Elemental Abundances of Cool Stars: A Spectroscopic Framework Applied to Five Planet-Host Stars
McMaster University（麦克马斯特大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Institut Trottier de recherche sur les exoplanètes, Département de Physique, Université de Montréal（蒙特利尔大学物理系特鲁蒂埃系外行星研究所）；Observatoire de Genève, Département d’Astronomie, Université de Genève（日内瓦大学天文学系日内瓦天文台）
本文提出基于光谱合成的框架，从近红外光谱推导冷恒星元素丰度，应用于五颗行星宿主恒星，结果与太阳比值大体一致，为行星系统研究提供化学基线。
2026-09-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elemental Abundances of Kepler Objects of Interest in APOGEE DR17
本研究通过局部线性模型分析APOGEE中130个KOI及其匹配替身样本的12种元素丰度，发现行星宿主恒星在固定恒星参数下的个体丰度无特殊性，为揭示行星形成化学特征所需的丰度精度设定了上限。
2022-10-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measuring elemental abundance ratios in protoplanetary disks at millimeter wavelengths
在百万年的演化过程中，原行星盘中的气体尘埃和冰可以进行化学再加工。有证据表明，在属于附近恒星形成区的盘中，气相碳和氧的丰度是亚太阳的。这些发现对巨行星的主要大气层的组成有重大影响（但它也可能对超级地球和次海王星有效），因为它们从圆盘中的周围物质中吸积了它们的气体包层。在这项研究中，我们进行了热化学建模分析，目的是测试如何可靠和稳健的元素丰度比的估计的基础上（亚）毫米观察分子线。我们为以下不同的元素丰度比创建了一个圆盘模型网格：C/O、N/O和S/O，并且，我们计算了一组含碳、氮和硫物质的线通量，即CN、HCN、NO、C $_{2}$ H、c-C $_{3}$ H $_{2}$、H $_{2}$ CO、HC $_{3}$ N、CH $_{3}$ CN、CS、SO、H $_{2}$ S和H $_{2}$ CS，目前的（亚）毫米级设施，如ALMA和NOEMA已经探测到。我们发现，线通量，一旦归一化的$^{13}$ CO $J=2-1$线的通量，是敏感的元素丰度比。另一方面，恒星和磁盘的物理参数只有轻微的影响线通量比。我们的结果表明，同时分析多个分子跃迁是一个有效的方法来约束元素丰度比在原行星盘。
2020-05-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Elemental Abundances of JWST Target Stars for Exoplanet Characterization I. FGK Stars
随着JWST的发射，我们将获得比以往任何时候都更精确的系外行星数据。然而，这些数据只能在行星-恒星形成的更大背景下提供信息并彻底改变我们对系外行星的理解。因此，更深入地了解它们的宿主恒星与即将到来的JWST数据同样重要和协同。我们提出了详细的化学丰度剖面的17 FGK恒星，将被观察到的系外行星为重点的周期1 JWST观测程序。分析的元素（C，N，O，Na，Mg，Si，S，K和Fe）被特别选择为对行星的组成和形成提供信息。使用档案高分辨率光谱从各种来源，我们进行LTE等效宽度分析，以获得这些丰度。我们期待文献来源来校正非LTE效应的丰度，特别是O、S和K，其中校正很大（通常是$> 0.2~\textrm{dex}$）。有了这些丰度及其比值，我们将开始描绘这项工作所分析的行星系的更清晰的图像。通过我们的分析，我们可以深入了解热彗星的组成和迁移程度，以及富含碳的陆地世界的可能性。
2022-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Curious Case of Elemental Abundance Differences in the Dual Hot Jupiter Hosts WASP-94AB
双星为研究行星形成对恒星组成的潜在影响提供了理想的实验室。假设恒星形成于相同的环境/由相同的物质形成，双星成分之间的任何成分异常都可能表明物质在行星中被隔离的方式不同，或者在行星形成的过程中被恒星吸积。我们在这里提出了WASP-94 AB之间的元素丰度差异的研究，WASP-94 AB是一对恒星，每个恒星都有一颗热的木星系外行星。这两颗恒星的光谱类型非常相似（F8和F9），以及它们的~2700 AU分离表明它们的原行星盘可能不受恒星相互作用的影响，但WASP-94 Ab的轨道-与宿主恒星自旋轴不一致，可能逆行-指向一个动态活跃的形成机制，可能不同于WASP-94 Bb，其没有错位并且具有接近圆形的轨道。基于我们的高质量光谱和严格的相对丰度分析，我们检测到WASP-94 A相对于B（标准误差为~0.005 dex）的挥发物消耗（平均~-0.02 dex）和耐火材料增强（~0.01 dex）。这与其他已发表的双星母星丰度的情况不同，在其他情况下，要么没有显着的丰度差异，要么所有元素都有一定程度的增强，包括挥发物。讨论了几种可能解释丰度趋势的情况，但没有一种可以被明确接受或拒绝。需要额外的高对比度成像观测来寻找可能动态影响系统的同伴，以及更大的双星宿主恒星研究样本，以更好地了解我们在WASP-94 AB中观察到的奇怪的丰度趋势。
2016-01-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elemental abundances of nearby M dwarfs based on high-resolution near-infrared spectra obtained by the Subaru/IRD survey: Proof of concept
对M矮星的详细化学分析很少，但有必要限制周围行星的形成环境和内部结构。本文给出了在Subaru/IRD行星搜索计划中观测到的13 M矮星（2900 < Teff < 3500 K）的元素丰度。它们是中晚期M矮星，其个别元素的丰度尚未得到很好的研究。我们使用高分辨率（~ 70，000）近红外（970-1750 nm）光谱，通过基于模型大气的逐线分析来测量Na，Mg，Si，K，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Fe和Sr的丰度，典型误差范围从[Fe/H]的0.2 dex到其他[X/H]的0.3-0.4 dex。我们测量径向速度的光谱，并将它们与盖亚天体测量计算银河系的空间速度UVW。由此得出的[Fe/H]值与先前基于中等分辨率K波段光谱的估计值一致，显示金属丰度的分布范围很广（-0.6 < [Fe/H] < +0.4）。个别元素的丰度比[X/Fe]通常与所有目标中的太阳值一致。虽然[X/Fe]分布与附近的FGK星相当，但其中大多数属于薄盘族，最缺乏金属的物体GJ 699可能是厚盘星。UVW速度也支持这一点。这一结果表明，在行星搜寻计划中获得的M型矮星的近红外光谱可以用来掌握附近M型矮星的元素丰度和银河系恒星星族的变化趋势。
2021-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Flare-Driven Plasma Dynamics and Elemental Abundance Redistribution
该研究通过观测与模拟揭示太阳耀斑中等离子体辐射与元素丰度变化的关联，证实色球能量沉积驱动不同高度等离子体蒸发引发FIP分馏，为耀斑能量、等离子体流与丰度变化的动态耦合提供新见解。
2025-10-02 astro-ph.SR
Deriving photospheric parameters and elemental abundances for a sample of stars showing the FIP effect
太阳物理学中一个令人困惑的问题是光球层和日冕中元素丰度的差异。在某些情况下，第一电离势（FIP）较低的元素在日冕中比光球中丰度更高。在少数恒星上观察到了同样的现象，而其中一些恒星则表现出相反的效果。但并非原始样本中的所有恒星都有精确的光球丰度，因此对一些恒星采用了太阳值。在这项工作中，我们从光学光谱均匀的丰度测量。利用Konkoly天文台1米RCC望远镜，以$λ/ Δλ\sim 21\,000$的分辨率采集了16颗具有FIP效应的恒星的光谱。我们确定的基本天体物理参数（$T_\mathrm{eff}$，$\log g$，$[M/H]$，$ξ_\mathrm{mic}$，$v \sin i$）和个别元素丰度与SME光谱合成代码使用MARCS2012模式大气和谱线参数从维也纳原子线数据库（VALD）。
2019-06-04 astro-ph.SR
Unveiling Mass Transfer in Solar Flares: Insights from Elemental Abundance Evolutions Observed by Chang'E-2 Solar X-ray Monitor
本文利用嫦娥二号太阳X射线监测器数据，首次揭示耀斑中Fe的逆第一电离势效应并发现罕见的丰度耗尽现象，基于CSHKP模型结合惯性效应解释了FIP与IFIP效应的形成机制。
2024-07-02 astro-ph.SR
Measuring 14 elemental abundances with R=1,800 LAMOST spectra
LAMOST巡天已经获得了银河系500万颗恒星的低分辨率光谱（R= 1，800），远远超过目前任何相应或更高光谱分辨率的恒星巡天。人们通常认为，只有很少的元素丰度可以从这样的低分辨率光谱测量，限制了他们的银河系考古学研究的效用。然而，Ting等人（2017）使用从头算模型认为，低分辨率光谱应该能够精确测量许多元素的丰度，至少在理论上是这样。在这里，我们通过测量LAMOST光谱中14种元素的相对丰度来验证这一说法，对于${\rm S/N}_{\rm LAMOST}$ > 30（每像素）的天体，测量精度为$\lesssim$ 0.1 dex。我们采用的光谱建模方法，其中数据驱动的模型相结合的先验模型梯度光谱应该类似从头算光谱模型。这种方法确保了数据驱动的丰度测定在其预测中利用光谱中的物理敏感特征，而不仅仅是利用丰度之间的天体物理相关性。我们的分析被限制在APOGEE调查中测量的元素丰度的数量，这是训练标签的来源。获得高质量/分辨率光谱的一个子集的LAMOST恒星测量更多的元素丰度作为训练标签，然后将这种方法应用于整个LAMOST目录将提供一个样本，超过20个元素丰度是一个数量级大于目前的高分辨率调查，大大增加了银河系考古的样本量。
2017-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG 23 IR elemental abundances of 114 giant stars in 41 Open Clusters
Malmö University（马尔默大学）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）；University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天体物理与空间科学观测站）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Fundacíon Galileo Galilei - INAF（伽利略基金会-意大利国家天体物理研究所）
本研究利用高分辨率红外光谱测量41个疏散星团中114颗巨星的多达23种元素丰度，通过分析径向丰度梯度、星团间丰度差异及其随年龄的变化，揭示银河系盘面的化学演化规律。
2025-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar System Elemental Abundances from the Solar Photosphere and CI-Chondrites
本文整合更新太阳光球层与CI球粒陨石数据，给出太阳系元素及同位素丰度，提高太阳金属丰度，并评估挥发性元素、s/p过程核素及凝聚温度相关性。
2025-02-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ionization ratios and elemental abundances in the atmosphere of 68 Tauri
我们推导了金牛座68星（HD 27962）的大气中的12种元素的电离比使用ATLAS 9模型的72层计算的有效温度和表面重力的恒星。然后，我们基于ATLAS 9模型大气计算了SYNSPEC49生成的合成光谱的网格，以便模拟我们中的一个（RM）与Observatoire de Haute Provence的阶梯光栅光谱仪SOPHIE获得的高分辨率光谱。我们可以确定几种元素在其主要电离阶段的丰度，包括那些定义Am现象的元素。因此，我们提供了新的丰度测定68金牛座使用更新的准确的原子数据从NIST数据库检索，扩展以前的丰度工作。
2017-09-28 astro-ph.SR
The Isotopic and Elemental Abundances of Planet-Host Star TRAPPIST-1
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Department of Physics and Astronomy, University of Kansas（堪萨斯大学物理与天文学系）；Department of Physics and Astronomy, University of New Mexico（新墨西哥大学物理与天文学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Earth Sciences, University of Hawai’i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校地球科学系）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间科学与天体物理观测台）
本研究通过分析TRAPPIST-1的近红外高分辨率光谱，首次测定其碳氧比、碳及氧同位素比等关键化学丰度，发现其丰度总体类太阳但¹²C/¹³C略高于太阳。
2026-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VII. Sulfur elemental abundance
分子云中的气相元素丰度（GEMS）是一个IRAM 30米的大型程序，旨在确定选定的一组原型恒星形成细丝中的碳（C），氧（O），氮（N）和硫（S）的元素丰度。特别是，S的元素丰度仍然不确定的几个数量级，其测定是该计划最具挑战性的目标之一。我们对CO、HCO $^+$、HCN、HNC、CS、SO、H $_2$ S、OCS和HCS $^+$的分数丰度进行了广泛的化学建模，以确定GEMS数据库中244个位置的硫耗尽。这些位置的样品可见光范围从A $_V$ $\sim$ 3 mag到$>$ 50 mag，分子氢密度范围从几个10 $^3$ ~cm $^{-3}$到3 $\times$ 10 $^6$ ~cm $^{-3}$，和T $_k$ $\sim$ 10 $-$ 35 K。金牛座和英仙座的大多数位置最适合假设早期化学，t=0.1百万年，$ζ_{H_2}$ $\sim$（0.5 $-$ 1）$\times$ 10 $^{-16}$ s $^{-1}$，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-6}$。相反，猎户座的大部分位置都符合t=1~Myr和$ζ_{H_2}$ $\sim$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。此外，假设未贫化硫丰度，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-5}$，猎户座中40%的位置最适合。我们的研究结果表明，…
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental abundances in AGB stars and the formation of the Galactic bulge
我们获得了45颗位于银河系核球的AGB星的高分辨率近红外光谱。该项目的目的是确定这些恒星中的关键元素丰度，以帮助限制凸起的形成历史。另一个目标是将光球丰度与恒星风中发现的尘埃种类联系起来。在这里，我们提出了光谱分析的进展报告。
2011-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution elemental abundance analysis of the open cluster IC 4756
给出了疏散星团IC 4756中12颗次巨星的元素丰度，包括Na，Al，Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Fe，Zn和Ba.我们测量簇具有[Fe/H] = -0.01 +/-0.10。大多数测量到的恒星间[X/H]丰度变化低于sigma < 0.03，正如从一个保存出生丰度模式的同时代恒星星族所预期的那样，支持使用元素丰度作为探针来重建分散的星团。我们发现Cr I和Cr II丰度之间的差异，以及Ti I和Ti II丰度之间的差异，其中电离丰度约为0.2德克斯。在此之前，其他类似的研究证明了冷恒星中过度电离的影响。IC 4756在Mg，Si，Na和Al中是超太阳的，但在其他元素中是太阳的。IC 4756在某些α元素（Mg，Si）中是超日性的，但在其他α元素（Ca，Ti）中是太阳性的，这一事实表明α元素的产生不仅仅是一维的，可以用于化学标记。
2012-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution Elemental Abundance Measurements of Cool JWST Planet Hosts Using AutoSpecFit: An Application to the Sub-Neptune K2-18b's Host M dwarf
本研究开发了光谱归一化技术与自动逐线拟合代码AutoSpecFit，测量了系外行星K2-18b的宿主M型矮星的10种元素丰度及关键丰度比，为研究该行星系统的形成提供了恒星化学基准。
2024-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elemental Abundances of the Super-Neptune WASP-107b's Host Star Using High-resolution, Near-infrared Spectroscopy
本研究利用高分辨率近红外光谱首次测量超级海王星WASP-107b宿主恒星的15种元素丰度，精度优于0.1 dex，其丰度接近太阳值，为后续结合JWST行星大气观测研究系外行星形成等提供基础。
2023-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of Elemental Abundances During B-Class Solar Flares: Soft X-ray Spectral Measurements with Chandrayaan-2 XSM
月船2号上的太阳X射线光谱仪（XSM）有效载荷提供1-15 keV能量范围内的圆盘积分太阳光谱，能量分辨率为180 eV（5.9 keV），节奏为1秒。在2019年9月至2020年5月期间，覆盖太阳活动周期24的最低点，它观察到9次B级耀斑，范围从B1.3到B4.5。利用时间分辨光谱分析，在这些耀斑，我们检查了温度的演变，排放措施，和绝对元素丰度的四个元素-镁，铝，硅，和S。这是在这样的小耀斑绝对丰度的第一次测量，这项研究提供了一个独特的见解绝对丰度的演变耀斑的演变。我们的结果表明，这四个元素的丰度减少对他们的光球值在耀斑的峰值阶段。在衰变阶段，观测到的丰度迅速恢复到耀斑前的日冕值。耀斑期间元素丰度的耗尽与标准耀斑模型一致，表明由于色球蒸发，新鲜物质注入日冕环。为了解释所谓的日冕“第一电离势（FIP）偏差”的快速恢复，我们提出了两个方案的基础上有质动力模型。
2021-07-16 astro-ph.SR
The Sun Remains Relatively Refractory Depleted: Elemental Abundances for 17,412 Gaia RVS Solar Analogs and 50 Planet Hosts
本文用数据驱动方法Cannon从Gaia RVS光谱推断17,412颗太阳类比星及50颗行星宿主星的15种元素丰度，发现太阳仍相对匮乏难熔元素，且不同行星宿主星无显著丰度差异。
2024-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-precision abundances of elements in solar twin stars: Trends with stellar age and elemental condensation temperature
用21颗太阳双星的S/N > 600的HARPS光谱测定了C、O、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni、Zn和Y的非常精确（σ ~ 0.01 dex）的微分丰度，以了解[X/Fe]与元素凝聚温度Tc的相关程度。此外，通过在logg-Teff图上的Yonsei-Yale等时线之间进行插值，得到了精确的（σ < 0.8 Gyr）恒星年龄。太阳中难熔元素和挥发性元素的比值比大多数太阳孪星中的要低，但对于许多恒星，[X/Fe]和Tc之间的关系还没有很好的定义。相反，对于几种元素，[X/Fe]与恒星年龄之间存在惊人的紧密相关性，在8 Gyr的年龄间隔内振幅高达0.2 dex，而[Fe/H]与年龄之间缺乏相关性。当[Mg/Fe]随年龄增加时，s-过程元素钇表现出相反的行为，因此[Y/Mg]可用作星系演化的灵敏计时器。[Na[Ni/Fe]和[Ni/Fe]与恒星年龄的相关性不好，但定义了一个紧密的Ni-Na关系，类似于以前发现的更贫金属的恒星。这些结果为超新星产额和星系演化提供了新的限制。此外，还发现C/O比随时间的变化很小，这对讨论系外行星的组成很有意义。
2015-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elemental abundances of HD 87240, member of the young open cluster NGC 3114
我们测定了年轻疏散星团NGC 3114的成员HD 87240大气中几种化学元素的丰度。我们已经使用代码ATLAS 9来计算HD 87240的有效温度和表面重力来自Stromgren的测光的一个网格的合成光谱已经使用SYNSPEC49计算和调整到的UVES光谱的HD 87240，以确定几个化学元素的丰度使用最新的严格评估的原子数据从NIST。我们发现轻元素的丰度不足和大量的重元素，特别是稀土元素，铂和汞，这表明这颗恒星是一个化学独特的晚B星的SiPtHg型。
2018-10-10 astro-ph.SR
Elemental abundances differences in the massive planet-hosting wide binary HD 196067-68
本文通过高精度逐谱线化学差异分析，研究拥有超级木星的宽距双星 HD196067-68，发现 HD196067 相对伴星存在难熔元素、铁和锂的亏损及 Tc 趋势，为行星质量影响双星化学异常提供首批观测证据。
2023-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elemental abundances of intermediate age open cluster NGC 3680
利用高分辨率、高信噪比的VLT/UVES光谱数据对银河系中龄疏散星团NGC 3680进行了新的丰度分析。几个元素的丰度为这个集群的第一次，但最值得注意的是，我们得到的轻和重的S-过程元素Y，Ba，La和Nd的丰度。还报道了稀土r过程元素Gd的偶然测量。与矮星相比，这个星团在巨星中的Na含量显著增加，这可能是在银河系球状星团中观察到的O到Na反相关的替代，而在疏散星团中则没有。与AGB核合成模型的预期相反，我们还观察到重s过程元素向更高原子序数的阶梯状增强，这表明r过程在该簇中La和Nd的生成中发挥了重要作用
2012-03-06 astro-ph.SR
Modeling Time-Variable Elemental Abundances in Coronal Loop Simulations
本研究在0D ebtel++代码中引入时变丰度因子模拟色球蒸发对日冕环冷却的影响，发现强加热事件下丰度趋近光球值，较小加热率下丰度介于两者之间，并据此约束了宁静活动区环的加热率上限。
2024-07-24 astro-ph.SR
High resolution elemental abundance analysis of the Hyades Supercluster
存在一个运动学定义的运动恒星群，中心在U =-40，V = -17 km/s，被称为毕宿超星团，被认为是一个最初的大型恒星形成事件的碎片，其核心是现在的毕宿疏散星团。使用高分辨率的UVES光谱，我们提出了一系列的α，铁峰和中子捕获元素的26个建议的超星系团恒星的元素丰度。我们的结果表明，样本星显示出不均匀的丰度分布，在[Fe/H] =+0.15附近有一个团块。我们还计算了恒星的径向速度和U，V，W空间速度。执行严格的化学和运动学成员标准，我们发现4超星团恒星共享毕宿疏散星团的丰度和运动学，而其余的许多恒星适合盘场运动学和丰度范围。我们讨论我们的研究结果的背景下，毕宿超星系是一个分散的恒星形成的残余物，恒星流的纯动力学起源或几个过程的结果。
2011-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundance Analysis of the Early Type Members of the Open Cluster M6: Preliminary Results
特定星团内主序星的化学成分差异可能是由于它们的质量和其他效应的差异，如辐射扩散、磁场、旋转、混合机制、质量损失、吸积和多重性。不同年龄的疏散星团的早型主序星可以用来研究辐射扩散机制和混合机制之间的竞争。我们已经分析了低和高分辨率光谱覆盖的光谱范围4500 - 5840 Angs。疏散星团M6（年龄约1亿年）的晚期B、A和F型成员。光谱是使用安装在UT 2（8米级VLT望远镜）上的FLAMES/GIRAFFE摄谱仪获得的。用光度和光谱方法导出了恒星的有效温度、表面重力和微湍流速度。我们还使用合成光谱进行了化学丰度分析。测定了C、O、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Ni、Y、Ba等元素的丰度。讨论了疏散星团M6各成员恒星间元素丰度的变化。
2014-01-20 astro-ph.SR
The Origin of Solar Filament Plasma Inferred from in situ Observations of Elemental Abundances
太阳暗条/日冕物质抛射是日冕中最常见的特征之一，当它们爆发时，可能导致高能日冕物质抛射（CME）和耀斑。暗条的温度和密度比日冕物质低100倍，对它们的物质来源的物理理解仍然存在争议。有两种假设：一种认为丝状等离子体是通过虹吸或蒸发/注入过程从光球层或色球层进入日冕的，另一种认为是由于热不稳定性，物质从周围的日冕等离子体中凝结而成。元素丰度分析是一个合理的线索，以约束模型，虹吸或蒸发/注入模型将预测灯丝材料的丰度接近光球或色球的，而冷凝模型应该有日冕的丰度。在这封信中，我们分析的元素丰度的磁云，其中包含喷出的灯丝材料。对应的暗条爆发发生在1998年4月29日，伴随着位于日面坐标S18 E20（NOAA 08210）的M6.8级软X射线耀斑和太阳附近线速度为1374 km/s $^{-1}$的快晕CME。结果表明，第一电离势低和高的元素Fe/O、Mg/O和Si/O的丰度比分别为0.150、0.050和0.070，接近它们对应的光球值0.065、0.081和0.066，这不支持暗条等离子体的日冕起源。
2017-02-04 astro-ph.SR
Molecular diagnostics for the mid-infrared emission of planet-forming disks. Carbon and oxygen elemental abundances
Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理学研究所）
研究通过构建25个模型网格，探讨了类星盘中碳和氧丰度变化对中红外光谱的影响，识别出可用于推断C/H、O/H及C/O比值的分子诊断方法。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance Differences Between Exoplanet Binary Host Stars XO-2N and XO-2S -- Dependence on Stellar Parameters
系外行星宿主恒星的化学成分是了解其轨道行星形成和特征的重要因素。迄今为止，这方面最好的例子是行星-金属丰度相关性。其他提出的相关性因此远没有那么可靠，部分原因是恒星在行星形成前后的化学历史的不确定性。类似类型的主星双星提供了一个机会来隔离行星对主星丰度的影响。在这里，我们提出了一个微分元素丰度分析的XO-2恒星的二进制，其中两个G9恒星主机巨行星，其中之一是过境。在我们以前工作的基础上，我们报告了16个元素丰度，并比较了$Δ$（XO-2N-XO-S）值与元素凝聚温度。比较了由四对不同的恒星参数得到的$Δ$（N-S）值和斜率随凝聚温度的变化，探讨了恒星相对温度和引力变化的影响.我们发现，大多数的恒星之间的丰度差异取决于所选择的恒星参数，但铁，硅，并可能镍一贯增强XO-2N无论所选择的恒星参数。这项研究强调了双星主恒星丰度分析的力量，用于探测巨型行星形成的影响，但也说明了恒星温度和重力变化引起的丰度差异和斜率可能存在很大的不确定性。
2015-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Towards characterising rocky worlds: Trends in chemical make-ups of M dwarfs versus GK dwarfs
本研究通过高分辨率近红外巡天数据对比M矮星与GK矮星的成岩元素丰度趋势，发现两者化学趋势存在显著差异，表明不能直接用类太阳恒星丰度缩放约束M矮星，需专门建模以准确表征其岩石行星属性。
2024-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coronae of Stars with Super Solar Elemental Abundances
已知日冕元素丰度偏离其母星的光球值，偏离程度取决于第一电离势（FIP）。这项研究的重点是具有超太阳光球丰度的恒星的日冕组成。我们给出了六颗这样的恒星的日冕丰度：11 LMi，$ι$ Hor，HR 7291，$τ$ Boo和$α$ Cen A和B。这些恒星都有高统计的X射线光谱，其中三个是首次提出。本文中测量的丰度是使用反射光栅光谱仪（RGS）的线分辨光谱结合XMM-牛顿天文台上的高通量EPIC-pn相机光谱获得的。碰撞电离等离子体模型的两个或三个温度分量被发现代表的光谱。所有的元素被发现是一致的耗尽在日冕相比，其各自的光球。对于11 LMi和$τ$ Boo，不存在FIP效应，而$ι$ Hor、HR 7291和$α$ Cen A和B显示出明显的FIP趋势。无论是用太阳丰度还是单个恒星丰度进行比较，这些结论都成立。与低FIP元素富集的日冕不同，在这些恒星中，FIP效应始终是由于高FIP元素相对于实际光球丰度的耗尽。与太阳丰度（而不是恒星）相比，产生了与太阳相同的分馏趋势。在这两种情况下，一个类似的FIP偏见推断，但不同的分馏机制需要调用。
2015-02-26 astro-ph.SR
Chemical analysis of CH stars - III: Atmospheric parameters and elemental abundances
CH星的元素丰度可以为中低质量恒星核合成和演化的理论研究提供观测约束。然而，文献中现有的丰度数据非常少。在我们的追求，以产生一个均匀的数据库的元素丰度的CH星，我们已经进行了详细的化学丰度研究的样本的12个潜在的CH星候选人的基础上高分辨率光谱。我们提出了第一次丰度分析的对象HE 0308-1612，CD-28 1082，HD 30443，和HD 87853。至于其他物体，虽然现有资料有限，但缺少详细的化学成分研究。我们的分析显示CD-28 1082是一个金属含量非常低的天体，[Fe/H] = -2.45，富含碳，[C/Fe] = 2.19。当[Ba/Eu]的比值约为0.02时，这颗恒星符合CEMP-r/s星的分类标准。CD-382151（[Fe/H] = -2.03）和HD 30443（[Fe/H]=-1.68）显示出CH星的特征。HE 0308-1612和HD 87853被发现是中等贫金属的，[Fe/H]~ -0.73;而HE 0308-1612被碳中等增强（[C/Fe] ~ 0.78），显示出CH星的光谱特性，HD 87853的碳丰度无法估计。在这两个中度贫金属的天体中，HD 87080（[Fe/H] = -0.48）显示出接近太阳的碳丰度，而HD 176021（[Fe/H] = -0.63）的碳含量略有增加，[C/Fe] = 0.52。HD 176021和HD 202020…
2019-04-08 astro-ph.SR
Chemical analysis of CH stars - I: atmospheric parameters and elemental abundances
高分辨率光谱分析的CH星的选定样本的结果。这些物体的详细化学成分研究，可以揭示丰富的模式，反过来提供有关核合成和进化状况的信息，是罕见的文献。我们进行了详细的化学成分研究，这些对象的基础上高分辨率（R ~ 42000）光谱。该光谱取自EQUIPDIE档案，并覆盖波长范围为3900至6800 A。我们估计的恒星大气参数，有效温度Teff，表面重力log g，和金属丰度[Fe/H]从局部热力学平衡分析使用模型大气。这些天体的估计温度范围从4550 K到6030 K，表面重力从1.8到3.8，金属量从-0.18到-1.4。我们报告几个重元素的元素丰度的更新和目前的估计的丰度比的Sr，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu和Dy相对于Fe。对于HD 188650，我们提出了基于高分辨率光谱的第一个丰度分析结果。从我们对大多数天体的分析来看，重元素相对于Fe的增强是CH星的特征。参数模型为基础的研究进行了解的相对贡献的S-和R-过程的重元素丰度。
2014-10-01 astro-ph.SR
Elemental abundances of low-mass stars in nearby young associations: AB Doradus, Carina Near, and Ursa Major
本文给出了剑鱼座AB、船底座近、大熊座三个年轻星群中13颗F6-K2主序星的恒星参数和11种元素（Li、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni和Zn）的丰度。外行星宿主星<$Horolosium也被分析。这三个年轻的协会具有与其年龄一致的锂丰度。所有其他元素都显示出太阳丰度。这三个类群的特征是在所有丰度上都有小的分散，剑鱼座AB、隆突近和大熊座AB的平均[Fe/H]值分别为0.10（σ= 0.03）、0.08（σ=0.05）和0.01（σ=0.03）dex。元素丰度的分布似乎与太阳附近的银河系薄盘的化学模式一致，就像在其他年轻群体中发现的那样。这意味着，作为直接成像行星搜索巡天目标的邻近年轻恒星的金属丰度分布，不同于作为径向速度巡天典型目标的老的太阳型恒星。年轻的行星母星<$Horoloeu的锂丰度低于年轻的星协成员。发现它的铁丰度略高于太阳值（[Fe/H]=0.16+-0.09），而所有的[X/Fe]比值与太阳值相近。它的元素丰度接近毕宿星团，这似乎加强了与原始星团可能有共同起源的想法。
2012-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitor-mass-dependent yields amplify intrinsic scatter in dwarf-galaxy elemental abundance ratios
在流体动力学模拟中，流行的次网格化学演化模型通常使用单一的“IMF平均”超新星产额，忽略了恒星星族中较高质量和较低质量超新星祖先的喷出物中元素丰度比（特别是[ $α$ /Fe]）的变化。为了理解这种简化的影响，并了解更明确的模型的影响，我们运行FIRE模拟矮星系$(M_\star($ z = 0 $) \sim 10^6 M_\odot)$使用核合成产量从NuGrid数据库，取决于恒星祖质量和金属丰度。虽然NuGrid表现出较低的聚合$α$ -元素生产比默认的火产量，我们发现，其明确的质量依赖性大大扩大了内在的散射模拟[Fe/H]-[ $α$ /Fe] -一种现象可能是可见的矮星系在最近的观测。
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental abundance differences in the 16 Cygni binary system: a signature of gas giant planet formation?
利用高质量的观测数据，精确地测量了天鹅座16双星系统各组成部分的大气参数，在该双星系统中，观测到了一颗气态巨行星。得到了25种元素相对于太阳的丰度，平均误差为0.023 dex。事实上，16 CygA比16 CygB多四倍的锂是正常的，因为恒星的质量略有不同。16 CygA和B相对于铁的丰度模式是在大多数所谓的太阳双星中观察到的典型模式，但重元素（Z>30）除外，然而，这可以用银河系的化学演化来解释。差分（A-B）丰度测量精度甚至更高（平均0.018 dex）。我们发现16 CygA比16 CygB更富金属0.041+/-0.007 dex。在元素到元素的基础上，没有检测到的A-B丰度差异和尘埃冷凝温度（Tc）之间的相关性。基于这些结果，我们得出结论，如果周围的行星形成的过程是负责观察到的丰度模式，气体巨星的形成产生了一个恒定的向下移动的光球金属丰度，没有Tc相关。后者可能是由类地行星的形成而产生的，正如最近其他关于精确元素丰度的研究所表明的那样。然而，与这些观测结果一致的一个场景要求1 Msun恒星的对流包层达到它们现在的大小，比标准恒星演化模型预测的要快三倍。
2011-07-28 astro-ph.SR
Elemental and isotopic abundances and chemical evolution of galaxies
元素和同位素丰度是银河系考古学的化石。在标准的Λ-CDM图像和标准的恒星物理下，通过星系化学动力学模拟，粗略地再现了观测到的星系球和星系盘中的[X/Fe]-[Fe/H]关系以及星系的质量-金属丰度关系。像^{17，18}O和^{25，26}Mg这样的同位素比值可能需要对超新星和渐近巨星分支星的模型进行改进。最近对富碳阻尼莱曼α系统的观测只能用微弱的核心坍缩超新星来重现。这表明第一个星系中第一批恒星的化学富集不是由对不稳定超新星驱动的，而是由核心坍缩超新星（\sim 20- 50 M_ \odot）驱动的。观测到的F丰度可以用核心坍缩超新星的中微子过程再现。如F，在小系统中元素丰度的观测可能需要化学富集的进一步复杂化。在球状星团中，来自低质量超新星的相对贡献可能比在外场中小，而来自大质量超新星的贡献在矮球状星系中似乎比在太阳附近小。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental abundances of low-mass stars in the young clusters 25 Ori and lambda Ori
目标。我们的目标是通过均匀和精确的元素丰度测量，得出年轻的星团25猎户座和λ猎户座的化学图案。方法.我们目前的火焰/UVES观测的样本中的14个K-型目标的25 Ori和lambda Ori集群，我们测量它们的径向速度，以确认集群成员。我们推导恒星参数和丰度的Fe，Na，Al，Si，Ca，Ti和Ni使用代码MOOG。结果所有的25个猎户座恒星都被确认为星团成员，没有双星的证据;在猎户座λ中，我们确定了一个非成员和一个候选单线双星。我们发现25 Ori的平均金属丰度[Fe/H]=-0.05+/-0.05，其中误差是平均值的1 σ标准差。lambda Ori成员的平均铁丰度值为0.01+/-0.01。其他的元素显示出接近太阳的比率，没有恒星与恒星的色散。结论.我们的研究结果，以及以前的金属丰度测定在猎户座复杂的，证据一个小的，但可检测的分散在[Fe/H]分布的复杂。这似乎与大规模的恒星形成事件和云前介质中的初始不均匀性是相容的。我们表明，正如预期的那样，恒星形成区的丰度分布与银河系薄盘的化学模式是一致的。
2011-03-16 astro-ph.SR
Elemental Abundances in the Ejecta of Old Classical Novae from Late-Epoch Spitzer Spectra
我们目前斯皮策太空望远镜中红外IRS光谱，补充地面光学观测，经典新星V1974 Cyg，V382 Vel，和V1494 Aql超过11，8，和4年后爆发分别。这些光谱主要由氖和氧的禁戒发射所控制，尽管在某些情况下，镁、硫和氩的特征也很弱。我们调查的几何形状和分布的晚时间喷出物的发射线轮廓检查。使用星云分析在低密度制度，我们估计在这些新星的丰度下限。在V1974 Cyg和V382 Vel中，我们的观测证实了其他作者提出的丰度估计，并支持这些爆发发生在一颗白矮星上的说法。我们报告的第一次检测到氖发射的V1494 Aql和表明，该系统最有可能包含一个CO白矮星。
2012-06-18 astro-ph.SR
Spatiotemporal Low FIP Abundance: A Catalyst for Coronal Condensation
本研究通过在辐射流体力学代码中引入时空可变的低 FIP 元素丰度，发现其直接导致了脉冲加热日冕环模拟中的日冕凝聚现象，证明元素丰度时空变化是准确模拟太阳日冕辐射的必要特征。
2025-09-14 astro-ph.SR
Chemical analysis of CH stars - II: atmospheric parameters and elemental abundances
本文对Bartkevicius（1996）的CH星表中的12颗恒星进行了详细的化学分析。样本包括两个确认的双星，四个已知显示径向速度变化的物体，其余的没有关于双星状态的信息。一个主要的目标是检查是否所有这些对象表现出CH星的化学丰度特征，基于使用高分辨率光谱的详细化学成分研究。我们已经使用了高分辨率（R ~ 42000）光谱从EQUIPDIE存档。这些光谱在波长范围内覆盖3900至6800埃。我们估计了恒星大气参数，有效温度Teff，表面重力log g，和金属丰度[Fe/H]从LTE分析使用模型大气。这些天体的估计温度范围很广，从4200 K到6640 K，表面重力从0.6到4.3，金属量从-0.13到-1.5。我们报告几个重元素，Sr，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu和Dy的元素丰度的更新。对HD 89668天体进行了首次丰度分析。重元素相对于Fe的增强是CH星的一个特征，从我们对HD 92545、HD 104979、HD 107574和HD 204613这四个天体的分析中可以看出。参数模型为基础的研究进行了解的相对贡献的s-和r-过程的重元素丰度。
2014-12-11 astro-ph.SR
Predictions for Complex Distributions of Stellar Elemental Abundances in Low-Mass Galaxies
在真实环境反馈（FIRE-2）宇宙学模拟中，我们研究了8个低质量星系（M * = 10^6 - 10^9 Msun）在z = 0时的恒星元素丰度分布.使用镁（Mg）作为一个代表性的α-元素，我们探索恒星丰度模式[Mg/Fe]与[Fe/H]，这遵循一个整体单调的趋势，随着时间的推移慢慢演变。除此之外，我们还探索了3个显着的次要特征，即星系合并或爆发性恒星形成所产生的富集（在三个不同的案例研究星系中发现）。首先，我们观察到[Mg/Fe]低于主趋势的次要轨迹。在z = 0时，这条轨道上的恒星主要位于中心2-6 kpc的范围内;它们是在约0.4 Gyr前以1：3的总质量比合并时吸积的。第二，我们发现了一个独特的元素双峰，形成一个强大的爆发在恒星形成的星系在t_lookback ~ 10 Gyr。这一爆发使恒星的形成淬灭了约0.66 Gyr，使得Ia超新星在恒星形成恢复之前使系统富含铁。第三，我们研究条纹的富集运行大致正交的优势[Mg/Fe]与[Fe/H]的趋势，这些条纹对应于恒星形成的短爆发，在此期间，核心坍缩超新星丰富周围介质与Mg（和Fe）在短时间尺度。如果观察到这些特征，将证实元素丰度在揭示矮星系的组装和恒星形成历史方面的实用性。我们探讨这些功能的可观测性，为即将到来的光谱研究。我们的研究结果表明，元素丰度模式的精确测量可以揭示低质量星系形成历史中的关键事件。
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundances of Solar Sibling Candidates
最近，一些作者利用动力学信息以及关于金属丰度和某些情况下年龄的调查数据来寻找在太阳形成的星团中诞生的恒星的候选者。我们已经获得了其中30个天体的高分辨率、高信噪比光谱，并使用详细的元素丰度分析来确定它们是否是真正的太阳兄弟。只有两个候选者被发现具有太阳化学成分。在现实的银河势中对恒星过去轨道的更新建模显示，其中一颗恒星HD 162826满足作为太阳兄弟的化学和动力学条件。对这颗恒星稀有元素丰度的测量进一步证实了它的太阳组成，唯一可能的例外是Sm。对长期高精度径向速度数据的分析排除了热彗星的存在，并确认这颗恒星不是一个双星系统。我们发现，化学标记并不一定受益于研究尽可能多的元素，而是从识别和仔细测量这些元素的丰度，显示大的恒星到恒星的散射在一个给定的金属丰度。通过承认这一事实，可以优化未来使用来自正在进行的大规模天体测量和光谱测量的数据产品的搜索。
2014-05-07 astro-ph.SR
Elemental abundances of the supergiant stars σ Cygnus and η Leonis
本研究旨在使用ATLAS 9分析晚期B型超巨星$σ$ Cyg和早期A型超巨星$η$ Leo的元素丰度（Kurucz，1995; Sbordone et al.，2004），假设局部热力学平衡（LTE）。本研究所用的光谱是从自治领天体物理观测站获得的，具有高分辨率和信噪比。$σ$ Cyg的有效温度和表面重力由Al I/II，Mg I/II，Fe I/II，Fe II/III的电离平衡确定，并通过拟合H $_γ$和H $_β$分布的翼部，为$\textit{T}$ $_{eff}$ = 10388 K和log $\textit{g}$ = 1.80。使用$\textit{T}$ $_{eff}$ = 9600 K和log $\textit{g}$ = 2.00测定$η$ Leo}的元素丰度，如Przybilla等人（2006）所报道。在$η$ Leo的大气中，C I/II、N I/II、Mg I/II、Ca I/II、Cr I/II和Fe I/II/III的电离平衡也得到满足。$σ$ Cyg和$η$ Leo的径向速度分别为-7.25 $\pm$ 7.57 km s $^{-1}$和10.40 $\pm$ 13.37 km s $^{-1}$。从合成光谱导出的预计旋转速度\textit{vsini}为27和2公里秒$^{-1}$的两颗恒星，分别。宏观湍流速度（$ζ$）为24 $\pm$ …
2015-12-14 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 astro-ph.SR
Inferring stellar metallicity and elemental abundances from kinematic and spectroscopic data using machine learning -- Implications for exoplanet host stars
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（空间科学与天体物理研究所，波尔图大学）；Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto（波尔图大学理学院物理与天文系）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC–INTA（西班牙国家天体生物学中心（CAB），西班牙高等科学研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Leibniz-Institüt für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文利用机器学习方法从运动学和光谱数据中推断恒星的金属度和元素丰度，通过APOGEE DR17的红巨星样本和HARPS的近邻FGK矮星样本进行验证，发现最大垂直轨道偏移量Z_max是最重要的预测因子，结合[Fe/H]和运动学信息可显著提高C、O、Mg和Si的预测精度。
2026-05-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental ratios in stars vs planets
上下文行星的化学成分是制约行星形成和随后分化的重要因素。虽然理论研究试图从行星形成模型中推导出行星的组成，以便将行星的组成和形成过程联系起来，但其他研究假设形成的行星和主恒星中的元素比例是相同的。目标。使用化学模型结合行星形成模型，我们的目标是连接恒星的组成与太阳质量和光度与组成的托管行星。为此，我们研究了控制行星内部结构的三个最重要的元素比率：Fe/Si，Mg/Si和C/O。方法.一组18种不同的恒星组成被用来覆盖这些元素的比例范围很广。吉布斯能量最小化假设被用来推导行星的组成，以恒星丰度作为星云丰度的代理，并在自洽的行星形成模型中生成行星。我们计算了形成于不同原行星盘中的三种类型行星（岩石行星、冰行星和巨行星）的元素比Fe/Si、Mg/Si和C/O，并将它们与恒星丰度进行了比较。结果我们表明，元素比Mg/Si和Fe/Si在行星中基本上是相同的那些在恒星。对于在盘的特定区域形成的行星，显示了一些偏差，但在我们研究的范围内，这种关系仍然有效。C/O比对恒星值的依赖性很弱。
2015-07-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Elemental abundances and classification of CEMP stars
我们提出了一个详细的研究碳增强贫金属（CEMP）星，基于高分辨率光谱观测的样本的18颗恒星。该样品的恒星光谱是在2001年和2002年在4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）上使用乌得勒支中阶梯摄谱仪（UES）获得的，分辨率R ~52000，信噪比S/N ~ 40，覆盖波长范围λ ~ λ 3700-5700 A。为该样品测定的大气参数表明，温度范围为4750 ℃至7100 K，log g为1.5至4.3，金属丰度为-3.0 <= [Fe/H] <=-1.7。测定了C、Na、Mg、Sc、Ti、Cr、Cu、Zn、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Sm、Eu、Gd、Dy的元素丰度。另外109颗恒星的丰度取自文献，并与我们样本的数据相结合。文献样本显示，缺乏可靠的丰度估计的物种，可能与r-过程元素的约67%的CEMP恒星，防止这类恒星的完整理解，因为[Ba/Eu]比被用来分类它们。虽然我们观察到的样品中的8颗星也发现在文献样品中，Eu丰度或限制确定为这些恒星的第一次。从观察到的C，Ba和Eu之间的相关性，我们认为，CEMP-r/s类具有相同的天文起源CEMP-s的恒星，突出需要一个更完整的了解Eu生产。
2012-10-18 astro-ph.SR
Metallicity fluctuation statistics in the interstellar medium and young stars -- II. Elemental cross-correlations and the structure of chemical abundance space
Australian National University（澳大利亚国立大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Durham University（杜伦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本文扩展了随机驱动扩散模型，用于解释多元素丰度相关性，并预测气体和年轻恒星中的相关程度，揭示了元素相关性的控制因素。
2025-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundances in the Binary Star V505 Per
Indiana University（印第安纳大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；University of Hawai‘i（夏威夷大学）
本文通过高分辨率光谱分析V505 Per双星系统的元素丰度，确定了铁、锂及硅、钠、钙、锰和镍的丰度，发现锰相对太阳偏低，且两星位于锂洼的热边缘，可能解决此前的不一致问题。
2026-05-12 astro-ph.SR
Elemental Abundance Analysis of Single and Binary Late-B Stars Using Sub-meter Class Telescopes: HR 342, HR 769, HR 1284, and HR 8705
本研究测试了0.4 m望远镜在恒星丰度分析中的能力，分析了四颗晚B型星的光谱，发现HR 1284可能为新的分光双星，并开发了双星复合光谱合成的新图形界面。
2024-09-30 astro-ph.SR
Can we trust elemental abundances derived in late-type giants with the classical 1D stellar atmosphere models?
本文比较了一个T_eff= 3640 K，log g = 1.0，[M/H] = 0.0的晚型巨星中各种化学物种的丰度，计算结果与经典的一维恒星大气程序的结果一致。对于这组特定的大气参数，中性原子和分子的3D-1D丰度差异通常很小，但在离子的情况下，它们可能达到0.3-0.4 dex。3D-1D差异通常在较高激发电位下变得越来越负，并且通常在光学波长范围内最大。它们的符号可以是正的也可以是负的，并且取决于给定谱线的激发电势和波长。虽然我们用这种特殊的晚型巨星模型获得的结果表明，1D恒星大气模型可以安全地使用中性原子和分子，但如果使用离子，则应小心。
2009-10-18 astro-ph.SR
