The pre-main sequence star HD 34282: A very short period delta Scuti-type pulsator
HD 34282在系统搜寻赫比格Ae/Be星的短期光度变化时被发现有脉动，目的是确定前主序星不稳定带的位置和大小。频率分析采用同步斯特龙格伦光度法，得到nu 1 =79.5和nu 2 =71.3 c/d的两个频率。具有最大振幅的光变曲线是u带的光变曲线。这种行为，这是不常见的三角洲盾牌星，被解释为脉动在一个高径向秩序的恒星附近的蓝色边缘的不稳定带。主周期为18.12分钟，是迄今为止观测到的Scuti-type三角洲彗星的最短周期。一个地震模型，包括不稳定性预测和旋转效应，已被尝试。据发现，无论是主序和主序前模型预测模式的范围为56至82 c/d（648和949微赫兹之间），对应的径向顺序n从6到8的振荡。最高的观察到的频率只变得不稳定的低金属丰度的模型，与光谱测量的结果一致。
2004-06-04 astro-ph
Metallicity dependence of the Blazhko effect
微透镜巡天，如OGLE或OOO，已经在银河隆起和麦哲伦云中发现了数千颗天琴座RR星，允许对这些恒星进行详细的研究，特别是仍然神秘的Blazhko现象。Blazhko（BL）变星在更富金属的银河系隆起中的发生率高于LMC，表明Blazhko效应的发生与金属丰度相关（Moskalik and Poretti 2003）。为了研究这个问题，我们校准光度测定的RRab星（Kovacs和Zsoldos 1995）的金属丰度的I-波段的方法，并将其应用到OGLE银河系膨胀和大麦哲伦星云的数据。在这两个系统中，非Blazhko和Blazhko变量的金属丰度彼此接近。LMC Blazhko精炼机更喜欢稍低的金属丰度。银河系隆起和大麦哲伦星系的不同金属丰度，不能解释观测到的发生率。作为我们金属丰度估算的副产品，我们研究了光度-金属丰度关系，发现光度对[Fe/H]的陡峭依赖性
2005-03-29 astro-ph
Four New Delta Scuti Pulsators from a Variability Survey of 131 Stars
在对131颗B < 14等恒星的光度变化测量中，我们发现了4颗新的盾牌座δ星。我们对低至几毫微克的振幅都很敏感。因此，短周期（P < 0.1 d）脉动变星的探测率为3%，这可能与计划中的大变率调查有关，如GAIA，POI，甚至LSST。所有四颗新的变星都有低的脉动幅度（几十个mmag），其中一颗的周期很短（0.0198 d）。这颗恒星是已知速度最快的盾牌座德尔塔星之一。这颗变星的短周期使它易于观测，因此它可能是一个特别好的天体地震学研究的候选者。所有四颗新的变星都将加入低振幅和相对短周期的盾牌座三角洲恒星的行列，这些恒星可能有助于了解主序上或附近恒星的结构，质量略大于太阳。
2002-03-21 astro-ph
A multisite photometric campaign on the Pre-Main-Sequence delta Scuti pulsator IP Per
我们提出的结果测光多站点活动的$δ$盾牌前主序星IP每。9台望远镜参与了观测，在38个夜晚总共进行了约190小时的观测。目前的数据证实了这颗恒星的多周期性质，并导致至少9个脉动频率的识别。与线性非绝热径向脉动模型的预测比较，使我们能够确定只有五个观察到的九个频率，并限制IP每在HR图中的位置。后者与Miroshnichenko等人（2001）获得的恒星参数的经验测定结果吻合得很好。使用Aarhus非径向脉动代码对观察到的频率进行的初步解释表明，三个频率可能与非径向（$l$ =2）模式相关。最后，我们提出了新的演化和脉动模型在较低的金属丰度（Z=0.008），以考虑的可能性，IP Per是金属缺乏，如Miroshnichenko等人（2001）。
2005-12-12 astro-ph
Massive star evolution at high metallicity
在回顾了金属丰度对旋转和非旋转恒星演化的许多影响之后，我们讨论了高金属丰度对大质量恒星种群和恒星核合成的影响。高金属丰度最显著的影响是增加了恒星风损失的质量。通常在金属丰度$Z=0.001$的情况下，非旋转大质量恒星返回的总质量中只有9%是由风喷出的（91%是由超新星爆炸喷出的），而在太阳金属丰度下，这一比例可能超过40%。高金属丰度有利于沃尔夫-拉叶星和Ib型超新星的形成。然而，它不利于Ic型超新星的发生。我们估计经验产率的碳的基础上观察到的人口WC星在太阳附近，并获得WC星喷出0.2%和0.4%的质量最初锁定到恒星的形式下，新的合成碳。模型给出的值与这些经验产量吻合得很好。化学演化模型表明，这样的碳产量可能有重要的影响，在高金属丰度的碳。
2006-11-08 astro-ph
Evidence for metallicity spreads in three massive M31 globular clusters
我们量化的内在宽度的红巨星分支的三个大规模的球状星团在M31中的金属丰度在这些对象内的传播搜索。本文介绍了HST/ACS对M31、G78、G213和G280中三个大质量星系团的观测结果。光度提取和校准的一个彻底的描述。在推导出色星等图之后，我们量化了每个星系团红巨星分支的固有宽度。这种宽度转化为金属丰度的分散，表明这种类型的系统有复杂的恒星形成历史。对于G78，σ_[Fe/H]}=0.86 \pm 0.37;对于G213，σ_[Fe/H]}= 0.89 \pm 0.20;对于G280，σ_[Fe/H]}= 1.03 \pm 0.26。我们发现，金属丰度分散的集群不标度与平均金属丰度。我们也没有发现集群质量的趋势。我们讨论了一些可能的形成方案，将解释我们的结果。
2008-03-21 astro-ph
Current Uncertainties in the Use of Cepheids as Distance Indicators
本文详细讨论了银河系造父变星光度的定标方法和确定造父变星红度的方法。结合对NGC 4258的研究，这表明所提出的校准在约0.1mag（s.e.）至少对于接近太阳的造父变星来说是这样。金属丰度的影响被认为是，部分通过使用非造父变星模量的LMC。要将不确定性降低到0.1等以下，需要对金属丰度效应进行大量研究。周期-光度和周期-颜色关系中的非线性也需要考虑，因为需要明确区分基波和泛音衰减器。
2003-01-07 astro-ph
The massive star IMF at high metallicity
简要回顾了高金属丰度时上IMF的变化问题。我最近的结果表明，在河外H II地区的“高金属丰度”的定义的修订。我提出了初步的结果，关于限制在富含金属的螺旋星系来自沃尔夫-拉叶星在其H II区域的光谱检测的质量上限。目前的证据支持IMF扩展到至少60-70太阳质量，氧丰度为太阳值的1-1.5倍。
2004-08-28 astro-ph
Cepheids in external galaxies. I. The maser-host galaxy NGC 4258 and the metallicity dependence of P-L and P-W relations
我们对NGC 4258、麦哲伦云和银河系中的造父变星进行了详细的分析，以验证基于大量非线性对流脉动模型的理论方案的可靠性。我们从合成的BVI幅度的reflectors推导出Weseneirs函数，我们表明，预测的周期Weseneirs（PW）关系的金属丰度的影响的符号和程度的变化，根据所采用的通带。这些P-W关系适用于测量的BVI星等的NGC 4258，麦哲伦和银河造父变星在文献中提供。我们发现，麦哲伦和银河造父变星同意预测的P-W关系的金属依赖性。关于NGC 4258造父变星，结果强烈依赖于银盘上采用的金属丰度梯度。最近的星云氧丰度支持一个较浅的梯度，并提供了一个金属丰度的依赖，同意与当前的脉动预测。此外，比较造父变星距离的基础上，VI级的距离估计的基础上修订TRGB方法的外部星系，对银河造父变星的HST三角视差，并在麦哲伦星云食双星似乎有利于金属丰度修正预测的脉动模型。的周期-Weseneirs和周期-亮度关系的金属量依赖的符号和程度的变化，根据所采用的通带。因此，基于不同方法和/或波段的距离不应取平均值。使用河外造父变星来限制金属丰度效应需要新的精确和广泛的星云氧测量。
2008-05-12 astro-ph
Evolution of zero-metallicity massive stars
我们讨论了原始的大质量和超大质量恒星的演化特性，假设它们是由不含金属的气体形成的。恒星模型在大范围的初始质量（8 Msun <= Mi <= 1000 Msun），包括氢和氦燃烧阶段，直到碳燃烧的开始。在大多数情况下，演化是在恒定质量下进行的。为了估计通过恒星风的质量损失的可能影响，最近的质量损失率的分析形式主义适用于非常大质量的模型（Mi >= 120 Msun）。
2002-10-25 astro-ph
Theoretical Models for Classical Cepheids: II. Period-Luminosity, Period-Color and Period-Luminosity-Color Relations
我们提出并讨论有关经典造父变星性质的理论脉动预言。计算已被执行的三种不同的化学成分作为代表的造父变星在麦哲伦云和银河系。由此产生的PL关系是显着依赖于金属丰度，与金属丰度效应的幅度在较长的波长下降。与文献中出现的几个经验建议不同，我们发现在固定的周期内，富金属的闪烁体应该比贫金属的闪烁体更微弱。紧周期亮度颜色关系的视觉和近红外光度带。我们提出了一个初步的使用我们的关系，以评估的麦哲伦云的距离模量。
1998-09-10 astro-ph
Zero-metallicity stars II. Evolution of very massive objects with mass loss
我们提出的零金属丰度非常大的物体，初始质量在120 Msun- 1000 Msun的范围内，覆盖其静态演化中心碳点火的演化模型。为了探索恒星风引起的质量损失的可能性，本文利用最近发展起来的辐射压（Kudritzki 2002）和恒星自转（Maeder & Meynet 2000）驱动的质量损失率公式进行了计算，完成了Marigo等（2001）关于原始恒星恒质量演化的分析。我们的结果表明，辐射压力（假设最小金属丰度Z = 10^{-4} Zsun）不是质量损失的有效驱动力，除了M >= 750 Msun的超大质量恒星。另一方面，一旦接近（Omega-Gamma）极限，恒星自转可能在触发强大的恒星风方面发挥关键作用。然而，这种剧烈质量损失的临界条件可以维持很短的时间，因为由于质量喷射导致的角动量损失很快导致恒星的旋转。作为副产品，目前的工作，风的化学产额从大质量零金属丰度恒星。氦和金属的富集，以及由此产生的Delta（Y）/Delta（Z）比进行了简要讨论。
2002-12-03 astro-ph
Dwarf Cepheids in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
我们已经发现了20矮造父变星（DC）的船底座dSph星系从分析获得的个人CCD图像的系统进行深入的光度研究。这些短周期脉动变星是迄今为止已知的最远（~100 kpc）和最暗（V ~ 23.0）的DCs。船底座DCs遵循一个定义良好的周期光度关系，使我们能够很容易区分泛音和基本的反射在几乎每一种情况下。与天琴座RR型星不同，脉动模式与光变曲线形状无关，泛音脉动子也不倾向于比基本脉动子更短的周期。使用Nemec等人的周期光度（PL）关系。（1994 AJ，108，222）和McNamara（1995，AJ，109，1751），我们得到（m-M）_0 = 20.06 +/- 0.12，对于E（B-V）= 0.025和[Fe/H] =-2.0，与最近的结果很好地一致，独立估计的距离/船底座变红。误差反映了DC距离尺度的不确定性，以及船底座的金属含量和红化。在船底座的主序上部恒星中，DCs的频率约为3%。在船底座的矮造父变星与天琴座RR型星的比率为0.13 +/- 0.10，尽管这个结果对船底座的恒星形成历史和水平支的演化非常敏感。我们讨论了如何区议会可能是有用的，有效地搜索子结构的星系晕的银河系中心的距离~100千秒差距。
1998-07-22 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation II: A Sample of Massive Metal-Poor Galaxies from SDSS
我们提出了一个样本的42个高质量的低金属丰度离群恒星形成星系的质量-金属丰度关系。这些星系的恒星质量范围为log（M_*/M_sun）~9.4 ~ 11.1，在12+log（O/H）中偏离质量-金属丰度关系-0.3 ~-0.85dex。一般来说，它们是极蓝的，有很高的恒星形成率，并且在形态上受到干扰。潮汐相互作用预计会引起大规模的气体流入星系的中心区域，我们发现，这些星系的气相氧丰度是一致的，从大的银河系中心半径稀释中央富含金属的气体的大量的低金属含量的气体。我们的结论与推断气相金属丰度的个别星系的光度的基础上，特别是在长伽马射线暴宿主星系的情况下，仅与影响。
2008-11-09 astro-ph
Line-driven winds, ionizing fluxes and UV-spectra of hot stars at extremely low metallicity. I. Very massive O-stars
用一种新的辐射驱动风处理方法和NLTE中200多万条谱线的综合列表计算了金属丰度在1 E-4到1.0太阳能范围内的超大质量恒星的风模型。通过与观测到的银河系和SMC中O型星的星风特性的比较，对模型进行了检验。计算得到了质量损失率、风速度、风动量和风能量随金属丰度的变化关系，可用于讨论恒星风对早期宇宙中超大质量恒星演化和星系形成早期阶段星际介质的影响。预测恒星质量损失率和风动量随金属丰度呈幂律下降的正常标度律在某一阈值处失效。质量损失率的解析拟合公式作为恒星参数和金属丰度的函数。新的风模型被应用到计算电离通量和可观测光谱的超大质量恒星的金属丰度的函数使用新的流体动力学，非LTE线覆盖通量常数模型大气代码开发的Pauldrach等人。电离光子数的关键电离阶段给出。对于一个固定的有效温度的He II电离出射通量非常强烈地依赖于金属丰度，但也对恒星的光度。C III，Ne II和O II电离光子对金属丰度也有很强的依赖性，而H I和He I电离通量几乎与金属丰度无关。我们还计算了所有的模型的紫外光谱，并讨论了显着的线功能的金属丰度的函数的行为。
2002-05-14 astro-ph
Massive Stars in the Range $\rm 13-25 M_\odot$: Evolution and Nucleosynthesis. II. the Solar Metallicity Models
本文给出了一组大质量恒星模型（即13、15、20和25 $\rm M_\odot$）从主序星相到铁核坍缩开始的演化性质。所有这些模型都具有初始太阳化学成分，即Y=0.285和Z=0.02。一个179同位素网络，从中子一直延伸到$\rm ^{68}Zn$，并完全耦合到进化代码已被采用从碳燃烧向前。我们的结果进行比较，只要有可能，类似的计算文献中。
2000-03-27 astro-ph
Evolutionary and Pulsational Constraints for Super-metal-rich Stars with Z=0.04
我们研究了恒星结构的演化行为，金属丰度Z=0.04，以揭示理论预期的进化和脉动行为的超级金属丰富（SMR）的对象，这是发现在太阳附近，在银河系的凸起和椭圆星系。我们发现，在中央氦耗尽SMR星肯定会经历引力不稳定性，以前发现在一些太阳金属丰度的He燃烧结构（Bono等，1997 b）。在演化情景的基础上，我们研究了氦燃烧SMR星的预期脉动行为，并对脉动子演化参数作了适当的假设。讨论了非线性、非局部和随时间变化的对流模型，研究了前两种模式的模式稳定性，并给出了关于不稳定带内的周期分布以及光和速度曲线形状的理论预测。全振幅，非线性包络线模型表明，有效温度的范围内，SMR RR Lyrics变量呈现稳定的极限环是较小的，其特征在于较低的金属丰度的criterators相比。我们发现Diethelm（1983，1990）提出的周期短于6天的不同类型的II型造父变星的周期和光变曲线都可以通过我们的SMR post-HB模型的有效温度或光度水平的适当变化来再现，支持这些变量具有实质均匀性的证据。
1997-04-23 astro-ph
Evolution of massive stars at very low metallicity including rotation and binary interactions
我们讨论了最近的大质量恒星在非常低的金属丰度的演化模型，包括旋转，磁场和双星的影响。在主序星演化过程中，贫金属星的质量和角动量损失非常小，自转在它们的演化中起着主导作用。在快速旋转的大质量恒星中，旋转诱导的混合时标甚至可以比整个主序星的核时标更短。由此产生的准化学均匀演化与标准的大质量恒星演化大不相同，后者导致形成具有强烈化学分层的红巨星。这种新的演化模式的有趣结果包括形成快速旋转的大质量沃尔夫-拉叶星，发射大量的电离光子，形成长伽马射线暴和超新星，以及产生大量的原生氮。我们表明，二进制的相互作用可以进一步增强旋转的影响，作为质量吸积在一个紧密的二次旋转。
2008-01-28 astro-ph
The s process in massive stars at low metallicity. Effect of primary N14 from fast rotating stars
本文的目的是分析一个初级中子源对晕金属丰度下大质量恒星s过程核合成的影响。最近的恒星模型，包括旋转在非常低的金属丰度预测一个强大的生产的主要N14。在氢燃烧的外壳中产生的部分氮通过旋转混合扩散到He核心，在那里它被转化为Ne 22，为s过程提供额外的中子。本文计算了一颗25 Msun的恒星在[Fe/H] =-3，-4时的核合成，在对流核中燃烧He的质量中约有0.8%是由初生Ne 22组成的。通常的弱s-过程的形状被改变的额外的中子源与Sr和Ba之间的峰值，其中的s-过程的产量增加的数量级相对于没有旋转获得的产量。铁种被充分消耗，达到Sr、Y和Zr的最大产量。另一方面，S-过程的效率超过Sr和Sr/Ba的比率强烈影响的量的Ne 22和核的不确定性，首先由Ne 22（α，n）Mg 25反应。最后，假设Ne 22是主要的在考虑的金属丰度范围内，s-过程效率降低与金属丰度由于主要中子毒物Mg 25和Ne 22的影响。这项工作是第一步的主要中子源效应的研究在快速旋转的大质量恒星，其影响进行了讨论，在晕金属丰度的重元素的光谱观测。
2008-10-01 astro-ph
Very low metallicity massive star models: Pre-SN evolution and primary nitrogen production
计算了两个系列的模型。第一个系列包括20个太阳质量模型，具有不同的初始金属丰度（Z=0.02至Z=10^{-8}）和旋转（V_{ini} =0-600 km/s）。第二个模型的初始金属丰度为Z=10^{-8}，质量在9到85个太阳质量之间，初始自转速度很快（V_{ini} =600-800 km/s）。最有趣的模型是Z=10^{-8}（[Fe/H]~-6.6）的模型。在氦燃烧的过程中，碳和氧混合到氢燃烧的外壳中。这提高了壳层的重要性，并导致CO核心质量的减少。在演化后期，氢壳层加深并产生大量的原生氮。对于质量最大的模型（M>~60太阳质量），在红超巨星阶段会发生显著的质量损失。这种质量损失是由于通过旋转和对流混合在CNO元素的表面富集。85太阳质量模型最终成为WO型沃尔夫-拉叶星。因此，该模型预测的SNe类型Ic和可能的长和软的伽玛暴在非常低的金属丰度。旋转20太阳质量模型可以最好地再现所观察到的CNO丰度在极端贫金属（EMP）恒星的表面和金属量的趋势时，他们的角动量内容是相同的太阳金属量（因此有一个增加的表面速度与金属量减少）。大质量恒星模型的恒星风也可以重现迄今为止已知的最贫金属的富碳恒星HE 1327 -2326的CNO丰度。
2006-08-08 astro-ph
How Massive Single Stars End their Life
大质量恒星如何死亡--每颗恒星产生什么样的爆炸和残余物--主要取决于它们死亡时氦核和氢壳的质量。对于单颗恒星来说，恒星风是质量损失的唯一途径，而恒星风主要是恒星金属丰度的函数。我们讨论了金属丰度，以及它对质量损失的影响的简化处方，如何影响大质量恒星的演化和最终命运。我们的地图，作为质量和金属丰度的函数，黑洞和中子星可能形成的地方，以及不同类型的超新星产生的地方。在一个初始质量函数的积分，我们得到的相对人口的金属丰度的函数。假如单个恒星在死亡时旋转得足够快，我们就可以推测可能产生伽马射线暴和喷流驱动的超新星的恒星星族。
2002-12-20 astro-ph
Evolution of rotating stars at very low metallicity
在很低的金属丰度下，差异自转效应对恒星演化的影响比在高金属丰度下更大。旋转混合导致大质量恒星产生大量的氦和原生$^{14}$ N。旋转导致重要的质量损失，并允许恒星局部强烈富集CNO元素的星际介质。由快速旋转的大质量恒星风富集的星际云形成的恒星将呈现出类似于富碳极贫金属恒星的表面丰度。富碳星也可以通过双星系统中的质量吸积而形成，其中主星是处于AGB早期阶段的快速旋转的中等质量恒星。快速自转也可能导致即使在很低的金属丰度下也能形成双星，并使质量最大的恒星避免双星对不稳定性。
2005-11-15 astro-ph
Mass loss and very low-metallicity stars
质量损失在太阳金属丰度下的大质量恒星演化中起着主导作用。在讨论了不同的质量损失机制和它们的金属丰度依赖性之后，我们提出了在很低的金属丰度下强烈质量损失的可能性。我们在Z= 1 e-8的模型显示，质量超过60个太阳质量的恒星在红超巨星阶段可能会失去其初始质量的很大一部分。这种质量损失是由于通过旋转和对流混合在CNO元素的表面富集。我们的85太阳质量模型结束了它的生命作为一个快速旋转WO型沃尔夫-拉叶星。因此，该模型预测的Ic型SNe和长，软伽玛暴在很低的金属丰度的存在。在红超巨星阶段或Omega-Gamma极限的这种强烈的质量损失可能会阻止最大质量的恒星以成对产生的超新星的形式结束。从核合成的观点来看，计算出的极低金属丰度模型也非常有趣。事实上，大质量恒星模型的恒星风可以重现迄今为止已知的最贫金属的富碳恒星HE 1327 -2326的CNO丰度。最后，利用化学演化模型，我们能够再现在正常的极端贫金属星中观察到的CNO元素的演化。
2007-09-12 astro-ph
Nucleosynthesis and Remnants in Massive Stars of Solar Metallicity
Hans Bethe在许多方面为我们理解大质量恒星中发生的超新星做出了贡献，但是，直到今天，仍然缺乏爆炸如何被激发的第一原理模型。然而，核合成的定量理论是可能的。我们提出了一个调查的核合成发生在32颗恒星的太阳金属量在12至120太阳质量的质量范围。最新的太阳丰度，不透明度，质量损失率，和当前的估计核反应率。根据核合成、测量的中子星质量和光变曲线，讨论了超新星的质量切割和爆炸能量的限制。核合成的结果，当集成在萨尔彼得初始质量函数（IMF），同意很好地与什么是在太阳中看到的。我们讨论了一些详细的生产的长寿命的放射性，26铝和60铁，以及为什么最近的模型为基础的估计比60铁/26铝是过大相比，卫星观测。这种差异的一个主要来源是这些不稳定同位素产生和毁灭的不确定的核截面。
2007-02-06 astro-ph
Effects of Metallicity on the Rotation Rates of Massive Stars
最近对低金属丰度大质量恒星的理论预测认为，这些恒星在主序星上的赤道风（质量损失）应该大幅减少，因此应该保留大部分的角动量。Be/（B+Be）比率和蓝红超巨星比率的观测结果似乎都与金属丰度有关，这可能是由高旋转速度引起的。我们分析了39个档案哈勃空间望远镜成像光谱仪（STIS）的高分辨率，麦哲伦云O型星的紫外光谱，以确定它们的投影旋转速度Vsin i。我们的方法是基于以前的研究银河系O型星的投影旋转速度使用国际紫外线探测器（IUE）短波长总理（SWP）相机高色散光谱，这导致了一个目录的V sin i值为177 O星。本文给出了21颗大麦云云O型星和22颗小麦哲伦云O型星的STIS和IUE紫外光谱的V sin i互补值。比较了麦哲伦云O型星和银河系O型星的V sin i值分布。尽管有理论预测和间接观测证据表明，麦哲伦星云中的O型恒星似乎并不比银河系中的O型恒星旋转得更快。
2004-09-30 astro-ph
Fourier decomposition and frequency analysis of the pulsating stars with P < 1day in the OGLE database. II. Multiperiodic RR Lyrae variables in the Galactic Bulge
我们提出的OGLE-1样本的银河系隆起RR天琴座恒星之间的多周期的多周期性的搜索结果。我们确定了一个“典型的”双模变量（RRd星）脉动在两个径向模式。在38颗恒星中，我们检测到次级周期非常接近初级脉动频率。这种类型的多周期变量构成的RRab的~23%和~5%的RRc人口的膨胀。当观测到的周期比为0.95-1.02时，次级周期必须对应于非径向振荡模式。它们与主（径向）脉动的跳动导致长期的振幅和相位调制，称为Blazhko效应。Blazhko RRab变星出现在银河隆起的频率要比大麦哲伦星系高。在RRd星的情况下，可以看到相反的趋势。发病率的差异很可能是由于两个人群的金属丰度不同造成的。我们讨论了OGLE-1 Blazhko星的脉动特性，并将它们与理论模型的预测进行了比较。我们认为，Shibahashi（2000）的斜磁偶极子模型不能解释观测结果，应该被排除。
2002-11-13 astro-ph
Evolutionary models of zero metallicity stars
我们提出了新的零金属丰度恒星的演化模型，涵盖了大范围的初始质量（从0.8到100 M太阳）。模型计算与过冲从恒星核心和对流信封，并假设从最大质量的恒星的质量损失。我们讨论了这些恒星的主要演化特征，并提供了新合成的元素疏浚到恒星表面的量的估计，并可能失去了恒星风从最大质量的恒星。这些模型的全部细节将在Marigo等人（2000年，准备中）中给出。
1999-11-05 astro-ph
Rotating massive stars: Pre-SN models and stellar yields at solar metallicity
我们提出了一套新的恒星产量获得旋转恒星模型在太阳金属覆盖大质量恒星范围（9-120太阳质量）。恒星模型是用Hirschi等人2004 a中描述的最新版本的日内瓦恒星演化程序计算的。分别计算了恒星风和超新星爆炸对恒星产额的贡献。然后将这两个贡献相加以计算总的恒星产额（Hirschi et al 2004 b）。旋转对超新星爆发前模型的影响在15到30个太阳质量之间是显著的。在20倍太阳质量以上，自转可能会改变超新星祖先的半径或颜色（蓝色而不是红色超巨星）和超新星类型（IIb或Ib而不是II）。旋转使氦和CO的核心尺寸增加了约1.5倍。因此，旋转使总金属产率，特别是碳和氧的产率增加1.5-2.5倍。对于沃尔夫-拉叶星（M>30太阳质量），自转增加了氦和其他氢燃烧产物的产率，但不会显着影响重元素的产率。
2004-11-24 astro-ph
On the Collapsar Model of Long Gamma-Ray Bursts: Constraints from Cosmic Metallicity Evolution
我们探讨了新的观测和理论证据的后果，长伽马射线暴更喜欢低金属丰度的环境。使用最近推导出的质量金属丰度相关性和质量函数的SDSS研究，并采用平均宇宙金属丰度演化\citet{kewley2005}和\citet{savaglio2005}，我们推导出表达式的相对数量的大质量恒星形成低于一个给定的太阳金属丰度，$ε$，作为函数的红移。我们证明了大约十分之一的恒星是由$ε< 0.1$形成的。因此，大多数伽玛暴是由$ε< 0.1$形成的，这与1/1000的经验全球SN/GRB比率并不矛盾。这意味着：（1）伽玛暴的峰值在一个显着更高的红移比超新星;（2）大质量恒星的演化在低金属丰度可能是定性的不同;（3）较大的低金属丰度伽玛暴的偏差，不太可能的双演化通道可以显着的伽玛暴生产者。
2005-12-11 astro-ph
The Formation and Evolution of Massive Star Clusters: Historical Overview
评述了星系演化历史与星系团系统特征之间的关系。尚未回答的问题包括：如何理解观察到的一些球状星团系统有磁盘运动学，而其他人没有？为什么有些星系团的金属丰度分布是单峰的，而有些星系团的金属丰度分布是双峰的？是什么原因导致星系与星系之间单个星系团的平均椭圆率不同？
2003-08-11 astro-ph
Evolution of rapidly rotating metal-poor massive stars towards gamma-ray bursts
最新的旋转大质量恒星模型（包括磁场）证明，单个恒星的核心很难保持足够的角动量来产生一个双星和伽马射线暴。在低金属丰度时，即使是非常大质量的恒星，由于恒星风的微弱，也可能保留大量的氢包层，这对双星系统模型构成了额外的障碍。在这里，我们考虑的大质量，磁性恒星的快速旋转诱导几乎化学均匀的演变。我们发现，在这种情况下，如果金属丰度足够小，则很容易满足氦星模型的要求：1）快速旋转的氦星形成时不需要去除氢包层，避免了质量损失引起的自旋下降。2)从氦核到氢包层的角动量输运是由磁矩引起的。我们证明了这一点，通过计算各种金属丰度的大质量恒星的演化模型，并根据目前提出的质量损失率推导出这种情况下的金属丰度上限。我们的模型还表明，存在一个较低的CO核心质量限制约10 Msun -这涉及到我们的情况下，只有约20 Msun的初始质量-GRB生产。我们认为，考虑伽玛射线暴祖通道的相对重要性相比，任何通道相关的双星，可能会增加减少金属丰度，这个通道可能是伽玛射线暴从第一恒星的主要路径。
2005-08-10 astro-ph
Evolution of Gamma-Ray Burst Progenitors at Low Metallicity
尽管越来越多的证据表明长伽马射线暴（GRB）与沃尔夫-拉叶星的死亡有关，但大质量恒星到GRB的演化路径以及GRB祖先的确切性质仍然知之甚少。然而，最近的大质量恒星演化模型表明，对于足够低的金属丰度，最初非常快速旋转的恒星可以满足形成恒星的条件。即使在这些模型中包括的磁矩，一个强大的核心自旋是避免通过准化学均匀的演化引起的旋转混合。在这里，我们探讨的初始质量和自旋范围的Z=Zsun/20的单星预计产生伽玛暴。我们进一步发现了GRB祖细胞的化学结构中的二分法，其中较低的初始质量以仍然含有一定量的氢的大量氦包层结束其生命，而较高的初始质量以C/O为主的无氢气氛爆炸。
2005-11-08 astro-ph
