How plausible are the proposed formation scenarios of CEMP-r/s stars?
CEMP- $r/s$星是贫金属星，碳和重元素丰度增加，与慢中子捕获过程（$s$ -）和快中子捕获过程（$r$ -）有关。一般认为，碳和$s$ -元素是从AGB主星的风中吸积而来，这一观点被普遍接受来解释CEMP星的形成，CEMP星只在$s$ -元素中得到增强（CEMP- $s$星）。CEMP- $r/s$星中$r$元素富集的起源一直存在争议，并提出了许多形成方案。我们的目标是确定的可能性的情况下提出的解释形成的CEMP- $r/s$明星。我们计算了CEMP-$r/s$星之间的CEMP-$r/s$星的频率为各种情况下，我们比较它与CEMP- $r/s$星从文献中收集的观测样本确定。在大多数情况下，CEMP- $r/s$恒星的理论频率预测低估了观测到的比率至少5倍。如果$s$ -和$r$ -元素的富集是独立的，则CEMP- $r/s$与CEMP- $s$星的模型比值约为22%，这与观测比值的最低估计值大致一致。然而，该模型预测，大约三分之一的碳正常恒星的[Ba/Fe]和[Eu/Fe]大于1，40%的CEMP恒星具有[Ba/Eu] $\le0$。在我们观测到的样本中，具有这些性质的恒星至少要稀有十倍。$intermediate$或$i$ -过程，这是在某些情况下，在AGB阶段，应该是活跃的，可以提供一个解释的起源CEMP- $r/s$星，类似的CEMP- $s$星，在风质量吸积的背景下…
2016-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of r-process enhancement in binary CEMP-s/r stars
大约一半的碳和s过程增强贫金属星（CEMP-s）表现出高r过程富集（CEMP-s/r），与纯s过程贡献不相容。CEMP-s恒星质量较低（M <0.9 Msun），属于双星系统。C和S过程的富集是由AGB伴星（现在是一颗白矮星）的风进行的质量转移造成的。相反，r-过程的核合成被认为发生在大质量恒星中，爆炸为II型超新星。最具代表性的r-过程元素是Eu（占太阳能Eu的95%）。我们认为，r-过程的富集已经存在的本地SNII污染的分子云，从形成的二元系统。初始r-富集不影响s-过程核合成。然而，s-过程指标[hs/ls]（其中ls定义为Y和Zr的平均值; hs定义为La、Nd、Sm的平均值）和[Pb/hs]可能取决于初始r-增强。例如，hs峰必须考虑r过程的贡献，估计为太阳能La的30%，太阳能Nd的40%和太阳能Sm的70%。在未演化的晕星中观察到[Eu/Fe]~2的大范围扩散。在存在一个非常高的初始r-富集的分子云，最大的[hs/Fe]预测在CEMP-s/r星可能会增加到0.3德克斯。相反，在未演化的晕星中观察到的[Y，Zr/Fe]的扩散最大值仅为~0.5 dex，对预测的[ls/Fe]影响不大。这与CEMP-s/r星的观测结果一致，CEMP-s/r星的[hs/ls]平均值高于CEMP-s。初步结果。
2010-12-02 astro-ph.SR
Rotational mixing in carbon-enhanced metal-poor stars with s-process enrichment
具有s过程富集的碳增强贫金属星（CEMP-s）被认为是AGB伴星的质量转移产物，AGB伴星早已成为白矮星。因此，CEMP-s星的表面丰度通常被认为反映了第一批AGB星的核合成输出。我们以前已经表明，对于这种情况，某些物理机制必须对抗这些几乎完全辐射的恒星中的原子扩散，否则会导致表面丰度异常，与观测结果明显不一致。在这里，我们考虑到角动量吸积这些恒星。我们详细计算了典型的CEMP-s恒星从ZAMS的演化，通过质量吸积，并在RGB的吸积材料的特定角动量的宽范围内，对应于约0.3和300公里/秒之间的旋转速度。我们发现，只有当特定角动量大于1 e +17 cm ~ 2/s（自转速度大于20 km/s）时，角动量吸积才直接导致吸积物质的化学稀释。然而，这可能与CEMP-s恒星有关，如果它们经历类似于太阳的恒星的连续角动量损失，则观察到它们旋转得更慢。在具有CEMP-s恒星旋转速度特征的模型中，旋转混合主要用于抑制原子扩散，使得在第一次挖掘之前的最大表面丰度变化（相对于吸积物质的成分）保持在约0.4 dex内，而没有温盐混合，或约0.5-1.5 dex与温盐混合。即使在最低旋转速度的模型中（低于km/s），与非旋转模型相比，旋转混合也能够严重抑制原子扩散。因此，我们的结论是，它提供了一个自然的解决方案，原子扩散所造成的问题，不能被忽视的模型CEMP-s的明星。
2017-07-28 astro-ph.SR
Elemental abundances and classification of CEMP stars
我们提出了一个详细的研究碳增强贫金属（CEMP）星，基于高分辨率光谱观测的样本的18颗恒星。该样品的恒星光谱是在2001年和2002年在4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）上使用乌得勒支中阶梯摄谱仪（UES）获得的，分辨率R ~52000，信噪比S/N ~ 40，覆盖波长范围λ ~ λ 3700-5700 A。为该样品测定的大气参数表明，温度范围为4750 ℃至7100 K，log g为1.5至4.3，金属丰度为-3.0 <= [Fe/H] <=-1.7。测定了C、Na、Mg、Sc、Ti、Cr、Cu、Zn、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Sm、Eu、Gd、Dy的元素丰度。另外109颗恒星的丰度取自文献，并与我们样本的数据相结合。文献样本显示，缺乏可靠的丰度估计的物种，可能与r-过程元素的约67%的CEMP恒星，防止这类恒星的完整理解，因为[Ba/Eu]比被用来分类它们。虽然我们观察到的样品中的8颗星也发现在文献样品中，Eu丰度或限制确定为这些恒星的第一次。从观察到的C，Ba和Eu之间的相关性，我们认为，CEMP-r/s类具有相同的天文起源CEMP-s的恒星，突出需要一个更完整的了解Eu生产。
2012-10-18 astro-ph.SR
The evolved pulsating CEMP star HD112869
采用径向速度测量、$BVR_C$光度测量和高分辨率光谱测量等手段，研究了具有独特碳同位素比的贫金属碳星HD 112869的演化状态。利用谱合成方法和新的自洽一维大气模式进行了LTE丰度分析。径向速度监测证实了半规则的变化，峰-峰振幅约为10 km $s^{-1}$，主导周期约为115天。光、颜色和径向速度的变化是演化的脉动星的典型特征。HD 112869的大气似乎比以前报道的少金属贫，[Fe/H] = -2.3 $\pm$ 0.2 dex。发现碳氧比和碳同位素比极高，C/O $\simeq$分别为12.6和$^{12}C/^{13}C \gtrsim$ 1500。s过程元素钇和钡没有增强，但钕似乎过剩。镁的丰度似乎低于CEMP恒星的平均值，[Mg/Fe] < +0.4 dex。HD 112869可能是一颗处于渐近巨星分支演化阶段的低质量晕星
2015-11-20 astro-ph.SR
Ba Isotope Ratio in CEMP-s and CEMP-rs Stars as a Signature of s-Process and i-Process
Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）
通过光谱分析三颗CEMP-s和CEMP-rs星，确定其NLTE钡丰度和奇钡同位素分数，发现CEMP-rs星具有较高F_odd，支持了之前关于两类星中F_odd差异的发现。
2026-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the observed properties of carbon-enhanced metal-poor stars using binary population synthesis
星系晕中的恒星星族的特征是大部分CEMP恒星。大多数CEMP星富含$s$ -元素（CEMP-$s$星），其中一些也富含$r$ -元素（CEMP- $s/r$星）.一个CEMP恒星的形成方案是在过去从TP-AGB主星向目前观测到的质量较小的伴星进行风质量转移。我们生成低金属丰度的双星种群，以重现所观察到的CEMP星分数。此外，我们的目标是约束我们的风质量转移模型，并调查在何种条件下，我们的合成人口再现观测到的丰度分布。我们比较CEMP分数和丰度分布从我们的合成人口与观测。晕中双星恒星星族的初始质量函数、质量比分布、轨道周期分布和双星分数等物理参数是不确定的。我们改变我们的模型中的假设，这些参数，以及风的质量转移过程，并研究随之而来的变化，我们的合成CEMP人口。在我们的合成人口计算的CEMP分数在7%和17%之间变化，范围与最近从SDSS/SEGUE数据样本中获得的非常贫金属恒星的CEMP分数一致。对CEMP- $s/r$星和CEMP- $s$星的模拟和观测丰度分布的比较结果是不同的。对于后者，我们的模拟定性地再现了所观察到的C，Na，Sr，Ba，Eu和Pb的分布。另外，对于CEMP- $s/r$星，我们的模型不能再现Ba、Eu和Pb等富中子元素的大丰度。这一结果与以前的研究一致，表明CEMP- $s/r$星经历了与CEMP- $s$星不同的核合成历史。
2015-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
HE 0017+0055 : A probable pulsating CEMP-rs star and long-period binary
用北欧光学望远镜和墨卡托望远镜对碳增强贫金属（CEMP）恒星HE 0017+0055进行了8年的径向速度监测，发现其周期为384 d，振幅为540 $\pm27$ m s $^{-1}$，叠加在$\sim$ 1 m s $^{-1}$ d $^{-1}$的近线性长期下降上。高分辨率的HERMES/墨卡托和凯克/HIRES光谱已被用来获得元素丰度使用1-D LTE MARCS模型。发现[Fe/H] $\sim -2.4$的金属丰度，以及2 dex量级的s过程过丰度（[Y/Fe] $\sim+0.5$除外），最值得注意的是r过程元素（如Sm、Eu、Dy和Er）的过丰度在0.9 - 2.0 dex范围内。HE 0017+0055的[Ba/Fe] $ > 1.9$ dex和[Eu/Fe] = 2.3dex是一颗CEMP-rs星。它似乎是红巨星分支（RGB）尖端下方的一颗巨星。因此，s过程的污染一定是来自AGB上的伴星（现在是碳氧白矮星）的质量转移。如果384 d的速度变化归因于WD伴星，那么它的轨道几乎必须与$i \sim 2.3^\circ$正面相对，因为质量函数非常小：$f(M_1,M_2) = (6.1\pm1.1)\times10^{-6}$ Msun。另一方面，WD的轨道运动可能是造成长期速度变化的原因，其周期为几十年。384 d的变化应该归因于低质量的内伴星（可能是棕矮星，取决…
2015-10-20 astro-ph.SR
Learning about the intermediate neutron-capture process from lead abundances
在渐近巨星分支（AGB）星中，铅主要是由慢中子俘获过程（s过程）产生的。在对比显着增强铅丰度低质量，低金属丰度AGB模型预测，麦哲伦后AGB星的观测显示不相容的低铅丰度。对碳增强贫金属（CEMP）星的观测表明，其s过程富集伴随着传统上与快速中子捕获过程（r过程）相关的重元素，这就需要一种中子捕获过程，其中子密度介于s和r过程之间：即所谓的i过程。我们通过单区核网络计算研究i过程核合成。我们的i-过程模型可以解释重元素丰度模式测量麦哲伦后AGB恒星，包括其令人费解的低铅丰度。此外，在后AGB和CEMP-i恒星的重元素增强，特别是它们的铅丰度，使我们能够计算产生所观察到的丰度模式的i过程的中子密度和曝光量。我们发现，较低的金属丰度CEMP-i星（$\left[ \mathrm{Fe} / \mathrm{H} \right] \approx -2.5$）的重元素丰度最好匹配的模型与较高的中子密度和曝光（$τ> 2.0 \, \mathrm{mbarn}^{-1}$）相比，高金属丰度后AGB星（$\left[ \mathrm{Fe} / \mathrm{H} \right] \approx -1.3$，$τ< 1.3 \, \mathrm{mbarn}^{-1}$）。这提供了新的限制和见解的属性的i-过程网站，并表明，负责任的过程中操作的时间尺度上的顺序为几年或更少。
2019-10-25 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
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
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
Evidence of V-band polarimetric separation of carbon stars at high Galactic latitude
偏振是恒星演化的一个重要指标，特别是对于从红巨星阶段演化到行星状星云的恒星。然而，对碳增强贫金属（CEMP）恒星的偏振特性知之甚少，尽管它们已经在光度学以及低分辨率和高分辨率光谱学方面得到了很好的研究。我们在这里报告有史以来第一次估计的V波段偏振的一组CEMP星。计划进行V波段偏振测定，因为已知V波段在BVRI偏振测定中显示出最大偏振，用于因灰尘引起的任何光的散射。基于这些估计，程序星显示出两种不同的分类：一种是p% < 0.4 and the other with p% >1。具有拱星物质的恒星表现出一定量的偏振，这可能是由于拱星尘埃分布到非球对称包层中而导致的星光散射造成的。偏振度随着星周尘埃分布的几何形状的不对称性而增加。我们的研究结果反映了这些属性。虽然样本量相对较小，但两组的偏振分离（p% < 0.4 and p% >1）非常明显;因此，这一发现开辟了CEMP星的探索途径。
2010-09-20 astro-ph.SR
Observational Signatures and Constraints on the Intermediate Neutron-Capture Process. The Case of the CEMP star TYC 6044-714-1 (RAVE J094921.8-161722)
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔西天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Perugia（意大利国家核物理研究院佩鲁加分部）；Department of Physics, University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学物理系）；Escuela Nacional de Estudios Superiores Unidad Morelia, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学莫雷利亚高级研究学院）；ESO - European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过对CEMP星TYC 6044-714-1的高分辨率光谱分析，结合1D/3D非LTE建模和AGB核合成模型，评估i-过程与s-过程的共存可能性，发现纯s+r过程最能解释其重元素丰度模式和Ba同位素比。
2026-05-31 astro-ph.SR
Carbon Abundances in Metal-Poor Stars Reveal Distinct Galaxy and Star Formation Pathways in the Early Universe
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）
通过汇编1032颗贫金属星的碳丰度数据，发现超微矮星系中CEMP星比例高，经典矮星系中比例低，揭示了矮卫星星系的MV-CEMP分数关系，并利用[C/H]丰度探测早期低质量恒星形成。
2026-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarimetric studies of carbon stars at high Galactic latitude
关于CH星和碳增强贫金属（CEMP）星的偏振特性知之甚少，尽管其中许多天体已经在光度学和光谱学上进行了详细的研究。我们的目标是获得一个大样本的CEMP星和CH星的偏振特性，以填补这一空白。在第一次运行中，对29个物体的样本进行了多波段偏振观测，其中包括22颗CEMP和CH星以及7个偏振标准。使用极化计算的标准程序获得极化的估计。我们样本中的五个物体在BVRI的不同颜色上没有显示出任何显着的偏振。对于其余的对象的衍生百分比偏振估计小于或等于1%，他们被发现表现出随机行为相对于观测的有效波长的倒数。极化似乎也与恒星的有效温度没有任何关系。我们的偏振估计表明，这些恒星周围有球对称的星周包络或几乎没有尘埃的包络。在差分偏振平面中，定义为BVRI波段内最大和最小偏振之间的差异，相对于它们的视星等，恒星似乎被限制在一个狭窄的波段内。这一趋势对理解星周环境性质的影响仍有待确定，需要详细的建模。
2012-12-18 astro-ph.SR
Chemical composition of two bright extremely metal-poor stars from the SDSS MARVELS pre-survey
\sdsszeroeight \（V = 11.4; [Fe/H] = $-$ 3.1）和\sdssonethree（V = 12.4; [Fe/H] = $-$ 3.2），作为SDSS-MARVELS光谱预调查的一部分，用SDSS 2.5米望远镜观测到，并被确定为极贫金属（EMP; [Fe/H] $< -3.0$）恒星在高分辨率的后续行动与汉勒Echelle摄谱仪（HESP）上的2.3米喜马拉雅山钱德拉望远镜。本文首次利用高能静电谱对这些样品进行了详细的化学丰度分析。这两颗恒星的中子捕获元素丰度都不足，而其中一颗恒星\sdssonethree的碳含量明显增加。在这颗恒星中还发现了锂，其水平约为A（Li）= 1.95。光谱是在6-24个月的时间内获得的，表明这两颗恒星可能是双星系统的成员。我们比较了这两颗恒星与其他碳增强贫金属（CEMP）和EMP恒星的元素丰度，以了解其母超新星的性质。我们发现CEMP-no星和EMP矮星在不同的金属丰度下表现出非常相似的锂丰度趋势。我们还发现的迹象表明，CEMP-没有明星有更大的丰度的铬和钴在一个给定的金属丰度，相比EMP星。
2018-05-06 astro-ph.SR
How much mass and angular momentum can the progenitors of carbon-enriched stars accrete?
化学性质奇特的钡星、CH星和大多数CEMP星都被认为是已经灭绝的AGB主星在双星系统中质量转移的产物。AGB星的质量和系统的轨道参数是确定有多少质量转移到低质量主序星伴星上时通常考虑的关键因素。然而，通常被忽略的是吸积物质的角动量，它应该使吸积恒星旋转起来。如果恒星达到临界旋转，进一步的吸积应该停止，直到多余的角动量以某种方式处理。如果主星在AGB上时不能重新分配或失去角动量，则吸积的质量可能比预期的要低得多。在这里，我们提出的计算，详细的恒星演化模型的基础上，可以通过推定的Ba和CEMP恒星的祖先，在他们达到临界旋转的假设下，没有角动量损失发生在质量转移的质量吸积。我们考虑不同的吸积速率和特定的角动量值。对吸积质量最严格的限制来自于考虑开普勒吸积盘的吸积，这可能是在大多数外部污染的富碳恒星形成过程中存在的。我们的计算表明，在这种情况下，只有大约0.05太阳质量的物质可以添加到吸积恒星达到临界旋转之前，这是太低，以解释许多Ba和CEMP恒星的化学富集。要么吸积物质的特定角动量必须有效地比开普勒值低约10倍，要么必须发生显著的角动量损失才能发生实质性的吸积。
2017-07-25 astro-ph.SR
A New Subclass of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars at Extremely Low Metallicity
本文在极低金属丰度下发现一类高碳丰度但无中子俘获元素增丰的 CEMP-no 新子类（第 IV 类），约 30% 可能为双星，挑战了现有 CEMP-no 形成机制并提示早期宇宙存在替代增丰途径。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the progenitors of low-mass post-accretion binaries
本研究构建2700个低质量吸积后双星吸积模型网格，结合观测样本拟合AGB供体星质量，揭示不同类型s-过程增丰星的吸积质量与最终质量特征，验证了多数样本的质量分布可被模型重现。
2025-05-28 astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) VII: a discovery of the first inner Galaxy CEMP-r/s star
本文报道了内银河系第一颗 CEMP-r/s 星 Pr184237 的高分辨率光谱研究，测定其 32 种元素丰度并发现 C、N、O 及重元素显著增丰，提出 1.0-2.0 倍太阳质量 AGB 星中的 i-过程污染可解释其丰度模式。
2023-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical simulations of stellar jets and comparison between synthetic and observed maps: clues to the launch mechanism
利用哈勃空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）获得的高角分辨率光谱提供了关于恒星喷流现象的丰富的形态学和运动学信息，这使我们能够有效地检验理论模型。在这项工作中，采用以前数值模拟发射区磁盘风机制加速的磁化外流产生的流入条件，使用PLUTO代码对传播区的恒星喷流进行了数值模拟。通过将这两个区域相匹配，可以通过比较合成的和观测到的位置-速度图来推断出某一天体的磁离心加速机制。我们发现，完全不同的喷流，像那些从年轻的金牛座T星DG-Tau和RW-Aur，可能源于相同的磁盘风模型的不同配置的磁场在磁盘表面。这一结果支持了所有观测到的喷流可能是由同一机制产生的观点。
2014-05-29 astro-ph.SR
V1294 Aql = HD 184279: A bad boy among Be stars or an important clue to the Be phenomenon?
热发射线星的基本物理性质和变率模式的可靠测定对于理解Be现象和Be星的演化阶段是非常重要的。本研究致力于最显着的Be星之一，V1294 Aql = HD 184279。我们收集和分析了光谱和光度观测，涵盖了约25000天（68年）的时间间隔。我们提出的证据表明，该对象是一个单线192.9 d光谱二进制和估计，第二可能是一个热的紧凑的对象，质量约1.1-1.2太阳质量。我们发现并记录了非常复杂的轨道和长期光谱，光和颜色变化，这必须从几个不同的变化模式的组合产生。计划在后续研究中尝试建立模型。我们将V1294 Aql的时间行为与其他一些系统研究的Be恒星的变化相结合，并讨论了当前关于Be现象性质的想法。
2022-06-23 astro-ph.SR
Espresso observations of HE 0107$-$5240 and other CEMP-no stars with $\rm [Fe/H]\le -4.5$
HE 0107 $-$ 5240是一颗超贫金属恒星，拥有$\rm [Fe/H]=-5.39$。我们利用VLT的ESTERO摄谱仪对双星系统HE 0107 $-$ 5240的运动学性质进行了高分辨率观测，并利用$\rm [Fe/H]<-4.5$探测了8颗贫金属星的双星度。径向速度是通过使用在间隔4200 $-$ 4315 A中的互相关来获得的，该间隔4200 $-$ 4315 A包含强CH频带，在迭代过程中相对于模板。贝叶斯方法被应用到计算的轨道，通过使用ESTERO测量和其他文献。还通过光谱合成在HE 0107 $-$ 5240中进行了化学分析。HE 0107 $-$ 5240的观测跨越3年多，表明径向速度呈单调下降趋势，速率约为0.5 ms $^{-1}$ d $^{-1}$。周期限制在$P_{\rm orb} = 13009_{-1370}^{+1496}$ d。发现了几种新的更严格的元素上限：a）[Sr/Fe]和[Ba/Fe]分别低于$-0.76$和$+0.2$，证实该恒星是CEMP-no; b）$A(Li)< 0.5$远低于低红巨星支星中$A(Li)=1.1$的平台，表明Li最初是贫化的;和c）$^{12}$ C/ $^{13}$ C的同位素比为87 $\pm6$，显示出非常低的$^{13}$ C，这与从旋星祖先中预期的相反。我们确认HE 0107 $-$ 5240是一颗长…
2022-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bright Metal-Poor Stars from the Hamburg/ESO Survey. II. A Chemodynamical Analysis
我们从汉堡/ESO巡天获得了先前公布的1777个相对明亮（9 < B < 14）的贫金属候选者的恒星大气参数估计。最初的Frebel等人对这些恒星的分析只能得出样本子集的[Fe/H]和[C/Fe]的估计值，这是由于当时可用方法的限制。一个新的光谱分析管道已被用来获得估计Teff，log g，[Fe/H]，和[C/Fe]几乎整个数据集。这个样本是非常局部的-大约90%的恒星位于太阳的0.5 kpc范围内。我们认为这些恒星的化学动力学性质与Beers等人最近对Bidelman & MacConnell“弱金属”候选者的分析中类似的局部恒星样本一致。我们使用这个组合样本来识别Helmi等人和Chiba & Beers建议的恒星晕流的可能成员。以及可能与剥离碎片有关的恒星，这些碎片来自球状星团欧米茄半人马座的假定母矮星，以前的作者认为存在。我们发现碳增强贫金属（CEMP）恒星的累积频率明显增加，金属丰度下降，CEMP恒星的比例随着距离银河系平面的距离而增加，与以前的结果一致。我们还确定了相对大量的CEMP星与运动学一致的金属弱厚盘人口，其起源可能的影响。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues about the scarcity of stripped-envelope stars from the evolutionary state of the sdO+Be binary system phi Persei
条纹包络星（SES）是双星系统中通过洛赫瓣溢出失去质量后形成的。它们作为较老的恒星星族中的紫外线和电离辐射源，具有天体物理学意义，如果质量足够大，则是剥离的超新星祖先。二元进化模型预测它们是常见的，但只有少数亚矮星（即，与B型伴侣的SES）是已知的。这可能是观测偏差阻碍检测的结果，或者是对二元进化的错误理解。我们重新分析了充分研究后相互作用二进制英仙座phi。最近，新的数据改进了该系统的轨道解，其中包含一颗~1.2 Msun的SES和一颗快速旋转的~9.6 Msun Be星。我们使用贝叶斯方法与广泛的进化模型网格进行比较，发现SES和Be星的祖先的初始质量分别为7.2+/-0.4 Msun和3.8+/-0.4 Msun。该系统必须通过近保守的质量转移。这些发现与早期的研究一致。我们得到的年龄为57+/-900万年，与英仙座α星系团的年龄非常一致。我们注意到，这两颗恒星最初的质量都不足以产生核心坍缩超新星，但质量交换将Be星推到了质量阈值以上。我们发现，亚矮星是过亮的质量几乎一个数量级，相比之下，氦核心燃烧的恒星的期望。我们只能在亚矮星处于氦壳燃烧的后期才能调和这一点，这一阶段只持续亚矮星总寿命的2-3%。这可能意味着每个类似于英仙座φ的系统中存在多达50个进化程度较低、较暗的次矮星。我们的研究结果可以解释为一个强有力的迹象，表明确实存在大量的SES，但由于观察偏差和缺乏大规模的系统…
2018-03-06 astro-ph.SR
The IACOB project: III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars
我们的目标是为O型和B型星的宏观湍流谱线增宽提供新的经验线索，以评估其物理起源。我们使用的光谱类型在O 4-B 9（所有光度类）范围内的~430颗恒星的高分辨率光谱。我们的特征线加宽足够的诊断金属线使用组合FT和GOF技术。我们使用自动化工具结合FASTWIND模型的巨大网格对整个样品进行定量光谱分析。我们还将定量信息线的不对称性，我们的观测描述的线轮廓的特点，并提出了一个比较的形状和类型的线轮廓的变化，发现在一个小样本的O型星和B超巨星仍然不确定的脉动性质和B主序星与可变的线轮廓。我们提出了一个均匀的和统计上显着的概述（单快照）线加宽性能的恒星在整个O和B星域。我们发现经验证据的存在，各种类型的非旋转增宽剂在大质量恒星的领域。尽管从实际的观点来看，所有这些都可以被引用和量化为宏观湍流加宽，但它们的物理起源可能是不同的。与早到晚B型矮星/巨星在线轮廓形状和变率方面表现出的混合情况不同，整个O型和B型超巨星域（或者粗略地说，M_ZAMS > 15 M_sol的恒星）完全由具有显著非旋转增宽分量和非常相似轮廓（包括变率类型）的恒星所主导。我们提供了一些例子，说明这个观测数据集可以用来评估的情况下，旨在解释存在的大质量恒星的非旋转加宽的来源。
2016-08-19 astro-ph.SR
Inferring the velocity of early massive stars from the abundances of extremely metal-poor stars
第一颗大质量恒星的性质可以通过研究极贫金属（EMP）恒星的起源来推断，这些恒星可能是由一颗或几颗之前的大质量恒星的喷出物形成的。我们通过比较EMP星和旋转大质量恒星模型的丰度模式来研究早期大质量恒星的旋转性质。计算了初始自转速率在0 ~临界速度$70~\%$之间的低金属丰度20 $M_{\odot}$恒星模型。假设具有强回退的爆炸。被认为是适合个别的丰度模式的272个EMP星与$-4<$ [Fe/H] $<-3$。随着初始自转的增加，大质量恒星喷出物中的[C/H]、[N/H]、[O/H]、[Na/H]、[Mg/H]和[Al/H]比值逐渐增大。在所考虑的272颗EMP星中，$\sim 40-50~\%$与我们的模型一致。关于CEMP星样本的$60 - 70~\%$，与C-正常EMP星样本的$\sim 20 - 30~\%$进行了比较。CEMP星优先用来自中快速旋转大质量恒星的物质复制。由最佳大质量恒星模型导出的速度分布从无自转到自转速度增加。对于赤道初速度为$\sim 550 - 640$ km~s $^{-1}$的大质量恒星，达到最大值。虽然存在很大的不确定性，但这些结果表明，早期大质量恒星的氢燃烧壳层和氦燃烧核之间的旋转混合在宇宙的早期化学富集中发挥了重要作用。最佳大质量恒星模型的速度分布与附近OB星的速度分布的比较表明，在早期宇宙中有大量的大质量快速旋转体。这可能会对来自高红移…
2020-01-08 astro-ph.SR
Hot Horizontal Branch stars in omega Centauri: clues about their origin from the cluster Color Magnitude Diagram
我们调查了银河系球状星团欧米茄半人马座水平分支最热的蓝色末端的一个特殊特征，使用高精度和几乎完整的星表，该星表是从HST上的ACS进行的调查中构建的，覆盖了内部10 × 10弧分。它是一个在F435 W-（F435 W-F625 W）平面上几乎垂直的恒星密集团，我们称之为“蓝团”。与理论模型的比较得出的结论是，这一特征必须有热闪星，或典型的富氦星-在这个集群中观察到的蓝色主序星子种群的后代-或两种类型的混合物，加上可能的一个组成部分，从正常的He人口集群托管。来自理论的一个强约束是，“蓝色团块”中物体的质量必须非常精细地调整，最多只有$\sim$ 0.03 Mo的扩散。通过比较观测到的和理论上的恒星数，沿着H-和He-燃烧阶段，我们发现，至少有15%的预期的富He水平分支恒星是失踪的颜色星等图。这些失踪的人口可能是红巨星的后代，这些红巨星未能点燃中心的氦燃烧，并产生了氦核白矮星。我们的结论支持Calamida等人（2008）最近提出的解释半人马座ω中观测到的白矮星与主序星之比的方案。
2009-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing jets from young embedded sources: clues from HST near-IR [Fe II] images
我们提出了近红外[Fe II]图像的四个0/I类喷流（HH 1/2，HH 34，HH 111，HH 46/47）观察到的哈勃太空望远镜宽视场相机3。前所未有的角分辨率使我们能够测量自行，射流宽度和轨迹，以及沿射流的消光。在所有情况下，我们都能探测到在较短波长下几乎不可见或不可见的反喷流。我们测量了几百公里/秒的切向速度，与10年前的HST测量结果一致。我们测量的喷流宽度接近几十个AU的恒星，揭示高准直约2度的HH 1，HH 34，HH 111和约8度的HH 46，所有这些都被保存到大的距离。对于HH 34，我们发现了约7度的较大初始开度角的证据。结位置的测量揭示了所有源的射流和反射流的轨迹的偏差。HH 111内部结位置的不对称性分析表明，在20-30 au的距离处存在一个低质量的恒星伴星。最后，我们发现在源附近的消光值为15-20 mag，其沿着射流向下游逐渐减小。这些观测使我们能够以前所未有的高角分辨率研究反喷流，并将成为规划未来JWST中红外观测的有价值的参考，该观测将更接近喷气发动机。
2021-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
HCT/HESP study of two carbon stars from the LAMOST survey
碳星，增强了碳和中子捕获元素，提供了丰富的信息的核合成历史的银河系。在这项工作中，我们提出了有史以来第一个详细的丰度分析碳星LAMOSTJ091608.81+230734.6和详细的丰度分析的中子捕获元素的对象LAMOSTJ151003.74+305407.3。还提供了LAMOSTJ 151003.74 +305407.3的元素C、O、Mg、Ca、Cr、Mn和Ni丰度的更新。我们的分析是基于高分辨率光谱获得的使用汉勒Echelle摄谱仪（HESP）连接到喜马拉雅钱德拉望远镜（HCT），IAO，汉勒。这两个天体的恒星大气参数（T $_{eff}$，logg，微折射率$ζ$，金属丰度[Fe/H]）分别为（4820，1.43，1.62，$-$ 0.89）和（4500，1.55，1.24，$-$ 1.57）。给出了C、N、O、Na、$α$ -元素、Fe峰元素和中子俘获元素Rb、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Pr、Nd、Sm和Eu的丰度估算。我们的分析表明，恒星LAMOSTJ 151003.74 +305407.3是一颗CEMP-r/s星，而LAMOSTJ 091608.81 +230734.6是一颗CH巨星。我们已经研究了如果i-过程模型的产量（[X/Fe]）的重元素可以解释观测到的CEMP-r/s星的丰度的参数模型为基础的分析。中子密度相关的[Rb/Zr]比得到的负值确认前低质量AG…
2021-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Micron-sized forsterite grains in the pre-planetary nebula of IRAS 17150-3224 - Searching for clues on the mysterious evolution of massive AGB stars
我们研究了前行星状星云（PPN）IRAS 17150-3224的拱星环境中镁橄榄石晶体的颗粒性质和位置，以了解更多关于PPN之前尚未了解的演化阶段。我们使用Meixner等人（2002）的IRAS 17150-3224的最佳拟合模型，并将镁橄榄石添加到该模型中。研究了星周环境中镁橄榄石晶体的空间分布和晶粒大小。我们比较了镁橄榄石在中红外和69微米的辐射传输模型中的ISO-SWS和Herschel/PACS观测的光谱带。我们可以重现中红外波段的非检测和69微米功能的检测与模型中的镁橄榄石分布在整个流出，在超级风区，或在AGB风区之前发出的超级风，但我们不能区分这三个模型。为了用这三种模型再现观察到的光谱带，镁橄榄石晶体需要由2微米至6微米的粒度群体主导。我们假设，这些大的镁橄榄石晶体是在IRAS 17150-3224的超风阶段之后形成的，在该阶段，恒星发展出了一种迄今未知的超风，具有极高的质量损失率（10^-3 Msol/yr）。这种超风的高密度可能是外流中无定形和结晶尘埃有效颗粒生长的原因。几种机制进行了讨论，可能会解释的下限为2微米发现的镁橄榄石颗粒，但都是令人满意的。其中探讨的机制是一个可能的选择效果，由于辐射压力的基础上的光子散射微米级的晶粒。
2015-02-24 astro-ph.SR
NGC 6139: a normal massive globular cluster or a first-generation dominated cluster? Clues from the light elements
球状星团（GC）形成机制的信息可以通过研究组成这些恒星系统的多个种群的化学特征来收集。特别是，我们正在研究O，Na，Al和Mg之间的相互关系，以探索银河系和河外星系中星系团质量和环境对GC的影响。我们在这里获得的结果NGC 6139，其水平分支形态的基础上，已被提出由第一代恒星为主。在我们基于高分辨率光谱学的广泛研究中，我们发现了[Fe/H]= -1.579 +/- 0.015 +/- 0.058（rms=0.040 dex，45颗真正的成员星）。NGC 6139中的恒星显示了GC的正常化学模式，具有相当扩展的Na-O（和Mg-Al）的关系。NGC 6139的行为与预期的一样，包含很大一部分（约三分之二）的第二代恒星。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a magnetic field on HD108: clues to extreme magnetic braking and the Of?p phenomenon
我们报告检测的磁场上的？p星HD 108。分别在2007年、2008年和2009年用NARVAL@TBL和ESPaDOnS@CFHT进行的分光偏振观测揭示了平均斯托克斯V轮廓中的明显塞曼特征，在几天到几个月的时间尺度上稳定，在几年的时间尺度上振幅缓慢增加。我们推测，这个时间尺度是相同的，上的Ha排放是变化的，等于恒星的旋转周期。在三个季节中的每一个季节中测量的相应纵向磁场从100 G缓慢增加到150 G，这意味着HD 108的假定偶极大尺度磁场的极强度至少为0.5 kG，并且最有可能为1-2 kG的量级。恒星和风的性质是通过定量光谱分析与代码CMFGEN。由于HeI 4471和HeI 5876谱线异常强，有效温度难以限制。33000-37000 K范围内的值是优选的。质量损失率约为1 e-7 Msun/yr（聚集因子f=0.01），风终极速度为2000 km/s。风约束参数eta_star大于100，表明HD 108的风是磁约束的。随机短期变化观察风敏感线，但不是在光球线，不包括脉动的存在。在封闭风中的物质下落是在内风中形成的线的最可能的起源。风聚集也可能导致部分的哈变异。HD 108的预计旋转速度低于50 km/s，与几十年的光谱和光度变化时间尺度一致。总的来说，HD 108与O型星HD 191612非常相似，除了旋转速度更慢。
2010-05-11 astro-ph.SR
Rapidly-evolving episodic outflow in IRAS 18113-2503: clues to the ejection mechanism of the fastest water fountain
喷泉是演化的恒星，在从渐近巨星分支过渡的早期阶段显示出准直的质量损失，为非对称行星状星云的形成提供了有价值的见解。我们报告的多历元VLBI观测结果，确定的空间和三维运动学结构的H2O脉泽与喷泉IRAS 18113-2503。脉泽跟踪三对高速（~150-300 km/s）双极弓形激波，尺度为0.18“（~2000 au）。膨胀速度的弓冲击表现出指数下降的函数，从中央恒星的距离，这可以解释为一个情节，喷气驱动的外流减速由于在拱星信封的阻力。利用我们的模型，我们估计初始喷射速度约为840 km/s，喷射周期约为10年，最年轻的喷射周期约为12年，H2O脉泽区域内的平均包络密度n（H2）约为10^6 cm^（-3）。我们假设IRAS 18113-2503拥有一颗中心双星，间距约为10 au，揭示了喷泉中高速准直外流发射机制的新线索。
2018-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Clues on the Formation of Planetary Systems: C/O vs Mg/Si for HARPS GTO Sample
理论研究表明，C/O和Mg/Si是决定类地行星矿物学的最重要的元素比。C/O比控制了Si在碳化物和氧化物物种中的分布，而Mg/Si提供了有关硅酸盐矿物学的信息。我们提出了一个详细的和统一的研究C，O，Mg和Si丰度的61颗恒星检测到的行星和270颗恒星没有检测到的行星从均匀的高质量的公正的HARPS GTO样本，连同39个更多的行星宿主恒星从其他调查。我们确定这些重要的矿物学比率，并调查可能在这些行星系统中形成的可能的类地行星的性质。我们发现矿物学比例与太阳的相当不同，这表明有各种各样的行星系统与太阳系不同。许多行星主星的Mg/Si值低于1，因此它们的行星将具有高Si含量，形成MgSiO $_{3}$等物种。这种类型的成分可能对行星过程有重要的影响，如板块构造，大气成分或火山活动。
2010-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Confirmation of the VeLLO L1148-IRS: Star Formation at very low (Column) Density
我们报告检测到一个紧凑的（5弧秒的顺序，约1800 AU的投影大小）CO流出L1148-IRS。这证实了这个斯皮策源与附近（约325 pc）的L1148致密核心有物理联系。辐射转移模型表明，内部光度为0.08至0.13 L太阳。这验证了L1148-IRS是一个非常低亮度的物体（VeLLO; L < 0.1 L_sun）。L1148致密核心的密度和柱密度对于恒星形成核心来说是非常低的。很难理解L1148-IRS是如何在这些条件下形成的。与这个VeLLO的最终质量（可能小于0.24 M_sun）无关，L1148-IRS和类似的VeLLO可能拥有一些关于棕矮星孤立形成的线索。
2011-06-13 astro-ph.SR
Clues to the star formation in NGC 346 across time and space
我们已经研究了小麦哲伦星云NGC 346星团中的恒星星族的性质，使用一种新的自洽方法的结果，提供了一个可靠的识别前主序星（PMS）的对象，积极进行质量吸积，无论他们的年龄。这680颗真正的PMS星显示出双峰年龄分布，其中两个数量大致相等的种群分别在约100万年和约2000万年达到峰值。我们使用这些PMS恒星的年龄和其他物理特性来研究NGC 346中恒星的形成是如何跨越时间和空间进行的。我们没有发现年轻和年老PMS星的位置之间的相关性，也没有发现年轻PMS星的位置和类似年龄的大质量OB星的位置之间的对应关系。此外，年龄相似的恒星的质量分布在整个区域显示出很大的变化。我们的结论是，虽然在全球范围内讨论初始质量函数是有意义的，但这个概念对单个恒星形成区域没有意义。大质量恒星和低质量天体形成的区域之间的分离的一个有趣的含义是，高质量恒星可能不是恒星形成的“完美”指标，因此在其他地方形成的大量低质量恒星可能迄今尚未被注意到。对于某些低表面密度的星系，这种优先低质量恒星形成的方式可能是主要的机制，其结果是，它们的总质量从光度可能被严重低估，它们的演化没有得到正确的理解。
2011-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues to the formation of Liller 1 from modeling its complex star formation history
Liller 1和Terzan 5是Milky Way隆起中的两个大规模系统，其特征是年龄（$Δt>7-8$ Gyr）和金属丰度（$Δ$ [Fe/H] $\sim1$ dex）明显不同。它们的起源在文献中仍有很大的争议，迄今为止提出的所有形成方案都需要进行一定程度的微调。这些系统的详细恒星形成历史（SFH）可能是评估其起源的重要信息。在这里，我们提出了第一次尝试进行这样的分析Liller 1。我们发现的第一个关键结果是Liller 1在其整个生命周期中都在形成恒星。更具体地说，清楚地检测到三个广泛的SF发作：1）一个主导发作，发生在大约12-13 Gyr前，尾部延伸到$\sim3$ Gyr，2）一个中间爆发，发生在6 - 9 Gyr前，3）和一个最近的爆发，发生在1 - 3 Gyr前。年老的星族贡献了恒星总质量的大约$70\%$，而剩余的部分在中间星族和年轻星族之间几乎平分。如果我们从表面上看这些结果，它们将表明这个系统不太可能像最近提出的那样，是由一个古老的球状星团和一个巨大的分子云合并形成的。相反，我们的发现进一步支持了这样一种观点，即Liller 1是一个巨大的原始结构的幸存遗迹，该结构有助于银河系隆起的形成，类似于在恒星形成的高红移星系中观察到的巨大团块。
2022-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The PNe and H II regions in NGC 6822 revisited. Clues to AGB nucleosynthesis
分析了NGC 6822中PNe的化学行为。11个PNe和两个H II区域的分光光度数据与OSIRIS光谱仪连接到大加那利望远镜获得。其他13个PNE和三个H II区的数据从文献中检索。导出了19个PNe区和4个H II区的物理条件和O、N、Ne、Ar和S的化学丰度。PNe样品的丰度分布广泛，显示12+log（O/H）为7.4至8.2，12+log（Ar/H）为4.97至5.80。PNe可分为两组：一组古老，金属丰度低（12+log（O/H）<8.0和12+log（Ar/H）<5.7），另一组较年轻，金属丰度与H II区的值相似。老的对象比年轻的对象分布在更大的体积中。发现Pne的一个重要部分（>30%）富含N（I型Pne）。这种PNe在任何金属丰度下都存在。此外，约60%的样品呈现高电离（He++/He >= 0.1），具有有效温度大于10^6 K的中心星。在样品中可能的偏见进行了讨论。通过与A.根据Karakas等人的观测N/O丰度比，我们的PNe的初始质量应小于4 Msun，但如果与Ne和O丰度进行比较，则初始质量应小于2 Msun。这些2-3 M太阳的恒星模型在AGB末端的恒星表面产生了过多的~（22）Ne。另一方面，与P. Ventura等人的另一套恒星演化模型的比较表明，如果大质量恒星的初始质量约为4 M_sun，则观测到的N/O和Ne/H比与预测值之间的关系是合理的。
2015-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The lithium content of omega Centauri. New clues to the cosmological Li problem from old stars in external galaxies
WMAP卫星测量的宇宙锂丰度与标准大爆炸核合成理论的预测相结合，与在贫金属晕矮星（所谓的Spite高原）中测量的恒定锂丰度之间出现了差异。有几种模型被提出来解释这种差异，涉及新的物理学，原位耗尽，或在原始星系中的大质量第一代恒星的有效耗尽锂。通过观察不同星系中经历不同演化历史的恒星星族，可能性的范围可能会大大缩小。WCen恒星系统通常被认为是被银河系吸积的矮星系的残余。我们调查了这个对象中的一个显着的未进化的恒星样本的锂含量。利用FLAMES-GIRAFFE/VLT摄谱仪获得了91颗主序星/早亚巨星分支（MS/SGB）WCen星的中等分辨率（R=17000）光谱。Li丰度通过匹配LiI共振双峰在6708 A的等效宽度来获得，以预测用不同Li丰度计算的合成光谱。使用SYNTHE代码以及ATLAS 9模型大气计算合成光谱。恒星的有效温度是通过拟合的哈线的翅膀与合成的配置文件。我们得到WCen MS/SGB星的平均含量A（Li）=2.19+-0.14~dex。这与在具有类似金属丰度和温度的星系晕场星中观察到的情况相当。Spite高原似乎是古老、温暖的贫金属恒星的普遍特征。如果我们接受目前关于WCen起源的观点，它也存在于外部星系中。这意味着导致“宇宙学锂问题”的机制在MW和其他星系中可能是相同的。
2010-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
