Carbon and Oxygen in Nearby Stars: Keys to Protoplanetary Disk Chemistry
aa r X i v : . [ a s t r o - ph . S R ] J un Carbon and Oxygen in Nearby Stars: Keys to ProtoplanetaryDisk Chemistry Erik A. PetiguraAstronomy Department, University of California, Berkeley, CA 94720 [email protected]
Geoffrey W. MarcyAstronomy Department, University of California, Berkeley, CA 94720Received ; accepted Based in part on observations obtained at the W. M. Keck Observatory, which is operatedas a scientific partnership among the California Institute of Technology, the University ofCalifornia, and the National Aeronautics and Space Administration. The Observatory wasmade possible by the generous financial support of the W. M. Keck Foundation. 2 –
ABSTRACT
We present carbon and oxygen abundances for 941 FGK stars—the largestsuch catalog to date. We find that planet-bearing systems are enriched in theseelements. We self-consistently measure N C /N O , which is thought to play a keyrole in planet formation. We identify 46 stars with N C /N O ≥ N C /N O = 0 . +0 . − . for WASP-12, a surprising result as this star is host to a transitinghot Jupiter whose dayside atmosphere was recently reported to have N C /N O ≥ λ = 6300 and 6587 ˚A using the SME spectral synthesizer.
Subject headings: catalogs — stars: abundances — stars: fundamental parameters —techniques: spectroscopic — planetary systems
1. Introduction
After primordial hydrogen and helium, carbon and oxygen are the most abundantelements in the cosmos. Life on earth is built upon the versatility of carbon’s four valenceelectrons and is powered by metabolizing nutrients with oxygen.The prevalence of carbon and oxygen gives them a prominent role in stellar interiors,opacities, and energy generation. As a result, studying their abundances helps to reveal thenucleosynthetic chemical evolution of galaxies.The interstellar medium is thought to be enriched with oxygen by Type II supernovae.Taken with iron, which is produced in both Type Ia and Type II supernovae, oxygenprovides a record of galactic chemical enrichment and star formation rate (Bensby et al.2004). It is well known that stars synthesize helium into carbon through the triple alphareaction. However, it is still unclear which stars dominate carbon production in the galaxy.For a discussion of the possible sites of carbon synthesis see Gustafsson et al. (1999).The ratio of carbon to oxygen ( N C /N O ) is thought to play a critical role in the bulkproperties of terrestrial extrasolar planets. Kuchner & Seager (2005) and Bond et al.(2010) predict that above a threshold ratio of N C /N O near unity, planets transition fromsilicate- to carbide-dominated compositions.We present the oxygen and carbon abundances derived from the [OI] line at6300 ˚A and the CI line at 6587 ˚A for 941 stars in the California Planet Search (CPS)catalog. We compute the abundances with the Spectroscopy Made Easy (SME) spectralsynthesizer (Valenti & Piskunov 1996). Using
SME , we self-consistently account for theNiI contamination in [OI] and report detailed Monte Carlo-based errors. Others havemeasured stellar carbon and oxygen before. Edvardsson et al. (1993) measured oxygen in189 F and G dwarfs, and Gustafsson et al. (1999) measured carbon in 80 of these stars. 4 –More recent studies include, Bensby et al. (2005), Luck & Heiter (2006), and Ram´ırez et al.(2007). However, the shear number (15,000) of CPS spectra give us a unique opportunityto measure the distributions of these important elements in a large sample.
2. Observations2.1. Stellar Sample
The stellar sample is drawn from the Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS)catalog (Valenti & Fischer 2005, hereafter VF05) and from the N2K (“Next 2000”)sample (Fischer et al. 2005). We include 533 N2K stars and 537 VF05 stars for a totalof 1070 stars.We adopt stellar atmospheric parameters for each star from VF05 and from theidentical analysis for the N2K targets (D. Fischer 2008, private communication). Theseparameters are: effective temperature, T eff ; gravity, log g ; metallicity, [M/H]; rotationalbroadening, v sin i ; macroturbulent broadening, v mac ; microturbulent broadening, v mic ; andabundances of Na, Si, Ti, Fe, and Ni. Metallically includes all elements heavier than helium.A star’s abundance distribution is the solar abundance pattern from Grevesse & Sauval(1998) scaled by the star’s metallicity. Na, Si, Ti, Fe, and Ni abundances are computedindependently from [M/H] and are allowed vary from scaled solar [M/H]. Our spectra were taken with HIRES, the High Resolution Echelle Spectro-graph (Vogt et al. 1994) between August, 2004 and April, 2010 on the Keck 1 Telescope.The spectra were originally obtained by the CPS to detect exoplanets. For a more complete 5 –description of the CPS and its goals, see Marcy et al. (2008). The CPS uses the samedetector setup each observing run and employs the HIRES exposure meter (Kibrick etal. 2006) to set exposure times, ensuring consistent and high quality spectra across yearsof data collection. The spectra have resolution R = 50,000 and S/N ∼
200 at 6300 and6587 ˚A. This analysis deals with three classes of observations:1.
Iodine cell in . For the majority of its observations, the CPS passes starlight through aniodine cell (Marcy & Butler 1992), which imprints lines between 5000 and 6400 ˚A thatserve as a wavelength fiducial. We discuss how we remove these lines and their effecton oxygen measurements in § Iodine cell out . Calibration spectra taken without the iodine cell.3.
Iodine reference . At the beginning and end of each observing night, the CPS takesreference spectra of the iodine cell using an incandescent lamp.
3. Spectroscopic Analysis3.1. Line Synthesis
We use the
SME suite of routines to fine-tune line lists based on the solar spectrum,determine global stellar parameters, and measure carbon and oxygen. To generate asynthetic spectrum,
SME first constructs a model atmosphere by interpolating betweenthe Kurucz (1992) grid of model atmospheres. Then,
SME solves the equations ofradiative transfer assuming Local Thermodynamic Equilibrium (LTE). Finally,
SME appliesline-broadening to account for photospheric turbulence, stellar rotation, and instrumentprofile. For a more complete description of
SME , please consult Valenti & Piskunov (1996)and VF05. We emphasize that
SME solves molecular and ionization equilibrium for a core 6 –group (around 400) of species that includes CO (N. Piskunov 2011, private communication).
Measuring stellar oxygen is notoriously difficult because of the limited number ofindicators in visible wavelengths. The general consensus is that the weak, forbidden [OI]transition at 6300 ˚A is the best indicator because it is less sensitive to departures from localthermodynamic equilibrium than other indicators. In dwarf stars, this line suffers from asignificant NiI blend, which is an isotopic splitting of Ni and Ni (Johansson et al. 2003).The NiI feature was first noted by Lambert (1978), but only recently included in abundancestudies (Allende Prieto et al. 2001). Carbon is more generous to visual spectroscopists. Weselect the CI line at 6587 ˚A because it sits relatively far from neighboring lines and is in awavelength region with weak iodine lines (see § SME model of the solar atmosphere.Table 1 lists the atmospheric parameters adopted when modeling the sun. We fit a broadspectral range from 6295 to 6305 ˚A surrounding the [OI] line and 6584 to 6591 ˚A surroundingthe CI line. We adopt the solar abundances of Grevesse & Sauval (1998) except for O andNi where we adopt log ǫ O = 8.70 and log ǫ Ni = 6 .
17 (Scott et al. 2009) and log ǫ C = 8 . ),and oscillator strengths (log gf ) so our synthetic spectra best match the NSO atlas. Table 2shows the best fit atomic parameters after fitting the NSO solar atlas.Given the high quality of the solar spectrum, solar abundances and line parameters log ǫ X = log ( N X /N H ) + 12 7 –are often measured using sophisticated three-dimensional, hydrodynamical, non-LTEcodes. For this work, however, we are more interested in self-consistently determining lineparameters using SME than from a more sophisicated solar model. As a result, the lineparameters in Table 2 are not in tight agreement with the best laboratory measurements.For example, Johansson et al. (2003) measured log gf = − .
11 for the NiI blend in contrastto log gf = − .
98 in this work. The purpose of fitting the atomic parameters in the sunis to determine the best parameters given our atmospheric code and our adopted solarabundance distribution.We show the fitted NSO spectrum for both wavelength regions in Figures 1 and 2.The shaded regions (6300.0-6300.6 and 6587.4-6587.8 ˚A) represent the fitting region. Onlypoints in the fitting region are used in the χ minimization routines (see § SME . To calculate the NiI contribution weremove all oxygen. Since the both lines are weak ( < SME spectrum. 9 –Table 1. Adopted solar atmospheric parametersParameter Value T eff g v mic v mac v sin i v rad SME solar model 10 –Table 2. Atomic parameters from fitting the NSO atlasElement λ log gf Γ (˚A)[OI] regionFe 1 6297.801 -2.766 -7.89Si 1 6297.889 -2.899 -6.88O 1 6300.312 -9.716 -8.89Ni 1 6300.335 -1.983 -7.12Sc 2 6300.685 -2.041 -8.01Fe 1 6301.508 -0.793 -7.53Fe 1 6302.501 -0.972 -7.99CI regionTi 1 6585.249 -0.399 -7.56Ni 1 6586.319 -2.775 -7.68Fe 2 6586.672 -2.247 -7.76C 1 6587.625 -1.086 -7.19Si 1 6588.179 -3.082 -7.12Note. — Best fit line center ( λ ),oscillator strengths (log gf ), and van 11 –der Waals broadening parameter (Γ )for our [OI] and CI indicators andnearby lines. They are derived by fit-ting the NSO atlas. 12 – There are several telluric lines from O and H O in the vicinity of our indicatorsincluding the 6300.3 ˚A airglow (see Figures 1 and 2). These lines are produced in the restframe of the Earth and contaminate different parts of a star’s spectrum depending on therelative line of sight velocity between the Earth and the star. We compute this velocitydirectly from the spectra, by cross-correlating the stellar spectra with the NSO solar atlas.Based on this velocity, we account for any shift in the location of the telluric line in thestellar rest frame.If a telluric line enters the fitting region, we discard that observation. Figure 6 showsthe [OI]/NiI blend from two different observations of HIP 92922: one where the blend iscontaminated by a telluric absorption line and one where the blend is free from telluriccontamination. We reject 53% of our [OI] spectra and 43% of our CI spectra because oftelluric contamination. Telluric lines affect the [OI] region more strongly due to the airglowat 6300 ˚A.
The majority of the spectra in the CPS catalog were taken through the iodine cell.Iodine lines are ∼ .
5% deep in the CI region—comparable to the photon noise. In the [OI]region, they are a ∼
5% effect and must be removed. For a given iodine cell in observation,we locate the most recent iodine observation (usually at the beginning of the night). Weaccount for any shift of the CCD between the two observations by cross-correlating spectralorders 8, 9, and 10 ( λ = 5608 - 5895˚A, where the iodine lines are strongest). After removingany shift, we divide the iodine cell in observations by the iodine reference observations.Figure 7 shows a stellar spectrum, an iodine spectrum, and the ratio of the two. 13 – N o r m a li ze d F l u x N o r m a li ze d F l u x F e I S i I [ O I ] / N i I S c II F e I F e I A t m H O A t m O A t m O A t m O A t m O Fig. 1.— Solar spectrum in the vicinity of the [OI] line at 6300.312 ˚A. The points are fromthe NSO solar atlas, and the solid line is the
SME fit. The shaded region marks the regionthat is included in the χ fit to the [OI]/NiI blend. N o r m a li ze d F l u x N o r m a li ze d F l u x T i I A t m ??? N i I A t m H F e I / A t m H C I S i I A t m ??? Fig. 2.— Solar spectrum in the vicinity of the CI line at 6587.625 ˚A. The points are fromthe NSO solar atlas, and the solid line is the
SME fit. The shaded region marks the regionthat is included in the χ fit to the CI line. 14 – I n t e n s i t y [OI]/NiNi[OI] Fig. 3.— The [OI]/NiI blend in the NSO spectrum. The points are the from NSO solaratlas, and the solid line is the
SME fit. The relative contribution of [OI] and Ni are shown bythe dashed and dotted lines respectively. I n t e n s i t y Fig. 4.— The CI line in the NSO spectrum. The points are the from NSO solar atlas, andthe solid line is the
SME fit. The fitting region for this line is 6587.4-6587.8 ˚A and excludesthe unidentified feature at 6587.9. 15 – I n t e n s i t y [O/H] = 0.39HD 182572 [C/H] = 0.30HD 471576300.0 6300.2 6300.4 6300.60.900.920.940.960.981.00 [O/H] = -0.35HD 22879 6587.4 6587.6 6587.8 6588.0Wavelength (A) [C/H] = -0.23HD 172051 Fig. 5.— Sample spectra of stars with low and high carbon and oxygen abundances. Thesolid line shows the best fit
SME spectrum. The dashed lines are the
SME spectra with [X/H]increased and decreased by 0.1 dex ∼
25% from the best fit value. The [OI] line in theHD 22879 spectrum sits between two telluric lines. 16 – N o r m a li ze d F l u x Fig. 6.— Two spectra of HIP 92922 in the star’s rest frame. The [OI]/NiI region (markedwith the solid line) in the upper panel is contaminated with an atmospheric O2 (markedwith a dashed line). The same telluric absorption line is shifted 0.3 ˚A blueward in the lowerpanel and does not contaminate the [OI]/NiI blend. 17 –Dividing the iodine spectrum from an iodine cell in spectrum cannot be done to withinphoton statistics. On nights of good seeing, a star’s image may be narrower than the HIRESslit. The reference iodine spectra are produced with a lamp that fills the slit uniformly,so the iodine lines from the iodine cell in observations can be narrower than the referenceiodine lines. The result is artifacts from the division at the ∼
1% level. Iodine cell in spectrafor a single star generally yield a larger spread in derived oxygen abundance compared toiodine cell out observations. However, when we plot oxygen abundances derived from iodinecell in observations against abundances from iodine cell out observations in Figure 8, we seeno systematic trend.
We converge on abundance by iterating three χ minimization routines that fit thecontinuum, line center, and abundance. Only points within the fitting range are used tocalculate the χ statistic. Any point deviating from the fit by more than five times thephoton noise is not included in calculating χ . A short description of each routine is givenbelow:1. Continuum . Given the shallowness of our indicators, a small error in the continuumlevel will have a significant effect on the derived abundance. We refine the continuumvalue by registering the level of the spectrum so that χ is minimized.2. Line center . The wavelength zero point and dispersion is initially determined froma thorium lamp calibration taken each night and refined by cross-correlating theobserved spectrum with the solar spectrum. We adjust the radial velocity of themodel spectrum to minimize χ . 18 – N o r m a li ze d F l u x Iodine6297 6298 6299 6300 6301 6302Wavelength (A)0.70.80.91.01.1 Cell-in / Iodine
Fig. 7.— HD 148284 spectrum with iodine contamination (top), reference iodine observation(middle), and stellar spectrum divided by iodine spectrum (bottom). The arrow marks the[OI]/NiI blend. The iodine is removed to a level of ∼
1% of the continuum intensity. 19 – -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0.0 0.2 0.4 0.6[O/H], Iodine Cell Out-0.6-0.4-0.20.00.20.4 [ O / H ] , I o d i n e C e ll I n Fig. 8.— Comparison of oxygen abundances derived from spectra taken with the iodine cellin (vertical axis) to those taken with the iodine cell out (horizontal axis). The solid linecorresponds to an equality of the two, while the dashed line shows the best fit to the points.Apparently the oxygen abundances derived from both types of spectra show no systematicdifference, indicating that the removal of the iodine spectrum works without introducing asystematic error. 20 –3.
Abundance . We begin with the solar oxygen abundance scaled by the star’s metallicity.We refine this value by searching over 2 dex of abundance space and minimizing χ .We terminate the iteration when the fits arrive at a stable solution or when we exceed10 iterations.
4. Results4.1. Carbon and Oxygen Abundances
We report [O/H] and [C/H] for 694 and 704 stars respectively. These are subsamplesof our initial 1070 star sample and arise after we apply the following global cuts:1. v sin i . In rapidly rotating stars, our indicators can be polluted by the wings ofneighboring lines due to rotational broadening. When this happens, the abundancesof our elements of interest become degenerate with that of the polluting line. Thiseffect sets in earlier for the [OI] line, which sits shoulder to shoulder between SiIand ScII features. We do not report oxygen or carbon abundances for stars with v sin i greater than 7 and 15 km/s respectively.2. T eff . The high excitation energy of the CI line (8.537 eV) means the line is very weakin cool stars. For example, at 5000K, the line depth in a solar analog is 1%. We donot report carbon abundances for stars cooler than 5300 K.3. Statistical scatter . We choose to report abundances for stars where the scatterin derived abundance is less than 0.30 dex or, in other words, stars where our [X/H] = log ǫ X − log ǫ X, ⊙
21 –measurements are precise to a factor of 2. Our estimates of measurement precisionare based on empirical scatter and a Monte Carlo analysis, which we describe insections § § T eff = T ⊙ = 5770 K.We model the systematic behavior of implied abundance with T eff by fitting a cubic tothe data. Simply subtracting out the cubic would artificially force the mean [X/H] to zero,but there is no reason why the mean disk abundance should be solar. Therefore, we let thesolar abundance fix the constant term in the cubic by requiring the systematic correctionbe zero at 5770 K. This correction reaches 0.11 dex for oxygen and 0.15 dex for carbon. Wehave removed the temperature trend for all abundances quoted henceforth.By removing abundance trends with T eff for the sake of correcting errors in atmospheremodels, we may have erased a real astrophysical trend of [X/H] with T eff . For example,hotter stars are more massive and have shorter main sequence lifetimes than cool stars.Therefore, the hotter stars in our sample are on average younger and formed at a later timein the galactic chemical enrichment history. However, we chose to remove the T eff trendsbecause we believe uncertainties in atmospheric models are the dominant effect.We report our temperature-corrected values for [O/H] and [C/H] with 85% and15% confidence limits along with other stellar data in the Appendix. We summarize thestatistical properties of derived abundances in Table 3 and show their distributions in 22 –Figure 10. We use Monte Carlo bootstrapping to estimate random errors. We generate MonteCarlo spectra by scrambling the residuals from our fits and adding them back to thesynthetic spectra. For each star we generate and refit 1000 Monte Carlo realizations of thespectrum. The resulting abundance distribution provides a good estimate of the true errordistribution.For some stars we have many independent spectra, allowing us to compute confidencelimits of the oxygen abundances from them as an empirical measure of our internal errors.Figure 11 shows the length of the error bars computed empirically and from Monte Carlofor stars with more than 50 empirical fits. The error estimate from Monte Carlo tracks theempirical scatter well, slightly overestimating it. This is due to systematic errors in our fitsthat appear as random errors when we scramble the residuals.For stars with fewer than 20 observations, we adopt the Monte Carlo confidenceintervals as our statistical error; for stars with 20 or more observations, we adopt theempirical confidence intervals. We diminish these errors by √ N obs . Futhuremore, we imposean error floor of 0.03 dex. Since we are deriving oxygen from a line that is blended with nickel, the errors in nickelabundance are covariant with errors in oxygen abundance. FV05 quote a uniform error of0.03 dex for their nickel measurements. The amount that [OI] and NiI contribute to the 23 –Table 3. Summary of Derived Abundances.N m S Min Max(dex) (dex) (dex) (dex)[
O/H ] 694 0.06 0.14 -0.91 0.43[
C/H ] 704 0.09 0.17 -0.52 0.52[
F e/H ] 1070 0.07 0.27 -1.95 0.56Note. — Here, N is the number of stars with de-termined abundances, m is the mean abundance,and S is the standard deviation of abundance dis-tribution. 24 – (cid:0) (cid:1) (cid:2) (cid:3) [ O / H ] eff (cid:4) (cid:5) (cid:6) (cid:7) [ C / H ] Fig. 9.— Plots showing systematic trends of [O/H] and [C/H] with temperature. The redline is the best fit cubic. Our correction for the T eff trend is this cubic with the constantterm chosen so that the correction is zero at T eff = 5770 K (large red dot). The crossesshow the median errors. 25 – (cid:8) (cid:9) N u m b e r o f S t a r s [Fe/H] Fig. 10.— Distributions of [O/H], [C/H], and [Fe/H] for comparison. 26 –blend is different for every star. Therefore, we evaluate the effect of the 0.03 dex error innickel abundance on oxygen abundance on a star-by-star basis. We begin with a syntheticspectrum at our quoted oxygen abundance. We then refit the oxygen line to a spectrumwith 0.03 dex more and 0.03 dex less nickel. These errors are added in quadrature to thestatistical errors.There are many other sources of systematic error in our abundance measurements suchas inaccurate solar reference abundances, additional blends, and our assumption of LTE.However, these effects should be largely consistent between stars, so we expect them tocontribute little to errors in our differential abundances.
We compare our results with Bensby et al. (2005) and Luck & Heiter (2006). Wereport oxygen abundances for 16 stars analyzed by Bensby et al. (2005) and 67 starsanalyzed by Luck & Heiter (2006). We plot the comparison in Figure 12. Our results trackthese comparison studies well. We recognize that the agreement is poorest for low values of[C/H]. This likely the result of less robust fits to stars with weaker carbon features.The standard deviation of the differences in derived abundances is 0.08 dex for oxygenand 0.09 dex for carbon. Since Bensby et al. (2005) and Luck & Heiter (2006) use differentinstruments, spectral synthesizers, and fitting algorithms, it is unlikely there are commonsystematic errors. Therefore, the scatter in the differences can be interpreted as a measureof the typical combined statistical and systematic error. We cannot say how much of theobserved scatter is due to our errors and those of the comparison studies. 27 –
The Milky Way is thought to be made up of three distinct star populations: The thindisk, thick disk, and the halo. Most of the stars in the local neighborhood belong to thethin disk, which has a scale height of 300 pc. The thick disk has a scale height of 1450 pcand is comprised of older, metal-poor stars.Peek (2009) combined proper motion measurements from the
Hipparcos catalog (ESA1997) with radial velocity measurements from the Nidever et al. (2002), SPOCS, and N2Kcatalogs into three-dimensional space motions for 1025 of our 1070 program stars. Peek(2009) computed the probability of membership to each of the three populations in themanner of Bensby et al. (2003), Mishenina et al. (2004), and Reddy et al. (2006) for 900 ofour 941 stars with measured carbon and oxygen. Our sample contains 847 thin disk stars,16 thick disk stars, 12 halo stars, and 25 borderline stars (all three membership probabilitiesless than 0.7).We plot [O/H] and [C/H] against [Fe/H] in Figure 13. We fit the trends with a line andlist the best fit parameters in Table 4. If the scatter was purely statistical, we would expectour fits to have a reduced- p χ ∼
1. Our fits have reduced- p χ ∼
2, which suggests thatsome of the observed scatter is astrophysical. These main sequence stars have not begunto process heavy elements, so the ranges of C, O, and Fe ratios reflect the heterogeneousinterstellar medium from which they formed.We also plot [O/Fe] and [C/Fe] against [Fe/H] in Figure 14. The trends suggestthat carbon and oxygen lagged behind iron production for much of the period of galacticchemical enrichment. These trends flatten out for high [Fe/H]. Due to the paucity of thickdisk stars in our sample, we are cautious in interpreting its abundance trends. However,in the thick disk, oxygen seems to be enhanced relative to iron, a result also reported byBensby et al. (2004). This enhancement in oxygen suggests that type II supernova played a 28 –Table 4. Best fit parameters to abundance trends.Pop. m b p χ [C/H] thick 0.450 ± ± ± ± ± ± ± ± m [X/Fe] + b .The best fit parameters are listed above along with thereduced- p χ . 29 –more active role in enriching the thick disk.
100 stars in our initial 1070 sample are known to host planets. Gonzalez (1997)measured relatively high stellar metallically in the first four exoplanet host stars, andSantos et al. (2004) and Fischer & Valenti (2005) showed that the fraction of stars bearingplanets increases rapidly above solar metallicity. In light of the correlation between C, O,and Fe, it is not surprising that hosts to exoplanets are enriched in carbon and oxygenrelative to the comparison sample.As shown in Table 5, the mean [O/H] of the planet host and comparison sampleis 0.10 dex and 0.05 dex respectively. If we take the error on the mean abundance to be thestandard deviation of derived abundances divided by the square root of the number of starsin each sample i.e. σ mean = Std . Dev . √ N , σ mean for [O/H] is 0.01 dex. Carbon is also enrichedin planet hosts where the mean [C/H] is 0.17 dex ( σ mean = 0 .
02 dex) compared to 0.08 dexin the comparison sample with. For both carbon and oxygen, the mean abundance of theplanet host sample is enriched by ∼ σ compared to the non-host sample.In Figure 15, we divide the stars into 0.1 dex bins in [X/H]. For each bin, we divide thenumber of planet-bearing stars by the total number of stars in the bin. As with iron, weobserve an increase in planet occurrence rate as carbon and oxygen abundance increases.While there is a hint of a possible plateau or turnover at the highest abundance bins,these bins are dominated by small number statistics. The data are not inconsistent with amonotonic rise, within the errors. The possibility that very enriched systems inhibit planetformation is intriguing, and this parameter space warrants further exploration. 30 – M C S c a tt er Fig. 11.— Scatter in MC simulations as a function of empirical scatter for stars with morethan 50 observations. Oxygen and carbon measurements are represented by circles andtriangles respectively. The solid line represents a 1:1 correlation.Table 5. Statistical abundance properties of stars with planets.Hosts Non-HostsN mean Std. Dev. σ mean N mean Std. Dev. σ mean [O/H] 88 0.10 0.12 0.01 606 0.05 0.14 0.01[C/H] 79 0.17 0.14 0.02 625 0.08 0.17 0.01[Fe/H] 100 0.17 0.18 0.02 970 0.06 0.27 0.01Note. — We list the number of stars, mean abundance (dex), standard deviation(dex), and error on the mean abundance (dex) for the host and non-host populations.The error on the mean abundance is computed by σ mean = Std . Dev . √ N . 31 – (cid:10) (cid:11) (cid:12) (cid:13) [ O / H ] , T h i s W o r k (cid:14) (cid:15) (cid:16) (cid:17) [ C / H ] , T h i s W o r k Fig. 12.— Comparison plots of abundances from this work against those of Bensby et al.(2005) and Luck & Heiter (2006). The line shows a 1:1 correlation. We note a systematicoffset in the carbon comparison. This may stem from the fact that the two works use differentindicators. 32 – (cid:18) (cid:19) (cid:20) (cid:21) [ O / H ] Thin DiskThick Disk (cid:22) (cid:23) (cid:24) (cid:25) (cid:26) (cid:27) (cid:28) [ C / H ] Fig. 13.— Carbon and oxygen abundance plotted against iron abundance. The black pointsare the thin disk stars; the blue points are the thin disk stars. The line shows the abundanceratios in 0.1 dex bins. The crosses show median uncertainties. 33 – [ O / F e ] Thin DiskThick Disk (cid:29) (cid:30) (cid:31) ! " [ C / F e ] Fig. 14.— The ratios of carbon and oxygen to iron plotted against iron abundance. Theblack points are the thin disk stars; the blue points are the thin disk stars. The line showsthe average ratios in 0.1 dex bins. The crosses show median uncertainties. 34 – $ % % S t a r s w i t h P l a n e t s [Fe/H] Fig. 15.— The percentage of stars with known planets for 0.1 dex bins in oxygen, carbon,and iron. The histograms are constructed from the 694, 704, and 1070 stars with reliablemeasurements of [O/H], [C/H], and [Fe/H] respectively. 35 – N C /N O We present the ratio of carbon to oxygen atoms, N C /N O for 457 stars with reliablecarbon and oxygen measurements as listed in the last column of Table 6 of the Appendix.Since we do not report carbon for stars cooler than 5300 K, our N C /N O measurementsapply only to F and G spectral types. While there is a weak correlation between N C /N O and Fe at high [Fe/H], we note the large degree of scatter in N C /N O , which spans a widerange from 0.24 to 1.55.We emphasize that our measurements of [C/H] and [O/H] are differential relative tosolar and should be insensitive to revisions in the solar abundance distribution. N C /N O depends on our adopted solar abundances of of oxygen (Scott et al. 2009) and carbon(Caffau et al. 2010). We believe the abundances of carbon and oxygen are known at the ∼ . N C /N O measurements by roughly ∼ . or ∼ N C /N O greater than 1.00. Given the size of our randomerrors as determined by the Monte Carlo analysis of § σ detections of N C /N O > . However, since these errors are random, we believe ourmeasurements accurately reflect the distribution of N C /N O in nearby disk stars. Neglectingthe zero-point offsets discussed earlier, we measure N C /N O > N C /N O > , while N C /N O < bands indicating N C /N O >
1. This suggests such a population N C /N O = 10 log ǫ C − log ǫ O
36 –is rare, assuming we understand the behavior of carbon-rich M dwarf atmospheres. Wealso note the additional complexities involved in modeling M star atmospheres. Abundanceestimates in cool stars rely on opacity tables of H O and other molecules that are not wellunderstood at the temperatures probed by M star atmospheres. The fact that M starsare fully convective and have strong magnetic fields introduce additional complexities intomodel atmospheres.Despite the uncertainties in accurately measuring N C /N O , we have characterized thedistribution of N C /N O for an unprecedented number of FG stars. Furthermore, we haveidentified 46 stars have high N C /N O . Given the predictions regarding exotic planets thatform in a carbon rich environment, these stars constitute important hosts for future workon their exoplanets and exozodiacal dust. Observations of dust with ALMA and JWSTmay be particularly valuable. WASP-12b, discovered by Hebb et al. (2009), is a transiting gas giant and a favorabletarget for atmosphere studies. Campo et al. (2011) and Croll et al. (2011) measuredsecondary eclipses of WASP-12b at wavelengths ranging from 1-8 µ m, which can be used tocharacterize the planet’s dayside emission spectrum. In a recent study, Madhusudhan et al.(2011) found that these measurements are best-described by atmosphere models with N C /N O ≥ ∼
50. However, we measured oxygen and carbon based on 9 and 7 spectra respectively.We find [O/H] = 0 . +0 . − . , [C/H] = 0 . +0 . − . , and N C /N O = 0 . +0 . − . i.e., sub-solar. 37 – & ’ ( ) * N C / N O ComparisionHosts
Fig. 16.— N C /N O as a function of iron abundance. The large red dot shows the solar values.The horizontal line shows equal carbon and oxygen. 38 –If the composition of the host star truly reflects the material from which WASP-12bformed, our measurements suggest that WASP-12b does not have a carbon-dominated bulkcomposition. It is possible that the planet acquired extra carbon at some point during itsformation, or that the planet’s nightside and/or interior are acting as a sink for oxygen,creating a carbon-rich dayside atmosphere while maintaing bulk N C /N O less than unity. Inany case, this planet and its host star warrant further study.
5. Conclusion
We have presented oxygen and carbon abundances for 941 stars based on HIRESspectra gathered by the Keck telescope. We measure oxygen by fitting the reliable6300 ˚A forbidden line with
SME and self-consistently account for the significant nickel blend.Our carbon abundances are derived from the 6587 ˚A CI line. Our errors are based on arigorous Monte Carlo treatment, and our measurements agree with values in the literature.Our sample is large enough to characterize and remove systematic trends due to T eff .We see that carbon and oxygen are both enriched in stars with known planets. We see asignificant number of stars with N C /N O exceeding unity, which supports the possibility thatsome stars host exotic carbon-rich planets. However, our measurement of sub-solar N C /N O for WASP-12, complicates the recent claim by Madhusudhan et al. (2011) that WASP-12bis a carbon world.The authors are indebted to Kathryn M. G. Peek, Andrew McWilliam, DebraA. Fischer, Heather Knutson, and Martin Asplund for productive and enlighteningconversations that improved this work. We thank the many observers who collected theKeck HIRES data used here: Debra A. Fischer, Jason T. Wright, John Asher Johnson,Andrew W. Howard, Chris McCarthy, Suneet Upadhyay, R. Paul Butler, Steven S. Vogt, 39 –Eugenio Rivera, Joshua Winn, Kathryn M. G. Peek, and Howard Isaacson. We gratefullyacknowledge the dedication of the staff at Keck Observatory, particularly Grant Hill andScott Dahm for their HIRES support. We acknowledge salary support for Petigura from theThye family through the Berkeley Summer Undergraduate Research Fellowship program andby the National Science Foundation through the Graduate Research Fellowship Program.This research has made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France;the Vienna Atomic Line Database; the Kurucz Atomic and Molecular Line Databases;the NIST Atomic Spectra Database; the Exoplanet Orbit Database; the Exoplanet DataExplorer at exoplanets.org, and NASA’s Astrophysics Data System Bibliographic Services.The authors extend thanks to those of Hawaiian ancestry on whose sacred mountain ofMauna Kea we are privileged to be guests. Without their generous hospitality, the Keckobservations presented here would not have been possible. 40 – REFERENCES
Allende Prieto, C., Lambert, D. L., & Asplund, M. 2001, ApJ, 556, L63Bensby, T., Feltzing, S., & Lundstr¨om, I. 2003, A&A, 410, 527—. 2004, A&A, 415, 155Bensby, T., Feltzing, S., Lundstr¨om, I., & Ilyin, I. 2005, A&A, 433, 185Bond, J. C., Lauretta, D. S., & O’Brien, D. P. 2010, in IAU Symposium, Vol. 265, IAUSymposium, ed. K. Cunha, M. Spite, & B. Barbuy, 399–402Caffau, E., Ludwig, H., Bonifacio, P., Faraggiana, R., Steffen, M., Freytag, B., Kamp, I., &Ayres, T. R. 2010, A&A, 514, A92+Campo, C. J., et al. 2011, ApJ, 727, 125Croll, B., Lafreniere, D., Albert, L., Jayawardhana, R., Fortney, J. J., & Murray, N. 2011,AJ, 141, 30Edvardsson, B., Andersen, J., Gustafsson, B., Lambert, D. L., Nissen, P. E., & Tomkin, J.1993, A&A, 275, 101ESA. 1997, VizieR Online Data Catalog, 1239, 0Fischer, D. A., & Valenti, J. 2005, ApJ, 622, 1102Fischer, D. A., et al. 2005, ApJ, 620, 481Gonzalez, G. 1997, MNRAS, 285, 403Grevesse, N., & Sauval, A. J. 1998, Space Science Reviews, 85, 161Gustafsson, B., Karlsson, T., Olsson, E., Edvardsson, B., & Ryde, N. 1999, A&A, 342, 426 41 –Hebb, L., et al. 2009, ApJ, 693, 1920Johansson, S., Litz´en, U., Lundberg, H., & Zhang, Z. 2003, ApJ, 584, L107Kuchner, M. J., & Seager, S. 2005, ArXiv Astrophysics e-printsKurucz, R. L. 1992, in IAU Symposium, Vol. 149, The Stellar Populations of Galaxies, ed.B. Barbuy & A. Renzini, 225–+Kurucz, R. L., Furenlid, I., Brault, J., & Testerman, L. 1984, Solar flux atlas from 296 to1300 nm, ed. Kurucz, R. L., Furenlid, I., Brault, J., & Testerman, L.Lambert, D. L. 1978, MNRAS, 182, 249Luck, R. E., & Heiter, U. 2006, AJ, 131, 3069Madhusudhan, N., et al. 2011, Nature, 469, 64Marcy, G. W., & Butler, R. P. 1992, PASP, 104, 270Marcy, G. W., et al. 2008, Exoplanet properties from Lick, Keck and AATMishenina, T. V., Soubiran, C., Kovtyukh, V. V., & Korotin, S. A. 2004, A&A, 418, 551Nidever, D. L., Marcy, G. W., Butler, R. P., Fischer, D. A., & Vogt, S. S. 2002, ApJS, 141,503Nordstr¨om, B., et al. 2004, The Messenger, 118, 61Peek, K. 2009, PhD thesis, University of California, BerkeleyPiskunov, N. E., Kupka, F., Ryabchikova, T. A., Weiss, W. W., & Jeffery, C. S. 1995,A&AS, 112, 525Ram´ırez, I., Allende Prieto, C., & Lambert, D. L. 2007, A&A, 465, 271 42 –Reddy, B. E., Lambert, D. L., & Allende Prieto, C. 2006, MNRAS, 367, 1329Santos, N. C., Israelian, G., & Mayor, M. 2004, A&A, 415, 1153Scott, P., Asplund, M., Grevesse, N., & Sauval, A. J. 2009, ApJ, 691, L119Valenti, J. A., & Fischer, D. A. 2005, ApJS, 159, 141, (VF05)Valenti, J. A., & Piskunov, N. 1996, A&AS, 118, 595Vogt, S. S., et al. 1994, in Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE)Conference Series, Vol. 2198, Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers(SPIE) Conference Series, ed. D. L. Crawford & E. R. Craine, 362–+This manuscript was prepared with the AAS L A TEX macros v5.2. 43 –Table 6. Stellar Data.
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)105 7.51 40 6126 4.65 dn no -0.02 0.02 0 · · · − . +0 . − . · · ·
166 6.07 13 5577 4.58 dn no 0.12 0.19 11 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
377 7.59 39 5873 4.28 dn no 0.11 0.12 0 · · · − . +0 . − . · · ·
449 8.58 95 5860 4.40 dn no 0.12 0.27 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
457 7.72 54 5897 4.07 dn no 0.22 0.40 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.03 0.12 0 · · · − . +0 . − . · · ·
691 7.95 34 5633 4.66 dn no 0.20 0.31 0 · · · . +0 . − . · · ·
804 8.18 51 5753 4.26 dn no -0.02 0.05 4 − . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.15 0.36 10 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
294 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.19 0.34 2 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.18 0.27 13 0 . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · ·
44 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)2589 6.18 39 5120 3.96 dn no -0.12 0.02 2 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no 0.01 0.13 4 0 . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.13 0.26 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · yes 0.28 0.46 4 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
45 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)4628 5.74 7 4944 4.51 dn no -0.19 -0.22 53 − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · ·
46 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)8038 8.41 52 5689 4.51 dn no 0.11 0.23 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · ·
10 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no 0.35 0.62 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
89 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
47 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)9540 6.97 19 5462 4.56 dn no -0.04 -0.01 1 0 . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
11 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · no -0.01 0.12 7 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
14 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
48 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)11506 7.51 53 6011 4.29 dn yes 0.17 0.38 34 − . +0 . − .
33 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
26 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · ·
68 0 . +0 . − . · · · · · · no 0.18 0.33 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · ·
49 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)13579 7.13 23 5211 4.59 dn no 0.26 0.43 3 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.25 0.48 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
16 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no 0.11 0.23 0 · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
36 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · no 0.09 0.29 1 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
50 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)16275 8.66 74 5839 4.39 dn no 0.24 0.42 2 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.02 0.09 1 0 . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · ·
18 0 . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
38 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · ·
51 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)18747 8.16 85 5008 3.71 dn no -0.03 0.01 2 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
62 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.13 0.25 2 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
107 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no 0.34 0.66 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
52 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)20165 7.83 22 5110 4.49 dn no -0.04 0.03 2 − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · ·
53 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)23356 7.10 14 4991 4.59 dn no -0.07 -0.06 16 − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
15 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
92 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · ·
54 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)25665 7.70 18 4936 4.51 dn no -0.06 0.02 12 − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · ·
55 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)27282 8.47 47 5707 4.57 dn no 0.18 0.28 3 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
56 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)28992 7.90 43 6004 4.55 dn no 0.15 0.27 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · ·
57 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)31018 7.64 92 5952 3.98 dn no 0.10 0.27 7 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
27 0 . +0 . − . . +0 . − . · · ·
11 0 . +0 . − . · · ·
58 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)33636 7.00 28 5904 4.43 dn yes -0.12 -0.11 5 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
30 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
16 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · ·
59 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)37124 7.68 33 5500 4.60 dn yes -0.29 -0.32 9 0 . +0 . − .
18 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
11 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · ·
60 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)39715 8.84 26 4798 4.75 dn no -0.10 -0.01 1 − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
51 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · ·
61 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)43745 6.05 39 6095 4.02 dn no 0.06 0.19 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · ·
25 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · ·
62 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)47752 8.08 17 4707 4.72 dn no -0.18 -0.07 5 − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
18 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
63 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)51419 6.94 24 5637 4.46 dn no -0.33 -0.35 13 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · no 0.27 0.50 3 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · ·
64 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)60521 8.00 51 5929 4.43 dn no 0.15 0.28 1 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · no 0.18 0.32 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · ·
65 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)66171 8.18 47 5711 4.41 dn no -0.28 -0.26 2 − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
53 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − .
74 0 . +0 . − . . +0 . − .
66 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)69960 8.00 61 5690 4.21 dk no 0.29 0.43 4 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · ·
67 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)73940 7.59 83 5685 4.00 dn no 0.08 0.20 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
21 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
20 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
68 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)78538 8.15 43 5804 4.58 dn no -0.03 0.01 0 · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
37 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
29 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
69 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)84501 8.26 92 5810 4.14 dn/dk no 0.12 0.33 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
32 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
28 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
39 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
70 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)88402 7.57 60 6009 4.21 dn no 0.14 0.32 3 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.11 0.16 0 · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · ·
71 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)90323 8.27 79 5970 4.12 dn no 0.21 0.36 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · ·
72 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)92222A 9.40 · · · · · · no 0.19 0.29 0 · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.20 0.32 3 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
73 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)94375 8.00 74 6076 4.02 dn no 0.06 0.18 1 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.17 0.33 10 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
30 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
43 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · ·
74 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)97854 8.23 81 6211 4.45 dn no 0.22 0.46 0 · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
67 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
22 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · ·
75 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)101444 8.50 41 5319 4.43 dn no -0.05 -0.01 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
76 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)103459 7.60 62 5782 4.13 dn no 0.22 0.40 5 0 . +0 . − .
11 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
18 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
77 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)105304 9.63 41 4866 4.53 dn no -0.03 -0.02 5 − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
86 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − .
18 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.02 0.15 1 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
11 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
78 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)108942 7.91 47 5802 4.40 dn no 0.19 0.41 2 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . · · ·
11 0 . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
11 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · ·
79 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)111515 8.13 33 5399 4.62 dn/dk no -0.43 -0.49 4 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · ·
26 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · ·
80 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)115589 9.57 66 5259 4.55 dn no 0.16 0.30 1 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
132 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
28 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
81 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)120666 8.87 76 5781 4.18 dn no 0.14 0.27 3 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
32 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − .
27 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · ·
17 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
82 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)126614 8.81 68 5594 4.43 dn no 0.46 0.69 11 0 . +0 . − .
24 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
38 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · ·
83 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)131977 5.72 5 4744 4.76 dn no 0.10 0.18 1 0 . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − .
20 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
84 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)137631 7.80 100 6251 3.88 dn no 0.12 0.29 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
85 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)140913 8.06 47 6048 4.57 dn no 0.07 0.12 0 · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · no 0.24 0.55 0 · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no 0.08 0.18 0 · · · − . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · ·
16 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · ·
86 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)145675 6.61 18 5388 4.52 dn yes 0.41 0.57 14 0 . +0 . − .
78 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no -0.01 0.18 2 0 . +0 . − . · · · · · · · · · · · · no -0.06 0.02 37 0 . +0 . − .
11 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
32 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
87 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)148428 7.57 65 5838 4.33 dn no 0.24 0.53 0 · · · . +0 . − . · · · · · ·
30 0 . +0 . − . · · · . +0 . − .
23 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
18 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · ·
88 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)151541 7.56 24 5332 4.57 dn no -0.18 -0.14 0 · · ·
38 0 . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
57 0 . +0 . − . . +0 . − . · · ·
17 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.05 0.15 0 · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · ·
89 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)156079 7.53 56 5888 4.24 dn no 0.23 0.44 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
49 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
22 0 . +0 . − . . +0 . − .
90 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)161848 8.91 38 5075 4.59 dk no -0.26 -0.28 1 − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.04 0.36 12 0 . +0 . − . · · · · · · · · ·
27 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
18 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
48 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · ·
91 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)166435 6.84 25 5843 4.44 dn no 0.01 -0.01 0 · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
12 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no 0.09 0.32 1 0 . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · ·
92 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)171665 7.43 30 5651 4.48 dn no -0.05 0.01 1 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · ·
93 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)177274 8.35 88 6135 4.21 dn no 0.13 0.29 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
33 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · no 0.00 0.06 4 0 . +0 . − . · · · · · · · · · · · · no 0.05 0.12 8 − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
38 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
35 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
94 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)183658 7.27 34 5798 4.42 dn no 0.04 0.13 7 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · · · · no -0.15 -0.05 1 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
24 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
26 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
18 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
76 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · ·
95 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)188512 3.71 13 5163 3.79 dn no -0.18 -0.07 12 0 . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − .
42 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
11 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · no -0.01 0.01 1 0 . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
96 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)192263 7.79 19 4975 4.60 dn yes -0.07 0.06 1 0 . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − .
10 0 . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
20 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − .
97 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)196850 6.76 26 5790 4.37 dn no -0.11 -0.05 78 0 . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · ·
98 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)201219 8.01 35 5653 4.57 dn no 0.09 0.19 2 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − .
33 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
25 0 . +0 . − . . +0 . − .
99 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)207874 8.19 31 5148 4.50 dn no 0.10 0.17 1 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − .
25 0 . +0 . − . . +0 . − . · · ·
15 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · − . +0 . − . · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · ·
100 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)211567 9.07 70 5711 4.11 dn no 0.03 0.13 1 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · no 0.08 0.20 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.14 0.49 2 0 . +0 . − . · · · · · ·
101 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)215625 7.92 53 6073 4.18 dn no -0.00 0.10 0 · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.11 0.21 4 − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · ·
10 0 . +0 . − . · · · . +0 . − .
27 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
17 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · ·
102 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)218209 7.49 29 5585 4.60 dn no -0.31 -0.37 2 0 . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · ·
18 0 . +0 . − . · · · · · ·
10 0 . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · · · · no 0.10 0.22 2 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · no 0.15 0.29 18 0 . +0 . − . · · · · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · ·
103 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)221356 6.50 26 5976 4.31 dn no -0.16 -0.21 2 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · · · ·
104 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)224693 8.23 94 6047 4.26 dn yes 0.24 0.47 24 0 . +0 . − .
17 0 . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · · · · · . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · · · ·
105 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)281309 9.19 79 5819 4.33 dn no -0.03 -0.02 0 · · · − . +0 . − . · · · · · · . +0 . − . · · · − . +0 . − .
20 0 . +0 . − . . +0 . − . BD-103166 10.00 · · · · · · yes 0.27 0.47 0 · · · . +0 . − . · · · GANYMEDE -26.73 0 5770 4.44 dn yes 0.00 0.00 5 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP1780 9.09 92 5747 4.20 dn no 0.11 0.25 3 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP5938 7.55 26 5421 4.46 dn no -0.02 0.04 2 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP6276 8.43 35 5421 4.56 dn no -0.01 0.03 2 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . HIP6778 8.74 106 5843 4.14 dn no 0.19 0.35 3 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP7728 9.04 68 5573 4.25 dn no -0.00 0.06 0 · · · . +0 . − . · · · HIP7924 8.60 54 5444 4.30 dn no 0.17 0.25 3 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP10449 9.08 61 5625 4.67 h no -0.81 -0.91 0 · · · − . +0 . − . · · · HIP13447 8.41 74 5819 4.31 dn no 0.20 0.49 0 · · · . +0 . − . · · · HIP14113 9.50 102 5753 4.33 dn no 0.28 0.46 3 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP14809 8.51 49 5788 4.44 dn no -0.04 -0.05 0 · · · − . +0 . − . · · ·
106 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)HIP14810 8.52 52 5570 4.40 dn yes 0.24 0.39 45 0 . +0 . − .
42 0 . +0 . − . . +0 . − . HIP19946 9.91 77 5719 4.22 dk no -0.13 -0.19 3 0 . +0 . − . · · · · · · HIP20705 9.53 90 6032 4.45 dn no -0.02 -0.01 0 · · · − . +0 . − . · · · HIP21091 8.70 67 5782 4.37 dn no 0.02 0.03 1 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . HIP24141 9.46 109 6065 4.32 dn no -0.30 -0.23 1 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . HIP26080 8.76 70 6089 4.45 dn no 0.09 0.19 0 · · · − . +0 . − . · · · HIP27793 8.79 51 5699 4.58 dn no 0.12 0.21 1 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP31546 9.95 79 5757 4.57 dn no 0.26 0.37 0 · · · . +0 . − . · · · HIP32132 9.23 82 5732 4.55 dn no -0.01 0.09 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP32892 8.94 93 5686 4.24 dn no 0.15 0.39 0 · · · . +0 . − . · · · HIP42731 8.86 104 5811 4.18 dn no 0.08 0.23 3 − . +0 . − . · · · · · · HIP43151 9.23 77 5885 4.34 dn no -0.20 -0.21 0 · · · − . +0 . − . · · · HIP47455 9.08 85 6105 4.43 dn no 0.27 0.49 3 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP54498 8.94 77 5833 4.46 dn no 0.03 0.16 0 · · · . +0 . − . · · ·
107 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs)HIP55368 9.15 101 6067 4.43 dn no 0.01 0.08 3 − . +0 . − . − . +0 . − . . +0 . − . HIP68461 8.93 79 5716 4.17 dn no 0.33 0.52 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP73302 8.80 43 5288 4.38 dn no -0.03 -0.10 1 0 . +0 . − . · · · · · · HIP89215 10.37 58 5104 4.85 h no -0.82 -0.98 1 − . +0 . − . · · · · · · HIP90075 8.58 79 5882 4.37 dn no 0.20 0.30 1 − . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP92922 9.12 99 5624 4.16 dn no 0.31 0.47 2 0 . +0 . − . · · · · · · HIP100040 8.37 86 5577 4.29 dn/dk no 0.12 0.28 0 · · · . +0 . − . · · · HIP103269 10.28 70 5125 4.29 dk no -1.72 -2.00 2 − . +0 . − . · · · · · · HIP105904 8.27 94 5993 4.22 dn no 0.26 0.49 0 · · · . +0 . − . · · · HIP108056 9.15 104 6169 4.43 dk no 0.16 0.31 0 · · · . +0 . − . · · · HIP113207 8.88 98 5637 4.07 dn no 0.22 0.35 0 · · · . +0 . − . · · · HIP114914 7.60 54 5708 4.19 dn no -0.00 0.11 1 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP115525 9.75 105 5804 4.26 dn no 0.03 0.14 3 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − . HIP117386 9.81 81 5657 4.46 dn no -0.40 -0.33 0 · · · − . +0 . − . · · · WASP12 11.69 · · · · · · yes 0.27 0.17 9 0 . +0 . − . . +0 . − . . +0 . − .
108 –Table 6—Continued
Name a V b d b T c log g c Pop d Host [M/H] c ,e [Ni/H] c N O [O/H] f N C [C/H] f C/O f (HD) (mag) (pc) (K) (cgs) a Names are HD numbers unless otherwise indicated. b Johnson V -magnitude and distance from the Hip catalog; where stars were not in the Hip catalog, d and V arefrom the Geneva-Copenhagen Catalog (Nordstr¨om et al. 2004); d and V are taken from SIMBAD as a last resort. c Stellar parameters from VF05 and D. Fischer. d Membership identification taken from Peek (2009) e [M/H] is computed from all elements heavier than He. f We have corrected these abundances a for a systematic trend in temperature (see §§