New observations of chemically peculiar stars with ESPaDOnS
我们提出的第一个结果估计重力和有效温度的一些研究不足的化学奇特的恒星，最近观察到的分光偏振仪ESPaDONS在CFHT。我们分析了HD 71030、HD 95608和HD 116235的光谱，以确定它们的径向速度、Vsin（i）和几种化学物种的平均丰度。我们还分析了我们的结果，以验证这些恒星中可能的铁和铬垂直丰度分层。
2014-05-23 astro-ph.SR
Project VeSElkA: Analysis of Balmer line profiles in slowly rotating chemically peculiar stars
我们目前的结果估计重力，有效温度，和径向速度差的研究化学奇特的恒星最近观察到的分光偏振仪Echelle分光偏振装置在加拿大-法国-夏威夷望远镜的框架中的元素丰度的垂直分层的恒星观测。我们首次确定了样本中四颗恒星（HD23878，HD 83373，HD 95608和HD 164584）的有效温度和表面重力值。用PHOENIX程序的第15版计算了恒星大气模型的网格和相应的通量，有效温度范围为5000- 15000 K，表面重力对数范围为3.0-4.5，金属丰度范围为-1.0至+1.5。我们使用这些通量来拟合巴耳末线轮廓，采用代码FITSB 2来估计每个恒星的有效温度，重力和径向速度。在可能的情况下，我们的结果与以前发表的结果进行了比较。本文讨论了16颗程序星的物理特征，旨在进一步研究其大气化学组分的丰度异常和可能的垂直丰度分层。
2015-05-29 astro-ph.SR
Abundance and stratification analysis of the CP star HD 103498
缓慢的旋转和缺乏强烈的混合过程中的大气化学奇特的恒星发展的理想条件下出现的丰度异常通过微观粒子扩散的机制。这使得这些物体在光谱和光度上看起来与它们的“正常”类似物不同。因此，通常很难准确地确定这些恒星的大气参数，需要特殊的方法来对其大气进行一致性分析。本文的主要目的是分析化学奇特星HD 103498大气中化学元素的丰度和层结。我们发现，两个模型的大气计算与个人和分层的丰度提供合理的适合观察到的光谱和光度指标：Teff = 9300 K，logg = 3.5和Teff = 9500 K，logg = 3.6。结果表明，镁有一个大的丰度梯度，在恒星的大气中积累的镁离子在最上层的大气层，而硅表现出相反的行为与积累在深层。此外，详细的非LTE分析表明，所考虑的Mg转变都不是明显的非LTE效应的主题。比较观测到的光度转换为物理单位，我们估计HD 103498的半径为R =（4.56 +/-0.77）Rsun（Teff = 9300K，logg = 3.5）和R =（4.39 +/-0.75）Rsun（Teff = 9500K，logg = 3.6）。我们注意到，缺乏合适的绝对单位的观测，使我们无法在目前的分析阶段唯一地确定恒星的Teff。
2011-06-19 astro-ph.SR
Empirical chemical stratifications in magnetic Ap stars: questions of uniqueness
在过去的几十年里，模拟的不均匀垂直丰度分布的各种化学元素在磁性特有的A型在很大程度上依赖于简单的阶梯函数近似。相比之下，最近推出的正则化垂直逆问题（VIP）是不是基于参数化的分层配置文件，并已被要求产生独特的解决方案，而无需先验假设的轮廓形状。本文的中心问题是经验分层的独特性问题。误差分析建立置信区间的丰度配置文件，它表明，许多不同的阶跃函数，有时有很大的不同幅度给适合所观察到的光谱，等于VIP适合的质量。理论上的论点是先进的赞成丰度的配置文件，依赖于磁纬度，即使在中等强度的磁场。包括云模型、帽模型和环模型的讨论表明，如果没有相位分辨的高信噪比（S/N）和高光谱分辨率（R）的偏振分光光度计，在所有4个Stokes参数下，解的唯一性是不可能实现的。
2009-01-06 astro-ph.SR
Abundances and search for vertical stratification in the atmospheres of four HgMn stars
利用高分辨率、高信噪比的紫外可见光谱资料，我们对4颗HgMn星（HD 71066、HD 175640、HD 178065和HD 221507）进行了详细的光谱分析。利用光谱合成方法，得到了16种元素的22种离子的平均光球化学丰度。我们发现我们的衍生丰度和以前发表的其他作者之间的协议。对于5个元素，目前有足够数量的合适的线，我们试图通过分析作为光学深度的函数导出的丰度的依赖性来检测垂直化学分层。对于大多数元素和大多数恒星，我们没有发现化学分层的证据，其典型的3σ上限为Δ \log N_elem/N_tot~0.1-0.2 dex/单位光学深度。然而，对于锰在大气中的HD 178065，我们发现令人信服的证据分层。使用Mn丰度的两步模型对谱线剖面进行建模，得到局部丰度在光学深度范围log τ_5000=-3.6至-2.8内近似线性变化约0.7 dex。
2010-02-17 astro-ph.SR
Stratification and Isotope Separation in CP Stars
我们调查的元素和同位素分层的大气中选择的化学奇特（CP）的上主序列的恒星。2004年，UVES光谱仪的重新配置使得有可能检查Ca II红外三重态的所有三条线。分析的大部分材料是在2008年获得的。我们支持Ryabchikova，Kochukhov和Bagnulo（RKB）的说法，即恒星10 Aql，HR 1217和HD 122970的钙同位素具有明显的分层剖面，重同位素集中在更高的层。需要更好的观测来了解Ca-40在所有或大多数显示Ca-48存在的CP恒星的最深层中占主导地位的程度。在一些HgMn星的光谱中几乎没有Ca-40的证据，而磁星HD 101065的红外三重态与纯Ca-48很好地拟合。在HR 5623（HD 133792）和HD 217522中，重同位素很可能占主导地位，尽管模型可能不是这种情况。虽然在许多情况下肯定需要元素分层，我们指出的重要性，包括调整假设的Teff和log（g）值，在尝试模型分层。我们建议强调最强线的轮廓，其中分层的影响最明显。同位素混合物，包括质量在40和48之间的4种稳定的钙核素是合理的，但没有强调。
2009-03-03 astro-ph.SR
A self-consistent empirical model atmosphere, abundance and stratification analysis of the benchmark roAp star alpha Circini
化学奇特（CP）星是研究化学元素微观扩散过程的独特天然实验室。在重力和辐射压的影响下，元素的分凝导致CP星大气中出现强的丰度梯度。因此，这些天体的大气温度-压力结构可能与丰度均匀的正常恒星的大气层有很大差异。在这项研究中，我们进行了一个自洽的，经验模型大气研究的最明亮的快速振荡Ap星α Cir。我们占模式大气计算中的化学分层和评估的重要性，非均匀的垂直元素分布的模式结构，能量分布和氢线配置文件。基于35种元素的52种离子的化学丰度分析，4种元素（Si，Ca，Cr和Fe）的分层建模和随后的大气结构的重新计算的迭代过程，我们推导出一个新的模型大气的α Cir，这是与推断的大气化学的恒星。我们发现Teff=7500 K，logg=4.1，并表明，化学分层模型结构上有显着的影响，并修改氢巴耳末线的形成。我们用光谱测定的α Cir的Teff与这颗恒星的基本有效温度一致。这表明，在冷磁CP星的详细光谱分析推断的温度不受大的系统偏差。
2009-03-20 astro-ph.SR
Abundance stratification in type Ia supernovae -- VII. The peculiar, C-rich iPTF16abc: highlighting diversity among luminous events
本研究通过光学光谱时间序列建模分析奇特富碳Ia型超新星 iPTF16abc 的丰度分层，揭示其兼具91T/99aa型与SN 2003fg-like事件特征，挑战现有爆炸模型并凸显高光度SNe Ia的多样性。
2024-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral analysis of BD+30$^{\circ}$623, the peculiar binary central star of the planetary nebula NGC 1514
NGC 1514是一个复杂的行星状星云，有一颗奇特的中央双星（BD+30 $^{\circ}$ 623），由一颗冷恒星和一颗热伴星组成。到目前为止，这两颗恒星的参数还没有完全确定。基于中分辨率CAFOS光谱和IUE紫外光谱对BD+30 $^{\circ}$ 623进行了详细的光谱分析，并对两颗恒星的参数进行了推导。为此，我们使用了一个广泛的复合网格库鲁茨和蒂宾根NLTE模式大气光谱。根据最小$χ^{2}$方法的拟合过程，获得的最佳模型对应于水平分支A0星，其$T_{\rm eff}$ = 9850 $\pm$ 150 K，log g = 3.50 $\pm$ 0.25，以及热伴星，其$T_{\rm eff}$在80000 K和95000 K之间，log g $\simeq$ 5.5。据我们所知，这是第一次通过详细的光谱分析准确地确定了这两颗恒星的参数。
2015-01-28 astro-ph.SR
Horizontal flows in the atmospheres of chemically peculiar stars
本研究通过结构化大气简化模型和富氦恒星二维MHD模拟，发现磁场可将BA型恒星大气水平流速降低一个数量级并抑制元素混合。
2025-01-22 astro-ph.SR
Preliminary study of the moderately cool chemically peculiar star BS Circini
BS Cir是中等冷的磁性化学特殊星的代表，它在Stroemgren指数c1中显示出非常强烈的光变化，表明巴尔末跳跃的高度变化很大。我们提出了两点光变模型，成功地拟合了在335-750 nm光谱区获得的所有九条光变曲线。我们还讨论了Fe、Cr、Ti、Si、Mg和RE谱线强度观测变化的性质以及与观测到的光变化相匹配的可能机制。证实了BS Cir 2.204 d的观测周期以dP/dt=5.4（4）x10^-9的速率上升。光变曲线形状的微小长期变化应该与恒星磁畸变引起的岁差运动引起的周期变化相一致。
2015-03-19 astro-ph.SR
Magnetism, chemical spots, and stratification in the HgMn star phi Phoenicis
汞锰（HgMn）星一直被认为是一种非磁性、不变的化学奇特（CP）星。然而，最近发现的变化在谱线配置文件建议在某些HgMn星的化学元素的表面分布不均匀。从对其他CP星的研究可知，磁场在表面斑的形成中起着关键作用。所有试图在HgMn星中寻找磁场的尝试都得到了否定的结果。在这项研究中，我们调查了可能存在的磁场在phi Phe（HD 11753）和重建表面分布的化学元素，显示在谱线的变化。我们还测试了一个假设，即磁场集中在化学斑点，并期待在恒星大气中的可能性，一些化学元素分层与深度。我们的分析是基于高质量的光谱偏振时间序列观测，涵盖了完整的旋转周期的恒星。光谱是用欧洲南方天文台3.6米望远镜的HARPSpol获得的。结合来自所有合适谱线的信息，我们将平均纵向磁场的上限设置为4 G。对于化学斑点，纵向场的上限在8和15 G之间变化。我们确认了Y、Sr和Ti的变异性，并检测到Cr线的变异性。分层分析表明，Y和Ti不集中在最上层大气。我们的分光偏振观测排除了一个强大的，全球组织的磁场在phi Phe的存在。这意味着斑点形成的另一种机制，这可能与非平衡原子扩散有关。然而，最近的时间相关扩散模型预测的分层变化的典型时间尺度显着超过了phi Phe报告的斑点演变时间尺度。
2012-01-27 astro-ph.SR
Project VeSElkA: Search for vertical stratification of element abundances in HD157087
本文分析了CFHT的ESPaDOnS最近获得的HD 157087的新偏振光谱，以验证该天体的性质。通过对HD 157087的两个光谱中的九条巴耳末线剖面的分析，获得了该恒星的基本恒星参数：$T_{\rm eff}$ = 8882 K，$\log{g}$ =3.57。将我们的丰度分析结果与先前公布的数据进行比较，发现某些化学物种的平均丰度随时间变化，而其他元素的丰度几乎保持不变。丰度分析还显示，C、S、Ca、Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni和Zr的丰度向大气深层显著增加。再加上发现的Ca和Sc的丰度增加，这一事实与HD 157087作为边缘Am星的分类相矛盾。对径向速度的可用测量结果的分析导致长周期和短周期变化的检测。长周期的变化支持了HD 157087是一个周期大于6年的天体测量双星系统的观点。$V_{\rm r}$的短周期变化的存在，以及平均丰度的时间变化的检测表明，HD 157087可能是一个三重系统，其中一个短周期双星围绕第三颗恒星旋转。在这种情况下，短周期双星可能由缓慢旋转的Am和A（或弱磁场的Ap）星组成，它们具有相似的有效温度和表面引力，但丰度不同。
2018-02-28 astro-ph.SR
Axisymmetric investigation of differential rotation in contracting stellar radiative zones
上下文恒星在其演化的不同阶段经历快速收缩或膨胀。在这些阶段发生的角动量和化学元素的运输建模仍然是一个未解决的问题。目标。本文研究了恒星辐射带在径向收缩过程中所产生的差异自转和纬向环流。方法.我们考虑一个旋转的球形层交叉的径向速度场，模仿的收缩和数值求解轴对称流体动力学方程在Boussinesq和滞弹性近似。进行了广泛的参数研究，以涵盖制度的收缩，旋转，稳定分层和密度分层，是相关的恒星。结果差旋和纬向环流是由收缩驱动的角动量向内输送和由粘性或Eddington-Sweet型环流主导的向外输送之间的竞争造成的，这取决于$P_r \left( N_0 / Ω_0 \right)^2 $参数的值，其中$P_r$是普朗特数，$N_0$是布伦特-韦伊塞拉频率，$Ω_0$是自转速率。考虑密度分层对于研究更真实的径向收缩场很重要，而且因为所得流动受边界条件的不必要影响较小。在这些不同的制度和一个弱的微分旋转，我们推导出相关的收缩时标的微分旋转的振幅的标度律。
2020-11-17 astro-ph.SR
The Peculiar Balmer Decrement of SN 2009ip: Constraints on Circumstellar Geometry
我们目前的光学和近红外光谱观测明亮的蓝色变量SN 2009 ip在其显着的光度演变的2012年。光谱采样了SN 2009 ip光变曲线中的三个关键点，对应于它在8月的初始增亮（2012-A）和在10月初的戏剧性再增亮（2012-B）。基于在我们的光谱中测量的线通量和速度，我们在2012-B光谱中发现了令人惊讶的低I（H-alpha）/I（H-beta）~ 1.3-1.4。这样的比率意味着要么是一种罕见的B情况下的复合情况，即H-α而不是H-β具有光学厚度，要么是一种极高密度的星周物质，n_e > 10^13 cm^（-3）。在SN 2009 ip的光度演化的峰值时，H-α谱线强度产生的最小辐射表面积为>~ 20，000 AU^2。结合2012年该天体光谱演化的性质，高的星周密度和大的辐射表面积意味着在中心恒星周围存在薄盘几何结构（因此，可能是一个双星伴星），这表明，观察到的SN 2009 ip的2012-B再亮可以归因于快速-由2012-A的潜在事件产生的移动喷出物。
2013-11-09 astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 astro-ph.SR
The helium-rich subdwarf CPD-20 1123: a post-common envelope binary evolving onto the extended horizontal branch
亚发光B星有多种类型，包括单星、近距离和远距离联星以及脉动和非脉动变星。大多数表面氦含量不足（nHe<1%），少数表面氦含量极高（nHe>90%）。少数有中间的表面氦丰度（~ 10 - 30%），伴随着其他元素的特殊丰度。所提出的问题是：i）这些丰度特性是否与恒星从富氦祖先演变为正常贫氦sdB恒星时光球层内元素的辐射驱动和时间相关分层有关; ii）这些现象是否只发生在单sdB恒星中，或者也与双星中的sdB恒星有关。我们提出了一个明亮的中间氦sdB星CPD-20 1123（阿不思1）的精细分析，这表明它是冷的，热亚矮星，与Teff~23 000 K和表面氦丰度~17%的数量。其他的元素并没有表现出异常;与大多数sdB星一样，碳和氧基本上是耗尽的，而氮是富集的。镁通过硫似乎减少了约0.5 dex，但氯和氩大大增加。我们还提出了一系列的径向速度测量表明，该恒星是一个接近的二进制的轨道周期为2.3天，这表明它是一个后共包络系统。在密近双星中发现的一颗中间富氦sdB星，除了已知的和显然是单一的样本之外，支持了这样一种观点，即这些是非常年轻的sdB星，其中光球层的辐射驱动分层是不完整的。
2012-04-21 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of the chemically peculiar star HD 125248
中等质量的，化学性质奇特的恒星具有强磁场，这给我们提供了一个极好的机会来研究它们表面磁场的拓扑结构，以及它们大气层中磁性几何形状和丰度不均匀性之间的相互作用。我们重建的表面磁场和丰度分布的磁Ap星HD 125248的详细地图。我们进行了分析的基础上，相位分辨，四斯托克斯参数spectropolarimetric观测与HARPSpol仪器。这些数据与磁多普勒成像技术进行了解释。我们改进了该恒星的大气参数，T_eff = 9850K +/-250K，logg = 4.05 +/-0.10。我们进行了详细的丰度分析，发现垂直分层效应的Fe II和Cr II离子。我们计算了LSD斯托克斯轮廓，并研究了它们的行为与旋转相位。我们改进了恒星的自转周期P_rot = 9.29558（6）d。HD 125248的磁多普勒成像显示其磁场主要为极向和准偶极，具有两个不同极性和场强的大斑点。Fe、Cr、Ce、Nd、Gd、Ti等元素的丰度对比度为0.9 - 3.5 dex。在这些元素中，Fe丰度图没有显示出高对比度的特征。Cr在负磁极附近富集，丰度范围为3.5 dex。稀土元素和Ti在正磁极附近富集。HD 125248的磁场与经典的轴对称偶极场几何形状有很大的偏差。其他恒星使用四斯托克斯磁多普勒成像得出的结果的比较表明，随着年龄的增加，该领域的拓扑结构变得更简单。丰度图显示出与磁场几何形状的弱相关性，但它…
2016-01-27 astro-ph.SR
Spectral atlas of two peculiar supergiants: MWC314 and IRC+10420
本文介绍了用CCD阶梯光栅摄谱仪（R=15000）在南非天文台6米望远镜主焦点上拍摄的高光度天体MWC 314和IRC+10420的光谱图集。在4790至7520 Å之间的间隔内，识别出大约320种恒星、星周和星际性质的发射和吸收特征。给出了它们的相对强度和径向速度，并讨论了它们剖面的区别。
2016-02-15 astro-ph.SR
V346 Nor: the post-outburst life of a peculiar young eruptive star
猎户座FU型天体（FUors）是年轻的低质量恒星，正在经历强大的吸积爆发。增加的吸积往往伴随着准直喷流和充满活力的，大规模的分子外流。爆发期间的额外加热也可能引起拱星物质的可检测的几何，化学和矿物学变化，影响这些物体周围可能的行星形成。V346 Nor是一个具有特殊光谱特征的南方型超新星。在爆发开始数十年后，它在2010年左右意外地经历了一次衰落事件，这是由于恒星的质量吸积率降低了至少两个数量级。在这里我们介绍了光学和近红外光度法和后光谱法获得的最小值。我们的光变曲线显示V346 Nor逐渐重新变亮，其KS波段亮度仅比爆发亮度水平低1.5等。我们的VLT/XSHOOTER光谱观测显示了几条强烈的禁止发射线，这些发射线来自各种金属和分子氢，这表明一个新的喷流的发射。我们的N-波段光谱与VLT/VISIR获得概述了更深的硅酸盐吸收功能比以前，表明拱星介质的几何形状已经改变了在爆发后的时期相比，峰值亮度。
2019-12-08 astro-ph.SR
A search for chemical stratification and magnetic fields in eight field blue horizontal-branch stars
本文基于 ESPaDOnS 高分辨率光谱，对八颗场蓝水平支星进行化学丰度与磁场分析，未发现明显化学垂直分层，并排除了强度超过几百高斯的组织化磁场。
2025-09-20 astro-ph.SR
Deciphering Star Cluster Evolution by Shape Morphology
我们分析了疏散星团的形态演化，并提供了265个疏散星团的形状参数。结果表明，随着年龄的增长，样品团簇的整体形状变得更加椭圆，而其核心保持圆形或略有圆形化的趋势。椭圆度与样本聚类的成员数呈负相关。对于log（年龄/年）$\geq$ 8的样本集群，也检测到整体椭圆度和质量之间的显着负相关性，这表明集群的整体形状可能受到成员和质量的数量的影响，除了外力和周围环境。对于大多数年轻样本簇，短轴方向的径向分层程度大于长轴方向的径向分层程度，这意味着年轻样本簇内两个方向的径向分层程度可能受到内部演化过程的不均匀影响。较老的样品簇在切向方向上表现出较低的分层，这可能意味着这些簇可以在低分层水平下继续存活很长时间。我们的分析表明，样本集群的整体形状可能更容易受到银河系潮汐对银河系中心的影响，而不是嵌入在银河系差分旋转的剪切力。通过分析星团成员的年龄和数量分布，我们认为NGC 6791可能起源于超星系团。
2021-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD101065
在已知的Ap星中，HD 101065可能是最有趣的天体之一，它展示了非常丰富的稀土元素（REE）光谱。这颗恒星的光度参数非常特殊，任何现代理论计算都无法完全重现，即使是那些解释其大气层化学的计算。在这项研究中，我们调查的作用，失踪稀土线不透明度和准确的丰度和化学分层分析的基础上构建一个自洽的大气模式。我们采用LLmodels恒星模式大气程序，结合DDAFit和SynthMag软件包，推导了52种化学元素的均匀和分层丰度，并构建了一个自洽的HD 101065大气模型。通过最新的大量理论计算，详细地解释了稀土元素谱线的不透明度。结果表明，REE元素在HD101065大气辐射能量平衡中起着关键作用，导致了与正常恒星不同的Balmer跃迁和能量再分配的强烈抑制。引入新的稀土元素谱线列表使我们能够首次重现HD 101065的光谱能量分布，并在异常小的观测Strömgren c1指数与模型预测之间实现了更好的一致性。结合光度法和光谱法，根据丰度和分层分析的迭代过程，我们得到HD 101065的有效温度为Teff=6400K。
2010-04-01 astro-ph.SR
Quantitative spectroscopy of extreme helium stars - Model atmospheres and a non-LTE abundance analysis of BD+10$^\circ$2179?
极端氦星（EHe星）是光谱类型为A和B的缺氢超巨星。它们被认为是由双简并系统中的合并引起的。在本文中，我们提出了一个详细的定量非LTE光谱分析BD+10 $^\circ$ 2179，这类罕见的恒星的原型，使用UVES和FEROS光谱覆盖范围从$\sim$ 3100至10 000。大气模型的计算在两个方面得到了改进。首先，由于UV金属线覆盖对温度-密度分层有很强的影响，我们使用了Wavelas 12代码。此外，我们测试了CO2 12对基准代码Sterne 3，发现只有很小的差异，在温度和密度分层，和光谱能量分布的良好协议。第二，在非LTE中处理了12种化学物质。显著的非LTE效应发生在个别谱线中，但对于大多数谱线，这些效应是中等至小的。光谱参数给出$T_\mathrm{eff}$ = 17 300 $\pm$ 300 K和$\log g$ = 2.80 $\pm$ 0.10，以及0.55 $\pm$ 0.05 $M_\odot$的演化质量。因此，这颗恒星比以前的研究中发现的更热，更紧凑，质量更小。运动学性质意味着厚盘成员，这是一致的金属丰度$[$ Fe/H $]\approx-1$和$α$增强。精炼的轻元素丰度与白矮星合并的情况一致。我们在附录中进一步讨论了观测到的氦光谱，从大约150个多重态加上迄今为止已知/预测的最全面的孤立禁用组件中检测偶极允许的跃迁。此外，迄今未报道的一系列明…
2017-06-16 astro-ph.SR
The peculiar dipping events in the disk-bearing young-stellar object EPIC 204278916
EPIC 204278916是从其K2光变曲线中偶然发现的，在78.8天的观测中，连续25天显示出高达65%的不规则变暗。在观测的剩余时间内，变化是高度周期性的，归因于恒星自转。这颗恒星是一颗年轻的低质量（M型）前主序星，ALMA观测清楚地证明了它的倾斜盘。我们详细研究了K2光变曲线，并假设不规则的昏暗是由扭曲的内盘边缘或圆形或偏心轨道上的彗星状物体引起的。这里讨论的解释与最近发现的其他具有类似吸收下降的年轻天体特别相关。
2016-08-25 astro-ph.SR
A self consistent chemically stratified atmosphere model for the roAp star 10 Aquilae
内容：化学奇特A型（Ap）星是CP 2星的一个亚群，具有异常的超丰度，包括Fe、Cr、Sr和稀土元素。脉动子群的Ap星，roAp星，目前理想的实验室，观察和模拟脉动签名，以及相互作用的脉动与强磁场和垂直丰度梯度。目的：基于高分辨率光谱观测和观测到的恒星能量分布，我们构建了一个自洽的模型大气，占调制的温度压力结构所造成的垂直丰度梯度，为roAp星天鹰座10（HD 176232）。我们证明，这样的分析可以用来精确地确定脉动建模所需的基本大气参数。方法：对56种鸟类的平均丰度进行计算。对于Mg，Si，Ca，Cr，Fe，Co，Sr，Pr和Nd垂直分层配置文件是经验性地使用ddafit最小化例程与磁谱合成代码EMAG一起导出的。模型大气是用LLModels代码计算的，该代码考虑了化学元素的个体丰度和分层。结果：对于最终模型，采用Teff=7550 K和log g=3.8。虽然Mg、Si、Co和Cr表现出陡峭的丰度梯度，但Ca、Fe和Sr表现出在log tau_5000=-1.5和0.5之间宽得多的丰度梯度。元素Mg和Co被认为是最分层的，而Ca和Sr显示出强烈的深度变化，丰度高达~ 6 dex。
2012-12-13 astro-ph.SR
An abundance analysis from the STIS-HST UV spectrum of the non-magnetic Bp star HR 6000
Bp星HR 6000的锐线光谱有一些特殊性，使它与HgMn星区别开来，HgMn星有时与它相关。这颗恒星的位置接近于狼疮3号分子云的中心，估计其年龄为9.1 +/- 2.1 Myr，这导致了HR 6000的异常特征可以用恒星的年轻年龄来解释的假设。来自HST的观测材料提供了扩展以前对光学区域进行的丰度分析的机会，并澄清了这颗非凡的奇特恒星的性质。我们的目标是获得1250 - 10000 A这一广阔区域内观测到的所有元素的大气丰度。将LTE合成光谱与STIS设备在1250-3040 A间隔中观测到的高分辨率光谱进行了比较。所采用的模型是ATLAS 12模型，该模型已用于ESO UVES观测到的高分辨率光谱的丰度分析。恒星参数为Teff= 13450 K，logg=4.3，微湍流速度为零。28种元素的丰度和7个上限来自紫外光谱。加上以前的工作结果，我们现在有37个元素的定量结果，其中一些显示出鲜明的对比与广泛的样本的HgMn星。分析指出了电离异常和线间变化的衍生丰度，特别是硅。推断的差异可以解释非LTE效应和扩散和垂直丰度分层的发生。在最后一个假设的框架中，我们得到了，通过试错，经验阶跃函数丰度与光学深度测井（τ_5000）的碳，硅，锰，金，而我们没有找到这样的函数磷。
2017-01-31 astro-ph.SR
The peculiar distribution of CH3CN in IRC+10216 seen by ALMA
IRC+10216是一个围绕着富碳恒星的星周包层，其中包含大量的分子。根据干涉仪观测，分子要么集中在中心恒星周围，要么作为半径为15”的空心壳分布。本文给出了IRC+10216中CH_3CN的J=14-13转动跃迁的ALMA第0周期第6波段观测结果，获得的角分辨率为0.76 × 0.61”。大部分的辐射分布在距离恒星仅2”的中空壳层中，在中心区域的辐射半径为1”。这种空间分布与迄今为止在该来源中发现的其他分子的空间分布明显不同。我们的分析表明，甲基氰既不是在恒星光球层中形成的，也不是在遥远的外壳中形成的，而是在径向距离短至1-2”处形成的，在距离恒星2”处达到最大丰度0.02分子cm-3。IRC+10216的标准化学模型预测，CH 3CN分子的大部分应该存在于半径为15”的地方，在那里观察到其他物种，如聚炔自由基和氰基聚炔，还有一个额外的内部成分，距离恒星1”。星周包层的非均匀结构和颗粒表面过程的IRC+10216中的特殊分布的乙腈的可能原因进行了讨论。
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
BD+30$^\circ$549: young helium-weak silicon star in NGC 1333 star-forming region
本文报道了NGC 1333年轻恒星形成区的一颗特殊恒星BD+30 $^\circ$ 549的光谱研究结果。我们发现，该恒星具有可忽略的旋转和氦弱光谱图案与强烈增强的Si II和Si III线。恒星$T_{eff}$ =13100~K和$\log (L/L_{\odot})$ =2.1的基本参数表明它的年龄约为270万年，在赫罗图上位于前主序星演化轨迹的末端，接近零龄主序星。元素分析表明，除Si、Fe、Ca、P等元素含量过高外，其余元素含量均为中等偏低。我们对Si II/Si III、Mg II和Ca II进行了非LTE计算，以检查偏离LTE对线形成的影响。非LTE计算导致更好地再现个别硅线的配置文件，但并没有完全消除Si II和Si III线之间的丰度差异。我们还研究了BD+30 $^\circ$ 549中可能的化学分层的影响。我们推测，在BD+30 $^\circ$ 549谱中观测到的“Si II/Si III异常”是在垂直和水平丰度梯度以及非LTE效应的共同作用下产生的。我们假设，在BD+30 $^\circ$ 549中观察到的演化状态和现象表明，在主序前阶段，已经建立了有利于选择性扩散和形成表面化学成分特性（缓慢旋转和稳定大气）的条件。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
