The depletion of carbon by extra mixing in metal-poor giants
贫金属（[Fe/H] <= -2）但碳正常的巨星和富碳的巨星之间存在明显的二分法。前者在红巨星分支上经历了第一次疏浚后经历了显着的碳消耗，而后者似乎没有经历显着的消耗。我们调查这一点的背景下，额外的混合发生通过热盐不稳定性，由于燃烧的氦-3。我们提出了三种模型的[C/Fe]，[N/Fe]和碳-12/碳-13的演化：一个碳正常的贫金属恒星，和两个恒星，已从1.5太阳质量的AGB同伴吸积材料，一个已收到0.01太阳质量的材料，另一个已收到0.1太阳质量。我们发现碳正常贫金属星的行为很好地再现了这一机制。此外，我们的模型还表明，在富碳恒星中，碳消耗的效率显着降低。这种额外的混合机制能够再现正常碳和富碳恒星的观测特性。
2009-04-15 astro-ph.SR
NLTE strontium abundance in a sample of extremely metal poor stars and the Sr/Ba ratio in the early Galaxy
重元素在极度贫金属恒星中的丰度对这些元素在第一批恒星中形成的过程提供了强有力的限制。我们试图确定精确的丰度锶在一个均匀的样品中的极端贫金属恒星。通过放弃局域热力学平衡（LTE）假设，将非局域热力学平衡（NLTE）谱线与观测到的谱线拟合，重新测定了54颗非常或极贫金属星的锶丰度。校正后的Sr丰度和以前获得的NLTE Ba丰度进行比较，几个假设的形成过程中的预测较轻的中子捕获元素。我们的NLTE丰度证实了先前确定的低金属丰度恒星中锶丰度的巨大分散。这种分散也被发现（甚至更大）在非常低的金属丰度（即。e.在化学进化的早期）。在极贫金属（EMP）的恒星的Sr丰度是兼容的主要r-过程中涉及的其他过程（或通过变化的r-过程），我们简要讨论。
2011-04-04 astro-ph.SR
Spectroscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. V. The Zn-Enhanced Metal-Poor Star BS 16920-017
本文报道了我们以前研究的18颗贫金属星的Zn丰度，其金属丰度范围为-3.2 < [Fe/H] <-2.5。在此金属丰度范围内，大多数恒星的[Zn/Fe]值随[Fe/H]值的减小而增大，证实了前人的研究结果。然而，极贫金属恒星BS 16920-017（[Fe/H] = -3.2）表现出显着高的[Zn/Fe]比（[Zn/Fe] = +1.0）。将该天体的化学丰度与HD 4306（其大气参数与BS 16920-017相似）进行比较，清楚地表明该恒星缺乏α元素和中子捕获元素，同时Mn和Ni以及Zn的含量增加。与超新星爆炸的关联被提出来解释在极贫金属恒星中发现的高Zn丰度比是一种可能的解释，尽管需要进一步的研究来充分解释这个物体的丰度模式。
2011-01-24 astro-ph.SR
The s-Process Nucleosynthesis in Extremely Metal-Poor Stars as the Generating Mechanism of Carbon Enhanced Metal-Poor Stars
碳增强贫金属（CEMP）星的起源在描述第一批恒星和银河系的形成和演化中起着关键作用，因为[Fe/H] \leq-2.5的极贫（EMP）星在表面化学成分上具有碳增强的共同特征。这些恒星的起源尚未确定，因为没有s-过程元素丰度增强的CEMP星的起源存在争议，即，所谓的CEMP--没有恒星。本文详细阐述了EMP-AGB星的s-过程核合成，并对CEMP星的起源进行了探讨。我们发现，在[Fe/H] \lesssim-2处，s-过程的效率由O而不是Fe控制。我们证明，Sr，Ba，Pb的相对丰度的C解释的风吸积从AGB星的双星系统。
2016-09-29 astro-ph.SR
Explaining the Sr and Ba Scatter in Extremely Metal-Poor Stars
对贫金属恒星中Sr和Ba丰度的计算表明，[Sr/Ba]在[Fe/H] $<$ -3.6处有一个明显的截止值，[Fe/H] $>$-3.6处有较大的波动，并有一个明显的上限，取决于金属丰度。我们研究了对数比[Sr/Ba]上限的因素。一个模型的开发，其中II型超新星的崩溃被发现重现数据中看到的许多功能。该模型与贫金属星轻元素富集的星系化学演化约束相一致。在爆炸现场的湍流的影响也进行了模拟，并被发现是重要的解释中观察到的[Sr/Ba]数据的大散射。
2013-02-26 astro-ph.SR
Modelling the nucleosynthetic properties of carbon-enhanced metal-poor RR Lyrae stars
某些碳增强贫金属恒星可能是通过最早的几代渐近巨星分支恒星的污染获得它们的成分，因此为早期宇宙核合成提供了重要线索。最近，金曼等人发现，富含碳和钡的贫金属恒星SDSS J1707+58实际上是一个RR型的Lyrics。这给了我们一个处于明确进化状态的物体，在主序列中，由于物体已经通过了第一次挖掘，因此物质稀释的影响被最小化。我们进行详细的恒星模拟假定的祖先系统，我们吸积材料渐近巨星分支恒星的质量范围1-2太阳质量。我们调查如何表面丰度的影响，包括热盐混合和重力沉降等机制。虽然我们能够找到一个合理的适合SDSS J1707+58的碳和钠丰度，这表明从2个太阳质量的伴星吸积约0.1个太阳质量，锶和钡丰度仍然是个问题，这个物体可能经历了标准$s$过程以外的东西。我们在拟合轻度富碳、贫金属的RR Lycerminator TY Gru（CS 22881-071）的丰度方面取得了更大的成功，我们认为它从大约1个太阳质量的伴星那里接收了0.1个太阳质量的物质。
2013-07-17 astro-ph.SR
The BaSTI Stellar Evolution Database: models for extremely metal-poor and super-metal-rich stellar populations
我们提出了一个扩展的BaSTI恒星演化数据库的极端金属贫（${\rm Z=10^{-5}}$）和超金属丰富（Z=0.05）的金属丰度，与标度太阳和$α$增强（[ $α$ /Fe]=0.4）的重元素分布。这些新的轨迹（从主序前到早期渐近巨分支阶段），水平分支模型和等时线，将使BaSTI数据库能够用于研究，即，在本星系群暗矮星系中发现的最贫金属的群体，以及银河系凸起的富金属成分。概述了几个基本的恒星演化的预测在整个金属丰度范围内的BaSTI，连同文献计算在${\rm Z=10^{-5}}$和Z=0.05的比较。
2013-08-18 astro-ph.SR
Lithium abundances in extremely metal-poor turn-off stars
讨论了本课题组收集的极贫金属（EMP）关闭（TO）星锂丰度样本的现状，并与现有文献结果进行了比较。在过去的几年里，积累了大量的证据，表明在极低金属量的恒星中，Spite高原逐渐被破坏。在[Fe/H] \sim -2.8之上，似乎是一个平坦而薄的平台，在较低的金属丰度下，变成了一个更广泛的分布，平台水平构成了上限，但越来越多的恒星显示出较低的Li丰度。我们目前收集的样本计算了44颗EMP TO恒星的丰度或上限，在[Fe/H]=-2.5和-3.5之间，加上[Fe/H]=-4.9的超贫金属恒星SDSS J102915+172927。Spite平台的“熔化”是相当明显的，并且在样品的当前状态下，似乎不限于有效温度分布的冷端。SDSS J102915+172927显示了极端的Li耗尽，与其其他相当普通的[X/Fe]比率形成对比。
2012-06-29 astro-ph.SR
The first high precision differential abundance analysis of Extremely Metal Poor stars
背景：对极端贫金属恒星的研究表明，化学丰度比[X/Fe]的均方根散射低至0.05 dex（12%）。目前还不清楚这是否反映了观测的不确定性或内在的天体物理散射所产生的物理条件在ISM的早期。目的：测量极端贫金属恒星的化学丰度比，以研究精确度的极限，并了解宇宙散射或观测误差是否占主导地位。研究方法：我们使用高分辨率（R $\sim 95,000$）和高信噪比（S/N $= 700$ at 5000 $Å$）HIRES/Keck光谱，通过逐线差分方法确定两颗极贫金属星之间的高精度差分丰度。我们确定了恒星G64-37相对于标准恒星G64-12的恒星参数。我们对这两颗恒星进行了EW测量，以获得在这两颗恒星中识别的谱线，并进行了光谱合成以研究碳丰度。结果如下：用微分法可以得到$σ$（T $_{eff}$）$=$ 27 K、$σ$（log $g$）$=$ 0.06 dex、$σ$（[Fe/H]）$=$ 0.02 dex和$σ$（v $_{t}$）$=$ 0.06 kms $^{-1}$的误差。我们估计的相对化学丰度的精度低至$σ$（[X/Fe]）$\approx$ 0.01 dex。小的不确定性表明，有真正的丰度差异大于测量误差。观察到的Li差异不能用质量的差异来解释，因为质量较小的恒星具有更多的Li。结论：对于极贫金属的恒星，有可能达到$\approx$ 0.01-0.05 dex左右的丰度…
2015-12-10 astro-ph.SR
Lithium Abundances of Extremely Metal-Poor Turn-off Stars
我们已经确定了11个贫金属关闭星的Li丰度，其中8个[Fe/H]<-3，基于LTE分析的高分辨率光谱与HDS的斯巴鲁望远镜。这八颗恒星中的四颗的Li丰度是首次通过这项研究确定的。有效温度通过H-α和H-β的分布分析来确定。虽然有7颗恒星的Li丰度与Spite Plateau的值一样高，但其余4颗[Fe/H] <-3的天体的A（Li）=log（Li/H）+12 ~< 2.0，证实了存在极贫金属的低Li丰度关闭星，正如以前的工作所报道的那样。[Fe/H]<-3的恒星的Li丰度平均值比金属丰度高的恒星低0.2dex。对于[Fe/H]<-3的恒星，我们的测量没有得到对Li丰度的金属丰度依赖性或分散性的明确限制。Li丰度与有效温度，与Na，Mg和Sr的丰度，并与运动学性质的相关性进行了研究，但没有明确的相关性被认为是在极端贫金属的恒星样品。
2009-04-09 astro-ph.SR
Pre-main sequence accretion and the formation of multiple populations in Globular Clusters
我们研究了一个模型的可行性，其中球状星团恒星之间的化学异常是由于气体吸积到低质量恒星的原恒星盘。这个模型被认为是一种方法，可以减少其他模型形成多代恒星所需的大初始星团质量。我们数值跟踪的吸积星的演变，我们表明，种子星的结构不保持充分对流的吸积阶段的整个持续时间。核心中氦丰度离散的恒星星族，似乎存在于某些星团中，只有当吸积发生在恒星核心变得辐射之前（在2- 300万年内），或者如果热盐不稳定性被触发，在吸积阶段结束后实现充分混合，才可能以这种机制形成。我们还表明，在吸积不同质量获得的相同质量下，吸积结构中的锂丰度可能会发生数量级的变化。此外，相同的热盐混合可以提供均匀的氦分布到恒星中心，会破坏任何在包层中存活的锂，因此氦的均匀性和锂的存活都需要吸积阶段限制在星团演化的前几百万年。如此短的吸积阶段大大减少了可加工物质的数量，并重新引入了对原星系团极大初始质量的要求。
2014-07-09 astro-ph.SR
Matter accretion in metal-poor stars down to extremely metal-poor stars and the lithium problem
宇宙中轻元素的形成和演化是重要的宇宙学约束。长期以来，人们一直认为银河系中最古老的恒星在其外层显示出原始的锂丰度，尽管恒星物理学的研究已经证明这种丰度一定会随着时间的推移而减少。从宇宙背景观测中推断出的原始锂丰度大于在这些恒星中观测到的最大值。最近的观测已经给出了证据，在非常贫金属的恒星中存在大量的锂丰度分散。这些恒星中的许多都是富碳的，即碳增强贫金属（CEMP）恒星。我们解决的一般问题，所观察到的丰度在贫金属恒星，我们把我们的研究集中在CEMP-s恒星的情况下。我们研究如何吸积的恒星同伴，特别是渐近巨型分支星的风，修改元素丰度的金属贫星，特别是李，考虑到恒星结构和流体动力学过程发生吸积后。我们将结果与主序上这些老恒星中Li和更重元素的观测结果进行了比较。我们使用Montréal/Montpellier恒星演化程序，包括原子扩散和热盐对流，计算了原CEMP-s恒星的内部结构及其演化，从[Fe/H]=-2.31到[Fe/H]=-5.45。我们研究了一些根据恒星质量、年龄、金属丰度以及到各自伴星的距离而变化的情况。我们表明，与碳富集相关（或不相关）的Li色散的观测结果很好地解释了恒星同伴风中贫金属恒星的吸积，吸积质量小于以前研究中考虑的质量。导出的原始值与宇宙学结果一致。
2021-01-05 astro-ph.SR
Molecular line formation in the extremely metal-poor star BD+44 493
测量了碳增强贫金属星BD+44 493的OH（99线）和CH（105线）分子吸收谱线，[Fe/H]=-3.8。基于1D-LTE分析从单个谱线确定的氧和碳的丰度显示出对谱线的激发电位的显著依赖性; d log e/d chi ~ -0.15 - -0.2 dex/eV，其中e和chi分别是来自单个谱线及其激发电位的元素丰度。恒星参数的不确定性并不能解释这种依赖性，但这表明该天体的大气层具有一个冷层，这是一维模型大气层所不能再现的。这一结果与三维模型计算的预测一致。虽然中性铁的吸收线表现出类似的趋势，但它比分子线和3D LTE模型预测的要弱得多。
2015-07-30 astro-ph.SR
Molecular bands in extremely metal-poor stars. Granulation effects
双原子分子的谱带是重要的丰度指标，特别是在贫金属恒星中，它们在金属丰度范围内仍然是可测量的，在这些范围内，组成它们的金属元素的原子线已经变得非常小。为了使用它们进行丰度测定，必须了解这些条带的形成。在这方面的贡献，我们报告我们的结果使用CO5BOLD流体动力学模拟。突出显示了一些与一维计算中发现的性质不同的效应。由于形成谱带的线的数量很大，所以它们的谱合成在计算上具有挑战性。我们讨论了一些计算策略，我们采用并行计算和未来可能的发展。
2013-06-06 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
X-Shooter GTO: evidence for a population of extremely metal-poor, alpha-poor stars
贫金属恒星是第一代恒星的直接后代。它们携带着原始宇宙在大爆炸后不久形成时的化学特征。我们的目标是从观测到的光谱中获取有关极贫金属恒星的信息。从斯隆数字巡天（SDSS）中选择了四颗极贫金属的恒星，并在X-Shooter的保证观测时间内进行了观测。使用基于传统分析方法的自动代码MyGIsFOS分析X-Shooter光谱。它利用一个合成网格计算从一维，平面平行，流体静力学模型大气。来自SDSS光谱的低金属丰度在这里得到证实。发现了两种类型的恒星，其中两颗恒星被证实是极度贫金属的，没有证据表明碳元素有任何增加。另外两颗恒星的碳含量大大增加。我们无法推导出其中一个的铁丰度，而[Ca/H]低于-4.5。其中两颗恒星是罕见的极贫金属恒星，阿尔法元素含量低。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of the extremely iron-poor post-AGB star CC Lyr
对贫金属的后AGB恒星CC Lyr进行了高分辨率光谱学测量，以确定其化学丰度和谱线轮廓。我们的标准丰度分析证实了其极低的金属丰度（[Fe/H]<-3.5），以及11种元素的丰度比与冷凝温度之间的明显相关性，表明尘埃贫化是该物体丰度异常的原因。非常低的丰度的Sr和Ba，这是第一次检测到这个对象，表明重中子捕获元素没有显着增强在这个对象的s-过程中，通过AGB阶段的演变。这个物体的径向速度和一些原子吸收线的轮廓显示出依赖于脉动相位的变化，这可能是由大气动力学而不是由双星或星周吸收的贡献形成的。另一方面，具有双峰的H-α发射没有显示出明显的速度变化，这表明发射来自星周物质，可能是围绕物体旋转的圆盘。
2016-12-12 astro-ph.SR
An Elemental Assay of Very, Extremely, and Ultra Metal-Poor Stars
我们对23颗非常贫金属（VMP; [Fe/H] < -2.0）恒星的样本进行了高分辨率元素丰度分析，其中12颗是极贫金属（EMP; [Fe/H] < -3.0），4颗是超贫金属（UMP; [Fe/H] < -4.0）。这些恒星的目标是探索元素丰度比的差异，这些元素限制了元素生产的可能天体物理学地点，包括Li，C，N，O，α元素，铁峰元素和一些中子捕获元素。这个样本大大增加了已知的碳增强贫金属（CEMP）和氮增强贫金属（NEMP）恒星的数量-我们的计划恒星包括8颗被认为是“正常”的贫金属恒星，6颗CEMP-no恒星，5颗CEMP-s恒星，2颗CEMP-r恒星和2颗CEMP-r/s恒星。其中一颗CEMP- $r$星和一颗CEMP-r/s星可能是NEMP星。我们检测到锂的六个CEMP没有恒星，所有这些都是锂相对于Spite高原耗尽。大多数CEMP星的[C/N] > 0。[C/N] < 0的恒星表明混合程度较大;少数几颗CEMP-no星只有在[Fe/H] <-3.4时才显示出这种特征，在此金属丰度以下，我们还发现了Na、Mg和Al含量大幅增加的CEMP-no星。我们证实了CEMP星的绝对碳丰度存在两个平台，我们还提供了CEMP-no星绝对Ba丰度在A（Ba）~-2.0处存在“底部”的证据。
2015-06-01 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopic Study of Extremely Metal-Poor Star Candidates from the SkyMapper Survey
SkyMapper南方巡天计划正在寻找银河系中最贫金属的恒星。它通过其独特的过滤器组来识别候选人，该过滤器组允许估计恒星大气参数。该装置包括一个以Ca II K 3933 A线为中心的窄滤波器，可以对恒星金属丰度进行可靠的估计。有希望的候选人，然后确认光谱。我们提出了分析的麦哲伦MIKE高分辨率光谱的122个贫金属星发现SkyMapper在前两年的委托观测。41颗恒星的[Fe/H] <=-3.0。9个样品的[Fe/H] <=-3.5，3个样品的[Fe/H] ~-4。元素Li、C、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Co、Ni、Zn、Sr、Ba和Eu的一维LTE丰度分析显示，这些恒星具有其他晕星的典型[X/Fe]比。一颗[X/Fe]值较低的恒星似乎是“Fe增强”的，而另一颗恒星的[Sr/Ba]比值非常大：>2。只有另外一颗恒星具有可比的价值。7颗星为“CEMP-no”星（[C/Fe] > 0.7，[Ba/Fe] < 0）。21颗星表现出轻微的r过程元素增强（0.3 <=[Eu/Fe] < 1.0），而4颗星的[Eu/Fe] >= 1.0。这些结果表明，有能力从SkyMapper测光识别极贫金属恒星，指出增加样本量和更好的表征晕金属丰度分布函数的金属贫尾。
2015-07-13 astro-ph.SR
Extremely Metal-Poor Star Candidates in the SDSS
对于贫金属恒星的样本（-3.3< [Fe/H] <-2.2），我们利用斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱测量了Ca II K、Mg I b和近红外（NIR）Ca II三线态的等效宽度（EW），从（g-z）0颜色计算了有效温度，通过拟合恒星等时线推导出恒星表面重力，并根据上述量确定金属丰度。因此，从Ca II K线获得的金属丰度与高分辨率光谱测定的结果比SDSS数据发布7（DR 7）中给出的值更吻合。来自Mg I b线的金属丰度有一个大的分散体，由于大的测量误差，而那些推导出的Ca II三线态线是太高，由于两个非局部的化学平衡（NLTE）的影响和测量误差。还提供了针对Mg I b线和Ca II三线态线的NLTE效应校正后的丰度。利用这种方法，我们从166颗贫金属恒星候选者中识别出了6颗[Fe/H] <-4.0的超贫金属恒星候选者。其中之一，SDSS J102915+172927，最近被证实是一颗超贫金属（[Fe/H] < -4.0）恒星，具有有史以来测量到的最低金属量。因此，对我们样本中其他五颗超贫金属恒星的后续高分辨率光谱学研究将引起极大的兴趣。
2012-11-06 astro-ph.SR
OO Dra: an Algol-type binary formed through an extremely helium-poor mass accretion revealed by asteroseismology
基于两分钟的TESS数据，我们分析了主要成分的固有振荡，并确定了七个可信的独立$δ$ Scuti频率（$f_1$，$f_2$，$f_3$，$f_4$，$f_7$，$f_{11}$和$f_{12}$）。计算了单星演化模型和质量吸积模型，再现了$δ$ Scuti频率。拟合结果吻合较好。由星震学方法得到的主星参数为：$M$ = $1.92^{+0.10}_{-0.02}$ $M_{\odot}$，$Z$ = 0.011 $^{+0.006}_{-0.001}$，$R$ = $2.068^{+0.050}_{-0.007}$ $R_{\odot}$，$\log g$ = $4.090^{+0.010}_{-0.002}$，$T_{\rm eff}$ = $8346^{+244}_{-320}$ K，$L$ = $18.65^{+3.31}_{-2.82}$ $L_{\odot}$，与双星模型的动力学参数吻合较好。此外，我们的星震结果表明，OO Dra是另一个大陵五系统，刚刚经历了快速质量转移阶段。单星演化模型的拟合结果表明，该主星是一颗年龄为8.22 $^{+0.12}_{-1.33}$ Myr的贫氦恒星，进一步的质量吸积模型表明，在Case A演化情景下，主星看起来像是一颗由极度贫氦的质量吸积形成的几乎未演化的恒星。
2021-08-06 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
Discovery of a strongly r-process enhanced extremely metal-poor star LAMOST J110901.22+075441.8
本文报道了一颗极贫金属巨星LAMOST J110901.22+075441.8的发现，该巨星具有大量的r过程过剩元素，[Eu/Fe] ~+为1.16。该星是LAMOST低分辨率光谱巡天和斯巴鲁望远镜高分辨率跟踪观测中发现的新EMP星之一。恒星参数和元素丰度已经从斯巴鲁光谱中确定。LAMOST J110901.22+075441.8共23个元素，包括11个中子捕获元素，从Sr到Dy的准确丰度已被推导出来。LAMOST J110901.22+075441.8在C到Zn范围内的丰度模式与EMP晕星的“正常”人口一致，除了它显示出明显的碳丰度不足。LAMOST J110901.22+075441.8的重元素丰度模式与其他已研究的冷贫r-II金属巨星如CS 22892-052和CS 31082-001一致。从Ba到Dy范围内的元素丰度与缩放的太阳r过程模式相匹配。LAMOST J110901.22+075441.8首次详细测量了r-II星中[Fe/H]<-3.4的低金属丰度下的中子捕获元素，并且在Zr/Eu、Sr/Eu和Ba/Eu的丰度比方面表现出与其他r-II星相似的行为。
2015-06-17 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE: II. Binary Fraction
双星系统在银河系各恒星星族中的比例及其轨道参数的分布是研究恒星形成、恒星演化和银河系化学演化的重要而又不确定的因素。虽然已经对大量的邻近恒星进行了观测研究，包括一些贫金属的星族II恒星，但对极贫金属（EMP; [Fe/H] < -3.0）恒星的双星性质几乎没有任何限制。在这里，我们调查的分数双线光谱双星和碳增强贫金属（CEMP）的明星，其中许多可能已经形成了对低质量和中等质量的恒星，估计的下限分数的二元系统具有短周期。该估计是基于一个样本的非常贫金属的恒星从斯隆数字巡天，并观察到在高光谱分辨率在以前的研究青木等人。该调查报告了三个双线光谱双星和11 CEMP星，我们认为随着样品的EMP星从文献中编译的SAGA数据库。我们对每一个双线分光双星的不同谱线的叠加吸收特征的速度分量进行了测量。我们的估计表明，轨道周期短于1000天的双星比例至少为10%，如果大多数CEMP恒星形成于这样的短周期双星，则可能高达20%。这一结果表明，EMP双星系统的周期分布偏向于短周期，除非低质量EMP星的双星比例显着高于其他附近的恒星。
2014-10-10 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
The Synthetic-Oversampling Method: Using Photometric Colors to Discover Extremely Metal-Poor Stars
极贫金属（EMP）星（[Fe/H] < -3.0 dex）为理解第一代恒星和宇宙早期化学富集提供了一个独特的窗口。然而，EMP星是非常罕见的，而且相对较少的被证实的发现限制了我们利用大爆炸后第一个~ 5亿年的近场探测的能力。在这里，提出了一种新的方法来光度估计[Fe/H]仅从宽带光度颜色。我表明，该方法利用机器学习算法和光谱测量的[Fe/H]约170，000颗恒星的训练集，产生约0.29 dex的典型散射。这种性能类似于通过低分辨率光谱学可以实现的性能，并且优于其他光度技术，同时也更通用。我进一步表明，稍微改变模型，其中合成EMP星被添加到训练集，产生强大的识别EMP候选人。特别是，这种合成过采样方法恢复了训练集中约20%的EMP星，精度约为0.05。此外，该模型中约65%的假阳性是非常贫金属的恒星（[Fe/H] < -2.0 dex）。合成过采样方法偏向于发现温暖的（~ F型）恒星，这是SDSS/SEGUE巡天的目标偏差的结果。这种EMP选择方法代表了对替代宽带光选择技术的显著改进。这些模型应用于超过1200万颗恒星，预计将产生约600颗新的电磁脉冲恒星，这有望为探索早期宇宙开辟新的途径。
2015-05-07 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
A holistic approach to carbon-enhanced metal-poor stars
通过单独考虑各种CEMP子类，我们试图从丰度上的特定签名中导出参数（如金属丰度，质量，温度和中子源）从丰度上印记的特定签名中表征AGB核合成，并将它们与热盐混合的影响分开，首先挖掘，为了将CEMP星置于一个广泛的背景下，我们从我们自己的样品和文献中收集了大约180颗不同金属丰度，光度类别和丰度模式的恒星的丰度。首先，我们证明了CEMP星具有CEMP-s星和CEMP-no星（我们称之为CEMP-low-s星）的性质。我们还表明，有一个很强的相关性之间的Ba和C丰度的s-唯一的CEMP星。这有力地指出了13 C中子源在低质量AGB星中的作用。对于CEMP-rs星（似乎富含来自s-和r-过程的元素），N丰度与来自第2和第3个s-过程峰的重元素丰度的相关性反而具有22 Ne中子源的特征。再加上CEMP-rs星表现出O和Mg增强的事实，我们得出结论，在污染AGB星的热脉冲期间，极端炎热的条件占上风。最后，我们认为，大多数CEMP没有星（没有过剩的中子捕获元素）可能是极端的金属贫对应的CEMP中子捕获丰富的恒星。在极低的金属丰度（[Fe/H]< -3.2）时，CEMP-no星的C增强随金属丰度的增加而减弱。目前的任何AGB模型都没有预测到这一趋势。
2009-07-21 astro-ph.SR
Abundance patterns of the light neutron-capture elements in very and extremely metal-poor stars
我们使用局部热力学平衡（LTE）一维分析测量了第一峰值元素的所谓轻中子捕获的新丰度;该分析产生了11颗非常贫金属的恒星，从[Fe/H]=-2.5到[Fe/H]=-3.4，以及一颗富碳恒星CS 22949-037，[Fe/H]=-4.0。这些丰度与在两颗典型的贫金属恒星中观察到的丰度进行了比较：典型的富r恒星CS 31082-001（[Eu/Fe] > +1.0）和贫r恒星HD 122563（[Eu/Fe] < 0.0），这两颗恒星的第一个峰值中子捕获元素相对于第二个峰值而言明显富集。在第一峰内，丰度与第二峰元素丰度内的众所周知的相关性类似。相反，在任何第一峰值元素与任何第二峰值元素之间不存在相关性。结果表明，当第二峰元素的平均丰度从富r星到贫r星减小时，第一峰丰度与第二峰丰度之比的离散度增大。我们发现了两颗与HD 122563非常相似的贫r星。第三颗贫r星，CS 22897-008，更极端;这颗星显示了迄今为止第一个元素富集峰的最极端例子。相反，另一颗贫r星（BD-18 5550）的第一峰元素模式与典型的富r星CS 31082-001相似，但这颗星富集了一些Mo。在我们的贫金属恒星中，中子捕获元素的分布可以理解为至少两种机制的结合：一种是通过主要的r过程均匀地富集形成中的恒星云，并导致类似于富r恒星的元素图案，如CS 31082-001;另一种是主要形成较轻的第一峰元素。
2018-01-04 astro-ph.SR
Radiative levitation in carbon-enhanced metal-poor stars with s-process enrichment
所有贫金属恒星中有相当一部分是富碳的。大多数这些碳增强贫金属（CEMP）恒星也表现出主要由s-过程产生的元素的增强（CEMP-s恒星），有证据表明这些非标准丰度的起源可以追溯到来自双星渐近巨星分支（AGB）伴星的质量转移。因此，CEMP-s星的观测通常被用来推断低金属丰度AGB星的核合成输出。在这项工作中的一个关键步骤是了解发生了什么事情后，质量转移停止增生的材料。在这里，我们提出了模型的后质量转移CEMP-s恒星的演化考虑物理的热盐混合和原子扩散，包括辐射悬浮。我们发现具有典型CEMP-s恒星质量（M ~ 0.85 Msun）的恒星具有非常浅的对流包层（Menv <1 e-7 Msun）。因此，由重力沉降和辐射悬浮之间的竞争引起的表面丰度变化应该比观察到的大几个数量级（例如[C/Fe]<-1或[C/Fe]>+4）。因此，我们无法用这些模型再现观测到的丰度的扩散，并得出结论，其他一些物理过程必须在很大程度上抑制CEMP-s恒星外层的原子扩散。我们证明，这可以实现一些额外的（湍流）混合过程中操作的对流信封的基础上，发现其他作者。或者，质量损失率约1 e-13 Msun/年也可以抵消大多数的丰富的变化，侵蚀表层，迫使对流信封的基础向内移动的质量。由于原子扩散不会对CEMP-s恒星的表面丰度产生实质性的影响，因此吸积物质的稀释，虽然从一颗恒星到另一颗恒星的程度不同，但对所有元素来说都是一…
2016-05-09 astro-ph.SR
The low Sr/Ba ratio on some extremely metal-poor stars
人们注意到，在经典的极贫金属（EMP）星中，Sr和Ba的丰度比总是高于[Sr/Ba] =-0.5，这是太阳仅有r过程的值;然而，最近发现了少数EMP星具有非常低的Sr/Ba比。我们试图通过比较这些恒星和经典EMP恒星中元素的丰度模式来理解这种异常的起源。在LTE近似下，通过一维（流体静力学）模型大气，观测和分析了四颗Sr/Ba比值非常低的恒星，提供了9种中子捕获元素的均匀丰度。在CS 22950-173中，这颗恒星是样本中唯一的关闭恒星，其Sr/Ba比值实际上高于仅r的太阳比值，因此这颗恒星被丢弃。其余的恒星（CS 29493-090，CS 30322-023，HE 305-4520）是冷演化的巨星。它们没有明显的碳富集。这三颗恒星中中子俘获元素的丰度模式与理论上的s过程模式惊人地相似。这种模式最初可能归因于附近AGB的污染，但没有一颗恒星的径向速度出现明显的变化，表明存在伴星。恒星参数似乎排除了TP-AGB阶段的任何内部污染，至少有两个这样的恒星。这些恒星是在核心He闪光期间被污染的早期AGB恒星的可能性似乎与理论不相容。
2014-10-03 astro-ph.SR
The origin of low [alpha/Fe] ratios in extremely metal-poor stars
我们发现，最近在一小部分极贫金属恒星中发现的$α$元素（Mg，Si和Ca）与Fe的低比率可以自然地用核心坍缩超新星的核合成产率来解释，即，$13-25M_\odot$超新星，或者叫超超新星。对于没有碳增强的情况，喷出的铁质量是正常的，与观测到的光变曲线和附近超新星的光谱一致。另一方面，碳增强需要的铁产量要小得多，碳增强贫金属星的低[ $α$ /Fe]也可以用$13-25M_\odot$暗超新星或暗超新星来复制。铁峰元素丰度，特别是锌的丰度，是重要的，把进一步的限制富集源从银河系考古调查。
2014-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely metal-poor stars in classical dwarf spheroidal galaxies: Fornax, Sculptor and Sextans
我们提出了一个专门的搜索结果，在天炉座，雕刻家和六分仪dSphs的极端贫金属恒星。五颗恒星是从两次早期的VLT/Giraffe和HET/HRS巡天中选出的，随后用VLT/UVES以高光谱分辨率进行了跟踪。所有这些结果都是[Fe/H] <= -3，并且三颗星低于[Fe/H]-3.5。这构成了第一个证据，表明经典的天炉座和六分仪座加入了雕刻座，包含极贫金属的恒星，并表明所有的经典的dSphs都包含极贫金属的恒星。玉夫座中的一颗巨星[Fe/H]=-3.96 +- 0.10，是在外部星系中观测到的最贫金属的恒星。我们对α、铁峰和重元素的化学丰度进行了详细的分析，并与银河系晕和超微弱的矮恒星星族进行了比较。碳、钡和锶显示出星系形成早期阶段的明显特征，并且可以限制它们核合成的起源。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Evaluating Classifications of Extremely Metal-poor Candidates Selected from Gaia XP Spectra
Monash University（莫纳什大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）
利用Gaia XP光谱识别极端金属贫乏恒星，发现新恒星并验证分类方法的有效性。
2026-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Leo IV
我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的超微弱矮星系狮子座IV中最亮的恒星。我们测量到的铁丰度[Fe/H] =-3.2，增加了在银河系卫星星系中发现的快速增长的极端贫金属恒星样本。这颗恒星的α元素Mg、Ca和Ti增加了约0.3 dex，非常类似于典型的银河系晕丰度模式。所有的轻元素和铁峰元素都遵循极端贫金属晕星的趋势，但中子捕获元素Ba和Sr明显不足。这些结果与超暗矮星大熊座II、后发座、牧夫座I和武仙座中的恒星非常相似，表明最低光度星系的化学演化可能是普遍的。我们观察到的丰度模式与来自第三星族超新星爆炸的核合成预测一致。这颗恒星极低的金属丰度也支持了一个观点，即在最暗的矮星中，有相当一部分（>10%）的恒星的金属丰度低于[Fe/H] =-3.0。
2010-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. III. New Extremely and Ultra Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE and Insights on the Formation of Ultra Metal-Poor Stars
我们报道了从SDSS/SEGUE巡天中选出的一颗极贫金属星（EMP; [Fe/H]<-3）和一颗超贫金属星（UMP; [Fe/H]<-4）的发现。这些恒星根据其中等分辨率（R~ 2，000）光谱被确定为EMP候选者，并使用麦哲伦-克莱望远镜进行高分辨率（R~ 35，000）光谱跟踪。它们的化学丰度与具有类似金属丰度的恒星的化学丰度具有良好的一致性。我们还提供了新的见解UMP星的形成，比较与一套新的理论模型的超新星核合成的基础上。这些模型与文献中发现的20颗UMP星以及一颗[Fe/H]=-4.34的计划星（SDSS J1204+1201）相匹配。通过拟合它们的丰度，我们发现，对于测量了碳和氮的恒星来说，超新星的祖先的质量在20.5 M太阳到28 M太阳之间，爆炸能量在0.3到0.9 × 10^51尔格之间。这些结果对碳和氮丰度测定高度敏感，这是未来高分辨率后续UMP候选的主要驱动力之一。此外，我们能够再现不同的CNO丰度模式中发现的UMP星与一个单一的祖类型，通过改变其质量和爆炸能量。
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-LTE abundances of Mg and K in extremely metal-poor stars and the evolution of [O/Mg], [Na/Mg], [Al/Mg] and [K/Mg] in the Milky Way
极贫金属（EMP）星轻元素的LTE丰度以前已经从高质量的光谱中推导出来。没有NLTE效应的新推导，将更好地约束银河系化学演化模型和第一颗超新星的产额。用修改过的MULTI程序计算了53颗极贫金属星的镁和钾谱线的NLTE剖面，并根据观测到的谱线进行了调整，以得出这些元素的丰度。镁和钾的NLTE校正与文献中发现的结果非常一致。丰度略有变化，达到了更好的精度：丰度比平均值周围的离散度有所下降。镁可放心用作参比元素。与先前确定的钠和铝的NLTE丰度一起，显示了新的比率，以供比较，沿着银河系化学演化的一些模型提出的理论趋势，使用不同的超新星模型。
2010-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
WHT follow-up observations of extremely metal-poor stars identified from SDSS and LAMOST
我们已经从SDSS和LAMOST中识别出了几十颗极贫金属的候选恒星，我们使用4.2米WHT望远镜对其进行了跟踪，以确认它们的金属丰度。我们首先分析了SDSS和LAMOST光谱。第一组恒星参数来自这些光谱与FERRE代码，利用连续形状来确定大气参数，特别是有效温度。其次，我们选择感兴趣的目标进行后续观测，其中一些目标的SDSS或LAMOST数据质量非常低。然后，我们在WHT望远镜上获得并分析ISIS获得的更高质量的中等分辨率光谱，以获得第二组更可靠的大气参数。这使我们能够准确地推导出金属丰度，并在大多数情况下确认极贫金属的性质。在第二步中，我们也使用FERRE，但我们采用运行平均值来归一化观察到的光谱和合成光谱，因此最终参数不依赖于精确的通量校准或连续区位置。为了验证我们的结果，我们用同样的工具，按照同样的程序，分析了六颗著名的贫金属恒星，其中五颗的[Fe/H]<-4，表明我们的方法能够得到精确的金属丰度测定，低至[Fe/H]<-5.0。这六颗参考星的结果使我们对其余样本的金属丰度标度有信心。此外，我们还发现了12颗新的极贫金属候选星：2颗[Fe/H]=-4，6颗在-4<[Fe/H]<-3.5范围内，4颗在-3.5<[Fe/H]<-3.0范围内。
2017-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and dust from extremely metal-poor AGB stars
我们研究了金属丰度低至[Fe/H]=-5的极端贫金属AGB星的演化，以了解其主要的演化特性，能够改变其表面化学成分的过程的效率，并确定气体和尘埃产量。我们计算了1-7.5Msun质量范围内的两组恒星的演化序列，从主序前演化到AGB相结束。为了探索极贫金属的化学性质，我们采用了金属丰度Z= 3x 10 ^{-5}和Z= 3x 10 ^{-7}，分别对应于[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-5。从恒星演化模拟的结果被用来计算个别化学物种的产额。我们还模拟了风中尘埃的形成，以确定这些物体产生的尘埃。在这里探索的极端贫金属域中AGB恒星的演化证明了对恒星初始质量的极大敏感性。M<2 Msun的恒星会经历几次第三次的疏浚事件，这有利于C12的逐渐表面富集和大量碳质尘埃的形成，数量级为0.01Msun。的C13和氮yiel被发现是显着小于在以前的探索低质量，金属贫AGB星，由于较弱的质子摄入事件在初始AGB阶段的经验。M> 5 Msun的恒星经历了炽热的底部燃烧，它们的表面化学反应反映了一个非常先进的质子捕获核合成的平衡;在它们的风中几乎没有尘埃产生。中等质量的恒星经历了第三次向上挖掘和热的底部燃烧：它们被证明是氮的有效生产者，氮是由质子捕获从内部区域挖掘出来的主要来源的C12核形成的。
2021-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of SDSS J134338.67+484426.6; an extremely metal-poor star from the MARVELS pre-survey
我们提出了一个极贫金属（EMP; [Fe/H] < -3.0）的恒星，SDSS J134338.67+484426.6，在MARVELS光谱预调查的过程中确定的一些20000颗恒星，以确定合适的候选人的系外行星搜索的元素丰度分析。这颗恒星的视星等V = 12.14，是在预调查中发现的金属丰度最低的恒星，也是仅有的20颗已知的EMP恒星之一。我们的高解析度光谱分析显示，这颗恒星是一颗[Fe/H] =-3.42的次巨星，拥有“正常”的碳，并且没有中子捕获丰度的增强。锶的丰度不足，[Sr/Fe] =-0.47，但导出的[Sr/Ba]下限表明Sr可能相对于Ba有所增加。这颗恒星属于人口稀少的贫α EMP星，与典型的晕星相比，在类似的金属丰度下，它们的[Mg/Fe]，[Si/Fe]和[Ca/Fe]比率较低。从几个时期（低分辨率和高分辨率）的光谱跟踪中观察到的径向速度变化表明SDSS J134338.67+484426.6可能是一个长周期双星。讨论了EMP星中r过程元素的丰度变化趋势，并与其它贫镁星进行了比较。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic study of extremely metal-poor stars in the Large Magellanic Cloud
基于UVES高色散光谱分析大麦哲伦云7颗极贫金属恒星，发现其丰度与银河系晕相似，r过程富集特征揭示中子星合并延迟约100 Myr，为LMC早期恒星形成提供新见解。
2024-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE determination of the calcium abundance and 3D corrections in extremely metal-poor stars
极度贫金属的恒星包含早期银河系化学成分的化石记录。用改进的MULTI程序计算了53颗极端贫金属星的钙线NLTE剖面。我们的新模型原子，我们能够调和的Ca丰度从Ca I和Ca II线在南河三推断。- 我们发现在早期银河系中[Ca/Fe]= 0.50 $\pm$ 0.09，这个值略高于之前的LTE估计。- 比值[X/Ca]的离散度通常小于比值[X/Mg]的离散度，其中X是除Al之外的"轻金属"（O、Na、Mg、Al、S和K）。这些离散度不能用测量误差来解释，但氧除外。令人惊讶的是，[X/Fe]的分散度总是等于或甚至小于[X/Ca]平均值周围的分散度。- 我们注意到，在低金属丰度时，Ca I共振线的波长相对于（较弱的）从属线发生了偏移，这是对流效应的标志。- 发现从Ca I共振线（422.7 nm）推断的Ca丰度在非常低的金属丰度下系统地小于从从属线推断的丰度。
2012-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey -- XX: GTC follow-up observations of extremely metal-poor stars identified from Pristine and LAMOST
超贫金属恒星（[Fe/H] < -4.0）非常罕见，寻找它们是一项具有挑战性的任务。窄带光度法和低分辨率光谱法都是识别候选人的有用工具，在这项工作中，我们结合了这两种方法。我们将Pristine调查的金属敏感测光与低分辨率光谱LAMOST数据库交叉匹配，并重新分析了所有LAMOST光谱，[Fe/H]_Pristine <-2.5。我们发现，该样品的~1/3（在没有[Fe/H]_原始质量切割的情况下选择）也具有光谱[Fe/H] <-2.5。从这个包含许多低信噪比（S/N）光谱的样本中，我们选择了11颗可能具有[Fe/H] < -4.0或[Fe/H] < -3.0且碳丰度非常高的恒星，并在10.4 m Gran Telescopio Canarias（GTC）上使用OSIRIS进行了更高信噪比的中分辨率光谱跟踪。我们确认它们的金属丰度极低，平均值为[Fe/H] = -3.4，最贫金属的恒星[Fe/H]=-3.8。其中三颗是明显的碳增强贫金属（CEMP）恒星，+1.65 < [C/Fe] <+2.45。这两颗最富碳的恒星要么是最贫金属的CEMP-s恒星，要么是已知最富碳的CEMP-no恒星，第三颗可能是CEMP-no恒星。我们推导出OSIRIS样本的轨道特性，发现只有一个我们的目标可以确信与已知的子结构/吸积事件，四分之三的内晕星有轨道。大型光谱巡天可能包含许多隐藏的极端和超贫金属恒星，…
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices
我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGB dust and gas ejecta in extremely metal-poor environments
我们提出了渐近巨星分支（AGB）模型的金属丰度$Z=10^{-4}$和$Z=3\times 10^{-4}$，目的是了解如何气体富集和尘埃生产的变化，在非常贫金属的环境和评估的一般贡献的AGB星的宇宙尘埃产量。恒星产率和产生的尘埃是由表面化学成分的变化决定的，在$\sim 2.5~M_{\odot}$发生转变。质量为$M < 2.5~M_{\odot}$的恒星达到碳阶段并产生碳尘，而质量更高的恒星则主要产生硅酸盐和氧化铝尘;在这两种情况下，产生的尘埃量都随着金属量的降低而减少。$Z=10^{-4}$模型在这方面表现出复杂而有趣的行为，因为表面氧的有效破坏有利于C星阶段的实现，而与初始质量无关。目前的结果可能表明，从这类恒星的贡献，整体尘埃富集在贫金属环境中是可以忽略不计的红移$z>5$。
2019-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH Survey: A New Sample of Extremely Metal-Poor Stars Using A Machine Learning Classification Algorithm
极贫金属（EMP）星提供了一个有价值的探测银河系早期化学富集的工具。在这里，我们利用来自GALAH巡天的大样本$\sim600,000$高分辨率恒星光谱，加上机器学习算法，找到了54个估计[Fe/H]~ $\leq$ ~-3.0的候选者，其中6个的[Fe/H]~ $\leq$ ~-3.5。我们的样本包括$\sim 20 \%$主序列EMP候选者，对于\emp调查来说异常高。我们发现我们的样本的大小限制的金属丰度分布函数是一致的，与以前的工作，使用更复杂的选择标准。我们提出的方法具有显着的潜力，应用到下一代的大规模恒星光谱调查，这将扩大现有的光谱数据以及到数百万颗恒星。
2022-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic follow-up of statistically selected extremely metal-poor star candidates from GALAH DR3
大规模恒星光谱调查的出现自然会导致机器学习技术的实施，例如，从完整的数据集中分离出可能感兴趣的恒星的小样本。最近的一个例子是将t-SNE统计方法应用于来自GALAH巡天的$\sim$ 600，000个恒星光谱，以识别候选极贫金属（EMP，[Fe/H] $\leq$ -3）恒星的样本。我们报告的结果低分辨率光谱后续的83 GALAH EMP候选人，缺乏任何以前的金属丰度估计。总体而言，发现统计选择是有效的（$\sim$三分之一的候选物具有[Fe/H] $\leq$ -2.75），具有低污染（$<$ 10%具有[Fe/H] $>$ -2），并且具有与先前工作一致的金属丰度分布函数。发现了5颗[Fe/H] $\leq$-3.0的恒星，其中一颗是主序星的转折星。另外两颗恒星可能是CEMP- $s$型的碳增强贫金属（CEMP）星，一颗已知的碳星被重新鉴定。结果表明，采用的统计选择方法是成功的，因此，它可以应用于即将到来的更大的恒星光谱调查与类似的积极成果的期望。
2023-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of very massive stars on the chemical evolution of extremely metal-poor galaxies
在最近对低质量星暴星系的观测中，几乎太阳的Fe/O比被报道，尽管N/O比与低金属量一致。我们调查，如果特殊的Fe/O比可以是一个独特的签名的早期丰富的非常大的对象死亡的对不稳定超新星（PISN）。我们运行的化学演化模型的产量占PISN的贡献。我们使用了Goswami等人2021年最近的非旋转恒星产额，以及这项工作中专门计算的旋转超大质量恒星的新产额。我们还寻找最好的初始质量函数（IMF），能够重现的意见。我们可以通过采用双峰IMF和包含旋转的超大质量恒星的初始爆发来重现观测结果。只有通过大质量恒星的爆发，我们才能在估计的年轻年龄重现几乎太阳的Fe/O比。我们还确认，旋转是绝对需要的，同时再现所观察到的N/O比。这些结果强调了大质量恒星在星系化学演化研究中的重要性，并有力地支持了贫金属星暴星系早期演化阶段的头重脚轻的初始质量函数。
2022-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SkyMapper search for extremely metal-poor stars in the Large Magellanic Cloud
本研究利用SkyMapper测光和Gaia运动学数据筛选大麦哲伦云中的极贫金属星候选体，并通过ANU 2.3米望远镜光谱证认了7颗[Fe/H]≤-2.75的恒星，其中两颗[Fe/H]≤-3，确认为该星系迄今发现的最贫金属恒星。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE: I. Atmospheric Parameters and Chemical Compositions
化学成分是基于高分辨率光谱学确定的137个候选极贫金属（EMP）恒星从斯隆数字巡天（SDSS）和它的第一个恒星扩展，斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）。斯巴鲁望远镜的高色散摄谱仪获得了具有中等信噪比（S/N）的高分辨率光谱。大部分样本（约80%）是主序星，包括矮星和次巨星。剩下的样本中包括四颗冷的主序星，这是已知的最缺乏金属的恒星。SEGUE恒星参数管道，SDSS/SEGUE中分辨率光谱的基础上，估计的有效温度和宽带$(V-K)_0$和$(g-r)_0$颜色的估计之间的良好协议。我们的丰度测量显示，我们的样本中有70颗恒星具有[Fe/H] $ < -3$，为目前已知的样本增加了大量的EMP星。我们的分析确定除了Fe之外的八种元素（C、Na、Mg、Ca、Ti、Cr、Sr和Ba）的丰度。在我们的样本中，25颗巨星中的碳增强贫金属星（[C/Fe] $> +0.7$）的比例高达36%，而对于关闭星，这一比例估计只有9%的下限。本文是基于这些观测结果的一系列论文中的第一篇。本系列的以下论文将讨论该样本子集的高分辨率和高信噪比观测，金属丰度分布函数，双星，以及极端贫金属恒星的化学成分和运动学之间的相关性。
2012-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surface C, N, O, and Na abundances of RR Lyrae variables implying the nature of internal mixing in low-mass stars
通过对22颗天琴座RR型星的34个快照高色散光谱应用合成光谱拟合技术，确定了C、N、O和Na的光球丰度，其金属丰度范围为-1.8 <[Fe/H] < 0.0，目的是通过检查这些元素的丰度异常来研究低质量巨星内部的混合机制，这些元素可能受到演化的影响-诱发核燃烧产物的挖掘。特别注意检查最近的理论恒星演化模拟，表明热盐混合在低质量恒星（M <~1 M_sun）中的重要性，预计随着金属丰度的降低，这种重要性将更加显著。通过检查由此产生的丰度与未进化的贫金属矮星在相同的金属丰度比较，在C的不足以及富集在N被证实（而O几乎是不变的），特殊性的程度趋于增加[Fe/H]的减少。相应地，[C/N]比从~0（Fe/H]~0）到~-1（[Fe/H]~-1.5）向低金属度方向逐渐减小，这与温盐混合条件下的理论预测相一致。然而，这些RR Lyr星没有显示任何明显的Na异常（即，[Na/Fe]与[Fe/H]的趋势基本上与矮星相同），尽管理论上预期非正则混合的情况下Na的金属度依赖性过剩。C/N和Na之间的这种不一致性可能表明现有理论有必要进一步改进。
2022-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Keck HIRES Spectroscopy of SkyMapper Commissioning Survey Candidate Extremely Metal-Poor Stars
我们目前的结果从高分辨率光谱的分析获得的凯克HIRES摄谱仪的样本17个候选人的极贫金属（EMP）恒星最初选择的委托数据与SkyMapper望远镜。其中14颗恒星以前没有在高色散下被观测到。三个具有[Fe/H]<=-3.0，而其余的，除了两个更富金属的例外，具有-3.0<=[Fe/H]<=-2.0 dex。除Fe外，我们还推导出元素C、N、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Co、Ni和Zn的丰度，以及n-俘获元素Sr、Ba和Eu的丰度。目前的恒星样本中没有发现富碳的。一般来说，我们的化学丰度遵循文献中发现的先前趋势，尽管我们注意到两个最缺乏金属的恒星显示出非常低的[Ba/Fe]（~-1.7）和低[Sr/Ba]（~-0.3）。这样的恒星在星系晕中是比较罕见的。另外一颗星，可能还有另外两颗，符合r-I星的分类标准。这项研究与Jacobson等人（2015）的研究一起完成了SkyMapper对EMP恒星的调试数据调查结果。
2019-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely metal-poor stars from the cosmic dawn in the bulge of the Milky Way
据预测，第一批恒星将在大爆炸后的2亿年内形成，开启宇宙黎明。真正的第一颗恒星尚未被发现，尽管在银河系的外围区域（“晕”）发现了含有微量比氦重的元素（“金属”）的恒星。然而，第一批恒星和它们的后继者今天应该优先在星系的中心区域（“凸起”）发现，因为它们形成于最大的超密度中，随着时间的推移引力不断增长。在最初的10亿到20亿年里，银河系的核球经历了一次快速的化学富集，导致早期缺乏金属的恒星。在这里，我们报告了银河系凸起中极贫金属恒星的观测结果，其中包括一颗铁丰度比太阳值低10，000倍的恒星，而没有明显的碳增强。我们确认，最贫金属的球型恒星是在银河系中心周围的紧密轨道上，而不是像预期的那样在红移大于15的恒星中形成的通过球型的晕型恒星。它们的化学组成与典型的具有相同金属丰度的晕星大致相似，但也存在一些有趣的差异，包括碳的丰度较低。
2015-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Stars XIV. Sulfur abundances in extremely metal-poor (EMP) stars
硫是重要的：它的形成地点是不确定的，在非常低的金属量[S/Fe]对[Fe/H]的趋势是有争议的。低于[Fe/H]=-2.0时，[S/Fe]保持不变或随[Fe/H]降低，具体取决于作者和分析中使用的多重峰。此外，虽然硫在ISM中的尘埃颗粒中没有明显的结合，但它在DLAs和旧的贫金属恒星中的表现似乎不同。我们的目标是确定精确的S丰度的样品中的极端贫金属恒星考虑到NLTE和3D效应。用一种新的S原子模型计算了SI多重态1谱线的NLTE谱线。我们发现EMP星中的硫的行为与其他α元素相似，当[Fe/H]<-3时，[S/Fe]保持近似恒定。然而，[S/Mg]似乎作为[Mg/H]的函数略微降低。O、Na、Mg、Al、S和K的总体丰度模式与Heger和Woosley的SN模型产量最匹配。EMP星的[S/Zn]比是太阳的，在DLAs中也发现了。我们得到了超贫金属恒星CS 22949-037的硫丰度上限，[S/Fe] <+0.5。这与先前报道的锌的测量结果一起，反驳了这颗恒星的轻元素丰度模式的猜想，并以此类推，超贫金属恒星HE 0107-5240和HE 1327-2326是由于尘埃耗尽。
2011-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
