The 10830 He I Absorption Line Among Metal-Poor Subdwarfs
我们获得了23颗贫金属星的He I 10830谱线，其中大部分是金属丰度在[Fe/H] = -2.1到-0.8之间的矮星。这些数据是用凯克2号望远镜上的NIRSPEC摄谱仪获得的。这些次矮星和矮星中的大多数被发现表现出He I吸收线，表明色球的存在。10830吸收轮廓的等效宽度通常小于70 mA，覆盖范围与低活动太阳金属丰度恒星相似。在次矮星中，He I等效宽度与[Fe/H]金属丰度或（B-V）颜色无关。在贫金属矮星中发现了一些不对称轮廓的证据，但不是一些贫金属红巨星所显示的高速蓝移吸收。
2013-02-14 astro-ph.SR
Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
2017-08-22 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
Dipole low-order g mode instability of metal-poor low-mass main-sequence stars due to the $\varepsilon$-mechanism
我们分析了贫金属低质量主序星由于$\varepsilon$ -机制的振动稳定性。由于贫金属恒星的外对流区仅限于最外层，因此对流处理的不确定性不会对结果产生显著影响。我们发现，由于$Z\la 6\times 10^{-4}$的$\varepsilon$ -机制，偶极g $_1$ -和g $_2$ -模式肯定变得不稳定。此外，我们发现随着金属丰度的降低，$\varepsilon$机制不稳定性的质量范围向更高的质量扩展。
2012-02-29 astro-ph.SR
Metal-rich accretion and thermohaline instabilities in exoplanets-host stars: consequences on the light elements abundances
行星系统的早期演化预期取决于不同时期的盘物质吸积到中央恒星上，其中可能包括恒星在主序星上定居后富含金属的物质的吸积。当这种情况发生时，吸积的物质迅速混合在表面对流区，并诱导一个逆平均分子量梯度，不稳定的温盐对流。稀释过量金属的诱导混合也可能对轻元素丰度产生重要影响。我们模拟和分析这一过程，并根据各种可能的吸积方案的结果。我们给一个详细的讨论不同的方式治疗温盐混合，如以前的作者所提出的，我们收敛在一个一致的观点，包括最近的数值模拟。我们展示了如何在恒星中的轻元素的观测可以被用来作为示踪剂，这样的事件。
2011-09-29 astro-ph.SR
NLTE strontium abundance in a sample of extremely metal poor stars and the Sr/Ba ratio in the early Galaxy
重元素在极度贫金属恒星中的丰度对这些元素在第一批恒星中形成的过程提供了强有力的限制。我们试图确定精确的丰度锶在一个均匀的样品中的极端贫金属恒星。通过放弃局域热力学平衡（LTE）假设，将非局域热力学平衡（NLTE）谱线与观测到的谱线拟合，重新测定了54颗非常或极贫金属星的锶丰度。校正后的Sr丰度和以前获得的NLTE Ba丰度进行比较，几个假设的形成过程中的预测较轻的中子捕获元素。我们的NLTE丰度证实了先前确定的低金属丰度恒星中锶丰度的巨大分散。这种分散也被发现（甚至更大）在非常低的金属丰度（即。e.在化学进化的早期）。在极贫金属（EMP）的恒星的Sr丰度是兼容的主要r-过程中涉及的其他过程（或通过变化的r-过程），我们简要讨论。
2011-04-04 astro-ph.SR
OO Dra: an Algol-type binary formed through an extremely helium-poor mass accretion revealed by asteroseismology
基于两分钟的TESS数据，我们分析了主要成分的固有振荡，并确定了七个可信的独立$δ$ Scuti频率（$f_1$，$f_2$，$f_3$，$f_4$，$f_7$，$f_{11}$和$f_{12}$）。计算了单星演化模型和质量吸积模型，再现了$δ$ Scuti频率。拟合结果吻合较好。由星震学方法得到的主星参数为：$M$ = $1.92^{+0.10}_{-0.02}$ $M_{\odot}$，$Z$ = 0.011 $^{+0.006}_{-0.001}$，$R$ = $2.068^{+0.050}_{-0.007}$ $R_{\odot}$，$\log g$ = $4.090^{+0.010}_{-0.002}$，$T_{\rm eff}$ = $8346^{+244}_{-320}$ K，$L$ = $18.65^{+3.31}_{-2.82}$ $L_{\odot}$，与双星模型的动力学参数吻合较好。此外，我们的星震结果表明，OO Dra是另一个大陵五系统，刚刚经历了快速质量转移阶段。单星演化模型的拟合结果表明，该主星是一颗年龄为8.22 $^{+0.12}_{-1.33}$ Myr的贫氦恒星，进一步的质量吸积模型表明，在Case A演化情景下，主星看起来像是一颗由极度贫氦的质量吸积形成的几乎未演化的恒星。
2021-08-06 astro-ph.SR
Extreme Enhancements of r-process Elements in the Cool Metal-Poor Main-Sequence Star SDSS J2357-0052
我们报告发现了一个冷的贫金属，主序星表现出大量过剩的r-过程元素。这颗恒星是两颗新发现的冷次矮星（有效温度为5000 K）之一，金属丰度极低（[Fe/H]<-3），由斯隆数字巡天的贫金属候选者的后续高分辨率光谱确定。SDSS J2357-0052的[Fe/H]=-3.4和[Eu/Fe]=+1.9，并显示出重中子俘获元素的定标太阳r过程丰度模式。这是第一颗贫金属的主序星，表现出大量的r过程元素;之前所有的大型r过程增强现象都与贫金属巨星有关。在迄今发现的r过程增强星中，该天体的金属丰度最低，Eu过剩值（[Eu/Fe]）最高。我们认为可能的情况下，占这样的恒星的检测，并讨论技术，使类似的恒星在未来的搜索。
2010-10-03 astro-ph.SR
Near-surface stellar magneto-convection: simulations for the Sun and a metal-poor solar analog
我们提出了2D本地框模拟近地表辐射磁对流与规定的磁通量，进行了MHD版本的CO 5 BOLD代码的太阳和类太阳恒星的金属贫化学成分（金属丰度减少了100倍，[M/H]=-2）。所得到的磁流体动力学模型可用于研究金属丰度对磁化恒星大气性质的影响。初步分析表明，水平磁场分量往往是显着更强的光学薄层的金属贫乏的恒星大气。
2009-02-16 astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar SNe Ia Strongly Prefer Metal-Poor Environments
我们讨论了一种新的趋势，即超克拉塞卡Ia型超新星（SCSNe）的祖质量估计显着超过1.4 M_sun往往在贫金属环境中爆炸。虽然Taubenberger et al. 2011注意到一些SCSNe宿主星系相对缺乏金属，但我们定量地关注它们在宿主星系中的位置，指出在四分之三的情况下，SCSNe爆炸发生在其宿主星系盘的外缘。因此，它们的祖先很可能具有比宿主中心区域的金属丰度低得多的金属丰度。在两个案例中（SN 2003 fg和SN 2009 dc），爆炸地点在宿主光的99%之外，而在一个案例中（SN 2006 gz），宿主的径向金属丰度斜率表明爆炸地点位于贫金属区域。第四种情况（SN 2007 if）具有光谱测量的最低SN Ia宿主金属丰度（Childress等人，2011年）。也许可以通过一些特定于这种情况的祖先场景来解释这些异常明亮的事件中的每一个，但是一个更简单和直接的结论是将控制因素归因于它们唯一共同的物理方面-贫金属环境。
2011-07-08 astro-ph.SR
Testing Metal Poor Stellar Models and Isochrones with HST Parallaxes of Metal Poor Stars
利用哈勃空间望远镜（HST）精密制导传感器的观测数据，获得了8颗贫金属（[Fe/H] < -1.4）星的视差图。这些恒星的视差由修正后的依巴谷还原法确定，平均精度为17%，而我们新的HST视差平均精度为1%，每个视差的误差范围从85到144微弧秒。这些视差数据与HST ACS测光在F606 W和F814 W滤波器中相结合，以获得恒星的绝对星等，精度为0.02至0.03等。其中6颗恒星位于主序星上（-2.7 < [Fe/H] < -1.8），适合于检验贫金属恒星演化模型和确定到贫金属球状星团的距离。使用O 'Malley等人（2017）获得的丰度，我们发现使用Vandenberg & Clem（2003）颜色变换的标准恒星模型可以合理地匹配五颗主序星，HD 54639（[Fe/H] = -2.5）在颜色-星等图中的位置异常。恒星模型和等时线是使用蒙特卡罗分析生成的，以考虑模型中的不确定性。用拟合视差星的等时线测定了9个球状星团（-2.4 <= [Fe/H] <=-1.9 $）的距离和年龄。将所有9个星团的年龄平均，得出最古老、最贫金属的球状星团的绝对年龄为12.7+/- 1.0 Gyr，其中引用的不确定性考虑了恒星模型和等时线中已知的不确定性，以及星团距离和变红的不确定性。
2017-02-02 astro-ph.SR
Extremely Metal-Poor Star Candidates in the SDSS
对于贫金属恒星的样本（-3.3< [Fe/H] <-2.2），我们利用斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱测量了Ca II K、Mg I b和近红外（NIR）Ca II三线态的等效宽度（EW），从（g-z）0颜色计算了有效温度，通过拟合恒星等时线推导出恒星表面重力，并根据上述量确定金属丰度。因此，从Ca II K线获得的金属丰度与高分辨率光谱测定的结果比SDSS数据发布7（DR 7）中给出的值更吻合。来自Mg I b线的金属丰度有一个大的分散体，由于大的测量误差，而那些推导出的Ca II三线态线是太高，由于两个非局部的化学平衡（NLTE）的影响和测量误差。还提供了针对Mg I b线和Ca II三线态线的NLTE效应校正后的丰度。利用这种方法，我们从166颗贫金属恒星候选者中识别出了6颗[Fe/H] <-4.0的超贫金属恒星候选者。其中之一，SDSS J102915+172927，最近被证实是一颗超贫金属（[Fe/H] < -4.0）恒星，具有有史以来测量到的最低金属量。因此，对我们样本中其他五颗超贫金属恒星的后续高分辨率光谱学研究将引起极大的兴趣。
2012-11-06 astro-ph.SR
Explaining the Sr and Ba Scatter in Extremely Metal-Poor Stars
对贫金属恒星中Sr和Ba丰度的计算表明，[Sr/Ba]在[Fe/H] $<$ -3.6处有一个明显的截止值，[Fe/H] $>$-3.6处有较大的波动，并有一个明显的上限，取决于金属丰度。我们研究了对数比[Sr/Ba]上限的因素。一个模型的开发，其中II型超新星的崩溃被发现重现数据中看到的许多功能。该模型与贫金属星轻元素富集的星系化学演化约束相一致。在爆炸现场的湍流的影响也进行了模拟，并被发现是重要的解释中观察到的[Sr/Ba]数据的大散射。
2013-02-26 astro-ph.SR
[O/Fe] Estimates for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from Near-IR Spectroscopy
我们报告的氧丰度确定从中等分辨率近红外光谱的样本的57个碳增强贫金属（CEMP）从汉堡/ESO调查的明星。我们的大多数程序恒星的氧铁比在+0.5 < [O/Fe]<+2.0的范围内。该样本的[O/Fe]值与已知CEMP恒星的高分辨率估计值以及一组碳正常贫金属恒星的高分辨率估计值进行了统计比较。碳，氮，氧丰度模式的子样本，这些恒星相比，在最近的文献中产生非常贫金属渐近巨分支丰度的预测。我们发现，我们的大多数样品表现出的模式是一致的，与以前研究的CEMP星具有s-过程元素增强，因此很可能被污染的碳和氧增强的材料从金属贫渐近巨分支同伴。
2011-01-12 astro-ph.SR
Identification of metal-poor stars using the artificial neural network
场星中贫金属星的识别对于研究银河系和外部星系的结构和演化是非常有用的。我们使用人工神经网络（ANN）搜索贫金属星，并扩展其用途，以确定绝对星等。我们建立了一个包含167个中等分辨率恒星光谱（R ~ 1200）的光谱库，涵盖恒星温度范围为4200 ~ 8000 K，log g范围为0.5 ~ 5.0，[Fe/H]范围为-3.0 ~+0.3 dex。该经验光谱库用于训练ANN，在[Fe/H]、200 K温度和log g中产生0.3 dex的精度。我们发现，近太阳金属丰度星和贫金属星的独立校准减少了Teff和log g的误差近2倍。我们计算了大量的场星和候选贫金属星的T_eff，log g和[Fe/H]的一致尺度。我们将这种方法的应用扩展到使用具有良好估计的视差的邻近恒星来校准绝对星等。通过分别训练冷星、暖星和贫金属星的人工神经网络，可以获得更好的M_V标定精度。目前M_V刻度的精度为± 0.3等。本文提出的M_V定标方法与红化无关，因此可以作为研究星系结构的有力工具。
2013-07-24 astro-ph.SR
Accretion Phase of Star Formation in Clouds with Different Metallicities
本文研究了在0 \le Z-\le Z_ \odot范围内不同金属丰度的云中恒星形成的主要吸积阶段，并求解了原恒星半径。从近平衡态的星前云出发，计算了第一颗原恒星形成后直到\sim 100年的云演化。恒星形成过程在低金属丰度（Z \le 10^-4 Z_ \odot）和高金属丰度（Z > 10^-4 Z_ \odot）的云之间有很大的不同。碎片化经常发生，许多原恒星在低金属含量的云中没有形成稳定的星周盘。在这些星云中，虽然原恒星相互作用，有些被从星云中心弹射出来，但许多仍是一个小的星团。相比之下，高金属丰度的云产生一个由一个几乎稳定的旋转支持盘包围的原恒星。在这些星云中，虽然星盘偶尔会发生碎裂，但碎片会向内迁移，最后落在中央的原恒星上。云演化的差异是由于不同的热演化和质量吸积速率。云的热演化决定了第一核的产生和寿命。第一个核心的发展之前，原恒星形成的高金属丰度云，而没有（明显的）第一个核心出现在低金属丰度云。第一个核心演化成一个螺旋形的拱星盘，有效地向外传递角动量，抑制了频繁的碎裂。在金属丰度较低的云中，较高的质量吸积率在很短的时间内增加了盘的表面密度，使盘对自引力不稳定，并引起剧烈的碎裂。
2015-02-06 astro-ph.SR
Vibrational Instability of Metal-Poor Low-Mass Main-Sequence Stars
我们发现，由于pp链的$\varepsilon$机制，在贫金属低质量恒星中，低阶g模变得不稳定。由于这些恒星的外对流区仅限于最外层，因此对流处理的不确定性不会对结果产生显著影响。金属丰度的降低导致恒星不透明度的降低，从而增加恒星的光度。这使得恒星变得致密，导致密度差减小，这有利于$\varepsilon$机制的不稳定性。我们还发现了对流阻塞机制对贫金属低质量恒星高阶g模的不稳定性。由于贫金属星的有效温度和光度明显高于Pop I星，因此表现出$γ$ Dor型脉动的恒星质量要比Pop I星小得多。我们证明，这些模式是不稳定的约$1\,M_\odot$星的金属贫乏的情况下。
2012-02-23 astro-ph.SR
Masses and ages for metal-poor stars: a pilot program combining asteroseismology and high-resolution spectroscopic follow-up of RAVE halo stars
贫金属晕星是我们银河系中最古老的天体之一。具有年龄测定和详细化学成分测量的晕星样品为限制第一代恒星的性质和贫金属区的核合成提供了关键信息。年龄的估计是非常不确定的，只有少数贫金属的恒星。在这里，我们提出了一个试点计划的第一个结果，旨在获得精确的质量，年龄和化学丰度的贫金属晕巨星使用asteroseismology和高分辨率光谱。我们获得了由K2卫星观测到的四颗贫金属RAVE星的高分辨率UVES光谱。从K2光变曲线获得的地震数据有助于改善光谱温度、金属丰度和个别化学丰度。使用代码PARAM推导质量和年龄，研究不同假设的影响（例如质量损失，[alpha/Fe]-增强）。使用Gaia DR 2数据计算轨道。{The恒星被发现是“正常的”贫金属晕星（即非C增强型），具有典型的老恒星的丰度模式（即α和Eu增强型），质量在0.80-1.0 M太阳范围内。推断的模型依赖的恒星年龄范围为7.4至13.0 Gyr，不确定度约为30%-35%。我们还利用开普勒的APOGEE巡天地震数据和一组M4星的数据，修正了贫金属星的质量和年龄。{The目前的工作表明，星震学和高分辨率光谱学相结合，可提供贫金属区的精确年龄。在目前的工作中分析的大多数恒星（覆盖[Fe/H] ~ -0.8到-2 dex的金属丰度范围），非常古老>9 Gyr（19颗恒星中的14颗），并且所有的恒星都大于5 Gyr（在68百分位的置信水平…
2019-05-28 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
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
How important are metal-poor AGB stars as cosmic dust producers?
富氧AGB星的尘埃形成效率（理论上）应该取决于金属丰度，因为它们并不生产自己的尘埃生产原料。贫金属的碳星可能也不是非常有效的尘埃制造者，因为在它们的大气中形成的颗粒会受到更多的辐射加热。我们刚刚证实，在贫金属碳星的模拟中，低效率的尘埃和风的形成是一种真实的物理效应，尽管在我们模拟的范围内。从表面上看，这意味着由低金属丰度AGB星提供的尘埃量显然是有限的。因此，人们也可能会问，与最近对宇宙尘埃的观测相比，AGB星一般能做出多大的贡献，这表明其他来源的主要贡献？
2015-05-18 astro-ph.SR
The Early Generations of Rotating Massive Stars and the Origin of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
对早已死亡的早期大质量恒星的研究是至关重要的，以便获得宇宙化学演化的完整图像，从而获得元素的起源。这些恒星的性质可以通过研究我们银河系中观测到的低质量贫金属恒星的起源来间接推断，其中一些恒星几乎和宇宙一样古老。特殊的贫铁碳增强贫金属（CEMP）恒星，其确切的起源仍有争议，被认为是由只有一个或很少几个以前的大质量恒星喷出的物质形成的。本论文的主要目的是探索早期大质量恒星的物理和核合成。它是通过结合恒星演化建模，包括旋转和充分的核合成与CEMP星的观测。
2019-01-30 astro-ph.SR
Four-hundred Very Metal-poor Stars studied with LAMOST and Subaru. I. Survey Design, Follow-up Program, and Binary Frequency
贫金属恒星的化学丰度对第一代恒星的核合成和银河系的早期化学演化提供了重要的限制。我们已经获得了高分辨率的光谱与斯巴鲁望远镜的候选人非常贫金属的恒星进行了大规模调查银河系恒星的LAMOST。在这一系列的论文中，我们报告了大约400颗贫金属恒星的元素丰度，并讨论了通过结合本研究中测量的径向速度和最近用盖亚获得的天体测量获得的样本的运动学。本文概述了我们的调查和后续计划，并报告了整个样品的径向速度。我们确定7双线光谱双星从我们的高分辨率光谱，其中径向速度的组件报告。我们讨论了这样的相对短周期的双星在非常低的金属丰度的频率。
2022-03-22 astro-ph.SR
Formation of the Abundance Boundaries of the Heavier Neutron-capture Elements in Metal-poor Stars
贫金属恒星中重r过程元素（Z > 56）相对于Fe（[r/Fe]）的丰度分布保留了恒星形成历史的极好信息，并为了解银河系化学富集的各种情况提供了重要的见解。在这方面，[r/Fe]的上、下界可以为研究恒星形成历史和早期银河系化学演化的极端情况提供有用的线索。本文研究了气云[r/Fe]上下边界的形成。我们发现，对于贫金属星形成的云，[r/Fe]上限的形成主要是由于单一的主r过程事件的污染。对于贫金属恒星形成的云，[r/Fe]下限的形成主要是由于单一SN II事件的污染。
2018-05-10 astro-ph.SR
TOPoS V: Abundance ratios in a sample of very metal-poor turn-off stars
极贫金属的恒星是了解银河系早期演化的关键。欧洲南方天文台的大型计划TOPoS是专门用来分析一组新的贫金属关闭恒星的，而大多数以前已知的极贫金属恒星都是巨星。在ESO VLT Unit Telescope 2的X-Shooter摄谱仪上观测到了65颗关闭恒星（从SDSS光谱中预选），以获得镁，硅，钙，铁，锶和钡的准确和详细的丰度。我们分析了ESO X-Shooter摄谱仪获得的中等分辨率光谱（R ~ 10 000），并使用标准一维局部热力学平衡（1D LTE）模型大气计算了几种α和中子捕获元素的丰度。我们的结果证实了在贫金属关闭星中观察到的超太阳[Mg/Fe]和[Ca/Fe]比。我们发现[alpha/Fe]比值的显着分布，有几颗恒星显示出太阳下的[Ca/Fe]比值。我们可以测量样本中12颗恒星的锶丰度，从而得出太阳值附近的丰度比[Sr/Fe]。我们在两颗恒星的样本中检测到钡。其中一颗恒星（SDSS J114424-004658）显示出非常高的[Ba/Fe]和[Sr/Fe]丰度比（>1 dex）。
2018-10-31 astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. III. New Extremely and Ultra Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE and Insights on the Formation of Ultra Metal-Poor Stars
我们报道了从SDSS/SEGUE巡天中选出的一颗极贫金属星（EMP; [Fe/H]<-3）和一颗超贫金属星（UMP; [Fe/H]<-4）的发现。这些恒星根据其中等分辨率（R~ 2，000）光谱被确定为EMP候选者，并使用麦哲伦-克莱望远镜进行高分辨率（R~ 35，000）光谱跟踪。它们的化学丰度与具有类似金属丰度的恒星的化学丰度具有良好的一致性。我们还提供了新的见解UMP星的形成，比较与一套新的理论模型的超新星核合成的基础上。这些模型与文献中发现的20颗UMP星以及一颗[Fe/H]=-4.34的计划星（SDSS J1204+1201）相匹配。通过拟合它们的丰度，我们发现，对于测量了碳和氮的恒星来说，超新星的祖先的质量在20.5 M太阳到28 M太阳之间，爆炸能量在0.3到0.9 × 10^51尔格之间。这些结果对碳和氮丰度测定高度敏感，这是未来高分辨率后续UMP候选的主要驱动力之一。此外，我们能够再现不同的CNO丰度模式中发现的UMP星与一个单一的祖类型，通过改变其质量和爆炸能量。
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal accretion onto white dwarfs caused by Poynting-Robertson drag on their debris disks
最近在十几颗富含金属的白矮星（WD）周围发现了致密（尺寸为$<R_\odot$）的碎片盘，这表明这些恒星的金属污染可能是由来自盘的高Z物质的吸积造成的。但是，负责有效地从颗粒盘到WD大气的质量转移的机制尚未确定。在这里，我们证明了WD的辐射可以有效地驱动吸积的物质通过磁盘的升华半径（位于几十WD半径），在那里粒子蒸发，饲料盘的金属气体吸积到WD。我们发现，与以前的一些索赔，坡印廷罗伯逊（PR）阻力的碎片盘是有效的，在提供金属吸积率$\dot M_{PR}\sim 10^8$ g/s和更高，缩放二次WD有效温度。我们比较我们的结果与观测结果表明，正如预期的那样，没有WD托管颗粒碎片磁盘显示的证据，金属吸积率低于PR阻力。WD吸积金属的速率显着高于$\dot M_{PR}$的存在表明，除了PR阻力驱动吸积的高Z元素在这些系统中的另一种机制。
2011-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-Shooter GTO: evidence for a population of extremely metal-poor, alpha-poor stars
贫金属恒星是第一代恒星的直接后代。它们携带着原始宇宙在大爆炸后不久形成时的化学特征。我们的目标是从观测到的光谱中获取有关极贫金属恒星的信息。从斯隆数字巡天（SDSS）中选择了四颗极贫金属的恒星，并在X-Shooter的保证观测时间内进行了观测。使用基于传统分析方法的自动代码MyGIsFOS分析X-Shooter光谱。它利用一个合成网格计算从一维，平面平行，流体静力学模型大气。来自SDSS光谱的低金属丰度在这里得到证实。发现了两种类型的恒星，其中两颗恒星被证实是极度贫金属的，没有证据表明碳元素有任何增加。另外两颗恒星的碳含量大大增加。我们无法推导出其中一个的铁丰度，而[Ca/H]低于-4.5。其中两颗恒星是罕见的极贫金属恒星，阿尔法元素含量低。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of carbon and oxygen abundances on the metal-poor initial mass function
恒星形成模型预测，贫金属的初始质量函数（IMF）可能与富金属的银河系中观察到的有很大不同。这种转变的发生是因为贫金属气体云由于其金属和尘埃的丰度较低而冷却效率低下。然而，到目前为止，对贫金属IMF的预测依赖于太阳尺度丰度的假设，即[X/O] = 0 [O/H]。现在有越来越多的证据表明，在ISM中占主导地位的金属线冷却的元素，如C和O，在低金属丰度下不会遵循太阳尺度。在这项工作中，我们扩展的模型，预测的特征（或峰值）IMF质量的变化作为金属丰度的函数，使用[C/O]比来自金属贫乏的银河系恒星和H II地区的矮星系的观测。这些数据显示在亚太阳[O/H]下[C/O] < 0，这导致在金属丰度范围内的显著不同的贫金属IMF，其中C I和C II冷却主导ISM热力学，导致特征质量增加高达7倍。这种差异的一个重要后果是，从顶部到底部重IMF的过渡位置在金属丰度上向上移动了0.5 $-$ 1 dex。我们的研究结果表明，IMF对贫金属系统中太阳尺度ISM成分的假设非常敏感（例如，矮星系、星系晕和贫金属恒星）是JWST的重点。
2022-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Power Accretion in Massive Binary Systems and the Impact of Metallicity
本研究模拟双星系统中大质量恒星爆发时伴星的吸积过程，发现吸积率影响恒星温度与膨胀，且高金属丰度恒星在相同条件下光度变化更大，挑战了传统预期。
2025-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
New ultra metal-poor stars from SDSS: follow-up GTC medium-resolution spectroscopy
上下文银河系中形成的第一代恒星在星际介质中留下了核合成的化学特征，今天在后来形成的低质量恒星的大气中可以看到。对低质量恒星的化学成分进行取样，可以深入了解第一批恒星。目标。我们的目标是增加具有极低金属丰度的恒星的样本，从具有中等光谱分辨率和信噪比（S/N）的光谱中识别超贫金属恒星。实现这一目标需要从这些光谱中得出可靠的金属丰度和碳丰度。方法.我们对从SDSS光谱中选择的微弱的、V>19的、贫金属的候选者进行了后续观测，并在GTC用OSIRIS进行了观测。SDSS和后续的OSIRIS光谱进行了分析，使用FERRE代码，以获得有效的温度，表面重力，金属丰度和碳丰度。此外，我们的样本中还包括一颗著名的极贫金属恒星，以校准分析方法。结果我们已经观察和分析了五个贫金属候选人从中等质量的SDSS光谱。我们样本中的所有恒星都被证实是极贫金属的恒星，[Fe/H]<-3.3。我们发现了J173403+644632，一颗碳增强的超贫金属矮星，[Fe/H]=-4.3，[C/Fe]=+3.1。
2017-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundances of Two Very Metal-Poor Stars in Dwarf Galaxies
在矮球状星系（dSphs）中，大多数贫金属的恒星可以显示出一个或几个超新星的核合成模式。这些超新星的金属丰度可能为零，使得贫金属的dSph星成为与第三星族恒星最接近的幸存恒星。贫金属dSph星也有助于揭示银河系晕的形成机制。我们提出了详细的丰度从凯克/HIRES光谱两个非常贫金属的恒星在两个银河系dSphs。其中一颗在玉夫座dSph中的恒星的[Fe I/H] =-2.40。另一颗恒星位于小熊座dSph，[Fe I/H] =-3.16。这两颗恒星都落在以前发现的低金属量，高[α/Fe]高原。在这两个dSphs中，大多数贫金属恒星的丰度比与贫金属晕星基本一致。然而，钠和一些r-过程元素的丰度位于类似金属丰度的内晕星所定义的包络线的下端。我们提出超新星产额的金属丰度依赖性是原因。低质量dSphs中最早的超新星比大质量晕祖星中最早的超新星有更少的气体污染。结果表明，在-3 < [Fe/H] < -2的dSph星样品的超新星[Fe/H] <<-3，而在相同金属丰度范围的晕星样品的超新星[Fe/H] ~-3。因此，[Na/Fe]和[r/Fe]的增强被推迟到更高的金属丰度dSphs比内晕的祖先。
2012-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Increases to Inferred Rates of Planetesimal Accretion Due to Thermohaline Mixing in Metal Accreting White Dwarfs
许多孤立的、古老的白矮星（WD）在它们的光球中显示出令人惊讶的金属证据。考虑到重力沉积的时间尺度是天文学上的短，这被认为是正在进行的吸积的证据，很可能是潮汐破坏的星子。这种吸积率，$\dot M_{\rm acc}$，是重要的约束，这个过程的大多数建模依赖于假设之间的平衡扩散沉积和金属吸积提供给WD的表面对流信封。早期的工作的交易和合作者的基础上，我们表明，高$\dot M_{\rm acc}$模型，只有扩散沉积是不稳定的热盐混合和模型，占增强混合的活动热盐不稳定性需要更大的吸积率，有时达到$\dot M_{\rm acc} \approx 10^{13} \, \rm g \, s^{-1}$解释观察到的钙丰度。我们提出了网格的MESA模型，包括扩散和温盐混合的结果。这些结果表明，这两种机制是必不可少的了解金属污染的范围内的污染WD与氢气氛。活跃的热盐混合的另一个结果是，观察到的金属丰度比是相同的吸积材料。
2018-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evaluating Classifications of Extremely Metal-poor Candidates Selected from Gaia XP Spectra
Monash University（莫纳什大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）
利用Gaia XP光谱识别极端金属贫乏恒星，发现新恒星并验证分类方法的有效性。
2026-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Survey IV: Approaching the Galactic metallicity floor with the discovery of an ultra metal-poor star
早期宇宙呈现出一种几乎没有重元素的恒星形成环境。因此，金属丰度最低的恒星提供了一个了解银河系早期阶段的独特窗口，但非常罕见，很难找到。在这里，我们介绍了一个超贫金属星，Pristine_221.8781+9.7844，使用窄带Ca H&K测光从原始调查。后续的中分辨率和高分辨率光谱证实了Pristine_221.8781+9.7844的超贫金属性质（[Fe/H] = -4.66 +/- 0.13，在1D LTE中），α元素相对于Fe增加了0.3-0.4 dex，并且碳丰度异常低。我们得出的上限为A（C）= 5.6，远低于典型的A（C）值为这样的超贫金属恒星。这使得Pristine_221.8781+9.7844成为最贫金属的恒星之一;事实上，它与已知最贫金属的恒星（SDSS J102915+172927）非常相似。一类碳丰度较低的超贫金属恒星的存在表明，在早期宇宙中一定有几个形成通道，通过这些通道形成了长寿的低质量恒星。
2018-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The COMBS survey I: Chemical Origins of Metal-Poor Stars in the Galactic Bulge
化学和运动学研究可以确定银河系中恒星星族的起源。凸起的金属丰度分布函数表明，它包括多个种群，其中更贫金属的一端是特别少的了解。目前尚不清楚贫金属核球星（[Fe/H] $<$ -1 dex）是否是最内侧区域恒星晕的一部分，或者是一个独特的核球星群，或者是两者的组合。宇宙学模拟还表明，贫金属核球星可能是银河系中最古老的恒星。在这项研究中，我们成功地利用SkyMapper测光选择了贫金属的核球星。利用R $\sim$ 47，000 VLT/UVES光谱测定了26颗恒星的恒星参数和22种元素的丰度，并将它们的元素性质与银河系其他恒星星族进行了对比。我们发现，我们得到的元素丰度为我们的贫金属球型恒星有更低的整体散射比通常发现的晕。这表明这些恒星可能是局限在核球中的一个独特的群体。如果这些恒星是晕最内部分布的一部分，这表明晕在小银河半径处比在大半径处更化学均匀。我们还发现了两颗恒星，其化学成分与第二代球状星团恒星一致。本文是贫金属凸出星化学起源（COMBS）调查的第一部分，该调查将对贫金属凸出星群进行化学动力学表征。
2019-07-03 astro-ph.GA 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
Blocking metal accretion onto population III stars by stellar wind
$\lesssim 0.8 M_{\odot}$的低质量星族III（PopIII）恒星可以存活到现在。在我们的银河系中没有发现低质量的PopIII恒星，这已经对PopIII恒星的初始质量函数（IMF）提出了严格的限制，这表明PopIII恒星具有头重脚轻的IMF。另一方面，有些人认为缺乏这样的恒星是由于来自星际介质（ISM）的重元素吸积而使其表面的金属富集。我们调查的恒星风的金属吸积到低质量的PopIII恒星的影响，因为吸积到太阳的本地ISM被阻止的太阳风，即使是中性的。低质量PopIII恒星的恒星风和辐射是基于包括太阳在内的附近低质量恒星系统的知识建模的。我们发现，低质量的PopIII恒星穿越银河系形成恒星磁层在他们的大部分生活。一旦磁层形成，大多数中性星际粒子在到达恒星表面之前被光电离，并被风吹走。特别是铁的吸积丰度与Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积相比将减少$< 10^{-12}$倍。金属的吸积只能使铁的丰度[Fe/H]提高到$\sim -14$。这表明，低质量的PopIII恒星仍然是原始的，将被发现作为无金属的恒星，并进一步寻找他们是有价值的，以限制IMF的PopIII恒星。
2017-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
200,000 Candidate Very Metal-poor Stars in Gaia DR3 XP Spectra
本研究利用XGBoost分类算法处理Gaia DR3的XP光谱，识别出约20万颗极贫金属星候选体，样本规模较以往提升约一个数量级且纯度相当或更优，已公开相关星表助力银河系演化研究。
2024-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Walking along Cosmic History: Metal-poor Massive Stars
在宇宙历史中，多代大质量恒星的生存和死亡，使宿主星系充满电离光子、动能、新鲜物质和恒星大小的黑洞。目前，小麦哲伦星云（SMC）中的大质量恒星是早期宇宙中低金属量天体的模板。然而，最近的结果突出了大质量恒星的演化，死亡和反馈的重要差异，这些恒星的金属含量较低，更好地匹配了以前宇宙时代的极低金属含量。本文提出了取代SMC标准与一个新的金属量阶梯非常贫金属星系，并提供了一个简要概述的技术设施需要实现这一目标。
2019-03-12 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
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
Observational nuclear astrophysics: neutron-capture element abundances in old, metal-poor stars
贫金属恒星的化学丰度提供了大量关于单个核合成过程的信息，这些过程产生了观测到的元素，以及自第一批恒星形成以来星系化学富集的整个过程。本文综述了贫金属星中中子俘获元素（Z > 38）的丰度模式，以及我们目前对它们早期产生的条件和地点的理解。我们还回顾了这些不同的过程中，随着时间的推移，这些元素在星系内的积累的相对贡献，并概述了悬而未决的问题和不确定性，复杂的解释在贫金属恒星中观察到的丰度模式。预计未来对大量贫金属恒星样本的观测将有助于区分不同的中子捕获元素生产地点，并更好地追踪星系的化学演化。
2013-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of the Most Metal-poor Stars in the Bulge and the z > 10 Universe
银河系中的贫金属恒星是第一批恒星和第一批星系时代的局部遗迹。然而，低金属丰度并不能证明一颗恒星是在这个古老的时代形成的，因为贫金属恒星在不同的环境中形成了一系列的红移。银河系形成的理论模型表明，在恒定的金属丰度下，最古老的恒星是那些在最紧密的轨道上最靠近银河系中心的恒星。由于这个原因，银河系凸出部分中最缺乏金属的恒星为高红移宇宙的化学性质提供了极好的示踪剂。我们报道了核球中三颗含[Fe/H] $\lesssim-2.7$的恒星的动力学和详细的化学丰度，其中两颗是核球中最贫金属的恒星。我们发现，除了钪，所有三颗恒星遵循以前确定的贫金属晕星的丰度趋势。这三颗恒星的[Sc II/Fe]丰度是银河系中$α$增强巨星中最低的。此外，这三颗恒星都是在贫金属晕星中观察到的紧密[Sc II/Fe]-[Ti II/Fe]关系中的异常值。理论模型预测，至少有30%的机会，这些恒星中的一个形成在$z\gtrsim15$，而有70%的机会，至少有一个形成在$10 \lesssim z \lesssim 15$。这些观测结果意味着，到了$z\sim10$，银河系的祖先星系都达到了[Fe/H] $\sim-3.0$，并建立了在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。
2015-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-Metallicity Star Formation : Prestellar Collapse and Protostellar Accretion in the Spherical Symmetry
通过流体力学计算，结合详细的化学和辐射过程，研究了不同金属丰度的致密核的坍缩。为此，我们构建了一个简单的化学网络与15个化学物种之间的非平衡反应，它再现了丰富的重要分子冷却剂的更详细的网络非常好。这种演化一直持续到中心形成一个流体静力原恒星。在金属丰度较低的气体云中，由于冷却效率较低，坍缩过程中的温度仍然很高。利用中心的温度演化作为密度的函数，我们讨论了在尘埃冷却阶段碎裂的可能性。假设云核在这一阶段开始时有适度的伸长，则碎裂的临界金属丰度为10^{-5}Z_sun。从密度和速度分布在原恒星形成的时候，我们评估在随后的吸积阶段的质量吸积率。利用这些吸积率，我们还计算了在吸积流稳定的假设下原恒星的演化。最后，我们讨论了可能的抑制碎片加热的环境气体的原恒星辐射，这被认为是重要的当代恒星形成。我们认为对于<10^{-2}Zsun，它是可以忽略的。
2010-08-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
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。
2009-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
New Lithium Measurements in Metal-Poor Stars
利用麦克唐纳天文台2.1米和2.7米望远镜获得的高分辨率和高信噪比光谱，我们提供了37颗贫金属星的λ *6708 Li 1测量结果，其中大多数缺乏研究或以前没有测量结果。典型的谱线强度和丰度的不确定性，通过我们的数据和与以前的测量结果的比较，证实了斯皮特高原的薄，分别为<=4 mAng和<=0.07-0.10 dex。两个罕见的中度贫金属太阳Teff矮星，HIP 36491和40613，与显着耗尽，但仍然可检测到的锂被确定;未来的轻元素测定在更严重depeled HIP 40613可能会提供限制锂耗尽机制在这颗星上发挥作用。我们注意到两颗中度贫金属和轻微演化的恒星HIP 105888和G265-39，它们似乎是低锂中度贫金属亚巨星HD 201889的类似物。对G 265-39的初步丰度分析没有发现任何异常，表明低Li含量与AGB质量转移或深度混合和p-捕获有关。我们还在HIP 4754中检测到线加倍，迄今为止被分类为SB 1。
2012-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Field Cosmology with Metal-Poor Stars
星系晕和卫星矮星系中最古老、最贫金属的恒星为探索宇宙中最早恒星形成环境的化学和物理条件提供了机会。我们审查恒星考古学和矮星系考古学的领域，通过研究极端贫金属恒星中各种元素的化学丰度测量。对富碳和碳正常晕星群体的关注说明了这些如何提供对负责第一次金属富集事件的第III族恒星祖先的洞察。我们将讨论扩展到近场宇宙学，它关注的是第一批恒星和星系的形成，以及如何使用贫金属恒星来约束这些过程。高红移气体云的补充丰度测量进一步帮助建立宇宙的早期化学演化。这些数据似乎与最早时期恒星形成的两个不同通道的存在相一致。
2015-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae Stars, Metal-Poor Stars, and the Galaxy
这本在线书籍包含了2011年1月在加利福尼亚州帕萨迪纳的卡内基天文台举行的关于“RR天琴座星、贫金属星和银河系”的会议记录。科学会议的目的是为了纪念我们的同事乔治·W·布什80周年。普雷斯顿三世。这本书是卡内基天文台天体物理学系列的第五卷。除了每篇arXiv文章的链接外，我还提供了免费下载整卷文章的链接。
2011-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of 9Be through alpha-fusion reaction of metal-poor cosmic ray and stellar flare
对贫金属恒星的光谱观测表明，6Li丰度可能比标准大爆炸核合成模型预测的原始丰度大得多。贫金属恒星产生6Li的可能机制包括银河系前和宇宙学宇宙线（CR）核合成和耀斑加速核素核合成。我们研究了在星系前结构、星系际介质和恒星表面，由CR或耀斑加速的3，4 He到6 He和6，7 Li的两步α聚变反应产生9 Be。我们求解了CR或耀斑粒子的转移方程，并考虑到6 He和6，7 Li通过与α粒子聚变而成为9 Be的几率，计算了6 He，6，7 Li和9 Be的核产额。收益率，即，9 Be/6Li，然后计算CR和耀斑核合成模型。我们认为，在贫金属星的9 Be的未来观测可能会发现来自贫金属CR或耀斑活动的增强丰度。
2013-03-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
Supermassive Star Formation via Super Competitive Accretion in Slightly Metal-enriched Clouds
质量为$\gtrsim 10^{5}~M_{\odot}$的直接坍缩黑洞（DCBH）的形成是研究高红移超大质量黑洞起源的一个有希望的方案。通常认为，DCBH只能在原始气体中形成，因为金属富集增强了冷却能力，并导致破碎成更小的碎片。然而，在这样的环境中实际发生了什么，还没有详细探讨。在这里，我们研究的金属富集的云的影响，进行流体动力学模拟，以遵循云的演变情况下，不同程度的金属富集$Z/Z_{\odot}=10^{-6}-10^{-3}$。在$Z/Z_{\odot}=10^{-6}$以下，金属丰度没有影响，超大质量恒星与少量低质量恒星一起形成。随着金属丰度$Z/Z_{\odot} \gtrsim 5 \times 10^{-6}$的增加，虽然尘埃冷却确实促进了云核的碎裂，并产生了大约几千颗低质量恒星，但吸积流优先将气体输送到中心的大质量恒星，这些恒星就像原始的情况一样变得超大质量。我们把这种形成模式称为{ \it超级竞争吸积}，其中只有中心的几颗恒星变得超大质量，而大量的其他恒星都在争夺气体储存。一旦金属丰度超过$10^{-3}~Z_{\odot}$，并且金属线冷却开始起作用，中心恒星就不能由于降低的吸积速率而变得超大质量。通过超竞争吸积形成超大质量恒星为种子黑洞开辟了一个新的窗口，放宽了对金属丰度的要求，提高了种子黑洞的丰度。
2020-01-17 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
Runaway accretion of metals from compact debris disks onto white dwarfs
最近有人提出，富含金属的白矮星（WD）从它们周围存在的十几个致密碎片盘中吸积了它们的金属。与此同时，在某些碎片盘的大气中测得的元素丰度表明，金属的吸积速度高达$10^{11}$ g/s，远远超过了仅由作用于这种碎片盘的坡印廷-罗伯逊阻力所能提供的速度。为了解释这一观察，我们提出了一个模型，在该模型中，从磁盘到WD上的金属的快速运输自然会导致这种颗粒盘和空间共存的金属气体盘之间的相互作用。后者是由位于几十个WD半径处的升华半径处的碎片颗粒的蒸发供给的。由于压力支持，气体盘的轨道比颗粒盘慢。它们之间以约1 m/s的速度产生的方位角漂移在固体盘上引起空气动力学阻力，并驱动其组成颗粒向内迁移。当达到升华半径时，颗粒蒸发，提高金属气体盘的密度并导致正反馈。在有利的情况下（金属气体盘的低粘度和盘之间的有效气动耦合），系统以失控的方式发展，在$\sim 10^5$年的时间尺度上破坏碎片盘，并引起高金属吸积率高达$10^{10}-10^{11}$ g/s，与观测结果一致。
2011-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
