Chemical Composition of the Carbon-rich, Extremely Metal-Poor Star CS 29498--043: A New Class of Extremely Metal-Poor Stars with Excesses of Magnesium and Silicon
我们分析了一个高分辨率，高信噪比光谱的富碳，极贫金属的恒星CS29498-043，获得了斯巴鲁望远镜高色散光谱仪。我们发现它的铁丰度极低（[Fe/H] = -3.7），使它成为少数已知的[Fe/H] <-3.5的恒星之一，而Mg和Si的丰度（[Mg/Fe] =+1.8，[Si/Fe] = +1.1）与没有碳过剩的类似金属丰度的恒星相比显着过剩。此外，还发现了N和Al的过度丰度，这些特征与富碳、极贫金属的恒星CS22949-037相似。虽然样本很小，但我们对CS29498-043的发现表明存在一类极度贫金属的恒星，它们含有大量过量的C、N、Mg和Si。
2002-08-01 astro-ph
Low and intermediate mass star yields: The evolution of carbon abundances
我们提出了一套低和中等质量的恒星产量的基础上的TP-AGB阶段，影响生产的氮和碳的建模。这些收益率进行评估，使用它们在银河系化学演化模型，我们分析了碳丰度的演变。通过与其他产额集的结果以及大量的观测数据的比较，我们得出结论：利用这些产额集和Woosley & Weaver（1995）的大质量恒星产额集建立的模型能够正确地再现所有的观测数据。该模型再现了随着O/H丰度的增加，C/O的增加。由于这些大质量恒星产额不包括恒星风，这意味着这些恒星风可能比通常假设的对金属丰度有更平滑的依赖，并且大量的碳来自LIM恒星。
2004-11-28 astro-ph
Carbon Abundances of Three Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from High-Resolution Gemini-S/bHROS Spectra of the 8727A [C I] Line
本文给出了对三颗CEMP星的高分辨率Gemini-S/bHROS光谱中8727 ang禁戒[C I]线的分析结果。我们发现，基于我们样本中两颗最富Fe的恒星的[C I]丰度的[C/Fe]比（HIP 0507-1653：[Fe/H] = -1.42和HIP 0054-2542：[Fe/H] = -2.66）与之前确定的CH和C_2线值非常一致。然而，对于我们样品中最缺铁的恒星（HIP 1005-1439：[Fe/H] = -3.08），发现[C/Fe]比比公布的分子基值低0.34 dex。我们对[C I]进行了3D局部热力学平衡（LTE）计算，结果发现所有三颗恒星的修正都是适度的，这表明HIP 1005-1439的[C I]和基于分子的C丰度之间的差异是由于分子线上更严重的3D效应。碳丰度也来自C I高激发线，并被发现是0.45-0.64德克斯高于[C I]为基础的丰度。先前发表的非LTE C I丰度修正使[C I]和C I丰度更好地一致;然而，显然需要针对CEMP星的NLTE计算。我们还推导出了每颗恒星的N、K和Fe的丰度。的Fe丰度同意与以前导出的值，和K丰度是类似的C-正常的贫金属星。氮丰度是从CN红系统的分辨谱线得出的。这些丰度比文献值约大0.44 dex，文献值是由CN蓝带在3880和4215角附近导出的。我们讨论的证据表明，CN蓝系统频带的分析低估了N丰度的贫金属巨星。
2008-09-08 astro-ph
Carbon abundances of early B-type stars in the solar vicinity. Non-LTE line-formation for C II/III/IV and self-consistent atmospheric parameters
早期B型恒星化学成分的精确测定构成了对恒星和星系化学演化的基本观测约束。碳是宇宙中最丰富的金属之一，但对早期类型恒星的分析显示出不确定的结果，例如C II中不同谱线的分析之间存在很大差异，未能建立C II/III电离平衡，以及系统性地比其他天体更低的丰度。我们提出了一个全面的和强大的C II/III/IV模型的非LTE线形成计算的基础上精心挑选的原子数据。该模型是校准与高S/N光谱的6个明显的慢旋转早期B型矮星和巨星，其中包括一个广泛的参数范围内，随机分布在太阳附近。一个自洽的定量光谱分析进行使用广泛的迭代方案，以确定恒星大气参数，并选择适当的原子数据用于化学丰度的推导。我们建立了碳电离平衡的基础上，一组独特的输入原子数据的所有样本星，实现所有建模线的一致性。高精度的大气参数和均匀的碳丰度与减少系统误差。这导致了现今太阳附近恒星的碳丰度，这与最近测定的太阳值和猎户座H II区域的气相丰度非常一致。均匀的现今碳丰度也符合银河系化学演化模型的预测。本方法使我们能够限制系统误差对基本参数和丰度的影响。（节略）
2007-11-23 astro-ph
Carbon Abundances in the Galactic Thin and Thick Disks
虽然碳与氧和氮一起是研究银河系化学演化的最重要的元素之一，但其产生地点仍然知之甚少，并且一直存在争议（参见Gustafsson等人，1999; Chiappini等人，2003）。为了追踪碳的起源和演化，我们测定了附近51颗F和G矮星样品中8727 A [C I]禁戒线的碳丰度，并与6300 A [O I]禁戒线的氧丰度进行了比较。这些数据以及禁[C I]和[O I]线是非常可靠的丰度指标的事实（它们基本上对LTE的偏差和恒星参数的不确定性不敏感，参见，例如，Gustafsson et al. 1999; Asplund et al. 2005）使我们能够非常准确地测量C/O比以及单个C和O丰度。我们的第一个结果表明，有助于星际介质的碳富集的主要来源的时间尺度与有助于铁富集的主要来源的时间尺度相同（可能是AGB星..）
2005-06-07 astro-ph
Carbon-rich, extremely metal-poor Population II stars
很大一部分贫金属恒星具有出乎意料的高碳丰度。我回顾了他们的发现，描述了他们的组成的高分辨率光谱研究的结果，并考虑可能的起源。现在很清楚，至少需要两种，可能是三种不同的解释来解释它们的一般特征。
2002-11-27 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
Present-Day Carbon Abundances of Early-Type Stars
碳是宇宙中最丰富的金属之一，因为它是在基本的三重α反应中合成的。不同环境中碳丰度的知识是我们理解恒星和星系化学演化的关键因素之一。对明亮的OB型恒星的研究使我们能够解决这两个问题，即使在我们自己以外的星系。不幸的是，在过去的三十年里，从这些物体中确定碳丰度的历史是有限的成功之一。对C II和C III的强弱线光谱的分析往往存在很大的差异。我们提出了一个复杂的模型原子的非LTE线形成计算的C II-IV的基础上的定量光谱分析结果。作为第一个应用程序，在附近的协会和现场的B型矮星和巨星的样本中的碳丰度被确定。三个电离阶段的所有可测量线（最多40条）最终都实现了一致性。这特别包括臭名昭著的C II 4267和6578/6582 A特征，这些特征对于快速旋转和河外天体的丰度测定非常重要。长期存在的碳线形成问题现在可以被认为是解决了，以前的困难与使用不准确的原子数据和恒星参数有关。本文导出了太阳附近年轻恒星的一个高度均匀和略低于太阳的现今碳丰度，其log C/H+12= 8.32+/-0.04
2007-03-23 astro-ph
The Formation of the First Low-Mass Stars From Gas With Low Carbon and Oxygen Abundances
宇宙中的第一颗恒星被预测比太阳大得多。引力凝聚伴随着原始气体因氢分子而冷却，产生了几百个太阳质量的最小碎片尺度。数值模拟表明，一旦气体团获得了这个质量，它就会经历一个缓慢的、准流体静力学的收缩，而不会进一步碎裂。在这里，我们表明，一旦大爆炸留下的原始气体被超新星富集到碳或氧丰度只有太阳中发现的0.01-0.1%，单离子化碳或中性氧的冷却可以导致低质量恒星的形成。这种机制自然地适应了发现太阳质量的恒星，这些恒星具有异常低的铁丰度（10^{-5.3}太阳值），但具有高的碳丰度（10^{-1.3}太阳值）。早期恒星的最小质量部分地受宇宙微波背景温度的调节。导出的临界丰度可以用来识别我们银河系中那些贫金属的恒星，这些恒星的元素图案是由第一颗超新星留下的。
2003-10-21 astro-ph
The Carbon Abundance and 12C/13C Isotopic Ratio in the Atmosphere of Arcturus from 2.3 micron CO Bands
在大角星（K_2III）的光谱中模拟了~（12）CO和~（13）CO分子带（Δ v = 2）在2.29 - 2.45 μ m的吸收线。我们计算了Teff = 4300，log g = 1.5的巨星的模型大气和合成光谱的网格，以及Peterson等人（1993）的元素丰度，但碳，氧的丰度和碳同位素比12 C/13 C在我们的计算中是不同的。计算得到的光谱与Hinkle等人（1995）的星图中观测到的大角星光谱相吻合。log N（C）= -3.78 +/- 0.1，12 C/13 C = 8 +/- 1时，与观察到的光谱最佳拟合。本文讨论了红巨星大气中测得的~（12）C/~（13）C与log N（C）和log N（O）的关系。
2008-07-24 astro-ph
A New Look At Carbon Abundances In Planetary Nebulae. IV. Implications For Stellar Nucleosynthesis
本文是关于一个项目的第四份也是最后一份报告，该项目旨在研究行星状星云样本中的碳丰度，这些星云代表了广泛的祖先质量和金属丰度。我们提出了三个银河系行星状星云IC 418，NGC 2392和NGC 3242的新获得的光学分光光度数据，并将它们与IUE最终档案中每个星云中相同位置的UV数据相结合，以确定每个对象中一个或多个位置的He，C，N，O和Ne的准确丰度。然后，我们收集这些元素的丰度为整个样本，并将它们与理论预测的行星状星云丰度从网格的中等质量的恒星模型。我们发现观测和理论之间有一定的一致性，这为我们目前对出生质量低于8 M_o的恒星核合成的理解提供了适度的支持。总的来说，我们认为，观测到的丰度与理论预测一致，在一个数量级内，但可能不超过2或3倍。但是，即使是观测和理论之间的这种一致性，也增强了已发表的中等质量恒星碳和氮产量在研究这些元素丰度演化方面的有效性。
1999-10-19 astro-ph
The chemical composition of the rare J-type carbon stars
计算了12颗J型星系碳星的锂丰度、重元素丰度和碳同位素比值。丰度分析表明，在这些恒星中，s过程元素的丰度相对于金属丰度接近太阳。Tc在大多数情况下都不存在。从共振7800 <$RbI线获得的Rb丰度令人惊讶地低，可能是由于强的非LTE效应。发现锂和$^{13}$ C在所有恒星中都得到增强。这些结果被用来讨论J星的起源。
1999-12-01 astro-ph
Predicted Abundances of Carbon Compounds in Volcanic Gases on Io
我们使用化学平衡计算模拟木卫一火山气体中碳的形态。计算涵盖了很宽的温度（500-2000 K）、压力（10^-8到10^+2巴）和组成范围（体氧/硫原子比为0到3），这与Pele的标称条件（1760 K，0.01巴，氧/硫约1.5）重叠。火山气体中的整体C/S原子比范围为10^-6 ~ 10^-1，标称值为10^-3，这是根据旅行者号对木卫一上洛基羽流中碳的上限确定的。一氧化碳和CO2是在所有研究条件下的两种主要含碳气体。羰基硫和CS2的数量级较少。对不同损失过程（光解、冷凝、烟羽中的动力学反应）的考虑表明，光解可能是所有气体的主要损失过程。CO和CO2在火山羽流和木卫一的大气中都可以观测到，其丰度为百万分之几百（按体积计），整体C/S比为10^-3。
2004-09-17 astro-ph
Abundances on the Main Sequence of Omega Centauri
使用光谱合成技术计算的碳，氮和锶相对于铁的abbands比，给出了属于球状星团欧米茄半人马座的主序星和关闭星的样本。碳、氮和/或锶的变化作为[Fe/H]的函数表现出几种不同的丰度模式。碳、氮和/或锶的增强/贫化来源可能是低质量（1- 3太阳质量）和中等质量（3- 8太阳质量）的渐近巨星分支星的富集。大质量的旋转恒星产生过量的氮，而没有碳和氧的过剩也可能发挥作用。这些丰度使不同的贡献者被考虑并纳入欧米茄Cen的进化图。
2007-08-01 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
Solar Carbon Monoxide, Thermal Profiling, and the Abundances of C, O, and their Isotopes
利用McMath-Pierce傅里叶变换光谱仪在基特峰观测到的一氧化碳（CO）的红外振转带，以及航天飞机搭载的ATMOS实验从地球大气层上方观测到的CO红外振转带，对太阳光球层进行了“热廓线”分析。可见光连续强度和中心边缘行为约束的温度分布的深光球，而CO中心边缘行为定义的热结构在较高的高度。氧丰度自洽地由弱CO吸附确定。我们的分析是为了补充最近的研究的基础上的3-D对流模型，除其他事项外，已修订了历史太阳氧（和碳）丰度下降了近2倍，虽然事实上我们的结论并不支持这样的修订。基于各种考虑，建议氧丰度为700+/-100 ppm（相对于氢的百万分之一）;很大的不确定性反映了模型对CO的敏感性。
2006-06-07 astro-ph
The Abundances of Oxygen and Carbon in the Solar Photosphere
最近的一系列研究对光球中碳和氧丰度的最佳估计分别为8.39和8.66。这些值比先前的估计值低约40%。由于采用了改进的模式大气、更新的原子数据和非LTE修正，以及重新评估混合特征的影响，修正的联盟是造成这一变化的原因。所采用的太阳表面流体动力学模型是更新的一个重要因素，但使用理论一维模型大气导致平均氧丰度适度增加0.09德克斯，碳丰度仅增加0.02德克斯。考虑到太阳表面的最先进的3D流体动力学模型，从不同的原子和分子线集合中产生一致的结果。系统误差可能主导最终的不确定性，但现有信息表明，它们被限制在<0.1 dex。新的丰度更接近于基于其他附近天体的成分的预期，尽管考虑到太阳对流区底部的银河系化学演化和扩散，仍然缺乏完全一致的画面。
2007-02-16 astro-ph
Low temperature Rosseland opacities with varied abundances of carbon and nitrogen
我们试图产生低温不透明度数据，将不同丰度的元素碳和氮的影响。对于我们感兴趣的温度范围，分子代表主要的不透明度来源。我们的数据集涵盖了广泛的金属丰度范围，旨在为恒星演化模型和其他应用提供重要的输入数据。我们进行化学平衡计算，以评估中性原子，离子和分子的分压。基于一个包含原子线和连续谱数据的大型数据集，最重要的是，大量的分子线，我们不仅计算了许多不同金属丰度的Rosseland平均不透明度系数，而且还计算了每个金属丰度下同位素^{12}C和^{14}N的不同丰度。分子数据包括富氧或富碳化学的主要不透明度来源。我们把不透明度系数作为温度和密度的函数列成表格。由于CO分子的特殊作用，在一定的化学体系中，碳丰度的改变会引起Rosseland不透明度的显著变化。从一个规模化的太阳能（i。e.富氧）混合物转变为富碳状态导致不透明度，在低温下，不透明度与初始情况相差几个数量级。原因是在任一情况下的平均不透明度是由于不同的分子吸收剂。氮丰度的变化影响不太明显，但也不能忽视。[删节]
2008-12-09 astro-ph
Estimation of Carbon Abundances in Metal-Poor Stars. I. Application to the "Strong G-band" stars of Beers, Preston, & Shectman
基于人工神经网络、回归和合成模型对中等分辨率（1-2 A）光谱和J-K颜色的应用，我们开发并测试了一种估算碳增强贫金属（CEMP）恒星金属丰度（[Fe/H]）和碳丰度比（[C/Fe]）的方法。我们校准这种方法的金属丰度和碳丰度测定118星与现有的高分辨率分析在最近的文献报道的比较。神经网络和回归方法利用先前定义的一组线强度指数，结合2 MASS点源目录中的J-K颜色，量化CaII K线和CH G带的强度。与宽带B-V颜色相反，需要使用近红外颜色，因为强分子碳带对蓝色指数的潜在影响很大。使用这些方法，我们能够重现先前测量的[Fe/H]和[C/Fe]测定，对于金属丰度区间为-5.5 <= [Fe/H]} <=-1.0的恒星，精度为~ 0.25 dex，对于0.2 <=（J-K）o <= 0.8的恒星，精度为~ 0.25 dex。在较高的金属丰度的CaII K线开始饱和，特别是在我们的程序中的冷星，因此这种方法是没有用的在某些情况下。作为第一个应用程序，我们估计的[Fe/H]和[C/Fe]的56颗恒星被确定为可能富含碳，相对于类似的金属丰度的恒星，在“强G-波段”的样品中讨论的Beers，Preston，和Shectman。（节略）
2005-08-09 astro-ph
Carbon Abundances in F and G Dwarfs
我们测定了85颗F型和早期G型主序星在8727.13 A禁[C I]线处的碳丰度或上限，金属丰度范围在[Fe/H] = -1.0和[Fe/H] =+0.25之间。[C I]线以前未用于这种规模的研究。我们发现，C/Fe丰度比随着时间的推移和增加的金属盘缓慢下降，但有相当大的观测分散。在文献中的结果的讨论支持这一结果。我们的数据并没有揭示任何梯度与银河系的诞生距离为我们的恒星，但更准确的观测是可取的，因为可能的梯度应该是重要的问题的合成的C和Fe的磁盘。（已接受在A&A上发表。后记文本和数字可通过匿名FTP到“chiron.astro.uu.se“，目录“pub/articles/atmos/P89”）
1994-06-22 astro-ph
Carbon abundances and 12C/13C from globular cluster giants
通过比较不同金属丰度的球状星团中恒星的观测光谱和合成光谱，研究了2.3微米附近Delta nu =2 CO带的行为。本文研究了银河系球状星团M71、M5、M3和M13中恒星在3500- 4900 K温度范围内的~（12）C/~（13）C同位素比值和碳丰度的变化。我们发现碳丰度相对较低，不受氧丰度值的影响。对于大多数巨星，12 C/13 C比值与CN循环的平衡值一致。这表明在红巨星分支的上升过程中完全混合，与当前一代模型在这一参数范围内预测的高得多的值形成对比。我们发现了一些证据，证明金属丰度[mu] = [M/H] = -0.7的M71巨星中的\CDC比缺乏金属的M3、M5和M13巨星更分散。最后，我们证明了较低的12 C/13 C在巨型的球状星团与较低的金属丰度，理论预测。
2003-06-25 astro-ph
Modelling the evolution and nucleosynthesis of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的碳增强贫金属（CEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们表明，氮和氟是有用的示踪剂的CEMP星的起源，并得出结论，观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。CEMP星的大部分可能需要更有效地从低金属丰度渐近巨星分支星中挖掘出来。
2008-08-20 astro-ph
Carbon and Nitrogen Abundances in Early-type Galaxies
对于第一次，我们进行了系统的检查的氮丰度的样本的35个早期类型的星系跨越范围的质量和本地环境。在3360 ° C的氮敏感的分子特征已被用于与一套原子和分子敏感的指数，以提供这些系统的化学含量的独特和明确的约束。通过使用NH3360，我们现在能够打破使用CN指数所固有的碳、氮和氧简并性。我们表明，NH3360功能显示对星系的速度色散（我们的代理质量）的依赖性很小，相反，所看到的碳和镁敏感指数。从表面上看，这些结果与以前使用对碳和氮都敏感的指标（如氰）得出的结论不一致。借助于恒星星族模型，我们发现这些星系中的N/Fe比与相对于太阳比的轻度增强是一致的。我们还探讨了这些发现对环境的依赖性，通过分析在现场和后发座星系团的共同添加的光谱。我们证实了先前发现的低密度和高密度环境中星系之间碳丰度的差异，同时表明这些差异似乎不存在氮。我们讨论了这些发现的影响，在早期类型的星系的恒星形成历史的推导，以及碳和氮的起源，本身。
2008-11-21 astro-ph
Formation of Carbon Dwarfs
根据Downes等人（2004）的新107天体样本，我们考虑了碳AGB伴星通过吸积形成矮碳星。这个样本现在足够大，可以通过将复合光谱与理论大气模型进行比较来进行良好的质量测定。光谱型为M的碳矮星确实是金属丰度和碳丰度增强的主序M矮星。我们还计算了M和F/G碳矮星的预测丰度，并表明后者在不久的将来应该是可证伪的。
2012-01-27 astro-ph
Isotopic abundances of carbon and nitrogen in Jupiter-family and Oort Cloud comets
12 C14 N/12 C15 N和12 C14 N/13 C14 N同位素比值首次在彗星族彗星88 P/1981 Q1 Howell和化学性质奇特的奥尔特云彗星C/1999 S4（LINEAR）中测定。通过将这些测量结果与其他六颗奥尔特云彗星（包括一颗哈雷型彗星）的测量结果进行比较，我们发现碳和氮同位素比值在不确定性范围内是恒定的。8颗彗星的平均值分别为12 C/13 C ~ 90和14 N/15 N ~ 145。这些结果加强了这样一种观点，即CN自由基起源于原太阳分子云中形成的难熔有机物，随后被纳入彗星。
2005-08-01 astro-ph
Sources of carbon and the evolution of the abundance of CNO elements
利用银河系化学演化的标准下落模型，我们探讨了碳的起源，并计算了8种不同恒星核合成产额模型下CNO元素的丰度演化。结果表明，在银河系的早期阶段，大质量恒星是碳的主要生产者，随着银河系演化到晚期，寿命较长的中低质量恒星发挥着越来越重要的作用，同时，富含金属的沃尔夫-拉叶星通过辐射驱动的恒星风将大量的碳喷射到ISM中。然而，从目前已发表的核合成产额来看，我们无法区分银河系晚期的主要碳源是仅仅是大质量恒星（$M>8M_{\odot}$），还是仅仅是中等质量、低质量恒星和没有经过沃尔夫-拉叶阶段的$M\leq 40M_{\odot}$大质量恒星。$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率在恒星核合成计算中非常重要：较低的反应速度将给出较高的碳产率。对氮的贡献主要来自中低质量恒星，大质量恒星的次级来源不能解释贫金属恒星中观察到的[N/Fe]。大部分氧气是由大质量恒星产生的。在贫金属恒星中，来自\ion{O}{i} 7771 $-$ 7775三重态的O丰度比来自6300的禁戒[ \ion{O}{i} ]线的O丰度高，这一事实提出了一个问题。
2001-06-09 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars. Osmium and Iridium Abundances in the Neutron-Capture-Enhanced Subgiants CS31062-050 and LP625-44
我们研究了两颗碳增强贫金属（CEMP）亚巨星CS31062-050和LP 625 -44中重中子捕获元素的丰度，包括锇（Os）和铱（Ir）。CS31062-050是一颗被称为CEMP-r/s的恒星，它表现出大量的s过程元素，如钡（Ba）和铅（Pb），以及铕（Eu）的显着增强，这在渐近巨星分支恒星模型中无法用传统的s过程生产来解释。我们对该天体的高分辨率光谱的分析首次确定了r-过程核合成第三峰中元素Ir和Os的丰度。他们还表现出显着的过剩相对于标准的s-过程计算的预测。这两种元素在LP 625 -44的类似质量谱中未检出;其丰度的推导上限低于CS 31062 -050中的丰度。我们比较所观察到的中子捕获元素，包括Os和Ir，在这两颗星与最近的模型计算的S-过程的丰度模式，并讨论可能的解释。
2006-09-06 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
Molecular abundances in carbon-rich circumstellar envelopes
我们提出了一个毫米分子线调查的七个高质量损失率的碳星在北部和南部的天空。共检测到来自24种分子的196条发射线（47个跃迁）。观测到的CO排放量被用来确定质量损失率和拱星包络的物理结构，如密度和温度结构，使用详细的辐射转移分析。这使得能够确定剩余分子种类的丰度。衍生的丰度一般不超过5倍的来源之间的变化，表明碳星周围的拱星信封具有高质量损失率具有相似的化学成分。然而，也有一些值得注意的例外。丰度之间最显着的差异反映了样本恒星之间12 C/13 C比率的差异，主要反映了核合成的结果。一氧化硅的丰度也显示了不同来源之间的一个数量级以上的变化，并且平均来说比在热平衡时从光球化学中预测的要丰富一个数量级以上。SiO的过剩是一致的恒星大气和内部的风的脉动驱动的冲击已经通过的动力学模型。这种情况可能进一步证实了相对较低的量的CS存在于信封。外层的化学反应与目前的光化学模型一致。
2002-11-28 astro-ph
Barium and Tc-poor S stars: Binary masqueraders among carbon stars
根据新的轨道根数和双星频率，综述了目前对钡星和S星起源的认识。以下问题得到解决：（一）是双星的必要条件，以产生钡星？(ii)什么是质量转移模式（风吸积或RLOF？）负责其形成？(iii)钡星形成时是矮星还是巨星？(iv)钡星会演化成贫Tc的S星吗？(v)富Tc和贫Tc S星的相对频率是多少？
1997-08-06 astro-ph
The R Coronae Borealis stars - carbon abundances from forbidden carbon lines
研究了几颗北冕座R星的[C I] 9850 A和8727 A吸收线在最大光下的光谱。9850 A线与Fe II和CN线混合，但对R CrB和SU Tau进行了[C I]线的阳性鉴定。8727 A线是在这一波长区域观测到的五颗恒星的光谱中检测到的。碳丰度是使用Asplund等人（2000年）使用的模型大气和大气参数从[C I]线得出的。虽然从冷到热的RCB恒星观察到的C I线的强度是恒定的，但强度比预测的弱，其量相当于线的GF值减少四倍。Asplund等人称之为“碳问题”，并讨论了可能的解决方案。在R CrB和SU Tau中清晰可见的[C I] 9850 A线证实了C I线揭示的碳问题的严重性。[C I] 8727 A在五颗星上测量的线显示了一个增强的碳问题。拟合观察到的[C I] 8727 A线所需的gf值比充分确定的理论gf值小15倍。我们认为，碳的问题，所有的线路可能会在一定程度上缓解色球的温度上升，这些恒星。这种上升远远超过了我们的非LTE计算所预测的，并且需要大量的机械能沉积。
2004-05-29 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
The Chemical Composition of Carbon-Rich, Very Metal-Poor Stars: A New Class of Mildly Carbon-Rich Objects Without Excess of Neutron-Capture Elements
我们报告的化学成分分析的五个富碳，非常贫金属恒星的高分辨率光谱的基础上。其中一颗恒星CS22948-027，表现出非常大的碳、氮和中子捕获元素的过剩，正如希尔等人先前的研究所发现的那样。这一结果可以解释为质量转移的后果，从一个双同伴，以前通过渐进的巨大分支阶段的发展。相比之下，我们研究的其他四颗恒星没有表现出过多的钡（[Ba/Fe]<0），而其中三颗恒星的碳和/或氮（[C+N]+1）略有增加。我们无法确定剩余恒星（CS30312-100）的准确碳和氮丰度。这些恒星与诺里斯等人先前讨论过的富含碳，中子捕获元素贫乏的恒星CS22957-027非常相似，尽管这个物体中的碳过剩量明显更大（[C/Fe]=+2.2）。我们的研究结果意味着，这些富含碳的天体与“正常”的中子捕获元素丰度是非常缺乏金属的恒星中并不罕见。Fujimoto等人最近提出的一种可能的解释是，在低金属量、低质量（M~< 1M_sun）恒星中，AGB底部附近的氦壳层闪光是导致这一现象的原因之一。本文报道的中等碳增强（[C/Fe]+1）与著名的r-过程增强恒星CS22892-052中报道的那些相似。我们讨论了相同的过程可能是负责这种相似性的可能性，以及一个完全独立的现象是负责在CS22892-052中的大r-过程增强的含义。
2001-11-15 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
Spectroscopic Analysis of Two Carbon Rich Post-AGB Stars
富碳pAGB恒星IRAS 05113+1347和IRAS 22272+5424的化学成分是使用标准LTE模型大气技术从高分辨率光谱中确定的。恒星是C、N和$s$ -过程富集的，这表明在AGB星中第三次疏浚的有效操作，第一次疏浚增加了N丰度。锂以需要Li制造的丰度存在。有了这一对，现在可以对富含11个C的pAGB进行丰度分析。一个共同的历史表明，特别是，$s$ -丰度，特别是相对丰度的轻到重的$s$ -过程元素，遵循最近的预测，第三次疏浚在AGB星。
2001-09-05 astro-ph
Evidence for a High Carbon Abundance in the Local Interstellar Cloud
本地星际云（LIC）的性质是高度约束的组合，在现场日光层和视线数据对附近的恒星。我们提出了一个新的解释的LIC组件的吸收线数据对AM-CMa的基础上，最近的原子数据，包括新的速率的Mg+到Mg 0的双电子复合率，并使用在日光层内的中性氦的温度和密度的原位测量。有了这些数据，我们能够对LIC中的气相碳丰度进行有趣的限制。如果C/S丰度比为太阳能，~20，则对于N（Mg I）、N（Mg II）、N（C II）和N（C II*）数据不存在同时解。结合柱密度和原位数据，丰度比A（C）/A（S）= 47 + 22 - 26。我们发现，最可能的气相C丰度是在400至800 ppm的范围内，下限为~330。我们推测，这样的超太阳丰度可能是通过破坏分离的尘埃颗粒而出现在LIC中的。类似的增强的C/H比在非常低的柱密度物质（N（H）< 10^19 cm^-2）中也可以看到，朝向几颗邻近的恒星。
2006-09-12 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
Analysis of the carbon-rich very metal-poor dwarf G77-61
我们提出了一个分析的碳矮星G77-61，一个已知的二进制，基于高分辨率凯克光谱。G77-61的金属丰度非常低，但并不像之前报道的那样极端。这颗恒星的碳含量非常高，光谱显示出$^{13}$ C和$^{12}$ C同位素的CH、CN和C $_2$带非常强。原子线稀疏，经常混合，但我们能够推导出Na，Mg，Ca，Cr，Mn和Fe的丰度。它的[Fe/H]为-4.03 $\pm$ 0.1，使其成为已知金属丰度最低的恒星之一，其[C/Fe]=+2.6和[N/Fe]=+2.6非常高，是C和N最丰富的贫金属恒星之一。碳同位素比值为$^{12}$ C/ $^{13}C=5\pm$ 1。没有过量的s-或r-过程元素是可检测的，但可以设置在这些过量的上限不是很有约束力。
2005-01-25 astro-ph
Carbon-poor stellar cores as supernova progenitors
探索偏离中心点燃碳的恒星模型（质量范围约为1.05 - 1.25 Msun，取决于碳的质量分数），我们发现它们可能呈现出一种有趣的SN I祖先情景，因为在标准情景中，失控总是发生在约2 × 10^9 gr/cm^3的相同密度下，在我们的情况下，由于少量的碳被点燃，我们得到了从1 × 10^9到6 × 10^9 gr/cm^3的整个密度范围。这些结果可能有助于解决新出现的认识，至少有一些多样性之间的SNe我存在，因为在不同的中心密度失控预计会产生各种结果的速度和组成的喷出物，这应该是建模和比较的意见。
2007-04-16 astro-ph
Isotopic abundance of nitrogen and carbon in distant comets
在C/1995 O 1（Hale-Bopp）、C/2001 Q4（NEAT）和C/2003 K4（LINEAR）彗星中测定了12 C14 N/12 C15 N和12 C14 N/13 C14 N同位素比值，它们的日心距离分别为2.7、3.7和2.6 AU。这些比率也已在r ~ 1 AU处测量。所有测定结果之间没有发现显著差异，与其他彗星的测定值也没有发现显著差异。如果得到证实，CN和HCN的光学和毫米测量的氮同位素比率之间的差异将排除HCN作为彗星CN自由基的主要母体。
2005-01-25 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
A Reanalysis of the Carbon Abundance in the Translucent Cloud toward HD 24534
我们重新分析了Snow等人提供的Goddard高分辨率摄谱仪数据集，该数据集包含穿过半透明云朝向HD 24534（英仙座X）的星际系间C II] 2325 A线。与Snow等人的结果相反，我们在3-sigma置信水平下清楚地检测到了C^+[II]特征，测得C^+[II]柱密度为2.7 +/- 0.8 x 10^17 cm^-2。考虑到沿视线方向的C I柱密度，我们在朝向这颗恒星的星际气体中发现了10^6 C/H = 106 +/- 38。这种气相碳氢比表明，与扩散云相比，半透明云可能会发生略微更多的碳消耗。然而，扩散云的平均C/H在HD 24534测量的1 σ不确定性范围内。因此，我们不能排除这两种云类型具有可比的气相C/H的可能性，因此可以比较碳的消耗。
1998-06-30 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars, the Cosmic Microwave Background, and the Stellar IMF in the Early Universe
由于宇宙微波背景（CMB）的存在，早期恒星的特征质量可能比现在高。这项研究提出，（1）这种“CMB-IMF”假设的可检验预测是碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例增加，金属丰度下降，并且在单一金属丰度（例如盘到晕）下从年轻到年老的人口增加，（2）这些特征已经在最近的CEMP恒星样本中看到，可以更好地用预期的数据进行检验。预期的空间变化可以解释CEMP频率之间的差异公布的调查。宇宙微波背景辐射的普遍性和时间依赖性将极大地改变本星系群和早期宇宙中恒星形成历史的重建。
2007-06-20 astro-ph
On the formation and abundance of CO in AGB envelopes
一般认为，根据经验，一氧化碳在AGB星的包层中很早就形成了，它消耗了大部分的碳或大部分的氧，这取决于光球层是富氧还是富碳。\rm这项工作集中在后一种情况下，与量化的剩余部分的气态碳，然后可用于形成碳质颗粒的目的。由于AGB星（可能）是宇宙碳颗粒的主要提供者，因此这一剩余部分对于建立当前颗粒模型的有效性至关重要。在这里，我们使用一个动力学处理，以遵循拱壳的化学演化走向稳定状态。它示出的残余分数基本上取决于原始的气态碳和氧的原子比，和CH形成的C和H原子碰撞的横截面。它位于每百万氢原子55至144个碳原子之间，取决于未知反应速率和宇宙碳丰度所采用的值。这比上面提到的经验法则所预测的要大得多。目前的结果强烈地依赖于反应C+H->CH的速率：远离热力学平衡（这是这里的情况），如果该速率像通常假设的那样低，则不能形成CO。因此，我们通过对反应进行化学建模来估计这一速率，发现它确实要高得多，并且高到足以产生与观测相符的CO丰度。精确的实验速率测定是非常需要的。
2008-08-20 astro-ph
The Frequency of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Galaxy from the HERES sample
我们估计的频率碳增强贫金属（CEMP）的恒星非常贫金属的恒星，基于分析的349颗恒星与可用的高分辨率光谱观察到的汉堡/ESO R-过程增强星（HERES）调查的一部分。我们得到了{ \it a下限} 21 $\pm$ 2%的具有[Fe/H] $\leq -2.0$的恒星具有[C/Fe] $\geq +1.0$ .这些分数高于最近对这个问题的研究所报告的分数，这些研究是基于小得多的恒星样本。我们讨论了这种差异的来源，并建议，为了考虑到的影响，导致表面碳丰度的减少与先进的进化，定义CEMP星的基础上[C/Fe]截止，作为光度的函数而变化是更合适的。我们讨论了许多CEMP恒星可能发生的稀释和混合，如果适当考虑，将进一步增加这一比例。
2006-09-26 astro-ph
Carbon Abundances of Faint Stars in M13 - Evidence for Two Abundance Altering Mechanisms
我们提出了一个分析的CH带强度的凯克LRIS光谱的样本M13的81颗恒星在2个幅度的主序星关闭。次巨星明显地表现出[C/Fe]的显著（约6倍）分布。此外，大部分次巨星拥有的碳丰度比它们更明亮的同行中发现的要大。关闭恒星本身太温暖，无法形成明显的CH，但在关闭点以下的恒星中观察到的CH带强度范围相对较小，但仍然转化为[C/Fe]的相同扩展。尽管样品尺寸较小，但[C/Fe]似乎存在相同的范围。基于这些观测结果，我们认为，在M13的所有恒星中，一个外部的过程导致了[C/Fe]（可能还有其他轻元素）在恒星与恒星之间的大量分散。此外，在红巨星分支上升过程中，内部深层混合机制的作用进一步改变了更明亮恒星的表面碳丰度。我们在所有光度下发现的[C/Fe]散射的幅度可能很难通过中等质量AGB恒星的吸积作为外部"污染"机制来解释。
2002-10-04 astro-ph
On the Binarity of Carbon-Enhanced, Metal-Poor Stars
我们报告的方案，以监测径向速度的候选人和确认碳增强，贫金属（CEMP）恒星的样本。我们用三台4 m级望远镜的中阶梯摄谱仪观测了45个目标。这些天体的径向速度是通过其光谱与HD 140283光谱的互相关计算的，误差小于1 km/s。我们计划的16个目标报告了碳过剩，其中9个目标还表现出S-过程增强（CEMP-S）。我们将这些恒星的径向速度与其他文献研究相结合，以寻找双星。搜索结果显示，我们的CEMP-s恒星中有四颗（44%）处于双星系统中。利用Lucatello et al.（2004）的分析，我们发现样本中所有的CEMP-s恒星都是双星。这一结论意味着CEMP-s星可能是CH和Ba II星的贫金属亲戚，这被认为是通过热脉冲AGB伴星的质量转移获得了其独特的丰度模式。
2004-12-07 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
Differences in carbon and nitrogen abundances between field and cluster early-type galaxies
测量了98个不同环境下的早型星系样本的蓝光谱区中心线强度指数。对于大多数指数（Mgb，<Fe>特别是）椭圆星系在丰富的集群和低密度区域遵循相同的指数西格玛关系。然而，显着的光谱差异之间的领域椭圆形和他们的同行在后发座星系团的中心区域被发现的第一次，与星系在密集的环境中表现出显着较低的C4668和CN 2的吸收强度。对这些结果最有说服力的解释是丰度比的差异，这是由不同环境中星系的不同恒星形成和化学富集历史引起的。一个方案中，椭圆星系的集群完全组装在较早的阶段比他们的低密度同行进行了讨论。
2003-05-20 astro-ph
Carbon-enhanced metal-poor stars and thermohaline mixing
一种可能的形成碳增强贫金属恒星的情况是从一个可能不再可见的双星伴星吸积富碳物质。一般认为，吸积物质留在恒星表面，直到第一次被挖掘出来才与内部混合。然而，温盐混合应该混合吸积物质与原始恒星物质，因为它具有较高的平均分子量。我们调查的效果，这对表面的丰度通过模拟一个二元系统的金属量Z=0.0001与2太阳质量的主星和0.74太阳质量的二级恒星在初始轨道4000天。来自一次风的物质的吸积导致了富含碳的二次风的形成。我们发现，吸积的物质在90%的恒星中相当迅速地混合，对表面成分产生了重要影响。与典型的恒星演化模型相比，热盐混合模型预测非常不同的表面丰度后，第一次疏浚。
2007-02-06 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
Elemental abundances of metal poor carbon rich lead star: CS29497-030
本文介绍了一颗贫金属富碳铅星CS29497-030的丰度分析结果。在8.2米VLT-Kueyen望远镜上使用UVES光谱仪获得了高分辨率和高信噪比的光谱。这些意见是作为大方案165.N-0276，P.I.的一部分提出的。R.凯雷尔使用最新版本的MARCS模型大气（Plez et. 1992）和Turbospectrum频谱合成代码。我们从FeI线导出Teff = 6650 K。使用Alonso等人（1996）校准的可见光和红外宽带颜色给出了相似的温度。从Fe I和Fe II的电离平衡中获得的log g值为3.5，我们注意到这种重力也满足Mg I/Mg II，Ti I/Ti II和Mn I/Mn II平衡，误差范围内。丰度分析表明金属丰度[Fe/H] =-2.7。我们还发现了s过程元素的大量增强，特别是铅显示出极高的丰度[Pb/Fe]=3.5，这使得它成为迄今为止具有最高Pb/Fe比的恒星。发现Pb/Ba比值很高（[Pb/Ba]=1.2），其它第二峰s过程元素（如La，Ce，Nd）也是如此。这颗恒星是一颗周期为346天的光谱联星（Preston & Sneden 2000）。丰度模式表明CS 29497-30在处于AGB阶段时从其伴星吸积了物质。
2002-12-18 astro-ph
