Multiple stellar populations and their evolution in globular clusters: A nucleosynthesis perspective
C. Charbonnel
本文综述了在球状星团中观测到的多个恒星星族的特征及其可能的起源。目前的理论问题和许多开放的问题进行了讨论。
This paper presents a review of the characteristics of the multiple stellar populations observed in globular clusters, and of their possible origin. The current theoretical issues and the many open questions are discussed.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Light element variations in globular clusters via nucleosynthesis in black hole accretion discs
古老的球状星团包含多个由轻元素变化确定的恒星星族（例如，C、N、O、Na）。虽然已经提出了许多方案来解释这一现象，但与所有观测证据相比，所有方案都面临挑战。在这封信中，我们提出了一个新的方案，轻元素的变化源于核合成在吸积盘周围的黑洞。由于黑洞是在几个$Myrs$之后形成的，因此预计该星系团仍然嵌入在富含气体的环境中。通过一个简化的吸积模型，我们证明了可以产生正确的轻元素反关联。假设一个Kroupa恒星的初始质量函数（IMF），每个黑洞只需要处理${\approx}300M_{\odot}$的物质，就可以解释多个种群;在$3Myr$的一段时间内，这对应于$ \sim10^{-4} M_{\odot}yr^{-1}$（类似于X射线双星SS 433的估计吸积率）。
Nucleosynthesis in massive AGB stars with delayed superwinds: implications for the abundance anomalies in Globular Clusters
我们提出了大规模（5-7太阳质量）的渐近巨星分支（AGB）恒星的太阳金属丰度的核合成预测，我们延迟的超风脉冲周期P =700-800天的发病。我们发现，延迟太阳金属丰度大质量AGB恒星中的超级风会导致更大的s过程元素的产生，这在较低的金属丰度下也是可以预期的。这些新的模型和现有的观测结果表明，在我们的银河系和麦哲伦星云中的大质量C-O核AGB星经历了相当大的第三次疏浚（TDU）。因此，如果在球状星团（GC）金属丰度的大质量AGB恒星也经历了深TDU，那么这些恒星将不是解释大多数GC中观察到的丰度异常的好候选者。然而，更大质量的AGB恒星（例如，接近C-O核产生的极限）或具有O-Ne核的超AGB星可能不会经历非常有效的TDU，从而产生解释在某些GC中观察到的多种群所需的高He丰度。
A high-resolution spectroscopic study of two new Na- and Al-rich field giants -- likely globular cluster escapees in the Galactic halo
恒星SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5是相对明亮的恒星，最初是作为SDSS/MARVELS预巡天的一部分被观测到的。根据它们的CH $G$ -带弱，它们与其他总共60个在晕球状星团金属丰度范围内的带一起被选中，作为HESP-GOMPA巡天（Hanle Echelle Spectrograph-银河系贫金属星巡天）的一部分，进行高分辨率光谱跟踪。这些恒星表现出典型的核合成特征，这些特征被认为是球状星团中所谓的第二代恒星的特征。轻元素反相关的Mg-Al的检测，随着Na的丰度升高。发现碳被耗尽，这与预期相符。在SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5中也发现了锂元素，其丰度与正常的晕巨星相似。这些明亮的逃逸者提供了一个独特的机会，可以详细研究球状星团的核合成事件，并揭示它们的化学富集历史。
The impact of wind mass loss on nucleosynthesis and yields of very massive stars at low metallicity
本研究探讨了低金属丰度下星风质量损失对30至500Msun大质量恒星核合成与产物的影响，发现其不仅产生显著星风产物，还通过改变中心温度影响核合成，80-300Msun模型可产生富钠贫氧物质，解释了球状星团中的Na-O反相关现象。
Heavy elements in Globular Clusters: the role of AGB stars
最近对球状星团中重元素的观测揭示了与早期星系核合成的标准范式的有趣偏差。如果r-过程污染是晕星的共同特征，那么s-过程增强只在少数球状星团中发现。我们发现，质量范围在3至6 M $_\odot$的AGB星的组合污染可以解释M4和M22的s-过程过剩的大部分功能。在这些恒星中，s过程是两个不同的中子俘获核合成事件的混合。第一个是由于13 C（a，n）16 O反应，发生在脉冲间隔期间。第二个是由于22 Ne（a，n）25 Mg反应，发生在热脉冲产生的对流区。最重的元素（从Ba到Pb）的产生需要第一次中子爆发，而第二次中子爆发产生大量的轻元素（Sr，Y，Zr）。第一个主要在质量较小的AGB星中运行，而第二个在质量较大的AGB星中占主导地位。从重S/轻S的比例，我们得出的污染阶段应该持续$150\pm 50$百万年，一个足够短的时期相比，形成的时间尺度的球状星团系统，但足够长的时间来解释为什么S-过程的污染只在少数情况下观察到。除了少数例外，我们的理论预测提供了一个合理的再现所观察到的S-过程的丰度，从锶铪。然而，Ce可能是我们的模型生产不足，而Rb和Pb的生产过剩。可能的解决方案进行了讨论。
Nucleosynthesis in the Stellar Systems omega Cen and M22
半人马座欧米茄恒星系统以其成员恒星的丰富程度而闻名。最近的研究表明，球状星团M22（NGC 6656）也有一个内部丰度范围，尽管比ω Cen小得多。在这里，我们比较，作为一个功能的[Fe/H]，元素铁比在两个系统中的一些不同的元素使用数据从红巨星分支恒星的丰度分析。看来，核合成富集过程是非常相似的，在这两个系统中，尽管在总质量的实质性差异。
Shedding Light on Lithium Evolution: The Globular Cluster Perspective
我将回顾20年来在属于贫金属球状星团的恒星中进行锂观测所学到的东西。重点将放在小进化的主序星，转折点（TOP）和次巨星分支（SGB）的明星，预计将显示Spite-plateau锂丰度像那些在大多数类似的金属丰度场星。但是球状星团的Spite平台与场星的Spite平台相同吗？什么影响，例如，星团内部污染对现在占主导地位的第二代恒星的锂丰度有什么影响？它将表明，这主要是我们的星族II恒星的温度标度的不完整的知识，目前限制了球状星团的恒星表面演化的锂的诊断能力。
Investigating black hole accretion disks as potential polluter sources for the formation of enriched stars in globular clusters
本研究通过132种反应网络和slim disk模型探讨黑洞吸积盘中N14、Na23、Al27和K39核合成的可行性，发现该过程仅在极低质量、极低粘度的原初黑洞条件下有限发生，总体概率极低。
Constant light element abundances suggest that the extended P1 in NGC 2808 is not a consequence of CNO-cycle nucleosynthesis
最近的光度测量结果在球状星团中发现了一个新的星群。这个人口，被称为“扩展P1”，被认为是一种新的丰度模式的表现，其中He的初始质量分数在共享相同CNO值的星团恒星之间发生变化。目前在球状星团中形成多个恒星星族的范例假设，He的变化是由hoc循环的灰烬化学"富集“的产物（同时改变He和其他元素，如C，N和O）。我们获得了NGC 2808中六颗巨星的MIKE@Magellan光谱，NGC 2808是扩展P1人口最强的例子之一。我们提供了第一个完整的表征的轻元素丰度的恒星沿扩展P1光度组的一个显着的范围。从我们的样本中的恒星似乎是均匀的C，N，O，Na，Mg和Al。缺乏显着的变化，在这些产品的hoc周期，表明不像其他的人口确定的日期，光度变化负责扩展P1功能的结果是一种替代机制。我们的测量，是一致的解释，这些恒星之间的He质量分数的变化可能是p-p链核合成的后果（这可能会增加恒星中的He，而不影响更重的元素）。话虽如此，直接测量他是必要的，以得出结论，如果这种元素的变化存在于扩展的P1恒星。
Spectroscopic studies of stellar populations in globular clusters and field stars: implications for globular cluster and Milky Way halo formation
本文综述了球状星团中多个恒星星族的光谱研究结果。星团的初始质量是决定第二代星比例的最重要的参数。多重人口现象的起始阈值是1-3x10^5 MSun。核合成的影响，金属：Na/O和Mg/Al反相关性更广泛的金属贫比富金属的集群。大质量星系团是比小星系团更复杂系统，有几个种群具有不同的化学组成。在中等第二代恒星中观测到的高锂丰度强烈支持中等质量AGB星作为这类恒星的污染源;然而，极端第二代恒星的污染源很可能是快速旋转的大质量恒星或超大质量恒星，这些恒星通常没有可测量的锂。质量预算因子应该是集群质量的函数，并且仅在大规模集群中需要很大。
A broad perspective on multiple abundance populations in the globular cluster NGC 1851
本文分析了球状星团NGC 1851的多恒星星族。我们使用巨恒星的低分辨率光谱来测量CN，CH和钙H & K光谱指数，并确定碳和氮的元素丰度。CN和CH指数被用来确认星团中有四个星群。原始人口的恒星，最低的CN，被认为是一般化学元素丰度从第二代人口不同。正如预期的那样，[N/Fe]随着CN强度的增加而增加，但与CN相关的唯一其他元素是钡。发现两个最大的恒星群体在恒星沿着巨分支上升时具有相同的碳吸收率。我们还能够证实，四个先前确定的潮外恒星与该星团有化学联系。这项工作表明，考虑化学的球状星团与高，低分辨率的光谱的好处。
Multiple stellar populations in the globular cluster M3 (NGC 5272): a Strömgren perspective
利用银河系球状星团M3的Strömgren测光研究其多代现象。使用不同的颜色星等图，特别是著名的有效的c_y指数，使我们能够在星系团CMD中探测到一个双红巨星分支。经过前源和背景源的净化，这两个序列原来是同样的人口。这两个组成部分也显示出双峰径向分布以及相应的数值模拟预测的集群生活在一个中间的动态演化状态和人口与修改的化学成分，出生更集中比原始的。高分辨率光谱的分析定量地表明，这两个检测到的序列对应于第一代（Na-贫）和第二代（Na-富），从而证实了光度学和光谱学之间的协同作用的重要性。
A deep insight into the Mg-Al nucleosynthesis in massive AGBs and SAGB stars
已知球状星团中的恒星在表面化学上存在差异：过去几十年的光谱研究概述了恒星与恒星之间轻元素丰度的差异，直到铝（可能还有硅），这表明一些恒星受到先进的质子捕获核合成的污染。AGB星是最有前途的候选者之一，通过热底燃烧处理的气体喷射，形成新的恒星世代，从而产生星团内介质的污染。这项工作的重点是核合成的程度，涉及镁，铝和硅，这些来源可能会遇到。决定镁消耗程度和可以产生的铝量的关键因素是质子捕获在Mg 25上形成Al 26的速率;该横截面相对于NACRE汇编所允许的最高值增加2倍允许再现所观察到的Mg耗尽的程度，并且与在少数团簇中观察到的正Al-Si相关定性一致。讨论和评论了与宏观和微观物理输入有关的主要不确定性，并与最近的球状星团的光谱结果进行了比较，显示出一定程度的Mg-Al关联和Al-Si关联。
What is a globular cluster? An observational perspective
球状星团是恒星的大而致密的聚集体。与较小的星团不同，它们表现出一些化学演化的迹象。至少因为这个原因，它们是介于疏散星团和大质量天体（如核星团或致密星系）之间的中间天体。虽然一些事实已经得到了很好的证实，但越来越多的观测数据揭示了一种复杂性，这种复杂性迄今为止一直无法在简单的情况下解释整个数据集。我们回顾这一主题的主要观测特点的星系团及其卫星。我们发现，大多数与球状星团中化学演化有关的观测事实被描述为主要是星团初始质量的函数，通过进一步依赖金属丰度（主要影响所涉及的核合成过程的特定方面）和环境进行调整，这可能决定碎片或卫星独立化学演化的可能性，在那里形成的集群。我们审查的颜色星等图的不同区域上的多个人口的影响，并强调有关的限制所观察到的锂丰度，集群动力学，并在不同的化学成分的恒星双星的频率。然后，我们重新考虑有关的质量预算和球状星团和场星之间的关系的问题。任何一个成功的球状星团形成模型都能解释这些事实。
Lithium abundances in globular clusters
锂是在大爆炸核合成过程中产生的，它在恒星内部相对较低的温度下被破坏。然而，它应该保存在未演化恒星的恒星包层中，并在混合过程中逐渐稀释。特别是，在第一次沿着RGB向上挖掘之后，锂应该被完全摧毁，但这不是我们今天在球状星团中观察到的情况。这个元素允许测试恒星演化模型，以及在多人口情景中第二人口恒星的不同类型的污染物。由于小的有效锂线的测量困难，迄今为止，很少有GC详细研究。关于恒星类型、样本量和化学分析方法，文献结果并不均匀。Gaia-ESO调查使我们能够研究最大的GC恒星样本（大约2000个，包括矮星和巨星），其中锂已被均匀分析。
Heavy Element Dispersion in the Metal-Poor Globular Cluster M92
轻元素之间的分散在球状星团（GC）中很常见，而重元素之间的分散则不太常见。我们目前检测的r-过程的分散相对于铁在19个红巨星的金属贫GC M92。利用基特峰国家天文台WIYN望远镜上的水螅多目标摄谱仪获得的光谱，我们推导出19种元素的21种元素的丰度差。Fe族元素，加上Y和Zr，在0.07-0.16 dex的水平上是均匀的。重元素La、Eu和Ho表现出明显的星-星色散，范围为0.5-0.8 dex。这些元素的丰度是相互关联的，我们表明，它们是由r-过程核合成。这种r-过程的分散度与M92中C、N或Na的分散度无关，表明r-过程的不均匀性存在于整个恒星形成过程的气体中。r过程的色散与以前在贫金属的GC M15中观察到的类似，但其在M15或M92中的起源目前尚不清楚。
Detailed Abundances of 15 Stars in the Metal-Poor Globular Cluster NGC 4833
我们用麦哲伦天文台的稻盛京瓷Echelle摄谱仪观测了质量相对较大的贫金属球状星团NGC 4833中的15颗红巨星。我们计算了每颗恒星的恒星参数，并进行了标准丰度分析，得出了43种39种元素的丰度，其中包括20种比铁族重的元素。我们从Fe Ⅰ线得到<[Fe/H]> = -2.25 +/- 0.02，从Fe Ⅱ线得到<[Fe/H]> = -2.19 +/- 0.013。我们证实了早期的结果，发现在NGC 4833中没有内部金属丰度分布，并且在铁族（19 <= Z <= 30）中的任何元素之间都没有显着的恒星间丰度分布。我们恢复了轻元素C、N、O、Na、Mg、Al和可能的Si之间通常的丰度变化。重元素的分布反映了r-过程核合成的富集（[Eu/Fe] = +0.36 +/- 0.03），正如在许多其他贫金属的球状星团中所发现的那样。我们调查小恒星之间的中子捕获元素的变化，我们得出结论，这些可能不是真正的变化。Th丰度的上限，log Th/Eu < -0.47 +/- 0.09，表明NGC 4833，像其他研究Th的球状星团一样，没有经历所谓的“锕系元素的提升”。"
Magnesium isotopes: a tool to understand self-enrichment in Globular Clusters
在球状星团（GCs）中形成多个种群的渐近巨星分支（AGB）自富集模型中的一个关键问题是不能再现镁同位素比率，尽管该模型原则上可以解释镁的耗尽。在这项工作中，我们分析了各种p-捕获截面上的不确定性如何影响AGB星喷出物中镁含量的相关结果。当25 Mg在100 MK的温度下的质子捕获率，特别是25 Mg（p，γ）26 Alm通道，相对于最近的实验测定提高了3倍时，成功地再现了在M13和NGC 6752中观察到的镁同位素分布和总体Mg-Al趋势。这一假设也允许再现在NGC 2419中观察到的Mg扩散和Mg-Si扩散关系的全部范围。在感兴趣的温度下的25 Mg（p，γ）26 Alm反应速率的不确定性在这里留下空间，我们的假设，我们建议，需要新的实验测量来解决这个问题。我们还讨论了基于超大质量恒星核合成的竞争模型。
Lithium in Turn-off Stars in the Globular Cluster M5: A Quest for Primordial Lithium
本文通过高分辨率光谱观测13 Gyr老的球状星团M5中的五颗未演化拐点星，发现锂丰度存在显著离散，但所有星团的最大锂值均低于原初锂预测值，揭示了多代恒星形成的复杂性。
A stellar census in globular clusters with MUSE. A new perspective on the multiple main sequences of $ω$ Centauri
$ω$ Cen是一个罕见的球状星团，其中恒星的铁丰度跨越一个数量级以上。对它的红巨星和次巨星分支的许多光谱研究揭示了铁丰度分布的多个峰。由于恒星的模糊性和数据的缺乏，主序星的金属丰度分布还没有得到很好的表征。到目前为止，几乎所有对MS星的研究都是基于光度测量。我们的目标是研究$ω$ Cen中具有统计学意义的MS星样本的金属丰度分布。特别是，我们的目标是重新审视的金属丰度之间的差异，红色和蓝色MS的集群。我们使用MUSE光谱获得的中心区域的$ω$ Cen推导金属丰度为$\approx$ 4200 MS恒星。我们发现，蓝色MS星平均$\approx$ 0.1德克斯比他们的红色同行更丰富的金属。在此基础上，我们发现这两个序列可以拟合在哈勃空间望远镜的色星等图上，两个等时线具有相同的全球金属丰度和年龄，但蓝色MS的氦丰度较高，即$ΔY \lesssim$ 0.1。此外，我们确定的平均金属丰度的五个主要人口沿$ω$岑MS和这些估计是一致的预期从以前的光度研究。
Atomic diffusion and mixing in old stars IV: Weak abundance trends in the globular cluster NGC 6752
恒星中原子的扩散可以产生具有演化阶段的表面丰度的系统趋势。球状星团提供了有用的实验室，将观测限制在这一理论上，因为人们需要比较未演化和演化恒星的丰度，所有恒星都来自同一个恒星星族。本文给出了球状星团NGC 6752中恒星丰度的研究结果，表明Fe、Sc、Ti和Ca的丰度随演化阶段呈弱而系统的变化趋势。最好的解释的趋势是恒星结构模型，包括原子扩散与有效的额外混合。该模型允许纠正亚原始恒星锂丰度的恒星上的Spite高原，并将其匹配到WMAP校准的大爆炸核合成预测的相互1西格玛误差内。
Heavy element abundances in Galactic Globular Clusters
本研究通过分析18个银河系球状星团中210颗巨星的重元素丰度，发现Cu与Na无相关性，且多数星团化学演化与场星相似，中等金属丰度下Y与Na呈弱相关，为银河系化学演化提供了约束。
Fine-tunings in nucleosynthesis and the emergence of life: Status and perspectives
本研究探讨大爆炸与恒星中核反应的精细调节，分析轻元素及碳、氧等生命相关元素的形成，并提出未来需多领域协同以改进相关计算。
Multiple populations in globular clusters. Lessons learned from the Milky Way globular clusters
近年来对球状星团的研究表明，球状星团不是简单的恒星星族，而是由多个世代组成的。证据来自光度学和光谱学。一个新的范例是形成大质量的星团，其中包括几个情节的恒星形成。虽然这为球状星团的几个特征提供了解释，包括第二个参数问题，但它也为球状星团和我们银河系的晕之间的关系开辟了新的视角，并通过扩展所有具有高特定频率的球状星团的种群，例如，巨大的椭圆星系我们回顾了这方面的进展，重点是最近的研究。有几点仍有待正确理解，特别是关于在星团中产生丰度模式的污染物的性质和典型的时间尺度，这种现象活跃的星团质量范围，以及球状星团和我们银河系其他卫星之间的关系。
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。
News from the Galactic suburbia: the chemical composition of the remote globular cluster NGC 2419
利用DEIMOS@Keck多天体摄谱仪对NGC 2419球状星团的49颗巨星进行了化学分析。以前的分析表明，这个集群的红外线强度的钙II三重态的大分散，这表明其Fe或Ca含量的内在星到星散射。从我们的分析，我们评估，所有的研究恒星共享相同的[Fe/H]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]丰度比，而在Mg和K丰度的大范围内检测。[Mg/Fe]的分布是双峰型的，约40%的观测目标具有太阳下的[Mg/Fe]，低至[Mg/Fe] ~ -1 dex，这是以前在球状星团中从未观察到的Mg缺乏水平。据发现，镁丰度的大分散可能是观察到的Ca II三线态强度的分散的主要来源（可以被错误地解释为铁或钙丰度的分散），因为镁在巨恒星的大气中起着相关的作用，作为一个电子供体。一个强大的镁丰度耗尽导致增加的线强度的钙II三重态，由于在电子压力的变化，在一个恒定的Fe和Ca丰度。最后，我们发现镁和钾丰度之间的反相关性，不容易解释的框架内，目前的核合成模型。
Lithium in the context of Multiple Populations in Globular Clusters
多重星群代表了球状星团（GC）的标准：其中一小部分（10-50%）的恒星具有类似金属丰度的晕星（第一代，或1G）的元素丰度，但其他恒星（第二代，2G）的特征是轻元素丰度模式，类似于高温下质子捕获反应处理的典型气体。因此，我们应该天真地期望锂在2G恒星中被破坏，但相反，它通常被观察到，相对于1G恒星，丰度仅略有减少。在讨论了多种群形成的模型后，我研究了原始气体稀释的作用和渐近巨分支（AGB）方案在GC星中的锂模式中的可能作用。超级AGB和AGB产率的锂，产生的卡梅隆福勒机制的“热底燃烧”对流信封，可能有助于解释特殊的高锂在一些极端的2G星。另一方面，模拟温和的2G恒星的丰度明显取决于形成1G恒星的气体和2G恒星的稀释气体中的初始Li是否是大爆炸核合成预测的值，或者是在晕矮星表面观察到的小3倍的值。
High Precision Differential Abundance Measurements in Globular Clusters: Chemical Inhomogeneities in NGC 6752
本文报道了对贫金属球状星团NGC 6752中亮巨星的高质量UVES光谱进行严格微分逐线分析的结果。我们实现了Fe，Na，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu和Dy的高精度微分化学丰度测量，不确定度低至~0.01 dex（~2%）。我们得到了以下主要结果。(1)观测到的丰度离散度比平均测量不确定度大~2倍。(2)所有元素与Na之间均存在显著的正相关关系。(3)对于任何一对元素，都存在具有高度统计意义的正相关，尽管丰度变化的幅度很小。用有效温度消除丰度趋势和/或使用不同的参考星对不会改变这些结果。这些丰度变化和相关性可能反映了（a）He丰度变化和（b）前或原星团环境中不均匀化学演化的组合。关于前者，目前测光对Δ Y的限制可能排除了He作为唯一的解释。关于后者，核合成源必须已经合成了Na、α、Fe峰和中子俘获元素，并且对于比Si重的物质来说是恒定量的;没有单独的物体可以实现这样的核合成。我们推测，如果不是所有的球状星团，如果进行类似的精确分析，可能会表现出与NGC 6752相当的丰度变化和相关性。
Stellar Signatures of Inhomogeneous Big Bang Nucleosynthesis
我们评估了宇宙中重子-光子比在$η= 10^{-10} - 10^{-1}$范围内局部增强了许多数量级的补丁中产生的丰度异常。我们的研究动机是早期宇宙中可能存在罕见的致密区域，其中最极端的，超过临界阈值，坍塌形成原始黑洞。如果这发生了，人们可能会期望也有一个显着的人口早期形成的恒星，形成类似的，但亚阈值补丁。我们推导出一系列的元素丰度签名进行BBN模拟重子-光子比的高值，可以检测到在任何幸存的第一代恒星周围的太阳质量。我们的预测适用于贫金属的星系晕星，老球状星团和矮星系，我们在这些情况下与观察比较。
Lithium in the lower red giant branch of 5 Galactic globular clusters
锂是宇宙早期大爆炸核合成过程中产生的少数元素之一。此外，它的脆弱性使它可以作为恒星环境条件的代表。因此，旧系统中的锂丰度是不同天体物理问题的核心。红巨星下部分支的恒星可以用来研究球状星团，因为那里的主序星太暗而无法观测到。我们使用这些恒星来分析星团的初始锂含量，并将其与宇宙学预测进行比较，以测量不同恒星星族之间的锂扩散，并研究这些巨星中额外耗尽的迹象。我们用GIRAFFE谱测量了5个球状星团中低红巨星支星的锂和钠丰度。这些涵盖了广泛的金属度范围，从[Fe/H] $\sim-0.7$到[Fe/H] $\sim-2.3$ dex。我们发现，这些低红巨星分支星中的锂丰度形成一个平台，其值从$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=0.84$到$1.03$ dex，与金属丰度没有明显的相关性。当使用恒星演化模型来计算这些集群的原始丰度时，我们恢复值$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=2.1-2.3$ dex，与在温暖的贫金属晕星中观察到的恒定值一致，Spite高原。此外，我们发现每个星团中第一和第二人口恒星的锂丰度没有差异。我们还报道了在星系团NGC 3201中发现的一个富锂巨星，其$\mathrm{A(Li)_{NLTE}}=1.63\pm0.18$ dex的富集机制可能是外来污染。
Abundance of zinc in the red giants of Galactic globular cluster 47 Tucanae
本文研究了银河系球状星团47~Tuc红巨星支（RGB）星大气中锌和轻元素钠、镁、钾的丰度之间的可能关系，并研究了星团RGB星的化学组成与动力学性质之间的联系。利用1D局域热平衡（LTE）合成谱线轮廓拟合英澳望远镜（AAT）高分辨率2dF光谱，测定了27颗47~Tuc的RGB星中锌的丰度。拟合过程中使用的合成光谱计算与SYNTHE代码和一维ATLAS 9恒星模型大气。在27颗RGB星样品中测定的平均1D~LTE锌铁丰度比及其因星间丰度分布引起的均方根变化为$\langle{\rm[Zn/Fe]}\rangle^{\rm 1D~LTE}=0.11\pm0.09$。我们没有发现任何统计上显着的关系之间的丰度锌和轻元素。我们也没有发现个别恒星的锌丰度与它们距星团中心的投影距离之间有任何显着的相关性或正相关性。最后，没有发现个别恒星的绝对径向速度与其大气中锌的丰度之间存在统计学上的显著关系。测定的平均[Zn/Fe] $^{\rm~1DLTE}$比与早期研究中在该星团中测定的值一致，并且与该金属丰度的银河场星的值几乎一致。这些结果表明，在47~Tuc期，锌和轻元素的核合成是在独立的、不相关的途径中进行的。
Primordial Lithium from Globular Cluster Turn-Off Stars: M13 AND M71
本研究通过分析M13和M71球状星团未演化恒星的高分辨率光谱，测定锂丰度并归因于初始角动量差异，发现观测锂丰度上限低于大爆炸核合成预测值，对原初锂问题提出约束。
The two metallicity groups of the globular cluster M22: a chemical perspective
本文对球状星团M22中的35颗红巨星进行了详细的化学成分分析。本研究的高分辨率光谱是在五个观测站获得的，并以统一的方式进行分析。我们已经确定了具有代表性的轻质子捕获，α，铁峰和中子捕获元素组的丰度。我们的目的是更好地了解这个集群，其中两个恒星群的特点是不同的含量在铁，中子捕获元素Y，Zr和Ba，和α元素Ca的特殊化学富集的历史。本研究的主要结果是：（i）大量的恒星到恒星的金属丰度分散（-2.0<[Fe/H]<-1.6）：（ii）部分巨星的s-过程/r-过程中子俘获丰度比增强，与金属丰度呈正相关：（iii）s-过程富和s-过程贫组之间的[La/Eu]比值明显分离;（iv）[Cu/Fe]比值可能随[Fe/H]的增加而增加，这表明该元素也具有重要的s过程成分;（v）两个恒星群中都存在Na-O和C-N的关系。
Detailed Chemical Abundances in NGC 5824: Another Metal-Poor Globular Cluster with Internal Heavy Element Abundance Variations
我们目前的径向速度，恒星参数，并详细的39个元素的丰度来自高分辨率光谱观测的红巨星的发光，贫金属球状星团NGC 5824。我们使用Michigan/Magellan Fiber System（M2 FS）观测了NGC 5824中的26颗恒星，使用Magellan Inamori Kyocera Echelle（MIKE）摄谱仪观测了两颗恒星。我们得出平均金属丰度[Fe/H]=-1.94+/-0.02（统计）+/-0.10（系统）。该样本恒星的金属丰度色散为0.08 dex，与以前的工作一致，并且不超过预期的观测误差。以前的工作表明，内部金属丰度分散只有在考虑恒星较暗的样本时，所以我们不能排除NGC 5824中存在内在金属丰度分散的可能性。的M2 FS光谱揭示了一个大的内部分散在[Mg/Fe]，0.28德克斯，这是在其他一些发光，贫金属集群中发现。[Mg[O/Fe]与[O/Fe]相关，与[Na/Fe]和[Al/Fe]反相关。没有证据表明其他α或Fe组丰度比之间存在内部分散。其中25颗具有以r-过程核合成为主的n-俘获富集模式（[Eu/Fe]=+0.11+/-0.12; [Ba/Eu]=-0.66+/-0.05）。只有一颗恒星显示出明显的s-过程增强的证据（[Ba/Fe]=+0.56+/-0.12; [Ba/Eu]=+0.38+/-0.14），但这颗恒星并没有表现出其他与来自伴星的质量…
Barium isotopic ratios in metal-poor stars: calibrating the method with globular clusters
本研究利用球状星团NGC 6752校准微湍流参数，提出基于一维大气模型测量贫金属恒星钡同位素比值的可靠方法，以量化s过程和r过程的贡献。
The Ashes of Supermassive Stars: Globular Cluster-like Aluminum Enhancement in Little Red Dots
本研究通过SPURS光谱发现小红点气体呈现镁耗尽、铝增丰且金属丰度仅为太阳1%的模式，证明其源于质量至少1万倍太阳的超大质量恒星的热氢燃烧，为球状星团丰度异常及大质量黑洞种子形成提供了线索。
Nucleosynthesis signatures of neutrino-driven winds from proto-neutron stars: a perspective from chemical evolution models
我们测试的假设，所观察到的第一个峰值（Sr，Y，Zr）和第二个峰值（Ba）的S-过程中的元素丰度低金属含量的银河系恒星，和元素Mo和Ru的丰度，可以解释一个普遍的R-过程的贡献起源于中微子驱动的风从高磁性和快速旋转的原中子星（原NS）。我们构建的化学演化模型，将最近的原NS产量的计算，除了从AGB星，Ia型超新星的贡献，和两个替代的大规模星风和核心坍缩超新星的产量。对于非旋转的大质量恒星产量从任何一组，没有原NS风模型低估了$0.3$ - $1\,\text{dex}$在低金属丰度观测到的s-过程峰值丰度，他们严重低估了钼和钌在所有金属丰度。模型结合风产额从原NS与旋转周期$P \sim 2$ - $5\,\text{ms}$适合所有这些元素的观测趋势很好。或者，模型省略原NS风，但采用快速旋转的大质量恒星的产量，与$v_{\rm rot}$之间的$150$和$300\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$，可以合理地解释观测到的丰度水平$\text{[Fe/H]}<-2$。这些模型在更高的金属丰度下高估了[Sr/Fe]和[Mo/Fe]，但通过调整$v_{\rm rot}$对恒星金属丰度的依赖性，它们可能在[Fe/H]上达到可接受的拟合。如果许多原始NS在出生时就具有强磁场和短自旋周期，那么它们的中微子驱动风就为低金属丰度恒星星族中的Sr、Y、Zr、Mo、Ru和Ba提…
High-resolution abundance analysis of red giants in the metal-poor bulge globular cluster HP~1
球状星团HP~1的投影距离银河系中心仅为3.33度。再加上它的距离，这使它成为银河系中最中心的球状星团之一。它有一个蓝色的水平分支（BHB），金属丰度为[Fe/H]~-1.0。这意味着它可能是银河系中最古老的物体之一。像差比可以揭示早期恒星的核合成模式以及早期化学富集和恒星星族的早期形成。分析了六颗恒星的高分辨率光谱，得出了轻元素C、N、O、Na和Al，α元素Mg、Si、Ca和Ti，以及重元素Sr、Y、Zr、Ba、La和Eu的丰度。利用8 m VLT UT 2-Kueyen望远镜的UVES光谱仪，在FLAMES-UVES配置下，获得了6颗已确认为球状球状星团HP~1成员的红巨星的高分辨光谱。光谱参数的推导是基于FeI和FeII的激发和电离平衡。我们确认平均金属丰度为[Fe/H] = -1.06 0. 10，加上之前在HP~1中分析的两颗恒星。α-元素O和Mg增加了约+0.3<[O，Mg/Fe]<+0.5dex，Si适度增加了+0.15<[Si/Fe]<+0.35dex，而Ca和Ti显示出较低的值-0.04<[Ca，Ti/Fe]<+0.28dex。r元素Eu的含量也增加到[Eu/Fe]~+0.4，与O和Mg一起指示II型超新星早期富集。Na和Al含量较低，但不清楚Na-O是否与钙有关。重元素有中等程度的富集，-0.20<[La/Fe]<+0.43dex和0.0<[Ba/Fe]<+0.…
Heavy element abundances in planetary nebulae: A theorist's perspective
行星状星云（PN）光谱重元素丰度的测定为研究AGB星的核合成提供了一个令人兴奋的机会。我们进行后处理计算AGB模型的大范围的质量和金属丰度，以获得预测的生产中子捕获元素的第一个S-过程峰值在锶。我们发现，太阳金属丰度中等质量AGB模型提供了一个合理的匹配的重元素组成的I型PNE。同样，许多Se和Kr富集的PNe很好地拟合低质量模型与太阳或接近太阳的金属丰度。然而，大多数富氪天体，以及亚太阳Se/O比的PN很难用AGB核合成模型解释。此外，我们计算的s-过程丰度预测的低质量AGB模型的金属丰度非常低（[Fe/H] =-2.3）使用缩放的太阳能和α增强的初始成分。对于这些模型，O被疏浚到表面，这意味着相对于该元素测量的丰度比（例如，[X/O]）不能提供一个可靠的测量初始丰度比，或生产内的恒星由于内部核合成。
Yields of AGB and SAGB models with chemistry of low- and high-metallicity Globular Clusters
我们目前的产额从恒星的质量范围内Mo<M<8Mo的金属丰度Z=0.0003和Z=0.008，从而涵盖了低和高Z球状星团的化学。产量是基于完整的演化计算，遵循恒星从主序前到渐近巨星分支阶段的演化，直到外部包络消失。独立于金属丰度，M<3Mo的恒星主要是第三次向上疏通，因此向周围喷射富含碳和氮的气体。相反地，热底燃烧是改变质量超过3Mo的恒星表面化学的主要原因：它们的气体显示出质子捕获核合成的痕迹。热底部燃烧的程度被证明是强烈依赖于金属丰度。在本文中，我们分析了这一事实的后果。这些结果可用于理解中等质量恒星在球状星团自富集过程中所起的作用：对属于第二代不同金属丰度星团的恒星的光谱研究结果将被用作对现有产额可靠性的间接检验。质量损失和对流的治疗被确认为主要的不确定性影响的热脉冲阶段的建模的背景下获得的结果。这一点的间接证据来自与文献中其他研究的比较，基于不同的对流传输能量的效率处方，并使用不同的配方来确定质量损失率。
Phosphorous in the moderately metal-poor bulge globular clusters NGC 6539 and NGC 6569
本研究利用APOGEE光谱分析NGC 6539、NGC 6569等银核球状星团的Na、Al及P丰度，发现NGC 6539有1颗富磷星，为银核早期组成与化学演化提供了新约束。
Carbon and nitrogen abundances of individual stars in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
利用VLT/VIMOS MOS观测数据，在分辨率R= 1150的4020 ° C下测量了玉夫座矮球状星系中94颗红巨星分支（RGB）星的[C/Fe]和[N/Fe]丰度比以及CH（λ4300）和S（λ3883）指数。这是第一次，[N/Fe]丰度推导出大量的恒星在一个矮椭球。我们发现[C/Fe]丰度在整个金属丰度范围内随着RGB上亮度的增加而降低的趋势，这是在场和球状星团巨星中观察到的现象，这可以在部分处理的CNO材料的进化混合框架中解释。我们对[C/Fe]和[N/Fe]的测量结果与相似光度和金属丰度的恒星的理论预测符合得很好。我们检测到的碳丰度在给定的[Fe/H]，这不能单独归因于测量的不确定性的分散。我们解释这一观测证据的结果，不同的核合成源随着时间的推移，没有很好地混合星际介质的贡献。我们报告发现了两颗新的碳增强型贫金属恒星。这很可能是由渐近巨星分支星富集的物质污染的结果，正如我们估计的[Ba/Fe]>+1。我们还试图寻找溶解的球状星团在该领域的星系，寻找独特的C-N模式的第二人口球状星团恒星在以前检测到的，非常贫金属，化学动力学的子结构。我们在这组恒星中没有发现化学异常。然而，少量的统计数据和有限的空间覆盖范围不允许我们排除这样的假设，即这种子结构形成的潮汐粉碎球状星团的一部分。
Self-enrichment in Globular Clusters: the extreme He-rich population of NGC 2808
在银河系球状星团（GC）中发现第一个多种群后的近几十年里，关于它们形成的争论仍然非常流行，NGC 2808仍然是测试它们起源和演化的最佳基准之一。在这项工作中，我们专注于化学成分的恒星属于极端氦丰富的人口居住的恒星最极端的丰度镁，铝，钠，O和硅。我们检查了最近的措施是否与$6.5-8~M_{\odot}$的恒星的AGB收益率一致。这些恒星在40-60百万年的时间尺度上演化，并喷射出强烈富含氦的物质，这是由于在核心氦燃烧阶段之后，表面对流区深入到CNO核合成所触及的区域。由于大质量恒星的AGB相的最大未知数是质量损失，我们提出了一种新的方法，考虑到辐射压力对尘埃粒子的影响。我们表明，这种更现实的描述是能够重现观察到的镁，铝，钠和硅在这些极端的恒星丰度。氧丰度的大范围扩散是通过在RGB阶段调用深度混合来解释的。一旦获得NGC 2808主序星的氧测量结果，就有可能检验这一工作假设。
Detailed Abundances for a Large Sample of Giant Stars in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)
47 Tuc是研究大质量更富金属GC中化学演化和GC形成的理想目标，因为它是最接近的大质量GC。我们目前的化学丰度为O，Na，Al，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，La和Eu在164红巨星分支（RGB）恒星的大规模球状星团47 Tuc使用光谱获得的水螅多光纤摄谱仪在布兰科4米望远镜和火焰多目标摄谱仪在甚大望远镜。我们发现平均[Fe/H]=-0.79 $\pm$ 0.09 dex，与文献值一致，以及α元素（$[α/\mbox{Fe}]\sim0.3$ dex）的过量。n-俘获过程元素表明47 Tuc是r-过程控制的（[Eu/La]=+0.24），轻元素O、Na和Al表现出星-星变化。在47 Tuc中存在Na-O反相关，这是典型的在银河系球状星团中看到的特征，并延伸到包括少数[O/Fe] $\sim$ \，--0.5的恒星。此外，我们的样本的[O/Na]比表明，星团恒星可以分为三个不同的群体。KS检验表明贫O/富Na星比富O/贫Na星更集中。观测到的47个图克星恒星星族的数量和径向分布，以它们的轻元素组成为特征，与光度数据得到的结果非常一致。我们没有发现证据支持一个强大的钠铝相关性在47 Tuc，这是符合目前的AGB核合成产率模型。
On the determination of the He abundance distribution in globular clusters from the width of the main sequence
研究球状星团中多个恒星星族的起源的一个关键信息是每个星团所容纳的子族群中初始氦丰度$Δ{Y}$的范围。这些估计通常是通过测量光学颜色-星等图中未演化的主序的颜色宽度来获得的。然后将测得的颜色扩展与不同初始He丰度的理论恒星等时线的预测进行比较，以确定$Δ{Y}$。由于{ \sl HST银河系GC紫外遗产巡天}项目，紫外/光学星等的可用性将允许对大型银河系球状星团样本的$Δ{Y}$进行均匀测定。从理论的角度来看，准确的UV CMD可以有效地解开各种亚群，ACS $F606W-(F606W-F814W)$图中的主序列颜色差异允许估计$Δ{Y}$。我们证明，从理论的角度来看，（$F606W-F814W$）的颜色是一个非常可靠的氦丰度指标。沿未演化主序星在固定光度下计算的导数d $Y$ /d（$F606W-F814W$），对恒星模型计算中的物理假设基本不敏感，对热辐射校正尺度的选择更敏感，并且仅略微依赖于所采用的恒星模型。因此，从理论观点来看，簇主序列的（$F606W-F814W$）颜色宽度是$Δ{Y}$范围的稳健诊断。
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. X. The radial distribution of stellar populations in NGC 2808
由于其极端的氦丰度，球状星团NGC 2808的多个恒星星族已经从光度学、光谱学和运动学的角度进行了广泛的研究。NGC 2808的色星等图中最显著的特征是三重主序（MS），红色的MS对应于含有原始氦的恒星星族，中间和蓝色的MS被氦增强到Y $\sim$ 0.32和$\sim$ 0.38。最近的一项研究表明，这个巨大的星团至少有五个不同的恒星星族（A、B、C、D和E）。其中，人口A，B和C对应的红色MS，而人口C和D连接到中间和蓝色MS。在本文中，我们利用哈勃空间望远镜测光研究的径向分布的红色，中间和蓝色MS从集群中心到约8.5弧分。我们的分析表明，每个MS的径向分布是不同的。特别是，如从多群体形成模型预测的，蓝色MS和中间MS似乎比红色MS更集中，该结果的显著性水平高于3σ。
Probing Abundance Variations among Multiple Stellar Populations in the Metal-Poor Globular Cluster NGC 2298 using Gemini-South/GHOST
本文利用 Gemini-South/GHOST 观测贫金属球状星团 NGC 2298 的 13 颗红巨星，发现第一代与第二代恒星在 Sc、Sr、Eu 等元素丰度弥散上存在显著差异，揭示了由多种核合成事件驱动的复杂早期化学增丰过程。
The cosmological Lithium problem outside the Galaxy: the Sagittarius globular cluster M54
宇宙学Li问题是指在银河系矮、老和贫金属恒星中测得的Li丰度A（Li）（传统上假定等于初始值A（Li）_0）与标准大爆炸核合成计算所预测的A（Li）_{BBN}之间的差异。在这里，我们攻击李的问题，考虑一种替代的诊断，即表面锂丰富的红巨星分支恒星，在一个彩色星等图填充之间的区域完成的第一次挖掘和红巨星分支凸点。我们用甚大望远镜的火焰设备获得了人马座矮星系球状星团M54中红巨星样本的高分辨率光谱。我们得到A（Li）=+0.93+-0.11dex，在考虑到由于疏浚而引起的稀释之后，转换为初始丰度（A（Li）_0）在2.35- 2.29dex的范围内，这取决于是否考虑原子扩散。这是迄今为止对人马座星系Li的首次测量，也是对老恒星A（Li）_0的更遥远的估计。M54的A（Li）_0比A（Li）_{BBN}低约0.35 dex，因此在~3sigma水平上不相容。我们的结果表明，这种差异是一个普遍的问题，涉及银河系和河外星系。需要调用BBN计算的修改或原子扩散加上在主序列期间适当调整的附加混合的组合来解决差异。
Neutrino-driven wind simulations and nucleosynthesis of heavy elements
核心坍缩超新星爆炸之后的中微子驱动风，提出了一个迷人的核天体物理学问题，需要了解先进的天体物理学模拟，极端条件下物质和中微子相互作用的性质，奇异核的结构和反应，以及与前沿天文观测的比较。在过去的20年里，中微子驱动的风引起了广泛的关注，因为它被认为是天体物理学站点的候选者，其中一半的重元素是通过r过程产生的。在这篇综述中，我们总结了我们目前的理解中微子驱动的风动力学和核合成的角度来看。近年来，通过改进模拟和更好的微观物理学，在了解风方面取得了快速进展。该领域的现状是，流体动力学模拟没有达到r过程所需的极端条件，风的质子或中子丰度仍有待更详细的研究。然而，核合成研究和观测已经指出中微子驱动的风可以解释较轻的重元素，如Sr，Y，Zr的起源。
Reaction rates for the $^{39}$K(p,$γ$)$^{40}$Ca reaction
球状星团NGC 2419中观测到的镁-钾反相关可以用热环境中氢的核燃烧来解释。这场核燃烧的确切地点目前还不得而知。为了限制导致这种反相关的位点，必须很好地理解所涉及的核反应。$^{39}$ K+p反应就是这样一对反应。在这里，我们报告了一个新的评估的$^{39}$ K（p，$γ$）$^{40}$钙反应速率考虑到模糊性和测量的不确定性的核数据。在$^{39}$ K（p，$γ$）$^{40}$钙反应速率的不确定性是大于以前假设的，其影响的核合成模型被证明。我们发现$^{39}$ K（p，$γ$）$^{40}$ Ca反应截面应该是未来实验研究的重点，以帮助约束旨在解释球状星团中镁-钾反关联的模型。
High-resolution abundance analysis of four red giants in the globular cluster NGC 6558
NGC 6558是一个具有蓝色水平支（BHB）的球状星团，金属丰度为[Fe/H]~-1.0。它类似于HP 1和NGC 6522，可能是银河系中最古老的天体之一。这些星团中的元素丰度可以揭示第一颗超新星的性质。我们的目标是对NGC 6558的四颗红巨星进行详细的光谱分析，以获得轻元素C，N，O，Na，Al，α元素Mg，Si，Ca，Ti和重元素Y，Ba和Eu的丰度。分析了四颗具有FLAMES-UVES@VLT UT 2-Kueyen的恒星的高分辨率光谱。光谱参数推导是基于激发和电离平衡的Fe I和Fe II。该分析得出NGC 6558的金属丰度为[Fe/H] = -1.17+-0.10。我们发现O和Mg中预期的α元素增强，[O/Fe]=+0.40，[Mg/Fe]=+0.33，Si和Ca中的增强较低。Ti具有[Ti/Fe]=+0.22的中等增强。r-元素Eu表现出非常增强，平均值为[Eu/Fe]=+0.63。Ba似乎与Fe有一个太阳丰度比。NGC 6558的丰度模式可能是最古老的内球球状星团的典型模式，类似的星团NGC 6522和HP 1也是如此。它们显示出低丰度的奇Z元素Na和Al，以及爆炸性核合成的α元素Si、Ca和Ti。流体静力燃烧的α元素O和Mg通常增强，如预期的那样，在老的恒星丰富的核心坍缩超新星的产量，和铁峰元素Mn，Cu，Zn显示低丰度，这是预期的Mn和Cu，但不是Zn。最…
High-resolution abundance analysis of red giants in the globular cluster NGC 6522
在一些缺乏金属的星系晕星和已知最古老的银河系球状星团NGC 6522中的少数个别恒星中观察到的[Sr/Ba]和[Y/Ba]散射被解释为大质量快速旋转恒星（自旋星）早期富集的证据。由于NGC 6522是一个膨胀的球状星团，因此，不仅贫金属晕星，而且[Fe/H]~-1的膨胀星都可以作为探测早期大质量恒星核合成特征的探针，但其金属丰度要高得多。对于隆起部分的建议是基于NGC 6522中恒星的早期光谱，具有中等分辨率的R~ 22，000和中等的信噪比。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）光谱重新分析以前报道的NGC 6522恒星。我们的目标是重新推导它们的恒星参数和元素比，特别是中子捕获的S-过程为主的元素，如Sr，Y，Zr，La和Ba，和R-元素Eu的丰度。用8 mVLT UT 2-Kueyen望远镜，采用FLAMES-UVES配置，获得了核球球状星团NGC 6522中四颗巨星的高分辨光谱。基于\ion{Fe}{I}和\ion{Fe}{II}的激发和电离平衡推导光谱参数。我们的分析证实了NGC 6522的金属丰度[Fe/H] = -0.95+-0.15，Eu（+~0.2 < [Eu/Fe] < +~0.4）和α元素O和Mg的过剩。中子俘获S元素为主的Sr，Y，Zr，Ba，La现在显示出不太明显的变化，从恒星到恒星。提高幅度分别为0.0 <…
Little Red Dots as Globular Clusters in Formation
研究提出小红点可能是正在形成的球状星团，通过分析其光谱和光度函数，推测其化学特征与多星群相关，并为早期宇宙的恒星天文学提供新视角。
Neutron-Capture Element Signatures in Globular Clusters: Insights from the Gaia-ESO Survey
本研究基于 Gaia-ESO Survey 分析了14个球状星团的中子俘获元素丰度，揭示了其与多重恒星族群的关联，并发现原位与异地星团及不同类型星团在元素丰度上的显著差异，为星系化学演化提供了约束。
Abundances of Na, Mg, and K in the atmospheres of red giant branch stars of Galactic globular cluster 47 Tucanae
我们研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc中32颗RGB恒星大气中Na、Mg和K的丰度，目的是研究Na-K和Mg-K相关/反相关的可能存在，类似于最近在另外两个GGC（NGC 2419和2808）中发现的相关。K，Na和Mg的丰度测定使用高分辨率2DF光谱获得的AAT。一维NLTE丰度估计是使用一维流体静力学ATLAS 9模型大气和用MULTI软件包合成的谱线剖面获得的。我们还使用了三维流体动力CO5BOLD和一维流体静力LHD模型大气计算三维-一维LTE丰度修正，$Δ_{\rm 3D-1D~LTE}$，用于我们研究中使用的钠，镁和钾的谱线。这些丰度校正被用来了解对流在形成谱线中的作用，以及估计与三维流体动力学和一维流体静力学模型大气中获得的丰度的差异。在我们的RGB恒星样本中，由于恒星与恒星之间的丰度差异，元素与铁的平均丰度比及其RMS变化为$\langle{\rm [Na/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.42\pm0.13$、$\langle{\rm [Mg/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.41\pm0.11$和$\langle{\rm [K/Fe]}\rangle^{\rm 1D~NLTE}=0.05\pm0.14$。我们发现，在这里研究的三种元素的丰度之间没有统计学上的显着关系。此外，没有丰度的趋势，从集群中心的距离，也没…
Exploring Multiple Stellar Populations in Globular Clusters with Euclid: A Theoretical Overview and Insights from NGC 6397
本研究利用Euclid测光结合合成光谱理论分析，发现其能有效区分球状星团M矮星中的多重恒星族，并在NGC 6397中验证1P恒星占30%且比例分布均匀，2P恒星相对贫氧0.3 dex。
Hot Bottom Burning in the envelope of SAGB stars
我们调查的物理和化学演化的人口II星的初始质量在6.5-8 Msun的范围内，经历了偏离中心的碳点火下部分简并的条件下，随后由一系列的热脉冲，并大力支持CNO燃烧壳，上面的O-Ne简并核心。与其他研究小组的结果一致，我们发现O-Ne核心是通过形成对流火焰而形成的。随后的演变强烈地取决于质量损失机制的描述。使用传统的形式主义与超风阶段有利于长期的演变与许多热脉冲，并实现先进的核合成，由于大的温度达到了底部的外地幔。使用强烈依赖于光度的质量损失配方有利于恒星包层的早期消耗，因此核合成的程度以及喷出物的化学成分不那么极端。对球状星团中的多种群现象进行了讨论。如果在最大质量的星团中存在的“极端”人口是由超级AGB喷出物直接形成的结果，那么它们的丰度可能构成校准这一阶段质量损失率的一种强有力的方法。这种标定也将提供关于超级AGB爆炸为单个电子俘获超新星的部分信息，在星团中留下中子星遗迹。
The structural and kinematical properties of NGC 5634, a globular cluster associated with the Sagittarius dwarf galaxy?
本文通过形态、运动学和动力学分析发现NGC 5634的轨道和动力学特征与人马座星流不一致，更接近GSE或Helmi星流，从而质疑其与人马座矮星系的关联。
A coherent view of Li depletion and angular momentum transport to explain the Li plateau -- from Population II to Population I stars
本研究利用STAREVOL代码构建包含原子扩散和湍流等过程的恒星演化模型，成功解释了星族II到I恒星中Spite平台的锂丰度恒定与弥散现象，为宇宙学锂问题提供了恒星耗竭机制的解释。
The chemical composition of red giants in 47 Tucanae. II. Magnesium isotopes and pollution scenarios
球状星团中的多种群现象还远未被理解，有几种机制可以解释观察到的行为。元素和同位素丰度模式的研究对于调查候选污染机制之间的差异至关重要。我们推导出球状星团47 Tuccino（NGC 104）中13颗恒星的镁同位素比值，以提供有关星团内发生的核合成的新的详细信息。首次研究了三维模型恒星大气对Mg同位素比值的影响。使用定制的1D大气模型和3D流体动力学模型，我们从四个功能的MgH附近5135氘在13个巨人的RGB的尖端附近，使用高信噪比，高分辨率的光谱得到镁同位素比。我们推导出所有恒星的镁同位素比值，发现原始和污染人口之间的同位素分布没有显着的偏移。此外，我们没有检测到任何统计学上的显着差异，在任何人口中的镁同位素的传播。Mg同位素和[Al/Fe]之间没有发现趋势。包含3D气氛对导出的25 Mg/24 Mg比率具有显著影响，与1D相比，将其增加高达2.5倍。另一方面，26 Mg/24 Mg比率基本上保持不变。我们确认的结果从其他球状星团，其中没有强烈的变化，观察到的同位素比值之间的恒星星族，观察范围[Al/Fe]。我们没有看到任何明显激活Mg-Al燃烧链的证据。三维大气的使用导致25 Mg的分数增加了2.5倍，解决了观测到的同位素分数与污染模型预测之间的部分差异。
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