N/O abundance ratios in gamma-ray burst and supernova host galaxies at z<4. Comparison with AGN, starburst and HII regions
本文研究了由详细模拟的z<4的不同星系光谱所计算的N/O丰度比的分布。超新星（SN）和长伽玛射线暴（LGRB）的宿主星系覆盖不同的红移域。SN宿主中的N/O随着活动星系（AGN，LINER）的增长趋势而增加，这是由于次级N产生朝向低z（0.01）。在z>1和z ~0.1之间，LGRB宿主中的N/O随N/H的趋势迅速减小，并达到了本星系和邻近星系HII区计算的特征N/O比。星系样本中的少数几个短周期伽玛暴（SGRB）宿主显示出N/H <0.04的太阳光和O/H的太阳光。它们似乎延续了SN宿主在z<0.3时的低结合N/H趋势。N/O的分布作为金属丰度的函数SN和LGRB主机进行了比较与恒星化学演化模型。结果表明，当12+log（O/H）<8.5时，几个LGRB宿主可以用恒星多次爆发模型来解释，而一些天体则遵循连续恒星形成模型的趋势。log（O/H）+12 <8.5时SN宿主的N/O不能用星暴星系的恒星化学演化模型很好地解释。当12+log（O/H）>8.5时，许多不同的天体都嵌套在O/H太阳附近，N/O介于对应于星暴星系和AGN的最大值和对应于HII区和SGRB的最小值之间。
2017-04-25 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: how do star-formation histories affect gas-phase abundances?
基于 MaNGA 发射线与吸收线 SFH 分类，本文比较不同恒星形成状态区域的 O/H 和 N/O，揭示气体稀释与快速再增丰使晚期气相丰度对 SFH 细节不敏感。
2024-01-19 astro-ph.GA
Neutral carbon and CO in 76 (U)LIRGs and starburst galaxy centers A method to determine molecular gas properties in luminous galaxies
本文给出了用Herschel-SPIRE和地面观测设备获得的7 - 6个远红外光度在10^{9}和10^{12} L（o）之间的星系中心的中性碳[CI]线通量，以及J=7-6，J=4-3，J=2-1 12 CO和J=2-1 13 CO线通量。我们调查这些线是否可以用来表征分子ISM的母星系在简单的方式和分子气体的性质如何定义模型的结果。在大多数星暴星系中，[CI]/13 CO的流量比远高于银河系恒星形成区，并且与FIR总光度相关。[CI]（1-0）/CO（4-3）、[CI]（2 -1）（2-1）/CO（7-6）和[CI]（2-1）/（1-0）通量比也是相关的，并且追踪分子气体的激发。在最亮的红外星系（LIRG）中，ISM完全由致密且中等温暖的气体云主导，这些气体云似乎具有低的[C]/[CO]和[13 CO]/[12 CO]丰度。在亮度较低的星系中，来自低密度气体云的发射变得越来越重要，需要进行多相分析以确定一致的物理特性。无论是CO还是[CI]速度积分线通量都不能很好地预测单个星系中的H2柱密度，并且X（CI）转换因子并不优于X（CO）因子。本文中概述的方法和诊断图也提供了一种新的和相对简单的方法来推导高红移星系中分子气体的物理特性，直到z=5，否则很难确定。
2015-04-29 astro-ph.GA
Spatial Distribution of Abundance Patterns in the Starburst Galaxy NGC 3079 Revealed with Chandra and Suzaku
我们进行了同步光谱分析的26.6千秒的钱德拉和102.3千秒的朱雀星暴星系NGC 3079的X射线数据。这些光谱是从四个区域提取的：0.5'（2.25 kpc）圆，来自Chandra的0.5'-1 '（2.25- 4.5 kpc）内环和外1'-2 '（4.5- 9 kpc）环，以及来自Suzaku的4'（18 kpc）圆，所有这些都以核为中心。用热等离子体模型拟合，得到三个区域的星际介质（ISM）温度分别为0.65 ± 0.05-0.04、0.45 ± 0.07-0.06和0.24 ± 0.03-0.02 keV。钱德拉的高角分辨率和朱雀的良好的光谱灵敏度相结合，使我们能够在空间上解决和测量的金属O，Ne，Mg和Fe的丰度热ISM。特别是，O/Fe，Ne/Fe，Mg/Fe和Si/Fe在中心区域（<4.5 kpc）的丰度模式与超新星（SN）II合成的预期一致。另一方面，在4.5kpc以上的区域，模式更接近太阳。中心区域也是已知发生与最近的星爆活动有关的丰富的多环芳烃红外辐射的地方。这表明，我们正在看到与星暴相关的SN II金属富集在热X射线发射核ISM中。类SN II丰度模式的空间范围与NGC 3079处于相对早期的星暴活动阶段相一致。
2012-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using photo-ionisation models to derive carbon and oxygen gas-phase abundances in the rest UV
我们提出了一种新的方法来获得氧和碳的丰度使用的紫外线（UV）线发射的气相电离的大质量恒星。该方法是基于星云的发射线比与预测的光电离模型的大网格的比较。考虑到O/H-C/O平面中的大色散，我们的方法首先使用适当的发射线的比率来固定C/O，并且在第二步骤中，从UV中的碳线计算O/H和电离参数。我们发现丰度完全一致，当我们将这种方法应用到一个样本的对象与经验确定的电子温度使用光发射线提供的直接方法。建议的方法似乎作为一个强大的工具，在高红移恒星形成星系星云丰度的系统研究。
2017-03-09 astro-ph.GA
Shock-induced HCNH+ abundance enhancement in the heart of the starburst galaxy NGC 253 unveiled by ALCHEMI
本研究利用ALCHEMI数据揭示了星暴星系NGC 253核心区HCNH+发射源于低密度环境且丰度异常偏高，指出反复冲击导致的气体升温与宇宙射线电离率升高是引发该化学增强的主要机制。
2025-02-28 astro-ph.GA
The Impact of Starbursts on Element Abundance Ratios
我们研究了恒星形成过程中爆发对单区化学演化模型预测的影响，分别采用氧（O）、铁（Fe）和锶（Sr）作为代表元素$α$、铁峰和s过程元素。为此，我们开发了用于化学进化的多功能集成器（VICE），这是一个Python包。由气体吸积率的暂时提高所驱动的星爆在[O/Fe]-[Fe/H]演化轨道中产生环，并且在恒星[O/Fe]分布中的中间值处产生峰值。由恒星形成效率的暂时提升所驱动的爆发也有类似的效果，它们也会在爆发后的恒星形成阶段产生一群$α$缺陷恒星。如果外流率与时间平均恒星形成率（SFR）而不是瞬时SFR相联系，那么这种$α$缺陷的星族会更加突出。锶生产的理论模型预测超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星产量的金属丰度依赖性很强，但与数据的比较表明，一个额外的来源，几乎是金属丰度独立。[Sr/Fe]和[Sr/O]的演变过程中的恒星暴是复杂的，因为产量金属丰度的依赖性和多个时间尺度在发挥作用。SFR的中等振幅（10- 20%）的正弦振荡在[O/Fe]-[Fe/H]径迹中产生环，在[O/Fe]分布中产生多个峰，这可能是观测序列中的内禀散射的一个来源。我们调查的模型，有一个因素的2增强SFR在t = 12 Gyr，建议最近的一些银河系观测。恒星形成增强的晚期事件可以帮助解释具有中等$α$增强的年轻恒星的存在，以及在太阳附近发现的太阳金属丰度恒星的年龄中位数令人惊讶地年轻，同时也提高了这种恒星爆发…
2019-11-06 astro-ph.GA
Starbursts and High-Redshift Galaxies are Radioactive: High Abundances of $^{26}$Al and Other Short Lived Radionuclides
像$^{26}$ Al这样的短寿命放射性核素（SLR）是由大质量恒星合成的，是恒星形成的副产品。恒星形成星系的气体中SLR的丰度与气体消耗时间成反比。正常星系的比恒星形成率（SSFR）的快速演化意味着它们在z = 2时的平均SLR丰度高出3- 10倍。在太阳系形成时期，如果大质量恒星的SLR产额不依赖于金属丰度，银河系的背景SLR丰度高达目前的两倍。如果SLR在星系气体中是均匀的，正常星系的高SSFR可以部分解释早期太阳系中$^{60}$ Fe和$^{26}$ Al等SLR丰度的升高。星暴星系仍然有更高的SSFR，并且有巨大的$^{26}$ Al平均丰度（$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al ~ $10^{-3}$代表太阳金属丰度气体）。主要的不确定性是SLR是否与恒星形成的分子气体混合：它们可能被困在高温气体中并在进入较冷的阶段之前衰变，或者被星暴风吹走。我认为如何在恒星形成率的变化影响的SLR丰度，我讨论如何SLR运输可能会有所不同，在这些星系。恒星爆发增强的$^{26}$ Al可能保持中等的电离率（$10^{-18}$ -- $10^{-17}$ s $^{-1}$），可能在没有被宇宙射线穿透的稠密云层中占主导地位。类似的电离率将保持在恒星爆发的原行星盘中，如果SLR混合良好，星子的辐射加热同样会高得多。通过这种方式，星系演化可以影响行星系统的地质历史。
2014-05-03 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
On the variation of carbon abundance in galaxies and its implications
在不同年龄、运动学和金属丰度的恒星中观察到的化学丰度和丰度比的趋势带有几个物理过程的印记，这些物理过程共同塑造了宿主星系的性质。通过观察这些趋势，我们可以获得关于恒星核合成、恒星质量谱、结构形成的时间尺度、恒星形成的效率以及任何向内或向外的气体流动的宝贵信息。在本文中，我们分析了最近确定的碳-铁和碳-氧丰度比在不同的环境（银河系和椭圆星系）使用我们最新的化学演化模型，实现了最新的恒星产量，并依赖于严格的约束所提供的asterosephic恒星年龄（只要可用）。一个场景中，大多数碳是由旋转的大质量恒星，产量在很大程度上取决于母恒星云的金属丰度，使我们能够同时适合高质量的数据，可用于本地银河系的组件（厚和薄光盘）和微透镜矮星在银河系的凸起，以及推断的丰度比大规模椭圆星系。然而，观察家和理论家都需要作出更多的努力，以便将这些结论建立在更坚实的基础上。
2020-05-12 astro-ph.GA
Evidence of a tidal disruption event in GSN 069 from the abnormal carbon and nitrogen abundance ratio
GSN 069是一个超软X射线活动星系核，以前曾出现过巨大的X射线爆发和随后的长期衰变。它最近提出了X射线准周期喷发（QPE）。我们报道了在其远紫外光谱中检测到强氮线，但弱或不可检测的碳线。通过详细的光电离模型，我们使用氮线之间的[C IV/N IV]比和其他比将GSN 069的[C/N]丰度限制在-3.33至-1.91。我们认为，一个部分被破坏的红巨星可以自然地解释在紫外光谱中的异常C/N丰度，而幸存的核心围绕黑洞可能产生的QPE。
2021-10-12 astro-ph.GA
On carbon and oxygen isotope ratios in starburst galaxies: New data from NGC253 and Mrk231 and their implications
使用IRAM 30米望远镜，CN和CO同位素已被测量到对附近的星爆星系NGC253和原型超亮红外星系Mrk231的中心区域。在NGC253中，12 C/13 C的比例为40 +-10。假设该比值也适用于CO排放气体，则得到16 O/18 O = 145 +-36和16 O/17 O = 1290 +-365，32 S/34 S比值接近于对本地星际介质测量的比值（20 - 25）。对于12C_（16）O和12C_（18）O J = 1 - 0，NGC_（253）和Mrk_（231）之间的峰线强度比约为100，而对于13C_（16）O J = 1 - 0，峰线强度比约为250。在Mrk 231的J = 1 - 0和2 - 1跃迁中，13CO和C18O的强度表明12C/13C~100和16O/18O~100，与演化较少的超铝合并Arp 220的值一致。此外，考虑到其他河外星系的数据，12 C/13 C的比值似乎在一个完整的数量级上变化，从超亮高红移星系的> 100到更接近本地星系的~100，再到没有经历大规模合并的较弱恒星爆发的~40，再到银河系中央分子带的25。12C主要是在大质量恒星中合成的，而13C主要是由寿命较长的低质量恒星在后期喷出的，这与我们的碳同位素比随时间下降和金属丰度上升的结果在定性上一致。然而，需要强调的是，无论是引发核星爆的低加工物质的注入，还是新形成的大质量恒星的…
2014-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
PNe and H II regions in the starburst irregular galaxy NGC 4449 from LBT MODS data
利用大双筒望远镜的多目标双摄光谱仪获得了星暴不规则星系NGC 4449中H II区和行星状星云（PNe）的3500 $-$ 10000 $Å$光谱。利用“直接”方法，我们推导出了NGC 4449中6个H II区和4个PNe区的He、N、O、Ne、Ar和S的丰度。这是第一个在本星系群外的不规则星爆中研究的PNe。我们的H II区和PN样品延伸超过$\approx$ 2 kpc的银河中心距离范围，氧丰度跨越$\approx$ 0.2 dex，H II区和PN的平均值分别为$12+\log(O/H)=8.37 \pm 0.05$和$8.3 \pm 0.1$。PNe和H II区域在重叠的半乳糖中心距离范围内表现出相似的氧丰度，而PNe在氮方面相对于H II区域表现出比$\sim$ 1 dex更高的氧丰度。后一个结果是N主要在中等质量恒星中合成并在疏浚事件期间被带到恒星表面的自然结果。另一方面，H II区和PNe之间O丰度的相似性表明，NGC 4449的星际介质自从PNe的祖先形成以来，$α$元素的富集程度很低。最后，我们的数据揭示了H II区域和PNe的负氧梯度的存在，而氮没有表现出任何显着的径向趋势。我们归因于（意想不到的）氮的行为，由于当地的氮富集显着的沃尔夫-拉叶人口在NGC 4449。
2017-06-07 astro-ph.GA
The Carbon-to-H$_2$, CO-to-H$_2$ Conversion Factors and Carbon Abundance on Kiloparsec Scales in Nearby Galaxies
使用原子碳[CI]（1 $-$ 0）和[CI]（2个$-$ 1）使用$Herschel\ Space\ Observatory$观察到的发射图，以及CO（1 $-$ 0）、HI、红外和亚毫米图，在线性分辨$α_\mathrm{[CI](1-0)}$ kpc尺度下，估算了六个邻近星系M51，M83，NGC 3627、NGC 4736、NGC 5055和NGC 6946。这也许是第一次努力，据我们所知，在校准两个[CI]-H $_2$转换因子的螺旋盘在空间分辨$\sim1\,$千秒差距尺度，虽然这样的研究已经讨论了全球范围内的星系近和远。为了推导出转换因子并实现这些校准，我们采用了三种不同的尘气比（DGR）假设，这些假设与从实验结果中获得的金属丰度近似成比例。我们发现，对于所有的DGR假设，$α_\mathrm{[CI](1-0)}$，$α_\mathrm{[CI](2-1)}$，和$α_\mathrm{CO}$大多是平坦的银河系中心半径，而$α_\mathrm{[CI](2-1)}$和$α_\mathrm{CO}$显示在星系的内部区域减少。中心的$α_\mathrm{CO}$和$α_\mathrm{[CI](2-1)}$值平均比其星系平均值低$\sim 2.2$和$1.8$倍。由不同的DGR假设得到的星系碳丰度分布与银河系中心半径呈平坦关系，星系平均碳丰度与通常采用的$3 \time…
2021-04-13 astro-ph.GA
Spatial distribution of carbon and oxygen abundances in the Magellanic Clouds
本文根据H Ⅱ区的光谱资料，给出了大麦哲伦云和小麦哲伦云中碳和氧的化学丰度。我们分析了O/H、C/H和C/O丰度比的行为及其在星系内部的空间分布。结果表明，两个星系中所有这些元素的径向梯度都可以被认为是平坦的。此外，我们将我们的结果与其他更大质量的螺旋星系的结果进行了比较。我们发现星系的绝对星等M_v与C/H和C/O梯度的斜率之间存在相关性。质量较大的星系比质量较小的星系显示出更陡峭的C/H和C/O梯度。
2017-02-07 astro-ph.GA
Quasar Metal Abundance and FIR Luminosity
我们使用宽发射线和远红外（FIR）光度的测量，在高红移类星体的恒星形成率（SFR）的比较金属丰度。远红外辐射表明了星系中正在进行的大规模恒星爆发的水平，而类星体周围气体中金属的丰度表明了在可见类星体阶段开始之前发生的恒星形成的数量。这一研究结果可以用来约束星暴类星体演化的后期阶段。我们在整个样本中检测到高金属丰度，高达太阳的几倍，证实恒星形成必须在可见的类星体阶段之前开始。然而，我们没有检测到金属丰度与当前SFR的趋势。
2009-01-27 astro-ph.GA
Ionized gas properties of the extreme starburst galaxy Haro 11. Temperature and metal abundance discrepancies
我们使用高质量的VLT/MUSE数据来研究Haro 11的运动学和电离气体性质，Haro 11是一个著名的星暴合并系统，也是最近被证实的莱曼连续体泄漏星系。我们提出的结果，从综合线地图，并从地图中的三个速度箱，包括蓝移，系统和红移的排放。运动学分析揭示了复杂的速度从维里运动和动量反馈的相互作用。恒星形成集中发生在三个紧凑的节点（节点A，B和C），但其中一个，节点C，主导了超新星释放的能量。晕的特点是低气体密度和消光，但有很大的温度变化，与快速冲击区一致。此外，当使用不同的温度敏感线时，我们发现结C中的温度差异很大。结在金属富集中的相对影响不同。虽然结B强烈富集其最接近的环境，但结C可能是晕中金属的主要分布者。在节点A中，部分富含金属的气体似乎通过低密度通道向南逃逸。我们比较了两种方法的金属丰度，并发现在结C，一个冲击区，和高度电离区，我们部分归因于冲击的影响大的差异。这项工作表明，从平均测量或简化方法发展起来的传统关系，无法探测极端环境中气体的各种条件。我们需要强大的关系，包括现实的模型，其中几个物理过程同时在工作。
2021-05-23 astro-ph.GA
A Survey of Atomic Carbon [C I] in High-redshift Main-Sequence Galaxies
我们提出的第一个ALMA调查的原子碳[C I] $(^3P_1\,-\,^{3}P_0)$在远红外选择星系的主序列在$z\sim1.2$在COSMOS领域的较低的精细结构线的结果。我们比较我们的样本与全面汇编的数据，在文献中的本地和高红移恒星爆发系统和类星体。我们发现[CI]（$^3P_1$ $\rightarrow$ $^3P_0$）光度在全球尺度上与红外光度$L_{\rm IR}$相关，类似于低$J$ CO跃迁.我们报告的系统变化的$L'_{\rm [C\,I]^3P_1\,-\, ^3P_0}$ / $L_{\rm IR}$作为一个函数的星系类型，该比率是较大的主序星星系比恒星爆发和亚毫米星系在固定的$L_{\rm IR}$。在0.2 dex内禀散射范围内，主序星星系和局域星暴和高红移星暴的$L'_{\rm [C\,I]^3P_1\,-\, ^3P_0}$ / $L'_{\rm CO(2-1)}$和$M_{\rm{[C I]}}$ / $M_{\rm dust}$质量比是相似的，表明[C I]是CO和尘埃等分子气体质量的良好示踪剂。我们推导出原子中性相中总碳质量的$f_{\rm{[C\,I]}} = M_{\rm{[C\,I]}} / M_{\rm{C}}\sim3-13$ %的分数。此外，我们估计中性原子碳丰度，校准[C I]作为气体示踪剂的基本成分，通过比较$L'_{\r…
2018-10-25 astro-ph.GA
TOPoS: II. On the bimodality of carbon abundance in CEMP stars. Implications on the early chemical evolution of galaxies
在TOPoS（关闭原始恒星）调查的过程中，旨在发现金属丰度最低的恒星，我们发现了几颗碳增强贫金属（CEMP）恒星。我们在这里提出我们的分析六个CEMP星。钙和碳是所有六颗恒星中唯一可以测量的元素。范围为-5.0 ≤ [Ca/H] ≤-2.1和7.12 ≤ A（C）≤ 8.65。对于恒星SDSS J1742+2531，我们能够探测到三条FeI谱线，从中我们推导出[Fe/H]=-4.80，从四条CaII谱线中我们推导出[Ca/H]=-4.56，从G带的合成中我们推导出A（C）=7.26。对于SDSS J1035+0641，我们无法检测到任何铁线，但我们可以设置[Fe/H]< -5.0的稳健（3 σ）上限，并测量Ca丰度，[Ca/H]=-5.0，碳，A（C）=6.90。在SDSS J1742+2531或SDSS J1035+0641的光谱中没有检测到锂，这意味着这两颗恒星的A（Li）<1.8。我们测量的碳丰度证实了CEMP恒星中碳的双峰分布，确定了高碳带和低碳带。我们提出了这种双峰的解释，根据该解释，高碳带上的恒星是AGB伴星质量转移的结果，而低碳带上的恒星则是气体云的真正化石记录，该气体云也被提供碳和较轻元素的微弱超新星（SN）所富集。（节录）
2015-04-22 astro-ph.GA
Starburst Energy Feedback Seen Through HCO$^+$/HOC$^+$ Emission in NGC 253 from ALCHEMI
分子丰度对紫外光子通量和宇宙射线电离率敏感。在星暴环境中，高能光子和粒子的影响预计会更强。我们研究这些天体化学特征，通过多个过渡的HCO $^+$和其亚稳异构体HOC $^+$在中心的星爆星系NGC 253使用的数据从ALMA大型程序ALCHEMI。HOC $^+$（1-0）积分强度的分布显示了它与“超级气泡”的联系，超级气泡是由超新星或扩展的HII区域产生的空腔。观测到的HCO $^+$ /HOC $^+$丰度比为$\sim 10-150$，HOC $^+$相对于H $_2$的丰度分数为$\sim 1.5\times 10^{-11} - 6\times 10^{-10}$，这意味着NGC 253中心的HOC $^+$丰度明显高于银河系和银河系中心云的静止螺旋臂暗云。与化学模型的比较表明，如果最大视消光为$\gtrsim 5$，则星际辐射场为$G_0\gtrsim 10^3$，或者宇宙射线电离率为$ζ\gtrsim 10^{-14}$ s $^{-1}$（比银河旋臂云内的电离率高3-4个数量级），以再现观测结果。从HOC $^+$形成途径的差异，我们提出HOC $^+$的低激发线跟踪宇宙线占主导地位的地区，而高激发线跟踪光解离区。我们的研究结果表明，NGC 253中心的星际介质受到来自紫外光子和宇宙射线的能量输入的显着影响，这些能量反馈源。
2021-09-14 astro-ph.GA
Assessing model-based carbon and oxygen abundance derivation from ultraviolet emission lines in AGNs
我们提出了HII-CHI-Mistry-UV代码的改编版本（Pérez-Chino & Amorín 2017），以从紫外线发射线中获得化学丰度，用于活动星系核（AGN）的窄线区域（NLR）。我们评估不同的紫外线发射线的比率，以及如何不同的假设模型，包括尘埃颗粒的存在下，入射光谱能量分布的形状，或围绕中心源的气体包层的厚度，可能会影响最终的估计作为一个功能的一组使用的发射线。我们将我们的结果与其他已发表的使用相同发射线推导丰度的方法进行了比较，结果表明，使用CIII] $λ$ 1909和OIII] $λ$ 1665发射线推导碳氧丰度比是活动星系核中金属含量的一个可靠指标，几乎与模型假设无关，类似于恒星形成区的情况。此外，我们表明，事先确定的C/O允许一个更精确的测定总氧丰度使用碳紫外线，而不是假设O/H和C/O之间的任意关系，这可能会导致不可忽略的差异。
2023-02-24 astro-ph.GA
Chemical Enrichment in the Faintest Galaxies: the Carbon and Iron Abundance Spreads in the Boötes I Dwarf Spheroidal Galaxy and the Segue 1 System
我们提出了一个AAOmega光谱研究的红巨星在牧夫座I，这是一个超微弱的矮星系，和Segue 1，建议要么是一个极低光度的矮星系或星团。我们的重点是量化的平均丰度和丰度分散在铁和碳，并寻找遥远的径向速度成员，在这些系统。我们调查的主要结论是，Bootes I和Segue 1的碳丰度分布很大。对于牧夫座I，我们的16个速度成员中有4个的[C/H] < ~-3.1，而2个的[C/H] > ~-2.3，表明Delta[C/H]的范围为~ 0.8。Segue 1存在一个Delta[C/H] ~ 1.0的范围，包括我们发现的一颗[Fe/H] = -3.5和[C/Fe] =+2.3的恒星，它是一个径向速度成员，距离系统中心4个半光半径。铁丰度的伴随范围为Bootes I和Segue 1的Delta[Fe/H] ~ 1.6。当[Fe/H] <-3.0时，银河系的矮星系卫星表现出[C/Fe]对[Fe/H]的依赖性，这与在其晕族中观察到的非常相似。我们发现矮星系中恒星的[C/Fe] ~ 0.3，我们认为这是Spite等人（2005）的星系晕“未混合”巨星的对应物，他们报告的[C/Fe] ~ 0.2，这可能代表[Fe/H] = -3.0到-4.0的材料的出生碳相对丰度。我们证实了光度和平均金属丰度和丰度之间的相关性分散在银河系的矮卫星，延伸到至少微弱的Mv =-5。Segue 1的平均金属丰度非常低，…
2010-08-01 astro-ph.GA
The influence of a top-heavy integrated galactic IMF and dust on the chemical evolution of high-redshift starbursts
本文研究了星系初始质量积分函数（IGIMF）和尘埃演化对高红移星暴星系丰度分布的影响。在我们的化学模型中，气体云的快速坍缩引发了一个激烈而快速的恒星形成过程，这一过程一直持续到星系风的爆发，由恒星风和超新星爆炸注入的热能提供动力。我们的模型遵循几个化学元素（C，N，$α$ -元素和Fe）在气体和尘埃阶段的演变。%采用了最新的恒星产额和尘埃公式。我们测试了不同的$β$值，即IGIMF的嵌入式集群质量函数的斜率，其中较低的$β$值意味着更头重脚轻的初始质量函数（IMF）。计算出的丰度进行比较，高品质的丰度测量获得透镜星系和复合光谱中的大样本的恒星形成星系的红移范围$2 \lesssim z \lesssim 3$。IGIMF的采用导致了相对于标准Salpeter IMF的恒星形成速率的明显增加，对化学演化产生了强烈的影响。我们发现，为了重现在这些星系中观察到的丰度模式，我们需要一个非常头重脚轻的IGIMF（$β< 2$）或大量的尘埃。特别是，如果灰尘很重要，IGIMF应该有$β\ge 2$，这意味着IMF比Salpeter稍微重一些。还计算了不同质量和IMF的星系的尘埃质量随时间的演化，突出了尘埃量随着顶部较重的IGIMF而增加。
2020-03-24 astro-ph.GA
Carbon-loud SDSS BOSS QSO2s at z > 2: High density gas or secondary production of Carbon?
本文研究了斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天中145个II型类星体（QSO 2）的紫外线发射线比，并与具有气体密度、气体化学丰度和电离参数的活动星系核（AGN）光电离模型网格进行了比较。大多数类星体都是“碳大声”的，Civ/He ii的比值在窄线区域异常高，这意味着气体密度高于预期（>10^6 cm^-3）和/或相对碳丰度明显高于太阳。我们还发现，在我们的大多数样本中，太阳或超太阳氮丰度和金属丰度是必需的，物体之间可能存在显着差异。与具有相似红移（HzRGs; z > 2）的射电星系相比，类星体2的NV/HeII、CIV/HeII和CIII]/HeII偏高，表明系统性更高的气体密度和/或系统性更高的C和N丰度。我们没有发现任何证据表明这两种类型的对象之间的N/C丰度比的系统差异。NIV]/CIV比值的分散意味着类星体2和HzRG之间N/C丰度比值的显著分散，这与天体之间化学富集历史的差异相一致。有趣的是，我们发现对N和C都采用次要行为解决了长期存在的“NIV]问题”。类星体2和HzRGs的一个子集似乎也是“硅响”的，SiIII]相对通量表明Si/C和Si/O比它们的太阳值高一个数量级。最后，我们提出了新的紫外线标准，以选择真正的类星体低密度窄线区域。
2020-07-26 astro-ph.GA
Carbon and Oxygen Abundances in Low Metallicity Dwarf Galaxies
对碳和氧丰度的研究提供了关于这些元素的时间演化和核合成起源的信息，但仍然相对未被探索。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）时，星云碳的测量仅限于静止帧紫外碰撞激发发射线。因此，我们提出了紫外分光光度法的12个附近，低金属，高电离的HII地区的矮星系获得的宇宙起源光谱仪的哈勃太空望远镜。我们提出的第一个分析的C/O比在本地星系的基础上，同时显着检测的紫外O^+2和C^+2碰撞激发线在我们的目标和五个对象从文献中，创建一个最终的样本12个显着的检测。我们的样品补充了光学SDSS光谱，从我们测量的星云的物理条件和氧丰度使用直接的方法。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）下，鉴于观察到的大分散，本样品的C/O与O/H没有明显的趋势。当结合在较高的O/H值的复合线观察，增加C/O与增加O/H的一般趋势也是可行的，但有一些显着的离群值。此外，我们发现的C/N比似乎是恒定的（但具有显着的分散）在一个大范围内的氧丰度，表明碳主要是由类似的核合成机制作为氮。如果这是真的，我们目前对氮产生的理解是正确的，这将表明碳的初级生产（一个平坦的趋势）在低金属含量下占主导地位，但准次级生产（一个增加的趋势）在高金属含量下变得突出。需要更大的样本来确定这种关系的真实性质和离散度。
2016-05-19 astro-ph.GA
The age-chemical abundance structure of the Galactic disc II: $α$-dichotomy and thick disc formation
本文将我们以前对银河系外盘年龄-化学丰度结构的研究扩展到了内盘（4 < r < 8 kpc）。与外盘不同，内盘星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上呈现明显的双峰分布。虽然在文献中已经提出了一些方案，但用理论模型恢复这种双峰分布仍然具有挑战性。为此，我们提出了一个化学演化模型嵌入一个复杂的多相内盘形成的情况下，所观察到的双峰[Mg/Fe]-[Fe/H]分布相匹配。在这种情况下，内盘的形成是由两个主要的星暴事件6 Gyr除了长期的，低水平的恒星形成活动之间。在我们的模型中，第一次星暴发生在宇宙时间的早期（t~1 Gyr），第二次星暴发生在宇宙时间的6 Gyr后的t~7 Gyr。在我们的模型中，这两个星爆事件都与气体吸积事件有关，并迅速熄灭。第一次星暴导致高$α$序列的形成，第二次星暴导致贫金属低$α$序列的形成。相反，富含金属的低$α$星是在两次爆发之间的长期演化阶段形成的。我们的模型表明，$α$ -二分法起源于第一次星暴后恒星形成的快速抑制。这两次星爆事件可能是几何厚盘（z >1 kpc）形成的原因，老的内厚盘和年轻的外厚盘分别在第一次和第二次星爆期间形成。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling carbon-chain species formation in lukewarm corinos with new multi-phase models
在不冷不热的Corinos L1527、B228和L483中观察到了丰富的碳链物种。这些碳链物种被认为是在30 K左右的温度下CH $_4$从尘埃颗粒表面解吸后在气相中合成的。我们调查碳链物种形成在微温corinos使用更严格的数值方法和先进的表面化学模型。我们使用宏观蒙特卡罗方法进行模拟。除了两相模型，基本的多相模型和新的多相模型用于模拟尘埃颗粒的表面化学。在两相模型中，所有挥发性物质都可以在其升华温度下升华，而在基本和新的多相模型中，大多数挥发性物质在水冰升华之前被冻结在冰幔中。新的多相模型允许更多的挥发性物种升华在他们的升华温度比基本的多相模型。当T $\sim$ 30 K时，两相模型中CH $_4$和CO的丰度最高，而基本多相模型中CO和CH $_4$的丰度最低。当T $\sim$ 30 K时，基本模型和新模型中碳链物种的丰度均低于两相模型，这是因为CH $_4$是合成碳链物种的关键.两相模型在预测碳链物种丰度以拟合观测值方面表现最好，而基本多相模型的效果最差。新的多相模型预测的碳链物种的丰度与观测结果相当吻合。CH $_4$的数量可以在冰幔内扩散，因此在升温时升华，在气相中碳链物种的合成中起着至关重要的作用。在不冷不热的科里诺斯中观察到的碳链物种可能能够测量表面化学模型。
2019-01-11 astro-ph.GA
A Molecular Line Survey toward the Nearby Galaxies NGC 1068, NGC 253, and IC 342 at 3 mm with the Nobeyama 45-m Radio Telescope: Impact of an AGN on 1 kpc Scale Molecular Abundances
研究星系的化学组成与能量来源之间的关系对于理解星系演化过程具有重要意义。利用Nobeyama 45 m望远镜在3 mm波段对AGN宿主星系NGC 1068和典型的星暴星系NGC 253和IC 342进行了无偏的分子谱线测量。这种线巡天的优点是所获得的光谱具有单碟望远镜所获得的最高角分辨率。特别是，该望远镜的光束尺寸为~15”--19”，能够在空间上分离NGC 1068中的核分子发射和星暴环（d~30”）的发射。我们成功地在每个星系中探测到了大约23种分子，并计算了旋转温度和柱密度。我们估计了13 CO和CS分子的分子丰度分数，并在三个星系之间进行比较，以研究活动星系核环境的化学特征。结果，我们发现在1 kpc尺度上AGN周围分子丰度的明显趋势。与星暴星系相比，NGC 1068中HCN、H13 CN、CN、13 CN和HC 3 N的丰度更高，而CH 3CCH的丰度较低。高丰度的HCN、H13 CN和HC 3 N表明NGC 1068的环核盘处于高温环境中。未检测到CH 3CCH的原因可能是高能辐射的离解或CH 3CCH前体从颗粒中的较少升华。
2017-12-14 astro-ph.GA
Carbon Abundances in Compact Galactic Planetary Nebulae: An Ultraviolet spectroscopic study with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)
我们用哈勃太空望远镜（HST/STIS）上的太空望远镜成像光谱仪测量了一个致密的银河系行星状星云（PNe）样本，以确定它们的气相碳丰度。PNe中的碳丰度限制了它们的渐近巨星分支（AGB）祖先的性质，以及宇宙循环。我们测量了11个紧凑的银河系PNe的碳丰度或其极限，显着增加了银河系PNe的样品，其碳丰度基于HST紫外光谱是可用的。大多数目标的尘埃含量已经在斯皮策光谱学的其他地方进行了研究;考虑到星云的紧凑性质，紫外和红外光谱可以直接比较，以研究气相和尘埃相的碳。我们发现，贫碳（C/O<1）致密的银河系PNE具有富氧尘埃类型（ORD），而碳增强的对应物（C/O>1）具有富碳尘埃（CRD），证实了麦哲伦云PNE中气相和尘埃相碳含量之间的相关性。基于AGB演化的预期最终产量模型，我们解释了本研究中的大多数贫碳PNe是~1.1-1.2 M $_{\odot}$恒星的后代，这些恒星在红巨星分支（RGB）上经历了一些额外的混合，它们经历了AGB阶段，但没有经历碳星阶段。这一群中的大多数PNe具有双极形态，可能是由于太阳下伴星的存在。我们样本中的碳增强PNe可能是1.5-2.5 M $_{\odot}$范围内恒星的后代，这取决于它们原始的金属丰度。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon abundances and radial gradients in NGC300 and other nearby spiral galaxies
我们目前的深阶梯分光光度法的一个样本的HII区域沿盘的Scd星系NGC300获得的紫外和视觉中阶梯光谱仪（UVES）在甚大望远镜（VLT）的目的是检测和测量非常微弱的OII和CII允许线。本研究的重点是从微弱的光学复合线（ORL），而不是最常用的碰撞激发线（CEL）获得的C和O丰度。我们已经从几个物体中的CII 4267埃RL和OII 4649埃附近的多重态1导出了C++的离子丰度。最后，我们计算了NGC300中的C/H，O/H和C/O比的径向梯度，这使得我们的小组在附近的其他螺旋星系获得类似的数据进行比较。
2014-12-10 astro-ph.GA
Carbon Abundance of Globular Cluster M22 (NGC 6656) and the Surface Carbon Depletion Rates of the Milky Way Globular Clusters
本研究基于测光碳丰度测量推导了银河系多个球状星团（M22、M5、M3、M92）RGB恒星的碳消耗率，发现其具有金属丰度依赖性，且第二代恒星消耗率大于第一代，为理论模型混合效率和晕族恒星碳丰度演化提供了关键约束。
2023-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?
碳增强贫金属星（CEMP）在贫金属星中占有相当大的比例，但其起源还不十分清楚。从SDSS巡天中选择了三颗非常贫金属的富碳转折星，用ESO VLT（UVES）进行观测，以精确确定元素丰度。在转折星（不像巨星）中，碳丰度不会受到与深层混合的影响，因此更容易解释。分析是在一维LTE静态模型大气中进行的。当可用时，将非LTE校正应用于经典LTE丰度。CH和CN分子带上的3D效果计算使用恒星大气的流体动力学模拟（CO 5 BOLD），被发现是非常重要的。为了便于与以前的结果进行比较，在讨论中仅使用1D丰度。元素的丰度（或上限）使我们能够将这些恒星置于不同的CEMP类别中。碳丰度证实了[Fe/H] \geq-3.4的A（C）= 8.25处存在平台。大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -3.4）的碳丰度明显较低，表明A（C）\approx 6.5处的平台较低。需要对大量的低金属丰度富碳恒星样本进行详细分析，以确认（或反驳）这种可能的第二个平台，并详细说明CEMP恒星在低金属丰度时的行为。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using Molecular Lines to Determine Carbon and Nitrogen Abundances in the Atmospheres of Cool Stars
同时分析5100-5200和7930- 8100 A光谱区的C_2和CN分子谱带，对于精确测定类太阳恒星大气中的碳（C）和氮（N）丰度是一种很有前途的选择。在最近改进了两种分子的分子常数之后，这种新方法的实际实施成为可能。新的分子数据预测了正确的谱线强度和谱线位置;因此，它们被收录在维也纳原子谱线数据库（VALD）中，该数据库被天文学家和光谱学家广泛使用。在本文中，我们证明了分子数据分析提供C，特别是N丰度与原子线的一致。我们通过对三星的分析来说明这一点。考虑到在类太阳恒星的观测光谱中使用N1谱线的困难，我们的结果为使用C_2和CN分子谱线的组合来精确测定氮丰度提供了有力的论据。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Multiple Populations of M5 (NGC 5904)
利用我们新的Ca-CN-CH-NH测光方法，我们重新审视了球状星团（GC）M5。我们发现，M5是一个单金属GC与小金属分散。我们的碳丰度表明，M5 CN-s人口的$σ$ [C/Fe]，与贫化的碳和增强的氮丰度，是显着大的一个单一的恒星星族。我们的新分析表明，M5的CN-s人口是很好地描述了两个恒星星族：CN-s $_{\rm I}$，是CN-s的主要组成部分，具有中间的碳和氮丰度和CN-s $_{\rm E}$最贫碳和富氮丰度。我们发现，CN-s $_{\rm E}$是显着集中比其他人，而CN-w和CN-s $_{\rm I}$有类似的累积径向分布。红巨星分支凸点$V$星等是单金属星群中氦丰度的晴雨表，它与单个星群的平均碳丰度相关，表明碳丰度与氦丰度呈负相关。我们提出，CN-s $_{\rm E}$形成的气体，经历了质子捕获过程在高温下在最里面的区域的原GC的M5，居住在一个密集的周围密度环境。不久之后，CN-s $_{\rm I}$在空间上更广泛的区域中由原始气体稀释的气体形成，与其他人目前开发的数值模拟一致。
2021-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray Properties of NGC 253's Starburst-Driven Outflow
我们分析的图像和光谱数据从$\approx$ 365~ks的观测从{ \it钱德拉} X射线天文台的附近，边缘上的星暴星系NGC 253的约束属性的热相的流出。我们把我们的分析集中在流出的$-$ 1.1至$+$ 0.63千秒差距的区域，并定义了几个区域的光谱提取，我们确定最适合的温度和金属丰度。我们发现，温度和电子密度的峰值在中央$\sim$ 250 pc区域的流出，并随着距离的减少。这些温度和密度分布与绝热球形膨胀星暴风模型不一致，并表明存在额外的物理，如质量加载和非球形流出几何。我们推导出的温度和密度在核区域产生几百万年的冷却时间，这可能意味着热气体可以经历体辐射冷却，因为它沿着短轴逃逸。我们的金属丰度的O，Ne，Mg，Si，S，和Fe都在中心区域的峰值和减少沿流出的距离，与Ne的例外，它保持一个平坦的分布。金属丰度表明在星爆区之外有显著的稀释。我们还发现估计的质量流出率是$2.8\:M_{\odot}/\rm{yr}$在北部流出和$3.2\:M_{\odot}/\rm{yr}$在南部流出。此外，我们检测到的电荷交换发射，并发现它有一个显着的贡献（$20-42$ \%）的总宽带（$0.5-7$千电子伏）X射线发射的中部和南部地区的流出。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Caveats about measuring carbon abundances in stars using the CH band
本研究分析X-shooter光谱库中恒星碳丰度测量，发现基于CH带的[C/Fe]估计存在强模型依赖性，不同网格差异可达0.8 dex，提示需谨慎解释此类测量结果。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
HII Regions And the Protosolar Helium, Carbon, and Oxygen Abundances in the Context of Galactic Chemical Evolution
我们提出了不同的Z依赖的产率的银河系盘的化学演化模型。我们发现，太阳金属丰度的大质量恒星的适度的质量损失率产生一个很好的适合所观察到的银河系盘的C/H和C/O梯度。最佳模型还适合：由M17复合线导出的H、He、C和O丰度，由太阳邻近星导出的原太阳丰度和C/O-O/H、C/Fe-Fe/H和O/Fe-Fe/H关系。该模型与原太阳丰度的一致性意味着太阳起源于与它相似的银河系中心距离。我们的模型为$r=3$ kpc意味着一小部分的恒星在隆起的方向上形成的内盘。我们得到的模型与螺旋星系中河外H~{ \sc ii}区的C/O与O/H关系符合得很好。
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring oxygen abundances from stellar spectra without oxygen lines
氧是恒星和宇宙中最丰富的“金属”元素。但是，确定恒星中的氧丰度已被证明是具有挑战性的，因为它们的光谱中缺乏可检测的原子氧谱线，以及这些谱线的观测和理论复杂性（例如，共混物、3D、非LTE）。尽管如此，Ting等人（2017）最近能够证明，可以通过低分辨率（R $\simeq$ 2000）光谱确定氧丰度。在这里，我们调查的物理过程，使这样的测量冷恒星，如K-巨星。我们发现，最强的光谱诊断氧来自CNO原子分子网络，但表现在光谱特征，不涉及氧。在外层大气层中，大部分碳被锁定在CO中，氧丰度的变化直接影响所有其他含碳分子的丰度，从而改变CH、CN和C $_2$特征在光谱中的强度。在更深的大气层中，大多数碳以原子形式存在，氧丰度的任何变化对其他含碳分子的影响都很小。实现这种氧丰度测量的关键物理效应是光学中的光谱特征来自CO主导和原子碳主导区域，提供对C和O的非简并约束。除了手头的情况下，结果表明，物理健全的丰度测量不需要局限于那些元素，有可观察到的线本身。
2018-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
C, N and O abundances in red clump stars of the Milky Way
依巴谷轨道天文台揭示了银河系中大量燃烧氦核的“团块”恒星。这些低质量恒星表现出额外混合过程的特征，这需要在标准模型的第一次挖掘之外进行建模。12 C/13 C比值是最可靠的深混合诊断，因为它对所采用的恒星参数不敏感。在这项工作中，我们提出了12 C/13 C测定的34个银河系团星的样本以及氮，碳和氧的丰度。使用C2 Swan（0，1）带头在5635.5 A下研究碳的丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和12 C/13 C同位素比值。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。与太阳和银盘的矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约减少0.2德克斯，氮增加0.2德克斯，氧接近矮星的丰度。与演化模型的比较显示，这些恒星可以分为两类：一类是第一个上升的巨星，其碳同位素比率根据第一次挖掘预测而改变;另一类是氦核燃烧的恒星，其碳同位素比率因额外的混合而改变。被调查的恒星落在这些群体中的数量大致相等。
2010-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon enrichment in APOGEE disk stars as evidence of mass transfer in binaries
本研究利用APOGEE数据确认银河系盘星中碳和铈丰度增强与双星频率相关，支持碳增强源于双星质量转移，并在高-α盘星中发现碳丰度聚集现象。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Milky Way stellar disk. Carbon, nitrogen, oxygen, sulphur, potassium, and copper abundances for 714 F- and G-type dwarf stars in the solar neighbourhood
Lund University（隆德大学）
通过测量714颗邻近F/G矮星和亚巨星的C、N、S、K、Cu丰度及修正后的O丰度，发现O、S、K、C等元素丰度比具有强年龄敏感性，能清晰区分银河薄盘和厚盘种群，扩展了化学演化诊断能力。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting circumstellar chemistry of carbon-rich asymptotic giant branch stars. III. SiO and SiS abundances
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合 observatory）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden University（莱顿大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本文通过高分辨率ALMA观测和非本地热力学平衡模型，研究了五颗碳星中SiO和SiS的丰度分布，发现其丰度显著高于IRC+10216，且化学模型对SiO预测良好但对SiS的e-folding半径高估。
2026-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VIII. Carbon and oxygen
上下文：[删节]。对于银河系凸起，目前基本上没有对未进化恒星中的碳进行测量，这阻碍了我们将银河系化学进化模型与这个仍然神秘的恒星星族的观测数据进行适当比较的能力。目标：我们的目标是确定我们的91个微透镜凸起矮星和亚巨星样本的碳丰度。再加上对氧的新测定，这形成了第一个具有统计学意义的具有C和O丰度测量的膨胀星样本，并且C丰度没有被恒星内部的核燃烧过程改变。方法：分析是基于91颗矮星和次巨星的高分辨率光谱，这些恒星是在恒星亮度被高度放大的微透镜事件中获得的。碳丰度通过谱线合成9100 A附近的五条CI线来确定，氧丰度使用7770 A附近的三条OI线来确定。[简略]结果：样本中91颗恒星中有70颗的碳丰度可以确定，样本中91颗恒星中有88颗的氧丰度可以确定。[C/Fe]比基本上与[Fe/H]同步演变，以太阳值为中心。[O/Fe]-[Fe/H]趋势的外观非常类似于在凸起中观察到的其他α元素[缩写]。当把核球样本分成两个亚组时，一个小于8 Gyr，一个大于8 Gyr，这两个亚组中的恒星完全遵循太阳邻域薄盘和厚盘定义的元素丰度趋势。与最近的[C/O]-[O/H]平面上的银河系化学演化模型的比较表明，与数据最匹配的模型是考虑到银河系薄盘和厚盘计算的模型。[简略].
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
M3DIS -- A grid of 3D radiation-hydrodynamics stellar atmosphere models for stellar surveys. II. Carbon-enhanced metal-poor stars
针对传统一维恒星大气模型的偏差问题，本研究用M3DIS构建碳增丰贫金属星的三维辐射流体动力学模型，推导丰度修正值，修正后CEMP星占比等结果更符合银河系化学演化模型预期。
2025-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and Nitrogen Abundance Ratio In the Broad Line Region of Tidal Disruption Events
ASASSN-14 li、PTF-15 af和iPTF-16 fnl三个潮汐扰动事件的静止帧紫外光谱显示出较强的氮发射线，但碳发射线较弱或不可检测。在这三个天体中，C III] $λ1908$ /N III] $λ1750$比值的上限比类星体低约两个数量级，表明[N/C]丰度比很高。详细的光电离模拟，我们表明，$C^{2+}$和$N^{2+}$形成在同一个区域，所以C III]/N III]的比例只适度依赖于气体中的物理条件和弱的电离连续体的形状。在给定的金属丰度下，在气体密度和电离参数的宽范围内，线比的变化小于$0.5$ dex。这允许对氮与碳的相对丰度比的稳健估计。我们推导出ASASSN-14 li的[N/C] $>1.5$的相对丰度比，PTF 15 af和iPTF 16 fnl的[N/C]相对丰度比甚至更高。这表明，这些TDE源中的宽线区域是由氮增强的核心材料制成的，其在稍后的时间回落。根据恒星演化模型，破裂恒星的下限应大于0.6 M $_{\odot}$。谱线发射气体的化学丰度为耀斑起源于恒星潮汐破裂提供了有力的证据。PTF 15 af和iPTF 16 fnl中X射线发射的弱性与强宽吸收线的重合，以及ASASSN-li 14中没有这种线的强X射线发射，类似于有和没有宽吸收线的类星体。
2017-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
CNO abundances and carbon isotope ratios in evolved stars of the open clusters NGC 2324, NGC 2477, and NGC 3960
我们的主要目标是确定疏散星团NGC 2324、NGC 2477和NGC 3960中已演化巨星的碳-氮和碳同位素比，这些星团的关闭质量约为2 Msun，并将它们与理论模型的预测进行比较。使用差分合成光谱法分析高分辨率光谱。使用C2 Swan（0，1）带头在5135和5635.5 A处推导碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比值。氧丰度由6300 A处的[Oi]线确定。CNO丰度的平均值为[C/Fe]=-0.35+-0.06（s.d.），NGC 2324的7颗星[N/Fe]=0.28 ± 0.05，[O/Fe]=-0.02 ± 0.10，NGC 2477的6颗星[C/Fe]=-0.26 ± 0.02，[N/Fe]=0.39 ± 0.04，[O/Fe]=-0.11 ± 0.06; NGC 3960的6颗恒星的[C/Fe]=-0.39+-0.04，[N/Fe]=0.32+-0.05，[O/Fe]=-0.19+-0.06。平均C/N比分别为0.92 ± 0.12、0.91 ± 0.09和0.80 ± 0.13。平均12 C/13 C比值分别等于21+-1，20+-1和16+-4。将所研究的疏散星团中恒星的12 C/13 C和C/N比值与恒星演化模型预测的比值进行了比较。NGC 2324和NGC 2477的12 C/13 C和C/N比值的…
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting circumstellar chemistry of carbon-rich asymptotic giant branch stars. II. Abundances and spatial distributions of CS
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden University（莱顿大学）；Monash University（蒙纳士大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Gemini Observatory（双子座天文台）
本研究通过分析五颗碳星的星周化学，确定CS的丰度和空间分布，改进了碳星星周化学模型，并验证了IRC+10216作为典型碳星的代表性。
2025-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The connection between warm carbon chain chemistry and interstellar irradiation of star-forming cores
对暖碳链化学（WCCC）核心的一些观测表明，它们通常位于分子云的边缘附近。这一发现可能表明，WCCC在暴露于星际介质辐射的恒星形成核心中得到促进。我们的目标是研究这种核心中碳链的化学性质。对低质量恒星形成核心中的气体包进行了化学模拟，并将星际光子和宇宙射线的辐射水平与仅接受十分之一辐射的核心进行了比较。在全辐照模型中，发现碳链的丰度比低辐照模型高出几到几百倍。在星前阶段，可能在扩展的星周包层中，由于星际光子和宇宙射线对气体和尘埃的照射，碳链丰度较高。一个完整的标准宇宙射线诱导电离率是必不可少的高碳链丰度峰发生在拱星包层，这是加热的原恒星（“真正的”WCCC现象）。全辐照模型比低辐照模型具有更低的复杂有机分子丰度。我们的结论是，WCCC可能是由恒星形成核心暴露于星际辐射，甚至只是宇宙射线造成的。附录描述了计算宇宙射线诱导解吸速率的最新精确方法。
2021-02-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular diagnostics for the mid-infrared emission of planet-forming disks. Carbon and oxygen elemental abundances
Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理学研究所）
研究通过构建25个模型网格，探讨了类星盘中碳和氧丰度变化对中红外光谱的影响，识别出可用于推断C/H、O/H及C/O比值的分子诊断方法。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of 1111 FGK stars from the HARPS GTO planet search program IV. Carbon and C/O ratios for Galactic stellar populations and planet hosts
我们研究碳丰度有两个目的。一方面，我们希望在银河系化学演化的背景下评估碳的行为。另一方面，我们专注于可能的依赖性的碳丰度的行星的存在和各种因素（如不同的氧线）的影响上的C/O元素比的测定。我们从HARPS-GTO样本中的757颗FGK恒星的两条原子线推导出碳的化学丰度。这些丰度是使用自动测量的EW和Kurucz ATLAS 9大气网格用代码MOOG得出的。氧丰度，使用不同的线得出，取自本系列以前的论文，并更新了新的恒星参数。我们发现，厚盘和薄盘恒星的[C/Fe]在整个金属丰度范围内是化学分离的，它们有共同之处。此外，高$α$富金属星的[C/Fe]比也比薄盘星高，分离度高，达到[Fe/H]\，$\sim$\，0. 2\，dex. [C/O]比呈现出一个总体平坦的趋势，作为[O/H]的函数，但当考虑到类似金属量的恒星时，这种趋势变成了负值。我们发现初步的证据表明，恒星的低质量行星在较低的金属丰度有较高的[C/Fe]比恒星没有行星在相同的金属丰度，以同样的方式已经发现的$α$元素。最后，当使用6158 A的氧线时，我们绝大多数恒星的元素C/O比低于0.8，然而，6300 A的禁氧线提供了系统性的更高C/O值。此外，通过使用不同的大气模型的C/O比可以有一个不可忽略的差异冷星。因此，碳氧比应按比例缩放到一个共同的太阳能参考，以正确评估其行为。
2021-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
