Chemical inhomogeneities and pulsation
在过去的几年里，化学奇特恒星的模型已经取得了重大进展。有了这些新的模型，就有可能定量地检验丰度异常的形成过程及其对恒星结构的影响。金属A（Am）星的模型表明，必须存在更深的混合才能解释观测到的丰度异常。这对它们的可变性产生了影响，这些模型也在质量上再现了这些可变性。这些模型也有影响其他化学不均匀的恒星，如HgMn B星，这是不知道是可变的和λ Bootis星，可以。对化学性质不均匀的恒星的变异性的研究，除了可以模拟其表面成分的演变之外，还可以提供关于许多类型恒星中发生的动力学过程的独特信息。
2001-11-08 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
Theory and Statistics of Weak Lensing from Large-Scale Mass Inhomogeneities
宇宙中大尺度质量不均匀性引起的弱透镜效应导致了观测到的遥远源椭圆率的相关性。我们首先回顾这些相关性所需的谐波分析和统计，并讨论预测信号的计算。我们考虑椭圆率关联函数，均方椭圆率，椭圆率功率谱，和一个全球最大似然分析，以隔离弱透镜信号的数据。估计的灵敏度调查的一个给定的区域，表面密度，和平均内在源椭圆率。然后，我们将我们的结果应用到第一次无线电源调查。我们预测的均方根椭圆率约为0.011在$1^\circ \times 1^\circ$像素和0.018在$20' \times 20'$像素，如果功率谱被归一化为$σ_8 Ω^{0.53} = 0.6$，所示的集群丰度。在某些模型中，如果将功率谱归一化为COBE各向异性，则信号明显更大。从第一红移分布的不精确知识的预测的不确定性是约25%的均方根椭圆。我们表明，第一应该能够作出统计上显着的检测集群丰度归一化功率谱的弱透镜信号。
1997-12-02 astro-ph
Chemical abundance patterns -- fingerprints of nucleosynthesis in the first stars
低金属量系统的星际介质在恒星形成过程中，由于超新星事件在局部范围内富集了介质，因此会表现出化学丰度的不均匀性。如果恒星形成的时间尺度比星际物质混合的时间尺度短，那么这种不均匀性就会反映在低质量恒星的表面丰度中，从而保留了第一代超新星核合成的详细信息。因此，除了大的散射行为外，在恒星的分布中，当显示在与不同元素丰度比有关的图表中时，预计会发现特征图案和子结构。这些模式出现从特定的变化与祖恒星质量的超新星产量，它表明，模式是不敏感的初始质量函数（IMF），即使在模式内的恒星的相对密度可能会有所不同。分析理论的形成模式，它表明，从统计的角度来看，丰度比可以跟踪不同的核合成网站，即使当混合的星际介质发生。利用这些结果，应该有可能根据大量均匀的贫金属星系晕恒星样本的相对丰度比信息，凭经验确定超新星产率。
2002-07-09 astro-ph
Calibration of the CH and CN Variations Among Main Sequence Stars in M71 and in M13
Cohen（1999 a，b）对在M71和M13主序星的大样本中测量的CN和CH带强度进行了分析，使用合成光谱来量化潜在的C和N丰度。在M71的情况下，我们发现观测到的CN和CH带强度与{ \it{identical} } C/N/O丰度最匹配，这与亮巨星相吻合，这意味着：1）在M71的红巨星分支上升过程中几乎没有发生任何混合，2）C和N丰度不均匀性的重要组成部分在主序关闭之前就已经存在。混合的不可能性，而对主序列需要解释的丰度变化，这是目前的恒星（原始的不均匀性或内集群自我富集）之外。对于M13，它表明，3883 CN带太弱，无法在光谱中测量任何合理的预期组合物。CH也存在类似的情况。然而，两颗更明亮的程序星的碳丰度似乎比明亮的巨星中的碳丰度大得多，这表明在M13红巨星分支上发生了深度混合。
2001-04-05 astro-ph
Metal-poor halo stars as tracers of ISM mixing processes during halo formation
我们引入了一个随机晕形成模型来计算晕的早期星际介质的化学富集。相反，1区的化学演化模型，我们能够解决本地的不均匀性在ISM所造成的单核心坍缩超新星。这些不均匀性导致了贫金属恒星中不同的元素丰度模式，这可以被看作是金属丰度[Fe/H] < 2.0的晕星丰度的分散。晕的早期化学演化经历了不同的富集阶段：当[Fe/H] <-3.0时，晕的ISM是非混合的，主要是由单个核塌缩超新星事件引起的局部不均匀性。当金属丰度[Fe/H] >-2.0时，晕ISM混合较好，显示出元素丰度模式在初始质量函数上的积分。在-3.0 < [Fe/H] < -2.0的范围内，发生从未混合的ISM到充分混合的ISM的连续转变。对于某些元素（Si，Ca，Eu），在贫金属晕星的观测中看到的元素-铁比[El/Fe]的分散可以重现。其他元素的恒星产额预测的散射，与观测相比，太大（O，Mg）或太小（Ni）。Cr和Mn表现出下降的趋势，较低的金属丰度，这不能解释的金属丰度独立的产量，只要喷出物与星际介质的混合不依赖于祖质量。这表明需要修订的，自洽的核心崩溃SN产量。
2000-02-14 astro-ph
On the possibility that rotation causes latitudinal abundance variations in stars
本文讨论了恒星自转对辐射区化学组分分布的影响。重力暗化对重元素离子产生一个指向赤道面的强辐射力。以铁为例，它表明，这种力量可能会产生漂移速度相似，大于，由于纬向环流的整体运动的典型速度。这可能会使大的化学丰度不均匀性在恒星的一生中在子午线上积累起来-特别是在赤道平面附近。这种增强可能会显着减少，如果恒星的质量损失是强烈的金属依赖，在这种情况下，质量损失率可能会增加在赤道平面。
1998-10-22 astro-ph
iota Cas: Multi-element Doppler imaging and magnetic field geometry
为了阐明磁场在Ap星大气中产生丰度不均匀性的作用，我们提出了新的丰度多普勒图像和近似磁场的Ap星iota Cas的几何形状。
1998-05-19 astro-ph
The FUSE Spectrum of the Planetary Nebula SwSt 1: Evidence for Inhomogeneities in the Gas and Dust
[摘要]我们呈现了远紫外光谱探测器（FUSE）对年轻的紧凑行星状星云（PN）SwSt 1沿着其中心恒星HD 167362的视线进行的观测。我们检测到的拱星吸收线从几个物种对中央恒星的连续。来自FUSE数据的星云的物理参数与从发射线发现的有很大不同。我们从激发态S Ⅲ精细结构能级的列密度比导出了电子密度n_e = 8800 ^{+4800}_{-2400} cm ^{-3}，它比所有的先前估计值至少低3倍。由紫外线测得的气态铁丰度相当高（[Fe/S]=-0.35 +/-0.12），这意味着铁没有明显地贫化到尘埃中。相比之下，光学和近红外发射线表明Fe更强烈地耗尽：[Fe/H]=-1.64 +/-0.24和[Fe/S]=-1.15 +/-0.33。我们没有探测到星云的H_2吸收，其极限值为N（H_2）<7 \times 10 ^14 cm ^{-2}，比由红外H_2发射线估算的柱密度至少低4个数量级。综合考虑，FUSE光谱中没有H_2吸收、低n_e和高气态Fe丰度的特征提供了强有力的证据，表明在中心恒星的视线方向上不存在致密结构（这种结构可以屏蔽高能恒星光子对分子和尘埃的破坏作用）。另一方面，有大量的证据表明，灰尘，分子物质，和致密气体在其他地方的SwSt 1。因此，我们得出结论，星云必须有一个不均匀的结构。
2005-02-16 astro-ph
New generation model atmospheres for chemically peculiar stars
化学奇特星的大气结构与具有相似基本参数的正常星不同，这是由于不寻常的化学、丰度不均匀性和强磁场的存在。这些影响在标准模型大气中没有考虑，可能导致恒星参数测定和丰度分析中的较大误差。为了解决这个问题，我们使用了最先进的不透明度采样模型大气代码LLmodels来计算新一代磁CP星模型大气的综合网格。该网格涵盖了SrCrEu和Si特有的恒星所占据的整个参数空间，考虑到化学丰度的特征温度依赖性。在这里，我们提出了我们的模型大气计算的第一个结果。
2007-11-30 astro-ph
Radial profile and log-normal fluctuations of intra-cluster medium as an origin of systematic bias of spectroscopic temperature
利用宇宙流体动力学模拟研究了最近报道的星系团光谱温度系统偏差的起源。我们发现，气体的温度和密度的局部不均匀性，校正后的全球径向轮廓，几乎有一个普遍的分布，类似于对数正态函数。基于这种对数正态近似的波动在集群内的介质，我们开发了一个分析模型，解释最近发现的光谱温度的偏差。我们的结论是，多相性质的集群内介质不仅从径向配置文件，但也从本地的不均匀性在产生系统的偏差起着至关重要的作用。
2007-01-04 astro-ph
Massive stars and globular cluster formation
首先，我们提出了化学动力学模拟研究如何恒星风的大质量恒星的影响形成球状星团（GC）的早期动力学和化学演化。在我们的数值模型中，GC形成于湍流的高密度巨分子云（GMC）中，这些云嵌入在高红移的大质量暗物质晕中。我们展示了如何形成高密度，紧凑的恒星系统GMC的物理过程与恒星形成和潮汐场的主机晕的影响。我们还表明，来自大质量恒星的恒星风对GC形成GMC的化学污染可能导致轻元素之间的恒星丰度不均匀性（例如，C、N和O）。本模型与正则初始质量函数（IMF）也显示了一个C-N的关系，在GC中具有较小的[C/Fe]的恒星具有较大的[N/Fe]。虽然这些结果意味着来自大质量恒星的恒星风对形成GC的GMC的“自污染”会导致GC的丰度不均匀性，但目前具有不同参数和正则IMF的模型不能显示在某些GC中观察到的[N/Fe] ~ 0.8的富N星（例如，NGC 6752）。我们讨论了这种明显的失败的背景下，大质量的恒星形成之前的低质量的GC形成GMC（“双峰恒星形成GMC”）。我们还表明，虽然几乎所有的恒星（~97%）显示正常的He丰度（Y）~0.24，一些恒星后来形成的GMC可以有Y高达~0.3在某些模型。然而，在大多数模型中，Y >0.26的富氦恒星的数量比例很小（~10^-3）。
2007-05-06 astro-ph
The abundance of 36S in IRC+10216 and its production in the Galaxy
在碳星IRC+10216（CW Leo）中探测到稀有同位素C36 S的J=2-1和3-2转动线以及Si 36 S的J=5-4和6-5跃迁。这是第一次在恒星中探测到含有36 S的分子，也是第一次在光谱上探测到Si 36 S。从含34 S和36 S同位素异构体的比较，34 S/36 S同位素比值为107（± 15）。这个值与银河内盘的星际介质的值（115）相当，但小于太阳的值288（Ding et al. 2001）。相对于34 S，36 S丰度的增加只是定性地遵循低质量AGB星的模型预测。如果考虑IRC+10216的年龄和银河系的化学演化，观测到的34 S/36 S比值与恒星模型的定量一致。其他不太可能的可能性是星际介质中存在相当大的不均匀性，IRC+10216或太阳都是以特殊的36 S丰度开始的。其他生产机制可能能够提高银河系星际介质进行了讨论。从IRC+10216和银河系恒星形成区的观测线密度，我们估计了这些源的混淆极限。
2004-06-30 astro-ph
Abundances of C, N, O in slightly evolved stars in the globular clusters NGC 6397, NGC 6752 and 47 Tuc
C和N的丰度是根据NGC 6397、NGC 6752和47 Tuc中40多颗矮星和次巨星的高分辨率（R ~ 40，000）UVES光谱测量的CH G带和UV CN带的特征得出的。样品中所有恒星的氧丰度（或上限）都是可用的。同位素比值12 C/13 C来自CH分子带。这是第一次在球状星团中未演化的矮星中测定这个比率。通过扩大Gratton等人（2001）研究的NGC 6397中的次巨星样本，我们首次发现，在这个星团中Na和O的变化也很大。化学不均匀性的起源必须在仔细检查的恒星之外寻找。我们的数据表明，在这些星团中的未演化或稍微演化的恒星中，C丰度很低，但不为零，在具有大的N-增强和O-耗尽的恒星中也是如此，并且同位素比12 C/13 C很低，但从未达到CN-循环的平衡值。当再加上运行的O和Na丰度，这些发现可能需要，除了CNO燃烧和p-捕获，一些三阿尔法过程也参与：以前进化的中等质量AGB星，然后最有可能的污染。
2004-11-09 astro-ph
Multiple helium abundances in Globular Clusters stars: Consequences for the Horizontal Branch and RR Lyrae
GC星化学成分的不均匀性大多是由于原始富集造成的。今天最受认可的模型是，在星团生命的第一个$\simlt$ 2亿年期间，高质量的渐近巨星分支（AGB）恒星失去的风直接形成了具有丰度异常的第二代恒星。对这一建议最好的间接暗示是认识到水平分支（HB）恒星分布的一些特点（蓝尾，间隙，HB平坦部分的异常光度斜率）可以归因于物质中更大的氦丰度，通过热底燃烧处理，这些恒星由此诞生。这个模型得到了进一步的证实，因为在星团NGC 2808中发现了一个特殊的主序星分布，它也有一个双峰的HB分布和一个延伸的蓝尾：在主序星上多余的蓝色天体被解释为氦含量非常高的恒星。我们注意到，RR Lyr分布可能受到氦扩散的影响，这可能是在很长的周期的基础上的RRab变量的富金属星系团NGC 6388和NGC 6441，比非常贫金属Oosterhoff II集群。这些周期意味着RR Lyr比预期的金属丰度更亮，与更大的氦丰度一致。
2005-10-10 astro-ph
Abundances in red giant stars of NGC 2808 and correlations between chemical anomalies and global parameters in globular clusters
利用高分辨率阶梯光谱对球状星团NGC 2808中红巨星支（RGB）顶端到RGB凸起以下的恒星进行了丰度分析。计算了Al、α过程元素（Si I、Ca I、Ti I和Ti II）和Fe族元素（Sc II、VI、Cr I、Cr II、Mn I、Co I、Ni I）的丰度。除了镁的含量有所减少，可能是因为镁铝循环中镁的含量减少了铝，其他α元素的比率显示出类似金属丰度的晕星的典型过剩。Mn是不足的，而铁族元素有典型的丰度比接近太阳值。我们检测到恒星之间的差异，铝丰度从RGB尖端下降到最微弱的恒星下方的RGB凸点，与钠丰度在所有光度。Na-Al相关性的斜率与Sneden et al.（2004）在M13中发现的相似，但与其他金属丰度相似的球状星团的相关性不同。我们发现球状星团红巨星中Na-O和Mg-Al电子关系上的化学不均匀性的数量与现今星团的质量和椭圆率有关。此外，我们发现第一次之间的相关性的质子捕获元素和集群的轨道参数的扩展。化学异常在具有大尺寸轨道和较长周期的星系团以及轨道相对于银道面的倾角较大的星系团中更广泛。
2005-11-04 astro-ph
The Cluster Abundance in Flat and Open Cosmologies
我们使用星系团的X射线温度分布函数来约束密度不均匀性的功率谱的振幅在相应的星系团尺度上。我们对临界密度宇宙、包含宇宙学常数的低密度宇宙和真正开放的宇宙进行了分析。结果表明，具有相同温度但不同形成时间的团簇具有不同的维里质量。我们使用两种完全不同的方法对集群合并进行建模，并表明每种方法的最终结果极其相似。我们仔细考虑所涉及的不确定性，进行蒙特卡罗分析，以确定累积误差。对于临界密度，我们的结果与以前的论文一致，但我们认为结果带有更大的不确定性。对于低密度的宇宙，无论是平坦的还是开放的，所需的功率谱的幅度随着密度的降低而增加。如果所有的暗物质都被认为是冷的，那么星系团丰度约束仍然与星系相关数据和{ \it COBE}测量微波背景各向异性的任何合理的密度兼容。
1996-04-11 astro-ph
The Source of Mass Accreted by the Central Black Hole in Cooling Flow Clusters
本文报道了冷流团冷反馈加热的研究。在冷反馈模型中，中心黑洞吸积的质量来源于存在于扩展区域（r ~ 5-30 kpc）的非线性过密气体团;这些团最初是热的，但随后比它们的环境冷却得更快，并向中心下沉。簇内介质（ICM）熵分布必须很浅，以便斑点作为冷斑点到达中心。我建立了一个玩具模型，以探索冷反馈机制中的熵分布和密集斑点人口的作用。中心黑洞的质量吸积速率取决于ICM的冷却时间、熵分布和不均匀性的存在。质量吸积率决定了黑洞注入ICM的能量。这些活动星系核（AGN）的爆发不仅加热了ICM，而且改变了星团中的熵分布，并导致了不均匀性，这些不均匀性是未来密集团块的种子。因此，除了ICM温度（或能量）之外，ICM熵分布和ICM不均匀性也是反馈机制中的成分。
2006-05-10 astro-ph
Detection of low Eu abundances in extremely metal-poor stars and the origin of r-process elements
本文报道了利用Subaru高色散光谱仪（HDS）对三颗贫金属恒星进行的[Fe/H] $\lesssim -3$丰度分析。所有被发现有亚太阳值[Eu/Fe]。与我们的化学演化模型的星系晕的比较意味着铕的主要来源是超新星质量范围的低质量端。未来的研究具有低Eu丰度的恒星将是重要的，以确定r-过程网站。
2003-11-06 astro-ph
Small-Scale Mixing of the Elements
星际气体的渐进混合和污染的超新星和螺旋密度波的通道后的其他过程进行了审查，重点是太阳附近。恒星形成区的生命开始时，由于其混乱和大规模的形成过程，应该具有不均匀的丰度混合物。在恒星形成的几代过程中，这些不均匀性会继续增加，直到气体进入臂间区域。然后，由大的臂间潮汐力、高剪切率和内部恒星形成引起的云分散都应该导致云与云的混合，而增加的电离、加热和蒸发应该导致原子水平上的混合。元素丰度的分散度的变化是星系盘所期望的。
1997-12-31 astro-ph
Modelling element distributions in the atmospheres of magnetic Ap stars
在最近的论文令人信服的证据已经提出了化学分层在Ap星的大气，表面丰度图已被证明与磁场方向。磁场中的辐射驱动扩散是造成这些不均匀性的过程之一。在这里，我们探讨的假设，平衡分层，在许多情况下，可以解释所观察到的丰度图和垂直分布的各种元素。对温度从8500 K到12000 K、磁场高达10 kG的恒星大气层中的平衡分层的研究表明，所研究的5种元素（Mg、Si、Ca、Ti、Fe）的垂直分布有相当大的变化，经常有大的丰度过高或过低的区域，并有其他竞争过程（如质量损失）的迹象。水平磁场可以非常有效地帮助元素在更高层中的积累。我们的计算和垂直丰度剖面和表面地图的磁多普勒成像之间的比较表明，平衡分层是在一些情况下，从观察到的光谱推断的主要趋势相一致。然而，目前还不清楚在Ap星的演化过程中是否会达到这样的平衡解。
2007-11-07 astro-ph
The Gaiasphere and the limits of knowledge
一个成功的星系形成理论的核心必须是对形成螺旋星系的耗散过程有详细的物理理解。我们能在多大程度上解开产生我们今天所看到的银河系的事件？史前时期残留的不均匀性是否在早期阶段就逃脱了耗散过程？要对现存的不均匀性进行全面的清点，需要一个目前无法获得的恒星性质的庞大目录。盖亚空间天体测量任务将于本世纪末发射，将获得直径为20千秒差距的球体（盖亚球体）内约10亿颗恒星的详细相空间坐标。在这里，我们期待着有一天，所有的恒星在盖亚球面有完整的化学丰度测量（包括α，s和r过程元素）。即使信息如此巨大地增加，在解开所观察到的复杂性方面可能存在根本性的、但未经证实的限制。
2002-08-16 astro-ph
N/O-trends in Late-Type Galaxies: AGB-stars, IMFs, Abundance Gradients and the Origin of Nitrogen
星系化学演化模型（CEMS）表明，恒星初始质量函数（IMF）的形状和其他关于恒星形成的假设会影响晚型星系模型中的丰度梯度。此外，中等质量（IM）恒星无疑在星系中氮丰度的积累中发挥着重要作用。在这里，我特别讨论了IM/AGB星的氮贡献，以及它如何影响N/O梯度。为了这个目的，我模拟了几个附近的盘星系的化学演化使用不同的IMF和恒星形成处方。结果表明，N/O梯度可以用来限制IM/AGB星的氮贡献。
2008-08-15 astro-ph
The first stages of the evolution of Globular Clusters
球状星团（GC）恒星化学成分的不均匀性主要是由原始富集引起的。今天研究最多的模型声称，在星团生命的第一个~ 1亿年期间演化的高质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物直接形成了具有丰度异常的第二代恒星。在这次演讲中，我们回顾了关于这个模型的最新技术，其主要问题是i）化学异常的建模仍然没有完全完成，ii）它需要在中等质量恒星中特别增强的IMF。该模型预测了在显示化学异常的恒星中氦丰度的增强，并且氦丰度分布可以大致从水平分支的形态得出。这样的分布可能有助于证伪GC演化的第一阶段的模型。作为示例，我们比较了一些簇的HB形态分析结果。
2006-12-21 astro-ph
3D Hydrodynamical Simulations of Surface Convection in Red Giant Stars. Impact on spectral line formation and abundance analysis
我们研究了不同金属丰度的红巨星大气的三维流体动力学模型对离子和分子谱线形成的影响。我们进行了现实的3D模拟表面对流红巨星与不同的恒星参数。我们使用模拟作为含时流体动力学模型恒星大气计算原子（Li，O，Na，Mg，Ca，Fe）和分子（CH，NH，OH）谱线的假设下，本地热力学平衡（LTE）。我们比较线强度计算在3D与类似的线形成计算的结果为1D，流体静力学，平面平行的MARCS模型的大气，以估计3D模型的元素丰度的推导的影响。温度和密度的不均匀性和相关的速度在3D模型中，以及1D和平均3D结构之间的差异显着影响预测的线强度。在LTE的假设下，非常贫金属的3D模型大气的低大气温度导致中性物质和分子的谱线比1D中更强。因此，使用3D模型从这些线导出的元素丰度明显低于根据1D分析。对于[Fe/H]=-3的红巨星，由CH、NH和OH弱低激发线导出的C、N和O的3D和1D丰度的差值在-0.5 dex到-1.0 dex之间。在此金属丰度下，弱的低激发Fe I线也有较大的负修正（约-0.8 dex）。然而，我们警告说，偏离LTE可能对这些和其他元素很重要，并且与恒星颗粒化的影响相当。
2007-03-26 astro-ph
The stellar origin of 7Li - Do AGB stars contribute a substantial fraction of the local Galactic lithium abundance?
我们采用最新的7 Li产量渐近巨星分支恒星，以研究的时间演化的7 Li在太阳附近的背景下，我们的银河系的化学演化的两个下落模型的修订版本。我们考虑了几个锂恒星的来源，除了渐近巨星的分支，如II型超新星，新星，低质量的巨人，以及银河系宇宙射线和低质量的X射线双星。我们的结论是，渐近巨星分支星不能被认为是重要的7 Li生产者相信到目前为止，低质量的巨人和新星的贡献是必要的再现陡峭上升的7 Li丰度盘星以及陨石7 Li丰度。低质量X射线双星中锂的产生几乎不影响太阳附近7 Li的时间演化。
2001-05-28 astro-ph
Abundances of four very metal-poor stars of the BPS survey
对取自Beers，Preston和Shectman（1985，BPS）调查的微弱缺金属候选者CS 22891- 209、CS 22897- 8、CS 22948- 66和CS 22968- 14的高分辨率CASPEC和EMMI光谱（R $\approx$ 10 $^4$）进行丰度分析.利用LTE模型大气进行的精细分析给出了这四颗星的铁金属丰度在$-$ 3.15和$-$ 3.45之间，与Beers等人（1992）根据CaII K指数推断的丰度非常一致。这四个天体大大增加了光谱研究的低金属极端恒星的数量。我们发现$α$ -元素Mg、Ca、Si和Ti增强，铁峰元素Sc、Mn和Cr紧密地跟踪铁，具有典型的更多金属晕星的图案。铝结果相对于铁和镁均不足，显示出强烈的{ \it奇偶}效应，但对于[Fe/H] $\leq$ $-$ 3.0 [Al/Mg]，在$-$ 1.0附近达到平稳状态，显示出主要行为。[Na/Fe]为$\approx$ $-$ 0.2，并且仅与镁相比，其显示出轻微的奇偶效应。重元素Sr和Ba表现出很大的分散性，这是其他元素没有观察到的，不能仅仅是由于观测误差。在CS 22891- 209的情况下，它们特别过量，[Sr，Ba/Fe] $\approx$ 0.9。这种扩散可能反映了在星系形成的早期阶段，星际气体中存在着强烈的不均匀性。这可能是在古老恒星中观察到的这些元素的早期形成过…
1994-06-07 astro-ph
Abundance Analysis and Origin of the Zeta Sculptoris Open Cluster
我们已经确定了化学丰度和径向速度的明星在该领域的zeta雕星团。我们发现，以前发现的集群金属缺乏UBV测光太高，集群的整体金属丰度，[Fe/H]=+0.24，70%左右，高于太阳值。化学丰度模式是不寻常的：Ni/Fe比明显低于具有类似Fe和Ca丰度的场星的典型值，并且该星团也可能缺乏α元素Si。对于它的年龄来说，这个星团离银盘非常远，大约240 pc。所采用的日心星团径向速度为+3.9 km/s，显示它接近其距银道面的最大距离。我们认为，zeta雕塑星系团形成于4500万年前的银盘中的高速云与星际介质的相互作用，它的形成可能与古尔德带。（表3，后记图和文本可通过匿名FTP从“chiron.astro.uu.se“目录pub/articles/atmos/P90获得）
1994-05-30 astro-ph
Oxygen from the Lambda 7774 High-Excitation Triplet in Open Cluster Dwarfs: Hyades
氧丰度已来自近红外，高激发λ 7774 O I三重态的高分辨率，高信噪比光谱的45毕宿矮星使用标准的一维，平面平行LTE模型。恒星样品的有效温度范围为4319-6301 K，导出的相对O丰度随T_eff的变化表明了一种不规则的形态。当T_eff > 6100 K时，O丰度随T_eff的增加而增加，这与非LTE（NLTE）预测一致。在中间T_eff（5450 < T_eff < 6100 K），O丰度是平坦的，恒星间的值也很一致，平均值为[O/H] = +0.25 +/- 0.02;然而，在~0.10 dex水平可能存在系统误差。T_eff < 5450 K的恒星O丰度随T_eff的减小而显著增加，这与预期和规范NLTE计算结果形成鲜明对比。冷毕宿三重态的结果相比，最近报道的矮星在昴星团和UMa移动组;在这些恒星聚集体中观察到的趋势之间的质的差异指向一个可能的年龄相关的减少冷疏散星团矮星的三重态丰度的趋势。与年龄相关的现象，即，研究了色球活动和光球斑、光斑和/或谱斑。与Ca II H+K色球活动指标没有相关性。多组件LTE“玩具”模型已经建成，以模拟光球温度的不均匀性，可能会出现从恒星黑子的存在，我们证明，光球斑点是一个合理的来源之间的冷矮星的三重趋势。
2005-09-10 astro-ph
The cosmic origin of carbon and manganese
[摘要]我们已经确定了51颗矮星的碳丰度和95颗矮星的锰丰度，这两个不同的、定义明确的恒星星族是银河系的薄盘和厚盘。由于这两个种群有不同的化学历史，我们已经能够，通过差分丰度分析使用高分辨率光谱，限制在银河系盘（S）的碳和锰的形成地点。碳的分析是基于872.7 nm处的禁[C I]线，这是一种对恒星大气参数误差不敏感的丰度指标。结合这些数据与我们以前发表的氧丰度，基于630.0 nm处的禁[O I]线，我们可以形成非常强大的[C/O]比，然后我们用来研究碳的起源和银河系薄盘和厚盘的化学演化。我们对丰度趋势的解释是，负责银河系薄盘和厚盘中碳富集的来源在时间尺度上的运作与负责Fe和Y富集的来源非常相似（即，SNIa和AGB星）。对于锰，当比较我们的锰丰度与O丰度相同的恒星，我们发现，在恒星的丰度趋势与运动学典型的厚盘可以解释的金属丰度依赖于产量从SN II。此外，晕中的[Mn/O]对[O/H]趋势是平坦的。我们的结论是，我们的数据的最简单的解释是，锰最有可能是产生在SN II和锰产量等SNAE必须是金属丰度依赖。
2008-09-24 astro-ph
Kinematics, Abundances, and Origin of Brightest Cluster Galaxies
本文给出了NGC 6166、NGC 6173和NGC 6086三个最亮星系团的运动学参数和吸收线强度。我们发现，NGC 6166有一个速度色散轮廓，从核上升超过20角秒，与超过400公里/秒的晕速度色散。这三个星系都表现出正的和恒定的h4厄米矩。因此，NGC 6166中的上升速度色散曲线表明质量与光的比例在增加。这三个星系的自转都很低，NGC 6173和NGC 6086显示出可能的运动学解耦核心。这三个星系都有类似于正常明亮椭圆星系中的Mg 2梯度，这些梯度不足以支持简单的耗散坍缩模型，但它们可能伴随着无耗散合并，这往往会稀释丰度梯度。NGC 6166和NGC 6086中的[Mg/Fe]比高于NGC 6173，如果NGC 6173是典型的正常亮椭圆星系，这表明cDs不可能由正常星系的晚期合并形成。
1999-03-02 astro-ph
Phase Transitions During Inflation and Chemically Inhomogeneous Universe
几种模型的重子（轻子）成因，引起大的不均匀性组成的宇宙。特别是，在大的距离轻元素的原始丰度的2-5倍的变化被预测。本文讨论了重子岛的宇宙学模型。描述了具有极大重子数和反重子数的畴的产生。这样的区域大多坍缩成原始的黑洞，它们可能是（非标准的）宇宙学冷暗物质的主要部分，具有广泛分散的质谱。这些气泡中未坍缩的部分可能会形成物质云或反物质云，其中含有丰富的金属。通过暴胀子场诱导的混合阶相变可以实现产生这种奇异天体的机制。
2001-06-04 astro-ph hep-ph
