Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
2017-08-22 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
Dipole low-order g mode instability of metal-poor low-mass main-sequence stars due to the $\varepsilon$-mechanism
我们分析了贫金属低质量主序星由于$\varepsilon$ -机制的振动稳定性。由于贫金属恒星的外对流区仅限于最外层，因此对流处理的不确定性不会对结果产生显著影响。我们发现，由于$Z\la 6\times 10^{-4}$的$\varepsilon$ -机制，偶极g $_1$ -和g $_2$ -模式肯定变得不稳定。此外，我们发现随着金属丰度的降低，$\varepsilon$机制不稳定性的质量范围向更高的质量扩展。
2012-02-29 astro-ph.SR
Searching for Dust around Hyper Metal-Poor Stars
我们研究中红外线通量和光谱能量分布的贫金属恒星与铁丰度[Fe/H] $\lesssim-5$，以及两个CEMP-没有明星，以消除可能性，他们的低金属含量是有关的元素耗尽到尘埃颗粒的碎片盘的形成。这里检查的七颗恒星中有六颗没有中红外过剩。这些无法侦测到的现象排除了许多类型的拱星盘，例如温暖的碎片盘（$T\!\le\!290$ K），或内半径为$\le1$ AU的碎片盘，例如那些与化学上奇特的后AGB光谱双星和RV Tau变星有关的碎片盘。然而，我们不能排除较冷的碎片盘，也不能排除那些与其宿主恒星的流量比较低的碎片盘，例如较小的盘质量，较大的内盘半径，没有小颗粒，甚至是多组分结构，就像化学上奇特的Lambda Bootis星一样。唯一的例外是HE 0107 -5240，它在2- $σ$水平上检测到一个接近10微米的小的中红外过量;如果过量是真实的并且与这颗恒星有关，它可能表明存在（最近的）尘埃气体扬场或双星系统。
2014-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE strontium abundance in a sample of extremely metal poor stars and the Sr/Ba ratio in the early Galaxy
重元素在极度贫金属恒星中的丰度对这些元素在第一批恒星中形成的过程提供了强有力的限制。我们试图确定精确的丰度锶在一个均匀的样品中的极端贫金属恒星。通过放弃局域热力学平衡（LTE）假设，将非局域热力学平衡（NLTE）谱线与观测到的谱线拟合，重新测定了54颗非常或极贫金属星的锶丰度。校正后的Sr丰度和以前获得的NLTE Ba丰度进行比较，几个假设的形成过程中的预测较轻的中子捕获元素。我们的NLTE丰度证实了先前确定的低金属丰度恒星中锶丰度的巨大分散。这种分散也被发现（甚至更大）在非常低的金属丰度（即。e.在化学进化的早期）。在极贫金属（EMP）的恒星的Sr丰度是兼容的主要r-过程中涉及的其他过程（或通过变化的r-过程），我们简要讨论。
2011-04-04 astro-ph.SR
Matter accretion in metal-poor stars down to extremely metal-poor stars and the lithium problem
宇宙中轻元素的形成和演化是重要的宇宙学约束。长期以来，人们一直认为银河系中最古老的恒星在其外层显示出原始的锂丰度，尽管恒星物理学的研究已经证明这种丰度一定会随着时间的推移而减少。从宇宙背景观测中推断出的原始锂丰度大于在这些恒星中观测到的最大值。最近的观测已经给出了证据，在非常贫金属的恒星中存在大量的锂丰度分散。这些恒星中的许多都是富碳的，即碳增强贫金属（CEMP）恒星。我们解决的一般问题，所观察到的丰度在贫金属恒星，我们把我们的研究集中在CEMP-s恒星的情况下。我们研究如何吸积的恒星同伴，特别是渐近巨型分支星的风，修改元素丰度的金属贫星，特别是李，考虑到恒星结构和流体动力学过程发生吸积后。我们将结果与主序上这些老恒星中Li和更重元素的观测结果进行了比较。我们使用Montréal/Montpellier恒星演化程序，包括原子扩散和热盐对流，计算了原CEMP-s恒星的内部结构及其演化，从[Fe/H]=-2.31到[Fe/H]=-5.45。我们研究了一些根据恒星质量、年龄、金属丰度以及到各自伴星的距离而变化的情况。我们表明，与碳富集相关（或不相关）的Li色散的观测结果很好地解释了恒星同伴风中贫金属恒星的吸积，吸积质量小于以前研究中考虑的质量。导出的原始值与宇宙学结果一致。
2021-01-05 astro-ph.SR
Extreme Enhancements of r-process Elements in the Cool Metal-Poor Main-Sequence Star SDSS J2357-0052
我们报告发现了一个冷的贫金属，主序星表现出大量过剩的r-过程元素。这颗恒星是两颗新发现的冷次矮星（有效温度为5000 K）之一，金属丰度极低（[Fe/H]<-3），由斯隆数字巡天的贫金属候选者的后续高分辨率光谱确定。SDSS J2357-0052的[Fe/H]=-3.4和[Eu/Fe]=+1.9，并显示出重中子俘获元素的定标太阳r过程丰度模式。这是第一颗贫金属的主序星，表现出大量的r过程元素;之前所有的大型r过程增强现象都与贫金属巨星有关。在迄今发现的r过程增强星中，该天体的金属丰度最低，Eu过剩值（[Eu/Fe]）最高。我们认为可能的情况下，占这样的恒星的检测，并讨论技术，使类似的恒星在未来的搜索。
2010-10-03 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar SNe Ia Strongly Prefer Metal-Poor Environments
我们讨论了一种新的趋势，即超克拉塞卡Ia型超新星（SCSNe）的祖质量估计显着超过1.4 M_sun往往在贫金属环境中爆炸。虽然Taubenberger et al. 2011注意到一些SCSNe宿主星系相对缺乏金属，但我们定量地关注它们在宿主星系中的位置，指出在四分之三的情况下，SCSNe爆炸发生在其宿主星系盘的外缘。因此，它们的祖先很可能具有比宿主中心区域的金属丰度低得多的金属丰度。在两个案例中（SN 2003 fg和SN 2009 dc），爆炸地点在宿主光的99%之外，而在一个案例中（SN 2006 gz），宿主的径向金属丰度斜率表明爆炸地点位于贫金属区域。第四种情况（SN 2007 if）具有光谱测量的最低SN Ia宿主金属丰度（Childress等人，2011年）。也许可以通过一些特定于这种情况的祖先场景来解释这些异常明亮的事件中的每一个，但是一个更简单和直接的结论是将控制因素归因于它们唯一共同的物理方面-贫金属环境。
2011-07-08 astro-ph.SR
Testing Metal Poor Stellar Models and Isochrones with HST Parallaxes of Metal Poor Stars
利用哈勃空间望远镜（HST）精密制导传感器的观测数据，获得了8颗贫金属（[Fe/H] < -1.4）星的视差图。这些恒星的视差由修正后的依巴谷还原法确定，平均精度为17%，而我们新的HST视差平均精度为1%，每个视差的误差范围从85到144微弧秒。这些视差数据与HST ACS测光在F606 W和F814 W滤波器中相结合，以获得恒星的绝对星等，精度为0.02至0.03等。其中6颗恒星位于主序星上（-2.7 < [Fe/H] < -1.8），适合于检验贫金属恒星演化模型和确定到贫金属球状星团的距离。使用O 'Malley等人（2017）获得的丰度，我们发现使用Vandenberg & Clem（2003）颜色变换的标准恒星模型可以合理地匹配五颗主序星，HD 54639（[Fe/H] = -2.5）在颜色-星等图中的位置异常。恒星模型和等时线是使用蒙特卡罗分析生成的，以考虑模型中的不确定性。用拟合视差星的等时线测定了9个球状星团（-2.4 <= [Fe/H] <=-1.9 $）的距离和年龄。将所有9个星团的年龄平均，得出最古老、最贫金属的球状星团的绝对年龄为12.7+/- 1.0 Gyr，其中引用的不确定性考虑了恒星模型和等时线中已知的不确定性，以及星团距离和变红的不确定性。
2017-02-02 astro-ph.SR
Extremely Metal-Poor Star Candidates in the SDSS
对于贫金属恒星的样本（-3.3< [Fe/H] <-2.2），我们利用斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱测量了Ca II K、Mg I b和近红外（NIR）Ca II三线态的等效宽度（EW），从（g-z）0颜色计算了有效温度，通过拟合恒星等时线推导出恒星表面重力，并根据上述量确定金属丰度。因此，从Ca II K线获得的金属丰度与高分辨率光谱测定的结果比SDSS数据发布7（DR 7）中给出的值更吻合。来自Mg I b线的金属丰度有一个大的分散体，由于大的测量误差，而那些推导出的Ca II三线态线是太高，由于两个非局部的化学平衡（NLTE）的影响和测量误差。还提供了针对Mg I b线和Ca II三线态线的NLTE效应校正后的丰度。利用这种方法，我们从166颗贫金属恒星候选者中识别出了6颗[Fe/H] <-4.0的超贫金属恒星候选者。其中之一，SDSS J102915+172927，最近被证实是一颗超贫金属（[Fe/H] < -4.0）恒星，具有有史以来测量到的最低金属量。因此，对我们样本中其他五颗超贫金属恒星的后续高分辨率光谱学研究将引起极大的兴趣。
2012-11-06 astro-ph.SR
Element Diffusion and Accretion in Metal Poor Stars
在贫金属恒星表面观察到的化学元素丰度并不总是代表它们的初始值。在恒星演化过程中，各种物理过程改变了它们的内部组成。在这篇简短的论文中，为了纪念乔治·W·布什。普雷斯顿，我提醒原子扩散的重要性，以及可能导致双扩散（温盐）不稳定性的吸积过程的可能影响。我讨论这些过程的后果，并将其与当前的观察结果进行比较。
2011-08-25 astro-ph.SR
Explaining the Sr and Ba Scatter in Extremely Metal-Poor Stars
对贫金属恒星中Sr和Ba丰度的计算表明，[Sr/Ba]在[Fe/H] $<$ -3.6处有一个明显的截止值，[Fe/H] $>$-3.6处有较大的波动，并有一个明显的上限，取决于金属丰度。我们研究了对数比[Sr/Ba]上限的因素。一个模型的开发，其中II型超新星的崩溃被发现重现数据中看到的许多功能。该模型与贫金属星轻元素富集的星系化学演化约束相一致。在爆炸现场的湍流的影响也进行了模拟，并被发现是重要的解释中观察到的[Sr/Ba]数据的大散射。
2013-02-26 astro-ph.SR
[O/Fe] Estimates for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from Near-IR Spectroscopy
我们报告的氧丰度确定从中等分辨率近红外光谱的样本的57个碳增强贫金属（CEMP）从汉堡/ESO调查的明星。我们的大多数程序恒星的氧铁比在+0.5 < [O/Fe]<+2.0的范围内。该样本的[O/Fe]值与已知CEMP恒星的高分辨率估计值以及一组碳正常贫金属恒星的高分辨率估计值进行了统计比较。碳，氮，氧丰度模式的子样本，这些恒星相比，在最近的文献中产生非常贫金属渐近巨分支丰度的预测。我们发现，我们的大多数样品表现出的模式是一致的，与以前研究的CEMP星具有s-过程元素增强，因此很可能被污染的碳和氧增强的材料从金属贫渐近巨分支同伴。
2011-01-12 astro-ph.SR
Identification of metal-poor stars using the artificial neural network
场星中贫金属星的识别对于研究银河系和外部星系的结构和演化是非常有用的。我们使用人工神经网络（ANN）搜索贫金属星，并扩展其用途，以确定绝对星等。我们建立了一个包含167个中等分辨率恒星光谱（R ~ 1200）的光谱库，涵盖恒星温度范围为4200 ~ 8000 K，log g范围为0.5 ~ 5.0，[Fe/H]范围为-3.0 ~+0.3 dex。该经验光谱库用于训练ANN，在[Fe/H]、200 K温度和log g中产生0.3 dex的精度。我们发现，近太阳金属丰度星和贫金属星的独立校准减少了Teff和log g的误差近2倍。我们计算了大量的场星和候选贫金属星的T_eff，log g和[Fe/H]的一致尺度。我们将这种方法的应用扩展到使用具有良好估计的视差的邻近恒星来校准绝对星等。通过分别训练冷星、暖星和贫金属星的人工神经网络，可以获得更好的M_V标定精度。目前M_V刻度的精度为± 0.3等。本文提出的M_V定标方法与红化无关，因此可以作为研究星系结构的有力工具。
2013-07-24 astro-ph.SR
Vibrational Instability of Metal-Poor Low-Mass Main-Sequence Stars
我们发现，由于pp链的$\varepsilon$机制，在贫金属低质量恒星中，低阶g模变得不稳定。由于这些恒星的外对流区仅限于最外层，因此对流处理的不确定性不会对结果产生显著影响。金属丰度的降低导致恒星不透明度的降低，从而增加恒星的光度。这使得恒星变得致密，导致密度差减小，这有利于$\varepsilon$机制的不稳定性。我们还发现了对流阻塞机制对贫金属低质量恒星高阶g模的不稳定性。由于贫金属星的有效温度和光度明显高于Pop I星，因此表现出$γ$ Dor型脉动的恒星质量要比Pop I星小得多。我们证明，这些模式是不稳定的约$1\,M_\odot$星的金属贫乏的情况下。
2012-02-23 astro-ph.SR
Masses and ages for metal-poor stars: a pilot program combining asteroseismology and high-resolution spectroscopic follow-up of RAVE halo stars
贫金属晕星是我们银河系中最古老的天体之一。具有年龄测定和详细化学成分测量的晕星样品为限制第一代恒星的性质和贫金属区的核合成提供了关键信息。年龄的估计是非常不确定的，只有少数贫金属的恒星。在这里，我们提出了一个试点计划的第一个结果，旨在获得精确的质量，年龄和化学丰度的贫金属晕巨星使用asteroseismology和高分辨率光谱。我们获得了由K2卫星观测到的四颗贫金属RAVE星的高分辨率UVES光谱。从K2光变曲线获得的地震数据有助于改善光谱温度、金属丰度和个别化学丰度。使用代码PARAM推导质量和年龄，研究不同假设的影响（例如质量损失，[alpha/Fe]-增强）。使用Gaia DR 2数据计算轨道。{The恒星被发现是“正常的”贫金属晕星（即非C增强型），具有典型的老恒星的丰度模式（即α和Eu增强型），质量在0.80-1.0 M太阳范围内。推断的模型依赖的恒星年龄范围为7.4至13.0 Gyr，不确定度约为30%-35%。我们还利用开普勒的APOGEE巡天地震数据和一组M4星的数据，修正了贫金属星的质量和年龄。{The目前的工作表明，星震学和高分辨率光谱学相结合，可提供贫金属区的精确年龄。在目前的工作中分析的大多数恒星（覆盖[Fe/H] ~ -0.8到-2 dex的金属丰度范围），非常古老>9 Gyr（19颗恒星中的14颗），并且所有的恒星都大于5 Gyr（在68百分位的置信水平…
2019-05-28 astro-ph.SR
Chemical Analysis of the Ninth Magnitude Carbon-Enhanced Metal-Poor Star BD+44 493
详细介绍了明亮的碳增强贫金属（CEMP）星BD+44 493的化学丰度，我们的测量结果证实BD+44 493是一颗极度贫金属（[Fe/H]=-3.8）的亚巨星，具有过量的碳和氧。没有发现氮和中子捕获元素的显著过量（后者将其置于CEMP-没有恒星类别）。我们测量的其他元素表现出非CEMP极端贫金属恒星的典型丰度模式。没有发现这颗恒星径向速度变化的证据。这些结果有力地表明，BD+44 493中的碳增强不太可能是由伴星渐近巨分支星产生并转移到目前观测到的恒星上的，也不可能是由快速旋转的大质量巨贫金属（[Fe/H] < -6.0）恒星污染其出生分子云产生的。一个更有可能的可能性是，这颗恒星是由一颗“微弱”的超新星产生的元素污染的气体形成的，超新星经历了混合和回落，只喷射出少量的金属元素。BD+44 493的Li丰度（A（Li）=log（Li/H）+12 = 1.0）低于Spite平台值，与其他贫金属亚巨星一样。Be丰度的上限（A（Be）=log（Be/H）+12<-1.8）与金属丰度极低的恒星一样低，这表明碳（和氧）增强型恒星的祖先不是Be的重要来源，或者在有效温度约为5400 K的贫金属亚巨星中，Be是贫化的。
2013-06-15 astro-ph.SR
Detailed analyses of three neutron-capture-rich carbon-enhanced metal-poor stars
大约20%的贫金属恒星（[Fe/H]<-2.0）的碳含量强烈增强（[C/Fe]>+1.0）。这些恒星被称为碳增强贫金属（CEMP）恒星。利用UVES在VLT波段获得的高分辨率光谱对三颗CEMP矮星SDSS J1349 - 0229、SDSS J0912 + 0216和SDSS J1036 + 1212的化学丰度进行了分析。这些[Fe/H]<-2.5的贫金属恒星是从我们正在进行的对SDSS中极贫金属矮候选者的调查中选出的。在这些CEMPs中，SDSS J1349 - 0229已被鉴定为碳星（[C/O]>+1.0）。第一和第二峰s过程元素，以及第二峰r过程元素已被检测到的所有恒星。此外，在其中一颗恒星SDSS J1036 + 1212中发现了第三个r过程峰的元素。我们提出的中子俘获核合成理论的背景下，这些恒星的丰度结果。
2009-09-01 astro-ph.SR
How important are metal-poor AGB stars as cosmic dust producers?
富氧AGB星的尘埃形成效率（理论上）应该取决于金属丰度，因为它们并不生产自己的尘埃生产原料。贫金属的碳星可能也不是非常有效的尘埃制造者，因为在它们的大气中形成的颗粒会受到更多的辐射加热。我们刚刚证实，在贫金属碳星的模拟中，低效率的尘埃和风的形成是一种真实的物理效应，尽管在我们模拟的范围内。从表面上看，这意味着由低金属丰度AGB星提供的尘埃量显然是有限的。因此，人们也可能会问，与最近对宇宙尘埃的观测相比，AGB星一般能做出多大的贡献，这表明其他来源的主要贡献？
2015-05-18 astro-ph.SR
The Early Generations of Rotating Massive Stars and the Origin of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
对早已死亡的早期大质量恒星的研究是至关重要的，以便获得宇宙化学演化的完整图像，从而获得元素的起源。这些恒星的性质可以通过研究我们银河系中观测到的低质量贫金属恒星的起源来间接推断，其中一些恒星几乎和宇宙一样古老。特殊的贫铁碳增强贫金属（CEMP）恒星，其确切的起源仍有争议，被认为是由只有一个或很少几个以前的大质量恒星喷出的物质形成的。本论文的主要目的是探索早期大质量恒星的物理和核合成。它是通过结合恒星演化建模，包括旋转和充分的核合成与CEMP星的观测。
2019-01-30 astro-ph.SR
Four-hundred Very Metal-poor Stars studied with LAMOST and Subaru. I. Survey Design, Follow-up Program, and Binary Frequency
贫金属恒星的化学丰度对第一代恒星的核合成和银河系的早期化学演化提供了重要的限制。我们已经获得了高分辨率的光谱与斯巴鲁望远镜的候选人非常贫金属的恒星进行了大规模调查银河系恒星的LAMOST。在这一系列的论文中，我们报告了大约400颗贫金属恒星的元素丰度，并讨论了通过结合本研究中测量的径向速度和最近用盖亚获得的天体测量获得的样本的运动学。本文概述了我们的调查和后续计划，并报告了整个样品的径向速度。我们确定7双线光谱双星从我们的高分辨率光谱，其中径向速度的组件报告。我们讨论了这样的相对短周期的双星在非常低的金属丰度的频率。
2022-03-22 astro-ph.SR
Formation of the Abundance Boundaries of the Heavier Neutron-capture Elements in Metal-poor Stars
贫金属恒星中重r过程元素（Z > 56）相对于Fe（[r/Fe]）的丰度分布保留了恒星形成历史的极好信息，并为了解银河系化学富集的各种情况提供了重要的见解。在这方面，[r/Fe]的上、下界可以为研究恒星形成历史和早期银河系化学演化的极端情况提供有用的线索。本文研究了气云[r/Fe]上下边界的形成。我们发现，对于贫金属星形成的云，[r/Fe]上限的形成主要是由于单一的主r过程事件的污染。对于贫金属恒星形成的云，[r/Fe]下限的形成主要是由于单一SN II事件的污染。
2018-05-10 astro-ph.SR
TOPoS V: Abundance ratios in a sample of very metal-poor turn-off stars
极贫金属的恒星是了解银河系早期演化的关键。欧洲南方天文台的大型计划TOPoS是专门用来分析一组新的贫金属关闭恒星的，而大多数以前已知的极贫金属恒星都是巨星。在ESO VLT Unit Telescope 2的X-Shooter摄谱仪上观测到了65颗关闭恒星（从SDSS光谱中预选），以获得镁，硅，钙，铁，锶和钡的准确和详细的丰度。我们分析了ESO X-Shooter摄谱仪获得的中等分辨率光谱（R ~ 10 000），并使用标准一维局部热力学平衡（1D LTE）模型大气计算了几种α和中子捕获元素的丰度。我们的结果证实了在贫金属关闭星中观察到的超太阳[Mg/Fe]和[Ca/Fe]比。我们发现[alpha/Fe]比值的显着分布，有几颗恒星显示出太阳下的[Ca/Fe]比值。我们可以测量样本中12颗恒星的锶丰度，从而得出太阳值附近的丰度比[Sr/Fe]。我们在两颗恒星的样本中检测到钡。其中一颗恒星（SDSS J114424-004658）显示出非常高的[Ba/Fe]和[Sr/Fe]丰度比（>1 dex）。
2018-10-31 astro-ph.SR
An Elemental Assay of Very, Extremely, and Ultra Metal-Poor Stars
我们对23颗非常贫金属（VMP; [Fe/H] < -2.0）恒星的样本进行了高分辨率元素丰度分析，其中12颗是极贫金属（EMP; [Fe/H] < -3.0），4颗是超贫金属（UMP; [Fe/H] < -4.0）。这些恒星的目标是探索元素丰度比的差异，这些元素限制了元素生产的可能天体物理学地点，包括Li，C，N，O，α元素，铁峰元素和一些中子捕获元素。这个样本大大增加了已知的碳增强贫金属（CEMP）和氮增强贫金属（NEMP）恒星的数量-我们的计划恒星包括8颗被认为是“正常”的贫金属恒星，6颗CEMP-no恒星，5颗CEMP-s恒星，2颗CEMP-r恒星和2颗CEMP-r/s恒星。其中一颗CEMP- $r$星和一颗CEMP-r/s星可能是NEMP星。我们检测到锂的六个CEMP没有恒星，所有这些都是锂相对于Spite高原耗尽。大多数CEMP星的[C/N] > 0。[C/N] < 0的恒星表明混合程度较大;少数几颗CEMP-no星只有在[Fe/H] <-3.4时才显示出这种特征，在此金属丰度以下，我们还发现了Na、Mg和Al含量大幅增加的CEMP-no星。我们证实了CEMP星的绝对碳丰度存在两个平台，我们还提供了CEMP-no星绝对Ba丰度在A（Ba）~-2.0处存在“底部”的证据。
2015-06-01 astro-ph.SR
J-PLUS: Searching for very metal-poor star candidates using the SPEEM pipeline
我们探讨恒星的Javalambre光度本地宇宙调查（J-PLUS）数据发布2的内容，并显示其潜在的识别低金属量恒星使用恒星参数估计的基础上包围方法（SPEEM）管道。SPEEM是一种工具，使用独特的J-PLUS测光系统，提供恒星大气参数的测定，并将恒星源与类星体分离。通过适当的选择标准，可以确定适合光谱跟踪的贫金属恒星候选者。SPEEM由一系列机器学习模型组成，这些模型使用J-PLUS和SEGUE光谱调查观察到的训练样本。训练样本的温度Teff在4\,800 K和9\,000 K之间; $\log g$在1.0和4.5之间，并且$-3.1<[Fe/H]<+0.5$。管道的性能已经用LAMOST测量在相同参数范围内观察到的恒星样本进行了测试。分别用SEGUE恒星参数管道和SPEEM获得的SEGUE和J-PLUS观测到的恒星样本参数之间的平均差异是$ΔTeff\sim 41$ K、$Δ\log g\sim 0.11$ dex和$Δ[Fe/H]\sim 0.09$ dex。177颗恒星的样本已经被$[Fe/H]<-2.5$确定为新的候选者，其中11颗已经被威廉·赫歇尔望远镜的ISIS光谱仪观测到。光谱分析证实了恒星的$64\%$具有$[Fe/H]<-2.5$，其中包括一颗具有$[Fe/H]<-3.0$的新星。SPEEM与J-PLUS滤波系统相结合，显示出估计恒星大气参数（Teff，$\l…
2021-09-23 astro-ph.SR
Discovery of long-period variable stars in the very-metal-poor globular cluster M15
我们在银河系中最贫金属的球状星团M15的巨支星中寻找长周期变星。我们使用多色光学测光从0.6米基尔桑顿和2米利物浦望远镜。在K757和K825中检测到的Δ V ~ 0.15等的变化超过了近一年的异常长的时间尺度，使它们成为银河系球状星团中发现的最贫金属的LPV。K825位于长的第二周期序列上，被认为是富含金属的LPV，尽管没有检测到主周期。我们讨论这种变化的背景下，尘埃生产和恒星演化在低金属丰度，使用额外的光谱从6.5米麦哲伦（拉斯坎帕纳斯）望远镜。尽管存在气体质量损失，但缺乏尘埃生产，这引起了关于尘埃生产和星团内介质的问题。
2010-03-07 astro-ph.SR
AGB nucleosynthesis at low metallicity: what can we learn from carbon- and s-elements-enhanced metal-poor stars
CEMP-s恒星是非常贫金属的恒星，具有增强的碳和s过程元素丰度。它们在星系晕中的贫金属恒星中占有相当大的比例，并且大多在双星系统中被观测到。这表明，所观察到的化学异常是由于质量吸积在过去的渐近巨星分支（AGB）的明星。由于CEMP-s恒星自形成以来几乎没有演化，因此对其观测丰度的研究提供了一种方法来探索我们在低金属丰度下的AGB核合成模型。为此，我们在我们的双星演化模型中包括了AGB核合成的最新模型的结果，我们模拟了一个网格的100，000双星在金属丰度Z=0.0001在一个广泛的初始质量和分离。我们将我们的模型恒星与SAGA贫金属恒星数据库中的60颗CEMP-s恒星进行了比较。对于每个观测到的样本CEMP-s恒星，我们找到了最能再现观测到的丰度的模拟恒星。这种比较的结果是，我们能够同时再现样品中约60%的恒星中受AGB核合成影响的元素（例如C，Mg，s元素）的观测丰度。
2013-10-25 astro-ph.SR
The NIR Ca II triplet at low metallicity - Searching for extremely low-metallicity stars in classical dwarf galaxies
近红外Ca II三重吸收线已被证明是本星系群中单个红巨星分支恒星的定量光谱学的重要工具，提供了更好地了解银河系和矮星系中恒星的金属丰度，从而有机会限制其化学演化过程。这个领域中一个有趣的谜题是，使用这种技术在银河系周围的经典矮星系中发现了[Fe/H]=-3以下的极度贫金属恒星。问题是这些恒星是否真的不存在，或者用于研究这些系统的经验Ca II三重态方法是否偏向于低金属量区域。在这里，我们提出的合成光谱分析的Ca II三重态，这是集中在更好地了解低金属量巨星的光谱测量的结果。当[Fe/H]<-2时，我们的结果开始严重偏离广泛使用的线性经验校准。我们为Ca II三重态研究提供了一种新的校准，其在-0.5<[Fe/H]<-4时有效。随后，我们应用这种新的校准到目前的数据集，并建议经典矮星系是不是那么缺乏极低金属丰度的恒星，因为以前认为。
2010-04-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. III. New Extremely and Ultra Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE and Insights on the Formation of Ultra Metal-Poor Stars
我们报道了从SDSS/SEGUE巡天中选出的一颗极贫金属星（EMP; [Fe/H]<-3）和一颗超贫金属星（UMP; [Fe/H]<-4）的发现。这些恒星根据其中等分辨率（R~ 2，000）光谱被确定为EMP候选者，并使用麦哲伦-克莱望远镜进行高分辨率（R~ 35，000）光谱跟踪。它们的化学丰度与具有类似金属丰度的恒星的化学丰度具有良好的一致性。我们还提供了新的见解UMP星的形成，比较与一套新的理论模型的超新星核合成的基础上。这些模型与文献中发现的20颗UMP星以及一颗[Fe/H]=-4.34的计划星（SDSS J1204+1201）相匹配。通过拟合它们的丰度，我们发现，对于测量了碳和氮的恒星来说，超新星的祖先的质量在20.5 M太阳到28 M太阳之间，爆炸能量在0.3到0.9 × 10^51尔格之间。这些结果对碳和氮丰度测定高度敏感，这是未来高分辨率后续UMP候选的主要驱动力之一。此外，我们能够再现不同的CNO丰度模式中发现的UMP星与一个单一的祖类型，通过改变其质量和爆炸能量。
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-Shooter GTO: evidence for a population of extremely metal-poor, alpha-poor stars
贫金属恒星是第一代恒星的直接后代。它们携带着原始宇宙在大爆炸后不久形成时的化学特征。我们的目标是从观测到的光谱中获取有关极贫金属恒星的信息。从斯隆数字巡天（SDSS）中选择了四颗极贫金属的恒星，并在X-Shooter的保证观测时间内进行了观测。使用基于传统分析方法的自动代码MyGIsFOS分析X-Shooter光谱。它利用一个合成网格计算从一维，平面平行，流体静力学模型大气。来自SDSS光谱的低金属丰度在这里得到证实。发现了两种类型的恒星，其中两颗恒星被证实是极度贫金属的，没有证据表明碳元素有任何增加。另外两颗恒星的碳含量大大增加。我们无法推导出其中一个的铁丰度，而[Ca/H]低于-4.5。其中两颗恒星是罕见的极贫金属恒星，阿尔法元素含量低。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of carbon and oxygen abundances on the metal-poor initial mass function
恒星形成模型预测，贫金属的初始质量函数（IMF）可能与富金属的银河系中观察到的有很大不同。这种转变的发生是因为贫金属气体云由于其金属和尘埃的丰度较低而冷却效率低下。然而，到目前为止，对贫金属IMF的预测依赖于太阳尺度丰度的假设，即[X/O] = 0 [O/H]。现在有越来越多的证据表明，在ISM中占主导地位的金属线冷却的元素，如C和O，在低金属丰度下不会遵循太阳尺度。在这项工作中，我们扩展的模型，预测的特征（或峰值）IMF质量的变化作为金属丰度的函数，使用[C/O]比来自金属贫乏的银河系恒星和H II地区的矮星系的观测。这些数据显示在亚太阳[O/H]下[C/O] < 0，这导致在金属丰度范围内的显著不同的贫金属IMF，其中C I和C II冷却主导ISM热力学，导致特征质量增加高达7倍。这种差异的一个重要后果是，从顶部到底部重IMF的过渡位置在金属丰度上向上移动了0.5 $-$ 1 dex。我们的研究结果表明，IMF对贫金属系统中太阳尺度ISM成分的假设非常敏感（例如，矮星系、星系晕和贫金属恒星）是JWST的重点。
2022-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
New ultra metal-poor stars from SDSS: follow-up GTC medium-resolution spectroscopy
上下文银河系中形成的第一代恒星在星际介质中留下了核合成的化学特征，今天在后来形成的低质量恒星的大气中可以看到。对低质量恒星的化学成分进行取样，可以深入了解第一批恒星。目标。我们的目标是增加具有极低金属丰度的恒星的样本，从具有中等光谱分辨率和信噪比（S/N）的光谱中识别超贫金属恒星。实现这一目标需要从这些光谱中得出可靠的金属丰度和碳丰度。方法.我们对从SDSS光谱中选择的微弱的、V>19的、贫金属的候选者进行了后续观测，并在GTC用OSIRIS进行了观测。SDSS和后续的OSIRIS光谱进行了分析，使用FERRE代码，以获得有效的温度，表面重力，金属丰度和碳丰度。此外，我们的样本中还包括一颗著名的极贫金属恒星，以校准分析方法。结果我们已经观察和分析了五个贫金属候选人从中等质量的SDSS光谱。我们样本中的所有恒星都被证实是极贫金属的恒星，[Fe/H]<-3.3。我们发现了J173403+644632，一颗碳增强的超贫金属矮星，[Fe/H]=-4.3，[C/Fe]=+3.1。
2017-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching For Transiting Planets Around Halo Stars. II. Constraining the Occurrence Rate of Hot Jupiters
类木行星的形成已经被证明与主恒星的金属丰度密切相关，这被认为是盘固体的代理。观测上，先前的工作已经表明木星行星优先在具有太阳和超级太阳金属丰度的恒星周围形成。鉴于这些发现，在贫金属环境中形成行星是具有挑战性的，特别是对于被认为是通过金属性依赖的核心吸积形成的热彗星。虽然以前的研究已经在贫金属恒星周围进行了热木星的行星搜索，但由于样本量小而受到限制，这是由于缺乏高质量的数据，使得热木星在贫金属区域内的出现难以限制到现在。我们使用TESS观测到的大量晕星样本来限制热木星出现在贫金属区的上限（-2.0 $\leq$ [Fe/H] $\leq$-0.6）。对热木星出现的最严格的上限，我们发现当半径为0.8 - 2 R $_{\rm{Jupiter}}$和周期为$0.5- 10$天时，平均1-$σ$上限为0.18 $\%$。这一结果与先前的预测一致，即存在一定的金属丰度，低于该丰度，行星无法形成。
2021-06-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundances of Two Very Metal-Poor Stars in Dwarf Galaxies
在矮球状星系（dSphs）中，大多数贫金属的恒星可以显示出一个或几个超新星的核合成模式。这些超新星的金属丰度可能为零，使得贫金属的dSph星成为与第三星族恒星最接近的幸存恒星。贫金属dSph星也有助于揭示银河系晕的形成机制。我们提出了详细的丰度从凯克/HIRES光谱两个非常贫金属的恒星在两个银河系dSphs。其中一颗在玉夫座dSph中的恒星的[Fe I/H] =-2.40。另一颗恒星位于小熊座dSph，[Fe I/H] =-3.16。这两颗恒星都落在以前发现的低金属量，高[α/Fe]高原。在这两个dSphs中，大多数贫金属恒星的丰度比与贫金属晕星基本一致。然而，钠和一些r-过程元素的丰度位于类似金属丰度的内晕星所定义的包络线的下端。我们提出超新星产额的金属丰度依赖性是原因。低质量dSphs中最早的超新星比大质量晕祖星中最早的超新星有更少的气体污染。结果表明，在-3 < [Fe/H] < -2的dSph星样品的超新星[Fe/H] <<-3，而在相同金属丰度范围的晕星样品的超新星[Fe/H] ~-3。因此，[Na/Fe]和[r/Fe]的增强被推迟到更高的金属丰度dSphs比内晕的祖先。
2012-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evaluating Classifications of Extremely Metal-poor Candidates Selected from Gaia XP Spectra
Monash University（莫纳什大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）
利用Gaia XP光谱识别极端金属贫乏恒星，发现新恒星并验证分类方法的有效性。
2026-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Survey IV: Approaching the Galactic metallicity floor with the discovery of an ultra metal-poor star
早期宇宙呈现出一种几乎没有重元素的恒星形成环境。因此，金属丰度最低的恒星提供了一个了解银河系早期阶段的独特窗口，但非常罕见，很难找到。在这里，我们介绍了一个超贫金属星，Pristine_221.8781+9.7844，使用窄带Ca H&K测光从原始调查。后续的中分辨率和高分辨率光谱证实了Pristine_221.8781+9.7844的超贫金属性质（[Fe/H] = -4.66 +/- 0.13，在1D LTE中），α元素相对于Fe增加了0.3-0.4 dex，并且碳丰度异常低。我们得出的上限为A（C）= 5.6，远低于典型的A（C）值为这样的超贫金属恒星。这使得Pristine_221.8781+9.7844成为最贫金属的恒星之一;事实上，它与已知最贫金属的恒星（SDSS J102915+172927）非常相似。一类碳丰度较低的超贫金属恒星的存在表明，在早期宇宙中一定有几个形成通道，通过这些通道形成了长寿的低质量恒星。
2018-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The COMBS survey I: Chemical Origins of Metal-Poor Stars in the Galactic Bulge
化学和运动学研究可以确定银河系中恒星星族的起源。凸起的金属丰度分布函数表明，它包括多个种群，其中更贫金属的一端是特别少的了解。目前尚不清楚贫金属核球星（[Fe/H] $<$ -1 dex）是否是最内侧区域恒星晕的一部分，或者是一个独特的核球星群，或者是两者的组合。宇宙学模拟还表明，贫金属核球星可能是银河系中最古老的恒星。在这项研究中，我们成功地利用SkyMapper测光选择了贫金属的核球星。利用R $\sim$ 47，000 VLT/UVES光谱测定了26颗恒星的恒星参数和22种元素的丰度，并将它们的元素性质与银河系其他恒星星族进行了对比。我们发现，我们得到的元素丰度为我们的贫金属球型恒星有更低的整体散射比通常发现的晕。这表明这些恒星可能是局限在核球中的一个独特的群体。如果这些恒星是晕最内部分布的一部分，这表明晕在小银河半径处比在大半径处更化学均匀。我们还发现了两颗恒星，其化学成分与第二代球状星团恒星一致。本文是贫金属凸出星化学起源（COMBS）调查的第一部分，该调查将对贫金属凸出星群进行化学动力学表征。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed abundances in a sample of very metal poor stars
贫金属星是银河系早期演化的见证。确定它们的详细化学成分是了解我们银河系化学历史的重要工具。对它们的化学成分的研究也可以用来限制第一代超新星的核合成，这些超新星丰富了星际介质。目的是观察从SDSS DR 12释放中选出的极贫金属星（EMP星）候选者的样本，并确定它们的化学成分。我们使用Subaru望远镜上的HDS获得了五颗恒星样本的高分辨率光谱，并使用标准的1D模型来计算丰度。我们分析的恒星的金属丰度[Fe/H]在-3.50 dex和-4.25 dex之间。我们确认，从低分辨率光谱中选择的五个金属穷人候选人是非常金属穷人。我们发现了一颗新的超贫金属星（UMP星），其金属丰度为[Fe/H]= -4.25 dex（SDSS~J1050032.34 $-$ 241009.7）。我们在这颗恒星中测量了锂的上限（log（Li/H）<= 2.0）。我们发现，我们的样品中的4个最贫金属的恒星具有比Spite平台锂值更低的锂丰度。我们得到了恒星样品中碳的上限。它们都不属于高碳带。我们测量了大多数恒星中Mg和Ca的丰度，并发现了三颗新的贫α星。
2020-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching For Transiting Planets Around Halo Stars. I. Sample Selection and Validation
通过测量恒星的元素丰度，我们可以深入了解其初始气体云的组成-恒星及其行星的形成地点。行星形成需要金属，金属的可用性由元素丰度决定。在金属极度缺乏的情况下，行星形成可能会受到抑制。要研究这种情况，需要大量贫金属恒星的样本，并在其中寻找行星。本文主要讨论晕星样本的选取和验证。我们根据它们的银河系运动学选择了约17，000颗贫金属晕星，并使用文献中的光谱学证实了它们的低金属丰度（[Fe/H] < -0.5）。此外，我们使用LBT/PEPSI进行高分辨率光谱观测，并对13个先前已知的晕星样本进行详细的金属丰度（[Fe/H]）分析，这些晕星也具有热运动学。我们可以使用这里展示的晕星样本来测量行星的频率，并测试在极端贫金属环境中的行星形成。行星搜索的结果及其影响将在Boley等人的配套论文中介绍和讨论。
2021-06-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
200,000 Candidate Very Metal-poor Stars in Gaia DR3 XP Spectra
本研究利用XGBoost分类算法处理Gaia DR3的XP光谱，识别出约20万颗极贫金属星候选体，样本规模较以往提升约一个数量级且纯度相当或更优，已公开相关星表助力银河系演化研究。
2024-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Walking along Cosmic History: Metal-poor Massive Stars
在宇宙历史中，多代大质量恒星的生存和死亡，使宿主星系充满电离光子、动能、新鲜物质和恒星大小的黑洞。目前，小麦哲伦星云（SMC）中的大质量恒星是早期宇宙中低金属量天体的模板。然而，最近的结果突出了大质量恒星的演化，死亡和反馈的重要差异，这些恒星的金属含量较低，更好地匹配了以前宇宙时代的极低金属含量。本文提出了取代SMC标准与一个新的金属量阶梯非常贫金属星系，并提供了一个简要概述的技术设施需要实现这一目标。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Terzan 5 puzzle: discovery of a third, metal-poor component
我们报告了在Terzan 5中发现的3颗贫金属巨星，Terzan 5是银河系隆起中的一个复杂恒星系统，已知有两个人口[Fe/H]=-0.25和+0.3。对于这3颗恒星，我们给出了在Keck II用NIRSPEC获得的新的阶梯光谱，证实了它们的径向速度成员资格，并提供了平均[Fe/H]=-0.79 dex铁丰度和[alpha/Fe]=+0.36 dex增强。这个新的人口扩展了金属丰度范围的Terzan~5 0.5德克斯更多的金属贫，它的属性与从核心坍塌超新星污染的气体形成一致。
2013-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational nuclear astrophysics: neutron-capture element abundances in old, metal-poor stars
贫金属恒星的化学丰度提供了大量关于单个核合成过程的信息，这些过程产生了观测到的元素，以及自第一批恒星形成以来星系化学富集的整个过程。本文综述了贫金属星中中子俘获元素（Z > 38）的丰度模式，以及我们目前对它们早期产生的条件和地点的理解。我们还回顾了这些不同的过程中，随着时间的推移，这些元素在星系内的积累的相对贡献，并概述了悬而未决的问题和不确定性，复杂的解释在贫金属恒星中观察到的丰度模式。预计未来对大量贫金属恒星样本的观测将有助于区分不同的中子捕获元素生产地点，并更好地追踪星系的化学演化。
2013-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of the Most Metal-poor Stars in the Bulge and the z > 10 Universe
银河系中的贫金属恒星是第一批恒星和第一批星系时代的局部遗迹。然而，低金属丰度并不能证明一颗恒星是在这个古老的时代形成的，因为贫金属恒星在不同的环境中形成了一系列的红移。银河系形成的理论模型表明，在恒定的金属丰度下，最古老的恒星是那些在最紧密的轨道上最靠近银河系中心的恒星。由于这个原因，银河系凸出部分中最缺乏金属的恒星为高红移宇宙的化学性质提供了极好的示踪剂。我们报道了核球中三颗含[Fe/H] $\lesssim-2.7$的恒星的动力学和详细的化学丰度，其中两颗是核球中最贫金属的恒星。我们发现，除了钪，所有三颗恒星遵循以前确定的贫金属晕星的丰度趋势。这三颗恒星的[Sc II/Fe]丰度是银河系中$α$增强巨星中最低的。此外，这三颗恒星都是在贫金属晕星中观察到的紧密[Sc II/Fe]-[Ti II/Fe]关系中的异常值。理论模型预测，至少有30%的机会，这些恒星中的一个形成在$z\gtrsim15$，而有70%的机会，至少有一个形成在$10 \lesssim z \lesssim 15$。这些观测结果意味着，到了$z\sim10$，银河系的祖先星系都达到了[Fe/H] $\sim-3.0$，并建立了在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。
2015-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Synthesis of Binary Carbon-enhanced Metal-poor Stars
碳增强贫金属（CEMP）星约占贫金属（[Fe/H] ~（-2））星的五分之一，但它们的起源还不清楚。最广泛接受的形成方案，调用质量转移的富碳物质从热脉冲渐近巨星分支（TPAGB）的主星到一个质量较小的主序星伴星，这是今天看到的。最近的研究探索了这样一种可能性，即需要一个偏向中等质量恒星的初始质量函数来重现金属丰度[Fe/H] <-2.5的恒星中观测到的CEMP分数。这些模型还隐含地预测了大量的氮增强贫金属（NEMP）星，这是看不到的。我们调查所观察到的CEMP和NEMP的极端贫金属（EMP）的比例是否可以解释，而不调用初始质量函数的变化。我们证实了早期的研究结果，目前详细的TPAGB模型的大观察到的CEMP分数不能占。我们发现，在低质量（小于1.25 Msun），低金属丰度的恒星有效的第三疏浚至少可以提供一个部分的解释，大观察到的CEMP分数，同时保持与小观察到的NEMP分数一致。
2009-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metal-poor end of the Spite plateau. II. Detailed chemical investigation
上下文对古老的贫金属恒星的研究加深了我们对宇宙早期阶段的认识。特别是，对这些恒星的研究使我们对第一颗大质量恒星的质量及其电离光子的发射有了有价值的了解。目标。我们提出了一个详细的化学分析和测定的运动学和轨道特性的样本的11颗矮星。这些是贫金属恒星，其中一些恒星的锂含量很低。我们检查了其他元素是否也存在异常。方法.我们分析了高分辨率UVES光谱的几个贫金属星使用Turbospectrum代码合成谱线配置文件。这使我们能够得到铁的详细化学分析，
2021-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Lithium Measurements in Metal-Poor Stars
利用麦克唐纳天文台2.1米和2.7米望远镜获得的高分辨率和高信噪比光谱，我们提供了37颗贫金属星的λ *6708 Li 1测量结果，其中大多数缺乏研究或以前没有测量结果。典型的谱线强度和丰度的不确定性，通过我们的数据和与以前的测量结果的比较，证实了斯皮特高原的薄，分别为<=4 mAng和<=0.07-0.10 dex。两个罕见的中度贫金属太阳Teff矮星，HIP 36491和40613，与显着耗尽，但仍然可检测到的锂被确定;未来的轻元素测定在更严重depeled HIP 40613可能会提供限制锂耗尽机制在这颗星上发挥作用。我们注意到两颗中度贫金属和轻微演化的恒星HIP 105888和G265-39，它们似乎是低锂中度贫金属亚巨星HD 201889的类似物。对G 265-39的初步丰度分析没有发现任何异常，表明低Li含量与AGB质量转移或深度混合和p-捕获有关。我们还在HIP 4754中检测到线加倍，迄今为止被分类为SB 1。
2012-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Field Cosmology with Metal-Poor Stars
星系晕和卫星矮星系中最古老、最贫金属的恒星为探索宇宙中最早恒星形成环境的化学和物理条件提供了机会。我们审查恒星考古学和矮星系考古学的领域，通过研究极端贫金属恒星中各种元素的化学丰度测量。对富碳和碳正常晕星群体的关注说明了这些如何提供对负责第一次金属富集事件的第III族恒星祖先的洞察。我们将讨论扩展到近场宇宙学，它关注的是第一批恒星和星系的形成，以及如何使用贫金属恒星来约束这些过程。高红移气体云的补充丰度测量进一步帮助建立宇宙的早期化学演化。这些数据似乎与最早时期恒星形成的两个不同通道的存在相一致。
2015-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae Stars, Metal-Poor Stars, and the Galaxy
这本在线书籍包含了2011年1月在加利福尼亚州帕萨迪纳的卡内基天文台举行的关于“RR天琴座星、贫金属星和银河系”的会议记录。科学会议的目的是为了纪念我们的同事乔治·W·布什80周年。普雷斯顿三世。这本书是卡内基天文台天体物理学系列的第五卷。除了每篇arXiv文章的链接外，我还提供了免费下载整卷文章的链接。
2011-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of 9Be through alpha-fusion reaction of metal-poor cosmic ray and stellar flare
对贫金属恒星的光谱观测表明，6Li丰度可能比标准大爆炸核合成模型预测的原始丰度大得多。贫金属恒星产生6Li的可能机制包括银河系前和宇宙学宇宙线（CR）核合成和耀斑加速核素核合成。我们研究了在星系前结构、星系际介质和恒星表面，由CR或耀斑加速的3，4 He到6 He和6，7 Li的两步α聚变反应产生9 Be。我们求解了CR或耀斑粒子的转移方程，并考虑到6 He和6，7 Li通过与α粒子聚变而成为9 Be的几率，计算了6 He，6，7 Li和9 Be的核产额。收益率，即，9 Be/6Li，然后计算CR和耀斑核合成模型。我们认为，在贫金属星的9 Be的未来观测可能会发现来自贫金属CR或耀斑活动的增强丰度。
2013-03-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
An Age Difference of 2 Gyr between a Metal-Rich and a Metal-Poor Globular Cluster
球状星团追溯了我们银河系和其他星系的球状组成部分的形成历史，它们代表了宇宙历史上大部分恒星的形成。它们还表现出一系列的金属丰度，贫金属的星团在银河系的恒星晕中占主导地位，而金属丰度较高的星团则在银河系内部，与恒星隆起或厚盘有关。这些星系团之间的年龄差异可以表明银河系的组成部分形成的顺序，特别是哪些星系团是在银河系之外形成的，后来与它们原来的宿主星系一起被吞噬，哪些是在原地形成的。在这里，我们提出了一个富金属的球状星团47 Tuccino的年龄测定通过拟合集群白矮星人口的属性，这意味着在95%的置信度的绝对年龄为9.9（0.7）Gyr。这比从相同模型中推断的贫金属星系团NGC 6397年轻约2.0 Gyr，并提供了定量证据，证明像47 Tuccino这样的富金属星系团比像NGC 6397这样的贫金属晕星系团形成得晚。
2013-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of Neutron-Capture Element Abundances in Metal-Poor Stars
这项工作描述了30个贫金属恒星的化学丰度的元素丰度的研究提供了很好的信息设置约束模型的中子捕获过程。根据主r过程星和弱r过程星的丰度，得到了主r过程星和弱r过程星的丰度分布图。定义了两个r-过程分量系数，以确定单个中子俘获过程对贫金属星丰度的相对贡献。根据组分系数，我们发现贫金属星BD+4 2621和HD 4306也是弱r过程星，这意味着弱r过程产生的丰度图象是稳定的。所有贫金属星的丰度都包含主r过程和弱r过程的贡献。弱r过程产生的元素在污染历史中随Fe的增加而增加。大多数贫金属恒星的丰度并不遵循太阳系中观察到的模式，但也有一小部分遵循。对于低[Sr/Fe]恒星BD-18 5550（[Sr/Fe] $\lesssim-1$），中子俘获元素丰度可以用两种r过程成分的混合物来解释。由于这颗恒星中的轻元素不能用这两个分量来拟合，因此可以用这些丰度来估计P分量的丰度分布。
2013-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical Properties and Ages of Metal-Poor Stars in S-PLUS
本文基于S-PLUS第三期数据研究522颗贫金属候选星的化学动力学性质与年龄，提出天体测量、动力学及组合筛选策略以优化不同金属丰度贫金属星的选取，并展示其在晕子结构中的应用。
2023-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
