On multicomponent effects in stellar winds of stars at extremely low metallicity
我们计算了适合于大质量第一代恒星的极低金属丰度恒星的多组分线驱动风模型。对于大多数的模式，我们发现，多分量风的性质是不重要的风动力学或风温层结。然而，对于最低金属丰度的恒星，我们发现多组分效应影响风结构。这些影响的范围从纯粹的加热到非吸收风分量的可能回落。我们提出了一个计算金属丰度的简单公式，其中多组分效应变得重要。我们表明，低金属丰度恒星的风的多组分性质的重要性，其特征不仅是由驱动离子的低密度，而且由较低的质量损失率。
2003-03-03 astro-ph
Mixing in Zero and Solar Metallicity Supernovae
利用超新星爆发前恒星的真实初始模型，并假设1.2* 10^51尔格的标准球对称爆炸，已经对非旋转大质量恒星的混合和回落进行了二维模拟。模拟了15和25太阳质量的恒星，它们具有原始和太阳的组成。零金属丰度超新星的祖先是紧凑的蓝色恒星，与具有太阳金属丰度的红超巨星相比，它们中瑞利-泰勒诱导的混合量大大减少。紧凑的零金属恒星也比太阳金属量对应物经历了更多的回落。结果，两个种群的喷射核合成非常不同。对于假设的简单爆炸模型，低金属丰度恒星喷射出的铁和中等质量元素太少，甚至无法解释迄今为止发现的大多数贫铁恒星的丰度模式，这表明缺少一些重要的成分。旋转可能会改变这些结论，因为在第三星族恒星中产生了更大比例的红超巨星。在所有模型中，无论是红超巨星还是蓝超巨星，重元素的速度都比SN 1987 A中观测到的要小，这表明爆炸机制的不对称性和回落在混合中起着重要作用。
2008-10-28 astro-ph
Spectroscopic and photometric studies of low-metallicity star-forming dwarf galaxies. III. SBS 1415+437
我们提出了一个详细的光学光谱和B，V，I，H α光度研究的金属缺乏彗星蓝致密矮（BCD）星系SBS 1415+437。我们在两个最亮的H II区得出氧丰度12+log（O/H）=7.61+/-0.01和7.62+/-0.03（Z =Zsun/20），是BCD中最低的。这些区域中的氦质量分数为Y=0.246+/-0.003和0.243+/-0.010。利用基于氢发射线和吸收线的等效宽度、光谱能量分布和星系颜色的四种方法，对星系低表面亮度（LSB）部分的恒星星族年龄进行了限制，并假设了恒星形成（SF）的两种极限情况，瞬时爆发的情况和具有恒定或变星形成率（SFR）的连续SF的情况。LSB分量不同区域的光谱和光度数据被年龄t<2.5亿年的年轻恒星星族很好地再现，假设在A（V）= 0-0.6等范围内有小的消光。假设没有消光，我们发现老恒星星族的质量上限，形成于2.5 Gyr和10 Gyr之间，不大于2.5亿年前形成的恒星星族的~（1/20 - 1）。根据所考虑的区域，这也意味着最近SF期间的SFR必须比年龄> 2.5 Gyr时的SFR大20至1000倍。我们比较了SBS 1415+437与26个低金属丰度矮不规则星系和BCD星系的光度和光谱性质。我们发现，有一个明显的趋势，恒星LSB组成的低金属量星系是蓝色的。这种趋势不能仅仅用金属丰度效应来解释。恒星星族的年龄也一定有变化。
2003-06-09 astro-ph
Chemistry and cooling in metal-free and metal-poor gas
我总结了四个最重要的领域的不确定性研究的化学和冷却的气体与零或非常低的金属。这些是：i）HD冷却在原始气体中的重要性和影响; ii）金属线和尘埃冷却在低金属含量气体中的重要性; iii）在H2形成中涉及的几个关键反应的速率系数中存在的大的不确定性的影响;以及iv）在高红移时晶粒表面化学的有效性。
2007-09-04 astro-ph
Quantifying orbital migration from exoplanet statistics and host metallicities
我们研究如何统计分布的太阳系外行星可能与知识相结合的宿主恒星的金属丰度产生的气体巨行星的迁移历史的约束。在任何半径下，几乎无法在金属丰度最低的恒星周围形成的行星都会在气体盘消散时吸积它们的包层，因此金属丰度与半长轴图中行星的较低包层定义了一个非迁移行星的样本，这些行星在间隙打开后遭受的迁移低于平均水平。在假设金属丰度在很大程度上控制了星子的初始表面密度的情况下，我们使用简化的核心吸积模型来计算行星形成所需的最小金属丰度如何随半长轴而变化。不包括核心迁移之前的差距开放（I型迁移）的模型预测，临界金属丰度是很大程度上平坦的雪线和半长轴约6 AU之间，与弱依赖于初始表面密度轮廓的星子。当包括缓慢的I型迁移时，发现临界金属丰度从1-10 AU稳步增加。因此，大型行星样本，包括轨道半径略大于目前调查的行星，有可能量化I型和II型制度的迁移程度。
2005-05-30 astro-ph
Intense Mass Loss from C-rich AGB Stars at low Metallicity?
我们认为，脉动的能量注入可能是更重要的AGB星的质量损失率比金属丰度，和金属丰度的质量损失趋势并不像有时假设的那样简单。使用我们详细的辐射流体动力学模型，包括灰尘的形成，我们说明了脉动能量对风特性的影响。我们发现，质量损失率与脉动输入的动能成比例，只要尘埃饱和风不发生，所有其他恒星参数保持不变。这包括可凝聚碳的绝对丰度（不结合在CO中），这比在比较不同金属量的恒星时保持C/O比恒定更相关。当金属丰度降低时，恒星大气中的压力和温度梯度分别变得更陡和更平坦，而大气变得不透明的半径通常与更高的气体压力有关。这种影响可以通过调整可变内边界（活塞）的速度幅度来补偿，该速度幅度用于模拟脉动的影响，以获得具有可比动能输入的模型。因此，比较具有相似能量注入的模型比比较具有相似速度幅度的模型更相关。由于没有证据表明低金属丰度AGB星的脉动较弱，因此我们得出结论，低金属丰度C星不太可能比具有类似恒星参数的金属丰度更高的恒星具有更低的质量损失率，只要它们具有相当数量的可凝聚碳。
2008-04-23 astro-ph
Dynamical evidence of the age--metallicity relation in the Milky Way disk
我们研究了几种元素的平均恒星丰度与太阳附近恒星轨道演化之间的关系，使用了325颗晚型矮星的体积完整样本观测数据和轨道扩散模拟。模拟恒星的金属丰度、年龄、初始位置和速度是从银河系中这些量的经验分布中取样的。我们发现Fe、Na、Si、Ca、Ni和Ba的平均恒星丰度与当前通过太阳邻域的恒星的平均轨道半径之间存在关系。平均轨道半径和太阳银心距离之间的差异越大，平均而言，恒星在这些化学物质中的不足就越多。那些需要更长时间从出生地到达现在太阳附近的恒星，比那些在这里出生的恒星更有可能是贫金属的。这一结果是一个直接的、独立的迹象，表明存在一个严格定义的银河系年龄-金属丰度关系。
2006-05-04 astro-ph
Kinematics, ages and metallicities for F and G type stars in the solar neighbourhood
根据Nidever等人的视向速度数据，选取了437颗邻近的F和G关闭星和亚巨星，给出了一个新的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系，光度金属丰度由uvby-Hβ光度法计算，用Clem等的方法将Bergbusch & VandenBerg等时线转换为$uvby$测光，得到了恒星年龄。X射线衍射结果表明，X射线衍射的结果与X射线衍射的结果一致Schuster等人的（恒星-种群）标准，结合了运动学和金属丰度信息，提供了22颗厚盘恒星。这些厚盘星的σ_{ \rm W} = 32 \pm 5 km s^{-1}，< V_{\rm rot} >= 154 \pm 6 km s^{-1}，<[M/H]> = -0.55 \pm 0.03 dex，这与以往对厚盘的研究结果一致。其中一些厚盘星的α元素丰度显示出典型的厚盘α元素特征，支持基于$X$标准的分类程序。无论是在金属丰度的分散在一个给定的年龄和年龄金属丰度关系中的老，富金属的恒星的存在，使它难以决定是否存在年龄金属丰度关系的老薄盘星。对于年龄大于3 Gyr的样品，我们的结果与最近的研究一致，即年龄与金属丰度之间几乎没有相关性，Δ（[M/Fe]）/Δ（年龄）= -0.01 \pm 0.005 dex Gyr^{-1}。22颗厚盘恒星的年龄范围为7-8 Gyr，但年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-14 astro-ph
The connection between metallicity and metal-line kinematics in (sub-)damped Lyman-alpha systems
在红移范围0.2<z_abs<2.6内，从文献中提取的49个DLAs和强亚DLAs中发现了金属丰度[M/H]和剩余框架MgII等效宽度EW之间的相关性。当考虑到[M/H]随红移的温和演化时，相关性在4.2 σ处是显著的，并且提高到4.7 σ。即使当仅包括具有Zn金属丰度和EW>0.7A的26个DLA（即排除子DLA）时，相关性仍保持在>3 σ显著性。由于MgII 2796跃迁主要在DLA中饱和（其EW总是大于0.3A），EW对金属速度分量在吸收剖面上的运动学分布比[M/H]更敏感。因此，所观察到的[M/H]-EW相关性指向吸收剂金属量与产生和分散速度分量的机制之间的强联系。我们还注意到，大约有一半的13个已知的分子氢吸收剂具有非常高的EW和非常广泛的速度结构，显示出通常与流出相关的特性。高EW体系的后续紫外和蓝敏高分辨率光谱，最初是在低分辨率光谱中识别的，因此可能会产生大量新的H_2发现。
2007-01-02 astro-ph
The empirical metallicity dependence of the mass-loss rate of O- and early B-type stars
[摘要]我们提出了一个全面的研究的金属丰度依赖的质量损失率在静止恒星风的热大质量恒星。假设质量损失对金属丰度Mdot \propto Z^{m}的幂律依赖性，并采用终极速度和金属丰度之间的理论关系v_inf \propto Z^{0.13}（Leitherer等人），通过对亮度大于10^{5.2} Lsun的恒星的风动量光度关系（WLR）的分析，我们发现非聚集外流的m = 0.83 +/- 0.16。在误差范围内，这一结果与预测的m = 0.69 +/- 0.10从温克等人。对于高光度的恒星，我们发现的质量损失率要大于预测，这意味着风聚集因子在其线形成区域的~4。对于光度较低的恒星，风是如此微弱，以至于它们的强度不能可靠地从光学线中得出，必须依赖于紫外线的分析。在低光度区域，发现银河系WLR比理论预期的要陡得多，导致在光度L ~ 10^{4.75} Lsun时，紫外质量损失率与预测值相差100倍，其原因尚不清楚。我们强调，即使目前的热发光恒星的质量损失率被高估的风聚集的结果，聚集的程度可能是独立的金属丰度，因此在这项研究中得出的标度预计将保持正确。
2007-08-15 astro-ph
The redshift distribution of gamma-ray bursts revisited
在这封信中，我们计算了伽马射线暴的红移分布，假设它们跟踪（i）全球平均恒星形成率或（ii）宇宙中的平均金属丰度。在红移5及以下，恒星形成率和金属丰度都是由观测确定的，但在更高的红移下，几乎没有限制。我们外推恒星形成率和金属丰度更高的红移和探索模型，广泛符合WMAP结果的光学深度的界限。此外，我们还包括光度函数的参数描述，和伽玛暴的典型光谱。这些基本成分包括在建模中，我们发现，相当大的一部分75%的伽玛暴预计起源于红移低于4，与一些以前的估计。相反地，如果我们假设如预期的那样，伽马射线暴有利于低金属量的环境，因此，与伽玛暴率的平均金属量作为红移的函数的一个简单的模型，我们发现，一个较高的比例的爆发，约40%起源于红移大于4。我们的结论与SWIFT伽玛暴探测的影响。
2005-09-15 astro-ph
Effects of metallicity, star formation conditions and evolution in B and Be stars. I: Large Magellanic Cloud, field of NGC 2004
利用VLT-GIRAFFE装置在MEDUSA模式下对年轻星团LMC-NGC 2004及其周围区域的热星进行了光谱观测。我们确定的基本参数（Teff，logg，vsini，径向速度），所有的B和Be星的样品中由于在我们组开发的代码。研究中考虑了快速自转（恒星扁率和引力暗化）的影响。我们还确定观察到的集群的年龄。我们将大麦云（LMC）中的场星、星团B星和Be星获得的平均vsini与银河系（MW）中的平均vsini进行比较。我们发现，特别是，被恒星旋转速度比在MW的LMC，在外地以及在集群。通过对LMC和MW的比较，讨论了vsini、金属丰度、恒星形成条件和恒星演化之间的关系。我们的结论是，Be星开始他们的主序星的生活与初始旋转速度大于B星之一。很可能只有一部分B星，在有足够的初自转速度时，才能成为Be星。这一结果可以解释相似年龄星团中Be星比例的差异。
2006-01-11 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
Population III Wolf-Rayet Stars in the CAK Regime
太阳金属丰度附近的沃尔夫-拉叶（WR）星被认为是由金属离子紫外谱线上的辐射压力驱动的。随着金属丰度的降低，线的不透明度也会降低，因此质量损失率也会降低。然而，由于WR大气的组成是由核心的燃烧产物决定的，因此WR星的线不透明度-因此质量损失率-有一个下限，即使在初始金属量为零的恒星中也是如此。本报告是试图使用CAK近似的修改版本来计算星族III型WO星的质量损失率的结果。我发现，n_e大于或等于10^{13} cm^{-3}，Gamma在0.5到0.7之间，给出了最合理的结果，得到的质量损失率在2 × 10 ^{-9} M_sun yr^{-1}到3 × 10 ^{-8} M_sun yr^{-1}之间。
2007-09-04 astro-ph
Photometry and membership for low mass stars in the young open cluster NGC 2516
我们提出了一个0.86平方度的CCD测光调查的疏散星团NGC 2516，它的年龄约为1.5亿年，可能有一个低得多的金属比类似年龄的昴星团的结果。我们选择了1254个低质量（0.2和2.0 M_{sun}之间）集群候选者的初步目录，其中约70- 80%预计是真正的。质量函数依赖于金属丰度，但符合Salpeter定律（dN/dlog M ~ M^{-alpha}，对于太阳和半太阳金属丰度，alpha=+1.47+/-0.11或alpha=+1.67+/-0.11），介于0.7和3.0 M_{sun}之间。在较低的质量下（介于0.3和0.7 M_{sun}之间），质量函数急剧下降，α =-0.75+/-0.20（太阳金属丰度）或α =-0.49+/-0.13（半太阳金属丰度），这似乎与在昂星团和场群中看到的更平坦的质量函数不一致。我们通过证明NGC 2516中的质量分离来解释这一点-超过一半的星团低质量恒星预计将位于调查之外。在我们的调查中，质量大于0.3 M_{sun}的NGC 2516恒星的质量是950-1200 M_{sun}，这取决于金属丰度和对未解决的双星应用的校正。修正质量分离后，这个值增加到1240-1560 M_{sun}，大约是昴星团总质量的两倍。
2001-07-05 astro-ph
Photometric Abundances for G-Dwarfs: A Cautionary Tale
对星团和场星紫外线数据的分析表明，在广泛使用的G矮星光度金属丰度校准中存在着以前未发现的差异。这种差异是系统性的，并且强烈依赖于颜色，使[Fe/H] ~ -0.2以上的恒星的[Fe/H]估计值减少了+0.1到+0.4 dex之间，并在中G和更晚光谱类型的矮星中造成了富金属恒星的短缺。这个问题的根源，对于b-y大于0.47的恒星来说，似乎是随着温度的下降，c1指数的金属丰度依赖性增强。通常作为地表重力指标的c1与金属丰度之间的联系产生了两个次级效应。冷矮星光度丰度的不足部分地被主序的某种程度的演化所补偿，并且发现金属丰度明显高于毕宿星团的冷矮星具有将它们归类为巨星的c1指数。讨论了该问题对恒星星族研究的潜在影响。
2002-03-05 astro-ph
Bulge Globular Clusters in Spiral Galaxies
现在有强有力的证据表明，我们银河系中心附近的富含金属的球状星团（GC）与银河系凸起有关，而不是以前认为的圆盘。在这里，我们扩展了核球GC的概念，附近的旋涡星系的GC系统。特别是，GC系统的运动学和金属丰度属性有利于凸起，而不是磁盘的起源。在邻近的旋涡星系中，用球隆光度归一化的富金属GC的数目大致为常数（即球隆S_N ~ 1），这一数值与只考虑红（富金属）GC时的椭圆星系相似。我们认为，在螺旋星系和椭圆星系中的GC金属丰度分布是非常相似的，它们服从相同的平均GC金属丰度与宿主星系质量的相关性。我们进一步认为，富含金属的GC的螺旋是直接类似的红色GC中看到的椭圆。球核/球状体恒星系统的形成伴随着富金属GC的形成。螺旋星系和椭圆星系中GC系统之间的相似性似乎大于差异。
2001-06-26 astro-ph
On the Origin of Globular Cluster Systems in Elliptical and cD Galaxies
在河外球状星团（GC）的研究中，最近最值得注意的发现可能是在大质量早型星系中观察到的多峰GC金属丰度分布。我们探索这些不同的GC人口的起源，星系形成和演化的影响，并确定GC系统的几个新的属性。首先，当我们分开的富金属和贫金属的子群，在双峰GC金属丰度分布的星系，我们发现，平均金属丰度的富金属GC与母星系光度相关，但平均金属丰度的贫金属的不。这表明富含金属的GC与星系紧密耦合，并与星系场星共享共同的化学富集历史。贫金属人口的平均金属丰度在很大程度上是独立的星系光度。第二，GC系统径向面密度的斜率在早型星系中变化很大。然而，具有相对密集的GC系统的星系的光度（称为高比频，S_N）只有浅的，扩展的径向分布。高SN星系的一个特点是GC相对于其下伏星光优先位于星系外区。第三，我们发现富贫金属GC的比值与S_N相关。换句话说，高S_N星系比低S_N星系具有更多的贫金属GC。第四，我们发现在高S_N星系中金属丰度梯度更陡。这是由于在大的银河系中心半径的金属贫GC的数量较多。我们批判性地回顾了目前关于巨椭圆星系（gE）和cD星系中GC起源的观点，并得出结论，Ashman和Zepf（1992）的气体合并模型是
1997-02-17 astro-ph
Do observed metallicity gradients of early-type galaxies support a hybrid formation scenario?
我们测量了15个E-E/S 0和14个S 0星系的Mg 2指数径向梯度。我们的均匀数据集涵盖了大范围的恒星内部速度色散（2.0<logsigma<2.5）和Mg 2梯度（dMg 2/dlogr/re* 高达-0.14 mag/dex）。我们发现的第一次，一个明显的较低的边界之间的关系Mg 2梯度和sigma沿整个范围的sigma，这可能是由主要由单片崩溃形成的星系人口。在高西格玛，星系显示平坦的梯度可能代表对象遭受重要的合并插曲或后来的气体吸积。这些过程有助于金属丰度梯度的平坦化，其日益增加的重要性可以确定物体在“经典”整体过程所预期的边界之上的分布。这一结果是在显着的对比与以前的作品，发现dMg 2/dlogr/re* 和西格玛之间的相关性局限于低质量的星系，这表明只有低于一些限制西格玛的星系形成的崩溃，而大质量的合并。我们的观测证据表明，一个混合的情况也可能出现在大质量星系。最后，我们估计d[Z/H]从Mg 2和H β测量和单恒星星族模型。结论保持不变，表明结果不能归因于年龄对Mg 2的影响。
2005-09-06 astro-ph
On the metallicity dependence of Wolf-Rayet winds
我们已经进行了一个试点研究的质量损失预测晚型沃尔夫-拉叶星（WR）作为金属丰度的函数，在10^{-5} <（Z/Zsun）< 10。我们发现，富氮的沃尔夫-拉叶星的风主要由铁线，与质量损失的依赖Z类似的大质量OB星。对于更多的进化，富碳，WR星的风强度也被发现是依赖于铁丰度，使它们依赖于宿主星系的化学环境，但与质量损失金属丰度的依赖，是不太陡峭的OB星。我们发现WR的质量损失是Z依赖的是一个新的，具有重要的后果黑洞的形成和X射线人口研究在外部星系。我们的研究进一步发现，富C WR星的Z依赖性在金属丰度低于Z/Zsun < 1/10时变得较弱，一旦金属丰度低于（Z/Zsun）= 10^{-3}，质量损失不再下降。这是由于碳等中等质量元素的辐射驱动作用越来越重要。结合快速旋转和/或接近爱丁顿极限-可能与大质量的第三族恒星有关-这种效应可能表明质量损失在这些物体的外观和演化中的作用，以及恒星风在丰富早期宇宙的星系际介质中的潜在作用。
2005-07-14 astro-ph
Three-Dimensional Spectral Classification of Low-Metallicity Stars Using Artificial Neural Networks
我们探讨应用人工神经网络（ANN）的大气参数（Teff，logg，和[Fe/H]）的估计银河系的F-和G-型恒星。人工神经网络与中等分辨率（~ 1-2 A）的非通量校准光谱观测。从279颗恒星的样本与以前的高分辨率测定金属丰度，和一组温度和表面重力的（外部）估计，我们的人工神经网络能够在4250 <= Teff <= 6500 K的范围内以~ 135-150 K的精度预测Teff，logg，在1.0 ≤ logg ≤ 5.0 dex范围内的准确度为~ 0.25-0.30 dex，[Fe/H]，在-4.0 ≤ [Fe/H] ≤ +0.3范围内的准确度为~ 0.15-0.20 dex。这样的准确度与高分辨率光谱的精细分析所获得的结果具有竞争力。值得注意的是，人工神经网络能够在不考虑这些恒星的光度信息的情况下获得这些结果。我们还探讨了信噪比（S/N）对人工神经网络行为的影响，并得出结论，当用在相称S/N光谱上训练的人工神经网络进行分析时，可以提取具有S/N低至13的恒星光谱的类似精度的物理参数估计。两者合计，这些结果表明，人工神经网络的方法应该是在目前和未来的大规模光谱调查中使用的首要重要性。
2001-07-20 astro-ph
A High-Eccentricity Low-Mass Companion to HD 89744
HD 89744是一颗F7 V型恒星，质量1.4 M，有效温度6166 K，年龄2.0 Gy，金属丰度[Fe/H]= 0.18。自1996年以来，惠普尔天文台的AFOE摄谱仪一直在监测这颗恒星的径向速度，并发现了低质量伴星的证据。在1999年秋季伴星通过近星点期间，利克天文台的汉密尔顿摄谱仪提供了补充数据。因此，我们确定该恒星的轨道摆动周期P = 256 d，轨道振幅K = 257 m/s，离心率e = 0.7。根据恒星质量，我们推断伴星在半长轴a2 = 0.88 AU的轨道上有最小质量m2 sin i = 7.2 MJup。轨道的偏心率是已知太阳系外行星中最高的，这延续了半长轴大于0.15天文单位的太阳系外行星往往比我们太阳系中发现的偏心率高得多的趋势。母恒星的高金属丰度强化了太阳系外行星的母恒星往往具有高金属丰度的趋势
2000-03-03 astro-ph
