We report Zn abundances for 18 very metal-poor stars studied in our previous work, covering the metallicity range -3.2 < [Fe/H] < -2.5. The [Zn/Fe] values of most stars show an increasing trend with decreasing [Fe/H] in this metallicity range, confirming the results found by previous studies. However, the extremely metal-poor star BS 16920-017 ([Fe/H] = -3.2) exhibits a significantly high [Zn/Fe] ratio ([Zn/Fe] = +1.0). Comparison of the chemical abundances of this object with HD 4306, which has similar atmospheric parameters to BS 16920-017, clearly demonstrates a deficiency of alpha elements and neutron-capture elements in this star, along with enhancements of Mn and Ni, as well as Zn. The association with a hypernova explosion that has been proposed to explain the high Zn abundance ratios found in extremely metal-poor stars is a possible explanation, although further studies are required to fully interpret the abundance pattern of this object.
Galactic Archaeology with the Subaru `Ōnohi`ula Prime Focus Spectrograph Strategic Program
Tohoku University（东北大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Notre Dame（圣母大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所（WPI））
Revealing α-Element's Past with Subaru/IRD: Oxygen Abundance of 35 Very Metal-Poor Stars from Near-IR OH lines
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高等研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberg University（海德堡大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）
Chromospheres in Metal-Poor Stars Evidenced from the He I 10830A Line
根据33颗晚型星在宽金属丰度范围内的近红外光谱通过对斯巴鲁望远镜IRCS+ AO 188观测到的He I 10830 A谱线（主要是矮星，部分是巨星）的分析，我们证实了He I 10830 A谱线在几乎所有的厚盘和晕族的中贫到极度贫金属恒星中都有吸收（从[Fe/H]~ -0.5到[Fe/H]~ -3.7），其强度几乎不变，与金属丰度无关。这是一个证据，表明即使对于这样的老恒星，色球活动在基础水平上仍然存在，尽管它们的旋转被认为是减慢的，并且不能维持发电机，这表明某种独立于旋转/磁性的色球加热机制（例如，声加热）。
Improved Ni I log(gf) Values and Abundance Determinations in the Photospheres of the Sun and Metal-poor Star HD 84937
本文报道了371 Ni I谱线在紫外-近红外波段的原子跃迁几率测量结果。从使用傅里叶变换光谱仪和一个新的中阶梯光栅光谱仪记录的数据的分支分数与公布的辐射寿命相结合，以确定这些过渡概率。一般良好的协议，发现在比较以前报道的镍I跃迁概率测量。使用新的阶梯光栅摄谱仪，独立的辐射校准方法，和独立的数据分析程序，使系统误差的减少和整体改善过渡概率的不确定性比以前的测量。新的Ni I数据应用于太阳和贫金属恒星HD 84937的高分辨率可见光和紫外光谱，以获得新的，更准确的Ni丰度。使用覆盖宽范围波长和激发电位的线来搜索非LTE效应。
Sailing to the next safe harbour in our trip to the early Universe: The massive star population of metal-poor galaxies
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺尔德·爱因斯坦天文研究所）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心（西班牙国家科学研究委员会-国家航空航天技术研究所））；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文学中心，天文计算研究所）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外星系研究中心）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理系计算宇宙学研究所）；Departamento de Física Aplicada, Facultad de Ciencias, Universidad de Alicante（阿利坎特大学理学院应用物理系）；Instituto Universitario de Investigación Informática, Universidad de Alicante（阿利坎特大学信息技术研究院）；Armagh Observatory（阿马赫天文台）
Carbon Abundances in Compact Galactic Planetary Nebulae: An Ultraviolet spectroscopic study with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)
我们用哈勃太空望远镜（HST/STIS）上的太空望远镜成像光谱仪测量了一个致密的银河系行星状星云（PNe）样本，以确定它们的气相碳丰度。PNe中的碳丰度限制了它们的渐近巨星分支（AGB）祖先的性质，以及宇宙循环。我们测量了11个紧凑的银河系PNe的碳丰度或其极限，显着增加了银河系PNe的样品，其碳丰度基于HST紫外光谱是可用的。大多数目标的尘埃含量已经在斯皮策光谱学的其他地方进行了研究;考虑到星云的紧凑性质，紫外和红外光谱可以直接比较，以研究气相和尘埃相的碳。我们发现，贫碳（C/O<1）致密的银河系PNE具有富氧尘埃类型（ORD），而碳增强的对应物（C/O>1）具有富碳尘埃（CRD），证实了麦哲伦云PNE中气相和尘埃相碳含量之间的相关性。基于AGB演化的预期最终产量模型，我们解释了本研究中的大多数贫碳PNe是~1.1-1.2 M $_{\odot}$恒星的后代，这些恒星在红巨星分支（RGB）上经历了一些额外的混合，它们经历了AGB阶段，但没有经历碳星阶段。这一群中的大多数PNe具有双极形态，可能是由于太阳下伴星的存在。我们样本中的碳增强PNe可能是1.5-2.5 M $_{\odot}$范围内恒星的后代，这取决于它们原始的金属丰度。
Abundance analysis of three new extremely metal-poor stars, including one CEMP-s star
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris CitC), CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；UPJV, Université de Picardie Jules Verne（亚眠皮卡第儒勒·凡尔纳大学）；Department of Liberal Arts, Tokyo University of Technology（东京工业大学人文学部）；Research Center for the Early Universe, The University of Tokyo（东京大学宇宙早期研究数据中心）；Department of Astronomy, Faculty of Science, Tohoku University（东北大学理学部天文学科）；National Observatory of Japan（日本国立天文台）；Faculty of Science, Hokkaido University（北海道大学理学部）
SIRIUS: Identifying Metal-poor Stars Enriched by a Single Supernova in a Dwarf Galaxy Cosmological Zoom-in Simulation Resolving Individual Massive Stars
