Quantifying the uncertainties of chemical evolution studies. I. The stellar initial mass function and the stellar lifetimes
恒星初始质量函数和恒星寿命是化学演化模型的基本组成部分，在文献中可以找到不同的配方。在本文中，我们量化的化学演化研究的不确定性，这两个参数的影响。我们专注于化学演化模型的银河系，因为大量的良好的观测约束。这样的化学演化模型已经排除了我们银河系中恒星初始质量函数的显著时间变化，可能除了它演化的非常早期阶段。因此，在这里我们假设银河系的初始质量函数随时间恒定。通过对银河系模型预测与精心挑选的数据集的准确比较，表明在特定质量范围内的初始质量函数的具体处方应被拒绝。就恒星的寿命而言，现有的规定之间的主要差异被发现在非常低质量的恒星范围。正因为如此，模型对那些主要由寿命很长的物体产生的元素的预测有很大的不同，例如3He和7Li。然而，它的结论是，模型预测的几个重要的观测量，约束合理的银河系形成的情况下，是相当强大的恒星质量谱和恒星寿命的变化。例如，低质量恒星的金属丰度分布几乎不受这些变化的影响，因为它的形状主要由薄盘形成的时间尺度决定。
2004-09-20 astro-ph
Chemical evolution models with a new stellar nucleosynthesis
用Maeder（1992）发表的新的恒星产额计算了银河系化学演化的数值模型。这些与金属丰度相关的产额代表了星系化学演化的重要进展，但在恒星演化中仍然存在不确定性，这阻碍了完全令人满意的结果。{}通过比较模型预测与相应的观测约束，我们发现Maeder的核合成再现了氧和碳的丰度，并提供了一致的$Δ$ Y/ $Δ$（O/H）比值，如果在其整个生命周期中有大量的气体被星系盘吸积的话。黑洞形成的质量下限（M $_{bh}$）必须大于22.5 M $_{\odot}$，以避免氧气产生不足。
1994-11-10 astro-ph
Coupling emitted light and chemical yields from stars: a basic constraint to population synthesis models of galaxies
在本文中，我们强调恒星系统的化学和分光光度演化之间的密切联系：恒星的化学产额对应于其发射光的精确分数。我们把这个概念量化。从简单的恒星星族，我们得到有用的分析关系来计算恒星的燃料消耗（发射光）作为恒星模型预测的基本量的函数，即质量的核心和化学成分的信封。最终的公式解释了综合光贡献（总的或仅限于特定的演化阶段），化学产额和恒星残余物之间的关系。我们测试他们的准确性的情况下，低和中等质量的恒星，并指出如何扩展到大质量恒星的分析。这种形式主义提供了一个简单的工具来检查星系模型中采用的不同恒星输入之间的内部一致性：通过分析公式计算的燃料（对应于一组给定的化学产额）应该与沿着恒星演化轨迹或等时线的光度积分（对应于一组给定的分光光度模型）给出的精确值进行比较。只有当两种燃料的估计值相似时，恒星输入才能被认为是能量自洽的。这对星系模型提出了一个重要的要求，也考虑到不同来源的输入恒星数据经常被用来模拟它们的分光光度和化学演化。
2001-07-30 astro-ph
Stellar Populations and Chemical Evolution of Late--Type Dwarf Galaxies
本文综述了晚型矮星系化学演化的某些方面，以及它们对与原始星系相似性、原始氦丰度的推导、暗蓝星系过剩的贡献等三个宇宙学问题的意义。一个更详细的方法来模拟其演变的建议。强调了通过研究这些系统的分辨恒星星族来推导恒星形成历史的重要性。
2001-04-02 astro-ph
Spectrum synthesis for magnetic, chemically stratified stellar atmospheres
对磁性化学特殊恒星的现代研究揭示了其大气层中各种复杂的过程。这些天体的真实光谱合成模型必须考虑到异常的化学成分、强磁场和化学分层。这些影响使理论光谱的计算复杂化，特别是当必须处理大量谱线和宽谱区时。为了克服比较磁化学特殊星的模型光谱和观测光谱的难题，开发了一套新的光谱合成程序。在这里，我们详细描述了合成代码，Synth3和Synthmag和目前的例子，他们的应用程序的各个方面的特殊的恒星表面现象。新的编码方法在谱线识别、磁场测定、化学丰度和地层分析等方面都是可靠的工具。
2007-01-04 astro-ph
Stellar yields and chemical evolution - The solar neighborhood as a calibrator
讨论了恒星核合成的不确定性及其对化学演化模型的影响。比较Woosley & Weaver（1995）和Thielemann，Nomoto，& Hashimoto（1996）的II型超新星核合成公式，发现后者预测更高的Mg/Fe比，更有利于再现银河系的观测丰度特征。只要化学演化模型在太阳附近进行校准，它们就提供了一个强大的工具来约束结构的形成。特别是，星系形成模型，产生的恒星形成的历史显着长于1 Gyr未能再现超太阳的Mg/Fe比在椭圆星系中观察到的。
1999-12-20 astro-ph
On the interpretation of age and chemical composition of composite stellar populations determined with line-strength indices
本文研究了由Lick/IDS谱线强度指数测量的复合恒星星族（CSP）的简单恒星族等效（SSP-等效）年龄和化学组成。我们建立了两套~30000 CSP模型使用恒星星族合成模型，结合了一个老的人口和一个年轻的人口与一系列的年龄和化学成分的早期型星系的代表。我们研究CSP的SSP等效恒星参数如何依赖于两个输入人口的恒星参数;它们如何依赖于V波段光度加权恒星参数;以及如何从不同的巴耳末线指数导出的SSP等效参数可以用来揭示一个年轻人口的存在。我们发现，SSP等效年龄主要取决于年轻人口的年龄和两个人口的质量分数，和SSP等效的化学成分主要取决于老年人口的化学成分。此外，虽然SSP等效化学成分非常接近V波段光度加权，但SSP等效年龄并不如此，并且强烈偏向年轻人口的年龄。在这种偏差下，年轻人口的年龄和老年人口与年轻人口之间的质量分数是退化的。最后，假设典型的误差线，我们发现，与不同的巴耳末线指数确定的SSP等效参数之间的差异可以揭示存在一个年轻的恒星星族的顶部的一个老的，只要年轻的人口的年龄小于2.5 Gyr和年轻的老人口的质量分数是1%和10%之间。这种差异在超太阳金属丰度处更大。
2006-10-11 astro-ph
Using the seismology of non-magnetic chemically peculiar stars as a probe of dynamical processes in stellar interiors
化学成分是恒星中发生的流体动力学过程的良好示踪剂，因为它们通常导致混合和粒子运输。通过比较模型预测的丰度和在恒星中观察到的丰度，我们可以推断出这些混合过程的一些限制。由于恒星的脉动通常对化学成分非常敏感，我们可以使用星震学来探测无法直接观测的恒星内部化学成分。在本文中，我专注于主序星上午，λ bootis，和HgMn星，并讨论了我们可以学到的混合过程中，这些恒星从地震学。
2005-08-05 astro-ph
Spectral evolution of and radiation energy generation by coeval stellar populations with different initial composition and chemical enrichment
本文给出了用作者开发的演化综合程序包计算不同初始金属丰度Z的恒星星族光谱特性的结果，并进行了讨论。此外，它们对最常见的核合成元素He，C和O的产生的贡献也被跟踪。这些计算是在日内瓦和帕多瓦小组的两个可用但不同的同质多组分恒星演化轨迹网格和库鲁茨模型大气的基础上进行的。在讨论化学成分引起的总体效应和演化差异的基础上，我们还提出并评述了恒星星族辐射能量输出的归一化标准表，以及He、C和O产生量表。它们可能成为研究宇宙学问题以及研究宇宙中重元素积累和星系富集的有用工具。来自于恒星星族
2004-12-31 astro-ph
Stellar Yields and Chemical Evolution
IAU第187号研讨会（宇宙化学演化）的几位发言者提到了II型超新星（SNe）恒星产额汇编之间的零级一致性，正如那些最负责推动该领域进展的模型所预测的那样-即，Arnett（1991，1996）; Maeder（1992）; Woosley & Weaver（1995）; Langer & Henkel（1995）; Thielemann et al.（1996）.这对于那些进入（或者实际上已经参与！）的人来说很重要。化学演化领域认识到这些汇编之间存在重要的一阶和二阶差异。在接下来的几页中，我将对目前可用的II型SNe产额网格进行定性比较。通过与相关观察结果进行比较，说明了给定网格的优点和缺点。一些简单的化学演变模型，以图形方式展示了产量网格选择的效果。
1997-12-31 astro-ph
Chemical Yields from the First Stars
我们研究了恒星产额对恒星星族金属丰度Z的依赖关系。这种效应可能是重要的第一次化学富集从第三星族恒星，在非常低的Z。在大质量恒星范围内，质量损失率随Z的变化具有显著的影响。我们还估计了超大质量天体（从120到1000 Mo）的化学产额，这些天体可能更容易在第一代恒星的低Z环境中形成。
1999-12-17 astro-ph
Planetary nebulae as probes of the chemical impact of AGB stars
行星状星云（PN）代表了渐近巨星分支（AGB）恒星包层的演化命运，因此非常适合研究AGB恒星的化学影响。恒星演化通过AGB演化预测元素富集，对流疏浚事件允许恒星演化的产物到达恒星外层。行星状星云是这些过程的探测器，也是通过不受AGB演化影响的元素来探测其祖先形成时的环境。最终，PN可以用来测试AGB星作为演员和探针。行星状星云在银河系、麦哲伦星云和更远的地方很容易被识别和探测到，因此它们也是AGB演化和不同环境下恒星星族的探针。
2006-10-10 astro-ph
Automated derivation of stellar atmospheric parameters and chemical abundances: the MATISSE algorithm
我们提出了一个自动化的程序推导的大气参数（Teff，log g，[M/H]）和个人的化学丰度从恒星光谱。谱合成矩阵反演（MATISSE）算法确定了一个基B_θ（λ），通过对观测光谱的投影可以得到一个特定的恒星参数θ。B_θ（λ）函数是由理论光谱的最佳线性组合确定的，它以定量的方式将光谱通量的变化与θ的变化联系起来。应用这种方法的GAIA/RVS光谱范围的描述，连同其性能为不同类型的恒星的各种金属丰度。盲测试与随机选择的参数和观察到的输入光谱的合成光谱。该方法具有快速、准确、稳定的特点，可有效地应用于恒星星族的研究。
2006-04-18 astro-ph
Inhomogeneous chemical evolution of the Galactic disk: evidence for sequential stellar enrichment?
我们调查的起源类似年龄的F和G矮星在本地银河系盘之间观察到的丰度变化。我们提出的参数，在当地的银河系盘ISM的金属缺乏气体和连续的恒星世代的连续富集相结合的陨石坑的支持。我们表明，银河系的化学演化模型，同时考虑到这些过程是一致的观测到的丰度变化之间的类似年龄的矮星在太阳附近的本地磁盘ISM中观察到的丰度。对于合理的参数选择，这些模型可以再现单个元素M = C，O，Fe，Mg，Al和Si的[M/H]变化以及在丰度-丰度关系（如[O/Fe]）中观察到的分散。对于相同的模型，连续的恒星富集的贡献，所观察到的丰度变化的幅度可以高达50%。我们讨论了连续的恒星富集和贫金属气体的间歇性下降对银河系盘不均匀化学演化的影响。
1996-07-08 astro-ph
The chemical evolution of the solar neighbourhood
最近的银河系化学演化模型解释了大质量恒星（特别强调恒星风）的最新演化模型以及中等质量和大质量双星的影响。对结果进行了总结。我们还提出了一个关键的讨论恒星旋转对整体星系化学演化模拟的可能影响。
2002-10-17 astro-ph
Can Mira Variables Tell us the Chemical Abundances in Stellar Systems?
一个周期金属丰度关系富氧米拉来自球状星团适用于类似的变量在银河系隆起。由此得到的膨胀核的金属丰度分布与K巨星的结果符合得很好。这表明，Miras周期是金属丰度分布的有用指标，至少在旧系统中，如银河系凸起。对于像LMC这样的系统，情况还不清楚。
1999-11-20 astro-ph
Chemical Inhomogeneities in the Milky Way Stellar Halo
我们从最近的文献中收集了699颗具有详细化学丰度信息的恒星样本（跨度为-4.2 < [Fe/H] < +0.3），并计算了它们的空间速度和银河系轨道参数。我们确定成员的内部和外部恒星晕人口在我们的样本中只基于他们的运动学性质，然后比较这些人口的丰度比作为[Fe/H]的函数。在两个群体重叠的金属丰度范围内（-2.5 < [Fe/H] < -1.5），外晕的平均[Mg/Fe]比内晕低约0.1倍。对于[Ni/Fe]和[Ba/Fe]，内晕的恒星间丰度离散度始终小于外晕。两个群体的[Na/Fe]、[Y/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比值显示出相似的平均值和分散水平。我们的内晕人口是化学均匀的，这表明银河系恒星晕的一个重要组成部分起源于一个良好的混合ISM。相比之下，我们的外晕人口是化学多样性的，这表明银河系恒星晕的另一个重要部分是在偏远地区形成的，那里的化学富集主要是由当地的超新星事件。我们没有发现丰度的趋势，从银河系中心的最大径向距离或从银河系盘的最大垂直距离。我们还发现，没有共同的运动学签名组的金属贫星与特殊的丰度模式，如阿尔法穷人的明星或明星显示独特的中子捕获富集模式。一些恒星和dSph系统具有独特的丰度模式，大部分时间都在银河系恒星晕的遥远区域，这表明银河系真正的外晕可能与当地的恒星晕几乎没有相似之处。
2008-10-20 astro-ph
Chemical Abundances and Milky Way Formation
恒星的化学元素比率有明确的系统趋势作为丰度的函数，这些趋势与运动学定义的恒星星族有很好的相关性。这是值得注意的，并对星系演化有重要的影响。源函数，即恒星的初始质量函数，必须几乎不随时间、地点和金属丰度而变化。每一颗正在形成的恒星都必须有一个混合的质量平均IMF产量，这意味着恒星形成率很低，大多数恒星形成在最多几个具有相似演化历史的区域。这些公认的结果很难与标准的等级形成模型相一致，该模型聚集了许多恒星单位：星系演化似乎是由气体组装和随后的恒星形成所主导的。本文介绍了最近关于银河系球核、恒星晕和厚盘的研究结果，以及一些新的结果。
2004-11-26 astro-ph
Models and Observations of the Chemistry near Young Stellar Objects
研究气体和尘埃从星前致密核心到年轻恒星周围的星周盘的化学演化，是理解恒星和行星形成的重要组成部分。在整个坍缩和原恒星阶段，形成了简单和复杂的分子，其中许多分子消耗到冷颗粒上，并最终融入新太阳系的冰冷微行星。追踪这种化学演化提供了丰富的信息，不仅关于原始太阳星云的化学过程，而且关于年轻恒星物体（YSO）周围环境中发生的物理过程。在这里，我们回顾了发生在原恒星环境中的化学过程，以及恒星形成的各个阶段的化学结构的模型和观测。我们简要地讨论了分子丰度来自观测的方式，并总结了两个例子：低到中等质量的YSO在巨蛇座，和大规模的YSO在W3。
1999-06-07 astro-ph
Observations of pre-stellar cores
自从上次国际天文学联合会天体化学专题讨论会（1999年，韩国）以来，我们对星前核心（最简单的恒星形成地点）的物理和化学结构的了解有了很大的提高。这些年来的研究表明，主要的分子种类，如CO和CS，系统地消耗到星前核心内部的尘埃颗粒上，而N2H+和NH3等物质则以气相存在，通常可以在核心中心检测到。这种分子物种的选择性行为产生了差异化的（洋葱状）化学成分，并在分子图谱中表现为中心峰和环形分布之间的二分法。从恒星形成研究的角度来看，确定核心中的分子不均匀性有助于解决过去使用不同示踪剂进行的观测之间的差异，并带来了对核心内部结构进行自洽建模的可能性。在这里，我提出了最近的工作，确定两个前恒星的核心，L1498和L1517 B的物理和化学结构，使用大量的分子和Monte Carlo辐射转移分析的意见。这两个核心是典型的前恒星核心人口的例子，其化学组成的特点是存在大冻结出洞的大多数分子物种。与这些经过化学处理的物体相比，一个新的化学年轻核心群体已经开始出现。简要介绍了其最极端的代表L1521E的特性。
2005-12-20 astro-ph
Chemical enrichment of galaxy clusters from hydrodynamical simulations
本文对星系团进行了宇宙学流体动力学模拟，旨在研究团内介质（ICM）的金属富集过程。这些模拟已经通过在Tree-SPH \gd代码中实现化学演化的详细模型来进行。该模型允许我们跟踪SNII，SNIa和AGB恒星的金属释放，通过适当地考虑不同质量的恒星的寿命，以及改变恒星的初始质量函数（IMF），寿命函数和恒星产额。因此，我们对化学进化的研究是一个强大的工具，可以用来追踪金属生产的宇宙历史。这里提出的模拟已经进行了双重目的，检查数值效应，以及改变化学演化模型的影响和恒星反馈的效率。
2007-05-12 astro-ph
Chemical and Dynamical Properties of the Stellar Halo
不同密度峰对暗物质晕贡献的密度分布的差异导致了对银河系恒星晕的某些期望。我们将模拟的晕星分为两个种群：在最后一次大合并之前/期间形成的，以及在最后一次大合并之后吸积的。前一个星群更集中地位于z=0，而在低质量晚期形成的原星系中形成的恒星则散布在晕中。观察到的结合能的差异区分这两个群体。我们研究了这两个种群可能的化学丰度特征。我们还表明，在孤立的低西格玛峰形成的星系将形成从原始材料。因此，即使最古老的恒星集中在早期坍缩的致密区域，原始恒星也会分布在整个晕中。因此，缺乏观测到的无金属恒星可以被视为直接限制了第三星族IMF，而观测到的金属丰度最低的恒星可以被解释为持有第三星族恒星化学产额的线索。
2007-06-03 astro-ph
Galactic chemical enrichment with new metallicity dependent yields
新的详细的恒星产额的几个元素物种的大质量恒星在广泛的质量（从6到120 Msol）和金属丰度（Z = 0.0004，0.004，0.008，0.02，0.05）。我们的计算是基于帕多瓦的演化轨迹，并考虑到最近的结果恒星演化，如超调和静态质量损失，主要关注的影响，初始化学成分的恒星。最后，我们还介绍了Woosley & Weaver 1995年关于SNae爆炸核合成的现代结果。还讨论了超大质量天体（从120到1000 Msol）的化学产额问题。我们的大质量恒星产额网格与Marigo等人（1996，1997）关于中低质量恒星的演化和核合成的结果是互补的，后者也是基于Padova演化轨迹。总之，它们代表了一套完整的恒星产额，具有前所未有的均匀性和自洽性。根据Talbot & Arnett（1971，1973，1975）和Chiosi（1980）首次提出的公式，我们的新恒星产额被插入到一个计算原始气体流入时银河系圆盘化学演化的代码中。作为第一个应用程序，该代码被用来开发一个模型的化学演变的太阳附近，与现有的观测约束条件进行了详细的比较。
1997-11-27 astro-ph
Chemical Evolution of Heavy Elements in the Early Galaxy: Implications for Stellar Sources
概述了早期银河系中重元素的来源。它表明，在贫金属的恒星的丰度的观测，可以用来与恒星模型的基本理解，以指导寻找重r-过程核（r-核）的来源。观测表明，这种来源产生的元素从C到Zn（包括Fe）非常少。这有力地表明，起源于~8-11M_sun的O-Ne-Mg核坍缩超新星（SNe）是重r核的源。结果表明，基于Fe（来自Fe核坍缩SNe）和Eu（来自O-Ne-Mg核坍缩SNe）丰度的双组分模型对贫金属星中所有其他元素的丰度给出了很好的定量预测。
2008-07-04 astro-ph
The chemical evolution of the Galaxy: the importance of stars with an initial mass larger than 40Mo
在本文中，我们调查在多大程度上与初始质量大于40Mo的恒星影响化学富集的银河系。我们说明了最新的治疗各种恒星风质量损失情节恒星进化代码的化学产量的重要性，我们讨论了可能的超新星爆发前大规模黑洞形成的影响。
2002-11-13 astro-ph
Phase-Space Distributions of Chemical Abundances in Milky Way-type Galaxy Halos
受即将到来的银河系天体测量和光谱调查数据的启发，我们探索了Lambda CDM宇宙中分层形成的恒星晕模拟中的化学丰度特性和相空间分布。我们的Milky-Way型恒星晕模拟样本的平均金属丰度范围从[Fe/H] = -1.3到-0.9不等，大多数贫金属晕来自吸积历史，缺乏与大质量（富金属）卫星的破坏性合并。我们的恒星晕金属丰度随着恒星晕质量的增加而增加。[Fe/H]-恒星质量趋势的斜率模仿了被摧毁以建立晕的卫星星系的斜率，这意味着这种关系是分层传播的。所有模拟的晕包含一个显着的比例老恒星星族吸积超过10 Gyr前，在少数情况下，存在一些中间年龄的人口。与银河系相反，我们模拟的许多恒星晕包含古老的恒星星族，它们富含金属，起源于大质量卫星的早期吸积。我们认为，（金属丰富）恒星晕的M31属于这一类，而更多的金属贫晕的银河系是缺乏早期的大规模吸积事件。有趣的是，我们的等级形成的恒星晕通常在[Fe/H]和[alpha/Fe]中都有不可忽略的金属丰度梯度。这些梯度延伸几十kpc，并且可以在[Fe/H]中大到0.5 dex，在[alpha/Fe]中大到0.2 dex。最后，我们发现，化学丰度可以作为一个粗略的替代卫星星系的吸积时间。我们提出了一个标准，通过选择恒星的[α/Fe]比低于太阳能识别潮汐流空间。
2005-12-26 astro-ph
The Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies: Dissecting the Inner Regions and their Stellar Populations
使用孤立的矮球状星系（dSphs）的三维流体动力学模拟，我们进行了内部区域的化学性质的分析，确定各自的作用所发挥的Ia型（SNe Ia）和II型（SNe II）超新星。来自Ia超新星的不均匀污染的影响在两个核心半径范围内表现突出，其中形成的恒星占总数的20%。与银河系其他部分形成的恒星相比，这些恒星相对富含铁和α元素。与投影的恒星速度色散径向剖面不一致的是，实际的三维剖面在中心区域显示出一个凹陷，那里最富含金属（即。[Fe[H]-富）恒星部分分离。这自然会导致两个不同的恒星星族，[Fe/H]和速度色散之间存在反相关，与在玉夫座和天炉座dSphs中观察到的意义相同。因为我们模型中最富铁的恒星也是最贫α的，所以我们模型的一个自然预测和测试是，[α/Fe]和速度色散之间应该存在相同的径向分离效应。
2008-03-04 astro-ph
The Influence of Stellar Energetics and Dark Matter on the Chemical Evolution of Dwarf Irregulars
本文提出了一个伴随着H、He、C、N、O和Fe丰度演化的矮不规则星系和蓝致密星系的化学演化模型。这个模型考虑了详细的核合成过程，并详细计算了II型和I型超新星的速率。恒星的形成被认为是在短暂但强烈的爆发中进行的。相对于以前的模型的新颖性是，考虑到能量注入到星际介质（ISM）从超新星和恒星风从大质量恒星以及存在的暗物质晕的星系风的发展进行了详细研究。已考虑了金属富集风和正常风。我们的主要结论是：i）大量的暗物质（从1到50倍大的发光物质）是必需的，以避免在强烈的恒星爆发过程中完全摧毁这样的星系，和ii）的能量注入恒星风和Ia型超新星到ISM相对于总的热能是可以忽略不计的，特别是II型超新星，事实上，支配着恒星爆发时的能量。
1998-01-14 astro-ph
Chemical evolution in the environment of intermediate mass young stellar objects: NGC7129--FIRS2 and LkH$α$234
我们对0级IM原恒星NGC 7129 - FIRS 2（以下简称FIRS 2）和Herbig Be星LkH $α$ 234进行了分子巡天，目的是研究中等质量（IM）年轻恒星天体（YSO）包层的化学演化。这两个天体具有相似的光度（~500 Lsun），并且位于相同的分子云中，这使得由于不同的恒星质量或初始云条件而产生的化学差异最小化。此外，由于它们位于相同的距离，因此我们在两个对象中具有相同的空间分辨率。在这两个物体中总共观察到17种分子物种（包括更稀有的同位素），它们的包络和流出物的结构以前所未有的细节被确定。结果表明，在演化过程中，原恒星包层被分散并升温，成为前主序星。事实上，从FIRS 2到LkH $α$ 234，包封质量减少了>5倍，而动力学温度从~ 13 K增加到28 K。另一方面，不存在与LkH $α$ 234相关的分子流出。分子外流似乎在恒星变得可见之前就停止了。这些物理变化强烈地影响了它们的信封的化学性质。基于我们在FIRS 2和LkH $α$ 234中的结果，我们提出了一些丰度比，可以用作IM YSO包络的化学钟。SiO/CS、CN/N_2H ~+、HCN/N_2H ~+、DCO ~+/HCO ~+和D_2CO/DCO ~+比值是判断原恒星演化阶段的良好指标。
2004-11-22 astro-ph
The environmental dependence of the chemical properties of star-forming galaxies
我们使用斯隆数字巡天第四次数据发布的37866个恒星形成星系的0.040 < z < 0.085样本来研究气相化学性质对恒星质量和环境的依赖性。根据到第四和第五近邻的预计距离确定的当地密度被用作环境指标。考虑到从空隙，即，log Sigma <-0.8，到星系团的外围，即，log Sigma =~ 0.8，我们发现星系恒星质量和气相氧丰度之间的关系没有依赖性，以及其相关的散射，局部星系密度。然而，星系中的恒星形成气体在密度较高的环境中，在固定的恒星质量下，化学富集水平略有增加。与低密度环境中类似恒星质量的星系相比，对于大质量星系，它们会增强几个百分点，对于恒星质量< 10^{9.5}太阳质量的星系，它们会增强约20%。这些结果意味着恒星形成星系的演化主要是由它们的内在属性驱动的，并且在很大范围内的局部星系密度在很大程度上与它们的环境无关。
2007-09-24 astro-ph
The chemical evolution of Omega Centauri's progenitor system
提出了反常的球状星团欧米茄半人马座的化学演化模型。在证明了欧米茄Cen的化学特征不能在封闭盒自富集情景的框架中再现之后，我们讨论了一个模型，在该模型中，该集群是一个矮球状星系在孤立中演化的残余，然后被银河系吞噬。原始物质和富含金属的气体外流的下降都必须考虑，以重现恒星金属丰度分布函数，年龄-金属丰度关系和几个丰度比。然而，只要假设一个普通的恒星质量函数和标准的恒星产额，我们就无法得到解释蓝色主序星（也许还有极水平分支）恒星数据所需的巨大氦增强。大质量恒星的旋转模型在低金属丰度下产生大量氦过剩的恒星风，已被提出作为解决欧米茄Cen“氦之谜”的有希望的候选者（Maeder & Meynet，2006，A&A，448，L37）。然而，我们表明，对于任何合理的选择的初始质量函数的氦-金属富集的综合恒星星族是无可争议的远低于70，并得出结论，在欧米茄岑氦增强的问题仍然等待一个令人满意的解释。我们简要地推测一下可能的解决办法。
2007-01-07 astro-ph
Synthetic stellar mass-to-light ratios for stellar populations
采用Maraston（1998）提出的方法，利用燃料消耗定理计算主序星后的能量，建立了不同年龄和化学组成的恒星星族演化综合模型。我们在这里提出的合成“恒星”的质量-光比（M*/L）在U，B，V，R，I，J，H，K光度带，作为年龄和化学成分的函数，为单一的爆发人口。考虑到恒星死亡遗迹的贡献，计算的M*/L比可以直接与早型星系中的测量结果进行比较。还探讨了M*/L比对IMF斜率的依赖性。最有趣的结果是，当化学成分从[Fe/H] \sim -0.5增加到[Fe/H] \sim +0.3时，15 Gyr恒星星族的M*/L_B比增加了近3倍。这影响了对B波段椭圆星系团基本面倾斜的解释。
1998-08-24 astro-ph
Chemical abundances in LMC stellar populations I. The Inner disk sample Based on observations collected at the VLT UT2 telescope
新的8米级望远镜的出现首次允许对我们星系以外的许多恒星进行详细研究。大麦云云是最有趣的目标之一，因为它的距离很近，而且它的盘面相对较近，可以将属于星系不同结构的种群分开。我们在VLT-UT 2望远镜上使用FLAMES（光纤大阵列多元素摄谱仪）获得了大麦哲伦星系内盘（距星系中心$\sim$ 2 kpc）的大量恒星样本的光谱。我们研究了红巨星样品的铁峰元素、重和轻$s$ -过程元素、Cu、Na、Sc和$α$ -元素的化学丰度。样本恒星的金属丰度范围从[Fe/H] = $-$ 1.76到$-$ 0.02。大麦哲伦星系内盘星与金属丰度相同的星系星相比，显示出明显不同的化学模式。
2007-11-27 astro-ph
Galactic Chemical Evolution Redux: Atomic Numbers 6 < Z < 15
由于银河系化学演化模型无法再现观测到的原子序数6 < Z < 15的元素（和同位素）的太阳邻域分布，我们重新审视了相关的恒星和银河系模型，作为旨在解决这些长期存在的差异的雄心勃勃的新计划的一部分。避免使用（传统的）参数模型的低和中等质量的恒星演化，我们已经产生了一个新的，物理上自洽的，一套恒星模型，并集成到GETool，我们的半分析银河系化学演化软件包的核合成输出。预测的太阳附近几种轻质量和中等质量元素（及其同位素）的时间演变-从碳到磷-证明了新产量在协调理论和观测方面的功效。
2005-02-15 astro-ph
