The R-Process Alliance: The Peculiar Chemical Abundance Pattern of RAVE J183013.5-455510
我们报告的光谱分析的RAVE J183013.5-455510，一个非常贫金属的恒星，高度增强的CNO，并与可辨别的贡献，从快速中子捕获过程。没有证据表明这个物体是二进制的。它的[Fe/H]=-3.57，是目前观测到的金属丰度最低的恒星之一，有18个中子捕获元素。Ba、La和Ce的丰度高于太阳系r过程预测值，这表明在如此低的金属丰度下，一定存在着r过程元素的非标准来源。一个合理的解释是，这种增强源于中子星合并事件中以异常快的速度喷射的物质。我们还探讨了中子俘获元素是在旋转大质量恒星的演化和爆炸过程中产生的可能性。此外，基于与零金属丰度微弱超新星的产量比较，我们推测RAVE J1830-4555是由两种祖星类型预富集的气体云形成的。从分析的基础上盖亚DR 2测量，我们表明，这颗恒星的轨道特性类似于银河系金属弱厚盘恒星星族。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The R-Process Alliance: Discovery of the first metal-poor star with a combined r- and s-process element signature
我们提供了一个高分辨率（R~ 35，000）、高信噪比（S/N>200）的RAVE J094921.8-161722的麦哲伦/MIKE光谱，这是一颗明亮的（V=11.3）贫金属红巨星，[Fe/H] =-2.2，被RAVE巡天确定为碳增强贫金属（CEMP）星。我们报告其详细的轻聚变元素和重中子俘获元素的化学丰度签名。我们发现J 0949 -1617是一颗具有s-过程增强的CEMP星，它一定是由先前的r-过程事件富集的气体形成的。轻中子俘获元素遵循低金属丰度的S过程模式，而Eu以上的重中子俘获元素遵循R过程模式。铅丰度高，符合S-过程的起源。钍也被检测到，正如预期的从r-过程起源，因为Th不是在s-过程中产生的。我们采用核合成模型的预测，考虑到初始的r-过程增强，然后确定质量转移的碳和s-过程材料从一个假定的更大质量的同伴到观察到的恒星。由此产生的丰度与观察到的模式一致。J 0949 -1617是第一颗被发现的CEMP-r+s恒星。这类天体以前曾被建议用来解释中子俘获元素模式的恒星，这些模式既不是由r-过程产生的，也不是由s-过程产生的。我们推测，J 0949 -1617形成的环境类似于Tucana III和Reticulum II等超暗矮星系，它们在最早的时候通过一个或多个中子星合并富集了r过程元素。
2018-06-02 astro-ph.SR
RAVE spectroscopy of luminous blue variables in the Large Magellanic Cloud
背景：RAVE星系结构和演化光谱巡天在英国施密特望远镜上使用6dF多光纤定位器获得了8400-8800 Ang的光谱，分辨率为7500。到目前为止，已经观测到超过300，000颗9<I <12 and |b| >25 deg的南星。目标：本文介绍了第一个内在的检查恒星光谱的RAVE调查，旨在评估其诊断潜力的奇特的恒星，并在促进一般的理解亮蓝变星（LBV）。方法：我们使用了2005年至2008年期间在大麦云（LMC）中通过RAVE调查观察到的所有7个LBV的多历元光谱。结果：我们表明，RAVE光谱具有显着的诊断潜力时，适用于特殊的恒星，特别是，LBV。的径向速度的行为的发射和吸收线，爆发和静止状态之间的光谱变化的描述，并发现同意在更传统的波长收集的证据。研究了剑鱼座S的出流特征及其变率，并检测到多个分量。R127丰富发射线光谱的光电离模型显示了在1982-2000年爆发期间喷射出的大量分离电离壳的证据。在剑鱼座S中，即使有其他可能的解释，也可以观察到核处理物质的表面不均匀性，这些不均匀性是由于大量的质量损失而带到表面的。我们还探测到R71从静止态到爆发态的转变.最后，我们的R 84光谱提供了它的酷伴侣的最清晰的视图之一。
2009-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bayesian analysis of ages, masses, and distances to cool stars with non-LTE spectroscopic parameters
对于星系演化的研究，恒星演化阶段和星族成员的准确描述是至关重要的。标准的方法依赖于从恒星演化模型中提取这些信息，但需要通过独立的方法获得恒星的有效温度、表面重力和金属丰度。在以前的工作中，我们确定了精确的有效温度和非LTE logg和[Fe/H]（NLTE-Opt）的大样本的贫金属星，-3<[Fe/H]<-0.5，从RAVE调查。作为这项工作的继续，我们在这里推导出它们的质量，年龄和距离使用贝叶斯方案和GARSTEC恒星轨迹。为了进行比较，我们还使用从广泛使用的1D LTE激发-电离平衡Fe（LTE-Fe）确定的恒星参数。我们发现，后者导致系统性地低估了恒星的年龄，10- 30%，但高估了质量和距离。贫金属巨星遭受最大的70%的分数距离偏差。此外，我们将我们的结果与RAVE合作组织发布的共同恒星的结果进行了比较（DR 3，Zwitter et al. 2010，Seibert et al. 2011）。这显示了有效温度的-400至+400 K偏移，表面重力的-0.5至1.0 dex偏移，以及距离的10%至70%。系统趋势与我们在NLTE-Opt和LTE-Fe参数之间发现的相关性非常相似，表明RAVE DR 3数据可能受到1D LTE合成光谱的物理限制的影响。我们的结果承担任何研究，分光光度的距离恒星运动学的基础。特别是，它们为SDSS/SEGUE观测引起的关于星系晕起源的争论提供了…
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are C-rich ultra iron poor stars also He-rich?
目前已知的三颗最贫铁的恒星（[Fe/H]=-5.96，-5.4和-4.75）都是富碳的，它们被称为富碳超金属贫星（CRUMPS）。其独特的表面丰度的起源尚不清楚。我们提出了一个合成视图的不同的模型，到目前为止，提出了解释在CRUMP恒星表面观察到的奇特的丰度。我们推断出一些预期的趋势的核合成参数的基础上，并寻找签名，允许模型之间的歧视。我们讨论的条件CRUMP恒星是氦丰富的，即与氦的质量分数大于0.30和高达0.60。我们讨论了恒星的化学成分的星际介质混合风的物质非常金属贫大质量的恒星，风加上超新星喷出物和从早期AGB星的信封中提取的材料。旋转和非旋转模型被认为是。CRUMP星是由大质量恒星的风物质与少量原始星际介质混合而成的，富氦（氦质量分数在0.30和0.60之间），贫锂，并且存在低的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比（数量小于10）。这些富含氦的恒星，如果被发现，将证实大多数贫金属的CRUMP是由基本上纯的风/包层物质形成的。它们将为探测第一代恒星的核合成产物提供最直接的方法。我们表明，旋转是一个关键因素来解释CRUMPS星的丰度模式。
2010-04-28 astro-ph.SR
The BaSTI Stellar Evolution Database: models for extremely metal-poor and super-metal-rich stellar populations
我们提出了一个扩展的BaSTI恒星演化数据库的极端金属贫（${\rm Z=10^{-5}}$）和超金属丰富（Z=0.05）的金属丰度，与标度太阳和$α$增强（[ $α$ /Fe]=0.4）的重元素分布。这些新的轨迹（从主序前到早期渐近巨分支阶段），水平分支模型和等时线，将使BaSTI数据库能够用于研究，即，在本星系群暗矮星系中发现的最贫金属的群体，以及银河系凸起的富金属成分。概述了几个基本的恒星演化的预测在整个金属丰度范围内的BaSTI，连同文献计算在${\rm Z=10^{-5}}$和Z=0.05的比较。
2013-08-18 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variation of Radio Emissions from Thermal-Rich and Thermal-Poor Solar Flares
利用1996-2009年野边山射电日像仪事件表，对射电耀斑事件进行了统计分析。我们研究了中心到肢体的变化，17 GHz和34 GHz的流量划分耀斑事件到不同的组相对于“热等离子体丰富度”（软X射线的峰值通量的比率，非热无线电发射）和无线电爆发的持续时间。结果发现，对于短持续时间的富热耀斑，17和34 GHz的峰值通量倾向于向临边偏高。我们建议，热丰富的耀斑，这应该是与高能量粒子到色球层的有效沉淀，有一个俯仰角分布的非热电子具有较高的人口沿耀斑环。
2011-07-10 astro-ph.SR
Metal-Poor Lithium-Rich Giants in the Radial Velocity Experiment Survey
我们报道了在RAVE巡天中选取的700多颗贫金属恒星（[Fe/H]<-0.5）的高分辨率光谱样品中发现的8颗富锂场巨星。在我们的样本中，大多数富含锂的巨星都是金属贫乏的（[Fe/H]<-1.9），并具有Li丰度（以7 Li的形式存在），A（Li）=log（n（Li）/n（H））+12，在2.30和3.63之间，远高于典型红巨星分支的上限，A（Li）<0.5，而两颗A（Li）~1.7-1.8，在相同的重力下显示出与正常巨星相似的锂丰度。在我们的样本中，我们还包括了两个贫金属、富锂的球状星团巨星，即先前发现的M3-IV 101和新发现的（在这项工作中）M68-A96。这是迄今为止最大的贫金属富锂巨星样本。我们对所有恒星进行了详细的丰度分析，发现大多数样本恒星的元素丰度与Li正常晕巨星相似。虽然每颗富锂巨星的演化阶段无法明确确定，但富锂阶段可能与红巨星分支碰撞或早期渐近巨星分支的额外混合有关，这些分支触发了冷底部处理，其中外部对流包层的底部连接到恒星中的H燃烧壳层。恒星表面的锂含量会随着7 Be（燃烧成7 Li）通过Cameron-Fowler机制被输送到恒星表面而增加。我们讨论和歧视的额外混合，可以导致锂生产的几种模型，在我们的样本中的详细丰度的锂丰富的巨人。
2011-12-09 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
Observational Signatures and Constraints on the Intermediate Neutron-Capture Process. The Case of the CEMP star TYC 6044-714-1 (RAVE J094921.8-161722)
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔西天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Perugia（意大利国家核物理研究院佩鲁加分部）；Department of Physics, University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学物理系）；Escuela Nacional de Estudios Superiores Unidad Morelia, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学莫雷利亚高级研究学院）；ESO - European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过对CEMP星TYC 6044-714-1的高分辨率光谱分析，结合1D/3D非LTE建模和AGB核合成模型，评估i-过程与s-过程的共存可能性，发现纯s+r过程最能解释其重元素丰度模式和Ba同位素比。
2026-05-31 astro-ph.SR
Spectroscopic Comparison of Metal-Rich RRab Stars of the Galactic Field with Their Metal-Poor Counterparts
我们调查了35个稳定的RRab星的大气特性，这些星具有银河系RR天琴座星中发现的全范围的周期、光振幅和金属丰度。我们的结果是由坎帕纳斯天文台的杜邦望远镜几年来获得的几千个中阶梯光栅光谱得出的。金属线和H α线的径向速度被用来构建径向速度与脉动相位的曲线。从这些，我们估计径向速度振幅的金属线（光球附近形成）和Halpha多普勒核心（形成在小的光学深度）。我们还测量了当它们出现在初级光上升时的Halpha发射通量。光谱转移到休息波长，分箱成小的相位间隔，并coadded被用来进行模型大气和丰度分析。导出的金属丰度和以前的一些光谱调查相结合，产生一个新的校准的雷登丰度规模。然后，我们将RRab样品在[Fe/H]=-1.0处分为富金属（圆盘）和贫金属（晕圈）组。如此定义的RRab族的大气层在以下方面有所不同：（a）H α发射通量的峰值强度，（b）H α径向速度幅度，（c）动力学重力，（d）恒星半径变化，（e）在最小光之前的光度“颠簸”期间的二次加速度，以及（g）H α谱线加倍的持续时间。我们还检测到H α线加倍在凸点的金属穷人的家庭，但不是在金属丰富的。虽然所有的RRab可能都是核心燃烧氦的水平分支恒星，但富含金属的群体似乎是一个独特的物种。
2016-11-08 astro-ph.SR
Abundance patterns of the light neutron-capture elements in very and extremely metal-poor stars
我们使用局部热力学平衡（LTE）一维分析测量了第一峰值元素的所谓轻中子捕获的新丰度;该分析产生了11颗非常贫金属的恒星，从[Fe/H]=-2.5到[Fe/H]=-3.4，以及一颗富碳恒星CS 22949-037，[Fe/H]=-4.0。这些丰度与在两颗典型的贫金属恒星中观察到的丰度进行了比较：典型的富r恒星CS 31082-001（[Eu/Fe] > +1.0）和贫r恒星HD 122563（[Eu/Fe] < 0.0），这两颗恒星的第一个峰值中子捕获元素相对于第二个峰值而言明显富集。在第一峰内，丰度与第二峰元素丰度内的众所周知的相关性类似。相反，在任何第一峰值元素与任何第二峰值元素之间不存在相关性。结果表明，当第二峰元素的平均丰度从富r星到贫r星减小时，第一峰丰度与第二峰丰度之比的离散度增大。我们发现了两颗与HD 122563非常相似的贫r星。第三颗贫r星，CS 22897-008，更极端;这颗星显示了迄今为止第一个元素富集峰的最极端例子。相反，另一颗贫r星（BD-18 5550）的第一峰元素模式与典型的富r星CS 31082-001相似，但这颗星富集了一些Mo。在我们的贫金属恒星中，中子捕获元素的分布可以理解为至少两种机制的结合：一种是通过主要的r过程均匀地富集形成中的恒星云，并导致类似于富r恒星的元素图案，如CS 31082-001;另一种是主要形成较轻的第一峰元素。
2018-01-04 astro-ph.SR
An aluminum/calcium-rich, iron-poor, white dwarf star: evidence for an extrasolar planetary lithosphere?
在白矮星的大气中存在比氦重的元素通常是目前或以前围绕这些恒星运行的岩石天体存在的标志。我们测量了氢大气层白矮星G149-28和NLTT 43806中各种元素的丰度。与其他大气层被重元素污染的白矮星相比，NLTT 43806富含铝，但相对缺乏铁。我们将NLTT 43806中Al和其他八种重元素的相对丰度与大块地球的元素组成、模拟的太阳系外岩石行星、太阳系陨石、其他受污染的白矮星的大气组成以及月球和地球的外层进行了比较。最好的协议被发现与一个模型，涉及到NLTT 43806上的地壳和上地幔物质的混合物吸积。这意味着NLTT 43806是由一个分化的岩石行星围绕的，也许与地球非常相似，它经历了一次碰撞，剥离了它的一些外层。
2011-07-12 astro-ph.SR
HD 95881: A gas rich to gas poor transition disk?
上下文基于远红外线的过量，赫比格类恒星被分为一组有着闪耀的星周盘（I组）和一组有着平坦的星周盘（II组）。尘埃沉降通常被认为是燃烧盘向平盘转化的一种演化机制。理论预测，在这个过程中，盘保持其气体含量，但对II族赫比格Ae恒星的观测表明缺乏气体。目标。我们绘制了II组赫比格Ae恒星HD 95881周围气体和尘埃的空间分布。方法.我们分析光学光度学，Q波段成像，红外光谱，K和N波段干涉光谱。我们使用蒙特卡罗辐射转移代码来创建一个模型的密度和温度结构，相当准确地再现所有的观测。结果我们得到一个一致的图片，其中磁盘由一个厚厚的膨化的内缘和外部区域，其中有一个燃烧的气体表面，是相对无效的“可见”的尘埃颗粒。结论. HD 95881正处于一个从富含气体的耀斑盘到缺乏气体的自遮蔽盘的过渡阶段。
2010-04-13 astro-ph.SR
The depletion of carbon by extra mixing in metal-poor giants
贫金属（[Fe/H] <= -2）但碳正常的巨星和富碳的巨星之间存在明显的二分法。前者在红巨星分支上经历了第一次疏浚后经历了显着的碳消耗，而后者似乎没有经历显着的消耗。我们调查这一点的背景下，额外的混合发生通过热盐不稳定性，由于燃烧的氦-3。我们提出了三种模型的[C/Fe]，[N/Fe]和碳-12/碳-13的演化：一个碳正常的贫金属恒星，和两个恒星，已从1.5太阳质量的AGB同伴吸积材料，一个已收到0.01太阳质量的材料，另一个已收到0.1太阳质量。我们发现碳正常贫金属星的行为很好地再现了这一机制。此外，我们的模型还表明，在富碳恒星中，碳消耗的效率显着降低。这种额外的混合机制能够再现正常碳和富碳恒星的观测特性。
2009-04-15 astro-ph.SR
Why is a flare-rich active region CME-poor?
太阳活动区（AR）是耀斑和日冕物质抛射（CME）这两种最强烈的太阳爆发的主要来源。2014年10月17日至30日，NOAA AR 12192穿越可见盘，产生了超过100个耀斑，其中包括32个M级和6个X级耀斑，但只有一个小型CME。耀斑和日冕物质抛射被认为是同一喷发过程中的两种现象。为什么这样一个耀斑丰富的AR如此CME贫乏？我们比较了这个AR与其他四个AR;两个都是生产性的，两个是惰性的。基于SDO/HMI矢量磁象图的光球参数研究表明，富耀斑的AR 12192与另外两个生产性AR一样，具有比两个惰性AR更大的磁通量、电流和自由磁能，但与两个生产性AR相比，它在耀斑中性线两侧没有强的、集中的电流螺旋度，这表明不存在由高度剪切或扭曲的磁力线组成的成熟磁结构。此外，AR 12192以上的衰减指数相对较低，显示出较强的约束。这些结果表明，生产AR总是很大，并有足够的电流和自由能来驱动耀斑，但耀斑是否伴随着CME似乎与（1）是否有成熟的剪切或扭曲的核心场作为CME的种子，（2）如果覆盖拱廊的约束足够弱。
2016-07-26 astro-ph.SR
On the Relative Ages of the $α$-Rich and $α$-Poor Stellar Populations in the Galactic Halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的F和G矮星样本研究了晕中富含和缺乏$α$和$α$恒星的年龄。为了实现基于[ $α$ /Fe]的恒星分离，我们提出了一种新的半经验光谱指数方法，并将其应用于低分辨率、中等信噪比的SDSS光谱。该方法可用于直接估算[ $α$ /Fe]，为从低分辨光谱估算[ $α$ /Fe]提供了一种新的、广泛适用的方法。我们测量了主层序的关闭温度，并将其与金属丰度和一组等时线相结合，以估计样本中富含$α$和缺乏$α$的人群的年龄。我们发现所有恒星的年龄都大于8 Gyr，这证实了星系晕是很早就形成的。年龄-金属丰度关系中出现了一个分叉，即在低金属丰度区，富含$α$和贫$α$的恒星是同时代的，而在高金属丰度区，富含$α$的恒星年龄大于贫$α$的恒星年龄。结果表明，$α$富晕星族形成于快速的高恒星形成事件中，具有较浅的年龄-金属丰度关系，而$α$贫晕星族则形成于化学演化时间尺度较慢的环境中.
2014-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
EC 22536-5304: a lead-rich and metal-poor long-period binary
燃烧氦的O型和B型（sdO/B）热亚矮星被认为是通过各种类型的双星相互作用产生的。最近发现富氦热亚矮星EC 22536 -5304的铅含量极其丰富。在这里，我们证明了EC 22536 -5304是一颗双星，有一颗贫金属的亚矮星F型（sdF）伴星。我们对高分辨率SALT/HRS和VLT/UVES光谱进行了详细的分析，得出了热亚矮星的金属丰度，以及这两种成分的大气参数。因为我们考虑了sdF恒星的贡献，所以sdOB的铅丰度，相对于太阳的+6.3 +/- 0.3 dex，甚至比以前认为的要高。对于sdF组分，我们推导出Teff = 6210 +/- 70 K，log g = 4.64 +/- 0.10，[Fe/H] = -1.95 +/- 0.04，[ $α$ /Fe] = +0.40 +/- 0.04。径向速度的变化，虽然目前采样不足，表明该双星系统有一个长的轨道周期约457天。这表明该系统可能是通过稳定的罗氏瓣溢出（RLOF）形成的。运动学分析表明，EC 22536 -5304是在银河系中心的偏心轨道上。这一点，以及sdF型伴星的低金属丰度和强烈的α增强，表明EC 22536 -5304是星系晕或金属弱厚盘的一部分。EC22536-5304是第一个低于[Fe/H] =-1的长周期热亚矮星双星，可能有助于限制低质量、低金属丰度红巨星支（RGB）星向主序星伴星的质量转移的RLOF机制。
2021-07-30 astro-ph.SR
Why Is the Great Solar Active Region 12192 Flare-Rich But CME-Poor?
2014年10月的太阳活动区12192是24年来最大的太阳黑子群。它是第24周期中最多产的耀斑，但令人惊讶的是，在其盘通过期间，核心区域没有产生日冕物质抛射（CME）。在这里，我们研究阻止喷发的磁场条件以及随之而来的后果。我们发现AR 12192是“大而温和”，其核心区域表现出较弱的非潜力，较强的覆盖领域，和较小的耀斑相关领域的变化相比，其他两个主要的耀斑CME生产的AR（11429和11158）。这些差异存在于密集型指数中（例如，手段）但通常不是广泛的手段（例如，总数）。AR 12192的大量磁自由能并没有转化为CME的生产力。这一出乎意料的现象表明，AR的爆发性受到背景场限制上的磁非势的某种相对度量的限制，并且与爆发性耀斑相比，受限耀斑可能会留下较弱的光球和日冕印记。
2015-05-05 astro-ph.SR
On the Chemical and Kinematic Consistency Between N-rich Metal-poor Field Stars and Enriched Populations in Globular Clusters
有趣的化学奇特场星可能反映了它们的恒星演化历史，以及它们在与现在发现的地方不同的环境中的可能起源，这是银河系考古学中最重要的研究领域之一。为了进一步探索这一点，我们已经使用了CN-CH波段约4000 A，以确定富N金属贫场星在LAMOST DR 3。在这里，我们将我们的富N贫金属场星样本扩展到LAMOST DR 5中的~100颗恒星，其中53颗是在这项工作中新发现的。我们研究了我们的样品和APOGEE DR 14之间的共同恒星的轻元素。虽然Mg、Al和Si的丰度通常与富N贫金属场星来自球状星团中富集的星族的假设一致，但对于C、N和O的丰度仍然没有定论。在整合了我们的富N场星和正常贫金属场星的对照样本的轨道之后，我们发现富N场星与对照样本相比具有不同的轨道参数分布，具体地，远心距离，最大垂直振幅（Zmax），轨道能量和z方向角动量（Lz）。富N场星的轨道参数表明它们大多数是内晕星。富N场星的运动学支持它们可能的GC起源。我们真正的富N场星样本的空间和速度分布是重要的观测证据，以限制模拟这些有趣的物体的起源。
2020-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopy of the relatively hydrogen-poor metal rich giants in the globular cluster Omega Centauri
Hema和Pandey（2014）发现的四颗富金属、轻度贫氢或氦增强的巨星中的两颗，以及它们的比较正常（富氢）巨星欧米茄Cen的高分辨率光谱被分析。分析了程序星光谱中MgH带的强度，并由此导出了它们的恒星参数。样品（贫氢）恒星（LEID 39048和LEID 34225）的观测光谱显示出较弱的MgH带，这与正常的比较巨星（LEID 61067和LEID 32169）的光谱不同。LEID 39048和LEID 34225的MgH带的镁丰度比Mg I系的镁丰度低0.3倍或更多。这种差异不能通过在不确定性范围内改变恒星参数来调和。从Mg I谱线和MgH谱带得出的镁丰度的这种差异是不可接受的。这种差异归因于它们大气中的氢缺乏或氦增强。这些富含金属、贫氢或富氦的巨星为欧米茄Cen富含金属的子种群的进化提供了重要的联系。这些恒星提供了第一个直接的光谱证据，证明欧米茄Cen中富含金属的巨星中存在He增强。
2018-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Southern African Large Telescope II. An Extended Sample
我们目前的结果，从高分辨率（R $\sim 40,000$）光谱观测超过200个贫金属恒星，主要是从RAVE调查，使用南部非洲大望远镜。我们能够推导出恒星的参数，共108颗恒星，从这同样的努力，50颗恒星的额外样本先前报告的拉斯穆森等人。在我们新报道的观测中，我们鉴定了84颗极贫金属星（VMP;[Fe/H] $< -2.0$，53颗新鉴定）和3颗极贫金属星（EMP;[Fe/H] $< -3.0$，1颗新鉴定）。测量碳元素丰度，以及其他几种$α$元素（Mg、Ca、Sc、Ti）、铁峰元素（Mn、Co、Ni、Zn）和中子捕获元素（Sr、Ba、Eu）。基于这些测量，恒星被分类为碳和中子捕获丰度的碳增强贫金属（CEMP;[C/Fe] $> +0.70$），CEMP子类，并通过其$r$过程的丰度水平。共有17颗被归类为CEMP星。在本工作中有11颗CEMP-$r$星（8颗新发现），1颗CEMP-$s$星（1颗新发现），2颗可能的CEMP-$i$星（1颗新发现），3颗CEMP-无星（均为新发现）。我们发现了11颗（8颗新发现）$r$-过程元素（$r$-II;[Eu/Fe] $> +0.70$）强烈增强的恒星，38颗（31颗新发现）$r$-过程元素（$r$-I; $+0.30 < $ [Eu/Fe] $\leq +0.70$）中度增强的恒星，1颗新发现的有限$r$恒星.
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A holistic abundance analysis of r-rich stars
贫金属恒星的化学丰度是一个很好的测试平台，可以通过它对低金属丰度下的中子捕获过程模型设置新的约束。一些富r过程的贫金属恒星，如HD 221170，表现出过量的较重的中子捕获元素和过量的较轻的中子捕获元素。对这些富r星的研究有助于我们更好地理解低金属丰度下的弱r过程和主r过程核合成。根据贫金属星的观测结果和中子俘获元素核合成理论，建立了贫金属星中弱r过程和主r过程对重元素丰度的相对贡献模型。利用该模型，我们发现大多数样品星的轻元素丰度模式接近于弱r过程星的丰度模式，重中子俘获元素的丰度模式与主r过程星的丰度模式非常相似，而轻中子俘获元素的丰度模式可以用弱r过程和主r过程物质的混合来拟合。弱r过程元素的产生似乎与轻元素有关，而主r过程元素的产生几乎与轻元素的产生解耦。我们将我们的结果与低金属丰度下的观测数据进行了比较，表明预测趋势与观测趋势吻合良好，至少对于金属丰度范围[Fe/H] <-2.1。对于大多数样本恒星来说，中子捕获元素和轻元素的丰度模式可以最好地解释为在分子云中形成的恒星被弱的和主要的r-过程物质污染。
2010-10-22 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. II. NGC1851
我们研究了NGC 1851的蓝HB（BHB）上的35颗恒星，一颗RR天琴座和红HB（RHB）上的55颗恒星的中等高分辨率光谱的Na-O反相关。我们还导出了BHB星中He和N的丰度，以及RHB星中N的Ba和上限。RHB星明显分为两组：绝大多数是富O和贫Na，而大约10-15%是富Na和中等贫O。大多数富钠的RHB星也富含钡，并且RHB内的钠和钡丰度之间存在总体相关性。富钡RHB星群位于较温暖的边缘，包括约10%的RHB星。我们认为它们是RGB序列上具有非常红的v-y颜色的恒星的后代。这个序列也被认为是由Ba和可能富含Hoc的恒星组成的。然而，我们获得的其中一颗富钡星的N上限（[N/Fe]<1.55）加上文献中RGB富钡星的低C丰度表明总CNO可能不是特别高（[（C+N+O）/Fe]<=0.15）。其他富钠的RHB星也在RHB的温暖边缘，唯一的RR天琴座是富钠和中等贫O。我们还发现BHB星之间的Na-O关系，部分重叠，发现RHB星之间，虽然一般BHB星更Na-丰富和O-穷人。然而，有没有明确的温度和Na和O丰度BHB内的相关性。BHB星的平均He丰度为Y=0.29+/-0.05。在BHB星中，N丰度相当均匀，[N/Fe]=1.16+/-0.14，随温度变化趋势较小。这个值与正常的CNO丰度一致，排除了BHB星非常富含hoc的可能性：这使得年龄差约为1.5 Gyr成为SGB分裂的唯一可行…
2012-01-09 astro-ph.SR
The Na-O anticorrelation in horizontal branch stars. IV. M22
我们用FLAMES获得了94颗属于M22 HB的候选星的高分辨率光谱。我们观察到的HB星跨越了一个有限的温度范围（7，800 <Teff<11，000 K），其中大约60%的M22 HB星都是这样。在我们的样本中，我们可以区分三组颜色分离的恒星（虽然相邻）：第1组（49颗恒星）是贫金属，N-正常，Na-贫和O-丰富的丰度与先前研究中确定的原始RGB恒星组相匹配。第2组（23颗恒星）仍然是贫金属的，但富含N和Na，尽管O只是非常轻微的贫化。我们可以确定这个中间组是贫金属RGB星的后代，它们占据了Na-O反相关的中间位置。第三组（20颗恒星）富含金属、Na和O，可能是之前发现的富含金属的RGB星族中O最丰富的组成部分。我们没有观察到任何严重的O-耗尽的恒星，我们认为这些恒星的后代落在HB较热的部分。富含金属的人口也过于丰富的Sr，与相应的RGB和SGB星的结果一致。然而，我们没有发现任何显着的变化之间的比例的N和O丰度的总和Fe。有一些证据表明，第2和第3组恒星的He含量增加（Y=0.338 \pm 0.014 \pm 0.05）。我们的研究结果同意的命题，即化学成分驱动器的位置，恒星沿HB的GC。此外，我们还发现了一些快速旋转子。它们集中在沿着M22的HB的有限温度范围内。
2014-01-28 astro-ph.SR
Neutron-capture elements in a sample of field metal-poor N-rich dwarfs
本研究测量6颗脱离球状星团的贫金属富氮矮星的中子俘获元素丰度，发现部分恒星存在AGB星贡献的s-过程元素增丰，另部分符合纯r-过程模式，为星团内介质增丰起源提供了观测证据。
2024-04-17 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
Detailed analysis of a sample of field metal-poor N-rich dwarfs
目标。本工作的目的是比较场富N矮星与球状星团（GC）第二代恒星的详细化学组成，以探讨它们起源于GC的假说。方法.我们已经测量了23种元素（从Li到Eu）的丰度在6个贫金属富N星的样本中（其中3个是第一次指出的），并将它们的化学组成与（i）在经典贫金属星样本中观察到的化学组成和（ii）在GC的第二代恒星中观察到的丰度进行了比较。结果在贫金属的富N星中，C和O略有不足，但[（C+N+O）/Fe]的分散性很小，这强烈表明N富集是CNO处理材料污染的结果。我们样本中的富氮恒星，就像GC中的第二代恒星一样，显示出过量的Na，有时还显示出过量的Al，正如预期的那样，如果这些恒星形成的物质被大质量AGB恒星的喷出物污染的话。这是我们第一次能够在像NGC 6752中观察到的那样的场星中建立反相关Na-O。富氮恒星HD 74000的金属丰度[Eu/Ba]比相当低。在M15的几颗第二代恒星中也观察到这种异常。结论.这一分析支持了这一假设，即今天在该领域观察到的富N恒星是作为GC中的第二代恒星诞生的。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the identification of N-rich metal-poor field stars with future China space station telescope
本文探讨利用中国空间站望远镜（CSST）的紫外敏感设备与无缝光谱仪，通过颜色-颜色图和信噪比≥10的光谱识别富氮贫金属场星，以助力球状星团与星系共同演化的研究。
2023-10-13 astro-ph.GA 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
The true nature of HE0057-5959, the most metal-poor Li-rich star
本文通过麦哲伦望远镜MIKE光谱仪观测，确认HE0057-5959是迄今最贫金属的富锂巨星，排除了第一次挖掘仍在进行的解释，并提出其高锂丰度可能源于双星系统中大质量伴星的质量转移，且发现强钠过量在极贫金属富锂恒星中普遍存在。
2024-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The R-Process Alliance: Discovery of a low-alpha, r-Process-Enhanced Metal-Poor Star in the Galactic Halo
一颗新的中度r过程增强的贫金属恒星RAVE J093730.5-062655在银河系晕中被发现，这是R过程联盟正在进行的调查的一部分。温度和表面重力表明J 0937 -0626可能是一颗水平分支星。在[Fe/H] =-1.86处，发现J 0937 -0626几乎对所有轻元素、α元素和Fe峰元素都具有太阳下[X/Fe]比。低的[alpha/Fe]比可以解释为Fe过量约0.6 dex;因此J 0937 -0626类似于“铁增强”贫金属恒星的子类。与[Fe/H] = -2.5的银河系场星相比，J 0937 -0626富含来自一个事件的物质，可能是Ia型超新星，产生了大量的Cr，Mn，Fe和Ni以及少量的Ca，Sc，Ti和Zn。J 0937 -0626的r-过程增强可能是由于一个单独的事件，这表明它的出生环境高度富集r-过程元素。根据盖亚DR 2的数据，J 0937 -0626的运动学显示它在银河系晕中有一个逆行的轨道，因此J 0937 -0626可能是从一个具有显著r过程富集的矮星系吸积而来。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The r-Process Pattern of a Bright, Highly r-Process-Enhanced, Metal-Poor Halo Star at [Fe/H] ~ -2
本文介绍了一颗新的高r过程增强（[Eu/Fe] = 1.27，[Ba/Eu] = -0.65）、非常贫金属（[Fe/H] = -2.09）的逆行晕星RAVE J153830.9-180424的高分辨率光谱分析。在V = 10.86时，这是银河系晕中已知的最明亮和最富含金属的r-II星。它的亮度使得能够对主要由r过程产生的各种化学物质进行高S/N检测，包括Ru，Pd，Ag，Tm，Yb，Lu，Hf和Th等元素的一些不常检测到的线，上限为Pb和U。这是在一个非常贫金属的r-II星中最完整的r-过程普查。由于J1538-1804的[Ba/Eu]和[Pb/Fe]较低，因此没有显示出S过程污染的迹象。与许多其他r过程增强的恒星一样，J1538-1804的r过程模式与太阳的第一、第二和第三峰之间的元素相匹配，并且没有表现出锕系元素的增强。宇宙年代测定法显示r过程物质相当古老。这个强大的主要r-过程模式是一个必要的约束r-过程形成的情况下（特别感兴趣的是在最近的中子星合并，GW 170817），并有重要的后果的起源r-II星。R-Process Alliance将在不久的将来报告更多的r-I和r-II恒星。
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution study of the abundance pattern of the heavy elements in very metal-poor field stars
EMP星中重元素的丰度不能很好地用一个初始的基本“快速”过程的简单观点来解释。在对“第一颗恒星”样本（80%的恒星的金属丰度[Fe/H]=-3.1 $\pm$ 0.4）进行仔细和均匀的分析后，发现在这个金属丰度下[Eu/Ba]是恒定的，因此富Eu恒星（通常称为“富r”）也是富Ba的。[Ba/Fe]的巨大变化（存在“贫r”和“富r”恒星）表明早期物质没有完全混合。另一方面，[Sr/Ba]与[Ba/Fe]的值的分布出现了明确的上包络和下包络。当[Sr/Ba]<-0.5时，没有发现恒星，当[Ba/Fe]减小时，[Sr/Ba]的散射有规律地增大。为了解释这种行为，我们认为，早期的“附加”过程主要形成第一个峰元素会影响物质的初始组成。对于相同数量的增生物质，这种额外的Sr产生几乎不会影响富r物质（已经含有重要数量的Sr），但会显着改变贫r物质的组成。在CEMP-rs恒星中发现的丰度反映了重元素从一个已不复存在的AGB伴星的转移。但CEMP-no星的重元素丰度呈现出与EMP星相同的特征。
2013-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resurrection of type IIL supernova 2018ivc: Implications for a binary evolution sequence connecting hydrogen-rich and -poor progenitors
对超新星（SNe）同步辐射的长期观测，覆盖了爆炸后一年多的时间，提供了一个独特的机会，通过质量损失率的变化来研究大质量恒星在其生命的最后一千年中的不太了解的演化。在这里，我们提出了我们的一个特殊的类型IIL SN 2018 ivc的长期监测的结果，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。在最初的衰变之后，它在爆炸后约一年开始显示出前所未有的重新明亮。这是在同步辐射中显示这种再增亮的罕见例子之一，也是在毫米波长下的第一个例子。我们发现它是在光学薄制度不同的光学厚厘米发射。因此，我们可以稳健地重建星周物质（CSM）的分布，从而重建最后~ 1，000年的质量损失历史。我们发现SN 2018 ivc的前身在爆炸前1,500年经历了非常高的质量损失率（>~10^{-3} Msun/yr），随后在爆炸前经历了中等高的质量损失率（>~10^{-4} Msun/yr）。根据这种行为，我们认为SN 2018 ivc代表了向SNe IIb演化的极端版本，它将贫氢SNe（向SNe Ib/c，没有氢包层）和富氢SNe（SNe IIP，有大质量包层）连接起来。
2023-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Properties of the Metal-Poor Thick Disk of the Milky Way Galaxy and Insights into Its Origins
我们已经进行了研究的元素丰度和运动学性质的金属贫样品的候选厚盘星选择从RAVE光谱调查明亮的恒星，以区分目前的场景中的厚盘的形成。在本文中，我们报告了214颗红巨星分支，31颗红团/水平分支和74颗主序星/次巨星分支贫金属星的样本，这有助于增加我们以前的巨星样本。我们发现，厚盘[α/Fe]比增强，并且变化很小（<0.1 dex），与我们以前的研究一致。增强的样品进一步允许，第一次，调查的梯度在金属贫厚盘。对于[Fe/H] <-1.2的恒星，厚盘在α增强中显示出非常小的梯度，<0.03 +/- 0.02 dex/kpc，而我们发现铁丰度的径向梯度为+0.01 +/- 0.04 dex/kpc，垂直梯度为-0.09 +/- 0.05 dex/kpc。此外，我们表明，我们的样本的轨道偏心率分布的峰值更好地同意与模型中的恒星，包括厚盘主要在银河系中形成，与直接吸积的恒星贡献不大。因此，我们的研究结果不赞成直接吸积的恒星从矮星系到厚盘作为一个主要贡献者厚盘人口，但不能区分厚盘的替代模型，如那些调用高红移（富含气体）合并，加热预先存在的薄恒星盘的轻微合并，或有效的径向迁移的恒星。
2011-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improved Laboratory Transition Probabilities for Ce II, Application to the Cerium Abundances of the Sun and Five r-process Rich, Metal-Poor Stars, and Rare Earth Lab Data
最近的辐射寿命测量精确到+/- 5%，使用激光诱导荧光（LIF）的43偶宇称和15奇宇称水平的铈II已结合新的分支分数测量使用傅里叶变换光谱仪（FTS），以确定过渡概率为921线的铈II。这个改进的实验室数据集已被用来确定一个新的太阳光球Ce丰度，log γ = 1.61 +/- 0.01（45条线的σ = 0.06），该值与推荐的陨石丰度非常一致，log γ = 1.61 +/- 0.02。修正的Ce丰度也被推导出了富含r-过程的贫金属巨星BD+17 3248、CS 22892-052、CS 31082-001、HD 115444和HD 221170。在这五颗恒星中，使用了26到40条谱线来测定Ce的丰度，产生了0.01 dex的小统计不确定性，与太阳的结果相似。在贫金属恒星的相对丰度Ce和Eu，一个几乎纯的r-过程元素在太阳中，匹配的r-过程模型预测的太阳系材料。这种一致的匹配与小分散在广泛的恒星金属丰度借给支持这些预测的元素分数。一个配套文件包括这些新的精确丰度结果的解释Ce以及新的丰度结果和解释Pr，Dy和Tm。
2009-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Studies. XIII. A New Analysis of the Bidelman-MacConnell "Weak-Metal" Stars - Confirmation of Metal-Poor Stars in the Thick Disk of the Galaxy
从Bidelman和MacConnell选出的302颗“弱金属”候选星中获得了一组新的高信噪比（S/N > 100/1）、中分辨率（R~3000）光谱。我们使用这些数据来校准最近开发的SEGUE恒星参数管道的泛化，并获得这些非SDSS/SEGUE数据的大气参数（Teff，log g和[Fe/H]）的估计值;我们还获得[C/Fe]的估计值。新的丰度测量结果与现有的高分辨率光谱测定结果一致，并代表了本系列论文I中报告的以前光度估计所获得的准确性的实质性改进。我们的新光谱学证实了几位作者在这个样本中注意到的巨星光度丰度的明显偏移;在矮星中没有发现这种效应。这些新的丰度数据清楚地支持了金属弱厚盘（MWTD）种群的存在。大约25%的金属丰度为-1.8 < [Fe/H] <= -0.8的恒星表现出轨道偏心率e < 0.4，但在林德布拉德能量-角动量图中，它们与具有类似金属丰度的内晕族成员明显分开。一个比较与最近的结果为一个类似大小的样本的RAVE星Ruchti等人。我们的结论是，基于这两个样本，MWTD是真实的，必须考虑在讨论的形成和演化的磁盘系统的银河系。
2014-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The R-Process Alliance: First Release from the Northern Search for r-Process Enhanced Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
本文介绍了126个新发现的贫金属恒星的详细丰度和r-过程分类，作为正在进行的合作的一部分，R-过程联盟。这些恒星在RAVE（Radial Velocity Experiment）中被确认为贫金属候选星，并在Apache Point Observatory的3.5米望远镜上以高光谱分辨率（R~ 31，500）进行了跟踪。大气参数确定光谱从Fe I线，考虑<3D>到非LTE的校正和使用相对于一组标准的差分丰度。在126颗新恒星中，124颗[Fe/H]<-1.5，105颗[Fe/H]<-2.0，4颗[Fe/H]<-3.0。发现了9颗新的碳增强贫金属星，其中3颗在r-过程元素中得到增强。中子捕获元素丰度显示了60颗新的r-I型星（+0.3<=[Eu/Fe]<=+1.0和Ba/Eu]<0）和4颗新的r-II型星（[Eu/Fe]>+1.0）。发现19颗星具有“有限r”特征（[Sr/Ba]>+0.5，[Ba/Eu]<0）。对于r-II型恒星，第二和第三个峰值的主r-过程模式与其他贫金属恒星和太阳的r-过程特征一致。除了一颗r-I型星具有高Na低Mg的球状星团特征外，轻、α和Fe峰元素的丰度与典型的银河系晕星相当。视差和自行从第二盖亚数据发布产生UVW空间速度为这些恒星是一致的成员在银河系晕。有趣的是，所有的r-II和大多数的r-I恒星都有逆行…
2018-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mining the GALAH data I: Study of five Super lithium-rich metal-poor giants
本研究分析了GALAH DR3中五颗贫金属超富锂巨星，发现其处于核心氦燃烧阶段，部分位于早期AGB阶段，丰度正常且无双星或尘埃证据，有助于揭示巨星中锂的演化机制。
2024-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting metallicities and carbon abundances from Gaia XP spectra for (carbon-enhanced) metal-poor stars
本研究利用神经网络结合Gaia XP光谱预测千万级恒星的金属丰度与碳丰度，识别出约2000颗高置信度碳增丰贫金属星，验证了富碳星比例的金属丰度依赖规律，为富碳恒星族群研究提供了均一样本。
2025-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the nitrogen-rich massive star in the metal-poor galaxy NGC 4068
本文报道了在低金属丰度（Z ~ 0.1Zsun）矮星系NGC 4068中发现的一个不寻常的类星发射线天体。利用长缝摄谱仪和法布里-珀罗干涉仪的观测结果表明，该天体的Ha线具有高速色散，HeII 4686 A线的存在和特殊的低[SII]/[NII]通量比。根据观测数据，我们推断该天体是一颗高辐射热光度L~1.5*10^6 Lsun的单星，被一个运动学年龄t ~ 0.5Myr的膨胀星云所包围。该星云显示出明显的氮过剩（log（N/O）~-0.05，比低金属量星系高出约1.4倍）。我们认为这是一颗巨大的蓝超巨星（BSG）或沃尔夫-拉叶（WR）恒星，周围环绕着与星际介质相互作用的喷出物。我们使用云光电离代码计算了星云的模型，应用CMFGEN模型的BSG和WR星作为电离源。我们发现，模型的模拟和观察到的光谱之间的最佳协议，假设电离的低金属丰度WR星的质量M*~ 80 Msun，电离星云通过强风和丰富的星际介质与氮。
2022-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-Poor Stars. IV. The Two Populations With [Fe/H] < -3.0
利用高分辨率、高S/N模式大气分析的化学丰度，讨论了[Fe/H] <-3.0的星系晕星的碳正常和富碳种群。富C星族约占[Fe/H] =-3.1的28%，其中16颗为CEMP-no，另外2颗[Fe/H]=-5.5，分类不确定。总人口是O丰富（[O/Fe] > +1.5）;轻元素Na，Mg和Al相对于铁在一半的样品中增强;和Z > 20（Ca），几乎没有证据表明相对于太阳值增强。这些结果是最好的解释在混合和处理的材料从H-燃烧和He-燃烧的地区实现核合成零重元素模型在文献中的“混合和回落”超新星（SNe）;旋转，大质量和中等质量的恒星;和II型SNe与相对论性喷流。现有的（有限的）径向速度对[Fe/H] < -3.1的富C星是双星提供了很少的支持。需要更多的数据才能得出结论，二元性是理解这一人群的关键。我们认为，富C和C-正常人口的结果从两个不同的气体冷却通道在非常早期的宇宙，材料，形成了两个人口的祖先。第一个是通过CII和OI的精细结构线转变冷却（形成富碳人口）;第二个，虽然没有明确定义（也许是灰尘引起的冷却？），导致C正常组。在这种情况下，富C星群包含了目前观测到的最古老的恒星。
2012-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey -- XXII. A serendipitous discovery of an extremely Li-rich very metal-poor giant and a new method of $^6$Li/$^7$Li isotope measurement
本文报告了一颗极贫金属富锂巨星的偶然发现，首次在该类恒星中测量了^6Li/^7Li同位素比值，发现三维修正后的结果与Cameron-Fowler机制不一致，并提出通过同位素比值测量约束锂来源的新方法。
2023-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple populations along the asymptotic giant branch of the globular cluster M 4
几乎所有的银河系球状星团的恒星都显示出特征性的丰度反相关，就像典型的场晕星的富O/贫Na模式，以及贫O/富Na的额外成分。最近的一项光谱研究质疑在星团M4的渐近巨星分支恒星样本中存在贫氧/富钠星，这与沿着星团红巨星分支和水平分支的贫氧/富钠成分的光谱检测不同。这与星团水平分支形态学和水平分支恒星演化模型的预期相反。在这里，我们研究了这个问题，采用CUBI=（U-B）-（B-I）指数，以前的研究已经证明是非常有效的分离多个人口沿红巨星和渐近巨星分支序列。我们证实了以前的结果，RGB是本质上广泛的V-CUBI图，与存在的两个组件，很好地对应于两个人口确定的高分辨率光谱。我们发现，AGB星分布在广泛的CUBI值，在密切的类比观察到的RGB，表明M4的AGB也主机多个恒星星族。
2016-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparison of the optical light curves of hydrogen-rich and hydrogen-poor type II supernovae
II型超新星（SNe II）的光谱在其整个演化过程中都表现出强的氢特征，而IIb型超新星（SNe IIb）的光谱则从早期的主要氢谱线演化到后来越来越强的氦谱线，但目前还不清楚这两类超新星（SN）的祖先是否形成了SN前氢质量的连续体，或者它们在物理上是否是不同的。SN光变曲线形态直接关系到包层中氢含量、SN前半径、爆炸能量和放射性物质合成质量等祖源和爆炸性质。在这项工作中，我们研究了富氢SNe II和贫氢SNe IIb的光学波长光变曲线的形态，以测试两者之间是否存在观测连续性。使用95个SNe样本（73个SNe II和22个SNe IIb），我们定义了一系列关键观测参数，并对两种类型进行了比较分析。我们发现，缺乏事件的桥梁所观察到的性能的SNe II和SNe IIb。光变曲线参数，如上升时间和后最大下降率和曲率明显分开的SN类型，因此，我们得出结论，没有连续的，与两个SN类型形成两个观测不同的家庭。在V波段，上升时间为17天（SNe II较低，SNe IIb较高），爆发后30天和40天之间的震级差为0.4等（SNe II较低，SNe IIb较高），作为区分两种类型的近似阈值。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revision of Stellar Intrinsic Colors in the Infrared by the Spectroscopic Surveys
利用2 MASS/JHKs、WISE、Spitzer/IRAC和AKARI/S9 W等常用的红外波段滤光片，导出了正常星的本征色。根据LAMOST、RAVE和APOGEE三个光谱巡天，恒星被分为巨星和矮星，以及正常金属星和贫金属星。在$J-λ$对恒星有效温度Teff图的蓝边选取零红化恒星后，得到了各组恒星的内禀色与恒星有效温度Teff的经验解析关系.发现金属丰度对红外颜色的影响很小。在近红外波段，我们的结果与以前的工作一致。此外，还讨论了将色指数H-W2和Ks-W1作为常数计算星际消光的问题。由于缺乏有效温度的精确测量，M型星的内禀色是单独导出的。
2016-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Strontium-rich Ultra Metal-poor Star in the Atari Disk Component
发现首颗属于Atari盘分量的超贫金属星J2050$-$6613，其极高[Sr/Fe]和[Sr/Ba]比值表明早期第三族超新星核合成产生了大量锶，为锶起源提供关键约束。
2024-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Active Chromospheres of Lithium-Rich Red Giant Stars
我们收集了近300颗已知锂丰度的红巨星的近红外$zyJ$波段高分辨率光谱，以测量它们的\species{He}{i} $λ$ 10830吸收强度。这种转变是红巨星色球活动和/或质量损失的指示。根据$V-J,M_V$色星等图和盖亚\teff、\logg \值，我们样本中的大多数恒星都位于红色团块或红色水平分支中。我们的大多数目标星都是贫锂星，也就是说通常锂的丰度很低，这里定义为\eps{Li} ~ $<$ ~1.25。超过90%的贫锂星具有弱的$λ$ 10830特征。但在83颗富锂恒星中，有一半以上（\eps{Li} ~ $>$ ~1.25）具有强的$λ$ 10830吸收。这些大的$λ$ 10830线表示富锂恒星的色球活动过度;几乎没有明显的质量损失迹象。根据他们的天体测量数据，富锂巨星也可能比贫锂恒星有更高的双星比例。居住在横支上和现在或过去的二元互动可能都在这次调查中建立的重要的李和联系中发挥作用。
2022-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters From Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VII. Metal-Poor Populations in 47 Tucanae (NGC 104)
本文报道了富金属球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的新的大视场（$\sim$ 1° $\times$ 1°）Ca-CN测光。我们的结果如下。(1)红巨星支（RGB）和红水平支（RHB）的种群数量比非常一致：n（CN-w）：n（CN-s）= 30：70（$\pm$ 1- 2），其中CN-w和CN-s分别代表CN-弱种群和CN-强种群。氯化萘的RGB和RHB种群比氯化萘的w种群更集中。(2)每个星群中单个RGB星的光度金属丰度可以用双峰分布很好地描述，其中有两个金属丰度峰，[Fe/H] $\sim$ $-$ 0.72和$-$ 0.92 dex，其中贫金属组分占RGB星总数的$\sim$ 13%。贫金属种群比富金属种群更显著地集中，显示出与我们在M3中发现的类似的结果。(3)单个粒子数的RGB凸点$V$值表明，两种贫金属粒子数之间的氦丰度没有差别，而两种富金属粒子数之间的氦丰度需要增加到$ΔY$ 0.02--0.03。(4)47 Tuc的RHB形态似乎支持我们的想法的双峰金属丰度分布的集群。我们认为47 Tuc可能是两个类似于M3和M22的球状星团合并残留物的另一个例子。
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clear evidence for the presence of second-generation asymptotic giant branch stars in metal-poor Galactic globular clusters
已知银河系球状星团（GC）拥有多个恒星星族：第一代具有典型的晕场星化学模式，第二代（SG）富含Na和Al，贫含O和Mg。这两代恒星都处于不同的进化阶段（例如，主序星断层、次巨星分支和红巨星分支）。在几个贫金属（[Fe/H] < -1）的GC中没有检测到SG渐近巨星分支（AGB）星，这表明并非所有的SG星都上升到AGB相，并且失败的AGB星在贫金属GC中可能很常见。这一观测结果对于恒星演化和GC形成/演化理论来说是一个严重的问题。我们在4个贫金属星系（M13，M5，M3和M2）中发现了14颗SG-AGB星，它们具有不同的观测性质：水平支（HB）形态、金属丰度和年龄。通过结合APOGEE巡天获得的H波段Al丰度和地基光学光度测量，我们在这四个GC中识别出SG富Al AGB星，并表明富Al RGB/AGB GC星应该是富Na的。我们的观测结果为目前的标准恒星模型提供了强有力的支持，即，不包括一个强大的质量损失效率，低质量HB星。事实上，目前的经验证据是一致的FG和SG星的预测分布在氦燃烧阶段的基础上，这些标准的恒星模型。
2015-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Actinide Production in Neutron-Rich Ejecta of a Neutron Star Merger
快速中子俘获（“r”）过程负责合成许多在太阳系和银河系贫金属晕星中观察到的重元素。对r-过程核合成的模拟可以重现从观测中获得的丰度，但到目前为止，还不能解释所观察到的锕系元素的过度增强，大约30%的r-过程增强恒星中存在这种现象。在这项工作中，我们调查的动态喷出物中的一个中子星合并的锕系元素的生产和探索，如果不同层次的中子丰富度可以重现的锕系元素的推动。我们还研究了锕系元素产生对核物理性质的敏感性：裂变分布，β衰变和质量模型。在大多数情况下，锕系元素是过量生产在我们的模型中，如果初始条件是足够的中子丰富的裂变循环。我们发现，锕系元素的生产可以是如此强大的动态喷出物，一个额外的镧系元素丰富，锕系元素贫乏的组件是必要的，以配合观测的锕系助推星。我们提出了一个简单的锕系元素稀释模型，在合并事件内的两个核合成位点的估计贡献折叠。我们的研究表明，虽然中子星合并的动态喷出物是形成锕系元素的可能生产场所，但另一个或多个场所（例如，中子星合并吸积盘风），以解释r过程增强的贫金属星的丰度。
2018-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Metal-Poor Stars as Metal-Rich Impostors via Planet Engulfment
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星研究中心（国际超新星中心、云南省超新星研究重点实验室））；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）
本研究通过MESA模型模拟行星吞噬对恒星金属丰度与旋转的影响，发现金属贫乏恒星可长期维持超太阳丰度，而1.0太阳质量恒星是观测吞噬特征的最佳目标。
2026-09-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
