Early star formation in the Galaxy from beryllium and oxygen abundances
利用贫金属星的铍和氧丰度研究了早期银河系中恒星形成率的演化。具体来说，我们表明，属于两个先前确定的运动学类（所谓的“吸积”和“耗散”人口）的恒星整齐地分离在[O/Fe]与日志（Be/H）图。耗散人口遵循我们的厚盘组件的星系演化模型的预测，这表明该恒星星族的形成发生在一个时间尺度上显着更长（由一个因素~5-10）比吸积组件。后者在[O/Fe]与Log（Be/H）图中显示出很大的分散，可能是由于原星系气体中氧和铁的不均匀富集。尽管样本有限，但数据表明，结合使用spectrometry反应产物（如铍）和恒星核合成产物的元素比（如[O/Fe]）可以限制我们银河系形成和早期演化的理论模型。
2005-05-19 astro-ph
First UVES observations of beryllium in very metal-poor stars
我们报告试图检测铍在两个矮星的星系晕金属丰度低于千分之一的太阳。这些数据是在安装在ESO VLT Kueyen望远镜上的紫外和可见光谱仪（UVES）调试期间获得的，并显示了UVES在紫外光领域研究的潜力。在99.7%的置信水平下，我们在LP 815- 43中检测到铍（[Fe/H]~-2.95，[Be/H]=-13.09），而对于第二个目标CD-24 17504只能设定上限（[Fe/H]~-3.30，[Be/H]~-13.39）。这些结果表明，铍与金属丰度的趋势不断下降，低金属丰度的探测，没有平坦的证据。在CD-24 17504中，我们还分析了6708 A处的Li I线，并得出了接近Spite平台的锂丰度。
2000-08-25 astro-ph
The beryllium abundance in the very metal-poor halo star G 64-12 from VLT/UVES observations
我们报告了一个新的光谱分析的非常缺乏金属的恒星G 64-12（[Fe/H]=-3.3），旨在确定，第一次，它的Be含量。在UVES的科学验证期间观察到光谱，ESO VLT紫外和可见中阶梯光谱仪。在BeII共振双峰波长处实现的高分辨率（~ 48，000）和高S/N（~130每像素）允许精确测定其丰度：log N（Be/H）= -13.10 +/- 0.15 dex。Be丰度明显高于之前在类似金属量的恒星中测量的Be丰度（3D和NLTE校正作用使其值略高于LTE分析）。当与铁相比，高[Be/Fe]比，从而发现可能表明在铍的演变趋势在最低的金属丰度端或分散的存在下，在早期时代的星系演化平坦。
2000-09-29 astro-ph
Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?
在本文中，我们提出了铍（Be）的丰度在一个大样本的41个太阳系外的行星宿主恒星，并为29颗恒星没有任何已知的行星质量的同伴，跨越了很大的有效温度范围。Be丰度是通过在标准局部热力学平衡中进行的光谱合成，使用各种仪器获得的光谱得出的。结果似乎证实，总体而言，行星宿主恒星具有“正常”的Be丰度，尽管可能存在很小但不显著的差异。这一结果进行了讨论，我们表明，这种差异可能不是由于任何恒星的“污染”事件。换句话说，我们的研究结果支持了这样一种观点，即行星宿主恒星的高金属含量总体上具有“原始”起源。然而，我们也发现了一小部分行星宿主晚F和早G矮星，它们可能具有高于平均水平的Be丰度。偏移的原因尚不清楚，可能与行星物质的吞没、星系化学演化效应或相似温度恒星的恒星质量差异有关。
2004-08-05 astro-ph
Beryllium abundances in stars hosting giant planets
我们已经推导出铍丰度在广泛的样本恒星托管行星，光谱类型的范围F7 V-K 0 V，旨在详细研究的影响，行星的存在对结构和演化的相关恒星。从目前的模型预测与派生的丰度和建议，以解释观察到的不一致。我们发现，虽然还不清楚，结果表明，理论模型可能必须修订与Teff<5500 K的恒星。另一方面，行星宿主恒星和非行星宿主恒星之间的比较显示，两个种群之间没有明显的差异。虽然是初步的，但这一结果有利于行星宿主恒星观察到的金属丰度“过剩”的“原始”起源。在这个假设下，即有和没有巨行星的恒星之间没有区别，我们的恒星样本的轻元素耗尽模式也可以用来进一步研究和限制Li和Be的耗尽机制。
2002-02-25 astro-ph
Beryllium anomalies in solar-type field stars
我们提出了一个研究铍（Be）的丰度在一个大的样本场太阳型矮星和亚巨星跨越大范围的有效温度。分析表明，F星的Be严重亏损，正如轻元素亏损模型所预期的那样。然而，我们还表明，Berbons丰度降低恒星温度低于$\sim$ 6000 K，这一结果不能解释目前的理论模型，包括旋转混合，但至少部分，预计从模型，考虑到内波物理。特别是，我们样本中最冷和最年轻的恒星的轻元素丰度表明，Be和锂（Li）在演化过程中已经被燃烧。此外，我们找到了强有力的证据，存在一个太阳温度的恒星Be间隙。对我们样本中的次巨星Li和Be丰度的分析也表明，存在一种情况，仍然存在可检测到的Li量，而Be严重耗尽。最后，我们比较派生的Be丰度与Li丰度使用相同的恒星参数。这使我们有可能探索Li和Be耗尽开始的温度。
2004-08-05 astro-ph
Galactic Chemical Evolution and the abundances of lithium, beryllium and boron
提出了一个包含银河宇宙线核合成、$ν$过程、新星、AGB和C星的LiBeB演化模型。我们已经将银河宇宙射线核合成（GCRN）纳入了一个完整的化学演化模型，该模型考虑了从氢到锌的76种稳定同位素。任何成功的LiBeB演化模型也应该与其他观测约束相容，如年龄-金属丰度关系，G矮星分布或其他元素的演化。与此同时，我们已经检验了一个考虑了Wakker等人（1999）最后一次观测的富含金属的云落在盘上的模型与原始的坠落模型有多大的不同。
2001-01-31 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis and the Abundances of Beryllium and Boron
现在能够对Be和B进行测量，并对贫金属恒星中的\lisix \丰度进行限制，这导致了对$A\groughly6$体系中大爆炸核合成的详细重新检查。核反应网络已大大扩展，增加了许多新的速率。结果表明，尽管许多$A>7$反应速率测定不佳，但即使选择了极值，标准均相模型也无法产生高于$A=7$的显著产率（当$A\le7$丰度拟合时，Be/H和B/H $<10^{-17}$），并且\liseven / \lisix比值始终超过500。我们还初步探讨非均匀模型，如一阶夸克强子相变的启发，在高中子/质子比的区域可以允许一些泄漏到$A>7$。然而，拟合$A\le7$丰度的模型似乎仍然难以获得显著的$A>7$产率。
1992-06-18 astro-ph
Galactic Cosmic Rays from Superbubbles and the Abundances of Lithium, Beryllium, and Boron
在这篇文章中，我们研究的星系演化的LiBeB元素的框架内的化学演化的银河系，包括银河宇宙射线核合成粒子加速在超级气泡的详细模型。超级气泡的化学成分由不同比例的ISM和新超新星合成的物质组成。6LiBeB演化的观测趋势很好地再现模型中，GCR来自25%的超新星物质与75%的ISM的混合物，除了6Li，这可能是需要一个额外的源在低金属丰度。为了解释7 Li的演化，人们考虑了几个额外的来源（中微子诱导的核合成，新星爆发，C星）。该模型满足GCR加速的能量要求。
2002-02-05 astro-ph
A very reduced upper limit on the interstellar abundance of beryllium
本文报道了Be Ⅱ的$λ3130.4$ X星际吸收线在zeta Per方向的观测结果。这些数据是在加拿大-法国-夏威夷3.6米望远镜上使用Coudé f/4 Gecko摄谱仪获得的，分辨率为$\simeq 1.1 \times 10^5$，信噪比为$\simeq$ 2000。未检测到Be II线，并且我们获得了等效宽度$W_{3130.4}\leq30$ $μ$的上限。该上限比迄今为止报道的最低上限低7倍。得到的星际丰度是（$^9$ Be/H）$\leq 7 \times 10^{-13}$，没有对Be在星际颗粒上的损耗进行校正;它对应于Be损耗因子的上限$δ_{Be} \leq -1.5$ dex。因此，它主张支持恒星大气中尘埃颗粒形成的模型。
1997-02-26 astro-ph
Helioseismology and Beryllium neutrino
利用日震数据、Superkamiokande测量的B中微子通量和标准太阳模型（SSM）计算的太阳中心氢丰度，导出了无振荡情况下地球上B中微子通量的下限值$Φ(Be)_{min} = 1\cdot 10^9 cm^{-2} s^{-1}$.我们强调，这种丰度是获得$Φ(Be)_{min}$所需的SSM的唯一结果。我们还推导出镓信号$G_{min}=(91 \pm 3) $ SNU和氯信号$C_{min}=(3.24\pm 0.14)$ SNU的下限，其约为$3σ$，高于其相应的实验值$G_{exp}= (72\pm 6)$ SNU和$C_{exp}= (2.56\pm 0.22) $ SNU。
1999-04-06 astro-ph
Beryllium abundance in turn-off stars of NGC 6752
目的：测量了球状星团NGC 6752的两颗TO星的铍丰度，其中一颗富氧贫钠，另一颗可能是贫氧富钠。这些恒星中Be的丰度为Be作为宇宙计时器的假设提供了更坚实的基础，并用于研究球状星团的形成。方法：利用8.2mVLT Kueyen望远镜上的UVES光谱仪获得了分辨率为R $\sim 45000$的近紫外光谱，并采用基于平面平行LTE模型大气的光谱合成方法进行了分析。结果：在富氧星中检测到Be，log（Be/H）=-12.04 $\pm$ 0.15，而在另一颗星中未检测到Be，我们得到其上限log（Be/H）$<$-12.2。这两颗恒星之间的氮丰度差异很大（1.6 dex）。结论：Be的测量结果与具有相同[Fe/H]和[O/H]的场星的测量结果是一致的。该星团的Be年龄为13.3 Gyrs，与主序星拟合和恒星演化的结果非常吻合。Be的存在证实了以前对星系团NGC 6397获得的结果，并支持Be可以作为银河系早期形成的时钟的假设。由于只有一个上限是发现低氧丰度的恒星，我们不能决定之间的竞争方案的球状星团形成，但我们可以排除“污染”的恒星比“未污染”的年轻得多。我们强调，Be测试可能是唯一能够区分这些情况的测量方法。
2006-12-27 astro-ph
Beryllium Enhancement as Evidence for Accretion in a Lithium-Rich F Dwarf
疏散星团NGC 6633中的早期F矮星"J37“显示出一种不寻常的光球丰度模式，包括锂和铁峰值元素的数量级增强，但碳的丰度不足。由于对流区薄，这些异常现象被归因于辐射扩散或贫氢物质的吸积。通过比较J37（以及NGC 6633中的其他F星）的高分辨率VLT/UVES光谱与3131 Ang的Be ii双重态区域的合成，我们确定J37也有一个Be丰度（A（Be）=3.0+/-0.5），至少是宇宙值的十倍。这与产生Li过量的辐射扩散模型相矛盾，因为它们也预测光球Be耗尽。相反，由于Be是一种高度难熔的元素，它支持了J37是第一个明显的例子，恒星吸积了挥发性耗尽的物质，其成分类似于陨石，尽管一些扩散可能是解释低C和O丰度所必需的。
2005-08-04 astro-ph
Beryllium in the Ultra-Lithium-Deficient,Metal-Poor Halo Dwarf, G186-26
绝大多数低金属晕矮星都显示出类似的Li含量;这被归因于大爆炸中产生的Li。然而，有9颗已知的晕星T $>$ 5900 K，[Fe/H] $<$ $-$ 1.0是超缺锂的。我们在金属丰度极低的恒星G 186-26中寻找Be，其[Fe/H] = $-$ 2.71，这是极缺锂恒星之一。这颗恒星也是极度缺乏Be的。相对于[Fe/H] = $-$ 2.7的Li-正常恒星中的Be，G 182-26的Be下降了0.8 dex以上。锂缺乏的两个潜在原因-前蓝离散星的质量转移或最初是非常快速旋转的恒星中的额外旋转诱导混合-Be的缺乏有利于蓝离散星假设，但旋转模型不能完全排除。
2005-09-16 astro-ph
Beryllium Abundances in Stars of One-Solar-Mass
我们已经确定了50个F和G矮星中的Be丰度，质量范围为0.9 $\leq$ M $_\odot$ $\leq$ 1.1，由Lambert & Reddy确定。有效温度为5600 ~ 6400 K，金属丰度为$-$ 0.65 ~+0.11。光谱主要用Keck I + HIRES拍摄。Be丰度是通过3130 nm附近Be II谱线的光谱合成发现的。Be丰度作为年龄，温度，金属丰度和Li丰度在这个狭窄的质量范围内的函数进行了研究。尽管我们的恒星质量相似，但它们的Be丰度范围是$>$ 40倍。我们发现，[Be/Fe]与温度无关，但在给定的温度下确实显示出6倍的扩展。两颗完全相同的恒星显示了这种扩散的真实性，这两颗恒星之间的差别只有Li和Be丰度的两倍。我们的薄盘星样本符合晕和厚盘星的Be丰度和[Fe/H]之间的趋势，将其扩展到两个对数数量级的约4个数量级。在银河系中，铁和铍似乎都随着时间的推移而增加。我们的样本中有三分之一可以归类为亚巨星;这些演化程度更高的恒星比矮星的Be丰度更低。它们在主序上经历了缓慢混合的Be耗尽，在前往红巨星基地的过程中被稀释。在5900 - 6300 K的Li-平台区，有60颗场星同时探测到Li和Be，两种轻元素丰度的斜率为0.34 $\pm$ 0.05，Li的亏损大于Be的亏损。
2008-09-26 astro-ph
Galactic Evolution of Beryllium and Oxygen
我们讨论了铍和氧在我们的银河系的早期演化，通过比较这些元素的晕和磁盘金属贫星的丰度。O和Be都随着金属含量的增加而增加，对于[Fe/H] <-1的恒星，斜率为0.41 +-0.09（[Be/O] vs [Fe/H]）。这种关系为实际提出的银河宇宙线理论提供了一个观测约束。
2000-03-22 astro-ph
Beryllium in the Hyades F and G Dwarfs from Keck/HIRES Spectra
铍不像锂那么容易被破坏，所以锂和铍的丰度一起可以告诉我们更多关于恒星内部物理过程的信息，而不是单独的任何一种元素。我们已经获得了高分辨率（45，000）和高信噪比（通常90每像素）光谱的Be II共振线在34毕宿F和G矮星与凯克我望远镜和HIRES。用光谱合成法求出了Be的丰度。我们发现，被耗尽的Li间隙中的F星达到的值A（Be）= 0.60，或一个因素的近7个以下的陨石Be丰度。在温度低于6000 K的恒星中，尽管Li的损耗很大（0.5 - 2.5 dex），但Be的损耗很少或没有。最冷的10颗恒星的A（Be）平均值为1.33 +/- 0.06，与陨石的1.42相差不远。Be丰度的模式--F星中的Be下降，而冷星中的Be未耗尽--与恒星自转导致的缓慢混合的预测（例如Deliyannis和Pinsonneault）很好地匹配。Li和Be的消耗可能同时发生。Li和Be的丰度在5850 - 6680 K的温度范围内与恒星相关，类似于F和G场恒星中Li和Be的早期工作结果。毕宿七G矮星的Be比太阳多;它们最初的Be可能更大，或者它们可能还没有老到耗尽Be的程度。对于那些似乎很少或没有Li或Be耗尽的毕星团恒星，Li/Be比为75 +/- 30。（节略）
2001-09-18 astro-ph
Helioseismic determination of Beryllium neutrinos produced in the Sun
我们提供了一个确定的Berkenneutrino光度直接通过日震学，而不使用额外的假设。我们已经构建了太阳模型，其中Berkenneutrino，（$ν_{Be}$）的生产是人为地改变以任意方式变化的零能量天体物理S-因子$S_{34}$的反应$^3{\rm He}+^4{\rm He}\to ^7{\rm Be}+ γ$。接下来，我们比较了这样的模型与日震测定光球氦丰度，对流区的深度和声速剖面的属性。我们发现，日震学直接证实了生产率的$ν_{Be}$预测的SSM内$\pm 25%$（$1σ$错误）。这种约束比SSM（$\pm 10%$）的不确定性估计的约束弱，但它依赖于直接观测数据。
2000-05-26 astro-ph
Implications of a Sub-Threshold Resonance for Stellar Beryllium Depletion
轻元素锂、铍和硼的精确测量在恒星物理研究中起着越来越重要的作用。因为这些元素在2- 4百万K的温度下很容易在恒星中被破坏，所以表面对流区的丰度是恒星内部运作的诊断。标准恒星模型无法解释在低质量恒星中观察到的耗尽模式，因此无法解释所有相关的物理过程。这些过程对大爆炸核合成中的恒星演化和原始锂的产生具有重要意义。由于铍在比锂稍高的温度下被破坏，对两种轻元素的观察可以区分各种建议的耗尽机制。不幸的是，主要破坏通道9 Be（p，alpha）6 Li的反应速率是不确定的。复合核10 B中的能级仅比反应的能量阈值低25.7 keV。该能级的角动量和宇称尚不清楚;目前的估计表明共振入口通道是s波或d波。我们表明，s波共振可以很容易地增加反应速率的数量级在温度约为4百万K。对亚太阳质量恒星的观测可以限制共振的强度，实验室能量低于30 keV的实验测量也可以。
1998-02-03 astro-ph
Boron Depletion in F and G Dwarf Stars and the Beryllium-Boron Correlation
硼提供了一种特殊的探测器，因为它比Li和Be更深。为了寻找B的耗尽，我们在13颗F和G矮星中观察到了B，这些矮星具有大的Be耗尽;为了比较，我们还获得了五颗Li和Be未耗尽的恒星的光谱。我们用HST和STIS获得了2497 Ω的B-I共振线的光谱。光谱分辨率为30，000或114，000，中值信噪比为每像素70。在凯克一号望远镜上，用高分辨率红外光谱仪（HIRES）以$\sim$ 48，000的分辨率对五颗标准星中的四颗获得了新的Be和Li光谱。用MOOG光谱合成法测定了丰度。标准恒星和那些严重的Be亏损之间的比较显示出两组之间的B丰度的0.22 dex的明显差异。我们已经发现了Be和B丰度之间的相关性。A（Be）和A（B）$_{NLTE}$之间的斜率为0.22/$\pm$ 0.05（其中A（元素）= log N（元素）/N（H）+12.00），正如所预期的，该斜率比A（Li）和A（Be）之间的斜率0.38要浅。利用最近发表的Be和[Fe/H]以及B和[Fe/H]之间的经验关系（Boesgaard等人），我们对轻元素丰度进行了归一化，以解释低金属量恒星的初始丰度略低的观测结果。归一化的A（Be）和A（B）$_{NLTE}$之间的相关性具有0.18 $\pm$ 0.06的斜率。拥有最大Be消耗量的恒星HR 107是一颗主序Ba星，也有最大的B消耗量，其B丰度比标准恒星低3.5倍。
2004-11-09 astro-ph
Non-LTE Effects in Berylium Abundances
在这项工作中，我们分析了铍铁化学图的角度来看，非LTE效应。通过考虑电离平衡（logg）和Fe丰度（[Fe/H]）的非LTE校正，重新计算Be丰度。这些修正似乎不影响的线性关系之间的贫金属恒星已经发现在文献中的LTE衍生丰度。
2000-02-22 astro-ph
New beryllium observations in low-metallicity stars
利用ESO 3.6m望远镜的CASPEC摄谱仪，在8.6km/s分辨率下，对14颗晕星和老盘星中Be Ⅱ 313.0nm共振双峰进行了观测，其金属丰度范围为[Fe/H]=-0.4 ~-3.0。丰度是通过采用Kurucz（1993年）大气模型的合成光谱技术得出的，其中α元素得到增强，没有超调。导出的丰度与文献中可获得的丰度一起表明，对于-2.7 < [Fe/H] < -0.8 Be与铁[Be]成线性关系，与1.07（+/-0.08）[Fe/H]成比例，从而加强了先前的结果。然而，当金属丰度低于[Fe/H]<-1.4时，仍然可能存在更陡峭的相关性，其中[Be]与1.6（+/- 0.44）[Fe/H]成比例。当铁被氧取代时，发现Be紧密地跟踪氧直到太阳值，没有与银河系盘的开始相对应的破裂迹象。没有发现内在色散的证据，应该是在Be丰度测定中涉及的大误差，但对于三颗星（HD 106516，HD 3795，HD 211998），Be丰度的一个显着上限可以被放置在Be-Fe关系的平均趋势以下约1 dex。对于这样的恒星非常规混合需要解释是耗尽。Be观测可以用来区分强烈的Li耗尽的恒星。这些恒星的锂含量比从Be观测推断的高能宇宙射线产生所预期的要少。现有的Be观测结果表明，在Li-Fe双星系统中对散射有贡献的一些恒星是Li耗尽的恒星。
1996-08-03 astro-ph
Beryllium in Ultra-Lithium-Deficient Halo Stars - The Blue Straggler Connection
有9颗缺乏金属的恒星的锂丰度远低于锂平台，锂平台由超过100颗未演化的恒星定义，温度高于5800 K，[Fe/H] $<$ $-$ 1.0。为了研究锂缺乏的原因，已经测定了大多数这些超锂缺乏星的Be丰度。利用Keck I望远镜及其升级后的HIRES上的新的紫外敏感CCD，获得了6颗超缺锂星在Be II光谱区3130 nm附近的高分辨率和高信噪比光谱。光谱合成技术已被用来确定Be丰度。所有六颗星都被发现有Be缺陷。其中两个有可测量的-但减少- Be和四个只有上限的Be。这些结果是一致的想法，这些锂和铍缺乏恒星类似于蓝离散。恒星经历了质量转移事件（或合并），破坏或稀释了Li和Be。这些发现无法与模型相匹配，模型预测这些缺陷是由于最初是快速旋转的晕星子集中的额外混合，可能有一颗恒星G 139-8例外。由于超缺锂星也是缺铍的，它们似乎是用来确定原始锂值的晕星群体中真正的异常值;它们的大气中不再有大爆炸时产生的锂。
2007-05-10 astro-ph
Lithium-Beryllium-Boron Evolution: From Meneguzzi, Audouze and Reeves 1971 Up to Now
我们回顾了LiBeB生产的主要来源，并表明在早期银河系中，一个主要的机制是在工作中，涉及在中等能量下的He，C和O的喷射和加速，通过与H和He的核相互作用产生轻同位素。在[Fe/H] = -3.3的Be丰度和晕星中$^6Li$的精确测量在这个框架中找到了解释。因此，$^6Li$在贫金属恒星大气中的保存暗示了这样一个事实，即斯皮特高原反映了Li的原始价值。因此，它可以用作气压密度计。
2001-01-18 astro-ph
Cosmic Ray production of Beryllium and Boron at high redshift
最近，在星系晕的Pop II恒星中对Li 6的新观测显示，这种同位素的丰度高得惊人，比其预测的原始值高出约1000倍。在以前的论文中，宇宙学模型的宇宙射线诱导生产的这种同位素的IGM已被开发来解释所观察到的丰度在低金属丰度。在本文中，我们给出了Li_6的这个约束条件，计算了IGM中D，Be和B的非热演化和红移。除了在IGM的宇宙宇宙射线相互作用，我们还包括额外的过程驱动的SN爆炸：中微子spiritus和低能量成分的结构喷出的外流到IGM。我们考虑到CNO CR撞击星系际气体。虽然在银盘次显性，这一过程被证明是生产的大部分的Be和B的IGM，由于结构（CRs起源）和IGM之间的差异金属富集。我们还考虑由此产生的河外伽玛射线背景，我们发现远低于现有的数据。的计算是在考虑几个恒星形成的历史，包括流行III星的层次结构形成的框架。我们发现，D的产生是可以忽略的，一个潜在的可检测的Be和B的平台是由这些过程中产生的银河系的形成时间（z ~ 3）。
2007-07-13 astro-ph
Testing Spallation Processes With Beryllium and Boron
铍和硼的溅射核合成为宇宙射线的起源提供了独特的见解。也就是说，不同的spectrometry计划预测的LiBeB丰度相对于氧的增长有着截然不同的趋势。“初级”机制预测BeB $\propto$ O，如果O/Fe在低金属丰度下恒定，则数据很好地激发了“初级”机制。与此相反，“次要”机制预测BeB $\propto$ O $^2$和数据是一致的，如果O/Fe增加向低金属量，因为最近的一些数据表明。显然，任何一种主要的机制，如果能够发挥作用，都将在银河历史的早期占据主导地位。在本文中，我们拟合的BeB数据的两个组件的计划，其中包括主要和次要的趋势。通过这种方式，数据可用于探测主要机制有效的时期。我们使用一致的恒星大气参数的基础上的巴耳末线数据和连续红外通量的数据进行分析。结果敏感地依赖于Pop II O丰度，不幸的是，对恒星参数的选择。当使用显示O/Fe向较低金属丰度增加的最新结果时，双组分Be-O拟合表明，对于巴尔末线数据，初级组分和次级组分在[O/H] $_{eq}$ = -1.8处贡献相等;对于IRFM，[O/H] $_{eq}$ = -1.4至-1.8。我们将这些限制应用到最近的模型LiBeB的起源。巴尔末线数据没有显示任何初级生产的证据。另一方面，IRFM数据确实表明了对双组分模型的偏好，例如标准GCR和在超级气泡中加速的金属富集粒子的组合。这些结论依赖于详细了解的丰度数据，包…
1999-11-17 astro-ph
Non-Lte Effects on be and B Abundance Determinations in Cool Stars
我们讨论的性质，非LTE影响丰度分析的冷星。本文描述了太阳型恒星中BI线偏离LTE的重要性，并给出了一些新的结果。在LTE假设下得到的硼丰度有显著的系统误差，特别是对于贫金属星。对于铍，目前的结果表明，偏离LTE不会对丰度分析产生重大影响。
1994-09-26 astro-ph
Inhomogeneous Big Bang Nucleosynthesis: Upper Limit on Omega_b and Production of Lithium, Beryllium, and Boron
我们研究了小尺度重子不均匀性存在下的大爆炸核合成（BBN）过程。原始丰度产量为D，He 4，Li 6，Li 7，Be 9和B11计算的参数范围很广，考虑到所有相关的扩散和流体动力学过程的不均匀性。这些计算可能是有意义的，因为（a）最近对宇宙微波背景辐射各向异性的观测结果表明，重子对临界密度Omega_b的贡献比标准BBN方案所允许的稍大;（b）对贫金属晕星中Li 6和Be 9的新观测结果。我们发现，在相当大的参数空间中，D和He 4的产生与观测约束相一致，甚至对于Omega_b h ^2，也是比从标准BBN中推断的Omega_b大2-3倍。然而，在该参数空间中，Li 7的合成超过了Spite平台上推断的Li 7丰度。在不均匀的BBN场景中，Li 6，Be 9和B11的产生通常仍然远低于迄今为止在大多数贫金属恒星中观察到的这些同位素的丰度，因此既不能确认也不能拒绝不均匀的BBN。在附录中，我们总结了进入非均匀BBN计算的重子扩散常数的重新评估的结果。
2001-01-17 astro-ph hep-ph
Tracing mixing in stars: new beryllium observations of the open clusters NGC 2516, Hyades, and M67
恒星中铍和锂丰度的测定为研究恒星内部迄今为止知之甚少的额外混合过程提供了一个关键工具。我们测量了三个疏散星团中的Be，补充现有的Be调查，并旨在收集一个更完整的经验方案的演化作为恒星年龄和温度的函数。具体来说，我们分析了NGC 2516，毕宿星团和M 67的成员的VLT/UVES光谱，以确定其Be和Li丰度。在前两个星团中，我们关注的是温度低于5400 K的恒星，而M 67的样本包括温度高于6150 K的恒星，以及两颗亚巨星和两颗蓝离散星。我们还计算了标准的演化模型的基础上的0.9 Mo星的Be的演化。我们发现不同温度区间和年龄的恒星有不同的经验行为。温度高于6150 K的恒星表现出Be贫化，并遵循Be与Li的相关性，而在~6150-5600 K范围内的恒星中Be是未贫化的。温度低于5400 K的NGC 2516成员没有耗尽任何Be，但类似温度的老毕星团确实显示出一些耗尽。Be在次巨星和蓝离散星中严重耗尽。温暖恒星的结果与以前的研究一致，支持了在这种温度下混合是由旋转驱动的假设。这同样适用于从“李间隙”演化而来的两个次巨星。这种机制并不是太阳型恒星的主要机制。我们发现，冷毕宿星的亏损不能简单地解释的对流区的深度增加的效果。最后，两个蓝色离散星的不同Be含量表明它们是由两个不同的过程形成的（即，冲突与二进制合并）。
2007-05-16 astro-ph
R-process abundances and cosmochronometers in old metal-poor halo stars
第九章核天体物理学讲习班，1998年3月，巴伐利亚泰根湖林堡
1998-12-22 astro-ph
Comparing Chemical Abundances of the Damped Lya Systems and Metal-Poor Stars
我简要地提请阻尼Lya和金属贫恒星丰度的领域之间的比较。特别是，我研究他们的互补年龄金属丰度的关系和阻尼Lya和矮星系丰度模式之间的比较。关于后者，我描述了一系列的问题有关关联高Z阻尼Lya系统与当今的矮星。
2003-10-29 astro-ph
Nucleosynthesis of PopIII Core Collapse Supernovae and the Abundances of Extremely Metal Poor Stars
基于新一代理论超新星前模型和零金属量大质量恒星的爆炸，以及[Fe/H]<-2.5的均匀恒星样本的新丰度分析，我们提出了对极端贫金属恒星中观测到的丰度的新分析（Cayrel et al. 2004）。
2005-07-14 astro-ph
Boron in Very Metal-Poor Stars
我们观测了B I 2497 A线，以获得两颗非常贫金属的恒星的硼丰度，这两颗恒星被选中以帮助追踪早期银河系中这种元素的起源和演化：BD +23 3130和HD 84937。这些观测是使用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率光谱仪进行的。一个非常详细的丰度分析，通过光谱合成已经进行了这两颗星，以及其他两个金属贫乏的对象与公布的光谱，使用Kurucz和OSMARCS模型光球，并考虑到一贯的NLTE影响线的形成。我们还重新评估了所有已发表的旧盘和晕未演化恒星的硼丰度。我们的分析表明，高有效温度（Teff > 6000 K，此时硼主要是电离的）和低金属丰度（[Fe/H]<-1）的组合使得很难从B I 2497 A线获得硼丰度的准确估计。HD 84937和其他三个已发表的天体（包括两颗[Fe/H] ~ -3的恒星）就是这种情况，它们只能确定上限。BD +23 3130，[Fe/H] ~ -2.9和logN（B）_NLTE=0.05+/-0.30，似乎是目前存在硼丰度的可靠测量的最贫金属的恒星。其余7颗Teff < 6000 K且[Fe/H]<-1的恒星的硼丰度随金属丰度的演化（铍丰度是使用相同的恒星参数得出的）显示出斜率约为1的线性增加。此外，在-3<[Fe/H]<-1的范围内，发现的B/Be比恒定在~ 20。这些结果表明，周围的质子和α粒子与富含CNO的高能粒子发生了空间反应，这是晕星中硼和铍…
1998-01-16 astro-ph
Diverse Supernova Sources for the r-Process and Abundances in Metal-Poor Stars
基于r过程的多种超新星源模型，讨论了贫金属星r过程丰度的色散和平均趋势。该模型的独特之处在于，它的关键参数是从太阳系数据推断出来的，而不依赖于低金属丰度恒星的观测。结果表明，该模型能较好地解释Eu丰度在-3 < [Fe/H] <-1范围内的分散性和平均趋势。它还表明，该模型提供了一种手段来讨论一般的r-丰度。例如，任何贫金属恒星中的银丰度都可以从模型中计算出来。这种方法被证明是成功的两颗星，并可以进一步测试未来的银数据。还计算了贫金属星中银丰度的分散度和平均趋势，以便与未来的观测结果进行比较。
2001-04-10 astro-ph
Europium Isotopic Abundances in Very Metal-poor Stars
铕同位素丰度分数是在贫金属、中子捕获丰富的巨星CS 22892-052、HD 115444和BD +17 3248中发现的。通过分析这些恒星的高分辨率光谱中出现的几条强Eu II谱线，得到的丰度分数彼此非常吻合，并且与它们在太阳系中的值非常吻合：分数（\iso{Eu}{151}）~=分数（\iso{Eu}{153}）~= 0.5。对贫金属恒星的详细丰度研究表明，原子序数z >= 56的稳定原子的总元素丰度与太阳系r过程丰度分布非常接近。目前的结果首次将这一协议扩展到同位素水平。
2002-01-28 astro-ph
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
NLTE abundances of Mn in a sample of metal-poor stars
在我们的太阳工作之后，我们对[Fe/H]从0到-2.5的14颗恒星的Mn丰度进行了NLTE计算，主要是为了说明NLTE如何影响不同金属丰度的冷星的Mn丰度。光谱合成和Mn丰度是基于统计平衡计算，使用各种估计的氢碰撞的影响。在所有研究的恒星中，Mn的NLTE丰度系统地较高比LTE丰富。在低金属丰度时，NLTE丰度校正值可达0.5 - 0.7 dex。而不是一个强大的耗尽锰相对于铁在金属贫星所发现的其他作者，我们只发现轻微subsolar值的[Mn/Fe]在整个范围内的金属丰度分析这里。贫金属恒星的[Mn/Fe]趋势与银河系化学演化模型的预测不一致，其中Mn比Fe少。
2008-11-05 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
Carbon and Strontium Abundances of Metal-Poor Stars
我们目前的碳和锶丰度的100个贫金属恒星测量R $\sim $ 7000光谱获得的Echellette摄谱仪和成像仪在凯克天文台。利用G带区域的光谱合成，我们导出了从[Fe/H] $=-1.3$到[Fe/H] $=-3.8$的恒星的碳丰度。形式误差为$\sim 0.2$ dex（单位：[C/Fe]）。这些恒星中的锶丰度是用4215 ° C共振线的光谱合成测量的。使用这两个丰富的测量随着钡丰度从我们以前的研究，这些恒星，我们表明，它是可能的，以确定中子捕获丰富的恒星与我们的光谱。与其他研究一样，我们发现[Fe/H] $ = -2$下面的[C/Fe]有很大的分散。在具有[Fe/H] $<-2$的恒星中，有9颗$\pm$ 4%的恒星可归类为富碳贫金属星。Sr和Ba丰度表明，三个富碳恒星是中子捕获丰富，而两个有正常的Ba和Sr。这部分碳增强的恒星与其他研究，包括这种金属丰度范围是一致的。
2007-06-20 astro-ph
Abundances in Very Metal-Poor Stars
贫金属星提供了关于银河系晕群的特征和化学演化、恒星形成和星系形成的第一个时期（不仅是局部的，而且与高红移天体有关）以及大爆炸核合成的信息。这篇评论着眼于这一问题的最新发展。
2000-01-13 astro-ph
Photoionization Models of Metal-poor Extragalactic HII Regions and the Primordial Helium Abundance
讨论了碰撞增强效应对原始氦丰度测定的影响。为此，我们提出了一个河外贫金属HII区SBS 0335- 052的光电离模型。我们表明，推导出的氦丰度（Y）的这个HII区域取决于碰撞激发影响的巴耳末线，直接（通过低估的实际He/H比）和间接（通过高估的星际红化）的量。我们详细介绍了这些效应中的每一个如何影响Y的导出值。
2003-02-28 astro-ph
Chemical Abundances in 35 Metal-Poor Stars. I. Basic Data
我们对35颗具有宽金属丰度范围的贫金属星（$-3.0\lesssim$ [Fe/H] $\lesssim-0.5$）进行了各种元素的均匀丰度研究，包括$α$ -元素、铁峰元素和$n$ -俘获元素。使用Bohyunsan光学阶梯摄谱仪（BOES）获得波长范围为3800至10500 nm的高分辨率（$R\simeq30$ k）、高信噪比（$S/N\geq110$）光谱。用高斯拟合法对许多孤立的弱线单元进行了等效宽度的测量。大气参数的测定采用自洽LTE分析技术，使用Fe I和Fe II线。在这项研究中，我们提供了35个贫金属星的线和大气参数的EW。
2008-05-30 astro-ph
Sulphur abundance in very metal-poor stars
我们获得了8颗贫金属星（金属丰度范围为-0.6 <[Fe/H]<-3.0）8694 A处SI近红外双峰的高分辨率高信噪比光谱。元素硫的丰度来自六个目标和上限设定为两个最贫金属的恒星的样品。在三颗恒星（HD 19445，HD 2665和HD 2796）中发现了8694.62 A的硫双重态，[Fe/H]<-1.9。我们的观察结果与文献中的结果相结合表明，随着[Fe/H]的降低，[S/Fe]比单调增加，达到[Fe/H]=-2以下的[S/Fe]~0.7-0.8的值。我们讨论这些结果的解释合理的情况。
2001-07-04 astro-ph
Abundances of Extremely Metal-Poor Star Candidates
我们目前的化学丰度为110颗恒星确定的目标棱镜调查的候选人是非常贫金属。丰度来自高S/N，中等分辨率的光谱与凯克天文台Echelle光谱仪和成像仪获得。另外25颗恒星的丰度范围从[Fe/H] $=-1.5$到-3.2不等，观测结果用于帮助校准我们的分析和确定丰度测定的准确性。测量了程序星的Fe、Mg、Ca、Ti、Cr和Ba丰度，精度约为0.3 dex。在我们的样本中，有53颗恒星的[Fe/H]<=-2，22颗恒星的[Fe/H]<= -2.5，13颗恒星的[Fe/H]<=-2.9。令人惊讶的是，大约三分之一的样品相对富含金属，[Fe/H]>-1.5。除了识别出一些极贫金属的恒星外，这项研究还表明，用凯克中阶梯光谱仪和成像仪获得的中等分辨率光谱在适度的曝光时间（约20分钟）内产生了相对准确的V=14的恒星丰度。如果到目前为止[Fe/H]<-4的难以捉摸的恒星大多比V=15更暗，这种能力将被证明是有用的。
2004-08-12 astro-ph
Keck-Nirspec Infrared OH Lines: Oxygen Abundances in Metal-Poor Stars Down to [Fe/H] = -2.9
用10米凯克望远镜上的NIRSPEC高分辨率摄谱仪对7颗贫金属星的H带样品进行了红外OH谱线测量，得到了1.5 - 1.7 μ m的红外OH谱线。根据欧洲南方天文台FEROS摄谱仪获得的光学高分辨率数据，进行了详细的分析。采用红外线通量法从Fe Ⅱ谱线得到有效温度、三角和/或演化引力和金属丰度等恒星参数。当太阳氧丰度为δ（O）= 8.87时，金属丰度[Fe/H] < -2.2的样本星的平均氧丰度[O/Fe] ~ 0.54;当δ（O）= 8.77时，平均氧丰度[O/Fe] ~ 0.64。
2002-07-31 astro-ph
Chemical Abundances of Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的“CN双峰”轻度贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。该分析将传统的光谱丰度方法与Gray（1994年）首创的线深比技术相结合。硅和铝被发现是primordially过剩的因素超过温和的过剩通常看到的α和轻奇元素之间的晕场和球状星团巨人的金属丰度。此外，钡被发现是过剩的约四倍。叠加在M4的原始丰度分布上，有证据表明存在C、O、Ne和Mg的质子捕获合成。
1999-09-16 astro-ph
R-Process Abundances and Chronometers in Metal-Poor Stars
快速中子俘获（即，r-过程）核合成计算，采用内部一致的和物理上现实的核物理输入（QRPA β衰变率和ETFSI-Q核质量模型），已经作出。这些计算结果与贫金属晕星CS 22892- 052、HD 115444、HD 122563和HD 126238中中子俘获元素的地面和HST观测结果进行了比较。这四颗贫金属恒星的元素丰度与太阳r过程元素分布一致，Z >/= 56。这些结果强烈地表明，至少对于这些元素，相对元素的r-过程丰度在银河系的历史上没有改变。这进一步表明银河系中存在一个r-过程位点，至少对于Z >/= 56的元素来说是这样。利用观测到的稳定元素的恒星丰度，结合太阳r-过程的丰度来约束计算，对放射性元素Th和U的零衰变年龄丰度进行了预测。我们比较这些（最小二乘拟合ETFSI-Q）预测与新得出的观测值在三个非常贫金属晕星：HD 115444，CS 22892- 052和HD 122563。在观测误差范围内，CS 22892- 052和HD 115444中的[Th/Eu]观测比值相同。与理论比值比较，这两颗贫金属恒星的平均年龄约为15.6 +/- 4.6 Gyr，与早期的放射性年龄估计和最近的球状和宇宙学年龄估计一致。
1999-04-09 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
3D hydrodynamical model atmospheres of metal-poor stars: Evidence for a low primordial Li abundance
对贫金属晕星HD 140283和HD 84937进行了真实的三维辐射流体动力学表面对流模拟。由于绝热冷却超过辐射加热的优势，遇到非常低的大气温度。因此，这些贫金属恒星中谱线的缺乏导致了比经典一维流体静力学模型大气中更陡峭的温度梯度，在经典一维流体静力学模型大气中，光学薄层的温度由辐射平衡决定。大气结构的改变引起恒星出射光谱的变化。特别是，原始Li丰度可能被高估了0.2-0.35 dex与1D模型大气。然而，我们警告说，我们的结果假设局部热力学平衡（LTE），而陡峭的温度梯度可能会倾向于例如过度电离。
1999-05-06 astro-ph
The surface carbon and nitrogen abundances in models of ultra metal-poor stars
我们调查是否可以解释所观察到的高数量的碳和氮增强的极端贫金属恒星在红巨星分支的尖端的核心他闪光期间的特殊的演化特性。为此，我们计算一系列详细的恒星模型扩展我们以前的工作，特别是，我们调查，如果在主要的他闪光的氦对流区的渗透到覆盖的富氢层可以产生碳和氮丰富的丰度与当前的光谱观测。这种现象的依赖选定的模型输入参数，如初始金属丰度和治疗对流的详细检查。
2002-05-20 astro-ph
Carbon Enhanced Metal-Poor Stars. I. Chemical Compositions of 26 Stars
基于高分辨率光谱学，确定了26颗表现出强CH和/或C2分子带的贫金属恒星的化学成分。根据碳丰度比（[C/Fe]）和演化状态定义了碳增强星。在我们的样本中，有22颗恒星满足我们对碳增强贫金属（CEMP）恒星的修改定义。此外，我们还测量了其他9颗碳增强型恒星的Na丰度，此前曾报道过其他元素的丰度。结合我们的新样本和以前的工作结果，我们调查了总共64颗CEMP星的丰度和演化状态。本文将碳增强天体分为富Ba天体和正常Ba天体，讨论了（1）金属丰度分布，（2）Ba与C（和C+N）丰度的相关性，（3）C丰度分布，（3）演化状态分布，（5）Na丰度。这些结果对CEMP星中碳的起源的影响进行了讨论。
2006-09-26 astro-ph
The s-process in metal-poor stars: Abundances for 22 neutron-capture elements in CS 31062-050
CH星CS 31062-050（[Fe/H]=-2.42）是目前发现的最有用的贫金属星s-过程的恒星之一。它富含重元素（例如，[La/Fe]=2.2），其相对较冷的温度和低重力意味着在光谱中存在许多感兴趣的元素。我们测量了Z>29的22种元素的丰度，包括很少测量的Lu和Pd。我们也推导出Th丰度的上限。CS 31062-050的丰度与许多其他贫金属CH星相似：高[Pb/Fe]和[Pb/La]比，低[Y/La]比和高[Eu/La]值。然而，Th极限，与额外的假设，是不一致的想法，在CS 31062-050中的过量Eu是由r-过程的贡献。此外，所观察到的[Eu/Tb]不能用太阳系s-过程和r-过程丰度的任何比率来解释。因此，我们认为CS 31062-050的丰度模式最有可能是s过程的结果，我们讨论了可能的修改，可以解释观察到的非太阳系模式。
2004-01-30 astro-ph
Spectroscopic Studies of Extremly Metal-Poor Stars with Subaru/HDS:II.The r-process Elements, Including Thorium
我们给出了中子俘获元素的丰度分析，并讨论了在r过程元素过剩的非常贫金属星中观测到的丰度分布。正如以前的丰度研究所发现的那样，中子俘获元素丰度的恒星间散射非常大。在7个中子俘获元素中等至大量过剩的天体中，重中子俘获元素（56 $\leq$ Z $\leq$ 70）的丰度模式与太阳系r过程成分的丰度模式相似。这些结果有力地表明，这些物体中的重中子俘获元素主要是通过r过程合成的。另一方面，轻中子俘获元素（38 $\leq$ Z $\leq$ 46）的丰度比呈现相当大的分散。我们的检查之间的相关性的Sr和Ba丰度在非常贫金属的恒星显示，分散的Sr丰度明显减少，增加Ba丰度。这一结果支持了先前的建议，即轻中子捕获元素很可能是在不同的天体物理学站点中产生的，而这些站点与较重元素的产生有关。七颗r-过程增强星的Th/Eu丰度比（log（Th/Eu））范围为-0.10至-0.59。由于这些非常贫金属的恒星被认为是在早期银河系中形成的，这一结果意味着在非常贫金属的恒星中，Th和稀土元素（如Eu）之间的丰度比出现了微小的分散。为了将Th/Eu比值应用于恒星年龄的估算，需要进一步了解Th的r-过程核合成产物。
2004-02-12 astro-ph
Could the Ultra Metal-poor Stars be Chemically Peculiar and Not Related to the First Stars?
化学奇特的恒星定义了一类由于恒星光球效应而不是由于出生变化而显示出不寻常元素丰度的恒星。本文比较了金属丰度为[Fe/H] $\sim -5 $的超贫金属星与一个化学特殊星亚类的元素丰度图。这些恒星包括后AGB恒星、金牛座RV变星和牧夫座λ恒星，它们的质量、年龄、双星和演化状态都不一样，但铁丰度测定值可以低至[Fe/H] $\sim -5$。这些化学特性被解释为由于气体和尘埃在恒星表面之外的分离，然后是尘埃耗尽气体的吸积。与此相反，超贫金属恒星中的元素丰度被认为代表了最贫金属超新星的产量，因此，在观测上限制了宇宙中化学演化的最早阶段。超贫金属星光球中元素的丰度似乎与该元素的凝聚温度有关;如果是这样，那么它们的CNO丰度表明真正的金属丰度为[X/H]~-2至-4，而不是它们目前的金属丰度[Fe/H] <-5。
2008-01-04 astro-ph
