Rusty old stars: a source of the missing interstellar iron?
铁是宇宙中最丰富的耐火元素，在星周和星际环境中都高度耗尽，这意味着它以固体形式存在。这种固体的性质是未知的。在这封信中，我们提供的证据表明，金属铁颗粒存在于富氧的AGB恒星周围，在那里它被观测为一个无特征的中红外线过剩。这一识别是利用斯皮策太空望远镜对演化的球状星团恒星的观测做出的，在这些恒星中，铁尘的产生似乎无处不在，在某些情况下可以被建模为唯一观测到的尘埃产物。在这种情况下，FeO被视为在这些恒星中观察到的20微米特征的可能载体。金属铁在低金属度的尘埃凝聚序列中起着重要的作用，并在星际介质中起着重要的作用。我们将探讨恒星的金属丰度和光度在铁的形成观察，以及如何铁的存在影响流出和它的化学。铁能提供足够的不透明度来驱动风的条件仍然不清楚。
2010-05-19 astro-ph.SR
Iron and nickel diffusion in subdwarf B stars
在亚矮星B星的脉动归因于辐射悬浮的铁族元素在恒星的信封。到目前为止，只有铁扩散占恒星模型用于sdB地震学。然而，镍也被认为是驱动脉动模式的不透明度凸起的贡献者。恒星模型，包括随时间变化的原子扩散，因为我们在这里计算，需要评估不同的铁族元素的模式驱动的重要性。我们进行详细的计算的辐射加速的H，He，C，N，O，Ne，Mg，Fe和Ni，并包括这些在Burgers的扩散方程。我们计算了一颗典型的亚矮星B星的演化和非绝热脉动。我们表明，尽管其较低的初始丰度，镍积累到可比的质量分数，铁在sdB信封。为了准确地确定脉动频率和模式不稳定性，这是必不可少的，这两种金属的扩散包括在恒星模型。其他铁族元素的作用仍有待评估。
2011-09-01 astro-ph.SR
Influence of thermohaline convection on diffusion-induced iron accumulation in A stars
原子扩散可能导致重元素在恒星内部某些特定的层中积累。几位作者曾援引Z凸不透明度区域的铁积累来定量解释在某些恒星中观察到的丰度异常，或通过诱导$κ$机制解释恒星振荡。然而，这些作者从未考虑到这样的积累会产生逆$μ$ -梯度，对于温盐对流来说是不稳定的。在这里，我们提出了A-F星的结果，其中丰度的变化计算和没有这个过程。我们发现，铁积累时，考虑到热盐对流仍然存在，但大大减少相比，当这个物理过程被忽略。对A型星以及其他类型的星的热盐对流的后果
2009-08-11 astro-ph.SR
Inside the Iron Curtain: A Long Term Look at the Iron Stars XX Oph and AS 325
本文基于长达85年和32年的长期光度监测，结合新高分辨率成像与光谱，研究铁星XX Oph和AS 325，确定AS 325为周期512.943天的食双星，XX Oph为非食双星，并明确了两者的恒星组分。
2025-07-21 astro-ph.SR
A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J 031300.36-670839.3
四颗金属丰度极低的低质量恒星的元素丰度比表明，在每种情况下，恒星形成的气体最多只富集了几颗，可能只有一颗低能超新星。这样的超新星产生大量的轻元素，如碳，但很少铁。低能量超新星的优势是令人惊讶的，因为人们一直认为第一颗恒星质量非常大，它们在对不稳定爆炸中解体，这将迅速使星系富含铁。目前尚不清楚的是第一颗超新星的铁产量，因为迄今为止没有一颗恒星被明确地解释为包含了单个超新星的产量。在这里，我们报告了SMSS J031300.36- 670839.3的光谱，它没有显示铁的证据（上限为太阳丰度的10^-7.1倍）。基于其丰度模式与模型的比较，我们得出结论，该恒星是由原始质量为~60 Mo的单个超新星的物质播种的（并且超新星留下了一个黑洞）。结合前面提到的低金属量恒星，我们得出结论，低能量超新星在早期宇宙中很常见，并且这种超新星产生轻元素富集，铁含量微不足道。来自低能超新星的化学和机械反馈的减少将使第一代恒星在较长的时间内形成。我们推测，这样的恒星可能在宇宙再电离和早期星系的化学演化中发挥了重要作用。
2014-02-06 astro-ph.SR
Discovery of SiC and Iron Dust Around AGB Stars in the very Metal-Poor Sextans A Dwarf Galaxy with JWST: Implications for Dust Production at High Redshift
本文利用 JWST 在极贫金属的六分仪座 A 矮星系中首次发现 AGB 星周围的 SiC 和金属铁尘埃，并通过拟合 M 型星红外超约束其铁尘埃产量，揭示高红移下 AGB 星可能早在形成后 30–50 Myr 即与超新星竞争尘埃产生。
2025-07-22 astro-ph.SR
The Impact of Enhanced Iron Opacity on Massive Star Pulsations: Updated Instability Strips
最近，Bailey等人（2015）在太阳速跃层的物理条件下直接测量了铁不透明度。他们发现，波长积分的铁不透明度比OP和OPAL模型预测的高出约75%。在这里，我们计算新的不透明度表与增强铁和镍的贡献Rosseland平均不透明度的75%，并计算三个密集的MESA网格的银河系O-和B-型恒星的进化模型，从2.5到25 M $_\odot$从ZAMS，直到$T_{\rm eff}=10\,000$ K核心氢耗尽后。利用GYRE软件对非绝热模的稳定性进行了分析，更新了热驱动p模和g模双稳子以及混合脉动SPB - $β$ Cep星的不稳定带的扩展.我们比较了两个已证实的晚O型$β$ Cep和八个已证实的混合B型闪烁星与新的不稳定域的位置，并证明$\sim$ 75%的增强，仅在铁不透明度，是足够的一致再现观察到的位置，这些恒星的$\log T_{\rm eff}$与$\log g$平面。我们建议将这种不透明度的改善纳入新恒星模型的输入物理中。为了重现结果，所有软件、不透明度表和新的不稳定性条带都可以从以下URL免费下载：https://fys.kuleuven.be/ster/Projects/ASAMBA。
2015-09-29 astro-ph.SR
Comprehensive study of the magnetic stars HD 5797 and HD 40711 with large chromium and iron overabundances
我们提出了一个全面的研究结果的化学奇特的恒星HD 5797和HD 40711。这两颗恒星的有效温度相同，Teff = 8900 K，化学成分也相似，与太阳相比，铁（+1.5 dex）和铬（+3 dex）的丰度很高。稀土元素的过剩通常达到+3 dex。我们测量了HD 5797的磁场。已发现纵向场分量Be在-100和+1000 G之间以69天的周期正弦变化。我们对恒星演化状态的估计表明，HD 5797和HD 40711，年龄为t \approx 5 \times 108年的老天体，接近核心氢燃烧阶段的结束。
2011-02-01 astro-ph.SR
Ultra metal-poor stars: Spectroscopic determination of stellar atmospheric parameters using iron Non-LTE line abundances
我们提出了新的超贫金属（UMP）星参数[Fe/H]<-4.0的基础上线的非局域热力学平衡（NLTE）的丰度使用一个新的配方的非弹性氢碰撞率的最新铁模型原子。我们研究了它们的大气参数与LTE的偏离，结果表明它们可以在[Fe/H]中增长到~1.0 dex，在Teff中增长到150 K，在log g中增长到0.5 dex。精确的NLTE大气恒星参数，特别是[Fe/H]明显更高，是最终提供完整的NLTE丰度模式的第一步，可以与第三星族超新星核合成产量进行比较，以获得第一批恒星的性质。总的来说，这最大限度地发挥了这些可能的第二代恒星的潜力，以研究早期宇宙以及化学元素是如何形成的。
2017-09-05 astro-ph.SR
The production of proton-rich isotopes beyond iron: The $γ$ process in stars
除了铁，太阳系总丰度的一小部分是由富含质子的同位素组成的，即p核。清楚地了解它们的产生是核天体物理学的一个根本挑战。在核心坍缩和热核超新星中，p核制约着核合成。$γ$过程是产生p核的最确定的方案，p核是通过从较重的核开始的不同的光致蜕变路径产生的。需要核物理学的大量努力来获得远离稳定谷的相关核反应速率。本文介绍了恒星中重丰质子同位素的$γ$过程的产生，并探讨了最新的实验核物理技术，为恒星核合成提供核数据。
2016-05-12 astro-ph.SR
New extended atomic data in cool star model atmospheres - Using Kurucz's new iron data in MAFAGS-OS models
上下文冷恒星模型大气是研究恒星质量、年龄和元素丰度组成的常用工具。理论大气模型在很大程度上依赖于计算时使用的原子数据。目标。我们提出了流量和温度分层的变化时，从铁的数据计算的R. L。从90年代中期的Kurucz到2009年的Kurucz铁计算。方法. MAFAGS-OS不透明度采样大气使用Ryabchikova在VALD数据库中实现的Kurucz 2009铁原子数据重新计算。温度分层和紧急通量分布的新版本，称为MAFAGS-OS 9，相比前一个版本和太阳通量测量。结果使用转换成VALD格式的Kurucz线表和Mg i和Al i的新的束缚-自由不透明度，导致太阳温度分层的变化不超过28 K。与此同时，计算出的太阳通量分布表明观测和理论太阳模型之间的一致性明显更好。这些变化在相应的模型的温度分层是小的，但仍然影响恒星参数的测定和丰度分析的幅度。
2009-06-30 astro-ph.SR
The nature of the light variability of the silicon star HR 7224
虽然化学奇特（CP）星的光度变化经常被用来确定它们的自转周期，但它们的光变的详细机制仍然知之甚少。我们使用观测到的硅和铁的表面分布模拟恒星HR 7224的光变。我们使用的TLUSTY模型计算适当的硅和铁丰度的大气，以获得出射通量和预测旋转调制的光变曲线的恒星。我们还获得了额外的光度测量，并采用我们自己的回归程序，以获得更精确的估计轻元素。我们表明，恒星的光变化可以解释为一个结果：i）不均匀的表面分布的元素，ii）从紫外线到可见光部分的光谱的流量重新分配，和iii）旋转的恒星。我们发现，硅束缚-自由过渡和铁束缚-束缚过渡提供的主要贡献的通量重新分配，虽然需要一个额外的来源的不透明度。我们确认，许多铁线显着有助于众所周知的抑郁症在5200 A，并讨论铁丰度和值的特殊性指数a之间的联系。硅和铁的不均匀表面分布能够解释恒星HR 7224中大部分的旋转调制光变化。
2009-04-01 astro-ph.SR
A double stellar generation in the Globular Cluster NGC6656 (M 22). Two stellar groups with different iron and s-process element abundance
目标。本文利用高分辨率紫外可见光谱对球状星团M~22中的17颗亮巨星进行了化学丰度分析。结果我们得到的平均铁丰度为[Fe/H]=-1.76 \pm 0.02（仅内部误差），α增强为0.36 \pm 0.04（仅内部误差）。Na和O以及Al和O遵循在许多其他GC中发现的众所周知的反相关。我们确定了两组具有显着不同丰度的S-过程元素Y，Zr和Ba的恒星。这两个星系群成员的相对数量与Piotto（2009）最近发现的M22的两个SGBs中恒星的比例非常相似。Y和Ba的丰度与Na、O和Al没有相关性。富S元素的恒星也更富铁和更高的Ca丰度。高分辨率光谱的结果得到了另外14颗M22星的低分辨率GIRAFFE光谱的进一步证实。GIRAFFE光谱还表明，Eu -一个纯的r-过程元素-丰度是不相关的铁含量。本文讨论了GC方案中多个恒星星族背景下M22恒星的化学丰度分布。
2009-05-25 astro-ph.SR
Consistent Iron Abundances Derived from Neutral and Singly-Ionized Iron Lines in Ultraviolet and Optical Spectra of Six Warm Metal-Poor Stars
贫金属恒星中的中性Fe线产生相互冲突的丰度，这取决于是否以及如何考虑偏离局部热力学平衡（LTE）。利用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像摄谱仪，我们获得了三颗[Fe/H] = -2.9的暖矮星的高分辨率、高信噪比的紫外光谱。我们找到了另外三颗[Fe/H] =-3.3、-2.2和-1.6的暖矮星的紫外光谱，并补充了所有六颗恒星的光谱。我们计算恒星参数的方法，在很大程度上是独立的光谱，采用宽带测光，色-温关系，盖娅弛豫，并假定质量。我们使用LTE线分析代码MOOG从数百个Fe I和Fe II线的波长从2290到6430埃获得Fe丰度。由Fe I和Fe II线分别导出的[Fe/H]比值在所有六颗恒星中一致，当排除强线和低激发势< 1.2 eV的Fe I线时，[Fe II/H] - [Fe I/H]的范围为+0.00 +/- 0.07至-0.12 +/- 0.09 dex。这限制了在该参数范围内可能发生的与LTE的任何偏离的程度。虽然我们的结果证实了一些温暖的贫金属矮星的非LTE计算，但它可能无法推广到更多的贫金属矮星，预计与LTE的偏差会更大。我们还调查了来自Fe I线在巴尔末连续区（3100-3700埃）的系统性低丰度的趋势，我们的结论是，没有提出这种效果的解释可以完全解释目前可用的观测。
2018-05-18 astro-ph.SR
Fingering convection induced by atomic diffusion in stars: 3D numerical computations and applications to stellar models
已知富铁层是通过重力沉降和辐射悬浮的结合在恒星表面下形成的。它们的存在、性质和详细结构会影响各种恒星脉动模式的激发过程，因此必须仔细建模，以便更好地解释开普勒星震数据。本文研究了A型星中原子扩散和指状对流的相互作用及其在铁积累层建立和演化中的作用。要做到这一点，我们使用的指状对流的三维理想化的数值模拟，和一维现实的恒星模型相结合。使用三维模拟，我们首先验证了Brown等人最近提出的指状对流的混合处方。（2013），并确定了哪些系统参数（铁的总质量，铁扩散率，热扩散率等）。在地层的整体演化中发挥作用。然后，我们在Toulouse-Geneva Evolution代码中执行Brown等人（2013）的处方，以研究恒星表面下铁丰度分布的演变。我们发现，正如Théado等人（2009）首次讨论的那样，当忽略氦的同时沉降时，这种积累迅速导致平均分子量分布的反转，然后驱动指状对流。后者将铁与周围的材料非常有效地混合，并且产生的铁层非常脆弱。然而，考虑到氦沉降，部分稳定了铁的轮廓，对指状对流，和一个大的铁过剩可以积累。结果，不透明度也显著增加，在某些情况下最终触发动力对流。
2014-07-05 astro-ph.SR
Small Planets in the Galactic Context: Host Star Kinematics, Iron, and $α$ Element Enhancement
我们探索了$\textit{Kepler}$目标恒星中小型近距离行星的出现率与铁丰度和恒星总速度$V_\mathrm{tot}$的函数关系。我们通过结合LAMOST和加利福尼亚- $\textit{Kepler}$巡天（CKS）的信息估计了这些行星的出现率，发现贫铁恒星的$V_\mathrm{tot}$出现率从$ V_\mathrm{tot} < 30\ \mathrm{km~s}^{-1}$的$f < 0.2$行星/恒星增加到$V_\mathrm{tot} > 90\ \mathrm{km~s}^{-1}$的$f \sim 1.2$。我们认为这种行星的丰富可能是由于与贫铁高速恒星相关的$α$元素丰度较高。此外，我们已经确定了铁丰度的小行星发生率的增加，特别是对于较慢的恒星（$V_\mathrm{tot} < 30\ \mathrm{km~s}^{-1}$），在富铁域中，每颗恒星的发生率增加到$f \sim 1.1$行星。我们的研究结果表明，在$([\mathrm{Fe}/\mathrm{H}],[α/\mathrm{Fe}])$平面上有两个区域，恒星倾向于形成和维持小行星。我们认为，不包括铁和$α$元素增强的信息，对行星发生的整体金属含量的影响的分析是不完整的。
2019-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The most iron-deficient stars as the polluted population III stars
我们研究了包括SMSS J031300.36-670839.3（[Fe/H] <-7.52）在内的大多数贫铁星的起源。在星系形成的层次结构框架下，利用化学演化模型计算了恒星诞生后星际物质吸积（ISM）对恒星表面金属丰度的影响.预测的金属丰度分布函数与极端贫金属恒星的观测结果非常吻合。特别是，最低的金属丰度尾是很好地再现了人口III的恒星，其表面被污染的金属通过ISM吸积。这表明铁族元素的起源可以用[Fe/H] $\lesssim -5$型恒星的ISM吸积来解释。目前的结果提供了新的见解的性质，最贫金属的恒星和搜索人口III星与原始丰度。
2015-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signs of atmospheric inhomogeneities in cool stars from 1D-NLTE analysis of iron lines
对于已被充分研究的晕星HD 122563和球状星团NGC 6397中的四颗恒星，我们使用经典的平行面模型大气来确定NLTE的铁丰度。每颗星都揭示了来自基态的Fe I线与其他Fe I线之间丰度的差异，与3D-LTE线形成预测定性一致，然而，观察到的效应的大小是一个因素与预测相比小2。当忽略Fe I低激发线时，来自两个电离阶段Fe I和Fe II的NLTE丰度在每个研究的恒星中是一致的。对于NGC 6397中的次巨星，这只有在使用Alonso et al.（1999）较冷的有效温标时才成立。我们还提出了完整的3D-LTE线形成计算的太阳能和金属贫4480/2/-3模型和NLTE计算与相应的空间和时间平均模型中的一些选定的铁线<3D>。该模型的使用<3D>是合理的，只有在特定的物理条件下，特定的Fe I线。我们的NLTE计算很好地再现了太阳Fe I 7780 A线的中心到边缘的变化，但它们对Fe I 6151 A的计算是不成功的。贫金属<3D>模型对于强Fe I 5166 A（Eexc = 0）线是适当的，但在所有其它研究的情况下都是不适当的。
2013-03-02 astro-ph.SR
The origin of the spurious iron spread in the globular cluster NGC 3201
NGC 3201是一个球状星团，被怀疑在铁含量上有内在的扩散。我们重新分析了在甚大望远镜上用紫外线火焰观测到的21颗星团恒星的样本，Simmerer等人发现了0.4 dex宽的[Fe/H]分布，具有贫金属的尾部。我们证实，当采用光谱引力时，导出的[Fe/H]分布跨度约为0.4 dex。另一方面，当使用光度重力时，来自Fe I线的金属丰度分布仍然很大，而来自Fe II线的金属丰度分布很窄，并且与没有铁扩散相容。我们证明了Simmerer等人所声称的贫金属组分是由渐近巨星分支星组成的，这些恒星可能受到铁过电离驱动的非局部热平衡效应的影响。这导致Fe I丰度降低，而Fe II丰度不变。类似的发现已经在球状星团M5和47 Tuccino的渐近巨星分支中发现。我们的结论是，NGC 3201是一个正常的集群，没有内在的铁扩散的证据。
2015-01-08 astro-ph.SR
On the Sodium versus Iron Correlation in Late B-Type Stars
为了研究最近在A型星中发现的[Na/H]和[Fe/H]之间的密切相关关系是否在B型星中继续存在，我们测定了Na I 5890/5896双星中30颗尖线型晚期B型星（10000 K < T_eff <14000 K）的Na丰度。这些钠丰度，然后进行了比较的O和Fe丰度（来自O I 6156-8和Fe II 6147/6149线），显示反相关的特点。结果表明，与A型恒星的情况不同，[Na/H]在略低于太阳的水平（[Na/H] ~ -0.2（+/-0.2））上大致恒定，与[Fe/H]没有任何显著的相关性，[Fe/H]显示出相当大的色散范围，从~ -0.6到~+1.0。这可能是一个重要的观测约束，了解丰度的特点，随着原子扩散的物理机制，在上主序恒星的晚A到晚B型，包括Am和HgMn星。
2013-11-06 astro-ph.SR
On the iron ionization balance of cool stars
对太阳型恒星的高分辨率光谱研究显示，与中性物质相比，来自单一电离物质的铁丰度更高，违反了局部热力学平衡假设下的电离平衡。在这项工作中，我们调查的FeII线在我们以前的工作中报告的样本的451个太阳型HARPS恒星在太阳附近的过剩。从电离平衡中得到的这个样本的光谱表面重力，对于K型恒星来说似乎被低估了。为了理解这种行为，我们搜索我们的FeII行列表，以查找未解决的混合和离群值。首先，我们使用VALD来识别我们的线周围可能未解决的混合，并计算哪些混合足够强，从而导致等效宽度测量的高估。其次，对于我们的样本，我们使用参考参数（有效温度和金属丰度）和盖亚DR2的重力来推导表面重力（三角重力），并计算不同的线列表中的FeI和FeII丰度。我们排除了产生超过0.10 dex的过量的FeII系。从干净的线列表中导出的表面重力现在与三角函数一致。此外，FeI和FeII丰度之间的差异现在并不显示与有效温度的相关性。最后，我们表明Ti的电离平衡可以比铁更好地估计表面重力。通过这种分析，我们提供了一个解决方案，在冷矮星的大气中观察到的电离平衡问题。
2019-02-18 astro-ph.SR
On the Iron Abundance Anomaly in K-dwarf and Hyades Stars
使用标准的1D-LTE模型大气分析，我们提供了一个深入的调查铁丰度来自中性和单电离铁线（Fe { \scriptsize{I, II} }）在附近的星团。具体来说，我们复制了关于$Δ$ [Fe/H]的差异，其中Fe { \scriptsize{II} } - Fe { \scriptsize{I} }的差异随着$T_\mathrm{eff}$的降低而增加，在$T_\mathrm{eff}$ $\thicksim$ 4000 K时达到惊人的1.0 dex。以前的研究已经调查了昴星团和毕星团中的这种异常，但没有具体的解决方案。在这项分析中，我们探测了两个样本：63颗宽视场双星，其中主星的温度与太阳相似，而主星是K矮星，温度范围从4231 K $\leq$ $T_\mathrm{eff}$ 6453 K，33颗毕宿星的温度为4268 K $\leq$ $T_\mathrm{eff}$ $\leq$ 6072 K。以前的研究发现了1.0 dex数量级的差异。然而，我们发现这些研究忽略了某些Fe { \scriptsize{II} }线的线混合效应，即$λ$ = \{4508.29 Å，4993.34 Å，5197.58 Å，5325.55 Å，5425.26 Å，6456.38 Å\}。当这些谱线从谱线列表中删除后，我们发现$Δ$ [Fe/H]在场双星中降低到$\thicksim$ 0.6…
2017-09-05 astro-ph.SR
Pop III $\textit{i}$-process Nucleosynthesis and the Elemental Abundances of SMSS J0313-6708 and the Most Iron-Poor Stars
我们在$45 \Msun$ Pop III大质量恒星模型中研究了导致$\log(L_\mathrm{H}/\mathrm{\Lsun}) \sim 13$ H燃烧光度的壳层He燃烧过程中的高能H摄入事件。为了跟踪可能发生在这样的事件的核合成，我们运行了一系列的单区核合成模型中发现的恒星演化模型的典型条件。这种核合成条件可导致高达$ \sim 10^{13} \mathrm{cm}^{-3}$的$\textit{i}-$过程中子密度。由此产生的模拟丰度模式，其中镁来自氦燃烧和钙的$\textit{i}$过程，同意与一般观察到的模式，目前已知的最缺铁的恒星，SMSS J031300.36-670839.3。然而，在这些$i$工艺条件下也有效地产生Na，并且预测结果超过了$\sim 2.5 \unitstyle{dex}$的观测结果。虽然这可能排除了SMSS J031300.36-670839.3的这一模型，但典型的$\textit{i}-$过程特征，即氦燃烧和$\textit{i}$过程的组合，高于太阳能[Na/Mg]、[Mg/Al]和低[Ca/Mg]，很好地再现了两颗次贫铁恒星HE 1017 -5240和HE 1327 -2326的丰度特征。$i$工艺没有达到Fe，而Fe必须来自低水平的额外富集。超贫金属或Pop III大质量恒星中的$\textit{i}$过程可能能够解释在一些最贫…
2017-11-21 astro-ph.SR
Are C-rich ultra iron poor stars also He-rich?
目前已知的三颗最贫铁的恒星（[Fe/H]=-5.96，-5.4和-4.75）都是富碳的，它们被称为富碳超金属贫星（CRUMPS）。其独特的表面丰度的起源尚不清楚。我们提出了一个合成视图的不同的模型，到目前为止，提出了解释在CRUMP恒星表面观察到的奇特的丰度。我们推断出一些预期的趋势的核合成参数的基础上，并寻找签名，允许模型之间的歧视。我们讨论的条件CRUMP恒星是氦丰富的，即与氦的质量分数大于0.30和高达0.60。我们讨论了恒星的化学成分的星际介质混合风的物质非常金属贫大质量的恒星，风加上超新星喷出物和从早期AGB星的信封中提取的材料。旋转和非旋转模型被认为是。CRUMP星是由大质量恒星的风物质与少量原始星际介质混合而成的，富氦（氦质量分数在0.30和0.60之间），贫锂，并且存在低的$^{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
High resolution spectroscopic study of red clump stars in the Galaxy: iron group elements
依巴谷轨道观测站在银河系中观测到的62颗红巨星“团”星的主要大气参数和铁族元素（钒、铬、铁、钴和镍）丰度。这些恒星是一个均匀的样品，平均温度T=4750 ± 160 K，平均表面重力log g = 2.41 ± 0.26，平均金属丰度[Fe/H] = -0.04 ± 0.15 dex。对[Fe/H]分布的高斯拟合产生平均值[Fe/H] = -0.01 dex和分散度[Fe/H] = 0.08 dex。本工作中获得的银河系团簇星的近太阳金属丰度和[Fe/H]的小色散证实了Girardi & Salaris（2001）的依巴谷团簇的理论模型。这意味着附近的星团恒星（平均而言）是相对年轻的天体，主要反映了在其历史的最后几个Gyrs期间在本地盘中发展的近太阳金属丰度。我们发现铁族元素与铁的丰度比在团簇巨星接近太阳。
2010-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Faint Population III supernovae as the origin of the most iron-poor stars
银河系中最缺铁的恒星对天体物理学物体的性质提供了重要的观测限制，这些天体使原始气体富含重元素，这些恒星就是从这些物质形成的。其中，最近发现的缺铁恒星SMSS J031300.36-670839.3显示出显著的化学成分，未检测到铁（[Fe/H] $<-7.1$），碳和镁相对于钙的含量大幅增加。我们调查了无金属（人口III）恒星的超新星产量来解释这颗恒星所观察到的丰度模式。我们报告说，高[C/Ca]和[C/Mg]的比例和上限确定的其他元素丰度与核心塌陷超新星（具有正常的爆炸动能$E$的$E_{51}=E/10^{51}$尔格$=1$）或超新星（$E_{51}\geq 10$）的第三人口的25 $M_{\odot}$或40 $M_{\odot}$星的产量很好地再现。最佳拟合模型假设第三星族祖先的爆炸经历了广泛的物质混合和回落，留下了黑洞遗迹。在这些模型中，钙是由静态/爆炸性O燃烧和不完全的Si燃烧在第III族超新星/超超新星，在对比的建议，钙是起源于热CNO循环在超新星前演化。在5颗具有[Fe/H] $<-4.5$的贫铁星中，有4颗碳增强星与$^{56}$ Ni的质量小于10 $^{-3}M_{\odot}$的暗超新星模型一致。
2014-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Iron abundance correlations and an occurrence distribution discrepancy from ongoing planet migration
是否有更多的巨行星是由富含金属的恒星和缺乏金属的恒星所承载的，这是形成还是“污染”的结果，一直是一个激烈争论的问题。我们提出了新的模式，出现时行星/恒星系统分离恒星[Fe/H]，当系统与恒星同伴分离出来。如果高偏心率行星迁移的开始也是行星与恒星合并的时候，那么这些差异就可以得到最好的解释。行星迁移到恒星中可能是一种补充解释，即具有较高初始铁丰度的系统形成更多行星，并且更拥挤的行星更有可能分散到偏心轨道上。富铁单星的行星的离心率分布高于贫铁单星的行星（其中“富”和“贫”分别是[Fe/H]高于和低于太阳的恒星）。拥有行星的恒星有一个恒星伴星，构成了第三个恒星系统，其中恒星优先富含铁。我们描述了新的模式，最好的解释是偏心行星迁移与其他行星迁移到恒星。尽管在周期大于三天的情况下，中等行星的数量比巨行星多，但在最短周期的情况下，巨行星的数量比中等行星多。由于巨行星迁移到恒星的速度更快，我们将其作为巨行星迁移的证据。行星向恒星迁移是行星系演化的重要组成部分。
2013-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revisiting the iron abundance in the hyper iron-poor star HE$~$1327-2326 with UV COS/$HST$ data
我们提出了一个新的铁丰度分析的超贫金属恒星HE $~$ 1327-2326，根据Fe II线检测到的紫外光谱范围内的第一次。在宇宙起源摄谱仪（Cosmic Origins Spectrograph，COS）的光谱中，可以测量到五条新的Fe II谱线。还首次检测到Si I线。我们确定了一个一维局部热力学平衡（LTE）Fe II丰度[Fe II/H] = -5.99 $\pm$ 0.25。我们还调查偏离LTE的Fe I和Fe II线。通过对其他贫金属恒星的3D非LTE（NLTE）分析，我们确定了HE $~$ 1327-2326中由于缺乏完整的3D NLTE Fe计算而产生的潜在“残余”3D效应。因此，我们采用先前在HE $~$ 1327-2326的光谱中检测到的10条弱Fe I线的测量，因为在我们的UV光谱中没有检测到Fe I线。根据我们先前的工作，我们采用了HE $~$ 1327-2326的1D NLTE Fe I丰度[Fe/H] = -5.20 $\pm$ 0.12。采用基于光学Fe I而不是UV线的值在很大程度上是通过我们对模型大气的广泛研究以及在整个UV光波长范围内对不同线的辐射转移效应而获得的。铁丰度[Fe/H] = -5.20 $\pm$ 0.12仅比之前研究中使用的铁丰度高0.2倍。因此，以前关于恒星性质的结论不会受到影响。
2018-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bragg diffraction and the Iron crust of cold Neutron Stars
如果冷却下来的中子星有一层薄薄的原子晶体铁壳，它们就必须吸收适当波长的X射线。如果衍射光束要在地球上可见，照明源必须非常强烈，并且靠近反射恒星。一个例子是一个双星系统，它由两颗在近轨道上的中子星组成，其中一颗是惰性的，另一颗是X射线脉冲星（也许是一颗“异常”的X射线脉冲星或磁星，不是由伴星或周围空间的气体吸收提供动力，这将是最干净的例子）。要搜索的可观测值是（准）周期性地添加到主X射线脉冲的次峰。该次峰的显著特征在于，它出现在由简单整数λ、λ/2、λ/3.相关的波长处。λ/n，因为布拉格的衍射定律。
2011-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Red Supergiant Stars as Cosmic Abundance Probes: NLTE Effects in J-band Iron and Titanium Lines
详细计算了红超巨星的NLTE，研究了NLTE对J波段铁和钛原子谱线形成的影响。红超巨星在J波段有着巨大的亮度，是探测宇宙丰度的理想探测器。最近的LTE研究发现，精确到0.15 dex的金属丰度可以从距离为10 Mpc的星系中的单个红超巨星的中等分辨率光谱中确定。本研究中获得的非LTE结果支持这些发现。铁的非LTE丰度校正在3400 - 4200 K有效温度范围内小于0.05 dex，在4400 K有效温度范围内小于0.1 dex。对于钛，非LTE丰度校正在-0.4 dex和+0.2 dex之间平滑变化，作为有效温度的函数。对于这两种元素，修正也取决于恒星引力和金属丰度。讨论了非LTE修正背后的物理原因以及对河外J波段丰度研究的影响。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.SR
Discovery of polarizations from ground state absorption lines: tracer of sub-Gauss magnetic field on 89Her
本文报道了AGB 89~Hercules后的基态吸收线的偏振鉴别。两个基态中性铁线被发现有违反直觉的高振幅偏振和不变的偏振方向，通过轨道周期，而不是从激发态，这是同步的轨道相位由于光泵浦的吸收线的偏振模式。这可以用在基态上的磁重新排列来解释。由此从两条铁线的极化的程度和方向揭示3D平均磁场。场强也被限制为$\lesssim 100\,{\rm mG}$。因此，我们的结果提高了准确性的数量级相比，以前的$10\,{\rm G}$上限设置的塞曼效应的非检测。
2020-09-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extremely iron-poor O-type stars in the Magellanic Bridge
本研究利用 HST-COS FUV 光谱和 non-LTE 模型，首次精确测定了 Magellanic Bridge 中两颗 O 型星的铁丰度，发现其具有严重低于 SMC 的极贫铁特性，揭示了该区域 ISM 的高度不均匀性。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early phases of the Galaxy from the chemical imprint on the iron-poor stars J0815+4729 and J0023+0307
我们一直在探索大型光谱数据库，如SDSS，以寻找铁含量极低的独特恒星，目的是从银河系早期阶段提取详细信息。我们最近从SDSS/BOSS数据库中发现了两颗极贫铁的矮星J 0815 +4729（Aguado et al. 2018 a）和J 0023 +0307（Aguado et al. 2018 b），并分别在位于西班牙加那利群岛的La Palma的4.2 m WHT和10.4 m GTC望远镜上使用ISIS和OSIRIS摄谱仪拍摄的高质量光谱进行了确认。我们还利用8.2米VLT望远镜（Paranal，ESO，智利）的UVES和10米IKI望远镜（Mauna Kea，夏威夷，美国）的HIRES获得了高分辨率光谱，揭示了这些恒星的独特丰度模式，揭示了例如J 0815 +4729中的极端CNO丰度，比值为[X/Fe]~ $> 4$（González Hernández et al. 2020）。此外，我们能够在J 0023 +0307中的锂平台水平上检测到Li（Aguado et al. 2019 a），而我们只能在J 0815 +4729中的锂平台下给出Li上限0.7 dex，从而增加了宇宙学锂问题的复杂性。即将到来的新调查，如WEAVE，4 MOST和DESI可能会让我们发现新的有趣的极贫铁恒星，这肯定会有助于我们了解早期银河系，以及第一颗恒星和第一颗超新星的性质。
2023-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirming the presence of second population stars and the iron discrepancy along the AGB of the globular cluster NGC 6752
球状星团NGC 6752中的渐近巨星分支（AGB）星被发现具有一些红巨星分支（RGB）星的化学特征。[FeI/H]和[FeII/H]之间的差异（在RGB星中未观察到）已被检测到采用光谱温度。此外，AGB可能缺乏第二星族恒星。建议使用基于（V-K）颜色的光度温度来消除这种铁的差异。此外，特设方案已被提出来解释第二人口AGB星的缺席。在这里，我们分析了19个AGB和14个RGB星的NGC 6752的光谱仪UVES观察到的样本。RGB星的两个温标吻合得很好，而AGB星的温标存在~100 K的系统偏差。我们发现，即使光度温度减轻了铁的差异，相对于光谱的，系统之间的差异[FeI/H]和[FeII/H]仍然被发现之间的AGB星。一个意想不到的结果是光度温度不满足AGB星的激发平衡。这表明标准的1D-LTE模型大气无法正确描述AGB星的热结构，与RGB星不同。测光温度的使用证实了以前检测到的第二人口AGB星在这个集群中，存在明确的相关性/轻元素丰度之间的关系。这有力地证明了第一和第二星族恒星都是沿着NGC 6752的AGB演化的。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weak-interaction mediated rates on iron isotopes for presupernova evolution of massive stars
在大质量恒星的前超新星演化过程中，铁的同位素$^{54,55,56}$ Fe在核心中起着关键作用，主要是通过电子捕获过程降低电子与重子的比例（$Y_{e}$），从而降低压力支持。另一方面，电子衰变和正电子在$^{55}$ Fe上的捕获，在大质量恒星的硅燃烧阶段也对轻子比的增加起着重要作用。由于这些弱相互作用反应，产生的中微子和反中微子对恒星物质是透明的，有助于冷却核心，从而减少熵。超新星爆发前恒星的结构会因$Y_{e}$和核心物质熵的变化而改变。本文的目的是报道改进的微观计算Gamow-Teller（GT $_{\pm}$）强度分布的铁的关键同位素使用pn-QRPA理论。主要的改进来自于这些核的实验变形值的合并。此外，还计算了前超新星物质中电子和正电子俘获、电子和正电子衰变以及中微子和反中微子冷却等六种不同的弱相互作用速率。计算出的铁同位素的电子俘获和中微子冷却速率与大尺度壳模型（LSSM）的结果非常一致。然而，计算出的β衰变速率被抑制了三到五个数量级。
2011-08-02 astro-ph.SR nucl-th
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
Variable stars in Terzan 5: additional evidence of multi-age and multi-iron stellar populations
泰山5是银河系核球中的一个复杂恒星系统，其中的恒星星族具有非常不同的铁含量（Δ[Fe/H] ~1 dex），年龄相差几个Gyr。在这里，我们提出了一个调查的变星。我们报告的发现和表征的三个RR天琴座星。对于这些新发现的RR天琴座和六个Miras的已知周期，我们提供径向速度和化学丰度与X-SHOOTER在VLT获得的光谱。我们发现三个RR型天琴座和三个短周期Miras（P<300 d）的径向速度与Terzan 5成员一致。它们具有太阳下的铁丰度和增强的[α/Fe]，与Terzan 5的12 Gyr贫金属恒星星族的年龄和丰度模式很好地匹配。在本研究分析的三个长周期（P>300 d）Miras中，只有一个具有与Terzan 5成员一致的径向速度。它的超太阳铁丰度和太阳尺度的[α/Fe]很好地匹配了泰山5号富含金属的恒星星族的化学性质，它的推导质量很好地符合比短周期Miras年轻几个陀螺。这个年轻的变量是在Terzan 5中发现的令人惊讶的年轻子种群的额外证据。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of NGC5824, a globular cluster without iron spread but with an extreme Mg-Al anticorrelation
NGC 5824是一个巨大的银河系球状星团，根据钙三重线的强度，它的铁含量被怀疑有内在的扩散。我们目前的化学丰度的117个星团巨星使用高分辨率光谱获得的多目标摄谱仪火焰。87颗红巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.11+-0.01dex，而30颗渐近巨星分支星的金属丰度分布峰值在[Fe/H]=-2.20+-0.01dex。这两种分布都与零散布兼容，并指出该星系团没有保留超新星的喷出物。这两组恒星之间的铁丰度偏移量很小，与其他星团中的红巨星和渐近巨星分支恒星之间已经观察到的相似。缺乏内在的铁扩散排除了NGC 5824是一个分裂的矮星系的残余物的可能性，正如以前所建议的那样。我们还发现了通常在球状星团中观察到的化学异常的证据，即Na-O和Mg-Al的关系。特别是，NGC 5824表现出巨大的[Mg/Fe]丰度范围，仅在少数贫金属和/或大规模集群中观察到。我们的结论是，NGC 5824是一个正常的球状星团，没有扩展在[Fe/H]，但有一个异常大的扩展在[Mg/Fe]，可能是由于一个有效的自富集驱动的大质量渐近巨星分支星。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deriving precise parameters for cool solar-type stars. Optimizing the iron line list
温度、表面重力和金属性是表征恒星的基本大气参数。我们的目标是改善光谱温度的描述，特别是对于较冷的恒星，其中与红外通量方法的差异更高，在以前的工作。我们的光谱分析是基于铁的激发和电离平衡，假设在LTE的Kurucz模型大气。使用代码MOOG确定丰度分析。我们使用具有高分辨率和高信噪比光谱的冷星作为参考来优化线列表，以检查弱的孤立线。我们测试的质量，重新推导恒星参数的451颗恒星的高分辨率和信号噪声的HARPS光谱，在以前的工作与更大的线列表进行了分析。这项工作与最新的IRFM之间的温度比较表明，较冷恒星的差异明显小于先前对温度低于5000 K的恒星的研究，并且分布更均匀。我们使用新的行列表来重新推导一些拥有行星的较冷恒星的参数。最后，我们提出了新的温度对[Cr I/Cr II]和[Ti I/Ti II]丰度比的影响，以前表现出系统的趋势与温度。
2013-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Terzan 5 puzzle: discovery of a third, metal-poor component
我们报告了在Terzan 5中发现的3颗贫金属巨星，Terzan 5是银河系隆起中的一个复杂恒星系统，已知有两个人口[Fe/H]=-0.25和+0.3。对于这3颗恒星，我们给出了在Keck II用NIRSPEC获得的新的阶梯光谱，证实了它们的径向速度成员资格，并提供了平均[Fe/H]=-0.79 dex铁丰度和[alpha/Fe]=+0.36 dex增强。这个新的人口扩展了金属丰度范围的Terzan~5 0.5德克斯更多的金属贫，它的属性与从核心坍塌超新星污染的气体形成一致。
2013-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Iron-peak elements Sc, V, Mn, Cu and Zn in Galactic bulge globular clusters
球状星团是早期银河系恒星形成和化学富集历史的示踪物。它们的丰度模式有助于了解它们的化学富集过程。特别是，到目前为止，对银河系核球中的铁峰元素的研究相对较少。计算了样本星团的铁峰元素丰度，并与核球场星、厚盘星进行了比较。我们计算了5个球状星团（NGC 6528，NGC 6553，NGC 6522，NGC 6558，HP 1）和参考星团Tuccenda 47（NGC 104）的铁峰元素Sc，V，Mn，Cu和Zn的丰度。多年来，甚大望远镜的UVES摄谱仪获得了高分辨率的光谱。样本球状星团研究跨度金属丰度范围为-1.2<Fe/H]<0.0。V和Sc似乎与Fe同步变化，表明它们与Fe是在同一超新星中产生的。我们发现，锰是缺乏金属贫星，确认它是生产不足的大质量恒星;锰超过铁稳步增加在较高的金属丰度，由于金属丰度依赖富集Ia型超新星。铜的行为作为一个次要元素，表明它的生产在一个弱s过程中的大质量恒星。Zn在低金属丰度时具有类似α的行为，这可以用超新星的核合成来解释。在富金属端，Zn随着金属量的增加而减少，类似于α-元素。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
