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
The AMBRE project: Iron-peak elements in the solar neighbourhood
本文的目的是阐明五种铁峰元素（Mn、Fe、Ni、Cu和Zn）的丰度模式，这五种元素在恒星起源和化学演化方面仍有争议。我们自动推导出4666颗恒星的铁峰（Mn，Fe，Ni，Cu和Zn）和α元素（Mg）化学丰度。我们使用[Mg/Fe]的双峰分布来将样本恒星化学分类为不同的银河系子结构：薄盘，金属贫乏和高α金属丰富，高α和低α金属贫乏人口。高α和低α金属贫人口是完全不同的镁，铜，锌。[Ni/Fe]和[Cu/Fe]的薄盘趋势非常相似，并在超太阳金属丰度处略有增加。Ni和Cu的薄盘和厚盘趋势非常相似，难以区分。Mn看起来不同于Ni和Cu。[Mn/Fe]趋势的薄和厚盘实际上有明显的差异：薄盘略富锰比厚盘。[Zn/Fe]趋势看起来与[alpha/Fe]趋势非常相似。两个圆盘中结果的离散度较低（[Mg、Mn和Cu/Fe]约为0.05 dex），[Ni/Fe]的离散度更低（约为0.035 dex）。锌是一种α类元素，可以用来区分薄盘星和厚盘星。[Mn/Mg]比率也可能是标记银河系子结构的一个非常好的工具。一些模型可以部分再现所观察到的镁，锌，铜的行为。模型大多未能再现Mn和Ni在所有金属丰度域，然而，采用从太阳能化学性质归一化的产量模型再现Mn和Ni更好，这表明仍然缺乏一些铁峰元素的现实理论产量。非常低的散射（约0.05德克斯）薄和厚盘序列可以提供一个观测约束银河系的演化模型，研究恒星径向迁移的效率…
2017-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the Small Magellanic Cloud
小麦哲伦云是一个紧密的不规则星系，由于与大麦云云和银河系的强相互作用，它经历了复杂的恒星形成历史。尽管它的重要性，它的恒星星族的化学组成年龄超过1-2 Gyr仍然是很少的调查。我目前的光谱调查的200个小麦哲伦云巨星与火焰@VLT执行的第一个结果。导出的金属度分布峰值在[Fe/H] -0.9/-1.0 dex处，第二峰值在[Fe/H] -0.6 dex处。所有这些恒星的[α/Fe]丰度比都是太阳能或轻度增强（+0.1 dex）。此外，在SMC的外围还发现了三颗贫金属恒星（[Fe/H] -2.5 dex和增强的[alpha/Fe]比与星系晕的一致）：这些巨星是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最贫金属的恒星。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution abundance analysis of very metal-poor r-I stars
中等r过程富集的恒星（r-I）至少是r过程元素高度富集的恒星（r-II）的四倍，它们大气层中的丰度是更好地理解核合成过程的重要工具，而核合成过程是铁峰以外元素起源的原因。这项工作的主要目的是推导出7颗贫金属星的丰度，并将其归类为r-I星，以了解这些恒星在限制天体物理核合成事件中的作用，这些事件是负责产生r-过程的，并调查它们是否与r-II星有任何显著的不同。我们根据VLT/UVES光谱仪获得的高分辨率光谱进行了详细的丰度分析。使用了OSMARCS LTE 1D模式大气网格，以及频谱合成代码Turbospectrum。我们从第一峰、第二峰、第三峰和锕系元素区导出了轻元素Li、C和N、α元素、奇Z元素、铁峰元素和反式铁元素的丰度。这些元素的R-II和正常的非常和极端的金属贫乏的恒星在文献中报道的值的结果进行了比较，年龄的基础上放射性测时法探索使用不同的模型，和一些结论的R-过程和R-I星。流体动力学模型被用于一些元素，和三维校正的一般行为。
2014-04-01 astro-ph.SR
Signature of a massive rotating metal-poor star imprinted in the Phoenix stellar stream
凤凰星流在速度和金属丰度上具有较低的固有色散，这意味着其前身可能是一个低质量的球状星团。在这项工作中，我们使用麦哲伦/MIKE高色散光谱的8个凤凰流红巨星，以确认这种情况。特别是，我们发现金属丰度（$σ(\mathrm{[Fe~II/H]}) = 0.04^{+0.11}_{-0.03}$）的内在散射可以忽略不计，[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度比的峰-峰范围很大，与大多数贫金属球状星团中的轻元素丰度模式一致。然而，与其他球状星团不同的是，我们还发现[Sr II/Fe]中的固有扩展跨越$\sim$ 1 dex，而[Ba II/Fe]几乎没有显示出固有扩展（$σ(\mathrm{[Ba~II/H]}) = {0.03}^{+0.10}_{-0.02}$）。这种丰度特征最好解释为来自大质量快速旋转贫金属恒星（$15-20 \mathrm{M}_\odot$，$v_\mathrm{ini}/v_\mathrm{crit} = 0.4$，$[\mathrm{Fe/H}] = -3.8$）的慢中子捕获元素生产。推断的星团质量较低，表明该系统无法保留超新星喷出物，这意味着任何富含星际介质的大质量快速旋转贫金属恒星都必须在球状星团形成之前形成和演化。从渐近巨星分支星或核心坍缩超新星的磁旋转不稳定性中产生的中子捕获元素与观测结果的拟合较差。我们还报告了一个凤凰星流是一个富锂巨星（$A(\math…
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of low [alpha/Fe] ratios in extremely metal-poor stars
我们发现，最近在一小部分极贫金属恒星中发现的$α$元素（Mg，Si和Ca）与Fe的低比率可以自然地用核心坍缩超新星的核合成产率来解释，即，$13-25M_\odot$超新星，或者叫超超新星。对于没有碳增强的情况，喷出的铁质量是正常的，与观测到的光变曲线和附近超新星的光谱一致。另一方面，碳增强需要的铁产量要小得多，碳增强贫金属星的低[ $α$ /Fe]也可以用$13-25M_\odot$暗超新星或暗超新星来复制。铁峰元素丰度，特别是锌的丰度，是重要的，把进一步的限制富集源从银河系考古调查。
2014-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Evolution of R-process Elements in Stars (CERES): IV. An observational run-up of the third r-process peak with Hf, Os, Ir, and Pt
本研究使用UVES/VLT对52颗贫金属红巨星进行1D LTE分析，提供了Hf、Os、Ir、Pt的均匀丰度集，发现Ir/Os丰度比异常及第三次r过程峰与Eu的解耦，表明需额外的早期初级形成通道。
2024-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trans-iron Ge, As, Se, and heavier elements in the dwarf metal-poor stars, HD~19445, HD~84937, HD~94028, HD~140283, and HD~160617
未演化的贫金属晕星的光谱独特地反映了在最早的银河系时代的元素丰度。它们的重元素含量被很好地理解为铁峰元素的中子俘获产物。然而，最轻的元素刚刚超过铁的峰值，原子序数30<Z<52，显示出惊人的丰度模式，有几种解释。了解它们的性质可能会照亮不同的晕，厚盘，或贫金属恒星的河外起源。对于五个贫金属矮星，我们分析了哈勃太空望远镜成像光谱仪的高分辨率中阶梯紫外光谱，以及档案光学中阶梯光谱。目标是从紫外光谱中获得六种反式铁元素的可靠晕矮星丰度和不确定性，以及四种额外的反式铁元素和两种众所周知的重元素的光学丰度。我们的两个独立的分析表明，差异的最大来源是紫外线连续放置。一旦纠正，内部结果同意0.2 dex的中度未混合，中度强线。我们的结果同样同意与以前的工作，除了新的数据和身份不明的Fe I线是重要的。结果表明，它们主要聚集在2000 A的蓝向区和2600 A的红向区。我们排除的trans-Fe线混合这些线证明砷的关键。一个金属依赖的奇偶效应之间的trans-Fe元素：奇Z元素的丰度是压抑相对于相邻的偶数Z元素，特别是在低金属丰度。这一点得到了Sr-Y-Zr研究的支持，也出现在一些理论计算中。到目前为止，没有计算预测高钼/锗比，独立于钼/铁，我们发现在所有五颗恒星。
2020-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) IV: Metallicity Distributions and Bulge Structure from 2.6 Million Red Clump Stars
我们提出了光度金属丰度测量的样本260万凸起的红色团块恒星从布兰科DECam凸起调查（BDBS）。与以前的研究类似，我们发现，凸起表现出很强的垂直金属丰度梯度，并且金属丰度分布函数中至少有两个峰出现在b <-5处。我们可以分辨出贫金属（[Fe/H] ~ -0.3）和富金属（[Fe/H] ~ +0.2）的丰度分布，每一个丰度分布都显示出明显的随纬度变化的系统趋势，并且可以通过球核恒星形成/富集过程的变化来最好地理解。这两个群体都表现出不对称的尾巴，因此，我们认为，一个明星的接近[Fe/H]空间中的任何一个峰不一定是一个肯定的群体成员。贫金属峰在距平面较大距离处向较低的[Fe/H]值移动，而富金属尾部截短。在靠近平面的地方，富金属的尾部在短轴方向上比在离轴方向上显得更宽。我们还证实，凸起有两个贫金属人口-一个属于低纬度和主要金属丰富的组的金属贫尾部，另一个属于在外部凸起占主导地位的金属贫组。我们在|Z| > 0.7 kpc和[Fe/H] >-0.5的恒星中检测到X形结构。[Fe/H] < -0.5的恒星可能形成球状或“粗棒”分布，而[Fe/H] > -0.1的恒星则强烈集中在平面附近。
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Center-to-Limb Variation of Radio Emissions from Thermal-Rich and Thermal-Poor Solar Flares
利用1996-2009年野边山射电日像仪事件表，对射电耀斑事件进行了统计分析。我们研究了中心到肢体的变化，17 GHz和34 GHz的流量划分耀斑事件到不同的组相对于“热等离子体丰富度”（软X射线的峰值通量的比率，非热无线电发射）和无线电爆发的持续时间。结果发现，对于短持续时间的富热耀斑，17和34 GHz的峰值通量倾向于向临边偏高。我们建议，热丰富的耀斑，这应该是与高能量粒子到色球层的有效沉淀，有一个俯仰角分布的非热电子具有较高的人口沿耀斑环。
2011-07-10 astro-ph.SR
The R-Process Alliance: First Release from the Northern Search for r-Process Enhanced Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
本文介绍了126个新发现的贫金属恒星的详细丰度和r-过程分类，作为正在进行的合作的一部分，R-过程联盟。这些恒星在RAVE（Radial Velocity Experiment）中被确认为贫金属候选星，并在Apache Point Observatory的3.5米望远镜上以高光谱分辨率（R~ 31，500）进行了跟踪。大气参数确定光谱从Fe I线，考虑<3D>到非LTE的校正和使用相对于一组标准的差分丰度。在126颗新恒星中，124颗[Fe/H]<-1.5，105颗[Fe/H]<-2.0，4颗[Fe/H]<-3.0。发现了9颗新的碳增强贫金属星，其中3颗在r-过程元素中得到增强。中子捕获元素丰度显示了60颗新的r-I型星（+0.3<=[Eu/Fe]<=+1.0和Ba/Eu]<0）和4颗新的r-II型星（[Eu/Fe]>+1.0）。发现19颗星具有“有限r”特征（[Sr/Ba]>+0.5，[Ba/Eu]<0）。对于r-II型恒星，第二和第三个峰值的主r-过程模式与其他贫金属恒星和太阳的r-过程特征一致。除了一颗r-I型星具有高Na低Mg的球状星团特征外，轻、α和Fe峰元素的丰度与典型的银河系晕星相当。视差和自行从第二盖亚数据发布产生UVW空间速度为这些恒星是一致的成员在银河系晕。有趣的是，所有的r-II和大多数的r-I恒星都有逆行…
2018-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in lower red giant branch stars of Omega Centauri
我们目前的锂，钠，铝和铁丰度的199个较低的红巨星分支恒星系统欧米茄半人马座成员，使用高分辨率光谱获得火焰在甚大望远镜。A（Li）分布在A（Li）~ 1 dex处达到峰值，具有朝向较低值的突出尾部。分布的峰值与球状星团中较低的红巨星分支星和银河场星中测得的锂丰度一致。当金属丰度低于[Fe/H]-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星出现，当金属丰度高于[Fe/H] ~-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星消失。另一方面，在所有的金属丰度中都发现了贫锂星。大多数贫金属恒星表现出明显的Li-Na关系，大约30%的样本A（Li）低于~ 0.8 dex，而在正常的球状星团中，这些恒星只占一小部分。[Fe/H] >-1.6dex的恒星大多贫Li富Na。在这些恒星中测得的锂耗尽没有观察到类似的金属丰度的球状星团，我们证明，它不是由拟议的氦增强和/或年轻的年龄。因此，这些恒星是由已经耗尽锂的气体形成的。最后，我们注意到，半人马座欧米茄包括所有的人口（锂正常/钠正常，锂正常/钠丰富和锂穷人/钠丰富的恒星）观察到，在较小程度上，在单金属GC。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy Element Dispersion in the Metal-Poor Globular Cluster M92
轻元素之间的分散在球状星团（GC）中很常见，而重元素之间的分散则不太常见。我们目前检测的r-过程的分散相对于铁在19个红巨星的金属贫GC M92。利用基特峰国家天文台WIYN望远镜上的水螅多目标摄谱仪获得的光谱，我们推导出19种元素的21种元素的丰度差。Fe族元素，加上Y和Zr，在0.07-0.16 dex的水平上是均匀的。重元素La、Eu和Ho表现出明显的星-星色散，范围为0.5-0.8 dex。这些元素的丰度是相互关联的，我们表明，它们是由r-过程核合成。这种r-过程的分散度与M92中C、N或Na的分散度无关，表明r-过程的不均匀性存在于整个恒星形成过程的气体中。r过程的色散与以前在贫金属的GC M15中观察到的类似，但其在M15或M92中的起源目前尚不清楚。
2011-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
HR-GO II: chemical abundances of low-$E$ retrograde dynamically-tagged-groups: Revealing Thamnos as a very metal-poor substructure
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
HR-GO II研究了低轨道能逆行动态标记组的化学丰度，揭示Thamnos为一个非常金属贫的子结构，证明其外源起源。
2026-01-14 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
Fe-peak element abundances in disk and halo stars
目前，没有一个银河系化学演化（GCE）模型提供了一个自洽的描述所观察到的趋势，所有铁峰元素的金属丰度同时。问题是，这种差异是否是由于GCE模型的缺陷，如恒星产额，或由于光谱确定的这些元素在贫金属恒星中的丰度错误。目前的工作旨在重新评估几个奇数和偶数Z Fe峰元素的丰度趋势，这对于理解超新星爆炸性核合成非常重要。
2009-10-19 astro-ph.SR
New Detections of Arsenic, Selenium, and Other Heavy Elements in Two Metal-Poor Stars
我们使用哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪获得了两颗贫金属恒星HD 108317和HD 128279的新的高质量光谱，覆盖了1900到2360埃的波长范围。我们推导出丰富的Cu II，Zn II，As I，Se I，Mo II和Cd II，这是以前没有在任何一颗恒星中检测到的。Ge I，Te I，Os II和Pt I的丰度证实了来自较长波长的线的丰度。我们还从未检测到W II、Hg II、Pb II和Bi I得出上限。这两颗恒星和文献中其他五颗恒星的平均[As/Fe]比在金属丰度范围-2.8 < [Fe/H] <-0.6，<[As/Fe]> = +0.28 +/- 0.14（标准）内没有变化。dev. = 0.36 dex）。从这两颗恒星和文献中其他六颗恒星得到的平均[Se/Fe]比也是恒定的，<[Se/Fe]> = +0.16 +/- 0.09（标准）。dev. = 0.26 dex）。As和Se的丰度相对于铁峰丰度简单外推到更高的质量而增加，这表明该质量区域（75 < A < 82）可能是不同的核合成机制开始主导铁峰的准平衡富α冻结的点。HD 108317和HD 128279的<[Cu Ⅱ/Cu Ⅰ]> = +0.56 +/-0.23，推测Cu Ⅰ谱线可能不是在局部热力学平衡中形成的。[Zn/Fe]、[Mo/Fe]、[Cd/Fe]和[Os/Fe]的比值也来自中性和离子化物种…
2014-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Leo IV
我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的超微弱矮星系狮子座IV中最亮的恒星。我们测量到的铁丰度[Fe/H] =-3.2，增加了在银河系卫星星系中发现的快速增长的极端贫金属恒星样本。这颗恒星的α元素Mg、Ca和Ti增加了约0.3 dex，非常类似于典型的银河系晕丰度模式。所有的轻元素和铁峰元素都遵循极端贫金属晕星的趋势，但中子捕获元素Ba和Sr明显不足。这些结果与超暗矮星大熊座II、后发座、牧夫座I和武仙座中的恒星非常相似，表明最低光度星系的化学演化可能是普遍的。我们观察到的丰度模式与来自第三星族超新星爆炸的核合成预测一致。这颗恒星极低的金属丰度也支持了一个观点，即在最暗的矮星中，有相当一部分（>10%）的恒星的金属丰度低于[Fe/H] =-3.0。
2010-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a metal-poor population in the inner Galactic Bulge
直到最近，由于极端的灭绝和恒星拥挤，在化学演化研究中一直避免银河系内隆起。大型近红外光谱巡天，如APOGEE，首次允许测量我们银河系内部区域的金属丰度。我们研究了33 K/M巨星位于银河系中心区域的观测与APOGEE调查。我们从APOGEE/ASPCAP管道中选择了具有可靠恒星参数的K/M巨星。距离，星际消光值和径向速度进行了检查，以确认这些恒星确实位于银河系内隆起。我们发现一个富金属人口集中在[M/H] = +0.4 dex，在协议与其他凸起区域的早期研究，但也在低金属丰度的峰值周围$\rm [M/H] = -1.0\,dex$，这表明存在一个贫金属人口，以前没有被检测到的中心区域。我们的研究结果表明，一个占主导地位的富金属人口与贫金属的组成部分，是增强的$α$ -元素。这种贫金属的人口可能与经典的隆起和快速形成的情况。
2015-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The R-Process Alliance: Fifth Data Release from the Search for R-Process-Enhanced Metal-poor Stars in the Galactic Halo with the GTC
本文基于GTC望远镜HORuS光谱仪观测41颗极端贫金属晕星，发布R-过程联盟第五次数据，发现多颗CEMP、r-I、r-II及贫镁星，并利用元素丰度约束r-过程核合成场所与银河系化学演化。
2024-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the metal poor Globular Cluster NGC 6809
利用高分辨光谱对贫金属球状星团NGC 6809中的11颗红巨星支星进行了丰度分析。我们的主要目标是表征其化学成分，并分析该集群的行为与多人口（MP）现象。在我们的工作中，我们获得了24种元素（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Sc，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Eu，Nd和Dy）的恒星参数和化学丰度。我们发现径向速度为174.7 $\pm$ 3.2 km $s^{-1}$，平均铁含量[Fe/H]=-2.01 $\pm$ 0.02，与其他研究结果一致。此外，我们发现了一个大的传播中的轻元素O，Na和Al的丰度确认存在Na-O反相关Na-Al相关。Mg-Al反相关也存在于我们的集群。$α$和铁峰元素与晕场星的趋势有很好的一致性。重元素以r过程为主。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
iPTF 16hgs: A double-peaked Ca-rich gap transient in a metal poor, star forming dwarf galaxy
富钙间隙瞬变代表了一类有趣的新的微弱和快速发展的超新星，表现出强大的[钙II]发射在其星云相谱。在本文中，我们提出了iPTF 16 hgs的发现和后续观测-一个中等亮度和快速演变的瞬变，表现出双峰光变曲线。在光球相呈现出典型的Ib型光谱，并且早期过渡到[Ca II]主导的星云相，我们表明iPTF 16 hgs显示出与富Ca能隙瞬变类一致的性质，但有两个有趣的例外。首先，虽然光变曲线的第二个峰值是类似于其他富钙间隙瞬态（建议$M_{ej}$的0.4 M $_\odot$和峰值亮度的$3 \times 10^{41}$尔格s $^{-1}$），我们表明，第一个蓝色和快速下降（超过$2$天）峰是唯一的这个来源。第二，利用积分场单位观测，我们发现iPTF 16 hgs发生在一个低金属丰度（0.4 Z $_\odot$）的恒星形成型矮旋涡星系的外围（$6$ kpc $ = 1.9 R_{eff}$的投影偏移）。使用深晚时间的VLA和UGMRT观测，我们把严格的限制源的本地环境，排除了一个大的参数空间的拱星密度和质量损失的环境的祖。如果iPTF 16 hgs与富钙间隙瞬变类共享爆炸物理学，则第一峰的存在可以通过将$^{56}$ Ni的0.01 M $_\odot$增强混合到喷出物的外层中来解释，这让人想起WD上的He壳爆炸的一些模型。另一方面，如果iPTF 16 hgs在物理上与类无关，则第一…
2018-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Southern African Large Telescope II. An Extended Sample
我们目前的结果，从高分辨率（R $\sim 40,000$）光谱观测超过200个贫金属恒星，主要是从RAVE调查，使用南部非洲大望远镜。我们能够推导出恒星的参数，共108颗恒星，从这同样的努力，50颗恒星的额外样本先前报告的拉斯穆森等人。在我们新报道的观测中，我们鉴定了84颗极贫金属星（VMP;[Fe/H] $< -2.0$，53颗新鉴定）和3颗极贫金属星（EMP;[Fe/H] $< -3.0$，1颗新鉴定）。测量碳元素丰度，以及其他几种$α$元素（Mg、Ca、Sc、Ti）、铁峰元素（Mn、Co、Ni、Zn）和中子捕获元素（Sr、Ba、Eu）。基于这些测量，恒星被分类为碳和中子捕获丰度的碳增强贫金属（CEMP;[C/Fe] $> +0.70$），CEMP子类，并通过其$r$过程的丰度水平。共有17颗被归类为CEMP星。在本工作中有11颗CEMP-$r$星（8颗新发现），1颗CEMP-$s$星（1颗新发现），2颗可能的CEMP-$i$星（1颗新发现），3颗CEMP-无星（均为新发现）。我们发现了11颗（8颗新发现）$r$-过程元素（$r$-II;[Eu/Fe] $> +0.70$）强烈增强的恒星，38颗（31颗新发现）$r$-过程元素（$r$-I; $+0.30 < $ [Eu/Fe] $\leq +0.70$）中度增强的恒星，1颗新发现的有限$r$恒星.
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Stellar Populations in the metal-poor, Dwarf irregular Galaxies Sextans A and Leo A
本文介绍了JHK $_{s}$对贫金属（[Fe/H] $<$ -1.40）矮不规则星系狮子座A和六分仪A的观测结果。他们的近红外恒星星族的特点是使用组合的颜色星等图和识别长周期变星。我们发现了红巨星和渐近巨星分支恒星，与星系的中年人口（2-8 Gyr老）的成员资格一致。将我们的数据与宽带光学和中红外测光相匹配，我们确定了每颗恒星的光度，温度和尘埃产生率（DPR）。我们用DPR $>10^{-11}$ $M_\odot \,{\rm yr}^{-1}$识别了狮子座A中的32颗恒星和六分仪A中的101颗恒星，证实了贫金属恒星可以形成大量的尘埃。我们还发现了在低金属含量下富氧尘埃形成的初步证据，这与以前的模型相矛盾，该模型表明富氧尘埃的产生在金属贫乏的环境中受到抑制。尘埃注入狮子座A和六分仪A星际介质的总速率分别为（8.2 $\pm$ 1.8）$\times 10^{-9}$ $M_\odot \,{\rm yr}^{-1}$和（6.2 $\pm$ 0.2）$\times 10^{-7}$ $M_\odot \,{\rm yr}^{-1}$。这些尘埃的大部分是由少数尘埃非常多的演化恒星产生的，并且不会随着金属丰度而强烈变化。
2017-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey XII. Abundances for 98 PIGS metal-poor Bulge field giants
Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）
利用APOGEE/ASPCAP丰度和6D轨道积分，定义核球成员星，分析98颗贫金属核球场星的α元素和Fe峰元素丰度，揭示其内银河系原位起源。
2026-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-poor Stars in the Inner Bulge
这个凸起是银河系最古老的组成部分。由于对银河系形成的许多模拟都预测，给定金属丰度的最古老的恒星是在紧密结合的轨道上发现的，银河系最古老的恒星很可能是内凸中具有小远心的贫金属恒星（即，$R_{\mathrm{apo}}\lesssim4$ kpc）。在过去，具有这些性质的恒星是不可能找到的，因为沿着视线到内部凸起的极端变红和消光。我们使用Schlaufman & Casey（2014）在Spitzer/GLIMPSE数据上进行的中红外贫金属恒星选择来克服这些问题，并利用AAT/AAOmega进行中等分辨率光谱的目标候选内球贫金属巨星。我们利用这些数据选择了三个已确认的贫金属巨星（$[\mathrm{Fe/H}]=-3.15,-2.56,-2.03$）进行后续的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱。使用盖亚DR 2天体测量和我们测量的径向速度进行的全面轨道分析证实，这些恒星是紧密结合的内球星。我们确定了每颗恒星的元素丰度，并在我们最缺乏金属的恒星中发现了相对于铁的高钛和铁峰值丰度。我们建议，我们检测到的独特的丰度签名是一个产品的核合成在一个CO白矮星从一个氦星吸积约10百万年的延迟时间在1000万年质量的热核超新星。尽管在核球中的化学演化预计会很快发生，但在化学演化超过$[\mathrm{Fe/H}]\sim-3$之前，新生银河系核心的强烈恒星形成显然能够产生至少一颗克拉塞卡质量的热核超新星祖…
2020-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-poor Stars in the Magellanic Clouds are $r$-process Enhanced
星系中贫金属恒星星族的化学丰度可以用来研究其形成和化学演化的早期阶段。麦哲伦云是银河系中最大的卫星星系，被认为是在孤立中进化的，直到最近被银河系吸积。不像银河系中质量较小的卫星，人们对麦哲伦星云中贫金属的恒星知之甚少。我们使用Schlaufman & Casey（2014）的中红外贫金属恒星选择和档案数据，以高分辨率麦哲伦/MIKE光谱学为目标，瞄准9个LMC和4个SMC巨星。这9颗含有$-2.4\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-1.5$的LMC巨星和4颗含有$-2.6\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-2.0$的SMC巨星是麦哲伦星云中金属最贫乏的恒星，但它们的丰度都经过了全面的分析。虽然我们发现，在恒定的金属丰度，这些恒星是类似于银河系恒星的$α$，光，铁峰元素丰度，无论是LMC和SMC增强相对于银河系的$r$过程元素铕。这些丰度偏移非常显著，相当于大麦哲伦星云的$3.9σ$、小麦哲伦星云的$2.7σ$和麦哲伦星云完整样本的$5.0σ$。我们提出，麦哲伦云的贫金属恒星星族的$r$过程增强是麦哲伦云的孤立化学演化和宇宙网的长期吸积历史与$r$过程核合成相结合的结果，其时间尺度长于核心坍缩超新星时间尺度，但短于或相当于热核（即，Ia型）超新星时间尺度。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Southern African Large Telescope
我们提出了第一个大规模研究的相对明亮的（V < 13.5）贫金属恒星观察与南部非洲大望远镜（SALT），基于高分辨率光谱的50颗恒星的分辨率为R ~ 40,000和S/N ~ 20每像素在4300埃。报告了C、Sr、Ba和Eu的元素丰度，以及几种α-元素（Mg、Ca、Sc、Ti、V）和铁峰元素（Mn、Co、Ni、Zn）。我们发现了一系列不同的丰度模式，包括几个与碳增强贫金属CEMP-i和CEMP-r恒星的特征一致的模式。我们发现50个中有15个（30%）是碳增强型的（[C/Fe] >+0.70），并且大部分（50颗中的26颗，52%）在r-过程元素中得到增强，在r-过程增强的恒星中，五个是强烈增强的r-II（[Eu/Fe] >+ 1.0）颗（其中2颗为新发现），21颗为新发现的中等增强r-I（+0.3 <= [Eu/Fe] <=+1.0）星。0)星在我们的样本中有八颗恒星，根据它们的丰度和运动学，它们可能是金属弱厚盘族的成员。我们还比较了我们测得的丰度的祖先富集模型，并发现我们的大多数恒星的丰度模式可以归因于一个单一的（而不是多个）富集事件。
2020-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters From Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VII. Metal-Poor Populations in 47 Tucanae (NGC 104)
本文报道了富金属球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的新的大视场（$\sim$ 1° $\times$ 1°）Ca-CN测光。我们的结果如下。(1)红巨星支（RGB）和红水平支（RHB）的种群数量比非常一致：n（CN-w）：n（CN-s）= 30：70（$\pm$ 1- 2），其中CN-w和CN-s分别代表CN-弱种群和CN-强种群。氯化萘的RGB和RHB种群比氯化萘的w种群更集中。(2)每个星群中单个RGB星的光度金属丰度可以用双峰分布很好地描述，其中有两个金属丰度峰，[Fe/H] $\sim$ $-$ 0.72和$-$ 0.92 dex，其中贫金属组分占RGB星总数的$\sim$ 13%。贫金属种群比富金属种群更显著地集中，显示出与我们在M3中发现的类似的结果。(3)单个粒子数的RGB凸点$V$值表明，两种贫金属粒子数之间的氦丰度没有差别，而两种富金属粒子数之间的氦丰度需要增加到$ΔY$ 0.02--0.03。(4)47 Tuc的RHB形态似乎支持我们的想法的双峰金属丰度分布的集群。我们认为47 Tuc可能是两个类似于M3和M22的球状星团合并残留物的另一个例子。
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution study of the abundance pattern of the heavy elements in very metal-poor field stars
EMP星中重元素的丰度不能很好地用一个初始的基本“快速”过程的简单观点来解释。在对“第一颗恒星”样本（80%的恒星的金属丰度[Fe/H]=-3.1 $\pm$ 0.4）进行仔细和均匀的分析后，发现在这个金属丰度下[Eu/Ba]是恒定的，因此富Eu恒星（通常称为“富r”）也是富Ba的。[Ba/Fe]的巨大变化（存在“贫r”和“富r”恒星）表明早期物质没有完全混合。另一方面，[Sr/Ba]与[Ba/Fe]的值的分布出现了明确的上包络和下包络。当[Sr/Ba]<-0.5时，没有发现恒星，当[Ba/Fe]减小时，[Sr/Ba]的散射有规律地增大。为了解释这种行为，我们认为，早期的“附加”过程主要形成第一个峰元素会影响物质的初始组成。对于相同数量的增生物质，这种额外的Sr产生几乎不会影响富r物质（已经含有重要数量的Sr），但会显着改变贫r物质的组成。在CEMP-rs恒星中发现的丰度反映了重元素从一个已不复存在的AGB伴星的转移。但CEMP-no星的重元素丰度呈现出与EMP星相同的特征。
2013-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass distribution for single-lined hot subdwarf stars in LAMOST
本文基于LAMOST的664颗单线热亚矮星，利用SED合成与观测流量测定质量，揭示不同氦丰度类型的质量分布，并约束其形成与演化通道。
2023-06-27 astro-ph.SR
Chemical analysis of a carbon-enhanced very metal-poor star: CD-27 14351
首次利用高分辨率（R ~ 48000）FEROS光谱对一颗贫金属碳增强星CD-2714351进行了丰度分析。我们使用局域热力学平衡（LTE）模型大气进行的丰度分析表明，该对象是一个冷星，具有恒星大气参数，有效温度Teff = 4335 K，表面重力log g = 0.5，微湍流= 2.42 km/s，金属丰度[Fe/H] =-2.6。该恒星的碳和氮丰度较高，[C/Fe] = 2.89，[N/Fe] = 1.89。Ba、La、Ce和Nd中的中子俘获元素明显过量，估计[X/Fe] > 1，最大的增加见于Ce，[Ce/Fe] = 2.63。第一峰S过程元素Sr和Y相对于Fe有增强（[Sr/Fe] = 1.73和[Y/Fe] = 1.91），而第三峰S过程元素Pb在给定的分辨率下在我们的光谱中没有检测到。铕，主要是一种r过程元素，也显示出增强，[Eu/Fe] = 1.65。当[Ba/Eu] = 0.12时，CD-27 14351满足CEMP-r/s星的分类标准。根据文献中其他CEMP恒星中观察到的化学丰度，讨论了该恒星中观察到的元素丰度分布。
2016-11-05 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices
我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term high-resolution spectroscopic monitoring of the evolved metal-poor binary PS Gem
Special Astrophysical Observatory（特殊天体物理观测台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Space Science and Technology, University of Shandong（山东大学空间科学与技术学院）
通过6米BTA望远镜近三十年高分辨率光谱监测，确定演化贫金属双星PS Gem的轨道参数与动力学特性，填补了其长期时域观测的空白。
2026-07-31 astro-ph.SR
Supernova 2020wnt: An Atypical Superluminous Supernova with a Hidden Central Engine
本文研究了贫氢贫氦超亮超新星SN 2020wnt，通过光学与近红外多波段观测及射电数据，揭示其由28倍太阳质量前身星核心坍缩并由磁星驱动，但磁星加热被较大爆炸动能隐藏至峰值后，表明峰值光谱不能排除中心引擎。
2022-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
PTF11mnb: the first analog of supernova 2005bf
我们研究了一颗贫氦超新星PTF 11 mnb，它的峰前光变曲线与SN 2005 bf相似，SN 2005 bf是一颗特殊的双峰剥层超新星。LC、颜色和光谱特性与SN 2005 bf和正常SE SNe的LC、颜色和光谱特性进行比较。一个测热LC的建立和建模与SNEC流体动力学代码爆炸的MESA祖星，以及与半解析模型。PTF 11 mnb的LC结果与SN 2005 bf相似，直到$\sim$ 50 d，此时主（次）峰出现在$-18.5$ mag。早期峰出现在$\sim$ 20 d，约暗1.0 mag。在主峰之后，PTF 11 mnb的衰减速率明显慢于SN 2005 bf的衰减速率，并且它跟踪$^{56}$ Co的衰减速率。与SN Ib 2005 bf不同，PTF 11 mnb的光谱没有显示出He的痕迹。测辐射热LC很好地再现了大质量（$M_{ej} =$ 7.8 $M_{\odot}$），氦贫恒星的爆炸与双峰$^{56}$镍分布，总$^{56}$镍质量为0.59 $M_{\odot}$和爆炸能量为2.2 $\times$ 10 $^{51}$ erg。或者，正常SN Ib/c爆发[M（$^{56}$ Ni）$=$ 0.11 $M_{\odot}$，$E_{K}$ = 0.2 $\times$ 10 $^{51}$ erg，$M_{ej} =$ 1 $M_{\odot}$ ]可为第一峰提…
2017-09-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Tidal Disruptions by Newborn Neutron Stars or Black Holes: A Mechanism for Hydrogen-poor (Super)luminous Supernovae and Fast Blue Optical Transients
本文提出新生中子星或黑洞受natal kick撞击并潮汐瓦解双星伴星，通过超爱丁顿吸积风与超新星抛射物碰撞转化为辐射，从而解释贫氢（超）亮超新星与快速蓝色光学暂现源的机制。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reexamining the temperature and neutron density conditions for r-process nucleosynthesis with augmented nuclear mass models
我们探索的影响，核质量的r-过程核合成所需的温度和中子密度的条件下，使用四个核质量模型增强了最新的原子质量评估。对于每一个模型，我们推导出的条件下观察到的丰度峰在质量数A ~ 80，130，和195的等待点近似下，并进一步确定的条件，可以最好地再现的r-过程丰度模式（r-模式）推断的太阳系和银河系晕中的贫金属恒星观察。我们发现：（1）在A ~ 80和195处产生丰度峰的条件有很大的不同，这表明，至少对某些核质量模型来说，这两个峰不是同时产生的;（2）N = 126闭合中子壳层临界等待点（CWP）核所需的典型条件与N = 126闭合中子壳层临界等待点（CWP）核所需的典型条件有明显的重叠。（3）N = 82的CWP核所需的典型条件可以重现在贫金属星HD 122563上观测到的r-斑图，这与太阳的r-斑图有很大的不同。我们还研究了核质量的不确定性如何影响r-过程所需的条件，并确定了一些关键的核，包括76镍到78镍，82锌，131镉，和132镉在稀有同位素束设施的精确质量测量。
2013-01-30 astro-ph.SR nucl-th
High-resolution spectroscopy of the extremely iron-poor post-AGB star CC Lyr
对贫金属的后AGB恒星CC Lyr进行了高分辨率光谱学测量，以确定其化学丰度和谱线轮廓。我们的标准丰度分析证实了其极低的金属丰度（[Fe/H]<-3.5），以及11种元素的丰度比与冷凝温度之间的明显相关性，表明尘埃贫化是该物体丰度异常的原因。非常低的丰度的Sr和Ba，这是第一次检测到这个对象，表明重中子捕获元素没有显着增强在这个对象的s-过程中，通过AGB阶段的演变。这个物体的径向速度和一些原子吸收线的轮廓显示出依赖于脉动相位的变化，这可能是由大气动力学而不是由双星或星周吸收的贡献形成的。另一方面，具有双峰的H-α发射没有显示出明显的速度变化，这表明发射来自星周物质，可能是围绕物体旋转的圆盘。
2016-12-12 astro-ph.SR
The Extremely Metal-Poor SN 2023ufx: A Local Analog to High-Redshift Type II Supernovae
本文观测到迄今最贫金属的II型超新星SN 2023ufx，其爆发于低金属丰度矮星系外围，具有快速演化、稀薄氢包层、弱金属特征及快速外流等特性，为早期宇宙贫金属超新星建模提供基础。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Footprints of the weak s-process in the carbon-enhanced metal-poor star ET0097
在历史上，弱s过程对贫金属星的贡献被认为是非常小的，这是由于大质量恒星中中子源22 Ne（a;n）25 Mg的次级性质的影响，这意味着不可能发现贫金属的弱s过程星。由于C的富集和比Ba重的元素并不过剩，ET 0097可以被归类为CEMP-no星。然而，这颗恒星显示出过量的较轻的n-捕获元素（即，Sr、Y和Zr）。在这项工作中，采用丰度分解的方法，我们调查的天体物理起源的元素ET 0097。结果表明，该恒星的轻元素和铁峰元素（O ~ Zn）主要来源于大质量恒星的主过程，而较重的n俘获元素（比Ba重）主要来源于主r过程。而Sr、Y、Zr等较轻的n-俘获元素则主要来自初级弱s-过程。原始弱s过程对ET 0097的Sr、Y和Zr丰度的贡献率分别约为82%、84%和58%，表明CEMP星ET 0097应该具有弱s过程的足迹。这一结果是贫金属大质量恒星中产生弱s过程元素的重要证据。
2016-08-27 astro-ph.SR
Extremely metal-poor stars in classical dwarf spheroidal galaxies: Fornax, Sculptor and Sextans
我们提出了一个专门的搜索结果，在天炉座，雕刻家和六分仪dSphs的极端贫金属恒星。五颗恒星是从两次早期的VLT/Giraffe和HET/HRS巡天中选出的，随后用VLT/UVES以高光谱分辨率进行了跟踪。所有这些结果都是[Fe/H] <= -3，并且三颗星低于[Fe/H]-3.5。这构成了第一个证据，表明经典的天炉座和六分仪座加入了雕刻座，包含极贫金属的恒星，并表明所有的经典的dSphs都包含极贫金属的恒星。玉夫座中的一颗巨星[Fe/H]=-3.96 +- 0.10，是在外部星系中观测到的最贫金属的恒星。我们对α、铁峰和重元素的化学丰度进行了详细的分析，并与银河系晕和超微弱的矮恒星星族进行了比较。碳、钡和锶显示出星系形成早期阶段的明显特征，并且可以限制它们核合成的起源。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
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。
2015-06-01 astro-ph.SR
SMSS J022423.27$-$573705.1: An Extremely Metal-Poor Star with the Most Pronounced Weak $r$-Process Signature
Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo（兵库县立大学天体科学中心西はりま天文台）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学（SOKENDAI））；Konan University（神户女学院大学）
SMSS J022423.27$-$573705.1是极低金属丰度恒星，其显著弱r过程特征源于磁旋转超新星模型。
2025-11-30 astro-ph.SR
The r-Process in Metal Poor Stars and Black Hole Formation
贫金属恒星中重核的核合成通常被认为是通过r-过程发生的，因为r-过程是银河系历史早期的主要过程。这一想法得到了以下事实的有力支持：在第二和第三个r过程丰度峰值之间的质量范围内，许多贫金属恒星的丰度模式与推断的太阳r过程丰度模式相匹配。然而，有相当数量的贫金属恒星并不具有这种标准的r过程模板。在这封信中，我们提出，在许多这样的恒星中观测到的核素是由r过程产生的，但是在质量较大的恒星中，由于在r过程完成之前坍缩成黑洞，从而产生了一个“截断的r过程”或“tr过程”，因此r过程无法完成。“我们发现，观察到的tr过程恒星的比例在质量上是人们从初始质量函数中所期望的，并且在质量160左右观察到的明显的急剧截断可能是由于黑洞的坍缩和观察更高质量稀土的困难的结合。我们测试的r-过程假设与r-过程计算终止之前，所有的r-过程轨迹已被弹出。当考虑到黑洞坍缩和观测的实际情况时，我们发现观测和理论之间有定性的一致。
2011-11-16 astro-ph.SR nucl-th
Spectroscopic Comparison of Metal-Rich RRab Stars of the Galactic Field with Their Metal-Poor Counterparts
我们调查了35个稳定的RRab星的大气特性，这些星具有银河系RR天琴座星中发现的全范围的周期、光振幅和金属丰度。我们的结果是由坎帕纳斯天文台的杜邦望远镜几年来获得的几千个中阶梯光栅光谱得出的。金属线和H α线的径向速度被用来构建径向速度与脉动相位的曲线。从这些，我们估计径向速度振幅的金属线（光球附近形成）和Halpha多普勒核心（形成在小的光学深度）。我们还测量了当它们出现在初级光上升时的Halpha发射通量。光谱转移到休息波长，分箱成小的相位间隔，并coadded被用来进行模型大气和丰度分析。导出的金属丰度和以前的一些光谱调查相结合，产生一个新的校准的雷登丰度规模。然后，我们将RRab样品在[Fe/H]=-1.0处分为富金属（圆盘）和贫金属（晕圈）组。如此定义的RRab族的大气层在以下方面有所不同：（a）H α发射通量的峰值强度，（b）H α径向速度幅度，（c）动力学重力，（d）恒星半径变化，（e）在最小光之前的光度“颠簸”期间的二次加速度，以及（g）H α谱线加倍的持续时间。我们还检测到H α线加倍在凸点的金属穷人的家庭，但不是在金属丰富的。虽然所有的RRab可能都是核心燃烧氦的水平分支恒星，但富含金属的群体似乎是一个独特的物种。
2016-11-08 astro-ph.SR
Exploring the Origin of Lithium, Carbon, Strontium and Barium with four new Ultra Metal-Poor Stars
本文利用$\mathrm{[Fe/H]}\leq-4$对汉堡/ESO巡天中新发现的四颗超贫金属星进行了元素丰度分析。基于高分辨率，高信噪比的光谱，我们推导出17个元素的丰度范围从Li到Ba。四颗恒星中有三颗表现出中等到大的碳过剩，但它们的中子捕获元素没有增强。样本中最贫金属的恒星HE~0233 $-$ 0343（$\mathrm{[Fe/H]} = -4.68$）是一颗次巨星，其碳丰度为$\mathrm{[C/Fe]}= +3.5$，略高于Spite等人提出的碳丰度平台。在第四颗恒星的光谱中没有检测到碳，但其光谱的质量只允许确定$\mathrm{[C/Fe]} < +1.7$碳丰度比的上限。我们在两颗碳增强恒星的光谱中检测到锂，其中包括HE~0233 $-$ 0343。这两颗恒星与锂检测是锂贫化，相对于锂高原的贫金属矮星发现的Spite \& Spite。这表明，无论产生C的位置是什么，都不会完全破坏锂，或者锂已经被早期恒星吸收，并与形成目前观察到的恒星的气体中的原始锂混合。这四颗恒星的$α$ -元素和铁峰元素的丰度与之前在极端和超贫金属恒星的大样本中发现的丰度相似。最后，一个大的传播被发现在这些恒星的Sr和Ba的丰度，可能是受早期宇宙中快速旋转的恒星富集。
2014-05-22 astro-ph.SR
Robust r-process Nucleosynthesis Beyond Lanthanides in the Common Envelop Jet Supernovae
本研究揭示公共包层喷流超新星r过程场景能产生第三r过程峰元素与镧系元素的最大比值，并解释特定贫金属星观测特征，为锕系增强星年龄提供估计。
2023-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Criteria for Dynamical Timescale Mass Transfer of Metal-poor Intermediate-mass Stars
快速质量转移和共同包层演化的稳定性判据是双星演化的基础。它们决定了许多重要系统的质量、质量比和轨道分布，如X射线双星、Ia型超新星和合并引力波源。我们使用我们的绝热质量损失模型，系统地调查中等质量恒星的动态时间尺度的质量转移的阈值。探讨了金属丰度对恒星响应和临界质量比的影响。给出了中等质量恒星临界质量比表（$Z=0.001$）和拟合公式（$Z=0.001$和$Z=0.02$）。我们的结果的应用，中等质量X射线双星（IMXB）进行了讨论。我们发现，预测的上限质量比，作为轨道周期的函数，是与观察到的IMXB进行热或核时间尺度的质量转移是一致的。根据观测到的峰值X射线亮度$L_\mathrm{X}$，我们预测了$L_\mathrm{X}$的范围作为施主质量和质量转移时标的函数的IMXB。
2023-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The lanthanide fraction distribution in metal-poor stars: a test of neutron star mergers as the dominant r-process site
对中子星并合GW 170817及其千新星的多信使观测证明，中子星并合可以合成大量的r过程元素。如果中子星合并事实上主导了所有的r-过程元素的生产，那么千诺瓦喷出物成分的分布应该与在恒星中观察到的r-过程丰度模式的分布相匹配。镧系元素分数（XLa）在千新星和贫金属恒星中都是可测量的量，但以前没有明确计算过恒星。在这里，我们计算了贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5）的镧系元素分数分布，以便与当前和未来的千新星进行比较。全分布峰值在log XLa ~-1.8处，但r过程增强型（[Eu/Fe] > 0.7）的恒星具有明显较高的镧系元素分数，log XLa >-1.5。我们回顾了对GW 170817的观测，发现普遍的共识是总对数XLa = -2.2 +/- 0.5，略低于典型的贫金属星，与最高的r增强星不一致。为了使中子星合并作为主要的r-过程地点保持可行性，未来的千诺瓦观测应该优先富含镧系元素（包括~10%的人口，log XLa > -1.5）。这些高XLa的kilonovae可能比GW 170817更暗，演化更快，这对发现和后续观测构成了挑战。光学和（中）红外观测将需要强大的约束kilonova镧系元素馏分。如果在未来几年内没有发现这种高XLa的kilonovae，这可能意味着具有最高r过程增强的恒星具有不同的r过程元素起源。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
