提出的恒星参数和金属丰度（[Fe/H]）的子样本的18颗恒星已知的主机行星发现的直接成像技术。我们从公共档案中检索这些恒星的高分辨率光谱，并使用合成光谱拟合技术和贝叶斯分析，以统一和一致的方式确定恒星的属性。其中8个来源的金属丰度是首次报道，而其他来源的结果与以前的估计一致。分析表明，直接成像行星所在恒星的金属丰度接近太阳，平均[Fe/H] = $-0.04\pm0.27$ ~dex。金属丰度的大分散表明，在大轨道距离上形成大质量行星可能不需要富含金属的环境。我们还发现，直接成像的大质量行星在宽轨道上的行星质量-宿主星金属丰度关系是非常相似的，研究人口的短周期（$\lesssim 1$ ~yr）超巨星和棕矮星周围的主序星。
2021-01-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing the Planet-Metallicity Correlation in M-dwarfs with Gemini GNIRS Spectra
虽然拥有巨行星的FGK主序星的行星-金属丰度相关性已经很好地建立起来，但对于M-矮星，结果并不那么清楚，因为精确的金属丰度测量并不简单。然而，使用近红外光谱的新技术显示出有希望的结果。使用这些，我们确定恒星参数和金属丰度的样本16 M-矮星，其中11个主机行星，近红外光谱从双子座近红外光谱仪（GNIRS）。我们发现有行星的M矮星比没有行星的M矮星更富含金属。这一基于GNIRS光谱的结果得到了分析的支持，分析了相对较大的具有行星的M颗恒星样本（总共18颗）和213颗没有已知行星的M颗恒星的对照样本，这些样本来自Terrien等人（2015）的目录。一方面，这与文献中报道的趋势（不仅是M-恒星，也是太阳型恒星）相吻合，另一方面，这表明GNIRS光谱在获得M型恒星的可靠恒星参数方面的实用性。我们还发现，拥有巨行星的M矮星比那些与低质量行星（海王星或超级地球类型）相关的矮星更倾向于金属。这一趋势也与以前报道的太阳型恒星的趋势一致。这些结果将有利于行星形成的核心吸积模型。
2017-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detailed chemical compositions of planet hosting stars: I. Exploration of possible planet signatures
我们提出了一个逐行差分分析的样本16个行星托管恒星和68个比较星使用高分辨率，高信噪比光谱收集使用凯克。我们获得了精确的恒星参数和高精度的相对化学丰度，平均不确定度分别为15 K，0.034 [cgs]，0.012 dex和0.025 dex的\teff，\logg，[Fe/H]和[X/H]。对于每一个行星主机，我们确定了一组比较恒星和检查的丰度差异（校正银河系化学演化效应）作为一个功能的尘埃凝结温度，\tcond，个别元素。虽然我们确认太阳在丰度和\tcond之间表现出负趋势，但我们也确认其余行星宿主表现出各种丰度$-$ \tcond \趋势，与年龄、金属丰度或\teff没有明显的依赖关系。行星宿主恒星相对于其比较恒星的化学成分的多样性可以反映这些行星宿主中存在的可能的行星诱导效应的范围，从岩石材料的封存（难熔性差）到可能的行星摄入（难熔性丰富）。其他可能的解释包括行星形成的时间尺度、效率和程度的差异或不均匀的化学演化。虽然我们没有在样本中发现行星形成的明确化学特征，但宿主恒星的高精度化学丰度对于限制其系外行星的组成和结构至关重要。
2020-05-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A complete census of planet-hosting binaries
本研究构建了迄今最全的包含行星的双星系统数据库，通过统计分析发现双星系统对行星形成存在不利影响，在500 pc内行星宿主恒星的多重性比例约为场星的一半。
2025-06-23 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A Physically-Motivated Photometric Calibration of M Dwarf Metallicity
M矮星在V-K_s-M_Ks色星等图（CMD）上的位置与金属丰度有关。我们表明，以前的经验测光校准M矮金属利用这种相关性系统低估或高估金属在其范围的极端。我们从三个方面改进了以前的校准。我们利用来自Geneva-Copehnagen巡天（GCS）的F和G矮星的体积有限和运动学匹配样本来推断太阳邻域中M矮星的平均金属丰度，我们利用M矮星内部和大气的理论模型来确定金属丰度对V-K_s-M_Ks CMD中M矮星的影响，我们的最终校准完全基于具有M矮星伴星的FGK原色的高分辨率光谱学。其结果是，我们解释了一个数量级以上的校准样本的方差比以前的光度校准。我们非参数量化的观察，M矮星的主机系外行星优先在一个区域的V-K_s-M_Ks平面填充富含金属的M矮星的意义。我们发现，行星托管的M矮星分布在V-K_s-M_Ks CMD的概率p是P = 0.06 +/- 0.008场M矮星以同样的方式。有趣的是，拥有海王星和次海王星质量行星的M矮星子样本也可能优先位于由高金属丰度M矮星组成的V-K_s-M_Ks平面区域。这种偶然发生的概率是p = 0.40 +/- 0.02，这一观测结果暗示，在富含金属的M矮星周围可能更有可能发现低质量行星。在富含金属的M型矮星周围，低质量行星出现率的增加是行星形成的核心吸积模型的自然结果。（节略）
2010-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
CaII Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. II. Abundances for a Sample of Field Stars
利用VLT + FORS 2计算了分布在15个小麦哲伦云（SMC）场中的360颗红巨星的近红外CaII三重态谱线的金属丰度。得到的[Fe/H]值的误差范围为0.09至0.35 dex/星，平均为0.17 dex。整个样品的金属丰度分布显示平均值为[Fe/H] = -1.00 +-0.02，分散度为0.32 +-0.01，与先前研究中发现的全球平均[Fe/H]值一致。我们没有发现SMC中存在金属丰度梯度的证据。事实上，在分析每个区域的金属丰度分布时，我们得出了位于4度以下的区域的平均值[Fe/H] = -0.99 +-0.08和4度以下的区域的平均值[Fe/H] = -1.02 +-0.07。从银河系的中心，分别。此外，有一个明显的趋势，即场星比它们周围的相应星团更贫金属，与它们在星系中的位置和星团的年龄无关。我们认为，这最有可能源于场星是有点老，因此有点比我们的大多数集群金属贫。
2009-12-03 astro-ph.SR
JWST Exoplanetary Worlds and Elemental Survey (JEWELS) I: High-Precision Chemical Abundances of 20 FGK Planet-Hosting Stars from JWST Cycle 2
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）
JWST第2轮任务对20颗FGK型行星宿主恒星进行高精度化学丰度分析，揭示恒星化学多样性与行星形成路径的关联。
2025-12-21 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
The Lifetime of Protoplanetary Disks in a Low-Metallicity Environment
银河系半径超过18千秒差距的极外星系（EOG），其金属丰度非常低，约为太阳附近的十分之一。我们获得了两个非常年轻的（$\sim$ 0.5百万年）恒星形成的集群，是最遥远的嵌入式集群之一的EOG的深近红外（NIR）图像。我们发现，在这两个集群的恒星的分数与近红外过剩，这起源于拱星尘埃盘半径为$\leq$ 0.1 AU，是显着低于那些在太阳附近。我们的研究结果表明，大多数恒星在低金属环境中形成的经验盘分散在一个较早的阶段（$<$ 1百万年）比那些形成在太阳金属环境（多达$\sim$ 5- 6百万年）。这种快速的盘分散可能会使行星的形成变得困难，并且较短的盘寿命和较低的金属量可能有助于众所周知的“行星-金属量相关性”的强烈金属量依赖性，该相关性表明恒星拥有行星的概率随着恒星金属量急剧增加。快速盘分散的原因可能是质量吸积率的增加和/或有效的远紫外光蒸发，由于低消光;然而，另一个未知的机制EOG环境可能是显着的贡献。
2009-09-09 astro-ph.SR
Joint Analysis of Multicolor Photometry: A New Approach to Constrain the Nature of Multiple-Star Systems Hosting Exoplanet Candidates
本文提出了一种利用太阳光度法评估凌日行星候选者性质的新方法。该方法通过分析凌日/食光变曲线和目标的视星等，试图确定系统的性质，并对未分辨伴星的性质提供定量的约束。我们通过观测K2任务（EPIC 206036749，EPIC 206500801，EPIC 210513446，EPIC 211800191，EPIC 220621087和EPIC 220696233）确定的六个候选凌日行星系统来证明我们的方法。将我们的分析代码应用于六个目标，我们发现EPIC 206036749，EPIC 210513446和EPIC 211800191可能是包括食双星的三星系统，EPIC 220696233可能是一个行星系，尽管需要进一步的观测来确认性质。此外，我们确认，系统误差所产生的派生系统参数采用特定的等时线模型和观测仪器（通带）是相对较小的。虽然这种方法本身不足以验证或反驳行星候选者，但该技术允许我们限制已解决/未解决的同伴的属性，并优先考虑行星候选者进行进一步的后续观测（例如，径向速度测量）。
2021-05-31 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. III. Abundances and Velocities for a Sample of 14 Clusters
用甚大望远镜FORS 2观测了15个小麦哲伦云（SMC）星系团中Ca Ⅱ线区域的红巨星光谱。我们确定的平均金属丰度和径向速度的平均误差为0.05德克斯和2.6公里/秒，分别从平均6.5个成员每个集群。一个集群（B113）太年轻，无法进行可靠的金属丰度测定，因此从样品中排除。我们将这里研究的样品与我们以前使用相同技术研究的15个集群相结合，并与其他作者确定的金属丰度在与我们相似的尺度上的7个集群相结合。这36个集群的汇编是最大的SMC集群样本目前可用的准确和均匀确定的金属丰度。我们发现，金属丰度分布是双峰的可能性很高，在-1.1和-0.8 dex处具有潜在的峰值。我们的数据显示，SMC星团中没有金属丰度梯度的强有力证据，这与Dobbie et al.（2014）最近从大样本场星的CaT光谱中获得的证据有些不一致。这可能揭示了星团和场星化学历史的可能差异。我们的星系团显示出金属丰度的显著分散，无论年龄如何，这可能反映了这个星系缺乏独特的AMR。目前文献中的化学演化模型都不能令人满意地代表SMC团簇的全局化学富集过程。
2015-03-10 astro-ph.SR
Neutral oxygen spectral line formation revisited with new collisional data: large departures from LTE at low metallicity
我们提出了一个详细的研究的非本地热力学平衡（非LTE）的高激发中性氧777 nm三重态在MARCS模型大气中的光谱类型为F至K的晚型恒星的代表形成。我们使用统计平衡代码MULTI进行了计算，包括对元素丰度分析影响的估计。所采用的原子模型包括，特别是，最近的量子力学电子碰撞数据。我们证实，O I三重态线的形式在非LTE条件下的晚型星，遭受负丰度修正相对于LTE。在低金属丰度时，大的谱线不透明度源于三重态-五重态系间电子碰撞，这是一种以前没有考虑或严重低估的耦合形式。对于具有较高T_eff的模型（包括巨星和矮星），非LTE效应通常变得严重。有趣的是，在贫金属的关闭恒星中，负的非LTE丰度修正往往会迅速变得更严重，朝向较低的金属丰度。当忽略H碰撞时，它们分别在[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-3.5时达到~ 0.9 dex和~ 1.2 dex。即使当包括这样的碰撞时，LTE丰度仍然是严重高估的，在这样低的金属丰度下相应地高估了~ 0.5 dex和~ 0.9 dex。虽然鲜为人知的非弹性氢碰撞因此仍然是一个重要的不确定性，大的金属依赖非LTE效应似乎指向一个“低”（与LTE相比）[O/Fe]的贫金属晕星。
2009-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Where in the Milky Way Do Exoplanets Preferentially Form?
本研究通过推断恒星出生半径，发现系外行星优先在银河系内金属丰度较高、较年轻且银心距较小的恒星周围形成，且高质量行星的形成效率随时间和银心距的变化更显著，与银河系化学演化一致。
2025-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicted incidence of Jupiter-like planets around white dwarfs
Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里科·圣玛丽亚技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦尔帕莱索天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CCT La Plata-CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔CCT-CONICET-UNLP）；São Paulo State University (UNESP)（圣保罗州立大学（UNESP））；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究通过群体合成预测白矮星周围类木行星的发生率，发现其比例低于3%，但年轻低质量系统中发生率较高，且金属licity影响显著。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Spectroscopic Analysis of the California-Kepler Survey Sample: II. Correlations of Stellar Metallicities with Planetary Architectures
我们提出了独立的和自洽的金属丰度的样本807行星托管恒星从加利福尼亚州开普勒调查LTE光谱分析使用选定的样品Fe I和Fe II线。使用非参数统计检验研究了主恒星金属丰度、行星半径和行星结构（轨道周期-温暖或炎热-和多重性-单一或多个）之间的相关性。除了证实文献中先前的结果外，例如，在所有类型的热和暖行星系之间，宿主恒星的金属丰度分布总体上是不同的，我们报告了一个新的发现，即当比较热和暖系统的金属丰度中值时，多个超级地球的差异要比单个超级地球的差异大得多。热的单个超级地球与温暖的单个超级地球的金属丰度CDF表明不同的母恒星星族，而对于亚海王星，情况并非如此。亚海王星和亚土星之间的过渡半径是通过比较太阳附近银河系薄盘的APOGEE金属丰度分布与根据其系统中最大的已知行星分离的主恒星的金属丰度分布来检查的。这些比较揭示了随着系统中最大行星半径的增加，金属丰度分布的差异越来越大，R $_{p}>$ 2.7 R $_{\oplus}$的母星金属丰度变得明显不同。p值作为行星半径的函数的行为在R $_{p}$ = 4.4 $\pm$ 0.5 R $_{\oplus}$处经历了大的斜率变化，表明小行星和大行星之间的半径边界。
2021-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital Architectures of Planet-Hosting Binaries: I. Forming Five Small Planets in the Truncated Disk of Kepler-444A
我们目前的第一个结果，从我们的凯克计划调查的轨道结构的行星托管多恒星系统。开普勒-444是一个贫金属的三星系统，拥有五颗次地球大小的行星围绕主星（开普勒-444A）运行，以及一对空间未解析的M矮星（开普勒-444BC），投影距离为1.8”（66 AU）。我们结合我们的凯克/NIRC 2自适应光学天体测量与多历元凯克/HIRES RV的所有三颗恒星，以确定一个精确的轨道周围的BC对，鉴于其经验约束的质量。我们测量最小的天体测量运动（$1.0\pm0.6$ mas yr $^{-1}$，或$0.17\pm0.10$ km s $^{-1}$），但我们的RV揭示了显着的轨道速度（$1.7\pm0.2$ km s $^{-1}$）和加速度（$7.8\pm0.5$ m s $^{-1}$ yr $^{-1}$）。我们确定了一个高偏心恒星轨道（$e=0.864\pm0.023$），使紧M矮星对内的行星系统的$5.0^{+0.9}_{-1.0}$ AU。我们验证了该系统是动态稳定的，在其目前的配置，通过n体模拟。我们发现A $-$ BC轨道和行星轨道很可能是对齐的（98%），因为它们都有边缘上的轨道和不对齐引起行星的进动。我们的结论是，在行星形成的时期，恒星可能在它们目前的轨道上，在$\approx$ 2 AU处截断了原行星盘。这个被截断的圆盘可能已经严重耗尽了固体物质，从而形成了总的$\app…
2015-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopy of Eclipsing Compact Hierarchical Triples I
本研究结合光谱与测光数据估算4个密近层级三星系统的恒星与轨道参数，分析不同金属丰度、年龄下的质量比与偏心率分布特征，指出需补充低质量样本观测。
2024-08-06 astro-ph.SR
Radial velocities and metallicities from infrared Ca II triplet spectroscopy of open clusters II. Berkeley 23, King 1, NGC 559, NGC 6603 and NGC 7245
背景：疏散星团是研究银河系圆盘形成和演化的关键。然而，文献中对疏散星团的径向速度和化学丰度的测定还存在不足。目的：我们打算增加疏散星团的径向速度和金属丰度的光谱测定次数。研究方法：我们用2.5米艾萨克牛顿望远镜（西班牙Roque de los Muchachos天文台）上的长狭缝IDS摄谱仪获得了5个疏散星团中几颗恒星在红外区Ca II三线态（~8500 AA）的中分辨率光谱（R~8000）。径向速度通过互相关拟合技术获得。在文献中的红外钙II线的强度和金属丰度之间的关系也被用来推导每个集群的金属丰度。结果：<V_r>Berkeley 23、NGC 559、NGC 6603和NGC 7245的平均速度分别为= 48.6+/-3.4、-58.4+/-6.8、26.0 +/-4.3和65.3 +/-3.2 km s-1。我们发现NGC 559和NGC 7245的[Fe/H]分别为-0.25+/-0.14和-0.15+/-0.18。Berkeley 23的金属丰度很低，[Fe/H] =-0.42+/-0.13，类似于银河系圆盘外围的其他疏散星团。相比之下，我们推导出NGC 6603的高金属丰度（[Fe/H] =+0.43+/-0.15），这使该系统成为已知最富金属的疏散星团之一。据我们所知，这是第一次从光谱学上确定这些星系团的径向速度和金属丰度，除了NGC 6603，它的径向速度以前已经…
2015-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive black hole binaries from runaway collisions: the impact of metallicity
逃逸碰撞是解释年轻致密星团中中等质量黑洞形成的最有希望的机制之一。另一方面，参与失控碰撞的大质量恒星会因恒星风而失去质量。在本文中，我们讨论了大质量（6.5x10^4 Msun）星团的新N体模拟，其中我们增加了不同金属丰度下的恒星风和超新星爆炸的升级配方。通过动力学和恒星演化，我们跟踪了主碰撞产物（PCP）的演化，直到它形成恒星遗迹。在太阳金属丰度下，最终合并产物的质量从几个太阳质量到30 Msun。在低金属丰度（0.01-0.1兆太阳）时，最大残余质量约为250兆太阳，在IMBH范围内。大部分（~0.6）的PCP没有从母星团中喷出，并获得恒星或黑洞（BH）同伴。大多数拥有PCP的长寿命双星都是BH-BH双星。讨论了这一结果对引力波探测的重要意义。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Accurate Metallicities for Very Metal-Poor Stars from the Ca~II Infrared Triplet
Ca~II H \& K线是从中等分辨率光谱学中推断极贫金属恒星金属丰度的少数特征之一。不幸的是，这些谱线可能与中间星际介质产生的吸收重叠，从而在导出的金属丰度中引入系统误差。Ca~II红外三重线的强度也可以在极低的金属丰度下测量到，它不受星际吸收的影响，但明显偏离局域热力学平衡（LTE）。我们使用最先进的Non-LTE模型，包括最新的原子数据，研究了采用Ca~II红外三线态作为极端贫金属星金属丰度指标的可行性。我们发现三重态谱线的非LTE丰度修正可以超过0.5dex。当星际吸收影响的Ca~II共振线是占使用高分辨率的观测，非LTE之间的三重态和共振线的丰度的协议，只有轻微偏离LTE，是极好的。非LTE效应增强了Ca~II IR三线态，便于在非常低的金属丰度下进行测量，与LTE估计值相比，低至$\rm [Fe/H]=-6.0$。这一结果对发现银河系和其他星系中的原始恒星具有重要意义，因为仪器在红色/近红外波长处最敏感，并且覆盖Ca~II IR三重态的数千万光谱将很快从Gaia，DESI，WEAVE和PFS任务中获得。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies the First Safe Planet-hosting Environments?
本文通过半经验模型研究本星系群矮椭球星系中低金属丰度恒星能否安全承载类地行星，发现光度约10^6 L⊙处存在可安全承载行星长达4 Gyr的“最佳点”，并指出低金属丰度行星形成是理解首批安全行星宿主环境的关键。
2025-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution and Dynamics of Tight Triple Systems
紧三元系统的恒星呈等级结构，第三颗恒星绕着内部的双星运行，周期小于1000天。这样的系统对于理解多个系统中恒星的形成和演化非常重要。有一个分离的食双星（DEB）作为其组成部分之一，使我们能够获得这些系统的精确的恒星和轨道参数。我们讨论的过程中，以获得准确的参数，这些系统使用高分辨率光谱，径向速度测量，精确的天基测光。这使我们能够有一个三维几何图片，以及金属丰度，年龄和这些系统的进化状态。
2023-03-10 astro-ph.SR
Weak Galactic halo--dwarf spheroidal connection from RR Lyrae stars
我们讨论的作用，矮星系可能发挥的星系晕（晕）的形成使用RR天琴座恒星（RRL）作为其古老的恒星成分的示踪剂。比较是使用两个观测值（周期，光度振幅）是红化和距离无关。6个矮椭球体和11个超暗矮星系（1，300个）的基模RRL显示出高斯周期分布，其峰值在平均周期<Pab>=0.610+-0.001天（sigma=0.03）附近。Halo RRL（15，000）的特点是周期分布更广。除人马座外，所有矮椭球体的基本模式RRL都完全缺乏高振幅短周期（HASP）变星，定义为< 0.48 days and Av>P0.75等。这样的变星在光环星系、球状星团和大质量矮不规则星系中并不少见。为了进一步解释这一证据，我们考虑了18个球状星团，它们的金属丰度范围很广（-2.3< [Fe/H]< -1.1），每个球状星团的RRL都超过35。金属丰度被证明是主要参数，因为在HASP区域中，只有比[Fe/H] -1.5宿主RRL更富金属的球状体。这一发现表明，类似于幸存者的dSphs似乎并不是光环的主要组成部分。主要的物理论据表明，它们的贡献的上限为50%。另一方面，大质量的矮星拥有一个古老的人口与广泛的金属丰度分布（大麦云，人马座）可能发挥了主要作用的形成晕。
2014-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stellar census in globular clusters with MUSE -- Extending the CaT-metallicity relation below the horizontal branch and applying it to multiple populations
目的。我们使用超过30，000红巨星分支（RGB）恒星的光谱在25个球状星团（GC），在银河系球状星团的MUSE调查中获得的，校准钙II三重态（CaT）的金属丰度关系，并获得所有个别恒星的金属丰度。我们调查的整体金属丰度分布，以及每个集群内的不同人群。方法. Ca II三重态在8498、8542和8662 AA处的近红外线在光谱类型介于F和M之间的恒星中可见，可以用来确定它们的金属丰度。在这项工作中，我们校准的关系，使用平均集群金属丰度从文献和MUSE光谱，并将其扩展到水平分支以下-传统上是为了避免非线性关系的截止-使用二次函数。除了基于V-VHB的经典关系外，我们还提出了基于绝对星等和光度的校准。然后使用所获得的关系来计算样本中所有恒星的金属丰度，并推导出一个星团内不同种群的金属丰度分布，这些种群已使用基于HST测光的所谓“染色体图”进行分离。结果我们发现，尽管相对较低的光谱分辨率的MUSE（R=1900-3700），我们可以得到单星金属丰度的平均统计内集群的不确定性为~0.12 dex。我们目前的金属丰度分布的RGB恒星在25 GC，并调查不同的金属丰度的人口P3（和更高）在所谓的金属络合物或II型集群，发现金属丰度的变化，在所有这些。我们还在I型星团NGC 2808中发现了意想不到的金属丰度变化，并确认了NGC 7078的II型状态。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation, magnetism, and metallicity of M dwarf systems
近M-矮双星和更高的倍数允许调查的旋转演化和平均磁通量不受分散的倾角和年龄，因为组件的自旋轴的方向是最有可能平行和个别系统是coeval。由早期（M0.0 - M4.0）和晚期（M4.0 - M8.0）型组成的系统提供了研究部分对流星和完全对流星之间自转和磁性差异的可能性。我们已经选择了10个最近的dM系统，以确定旋转速度和平均磁场强度的基础上，光谱分析的FeH线的Wing-Ford转换在1 $μ$ m的VLT/CRIRES观察。我们还研究了我们的光谱模型关于大气参数，包括金属丰度的质量。使用分子塞曼文库（MZL）的修改版本来计算FeH系的Landé g因子。用Synmast代码进行磁谱合成。我们证实了先前报道的发现，即质量较小的M矮星的制动效果不如早期类型的物体。在四个系统（GJ 852、GJ 234、LP 717-36、GJ 3322）的初级和三重系统GJ 852的次级中检测到强表面磁场。我们还证实了在GJ 2005的原星系中存在2 kG的强磁场.用$\vsini>10$ \kms无法精确测定快速旋转恒星的磁场。对于慢旋转和中等旋转的恒星，我们发现表面磁场强度随着旋转速度$\vsini$而增加，这与研究场星的其他结果是一致的。
2011-08-17 astro-ph.SR
Primordial triples and collisions of massive stars
已知大质量恒星具有高的多重性，在最近和研究最好的天体中有高阶多重性的例子。在本文中，我们研究了大质量恒星在星团环境中的等级多重系统（内部双星作为更广泛的双星的一个组成部分），其中一个大小为100- 1000 au的系统将在大质量恒星的短暂寿命中经历许多近距离相遇。使用两种类型的N体实验，我们确定后形成碰撞概率的这些大规模的层次结构。我们发现，根据环境的具体情况，层次结构，以及允许通过的时间量，百分之几十的层次结构将经历碰撞，通常是内部双星的两颗恒星之间。除了碰撞，集群托管一个分层的大规模系统产生高速失控的增强率。大质量恒星的原始多样性细节似乎在集群模拟中产生这些相对较小的事件中发挥了关键作用，使它们作为集群历史诊断的使用变得复杂。
2013-01-29 astro-ph.SR
Using High-Resolution Optical Spectra to Measure Intrinsic Properties of Low-Mass Stars: New Properties for KOI-314 and GJ 3470
我们构建高信噪比的“模板”光谱，通过共同添加数百个光谱附近的矮星跨越K7到M4，采取与凯克/HIRES作为加州行星搜索的一部分。我们确定了几个光谱区域的可见光（370 - 800 nm），是敏感的恒星光度和金属丰度。我们使用这些地区开发的光谱校准方法来测量质量，金属丰度，和低质量恒星的距离，而不需要几何的视差。在附近的M矮星样本上测试我们的方法，我们表明我们可以重现恒星质量约为8 - 10%，金属丰度约为0.15 dex，距离为11%。我们能够利用作为恒星KOI-314径向速度监测的一部分而获得的HIRES光谱，得出新的质量估计值为0.57 +/- 0.05 Msun，半径为0.54 +/- 0.05 Rsun，金属丰度[Fe/H]为-0.28 +/- 0.10，距离为66.5 +/- 7.3 pc。使用HARPS档案数据，并结合我们的光谱方法与过境观测的限制，我们也能够推导出恒星的性质GJ 3470，过境行星托管M矮星。我们估计质量为0.53 +/- 0.05 Msun，半径为0.50 +/- 0.05 Rsun，金属丰度[Fe/H] = 0.12 +/- 0.12，距离为29.9 - 3.4 ^{+3.7} pc。
2013-03-03 astro-ph.SR
IP Eri: A surprising long-period binary system hosting a He white dwarf
我们确定的K 0 IV +白矮星（WD）系统IP Eri，这似乎有一个令人惊讶的1071 d的长周期和0.25的显着偏心率的轨道要素。先前对WD的光谱分析，基于依巴谷视差推断的101 pc的距离，得出的质量只有0.43 M $_\odot$，这意味着它是一个氦核WD。IP Eri的轨道性质与新发现的长周期亚矮星B（sdB）双星相似，后者的恒星具有燃烧He的核心，周围环绕着极薄的H包层，因此与He WD是近亲。我们对来自HERMES/Mercator摄谱仪的高分辨率光谱进行了光谱分析，并得出结论，K 0分量的大气参数为$T_{\rm eff} = 4960$ K、$\log{g} = 3.3$、[Fe/H] = 0.09和$ξ= 1.5$ km/s。详细的丰度分析侧重于C、N、O丰度、碳同位素比值、轻元素（Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti）和s-过程元素（Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd）。我们的结论是IP Eri丰度同意正常场的恒星相同的金属丰度。长周期和非零偏心率表明，这个系统不可能是一个共同包络相位的最终产物;它需要另一个灾难性较小的双星演化通道（Siess等人，2014）。
2014-06-05 astro-ph.SR
Compact Binary Formation in Open Star Clusters III: Probability of Binary Black Holes Hidden in Gaia Black Hole Binary
本文通过引力 N 体模拟发现，低金属丰度疏散星团中约 10% 的 Gaia 天体测量黑洞双星候选体可能隐藏内部双黑洞，且可通过第三颗星的径向速度调制特征进行观测区分。
2025-06-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive Stellar Triples Leading to Sequential Binary Black-Hole Mergers in the Field
具有大质量恒星成分的恒星三元组是常见的，并且可以导致连续的二元黑洞合并。在这里，我们概述了这些顺序合并的演变，并探讨这些事件的背景下，引力波天文学和对不稳定的质量差距。我们发现，二进制黑洞合并在对不稳定的质量间隙可以是三重起源，因此并不完全形成在稠密的动力学环境。我们讨论的背景下，最大规模的引力波源检测到的顺序合并的情况：GW170729和GW190521。我们认为GW170729的祖先是一个低金属丰度场三元组。我们支持GW190521不可能在野外形成的前提。我们的结论是，三重恒星演化是基本的引力波源的理解，并可能，其他高能瞬变。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confirmation of a metallicity spread amongst first population stars in globular clusters
大质量星团中的恒星在某些轻元素（MP）中表现出内在的变化，这些变化在相干形成情景中很难解释。近年来，HST光度测量已经导致了对多光子晶体的全局性质的表征，其细节达到了前所未有的水平。特别是，被称为染色体图的颜色-颜色图已被证明在将具有场状金属丰度分布（1 P）的星团恒星与具有独特的轻元素丰度反相关（2 P）的物体分离方面非常有效。意想不到的广泛的颜色范围所涵盖的1 P组的染色体图中的大多数调查的银河系GC最近已被归因于内在的金属丰度变化高达~0.30德克斯，从研究的SGB星在两个金属丰富的银河系GC采用适当的HST过滤器组合。另一方面，对NGC 3201和NGC 2808中1 P星小样本的高分辨率光谱分析迄今为止提供了相互矛盾的结果，在NGC 3201中检测到了金属丰度的扩散，但在NGC 2808中没有。我们提出了一种新的方法，采用HST近紫外和光学测光的RGB恒星，独立地确认这些结果。我们的方法已首次验证使用观测数据M2，GC托管一小群1 P星增强（约0.5 dex）金属丰度的主要组成部分。然后，我们将我们的方法应用于三个集群，覆盖了更大的金属丰度范围，并在其染色体图谱中，即M92，NGC 2808和NGC 6362，具有良好的人口，扩展的第一人口序列。我们确认，金属丰度的传播是存在于这些集群中的1 P恒星之间，从而固化的情况下，存在意想不到的变化高达两个因素的金属丰度在大多数G…
2022-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for signatures of planet formation in stars with circumstellar debris discs
尘埃碎片盘和低质量行星之间存在的初步相关性已经提出。与此同时，详细的化学丰度研究报告了行星和非行星宿主样本之间的不同趋势。我们确定在一个均匀的方式的金属丰度，和251颗恒星的样本，包括已知的碎片光盘，碎片光盘和行星，只有行星的恒星丰度。具有碎片盘和行星的恒星具有与拥有行星的恒星相同的[Fe/H]行为，并且它们也显示出类似的<[X/Fe]>-Tc趋势。在没有行星的恒星样品和行星宿主样品之间发现了<[X/Fe]>-Tc趋势的不同行为。特别是，当只考虑耐火元素时，负斜率显示在冷的巨行星宿主中，而正斜率显示在承载低质量行星的恒星中。只有近距离巨行星的恒星具有更高的金属丰度和正的<[X/Fe]>-Tc斜率。对<[X/Fe]>-Tc斜率与恒星性质之间相关性的研究表明，与恒星半径之间存在中等但显著的相关性，与恒星年龄之间也存在弱相关性。具有碎片盘的恒星和具有低质量行星的恒星既没有表现出金属增强，也没有不同的<[X/Fe]>-Tc趋势，这一事实可能表明碎片盘的存在与低质量行星的存在之间存在相关性。我们从以前的工作，报告的差异，在<[X/Fe]>-Tc的趋势行星主机和非主机之间的结果进行了扩展。然而，只有当恒星拥有一颗冷的遥远行星时，这些差异才会出现，而不是在只有低质量行星的恒星中。
2015-02-25 astro-ph.SR
Multiplicity of the Galactic Senior Citizens: A high-resolution search for cool subdwarf companions
冷次矮星是低质量恒星星族中最古老的成员。次矮星主要存在于星系晕中，其特征是金属丰度低。测量它们的双星比例，并将其与太阳金属丰度恒星进行比较，可以对银河系历史早期的恒星形成过程提供关键的见解。然而，由于它们的低光度和相对罕见的太阳附近，冷亚矮星的双星调查遭受了小样本和不完整。以前的调查表明，红次矮星的双星比例比它们的主序星堂兄弟低得多。使用高效的RoboAO系统，我们提出了最大的高分辨率调查的次矮星，敏感的角度分离，下降到0.15弧秒，和对比度，高达6个星等的差异，在过去的调查中看不见。在344个目标冷次矮星中，有40个在多个系统中，16个是新发现的，二元分数为11.6%，误差为1.8%。我们还发现了6个三星系统，三重态分数为1.7%，误差为0.7%。与太阳金属丰度矮星的类似调查相比，伴星之间的光度相差3 sigma，次矮星缺乏低对比度的伴星。
2014-11-12 astro-ph.SR
The Mg I b triplet and the 4571 Å line as diagnostics of stellar chromospheric activity
上下文在文献中，Mg I 4571三线态和b三线态被认为是太阳和恒星活动的诊断，因为它们是在低色球层形成的。目的。研究这四条谱线作为类太阳恒星色球活动诊断的潜力，通过改变大气模型和恒星参数，研究这些谱线的强度与当地大气变化的关系。方法.从Next-Gen光球模型出发，建立了包括光球、色球和过渡区的大气模型网格，求解了辐射转移，得到了合成轮廓，并与主序星、类太阳恒星（有效温度在4800-6400 K之间）、太阳重力和太阳金属丰度的观测光谱进行了比较。结果我们发现，Mg I 4571的线是显着敏感的局部变化，在大气模式周围的最低温度。相反，b三重态的谱线对当地大气结构的变化没有明显的响应。
2017-06-14 astro-ph.SR
