NEAR-INFRARED PHOTOMETRY OF THE CORE-COLLAPSED METAL-POOR GLOBULAR CLUSTERS NGC5946 AND NGC7099
利用中等深度的近红外图像研究了核心坍缩球状星团NGC 5946和NGC 7099中心附近亮巨星的光度特性和空间分布。前一个星团位于银河系的低纬度，并且被严重地红化;然而，K，J-K色星等图（CMD）显示了一个明确的巨星分支，宽度为J-K +/- 0.05等。大部分观测到的宽度是由于差异红化。上巨分支相对陡峭，与红化程度较低的星团比较表明：（1）NGC 5946一定非常贫金属，[Fe/H] ~-2，（2）E（B-V）~ 0. 6。当E（B-V）= 0.6时，用巨分支尖端的近红外亮度计算的到NGC 5946的距离与用HB的V亮度计算的到NGC 5946的距离非常一致。NGC 7099巨星系分支的末端比预期的尖端亮度暗约1等。NGC 7099的积分J-K颜色随半径变化，使得Delta（J-K）/Delta log（r）= 0.05 - 0.09，这取决于用于测量颜色的技术。在NGC 5946中，恒星含量可能会有类似的径向变化;然而，这个星团的综合J-K颜色随半径保持不变，并且在去除最亮的分辨恒星后，可以看到颜色梯度与NGC 7099相反。明亮的巨星分支星的相对密度在距离NGC 5946中心30弧秒内也保持不变。因此，可以得出结论，NGC 5946不包含类似于NGC 7099和其他核心坍缩后的星团的恒星含量梯度。
1995-05-24 astro-ph
New Analyses of Star-to-Star Abundance Variations Among Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M5
本文对中等贫金属球状星团M5（NGC 5904）中的36颗巨星进行了化学成分分析。分析利用了凯克一号望远镜获得的高分辨率数据，以及对利克天文台早期研究获得的高分辨率光谱的重新分析。我们采用了两种分析技术：一种是采用标准光谱约束，另一种是采用与最近由Thevenin和Idiart描述的非LTE规则一致的分析。我们得出的丰度比镁，硅，钙，钪，钛，钒，镍，钡和铕在M5没有显着的丰度变化和比率是可比的晕场星。然而，在氧、钠和铝的丰度中可以看到很大的变化，这些元素对质子捕获核合成很敏感。在比较M5和另一个轻度贫金属的球状星团M4（NGC 6121）的丰度时，我们发现相对于M5，M4中硅、铝、钡和镧的丰度过高，证实并扩展了以前的研究结果。在比较这两个星团和其他具有可比金属丰度的星团之间的丰度时，我们发现在M5中观察到的反相关与在更贫金属的星团M3、M10和M13中发现的反相关相似，而在M4中的行为更像是更富金属的球状星团M71。我们的结论是，在银河系球状星团中的恒星中，对于至少一些α捕获、奇Z和慢中子捕获过程元素，在给定的[Fe/H]下，没有确定的[el/Fe]“单一”值，在这种情况下，是硅、铝、钡和镧。
2001-06-14 astro-ph
Synthetic properties of bright metal-poor variables. I. "Anomalous" Cepheids
我们提出了新的网格的演化模型，如此colled“异常”造父变星（AC），采用Z=0.0001和各种假设的祖先质量和质量损失效率。这些计算与我们以前的一组脉动模型的结果相结合，并用于建立合成人口的预测embratators以及提供一个质量-亮度关系的质量损失的情况下。我们调查的影响，质量损失的预测边界的不稳定带，我们发现，唯一显着的依赖性发生在周期幅度平面，其中的合成分布的反射器是，平均而言，明亮的约0.1马格比一个在没有质量损失。紧张的周期幅度的关系，在K波段的基本和第一泛音emptocators，提供了一个有用的工具，距离评价与固有的不确定性约为0.15等，减少到约0.04等，如果考虑到质量项。进化模型提供的约束条件用于推导进化（即，质量无关）周期-幅度-颜色关系，一旦固有颜色是众所周知的，该关系提供具有约0.1等的数量级的正式不确定性的距离测定。我们还使用模型计算从文献中调查的影响，金属含量的不稳定带和进化周期幅度颜色的关系。最后，我们比较我们的理论预测与观测变量，我们确认，一个安全的识别实际的AC需要同时的信息周期，幅度和颜色，也提供了约束的脉动模式。
2006-09-01 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
Globular Cluster Systems in Brightest Cluster Galaxies: Bimodal Metallicity Distributions and the Nature of the High-Luminosity Clusters
利用哈勃空间望远镜上的ACS/WFC照相机，对八个布里渊星系团（BCGs）中的球状星团系统进行了新的（B，I）测光。在这些巨大星系中非常丰富的星系团系统中，我们发现它们都具有强烈的双峰颜色分布。所有的BCGs都显示出人口梯度，在其中心的5 kpc范围内，红色星系团的相对数量要高得多，这与它们形成的时间晚于蓝色，金属贫乏的人口相一致。从我们的数据中出现的颜色分布的一个引人注目的新特征是，对于最亮的集群（M_I < -10.5）的颜色分布变得广泛，不太明显的双峰。我们认为这可能是许多BCGs的一个特征。此外，蓝色（贫金属）星系团随着光度的增加而逐渐变红，其质量/金属丰度的比例关系为Z ~ M ^[0.55]。我们认为，这些GCS特征与分层合并形成的图像是一致的，在这种图像中，贫金属的星系团形成于原星系云或致密的星暴复合体中，气体质量在10^7 - 10^10 M_Sun之间，但平均而言，质量更大的星系团形成于更大的云中，具有更深的势阱，可以发生更多的预富集。
2005-08-08 astro-ph
Star-to-Star Abundance Variations among Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）“CN双峰”球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。面对一个集群，有大的和可变的星际消光整个集群的脸，我们结合了传统的光谱丰度的方法与修改线深度比技术，以确定我们的恒星的大气参数。我们得到的总消光比为3.4，平均<E（B-V）>红化为0.33，这明显低于Schlegel等人（1998）使用尘埃图估计的结果。Sc、Ti、V、Ni和Eu的像差比是晕场星和星团星的典型特征。然而，Si、Al、Ba和La相对于其他具有类似金属丰度的球状星团中所看到的是过剩的。叠加在原始丰度分布上的是质子捕获合成存在的证据。我们恢复了一些C，N，O，Na，Mg和Al丰度的波动和相关性，发现在其他更贫金属的球状星团，但变化的范围是静音。Al的增强似乎来自25，26 Mg的破坏，而不是24 Mg。C+N+O丰度和在观测误差范围内是恒定的，并且与M4恒星出生时可能预期的C+N+O总量一致。M4 AGB星的C、N、O丰度比RGB星演化程度低的恒星显示出更少的质子捕获核合成证据。在氦核闪光之后，RGB的深混合星可能会在HB的蓝端居住，因此无法进化回AGB，但注意到对这种情况持怀疑态度的原因。
1999-05-27 astro-ph
Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process Enhanced Metal-Poor Star with Detected Uranium
本文根据Th和U的放射性衰变估算了新发现的贫金属恒星HE 1523-0901（[Fe/H]=-2.95）的年龄。这颗明亮的（V=11.1）巨星是在汉堡/欧洲南方天文台巡天中挑选的明亮贫金属恒星样本中发现的。从高分辨率（R= 75，000）VLT/UVES光谱的丰度分析中，我们发现HE 1523-0901的r过程元素非常丰富（[r/Fe]=1.8）。在HE 1523-0901中测得的重中子俘获元素（Z>56）的丰度与标度太阳r过程模式非常匹配。我们在3859.57 A处探测到最强的光学U线。这是第一次，我们能够使用几种不同的计时器，如U/Th，U/Ir，Th/Eu和Th/Os比率来测量恒星的年龄。HE 1523-0901的加权平均年龄为13.2 Gyr。几个来源的不确定性进行了详细评估。
2007-03-15 astro-ph
V and I Photometry of Bright Giants in the Central Regions of NGC 147
利用亚弧秒空间分辨率的深V和深I CCD图像研究了本星系群矮椭圆星系NGC 147中心区域的恒星含量。红巨星分支（RGB）恒星在整个视场内都被分辨出来，并且RGB尖端出现在I ~ 20.5处，这表明距离模为24.3。与球状星团序列的比较表明，NGC 147中心为中等贫金属，[Fe/H]-1。这与Mould，Kristian & Da Costa（1983，ApJ，270，471）在银河系外部区域发现的没有显著不同。此外，在I = 21.0处的V-I颜色分布的宽度指示存在金属性的扩散，其中σ [Fe/H] ~ +/-0.3。没有证据表明存在比[Fe/H] ~-1.3更贫金属的组分。还发现了一小部分中等亮度的渐近巨星分支（AGB）星，AGB尖端出现在M{bol} ~-5.0附近，表明存在一个中等年龄的星群。据估计，中年人口贡献了NGC 147的V光的约2-3%。
1994-10-13 astro-ph
Effect of metallicity on low mass X-ray binaries in globular clusters
我们认为，在富金属和贫金属球状星团中观测到的明亮低质量X射线双星形成速率的差异可以通过考虑不同金属丰度下质量在~0.85 Msun和~1.25 Msun之间的主序星施主的恒星结构的差异来解释。这种差异是由缺乏金属的主序星在这个质量范围内的外部对流区的情况下造成的。结果，磁制动，一个强大的机制，轨道收缩，不工作和动态形成的主序-中子星双星未能开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
On the UV Bright Phase of Metal-Rich Horizontal-Branch Stars
我们认为富含金属的氦燃烧的恒星，慢蓝相（SBP），这是由各种早期的作品预测的紫外线亮相的起源。基于改进的物理学，包括OPAL混浊，我们证实了SBP的存在。除了我们的网格的演变轨迹，我们提供了一个分析理解的SBP现象的主要特征。SBP是缓慢的，因为它是一个缓慢发展的氦壳燃烧阶段，类似于早期的AGB阶段。如果它们的Teff是相同的，那么一颗富含金属的恒星的SBP比一颗贫金属的恒星慢，因为一颗富含金属的氦燃烧恒星的质量比一颗贫金属的恒星小，而且因为寿命随着质量的减少而增加。富含金属的氦燃烧恒星很容易变得很热，因为氢燃烧壳层的光度对平均分子量非常敏感，而氦燃烧核心的光度则不敏感。我们认为SBP现象是巨椭圆星系中紫外线上转现象的一个主要原因，这将在后续的论文中得到证实。新的HB轨道可以从S.Y.的网站http://shemesh.gsfc.nasa.gov/astronomy.html。
1997-05-15 astro-ph
The Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4: Star-to-Star Abundance Variations in 20 Giants
本文对Lick & McDonald天文台利用高分辨率阶梯光栅光谱仪观测到的“CN双峰”球状星团M4中的20颗巨支星样品进行了化学成分分析。M4是一个中等贫金属（[Fe/H] ~ -1.1）的球状星团，是最近的、最明亮的、也是研究CN双峰现象最容易接近的目标之一。丰度分析包括元素Fe、Si、Ca、Sc、Ti、V和Ni以及作为质子捕获核合成的诊断元素O、Na、Mg和Al，以及r过程和s过程元素Eu和Ba。
1998-10-29 astro-ph
Andromeda IV: a new Local Volume very metal-poor galaxy
IV是一个低表面亮度（LSB）的矮星系，距离6.1 Mpc，投射到M31附近。本文介绍了用SAO 6米望远镜（BTA）对HII两个最亮区和Ⅳ区的光谱测量结果。在这两种化合物中都检测到了[OIII]4363的弱谱线，从而用经典的T_e法测定了它们的O/H。它们的12+log（O/H）值分别等于7.49 ± 0.06和7.55 ± 0.23。这些直接的O/H测定与两个最可靠的半经验和经验方法的比较表明，它们具有良好的一致性。对于M_B=-12.6的AndIV绝对蓝星等，我们的O/H值与矮不规则星系（DIG）的O/H与L_B的“标准”关系符合得很好。而IV星系似乎是本体积中极缺金属的富气星系的新代表。具有相近金属丰度和光度的LSB星系的M（HI）的范围非常大，表明LSBG化学演化的简单模型过于局限，无法预测如此惊人的多样性。
2008-02-03 astro-ph
Low Mass X-ray Binaries and Metallicity Dependence: Story of Failures
对银河系和河外球状星团的观测表明，平均而言，富含金属的星团包含明亮X射线源的可能性是贫金属星团的3倍。我们建议，这可以解释为考虑到在恒星结构的差异的主序星捐助者之间的质量~0.85 Msun和~1.25 Msun在不同的金属丰度。在这个质量范围内的贫金属主序星没有外对流区，而富金属恒星则有。这个区域的缺失关闭了磁制动，这是一种强大的轨道收缩机制，导致动态形成的主序中子星双星无法开始质量转移或出现明亮的低质量X射线双星。
2005-09-18 astro-ph
Washington Photometry of the Globular Cluster System of NGC 4472. II. The Luminosity Function and Spatial Structure
利用深空宽视场Washington CT 1 CCD图像，对NGC 4472的球状星团系统的光度函数和空间结构进行了全面的研究。球状星团的光度函数在T1=23.3 +/- 0.1等处显示出一个峰值，比我们的50%完整性极限亮1.5等。我们估计到NGC 4472的真实距离模数为（m-M）o = 31.2 +/- 0.2。利用我们的大样本（~ 2000个）亮球状星团，对贫金属和富金属星团的空间结构进行了明确的研究，发现它们在系统上是不同的：（1）富金属星团比贫金属星团更集中;（2）富金属星系团大致沿母星系长轴拉长，而贫金属星系团基本呈球状分布。一般来说，富金属的星系团在空间结构和金属丰度方面与NGC 4472的晕星光密切相关，而贫金属的星系团则不然。NGC 4472中球状星团的比频的整体值估计为SN = 4.7 +/- 0.6。从NGC 4472中心向外，局域比频率线性增加，直到~ 5.5 '，超过5.5'，在S_N ~ 8.5处趋于稳定，直到我们的数据极限为7 '。富金属和贫金属群体的特定频率显示出相似的行为。而贫金属团簇的S_N比外围富金属团簇的S_N大2倍左右。讨论了这些结果对NGC 4472中球状星团起源的意义。
1997-11-21 astro-ph
The absolute magnitude of field metal-poor horizontal branch stars
利用22颗Vo<9的贫金属场水平支星的依巴谷星弛豫资料，计算了它们的绝对星等。加权平均值为Mv=+0.69+/-0.10，平均金属丰度为[Fe/H]=-1.41;排除了HD 17072，获得了一个稍微明亮的平均星等Mv=+0.60+/-0.12，平均金属丰度为[Fe/H]=-1.51，这可能是在巨大分支的第一次上升，而不是在水平分支。目前的价值观同意自行和Baade-Wesselink方法的应用领域天琴座RR的基础上确定，他们是从0.1至0.2等暗比那些基于校准的集群距离通过使用本地次矮星，并在替代的距离校准LMC。简要地评述了星系团水平支的光度与光场之间存在实际差别的可能性。
1997-10-24 astro-ph
The Ital-FLAMES survey of the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy. I. Chemical abundances of bright RGB stars
我们目前的铁和$α$元素（镁，钙，钛）的样本属于人马座矮椭球星系的主体红巨星分支星的丰度。丰度是从使用安装在VLT上的高分辨率光谱仪FLAMES-UVES收集的光谱中获得的。我们样本中的恒星的平均金属丰度为[Fe/H]=-0.41 $\pm$ 0.20，贫金属尾部延伸至[Fe/H]=-1.52。$α$元素丰度比略低于太阳，金属丰度高于[Fe/H] \gtsima-1，表明恒星形成速率缓慢。具有[Fe/H] $<$ -1的恒星的[ $α$ /Fe]与在具有可比金属丰度的银河系恒星中观察到的结果相容。
2005-10-02 astro-ph
A Near-Infrared Photometric Survey of Metal-Poor Inner Spheroid Globular Clusters and Nearby Bulge Fields
用J、H、K、2.2微米连续谱和CO滤光片记录了银河系内球状体中一个贫金属（[Fe/H] < -1.3）球状星团的图象。在（K，J-K）CMD上的上巨星分支的形状和颜色，结合RGB-尖端的K亮度，被用来估计每个星团的金属丰度，红化和距离。CO指数用于识别凸出星，如果不从数据中删除，它将使金属丰度和距离估计产生偏差。在每个簇附近也观察到凸出区域。虽然巴德窗和NGC 6273附近的低频比平均值要浅得多，但球巨星分支光度函数的斜率在大多数区域之间并没有变化。这些数据还表明，在整个凸起中，HB的含量可能并不均匀，从某种意义上说，在最接近银河系中心的区域中，可能会出现比平均数量更多的红HB星。
2000-08-25 astro-ph
The Frequency of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Galaxy from the HERES sample
我们估计的频率碳增强贫金属（CEMP）的恒星非常贫金属的恒星，基于分析的349颗恒星与可用的高分辨率光谱观察到的汉堡/ESO R-过程增强星（HERES）调查的一部分。我们得到了{ \it a下限} 21 $\pm$ 2%的具有[Fe/H] $\leq -2.0$的恒星具有[C/Fe] $\geq +1.0$ .这些分数高于最近对这个问题的研究所报告的分数，这些研究是基于小得多的恒星样本。我们讨论了这种差异的来源，并建议，为了考虑到的影响，导致表面碳丰度的减少与先进的进化，定义CEMP星的基础上[C/Fe]截止，作为光度的函数而变化是更合适的。我们讨论了许多CEMP恒星可能发生的稀释和混合，如果适当考虑，将进一步增加这一比例。
2006-09-26 astro-ph
Trimming Down the Willman 1 dSph
威尔曼1（Willman 1）是斯隆数字巡天发现的一个小的低表面亮度天体，暂时被归类为一个非常低光度的dSph星系。进一步的研究支持了这一分类，同时暗示它可能正在经历银河系潜力的破坏。为了更好地限制Willman 1的性质，我们对以过密度为中心的0.6平方度区域中最亮的恒星进行了全面的分析。两颗先前确认的Willman 1 RGB星的高分辨率HET光谱显示，一颗是富金属前景矮星，而另一颗是贫金属巨星。我们确认的一颗RGB恒星是Willman 1的成员，它的金属丰度很低（[Fe/H]=-2.2），α元素丰度也很低（[alpha/Fe]=-0.11）。Washington+ DDO 51测光表明，在先前的研究中发现的7颗最亮的威尔曼1恒星中，有2-5颗实际上是矮星，包括一些金属含量更高的恒星，这些恒星被用来证明丰度分布和比类似光度的星系更富含金属的恒星星族。其余的恒星太蓝或太暗，无法进行光度分类。Washington+ DDO 51测光在视野中识别出三颗潜在的RGB星，但HET光谱显示它们是背景晕星。时间序列测光在视野中识别出一颗明显的变星，但它不太可能与威尔曼1号有关。我们的宽视场调查表明，在超过0.6平方度的范围内，威尔曼1号没有一颗RR型天琴座恒星，一颗BHB型恒星或一颗RGB型恒星超出其潮汐半径。虽然我们的研究结果证实，威尔曼1是最有可能是一个低光度的贫金属dSph星系，它仍然…
2008-03-17 astro-ph
Do young galaxies exist in the Local Universe? - Red Giant Branch detection in the metal-poor dwarf SBS 1415+437
我们目前的结果，从HST/ACS成像研究的贫金属蓝色致密矮星系SBS 1415 + 437。以前有人认为这是一个非常年轻的星系，在不到1亿年前开始形成恒星。然而，我们发现，光学色星等图突出地揭示了渐近巨星分支和红巨星分支（RGB）的恒星。RGB尖端的亮度产生13.6 Mpc的距离。RGB的颜色意味着它的恒星年龄必须超过1.3 Gyr，确切的年龄取决于假设的金属丰度和尘埃灭绝。RGB恒星的数量意味着大部分恒星质量都存在于这个演化的种群中。鉴于这些和其他贫金属星系的HST结果，似乎本地宇宙可能根本不包含任何正在经历第一次恒星形成爆发的星系。
2005-08-23 astro-ph
Halo Star Abundances and Heavy Element Nucleosynthesis
我们提出了新的哈勃太空望远镜（HST）的中子捕获元素Ge，Zr，Os和Pt的丰度观测在一组11个星系晕恒星，包括研究的r-过程丰富的CS 22892-052和r-过程穷人，明亮的巨人HD 122563。abbustion的比较表明，第三个r-过程的峰值元素Pt和Os似乎与Eu（获得地面观测）在这些贫金属晕星，这表明一个共同的起源或网站这三个n-捕获元素。
2004-05-21 astro-ph
A spectroscopic survey of stars brighter than B=16.6 magnitude in omega Centauri
利用天文台的2dF多光纤仪器，我们对1500多颗亮度超过B=16.6等的恒星进行了光谱测量，这些恒星已被van Leeuwen等人（2000）的自行研究证实是大质量银河系球状星团半人马座ω的成员。调查的目的是以统一的方式对赫兹斯普朗-罗素图进行采样，从而避免偏向占主导地位的恒星星族，并允许研究具有不太常见特性的恒星，例如特别是富含金属或缺乏金属的恒星。例外的是，虽然，重点是包括尽可能多的RR天琴座变量，以解决的问题，为什么这些变量分布在这样一个广泛的观察范围内的颜色-符合许多非变星相似的颜色。数据和分析的潜力与第一批初步结果一起提出。
2001-11-13 astro-ph
Selection of Metal-poor Giant Stars Using the Sloan Digital Sky Survey Photometric System
提出了一种从斯隆数字巡天（SDSS）的影像数据中光度选择贫金属晕巨星的方法。这些恒星在（g-r）与（u-g）色图中偏离恒星轨迹。基于一个样本的29个候选人的光谱，我们得出的选择效率的顺序为50%，恒星亮度比$r \sim 17^m$。从SDSS早期数据发布中选择的400度$^2$天空中的候选者跟踪已知的晕结构（来自人马座矮星系，天龙座矮球状星系的潮汐流），表明即使没有光谱信息，这种颜色选择的样品也可以用于研究晕结构。这种方法，以及用于选择晕星的补充技术，如RR天琴座星和其他蓝色水平分支星，可以根据SDSS成像调查产生前所未有的星系晕三维地图。
2002-11-26 astro-ph
The new record holder for the most iron-poor star: HE 1327-2326, a dwarf or subgiant with [Fe/H]=-5.4
我们描述了HE 1327-2326的发现，这是一颗[Fe/H]}=-5.4的矮星或亚巨星。这颗恒星是在汉堡/ESO巡天中挑选的明亮贫金属恒星样本中发现的。其丰度模式的特点是非常高的C和N丰度。锶的检测是过剩的10倍，相比铁和太阳，表明中子捕获元素已经在非常早期的银河系中产生。一个令人困惑的锂耗尽观察到在这个未进化的恒星，这与原始的WMAP和其他李研究中得出的李的价值。可能的情景起源的丰度模式（人口。II或人口。III）以及对未来的观测展望。
2005-09-22 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Discovery of Luminous, Metal-poor, Sta r-forming Galaxies at Redshifts z~0.7
我们已经发现了17个贫金属但明亮的恒星形成星系的样本，红移z~0.7。它们是从DEEP 2巡天的3900个星系和凯克小组红移巡天（TKRS）的1536个星系的初始阶段中选出的，这些星系显示了温度敏感的[OIII]l4363极光线。这些罕见的星系有接近L* 的蓝色光度，每年5到12个太阳质量的高恒星形成率，以及1/3到1/10个太阳的氧丰度。因此，他们躺在显着关闭的亮度-金属丰度关系先前发现的场星系强发射线在红移z~0.7。先前的调查依赖于R23诊断的间接经验校准和假设发光星系不是贫金属的。我们的发现表明，这种假设有时是无效的。作为一类，这些新发现的星系是：（1）在z~0.7或目前的时代，比常见的亮发射线星系更贫金属;（2）在金属丰度上与z~3 Lyman Break Galeries相当，但亮度较低;（3）在金属丰度上与本地贫金属的超蓝致密Galeries（XBCGs）相当，但亮度更高。总的来说，这三个样本表明，随着时间的推移，最明亮，金属贫乏，紧凑的星系变得越来越暗淡。
2005-10-31 astro-ph
HST Observations of Heavy Elements in Metal-Poor Galactic Halo Stars
利用Hubble空间望远镜紫外光谱和Keck I光学高分辨率光谱，对11颗贫金属（-3.1 <= [Fe/H] <= -1.6）星系晕巨星样品中的中子俘获元素Ge、Zr、Os、Ir和Pt进行了新的丰度测定。恒星样本主要是富含r-过程的恒星，如研究充分的CS 22892-052和bd+173248，但也包括缺乏r-过程的明亮巨星HD 122563。我们的结果表明，这些贫金属晕星中第三r过程峰元素Os、Ir和Pt的丰度相互之间以及与经典r过程元素Eu的丰度（在其他研究中测定）具有很好的相关性，从而为较重（Z>56）元素的r过程核合成提供了一个共同的起源或场所。然而，[Eu，Os，Ir，Pt/Fe]的大（和相关）散射表明，最重的中子捕获r过程元素并不是在所有超新星中形成的。相反，所有程序星的Ge丰度跟踪其Fe丰度，很好。铁峰核上的爆炸过程（例如，超新星中富含α的冻结），而不是中子俘获，似乎是这种元素在低金属丰度下的主要合成机制- Ge丰度似乎与Eu完全无关。
2005-02-28 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
