Explaining the high nitrogen abundances observed in high-z galaxies via population III stars of a few thousand solar masses
本研究通过辐射流体动力学模拟和恒星演化建模，发现质量在2000至9000太阳质量间的第一代第三族恒星能解释高红移星系GN-z11和CEERS 1019中观测到的氮氧等元素丰度，揭示了极端大质量第三族恒星在早期宇宙化学增丰中的关键作用。
2024-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Nitrogen abundances for Be-type stars in the Magellanic Clouds
目标。我们比较了早期型恒星的演化模型的预测与大气参数，预计旋转速度和氮丰度估计的Be型恒星的样本。我们的目标位于以大麦云星系团NGC 2004和N11区域以及小麦哲伦星系团NGC 330和NGC 346为中心的4个区域。方法.大气参数和光球丰度是使用非LTE大气代码tlusty确定的。根据观测到的光谱特征，使用三种不同的方法推导出有效的温度估计值;一般来说，发现它们产生一致的估计值。重力推导出巴尔末线的轮廓和微双折射从Si III光谱。此外，还估算了星周盘连续辐射的贡献。考虑到它在约束恒星演化模型中的重要性，我们推导出了所有分析过的恒星的氮丰度（或上限）。结果我们的氮丰度是不一致的目标支出的大部分主要序列的生活旋转接近临界速度的预测。这是一致的结果，我们从我们的样本和其他调查人员的推断旋转速度分布建模。我们考虑了一些可能性来解释我们的Be型样品的氮丰度和旋转速度。
2011-09-29 astro-ph.SR
Resonances in the Photoionization Cross Sections of Atomic Nitrogen Shape the Far-Ultraviolet Spectrum of the Bright Star in 47 Tucanae
47 Tuc（NGC 104）中亮星（B8 III）的远紫外（FUV）光谱显示了一个显着的模式：它在比莱曼β更长的波长上与LTE模型很好地拟合，但在更短的波长上，它比模型暗两倍。远紫外光谱探测器（FUSE）获得的这颗恒星的光谱显示，在995和1010 A处有尖锐边缘的宽吸收槽，在1072 A处有深吸收特征，这些都不是模型预测的。我们发现这些特征是由氮原子第一和第二激发态（2s $^2$、2p $^3$、$^2$ D $^0$和$^2$ P $^0$）的光电离截面共振引起的。使用不透明度计划的截面，我们可以重现这些特征，但前提是我们使用全分辨率的截面，而不是通常用于模拟恒星大气的共振平均截面。这些共振在恒星大气中是最强的，具有增强的氮和耗尽的碳丰度，这是后AGB恒星的典型模式。
2013-07-05 astro-ph.SR
s-Processing in AGB Stars Revisited. III. Neutron captures from MHD mixing at different metallicities and observational constraints
我们提出后处理中子捕获计算的渐近巨星分支星的1.5至3钼和金属丰度-1.3至0.1。参考恒星模型计算与FRANEC代码，使用史瓦西对流准则。这种选择的动机概述。我们假设，MHD过程引起的质子穿透对流边界以下，当第三次疏通发生。在那里，13 C（α，n）16 O中子源可以随后操作，将其效应与在表征AGB阶段的温度峰值处激活的22 Ne（α，n）25 Mg反应的效应合并。这项工作有三个主要范围。i）我们提供了一个丰度产量网格，通过我们的MHD混合方案产生，在质量和金属丰度上均匀采样。从它，我们推断，太阳s过程的分布，以及在最近的恒星星族的丰度，可以占，而不需要额外的主要的贡献，在过去的建议。ii）我们为所产生的13 C口袋的质量制定了分析表达式，以便易于验证我们的发现。iii）我们将我们的结果与演化恒星的观测结果进行比较，并与前太阳SiC颗粒中的同位素比率进行比较，还注意到一些通量管应该如何在湍流破坏中幸存下来，即使当信封富含O时，也会携带富含C的材料进入风中。该风相位通过AGB s处理的G分量来近似。我们的结论是，MHD诱导的混合是足够的驱动慢中子俘获现象占观察。我们的处方应该允许它包含在当前的恒星进化代码中。
2020-11-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy III. Nitrogen isotopic ratios in the outer Galaxy
氮同位素比率是追踪银河系恒星核合成的关键工具。我们提出的第一个研究的$^{14}$ N/ $^{15}$ N丰度比在银河系的外部区域（即，对于银河系中心的距离，$R_{\rm GC}$，从12千秒差距到19千秒差距），目的是研究恒星核合成的影响，在全球银河系的趋势。我们分析了IRAM 30米观测到的样本的35个来源的背景下，在恒星形成区域的外部星系（CHEMOUT）项目的化学复杂性。我们利用HN $^{13}$ C、H $^{15}$ NC、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的$J$ = 1-0转动跃迁，分别从HCN和HNC中导出了14个和3个源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。在外星系中发现的结果与以前在内星系中获得的测量结果相结合。我们发现随着$R_{\rm GC}$的增加，H $^{13}$ CN/HC $^{15}$ N比率总体上呈线性降低。这转化为抛物线$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，峰值在11 kpc。更新的银河系化学演化模型已被考虑在内，并与观测结果进行了比较。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随$R_{\rm GC}$变化的抛物线趋势可以自然地解释为：（1）假设新星是长时间尺度（$\ge$ 1 Gyr）上主要的$^{15}$ N生产者的模型;（2）更新低质量和中等质量恒星的恒星产额。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Yields of Rapidly Rotating Population III Stars for the High Redshift Universe
Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Portsmouth University（朴茨茅斯大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）
本研究通过日内瓦模型模拟快速旋转的第三族恒星演化，计算其CNO产率，发现高氮产率不一定对应高N/O比，为解释JWST观测的高红移富氮星系提供了新数据集。
2026-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Arches cluster revisited. III. An addendum to the stellar census
拱门是银河系中最年轻、最密集、最庞大的星团之一。因此，它提供了一个独特的洞察已知的最大质量的恒星的生命周期和形成和生存的恒星聚集在极端条件下的银河系中心。在以前的研究中，我们提出了一个初步的恒星普查的拱门，在这项工作中，我们扩大了这一点，提供新的和修订的分类约30%的105光谱确定的集群成员，以及区分潜在的大规模离家出走。这次测量的结果强调了拱的均匀性和表观共变性，并证实了WC子型和预测光度的无H沃尔夫射线的缺乏。我们完整数据集的深度增加也为主序星群提供了更好的约束;随着首次识别O9.5 V星，我们现在对初始质量从~ 16 Msun到> 120 Msun的恒星进行光谱采样。事实上，根据我们扩大的恒星普查，我们可能预期拱门内有>50颗恒星出生时的质量> 60 Msun，而所有105个光谱证实的星团成员都有足够的质量在它们死亡时留下相对论残留物。此外，主序星群明确的观测性质将是至关重要的建设适合银河系中心的消光定律，从而定量分析的拱门人口和随后的集群初始质量函数的确定。
2018-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel-PACS Measurements of Nitrogen Enrichment in Nebulae around Wolf-Rayet Stars
对于NGC 6888、WR 8和Abell 48这三个具有早期WN Wolf-Rayet激发星的星云，我们获得了[N III] 57 μ m和[O III] 88 μ m谱线的Herschel-PACS谱线扫描，以及[N II] 122和205 μ m谱线的扫描。由前两条线我们导出了N $^{2+}$ /O $^{2+}$丰度比，它等于在大范围星云条件下的总N/O比。我们发现，所有观测到的星云具有显着的氮富集，与派生的N/O比大于太阳。两个星云的大质量沃尔夫-拉叶激发星，NGC 6888和WR 8被发现有N/O比，增强了7 - 10倍，相对于太阳的N/O比，与起源一致的物质喷射开始前的沃尔夫-拉叶阶段。另一个星云Abell 48，最近被重新归类为罕见的三个行星状星云中的一员，这些星云有早期WN中心恒星，并且不是Peimbert I型。我们推导出一个星云的N/O比，这是一个因素4增强相对于太阳和略高于范围内的N/O值已被测量的其他三个成员的[WN]行星状星云类。
2014-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The benchmark halo giant HD 122563: CNO abundances revisited with three-dimensional hydrodynamic model stellar atmospheres
我们提出了一个丰富的低金属丰度基准红巨星HD 122563的基础上现实的，国家的最先进的，高分辨率，三维（3D）模型恒星大气，包括非灰色辐射转移通过不透明度分仓与4，12，48箱。在高层大气中，48箱3D模拟达到的温度比相应的1D模型低约300 - 500 K。不透明度分级、采用的线不透明度或化学混合物的微小变化可以使光球层进一步冷却~ 100 - 300 K，并使有效温度改变~ 100 K。一个3D的本地热力学平衡（LTE）光谱分析的Fe I和Fe II线给出不一致的结果，推导出的Fe丰度，我们归因于非LTE效应和系统误差的恒星参数。我们还确定C，N和O的丰度，同时拟合CH，OH，NH和CN的分子谱带和紫外线，可见光和红外线。我们发现碳（+0.03 dex）的3D-1D丰度修正为正值，氮（-0.07 dex）和氧（-0.34 dex）的丰度修正为负值。从6300.3 nm处的[O I]线的分析中，我们得到了比分子线明显更高的氧丰度（3D中+0.46 dex和1D中+0.15 dex）。我们排除了重要的OH光解效应作为可能的解释的差异，并注意到，降低表面重力将减少分子和原子指标之间的氧丰度差异。
2017-12-21 astro-ph.SR
Orion revisited III. The Orion Belt population
本文继续我们对猎户座分子云前景粒子数的研究。目标是描述NGC 1981以北的前景人口，并调查猎户座大型恒星形成区的恒星形成历史。我们聚焦于一个覆盖约25平方度的区域，以猎户座超巨星$ε$（HD 37128，B 0\，Ia）为中心，覆盖猎户座腰带。我们使用了光学（SDSS）和近红外（2 MASS）数据的组合，由X射线（\textit{XMM-Newton}）和中红外（WISE）数据提供信息，为所有可用的源构建了一套颜色-颜色和颜色-幅度图。然后，我们采用了一种新的统计多波段技术，以隔离以前未知的恒星星族在这个地区。我们确定了一个丰富的和明确的恒星星族在调查区域，有大约2\,000个对象，主要是M星。我们推断这个新种群的年龄至少为500万年，可能是$\sim10$，Myr，并估计总共约有2\,500名成员，假设是正常的IMF。这个新的种群，我们称之为猎户座带种群，基本上是无摩擦的，无圆盘的，其空间分布大致集中在$ε$ Ori附近，尽管子结构明显存在。猎户座带的星群可能是猎户座OB Ib亚群的低质量对应物。虽然我们的研究结果并不排除布劳的顺序恒星形成的情况下，猎户座，我们认为，最近提出的蓝色流的情况下提供了一个更好的框架，可以解释猎户座恒星形成区域作为一个整体。我们推测，猎户座腰带人口可能代表了猎户座星云状星团的进化对应物。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the Orion star-forming region. III. C, N, Ne, Mg and Fe abundances in B-type stars revisited
早期的B型恒星是其诞生环境中元素丰度的宝贵指标。与周围的中性星际物质（ISM）和HII区域相比，它们的化学成分不受尘埃颗粒的耗尽和来自重组和碰撞线的不同丰度的影响。与ISM或星云气相丰度相结合，它们有助于尘埃相的组成受到限制。在猎户座恒星形成区的早期B型恒星中，C、N、Mg、Ne、Fe的精确丰度被确定，以便：a）根据现代恒星大气和最近更新的模型原子，使用自洽定量光谱分析，回顾以前的测定，b）补充论文I中关于氧和硅的结果，c）建立一套准确可靠的恒星金属丰度，以限制猎户座HII区域的尘埃相组成。对猎户座OB 1中的13颗窄线B 0 V-B2 V星进行了详细的自洽光谱研究。使用非LTE方法和线轮廓拟合技术分析了使用FIES@NOT获得的高质量光谱，通过与使用线覆盖的非LTE模型大气和增长曲线分析的论文I中获得的结果进行比较来验证该方法。这两个独立的分析策略给出了一致的结果，基本恒星参数和丰富的氧和硅。对C、N、Mg、Ne和Fe的扩展分析发现了高度的化学均匀性，对于各种元素的平均值，σ-散布值为0.03- 0.07 dex。猎户座OB 1中B型恒星的现今丰度与最近从太阳附近的早期型恒星以及太阳建立的宇宙丰度标准值具有类似的精度。（节略）
2011-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A spectroscopic multiplicity survey of Galactic Wolf-Rayet stars. III. The northern late-type nitrogen-rich sample
本文通过 Mercator 望远镜对11颗北天银河系 WNL 星进行高分辨率 RV 巡天，并以贝叶斯方法约束其内在双星比例与周期分布，揭示 WN 与 WC 双星周期峰值差异及演化含义。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: III. The case of $τ$ Sco
$τ$ Sco是上Sco星协中一颗被充分研究的磁性B型星，它有许多令人惊讶的特征。它旋转得很慢，显示氮过剩。它的表面磁场比纯粹的偶极结构复杂得多，这在大质量磁性恒星中是不寻常的。我们采用CMFGEN辐射转移代码来确定的基本参数和表面CNO和氦丰度。然后，我们采用MESA和GENEC恒星演化模型解释表面磁场的影响。为了使$τ$ Sco的性质与单星模型相一致，旋转混合的效率需要增加3到10倍，磁制动的效率需要增加10倍。自旋下降可以通过假设一个磁场衰减的情况来解释。然而，同时进行的化学浓缩对单星设想提出了挑战。以前的研究确实提出了$τ$ Sco的恒星合并起源。然而，合并方案也面临着类似的挑战，我们的磁性单星模型来解释$τ$天蝎座的同时缓慢旋转和氮过剩。总之，单星通道似乎不太可能和通用的解释这些差异，而合并的情况和其他潜在的双演化通道仍然需要进一步评估，以确定它们是否可以自洽地解释观测到的$τ$ Sco。
2021-04-23 astro-ph.SR
1000-10,000 M$_\odot$ Primordial Stars Created the Nitrogen Excess in GS 3073 at $z = 5.55$
研究指出 GS 3073 中高达 0.46 的极端 N/O 比例无法由已知恒星解释，提出 1000-10,000 M$_\odot$ 原初恒星是唯一能解释该星系氮超丰及 C/O、Ne/O 比例的候选者，为宇宙黎明时期存在超大质量 Pop III 恒星提供了首个确凿证据。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. III. Mass discrepancy and rotational mixing
大质量恒星在宇宙的演化中起着关键作用。我们的目标是比较观测和预测的银河系单O星的性质，以识别和约束不确定的物理参数和过程中的恒星演化和大气模型。我们使用了一个样本的53个对象的光谱类型从O3到O9.7。对于其中的30个，我们确定了主要的光球和风参数，使用光学光谱和应用FASTWIND代码。对于其余对象，使用通过CMFGEN代码获得的文献数据。我们的样品的属性进行了比较，发表的预测的基础上，包括旋转诱导混合的两个网格演化模型。在每一个光度类，我们发现一个密切的相关性N表面丰度和光度，更强大的N富集在更大的质量和演化O星。此外，表面氮和氦丰度的相关性进行了观察。大量超过30个太阳质量的富氮恒星认为旋转诱导混合是最可能的解释。然而，没有一个考虑的模型可以正确地匹配观察到的趋势，特别是在高质量的制度。我们确认在低质量O-星制度的对象的质量差异。我们的结论是旋转诱导混合氦恒星表面是太强的一些模型。我们还建议，目前的不足之处的模型，以代表在更大质量的恒星与相对较慢的旋转N富集可能与旋转混合的效率问题。我们只剩下这样一幅图景，其中需要调用双星和磁场，以使观测到的大质量主序星群体的表面性质与相应的演化模型更加完全一致。
2018-03-09 astro-ph.SR
The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters
银河系氮序沃尔夫-拉叶星的综合光谱分析（即\ WN子类）已在以前的论文中进行。然而，人们对这些物体的距离知之甚少。距离直接影响“绝对”参数，如光度和质量损失率。最近发布的盖亚三角星系数据（DR 2）包括了我们银河系样本中几乎所有的WN恒星。在本文中，我们将新的距离应用到以前分析的银河系WN星，并相应地重新调整结果。在此基础上，我们提出了一个修订的55个银河系WN星的星表，他们的恒星和风参数。质量损失率和光度之间的相关性表现出很大的散射，对于无氢的WN星以及那些可检测到的氢。$\log L - \log \dot{M}$相关性的斜率比以前发现的要浅。经验赫兹-罗素图（HRD）仍然显示了先前建立的二分法，即位于零龄主层序（ZAMS）热侧的无氢早期WN亚型和晚期WN亚型之间的二分法，晚期WN亚型显示出氢，并且主要位于比ZAMS更低的温度（只有少数例外）。然而，随着新的距离，恒星光度的分布变得比以前获得的更连续。晚期WN亚型的氢显示星仍然被发现比早期的无氢亚型更明亮，但有一个光度范围是两个子类重叠的。经验HRD的银河系单WN星相比，最近的进化轨迹。无论是这些单星演化模型还是双星方案都不能对这些物体的参数及其在HRD中的位置提供完全令人满意的解释。
2019-04-09 astro-ph.SR
s-Processing in AGB Stars Revisited. I. Does the Main Component Constrain the Neutron Source in the 13C-Pocket?
在AGB星中，A $\gtrsim$ 85的慢中子捕获主要由反应13 C（$α$，n）16 O保证，需要从包层注入质子。到目前为止，这些都被认为涉及一个小的质量（$\lesssim 10^{-3}$ M $_{\odot}$），但旋转模型表明，在这样的微小层过量的14 N阻碍s-处理。此外，镓中的s-元素丰度需要在质量上显著扩展的13 C富集层（$\gtrsim 4 \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$）。因此，我们提出了新的计算，旨在澄清这些问题，并在了解太阳的组成有助于限制13 C的“口袋”的扩展。我们展示：i）“从下到上”混合（如磁浮力或其他强制机制）可以形成一个13 C水库大大大于假设到目前为止，覆盖了大部分的氦丰富的层; ii）恒星模型在一个固定的金属丰度，基于这一想法，重现的主要S-组件准确如前; iii）它们使得来自未知核合成过程（LEPP）的核贡献是不必要的，这与通常的假设相反。这些模型还避免了在包络边界混合的问题，并满足C星光度的要求。它们产生了大量低于A = 100的核，因此86，87 Sr可以被AGB星完全合成，而88 Sr，89 Y和94 Zr比以前更有效地贡献。最后，我们提出了适合于对13 C口袋的延伸做出最后决定的测试。
2014-03-25 astro-ph.SR
The Tarantula Massive Binary Monitoring: III. Atmosphere analysis of double-lined spectroscopic systems
双星系统中单个天体的精确恒星参数是制约双星对恒星演化影响的关键。这些参数是探索现有和未来理论进化模型的先决条件。我们的目标是推导出TMBM样品中31个SB 2的大气参数。这个样本由分离，半分离和接触系统组成，其中至少有一个组件被归类为O星，是研究双星如何影响我们对大质量恒星演化的认识的绝佳测试平台。32个时期的FLAMES/GIRAFFE光谱分析使用光谱解缠，以构建62个组件的个人光谱。我们应用CMFGEN大气程序来确定它们的恒星参数和它们的He，C和N表面丰度。从这些属性，我们表明，潮汐对化学混合的影响是有限的。较长周期轨道上的组件显示出较高的氮富集在其表面比那些在较短周期的轨道，在旋转或潮汐混合的预期，这意味着其他机制在这一过程中发挥作用。填充罗氏叶的成分是大量供体。它们的表面氮含量较高，旋转速度比它们的同伴慢。通过增加新的物质，它们的同伴旋转得更快，并恢复活力。它们在N-vsini图中的位置倾向于表明，双星产物是填充两组恒星（缓慢旋转的富氮恒星和快速旋转的非富氮恒星）的良好候选者，这两组恒星不能通过单星人口合成来复制。这个样本是以这种均匀方式研究的最大的二进制样本。对这些天体的研究为我们提供了强有力的观测约束，以测试理论上的二元进化轨迹。
2019-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fast-rotating massive Population~III stars as possible sources of extreme N-enrichment in high-redshift galaxies
本研究通过大质量恒星模型分析高红移氮增强星系的化学成分，发现快速旋转的大质量第三星族恒星及极贫金属恒星可解释其极端氮富集现象，并给出相关丰度比预测为后续观测提供基准。
2024-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys-Davidson limit revisited
冷超巨星的经验光度上限$L_{\rm max}$，通常被称为汉弗莱斯-戴维森极限，被认为编码了大质量恒星的一般质量损失行为的信息。此外，它描绘了单颗恒星将结束其生命的边界，剥离了它们的富氢包层，这反过来又是单颗恒星通道中II型到Ibc型超新星相对速率的关键因素。本文通过对大麦哲伦云和小麦哲伦云中冷超巨星光度分布的研究，重新讨论了$L_{\rm max}$问题。我们收集了每个星系中高度完整的$\log L/L_{\odot}$ =5.0以上的冷SG样本，并使用现代多波长测量数据确定了它们从光学到中红外的光谱能量分布。我们表明，在这两种情况下，$L_{\rm max}$似乎低于以前引用的，是在该地区的$\log L/L_{\odot}$ =5.5。没有证据表明$L_{\rm max}$在SMC中比在LMC中更高，如果金属依赖风是恒星包层剥离的主导因素，那么这将是预期的。我们还表明，$L_{\rm max}$与单个富氮沃尔夫-拉叶星的最低光度一致，表明在临界质量以上的恒星演化序列的变化。从人口合成分析，我们表明，日内瓦进化模型大大高估了SMC中的冷SG的数量。我们还认为，在较低的金属丰度环境中，较早的平均光谱类型的冷SG的趋势代表了一个真正的转变到更热的温度。最后，我们使用我们新的热光度测量提供冷超巨星更新的热校正。
2018-04-17 astro-ph.GA 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
Multiple stellar populations of globular clusters from homogeneous Ca--CN photometry. III. NGC 6752
对球状星团NGC~6752进行了多恒星星族（MSP）研究.我们发现，我们的新的光度CN指数准确地跟踪CN和氮的丰度在冷巨星，找到离散的双红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）序列之间的CN-弱和CN-强人口的\nrgb\= 25：75（$\pm$ 3; RGB）和79：21（$\pm$ 13; AGB）。这些数量比的差异表明，有相当一部分低质量的\cns\恒星未能演化到AGB阶段。然而，与以前的研究不同，我们的研究结果表明，在NGC~6752中存在极端的\cns\AGB种群，这可能需要后续的光谱研究。与M5类似，NGC~6752中氮丰度的演化是离散和不连续的，而氧和钠的演化在两个群体之间是连续的，这意味着不同的天体物理来源负责这些元素的演化。此外，从RGB隆起星等推断的氦丰度表明，\cns\星群的氦增强程度略高。尽管两个种群之间的累积径向分布相同，但在单个种群中可以观察到结构-运动学耦合：\cnw\种群具有空间细长的形状，具有更快的旋转，而\cns\种群显示出弱的或没有净旋转，具有空间对称的形状，提出了关于GC长期动力学演化的重要问题。
2019-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of the Ultraviolet-bright Star III-60 in the Globular Cluster NGC 6723
本文通过FUSE和COS远紫外光谱分析球状星团NGC 6723中紫外亮星III-60，确认其光球参数与光学结果一致，并揭示其氮增丰、碳氧贫乏及恒星并合起源，演化路径类似低碳中等富氦热亚矮星。
2025-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The IACOB project: XVII. Nitrogen abundances in Galactic O-type stars: further hints for separating binary-interaction products from effectively single stars
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Université de Montpellier（蒙彼利埃大学）；LMU Munich（慕尼黑大学）
研究117颗银河O型星的氮丰度，探讨二星交互对单星演化的影响，发现He-rich星群呈现双峰分布，暗示二星交互作用。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot subdwarf stars in close-up view - III. Metal abundances of subdwarf B stars
内容：热亚矮星B星（sdBs）被认为是核心燃烧氦的恒星，在极水平分支（EHB）上或附近有非常薄的氢包层。sdB的形成以及其大气的化学成分仍然不清楚。所观察到的氦耗尽归因于大气扩散。金属丰度已被确定为约12个sdBs只导致令人费解的模式与富集重金属和较轻的亏损。目的：在本文中，我们提出了一个详细的金属丰度分析的106 sdBs。方法：从高分辨率光谱，我们测量了每颗恒星多达24种不同离子的元素丰度。开发了一种半自动分析管道，用于计算LTE模型并将其拟合到一组标准谱线。结果：随着温度的升高，大多数重元素有富集的趋势。碳、氧和氮等较轻的元素被耗尽，受温度的影响较小。虽然在恒星之间有相当大的分散，但大多数sdBs的一般丰度模式是相似的。国家的最先进的扩散模型预测这样的模式，并在定性与我们的结果一致。然而，无法用这些模型解释测得的最高富集度。一些恒星中最强金属线的特殊线形表明大气中存在垂直分层。目前的扩散模型没有考虑到这种影响，这可能是造成一些尚无法解释的丰度异常的原因。
2012-11-12 astro-ph.SR
The earliest phases of CNO enrichment in galaxies
本文通过引入随机恒星形成和星族III超新星增丰的化学演化模型，解释了银河系晕星CNO丰度弥散及GN-z11等遥远星系的高N/O比值，揭示Pop III恒星对早期化学演化的关键作用。
2024-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Low-Mass Population III Stars: Convection, Mass Loss, Nucleosynthesis, and Neutrinos
Yale University（耶鲁大学）
本文研究低质量III型星体的演化，通过模型探讨对流、质量损失、核合成及中微子等关键过程，为识别现存III型星体及其后代提供预测框架。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of LAMOST J1010+2358 Revisited
本研究通过分析LAMOST J1010+2358的新观测丰度数据，探究其形成通道，证实该极贫金属恒星的丰度模式虽特殊，但无对不稳定超新星特征，否定了其为首颗带该特征恒星的结论。
2024-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
When does the onset of multiple stellar populations in star clusters occur-III: No evidence of significant chemical variations in main-sequence stars of NGC 419
最近的研究表明，星团中多个恒星星族（MP）的出现年龄似乎与年轻星团中扩展主序星序转折（eMSTO）的消失相对应，这是一种与恒星自转相关的模式。一个推测性的建议是，MP可能是由磁制动引起的，这是一种与旋转有关的恒星进化效应。在这项工作中，我们使用年轻的大质量星系团NGC 419作为测试床。我们检查了它的磁烤MS星是否会显示MP。利用哈勃太空望远镜观测到的深紫外和可见光图像，结合对氮（N）丰度敏感的特定颜色指数，我们研究了其晚期G型和K型MS星是否受到N变化的影响。我们的分析报告，其GK型MS的形态是最有可能的SSP，只有一个可以忽略不计的概率，表明N的变化高达0.4 dex的存在。我们的结论是，没有显着的N变化之间的GK型MS星。晚型MS星之间没有显著的化学变化表明MP可能不是磁制动星的特定模式。
2020-02-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of massive population III stars with rotation and magnetic fields
[摘要]我们提出了一个新的网格的大质量人口III星模型，包括旋转对恒星结构和化学混合的影响，以及角动量传输的磁矩。基于网格，我们还提出了一个相图旋转的大质量Pop III星的预期最终命运。我们的非旋转模型变得比以前的文献中的模型更红，在这项研究中采用了更大的超调参数。特别是，在我们的非旋转超大质量恒星模型（>~200 Msun）中观察到氦核心物质对流进入氢包层，这对化学产额可能很重要。另一方面，恒星的自转速度越高，其颜色就越蓝，亮度也越高。与没有磁场的模型相比，我们的模型具有足够高的初始旋转速度，可以更早地达到临界旋转，并因此失去更多的质量。最引人注目的旋转效果是发现与所谓的化学均匀演化（CHE），这是观察到有限的质量和旋转速度范围。CHE有几个重要的结果：1）初级氮和电离光子都大量产生。2)初始质量范围为13 - 84 Msun时，满足伽马射线暴祖先的条件。3)Ibc型的对不稳定超新星预计为84 - 190 Msun; 4）脉动对不稳定超新星和GRB可能发生在同一个约56 - 84 Msun的祖先，这可能会显著影响随后的GRB余辉。我们发现，对于质量非常大的恒星（> 190 Msun），CHE不会发生，在这种情况下，氢包层膨胀到红超巨星阶段，最终的角动量太低，无法产生任何由旋转驱动的爆炸事件。
2012-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The $ρ$ Oph region revisited with Gaia EDR3
上下文年轻和嵌入的恒星星族是研究恒星形成过程的重要探针。巧合的是，我们有一个更好的人口普查附近嵌入的年轻人口比稍微进化的光学可见的年轻人口。盖亚数据的高精度测量和全天空覆盖即将改变这种情况。目的。这项工作的目的是构建最完整的样本，迄今为止的YSO在$ρ$ Oph区域。方法.我们从文献中汇编了1114个蛇夫座YSO的目录，并将其与盖亚EDR 3，Gaia-ESO和APOGEE-2调查进行交叉匹配。我们应用多元分类算法，这个目录，以确定新的，共同移动的人口候选人。结果我们发现191个新的高保真YSO候选人在盖亚EDR 3目录属于$ρ$ Oph区域。新的来源似乎主要是III类M星和亚恒星天体，并且比已知的成员更少。我们发现28个以前未知的来源与磁盘。整个样本的自行分布的分析揭示了一个定义明确的双峰，这意味着两个不同的人口共享一个类似的3D体积。第一个星群包括围绕着$ρ$蛇夫座恒星和蛇夫座主星云（L1688，L1689，L1709）的年轻恒星群。相比之下，第二个人口年龄较大（$\sim$ 10百万年），分散，有一个独特的自行车，并可能是从上斯科组。这两个种群以大约4.1 km/s的速度彼此远离，并且在大约400万年后将不再重叠。最后，我们标记了文献中的17个来源作为冒名顶替者，这些来源表现出与$ρ$ Oph种群的平均距离和自行特性的较大偏差。我们的研究结果表明，准确的三维空间和运动信息的重…
2021-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Li-rich Giants in LAMOST Survey. III. The statistical analysis of Li-rich giants
富锂巨星之谜至今仍未解开，这与标准恒星模型的预测相矛盾。虽然确切的演化阶段在富锂巨星的知识中起着关键作用，但有限数量的富锂巨星已经获得了高质量的星震参数，以清楚地区分恒星的演化阶段。基于LAMOST数据发布7（DR 7），我们应用数据驱动的神经网络方法来获得巨恒星的参数，其中包含最多的富锂巨星。根据估算的星震参数，将红巨星划分为红巨星支（RGB）、初级红团（PRC）和次级红团（SRC）三个阶段。在统计分析的性质（1）大多数富锂RGB星被认为是富锂前RGB星的后代和/或吞噬行星或亚星伴星的结果;（2）大质量富锂SRC星可能是高质量富锂RGB星锂耗尽的自然结果。(3)氦闪附近的内部混合过程可以解释PRC上的富锂现象，而富锂巨星占主导地位。通过对富锂星和普通PRC星[C/N]分布的比较，发现富锂过程可能与恒星质量有关。
2022-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotating Supermassive Pop III Stars On The Main Sequence
本文首次利用GENEC代码构建自转星族III超大质量恒星演化模型，揭示自转可增大对流核心、延长寿命达20%，并导致IMBH遗迹自旋参数a*<0.1，为高红移观测提供关键理论约束。
2025-08-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
