首页/论文/0708.3906

arXiv 0708.39062007-08-29astro-ph

晕星中的镁同位素

Magnesium Isotopes in Halo Stars

Jorge Melendez, Judith G. Cohen

备注：: Proceedings, First Stars III, July 16-20, 2007, Santa Fe
发表信息：: AIP Conf.Proc.990:181-183,2008
DOI：: 10.1063/1.2905536

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

摘要英文摘要相关论文

摘要：

利用高信噪比、高光谱分辨率（R = 10 $^5$）的Keck HIRES谱，测定了球状星团M71晕场矮星和巨星的Mg同位素比值。与以前的声明的一个重要贡献，从中等质量的AGB恒星的银河星系晕，我们发现，我们的$^{26}$镁/ $^{24}$镁比可以解释的大质量恒星。

英文摘要：

We have determined Mg isotope ratios in halo field dwarfs and giants in the globular cluster M71 based on high S/N high spectral resolution (R = 10$^5$) Keck HIRES spectra. Unlike previous claims of an important contribution from intermediate-mass AGB stars to the Galactic halo, we find that our $^{26}$Mg/$^{24}$Mg ratios can be explained by massive stars.

机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。

阅读原文

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

本文内容

摘要英文摘要相关论文

机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。

继续探索

相关论文

贫金属矮星的镁同位素、AGB星的形成和星系晕的形成时标

Magnesium Isotopes in Metal-Poor Dwarfs, the Rise of AGB Stars and the Formation Timescale of the Galactic Halo

我们利用高信噪比（90-280）、高光谱分辨率（R = 10^5）的凯克HIRES光谱测定了贫金属晕矮星（-2.6 [Fe/H] -1.3）中的镁同位素比值（^{25，26}Mg/Mg）。与先前的低金属丰度的中等质量AGB星的重要贡献不同，我们发现AGB星在星系晕中的贡献的增加直到中等金属丰度（[Fe/H] ~> -1.5）才发生。

2007-02-24astro-ph

毕宿星的镁同位素比

Magnesium isotope ratios in Hyades stars

利用经典大气模型和LTE分析方法，测量了32颗毕宿星团矮星（4000 K < Teff <5000 K）的Mg同位素比值24 Mg：25 Mg：26 Mg。我们没有发现任何同位素比与Teff的显着趋势和平均同位素比是非常好的协议与太阳值。我们测定了4000 K < Teff <6200 K的56颗毕宿星团矮星的恒星参数和Fe丰度。对于温度高于4700 K的恒星，我们得到的星团平均值为[Fe/H] = 0.16 +/- 0.02（sigma=0.1），与以前的研究结果吻合得很好。对于温度低于4700 K的恒星，我们发现来自电离线的Fe丰度超过来自中性线的Fe丰度。在4700 K时[Fe/H]_Ⅱ- [Fe/H]_I = 0.3 dex，而在4000 K时[Fe/H]_Ⅱ- [Fe/H]_I = 1.2 dex。中性线和电离线的Fe丰度之间的这种差异可能反映了模型大气的不足以及非LTE或其他效应的存在。尽管模型无法重现Fe的电离平衡，Mg同位素比值似乎不受这些问题的影响，仍然是研究银河系化学演化的有力工具。

2003-12-02astro-ph

恒星中镁的同位素丰度

The Isotopic Abundances of Magnesium in Stars

利用5140 AA处MgH A-X 0-0带的高分辨光谱，计算了20颗恒星的同位素丰度比24^Mg：25^Mg：26^Mg。除了弱g带巨星HR 1299外，其他恒星都是金属丰度范围为-1.8 < [Fe/H] <0.0的矮星。25^Mg和26^Mg相对于主要同位素24^Mg的丰度随着[Fe/H]的降低而降低，这与最近的星系化学演化模型的预测相当一致，该模型中Mg同位素是由大质量恒星合成的。有几颗恒星似乎特别富含较重的Mg同位素，这表明它们受到了中等质量AGB恒星外壳物质的污染。

1999-11-11astro-ph

中等质量渐近巨星分支星中~（22）Ne + α-俘获反应速率和重镁同位素产生的不确定性

The Uncertainties in the 22Ne + alpha-capture Reaction Rates and the Production of the Heavy Magnesium Isotopes in Asymptotic Giant Branch Stars of Intermediate Mass

我们提出了新的速率为22 Ne（α，n）25镁和22 Ne（α，γ）26镁反应，与以前的估计相比，已大大减少了不确定性，我们研究这些新的速率如何影响生产的重镁同位素模型中的中间质量渐近巨分支（AGB）不同的初始组成的恒星。所有模型均存在深三次掏槽、热底燃烧和质量损失。计算使用了两种最常用的22 Ne + α率估计值以及新的推荐率，并结合了它们的上限和下限。本研究的主要结果是，与新的利率，从镁到P来自22 Ne + α-捕获率同位素生产的不确定性已大大降低。因此，我们已经删除了一个重要的不确定性来源的影响模型的AGB星。我们已经研究了不同的质量损失率对核合成的影响，并讨论了其他不确定性的物理计算恒星结构，如对流的建模，包括一个部分混合区和对流边界的定义。当使用我们的新估计时，发现这些不确定性比来自22 Ne + α捕获率的不确定性大得多。AGB模型的这种状况还有待进一步改善。

2006-01-27astro-ph

从场星的镁异常看银河系的形成。III .光环

Formation of Galactic Systems in Light of the Magnesium Abundance in Field Stars.III.the Halo

分析了晕星的相对镁丰度、金属丰度和银河系轨道根数之间的关系。我们发现，相对镁丰度在原盘晕星几乎是独立的金属丰度和谎言在一个相当窄的范围内，而据推测吸积星表现出较大的传播相对镁丰度负[Mg/Fe]。贫镁（[Mg/Fe]<0.2dex）吸积星的平均金属丰度在从低角速度的星向高角速度（Δ[Fe/H]=0.5dex）的星转移时向负值移动。平均远星系半径和轨道倾角也增加，而它们的偏心率减少。因此，在吸积晕中观察到相对镁丰度的负径向和垂直梯度，在[Mg/Fe]比和其他轨道要素之间没有相关性的情况下，而这些相关性在遗传相关的银河系恒星中被发现处于高显著水平。我们推测，随着矮星系质量的减小，最大SNII质量也随之减小，从而α-元素产额也随之减小。在这种情况下，[Mg/Fe]比值与吸积星轨道倾角和大小的关系与星系相互作用动力学过程的数值模拟完全一致。因此，吸积恒星中镁丰度的行为表明，只有在动力学摩擦显著减小了它们的轨道尺寸并将它们拖入银河平面之后，卫星星系才会被破坏并失去它们的恒星。质量较小的卫星星系甚至在潮汐力作用下轨道发生明显变化之前就被破坏了。

2006-06-23astro-ph

冷星中镁同位素丰度比

Magnesium isotopic abundance ratios in cool stars

利用61颗冷矮星和冷巨星的高分辨光谱，通过对5140 A附近MgH A-X线的光谱合成，得到了Mg同位素丰度比24 Mg：25 Mg：26 Mg。我们的样本跨越了-2.5 < [Fe/H] < 0.1的范围，包括金属丰度低于[Fe/H]=-2.0的恒星中Mg同位素比的首次测量。我们证实了25，26 Mg/24 Mg随着[Fe/H]的减少而减少，正如最近的银河系化学演化模型所预测的那样，其中Mg同位素是在大质量恒星中产生的。一个子集的运动学确定薄盘星的镁同位素比与预测非常一致。在测量的不确定性范围内，这些薄盘星的预测没有分散。我们的几颗恒星可能是厚盘的成员，它们的高镁同位素比值可能反映了厚盘的核合成历史，这与薄盘的预测和观测不同。对于厚盘和晕星，我们发现25，26 Mg/24 Mg的散射超过了我们的测量不确定性，并随着金属丰度的增加而增加。我们的数据表明，需要额外的25 Mg和26 Mg来源。中等质量的渐近巨星分支星是可能的候选者。

2003-09-02astro-ph

更多相关论文收起更多论文

中低质量AGB星的Mg和Al产额

Mg and Al Yields from Low and Intermediate Mass AGB stars

我们研究了在渐近巨枝模型中铝和重镁同位素的产生。我们发展的模型具有广泛的初始质量（1和6 Msun之间）和组成（Z=0.02，0.008，0.004）。我们发展的模型，从主序列前，通过所有中间阶段，包括核心氦闪光，接近年底的热脉冲AGB阶段。我们进行了详细的核合成计算，从中我们第一次确定，镁和铝同位素的生产作为恒星质量和组成的函数。从我们的模型，我们计算恒星产额适合银河系化学演化模型。最大质量的AGB模型产生富中子镁同位素，并通过热底部燃烧产生大量的Al-26。我们注意到，计算受到许多不确定性的影响，例如第三次疏浚、质量损失和核反应速率的模拟。

2003-05-01astro-ph

太阳内部的组成：来自同位素比的信息

Composition of the Solar Interior: Information from Isotope Ratios

测量结果表明，太阳内部，内行星和普通陨石主要由相同的元素组成：铁，氧，镍，硅，镁，硫和钙。这些结果不支持标准日光模型。

2004-10-28astro-ph

贫金属中等质量恒星中氧、钠和镁的绝对演化：对球状星团自污染的启示

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。

2003-05-26astro-ph

太阳邻域镁同位素丰度的化学演化

The Chemical Evolution of Magnesium Isotopic Abundances in the Solar Neighbourhood

在贫金属恒星中观察到的富中子镁同位素的丰度定量解释与当地银河系的化学演化模型，认为-第一次-从中等质量恒星的金属依赖的贡献。以前的模型，模拟镁同位素比值的变化与太阳附近的金属量归因于生产的Mg 25和Mg 26完全流体静力学燃烧的大质量恒星。这些模型在[Fe/H]>-1.0时与数据匹配良好，但在较低金属丰度时严重低估了Mg 25/Mg 24和Mg 26/Mg 24。早期的研究指出，这种差异可能表明中等质量恒星扮演了重要角色。直到最近，才有详细的中等质量恒星Mg 25和Mg 26产额的计算，以检验这一假设。在以前的工作的延伸，我们提出了一个模型，成功地匹配镁同位素丰度在附近的银河系盘星通过将核合成预测的镁同位素生产在渐近巨星分支星。

2003-07-25astro-ph

贫金属晕星VLT/UVES的锂同位素比

The lithium isotope ratio in the metal-poor halo star G271-162 from VLT/UVES observations

在VLT/Kueyen紫外可见光谱仪的调试中，获得了贫金属关闭星G271-162的高分辨率（R = 110.000）、甚高信噪比（>600）的光谱。使用1D流体静力学和3D流体动力学模型大气，锂同位素比已估计从LiI 670.8 nm线通过光谱合成。从未混合的KI、CaI和FeI谱线确定了必要的恒星谱线展宽（1D：宏观湍流+旋转，3D：旋转）。3D线轮廓与观察到的轮廓非常吻合，包括特征线不对称性。1D和3D分析都揭示了在G271-162中可能检测到6Li，6Li/7 Li = 0.02 +-0.01（一个西格玛）。讨论了G271-162中的6Li含量比类似晕星HD 84937中的6Li含量少是否可能是由于恒星质量和/或金属丰度的差异，或者它是否反映了ISM中Li同位素比在给定金属丰度下的内在散射。

2000-04-18astro-ph

具有精确视差的恒星光谱测定元素丰度的汇编星表。I.Magnesium

A Compiled Catalogue of Spectroscopically Determined Elemental Abundances for Stars with Accurate Parallaxes. I.Magnesium

我们提出了一个汇编目录的有效温度，表面重力，铁和镁的丰度，距离，速度分量，并在太阳附近的恒星的轨道要素。大气参数和铁丰度是从80种出版物中总共约2000个数值的模型合成光谱得出的公布值的平均值。我们的相对镁丰度是从876颗矮星和次巨星的31篇出版物中的1412个值中找到的，使用三步迭代平均程序，为每个数据源以及每个单独的测定分配权重，并考虑到每个尺度相对于约化平均尺度的系统偏差。截至2003年12月下旬，包含超过5颗星的数据源的估计假设完整性超过90%。对于目录中的绝大多数恒星，空间速度分量来自现代高精度天体测量观测，它们的银河系轨道要素是使用银河系的三分量模型计算的，包括一个圆盘，一个凸起和一个巨大的扩展晕。

2005-03-30astro-ph

宇宙学宇宙线和贫金属晕星中观测到的Li6平台

Cosmological Cosmic Rays and the observed Li6 plateau in metal poor halo stars

最近对晕星中Li6同位素的观测显示，Li6平台比预测的BBN丰度高出约1000倍。我们计算了从宇宙宇宙射线（CCR）的初始爆发到银河系形成的Li6随红移的演化。我们发现，银河系前生产的锂6同位素可以解释在贫金属晕星中观察到的锂6平台，而无需额外的过剩生产的锂7。CCR能谱的振幅和CCR初始产生的红移之间的关系限制了天体的物理和历史，例如对这些早期宇宙射线负责的流行III星。因此，我们考虑银河系中Li6的演化。由于Li6也产生于银河系宇宙射线核合成，我们认为，晕星的金属丰度之间[Fe/H]=-2和-1，必须在一定程度上耗尽Li6。

2005-04-18astro-ph

碳、硫和钛同位素从高红移到局域宇宙的演化

The Evolution Of Carbon, Sulphur, and Titanium Isotopes from High-Redshift to the Local Universe

最近对碳、硫和钛同位素在红移z~1处以及在恒星盘和晕中的观测为研究同位素丰度模式和化学元素的起源打开了一扇新的窗口。使用我们的银河系化学演化代码GETool，我们已经研究了这些同位素的演化框架内的银河系系统。我们在这项工作中有三个目标：第一，为了解释银河系中的碳同位素模式，检验需要新星的说法;第二，检验高红移的硫同位素模式需要偏向大质量恒星的初始质量函数的说法;第三，测试现存的化学演化模型对钛同位素的新观察，这表明示踪剂与具有金属丰度的优势同位素。基于我们对一个类银河系的双落星系化学演化模型，以及随后与这些新的和独特的数据集的比较，我们得出以下结论：新星不需要理解太阳邻域中12 C/13 C的演化;一个大质量的恒星偏置的初始质量函数与在一个高红移的晚型螺旋中看到的12 C/13 C和32 S/34 S的低比率相一致，但随后对该系统中星际介质的超太阳金属丰度预测似乎极不可能;钛的缺乏同位素被预测与金属丰度呈正相关，这与新的数据集明显不一致;如果得到确认，银河系经典化学演化模型（以及相关的超新星核合成产额）可能需要进行实质性的大修才能保持一致。

2008-08-26astro-ph

起源于星系晕的河外天体

Stellar Objects of Extragalactic Origin in the Galactic Halo

我们确定了河外起源的球状星团和场星，并研究了它们的化学、物理和运动学性质。这个物体被认为是在不同的时间被银河系捕获的，来自于被其潮汐力破坏的矮卫星星系的碎片。结果如下。(1)银河系中绝大多数贫金属恒星都起源于河外。(2)吸积后的球状星团的质量随着远离星系中心和平面而减小。(3)吸积恒星和遗传连接恒星中化学元素的相对丰度有本质的区别。(4)吸积场星的相对镁丰度随轨道大小和倾角的增大而减小。(5)半人马座移动星群的恒星是从物质中诞生的，其中恒星形成率比早期银河系低得多。在此基础上得出结论：随着其中矮星系质量的减小，球状星团的平均质量和超新星SNe II的最大质量同时减小。也就是说，后一个事实导致贫金属星中α元素的相对丰度降低。

2007-10-24astro-ph

低质量AGB星的短寿命同位素和~（23）Na产生

Short-lived isotopes and 23Na production in low mass AGB Stars

我们讨论了一些短寿命同位素和23 Na的合成在热脉冲AGB星的初始质量为2 Msun和两个不同的金属丰度（Z=1.5e-2，对应于太阳中的金属量，和Z= 1 e-4），分别代表盘星和晕星。不同的核合成通道的一些细节说明。如先前所发现的，在每三次挖掘事件之后形成的13 C通常在随后的热脉冲开始之前被α捕获完全消耗，释放中子。这是低质量AGB星中最有效的中子源，由此产生的s-过程核合成是太阳主成分的起源。然而，在太阳金属丰度模型中，我们发现，第一个形成的13 C口袋的温度仍然太低，在脉冲间和13 C没有完全燃烧，被部分吞没在对流区产生的热脉冲。由于该区的快速对流混合，13 C暴露于更高的温度，并以相对高的中子密度为特征的核合成发展。主要的影响是位于中子俘获路径中某些临界分支之外的同位素（如60 Fe）的强烈增强，否则在标准的s过程核合成过程中只会产生少量的同位素。

2006-06-15astro-ph

厚盘星和晕星中Mg、Ba和Eu的丰度

Mg, Ba and Eu abundances in thick disk and halo stars

我们的样本冷矮星从以前的论文中扩展到这项研究，包括15个中度缺金属的恒星。晕星和厚盘星的金属丰度与[Fe/H]在-0.9 ~-1.5之间有重叠，我们首先比较了这两种运动学上不同的恒星星族的化学性质，并与它们的金属丰度无关。我们目前的钡，铕和镁丰度的新样本的恒星。这些结果是基于对ESO VLT UVES光谱仪观测到的高分辨率光谱进行差分模式大气分析所得到的NLTE谱线的形成。我们证实了晕星中Eu相对于Mg的过剩。8颗晕星的[Eu/Mg]比值在0.23和0.41之间，而在厚盘和薄盘中的恒星显示太阳的Eu/Mg比值。在厚盘星中发现的[Eu/Ba]值在0.35和0.57之间，表明在厚盘形成期间，演化的低质量恒星开始通过Ba的s-核富集星际气体，s-过程对Ba的贡献从30%到50%不等。基于这些结果，并使用Travaglio等人（1999）的化学演化计算，我们估计厚盘恒星星族形成的时间尺度为从原星系坍缩开始的1.1到1.6 Gyr。在晕星中，[Eu/Ba]比值大多在0.40和0.67之间，这表明晕形成的持续时间约为1.5 Gyr。对于整个样本的恒星，我们提出了偶数到奇数Ba同位素比，从超精细结构中看到的Ba II共振线4554。根据这些数据，我们推断厚盘星的s/r过程对钡的贡献比为30：70（± 30%），与[Eu/Ba]比得到的结果一致。

2002-10-16astro-ph