贫金属星中的钡同位素比率：用球状星团校准方法

识别恒星大气中重元素增丰背后的核合成过程具有挑战性。这通常依赖于将观测到的丰度与铁比率同相对于太阳的理论预测进行比较，但这种方法由于经典一维流体静力学模型的局限性而容易产生不确定性。一种有前景但仍未充分探索的方法是通过关注同时具有慢速（s-）过程和快速（r-）过程贡献的元素来测量恒星大气的同位素组成。虽然对总元素丰度的研究提供了一个简化的视角，但同位素比率直接与潜在的核合成过程相关联。我们的目标是提供一种可靠的方法，用于量化 s-过程和 r-过程对恒星大气中钡的贡献。这是通过使用一维大气模型并结合基于对次线和共振 Ba 线比较而精心校准的微湍流来确定钡同位素比率来实现的。在这项初步研究中，我们使用球状星团 NGC 6752 的成员星来校准不同恒星演化阶段中次线和共振钡线的微湍流（$v_{mic}$）值。这使我们能够提供可靠的 $v_{mic}$ 估计，可用于精确确定从主序星到上红巨星支的恒星中的钡丰度和同位素比率。适用于钡次线的 $v_{mic}$ 标度与从三维模型大气推导出的标度一致，因此后者的 $T_{\mathrm{eff}}$-log $g$ 依赖关系可以安全使用。用于确定同位素比率的 $\lambda$4934 埃共振线的 $v_{mic}$ 更高，并且依赖于等值宽度（EW）。我们提供了用于测量同位素比率的 $v_{mic}$ 与 EW 之间的校准关系。