Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
我们提出了我们最新的三维模型大气的碳增强贫金属（CEMP）的CO 5 BOLD代码计算的明星。恒星参数代表热关断物体（Teff ~ 6250 K，log g=4.0，[Fe/H]=-3.0）。这些模型的主要目的是研究3D效应对CH G带（4140-4400 A）、CN BX带（3870-3890 A）和几个UV OH跃迁（3122-3128 A）的合成光谱的作用。通过与标准1D模型大气（假设局部热力学平衡，LTE）的合成光谱的比较，我们得到的碳和氧的3D丰度校正高达-0.5和-0.7德克斯，分别。
2017-08-17 astro-ph.SR
Thermohaline mixing in extremely metal-poor stars
极贫金属（EMP）星是早期宇宙拼图中不可或缺的一部分，尽管EMP星的异常子类，如碳增强贫金属（CEMP）星得到了很好的研究，但它们占所有[Fe/H] $\sim -3.0$的EMP星的不到一半。红巨星分支上发生的碳消耗量（碳抵消）被用来确定EMP星的演化状态，这种抵消在CEMP和正常EMP星之间会有所不同。在恒星模型中采用的消耗机制（碳抵消量的来源）是非常重要的，然而，文献中唯一广泛使用的碳抵消量是来自恒星模型，使用热盐混合机制，不能同时匹配碳和锂丰度的观察一个单一的扩散系数。我们的恒星演化模型利用了一个改进的热盐混合模型，可以匹配贫金属球状星团NGC 6397中的碳和锂。我们比较我们的模型，在[Fe/H] $= -3$的EMP星样品的大部分，并表明我们的修改后的模型遵循的趋势的观察和消耗较少的碳相比，标准的温盐混合理论。我们的结论是，恒星模型采用标准的热盐混合形式主义高估碳抵消，因此CEMP星的频率，特别是在金属丰度碳正常的恒星占主导地位的EMP星人口。
2018-08-07 astro-ph.SR
Carbon-Enhanced Metal-Poor Star Frequencies in the Galaxy: Corrections for the Effect of Evolutionary Status on Carbon Abundances
我们重新审视了观测到的频率的碳增强贫金属（CEMP）恒星的金属丰度在银河系中的函数，使用的数据从文献中提供的高分辨率光谱。我们的分析排除了恒星表现出明显的过度丰度的中子捕获元素，并考虑到预期的耗尽表面碳丰度发生由于CN处理上红巨星分支。这使得恢复这些恒星的初始碳丰度，从而准确评估碳增强恒星的频率。我们开发的校正程序是基于恒星演化模型，并取决于表面重力，log g，一个给定的恒星。我们的分析表明，对于[Fe/H]<=-2.0的恒星，20%的恒星表现出[C/Fe]>=+0.7。当[Fe/H]<=-3.0时，这一比例增加到43%，当[Fe/H]<=-4.0时，这一比例增加到81%，这高于先前在不考虑碳丰度校正的情况下推断的比例。这些CEMP星频率为银河系和恒星化学演化模型提供了重要的输入，因为它们限制了早期碳的演化和CEMP-无恒星的可能形成通道。我们还开发了一个公共的在线工具，使用我们的程序可以很容易地获得碳校正。
2014-10-08 astro-ph.SR
The Early Generations of Rotating Massive Stars and the Origin of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
对早已死亡的早期大质量恒星的研究是至关重要的，以便获得宇宙化学演化的完整图像，从而获得元素的起源。这些恒星的性质可以通过研究我们银河系中观测到的低质量贫金属恒星的起源来间接推断，其中一些恒星几乎和宇宙一样古老。特殊的贫铁碳增强贫金属（CEMP）恒星，其确切的起源仍有争议，被认为是由只有一个或很少几个以前的大质量恒星喷出的物质形成的。本论文的主要目的是探索早期大质量恒星的物理和核合成。它是通过结合恒星演化建模，包括旋转和充分的核合成与CEMP星的观测。
2019-01-30 astro-ph.SR
Modelling the nucleosynthetic properties of carbon-enhanced metal-poor RR Lyrae stars
某些碳增强贫金属恒星可能是通过最早的几代渐近巨星分支恒星的污染获得它们的成分，因此为早期宇宙核合成提供了重要线索。最近，金曼等人发现，富含碳和钡的贫金属恒星SDSS J1707+58实际上是一个RR型的Lyrics。这给了我们一个处于明确进化状态的物体，在主序列中，由于物体已经通过了第一次挖掘，因此物质稀释的影响被最小化。我们进行详细的恒星模拟假定的祖先系统，我们吸积材料渐近巨星分支恒星的质量范围1-2太阳质量。我们调查如何表面丰度的影响，包括热盐混合和重力沉降等机制。虽然我们能够找到一个合理的适合SDSS J1707+58的碳和钠丰度，这表明从2个太阳质量的伴星吸积约0.1个太阳质量，锶和钡丰度仍然是个问题，这个物体可能经历了标准$s$过程以外的东西。我们在拟合轻度富碳、贫金属的RR Lycerminator TY Gru（CS 22881-071）的丰度方面取得了更大的成功，我们认为它从大约1个太阳质量的伴星那里接收了0.1个太阳质量的物质。
2013-07-17 astro-ph.SR
Carbon and oxygen in metal-poor halo stars
碳和氧是银河系化学演化的关键示踪物;特别是，在贫金属晕星中，[C/O]向[O/H]下降的报告可能是大质量第三星族恒星核合成的标志。我们重新分析了39颗贫金属关闭恒星的碳、氧和铁丰度。在确定恒星参数和元素丰度时，我们首次考虑了三维（3D）流体动力学效应以及对局部热力学平衡（LTE）的偏离，方法是从3D非LTE H $β$轮廓中推导出有效温度，盖亚视差的表面重力，3D LTE Feii等效宽度的铁丰度，以及来自3D非LTE Ci和Oi等效宽度的碳和氧丰度。我们发现[C/Fe]与[Fe/H]保持平稳，而[O/Fe]线性增加到$0.75$ dex，[Fe/H]下降到$-3.0$ dex。因此，与先前的发现相反，[C/O]单调地朝向减小的[O/H]减小，这主要是由于我们改进的计算在低[Fe/H]下对Oi的非LTE效应不太严重。
2019-02-01 astro-ph.SR
The elusive origin of Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
碳增强贫金属（CEMP）星占晕内所有贫金属星的9-25%。至少在某些CEMP恒星中，化学富集被认为是由于过去从AGB供体恒星到低质量伴星的风质量转移。然而，二进制人口合成模型预测低得多的CEMP分数。作为一种替代的典型的邦迪-霍伊尔-Lyttleton（BHL）风吸积模型，最近的流体动力学模拟表明，一个有效的风质量转移模式，称为风罗什瓣溢出（WRLOF），可以重现观测的二元系统中的AGB风。我们使用我们的人口合成模型来测试人口CEMP星WRLOF的后果。与以前基于BHL模型的预测相比，我们发现CEMP星的比例略有增加，并且CEMP星的碳分布和周期分布存在很大差异。
2013-04-09 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
3D molecular line formation in dwarf carbon-enhanced metal-poor stars
本文详细分析了两颗矮碳增强贫金属（CEMP）星：SDSS J1349-0229和SDSS J 0912 +0216的碳和氮丰度。我们还报告了SDSS J1349-0229的氧丰度。这些恒星是贫金属的，[Fe/H] <-2.5，是从我们正在进行的斯隆数字巡天（SDSS）的极端贫金属矮候选者调查中选出的。碳、氮和氧的丰度依赖于恒星大气外层形成的分子线。众所周知，在贫金属恒星的对流诱导非常低的温度，这是没有预测的“经典”一维恒星大气。为了获得正确的温度结构，需要完整的3D流体动力学模型。利用CO_5BOLD三维流体动力学模式大气和Linfor 3D谱线形成程序，计算了CH、NH、OH和C_2的分子谱线，确定了3D碳、氮和氧的丰度。将所得碳丰度与在1D LTE和NLTE中使用原子Cl线导出的丰度进行比较。从C2带和CH带确定的碳丰度之间没有很好的一致性，并且分子线与原子Cl线不一致。虽然这可能部分是由于分子谱带跃迁几率的不确定性，但它肯定与所采用的模型大气外层的温度结构有关。我们探索了3D模型属性对分子丰度测定的影响。特别是，在模型计算中使用的不透明度箱的数量的选择和随后的温度结构和分子线形成的影响进行了讨论。（节录）
2009-12-11 astro-ph.SR
Appraising the Necklace: A post-common-envelope carbon dwarf inside an apparently carbon-poor planetary nebula
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；GRANTECAN（格兰特坎）；Instituto de Astronomía (IA), Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Ciencias Físicas (ICF), Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学物理科学研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
研究通过光谱和光度分析揭示项链星云中心双星系统的碳丰度矛盾，提出前体可能接近碳富极限并经历热脉冲，但内星云碳贫现象仍存疑问。
2026-01-27 astro-ph.SR
$s$-Process in Massive Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
观测表明，星际介质（ISM）可能在很早的时候就富含碳。我们探讨了大质量碳增强贫金属（CEMP）恒星$12$-$40\,\mathrm{M}_\odot$的核合成，从这样一个ISM与${\rm [Fe]}\leq-2$。我们发现大量生产的元素比铁重，大部分到锶，由弱\textsl{s}过程中的恒星与初始丰度的${\rm [CNO]}\gtrsim-1.5$。甚至可以为${\rm [CNO]}\gtrsim-0.5$生产更重的元素，直到Ba。这个\textsl{s} -过程的效率是敏感的初始增强的C（或更一般地说，CNO）和质量的恒星，与产量增加近似线性与初始铁丰度。$\gtrsim 20 \,\mathrm{M}_\odot$与${\rm [CNO]}\gtrsim -1.5$的CEMP星中的\textsl{s} -过程可能是早期银河系重元素的重要来源。
2018-08-16 astro-ph.SR
Investigation of a sample of carbon-enhanced metal-poor stars observed with FORS and GMOS
碳增强贫金属（CEMP）恒星在银河系中所有已知的贫金属恒星中占相当大的比例。它们的形成和组成仍然是恒星天体物理学界研究的一个重要课题。我们分析了30颗矮星的低分辨率光谱样本，这些光谱是使用欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜（FORS/VLT）的可见光和近紫外FOcal还原器和低色散光谱仪以及GEMINI望远镜的双子座多目标光谱仪（GMOS）获得的，以推导出它们的金属丰度和碳丰度。我们从所有光谱中推导出C和Ca，从大多数恒星中推导出Fe和Ba。我们已经扩展了CEMP星的人口统计，并证实，在一般情况下，属于高C带的高C丰度的恒星显示出高Ba含量（CEMP-s或-r/s），而具有正常C丰度的恒星或富C但属于低C带的恒星在Ba中是正常的（CEMP-no）。
2018-03-25 astro-ph.SR
G64-12 and G64-37 are Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了新的高分辨率化学丰度分析的著名的高自行亚矮星G64-12和G64-37，非常高的信噪比（S/N ~ 700/1）的基础上，分辨率R ~ 95000。这些高质量的数据使这两颗恒星的碳丰度首次得到可靠的测定;我们根据它们的碳丰度将它们归类为碳增强贫金属（CEMP）恒星，它们的碳丰度都超过[C/Fe] =+1.0。根据它们在Yoon-Beers绝对碳丰度图中的位置，A（C）vs. [Fe/H]，以及传统的诊断[Ba/Fe]，它们被细分为CEMP- no II族星。CEMP-no星相对较低的绝对碳丰度，加上这两颗星的高有效温度（Teff ~ 6500 K），削弱了它们的CH分子特征，以至于只能从非常高的S/N光谱中估计精确的碳丰度。与使用之前声称的碳丰度估计得出的结果相比，将观察到的丰度模式与大质量、无金属超新星模型的预测产量进行比较，推断的祖星质量减少了约2-3倍，爆炸能量减少了约10-15倍。在过去的研究中，在晕主序关闭附近肯定有更多的温暖的CEMP-no恒星被忽视，直接影响CEMP-no恒星的衍生频率作为金属丰度的函数，这是一个探测器，为银河系化学演化模型提供了重要的约束，早期宇宙的初始质量函数，以及第一颗恒星的核合成。
2016-09-06 astro-ph.SR
The low wind expansion velocity of metal-poor carbon stars in the Halo and the Sagittarius stream
我们报告的检测，从观测使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，CO J $=$ 3 $\to$ 2过渡线在六个碳星，被选为成员的星系晕和具有类似的红外线的颜色。在这项工作之前，在CO中只发现了一颗Halo星。红外线观测显示，这些恒星是红色的（J-K $>$ 3），这是由于存在着巨大的尘埃拱星包层。辐射转移模型表明，这些恒星正在失去质量与相当大的尘埃质量损失率范围1- 3.3 $\times$ $10^{-8}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，类似于可以观察到的银河系光盘。我们发现，这些恒星中的两个是有效的晕，一个可能是与流的人马座矮椭球星系（Sgr dSph），和其他三颗恒星肯定属于厚盘。所观察到的恒星的风膨胀速度是低的碳星相比，在薄盘和低的恒星在晕和Sgr dSph流比厚盘。我们讨论了低膨胀速度是由于Halo碳星的低金属丰度造成的可能性。这意味着贫金属碳星的质量损失率与富金属碳星相似，但膨胀速度较低，正如最近的理论模型所预测的那样。这一结果意味着目前对本星系群中碳星质量损失率的估计将不得不重新考虑。
2009-11-23 astro-ph.SR
A Search for Unrecognized Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Galaxy
我们已经开发了一种新的程序来寻找碳增强贫金属（CEMP）星从汉堡/ESO（HES）棱镜调查板。这种方法采用了一个扩展的线指数的CH G-波段，我们证明了具有优越的行为相比，以前采用较窄的G-波段指数来估计G-波段强度为这些光谱。虽然CEMP星以前已经在从HES中选出的候选贫金属星中被发现，但对金属丰度的选择使中等金属丰度CEMP星的总体采样不足（-2.5 ≤ [Fe/H] ≤-1.0）;这类星对于限制缺金属渐近巨星分支星中s过程的开始是重要的（被认为与大约80%的CEMP恒星的碳起源有关）。新的候选者还包括大量较温暖的碳增强型恒星，由于选择标准强调温度较低的恒星，这些恒星在以前的HES碳星搜索中被错过了。第一个子样本，偏向于较亮的恒星（B<15.5），已从扫描的HES板中提取。经过目视检查，编制了669颗先前未识别的CEMP候选星的名单。后续光谱的试点样品的132个候选人获得了古德曼摄谱仪上的SOAR 4.1米望远镜。我们的研究结果表明，大多数观测到的恒星位于目标金属丰度范围内，并在4300 A具有突出的碳吸收特征。当[Fe/H]<-2.0时，新CEMP星的识别成功率为43%（30颗中的13颗）。对于[Fe/H]<-2.5的恒星，比率增加到80%（5个天体中有4个），包括一颗[Fe/H]<-3.0的恒星。
2010-01-14 astro-ph.SR
The evolution of low-metallicity asymptotic giant branch stars and the formation of carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了金属丰度Z = 10-4和Z = 10-8之间的渐近巨星分支（AGB）星的行为。我们确定哪些恒星经历了一个插曲的闪光驱动的混合，质子被摄入到壳层间对流区，因为它们进入热脉冲AGB阶段，并进行第三次疏浚。我们发现，闪光驱动的混合不会发生以上的Z = 10-5的任何质量的恒星的金属丰度和2 M以上的恒星不经历这种现象在任何金属丰度。我们发现碳摄入（CI），碳混合到氢燃烧区的尾部，发生在质量范围2 M到4 M左右。我们认为，CI可能是一个弱版本的闪光灯驱动的机制。我们还研究了对流过冲对这些对象的行为的影响。我们的模型很难解释具有显著碳和氮增强的CEMP恒星的频率。碳可以通过闪光驱动的混合，CI或只是第三次疏浚。氮可以通过热的底部燃烧而增加，并且热的疏浚的发生也将碳转化为氮。C/N比可能是一个很好的指标的质量的主要AGB星。
2009-03-13 astro-ph.SR
Five Planets Transiting a Ninth Magnitude Star
开普勒任务揭示了行星系和结构的巨大多样性，但开普勒发现的大多数行星都绕着微弱的恒星运行。利用K2任务的新数据，我们发现了一个五行星系统，它经过一颗名为HIP 41378的明亮恒星（V = 8.9，K = 7.7）。HIP 41378是一颗稍贫金属的晚期F型恒星，自转速度适中（v sin（i）= 7 km/s），距离地球116 +/- 18。我们发现HIP 41378有两颗亚海王星大小的行星，它们在15.6和31.7天的轨道上运行，轨道周期为2：1，轨道周期为3.5%。此外，我们还发现了三颗行星，在K2观测所涵盖的75天内，每颗行星都经过一次。一颗行星是海王星大小的，可能在160天的轨道上运行，一颗是亚土星大小的，可能在130天的轨道上运行，一颗是木星大小的行星，可能在1年的轨道上运行。我们表明，这些估计的轨道周期可以更精确地考虑到动力学稳定性的考虑。我们还计算了该系统的恒星反射速度分布，并表明它为未来的径向速度观测提供了一个很好的目标。如果通过未来的观测可以确定外类木行星的精确轨道周期，它将是后续凌日观测的极好候选者，以研究其大气层并测量其扁率。
2016-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundances of carbon-enhanced metal-poor stars as constraints on their formation
碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例越来越大，因为它们的铁丰度[Fe/H]降低到[Fe/H] =-2.0以下。CEMP-s星具有最高的绝对碳丰度[C/H]，并被认为是由于它们的碳和慢中子捕获（s-process）元素的富集，从前渐近巨星分支（AGB）双星伴星的质量转移。大多数贫Fe CEMP星通常是单颗的，其[C/H]比CEMP-s星稍低，但没有s过程元素增强（CEMP-no星）。CNO丰度的测定为它们的形成地点提供了线索。C，N，Sr和Ba丰度（或极限）和12 C/13 C的比例，在可能的情况下，来自27个微弱的贫金属星的X-射手光谱有足够的S/N比的样本。这些中等分辨率、低信噪比（~10-40）的光谱足以进行有限的化学标记，并将这些恒星分配到CEMP子类（CEMP-s和CEMP-no）。根据丰度计算结果，我们的样本星中有17颗是CEMP-s，3颗是CEMP-no，其余7颗是碳正常的。对于四颗CEMP星，子分类仍然不确定，其中两颗可能是脉动AGB星。导出的恒星丰度跟踪我们的样本恒星的形成过程和网站。[C/N]丰度比有助于识别化学成分不受内部混合影响的恒星，[Sr/Ba]丰度比使我们能够区分具有AGB祖先的CEMP-s恒星和CEMP-no恒星。后者的建议形成地点包括混合和后退的微弱超新星和/或原始的快速旋转的大质量恒星（自旋星）。因此，X射线光谱已被证明是继续寻找其起源的宝贵工具。节…
2015-11-24 astro-ph.SR
Carbon Abundances of Metal-Poor Star Determined from the C I 1.068-1.069 micron Lines
对46颗晕/盘星进行了1.068-1.069微米C I线的非LTE分析（-3.7 <[Fe/H]< +0.3），根据斯巴鲁望远镜IRCS+ AO 188收集的光谱数据，为了检验多重态1的这些强中性碳谱线是否以及如何用于建立恒星碳丰度，特别是对于通常使用CH分子线的非常贫金属的恒星。这些C I谱线在[Fe/H] ~-3.7以下的所有恒星中都清晰可见，由此可以成功地确定C丰度。所得的[C/Fe]与[Fe/H]图显示了与先前研究建立的几乎相同的趋势。当单个恒星的结果与从各种文献中收集的已发表数据进行比较时，虽然整体上看是合理的一致，但观察到一种趋势，即我们的丰度明显高于CH线，特别是对于低重力的贫金属巨星。由于这些C I线的丰度受到相当大的非LTE校正（通常为十分之几dex），其重要性随着金属丰度的降低而逐渐增加，因此应注意在非LTE计算中如何处理碰撞率（特别是由于中性氢）。
2013-02-14 astro-ph.SR
An equatorial ultra iron-poor star identified in BOSS
本文报道了SDSS J131326.89-001941.4的发现，它是一颗超贫铁红巨星（[Fe/H] ~ -4.3），具有很高的碳丰度（[C/Fe]~ +2.5）。该天体是这一稀有类别中的第五颗恒星，由于其有效温度相当低（Teff ~ 5300 K），增强了线吸收，加上其亮度（g=16.9），使得有可能利用斯隆数字巡天的低分辨率光谱测量钙、碳和铁的丰度。我们研究了这颗恒星和其他类似天体中的碳和铁丰度比，根据无金属大质量恒星的预测产量，并得出结论，它们是一致的。相比之下，具有类似低铁丰度但较低碳铁比的恒星偏离了理论预测。
2015-05-20 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
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
Seven New Carbon-Enhanced Metal-Poor RR Lyrae Stars
我们报告了7颗新发现的碳增强贫金属（CEMP）RR型天琴座星的碳丰度比[C/Fe]。这些都是研究得很好的RRab星，以前被选为CEMP候选者的基础上低分辨率的光谱。在这项试点研究中，我们用ANU 2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪（WiFeS）观察了8个CEMP RR Lyrics候选者。在这项研究之前，只发现了两颗CEMP RR型天琴座恒星：TY Gru和SDSS J1707+58。我们比较我们的丰度的新的理论模型的低质量恒星在二元系统的演变。这些模拟演化的次级恒星，后吸积从AGB捐助者，所有的方式到RR天琴座阶段。CEMP RR型天琴座恒星的丰度可以用来直接探测供体恒星的性质，例如它的质量，以及在次级恒星上吸积的物质的数量。我们发现，大多数的CEMP RR天琴座恒星的样本是一致的AGB捐助者质量约1.5 - 2.0太阳质量和吸积质量的百分之几的太阳质量。未来对这些新发现的CEMP RR天琴座恒星的高分辨率研究将有助于解开这些物体中发生的拟议混合过程的影响。
2014-04-01 astro-ph.SR
AGB nucleosynthesis at low metallicity: what can we learn from carbon- and s-elements-enhanced metal-poor stars
CEMP-s恒星是非常贫金属的恒星，具有增强的碳和s过程元素丰度。它们在星系晕中的贫金属恒星中占有相当大的比例，并且大多在双星系统中被观测到。这表明，所观察到的化学异常是由于质量吸积在过去的渐近巨星分支（AGB）的明星。由于CEMP-s恒星自形成以来几乎没有演化，因此对其观测丰度的研究提供了一种方法来探索我们在低金属丰度下的AGB核合成模型。为此，我们在我们的双星演化模型中包括了AGB核合成的最新模型的结果，我们模拟了一个网格的100，000双星在金属丰度Z=0.0001在一个广泛的初始质量和分离。我们将我们的模型恒星与SAGA贫金属恒星数据库中的60颗CEMP-s恒星进行了比较。对于每个观测到的样本CEMP-s恒星，我们找到了最能再现观测到的丰度的模拟恒星。这种比较的结果是，我们能够同时再现样品中约60%的恒星中受AGB核合成影响的元素（例如C，Mg，s元素）的观测丰度。
2013-10-25 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. I. Detailed analysis of 15 binary stars with known orbital periods
AGB星负责产生各种元素，包括碳、氮和在缓慢的中子捕获过程中产生的重元素（$s$ -元素）。在模拟AGB恒星的演化和核合成过程中存在许多不确定性，尤其是在低金属丰度的情况下，大多数质量足够大的恒星都演化成了白矮星，无法再被观测到。星系晕中的恒星星族是低质量的（$\lesssim 0.85M_{\odot}$），只有少数观测到的恒星演化到了第一个巨星分支之外。然而，我们有证据表明，低金属丰度的AGB星在双星系统中与他们的低质量的二级同伴在过去的相互作用。这项工作的目的是调查AGB核合成在低金属通过研究表面丰度的化学奇特的非常贫金属恒星的晕观察到的双星系统。为此，我们选择了15个样本的碳和$s$元素增强贫金属（CEMP- $s$）晕星，发现在测量轨道周期的双星系统。利用我们的二元演化和AGB核合成模型，我们确定了最能同时再现样本中每颗恒星观测到的轨道周期和表面丰度的二元配置。观测到的周期提供了严格的限制，我们的模型风质量转移的双星，而与观测到的丰度测试我们的模型AGB核合成的比较。
2015-02-26 astro-ph.SR
Dwarf carbon stars are likely metal-poor binaries and unlikely hosts to carbon planets
矮碳星是银河系中碳星的最大组成部分，迄今为止已知的候选者约有1200个，主要来自斯隆数字巡天。它们要么拥有原始的碳增强，要么被来自进化的同伴的质量转移所污染，使得C/O被增强到超越统一。为了直接检验双星假说，对28颗矮碳星进行了径向速度监测调查，发现了21个目标的变化。使用蒙特卡罗模拟，发现这个检测分数与100%的二进制人口和数百天的数量级的轨道周期是一致的。这一结果支持了矮碳星的后质量转移性质，并暗示它们不太可能是碳行星的宿主。
2018-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
LAMOST J2217+2104: a new member of carbon-enhanced extremely metal-poor stars with excesses of Mg and Si
我们报告的元素丰度的碳增强贫金属（CEMP）星J2217 + 2104发现我们的贫金属星调查与LAMOST和斯巴鲁。该天体是一颗红巨星，具有极低的Fe丰度（[Fe/H]=-4.0）和非常大的C，N和O的增强，以及过量的Na，Mg，Al和Si。这颗恒星是先前研究中发现的一小群CEMP恒星的新例子。我们发现了一个非常相似的丰度模式为O-Zn在这一类的对象，显示增强元素的Si和正常丰度的Ca和Fe族元素。虽然这些恒星的C/N比不同，但（C + N）/O比相似。这表明，C也产生了类似的丰度比相对于O-Zn的祖细胞，后来受到CN-循环。相比之下，与先前研究的这类天体中的四个相比，J2217 + 2104中缺乏重中子捕获元素Sr和Ba。这表明早期银河系中的中子俘获过程，可能是r过程，与形成CEMP星的现象没有直接联系。比较这些CEMP恒星的丰度模式与超新星核合成模型的丰度模式，将祖星的质量限制在25 Msun左右，这与一般极端贫金属恒星的祖星质量没有特别的不同。
2018-07-31 astro-ph.SR
Wind Roche-lobe overflow: Application to carbon-enhanced metal-poor stars
在星系晕中，碳增强贫金属星（CEMP）是非常贫金属星的一个重要组成部分。大多数CEMP星也富含s过程元素，这些元素通常在双星系统中发现。这表明碳的富集是由于过去从渐近巨星分支（AGB）恒星到低质量伴星的质量转移。二进制人口合成的模型是不能够复制所观察到的CEMP恒星的分数，而不调用非标准的核合成或初始质量函数的实质性变化。这被解释为模型中缺少物理成分的证据。最近的流体动力学模拟表明，有效的风的质量转移是可能的情况下，缓慢和密集的风典型的AGB星通过一种机制，称为风罗奇叶溢出（WRLOF），这是典型的邦迪-霍伊尔-利特尔顿（BHL）吸积和罗奇叶溢出之间。WRLOF对质量传递的吸积效率和双星系统的角动量损失有影响。这项工作的目的是了解WRLOF对CEMP星的总体影响。为了模拟人口的低金属丰度的二进制，我们结合了一个合成核合成模型与二进制人口合成代码。在这段代码中，我们实现了WRLOF机制。我们使用流体动力学模拟的结果来模拟WRLOF对吸积效率的影响，并且我们通过假设一个简单的处方来考虑角动量损失的影响。因此，我们的模型预测的CEMP星的数量增加了1.2-1.8倍，较早的结果，认为BHL处方。此外，产生更高的碳富集度，最终的轨道周期分布向更短的周期移动。
2013-02-18 astro-ph.SR
Abundances of neutron-capture elements in CH and Carbon-Enhanced Metal-Poor (CEMP) stars
所有比Fe重的元素都是通过慢中子俘获过程（-s）或快中子俘获过程（-r）产生的。在星址中占主导地位的中子密度是决定中子俘获过程类型的主要因素之一。本文根据对CH星和CEMP星的高分辨率光谱分析，估算了它们的绝对碳丰度、[C/N]比、碳同位素比和[hs/ls]比。所有的恒星都显示出中子俘获元素的增强。这些天体在A（C）与[Fe/H]图中的位置表明，它们是第一组天体，具有碳和中子捕获元素的外部来源。这些天体的碳同位素比值估计值较低，也可能归因于一些外部来源。由于碳同位素比值是一个很好的混合指标，我们使用12 C/13 C比值的估计来检查恒星中混合的发生。虽然HD 30443可能经历了一个额外的混合过程，通常发生在log（L/L0）> 2.0的恒星的红巨星分支（RGB）碰撞之后，但其余的物体没有显示出任何经历过任何这种混合过程的证据。从这些物体获得的较高的[C/N]比值也表明，这些物体都没有经历过任何强烈的内部混合过程。根据碳和中子俘获元素的估计丰度以及丰度比，我们将这些物体分为不同的组。HE 0110-0406、HD 30443和CD-38 2151被认为是CEMP-s型星，而HE 0308-1612和HD 176021则显示出CH型星的特征，并具有中等程度的碳增强。发现具有r-和s-过程元素两者的增强的对象CD-28 1082属于CEMP-r/s组。
2021-01-28 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
The warm gas atmosphere of the HD 100546 disk seen by Herschel (Evidence of a gas-rich, carbon-poor atmosphere?)
（略）背景。赫歇尔空间天文台在原行星盘的大气层中观测到了简单分子（C+、O和CO）的谱线。当与地面[CI]结合时，可以研究碳的所有主要形式。模型预测中性碳[CI]的缺乏很强，然后可以与[CII]和一氧化碳一起解释。目标。我们研究了气体温度，激发，和简单的含碳物种的化学丰度的化学物理模拟的方法。我们探索的敏感性的线进入参数和约束的区域，线辐射出现。方法.辐射转移的数值模型与化学网络模拟和气体能量学计算一起使用，以获得气体温度。我们提出了我们的新模型，它是基于我们以前的模型，但包括几个改进。结果围绕Herbig Be星HD 100546的圆盘模型能够再现CO阶梯以及[OI]和[CI]或[CII]的原子精细结构线。我们发现CO的高J谱线只有在Tgas>>Tdust的暖大气中才能再现。PACS观测到的高J CO主要来自几十AU以内的区域。结论.只有Tgas>>Tdust的温暖大气才能再现CO阶梯。CO阶梯连同[O I]和上限[CI]可以再现的模型具有高的气体/粉尘比和低丰度的挥发性碳。然而，这些模型产生的[CII]量太小。具有低气尘比和更易挥发的碳的模型也再现了CO和[OI]，与[CII]的观测结果更接近，但过度产生[CI]。由于[CII]排放的不确定来源，我们更喜欢高气体/粉尘比模型，表明挥发性碳的丰度低。
2012-01-23 astro-ph.SR
Three carbon-enhanced metal-poor dwarf stars from the SDSS - Chemical abundances from CO^5BOLD 3D hydrodynamical model atmospheres
富含s和r元素的碳增强贫金属恒星的起源一直备受争议。这些类型恒星的详细丰度对于了解其祖先的性质至关重要。本次调查的目的是详细研究SDSS J1349-0229，SDSS J 0912 +0216和SDSS J1036+1212的丰度，这三颗矮CEMP星是从斯隆数字巡天中选出的。利用高分辨率VLT/UVES光谱（R ~ 30000）测定了Li、C、N、O、Na、Mg、Al、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Co、Ni和21种中子俘获元素的丰度。我们利用CO^5BOLD三维流体动力学模式大气分析碳、氮和氧的丰度。用Kiel码计算了C I和O I线的NLTE校正。我们将SDSS J1349-0229和SDSS J 0912 +0216分类为CEMP-r+s星。SDSS J1036+1212属于CEMP-no/s类，具有增强的Ba，但缺乏Sr，它是迄今为止发现的第三个成员。在SDSS J1349-0229中观测到了视向速度的变化，这为它是双星系统的一员提供了证据。这三颗恒星的化学成分通常与AGB伴星的质量转移相容。然而，许多细节仍然难以解释。其中最值得注意的是在SDSS J1036+1212的Spite平台上的Li丰度，以及在所有三颗恒星中纯r过程元素Eu的大量过剩。
2010-02-08 astro-ph.SR
Stellar Yields of Rotating First Stars. I. Yields of Weak Supernovae and Abundances of Carbon-enhanced Hyper Metal Poor Stars
我们执行恒星演化模拟的第一颗恒星和计算恒星产量从第一个超新星。初始质量从12到140 Msun，以涵盖整个核心坍缩超新星祖先的范围，并包括恒星旋转，这导致有效的内部混合。在超新星产额的计算中假设了一个弱爆炸，因此只有不受爆炸核合成影响的外部分布物质在模型中被喷射出来。我们发现，初始质量和旋转影响爆炸产量。所有弱爆炸模型的[C/O]丰度都大于1。来自大于40-60 Msun的大质量祖星的恒星产额显示Mg和Si的增强。旋转模型产生了丰富的Na和Al，而Ca在大于80 Msun的非旋转重质量模型中合成。我们拟合了三个最缺铁的恒星的产额，并限制了母祖星的初始参数。SMSS 0313-6708中的丰度模式可以用50-80 Msun非旋转模型很好地解释，旋转30-40 Msun模型很好地拟合了HE 0107-5240的丰度，非旋转和旋转15-40 Msun模型都可以解释HE 1327-2326。所提出的分析将适用于未来观测到的其他碳增强超贫金属星。丰度分析将提供有关第一批恒星特征的有价值的信息。
2014-08-18 astro-ph.SR
Radiative levitation in carbon-enhanced metal-poor stars with s-process enrichment
所有贫金属恒星中有相当一部分是富碳的。大多数这些碳增强贫金属（CEMP）恒星也表现出主要由s-过程产生的元素的增强（CEMP-s恒星），有证据表明这些非标准丰度的起源可以追溯到来自双星渐近巨星分支（AGB）伴星的质量转移。因此，CEMP-s星的观测通常被用来推断低金属丰度AGB星的核合成输出。在这项工作中的一个关键步骤是了解发生了什么事情后，质量转移停止增生的材料。在这里，我们提出了模型的后质量转移CEMP-s恒星的演化考虑物理的热盐混合和原子扩散，包括辐射悬浮。我们发现具有典型CEMP-s恒星质量（M ~ 0.85 Msun）的恒星具有非常浅的对流包层（Menv <1 e-7 Msun）。因此，由重力沉降和辐射悬浮之间的竞争引起的表面丰度变化应该比观察到的大几个数量级（例如[C/Fe]<-1或[C/Fe]>+4）。因此，我们无法用这些模型再现观测到的丰度的扩散，并得出结论，其他一些物理过程必须在很大程度上抑制CEMP-s恒星外层的原子扩散。我们证明，这可以实现一些额外的（湍流）混合过程中操作的对流信封的基础上，发现其他作者。或者，质量损失率约1 e-13 Msun/年也可以抵消大多数的丰富的变化，侵蚀表层，迫使对流信封的基础向内移动的质量。由于原子扩散不会对CEMP-s恒星的表面丰度产生实质性的影响，因此吸积物质的稀释，虽然从一颗恒星到另一颗恒星的程度不同，但对所有元素来说都是一…
2016-05-09 astro-ph.SR
Binary properties of CH and Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
利用安装在1.2米墨卡托望远镜上的HERMES摄谱仪对13颗低金属丰度碳星的视向速度进行了观测，其中包括7颗碳增强贫金属（CEMP）星和6颗CH星。除了一颗外，所有的恒星都显示出双星的明显证据。得到了8个系统的新轨道。样本涵盖了一个扩展的轨道周期范围，从3.4 d（对于矮碳星HE 0024-2523）延伸到大约54 yr（对于CH星HD 26，在钡，CH和外部S星中已知最长的）。三个系统表现出低幅度的速度变化与周期接近1年叠加的长期趋势。由于缺乏对这些系统的精确光度监测，目前尚不清楚这些变化是质量非常低的伴星的特征，还是有规律的包络脉动。40颗低金属丰度碳星的周期偏心率（P-e）图显示CH和CEMP-s星之间没有区别（后者对应于那些富含s过程元素的CEMP星，CH星也是如此）。我们认为，他们必须被视为同一个家庭，他们的不同名称只是出于历史原因。事实上，这两个家族也有非常相似的质量函数分布，对应于质量在0.5 - 0.7 Msun范围内的伴星，表明白矮星伴星，采用0.8 - 0.9 Msun作为主要成分。这一结果证实了CH和CEMP-s星与它们的高金属丰度类似物钡星遵循相同的质量转移方案。钡星、CH星和CEMP-s星的P-e图确实非常相似。它们揭示了两组不同的系统：一组具有短轨道周期（P < 1000 d）和大多数圆形或近似圆形轨道，另一组具有较长周期和偏心（e > 0.1）轨道。
2015-10-20 astro-ph.SR
K-Band Spectroscopy of (Pre-)Cataclysmic Variables: Are Some Donor Stars Really Carbon Poor?
我们提出了一个新的样本的$K$波段光谱观测CV：非磁性和磁性以及目前和前CV。这个多样化的样本的目的是解决最近的说法，即矮新星中的二级恒星是碳缺乏的，已经通过比当前范式预测的更进化的进化变得如此。我们的新观测结果，以及以前的文献结果，跨越了广泛的轨道周期和CV类型。一般来说，矮新星中的第二颗恒星表现出微弱的CO吸收，而极星和前CV供体星的光谱类型似乎有正常的CO吸收。然而，这并不是普遍的。在矮新星SS Aur和冬眠的CV QS Vir中存在正常的CO吸收，而在长周期极地V1309 Ori云中完全缺乏CO吸收。一个摘要的文献指向非太阳丰度，包括增强NV/CIV比。看来，一些CV有非太阳丰度的材料吸积到白矮星上，这表明一个进化的二级恒星，而其他CO排放的吸积盘可能发挥作用。然而，造成CV中CO吸收异常的确切机制或因素组合尚不清楚。
2010-02-18 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 Chemical Abundances of Stars in the Halo (CASH) Project. III. A New Classification Scheme for Carbon-Enhanced Metal-poor Stars with S-process Element Enhancement
我们提出了一个新发现的碳增强贫金属（CEMP）恒星，HE 0414-0343，从恒星的化学丰度在晕（CASH）项目的23个元素的详细丰度分析。它的光谱恒星参数为Teff = 4863 K，log g = 1.25，vmic = 2.20 km/s，[Fe/H] =-2.24。七年的径向速度测量表明HE 0414-0343是一颗双星。HE 0414-0343的[C/Fe] = 1.44，中子俘获元素的丰度大大增强，但它的丰度不能单独由太阳型s过程模式再现。传统上，它可以被归类为“CEMP-r/s”星。基于与AGB星核合成模型的丰度比较，我们提出了一个新的物理动机CEMP-s星和仍然知之甚少的CEMP-r/s的起源和分类方案。新的方案描述了这两个迄今为止不同处理的子群之间的连续过渡：CEMP-sA，CEMP-sB，和CEMP-sC。连续过渡的可能原因包括AGB伴星经历的热脉冲的数量，不同AGB恒星质量对其核合成产额的影响，以及在1-D恒星模型中没有很好近似的物理，如质子摄入事件和旋转。基于一组详细的AGB模型，我们认为HE 0414-0343的丰度特征来自于一颗质量大于1.3 Msun的AGB星和一次晚期的质量转移，这将HE 0414-0343转变为CEMP-sC星。我们还发现[Y/Ba]比很好地参数化了分类，因此可以用来很容易地对任何未来的此类恒星进行分类。
2015-10-23 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
Carbon-enhanced Metal-poor Stars in SDSS/SEGUE. I. Carbon Abundance Estimation and Frequency of CEMP Stars
本文介绍了一种利用SDSS和SEGUE的低分辨率（R = 2000）恒星光谱测定恒星[C/Fe]丰度比的方法。通过与一组SDSS/SEGUE光谱进行逐星比较，并根据已发表的高分辨率分析对[C/Fe]进行估计，我们证明，我们可以从S/N > 15的SDSS/SEGUE光谱中测量[C/Fe]，精度优于0.35 dex。使用通过这种技术获得的测量的碳-铁丰度比，我们推导出碳增强星（[C/Fe] > +0.7）的频率作为[Fe/H]的函数，对于SDSS/SEGUE星和文献中的其他样本。我们发现，在[Fe/H] ~（-2.4）处，微分频率从几乎为零缓慢上升到约14%，然后从[Fe/H] ~（-2.4）到[Fe/H] ~（-3.7），微分频率突然增加约3倍，达到39%。我们还研究了CEMP星的累积频率如何在不同的光度类别中变化。巨大样品表现出累积CEMP频率为32%（[Fe/H] <-2.5）、31%（[Fe/H] <-3.0）和33%（[Fe/H] <-3.5）。对于主序星，我们得到了一个较低的累积CEMP频率，约10%的[Fe/H] <-2.5。矮星族在[Fe/H] =-2.5以下的CEMP星的累积频率有很大的变化，从[Fe/H] < -2.5时的15%跳到[Fe/H] <-3.0时的75%。当我们对与银河系中平面的距离施加限制（|Z| < 5 kpc）时，CEMP巨星的频率在低金属丰度（…
2013-10-11 astro-ph.SR
The s process in asymptotic giant branch stars of low metallicity and the composition of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的模型慢中子捕获过程（S过程）在渐近巨星分支（AGB）恒星的金属丰度[Fe/H]=-2.3和0.9 Msun到6 Msun。我们遇到了不同的制度，中子捕获核合成的重要性增加的恒星质量减少：22 Ne（α，n）25 Mg反应在热脉冲期间激活，13 C（α，n）16 O反应在辐射条件下激活脉冲间隔期间，和13 C（α，n）16 O反应在热脉冲期间激活，也是由于温和的质子摄入事件。13 C辐射燃烧（质量约为2 Msun）的模型与碳增强贫金属（CEMP）星表现出s过程增强（CEMP-s）的整体匹配良好，除了它们产生太多的Na和F。另一方面，我们的模型都不能提供与CEMP恒星的组成相匹配的结果，这些恒星也显示出快速过程增强（CEMP-s/r）。该模型未能再现所观察到的Eu丰度，他们也未能再现Eu和Ba丰度之间的相关性。它们也无法与在许多CEMP-s/r恒星中观察到的轻重s过程元素的比例相匹配，这可能是太阳系的十倍以上。为了解释CEMP-s/r星的组成，我们需要援引一个不同的“s/r”中子俘获过程的存在，或者具有介于s和r过程之间的特征，或者是由同一天体物理位置或相互连接的位置（例如，在多个恒星系统中）的不同中子俘获过程的叠加产生的。
2011-12-13 astro-ph.SR
Two Populations of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Disk System of the Milky Way
我们提出了一个低分辨率的化学动力学分析，AAOmega星系结构演化巡天（AEGIS）的恒星光谱（$R \sim 1300$），重点关注银河系盘系统内两个关键的碳增强贫金属（CEMP）恒星群：人口略有增加（$L_z < 1000\,$ kpc $\,$ km $\,$ s $^{-1}$）和强迁移（$L_z > 1000\,$ kpc $\,$ km $\,$ s $^{-1}$）群体。基于它们的化学和运动学特征，并与最近文献中发现的类似种群进行比较，我们初步将前者与源自$Gaia$香肠或$Gaia$ -土卫二的异位内晕种群联系起来。后一个种群与金属弱厚盘（MWTD）有关。我们讨论了它们的影响的背景下，银河系的形成历史。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Phosphorus, Sulphur, and Zinc in the Carbon-Enhanced Metal-Poor Star BD+44 493
碳增强贫金属星BD+44 493（[Fe/H]=-3.9）被认为是一颗富含金属的第二代候选星。我们报告的第一次检测的P和S和第二次检测的锌在任何极端贫金属的碳增强型恒星，使用新的光谱BD+44 493收集的宇宙起源光谱的哈勃太空望远镜。我们推导出[P/Fe]=-0.34 +/-0.21，[S/Fe]=+0.07 +/-0.41，和[Zn/Fe]=-0.10 +/-0.24。我们将BD+44 493中检测到的Si I线的数量增加了10倍，得到[Si/Fe]=+0.15 +/-0.22。太阳[S/Fe]和[Zn/Fe]比值排除了BD+44 493的丰度模式是由难熔元素消耗到尘埃颗粒上的假设。与零金属丰度超新星模型的比较表明，富含BD+44 493的恒星祖先质量很大，喷出的Ni-56远小于0.07 Msun，这是一颗微弱超新星的特征。
2016-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The intermediate neutron-capture process and carbon-enhanced metal-poor stars
星系晕中的碳增强贫金属（CEMP）恒星显示出与s（慢）或r（快）中子捕获过程相关的重元素富集（例如，钡和铕），在某些情况下，它们显示出两者的证据。这些CEMP-s/r型恒星的丰度模式，显示出Ba和Eu的富集，特别令人困惑，因为s和r过程需要的中子密度相差超过10个数量级，因此被认为发生在非常不同的恒星位置，具有非常不同的物理条件。我们调查是否CEMP-s/r星的丰度模式可以产生从核合成的中间中子捕获过程（i过程），其特征在于中子密度之间的s和r的过程。利用核网络计算方法，我们研究了在不同的恒定中子密度n（从$10^7$到$10^{15}$ cm $^{-3}$）下的中子俘获核合成.相对于经典的s过程产生的中子密度的最低侧的这个范围内，中子密度的最高侧的结果在丰度模式，显示出增加生产的重s过程和r过程的元素，但类似的丰度的轻s过程的元素。这样高的n值可能会发生在渐近巨星分支（AGB）恒星的热脉冲由于质子摄入事件。20 CEMP-s/r星的表面丰度的比较表明，我们模拟的i-过程丰度成功地再现了观测到的丰度模式，以前不能解释的s-过程核合成。由于i-过程模型很好地拟合了CEMP-s/r星的丰度，因此我们建议将这类星重命名为CEMP-i。
2016-08-30 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
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
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres. II. Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
上下文为了更好地理解早期宇宙的化学过程，我们需要对我们观察到的贫金属恒星进行更严格的限制。在3D中计算恒星光谱可以模拟复杂的恒星行为，这在1D中无法复制。目的。我们研究的影响，固有的CNO丰度的3D模型结构和由此产生的3D光谱合成。方法.使用CO 5 BOLD模式大气程序对三种不同的CNO化学成分的模式大气进行了三维计算，并对它们的内部结构进行了检验。使用Linfor 3D从这些模型计算合成光谱，并对它们进行比较。新的3D丰度校正的G-波段和选择的UV OH线也进行了计算。结果不同的CNO丰度改变了3D模型的金属含量。这对模型结构和合成结果产生了影响。然而，发现C/O比具有比模型的总金属含量更大的影响。结论.我们的研究结果表明，不同的C/O比的内部结构的3D模型，即使在热关断的明星模型在这里探讨有重大影响。这表明应寻求针对特定CNO丰度的定制3D模型。在这些温度制度下，在1D中看不到这种效应。
2017-01-31 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
Enhanced methods for computing spectra from CO5BOLD models using Linfor3D. Molecular bands in metal-poor stars
分子特征，如G-波段，CN-波段和NH-波段是测量恒星碳和氮丰度的重要诊断方法，特别是在贫金属恒星中，原子线在恒星光谱中不再可见。与原子跃迁不同，分子特征倾向于形成带，其覆盖光谱中的大波长区域。虽然在1D假设下计算碳和氮分子带是一件小事，但在3D中非常耗时。在对2016年CO 5 BOLD研讨会的贡献中，我们回顾了对3D光谱合成代码Linfor 3D所做的改进，并讨论了在3D中计算分子特征时发现的新挑战。
2016-10-14 astro-ph.SR
How important are metal-poor AGB stars as cosmic dust producers?
富氧AGB星的尘埃形成效率（理论上）应该取决于金属丰度，因为它们并不生产自己的尘埃生产原料。贫金属的碳星可能也不是非常有效的尘埃制造者，因为在它们的大气中形成的颗粒会受到更多的辐射加热。我们刚刚证实，在贫金属碳星的模拟中，低效率的尘埃和风的形成是一种真实的物理效应，尽管在我们模拟的范围内。从表面上看，这意味着由低金属丰度AGB星提供的尘埃量显然是有限的。因此，人们也可能会问，与最近对宇宙尘埃的观测相比，AGB星一般能做出多大的贡献，这表明其他来源的主要贡献？
2015-05-18 astro-ph.SR
Matter accretion in metal-poor stars down to extremely metal-poor stars and the lithium problem
宇宙中轻元素的形成和演化是重要的宇宙学约束。长期以来，人们一直认为银河系中最古老的恒星在其外层显示出原始的锂丰度，尽管恒星物理学的研究已经证明这种丰度一定会随着时间的推移而减少。从宇宙背景观测中推断出的原始锂丰度大于在这些恒星中观测到的最大值。最近的观测已经给出了证据，在非常贫金属的恒星中存在大量的锂丰度分散。这些恒星中的许多都是富碳的，即碳增强贫金属（CEMP）恒星。我们解决的一般问题，所观察到的丰度在贫金属恒星，我们把我们的研究集中在CEMP-s恒星的情况下。我们研究如何吸积的恒星同伴，特别是渐近巨型分支星的风，修改元素丰度的金属贫星，特别是李，考虑到恒星结构和流体动力学过程发生吸积后。我们将结果与主序上这些老恒星中Li和更重元素的观测结果进行了比较。我们使用Montréal/Montpellier恒星演化程序，包括原子扩散和热盐对流，计算了原CEMP-s恒星的内部结构及其演化，从[Fe/H]=-2.31到[Fe/H]=-5.45。我们研究了一些根据恒星质量、年龄、金属丰度以及到各自伴星的距离而变化的情况。我们表明，与碳富集相关（或不相关）的Li色散的观测结果很好地解释了恒星同伴风中贫金属恒星的吸积，吸积质量小于以前研究中考虑的质量。导出的原始值与宇宙学结果一致。
2021-01-05 astro-ph.SR
The effects of thermohaline mixing on low-metallicity asymptotic giant branch stars
我们研究了热盐混合对低金属量渐近巨星分支（AGB）恒星包络组成的影响。我们已经发展了1，1.5和2个太阳质量的模型，从主序前的热脉冲渐近巨分支的末端，在整个模拟中应用温盐混合。与其他作者一致，我们发现热盐混合大大减少了氦-3丰度的红巨星分支的上部在我们的最低质量模型。然而，剩余的少量氦-3足以驱动AGB上的热盐混合。我们发现，热盐混合是最有效的，在早期的热脉冲，其效率下降，从脉冲。氮在这个过程中没有受到实质性的影响，但我们确实看到了碳13的实质性变化。在早期热脉冲期间，碳-12与碳-13的比率显著降低，但可以看到该过程的功效迅速降低。当这个过程在几个脉冲后停止时，碳-12与碳-13的比率仍然能够达到10^3-10^4的值，这与在碳增强贫金属恒星中测量的值不一致。我们还注意到锂-7丰度的惊人增加，在1.5太阳质量模型中，锂-7的对数达到2.5以上。因此有可能得到同时富含C和Li的恒星。我们将我们的模型与尚未达到巨分支的碳增强贫金属恒星中的碳和锂的测量进行比较。这些模型可以同时再现碳增强的贫金属关闭恒星的碳和锂丰度，但观察到的氮丰度仍然无法匹配。
2009-12-04 astro-ph.SR
Molecular line formation in the extremely metal-poor star BD+44 493
测量了碳增强贫金属星BD+44 493的OH（99线）和CH（105线）分子吸收谱线，[Fe/H]=-3.8。基于1D-LTE分析从单个谱线确定的氧和碳的丰度显示出对谱线的激发电位的显著依赖性; d log e/d chi ~ -0.15 - -0.2 dex/eV，其中e和chi分别是来自单个谱线及其激发电位的元素丰度。恒星参数的不确定性并不能解释这种依赖性，但这表明该天体的大气层具有一个冷层，这是一维模型大气层所不能再现的。这一结果与三维模型计算的预测一致。虽然中性铁的吸收线表现出类似的趋势，但它比分子线和3D LTE模型预测的要弱得多。
2015-07-30 astro-ph.SR
Evidence for Halo Kinematics among Cool Carbon-Rich Dwarfs
本文报道了对N ~ 600颗富碳矮星的初步但令人信服的运动学推断，表明约30%至60%是星系晕的成员。该研究使用了从SDSS中选择的光谱和非运动学恒星样本，并将这些数据与基于Gaia DR 1天体测量的三个自行目录进行交叉相关，以生成其三维空间速度的估计。根据有限数量的视差测量，具有晕状运动学的恒星比例约为30%，其余的主要是厚盘，但接近60%的样本位于旧的，缺乏金属的盘等时线下方，自行减少。一个古老的种群与冷矮星中C/O >1的外在起源是一致的，在冷矮星中，固定质量的碳污染更容易克服较低的氧丰度，并且缺乏来自年轻白矮星同伴的可检测的紫外-蓝色通量。对于一个初始恒星质量函数，有利于低质量的恒星，如在银河系盘，dC星可能是主要来源的碳增强，金属贫恒星在银河系中。
2018-04-05 astro-ph.SR
