Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. II. Statistical analysis of a sample of 67 CEMP-$s$ stars
许多观测到的CEMP星都是在双星系统中发现的，并显示出$s$ -元素的丰度增加。这些CEMP-$s$星的化学丰度的起源被认为是在过去从AGB阶段的主恒星富集的物质的吸积。我们通过模拟观测到的CEMP-$s$星形成的双星系统，研究了低金属丰度AGB星的质量传递机制和核合成过程。为了这个目的，我们比较了一个$67$ CEMP-$s$星的样本与我们的双星演化和核合成模型产生的双星网格。根据铕的丰度，我们将CEMP-$s$恒星分为三类.在CEMP $-s/r$恒星中，铕与铁的比率比太阳高出十倍以上，而在CEMP $-s/nr$恒星中，铕与铁的比率低于这个阈值。CEMP- $s/ur$星目前还没有铕的测量数据。平均而言，我们的模型很好地再现了$s/nr$星中观测到的丰度，而在$s/r$星和$s/ur$星中，我们的模型系统地高估了轻$s$元素的丰度，在$s/r$星中，低估了重$s$元素的丰度。在所有恒星中，我们模拟的钠丰度高估了观测结果。只有在低估了大多数$s$元素丰度的模型中，这种差异才会减小。此外，在我们的大多数模型恒星中，铅的丰度都被低估了。这些结果指出了我们的AGB核合成模型的局限性，特别是在元素与元素的比例的预测。最后，在我们的模型中，CEMP-$s$恒星通常形成于周期超过10000天的宽系统中，而大多数观测到的CEMP-$s$恒星都位于周期低于5000天的相对较近的轨道上。
2015-07-16 astro-ph.SR
Peculiarities of Abundances of Selected Elements in Metal-Rich Field RR Lyrae Stars
我们使用我们的扩展目录的光谱测定银河场RR天琴座型变量的大气中的元素丰度的数据表明，富含金属的RR天琴座（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）有一些元素的异常丰度。特别是，钪，钛和钇的相对丰度的金属丰富的RR天琴座型变量低于相应的丰度在外地类似的金属丰度超出了错误。我们讨论了上述元素的丰度测定的误差，并指出了一个事实，即没有铕，锆，镧丰度测定可用于金属丰富的RR Lyrant型变量。我们还分析了各种可能的原因，所观察到的特殊性的化学成分的金属丰富的RR天琴座型变量。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium and europium abundances from the Gaia-ESO Survey using The Cannon
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；School of Mathematical and Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学数理学院）；Astrophysics and Space Technologies Research Centre, Macquarie University（麦考瑞大学天体物理与空间技术中心）；Research School of Astronomy and Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
本研究利用 The Cannon 从 Gaia-ESO 巡天的 36,263 条 HR15N 光谱中推导出均匀的恒星参数及 Ba、Eu 丰度，获得约 21,000 和 400 个可靠测量值，并验证了与外部数据的一致性，为研究中子俘获增丰提供了新资源。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Delay Time Distribution of the r- and s-Process from Stellar Ages at Solar Metallicity
Max-Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本文提出利用太阳金属丰度下恒星年龄直接约束r-和s-过程延迟时间分布的新方法，发现约60%的Eu和Ba来自强延迟过程，且延迟产生率随延迟时间上升，暗示存在NS-NS并合之外的延迟中子俘获来源。
2026-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Winds of OB stars: impact of metallicity, rotation and binary interaction
大质量恒星的恒星风是决定其演化、最终残余质量和反馈到周围星际介质的重要因素。我们比较OB星风在低金属丰度与理论预测的经验结果。观测结果表明，在SMC金属丰度非常弱的风，但也有例外。我们确定了有前途的候选人旋转增强的质量损失率与两个组件风和部分剥离的明星隐藏在OB星缓慢，但密集的风在SMC。这些系统的初步分析，导出的参数，及其影响进行了讨论。最后，我们简要讨论了X射线双星中黑洞附近OB风的相互作用。
2022-11-22 astro-ph.SR
Determining stellar atmospheric parameters and chemical abundances of FGK stars with iSpec
上下文由于许多过去和正在进行的广泛的光谱调查，今天可以获得越来越多的高分辨率恒星光谱。因此，科学界需要自动程序来推导大气参数和个别元素丰度。目的。基于广为人知的R. O. Gray，我们开发了一个适用于确定大气参数的集成光谱软件框架（即，有效温度、表面重力、金属度）和个体化学丰度。该代码名为iSpec，免费分发，主要用Python编写，可以在不同的平台上使用。方法. iSpec利用合成光谱拟合技术和等效宽度法反演大气参数。我们通过开发两种不同的管道和分析Gaia FGK基准恒星光谱库来验证这两种方法的性能。该分析还补充了几项旨在评估其他方面的测试，例如模型大气的插值和较低质量光谱的性能。结果我们提供了一个代码准备执行自动恒星光谱分析。我们成功地评估了FGK星的高分辨率和高信噪比光谱的结果。
2014-07-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing the production of actinides under different r-process conditions
一些极端贫金属的恒星被认为具有更高的钍丰度。这些锕系推进星很可能继承了r-过程的物质，而r-过程的运行条件与银河系中最频繁的r-过程不同。在这篇文章中，我们探讨的敏感性，锕系元素生产的r-过程计算的流体力学条件，以及对核物理。我们发现，初始电子分数叶是最重要的因素决定的锕系元素的产量和长寿命的锕系元素和镧系元素，如铕之间的丰度比可以在我们的计算不同的条件。在我们的设置中，高熵的条件系统地导致较低的锕系元素丰度相对于其他r-过程元素。此外，锕系元素增强的喷出物也可以从其他方面区别于“常规”成分，最值得注意的是在第二个r-过程峰丰度。
2019-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The metallicity dependence of WR winds
沃尔夫-拉叶（WR）星是大质量恒星演化的最高级阶段。这些天体提供的强烈反馈和随后的超新星爆炸对于各种天体物理学主题（如宇宙物质循环）具有决定性意义。因此，了解WR星的性质及其演化是必不可少的。决定WR星演化的一个关键但仍不为人所知的量是它们的质量损失率。由于预计质量损失会随着金属丰度的增加而增加，因此这些物体提供的反馈及其光谱外观预计是其宿主星系金属含量的函数。这对大质量恒星的作用，特别是对低金属丰度环境的探索有着严重的影响。目前，WR星风的金属丰度依赖性还没有得到很好的研究。在这篇文章中，我们回顾了我们的WR星在不同金属丰度的环境中的综合光谱分析的结果，范围从稍微超太阳到SMC样金属丰度。基于这些研究，我们推导出经验关系的WN质量损失率的依赖金属丰度和铁丰度，分别。
2017-03-06 astro-ph.SR
Dissecting the microphysics behind the metallicity-dependence of massive stars radii
了解大质量恒星在整个演化过程中的半径对于回答恒星物理学的许多问题非常重要，从主序星上的双星相互作用到超新星爆发前的半径。决定恒星半径的一个重要因素是比氦重的元素在其质量中所占的比例（金属丰度，$Z$）。然而，金属丰度通过几个不同的微物理过程进入恒星演化，并且在整个恒星演化过程中占主导地位的金属丰度可以改变，并且总体量值为$Z$。我们进行了一系列的数值实验与15 M $_{\odot}$ MESA模型计算分别加倍的金属进入辐射不透明度，状态方程，和核反应网络隔离的影响，每个恒星半径。我们分别探讨围绕两个金属丰度值的模型：一个太阳附近的$Z=0.02$和另一个太阳下的$Z\sim10^{-3}$，并考虑几个关键时期，从主序结束核心碳耗尽。我们发现，进入不透明度的金属丰度占主导地位，在大多数时代的太阳金属丰度模型，平均$\sim$ 60 - 90%的恒星半径的总变化。在太阳下$Z$模型中，核反应在大多数时期都有较大的影响（$\sim$ 50 - 70%）。这里介绍的方法可以更普遍地传播已知的微观物理误差到宏观物理观测值，包括恒星半径的不确定性。
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity of low-mass stars in Orion
确定年轻星协的低质量成员的金属含量提供了一种解决不同问题的工具，例如触发恒星形成或行星宿主恒星的富金属性质与行星形成的早期阶段之间的联系。猎户座复合体是一个众所周知的可能触发恒星形成的例子，并且已知在其低质量恒星周围有丰富的原行星盘。可用的金属丰度测量产生不一致的结果。我们分析了属于猎户座协会的三个团体/集群的低质量成员的火焰/UVES和长颈鹿光谱。我们的目标是均匀测定样品恒星的金属丰度，这使我们能够寻找三个区域之间的[Fe/H]差异以及可能存在的富金属恒星。分析了ONC的9个成员和$λ$ Ori星团和OB 1b亚群中的各一颗恒星。在掩蔽测定之后，我们通过等效宽度和/或使用MOOG的光谱合成来检索金属丰度。我们获得ONC的平均金属丰度[Fe/H]=-0.01 \pm 0.04。没有检测到富含金属的恒星，我们的样本中的分散度与测量不确定性一致。猎户座$λ$成员的金属丰度也是太阳的，而OB 1b恒星的[Fe/H]明显低于ONC的平均值。如果在OB 1b子组中进行额外的[Fe/H]测定，这一结果将支持猎户座复合体的触发恒星形成和自富集情景。
2009-05-12 astro-ph.SR
The Ubiquity of the Rapid Neutron-Capture Process
为了更好地表征由r-过程产生的丰度模式，我们推导出了重元素锌（Zn）、钇（Y）、镧（La）、铕（Eu）和铅（Pb）的新丰度或上限。我们的161颗贫金属星的样本包括88个高分辨率和高信噪比光谱的新测量结果，这些光谱是由麦克唐纳天文台2.7米史密斯望远镜上的Tull摄谱仪获得的，其他丰度来自文献。我们使用模型的AGB星的S-过程中产生的高Pb/Eu比在低金属丰度的S-过程中，我们的新的观察，然后让我们确定一个样本的恒星没有检测到的S-过程的材料。在这些恒星中，我们发现没有显着增加的Pb/Eu的比例增加金属丰度。这表明，s过程的物质并没有广泛分散，直到银河系的整体金属丰度显著增长，甚至可能高达[Fe/H]=-1.4。我们发现，在[Eu/Fe]<+0.6的贫金属星中，[La/Eu]的色散至少为0.5 dex，这可归因于r过程，这表明在稀土元素对之间没有唯一的“纯”r过程元素比。我们证实了早期探测到的Y/Eu和Eu/Fe之间的反相关性，这些反相关性是由在r过程中强烈富集的恒星（例如，CS 22892-052）和重元素缺乏的那些（例如，HD 122563）。我们可以重现的Y/Eu比率的范围内使用模拟的高熵中微子风的核心坍缩超新星，包括带电粒子和中子捕获组件的r-过程核合成。大多数贫金属星的重元素丰度模式与CS 22892-052不同，但几乎所有没有s过程富集的贫金属星都存在Ba等重元素，这表明…
2010-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Grid of 3D Stellar Atmosphere Models of Solar Metallicity: I. General Properties, Granulation and Atmospheric Expansion
现有的恒星大气模型网格是解释恒星观测和确定其基本参数的主要工具。这些模型依赖于大大简化的对流模型，然而，贷款较少的预测能力，这种模型的晚型恒星。我们提出了一个网格的改进和更可靠的恒星大气模型的晚型恒星，深，三维，对流，恒星大气模拟的基础上。该网格一般用于解释观测结果，并改进恒星和星震建模。我们解决了纳维-斯托克斯方程在3D和并发的辐射转移方程，为一系列的大气参数，涵盖了大部分的恒星演化与对流在表面。我们强调使用最好的原子物理学进行定量预测和与观测结果的比较。我们目前的颗粒大小，对流膨胀的声腔，渐近的温度，作为大气参数的函数。这些结果和其他结果也以电子形式提供。
2013-03-07 astro-ph.SR
The physical mechanism behind M dwarf metallicity indicators and the role of C and O abundances
我们提出了基于PHOENIX恒星大气模型的典型的早期和中期M矮星不同的C和O丰度的近红外合成光谱。我们应用多个最近公布的方法来确定M矮金属丰度我们的模型，以确定C和O丰度的金属丰度指标的影响。我们发现，伪连续水平是非常敏感的C/O和所有的金属丰度指标显示C和O丰度的依赖，特别是在较低的Teff模型。在某些情况下，当[C/Fe]和[O/Fe]独立变化+/-0.2时，推断的金属丰度范围超过一个完整的数量级（>1 dex）。我们还发现O和C丰度之差[（O-C）/Fe]比C/O更能反映准连续谱水平。中M矮星的[C/Fe]，[O/Fe]和[M/H]模型在银河系化学演化的背景下是现实的，表明[（O-C）/Fe]的变化是这里研究的M矮星金属丰度示踪剂背后的主要物理机制。经验校准的金属丰度指标对大多数邻近的M矮星仍然有效，因为在太阳附近的FGK星的光谱调查中，[（O-C）/Fe]和[Fe/H]之间存在紧密的相关性。C和O丰度的变化也会影响M矮星的光谱能量分布。允许[O/Fe]是一个自由参数提供了更好的协议之间的合成光谱和富金属M矮星的观测光谱。我们建议，通量校准，低分辨率，近红外光谱可以提供一个路径测量C和O丰度在M矮星和打破的C/O和[Fe/H]之间的简并存在于M矮星金属丰度指标。
2016-05-20 astro-ph.SR
Chemical analysis of a carbon-enhanced very metal-poor star: CD-27 14351
首次利用高分辨率（R ~ 48000）FEROS光谱对一颗贫金属碳增强星CD-2714351进行了丰度分析。我们使用局域热力学平衡（LTE）模型大气进行的丰度分析表明，该对象是一个冷星，具有恒星大气参数，有效温度Teff = 4335 K，表面重力log g = 0.5，微湍流= 2.42 km/s，金属丰度[Fe/H] =-2.6。该恒星的碳和氮丰度较高，[C/Fe] = 2.89，[N/Fe] = 1.89。Ba、La、Ce和Nd中的中子俘获元素明显过量，估计[X/Fe] > 1，最大的增加见于Ce，[Ce/Fe] = 2.63。第一峰S过程元素Sr和Y相对于Fe有增强（[Sr/Fe] = 1.73和[Y/Fe] = 1.91），而第三峰S过程元素Pb在给定的分辨率下在我们的光谱中没有检测到。铕，主要是一种r过程元素，也显示出增强，[Eu/Fe] = 1.65。当[Ba/Eu] = 0.12时，CD-27 14351满足CEMP-r/s星的分类标准。根据文献中其他CEMP恒星中观察到的化学丰度，讨论了该恒星中观察到的元素丰度分布。
2016-11-05 astro-ph.SR
A neural network approach to determining photometric metallicities of M-type dwarf stars
本研究利用人工神经网络，基于Gaia、2MASS和WISE的光度数据，开发了一种估计M矮星金属丰度的方法，精度达0.08dex，超越了传统方法，为大规模巡天分析提供了可扩展方案。
2025-05-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
On the metallicity dependance of the [Y/Mg] - age relation for solar type stars
最近对太阳附近的太阳孪晶的几项研究表明，各种元素丰度和年龄之间存在密切的相关性，特别是[Y/Mg]。如果这种关系对于其他类型的恒星以及银河系中的其他地方都是真实有效的，那么它将提供一个非常强大的工具来推导恒星的年龄，而不需要非常精确地确定它们的质量（演化阶段）。如果恒星参数有相对较大的误差，该方法也可能有效。在最近的文献中提出的研究跨越[Fe/H]的窄范围。通过对[Fe/H]变化范围较大的太阳邻域矮星样本的研究，发现[Y/Mg]与年龄的关系取决于恒星的[Fe/H]。因此，[Y/Mg] -年龄关系似乎是太阳类似物所独有的。
2016-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy of high proper motion stars in the ground--based UV
利用3550-5000 AA波段的高质量光谱数据（光谱分辨率R>60000），我们测定了14颗具有大自行的缺金属G-K星的主要参数（有效温度、表面重力、微湍流速度和化学元素丰度，包括Sr ~ Dy重金属）。我们研究的恒星有很宽的金属丰度范围：[Fe/H]=-0.3-2.9。Mg，Al，Sr和Ba的丰度计算与非LTE线形成的影响占。放射性元素Th和r-过程元素Eu的丰度使用合成光谱计算确定。根据我们确定的运动学判据和参数，选取了属于不同星系群的恒星。我们发现，所研究的恒星与大自行指的是不同的组成部分的银河系：薄，厚盘和晕。远离银道面的恒星BD+80 245的化学成分与它属于吸积晕一致。对于巨大的HD 115444，我们得到[Fe/H]=-2.91，Mn的丰度不足，从Ba到Dy的重金属的丰度过高，特别是r过程元素铕的高过量：[Eu/Fe]=+1.26。与晕星的典型化学成分相反，HD 115444根据其运动学参数属于盘族。
2011-01-26 astro-ph.SR
The statistical properties of stars and their dependence on metallicity: the effects of opacity
我们报告的统计性质的恒星和褐矮星从四个辐射流体动力学模拟恒星团簇形成，解决质量下降到不透明度限制碎片。除了尘埃和气体的不透明度外，计算结果是相同的。假设尘埃的不透明度与金属丰度成正比，计算的金属丰度范围从1/100到3倍太阳，尽管我们强调改变金属丰度有其他热力学效应，计算没有捕获（例如气体和尘埃之间的热耦合）。所有四个计算产生的恒星星族的统计特性是很难区分观察到的恒星系统，我们发现没有显着的恒星性质的不透明度的依赖。多恒星系统的质量函数和性质是一致的。然而，我们发现原恒星合并更常见的低不透明度。综合三次计算的结果，我们得到了一个由500多颗恒星和棕矮星组成的恒星星族。这个群体的许多统计特性与我们银河系中观察到的一致，这意味着重力，流体动力学和辐射反馈可能是确定低质量恒星统计特性的主要成分。然而，我们确实发现，计算可能有点过于耗散的迹象。虽然需要进一步的计算来了解金属丰度对恒星性质的所有影响，但我们得出结论，恒星性质对尘埃和气体不透明度的变化具有惊人的弹性。
2014-05-22 astro-ph.SR
Fitting isochrones to open cluster photometric data III. Estimating metallicities from UBV photometry
金属丰度是影响星团基本特征正确确定的关键参数，在银河系和恒星演化研究中具有重要意义。在现有的2174个疏散星团中，只有不到10%的星团的金属丰度在文献中得到了测定。在这项工作中，我们提出了一种方法，通过非主观的等时线拟合的交叉熵全局优化算法应用于UBV光度数据的疏散星团的金属丰度估计。用拟合方法同时确定了距离、红化、年龄和金属丰度等自由参数。拟合过程使用权重的观测数据的基础上估计的成员可能性为每个恒星，认为观测星等的限制，恒星的密度分布作为半径的函数，从集群的中心，和密度的恒星在多维星等空间。我们基于15个不同的UBV数据集给出了9个经过充分研究的疏散星团的[Fe/H]结果。[Fe/H]的值在10个情况下，光谱测定在文献中获得一致，表明我们的方法提供了一个很好的替代确定[Fe/H]通过使用一个客观的等时线拟合。我们的结果表明，典型的精度约为0.1 dex。
2013-07-08 astro-ph.SR
A New Age-Activity Relation For Solar Analogs that Accounts for Metallicity
本研究提出考虑金属丰度的太阳型主序星新年龄-活动关系，将色球年龄误差从53%降至15%，显著提高年龄估计可靠性。
2025-04-24 astro-ph.SR
Determining stellar properties of massive stars in NGC346 in the SMC with a Bayesian statistic technique
本研究针对低金属丰度环境下大质量恒星参数存在简并难以独立测量的问题，采用贝叶斯统计技术结合多历元光谱，测得NGC 346核心34颗OB星的参数，确定样本双星比例下限为46%，验证了该方法在低分辨率光谱下的可行性。
2024-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Host star metallicity of directly imaged wide-orbit planets: implications for planet formation
直接成像的行星是前主序星和年轻的主序星的自发光伴星。它们位于更宽的轨道（$\sim10\mathrm{s}-1000\mathrm{s}$ ~AU），通常比附近的行星（$\lesssim 10$ ~AU）质量更大。确定这些伸展的行星系的主星性质对于理解和辨别各种行星形成和演化情景是很重要的。我们提出的恒星参数和金属丰度（[Fe/H]）的子样本的18颗恒星已知的主机行星发现的直接成像技术。我们从公共档案中检索这些恒星的高分辨率光谱，并使用合成光谱拟合技术和贝叶斯分析，以统一和一致的方式确定恒星的属性。其中8个来源的金属丰度是首次报道，而其他来源的结果与以前的估计一致。分析表明，直接成像行星所在恒星的金属丰度接近太阳，平均[Fe/H] = $-0.04\pm0.27$ ~dex。金属丰度的大分散表明，在大轨道距离上形成大质量行星可能不需要富含金属的环境。我们还发现，直接成像的大质量行星在宽轨道上的行星质量-宿主星金属丰度关系是非常相似的，研究人口的短周期（$\lesssim 1$ ~yr）超巨星和棕矮星周围的主序星。
2021-01-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Predicting Stellar Metallicity: A Comparative Analysis of Regression Models for Solar Twin Stars
本研究基于GALAH巡天的太阳孪生星数据，对比五种回归模型的金属丰度预测效果，发现随机森林精度最高，验证了集成方法处理高维天文数据的优势。
2024-10-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
An empirical metallicity tracer in CEMP and C-normal stars
在碳增强贫金属（CEMP）星的低分辨率光谱中推导金属丰度[Fe/H]是一项繁琐的任务，由于大量的线混合，经常导致[Fe/H]的不确定性超过0.25 dex。CEMP星的数量随着[Fe/H]的减少而增加，其中一些已知是真正的第二代晕星。因此，了解它们的[Fe/H]对于追踪银河系的形成和化学演化非常重要。在这里，我们的目标是通过避免与混合物相关的问题来改善低分辨率光谱中的[Fe/H]测量。我们在低金属丰度下改进了这种光谱中的化学标记。我们开发了一种经验方法来推导CEMP（和C-正常）恒星中的[Fe/H]，该恒星与强线的等效宽度（EW）有关，强线在低分辨率，贫金属光谱中仍然可以检测到。最好的[Fe/H]示踪剂被发现是Cr I和Ni I，它们都在没有分子带的光谱区域（在~5200- 6800 A之间，大多数调查都可以到达的区域）显示出强烈的跃迁。我们导出了矮星和巨星的不同关系式。在~-3<[Fe/H]<-0.5和10<EW<800 mA（Cr）或[Fe/H]>-3.2和EW> 5 mA（Ni）范围内，这些关系式都是有效的，这取决于元素和谱线以及恒星的演化阶段。经验关系式对CEMP和C-正常恒星都有效，并且已经在大约400颗恒星（主要是巨星）的样本中被证明是准确的示踪剂。根据样品和分辨率的不同，金属丰度的精确度在~0.2以内，经验关系在0.05-0.1dex以内。我们的关系将改善金属丰度的测…
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Period-luminosity and period-luminosity-metallicity relation for $δ$ Scuti Stars
本研究综合多源数据，校正盖亚视差零点偏移后，推导了$δ$ Scuti星在九个波段和五个Wesenheit波段的周期-光度及周期-光度-金属丰度关系，发现金属丰度影响不显著。
2025-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fuzzy Cluster Analysis: Application to Determining Metallicities for Very Metal-poor Stars
本文首次尝试将模糊聚类分析应用于恒星光谱分析。采用FCA对LAMOST低分辨率光谱中测得的谱线指数进行分类，并自动去除对金属敏感性最低的指数。FCA处理的指数，然后转移到人工神经网络（ANN），以获得金属丰度的147个非常贫金属（VMP）已被高分辨率光谱分析的恒星。FCA-ANN方法可以得到稳健的VMP星金属丰度，与高分辨率分析相比，精度为0.2 dex。该测试的推荐FCA阈值λ在0.9965和0.9975之间。在通过FCA降低线指数的维数之后，所导出的金属丰度仍然是稳健的，没有损失精度，并且FCA-ANN方法对于[Fe/H]从-1.8到-3.5的不同光谱质量稳定地执行。与传统的分类方法相比，FCA考虑了分组的模糊性和数据的不连续性，因此更适合于观测数据分析。虽然这个早期的测试使用FCA来分析低分辨率光谱，并将输入输入到ANN方法中以获得金属丰度，但在大数据时代，FCA还应该能够分析无缝光谱和多波段测光，并为恒星物理学领域的其他研究（例如，恒星分类，特殊物体的识别。文献收集的高分辨率样本可以帮助改善管道，以获得恒星金属丰度，和系统的偏移VMP星的金属丰度为三个已公布的LAMOST目录进行了讨论。
2022-02-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Planetary systems in the light of asteroseismology: metallicity threshold for the planetary systems and age-metallicity relation
Ege University（伊兹密尔经济大学）；Washington University（华盛顿大学）
该研究利用MESA代码构建127颗宿主恒星的内部模型，发现行星形成的金属丰度阈值约为0.007，揭示了恒星Z₀与年龄、Zₛ的关系，以及行星半径的影响因素。
2026-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
On using the CMD morphology of M67 to test solar abundances
疏散星团M67具有太阳金属丰度，年龄约为4 Gyr。关闭质量接近太阳金属丰度恒星在主序星演化过程中由于氢燃烧循环的发展而形成对流核的最小质量。M67的色星等图（CMD）在转折点附近的形态显示出明显的钩状特征，这是靠近转折点的恒星具有对流核的直接迹象。VandenBerg等人研究了使用M67关闭的形态来限制太阳金属丰度的可能性，特别是CNO元素，在过去几年中，太阳丰度已经向下修正了30%以上。在这里，我们扩展了他们的工作，填补了他们分析中的空白。为此，我们计算等时线适用于M67使用新的（低金属丰度）和旧的（高金属丰度）的太阳丰度和研究是否特征关闭CMD的M67可以复制或不。我们还研究了其他本构物理的重要性，确定存在这样一个钩子，特别是元素扩散，过冲和核反应率。我们发现，使用新的太阳丰度测定，与低CNO丰度，使得它更难以再现的特征CMD的M67。这一结果与VandenBerg等人的结果一致。然而，模型的本构物理变化，特别是过冲，可能会影响和改变这一结果，以至于使用低CNO太阳丰度模型构建的等时线也可以重现M67的关闭形态。我们的结论是，只有当所有影响关断形态的因素都完全在控制之下（而事实并非如此），M67才能用来限制太阳丰度。
2010-04-19 astro-ph.SR
Even-to-Odd Barium Isotope Ratio in Selected Galactic Halo Stars
我们通过考虑H I碰撞激发与Belyaev和Yakovleva（2018）量子力学计算的速率系数来更新Ba II模型原子。利用高分辨率恒星光谱和Ba II的非局域热力学平衡线（non-LTE），我们用已知的大气参数确定了四个星系晕巨星中具有奇数质量数（fodd）的钡同位素的分数。我们使用的方法是基于Ba II 4554 A共振和Ba II 5853，6496 A从属线的丰度相等的要求。在确定钡丰度从个别线的精度为0.04德克斯已实现。在三颗恒星（HD 2796，HD 108317和HD 122563）中，fodd >= 0.4。这表明在这些恒星中观察到的钡元素中有>= 80%是在r-过程中合成的。在HD 128279中，fodd = 0.27超过了太阳系中钡的奇数同位素的比例，但只是略微超过。在我们的样本恒星的形成时期的r-过程的主导地位被证实的铕相对丰度钡的存在，与[Eu/Ba] > 0.3。我们已经计算了非LTE的丰度校正5 Ba II线，并研究其依赖于大气参数的范围内的有效温度从4500至6500 K，表面重力log g从0.5至4.5，和金属丰度[Fe/H]从0至-3。
2019-06-25 astro-ph.SR
Three nearby K-giants with planets: Accurate determination of basic parameters, including an analysis of metallicity based on Fe I lines
确定了三颗明亮的K巨星的基本参数：β Gem（K0 III）、μ Leo（K2 III）和α Tau（K5 III）。值得注意的是，在这三颗恒星周围都发现了巨行星。我们的结果与盖亚项目中基准恒星的高精度数据进行了比较。对于所有三颗巨星，用这些基本参数Teff、logg和M的数据得到了非常好的一致性。特别注意的是，致力于分析的Fe I线的金属指数[Fe/H]和微湍流参数Vt的同时测定的基础。Fe I线的等效宽度W是从基准星的已发表光谱自动测量的。从列表中的“黄金线”的基准星的研究中选择的Fe I线的分析导致的结论是，激发电位EL的低水平的线起着重要的作用，在确定[Fe/H]和Vt。结果表明，对于早期K巨星β Gem和μ Leo，在W从100到300毫微焦耳范围内的谱线，[Fe/H]和Vt值与El有关。结果表明，如果对它作正确的解释，则在确定β Gem和μ Leo的[Fe/H]和Vt时会产生不确定性。在温度Teff = 3920K的最冷K巨星α Tau（毕宿五）的情况下，这种效应似乎不太明显。对[Fe/H]和Vt测定中Fe I线的选择提出了建议。以本文所研究的三颗恒星为例，证实了具有正常金属丰度的K巨星的Fe I线的非LTE效应很小，因此它们不可能是[Fe/H]和Vt值显示模糊的原因。碳12 C/13 C和氧16 O/17 O同位素的低比率证实了这三颗巨星都通过了深对流混合阶段。
2019-09-03 astro-ph.SR
An Infrared Census Of Dust In Nearby Galaxies With Spitzer (DUSTiNGS): V. The Period-luminosity Relation For Dusty Metal-Poor AGB Stars
斯皮策巡天计划（DUSTiNGS）在几个邻近的贫金属星系中发现了数百颗产生尘埃的渐近巨分支（AGB）恒星。我们已经获得了多个历元的后续观察这些候选人与斯皮策太空望远镜和测量其红外（IR）光变曲线。这使我们能够确认它们的AGB性质，并在非常低的金属丰度下研究脉动行为。我们获得了七个星系中88个源的高置信度脉动周期。我们已经以20%的成功率确认了DUSTiNGS变星候选星，并确定了19个已被确定为热脉冲AGB（TP-AGB）星的脉动特性。我们发现，在这里调查的所有星系中，AGB脉动特性都是相似的，DUSTiNGS星系（低至1.4%的太阳金属丰度; [Fe/H]=-1.85）和金属丰富得多的麦哲伦云（高达50%的太阳金属丰度; [Fe/H]=-0.38）之间没有明显的差异。这些结果加强了尘埃产生和AGB星脉动之间的联系，并建立了红外周期-亮度（PL）关系作为确定星系距离的可靠工具（+/- 4%），无论金属丰度如何。
2019-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational instability in protostellar disks at low metallicities
原恒星盘的碎裂控制着原恒星的生长，并在决定新生恒星的最终质量方面起着关键作用。在本文中，我们研究了原恒星盘的结构和引力稳定性的全金属量范围从零到太阳值。使用质量吸积率评估的前星核的崩溃阶段的热演化，我们计算的磁盘结构和它们的演化框架中的标准稳定盘。总的来说，随着金属丰度的增加，更有效的冷却导致更低的吸积速率和更低的盘内温度：在金属丰度为零时，吸积速率为~ 1 e-3 Msun/yr，盘温度为~ 1000 K，而在太阳金属丰度为~ 1 e-6 Msun/yr，盘温度为10 K。尽管这些值相差很大，但零金属盘和太阳金属盘具有相似的稳定性：引力稳定性的Toomre参数，可以用盘和包层中的温度之比Q ~（T_disk/T_env）^3/2表示，> 1，即，边缘稳定。然而，在金属丰度为1 e-5--1e-3 Zsun的中间值时，由于尘埃的冷却作用（由于尘埃的密度很高（> 1 e 10 cm^-3），这种冷却作用只在尘埃盘中有效）使得尘埃盘中的温度低于包层中的温度，因此发现尘埃盘在Q ~ 0.1 ~-1时非常不稳定。这表明，在这个金属丰度范围内，由原恒星盘碎片形成的单个恒星的质量可能比它们的母核小得多。在这种情况下，典型的恒星质量将是几个Msun，这与观测建议的极端贫金属恒星的质量尺度一致。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
TOPoS: I. Survey design and analysis of the first sample
星系晕星金属丰度分布函数的弱金属尾包含了第一代恒星形成模式的重要信息。为了在观测上确定这一点，有必要观测大量极贫金属的恒星。我们在这里介绍关闭原始恒星调查（TOPoS），这是在VLT进行的ESO大型计划。该项目有{4}个主要目标：（i）了解低金属含量气体中低质量恒星的形成：确定[M/H]=-3.5以下晕的金属弱尾。特别是，我们的目标是确定临界金属丰度，即足以形成低质量恒星的最低金属丰度;（二）确定极端贫金属恒星中元素的相对丰度，这是大质量第一颗恒星的标志;（三）确定银河系形成时锂丰度的趋势;以及（iv）导出C-增强极贫金属星相对于正常极贫金属星的比例。SDSS观测到的大量恒星为极低金属丰度的恒星候选者提供了很好的样本。关闭颜色下降到幅度g=20的候选人选择从低分辨率光谱的SDSS通过自动化程序。X-Shooter具有执行必要的后续光谱学的潜力，为这些恒星的几种关键元素提供准确的金属丰度和丰度比。我们在这里提出的恒星参数的第一组恒星。这19颗恒星的铁丰度相对于太阳在-4.1 dex到-2.9 dex之间。两颗恒星有很高的径向速度，根据我们对它们运动学的估计，它们似乎与银河系有很小的联系，可能是从另一个星系吸积而来的。
2013-10-25 astro-ph.SR
The expansion of stripped-envelope stars: consequences for supernovae and gravitational-wave progenitors
合并成致密天体的大质量双星是引力波源的前身。大多数双星都经历了一个或多个质量转移阶段，在此期间，其中一颗恒星失去了部分或全部的外层包层，成为一颗剥离包层的恒星。这些被剥离的恒星大小的演变对于确定它们是否经历进一步的相互作用以及它们的最终命运至关重要。我们提出了新的计算剥离信封星的基础上计算MESA的二进制演化模型。我们用这些来研究它们的半径演化作为质量和金属丰度的函数。我们进一步讨论了它们的前超新星可观测的特点和潜在的后果，他们的演化对超新星的性质从剥离的恒星。在高金属丰度，我们发现，几乎所有的富氢信封被删除，与早期的发现。只有初始质量低于10 \Msun的祖细胞才能扩展到大半径（高达100 \Rsun），而更大质量的祖细胞则保持紧凑。在低金属丰度下，大量的氢仍然存在，原则上，对于我们考虑的所有质量，祖细胞可以膨胀到巨大的尺寸（> 400 \Rsun）。这意味着他们可以重新填充他们的罗氏叶。我们发现，人口合成模型中常用的处方低估恒星半径高达两个数量级。我们预计，这有后果的预测引力波源从双中子星合并，特别是对它们的金属丰度的依赖。
2020-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Analysis of the Brightest Star of the Cetus II Ultra-Faint Dwarf Galaxy Candidate
本文基于高分辨率光谱分析了Cetus II最亮恒星的化学丰度，发现其特征支持该天体为超暗弱矮星系，并指出高钾丰度可作为区分UFD星系的重要特征。
2023-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices
我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-poor Stars in the Magellanic Clouds are $r$-process Enhanced
星系中贫金属恒星星族的化学丰度可以用来研究其形成和化学演化的早期阶段。麦哲伦云是银河系中最大的卫星星系，被认为是在孤立中进化的，直到最近被银河系吸积。不像银河系中质量较小的卫星，人们对麦哲伦星云中贫金属的恒星知之甚少。我们使用Schlaufman & Casey（2014）的中红外贫金属恒星选择和档案数据，以高分辨率麦哲伦/MIKE光谱学为目标，瞄准9个LMC和4个SMC巨星。这9颗含有$-2.4\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-1.5$的LMC巨星和4颗含有$-2.6\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-2.0$的SMC巨星是麦哲伦星云中金属最贫乏的恒星，但它们的丰度都经过了全面的分析。虽然我们发现，在恒定的金属丰度，这些恒星是类似于银河系恒星的$α$，光，铁峰元素丰度，无论是LMC和SMC增强相对于银河系的$r$过程元素铕。这些丰度偏移非常显著，相当于大麦哲伦星云的$3.9σ$、小麦哲伦星云的$2.7σ$和麦哲伦星云完整样本的$5.0σ$。我们提出，麦哲伦云的贫金属恒星星族的$r$过程增强是麦哲伦云的孤立化学演化和宇宙网的长期吸积历史与$r$过程核合成相结合的结果，其时间尺度长于核心坍缩超新星时间尺度，但短于或相当于热核（即，Ia型）超新星时间尺度。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stromlo Stellar Tracks: non-solar scaled abundances for massive stars
我们提出的Stromlo恒星轨道，一组恒星演化轨迹，计算通过修改模块的恒星天体物理学实验（MESA）的一维恒星演化包，以适应银河系和谐丰度热（$T > 8000$ K）大质量（$\geq 10M_\odot$）主序星（MS）。到目前为止，所有的恒星演化轨迹都是在太阳、标度太阳或α元素增强丰度下计算的，这些模型都不能正确地代表不同金属丰度下的银河系和谐丰度。本文首次将银河系一致性丰度应用于恒星演化模型。Stromlo轨迹覆盖了大质量恒星（$10\leq M/M_\odot \leq 300$），它们具有不同的自转（$v/v_{\rm crit} = 0.0, 0.2, 0.4$）和精细采样的金属丰度网格（$-2.0 \leq {\rm [Z/H]} \leq +0.5$ ; $Δ{\rm [Z/H]} = 0.1$），它们从主序前演化到$^{12}$碳燃烧结束。我们发现，银河系和谐丰度的实施是至关重要的主序星，大质量的热恒星的演化，以估计准确的恒星输出（L，T $_{\rm eff}$，$g$），这反过来，有一个显着的影响，确定电离光子光度预算。我们还支持先前的研究结果的重要性，旋转大质量恒星的演化和电离预算。我们的银河系和谐丰度标度的演变轨迹提供了一个更具经验性的方法比简单的均匀丰度标度与金属丰度的分析HII地区，并在确定星云发射线和金属丰度有相当大的影响。因此，完善现有的恒星演化…
2021-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
