Fundamental parameters of red giants in 47 Tucanae
在这些会议记录中，我们提出了初步的光谱分析结果的一个小样本的演变K-巨星的球状星团47图克坦。我们使用标准方法推导出所有目标的有效温度、表面重力和微湍流。此外，我们推导出[Fe/H]和[O/Fe]的LTE丰度以及钠的丰度，使用NLTE校正。我们发现一个平均金属丰度的集群[Fe/H] $=-0.75\pm0.10$，在极好的协议与其他几个研究。此外，我们证实了钠-氧的关系，以前报道的一些其他作者。最后，我们看到了富含钠的恒星也富含重镁同位素的迹象。
2013-01-14 astro-ph.SR
Carbon abundances of the reference late-type stars from 1D analysis of atomic C I and molecular CH lines
利用最新的原子数据，为CI构造了一个全面的模型原子。我们评估了代表晚型恒星大气层的经典一维模型中中性碳的非局部热力学平衡（NLTE）线形成，其中碳丰度从太阳值变化到[C/H] = $-$ 3。与LTE强度和负NLTE丰度校正$Δ_{\rm NLTE}$相比，NLTE导致更强的C I线。对于红外（IR）中的强线，与LTE的偏差较大，根据恒星参数，$Δ_{\rm NLTE}$ = $-$ 0.10 dex至$-$ 0.45 dex，对于可见光谱范围内的弱线，与LTE的偏差较小，|$Δ_{\rm NLTE}| \le$ 0.03 dex. NLTE丰度校正被认为是依赖于模型中的碳丰度。作为处理模型原子的第一个应用程序，碳NLTE丰度测定太阳和八个晚型恒星的恒星参数，包括$-2.56 \le$ [Fe/H] $\le -1.02$金属丰度范围。当把S_H = 0.3的比例因子应用于Drawinian的C+H碰撞率时，发现太阳和我们样品中最富金属的恒星的可见光和红外线的丰度是一致的。碳丰度也来自分子CH线，对于每一颗恒星，他们同意从原子C I线。我们提出了适用于碳增强（CEMP）星的模型大气网格中的C I线的NLTE丰度修正。
2015-07-20 astro-ph.SR
NLTE effects on Fe I/II in the atmospheres of FGK stars and application to abundance analysis of their spectra
我们描述的第一个结果，从我们的项目，旨在大规模计算的NLTE丰度校正重要的天体物理原子和离子。在本文中，重点是铁，这是一个代理的恒星金属丰度，通常用于获得有效的温度和重力。我们提出了一个小网格的NLTE丰度修正Fe I线，并讨论如何NLTE效应影响测定的有效温度，表面重力和金属丰度晚型恒星。
2011-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements. I. 3D NLTE formation of Mn lines in late-type stars
锰（Mn）是一种重要的铁族元素，常用于恒星星族和核合成研究，以探索超新星Ia的作用。我们已经开发了一个新的非局部热力学平衡（NLTE）模型的锰，包括新的光电离截面和新的过渡率所造成的碰撞与H和H-原子。我们将该模型与一维（1D）LTE模型大气和恒星对流的3D流体动力学模拟相结合，以量化NLTE和对流对线形成的影响。我们表明，NLTE的影响是存在于锰I，并在较小程度上，在锰II线，这些增加与金属丰度和有效温度的模型。采用三维NLTE辐射转移，我们得到了新的丰富的Mn在太阳中，A（Mn）=5.52 +/- 0.03 dex，符合元素丰度的C I陨石。我们还将我们的方法应用于三个贫金属基准星的分析。我们发现3D NLTE丰度明显高于1D LTE。对于矮星，1D NLTE和3D NLTE丰度之间的差异通常在0.15 dex以内，然而，由于其更强烈的对流，这种影响在巨星的大气中要大得多。我们表明，3D NLTE成功地解决了RGB星HD 122563的电离和激发平衡，这是1D LTE或1D NLTE建模无法实现的。对于HD 84937和HD 140283，电离平衡是满意的，然而，共振Mn I三线态线仍然显示出较低的丰度相比，高激发线。我们的研究结果的基准星证实，1D LTE建模导致显着的系统偏差Mn丰度在整个波长范围内从蓝色的IR。我们还产生了一个列表的Mn线，不显着偏置的3D，可以可靠地，在…
2019-07-26 astro-ph.SR
On the sodium overabundance of giants in open clusters: The case of the Hyades
钠的丰度已经在大量的疏散星团巨星系中被测定，但却发现了相互矛盾的结果，从太阳值到高达五个数量级的过量，这种分歧的原因还没有很好的理解。由于这些钠的过量可能是深混合的结果，对它们的正确理解对恒星演化的模型有重要意义。正如文献中所讨论的，这种分歧的一部分来自于对非LTE效应采用不同的校正，以及对同一组谱线使用不同的原子数据。然而，仍然缺少对巨人中Na行为的清晰描述。为了在这个方向上做出贡献，这项工作提出了一个仔细的重新确定的Na丰度的毕星团巨星，最近的测量其角直径的动机。在NLTE中，平均[Na/Fe] =+0.30，这可以用高初旋转速度的流体动力学模型来解释。这一结果，以及在以前的工作中发现的Na随着恒星质量增加而增加的趋势，表明没有强有力的证据表明红巨星中的Na过量超过了超过2 Msun的恒星演化模型所预期的值。
2012-02-10 astro-ph.SR
3D NLTE spectral line formation of lithium in late-type stars
精确的恒星锂丰度可以用来阐明各种天体物理现象，如大爆炸核合成，径向迁移，恒星和星团的年龄，以及行星吞没事件。我们提出了一个网格的合成锂光谱，计算在非局部热力学平衡（NLTE）的交错网格的三维（3D）流体动力学恒星大气模型。这个网格覆盖了代表FGK型矮星和巨星的恒星参数的610.4 nm、670.8 nm和812.6 nm的三条Li线，跨度为$T_{\rm{eff}}=4000$-7000 K、$\log g=1.5$-5.0、$[\rm{Fe}/\rm{H}] = -4.0$-0.5和$\textrm{A(Li)} = -0.5$-4.0。我们发现，我们的丰度修正是高达0.15德克斯比以前的工作更负，由于以前被忽视的NLTE效应的背景不透明，这对广泛的科学案例具有重要意义的紫外线锂线的阻挡。我们推导出一个新的三维NLTE太阳丰度值$\textrm{A(Li)} = 0.96 \pm 0.05$，它比通常使用的值低0.09 dex。我们通过Breidablik软件包公开了我们的合成光谱和丰度校正网格。该软件包包括通过基于Kriging（高斯过程回归）的方法将网格精确内插到任意恒星参数的方法，用于线剖面，MLP（多层感知器，一类完全连接的前馈神经网络）用于NLTE校正和等效宽度的3D NLTE丰度，实现0.01 dex量级的内插误差。
2020-10-28 astro-ph.SR
Chemical analysis of Asymptotic Giant Branch stars in M62
我们收集了银河系球状星团M62（NGC 6266）中6颗渐近巨星支（AGB）和13颗红巨星支（RGB）恒星的紫外火焰高分辨率光谱。在这里，我们提出了详细的丰度分析的铁，钛和轻元素（O，Na，Al和Mg）。对于大多数（5出6）的AGB目标，我们发现，从中性线确定的铁和钛的丰度显着低估相对于那些从电离功能，后者是，相反，在协议与测量的RGB目标。这与最近在其他星系团中的发现类似，可能表明存在非局部热力学平衡（NLTE）效应。在O-Na、Al-Mg和Na-Al三个平面上，RGB星显示出典型的球状星团星的相关性。相反，所有的AGB目标都聚集在第一代恒星所在的区域，类似于最近发现的NGC 6752的AGB人口。虽然钠和铝的丰度可能被低估，因为NLTE偏置影响铁和钛，但使用的氧线不会受到同样的影响，因此缺乏贫氧AGB星是可靠的。因此，我们可以得出结论，没有被调查的AGB星属于M62的第二代恒星。我们还发现了一颗钠丰度极高的RGB星（[Na/Fe] = +1.08 dex）。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D NLTE Lithium abundances for late-type stars in GALAH DR3
本文利用GALAH DR3数据，对581 149颗恒星进行三维NLTE锂丰度测量，提出逐星优化的谱线拟合方法，首次追踪锂凹陷恒星演化，开启大型巡天精确丰度分析新纪元。
2024-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of inelastic collisions with hydrogen atoms on the non-LTE modelling of Ca I and Ca II lines in late-type stars
我们使用更新的模型原子对Ca I-II进行了非定域热力学平衡（NLTE）计算，其中包括Barklem和Mitrushchenkov，Guitou，Belyaev，Yakovleva，Spielfiedel和Feautrier最近两项研究中Ca I + H I碰撞的新的量子力学速率系数，并研究了使用太阳，南河三，和五颗贫金属（MP）恒星，具有确定的恒星参数。我们表明，这两个碰撞配方导致非常相似的NLTE结果。当使用Ca I的次级线和Ca II的高激发线时，NLTE为每个恒星提供了与LTE情况相比更小的线到线散射。对于南河三，NLTE删除了一个陡峭的趋势与线强度之间的LTE中看到的强钙I线，并导致一致的[Ca/H]丰度从两个电离阶段。在MP星中，Ca II 8498 A的NLTE丰度与Ca I的次级线的丰度一致。NLTE在很大程度上消除了在LTE假设下获得的四颗[Fe/H] < -2恒星的Ca I和Ca II 8498 A高激发线之间的丰度差异。我们研究了[Fe/H] < -2星中Ca I共振线的形成。从Ca I共振线和Ca II共振线的一致NLTE丰度被发现的两个超贫金属恒星HE 0107 -5240和HE 1327 -2326。我们提供了28条线的Ca I的NLTE丰度校正的网格模型大气适合FGK型矮星和亚巨星的丰度分析。
2017-08-01 astro-ph.SR
Ionization balance of Ti in the photospheres of the Sun and four late-type stars
本文研究了晚型星大气中Ti的统计平衡。Ti I/Ti II能级粒子数的计算与现有的实验原子数据，除了光电离和碰撞诱导的跃迁率，我们必须依赖于理论近似。对于太阳，调整H I非弹性碰撞率和MAFAGS-OS模型大气的NLTE线形成解决了Ti I和Ti II线之间长期存在的差异。从两个电离阶段确定的NLTE丰度同意在$0.01$ dex与彼此和Ti丰度的C I陨石。Ti NLTE模型对贫金属恒星的表现并不相似，高估了矮星大气中的NLTE效应，但低估了巨星的过电离。调查不同来源的错误，我们发现，只有[Ti/Fe]比的基础上Ti II和Fe II线可以安全地用于研究银河系化学演化。为了避免金属丰度和矮星/巨星差异的虚假丰度趋势，强烈建议在丰度分析和确定表面重力时忽略Ti I线。
2011-01-04 astro-ph.SR
Analysis of stellar spectra with 3D and NLTE models
恒星大气中的辐射输运模型是现代天体物理学的核心。我们对恒星、恒星星族和星系的了解，只能和理论模型一样好，而理论模型是用来解释它们观测到的光谱、光度星等和光谱能量分布的。我描述了最近的进展，在该领域的恒星大气建模晚型恒星。辐射传输的各个方面与一维流体静力学，LTE，NLTE，和三维辐射流体动力学模型进行了简要回顾。
2014-03-12 astro-ph.SR
Modeling the near-UV band of GK stars, Paper II: NLTE models
我们提出了一个网格的大气模型和合成光谱能量分布（SED）的晚型矮星和巨星的太阳和1/3太阳的金属丰度与许多不透明度来源计算的自洽非本地热力学平衡（NLTE），并比较他们的LTE网格肖特和Hauschildt（2010）（论文I）。我们描述，第一次，如何NLTE治疗影响大气结构（T（τ）关系）和SED的热平衡作为一个精细采样的功能Teff，日志g，和[A/H]之间的太阳金属丰度和轻度金属贫红巨星。我们将计算的SED与论文I中描述的整个可见光谱带以及光谱的蓝色和红色区域中的观测分光光度法库进行比较。我们发现，对于这两个金属丰度的巨人，NLTE模型产生最佳拟合Teff值是~30至90 K比LTE模型提供的低，同时提供更大的一致性之间的\log g值，并为大角星，Teff值，分别拟合到蓝色和红色光谱区域。有边际的证据表明，NLTE模型给出了更一致的最佳拟合Teff值之间的红色和蓝色波段的早期光谱类的太阳金属量GK巨人比他们做的后期类，但没有模型适合的蓝色波段光谱以及任何类。对于我们能够研究的两个矮光谱类，NLTE对导出参数的影响不太显著。
2012-01-04 astro-ph.SR
NLTE abundances of C, O, Ca, Ti, and Fe in the reference BAF-type stars
我们提出了准确的丰度测定方法的基础上的非局部热力学平衡（NLTE）线形成的碳，氧，钙，钛，铁在大气中的BAF型恒星。对于C Ⅰ-Ⅱ、O Ⅰ、Ca Ⅰ-Ⅱ和Ti Ⅰ-Ⅱ，我们在以前的论文中描述了它们的综合模型原子。本文首次采用了一个比较完整的Fe Ⅰ-Ⅱ模型原子。我们确定的NLTE丰度的9个BAF型恒星与确定的大气参数，使用高分辨率和高信噪比光谱观测在宽波长范围内，从UV到IR。对于C，Ca，Ti和Fe，NLTE导致一致的丰度从线的两个电离阶段。在B型次巨星HD 160762的近红外光谱中检测到了C I、Ca II和Fe II发射线。当应用我们的NLTE方法时，它们在经典模式大气中被很好地再现。
2017-10-18 astro-ph.SR
Probing Na in giant exoplanets with ESPRESSO and 3D NLTE stellar spectra
本研究构建 FGK 恒星 Na I 的 3D NLTE 合成光谱网格，并用 ESPRESSO 数据校正巨型系外行星透射光谱中的 CLV+RM 效应，确认三个系统的 Na 探测并解释 HD 209458b 信号。
2024-10-21 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A NLTE line formation for neutral and singly-ionised calcium in model atmospheres of B-F stars
我们给出了B-F星中Ca I和Ca II的非局域热力学平衡（NLTE）线形成计算。NLTE丰度修正的符号和大小取决于线和恒星参数。我们确定了9颗恒星的钙丰度与可靠的恒星参数。对于所有的恒星，这两个物种的线可以测量，NLTE丰度被发现是一致的误差范围内。我们从可见光和近红外（IR，8912-27，9890 A）光谱范围内的Ca II线获得一致的NLTE丰度，与LTE相反，其中两组线之间的差异范围为-0.5 dex至0.6 dex。我们的NLTE方法再现了在经典平行面和LTE模型大气中观测到的晚期B型星HD 160762的Ca II 8912-27，9890 A线。在7000 K < Teff < 13000 K，3.2 < log g < 5.0，-0.5 < [Fe/H] < 0.5，Vt = 2.0 km/s的模型大气网格中计算了Ca I和Ca II谱线的NLTE丰度校正。我们的NLTE结果可以应用于钙NLTE丰度测定从盖亚光谱，鉴于准确的连续归一化和适当的处理氢Paschen线提供。的NLTE方法可以是有用的，以改善钙的丰度不足，在上午星，并提供准确的观测约束扩散模型。
2018-03-29 astro-ph.SR
NLTE and LTE Lick indices for red giants from [M/H] 0.0 to -6.0 at SDSS and IDS spectral resolution
我们研究了22个Lick指数的完整系统对从太阳丰度[M/H]标度的总金属丰度的依赖性，对于晚型巨星，从太阳值0.0到极贫金属（XMP）值-6.0（MK光度等级III，log（g）=2.0），属于MK光谱等级late-K到late-F（3750 < Teff < 6500 K）的类型，在星系晕和河外结构中被探测为早期星系形成的“化石”。我们的调查是基于合成指数值，I，来自大气模型和合成光谱计算与PHOENIX在LTE和非LTE（NLTE），其中合成光谱已卷积的光谱分辨率，R，IDS和SDSS（和LAMOST）光谱。我们确定了九个指数，我们命名为“Lick-XMP”，它们在至少~-5.0的[M/H]值下保持可检测和显著的[M/H]依赖性，并且在五种情况下降低到[M/H] ~ -6.0，同时也保持良好的行为。对于这九个，我们研究的依赖性，我对NLTE的影响，和光谱分辨率。对于SDSS分辨率光谱的LTEI值，我们给出了拟合多项式系数C_n，它来自于自变量对（Teff，[M/H]）和（V-K，[M/H]）中项最高达三阶的I的多元线性回归，并将它们与Worthey等人（1994）在IDS光谱分辨率下的拟合C_n值进行了比较。
2015-08-19 astro-ph.SR
Testing common classical LTE and NLTE model atmosphere and line-formation codes for quantitative spectroscopy of early-type stars
一般认为，光谱类型为A及之后的冷/微暖恒星的大气可以用LTE模型来描述，而O型恒星则需要详细的NLTE效应。本文比较了ATLAS 9/SYNTHE和TLUSTY/SYNSPEC计算的模式大气结构、光谱能量分布和合成光谱，以及LTE大气和NLTE谱线形成与TLUSTIL/SURFACE相结合的混合方法的结果。他们的能力，重现有效温度在15000和35000 K之间的观测进行了验证。确定了不同方法的优缺点。建议如何改进模型，以获得公正的恒星参数和化学丰度在未来的应用，特别强调盖亚科学。
2011-11-06 astro-ph.SR
Ca line formation in late-type stellar atmospheres: I. The model atom
上下文局部热力学平衡（LTE）的结果以各种方式扭曲了恒星光谱中的钙丰度，这取决于所使用的谱线和恒星大气参数。在非LTE（NLTE）计算中采用的原子数据的收集必须足够完整和准确。目标。我们从高质量的观测结果和可靠的恒星参数中获得NLTE丰度，使用为这项工作重新构建的模型原子，并检查我们的结果在宽波长范围内与原子和单电离钙的过渡的一致性。方法.我们建立和测试的Ca i和Ca ii模型原子与国家的最先进的辐射和碰撞数据，并测试其性能推导钙丰度在三个基准恒星：南河三，太阳和大角星。我们对这些恒星进行了高质量的观测和精确的恒星参数。两种方法来获得LTE / NLTE丰度进行了比较。还研究了太阳Ca线的LTE / NLTE中心-边缘变化（CLV）。结果这两种方法在所有三颗恒星上都得到了类似的结果。在LTE中发现的几个差异没有出现在我们的NLTE结果，特别是在视觉和红外线（IR）和钙i和钙ii电离平衡的丰度之间的协议整体改善，虽然大量的线到线的散射仍然存在。6165 Angs附近钙线的CLV可部分重现。我们怀疑我们的建模和CLV结果之间的差异是由于需要3D建模的大气中的不均匀性。
2019-01-31 astro-ph.SR
NLTE abundances of Cr in the Sun and metal-poor stars
我们研究了晚型星大气中Cr的统计平衡。主要目标是确定Cr I和Cr II线之间的系统丰度差异的原因，这是经常遇到的贫金属恒星的光谱分析。迄今为止，所有这些研究都依赖于谱模型中的局部热力学平衡（LTE）假设。我们首次在不同金属丰度的次矮星和次巨星中进行了NLTE计算。我们表明，LTE假设是不足以描述激发电离平衡的Cr I/Cr II在恒星大气中，作为一个结果，导致大的错误的丰度。特别是，在低[Fe/H]下，对Cr I线的NLTE丰度校正范围为$+0.3$至$+0.5$ dex。NLTE [Cr/Fe]趋势在晕和磁盘是平坦的，可以复制的大部分模型的银河系化学演化与标准处方的铬和铁核合成。
2010-09-28 astro-ph.SR
Lithium in the lower red giant branch of 5 Galactic globular clusters
锂是宇宙早期大爆炸核合成过程中产生的少数元素之一。此外，它的脆弱性使它可以作为恒星环境条件的代表。因此，旧系统中的锂丰度是不同天体物理问题的核心。红巨星下部分支的恒星可以用来研究球状星团，因为那里的主序星太暗而无法观测到。我们使用这些恒星来分析星团的初始锂含量，并将其与宇宙学预测进行比较，以测量不同恒星星族之间的锂扩散，并研究这些巨星中额外耗尽的迹象。我们用GIRAFFE谱测量了5个球状星团中低红巨星支星的锂和钠丰度。这些涵盖了广泛的金属度范围，从[Fe/H] $\sim-0.7$到[Fe/H] $\sim-2.3$ dex。我们发现，这些低红巨星分支星中的锂丰度形成一个平台，其值从$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=0.84$到$1.03$ dex，与金属丰度没有明显的相关性。当使用恒星演化模型来计算这些集群的原始丰度时，我们恢复值$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=2.1-2.3$ dex，与在温暖的贫金属晕星中观察到的恒定值一致，Spite高原。此外，我们发现每个星团中第一和第二人口恒星的锂丰度没有差异。我们还报道了在星系团NGC 3201中发现的一个富锂巨星，其$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=1.63\pm0.18$ dex的富集机制可能是外来污染。
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements. VII. NLTE analysis of Y II lines in spectra of cool stars and implications for Y as a Galactic chemical clock
本研究通过NLTE分析Y II线，评估了非局部热力学平衡效应对钇丰度及[Y/Mg]年龄指示器的影响，证实了该比值在类太阳恒星中作为宇宙年代计的可靠性。
2023-08-23 astro-ph.SR
On the Sodium versus Iron Correlation in Late B-Type Stars
为了研究最近在A型星中发现的[Na/H]和[Fe/H]之间的密切相关关系是否在B型星中继续存在，我们测定了Na I 5890/5896双星中30颗尖线型晚期B型星（10000 K < T_eff <14000 K）的Na丰度。这些钠丰度，然后进行了比较的O和Fe丰度（来自O I 6156-8和Fe II 6147/6149线），显示反相关的特点。结果表明，与A型恒星的情况不同，[Na/H]在略低于太阳的水平（[Na/H] ~ -0.2（+/-0.2））上大致恒定，与[Fe/H]没有任何显著的相关性，[Fe/H]显示出相当大的色散范围，从~ -0.6到~+1.0。这可能是一个重要的观测约束，了解丰度的特点，随着原子扩散的物理机制，在上主序恒星的晚A到晚B型，包括Am和HgMn星。
2013-11-06 astro-ph.SR
The Pristine survey -- XXII. A serendipitous discovery of an extremely Li-rich very metal-poor giant and a new method of $^6$Li/$^7$Li isotope measurement
本文报告了一颗极贫金属富锂巨星的偶然发现，首次在该类恒星中测量了^6Li/^7Li同位素比值，发现三维修正后的结果与Cameron-Fowler机制不一致，并提出通过同位素比值测量约束锂来源的新方法。
2023-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-LTE abundance corrections for late-type stars from 2000Å to 3μm: I. Na, Mg, and Al
众所周知，冷的恒星大气会偏离局部热力学平衡（LTE）。准确的丰度测定需要考虑这些影响，但往往缺乏必要的非LTE计算。我们的目标是提供详细的估计NLTE效应的FGK型恒星的所有谱线从紫外到红外线，是潜在有用的丰度诊断。本系列的第一篇文章主要讨论轻元素Na、Mg和Al。使用PySME程序计算了2158 MARCS模式大气在宽参数范围内的增长曲线。9个丰度点被用来构建个别线生长曲线，通过计算35钠线，134镁线，和34铝线的等效宽度。所述线选自紫外线到近红外波长范围。我们通过对五颗基准恒星（太阳、大角星、HD 84937、HD 140283和HD 122563）的等效宽度测量，展示了新网格的LTE和NLTE丰度分析能力。对于钠，NLTE的丰度低于LTE，并显示显着减少线到线的分散在贫金属的恒星。对于镁，我们证实了以前的报告中的一个显着的0.25德克斯LTE电离不平衡的贫金属恒星，只有轻微改善NLTE（0.18德克斯）。基于Mg II线的LTE丰度更好地与银河系化学演化模型相一致。对于铝，NLTE计算大大减少了0.6 dex的电离不平衡LTE中看到的贫金属恒星。在这项工作中提出的丰度校正与以前的研究重叠的线的子集，除了强饱和线。
2022-06-22 astro-ph.SR
Chromium: NLTE abundances in metal-poor stars and nucleosynthesis in the Galaxy
目标。我们调查的统计平衡的铬在大气中的晚型恒星，以显示是否系统的丰度之间的差异铬I和铬II线，经常遇到的文献中，是由于偏离LTE。此外，我们试图解释的NLTE趋势[Cr/Fe]与[Fe/H]使用太阳附近的化学演化模型。方法.对Cr原子模型进行了NLTE计算，共包括340个能级和6806个跃迁。我们利用Nahar（2009）的量子力学光电离截面，并研究模型对H I碰撞不确定截面的敏感性。对太阳和10颗贫金属星的MAFAGS-ODF模型大气进行了NLTE谱线形成，得到了-3.2 <[Fe/H]<-0.5的谱线，并通过比较合成的和观测到的通量谱得到了Cr的丰度。结果在忽略与H I原子的非弹性碰撞的情况下，对于不同的恒星参数，我们得到了Cr的较好的电离平衡。基于Cr I线的太阳NLTE丰度为5.74 dex，σ = 0.05 dex，比LTE丰度高\sim 0.1。对于贫金属星，Cr I线的NLTE丰度修正范围为+0.3至+0.5 dex。由此产生的[Cr/Fe]比大致是太阳的金属丰度范围内分析这里，这是一致的生产这些铁峰值元素在超新星目前的看法。结论.在贫金属恒星中，Cr相对于Fe变得不足的趋势是由于忽略了Cr I线形成中的NLTE效应而造成的，它与银河系ISM中的特殊物理条件或核合成理论的缺陷无关。
2010-06-01 astro-ph.SR
Influence of inelastic collisions with hydrogen atoms on the non-LTE line formation for Fe I and Fe II in the 1D model atmospheres of late-type stars
铁在晚型恒星的研究中起着至关重要的作用。在它们的大气中，Fe I是少数物种，其谱线受到LTE偏离的影响。相反，人们认为LTE是Fe II线的现实近似。在冷大气的非LTE（NLTE）计算中，不确定性的主要来源是对与氢原子的非弹性碰撞的处理。研究了Fe I + H I和Fe II + H I碰撞及其不同处理对星系晕基准星HD 84937、HD 122563和HD 140283以及已知距离的矮星系中38颗贫金属巨星样品的Fe I/Fe II电离平衡和Fe丰度的影响。我们使用Barklem（2018，B18），Yakovleva，Belyaev和Kraemer（2018，YBK 18）以及Yakovleva，Belyaev和Kraemer（2019）与H I碰撞的量子力学（QM）速率系数对Fe I-II进行了NLTE计算。结果表明，与H Ⅰ的碰撞是Fe Ⅱ的有效热化过程，在[Fe/H] > -3时，Fe Ⅱ谱线的NLTE丰度修正不超过0.02 dex，在[Fe/H]-4时可达+0.06 dex。对于给定的恒星，B18和YBK 18处理的Fe I + H I碰撞导致类似的平均NLTE丰度从Fe I线，虽然存在差异的NLTE校正个别线。利用QM碰撞数据和基于Gaia的表面引力，我们获得了红巨星HD 122563的Fe I和Fe II的一致丰度。对于HD 84937和HD 140283，我们研究…
2019-08-07 astro-ph.SR
NLTE carbon abundance determination in selected A- and B-type stars and the interpretation of C\ione\ emission lines
我们构建了一个全面的模型原子C \ione \ - C \ii \使用最新的原子数据和评估的非本地热力学平衡（NLTE）线形成的C \ione \和C \ii \在经典的一维模型代表大气的A和晚B型恒星。我们的NLTE计算预测了出现在9250至10\,500 K的有效温度下的发射，这取决于C \ione 8335、9405中的log~ $g$，单重线和\Teff ~ $>$ ~15\,000 K（log~ $g$ = 4）在C \ione \ 9061 - 9111\，\ione \9603 - 9658\，\ione\9111\，\ione\9603 - 9658\，\ione\9603 - 9658\，\ione 96111\，三联体细胞系中。发射现象的先决条件是过电离-复合机制，导致C \ione \的较低能级的减少程度大于较高能级。对应于近红外线的跃迁的较低能级的额外减少是由UV线C \ione \ 2479，1930和1657\，1949中的光子损失引起的。我们利用观测到的高分辨光谱分析了织女星HD~73666、天狼星21~Peg、$π$ ~Cet、HD~22136和$ι$ Her中的C \ione \和C \ii \谱线。在四颗最热的恒星中检测到了C \ione \发射线，并且在我们的NLTE计算中得到了很好的再现。对于每一颗恒星，从两个电离阶段的线，C \ione \…
2016-07-26 astro-ph.SR
3D NLTE analysis of the most iron-deficient star, SMSS0313-6708
早期宇宙中恒星形成的模型依赖于吸积、碎裂和辐射反馈的细节。不同的模拟预测了第一颗恒星的不同初始质量函数，范围从主要的低质量（0.1-10 Msol）到大质量（10-100 Msol），甚至超大质量（100-1000 Msol）。第一颗恒星的质量分布应该会在仍然存在的低质量第二代和更晚一代贫金属恒星上留下独特的化学印记。SMSS 0313 -6708的化学成分是已知恒星中钙和铁丰度最低的，表明它是由一颗大质量超新星富集的。然而，即使是弱的谱线也可能受到贫金属恒星中强3D和NLTE效应的影响。如果这些影响被忽略或处理不当，推断丰度的错误可能会显着偏离污染超新星的推断属性。我们使用3D NLTE辐射转移重新测定SMSS 0313 -6708的化学成分，以获得Li、Na、Mg、Al、Ca和Fe的准确丰度。模型原子采用现实的碰撞率，没有校准的自由参数。我们发现3D NLTE中Fe的丰度比1D LTE高0.8 dex，Mg，Al和Ca的丰度高0.5 dex，而Li和Na的丰度不受影响，在0.03 dex以内。特别是，我们的[Fe/H]上限现在比以前基于NLTE（即使用平均3D模型）的估计值大10倍，[Fe/H] < -6.53（3 sigma<3D>）。该较高的估计值是由于保守的上限估计、更新的NLTE数据和<3D>3D-NLTE差异，所有这些都导致较高的丰度测定。我们发现，SMSS 0…
2016-09-23 astro-ph.SR
Non-LTE aluminium abundances in late-type stars
铝在研究银河系和球状星团的化学富集方面起着关键作用。然而，与LTE（非LTE）的强烈偏离会显著影响巨星和贫金属恒星的丰度。我们提出了NLTE建模的铝使用最近和准确的原子数据，特别是利用新的过渡率与氢原子碰撞，而不需要任何天体物理校准参数。我们首次对太阳光谱中的铝线条进行3D NLTE建模。我们还计算和提供广泛的网格的丰富的校正线在光学和近红外线使用一维模型大气，并应用网格的预先计算的偏离系数直接线合成一组基准恒星准确已知的恒星参数。我们的太阳光谱的3D NLTE模型再现了7835年太阳光谱的中心到边缘的变化，以及在12.33微米的中红外光球发射线。我们推断3D NLTE太阳光球丰度A（Al）= 6.43+-0.03，与陨石丰度完全一致。我们发现，丰富的修正迅速变化与恒星参数; 3961年的共振线，修正是积极的，可能是+1德克斯大，而下属线的修正一般有积极的迹象，温暖的恒星，但负的冷星。我们的模型再现了基准K巨星的观测线剖面，我们发现大角星的丰度修正高达-0.3 dex。我们对四颗贫金属基准星的分析结果表明，3961 μ m共振线与紫外线、光学和近红外线共振线之间的丰度一致。最后，我们讨论了银河系的化学演化铝的影响。
2017-08-07 astro-ph.SR
Towards early-type eclipsing binaries as extragalactic milestones: II. NLTE spectral analysis and stellar parameters of the detached O-type system OGLE-LMC-ECL-06782 in the LMC
我们将对O型食双星OGLE-LMC-ECL-06782的NLTE光谱分析与视向速度曲线和光变曲线的分析相结合，测量了到LMC的独立距离。在我们的光谱分析中，我们研究了系统的正交合成光谱，并利用径向速度和光变曲线的恒星重力，半径和分量通量比的信息来推导有效温度，红化，消光和内禀表面亮度。我们得到了大麦哲伦星系的距离模为m-M = 18.53 +/- 0.04等，这个值比最近对一个大样本的分离的、长周期的晚光谱型食双星的分析所得到的精确距离大0.05等，但在不确定性的范围内是一致的。我们还确定了系统组件的表面亮度，并发现与公布的表面亮度颜色关系很好的协议。观测到的恒星参数与基于MESA恒星演化代码的恒星演化预测的比较显示出合理的一致性，但需要减少内部角动量输运以匹配观测到的旋转速度。
2020-01-14 astro-ph.SR
The Abundance of Lithium in an AGB Star in the Globular Cluster M3 (NGC 5272)
用WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪对球状星团M3中的红巨星进行了一次观测，发现红巨星vZ 1050中有一个突出的Li I 6707 $Å$特征。ARC 3.5米望远镜的后续光谱学证实了这一观测结果，并得出A（Li）$_{NLTE}$的丰度= 1.6 $\pm$ 0.05。此外，从同一光谱测量到的高氧和低钠丰度表明vZ 1050是第一代星团恒星。在星系团的色星等图中，位于红巨星水平分支上方和红巨星蓝色分支上方的位置vZ 1050将vZ 1050置于M3的渐近巨星分支上。锂丰度增加的可能来源是在vZ 1050中运行的Cameron-Fowler机制。
2016-08-03 astro-ph.SR
Influence of departures from LTE on determinations of the scandium abundances in A-B type stars
本研究通过构建 Sc II-Sc III 模型原子，基于 NLTE 谱线形成分析 A-B 型星钪丰度，发现 NLTE 效应随温度增大，并提议用 Ca/Sc 丰度比分类 Am 星。
2023-11-14 astro-ph.SR
A quantitative NLTE analysis of visual and ultraviolet spectra of four helium-rich subdwarf O stars
热的次矮星代表了恒星演化的一个知之甚少的晚期阶段。虽然双星演化对B-次矮星（sdB）起着重要作用，但He主导的O-次矮星（He-sdO）的起源尚不清楚。我们通过对可见光和FUV光谱的定量分析来寻找其成因的化学特征。利用Tlusty/Synspec计算了4颗He-sdO原型星的线覆盖NLTE模型大气、Teff/log g和丰度。最终模型包括H、He、C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、P、S、Fe和Ni。由于富集的N或C，包括这些元素在适当的高丰度的模型提供足够准确的近似的温度分层的完整模型。没有迹象表明二进制被发现，无论是径向速度的变化，也没有光度的证据。所有恒星的大气层几乎都不含H，Teff = 42000K到47000K，log g = 5.4到5.7。CD-31 4800显示了CNO燃烧的特征，而较重的元素在太阳下约0.4 dex，除了Ne和Si是太阳。富C的He-sdOs显示出轻微的日下金属丰度，伴随着N-富集和O-缺乏。在LS IV +10 9中，Ne相对于太阳的富集度高达10倍。恒星质量分散在规范氦核闪光质量周围。CD-31 4800的丰度模式与He-WD冷合并模型的预测一致，除了观察到的低O丰度。复合合并模型预测的丰度模式不同的富C星。[CW83] 0904 - 02可能是He-WD合并的候选者，因为它旋转并且比其他恒星质量更大。新的演化模型的热闪光的情况下预测的丰富…
2018-10-18 astro-ph.SR
Solar carbon abundance from 3D non-LTE modelling of the diagnostic lines of the CH molecule
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Ruprecht-Karls Universität（鲁普雷希特-卡尔大学）；Institut für Astrophysik und Geophysik（天体物理学与地球物理学研究所）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室）；Univ Montpellier（蒙彼利埃大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所（ICE-CSIC））
利用3D非局部热力学平衡建模，研究太阳光谱中CH分子诊断线的碳丰度，发现NLTE效应较小，但3D NLTE建模能更准确地推导太阳碳丰度。
2026-01-28 astro-ph.SR
Non-LTE line formation of Fe in late-type stars IV: Modelling of the solar centre-to-limb variation in 3D
我们对太阳光谱中铁谱线的形状和强度进行建模的能力是对太阳铁丰度准确性的关键测试，它设置了所有恒星金属丰度的绝对零度点。我们使用一个广泛的463级Fe原子与新的光电离截面FeI以及碰撞激发和电荷转移与中性氢的量子力学计算;后者有效地消除了一个自由参数，阻碍了所有以前的线形成研究Fe在非局部热力学平衡（NLTE）。这是第一次，我们使用现实的3D NLTE计算的铁定量比较太阳观测。我们面对我们的理论线剖面与意见采取不同的视角在整个太阳盘与瑞典1米太阳望远镜。我们发现，三维建模很好地再现了所观察到的中心到肢体的行为的谱线整体，但突出方面，可能需要进一步的工作，特别是横截面的非弹性碰撞与电子。我们推断的太阳铁丰度为log（eps（Fe））=7.48+-0.04。
2017-03-11 astro-ph.SR
Atmospheric NLTE-models for the spectroscopic analysis of blue stars with winds. IV. Porosity in physical and velocity space
聚集在热的大质量恒星的辐射驱动风中，影响了整个电磁波谱的合成观测值的推导。我们实现了一个形式主义治疗风结块-特别是与多孔介质的物理和速度空间的光泄漏效应-到全球（光球+风）NLTE模型大气代码FASTWIND。我们假设一个随机的，两个组件的风组成的混合物的光学厚和薄的团块嵌入在一个稀薄的团块间介质。我们完全解释了物理空间和速度空间中与孔隙度相关的不透明度的降低，以及众所周知的效应，即在质量损失率相等的情况下，不透明度取决于ρ ^[2]，在云团风中比在平滑风中更高。通过制定我们的方法，在适当的平均和有效的不透明度cloudspeak风，我们能够计算模型与相同的速度（~15分钟。在现代笔记本电脑上）在以前的代码代。新模型的一些初步的一般性结果包括：i）重申了早期的结果，即速度空间孔隙度对于分析O-星中的UV风线是至关重要的; ii）对于光学H α线，光学厚聚集效应对于O-星很小，但对于晚期B和A-超巨星可能非常重要; iii）空间孔隙度对于O星中高能X射线的吸收是一个边际效应，只要团块之间的平均自由程保持在现实值; iv）在典型的O星射电光球半径处，孔隙度可以忽略不计; v）关于风电离平衡，总的趋势是，在具有光学薄团块的模拟中增加的复合速率导致比相应的平滑模型中总体更低的电离度，但是这种效应现在被与物理和速度空间中的孔隙度相关联的增加的光泄漏水平抵消。
2018-05-28 astro-ph.SR
Sodium Absorption Systems toward SN Ia 2014J Originate on Interstellar Scales
近十年来，人们对Ia型超新星（SNe Ia）的Na I D吸收系统进行了深入的研究，目的是寻找星周物质（CSM），这是对前身系统的间接探测。然而，它是很难去卷积CSM组件从非变量，往往占主导地位，由星际物质（ISM）创建的组件。我们提供了SN Ia 2014 J从最大亮度之前到最大亮度之后约250天的一系列高分辨率光谱。后期光谱提供了确定Na I D吸收系统起源的独特信息。深度的后期观测使我们能够大规模地探测SN周围的环境，延伸到~40 pc。我们发现，光谱的漫射光在附近，但不直接在视线，SN的吸收系统几乎相同的“纯”SN视线。因此，基本上所有朝向SN 2014 J的Na I D系统都必须来自前景物质，在投影中至少延伸到~40 pc，而在CSM尺度下没有。在~20 pc的规模的列密度的波动也被确定。在减去漫射的“背景”光谱之后，沿着SN视线的晚时间SN Na ID轮廓与接近最大亮度光谱中的轮廓一致。在约1年的时间尺度上缺乏变异性与ISM对气体的解释一致。
2016-01-15 astro-ph.SR
Horizontal-branch morphology and multiple stellar populations in the anomalous globular cluster M22
M22是一个异常的球状星团，包含两组不同金属丰度和s元素丰度的恒星。这两个星系团中恒星间的轻元素变化，以及单独的Na-O和C-N关系的存在，表明这颗银河卫星经历了复杂的恒星形成历史。我们已经分析了火焰/UVES光谱覆盖一个小的颜色间隔，在最红的水平分支（HB）的部分，这个集群和研究可能的关系之间的化学成分的恒星和它的位置沿HB。我们的化学丰度分析考虑了偏离局部热力学平衡（NLTE效应）所带来的影响，这对我们恒星所跨越的大气参数范围内的测量谱线很重要。我们发现，所有的分析的恒星是钡贫和钠贫，从而支持的想法，沿着HB的恒星的位置是严格相关的化学成分，HB形态的影响，存在不同的恒星星族。
2013-02-24 astro-ph.SR
The metal-poorest tail of the Galactic halo: hypothesis on its origin from precise spectral analysis
本文通过高分辨率光谱结合3D NLTE等多层次分析方法，精确测定贫金属晕星的参数、Mg丰度和年龄，揭示[Mg/Fe]-[Fe/H]关系在约-2.8 dex处的拐点，并提出其可能起源于早期银河系原位形成或多个相似小星系并合两种假说。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The nebular spectra of SN 2012aw and constraints on stellar nucleosynthesis from oxygen emission lines
我们提出的星云相位光学和近红外光谱的类型IIP超新星SN 2012 aw结合NLTE辐射转移计算适用于喷出物从恒星演化/爆炸模型。我们的光谱合成模型一般表现出良好的协议从MZAMS = 15 Msun祖星的喷出物。氧、钠和镁的发射谱线都与14 - 18 Msun范围内的祖先核合成一致。我们还演示了如何演变的氧冷却线的[O I] 5577 A，[O I] 6300 A，和[O I] 6364 A可以用来约束的质量的氧在非分子冷却的灰烬< 1 Msun，独立于喷出物中的混合。这一限制意味着任何初始质量大于20 Msun的原始模型都难以与观测到的谱线强度相一致。一颗MZAMS = 15 Msun的恒星祖先可以一致地解释直接测量的祖先恒星的光度，观测到的星云光谱和推断的超新星爆发前的质量损失率。我们的结论是，仍然没有令人信服的例子，IIP型爆炸显示核合成预期从一个MZAMS > 20 Msun祖。
2014-02-18 astro-ph.SR
Can Sodium Abundances of A-Type Stars Be Reliably Determined from Na I 5890/5896 Lines?
对120颗A型主序星（包括23颗毕宿星）进行了基于Na I 5890/5896双重线的非LTE丰度分析，目的是检验是否可以根据这些强Na I D线可靠地确定A型矮星的Na丰度。通过应用T_eff相关的微湍流速度（T_eff ~2--4 km/s，峰值在T_eff ~ 8000 K（A星的典型值））得到的丰度（[Na/H]_{58}）通常为负，差异很大（从~-1到~0），同时显示v_e sin i相关的迹象（向更高的旋转方向减小）。然而，这种明显的日下趋势的真实性是非常值得怀疑的，因为这些[Na/H]_{58}系统地比更可靠的[Na/H]_{61}（从锐线星的弱Na I 6154/6161线导出）低~0.3--0.6 dex。考虑到这些饱和Na I D线的丰度对α的敏感性，我们认为[Na/H]_{58}一定是被错误地低估了，我们怀疑，至少对于这样强的高形成Na I 5890/5896线，常规α值是不适当地太大了，这大概是由于α随高度而减小的深度依赖性。在我们能够从这些强共振D线确定可靠的钠丰度之前，必须对A星中后期大气湍流速度场的性质进行更多的研究。
2009-07-08 astro-ph.SR
Modeling the near-UV band of GK stars, Paper III: Dependence on abundance pattern
我们扩展了论文II中提出的NLTE模型网格，以两种方式探索丰度模式的变化：1）采用Asplund等人（2009）（GASS 10）丰度，2）对于金属丰度[M/H]为-0.5的恒星，采用α元素的非太阳增强+0.3 dex。此外，我们的网格的合成光谱能量分布（SED）内插到一个更好的数值分辨率在T_eff（Δ T_eff = 25 K）和log g（Δ log g = 0.25）。我们比较了从拟合LTE和非LTE SED推断出的T_eff和log g的值与在整个可见波段以及在特设“蓝色”波段中观察到的SED。我们比较了我们的techometrically推导出的T_eff值的各种T_eff校准，包括更多的经验，从文献中得出。对于太阳金属丰度的恒星，我们发现，采用GASS 10丰度降低推断的T_eff值25 - 50 K的晚型巨星，和NLTE模型计算的GASS 10丰度给出T_eff的结果是稍微更好地与其他T_eff校准。对于[M/H]=-0.5的恒星，有边际证据表明α增强的采用进一步降低了导出的T_eff值50 K。恒星参数推断拟合NLTE模型的SED比LTE模型的波长区域被拟合，我们发现，效果取决于如何沉重的线覆盖的拟合区域，无论是拟合区域是蓝色的Wien峰的恒星的SED，或两者兼而有之。
2013-04-17 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Sodium and aluminium abundances in giants and dwarfs - Implications for stellar and Galactic chemical evolution
恒星演化模型预测，内部混合应该会在质量大于~ 1.5- 2.0 Msun的红巨星表面造成一些钠的过剩。表面铝丰度不应受到影响。然而，观测结果不同意的存在和/或程度的Na和Al的过剩。此外，采用不同恒星产额的银河系化学演化模型导致对[Na/Fe]和[Al/Fe]与[Fe/H]行为的预测完全不同。总的来说，这些丰度与金属丰度的观测趋势没有得到很好的再现。我们重新处理这两个问题，使用新的Na和Al丰度内确定的盖亚-ESO调查，使用两个样本：i）超过600个矮星的太阳附近和疏散星团和ii）低和中等质量的星团巨星在六个疏散星团。质量低于2.0 Msun的巨星中Na的丰度，以及质量低于3.0 Msun的巨星中Al的丰度，似乎不受内部混合过程的影响。对于更大质量的巨星，Na过剩随着恒星质量的增加而增加。这一趋势与恒星演化模型的预测相吻合。能够很好地拟合太阳邻域矮星中观测到的[Na/Fe]与[Fe/H]变化趋势的化学演化模型不能同时解释[Al/Fe]与[Fe/H]的运行，反之亦然。与恒星年龄的比较受到严重不确定性的阻碍。事实上，可靠的年龄估计只有一半的恒星样本。我们的结论是，铝是生产不足的模型，除了恒星年龄小于约7 Gyr。此外，一些重要的来源后期钠生产似乎是失踪的模型。目前的Na和Al产额受到很大的不确定性的影响，和/或这些元素的一些重要的银河系来源到目前为止还没有考虑在内。[删节]
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium, Sodium, and Potassium Abundances in Sharp-Lined A-Type Stars
碱性元素丰度（Li，Na，K）是根据Li I 6708，Na I 5682/5688，和K I 7699谱线，通过考虑24颗尖线A型星的非LTE效应（v sin i < 50 km/s，7000 K < Teff <10000 K，许多显示不同程度的Am特性）确定的，基于在BOAO（韩国）和OAO（日本）获得的高色散和高信噪比光谱数据。我们发现了一个显着的趋势，A（Na）紧密标度与A（Fe）的Teff无关，这意味着Na成为富集类似于Fe根据程度的Am的特异性。关于锂，A（Li）大部分在~3和~3.5之间的范围内（即，几乎等于或略小于太阳系丰度3.3），在Teff < 8000 K时，随着Teff的降低，有微弱的下降趋势，尽管有几颗恒星例外地表现出明显更大的耗尽。钾的丰度也显示出明显的Tef依赖性，在这个意义上，晚A星的A（K）倾向于轻微的太阳下（可能与A（Fe）有弱的反相关），系统地从~5.0（Tef ~ 8500 K）下降到~4.6（Tef ~ 7500 K），而早A星的A（K）则保持在~5.0-5.2的太阳附近。这些观测事实可以作为任何旨在解释A型星化学异常的理论的重要约束。
2011-11-07 astro-ph.SR
Sulphur in the Globular Clusters 47 Tucanae and NGC 6752
在球状星团47 Tuc和NGC 6752中，轻元素Li、O、Na、Al和Mg显示出星与星之间的变化。这种变化被解释为是由于上一代恒星的加工造成的。在本文中，我们调查的α-元素硫的丰度，其中没有以前的测量存在。事实上，到目前为止，还没有在任何银河系球状星团中研究过这种元素。唯一一个可以进行这种测量的球状星团是泰山7，它属于Sgr dSph。我们使用高分辨率光谱的S I Mult。1，在8.2米的VLT-Kueyen望远镜上用UVES摄谱仪获得的，用于两个球状星团中的关闭星和巨星。利用ATLAS静止平面平行模式大气和SYNTHE光谱合成对光谱进行了分析。我们还计算CO 5 BOLD流体动力学模型的3D校正，并应用校正由于NLTE效应从文献中。在星团NGC 6752中，只有四颗次巨星被测量到硫。我们没有发现显著的星-星散射，平均<[S/Fe]> = +0.49 +- 0.15，与在相同金属丰度的场星中观察到的一致。在星团47 Tuc中，我们测量了4颗关闭星和5颗亚巨星的S，平均<[S/Fe]> = +0.18 +- 0.14。虽然这一结果与没有星间散射的情况是一致的，但我们注意到硫丰度与钠丰度之间存在统计学上的显著相关性，而与硅丰度之间存在试探性的相关性。
2009-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of clump stars in the open cluster NGC 6134
我们分析了疏散星团NGC 6134中六颗核心氦燃烧“团簇”星的高分辨率光谱。Carretta等人（2004年）在我们以前的研究中确定了大气参数T_eff、log_g、v_t和[Fe/H]。在这项研究中，我们提出了丰富的C，N，O和多达24个其他化学元素。用C_2 Swan（0，1）5635.5A（FEROS谱）和C_2 Swan（1，0）4737 A（UVES谱）的带头计算碳的丰度。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。与太阳和银河系盘的其他矮星相比，在所调查的星团星的平均丰度表明，碳是贫化约0.2德克斯，氮是过剩的约0.3德克斯和氧是不足的约0.1德克斯。这具有将平均C/N比降低至1.2 +-0.2的效果。12 ^C/13 ^C的平均比率降低到9 +-2.5。关于其他化学元素，对钠和镁线（在NLTE中）、其他阿尔法元素线、铁族和较重的化学元素的分析给出了接近太阳能的丰度比。
2010-05-24 astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements. III. Evidence for the dominant role of sub-Chandrasekhar SN Ia in the chemical evolution of Mn and Fe in the Galaxy
晚型恒星中锰与铁的丰度比在很宽的金属丰度范围内对铁族元素的天体物理生产地点有严格的限制。在这项工作中，我们调查的Mn在银河系的化学演化使用高分辨率的光谱观测的恒星在银河系盘和晕星，以及一个样本的球状星团。我们的分析表明，局部热力学平衡（LTE）导致Mn I和Mn II线的电离平衡的强烈不平衡。锰我生产系统（高达0.6德克斯）较低的丰度相比，锰II线。非局部热力学平衡（NLTE）辐射转移满足整个金属丰度范围内的电离平衡，-3 < [Fe/H] <-1，导致元素两个电离阶段的丰度一致。我们比较了NLTE丰度与银河系化学演化模型计算使用不同来源的Ia型和II型超新星（SN Ia和SN II）产量。我们发现，一个很好的适合我们的观察，可以通过假设一个显着的（~ 75%）部分的超新星Ia干从一个sub-Chirasekhar（子Ch）通道。虽然这一比例大于早期研究中发现的比例（约50%），但我们注意到，我们仍然需要约25%的近Ch SNe Ia才能在[Fe/H] = 0时获得太阳能[Mn/Fe]。我们的新数据还表明，较高的SN II锰产量在低金属丰度比通常假设在文献中。
2020-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time-Varying Sodium Absorption in the Type Ia Supernova 2013gh
为了寻找星周物质，研究了Ia型超新星高分辨光谱中窄吸收线的时间变化。时间序列解决的吸收线，如钠I D或钙II H&K的配置文件，预计将揭示由于光电离和随后的重组的气体的变化。星周物质的存在、组成和几何形状可能暗示了Ia超新星难以捉摸的祖先系统，也可能影响观测到的红化规律。到目前为止，在超新星Ia中几乎没有已知的随时间变化的Na I D吸收的情况，所有这些都发生在超新星演化的相对较晚的阶段。然而，光电离被预测发生在超新星Ia的早期阶段，当超新星在紫外线中达到峰值时。因此，我们试图观察早期的吸收线的变化，通过获得高分辨率的光谱SNe最大光之前。我们已经获得了SNe Ia 2013gh和iPTF 13edge的测光和高分辨率光谱，以寻找吸收线的变化。此外，我们研究星际吸收功能的SNe观测到的光度颜色。结果两种SNe均具有Na I D和Ca II H&K的深吸收特征。此外，在SN 2013gh的Na I D分布的特征中检测到小但显著的变化。的变化是一致的，无论是几何效应的快速移动或片状的气体云或光电离的钠I气体在R \approx 1019厘米的爆炸。我们的分析表明，有必要把重点放在早期阶段，以检测气体的光电离效应在超新星Ia的拱星介质。不同的吸收剂如Na I和Ca II可以用来探测离SNe不同距离的物质。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The chemical compositions of the 2 new HgMn stars HD 30085 and HD 30963. Comparison to $χ$ Lupi A, $ν$ Cap and HD 174567
我们报告了对相当明亮的慢自转恒星HD 30085（A0 IV）、HD 30963（B9 III）和HD 174567（A0 V）的详细丰度研究，迄今为止这些恒星被报道为正常恒星和锐线的chi Lupi A（B9 IV HgMn）。在HD 30085、HD 30963的光谱中，在3984 A线处的Hg II线是显著的，并且硅、锰、铬、钛、铁、锶、钇和锆的许多线似乎是强吸收体。将HD 30085和HD 30963的平均光谱与具有可靠更新原子数据的选定未混合谱线的合成光谱网格进行比较，发现磷、钛、铬、锰、锶、钇和锆、钡、铂和汞的丰度过高，而氦、镁、钪和镍的丰度不足。为了保持HD 30085和HD 30963的一致性和比较性，在相同的有效温标下，使用相同的原子数据重新推导了赤狼座A的表面丰度。对于HD 174567，发现轻度缺乏和过量。钠、镁和钙的丰度已针对NLTE效应进行校正。HD 30085和HD 30963的有效温度、表面重力、低的投影自转速度和特殊的丰度分布表明它们是两颗新的HgMn星，应该重新分类。HD 174567很可能是一颗新的化学性质特殊的恒星。还提供了HD 30085光谱中吸收超过2%的谱线的识别列表。
2019-08-14 astro-ph.SR
Variable Sodium Absorption in a Low-Extinction Type Ia Supernova
最近的观测表明，一些Ia型超新星表现出窄的，随时间变化的Na I D吸收特征。吸收物质的起源存在争议，但它可能表明爆炸前祖星系统中存在星周气体，这对超新星祖星的性质具有重大影响。我们提出了第三次检测这种可变吸收，基于六个时代的高分辨率光谱的Ia型超新星SN 2007 le从凯克和HET。数据跨度约3个月，从最大光照前5天到最大光照后90天。我们发现Na D吸收线的一个分量随时间显著增强，表明总柱密度增加了约2.5 x 10^12 cm^-2。这些变化在最大光照后最为显著，而不是在SN的紫外线通量达到峰值的早期。与SN 2006 X一样，我们在同一时间段内没有检测到Ca II H&K线的变化，这使得视线效应不太可能，并表明吸收材料的拱星起源。与前两颗SN不同，SN 2007 le的红度并不高（E_B-V = 0.27等），也是因为星周吸收而非星际吸收。光致电离模型表明，这些数据与距离爆炸约0.1 pc处的一个或多个致密（10^7 cm^-3）气体云相一致。这些结果广泛支持以前提出的单简并方案来解释可变吸收，从一个非简并伴星负责提供拱星气体的质量损失。我们还提出了与SN相关的窄Halpha发射的初步证据，这将需要后期的后续观测来证实。[删节]
2009-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion and outflow activity on the late phases of pre-main-sequence evolution. The case of RZ Piscium
RZ Psc是一颗孤立的高纬度后金牛座T星，具有UX Ori-type光度活动。这颗恒星显示出非常微弱的吸积光谱特征，但同时拥有Na I D线中不寻常的风足迹。在目前的工作中，我们调查的新的光谱观测RZ Psc在2014年获得的两个观测运行。我们发现可变的蓝移吸收成分（BAC）的其他碱金属，K I 7699的红外三重态和钙II线。我们还证实了在H $α$线中存在弱发射分量，这使我们能够估计恒星上的质量吸积率为$\dot{M}\leq$ $7 \cdot 10^{-12}$ Msun yr $^{-1}$。我们不能揭示任何明确的周期性的BAC在钠线的外观。尽管如此，以大约一年的间隔观测到的Na I D爆发的结构和速度的精确重合表明这种周期性应该存在。
2017-01-12 astro-ph.SR
Non-LTE calculations for neutral Na in late-type stars using improved atomic data
中性钠是晚型恒星大气中的少数物质，在局部热力学平衡（LTE）中形成谱线通常是一个糟糕的假设，特别是对于强谱线。我们提出了一个广泛的网格的非LTE计算几个碘化钠线在冷恒星大气中，包括富金属和贫金属的矮星和巨星。这是第一次，我们构建了一个Na模型原子，采用精确的量子力学计算碰撞激发和电离的电子，以及碰撞激发和电荷交换反应与中性氢。与LiI类似，氢碰撞激发的新速率不影响统计平衡计算，而电荷交换反应具有较小但不可忽略的影响。所提出的LTE和非LTE曲线的增长可以插值，以获得非LTE的丰度和丰度校正任意恒星参数组合和线强度。弱谱线的典型校正为-0.1... - 0.2dex，而饱和线可能高估LTE中的丰度超过0.5dex。非LTE钠丰度出现非常强大的输入碰撞数据的不确定性。
2011-02-10 astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar progenitors favoured for type Ia supernovae: Evidence from late-time spectroscopy
铁、镍和钴的第一和第二电离阶段的非局域热平衡（NLTE）能级粒子数模型被用来拟合Ia型超新星（SNe Ia）的XShooter光学+近红外（NIR）光谱样本。从NIR线与光学线的比率，可以对发射区域的温度和密度设置限制。我们发现这些参数在我们的样本中有类似的演变。使用Fe II 12 $\,$ 570 $\,\mathring{A}\,$到7 $\,$ 155 $\,\mathring{A}\,$线的演变作为仅覆盖光学波长的光谱拟合的先验，我们表明7200 $\,\mathring{A}\,$特征完全由[Fe II]和[Ni II]单独解释。这种方法使我们能够确定丰富的镍II $\,$ / $\,$ Fe II的大样本的130个光学光谱的58超新星Ia的不确定性小到足以区分之间的Pracrasekhar质量（M $_{\text{Ch}}$）和子Pracrasekhar质量（子M $_{\text{Ch}}$）爆炸模型。我们的结论是，大多数（85 $\%$）的正常SNe Ia有一个Ni/Fe丰度，这是在与预测的亚M $_{\text{Ch}}$爆炸模拟的$\sim Z_\odot$祖。只有一小部分（11 $\%$）的对象在样品中的Ni/Fe丰度与M $_{\text{Ch}}$爆炸模型。
2019-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The elemental composition of the Sun III. The heavy elements Cu to Th
我们重新评估了太阳中从铜（$Z=29$）到钍（$Z=90$）的元素丰度。我们的结果主要是基于太阳光谱中的中性和单电离线。我们使用最新的3D流体动力学太阳模型大气，并在少数情况下，也纠正偏离当地的热力学平衡（LTE）使用非LTE（NLTE）计算在1D。为了最大限度地减少统计和系统的不确定性，我们进行了严格的线选择，采用最高质量的观测数据，并仔细评估振荡器的强度，超精细常数和同位素分离在文献中，为我们的分析中包括的每一条线。我们的结果通常与最原始陨石的丰度非常一致，但也有一些有趣的例外。本分析对我们在Asplund、Grevesse、Sauval和Scott（arXiv：0909.0948）中提出的初步结果的相关部分进行了全面阐述和轻微更新，包括我们使用的所有输入数据的完整列表和细节。
2014-09-12 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
