Spectroscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. IV. The alpha-Element-Enhanced Metal-Poor Star BS16934-002
对极贫金属的（[Fe/H]=-2.7）星BS 16934 -002，在我们以前的工作中被鉴定为Mg和Sc的高丰度星，与贫金属星HD 122563的丰度图比较表明，它的O，Na，Mg，Al，以及BS 16934 -002的Sc。特别令人感兴趣的是，在这个天体中没有发现过量的C或N，与CS22949-037和CS29498-043形成对比，这两颗先前已知的富含碳，极度缺乏金属的恒星具有过量的α元素。没有建立的核合成模型可以解释观察到的BS 16934 -002丰度模式。一个超新星模型，包括混合和回落，假设爆炸前严重的质量损失，讨论作为一个候选的祖先BS 16934 -002。
2007-01-06 astro-ph
Stellar Archaeology: a Keck Pilot Program on Extremely Metal-Poor Stars from the Hamburg/ESO Survey. II. Abundance Analysis
我们提出了一个详细的丰度分析的8颗恒星被选为极端金属贫候选人从汉堡/ESO调查（HES）。为了比较，我们还分析了3颗来自香港巡天的极端贫金属候选星，以及另外3颗明亮的贫金属恒星。通过这项工作，我们通过高精度丰度分析使极贫金属恒星（[Fe/H] $\le 3.0$）的数量增加了一倍。我们从HES中获得的极贫金属候选者样本包含3颗[Fe/H] $\le -3.0$恒星，3颗[Fe/H] $\le -2.8$恒星，以及2颗仅稍微富含金属的恒星。因此，导致从HES中选择这些恒星的程序链成功地提供了极贫金属恒星的高比例。我们验证，我们的恒星参数，在论文I中得出，导致可接受的电离和激发平衡铁，排除大量的非LTE效应铁。对于$α-$元素Mg、Si、Ca、Ti，轻元素Al，铁峰元素Sc、Cr、Mn，以及中子俘获元素Sr和Ba，我们发现丰度比[X/Fe]的趋势与以前的研究发现的相似。然而，即使在[Fe/H] $\le -3.0$ dex下，这些比率中的大多数的分散也令人惊讶地小。只有Sr和Ba显示出比预期误差更大的散射。未来的工作（0 Z项目）将提供更强的限制散射（或缺乏）的丰度为更多的恒星。我们讨论了这些结果对银河系早期化学演化的影响，包括贡献SN的数量以及它们诞生的典型碎片的大小等问题。此外，我们已经确定了一个非常贫金属的恒星，似乎是s-过程链的结果，在一个非常贫金属的环境中运行，具有极高的C，…
2002-04-04 astro-ph
The origin of HE0107-5240 and the production of O and Na in extremely metal-poor stars
我们详细阐述了HE 0107 -5240的起源的双星方案，这是迄今为止观测到的最贫金属的恒星（[Fe/H] = -5.3），使用目前对极端贫金属恒星演化的知识。从观测到的C/N值，我们估计的二进制分离和周期。核合成在氦对流区，其中氢已被注入，使我们能够讨论的起源表面O和Na以及s-过程元素的丰度分布。我们可以解释观测到的12 C、13 C、N、O和Na的丰度，并预测未来的观测结果，以验证HE 0107 -5240的Pop III性质。
2005-04-25 astro-ph
Abundance analysis of two extremely metal-poor stars from the Hamburg/ESO Survey
我们报告的第一个高光谱分辨率分析的极端贫金属晕星从汉堡/ESO物镜棱镜调查（HES）。在VLT-UT 2下用UVES获得光谱。正在研究的两颗恒星（\object {HE 1303--2708}和\object {HE 1353--2735}）是主序星的转折星，金属丰度分别为[Fe/H]=-2.85和-3.20。由UVES光谱得到的恒星参数与由中等分辨率的跟踪光谱得到的恒星参数吻合得很好。HE 1353- 2735是一颗双线分光双星。这两颗恒星很好地再现了在极贫金属恒星中观察到的[Sr/Fe]的强烈散射。虽然我们在HE 1303- 2708的光谱中看到了一条强的Sr II $λ4215$谱线（[Sr/Fe]=-0.08），但我们只能给出HE 1353- 2735的上限（[Sr/Fe]<-1.2），因为没有检测到该谱线。我们报告的丰富的镁，钙，钪，钛，铬的两颗恒星，和钴，Y相对于已知的趋势，金属贫乏的恒星。锂也检测到在这些恒星中，以一个水平，将它们之间的锂高原贫金属矮星。
2000-08-24 astro-ph
Extremely Metal-Poor Stars. VII. The Most Metal-Poor Dwarf, CS 22876-032
我们报告的高分辨率，高信号噪声，极端贫金属双线光谱二进制CS 22876-032的观测。该系统具有较长的周期：P = 424.7 $\pm$ 0.6天。它由两颗主序星组成，有效温度分别为6300 K和5600 K，二次质量与一次质量之比为0.89 $\pm$ 0.04。该系统的金属丰度为[Fe/H] = -3.71 $\pm$ 0.11 $\pm$ 0.12（随机误差和系统误差）--略高于以前的估计。我们发现[Mg/Fe] = 0.50，典型的值不太极端的晕物质。[Si然而，[Ca/Fe]、[Ti/Fe]和[Ti/Fe]的值都明显较低，约为0.0-0.1，这表明在形成该物体的材料中，相对于Mg，较重的元素可能生产不足。在极贫金属恒星的丰度模式是由个别富集事件和Woosley和Weaver（1995）的模型驱动的假设背景下，CS 22876-032的数据与其被质量为30 M的零金属丰度超新星$_{\odot}$富集的结果一致。作为目前已知的最贫金属的近主序星，该系统的主星具有强烈限制原始锂丰度的潜力。我们发现A（Li）（= log（N（Li）/N（H））+12.00）= 2.03 $\pm$ 0.07，这与Ryan等人的发现一致。（1999）对于金属丰度极低的恒星，A（Li）是[Fe/H]的函数。
2000-04-26 astro-ph
Models for extremely metal-poor halo stars
两个替代方案的起源和演化的极端贫金属晕星进行了调查。第一个假设恒星最初是完全无金属的，并在低质量第三族恒星特有的核心氦闪光期间产生了观测到的碳和氮过剩。第二种假设是，最初的成分来自原始物质与单一原始超新星喷出物的混合物。这两种情况下都有问题，在复制的C，N和O的丰度同时，都不同意所观察到的12 C/13 C的比例，虽然在不同的方向。我们专注于最贫铁，富碳的对象，这一类，HE 0107 -5240，并得出结论，第二种情况目前提供了更有前途的方法来了解这些对象，特别是因为进化的轨道匹配观测非常好。
2004-02-13 astro-ph
Stellar Archaeology: a Keck Pilot Program on Extremely Metal-Poor Stars From the Hamburg/ESO Survey. I Stellar Parameters
在这一系列的两篇论文中，我们提出了一个高色散光谱分析的8个候选极端贫金属星从汉堡/ESO调查和6个额外的非常贫金属星。我们证明，适当的审查使用中等分辨率的光谱的产量与[Fe/H] $\le -3.0$ dex的恒星本次调查是非常高的，三个到目前为止，在高分辨率从HES观察到的八颗恒星实际上是金属穷人，三个有[Fe/H] $\le -2.8$ dex，和其余的只是稍微更丰富的金属。在准备一个大规模的努力，挖掘汉堡/ESO调查数据库的这样的恒星即将开始，我们在本文中列出的基本原则，我们打算使用一个统一的方式来确定恒星参数Teff，表面重力，和红化。
2002-04-04 astro-ph
Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。
2008-08-23 astro-ph
SDSS 0809+1729: Connections Between Extremely Metal Poor Galaxies and Gamma Ray Burst Hosts
我们讨论了一个极其贫金属星系SDSS 0809+1729的偶然发现，该星系在斯隆数字巡天（SDSS）中被归类为恒星。该星系的红移z = 0.0441，B波段绝对星等M_B =-17.1。该星系的金属丰度为log（O/H）+12 7. 44或约1/20太阳，是已知的10个最缺乏金属的发射线星系之一。SDSS 0809+1729是一个蓝色致密星系（BCG），恒星年龄约为450万年，恒星形成速率为0.18 Msun/yr，气相电子密度约为367/cm^3。这些参数的类似值在其他极端贫金属星系中很常见，包括IZw 18。然而，SDSS 0809+1729在BCGs中是不寻常的，因为它与两个金属丰度最低的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主位于同一区域。对于一个给定的B波段光度，附近的GRB宿主和SDSS 0809+1729都有系统地比矮不规则星系、大多数BCGs和正常的恒星形成星系低的金属丰度。由于SDSS 0809+1729的恒星形成性质与附近的长持续时间GRB宿主相似，SDSS 0809+1729可能是一个潜在的GRB宿主。识别类似的极端贫金属物体的较大样本可能会提供重要的洞察力所需的条件，以产生长时间的伽玛射线暴。
2006-09-11 astro-ph
Oxygen Overabundance in the Extremely Iron-Poor Star CS29498-043
利用斯巴鲁望远镜新的高分辨率、高信噪比光谱，获得了碳增强、极贫铁（[Fe/H]-3.5）恒星CS29498 - 043的丰度分析。在6300 A处的[O I]禁戒线和7771 - 7776 A处的O I三重态特征都被清楚地探测到。氧的过剩是显著的（[O/Fe]> 2）。此外，Na、Co和Ni的丰度也是新测量的。这个天体从C到Ni的丰度模式与CS 22949 - 037非常相似，CS 22949 - 037是另一颗极度贫金属的恒星，含有大量过量的C、N、O和α元素。这两颗恒星的丰度模式表明，在银河系核合成的早期，超新星的祖先从它们的铁核中喷射出相对较少的物质。当把C、N和O元素包括在金属总量中时，这些天体的金属丰度并不像大多数贫金属恒星那样低，这表明这些缺铁天体的形成过程与其他大部分缺金属恒星的形成过程完全不同。
2004-02-25 astro-ph
A New Type of Extremely Metal Poor Star
我们基于凯克HIRES的高色散光谱对极贫金属恒星HE 1424 -0241进行了丰度分析。这颗恒星是红巨星下部分支上的一颗巨星，[Fe/H] ~ -4.0 dex。相对于铁，HE 1424 -0241有正常的镁，但它显示出非常大的缺硅，其Si（Si）/Si（Fe）约为1/10，Si（Si）/Mg（Mg）约为1/25。它还具有中等程度的Ca缺乏和较小的Ti缺乏，结合增强的Mn和Co以及正常或低的C。我们认为，在HE 1424 -0241中，我们看到了非常少量的贡献超新星的影响，并且对HE 1424 -0241的化学清单做出贡献的SNII在祖质量或爆炸特性方面有偏见，以便重现其异常的极低Si/Mg比。HE 1424 -0241显示出缺乏爆炸性α燃烧元素Si、Ca和Ti，并伴有EMP星的正常比例[Mg/Fe]; Mg是通过流体静力学α燃烧产生的。SNII中最新的核合成模型未能再现HE 1424 -0241中所见的丰度比，因为它们探索了核心坍缩爆炸的参数空间的任何组合。
2007-03-13 astro-ph
Evolution of the First Stars: CNO Yields and the C-rich Extremely Metal Poor Stars
旋转的大质量恒星在$Z=10^{-8}$和$10^{-5}$通过恒星风失去了大部分的初始质量。非常低的$Z$恒星的旋转增强风的化学成分是非常特殊的。风表现出大的CNO增强的$10^3$到$10^7$的因素，连同大量过剩的$^{13}$ C和$^{17}$ O和适量的Na和Al。当这些来自旋转增强风的喷出物被来自相应CO核的超新星喷出物稀释时，我们发现[C/Fe]，[N/Fe]，[O/Fe]丰度比非常类似于在富C极贫金属星（CEMP）中观察到的丰度比。我们发现，旋转AGB星和旋转的大质量恒星对CNO增强的影响大致相同。s-过程元素的丰度和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值可以帮助我们区分AGB和大质量恒星的贡献。总的来说，我们强调了旋转对极端贫金属星化学产额的主导作用。
2005-11-02 astro-ph
NLTE determination of the aluminium abundance in a homogeneous sample of extremely metal-poor stars
目标：铝是限制化学富集模型和第一颗超新星产额的关键元素。但是，在极贫金属（EMP）恒星中获得精确的铝丰度需要仔细考虑非LTE效应。研究方法：用改进的MULTI程序计算了53颗贫金属星的蓝共振铝谱线的NLTE剖面，并与观测结果进行了比较。结果如下：通过这些新的测定，样本中的所有恒星都显示出接近太阳值的Al/Fe比：[Al/Fe] =-0.06 +- 0.10，散射非常小。这些结果进行了比较，使用不同的SN II模型的化学演化的晕模型，并与最近的计算是兼容的。富钠巨星并没有发现富铝，因此，正如预期的那样，这些巨星中的对流只会将Ne-Na循环的产物带到表面。
2008-02-11 astro-ph
Nucleosynthesis in Black-Hole-Forming Supernovae and Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
质量大于$\sim$ 20 - 25 \ms的恒星在演化结束时会形成一个黑洞。具有非旋转黑洞的恒星可能会“安静地”坍缩，喷出少量的重元素（暗超新星）。相比之下，有旋转黑洞的恒星可能会产生非常活跃的超新星（Hypernovae）。我们提出了这两种类型的“形成黑洞”的超新星不同的核合成功能。超超新星核合成的特征是具有较大的丰度比（Zn，Co，V，Ti）/Fe和较小的丰度比（Mn，Cr）/Fe，这可以解释在极贫金属恒星中观测到的这些比值的趋势。暗超新星中的核合成以大量的回落为特征。我们发现最近发现的最贫铁的恒星，HE 0107 -5240，和其他极端贫金属的富碳恒星的丰度模式是符合的黑洞形成的超新星，但不是对不稳定超新星。这表明形成黑洞的超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化做出了重要贡献。最后，我们讨论了第一（流行III）明星的性质。
2003-06-21 astro-ph
Supernova Nucleosynthesis and Extremely Metal-Poor Stars
我们研究了第三星族$40M_\odot$星喷流诱发爆炸的流体动力学和核合成性质，并与贫金属星的产额丰度模式进行了比较。结果表明：（1）Fe峰产物的抛射和未加工物质的回退可以解释极贫金属（EMP）星的丰度分布;（2）不同能量沉积率的喷流引发的爆炸可以解释极贫金属星丰度分布的多样性。此外，爆炸后的丰度分布和产额的角度依赖性的模型与高和低能量沉积率$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$和$1.5\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$。我们还发现，缺硅贫金属星HE 1424- 0241的特殊丰度模式可以由含$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$的模型的$θ=30^\circ-35^\circ$的角定界产额再现。
2008-10-01 astro-ph
SBS 1150+599A: an extremely oxygen-poor planetary nebula in the Galactic halo?
我们报告SBS 1150+ 599 A的分光光度研究结果，并根据我们的数据讨论了这个对象的性质。我们的研究表明SBS 1150+ 599 A很可能是一个位于星系晕的行星状星云，而不是第二次Byurakan巡天的作者们最初根据低分辨率光谱提出的激变变星。我们使用行星状星云分析工具进一步阐述了SBS 1150+ 599 A（现在成为PN G135.9+55.9）的性质。我们的光电离模型显示，为了符合观测的限制，星云中的氧丰度可能非常低，大约是太阳的1/500，比迄今为止已知的最贫氧的行星状星云低一个数量级。这一发现对我们理解行星状星云的形成和星系晕的演化具有重要意义。
2001-04-12 astro-ph
Yields of Population III Supernovae and the Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
极贫金属（EMP）恒星的丰度模式为我们提供了在Pop III或EMP环境中形成的超新星（SNe）核合成的重要信息，从而为宇宙中第一批恒星的性质提供了重要信息。我们审查核合成产量的各种类型的SNe，集中在核心崩溃（黑洞形成）SNe与各种祖质量，爆炸能量（包括超新星），和非球面。我们讨论的影响，所观察到的趋势之间的铁峰元素的丰度比，和大的C/Fe比观察到的某些EMP星，特别注意最近发现的超贫金属（HMP）星。结果表明，[Fe/H] < -5的HMP星和其它EMP星的丰度分布与黑洞形成超新星的丰度分布相一致，而与对不稳定超新星的丰度分布不一致。这表明形成黑洞的超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化做出了重要贡献。最后，我们讨论了第一（流行III）明星的性质。
2006-03-16 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis of Weak r-Process Elements in Extremely Metal-Poor Core-Collapse Supernovae
有人试图用比Zn轻的元素的超新星核合成模型来拟合极端贫金属恒星的丰度模式。另一方面，观测表明，EMP星的存在具有特别高的“弱r过程元素”Sr，Y和Zr的比例。虽然提出了几种可能的过程，这些元素的起源，完整的解决方案，重现这些比例尚未找到。为了重现这些恒星的丰度模式，我们研究了一个模型，从传统的质量削减的内部区域的中子丰富的物质喷射。我们发现，在高能超新星（或称“超超新星”）中，爆发性核合成可以再现Sr、Y和Zr的高丰度，而在正常超新星中，核合成不能使Sr、Y和Zr的丰度增加。我们的结果意味着，如果这些元素是从一个正常的超新星喷出，核合成在更高的熵流比超新星激波是必需的。
2008-10-31 astro-ph
MMT observations of new extremely metal-poor emission-line galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们提供了从斯隆数字巡天数据发布5中选出的13个极贫金属发射线星系中20个H II区域的6.5米MMT分光光度法，其中[O III] 4959/H β < 1，[N II] 6583/H β < 0.05。电子温度敏感的发射线[O III] 4363中检测到13 H II区域允许直接丰度测定。在剩余的H II区域的氧丰度是使用半经验方法得出的。我们样本中星系的氧丰度范围为12+logO/H ~ 7.1至~ 7.8，其中10个H II区域的氧丰度低于7.5。最低的氧丰度分别为12+logO/H = 7.14+/-0.03和7.13+/-0.07，位于蓝矮星系SDSSJ 0956 +2849=DDO 68的两个H II区域，使其成为仅次于SBS 0335- 052 W的第二个金属缺乏的发射线星系。
2007-04-29 astro-ph
Abundances of Extremely Metal-Poor Star Candidates
我们目前的化学丰度为110颗恒星确定的目标棱镜调查的候选人是非常贫金属。丰度来自高S/N，中等分辨率的光谱与凯克天文台Echelle光谱仪和成像仪获得。另外25颗恒星的丰度范围从[Fe/H] $=-1.5$到-3.2不等，观测结果用于帮助校准我们的分析和确定丰度测定的准确性。测量了程序星的Fe、Mg、Ca、Ti、Cr和Ba丰度，精度约为0.3 dex。在我们的样本中，有53颗恒星的[Fe/H]<=-2，22颗恒星的[Fe/H]<= -2.5，13颗恒星的[Fe/H]<=-2.9。令人惊讶的是，大约三分之一的样品相对富含金属，[Fe/H]>-1.5。除了识别出一些极贫金属的恒星外，这项研究还表明，用凯克中阶梯光谱仪和成像仪获得的中等分辨率光谱在适度的曝光时间（约20分钟）内产生了相对准确的V=14的恒星丰度。如果到目前为止[Fe/H]<-4的难以捉摸的恒星大多比V=15更暗，这种能力将被证明是有用的。
2004-08-12 astro-ph
The Frequency of Carbon Stars Among Extremely Metal-Poor Stars
我们证明了汉堡/ESO调查（以及过去香港调查的推断）确定的[Fe/H]值对于某些极贫金属的高C增强巨星存在系统标度误差。这些标度误差的结果是：a）最近文献中的几篇论文高估了极低金属丰度的碳星比例b）已知的极贫金属星数量略低于最近文献中引用的数量c）HES巡天对极贫金属星的产量略低于最近文献中的说法。在HES样本中，碳星在-4 < [Fe/H] < -2.0 dex的巨星中的频率初步估计为7.4 +-2.9%;加上对[C/Fe] > 1.0 dex的C增强巨星的估计，没有可检测到的C2带，这一比例提高到14 +-4$%。我们依赖于从HES中选出的[Fe/H] < -3.0 dex的恒星的大量均匀详细丰度分析的结果来建立这些声明。我们发现，从凯克的HIRES获得的较冷（Teff <5200 K）C星的铁金属丰度比通过HES项目分析中等分辨率后续光谱所使用的算法获得的高约10倍，这与HK巡天最近使用的算法相同。这种错误的Fe-丰度估计的C-星产生的KP（3933 A线的Ca II）的连续带通，特别是HP 2（H δ）指数用于估计[Fe/H]由于强分子带吸收的发射通量的降低。
2005-10-04 astro-ph
Discovery of An Extremely Metal--Poor Galaxy: Optical Spectroscopy of UGCA 292
本文给出了UGCA 292（CVn I dwA）中两个HII区的光谱结果。UGCA 292是在一次盲视HI巡天中首次发现的一个邻近的（D=3.1 Mpc）富气矮不规则星系（M_H/L_B ~ 6.9）。其氧丰度是已知恒星形成星系中第三低的[12 + log（O/H）= 7.30 +/- 0.05]，使UGCA 292成为已知最近的贫金属星系之一。得出的N/O比与其他低金属量星系中发现的相似[log（N/O）= -1.47 +/- 0.10]，表明氮的主要来源。导出的氧丰度是符合这个低质量星系的封闭盒化学演化。观察到的蓝色、高气体质量分数和低金属含量表明UGCA 292相对未演化。讨论了未来盲HI调查可能会产生类似的低金属丰度星系的可能性。
2000-09-07 astro-ph
A new imprint of fast rotators: low 12C/13C ratios in extremely metal-poor halo stars
快速恒星自转是目前最有希望在贫金属大质量恒星中产生原生氮的机制。在金属丰度$Z=10^{-8}$的快速旋转模型的产量计算的化学演化模型可以解释在正常的贫金属晕星中观察到的高N/O丰度。如果像人们所相信的那样，中等质量恒星没有足够的时间在如此低的金属丰度下对星际介质的富集做出贡献，那么上述结果就构成了在原始宇宙中存在快速旋转体的一个强有力的例子。快速旋转恒星模型的一个重要结果是产生了大量的原生13 C。因此，我们的目标是研究低金属丰度下快速自转对星际介质中12 C/13 C比值演化的影响。我们预测，如果快速旋转的大质量恒星是早期宇宙中的常见现象，那么具有与我们的星系晕相似的恒星形成历史的星系的原始星际介质的12 C/13 C比值应该在30-300之间。在没有快速旋转子的情况下，预测的12 C/13 C比率在[Fe/H]=-3.5时将为$\sim$ 4500，在[Fe/H]=-5.0左右时增加到$\sim$ 31000。目前关于星系晕中非常贫金属的巨大正常星的数据与包括快速旋转子在内的化学演化模型更吻合。为了验证我们的预测，需要对更多极端贫金属巨星和关闭恒星的12 C/13 C进行具有挑战性的测量。
2007-12-20 astro-ph
Extremely metal-poor star-forming galaxies. New detections and general morphological and photometric properties
本文利用3.6米ESO望远镜对SDSS DR 4和6dFGRS中发现的7个恒星形成矮星系的8个HII区进行了长缝光谱研究。此外，我们还利用SDSS成像数据研究了样本星系的光度结构。根据3.6米望远镜的光谱，我们确定这些系统的氧丰度为7.3<12+log（O/H）<7.6，使它们成为迄今发现的最贫金属的SF星系之一。我们的光度分析显示，在所有样本星系中，都有一个中等蓝色的恒星宿主星系。在这里研究的所有星系和以前研究的所有极端缺乏金属的SF星系中检测到恒星宿主意味着它们不太可能形成第一代恒星。关于其宿主星系的结构特性，我们证明了这些系统是无法区分的蓝色紧凑矮（BCD）星系。然而，与大多数（>90%）以红色椭圆形宿主星系为特征的BCD不同，极端贫金属的SF矮星（以下称为XBCD）显示出中等蓝色和不规则的宿主星系。这与年轻的演化状态相一致，在标准恒星形成历史的框架中，这意味着几个XBCD在过去的2 Gyr中形成了大部分恒星质量。一个大部分的XBCD揭示了彗星的形态，由于存在激烈的SF活动在一个边缘的细长的主机星系与逐渐减少的表面亮度向其对跖端。
2008-09-07 astro-ph
Evolution and Yields of Extremely Metal Poor Intermediate Mass Stars
计算了5种初始质量（2 ~ 6 Msun）、金属丰度Z=0.0001的中等质量恒星从主序星到AGB尖端的演化恒星演化轨迹。详细的一维结构和演化模型包括指数超调，质量损失和一个详细的核合成网络与更新的核反应率。该网络包括一个两粒子重中子汇近似中子密度在He壳闪光。它示出了如何中子捕获核合成是重要的，在非常低的金属丰度的模型中形成轻中子重的物种，如钠或重氖和镁同位素。模型具有高分辨率，这是第三次挖掘建模所需的。当所有包膜质量丢失时，从主序列前到AGB结束，遵循所有序列。详细的结构和化学模型的属性以及产量。这组恒星模型是基于标准假设和更新的输入物理。它可以面对极端贫金属星的观测，并可用于评估AGB星在相应低金属量的某些球状星团成员丰度异常起源中的作用。
2004-07-28 astro-ph
The Connection between Gamma-Ray Bursts and Extremely Metal-Poor Stars as Nucleosynthetic Probes of the Early Universe
长伽玛暴与Ic型超新星（SNe）之间的联系揭示了有趣的多样性：（i）GRB-SNe，（ii）非GRB超新星（HNe），（iii）X射线闪光（XRF）-SNe，（iv）非SN伽玛暴（或暗HNe）。我们发现，在上述多样性中发现的核合成特性与极端贫金属（EMP）星丰度模式的变化有关，例如C，Co，Zn相对于Fe的过量。我们解释这样一个连接在一个统一的方式作为核合成超非球面（射流诱导）爆炸波普III核心崩溃SNe。结果表明：（1）具有大能量沉积率的爆发（$\dot{E}_{\rm dep}$）是以GRB-HNe的形式观测到的，它们的产额可以解释正常EMP星的丰度;（2）具有小能量沉积率的爆发（$\dot{E}_{\rm dep}$）是以没有亮SNe的GRB形式观测到的，它们可以解释富C EMP星（CEMP）和超贫金属星（HMP）的形成。因此，我们认为GRB-HNe和非SN GRB（暗HNe）属于一个连续系列的BH形成恒星死亡与不同的$\dot{E}_{\rm dep}$的相对论喷流。
2008-03-13 astro-ph
Two extremely metal-poor emission-line galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
利用3.6米ESO望远镜对Sloan数字巡天（SDSS）的DR 4数据中的两个发射线星系J2104-0035和J 0113 +0052进行了光谱观测。根据我们的数据，我们确定这两个系统的氧丰度分别为12+logO/H = 7.26+/-0.03和7.17+/-0.09，使它们成为SDSS中迄今发现的两个最缺金属的星系，并将它们置于迄今发现的五个最缺金属的发射线星系之列。它们的氧丰度接近两个已知的最缺乏金属的发射线星系：SBS 0335 - 052 W，12+logO/H = 7.12+/-0.03和I Zw 18，12+logO/H = 7.17+/-0.01。
2006-04-11 astro-ph
CS 22957-027: A carbon-rich extremely-metal-poor star
我们对极贫金属星CS 22957-027进行了高分辨率光谱分析，Beers等人（1992）注意到它具有相当强的G带。对于Teff = 4839 K，从宽带测光，我们的分析得到log g = 2.25，和非常低的金属丰度[Fe/H]=-3.43 +/- 0.12。碳-铁比相对于太阳值增加了约2倍，类似于Norris等人（1997 a）和Barbuy等人（1997）讨论的少数其他富碳缺金属恒星。从12 C13 C（1，0）Swan带头和13 CH线，同位素比12 C/13 C约为10，表明13 C富集。氮也被发现增加了约1倍。令人惊讶的是，发现s-过程元素Sr和Ba相对于太阳的丰度不足，[Sr/Fe]=-0.91和[Ba/Fe]=-0.93。这颗恒星的低光度要求化学富集来自演化的伴星的质量转移，而不是自我污染的疏浚过程。然而，s-过程元素Sr和Ba异常低，彼此的太阳比与“经典”CH星中发现的不同。最后，我们注意到，由于13 CH的一个功能是与Th II 401.9129 nm共振线重合。该混合物是相关的核年代学使用Th II线在这些极贫金属的恒星，当显着的13 C是存在的。
1997-12-17 astro-ph
Dust and hydrogen molecules in the extremely metal-poor dwarf galaxy SBS 0335-052
在星系演化的早期阶段，金属丰度通常较低，附近贫金属的恒星形成星系可能为原始恒星的形成提供模板。特别是，这些物体的尘埃含量非常重要，因为早期的分子形成可以发生在颗粒上。为了深入了解高红移的原始星系，我们研究了附近极低金属量星系SBS 0335-052的尘埃含量，该星系拥有一个非常年轻的星暴（<1000万年）。在年轻的星系中，II型超新星的尘埃形成率决定了尘埃的数量，并通过将最近的研究结果纳入II型超新星的尘埃生产模型的尘埃含量的演变。如果恒星形成区是致密的（< 100 pc），正如SBS 0335-052的观测所表明的那样，我们的模型一致地解释了这个低金属量天体中的尘埃数量，远红外光度和尘埃温度。我们还讨论了H_2丰度。该区域的致密性对H_2的形成是重要的，因为尘埃对紫外光子的光学深度变大，H_2的解离被抑制。最后，我们专注于阻尼Ly α系统的影响。
2002-01-08 astro-ph
New Extremely Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
我们对8颗[Fe/H] < -3.5 $ dex, four of which are new. Only stars with 4900 < Teff< 5650 K are included. Two stars of the eight are outliers in each of several abundance ratios. The most metal poor star in this sample, HE1424-0241, has [Fe/H] ~ -4 dex and is thus among the most metal poor stars known in the Galaxy. It has highly anomalous abundance ratios unlike those of any other known EMP giant, with very low Si, Ca and Ti relative to Fe, and enhanced Mn and Co, again relative to Fe. Only (low) upper limits for C and N can be derived from the non-detection of the CH and NH molecular bands. HE0132$…
2007-09-01 astro-ph
The Abundance Evolution of Oxygen, Sodium and Magnesium in Extremely Metal-Poor Intermediate Mass Stars: Implications for the Self-Polution Scenario in Globular Clusters
本文给出了一颗贫金属中等质量恒星M_ZAMS=5M_sun，Z=0.0001中O_（16），Ne_（22），Na_（23）和镁同位素表面丰度演化的完整恒星演化和参数模型。O 16和Ne 22是由渐近巨星分支上热脉冲后的第三次上挖注入包层的。这些物种和最初存在的Mg 24被耗尽的热底部燃烧（HBB）在脉冲间阶段。结果，Na 23、Mg 25和Mg 26被增强。如果HBB温度足够高以使该过程有效地耗尽氧，则首先产生Na 23，然后在脉冲间阶段期间耗尽。虽然同时耗尽的O 16和增强的Na 23是可能的，所需的微调的疏浚和HBB投下了一些怀疑这个过程的鲁棒性的起源观察到的O-Na反相关的球状星团恒星。然而，一个非常强大的预测，我们的模型是低Mg 24/Mg 25和Mg 24/Mg 26的比例，只要显着的O 16耗尽可以实现。这似乎与最近在球状星团NGC 6752中观测到的镁同位素比率形成鲜明对比。
2003-05-26 astro-ph
Measurement of the Europium Isotope Ratio for the Extremely Metal-Poor, r-Process-Enhanced Star CS31082-001
我们报告的第一次测量的铕的同位素分数（151 Eu和153 Eu）的极端贫金属，r-过程增强的恒星CS31082-001，基于高分辨率光谱与斯巴鲁望远镜高色散光谱仪获得。我们还获得了两个类似的恒星，以前的铕同位素测量，CS22892-052和HD 115444的这个比率的新测量。测量是通过观察这些光谱中最受同位素位移和超精细分裂影响的Eu线进行的。CS31082-001、CS22892-052和HD 115444的151 Eu分数分别为0.44、0.51和0.46，不确定度约为+/-0.1。CS31082-001是第一颗在太阳系外对U进行有意义测量的恒星，已知它在锕系元素和稀土元素之间表现出特殊的丰度比（例如，Th/Eu），与其他具有大量过量r-过程元素的恒星（如我们的两个比较对象）的比值明显不同。尽管如此，我们的分析表明，在误差范围内，CS31082-001的Eu同位素比与其他r过程增强的天体以及太阳系物质的Eu同位素比一致。
2002-11-28 astro-ph
Spectroscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with Subaru/HDS:I. Observational Data
我们用为8.2米斯巴鲁望远镜制造的高色散光谱仪获得了22颗贫金属星（[Fe/H] $\la$ -2.5）的高分辨率（R $\simeq$ 50，000或90，000）、高质量（S/N $\ga$ 100）光谱。光谱覆盖的波长范围从3500到5100埃;等效宽度测量孤立线的许多元素的物种，包括$α$元素，铁峰元素，轻和重的中子捕获元素。误差的测量和比较与以前的研究进行了讨论。这些数据将在本系列的以下论文中用于进行详细的丰度分析。径向速度也报告，并与以前的研究进行比较。至少有一颗中度r过程增强的贫金属恒星HD 186478，显示出小幅度径向速度变化的证据，证实了之前提到的双星状态。在这个初始计划的过程中，我们发现了一颗新的中度r过程增强的、非常贫金属的恒星CS 30306-132（[Fe/H] $= -2.4$ ; [Eu/Fe] $= +0.85$），在配套论文中对此进行了详细讨论。
2004-02-12 astro-ph
Carbon Rich Extremely Metal Poor Stars: Signatures of Population-III AGB stars in Binary Systems
我们使用剑桥恒星演化程序STARS来模拟零金属丰度中等质量恒星的演化和核合成。我们调查的双重性对这些系统的核合成输出和潜在的丰度的secondaries的效果。零金属丰度星表面经二次疏浚后富集CNO元素。在双星相互作用过程中，如洛希瓣溢出或风吸积，金属可以从这些恒星中释放出来，并富集CNO同位素。我们研究了已知的两颗最贫金属的恒星HE 0107-5240和HE 1327-2326的形成。HE 0107-5240所观测到的碳和氮的丰度可以通过第二次挖掘后从七颗太阳恒星的伴星增强风中吸积物质来重现，尽管氧和钠的产生不足。我们推测，HE 1327-2326，这是更丰富的氮和锶，可能同样形成的风吸积在稍后的AGB阶段后，第三次疏浚。
2007-03-27 astro-ph
The IMF of Extremely Metal-Poor Stars and the Probe into the Star-Formation Process of the Milky Way
基于对星系晕中极贫金属星（EMP）的观测，讨论了银河系的恒星形成历史，以了解早期宇宙的演化和结构形成。EMP星的初始质量函数（IMF）是由EMP幸存者中碳增强EXP（CEMP）星的观测分数导出的，CEMP星被认为起源于具有质量转移的密近双星系统的演化。根据EMP星的演化理论和双星演化理论，我们发现金属丰度[Fe/H]<-2.5的恒星是在典型质量~10M_sun时形成的。由此获得的顶重IMF被用于研究银河系的早期化学演化。我们构建的合并历史，我们的银河系半解析，并推导出金属丰度分布函数（）的低质量EMP星的生存日期，考虑到贡献的二元系统。结果表明，由此产生的EMPs可以很好地再现所观察到的分布的EMP幸存者，特别是，他们几乎都来自一个较小的质量的伴侣在双星系统。我们还研究了首发星对EMP星的影响。
2007-10-24 astro-ph
Discovery of Eight New Extremely Metal--Poor Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们报告了利用斯隆数字巡天（SDSS）光谱学发现的8个新的极贫金属星系（XMPG; 12+log（O/H）< 7.65）和4个先前已知或怀疑的XMPG（IZw 18，HS 0822 +3542，HS 0837 +4717和A1116+517）。这些新天体是在对天空中3000度范围内的250，000个星系光谱进行分析后确定的。我们的氧丰度测定具有$\le$ 0.1 dex的精度，并且基于温度敏感的[O { \sc iii}] $λ$ 4363电子线和电子温度的直接计算。我们简要地讨论了一种利用[O { \sc ii}] $λ$ 7319，7330发射线测定氧丰度的新方法，由于[O { \sc ii}] $λ$ 3727发射线落在SDSS波长范围之外，因此该方法对红移为$\le$ ~0.024的SDSS发射线光谱特别有用。我们检测到XMPG的红移范围从0.0005到0.0443和$M_g$亮度从$-$ 12 \fm 4到$-$ 18 \fm 6。我们的八个新XMPG使已知缺金属星系的数量增加了大约四分之一。对于$r$ $\le$ 17和\fm 77，XMPG的估计表面密度为0.004 deg $^{-2}$。
2003-07-23 astro-ph
The Connection between Gamma-Ray Bursts and Extremely Metal-Poor Stars: Black Hole-forming Supernovae with Relativistic Jets
长持续时间的伽马射线暴（GRB）被认为与发光和高能的超新星（SNe）有关，称为超新星（HNe），由黑洞（BH）形成的大质量恒星坍缩造成。然而，对于最近附近的伽玛暴~060505和060614，预期的SNe没有被检测到。SN亮度的上限比GRB相关的HNe（GRB-HNe）弱约100倍，对应于$M({\rm ^{56}Ni})\sim 10^{-3}M_\odot$的喷射$^{56}$ Ni质量的上限。SNe和少量的$^{56}$ Ni喷射被观察为微弱的II型SNe。HNe和微弱的SNe被认为是极贫金属（EMP）恒星形成的原因。本文研究了相对论性喷流引起的40颗$M_\odot$星BH形成爆炸，并提出了流体动力学和核合成模型。这些模型可以统一地解释GRB-HNe和无亮SNe的GRB。它们与EMP星的联系也被讨论。我们认为，没有明亮的SNe的伽玛暴可能合成$\Mni\sim 10^{-4}$ $10^{-3}M_\odot$或$\sim 10^{-6}M_\odot$。
2007-02-19 astro-ph
HS 0822+3542 - a new nearby extremely metal-poor galaxy
本文介绍了一个新的蓝色致密星系（BCG）HS 0822+3542的分光光度计和BVR CCD光度计以及综合HI射电测量结果，该星系具有极低的氧丰度：12+log（O/H）= 7.35，或太阳值的1/36。该星系是继I Zw 18和SBS 0335-052之后第三个最缺乏金属的BCG。它的气体质量分数非常高（约占所有可见质量的95%），其下方的蓝色星云也与SBS 0335-052相似。这表明HS 0822+3542是最近开始的第一个恒星形成（SF）插曲的最近和最暗的星系之一。它的性质意味着，对于这样的星系，至少在重子质量范围（0.3-20）× 10^8 M_sun内，主要参数存在线性标度。总质量的估计表明，该星系是动态主导的暗物质（DM）晕，这本身是一个最小的星系质量。
2000-03-22 astro-ph
Physical Mechanism for the Intermediate Characteristic Stellar Mass in the Extremely Metal-poor Environments
如果尘埃中有很大一部分金属，则金属丰度高于临界值~10^{-6}-10 ^{-5}Z_sun的恒星形成核心能够通过尘埃冷却而碎裂，从而产生低质量的核心。尽管高于临界金属丰度，但发现在10^{-5}-10 ^{-4}Z_sun附近存在金属丰度范围，在该范围内禁止低质量碎裂。在这个温度范围内，三体H_2的形成始于低温（~ 100 K），由此产生的加热引起剧烈的温度跃变，使恒星形成核心的中心部分瞬时流体静力学，从而形成高度球形。由于伸长量很小，芯在随后的粉尘冷却阶段不会发生碎裂。最小碎裂质量是在H_2生成加热前的Jeans质量，其值可达~10M_sun。当金属丰度高于~10^{-4}Z_sun时，在三体反应开始之前，H_2的形成几乎已通过尘埃表面反应完成，从而有可能形成低质量恒星。这一机制可能解释了贫金属恒星的特征质量高于从碳增强恒星的统计数据中推测的太阳附近的特征质量。
2008-02-07 astro-ph
Confirmation of SBS 1150+599A As An Extremely Metal-Poor Planetary Nebula
SBS 1150+ 599 A是在第二次Byurakan巡天中发现的一颗位于高银河纬度的蓝色恒星。本文提供了SBS 1150+ 599 A的新的高分辨率图像，证明它很可能是Tovalian等人（2001）提出的星系晕中的一个古老的行星状星云。用WIYN 3.5米望远镜和它的“倾斜/倾斜”模块拍摄的H-α图像显示星云的直径为9.2”，与Tovelian等人根据光谱估计的直径相当。来自MMT和FLWO望远镜的新光谱显示了强[Ne V] lambda 3425的存在，表明中心恒星温度必须> 100，000 K。修正后的直径，新的中心恒星温度和改进的中心恒星光度，我们可以约束星云的光电离模型显着比以前更好。由于排放线数据集稀疏，模型仍然不是结论性的。然而，我们确认这个星云是一个极度贫金属的行星状星云，O/H值小于1/100太阳，可能低至1/500太阳。
2002-09-04 astro-ph
The Origin of Carbon-Enhancement and Initial Mass Function of Extremely Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
众所周知，碳增强极贫金属（CEMP）星在星系晕的极贫金属（EMP）星中占有相当大的比例，远远大于星族II星中的CH星。我们调查他们的起源，考虑到一个额外的进化路径的表面碳富集，引发氢吞没氦闪对流，在电磁脉冲星的$[Fe/H] \lesssim -2.5$。这一过程不同于第三次挖掘，在更多的金属丰富的恒星，也在EMP星的运作。在EMP星双星系统中，次级星通过质量转移从中低质量的主星转化为CEMP星，并发展了表面碳增强。我们的双星方案不仅可以预测碳的丰度变化，而且还可以预测氮和s过程元素的丰度变化，并合理地解释了观测到的性质，如恒星的碳丰度分布，双星周期和演化阶段。此外，从观测到的有和没有s过程元素增强的CEMP星的频率，我们证明了在对轨道间距和双星质量比分布的合理假设下，EMP星的初始质量函数需要给出平均质量$~10\msun$.这也表明，目前观测到的EMP星完全是作为双星的次级成员诞生的，它们构成了总质量为$~10^8\msun$的EMP双星系统的$\sim 10%$残余;除了有白矮星伴星的CEMP星之外，它们中的很大一部分经历了伴星的超新星爆炸。我们讨论的影响，目前的结果有关的星系晕的形成。
2006-10-23 astro-ph
Supernova Nucleosynthesis in Population III 13 -- 50 $M_{\odot}$ Stars and Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
我们进行流体动力学和核合成的核心坍缩超新星（SNe）和超新星（HNe）的人口（Pop）III星的计算。我们提供了新的产额的主序列的质量$M_{\rm MS}=13-50$ $M_{\odot}$和爆炸能量的$E=1-40\times10^{51}$尔格申请化学演化研究。我们的HN产量的基础上的混合回落模型的爆炸再现观测到的丰度模式的极贫金属（EMP）的恒星（$-4< {\rm [Fe/H]}< -3$），而非常贫金属（VMP）的恒星（$-3<{\rm [Fe/H]} < -2$）再现的正常SN产量集成在Salpeter初始质量函数。此外，观测到的EMP星丰度比[X/Fe]对[Fe/H]的小色散趋势可以再现为由$M_{\rm MS}$和$E$的各种组合产生的序列。这是因为我们采用了经验关系式，即更大质量的HNe会喷出更大量的Fe。我们的研究结果表明，所观察到的趋势与小的色散并不一定意味着快速均匀混合在早期的银河系晕在[Fe/H] $< -3$，但可以复制的“不稳定”的化学演化模型。此外，我们研究如何修改的电子摩尔分数$Y_{\rm e}$的分布和密度的presupernova模型提高与观测的一致性。在这方面，我们讨论了中微子驱动的风和吸积盘的核合成的可能贡献。
2007-01-25 astro-ph
The Nearby and Extremely Metal-Poor Galaxy CGCG 269-049
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）和斯皮策太空望远镜的图像和测光的极端贫金属（Z = 0.03 Z_sol）蓝矮星星系CGCG 269-049。HST的图像显示了大量的红巨星和渐近巨星分支恒星，排除了该星系最近形成的可能性。根据红巨星分支尖端的星等，我们测量到CGCG 269-049的距离只有4.9 +/- 0.4 Mpc。该星系的光谱能量分布在~3.6 - 70微米之间，也最适合于来自主要为~10 Gyr的恒星的辐射，其中热尘埃辐射的温度为52 +/- 10 K。HST和Spitzer测光表明CGCG 269-049的恒星质量中有超过60%是由年龄约为10 Gyr的恒星组成的，与其他蓝矮星系相似。我们的HST H-alpha图像没有显示超新星驱动的外流可能从星系中移除金属的证据，我们也没有发现过去发生过这种外流的证据。再加上CGCG 269-049的中性氢质量与恒星质量之比很大（约为10），这些结果与最近的模拟结果一致，即本地矮星系的金属缺乏主要是由于恒星形成效率低下，而不是年轻或超新星喷出物逃逸。
2007-11-05 astro-ph
The Frequency of Carbon Rich Stars Among Extremely Metal Poor Stars
我们证明，有系统的尺度误差[Fe/H]值确定的汉堡/ESO调查（和香港调查的推断）的某些极端贫金属（EMP）的高C增强巨星。这些标度误差的后果是：a）在最近的文献中，有几篇论文大大高估了极低金属丰度的碳星的比例b）已知的EMP星的数量略低于最近文献中引用的数量c）HK和HES巡天对EMP星的产量略低于最近文献中的说法。在HES样本中，碳星在-4 < [Fe/H] < -2.0 dex的巨星中的频率初步估计为7.4 \pm 2.9%，在[C/Fe] > +1.0 dex的富碳巨星中的频率为14.4 \pm 4%。在这里，我们提出了详细的丰度分析的关键结果的14个C-星从HES作为候选EMP星，50个这样的恒星分析。大约80%的C-星也显示出高度增强的Ba，C增强了大约100倍，[Ba/C]大约是太阳的。这些星经常显示出明显的铅线，其余20%的C星没有显示出Ba峰周围s过程中子捕获元素的增强。它们往往是研究过的最贫金属的恒星。我们认为，所有这些EMP的C-星的残余物中的质量传递的二元系统，前主要是AGB星，在该演化阶段转移大量的质量。（由于篇幅限制，发表的摘要将缩短）
2005-06-30 astro-ph
Morphological and Luminosity Content of Poor Galaxy Groups
我们发现，早型星系在穷人组（包含从4到10名成员）的分数是一个弱的增加的功能的组成员的数量，是约两倍以上的孤立星系的样本。我们还发现，随着早型星系比例的增加，星系群速度色散也有微弱的增加。贫星系群中的早型星系在近红外线上比孤立星系亮0.75 mags（以K为单位），在蓝色上也亮0.5 mags。我们还发现，早期类型的星系群比那些在外地红。这些发现表明，早型星系在过密区的形成历史是不同的，在欠密区，它们的形成集团是由合并过程触发。
2004-11-04 astro-ph
Dust in the Extremely Metal-Poor Blue Compact Dwarf Galaxy IZw18: The Spitzer Mid-Infrared View
IZw 18是一个蓝色致密矮（BCD）星系，在恒星形成物体中测量的金属丰度排名第二低，斯皮策太空望远镜上的所有三台仪器都对它进行了观测。我们目前最深的5 - 36微米中红外（中红外）光谱的这个星系尚未获得，以及3.6至70微米的成像结果。与SBS0335 - 052E（另一种具有类似金属性的碱性催化剂）一样，IZw18没有检测到多环芳烃（PAH）的排放。然而，IZw18的连续辐射，从15到70微米，有一个更陡峭的斜率，更典型的太阳丰度的星爆星系的特征。由红外精细结构谱线测得的氖丰度约为1/23 Z_sun，硫丰度约为1/35 Z_sun，与由光学谱线测得的星云氧丰度1/30 Z_sun基本一致。这表明这个星系的红外发射区的消光很低，也与光学巴耳末线比率一致。
2007-03-12 astro-ph
Bipolar Supernova Explosions: Nucleosynthesis & Implication on Abundances in Extremely Metal-Poor Stars
研究了双极超新星爆炸中的流体动力学和爆炸核合成，以解释超新星的一些特殊性质以及贫金属星的特殊丰度模式。爆炸被认为是由两极喷流驱动的，而两极喷流是由中心残骸上的吸积提供动力的。我们探讨了爆炸的特点与不同的祖细胞的质量和射流属性。结果与传统的球形模型不同。(1)在双极模型中，富铁材料沿射流轴高速喷射，而富氧材料占据中心区域，其密度由于从侧面连续吸积而变得非常高。这种位形可以解释超新星的光变曲线和星云光谱中的一些特殊现象。(2)$^{56}$ Ni的生成量往往小于球形热弹模型中的生成量。为了解释在超新星中观测到的大量$^{56}$ Ni，喷流应该是在致密残余质量仍然小于$2-3\msun$时开始的，或者喷流应该是非常大质量和缓慢的。(3)喷出的同位素按速度递减的顺序分布如下：速度最高的是$^{64}$ Zn、$^{59}$ Co、$^{56}$ Fe、$^{44}$ Ti和$^{4}$ He，速度中等的是$^{55}$ Mn、$^{52}$ Cr、$^{32}$ S和$^{28}$ Si，速度最低的是$^{24}$ Mg、$^{16}$ O。(4)（Zn，Co）/Fe丰度比增加，（Mn，Cr）/Fe丰度比降低。这可以解释极端贫金属恒星的丰度模式。这些模型和观测结果之间的一致性表明，超新星是由双极喷流驱动的，并对早期银河系的化学演化做出了重大贡献。
2003-08-08 astro-ph
Finding the Most Metal-poor Stars of the Galactic Halo with the Hamburg/ESO Objective-Prism Survey
我回顾了汉堡/ESO客观棱镜调查（HES）的极端贫金属晕星的搜索状态。从329个（共380个）HES观测场中选出了2194颗贫金属可关恒星和6133颗14 < B < 17.5等的巨星，覆盖了南河外天区6400平方度的有效面积。到目前为止，已经获得了3200个候选者的中等分辨率的后续观测结果，并且已经发现了约200颗[Fe/H] <-3.0的新星，这是所有以前的调查所确定的极低金属量恒星总数的三倍。我们使用VLT-UT 2/UVES，Keck/HIRES，Subaru/HDS，TNG/SARG和Magellan/MIKE对HES贫金属星进行高分辨率光谱分析。我提供了这些计划的科学目标的概述，并强调了几个最近的结果。
2003-08-01 astro-ph
Is HE0107-5240 A Primordial Star? -- The Characteristics of Extremely Metal-Poor Carbon-Rich Stars --
我们讨论了HE 0107 -5240的起源，它是迄今为止观测到的最贫金属的恒星（[Fe/H] = -5.3）。它的发现对“第一代”恒星的可观测性问题有重要影响。与其他贫金属星（-4 < [Fe/H] < -2.5）一样，HE 0107 -5240具有特殊的丰度模式（富CNO，中等富Na）。我们阐述了极端贫金属，低质量的模型恒星的演化和核合成的基础上的二元方案，并讨论了区别这种情况下从其他的可能性。在我们的图片中，铁峰元素出现在组成恒星的表面层中，是由被污染的原始云吸积气体产生的。为了解释观测到的C、N、O和Na增强以及12 C/13 C比值，我们假设目前观测到的恒星从AGB伴星吸积了物质。为了估计在双星中转移的物质的丰度，我们依赖于用最新的输入物理构造的模型星的计算结果。核合成的氦闪对流与氢注入如下，使我们能够讨论的S-过程元素的丰度，除了解释所观察到的O和Na富集的起源。根据观测到的丰度，我们认为HE 0107 -5240是由一颗初质量为1.2 ~ 3 Msun的宽双星演化而来的。我们估计目前的双星分离度约为34 AU，周期约为150年。重s过程元素的丰度分布可能是理解HE 0107 -5240起源的关键。在[Pb/Fe] = 1 ~ 2范围内有明显的增强作用。如果未检测到s过程元素的增强，则HE 0107 -5240可能是质量小于2.5 Msun的初级双星系统中的第一代次级。
2004-04-23 astro-ph
First stars VII. Lithium in extremely metal poor dwarfs
目标。这项研究的目的是确定的水平和常数的Spite高原尽可能明确地从均匀的高品质的VLT-UVES光谱的19个最贫金属的矮星。方法.我们的高分辨率（R ~ 43000），高S/N光谱与OSMARCS 1D LTE模型大气和turbospectrum合成光谱进行分析，以确定有效温度，表面重力和金属丰度，以及Li丰度为我们的恒星。结果除去一颗冷的亚巨星和一颗光谱联星，我们发现8颗恒星的[Fe/H]为-3.5 < -3.0，9颗恒星的[Fe/H]为-3.0 <-2.5。我们对平台平均水平的最佳值是A（Li）=2.10 +-0.09。平均值周围的散射完全由我们对观测误差的估计来解释，并且不允许Li丰度中的任何内在散射。此外，我们的结论是，在任何当前的温标的顺序为200 K的系统误差仍然是可能的。我们的恒星中的铁激发平衡支持我们所采用的温度标度，这是基于对Halpha线翼的拟合，并且不赞成更热的标度，这将导致更高的Li丰度，但未能实现铁的激发平衡。结论.我们证实了以前注意到的差异之间的锂丰度测量极端贫金属关闭恒星和原始锂丰度预测的标准大爆炸核合成模型采用重子密度推断从WMAP。我们讨论了最近的工作解释扩散方面的差异，并发现不确定的温度尺度仍然是一个主要问题。（节略）
2006-11-12 astro-ph
The Stellar Abundances for Galactic Archeology (SAGA) Database - Compilation of the Characteristics of Known Extremely Metal-Poor Stars
我们描述了在星系晕中的极贫金属（EMP）星的数据库的建设，其元素丰度已被确定。我们的数据库包含详细的元素丰度，报告的等效宽度，大气参数，光度学和双星状态，从最近的文献中报告的[Fe/H] <-2.5的EMP晕星的研究论文汇编。该数据库的汇编程序旨在从在线期刊提供的电子表格中有效收集数据。我们还开发了一个数据检索系统，使数据搜索的各种标准，并允许用户探索存储的变量之间的关系图形。目前，我们的样本包括1212个独特的恒星（其中许多是由一个以上的研究小组）与超过15000个个别报告的元素丰度，涵盖了所有的相关论文发表于2007年12月。我们讨论了全球性的特点，目前的数据库，所揭示的EMP星观察到的日期。对于[Fe/H] <-2.5的恒星，有报告的丰度的巨星的数量是矮星的两倍。富碳恒星的比例（在报告碳丰度的样本中）在[Fe/H] <-2.5时达到约30%。我们发现，已知的双星表现出不同的轨道周期的分布，根据他们是否是巨星或矮星，也作为一个功能的金属，虽然这样的恒星的总样本仍然很小。
2008-06-28 astro-ph
Chemical Abundance Analysis of the Extremely Metal-Poor Star HE 1300+0157
我们给出了一个详细的化学丰度分析HE 1300+0157，一个[Fe/H]=-3.9的亚巨星。从高分辨率、高信噪比的Subaru/HDS光谱中，我们发现该恒星富含C（[C/Fe]_1D ~ +1.4）和O（[O/Fe]_1D ~ +1.8）。除了这些物质外，HE 1300+0157的元素丰度模式与许多其他非常贫金属和极端贫金属的恒星相似。Li丰度低于Spite-plateau值，与其演化状态的预期一致。特别令人感兴趣的是，在HE 1300+0157中没有检测到中子捕获元素。最近的研究在其他几颗贫金属巨星中发现了这种丰度模式。我们认为HE 1300+0157是这组恒星中一个未演化的例子，它表现出高C丰度和低（或不存在）中子捕获元素丰度。提出了几种可能的浓缩设想。低中子捕获元素，包括Sr，Ba和Pb，表明在HE 1300+0157中观察到的碳过量不是由于二元系统的传质。这种情况适用于富含碳的物体，具有过量的s过程元素。正常观察到的Li丰度支持这种解释。最有可能的是，高水平的C和O是在这颗恒星诞生之前产生的。目前还不清楚是否是一颗超新星造成了它的整体化学模式，或者是否需要一个大质量的第三星族天体和一个正常的第二型超新星的叠加。这些场景提供了关于早期宇宙中C的产生以及早期银河系中富C恒星形成的重要信息。
2006-12-06 astro-ph
