Interpreting molecular hydrogen and atomic oxygen line emission of T Tauri disks with photoevaporative disk-wind models
原行星盘中的风在其演化和扩散过程中起着重要的作用。然而，驱动风的物理过程仍然不清楚（即磁驱动与热驱动），只能通过直接将理论模型与观测数据进行比较来理解。我们使用流体动力学光蒸发盘风模型和后处理它们与热化学模型产生合成观测o-H $_2$在2.12微米和[OI]在0.63微米谱线，并直接比较的结果的观察样本。我们的光蒸发盘风模型与观测到的蓝移窄低速分量（NLVC）的签名是一致的，这通常与缓慢的盘风，两个示踪剂。只有七分之一的目标，显示蓝移NLVC的光蒸发模型无法解释所观察到的线运动学。我们的研究结果还表明，解释谱线配置文件的简单方法，如薄盘近似，以确定线发射区域可以产生误导性的结论。光蒸发盘风模型在很大程度上是一致的研究观测数据集，但它是不可能明确区分不同的风驱动机制。进一步改进这些模型，例如对动力学和化学进行一致的建模以及对个别目标进行详细建模，将是有益的。此外，磁驱动盘风模型的观测数据集的直接比较是必要的，以确定是否空间未解决的多个风示踪剂的观测是足够的理论模型之间的区别。
2022-11-18 astro-ph.SR
The impact of carbon and oxygen abundances on the metal-poor initial mass function
恒星形成模型预测，贫金属的初始质量函数（IMF）可能与富金属的银河系中观察到的有很大不同。这种转变的发生是因为贫金属气体云由于其金属和尘埃的丰度较低而冷却效率低下。然而，到目前为止，对贫金属IMF的预测依赖于太阳尺度丰度的假设，即[X/O] = 0 [O/H]。现在有越来越多的证据表明，在ISM中占主导地位的金属线冷却的元素，如C和O，在低金属丰度下不会遵循太阳尺度。在这项工作中，我们扩展的模型，预测的特征（或峰值）IMF质量的变化作为金属丰度的函数，使用[C/O]比来自金属贫乏的银河系恒星和H II地区的矮星系的观测。这些数据显示在亚太阳[O/H]下[C/O] < 0，这导致在金属丰度范围内的显著不同的贫金属IMF，其中C I和C II冷却主导ISM热力学，导致特征质量增加高达7倍。这种差异的一个重要后果是，从顶部到底部重IMF的过渡位置在金属丰度上向上移动了0.5 $-$ 1 dex。我们的研究结果表明，IMF对贫金属系统中太阳尺度ISM成分的假设非常敏感（例如，矮星系、星系晕和贫金属恒星）是JWST的重点。
2022-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing α-Element's Past with Subaru/IRD: Oxygen Abundance of 35 Very Metal-Poor Stars from Near-IR OH lines
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高等研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberg University（海德堡大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）
利用Subaru/IRD高分辨率近红外光谱，分析35颗极贫金属星的OH谱线氧丰度，通过与[OI]线对比校准，减小系统误差，支持银河化学演化模型。
2026-07-09 astro-ph.SR
Cool stars as tracers of multiple stellar populations in the Galactic globular cluster 47 Tuc
尽管对银河系球状星团中恒星的光度和光谱研究表明，迄今为止研究的大多数星团中存在几代恒星，但对这些恒星代的运动学性质仍然知之甚少。在这篇文章中，我们提出了我们的化学标记的恒星星族在银河系球状星团47 Tuc的运动学性质的研究的第一个结果。我们的分析揭示了47 Tuc中存在三个恒星世代，它们的[Li/Na]和[Na/O]比不同。此外，我们发现，这三代也不同，在他们的运动学性质：恒星属于原始一代的集中程度较低，运动学热比在随后的几代。
2014-09-10 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
Massive AGB models of low metallicity: the implications for the self-enrichment scenario in metal poor Globular Clusters
背景：我们提出了低金属量的中等质量恒星模型的物理和化学性质，沿着热脉冲阶段演变。目的：这项工作的目标是扩展到低金属丰度，Z = 1，2和6 × 10 ^{-4}，以前计算的化学模型的典型球状星团的中间金属丰度（Z = 0.001），以及我们银河系中发现的最富金属的星系团（Z = 0.004）;主要目标是测试贫金属球状星团的自富集情况。我们计算了金属丰度Z = 10 ^{-4}、2 × 10 ^{-4}和6 × 10 ^{-4}的三个中质量模型网格;在整个AGB阶段，进化序列从主序前开始，几乎直到整个包膜的排出。我们讨论的喷出物的化学，特别是质量分数的那些元素，已被调查期间的许多，深，spectrocopic调查的球状星团结果：虽然氧和钠的数据是稀缺的低金属含量球状星团，少数数据的未进化的恒星在NGC6397是兼容的模型。此外，我们发现与星团M15中未演化恒星的C-N关系很好的一致。然而，在这个星团中，没有发现低氧（[O/Fe]=-1）的恒星。根据目前的模型，最大的，非常贫金属的星团应该包含这样的恒星。在最低金属丰度Z = 10 ^{-4}时，由于氧丰度的急剧下降，质量最大的AGB的喷出物具有C/O> 1。我们讨论了这一预测的可能影响。
2009-03-05 astro-ph.SR
Oxygen and Sodium Abundances in M13 (NGC 6205) Giants: Linking Globular Cluster Formation Scenarios, Deep Mixing, and Post-RGB Evolution
我们目前的O，Na和Fe的丰度，以及径向速度，为113红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星的球状星团M13。丰度和速度是基于WIYN-Hydra摄谱仪获得的光谱，观测范围从水平分支（HB）到RGB尖端。研究结果的背景下，最近的球状星团的形成方案。我们发现，M13具有许多关键特征，表明其形成和化学富集是由当前模型很好地描述。其中一些观测结果包括：贫氧星的中心浓度，[O/Fe]随光度增加而显著降低（但[Na/Fe]略有增加），主要影响“极端”的人口，一小部分恒星具有类似晕的成分，以及缺乏贫氧AGB星。与最近的工作一致，我们得出结论，最贫氧的M13巨星可能是He丰富的，大多数（所有？）O-贫RGB星演化成为极端HB和AGB-manqué星。相比之下，“原始”和“中间”人口恒星似乎经历了标准的HB和AGB演化。
2012-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can Galactic chemical evolution explain the oxygen isotopic variations in the Solar System?
原始陨石中的许多物体具有氧同位素组成，这些氧同位素组成使它们处于一条独特的、与质量无关的分馏线上，在三同位素图上斜率为1。最流行的模型是假设CO的自屏蔽作用产生了富含16 O的CO和贫含16 O的H2O，H2O随后与星际尘埃结合，在太阳星云中形成相对贫含16 O的固体。另一个产生富含16 O的气体和缺乏16 O的固体的不同储层的模型表明，这些储层是由银河系化学演化（GCE）产生的，如果太阳系的尘埃成分比气体成分年轻一些，并且这两种成分都位于O三同位素图中的斜率1线上。我们认为，GCE是不是在太阳系中的氧同位素的质量无关分馏的原因。GCE的情况是矛盾的，在附近的分子云和年轻的恒星天体的18 O/17 O比的观测。当考虑到恒星喷出物在星际介质中的不完全混合效应时，GCE产生斜率线的可能性很小。此外，太阳系尘埃比气体年轻的假设需要不寻常的时间尺度，或者存在理论上预计不会发生的重要星尘成分，而且迄今为止还没有发现。
2012-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Analysis of the Ninth Magnitude Carbon-Enhanced Metal-Poor Star BD+44 493
详细介绍了明亮的碳增强贫金属（CEMP）星BD+44 493的化学丰度，我们的测量结果证实BD+44 493是一颗极度贫金属（[Fe/H]=-3.8）的亚巨星，具有过量的碳和氧。没有发现氮和中子捕获元素的显著过量（后者将其置于CEMP-没有恒星类别）。我们测量的其他元素表现出非CEMP极端贫金属恒星的典型丰度模式。没有发现这颗恒星径向速度变化的证据。这些结果有力地表明，BD+44 493中的碳增强不太可能是由伴星渐近巨分支星产生并转移到目前观测到的恒星上的，也不可能是由快速旋转的大质量巨贫金属（[Fe/H] < -6.0）恒星污染其出生分子云产生的。一个更有可能的可能性是，这颗恒星是由一颗“微弱”的超新星产生的元素污染的气体形成的，超新星经历了混合和回落，只喷射出少量的金属元素。BD+44 493的Li丰度（A（Li）=log（Li/H）+12 = 1.0）低于Spite平台值，与其他贫金属亚巨星一样。Be丰度的上限（A（Be）=log（Be/H）+12<-1.8）与金属丰度极低的恒星一样低，这表明碳（和氧）增强型恒星的祖先不是Be的重要来源，或者在有效温度约为5400 K的贫金属亚巨星中，Be是贫化的。
2013-06-15 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
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres I. Formation of the G-band in metal-poor dwarf stars
三维（3D）光谱合成代码Linfor 3D的最新发展意味着，第一次，大的光谱波长区域，如分子带，可以在很短的时间内合成。在局域热力学平衡假设下，对几种矮关断型三维大气（5850 <= T_eff [K] <= 6550，4.0 <= log g <= 4.5，-3.0 <= [Fe/H] <= -1.0）的合成G带进行了详细的光谱分析。我们还研究了碳和氧分子的形成在各种金属度制度，并讨论了它对G-带的影响。使用定性方法，我们描述了3D大气和传统的一维（1D）大气之间的不同行为，以及所涉及的不同物理学如何不可避免地导致丰度校正，这在不同的金属丰度上有所不同。将1D计算的光谱拟合到每个3D光谱以确定3D丰度校正。早期的分析显示，组成G带的CH分子表现出氧丰度依赖性;较高的氧丰度导致较弱的CH特征。氮丰度对CH形成的影响为零。在较低的金属丰度下，3D校正也较强。分析的3D修正的G-波段，使我们能够分配估计的3D丰度修正大多数矮星在文献中。3D修正表明，在高A（C）的CEMP星中，A（C）保持不变，但在低A（C）的CEMP星中，A（C）会减少。发现C/O比是影响三维G带的重要参数。额外的测试证实，C/O比对于3D下的OH转变是同样重要的参数。这通过它们的分子种类呈现了3D大气中碳和氧丰度之间的明确相互关系，这在1D中看不到。
2016-05-23 astro-ph.SR
Late-time H/He-poor circumstellar interaction in the type-Ic supernova SN 2021ocs: an exposed oxygen-magnesium layer and extreme stripping of the progenitor
超新星（SN）2021 ocs是在NGC 7828（$z = 0.01911$）中发现的，位于相互作用系统Arp 144内，随后被归类为正常的Ic型超新星。VLT/FORS 2在星云相148 d的观测表明，光谱主要由氧和镁的不同跃迁和电离态的发射线所控制：O I，[O I]，[O II]，[O III]，Mg I和Mg II。这样的光谱在文献中没有对应的，尽管它有一些类似于一些相互作用的Ibn型和Icn型SNe的特征。此外，SN 2021 ocs在峰值后直至晚期阶段显示蓝色，$(g-r) \lesssim -0.5$ mag，这对于Ic型SN来说是不典型的。与星云光谱一起，这表明SN 2021 ocs经历了与H/He贫乏的星周介质（CSM）的后期相互作用，这是由于SN前祖先在其最后$\sim$ 1000天的质量损失。强的O和Mg线以及强的C和He线的缺失表明，祖先星的O-Mg层是暴露的，这使得SN 2021 ocs是相互作用SNe中大质量祖先星的包络剥离的最极端情况，其次是Icn（剥离的C-O层）和Ibn（剥离的富He层）SNe。这是第一次在文献中报道这种情况。SN 2021 ocs强调了SNe后期光谱的重要性，即使是那些被归类为正常事件的事件，也可以揭示内部喷出物和祖星的CSM和质量损失。
2023-01-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolution of planetary nebulae VI. On the chemical composition of the metal-poor PN G135.9+55.9
贫金属行星状星云PN G135.9+55.9的氧丰度的实际值在文献中经常被争论。我们希望通过基于一项包括新的精确观测和新模型的研究进行改进的丰度测定来澄清这种情况。我们使用PMAS仪器的积分场光谱法进行了观测，还使用了HST-STIS测量的紫外观测。在我们的解释减少和校准的光谱，我们使用的第一次，最近的辐射流体动力学模型，这是计算与几个设置的缩放值的平均银河系盘行星状星云金属丰度。对于演化的行星状星云，例如PN G 135.9 +55.9，事实证明，偏离热平衡可能是显著的，导致电子温度低得多，因此碰撞激发线的发射较弱。基于我们的时间依赖的流体动力学模型和观测到的发射线[OIII]5007，我们发现了一个非常低的氧含量约为平均银河系盘值的1/80。这一结果与紫外波长范围内的发射线测量结果一致。C/O和Ne/O比值异常高，与另一个晕天体BoBn-1相似。
2009-12-30 astro-ph.SR
A near field cosmology study of heavy elements in very metal-poor stars
研究一系列古老的贫金属恒星提供了我们银河系宇宙学时间尺度的信息。这些研究表明了银河系的原始气体和演化。通过对处于不同恒星演化阶段的恒星（包括老矮星和天琴座RR）进行高分辨率观测，得出恒星参数和丰度，使我们能够利用这些丰度作为更早的祖先种群的示踪剂。在这里，我们对主要重元素（Z > 38）进行了详细的丰度研究，即中子捕获元素，我们在低金属丰度（[Fe/H] < -2.5）时将其视为纯超新星II型产物。衍生丰度的比较II型超新星产量的重元素提供了知识的老恒星的世代以及中子捕获形成网站的属性。
2012-11-26 astro-ph.SR
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
An improved chemical scheme for the reactions of atomic oxygen and simple unsaturated hydrocarbons - implications for star-forming regions
最近的实验表明，即使来自其他反应通道的贡献不能忽略，不饱和烃在与原子氧相互作用后也容易断裂其多个C-C键以形成CO。在这里，我们提出了一个升级的化学建模，包括氧原子和小的不饱和烃之间的反应，为不同的天体化学环境的修订。第一个结论是，对于热核/科里诺斯，原子氧容易将不饱和烃直接降解为CO或其前体物质（如HCCO或HCO），并破坏烯烃和炔的双键或三键。因此，在相对高温下富含原子氧的环境中，不期望富含大的不饱和烃或多环芳烃。相反，在贫O和富C的对象中，可以在很大程度上发生烃生长。此外，新的自由基物种，即酮基和乙烯氧基自由基，从其他反应通道产生的可以影响烃类的丰度向热的核心。因此，我们建议将其纳入现有数据库。烃柱密度的计算范围为10（13）-10（15）cm（-2），与其观察值吻合良好，尽管目前文献中发表的数据数量较少。
2013-04-22 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in a Primordial Supernova: Carbon and Oxygen Abundances in SMSS J031300.36-670839.31
SMSS J031300.36-670839.3（以下简称SM 0313 -6708）是一颗次巨星晕星，没有可探测到的Fe线，C和Mg相对于Ca的丰度很高。我们获得了延伸至3060埃的VLT-UVES光谱，显示出强的OH A-X谱带线，使得能够导出氧丰度。SM 0313 -6708中OH A-X带线比CH C-X带线强得多。光谱合成拟合表明[O/C]比为0.02 +-0.175。我们的高S/N UVES数据还使我们能够将Fe丰度极限降低到[Fe/H]{3D}，NLTE < -7.52（3 sigma）。这些数据支持了我们之前的假设，即这颗恒星是由一颗大质量恒星第三星族超新星的贫铁喷出物形成的。
2015-05-15 astro-ph.SR
Lithium abundances as a tracer of AGB stars pollution in the globular cluster NGC 6752
本文对贫金属球状星团NGC 6752中从转折到低红巨星分支的217颗恒星进行了化学丰度分析。铝和锂的丰度是通过光谱合成得到的，应用于火焰收集的光谱，在GIRAFFE和UVES模式。这项工作的目的是深入了解污染物（S）的性质负责的丰度变化和C-N，Na-O，Al-Mg的反相关与多重人口现象。我们在未演化恒星中发现了A（Li）=2.33 $\pm$ 0.06 dex的平台，在红巨星分支的底部，平均Li含量持续下降到$\sim$ 1.25 dex。正如在经典的反相关情景中所预期的那样，我们发现了Al含量低、Li含量高的恒星，以及Al含量高、Li含量低的恒星。然而，除此之外，我们还发现了富铝的证据，第二代恒星具有高Li含量。这一发现表明需要锂生产，已知发生在中等质量（$\sim$ 4- 8 M $_{sun}$）AGB星通过卡梅隆-福勒机制。值得注意的是，富铝星中观测到的Li丰度从未超过贫铝星。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutral oxygen spectral line formation revisited with new collisional data: large departures from LTE at low metallicity
我们提出了一个详细的研究的非本地热力学平衡（非LTE）的高激发中性氧777 nm三重态在MARCS模型大气中的光谱类型为F至K的晚型恒星的代表形成。我们使用统计平衡代码MULTI进行了计算，包括对元素丰度分析影响的估计。所采用的原子模型包括，特别是，最近的量子力学电子碰撞数据。我们证实，O I三重态线的形式在非LTE条件下的晚型星，遭受负丰度修正相对于LTE。在低金属丰度时，大的谱线不透明度源于三重态-五重态系间电子碰撞，这是一种以前没有考虑或严重低估的耦合形式。对于具有较高T_eff的模型（包括巨星和矮星），非LTE效应通常变得严重。有趣的是，在贫金属的关闭恒星中，负的非LTE丰度修正往往会迅速变得更严重，朝向较低的金属丰度。当忽略H碰撞时，它们分别在[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-3.5时达到~ 0.9 dex和~ 1.2 dex。即使当包括这样的碰撞时，LTE丰度仍然是严重高估的，在这样低的金属丰度下相应地高估了~ 0.5 dex和~ 0.9 dex。虽然鲜为人知的非弹性氢碰撞因此仍然是一个重要的不确定性，大的金属依赖非LTE效应似乎指向一个“低”（与LTE相比）[O/Fe]的贫金属晕星。
2009-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extreme CNO-enhanced composition of the primitive iron-poor dwarf star J0815+4729
本文分析了J 0815 +4729的高分辨率Keck/HIRES光谱观测结果，这是一颗极度碳增强的贫铁矮星。这些高质量的数据使我们能够从三条最强的\ion{Fe}{1}线推导出[Fe/H] $=-5.49{\pm}0.14$的金属丰度，并测量出高的[Ca/Fe]~ $=0.75{\pm}0.14$。A（C）~ $=7.43{\pm}0.17$（或[C/Fe]~ $\sim 4.49{\pm}0.11$）的高碳丰度使这颗恒星位于A（C）-[Fe/H]图中低碳带的上边界，表明没有来自双星AGB伴星的污染。我们首次在一颗超贫金属星中探测到777 nm处的氧三重态，表明它具有很大的氧/铁丰度比[O/Fe]~ $=4.03{\pm}0.12$（A（O）~ $=7.23{\pm}0.14$），明显高于以前在[Fe/H]~ $\sim -3.9$处用[O/Fe]~ $\sim2.2$ ~dex探测到的最贫金属矮星J2209-0028。氮也随着（A（N）~ $=6.75{\pm}0.08$）和丰度比[N/Fe]~ $\sim 4.41{\pm}0.08$而显著增加。我们还检测Ca、Na和Mg，同时提供其他八种元素的上限。J 0815 +4729的丰度模式与HE~1327-2326的丰度模式相似，表明两者都是被$\sim 21-27$ ~ \msun ~单个零金属丰度低能超新星污染的第二代恒星，几乎…
2020-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Use of Field RR Lyrae as Galactic Probes. III. The $α$-element abundances
我们通过使用高分辨率光谱提供了野外天琴座RR（RRL，162个变量）最大且最均匀的$α$ -元素（Mg、Ca、Ti）和铁丰度样本。目前的测量补充了类似的丰度在文献中的46场RRL带来了我们的金属丰度规模。我们最终得到了一个旧的（t $\ge$ 10 Gyr）低质量恒星示踪剂样本（208个RRL：169个基波，38个第一泛音，1个混合模式），覆盖了铁丰度的三个指数（-3.00 $\le$ [Fe/H] $\le$ 0.24）。我们发现，在富金属区域，场RRL比典型的Halo示踪剂的$α$ -贫$\sim$ 0.3倍（[Fe/H] $\ge$ -1.2），而在贫金属区域（[Fe/H] $\le$ -2.2），它们似乎平均多$\sim$ 0.1倍（$α$ -增强）。这是第一次，耗尽的$α$ -太阳能铁丰度元素的基础上检测到的一个大的，均匀的和同时代的老恒星示踪剂样品。有趣的是，我们还发现人马座矮星系中$α$贫乏、金属丰富的RRL和红巨星（RG）之间以及超微弱矮星系中$α$增强、金属贫乏的RRL和RG之间的[ $α$ /Fe]趋势非常相似。这些结果支持类似的元素丰度的46场水平分支（HB）星。这些恒星与RRL共享相同的进化阶段和相同的祖先。这一证据进一步支持了旧恒星示踪剂在限制晕早期化学富集方面的关键作用，特别是在调查矮星系对银河系质量组装的影响方面。
2021-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Stellar Populations in the metal-poor, Dwarf irregular Galaxies Sextans A and Leo A
本文介绍了JHK $_{s}$对贫金属（[Fe/H] $<$ -1.40）矮不规则星系狮子座A和六分仪A的观测结果。他们的近红外恒星星族的特点是使用组合的颜色星等图和识别长周期变星。我们发现了红巨星和渐近巨星分支恒星，与星系的中年人口（2-8 Gyr老）的成员资格一致。将我们的数据与宽带光学和中红外测光相匹配，我们确定了每颗恒星的光度，温度和尘埃产生率（DPR）。我们用DPR $>10^{-11}$ $M_\odot \,{\rm yr}^{-1}$识别了狮子座A中的32颗恒星和六分仪A中的101颗恒星，证实了贫金属恒星可以形成大量的尘埃。我们还发现了在低金属含量下富氧尘埃形成的初步证据，这与以前的模型相矛盾，该模型表明富氧尘埃的产生在金属贫乏的环境中受到抑制。尘埃注入狮子座A和六分仪A星际介质的总速率分别为（8.2 $\pm$ 1.8）$\times 10^{-9}$ $M_\odot \,{\rm yr}^{-1}$和（6.2 $\pm$ 0.2）$\times 10^{-7}$ $M_\odot \,{\rm yr}^{-1}$。这些尘埃的大部分是由少数尘埃非常多的演化恒星产生的，并且不会随着金属丰度而强烈变化。
2017-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust in brown dwarfs and extra-solar planets V. Cloud formation in carbon- and oxygen-rich environment
最近的观测表明，可能有富含碳的系外行星大气。棕矮星和系外行星的光谱拟合方法已经调用了C/O比作为额外的参数，但富碳云的形成模型是一个挑战。确定系外行星的宜居带需要在不同的化学状态下处理云的形成。圆盘模型显示，富碳或接近富碳的生态位可能会出现，冷碳行星可能会追踪行星演化的这些特定阶段。我们扩展了我们的动力学云形成模型，包括碳种子的形成和形成的C[S]，TiC [S]，SiC[S]，KCl[S]，和MgS[S]的气体表面反应。由于碳是非常有效的生长物种，因此在富碳气氛中的晶种形成效率低于在富氧气体中的晶种形成效率。结果是当C/O_0>1时，较少的颗粒将构成云。云粒子的大小将小于富氧大气中的粒子。初始C/O比的增加不会逆转这种趋势，因为在富碳环境中存在更大丰度的可冷凝气体物种。云粒子通常由多种物质混合而成：如果C/O_0>1，则以碳为主;如果C/O_0<1，则以硅酸盐为主。只有在C/O_0=3.0或10.0的极端情况下才能达到80-90%的碳。富含碳的大气层将形成由高度依赖的混合成分，大小和数量的颗粒组成的云。剩余的气相比富氧大气中的少得多。典型的示踪剂分子是HCN和C2 H2，由于碳质云层覆盖而结合了无特征的光滑连续体，除非云层颗粒变成结晶。
2016-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Beryllium, Oxygen and Iron Abundances in Extremely Metal-Deficient Stars
铍在最古老、最贫金属的恒星中的丰度可以作为早期恒星形成和银河系化学演化的探针。我们分析了24颗[Fe/H]从-2.3到-3.5的恒星的高分辨率、高信噪比的Keck/HIRES光谱，以确定Be丰度的历史并探索Be平台的可能性。我们已经用光谱测定了恒星的参数。氧丰度已来自三个OH功能发生在同一光谱区域。我们用以前观测到的25颗恒星的再分析光谱补充了这个样本;我们的总样本范围在[Fe/H]-0.5到-3.5之间。发现Be与[Fe/H]的关系继续降低金属丰度，斜率为0.92 ± 0.04。虽然没有迹象表明一个平台与恒定的Be丰度，四个最低的金属丰度的恒星确实显示了一个Be增强相对于铁。Be和[O/H]之间的单一关系的斜率为1.21 +-0.08，但也有两个斜率：1.59（[O/H] > -1.6）和0.74（[O/H] <-1.6）。这种斜率的变化可能是由于Be的主要生产机制发生了变化。在贫金属恒星形成的时代，Be可能是由SNII附近的CNO原子加速而形成的，后来则是由高能宇宙射线轰击周围星际气体中的CNO而形成的。我们发现[Fe/H]和[O/H]之间有很好的相关性。
2009-06-17 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
Constraining Gas-Phase Carbon, Oxygen, and Nitrogen in the IM Lup Protoplanetary Disk
我们提出了新的限制气相C，N和O丰度的IM Lup原行星盘的分子层。基于先前对该盘的物理和化学建模，我们使用C $_2$ H的新ALMA观测来将分子层中的C/O比约束为$\sim0.8$，即，比$\sim0.54$的太阳值高。我们使用档案ALMA观测HCN和H $^{13}$ CN表明，没有耗尽的N是必需的（假设星际丰度$7.5\times10^{-5}$每H）。这些结果表明，一个可观的分数O是封存在水冰在大颗粒解决磁盘中平面。同样，一部分可用的碳被锁定在挥发性较低的分子中。相比之下，N大部分未被处理，可能是N $_2$。这种消耗模式表明在这个圆盘中存在真正的丰度变化，而不是简单的气体质量的整体消耗。如果这些结果持有更普遍的，然后结合CO，C $_2$ H，和HCN的磁盘观测可能会提供一个有前途的路径约束气相C/O和N/O在行星形成。总之，这些示踪剂提供了将盘的挥发性成分与由其形成的行星大气联系起来的机会。
2018-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Galactic Chemical Evolution and the Oxygen Isotopic Composition of the Solar System
我们回顾目前的观测和理论限制银河系的氧同位素的化学演化（GCE），以探讨是否GCE起着解释较低的17 O/18 O比的太阳，相对于当今的星际介质，或在太阳系中存在不同的16 O-丰富和16 O-穷人水库的作用。虽然17 O和18 O的产生都与母星的金属丰度有关，但17 O最有可能产生于比产生18 O的恒星演化时间更长的恒星。因此，17 O/18 O的比例不需要随着时间的推移而保持恒定，这与GCE的先入之见和最简单的模型相反。ISM中δ 17 O和δ 18 O之间明显的线性、斜率为1的相关性不一定反映O同位素梯度，任何斜率为1的银河系中心梯度也不一定与时间演化相对应。相反，增加17 O/18 O是一致的，既与分子云的观测数据和太阳前颗粒的成分建模。在过去的几个Gyr中，恒星形成的速率已经减速，或者在太阳诞生前不久发生了一个恒星形成的增强期（“星暴”），这些模型可以解释太阳-ISM O-同位素的差异，而不需要将超新星喷出物局部输入到原太阳云中。“宇宙化学记忆”模型中，星际尘埃的平均年龄比星际气体的年龄大，预测原始太阳系固体相对于太阳应该富含16 O，这与观测结果相矛盾。然而，如果太阳系在星暴后不久形成，那么大质量恒星的富16 O贡献可能会导致贫16 O固体和富16 O的大块太阳，这与CO的光化学自屏蔽的流行场景无关。
2012-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dry and carbon poor inner disk of TW Hya: evidence for a massive icy dust trap
气体巨星从原行星盘的气体和尘埃中吸积它们的外壳，因此确定内部少数AU的组成是很重要的，大多数巨行星预计会在那里形成。我们的目标是限制元素碳和氧的丰度在内部磁盘（$R<$ 2.3 AU）的TW Hya和比较与外部磁盘（$R>2.3$ AU）的碳和氧出现不足的一个因素$\sim$ 50。TW Hya的档案红外观测进行了比较详细的热化学模型，DALI。内盘气体质量和元素C和O丰度的变化，以适应红外CO，H $_2$和H $_2$ O线通量。最佳拟合模型的内盘具有气体质量为$ 2 \times 10^{-4} M_\odot$的C/H $\approx 3 \times 10^{-6}$和O/H $\approx 6 \times 10^{-6}$。元素氧和碳丰度的内盘是$\sim 50$倍不足相比，ISM和那些发现在外盘是一致的。一致的低挥发分丰度意味着内盘并没有被蒸发的漂流体上的冰富集。这表明漂流的颗粒被阻止在水冰线外的尘埃陷阱中。这样的尘埃陷阱也会形成一个空腔，就像在高分辨率亚毫米连续观测中看到的那样。如果CO是冰中的主要碳载体，则需要在$\sim$ 20 AU的CO冰线之外有效地捕获尘埃。这意味着TW Hya盘中20 AU以外的浅亚毫米环对应于非常有效的尘埃陷阱。更可能的情况是，超过98%的CO已转化为挥发性较低的物质，例如CO $_2$和CH $_3$ OH。在内盘中形成的巨行星…
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A near-UV reconnaissance of metal-poor massive stars
本文利用合成光谱研究近紫外波段对O型恒星的诊断能力，并评估CUBES光谱仪在河外大质量恒星观测中的性能，展示其在贫金属星系氧丰度测定和远距离目标定量光谱研究中的潜力。
2023-10-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
