Abundance study of the two solar-analogue CoRoT targets HD 42618 and HD 43587 from HARPS spectroscopy
我们提出了一个详细的丰度研究的基础上获得的光谱数据与HARPS的两个太阳模拟的主要目标的星震学方案的CoRoT卫星：HD 42618和HD 43587。大气参数和化学成分的准确确定，通过一个完全微分分析与太阳观察到相同的仪器设置。几个来源的系统误差在很大程度上抵消了这种方法，这使我们能够缩小1-西格玛误差棒，通常为20 K的有效温度，0.04 dex的表面重力，小于0.05 dex的元素丰度。虽然HD 42618符合许多被归类为太阳双星的条件，但它的金属含量略有不足，而且年龄可能更小，这表明严格来说，它不属于这类天体。另一方面，HD 43587的质量稍大，并且已经进化。此外，在这两颗恒星的光球中发现了明显的锂含量差异，这可能揭示了它们内部不同的混合特性。这些结果将对即将到来的类似太阳振荡的理论建模提出严格的限制，并有助于增加我们对类似太阳的恒星的基本参数和内部结构的了解。
2013-02-19 astro-ph.SR
Surface structure of the CoRoT CP2 target star HD 50773
我们比较表面地图的化学奇特的恒星HD 50773产生的贝叶斯技术和高品质的CoRoT光度与来自旋转相位分辨spectropolarimetry。目的是研究表面亮度与表面化学丰度分布和恒星磁场的相关性。该恒星的旋转周期是根据CoRoT初始运行期间获得的近60天长的连续光变曲线确定的。使用贝叶斯方法的星点建模，这在这项工作中是第一次适用于光度映射的CP星，我们推导出的四个不同的点区域的半径，纬度和半径。其他参数，如恒星倾角和斑点的强度也被确定。CoRoT观测引发了广泛的地面光谱和光谱偏振观测活动，使我们能够获得19个不同的高分辨率光谱的斯托克斯参数I和V与NARVAL，ESPaDONS，和SemelPol光谱偏振仪。多普勒和磁多普勒成像技术使我们能够推导出的磁场几何形状的恒星和表面的Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Y和Cu的丰度分布。我们发现一个占主导地位的偶极结构的表面磁场。CoRoT的光变曲线的变化和丰度的大多数元素映射与上述几何形状：铬，铁，硅周围的磁极增强，并符合与HD 50773的表面上的明亮区域，我们的光变曲线合成预测和确认的光度成像。
2009-11-19 astro-ph.SR
Atmospheric parameters and chemical properties of red giants in the CoRoT asteroseismology fields
在CoRoT卫星的地震学领域对红巨星进行精确定性是进一步深入地震建模的先决条件。作为地面后续活动的一部分，获得了高分辨率FEROS和HARPS光谱，用于19个具有很大的星震潜力的目标。这些数据被用来准确地估计其基本参数和丰度的16个化学物种在自洽的方式。一些强大的探针的混合进行了调查（锂和CNO丰度，以及在少数情况下的碳同位素比）。光谱和地震数据提供的信息相结合，以提供更准确的物理参数和丰度。我们样本中的恒星遵循一般丰度趋势，作为银河系盘恒星中观察到的金属丰度的函数。在考虑了星际介质的化学演化后，通过在恒星表面探测CN循环产物，揭示了内部混合现象的观测特征。本文还讨论了大质量恒星中NeNa循环物质的污染问题。由于受到小行星地震的限制，这些数据将为详细地从理论上研究在演化中的低质量和中等质量恒星中化学元素迁移的物理过程铺平道路。
2014-03-18 astro-ph.SR
Ground-based observations of the beta Cephei CoRoT main target HD 180642: abundance analysis and mode identification
造父β星HD 180642是由CoRoT卫星在2007年观测到的。从非常高精度的光变曲线，它的脉动频谱可以第一次推导出来（Degroote和合作者）。在本文中，我们获得了额外的约束条件，为即将到来的asteroseismic建模的目标。我们的研究结果是基于广泛的地面多色测光和高分辨率光谱。由光谱测定T_eff = 24500 ± 1000 K，log g = 3.45 ± 0.15dex。衍生的化学丰度是一致的，在太阳附近的B星，除了一个温和的氮过剩。金属丰度Z = 0.0099 ± 0.0016。在测光中检测三种模式。对于其中两个，度l是明确确定的：对于频率5.48694 1/d和0.30818 1/d，分别为l = 0和l = 3。径向模式是非线性的，并且高度占主导地位，其在U形滤波器中的振幅比其他模式中的最强模式大约15倍。对于测光中发现的第三个频率7.36673 1/d，仍然存在两种可能性：l = 0或3。在径向速度，占主导地位的径向模式提出了一个所谓的stillstand，但没有观察到明显的证据的存在的冲击。在光谱中发现了四个低振幅模式，其中一个频率为8.4079 1/d，被确定为（l，m）=（3，2）。在此基础上，我们最终得到了赤道自转速度为38 ± 15 km/s。
2009-06-19 astro-ph.SR
Cloud formation in metal-rich atmospheres of hot super-Earths like 55 Cnc e and CoRot7b
云在行星的大气层中形成，在那里它们可以确定可观察到的光谱，相位曲线和相位曲线。云的性质是由大气气体的局部化学和化学条件决定的。气体丰度的检索需要在不同的化学条件下的云的形成机制的理解。为了研究富含金属的大气中云的形成，我们探索了蒸发系外行星（如CoRoT-7 b和55 Cnc e）中云的可能性，并与一组通用的太阳丰度和富含金属的气体巨星HD 149026 b进行了比较。我们评估了富含金属的非太阳元素丰度对气相化学的影响，并应用我们的动力学非平衡云形成模型来研究云的结构及其细节。我们提供了一个概述全球云的性质，在物质成分，最大粒子形成率，平均云粒子大小的岩石元素丰度的各种设置。我们的研究结果表明，55 Cnc e和HD 149026 b的条件应该允许在其大气中形成矿物云。一些热岩超级地球（例如Corot-7 b的昼侧）的高温导致电离的大气气体，它们阻止了气体冷凝，使得云不太可能在其昼侧形成。
2017-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The CoRoT target HD 49933: 2- Comparison of theoretical mode amplitudes with observations
从地震数据获得的CoRoT的明星HD 49933是可能的，因为太阳，约束模型的激励声模式的湍流对流。我们比较了随机激励模型中描述的文件I（arXiv：0910.4027）与星震学数据HD 49933，一颗恒星，而金属贫乏，显着比太阳热。使用的模式线宽测量的CoRoT HD 49933和理论模式的激励率计算在纸我，我们推导出预期的表面速度振幅的声学模式检测HD 49933。使用校准的准绝热近似的模式振幅强度的速度，我们得到的预期值的模式振幅强度。我们的振幅计算是在1西格玛误差酒吧的模式表面速度谱与HARPS摄谱仪。从CoRoT数据中导出的HD 49933的强度模式振幅也发现了相同的情况。另一方面，在高频率下，我们的计算显着偏离CoRoT和HARPS测量。我们表明，假设太阳的金属丰度，而不是恒星的实际金属丰度将导致更大的差异与地震数据。此外，假设“新”太阳化学混合物的计算比假设“旧”太阳化学混合物的计算更符合地震数据。这些结果验证，在一个恒星的情况下显着热比太阳和阿尔法Cen A，在模型中的随机激励的主要假设。然而，频繁出现的差异突出了建模的一些缺陷，其根源仍有待了解。
2009-11-18 astro-ph.SR
High-precision CoRoT space photometry and fundamental parameter determination of the B2.5V star HD 48977
我们提出了明亮的B2.5V恒星HD 48977的CoRoT光变曲线，在2008年的短期任务中观察到的，以及在墨卡托望远镜的HERMES摄谱仪收集的高分辨率光谱。我们使用几种时间序列分析工具来探索光变曲线中存在的变化的性质。我们对恒星的光谱进行了详细的分析，以确定其基本参数和元素丰度。我们发现了大量的高阶g模式，和一个旋转诱导频率。我们发现稳定的低振幅频率的p模式制度以及。我们的结论是，HD 48977是一个新的慢脉动B星的基本参数为Teff = 20000 $\pm$ 1000 K和log（g）=4.2 $/pm$ 0.1。元素丰度与太阳附近其他B星相似。HD 48977是在CoRoT卫星的短期运行期间观测到的，这意味着频率精度不足以对该恒星进行星震建模。尽管如此，我们表明，这颗恒星的较长时间序列将有希望进行这种建模。我们目前的研究有助于详细映射的不稳定带的B星的g-模式脉动的主导地位，在恒星中，其中几个发生在重力惯性制度。
2012-12-10 astro-ph.SR
Accurate fundamental parameters of CoRoT asteroseismic targets: the solar-like stars HD 49933, HD 175726, HD 181420 and HD 181906
CoRoT卫星提供了几颗类太阳恒星的高质量光变曲线。对光变曲线的分析提供了振荡频率，使探测恒星内部成为可能。然而，对恒星基本参数的额外限制对于理论建模的成功是重要的。我们将估计在小行星地震场观测到的前四个类太阳目标的基本参数（质量、半径和光度）。此外，我们将确定它们的有效温度，金属丰度和详细的丰度模式。为了限制恒星的质量、半径和年龄，我们使用SHOTGUN软件，该软件将恒星在赫兹-罗素图中的位置与理论演化模型进行比较。该方法考虑了观测参数的不确定性，包括从类太阳振荡确定的大分离。我们确定的有效温度和丰度模式的恒星从高分辨率光谱的分析。我们已经确定了四个CoRoT目标的质量，半径和光度分别在5- 10%，2- 4%和5- 13%之间。恒星光谱的质量决定了我们对有效温度的限制程度。对于两个最好的光谱，我们得到低于60 K的1-sigma不确定度，而对于另外两个100-150 K。三颗恒星的表面重力不确定度小于0.08 dex，而HD 181906的表面重力不确定度为0.15 dex。不确定度较大的原因是光谱有两个分量，光度比为Lp/Ls = 0.50+-0.15。虽然依巴谷天体测量数据强烈表明它是一颗双星，但我们发现证据表明，较暗的恒星可能是一颗背景恒星，因为它不那么明亮，但更热。
2009-07-07 astro-ph.SR
CoRoT\,102699796, the first metal-poor Herbig Ae pulsator: a hybrid $δ$ Sct-$γ$ Dor variable?
我们提出了对CoRoT卫星获得的CoRoT 1，102699796的时间序列观测的分析，其显示在3.6-5 c/d范围内存在五个独立的振荡频率。利用FLAMES@VLT获得的光谱，我们导出了下列恒星参数：光谱类型F1 V，T $_{\rm eff}$ =7000 $\pm$ 200 K，log（g）= $3.8\pm0.4$，[M/H]= $-1.1\pm0.2$，$v$ sin $i$ = $50\pm5$ km/s，L/L $_{\odot}$ =21 $^{+21}_{-11}$ .因此，我们第一次报道了一个贫金属的中等质量PMS脉动星的存在。地基和卫星数据用于推导从光学波长延伸到中红外波长的CoRoT 102699796的光谱能量分布。SED在大于$\sim5 μ$的波长处显示出显著的IR过量。我们的结论是，CoRoT\，102699796是一个年轻的Herbig Ae（F1 Ve）星，具有过渡盘，可能与HII区域[FT 96]213.1-2.2相关。脉动频率已被解释的光的非径向脉动理论，使用LOSC代码结合静态和旋转的演变轨迹。使用最小化算法找到最佳拟合模型，其中M=1.84 M $_{\odot}$，T $_{\rm eff}$ =6900 K，这意味着等时年龄t $\sim$为250万年。该结果基于将检测到的频率解释为低-中等$n$值的$g$模式。据我们所知，这是第一…
2011-06-02 astro-ph.SR physics.data-an
The CoRoT discovery of a unique triple-mode cepheid in the galaxy
利用在系外行星领域观察到的CoRoT宝藏恒星，可以在银河系中探测到一个不寻常的三模造父变星，CoRoT 0223989566。最大振幅和周期比为0.80的两个模式被识别为第一（P1=1.29 d）和第二（P2=1.03 d）径向泛音。第三个周期是最长的周期（P3=1.89 d），它的振幅最小，但能与其它两个周期产生组合项。第一泛音周期与第三泛音周期之比为0.68，这是一个不寻常的特征。它的识别与基本的径向或非径向模式进行了讨论相对于类似的情况下，麦哲伦云。在这两种情况下，周期三重态和各自的比率使恒星在我们的银河系中独一无二。根据周期光度关系和银河系坐标计算出的距离，将CoRoT~0223989566置于银河系外臂的富金属环境中。
2014-10-30 astro-ph.SR
Fundamental properties of Kepler and CoRoT targets -- IV. Masses and radii from frequencies of minimum $Δν$ and their implications
最近，Yildiz，Orhan和Kayhan通过分析90颗恒星的振荡频率，指出由He { \scriptsize II}电离带的毛刺所产生的参考频率（$ν_{\rm min0}$，$ν_{\rm min1}$和$ν_{\rm min2}$）对确定它们的有效温度具有很强的诊断潜力。在这项研究中，我们继续分析相同的恒星，并计算它们的质量，半径和年龄从不同的标度关系，包括关系的基础上$ν_{\rm min0}$，$ν_{\rm min1}$和$ν_{\rm min2}$。对于大多数恒星，使用$ν_{\rm min0}$和$ν_{\rm min1}$计算的质量非常接近。对于38颗恒星，这些质量之间的差异小于0.024 ${\rm M}_\odot$。这些恒星的半径与$ν_{\rm min0}$和$ν_{\rm min1}$更接近，相差不到0.007 ${\rm R}_\odot$。这些恒星可能是最著名的类太阳振荡星，值得详细研究。我们推导出的质量和半径的小行星地震表达式显示出对金属丰度的轻微依赖。因此，我们开发了一种新的方法来计算初始金属丰度从这个表面金属丰度考虑到微观扩散的影响。初始金属丰度的时间依赖性显示了一些非常有趣的特征，这些特征对于我们理解银河系盘的化学富集可能很重要。根据我们的发现，盘的每个时代都有自己的最低和最高金属丰度值。似乎旋转速度与Skumanich关系给出的年龄的1/…
2019-09-20 astro-ph.SR
Gravito-inertial and pressure modes detected in the B3 IV CoRoT target HD 43317
上下文OB星是宇宙的重要组成部分，但我们只有有限的样本，从星震学的角度来看，我们对它们有足够的了解，可以为当前的演化模型提供反馈。我们的研究为这个样本增加了一个特殊的情况，比大多数这些恒星有更多的观测限制。目标。我们的目标是使用CoRoT光变曲线以及Harps仪器收集的地面光谱来分析和解释B3 IV恒星HD 43317的脉动行为。这样，我们就可以继续努力绘制Beta Cep和SPB不稳定带。方法.我们使用不同的技术来揭示新获得的高分辨率光谱的丰度和基本恒星参数。我们使用各种时间序列分析工具来探索光变曲线中存在的变化的性质。我们计算的时刻，并使用逐像素的方法来寻找线轮廓的变化，在高分辨率的光谱。结果我们发现HD 43317是一个单快旋转体（v_rot ~ 50%v_crit）和混合SPB/Beta Cep型超导体，具有太阳金属丰度。我们解释的测光和光谱的变化作为连接到表面的不均匀性旋转调制的结果，结合G和P模式脉动的存在。我们检测到一系列的10个连续的频率与一个几乎恒定的周期间隔为6339秒，以及第二个较短的序列组成的7个频率的间隔为6380秒。主频率落在重力惯性模式的制度。
2012-03-23 astro-ph.SR
Accurate p-mode measurements of the G0V metal-rich CoRoT target HD 52265
HD 52265是一颗富含金属的G 0 V系外行星宿主星，在2008年11月至2009年3月期间由CoRoT太空望远镜观测到。该卫星收集了这颗恒星117天的高精度光度数据，显示它呈现出类似太阳的振荡。HD 52265也在同一时期用Narval摄谱仪在光谱学中观察到。我们使用光谱和地震数据对HD 52265进行了研究。用半自动软件VWA推导了HD 52265的基本恒星参数，并通过将合成轮廓拟合到观测光谱中的孤立线来估计投影旋转速度。所观察到的p模式的参数确定与最大似然估计。我们进行了全球拟合的振荡谱，超过约10个径向订单，度l=0至2。我们还推导了颗粒的性质，并分析了光球磁活动引起的旋转签名。得到了基本参数的精确测定：Teff = 6100 ± 60 K，log g = 4.35 ± 0.09，[M/H] = 0.19 ± 0.05，vsini = 3.6 ± 0.3 - 1.0 km/s。我们测得的平均自转周期P_rot = 12.3 ± 0.15天，并发现了差异自转的特征。在1500-2550微赫兹范围内报告了31种模式的频率。大的间隔在平均值= 98.3 ± 0.1微赫兹附近表现出明显的调制<Dnu>。模式宽度随频率沿S形变化，在1800微赫兹附近具有明显的局部最大值。我们推断这些模式的寿命在0.5到3天之间。最后，我们发现一个最大的辐射热振幅约3.96 +- 0.24 ppm…
2011-05-18 astro-ph.SR
Precise Modeling of the Exoplanet Host Star and CoRoT Main Target HD 52265
本文详细而精确地研究了系外行星宿主星和CoRoT主要目标HD 52265的特征，这些特征来自于小行星地震研究。结果与以前的估计进行了比较，并进行了全面的总结和讨论。基本方法与图卢兹小组以前用于太阳型恒星的方法相似。模型计算与各种初始化学成分和计算的p-模式频率与观察到的。所有模型包括原子扩散和辐射加速的重要性进行了讨论。使用了几种测试，包括通常的频率组合和埃歇尔图的拟合。对可能出现的表面效应进行了介绍和讨论。自动代码也被用来找到最好的模型，这颗星（SEEK，AMP）和他们的结果进行了比较与详细的方法。我们找到了这颗恒星的质量，半径和年龄的精确结果，以及它的有效温度和光度。我们也给出了初始氦丰度的估计。这些结果对于恒星-行星系统的表征具有重要意义。
2012-05-29 astro-ph.SR
Monitoring a high--amplitude Delta Sct star for 152 days: discovery of 12 additional modes and modulation effects in the light curve of CoRoT 101155310
小振幅非径向模式在高振幅三角洲尺度（HADS）变量的检测一直是非常难以捉摸的，直到其中至少有五个被检测到的光变曲线的V974 Oph从地面观测。径向和非径向模式的组合具有很高的星震潜力，这要归功于我们可以在建模中设置的强大约束。对流、自转和行星凌日飞行任务确保从空间对ASAS 192647-0030.0=CoRoT 101155310（P=0.1258 d，V=13.4）进行持续监测，这是利用这种潜力的独特机会。在彩色模式下进行22270 CoRoT测量。它们跨越152天，覆盖1208个连续周期。经过对一次跳跃和长期漂移的校正，噪音水平变成了29微等。彩色CoRoT数据的相移和振幅比，HARPS光谱，和周期光度关系被用来确定一个自洽的物理模型。反过来，它使我们能够对振荡光谱进行建模，同时也对恒星的内部结构提供反馈。除了基本径向模式f1=7.949 c/d，谐波高达10 f1，我们检测到12个独立的条款。还发现了线性组合，并通过61个频率（最小振幅0.10毫微克）解决了光变曲线。最新的结果是探测到了f1模的周期性调制（以f1和2f 1为中心的+/-0.193 c/d的三重态），被讨论为旋转效应或Blazhko效应对HADS恒星的延伸。物理模型表明，CoRoT 101155310是一颗演化的恒星，有轻微的太阳下金属丰度，接近终龄主序星。所有的12个附加项都被确定为在预测的过稳区域中具有…
2011-02-15 astro-ph.SR
Combined asteroseismology, spectroscopy, and astrometry of the CoRoT B2V target HD 170580
空间星震学揭示，中质量和大质量恒星的恒星结构和演化模型在角动量和化学元素输运方面需要改进。我们的目标是探索一个热的大质量恒星在其演化的核心氢燃烧阶段的内部结构。我们分析了缓慢旋转的B2 V恒星HD 170580的CoRoT空间测光、Gaia DR 2空间天体测量以及高分辨率高信噪比HERMES和HARPS时间序列光谱。从时间序列光谱，我们得到$vsini=4\pm 2\,$ km\，s $^{-1}$，其中的不确定性结果从复杂的脉动线轮廓的变化。我们检测到42个频率的振幅超过5 $σ$。其中，我们确定了5个旋转分裂的三胞胎和一个五胞胎。基于CoRoT、盖亚DR2和光谱数据的天文地震模型导致核心氢耗尽附近的一颗8 M $_\odot$恒星和一个扩展的过冲区。检测到的低阶压力模式的频率不能适合的不确定性的CoRoT数据的模型没有原子扩散。不考虑这个限制，低阶重力模式揭示HD 170580是一个缓慢的旋转体，平均旋转周期在73和98 d之间，并有一个小的差异旋转的暗示。未来的盖亚DR3数据考虑到恒星的多样性，以及长期的TESS测光将允许对这个蓝色演化的大质量恒星的小行星地震模型进行更好的观测约束。改进模型与原子扩散，包括辐射悬浮，需要实现符合低氦表面丰度的恒星。这带来了巨大的计算挑战，但需要推导出这颗恒星的内部旋转和混合轮廓。
2019-02-11 astro-ph.SR
Rotating Solar Models with Low Metal Abundances as Good as Those with High Metal Abundances
根据低金属丰度建造的标准太阳模型（SSM）与地震推断的结果不一致。我们构建了低金属丰度的旋转太阳模型，包括增强沉降和对流过冲。在我们的一个旋转模式\textbf{AGSSr2a}中，对流过冲使我们能够恢复对流区底部（CZ）的半径，其水平为$1σ$。旋转混合几乎完全抵消了表面氦丰度的增强沉降，但只有部分表面重元素丰度。在$1σ$水平上，旋转和增强沉降的结合使地表氦丰度与$0.2485\pm0.0035$的地震推断值一致，并使模型具有比根据高金属丰度构造的SSM更好的声速和密度剖面。CZ的底部半径和\textbf{AGSSr2a}的表面氦丰度分别为$0.713$ $R_{\odot}$和$0.2472$;它与太阳之间的声速和密度相对差的绝对值分别小于$0.0025$和$0.015$。此外，我们的模型预测的中微子通量与以前的研究工作的预测是可比的。
2019-01-31 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
Chemical abundances and kinematics of a sample of metal-rich barium stars
我们测定了富金属钡星样品的大气参数和丰度模式。我们使用了高分辨率的光谱学。大气参数和丰度的确定使用当地的热力学平衡大气模型的Kurucz和光谱分析代码MOOG。我们发现，恒星的增强因子，[S/Fe]，从0.25到1.16。它们的Na、Al、α-元素和铁族元素的丰度模式以及它们的运动学性质与已经分析过的其他富金属和超富金属恒星的特征相似。我们的结论是，富金属钡星不属于隆起人口。我们还表明，富含金属的钡星是有用的目标探测的s-过程富集在高金属丰度环境。
2011-08-11 astro-ph.SR
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
A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. VI. Detailed Abundances of 313 Metal-Poor Stars
我们目前的径向速度，等效宽度，模型大气参数，和丰度或上限的53种48元素来自高分辨率光学光谱的313贫金属星。这些恒星中的大多数是从香港啤酒调查的贫金属候选者中选出的，普雷斯顿和谢特曼。我们得到详细的丰度为61%的这些恒星的第一次。光谱是在为期10年的观测活动中使用麦哲伦稻盛京瓷埃切勒摄谱仪在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦望远镜上获得的，罗伯特G。麦克唐纳天文台哈兰·J·史密斯望远镜上的图尔·库德摄谱仪和麦克唐纳天文台霍比-埃伯利望远镜上的高分辨率摄谱仪。我们使用MARCS模型大气进行标准的LTE丰度分析，并应用逐行统计校正，以最大限度地减少系统丰度差异时产生的不同系列的线可用于分析。我们确定了几个丰度与有效温度的相关性。与以前的丰度分析的比较揭示了显着差异的恒星参数，我们详细调查。我们的金属含量平均低约。0.25红巨星的dex和近似。0.04 dex是次巨星。我们的样本包含19颗[Fe/H] <-3.5，84颗[Fe/H] <-3.0，210颗[Fe/H] <-2.5的恒星。在209颗[Fe/H] < -2.5的恒星中，有91%的恒星的详细丰度是由比尔斯、普雷斯顿和谢特曼根据中等分辨率光谱学估算的。我们将在随后的论文中讨论这些丰度的解释。
2014-03-26 astro-ph.SR
Lithium Abundances of Extremely Metal-Poor Turn-off Stars
我们已经确定了11个贫金属关闭星的Li丰度，其中8个[Fe/H]<-3，基于LTE分析的高分辨率光谱与HDS的斯巴鲁望远镜。这八颗恒星中的四颗的Li丰度是首次通过这项研究确定的。有效温度通过H-α和H-β的分布分析来确定。虽然有7颗恒星的Li丰度与Spite Plateau的值一样高，但其余4颗[Fe/H] <-3的天体的A（Li）=log（Li/H）+12 ~< 2.0，证实了存在极贫金属的低Li丰度关闭星，正如以前的工作所报道的那样。[Fe/H]<-3的恒星的Li丰度平均值比金属丰度高的恒星低0.2dex。对于[Fe/H]<-3的恒星，我们的测量没有得到对Li丰度的金属丰度依赖性或分散性的明确限制。Li丰度与有效温度，与Na，Mg和Sr的丰度，并与运动学性质的相关性进行了研究，但没有明确的相关性被认为是在极端贫金属的恒星样品。
2009-04-09 astro-ph.SR
Lithium Abundances of the Super-Metal-Rich Open Cluster NGC 6253
利用超富金属疏散星团NGC 6253（[Fe/H]=+0.43+/-0.01）的高分辨CTIO 4-m/HYDROGEN光谱研究了该星系团转折点附近的恒星Li丰度。NGC 6253大大扩展了具有Li丰度分析的簇的[Fe/H]范围。这对于研究恒星铁丰度对表面锂丰度的复杂影响以及与恒星铁丰度的潜在相关性具有重要意义。与更年轻、金属含量更少的毕宿星团和年龄相似但金属含量更高的M67相比，NGC 6253的锂丰度与标准恒星演化理论的预测在性质上是一致的，即金属含量更高的恒星有更大的锂消耗。与M67的比较提供的证据表明，更富含金属的NGC 6253具有更高的初始Li，这与银河系Li生产模型的预期一致。NGC 6253也被用来与中等年龄的NGC 3680、NGC 752和IC 4651疏散星团进行比较。比较所有六个星团中Li-能隙的位置显示：a）能隙在Teff中的位置与金属丰度无关，但b）高金属丰度的星团在高质量恒星中有其能隙。此外，Li间隙的位置不随年龄的变化而变化，这为可能产生Li间隙的非标准耗尽机制提供了重要的约束。
2012-09-25 astro-ph.SR
Abundances in the atmosphere of the metal-rich planet-host star HD 77338
本文测定并讨论了K矮星HD 77338大气中Fe、Si、Ni、Ti、Na、Mg、Cu、Zn、Mn、Cr和Ca的丰度。HD 77338拥有一颗热的类天王星行星，是目前拥有任何行星的最富金属的单颗恒星。在Pavlenko等人（2012年）开发的自洽方法框架内进行丰度测定。通过程序ABEL 8迭代计算丰度，并且该过程在4次迭代后收敛。我们发现，大多数元素遵循铁丰度，但一些铁峰元素被发现在这颗恒星中过于丰富。
2015-05-21 astro-ph.SR
Metal-Abundance Peculiarities in the sdOB Star EC11481-2303: A Progress Report
对极端水平分支（EHB）恒星的光谱分析表明，超太阳重金属丰度的趋势是随着有效温度的增加而增加。sdOB EC 11481 -2303就是这样一颗恒星，位于EHB的极热端。与其他sdOB恒星相比，它表现出非常平坦的紫外线连续谱。这可能是极端金属线覆盖的结果。我们提出的光谱分析的初步结果，通过静态以及分层NLTE模型大气。
2011-11-02 astro-ph.SR
Metal monoxide abundances as a function of the C/O ratio
本文针对AGB星分类所依据的TiO、YO、ZrO、LaO等金属一氧化物，利用其电离能低于解离极限的特性，提出一个简单模型解释其相对丰度随C/O比的变化规律。
2024-09-05 astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Detailed Abundances in the Metal-poor Globular Cluster NGC 4372
利用Gaia-ESO巡天获得的UVES光谱对贫金属球状星团NGC 4372中的7颗红巨星分支星进行了丰度分析。这是第一次从高分辨率光谱学对这个星系团进行广泛的研究。我们推导出O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Fe、Cr、Ni、Y、Ba和La的丰度。我们发现金属丰度为[Fe/H]=-2.19 $\pm$ 0.03，没有发现金属丰度分布的证据。这种金属丰度使NGC 4372成为最缺乏金属的星系球状星团之一。我们还发现在这个金属丰度下晕状球状星团的典型α增强。在轻元素丰度方面观察到显著的扩散。特别是，我们发现一个Na-O反相关。与其他球状星团相比，O的丰度相对较高。这可能表明NGC 4372是在高氧环境中形成的。镁铝蔓延也存在，其跨越的范围超过0.5德克斯的铝丰度。Na与Al和Mg丰度的相关性较低。这种模式表明Mg-Al燃烧循环是活跃的。这种行为也可以在其他大质量贫金属星团的巨星中看到。轻和重的s过程元素之间的关系已被确定。
2015-04-14 astro-ph.SR
Possible discovery of the r-process characteristics in the abundances of metal-rich barium stars
我们研究了Pereira等人（2011）提供的富金属钡星样品的丰度分布，以探讨富金属环境中的s-和r-过程核合成。我们比较了由参数模型预测的理论结果与富金属钡星的观测丰度。发现6颗钡星具有明显的r过程特征，并将钡星分为两类：富r钡星（$C_r>5.0$，[La/Nd]\，$<0$）和正常钡星。富r钡星的行为似乎更像贫金属富r星和CEMP-r/s星。我们认为，这些恒星最可能的形成机制是s-过程污染，虽然他们的丰度模式可以很好地拟合时，前富集假设。我们无法单独使用s-过程核合成很好地解释它们的事实可能是由于我们对在富金属和超富金属环境中通过s-过程产生Nd，Eu和其他相关元素的知识不完整（参见Pereira等人的详细信息。2011）。
2014-05-16 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
Metal Abundance Calibration of the Ca II Triplet Lines in RR Lyrae Stars
GAIA卫星可能会在8470 A和8750 A之间的小光谱窗口内观测到数千颗天琴座RR星，分辨率为11，500。为了从盖亚获得RR型天琴座恒星的金属丰度，我们用Apache Point Observatory 3.5 m中阶梯光谱仪获得了分辨率为35，000的RR型天琴座恒星的大量光谱。我们将Ca II三线强度与从Fe II丰度得到的金属丰度相关联，类似于Preston（1959）使用Ca II K线来估计RR型天琴座星的金属丰度。在8498A处的Ca II线与相邻的Paschen线混合最少，因此提供了最佳的相关性。
2012-02-15 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
The Hamburg/ESO R-process Enhanced Star survey (HERES)VII. Thorium abundances in metal-poor stars
根据HERES巡天期间VLT-UT 2/UVES获得的“快照”光谱，我们报告了77颗贫金属星的钍丰度，金属丰度范围为-3.5<[Fe/H]}<-1.0。我们能够确定的钍丰度优于1西格玛的信心为17颗星，而60颗星，我们得出的上限。对于与以往研究相同的五颗星，我们的结果与文献结果吻合良好。钍的丰度跨越了约4.0 dex的宽范围内，分散存在的日志（Th/Eu）比的分布较低的金属丰度的恒星，支持以前的研究表明，r-过程是不普遍的。我们从12颗恒星的log（Th/Eu）比值得出年龄，导致大的分散的年龄，并发现两颗恒星的Th相对于Eu的显着增强，表明“锕系元素的推动”似乎并不是一个罕见的现象，从而突出了使用log（Th/Eu）来获得恒星年龄的风险。
2011-12-25 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
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
New Rare Earth Element Abundance Distributions for the Sun and Five r-Process-Rich Very Metal-Poor Stars
我们已经得出了新的丰度的稀土元素Pr，Dy，Tm，Yb和Lu的太阳光球和五个非常贫金属，中子捕获r-过程丰富的巨星。所有五种元素的光球值与陨石丰度非常一致。对于低金属丰度的样本，这些丰度与一篇姊妹论文中新的Ce丰度相结合，并重新考虑了个别恒星中的一些其他元素，以产生内部一致的Ba，稀土和Hf（56<= Z <= 72）元素分布。这些已被用于恒星和太阳r-过程丰度混合之间的关键比较。
2009-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Silicon and Strontium abundances of very metal-poor stars determined from near-infrared spectra
硅和锶是通过测量贫金属恒星来探索银河系核合成和化学演化的关键元素。然而，在这些低金属量恒星的光学范围内，只有少数有用的谱线是可以测量的。在这里，我们报告这两个元素的丰度确定近红外高分辨率光谱与斯巴鲁望远镜红外多普勒仪器（IRD）。对6颗非常贫金属和极贫金属的恒星（-4.0<[Fe/H]<-1.5）测定了多达26条Si谱线的Si丰度，显著提高了丰度测量的可靠性。所有六颗恒星，包括三颗碳增强的天体，都显示出Si的过度丰度（[Si/Fe]~+0.5）。两颗[Fe/H]~-1.5的恒星具有相对较小的过丰度。[Mg/Si]比值与太阳值一致，除了一颗贫金属恒星碳过剩。锶丰度是由四颗恒星的三重线确定的，其中两颗是首次确定。从近红外光谱和光学光谱确定的Sr丰度的一致性，需要进一步检查从额外的观测。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Inelastic Collisions with Hydrogen on NLTE Copper Abundances in Metal-Poor Stars
我们研究了具有更新模型原子的\ion{Cu}{1}线的非局域热力学平衡（NLTE）分析，该模型原子包括Belyaev等人（2021）最近研究的Cu\，$+$ \，H和Cu $^+$\，$+$ \，H $^-$非弹性碰撞的量子力学速率系数。这些数据对NLTE丰度测定的影响已被用于金属丰度范围为$-$ 2.59\，dex $\,\le$ \，[Fe/H]\，$\le$ \，$-$ 0.95\，dex的6颗贫金属星.对于\ion{Cu}{1}线，应用精确的原子数据导致与LTE的偏离减少，并且与用Drawin理论近似获得的相比，铜丰度更低。为了验证我们采用的铜原子模型，我们还推导了样本星的\ion{Cu}{2}线的LTE铜丰度。从\ion{Cu}{1}（NLTE）和\ion{Cu}{2}（LTE）谱线得到了一致的铜丰度，这表明我们的铜原子模型是可靠的。值得注意的是，当$\sim$ \、$-$ 2.0\，dex\、$<$ \、[Fe/H]\、$<$\、$\sim$ \、$-$ 1.0\，dex时，[Cu/Fe]比随着金属度的增加而增加，有利于二次（金属度依赖性）铜的产生。
2022-08-25 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
Chemical abundance analysis of extremely metal-poor stars in the Sextans dwarf spheroidal galaxy
银河系周围矮星系的贫金属成分可能是星系晕结构的组成部分。目前被观测为贫金属恒星的低质量恒星，预计在星系形成的早期阶段形成于化学均匀的星团中。它们应该已经解体，并且应该表现出某些元素集合的丰度比的大分散（例如，Sr/Ba）在银河系场的恒星。然而，化学丰度比预计会聚集在矮星系中的贫金属恒星中，因为在极早期阶段，单个星系中形成的星团数量预计相当有限。我们研究了可能的集群的丰度比的Sr和Ba在六分仪矮星系测试集群恒星形成的情况。我们研究了六分仪矮星系中5颗恒星的11种元素（C，Mg，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Ni，Zn，Sr，Ba）。以前的研究表明，这些有类似的丰度比。在这项研究中，我们专注于Sr和Ba的丰度比。观测是基于使用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪的高分辨率光谱（R = 40 000）。六分仪矮星系恒星的$α$ /Fe丰度比的分布略低于星系晕中恒星的平均值。五颗贫金属星的Sr/Ba丰度比非常一致，这种聚集与贫金属晕星的[Sr/Ba]分布相比是独特的。我们发现，这种聚集的概率是非常小的，如果六分仪星的Sr和Ba丰度分布类似晕星。
2020-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron-Peak Element Abundances in Warm Very Metal-Poor Stars
本文基于Keck HIRES高信噪比光谱，为37颗极贫金属主序转折点星测定了Mg、Ca及Sc至Zn铁族元素的精确LTE丰度，证实并扩展了Sc-Ti-V-Zn在低金属丰度下的超丰趋势。
2023-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super stellar abundances of alkali metals suggest significant migration for Hot Jupiters
我们调查的起源测量过剩的碱金属在大气中的热气巨星，相对于他们的宿主恒星和大气中的水丰度。我们发现，形成外部的水雪线，然后向内磁盘驱动的迁移结果在过剩的吸积的贫氧，耐火材料丰富的材料从雪线内。这自然会导致相对于其宿主恒星的整体组成，行星大气中的碱金属富集，但水的相对丰度与恒星宿主相似。这些相对丰度不能用原地形成来解释，原地形成将耐火元素置于行星内部深处而不是大气中。因此，我们认为，测量组成的大气中的热彗星是一致的显着迁移，至少有一个子集的热气巨星。我们的模型对大气成分做出了强有力的预测，这些预测可以通过JWST和Ariel的未来数据得到证实。
2021-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The AMBRE Project: Spectrum normalisation influence on Mg abundances in the metal-rich Galactic disc
α元素的丰度为银河系考古学提供了重要的化石特征，可以追踪不同圆盘种群的化学进化。高精度的化学丰度对于提高我们对银河系中存在的化学动力学性质的理解至关重要。然而，在富金属盘（[M/H] > 0 dex）中获得精确的丰度估计仍然具有挑战性。本文的目的是分析不同的误差来源影响镁丰度估计的富金属恒星的光谱。我们从AMBRE项目中获得了2210颗太阳邻域恒星的87522个高分辨率光谱的Mg丰度。为此目的，采用了GAUGUIN自动丰度估计程序。标准化程序有很强的影响，导出的丰度，与恒星类型和线强度的明显依赖。对于非饱和线，局部连续区放置的最佳波长域应使用拟合优度标准进行评估，允许掩模尺寸与光谱类型相关。此外，对于强饱和线，应用窄归一化窗口减少了丰度估计的参数依赖性偏差，提高了线间丰度精度。此外，在大光谱分辨率下工作总是比在低光谱分辨率下工作得到更好的结果。由此产生的丰度精度的提高，使人们有可能观察到一个明确的薄厚盘化学区别和镁丰度下降的趋势，即使在超太阳金属丰度。在精确的运动学和动力学数据的时代，优化实施大型光谱恒星调查的标准化程序将提供一个显着的改善，我们的银河系人口的化学动力学模式的理解。
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of metal-poor RR Lyrae stars in the Magellanic Clouds
本文首次对大麦哲伦云和小麦哲伦云中贫金属RR型天琴座星的化学元素丰度进行了详细的光谱研究。在6.5米麦哲伦望远镜上用MagE阶梯光栅摄谱仪获得了大麦哲伦星云中6颗RR型天琴座星和小麦哲伦星云中3颗RR型天琴座星的中分辨率（R ~ 2000 - 6000）光谱。之所以选择这些恒星，是因为它们先前测定的光度金属丰度是麦哲伦星云中属于老种群的恒星中金属丰度最低的。我们发现这些恒星的光谱金属丰度低至[Fe/H]_{spec} =-2.7dex，这是迄今为止测量到的麦哲伦星云中最低的恒星金属丰度。我们确认，对于贫金属恒星，光度金属丰度从傅立叶分解的光变曲线系统太高相比，他们的光谱同行。然而，对于[Fe/H]_{phot} < -2.8dex的贫金属恒星，这种趋势被逆转，光谱金属丰度系统地高于光度估计值。我们能够确定10种化学元素的丰度比，这将RR天琴座星的化学元素丰度测量首次扩展到[Fe/H]之外。对于总的[α/Fe]比，我们得到了0.36dex的过剩，这是在非常好的协议，从银河系晕中的贫金属恒星，以及从矮球状星系中的贫金属的尾巴的结果。与银河系晕中恒星的丰度比较，我们发现这两个星群的恒星丰度比是一致的。因此，我们的结论是，从化学的角度来看，早期的贡献麦哲伦型星系的星系晕的形成所声称的宇宙学模型是可信的。
2012-06-21 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
r-Process Abundance Signatures in Metal-Poor Halo Stars
抽象观测表明存在快速中子俘获（即，r-过程）元素的旧星系晕和球状星团恒星。最近对富含r过程的恒星BD +17 3248的观测包括对中子俘获元素Cd I（Z=48）、Lu II（Z = 71）和Os II（Z = 76）的新丰度测定，这是在贫金属的富含r过程的晕星中首次发现这些元素。结合这些和以前的观察，我们现在已经在BD +17 3248中检测到32个n-捕获元素。这是迄今为止最缺乏金属的晕星。对于最富r-过程（即[Eu/Fe] ~= 1）的晕星，如CS 22892-052和BD +17 3248，丰度比较表明，最重的稳定n-俘获元素（即，Ba及以上，Z >= 56）与比例太阳系r-过程丰度分布一致。然而，这些恒星中较轻的n-捕获元素丰度与太阳模式不一致。这些比较，以及最近在贫金属球状星团中对重元素的观测，表明了n-捕获元素的多种合成机制的可能性。大多数贫金属晕星的重元素丰度模式与CS 22892-052不同，但在几乎所有没有s过程富集的贫金属晕星中都存在Ba等重元素，这表明早期银河系中r过程富集是常见的。
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Abundances of Stars in the Halo (CASH) Project. II. A Sample of 16 Extremely Metal-poor Stars
我们提出了一个全面的丰度分析的20种元素的16个新的低金属丰度恒星的恒星化学丰度在晕（CASH）项目。丰度是从霍比-埃伯利望远镜高分辨率摄谱仪快照光谱（R~ 15，000）和相应的高分辨率（R~ 35，000）麦哲伦MIKE光谱得出的。这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]-2.9到-3.9，其中包括4颗[Fe/H]<-3.7的新星。我们发现四颗恒星是碳增强贫金属（CEMP）星，证实了[C/Fe]丰度比随金属丰度降低而增加的趋势。其中两个天体可以被归类为CEMP-no星，增加了[Fe/H]<-3的天体数量。我们还发现了四个中子捕获增强型恒星的样品中，其中一个具有[Eu/Fe]为0.8，具有清晰的r-过程签名。这些试点样本星是CASH中最亮的恒星中金属含量最低的（[Fe/H]<-3.0），用于校准新开发的自动恒星参数和丰度测定管道。此代码将用于整个~500星CASH快照示例。我们发现，与传统的高分辨率光谱手动分析相比，快照光谱的流水线结果在统计上是相同的。
2011-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between SN II metal line strength and host HII region oxygen abundance
Dessart等人，证明了II型超新星（SN II）模型光谱呈现出随着祖先金属丰度的增加而增加的金属线强度。面对这些模型的观测，我们得到了一个大样本的SN II主机HII区发射线光谱。我们发现，推断的SN II主机HII区域金属丰度与SN II金属线，特别是Fe II 5018A的强度有统计学意义的相关性。
2015-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
