CEMP-s/r双星的r过程增强效应

CEMP s新星CD-50 $^\circ$ 776的高分辨率光谱观测

High-resolution spectroscopic observations of the new CEMP-s star CD-50$^\circ$776

碳增强贫金属星（CEMP）是一类特殊的低金属晕星，其化学分析对银河系的化学演化以及双星系统组分的质量传递和演化模型提供了重要的约束。在这里，我们提出了一个详细的分析CEMP星CD-50 $^\circ$ 776，使用高分辨率光谱。我们发现CD-50 $^\circ$ 776具有金属度[Fe/H]=-2.31和碳丰度[C/Fe]=+1.21。分析的s-过程元素和铕的丰度，我们表明，这颗星实际上是一个CEMP-s星，在文献中设置的标准来分类这些化学奇特的对象。我们还表明CD-50 $^\circ$ 776是一颗铅星，因为它的[Pb/Ce]比为+0.97。此外，我们发现，CD-50 $^\circ$ 776开发径向速度的变化，可能是由于在一个二元系统的轨道运动。讨论了CD-50 $^\circ$ 776的丰度模式，并与文献中已报道的其他CEMP-s星进行了比较，表明该星是CEMP星中一个非常特殊的天体，特别是由于它的低氮丰度。解释这种模式可能需要改进核合成模型，以及质量传递和二元相互作用的演化模型。

碳增强贫金属恒星的整体方法

A holistic approach to carbon-enhanced metal-poor stars

通过单独考虑各种CEMP子类，我们试图从丰度上的特定签名中导出参数（如金属丰度，质量，温度和中子源）从丰度上印记的特定签名中表征AGB核合成，并将它们与热盐混合的影响分开，首先挖掘，为了将CEMP星置于一个广泛的背景下，我们从我们自己的样品和文献中收集了大约180颗不同金属丰度，光度类别和丰度模式的恒星的丰度。首先，我们证明了CEMP星具有CEMP-s星和CEMP-no星（我们称之为CEMP-low-s星）的性质。我们还表明，有一个很强的相关性之间的Ba和C丰度的s-唯一的CEMP星。这有力地指出了13 C中子源在低质量AGB星中的作用。对于CEMP-rs星（似乎富含来自s-和r-过程的元素），N丰度与来自第2和第3个s-过程峰的重元素丰度的相关性反而具有22 Ne中子源的特征。再加上CEMP-rs星表现出O和Mg增强的事实，我们得出结论，在污染AGB星的热脉冲期间，极端炎热的条件占上风。最后，我们认为，大多数CEMP没有星（没有过剩的中子捕获元素）可能是极端的金属贫对应的CEMP中子捕获丰富的恒星。在极低的金属丰度（[Fe/H]< -3.2）时，CEMP-no星的C增强随金属丰度的增加而减弱。目前的任何AGB模型都没有预测到这一趋势。

低金属量恒星的s过程III。采用AGB模型对CEMP-s和CEMP-s/r进行个体分析

s-Process in Low Metallicity Stars. III. Individual analysis of CEMP-s and CEMP-s/r with AGB models

我们提供了一个单独的分析94碳增强贫金属星显示的S-过程富集（CEMP-S）从文献中收集。在这些恒星中观察到的s-过程增强归因于质量转移的恒星风在一个二元系统从一个更大的同伴进化更快的渐近巨星分支（AGB）阶段。AGB核合成的理论模型已在论文Ⅰ中提出。几颗CEMP-s型恒星在s和r-过程元素（CEMP-s/r）中都表现出增强。为了解释在CEMP-s/r星中观察到的特殊丰度，我们假设CEMP-s形成的分子云先前因超新星污染而富含r元素。一般性讨论和解释观察结果所采用的方法载于文件II。本文对单个恒星的光谱观测进行了详细的研究。我们考虑从碳到铋的所有元素，特别注意三个s过程峰，ls（Y，Zr），hs（La，Nd，Sm）和Pb，以及它们的比率[hs/ls]和[Pb/hs]。初始r过程贡献的存在通常可以通过[La/Eu]比来评估。我们发现理论预测和光谱数据之间可能存在一致性。一般而言，观测到的[Na/Fe]（和[Mg/Fe]）提供了AGB初始质量的信息，而[hs/ls]和[Pb/hs]主要是s-过程效率的指标。需要一系列13 C-囊袋强度来解释观察结果。然而，模型和观测之间存在重大差异。我们强调明星的协议和遇到的主要问题，并在可能的情况下，我们建议进一步研究的潜在迹象。这些差异为尚未解决的问题提供了辩论的起点。

使用二元布居合成模拟碳增强贫金属恒星的观测性质

Modelling the observed properties of carbon-enhanced metal-poor stars using binary population synthesis

星系晕中的恒星星族的特征是大部分CEMP恒星。大多数CEMP星富含$s$ -元素（CEMP-$s$星），其中一些也富含$r$ -元素（CEMP- $s/r$星）.一个CEMP恒星的形成方案是在过去从TP-AGB主星向目前观测到的质量较小的伴星进行风质量转移。我们生成低金属丰度的双星种群，以重现所观察到的CEMP星分数。此外，我们的目标是约束我们的风质量转移模型，并调查在何种条件下，我们的合成人口再现观测到的丰度分布。我们比较CEMP分数和丰度分布从我们的合成人口与观测。晕中双星恒星星族的初始质量函数、质量比分布、轨道周期分布和双星分数等物理参数是不确定的。我们改变我们的模型中的假设，这些参数，以及风的质量转移过程，并研究随之而来的变化，我们的合成CEMP人口。在我们的合成人口计算的CEMP分数在7%和17%之间变化，范围与最近从SDSS/SEGUE数据样本中获得的非常贫金属恒星的CEMP分数一致。对CEMP- $s/r$星和CEMP- $s$星的模拟和观测丰度分布的比较结果是不同的。对于后者，我们的模拟定性地再现了所观察到的C，Na，Sr，Ba，Eu和Pb的分布。另外，对于CEMP- $s/r$星，我们的模型不能再现Ba、Eu和Pb等富中子元素的大丰度。这一结果与以前的研究一致，表明CEMP- $s/r$星经历了与CEMP- $s$星不同的核合成历史。

碳增强无中子捕获元素贫金属星的碳相关双星频率

The Carbon-Dependent Binary Frequency of CEMP-no Stars

研究CEMP-no星的碳相关双星频率，通过对30颗CEMP-no星五年径向速度监测及结合文献数据，得到90颗星样本。发现高碳CEMP-no星双星频率高于低碳星，确定二者关系，还推导出四个新双星系统轨道参数。

船底座矮椭球星系CEMP-no星的光谱分析

Abundance analysis of a CEMP-no star in the Carina dwarf spheroidal galaxy

碳增强贫金属（CEMP）星具有任何恒星系统早期化学富集的重要印记。虽然已知这些恒星在银河系晕中大量存在，但来自暗矮球状体（dSph）卫星的详细化学丰度数据仍然稀少，尽管这些恒星的相对比例随着金属量的减少而增加。在这里，我们报告的丰度分析的贫金属（[Fe/H]= $-2.5$ dex），富碳（[C/Fe]=1.4 dex）的明星，ALW-8，在船底座dSphESO/UVES仪器获得的高分辨率光谱。它的光谱并不表明中子俘获元素的任何过度增强。因此被归类为CEMP-无星，这是船底座中首次发现这种恒星。我们的另一颗样本星ALW-1被证明是CEMP- $s$星，但它的直接双星性促使我们在详细分析中放弃了它。大多数的18个化学元素，我们测量的是典型的船底座的场星人口，也同意与CEMP星在其他dSph星系。类似于玉夫座dSph中唯一已知的CEMP-no星和弱$r$过程星HD 122563，没有任何强钡增强伴随着适度的钇过剩，表明弱$r$过程活动。总体丰度模式证实，在船底座，CEMP-无恒星的形成地点受到了微弱超新星和标准核心坍缩超新星的影响。ALW-8中重元素产生的过程一定是污染CEMP-no星的普遍来源，其作用独立于环境，例如在星系晕或dSphs中。

CEMP-no星的双星性：多重形成途径的指示？

Binarity among CEMP-no stars: an indication of multiple formation pathways?

碳增强贫金属（CEMP）恒星包括很大比例的最低金属丰度恒星。在CEMP-no子类别中的恒星没有显示出任何s-过程增强，因此不能很容易地用从双星AGB伴星转移碳和s-过程元素来解释。我们已经进行了径向速度监测的样本22 CEMP-没有星，以进一步研究的作用，联在这种类型的CEMP星。我们发现四个新的二进制CEMP没有明星的径向速度变化的基础上，从而显着扩大人口的已知双星，共11个。新的二元系统之一是HE 0107-5240，它是已知最贫铁的恒星之一，支持该恒星丰度模式起源的二元转移模型。在我们的样本中，我们发现一个差异，在二进制分数取决于绝对碳丰度，与二进制分数$47^{\,+15\,}_{\,-14} \%$的恒星具有较高的绝对碳丰度和$18^{\,+14\,}_{\,\,-9} \%$的恒星具有较低的绝对碳丰度。这可能意味着高碳丰度和贫金属恒星的双星性之间的关系。虽然双星并不等同于质量转移，但双星系统中的CEMP-no星可能已经被污染，因此在解释它们的丰度模式时必须小心。我们还展示了盖亚发现其他二元候选者的潜力。

Abundances of neutron-capture elements in CH and Carbon-Enhanced Metal-Poor (CEMP) stars

All the elements heavier than Fe are produced either by slow (-s) or rapid (-r) neutron-capture process. Neutron density prevailing in the stellar sites is one of the major factors that determines the type of neutron-capture processes. We present the results based on the estimates of corrected value of absolute carbon abundance, [C/N] ratio, carbon isotopic ratio and [hs/ls] ratio obtained from the high resolution spectral analysis of six stars that include both CH stars and CEMP stars. All the stars show enhancement of neutron-capture elements. Location of these objects in the A(C) vs. [Fe/H]…

碳增强贫金属星的难以捉摸的起源

The elusive origin of Carbon-Enhanced Metal-Poor stars

碳增强贫金属（CEMP）星占晕内所有贫金属星的9-25%。至少在某些CEMP恒星中，化学富集被认为是由于过去从AGB供体恒星到低质量伴星的风质量转移。然而，二进制人口合成模型预测低得多的CEMP分数。作为一种替代的典型的邦迪-霍伊尔-Lyttleton（BHL）风吸积模型，最近的流体动力学模拟表明，一个有效的风质量转移模式，称为风罗什瓣溢出（WRLOF），可以重现观测的二元系统中的AGB风。我们使用我们的人口合成模型来测试人口CEMP星WRLOF的后果。与以前基于BHL模型的预测相比，我们发现CEMP星的比例略有增加，并且CEMP星的碳分布和周期分布存在很大差异。

碳增强贫金属星的双星群体

Binary Populations of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars

我们构建了碳增强贫金属（CEMP）星的双星群体核合成模型。我们比较了我们模型的CEMP与EMP（极贫金属）的比值与观测到的比值，发现它太小了一个数量级。通过提高低质量、低金属丰度热脉冲渐近巨星分支（TPAGB）恒星的第三次挖掘效率，我们的模型更好地与观测结果相匹配。

用AGB模型解释CEMP（s）和CEMP（s + r）星

Interpretation of CEMP(s) and CEMP(s + r) Stars with AGB Models

渐近巨星分支（AGB）星在其热脉冲阶段的s-过程核合成中起着重要的作用。通过AGB模型在不同质量、s-过程效率、稀释因子和初始r-富集度下获得的理论预测，与从文献中收集的富含s-过程元素的碳增强贫金属星CEMP（s）的光谱观测进行了比较。我们在这里讨论五颗恒星作为例子，CS 22880-074，CS 22942-019，CS 29526-110，HE 0202-2204和LP 625-44。所有这些物体都位于主序星或巨相上，显然在TP-AGB阶段之前：来自AGB伴星的质量转移假设可以解释所观察到的s过程增强。CS 29526-110和LP 625-44是CEMP（s+r）天体，并假设形成双星系统的分子云已经因SNII污染而富含r过程元素。在几种情况下，所观察到的s-过程分布可以解释为AGB模型的不同初始质量与适当的13 C-口袋效率和稀释因子。Na（和Mg），通过中子捕获链从22 Ne开始产生，可以提供初始AGB质量的指标。

CEMP星的锂丰度

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。

双星在早期星系晕富集中的作用。III。碳增强贫金属星-- CEMP-s星

The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. III. Carbon-enhanced metal-poor stars -- CEMP-s stars

对贫金属晕星的详细光谱研究突出了碳增强贫金属（CEMP）星在理解银河系早期碳的产生和喷射以及在大爆炸后形成的第一批恒星中识别CEMP星的祖先方面的重要作用。最近的工作也根据绝对碳丰度A（C）将CEMP恒星分为高C带和低C带，主要分别由双星和单星组成。我们的目标是确定的频率和轨道参数的CEMP-s的恒星，表现出强烈的增强与S-过程中的中子捕获元素之间的二进制系统。这使我们能够测试是否有必要和足够的地方质量转移从一个双伴侣来解释他们的戏剧性的碳过剩。22颗恒星中有18颗呈现清晰的轨道运动，产生82+-10%的双星频率，而4颗恒星似乎是单星（18+-10%）。因此，我们确认CEMP-s恒星的双星频率比正常的贫金属巨星高得多，但不是以前声称的100%。确定了11个双星的安全轨道和6个长周期系统（P > 3,000天）的临时轨道，并讨论了轨道循环时间尺度。传统的情况下，从一个前AGB双星伴星的局部质量转移似乎占大多数CEMP-s恒星的化学成分。然而，在一些单一的CEMP-s恒星中，多余的C和s-过程元素显然是通过外部（遥远的）来源转移到它们的出生云中的。这一发现对于我们理解早期星系晕和一些高红移DLA系统中的碳富集，以及极端贫金属AGB星的质量损失具有重要意义。节录。

极贫金属星s过程核合成作为碳增强贫金属星的生成机制

The s-Process Nucleosynthesis in Extremely Metal-Poor Stars as the Generating Mechanism of Carbon Enhanced Metal-Poor Stars

碳增强贫金属（CEMP）星的起源在描述第一批恒星和银河系的形成和演化中起着关键作用，因为[Fe/H] \leq-2.5的极贫（EMP）星在表面化学成分上具有碳增强的共同特征。这些恒星的起源尚未确定，因为没有s-过程元素丰度增强的CEMP星的起源存在争议，即，所谓的CEMP--没有恒星。本文详细阐述了EMP-AGB星的s-过程核合成，并对CEMP星的起源进行了探讨。我们发现，在[Fe/H] \lesssim-2处，s-过程的效率由O而不是Fe控制。我们证明，Sr，Ba，Pb的相对丰度的C解释的风吸积从AGB星的双星系统。

基于钡星、CEMP-s和CEMP-r/s星的s过程核合成研究

The study of s-process nucleosynthesis based on barium stars, CEMP-s and CEMP-r/s stars

为了对s过程核合成有更广泛的认识，我们研究了35颗钡星和24颗CEMP星的重元素丰度分布，其中包括9颗CEMP-s星和15颗CEMP-r/s星。CEMP-s星和CEMP-r/s星的[Pb/hs]分布相似，表明CEMP-s星和CEMP-r/s星的s过程物质应该有一个统一的起源，即来自其主要伴星AGB的质量转移。对于CEMP-r/s星，我们发现r过程对第二个s峰和第三个s峰元素的贡献比例相似，也是导致重元素丰度高于CEMP-s星的原因.这暗示CEMP-r/s星的r过程起源应该与主r过程密切相关。钡星和CEMP-s星都存在一些小的$r$值，这一事实意味着在我们银河系很宽的金属丰度范围内，s过程核合成的单次曝光事件应该是普遍的。根据$C_{r}$和$C_{s}$之间的关系，我们认为CEMP-r/s星的r元素起源具有多源性。一种常见的情况是，双星系统的形成是由一颗或几颗超新星触发的。此外，吸积诱发坍缩（AIC）或SN 1.5应该是补充方案，特别是对于那些前AGB伴星质量更高、轨道半径更小的方案，这支持了$C_{r}$和$C_{s}$的更高值。

碳增强贫金属星的双星性

Binarity in Carbon-Enhanced Metal-Poor stars

金属丰度最低的恒星中有相当一部分显示出非常高的碳增强。有争议的是，这些增强是否反映了恒星的诞生成分，或者它们的大气层是否随后被污染，最有可能是AGB双星伴星的吸积。在这里，我们调查和比较的二进制属性的三个碳增强子类：贫金属CEMP-s的明星，另外增强钡;较高的金属丰度（SG）CH-和Ba II星也增强钡;和贫金属CEMP-no星，不增强钡。通过与模拟的比较，我们证明了所有钡增强的种群最好由~100%的二进制分数表示，具有最大~ 20，000天的较短周期分布。这一结果大大加强了假设，一个类似的二元传质起源是负责他们的化学模式。对于CEMP-NO组，我们提出了新的径向速度数据从霍比-埃伯利望远镜的15颗恒星，以补充稀缺的文献数据。其中两颗星显示出无可争议的双星特征。完整的CEMP-no数据集显然与CEMP-s类的二进制属性不一致，从而强烈表明它们的碳增强的不同物理来源。CEMP-no的二进制分数仍然是很差的约束，但人口更类似于太阳邻居的二进制属性。

一些CEMP-s恒星是自旋恒星的女儿吗？

Are some CEMP-s stars the daughters of spinstars?

CEMP-s恒星是寿命较长的低质量恒星，铁含量非常低，碳和s元素过量。它们独特的化学模式通常被解释为来自AGB恒星伴星的污染。最近的观测表明，大多数CEMP-s恒星都处于双星系统中，这为AGB伴星的假设提供了支持。然而，一些CEMP-s恒星似乎是单身的。我们检查了四个明显的单CEMP-s恒星，并讨论了它们是由上一代大质量恒星（称为“源”星）的喷出物形成的可能性。为了研究这种情况下，我们计算了低金属丰度大质量恒星模型，旋转和不旋转，包括完整的s-过程核合成。我们发现，非旋转源星不能解释观测到的四个CEMP-s恒星的丰度。四颗CEMP-s星中有三颗可以用一颗$25$ $M_{\odot}$源星来解释，它的$25$ $v_{\rm ini} \sim 500$ km s $^{-1}$（自旋星）。第四颗CEMP-s恒星具有高Pb丰度，无法用我们计算的任何模型来解释。由于自旋星和AGB预测的[O/Fe]和[ls/hs]的范围不同，这些比值可能是进一步测试这两种情况的有趣方法。

Spectroscopic study of CEMP-(s & r/s) stars- Revisiting classification criteria and formation scenarios, highlighting i-process nucleosynthesis

We have derived the stellar atmospheric parameters, the effective temperature T$_{eff}$, the microturbulent velocity $ζ$, the surface gravity log g, and the metallicity [Fe/H] for HE 0017+0055, HE 2144-1832, HE 2339-0837, HD 145777, and CD-27 14351 from local thermodynamic equilibrium analyses using model atmospheres. Elemental abundances of C, N, $α$-elements, iron-peak elements, and several neutron-capture elements are estimated using the equivalent width measurement technique as well as spectrum synthesis calculations in some cases. In the context of the double enhancement observed in four …

双星在早期星系晕富集中的作用。II。碳增强贫金属星-CEMP-无星

The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. II. Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars - CEMP-no stars

大多数贫金属晕星的详细成分被发现是非常均匀的。然而，20 - 70%（随着金属丰度的降低而增加）的一小部分表现出碳丰度的显着增强-所谓的碳增强贫金属（CEMP）恒星。银河系化学演化模型的一个关键问题是，这种非标准的组成是否反映了恒星诞生云的组成，或者是由于来自双星伴星的化学处理物质的局部出生后质量转移; CEMP恒星应该都是双星系统的成员。我们的目标是确定的频率和轨道参数的二进制CEMP星之间的中子捕获元素的过度丰度-CEMP-s和CEMP-no星，分别-作为一个测试，这个本地的质量转移的情况。本文讨论了24颗CEMP-no星的样本，而后续的论文将考虑CEMP-s星的类似样本。大多数变星在这段时间内没有表现出统计上显著的径向速度变化，似乎是单一的，而四颗变星被发现是双星，轨道周期为300 - 2，000天，离心率正常;样本的双星频率为17 +-9%。单星大多属于最近确定的“低C波段”，而双星具有较高的绝对碳丰度。我们的结论是，负责在这些古老的恒星强烈的碳过剩的核合成过程是无关的，他们的二进制状态;在早期的银河系ISM的碳被印在他们的出生分子云，更早，外部来源，强烈表明CEMP-没有恒星可能是真正的第二代恒星。我们讨论了潜在的生产地点的碳和它的跨星际距离在早期ISM的转移，高红移DLA系统的组成和影响。节录。

极贫、极贫和超贫金属星的元素分析

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。

低金属量恒星的s过程。II。用AGB模式解释高分辨率光谱观测

The s-Process in Low Metallicity Stars. II. Interpretation of High-Resolution Spectroscopic Observations with AGB models

本文将100颗贫金属碳星和富硫星（CEMP-s）的高分辨率光谱观测结果与文献Ⅰ提出的渐近巨星分支（AGB）核合成理论模型（M = 1.3，1.4，1.5，2 Msun，-3.6 < [Fe/H] <-1.5）进行了比较。在这些物体中检测到的s-过程增强与双星系统相关：更大质量的同伴通过热脉冲AGB阶段（TP-AGB）更快地进化，在内部He-intershell中合成s-元素，这些元素在第三次疏浚（TDU）事件期间部分疏浚到表面。第二个观测到的低质量的同伴成为CEMP-s的质量转移的C和S丰富的材料从初级AGB。我们分析了轻元素C、N、O、Na和Mg，以及两个s过程指标[hs/ls]（其中ls = <Y，Zr>是N = 50处的轻s峰，hs = <La，Nd，Sm>是N = 82处的重s峰）和[Pb/hs]。我们区分了具有高s-过程增强的CEMP-s，[hs/Fe] > 1.5（CEMP-sII）和轻度s-过程增强的恒星，[hs/Fe] < 1.5（CEMP-sI）。为了解释观察结果，... .对个别恒星的详细分析将在论文III中提供。

HE 0017+0055：一颗可能的脉动CEMP-rs星和长周期双星

HE 0017+0055 : A probable pulsating CEMP-rs star and long-period binary

用北欧光学望远镜和墨卡托望远镜对碳增强贫金属（CEMP）恒星HE 0017+0055进行了8年的径向速度监测，发现其周期为384 d，振幅为540 $\pm27$ m s $^{-1}$，叠加在$\sim$ 1 m s $^{-1}$ d $^{-1}$的近线性长期下降上。高分辨率的HERMES/墨卡托和凯克/HIRES光谱已被用来获得元素丰度使用1-D LTE MARCS模型。发现[Fe/H] $\sim -2.4$的金属丰度，以及2 dex量级的s过程过丰度（[Y/Fe] $\sim+0.5$除外），最值得注意的是r过程元素（如Sm、Eu、Dy和Er）的过丰度在0.9 - 2.0 dex范围内。HE 0017+0055的[Ba/Fe] $ > 1.9$ dex和[Eu/Fe] = 2.3dex是一颗CEMP-rs星。它似乎是红巨星分支（RGB）尖端下方的一颗巨星。因此，s过程的污染一定是来自AGB上的伴星（现在是碳氧白矮星）的质量转移。如果384 d的速度变化归因于WD伴星，那么它的轨道几乎必须与$i \sim 2.3^\circ$正面相对，因为质量函数非常小：$f(M_1,M_2) = (6.1\pm1.1)\times10^{-6}$ Msun。另一方面，WD的轨道运动可能是造成长期速度变化的原因，其周期为几十年。384 d的变化应该归因于低质量的内伴星（可能是棕矮星，取决…

SDSS/SEGUE中的碳增强贫金属星。II。CEMP星频率与双星总体合成模型的比较

Carbon-enhanced Metal-poor Stars in SDSS/SEGUE. II. Comparison of CEMP Star Frequencies with Binary Population Synthesis Models

我们提出了一个比较的频率的碳增强贫金属（CEMP）的巨人和主序星关闭，从斯隆数字巡天和斯隆扩展银河系的理解和探索，从渐近巨分支（AGB）质量转移模型的预测。我们考虑两个初始质量函数（IMF）-一个Salpeter IMF和一个特征质量为10个太阳质量的质量函数。这些比较表明，对于[Fe/H] > -1.5的恒星和Salpeter IMF，观测到的CEMP频率之间有很好的一致性，但对于具有更高特征质量的IMF，则不一致。因此，虽然AGB模型适用于低质量的祖星，但它不适用于高质量的祖星。我们的研究结果表明，IMF从高质量转移到低质量占主导地位的银河系的早期历史，这似乎已经发生在一个“化学时间”之间[Fe/H] = -2.5和[Fe/H] =-1.5。对于[Fe/H] < -3.0的关闭恒星，修正后的CEMP频率远高于AGB模型对大质量IMF的预测，支持了之前的论断，即[Fe/H] =-3.0以下的富碳物质的产生需要一个或多个与AGB恒星无关的额外机制。[删节]

碳增强贫金属星的丰度作为其形成的限制

Abundances of carbon-enhanced metal-poor stars as constraints on their formation

碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例越来越大，因为它们的铁丰度[Fe/H]降低到[Fe/H] =-2.0以下。CEMP-s星具有最高的绝对碳丰度[C/H]，并被认为是由于它们的碳和慢中子捕获（s-process）元素的富集，从前渐近巨星分支（AGB）双星伴星的质量转移。大多数贫Fe CEMP星通常是单颗的，其[C/H]比CEMP-s星稍低，但没有s过程元素增强（CEMP-no星）。CNO丰度的测定为它们的形成地点提供了线索。C，N，Sr和Ba丰度（或极限）和12 C/13 C的比例，在可能的情况下，来自27个微弱的贫金属星的X-射手光谱有足够的S/N比的样本。这些中等分辨率、低信噪比（~10-40）的光谱足以进行有限的化学标记，并将这些恒星分配到CEMP子类（CEMP-s和CEMP-no）。根据丰度计算结果，我们的样本星中有17颗是CEMP-s，3颗是CEMP-no，其余7颗是碳正常的。对于四颗CEMP星，子分类仍然不确定，其中两颗可能是脉动AGB星。导出的恒星丰度跟踪我们的样本恒星的形成过程和网站。[C/N]丰度比有助于识别化学成分不受内部混合影响的恒星，[Sr/Ba]丰度比使我们能够区分具有AGB祖先的CEMP-s恒星和CEMP-no恒星。后者的建议形成地点包括混合和后退的微弱超新星和/或原始的快速旋转的大质量恒星（自旋星）。因此，X射线光谱已被证明是继续寻找其起源的宝贵工具。节…

低金属丰度渐近巨星分支星的s过程和碳增强贫金属星的组成

The s process in asymptotic giant branch stars of low metallicity and the composition of carbon-enhanced metal-poor stars

我们提出的模型慢中子捕获过程（S过程）在渐近巨星分支（AGB）恒星的金属丰度[Fe/H]=-2.3和0.9 Msun到6 Msun。我们遇到了不同的制度，中子捕获核合成的重要性增加的恒星质量减少：22 Ne（α，n）25 Mg反应在热脉冲期间激活，13 C（α，n）16 O反应在辐射条件下激活脉冲间隔期间，和13 C（α，n）16 O反应在热脉冲期间激活，也是由于温和的质子摄入事件。13 C辐射燃烧（质量约为2 Msun）的模型与碳增强贫金属（CEMP）星表现出s过程增强（CEMP-s）的整体匹配良好，除了它们产生太多的Na和F。另一方面，我们的模型都不能提供与CEMP恒星的组成相匹配的结果，这些恒星也显示出快速过程增强（CEMP-s/r）。该模型未能再现所观察到的Eu丰度，他们也未能再现Eu和Ba丰度之间的相关性。它们也无法与在许多CEMP-s/r恒星中观察到的轻重s过程元素的比例相匹配，这可能是太阳系的十倍以上。为了解释CEMP-s/r星的组成，我们需要援引一个不同的“s/r”中子俘获过程的存在，或者具有介于s和r过程之间的特征，或者是由同一天体物理位置或相互连接的位置（例如，在多个恒星系统中）的不同中子俘获过程的叠加产生的。

CEMP和NEMP星的令人困惑的频率

The Puzzling Frequencies of CEMP and NEMP Stars

我们提出的碳和氮增强贫金属（CEMP和NEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们发现，所观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。

来自Carina矮椭球星系中碳增强贫金属星的多种核合成过程的证据

Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy

本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。

碳增强贫金属双星的星族合成

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。

Wind Roche-lobe overflow：在碳增强贫金属星上的应用

Wind Roche-lobe overflow: Application to carbon-enhanced metal-poor stars

在星系晕中，碳增强贫金属星（CEMP）是非常贫金属星的一个重要组成部分。大多数CEMP星也富含s过程元素，这些元素通常在双星系统中发现。这表明碳的富集是由于过去从渐近巨星分支（AGB）恒星到低质量伴星的质量转移。二进制人口合成的模型是不能够复制所观察到的CEMP恒星的分数，而不调用非标准的核合成或初始质量函数的实质性变化。这被解释为模型中缺少物理成分的证据。最近的流体动力学模拟表明，有效的风的质量转移是可能的情况下，缓慢和密集的风典型的AGB星通过一种机制，称为风罗奇叶溢出（WRLOF），这是典型的邦迪-霍伊尔-利特尔顿（BHL）吸积和罗奇叶溢出之间。WRLOF对质量传递的吸积效率和双星系统的角动量损失有影响。这项工作的目的是了解WRLOF对CEMP星的总体影响。为了模拟人口的低金属丰度的二进制，我们结合了一个合成核合成模型与二进制人口合成代码。在这段代码中，我们实现了WRLOF机制。我们使用流体动力学模拟的结果来模拟WRLOF对吸积效率的影响，并且我们通过假设一个简单的处方来考虑角动量损失的影响。因此，我们的模型预测的CEMP星的数量增加了1.2-1.8倍，较早的结果，认为BHL处方。此外，产生更高的碳富集度，最终的轨道周期分布向更短的周期移动。

CEMP-no星中的锂：对早期宇宙中锂耗尽机制的新约束

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。

碳增强金属贫乏恒星在银河考古学中的潜力

On the potential of Carbon-Enhanced Metal-Poor stars for Galactic Archaeology

该研究探讨碳增强金属贫乏恒星作为银河考古学探针的潜力，提出改进分类方案以准确区分CEMP子类，并表征双星系统中的伴星，以揭示早期恒星形成与核合成。

七颗新的碳增强贫金属RR天琴座星

Seven New Carbon-Enhanced Metal-Poor RR Lyrae Stars

我们报告了7颗新发现的碳增强贫金属（CEMP）RR型天琴座星的碳丰度比[C/Fe]。这些都是研究得很好的RRab星，以前被选为CEMP候选者的基础上低分辨率的光谱。在这项试点研究中，我们用ANU 2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪（WiFeS）观察了8个CEMP RR Lyrics候选者。在这项研究之前，只发现了两颗CEMP RR型天琴座恒星：TY Gru和SDSS J1707+58。我们比较我们的丰度的新的理论模型的低质量恒星在二元系统的演变。这些模拟演化的次级恒星，后吸积从AGB捐助者，所有的方式到RR天琴座阶段。CEMP RR型天琴座恒星的丰度可以用来直接探测供体恒星的性质，例如它的质量，以及在次级恒星上吸积的物质的数量。我们发现，大多数的CEMP RR天琴座恒星的样本是一致的AGB捐助者质量约1.5 - 2.0太阳质量和吸积质量的百分之几的太阳质量。未来对这些新发现的CEMP RR天琴座恒星的高分辨率研究将有助于解开这些物体中发生的拟议混合过程的影响。

CH和碳增强贫金属星的双星性质

Binary properties of CH and Carbon-Enhanced Metal-Poor stars

利用安装在1.2米墨卡托望远镜上的HERMES摄谱仪对13颗低金属丰度碳星的视向速度进行了观测，其中包括7颗碳增强贫金属（CEMP）星和6颗CH星。除了一颗外，所有的恒星都显示出双星的明显证据。得到了8个系统的新轨道。样本涵盖了一个扩展的轨道周期范围，从3.4 d（对于矮碳星HE 0024-2523）延伸到大约54 yr（对于CH星HD 26，在钡，CH和外部S星中已知最长的）。三个系统表现出低幅度的速度变化与周期接近1年叠加的长期趋势。由于缺乏对这些系统的精确光度监测，目前尚不清楚这些变化是质量非常低的伴星的特征，还是有规律的包络脉动。40颗低金属丰度碳星的周期偏心率（P-e）图显示CH和CEMP-s星之间没有区别（后者对应于那些富含s过程元素的CEMP星，CH星也是如此）。我们认为，他们必须被视为同一个家庭，他们的不同名称只是出于历史原因。事实上，这两个家族也有非常相似的质量函数分布，对应于质量在0.5 - 0.7 Msun范围内的伴星，表明白矮星伴星，采用0.8 - 0.9 Msun作为主要成分。这一结果证实了CH和CEMP-s星与它们的高金属丰度类似物钡星遵循相同的质量转移方案。钡星、CH星和CEMP-s星的P-e图确实非常相似。它们揭示了两组不同的系统：一组具有短轨道周期（P < 1000 d）和大多数圆形或近似圆形轨道，另一组具有较长周期和偏心（e > 0.1）轨道。

低金属丰度下的AGB核合成：我们能从碳和s元素增强的贫金属恒星中学到什么

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。

来自SDSS/SEGUE：II的极贫金属星的高分辨率光谱学。二进制分数

High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE: II. Binary Fraction

双星系统在银河系各恒星星族中的比例及其轨道参数的分布是研究恒星形成、恒星演化和银河系化学演化的重要而又不确定的因素。虽然已经对大量的邻近恒星进行了观测研究，包括一些贫金属的星族II恒星，但对极贫金属（EMP; [Fe/H] < -3.0）恒星的双星性质几乎没有任何限制。在这里，我们调查的分数双线光谱双星和碳增强贫金属（CEMP）的明星，其中许多可能已经形成了对低质量和中等质量的恒星，估计的下限分数的二元系统具有短周期。该估计是基于一个样本的非常贫金属的恒星从斯隆数字巡天，并观察到在高光谱分辨率在以前的研究青木等人。该调查报告了三个双线光谱双星和11 CEMP星，我们认为随着样品的EMP星从文献中编译的SAGA数据库。我们对每一个双线分光双星的不同谱线的叠加吸收特征的速度分量进行了测量。我们的估计表明，轨道周期短于1000天的双星比例至少为10%，如果大多数CEMP恒星形成于这样的短周期双星，则可能高达20%。这一结果表明，EMP双星系统的周期分布偏向于短周期，除非低质量EMP星的双星比例显着高于其他附近的恒星。

LAMOST J2217 +2104：一颗富Mg和Si的碳增强极贫金属星

LAMOST J2217+2104: a new member of carbon-enhanced extremely metal-poor stars with excesses of Mg and Si

我们报告的元素丰度的碳增强贫金属（CEMP）星J2217 + 2104发现我们的贫金属星调查与LAMOST和斯巴鲁。该天体是一颗红巨星，具有极低的Fe丰度（[Fe/H]=-4.0）和非常大的C，N和O的增强，以及过量的Na，Mg，Al和Si。这颗恒星是先前研究中发现的一小群CEMP恒星的新例子。我们发现了一个非常相似的丰度模式为O-Zn在这一类的对象，显示增强元素的Si和正常丰度的Ca和Fe族元素。虽然这些恒星的C/N比不同，但（C + N）/O比相似。这表明，C也产生了类似的丰度比相对于O-Zn的祖细胞，后来受到CN-循环。相比之下，与先前研究的这类天体中的四个相比，J2217 + 2104中缺乏重中子捕获元素Sr和Ba。这表明早期银河系中的中子俘获过程，可能是r过程，与形成CEMP星的现象没有直接联系。比较这些CEMP恒星的丰度模式与超新星核合成模型的丰度模式，将祖星的质量限制在25 Msun左右，这与一般极端贫金属恒星的祖星质量没有特别的不同。

CEMP-r/s恒星形成的可能性有多大？

How plausible are the proposed formation scenarios of CEMP-r/s stars?

CEMP- $r/s$星是贫金属星，碳和重元素丰度增加，与慢中子捕获过程（$s$ -）和快中子捕获过程（$r$ -）有关。一般认为，碳和$s$ -元素是从AGB主星的风中吸积而来，这一观点被普遍接受来解释CEMP星的形成，CEMP星只在$s$ -元素中得到增强（CEMP- $s$星）。CEMP- $r/s$星中$r$元素富集的起源一直存在争议，并提出了许多形成方案。我们的目标是确定的可能性的情况下提出的解释形成的CEMP- $r/s$明星。我们计算了CEMP-$r/s$星之间的CEMP-$r/s$星的频率为各种情况下，我们比较它与CEMP- $r/s$星从文献中收集的观测样本确定。在大多数情况下，CEMP- $r/s$恒星的理论频率预测低估了观测到的比率至少5倍。如果$s$ -和$r$ -元素的富集是独立的，则CEMP- $r/s$与CEMP- $s$星的模型比值约为22%，这与观测比值的最低估计值大致一致。然而，该模型预测，大约三分之一的碳正常恒星的[Ba/Fe]和[Eu/Fe]大于1，40%的CEMP恒星具有[Ba/Eu] $\le0$。在我们观测到的样本中，具有这些性质的恒星至少要稀有十倍。$intermediate$或$i$ -过程，这是在某些情况下，在AGB阶段，应该是活跃的，可以提供一个解释的起源CEMP- $r/s$星，类似的CEMP- $s$星，在风质量吸积的背景下…

具有s-过程富集的碳增强贫金属星中的辐射悬浮

Radiative levitation in carbon-enhanced metal-poor stars with s-process enrichment

所有贫金属恒星中有相当一部分是富碳的。大多数这些碳增强贫金属（CEMP）恒星也表现出主要由s-过程产生的元素的增强（CEMP-s恒星），有证据表明这些非标准丰度的起源可以追溯到来自双星渐近巨星分支（AGB）伴星的质量转移。因此，CEMP-s星的观测通常被用来推断低金属丰度AGB星的核合成输出。在这项工作中的一个关键步骤是了解发生了什么事情后，质量转移停止增生的材料。在这里，我们提出了模型的后质量转移CEMP-s恒星的演化考虑物理的热盐混合和原子扩散，包括辐射悬浮。我们发现具有典型CEMP-s恒星质量（M ~ 0.85 Msun）的恒星具有非常浅的对流包层（Menv <1 e-7 Msun）。因此，由重力沉降和辐射悬浮之间的竞争引起的表面丰度变化应该比观察到的大几个数量级（例如[C/Fe]<-1或[C/Fe]>+4）。因此，我们无法用这些模型再现观测到的丰度的扩散，并得出结论，其他一些物理过程必须在很大程度上抑制CEMP-s恒星外层的原子扩散。我们证明，这可以实现一些额外的（湍流）混合过程中操作的对流信封的基础上，发现其他作者。或者，质量损失率约1 e-13 Msun/年也可以抵消大多数的丰富的变化，侵蚀表层，迫使对流信封的基础向内移动的质量。由于原子扩散不会对CEMP-s恒星的表面丰度产生实质性的影响，因此吸积物质的稀释，虽然从一颗恒星到另一颗恒星的程度不同，但对所有元素来说都是一…

明亮CEMP-s恒星的哈勃空间望远镜近紫外光谱

Hubble Space Telescope Near-Ultraviolet Spectroscopy of Bright CEMP-s Stars

本文对明亮的碳增强贫金属（CEMP）星HD 196944进行了近紫外（NUV）光谱范围内的元素丰度分析（V = 8.40，[Fe/H] = -2.41）和HD201626（V = 8.16，[Fe/H] = -1.51），基于哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）获得的数据。这两颗恒星都属于CEMP-s亚类，并表现出明显的重元素过剩，这与缓慢的中子捕获过程有关。HD 196944在光学区域已经得到了很好的研究，但是我们能够增加六种物质（Ge，Nb，Mo，Lu，Pt和Au）的丰度结果，这些物质只能在NUV中获得。此外，我们还首次测定了它的轨道周期，P=1325天。HD201626只有有限数量的丰度结果，基于以前的光学工作-在这里，我们添加了五个新的物种从NUV，包括铅。我们将这些结果与渐近巨星分支上的双星系统演化模型和恒星中的s过程元素产生模型进行了比较，旨在解释它们的起源和演化。我们最适合HD 196944的型号（M1，i = 0.9Mo，M2，i = 0.86Mo，[Fe/H]=-2.2）和HD 201626（M1，i = 0.9Mo，M2，i = 0.76Mo，[Fe/H]=-2.2; M1，i = 1.6Mo，M2，i = 0.59Mo，[Fe/H]=-1.5）与目前公认的CEMP-s恒星形成的假设是一致的。

M3DIS——面向恒星巡天的三维辐射-流体动力学恒星大气模型网格 II：碳增丰贫金属星

M3DIS -- A grid of 3D radiation-hydrodynamics stellar atmosphere models for stellar surveys. II. Carbon-enhanced metal-poor stars

针对传统一维恒星大气模型的偏差问题，本研究用M3DIS构建碳增丰贫金属星的三维辐射流体动力学模型，推导丰度修正值，修正后CEMP星占比等结果更符合银河系化学演化模型预期。

银河系晕中 CEMP 恒星的化学-动力学标记群。I. 厘清 CEMP-$s$ 与 CEMP-no 恒星的起源

Chemo-Dynamically Tagged Groups of CEMP Stars in the Halo of the Milky Way. I. Untangling the Origins of CEMP-$s$ and CEMP-no Stars

该研究利用 Gaia 动力学参数与元素丰度将644颗 CEMP 恒星聚类为 CDTG，揭示 CEMP-$s$ 多源于双星质量转移，而 CEMP-no 多形成于已被早期大质量恒星碳增丰的环境。

超暗矮星系双鱼座II中的一颗CEMP-no星

A CEMP-no star in the ultra-faint dwarf galaxy Pisces II

最近在超暗星系双鱼座II中发现了一颗可能的碳增强贫金属（CEMP）星，双鱼座II 10694。这个星系被认为是非常古老的，怀疑包括暗物质，并且可能在宇宙再电离之前形成了它的大部分恒星。在Kueyen ESO VLT望远镜上，使用高效率摄谱仪X-Shooter对双鱼座II 10694进行了观测，获得了新的丰度。我们发现双鱼座II 10694是一颗CEMP-no星，[Fe/H]=-2.60 dex。CH和C2带的仔细测量证实了C丰度的增强（[C/Fe]=+1.23）。这颗冷巨星很可能经历了额外的混合，因此它最初的碳丰度可能更高。氮，O，Na和Mg也强烈增强，但从Ca到Ni的比值[X/Fe]与在经典银河系中观察到的非常贫金属的恒星相似。双鱼座II 10694的Ba丰度很低（[Ba/Fe] =-1.10 dex），是一颗没有CEMP的恒星。在2015年至2017年期间，没有检测到径向速度的变化。元素丰度的模式与银河系CEMP中的模式相似-没有恒星，如CS 22949-037（[Fe/H]=-4.0）或SDSS J1349+1407（[Fe/H]=-3.6）。在UFD星系Pisc II中存在CEMP-no恒星表明这个小星系可能拥有零金属丰度恒星。这与宇宙学模型的理论预测一致，支持UFD星系是第一个恒星形成系统的活化石。

在风中慢慢地，慢慢地：在AGB二元系统中风质量传递和angular-momentum损失的三维流体动力学模拟

Slowly, slowly in the wind: 3D hydrodynamical simulations of wind mass transfer and angular-momentum loss in AGB binary systems

AGB施主星双星系统中的风质量传递在钡星和CEMP星等多种天体的形成中起着重要作用。我们进行了一套全面的SPH模拟风失去AGB星的双星，为各种二进制质量比，轨道分离，初始风速和旋转速率的捐助者明星。模拟系统的初始参数被选择为与CEMP星的预期祖星相匹配。我们发现，风和恒星之间的相互作用的强度取决于风速轨道速度比（$v_\infty/v_\mathrm{orb}$）和二进制的质量比。强相互作用发生在接近的系统和可比的质量比，并引起了一个复杂的形态的外流和大量的角动量损失，这导致了轨道的收缩。随着轨道分离的增加和伴星质量的减少，外流的形态以及角动量损失变得更类似于球对称风的情况。我们还探讨了潮汐相互作用的影响，并发现，对于轨道分离高达7-10 AU，取决于质量比，自旋轨道耦合的施主星发生在某些点在AGB阶段。如果初始风速是相对较低的，我们发现，共转的捐助星的结果在一个修改后的外流形态，类似风罗什瓣溢出。在这种情况下，质量吸积效率和角动量损失与非旋转施主不同。最后，我们提供了一个关系的质量吸积效率和角动量损失的函数$v_\infty/v_\mathrm{orb}$和二进制的质量比，可以很容易地实现在人口合成代码研究人口的钡星，CEMP星和其他产品的相互作用在AGB双星。

发现一个候选双星系统中的食双星：在寻找后共包层双星中的矮碳星调查中

An eclipsing CEMP candidate discovered in a search for dwarf carbon stars in post-common envelope binaries

研究通过地面光变曲线分析879颗确认的矮碳星，发现31个存在显著p<15d调制，支持潮汐锁定的后共包层双星中的恒星斑和自转。其中一颗明确的晕星每1.224天发生一次食，30%的食深排除了白矮星遮挡的可能性。

SDSS-APOGEE数据库中的碳增强贫金属星

Carbon-enhanced metal-poor stars in the SDSS-APOGEE database

我们在APOGEE数据库中发现了6颗新的CEMP恒星（[C/Fe]>+0.7和[Fe/H]< -1.8），以及另外7颗可能的候选恒星。这些恒星具有典型的贫金属晕星的化学成分，例如，平均值[ $α$ /Fe] = +0.24 $\pm$ 0.24，基于ASPCAP管线结果。缺乏重元素谱线阻碍了这些CEMP星的进一步分类，然而，基于径向速度散射，我们预测大多数不是典型的双星系统中发现的CEMP-s星。只有一个物体，2 M15312547 +4220551，可能是一个双星，因为它表现出一个分散的径向速度为1.7 $\pm$ 0.6 km s $^{-1}$的基础上，在25.98天的基线三次访问。现在需要进行光学观测，以确认这些恒星的恒星参数和低金属丰度，确定重元素丰度比，提高导出丰度的精度，并检查它们的CEMP子分类。

The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) III: carbon-enhanced metal-poor stars in the bulge

The most metal-deficient stars hold important clues about the early build-up and chemical evolution of the Milky Way, and carbon-enhanced metal-poor (CEMP) stars are of special interest. However, little is known about CEMP stars in the Galactic bulge. In this paper, we use the large spectroscopic sample of metal-poor stars from the Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) to identify CEMP stars ([C/Fe] > +0.7) in the bulge region and to derive a CEMP fraction. We identify 96 new CEMP stars in the inner Galaxy, of which 62 are very metal-poor ([Fe/H] < -2.0); this is more than a ten-fold increase co…

GALAH巡天：碳增强星和CEMP候选星目录

The GALAH survey: a catalogue of carbon-enhanced stars and CEMP candidates

天鹅带--C $_2$分子的分子吸收特征--是碳增强型恒星的光谱特征。它们也可以用来识别碳增强贫金属（CEMP）恒星。GALAH（与Hermes合作的银河系考古学）是一个对恒星进行的星等有限的调查，产生高分辨率，高信噪比的光谱。我们使用了627，708 GALAH光谱，通过监督和非监督分类算法搜索碳增强型恒星，依赖于天鹅带的印记。我们确定了918颗碳增强型恒星，包括文献中已经描述的12颗。GALAH调查的无偏选择函数使我们能够对碳增强型恒星进行人口研究。他们中的大多数是巨人，其中我们发现28个CEMP候选人。我们的碳增强型恒星中有很大一部分在重复观测中显示出径向速度的变化，这暗示着它们之间有很大一部分变量。其中32颗恒星的光谱也显示出强烈的锂增强。

Constraining Nucleosynthesis in Two CEMP Progenitors Using Fluorine

We present new fluorine abundance estimations in two carbon enhanced metal-poor (CEMP) stars, HE 1429-0551 and HE 1305+0007. HE 1429-0551 is also enriched in slow neutron-capture process (s-process) elements, a CEMP-s, and HE 1305+0007 is enhanced in both, slow and rapid neutron-capture process elements, a CEMP-s/r. The F abundances estimates are derived from the vibration-rotation transition of the HF molecule at 23358.6 A using high-resolution infrared spectra obtained with the Immersion Grating Infrared Spectrometer (IGRINS) at the 4m-class Lowell Discovery Telescope. Our results include a …

快速旋转的大质量第三星族（Pop III）恒星：CEMP-no恒星高碳丰度的一种解释方案

Rapidly Rotating Massive Pop III stars: A Solution for High Carbon Enrichment in CEMP-no Stars

针对现有模型难以解释CEMP-no星高碳丰度的问题，提出快速旋转的大质量Pop III星经准化学均匀演化后，可通过星风与超新星抛射产生足够的碳，覆盖观测到的碳丰度范围，表明多数Pop III星可能是快速旋转体。

三颗极端贫金属恒星：发现一颗新的CEMP-no星

Three Extremely Metal-Poor stars: discovery of a new CEMP-no star

对三颗极端贫金属星进行高分辨率光谱研究，发现HE 1153-0518为一颗新的CEMP-no星，具有强碳增强、高钠丰度、低中子俘获元素丰度和低碳同位素比，其丰度模式暗示了早期核合成过程的贡献。

人马座矮球状星系--II的广角照片。人马座矮椭球星系中的一颗CEMP-r/s星

A wide angle view of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy -- II. A CEMP-r/s star in the Sagittarius dwarf Spheroidal Galaxy

我们报告的发现和化学丰度分析的第一个CEMP-r/s的恒星发现在人马座矮球状星系，通过UVES高分辨率光谱。这颗恒星位于Sgr dSph的外围，沿着主体长轴，是一颗中等贫金属巨星（T $_{eff}$ = 4753 K，log g = 1.75，[Fe/H]=-1.55），[C/Fe]= 1.13，使其处于所谓的"高碳带"，并具有强烈的s过程和r过程富集（[Ba/Fe]= 1.4，[Eu/Fe]= 1.01）。获得了从C到Dy的29种元素的丰度。的化学图案似乎是最适合的情况下，r-过程污染事件预富集的材料，其中的恒星诞生为二次在一个二元系统，其主要通过AGB阶段的演变，提供C和S-过程富集。

基于$Gaia$ DR3中BP/RP光谱的碳增丰贫金属星候选体

Carbon-Enhanced Metal-Poor star candidates from BP/RP Spectra in $Gaia$ DR3

本研究利用$Gaia$ DR3的BP/RP低分辨率光谱，以SDSS/SEGUE的CEMP星表为训练集，通过XGBoost识别出58872颗全天CEMP星候选体，污染率12%、完备率60%-68%，为研究其起源与星系分布提供大样本基础。

最贫金属的恒星V. CEMP-3D和非LTE中的无星

The Most Metal-Poor Stars. V. The CEMP-no Stars in 3D and Non-LTE

我们利用后1D、LTE文献分析，对富碳（[C/Fe]{1D，LTE} > +0.7）、贫金属（[Fe/ H_{1D,LTE} ] < -2.0）恒星的性质进行了研究。高激发C~I线用于约束G波段分析的3D、NLTE修正。对Yoon et al.和Yong et al.的1D、LTE汇编的校正产生了3D、LTE和3D、NLTE Fe和C丰度。在Yoon等人的汇编中，CEMP-no星的数量（加上其他八颗）从130颗（1D，LTE）减少到68颗（3D，LTE）和35颗（3D，NLTE）。对于Yong等人编制的-4.5 < [Fe/H] < -3.0的恒星，相应的CEMP-no分数分别从0.30变为0.15和0.12。我们提出了一个玩具模型的合并的两个人口的前星云的化学富集的第一个零重元素的恒星：C-丰富，超金属贫和C-正常，非常金属贫人口。该模型对CEMP-no星在A（C）和[C/Fe]与[Fe/H]平面上的一维、LTE丰度分布提供了合理的一级解释，范围为-4.0 < [Fe/H] <-2.0。Yoon等人的CEMP星群I包含19颗CEMP-no星（占星群的14%），其中4/9是双星，它们的[Sr/Ba]_{1D，LTE}值很大。这些数据支持Hansen等人（2016 b，2019）和Arentsen等人（2018）的观点，即这些恒星可能经历了AGB恒星和/或“自旋星”的富集。

Probing the nucleosynthetic contribution of low-metallicity, low-mass star companions of CEMP stars

The observed abundance diversities among the CEMP stars can shed light on the formation and evolution of elements in the early Galaxy. In this work, we present results obtained from a detailed abundance analysis of a sample of seven extrinsic carbon stars. The analysis is based on high-resolution spectra obtained with HCT/HESP (R$\sim$60,000) and SUBARU/HDS (R$\sim$50,000). We present, for the first time, the elemental abundance results for the objects BD$-$19 132, BD$-$19 290, HE~1304$-$2111, HE~1354$-$2257, and BD+19 3109. Abundances of a few elements are available in literature for HE~1157$…