Modelling the evolution and nucleosynthesis of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的碳增强贫金属（CEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们表明，氮和氟是有用的示踪剂的CEMP星的起源，并得出结论，观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。CEMP星的大部分可能需要更有效地从低金属丰度渐近巨星分支星中挖掘出来。
2008-08-20 astro-ph
Barium and Tc-poor S stars: Binary masqueraders among carbon stars
根据新的轨道根数和双星频率，综述了目前对钡星和S星起源的认识。以下问题得到解决：（一）是双星的必要条件，以产生钡星？(ii)什么是质量转移模式（风吸积或RLOF？）负责其形成？(iii)钡星形成时是矮星还是巨星？(iv)钡星会演化成贫Tc的S星吗？(v)富Tc和贫Tc S星的相对频率是多少？
1997-08-06 astro-ph
The Chemical Composition of Carbon-Rich, Very Metal-Poor Stars: A New Class of Mildly Carbon-Rich Objects Without Excess of Neutron-Capture Elements
我们报告的化学成分分析的五个富碳，非常贫金属恒星的高分辨率光谱的基础上。其中一颗恒星CS22948-027，表现出非常大的碳、氮和中子捕获元素的过剩，正如希尔等人先前的研究所发现的那样。这一结果可以解释为质量转移的后果，从一个双同伴，以前通过渐进的巨大分支阶段的发展。相比之下，我们研究的其他四颗恒星没有表现出过多的钡（[Ba/Fe]<0），而其中三颗恒星的碳和/或氮（[C+N]+1）略有增加。我们无法确定剩余恒星（CS30312-100）的准确碳和氮丰度。这些恒星与诺里斯等人先前讨论过的富含碳，中子捕获元素贫乏的恒星CS22957-027非常相似，尽管这个物体中的碳过剩量明显更大（[C/Fe]=+2.2）。我们的研究结果意味着，这些富含碳的天体与“正常”的中子捕获元素丰度是非常缺乏金属的恒星中并不罕见。Fujimoto等人最近提出的一种可能的解释是，在低金属量、低质量（M~< 1M_sun）恒星中，AGB底部附近的氦壳层闪光是导致这一现象的原因之一。本文报道的中等碳增强（[C/Fe]+1）与著名的r-过程增强恒星CS22892-052中报道的那些相似。我们讨论了相同的过程可能是负责这种相似性的可能性，以及一个完全独立的现象是负责在CS22892-052中的大r-过程增强的含义。
2001-11-15 astro-ph
Analysis of the carbon-rich very metal-poor dwarf G77-61
我们提出了一个分析的碳矮星G77-61，一个已知的二进制，基于高分辨率凯克光谱。G77-61的金属丰度非常低，但并不像之前报道的那样极端。这颗恒星的碳含量非常高，光谱显示出$^{13}$ C和$^{12}$ C同位素的CH、CN和C $_2$带非常强。原子线稀疏，经常混合，但我们能够推导出Na，Mg，Ca，Cr，Mn和Fe的丰度。它的[Fe/H]为-4.03 $\pm$ 0.1，使其成为已知金属丰度最低的恒星之一，其[C/Fe]=+2.6和[N/Fe]=+2.6非常高，是C和N最丰富的贫金属恒星之一。碳同位素比值为$^{12}$ C/ $^{13}C=5\pm$ 1。没有过量的s-或r-过程元素是可检测的，但可以设置在这些过量的上限不是很有约束力。
2005-01-25 astro-ph
Carbon-poor stellar cores as supernova progenitors
探索偏离中心点燃碳的恒星模型（质量范围约为1.05 - 1.25 Msun，取决于碳的质量分数），我们发现它们可能呈现出一种有趣的SN I祖先情景，因为在标准情景中，失控总是发生在约2 × 10^9 gr/cm^3的相同密度下，在我们的情况下，由于少量的碳被点燃，我们得到了从1 × 10^9到6 × 10^9 gr/cm^3的整个密度范围。这些结果可能有助于解决新出现的认识，至少有一些多样性之间的SNe我存在，因为在不同的中心密度失控预计会产生各种结果的速度和组成的喷出物，这应该是建模和比较的意见。
2007-04-16 astro-ph
The photospheric abundances of active binaries II. Atmospheric parameters and abundance patterns for 6 single-lined RS CVn systems
光球参数和丰度的单线色球活动的双星样品从差分LTE分析的高分辨率光谱。丰度已获得13个化学物种，包括几个关键元素，如锂，镁和钙。采用了两种方法。的有效温度，表面重力和微湍流速度首先来自一个完全自洽的光谱分析，从而确定的温度从Fe I线的激发平衡。第二种方法依赖于从（B-V）颜色指数导出的温度。这两种方法对我们样本中的恒星给出了大致一致的结果，表明中性铁线是在接近LTE的条件下形成的。我们讨论的可靠性的背景下，色球活动的恒星的各种颜色指数作为温度指标，并得出结论，（V-R）和（V-I）的颜色可能会显着影响活动过程。无论使用何种方法，我们的结果都表明，所研究的X射线活动双星并不像以前所说的那样贫金属，但相对于太阳，最多是轻度贫铁（-0.41<[Fe/H]<+0.11）。观察到几种化学物质的显著过量（例如，α合成元素）。这些丰富的模式进行了讨论，恒星活动。
2003-09-19 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars, the Cosmic Microwave Background, and the Stellar IMF in the Early Universe
由于宇宙微波背景（CMB）的存在，早期恒星的特征质量可能比现在高。这项研究提出，（1）这种“CMB-IMF”假设的可检验预测是碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例增加，金属丰度下降，并且在单一金属丰度（例如盘到晕）下从年轻到年老的人口增加，（2）这些特征已经在最近的CEMP恒星样本中看到，可以更好地用预期的数据进行检验。预期的空间变化可以解释CEMP频率之间的差异公布的调查。宇宙微波背景辐射的普遍性和时间依赖性将极大地改变本星系群和早期宇宙中恒星形成历史的重建。
2007-06-20 astro-ph
The Frequency of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Galaxy from the HERES sample
我们估计的频率碳增强贫金属（CEMP）的恒星非常贫金属的恒星，基于分析的349颗恒星与可用的高分辨率光谱观察到的汉堡/ESO R-过程增强星（HERES）调查的一部分。我们得到了{ \it a下限} 21 $\pm$ 2%的具有[Fe/H] $\leq -2.0$的恒星具有[C/Fe] $\geq +1.0$ .这些分数高于最近对这个问题的研究所报告的分数，这些研究是基于小得多的恒星样本。我们讨论了这种差异的来源，并建议，为了考虑到的影响，导致表面碳丰度的减少与先进的进化，定义CEMP星的基础上[C/Fe]截止，作为光度的函数而变化是更合适的。我们讨论了许多CEMP恒星可能发生的稀释和混合，如果适当考虑，将进一步增加这一比例。
2006-09-26 astro-ph
On the Binarity of Carbon-Enhanced, Metal-Poor Stars
我们报告的方案，以监测径向速度的候选人和确认碳增强，贫金属（CEMP）恒星的样本。我们用三台4 m级望远镜的中阶梯摄谱仪观测了45个目标。这些天体的径向速度是通过其光谱与HD 140283光谱的互相关计算的，误差小于1 km/s。我们计划的16个目标报告了碳过剩，其中9个目标还表现出S-过程增强（CEMP-S）。我们将这些恒星的径向速度与其他文献研究相结合，以寻找双星。搜索结果显示，我们的CEMP-s恒星中有四颗（44%）处于双星系统中。利用Lucatello et al.（2004）的分析，我们发现样本中所有的CEMP-s恒星都是双星。这一结论意味着CEMP-s星可能是CH和Ba II星的贫金属亲戚，这被认为是通过热脉冲AGB伴星的质量转移获得了其独特的丰度模式。
2004-12-07 astro-ph
Carbon-enhanced metal-poor stars and thermohaline mixing
一种可能的形成碳增强贫金属恒星的情况是从一个可能不再可见的双星伴星吸积富碳物质。一般认为，吸积物质留在恒星表面，直到第一次被挖掘出来才与内部混合。然而，温盐混合应该混合吸积物质与原始恒星物质，因为它具有较高的平均分子量。我们调查的效果，这对表面的丰度通过模拟一个二元系统的金属量Z=0.0001与2太阳质量的主星和0.74太阳质量的二级恒星在初始轨道4000天。来自一次风的物质的吸积导致了富含碳的二次风的形成。我们发现，吸积的物质在90%的恒星中相当迅速地混合，对表面成分产生了重要影响。与典型的恒星演化模型相比，热盐混合模型预测非常不同的表面丰度后，第一次疏浚。
2007-02-06 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Early Galaxy
表现出碳丰度增强的非常缺金属的恒星对于理解许多问题至关重要--第一代恒星中恒星演化的性质，初始质量函数的形状，以及碳增强和中子捕获过程之间的关系，特别是天体物理学的s过程。最近的一个发现是，碳增强贫金属星（CEMP）的频率随着金属丰度的下降而增加，当[Fe/H] <-2.5时，其频率约为25%。为了更详细地探索这一现象，我们获得了Christlieb等人的富碳恒星目录中413个天体中约350个天体的中分辨率（2 A）光谱，这些天体是根据碳增强而不是金属缺乏从汉堡/ESO物镜棱镜巡天中选出的。基于这些光谱，以及2 MASS点源星表的近红外JHK测光，我们获得了该样本中大多数恒星的[Fe/H]和[C/Fe]的估计值，以及它们的径向速度的合理准确的测定。特别重要的是，我们发现，在金属丰度范围为-4.0 < [Fe/H] < -2.0的情况下，这些恒星观测到的碳增强的上包络几乎是恒定的，在[C/H] ~-1.0;同样的[C/H]水平适用于迄今发现的最缺铁的恒星HE 0107-5240，在[Fe/H] =-5.3。
2004-08-20 astro-ph
The Hamburg/SAO survey for low metallicity blue compact/HII-galaxies (HSS-LM). I. The first list of 46 strong-lined galaxies
我们提出的描述和第一个结果的一个新的项目，致力于寻找极度缺乏金属的蓝色紧凑/HII星系（BCGs）和创建一个精心挑选的大BCG样品与强发射线。这样的星系应该适合通过测量微弱的[OIII] 4363 A线来可靠地确定它们的氧丰度。该项目的目标有两个：a）发现大量新的极贫金属星系（Z <= 1/20 Zo），b）研究本地BCGs的金属丰度分布。后续狭缝光谱学的候选人的选择进行汉堡类星体调查的客观棱镜光谱数据库。天空区域受delta >= 0 deg限制。并且b <= -30度。在本文中，我们提出了与俄罗斯6米望远镜进行后续光谱的结果。观测到的候选天体列表包含52个天体，其中46个被确认为强线BCGs（EW（[OIII]5007）>= 100 A）。剩下的五个低激发ELG包括三个BCG和两个分类为SBN（星暴核）和DANS（矮非晶核星暴）的星系。其中一个被确认为类星体，在5000 A（z~3）附近有一条强的Ly_alpha发射线.我们提供了一个列表，其中包括坐标、测量的径向速度、B星等、等效宽度EW（[OIII]5007）和EW（H_beta）以及46个强线BCGs的导出的氧丰度12+log（O/H）。丰度范围在7.42和8.4之间（对应于1/30和1/3 Zo之间的金属丰度）。该样本包含四个Z < 1/20 Zo的星系，其中三个是新发现的。
2002-10-06 astro-ph
Studies of multiple stellar systems - IV. The triple-lined spectroscopic system Gliese 644
我们提出了一个径向速度的三线系统Gliese 644的研究，并得出光谱元素的内部和外部轨道的周期为2.9655和627天。我们还利用旧的视觉数据，以及现代散斑和自适应光学观测，推导出一个新的天体测量解决方案的外轨道。这两个轨道一起使我们能够得出系统中三个分量的质量：M_A = 0.410 +/- 0.028（6.9%），M_Ba = 0.336 +/- 0.016（4.7%），$M_Bb = 0.304 +/- 0.014（4.7%）M_solar。我们认为这两个轨道的相对倾角很小。我们对格利泽644系统中三颗M星的质量和分光光度比的研究，为主序底部附近的质光关系提供了三个点，在那里，质光关系的确定性很差。这三点与太阳金属丰度和年龄为5 Gyr的理论模型吻合得很好。我们对Gliese 644的两个共同自行伴星Gliese 643和vB 8的径向速度的研究，支持了所有五颗M星都在一个物理束缚的群中一起运动的解释。我们讨论了这种配置的形成和演变的可能方案，如形成的所有五个恒星的序列的碎片事件直接导致现在观察到的层次结构，与形成在一个小的N集群与随后的动态演变成目前的层次结构。
2001-02-26 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars. III. Main-Sequence Turn-Off Stars from the SDSS/SEGUE Sample
利用高分辨光谱技术测定了7颗碳增强贫金属（CEMP）可关断星的化学组成。其中5颗是从SDSS/SEGUE贫金属星样本中选出的。这些天体的有效温度都高于6000 K，而它们的金属丰度（以[Fe/H]为参数）都低于-2。我们的计划对象中有六个表现出高丰度比的钡（[Ba/H]> +1），这表明前AGB同伴的产物通过在二元系统中的质量传递做出了巨大贡献。结合我们的研究结果与以前的研究提供了总共20 CEMP主序星的碳和至少一些中子捕获元素的丰度确定。对CEMP关闭星样本的[C/H]比的检查表明，它们通常高于CEMP巨星的[C/H]比;它们在这个比值中的色散也较小。我们把这些结果表明，从同伴AGB星提供的碳增强材料被保存在关闭的恒星表面，没有显着的稀释。与此相反，一个大的分散体中观察到的[Ba/H]被发现的样品的CEMP关闭星，这表明在非常贫金属AGB星的s-过程的效率可能会有很大的不同，从恒星到恒星。来自SDSS/SEGUE样本的六颗恒星中有四颗表现出与外晕人口成员相关的运动学，这是一个非常高的比例。
2008-01-28 astro-ph
The Binary Frequency Among Carbon-Enhanced, s-Process Rich, Metal-Poor Stars
我们讨论的径向速度的碳增强，s-过程丰富，非常金属贫星（CEMP-s以下），分析了高分辨率光谱多个时期。我们发现样本中约68%的恒星显示出径向速度变化的证据。这些恒星的预期检测分数，采用现场测量的双星分数（~60%），并假设它们具有相同的周期和偏心率分布，是~ 22%。即使假设这些恒星的双星比例是100%，预期的探测百分比也只有36%。这些数值表明CEMP-s恒星中的双星比例高于场双星比例，表明所有这些天体都处于双（或多）系统中。在假定双星比例为100%的情况下，观测到的速度变化频率超过预期的探测比例，这一事实可能是由于与正常场双星相比，这些物体的轨道周期分布更为有限。我们的研究结果表明，CEMP-s星是经典CH-星的贫金属类似物。
2004-12-16 astro-ph
Metal-poor Field Blue Stragglers: More Evidence for Mass Transfer
我们报告的径向速度研究的五个候选人金属贫场蓝离散，都是已知的缺乏锂。这五颗恒星中有四颗是单线光谱联星，周期在302到840天之间，轨道偏心率低，与Preston & Sneden（2000）和Carney et al.（2001）在其他蓝离散星候选者中发现的类似行为一致。锂丰度的有限数据表明，所有蓝离散候选者都有耗尽的锂丰度。我们的研究结果表明，较高的值的v（rot）sin i的双星比可比的温度恒速星。轨道周期太长，潮汐效应现在变得很重要，这意味着当轨道间隔和周期较小时，质量转移期间的自旋上升是增强旋转的原因。
2004-12-05 astro-ph
The Origins of Two Classes of Carbon-Enhanced, Metal-Poor Stars
我们已经编制了最近的研究报告的碳增强，贫金属（CEMP）恒星的组成，光度和二元性信息。我们将CEMP恒星样本分为两类，分别具有高丰度和低丰度的s-过程元素，并考虑了几种同位素的丰度，特别是12C，13C和14N，以及每个恒星可能的演化阶段。尽管这两组的对象都是从相同的调查中选择的，（主要是HK调查），在没有其s-过程元素丰度的先验知识的情况下，我们确定了两个类之间的以下显著差异：富含s元素的CEMP（CEMP-s）星占据了广泛的演化状态，但没有强烈演化的13 C/14 N比，而s-元素正常CEMP星（CEMP-no）仅在第一上升巨星支的高处发现，并且具有接近CN-循环平衡值的13 C/14 N比。基于这些观测事实，我们讨论了CEMP星的形成方案。
2005-08-23 astro-ph
Carbon Rich Extremely Metal Poor Stars: Signatures of Population-III AGB stars in Binary Systems
我们使用剑桥恒星演化程序STARS来模拟零金属丰度中等质量恒星的演化和核合成。我们调查的双重性对这些系统的核合成输出和潜在的丰度的secondaries的效果。零金属丰度星表面经二次疏浚后富集CNO元素。在双星相互作用过程中，如洛希瓣溢出或风吸积，金属可以从这些恒星中释放出来，并富集CNO同位素。我们研究了已知的两颗最贫金属的恒星HE 0107-5240和HE 1327-2326的形成。HE 0107-5240所观测到的碳和氮的丰度可以通过第二次挖掘后从七颗太阳恒星的伴星增强风中吸积物质来重现，尽管氧和钠的产生不足。我们推测，HE 1327-2326，这是更丰富的氮和锶，可能同样形成的风吸积在稍后的AGB阶段后，第三次疏浚。
2007-03-27 astro-ph
The Origin of Carbon-Enhancement and Initial Mass Function of Extremely Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
众所周知，碳增强极贫金属（CEMP）星在星系晕的极贫金属（EMP）星中占有相当大的比例，远远大于星族II星中的CH星。我们调查他们的起源，考虑到一个额外的进化路径的表面碳富集，引发氢吞没氦闪对流，在电磁脉冲星的$[Fe/H] \lesssim -2.5$。这一过程不同于第三次挖掘，在更多的金属丰富的恒星，也在EMP星的运作。在EMP星双星系统中，次级星通过质量转移从中低质量的主星转化为CEMP星，并发展了表面碳增强。我们的双星方案不仅可以预测碳的丰度变化，而且还可以预测氮和s过程元素的丰度变化，并合理地解释了观测到的性质，如恒星的碳丰度分布，双星周期和演化阶段。此外，从观测到的有和没有s过程元素增强的CEMP星的频率，我们证明了在对轨道间距和双星质量比分布的合理假设下，EMP星的初始质量函数需要给出平均质量$~10\msun$.这也表明，目前观测到的EMP星完全是作为双星的次级成员诞生的，它们构成了总质量为$~10^8\msun$的EMP双星系统的$\sim 10%$残余;除了有白矮星伴星的CEMP星之外，它们中的很大一部分经历了伴星的超新星爆炸。我们讨论的影响，目前的结果有关的星系晕的形成。
2006-10-23 astro-ph
HE 0557-4840 - Ultra-Metal-Poor and Carbon-Rich
我们报告了超贫金属红巨星HE 0557-4840的发现和高分辨率，高信噪比，光谱分析，这是目前已知的第三大重元素缺乏星。其大气参数为T_eff = 4900 K，log g = 2.2，[Fe/H]=-4.75。这使得[Fe/H] < -4.0的恒星数量增加到了3颗，而HE 0557-4840的发现表明，星系晕的金属丰度分布函数在[Fe/H] =-4.0和[Fe/H] ~-5.3这两颗最贫金属的恒星之间并没有“差距”，其中有几颗恒星是已知的。HE 0557-4840富含碳- [C/Fe] = +1.6 -这是所有三个天体共有的属性，[Fe/H] <-4.0，这表明众所周知的碳相对于铁的增加随着[Fe/H]的降低而达到其逻辑结论-无处不在的碳丰富度-在最低丰度。我们还提出了另外18个元素的丰度（9个）和极限（9个）。对于具有良好的测量丰度或强大的上限的物种，HE 0557-4840是“正常”的比较，与大部分的恒星星族在[Fe/H] ~ -4.0 -与可能的例外的Co。我们讨论了这些结果的影响化学富集在最早的时候，在上下文中的单一（“混合和回落”）和两个组件的富集模型。虽然两者都没有提供明确的解决方案，但后者似乎更接近目标。需要进一步的数据来确定氧丰度并改善Co的丰度，从而更有力地限制该物体的起源。
2007-07-19 astro-ph
Estimation of Carbon Abundances in Metal-Poor Stars. I. Application to the "Strong G-band" stars of Beers, Preston, & Shectman
基于人工神经网络、回归和合成模型对中等分辨率（1-2 A）光谱和J-K颜色的应用，我们开发并测试了一种估算碳增强贫金属（CEMP）恒星金属丰度（[Fe/H]）和碳丰度比（[C/Fe]）的方法。我们校准这种方法的金属丰度和碳丰度测定118星与现有的高分辨率分析在最近的文献报道的比较。神经网络和回归方法利用先前定义的一组线强度指数，结合2 MASS点源目录中的J-K颜色，量化CaII K线和CH G带的强度。与宽带B-V颜色相反，需要使用近红外颜色，因为强分子碳带对蓝色指数的潜在影响很大。使用这些方法，我们能够重现先前测量的[Fe/H]和[C/Fe]测定，对于金属丰度区间为-5.5 <= [Fe/H]} <=-1.0的恒星，精度为~ 0.25 dex，对于0.2 <=（J-K）o <= 0.8的恒星，精度为~ 0.25 dex。在较高的金属丰度的CaII K线开始饱和，特别是在我们的程序中的冷星，因此这种方法是没有用的在某些情况下。作为第一个应用程序，我们估计的[Fe/H]和[C/Fe]的56颗恒星被确定为可能富含碳，相对于类似的金属丰度的恒星，在“强G-波段”的样品中讨论的Beers，Preston，和Shectman。（节略）
2005-08-09 astro-ph
Spectral analyses of three carbon-enhanced metal-poor stars
我们正在进行一个高分辨率的后续候选EMP星提取的斯隆数字巡天（SDSS;约克等。2000年）使用紫外可见光在VLT。其中三颗计划星SDSS J 0912 +0216、SDSS J1036+1212和SDSS J1349-0229被故意定为CEMP星，因为从SDSS光谱中可以明显看出有一个强的$G$带，而Ca { \sc ii} K线的弱性证明它们的金属丰度非常低。UVES高分辨率随访证实了最初的发现（[Fe/H] $<-2.50$），并允许对其化学成分进行更详细的研究。我们从恒星大气外层形成的分子谱线中确定了碳的丰度。已知贫金属恒星中的对流会导致非常低的温度，这是经典的一维恒星大气所不能预测的。为了获得正确的温度结构，需要完整的3D流体动力学模型。使用CO $^5$ BOLD 3D流体动力学模型大气，测定了所有三颗恒星的3D碳丰度。对这些恒星的碳丰度的3D效应被发现是相当显著的，3D校正高达-0.7 dex。其中两颗恒星，SDSS J 0912 +0216和SDSS J1349-0229显示出过剩的中子捕获元素，将它们归类为CEMP-s。恒星SDSS J1036+1212，属于CEMP-no/s星，具有增强的Ba，但缺乏Sr，它是迄今为止发现的第三个成员。
2008-09-24 astro-ph
Thermohaline mixing and gravitational settling in carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了在一个双星系统中，从一个富碳的渐近巨星分支（AGB）主星到一个低质量伴星的质量转移过程中，碳增强贫金属（CEMP）星的形成。我们探讨了从伴星吸积的物质与接收者的物质混合的程度，重点是热盐混合和重力沉降的影响。我们已经创建了一套新的渐近巨分支模型，以确定在这些系统中被吸积的物质的组成将是什么。然后，我们通过演化低质量恒星模型的网格来模拟一系列CEMP系统，改变恒星吸积的材料量（以模拟具有不同分离的系统）以及吸积材料的组成（以模拟来自不同质量的原色的吸积）。我们发现，仅在热盐混合的情况下，吸积物质就可以与吸积物中16%至88%的原始恒星物质混合，这取决于吸积物质的质量和物质的组成。如果我们包括重力沉降的影响，我们发现，温盐混合可以被抑制，在只有少量的物质被吸积的情况下，几乎可以完全抑制。
2008-07-10 astro-ph
The superwind mass-loss rate of the metal-poor carbon star LI-LMC 1813 in the LMC cluster KMHK 1603
LI-LMC 1813是一颗被尘埃笼罩的渐近巨星分支（AGB）恒星，位于小型疏散星团KMHK 1603中，靠近大麦云（LMC）的边缘。光学和红外测光之间的0.5和60微米，以限制光谱能量分布的LI-LMC 1813。近红外光谱明确显示它是一颗碳星。用辐射传输程序Dusty进行建模，得到了辐射热光度L=1.5 x 10 ^-4 Lsun和质量损失率Mdot=3.7（+/-1.2）x 10^-5 Msun/yr的精确值。根据颜色星等图，KMHK 1603的年龄估计为t=0.9-1.0 Gyr，这意味着LI-LMC 1813的零年龄主序星质量为M（ZAMS）=2.2+/-0.1 Msun。这使得LI-LMC 1813可以说是所有碳星中在超级风阶段最准确和可靠确定（circum）恒星参数的对象。
2003-02-05 astro-ph
CS 22957-027: A carbon-rich extremely-metal-poor star
我们对极贫金属星CS 22957-027进行了高分辨率光谱分析，Beers等人（1992）注意到它具有相当强的G带。对于Teff = 4839 K，从宽带测光，我们的分析得到log g = 2.25，和非常低的金属丰度[Fe/H]=-3.43 +/- 0.12。碳-铁比相对于太阳值增加了约2倍，类似于Norris等人（1997 a）和Barbuy等人（1997）讨论的少数其他富碳缺金属恒星。从12 C13 C（1，0）Swan带头和13 CH线，同位素比12 C/13 C约为10，表明13 C富集。氮也被发现增加了约1倍。令人惊讶的是，发现s-过程元素Sr和Ba相对于太阳的丰度不足，[Sr/Fe]=-0.91和[Ba/Fe]=-0.93。这颗恒星的低光度要求化学富集来自演化的伴星的质量转移，而不是自我污染的疏浚过程。然而，s-过程元素Sr和Ba异常低，彼此的太阳比与“经典”CH星中发现的不同。最后，我们注意到，由于13 CH的一个功能是与Th II 401.9129 nm共振线重合。该混合物是相关的核年代学使用Th II线在这些极贫金属的恒星，当显着的13 C是存在的。
1997-12-17 astro-ph
Carbon Abundances of Three Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from High-Resolution Gemini-S/bHROS Spectra of the 8727A [C I] Line
本文给出了对三颗CEMP星的高分辨率Gemini-S/bHROS光谱中8727 ang禁戒[C I]线的分析结果。我们发现，基于我们样本中两颗最富Fe的恒星的[C I]丰度的[C/Fe]比（HIP 0507-1653：[Fe/H] = -1.42和HIP 0054-2542：[Fe/H] = -2.66）与之前确定的CH和C_2线值非常一致。然而，对于我们样品中最缺铁的恒星（HIP 1005-1439：[Fe/H] = -3.08），发现[C/Fe]比比公布的分子基值低0.34 dex。我们对[C I]进行了3D局部热力学平衡（LTE）计算，结果发现所有三颗恒星的修正都是适度的，这表明HIP 1005-1439的[C I]和基于分子的C丰度之间的差异是由于分子线上更严重的3D效应。碳丰度也来自C I高激发线，并被发现是0.45-0.64德克斯高于[C I]为基础的丰度。先前发表的非LTE C I丰度修正使[C I]和C I丰度更好地一致;然而，显然需要针对CEMP星的NLTE计算。我们还推导出了每颗恒星的N、K和Fe的丰度。的Fe丰度同意与以前导出的值，和K丰度是类似的C-正常的贫金属星。氮丰度是从CN红系统的分辨谱线得出的。这些丰度比文献值约大0.44 dex，文献值是由CN蓝带在3880和4215角附近导出的。我们讨论的证据表明，CN蓝系统频带的分析低估了N丰度的贫金属巨星。
2008-09-08 astro-ph
A Search for Nitrogen-Enhanced Metal-Poor Stars
非常贫金属的中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的理论模型预测了大量的原生氮过剩。金属贫乏、碳增强、s过程丰富的恒星，被认为是现已灭绝的AGB星的污染伴星，为这些模型的预测提供了直接的测试。最近对贫金属恒星中碳和氮丰度的研究集中在最富碳的恒星上，这导致了对被AGB恒星污染的恒星的潜在选择偏差，AGB恒星产生了大量的氮，因此具有小的[C/N]比。我们称这些恒星为氮增强贫金属（NEMP）星，并将它们定义为[N/Fe] > +0.5和[C/N] <-0.5。在本文中，我们报告了21颗碳增强恒星的[C/N]丰度，其中除了三颗之外，所有恒星的[C/Fe]都小于+2.0。如果NEMP星像碳增强贫金属（CEMP）星一样容易制造，那么我们预计会发现2到7颗NEMP星。相反，我们在样本中没有发现NEMP恒星。因此，这种观测偏差并不是富氮恒星明显缺乏的重要原因。我们的[C/N]值与文献中先前报道的值（-0.5至+2.0）在相同的范围内，并且所有恒星都与低质量和高质量AGB恒星的预测[C/N]比不一致。我们认为低质量AGB模型中[C/N]的降低是由于额外混合的增强，而NEMP星的缺乏可能是由于双星中不利的质量比或大质量比的双星系统中质量传递的困难造成的。
2006-08-30 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
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars. Osmium and Iridium Abundances in the Neutron-Capture-Enhanced Subgiants CS31062-050 and LP625-44
我们研究了两颗碳增强贫金属（CEMP）亚巨星CS31062-050和LP 625 -44中重中子捕获元素的丰度，包括锇（Os）和铱（Ir）。CS31062-050是一颗被称为CEMP-r/s的恒星，它表现出大量的s过程元素，如钡（Ba）和铅（Pb），以及铕（Eu）的显着增强，这在渐近巨星分支恒星模型中无法用传统的s过程生产来解释。我们对该天体的高分辨率光谱的分析首次确定了r-过程核合成第三峰中元素Ir和Os的丰度。他们还表现出显着的过剩相对于标准的s-过程计算的预测。这两种元素在LP 625 -44的类似质量谱中未检出;其丰度的推导上限低于CS 31062 -050中的丰度。我们比较所观察到的中子捕获元素，包括Os和Ir，在这两颗星与最近的模型计算的S-过程的丰度模式，并讨论可能的解释。
2006-09-06 astro-ph
A high-resolution spectral analysis of three carbon-enhanced metal-poor stars
我们目前的分析结果的高分辨率光谱与斯巴鲁望远镜高色散摄谱仪，两个碳增强金属贫星，HE 1305+0007和HE 1152-0355，和经典的CH星HD 5223。所有这些恒星都有相对较低的有效温度（4000-4750 K）和较高的碳丰度。恒星大气参数显示，它们的表面重力与红巨星分支目前的位置一致，金属丰度[Fe/H] = -2.0（HE 1305+0007，HD 5223）和[Fe/H]= -1.3（HE 1152-0355）。除了碳元素的大量增加外，这三颗恒星的s过程元素相对于铁元素都有很强的增加。HE 1305+0007表现出第三峰s过程元素铅的大幅增强，[Pb/Fe] =+2.37，以及r过程元素铕的高丰度，[Eu/Fe] =+1.97。因此，HE 1305+0007加入了不断增长的所谓的“铅星”类别，以及表现出r-过程和s-过程元素的存在的对象类别，CEMP-r/s星。HE 1152-0355和HD 5223所表现出的n-捕获元素的大幅增强与CH星中通常注意到的丰度模式更一致。在这些恒星中观察到的元素丰度分布进行了讨论，根据现有的理论CH星的形成，以及建议的CEMP-r/s集团的形成方案。
2006-08-04 astro-ph
Light element abundances in carbon-enhanced metal-poor stars
我们模拟碳增强贫金属（CEMP）恒星中轻元素丰度的演化，假设这样的恒星是通过质量转移形成的二元系统。我们模拟了一颗渐近巨星分支星喷射到伴星表面的物质吸积过程。然后，我们研究三种不同的情况：一种是混合的材料只通过对流过程，一种是存在的温盐混合和第三种是在考虑到温盐混合和重力沉降。这些运行的结果进行了比较，在CEMP星（主要是CEMP-s星，这是丰富的$s$过程的元素，并可能已形成的质量转移从AGB星），重点是元素Li，F，Na和Mg的轻元素丰度测量。没有一个元素能够提供一个决定性的图片的混合程度的吸积材料。我们证实，锂只能保存，如果很少混合发生。大量的钠观测表明，吸积物质是有效混合的，但也有几个高度钠和镁丰富的对象，只能解释，如果吸积物质是未混合的。我们认为，现有的钠数据可能暗示，额外的混合发生在巨大的分支，虽然我们警告说，数据是稀疏的。
2008-12-17 astro-ph
The Frequency of Carbon Stars Among Extremely Metal-Poor Stars
我们证明了汉堡/ESO调查（以及过去香港调查的推断）确定的[Fe/H]值对于某些极贫金属的高C增强巨星存在系统标度误差。这些标度误差的结果是：a）最近文献中的几篇论文高估了极低金属丰度的碳星比例b）已知的极贫金属星数量略低于最近文献中引用的数量c）HES巡天对极贫金属星的产量略低于最近文献中的说法。在HES样本中，碳星在-4 < [Fe/H] < -2.0 dex的巨星中的频率初步估计为7.4 +-2.9%;加上对[C/Fe] > 1.0 dex的C增强巨星的估计，没有可检测到的C2带，这一比例提高到14 +-4$%。我们依赖于从HES中选出的[Fe/H] < -3.0 dex的恒星的大量均匀详细丰度分析的结果来建立这些声明。我们发现，从凯克的HIRES获得的较冷（Teff <5200 K）C星的铁金属丰度比通过HES项目分析中等分辨率后续光谱所使用的算法获得的高约10倍，这与HK巡天最近使用的算法相同。这种错误的Fe-丰度估计的C-星产生的KP（3933 A线的Ca II）的连续带通，特别是HP 2（H δ）指数用于估计[Fe/H]由于强分子带吸收的发射通量的降低。
2005-10-04 astro-ph
The Impact of Carbon Enhancement on Extra Mixing in Metal-Poor Stars
我们批判性地研究了碳增强贫金属（CEMP）恒星对红巨星混合机制的约束。CEMP恒星是当贫金属矮星的表面层通过演化的供体的质量转移而富含He燃烧产物时产生的。主序（MS）和红巨星CEMP丰度之间的差异可以被用来作为一个诊断的时间尺度的混合处理的材料到恒星内部的MS. Abnormal趋势与亮度之间的红巨星CEMP恒星测试理论的规范额外混合低质量的巨人与高散装金属丰度。我们发现一个显着的稀释CN富集在巨大的CEMP星相对于他们的MS前体，并以此为证据，热盐混合诱导的平均分子量反转是无效的CEMP星。这与依赖于红巨星中小μ梯度引起的有效热盐混合的模型相矛盾，因为这样的模型预测具有大μ反转的MS CEMP恒星将在很短的时间尺度上均匀化。这些数据不排除较慢的MS温盐混合与以前公布的估计。我们还发现，典型的额外混合强烈抑制CEMP巨星相对于恒星具有相同的铁丰度。一个可能的原因是在非平衡CN处理的位置相对于陡峭的亩梯度的氢燃烧壳，这也发生在太阳金属丰度RGB恒星的转变。CEMP星吸积的质量和典型的额外混合机制的影响进行了讨论。
2007-09-26 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
First stars X. The nature of three unevolved Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
从高分辨率VLT/UVES光谱（R~ 43，000）中，我们确定了Li、C、N、O等重要元素的丰度或上限，以及3颗碳增强贫金属星的12 C/13 C同位素比值。这三颗恒星都有-3.30 <= [Fe/H] <= -2.85和中等到高的CNO丰度。CS 22958-042是已知的最富碳的CEMP恒星之一（[C/Fe] = +3.2），而CS 29528-041（已知的少数几颗氮增强贫金属恒星之一）是最富氮的恒星之一（[N/Fe] = +3.0）。CS 31080-095（[O/Fe] = +2.35）和CS 22958-042（[O/Fe] = +1.35）中的氧含量非常高。这三颗恒星的[Sr/Fe]均< 0;在CS 22958-042中未检测到Ba（[Ba/Fe] < -0.53），但在另外两颗恒星中Ba有中等程度的增强（[Ba/Fe] ~ 1）。CS 22958-042显示了迄今在CEMP恒星中发现的最大的钠过量（[Na/Fe] = +2.8）。CS 22958-042的12 C/13 C = 9，与大多数没有增强中子捕获元素的CEMP星相似，而CS 31080-095的12 C/13 C <= 40。CS 31080-095和CS 29528-041的A（Li）约为1.7，低于Spite平台，而CS 22958-042中未检出Li。CS 22958-042是一颗CEMP-no星…
2006-08-04 astro-ph
The Frequency of Carbon Rich Stars Among Extremely Metal Poor Stars
我们证明，有系统的尺度误差[Fe/H]值确定的汉堡/ESO调查（和香港调查的推断）的某些极端贫金属（EMP）的高C增强巨星。这些标度误差的后果是：a）在最近的文献中，有几篇论文大大高估了极低金属丰度的碳星的比例b）已知的EMP星的数量略低于最近文献中引用的数量c）HK和HES巡天对EMP星的产量略低于最近文献中的说法。在HES样本中，碳星在-4 < [Fe/H] < -2.0 dex的巨星中的频率初步估计为7.4 \pm 2.9%，在[C/Fe] > +1.0 dex的富碳巨星中的频率为14.4 \pm 4%。在这里，我们提出了详细的丰度分析的关键结果的14个C-星从HES作为候选EMP星，50个这样的恒星分析。大约80%的C-星也显示出高度增强的Ba，C增强了大约100倍，[Ba/C]大约是太阳的。这些星经常显示出明显的铅线，其余20%的C星没有显示出Ba峰周围s过程中子捕获元素的增强。它们往往是研究过的最贫金属的恒星。我们认为，所有这些EMP的C-星的残余物中的质量传递的二元系统，前主要是AGB星，在该演化阶段转移大量的质量。（由于篇幅限制，发表的摘要将缩短）
2005-06-30 astro-ph
Elemental abundances of metal poor carbon rich lead star: CS29497-030
本文介绍了一颗贫金属富碳铅星CS29497-030的丰度分析结果。在8.2米VLT-Kueyen望远镜上使用UVES光谱仪获得了高分辨率和高信噪比的光谱。这些意见是作为大方案165.N-0276，P.I.的一部分提出的。R.凯雷尔使用最新版本的MARCS模型大气（Plez et. 1992）和Turbospectrum频谱合成代码。我们从FeI线导出Teff = 6650 K。使用Alonso等人（1996）校准的可见光和红外宽带颜色给出了相似的温度。从Fe I和Fe II的电离平衡中获得的log g值为3.5，我们注意到这种重力也满足Mg I/Mg II，Ti I/Ti II和Mn I/Mn II平衡，误差范围内。丰度分析表明金属丰度[Fe/H] =-2.7。我们还发现了s过程元素的大量增强，特别是铅显示出极高的丰度[Pb/Fe]=3.5，这使得它成为迄今为止具有最高Pb/Fe比的恒星。发现Pb/Ba比值很高（[Pb/Ba]=1.2），其它第二峰s过程元素（如La，Ce，Nd）也是如此。这颗恒星是一颗周期为346天的光谱联星（Preston & Sneden 2000）。丰度模式表明CS 29497-30在处于AGB阶段时从其伴星吸积了物质。
2002-12-18 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars. I. A SOAR/OSIRIS Pilot Study
我们报告的丰度分析的七个碳增强贫金属（CEMP）星的试点研究，基于中分辨率光学和近红外光谱。利用光谱估算了程序星的[Fe/H]、[C/Fe]、[N/Fe]和[Ba/Fe]。近红外光谱，在有限的早期科学运行期间获得的新SOAR 4.1米望远镜和俄亥俄州红外成像仪和光谱仪（OSIRIS），用于获得[O/Fe]和12 C/13 C的估计。CEMP星的化学丰度对于理解早期银河系中CNO的起源以及限制极低金属量渐近巨星分支（AGB）星中天体物理s过程的运行具有重要意义。这项初步研究包括一些先前测量过[Fe/H]，[C/Fe]，[N/Fe]，[O/Fe]，12 C/13 C和[Ba/Fe]的恒星，基于大口径望远镜获得的高分辨率光谱。我们的分析表明，我们能够实现合理准确的测定这些量的CEMP恒星从中等分辨率的光学和近红外光谱。这为在不久的将来研究更大的CEMP恒星样本开辟了道路。此外，测量（至少是较冷的）CEMP星的[Ba/Fe]的能力应该使人们能够将可能与s过程增强有关的恒星（CEMP-s星）与那些没有表现出中子捕获增强的恒星（CEMP-no星）分开。
2006-11-27 astro-ph
A VLT-UVES spectrscopic analysis of C-rich Fe-poor stars
近年来，对贫金属恒星的大规模调查显示，这些天体中有很大一部分富含碳，类似于更富含金属的CH-星。CH-星的丰度特性通常被解释为来自更进化的伴星的质量转移。为了更好地理解贫铁富碳恒星的起源和星系演化的重要性，我们提出了由ESO/VLT上的UVES仪器获得的高分辨率和高信噪比光谱确定的丰度。我们对碳增强天体的分析包括CH星和更多的贫金属天体，我们探索了这两类天体之间的联系。我们还提出了我们正在进行的径向速度监测的初步结果。
2006-01-11 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
Fluorine in a Carbon-Enhanced Metal-Poor Star
碳增强贫金属（CEMP）恒星HE 1305+0132的氟丰度是通过分析凤凰光谱仪和双子座-南方望远镜获得的高分辨率（R = 50，000）光谱中2.3357微米处的HF（1-0）R9分子线得出的。我们的丰度分析利用了一个hoc增强的ATLAS 12模型大气，其特征是利用中等分辨率（R = 3,000）的光学和近红外光谱确定的金属丰度和CNO增强。它的有效铁丰度[Fe/H] =-2.5，使HE 1305+0132成为最缺铁的恒星，超过一个数量级。使用光谱合成，我们得出超太阳的氟丰度A（19 F）= 4.96 +/- 0.21，对应于[F/Fe] = 2.90的相对丰度。在我们的Phoenix谱中识别出一条Phillips C_2系统的单谱线，以及多条CO（3-1）的第一泛音振转带头谱线，得到了C和O的丰度分别为A（12 C）= 8.57 +/- 0.11和A（16 O）= 7.04 +/- 0.14。我们认为惊人的氟过剩的框架内的核合成过程被认为是负责CEMP星的C-增强，并得出结论，大气的HE 1305+0132被污染，通过质量转移的主要同伴在其渐近巨星分支阶段。这是CEMP恒星中氟的首次研究，它表明这种稀有核素可以成为早期银河系核合成过程的关键诊断。
2007-09-06 astro-ph
Chemical composition of carbon-rich, very metal-poor subgiant LP625-44 observed with the Subaru/HDS
我们已经获得了富含碳和s过程元素、非常贫金属（[Fe/H]=-2.7）的次巨星LP 625 -44的高分辨率（R~ 90，000）光谱，以及HD 140283（一个具有正常丰度比的贫金属次巨星）的光谱，并与斯巴鲁望远镜的高色散光谱仪（HDS）进行了详细的丰度研究。从7770 A附近的O I三重态导出的氧丰度是不确定的，但与从相同谱线导出的HD 140283相比，LP 625 -44中的氧过量似乎是显著的（可能接近10倍）。LP 625 -44的Na增强约为50倍，这表明在一颗渐近巨星分支星的富22 Ne层中氢燃烧，产生了该天体的丰度模式。在我们的新光谱LP 625 -44中，检测到Pb I λ 3683 A线，以及已经研究过的Pb I λ 4057 A线，证实了由先前工作得出的Pb丰度（log λ（Pb）~1.9）。第二峰处的s过程元素的丰度比（例如，La、Ce和Nd）的第三个峰（Pb）的相对强度比van Eck等人最近研究的其他三个s过程富元素天体的相对强度高出5倍。最近的理论工作模拟了渐近巨星分支星辐射层中的s-过程核合成，上述结果意味着这些过程在丰度比上产生了较大的散射。另一种可能性是不同的过程（例如，在热脉冲期间的s-过程核合成）在早期银河系中的重元素作出了贡献。
2002-04-08 astro-ph
High Carbon in I Zwicky 18: New Results from Hubble Space Telescope Spectroscopy
我们提出了新的测量的气相C/O丰度比在西北和东南部的组件的极端贫金属矮不规则星系I Zw 18，紫外光谱的基础上的两个H II地区使用的微弱对象摄谱仪的哈勃太空望远镜。我们确定NW组分的log C/O = -0.63 +/- 0.10，SE组分的log C/O = -0.56 +/- 0.09。相比之下，太阳中的log C/O = -0.37，而Garnett等人（1995 a）测量的三个最缺乏金属的不规则星系中的log C/O = -0.85 +/- 0.07。我们的测量结果表明，在I Zw 18的C/O是显着高于其他贫金属的不规则星系，和上述预测的预期C/O从大质量恒星核合成。这些结果表明，I Zw 18中的碳已经被早期的低质量产碳恒星群体所增强;这一想法得到了I Zw 18及其伴星的恒星测光的支持，这表明目前大质量恒星的爆发不是第一次。尽管I Zw 18的金属丰度很低，但它很可能不是一个“原始”星系。
1996-11-04 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
