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
Lithium evolution in metal-poor stars: from Pre-Main Sequence to the Spite plateau
当重子密度取自CMB或氘测量时，贫金属主序星中的锂丰度比标准大爆炸核合成预测的原始锂丰度低约三倍。这种分歧通常被称为锂问题。在这里，我们重新考虑恒星Li的演变，从主序前的主序阶段结束时，通过引入的对流超冲和剩余质量吸积的影响。我们表明，$^7$ Li可以显着耗尽的对流过冲在前主序星阶段，然后部分恢复在恒星大气中的物质吸积的尾巴，遵循Li耗尽阶段，可以调节EUV光蒸发。通过考虑常规的核燃烧和沿主序的微观扩散，我们可以再现初始质量为$m_0=0.62 - 0.80 M_{\odot}$的恒星的Spite平台，以及较低质量的矮星，如$m_0=0.57 - 0.60 M_{\odot}$，从初始Li丰度$A({\rm Li}) =2.72$开始，在很宽的金属丰度范围内（Z=0.00001至Z=0.0005）的Li下降分支。这种环境Li演化模型也提供了解释极端贫金属恒星中Li丰度降低、分光双星中Li差异和行星宿主恒星中Li丰度低的可能性。
2015-06-19 astro-ph.SR
A Critique of the Spite Plateau, and the Astration of Primordial Lithium
本研究通过红外流量法校准温度，分析了约200颗贫金属恒星的锂丰度分布，揭示了其随金属丰度变化的三阶段混沌恒星形成模型，解释了Spite平台下方的锂“熔化”现象。
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar accretion and the cosmological lithium problem
宇宙学锂问题，即大爆炸核合成预测的锂丰度与观测到的“斯皮特高原”恒星的锂丰度之间的差异，是现代天体物理学长期存在的问题之一。一个可能的天体物理解决方案涉及锂燃烧由于原恒星质量吸积的Spite高原恒星。在目前的工作中，第一次，我们调查与准确的演化计算吸积的影响，在贫金属制度的锂演化，相关的恒星在斯皮特高原。
2020-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population II stars and the Spite plateau; Stellar evolution models with mass loss
我们的目标是确定的限制，观察到的化学丰度把在贫金属矮星的质量损失的潜在作用。自洽恒星演化模型，包括所有的原子扩散和辐射加速28种化学物质的影响进行了计算恒星质量在0.6和0.8 Msun之间。计算了初始金属丰度为Z_0=0.00017，质量损失率为10 e-15 Msun ~ 10 e-12 Msun的模型。然后，他们进行了比较，以前的模型与质量损失，以及模型与湍流混合。对于初始金属丰度为Fe/H=-2.31的模型，质量损失率约为10 e-12 Msun，导致表面丰度分布与湍流模型中获得的分布非常相似。这两个模型与星系晕锂丰度的观测结果以及来自诸如NGC 6397等贫金属球状星团的锂和其他元素丰度的观测结果具有相同的一致性。在这个星系团中，质量损失模型与Li丰度的亚巨星观测结果的一致性略好于湍流模型。低红巨星分支星反而更倾向于湍流模型。质量损失模型和湍流模型之间的较大差异出现在金属的内部浓度。与太阳质量损失率相比，再现高原状锂丰度所需的相对较高的质量损失率似乎不太可能。然而，这些恒星上色球层的存在证明了对质量损失率的进一步调查。
2013-04-03 astro-ph.SR
A coherent view of Li depletion and angular momentum transport to explain the Li plateau -- from Population II to Population I stars
本研究利用STAREVOL代码构建包含原子扩散和湍流等过程的恒星演化模型，成功解释了星族II到I恒星中Spite平台的锂丰度恒定与弥散现象，为宇宙学锂问题提供了恒星耗竭机制的解释。
2024-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in CEMP-no stars: A new constraint on the lithium depletion mechanism in the early universe
大多数相对温暖的、未演化的贫金属恒星（$T_{\rm eff}\gtrsim 5800\,\mathrm{K}$和$[{\rm Fe/H}]\lesssim -1.5$）表现出几乎恒定的锂丰度，与金属丰度或有效温度无关，因此形成了所谓的Spite高原。这最初被解释为来自大爆炸核合成产生的锂。然而，最近的观测显示，极端贫金属星（UMP星; $[\mathrm{Fe/H}]<-4.0$）的锂丰度明显低于高原。由于大多数UMP星是CEMP-无星，碳增强的贫金属星没有多余的中子捕获元素，碳增强和锂耗尽之间的联系被怀疑。这个问题的一个直接的方法是研究碳正常的UMP星。然而，在这个类中只有一个对象是已知的。作为一种替代方案，我们已经确定了两个CEMP没有主序星的锂丰度与金属丰度$[{\rm Fe/H}]\sim -3.0$，那里有许多碳正常的恒星与可用的锂丰度，可以考虑。我们的一维LTE分析表明，这两颗CEMP-无恒星的锂丰度与平台附近的值一致，这表明碳增强和锂耗尽没有直接关系。相反，我们的研究结果表明，极低的铁丰度是UMP恒星中锂耗尽的根本原因。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances in extremely metal-poor turn-off stars
讨论了本课题组收集的极贫金属（EMP）关闭（TO）星锂丰度样本的现状，并与现有文献结果进行了比较。在过去的几年里，积累了大量的证据，表明在极低金属量的恒星中，Spite高原逐渐被破坏。在[Fe/H] \sim -2.8之上，似乎是一个平坦而薄的平台，在较低的金属丰度下，变成了一个更广泛的分布，平台水平构成了上限，但越来越多的恒星显示出较低的Li丰度。我们目前收集的样本计算了44颗EMP TO恒星的丰度或上限，在[Fe/H]=-2.5和-3.5之间，加上[Fe/H]=-4.9的超贫金属恒星SDSS J102915+172927。Spite平台的“熔化”是相当明显的，并且在样品的当前状态下，似乎不限于有效温度分布的冷端。SDSS J102915+172927显示了极端的Li耗尽，与其其他相当普通的[X/Fe]比率形成对比。
2012-06-29 astro-ph.SR
Initial Li Abundances in the Protogalaxy and Globular Clusters Based upon the Chemical Separation and Hierarchical Structure Formation
磁场诱导的Li+离子在分级结构形成过程中的化学分离可以降低宇宙结构中的初始Li丰度。结果表明，中性Li原子的宇宙学再电离在第一颗恒星形成时迅速完成。由于在结构形成的主要过程中，几乎所有的Li都是单离化的，因此它可以有效地与引力坍缩的中性气体分离。分离在较早形成的较小结构中更有效。在等级结构形成的框架下，极端贫金属的恒星由于形成较早，所以Li丰度较小。结果发现，由磁场的化学分离，从而提供了一个原因，锂丰度在极端贫金属的恒星是低于斯皮特高原，并有一个大的色散，以及解释斯皮特高原本身。此外，化学分离方案可以解释NGC 6397中Li丰度高于Spite平台。因此，贫金属星中Li丰度可能保留了有关原始磁场和结构形成历史的信息。
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shedding Light on Lithium Evolution: The Globular Cluster Perspective
我将回顾20年来在属于贫金属球状星团的恒星中进行锂观测所学到的东西。重点将放在小进化的主序星，转折点（TOP）和次巨星分支（SGB）的明星，预计将显示Spite-plateau锂丰度像那些在大多数类似的金属丰度场星。但是球状星团的Spite平台与场星的Spite平台相同吗？什么影响，例如，星团内部污染对现在占主导地位的第二代恒星的锂丰度有什么影响？它将表明，这主要是我们的星族II恒星的温度标度的不完整的知识，目前限制了球状星团的恒星表面演化的锂的诊断能力。
2012-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Examination of the mass-dependent Li depletion hypothesis by the Li abundances of the very metal-poor double-lined spectroscopic binary G166-45
利用斯巴鲁望远镜高色散摄谱仪及其像切片仪获得的高分辨光谱，分别测定了极贫金属（[Fe/H]=-2.5）双线光谱双星G166-45（BD+262606）两个组分的Li丰度。由光度颜色和质量比估算出主成分和次成分的有效温度分别为6350 ± 100 K和5830 ± 170 K。原生锂丰度（A（Li）=2.23）与Spite平台值吻合较好，而次生锂丰度（A（Li）=2.11）略低。这种锂丰度的差异以前在极贫金属的双线光谱双星CS22876-032中发现过，然而，G166-45中的差异要小得多。结果与Li丰度随主序星有效温度（和恒星质量）变化的趋势一致，即-3.0<[Fe/H]<-2.0，表明Li在Teff ~ 5800 K的贫化在这个金属丰度范围内并不特别大。在CS22876- 032 B中发现的显著Li消耗是仅在最低金属量范围（[Fe/H]<-3）中发现的现象。
2012-04-18 astro-ph.SR
Lithium in M67: From the main sequence to the red giant branch
疏散星团中的锂丰度是混合过程的一个非常有效的探测器，它们的研究有助于理解太阳中锂的大量耗尽。由于它的年龄和金属丰度，疏散星团M67在这方面特别有趣。许多关于M67中锂丰度的研究已经完成，但从太阳下到最大质量成员的恒星中锂的均匀全球分析从未完成过基于高质量光谱的大样本。我们测试了非标准模型，这些模型是使用太阳和观测数据进行校准的。我们收集了文献数据，以遵循，第一次在一个均匀的方式，NLTE锂丰度的所有观察到的单星在M67更大的质量超过约0.9太阳质量。我们的网格的进化模型计算与非标准混合金属丰度[Fe/H] = 0.01，使用图卢兹-日内瓦进化代码。分析从ZAMS中的入口开始。M67中的锂是质量比太阳大的恒星的紧函数，除了少数异常值。在锂丰度的平台上观察到关闭的恒星。质量较小和质量较大的恒星都比高原中的恒星更加耗尽。对于任何低于M <= 1.1太阳质量的给定质量，锂丰度都有显著的分散。我们的模型定性地再现了上述大部分特征，尽管预测的锂耗尽比在高原地区观察到的质量小0.45 dex，即在1.1和1.28太阳质量之间。显然，需要做更多的工作来完全匹配观察结果。尽管有迹象表明色球层的活动和旋转在锂的消耗中发挥了作用，但根据目前的数据还不能得出确切的结论。
2012-04-18 astro-ph.SR
Lithium abundances in CEMP stars
碳增强贫金属（CEMP）恒星被认为显示了现在已经灭绝的更大质量恒星（M > 0.8 Msun）的化学印记。特别是，预计在这些恒星中观察到的锂丰度应该偏离标准的Spite锂平台。本文研究了用VLT/UVES摄谱仪观测到的11颗贫金属星和一个[Fe/H]为-1.8 < -3.3的双线分光双星。在这12颗贫金属星中，有8颗CEMP星的Li丰度被测量或限制。与以前的论点相反，我们表明，一个适当的制度的稀释允许存在的“锂尖坪和富C”的明星，而一些“锂耗尽和富C”的明星要求一个身份不明的额外的耗尽机制，不能单独用稀释来解释。我们发现的证据表明，在一些CEMP星的旋转是与锂耗尽。此外，我们报告了一个新认识的双线光谱双星在我们的样本。对于这颗恒星，我们开发了一种新的技术，从该技术中估计的恒星参数和光度比可以单独基于高分辨率的光谱，而不需要从进化模型的输入。
2012-03-16 astro-ph.SR
Lithium Diffusion in the Post-Recombination Universe and Spatial Variation of [Li/H]
在低金属丰度的星族II恒星（被称为Spite平台）中观测到的锂含量比标准宇宙学的预测低$\sim 3-5$倍。由于观测仅限于本地宇宙（晕星，球状星团和银河系的卫星），某些物理过程可能导致锂的空间分离和[Li/H]的局部还原。我们研究的问题，锂扩散后的宇宙重组在次金斯暗物质晕，考虑到超过95%的锂仍然在单电离状态在任何时候。其余的电离气体上的大散射截面导致锂与质子的强耦合，并且其初始扩散方向与H $^+$的方向一致。在中性气体的静止坐标系中，这导致H $^+$和Li $^+$从超密度中扩散出来，在引力阱的最小值中，[Li/H]相对于原始值有降低的趋势。我们量化这一过程，并认为，有一定的资格，它可能发挥了重要作用，在创造本地锂缺乏的原始暗物质晕，沿斯皮特高原观察到的。
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.SR hep-ph
Lithium in Wide Binaries: Effective Temperature Governs Depletion while Rotation Plays a Minor Role
School of Sciences, HangZhou Dianzi University（杭州电子科技大学理学院）；Zhejiang Branch of National Astronomical Data Center（国家天文台浙江分中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究宽双星中锂亏损的主导因素，发现有效温度主导锂亏损，自转影响较小，且发现一个异常系统可能由外部物质补充或三合星相互作用引起。
2026-03-19 astro-ph.SR
Exploring the Origin of Lithium, Carbon, Strontium and Barium with four new Ultra Metal-Poor Stars
本文利用$\mathrm{[Fe/H]}\leq-4$对汉堡/ESO巡天中新发现的四颗超贫金属星进行了元素丰度分析。基于高分辨率，高信噪比的光谱，我们推导出17个元素的丰度范围从Li到Ba。四颗恒星中有三颗表现出中等到大的碳过剩，但它们的中子捕获元素没有增强。样本中最贫金属的恒星HE~0233 $-$ 0343（$\mathrm{[Fe/H]} = -4.68$）是一颗次巨星，其碳丰度为$\mathrm{[C/Fe]}= +3.5$，略高于Spite等人提出的碳丰度平台。在第四颗恒星的光谱中没有检测到碳，但其光谱的质量只允许确定$\mathrm{[C/Fe]} < +1.7$碳丰度比的上限。我们在两颗碳增强恒星的光谱中检测到锂，其中包括HE~0233 $-$ 0343。这两颗恒星与锂检测是锂贫化，相对于锂高原的贫金属矮星发现的Spite \& Spite。这表明，无论产生C的位置是什么，都不会完全破坏锂，或者锂已经被早期恒星吸收，并与形成目前观察到的恒星的气体中的原始锂混合。这四颗恒星的$α$ -元素和铁峰元素的丰度与之前在极端和超贫金属恒星的大样本中发现的丰度相似。最后，一个大的传播被发现在这些恒星的Sr和Ba的丰度，可能是受早期宇宙中快速旋转的恒星富集。
2014-05-22 astro-ph.SR
Back to the Lithium Plateau with J0023+0307 with [Fe/H]<-6
本文分析了主序星极贫铁矮星J 0023 +0307在8.2m VLT处的UVES高分辨率光谱观测结果。我们无法在光谱中检测到铁谱线，但假设[Ca/Fe]>0.40，从Ca II共振谱线推导出[Fe/H]<-6.1。J 0023 +0307的化学丰度模式，[Fe/Mg]和[Ca/Mg]丰度比非常低，但Mg和Si的绝对丰度相对较高，这表明J 0023 +0307是一颗第二代恒星，由一颗超新星污染的分子云形成，其中回落机制发挥了作用。我们测量到的碳丰度为A（C）=6.2，将J 0023 +0307置于A（C）-[Fe/H]图的低频段，表明没有来自双星伴星的污染。这颗恒星的锂丰度（A（Li）=2.02+-0.08）接近锂高原的水平，与其他所有极端贫铁恒星的锂丰度或上限形成对比。未演化恒星的锂丰度的上包络线跨越金属丰度的三个数量级（-6<[Fe/H]<-2.5），定义了一个几乎恒定的值。我们认为，这是不太可能的，这种均匀性是从一个显着较高的初始锂丰度的恒星耗尽过程的结果，而是建议一个较低的原始生产，指向新的物理，如衰变的大质量粒子，不同的基本常数，或核共振，这可能会影响原始7 Li生产。
2019-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study 89. M48 (NGC 2548) 2: Lithium Abundances in the 420 Myr Open Cluster M48 From Giants Through K Dwarfs
本研究基于M48星团329颗候选成员的WIYN/Hydra光谱，刻画从巨星到K型矮星的锂丰度趋势，为旋转混合主导的年龄相关锂耗竭机制提供约束。
2023-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling depletion by re-accretion of gas from a dusty disc in post-AGB stars
许多盘型后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的化学性质是特殊的，在它们的光球层中显示出与凝结温度相关的耐火元素的丰度不足。本文的目的是研究如何吸积从环双星盘可以导致这种现象的耗尽，以及如何影响后AGB恒星的演化。我们使用的\texttt{MESA}代码演变成后AGB阶段的恒星，同时包括吸积的金属贫气体。我们比较了58个观察到的盘型后AGB星的化学丰度数据的样本模型。对于这些恒星中的每一个，我们使用盖亚距离估计了光度和质量。我们模拟的吸积率到二进制从一个粘性不断发展的光盘的初始吸积率和光盘质量的范围。我们发现，大的初始吸积率（$\gtrsim 3\times10^{-7}$ $M_\odot$ /yr）和大的初始盘质量（$\sim10^{-2}$ $M_\odot$）需要复制所观察到的耗尽后AGB星。基于这些高吸积率，后AGB恒星的演化时间尺度可以显著延长2到5倍。我们区分耗尽模式是不饱和的（高原剖面）从那些饱和，我们预计后红巨星分支（后RGB）的明星更有可能表现出不饱和的丰度模式相比，后AGB明星。最后，由于低质量后RGB恒星的演化较慢，我们发现这些系统可以在较低的有效温度（$< 5000$ K）下耗尽。我们的结论是，环联星盘的吸积成功地解释了后AGB恒星的化学特性。
2019-08-08 astro-ph.SR
Chemical abundances of distant extremely metal-poor unevolved stars
目的：我们研究的目的是确定从斯隆数字巡天（SDSS）中提取的16颗候选极贫金属（EMP）矮星的化学组成。主要有两个目的：首先是为了验证从SDSS光谱得出的金属丰度估计值的可靠性;其次是为了看看以前研究的较亮较近恒星的丰度趋势是否也适用于较暗较远恒星的样本。方法：我们在VLT上使用UVES来获得程序星的高分辨率光谱。的丰度测定的自动分析与MyGIsFOS代码，与锂，其中的丰度测定从测量的等效宽度的Li I共振双峰。结果：所有候选星均为EMP星，[Fe/H]<=-3.0。恒星样本的化学成分与更明亮和更近的样本相似。我们测量了12颗恒星的锂丰度，并为另外三颗恒星提供了严格的上限，对于第四颗恒星，由于光谱的低信噪比，上限并不重要。Spite高原的“熔化”得到证实，但样品中一些金属丰度最低的恒星位于高原上。结论：高分辨率光谱的金属丰度与SDSS光谱的金属丰度的一致性表明，后者可用于研究晕的金属丰度分布。丰度模式表明，晕是很好的混合所有探测的金属丰度和距离。在最低的金属丰度，我们发现恒星在斯皮特高原上，这一事实表明，熔化至少取决于另一个参数，除了金属丰度。（节略）
2012-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Li Evolution and the Open Cluster NGC 6819: A Correlation Between Li Depletion and Spindown in Dwarfs More Massive Than the F-Dwarf Li-Dip
利用333颗NGC 6819恒星的光谱和盖亚天体测量，绘制了从巨分支尖端到Li倾角以下0.5等的Li演化图。基于神经网络光谱分析，与[Fe/H] =-0.04的等时线比较，产生的年龄为2.25（2.4）Gyr，E（B-V）= 0.16（0.14）和（m-M）= 12.40（12.29）。尽管起源于Li dip之外，但只有10%的单个次巨星/巨星具有可测量的Li。在Li倾角以上，单颗恒星的极限A（Li）为3.2 +/- 0.1，但较低的范围与倾角内的范围相当。F-矮星Li倾斜剖面与Hyades/Praesepe一致，向前演化。在比Li倾斜度更暗的高原上的恒星中，Li水平为A（Li）= 2.83 +/- 0.16;色散比仅从光谱误差中预期的要大。比较NGC 7789、NGC 2506、NGC 3680和NGC 6819中转折星的Li和V_ROT分布表明，主序的旋转自旋下降对确定Li倾斜的边界至关重要。对于更高质量的矮星，自旋下降同样与Li耗尽相关，产生第二次下降，但质量更高，时间尺度更长。NGC 6819的演化恒星中的Li分布更能代表较老的M67，其中亚巨星和巨星从Li凹陷中出现，而较年轻的NGC 7789，其中关闭恒星之间的V_ROT范围很大，可能产生巨星之间的质量范围。
2019-09-10 astro-ph.SR
The lithium content of omega Centauri. New clues to the cosmological Li problem from old stars in external galaxies
WMAP卫星测量的宇宙锂丰度与标准大爆炸核合成理论的预测相结合，与在贫金属晕矮星（所谓的Spite高原）中测量的恒定锂丰度之间出现了差异。有几种模型被提出来解释这种差异，涉及新的物理学，原位耗尽，或在原始星系中的大质量第一代恒星的有效耗尽锂。通过观察不同星系中经历不同演化历史的恒星星族，可能性的范围可能会大大缩小。WCen恒星系统通常被认为是被银河系吸积的矮星系的残余。我们调查了这个对象中的一个显着的未进化的恒星样本的锂含量。利用FLAMES-GIRAFFE/VLT摄谱仪获得了91颗主序星/早亚巨星分支（MS/SGB）WCen星的中等分辨率（R=17000）光谱。Li丰度通过匹配LiI共振双峰在6708 A的等效宽度来获得，以预测用不同Li丰度计算的合成光谱。使用SYNTHE代码以及ATLAS 9模型大气计算合成光谱。恒星的有效温度是通过拟合的哈线的翅膀与合成的配置文件。我们得到WCen MS/SGB星的平均含量A（Li）=2.19+-0.14~dex。这与在具有类似金属丰度和温度的星系晕场星中观察到的情况相当。Spite高原似乎是古老、温暖的贫金属恒星的普遍特征。如果我们接受目前关于WCen起源的观点，它也存在于外部星系中。这意味着导致“宇宙学锂问题”的机制在MW和其他星系中可能是相同的。
2010-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of intrinsic Li depletion and Li-Na anti-correlation in the metal-poor globular cluster NGC6397
为了减轻宇宙中原始锂丰度的预测与在Pop II矮星和亚巨星中观测到的丰度之间的差异，有人认为今天可观测到的恒星经历了Li的光球耗尽。为了限制这种耗尽的性质，我们进行了一个非常大的样本的恒星在金属贫乏的球状星团NGC 6397均匀的分析，以及所有的演化阶段，从下面的主序关闭到红巨星分支。非LTE锂丰度或丰度上限获得的所有恒星，并为一个相当大的子集的目标也获得钠丰度。钠丰度被用来区分由原始物质形成的恒星和由上一代更大质量恒星的污染影响的物质形成的恒星。矮恒星、关闭恒星和早期亚巨星形成了一个薄的丰度平台，在亚巨星分支的中间被第一次挖掘造成的锂稀释所破坏。第二个急剧下降的丰度是在红巨星分支隆起。这些关闭的恒星比那些还没有被挖掘出来的亚巨星更缺乏锂，最多只有0.1 dex。此外，较热的矮星比较冷的矮星更缺乏锂，这可能是星团中所谓的Li dip的标志，在PopI恒星中常见。一个相当大的分布在钠丰度证实，NGC 6397遭受了集群内污染在其婴儿期和有限数量的钠增强和锂缺乏恒星强烈有助于形成显着的反相关之间的钠和锂的丰度。推断的锂丰度进行比较，从恒星结构模型，包括原子扩散和特设湍流对流区以下的预测。
2009-06-22 astro-ph.SR
A Systematic NLTE Study of Very Metal-Poor Stars with Metallicity Down to $-4.3$ dex. II. Lithium Abundance and New Insight to the Lithium Plateau
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Department of Physics, Hebei Normal University（河北师范大学物理学院）
本文通过非局部热力学平衡分析，研究了金属贫乏恒星中锂的丰度及其演化，揭示了不同演化阶段中锂的行为特征，包括锂平台的延伸、低金属丰度下的锂丰度变化以及不同演化阶段中锂的复杂产生机制。
2026-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a thin lithium plateau among metal-poor red giant branch stars
贫金属矮星的表面锂丰度A（Li）在[Fe/H]~-2.8 dex处呈现一个狭窄的平台，而在较低的金属丰度处，平均值下降0.3 dex，并伴随着显著的逐星散射（称为锂熔化）。这种行为与标准恒星演化模型的预测相冲突，该模型是用标准大爆炸核合成提供的初始A（Li）计算的。较低的红巨星分支（LRGB）恒星提供了一个补充的工具，以了解初始A（Li）分布在贫金属恒星。我们收集了58颗LRGB星的高分辨率光谱样本，[Fe/H]范围在~ -7.0 dex和~ -1.3 dex之间。LRGB星的A（Li）分布明显不同于矮星的A（Li）分布，没有熔化的迹象，有两个明显的组成部分：（a）一个薄的A（Li）平台，平均A（Li）=1.09+-0.01 dex（sigma=0.07 dex），和（b）一小部分贫Li星的A（Li）低于~0.7 dex。通过在恒星演化模型中加入一个额外的化学元素输运，可以使LRGB星中观测到的A（Li）分布与接近宇宙学值的初始丰度相一致。这种运输所需的效率使我们能够匹配在矮星系中测量到的斯皮特高原锂丰度。出现的情况是，所有贫金属恒星形成时具有相同的初始A（Li），但那些可能是合并的产物或经历了双星质量转移的恒星显示出较低的A（Li）。我们的结论是，在LRGB星的A（Li）是定性兼容的宇宙学A（Li）值，并在矮星中观察到的熔融并不反映出生时的丰度真正下降。
2022-03-19 astro-ph.GA 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
Improving spectroscopic lithium abundances. Fitting functions for 3D non-LTE corrections in FGK stars of different metallicity
精确的光谱锂丰度对于解决各种悬而未决的问题至关重要，例如贫金属恒星（Spite高原）大气中均匀锂含量的起源，或者太阳系外行星系统的性质与其宿主恒星的锂丰度之间存在相关性。我们开发了一种工具，允许用户通过应用校正来提高基于1D模型大气和局部热力学平衡（LTE）假设的标准锂丰度测定的准确性，该校正可解释不同金属丰度的FGK恒星中的流体动力学（3D）和非LTE（NLTE）效应。基于CO 5 BOLD 3D模型网格和相关的1D流体静力学大气，我们计算了锂线在670.8 nm处的三个合成光谱库，用于各种锂丰度，分别解释3D NLTE，1D NLTE和1D LTE中的详细线形成。然后使用所得的生长曲线来推导3D NLTE和1D NLTE锂丰度校正。我们证明，3D和NLTE的影响是小的金属贫星的Spite高原，导致的错误，最多+/-0.05 dex，如果忽略。在最冷的有效温度Teff=5000 K处发现了最大的校正，其中对于最强的线，它们可以达到-0.4 dex。我们提出了分析函数，用于评估校正和直接将给定的锂丰度转换为等效宽度，反之亦然，将给定的等效宽度（EW）转换为锂丰度。为方便起见，提供了一个Python脚本，用于计算给定Teff、log g、[Fe/H]和A（Li）或EW的所有拟合函数。通过拟合函数，复杂的3D和NLTE计算的结果很容易获得，并迅速适用于大范围金属丰度的大样本恒星。
2020-04-22 astro-ph.SR
TOPoS: IV. Chemical abundances from high-resolution observations of seven EMP stars
极贫金属的恒星为我们提供了第一代大质量恒星的间接信息。TOPoS调查旨在增加对这些恒星的普查，并提供尽可能详细的化学清单。在ESO VLT Kueyen 8.2米望远镜上的UVES光谱仪已经观测到了七颗铁含量最低的恒星，以改善它们的化学组成。我们分析了基于1D LTE模型大气的光谱，但也使用了恒星大气的3D流体动力学模拟。我们在七颗恒星中的六颗中测量了碳：所有恒星都是碳增强的，属于TOPoS II论文中定义的低碳带。我们在最缺铁的恒星（SDSS J1035+0641，[Fe/H] < -5.2）中测量了锂（A（Li）=1.9）。在[Fe/H]~-4.0的3颗恒星中，我们也测量到了Li，其中2颗位于Spite坪上。我们确认SDSS J1349+1407中极富含Mg，但不富含Ca。它也是非常丰富的钠。我们的几颗恒星的特征是低α-铁比率。缺乏低金属丰度的高碳带星可以从双星系统演化的时间尺度来理解。在SDSS J1035+0641中发现的锂对旨在解决宇宙学锂问题的理论提出了强有力的限制。两颗较暖的恒星的Li丰度为[Fe/H]~ -4.0，将它们置于Spite高原上，而第三颗较冷的恒星位于下方。我们认为，这表明Li耗尽开始的温度随着[Fe/H]的降低而增加。SDSS J1349+1407可能属于富镁EMP星。我们无法评估电磁脉冲恒星之间的α-铁比率是否分散，或者是否有几个离散的种群。然而，我…
2018-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar accretion in low mass metal poor stars and the cosmological lithium problem
宇宙学锂问题，即大爆炸核合成预测的锂丰度与观测到的“斯皮特高原”恒星之间的差异，是现代天体物理学长期存在的问题之一。最近的线索，一个可能的解决方案涉及锂燃烧引起的原恒星质量吸积的Spite高原恒星。本文的目的是分析原恒星吸积对低金属丰度低质量恒星的影响，重点是PMS锂的演化。我们计算了从原恒星到MS阶段的演化，最终质量为0.7和0.8 M $_\odot$，三种金属丰度Z=0.0001，Z=0.0010和Z=0.0050的吸积模型。详细研究了影响吸积模型的主要参数，即吸积能量（冷吸积和热吸积）、初始种子质量$M_{seed}$和半径$R_{seed}$以及质量吸积率$\dot{m}$的变化对吸积模型的影响。对于恒星的主要性质和表面$^7 Li$丰度，无论$M_{seed}$、$R_{seed}$和$\dot{m}$的实际值如何，热吸积模型在100万年内都收敛到标准的非吸积模型。此外，具有相对大的$M_{seed}$（$\gtrsim 10~M_{jup}$）或$R_{seed}$（$\gtrsim 1~R_\odot$）的冷吸积模型在小于约10-20~Myr时收敛到标准的非吸积模型。当一个冷的原恒星吸积过程从小的$M_{seed}$和$R_{seed}$值（$M_{seed}\sim 1~M_{jup}$，$R_{seed} \lesssim 1~R_\odot$）开始时，会发生一…
2020-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium and proton-capture elements in Globular Cluster dwarfs: the case of 47 Tuc
先前在少数贫金属球状星团（GC）的调查表明，锂和质子捕获元素丰度的测定提供了一个关键的工具，以解决集群内的污染情况。在这封信中，我们提出了Na，O和Li丰度在一个大样本的矮恒星在富含金属的GC 47图格里克。我们发现了一个明确的Na-O的关系，与Carretta等人获得的巨大成员的一致性很好。虽然锂和氧的丰度似乎是正相关的彼此，有一个大的分散，远远超过观测误差，并没有与钠的关系。这些发现表明，由于恒星内部的机制（比Spite高原上的恒星更冷，更富含金属），Li耗尽与负责Na-O关系的通常污染情景相结合。
2010-05-27 astro-ph.SR
The solar, exoplanet and cosmological lithium problems
我们回顾三个李的问题。首先，太阳中的Li问题，一些以前的研究认为，与其他太阳相比，它可能是Li贫乏的。第二，我们讨论了李问题的行星托管恒星，这被称为是李穷人相比，场星。第三，我们讨论了宇宙学Li问题，即贫金属星（Spite坪星）中Li丰度与标准大爆炸核合成预言之间的差异。在所有三种情况下，我们发现，“问题”自然是解释非标准混合的恒星。
2009-11-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Atomic diffusion and mixing in old stars IV: Weak abundance trends in the globular cluster NGC 6752
恒星中原子的扩散可以产生具有演化阶段的表面丰度的系统趋势。球状星团提供了有用的实验室，将观测限制在这一理论上，因为人们需要比较未演化和演化恒星的丰度，所有恒星都来自同一个恒星星族。本文给出了球状星团NGC 6752中恒星丰度的研究结果，表明Fe、Sc、Ti和Ca的丰度随演化阶段呈弱而系统的变化趋势。最好的解释的趋势是恒星结构模型，包括原子扩散与有效的额外混合。该模型允许纠正亚原始恒星锂丰度的恒星上的Spite高原，并将其匹配到WMAP校准的大爆炸核合成预测的相互1西格玛误差内。
2013-05-10 astro-ph.SR
Sulphur abundances in halo stars from Multiplet 3 at 1045 nm
硫是一种挥发性的阿尔法元素，不会被锁定在星际介质（ISM）中的尘埃颗粒中。因此，在比较ISM和恒星大气时，它的丰度不需要进行尘埃损耗的校正。贫金属恒星的光球层中硫的丰度是一个有争议的问题：根据一些作者，[S/Fe]与[Fe/H]在低金属丰度时形成一个平台，而根据其他研究，有一个大的分散或可能是双峰分布。在贫金属的恒星中，硫可以通过其在920 nm处的Mul.1谱线检测到，但这个范围被大地散射严重污染，并且多重谱线中的一条被氢的Paschen zeta谱线混合。我们研究了使用Mult的可能性。3（在1045 nm处）用于推导硫丰度，因为这个范围，现在可以在VLT上用红外光谱仪CRIRES观察到，很少受到大地吸收的污染，至少在贫金属恒星中不受混合物的影响。考虑到NLTE校正和3D效应，我们比较了来自多重态1和3的丰度。在这里，我们提出了一个样本的四颗恒星的结果，虽然分散是不太明显，比以前的分析，我们不能找到一个平台[S/Fe]，并确认分散的硫丰度在低金属。
2010-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The primordial Li abundance derived from giant stars
在这篇文章中，我们讨论了使用低RGB恒星的表面锂丰度作为原始锂丰度的替代诊断。这些恒星位于RGB的部分，在第一次疏浚完成之后，在RGB Bump星等级别的额外混合事件发生之前。它们对主序星阶段结束时留下的总锂含量很敏感，与矮星相比，它们对原子扩散效率的敏感性明显降低。我们分析了星系晕和球状星团NGC 6397、NGC 6752和M4中的低RGB恒星。初始A（Li）的最终估计值范围很窄（在2.28和2.46 dex之间），与Spite Plateau非常一致，并证实了与标准大爆炸核合成计算所得值的差异。
2012-05-10 astro-ph.SR
The GALAH Survey: A new constraint on cosmological lithium and Galactic lithium evolution from warm dwarf stars
锂在宇宙中的贫化和富集尚未得到很好的理解。为了帮助收紧对恒星和星系演化模型的约束，我们提出了迄今为止最大的高分辨率分析锂丰度A（Li），结果超过10万GALAH场恒星跨越有效温度$5900\,\mathrm{K} \lesssim \rm{T_{eff}} \lesssim7000\,\mathrm{K}$和金属丰度$-3 \lesssim \rm[Fe/H] \lesssim +0.5$。我们将这些恒星分为两组，分别位于所谓的Li dip的温暖和凉爽一侧，这是Kiel图中锂严重耗尽的局部区域。我们发现这两组恒星在A（Li）-[Fe/H]平面上显示出相似的趋势，但A（Li）的偏移量大致恒定为0.4 dex，温暖的组具有更高的Li丰度。在$\rm[Fe/H]\gtrsim-0.5$，随着金属丰度的增加，锂丰度的显着增加在两个群体中都是明显的，这标志着显着的银河系生产的开始。在较低的金属丰度下，冷群中的恒星位于Spite平台上，相对于大爆炸核合成（BBN）预测的原始值，锂减少了约0.4 dex。然而，在[Fe/H] = -1.0和-0.5之间的温暖组中的恒星形成了一个升高的平台，这在很大程度上与BBN预测一致。这可能表明这些恒星实际上保存了宇宙早期产生的原始Li。
2020-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of Lithium in Primordial Supernovae
第一代恒星非常独特。金属的缺乏可能会影响它们的形成，目前的模型表明它们的头重脚轻的初始质量分数比我们今天观察到的要大得多，它们的一些其他性质，如旋转速率和二元性，在很大程度上是未知的或受到直接观测的限制。但是，即使是给定质量的非旋转单恒星，由于没有金属，其演化也会大不相同：恒星在死亡之前大多会保持更紧凑的状态，富含氢的恒星后来的半径比现代恒星的半径大10倍。当它们作为超新星爆炸时，暴露在超新星中微子流中的能量大大增加，从而产生大量的锂。这种生产不会对所有恒星都是恒定的，而是在质量范围内变化很大。这样的生产甚至更挑战了斯比特高原的存在。
2020-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Lithium in the lower red giant branch of 5 Galactic globular clusters
锂是宇宙早期大爆炸核合成过程中产生的少数元素之一。此外，它的脆弱性使它可以作为恒星环境条件的代表。因此，旧系统中的锂丰度是不同天体物理问题的核心。红巨星下部分支的恒星可以用来研究球状星团，因为那里的主序星太暗而无法观测到。我们使用这些恒星来分析星团的初始锂含量，并将其与宇宙学预测进行比较，以测量不同恒星星族之间的锂扩散，并研究这些巨星中额外耗尽的迹象。我们用GIRAFFE谱测量了5个球状星团中低红巨星支星的锂和钠丰度。这些涵盖了广泛的金属度范围，从[Fe/H] $\sim-0.7$到[Fe/H] $\sim-2.3$ dex。我们发现，这些低红巨星分支星中的锂丰度形成一个平台，其值从$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=0.84$到$1.03$ dex，与金属丰度没有明显的相关性。当使用恒星演化模型来计算这些集群的原始丰度时，我们恢复值$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=2.1-2.3$ dex，与在温暖的贫金属晕星中观察到的恒定值一致，Spite高原。此外，我们发现每个星团中第一和第二人口恒星的锂丰度没有差异。我们还报道了在星系团NGC 3201中发现的一个富锂巨星，其$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=1.63\pm0.18$ dex的富集机制可能是外来污染。
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Membership and lithium in the old, metal-poor open cluster Berkeley 32
对疏散星团中锂（Li）丰度的测量为跟踪锂元素随年龄、金属丰度和恒星质量的演化提供了一种独特的工具。使用FLAMES/Giraffe的VLT，我们获得了157个候选成员的老，贫金属星系团Berkeley 32的光谱，以确定成员资格和研究确认成员的Li行为。径向速度进行了测量，使我们能够得出两个集群的速度和成员资格的样本恒星的信息。根据Li I 670.8 nm特征的等效宽度，利用生长曲线得到Li丰度，得到平均径向速度为105.2 +/-0.86 km/s; 53%的恒星被确认为成员，未演化成员的Li -有效温度分布与M 67的上包层相匹配，以及稍老和更富金属的NGC 188的。然而，当考虑Li分布作为质量的函数时，具有类似太阳温度的Be 32成员的质量和Li贫化比其他星系团中的对应物要小。温度区间5750 < Teff < 6050 K的恒星的平均Li为log n（Li）=2.47 +/- 0.16，比6亿年前毕宿星团的平均Li低不到2倍，略高于中间年龄（1-2 Gyr）星团、M67的上包层和NGC 188的平均值。这个值与Pop. II恒星的平台相当或略高。不同年龄和金属丰度的星系团的平均锂丰度的相似性，以及其接近晕矮星高原，是非常有趣的，并表明，无论初始锂丰度和锂耗尽的历史，老恒星收敛到几乎相同的最终锂丰度。
2009-03-11 astro-ph.SR
Atomic diffusion and mixing in old stars VI: The lithium content of M30
普朗克约束的宇宙中的原始锂丰度的预测是不一致的，在温暖的第二星族矮星和亚巨星中观察到的锂丰度。在物理上最有动机的想法中，有人提出，如果今天观察到的恒星经历了锂的光球耗尽，这种差异可以得到缓解。这种耗尽的原因进行了调查，通过准确地跟踪锂丰度的行为作为有效温度的函数。球状星团是进行这种丰度分析的理想实验室，因为可以精确地确定其恒星的相对恒星参数。我们对贫金属的球状星团M30中的144颗恒星进行了均匀的化学丰度分析，范围从星团的转折点到红巨星分支的尖端。在可能的情况下，推导出Li、Ca和Fe的NLTE丰度。恒星参数是通过将等时线与观测到的V与V-I色星等图相匹配而得出的。独立的有效温度从巴耳末线的自动轮廓拟合和通过应用颜色T_eff校准的宽带测光。转折星和早期亚巨星的Li丰度形成了一个薄的高原，由于第一次疏浚引起的Li稀释的开始，该高原在SGB中间突然中断。观测到铁和钙的有效温度的abbustion趋势，并与恒星结构模型的预测进行比较，包括原子扩散和表面对流区以下的特设额外混合。比较结果表明，M30中的恒星受到原子扩散和附加混合的影响。在对原子扩散进行保守修正后，我们发现球状星团M30的初始Li丰度为A（Li）= $2.48\pm0.10$。
2016-03-04 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
Something borrowed, something blue: The nature of blue metal-poor stars inferred from their colours and chemical abundances
蓝贫金属星（英语：Blue metal-poor stars，BMPs）是一种主序星，比普通的暗星更蓝更亮。它们最初是通过使用B-V和U-B颜色切割来挑选出来的。早期的研究发现，与正常的晕星相比，大部分的场BMP星是双星。因此，BMP星是研究恒星内部恒星演化过程和双星相互作用的理想蓝离散星候选者。特别是，在它们的光谱中锂的存在或耗尽是关于它们的起源的有力指标。它们要么是年老的晕蓝离散星，经历内部混合过程或质量转移（锂耗尽），要么是可能起源于河外的中龄单星（2.2dex晕高原锂）。然而，我们注意到内部混合过程可能导致Li水平的增加。因此，这项研究结合了光度学和光谱学来揭示各种BMP恒星的起源。我们首先展示了如何使用测光，金属丰度和锂从年轻的蓝色恒星中分离双星。使用80个BMP星的样本（T> 6300 K），我们发现97%的BMP二进制具有V-Ks_0 < 1.08 $\pm0.03$，而在2/3的情况下不是二进制的BMP星位于此切割之上。这种切割可以帮助分类缺乏径向速度的恒星。我们跟踪两个BMP星的光度样品的起源进行了全面的化学分析，使用新的高分辨率和高SN光谱。基于它们的径向速度，Li，alpha，s-和r-过程的丰度，我们表明BPS CS 22874 -042是一个单一的明星（A（Li）$=2.38\pm0.10$ dex），而与A（Li）$=2.23\pm0.07$ dex C…
2016-11-10 astro-ph.SR
Chemical Abundance Signature of J0023+0307 -- A Second-Generation Main-Sequence Star with [Fe/H]<-6
利用高分辨率（R~ 35，000）的Magellan/MIKE光谱，对主序星J 0023 +0307（[Fe/H]<-6.3）进行了化学丰度分析。该恒星最初被发现[Fe/H]< -6.6，基于Ca II K测量的R~ 2，500光谱。在我们的MIKE光谱中没有检测到铁谱线。检测Li、C、Na、Mg、Al、Si和Ca的谱线。Li丰度接近Spite Plateau，A（Li）= 1.7，与其他贫金属恒星不同，尽管与发现的极低值形成鲜明对比，例如，在HE~1327-2326中，[Fe/H]值相似。碳G带被探测到，并显示出强烈的C增强，这是典型的低铁丰度的恒星。从Na到Si的元素显示出强烈的奇偶效应，J 0023 +0307显示出第二低的[Ca/H]丰度。总的来说，J 0023 +0307的丰度模式表明它是一颗第二代恒星，是由一颗大质量的第三星族第一颗恒星爆炸后形成的。喷射物的稀释质量为10^（5+-0.5）Msun的氢，强烈表明J 0023 +0307形成于一个消失的小晕中。J 0023 +0307很可能非常古老，因为它的轨道非常偏心，近心点位于银河系凸起。
2018-10-02 astro-ph.SR
Lithium and Beryllium in the Gaia-Enceladus Galaxy
来自盖亚DR 2和APOGEE调查的数据揭示了内星系晕中一个相对较新的组成部分，这可能是一个名为盖亚-土卫二的破裂矮星系的动力学残留物，该星系在大约10个Gyrs前与银河系相撞。这一合并事件为研究矮星系中元素的化学丰度提供了一个非凡的机会，因为它们通常在外部星系中受到阻碍。在GALAH、Gaia-ESO巡天和文献中，我们发现了几个现有的Gaia-Enceladus星系中恒星7 Li丰度的测定结果。在低金属丰度端的恒星的7 Li丰度与星系晕的7 Li丰度重叠，这些是有效的河外7 Li测量，这表明{ \it Spite plateau}是普遍存在的，就像宇宙学上的Li问题一样。我们在101颗恒星中发现了一颗富含锂的巨星，这表明与银河系相似的比例很小。我们还收集9 Be丰度的子样本的25盖亚-土卫二恒星的文献。它们的丰度在低金属丰度端与银河系的[Be/H]值相同，但随着[Fe/H]的增加而缓慢增长，并显示出减少的分散。这表明，在银河系中观测到的散射可以反映出混杂在星系晕中的不同恒星成分的不同\beix演化模式。
2020-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium as a probe of stellar and galactic physics
University of Geneva（日内瓦大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；Sorbonne Université（索邦大学）
本文研究了锂在恒星演化和银河历史中的作用，提出恒星演化模型和新星可能为锂来源，揭示银河盘中恒星迁移对锂演化的重要性。
2026-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three carbon-enhanced metal-poor dwarf stars from the SDSS - Chemical abundances from CO^5BOLD 3D hydrodynamical model atmospheres
富含s和r元素的碳增强贫金属恒星的起源一直备受争议。这些类型恒星的详细丰度对于了解其祖先的性质至关重要。本次调查的目的是详细研究SDSS J1349-0229，SDSS J 0912 +0216和SDSS J1036+1212的丰度，这三颗矮CEMP星是从斯隆数字巡天中选出的。利用高分辨率VLT/UVES光谱（R ~ 30000）测定了Li、C、N、O、Na、Mg、Al、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Co、Ni和21种中子俘获元素的丰度。我们利用CO^5BOLD三维流体动力学模式大气分析碳、氮和氧的丰度。用Kiel码计算了C I和O I线的NLTE校正。我们将SDSS J1349-0229和SDSS J 0912 +0216分类为CEMP-r+s星。SDSS J1036+1212属于CEMP-no/s类，具有增强的Ba，但缺乏Sr，它是迄今为止发现的第三个成员。在SDSS J1349-0229中观测到了视向速度的变化，这为它是双星系统的一员提供了证据。这三颗恒星的化学成分通常与AGB伴星的质量转移相容。然而，许多细节仍然难以解释。其中最值得注意的是在SDSS J1036+1212的Spite平台上的Li丰度，以及在所有三颗恒星中纯r过程元素Eu的大量过剩。
2010-02-08 astro-ph.SR
Wide sigma Orionis binaries resolved by UKIDSS
尽管它对研究所有质量域的恒星形成都很重要，但附近年轻的猎户座σ星团仍然缺乏对多重性的全面调查。我们试图通过寻找角距在0.4和4.0角秒之间的宽分辨双星来填补观测空白。我们寻找同伴的331编目集群恒星成员和候选人在公共K波段UKIDSS图像以外的最里面的1弧分，这是明亮的，epsilon sigma Ori多系统的眩光的影响，并调查他们的集群成员与颜色星等图和以前的知识的青年功能。在18个识别的对中，10个具有非常低的个体机会对齐概率（<1%），并且在此被认为是物理对。其中四个是新的，而其他六个是以前发现的，但从未进行过均匀和详细的研究。预计的物理分离和星等差异的10个可能绑定对范围从180至1220 au，从0.0至3.4等K，分别。此外，我们还用拉长的点扩散函数识别了两颗星团星。我们确定了猎户座σ在s = 160-1600 au的投影物理分离区间内宽多重数的最小频率为3.0^{+1.2}-1.1} %。我们发现了一个新的Lindroos系统，发现大质量和X射线恒星往往是成对或三人组，得出结论，多重截断拱盘和增强X射线发射，并归因于一个年轻的恒星中的锂耗尽未解决的二元性光谱中的中等分辨率。当考虑到所有已知的多重星系，包括光谱双星，多重星系的最小频率增加到约10%，这意味着在猎户座西格玛中仍有80-100个未知的多重星系有待发现。
2017-07-03 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
Li distribution, kinematics and detailed abundance analysis among very metal-poor stars in the Galactic halo from the HESP-GOMPA survey
我们提出了一个详细的元素丰度的新发现的明亮的非常贫金属的恒星与锂的检测，最初观察到的SDSS/MARVELS预调查的一部分。这些恒星被选为HESP-GOMPA巡天的高分辨率光谱跟踪的一部分。在这项工作中，我们讨论了在调查中，其中包括主序星，亚巨星，红巨星的几个恒星检测到的锂丰度。不同类型的恒星表现出非常相似的Li分布，指向一个共同的起源。我们推导出了一个标度关系，作为一个函数的温度的巨人和主序星的锂耗尽;大多数的样品从文献中被发现属于1西格玛（0.19和0.12德克斯/K的巨人和矮星分别）的这种关系。我们还报告了Li丰度随距银河系平面距离的变化而存在的斜率，这表明存在混合的恒星星族。大多数富锂恒星都位于或接近银道面。随着李，我们推导出详细的丰度为C，奇Z，α，铁峰，和中子捕获元素的每一颗恒星。我们还使用了来自Gaia-EDR3的天体测量参数来补充我们的研究，并推导出运动学来区分恒星的运动;原位形成和吸积。斯皮特高原的恒星星族，包括文献中的其他恒星，被发现有显着的贡献，从恒星形成的原位和通过吸积。程序星的轨道也被推导出来，并在时间上向后研究了5 Gyr。
2022-08-29 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic studies of ultra metal-poor stars found in LAMOST survey
本文报道了两颗[Fe/H]~-4.0的UMP星的观测结果，其中包括一个新发现。这两颗星是正在进行的相当有效的项目，以寻找极贫金属（EMP）星与LAMOST和斯巴鲁研究。详细的丰度或上限的丰度已来自15个元素，从锂到铕的基础上获得的高分辨率光谱与斯巴鲁/HDS。这两颗UMP星的丰度模式与低金属丰度星中的“正常星族”一致。这两颗程序星都显示出碳增强，但没有任何过量的重中子捕获元素，这表明它们属于CEMP-no星的子类，就像以前研究的大多数UMP星一样。这两颗CEMP-no UMP星的[Sr/Ba]比值都在[Sr/Ba]~-0.4以上，表明碳过剩的起源与来自AGB伴星的质量转移不相容，而AGB伴星的s过程已经运行。在新发现的UMP恒星LAMOST J125346.09+075343.1中测量到锂丰度，使其成为第二颗发现锂的UMP关闭恒星。LAMOST J125346.09+075343.1的Li丰度略低于类似温度的贫金属恒星，并提供了一个独特的数据点[Fe/H]~-4.2，支持Li Spite平台在极低金属丰度下的“熔化”。与UMP和HMP（[Fe/H]<-5.0的超贫金属）关闭星的比较表明，CNO和Na等轻元素的差异可能导致CEMP-no星锂丰度的显著差异。
2015-06-18 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
Atomic diffusion and mixing in old stars VII. Abundances of Mg, Ti, and Fe in M30
我们试图限制额外的运输或混合过程，减少恒星大气中的原子扩散的影响的效率。我们将光谱合成方法应用于VLT上的GIRAFFE摄谱仪观察到的光谱，以估计贫金属球状星团M30中恒星中Mg、Ti、Fe和Ba的丰度。丰度，我们拟合恒星演化模型预测的丰度的趋势，假设不同的额外的运输或混合过程的效率。拟合过程试图考虑到参数依赖的系统误差在导出的丰度的影响。我们发现，参数$T_0$，它描述了额外的传输或混合过程的效率，几乎可以肯定地被限制到$6.09$和$6.2$之间的窄范围$\log_{10}{\left( T_0 / \left[ \mathrm{K} \right] \right)}$。这对应于恒星在主序星关闭点的丰度比红巨星分支降低，分别是镁的$0.2\,\mathrm{dex}$、铁的$0.1\,\mathrm{dex}$和钛的$0.07\,\mathrm{dex}$。我们还发现，虽然我们的估计确实有不可忽略的系统误差来自连续放置和假设的微湍流，我们的方法可以考虑到他们。我们的研究结果部分修正了本系列文章的早期论文的结果，该论文在模拟锂的Spite平台时尝试使用了$\log_{10}{\left( T_0 / \left[ \mathrm{K} \right] \right)} = 6.0$的值。为了更容易区分物理效应和系统误差，我们建议这类研究集中在元素，其预期的表面丰度作为有效温度的函…
2021-10-24 astro-ph.SR
