30-micron sources in galaxies with different metallicities
我们提出了一个分析和比较的30微米的灰尘功能，在斯皮策太空望远镜光谱的207个富碳的渐近巨星分支（AGB）的恒星，后AGB对象，和行星状星云位于银河系，麦哲伦云（MC），或人马座矮球状星系（Sgr dSph），其特点是不同的平均金属丰度。我们研究了30微米特征载体的形成是否可能是金属度的函数。通过这项研究，我们期望更好地了解这些星系中富碳恒星的恒星演化的后期阶段。我们的分析使用“曼彻斯特方法”作为估计样品中富碳AGB星和行星状星云尘埃温度的基础。我们使用了一个黑体函数与一个单一的温度推导出曼彻斯特方法或其修改，以近似连续下的30微米的功能。我们工作的最重要的结论是，30微米特征的形成受到金属丰度的影响。具体来说，与MC中AGB星的金属含量更低的样本相反，该特征在质量损失率较低，温度较高的情况下被发现，并且在银河系碳星中更为突出。AGB、后AGB天体和PNe的平均特征（轮廓）似乎不受金属丰度的影响，至少在五分之一和太阳金属丰度之间，但在PNe的情况下，它被转移到明显更长的波长。
2019-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon from massive binary-stripped stars over cosmic time: effect of metallicity
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Institute of Astronomy, KU Leuven（荷语鲁汶大学天文学研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Anton Pannekoek Institute of Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文学研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究双星剥离星在不同金属licity下的碳产量，发现金属licity是影响碳产量的主要因素，指出太阳金属licity下的产量不能直接外推到低金属licity环境。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae with different metallicities
Ia型超新星（SNe Ia）的性质仍然不清楚。金属丰度对它们的性质有重要影响。目的：本文全面系统地研究了不同金属丰度下He星向Ia超新星的施主通道。研究方法：利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，计算了约10000个WD + He星系统，得到了金属丰度Z=0.03，0.02，0.004和0.0001的He星施主通道的超新星Ia产生区。根据一个详细的二进制人口合成的方法，我们还获得了超新星Ia出生率在不同的金属丰度。结果如下：我们的研究表明，氦施主星的初始质量和超新星Ia的初始轨道周期都随金属丰度的增加而增加，而产生超新星Ia的碳氧白矮星的最小初始质量随金属丰度的增加而减小.对于一个恒定的恒星形成星系，超新星Ia的诞生率随着金属丰度的增加而增加。如果假设是单次星暴，则Ia型超新星系统性地出现得较早，高Z值时诞生率峰值较大，不同金属丰度的He星施主通道可以产生延迟时间为$\sim$ 45- 220 Myr的年轻Ia型超新星。
2010-03-22 astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars III. Dust production at supersolar metallicities
我们扩展的形式主义，在我们最近的计算尘埃喷出物的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段，超太阳的金属丰度恒星的情况下。TP-AGB演化模型是使用COLIBRI代码计算的。我们采用我们的首选方案来控制粉尘的增长。对于M-巨星，我们忽略了H $_2$分子的化学溅射，对于C-恒星，我们假设一个均匀的生长方案，主要是由碳超过氧过剩控制。在超太阳的金属丰度下，尘埃形成的效率更高，硅酸盐倾向于在更接近光球层的地方（r~1.5 R $_*$）--因此温度和密度更高--比在太阳和亚太阳的金属丰度下（r~2-3 R $_*$）更容易凝结。在这种情况下，气体和尘埃之间的热解耦的假设变得可疑，而尘埃加热由于碰撞起着重要的作用。加热机制延迟了尘埃凝结到星周包层稍靠外的区域。我们发现，同样的机制是不显着的太阳和亚太阳的金属丰度。超太阳金属丰度的主要尘埃产物是硅酸盐。我们计算了总的尘埃喷出物和尘埃气体喷出物，恒星的初始质量和初始金属丰度Z=0.04，0.06的各种值。将这些新的计算与低金属丰度的计算相结合，结果表明，与通常假设的相反，中等质量恒星的尘埃到气体的总喷出物对初始金属含量的依赖性很弱。
2013-12-03 astro-ph.SR
Abundance Derivations for the Secondary Stars in Cataclysmic Variables from Near-Infrared Spectroscopy
我们从近红外光谱中获得41个激变变量（CV）的金属丰度。我们使用覆盖0.8 $μ$ m $\leq λ\leq$ 2.5 $μ$ m带通的合成光谱来确定具有K型供体的CV的[Fe/H]值，同时还导出其他元素的丰度。利用M-矮星的$K$带谱的[Fe/H]定标，我们得到了最短周期CV中秒周期的T $_{\rm eff}$的更精确值，并检验了它们是否存在碳亏损。一般来说，CV中的施主星具有亚太阳的金属丰度。我们确认了大量系统的碳赤字。轨道周期为$>$ 5 hr的CV最有可能具有不寻常的丰度。我们确定了四个CV与CO排放。我们利用相位分辨光谱来确定U宝石中施主的质量和半径。U Gem中的副恒星似乎比光谱类型的主序星具有更低的{ \it视}重力。将此结果应用于其他CV，我们发现，晚于预期的光谱类型观察到许多CV捐助者主要是倾斜的影响。所有的磁性CV，除了低吸积率极性MQ Dra，有捐助者与太阳下的金属丰度。我们发现，两个系统与不寻常的光谱，EI PSC和QZ Ser，有大量的过量钠，和极端赤字的碳。氢丰度降低的合成光谱最能解释这两个天体的光谱。
2016-09-30 astro-ph.SR
Masses, Oxygen and Carbon abundances in CHEPS dwarf stars
上下文我们报告的结果，从恒星的质量，碳和氧的丰度在大气中的107颗恒星的CHEPS计划的测定。我们的恒星来自一个具有显著超太阳金属丰度的群体。其中至少有10颗已知拥有轨道行星。目的。在这项工作中，我们着手了解在富含金属的恒星星族中具有不同光谱类、金属丰度和V sin i的恒星中碳和氧丰度的行为。方法.这些恒星的质量是使用盖亚DR 2发布的数据确定的。通过拟合吸收线确定氧和碳的丰度。通过拟合6300.304 A O I线来确定氧丰度，并且对于碳丰度的确定，我们使用Cl原子的3条线和C2分子的12条线。结果我们测定了107颗CHEPS星的质量和丰度。没有证据表明[C/O]比取决于V sin i或恒星的质量，在我们的质量限制范围内，即0.82 < Mstar/Msun < 1.5和金属丰度-0.27 < [Fe=H] < +0.39，我们证实，与非行星宿主恒星相比，富含金属的矮星更富含碳，统计学显著性为96%。结论.我们发现初步的证据表明，有一个轻微的偏移，以较低的丰度和更大的分散在氧丰度相对于碳，并解释这可能是由于生产的氧更有效地在更多的金属贫时代。我们还发现证据表明，对于低质量的恒星的角动量损失的恒星的行星作为测量的V sin i是陡峭的比恒星的没有行星。一般来说，我们发现快速旋转恒星（V sin i > 5 km/s）是大质量恒星。
2018-11-19 astro-ph.SR
Oxygen enrichment in carbon-rich planetary nebulae
我们研究了一组20个具有高质量光学和红外光谱的银河系行星状星云（PNe）中存在的化学成分和尘埃类型之间的关系。光谱与最佳电离校正因子一起用于计算Ar、C、Cl、He、N、Ne和O相对于H的丰度。红外光谱被用来分类的PNe在两个组中，这取决于所观察到的灰尘的功能是富氧或富碳环境的代表。样本包含一个来自光晕的对象，八个来自凸起的对象，以及十一个来自局部圆盘的对象。我们比较它们的化学丰度与核合成模型的预测，并在7个银河系H II区域的太阳附近获得的。我们发现O富集的证据（由$\sim$ 0.3 dex），但一个PNE与富碳尘埃（CRD）。我们的分析表明，Ar，特别是Cl，是最好的金属丰度指标的PNE的祖先。有一个紧密的相关性之间的丰度Ar和Cl在所有的对象，在协议的锁步演化的两个元素。Cl丰度所暗示的金属丰度的范围涵盖了一个数量级，我们发现CRD和富氧尘埃（ORD）的PNE的初始质量和金属丰度的显着差异。具有CRD的PNE倾向于具有中等质量和低金属丰度，而大多数具有ORD的PNE显示出较高的N和He富集，这表明它们具有高质量的祖细胞。
2015-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
WD+MS Systems as the Progenitors of Type Ia Supernovae with Different Metallicities
Ia型超新星（SNe Ia）前身星的单简并模型是两个最流行的模型之一，其中一颗碳氧白矮星（CO WD）吸积来自其伴星的富氢物质，使其质量增加到克拉塞卡质量极限，然后爆炸成为一颗Ia型超新星。将Hachisu等人（1999 a）关于吸积效率的公式推广到Eggleton的恒星演化程序中，并假设该公式对\emph{all}金属丰度也有效，我们对不同金属丰度的双星演化进行了详细的研究。我们显示的初始和最终的参数空间为超新星Ia（$\log P-M_{\rm 2}$）平面。我们的模型很好地解释了（$\log P-M_{\rm 2}$）平面上一些著名的复发新星以及超软X射线源（SSS）RX J0513.9-6951的位置，并且我们的模型还可以解释第谷G的空间速度和质量，第谷G现在被认为是第谷超新星的伴星。我们的研究表明，如果Han和Podsiadlowski（2006）的延迟动力学不稳定性模型是合适的，SSS，V Sge，是一个潜在的超新星的祖先，如SN 2002 ic。
2009-08-18 astro-ph.SR
Exploring the History of Stellar Mergers with Chemistry: Examining the Origins of Massive $α$-Enriched Stars using Carbon Isotope Ratios
针对大质量α增强（MAE）恒星起源不明的问题，本研究通过测量49颗红团簇星和4颗红巨星的碳同位素比等化学性质，发现部分MAE星与厚盘星一致、部分与AGB星质量转移或单星相关，表明碳同位素比可独特约束其起源。
2025-09-10 astro-ph.SR
Revisiting the Impact of Dust Production from Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们提出了一个尘埃光谱能量分布（SED）和二进制恒星的人口分析重新访问的尘埃生产率（DPRs）在风中的富碳沃尔夫-拉叶（WC）的二进制和它们对银河系尘埃预算的影响。19个银河系WC ``dustars”的DustEM SED模型揭示了$\dot{M}_d\sim10^{-10}-10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的DPR和介于$0.002 - 40\%$之间的碳尘凝结分数$χ_C$。大的（$0.1 - 1.0$ $μ$ m）粉尘粒度组成有利于有效的dustars，其中$χ_C\gtrsim1\%$。dustars与已知的轨道周期的结果验证之间的幂律关系$χ_C$，轨道周期，WC的质量损失率，和风速一致的理论模型的尘埃形成碰撞风双星的预测。我们将尘埃产生纳入双星布居和光谱合成（BPASS）模型中，分析WC dustars，渐近巨星分支星（AGB），红超巨星（RSG）和核心坍缩超新星（SNe）的尘埃产生率。BPASS模型假设恒星形成（SF）不变，并在低、大麦哲伦云（LMC）样和太阳金属丰度（Z = 0.001、0.008和0.020）下进行了$10^6$ M $_\odot$恒星种群的共演化。恒定SF和co-eval模型都表明，SNe是所有金属丰度的净尘埃破坏者。在LMC等金属丰度的恒定SF模型表明，AGB星稍微超过WC双星和RSG的$2-3$的因素，而在太阳…
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Dramatic Decrease in Carbon Star Formation in M31
我们分析了M31中21个HST场的恒星近红外测光，以限制金属丰度对碳星形成的影响。对附近星系的观测表明，碳星在更高的金属丰度下越来越罕见。模型表明，碳星的形成效率下降，由于在富含金属的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的疏浚效率下降，加上较高的初始丰度的氧。然而，虽然模型预测了碳星不能形成的金属丰度上限，但以前的观测尚未确定这一限制。我们的新观测使用HST WFC 3/IR中带滤波器可靠地将碳星与M型TP-AGB星分离，跨越M31富金属盘的2.6-13.7 kpc。我们发现，C与M星的比率（C/M）比外推的更少金属的星系中的观测结果下降得更快，导致C/M太低，在最里面的领域超过10倍，并表明在金属丰度高于[M/H] $\approx$ -0.1 dex的C星形成效率急剧下降。金属丰度上限仍然未被发现，但一定是在金属丰度高于M31的内盘测量值（[M/H] $\gtrsim$ +0.06 dex）时出现的。
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-rich carbon stars in the Sagittarius Dwarf Spheroidal galaxy
本文介绍了用\it斯皮策太空望远镜对人马座矮球状星系（Sgr dSph）中六颗富碳AGB星和两颗前景银河系碳星的光谱观测结果。观测到的C $_2$ H $_2$和SiC特征的能带强度与在银河系AGB星中观测到的非常相似。的金属度估计从乙炔光学深度和SiC功能的强度之间的经验关系。金属丰度高于大麦哲伦星云，接近银河系。虽然高金属丰度可能意味着大约1 Gyr的年龄，但对于尘埃AGB恒星，脉动周期表明年龄超过2或3 Gyr。我们用DUSTY辐射转移模型拟合了观测到的恒星的光谱，并确定它们的尘埃质量损失率在1.0- 3.3 $\times 10^{-8} $ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的范围内。银河系前景的两颗富碳AGB恒星位于太阳圈的远端，在银河系中心之外。这两颗星中的一颗在我们目前的本星系群样本中显示出最强的SiC特征。
2009-03-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
Automated Determination of [Fe/H] and [C/Fe] from Low-Resolution Spectroscopy
我们开发了一种自动光谱合成技术，用于估计贫金属星（包括碳增强贫金属星）的金属丰度（[Fe/H]）和碳丰度（[C/Fe]），其他方法可能证明是不够的。这种技术，autoMOOG，旨在对即使在低到中分辨率光谱中可见的相对较强的特征进行操作，产生的结果与更多望远镜密集型高分辨率研究相当。我们验证了这种方法与913颗恒星，现有的高分辨率和低到中分辨率到中分辨率的光谱进行比较，并涵盖了广泛的恒星参数。我们发现，在低金属丰度（[Fe/H] < -2.0），我们成功地恢复了金属丰度和碳丰度，在可能的情况下，精度为~ 0.20 dex。在更高的金属丰度下，由于在运行autoMOOG之前进行光谱归一化的连续体放置问题，可以看到恒星的整体金属丰度被普遍低估，尽管碳丰度仍然被成功恢复。因此，这种方法只推荐用于已知金属丰度足够低的恒星样本。然而，对于这些低金属量的恒星，autoMOOG的表现比类似的现有技术更加一致和快速，这应该允许在不久的将来分析大量贫金属恒星样本。目前正在采取措施，改善和纠正连续性安置方面的困难。
2009-07-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Carbon in Red Giants in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
本文给出了银河系球状星团和矮球状星系中红巨星的碳丰度。我们的样本包括对NGC 2419，M68和M15中154颗巨星以及dSphs Sculptor，Fornax，Ursa Minor和Draco中398颗巨星的碳丰度测量。这个样本使dSph星的数量增加了一倍，测量了[C/Fe]。log（L/L_sun）~= 1.6以上，[C/Fe]比随光度的增加而减小，这可以用巨星演化过程中的深度混合来解释。在dSphs中也观察到了同样的下降，但dSphs巨星的初始[C/Fe]并不均匀。dSphs中金属丰度较低的恒星有较大的[C/Fe]比。我们假设，[C/Fe]（校正到初始碳丰度）下降与增加[Fe/H]由于渐近巨星分支恒星的碳产量的金属丰度的依赖性，并由于Ia型超新星在更高的金属丰度的重要性日益增加。我们还在三个dSphs中发现了11个非常富碳的巨星（之前已知的8个）。然而，我们的选择偏差排除了与银河系恒星晕中碳增强部分的详细比较。尽管如此，dSphs中[C/Fe] < +1的恒星遵循的[C/Fe]轨道与[Fe/H]轨道不同，而不是晕星。具体地说，dSphs中的[C/Fe]在低于晕中的[Fe/H]时开始下降。[C/Fe]“膝盖”的金属丰度的差异增加了来自[α/Fe]分布的证据，即晕的祖先比幸存的dSphs具有更短的化学富集时间尺度。
2015-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of AGB stars at different metallicities (III): intermediate mass models, revised low mass models and the ph-FRUITY interface
我们提出了一组新的中等质量AGB星（4.0，5.0和6.0 Msun）在不同金属丰度（-2.15<=Fe/H]<=+0.15）下的模型。它整合了已经包含在FRUITY数据库中的低质量AGB星（1.3<=M/M<=3.0）的现有模型集。我们描述的物理和化学演化的计算模型从主序列的AGB阶段结束。由于效率较低的第三次疏浚事件，具有大核心质量的模型显示出适度的表面增强。后者是由于脉冲间相位短，热脉冲弱。此外，对流层底部的高温阻止了它深入辐射底层。根据初始恒星质量的不同，重元素核合成由不同的中子源控制。特别地，更大质量的模型的s-过程分布由\nean ~反应主导，该反应在热脉冲期间被有效地激活。在低金属丰度，我们的模型进行热底部燃烧和热三次疏浚。我们比较我们的理论最终的核心质量，以现有的白矮星的观测。此外，我们量化的权重，中间质量模型的碳星光度函数。最后，我们介绍了FRUITY网络界面的升级，现在还包括数据库（ph-FRUITY）中包含的所有模型的TP-AGB阶段的物理量。
2015-07-27 astro-ph.SR
The evolution of low-metallicity asymptotic giant branch stars and the formation of carbon-enhanced metal-poor stars
我们研究了金属丰度Z = 10-4和Z = 10-8之间的渐近巨星分支（AGB）星的行为。我们确定哪些恒星经历了一个插曲的闪光驱动的混合，质子被摄入到壳层间对流区，因为它们进入热脉冲AGB阶段，并进行第三次疏浚。我们发现，闪光驱动的混合不会发生以上的Z = 10-5的任何质量的恒星的金属丰度和2 M以上的恒星不经历这种现象在任何金属丰度。我们发现碳摄入（CI），碳混合到氢燃烧区的尾部，发生在质量范围2 M到4 M左右。我们认为，CI可能是一个弱版本的闪光灯驱动的机制。我们还研究了对流过冲对这些对象的行为的影响。我们的模型很难解释具有显著碳和氮增强的CEMP恒星的频率。碳可以通过闪光驱动的混合，CI或只是第三次疏浚。氮可以通过热的底部燃烧而增加，并且热的疏浚的发生也将碳转化为氮。C/N比可能是一个很好的指标的质量的主要AGB星。
2009-03-13 astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs II. A comparative study of photometric metallicity scales
恒星参数不容易从M矮星光谱中得到，这是由双原子和三原子分子的复杂带占主导地位，并没有很好地描述在逐线水平的大气模型。因此，M矮星的金属丰度通常是通过不太直接的技术获得的。最近的一些出版物提出的校准，提供了一个M矮星的金属丰度从它的Ks波段绝对星等和它的V-Ks颜色，但不同意在\pm 0.1 dex水平。我们比较了这些校准的23 M矮星的样本，我们选择了宽（> 5角秒）的同伴F-，G-或K-矮星的金属丰度测量均匀的规模，我们需要有V带测光测量优于\sim 0.03等。我们发现Schlaufman & Laughlin（2010）校准相对于我们的样本具有最低的偏移和残差，并使用我们改进的统计数据来略微改进该校准。与更严格地选择光度比以前的研究中，周围的校准的分散是远远超过[Fe/H]和光度的不确定性。这表明，剩余色散的起源是天体物理学的，而不是观测的。
2011-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermohaline mixing in extremely metal-poor stars
极贫金属（EMP）星是早期宇宙拼图中不可或缺的一部分，尽管EMP星的异常子类，如碳增强贫金属（CEMP）星得到了很好的研究，但它们占所有[Fe/H] $\sim -3.0$的EMP星的不到一半。红巨星分支上发生的碳消耗量（碳抵消）被用来确定EMP星的演化状态，这种抵消在CEMP和正常EMP星之间会有所不同。在恒星模型中采用的消耗机制（碳抵消量的来源）是非常重要的，然而，文献中唯一广泛使用的碳抵消量是来自恒星模型，使用热盐混合机制，不能同时匹配碳和锂丰度的观察一个单一的扩散系数。我们的恒星演化模型利用了一个改进的热盐混合模型，可以匹配贫金属球状星团NGC 6397中的碳和锂。我们比较我们的模型，在[Fe/H] $= -3$的EMP星样品的大部分，并表明我们的修改后的模型遵循的趋势的观察和消耗较少的碳相比，标准的温盐混合理论。我们的结论是，恒星模型采用标准的热盐混合形式主义高估碳抵消，因此CEMP星的频率，特别是在金属丰度碳正常的恒星占主导地位的EMP星人口。
2018-08-07 astro-ph.SR
Effect of rotational mixing and metallicity on the hot star wind mass-loss rates
热星风的质量损失率取决于单个元素的丰度。这种依赖性通常是假设比例太阳化学成分。然而，这种方法在演化的旋转恒星中可能不合理。旋转混合将经过hoc处理的物质带到恒星表面，以牺牲碳和氧为代价增加了氮的丰度，这可能会影响质量损失率。我们研究了旋转混合产生的修改后的化学成分对风参数的影响，特别是风的质量损失率。我们使用我们的NLTE风代码来预测风的结构，并比较计算的风的质量损失率的情况下，缩放的太阳能化学成分和CNO循环的影响的组合物。我们表明，对于更高的质量分数的重元素$Z/Z_\odot\gtrsim0.1$的化学成分的变化，从缩放的太阳到hoc处理的缩放的太阳组成并没有显着影响风的质量损失率。由碳和氧引起的缺失的线力由氮线力补偿。然而，对于一个非常低的质量分数较重的元素$Z/Z_\odot\lesssim0.1$的旋转混合显着影响风的质量损失率。此外，金属丰度的质量损失率的下降是在这样的低金属丰度更强。我们研究了不同金属丰度的风动量-光度关系的相关性，并表明对于金属丰度$Z/Z_\odot\lesssim0.1$，该关系显示出较大的分散性，这使得在最低金属丰度时使用这种关系变得不合适。
2014-06-05 astro-ph.SR
The Identification of Hydrogen-Deficient Cataclysmic Variable Donor Stars
我们已经使用ATLAS 12产生缺氢恒星大气，使我们能够构建合成光谱，探索的可能性，在一些激变变量（CV）的捐助星是缺氢。我们发现，四个系统，AE Aqr，DX和，EY Cyg，和QZ Ser有显着的氢赤字。我们证实，碳和镁的赤字，和钠的增强，是常见的CV捐助恒星。我们观察到的三个Z Cam系统都有太阳金属丰度，没有丰度异常。其中两个天体，Z Cam和AH Her，有M型的施主星;由于它们的轨道周期很长，比预期的要冷得多。通过使用等效宽度测量和光变曲线建模相结合，我们已经开发出的能力，占污染的捐助者恒星光谱的其他光度来源的二进制。这使得对次级恒星金属丰度的评估更加现实。我们发现，使用等效宽度测量应允许强大的金属丰度和丰度异常，以确定与M型施主恒星的CV。
2018-06-12 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
Thermonuclear and Electron-Capture Supernovae from Stripped-Envelope Stars
当从富含氢的包层中剥离出来时，初始质量在$\sim$ 7和11 M $_\odot$之间的恒星会发展出大质量的简并核心并坍缩。根据最终的结构和组成，结果可以从热核爆炸到电子捕获超新星（ECSN）中的中子星的形成。最近的研究表明，在这个质量范围内的恒星，当它们的中心密度仍然低于$ρ_{\rm c} \lesssim 10^{9.6}$ g cm $^{-3}$时，可能会引发爆炸性的氧燃烧。这使它们成为Ia型超新星的有趣候选者-我们称之为（C）ONe SNe Ia -并且可能对通过ECSNe形成中子星具有更广泛的意义。在这里，我们模拟了252氦恒星的演化，初始质量在$0.8-3.5$ M $_\odot$范围内，金属丰度在$Z=10^{-4}$和$0.02$之间。我们使用这些模型来约束的中心密度，成分和信封质量在爆炸氧气点火时。我们进一步研究这些属性的敏感性，质量损失率的假设，使用不同的风力效率的其他模型。我们发现，质量在$\sim$ 1.8和2.7 M $_\odot$之间的氦星演化到$1.35-1.37$ M $_\odot$（C）ONE核心，在中心密度在$\rm \log_{10}(ρ_c)\sim 9.3$和9.6之间时引发爆炸性燃烧。我们限制了核心碳燃烧后保留的残余碳的量，并得出结论，它在确定最终结果中起着关键作用：保留超过$\sim 0.005$ M $_\odot$碳的B…
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
PARSEC evolutionary tracks of massive stars up to $350 M_\odot$ at metallicities 0.0001$\leq Z \leq$0.04
我们补充PARSEC数据库的恒星演化轨迹与大质量恒星的新模型，从主序前阶段的中央碳点火。我们考虑了一个广泛的范围内的金属丰度，0.0001 $\leq Z \leq$ 0.04和初始质量高达$M_{\rm ini}=350\,M_\odot$。与我们以前的大质量恒星模型的主要区别是，当恒星与爱丁顿光度之比$Γ_e$接近1时，采用了一种新的形式来解释质量损失的增强。有了这种新的形式主义，模型能够再现在银河系和大麦云云的颜色星等图中观察到的汉弗莱-戴维森极限，没有一个特设的质量损失增强。我们还遵循最近的风模型的预测表明，金属丰度的质量损失率的依赖变得较浅时，$Γ_e$接近统一。因此，我们发现，更大的恒星可能遭受重大的质量损失，即使在低金属丰度。我们还预测，汉弗莱-戴维森极限应该变得更明亮的金属丰度降低。我们补充了新的理论测热校正表的演变轨迹，有用的比较轨道和等时线的意见。为了这个目的，我们同质化现有的恒星大气库的热和冷的恒星（PoWR，ATLAS 9和凤凰），我们添加，在需要的地方，新的大气模型计算与WM基本。质量，年龄和金属丰度网格是完全足够的非常年轻的恒星系统，在本地和遥远的星系的性能进行详细的调查。新的轨道取代了以前的帕多瓦大质量恒星模型。
2015-08-11 astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon rich giants, I. Hydrostatic dust-free models
我们研究碳星的光谱和光度特性。在本系列的第一篇文章中，我们将重点放在可以用流体静力学模型描述的物体上，忽略了脉动和质量损失等动力学现象。因此，由于星周尘埃的变红不包括在内。我们的结果被收集在一个数据库中，它可以用于结合恒星演化和涉及AGB的人口合成计算。我们计算了746个球对称COMARCS大气的网格，覆盖有效温度在2400和4000 K之间，表面重力从log（g）= 0.0到-1.0，金属丰度从太阳值下降到十分之一，C/O比在1.05和5.0之间。随后，我们使用这些模型为大量的滤波器系统创建合成低分辨率光谱和光度数据。包括结果在内的表格以电子方式提供。我们已经选择了一些最常用的颜色，以讨论他们的行为作为恒星参数的函数。与实测数据的比较表明，在2800 K以下，碳星的预测与观测之间的一致性是好的。低于这个限度，合成的颜色就太蓝了。这些问题的明显原因是忽视了由于脉动和质量损失引起的星周红化和结构变化。
2009-05-27 astro-ph.SR
Modeling R Coronae Borealis Stars: Effects of He-Burning Shell Temperature and Metallicity
北冕座R星（RCB）是一种极度缺氢的碳星，会产生大量的尘埃，导致亮度突然大幅下降。它们被认为主要是通过白矮星合并形成的。在本文中，我们使用MESA来研究合并后的天体如何演化成RCB星，这些天体的初始氦燃烧壳层温度范围为2.1 - 5.4 *10^8 K，具有太阳和亚太阳金属丰度。其中最成功的模型具有太阳下的金属丰度和接近3 *10^8 K的初始温度。我们发现一个强烈的依赖于初始氦燃烧壳层温度的表面丰度的元素参与的CNO循环，以及RCBs的有效温度和半径的差异。在10%的太阳金属丰度模型中，核合成中涉及的元素呈现出约1 dex减少的表面丰度，但碳和锂除外，这两个元素将被详细讨论。具有亚太阳金属丰度的模型也比太阳模型表现出更长的寿命。此外，我们发现，对流混合的燃烧物质只发生在合并后的头几年的演变，之后的表面丰度是恒定的期间和之后的RCB阶段，提供证据，为什么这些恒星显示出强烈的增强部分氦燃烧产品。
2020-08-17 astro-ph.SR
Neutronization During Carbon Simmering In Type Ia Supernova Progenitors
当Ia型超新星（SN Ia）的前身首先点燃核心中的碳时，它在热核失控开始之前经历了${\sim} \,10^{3}-10^{4} \,$年的对流燃烧。这个碳沸腾阶段对于确定白矮星的热剖面和成分很重要。使用\texttt{MESA}恒星演化代码，我们遵循这种对流燃烧，并检查富中子同位素的生产。SN燃料的中子含量对随后的核合成具有重要影响，特别是对次级Fe峰核如Mn和稳定Ni的产生具有重要影响。这些元素已经在超新星遗迹如第谷、开普勒和3C 397的X射线光谱中被观测到，它们的产额可以为研究Ia超新星的物理学及其祖先的性质提供有价值的见解。我们发现慢炖过程中的弱反应最多只能产生${\approx} \, 3 \times 10^{-4}$的中子过剩。这是${\approx} \, 8 \times 10^{-4}$低于在以前的研究中发现的，没有考虑到整个密度和温度分布的沸腾区域。我们的研究结果表明，祖金属丰度是主要贡献者的中子过剩的超新星Ia燃料$Z \gtrsim 1/3 \, Z_{\odot}$。或者，在较低的金属丰度，这种中子过剩提供了一个地板，应该存在于任何中心点燃的SN~Ia的情况。
2016-07-20 astro-ph.SR
Spitzer Space Telescope spectra of post-AGB stars in the Large Magellanic Cloud ---polycyclic aromatic hydrocarbons at low metallicities
本文报道了大麦云云（LMC）中富碳后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的Spitzer空间望远镜光谱中多环芳烃（PAHs）特征的变化。本文共分两部分。第一部分描述了我们对24颗恒星（包括后AGB候选恒星）的斯皮策光谱观测计划。本文的后半部分介绍了PAH功能的分析，在20个富碳后AGB星的LMC，组装从斯皮策档案，以及从我们自己的计划。我们发现五颗后AGB恒星显示出一个宽的特征，峰值在7.7微米，这是以前没有被分类过的。此外，10- 13微米的PAH光谱被分为四类，其中一类在11.3，12.3和13.3微米处有三个宽峰，而不是在11.3和12.7微米处有两个明显的尖峰，如通常在HII区所发现的。我们的研究表明，多环芳烃是逐步处理，而中央恒星从后AGB阶段演变到PNe，改变他们的组成之前，多环芳烃被纳入星际介质。虽然存在一些金属丰度的PAH光谱依赖，一个对象的演化状态是更重要的比它的金属丰度在确定的光谱特征的LMC和银河系后AGB星的PAH。
2014-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) III: carbon-enhanced metal-poor stars in the bulge
最缺乏金属的恒星拥有关于银河系早期形成和化学演化的重要线索，而碳增强贫金属（CEMP）恒星特别令人感兴趣。然而，对银河系核球中的CEMP恒星知之甚少。本文利用原始内星系巡天（PIGS）中的大量贫金属星光谱样本，对球区的CEMP星（[C/Fe] > +0.7）进行了识别，并计算了CEMP分数。我们在内银河系中识别出96颗新的CEMP恒星，其中62颗金属含量非常低（[Fe/H] < -2.0）;这比之前已知的7颗凸起CEMP恒星增加了10倍以上。对于[Fe/H] <-3.0的恒星，PIGS中CEMP星的累积分数为$42^{\,+14\,}_{\,-13} \%$;对于[Fe/H] < -2.5的恒星，CEMP星的累积分数为$16^{\,+3\,}_{\,-3} \%$;对于[Fe/H] <-2.0的恒星，CEMP星的累积分数为$5.7^{\,+0.6\,}_{\,-0.5} \%$。对于[Fe/H] < -3.0的PIGS内星系CEMP分数与文献中发现的晕分数一致，但在较高的金属丰度下，PIGS分数显著较低。虽然这可以部分归因于光度选择偏差，但这种偏差不太可能完全解释较高金属丰度下的低CEMP分数。考虑到晕CEMP-s和CEMP-no星的典型碳过剩和金属丰度范围，我们的结果指出，在银河系内部的CEMP-s和CEMP-no星（特别是更丰富的金属）可能缺乏。前者可能与双星部分的差异有关，而…
2021-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon stars with increased oxygen and nitrogen abundances: hydrostatic dust-free model atmospheres
我们已经计算了一个网格的流体静力学球形COMARCS模型的C星覆盖金属丰度从[Z/H]=0到-2和值的碳过剩[C-O]从6.41到9.15，加上一些温度序列，其中的氧和氮的量增加相对于缩放的太阳元素混合物。这种丰度的变化可能出现在恒星演化的晚期。我们的研究涵盖了[O/Z]和[N/Z]上升到+0.5的变化。根据大气结构，我们计算了合成光谱和光度学的所有模式在一个一致的方式。改变[O/Z]和[N/Z]的序列可用于导出校正项，这些校正项应用于针对有效温度、表面重力、金属丰度和碳过量的特定组合预测的颜色。如果在氧含量变化的情况下忽略这些变化，则采用[C-O]而不是C/O得到更好的结果，因为第一个量主导许多重要分子种类的形成。对于较暖、脉动较弱的C巨星，当模型和观测性质的辐射转移计算中的不透明度处理一致时，原则上可以从高分辨光谱确定[C-O]、[O/Z]或[N/Z]。相应的变化，由于丰度往往成为显着大于偏差所造成的恒星参数的不确定性或光学薄尘埃壳。光度数据和低或中分辨率光谱不足以得出上述数量。
2019-05-22 astro-ph.SR
$s$-process production in rotating massive stars at solar and low metallicities
旋转被证明对大质量恒星的结构和轻元素核合成有很大的影响。特别是，包括旋转的模型可以重现在晕极贫金属（EMP）恒星中观察到的初级氮。其他探索性模型表明，旋转可提高低金属丰度下的$s$工艺生产。在这里，我们提出了一个大网格的大质量恒星模型，包括旋转和一个完整的$s$ -过程网络，研究旋转的影响上的弱$s$ -过程。我们探讨了产生大量超出锶峰的元素的可能性，锶峰是弱$s$过程通常停止的地方。我们使用日内瓦恒星演化代码耦合到一个扩大的反应网络与737个核素铋计算$15-40\,\text{M}_\odot$模型在四个金属丰度（$Z = 0.014,10^{-3}$，$10^{-5}$，和$10^{-7}$）从主序列到氧燃烧结束。我们证实，旋转诱导的对流H-壳层和氦核之间的混合，使一个重要的生产初级$^{14}$ N和$^{22}$ Ne和$s$ -过程在低金属丰度。在低金属丰度时，尽管产量仍然受到铁籽晶初始数量的限制，但旋转通过增加中子与籽晶的比率，增强了$s$过程的产量，即使对于比锶重的同位素也是如此。该比率的增加是$^{22}$ Ne的初级产生的直接结果。尽管核的不确定性影响的$s$过程的生产和恒星的不确定性影响的旋转引起的混合，我们的研究结果表明，一个强大的生产$s$过程在低金属丰度时，旋转考虑。考虑模型的初始旋转速率的分布，使复制所观察到的大范围的[Sr/Ba]比（碳增强和正常）E…
2015-11-18 astro-ph.SR
Radiogenic p-isotopes from SNIa, nuclear physics uncertainties and Galactic chemical evolution compared with values in primitive meteorites
本文计算了不同金属丰度的Ia型超新星的多维Krasekhar-质量模型中丰质子同位素的核合成。该框架给出了短寿命放射性同位素92 Nb、97 Tc、98 Tc和146 Sm的预测丰度。丰度种子是通过计算从双星伴星到碳氧白矮星上的物质的s-过程核合成得到的。被认为是在不同的金属丰度和13 C-口袋效率的细网格的S-种子。银河系化学演化模型是用来预测的贡献SNIa的太阳系p-核组成的陨石测量。核物理的不确定性对于确定SNeIa在92 Nb和146 Sm生产中的作用至关重要。我们发现，如果标准的SNeIa是所有SNIa的至少50%，他们是强有力的候选人再现陨石中观察到的放射性成因的P-过程签名。
2014-08-28 astro-ph.SR
The metallicity dependence of envelope inflation in massive stars
最近发现大质量恒星模型的内部达到爱丁顿极限，这导致了稀释的扩展包层。我们对不同金属丰度的大质量恒星的包层性质进行了比较研究，目的是建立恒星金属丰度对包层膨胀效应的影响。我们分析出版的网格的核心氢燃烧的大质量恒星模型计算与金属丰度适合大质量恒星在银河系中，LMC和SMC，非常金属贫矮星系我Zwicky 18，和无金属的化学成分。所有研究的金属丰度的恒星模型在其内部达到并超过爱丁顿极限，并得到铁、氦和氢的不透明度峰值的帮助，从而形成膨胀的包络。包络暴胀导致零龄主序列的向红弯曲和赫兹-罗素图上部主序列带的加宽。我们推导出的限制L/M值的函数的恒星表面温度以上的膨胀发生，并发现它们是更大的较低的金属丰度。虽然银河系模型显示膨胀超过~29 Msun，但第三星族恒星的相应质量限制为~150 Msun。虽然膨胀的信封的质量一般都很小，我们发现，他们可以达到1-100 Msun的有效温度低于8000 K的模型，与较低的金属量的模型达到较高的质量。包层暴胀预计会发生在所有金属丰度的足够大的恒星中，并预计会导致快速增长的脉动，高宏观湍流速度，并且很可能与在明亮的蓝色变星（如S Doradus和Eta Carina）中观察到的无法解释的变化有关。
2016-11-22 astro-ph.SR
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars
来自SOFIA上FORCAST的33颗银河系碳星的新红外光谱揭示了恒星脉动与其周壳中的尘埃和分子化学之间的强烈联系。总尘埃含量中的一个尖锐的边界，主要测量无定形碳的量，将半正则和Mira变量分开，半正则在光谱中显示出很少的尘埃，Mira显示出更多。在半正规的，从SiC粉尘的贡献迅速增加，作为整体的粉尘含量的增长，但在Miras，SiC粉尘功能越来越弱，因为更多的灰尘被添加。发现CS在$\sim$ 7.3 $μ$ m处的吸收带具有类似的二分法，其通常限于半规则变量。在观测上，这些差异使得用光谱法区分半规则变星和米拉变星变得简单，而不需要长期的光度观测或对它们距离的了解。银河系碳星在半正则变星中快速出现强烈的SiC发射，这表明在强脉动发生之前，有一个不同的尘埃凝结过程。在银河系样本中看到的半规则星和Miras之间无定形碳的产生的中断在麦哲伦碳星中也很明显，将碳星中的强烈脉动与强烈的质量损失率联系起来，这将结束它们作为恒星的生命。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Expanding the Catalog: Considering the Importance of Carbon, Magnesium, and Neon in the Evolution of Stars and Habitable Zones
在以前工作的基础上，我们扩展了我们的恒星演化模型的目录与可变组成;在这里，我们提出了质量为0.5 - 1.2 Msol，标度金属丰度为0.1 - 1.5 Zsol，比C/Fe，Mg/Fe和Ne/Fe值为0.58 - 1.72 C/Fe_sol的恒星模型，Mg/Fe_3O_4 = 0.54 - 1.84; Ne/Fe_3O_4 = 0.5 - 2.0。我们包括碳和镁的丰度值的基础上，他们在附近的恒星的变化的观察蔓延;我们选择了一个任意的蔓延氖丰度值相称的范围内看到其他低Z元素由于获得精确测量的性质在恒星中的氖丰度的困难。正如Truitt等人（2015）的结果所示，我们必须了解单个元素丰度的差异，而不仅仅是总的金属丰度，如何可以测量地影响恒星的进化寿命和其他物理特征。在这项工作中，我们发现氧的丰度显著影响了恒星演化;碳、镁和氖是潜在的重要元素，因为它们在恒星中的丰度相对较高（但也是可变的）。我们提出了528个新的恒星主序星模型，我们计算了相关的宜居带边界的质量，温度和光度的基础上，每个随时间变化的演变。我们还重新引入2 Gyr“连续宜居带“作为一个有用的工具，以帮助衡量一个给定的行星系统的可居住性潜力。
2016-12-18 astro-ph.SR
Carbon abundance in Small Magellanic Cloud planetary nebulae through Advanced Camera for Surveys prism spectroscopy: constraining stellar evolution at low metallicity
我们对11个小麦哲伦云行星状星云进行了近紫外ACS棱镜光谱分析，主要目的是获得碳的丰度。对ACS光谱的分析提供了除了几个目标之外的所有目标的可靠的原子碳丰度;计算了所有目标PNe的离子C^（2+）丰度。与本文件中，我们增加了一倍以上的SMC PNe与已知的碳丰度的数量，提供了一个很好的数据库，以研究在低金属丰度的低和中等质量的恒星的元素演化。在恒星演化模型框架下研究了麦哲伦云PNe的碳丰度和元素产额。通过计算的最终产额和观测到的CNO丰度的比较，约束SMC和LMC恒星演化模型现在是可能的。我们发现，SMC PNe几乎完全是富碳的，并且在大多数情况下，它们没有经历热底部燃烧阶段，与所研究的LMC PNe的一半相反。用LMC和SMC金属丰度模型计算的结果与观测结果基本一致。特别是，M $_{\rm to}<3.5 {\rm M}_{\odot}$的进化产量很好地涵盖了SMC中圆形和椭圆形PNe的丰度。我们发现，碳排放线是SMC PNe的主要冷却剂，比LMC对应物更重要，表明金属含量对PNe的物理性质有影响，正如Stanghellini等人（2003）所预测的那样。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
The carbon-to-oxygen ratio in stars with planets
在最近的一些研究中，发现高金属丰度恒星的C/O丰度比从0.4到1.0不等。这导致了关于类地行星存在的讨论，这些行星的碳成分与地球的成分非常不同。C/O值通过在6300 A下从高激发CI线确定碳丰度和从禁戒[OI]线确定氧丰度来获得。然而，这条弱线在高金属度下受到镍混合物的强烈影响。为了获得更精确的C/O比，本文中的氧丰度来自7774 A的高激发OI三重态，碳丰度来自5052和5380 A的CI线，使用MARCS模型大气，包括非LTE校正。结果并没有证实先前发现的高C/O比。C/O对金属度的依赖性从[Fe/H]=0.0时的C/O=0.58到[Fe/H] =0.4时的C/O=0.70，表现出紧密的、略微增加的依赖性，均方根散射仅为0.06。假设原行星盘的成分与宿主恒星的成分相同，本文中发现的C/O值不支持富碳行星的存在。薄盘星之间的C/O分布很小，这表明II型超新星和中低质量恒星的核合成产物在星际介质中混合良好。
2013-03-07 astro-ph.EP 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
The infrared spectral properties of Magellanic carbon stars
斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观测到麦哲伦星云中的184颗碳星。这个样本揭示了碳星的尘埃产生率（DPR）通常随着恒星的脉动周期而增加。尘埃颗粒的组成遵循两个凝聚序列，在富含金属的恒星中，更多的SiC在无定形碳之前凝聚，而在贫金属的恒星中，顺序正好相反。MgS尘埃凝聚在光学上较厚的尘埃壳层中，并且在更多贫金属的恒星中其凝聚被延迟。贫金属碳星也倾向于在7.5 μ m处对C2H2有更强的吸收。DPR和脉动周期之间的关系显示出显着的明显的分散，这是由于恒星的初始质量，与更大质量的恒星占据一个序列平行于低质量的恒星，但转移到更长的周期。考虑到在小麦哲伦云和大麦云云中观测到的碳星之间质量分布的差异，揭示了在较低金属丰度下DPR微妙下降的暗示，但它在统计上并不显著。嵌入最深的碳星具有较低的变化幅度，并在吸收中显示SiC。在某些情况下，它们在较短的波长下具有更蓝的颜色，这表明中心恒星正在变得可见。这些深深嵌入的恒星可能是从AGB演化出来的，或者它们可能具有非球形的尘埃几何形状。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars in the SDSS-APOGEE database
我们在APOGEE数据库中发现了6颗新的CEMP恒星（[C/Fe]>+0.7和[Fe/H]< -1.8），以及另外7颗可能的候选恒星。这些恒星具有典型的贫金属晕星的化学成分，例如，平均值[ $α$ /Fe] = +0.24 $\pm$ 0.24，基于ASPCAP管线结果。缺乏重元素谱线阻碍了这些CEMP星的进一步分类，然而，基于径向速度散射，我们预测大多数不是典型的双星系统中发现的CEMP-s星。只有一个物体，2 M15312547 +4220551，可能是一个双星，因为它表现出一个分散的径向速度为1.7 $\pm$ 0.6 km s $^{-1}$的基础上，在25.98天的基线三次访问。现在需要进行光学观测，以确认这些恒星的恒星参数和低金属丰度，确定重元素丰度比，提高导出丰度的精度，并检查它们的CEMP子分类。
2017-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicities of 20 Million Giant Stars Based on Gaia XP spectra
本文提出不确定性感知代价敏感神经网络 UA-CSNet，利用 Gaia XP 低分辨率光谱为约 2000 万颗巨星提供高精度金属丰度估计，尤其改善极贫金属星测量，并公开发布星表。
2025-05-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Stripped-Envelope Stars in Different Metallicity Environments I. Evolutionary Phases, Classification and Populations
通过双星相互作用或双星风剥离氢包层的大质量恒星，如果它们有光学厚的风，则可以被观测为沃尔夫-拉叶星，或者被观测为同向风剥离包层星。我们近似他们的演化通过演化模型的单氦星，并计算详细的模型网格在初始质量范围1.5至70 M $_{\odot}$的金属丰度在0.01和0.04之间，从核心氦点火，直到核心崩溃。在它们的一生中，一些恒星模型暴露了氦燃烧的灰烬。我们建议，具有富氮信封的模型是候选WN星，而具有富碳表面的模型是候选WC星在核心氦燃烧，WO星之后。我们测量我们的模型的总寿命和它们的进化阶段的持续时间的金属依赖性。我们提出了一个风光学厚度的解析估计来区分Wolf-Rayet型星和同向风带状包络星的模型，并发现WN、WC和WO型星存在的光度范围是金属丰度的强函数。我们发现，在我们的网格中产生的所有富碳模型都具有光学厚风，并且与观测到的人口的光度分布相匹配。我们建立了星族模型，预测了同向风带状包络星和沃尔夫-拉叶星的数量，并得到了它们在不同金属丰度下的数量比。我们发现，随着金属丰度的增加，平行风带状包络星的数量减少，沃尔夫-拉叶星的数量增加。在高金属丰度时，WC和WO型恒星变得更常见。我们将我们的人口模型应用到附近的星系，发现人口更敏感的过渡光度之间的沃尔夫-拉叶星和同向风氦星比金属丰度依赖的质量损失率。
2022-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of carbon-rich post-AGB stars in the Milky Way to understand the production of carbonaceous dust from evolved stars
本研究通过尘埃形成模型分析银河系富碳后AGB星的红外超额与SED，重建其演化与质量损失历史，发现低质量碳星的理论质量损失率需上调，以修正碳尘埃产量估算。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Loci. VII. Photometric Metallicities of 5 Million FGK Stars Based on GALEX GR6+7 AIS and Gaia EDR3
本文结合GALEX NUV测光与Gaia EDR3数据，建立恒星轨迹与金属丰度的关系，实现对全天约500万颗FGK恒星的高精度测光金属丰度估算，矮星精度达0.11 dex，并证明NUV波段受碳增丰影响较小，为未来中国空间站望远镜的NUV应用奠定基础。
2024-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in CEMP-no stars: A new constraint on the lithium depletion mechanism in the early universe
大多数相对温暖的、未演化的贫金属恒星（$T_{\rm eff}\gtrsim 5800\,\mathrm{K}$和$[{\rm Fe/H}]\lesssim -1.5$）表现出几乎恒定的锂丰度，与金属丰度或有效温度无关，因此形成了所谓的Spite高原。这最初被解释为来自大爆炸核合成产生的锂。然而，最近的观测显示，极端贫金属星（UMP星; $[\mathrm{Fe/H}]<-4.0$）的锂丰度明显低于高原。由于大多数UMP星是CEMP-无星，碳增强的贫金属星没有多余的中子捕获元素，碳增强和锂耗尽之间的联系被怀疑。这个问题的一个直接的方法是研究碳正常的UMP星。然而，在这个类中只有一个对象是已知的。作为一种替代方案，我们已经确定了两个CEMP没有主序星的锂丰度与金属丰度$[{\rm Fe/H}]\sim -3.0$，那里有许多碳正常的恒星与可用的锂丰度，可以考虑。我们的一维LTE分析表明，这两颗CEMP-无恒星的锂丰度与平台附近的值一致，这表明碳增强和锂耗尽没有直接关系。相反，我们的研究结果表明，极低的铁丰度是UMP恒星中锂耗尽的根本原因。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparative Study Between M30 and M92 : M92 Is A Merger Remnant With A Large Helium Enhancement
本文比较M30与M92的化学丰度和星族特征，发现M92具有双峰金属丰度、ΔY约0.05的氦增丰及不同[Eu/Fe]，主张其为两个球状星团的并合遗迹。
2023-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binarity among CEMP-no stars: an indication of multiple formation pathways?
碳增强贫金属（CEMP）恒星包括很大比例的最低金属丰度恒星。在CEMP-no子类别中的恒星没有显示出任何s-过程增强，因此不能很容易地用从双星AGB伴星转移碳和s-过程元素来解释。我们已经进行了径向速度监测的样本22 CEMP-没有星，以进一步研究的作用，联在这种类型的CEMP星。我们发现四个新的二进制CEMP没有明星的径向速度变化的基础上，从而显着扩大人口的已知双星，共11个。新的二元系统之一是HE 0107-5240，它是已知最贫铁的恒星之一，支持该恒星丰度模式起源的二元转移模型。在我们的样本中，我们发现一个差异，在二进制分数取决于绝对碳丰度，与二进制分数$47^{\,+15\,}_{\,-14} \%$的恒星具有较高的绝对碳丰度和$18^{\,+14\,}_{\,\,-9} \%$的恒星具有较低的绝对碳丰度。这可能意味着高碳丰度和贫金属恒星的双星性之间的关系。虽然双星并不等同于质量转移，但双星系统中的CEMP-no星可能已经被污染，因此在解释它们的丰度模式时必须小心。我们还展示了盖亚发现其他二元候选者的潜力。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparative Analysis of SN 2012dn Optical Spectra: Days -14 to +114
SN 2012 dn是一个超克拉塞卡质量的候选星系，位于一个据称正常螺旋星系（SAcd）中，对Ia型超新星多样性理论构成了挑战。在这里，我们利用快速和高度参数化的光谱合成工具，SYNAPPS，估计相对膨胀速度的物种推断，从光谱与六个设施。与以前对正常Ia超新星的研究一样，我们发现未燃烧的碳和中等质量的元素在14,000 km/s附近和14,000 km/s以下的喷出物中在空间上是一致的。虽然SN 2012 dn的峰值亮度上限与一些最明亮的正常SN Ia相当，但我们发现超过1.6 Msun的祖先质量并不受主流合并模型的强烈支持，因为这些模型不能准确预测SN 2012 dn和更多正常事件的光谱观测。此外，对文献样本和Palomar Transient Factory SN Ia的光变曲线和宿主星系质量的比较揭示了SN Ia亚型的多样性分布，其中富碳物质在某些情况下仍未燃烧。这类事件包括SN 1991 T、1997 br和1999 aa，其中可能检测到可见光波长的C III痕量特征。
2016-03-12 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A homogeneous view of asymptotic giant branch carbon stars as seen by Gaia
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Osservatorio Astronomico di Padova—INAF（帕多瓦天文台-INAF）；IAASARS, National Observatory of Athens（雅典国家天文台应用数学和物理学研究所）；Koninklijke Sterrenwacht van België（比利时皇家天文台）
研究通过Gaia DR3数据统一分析银河系和大麦哲伦星云碳星的光谱能量分布，揭示其有效温度、气体质量损失率及变异性与质量损失率的相关性。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82
我们报告的光度估计的有效温度，$T_{\rm eff}$，金属，[Fe/H]，碳，[C/Fe]，和绝对碳丰度，$A{\rm (C)}$，超过70万颗恒星从南方光度本地宇宙巡天（S-PLUS）数据发布2，覆盖了相当大一部分的赤道斯隆数字巡天条纹82。本文分析了两类恒星：1）晕主序星的转折星和2）太阳邻域中质量为$0.58 < M/M_{\odot} <0.75$的K矮星。将恒星光度指数网络探测器（SPHINX）应用于S-PLUS的混合带宽（窄带加宽带）滤波光度测量，可以在很宽的温度范围内对恒星大气中的金属丰度和碳丰度进行可靠的估计，$4250 < T_{\rm eff} \textrm{(K)} < 7000$。使用多个窄带S-PLUS滤光片使SPHINX能够实现比以前使用单个金属丰度敏感窄带滤光片的工作更低水平的“灾难性故障”（金属丰度估计相对于光谱测定的大偏移）。我们限制银河系的K-矮星晕金属丰度分布函数（$λ_{10, \textrm{[Fe/H]}} = 0.85 \pm 0.21$）的指数斜率，在金属丰度范围$-2.5 < \textrm{[Fe/H]} < -1.0$ ;我们的本地体积K-矮星样本的指数是很好的代表与参数$α=2.8$和$β=4.2$的伽马分布。S-PLUS光度测定法获得了具有$T_{\rm eff} < 6500$ K的恒星的绝对碳丰度，精度为$\sim…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rings and arcs around evolved stars. II. The Carbon Star AFGL 3068 and the Planetary Nebulae NGC 6543, NGC 7009 and NGC 7027
利用高质量的多历元HST图像，对行星状星云NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027的晕中的弧和破碎的环状特征以及碳星AFGL 3068周围的螺旋图案进行了详细的比较研究。这种比较使我们能够研究AGB星周围的规则图案和PNe周围的不规则同心图案之间的联系和可能的演化。这些特征的径向自行约为15 km/s，与AGB风一致，其线性大小和间隔时间（500 - 1900年）也与AGB星周围的一致，表明它们有共同的起源。我们发现使用辐射流体动力学模拟的证据表明，在AGB阶段结束时产生的规则图案变得高度扭曲的相互作用与扩大PN和各向异性照明和电离模式所造成的阴影不稳定性。这些过程将破坏AGB恒星周围的规则（主要是螺旋形）图案，可能成为在PNe晕中观察到的弧形和破碎的环。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
