Iron abundance in the prototype PG1159 star, GW Vir pulsator PG1159-035, and related objects
我们对热的缺氢后AGB恒星PG 1159 -035（PG 1159光谱类和GW Vir脉动星的原型）以及两个相关物体（PG 1520 +525、PG 1144 +005）进行了铁丰度测定，基于首次检测到恒星光球中的Fe VIII线。在另一颗PG 1159恒星PG 1424 +535中，我们检测到Fe VII线。在所有四颗恒星中，每颗恒星的Teff都在110，000 - 150，000 K之间，我们发现了太阳铁的丰度。这一结果与我们最近对最热的PG 1159恒星（Teff = 150，000 - 200，000 K）的丰度分析一致，这些恒星显示出Fe X线。总的来说，我们发现PG 1159恒星并不明显缺铁，与以前的概念相反。
2011-05-26 astro-ph.SR
Magnesium abundances in cool metal-polluted white dwarfs
岩石物质的吸积是大部分白矮星大气中重元素存在的原因。这些物体是推断系外行星体的整体组成的独特机会。这种化学特性需要使用详细的大气模型来确定白矮星光球层的元素丰度。在这项工作中，我们使用一个国家的最先进的模型大气代码重新分析的第一次大型调查的金属污染的白矮星的丰度为多种元素。我们表明，我们的模型的改进的本构物理导致系统更高的镁丰度比以前的分析。我们发现平均对数Mg/Ca数丰度比为1.5。这一数值明显高于陨石的参考丰度，这是预期的，因为目前的扩散模型预测，对于我们样本中的冷氦-大气白矮星，Mg应该比Ca在大气中停留的时间更长。这有助于解决最近发现的镁耗尽问题，其中白矮星吸积的星子据报道与其行星系统的预期组成相比是镁缺乏的。
2020-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Electron-capture supernovae as the origin of elements beyond iron
我们研究电子捕获超新星（ECSNe）作为太阳系和星系晕星中比铁重的元素的来源。核合成计算的基础上进行的热力学历史的质量元素从一个完全自洽的，二维（2D）流体动力学爆炸模型的ECSN。我们发现，富含中子的对流块与电子分数下降到叶，最小=0.40，这是不存在的一维（1D）的对应物，允许有趣的生产之间的元素的铁组和N=50核（从Zn到Zr，与小Ga）在核（准）平衡。我们的模型产生非常好的协议与Ge，Sr，Y，Zr丰度的r-过程缺乏星系晕星和约束的发生ECSNe的所有恒星核心坍缩事件的~4%。如果少量的Ye，min稍低的额外物质也被喷射出来--由于模型的分辨率和二维性的限制，目前还不能排除这一点--弱r过程可以产生N=50以上的元素，直到Pd、Ag和Cd，就像在r过程缺乏的恒星中观察到的那样。
2010-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR nucl-ex
3D NLTE analysis of the most iron-deficient star, SMSS0313-6708
早期宇宙中恒星形成的模型依赖于吸积、碎裂和辐射反馈的细节。不同的模拟预测了第一颗恒星的不同初始质量函数，范围从主要的低质量（0.1-10 Msol）到大质量（10-100 Msol），甚至超大质量（100-1000 Msol）。第一颗恒星的质量分布应该会在仍然存在的低质量第二代和更晚一代贫金属恒星上留下独特的化学印记。SMSS 0313 -6708的化学成分是已知恒星中钙和铁丰度最低的，表明它是由一颗大质量超新星富集的。然而，即使是弱的谱线也可能受到贫金属恒星中强3D和NLTE效应的影响。如果这些影响被忽略或处理不当，推断丰度的错误可能会显着偏离污染超新星的推断属性。我们使用3D NLTE辐射转移重新测定SMSS 0313 -6708的化学成分，以获得Li、Na、Mg、Al、Ca和Fe的准确丰度。模型原子采用现实的碰撞率，没有校准的自由参数。我们发现3D NLTE中Fe的丰度比1D LTE高0.8 dex，Mg，Al和Ca的丰度高0.5 dex，而Li和Na的丰度不受影响，在0.03 dex以内。特别是，我们的[Fe/H]上限现在比以前基于NLTE（即使用平均3D模型）的估计值大10倍，[Fe/H] < -6.53（3 sigma<3D>）。该较高的估计值是由于保守的上限估计、更新的NLTE数据和<3D>3D-NLTE差异，所有这些都导致较高的丰度测定。我们发现，SMSS 0…
2016-09-23 astro-ph.SR
Faint Population III supernovae as the origin of the most iron-poor stars
银河系中最缺铁的恒星对天体物理学物体的性质提供了重要的观测限制，这些天体使原始气体富含重元素，这些恒星就是从这些物质形成的。其中，最近发现的缺铁恒星SMSS J031300.36-670839.3显示出显著的化学成分，未检测到铁（[Fe/H] $<-7.1$），碳和镁相对于钙的含量大幅增加。我们调查了无金属（人口III）恒星的超新星产量来解释这颗恒星所观察到的丰度模式。我们报告说，高[C/Ca]和[C/Mg]的比例和上限确定的其他元素丰度与核心塌陷超新星（具有正常的爆炸动能$E$的$E_{51}=E/10^{51}$尔格$=1$）或超新星（$E_{51}\geq 10$）的第三人口的25 $M_{\odot}$或40 $M_{\odot}$星的产量很好地再现。最佳拟合模型假设第三星族祖先的爆炸经历了广泛的物质混合和回落，留下了黑洞遗迹。在这些模型中，钙是由静态/爆炸性O燃烧和不完全的Si燃烧在第III族超新星/超超新星，在对比的建议，钙是起源于热CNO循环在超新星前演化。在5颗具有[Fe/H] $<-4.5$的贫铁星中，有4颗碳增强星与$^{56}$ Ni的质量小于10 $^{-3}M_{\odot}$的暗超新星模型一致。
2014-08-13 astro-ph.HE 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
Iron-peak elements Sc, V, Mn, Cu and Zn in Galactic bulge globular clusters
球状星团是早期银河系恒星形成和化学富集历史的示踪物。它们的丰度模式有助于了解它们的化学富集过程。特别是，到目前为止，对银河系核球中的铁峰元素的研究相对较少。计算了样本星团的铁峰元素丰度，并与核球场星、厚盘星进行了比较。我们计算了5个球状星团（NGC 6528，NGC 6553，NGC 6522，NGC 6558，HP 1）和参考星团Tuccenda 47（NGC 104）的铁峰元素Sc，V，Mn，Cu和Zn的丰度。多年来，甚大望远镜的UVES摄谱仪获得了高分辨率的光谱。样本球状星团研究跨度金属丰度范围为-1.2<Fe/H]<0.0。V和Sc似乎与Fe同步变化，表明它们与Fe是在同一超新星中产生的。我们发现，锰是缺乏金属贫星，确认它是生产不足的大质量恒星;锰超过铁稳步增加在较高的金属丰度，由于金属丰度依赖富集Ia型超新星。铜的行为作为一个次要元素，表明它的生产在一个弱s过程中的大质量恒星。Zn在低金属丰度时具有类似α的行为，这可以用超新星的核合成来解释。在富金属端，Zn随着金属量的增加而减少，类似于α-元素。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does a Differentiated, Carbonate-Rich, Rocky Object Pollute the White Dwarf SDSSJ104341.53+085558.2?
本文介绍了被尘埃和气体包裹的、污染的单颗白矮星SDSSJ 104341.53 +085558.2（以下简称SDSSJ 1043 +0855）的光谱观测结果。哈勃太空望远镜宇宙起源摄谱仪远紫外光谱结合深凯克HIRES光谱揭示了元素C，O，Mg，Al，Si，P，S，Ca，Fe和Ni，并在SDSSJ 1043 +0855的光球层中对Sc，Ti，V，Cr和Mn进行了有用的限制。从这组元素中，我们确定SDSSJ 1043 +0855吸积的母体类似于硅酸盐月球或地球的外层，因为它是岩石和贫铁的。结合与其他严重污染的白矮星的比较，我们能够确定SDSSJ 1043 +0855所吸积的物质可能来自分化物体的最外层。此外，我们提出的证据表明，一些污染的白矮星（包括SDSSJ 1043 +0855），使我们能够检查分化的太阳系外岩石体的结构。相对于地月系统，污染SDSSJ 1043 +0855的体内碳含量增加可以用一个模型来解释，其中大量的增生岩石矿物以碳酸盐的形式存在;具体来说，通过这个模型，增生物质可以达到9%的碳酸钙质量。
2016-10-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Central stars of planetary nebulae: The white dwarf connection
本文着重于中心星和白矮星之间的过渡阶段，即有效温度范围为100，000 - 200，000 K的物体。我们把我们的评论局限于缺氢星，因为常见的富氢天体是齐格勒等人论文的主题。我们解决了PG 1159恒星和[WC]中心恒星中声称的缺铁问题。在PG 1159星中发现的新的Ne VII和Ne VIII谱线表明，用于[WCE]星光谱分类的O VII和O VIII谱线的识别是错误的。然后，我们提出了两个不同的后AGB的H-缺乏星的基础上，丰富的分析的O（He）星和热DO白矮星KPD 0005 +5106的演化序列的证据。最后，我们报告的H-缺乏后超级AGB演化序列的证据所代表的最热的已知，碳/氧-大气层白矮星H1504+65和最近发现的碳-大气层“热DQ”白矮星。
2011-09-12 astro-ph.SR
Metal Pollution of Low-Mass Population III Stars through Accretion of Interstellar Objects like `Oumuamua
我们计算了像Oumuamua这样的星际天体（ISO）在低质量第III星族恒星上的吸积质量（Pop.~ III幸存者），并估计Pop.~三个幸存者。从Oumuamua的发现中估计的ISO数密度是如此之高（$\sim 0.2$ ~au $^{-3}$），以至于Pop.~ III幸存者有机会与ISO碰撞$\gtrsim 10^5$次每$1$ ~Gyr。“Oumuamua本身将在Pop附近升华。III幸存者，因为它具有小尺寸，$\sim 100$ ~m。然而，大小为$\gtrsim 3$ ~km的ISO将达到Pop.~三名幸存者浮出水面。假设尺寸大于$D$的ISO累积数密度为$n \propto D^{-α}$，Pop.~ III期存活者可增加ISO质量$\gtrsim 10^{-16}M_\odot$，或ISO铁质量$\gtrsim 10^{-17}M_\odot$（如果为$α< 4$）。这个铁的质量比星际介质（ISM）的吸积质量大几个数量级。考虑到Pop.~对流区的物质混合，III幸存者，我们得到它们的表面污染典型的是[Fe/H] $\lesssim -8$在大多数情况下，然而表面污染的Pop. III型$0.8M_\odot$幸存者可能是[Fe/H] $\gtrsim -6$，因为对流层非常浅。如果我们应用于位于银河系中心距离为8千秒差距处的第三次爆发的幸存者，金属污染的依赖关系如下…
2018-05-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely iron-poor O-type stars in the Magellanic Bridge
本研究利用 HST-COS FUV 光谱和 non-LTE 模型，首次精确测定了 Magellanic Bridge 中两颗 O 型星的铁丰度，发现其具有严重低于 SMC 的极贫铁特性，揭示了该区域 ISM 的高度不均匀性。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment by Extragalactic First Stars in the Large Magellanic Cloud
本研究利用新技术分析了LMC中10颗低金属丰度恒星的元素丰度，发现其最贫金属恒星可能由单颗河外第一代恒星超新星增丰且缺碳，证实了河外早期LMC与早期银河系经历了不同的环境依赖性元素增丰过程。
2024-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Back to the Lithium Plateau with J0023+0307 with [Fe/H]<-6
本文分析了主序星极贫铁矮星J 0023 +0307在8.2m VLT处的UVES高分辨率光谱观测结果。我们无法在光谱中检测到铁谱线，但假设[Ca/Fe]>0.40，从Ca II共振谱线推导出[Fe/H]<-6.1。J 0023 +0307的化学丰度模式，[Fe/Mg]和[Ca/Mg]丰度比非常低，但Mg和Si的绝对丰度相对较高，这表明J 0023 +0307是一颗第二代恒星，由一颗超新星污染的分子云形成，其中回落机制发挥了作用。我们测量到的碳丰度为A（C）=6.2，将J 0023 +0307置于A（C）-[Fe/H]图的低频段，表明没有来自双星伴星的污染。这颗恒星的锂丰度（A（Li）=2.02+-0.08）接近锂高原的水平，与其他所有极端贫铁恒星的锂丰度或上限形成对比。未演化恒星的锂丰度的上包络线跨越金属丰度的三个数量级（-6<[Fe/H]<-2.5），定义了一个几乎恒定的值。我们认为，这是不太可能的，这种均匀性是从一个显着较高的初始锂丰度的恒星耗尽过程的结果，而是建议一个较低的原始生产，指向新的物理，如衰变的大质量粒子，不同的基本常数，或核共振，这可能会影响原始7 Li生产。
2019-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Possible Signs of Water and Differentiation in a Rocky Exoplanetary Body
斯皮策望远镜的观测揭示了一个被潮汐摧毁的岩石和可能是冰的行星体围绕着白矮星GD 61运行时产生的温暖碎片的存在。被金属污染的恒星光球层的紫外线和光学光谱显示出氢、氧、镁、硅、铁和钙的痕迹。这些元素的标称比率表明，相对于预期的成岩金属氧化物，氧过量，因此，水可能与类地碎屑一起堆积。铁相对于镁和硅来说是缺乏的，这表明这种物质可能起源于一个分化的母体的外层，就像月球被广泛接受的那样。
2011-01-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-dimensional chemically homogeneous and bi-abundance photoionization models of the "super-metal-rich" planetary nebula NGC 6153
行星状星云（PN）NGC 1，6153的深能谱表明，来自光学复合线（ORL）的重元素丰度比来自碰撞激发线（CEL）的高10倍，并指出弥散星云中存在缺氢包体。在这项研究中，我们构建了化学均匀和双丰度的三维光电离模型，使用Monte Carlo光电离代码{ \sc mocassin}。我们试图重现NGC 1，6153的多波段光谱和成像观测，并研究假设的缺氢包裹体的性质和起源，以及它们对假设化学成分均匀的经验星云分析的影响。我们的研究结果表明，化学均匀的模型产生小的电子温度波动，并未能重现从C，N，O和Ne离子的ORL的强度。相比之下，双丰度模型纳入少量的富含金属的夹杂物（$\sim 1.3$ %的总星云质量）能够匹配的测量不确定性内的所有观测。富金属团簇被离子红外精细结构谱线冷却到很低的温度（$\sim 800$ ~K），在重元素ORL的发射中占主导地位，但对大多数CELs的发射几乎没有贡献。我们发现，C，N，O和Ne的丰度来自经验的CELs，假设一个统一的化学成分，是约30%，低于整个星云的相应的平均值，包括从H-缺乏夹杂物的贡献。具有讽刺意味的是，在缺乏氢的包裹体的存在下，传统的光学氦复合线的标准分析，假设一个化学均匀的星云，高估了40%的氦丰度。
2010-09-30 astro-ph.SR
Seimei KOOLS-IFU mapping of the gas and dust distributions in Galactic PNe: the origin and evolution of DdDm1
本研究通过多波段观测与数据驱动分析，精确测量了银河系最贫碳行星状星云 DdDm1 的物理参数，证实其由约 1 倍太阳质量、低金属丰度单星演化而来且未经历第三次 dredge-up，为低质量贫金属恒星演化及银河系化学增丰提供了新见解。
2025-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
S-process in low-mass extremely metal-poor stars
贫金属的低质量恒星在核心氦闪期间会将质子摄入富氦层，导致通过反应^{12}C（p，γ）^{13}N（β）^{13}C（α，n）^{16}O产生中子。这是一个潜在的网站生产的s-过程元素在极端贫金属的恒星不发生在更多的金属丰富的同行。在观测上，目前观测到的两颗最缺铁的恒星HE 1327 -2326和HE 0107 -5240中的s-过程元素的特征仍有待解释。我们调查的可能性，低质量的EMP星可能是在极端缺铁的恒星中观察到的S-过程元素的来源，无论是作为自富集的结果，还是在一个二进制的情况下，作为质量转移插曲的结果。本文给出了一个1 Msun恒星模型（金属丰度Z=0，10^{-8}和10^{-7}）的演化和后处理s过程计算。我们评估的灵敏度核合成结果的恒星模型的输入物理的不确定性，特别是关于对流混合的细节，在核心氦闪光。我们的模型提供了解释的C，O，Sr和Ba丰度的恒星HE 0107 -5240的质量转移的结果，从一个低质量的EMP星的可能性。我们的模型的缺点是，如果质量在主星进入AGB阶段之前转移，与观测值相比，氮将过度产生，而^{12}C/^{13}C丰度比将不足。我们的研究结果表明，低质量EMP星不能被排除作为伴星，可能污染了HE 1327 -2326和HE 0107 -5240，并产生了所观察到的s-过程图案。然而，更详细的研究，核心氦闪光和质子摄入事件需要确定我们的预测的鲁棒…
2013-08-09 astro-ph.SR
Two Groups of Red Giants with Distinct Chemical Abundances in the Bulge Globular Cluster NGC 6553 Through the Eyes of APOGEE
在球状星团中发现的多星族是研究这些恒星系统形成和演化的重要窗口。银河系隆起中富含金属的GC是这张照片中不可或缺的一部分，但该地区的高光学消光阻碍了广泛的研究。在这项工作中，我们使用APOGEE的高分辨率近红外（NIR）光谱数据来研究NGC 6553的化学丰度，这是最富金属的凸起GC之一。我们确定了10个红巨星集群成员使用他们的位置，径向速度，铁丰度，和近红外测光。我们的样本星显示出平均径向速度为$-0.14\pm5.47$ km s $^{-1}$，平均[Fe/H]为$-0.15\pm 0.05$。我们清楚地分开两个人口的恒星在C和N在这个GC的第一次。NGC 6553是迄今为止发现多恒星星族现象的最富金属的GC。大量的化学变化也被发现在Na，O和Al。然而，这两个人口显示出相似的Si，Ca和铁峰元素丰度。因此，我们推断CNO、NeNa和MgAl循环已经被激活，但MgAl循环太弱而不能显示其对Mg的影响。Ia型和II型超新星似乎没有严重污染第二代恒星。与其他GC研究相比，NGC 6553显示出与其他相对富金属GC相似的化学变化。我们也面对目前的GC形成理论与我们的研究结果，并提出可能的途径，改进模型。
2016-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed analysis of a sample of field metal-poor N-rich dwarfs
目标。本工作的目的是比较场富N矮星与球状星团（GC）第二代恒星的详细化学组成，以探讨它们起源于GC的假说。方法.我们已经测量了23种元素（从Li到Eu）的丰度在6个贫金属富N星的样本中（其中3个是第一次指出的），并将它们的化学组成与（i）在经典贫金属星样本中观察到的化学组成和（ii）在GC的第二代恒星中观察到的丰度进行了比较。结果在贫金属的富N星中，C和O略有不足，但[（C+N+O）/Fe]的分散性很小，这强烈表明N富集是CNO处理材料污染的结果。我们样本中的富氮恒星，就像GC中的第二代恒星一样，显示出过量的Na，有时还显示出过量的Al，正如预期的那样，如果这些恒星形成的物质被大质量AGB恒星的喷出物污染的话。这是我们第一次能够在像NGC 6752中观察到的那样的场星中建立反相关Na-O。富氮恒星HD 74000的金属丰度[Eu/Ba]比相当低。在M15的几颗第二代恒星中也观察到这种异常。结论.这一分析支持了这一假设，即今天在该领域观察到的富N恒星是作为GC中的第二代恒星诞生的。
2022-09-21 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
KP Cyg: an Unusual Metal-rich RR Lyr Type Star of Long Period
我们提出了一个详细的光谱研究的结果，长周期（$P=0.856$天）RR天琴座恒星，KP天鹅座。计算了轻组分、铁族元素和s过程元素的丰度。大部分周期大于0.7天的天琴座RR型恒星都是缺乏金属的天体。令人惊讶的是，我们的结果显示KP Cyg非常富含金属（[Fe/H] $= +0.18\pm 0.23$）。通过与一些短周期（$P=1\sim 6$天）、富金属CWB星的比较，我们认为天鹅座KP星可能是一颗非常短周期的CWB星（BL Her星），而不是一颗天琴座RR星。正如在一些CWB恒星中所看到的那样，KP Cyg在其大气中显示出强烈的碳和氮过剩。这表明KP Cyg的表面已经被经历氦燃烧（以增加碳）和质子捕获（将碳转化为氮）的材料污染。周期为0.929天的UY CrB也显示出C和N的增加，而两颗短周期的碳造父变星V553 Cen和RT TrA也显示出类似的C和N过量。
2010-06-04 astro-ph.SR
Heavy metals in intermediate He-rich hot subdwarfs: The chemical composition of HZ44 and HD127493
热的次亮星在光谱上可以分为次矮星B（sdB）和O（sdO）。虽然后者主要是氢缺乏，但前者主要是氦缺乏。大多数sdOs的大气层几乎没有氢，而一小群混合H/He成分的热亚矮星存在，显示出极端的金属丰度异常。这种中间富氦（iHe）亚矮星是否提供了主导类之间的进化联系是一个悬而未决的问题。HZ $\,$ 44的紫外光谱中存在强的Ge、Sn和Pb谱线，表明该iHe-sdO恒星中重元素的强烈富集，需要对反式铁元素进行详细的定量光谱分析。使用TLUSTY计算的非LTE模式大气与HZ $\,$ 44及其较热的兄弟HD $\,$ 127493的高质量光学、UV和FUV光谱相结合，以确定其大气参数和金属丰度模式。通过从文献中收集原子数据，我们成功地确定了HZ $\,$ 44中29种金属的丰度，包括反式铁元素Ga、Ge、As、Se、Zr、Sn和Pb，并提供了10种其他金属的上限。这使它成为化学成分方面描述最好的热亚矮星。对于HD $\,$ 127493，导出了15种金属（包括Ga、Ge和Pb）的丰度以及另外16种金属的上限。重元素的丰度比太阳高出一到四个数量级。Zr和Pb是最富集的元素。这两颗恒星的C、N和O丰度可以用CNO循环中氢燃烧的核合成以及氦的富集来解释。另一方面，重元素异常不太可能是核合成引起的。相反，扩散过程是由辐射悬浮克服重元素的重力沉降引起的。
2019-07-17 astro-ph.SR
A non-LTE study of neutral and singly-ionized iron line spectra in 1D models of the Sun and selected late-type stars
本文提出了一个具有3000多个能级的铁原子模型。作为该模型原子的一个测试和首次应用，我们用已确定的恒星参数和高质量的观测光谱确定了太阳和五颗恒星的Fe丰度。Non-LTE导致Fe I谱线的系统性总吸收耗尽，并导致与先前研究一致的正丰度校正，然而，与先前的结果相比，non-LTE效应的幅度较小。对于太阳金属丰度和轻度金属缺乏的恒星，非LTE修正不超过0.1 dex，而对于非常缺乏金属的恒星HD 84937和HD 122563，它们的变化范围分别在0.21 dex和0.35 dex之内，这取决于假设的与氢原子碰撞的效率。基于对这两颗恒星的Fe I/Fe II电离平衡的分析，我们建议在Fe的非LTE研究中采用Drawin形式，标度因子为0.1。对于Fe II线，非LTE校正的绝对值不超过0.01 dex。从54条Fe I线获得的太阳非LTE丰度为7.56 ± 0.09，从18条Fe II线获得的丰度在7.41 ± 0.11和7.56 ± 0.05之间变化，取决于gf值的来源。因此，铁谱线的gf值不够精确，无法进行高精度绝对丰度测定。Fe I线的平均丰度比HD 61421和HD 102870的Fe II线低0.1 dex，即使在相对于太阳进行微分分析时也是如此。Fe I和Fe II之间的差距指向恒星大气建模或/和有效温度测定的问题。
2011-01-24 astro-ph.SR
[O/Fe] Estimates for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from Near-IR Spectroscopy
我们报告的氧丰度确定从中等分辨率近红外光谱的样本的57个碳增强贫金属（CEMP）从汉堡/ESO调查的明星。我们的大多数程序恒星的氧铁比在+0.5 < [O/Fe]<+2.0的范围内。该样本的[O/Fe]值与已知CEMP恒星的高分辨率估计值以及一组碳正常贫金属恒星的高分辨率估计值进行了统计比较。碳，氮，氧丰度模式的子样本，这些恒星相比，在最近的文献中产生非常贫金属渐近巨分支丰度的预测。我们发现，我们的大多数样品表现出的模式是一致的，与以前研究的CEMP星具有s-过程元素增强，因此很可能被污染的碳和氧增强的材料从金属贫渐近巨分支同伴。
2011-01-12 astro-ph.SR
Are all metal-poor stars of second-generation?
本研究通过对比贫金属晕星的碳、铁丰度观测值与参数模型预测值，探究贫金属晕星是否均为第二代恒星，发现仅高碳低铁的CEMP-no星保留第三星族恒星的纯粹化学印记，碳铁比越低则受第二星族污染概率越高。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon in J0815+4729: Casting a shadow of doubt on the interpretation of CH absorption in the most primitive stars
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Isaac Newton Group of Telescopes（艾萨克·牛顿望远镜组）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本研究针对极贫铁恒星J0815+4729，通过NLTE条件下的中性原子跃迁推导其碳氧丰度，发现CH线的碳丰度结果与C I、C₂线存在显著差异，对CH线作为碳丰度常用指示器的可靠性提出了质疑。
2026-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unique chemical composition of the very metal-poor star LAMOST J1645+4357
本研究分析极贫金属恒星 LAMOST J1645+4357 的化学组成，发现其氮、碳氮总量及α元素过丰，而钛、锶等缺乏，其丰度模式可由微弱球对称超新星模型解释，但铬锰过量需额外机制。
2023-09-04 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
Elemental Abundances in the Binary Star V505 Per
Indiana University（印第安纳大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；University of Hawai‘i（夏威夷大学）
本文通过高分辨率光谱分析V505 Per双星系统的元素丰度，确定了铁、锂及硅、钠、钙、锰和镍的丰度，发现锰相对太阳偏低，且两星位于锂洼的热边缘，可能解决此前的不一致问题。
2026-05-12 astro-ph.SR
Follow-up observations of extremely metal-poor stars identified from SDSS
银河系中最贫金属的恒星见证了银河系形成的早期阶段，其化学成分接近于大爆炸核合成的原始混合物，被一颗或几颗超新星污染。只有24颗恒星（[Fe/H]< -4）是已知的，它们显示出广泛的丰度模式。因此，扩大这一样本很重要。我们提出的第一个结果的努力，以确定新的极端贫金属恒星在银河系晕。我们的目标是从斯隆数字巡天获得的低分辨率光谱中选择的，并在4.2米的威廉赫歇尔望远镜上进行了中等分辨率光谱的跟踪，在少数情况下，在9.2米的霍比-埃伯利望远镜上进行了高分辨率光谱的跟踪。恒星参数和镁，钙，铁，锶的丰度已推断出使用经典模型大气的光谱。我们还从G波段得到了碳丰度。我们发现从SDSS和新的数据在0.3 dex的水平估计的金属丰度之间的一致性。对WHT上ISIS获得的中等分辨率数据的分析使我们能够改进金属丰度，并在某些情况下测量其他元素丰度。我们的样本包含11颗[Fe/H] <-3.0的贫金属星，其中一颗的金属丰度估计为[Fe/H] ~-4.0。我们还讨论了一些恒星的金属丰度差异与文献中以前的作品。其中只有一颗星的碳丰度在[C/Fe]~+1左右，而其他贫金属星的碳丰度在[C/Fe]~+0.45左右。
2016-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Drifters on the edge of town: $λ$ Boötis stars in clusters
Astrophysics Research Cluster, School of Mathematical and Physical Sciences, The University of Sheffield（谢菲尔德大学数学与物理科学学院天体物理学研究集群）
研究通过N体模拟发现，A型星可能在星团中形成$λ$ Boötis丰度并形成宽双星系统，挑战了原有吸积理论。
2026-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
White dwarf constraints on geological processes at the population level
本文通过预测三种演化情景下白矮星大气污染的成分分布，并与202颗低温DZ白矮星的Ca、Fe、Mg观测数据对比，发现整体分布与随机噪声一致，但少数系统显示核幔分异证据，未来多元素巡天有望区分不同模型。
2024-06-26 astro-ph.EP 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
HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
HD 140283是太阳附近一颗极度缺乏金属且高速的次巨星，在HR图上的位置是绝对星等对恒星年龄最敏感的位置。因为它明亮、邻近、未变红，并且有一个确定的化学成分，这颗恒星避免了大多数涉及球状星团年龄测定的问题。使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器，我们测量了HD 140283的三角视差为17.15 +/- 0.14 mas，误差为依巴谷任务确定的五分之一。采用现代理论等时线，其中包括氦扩散的影响，修订的核反应率，并提高氧丰度，我们使用精确的距离推断年龄为14.46 +/- 0.31 Gyr。引用的误差仅包括视差的不确定性，并且是针对采用的表面氧和铁丰度[O/H] = -1.67和[Fe/H] =-2.40。恒星参数和化学成分的不确定性，特别是氧含量，现在对HD 140283年龄的误差贡献比它的距离更大，使总的不确定性增加到+/-0.8 Gyr。在误差范围内，HD 140283的年龄与宇宙的年龄13.77 +/- 0.06 Gyr并不冲突，基于微波背景和哈勃常数，但它必须在大爆炸后不久形成。
2013-02-13 astro-ph.SR
Oxygen and light element synthesis by neutron-capture reactions in metal-free and extremely metal-poor AGB stars
低质量和中等质量的无金属（Pop. III）和极贫金属（EMP）恒星在TP-AGB早期阶段经历了氢与氦对流的混合，与富含金属的恒星不同。本文用H到S的核网络研究了氦对流区中以混合质子生成的~（13）C为中子源的核合成。在缺乏或缺乏原始金属的情况下，中子再循环反应，12 C（n，g）13 C（a，n）16 O和16 O（n，g）17 O（a，n）20 Ne促进了O和轻元素的合成，包括它们的富中子同位素和奇数原子序数元素。基于这些结果，我们证明了三个最缺铁的富碳恒星所观察到的C到Al的特殊丰度模式可以在不同质量范围内的Pop. III，AGB恒星的核合成中重现。我们认为，这三颗恒星出生的低质量成员的Pop. III双星，后来受到表面污染的质量转移的双星系统。AGB核合成与氢混合解释了大多数碳增强EMP（CEMP）星，包括所有具有s过程元素的CEMP-s星的C，O，Na，Mg和Al丰度。此外，目前的结果被用来挑选出其他核合成签名的早期世代的恒星。
2009-06-24 astro-ph.SR
Reanalysis of neutron-capture elements in the benchmark r-rich star CS 31082-001
本研究重新分析了r-过程富集贫金属星CS 31082-001中35种重元素的丰度，结合哈勃和甚大望远镜的近紫外数据，首次估算了锡、钬、镱和镥的丰度，揭示了其与太阳丰度模式的差异，为r-过程富集贫金属星的起源与演化提出了新问题。
2023-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
[摘要]详细的化学标记的个别恒星星族在银河系球状星团（GC）NGC 1851。丰度是从火焰光谱中获得的最大样本的巨人（124）在这个特殊的GC分析使用O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Sc，V，Mn，Co，Ni，Cu，Y，Zr，Ba，La，Ce，Nd，Eu，Dy。我们确认了[Fe/H]在该GC中的扩散，但太小而不能清楚地分离不同的亚群。相反，我们提出了一个分类使用铁和钡的组合（更丰富的金属丰富的组）通过聚类分析：我们分为富金属（MR）和贫金属（MP）人口的恒星，他们每个人都表现出一个Na-O的关系，签名的真正GC，虽然与不同的比例的原始污染的恒星。比值[alpha/H]追踪铁，在MR人口中更高，这表明核心塌陷超新星的额外贡献。与MP相比，MR人群显示出更大的s-过程元素富集。这可能是由于中低质量恒星的贡献，因为我们发现在MR星中，重s过程元素的能级大于轻s过程核的能级;然而，低质量恒星的大贡献是不可能的，因为它可能会抵消O-Na的关系。我们还证实了之前由其他研究发现的p-捕获和s-过程元素之间的相关性的存在，至少对于MR人群。这一发现显然需要一个相当长的延迟为第二代的MR组件。两个不同的GC合并在一个母矮星系中，每一个都有不同的Ba水平和~1 Gyr的年龄差，这可能解释（i）双SGB，（ii）两个原始GC之间C含量的可能差异，以及（iii）这个特殊GC的Stromgren测光…
2011-06-16 astro-ph.SR
Chromium: NLTE abundances in metal-poor stars and nucleosynthesis in the Galaxy
目标。我们调查的统计平衡的铬在大气中的晚型恒星，以显示是否系统的丰度之间的差异铬I和铬II线，经常遇到的文献中，是由于偏离LTE。此外，我们试图解释的NLTE趋势[Cr/Fe]与[Fe/H]使用太阳附近的化学演化模型。方法.对Cr原子模型进行了NLTE计算，共包括340个能级和6806个跃迁。我们利用Nahar（2009）的量子力学光电离截面，并研究模型对H I碰撞不确定截面的敏感性。对太阳和10颗贫金属星的MAFAGS-ODF模型大气进行了NLTE谱线形成，得到了-3.2 <[Fe/H]<-0.5的谱线，并通过比较合成的和观测到的通量谱得到了Cr的丰度。结果在忽略与H I原子的非弹性碰撞的情况下，对于不同的恒星参数，我们得到了Cr的较好的电离平衡。基于Cr I线的太阳NLTE丰度为5.74 dex，σ = 0.05 dex，比LTE丰度高\sim 0.1。对于贫金属星，Cr I线的NLTE丰度修正范围为+0.3至+0.5 dex。由此产生的[Cr/Fe]比大致是太阳的金属丰度范围内分析这里，这是一致的生产这些铁峰值元素在超新星目前的看法。结论.在贫金属恒星中，Cr相对于Fe变得不足的趋势是由于忽略了Cr I线形成中的NLTE效应而造成的，它与银河系ISM中的特殊物理条件或核合成理论的缺陷无关。
2010-06-01 astro-ph.SR
Signatures of rocky debris accretion in AF-Type planet hosts
INAF - Osservatorio astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所帕勒莫天文台）；Centro de Astrobiología (CAB) CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙高等科学研究理事会天体生物学中心）；University of the Balearic Islands（巴利阿里群岛大学）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）
该研究通过分析A型和早F型恒星的元素丰度，发现有行星的早F5前辐射型恒星的氧、镍显著超丰，表明其存在岩质碎片吸积，为行星系统化学周期研究提供了关键动力学环节。
2026-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
