Mass-loss predictions for O and B stars as a function of metallicity
我们已经计算了一个网格的大规模星风模型和质量损失率的金属丰度范围广泛的1/100和10 Z/Zsun。该网格的计算完成了Vink等人（2000）的质量损失公式，并增加了一个参数Z。我们已经发现，指数的幂律依赖的质量损失与金属丰度是恒定的范围内的1/30和3 Z/Zsun。质量损失率的标度为Mdot \propto Z ^0.85 Vinf^p，其中对于Teff为\ga 25000 K的恒星p = -1.23，对于Teff为\la 25000 K的B超巨星p = -1.60。考虑到Vinf的金属丰度依赖性，使用Leitherer等人（1992）的幂律依赖性Vinf \propto Z ^0.13，质量损失作为金属丰度函数的总体结果可以表示为：对于Teff \ga 25000 K的恒星，Mdot \propto Z ^0.69;对于Teff \la 25000 K的B超巨星，Mdot \propto Z ^0.64。我们的质量损失的预测是成功的解释银河系和小麦哲伦云O型恒星的质量损失率，以及在预测所观察到的银河系双稳态跳跃。因此，我们相信我们的预测是可靠的，并建议我们的质量损失配方用于未来不同金属丰度的大质量恒星的进化计算。计算质量损失的计算机程序是公开可用的。
2001-01-29 astro-ph
The empirical metallicity dependence of the mass-loss rate of O- and early B-type stars
[摘要]我们提出了一个全面的研究的金属丰度依赖的质量损失率在静止恒星风的热大质量恒星。假设质量损失对金属丰度Mdot \propto Z^{m}的幂律依赖性，并采用终极速度和金属丰度之间的理论关系v_inf \propto Z^{0.13}（Leitherer等人），通过对亮度大于10^{5.2} Lsun的恒星的风动量光度关系（WLR）的分析，我们发现非聚集外流的m = 0.83 +/- 0.16。在误差范围内，这一结果与预测的m = 0.69 +/- 0.10从温克等人。对于高光度的恒星，我们发现的质量损失率要大于预测，这意味着风聚集因子在其线形成区域的~4。对于光度较低的恒星，风是如此微弱，以至于它们的强度不能可靠地从光学线中得出，必须依赖于紫外线的分析。在低光度区域，发现银河系WLR比理论预期的要陡得多，导致在光度L ~ 10^{4.75} Lsun时，紫外质量损失率与预测值相差100倍，其原因尚不清楚。我们强调，即使目前的热发光恒星的质量损失率被高估的风聚集的结果，聚集的程度可能是独立的金属丰度，因此在这项研究中得出的标度预计将保持正确。
2007-08-15 astro-ph
The Metallicity-Luminosity Relation, Effective Yields, and Metal Loss in Spiral and Irregular Galaxies
我目前的结果之间的相关性星系质量，光度和金属丰度的样本的螺旋和不规则星系有良好的测量丰度配置文件，距离和旋转速度。从文献中的低表面亮度星系的额外数据也包括比较。结合这些数据研究了旋涡星系和不规则星系的金属度-光度和金属度-转速的相关性。金属丰度光度相关性显示了这些星系熟悉的形式，即在B光度的11个星等上，现今O/H丰度的平均值大约有100倍的均匀变化。然而，O/H-V（rot）关系显示在约125 km/sec的旋转速度下斜率的变化。在较快的V（rot）下，平均金属丰度和旋转速度之间似乎没有关系。在较低的V（rot）下，金属丰度与旋转速度相关。这种行为的变化可能是由于超新星驱动的风中较小星系的金属损失增加。这个想法是通过观察有效产量的变化来测试的，来自观察到的丰度和气体馏分假设封闭盒化学演变。对于旋涡星系和不规则星系，从V（rot）约5 km/s到V（rot）约300 km/s，得到的有效产额增加了10-20倍，当V（rot）> 150 km/s时，渐近增加到近似常数y（eff）。这一趋势表明，V（rot）< 100-150 km/sec的星系可能会失去大部分SN喷出物，而高于此值的星系则倾向于保留金属。
2002-09-01 astro-ph
Dust-driven Winds and Mass Loss of C-rich AGB Stars with subsolar Metallicities
我们调查的质量损失的高度发展，低和中等质量的恒星和恒星样品与太阳下的金属。本文给出了适用于LMC/SMC型恒星星族的定性和定量描述。为此，我们采用相同的方法，我们没有为太阳金属丰度的恒星和计算流体动力学风模型，包括尘埃形成与LMC和SMC丰度下考虑一个适应模型假设。特别是，我们改进了治疗的辐射转移问题，以适应较大的非本地的贡献发生较小的不透明度。对于每个风模型，我们确定一个平均质量损失率。由此产生的，近似的质量损失公式，然后适用于良好的测试和校准的恒星演化计算，以量化恒星的质量损失。LMC和SMC金属丰度的动力学模型导致与太阳金属丰度模型相同数量级的质量损失率，这在这种基本方法中与观测一致。然而，流体动力学性质如流出速度（对于固定的C/O丰度比）明显不同。虽然LMC和太阳金属丰度模型的临界光度相当一致，但SMC模型需要更高的光度才能产生尘埃驱动的风。
2008-05-23 astro-ph
Mass loss of rotating stars at very low metallicity
一些间接的观察，如低金属丰度的Be星比例高，或大质量恒星是主要氮的重要来源的必要性，似乎表明非常贫金属的恒星是快速旋转的。由于这种快速旋转，这些恒星，与目前的智慧相反，可能会在其一生中失去大量的质量。在本文中，我们回顾了各种机制引发的旋转，可能会导致强烈的质量损失在很低的金属丰度。最有效的过程来自于CNO元素的表面富集，然后通过恒星风驱动质量损失。由于该过程，金属丰度在$Z=10^{-8}$和$10^{-5}$范围内的快速旋转的60 M $_\odot$可损失其初始质量的30%至55%。这种旋转风喷射的物质参与了星际介质的化学演化，使其只富含氢和氦燃烧产物。特别是，贫金属快速旋转的恒星可能发挥关键作用，解释了在极端贫金属富C星表面观察到的特殊丰度模式的起源，解释了球状星团中观察到的化学不均匀性，以及$ω$ Cen中存在具有非常高的氦含量的恒星。
2006-09-18 astro-ph
Evolution of rotating stars at very low metallicity
在很低的金属丰度下，差异自转效应对恒星演化的影响比在高金属丰度下更大。旋转混合导致大质量恒星产生大量的氦和原生$^{14}$ N。旋转导致重要的质量损失，并允许恒星局部强烈富集CNO元素的星际介质。由快速旋转的大质量恒星风富集的星际云形成的恒星将呈现出类似于富碳极贫金属恒星的表面丰度。富碳星也可以通过双星系统中的质量吸积而形成，其中主星是处于AGB早期阶段的快速旋转的中等质量恒星。快速自转也可能导致即使在很低的金属丰度下也能形成双星，并使质量最大的恒星避免双星对不稳定性。
2005-11-15 astro-ph
Line-driven winds, ionizing fluxes and UV-spectra of hot stars at extremely low metallicity. I. Very massive O-stars
用一种新的辐射驱动风处理方法和NLTE中200多万条谱线的综合列表计算了金属丰度在1 E-4到1.0太阳能范围内的超大质量恒星的风模型。通过与观测到的银河系和SMC中O型星的星风特性的比较，对模型进行了检验。计算得到了质量损失率、风速度、风动量和风能量随金属丰度的变化关系，可用于讨论恒星风对早期宇宙中超大质量恒星演化和星系形成早期阶段星际介质的影响。预测恒星质量损失率和风动量随金属丰度呈幂律下降的正常标度律在某一阈值处失效。质量损失率的解析拟合公式作为恒星参数和金属丰度的函数。新的风模型被应用到计算电离通量和可观测光谱的超大质量恒星的金属丰度的函数使用新的流体动力学，非LTE线覆盖通量常数模型大气代码开发的Pauldrach等人。电离光子数的关键电离阶段给出。对于一个固定的有效温度的He II电离出射通量非常强烈地依赖于金属丰度，但也对恒星的光度。C III，Ne II和O II电离光子对金属丰度也有很强的依赖性，而H I和He I电离通量几乎与金属丰度无关。我们还计算了所有的模型的紫外光谱，并讨论了显着的线功能的金属丰度的函数的行为。
2002-05-14 astro-ph
The metallicity dependence of WR wind models
近年来，随着恒星大气模型的发展，对Wolf-Rayet（WR）质量损失的理解取得了很大进展。在本文中，我们回顾了最新的发展，包括我们自己的结果，从流体动力学非LTE模型大气。特别是，我们解决的Z-依赖WR质量损失的重要问题。我们表明，辐射驱动风的模型意味着一个相当强的依赖于Z。此外，我们指出的WR型质量损失的L/M比的关键作用。
2005-11-07 astro-ph
Pre-supernova models at very low metallicity
为了解释在CEMP星表面观测到的表面丰度，特别是氮的丰度，计算了一系列在极低金属丰度（Z= 1 e-8）下的快速旋转模型。主要结果如下：-强烈的混合发生在He-燃烧，并导致重要的初级氮生产。- 对于大多数大质量模型，重要的质量损失发生在RSG阶段。85太阳质量的模型失去了大约四分之三的初始质量，成为一颗WO星，并可能产生GRB。- HE 1327 -2326的CNO元素可能是在大质量旋转恒星中产生的，并被它们的恒星风喷出。
2006-10-10 astro-ph
Testing Mass Loss in Large Magellanic Cloud Cepheids using Infrared and Optical Observations
由大麦云（LMC）造父变星红外观测得到的周期-光度关系对造父变星金属丰度的依赖性较小。在这项工作中，从SAGE调查的LMC造父变星的红外观测与OGLE II光学观测相结合，以模拟和预测质量损失率。质量损失率与数据相吻合，预计范围约为10^{-12}至10^{-7}M_ \odot /yr;然而，损失率取决于假定的尘气比值。通过比较观测得到的关系和质量损失模型预测的红外恒星光度关系，表明质量损失影响红外周期光度关系的结构和散射。质量损失产生较浅的斜率的红外关系和较低的零点。也有证据表明，在预测的周期-亮度关系的非线性，有人认为，质量损失产生更大的红外过量在较低的周期，这会影响斜率和零点，使PL关系更线性的波长范围内的3.6至5.8微米。由于尘埃与气体的比率是金属性相关的，质量损失可能具有金属性相关性，因此红外周期-亮度关系由于金属性而具有额外的不确定性。
2008-10-16 astro-ph
The extra-mixing efficiency in very low metallicity RGB stars
目标：在第一次挖掘之后，低质量红巨星分支（RGB）恒星经历了一个额外的混合事件，强烈影响了它们表面的化学丰度。这种混合发生在光度函数的凸起处。本文描述了贫金属球状星团（GC）中RGB星的额外混合效率。方法：收集了4个GC中[Fe/H]=-1.2 ~-2.5dex的20颗恒星的VLT/ISAAC谱。根据CO分子在2.3mic处的第二泛音谱带，用光谱合成法求出了它们表面的碳同位素比值。研究结果：研究发现，非常贫金属的GC星的碳同位素比值总是达到CNO循环的平衡值，几乎就在光度函数中的凸点上方。没有额外的混合情节在更明亮的光度和没有变化的集群的金属检测。因此，额外的混合被发现是非常有效的金属贫低质量的RGB星，在非常好的协议与理论预期。
2006-11-14 astro-ph
On the metallicity dependence of Wolf-Rayet winds
我们已经进行了一个试点研究的质量损失预测晚型沃尔夫-拉叶星（WR）作为金属丰度的函数，在10^{-5} <（Z/Zsun）< 10。我们发现，富氮的沃尔夫-拉叶星的风主要由铁线，与质量损失的依赖Z类似的大质量OB星。对于更多的进化，富碳，WR星的风强度也被发现是依赖于铁丰度，使它们依赖于宿主星系的化学环境，但与质量损失金属丰度的依赖，是不太陡峭的OB星。我们发现WR的质量损失是Z依赖的是一个新的，具有重要的后果黑洞的形成和X射线人口研究在外部星系。我们的研究进一步发现，富C WR星的Z依赖性在金属丰度低于Z/Zsun < 1/10时变得较弱，一旦金属丰度低于（Z/Zsun）= 10^{-3}，质量损失不再下降。这是由于碳等中等质量元素的辐射驱动作用越来越重要。结合快速旋转和/或接近爱丁顿极限-可能与大质量的第三族恒星有关-这种效应可能表明质量损失在这些物体的外观和演化中的作用，以及恒星风在丰富早期宇宙的星系际介质中的潜在作用。
2005-07-14 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. IV. Fragmentation Does Not Depend on Metallicity for Cold Initial Conditions
原始恒星的形成似乎导致恒星的质量至少比现代恒星的形成大一个数量级。有人提出，从原始到现代的初始质量函数的转变是由于金属丰度Z/Z_sun = 10^{-3.5}时有效金属线冷却的开始。然而，这些模拟忽略了分子氢冷却。我们使用相同的初始条件进行模拟，但包括分子冷却，使用一个复杂的网络，遵循分子氢形成，也直接遵循一氧化碳和水。我们发现，分子氢冷却允许大致相当的碎片进行，即使在零金属这些初始条件。表观转变只是代表了金属线冷却变得比分子冷却更重要的点。在所有情况下，碎片的质量都足以与原始恒星质量的模型相一致，这表明向现代初始质量函数的转变可能是由其他物理学如尘埃形成决定的。我们的结论是，这种额外的冷却机制，结合宇宙学坍缩产生的确切的初始条件，可能比金属线冷却在确定初始质量函数方面更重要，因此，在Z/Z_sun = 10^{-3.5}时，初始质量函数不太可能有急剧的转变。
2009-01-28 astro-ph
Spatial metallicity asymmetry in $ω$ Centauri
编制$ω$ ~半人马座恒星的金属丰度值，发现了亮巨星金属丰度分布的空间不对称性。据发现，金属含量最少和最多的天体沿银河纬度分布。统计检验表明，这种现象发生的机会很低。然而，次巨星和RR~ Lyonite样本并没有显示出不同金属丰度天体的类似分离。通过使用经验公式计算的变量的物理参数表明，大部分的RRab星包括一个非常均匀的组关于它们的金属丰度和质量值。这些恒星很可能已经处于水平分支演化的演化阶段。
1998-08-28 astro-ph
Effects of Metallicity on the Chemical Composition of Carbon Stars
我们目前的\emph{Spitzer} IRS数据的19个渐近巨星分支（AGB）的恒星在大麦云，补充现有的公布的数据集的碳星在麦哲伦云和银河系，调查的影响金属的尘埃和分子光谱特征所产生的拱星信封。我们发现，在7.5微米的C $_2$ H $_2$ P和R分支受到尘埃稀释的影响，在较高的质量损失率-虽然在较小的程度上在麦哲伦云的来源，相比银河系-而狭窄的13.7微米的C $_2$ H $_2$ Q分支只显示在低质量损失率的尘埃稀释的效果。一个强大的金属依赖性是没有观察到的Q分支。独立的金属性，我们还提供了一个解释所观察到的SiC发射功能的中心波长的变化，因为我们表明，这些主要是由分子带吸收的尘埃发射功能的两侧，占主导地位的自吸收引起的中心波长的变化。我们设计了一种方法来研究在不同的金属丰度环境中的富碳AGB星的尘埃凝聚的历史，通过测量的强度的11.3 \um SiC和30 \um MgS功能相对于连续，作为质量损失率的函数。利用这种方法，可以在最终沉积MgS层之前区分SiC和石墨以何种顺序凝聚，这被认为对金属度敏感。
2008-03-20 astro-ph
Evolution of massive stars at very low metallicity including rotation and binary interactions
我们讨论了最近的大质量恒星在非常低的金属丰度的演化模型，包括旋转，磁场和双星的影响。在主序星演化过程中，贫金属星的质量和角动量损失非常小，自转在它们的演化中起着主导作用。在快速旋转的大质量恒星中，旋转诱导的混合时标甚至可以比整个主序星的核时标更短。由此产生的准化学均匀演化与标准的大质量恒星演化大不相同，后者导致形成具有强烈化学分层的红巨星。这种新的演化模式的有趣结果包括形成快速旋转的大质量沃尔夫-拉叶星，发射大量的电离光子，形成长伽马射线暴和超新星，以及产生大量的原生氮。我们表明，二进制的相互作用可以进一步增强旋转的影响，作为质量吸积在一个紧密的二次旋转。
2008-01-28 astro-ph
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
Spitzer Space Telescope spectral observations of AGB stars in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们观测到了天炉座矮球状（dSph）星系中的5颗富碳AGB星。这些恒星是从对天炉座的近红外线调查中选出的，其中包括该星系中三颗最红的恒星，据推测它们的质量损失率最高。这类碳星可能属于天炉座的中间年龄群体（年龄2-8 Gyr，金属丰度[Fe/H] -1）。本文的主要目的是通过比较几个不同金属丰度的星系中的AGB星，研究质量损失率与光度和金属丰度的关系。用辐射转移模型拟合了三颗恒星的光谱。我们发现这三颗恒星的质量损失率为4- 7 × 10 ^-6 Msun yr-1。另外两颗恒星的质量损失率低于1.3x10^-6 Msun yr-1。我们没有发现这些比率取决于金属丰度的证据，尽管我们确实认为气体与尘埃的比率可能高于太阳金属丰度，在240到800之间。C_2H_2谱带在金属丰度较低时较强，这是因为C/O比较高。相比之下，由于低硅丰度，SiC部分在低金属度下减少。所有已知的富碳AGB恒星进入该星系的星际介质的总质量损失率约为2 × 10 ^-5 Msun yr-1。这比矮不规则星系WLM低得多，后者具有相似的视觉光度和金属丰度。这种差异归因于WLM的年轻恒星星族。被抑制的气体返回率的ISM突出了相对丰富的气体矮不规则和气体贫乏的矮球状星系之间的差异。我们的研究将有助于限制气体和尘埃循环过程中的低金属丰度星系。
2007-09-20 astro-ph
Very low metallicity massive star models: Pre-SN evolution and primary nitrogen production
计算了两个系列的模型。第一个系列包括20个太阳质量模型，具有不同的初始金属丰度（Z=0.02至Z=10^{-8}）和旋转（V_{ini} =0-600 km/s）。第二个模型的初始金属丰度为Z=10^{-8}，质量在9到85个太阳质量之间，初始自转速度很快（V_{ini} =600-800 km/s）。最有趣的模型是Z=10^{-8}（[Fe/H]~-6.6）的模型。在氦燃烧的过程中，碳和氧混合到氢燃烧的外壳中。这提高了壳层的重要性，并导致CO核心质量的减少。在演化后期，氢壳层加深并产生大量的原生氮。对于质量最大的模型（M>~60太阳质量），在红超巨星阶段会发生显著的质量损失。这种质量损失是由于通过旋转和对流混合在CNO元素的表面富集。85太阳质量模型最终成为WO型沃尔夫-拉叶星。因此，该模型预测的SNe类型Ic和可能的长和软的伽玛暴在非常低的金属丰度。旋转20太阳质量模型可以最好地再现所观察到的CNO丰度在极端贫金属（EMP）恒星的表面和金属量的趋势时，他们的角动量内容是相同的太阳金属量（因此有一个增加的表面速度与金属量减少）。大质量恒星模型的恒星风也可以重现迄今为止已知的最贫金属的富碳恒星HE 1327 -2326的CNO丰度。
2006-08-08 astro-ph
Evolution of zero-metallicity massive stars
我们讨论了原始的大质量和超大质量恒星的演化特性，假设它们是由不含金属的气体形成的。恒星模型在大范围的初始质量（8 Msun <= Mi <= 1000 Msun），包括氢和氦燃烧阶段，直到碳燃烧的开始。在大多数情况下，演化是在恒定质量下进行的。为了估计通过恒星风的质量损失的可能影响，最近的质量损失率的分析形式主义适用于非常大质量的模型（Mi >= 120 Msun）。
2002-10-25 astro-ph
The Nature Of Radio Continuum Emission At Very Low Metallicity: Very Large Array Observations of I Zw 18
我们提出了第一个解决的研究无线电连续特性的I Zw 18，矮星系与已知的星云金属丰度最低的本地宇宙。将20厘米和3.6厘米的新甚大阵射电连续谱图像与各种哈勃太空望远镜图像进行比较，我们发现高分辨率H阿尔法和短波长射电连续谱发射之间存在惊人的形态相似性，特别是在西北地区的H阿尔法壳中。我们分离的热和非热成分的排放，并发现一个大的同步加速器光环周围的星系。H α和X-波段通量之间的比较表明，在3.6厘米的发射主要是由热过程;一个额外的同步加速器组件占主导地位的通量在20厘米，并产生一个温和的分数检测到的通量在3.6厘米。四个主要发射峰中的三个的通量显示了热过程和非热过程的混合，而一个显示了几乎平坦的光谱指数。强烈的同步加速器组件主张活跃的恒星形成整个磁盘至少在过去的30万年。这些敏感的观测提供了一个新的，详细的无线电连续辐射的性质在非常低的金属星际介质。与文献相比，金属丰度在射电连续辐射演化中的作用似乎是次要的其他因素，如最近的恒星形成历史和恒星形成区流出的存在或不存在。
2005-02-03 astro-ph
Dredge-up and envelope burning in intermediate mass giants of very low metallicity
详细研究了中等质量极低金属丰度恒星在最后热脉冲渐近巨星分支阶段的演化。作为典型例子，讨论了初始质量为4 Msun和5 Msun，金属丰度Z=0.0001（[Fe/H] ~ -2.3）的模型。一维恒星结构和演化模型包括由流体动力学模拟激发的时间和深度相关的超调，以及完整的核网络和时间相关的混合。特别注意高时间和空间分辨率，以避免与第三次疏浚和热底燃烧预测有关的数值伪影。模型计算预测非常有效的第三次挖掘混合信封与整个壳层间层或其大部分，并在某些情况下渗透到C/O核心以下的氦壳。在所有情况下，初级氧气都混合到外壳中。该模型预测有效的包络线燃烧在脉冲间阶段。根据信封燃烧温度的不同，氧气被破坏到不同程度。在本研究中考虑的任何情况下，疏浚和信封燃烧的综合影响不会导致任何显着的氧气消耗。在我们的模型中，大的挖掘效率与低金属量的贫金属恒星在挖掘阶段的H壳层的特殊性质密切相关，这是在许多热脉冲之后。在疏浚阶段，温度刚好低于对流边界是足够大的质子燃烧剧烈时，他们被带到富C环境下的对流边界的时间和深度依赖的过冲。产生了10^5 ~~2* 10^6L_sun的氢燃烧光度。[...]
2003-12-24 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. V. The Greater Importance of Initial Conditions Compared to Metallicity Thresholds
第一批恒星是由不含金属的气体形成的，这似乎导致恒星的质量比现在的情况至少大一个数量级。我们在这里考虑是什么控制着从原始到现代的初始质量函数的转变。已经提出，当在Z/Z_sun > 10^{-3.5}的金属丰度阈值处发生有效金属线冷却时，会发生这种情况。我们研究的影响，低水平的金属富集的冷却和崩溃的初始电离气体在小原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学模拟粒子分裂。我们的初始条件代表原星系内形成的一个先前电离的H ii区域，尚未有时间冷却和重组。这与预测金属丰度阈值的模拟结果有很大不同，在模拟中，气体最初是冷的，只有部分电离。在中心凝聚势，我们在这里研究，各种各样的初始条件的气体产生一个整体的中心崩溃。我们的模型显示，在数密度高达10^5 cm^{-3}的坍缩过程中没有碎裂，在一个旋转的情况下，金属丰度高达10^{-1} Z_sun，远高于以前工作提出的阈值。旋转允许在当地哈勃时间的大部分时间内形成引力稳定的气体盘。湍流稍微减慢了中心密度的增长，但是球对称和湍流初始条件都崩溃并形成单个下沉粒子。因此，我们认为，在中等密度的碎片取决于恒星形成的初始条件比金属丰度本。
2009-01-28 astro-ph
First stars IV.CS 29497-030: Evidence for operation of the s-process at very low metallicity
我们提出了一个非常贫金属，碳增强恒星CS 29497-030的丰度分析。我们的研究结果表明，这颗异常热的关闭星（Teff = 6650 K，log g = 3.5）的金属丰度[Fe/H] =-2.8，并显示出大量的碳（[C/Fe] = +2.38），氮（[N/Fe]= +1.88）和氧（[O/Fe]= +1.67）。这颗恒星的中子俘获元素也有很大的增强，其模式与s过程所预期的模式一致。特别地，发现Pb丰度相对于铁（[Pb/Fe]= +3.5）非常高，并且相对于第二峰s-过程元素（例如，Ba，La，Ce，Nd），这符合新引入的铅（Pb）星分类。这颗恒星已知的光谱双星状态，以及观测到的s-过程丰度模式，表明它已经从一颗伴星吸积了物质，这颗伴星以前是一颗渐近巨支星（AGB）。在初步分析中，我们还确定了广泛的金属物质的吸收线，这表明该恒星的轴向旋转速度很大，这可能是与其以前的AGB同伴吸积物质相关的自旋上升的结果。此外，这颗恒星显然缺乏轻元素Li。当考虑到它的相当高的推断温度，这些意见是符合预期的性质非常低的金属丰度晕蓝离散。
2003-10-10 astro-ph
A strong case for fast stellar rotation at very low metallicities
我们研究了考虑自转的新恒星模型对银河系最早期化学演化的影响，计算了金属丰度Z = 10^{-8}。这些模型是在假设恒星的初始自转速度与临界速度之比大致与金属丰度保持恒定的情况下计算的。这自然会导致在较低的金属丰度下旋转得更快，因为贫金属恒星比富金属恒星更紧凑。我们发现新的Z = 10^{-8}恒星产额对log（O/H）+12 < 7的星际介质氮富集有巨大的影响（或[Fe/H]< -3）。我们表明，在化学演化模型中包含Z = 10^{-8}恒星产额时，在非常金属的贫金属度范围内获得了高的N/O和C/O比，这与观测结果一致。我们的结果进一步支持了这样一种观点，即金属丰度很低的恒星可能具有600-800 km s^{-1}的自转速度。
2006-02-21 astro-ph
Horizontal Branch Morphology and Mass Loss in Globular Clusters
球状星团中红巨星分支（RGB）和水平分支（HB）形态的质量损失之间的联系早已被人们所认识，但从理论角度对质量损失的机制仍知之甚少。本研究使用合成HB模型首次证明，α增强和质量损失和金属丰度之间的简单关系可以解释在旧的，同时代的GC中观察到的HB形态（由HB类型指数表征）的整个范围。质量损失-金属丰度关系自然地解释了这样的事实，即大多数贫金属GC（[Fe/H] < -2）具有比典型的GC（-2 < [Fe/H] < -1.5）更红的HB，而不会引起更年轻的年龄。这些结果可能有助于研究HB星通过恒星星族合成对积分光的贡献。
2008-09-15 astro-ph
Numerical simulations of the metallicity distribution in dwarf spheroidal galaxies
最近的观测表明，在银河系的矮球状卫星中，金属丰度非常低的恒星数量很少，尽管这些系统中恒星的平均金属丰度很低。我们进行数值模拟的恒星形成和金属富集的矮星系，以验证这一结果是否可以复制与“标准”的假设。答案很可能是否定的，除非观测中存在对金属丰度非常低的恒星的选择偏差。
2006-12-08 astro-ph
Mass loss from Luminous Blue Variables and Quasi-Periodic Modulations of Radio Supernovae
大质量恒星、超新星（SNe）和长持续时间的伽马射线暴（GRB）对它们的环境有着巨大的影响。尽管它们的重要性，一个全面的知识，哪些大质量的恒星产生的SN/GRB是迄今为止缺乏。我们提出了一个简短的概述，我们的知识的质量损失的赫兹-罗素图（HRD），包括演化阶段的OB主序列，不稳定的发光蓝变量（LBV）阶段，和沃尔夫-拉叶（WR）阶段。尽管WR大气中"自富集"产生的金属超过初始-宿主星系-金属丰度几个数量级，但在亚太阳金属丰度（1/10 - 1/100太阳）的WR恒星中，发现质量损失率对初始金属丰度的依赖性特别强。这为伽马射线暴的星载模型提供了一个显着的推动力，因为它可能提出了一个可行的机制，以防止在低金属丰度时恒星风损失角动量，而强大的银河WR风可能会抑制在太阳金属丰度时发生的伽马射线暴。此外，我们还讨论了最近报道的SNe 2001ig和2003bg的射电光变曲线中的准正弦调制。我们表明，这些调制的正弦行为和复发时间尺度与预测的质量损失行为的LBVs是一致的，我们建议LBVs可能是一些核心崩溃SNe的祖先。
2007-04-20 astro-ph
Spectroscopy of SMC Wolf-Rayet Stars Suggests that Wind-Clumping does not Depend on Ambient Metallicity
热的、大质量的、发光的恒星的质量损失率被认为是塑造这类恒星演化轨迹和影响星系尺度上的星际介质的决定性参数。这种风中无所不在的小尺度结构（团块）可能会使质量损失率的经验估计值降低3倍以上。到目前为止，还没有直接的观测证据表明，在环境金属丰度较低的环境中，风聚集可能会保持在同一水平，在那里，风驱动的不透明度降低。本文报道了小麦哲伦星云中三颗Wolf-Rayet星族I星的时间分辨光谱研究结果，其中环境金属丰度约为1/5 Z_Sun。我们探测到在星风加速部分中有许多向外移动的小尺度发射峰。这些运动特征的一般性质，如速度色散、发射率和平均加速度，密切匹配的小规模的不均匀性在银河系沃尔夫-拉叶星风的相应特征。
2007-01-18 astro-ph
Stellar Evolution at Low Metallicity
大质量恒星在宇宙的早期演化中发挥了关键作用。它们形成了第一个光环，并开始重新电离。因此，了解它们的演变非常重要。在这篇综述中，我们首先回顾了金属丰度（Z）对大质量恒星演化的影响。然后，我们描述了强烈的影响，旋转引起的混合和质量损失在非常低的Z。强烈的混合导致大量产生初级氮14、碳13和氖22。在红超巨星阶段的质量损失允许沃尔夫-拉叶星，Ib，c型超新星和可能的伽马射线暴（GRB）的产生，对于质量超过60个太阳质量的恒星，Z=0。用旋转恒星模型计算的银河系化学演化模型较好地再现了N/O、C/O和C12/C13的早期演化。最后，磁场的影响进行了讨论的背景下，伽玛暴。
2008-02-12 astro-ph
The Origin of Extreme Horizontal Branch Stars
红巨星分支（RGB）的强烈质量损失可能导致极端水平分支（EHB）恒星的形成。EHB星的氦核和壳燃烧阶段大部分时间处于高温状态，并产生大量的紫外光通量。它们有非常小的氢包层，质量范围很小。我们已经计算了演化RGB模型与质量损失的恒星的金属丰度范围在初始质量< 1.1 Msun对应的人口年龄在12.5和14.5 Gyr之间。我们使用Reimers公式来表征质量损失，但研究了比常见的更大范围的质量损失效率参数eta。为了理解EHB星的数量如何随恒星星族中金属丰度的变化而变化，我们考虑了零年龄水平分支（ZAHB）是如何分布的。产生EHB星的eta范围与产生“中HB”星的范围相当。有些令人惊讶的是，产生EHB的eta星的范围和星等都没有太大的金属丰度变化。相比之下，产生中等HB恒星的eta范围随着金属丰度的增加而减小。因此，HB的人口与太阳金属丰度和更高，如预期在椭圆星系和螺旋凸起，将双峰，如果分布覆盖足够大的范围内η。
1995-11-03 astro-ph
Population III Wolf-Rayet Stars in the CAK Regime
太阳金属丰度附近的沃尔夫-拉叶（WR）星被认为是由金属离子紫外谱线上的辐射压力驱动的。随着金属丰度的降低，线的不透明度也会降低，因此质量损失率也会降低。然而，由于WR大气的组成是由核心的燃烧产物决定的，因此WR星的线不透明度-因此质量损失率-有一个下限，即使在初始金属量为零的恒星中也是如此。本报告是试图使用CAK近似的修改版本来计算星族III型WO星的质量损失率的结果。我发现，n_e大于或等于10^{13} cm^{-3}，Gamma在0.5到0.7之间，给出了最合理的结果，得到的质量损失率在2 × 10 ^{-9} M_sun yr^{-1}到3 × 10 ^{-8} M_sun yr^{-1}之间。
2007-09-04 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
Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in OGLE-2007_BLG-349S
我们提出了一个基于高色散和高信噪比凯克光谱的非常高度微透镜的银河系隆起矮星OGLE-2007-BLG-349 S的丰度分析，Teff ~ 5400 K。在获取光谱时的放大率范围为350至450。这颗球星的金属丰度非常高，[Fe/H] = +0.51 \pm 0.09 dex。26种元素的28种元素的丰度比可以在光谱中检测到。特别是，没有证据表明任何α-元素，包括O和Mg的增强。我们的结论是，在这颗恒星中看到的高[Fe/H]，当与之前对另外两颗也是微透镜的银河系凸起矮星的详细丰度分析中得出的同样高的[Fe/H]相结合时，意味着银河系凸起中的金属丰度中值非常高。因此，我们推断，许多以前的估计的金属丰度分布在银河系的隆起大大低估了平均铁金属丰度，由于样本的偏见，并提出了这样的候选机制。如果我们的猜想被证明是有效的，它可能是必要的，以更新校准的算法所使用的许多团体来解释光谱和宽带光度的综合光非常富含金属的老恒星星族，包括发光的椭圆星系。
2008-04-08 astro-ph
Star formation at very low metallicity. I: Chemistry and cooling at low densities
我们提出了一个简化的化学和热模型，旨在允许计算效率高的研究贫金属气体的热演化在大型数值模拟。我们主要的简化是忽略了重元素的分子化学。模型中唯一保留的分子化学是分子氢的形成和破坏。尽管这个主要的简化，该模型允许在一个大体积的参数空间内的气体的热演化的准确治疗。它适用于温度50 < T < 10000 K和金属丰度0 < Z < 0.1 Z_solar。在金属丰度Z = 0.1 Z_solar的气体中，在没有入射紫外辐射场的情况下，氢的数密度n_H < 500 / t_char cm^-3是有效的，其中t_char是该问题中感兴趣的特征物理时标的百万年尺度。如果Z << 0.1 Z_solar，或者如果存在强紫外辐射场，则模型在显著更高的密度下保持准确。我们还讨论了这个模型的一些可能的应用。
2007-08-23 astro-ph
How Massive Single Stars End their Life
大质量恒星如何死亡--每颗恒星产生什么样的爆炸和残余物--主要取决于它们死亡时氦核和氢壳的质量。对于单颗恒星来说，恒星风是质量损失的唯一途径，而恒星风主要是恒星金属丰度的函数。我们讨论了金属丰度，以及它对质量损失的影响的简化处方，如何影响大质量恒星的演化和最终命运。我们的地图，作为质量和金属丰度的函数，黑洞和中子星可能形成的地方，以及不同类型的超新星产生的地方。在一个初始质量函数的积分，我们得到的相对人口的金属丰度的函数。假如单个恒星在死亡时旋转得足够快，我们就可以推测可能产生伽马射线暴和喷流驱动的超新星的恒星星族。
2002-12-20 astro-ph
PopII 1/2 stars: very high N14 and low O16 yields
计算了9个20 Mo模型，金属丰度范围从太阳，通过$Z=10^{-5}$（[Fe/H]=~-3.1）到$Z=10^{-8}$（[Fe/H]=~-6.1），初始旋转速度在0和600 km/s之间，以研究初始金属丰度和旋转速度的影响。仅在$Z=10^{-8}$（PopII 1/2）处产生观察到的极大量N14（~0.03 Mo）。N14产率对自转和其他参数（如初始质量和金属丰度）的强烈依赖可能解释了N14丰度观测结果的大分散性。Omega_ini/Omega_c=~0.75的模型能很好地再现金属丰度的变化趋势，略高于OB型太阳金属丰度的平均观测值。事实上，在$Z=10^{-8}$上Vini=600 km/s的模型中，由于强混合，O 16产率降低。这特别允许重现C/O的上升和[C/Fe]的略微下降，这在[Fe/H]=~-3以下观察到。
2006-01-23 astro-ph
CNO in Low- and Zero-Metallicity AGB Stars
最古老的恒星隐藏了早期宇宙化学演化的信息。在这方面提出了在极低和零金属丰度下AGB恒星演化相的新模型。由于CNO催化材料的缺乏或不存在，氢燃烧的温度比金属丰度更高的恒星要高得多。因此，对流混合起着非常重要的作用，因为核燃烧壳层没有被熵垒很好地分离。这些恒星可以在核心-包层界面处发生由C12和质子混合引起的闪光燃烧事件。在质子俘获核合成中可以遇到三种不同的混合事件。其中一个，热挖掘，是第一次在这里报道。所有这些特定的核合成模式都与第一颗中等质量恒星中CNO物质的产生有关。
2002-12-16 astro-ph
Evolutionary models of zero metallicity stars
我们提出了新的零金属丰度恒星的演化模型，涵盖了大范围的初始质量（从0.8到100 M太阳）。模型计算与过冲从恒星核心和对流信封，并假设从最大质量的恒星的质量损失。我们讨论了这些恒星的主要演化特征，并提供了新合成的元素疏浚到恒星表面的量的估计，并可能失去了恒星风从最大质量的恒星。这些模型的全部细节将在Marigo等人（2000年，准备中）中给出。
1999-11-05 astro-ph
New light on the search for low metallicity galaxies I. The N2 method
我们提出了一个简单的金属丰度估计的基础上的对数[NII] 6584/Halpha的比率，以下N2，我们设想将成为非常有用的排名星系的金属丰度序列从红移调查质量的数据，即使是中等低的光谱分辨率。我们已经校准了N2估计使用汇编的HII星系具有准确的氧丰度，加上光电离模型，涵盖了广泛的丰度。模型和观察结果的比较表明，原生氮和次生氮对于相关金属丰度范围都很重要。N2估计值遵循与log（O/H）的线性关系，适用于样本覆盖的整个丰度范围，从大约1/50到太阳值的两倍（7.2 <12 + log（O/H）<9.1）。我们认为，（[SII] 6717，6731/H α）比值（以下简称S2）也可用作粗略的金属丰度指标。由于其大的散射，S2估计值仅在金属丰度非常低的系统中有用，其中[NII] 6584未被检测到，或者在[NII] 6584与Halpha混合的低分辨率光谱中。
2001-10-16 astro-ph
Effects of Rotation on Mass Loss for Population III stars
旋转对低金属丰度恒星模型的影响是双重的：首先，模型在主序期间达到分裂，并可能通过机械过程失去质量;其次，强烈的内部混合将新合成的元素带到表面，并将有效金属丰度提高到更高的值，从而增强了最初非常低的辐射风。这两种效应也存在于Z=0模型中，但由于结构差异，程度较低。这种微弱的质量损失在注定要被黑洞毁灭的恒星（25-140 M_ \sun和> 260 M_ \sun）的情况下变得有趣，因为它允许这些恒星通过恒星风对介质的富集做出贡献。
2005-11-02 astro-ph
Are WNL stars tracers of high metallicity?
我们提出了新的大气模型沃尔夫-拉叶星，包括风流体动力学的自洽解决方案。我们证明，光学厚WR风的形成可以解释由Fe线不透明的辐射驱动，这意味着强烈的依赖于金属丰度（Z）。对晚型WN星的Z依赖模型计算表明，这些天体是接近爱丁顿极限的大质量恒星，它们的形成强烈有利于高金属丰度环境。
2006-09-25 astro-ph
Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter
哈勃太空望远镜（HST）对晕状暗物质（DM）数量的限制是以接近氢燃烧极限的极低质量（VLM）恒星的形式存在的，这被解释为排除了这些恒星作为可行的候选者。然而，这些限制假设恒星是平滑分布的，并且至少具有星族II恒星的金属丰度，而一些重子DM形成理论预测它们可能会聚集成球状星团构型，并且金属丰度接近于零。我重新分析的HST数据采用零金属丰度VLM星模型Saumon等。（1994），预测V-I颜色低于以前的分析低于0.2 Mo的恒星削减。从模型中，我得到新的限制允许的晕分数包括VLM星的非集群和集群的情况下。在非集群制度，我发现一个95%的置信上限允许的晕分数为1.4%，从20 HST字段推断，可比的限制由以前的研究非零金属丰度人口。在星系团的情况下，我证明了质量为M、半径为R的星系团可以同时满足HST和最近的天文台引力微透镜效应的结果，这表明在R < 1.2（M/10^4 Mo）^0.74 pc的条件下，标准晕模型中透镜晕的比例为40%。然而，现有的动力学极限将允许的范围限制在一个以M \sim 4 × 10^4 Mo和R \sim 3 pc为特征的微小区域。此外，CHTO和HST之间的一致性要求当前的集群效率达到92%或更高。然而，有趣的是，这些限制所暗示的星团质量在理论上是有充分动机的，VLM恒星的情况也可能有助于解释最近报道的另一个星系周围微弱的红色“晕”光。
1997-03-17 astro-ph
NLTE models of line-driven stellar winds II. O stars in SMC
我们计算了小麦哲伦云（SMC）中O 4到O 9光谱范围内选定O星的NLTE线驱动风模型。我们比较预测的基本风属性，即终极速度和质量损失率与观测值。我们发现理论和观测到的终极速度之间有较好的一致性。另一方面，预测的质量损失率和来自观察的质量损失率是在一个很好的协议，只有较高的质量损失率。理论质量损失率低于10^{-7} M_o/年，明显高于观测值。这些结果证实了以前报道的弱风问题，因为我们计算的质量损失率与Vink等人（2001）的预测相当一致。我们研究这些风的多组分模型。为此，我们开发了一个更详细的描述风解耦。我们表明，与个别风元素的解耦的不稳定性可能会发生低密度风。在观测到的质量损失率非常低的风的情况下，多分量效应对风的结构是重要的，但是这不能一致地解释预测的质量损失率和从这些恒星的观测中得出的质量损失率之间的差异。与以往的研究类似，我们发现风参数对金属丰度的依赖性。我们的结论是，风的质量损失率随着金属丰度的增加而显著增加，dM/dt ~ Z^0.67，而风的平均终极速度仅轻微地取决于金属丰度，即v_infty ~ Z^0.06（对于所研究的恒星）。
2006-01-06 astro-ph
Dust, pulsation, chromospheres and their role in driving mass loss from red giants in Galactic globular clusters
内容：老球状星团中红巨星的质量损失影响了水平分支（HB）的形态和HB后的恒星演化，包括紫外亮恒星的产生、核合成产物的疏浚和星团内介质的补充。对球状星团质量损失的研究也使人们能够研究从冷的低质量恒星到非常低的金属丰度的质量损失对金属丰度的依赖性。目的：本文分析了银河系球状星团47 Tuc（NGC 104）、NGC 362、omega Cen（NGC 5139）、NGC 6388、M54（NGC 6715）和M15（NGC 7078）中47颗红巨星的VLT/UVES新谱。光谱覆盖波长范围6100- 9900 A，分辨率R = 110，000。这些恒星中的一些已知的表现出中红外线过量发射指示拱星尘埃。我们的目标是检测质量损失的签名，确定负责这种外流的机制，并测量质量损失率。方法：我们测定每颗恒星的有效温度、光度、半径和逃逸速度。我们分析了H-α和近红外钙三线外流，脉动和色球活动的证据，并提出了一个简单的模型，估计质量损失率从H-α线剖面。我们将我们的结果与其他各种独立的方法进行比较。结果如下：我们认为，色球层坚持在银河系球状星团巨人和控制的质量损失率晚K/早M光谱类型，脉动变得足够强大，以驱动冲击波在亮度以上的RGB提示。这种转变可能是金属性依赖的。我们发现，每年的质量损失率约为10^-7到10^-5太阳质量，这在很大程度上与金属丰度无关。
2007-10-08 astro-ph
On the relative frequencies of core-collapse supernovae sub-types: the role of progenitor metallicity
我们发现，所观察到的亚型Ib，C和II核心塌陷超新星的比例取决于宿主星系的金属丰度，正如理论上所预期的那样。然而，观察到的关系与基于质量损失的单星非旋转模型的预期有很大不同。我们认为，最近的模型与旋转的预测提供了一个更好的协议与观测，至少对祖先恒星与太阳的金属丰度;计算模型与更高和更低的金属丰度，以证实这些结论。我们还建议，系统的调查核心坍缩超新星的红移为1与SNAP卫星将允许探测金属丰度对超新星性质的影响，在过去的宇宙历史。
2003-05-20 astro-ph
On multicomponent effects in stellar winds of stars at extremely low metallicity
我们计算了适合于大质量第一代恒星的极低金属丰度恒星的多组分线驱动风模型。对于大多数的模式，我们发现，多分量风的性质是不重要的风动力学或风温层结。然而，对于最低金属丰度的恒星，我们发现多组分效应影响风结构。这些影响的范围从纯粹的加热到非吸收风分量的可能回落。我们提出了一个计算金属丰度的简单公式，其中多组分效应变得重要。我们表明，低金属丰度恒星的风的多组分性质的重要性，其特征不仅是由驱动离子的低密度，而且由较低的质量损失率。
2003-03-03 astro-ph
Stellar Activity and the Stromgren Photometric Metallicity Calibration of Intermediate-Type Dwarf Stars
我们考虑恒星活动的影响，作为测量的X射线光度，太阳附近的F和G矮星来自斯特龙格伦测光的金属丰度。Rocha-Pinto和Maciel发现证据表明Stromgren颜色系统地低估了具有极高Ca II H & K发射的恒星的[Fe/H]。我们调查了Martell & Laughlin最近的光度金属丰度校准是否可能受到这种影响，以及预测不足的量是否可以可靠地表示为log（L_X/L_bol）的函数。在Martell & Laughlin使用的那些也在亮星目录中并在ROSAT全天巡天中探测到的校准星中，没有证据表明光度金属丰度与恒星活动之间存在相关性。然而，Rocha-Pinto和Maciel结果所依据的许多“非常活跃的恒星”是相互作用双星的成员，或者年龄非常年轻，并且不包括在我们使用的X射线样本中。在正常的矮星中，恒星活动似乎对斯特龙根色的金属丰度校准影响不大。
2004-08-20 astro-ph
Independent Signs of Lower Mass-Loss Rates for O-Type Stars
我讨论的观测证据-独立的恒星风本身的直接光谱诊断-表明O型星的质量损失率需要向下修正大约三个或更多的因素，符合最近观察到的质量损失率丛生风。这些独立的限制包括在LBV爆发中观测到的大质量损失率，演化的大质量恒星如LBV和WNH星的大质量，在低金属丰度环境中的WR星，在不同金属丰度下观测到的大质量恒星的旋转速率，超新星似乎违背了恒星演化中高质量损失率的预期，以及其他线索。我特别注意的反馈的作用，将导致更高的质量损失率，驾驶恒星爱丁顿极限太特别注意反馈的作用，将导致更高的质量损失率，驾驶恒星的爱丁顿极限太快，因此使更高的速率显得非常难以置信。其中一些论点本身可能有不止一种解释，但它们共同描绘了一幅一致的画面，即O型恒星的稳定线驱动风具有较低的质量损失率，并且显着聚集。
2007-10-18 astro-ph
"Not too old" metal deficient stellar populations: the case of metallicity Z=0.00001
我们调查的金属缺乏恒星结构的演变，提出氢燃烧等时线覆盖集群年龄从800万年到7 Gyr。报道了贫金属氢燃烧红巨星金属丰度分布中选择效应的演化证据。进一步研究了恒星在中心和壳层氦燃烧过程中的演化，讨论了氦燃烧增子的出现与星系团年龄的关系。
1996-03-06 astro-ph
Wolf-Rayet Populations at High Metallicity
综述了高金属丰度沃尔夫-拉叶星的观测性质。沃尔夫-拉叶星在更高的金属丰度下更常见，这是由于早期演化阶段的质量损失更大，而晚期的WC亚型则具有太阳金属丰度或更高的特征。在太阳附近观测到的早期恒星（WC 4 -7）和晚期恒星（WC 8 -9）的数量相似，而晚期的子类型在较高的金属丰度下占主导地位，例如在银河系内部和M83中的Westerlund 1。所观察到的趋势，后来WC亚型内富含金属的环境是密切相关的WR星的金属丰度的依赖，在这个意义上，强风优先有利于后期亚型。这与（a）富含金属的星系（如NGC 3049）的质量上限有关，这是由于WR星在高金属丰度时的电离通量较软;（b）包括WR金属丰度依赖性的演化模型提供了与观测到的N（WC）/N（WN）比更好的匹配。后一个结论部分依赖于恒定的WR星的线光度的假设，但观测和理论大气模型揭示了更高的线通量在高金属丰度。
2006-08-03 astro-ph
On the metallicity dependence of HMXBs
通常认为高质量X射线双星（HMXB）的星族几乎不受金属丰度的影响。然而，组成其祖先系统的大质量恒星在许多方面依赖于金属丰度，尤其是通过它们的风。我们目前的模拟，以及匹配的银河系HMXB，这表明，无论是数量和平均周期的HMXB祖细胞可以随金属丰度，太阳能和SMC金属丰度之间的数量增加了约三个因素。然而，SMC星群本身不能简单地用金属丰度效应来解释;它要求观测到的HMXB主要是HMXB星群中较老的一端，并且在它们形成时的恒星形成率非常大。
2006-06-08 astro-ph
Stellar yields in CNO from rotating stellar models
对于$^{12}$ C和$^{16}$ O，旋转模型预测产率通常提高。在高金属丰度下，来自非常高质量恒星的碳和氧产额，经历WR阶段，几乎不受旋转的影响。对于$^{14}$ N，旋转允许在极低金属丰度的{ \it中等质量恒星}中产生重要数量的原生氮。此生产调用的流程与传统的可接受场景{ \it，即}不同。渐近巨星分支（AGB）恒星的热底燃烧（HBB）。旋转模型还预测了在非常低的金属丰度下初级$^{13}$ C、$^{17}$ O和$^{22}$ Ne的重要产物。
2003-01-15 astro-ph
Self-Regulation of Star Formation in Low Metallicity Clouds
我们研究了低金属丰度云中氢分子通过光解离形成自我调节恒星的过程。本文计算了温度在100 ~ 10000 K之间的低金属丰度气体云中大质量恒星的影响区尺度。一颗O型星可以使整个宿主云中的氢分子发生光解离。当金属丰度小于太阳金属丰度的10^{-2.5}时，主云冷却剂的消耗非常严重，主云不能在自由落体时间内冷却，随后的恒星形成几乎被淬灭。相反，当金属丰度大于太阳金属丰度的10^{-1.5}倍时，恒星形成的光解离调控就不起作用。当这种转变发生时，典型的金属丰度约为太阳金属丰度的1/100。这表明在金属丰度大于太阳金属丰度的1/100之前，恒星不会有效形成，我们认为该值成为发光物体（如星系）金属丰度的下限。
2000-06-14 astro-ph
