Barium and Tc-poor S stars: Binary masqueraders among carbon stars
根据新的轨道根数和双星频率，综述了目前对钡星和S星起源的认识。以下问题得到解决：（一）是双星的必要条件，以产生钡星？(ii)什么是质量转移模式（风吸积或RLOF？）负责其形成？(iii)钡星形成时是矮星还是巨星？(iv)钡星会演化成贫Tc的S星吗？(v)富Tc和贫Tc S星的相对频率是多少？
1997-08-06 astro-ph
The Chemical Composition of Carbon-Rich, Very Metal-Poor Stars: A New Class of Mildly Carbon-Rich Objects Without Excess of Neutron-Capture Elements
我们报告的化学成分分析的五个富碳，非常贫金属恒星的高分辨率光谱的基础上。其中一颗恒星CS22948-027，表现出非常大的碳、氮和中子捕获元素的过剩，正如希尔等人先前的研究所发现的那样。这一结果可以解释为质量转移的后果，从一个双同伴，以前通过渐进的巨大分支阶段的发展。相比之下，我们研究的其他四颗恒星没有表现出过多的钡（[Ba/Fe]<0），而其中三颗恒星的碳和/或氮（[C+N]+1）略有增加。我们无法确定剩余恒星（CS30312-100）的准确碳和氮丰度。这些恒星与诺里斯等人先前讨论过的富含碳，中子捕获元素贫乏的恒星CS22957-027非常相似，尽管这个物体中的碳过剩量明显更大（[C/Fe]=+2.2）。我们的研究结果意味着，这些富含碳的天体与“正常”的中子捕获元素丰度是非常缺乏金属的恒星中并不罕见。Fujimoto等人最近提出的一种可能的解释是，在低金属量、低质量（M~< 1M_sun）恒星中，AGB底部附近的氦壳层闪光是导致这一现象的原因之一。本文报道的中等碳增强（[C/Fe]+1）与著名的r-过程增强恒星CS22892-052中报道的那些相似。我们讨论了相同的过程可能是负责这种相似性的可能性，以及一个完全独立的现象是负责在CS22892-052中的大r-过程增强的含义。
2001-11-15 astro-ph
Analysis of the carbon-rich very metal-poor dwarf G77-61
我们提出了一个分析的碳矮星G77-61，一个已知的二进制，基于高分辨率凯克光谱。G77-61的金属丰度非常低，但并不像之前报道的那样极端。这颗恒星的碳含量非常高，光谱显示出$^{13}$ C和$^{12}$ C同位素的CH、CN和C $_2$带非常强。原子线稀疏，经常混合，但我们能够推导出Na，Mg，Ca，Cr，Mn和Fe的丰度。它的[Fe/H]为-4.03 $\pm$ 0.1，使其成为已知金属丰度最低的恒星之一，其[C/Fe]=+2.6和[N/Fe]=+2.6非常高，是C和N最丰富的贫金属恒星之一。碳同位素比值为$^{12}$ C/ $^{13}C=5\pm$ 1。没有过量的s-或r-过程元素是可检测的，但可以设置在这些过量的上限不是很有约束力。
2005-01-25 astro-ph
Carbon-poor stellar cores as supernova progenitors
探索偏离中心点燃碳的恒星模型（质量范围约为1.05 - 1.25 Msun，取决于碳的质量分数），我们发现它们可能呈现出一种有趣的SN I祖先情景，因为在标准情景中，失控总是发生在约2 × 10^9 gr/cm^3的相同密度下，在我们的情况下，由于少量的碳被点燃，我们得到了从1 × 10^9到6 × 10^9 gr/cm^3的整个密度范围。这些结果可能有助于解决新出现的认识，至少有一些多样性之间的SNe我存在，因为在不同的中心密度失控预计会产生各种结果的速度和组成的喷出物，这应该是建模和比较的意见。
2007-04-16 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars, the Cosmic Microwave Background, and the Stellar IMF in the Early Universe
由于宇宙微波背景（CMB）的存在，早期恒星的特征质量可能比现在高。这项研究提出，（1）这种“CMB-IMF”假设的可检验预测是碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例增加，金属丰度下降，并且在单一金属丰度（例如盘到晕）下从年轻到年老的人口增加，（2）这些特征已经在最近的CEMP恒星样本中看到，可以更好地用预期的数据进行检验。预期的空间变化可以解释CEMP频率之间的差异公布的调查。宇宙微波背景辐射的普遍性和时间依赖性将极大地改变本星系群和早期宇宙中恒星形成历史的重建。
2007-06-20 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
On the Binarity of Carbon-Enhanced, Metal-Poor Stars
我们报告的方案，以监测径向速度的候选人和确认碳增强，贫金属（CEMP）恒星的样本。我们用三台4 m级望远镜的中阶梯摄谱仪观测了45个目标。这些天体的径向速度是通过其光谱与HD 140283光谱的互相关计算的，误差小于1 km/s。我们计划的16个目标报告了碳过剩，其中9个目标还表现出S-过程增强（CEMP-S）。我们将这些恒星的径向速度与其他文献研究相结合，以寻找双星。搜索结果显示，我们的CEMP-s恒星中有四颗（44%）处于双星系统中。利用Lucatello et al.（2004）的分析，我们发现样本中所有的CEMP-s恒星都是双星。这一结论意味着CEMP-s星可能是CH和Ba II星的贫金属亲戚，这被认为是通过热脉冲AGB伴星的质量转移获得了其独特的丰度模式。
2004-12-07 astro-ph
Carbon-enhanced metal-poor stars and thermohaline mixing
一种可能的形成碳增强贫金属恒星的情况是从一个可能不再可见的双星伴星吸积富碳物质。一般认为，吸积物质留在恒星表面，直到第一次被挖掘出来才与内部混合。然而，温盐混合应该混合吸积物质与原始恒星物质，因为它具有较高的平均分子量。我们调查的效果，这对表面的丰度通过模拟一个二元系统的金属量Z=0.0001与2太阳质量的主星和0.74太阳质量的二级恒星在初始轨道4000天。来自一次风的物质的吸积导致了富含碳的二次风的形成。我们发现，吸积的物质在90%的恒星中相当迅速地混合，对表面成分产生了重要影响。与典型的恒星演化模型相比，热盐混合模型预测非常不同的表面丰度后，第一次疏浚。
2007-02-06 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Early Galaxy
表现出碳丰度增强的非常缺金属的恒星对于理解许多问题至关重要--第一代恒星中恒星演化的性质，初始质量函数的形状，以及碳增强和中子捕获过程之间的关系，特别是天体物理学的s过程。最近的一个发现是，碳增强贫金属星（CEMP）的频率随着金属丰度的下降而增加，当[Fe/H] <-2.5时，其频率约为25%。为了更详细地探索这一现象，我们获得了Christlieb等人的富碳恒星目录中413个天体中约350个天体的中分辨率（2 A）光谱，这些天体是根据碳增强而不是金属缺乏从汉堡/ESO物镜棱镜巡天中选出的。基于这些光谱，以及2 MASS点源星表的近红外JHK测光，我们获得了该样本中大多数恒星的[Fe/H]和[C/Fe]的估计值，以及它们的径向速度的合理准确的测定。特别重要的是，我们发现，在金属丰度范围为-4.0 < [Fe/H] < -2.0的情况下，这些恒星观测到的碳增强的上包络几乎是恒定的，在[C/H] ~-1.0;同样的[C/H]水平适用于迄今发现的最缺铁的恒星HE 0107-5240，在[Fe/H] =-5.3。
2004-08-20 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars. III. Main-Sequence Turn-Off Stars from the SDSS/SEGUE Sample
利用高分辨光谱技术测定了7颗碳增强贫金属（CEMP）可关断星的化学组成。其中5颗是从SDSS/SEGUE贫金属星样本中选出的。这些天体的有效温度都高于6000 K，而它们的金属丰度（以[Fe/H]为参数）都低于-2。我们的计划对象中有六个表现出高丰度比的钡（[Ba/H]> +1），这表明前AGB同伴的产物通过在二元系统中的质量传递做出了巨大贡献。结合我们的研究结果与以前的研究提供了总共20 CEMP主序星的碳和至少一些中子捕获元素的丰度确定。对CEMP关闭星样本的[C/H]比的检查表明，它们通常高于CEMP巨星的[C/H]比;它们在这个比值中的色散也较小。我们把这些结果表明，从同伴AGB星提供的碳增强材料被保存在关闭的恒星表面，没有显着的稀释。与此相反，一个大的分散体中观察到的[Ba/H]被发现的样品的CEMP关闭星，这表明在非常贫金属AGB星的s-过程的效率可能会有很大的不同，从恒星到恒星。来自SDSS/SEGUE样本的六颗恒星中有四颗表现出与外晕人口成员相关的运动学，这是一个非常高的比例。
2008-01-28 astro-ph
The Binary Frequency Among Carbon-Enhanced, s-Process Rich, Metal-Poor Stars
我们讨论的径向速度的碳增强，s-过程丰富，非常金属贫星（CEMP-s以下），分析了高分辨率光谱多个时期。我们发现样本中约68%的恒星显示出径向速度变化的证据。这些恒星的预期检测分数，采用现场测量的双星分数（~60%），并假设它们具有相同的周期和偏心率分布，是~ 22%。即使假设这些恒星的双星比例是100%，预期的探测百分比也只有36%。这些数值表明CEMP-s恒星中的双星比例高于场双星比例，表明所有这些天体都处于双（或多）系统中。在假定双星比例为100%的情况下，观测到的速度变化频率超过预期的探测比例，这一事实可能是由于与正常场双星相比，这些物体的轨道周期分布更为有限。我们的研究结果表明，CEMP-s星是经典CH-星的贫金属类似物。
2004-12-16 astro-ph
The Origins of Two Classes of Carbon-Enhanced, Metal-Poor Stars
我们已经编制了最近的研究报告的碳增强，贫金属（CEMP）恒星的组成，光度和二元性信息。我们将CEMP恒星样本分为两类，分别具有高丰度和低丰度的s-过程元素，并考虑了几种同位素的丰度，特别是12C，13C和14N，以及每个恒星可能的演化阶段。尽管这两组的对象都是从相同的调查中选择的，（主要是HK调查），在没有其s-过程元素丰度的先验知识的情况下，我们确定了两个类之间的以下显著差异：富含s元素的CEMP（CEMP-s）星占据了广泛的演化状态，但没有强烈演化的13 C/14 N比，而s-元素正常CEMP星（CEMP-no）仅在第一上升巨星支的高处发现，并且具有接近CN-循环平衡值的13 C/14 N比。基于这些观测事实，我们讨论了CEMP星的形成方案。
2005-08-23 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 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
CS22964-161: A Double-Lined Carbon- and s-Process-Enhanced Metal-Poor Binary Star
本文对富碳低金属量星系晕天体CS 22964-161进行了详细的高分辨率光谱分析。我们发现CS 22964-161是一个双线分光双星，并导出了该系统的精确轨道分量。从模型大气分析，我们表明，这两个组件附近的金属贫主序列关闭。这两颗恒星都富含碳和中子捕获元素，这些元素可以在s过程中产生，包括铅。主星还拥有丰富的锂，接近“Spite-Plateau”的值。最简单的解释是，今天看到的双星成员是第三颗恒星的异常丰度的接收者，这颗恒星在AGB演化过程中正在失去质量。我们比较了观测到的CS 22964-161丰度集与AGB星的核合成预测，并讨论了质量转移条件下观测到的恒星的包络稳定性问题，并考虑了所谓的原始三星的动力学稳定性。最后，我们考虑允许锂生存的环境，无论它的来源，在这个非凡的系统的光谱。
2007-12-19 astro-ph
Estimation of Carbon Abundances in Metal-Poor Stars. I. Application to the "Strong G-band" stars of Beers, Preston, & Shectman
基于人工神经网络、回归和合成模型对中等分辨率（1-2 A）光谱和J-K颜色的应用，我们开发并测试了一种估算碳增强贫金属（CEMP）恒星金属丰度（[Fe/H]）和碳丰度比（[C/Fe]）的方法。我们校准这种方法的金属丰度和碳丰度测定118星与现有的高分辨率分析在最近的文献报道的比较。神经网络和回归方法利用先前定义的一组线强度指数，结合2 MASS点源目录中的J-K颜色，量化CaII K线和CH G带的强度。与宽带B-V颜色相反，需要使用近红外颜色，因为强分子碳带对蓝色指数的潜在影响很大。使用这些方法，我们能够重现先前测量的[Fe/H]和[C/Fe]测定，对于金属丰度区间为-5.5 <= [Fe/H]} <=-1.0的恒星，精度为~ 0.25 dex，对于0.2 <=（J-K）o <= 0.8的恒星，精度为~ 0.25 dex。在较高的金属丰度的CaII K线开始饱和，特别是在我们的程序中的冷星，因此这种方法是没有用的在某些情况下。作为第一个应用程序，我们估计的[Fe/H]和[C/Fe]的56颗恒星被确定为可能富含碳，相对于类似的金属丰度的恒星，在“强G-波段”的样品中讨论的Beers，Preston，和Shectman。（节略）
2005-08-09 astro-ph
Spectral analyses of three carbon-enhanced metal-poor stars
我们正在进行一个高分辨率的后续候选EMP星提取的斯隆数字巡天（SDSS;约克等。2000年）使用紫外可见光在VLT。其中三颗计划星SDSS J 0912 +0216、SDSS J1036+1212和SDSS J1349-0229被故意定为CEMP星，因为从SDSS光谱中可以明显看出有一个强的$G$带，而Ca { \sc ii} K线的弱性证明它们的金属丰度非常低。UVES高分辨率随访证实了最初的发现（[Fe/H] $<-2.50$），并允许对其化学成分进行更详细的研究。我们从恒星大气外层形成的分子谱线中确定了碳的丰度。已知贫金属恒星中的对流会导致非常低的温度，这是经典的一维恒星大气所不能预测的。为了获得正确的温度结构，需要完整的3D流体动力学模型。使用CO $^5$ BOLD 3D流体动力学模型大气，测定了所有三颗恒星的3D碳丰度。对这些恒星的碳丰度的3D效应被发现是相当显著的，3D校正高达-0.7 dex。其中两颗恒星，SDSS J 0912 +0216和SDSS J1349-0229显示出过剩的中子捕获元素，将它们归类为CEMP-s。恒星SDSS J1036+1212，属于CEMP-no/s星，具有增强的Ba，但缺乏Sr，它是迄今为止发现的第三个成员。
2008-09-24 astro-ph
Thermohaline mixing and gravitational settling in carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了在一个双星系统中，从一个富碳的渐近巨星分支（AGB）主星到一个低质量伴星的质量转移过程中，碳增强贫金属（CEMP）星的形成。我们探讨了从伴星吸积的物质与接收者的物质混合的程度，重点是热盐混合和重力沉降的影响。我们已经创建了一套新的渐近巨分支模型，以确定在这些系统中被吸积的物质的组成将是什么。然后，我们通过演化低质量恒星模型的网格来模拟一系列CEMP系统，改变恒星吸积的材料量（以模拟具有不同分离的系统）以及吸积材料的组成（以模拟来自不同质量的原色的吸积）。我们发现，仅在热盐混合的情况下，吸积物质就可以与吸积物中16%至88%的原始恒星物质混合，这取决于吸积物质的质量和物质的组成。如果我们包括重力沉降的影响，我们发现，温盐混合可以被抑制，在只有少量的物质被吸积的情况下，几乎可以完全抑制。
2008-07-10 astro-ph
The superwind mass-loss rate of the metal-poor carbon star LI-LMC 1813 in the LMC cluster KMHK 1603
LI-LMC 1813是一颗被尘埃笼罩的渐近巨星分支（AGB）恒星，位于小型疏散星团KMHK 1603中，靠近大麦云（LMC）的边缘。光学和红外测光之间的0.5和60微米，以限制光谱能量分布的LI-LMC 1813。近红外光谱明确显示它是一颗碳星。用辐射传输程序Dusty进行建模，得到了辐射热光度L=1.5 x 10 ^-4 Lsun和质量损失率Mdot=3.7（+/-1.2）x 10^-5 Msun/yr的精确值。根据颜色星等图，KMHK 1603的年龄估计为t=0.9-1.0 Gyr，这意味着LI-LMC 1813的零年龄主序星质量为M（ZAMS）=2.2+/-0.1 Msun。这使得LI-LMC 1813可以说是所有碳星中在超级风阶段最准确和可靠确定（circum）恒星参数的对象。
2003-02-05 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
Carbon Abundances of Three Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from High-Resolution Gemini-S/bHROS Spectra of the 8727A [C I] Line
本文给出了对三颗CEMP星的高分辨率Gemini-S/bHROS光谱中8727 ang禁戒[C I]线的分析结果。我们发现，基于我们样本中两颗最富Fe的恒星的[C I]丰度的[C/Fe]比（HIP 0507-1653：[Fe/H] = -1.42和HIP 0054-2542：[Fe/H] = -2.66）与之前确定的CH和C_2线值非常一致。然而，对于我们样品中最缺铁的恒星（HIP 1005-1439：[Fe/H] = -3.08），发现[C/Fe]比比公布的分子基值低0.34 dex。我们对[C I]进行了3D局部热力学平衡（LTE）计算，结果发现所有三颗恒星的修正都是适度的，这表明HIP 1005-1439的[C I]和基于分子的C丰度之间的差异是由于分子线上更严重的3D效应。碳丰度也来自C I高激发线，并被发现是0.45-0.64德克斯高于[C I]为基础的丰度。先前发表的非LTE C I丰度修正使[C I]和C I丰度更好地一致;然而，显然需要针对CEMP星的NLTE计算。我们还推导出了每颗恒星的N、K和Fe的丰度。的Fe丰度同意与以前导出的值，和K丰度是类似的C-正常的贫金属星。氮丰度是从CN红系统的分辨谱线得出的。这些丰度比文献值约大0.44 dex，文献值是由CN蓝带在3880和4215角附近导出的。我们讨论的证据表明，CN蓝系统频带的分析低估了N丰度的贫金属巨星。
2008-09-08 astro-ph
A Search for Nitrogen-Enhanced Metal-Poor Stars
非常贫金属的中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的理论模型预测了大量的原生氮过剩。金属贫乏、碳增强、s过程丰富的恒星，被认为是现已灭绝的AGB星的污染伴星，为这些模型的预测提供了直接的测试。最近对贫金属恒星中碳和氮丰度的研究集中在最富碳的恒星上，这导致了对被AGB恒星污染的恒星的潜在选择偏差，AGB恒星产生了大量的氮，因此具有小的[C/N]比。我们称这些恒星为氮增强贫金属（NEMP）星，并将它们定义为[N/Fe] > +0.5和[C/N] <-0.5。在本文中，我们报告了21颗碳增强恒星的[C/N]丰度，其中除了三颗之外，所有恒星的[C/Fe]都小于+2.0。如果NEMP星像碳增强贫金属（CEMP）星一样容易制造，那么我们预计会发现2到7颗NEMP星。相反，我们在样本中没有发现NEMP恒星。因此，这种观测偏差并不是富氮恒星明显缺乏的重要原因。我们的[C/N]值与文献中先前报道的值（-0.5至+2.0）在相同的范围内，并且所有恒星都与低质量和高质量AGB恒星的预测[C/N]比不一致。我们认为低质量AGB模型中[C/N]的降低是由于额外混合的增强，而NEMP星的缺乏可能是由于双星中不利的质量比或大质量比的双星系统中质量传递的困难造成的。
2006-08-30 astro-ph
Detection of Lead in the Carbon-Rich, Very Metal-Poor Star LP625-44: A Strong Constraint on s-Process Nucleosynthesis at Low Metallicity
我们报告了在非常贫金属（[Fe/H]=-2.7），富碳的恒星LP 625 -44中检测到Pb I 4057.8A线。我们确定了Pb（[Pb/Fe] = 2.65）和其他15个中子俘获元素的丰度。Ba和Pb之间的丰度模式与一个缩放的太阳系S-过程组件一致，而较轻的元素（Sr-Zr）的丰度低于Ba。增强的S-过程元素被解释为质量转移的结果，在一个二元系统从以前的AGB同伴，解释强烈支持径向速度变化的这个系统。铅的检测使得有可能，第一次，比较模型预测的S-过程核合成在AGB星与Sr和Pb之间的元素的观测。Pb丰度明显低于最近模型的预测（例如，Gallino et al. 1998），成功地解释了在先前观测到的s-过程增强恒星中发现的轻s-元素（Sr-Zr）与重元素（Ba-Dy）丰度比的金属丰度依赖性。这表明，人们应该（a）重新考虑现有模型中关于富含13 C的s-加工位点（13 C-口袋）的基本假设，或者（b）在非常贫金属的AGB星中研究s-过程核合成的替代位点。
2000-05-17 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars. Osmium and Iridium Abundances in the Neutron-Capture-Enhanced Subgiants CS31062-050 and LP625-44
我们研究了两颗碳增强贫金属（CEMP）亚巨星CS31062-050和LP 625 -44中重中子捕获元素的丰度，包括锇（Os）和铱（Ir）。CS31062-050是一颗被称为CEMP-r/s的恒星，它表现出大量的s过程元素，如钡（Ba）和铅（Pb），以及铕（Eu）的显着增强，这在渐近巨星分支恒星模型中无法用传统的s过程生产来解释。我们对该天体的高分辨率光谱的分析首次确定了r-过程核合成第三峰中元素Ir和Os的丰度。他们还表现出显着的过剩相对于标准的s-过程计算的预测。这两种元素在LP 625 -44的类似质量谱中未检出;其丰度的推导上限低于CS 31062 -050中的丰度。我们比较所观察到的中子捕获元素，包括Os和Ir，在这两颗星与最近的模型计算的S-过程的丰度模式，并讨论可能的解释。
2006-09-06 astro-ph
A high-resolution spectral analysis of three carbon-enhanced metal-poor stars
我们目前的分析结果的高分辨率光谱与斯巴鲁望远镜高色散摄谱仪，两个碳增强金属贫星，HE 1305+0007和HE 1152-0355，和经典的CH星HD 5223。所有这些恒星都有相对较低的有效温度（4000-4750 K）和较高的碳丰度。恒星大气参数显示，它们的表面重力与红巨星分支目前的位置一致，金属丰度[Fe/H] = -2.0（HE 1305+0007，HD 5223）和[Fe/H]= -1.3（HE 1152-0355）。除了碳元素的大量增加外，这三颗恒星的s过程元素相对于铁元素都有很强的增加。HE 1305+0007表现出第三峰s过程元素铅的大幅增强，[Pb/Fe] =+2.37，以及r过程元素铕的高丰度，[Eu/Fe] =+1.97。因此，HE 1305+0007加入了不断增长的所谓的“铅星”类别，以及表现出r-过程和s-过程元素的存在的对象类别，CEMP-r/s星。HE 1152-0355和HD 5223所表现出的n-捕获元素的大幅增强与CH星中通常注意到的丰度模式更一致。在这些恒星中观察到的元素丰度分布进行了讨论，根据现有的理论CH星的形成，以及建议的CEMP-r/s集团的形成方案。
2006-08-04 astro-ph
Light element abundances in carbon-enhanced metal-poor stars
我们模拟碳增强贫金属（CEMP）恒星中轻元素丰度的演化，假设这样的恒星是通过质量转移形成的二元系统。我们模拟了一颗渐近巨星分支星喷射到伴星表面的物质吸积过程。然后，我们研究三种不同的情况：一种是混合的材料只通过对流过程，一种是存在的温盐混合和第三种是在考虑到温盐混合和重力沉降。这些运行的结果进行了比较，在CEMP星（主要是CEMP-s星，这是丰富的$s$过程的元素，并可能已形成的质量转移从AGB星），重点是元素Li，F，Na和Mg的轻元素丰度测量。没有一个元素能够提供一个决定性的图片的混合程度的吸积材料。我们证实，锂只能保存，如果很少混合发生。大量的钠观测表明，吸积物质是有效混合的，但也有几个高度钠和镁丰富的对象，只能解释，如果吸积物质是未混合的。我们认为，现有的钠数据可能暗示，额外的混合发生在巨大的分支，虽然我们警告说，数据是稀疏的。
2008-12-17 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
The Impact of Carbon Enhancement on Extra Mixing in Metal-Poor Stars
我们批判性地研究了碳增强贫金属（CEMP）恒星对红巨星混合机制的约束。CEMP恒星是当贫金属矮星的表面层通过演化的供体的质量转移而富含He燃烧产物时产生的。主序（MS）和红巨星CEMP丰度之间的差异可以被用来作为一个诊断的时间尺度的混合处理的材料到恒星内部的MS. Abnormal趋势与亮度之间的红巨星CEMP恒星测试理论的规范额外混合低质量的巨人与高散装金属丰度。我们发现一个显着的稀释CN富集在巨大的CEMP星相对于他们的MS前体，并以此为证据，热盐混合诱导的平均分子量反转是无效的CEMP星。这与依赖于红巨星中小μ梯度引起的有效热盐混合的模型相矛盾，因为这样的模型预测具有大μ反转的MS CEMP恒星将在很短的时间尺度上均匀化。这些数据不排除较慢的MS温盐混合与以前公布的估计。我们还发现，典型的额外混合强烈抑制CEMP巨星相对于恒星具有相同的铁丰度。一个可能的原因是在非平衡CN处理的位置相对于陡峭的亩梯度的氢燃烧壳，这也发生在太阳金属丰度RGB恒星的转变。CEMP星吸积的质量和典型的额外混合机制的影响进行了讨论。
2007-09-26 astro-ph
Optical spectra of the carbon-oxygen accretion discs in the ultra-compact X-ray binaries 4U 0614+09, 4U 1543-624 and 2S 0918-549
本文给出了三个低质量X射线双星在4600 - 8600 A范围内的光谱，根据它们的X射线谱，它们被认为是超致密X射线双星。我们的光谱显示没有氢或氦发射线的证据，在经典的X射线双星。4U~0614+09的光谱确实显示出我们识别为CII、CIII、OII和OIII的碳和氧线的发射线。虽然4U 1543-624和2S 0918-549的光谱具有较低的信噪比，因此更难以解释，但4U 0614+09的一些特征也存在于这些光谱中，尽管有时它们明显较弱。我们的结论是，光谱提供了进一步的证据，这些X射线双星的超紧凑的性质和它们的施主星是碳氧白矮星。
2003-12-01 astro-ph
