A metal-poor damped Ly-alpha system at redshift 6.4
我们确定了一个强大的Ly-alpha阻尼翼剖面的类星体P183+05在z=6.4386的频谱。考虑到在z=6.40392处检测到几条窄的金属吸收线，对吸收曲线最可能的解释是它是由于阻尼的Ly-alpha系统。然而，为了匹配数据，还需要星系际介质的贡献5-38%中性或类星体附近的额外较弱吸收体。这里介绍的吸收系统是目前已知的最远的阻尼Ly-alpha系统。我们估计HI柱密度（$10^{20.68\pm0.25}\,$ cm $^{-2}$），金属丰度（[O/H] $=-2.92\pm 0.32$），和相对化学丰度的系统一致的低质量星系在宇宙的第一个Gyr。这个天体是已知最贫金属的阻尼Ly-alpha系统之一，尽管它在大爆炸后仅被观测到约8.5亿年，但它的相对丰度并没有显示出第三星族恒星化学富集的特征。
2020-03-18 astro-ph.GA
The nature of luminous Lyman-alpha emitters at z~2-3: maximal dust-poor starbursts and highly ionising AGN
深窄带巡天观测揭示了遥远宇宙中存在大量微弱的莱曼α（Lya）发射体（LAEs），但对最明亮的光源（$L_{Lyα}>10^{42.7}$ erg/s; $L_{Lyα}>L^*_{Lyα}$）却知之甚少。在这里，我们提出的光谱跟踪的21个发光LAE在z~2-3发现全景窄带调查超过五个独立的河外领域（~ 4x 10 $^6$ Mpc $^{3}$调查在z~2.2和z~3.1）。我们使用WHT/ISIS，Keck/DEIMOS和VLT/X-SHOOTER使用高电离紫外线来研究这些源。在z~2-3处发光的LAE具有蓝色UV斜率（$β=-2.0^{+0.3}_{-0.1}$）、高的Lya逃逸分数（$50^{+20}_{-15}$ %）和跨越5个数量级的UV光度（$M_{UV}\approx-19$至-24）。许多（70%）显示出至少一条高电离静止框架紫外线，如CIV、NV、CIII]、HeII或OIII]，通常相对于Lya蓝移约100-200 km/s。它们的Lya剖面显示出各种各样的形状，包括显著的蓝移分量和200至4000 km/s的宽度。总的来说，60+-11%似乎是活动星系核占主导地位，在$L_{Lyα}>10^{43.3}$ erg/s和/或$M_{UV}<-21.5$，几乎所有LAE都是活动星系核，具有高电离参数（log U=0.6+-0.5），金属丰度约为0.5-1 Zsun…
2018-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-Shooter GTO: evidence for a population of extremely metal-poor, alpha-poor stars
贫金属恒星是第一代恒星的直接后代。它们携带着原始宇宙在大爆炸后不久形成时的化学特征。我们的目标是从观测到的光谱中获取有关极贫金属恒星的信息。从斯隆数字巡天（SDSS）中选择了四颗极贫金属的恒星，并在X-Shooter的保证观测时间内进行了观测。使用基于传统分析方法的自动代码MyGIsFOS分析X-Shooter光谱。它利用一个合成网格计算从一维，平面平行，流体静力学模型大气。来自SDSS光谱的低金属丰度在这里得到证实。发现了两种类型的恒星，其中两颗恒星被证实是极度贫金属的，没有证据表明碳元素有任何增加。另外两颗恒星的碳含量大大增加。我们无法推导出其中一个的铁丰度，而[Ca/H]低于-4.5。其中两颗恒星是罕见的极贫金属恒星，阿尔法元素含量低。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The most metal-poor damped Lyman alpha systems: An insight into dwarf galaxies at high redshift
在本文中，我们分析的运动学，化学和物理性质的样品最贫金属阻尼莱曼α系统（DLAs），揭示他们的联系，现代星系。我们提出的证据表明，DLA人口作为一个整体表现出一个“膝盖”的α-捕获和Fe-峰元素的相对丰度时，金属丰度为[Fe/H] ~-2.0，假设Zn的痕迹的积累Fe-峰元素。在这方面，DLA的化学演化明显不同于银河系晕星所经历的化学演化，但类似于本星系群中矮球状星系的化学演化。我们还发现了本星系群矮星系的运动学和高红移贫金属DLAs之间的密切对应关系，这进一步加强了这种联系。基于这种相似性，我们提出，最贫金属的DLAs为我们提供了一个独特的机会，直接研究过去100多亿年的矮星系人口，当时许多矮星系正在形成它们的大部分恒星。为此，我们测量了DLA气体的一些关键物理特性，包括它们的中性气体质量，大小，动力学温度，密度和湍流。我们发现贫金属的DLAs包含一个温暖的中性介质，T_气~ 9600 K主要由热压支撑。此外，在我们的样品中，所有的DLAs都表现出亚音速湍流马赫数，这意味着气体分布在很大程度上是平滑的。这些结果是对宇宙中最初几代恒星可能形成的环境的第一次经验描述。
2015-07-31 astro-ph.GA
Suppression of globular cluster formation in metal-poor gas clouds by Lyman-alpha radiation feedback
研究了Ly $α$辐射反馈对球状星团（GC）形成的影响.在这封信中，我们解析地推导了在Ly $α$辐射反馈下球形云中恒星形成效率（SFE）与金属丰度之间的关系。我们的模型表明，随着金属丰度的降低，SFE变小。在贫金属气体云中，Ly $α$光子被长时间捕获，并对气体施加强辐射力，导致恒星形成受到抑制。我们发现，在初始质量为$10^5~{\rm M}_\odot$，半径为5 pc的情况下，只有当金属丰度大于$\sim 10^{-2.5}~Z_{\odot}$时，才能形成束缚星团（SFE $\gtrsim$ 0.5）。我们的模型成功地再现了所观察到的GC金属丰度的下限。因此，我们认为，赖氨酸$α$辐射反馈可以理解GC的形成是必不可少的。
2018-01-31 astro-ph.GA
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
Implications of a non-universal IMF from C, N, and O abundances in very metal-poor Galactic stars and damped Lyman-alpha absorbers
最近发现的C，N，O丰度最贫金属阻尼莱曼α（DLA）吸收体相比，那些极端贫金属恒星的星系晕，以及河外H II地区，破译核合成和化学富集在早期宇宙。这些比较令人惊讶地确定了DLA系统中相对高的C/O比和低的N/O比，这在理论上难以解释。我们认为，如果这些特征被未来的研究所证实，这种效应的发生是因为在贫金属DLA系统的初始质量函数在20-25 Msun附近的高质量端有一个截止点，因此缺乏大质量恒星提供核合成产物，导致低C/O和高N/O比。这一发现是一个合理的解释的性质DLA系统中，足够数量的冷氢气体保持完整，因为抑制电离的大质量恒星。此外，我们的主张强烈支持在非常大质量的恒星，这可能是可以接受的，在最近的核合成计算与快速旋转模型的高生产率的N。丰度数据和核合成结果的更新将加强我们的新主张，即C/O和N/O丰度是一个强有力的工具，用于推断初始质量函数的形式。
2011-03-03 astro-ph.GA
Origins of the Thick Disk as Traced by the Alpha-Elements of Metal-Poor Giant Stars Selected from RAVE
厚盘形成的理论可以通过测量恒星元素丰度来区分。我们对从RAVE光谱巡天中选出的贫金属星进行了研究，以确定是否存在大量的贫金属厚盘星（[Fe/H] <~ -1.0），并测量它们的元素丰度。在本文中，我们提出了四个α元素（镁，硅，钙，钛）和铁的子样本的212 RGB和31 RC/HB星从这项研究。我们发现，[α/Fe]比增强，这意味着纯粹的核心坍缩超新星进行富集。这就要求每个恒星形成区域的恒星形成时间都很短。相对缺乏分散的[阿尔法/铁]比率意味着良好的混合在ISM之前的恒星形成。此外，比值与晕相似，表明晕和厚盘共享类似的大质量恒星IMF。我们的结论是贫金属厚盘的α增强意味着，从矮星系类似于幸存的矮星系今天的恒星直接吸积没有发挥重要作用的厚盘的形成。
2010-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The explosion energy of early stellar populations: The Fe-peak element ratios in low metallicity damped Lyman-alpha systems
铁峰元素（钛锌）在最低金属丰度的相对丰度与核心坍缩超新星爆炸的物理学密切相关。以25个贫金属阻尼莱曼α体系为样本，研究了铁峰元素比值随金属丰度的变化趋势。对于25种DLA中的9种，可以从检测到的吸收线确定Ti、Cr、Co、Ni、Zn/Fe丰度比中的一种或多种的直接测量值（或有用的上限）。对于其余的系统（没有检测），我们设计了一种新的形式的光谱叠加估计典型的铁峰元素比的DLA人口在这个金属丰度制度。我们比较这些数据类似的测量贫金属恒星的星系晕和详细的计算爆炸核合成在无金属恒星。我们的结论是，我们样本中的大多数DLA都是由那些在核心坍缩超新星爆炸时释放能量小于1.2 x 10^51尔格的恒星富集的。最后，我们讨论了当30米级望远镜出现时，测量Fe/H < 1/1000太阳的阻尼莱曼α系统中Fe峰元素比的令人兴奋的前景。只有到那时，我们才能确定第一批恒星的超新星释放的能量。
2013-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The metal-poor Knee in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的α元素丰度镁，硅，钛的大样本场星在两个外部领域的天炉座矮球状星系（dSph），获得VLT/GIRAFFE（R~16,000）。由于我们的样本中有很大一部分贫金属恒星，我们能够连续跟踪α元素从[Fe/H]=-2.5到[Fe/H]=-0.7 dex的演化。这是第一次，我们能够解决营业额从II型超新星（SNe）为主，α增强高原下降到太阳下[α/Fe]值由于SNe Ia的发病，从而跟踪化学富集效率的星系。我们的数据支持的一般概念的α-增强高原在早期的时代，其次是一个定义明确的“膝盖”，由超新星Ia的发病造成的，最后是第二个高原与太阳[α/Fe]值。我们发现这个膝关节的位置是在[Fe/H]=-1.9，因此与其他dSphs和标准进化模型相比，比预期的金属更少。令人惊讶的是，这个值与Sculptor中的膝盖相当，比天炉座的dSph低10倍。使用化学演化模型，我们发现，无论是膝盖的位置，以及随后的高原在亚太阳能水平很难解释，除非星系经历了几个离散的恒星形成事件，恒星形成效率的急剧变化，而一个统一的恒星形成可以排除。一种可能的演化情景是，天炉座在过去经历了一次或几次来自富含气体系统的主要吸积事件，因此它目前的恒星质量并不代表古代的化学演化环境。如果天炉座是几个较小的积木的产物，这也可能意味着对一般dSphs形成过程的理解。
2014-02-25 astro-ph.GA
The R-Process Alliance: Discovery of a low-alpha, r-Process-Enhanced Metal-Poor Star in the Galactic Halo
一颗新的中度r过程增强的贫金属恒星RAVE J093730.5-062655在银河系晕中被发现，这是R过程联盟正在进行的调查的一部分。温度和表面重力表明J 0937 -0626可能是一颗水平分支星。在[Fe/H] =-1.86处，发现J 0937 -0626几乎对所有轻元素、α元素和Fe峰元素都具有太阳下[X/Fe]比。低的[alpha/Fe]比可以解释为Fe过量约0.6 dex;因此J 0937 -0626类似于“铁增强”贫金属恒星的子类。与[Fe/H] = -2.5的银河系场星相比，J 0937 -0626富含来自一个事件的物质，可能是Ia型超新星，产生了大量的Cr，Mn，Fe和Ni以及少量的Ca，Sc，Ti和Zn。J 0937 -0626的r-过程增强可能是由于一个单独的事件，这表明它的出生环境高度富集r-过程元素。根据盖亚DR 2的数据，J 0937 -0626的运动学显示它在银河系晕中有一个逆行的轨道，因此J 0937 -0626可能是从一个具有显著r过程富集的矮星系吸积而来。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The primordial deuterium abundance of the most metal-poor damped Lyman-alpha system
我们报道了目前已知的最贫金属的阻尼莱曼α（DLA）系统的发现和分析，它也显示中性氘的莱曼系吸收线。该系统的平均[O/H]丰度为[O/H] = -2.804 +/- 0.015，其包括[O/H] = -3.07 +/- 0.03的吸收组分。尽管不幸的混合许多弱的DI吸收线，我们报告一个精确的测量该系统的氘丰度。使用六个最高质量和自洽的分析措施D/H的DLAs，我们报告了一个微妙的D/H减少金属丰度增加的初步证据。这一趋势必须通过未来跨越金属丰度范围的高精度D/H测量来证实。这六个独立测量值的加权平均值提供了我们对氘原始丰度的最佳估计，10^5（D/H）_P = 2.547 +/- 0.033（log_10（D/H）_P = -4.5940 +/- 0.0056）。我们进行了一系列详细的大爆炸核合成（BBN）的Monte Carlo计算，其中包括几个关键的核截面的最新测定，并传播其相关的不确定性。如果我们采用d（p，gamma）3 He反应速率的最新理论测定，将我们对（D/H）_P的测量与这些BBN计算相结合，得到宇宙重子密度的估计值：100 Omega_B，0 h^2（BBN）= 2.156 +/- 0.020。这个Ω_B，0 h^2的测量值与根据普朗克对宇宙微波背景的观测所估算的标准模型值相差约2.3 σ。使用基于最佳实验截面数据的d（p，gamma）3 He反应速率，我们估计10…
2016-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA nucl-th
Lyman-alpha Pressure Strongly Enhances Pre-Supernova Feedback at Cosmic Dawn: The First Multi-Dimensional Lyman-alpha Radiation Hydrodynamics Simulations
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；The University of Texas at Dallas（达拉斯德州大学）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）
通过首次二维莱曼-α辐射流体动力学模拟，发现莱曼-α辐射压力反馈在金属贫乏的稠密云中主导其他恒星反馈，产生约2-16倍L_bol/c的辐射力和10-60的力倍增因子。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of Lyman alpha pressure on metal-poor dwarf galaxies
理解矮星系中强星系外流的起源和恒星形成的抑制是星系形成的关键问题。利用一组辐射流体动力学模拟嵌入在一个孤立的矮星系的$10^{10}\,M_\odot$晕，我们表明，从共振散射莱曼- $α$（Lya）光子转移的动量是一个重要的来源，恒星反馈，可以塑造星系的演化。我们发现，Lya反馈抑制恒星形成的两个因素，在贫金属星系的超新星爆发（SNe）开始前，通过调节恒星形成云的动力学。这是可能的，因为每个Lya光子共振散射并赋予比单次散射极限大10-300倍的动量。因此，与没有早期反馈的模型相比，模拟中预测的星团数量减少了$\sim 5$的一个因素。更重要的是，我们发现，星系外流变得较弱的存在下，强Lya辐射反馈，恒星形成和相关的SNE变得不那么突发。我们还研究了辐射场任意增强到10倍的模型，并得出相同的结论。在我们的贫金属矮星系统的典型的质量加载因子估计为$\sim5-10$附近的中平面，而它减少到$\sim1$在较大的半径。最后，我们发现，逃逸的电离辐射，因此宇宙的再电离的历史是不太可能受到强烈的Lya反馈。
2018-01-15 astro-ph.GA
Boo-1137 - An Extremely Metal-Poor Star in the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxy Boötes I
本文给出了“超暗”矮球状星系BootesI（绝对星等Mv ~ -6.3）中一颗贫金属巨星Boo-1137的高分辨率、高信噪比光谱。[Fe/H] =-3.7，这是在超暗dSph中发现的最贫金属的恒星。将大约15种元素的相对丰度[X/Fe]与星系晕中极贫金属巨星的相对丰度进行比较，发现Boo-1137中的C和N、奇Z元素Na和Al、Fe峰元素以及n俘获元素Sr和Ba都是“正常的”，而星系晕的大部分元素[Fe/H] <-3.0。α-元素Mg、Si、Ca和Ti都比平均晕圈值高Δ [X/Fe] ~ 0.2。蒙特卡罗分析表明，Delta[alpha/Fe]值如此之大的概率约为0.02。Boo-1137的丰度模式表明化学演化不均匀，与我们之前报道的Fe丰度的广泛内部分布一致。大多数Boo-1137相对丰度与晕值的相似性，以及α元素都从晕平均值中偏移了类似的少量，这表明相同的星系尺度恒星初始质量函数，但Boo-1137可能起源于恒星形成区域，那里的丰度反映了超新星（SN）喷出物的混合不良，或SN祖细胞质量范围的不良采样，或两者。
2009-11-27 astro-ph.GA
HERBS I: Metallicity and alpha enhancement along the Galactic bulge minor axis
为了更好地了解银河系核球的起源和演化，我们利用英澳望远镜上的HERMES摄谱仪对核球红巨星分支星和团簇星进行了观测。我们的目标是具有预先确定的凸起成员的ARGOS巡天星，涵盖了全部金属丰度分布函数。光谱的信噪比与GALAH调查相当，并使用与GALAH调查相同的方法进行分析。在这项工作中，我们提出的调查设计，恒星参数，分布的金属丰度和α元素丰度沿小隆起轴在纬度$b$ = $-10^{\circ}, -7.5^{\circ}$和$-5^{\circ}$。我们对ARGOS星的分析表明，ARGOS金属丰度分量的质心应该位于距离$\approx$ 0.09 dex更近的位置。$α$-元素丰度的垂直分布与不同金属丰度组分的不同贡献一致。靠近平面，α丰度比较低，因为富含金属的人口占主导地位。在高纬度地区，α丰度比随着贫金属恒星数量的增加而增加。然而，我们发现，相对于金属丰度的α富集的趋势是独立的纬度。我们的结果与GALAH DR 2的结果的比较表明，对于[Fe/H] $\approx -0.8$，隆突与高$α$盘群体具有相同的丰度趋势。然而，与盘/晕相比，贫金属凸起群（[Fe/H] $\lesssim -0.8$）显示出增强的α丰度比。这些观察结果表明，在隆起中的化学演化相当迅速，并且贫金属的隆起人口与金属更丰富的人口并不具有相同的相似性。
2019-03-22 astro-ph.GA
Extremely metal-poor galaxy DDO 68: the LBV, H-alpha shells and the most luminous stars
本文介绍了正在进行的研究不寻常的Lynx-Cancer空星系DDO 68的新结果，该星系具有创纪录的低金属丰度区域（12+log（O/H）~7.14）。它们包括：a）用6米SAO RAS望远镜（BTA）对亮蓝变星（LBV = DDO 68-V1）进行新的光谱和测光。光度数据集与斯隆数字巡天和哈勃空间望远镜档案图像的数据集相辅相成; b）分析DDO~68超巨星壳层和哈勃空间望远镜图像上可见的突出的较小H-α弧/壳层，并结合在BTA用法布里-珀罗干涉仪获得的H-α运动学图; c）在哈勃望远镜上发现的大约50颗最明亮的恒星（-9.1 < M_V < -6.0等），它们与已知O/H极低的恒星形成区有关。这旨在为下一代巨型望远镜的实际科学铺平道路。我们证实了早期关于LBV光学光的显著变化的暗示，首次推导出其振幅dV > 3.7~mag。新的数据表明，在2008- 2010年，LBV达到M_V =-10.5，可能经历了一次巨大的喷发。我们认为，沿SGS（“北环”）周长的恒星形成复合体的结构提供了证据，连续诱导SF情节所造成的壳层气体不稳定性和引力坍缩。某些DDO~68亮极贫金属星的光变可以用中等望远镜在视宁度很好的地点观测到。
2016-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. IV. Alpha Element Distributions in Milky Way Dwarf Satellite Galaxies
本文从银河系8个矮球状卫星星系的α元素丰度模式出发，推导了它们的恒星形成历史。我们之前发布的目录（Paper II）中的近3000颗恒星构成了我们的数据集。所有dSphs的平均[alpha/Fe]比随着[Fe/H]的增加大致遵循相同的路径。我们没有观察到[alpha/Fe]与[Fe/H]图中预测的拐点，对应于Ia型超新星开始爆炸的金属丰度。相反，我们发现Ia型超新星喷出物对除了最贫金属（[Fe/H] < -2.5）恒星之外的所有恒星的丰度都有贡献。我们还开发了一个化学演化模型，可以跟踪恒星形成速率，II型和Ia型超新星爆炸以及超新星反馈。在超新星爆发中没有金属增强，大量的气体损失定义了所有dSphs的历史，除了我们样本中最明亮的天炉座。所有六个最佳拟合模型参数都与dSph光度相关，但与速度色散、半光半径或银心距离无关。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detailed abundance analysis of a metal-poor giant in the Galactic Center
我们报告的第一个结果，从我们的计划，以检查银河系核星团的金属丰度分布连接到SgrA*，推断该系统的恒星形成和富集历史的目标，以及它的连接和中央100 pc的凸起/酒吧系统的关系。我们提出了第一个高分辨率（R~ 24，000），详细的丰度分析K=10.2贫金属，α增强红巨星预计在1.5 pc的银河系中心，使用NIRSPEC凯克II。对恒星的动力学和颜色的仔细分析将其定位在核心星团前方约26 pc的视线距离处。它可能属于一个核的组成部分（集群或磁盘），而不是酒吧隆起或经典磁盘。在K波段使用新的线性矩阵进行详细的光谱合成，发现[Fe/H]~-1.0和[alpha/Fe]~+0.4，与核球中类似金属丰度的恒星一致。由于已知的巨星具有类似的[Fe/H]和α增强是老的，我们得出结论，这颗恒星最有可能是~10 Gyr年龄人口的代表。这也是迄今为止在银河系中心核团附近发现的最贫金属的红巨星。我们考虑了最近文献中关于银河系中心有大量贫金属巨星的报道，但是这些恒星的log g ~4的重力使人们对它们的金属丰度提出了质疑。
2016-08-26 astro-ph.GA
From globular clusters to the disc: the dual life of our Galaxy
星系晕和盘状球状星团的星族可以作为银河系形成的原始时代的示踪物。在这项工作中，文献数据的球状星团年龄，化学丰度和结构参数进行了研究，明确集中在起源的年龄-金属丰度关系的球状星团已知分裂。当α-元素丰度，这是不太强烈的影响，内部轻元素扩散的球状星团（硅，钙），被认为是一个非常低的观测分散之间的贫金属集群观察。在[SiCa/Fe]~0.35 dex处观察到稳定期，分散度仅为0.05 dex，直至金属丰度约为-0.75 dex。在这个金属丰度区间中，只有少数贫金属簇存在低[SiCa/Fe]丰度。此外，富金属球状星团在[Fe/H]-0.75 dex附近的[α/Fe]对[Fe/H]平面上出现了一个拐点。因此，如果相当一部分的星系球状星团有一个外部的起源，他们必须主要形成的星系是足够大的，以确保高水平的[α/Fe]元素丰度，即使在中等金属丰度，或在低质量的矮星系由银河系吸积在其形成的早期阶段。最后，在贫金属的AMR分支的集群提出了反相关的[SiCa/Fe]与总集群的大小，而这是不是这种情况下，为富金属的分支集群。此外，这种缺乏微弱的高α集群在年轻的金属贫人口与所观察到的老的和更多的金属贫集群，可能反映了更高的异质性的形成环境在较低的金属丰度。高质量卫星的吸积，作为一个主要的贡献，目前的银河系球状星团系统中的金属贫和金属中间制度是兼容的意见。
2018-11-12 astro-ph.GA
Empirical Constraints on Core Collapse Supernova Yields using Very Metal Poor Damped Lyman Alpha Absorbers
我们把经验约束的产量从零和低金属的核心崩溃超新星（CCSNe）使用丰度测量非常贫金属（VMP; [Fe/H] $\leq$ $-2$）阻尼莱曼α吸收体（DLAs）。对于某些丰度比（[N，Al，S/Fe]），VMP DLAs比VMP星更可靠地限制第一SNe的金属产额。我们编译了一个大样本的高S/N的VMP DLAs从超过30年的文献，大多数高分辨率的光谱测量。我们从C、N、O、Al、Si、S和Fe（超过Fe和O）的DLA丰度比的中值推断IMF平均CCSNe产率。我们假设DLAs是足够的金属贫，他们代表星系在其最早的演化阶段，当CCSNe是我们分析的金属的唯一核合成源。我们比较五套零和低金属丰度的理论产量在这项工作中得出的经验产量。我们发现，五个模型符合的DLA产额的比例含有Si和S。只有一个模型，Heger & Woosley（2010，以下简称HW 10），再现了N的DLA值，另一个模型，Limongi & Chieffi（2018，以下简称LC 18），再现了[N/O]。我们发现，在HW 10上采用SN爆炸景观（某些祖质量坍缩成黑洞，没有贡献产量）后，理论产量几乎没有变化，但将爆炸能量固定到祖质量导致预测和DLA丰度之间存在很大差异。我们研究了LC 18采用简单的、基于观察动机的旋转速度初始分布，并发现略有改善。
2021-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The [Fe/H], [C/Fe], and [alpha/Fe] distributions of the Bootes I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个低分辨率的光谱丰度的研究结果的25颗恒星的牧夫座一矮球状（dSph）星系。这些数据是用凯克天文台的LRIS仪器获得的，使我们能够测量每颗恒星的[Fe/H]，[C/Fe]和[alpha/Fe]。我们发现在这个系统中，金属丰度的分布很大（[Fe/H]为2.1 dex），平均金属丰度也很低，<[Fe/H]>=-2.59，与以前的估计相符。这个样本包括一颗新发现的极贫金属恒星，[Fe/H]=-3.8，这是在dSph中发现的最贫金属的恒星之一。我们比较的金属丰度分布函数的Bootes我分析化学演化模型。虽然Bootes I的金属丰度分布函数最适合额外气体化学演化模型，但漏盒模型也提供了合理的拟合。我们还发现，[α/Fe]分布和碳增强的贫金属部分，我们的样品（12%）是合理的匹配星系晕恒星样品在相同的金属丰度范围内，这表明在这些低金属丰度，像牧夫座I超微弱dSph系统可能是贡献者的星系晕。
2011-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur in the metal poor globular cluster NGC 6397
硫（S）是一种非难熔的阿尔法元素，不会被锁定在星际介质中的尘埃颗粒中。因此，不需要对测量的星际硫丰度进行校正，它可以很容易地与恒星光球中的硫含量进行比较。在这里，我们提出的第一个测量硫的贫金属球状星团（GC）NGC 6397，在一个红巨星的MIKE/麦哲伦高信噪比，高分辨率光谱检测。虽然硫的丰度比可用于大量的银河系恒星，[Fe/H]为~ -3.5 dex，但到目前为止，还没有报道在球状星团中测量到比-1.5 dex更贫的金属。我们发现NLTE，三维丰度比[S/Fe] = +0.52 +/-0.20（stat.）+/- 0.08（系统），基于S1，在9212.8A处的多重1线。这个值与星系晕平台一致，这是GC和场星中其他α元素的典型特征，但我们不能排除它与文献中声称的[S/Fe]增加而[Fe/H]减少的第二分支的成员关系，这导致金属丰度在-2 dex附近的大分散。这颗恒星的[S/Mg]和[S/Ca]比值与太阳值在（大）不确定性范围内是相容的。尽管这些比率在文献样本之间的银河系恒星中非常大的分散，这表明硫在贫金属GC中追踪其他α元素的化学印记。结合其中等的钠丰度（[S/Na]_NLTE=0.48），在这个GC中的[S/Fe]比扩展了一个全球性的，积极的S-Na相关性，这是没有看到在现场的明星，并可能表明质子捕获反应有助于生产硫（贫金属）的早期GC环境。
2011-08-30 astro-ph.GA
Linking dwarf galaxies to halo building blocks with the most metal-poor star in Sculptor
目前的宇宙学模型表明，银河系的恒星晕是由许多较小的系统组成的。基于现今的矮星系中明显没有最贫金属的恒星，最近的研究声称，真正的银河系建筑块必须与幸存的矮星有很大的不同。在玉夫座矮星系中发现了一颗铁含量极低的恒星（S1020549），这一发现基于中等分辨率的光谱，对这一结论提出了质疑。然而，要证明矮星系和星系晕中发现的金属是由同一类型的恒星产生的，就必须对缺铁性进行验证，并测量其他元素，如α元素Mg。只有这样，矮星系恒星才能最终与早期恒星晕组装联系起来。在这里，我们报告了S1020549中11种元素的高分辨率光谱丰度，证实了铁的丰度不到太阳的1/4000，并表明整体丰度模式反映了低金属含量的晕星，包括α元素。这种化学相似性表明，数十亿年前被摧毁形成晕的系统与今天的矮星的祖先没有根本的不同，并表明所有星系的早期化学富集可能几乎相同。
2009-12-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Beryllium and Alpha-Element Abundances in a Large Sample of Metal-Poor Stars
轻元素Li、Be和B为天文学的许多方面提供了示踪剂，包括恒星结构、星系演化和宇宙学。我们用Keck I + HIRES在42，000的分辨率和接近100的信噪比下拍摄了117颗贫金属星的Be光谱，其金属丰度范围从[Fe/H]=-0.5到-3.5。我们用Fe Ⅰ、Fe Ⅱ、Ti Ⅰ和Ti Ⅱ谱线测定了恒星的光谱参数。Be和O的丰度是通过光谱合成技术得到的，而Fe、Ti和Mg的丰度是通过许多谱线测量得到的。[Fe/H]与A（Be）在三个数量级上呈线性关系，斜率为+0.88 +-0.03。我们用一个斜率和两个斜率拟合A（Be）和[O/H]之间的关系。[Fe/H]和[O/H]之间的关系似乎稳健的线性，我们得出结论，在Be与O的斜率变化是由于Be的丰度。虽然Be是CNO的副产品，但我们使用Ti和Mg丰度作为O的α元素替代物，部分原因是O丰度对恒星温度和表面重力相当敏感。我们发现A（Be）很好地跟踪[Ti/H]，斜率为1.00 ± 0.04。它还以0.88 +-0.03的斜率很好地跟踪[Mg/H]。我们发现，对于耗散星和吸积星，A（Be）和[Fe/H]以及A（Be）和[O/H]的关系有明显的不同。我们认为，耗散星中的Be主要是由GCR星形成的，而吸积星中的Be则是在SN II附近形成的。
2011-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen abundances in low- and high-alpha field halo stars and the discovery of two field stars born in globular clusters
通过对777 nm O-I三重线的非LTE分析，获得了67颗金属丰度范围为-1.6<[Fe/H]<-0.4的矮星的氧丰度。尼森和舒斯特测量了这些恒星精确的大气参数，他们发现它们根据运动学和α元素（Mg，Si，Ca，Ti）丰度分为三组：厚盘，高α晕和低α晕。我们发现厚盘和高α晕星的氧丰度趋势非常相似。低α星在给定的[Fe/H]下显示出更大的[O/Fe]星间散射，并且与其他两组相比具有系统性较低的氧丰度。因此，我们发现这些恒星群中氧丰度的行为与α元素的行为相似。我们利用先前发表的盘星和贫金属晕星的氧丰度数据，给出了太阳附近恒星氧丰度趋势的总体视图（-2.3<[Fe/H]<+0.3）。两颗场晕矮星的O和Na丰度很高。G53-41和G150-40都具有非常低的氧丰度和非常高的钠丰度，这是在球状星团（GC）恒星中观察到的丰度异常的关键特征。因此，它们很可能是在GC中诞生的场晕星。如果这是真的，我们估计至少有3+/-2%的局部场贫金属恒星是在GC中诞生的。
2012-08-17 astro-ph.GA 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
Alpha element abundances and gradients in the Milky Way bulge from FLAMES-GIRAFFE spectra of 650 K giants
我们在ESO甚大望远镜上获得了650颗凸出红巨星分支（RGB）恒星的FLAMES-GIRAFFE光谱（R= 22，500），并进行了光谱合成以测量Mg，Ca，Ti和Si的丰度。该样本由474颗巨星组成，沿着银河系球核的短轴在纬度b=-4，b=-6，b=-12的3个区域观测。另外176颗恒星属于一个包含球状星团NGC 6553的区域，沿着长轴与其他三个区域相距b=-3和5度。我们的研究结果证实，与大量的统计数据，银河系的凸起和厚盘，这都是增强α元素相比，薄盘之间的化学相似性。在相同的背景下，我们分析了不同凸起区域的[alpha/Fe]与[Fe/H]趋势。最富金属的恒星，在b=-4时显示出较低的[α/Fe]比，在银河系高纬度处消失，这与观测到的核球中的金属丰度梯度一致。贫金属星（[Fe/H]<-0.2）在不同的核球位置表现出明显的均匀性。我们得到了进一步的约束银河系的形成方案。一个贫金属的组成部分化学上无法区分厚盘暗示了快速和早期形成的凸起和厚盘。这样的一个组成部分没有显示任何变化，无论是在丰度或运动学，在不同的凸起区域。一个富含金属的组成部分，显示低[α/Fe]类似的薄盘消失在较大的纬度。这使我们能够跟踪通过快速早期合并形成的组件（经典的凸起）和一个磁盘/酒吧组件形成更长的时间尺度。
2011-03-31 astro-ph.GA
Unmixed metals: Variations in the enrichment of z~4 sub-damped Lyman alpha systems
基于XQ-100巡天数据，研究了z~4极贫金属subDLAs的化学丰度，提出逐分量电离校正新方法，发现各分量间的化学不均匀性源于不同核合成事件的未充分混合气体。
2025-07-15 astro-ph.GA
The Lazy Giants: APOGEE Abundances Reveal Low Star Formation Efficiencies in the Magellanic Clouds
我们报告的第一APOGEE金属丰度和α-元素丰度测量3600红巨星跨越大径向范围的大（LMC）和小麦哲伦云（SMC），最大的银河系矮星系。我们的样本比以前的研究大一个数量级，并延伸到更大的径向距离。这些是利用Las Campanas天文台杜邦望远镜上新安装的Southern APOGEE仪器提出的第一个结果。我们对大麦哲伦星云的无偏样本涵盖了大范围的金属丰度，从[Fe/H]=-0.2到[Fe/H]=-2.5的贫金属恒星，这是迄今为止探测到的最贫金属的麦哲伦星云（MC）恒星。LMC [α/Fe]-[Fe/H]分布在大的金属量范围内非常平坦，但在-1.0<[Fe/H]<-0.5时上升约0.1 dex。我们将其解释为已知的MC恒星形成活动最近增加的迹象，并且能够用包括最近的“星爆”的化学演化模型再现这种模式。在贫金属端，我们发现[α/Fe]随着[Fe/H]的降低而增加，并将两个MC的“α-膝”限制在[Fe/H]<-2.2，这意味着恒星形成效率较低，约为0.01 Gyr^-1。MC膝盖比那些质量较小的银河系（MW）矮星系，如天炉座，玉夫座或人马座更贫金属。一种可能的解释是，MC形成于比MW密度更低的环境中，这一假设与MC最近才落入MW引力势的范式一致。
2020-02-03 astro-ph.GA
A new alpha-enhanced super-solar metallicity population
我们进行了统一和详细的分析1112高分辨率光谱FGK矮星获得的HARPS摄谱仪在ESO 3.6米望远镜（拉西拉，智利）。大多数恒星的有效温度为4700 K < Teff < 6300 K，金属丰度范围为-1.39 < [Fe/H] < 0.55。我们的主要目标是调查是否有元素丰度的趋势之间的任何差异（特别是[α/Fe]比）的恒星不同的子群。用ARES程序从HARPS谱中自动测量了谱线的等效宽度。三种α元素的丰度是使用相对于太阳的差分LTE分析确定的，使用2010年修订版的光谱合成代码MOOG和库鲁茨ATLAS 9大气网格。我们样本中的恒星分为两个种群，在[α/Fe]到超太阳金属丰度方面明显分离。反过来，高α星也分为两个家族，在[α/Fe]（[α/Fe] = 0.17）和金属丰度（[Fe/H] = -0.2）分布上都有差距。贫金属的高α星（厚盘）和富金属的高α星平均比化学定义的薄盘星（低α星）更老。这两个α增强家族具有不同的运动学和轨道参数。富含金属的阿尔法增强型恒星，如薄盘星，有接近圆形的轨道，靠近银河平面。我们提出这些恒星可能是在银河系的内盘中形成的，但它们的确切性质仍有待澄清。
2011-11-21 astro-ph.GA
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
VLT/FLAMES spectroscopy of red giant branch stars in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
天炉座是本星系群中质量最大的矮球状星系之一。天炉座的恒星群体主要是由中等年龄的恒星组成，但恒星的形成几乎贯穿了它的整个历史。有人提出，天炉座经历了一个小的合并事件。尽管最近的进展，只有高金属丰度端的天炉座场星（[Fe/H]>-1.2 dex）已被采样在大量的高分辨率光谱。我们希望通过更好地采样整个金属丰度范围，包括更多的贫金属恒星，更好地了解这个星系的完整化学演化。我们使用的VLT火焰多纤维摄谱仪在高分辨率模式，以确定几个α，铁峰和中子捕获元素的样本中的47个单独的红巨星分支恒星在天炉座矮球状星系的丰度。我们将这些丰度与来自天炉座颜色星等图的年龄概率分布的准确年龄估计相结合。与其他矮球状星系类似，天炉座的老的贫金属恒星通常是富α的，而年轻的富金属恒星是贫α的。在SNe II和SNe Ia之间的时间延迟的经典场景中，我们确认SNe Ia开始在[Fe/H]-2.0和-1.8 dex之间对化学富集做出贡献。我们发现Ia型SNe的发病时间在12-10 Gyr之间。高的[Ba/Fe]、[La/Fe]值反映了Ia超新星和AGB星对天炉座年轻恒星星族丰度分布的影响。我们发现的低[α/Fe]和增强的[Eu/Mg]与缺乏最大质量恒星的初始质量函数以及在天炉座的整个历史中不断发生的恒星形成是一致的。我们发现大质量恒星不断地在星际介质中富集α元素，尽管它们不是铁富集的主要贡献者。
2014-09-26 astro-ph.GA
The Stellar Abundances for Galactic Archaeology (SAGA) Database II - Implications for Mixing and Nucleosynthesis in Extremely Metal-Poor Stars and Chemical Enrichment of the Galaxy
我们使用银河系考古学恒星丰度（SAGA）数据库讨论了银河系中已知的极贫金属（EMP）恒星的特征（Suda等人，2008，PASJ，60，对我们样品中碳增强星的分析表明，AGB星的核合成可以以不同的方式促进碳的富集，这取决于金属丰度是高于还是低于[Fe/H] ~-2.5，这与当前低金属丰度下的恒星演化模型一致。从碳丰度分布和碳增强星出现频率的观点出发，我们发现初始质量函数在[Fe/H]-2处发生了跃迁。对于观测到的EMP恒星，我们证实了一些，而不是所有的，观测到的恒星可能经历了至少两种类型的额外混合，以改变其表面丰度。一是在红巨星分支的早期阶段消耗锂丰度。另一种是在红巨星分支阶段将C/N比降低一个数量级。观测到的α元素和铁族元素丰度的小散射表明，我们银河系的化学富集发生在混合良好的星际介质中。结果表明，α元素的丰度变化趋势具有很强的相关性，而铁族元素的丰度相对于铁丰度的变化趋势具有不同的斜率。这意味着阿尔法元素的超新星产额几乎与质量和金属丰度无关，铁族元素的热底燃烧与初始质量函数的变化有关，在5 <~ M / Msun <~ 6的质量范围内，热底燃烧的发生与银河系初始质量函数峰值在~ 10 - 100之间是一致的。12 Msun与具有和不具有s-过程元素的碳增强星的统计相兼容（截断）
2010-10-29 astro-ph.GA
The chemical composition of globular clusters in the Local Group
我们提出了详细的丰度测量的45个球状星团（GC）的星系中（在一种情况下，超越）本星系群。这些测量是基于NGC 185、NGC 205、M31、M33和NGC 2403中GC的新的高分辨率积分光谱，结合对天炉座dSph、WLM、NGC 147、NGC 6822和银河系中GC先前观测的重新分析。GC覆盖范围为-2.8 < [Fe/H] < -0.1，并且我们确定了Fe、Na、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Ni、Cu、Zn、Zr、Ba和Eu的丰度。包括Na、Mg、Ca、Ti、Mn、Fe、Ni和Ba的非局部热力学平衡效应的校正。对于几个星系，我们的测量提供了第一个定量的限制，其金属贫乏的恒星星族的详细组成。总的来说，在不同的星系GC表现出显着均匀的α，铁峰，中子捕获元素的丰度模式，与分散小于0.1德克斯在[α/Fe]的完整样本。有一个暗示，矮星系中的GC比大星系中的GC的α增强略少（平均约0.04 dex）。M33中的一个GC（HM 33-B）类似于天炉座dSph（天炉座4）和NGC 6822（SC 7）中最富金属的GC，其α元素丰度更接近太阳尺度值，可能暗示了吸积起源。我们发现，α-元素丰度强烈相关的Na，Sc，Ni和Zn。与其他α-元素相比，[Fe/H]<-1.5的几个GC缺乏Mg。我们没有发现GC强烈增强的r-过程丰度的报告，在一些超微弱的矮星和麦哲伦云的贫金属恒星。贫金…
2021-11-30 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
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. I. The Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的测量的铁，镁，硅，钙，钛丰度的388径向速度成员星的玉夫座矮球状星系（dSph），银河系的卫星。这是在任何单个dSph中单个α元素（Mg、Si、Ca、Ti）丰度测量的最大样本。测量是由Keck/DEIMOS中等分辨率光谱（6400-9000 A，R ~ 6500）。基于与已发表的高分辨率（R >~ 20000）光谱测量的比较，我们的测量具有sigma（[Fe/H]）= 0.14和sigma（[alpha/Fe]）= 0.13的不确定性。玉夫座[Fe/H]分布的平均值<[Fe/H]> = -1.58，并且是不对称的，有一个长而贫金属的尾巴，这表明了恒星形成的历史。玉夫座的[Fe/H] < -2的恒星比例比银河系晕大。我们已经发现了一颗[Fe/H] = -3.80 +/- 0.28的恒星，这是除了银河系晕之外已知的最贫金属的恒星，但是需要高分辨率的光谱来测量这颗恒星的详细丰度。正如先前基于高分辨率光谱所报道的那样，Sculptor中的[alpha/Fe]随着[Fe/H]的增加而下降。富金属星（[Fe/H] ~ -1.5）的[α/Fe]比金属丰度相当的星系晕场星低。这表明在玉夫座星系中恒星的形成比在星系晕中更为缓慢。我们还观察到径向丰度梯度为-0.030 +/- 0.003 dex/arcmin（[Fe/H]）和+0.013 +/- 0.003 dex/arcmin（[alph…
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A bound on the 12C/13C ratio in near-pristine gas with ESPRESSO
使用科学验证观测获得的ESTERO在甚大望远镜（VLT）在4UT模式，我们报告的第一个约束的碳同位素比12 C/13 C的静态，接近原始阻尼Ly-alpha（DLA）系统在z=2.34。我们恢复了极限log 10（12 C/13 C）> +0.37（2 sigma）。我们利用该DLA的丰度分布图，结合随机化学富集模型，推断了该系统的富集星性质，得到该系统的总气体质量为log 10（M_gas/M_sun）=6.3+1.4-0.9，总恒星质量为log 10（M_*/M_sun）=4.8+/-1.3。目前的观测结果不利于质量<2.4兆太阳的贫金属渐进巨枝（AGB）星的富集，限制了该DLA形成大部分富集星的时代。我们的模型表明，这个DLA形成了很少的恒星，直到宇宙氢再电离后>1 Gyr，尽管它的金属量非常低（约为太阳的1/1000），但这个DLA似乎在过去的几百万年中形成了它的大部分恒星。结合推断的恒星形成历史和一些最贫金属的DLAs在红移z<3时显示出升高的[C/O]比的证据，我们认为非常贫金属的DLAs可能受到再电离淬灭的影响。最后，考虑到这里所研究的DLA吸收特征的简单性和静止性，我们使用ESTERO数据对精细结构常数的可能变化性进行了限制，Δ α/α =（-1.2 +/- 1.1）x10^-5。
2020-01-14 astro-ph.GA
Molecular depletion times and the CO-to-H2 conversion factor in metal-poor galaxies
在低金属量星系中，用一氧化碳追踪分子氢的含量是非常困难的。在这里，我们提出了一个新的努力，与IRAM 30米的观测12 CO（1-0）的样本8矮星系的氧丰度范围从12+logO/H=7.7至8.4。在所有星系中都检测到了CO发射，包括我们样本中最贫金属的星系（0.1 Zsun）;据我们所知，这是本星系群外12+logO/H<=8（0.2 Zsun）星系中检测到的最大数量的12 CO（1-0）。我们计算恒星质量（Mstar）和恒星形成率（SFR），并分析我们的结果，结合我们的观测与星系样本的文献。扩展以前的结果的分子气体耗尽时间，tau（dep），与Mstar和特定的SFR（sSFR）的相关性，我们发现在tau（dep）的变化的一个因素200或更多（从<50万年到10 Gyr）超过1000的sSFR和Mstar的蔓延。我们利用τ（dep）的变化来限制低金属丰度时CO到H2的质量转换因子α（CO），并假设其为幂律变化，则得到α（CO）\propto（Z/Zsun）^[1.9]，这与基于尘埃连续谱测量与气体质量比较的结果相似。通过包括HI测量，我们表明，总气体质量相对于重子质量的分数是较高的星系是金属贫乏，低质量，和高sSFR。最后，将数据与分子气相的恒星形成模型进行比较，发现在金属丰度Z/Zsun<=0.2时，与模型预测存在一些差异。
2015-09-16 astro-ph.GA
Segue 1: An Unevolved Fossil Galaxy from the Early Universe
我们提出了麦哲伦/MIKE和凯克/HIRES高分辨率光谱的矮星系Segue 1中的6颗红巨星。包括Norris等人（2010）观察到的另外一颗Segue 1恒星，现在已经获得了Segue 1中每颗红巨星的高分辨率光谱。值得注意的是，这七颗恒星中有三颗的金属丰度低于[Fe/H] =-3.5，这表明Segue 1是已知的化学演化最少的星系。我们确认了先前的中等分辨率分析，表明Segue 1恒星的金属丰度范围超过2 dex，从[Fe/H] = -1.4到[Fe/H] =-3.8。所有Segue 1恒星都是α增强型，[alpha/Fe] ~ 0.5。高α元素丰度是贫金属恒星的典型特征，但在以前研究的每个星系中，[α/Fe]下降的是更富金属的恒星，这通常被解释为来自超新星Ia的铁富集。在Segue 1中没有这个特征表明它只被大质量恒星富集。Segue 1中的其他轻元素丰度比，包括三颗贫金属恒星的碳增强，与贫金属晕星非常相似。最后，我们将最富含金属的恒星归类为CH星，因为它含有大量的碳和S-过程元素。其他六颗恒星的中子捕获元素丰度非常低，[Sr/H] < -4.9和[Ba/H] <-4.2，与晕星中探测到的最低水平相当。这表明最小的中子俘获富集，也许仅限于一个单一的r-过程或弱s-过程合成事件。总之，Segue 1的化学丰度表明没有实质性的化学演化，支持它可能是第一个幸存的星系，只经历了一次恒…
2014-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elevated ionizing photon production efficiency in faint high-equivalent-width Lyman-alpha emitters
虽然低光度星系在所有红移中占主导地位，但由于缺乏对其物理性质的了解，人们对它们对宇宙再电离的贡献知之甚少。我们从深VLT/MUSE光谱中分离出35个z~4-5连续微弱的Lyman α发射体样品，用Spitzer/IRAC Ch.1测光法直接测量它们的H α发射。基于哈勃空间望远镜的成像，我们确定平均紫外连续谱的星等小于-16（~0.01 L_star），这意味着莱曼α等效宽度的中值为249埃。通过结合Halpha测量与UV幅度，我们确定电离光子的产生效率，xi_ion，第一次为这样的微弱星系。log（xi_ion [Hz/erg]）= 26.28（+0.28; -0.40）的测量值超过了连续谱和发射线选择样品的文献测量值，这意味着在这些低光度的莱曼α选择系统中更有效地产生电离光子。我们的结论是，这种高效率可以解释的恒星星族的金属丰度之间的4 e-4和0.008，轻重量年龄小于3百万年。
2020-02-25 astro-ph.GA
High Resolution Optical Spectroscopy of Stars in the Sylgr Stellar Stream
我们观察到两颗贫金属主序星，它们是最近发现的Sylger恒星流的成员。我们目前的径向速度，恒星参数和丰度的13个元素来自高分辨率的光学光谱收集使用麦哲伦稻盛京瓷Echelle摄谱仪。这两颗恒星在所有检测到的元素中具有相同的成分（在0.13 dex或1.2 sigma范围内）。这两颗恒星都非常贫金属（[Fe/H] = -2.92 +/- 0.06）。这两颗恒星的C含量都没有显著增加（[C/Fe] < +1.0）。这两颗恒星的α元素Mg、Si和Ca含量都有所增加（[α/Fe] = +0.32 +/- 0.06），Na、Al和所有Fe族元素的比值在晕、超暗和矮球状星系中的其他恒星中是典型的。Sr的含量轻微增加（[Sr/Fe] = +0.22 +/- 0.11），但Ba的含量没有增加（[Ba/Fe] < -0.4），这表明这些恒星并不含有高水平的中子捕获元素。Li丰度与贫金属未演化场星和球状星团中发现的丰度相匹配（log Li（Li）= 2.05 +/- 0.07），这意味着环境不是决定贫金属恒星Li含量的主导因素。这两颗恒星的化学成分无法区分仙女座星系流的前身是一个矮星系还是一个球状星团。如果它的前身是一个矮星系，那么这股气流可能来自一个致密的区域，比如一个核星团。如果它的前身是一个球状星团，那么它将是已知的最贫金属的球状星团。
2019-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Looking for imprints of the first stellar generations in metal-poor bulge field stars
上下文寻找第一批恒星特征的努力集中在贫金属晕天体上。然而，凸起金属丰度分布的低端已经被证明是银河系中一些最古老的物体的所在地，因此这个银河系的组成部分可能提供了有趣的目标来研究第一代恒星的印记。作为一个试点项目，我们选择了在ARGOS巡天中已经确定的具有[Fe/H] ~-1和日面[alpha/Fe]比值的球场恒星，并使用FLAMES-UVES获得了被认为揭示第一代恒星印记的关键元素的详细丰度。目标。这项研究的主要目的是利用新的高分辨率（R~ 45，000）和高信噪比（S/N >100）光谱分析选定的ARGOS星。我们的目标是获得它们的恒星参数和元素比，特别是C，N，α-元素O，Mg，Si，Ca和Ti，奇数Z元素Na和Al，中子捕获S-过程为主的元素Y，Zr，La和Ba，和r-元素Eu的丰度。方法.利用8 mVLT UT 2-Kueyen望远镜，采用FLAMES-UVES配置的UVES摄谱仪，获得了5颗场巨星的高分辨率光谱。根据Fe I和Fe II的激发和电离平衡推导出光谱参数。利用MARCS LTE球形模型大气网格和Turbospectrum光谱合成代码进行丰度分析。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The accreted Galaxy: An overview of TESS metal-poor accreted stars candidates
本研究结合TESS、Gaia数据与MIKE光谱分析30颗贫金属吸积恒星候选体，验证星震学信息对年龄、丰度计算的影响，明确样本恒星的结构归属与化学特征，为探究银河系吸积组装历史提供支撑。
2024-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational Properties of the Metal-Poor Thick Disk of the Milky Way Galaxy and Insights into Its Origins
我们已经进行了研究的元素丰度和运动学性质的金属贫样品的候选厚盘星选择从RAVE光谱调查明亮的恒星，以区分目前的场景中的厚盘的形成。在本文中，我们报告了214颗红巨星分支，31颗红团/水平分支和74颗主序星/次巨星分支贫金属星的样本，这有助于增加我们以前的巨星样本。我们发现，厚盘[α/Fe]比增强，并且变化很小（<0.1 dex），与我们以前的研究一致。增强的样品进一步允许，第一次，调查的梯度在金属贫厚盘。对于[Fe/H] <-1.2的恒星，厚盘在α增强中显示出非常小的梯度，<0.03 +/- 0.02 dex/kpc，而我们发现铁丰度的径向梯度为+0.01 +/- 0.04 dex/kpc，垂直梯度为-0.09 +/- 0.05 dex/kpc。此外，我们表明，我们的样本的轨道偏心率分布的峰值更好地同意与模型中的恒星，包括厚盘主要在银河系中形成，与直接吸积的恒星贡献不大。因此，我们的研究结果不赞成直接吸积的恒星从矮星系到厚盘作为一个主要贡献者厚盘人口，但不能区分厚盘的替代模型，如那些调用高红移（富含气体）合并，加热预先存在的薄恒星盘的轻微合并，或有效的径向迁移的恒星。
2011-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A high dust emissivity index beta for a CO-faint galaxy in a filamentary Lyman-alpha nebula at z=3.1
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）对100 kpc尺度的Lyα星云（SSA 22 LAB 18）进行了CO J=4-3谱线和3 mm尘埃连续谱观测。我们从与Lyα丝有关的ALMA连续谱源中，在11 σ处检测到系统z（CO）=3.093 { \pm } 0.001的CO J=4-3谱线。我们估算了该CO源的CO J=4-3光度L 'CO（4-3）=（2.3 \pm 0.2）× 10^9 K km s^{-1} pc ^2，比具有类似远红外光度L（IR）~10^{12} Lsun的典型z>1尘埃恒星形成星系（DSFG）的光度小一个数量级。我们推导出气体分子质量为Mgas=（4.4^{+0.9}_{-0.6}）x10^9 Msun，恒星形成速率为SFR=270 \pm 160 Msun yr^{-1}。我们还估计了天然气耗尽时间τ（dep）=17 \pm 10 Myr，比典型的DSFG短。这表明，这个源是在一个过渡阶段，从DSFG的气体贫乏，早型星系。从ALMA到Herschel的多波段尘埃连续谱观测中，我们测得尘埃辐射率指数β=2.3 \pm 0.2，这与本地贫气早型星系的辐射率指数相似。如此高的β可以通过最近的实验室实验中亚毫米波长的星际尘埃的特定化学成分来重现。ALMA CO和多波段尘埃连续谱观测可以通过τ（dep）和β约束高红移星系的演化阶段，从而可以研究早期宇宙中的尘…
2018-07-23 astro-ph.GA
Four-hundred Very Metal-Poor Stars Studied with LAMOST and Subaru. II. Elemental abundances
我们提出了均匀的丰度超过20种元素的385个非常贫金属（VMP）星的基础上LAMOST调查和后续观测与斯巴鲁望远镜。它是由单一项目研究的最大的高分辨率VMP样本（包括363个新物体），也是第一次尝试根据盖亚星系精确确定如此大样本的进化阶段。样本涵盖了从[Fe/H]=-1.7到[Fe/H]=-4.3的广泛金属丰度范围，包括超过110个[Fe/H]<-3.0的天体。在进化状态的扩大覆盖范围，使之有可能分别定义巨星和关闭星的丰度趋势。新获得的丰度数据证实了以往研究发现的大多数丰度趋势，但也提供了有用的更新和新的异常值样本。在我们的样品中，在-2.5 < [Fe/H] <-1.7中看到Li平台，而平均Li丰度在较低的金属丰度下明显较低。Mg、Si和Ca相对于Fe是过剩的，随着金属丰度的增加呈现减少的趋势。与化学演化模型的比较表明，过剩的Ti，Sc和Co没有很好地再现目前的理论预测。Sc和α-元素之间存在相关性，而Zn仅与Ti但不与其他α-元素显示出可检测的相关性。对于关闭型恒星，碳增强型恒星（[C/Fe]> 0.7）的比例在20-30%之间，这取决于对C丰度无法确定的天体的处理，这比巨星（~8%）高得多。在[Fe/H] =-3.8到-1.7的宽金属丰度范围内，已经确定了12颗贫镁星（[Mg/Fe] < 0.0）。在-3.4 <[Fe/H]<-2.0的范围内发现了12颗富Eu星（[Eu/Fe…
2022-03-22 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
Chemical composition of metal-poor stars in Coma Berenices ultra-faint dwarf galaxy as a proxy to individual chemical enrichment events
本文给出后发座Berenices超暗矮星系（UFD）中3颗贫金属星（[Fe/H]<-2）的NLTE丰度和大气参数。得出的结果是基于新的光度观测获得的2.5米望远镜的SAI密歇根州立大学高加索天文台和光谱档案的10米凯克望远镜。有效温度由V-I、V-K、V-J颜色确定。对于每颗恒星，不同颜色的Teff在20 K以内一致。使用log g、MV、BC、距离、Teff和质量之间的关系计算表面重力（log g），采用0.8 MSun。测定了Na、Mg、Ca、Ti、Fe、Ni、Sr和Ba的NLTE丰度。大气参数和丰度的修订，基于新的光度观测和精确的谱线形成模型，导致重新解释后发座UFD的恒星形成历史。这三颗恒星的化学丰度模式各不相同，这对于[Fe/H]相似的MW晕星是典型的。S1恒星显示出太阳的[α/Fe]和前所未有的低[Na/Mg]-1.46，这是迄今为止已知的贫金属恒星中的最低值。核合成模型较好地再现了S1星在无金属大质量恒星爆炸中的Abduction斑图。与S1不同，S2和S3的[α/Fe]比值很高，例如S2的[Mg/Fe]=0.8，而其他矮星系的[Fe/H]<-2的恒星和MW的[Ca，Mg/Fe]比值为0.3 dex。这三颗星都显示出低Sr和Ba丰度。这些特殊的化学成分认为，少量的核合成事件有助于这些恒星的化学丰度。在后发座中观测到的金属丰度范围很广（0.65 dex），可能是由星际介…
2018-09-25 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
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
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
Detailed Abundances of Two Very Metal-Poor Stars in Dwarf Galaxies
在矮球状星系（dSphs）中，大多数贫金属的恒星可以显示出一个或几个超新星的核合成模式。这些超新星的金属丰度可能为零，使得贫金属的dSph星成为与第三星族恒星最接近的幸存恒星。贫金属dSph星也有助于揭示银河系晕的形成机制。我们提出了详细的丰度从凯克/HIRES光谱两个非常贫金属的恒星在两个银河系dSphs。其中一颗在玉夫座dSph中的恒星的[Fe I/H] =-2.40。另一颗恒星位于小熊座dSph，[Fe I/H] =-3.16。这两颗恒星都落在以前发现的低金属量，高[α/Fe]高原。在这两个dSphs中，大多数贫金属恒星的丰度比与贫金属晕星基本一致。然而，钠和一些r-过程元素的丰度位于类似金属丰度的内晕星所定义的包络线的下端。我们提出超新星产额的金属丰度依赖性是原因。低质量dSphs中最早的超新星比大质量晕祖星中最早的超新星有更少的气体污染。结果表明，在-3 < [Fe/H] < -2的dSph星样品的超新星[Fe/H] <<-3，而在相同金属丰度范围的晕星样品的超新星[Fe/H] ~-3。因此，[Na/Fe]和[r/Fe]的增强被推迟到更高的金属丰度dSphs比内晕的祖先。
2012-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of SDSS J134338.67+484426.6; an extremely metal-poor star from the MARVELS pre-survey
我们提出了一个极贫金属（EMP; [Fe/H] < -3.0）的恒星，SDSS J134338.67+484426.6，在MARVELS光谱预调查的过程中确定的一些20000颗恒星，以确定合适的候选人的系外行星搜索的元素丰度分析。这颗恒星的视星等V = 12.14，是在预调查中发现的金属丰度最低的恒星，也是仅有的20颗已知的EMP恒星之一。我们的高解析度光谱分析显示，这颗恒星是一颗[Fe/H] =-3.42的次巨星，拥有“正常”的碳，并且没有中子捕获丰度的增强。锶的丰度不足，[Sr/Fe] =-0.47，但导出的[Sr/Ba]下限表明Sr可能相对于Ba有所增加。这颗恒星属于人口稀少的贫α EMP星，与典型的晕星相比，在类似的金属丰度下，它们的[Mg/Fe]，[Si/Fe]和[Ca/Fe]比率较低。从几个时期（低分辨率和高分辨率）的光谱跟踪中观察到的径向速度变化表明SDSS J134338.67+484426.6可能是一个长周期双星。讨论了EMP星中r过程元素的丰度变化趋势，并与其它贫镁星进行了比较。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
