Pre-Main Sequence Evolutions of Solar Abundance Lowmass Stars
给出了0.0065~5.0Ms恒星的主序前演化轨迹。这些模型是从PMS恒星出生线发展到核心氢燃烧的开始。对流周转时间尺度，使理论模型的观测检验，特别是在恒星动力学活动，也计算。所有模型都有类似太阳的金属丰度，通常被认为是银河系盘中的恒星和星族I恒星的恒星形成区。对流现象用通常的混合长度近似处理。所有的进化轨迹都可根据要求提供。
2007-02-12 astro-ph
Carbon Enhanced Metal-Poor Stars. I. Chemical Compositions of 26 Stars
基于高分辨率光谱学，确定了26颗表现出强CH和/或C2分子带的贫金属恒星的化学成分。根据碳丰度比（[C/Fe]）和演化状态定义了碳增强星。在我们的样本中，有22颗恒星满足我们对碳增强贫金属（CEMP）恒星的修改定义。此外，我们还测量了其他9颗碳增强型恒星的Na丰度，此前曾报道过其他元素的丰度。结合我们的新样本和以前的工作结果，我们调查了总共64颗CEMP星的丰度和演化状态。本文将碳增强天体分为富Ba天体和正常Ba天体，讨论了（1）金属丰度分布，（2）Ba与C（和C+N）丰度的相关性，（3）C丰度分布，（3）演化状态分布，（5）Na丰度。这些结果对CEMP星中碳的起源的影响进行了讨论。
2006-09-26 astro-ph
Revised element abundances for WC-type central stars
根据以往对沃尔夫-拉叶型中心星的光谱分析，晚期[WC]亚型的碳氦丰度比系统地高于早期[WC]亚型。如果这是真的，就排除了这些恒星形成进化序列的可能性。然而，由于不同的参数域和诊断线，人们可能会怀疑系统误差是这种差异的来源。因此，在一个正在进行的项目中，我们正在通过最后一代非LTE模型来检查[WC]分析，以扩大恒星大气层，从而解释线覆盖和风聚集。到目前为止，丰度差异还没有解决。进一步的元素丰度（H，N，Fe）的测定和进化的预测相比。
2007-12-20 astro-ph
Chemical Evolution of Spiral Galaxies from Redshift 4 to the Present
我们使用我们的统一的化学和分光光度演化合成代码来描述各种哈勃类型的星系。利用5种不同金属丰度的恒星演化轨迹和元素产额，我们以化学一致的方式跟踪了复合恒星星族的分光光度演化和ISM丰度的化学演化，即，解释了连续几代恒星初始金属丰度的增加。演化的星系模型需要分别在SED、恒星吸收指数或HII区丰度方面与各种哈勃类型的模板附近星系达成一致。在一个给定的宇宙学模型的框架内，ISM丰度和丰度比的红移演化进行了比较阻尼莱曼$α$丰度。这提供了关于早期恒星形成和吸收星系核合成历史的信息，同时，我们的模型预测了它们的光谱能量分布。光学识别的DLA吸收剂，其光谱和化学性质，提供，当然，最强的约束模型参数。
1997-11-10 astro-ph
The Stellar Populations in spiral disks.III. Constraining their evolutionary histories
我们研究的化学演化模型的唯一性的老问题，通过分析一组多相模型的星系NGC 4303计算各种合理的物理输入参数。我们的目的是确定输入参数时，星云丰度和恒星光谱指数径向分布可能会受到强烈的约束。我们对NGC 4303运行了大量的模型（500个），改变了输入参数。不到4%的模型（19）在95%的概率范围内拟合当今的观测数据。当我们还要求模型再现由光谱指数表示的时间平均丰度时，模型的数量减少到约1%（6）。因此，通过证明，只有一小部分的模型是有利于在再现目前的径向丰度分布和光谱指数的数据同时，我们表明，这些光谱指数提供了强大的时间依赖性的额外限制可能的恒星形成和化学历史的螺旋盘。
2002-03-22 astro-ph
Behaviour of calcium abundance in Am-Fm stars with evolution
在大气中的钙丰度的Am星检查作为一个功能的演化状态内的主要序列。使用新的光谱丰度以及Guthrie（1987）通过光度测量获得的丰度，因为它们相互非常一致。这项工作的主要结果是，与早期的建议相反，钙丰度在演化的Am星中并不倾向于比未演化的更大，对于沿着HR图中给定演化轨道分布的物体。趋势似乎相反，如果它存在的话。对于我们的整个样本的Am星，有一个显着的相关性之间的钙丰度和有效温度，在这个意义上，较冷的对象是最缺乏钙，hance有最明显的Am的特点。这意味着钙缺乏与年龄之间存在明显的相关性，尽管缺乏年龄小于log（t）= 8.6的Am星似乎是真实的。我们的结果与在年轻星团中观测到的Am星的低速率以及与时间相关的辐射扩散的理论预测（Alecian 1996）完全一致。
1997-10-21 astro-ph
Lithium abundances in exoplanet host stars as test of planetary formation scenarii
根据Israelian等人2004年的观测结果，我们比较了不同的演化模型，以研究锂的破坏过程和行星的形成过程。
2005-10-20 astro-ph
On the evolutionary status of Be stars
我们提出了一个研究的丰富的Be星在疏散星团作为一个功能的集群年龄，尽可能使用的年龄通过Stromgren紫外光度测定。在这类研究中，我们第一次分别考虑了经典Be星和赫比格Be星。主要研究结果如下：1.与发射星云相关并正在经历恒星形成的星团中有丰富的发射线天体，这些天体很可能都是前主序星天体。在它们中间还没有发现真正的经典Be星。2.-年龄小于1000万年且没有相关星云的星团几乎完全没有Be星，尽管它们有一个完整的未演化的B主序星。3.-经典Be星出现在1000万年前，并在1400 - 2500万年的年龄段达到最大丰度。我们解释我们的结果在这个意义上说，Be现象是一个进化的影响，出现在下半年的主序星寿命的B星。我们认为，这可能与在这个演化阶段发生的主要结构变化有关，这也导致了最近发现的非单调氦丰度增加。导致表面氦富集的湍流或湍流扩散，加上高旋转速度，可以通过发电机效应产生磁场，从而产生Be现象。提出了对这一假设的观察检验。
1999-06-14 astro-ph
The Origins and Evolutionary Status of B Stars Found Far From the Galactic Plane I: Composition and Spectral Features
在银道面上方很远的地方存在着微弱的蓝色恒星，它们的光谱与附近的I B族恒星相似，这提出了几个有趣的问题。其中包括：一颗星族I B的恒星能在相对较短的主序星寿命内，从盘面移动到比盘面高出许多千秒差距的位置吗？有没有可能单个大质量恒星的形成发生在远离银道面的地方？这些物体是不是伪装成主序星B的其他东西？本文（第一个）分析了这些恒星的样本的丰度，并揭示了几个化学性质类似于附近的人口I B星，而其他人显然有丰富的模式更像那些预期在BHB或PAGB星。其中几个拥有古老恒星丰度的星系在光谱中也有有趣的特征。我们还考虑了为什么这个样本没有任何经典的Be星，并确定至少有两个附近的太阳金属丰度BHB星。
2004-08-11 astro-ph
The Abundance of Boron in Evolved A- and B-Type Stars
A型和B型恒星中的硼丰度可能是追踪这些热恒星演化效应的成功方法。轻元素-- Li、Be和B --是暴露在比燃烧氢的CN循环操作的温度更温和的温度下的示踪剂。因此，任何恒星表面层暴露在更深的层都会影响这些轻元素的丰度。Li和Be被用于研究冷恒星的演化过程，但在较热的恒星中无法观察到。然而，通过B II 1362=C5共振线可以对硼进行研究。我们从IUE数据库中收集了10~M $_\odot$附近的A型和B型恒星的高分辨率光谱，这些恒星的氮丰度已经被确定（Gies & Lambert，1992，Venn 1995）。B II 1362=C5线在该程序的整个温度范围内混合，需要光谱合成来恢复硼丰度。因为没有一颗恒星可以使用log（B）=3D 2.88的陨石/太阳硼丰度来合成1362=C5区域（Anders & Grevesse 1989）;较低的硼丰度是必要的，这可能反映了进化的影响（例如，主序附近的质量损失或混合），恒星形成区域的出生组成，或分析中的系统误差（例如，非LTE效应）。不管初始硼丰度如何，也不管非LTE效应的可能性如何，似乎很明显，硼在某些恒星中严重耗尽。氮和硼的丰度可能是与氢有关的，正如从氢燃烧层和外层恒星层之间的混合所预期的那样。如果像我们所怀疑的那样，在A型超巨星中存在硼的残留物，我们就可以排除在地表和深部之间持续发生混合的情况
1995-08-01 astro-ph
Chemical and Spectrophotometric Evolutionary Models for Emission Line Star-forming Galaxies
本文提出了一个H{ \sc ii}星系在恒星爆发情景下的自洽模型，该模型结合了不同的化学演化、演化布居合成和光电离编码.所得结果与观测到的局部H{ \sc ii}星系的丰度、诊断图和等效宽色关系一致。
2007-12-04 astro-ph
The evolutionary status of Sher25 - implications for blue supergiants and the progenitor of SN1987A
位于大质量星系团NGC 3603中的蓝超巨星Sher 25被一个引人注目的发射线星云所包围。该星云包含一个赤道环和可能的两极外流，在形态、质量和运动学上与SN 1987 A周围可见的结构相似。有人认为这两个星云都是在Sher 25和SN 1987 A的前身处于之前的红超巨星阶段时被喷射出来的。我们提出了光学高分辨率光谱的Sher 25和模型光球和统一的恒星风分析，确定大气参数，质量损失率和光球丰度。我们比较CNO丰度的其他银河系B型超巨星，并发现Sher 25并没有出现极端或异常的光球氮和氦丰度。的C/N和N/O比相比，恒星演化计算预测的表面丰度和不兼容的恒星具有以前的红超巨星阶段。这个星云很可能是在恒星还是蓝超巨星时被喷射出来的。这些结果与恒星位于主序星上或主序星附近时发生的某种程度的旋转诱导混合相一致。我们的分析表明，这颗恒星有一个相对正常的恒星风和质量损失率，并舒适地处于风动量-光度关系中。根据银河系中大质量演化的早期型恒星的证据，我们认为没有任何物体显示出明确的证据表明以前有过红超巨星阶段，因此在HR图中经历了蓝环。[删节]
2002-06-19 astro-ph
Quasar Metal Abundances and Host Galaxy Evolution
类星体标志着星系演化的一个独特阶段--大质量的球状体迅速聚集，形成恒星，并在中心形成超大质量黑洞。对类星体周围金属丰度的测量提供了关于这些复杂演化过程的独特信息。在这里，我们提供了一个简单的回顾类星体丰度研究的现状和意义。
2007-01-17 astro-ph
Light Element Abundances From z=0 To z=5
氘氢D/H作为金属丰度，时间和红移的函数的合理比例进行了研究。以银河系矮星局部观测到的重元素丰度模式和类星体吸收线系统在大红移处的观测结果为指导，给出了类星体吸收线系统相对丰度比Li/D、B/D、N/D、O/D和F/D在D/H中可能的演化模式的经验演化。简短的抽象。
1997-01-30 astro-ph
Isotopic Abundances of Carbon and Oxygen in Oxygen-Rich Giant Stars
用KPNO FTS高分辨红外光谱测定了23 M巨星的~（16）O/~（17）O和~（12）C/~（13）C比值。我们的样本质量是使用Claret（2004）的进化轨迹估计的，这可能只占我们样本的一半左右。低质量恒星中16 O/17 O比值的较大变化与演化模型的预测相一致，但在一些高质量恒星中观测到的16 O/17 O比值很低，不能用演化模型的预测来解释。观测到的12 C/13 C比值大多在10左右，与预测的12 C/13 C比值约为20相矛盾。因此，我们确认了一个长期存在的12 C/13 C难题，似乎这个困境可能还没有得到解决，即使有额外的混合，如“冷底处理”预期只有在低质量的恒星。
2006-10-06 astro-ph
Abundance analyses of cool extreme helium stars
极端氦星（EHe）的有效温度在8000 K到13000 K之间，是最冷的EHe星之一，在有效温度上与较热的R CrB星重叠。冷EHes可能代表热EHes和R CrBs之间的进化联系。本文对四种冷式换热器作了简要分析。为了测试进化联系，将冷EHes的化学成分与热EHes和R CrB的化学成分进行比较。相对于铁，这些恒星的N丰度介于热EHes和R CrBs之间。对于R CrBs，来自Si和S的平均值的金属量M似乎比来自Fe的更符合运动学。当来自Si和S的金属度M取代Fe时，观察到的EHes和R CrBs的N丰度下降到或低于对应于初始C和O完全转化为N的上限。有一个明显的差异之间的组合物的R CrBs和EHes;前者具有系统较高的[N/M]比。在许多R CrB的大气中存在的材料是严重的CN-和ON-循环。大多数EHE的大气中只有CN循环材料。有迹象表明，CN-和ON-循环的N在EHes部分转化为Ne的$α$ -捕获。如果EHes要进化为R CrBs，EHes中的新鲜C必须转化为N。如果发现Ne在R CrBs中是正常的，则EHes演化为R CrBs的提议失败。R CrBs演化为EHes的想法被排除; R CrBs中的N丰度必须降低到EHes的水平，因为在EHes中观察到的C/He是均匀的，必须保持。因此，这两个类群的[N/M]、C/He、[Ne/M]和H-丰度表明EHes和RCrBs可能不…
2001-01-29 astro-ph
Absolute dimensions of eclipsing binaries. XXVI. Setting a new standard: Masses, radii, and abundances for the F-type systems AD Bootis, VZ Hydrae, and WZ Ophiuchi
我们确定的绝对尺寸和丰度的三个F型主序星分离食双星AD布，VZ Hya，WZ Oph和最近的恒星演化模型的结果进行了详细的比较。紫外光变曲线和标准光度测定法在欧洲南方天文台获得，径向速度观测在CfA设施，高分辨率光谱与欧洲南方天文台的FEROS摄谱仪。采用最先进的方法进行分析。已经为组件建立了分别精确到0.5-0.7%和0.4- 0.9%的质量和半径，其范围为1.1至1.4 M_sun和1.1至1.6 R_sun。[Fe/H]丰度在-0.27 ~+0.10之间，不确定度在0.07 ~ 0.15 dex之间。我们发现WZ Oph的α-元素丰度略高于[α/Fe] ~+0.1 $。AD Boo的次要组分和WZ Oph的两种组分似乎具有轻微活性。Yale-Yonsai和Riza-Regina进化模型几乎同样适合AD Boo和VZ Hya的组成部分，假设同时代形成，年龄约为1.75/1.50 Gyr（AD Boo）和1.25/1.00 Gyr（VZ Hya）。然而，BaSTI模型预测的主要和次要成分的年龄略有不同。对于WZ Oph，所有三个网格的模型都比观测到的要热得多。低He含量，降低的包层对流加上表面活动，和/或更高的星际吸收将消除差异，但其原因尚未明确确定。我们已经证明了使用食双星来测试和比较最近恒星演化模型的能力，前提是它们的丰度是已知的。最大的限制和挑战是由T_eff和星际吸收测定…
2008-06-20 astro-ph
The sensitivity of Lick indices to abundance variations
我们提出了模式大气/线形成计算的结果，定量地测试了21个经典和4个高阶Balmer线Lick/IDS指数（Worthey等人，1994年; Worthey & Ottaviani 1997）取决于单个元素丰度（碳，氮，氧，镁，铁，钙，钠，硅，铬，钛）和总体金属丰度在各个恒星演化阶段和各种金属丰度。在低金属丰度的α-元素的整体增强的影响也进行了研究。Tripicco & Bell（1995）在太阳金属丰度方面得到的一般结果得到了证实，但细节上确实有所不同。表格中详细说明了每个指数对哪些元素反应显着，作为进化阶段和组成的函数。这项工作验证了Thomas，Maraston & Bender（2003）的恒星星族模型中隐含的一些假设，这些假设利用了Tripicco & Bell（1995）的结果，包括元素丰度比变化的影响。特别是，这些计算证实，分数变化的指数强度计算在太阳金属丰度（和太阳年龄），可以适用于广泛的丰度和年龄范围，也模型老恒星星族与非太阳丰度比。使用金属依赖的响应函数，但是，需要适当的建模的巴耳末线指数。虽然H β仍然只适度响应丰度比的变化，高阶巴耳末指数H γ和H δ显示非常强的依赖性，在高金属丰度。如Thomas，Maraston & Korn（2004）所示，这一结果可以消除基于不同Balmer线指数的年龄确定中的系统性影响。（节略）
2005-04-26 astro-ph
The Stellar Parameters and Evolutionary State of the Primary in the d'-Symbiotic System StH\alpha190
本文报道了一颗d'共生星的高分辨率光谱恒星参数和丰度分析：StH \alpha 190的黄色成分。这颗恒星最近被发现，并在这里得到证实，它是一颗快速旋转（vsini=100 km/s）的亚巨星或巨星，其径向速度变化可能至少为40 km/s，表明存在一颗伴星（一颗白矮星）。发现冷恒星成分的Teff= 5300 K，log g=3.0。铁和钙的丰度接近太阳能，然而，钡相对于Fe和Ca过量约+0.5 dex。钡增强反映了当前白矮星是渐近巨星分支（AGB）恒星时s过程富集物质的质量转移。这个双星系统的过去和未来演化主要取决于它目前的轨道周期，目前还不知道。需要协调一致和频繁的径向速度测量，以提供对这个共生系统的关键物理约束。
2001-06-12 astro-ph
The Victoria-Regina Stellar Models: Evolutionary Tracks and Isochrones for a Wide Range in Mass and Metallicity that Allow for Empirically Constrained Amounts of Convective Core Overshooting
72个网格的恒星演化轨迹，以及产生等时线和光度/颜色函数的能力，在这次调查中。其中60个延伸到（并涵盖）VandenBerg等人报告的模型集。（2000，ApJ，532，430），其中17个[Fe/H]值为-2.31至-0.30，α元素丰度对应于[α/Fe] = 0.0，0.3，和0.6（在每个铁丰度）的太阳金属丰度和足够高的质量（高达~2.2太阳质量），可以计算等时线的年龄低至1 Gyr。其余的网格包含质量从0.4到4.0太阳质量的轨道，以及12个[Fe/H]值在-0.60和+0.49之间（假设太阳金属与氢的数量丰度比）：在这种情况下，等时线可以计算到约0.2 Gyr。对流核心过冲的程度已经使用参数化版本的Roxburgh（1989，A&A，211，361）标准，其中的自由参数的值在一个给定的质量和它对质量的依赖性已被确定从分析的双星数据和观察到的颜色星等图的几个疏散星团。由于本文报道的计算满足许多经验约束，他们应该提供有用的探针简单和复杂的恒星星族的属性。[All可从加拿大天文学数据中心（http：//www.example.com）获得模型网格的。] www.cadc-ccda.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/cvo/community/VictoriaReginaModels
2005-10-27 astro-ph
What can we learn from the surface chemical composition of the optical companions of Soft X-ray transients?
计算了几个低质量秒数（$M_d $ =1.25，1.5和1.7 $ M_\odot $）和黑洞吸积体（$M_{bh} $ =5和10 $ M_\odot$）的演化序列。包括了由于磁制动和引力波辐射引起的角动量损失。使用完整的核网络（p-p和CNO循环），我们仔细地遵循的次级恒星的表面组成的演变。我们发现次级恒星的表面化学成分可以提供额外的信息，这有助于理解软X射线瞬态与黑洞吸积物的形成。我们表明，观测的同位素比$^{12}C/^{13}C$，$^{14}N/^{15}N$和$^{16}O/^{17}O $与计算序列相比，允许估计独立于光谱的质量的第二组件。我们发现，我们的演化计算令人满意地解释了观测到的$\it q = M_{sg}/M_{bh}$ - $P_{orb}$分布的软X射线瞬态轨道周期小于一天。使用我们的进化计算，我们估计次级质量和表面化学丰度（C，N，O）为不同的系统。我们区分了三个不同阶段的SXT的演变。光学成分显示（i）宇宙C、N、O丰度和$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素比;（ii）宇宙C、N、O丰度，但修改了$^{12}$ C/ $^{13}$ C比;和（iii）C的耗尽和N丰度的增强以及C、N、O元素的强烈修改的同位素比。
2001-07-03 astro-ph
Hot subdwarfs from the ESO Supernova Ia Progenitor Survey: II. Atmospheric parameters of subdwarf O stars
通过对58颗O（sdO）型亚矮星光谱特征的研究，探讨了热亚矮星的起源和演化状况。将它们与我们以前研究的亚矮星B（sdB）星的结果相结合，我们的目标是调查可能的进化联系。我们分析高分辨率ESO VLT UVES光谱ESO超新星Ia始祖巡天（SPY）。有效的温度，重力，和氦丰度同时确定通过拟合的配置文件的H和He线使用专用的合成光谱在NLTE。发现了8颗sdO星的冷伴星以及一个由两颗sdO星组成的双星的证据。He丰度与碳和/或氮线的存在之间存在相关性：低于太阳He丰度，没有sdO显示C或N线。相反，C和/或N线存在于所有具有超太阳He丰度的sdOs中。因此，我们使用太阳He丰度将我们的样品分为He缺乏和He丰富的sdOs。虽然缺乏He的sdOs分散在Teff log（g）图的宽范围内，但大多数富He的sdOs聚集在Teff = 40，000的狭窄区域内。50，000 K和log（g）=5.5. 6.0. sdBs和sdOs之间的进化联系似乎只对氦缺乏的sdOs是合理的，表明它们可能是sdBs的继承者。氦富集的sdOs的性质不能用典型的单星演化模型来解释。替代方案（后期热闪光）以及二进制的演变（白矮星合并后，RGB的演变）进行了测试。虽然我们认为后RGB的情况是不合适的，白矮星合并和后期热闪光的情况仍然是可行的，以解释氦丰富的sdO的起源。
2006-09-26 astro-ph
Evolutionary stage of the spectral variable BD+48 1220=IRAS 05040+4820
基于高分辨率观测（R=60000和75000），我们研究了恒星BD+48 1220（IRAS 05040 +4820）的光谱变化。我们测量了中性原子和离子在4500 ~ 6760 AA波长范围内的大量吸收线的等效宽度以及相应的径向速度。我们用模型大气测定了Teff= 7900 K，log g=0.0，微湍流速度xi_t=6.0，以及16种元素的丰度。这颗恒星的金属丰度与太阳值相差不大：[Fe/H]=-0.10 dex。这颗恒星的化学组成的主要特点是He过量，来自HeI 5876 A的吸收，[He/H]=+1.04，O过量，[O/Fe]=+0.72 dex。碳过量很小，[C/Fe]=+0.09 dex，[C/O]比$\le$ 1。我们得到了轻金属丰度的修正关系：[Na/Fe]=+0.87，[Mg/Fe]=-0.31。钡的丰度较低，[Ba/Fe]=-0.84。在三年的观测中，由光球吸收线测得的恒星径向速度在V_sun = -（7 - 15）km/s的区间内变化。时变微分谱线偏移已被揭示。所有可用的数据（光度Mv~-5 m，速度V_lsr~-20 km/s，金属丰度[Fe/H]=-0.10，以及光谱和化学成分的特殊性）都证实BD+48 1220是一颗属于银盘的后AGB恒星，其He-和O-过量。
2007-06-26 astro-ph
Abundance profile and stellar content of IZw18
讨论了贫金属星系IZw 18的新光谱观测结果。与演化合成模型的预测相反，在NW-HII区域发现了WC型沃尔夫-拉叶星。的质量损失率和WR星的形成过程的影响进行了讨论。在HII区内观察到非常均匀的金属丰度。这就突出了星暴中新合成元素的扩散和混合问题。不同的情况进行了讨论，表明金属仍然最有可能隐藏在一个热的阶段，目前所观察到的金属丰度是以前的恒星形成事件的结果。
1997-12-08 astro-ph
The chemical abundances in the Galactic Centre from the atmospheres of Red Supergiants
银河系中心（GC）最近经历了高度的恒星形成活动，这可以从目前居住在那里的大量大质量恒星中得到证明。GC中化学元素的相对丰度可以提供对这种活动起源的见解。本文给出了两颗红超巨星（IRS~7和VR~5-7）的高分辨率$H$带光谱，结合光谱合成，我们得到了Fe和C以及其它$α$ -元素Ca、Si、Mg、Ti和O的丰度。结果表明，VR~5-7的碳亏损与RSG演化模型的预测相一致，而IRS~7大气中碳和氧的严重亏损则可能是由于快速的初始旋转和/或质量损失增强而导致的深层混合。结果表明，每颗恒星的{ \it电流}表面Fe/H含量都略高于太阳。然而，与演化模型的比较表明，{ \it初始}的Fe/H比可能更接近太阳系，并且由于恒星表面的H耗尽而变得更高。总体而言，我们发现$α$ /铁的比率为这两颗恒星是一致的薄银河系盘。这些结果与GC的其他化学研究一致，因为目前可以确定丰度的精度。我们认为，GC的丰度是一致的，在这种情况下，最近的恒星形成活动的GC是由材料从内部磁盘，或从风的恒星在内部膨胀的酒吧-没有必要调用头重脚轻的恒星初始质量函数来解释异常丰度比。
2008-11-19 astro-ph
Keck-Nirspec Infrared OH Lines: Oxygen Abundances in Metal-Poor Stars Down to [Fe/H] = -2.9
用10米凯克望远镜上的NIRSPEC高分辨率摄谱仪对7颗贫金属星的H带样品进行了红外OH谱线测量，得到了1.5 - 1.7 μ m的红外OH谱线。根据欧洲南方天文台FEROS摄谱仪获得的光学高分辨率数据，进行了详细的分析。采用红外线通量法从Fe Ⅱ谱线得到有效温度、三角和/或演化引力和金属丰度等恒星参数。当太阳氧丰度为δ（O）= 8.87时，金属丰度[Fe/H] < -2.2的样本星的平均氧丰度[O/Fe] ~ 0.54;当δ（O）= 8.77时，平均氧丰度[O/Fe] ~ 0.64。
2002-07-31 astro-ph
Low and intermediate mass star yields.II: The evolution of nitrogen abundances
我们分析了使用一套新的低和中等质量的恒星产量对银河系氮丰度的影响。这些产率有一个显着的产率初级氮从中等质量的恒星。我们使用这些产量作为输入的银河系化学演化模型和研究的氮丰度的光环和光盘，并将它们与使用其他产量集和大量的观测数据获得的模型进行比较。我们发现，使用这些新的收益率，我们的模型充分再现了观察到的趋势。特别是，这些产量解决了氮的演变的历史问题，通过在中等质量恒星中生产主要成分，给出了正确的相对丰度N/O水平。此外，在银河系的每个径向区域使用不同的演化速率，我们可以解释所观察到的N色散。
2006-01-16 astro-ph
Modelling Starburst in HII galaxies: From chemical to spectro-photometric evolutionary self-consistent models
我们已经计算了一系列现实的和自洽的模型，再现HII星系的属性。HII星系的发射光谱是通过光电离代码Cloudy再现的，使用模型HII星系的光谱能量分布作为电离光谱，该光谱是使用新的和更新的恒星星族合成模型计算的（PopStar，Molla等人08），这又是根据化学演化代码给出的恒星形成历史和金属丰度演化计算的。我们的技术再现了观测到的丰度，诊断图，颜色和等效宽度与本地HII星系的颜色关系
2008-10-13 astro-ph
Chemically Consistent Evolutionary Models with Dust
作为一种工具来解释附近和高红移星系的数据从光学到K波段，我们提出了我们的化学一致的分光光度演化合成模型。这些模型考虑到不断增加的初始金属丰度连续恒星世代使用最近公布的金属丰度依赖恒星演化轨迹，恒星产量和模型大气光谱。分析了金属丰度的影响。尘埃的吸收是根据气体含量和丰度来计算的，因为它随时间和星系类型而变化。我们将我们的模型与IUE模板光谱进行比较，并能够预测不同光谱类型的UV通量。结合宇宙学模型，我们得到了各种星系类型的演化和k-校正，并显示了仅使用太阳金属丰度输入物理模型的差异作为红移，波长带和星系类型的函数。
1999-06-21 astro-ph
