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
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
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
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
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
Detection of the Second r-process Peak Element Tellurium in Metal-Poor Stars
使用近紫外光谱与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪获得的，我们检测到中性碲在三个贫金属恒星丰富的产品的r-过程核合成，BD+17 3248，HD 108317，和HD 128279。碲（Te，Z=52）位于与N=82中子壳层闭合有关的第二个r过程峰（A=130）处，以前在星系晕星中没有发现过。推导出的碲丰度匹配缩放的太阳系r-过程分布的不确定性，确认预测的第二个峰值r-过程残差。这些结果表明，碲主要是在r-过程的主要组成部分，以及稀土元素。
2012-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of Neutron-Capture Element Abundances in Metal-Poor Stars
这项工作描述了30个贫金属恒星的化学丰度的元素丰度的研究提供了很好的信息设置约束模型的中子捕获过程。根据主r过程星和弱r过程星的丰度，得到了主r过程星和弱r过程星的丰度分布图。定义了两个r-过程分量系数，以确定单个中子俘获过程对贫金属星丰度的相对贡献。根据组分系数，我们发现贫金属星BD+4 2621和HD 4306也是弱r过程星，这意味着弱r过程产生的丰度图象是稳定的。所有贫金属星的丰度都包含主r过程和弱r过程的贡献。弱r过程产生的元素在污染历史中随Fe的增加而增加。大多数贫金属恒星的丰度并不遵循太阳系中观察到的模式，但也有一小部分遵循。对于低[Sr/Fe]恒星BD-18 5550（[Sr/Fe] $\lesssim-1$），中子俘获元素丰度可以用两种r过程成分的混合物来解释。由于这颗恒星中的轻元素不能用这两个分量来拟合，因此可以用这些丰度来估计P分量的丰度分布。
2013-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical Properties and Ages of Metal-Poor Stars in S-PLUS
本文基于S-PLUS第三期数据研究522颗贫金属候选星的化学动力学性质与年龄，提出天体测量、动力学及组合筛选策略以优化不同金属丰度贫金属星的选取，并展示其在晕子结构中的应用。
2023-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pristine IX: CFHT ESPaDOnS Spectroscopic Analysis of 115 Bright Metal-Poor Candidate Stars
利用CFHT高分辨率ESPaDoNS光谱仪对窄带Pristine测光巡天中的115颗贫金属候选星进行了化学动力学分析。我们发现了28颗[Fe/H]<-2.5的V < 15的新亮星和5颗[Fe/H]<-3.0的V < 15的新亮星，成功率分别为40%（28/70）和19%（5/27）。对28颗新发现的贫金属星进行了详细的大气模型分析。恒星参数是根据SDSS光度颜色、盖亚DR 2视差、MESA/MIST恒星等时线和最初的原始调查金属丰度，按照贝叶斯推断方法确定的。测定了10种元素（Na、Mg、Ca、Sc、Ti、Cr、Fe、Ni、Y、Ba）的化学丰度。大多数恒星表现出与星系晕中正常贫金属恒星相似的化学丰度模式;然而，我们还报告了一颗新的富r过程恒星、一颗[Y/Ba]>0的新CEMP-s候选恒星和一颗[Y/Ba]> 0的贫金属恒星的发现。[Mg/Fe]很低。所有极有可能贫金属候选者的运动学和轨道都是通过将我们的精确径向速度与盖亚DR 2自行相结合来确定的。有些恒星的化学性质表现出不寻常的运动学，包括平面轨道、无束缚轨道和深深陷入银河系凸起的高椭圆轨道（Rnc < 0.5 kpc）;此外，有八颗恒星的轨道能量和行为与盖亚-土卫二吸积事件一致。本文有助于我们理解贫金属星系复杂的化学动力学，并增加了已知的明亮贫金属恒星的数量，可用于详细的核合成研究。
2019-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-kinematic analysis of metal-poor stars with unsupervised machine learning
贫金属星在理解星系形成和演化过程中起着重要的作用。早期合并形成银河系的证据可能仍然存在于恒星的丰度、运动学和轨道参数的分布中。在这项工作中，我们正在进行的化学运动学分析的样品的金属贫（[Fe/H] $\leq$ -1.0）星的GALAH光谱调查的初步结果报告。我们使用无监督机器学习（分层聚类，k-means聚类分析和相关矩阵）探索了化学和轨道数据。我们的最终目标是找到一种最佳的方法来分离不同的银河系恒星星族和恒星集团起源于合并事件，如盖亚-土卫二和红杉。
2020-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filter Design for Estimating the Stellar Metallicity of Metal-poor Stars from Gaia XP Spectra
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）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范学院物理与电子工程学院）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology（山东省空间环境与探测技术重点实验室）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
本文设计优化了用于测量极贫金属恒星金属度的光谱滤波器，通过合成光度学验证，实现了从[Fe/H]≈-4的高精度金属度估计，并生成包含1450万颗金属贫弱恒星的目录。
2026-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-poor Stars in Omega Centauri (NGC 5139)
银河系中最大质量和最复杂的球状星团被认为起源于现在潮汐破裂的矮星系的核核心，但是球状星团和矮星系之间的联系是脆弱的，只有M54/人马座系统代表了唯一明确的联系。半人马座球状星团Omega Centauri（w Cen）比M 54质量更大，化学成分更多样化，被认为是红杉星系或盖亚-土卫二星系的核星团。质量与这些系统相当的本星系群矮星系通常拥有大量的贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5），人们可能会在w Cen中找到这样的天体。使用麦哲伦-M2 FS的高分辨率光谱，我们在395个目标样本中检测到11颗恒星，其[Fe/H]范围从-2.30到-2.52。它们是星团中发现的金属含量最低的恒星，比半人马座w的主要恒星少5倍。然而，这些恒星并不是那么缺乏金属，以至于可以明确地与矮星系起源联系起来。该星系团的贫金属尾似乎包含[Fe/H] ~ -2.1和-2.4附近的两个种群，它们非常集中，但没有表现出任何特殊的运动学特征。这些恒星的几个可能的起源进行了讨论。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Best and Brightest Metal-Poor Stars
大样本的极贫金属（EMP）恒星的化学丰度可以用来研究无金属的恒星星族，超新星和核合成，以及银河系及其祖先晕的形成和星系化学演化。然而，目前EMP星的研究进展受到其微弱视星等的限制。获取微弱EMP星的高信噪比光谱需要大量的望远镜时间承诺，使得建造EMP星丰度的大样本成本过高。我们已经开发出一种新的，有效的选择，只使用公共的，全天空的APASS光学，2MASS近红外和WISE中红外测光，通过它们在4.6微米附近缺乏分子吸收来识别明亮的贫金属恒星候选者。我们已经用我们的选择识别了11，916颗V <14的贫金属恒星候选者，在这个星等范围内，公众可获得的候选者数量增加了五倍以上。它们明亮的视星等极大地简化了高分辨率的后续观测，这些观测已经确定了7颗[Fe/H]<~-3.0的未知恒星。我们的后续活动显示3.8 ^{+1.3}-1.1}%的候选人[Fe/H]<~-3.0，32.5 ^{+3.0}-2.9}%的候选人[Fe/H]<~-2.0。隆起是任何现有的银河系第三星族恒星最有可能的位置，我们选择的一个只有红外线的变体非常适合于识别隆起中的贫金属恒星。事实上，我们确认的两颗贫金属恒星[Fe/H]<~-2.7，距离银河系中心约2千秒差距。它们是已知的核球中最贫金属的恒星之一。
2014-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of metal-poor RR Lyrae stars in the Magellanic Clouds
本文首次对大麦哲伦云和小麦哲伦云中贫金属RR型天琴座星的化学元素丰度进行了详细的光谱研究。在6.5米麦哲伦望远镜上用MagE阶梯光栅摄谱仪获得了大麦哲伦星云中6颗RR型天琴座星和小麦哲伦星云中3颗RR型天琴座星的中分辨率（R ~ 2000 - 6000）光谱。之所以选择这些恒星，是因为它们先前测定的光度金属丰度是麦哲伦星云中属于老种群的恒星中金属丰度最低的。我们发现这些恒星的光谱金属丰度低至[Fe/H]_{spec} =-2.7dex，这是迄今为止测量到的麦哲伦星云中最低的恒星金属丰度。我们确认，对于贫金属恒星，光度金属丰度从傅立叶分解的光变曲线系统太高相比，他们的光谱同行。然而，对于[Fe/H]_{phot} < -2.8dex的贫金属恒星，这种趋势被逆转，光谱金属丰度系统地高于光度估计值。我们能够确定10种化学元素的丰度比，这将RR天琴座星的化学元素丰度测量首次扩展到[Fe/H]之外。对于总的[α/Fe]比，我们得到了0.36dex的过剩，这是在非常好的协议，从银河系晕中的贫金属恒星，以及从矮球状星系中的贫金属的尾巴的结果。与银河系晕中恒星的丰度比较，我们发现这两个星群的恒星丰度比是一致的。因此，我们的结论是，从化学的角度来看，早期的贡献麦哲伦型星系的星系晕的形成所声称的宇宙学模型是可信的。
2012-06-21 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
Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?
碳增强贫金属星（CEMP）在贫金属星中占有相当大的比例，但其起源还不十分清楚。从SDSS巡天中选择了三颗非常贫金属的富碳转折星，用ESO VLT（UVES）进行观测，以精确确定元素丰度。在转折星（不像巨星）中，碳丰度不会受到与深层混合的影响，因此更容易解释。分析是在一维LTE静态模型大气中进行的。当可用时，将非LTE校正应用于经典LTE丰度。CH和CN分子带上的3D效果计算使用恒星大气的流体动力学模拟（CO 5 BOLD），被发现是非常重要的。为了便于与以前的结果进行比较，在讨论中仅使用1D丰度。元素的丰度（或上限）使我们能够将这些恒星置于不同的CEMP类别中。碳丰度证实了[Fe/H] \geq-3.4的A（C）= 8.25处存在平台。大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -3.4）的碳丰度明显较低，表明A（C）\approx 6.5处的平台较低。需要对大量的低金属丰度富碳恒星样本进行详细分析，以确认（或反驳）这种可能的第二个平台，并详细说明CEMP恒星在低金属丰度时的行为。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
2MASS J18082002-5104378: The brightest (V=11.9) ultra metal-poor star
上下文最原始的贫金属恒星对于研究早期星系的条件非常重要，也与大爆炸核合成有关。目标。我们的目标是找到最亮（V<14）的贫金属恒星。方法.候选人选择使用一种新的方法，这是基于来自颜色和观察到的光谱类型之间的不匹配。它们首先在NTT/ESO的EFOSC 2上以低分辨率进行观测，以获得一组初始的恒星参数。最有希望的候选者，2 MASS J18082002-5104378（V=11.9），在高分辨率（R=50 000）的UVES在VLT/ESO，并进行了标准丰度分析。结果我们发现2 MASS J18082002-5104378是一颗超贫金属星，恒星参数Teff = 5440 K，log g = 3.0 dex，vt = 1.5 km/s，[Fe/H] = -4.1 dex。在一维分析中，该恒星的[C/Fe]<+0.9，如果考虑三维效应，则[C/Fe]<=+0.5;其丰度模式是典型的正常（非CEMP）超贫金属恒星。有趣的是，这颗恒星有一个双星伴星。结论. 2 MASS J1808-5104是其类别中最明亮的贫金属恒星（V=11.9），可以用更高的S/N光谱进行进一步研究，以确定其他化学丰度，从而为我们银河系的早期化学演化提供重要的限制。
2016-01-14 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
Are all metal-poor stars of second-generation?
本研究通过对比贫金属晕星的碳、铁丰度观测值与参数模型预测值，探究贫金属晕星是否均为第二代恒星，发现仅高碳低铁的CEMP-no星保留第三星族恒星的纯粹化学印记，碳铁比越低则受第二星族污染概率越高。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars in metal-poor dwarf galaxies are often extreme rotators
通过测量附近贫金属矮星系中的OBe恒星比例，发现其比例随金属丰度降低而升高至约30%，表明极速旋转在早期宇宙等贫金属环境的大质量恒星中很普遍。
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) II: Uncovering the most metal-poor populations in the inner Milky Way
贫金属恒星是追踪银河系早期历史和了解第一代恒星的重要工具。模拟表明，最古老的贫金属恒星将在银河系内部被发现。然而，典型的核球巡天缺乏低金属丰度（[Fe/H] < -1.0）的恒星，因为内星系主要是富含金属的。原始内星系巡天（PIGS）的目标是研究该区域的贫金属和非常贫金属（VMP，[Fe/H] < -2.0）星。在PIGS中，从CFHT的金属敏感CaHK光度法中选择用于光谱跟踪的贫金属目标。这项工作介绍了使用AAT上的AAOmega对约8000颗恒星进行的~250 deg^2光度巡天以及中分辨率光谱跟踪观测。光谱分析使用两个独立的工具：ULySS与经验光谱库，和FERRE与合成光谱库。这两种方法之间的比较，使一个强大的恒星参数及其不确定性的测定。我们提出了一个样本的1300 VMP星-最大的样本VMP星在银河系内部的日期。此外，我们的光谱数据集包括约1700个水平分支恒星，它们是有用的贫金属标准烛光。我们进一步表明，PIGS测光选择VMP星的效率是前所未有的：86%/80%（低/高消光）的最佳候选者满足[Fe/H] <-2.0，80%/63%的较大，不太严格选择的样本。我们讨论了这个独特的数据集的未来应用，这将进一步加深我们对银河系最内层区域的化学和动力学演化的理解。
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The EMBLA Survey -- Metal-poor stars in the Galactic bulge
宇宙学模型预测，银河系中最古老的恒星应该位于最靠近势阱中心的隆起部分。EMBLA巡天利用独特的SkyMapper光度滤镜成功地搜寻了这些古老的贫金属恒星，在核球中发现了候选的贫金属恒星。然后使用AAT上的AAOmega光谱仪证实了它们的贫金属性质。本文对10颗来自MIKE/Magellan观测的核球星（-2.8<[Fe/H]<-1.7）进行了丰度分析，共测定了22种元素的丰度。将这些结果与我们之前作为Gaia-ESO调查的一部分所获得的高分辨率数据相结合，我们已经开始将隆起中最缺乏金属的恒星的化学和运动学性质的图片放在一起。目前可用的运动学数据与属于凸起的恒星是一致的，尽管需要更精确的测量来限制恒星的轨道。这些核球星的化学性质与相同金属丰度的晕星不同。两个显着的区别是缺乏碳增强贫金属凸起星，α元素丰度表现出大的内在散射，包括在这些典型的增强元素中丰度不足的恒星。
2016-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The most metal-poor Galactic globular cluster: the first spectroscopic observations of ESO280-SC06
我们首次对贫金属的银河系球状星团ESO 280-SC 06进行了光谱观测。利用英澳望远镜上的2dF/AAOmega摄谱仪获得的光谱，我们已经确定了该星团的13个成员，并从它们的红外钙三线估计该星团的金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-2.48\substack{+0.06 \\ -0.11}$。这将使它成为银河系中已知的最贫金属的球状星团。这一结果通过与其他三个贫金属球状星团的比较得到了验证，这些球状星团是以同样的方式观测和分析的。我们还提出了新的测光的集群从EFOSC 2和SkyMapper，并确认该集群位于$22.9\pm2.1$ kpc从太阳和$15.2\pm2.1$ kpc从银河系中心，并有一个径向速度为$92.5\substack{+2.4 \\ -1.6}$ km s $^{-1}$。这些新的数据发现星团的半径大约是以前估计的一半，我们发现星团的动力学质量是$(12\pm2)\times10^3$太阳质量。不幸的是，我们缺乏可靠的自行来充分描述它围绕银河系的轨道。有趣的是，测光表明该星团缺乏一个人口稠密的水平分支，这在一个如此古老或缺乏金属的星团中还没有观察到。
2018-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Primordial r-process Dispersion in Metal-Poor Globular Clusters
传统上，除了少数贫金属的球状星团（GC）外，重元素（由中子俘获反应产生的重元素）在所有星团中都没有星与星的分散。最近检测到的低[Pb/Eu]的比率或上限在几个贫金属GC表明，在这些GC中的重元素完全由r-过程产生。重新检查文献中GC重元素丰度，我们发现4个贫金属GC（M5、M15、M92和NGC 3201）中[La/Fe]和[Eu/Fe]比之间存在明确的相关性，其中只有2个是以前已知的。这表明，总r-过程的丰度变化恒星到恒星（2-6倍）相对于每个GC内的铁。我们还确定了其他两个GC（M3和M13）的潜在分散。几个GC（M12，M80和NGC 6752）没有显示r过程分散的证据。r过程色散与众所周知的轻元素色散无关，表明它在恒星形成的整个过程中都存在于气体中。目前的观测结果表明，星到星的r-过程中的分散在金属贫乏的GC可能是一种常见的，但不是普遍存在的现象，既不是预测，也不占在目前的GC形成和演变的模型。
2011-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope II. Discovery of Four Stars with [Fe/H] < -3.5
我们报告了从汉堡/ESO巡天中选出的7颗低金属丰度恒星的发现，其中6颗是极贫金属的（[Fe/H]<-3.0），4颗[Fe/H]<-3.5。基于高分辨率（R~ 35，000）的麦哲伦/MIKE光谱，这些恒星的化学丰度或上限，并与文献中报道的其他非常和极端贫金属恒星的化学丰度或上限基本一致。在这个金属丰度范围内的恒星的精确金属丰度和丰度模式对于研究银河系晕系统的金属丰度分布函数的形状特别重要，特别是对于探测其低金属丰度尾部的性质。此外，考虑到演化混合效应，我们发现其中6颗程序星（[Fe/H]<-3.35）的大气层在主序星阶段可能原本富含碳，相对于铁。这些恒星并没有表现出它们的s过程元素的过度丰度，因此可能是所谓的CEMP-no类天体的额外例子。
2013-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very metal-poor stars observed by the RAVE survey
我们提出了一种新的分析，在完整的径向速度实验（RAVE）数据发布5目录中的贫金属恒星样本，其目标是识别和表征所有非常贫金属的恒星观测的调查。使用一个三阶段的方法，我们首先确定的候选恒星只使用它们的光谱作为输入信息。我们采用了一种称为t-SNE的算法来构建光谱空间的低维投影，并隔离包含贫金属恒星的区域。在此步骤之后，我们测量了近红外CaII三线态线的等效宽度，该方法基于灵活的高斯过程来模拟光谱中存在的相关噪声。在最后一步中，我们构建了一个校准关系，将来自2 MASS和WISE调查的测量等效宽度和颜色信息转换为金属丰度和温度估计。我们确定了877颗恒星，其中至少有50%的可能性是非常贫金属的$(\rm [Fe/H] < -2\,\rm dex)$，其中43颗可能是极贫金属的$(\rm [Fe/H] < -3\,\rm dex )$。派生的值与文献金属丰度值的恒星的一个小子样的比较表明，我们的方法可靠，正确地估计的不确定性，通常有值$σ_{\rm [Fe/H]} \approx 0.2\,\mathrm{dex}$。此外，与使用RAVE DR 5管道得出的金属丰度结果相比，我们显然实现了比管道更好的准确性，因此可以更可靠地评估金属含量极低的子样品。基于对同一恒星的重复观测，我们的方法给出了非常一致的结果。这项工作中使用的方法也可以很容易地扩展到其他大规模的数据集，包括盖亚任务和即将到来的…
2017-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-capture elements in a sample of field metal-poor N-rich dwarfs
本研究测量6颗脱离球状星团的贫金属富氮矮星的中子俘获元素丰度，发现部分恒星存在AGB星贡献的s-过程元素增丰，另部分符合纯r-过程模式，为星团内介质增丰起源提供了观测证据。
2024-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The wide binary frequency of metal-poor stars
本研究利用Gaia、VHS和WISE天体测量数据，分析610颗贫金属恒星，发现宽轨道双星频率低于3%，而近距离双星比例约20%，表明双星频率在近距离上不依赖金属丰度，宽轨道上显著降低。
2025-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of metal-poor and distant pre-main sequence candidates in WLM with JWST
本研究利用JWST在矮星系WLM中发现了12颗已知最遥远且贫金属的前主序候选星，它们质量为1.25-5 M⊙、年龄<10 Myr并具有近红外超，为探索低金属丰度下的恒星形成提供了新见解。
2025-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
High resolution spectroscopic follow-up of the most metal-poor candidates from SkyMapper DR1.1
我们目前的化学丰度为21种元素（从锂到铕）在150个贫金属银河系恒星跨度$-$ 4.1 $<$ [Fe/H] $<$ $-$ 2.1。这些目标是从SkyMapper测量中选出的，包括90个[Fe/H] $\le$ $-$ 3的天体，其中约15个[Fe/H] $\le$ $-$ 3.5。当将样品与我们先前的研究相结合时，我们发现金属丰度分布函数在$-$ 4 $\le$ [Fe/H] $\le$ $-$ 3范围内具有幂律斜率$Δ$（log N）/$Δ$ [Fe/H] = 1.51 $\pm$ 0.01 dex per dex。在样本中只有7颗碳增强贫金属星的情况下，我们再次发现基于SkyMapper过滤器的贫金属星选择对[Fe/H] $>$ $-$ 3.5的高碳富金属星有偏见。在我们可以测量氮的20个物体中，有11个是氮增强的贫金属恒星。在我们的样本中，高NEMP分数（55% $\pm$ 21%）与预测值的上限范围（12%和35%之间）是一致的。化学丰度比[X/Fe]与[Fe/H]表现出类似的趋势，以前的研究贫金属恒星和银河系化学演化模型。我们报道了9颗新的r-Ⅰ型星，4颗新的r-Ⅱ型星，其中一颗是已知最贫金属的; 9颗低$α$星，[ $α$ /Fe] $\le$ 0.15;最后，我们结合我们的样品与文献数据，提供最广泛的看法，早期化学富集的银河系。
2021-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of Metal-Poor Red Giants Observed by TESS
本研究利用pySYD管道分析TESS观测数据，测定了506颗贫金属红巨星的质量和年龄，揭示了质量损失与金属丰度的关系，并发现部分双星相互作用产物及Gaia Enceladus/Sausage系统恒星，为星系形成历史提供依据。
2025-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very metal-poor stars in the solar vicinity: age determination
银河系中最古老和最贫金属的恒星的年龄承载着关于宇宙年龄及其标准模型的重要信息。我们分析了从文献中挑选的太阳附近的28个极端贫金属场星的样本，并仔细确定它们的年龄。为了实现这一目标，我们严格利用盖亚数据来推导它们的距离和相关的不确定性。特别注意红化的估计及其对恒星年龄推导的影响。在用不同光度系统建立的恒星色星等图中，采用了不同来源的不同红化和叠加等时线。我们强调微妙的金属丰度的影响时，使用约翰逊测光低金属丰度星，并最终采用盖亚测光。设计了一种自动拟合的方法来分配年龄到每个单独的明星考虑到输入参数的不确定性。使用Padova等时线，样品的平均年龄为$13.9 \pm 0.5$ Gyr，使用BASTI等时线，样品的平均年龄为$13.7 \pm 0.4$ Gyr。我们还发现了一组非常贫金属的恒星（$\left[\frac{Fe}{H}\right]$：-2.7 -2.0 dex），年龄相对较年轻，在8 - 10 Gyr范围内。
2022-10-20 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
Spectroscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. V. The Zn-Enhanced Metal-Poor Star BS 16920-017
本文报道了我们以前研究的18颗贫金属星的Zn丰度，其金属丰度范围为-3.2 < [Fe/H] <-2.5。在此金属丰度范围内，大多数恒星的[Zn/Fe]值随[Fe/H]值的减小而增大，证实了前人的研究结果。然而，极贫金属恒星BS 16920-017（[Fe/H] = -3.2）表现出显着高的[Zn/Fe]比（[Zn/Fe] = +1.0）。将该天体的化学丰度与HD 4306（其大气参数与BS 16920-017相似）进行比较，清楚地表明该恒星缺乏α元素和中子捕获元素，同时Mn和Ni以及Zn的含量增加。与超新星爆炸的关联被提出来解释在极贫金属恒星中发现的高Zn丰度比是一种可能的解释，尽管需要进一步的研究来充分解释这个物体的丰度模式。
2011-01-24 astro-ph.SR
The oldest and most metal poor stars in the APOSTLE Local Group simulations
利用APOSTLE宇宙学流体动力学模拟研究了银河系大小的星系中最古老和最贫金属的恒星星族的空间分布。与早期的工作一致，我们发现在最古老的恒星（tform < 0.8 Gyr）和大多数贫金属恒星（[Fe/H]< -2.5）中有很强的径向梯度，两者都向外增加。大多数贫金属恒星形成的时间较长，其中一半在z = 5.3之后形成，最后10%在z = 2.8之后形成。贫金属恒星星族的年龄也显示出随环境的显着变化，其中很大一部分是在星系的中心区域，甚至更高的分数在一些个别的矮星系，与大量的分散从矮到矮。总的来说，属于最古老和最贫金属的恒星中有一半以上位于太阳圈之外。有些违反直觉，我们发现，矮星系的大部分金属贫星是非常古老的系统，金属贫星相对罕见，但存在大量的老年人口。我们的研究结果为解释旨在寻找银河系中最早和最原始的恒星组成部分的调查结果提供了指导。
2016-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical equilibrium of silicon in the atmospheres of metal-poor stars
目标。本文讨论了贫金属星大气中中性硅和电离硅的统计平衡。研究了非定域热力学平衡效应，并测定了贫金属星的硅丰度。方法.我们使用了高分辨率，高信噪比光谱的UVES光谱仪在欧洲南方天文台VLT望远镜。本文给出了贫金属星大气中Si i和Si ii的谱线形成计算，计算了硅原子模型中的174项谱线和1132条谱线跃迁。考虑到最近改进的Si i和Si ii光电离截面的计算，并通过比较贫金属星的理论和观测通量，研究了Ly α翼中自由-自由准分子吸收的影响。所有丰度结果均来自LTE和NLTE统计平衡计算和光谱合成方法。结果研究发现，极紫外辐射对贫金属星，特别是高温、极贫金属星的形成具有重要意义。辐射束缚-自由截面对这些恒星也起着非常重要的作用。结论.发现Si的NLTE效应对于贫金属星，特别是对于温暖的贫金属星是重要的。结果表明，这些效应依赖于温度。对于温暖的贫金属恒星，NLTE丰度修正相对于标准LTE计算达到~ 0.2 dex。我们的研究结果表明，硅是过剩的金属贫星。
2009-07-28 astro-ph.SR
Binary Populations of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们构建了碳增强贫金属（CEMP）星的双星群体核合成模型。我们比较了我们模型的CEMP与EMP（极贫金属）的比值与观测到的比值，发现它太小了一个数量级。通过提高低质量、低金属丰度热脉冲渐近巨星分支（TPAGB）恒星的第三次挖掘效率，我们的模型更好地与观测结果相匹配。
2009-09-26 astro-ph.SR
Abundance patterns of the light neutron-capture elements in very and extremely metal-poor stars
我们使用局部热力学平衡（LTE）一维分析测量了第一峰值元素的所谓轻中子捕获的新丰度;该分析产生了11颗非常贫金属的恒星，从[Fe/H]=-2.5到[Fe/H]=-3.4，以及一颗富碳恒星CS 22949-037，[Fe/H]=-4.0。这些丰度与在两颗典型的贫金属恒星中观察到的丰度进行了比较：典型的富r恒星CS 31082-001（[Eu/Fe] > +1.0）和贫r恒星HD 122563（[Eu/Fe] < 0.0），这两颗恒星的第一个峰值中子捕获元素相对于第二个峰值而言明显富集。在第一峰内，丰度与第二峰元素丰度内的众所周知的相关性类似。相反，在任何第一峰值元素与任何第二峰值元素之间不存在相关性。结果表明，当第二峰元素的平均丰度从富r星到贫r星减小时，第一峰丰度与第二峰丰度之比的离散度增大。我们发现了两颗与HD 122563非常相似的贫r星。第三颗贫r星，CS 22897-008，更极端;这颗星显示了迄今为止第一个元素富集峰的最极端例子。相反，另一颗贫r星（BD-18 5550）的第一峰元素模式与典型的富r星CS 31082-001相似，但这颗星富集了一些Mo。在我们的贫金属恒星中，中子捕获元素的分布可以理解为至少两种机制的结合：一种是通过主要的r过程均匀地富集形成中的恒星云，并导致类似于富r恒星的元素图案，如CS 31082-001;另一种是主要形成较轻的第一峰元素。
2018-01-04 astro-ph.SR
The s-Process Nucleosynthesis in Extremely Metal-Poor Stars as the Generating Mechanism of Carbon Enhanced Metal-Poor Stars
碳增强贫金属（CEMP）星的起源在描述第一批恒星和银河系的形成和演化中起着关键作用，因为[Fe/H] \leq-2.5的极贫（EMP）星在表面化学成分上具有碳增强的共同特征。这些恒星的起源尚未确定，因为没有s-过程元素丰度增强的CEMP星的起源存在争议，即，所谓的CEMP--没有恒星。本文详细阐述了EMP-AGB星的s-过程核合成，并对CEMP星的起源进行了探讨。我们发现，在[Fe/H] \lesssim-2处，s-过程的效率由O而不是Fe控制。我们证明，Sr，Ba，Pb的相对丰度的C解释的风吸积从AGB星的双星系统。
2016-09-29 astro-ph.SR
The BaSTI Stellar Evolution Database: models for extremely metal-poor and super-metal-rich stellar populations
我们提出了一个扩展的BaSTI恒星演化数据库的极端金属贫（${\rm Z=10^{-5}}$）和超金属丰富（Z=0.05）的金属丰度，与标度太阳和$α$增强（[ $α$ /Fe]=0.4）的重元素分布。这些新的轨迹（从主序前到早期渐近巨分支阶段），水平分支模型和等时线，将使BaSTI数据库能够用于研究，即，在本星系群暗矮星系中发现的最贫金属的群体，以及银河系凸起的富金属成分。概述了几个基本的恒星演化的预测在整个金属丰度范围内的BaSTI，连同文献计算在${\rm Z=10^{-5}}$和Z=0.05的比较。
2013-08-18 astro-ph.SR
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
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
