Nucleosynthesis of PopIII Core Collapse Supernovae and the Abundances of Extremely Metal Poor Stars
基于新一代理论超新星前模型和零金属量大质量恒星的爆炸，以及[Fe/H]<-2.5的均匀恒星样本的新丰度分析，我们提出了对极端贫金属恒星中观测到的丰度的新分析（Cayrel et al. 2004）。
2005-07-14 astro-ph
Extremely metal-poor stars from the SDSS
我们给出了一个关于在斯隆数字巡天的光谱目录中寻找极贫金属恒星的CIFIST团队内的活动的进展报告。到目前为止，搜索已经提供了25个金属丰度在-3左右或更小的候选者。对于15名候选人，VLT的UVES高分辨率光谱已经证实了他们的极端金属贫乏状态。目前正在进行的工作是通过增强SDSS的光度测定，并通过测量X-shooter在显着暗淡的目标时的能力，将搜索扩展到SDSS的光度测定目录。
2008-09-17 astro-ph
MMT Extremely Metal Poor Galaxy Survey I. An Efficient Technique to Identify Metal Poor Galaxies
我们展示了一个成功的战略，以确定极端金属贫星系。我们对24个候选星系的初步调查包含10个贫金属星系，其中4个12+log（O/H）<7.65，是迄今已知的金属丰度最低的蓝色致密星系。有趣的是，我们的贫金属星系样本的光度比蓝色致密星系，dIrrs和正常恒星形成星系的可比样本具有系统性较低的金属丰度。然而，我们的贫金属星系与附近长持续时间伽马射线暴（GRB）的宿主星系有着非常相似的性质，包括相似的金属丰度、恒星年龄和恒星形成速率。我们用Hβ来测量银河系中存在的OB星的数量，并估计出核心坍缩超新星的速率约为10^-3年^-1。一个更大的贫金属星系样本可能会提供新的线索，伽玛射线暴形成的环境，并可能提供一个潜在的伽玛射线暴主机的列表。
2007-09-27 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
Carbon-rich, extremely metal-poor Population II stars
很大一部分贫金属恒星具有出乎意料的高碳丰度。我回顾了他们的发现，描述了他们的组成的高分辨率光谱研究的结果，并考虑可能的起源。现在很清楚，至少需要两种，可能是三种不同的解释来解释它们的一般特征。
2002-11-27 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
Metal-poor halo stars as tracers of ISM mixing processes during halo formation
我们引入了一个随机晕形成模型来计算晕的早期星际介质的化学富集。相反，1区的化学演化模型，我们能够解决本地的不均匀性在ISM所造成的单核心坍缩超新星。这些不均匀性导致了贫金属恒星中不同的元素丰度模式，这可以被看作是金属丰度[Fe/H] < 2.0的晕星丰度的分散。晕的早期化学演化经历了不同的富集阶段：当[Fe/H] <-3.0时，晕的ISM是非混合的，主要是由单个核塌缩超新星事件引起的局部不均匀性。当金属丰度[Fe/H] >-2.0时，晕ISM混合较好，显示出元素丰度模式在初始质量函数上的积分。在-3.0 < [Fe/H] < -2.0的范围内，发生从未混合的ISM到充分混合的ISM的连续转变。对于某些元素（Si，Ca，Eu），在贫金属晕星的观测中看到的元素-铁比[El/Fe]的分散可以重现。其他元素的恒星产额预测的散射，与观测相比，太大（O，Mg）或太小（Ni）。Cr和Mn表现出下降的趋势，较低的金属丰度，这不能解释的金属丰度独立的产量，只要喷出物与星际介质的混合不依赖于祖质量。这表明需要修订的，自洽的核心崩溃SN产量。
2000-02-14 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
High-Resolution Simulation on Structure Formation with Extremely Light Bosonic Dark Matter
另一种玻色子暗物质模型通过高分辨率模拟详细检查。这些玻色子具有$10^{-22}eV$级的粒子质量，并且不相互作用。如果它们确实存在，并且能够解释结构的形成，那么这些玻色子必须被凝聚成玻色-爱因斯坦态，并由相干的波函数来描述。这种物质，也被称为模糊暗物质（Hu，Barkana & Gruzinov 2000），被推测能够，首先，消除亚星系晕，以解决矮星系过多的问题，其次，在星系中产生扁平的晕核，这是一些观察所提出的。我们的模拟结果表明，虽然这种极轻的玻色子暗物质确实抑制了低质量晕，但与预期相反，它可以产生奇异的晕核。奇异晕的密度分布与Navarro，Frenk & White（1997）的晕分布几乎相同。这样一个轮廓似乎是普遍的，因为它可以通过吸积或合并产生。
2009-03-31 astro-ph
Detection of low Eu abundances in extremely metal-poor stars and the origin of r-process elements
本文报道了利用Subaru高色散光谱仪（HDS）对三颗贫金属恒星进行的[Fe/H] $\lesssim -3$丰度分析。所有被发现有亚太阳值[Eu/Fe]。与我们的化学演化模型的星系晕的比较意味着铕的主要来源是超新星质量范围的低质量端。未来的研究具有低Eu丰度的恒星将是重要的，以确定r-过程网站。
2003-11-06 astro-ph
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
Metallicity distribution of halo stars and minor merger processes of the Galaxy
本文提出了贫金属晕星金属丰度的高分散性与银河系历史上的小合并过程之间的一种可能关系。卫星星中的外来星族通过微小的合并过程对星系晕的形成做出了重要贡献，从而改变了晕星的金属丰度分布。我们的模型再现了银河系中极端贫金属晕场星金属丰度分布的观测趋势。考虑到我们模型的所有参数，预测了极贫金属晕星在$-5<[Fe/H]<-4$中的密度为$1.9\times 10^{-3}kpc^{-3}$，这解释了为什么迄今为止还没有观测到这样的恒星。
2001-05-30 astro-ph
The Chemical Composition and Age of the Metal-Poor Halo Star BD +17^\circ 3248
我们结合了哈勃太空望远镜（HST）和地面设施获得的新的高分辨率光谱，对贫金属晕星BD +17 ^\circ 3248进行了全面的新丰度分析。我们已经探测到了第三个r过程峰元素锇、铂和（首次在贫金属恒星中）金，这些元素的丰度只能用HST可靠地确定。我们的观测结果说明了在其他类似的晕星中看到的模式，这些晕星具有较重的中子捕获元素的丰度，包括第三个r过程峰值元素，与缩放的太阳系r过程分布一致。较轻的中子捕获元素，包括锗和银，其丰度低于相同比例的太阳r过程曲线，这一结果类似于在极贫金属恒星CS 22892- 052中看到的结果。一个具有两种状态或两组条件的单一地点，或者可能是较轻和较重的中子捕获元素的两个不同地点，可能解释了这颗恒星中所看到的丰度模式。此外，我们还导出了放射性元素钍的可靠丰度。我们在BD +17 ^\circ 3248的光谱中初步确定了3859 A处的U II，这使得这是第二次在非常贫金属的晕星中发现铀。我们的综合观测涵盖了迄今为止贫金属星系晕恒星中中子捕获元素的最宽质子数范围（从锗到铀）。利用钍和铀的丰度相互比较，并与几个稳定的元素，我们确定了BD +17 ^\circ 3248的平均宇宙年代学年龄为13.8 +/- 4 Gyr，与其他类似的贫金属晕星一致。
2002-02-22 astro-ph
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。
2005-04-18 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
A kinematically selected, metal-poor stellar halo in the outskirts of M31
我们提出的证据，金属贫乏，[Fe/H] $\sim-1.4$ $σ$ =0.2 dex，恒星晕组件检测半径从10千秒差距到70千秒差距，在我们最近的巨大的螺旋邻居，仙女座星系。这个贫金属样品是最近发现的扩展旋转分量的基础，并且没有检测到金属丰度梯度。这一发现使用了大量的9861颗红巨星分支（RGB）恒星的径向速度样本，这些恒星是用RISK-II望远镜和DEIMOS摄谱仪获得的，其中827颗恒星具有强大的径向速度测量值，主要通过将主导仙女座光度分布的扩展旋转分量窗口化到$<$ 50 kpc（去投影）来运动学地隔离在晕分量中。这些恒星分布在54个光谱场中，分布在8平方度的区域内，预计会对半径为$\sim$ 70 kpc的晕进行公平的采样。晕圈样本没有显示旋转的显著证据。拟合一个简单的模型，其中的组件的速度色散随半径减小，我们发现$152\kms$的中心速度色散减少$-0.90\kms/\kpc$。通过拟合一个宇宙学动机的NFW晕模型的晕星，我们约束的维里质量的M31大于$9.0 \times 10^{11} \msun$与99%的置信度。这个晕组成部分的性质与我们银河系中发现的非常相似，揭示了这些质量大致相等的星系可能在早期宇宙中导致了类似的吸积和演化路径。
2006-08-18 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
A Cosmic Milestone: Constraints from Metal-Poor Halo Stars on the Cosmological Reionization Epoch
理论研究和目前对高红移星系际介质（IGM）的观测表明，当宇宙达到气体金属丰度约为太阳值的$10^{-3}$时，至少会发生两次宇宙跃迁。这些是IGM的宇宙学再电离，以及从原始到现在的恒星形成模式的转变。我们通过对银河系贫金属晕星中观察到的碳、氧和硅元素产生的电离辐射进行新的计算来量化这种关系，这些晕星可能是在原始超新星之后形成的第二代物体。我们证明了在贫金属晕星的环境中，[Fe/H]约为-3的富集水平产生了足够的每个重子电离光子，从而提供了$WMAP$探测到的宇宙微波背景中约0.1的光学厚度。我们表明，在一颗恒星的基础上，IGM电离和恒星形成模式的一个真正的宇宙里程碑发生在$10^{-4}$到$10^{-3}$太阳在这些晕星的金属丰度。这提供了一个重要的环节，在证据链中，无金属的第一颗恒星主导了红移6的再电离过程。我们的结论是，许多铁贫晕星形成接近年底或宇宙再电离后不久，使它们成为理想的探针的物理条件下，从第一代到第二代恒星形成的过渡发生在原始星系。
2006-04-12 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
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
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
R-process pattern in the Very-Metal-Poor Halo Star CS31082-001
非常贫金属晕星CS31082-001是在对Beers及其同事在HK巡天中发现的贫金属星进行VLT+UVES高分辨率跟踪的过程中发现的。这两个强大的n-捕获元素增强和低的碳和氮含量的恒星（减少CN分子带污染）导致的第一个$^{238}$ U丰度测量在恒星光谱（Cayrel等人，2001年），并有机会使用两个放射性物种$^{238}$ U和$^{232}$ Th来确定这颗恒星的祖先。然而，年龄的计算都依赖于假设r-过程模式是太阳的，因为这确实在其他著名的r-过程增强的非常贫金属的恒星CS22892-052（Sneden et al. 1996，2000）和HD 115444（Westin et al. 2000）中观察到。在这里，我们调查是否也验证了这一假设CS31082-001，使用的范围Z=38至Z=92的n-捕获元素的20多个丰度的初步分析。
2001-04-10 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
An Automated Search for Metal-Poor Halo Stars in the Hamburg/ESO Objective-Prism Survey
在汉堡/欧洲南方天文台物镜棱镜巡天（HES）的过程中，对贫金属星进行了自动搜索，该巡天覆盖了银河纬度|b| \gtrsim 30度的整个南部天空。当他到达时，比香港天文台的观测范围深1等，并涵盖了香港天文台及合作者的观测范围以外的天空区域，因此，香港天文台的观测总量比香港天文台的观测量增加了4.5倍。由于望远镜用于光谱跟踪观测的时间有限，我们将集中精力寻找最缺乏金属的未进化恒星。本文对贫金属星的HES选择函数P（BJ，T_eff，[Fe/H]，log g）进行了模拟研究，并给出了ESO-NTT第一次后续活动的结果。
1998-10-12 astro-ph
Kinematic Evidence for an Old Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud
最古老和最贫金属的银河系恒星形成一个运动学热晕，这激发了我们星系的两个主要形成场景：扩展的分层吸积和快速坍缩。天琴座RR型星是古老和贫金属星群的极好示踪剂。我们测量了附近大麦云（LMC）星系内部43颗天琴座RR型星的运动学。速度频散σ_{true}=53 \pm 10 km/s，表明在大麦哲伦星云中还存在运动学上的贫热金属古老晕。这表明我们的星系和像LMC这样的较小的晚型星系有着相似的早期形成历史。
2003-09-12 astro-ph
VI Photometry of Globular Clusters NGC6293 and NGC6541: The Formation of the Metal-Poor Inner Halo Globular Clusters
本文介绍了利用HST上的WFPC 2行星照相机对贫金属内晕球状星团NGC 6293和NGC 6541进行的VI测光。我们的颜色星等图的集群显示定义良好的BHB人口，符合其低金属和老年人。NGC 6293似乎在星团的中心区域有蓝色的离散星。讨论了NGC 6293和NGC 6541的星际红化和距离模，得到NGC 6293的E（B-V）= 0.40和（m-M）_0 = 14.61，NGC 6541的E（B-V）= 0.14和（m-M）_0 = 14.19。我们的结果证实了NGC 6293和NGC 6541明显位于银河系的中心区域（R_{GC} < 3 kpc）。我们还讨论了NGC 6293的差异红化。在我们的小视场内，NGC 6293的星际红化值似乎变化Δ E（B-V）~ 0.02 - 0.04等。最值得注意的结果是，内晕星系团NGC 6293和NGC 6541的年龄与M92基本相同，证实了HST NIC 3对NGC 6287的观测结果。
2006-06-29 astro-ph
Detection of Fluorine in the Halo Planetary Nebula BoBn 1: Evidence For a Binary Progenitor Star
我们在8.2-mVLT/UVES资料库的高色散光谱中发现了贫金属（[Ar/H] = -2.10+/-0.21）晕行星状星云（PN）BoBn 1中的氟线[F IV] 3996.92A，4059.90A。化学丰度分析表明，氟丰度为[F/H] = +1.06+/-0.08，这使得BoBn 1成为所有探测到氟的PNe中氟含量最高、最贫金属的PNe，为低质量贫金属星中氟的核合成提供了新的证据。与碳增强贫金属（CEMP）恒星的丰度比较表明，BoBn 1与CEMP-s恒星（如HE 1305 +0132）有着共同的起源和演化。BoBn 1可能是从一个由~2 Msun主星和~0.8 Msun副星组成的双星演化而来。
2008-07-01 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
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
Beryllium in the Ultra-Lithium-Deficient,Metal-Poor Halo Dwarf, G186-26
绝大多数低金属晕矮星都显示出类似的Li含量;这被归因于大爆炸中产生的Li。然而，有9颗已知的晕星T $>$ 5900 K，[Fe/H] $<$ $-$ 1.0是超缺锂的。我们在金属丰度极低的恒星G 186-26中寻找Be，其[Fe/H] = $-$ 2.71，这是极缺锂恒星之一。这颗恒星也是极度缺乏Be的。相对于[Fe/H] = $-$ 2.7的Li-正常恒星中的Be，G 182-26的Be下降了0.8 dex以上。锂缺乏的两个潜在原因-前蓝离散星的质量转移或最初是非常快速旋转的恒星中的额外旋转诱导混合-Be的缺乏有利于蓝离散星假设，但旋转模型不能完全排除。
2005-09-16 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
The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)
我们目前的光谱观测红巨星分支（RGB）的恒星在一个大的扩展在晕的仙女座螺旋星系（M31），收购与DEIMOS仪器的凯克II 10米望远镜。利用五种光度/光谱诊断方法的组合--（1）径向速度，（2）中等宽度DDO 51光度，（3）Na I等效宽度（表面重力敏感），（4）颜色-星等图中的位置，（5）光度法和光谱法[Fe/H]估算值之间的比较--我们在距离M31中心R = 12- 165 kpc的12个视场中分离出了250多颗真正的M31核球和晕RGB星（其中47颗是R > 60 kpc的晕成员）。我们推导出M31 RGB星在这些领域的光度和光谱金属丰度分布函数。所得M31椭球体的平均值（凸起和晕）金属量分布被发现随着半径的增加而系统地更贫金属，从<[Fe/H]>偏移= -0.47+/-0.03（σ = 0.39）至在R < 20 kpc时<[Fe/H]> = -0.94+/-0.06（σ = 0.60）至在R > 60 kpc时<[Fe/H]> = -1.26+/-0.10（σ = 0.72），假设[α/Fe] = 0.0。这些结果表明，在至少R = 160 kpc的大径向距离处存在贫金属的RGB种群，从而支持了我们最近在M31中发现的恒星晕：其晕和凸起（分别定义为具有R^{-2}幂律和de Vaucouleurs R^{1/4}律表面亮度轮廓的结构成分）具有明显的金属丰度分布。如果我…
2006-05-06 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
Discovery of an extended halo of metal-poor stars in the Andromeda spiral galaxy
了解星系形成包括分别对遥远星系和邻近星系的回顾和化石记录研究。在我们银河系古老恒星的球状晕中的碎片痕迹提供了通过潮汐破裂/矮卫星星系合并“自下而上”形成的证据，但很难从内部研究我们银河系的大尺度结构。对我们邻近的仙女座星系的研究得出结论，它的球状体包含半径为30千秒差距的化学富集（“富含金属”）恒星，其密度呈指数r^1/4下降，因此类似于银河系的“凸起”。如果仙女座星系的真正光环被发现，我们对它的恒星动力学、子结构、化学丰度和年龄分布的详细而全面的了解将直接限制等级光环形成模型。我们在这里报告发现了迄今为止难以捉摸的贫金属仙女座恒星的晕，不同于它的凸起，具有幂律亮度轮廓，延伸超过r = 160千秒差距。这是3 - 5倍大于任何以前映射仙女座球状/磁盘组件。银河系和仙女座星系的晕合在一起，跨越了它们之间距离的1/3，这表明恒星占据了我们本星系群的相当大的体积比例，可能是大多数星系群。
2006-07-15 astro-ph
Nucleosynthesis of Zinc and Iron-Peak Elements in Pop III Type II Supernovae : Comparison with abundances of Very Metal-Poor Halo Stars
我们计算了大质量Pop III星的核心坍缩爆炸的核合成，并将结果与贫金属晕星的丰度进行比较，以约束Pop III超新星的参数。我们专注于铁峰元素，特别是，我们试图重现大[Zn/Fe]观察到的极端贫金属恒星。观察到的比值[Zn，Co，Mn，Cr，V/Fe]的有趣趋势与超新星喷出物中完全和不完全Si燃烧区的相对质量的变化有关。我们发现，[Zn/Fe]是更大的更深的质量削减，更小的中子过剩，和更大的爆炸能量。在贫金属晕星中观察到的大[Zn/Fe]和[O/Fe]表明完全Si燃烧物质的深度混合和II型超新星中大量的回落。此外，需要大的爆炸能量（对于M ~ 13 Msun，E_51>~ 2;对于M >~ 20 Msun，E_51 >~ 20）来再现[Zn/Fe] ~ 0.5。观测到的铁峰元素丰度比的趋势，更好地解释了这种高能量（"超新星“）模型，而不是简单的”深“质量削减效应，因为镍的过剩可以避免在超新星模型。我们还给出了M = 130 - 300 Msun星的对不稳定超新星爆炸的产额，并讨论了对不稳定超新星不能解释非常贫金属星的丰度特征。
2001-12-08 astro-ph
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。
2000-04-18 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
Galactic Cosmochronometry from Radioactive Elements in the Spectra of Very Old Metal-Poor Stars
在一个简短的评论中子捕获元素丰度在星系晕的明星，重点放在使用这些元素来估计年龄的星系晕。晕星中子俘获元素的两个突出特点是它们在总体丰度水平上相对于较轻元素的大的星-星散射，以及在最低恒星金属丰度下r过程丰度模式的主导地位。r-过程的丰度签名可能允许直接确定最早的星系晕核合成事件的年龄，但r-过程理论的进一步发展，非常贫金属恒星的高分辨率光谱，以及基本的原子数据需要缩小年龄估计的不确定性。注意的重要性，准确的跃迁几率在中子俘获元素宇宙定年。最新进展的过渡概率的稀土元素进行了讨论，以及对其他物种的未来工作的建议。
2001-09-12 astro-ph
Resonant conversions of extremely high energy neutrinos in dark matter halos
本文研究了当$ν$源位于星系中心时，最高能量（$ \sim 10^{20}$ - $10^{22}$ eV）的中微子在星系晕中的共振转换效应。使用标准的中微子属性和标准的宇宙学的情况下，热暗的物质的一部分，我们发现，有趣的转换可能会发生的中微子参数相关的太阳和大气中微子的问题。这种效应是由于星系晕中$ν$密度的大幅度增强以及$Z$共振极上下的有效物质势的形成。
1999-02-24 astro-ph hep-ph
Primordial Stellar Feedback and the Origin of Hyper Metal-Poor Stars
银河系晕中-5 ~< [Fe/H] ~< -4的恒星明显不存在，这表明在第一代无金属恒星（Pop III）照亮本宇宙后，产生晕星的气体经历了一个低或延迟的恒星形成时期。Pop III恒星的负反馈最初可能阻止了前星系晕的冷却，从而推迟了坍缩并抑制了进一步的恒星形成。然而，在此期间，第一颗超新星（SNe）的核合成产物有时间与晕气体混合。因此，在形成星系晕的时候，最初的原始气体已经微弱地富含重元素，特别是铁。很高的，在最近发现的两颗超贫金属恒星中观察到的C/Fe比率（[Fe/H]<-5）HE 0107-5240和HE 1327-2326的C/Fe比值以及极贫金属星的C/Fe比值多样性（[Fe/H]<-3），然后自然地解释了由Pop III星的预富集和随后几代大质量，旋转的恒星，最大质量的恒星以形成黑洞的SNe形式结束生命，只喷射出它们的外层（富碳）。讨论了可能存在的巨贫金属/无铁星（[Fe/H]<-6）的星族。
2006-02-27 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
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
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 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
Multi-level 3D non-LTE computations of lithium lines in the metal-poor halo stars HD140283 and HD84937
贫金属晕星中锂的丰度对宇宙学、星系演化和恒星结构研究具有重要意义。为了研究导出的Li丰度中可能存在的系统误差，利用晕星三维流体动力学模型和三维非LTE辐射转移计算研究了LiI谱线的形成。这些是采用多级原子模型报告的第一个详细的3D非LTE计算，表明这些问题现在在计算上是可处理的。详细的计算表明，LiI粒子数受辐射场的影响很大，而不是受局部气体温度的影响，这表明Asplund等人（1999）发现的低导出Li丰度是他们假设LTE的人为产物。相对于3D LTE，详细的计算显示出明显的过电离。就丰度而言，对于HD 140283和HD 84937的特定情况，3D非LTE值在1D非LTE结果的0.05 dex范围内，这是辐射在确定LiI群体密度中占主导地位的结果。尽管由于这个原因，3D非LTE可以预期得到相当接近（+/-0.1 dex）于1D非LTE的结果，但是金属丰度和有效温度可能存在系统趋势。
2003-02-20 astro-ph
Implications of O and Mg abundances in metal-poor halo stars for stellar iron yields
星系的不均匀化学演化模型试图再现贫金属晕星的元素-铁比中的散射，这在很大程度上取决于核心坍缩超新星的理论核合成产率。因此，非均匀模型本身是恒星核合成计算的一个检验。应用非均匀化学演化模型，我们的银河系揭示了现有的理论核合成产量的一些缺点。一个问题是预测的[O/Fe]和[Mg/Fe]的散射与在贫金属晕星中观察到的散射相比太大了。这可能是由于O或Mg的产率或Fe的产率（或两者）造成的。然而，O和Mg是主要在流体静力燃烧过程中产生的α元素，因此不受影响大质量恒星坍缩和爆炸的理论不确定性的影响。另一方面，恒星的铁产量很大程度上取决于在喷出物和原中子星之间选择质量切割，因此非常不确定。我们提出的Fe产额分布作为祖先质量的函数，与贫金属晕星的丰度分布一致，并与观测到的具有已知祖先质量的SNe II的Ni产额一致。较低质量的SNe II（在10-20 Msol范围内）的铁产额受到这些观测的很好的限制。然而，目前的观察，不允许确定一个独特的解决方案，更高质量的SNe。尽管如此，主要依赖的恒星铁产量作为祖质量的函数可能会被导出，并可用于未来的超新星/超新星模型的约束。这些结果对于研究化学不均匀性和瞬时混合近似不适用的星系形成的早期阶段具有重要意义。
2002-04-16 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
An extremely wide and very low-mass pair with common proper motion. Is it representative of a nearby halo stream?
我们描述了一对极宽的低质量恒星的发现，它们具有共同的大自行，并讨论了它们可能是穿越太阳邻域的星系晕流的成员。(...)晚型（M7）矮星SSSPM J2003 $-$ 4433和超冷亚矮星SSSPM J1930 $-$ 4311（sdM 7）共享相同的非常大的自行，约为860 mas/年，在同一个天空区域被发现，角距约为6 \degr。通过与其他高自行星表的比较，我们估计这两个新的大自行的机会对齐的概率小于0.3%。根据M7矮星和sdM 7亚矮星各自估算的光谱距离分别约为$38^{+10}_{-7}$ pc和$72^{+21}_{-16}$ pc，并考虑到它们大自行的精确一致性，我们假设它们的共同距离约为50 pc，预计的物理距离约为5 pc。根据对其中一个分量的初步径向速度测量的正确性和共同的距离和速度矢量的假设，$(U,V,W)=(-232, -170, +74)$对的平均日心空间速度是典型的星系晕。由于矮星和次矮星之间的巨大距离和不同的金属丰度，使得一个常见的形成场景成为一个宽双星（后来被破坏）的可能性变得不太可能，尽管在超冷矮星/次矮星的光谱分类方案中仍然存在一些不确定性，因此还不能完全排除溶解双星的起源。这对宽的双星似乎更有可能是古老的晕流的一部分。(...)
2008-07-03 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
