Chemical Abundances
풍부한 화학 물질

그것들은 작은 신뢰 구간 내에서 동일한 화학적 존재비(반 태양의 금속성)와 나이(t ~ 20 Myr)를 공유하며 주변에 산재한 항성 헤일로의 항성 밀도 분포는 성단과 같은 항성계의 밀도 분포와 유사하다.

우리는 화학적 존재비의 수평적 균질성에 이분법이 있음을 발견했습니다.

지역 우주에서 가장 큰 HI 구름인 사자자리 고리의 화학적 존재비는 최근에 태양 값에 가깝거나 그 이상인 것으로 결정되었습니다.

또한 NGC1514의 물리적 매개변수와 화학적 풍부도를 연구하기 위해 중간 해상도의 긴 슬릿 스펙트럼을 분석합니다.

우리 연구의 목적은 팽대부 구상 성단 NGC 6553의 샘플에 대한 화학적 풍부도에 대한 상세한 분석을 수행하여 가장 금속성 중 하나에서 다중 개체군 현상을 이해할 수 있도록 하는 화학적 패턴을 결정하는 것입니다. 은하계의 풍부한 구상성단.

지구의 맨틀과 비교하여 내화 원소의 동위원소 및 화학적 풍부함의 유사성에도 불구하고, 달은 휘발성 물질이 고갈되어 있습니다(Wolf and Anders, 1980).

원자 번호가 56까지인 21종의 화학적 존재비도 파생되었습니다.

쌍둥이 퀘이사 시선 Q 0107− 025A & Q 0107− 025B에 대한 HST/COS 관측을 사용하여 z = 0인 다중 은하 환경에서 가스의 물리적 특성, 화학적 풍부함 및 가로 방향 크기에 대해 보고합니다.

APOGEE-2 젤룸 별 및 기타 확인된 하천 구성원의 화학적 풍부함은 알려진 항성류의 별과 유사하므로 구상 성단을 배제할 수는 없지만 하천의 조상에 대한 강착 왜소은하의 기원과 일치합니다. 기원.

우리는 29종의 스펙트럼 라인을 측정하고 그들의 화학적 풍부함을 특성화하여 이전 결과와 매우 잘 일치함을 발견했습니다.

현재 작업은 GQ Mus, ASASSN-18fv, HR Del, T Aur 및 V443 Sct와 같은 일부 신성의 분출물에 있는 화학적 풍부함을 재현할 수 있습니다.

외계행성 투과 스펙트럼의 대기 검색은 주야간 대기 종결자에서 화학적 풍부도, 구름/연무 속성 및 특성 온도와 같은 다양한 속성에 대한 중요한 제약 조건을 제공합니다.

표준 X-선 회절 및 X-선 형광 기술을 사용하여 대량 광물 및 화학적 존재비를 정량화했습니다.

이 두 pLLS에 대한 연구는 다양한 은하 환경에서 작은 공간 규모에서 화학적 풍부함과 밀도가 변하는 복잡한 다중상 은하 주변 가스에 대한 새로운 그림을 추가합니다.

8-2μm), 전자의 UV Lyman-α 영역과 후자의 광학 레스트 프레임을 연구하는 것이 가능하여 가스 및 항성 운동학, 화학적 풍부도 및 연령과 같은 기본 관측 항목을 추출할 수 있습니다. 우주 진화의 이 두 가지 중요한 단계를 다루는 고유한 레거시 데이터베이스를 제공합니다.

분자 구름의 대규모 구조, 물리적 특성 및 화학적 풍부도를 제시합니다.

이 연구는 또한 고요한 태양계의 유사체를 가장 많이 수용할 가능성이 있는 별을 식별하기 위해 별의 화학적 풍부함을 사용할 가능성을 열어줍니다.

계산된 기울기에 대한 O/H 및 N/H 값의 작은 분산은 적어도 우리 관찰에서 다루는 사분면에서 화학적 존재비의 상당한 방위각 변화가 없음을 의미합니다.

여기에서 우리는 중성 수소(HI) 가스, 별 형성 영역(SFR) 및 별의 운동학 및 공간 분포에 대한 분석과 함께 별의 화학적 풍부도에 대한 분석을 보고합니다.

별에 대한 대부분의 물리적 정보는 스펙트럼 흡수선 특성, 방사 속도(RV), 항성 대기 매개변수 및 화학적 풍부도와 같은 스펙트럼으로 인코딩됩니다.

수소 밀도, 방사선장, 화학 물질 풍부도, 풍속 등

스펙트럼에서 운동학적 구성 요소를 해결하지 못하면 주로 전자 밀도의 잘못된 추정으로 인해 화학적 존재비(예: O의 40% 과소 평가) 결정에 심각한 오류가 발생할 수 있음을 보여줍니다.

우리는 조사된 낮과 그림자가 있는 밤 사이의 복사장의 차이가 호스트 별의 XUV 방출의 변동성보다 화학적 존재비의 더 강한 변화를 초래한다는 것을 발견했습니다.

우리는 3개의 은하인 UM 160, UM 420, TOL 0513-393에 있는 7개의 금속이 부족한 H II 영역의 화학적 존재비를 얻기 위해 긴 슬릿 분광광도법 분석을 수행했습니다.

항성풍에서 오는 무거운 원소의 생산량은 화학적으로 균일한 진화를 통해 항성 표면의 화학적 풍부함을 변화시키고 질량 손실률을 높이는 항성 회전에 의해 주로 영향을 받습니다.

은하단과 은하단의 X선 후광(은하단 내 매질, ICM이라고도 함)의 화학적 존재비는 X선 스펙트럼의 두드러진 방출선 특징을 통해 측정할 수 있습니다.

우리는 현재의 우주 패러다임이 이러한 관측을 재현하고 물리적 정보를 제공할 수 있는 정도를 평가하기 위해 속도 분산, 나이, 화학적 풍부도, 타원도 및 스핀 매개변수의 함수로서 우주 유체역학 시뮬레이션에서 은하의 질량 크기 평면을 연구합니다. 그들에 대한 해석.

현재 관측에 따르면 행성 동반자의 존재는 호스트 별의 금속성 및 화학적 풍부성과 밀접하게 관련되어 있습니다.

연령 및/또는 화학적 풍부함의 바이모달 인구에 의해 발생하는 eMSTO는 항성 회전으로 인한 것으로 믿어집니다.

다른 한편으로, 평균 스펙트럼은 대기 매개변수와 화학적 존재비를 도출하기 위해 스펙트럼 합성에 적합했습니다.

은하단에서 적색 계열은 항성 질량과 화학 물질의 풍부함 사이의 상관 관계의 결과로 여겨지며, 질량이 큰 은하일수록 금속이 풍부하고 결과적으로 더 붉습니다.

우리는 SN 2017iuk용으로 개발된 스펙트럼 합성 모델을 사용하여 이러한 기능이 나중에 SN 2017iuk의 분출물에서 관찰된 것과 다른 화학적 풍부함을 특징으로 한다는 것을 보여줍니다.

은하 팽대부의 화학적 풍부도에 대한 수많은 연구가 있었지만, 중심 2도는 무겁고 다양한 성간 멸종, 극단적인 항성 밀집, 복잡한 전경 디스크 항성 집단의 존재로 인해 상대적으로 탐사되지 않았습니다.

ESO VLT/FLAMES 스펙트럼을 사용하여 $-2를 포함하는 98개의 별에서 Y, Ba, La, Nd 및 Eu의 화학적 존재비를 측정합니다.

이온화된 성운에서 방출되는 스펙트럼은 일반적으로 충돌 들뜬 선과 재결합 선을 포함하며, 이는 우리 은하와 다른 은하에 있는 성간 매질의 물리적 조건과 화학적 풍부함을 추적하는 데 사용할 수 있습니다.

항성 천체 물리학 코드의 실험용 모듈을 사용하고 새로운 매개변수 --- 혼합 깊이로 설명되는 WD의 질량, 질량 증가율 및 WD의 화학적 프로파일의 영향을 고려하여 신성 분출물의 화학적 풍부도에 대한 혼합 깊이의 가능성을 조사합니다. 쌍봉 먼지 종은 신성 폭발에서 생성됩니다.

이제 우리는 부모를 식별할 수 있는 유전적 지문과 유사한 오래된 별의 화학적 풍부함을 측정할 수 있습니다.

우리는 현재 연구와 이전 연구에서 관찰된 249개의 F, G, K 왜성 왜성에 대해 새로 관찰된 109개의 별에 대한 주요 대기 매개변수, 운동학적 특성, 궤도 매개변수 및 항성 나이와 23개의 화학종의 화학적 존재비를 결정했습니다.

그 결과, Bootes I 등급의 은하 중에서 현재 가장 큰 별 표본(11개)이 있으며, 이는 대기 매개변수와 화학적 풍부도가 균일하며, 이는 UFD 은하의 화학적 진화를 연구하는 데 가장 유망합니다.

8가지 다른 원소의 화학적 풍부도가 얻어졌습니다.

우리의 연구에서 우리는 24개 원소(O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Sc, Ni, Cu, Zn, Y, Zr , Ba, La, Ce, Eu, Nd 및 Dy).

뜨거운 백색 왜성 주변의 강착 원반을 관찰한 결과, 그 원반의 화학적 풍부함은 얼음이 많은 거대 행성 깊숙이 존재하는 것으로 생각되는 것과 유사하므로 백색 왜성은 거대한 행성을 강착하고 있음이 틀림없습니다.