Parent Stars of Extrasolar Planets VI Abundance Analyses of 20 New Systems

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Parent Stars of Extrasolar Planets VI:Abundance Analyses of 20New Systems Guillermo Gonzalez 1,Chris Laws 1,Sudhi Tyagi 1,and B.E.Reddy 2Received Submitted to the Astronomical Journal

ABSTRACT

The results of new spectroscopic analyses of20recently reported extrasolar planet parent stars are presented.The companion of one of these stars,

HD10697,has recently been shown to have a mass in the brown dwarf regime; we?nd[Fe/H]=+0.16for it.For the remaining sample,we derive[Fe/H] estimates ranging from?0.41to+0.37,with an average value of+0.18±0.19. If we add the13stars included in the previous papers of this series and6other stars with companions below the11M Jup limit from the recent studies of Santos et al.,we derive [Fe/H] =+0.17±0.20.

Among the youngest stars with planets with F or G0spectral types,[Fe/H]is systematically larger than young?eld stars of the same Galactocentric distance by0.15to0.20dex.This con?rms the recent?nding of Laughlin that the most massive stars with planets are systematically more metal rich than?eld stars of the same mass.We interpret these trends as supporting a scenario in which these stars accreted high-Z material after their convective envelopes shrunk to near their present masses.Correcting these young star metallicities by0.15dex still does not fully account for the di?erence in mean metallicity between the ?eld stars and the full parent stars sample.

The stars with planets appear to have smaller[Na/Fe],[Mg/Fe],and[Al/Fe] values than?eld dwarfs of the same[Fe/H].They do not appear to have signi?cantly di?erent values of[O/Fe],[Si/Fe],[Ca/Fe],or[Ti/Fe],though.The claim made in Paper V that stars with planets have low[C/Fe/]is found to be spurious,due to unrecognized systematic di?erences among published studies. When corrected for these di?erences,they instead display slightly enhanced [C/Fe](but not signi?cantly so).If these abundance anomalies are due to the accretion of high-Z matter,it must have a composition di?erent from that of

the Earth.

Subject headings:planetary systems-stars:individual(HR810,HD1237,HD 10697,HD12661,HD16141,HD37124,HD38529,HD46375,HD52265,HD 75332,HD89744,HD92788,HD130322,HD134987,HD168443,HD177830, HD192263,HD209458,HD217014,HD217107,HD222582,BD-103166)

1.INTRODUCTION

In our continuing series on stars-with-planets(hereafter,SWPs),we have reported on the results of our spectroscopic analyses of these stars(Gonzalez1997,Paper I;Gonzalez 1998,Paper II;Gonzalez&Vanture1998,Paper III;and Gonzalez et al.1999,Paper IV; Gonzalez&Laws2000,Paper V).Other similar studies include Fuhrmann et al.(1997, 1998)and Santos et al.(2000b,c).The most signi?cant?nding so far has been the high mean metallicity of SWPs,as a group,compared to the metallicity distribution of nearby solar-type stars(Gonzalez2000;Santos et al.2000b,c).

Additional extrasolar planet candidates continue to be announced by planet hunting groups using the Doppler method.We follow-up these annoucements with high resolution spectroscopic observations as time and resources permit.Herein,we report on the results of our abundance analyses of20new candidate SWPs.We compare our?ndings with those of other recent similar studies,look for trends in the data suggested in previous studies,and evaluate proposed mechanisms in light of the new dataset.

2.SAMPLE AND OBSERVATIONS

High-resolution,high S/N ratio spectra of14stars were obtained with the2dcoude echelle spectrograph at the McDonald observatory2.7m telescope using the same setup as described in Paper V.Two stars di?cult or impossible to observe from the northern hemisphere,HR810and HD1237,were observed on three nights with the CTIO1.5m with the?ber fed echelle spectrograph.Observing them on multiple nights permits us to test for possible variations in their temperatures over one stellar rotation period,given their youth. Additional details of the spectra obtained at CTIO and McDonald,including a list of the discovery papers,are presented in Table1.Although it does not have a known planet,

we include HD75332in the program,since its physical parameters are similar to those of the hotter SWPs.HD75332is also included in the?eld star abundance survey of Chen et al.(2000),which we will be comparing to our results in Section4.2.7.We also include HD217014(51Peg),even though it was already analyzed in Paper II,because:1)the new spectra are of much higher quality,and2)it was included in the?eld star abundance surveys of Edvardsson et al.(1993)and Tomkin et al.(1997).

High resolution spectra of nine stars(HD12661,HD16141,HD37124,HD38529, HD46375,HD52265,HD92788,HD177830,and BD-103166)3obtained with the HIRES spectrograph on the Keck I were supplied to us by Geo?Marcy(see Paper IV for more details on the instrument).The Keck spectra have the advantage of higher resolving power and much weaker water vapor telluric lines,due to the altitude of the site.However,the much smaller wavelength coverage of the Keck spectra results in a much shorter linelist for us to work with.

The data reduction methods are the same as those employed in Paper V.Spectra of hot stars with a high v sin i values were also obtained in order to divide out telluric lines in the McDonald and CTIO spectra.

3.ANALYSIS

3.1.Spectroscopic Analysis

The present method of analysis is the same as that employed in Paper V,and therefore, will not be described herein.We have added more Fe I,II lines to our linelist(Table2).

Their gf-values were calculated from an inverted solar analysis using the Kurucz et al. (1984)Solar Flux Atlas or our spectrum of Vesta(obtained with the McDonald2.7m).We also added a new synthesized region:9250-9270?A.This region contains one Mg I,two Fe I, and three O I lines;only one of the O I triplet,9266?A,is unblended in all our stars,but the other two are usable in the warmer stars.The addition of a second Mg line to our linelist helps greatly,because the5711line was the only one we had employed until now,and it is not measurable in the cooler stars.We also added the O I triplet near7770?A.Since these lines are known to su?er from non-LTE e?ects,we have corrected the O abundances derived from these lines using Takeda’s(1994)calculations.We list the individual EW values in Tables3-6and present the adopted atmosphere parameters in Table7.We list the[X/H] values in Tables8-12.We list in Table13Mg and O abundances(derived from the9250?A region)for several stars studied in previous papers in our series.

Since we have not previously used the CTIO1.5m telescope for spectroscopic studies of SWPs,we need an independent check on the zero point of the derived abundances for HR810and HD1237.To accomplish this,we also obtained a spectrum ofαCen A with this instrument.We derive the following values for T e?,log g,ξt,and[Fe/H]:5774±61K, 4.22±0.08,0.90±0.10,and+0.35±0.05.This value of[Fe/H]is0.10dex larger than the value derived by Neuforge-Verheecke&Magain(1997).

3.2.Derived Parameters

We have determined the masses and ages in the same way as in Paper https://www.sodocs.net/doc/249770646.html,ing the Hipparcos parallaxes(ESA1997)and the stellar evolutionary isochrones of Schaller et al. (1992)and Schaerer et al.(1993),along with our spectroscopic T e?estimates,we have

derived masses,ages,and theoretical log g values(Table14).4BD-103166is too distant for a reliable parallax determination,so it is not included in the table.

Two stars,HD37124and HD46375,give inconsistent results:they are located in a region of the HR diagram where no ordinary stars are expected(they are too luminous and/or too cool relative to even the oldest isochrones).One possible solution is to invoke an unresolved companion of comparable luminosity.It is highly unlikely that the companion is responsible for the observed radial velocity variations in each star,as that would require them to be viewed very nearly pole-on,which is extremely improbable(Geo?Marcy,private communication).It is more likely that the companions are su?ciently separated such that they do not signi?cantly a?ect the Doppler measurements on short timescales.Therefore, we encourage that these two systems be searched for close stellar companions.

Several other stars,HD1237,HD130322,and HD192263,are of too low a luminosity to derive reliable ages,due to the convergence of the stellar evolutionary tracks at low luminosities(see Figure1).However,it is still possible to derive useful mass and log g estimates for them.For those stars with theoretical log g estimates in Table14,there is generally good agreement with the spectroscopic values listed in Table7.

4.DISCUSSION

https://www.sodocs.net/doc/249770646.html,parison with Other Studies

Several stars in the present study have been included in other recent spectroscopic studies.Santos et al.(2000b,c)analyzed a total of13SWPs using a method patterned

after that of Paper V.Two of their stars,HD1237and HD52265,overlap with our present sample(and one other,HD75289,from Paper V).Their results for HD75289are nearly identical to ours.Our McDonald spectrum of HD52265yields similar results to those of Santos et al.(2000b),but our Keck spectrum yields a T e?value100K larger than theirs. Our T e?estimates for HD1237are very similar to theirs,and the other parameters agree less well but are still consistent with our results.5Their[Fe/H]estimate for HD1237is 0.06dex smaller than https://www.sodocs.net/doc/249770646.html,bining this with the results of our analysis ofαCen,we tentatively suggest that our abundance determinations for HR810and HD1237(as listed in Tables10and11)be reduced by0.05dex.

When comparing our results to those of Santos et al.(2000b,c),it should be noted that our quoted uncertainties are smaller than theirs.This cannot be due to di?erences in the way we calculate uncertainties,since they adopt the same method we employ.Also, our EW measurements for HD52265and HD HD75289are essentially the same within1-2 m?A.We suggest that a contributing factor is the small number of low excitation Fe I lines employed by them.Clean Fe I lines withχl values near1eV are far less numerous than the high excitation Fe I lines.Adding even2or3more Fe I lines with smallχl values signi?cantly increases the leverage one has in constraining T e?.

Another issue of possible concern with the Santos et al.(2000b,c)studies is the systematically large values of log g that they derive.Several of their estimates are near4.8. This is0.2to0.3dex larger than is expected from theoretical stellar isochrones.

Abudance ratios,as[X/Fe],have also been derived by Santos et al.(2000b,c). Comparing[Si/Fe],[Ca/Fe],and[Ti/Fe]values for the three stars in common between Santos et al.(2000b)and the present work,we?nd the results to be consistent and well

within the quoted uncertainties.

Feltzing&Gustafsson(1998)derived[Fe/H]=+0.36for HD134987,only0.04dex greater than our estimate.Randich et al.(1999)derived[Fe/H]=+0.30and Sadakane et al.(1999)derived[Fe/H]=+0.31for HD217107,both consistent with our estimate of [Fe/H]=+0.36.Fuhrmann(1998)derived[Fe/H]=+0.02for HD16141,smaller than our estimate of[Fe/H]=+0.15.Edvardsson et al.(1993)derived[Fe/H]=+0.18for HD89744, smaller than our estimate of[Fe/H]=+0.30.Mazeh et al.(2000)derived[Fe/H]=0.00 for HD209458,very close to our estimate of[Fe/H]=+0.04.Castro et al.(1997),using a spectrum with a S/N ratio of75,derived[Fe/H]=+0.50for BD-103166,0.17larger than our estimate;given the relatively low quality of their spectrum compared to ours,we are inclined to consider our estimate as more reliable for this star.

Gimenez(2000)derived T e?and[Fe/H]values for25SWPs from Str¨o mgren photometry.Nine stars are in common between the two studies,the results being in substantial agreement.6In summary,then,our results are consistent with those of other recent studies.

4.2.Looking for Trends

The present total sample of SWPs with spectroscopic analyses is more than twice as large as that available in Paper V.Therefore,we will make a more concerted e?ort than in our previous papers to search for trends among the various parameters of SWPs.The?rst step is the preparation of the SWPs sample.

We will restrict our focus to extrasolar planets with minimum masses less than11

M J.This excludes HD10697(see Zucker&Mazeh2000)and HD114762.We must also exclude BD-103166,as it was added to Doppler search programs(Butler et al.2000)as a result of our suggestion(in Paper IV),based on its similarity to14Her andρ1Cnc.The planet around HD89744was also predicted prior to its announcement in January2000(see Gonzalez2000),but it was already being monitored for radial velocity variations(Robert Noyes,private communication),so we will retain it in the sample.The remaining stars are drawn from the previous papers in our series as well as the studies of Santos et al. (2000b,c),which are patterned after Paper V.The total number of SWPs in the sample is 38.

We will compare the parameters of SWPs to those of?eld stars without known giant planets.Of course,the comparison is not perfect given:1)the possible presence of giant planets not yet discovered in the?eld star sample,2)possible systematic di?erences between our results and those of the?eld star surveys,and3)the possibility that some stars without known planets have lost them through dynamical interactions with other stars in its birth cluster(Laughlin&Adams1998).

4.2.1.Young SWPs

The observed metallicity distribution among nearby dwarfs is due to a combination of several factors:1)the spread in age(combined with the disk age-metallicity relation),2) radial mixing of stars born at di?erent locations in the disk(combined with the Galactic disk radial metallicity gradient),and3)intrinsic(or“cosmic”)scatter in the initial metallicity. These have the e?ect of blurring any additional metallicity trends that we may be interested in studying.The e?ects of the?rst two factors can be greatly mitigated if we restrict our attention to young stars(i.e.,age less than～2Gyrs),since they have approximately the

same age and their orbits in the Milky Way have not changed very much.

Gonzalez(2000)presented a preliminary analysis of this kind.There he compares the[Fe/H]values of four young stars,HR810,τBoo,HD75289,and HD192263,to that of a?eld young star sample and?nds that all four are metal-rich relative to the mean trend in the?eld.We repeat the comparison here with HR810,HD1237,HD13445, HD52265,HD75289,HD82943,HD89744,HD108147,HD121504,HD130322,HD169830, HD192263,andτBoo(Figure2);HD13445,HD82943,and HD169830are from Santos et al.(2000b),and HD108147and HD121504are from Santos et al.(2000c).The age estimates for HD82943and HD169830quoted by Santos et al.(2000b),5and4Gyrs, respectively,are based on the Ca II emission measure,which is not as reliable for F stars as ages derived from stellar isochrones.Ng&Bertelli(1998)derive an age and mass

of2.1±0.2Gyrs and1.39±0.01M⊙,respectively,for HD169830;we estimate an age

of2.4±0.3Gyrs,based on the T e?and[Fe/H]estimates of Santos et al.(2000b).For HD82943we derive age and mass estimates of2±1Gyrs and1.16±0.02M⊙,respectively, from Santos et al.’s(2000b)results.Therefore,the age of HD169830is su?ciently close to our2Gyr cuto?to justify its inclusion it in the young star subsample.Our age and mass estimates for HD108147and HD121504are,respectively:1±1Gyr,1.23±0.02M⊙and 2±1Gyr,1.18±0.02M⊙.

These results support the trend of higher mean[Fe/H]for young stars reported previously,except HD13445and,with a lesser deviation,HD121504;both have a mean Galactocentric distance inside the Sun’s orbit.One possible solution to this discrepancy may be that the age of HD13445has been underestimated.If independent evidence of a greater age is found for HD13445,then it should be removed from the young star sample.

4.2.2.Metallicity and Stellar Mass

The detection of a correlation between metallicity and stellar mass has been suggested as a possible con?rmation of the“self-pollution”scenario(Papers I,II).This is due to the dependence of stellar convective envelope mass on stellar mass for luminosity class V stars. Hence,the accretion of a given mass of high-Z material by an F dwarf will have a greater e?ect on the surface abundances than the accretion of the same amount of material by a G https://www.sodocs.net/doc/249770646.html,ughlin(2000),using[Me/H]and mass estimates of34SWPs,?nds a signi?cantly greater correlation between[Me/H]and stellar mass among the SWPs compared to a?eld star control sample.

Santos et al.(2000b,c)also address this question.Their analysis di?ers from Laughlin’s in that they compare[Fe/H],corrected for stellar age,to the convective envelope mass at two ages,107and108years(note,Laughlin’s comparison to a control sample eliminates the need to correct for stellar age).Santos et al.(2000b,c)?nd a correlation that supports our?ndings,but they are not convinced it is signi?cant.They are concerned with an observational bias that reduces detection e?ciency among F dwarfs relative to G dwarfs, due to the higher average rotation velocities among F dwarfs.However,such a bias should only a?ect the relative number of detected F dwarfs with planets,not the mean[Fe/H]of the selected F dwarfs.

Among the young star subsample discussed in the previous section,there is a weak correlation between stellar mass and excess[Fe/H](Figure2b),which we de?ne as the o?set in[Fe/H]for a given star from the mean trend line in Figure2a.The nine young SWPs with mass>1.0M⊙are,on average,0.15dex more metal-rich than the three low mass stars(excluding HD13445).A least-squares?t to the full sample of young SWPs results in a slope of+0.63±0.26dex M?1⊙,R of0.60,and RMS scatter of0.20dex;leaving out HD13445,we?nd a slope of+0.32±0.15dex M?1⊙,R of0.56,and RMS scatter of0.11dex.

Laughlin?nds a slope of0.548dex M?1⊙from his dataset.

4.2.3.Metallicity and Stellar Temperature

The two most metal-rich SWPs,ρ1Cnc and14Her,have similar temperatures,～5250 K.Is it just a coincidence that two similar stars with the highest known[Fe/H]values in the solar neighborhood have planets?Another interesting pair is51Peg and HD187123, which not only have similar atmospheric parameters but also similar planets.On the other hand,HD52265and HD75289are virtually identical,but their planets have very di?erent properties.At the present time such comparisons are not very useful given the small sample size,but they will eventually help in isolating environmental factors not directly related to the stellar parameters.For example,to account for the di?erent parameter values of the planets orbiting HD52265and HD75289,one could invoke stochastic planet formation mechanisms,dynamical interactions among giant planets,or perturbations by other stars in the birth cluster.

4.2.4.Metallicity Distribution

Gonzalez(2000)and Santos et al.(2000b,c)have shown that the[Fe/H]distribution of SWPs peaks at higher[Fe/H]than that of?eld dwarfs.In Figure3a we show the [Fe/H]distribution of the present sample of38SWPs with spectroscopic[Fe/H]values and compare it to the?eld star spectroscopic survey of Favata et al.(1997).7The mean[Fe/H]

of the SWPs sample is+0.17±0.20,while the mean of our subsample from Favata et al.is ?0.12±0.25.

Can the di?erence in mean[Fe/H]between the?eld and SWP samples be accounted for entirely by the anomalously high[Fe/H]values of the more massive SWPs?To attempt an answer to this question,we can correct the[Fe/H]values of the SWPs for the apparent correlation with stellar mass noted above.We have applied the following correction:0.15 dex is subtracted from[Fe/H]for SWPs with mass>1M⊙.We present a histogram with the corrected[Fe/H]values in Figure3b.The mean for the corrected sample is0.07±0.19.

Apart from the di?erences in their mean[Fe/H]values,the?eld star and SWPs samples di?er in their shapes(see Figure3a).The uncorrected SWPs sample is strongly asymmetric with a peak at very high[Fe/H].The corrected distribution,however,looks much more symmetric(Figure3b).Even after the correction is applied,however,there remains a small peak at extremely high[Fe/H].

We show the corresponding cumulative distributions in Figure4.A Kolmogorov-Smirnov test applied to the distributions in Figure4a indicates a probability less than 2.8x10?6that they are drawn from the same population.The same test applied to Figure4b indicates a probability less than4.9x10?4.Therefore,assuming there are no signi?cant selection biases or systematic di?erences,both SWP distributions are drawn from signi?cantly more metal-rich populations than the?eld stars.

4.2.

5.Lithium Abundances

In Paper V we presented a simple comparison of Li abundances among SWPs to?eld stars and suggested a possible correlation in the sense that the SWPs have less Li,all else being equal.Ryan(2000)presents a more careful comparison of Li abundances in SWPs

and?eld stars,and concludes that the two groups are indistinguishable in this regard.The present results do not change this conclusion.

4.2.6.Carbon and Oxygen Abundances

In Paper V we presented preliminary evidence for a systematic di?erence in the[C/Fe] values for SWPs relative to the Gustafsson et al.(1999)plus Tomkin et al.(1997)?eld star samples.Most SWPs appeared to have[C/Fe]values less than?eld stars of the same [Fe/H].The particularly low value of[C/Fe]forτBoo,a metal-rich F dwarf,lead us to select HD89744as a possible SWP that should be monitored for Doppler variations based on its low[C/Fe].8

In Paper V we did not consider possible systematic o?sets among the various C abundance studies.To properly compare our results to other studies,it is essential to determine the relative o?sets.Gustafsson et al.noted a systematic di?erence between their C abundances and those of Tomkin et al.(1995).Comparing the[C/Fe]estimates of the28 stars in common between these two studies,we?nd a sign?cant systematic trend with T e?; the two sets of[C/Fe]values are equal at T e?=5826K,and the slope is0.00041dex K?1 (in the sense that the Gustafsson et al.values are larger than those of Tomkin et al.1995). There are9stars in common between Tomkin et al.(1995)and Tomkin et al.(1997),with the former study having[C/Fe]values0.05dex larger on average.We only have one star in common with Tomkin et al.(1997),HD217014,where our[C/Fe]estimate is smaller by0.11dex;we assume half this di?erence is due to random error,and,hence,adopt a systematic o?set of0.05dex.We have applied all these o?sets to the various sources of

[C/Fe]estimates and placed them on the zero-point scale of our results.We present the results in Figure5a.Left out of the plot are Gustafsson et al.stars with T e?>6400K, since:1)all the SWPs in our sample are cooler than this limit,and2)the hottest stars in the Gustafsson et al.study display the largest deviations relative to those of Tomkin et al. (1995).Given the large systematic o?set between Gustafsson et al.and the other studies, we decided not to apply a correction for location in the Milky Way,as we did in Paper V.

We cannot determine from our present analysis alone what is the source of the systematic trend in the Gustafsson et al.data relative to other studies.However,given that they employed a single weak[C I]line and their results are in agreement with others for stars of solar T e?implies that a weak unrecognized high excitation line is blending with it.This is always the danger when basing the abundance for a given element on only one weak line.

Our new comparison of[C/Fe]values between SWPs and?eld stars does not con?rm the claim we made in Paper V.Instead,the SWPs appear to have slightly larger values of[C/Fe],but not signi?cantly so.The four SWPs with the largest[C/Fe]values are HD13445,HD37124,HD168746,HD192263.

This new result for the[C/Fe]values of SWPs relative to?eld stars compels us to revisit our successful prediction of the planet orbiting HD89744.That prediction was based on:1)its high[Fe/H],and2)its low[C/Fe].With the elimination of the second criterion, we are left with only one reason for its selection.However,HD89744is also a young F dwarf,and as shown in Section4.2.1,it is much more metal-rich than the trend among young?eld stars.Therefore,our original success for this star was accidental,but in light of the results presented in this work,we can look back and understand why we were successful.

In Figure5b we present[O/Fe]values for?eld stars from Edvardsson et al.(1993)and Tomkin et al.(1997)and for the present sample of SWPs(using our average O abundances

from Tables8-11,13).As we did in Paper V for C,we corrected the observed[O/Fe] values for a weak trend with Galactocentric distance(amounting to?0.032dex kpc?1). Apart from one star(HD192263,for which we did not measure the O I triplet near9250?A),it appears that the SWPs follow the same trend as the?eld stars.The smaller scatter among the[O/Fe]values for?eld stars compared to[C/Fe]may be indicative of the more varied sources of C in the Milky Way.

In Figure6we present the[C/O]values for the same stars plotted in Figures4a,b.The ?eld stars display a positive trend with[Fe/H].The SWPs appear to follow the same trend.

4.2.7.Other Light Element Abundances

Several other light elements have well-determined abundances in solar type stars:Na, Mg,Al,Si,Ca,and Ti.Three recent spectroscopic surveys of nearby solar type stars have produced high quality abundance datasets for these elements:Edvardsson et al.(1993)and Tomkin et al.(1997),Feltzing&Gustafsson(1998),and Chen et al.(2000).9They are all di?erential?ne abundance studies which use the Sun as the standard for the gf?values. We will use the results of these studies,with some modi?cations noted below,to search for possible deviations among SWPs from trends in the?eld star population.

For the ED93sample we are:1)retaining only the higher quality ESO results(and excluding their McDonald-based spectra),2)retaining only single stars,3)excluding known SWPs,and4)including the results of Tomkin et al.(1997).Note that although Tomkin et al.(1997)only reanalyzed nine stars from Edvardsson et al.,all of them are metal-rich; therefore,inclusion of their results greatly helps the present comparison.For the other two surveys we are also retaining only single stars and excluding known SWPs.We are

also excluding K dwarfs from the FG98sample.Our?nal adopted three samples,ED93, FG98,and CH00,contain62,37,and89stars,respectively.Not every star in these samples contains a full set of light element abundance determinations,so the actual number of stars available for comparison of abundances of a given element will be less than these totals.In order to reduce systematic errors,we only employ abundances derived from neutral lines in forming[X/Fe]values;in the following,[Ti/Fe]is shorthand for[Ti I/Fe I].

Although[X/Fe]values from di?erent studies are less likely to su?er from systematic di?erences than are[Fe/H]values(due,for instance,to cancellation of systematic errors in EW measurement),we must con?rm that these various studies are consistent with each other.We can do this by comparing stars in common among them.We discuss each element in turn below:

Na–In all the studies considered here,abundances are based on the Na I pair near 6160?A.With ED93we share47UMa,ρCrB,and51Peg.Our[Na/Fe]estimates are larger by0.1dex for47UMa,ρCrB and0.1dex smaller for51Peg.10FG98derive a[Na/Fe]value for HD1349870.17dex larger than our estimate.CH00have in common with us47UMa and HD75332for which their[Na/Fe]estimates are0.13and0.00dex smaller than ours, respectively.We compare all the datasets in Figure7(note,the CH00and ED93samples are plotted on separate diagrams for clarity).Both ED93and FG98show an upturn in [Na/Fe]above solar[Fe/H].The data from CH00do not include metal-rich stars,but are similar to ED93for smaller[Fe/H].The SWPs sample deviates towards smaller[Na/Fe]by about0.2dex relative to ED93and FG98at high[Fe/H].This di?erence appears to be real, but additional study of the?eld metal rich stars would be very helpful.The star with the most deviant negative[Na/Fe]is HD192263.

Mg–This is a more di?cult element to measure,given the relatively small number of clean weak lines available.Also,the neutral lines employed by di?erent studies are very heterogeneous.The large scatter evident among the FG98sample in Figure8is perhaps evidence of the di?culty in deriving accurate values of[Mg/Fe]for metal-rich stars.For the stars in common,our[Mg/Fe]values are consistently smaller by about0.08dex,on average. The di?erence between the SWPs and the metal-rich?eld stars in the?gure is about twice this value.Thus,we conclude that there is evidence for a real di?erence in[Mg/Fe],but it is tentative.

Al–There is considerable overlap in the lines employed by di?erent studies,but no two adopt exactly the same linelist.Determinations of[Al/Fe]should be about as reliable as those of[Na/Fe].Our[Al/Fe]estimates are smaller by about0.04dex than ED93,about the same as FG98,and0.23dex smaller than CH00.As can be seen in Figure9,the SWPs are not as cleanly separated from the?eld stars as they are for[Na/Fe]or[Mg/Fe],but there is a clump of SWPs with[Al/Fe]values signi?cantly smaller than the?eld stars.

Si–Abundances of Si should be considered highly reliable.It is represented by several high quality neutral lines,and they display weak sensitivity to uncertainties in T e?and log g.Our[Si/Fe]estimates are about the same as ED93and FG98,and0.05dex smaller than CH00.The FG98sample displays a very large scatter in[Si/Fe]values compared with the other studies.Otherwise,the SWPs sample appears as a continuation of the?eld star trends to higher[Fe/H](Figure10).

Ca–The Ca abundances should also be considered reliable.Most studies employ at least3or4neutral Ca lines,with one or two of them in common.Our[Ca/Fe]estimates are about the same as ED93,and0.06dex smaller than CH00.We?nd no evidence of a signi?cant di?erence between the SWPs and the?eld stars(Figure11).

Ti–Like Si and Ca,the Ti abundances should be reliable.Most studies employ at

least three neutral lines,some many more.The overlap is usually only one line,though. The scatter among the FG98stars is larger than the other samples.Our[Ti/Fe]estimates are larger by about0.04dex than ED93,smaller by0.04dex than FG98,and larger by0.04 dex than CH00.We?nd no evidence of a signi?cant di?erence between the SWPs and the ?eld stars(Figure12).

In summary,there is some evidence of a real di?erence in[Na/Fe],[Mg/Fe],and [Al/Fe]between SWPs and the general?eld dwarf star population.There do not appear to be di?ernces in[Si/Fe],[Ca/Fe],and[Ti/Fe].Among the F type SWPs included in the present study,the[Na/Fe],[Mg/Fe],and[Al/Fe]values are near?0.05,0.00,and

?0.13,respectively.Additional high quality abundance analyses of metal rich?eld stars are required to test these?ndings.

4.3.Sources of Trends

In Papers I and II,we proposed two hypotheses to account for the correlation between metallicity and the presence of giant planets:1)accretion of high Z material after the outer convection zone of the host star has thinned to a certain minimum mass elevates the apparent metallicity above its primordial value,and/or2)higher primordial metallicity in its birth cloud makes it more likely that a star will be accompanied by https://www.sodocs.net/doc/249770646.html,ughlin presents evidence for the?rst hypothesis in the form of a weak positive correlation between[Me/H]and stellar mass,while Santos et al.(2000b,c)?nds a similar,though less convincing,trend with stellar envelope mass.

Our?nding of a trend between[Fe/H]and stellar mass among the young SWPs also supports the?rst hypothesis.The mean di?erence in[Fe/H]between the high mass young SWPs and those of low mass is0.15to0.20dex.The low mass young SWPs have a mean

万科物业与中海物业的分析比较

万科物业与中海物业的分析比较 在物业管理行业激烈的市场竞争中，万科和中海物业管理脱颖而出。其中万科以观念超前、服务精品见长，中海以管理优势和市场规模领先，形成了自身的特色和优势，对提高企业经济效益和开拓市场起到了重要的推动作用。两者都有各自的管理模式，为自己的企业赢得品牌。本文通过万科和中海物业管理模式的比较分析，试图总结出中国物业管理发展的规律性东西，用以指导物业管理的进一步发展。 前言 综观物业管理在深圳20年的发展，有这样几个重要的转折点： 从第一家物业公司成立，到公房改制扩大物业管理的覆盖面，物业管理走向千家万户的普通居民为第一转折点； 以莲花二村"一体化"管理为标志，确立深圳物业管理模式为第二个转折点； 鹿丹村物业管理公开招投标，拉开了市场竞争的序幕为第三个转折点。 作为全国物业管理发源地的深圳，物业管理能取得全国瞩目的成绩，与深圳的经济发展水平、市场经济的成熟程度等各方面因素有着密切的关系。尤为重要的是政府主管部门的积极引导、努力探索对深圳物业管理行业的发展直接起着重要的推动作用。 随着社会的发展，业主的服务需求不断增长，物业管理服务事项和内容由简单基本的房屋维修、清洁卫生、园林绿化、安全护卫等，再拓展到机电维护、环境设计、企业策划、家政服务、社区文化、商业代理等，力求满足业主从办公、学习、安全、环境到居家生活、邻里交往、文体活动等系列需求。 一些有品牌的公司潜心揣摩，结合不同的物业硬件和业主需求，提出并实践了一些新概念、新做法，形成自己鲜明的、独特的个性特色，突出企业形象和显示管理实力的同时，也为整个行业的发展提供了可供借鉴的经验；如万科物业从早期提出的"酒店式管理"到近期的"无人化管理"、"个性化管理"和"管理报告制度"；中海物业管理倡导的"一拖N模式"、"氛围管理"；深业物业实施的"精品战略"；金地物业实行的"产学联手"；"保姆计划"、"四点半学校"等均取得了良好的市场效益。 这里不能不提及贯穿全市物业管理企业发展历程，使物业管理意识深入民心的一项重要工作内容--社区文化。莲花物业在莲花二村率先倡导社区文化活动和万厦物业在莲花北村通过社区文化活动的开展建立起"全国城市文明第一村"的社会效益，在市场上均得到了良好的品牌效应。事实证明，多样化、多层次的社区文化活动是最能体现物业管理人文精神和关怀的有效手段，因为它较好地调整了业主与企业之间、业主与业主之间的关系，同时将物业管理工作通过社区活动去宣传，更容易得到业主的接受和认同。 1996年以来，万科、中海、中航、国贸、金地、莲花等物业管理公司，在全国物业管理行业率先通过了ISO9002国际标准质量认下，使物业管理的技术标准和质量规范管理纳入了国际轨道，对物业管理操作经营中的每个岗位、每个人员、每一个环节都有严格科学的管理规范和检验标准。到目前为止，100多家物业管

中海物业管理方案——管理

中海物业管理方案-管理 第一部分 中海物业简介 深圳市中海物业管理有限公司（以下简称“中海物业”）为中国海外集团旗下，专门从事物业管理业务、具有独立法人资格的企业。公司在香港中海物业管理公司的基础上，于1991年在深圳注册成立，为建设部首批甲级资质物业管理企业。自成立以来，严格遵循“业主至上、服务第一”的工作宗旨，大力倡导“严格苛求、自觉奉献”的工作精神。在掌握并导入香港先进物业管理模式的基础上，融汇世界各国先进物业管理经验，结合中国大陆的实际国情，探索出具有中国特色的中海物业管理模式。公司以此模式为手段开展科学管理和优质服务，全心全力为业主及物业使用人提供一个安全、清洁、优美、舒适、方便的生活及工作环境。 多年来，中海物业以优质的服务质量和先进的管理技术不仅得到广大业主的信任，而且赢得了良好的社会声誉，先后获得国家建设部、广东省、深圳市各级政府部门授予的各种奖牌、奖旗100余面。中央电视台、深圳各大报刊以及香港《文汇报》、《大公报》、《商报》、《星岛日报》，国内的《人民日报》、《经济日报》、《工人日报》、《法制日报》等新闻媒体对中海物业管理经营情况的报道多达700余次，慕名前来公司参观考察的国内外各界人士已逾两万人次。 随着中海物业在行业内地位的日益显著和中海物业管理模式的日益完善，并应国内广大地产消费者和房地产界对先进物管模式的迫切需求，中海物业管理模式除在香港、深圳、北京、广州、上海几大城市取得骄人的成绩外，更已输出至长春、沈阳、青岛、烟台、杭州、南京、天津、重庆、珠海、贵阳、武汉、昆明、长沙、石家庄、郑州、东莞……等30多个全国各大城市。正在管理的写字楼、商场、商住区、别墅区等高档物业120余处，管理面积逾二千

中海物业管理有限公司

中海物业管理有限公司 案例：中海广场 中海广场位于北京CBD核心地段，南面鸟瞰长安街，东侧毗邻国贸中心，占据国贸商务圈显要位置，由世界500强成员企业——中海地产根据国际甲级写字楼标准倾力打造。 中海物业管理有限公司是中国现有三代物业管理模式及“中海物业”、“中海·深蓝”服务品牌的创造者和中国现代物业管理事业的开拓者。在中国海外集团公司30年的仆仆风尘中，中海物业得到了良好的孕育和萌生。 1986年，在香港注册成立的中海物业，全盘引进英国物业管理模式,有机地融入以和谐为主题的中国文化传统，使东方人文精华与西方服务礼仪互为补充,相得益彰地提炼出适合中国国情需要的现代物业管理新概念，锻造出具有中国特色的“中海物业”服务品牌。 辛勤耕耘,厚积薄发 1991年，中海物业由香港挺进内地，从深圳起跑，相继在广州、上海北京、成都、长春、南京、西安、苏州、中山、宁波等地，开办了19家分公司和8家专业化物业服务公司。这些专业涵盖了楼宇自动化、物业机电维修、电梯安装保养、环境工程施工、园林景观 设计、建筑装修工程、酒店经营管理及物业管理教育等。迄今，北起哈尔滨、南至三亚，东 濒青岛、西逾兰州，华夏大地的60多个中心城市都飘扬着中海物业的旗帜。 2006年4月，中海物业率先跨出国门，为越南胡志明市高端项目提供高品质的物 业服务，开创了国内物业管理国际化输出之先河。中海物业致力于管理信息化、服务人性化、技术智能化、企业规范化的研究与探索，开企业风气之先。其所构筑的优秀文化基因，以及

海纳百川的兼容能力，为内地物业管理行业奠定了发展的基石；给改革开放中蓬勃进取的神州，带来了现代人居服务的春风。 桃李不言,下自成蹊 鲜红的COB标志，是中海物业铸就的一方民族之印、中国之印，将它盖上城市的高 楼大厦时，深邃宽广的海文化，以其博爱和包容,凝聚起广大民众的心.中海物业已累计管理5000多万平米的各类写字楼、商场、住宅区、别墅等高档物业和工厂、学校、场馆等公共 物业，并以其完整的体系、完善的组织、完备的手段，实现完美的服务。 成为建成国家优秀示范小区最多、通过ISO9000、ISO14000、OHSAS18000体系最早、 获得国家部委和各省市荣誉最丰、接待或指导国内外参观者最广的物业管理企业。中央电视台、《人民日报》、《经济日报》、《工人日报》、《法制日报》等新闻媒体，北京、上海、 广州、成都深圳等地方性报刊，以及香港、澳门各大传媒一直关注着中海物业的成长和进 步,相关报道不胜枚举。在国内各大门户网站的行业专栏中，中海物业受到广大业主、用户、合作商、发展商和政府管理部门的好评和肯定，成为国内少有的最受客户欢迎、最具影响 力、信誉度最高的集群式大型物业管理企业。 超前启动--建设期物业全面介入服务 多年的从业经验，使我们最贴近业主的需求；集专业化运作之优势，中海物业将从规划设计、材料和设备选型、施工管理、销售等多角度，为合作方提供最符合现实使用情况和最 贴近业主实际需求的专业建议。 项目规划阶段物业管理介入工作 提供项目规划顾问建议

中海物业全套工作流程图

目录管理工作流程图 1．文件控制流程图 2．记录控制流程图 3．人员和培训管理流程图 4．采购管理流程图 5．物业服务管理流程图 6．顾客满意管理流程图 7．不合格品（服务）管理流程图 8．业主投诉处理流程图 安保工作流程图 1．安保管理流程图 2．物业管理部工作流程图 3．安保主管工作流程图 4．班长日检查工作流程图 5．样板房安保员岗位工作流程图 6．侧门岗安保员工作流程图 7．巡楼安保员操作流程图 8．业主搬迁操作流程图 9．外来人员出入管理流程图 10．消防应急方案出来流程图 11．突发事件处理流程图 12．安保工作重大事项处置流程图 13．电梯困人处理流程图 意外停电处理流程图 意外停水处理流程图

意外停气处理流程图 14．管理处火灾处理流程图 15．车库（场）岗位工作流程图 16．车库（场）收缴费管理流程图 17．车库（场）异常情况处置流程图 18．车辆冲卡处理流程图 19．可疑车辆出场处置流程图 清洁绿化工作流程图 1．清洁管理流程图 2．清洁不合格处理流程图 3．绿化管理流程图 4．绿化不合格处理流程图 5．清洁绿化主管检查流程图工程工作管理流程图 1．基础设施和工作环境管理流程图 2．机电设备管理流程图 3．业主报修接待处理流程图 4．消防报警信号处理流程图 5．电梯故障处理流程图 6．恒压变频生活供水系统操作流程图 7．低压变配电设备维修保养流程图 8．新接楼宇入伙管理流程图 9．业主入伙手续办理流程图 10．房屋装修管理流程图 11．物业接管验收流程图 12．业主看房收楼流程图

编号： ZH/NJ 05 版号/状态： C/0 发放号：中海物业管理有限公司 南京公司 工作流程图 编制：物业管理部日期：2005年9月日 审核：质量管理部日期：2005年9月日 批准：日期： 文件受控章 责任部门：物业管理部声明：未经许可，不得翻印。

(万科企业管理)万科与中海物业管理的模式比较

万科与中海物业管理的模式比较 前言 综观物业管理在深圳20年的发展，有这样几个重要的转折点：从第一家物业公司成立，到公房改制扩大物业管理的覆盖面，物业管理走向千家万户的普通居民为第一转折点；以莲花二村"一体化"管理为标志，确立深圳物业管理模式为第二个转折点；鹿丹村物业管理公开招投标，拉开了市场竞争的序幕为第三个转折点。作为全国物业管理发源地的深圳，物业管理能取得全国瞩目的成绩，与深圳的经济发展水平、市场经济的成熟程度等各方面因素有着密切的关系。尤为重要的是政府主管部门的积极引导、努力探索对深圳物业管理行业的发展直接起着重要的推动作用。 随着社会的发展，业主的服务需求不断增长，物业管理服务事项和内容由简单基本的房屋维修、清洁卫生、园林绿化、安全护卫等，在展到机电维护、环境设计、企业策划、家政服务、社区文化、商业代理等，力求满足业主从办公、学习、安全、环境到居家生活、邻里交往、文体活动等系列需求。一些有品牌的公司潜心揣摩，结合不同的物业硬件和业主需求，提出并实践了一些新概念、新做法，形成自己鲜明的、独特的个性特色，突出企业形象和显示管理实力的同时，也为整个行业的发展提供了可供借鉴的经验；如万科物业从早期提出的"酒店式管理"到近期的"无人化管理"、"个性化管理"和"管理报告制度"；中海物业管理倡导的"一拖N模式"、"氛围管理"；深业物业实施的"精品战略"；金地物业实行的"产学联手"；"保姆计划"、"四点半学校"等均取得了良好的市场效益。这里不能不提及贯穿全市物业管理企业发展历程，使物业管理意识深入民心的一项重要工作内容--社区文化。莲花物业在莲花二村率先倡导社区文化活动和万厦物业在莲花北村通过社区文化活动的开展建立起"全国城市文明第一村"的社会效益，在市场上均得到了良好的品牌效应。事实证明，多样化、多层次的社区文化活动是最能体现物业管理人文精神和关怀的有效手段，因为它较好地调整了业主与企业之间、业主与业主之间的关系，同时将物业管理工作通过社区活动去宣传，更容易得到业主的接受和认同。 1996年以来，万科、中海、中航、国贸、金地、莲花等物业管理公司，在全国物业管理行业率先通过了ISO9002国际标准质量认下，使物业管理的技术标准和质量规范管理纳入了国际轨道，对物业管理操作经营中的每个岗位、每个人员、每一个环节都有严格科学的管理规范和检验标准。到目前为止，100多家物业管理企业通过了ISO9002质量认证，其数量和比例居全国同行业之首。其中高新技术产业园区物业管理公司是全世界首家获得ISO9002、ISO14001及SA8000三个标准国际认证的物业管理公司。通过规范化管理的推广，深圳市相当数量的物业管理企业及其所管理的物业管理企业及其所管理的物业水平已接近或达到国际水准。 本文将就万科、中海两家物业管理公司的物业管理模式进行分析、探讨中国高水平物业管理的发展特色，以摸索出有利于中国物业管理进一步发展的东西。 一、万科物业管理的特点 1、万科物业管理公司的概况 万科物业管理有限公司成立于一九九二年初,为万科企业股份有限公司全资附属机构。公司现有总资产3000万元,各类专业服务人员3000余人，管理面积300余万平方米。公司现已发展为国内最具规模及极负盛誉的物业管理机构之一，专业提供全方位的物业管理服务、工程完善配套服务、房屋租售及绿化工程服务。通过十多年的物业管理研究与实践,公司在市场上取得了骄人的业绩，在物业管理行业奠定了坚实的地位，成为国家建设部首批认定的物业管理一级资质企业、深圳市物业管理甲级

《中海地产企业发展战略研究》

中海地产企业发展战略研究 1中海地产发展概况 ............................................. 1.1中海地产企业简介....................................... 1.2 中海地产的企业背景和历程 ............ 错误!未定义书签。 2 中海地产企业战略............................................. 2.1中海地产业务布局战略................................... 2.2 中海地产战略目标....................................... 2.3 中海战略模式的转变 .................................... 2.4 中海地产产品战略....................................... 2.5 战略执行要点........................................... 3 中海地产企业文化............................................. 3.1企业文化观点........................................... 3.2 中海地产企业愿景....................................... 3.3中海地产核心价值观..................................... 3.4 中海地产形象文化....................................... 3.5 中海地产制度文化....................................... 4 管控模式 (38) 4.1企业管控体系与组织架构.................................

中海地产公司各部门职责

******** 管理制度 索引 1.目的：―――――――――――――――――――――――――――――――― 2.范围：―――――――――――――――――――――――――――――――― 3.参考资料：―――――――――――――――――――――――――――――――― 4.定义：―――――――――――――――――――――――――――――――― 5.公司各部门岗位职责：――――――――――――――――――――――――――― 5. 1. 行政部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 2. 人事部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 3. 财务部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 4. 地产部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 5. 工程部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 6. 合约部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 7. 营业部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 8. 物资部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 9. 机电部―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 10. 地盘――――――――――――――――――――――――――――――－ 6.行政管理：――――――――――――――――――――――――――― 6. 1. 公文管理―――――――――――――――――――――――――――――― 5. 2. 印鉴管理――――――――――――――――――――――――――――― 5. 3. 例会制度――――――――――――――――――――――――――――― 5. 4. 行政档案管理――――――――――――――――――――――――――― 5. 5. 固定资产管理―――――――――――――――――――――――――――― 5. 6. 通讯管理―――――――――――――――――――――――――――

物业管理顾问方案

第一部分 中海物业简介 市中海物业管理（以下简称“中海物业”）为中国海外集团旗下，专门从事物业管理业务、具有独立法人资格的企业。公司在中海物业管理公司的基础上，于1991年在注册成立，为建设部首批甲级资质物业管理企业。自成立以来，严格遵循“业主至上、服务第一”的工作宗旨，大力倡导“严格苛求、自觉奉献”的工作精神。在掌握并导入先进物业管理模式的基础上，融汇世界各国先进物业管理经验，结合中国大陆的实际国情，探索出具有中国特色的中海物业管理模式。公司以此模式为手段开展科学管理和优质服务，全心全力为业主及物业使用人提供一个安全、清洁、优美、舒适、方便的生活及工作环境。 多年来，中海物业以优质的服务质量和先进的管理技术不仅得到广大业主的信任，而且赢得了良好的社会声誉，先后获得国家建设部、省、市各级政府部门授予的各种奖牌、奖旗100余面。中央电视台、各大报刊以及《文汇报》、《大公报》、《商报》、《星岛日报》，国的《人民日报》、《经济日报》、《工人日报》、《法制日报》等新闻媒体对中海物业管理经营情况的报道多达700余次，慕名前来公司参观考察的国外各界人士已逾两万人次。 随着中海物业在行业地位的日益显著和中海物业管理模式的日益完善，并应国广产消费者和房地产界对先进物管模式的迫切需求，中海物业管理模式除在、、、、几大城市取得骄人的成绩外，更已输出至、、、、、、、、、、、、、、、……等30多个全国各大城市。正在管理的写字楼、商场、商住区、别墅区等高档物业120余处，管理面积逾二千多万平方米，成为物业管理行业的中国之最；已经建成国家优秀示小区（大厦）17个，占全国国优总数的3%强，雄居国同业国优拥

中海物业安全管理手册

编号：WI/B-01 版本：D 安全管理手册 编制： 社区环境管理部 日期： 2006年6月1日 审核： 质量管理部 日期：2006年7月1日 批准： 日期： 文件受控章 声明：安全管理手册未经许可，不得翻印。 责任部门：社区环境管理部

ZHPM安全管理手册D/0 1/6 序号编号标题版号/状态 01WI/B --- 001基础管理（社区环境管理部职责）D/0 02WI/B --- 002基础管理（社区环境管理部经理职责）D/0 03WI/B --- 003基础管理（社区环境管理部助理职责Ⅰ）D/0 04WI/B --- 004基础管理（社区环境管理部助理职责Ⅱ）D/0 05WI/B --- 005基础管理（社区环境管理部助理职责Ⅲ）D/0 06WI/B --- 006基础管理（管理处护卫主管职责）D/0 07WI/B --- 007基础管理（管理处护卫领队职责）D/0 08WI/B --- 008基础管理（管理处护卫领班职责）D/0 09WI/B --- 009基础管理（管理处护卫员职责）D/0 10WI/B --- 010基础管理（护卫员工作权限）D/0 11WI/B --- 011基础管理（护卫员禁止行为）D/1 12WI/B --- 012基础管理（护卫员职业道德规范）D/0 13WI/B --- 013基础管理（护卫员纪律）D/0 14WI/B --- 014礼仪规范（仪容仪表）D/0 15WI/B --- 015礼仪规范（言谈举止）D/0 16WI/B --- 016礼仪规范（接人待物）D/0 17WI/B --- 017礼仪规范（礼节礼貌）D/0 18WI/B --- 018管理规程（大堂岗管理规程）D/0 19WI/B --- 019管理规程（道口岗管理规程）D/0 20WI/B --- 020管理规程（车场岗管理规程）D/0

中海地产管理制度汇编(200)页

目 录 中海地产管理制度汇编 规划设计类 中海地产所辖公司开发项目一期交房配套设施配置标准 (3) 中海地产所辖公司开发项目配套设施配置最低参考标准 (4) 集团总部规划设计中心与所辖公司相关部门职责细分条例 (6) 《中海地产规划设计中心与所辖公司相关部门职责细分条例》 (10) 补充规定 (10) 关于所辖各公司选择室内设计单位的规定 (13) 工程管理类 (14) 建设工程施工质量控制管理办法（2010年版） (14) 建设工程施工进度控制办法（试行） (20) 建设工程安全文明施工监督控制办法 (21) （试行） (21) 施工质量与安全综合评比排序实施细则 (25) （2010年版） (25) 物管公司物业接管和维修控制办法 (28) 建设工程施工成本控制与管理办法（修订版） (33) 工程施工任务招投标实施细则 (41) 建设工程施工签证管理实施细则 (51) （修订版） (51) 工程承包商考评办法 (54) 工程施工成本控制管理考评实施细则 (56) （修订版） (56) 工程结算资料保管规定 (58) 附 表 目 录 (59) 工程物资采购类 (93) 工程物资采购管理制度 (93) 工程物资采购招标管理办法 (98) （试行） (98) 物资采购计划管理制度 (108) 工程物资出入库及票据管理办法 (110) 工程物资货款支付管理办法 (113)

目 录 附件1 北京市中海实业（集团）有限公司采购中心 (115) 定厂定价通知书 (115) 附件2 北京市中海实业（集团）有限公司采购中心 (116) 核价通知书 (116) 附件3 材料设备申购计划表 NO.0000 (117) 附件4 材料设备核价申请表 (114) 附件5 (116) 工程材料设备采购周期 (116) 营销管理类 (118) 第一部分 中海地产营销节点管理制度 (118) （附件1） 项目营销节点管理操作指引 (126) （附件2） 房地产项目定位管理制度 (130) 营销部工作评估、排序办法 (134) 第二部分中海地产客户服务管理制度 (148) 客户服务中心对客户服务分部工作的管理及考评办法 (148) 关于接管验收房屋过程中处理工程质量缺陷的处罚规定 (166) 第三部分 中海地产品牌管理制度 (170) （附件3） 广告公司甄选评分表 (187) （附件4） (188) 中海 项目营销周报（格式） (188) （附件5） (189) __项目 月份营销月报（格式） (189) （附件6） 2010年x月中海项目主要销售数据汇总表 (191) （附件7） (193) 中海 公司广告备案表 (193) （附件8） (195) 中海 公司活动备案表 (195) （附件9） (195) 中海地产 项目VI审批表 (195)

顾问服务方案

顾问服务方案的编写 一、物业管理顾问业绩 从2000年至今顾问项目已达106个（列表说明）。 二、顾问服务概述 1、发展商将开发项目物管工作全权委托给发展商即将成立/下属的物业管理公司（以下称“管理商”），管理商负责发展商开发项目物管工作的具体实施运作；同时，为保证开发项目有一个高起点的物业管理水平及服务质量，发展商拟聘请中海物业管理有限公司为本物业管理工作的顾问商，以便利用中海物业在人力资源、经验、管理经验、技术、模式、制度以及规范化的服务体系等诸多方面的优势为管理商提供物业管理顾问服务。 2、双方合作关系一旦确定，顾问商将会把发展商开发项目的物管工作列入中海物业相应的策划、考核、检查、评比序列中，由公司组建顾问团及委派驻场顾问，根据本项目物业的具体情况，负责跟踪其设计、施工、销售、竣工验收、入伙以及日后的物业管理工作，指导管理商制订本物业的全套管理方案、程序文件、管理制度、服务质量标准等，并督促其有效运行，按照双方约定的顾问服务内容为管理商提供全方位、全过程、专业化的顾问管理服务。 3、为保证管理目标的实现及更有力地推行中海物业管理模式，顾问商将于项目现场派驻一/二/三名物业管理资深人仕任驻场顾问，作为管理商核心管理的实体“核心”；并同时辅之以公司顾问团以及公司各专业部门、专业公司的技术支持，结合本物业物管工作的实际需要定期赴现场进行考察指导，根据项目现场发现的问题及时针对性地提出整改建议与整改措施。在公司顾问团与驻场顾问二者的共同努力下，将为管理商日后的物业管理工作打下良好的基础。 4、顾问商提供顾问管理服务的目的在于为管理商培养一支高水准、高质素的管理队伍，同时发展商可借助中海物业良好的品牌效应促进本物业的租售；在顾问期限内，顾问商允许发展商就本物业向外界使用“中海物业顾问管理”等文字进行宣传推广。 三、服务期限 顾问期限分为前期介入、实操指导和服务质量跟踪三个阶段。其中前期介

中海物业组织机构及人员配备、培训和管理

中海物业组织机构及人员配备、培训和管理遵循客户优先原则、有效性管理原则、安全第一的原则、成本控制的原则和持续改进的原则进行组织机构设置和人员配备。精英管理团队通过完善的培训体系和有效的管理机制为山东电视台的客户提供高品质的物业管理服务。 组织机构设置 山东电视台物业公司下设客户服务部、工程维修部、安全事务部、环境管理部四个专业职能部门，四个专业职能部门配备符合物业功能特点的专业管理服务人员，分别负责客户服务、设备管理、安全管理、环境管理等方面，向客户提供优质服务， 组织机构设置 （一）客户优先的原则 在山东电视台物业公司始终坚持“以人为本，以客为先”的管理理念，为客户提供安全、舒适、优质的物业管理服务，以满足和超越山东电视台业主和客户对物业管理服务不断增长的需求。 （二）有效性管理的原则 做正确的事比把事做正确更重要，在山东电视台实行计划目标考核管理体系，用高效的组织实现效率管理。 （三）安全第一的原则 安全是实现项目管理经营服务的前提，物业管理服务首先是为客户提供安全的生活工作环境。遵循安全第一的原则，以客户为中心，安全围绕每项工作的始终。 （四）成本控制的原则 不仅让业主和客户获得优质高效的服务，同时以有效的成本控制方式，在人力资源管理、品质管理、行政管理、财务管理等方面由公司进行统一的资源调配，节省山东电视台费用开支。

（五）持续改进的原则 持续有效地改进服务水平和服务标准，贯彻国际质量管理体系，是物业公司一贯遵循重要原则之一。 人员配备 基于山东电视台的功能分析和客户群体分析，在物业管理人员配备上将遵循以下原则： 物业管理是一个服务性行业，为业主和使用人提供一个安全舒适的生活和工作环境是我们物业管理人的职责。一支高素质的服务队伍必然是一个服务意识极强的组合。 着眼于管理现代化和组织科学化，为保障优质的物业管理服务，在组织上采用扁平架构，根据山东电视台功能需要和客户需求，在物业公司设四个部门，由总经理直接调配管理。这样既保证服务的高质量，又实现运行的高效率，来达到机构精简，人员精干，工作高效的目的。 各类人员的配备，均要求有较高的知识水平和专业技能。根据不同的岗位设置，配备相应文化水平和专业技能的人才，在此基础上，将通过不间断的物业管理专业知识培训，使员工处于不断完善和提高的最佳工作状态。 针对山东电视台的物业管理特点，将利用公司和外部的培训资源，通过入职培训、岗前培训和在职培训三级培训体系，开展不同方式的培训，提高各类人员的专业技能、职业道德意识、计算机应用知识和物业管理知识，使培训工作真正落到实处。 通过培训，提高员工的综合素质、业务技能和管理服务水平，培养一支作风优良、专业技术过硬的物业管理队伍，为山东电视台的业主和客户提供高效、优质、便利、安全的物业管理服务。 一、三级培训体系 (一)入职培训 1、企业培训：公司发展史、公司经营方针、公司理念、公司精神及管理目标等。 2、员工手册培训：员工守则、礼仪行为规范、职业道德教育等。 3、安全防范意识的培训，客户服务体系的培训，物业管理知识的培训。 4、军训与参观学习。

中海物业组织结构及职责

中海物业组织结构及职责 总经理 1、贯彻执行国家的方针、政策、法规和上级公司的有关决议。 2、负责协调公司领导班子成员分管的有关工作，确保年度各项指标的完成。 3、负责质量管理部、艺术团、直接领导工作。 4、组织编制公司的发展规划，提升企业管理，提高经济效益，增强企业的竞争实力。 5、主持制定公司中长期发展规划、年度目标、经营计划和其它各项企业计划。 6、主持一体，化管理体系的策划工作，制定并颁布公司的管理方针、目标、并对实现管理方针、目标负责。 7、确保在整个组织内提高满足顾客、员工、相关方要求的意识。 8、负责调整公司组织架构，确保部门职责、权限得到规定和沟通。 9、负责主持召开管理评审，保证一体化管理体系持续有效运行和持续改进。 10、主持重大质量、环境和职业健康安全事故的调查分析会。 11、负责审批重大环境因素、重大危险源 12、负责公司一体化管理体系目标、指标和管理方案的审核和审批。 13、负责为实施和改进一体化管理体系提供必要的人、财、物资源，确保一体化管理体系的持续有效运行。 14、召集和主持总经理办公会，负责向总经理办公会报告半年或年度经营计划，讨论后提交上级公司或董事会批准。 15、负责提出公司经营管理决策建议，组织讨论公司财务预决算，提交董事会批准。 16、负责公司重大经营合约的签署和员工薪金、奖金分配方案的审批。 17、负责公司非生产性支出的审批。 18、批准公司领导班子成员的公出和假期安排。 19、负责直管部门经理的各种假期的审批。 20、负责《质量简报》的审核发布，并对重大问题做出指示。 21、负责审核《季度投诉分析报告》，确定公布范围并做出相应指示。 22、负责评估《顾客满意度测评报告》，并做出相应的改进指示。 副总经理 1、在总经理的领导下，负责社区服务部、社区环境管理部、工程部、全委项目、专业公司的领导工作。 2、负责安委会、质量管理委员会日常工作，主持召开安全会议，关注并维护员工的合法权益。 3、协助总经理贯彻实施管理方针和目标，领导全体员工提高质量、环境和职业健康安全意识。 4、协助总经理检查督促各单位经济指标、管理目标及其它各项工作任务的完成情况。 5、负责组织调查研究，不断拓宽家园服务领域，增加服务项目，提高家园服务网经营管理效益。 6、主持合同评审，对与顾客有关的过程进行管理，确定公司不断满足顾客需求。 7、负责组织开展与发展商、业主委员会双向沟通联络。 8、负责专业公司的市场拓展的领导工作。 9、负责专业公司产品设计、设备改造策划、评审的领导工作。 10、指导和监督物业供方的考核、审批合格的物业供方。 11、负责供方的招标、评估、合约的签订。 12、依照授权负责物业服务合同的签订与评审管理工作。 总会计师 1、负责公司财务管理工作。监督公司遵守国家财经法令、纪律，以及董事会决议。 2、负责会计部、财务审计部、的直接领导工作。 3、负责公司采购的领导工作。

中海与万科物业管理的模式比较

中海与万科物业管理的模式比较 前言 综观物业管理在深圳20年的发展，有这样几个重要的转折点：从第一家物业公司成立，到公房改制扩大物业管理的覆盖面，物业管理走向千家万户的普通居民为第一转折点；以莲花二村"一体化"管理为标志，确立深圳物业管理模式为第二个转折点；鹿丹村物业管理公开招投标，拉开了市场竞争的序幕为第三个转折点。作为全国物业管理发源地的深圳，物业管理能取得全国瞩目的成绩，与深圳的经济发展水平、市场经济的成熟程度等各方面因素有着密切的关系。尤为重要的是政府主管部门的积极引导、努力探索对深圳物业管理行业的发展直接起着重要的推动作用。 随着社会的发展，业主的服务需求不断增长，物业管理服务事项和内容由简单基本的房屋维修、清洁卫生、园林绿化、安全护卫等，在展到机电维护、环境设计、企业策划、家政服务、社区文化、商业代理等，力求满足业主从办公、学习、安全、环境到居家生活、邻里交往、文体活动等系列需求。一些有品牌的公司潜心揣摩，结合不同的物业硬件和业主需求，提出并实践了一些新概念、新做法，形成自己鲜明的、独特的个性特色，突出企业形象和显示管理实力的同时，也为整个行业的发展提供了可供借鉴的经验；如万科物业从早期提出的"酒店式管理"到近期的"无人化管理"、"个性化管理"和"管理报告制度"；中海物业管理倡导的"一拖N模式"、"氛围管理"；深业物业实施的"精品战略"；金地物业实行的"产学联手"；"保姆计划"、"四点半学校"等均取得了良好的市

场效益。这里不能不提及贯穿全市物业管理企业发展历程，使物业管理意识深入民心的一项重要工作内容--社区文化。莲花物业在莲花二村率先倡导社区文化活动和万厦物业在莲花北村通过社区文化活动的开展建立起"全国城市文明第一村"的社会效益，在市场上均得到了良好的品牌效应。事实证明，多样化、多层次的社区文化活动是最能体现物业管理人文精神和关怀的有效手段，因为它较好地调整了业主与企业之间、业主与业主之间的关系，同时将物业管理工作通过社区活动去宣传，更容易得到业主的接受和认同。 1996年以来，万科、中海、中航、国贸、金地、莲花等物业管理公司，在全国物业管理行业率先通过了ISO9002国际标准质量认下，使物业管理的技术标准和质量规范管理纳入了国际轨道，对物业管理操作经营中的每个岗位、每个人员、每一个环节都有严格科学的管理规范和检验标准。到目前为止，100多家物业管理企业通过了ISO9002质量认证，其数量和比例居全国同行业之首。其中高新技术产业园区物业管理公司是全世界首家获得ISO9002、ISO14001及SA8000三个标准国际认证的物业管理公司。通过规范化管理的推广，深圳市相当数量的物业管理企业及其所管理的物业管理企业及其所管理的物业水平已接近或达到国际水准。 本文将就万科、中海两家物业管理公司的物业管理模式进行分析、探讨中国高水平物业管理的发展特色，以摸索出有利于中国物业管理进一步发展的东西。 一、万科物业管理的特点

中海物业设备管理手册52页

中海物业设备管理手册52页 WI/G01-目录ＺＨＰＭ目录 C/03/3 编号标题页码版号/状态 WI/G01-001 工程部组织机构图1 C/0 WI/G01-002 工程部职责2 C/0 WI/G01-003 工程部经理职责1 C/0 WI/G01-004 工程部副经理职责1 C/0 WI/G01-005 工程部专业工程师职责3 C/0 WI/G01-006 工程部资料员职责1 C/0 WI/G01-007 小区机电主管职责1 C/0 WI/G01-008 设备保修期管理办法1 C/0 WI/G01-009 水电过户审批制度2 C/0 WI/G01-010 配电房管理制度1 C/0 WI/G01-011 发电机房管理制度1 C/0 WI/G01-012 水泵房管理制度1 C/0 WI/G01-013 空调制冷设备房管理制度1 C/0 WI/G01-014 中控室/消防中心管理制度1 C/0 WI/G01-015 计量器具定期检定制度1 C/0 WI/G01-016 计量器具的检定方法4 C/0 WI/G01-017 电气维修规定1 C/0 WI/G01-018 大厦临时用电管理规定1 C/0 WI/G01-019 用水、供水管理规定1 C/0 WI/G01-020 供方选择评定规定2 C/0 WI/G01-021 工程质量的验收规定1 C/0 WI/G01-022 设备管理规程14 C/0 WI/G01-023 设备维修保养管理流程1 C/0 WI/G01-024 公共设备大的故障维修程序1 C/0 WI/G01-025 设备更新、技术改造程序1 C/0 WI/G01-026 红旗设备检评2 C/0 WI/G01-027 公共机电设备维修保养合同9 C/0 编号标题页码版号/状态 MR-001G01 公共机电设备维修保养计划执行情况统计表1 C/0 MR-002G01 配电房、电表房电能表抄表

中海物业

中海地产物业策略是基于其企业文化的，其企业文化，具体体现在以下几个方面： （1）核心价值观：追求企业和员工的共同成长，实现企业与客户的和谐共荣。 （2）企业精神：严格苛求、自觉奉献； （3）经营理念：精诚服务、精彩生活； （4）品牌风格：高档物业特征，优质服务标志； （5）服务理念：管就高标准、干就创一流； （6）团队精神：“我的中海物业，中海物业的我”； （7）质量方针：为顾客提供一个安全、清洁、优美、舒适、方便的生活和工作环境。 基于以上企业文化，目前中海地产物业公司的物业策略为：不把任务外包出去，对售后服务有责任感，努力提高售后质量，为顾客买房提供良好的基础。除此之外，随着中海房产公司开发的项目越来越多，未来中海地产将不再接纳外部物管业务，集中精力服务于中海自己开发的物业。 由此可见，中海地产目前的物业策略有两个方面。一方面，中海地产承诺了坚持企业文化中的各种精神，把顾客的利益放在首位，并承诺不会外包任务，是体现其责任感的策略；另一方面，中海地产将逐渐走上自给自足的轨道，开发具有自身特色的物业，并只为中海服务，是一种封闭式策略。 对于策略的实施，中海地产主要包含如下内容：全面导入ISO9000国际质量管理体系，规范服务流程；全面导入ISO14001环境管理体系；全面推行氛围式管理，使小区呈现出悠闲居住环境与绿色人文环境完善结合的特色；专业化技术支持，中海下属的楼宇科技公司、电梯工程公司、专业化清洗公司将以专业化管理确保小区的公共设施设备得到良好的维修养护。 三、中海地产物业策略存在问题分析 “中海地产”的物业策略并非尽善尽美，而实施的过程也差强人意，从一些顾客的反馈中可以证实其策略及实施确实存在着一定的弊端，主要集中在以下几个方面。 首先，服务的态度不够端正，很多顾客反映，“中海地产”的物业人员未能及时对问题进行解决，经常拖时间，有的甚至不予理睬；在物业的网站上只回答无用问题，对求助和质疑却没有回应等等。其次，服务的质量不好。体现在物业有时维修质量不过关，仓库里小型电瓶车无人看管并表示丢失概不负责，以及水电费的缴纳全靠顾客自己而没有配合等。再次，服务的费用十分昂贵。物业公司没有按照物价局的规定收取费用，其高昂的费用与服务质量不成正比也使顾客觉得不公。

2019物业管理行业现状及中海物业的竞争优势分析

2019物业管理行业现状及中海物业的竞争优势分析

内容目录 1.公司概览 (6) 1.1. 砥砺三十载，物管先行者 (6) 1.2. 背靠中海外强大实力后盾，董事会及管理层经验丰富 (8) 1.3. 基础物管步伐稳健，增值服务初露锋芒 (9) 2.行业分析：万亿行业迎黄金发展期，规模成长与服务能力双维度选股 (11) 2.1. 万亿物管行业迎来黄金发展期 (11) 2.2. 行业集中度面临快速提升 (13) 2.3. 近看规模成长，远看增值服务能力 (15) 3.竞争优势：服务品质上乘，城市布局深入 (17) 3.1. 服务专业精细，客户体验优越 (17) 3.2. 区域均衡发展，聚焦高线城市 (18) 3.3. 深耕单体城市，可享集聚效应 (21) 3.4. 拥有央企背景，享有天然优势 (22) 4.中海地产拐点向上，增值服务“双联”合璧 (23) 4.1. 基础物管：中海地产拐点向上，公司物管业务增长可期 (23) 4.1.1. 中海地产拐点向上，公司在管面积有望稳健增长 (23) 4.1.2. 列入集团发展战略，第三方外拓有望逐步加快 (26) 4.1.3. 发展非住宅物业，进阶资产管理 (26) 4.2. 增值服务：打造“双联”平台，拥抱技术创新 (27) 4.2.1. 社区服务：优你互联多元发展，塑造互联网生态圈 (28) 4.2.2. 工程服务：兴海物联全链服务，领军“9S3A”智慧园区 (29) 4.2.3. 收购地产停车位，再添增长点 (30) 5.财务分析：盈利质量高，回报率居行业上游 (30) 5.1. 毛利率水平合理，盈利质量较高 (31) 5.2. 回报率居行业上游，派息比率逐年上升 (33) 5.3. 应付预收款占比高体现产业链能力，无带息负债 (34) 6.盈利预测、估值与投资建议 (35) 6.1. 盈利预测 (35) 6.2. 估值与投资建议 (36) 风险提示 (38) 图表目录 图表 1：公司管理项目覆盖情况 (6) 图表 2：公司历史沿革 (7) 图表 3：公司主营业务模式 (7) 图表 4：公司股权结构 (8) 图表 5：公司董事会及管理层中海系任职经历 (9) 图表 6：公司历年营业收入及增速 (10) 图表 7：公司历年归母净利润及增速 (10) 图表 8：公司营收分业务占比情况 (10) 图表 9：公司物业管理服务营收构成（百万港元）及增速 (10) 图表 10：公司物业管理服务毛利构成（百万港元） (11)

中海物业安全管理手册

编号：WI/B-01 版本：D 安全管理手册 编制：社区环境管理部日期：2006年6月1日审核：质量管理部日期：2006年7月1日 批准：日期： 文件受控章 声明：安全管理手册未经许可，不得翻印。 责任部门：社区环境管理部 WI/B-目录ZHPM安全管理手册D/0 1/6序号编号标题版号/状态 01 WI/B --- 001 基础管理（社区环境管理部职责）D/0 02 WI/B --- 002 基础管理（社区环境管理部经理职责）D/0 03 WI/B --- 003 基础管理（社区环境管理部助理职责Ⅰ）D/0 04 WI/B --- 004 基础管理（社区环境管理部助理职责Ⅱ）D/0 05 WI/B --- 005 基础管理（社区环境管理部助理职责Ⅲ）D/0 06 WI/B --- 006 基础管理（管理处护卫主管职责）D/0 07 WI/B --- 007 基础管理（管理处护卫领队职责）D/0 08 WI/B --- 008 基础管理（管理处护卫领班职责）D/0 09 WI/B --- 009 基础管理（管理处护卫员职责）D/0

10 WI/B --- 010 基础管理（护卫员工作权限）D/0 11 WI/B --- 011 基础管理（护卫员禁止行为）D/1 12 WI/B --- 012 基础管理（护卫员职业道德规范）D/0 13 WI/B --- 013 基础管理（护卫员纪律）D/0 14 WI/B --- 014 礼仪规范（仪容仪表）D/0 15 WI/B --- 015 礼仪规范（言谈举止）D/0 16 WI/B --- 016 礼仪规范（接人待物）D/0 17 WI/B --- 017 礼仪规范（礼节礼貌）D/0 18 WI/B --- 018 管理规程（大堂岗管理规程）D/0 19 WI/B --- 019 管理规程（道口岗管理规程）D/0 20 WI/B --- 020 管理规程（车场岗管理规程）D/0