Metal-poor stars observed with the automated planet finder telescope. I. Discovery of five carbon-enhanced metal-poor stars from LAMOST
我们报告了在金属丰度范围为$-3.3<$ [Fe/H] $<-2.4$的5颗碳增强贫金属（CEMP）星的发现。这些恒星是从LAMOST DR 3低分辨率（R $ \sim$ 2，000）光谱数据库中挑选出来的，作为贫金属候选恒星，并使用LICK/APF进行高分辨率光谱（R $ \sim$ 110，000）的跟踪。首次给出了25种化学元素（从Li到Eu）的恒星参数和单个丰度。这些恒星表现出的化学丰度模式与其他文献中报道的非常和极端贫金属恒星的化学丰度模式相似。我们的靶之一J2114 $-$ 0616在碳（[C/Fe]=1.37）、氮（[N/Fe]= 1.88）、钡（[Ba/Fe]=1.00）和铕（[Eu/Fe]=0.84）中显示出高增强。这样的化学丰度模式表明J2114 $-$ 0616可以被分类为CEMP-r/s星。另外，恒星J1054+0528可以被分类为CEMP-rI恒星，其[Eu/Fe]=0.44，[Ba/Fe]= $-$ 0.52。我们样本中的其他恒星没有显示出中子捕获元素的增强，可以被归类为CEMP-无星。我们还进行了基于盖亚DR 2数据的样本星的运动学和动力学分析。这些恒星的运动学参数、轨道和结合能表明，J2114 $-$ 0616是外晕族的成员，而其余的恒星属于内晕族，但具有吸积起源。总的来说，这些结果增加了重要的约束CEMP恒星的起源和演化，以及它们可能的形成方案。
2019-04-21 astro-ph.GA
On the potential of Carbon-Enhanced Metal-Poor stars for Galactic Archaeology
该研究探讨碳增强金属贫乏恒星作为银河考古学探针的潜力，提出改进分类方案以准确区分CEMP子类，并表征双星系统中的伴星，以揭示早期恒星形成与核合成。
2023-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) III: carbon-enhanced metal-poor stars in the bulge
最缺乏金属的恒星拥有关于银河系早期形成和化学演化的重要线索，而碳增强贫金属（CEMP）恒星特别令人感兴趣。然而，对银河系核球中的CEMP恒星知之甚少。本文利用原始内星系巡天（PIGS）中的大量贫金属星光谱样本，对球区的CEMP星（[C/Fe] > +0.7）进行了识别，并计算了CEMP分数。我们在内银河系中识别出96颗新的CEMP恒星，其中62颗金属含量非常低（[Fe/H] < -2.0）;这比之前已知的7颗凸起CEMP恒星增加了10倍以上。对于[Fe/H] <-3.0的恒星，PIGS中CEMP星的累积分数为$42^{\,+14\,}_{\,-13} \%$;对于[Fe/H] < -2.5的恒星，CEMP星的累积分数为$16^{\,+3\,}_{\,-3} \%$;对于[Fe/H] <-2.0的恒星，CEMP星的累积分数为$5.7^{\,+0.6\,}_{\,-0.5} \%$。对于[Fe/H] < -3.0的PIGS内星系CEMP分数与文献中发现的晕分数一致，但在较高的金属丰度下，PIGS分数显著较低。虽然这可以部分归因于光度选择偏差，但这种偏差不太可能完全解释较高金属丰度下的低CEMP分数。考虑到晕CEMP-s和CEMP-no星的典型碳过剩和金属丰度范围，我们的结果指出，在银河系内部的CEMP-s和CEMP-no星（特别是更丰富的金属）可能缺乏。前者可能与双星部分的差异有关，而…
2021-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. III. Carbon-enhanced metal-poor stars -- CEMP-s stars
对贫金属晕星的详细光谱研究突出了碳增强贫金属（CEMP）星在理解银河系早期碳的产生和喷射以及在大爆炸后形成的第一批恒星中识别CEMP星的祖先方面的重要作用。最近的工作也根据绝对碳丰度A（C）将CEMP恒星分为高C带和低C带，主要分别由双星和单星组成。我们的目标是确定的频率和轨道参数的CEMP-s的恒星，表现出强烈的增强与S-过程中的中子捕获元素之间的二进制系统。这使我们能够测试是否有必要和足够的地方质量转移从一个双伴侣来解释他们的戏剧性的碳过剩。22颗恒星中有18颗呈现清晰的轨道运动，产生82+-10%的双星频率，而4颗恒星似乎是单星（18+-10%）。因此，我们确认CEMP-s恒星的双星频率比正常的贫金属巨星高得多，但不是以前声称的100%。确定了11个双星的安全轨道和6个长周期系统（P > 3,000天）的临时轨道，并讨论了轨道循环时间尺度。传统的情况下，从一个前AGB双星伴星的局部质量转移似乎占大多数CEMP-s恒星的化学成分。然而，在一些单一的CEMP-s恒星中，多余的C和s-过程元素显然是通过外部（遥远的）来源转移到它们的出生云中的。这一发现对于我们理解早期星系晕和一些高红移DLA系统中的碳富集，以及极端贫金属AGB星的质量损失具有重要意义。节录。
2016-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars in dwarf galaxies
我们调查的频率和起源的碳增强贫金属（CEMP）恒星在本群矮星系的统计，数据校准的宇宙学模型的银河系及其矮卫星的层次建设。该模型自洽地解释了观测到的矮星系光度的变化：i）CEMP恒星的频率和[Fe/H]范围; ii）金属丰度分布函数; iii）恒星形成历史。我们表明，如果原始微弱的超新星主导了早期的金属富集，那么CEMP-没有恒星富集的第一代恒星应该存在于所有的矮星系中，具有类似的恒星数量和CEMP分数在[Fe/H] $< -4$。我们表明，观察到的概率是碳增强在一个给定的[Fe/H]范围内强烈依赖于矮星系的光度，平均而言，它是一个数量级低的“经典”雕塑家般的dSPH星系（$P\leq 0.02$）比在最不明亮的超暗矮星（$P \approx 0.1$）。此外，我们解释了为什么它可能是更容易找到CEMP-没有恒星在[Fe/H] $\approx -2$在经典的dSph星系比超微弱的矮星。这些是[Fe/H] $<-3$处恒星比例随星系光度变化的结果：$L<10^5L_{\odot}$星系的$\geq 40\%$，以及$L>10^{7}L_{\odot}$的$\leq 0.2\%$。我们提出了模型预测的低铁尾和CEMP分数的恒星在矮星系，特别强调的雕塑dSph，可用于阐明的第一批恒星的属性。
2015-08-21 astro-ph.GA
The Assembly of the Halo System of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE -- The CEMP Star Connection
近年来，大量新的光谱数据集，如SDSS（特别是SEGUE子巡天）期间获得的50多万个恒星光谱，提供了制定银河系组装和演化的连贯故事所需的定量细节。我们银河系的盘和晕系统已经被证明比以前想象的更复杂，更有趣。在这里，我们集中在银河系的晕系统。SDSS/SEGUE的新数据显示，晕系统至少包括两个组成部分，即内晕和外晕，它们具有明显不同的特征（金属丰度分布、密度分布、运动学等）。除了提出新的方法来检查这些数据外，内/外晕二分法还使人们能够理解至少一个长期存在的观测结果，即碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例随着金属丰度的降低而增加。
2011-11-11 astro-ph.GA
Modelling the observed properties of carbon-enhanced metal-poor stars using binary population synthesis
星系晕中的恒星星族的特征是大部分CEMP恒星。大多数CEMP星富含$s$ -元素（CEMP-$s$星），其中一些也富含$r$ -元素（CEMP- $s/r$星）.一个CEMP恒星的形成方案是在过去从TP-AGB主星向目前观测到的质量较小的伴星进行风质量转移。我们生成低金属丰度的双星种群，以重现所观察到的CEMP星分数。此外，我们的目标是约束我们的风质量转移模型，并调查在何种条件下，我们的合成人口再现观测到的丰度分布。我们比较CEMP分数和丰度分布从我们的合成人口与观测。晕中双星恒星星族的初始质量函数、质量比分布、轨道周期分布和双星分数等物理参数是不确定的。我们改变我们的模型中的假设，这些参数，以及风的质量转移过程，并研究随之而来的变化，我们的合成CEMP人口。在我们的合成人口计算的CEMP分数在7%和17%之间变化，范围与最近从SDSS/SEGUE数据样本中获得的非常贫金属恒星的CEMP分数一致。对CEMP- $s/r$星和CEMP- $s$星的模拟和观测丰度分布的比较结果是不同的。对于后者，我们的模拟定性地再现了所观察到的C，Na，Sr，Ba，Eu和Pb的分布。另外，对于CEMP- $s/r$星，我们的模型不能再现Ba、Eu和Pb等富中子元素的大丰度。这一结果与以前的研究一致，表明CEMP- $s/r$星经历了与CEMP- $s$星不同的核合成历史。
2015-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars in different environments
碳增强贫金属（CEMP）恒星的起源及其与第一代恒星产生的化学元素的可能联系仍然存在很大争议。我们简要回顾了CEMP星在不同环境（银河系恒星晕，超微弱和经典矮星系）的观测，并解释其性质的形成的本星系群的宇宙学化学演化模型。我们讨论了当前观测的第一批恒星的性质的影响，澄清了为什么碳增强的碳正常恒星的比例在不同光度的矮星系中变化，并讨论了在玉夫座矮星系中发现的第一颗CEMP（-no）恒星的起源。
2015-12-17 astro-ph.GA
Discovery of the First Five Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the LMC
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所（SkAI））；Monash University（莫纳什大学）；Flatiron Institute（平坦研究所）；Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Universidad Católica del Norte（北方天主教大学）
研究发现银河系最大矮星系大麦哲德的五颗碳过量金属贫乏星，揭示其碳丰度和金属丰度，挑战原有对碳过量星分布的认知，提示环境因素对早期化学演化的潜在影响。
2026-03-23 astro-ph.GA
The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. II. Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars - CEMP-no stars
大多数贫金属晕星的详细成分被发现是非常均匀的。然而，20 - 70%（随着金属丰度的降低而增加）的一小部分表现出碳丰度的显着增强-所谓的碳增强贫金属（CEMP）恒星。银河系化学演化模型的一个关键问题是，这种非标准的组成是否反映了恒星诞生云的组成，或者是由于来自双星伴星的化学处理物质的局部出生后质量转移; CEMP恒星应该都是双星系统的成员。我们的目标是确定的频率和轨道参数的二进制CEMP星之间的中子捕获元素的过度丰度-CEMP-s和CEMP-no星，分别-作为一个测试，这个本地的质量转移的情况。本文讨论了24颗CEMP-no星的样本，而后续的论文将考虑CEMP-s星的类似样本。大多数变星在这段时间内没有表现出统计上显著的径向速度变化，似乎是单一的，而四颗变星被发现是双星，轨道周期为300 - 2，000天，离心率正常;样本的双星频率为17 +-9%。单星大多属于最近确定的“低C波段”，而双星具有较高的绝对碳丰度。我们的结论是，负责在这些古老的恒星强烈的碳过剩的核合成过程是无关的，他们的二进制状态;在早期的银河系ISM的碳被印在他们的出生分子云，更早，外部来源，强烈表明CEMP-没有恒星可能是真正的第二代恒星。我们讨论了潜在的生产地点的碳和它的跨星际距离在早期ISM的转移，高红移DLA系统的组成和影响。节录。
2015-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the nucleosynthetic contribution of low-metallicity, low-mass star companions of CEMP stars
CEMP星之间的丰度差异可以揭示早期银河系中元素的形成和演化。在这项工作中，我们提出的结果从一个详细的丰度分析的样本的七个外来碳星。分析基于HCT/HESP（R $\sim$ 60，000）和SUBARU/HDS（R $\sim$ 50，000）获得的高分辨率光谱。我们提出，为第一次，元素丰度结果的对象BD $-$ 19 132，BD $-$ 19 290，HE~1304 $-$ 2111，HE~1354 $-$ 2257，和BD+19 3109。在文献中有几种元素的丰度可用于HE~1157 $-$ 0518和HD~202851，我们提出了这些元素的丰度的更新以及其他几种元素的新丰度估计。我们的分析证实HD~202851是一颗CH星。虽然BD $-$ 19 132、HE~1354 $-$ 2257和BD+19 3109被发现是CEMP-s星，但物体BD $-$ 19 290、HE~1157 $-$ 0518和HE~1304 $-$ 2111被发现属于CEMP-r/s群。观测到的三颗CEMP-r/s星的丰度模式与i-过程模型的预测结果吻合得很好。虽然物体BD+19 3109和HD~202851被确认为二进制，但其余物体的二进制状态尚不清楚。基于不同元素丰度比的分析证实了所有物体的低质量前AGB同伴。运动学分析表明，BD $-$ 19 290、HE 1157 $-$ 0518、HE 1…
2021-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine abundances in CEMP stars at the lowest metallicity: Hints on the nature of the first stars
本文利用IGRINS高分辨率红外光谱观测7颗CEMP星的氟丰度，在金属丰度最低的恒星CS 29498-0043中首次探测到氟，并据此区分Pop III前身星的两种核合成情形，支持超新星氢燃烧模型。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-Poor Stars. V. The CEMP-no Stars in 3D and Non-LTE
我们利用后1D、LTE文献分析，对富碳（[C/Fe]{1D，LTE} > +0.7）、贫金属（[Fe/ H_{1D,LTE} ] < -2.0）恒星的性质进行了研究。高激发C~I线用于约束G波段分析的3D、NLTE修正。对Yoon et al.和Yong et al.的1D、LTE汇编的校正产生了3D、LTE和3D、NLTE Fe和C丰度。在Yoon等人的汇编中，CEMP-no星的数量（加上其他八颗）从130颗（1D，LTE）减少到68颗（3D，LTE）和35颗（3D，NLTE）。对于Yong等人编制的-4.5 < [Fe/H] < -3.0的恒星，相应的CEMP-no分数分别从0.30变为0.15和0.12。我们提出了一个玩具模型的合并的两个人口的前星云的化学富集的第一个零重元素的恒星：C-丰富，超金属贫和C-正常，非常金属贫人口。该模型对CEMP-no星在A（C）和[C/Fe]与[Fe/H]平面上的一维、LTE丰度分布提供了合理的一级解释，范围为-4.0 < [Fe/H] <-2.0。Yoon等人的CEMP星群I包含19颗CEMP-no星（占星群的14%），其中4/9是双星，它们的[Sr/Ba]_{1D，LTE}值很大。这些数据支持Hansen等人（2016 b，2019）和Arentsen等人（2018）的观点，即这些恒星可能经历了AGB恒星和/或“自旋星”的富集。
2019-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances and kinematics of carbon-enhanced metal-poor stars in the Galactic halo*; A new classification scheme based on Sr and Ba
碳增强贫金属（CEMP）恒星涵盖了广泛的恒星星族，从真正的第二代恒星到后来形成的恒星，这些恒星提供了很好的探测，例如，二元传质在这里，我们分析了11颗贫金属星，其中10颗是CEMP星。基于高信噪比的X射线能谱，我们计算了20种元素（C，N，O，Na，Mg，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Sr，Y，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Eu）的丰度。从高信噪比光谱，我们跟踪的化学贡献的稀土元素（REE）从不同的生产网站，发现一个偏好的金属贫低质量AGB星的1.5Mo的CEMP-s的明星，而CEMP-r/s的明星可能表明一个更大的AGB贡献（2- 5 Mo）。r-过程的贡献-可能来自中子星合并（NSM），也可检测到的REE丰度，特别是在CEMP-r/s。结合光谱与盖亚DR 2天体测量数据表明，除了一颗恒星（和大多数文献中的恒星），我们的样本中的所有恒星都属于星系晕。它们的轨道偏心率中位数为0.7，在顺向和逆行轨道上都有发现。在我们研究的98颗恒星中，CEMP-no和CEMP 4s恒星的轨道参数非常相似。一个特殊的CEMP-没有星，具有非常低的Sr和Ba含量，拥有最偏心的轨道之间的恒星在我们的样本，通过接近银河系的中心。最后，我们提出了一个改进的方案，再分类的CEMP星，利用锶$/$ Ba的比例，这也可以用来分离非常贫金属的CEMP星在93颗恒星的金属丰度范围$-4.2<$ [Fe/H…
2019-01-17 astro-ph.GA 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
An empirical metallicity tracer in CEMP and C-normal stars
在碳增强贫金属（CEMP）星的低分辨率光谱中推导金属丰度[Fe/H]是一项繁琐的任务，由于大量的线混合，经常导致[Fe/H]的不确定性超过0.25 dex。CEMP星的数量随着[Fe/H]的减少而增加，其中一些已知是真正的第二代晕星。因此，了解它们的[Fe/H]对于追踪银河系的形成和化学演化非常重要。在这里，我们的目标是通过避免与混合物相关的问题来改善低分辨率光谱中的[Fe/H]测量。我们在低金属丰度下改进了这种光谱中的化学标记。我们开发了一种经验方法来推导CEMP（和C-正常）恒星中的[Fe/H]，该恒星与强线的等效宽度（EW）有关，强线在低分辨率，贫金属光谱中仍然可以检测到。最好的[Fe/H]示踪剂被发现是Cr I和Ni I，它们都在没有分子带的光谱区域（在~5200- 6800 A之间，大多数调查都可以到达的区域）显示出强烈的跃迁。我们导出了矮星和巨星的不同关系式。在~-3<[Fe/H]<-0.5和10<EW<800 mA（Cr）或[Fe/H]>-3.2和EW> 5 mA（Ni）范围内，这些关系式都是有效的，这取决于元素和谱线以及恒星的演化阶段。经验关系式对CEMP和C-正常恒星都有效，并且已经在大约400颗恒星（主要是巨星）的样本中被证明是准确的示踪剂。根据样品和分辨率的不同，金属丰度的精确度在~0.2以内，经验关系在0.05-0.1dex以内。我们的关系将改善金属丰度的测…
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic Validation of Low-Metallicity Stars from RAVE
我们提供了来自RAVE（RAVE）的1，694颗明亮（V < 13.5），非常贫金属的恒星候选者的中等分辨率（R ~ 2，000）光谱后续活动的结果。低金属丰度目标的初步选择是基于RAVE数据发布4和5中公布的恒星参数。后续工作由Gemini-N和Gemini-S、ESO/NTT、KPNO/Mayall和SOAR望远镜完成。大部分观测光谱的波长覆盖范围允许确定碳和α元素丰度，这对于考虑该样品中碳增强贫金属（CEMP）星的性质和频率至关重要。我们发现88%的观测恒星[Fe/H] <=-1.0，61%的[Fe/H] <=-2.0，3%的[Fe/H] <= -3.0（其中4颗恒星[Fe/H] <= -3.5）。在这个样本中有306颗CEMP恒星候选者，我们从A（C）与[Fe/H]图中识别出169颗CEMP I组，131颗CEMP II组和6颗CEMP III组恒星。对[alpha/C]丰度比的检查显示，CEMP第二组中的五颗恒星可以被归类为“单富集的第二代”恒星。发现盖亚DR 1与734颗恒星匹配，我们表明横向速度可以用作低金属丰度候选者的确认选择标准。从我们验证的名单中选出的恒星正在用高分辨率光谱学进行跟踪，以揭示它们的全部化学丰度模式，供进一步研究。
2018-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Enhanced Metal-Poor star candidates from BP/RP Spectra in $Gaia$ DR3
本研究利用$Gaia$ DR3的BP/RP低分辨率光谱，以SDSS/SEGUE的CEMP星表为训练集，通过XGBoost识别出58872颗全天CEMP星候选体，污染率12%、完备率60%-68%，为研究其起源与星系分布提供大样本基础。
2023-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binarity in Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
金属丰度最低的恒星中有相当一部分显示出非常高的碳增强。有争议的是，这些增强是否反映了恒星的诞生成分，或者它们的大气层是否随后被污染，最有可能是AGB双星伴星的吸积。在这里，我们调查和比较的二进制属性的三个碳增强子类：贫金属CEMP-s的明星，另外增强钡;较高的金属丰度（SG）CH-和Ba II星也增强钡;和贫金属CEMP-no星，不增强钡。通过与模拟的比较，我们证明了所有钡增强的种群最好由~100%的二进制分数表示，具有最大~ 20，000天的较短周期分布。这一结果大大加强了假设，一个类似的二元传质起源是负责他们的化学模式。对于CEMP-NO组，我们提出了新的径向速度数据从霍比-埃伯利望远镜的15颗恒星，以补充稀缺的文献数据。其中两颗星显示出无可争议的双星特征。完整的CEMP-no数据集显然与CEMP-s类的二进制属性不一致，从而强烈表明它们的碳增强的不同物理来源。CEMP-no的二进制分数仍然是很差的约束，但人口更类似于太阳邻居的二进制属性。
2014-04-01 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
Carbon-enhanced Metal-poor Stars in SDSS/SEGUE. II. Comparison of CEMP Star Frequencies with Binary Population Synthesis Models
我们提出了一个比较的频率的碳增强贫金属（CEMP）的巨人和主序星关闭，从斯隆数字巡天和斯隆扩展银河系的理解和探索，从渐近巨分支（AGB）质量转移模型的预测。我们考虑两个初始质量函数（IMF）-一个Salpeter IMF和一个特征质量为10个太阳质量的质量函数。这些比较表明，对于[Fe/H] > -1.5的恒星和Salpeter IMF，观测到的CEMP频率之间有很好的一致性，但对于具有更高特征质量的IMF，则不一致。因此，虽然AGB模型适用于低质量的祖星，但它不适用于高质量的祖星。我们的研究结果表明，IMF从高质量转移到低质量占主导地位的银河系的早期历史，这似乎已经发生在一个“化学时间”之间[Fe/H] = -2.5和[Fe/H] =-1.5。对于[Fe/H] < -3.0的关闭恒星，修正后的CEMP频率远高于AGB模型对大质量IMF的预测，支持了之前的论断，即[Fe/H] =-3.0以下的富碳物质的产生需要一个或多个与AGB恒星无关的额外机制。[删节]
2013-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Puzzling Frequencies of CEMP and NEMP Stars
我们提出的碳和氮增强贫金属（CEMP和NEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们发现，所观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。
2009-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-poor Stars Observed with the Automated Planet Finder Telescope. II. Chemodynamical Analysis of Six Low-Metallicity Stars in the Halo System of the Milky Way
本文研究了星系晕中六颗含[Fe/H] $< -2.5$的贫金属星的化学组成和运动学性质。从Lick/APF获得的高分辨率（R $\sim$ ~ 110，000）光谱观测结果中，我们确定了多达23种元素的个别丰度，以定量评估我们的样品。我们确定了两个碳增强的贫金属星（J1630+0953和J2216+0246）没有增强的中子捕获元素（CEMP-无星），而我们的样本星的其余部分是碳中间。通过比较CEMP星的轻元素丰度与非旋转零金属丰度双星模型的预测结果，我们发现J1630+0953和J2216+0246的前身星可能在13-25 M $_{\odot}$质量范围内，爆炸能量为0.3-1.8 $ \times 10^{51}$ erg.此外，可检测到的轻元素和重元素丰度比表明，我们的样本恒星可能是由混合良好的气体云形成的，这与以前的研究一致。我们还提出了一个运动学分析，这表明，我们的大多数程序星可能属于内晕人口，与轨道通过接近$\sim$ 2.9千秒差距从银河系中心。我们讨论了这些结果对CEMP恒星的起源和演化的关键约束的影响，以及我们银河系中金属丰度最低的恒星的第三族祖先的性质。
2019-06-20 astro-ph.GA
Origins of carbon-enhanced metal-poor stars
我们调查的性质，碳增强贫金属（CEMP）恒星在银河系（MW）类似物选择从EAGLE宇宙流体动力学模拟。EAGLE中的恒星演化模型包括渐近巨星分支（AGB）恒星、大质量恒星风以及I型和II型超新星（SNe）的富集物理。在模拟中，由于有效的恒星反馈，年轻MW祖星的恒星形成是突发性的，这导致了不良的金属混合，导致形成极端丰度模式的CEMP恒星。在这种情况下，出现了两类CEMP恒星：那些主要由低金属丰度II型SNe富集的低Fe产量驱动银河系外流，以及那些主要由AGB恒星富集的贫气体祖星吸积原始气体。第一类类似于CEMP-no星，具有高[C/Fe]和低[C/O]，第二类类似于CEMP-s星，具有丰富的s过程元素和高[C/O]。这种情况解释了数据中看到的几种趋势：（一）在低和降低[O/H]时[C/O]的分散度和中值增加，（二）具有非常低[Fe/H]或[C/H]的恒星趋向于CEMP-no类型，以及（三）在贫金属恒星中具有原子序数的[α/Fe]分散度减少。在这种解释中，CEMP-没有恒星被使星系能够重新电离宇宙的恒星所富集。
2017-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of CEMP stars: What helium and lithium can tell us about CEMP stars?
我们表明，碳增强贫金属（CEMP）恒星的特殊表面丰度模式是从上一代恒星（以下称为“源星”）中经过H和He燃烧阶段处理的材料中继承而来的。在上一代中，为了解释观测到的高氮丰度，氦燃烧区和氢燃烧区之间一定发生了某种混合。此外，有必要假设碳氧核心的一小部分已经被驱逐（无论是风还是超新星爆炸）。因此，只有最外层应该是由源星释放的。如果来自源星的物质没有被星际介质稀释太多，一些CEMP星可能是富氦的。那些由几乎纯的喷出物形成的恒星也将是贫锂的。
2010-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Archeology with the AEGIS Survey: The Evolution of Carbon and Iron in the Galactic Halo
了解银河系晕中碳和铁的演化非常重要，因为这两种元素在早期宇宙中约束恒星形成、银河系组装和化学演化方面发挥着至关重要的作用。在这里，我们探索碳的空间分布，[C/Fe]和金属，[Fe/H]，晕系统的基础上中分辨率（$R \sim$ 1，300）光谱的$\sim$ 58，000恒星在南半球的AAOmega银河系结构演化（AEGIS）调查。AEGIS的碳丰度图显示出正的梯度与距离，同样发现的斯隆数字巡天（SDSS）的碳丰度图的李等人。金属丰度图证实，[Fe/H]随着距离的减少，从内晕到外晕。我们还探讨了光环的形成和化学演化的历史，考虑人口的碳增强贫金属（CEMP）恒星中存在的AEGIS样本。CEMP-no恒星（根据其特征性的较低的绝对碳丰度水平进行分类，次巨星和巨星的$A$（C）$\leq$ 7.1）的累积和微分频率随着金属丰度的降低而增加，并且对于CEMP恒星整体来说是\textit{substantially higher than previous determinations}。相反，$s$型恒星（具有较高的$A$（C））几乎保持平坦，$\sim$值为10%，在$-\,4.0 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim-$ 2.0范围内. CEMP-no和CEMP- $s$星的明显不同的行为缓解了假设双星质量转移起源的人口合成模型的紧张局势，以前很难解释CEMP星的更高频…
2018-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Subclass of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars at Extremely Low Metallicity
本文在极低金属丰度下发现一类高碳丰度但无中子俘获元素增丰的 CEMP-no 新子类（第 IV 类），约 30% 可能为双星，挑战了现有 CEMP-no 形成机制并提示早期宇宙存在替代增丰途径。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Inner and Outer Halo Components of the Milky Way
根据Sloan数字巡天（SDSS）对30000多颗标校星的碳/铁（[C/Fe]）丰度比和运动学量的精确测定，研究了银河系晕中的碳增强贫金属（CEMP）星。使用我们目前的标准，表现出[C/Fe]比（“碳度”）超过[C/Fe] $ = +0.7$的低金属丰度恒星被认为是CEMP星，在\feh \ $< -1.5$的晕系统中CEMP星的全球频率是8%; \feh \ $< -2.0$是12%; \feh \ $<-2.5$是20%。我们还证实，随着金属丰度的下降，碳富集水平显著增加，从\feh \ $= -1.5$处的$<$ [C/Fe] $>$ $\sim +1.0$增加到\feh \ $= -2.7$处的$<$ [C/Fe] $>$ $\sim +1.7$。碳度分布函数（CarDF）的性质随着银河平面上方距离的增加而发生显着变化，$|$ Z $|$。对于$|$ Z $|$ $< 5$ kpc，相对较少的CEMP恒星被识别。对于距离$|$ Z $|$ $> 5$ kpc，CardF表现出朝向高值的强尾部，高达[C/Fe] $>$ +3.0。我们还发现$|$ Z $|$的CEMP频率明显增加。对于$-2.0 <$ [Fe/H] $< -$ 1.5的恒星，频率从$|$ Z $|$ $\sim 2$ kpc的5%增加到$|$ Z $|$ $\sim 10$ kpc的10%。对于[Fe/H] …
2011-11-01 astro-ph.GA
A Catalog of 1,408 Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from LAMOST DR11
South China Normal University（华南师范大学）
本文基于LAMOST DR11低分辨率光谱数据，提出深度学习方法识别碳增强金属贫乏恒星，发现1,408个候选星，并提供恒星参数。
2026-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binarity among CEMP-no stars: an indication of multiple formation pathways?
碳增强贫金属（CEMP）恒星包括很大比例的最低金属丰度恒星。在CEMP-no子类别中的恒星没有显示出任何s-过程增强，因此不能很容易地用从双星AGB伴星转移碳和s-过程元素来解释。我们已经进行了径向速度监测的样本22 CEMP-没有星，以进一步研究的作用，联在这种类型的CEMP星。我们发现四个新的二进制CEMP没有明星的径向速度变化的基础上，从而显着扩大人口的已知双星，共11个。新的二元系统之一是HE 0107-5240，它是已知最贫铁的恒星之一，支持该恒星丰度模式起源的二元转移模型。在我们的样本中，我们发现一个差异，在二进制分数取决于绝对碳丰度，与二进制分数$47^{\,+15\,}_{\,-14} \%$的恒星具有较高的绝对碳丰度和$18^{\,+14\,}_{\,\,-9} \%$的恒星具有较低的绝对碳丰度。这可能意味着高碳丰度和贫金属恒星的双星性之间的关系。虽然双星并不等同于质量转移，但双星系统中的CEMP-no星可能已经被污染，因此在解释它们的丰度模式时必须小心。我们还展示了盖亚发现其他二元候选者的潜力。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Constraints on First-Star Nucleosynthesis. II. Spectroscopy of an Ultra Metal-Poor CEMP-no Star
我们报告了对HE 0020 -1741的第一次高分辨率光谱分析，这是一颗明亮的（V=12.9），超贫金属（[Fe/H] = -4.1），碳增强（[C/Fe] = +1.7）的恒星，选自汉堡/ESO巡天。这颗恒星的中子捕获元素丰度较低（[Ba/Fe] = -1.1），绝对碳丰度A（C）= 6.1;基于这两个标准，HE 0020 -1741被分类为CEMP-no星。我们表明，轻元素丰度模式的HE 0020 -1741是一致的预测产量从大规模（M = 21.5 Mo），原始组成，超新星（SN）的祖先。我们还比较了其他超贫金属恒星的丰度模式，从文献中的可用措施的C，N，Na，Mg和Fe的丰度与广泛的网格SN模型（覆盖质量范围10 Mo - 100 Mo），以探测其可能的恒星祖先的性质。我们的研究结果表明，在[Fe/H] <-4.0时，至少需要两类祖星，因为这项工作中研究的一半以上的样本（12颗恒星中的7颗）的丰度模式无法通过预测的产量轻易重现。
2016-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the inconsistency of [C/Fe] abundances and the fractions of carbon-enhanced metal-poor stars among various stellar surveys
碳增强贫金属（CEMP）恒星是银河系考古学的独特资源，因为它们探测了第一颗恒星的性质，早期化学演化和极低金属丰度的二元相互作用。比较CEMP恒星在不同银河系环境中的分数和性质可以为我们提供对银河系晕及其构建块的形成和演化的独特见解。在这项工作中，我们调查是否直接比较的CEMP星的分数从不同的文献样本的非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的明星是有效的。我们整理了过去25年来发表的星系晕星CEMP分数和样本，发现它们并不都是一致的。以巨星为中心，比较不同巡天的[Fe/H]和[C/Fe]的变化趋势以及CEMP星的分布，发现它们之间存在显著差异。为了测试低分辨率光谱样本分析管道的作用，我们用SSPP和FERRE管道重新分析了来自各种调查的巨星。我们发现系统的差异[C/Fe]的~0.1-0.4 dex，部分独立的退化与恒星大气参数。这些系统可能是由于不同的管道方法，不同的假设，在所采用的合成网格，和/或不同的进化阶段的比较。我们的结论是，目前的偏见（分析）非常金属贫样品限制了人们可以从比较不同的调查得出的结论。我们提供了一些建议和意见，希望能帮助社区释放CEMP恒星在银河系考古学中的全部潜力。
2022-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-Dynamically Tagged Groups of CEMP Stars in the Halo of the Milky Way. I. Untangling the Origins of CEMP-$s$ and CEMP-no Stars
该研究利用 Gaia 动力学参数与元素丰度将644颗 CEMP 恒星聚类为 CDTG，揭示 CEMP-$s$ 多源于双星质量转移，而 CEMP-no 多形成于已被早期大质量恒星碳增丰的环境。
2022-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of faint population III supernovae in forming CEMP stars in ultra-faint dwarf galaxies
CEMP-no星是碳增强贫金属（CEMP）星（$\rm [C/Fe]\geq0.7$和$\rm [Fe/H]\lesssim-1$）的一个子集，在超暗矮（UFD）星系中被发现，其中$M_{\rm vir} \sim 10^8$ Msun和$M_{\ast}\sim10^3-10^4$ Msun位于$z=0$，以及在银河系（MW）的晕中。这些CEMP-no星是当地的化石，可能反映了第一代（Pop~III）和第二代（Pop~II）恒星的性质。然而，宇宙学模拟一直在努力重现已知CEMP-无恒星的碳增强水平。在这里，我们提出了新的宇宙学流体动力放大模拟孤立的UFD实现$m_{\rm gas}\sim60$ Msun的气体质量分辨率。我们包括了来自Pop~III暗超新星（SNe）的富集和$ E_{\rm SN}=0.6\times10^{51}$ erg，以了解CEMP-no星的起源。我们证实了Pop~III和Pop~II星分别是CEMP和C-正常星形成的主要原因。新的这项研究，我们发现，大多数的CEMP-没有恒星在观察到的UFD和MW晕可以解释的Pop~III SNe与正常的爆炸能量（$ E_{\rm SN}=1.2\times10^{51}$ ~erg）和Pop~II富集，但微弱的SNe也可能需要产生CEMP-没有恒星与$\rm [C/Fe]\gtrsim2$，对应于$\rm A(C)\…
2020-12-18 astro-ph.GA
Carbon Abundances in Metal-Poor Stars Reveal Distinct Galaxy and Star Formation Pathways in the Early Universe
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）
通过汇编1032颗贫金属星的碳丰度数据，发现超微矮星系中CEMP星比例高，经典矮星系中比例低，揭示了矮卫星星系的MV-CEMP分数关系，并利用[C/H]丰度探测早期低质量恒星形成。
2026-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seeding the second star -- II. CEMP star formation enriched from faint supernovae
碳增强贫金属（CEMP）星是保存早期恒星化学富集记录的活化石。在这项工作中，我们进行了一组数值模拟的富集从超新星（SN）的第一代无金属（Pop III）的恒星和富集云的引力坍缩，考虑所有相关的冷却/加热过程和化学反应，以及尘埃颗粒的生长。我们采用微弱的SN模型首次与祖群众$M_{\rm PopIII} = 13$ - $80 \ {\rm M}_{\bigodot}$，产生C-增强丰度模式（${\rm [C/Fe]} = 4.57$ - $4.75$）通过混合和回落的最内层的喷出物。该模型还考虑了尘埃颗粒的形成和破坏。我们发现，由SN喷射的金属可以部分再吸积相同的暗物质微晕，和富集云$A({\rm C}) = 3.80$ -$5.06$的碳丰度低于观测到的CEMP星（$A({\rm C}) \gtrsim 6$）的丰度范围，因为由微弱的SNe喷射的金属的质量小于正常的核心坍缩SNe由于广泛的回落。我们还发现，云碎裂是由气体冷却从碳颗粒$M_{\rm PopIII} = 13 \ {\rm M}_{\bigodot}$，即使与最低的铁丰度${\rm [Fe/H]} \sim -9$。这导致了低质量恒星的形成，这些“千兆贫金属”恒星可以生存到今天的宇宙，并可能通过未来的观测发现。
2020-07-13 astro-ph.GA
Carbon-enhanced metal-poor stars in the SDSS-APOGEE database
我们在APOGEE数据库中发现了6颗新的CEMP恒星（[C/Fe]>+0.7和[Fe/H]< -1.8），以及另外7颗可能的候选恒星。这些恒星具有典型的贫金属晕星的化学成分，例如，平均值[ $α$ /Fe] = +0.24 $\pm$ 0.24，基于ASPCAP管线结果。缺乏重元素谱线阻碍了这些CEMP星的进一步分类，然而，基于径向速度散射，我们预测大多数不是典型的双星系统中发现的CEMP-s星。只有一个物体，2 M15312547 +4220551，可能是一个双星，因为它表现出一个分散的径向速度为1.7 $\pm$ 0.6 km s $^{-1}$的基础上，在25.98天的基线三次访问。现在需要进行光学观测，以确认这些恒星的恒星参数和低金属丰度，确定重元素丰度比，提高导出丰度的精度，并检查它们的CEMP子分类。
2017-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in CEMP-no stars: A new constraint on the lithium depletion mechanism in the early universe
大多数相对温暖的、未演化的贫金属恒星（$T_{\rm eff}\gtrsim 5800\,\mathrm{K}$和$[{\rm Fe/H}]\lesssim -1.5$）表现出几乎恒定的锂丰度，与金属丰度或有效温度无关，因此形成了所谓的Spite高原。这最初被解释为来自大爆炸核合成产生的锂。然而，最近的观测显示，极端贫金属星（UMP星; $[\mathrm{Fe/H}]<-4.0$）的锂丰度明显低于高原。由于大多数UMP星是CEMP-无星，碳增强的贫金属星没有多余的中子捕获元素，碳增强和锂耗尽之间的联系被怀疑。这个问题的一个直接的方法是研究碳正常的UMP星。然而，在这个类中只有一个对象是已知的。作为一种替代方案，我们已经确定了两个CEMP没有主序星的锂丰度与金属丰度$[{\rm Fe/H}]\sim -3.0$，那里有许多碳正常的恒星与可用的锂丰度，可以考虑。我们的一维LTE分析表明，这两颗CEMP-无恒星的锂丰度与平台附近的值一致，这表明碳增强和锂耗尽没有直接关系。相反，我们的研究结果表明，极低的铁丰度是UMP恒星中锂耗尽的根本原因。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Catalog of 12,766 Carbon-enhanced Metal-poor Stars from LAMOST Data Release 8
本文基于 LAMOST DR8 低分辨率光谱提出深度学习方案，发现 12,766 颗碳增丰贫金属星候选体，并给出其有效温度、表面重力、[Fe/H] 和 [C/H] 等估计参数，为研究早期宇宙和星系演化提供重要样本。
2025-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
M3DIS -- A grid of 3D radiation-hydrodynamics stellar atmosphere models for stellar surveys. II. Carbon-enhanced metal-poor stars
Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔学院、尼尔斯·玻尔研究所）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）
针对传统一维恒星大气模型的偏差问题，本研究用M3DIS构建碳增丰贫金属星的三维辐射流体动力学模型，推导丰度修正值，修正后CEMP星占比等结果更符合银河系化学演化模型预期。
2025-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Faint Supernovae Responsible for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars?
暗超新星模型中的混合和后退模型被认为是重现观测到的星系晕中碳增强贫金属（CEMP）星的丰度模式。需要对单个恒星的模型参数进行微调，以重现观测到的碳与铁的比例。我们专注于极贫金属的恒星形成的喷出物的混合和回落模型，使用化学演化模型。我们的化学演化模型考虑到个别恒星的贡献，化学富集在主机晕连同他们的进化的背景下的层次聚类。在化学演化模型中，采用参数化的Pop. III型暗超新星混合模型和后退模型，并用合并树重现了观测到的CEMP星。对恒星形成和暗超新星金属污染模型参数的多种选择，都不能再现观测到的[Fe/H] < -4和[C/H] >-2的恒星，这是大多数低金属丰度恒星中的CEMP星。唯一可能的解决方案是从小质量的喷出物中形成恒星，这会产生不一致的金属丰度分布函数。我们的结论是，不是所有的CEMP星的混合和回落模型的解释。我们还测试了来自AGB星的二进制质量转移的贡献，AGB星也应该再现已知CEMP星的丰度。只有当我们假设长周期双星在[Fe/H] <-3.5时更有利时，这个模型才能合理地同时再现碳和铁丰度的分布。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carbon-Dependent Binary Frequency of CEMP-no Stars
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）；University of Notre Dame（圣母大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）
研究CEMP-no星的碳相关双星频率，通过对30颗CEMP-no星五年径向速度监测及结合文献数据，得到90颗星样本。发现高碳CEMP-no星双星频率高于低碳星，确定二者关系，还推导出四个新双星系统轨道参数。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of carbon-enhanced metal-poor stars as a consequence of inhomogeneous metal mixing
我们提出了一个新的方案，形成碳增强贫金属（CEMP）恒星。低恒星金属丰度的碳增强通常被认为是微弱或其他外来超新星的结果。对低金属丰度气体冷却时间的分析估计表明了一种自然的偏见，这有利于CEMP恒星的形成，这是由于不均匀的金属混合：富碳气体的冷却时间较短，可以在附近潜在的碳正常气体口袋之前形成恒星，其中恒星的形成由于来自碳增强原恒星的高能光子而受到抑制。我们证明，这种情况下提供了一个自然的形成机制CEMP星的碳正常超新星，如果不均匀的金属混合提供的碳度差异至少一个数量级的分离> 10 pc。在我们的基准（乐观）模型中，8%（83%）的观测到的CEMP-无星（[Ba/Fe]<0）可以解释这个形成通道。这种新的情况可能会改变我们对第一颗超新星的理解，从而改变我们对第一颗恒星的概念。未来的3D模拟需要评估这种机制在典型的高红移星系中发生的可能性。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
On Neutron Star Mergers as the Source of r-process Enhanced Metal Poor Stars in the Milky Way
我们模型的历史银河r-过程富集使用高红移，高分辨率变焦宇宙学模拟的银河系（MW）型晕。我们假设所有的r-过程源都是具有幂律延迟时间分布的中子星合并源。我们在次网格尺度上模拟混合污染物的时间，这使我们能够更好地计算贫金属（MP）和碳增强贫金属（CEMP）恒星的属性，以及它们的r-过程增强子类的统计数据。我们的模拟低估了r-过程增强MP和CEMP星（MP-r，CEMP-r）的MP和CEMP星的累积比率约一个数量级，即使当双中子星（$t_{\rm min}$）的最小合并时间设置为1百万年。如果$t_{\rm min}=100$ Myr.我们的研究结果表明，即使我们采用的r-过程的产量估计GW 170817中观察到的，NSM本身只能解释所观察到的频率的r-过程增强的恒星，如果每单位质量的恒星的双中子星的出生率提高到$\approx10^{-4} M_\odot^{-1}$或每个NSM事件的铕产量提高到$\approx 10^{-4} M_{\odot}$。
2019-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The first carbon-enhanced metal-poor star found in the Sculptor dwarf spheroidal
碳增强贫金属（CEMP）恒星的起源及其与第一代恒星产生的化学元素的可能联系仍然存在很大争议。与星系晕相比，在银河系周围的矮球状星系中并没有发现太多的CEMP星。在这里，我们展示了ET 0097的ESO VLT/UVES高分辨率光谱的详细丰度，ET 0097是在玉夫座矮球状体中发现的第一颗CEMP恒星。这颗恒星有$\text{[Fe/H]}=-2.03\pm0.10$、$\text{[C/Fe]}=0.51\pm0.10$和$\text{[N/Fe]}=1.18\pm0.20$。CEMP星的传统定义是$\text{[C/Fe]}\geq0.70$，但考虑到这颗明亮的红巨星分支星经历了混合，它在形成时本质上是氮增强较少而碳富集较多，因此它属于CEMP星的定义，Aoki et al.（2007）提出了这种效应。通过对这种混合进行校正，我们得出结论，该恒星在其早期演化阶段具有$\text{[C/Fe]}\approx0.8$。除了C和N的丰度增加外，ET 0097在其他比Zn轻的元素中没有表现出特殊性，并且没有增加较重的中子捕获元素（Ba，La，Ce，Nd，Sm，Eu，Dy），使其成为CEMP-no星。然而，这颗恒星确实显示出微弱的$r$过程的迹象，具有过量的轻中子捕获元素（Sr，Y，Zr）。为了解释在ET 0097中观察到的丰度模式，我们探索了这颗恒星被原始恒星富集的可能性。除了详细的丰…
2014-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational evidence points at AGB stars as possible progenitors of CEMP-s & r/s stars
在碳增强贫金属（CEMP）恒星表面化学成分中观察到的重元素丰度增加的起源仍然知之甚少。在这里，我们提出了详细的丰度分析的7个CEMP星的高分辨率（R ${\sim}$ 50\，000）光谱的基础上，揭示了足够的证据，渐近巨星分支（AGB）恒星可能是这些对象的祖先。对于HE 0110 $-$ 0406、HE 1425 $-$ 2052和HE 1428 $-$ 1950，我们首次给出了详细的丰度分析。我们的样品被发现由一个贫金属（[Fe/H] $<$ $-1.0$）和六个非常贫金属（[Fe/H] $<$ $-2.0$）星与增强的碳和中子捕获元素。我们对观测到的[O/Fe]、[Sr/Ba]和[hs/ls]丰度比进行了严格的分析，并研究了AGB星可能是祖先星的可能性。除了HE 1429 $-$ 0551和HE 1447 $+$ 0102之外，在程序星中估计的氧丰度是AGB祖先的特征。[Sr/Ba]和[hs/ls]比值的估计值也支持AGB星是可能的祖先星。在绝对碳丰度A（C）与[Fe/H]图中，程序星的位置以及第一组天体暗示了该天体的二元性质。根据丰度比[Mg/C]、[Sc/Mn]和[C/Cr]研究了程序星的化学富集历史。使用[C/N]和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率，我们检查了是否有任何内部混合改变了它们的表面化学组成。运动学分析表明，物体HE 0110 $-$ 0406和H…
2021-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The occurrence of nitrogen-enhanced metal-poor stars: implications for the initial mass function in the early Galactic halo
大多数碳增强贫金属（CEMP）星被认为是过去从渐近巨星分支（AGB）星到低质量伴星（我们现在观察到的CEMP星）的氦燃烧物质的质量转移的结果。由于中等质量的AGB星在其包层中有效地将碳循环为氮，因此相同的演化方案预测存在氮增强贫金属（NEMP）星，[N/Fe] > 1，[N/C] > 0.5。这样的NEMP星是罕见的，尽管它们的出现取决于金属丰度：它们在[Fe/H] < -2.8时似乎比金属丰度较低的恒星更常见约10倍。我们分析了所观察到的样品的贫金属恒星的碳和氮的测量，以获得坚定的约束发生NEMP恒星的金属丰度的函数。我们比较这些约束的二进制人口合成计算中，我们改变了初始分布的质量，质量比和二进制轨道周期。我们发现，在[Fe/H] > -2.8时观测到的NEMP星的缺乏不允许对初始质量函数进行大的修改，正如文献中所建议的那样，CEMP星的频率很高。较低金属丰度的情况不太清楚，我们目前还没有恒星模型来进行[Fe/H] <-2.8的比较。然而，除非中等质量的AGB星在如此低的金属丰度下表现得非常不同，否则在[Fe/H] < -2.8处观察到的NEMP频率似乎与文献中提出的头重脚轻形式的初始质量函数不相容。
2012-09-26 astro-ph.GA
TOPoS: III. An ultra iron-poor multiple CEMP system
TOPoS巡天的主要目标之一是寻找最贫金属的恒星。我们的研究发现了已知最缺铁的天体之一，SDSS，J092912.32 +023817.0。这个物体是一个多重系统，其中两个成分在光谱中被清楚地检测到。我们分析了16个高分辨率光谱获得的UVES摄谱仪在ESO 8.2米VLT望远镜测量径向速度和确定系统的化学成分。交叉相关的光谱与合成模板产生一个双峰交叉关联函数（CCF）的8个光谱，在一种情况下，有证据表明存在第三个峰。通过平均CCF显示单峰的所有光谱获得的光谱的化学分析发现铁丰度为[Fe/H]=-4.97。该体系也是碳强化的，[C/Fe]=+3.91（A（C）=7.44）。从允许的氧三重态，我们确定氧的上限为[O/Fe]<+3.52，使得C/O>1.3。我们还能够提供更严格的Sr和Ba丰度上限（[Sr/Fe]<+0.70，[Ba/Fe]<+1.46）。
2016-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A CEMP-no star in the ultra-faint dwarf galaxy Pisces II
最近在超暗星系双鱼座II中发现了一颗可能的碳增强贫金属（CEMP）星，双鱼座II 10694。这个星系被认为是非常古老的，怀疑包括暗物质，并且可能在宇宙再电离之前形成了它的大部分恒星。在Kueyen ESO VLT望远镜上，使用高效率摄谱仪X-Shooter对双鱼座II 10694进行了观测，获得了新的丰度。我们发现双鱼座II 10694是一颗CEMP-no星，[Fe/H]=-2.60 dex。CH和C2带的仔细测量证实了C丰度的增强（[C/Fe]=+1.23）。这颗冷巨星很可能经历了额外的混合，因此它最初的碳丰度可能更高。氮，O，Na和Mg也强烈增强，但从Ca到Ni的比值[X/Fe]与在经典银河系中观察到的非常贫金属的恒星相似。双鱼座II 10694的Ba丰度很低（[Ba/Fe] =-1.10 dex），是一颗没有CEMP的恒星。在2015年至2017年期间，没有检测到径向速度的变化。元素丰度的模式与银河系CEMP中的模式相似-没有恒星，如CS 22949-037（[Fe/H]=-4.0）或SDSS J1349+1407（[Fe/H]=-3.6）。在UFD星系Pisc II中存在CEMP-no恒星表明这个小星系可能拥有零金属丰度恒星。这与宇宙学模型的理论预测一致，支持UFD星系是第一个恒星形成系统的活化石。
2018-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the dearth of C-enhanced metal-poor stars in the Galactic bulge
本研究通过统计分析与$Λ$CDM模型预测，揭示银心凸起中CEMP星匮乏源于其高恒星形成率引发双不稳定性超新星爆发，抹除了原初暗弱超新星印记，并提出利用该现象限制首批恒星质量分布的新方法。
2023-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Nucleosynthesis in Two CEMP Progenitors Using Fluorine
我们提出了两个碳增强贫金属（CEMP）星，HE 1429-0551和HE 1305+0007的氟丰度的新估计。HE 1429-0551也富含慢中子俘获过程（s过程）元素，CEMP-s，HE 1305+0007在慢中子俘获过程和快中子俘获过程元素中都得到了增强，CEMP-s/r。F丰度的估计来自HF分子在23358.6 A的振动-旋转跃迁，使用高分辨率的红外光谱获得的浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）在4 m级洛厄尔发现望远镜。我们的结果包括在HE 1429-0551中的F丰度测量，A（F）= +3.93（[F/Fe] = +1.90），[Fe/H] =-2.53，HE 1305+0007中的F上限为A（F）< +3.28（[F/Fe] < +1.00），[Fe/H] =-2.28。我们在HE 1429-0551中新推导出的F丰度使该天体成为已检测到F的最贫金属恒星。我们仔细比较这些结果与文献值和国家的最先进的CEMP-s模型预测，包括详细的AGB核合成和二进制的演变。HE 1429-0551的模拟氟丰度与我们观察到的丰度在合理范围内，尽管略高于我们的观察值。对于HE 1429-0551，我们的研究结果支持通过质量转移的主要同伴在其热脉冲阶段的情况。我们在HE 1305+0007中估计的上限以及文献中的数据显示，与AGB模型相比存在较大差异。这种差异主要是由于同时的s-和r-过程元素…
2020-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars: Relics from the Dark Ages
我们使用详细的核合成计算和第一批恒星的环境的现实处方，探索在黑暗时代发生的化学富集的第一集。基于这些计算，我们提出了一个新的解释增加流行的碳增强贫金属（CEMP）恒星减少铁丰度：观察到的化学最贫金属星系晕星是一个紧密的联系之间的爆炸的第一颗恒星和他们的主机minihalo的能力，以保留其气体。具体来说，高能超新星产生的C/Fe比接近太阳，但能有效地从其宿主微晕中抽空气体，从而抑制了第二代恒星的形成。另一方面，拥有低能超新星的小晕能够保留它们的气体并形成第二代恒星，但结果是，第二代恒星出生时的C/Fe比为超太阳比。我们的模型能够准确地再现观测到的[C/Fe]和[Fe/H]的分布，以及CEMP星相对于非CEMP星的分数作为[Fe/H]的函数，而无需任何自由参数。我们认为，目前缺乏超大质量恒星（大于140 Msun）的化学证据，这些恒星以高能对不稳定超新星的形式结束了它们的生命，并不意味着这样的恒星是罕见的或不存在的;这些超大质量的第一颗恒星的化学产物可能已经从它们的宿主微晕中逃逸出来，并且从未被纳入到随后的恒星中。最后，我们的模型表明，目前已知的最贫铁的恒星可能已经从一小部分无金属的恒星中看到了富集，而不需要完全由一个孤独的第一颗恒星富集。这些计算支持了这样一种观点，即银河系中一些幸存的矮卫星星系是第一个星系的遗迹。
2014-07-24 astro-ph.GA
