The Iron Abundance and Density Structure of the Inner Ring around SN 1987A
本文对SN 1987A星周内环进行了光谱研究。目的是确定元素丰度和密度结构，特别强调铁的丰度。我们在爆炸后1400至4300天之间在英澳望远镜（AAT）上获得并分析了光谱。我们还从文献中收集了内环所有可用的光学/近红外线通量。观察到的线光变曲线，然后与内环的光电离模型进行比较。这表明铁的丰度为（0.20 +-0.08）x太阳，低于通常在大麦云（LMC）中看到的。
2003-08-29 astro-ph
Influence of Cooling Flow and Galactic Motion on the Iron Distribution in Clusters of Galaxies
目前已知12个星系团的铁丰度分布。对于某些星系团（如半人马座），观测到的丰度向星系团中心增加，而对于其他星系团（如后发座和Hydra-A），没有观察到显著的不均匀性。为了理解这种差异，我们调查的冷却流和湍流产生的银河系运动的铁丰度分布的简单的球形模型的影响。我们表明，冷却流有一个显着的效果，使铁丰度分布平坦，如果流速足够大。此外，通过将我们的分析应用于上述集群，我们表明，我们可以给出一个系统的帐户所观察到的各种铁丰度分布定性。
1994-10-05 astro-ph
Iron abundances in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
用流体动力学SPH方法模拟了星系团中金属的富集。根据数值分辨率和一些模型参数，最终的模拟集群的金属丰度。对于一组基准的模型处方的模拟结果表明，铁的丰度与数据广泛一致。最终X射线特性对ICM的加热不敏感。这支持了冷星系团的ICM演化是由辐射冷却驱动的情景。
2002-11-06 astro-ph
The absorption spectrum of V838 Mon in 2002 February - March. I. Atmospheric parameters and iron abundance
我们提出了一个确定的有效温度，铁丰度，和微湍流速度的假光球的V838星期一在2002年2月25日，3月2日和26日。线形成区域的物理参数是在自洽方法的框架中获得的，使用合成光谱与波长范围5500- 6700 A的观测光谱的拟合。我们得到Tef = 5330，5540和4960 K，分别为2月25日，3月2日和3月26日。2002年2月25日至3月26日，V838 Mon大气中的铁丰度log N（Fe）=-4.7似乎没有变化。
2004-11-01 astro-ph
Abundances of UV bright stars in globular clusters. I. ROA 5701 in omega Centauri and Barnard 29 in M 13
本文对球状星团中的两颗紫外亮星ROA 5701（ω Cen）和Barnard 29（M 13）进行了高分辨紫外光谱和光学光谱分析。主要目的是从HST-GHRS获得的紫外光谱测量铁丰度。此外，大气参数和氦、碳、氮、氧和硅的丰度来自ROA 5701的光谱（ESO CASPEC）或巴纳德29的文献。这两颗恒星都是后渐近巨星分支星。令人惊讶的是，在这两种情况下，它们的铁丰度明显低于集群丰度。Barnard 29比M13中巨恒星的铁丰度低0.5 dex，ROA 5701的铁丰度是迄今为止分析过的omega Cen中任何恒星中最低的。巴纳德29显示出与M 13中的红巨星相同的丰度模式，除了它更强的缺铁性。铁的消耗可以用AGB前身大气中的气尘分离来解释，如果铁凝结成尘埃颗粒，然后被辐射驱动的风从大气中带走。ROA 5701的丰度模式的解释受到在欧米茄Cen中看到的恒星之间丰度变化的阻碍，但其丰度模式似乎与气体尘埃分离情景一致。
1998-09-10 astro-ph
Iron abundance in hot hydrogen-deficient central stars and white dwarfs from FUSE, HST, and IUE spectroscopy
我们首次系统地研究了极热（Teff>50，000 K）缺氢后AGB星的铁丰度。我们的样本包括16颗PG 1159恒星和4颗DO白矮星。我们使用最近的FUSE观测以及HST和IUE档案数据进行光谱分析与线覆盖的NLTE模式大气。铁元素在PG 1159恒星中没有发现。在大多数情况下，由于HST和IUE数据的质量有限，这与太阳铁丰度是一致的，尽管铁丰度不足的趋势可能会被认识到。然而，在优秀的FUSE光谱中没有铁谱线表明在两个物体中（K1-16 NGC 7094）至少有1 dex的丰度不足。最近在[WC]-PG 1159跃迁天体Abell 78中也报道了类似的结果（Werner et al. 2002）。我们讨论尘埃分馏和s过程中子捕获可能的起源。我们还宣布在PG 1159恒星中首次发现硫。
2002-05-04 astro-ph
Ultra-Low Iron Abundances in Distant Hot Gas in Galaxy Groups
对星系群NGC 5044外部区域的一项新的XMM观测表明，在r=0.2 - 0.4 r_vir之间，热气铁丰度仅为~0.15太阳。虽然维里半径内的重子总质量可能接近于富星系团中观测到的宇宙平均值，但NGC 5044中的铁总质量与可见光之比富星系团低约3倍。在NGC 5044外围区域的大量星系群间气体中，铁丰度非常低，这很难用早期历史中的群风中的浓缩气体流出或目前占据该区域的群成员星系的长期浓缩来理解。可能NGC 5044中的恒星并没有像星团中那样以同样的效率产生铁，或者铁存在于不发光的云或恒星中，或者早期星系星暴风中产生的富铁气体的熵太高而无法穿透熵较低的气体。
2004-04-21 astro-ph
The iron abundance in hot central stars of planetary nebulae derived from IUE spectra
我们提出了第一次尝试，以确定铁丰度的热中心恒星的行星状星云。我们进行了分析与全金属线覆盖的NLTE模型大气样品的10颗恒星（T_eff >= 70.000 K）的高分辨率紫外光谱可从IUE档案。在所有情况下，都可以识别Fe VI或Fe VII的线。作为一个总的趋势，铁丰度似乎是太阳下的0.5-1德克斯，然而，S/N的IUE光谱是不足以排除太阳丰度在任何特定的情况下。无论是FUSE还是HST改进的光谱是必要的，以验证中央恒星普遍缺铁的可能性。怀疑的缺陷可能是三个高重力物体重力沉降的结果。对于其他低重力和高光度的恒星，在先前的AGB阶段的尘埃分馏是一个可能的起源。
2000-06-23 astro-ph
Lack of Evolution in the Iron Abundance in Clusters of Galaxies and Implications for the Global Star Formation Rate at High Redshift
我们提出了第一个大样本的准确铁丰度和温度的红移大于0.14的集群。我们发现，铁丰度显示很少或根本没有演变到红移0.3。这一点和星系团中椭圆星系的早期形成时期表明，大部分团内介质的富集发生在红移大于1的时候。如果星系团代表宇宙的公平样本，那么全球金属产量比最近对低和高红移星系的研究所推断的要大2-5倍。
1997-02-17 astro-ph
An RXTE Observation of the Seyfert 1 Galaxy MCG-6-30-15 : X-ray Reflection and the Iron Abundance
本文报道了用Rossi X射线定时探测器对明亮的塞弗特1星系MCG-6 - 30 -15进行的50 k S观测。数据清楚地显示了宽的荧光铁线（等效宽度~ 250 eV），以及更高能量下的康普顿反射连续谱。通过比较铁谱线和反射连续谱，我们可以确定吸积盘中的反射率和元素丰度。时间研究提供的证据表明，光谱的变化是由于反射量的变化和主要X射线源本身的属性。
1998-05-14 astro-ph
The iron abundance of the Magellanic Bridge
本文分析了麦哲伦桥和大、小麦哲伦云中五颗B型星的高分辨HST紫外光谱，以估算它们的铁丰度。云的这些值比晚型星或B型星的光学线的估计值低约0.5 dex。这可能是由于系统误差可能产生的非LTE效应或错误的原子数据，类似的低铁丰度以前曾报告从银河系早型恒星的紫外光谱分析。所有三个Bridge目标的铁丰度估计值似乎明显低于SMC和LMC的铁丰度估计值，分别约为-0.5 dex和-0.8 dex，这些差异结果不应受到绝对丰度估计值中存在的任何系统误差的影响。这些不同的铁丰度估计值与C、N、O、Mg和Si的丰度不足相一致，相对于我们以前在桥目标中发现的银河系，这些丰度不足约为-1.1 dex。这些非常低的金属丰度的麦哲伦桥的影响进行了讨论，从SMC剥离的金属缺乏的材料。
2008-02-01 astro-ph
Iron Abundance in Hydrogen-Rich Central Stars of Planetary Nebulae
我们报告正在进行的高分辨率紫外光谱分析的热富氢中心恒星的行星状星云（CSPN），获得了哈勃太空望远镜和FUSE。由于许多CSPN的紫外光谱主要由Fe和Ni线，我们打算用它们作为温度指标，以检查CSPN的温标，我们已经从CNO电离平衡推导出较早。此外，观测到的重金属谱线强度显示，不同物体之间的差异很大，这表明丰度可能存在扩散。我们将通过非LTE模式大气的定量光谱分析来确定铁族元素的丰度。
2004-11-15 astro-ph
Temperature Scale and Iron Abundances of Very Hot Central Stars of Planetary Nebulae
通过光学H和He谱线剖面的模型大气分析来确定非常热的中心恒星（Teff> 70000 K）的有效温度存在相当大的不确定性，主要是由于缺乏中性氦谱线。只有通过紫外线才能得到的金属电离平衡，可以更精确地估计温度。指出了铁线的潜力。与此同时，铁和其他金属的丰度，几乎没有调查，直到今天，可以从紫外光谱。我们描述了最近的HST光谱为此目的进行。用FUSE在最热的缺氢中心星（PG 1159型，Teff> 100000 K）的FUV光谱中寻找铁谱线是不成功的。推导出的不足解释在铁耗尽由于n-捕获核合成的壳间物质，这是现在暴露在恒星表面作为一个后果，晚他壳闪光。
2002-02-01 astro-ph
The impact of non-LTE effects and granulation inhomogeneities on the derived iron and oxygen abundances in metal-poor halo stars
本文介绍了一个详细的理论研究的结果，非LTE效应和颗粒不均匀性的影响，在贫金属晕次巨星HD 140283的铁和氧的丰度。我们的分析是基于“经典”的一维（1D）恒星大气模型和新一代的三维（3D）流体动力学模型。我们发现，来自Fe { \sc i}线的铁丰度的非LTE效应是非常重要的，在3D和1D情况下分别达到${\sim}0.9$ dex和${\sim}0.6$ dex。另一方面，我们发现，非LTE和3D效应必须考虑到一个可靠的测定铁丰度从弱Fe { \sc ii}线，因为显着的过激发其上水平的颗粒区域往往会产生排放功能。结果，这种Fe { \sc ii}线比LTE中的弱，并且对于3D情况，丰度校正量为${\sim}0.4$ dex。我们还利用O { \sc i}在7772- 5的三线态和禁戒[O {\sc i}]在6300的线，导出了贫金属星HD 140283的氧-铁丰度比。有趣的是，当考虑非LTE和3D效应时，从Fe { \sc i}和Fe { \sc ii}线推导的铁丰度以及从O { \sc i}和[O { \sc i}]线推断的氧丰度仍然存在显著差异。我们的结论是，这类贫金属恒星的金属丰度可能比以前认为的要大得多，这可能对恒星天体物理学产生深远的影响。
2004-10-20 astro-ph
Spectroscopic Signatures of Convection in the Spectrum of Procyon. Fundamental Parameters and Iron Abundance
我们观测到南河三A（F5 IV）的光谱，从4559到5780 A，S/N约为1 e3，分辨率为2 e5。我们已经测量了大量Fe I和Fe II线的线平分线和相对线位移，并将它们与太阳中发现的线进行了比较。一个三维（3D）流体动力学模式的大气已经计算和测试对观测。该模型再现了观察到的大部分功能的细节，虽然我们确定了一些改进的空间。在所有级别上，与观测到的谱线的三维时间相关的计算的比较显示出比经典的均匀模型更好的协议，使之有可能细化以前的估计的铁丰度，预计的旋转速度，边缘变暗，和系统的速度的南河三双星系统。用三维模型和一维模型测定的铁丰度之间的差异<~ 0.05 dex。我们发现来自Fe I和Fe II线的铁丰度之间的一致性，这表明在所研究的线的形成中偏离LTE相对较小。从不同谱线确定的铁丰度的分散性仍然超过了原子数据中不确定性的预期，指出建模中的一个或多个组件可以进一步细化。
2001-11-02 astro-ph
Chandra Detection of Fe XVII in Absorption: Iron Abundance in the Hot Gaseous Interstellar Medium
热的~10^6 K星际介质（ISM）中的铁贫化水平和气相铁丰度对于理解其能量平衡以及尘埃颗粒的热溅射、冷却和加热过程至关重要。本文报道了钱德拉X射线天文台在低质量X射线双星4U~1820-303的热ISM谱中首次探测到Fe XVII吸收线。通过联合分析该吸收线与来自OVII、OVIII和NeIX离子的吸收线在同一光谱中的吸收线，我们获得了以Anders & Grevesse太阳值为单位的Fe/Ne=0.8（0.4，2.1）的丰度比（90%置信区间）。我们发现，结果是强大的不同假设的气体温度分布。虽然获得的Fe/Ne丰度比存在很大的不确定性，但与太阳值一致，表明很少或没有铁耗尽到尘埃颗粒中，即，大多数或所有的尘埃颗粒都在热ISM中被破坏。
2006-12-08 astro-ph
Iron Abundance Diagnostics in High-Redshift QSOs
从类星体的宽发射谱线上测得的阿尔法过程元素，如镁和碳相对于铁的丰度，可以作为其宿主星系恒星形成和化学富集历史的诊断。我们调查Fe/Mg和Fe/C丰度比之间的关系，并由此产生的Fe II / Mg II 2800 A和Fe II /1900 A混合流量比，这两个都已被测量类星体的红移约为6。利用基于巨型椭圆星系星爆的星系化学演化模型，我们发现这些通量比是核化学富集的良好示踪剂。然而，在红移约为6的天体中测得的这些比值表明，在目前流行的宇宙学下，这些天体中铁的富集比假设的椭圆星爆模型预测的要快。
2004-06-28 astro-ph
Iron Abundance Profiles of 12 Clusters of Galaxies Observed With BeppoSAX
本文导出了用BeppoSAX观测的12个红移为0.03 < z < 0.2的星系团中X射线气体的方位角平均径向铁丰度分布。我们发现的证据表明，在大多数集群的负金属丰度梯度，特别是显着的集群，具有冷却流。12个星团的合成轮廓与Metzler & Evrard（1997）的星团模拟相似。这种丰度梯度可能是星系团内气体损失星系的空间分布比原始热气体更集中的结果。无论是内部和外部的核心区域，我们发现一个更高的丰度在冷却流集群比非冷却流集群。在冷却区域之外，这种差异不可能是在冷却流团簇中更有效地将金属溅射到气相中的结果，而是可能是在合并期间来自团簇的外部区域的低金属性气体混合的结果。
2000-09-15 astro-ph
The influence of chemical composition on the properties of Cepheid stars I - Period-Luminosity relation vs iron abundance
通过将Freedman等人（2001）的造父变星周期-光度关系的V带残差与37颗银河和麦哲伦云造父变星的[Fe/H]联系起来，评估了恒星铁含量对造父变星周期-光度关系的影响。铁的丰度测量从FEROS和UVES高分辨率和高信号噪声光谱。我们的数据表明，恒星的金属丰度增加，直到一个平台或周转点达到太阳的金属丰度。我们的数据与PL关系对铁丰度的不依赖性以及文献中经常发现的线性下降行为（例如Kennicutt等1998，Sakai等2004）不一致。另一方面，Fiorentino等人（2002年）的非线性理论模型对数据提供了相当好的描述。
2004-11-23 astro-ph
High-resolution spectroscopy of the old open cluster Collinder 261:abundances of Iron and other elements
本文分析了老疏散星团Collinder 261中六颗红巨星的高分辨光谱。从颜色和温度之间的关系（从我们的全光谱分析中推导出）得出的单个恒星的红化值与以前基于测光的测定结果一致。对于该簇，我们推导出铁丰度[Fe/H] = -0.03 +/- 0.03。我们还获得了轻金属（O、Na和Al）、α元素（Mg、Si、Ca、Ti）、Fe族元素（Sc、Cr、Mn、Co、Ni）和中子俘获元素Ba的丰度。在我们的样本中，这些元素中没有任何一种存在固有的星间散射。我们将我们的研究结果与以前的调查结果进行了比较，详细讨论了分析方法和结果的差异。
2005-05-30 astro-ph
New homogeneous iron abundances of double-mode Cepheids from high-resolution echelle spectroscopy
目的：我们更精确地定义了造父变星的双模式脉动与金属丰度之间的关系，从均匀的高分辨率光谱数据确定了双模式造父变星的经验金属丰度，并研究了周期比与金属丰度的关系。研究方法：利用自行开发的IRAF脚本对FEROS光谱仪获得的高信噪比阶梯光谱进行了分析，并通过与LTE合成光谱的比较确定了铁的丰度。结果：测定了17颗星的[Fe/H]值。所有这些恒星都有太阳或太阳下的金属丰度。它们的周期比P1/P0与它们的[Fe/H]值有很强的相关性。评价了相应的周期比-金属丰度关系。
2007-07-17 astro-ph
Evolution in the iron abundance of the ICM
我们提出了一个钱德拉分析的X射线光谱的56个星系团在$z>0.3$，其中包括$3> kT > 15$千电子伏的温度范围。我们的分析旨在测量ICM中的铁丰度，以达到迄今为止探测到的最高红移。我们发现，在低于5千电子伏的集群内测量$(0.15-0.3) R_{vir}$的发射加权铁丰度，平均而言，$\sim2$的一个因素高于在较热的集群，以下$Z(T)\simeq 0.88 T^{-0.47} Z_\odot$，这证实了在当地样品中看到的趋势。我们利用在$0.3> z > 1.3$的五个红移仓上进行的组合光谱分析来估计平均发射加权铁丰度。我们发现一个恒定的平均铁丰度$Z_{Fe}\simeq 0.25 Z_\odot$作为红移的函数，但只有在$z>0.5$集群。在红移范围$z\simeq0.3-0.5$内，发射加权铁丰度明显更高（$Z_{Fe}\simeq0.4 Z_\odot$），接近在红移范围$0.1<z<0.3$内冷核和非冷核团簇混合的内$0.15 R_{vir}$半径局部测量的值。$z$引起的$Z_{Fe}$降低可通过$\sim(1+z)^{-1.25}$形式的幂律来参数化。所观察到的演变意味着，平均铁含量的ICM在目前的时代是一个因素的$\sim2$大于在$z\simeq 1.2$。我们确认，在9 Gyr的回顾时间内，ICM已经显著富集（$Z_{Fe}\simeq0.25 Z…
2007-03-12 astro-ph
Abundances in Stars from the Red Giant Branch Tip to the Near Main Sequence in M71: II. Iron Abundance
我们目前的[Ffe/H]丰度的结果，涉及一个样本的恒星具有广泛的光度范围从发光巨星恒星附近的一个球状星团的关闭。我们在M71中的25颗恒星样本包括10颗比RHB更亮的巨星，3颗水平分支星，9颗比RHB更暗的巨星，以及3颗靠近岔道的恒星。我们分析了在W. M.凯克天文台。我们发现，[Fe/H]丰度从Fe I和Fe II线同意彼此和早期的测定。此外，从Fe I和Fe II线获得的[Fe/H]在Teff和光度的整个范围内，这组恒星在相当小的不确定性内是恒定的，这表明NLTE效应在我们的铁丰度测定中可以忽略不计。在这个球状星团中，位于RHB或其上的巨星、RHB星、位于RHB之下的巨星和在岔道附近的巨星的平均[Fe/H]没有差别。
2001-05-22 astro-ph
Prompt Iron Enrichment, Two r-Process Components, and Abundances in Very Metal-Poor Stars
我们提出了一个模型来解释在低[Fe/H]下重r过程元素（质量数A> 130）的宽范围丰度。这个模型需要快速的恒星形成和/或超大质量恒星的初始人口在最早的凝聚凝块的物质，以提供一个提示或初始的铁库存。随后的铁和r过程富集由两种类型的超新星提供：一种在相当短的时间尺度上产生不含铁的重r元素，另一种在更长的时间尺度上产生含铁的轻r元素（A ≤ 130）。
1999-11-30 astro-ph
Fe Kαemission from photoionized slabs: the impact of the iron abundance
铁Kα辐射来自光致电离的光学厚物质，在各种天体物理环境中被观测到，包括X射线双星、活动星系核，以及可能的伽马射线暴。本文提出的计算显示的Fe K线的等效宽度（EW）取决于被照射的气体和其电离状态的铁丰度-两个变量受到显着的宇宙散射。用Ross & Fabian程序计算了光子指数为Γ的幂律谱照射下的等密度平板的反射谱。当Fe K EW仅从反射光谱测量时，我们发现，如果Fe丰度约为太阳的10倍，并且被照射的气体是中性的，则它可以达到大于6 keV的值。当气体被电离时，获得约1 keV的电子战。相反，当EW是从入射+反射光谱测量时，最大的EW是~800 keV，并且当气体被电离时被发现。当Γ增加时，Fe K线通常减弱，但显著的发射可以持续到更大的电离参数。铁丰度对EW的影响最大时，它是小于5倍的太阳。当丰度进一步增加时，该线仅略微加强。因此，我们的结论是，铁K线的EWs远大于800 eV是不太可能产生的气体与超太阳铁丰度。这些结果应该是有用的解释铁钾发射时，它所产生的光学厚荧光。
2001-12-07 astro-ph
Iron abundance in the ICM at high redshift
本文分析了18个红移<z1星系团的X射线谱< 1.3. Most of them were observed with the Chandra satellite in long exposures ranging from 36 ks to 180 ks. For two of the z>，并利用深XMM-Newton观测资料。总的来说，这些簇探测3<kT<8 keV的温度范围。我们的分析的目的是推导出铁丰度的内集群介质（ICM）的最高红移探测日期。利用不同红移区间的子样本组合光谱拟合，我们研究了ICM平均金属丰度随宇宙历元的演化。我们发现在=0.8处的平均Fe丰度<z>为Z =0.25 + 0.04 - 0.06Zo，与当地的典型金属丰度值Z ~ 0.3Zo一致，在1 sigma置信水平内。中低温团簇（kT <5 keV）的铁丰度往往比高温团簇大。在红移<z>~1.2处（z>1处的4个簇），我们仅在一个簇中获得Fe-K线的统计学显著检测（在90% c.l.处的Z>0.10 Zo）。结合钱德拉和XMM在z>1时的所有当前数据集，测得的平均金属丰度为<Z>= 0.21 + 0.10 - 0.05 Zo（1 σ误差），因此表明平均铁丰度没有演变到z~1.2。
2003-05-13 astro-ph
Roles of SNIa and SNII in ICM Enrichment
根据ASCA的观测结果，Mushotzky等人（1996，ApJ 466，686）最近推导出$α$ -元素与铁的相对丰度比，[α/Fe] \simeq 0.2-0.3 $, for four rich clusters, and have suggested that the origin of metals in an intra-cluster medium (ICM) is not a type-Ia supernovae (SNIa), but a type-II supernovae (SNII). However, these authors used the solar photospheric iron abundance for ASCA data reduction, while the meteoritic iron abundance is usually adopted in chemical-evolution studies. It is true that although the photospheric and meteoritic solar abundances are consistent for most of the elements, a serious discrepancy is known to exist for iron; …
1997-02-04 astro-ph
First Constraints on Iron Abundance versus Reflection Fraction from the Seyfert~1 Galaxy MCG--6-30-15
本文报道了对明亮的Seyfert~1星系MCG-6 - 30 -15的一次横跨$\sim$ 400~ks时间间隔的ASCA和RXTE联合观测。这些数据清楚地证实了我们以前的论文中报道的在更高能量下存在宽的倾斜铁线（$W_{Kα} \sim$ 266 eV）和康普顿反射连续谱。我们还调查是否重力和多普勒效应，影响铁线也可能表现在反射的连续。这个数据集的独特性是由我们从大约400万个光子（仅构成2-20 keV RXTE PCA光谱）中获得的非常好的统计数据所强调的。再加上HEXTE的高能量覆盖范围和ASCA在铁线制度中的光谱分辨率，使我们能够将丰度和反射率之间的关系首次限制在99%的置信水平。的反射分数是完全一致的一个扁平的磁盘，即冷材料对着$\rm 2 π$锶在源，以蒙特卡罗模拟的准确度表明，所观察到的强铁线强度的解释是由一个过剩的铁由一个因素的$\sim$ 2和一个不足的低Z元素由一个类似的因素。通过考虑非标准丰度，可以得到一个清晰而一致的图像，其中铁谱线和反射连续谱都来自相同的材料，例如吸积盘。
1999-07-26 astro-ph
Sulphur and iron abundances in halo stars
Israelian & Rebolo（2001）和Takada-Hidai等人（2002）根据8694 A处SI线的等效宽度，在6颗[Fe/H] ~ -2.0的晕星中得出了令人惊讶的高硫铁比（[S/Fe] = 0.5 ~ 0.7），这表明超新星可能对早期银河系元素的形成做出了重要贡献。为了研究这个问题，我们使用ESO VLT/UVES摄谱仪获得的高分辨率光谱来确定19颗主序星和次巨星的S/Fe比，[Fe/H]范围从-3.2到-0.7。硫的丰度由8694 A和9212 - 9237 A的SI线确定，铁的丰度由约20条Fe Ⅱ线确定。S/Fe比来自1D模式大气和可能的3D效应进行了讨论。我们调查的初步结果并没有证实上面引用的[S/Fe]的高值;相反，我们发现对于金属丰度-3 < [Fe/H]-1，[S/Fe]比保持恒定在约0.35 dex。
2002-07-08 astro-ph
Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the Iron peak
我们已经建立了一个详细的标准化学演化模型来研究太阳附近直到铁峰的所有化学元素的演化。我们认为银河系是由河外气体经过两次指数递减的注入而形成的。在第一次的撞击事件中，持续时间为$\sim$ 1 Gyr，晕和厚盘是由原始气体组装而成的，而薄盘则是在第二次的撞击事件中形成的，时间尺度要长得多。该模型很好地再现了太阳附近的主要观测约束，太阳诞生时的元素丰度计算值与太阳丰度非常吻合。通过包含整个恒星质量范围内的金属丰度依赖的产率，我们遵循氢和锌之间的所有化学元素的76种同位素的演化。这些结果面临着大量的和最近的观测数据，我们详细讨论了恒星核合成的影响。
2000-12-27 astro-ph
The Absolute Abundance of Iron in the Solar Corona
我们提出了一个测量的丰富的Fe相对于H在太阳日冕中使用的技术，不同于以前的光谱和太阳风测量。我们的方法结合EUV线数据从CDS光谱仪SOHO与热韧致辐射的VLA的无线电数据。日冕Fe丰度是通过将从EUV Fe线数据计算出的热韧致辐射与用VLA观测到的热韧致辐射相等而得到的，将Fe/H丰度作为唯一的未知量。我们将这种方法应用于一个致密的冷活动区，发现Fe/H = 1.56 x 10^{-4}，约为太阳光球层中Fe/H值的4倍。在CDS辐射校准中，VLA强度测量，原子参数和光谱分析中的假设产生20%的净不确定度。这一结果意味着，低的第一电离势元素，如铁增强在太阳日冕相对光球值。
2000-04-03 astro-ph
Stellar Iron Abundances: non-LTE Effects
本文报道了晚型星大气中Fe Ⅰ和Fe Ⅱ的新的统计平衡计算。我们使用的原子模型为Fe I和Fe II分别有256和190级，以及2117和3443辐射跃迁。光电离截面来自铁项目。这些原子模型被用来研究具有不同大气参数的晚型恒星铁丰度的非LTE效应。我们发现大多数贫金属恒星中的Fe I线形成于远离LTE的条件下。对于[Fe/H] ~-3.0的恒星，我们导出了相对于LTE值的金属丰度修正约为0.3 dex。铁II被发现不受显着的非LTE效应。在Fe I的情况下，引起的主要非LTE效应是紫外辐射的过电离，因此远不能满足经典电离平衡。一个重要的后果是，由LTE分析得出的表面重力是错误的，应该在最终的丰度校正之前进行校正。这显然解决了观测到的光谱表面重力LTE分析和那些来自依巴谷岩之间的差异。表的非LTE [Fe/H]和log g值的一个样本的贫金属晚型星。
1999-06-27 astro-ph
ASCA Measurements of Silicon and Iron Abundances in the Intracluster Medium
我们分析了40个邻近星系团的ASCA X射线数据，它们的团内介质温度分布在0.9 - 10 keV之间。我们测量了硅和铁丰度的集群内介质，空间平均每个集群，但不包括中央$\sim 0.15 h_{50}^{-1}$ Mpc区域，以避免任何可能的丰度梯度和复杂的温度结构。这些星系团的Fe丰度为0.2 - 0.3太阳能，对星系团内介质的温度和星系团的丰度只有微弱的依赖性。相反，观察到的Si丰度从0.3增加到0.6 - 0.7太阳能从贫穷到丰富的集群。这些结果表明，Ia型和II型超新星都对团内介质的金属富集有显著贡献，而II型超新星的相对贡献随着团簇的富集而增加。我们提出了一种可能性，即相当一部分II型超新星产物是从较差的系统中逃逸出来的。
1998-02-11 astro-ph
A new Method to Constrain the Iron Abundance from Cooling Delays in Coronal Loops
TRACE的最新观测表明，在不同EUV温度滤波器中出现冷却回路之间的时间延迟与回路长度dt_12 ~ L成比例。我们模拟这种冷却延迟的辐射损失，并从理论上证实了这种线性关系。我们导出了一个表达式，它可以用来限制日冕铁增强α_Fe=A_Fe^cor/A_Fe^Ph相对于光球值作为冷却延迟dt_12，通量F_2，环宽度w和填充因子q_w < 1的函数。在T~1.0- 1.4MK温度范围内，我们发现10个小尺度的nanoflare环的铁丰度增加的上限为α Fe < 4.8+/-1.7，5个大尺度环的α Fe < 1.4+/-0.4。这一结果支持了先前的发现，即低FIP元素，包括铁，在电晕增强。同样的关系也构成了填充因子的下限，对于两组冕环，q_w > 0.2+/-0.1和q_w > 0.8+/-0.2。
2003-09-17 astro-ph
Good Abundances from Bad Spectra: I. Techniques
我们已经开发出技术，以提取真正的铁丰度和表面重力的类型提供的光谱的多对象光纤馈分光径向速度调查正在进行的2dF，HYPENDIX，NESSIE，和即将到来的斯隆调查。我们的方法是优化的低S/N，中间分辨率的G星的蓝色光谱。对铁丰度和重力敏感的光谱指数是从一组窄（几埃）波长间隔定义的，并使用合成光谱进行校准。我们还定义了一个单一的丰度指标，它能够提供有用的铁丰度信息，从光谱具有低至10每埃的S/N比。本文介绍了合成光谱法的理论基础和定标方法。Jones、Wyse和Gilmore（PASP 1995年7月）中描述了通过应用于观测数据对这些技术进行的经验校准。该技术提供了精确的铁丰度，零点校正到$\sim 0.1$ dex，并且是可靠的，典型的不确定度为$\approxle 0.2$ dex。Gilmore、Wyse和Jones（AJ 1995 v109 p1095）使用这些技术推导了{ \it原位\/}厚盘金属丰度分布。
1995-07-24 astro-ph
First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star
理论上，宇宙中第一代恒星（第三星族）的质量将达到100个太阳质量（100 Mo），因为前体气体云的冷却效率低下。最近，发现了最缺铁（但仍然富含碳）的低质量恒星--HE 0107 -5240。如果这是一个在形成后获得金属（比氦重的元素）的第三星族，它将挑战第一颗恒星形成的理论图景。在这里，我们报告说，元素丰度的模式在HE 0107 -5240（和其他极端贫金属的恒星）是在良好的符合核合成发生在恒星质量为20- 130 Mo时，他们成为超新星，如果在爆炸过程中，喷出物进行大量的混合和回落，形成大质量的黑洞。这样的超新星已经被观测到了。然而，丰度模式与130-300 Mo范围内恒星的超新星富集不一致。我们据此推断，第一代超新星主要来自~ 20- 130 Mo恒星的爆炸;其中一些产生了贫铁但富碳和氧的喷出物。低质量的第二代恒星，如HE 0107 -5240，可以形成，因为碳和氧提供了气体冷却的途径。
2003-04-16 astro-ph
Iron abundances and heating of the ICM in hydrodynamical simulations of galaxy clusters
本文利用一组对扁平LCDM宇宙学中星系团的流体动力学SPH模拟结果，研究了ICM中金属的富集和加热。气体的物理模型包括辐射冷却，恒星形成，能量反馈和金属富集，这些都是II型和Ia型超新星爆炸的结果。冷却函数的金属丰度依赖性也被考虑在内。对于一组基准的模型处方的结果表明，径向铁剖面与观测结果广泛一致，全球铁丰度也与数据一致。结果发现，在ICM中的铁分布是严重依赖于金属沉积轮廓的形状。对于低温星系团，除非在ICM中引入金属的最小扩散长度，否则模拟得到的铁丰度低于允许的观测范围。模拟的辐射加权径向温度分布与冷却流团的数据吻合良好，但在离团中心（维里半径的$\sim 2%$）很小的距离处，温度比测量的光谱值高出$\sim$ 2倍。冷星系团（$T_X\sim 1keV$）的核心过剩熵为$\sim 200 keVcm^2$，它们的X射线性质不受加热ICM的反馈能量的影响。高温气体$f_g$在维里半径处的分数随$T_X$的增加而增加，模拟得到的团簇样品的分布与观测范围一致。
2002-10-29 astro-ph
Stellar Iron Abundances at the Galactic Center
我们目前的测量[Fe/H]的6个M超巨星和3个巨星在0.5 pc的银河系中心（GC）和一个M超巨星在30 pc的GC。结果是基于高分辨率（λ/Δ λ = 40，000）的K波段光谱，由NASA红外望远镜设施的CSHELL拍摄。我们通过详细的丰度分析确定了铁的丰度，用光谱合成程序MOOG进行。GC星的平均[Fe/H]被确定为接近太阳，[Fe/H] = +0.12 $\pm$ 0.22。我们的分析是一个微分分析，因为我们已经观察到，并应用相同的分析技术，以11个冷，发光的恒星在太阳附近与类似的温度和光度的GC星。太阳邻域比较星的平均[Fe/H]值[Fe/H] = +0.03 $\pm$ 0.16，与GC星的[Fe/H]值相似。GC [Fe/H]分布的宽度比Baade窗的[Fe/H]分布的宽度窄，但与太阳附近巨星和超巨星的[Fe/H]分布的宽度一致。
2000-02-02 astro-ph
The Iron Discrepancy in Elliptical Galaxies after ASCA
我们提出的估计的铁含量的恒星和扩散的椭圆星系的组成部分，分别来自综合光谱和ASCA的X射线观测。在热星际介质（ISM）中预期的铁丰度与X射线观测结果之间出现了宏观差异，特别是当考虑到当前Ia型超新星的铁富集时。这种强烈的差异，在某些极端的情况下可能是$\sim 20$的一个因素，质疑我们目前对超新星富集和星系化学演化的理解。我们讨论了ISM中推断的低铁丰度的几个天体物理意义，包括星系和星系团的化学演化，椭圆星系中气体流动的演化，以及星系团内介质的加热。有些结果似乎难以接受，为了避免这些困难，我们探索了在椭圆星系的ISM中隐藏或稀释铁的方法。这些可能性似乎没有天体物理学上的合理性，我们也提出了铁-L线诊断工具的可靠性问题。各种薄的等离子体发射模型示出给铁丰度，可能会有显着不同，特别是在低温（$kT \lsim 1$千电子伏）。从收集的ASCA和其他X射线天文台的数据，它表明，目前薄等离子体代码往往给非常低的铁丰度时，对象的温度低于$\sim 1$千电子伏。我们的结论是-除了重新思考星系的化学演化-人们还应该考虑现有的薄等离子体模型可能包含不准确的原子物理学的离子负责的铁-L复合物的可能性。
1996-09-06 astro-ph
Iron abundance in HII regions
光学CCD光谱被用来确定在几个位置内的七个明亮的银河系HII区域的铁丰度。所观察到的[Fe III]线的比率进行比较，预测不同的碰撞强度和跃迁概率为该离子选择原子数据提供最佳的拟合的意见。发现的Fe++和Fe+丰度的值，以及电离校正因子的贡献的Fe 3+，从现有的网格的光电离模型，意味着电离气体中的Fe/O比是2%和30%之间的太阳能。每个区域的Fe丰度与电离度和颜色过剩相关。一个可能的解释是，即存在的人口的小颗粒，可能源于破碎较大的颗粒。这些小颗粒会在吸收高能光子后将铁原子释放到气体中;在这个破坏过程中幸存下来的小颗粒会被辐射压或恒星风的作用从电离区中扫出。从M20中光学喷流H399取样位置得出的高Fe丰度给出了进一步和更有效的销毁剂的指示，在那里可能发生了由于冲击波造成的粉尘销毁。
2002-03-22 astro-ph
Radiative Levitation in Hot Horizontal Branch Stars
现在有相当多的证据表明，水平分支（HB）恒星热超过约11,500 K的经验，由于辐射悬浮的光球铁丰度的巨大增强。在球状星团中，光球铁丰度可达[Fe/H] ~+0.3，比星团铁丰度高两个数量级。考虑到铁过剩的模型大气是需要了解的外观HB的球状星团色星等图（CMD），准确的光度，重力和质量的推导，并为紫外光谱合成的老，金属贫恒星星族。
1999-06-08 astro-ph
Iron abundances derived from RR Lyrae light curves and low-dispersion spectroscopy
借助全天空自动巡天（ASAS）数据库的银河领域，我们比较铁丰度的基本模式RR天琴座恒星的傅立叶参数从低色散光谱得到的。我们表明，从一组79颗星，不同于原来的校准样品的傅立叶方法和选择没有质量控制，几乎所有的不一致的估计是一些缺陷或特点的结果，无论是在测光或光谱。忽略偏离超过0.4dex的天体，剩下的64颗恒星的子样本产生的傅立叶丰度符合光谱丰度，标准偏差为0.20dex。其他，更严格的选择标准和不同的傅立叶分解导致更小的子样本和随之而来的更好的协议，下降到0.16dex标准偏差。也许除了163颗恒星中的两个变量，包括ASAS变量和傅立叶方法的原始校准集的变量，所有不一致的值都可以解释为观测噪声和数据覆盖不足。我们建议，协议可以进一步改善时，新的，更准确的光谱数据成为最好的光度数据的测试。作为该分析的副产品，我们还计算了修订的周期并选择了Blazhko变量。
2005-04-14 astro-ph
Gas, Iron and Gravitational Mass in Galaxy Clusters: The General Lack of Cluster Evolution at z < 1.0
本文系统地分析了29个邻近星系团的ASCA数据，得到了它们的团内介质（ICM）的温度、铁丰度和X射线光度。我们还估计ICM质量使用β模型，然后评估ICM中包含的铁的质量，并得出总的引力质量。这给出了仅由ASCA数据得出的关于ICM的最大和最均匀的信息。我们将这些值与那些也用ASCA测量过的遥远星系团的温度、丰度和光度进行了比较，发现z<1.0的星系团没有明显的演化证据。只有z=1.0的最远星系团AXJ2019.3+1127具有非常高的铁丰度，但它在ICM中的铁质量可能是其他星系团的正常值，因为ICM质量可能比其他星系团小。这可能暗示了在z ~ 1.0处的团簇演化的暗示。
1999-11-19 astro-ph
ORFEUS II echelle spectra: On the influence of iron-group line blanketing in the Far-UV spectral range of hot subdwarfs
我们提出了一个分析的亚矮星O星Feige 67与一个完全金属线覆盖的NLTE模型大气的基础上，高分辨率的远紫外（912-2000 A）和近紫外（2000-3400 A）光谱从新的ORFEUS II阶梯观测和IUE最终存档。远紫外光谱被铁和镍线严重覆盖，阻止了恒星连续谱的检测，使丰度分析变得复杂。重要的几点有关的帐户覆盖数百万的铁族线和准确测定铁和镍丰度进行了讨论：使用所有理论和实验已知的线不透明度的铁族元素，考虑一个广泛的波长范围内的恒星连续通量的可靠测定，和星际红化的作用。本文概述了未来高分辨率的热致密星远紫外光谱的光谱分析的基本方法。在这项研究中，我们重新分析了Feige 67的铁和镍丰度，并确认了它们的异常含量。
2000-06-23 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
Chemical Abundances of Luminous Cool Stars in the Galactic Center from High-Resolution Infrared Spectroscopy
我们目前的化学丰度在一个样本的发光冷恒星位于30 pc的银河系中心。碳、氮、氧、钙和铁的丰度来自H-和K-波段的高分辨率红外光谱。丰度结果表明，在太阳附近Fe丰度，相对于太阳和银河系盘，[O/Fe]和[Ca/Fe]分别平均增加了+0.2和+0.3dex。银河系中心的恒星显示出几乎均匀和接近太阳的铁丰度。A（Fe）= 7.59 ± 0.06的平均值与以前的工作一致。银河系中心恒星之间的铁丰度的总范围，0.16德克斯，显着窄于文献中发现的老鼓人口的铁丰度分布。我们对银河系中心30 pc范围内的Fe丰度的快照样本年龄小于1 Gyr;时间（或空间）上更大的样本可能会发现更广泛的丰度分布。
2007-07-18 astro-ph
Beyond the Iron Peak: r- and s-process Elemental Abundances in Stars with Planets
我们目前的元素丰度的118颗恒星（其中28个是已知的太阳系外行星的宿主恒星）观察到的英澳行星搜索的一部分。给出了O、Mg、Cr、Y、Zr、Ba、Nd和Eu的丰度（以及先前公布的C和Si的丰度）。这项研究是第一个专门研究行星宿主恒星中中子捕获反应产生的重元素的研究之一。我们发现，宿主星的化学性质不同的标准太阳丰度和非宿主星在所有元素的研究，与非宿主星的富集范围从0.06德克斯（O）到0.11德克斯（铬和Y）。这样的丰度趋势与其他以前的研究领域的明星，并导致我们得出结论，在行星宿主恒星中观察到的化学异常是正常的银河系化学演化过程的结果。基于这一观察，我们得出结论，所观察到的行星宿主恒星的化学特征是原始的起源，来自原始星云，而不是来自形成过程中或之后发生的“污染”过程，并且行星形成是随着恒星物质的演化而自然发生的。
2008-04-21 astro-ph
Effect of turbulent diffusion on iron abundance profiles
我们比较了一个简单的模型，涉及从最亮的星系和随机气体运动的金属喷射和随后的扩散金属的预测的一个小样本的组和集群的观测到的峰值铁丰度的配置文件。扩展Rebusco等人（2005）的分析，我们发现，对于样本中8个对象中的5个，需要$10^{29}$ cm $^{2}$ s $^{-1}$数量级的有效扩散系数。对于AWM 4，Centaurus和AWM 7，结果是不同的，这表明金属在整个集群中扩散的过程中存在很大的不稳定性。扩散系数对体系质量的依赖性不明显。我们还估计了特征速度和空间尺度的气体运动需要平衡的冷却损失的耗散相同的气体运动。通过比较观测到的ICM中由中心活动星系核（AGN）膨胀的射电泡的大小和导出的空间尺度表明，AGN/ICM相互作用对星系团核心中的气体运动有重要的贡献（如果不是主导的话）。
2006-08-23 astro-ph
Tracing the evolution in the iron content of the ICM
本文对z>0.3的56个星系团的X射线谱进行了Chandra分析，这些星系团的温度范围为3<kT<15 keV。我们的分析是为了测量铁丰度的集群内介质（ICM）的最高红移探测日期。我们利用在0.3<z<1.3的五个红移仓上进行的组合光谱分析来估计平均发射加权铁丰度。我们发现，在能量低于5 keV的星系团中，在（0.15-0.3）R_vir范围内测得的发射加权铁丰度平均比较热的星系团高出约2倍，遵循Z（T）= 0.88T ^{-0.47} Z_o，证实了在局部样品中观察到的趋势。我们还发现一个恒定的平均铁丰度Z_{Fe} ~ 0.25 Z_0作为红移的函数，但仅适用于z>0.5的集群。在z~0.3-0.5的红移范围内，发射加权铁丰度明显较高（Z_{Fe} ~0.4 Z_o），接近0.1<z<0.3时冷核和非冷核混合团簇在0.15 R_{vir}半径内局部测量的值。金属丰度随红移的减少可以用~（1+z）^{-1.25}形式的幂律来参数化。所观察到的演变意味着，平均铁含量的ICM在目前的时代是一个因素~2大于在z~1.2。我们确认，在9 Gyr的回顾时间，ICM已经显著富集（Z_{Fe} ~ 0.25 Z_o）。我们的数据提供了显着的时间尺度和物理过程，驱动ICM的化学富集的限制。（节略）
2007-01-22 astro-ph
Tracing the evolution in the iron content of the ICM
本文对z>0.3的56个星系团的X射线谱进行了Chandra分析，这些星系团的温度范围为3>kT>15 keV。我们的分析旨在测量ICM中的铁丰度，以达到迄今为止探测到的最高红移。我们发现，在低于5 keV的星系团中，在（0.15-0.3）R_vir范围内测得的发射加权铁丰度比较热的星系团平均高出约2倍，遵循Z（T）~0.88T^-（0.47）Z_o，这证实了在局部样品中观察到的趋势。我们利用在0.3>z>1.3的五个红移仓上进行的组合光谱分析来估计平均发射加权铁丰度。我们发现一个恒定的平均铁丰度Z_Fe~ 0.25Z_0作为红移的函数，但仅适用于z>0.5的团簇。在红移范围z~0.3-0.5内，发射加权铁丰度显著较高（Z_Fe~ 0.4Z_0），接近于在红移范围0.1<z<0.3内，在0.15R_vir半径内对冷核和非冷核团簇混合的局部测量值。Z_Fe随红移的减小可用~（1+z）^（-1.25）形式的幂律参数化。观察到的演变意味着，平均铁含量的ICM在目前的时代是一个因素~2大于在z=1.2。我们确认，ICM已经显着富集（Z_Fe~ 0.25Z_0），在回顾时间为9 Gyr。我们的数据提供了显着的时间尺度和物理过程，驱动ICM的化学富集的限制。
2006-10-31 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 First Detailed Abundances for M giants in the inner Bulge from Infrared Spectroscopy
我们报告的第一个丰度分析的17 M巨星在银河系内球的$(l,b)=(0°,-1°)$，$R=25,000$红外光谱$(1.5-1.8 ~μ\rm m)$使用NIRSPEC在凯克望远镜。根据它们的光度和径向速度，我们确定这些恒星的恒星星族年龄超过1 Gyr。我们发现铁丰度为$\rm < [Fe/H] > = -0.22 \pm 0.03$，$1σ$分散度为$0.14\pm 0.024$。我们还发现核球星的[ $\rm alpha$ /Fe]丰度比相对于太阳星增加了+0.3 dex，而$\rm <^{12}C/^{13}C>\approx 6.5\pm 0.3$较低。这个内部隆起样品的铁丰度和组成与我们团队先前在巴德窗口$(l,b)=(0.9,-4)$研究的M巨星样品没有区别。我们没有发现任何主要的铁丰度或丰度比梯度之间的内部领域和巴德的窗口的证据。
2007-07-12 astro-ph
Chemical abundances of RGB-Tip stars in the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy
我们提出了初步的铁丰度和$α$元素（Ca，Mg）丰度比的样本22红巨星分支（RGB）在人马座矮球状星系（Sgr），选择附近的RGB-提示。该样本代表Sgr优势种群。平均铁丰度为[Fe/H]=-0.49。$α$元素丰度比略低于太阳，与Bonifacio等人最近提出的结果一致。(2004，A&A，414，503）。
2004-10-29 astro-ph
Complexity on Small Scales III: Iron and alpha Element Abundances in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
我们在ESO/VLT上用UVES获得了10颗船底座矮椭球中红巨星的高分辨率光谱。在这里，我们提出了O，Na，Mg，Si，Ca，Ti和Fe的丰度。通过比较铁丰度[Fe/H]和钙三重态（CaT）金属丰度，我们发现经验CaT技术在[Fe/H]>-2 dex时与高分辨率数据有很好的一致性，但在较低的金属丰度时有偏离的趋势。我们发现了两颗贫金属星，铁丰度分别为-2.72和-2.50 dex。这些恒星被发现有增强的[α/Fe]比类似于银河系晕中的恒星。然而，在给定的金属丰度下，大部分船底座红巨星相对于星系晕的[α/Fe]丰度比是耗尽的。我们的目标之一，[Fe/H]为-1.5 dex，与太阳值相比，几乎所有的α元素都大大减少了~0.5 dex。如此低的[α/Fe]可以由单一Ia型和II型SNe事件不完全混合到ISM中的随机波动产生。我们推导出的元素比是一致的情节和扩展SF在船底座从它的颜色星等图。我们发现一个相当大的恒星之间的丰度比分散。这表明船底座的SF历史随星系内的位置而变化，混合不完全。或者，SF率是如此之低，高质量的恒星IMF人口稀少，在低质量星团的统计预期，导致真正的分散在所得的质量综合收益。这两种观点都与缓慢随机科幻在消解关联方面是一致的，因此人们可能不会在详细的层面上谈论单一的科幻历史。
2008-02-14 astro-ph
