The Lithium test for multiple populations in Globular Clusters: Lithium in NGC 2808
在球状星团NGC 2808中，一个准标准的初始锂丰度是由一个红巨星属于“极端”人口，其特点是一个大的氦过剩，并通过质子捕获元素的丰度典型的核处理气体在非常高的温度下，在初始锂已被完全摧毁。在这种极端的星团恒星中观测到锂元素，对于检验在古老的球状星团中形成多个种群的不同模型是很重要的。在渐近巨星分支（AGB）的情况下，新鲜的锂是在热的底部燃烧的初始阶段，之后，合成的其他p-捕获元素合成。我们模拟了superAGB模型喷出物中锂的丰度，发现值与“极端”巨人中观察到的值一致或更大;这些相同的模型正确描述了NGC 2808极端人口的镁耗尽和硅富集，因此总体一致性为AGB情景提供了进一步的支持。在涉及大质量或超大质量恒星的模型中，观察到的锂需要污染人口的无锂喷出物与超过40%的标准锂原始气体的混合物。NGC 2808恒星的扩展化学异常在最多60%的可能稀释范围内得到解释，喷出物中的初始氦质量分数应该是Y >= 0.5，以解释极端人口的Ye 0.38-0.40，需要进一步观测p过程元素来检验模型。
2019-01-04 astro-ph.SR
Models for the lithium abundances of multiple populations in globular clusters and the possible role of the Big Bang lithium
球状星团恒星显示出典型的热CNO处理的化学丰度模式。锂在恒星环境中很容易被质子捕获破坏，因此它的丰度可能是区分不同模型的关键，这些模型被提出来解释多个种群。为了重现观测到的O-Na关系和其他多星族的典型模式，第二代恒星的形成必须发生在经过核处理的恒星喷出物中，这是化学异常的原因，被具有第一代恒星成分的原始气体稀释。未经处理的气体中的锂丰度--很可能与大爆炸产生的锂丰度相等--影响了星团恒星中锂的化学模式。本文重点讨论的方案中，处理气体提供的渐近巨星分支（AGB）的明星。我们研究了这种情况下的多个人口的锂丰度的预测。我们研究了大质量AGB（A（Li）~2）喷出物中不可忽略的锂丰度的作用，同时，我们探索了我们的模型如何约束最近的超级AGB模型预测的非常大的-和非常依赖于模型的-锂产额。我们表明，超级AGB产量可以通过检查在一个大的蓝色主序星wCen和/或NGC 2808的锂丰度进行测试。此外，我们研究了不同的模型结果，通过假设原始气体的大爆炸丰度预测的标准模型（A（Li）=2.6-2.7），或在第二星族恒星表面检测到的丰度（A（Li）=2.2-2.3）。一旦一个化学模型得到很好的约束，O-Li分布也许可以用来揭示原始锂的丰度。
2012-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundances as a tracer of AGB stars pollution in the globular cluster NGC 6752
本文对贫金属球状星团NGC 6752中从转折到低红巨星分支的217颗恒星进行了化学丰度分析。铝和锂的丰度是通过光谱合成得到的，应用于火焰收集的光谱，在GIRAFFE和UVES模式。这项工作的目的是深入了解污染物（S）的性质负责的丰度变化和C-N，Na-O，Al-Mg的反相关与多重人口现象。我们在未演化恒星中发现了A（Li）=2.33 $\pm$ 0.06 dex的平台，在红巨星分支的底部，平均Li含量持续下降到$\sim$ 1.25 dex。正如在经典的反相关情景中所预期的那样，我们发现了Al含量低、Li含量高的恒星，以及Al含量高、Li含量低的恒星。然而，除此之外，我们还发现了富铝的证据，第二代恒星具有高Li含量。这一发现表明需要锂生产，已知发生在中等质量（$\sim$ 4- 8 M $_{sun}$）AGB星通过卡梅隆-福勒机制。值得注意的是，富铝星中观测到的Li丰度从未超过贫铝星。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
How stars in globular clusters reveal the depletion of the Spite plateau of lithium
我总结了15年来对球状星团中恒星表面丰度的研究结果。球状星团恒星为塑造斯皮特高原及以外恒星表面丰度的物理过程提供了独特的视角，因为人们可以研究处于不同进化阶段且出生时成分相同的恒星。主要结果是发现了重元素（Mg、Ca、Ti、Cr、Fe、Ba）表面丰度的观测趋势，其范围从~0.1 dex（M4 at [Fe/H]=-1.1）到~0.3 dex（M30 at [Fe/H]=-2.3），关闭星和次巨星的丰度通常低于巨星。任何试图通过恒星物理学解决宇宙学锂差异的模型都必须同时描述矮星和巨星之间的这些系统性重元素趋势。通过一些额外的混合调节的原子扩散模型确实可以解释观察到的丰度趋势，并对锂的耗尽进行定量预测。推测的Spite-plateau恒星的诞生云锂丰度高出约0.3 dex，留下一个小的（约0.15 dex）名义偏移的原始值。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of lithium production in massive AGB and super--AGB stars for the understanding of multiple populations in Globular Clusters
锂是通过热底燃烧过程在大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的包层中形成的。在球状星团中，这一过程是热CNO燃烧的一个可能来源，其核产物随后被喷射到团内介质中并参与第二代恒星的形成，解释了星团恒星中化学元素的特殊分布。我们讨论了金属丰度Z=0.001的AGB星在3-6.3 Msun质量范围内的锂产额，以及超AGB星在6.5-9 Msun质量范围内的锂产额。这些产量的定性行为进行了讨论的不同群众的物理结构。虽然许多不确定性会影响这些恒星的其他产额（例如O、Na和Mg），但更大的不确定性会影响锂产额，因为它极大地依赖于所采用的质量损失描述。当我们采用我们的标准质量损失公式时，得到了非常大的产额，特别是对超AGB星，我们讨论了它们对球状星团中第二代星的锂丰度的可能作用。
2009-12-22 astro-ph.SR
The Abundance of Lithium in an AGB Star in the Globular Cluster M3 (NGC 5272)
用WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪对球状星团M3中的红巨星进行了一次观测，发现红巨星vZ 1050中有一个突出的Li I 6707 $Å$特征。ARC 3.5米望远镜的后续光谱学证实了这一观测结果，并得出A（Li）$_{NLTE}$的丰度= 1.6 $\pm$ 0.05。此外，从同一光谱测量到的高氧和低钠丰度表明vZ 1050是第一代星团恒星。在星系团的色星等图中，位于红巨星水平分支上方和红巨星蓝色分支上方的位置vZ 1050将vZ 1050置于M3的渐近巨星分支上。锂丰度增加的可能来源是在vZ 1050中运行的Cameron-Fowler机制。
2016-08-03 astro-ph.SR
Lithium-Rich Giants in Globular Clusters
虽然红巨星耗尽了表面的锂，但有些巨星富含锂。中等质量的渐近巨星分支（AGB）星可以通过Cameron-Fowler输送带产生Li，但富Li的低质量红巨星分支（RGB）星的存在令人困惑。球状星团是研究这一现象的最佳场所，因为它可以直接确定星团的成员资格，并确定每颗恒星的演化状态。在72小时的Keck/DEIMOS曝光中，我们在25个星团中发现了4颗富锂RGB星和2颗富锂AGB星。有1696颗RGB星和125颗AGB星的测量值或上限与锂的正常丰度一致。因此，在球状星团中锂丰度的频率对于RGB是（0.2 +/- 0.1）%，对于AGB是（1.6 +/- 1.1）%，对于所有巨星是（0.3 +/- 0.1）%。由于富锂的RGB星位于较低的RGB，因此提出的发生在光度函数凸点或He核心闪光处的Li自生机制无法解释这四颗较低的RGB星。我们认为Li富集的起源是：（1）所有的发光巨星在He核闪光时都经历了一个短暂的Li富集阶段。(2)所有在较低的RGB上有双星伴星的后RGB恒星都将进行质量转移。这种情况预测，0.1%的低RGB恒星将出现锂丰富，由于质量转移，从最近的锂增强的同伴。这个频率是在我们的置信区间的低端。
2016-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium and proton-capture elements in Globular Cluster dwarfs: the case of 47 Tuc
先前在少数贫金属球状星团（GC）的调查表明，锂和质子捕获元素丰度的测定提供了一个关键的工具，以解决集群内的污染情况。在这封信中，我们提出了Na，O和Li丰度在一个大样本的矮恒星在富含金属的GC 47图格里克。我们发现了一个明确的Na-O的关系，与Carretta等人获得的巨大成员的一致性很好。虽然锂和氧的丰度似乎是正相关的彼此，有一个大的分散，远远超过观测误差，并没有与钠的关系。这些发现表明，由于恒星内部的机制（比Spite高原上的恒星更冷，更富含金属），Li耗尽与负责Na-O关系的通常污染情景相结合。
2010-05-27 astro-ph.SR
Lithium and sodium in the globular cluster M4. Detection of a Li-rich dwarf star: preservation or pollution?
上下文在球状星团（GCs）中观测到的轻元素丰度的不均匀性，特别是普遍存在的Na-O反相关，通常被解释为GCs包含几代恒星的证据。关于产生不均匀元素的恒星的性质一直存在争论，研究几种元素的行为是一种对这个问题有新认识的方法。目标。我们的目的是调查GC M 4的Li和Na含量，这是已知的具有良好定义的Na-O反相关。方法.利用FLAMES/VLT ESO的Giraffe摄谱仪获得了91颗M4主序星/次巨星分支星的中等分辨率（R= 17000 - 18700）光谱。使用模型大气分析，我们测量了锂和钠的丰度。结果我们检测到一个弱的Li-Na反相关之间的未演化的MS星。样本中的一颗恒星，编号37934，显示出非常高的锂丰度A（Li）=2.87，与目前对原始锂丰度的估计相符。结论.发现的Li-Na反相关性的浅斜率表明锂与钠平行产生。这一证据，再加上它富含钠的性质，表明37934号恒星的高锂丰度可能来自前几代恒星的污染。最近在球状星团NGC 6397中探测到的一颗富锂矮星也可能指向这个方向。尽管如此，没有明确的证据可以证明37934号恒星的原始锂丰度可能存在。
2012-08-28 astro-ph.SR
Lithium abundances in red giants of M4: evidence for asymptotic giant branch star pollution in globular clusters?
在球状星团（GC）巨人的Li和质子捕获元素丰度的测定，使我们能够限制在GC中的多个人口情景的几个关键问题，从形成和早期演化，污染和稀释机制。在这封信中，我们提出了我们的结果，对大样本的巨人在中间金属丰度GC NGC 6121（M4），其中钠和O已经确定了马里诺等人。分析的恒星都低于和高于红巨星分支凸点光度。我们发现第一代和第二代恒星具有相同的Li含量，这表明Li生产一定发生过。这是一个强有力的观测证据，支持渐近巨星分支星是GC污染者的假设。
2010-05-26 astro-ph.SR
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。
2024-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in lower red giant branch stars of Omega Centauri
我们目前的锂，钠，铝和铁丰度的199个较低的红巨星分支恒星系统欧米茄半人马座成员，使用高分辨率光谱获得火焰在甚大望远镜。A（Li）分布在A（Li）~ 1 dex处达到峰值，具有朝向较低值的突出尾部。分布的峰值与球状星团中较低的红巨星分支星和银河场星中测得的锂丰度一致。当金属丰度低于[Fe/H]-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星出现，当金属丰度高于[Fe/H] ~-1.3dex时，A（Li）~ 1dex的恒星消失。另一方面，在所有的金属丰度中都发现了贫锂星。大多数贫金属恒星表现出明显的Li-Na关系，大约30%的样本A（Li）低于~ 0.8 dex，而在正常的球状星团中，这些恒星只占一小部分。[Fe/H] >-1.6dex的恒星大多贫Li富Na。在这些恒星中测得的锂耗尽没有观察到类似的金属丰度的球状星团，我们证明，它不是由拟议的氦增强和/或年轻的年龄。因此，这些恒星是由已经耗尽锂的气体形成的。最后，我们注意到，半人马座欧米茄包括所有的人口（锂正常/钠正常，锂正常/钠丰富和锂穷人/钠丰富的恒星）观察到，在较小程度上，在单金属GC。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of lithium, oxygen, and sodium in the turn-off stars of Galactic globular cluster 47 Tuc
我们的目标是确定在110个关闭（TO）星的样本中的Li，O和Na的丰度，为了研究轻元素在这个集群的演变，并把我们的结果与其他球状星团和疏散星团，以及与场星的观测的角度。我们使用中等分辨率的光谱得到的GIRAFFE摄谱仪在ESO 8.2米Kueyen VLT望远镜，并使用最先进的1D模型大气和NLTE线转移，以确定丰度。我们还采用CO 5 BOLD流体动力学模拟来评估恒星颗粒化对线形成和推断丰度的影响。我们的研究结果证实了Na-O丰度反相关的存在，并暗示了47 Tuc的TO星可能存在Li-O反相关。我们没有发现令人信服的证据支持Li-Na相关的存在。获得的3D NLTE平均锂丰度在94 TO星的样本中，锂线被可靠地检测到，$\langle A({\rm Li})_{\rm 3D~NLTE}\rangle = 1.78 \pm 0.18$ dex，似乎是显着低于在其他球状星团中观察到的。与此同时，恒星与恒星之间的锂丰度分布也比其他星团中看到的要大。在47 Tuc中观测到的最高Li丰度比在贫金属的疏散星团NGC 2243的未耗尽恒星中观测到的最低Li丰度低约0.1 dex。Tuc 47的锂丰度，当与其他星团和场星的观测相结合时，表明比[FeH] \sim -1.0更富金属的恒星在其主序上的寿命期间经历了显着的锂耗尽，而金属更贫乏的恒星则没有。相当惊人的是，我们的结果表明，恒星形成时的初始…
2014-04-17 astro-ph.SR
Lithium abundances in globular cluster giants: NGC 1904, NGC 2808, and NGC 362
球状星团中存在多个星族的现象已经得到了很好的证实，这要归功于高分辨率的光谱学。人们普遍认为，不同的种群是不同恒星世代的结果：需要星团内污染事件来产生几乎所有星团中观察到的特殊化学物质。不幸的是，负责的祖先留下了一个模糊的签名，其性质仍然没有得到解决。为了限制候选污染物，我们测量了三个系统中180多个巨星的锂和铝丰度：NGC~1904，NGC~2808和NGC~362。目前的调查以及我们以前的分析M12和M5为我们提供了最大的数据库，同时测定锂和铝的丰度。我们的研究结果表明，锂生产发生在每个集群。在NGC~362中，我们发现了类似M12的行为，第一代和第二代恒星具有非常相似的Li丰度，有利于能够产生Li的祖先，例如AGB星。在NGC~1904和NGC~2808中可能有多种祖先类型，因为它们既有与第一代恒星相当的锂中间人口，也有富含Al但缺乏Li的极端人口。一个简单的稀释模型无法再现这种复杂的模式。最后，内部锂的变化似乎表明这种元素的生产效率是星系团质量和金属丰度的函数-低质量或相对富含金属的星系团更擅长生产锂。
2015-03-19 astro-ph.SR
Accreting pre-main sequence models and abundance anomalies in globular clusters
我们研究了在主序前阶段通过吸积污染物质在球状星团中产生氦增强星的可能性。我们遵循两个不同的类的前主序星吸积模型的演变，一个忽略和其他考虑到原恒星的演化。我们分析了最终的中央氦丰度的依赖关系，在HR图中的轨道位置和表面锂丰度演化的年龄，在该年龄的污染物质的吸积开始和主要的物理参数，统治的原恒星演化。后者是晚期吸积的开始，而较低的是吸积阶段结束时和ZAMS（零年龄主序列）的中心氦和表面锂丰度。为了使中心氦含量相应地增加，污染物质的吸积应该在小于100万年的年龄开始。原恒星演化的包含对ZAMS模型也有很大的影响。采用一个非常低的种子质量（即0.001 M $_{\odot}$）的结果在模型中具有最低的中心氦和表面锂丰度。吸积速率越高，核心和剩余表面锂中的最终氦含量越低。在最坏的情况下，即种子质量为0.001 M $_\odot$，吸积速率为$\ge 10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，中心氦根本没有增加，表面锂在最初的几百万年内完全耗尽。
2015-10-09 astro-ph.SR
Lithium abundances in globular cluster giants: NGC 6218 (M12) and NGC 5904 (M5)
收敛的证据表明，球状星团的主机多个恒星星族。看来它们至少经历了两次恒星形成，其中一小部分第一代恒星贡献了喷出物形成第二代。为了识别污染的祖先，我们需要区分化学特征，例如锂提供的化学特征。理论模型预测，锂可以在AGB恒星中合成，而其他候选恒星则不会产生净锂。它已被证明，为了重现在M4中发现的丰度模式，锂生产必须发生在污染源，有利于AGB方案。在这里，我们提出了在M12和M5的RGB恒星的大样本的Li和Al丰度。这些簇具有非常相似的金属丰度，同时在几个簇属性上表现出差异。我们的研究结果表明，第一代和第二代恒星在M12中具有相同的Li含量;我们恢复了与M4中观察到的相似的丰度模式。在M5中，我们发现一个更高程度的复杂性和一个简单的稀释模型无法再现的大部分恒星星族。在这两个星团中，我们需要在不同的恒星世代中产生锂，但生产似乎发生了不同程度的变化。我们认为，这样的差异可能与集群质量与锂生产更有效地在质量较小的集群。这是第一次在GC内的Li扩散与其光度之间的统计学显着相关性已被证明。最后，虽然锂生产的污染物需要占所观察到的模式，其他机制，如MS耗尽，可能发挥了作用，有助于锂的内部变化，虽然在相对较低的水平。
2014-06-20 astro-ph.SR
On the serendipitous discovery of a Li-rich giant in the globular cluster NGC 362
我们偶然发现了第一颗富含锂的巨星，它位于一个球状星团的红巨星分支凸起附近。通过中等分辨率的火焰光谱，我们得出了锂的丰度A（Li）=2.55（假设当地的化学平衡），这是非常高的考虑到恒星的演化阶段。运动学和光度分析确认该天体是球状星团NGC 362的成员。这是在球状星团中发现的第四颗富锂巨星，但也是唯一一颗已知存在于光度接近凸点星等的巨星。前面的三个探测器显然更加进化，位于红巨星分支的尖端附近或之外。我们的观测能够排除行星/褐矮星的吸积，以及作为这种罕见物体形成通道的增强质量损失机制。虽然这颗恒星刚好位于星团凸点光度的上方，但它的温度使它在颜色-星等图中朝向巨分支的蓝色一侧。我们需要进一步的专门观测，以明确地确定这颗恒星是红巨星：我们目前无法确认Li的产生是否发生在光度函数的凸点上，或者这颗恒星是否在零年龄前的水平分支上。后一种情况为恒星提供了在核心氦闪光期间快速合成锂的机会，或者在红巨星分支上升期间通过一些额外的混合过程逐渐合成锂。
2015-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A phenomenological modification of thermohaline mixing in globular cluster red giants
热盐混合是低质量恒星红巨星分支上所谓的“额外混合”的一种有利机制。这种混合是由氦-3通过3 He（3 He，2 p）4 He燃烧时，在第一次挖掘过程中氢壳层上方产生的分子量反转触发的。标准的一维扩散混合方案不能同时匹配NGC 6397红巨星的碳和锂丰度。我们调查了两个修改的标准方案：（1）平流两个流混合算法，和（2）修改的标准一维温盐混合形式主义。我们不能同时匹配碳和锂丰度使用我们的两个流混合方法。然而，我们开发了一个修改后的扩散方案，明确的温度依赖性，可以同时适合碳和锂丰度的NGC 6397恒星。我们修改后的扩散方案诱导混合，这是比标准理论预测的更快，在热盐区和混合，这是在较冷的部分较慢。我们的研究结果推断，额外的混合机制需要进一步的调查和更多的观测是必需的，特别是对恒星在不同的集群跨越一个范围内的金属。
2017-05-16 astro-ph.SR
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。
2014-07-28 astro-ph.SR
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars VIII: Chemical abundance variations in the globular cluster M4 (NGC 6121)
本研究通过高分辨率光谱分析M4星团86颗恒星的化学丰度，发现丰度反相关与双峰族群，证实演化丰度变化符合含高效额外混合的原子扩散模型，测得初始锂丰度略低于原初BBN值。
2023-12-15 astro-ph.GA 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
Atomic diffusion and mixing in old stars VI: The lithium content of M30
普朗克约束的宇宙中的原始锂丰度的预测是不一致的，在温暖的第二星族矮星和亚巨星中观察到的锂丰度。在物理上最有动机的想法中，有人提出，如果今天观察到的恒星经历了锂的光球耗尽，这种差异可以得到缓解。这种耗尽的原因进行了调查，通过准确地跟踪锂丰度的行为作为有效温度的函数。球状星团是进行这种丰度分析的理想实验室，因为可以精确地确定其恒星的相对恒星参数。我们对贫金属的球状星团M30中的144颗恒星进行了均匀的化学丰度分析，范围从星团的转折点到红巨星分支的尖端。在可能的情况下，推导出Li、Ca和Fe的NLTE丰度。恒星参数是通过将等时线与观测到的V与V-I色星等图相匹配而得出的。独立的有效温度从巴耳末线的自动轮廓拟合和通过应用颜色T_eff校准的宽带测光。转折星和早期亚巨星的Li丰度形成了一个薄的高原，由于第一次疏浚引起的Li稀释的开始，该高原在SGB中间突然中断。观测到铁和钙的有效温度的abbustion趋势，并与恒星结构模型的预测进行比较，包括原子扩散和表面对流区以下的特设额外混合。比较结果表明，M30中的恒星受到原子扩散和附加混合的影响。在对原子扩散进行保守修正后，我们发现球状星团M30的初始Li丰度为A（Li）= $2.48\pm0.10$。
2016-03-04 astro-ph.SR
Signatures of intrinsic Li depletion and Li-Na anti-correlation in the metal-poor globular cluster NGC6397
为了减轻宇宙中原始锂丰度的预测与在Pop II矮星和亚巨星中观测到的丰度之间的差异，有人认为今天可观测到的恒星经历了Li的光球耗尽。为了限制这种耗尽的性质，我们进行了一个非常大的样本的恒星在金属贫乏的球状星团NGC 6397均匀的分析，以及所有的演化阶段，从下面的主序关闭到红巨星分支。非LTE锂丰度或丰度上限获得的所有恒星，并为一个相当大的子集的目标也获得钠丰度。钠丰度被用来区分由原始物质形成的恒星和由上一代更大质量恒星的污染影响的物质形成的恒星。矮恒星、关闭恒星和早期亚巨星形成了一个薄的丰度平台，在亚巨星分支的中间被第一次挖掘造成的锂稀释所破坏。第二个急剧下降的丰度是在红巨星分支隆起。这些关闭的恒星比那些还没有被挖掘出来的亚巨星更缺乏锂，最多只有0.1 dex。此外，较热的矮星比较冷的矮星更缺乏锂，这可能是星团中所谓的Li dip的标志，在PopI恒星中常见。一个相当大的分布在钠丰度证实，NGC 6397遭受了集群内污染在其婴儿期和有限数量的钠增强和锂缺乏恒星强烈有助于形成显着的反相关之间的钠和锂的丰度。推断的锂丰度进行比较，从恒星结构模型，包括原子扩散和特设湍流对流区以下的预测。
2009-06-22 astro-ph.SR
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。
2020-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium in NGC 2243 and NGC 104
我们的目标是确定两个金属丰度相似但年龄非常不同的星团的初始Li含量，这两个星团是古老的疏散星团NGC 2243和富含金属的球状星团NGC 104。我们比较了每个星团中大量恒星（从关闭到红巨星分支）的锂丰度。对于NGC 2243，Li丰度来自Gaia-ESO公共光谱调查发布的目录，而对于NGC 104，我们使用FLAMES/GIRAFFE光谱测量了Li丰度，其中包括档案数据和新观测。我们将NGC 2243的初始锂视为锂浸入热侧恒星中测量的锂。我们利用NGC 2243的初始丰度和一次后的Li值之间的差值，将这个值与NGC 104的一次后的Li值相加，就可以推断出该星团的初始Li值。此外，我们比较了我们的观测结果与理论恒星模型的预测之间的差异，初始锂丰度和后的第一次挖掘。通过对NGC 2243中锂丰度最高的5颗恒星的平均锂丰度的测量，得到了NGC 2243的初始锂含量为A（Li）i = 2.85dex。这个值比第一次挖掘后的恒星的锂丰度高1.69 dex。将此数与NGC~104中第一颗被挖出来的恒星的锂丰度相加，我们推断其初始锂含量的下限为A（Li）_i= 2.30dex。恒星模型预测了类似的值。因此，我们的结果提供了重要的见解，为进一步的理论发展。
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super-Massive Stars as a Source of Abundance Anomalies of Proton-Capture Elements in Globular Clusters
我们认为，球状星团中质子俘获元素的丰度异常，如C-N、Na-O、Mg-Al和Na-F反关联，是由M ~ 10，000 Msun的超大质量恒星产生的。这样的恒星可能是在大质量恒星的失控碰撞中形成的，这些恒星由于动力学摩擦而下沉到星团中心，或者是通过形成星团的低金属含量气体云的直接整体坍塌。为了解释观测到的丰度异常，我们假设超大质量恒星在只有一小部分质量分数的氢（Delta X ~ 0.15）转化为氦时，已经失去了它们初始质量的大部分。我们推测，所需的质量损失可能是由超爱丁顿辐射连续驱动的恒星风或由扩散模式的金斯不稳定性。
2013-09-23 astro-ph.SR
Lithium abundance in the globular cluster M4: from the Turn-Off to the RGB Bump
我们目前的锂和铁丰度的87颗恒星的GC M4，获得GIRAFFE高分辨率光谱。目标范围从TO到RGB凹凸。TO星的Li丰度是均匀的，平均值A（Li）=2.30+-0.02 dex，与其他GC和Halo星中测得的Li含量的上包络一致，也证实了M4与WMAP+BBNS预测的原始Li丰度的差异。M4的铁含量为[Fe/H]=-1.10+-0.01 dex，在矮星和巨星之间没有系统的偏移。Li和Fe丰度沿整个演化路径的行为与原子扩散模型不相容，指出需要考虑对流区下方的额外湍流混合，能够抑制原子的扩散。测量的A（Li）和它的均匀性在TO星允许把强大的约束的形状的Li配置文件内的M4 TO星。用T_{eff}模拟的A（Li）的全球行为可以用不同的原始Li丰度来再现，这取决于所采用的湍流混合的类型。（2005），与Korn等人使用的效率相同。（2006），以解释NGC 6397中的Li含量。这样的解不能很好地同时重现TO和RGB星中观测到的Li丰度，否则，假设更有效的湍流混合能够到达Li燃烧的更深恒星区域，WMAP +BBNS A（Li）可以重现。宇宙学的Li不一致不能很容易地解决与目前，在恒星内部的湍流和未来的努力，很好地理解这一非典型过程的真实性质是必要的。
2010-10-20 astro-ph.SR
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。
2019-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Na-O Anticorrelation and HB. VIII. Proton-capture elements and metallicities in 17 globular clusters from UVES spectra
我们提出了均匀的丰度为铁和一些元素参与质子捕获反应（O，钠，镁，铝，硅）的202红巨星在17个银河系球状星团（GC）的高分辨率UVES光谱与FLAMES@ ESO-VLT 2获得的分析。我们的程序集群几乎涵盖了GC金属丰度的整个范围，并被选择用于对最广泛的全球参数（HB形态，质量，浓度等）进行采样。本文着重讨论了Na-O和Mg-Al的热力学关系及相关问题。我们的研究发现，在所有GC中，Na和O的恒星丰度存在明显的变化。除少数GC外，所有GC中均存在Al的变化。最后，镁和硅的丰度分布也存在于少数簇中。镁是稍微少过剩和硅稍微过剩的最富铝的恒星。Si和Al丰度之间的相关性是在少数簇中从Mg-Al循环泄漏的28 Si的产生的标志。在循环中进行适当反应所需的截面表明，对于有利的生产位置，温度超过约65 MK。我们使用稀释模型来推断的总范围内的铝丰度从铝丰度的UVES光谱，和钠丰度分布发现从分析的更大的一组恒星GIRAFFE光谱可用。我们发现，第一代污染物产生的第二代恒星在每个集群中的组合物的额外的铝的最大量是密切相关的金属丰度和集群光度再现从GIRAFFE光谱中发现的最低O丰度相同的组合。然后，我们认为，镁铝循环所需的高温，只有在最庞大的和最贫金属的污染物达到。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signature of a massive rotating metal-poor star imprinted in the Phoenix stellar stream
凤凰星流在速度和金属丰度上具有较低的固有色散，这意味着其前身可能是一个低质量的球状星团。在这项工作中，我们使用麦哲伦/MIKE高色散光谱的8个凤凰流红巨星，以确认这种情况。特别是，我们发现金属丰度（$σ(\mathrm{[Fe~II/H]}) = 0.04^{+0.11}_{-0.03}$）的内在散射可以忽略不计，[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度比的峰-峰范围很大，与大多数贫金属球状星团中的轻元素丰度模式一致。然而，与其他球状星团不同的是，我们还发现[Sr II/Fe]中的固有扩展跨越$\sim$ 1 dex，而[Ba II/Fe]几乎没有显示出固有扩展（$σ(\mathrm{[Ba~II/H]}) = {0.03}^{+0.10}_{-0.02}$）。这种丰度特征最好解释为来自大质量快速旋转贫金属恒星（$15-20 \mathrm{M}_\odot$，$v_\mathrm{ini}/v_\mathrm{crit} = 0.4$，$[\mathrm{Fe/H}] = -3.8$）的慢中子捕获元素生产。推断的星团质量较低，表明该系统无法保留超新星喷出物，这意味着任何富含星际介质的大质量快速旋转贫金属恒星都必须在球状星团形成之前形成和演化。从渐近巨星分支星或核心坍缩超新星的磁旋转不稳定性中产生的中子捕获元素与观测结果的拟合较差。我们还报告了一个凤凰星流是一个富锂巨星（$A(\math…
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic diffusion and mixing in old stars IV: Weak abundance trends in the globular cluster NGC 6752
恒星中原子的扩散可以产生具有演化阶段的表面丰度的系统趋势。球状星团提供了有用的实验室，将观测限制在这一理论上，因为人们需要比较未演化和演化恒星的丰度，所有恒星都来自同一个恒星星族。本文给出了球状星团NGC 6752中恒星丰度的研究结果，表明Fe、Sc、Ti和Ca的丰度随演化阶段呈弱而系统的变化趋势。最好的解释的趋势是恒星结构模型，包括原子扩散与有效的额外混合。该模型允许纠正亚原始恒星锂丰度的恒星上的Spite高原，并将其匹配到WMAP校准的大爆炸核合成预测的相互1西格玛误差内。
2013-05-10 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: an extremely Li-rich giant in the globular cluster NGC 1261
球状星团中的富锂恒星非常罕见。事实上，到目前为止只发现了14个，处于从侏儒到巨人的不同进化阶段。已经提出了不同的机制来解释这种增强，但它仍然是一个悬而未决的问题。利用在盖亚-ESO调查中收集的光谱，在ESO甚大望远镜的GIRAFFE摄谱仪获得，我们提出了在星团NGC 1261中发现的第一颗富锂恒星，这是红巨星分支碰撞阶段的第二颗恒星。这颗恒星显示出一个极端的锂过剩，A（Li）_LTE=3.92 \pm 0.14，对应于A（Li）_NLTE=3.40 dex。我们认为，锂的增强是由新鲜的锂生产通过额外的混合过程（有时被称为{ \em冷底燃烧}）或可能是一个预先存在的锂过剩造成的二元质量转移，可能是从红巨星分支星，因为低钡丰度。然而，为了明确地解释球状星团中Li的增强，需要可靠地确定关键物种的丰度，如Be，6Li，12 C/13 C和几个s过程元素，以及色球活动指标的详细建模。
2020-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diagnostics of Stellar Modelling from Spectroscopy and Photometry of Globular Clusters
我们对球状星团的光谱和光度观测与恒星模型进行了一系列的比较，以检验它们的预测能力。中到高分辨率的光谱调查锂的数据，使我们能够调查第一次挖掘和额外的混合在两个集群以及分离的金属丰度。丰度在第一次疏浚是令人满意的再现，但有初步证据表明，模型高估的光度，在最低的金属丰度系统的表面组成的第一次变化。我们的模型也开始额外的混合在光度太高，表现出显着的差异，在低金属丰度的观察。我们模拟的丰度变化在额外的混合作为一个温盐过程，并确定通常的扩散形式，这种机制不能同时重现碳和锂的观测。哈勃太空望远镜测光提供了大量球状星团的关闭和碰撞星等，并提供了更好地测试恒星模型作为金属丰度函数的机会。我们直接比较预测的主序列关断和碰撞幅度以及与距离无关的参数$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$。我们需要15个陀螺等时线来匹配一些集群中的主序关断幅度，而不能匹配低金属丰度系统中的凸起。距离模数、金属丰度标度和热辐射校正的变化可能会影响直接比较，但$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$也被模型低估，只能通过改变输入物理来改善。需要在对流包层底部的过冲，其效率取决于金属丰度，以重现经验确定的$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$值。
2015-04-07 astro-ph.SR
Galactic globular cluster 47 Tucanae: new ties between the chemical and dynamical evolution of globular clusters?
今天人们普遍认为，银河系球状星团（GGC）至少由两代恒星组成，这两代恒星的化学成分不同，年龄也可能不同。然而，这些恒星世代的运动学性质的知识，这可能提供重要的信息，约束GGC的进化方案，仍然是有限的。因此，我们研究了银河系球状星团47 Tuc中不同恒星世代的化学和运动学性质之间的联系。为了实现这一目标，我们使用了丰富的锂，O和Na确定在101主序星关闭（TO）的帮助下，三维流体动力学模型大气和NLTE丰度分析方法。根据TO星在[Li/Na]-[Na/O]平面上的位置，我们将TO星分为三组，研究它们的空间分布和运动学性质。我们发现，有统计上显着的径向依赖性的锂和氧的丰度，A（Li）和A（O），以及[Li/Na]丰度比。我们的研究结果表明，第一代恒星的中心集中度和动态热比恒星属于后代。我们还发现了一个显着的相关性之间的速度色散和O和Na的丰度，和之间的速度色散和[Na/O]丰度比。
2014-07-29 astro-ph.SR
Aluminium abundances in five discrete stellar populations of the globular cluster NGC 2808
利用FLAMES/GIRAFFE和HR 21高分辨率光栅对NGC 2808中的90颗红巨星分支（RGB）恒星进行了观测。这些恒星具有精确的大气参数和丰富的轻元素。我们从强双态Al I 8772-8773埃中推导出它们的铝丰度，正如我们小组以前的工作一样。此外，我们能够从大量CN特征的强度估计89颗恒星的CN相对丰度。当我们的团队从以前的UVES光谱分析中添加自洽丰度时，我们收集了NGC 2808中总共108颗RGB恒星的[Al/Fe]比率。质子捕获元素的完整数据集被用来详细探索在这个球状星团的光谱检测到的五个离散的组件。我们发现，不同类别的污染物需要再现（反）的相关性之间的所有质子捕获元素的人口P2，I1，和I2的中间组成。这与在较低RGB的第二代恒星中检测到锂是一致的，需要至少两种污染物。为了具有化学上同质的种群，我们的样本的最佳细分是从统计聚类分析中得出的六个组分。通过比较不同的图表[元素/铁]与[元素/铁]，我们第一次表明，一个简单的稀释模型是不能够重现在这个集群中的所有子种群。需要不同质量的污染物。NGC 2808被证实对任何球状星团的形成都是一个严峻的挑战。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Five groups of red giants with distinct chemical composition in the globular cluster NGC 2808
通过对大质量球状星团NGC~2808中140颗红巨星支星的均匀丰度再分析，研究了该星团中多星族的化学组成。用我们在FLAMES巡天中对23个GC中大约2500颗巨星所用的相同程序分析了31颗恒星的UVES光谱和其他巨星的GIRAFFE光谱，得出了Fe，O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Sc，Cr，Mn和Ni的丰度。铁，元素从α-捕获，并在铁组不显示内在的散射。在我们的UVES标度上，NGC~2808的金属丰度为[Fe/H]=-1.129+/-0.005+/-0.034 $（+/-统计+/-系统误差），σ =0.030（31颗星）。与质子捕获元素相关的主要特征被检索，但改进的统计数据和较小的相关内部误差允许发现五个不同的恒星群沿Na-O关系。我们观察到大量的镁，镁相关的增强Na和Si，暗示异常高的温度质子捕获。大约14%的样本是由太阳或太阳下的[Mg/Fe]比率的巨星形成的。使用[Na/Mg]比，我们确认存在五个种群具有不同的化学组成，我们称之为P1，P2，I1，I2，和E，以减少镁和增加钠丰度的顺序。统计检验表明，任何一对组中的平均比值都不能从相同的父分布中提取。与最近从紫外光度法检测到的五个种群的重叠是好的，但不完美，确认更不同的成分可能存在于这个复杂的GC。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 362: another globular cluster with a split red giant branch
我们获得了球状星团（GC）NGC 362中第一代和第二代红巨星分支（RGB）恒星的火焰GIRAFFE+UVES光谱，并用它们推导出92颗恒星样本中21种原子的丰度。所测元素包括质子俘获元素（O、Na、Mg、Al、Si）、α俘获元素（Ca、Ti）、Fe峰元素（Sc、V、Mn、Co、Ni、Cu）和中子俘获元素（Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy）。分析是完全一致的，在本系列以前的文件中提出的20个GC。NGC 362中的恒星似乎沿着Na-O反相关聚集成两个离散的群，在[O/Na] 0 dex处有一个间隙。富钠、富二代明星呈现出向更中央集中的趋势，虽然自信程度不是很高。与具有相似金属丰度、不同水平分支类型和低得多的总质量的经典第二参数双星NGC 288相比，NGC 362的质子捕获过程似乎更为极端，证实了先前的分析。我们发现了一个次级RGB序列的存在，比RGB的大部分更红：初步估计表明，这个序列包括大约6%的RGB恒星。我们的光谱数据和文献测光表明，这个序列几乎完全由富含Ba的巨星组成，并且可能富含所有s过程元素，就像在其他星团中发现的那样。在这方面，NGC 362加入了以前研究过的GC，如NGC 1851，NGC 6656（M 22）和NGC 7089（M 2）。
2013-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminum abundances of multiple stellar generations in the globular cluster NGC 1851
研究了特殊的球状星团NGC 1851中红巨星的铝丰度分布。铝的丰度是从强双重态Al I 8772-8773 A中获得的50颗星团恒星的中分辨率火焰光谱测量的，这些恒星是在盖亚-ESO公众调查中获得的。我们将这些丰度与先前推导的O，Na，Mg丰度相结合，以充分表征NGC 1851早期恒星世代中高温下H燃烧的NeNa和MgAl循环的相互作用。在我们的样本中的恒星显示出Al，Na和Si之间的良好定义的相关性; Al与O和Mg之间的相关性很好。[Al/Fe]比的平均值从第一代恒星到第二代恒星稳步增加，第二代恒星具有中间和极度修改的成分。我们在一个更大的数据库上证实了我们最近获得的结果（Carretta et al. 2011 a）：质子捕获元素的丰度模式意味着NGC 1851中有适度的Al产生。我们发现的证据，在NGC 1851中的红巨星的更丰富的金属成分的Al和Ba丰度之间的统计上显着的正相关性。
2012-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rubidium abundances in the globular clusters NGC 6752, NGC 1904 and NGC 104 (47 Tuc)
在球状星团中，质子捕获元素（如Na和O）丰度的星与星之间的巨大变化被解释为多个恒星星族存在所导致的内部污染效应。为了更好地限制这种情况下，我们调查了重元素铷（Rb）在NGC 6752，NGC 1904和NGC 104（47 Tuc）的丰度分布。结合我们的样本和文献中的结果，我们发现Rb没有表现出恒星到恒星的变化，无论集群的金属丰度，与可能有趣的，但非常不确定的，除了富含金属的隆起集群NGC 6388。如果没有恒星间的变化将被确认为所有的GC，这意味着恒星源的质子捕获元素的变化必须没有产生显着的Rb量。在麦哲伦星云中的中等质量AGB（IM-AGB）恒星中，这种元素被观察到以极高的水平增强（即，金属丰度类似于47 Tuc和NGC 6388）。这可能会对这个受欢迎的候选污染者提出挑战，除非观测到的IM-AGB恒星的质量范围不参与GC中第二代恒星的形成。有许多可能的解决方案可以解决这个难题，同时考虑到麦哲伦云的观测结果非常不确定，可能需要修改。快速旋转的大质量恒星不会面临这个潜在的问题，因为这些恒星在主序星阶段的缓慢机械风不会携带任何Rb增强;然而，这些候选者面临更大的问题，例如Li的产生和与核心坍缩超新星时标的紧密重叠。在富含金属的星系团中，如NGC 6388和NGC 6441，对Sr、Rb和Zr的观测是非常必要的。
2013-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Homogenous abundances of Mg, Si, Ca, and Ti for about 1500 red giants in 16 globular clusters from FLAMES spectra
INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
研究基于FLAMES光谱数据，分析16个球状星团中1500颗红巨星的Mg、Si、Ca和Ti丰度，发现α元素过量与多星族现象相关，且高温环境下存在恒星间Si丰度变化。
2026-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2018-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The normal chemistry of multiple stellar populations in the dense globular cluster NGC 6093 (M 80)
我们提出了82红巨星分支星的丰度分析密集，贫金属的球状星团NGC 6093（M 80），最大的恒星样本，以这种方式分析该集群。根据14颗恒星的高分辨率UVES谱和其它恒星的中分辨率GIRAFFE谱，我们计算出O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Sm，Eu的丰度。在我们的UVES金属丰度表上，M 80的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.791+/-0.006+/-0.076（+/-统计+/-系统误差），均方根=0.023（14颗星）。M 80显示了恒星之间质子捕获元素的变化，并且Na-O关系的扩展完全符合我们小组先前发现的（i）总星系团质量，（ii）水平分支形态和（iii）星系团浓度的关系。M 80中多个恒星星族的化学成分看起来并不极端。该星团也是晕状球状星团的典型代表，因为它涉及α-捕获和Fe族元素的模式。然而，我们发现需要s过程的显着贡献才能解释中子捕获元素的分布。M 80中的少数恒星似乎表现出略微增强的s-过程物种丰度，与M 22和NGC 1851中观察到的一致，但需要更大样本的进一步确认。
2015-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in the metal-poor open cluster NGC 2243
锂是研究恒星内部混合机制、理解银河系化学演化和大爆炸核合成的基本元素。对疏散星团（以下简称OC）恒星中Li的研究可以与恒星演化模型进行详细的比较，并使我们能够追踪其星系演化。OC NGC 2243特别令人感兴趣，因为它的金属丰度低（[Fe/H]= $-0.54 \pm0.10$ dex）。我们测量了贫金属OC NGC 2243恒星中的铁和锂丰度。第一个目的是确定Li倾角是否延伸到如此低的金属丰度，第二个目的是将我们在这个OC中的Li分析结果与47 Tuc中的结果进行比较，Tuc是一个具有相似金属丰度的球状星团。我们进行了详细的分析，在ESO VLT 8.2米望远镜的多目标设施火焰获得的高分辨率光谱。锂丰度是通过线等效宽度和OSMARCS大气模型得出的。我们确定的锂浸渍中心1.06 $M_\odot$，这是远远小于太阳金属丰度和金属丰富的集群中观察到的。这一发现证实并加强了这样一个结论，即在锂浸的恒星的质量强烈依赖于恒星的金属丰度。团簇的平均Li丰度为$\log n{\rm (Li)}=2.70$ dex，显著高于在47 Tuc中观察到的丰度。我们估计NGC 2243的铁丰度为[Fe/H]= $-0.54 \pm0.10$ dex，这与以前的发现相似（在误差范围内）。[ $ α$ /Fe]含量范围从Ca的$0.00\pm0.14$到Ti的$0.20\pm0.22$，与厚盘星和Pop …
2013-03-12 astro-ph.SR
Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars V: A deeper look into the Globular Cluster NGC 6752
在球状星团NGC 6752 [Fe/H]=-1.6中，重元素的演化相位具有反常趋势。这些趋势是原子扩散和额外（非对流）混合的结果。研究这种趋势可以为我们提供重要的限制，在何种程度上扩散修改的内部结构和表面丰度的太阳型，金属贫乏的恒星。利用更大的数据样本，我们调查的现实和这些丰度趋势的大小，并解决问题和潜在的偏见与各种恒星星族，使NGC 6752。根据紫外-斯特伦格伦测光，我们能够沿红巨星分支底部到分叉点的演化序列分离出NGC 6752中的三个恒星星族。我们发现弱系统丰度趋势与演化阶段的钙，钛，铁，这是最好的解释，包括原子扩散与有效的额外混合的恒星结构模型。我们推导出一个新的值的初始锂丰度的NGC 6752后，原子扩散和额外的混合的影响，略低于预测的标准BBN值进行校正。通过对球状星团NGC 6752中194颗恒星的光度和光谱数据的分析，我们发现了三个恒星星族。确定了受原子扩散和额外混合影响不同的元素组的异常趋势。虽然个别趋势的统计意义很弱，但它们都支持原子扩散沿着NGC 6752的演化顺序进行的概念。
2014-05-26 astro-ph.SR
Production of Lithium and Heavy Elements in AGB Stars Experiencing PIEs
本文研究了经历质子摄入事件的AGB恒星中锂和超铁元素的核合成，发现所有模型均产生锂且伴随$^{13}$C富集，揭示了其与J型碳星的潜在联系，并提供了低金属丰度下重元素产量及电子俘获率拟合公式。
2024-10-16 astro-ph.SR
Linking Photometry and spectroscopy: profiling multiple populations in globular clusters
本研究结合38个球状星团的多波段测光与光谱数据，构建带精确星族标记的恒星化学丰度数据集，分析多类元素变化规律，证实星团质量与轻元素、铁等元素弥散及锂耗竭的相关性，为球状星团多星族研究提供重要观测支撑。
2025-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Potassium abundances in multiple stellar populations of the globular cluster NGC 4833
NGC 4833是一个贫金属的球状星团（GC），其多个恒星星族呈现极端的化学成分。Na-O反相关相当长，这与蓝色水平分支上的长尾一致，并且[Mg/Fe]比的大的星-星变化跨度超过0.5 dex。最近，显着过剩的Ca和Sc相对于场星的类似的金属丰度也被发现，信号的生产伪造的物种在H-燃烧在一个非常高的温度在这个集群中的第一代污染。由于在这些条件下钾的增强也是预期的，我们通过分析59个星团恒星的中等分辨率光谱来测试这种情况，包括在7698.98 A处的K I共振线。我们发现了广泛的K丰度，反相关的Mg和O丰度，如以前也观察到在NGC 2808。K的丰度被认为是相关的Na，Ca和Sc的。总体而言，这种化学模式证实，NGC 4833是相对较少的GC之一，其中自富集从第一代污染物发生在这样的高温下，质子捕获反应能够进行到较重的物种，如K和可能的Ca。在GC中观察到的K的扩散似乎是星团总光度和金属丰度的线性组合的函数，就像GC中多个恒星星族的其他化学特征一样。
2021-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
HE 1327-2326, an unevolved star with [Fe/H] < -5.0 III. Does Its Atmosphere Reflect Its Natal Composition?
基于NLTE谱线形成的光谱约束，我们探讨了超贫金属（HMP）星HE 1327-2326的恒星参数（T_eff和log g）的可能范围。结合巴耳末线轮廓和钙I/II电离平衡的限制，一个亚巨星阶段的演变表示。这一结果进一步支持分光光度法观测的巴耳末跳跃。如果使用更高的T_eff值（如一些光度校准所支持的），光谱分析将指示演化的转折点阶段。使用恒星结构的代码，详细处理整个恒星的原子扩散的影响，我们发展了一个低质量的模型恒星，达到HR图的位置HE 1327-2326后，大约13 Gyr。虽然表面丰度的修改显着（超过1德克斯的情况下，不受抑制的扩散），这样的校正不能解决之间的差异推断从未检测到的Li I共振线在6707埃和WMAP为基础的原始锂丰度。由于有许多过程可以破坏锂，任何宇宙学解释的锂丰度低于预期的最低金属丰度将不得不等待未进化的超金属贫恒星的样本大小是一个数量级。关于原子扩散修正的情况仍然同样没有定论。在这里，必须尝试更好地约束内部混合过程，无论是观测和复杂的建模手段。从最近的球状星团研究采取额外的混合过程的限制，最有可能的情况是，HE 1327-2326的表面丰度经历了温和的耗尽（0.2德克斯的顺序）。
2009-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light Element Discontinuities Suggest an Early Termination of Star Formation in the Globular Cluster NGC 6402 (M14)
NGC 6402是银河系中质量最大的球状星团之一，但对其详细的化学成分知之甚少。因此，我们获得了径向速度和/或化学丰度的11种元素的41个红巨星分支集群成员使用高分辨率光谱获得的麦哲伦-M2 FS仪器。我们发现NGC 6402只是中度贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.13 dex（$σ$ = 0.05 dex），平均日心径向速度为$-$ 61.1 km s $^{\rm -1}$（$σ$ = 8.5 km s $^{\rm -1}$）。总的来说，NGC 6402的平均组成性质与其他内星系团相似，例如[ $α$ /Fe] $\sim$ $+$ 0.3 dex，[Cr，Ni/Fe] $\sim$ 0.0 dex，和$\langle$ [La/Eu] $\rangle$ = $-$ 0.08 dex。同样地，我们发现O，Na，Mg，Al和Si的大恒星到恒星的丰度变化表明经历了高温质子捕获燃烧的气体。有趣的是，我们检测到三个不同的人口，但也发现大的差距[O/Fe]，[Na/Fe]和[Al/Fe]分布，可能提供第一个直接的证据延迟形成的中间组成的恒星。定性富集模型进行了讨论，通过早期（$<$ 5 $-$ 10百万年）阶段，这导致在第一代和“极端”组成的明星，和延迟阶段（$>$ 40百万年），这导致在稀释的加工和原始气体和中间组成的明星的形成集群形成…
2019-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Empirical estimates of the Na-O anti-correlation in 95 Galactic globular clusters
大的恒星间丰度变化是银河系球状星团（GC）中存在多个恒星种群的直接证据。主要和最广泛的化学签名是恒星Na和O丰度的反相关。[O/Na]比的四分位距（IQR）非常适合量化反相关的程度，并探索其与全局聚类参数的联系。然而，因为它是相当耗时的，以获得精确的丰度从光谱的大样本的恒星在GC中，在这里，我们显示的经验校准的IQR [O/Na]的基础上的O，Na丰度均匀地来自2000多个红巨星在我们的火焰调查22 GC。我们发现一个统计上强大的二元相关性的IQR作为总光度（代理质量）和集群浓度c的函数。校准和观察值位于沿身份线时，占水平分支（HB）形态的一个术语被添加到校准，从中我们得到的经验值为95 GC。质子捕获元素O和Na的扩散被发现为所有GC的亮度范围从Mv =-3.76到Mv =-9.98。这种校准再现在一个自洽的图片中的轻元素的丰度变化与他的增强和它的作用上的恒星分布的HB的链接。我们表明，轻元素的蔓延似乎已经依赖于初始GC群众。IQR对结构参数的依赖性源于众所周知的c和Mv之间的相关性，这可能是原始起源。经验估计可以用来扩展我们的调查，多个恒星星族的GC在外部星系，直到M31，即使是集成的光光谱目前可能只提供了一个提示这样的现象。
2019-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The primordial and evolutionary abundance variations in globular-cluster stars: a problem with two unknowns
我们证明了在迄今提出的大质量AGB星的热底燃烧和超大质量和快速旋转大质量MS星对流核的H燃烧等球状星团恒星中质子俘获元素原始丰度变化的可能来源中，只有M > 10的超大质量MS星，000 Msun可以解释所有观测到的丰度相关性，而无需对模型参数进行任何微调。我们使用我们假设的原始气体M13（NGC 6205）的化学成分，以及它与60，000 Msun MS模型星中H燃烧部分处理的50%和90%的材料的混合物作为这个球状星团中低质量恒星的正常、中间和极端种群的初始成分，正如其O-Na反相关所表明的那样。我们发展这些恒星从零年龄MS的RGB提示与热盐和参数处方的RGB额外的混合。我们发现，3 He驱动的热盐对流不能解释M13 RGB星中[C/Fe]的演化下降，而另一方面，利用观测到的[C/Fe]随MV的下降在不具有原始丰度变化的球状星团NGC 5466中校准的混合深度和速率的普适值，可以很好地再现这一现象.
2015-01-30 astro-ph.SR
The helium abundance in the metal-poor globular clusters M30 and NGC6397
我们给出了两个贫金属星系团M30和NGC 6397的氦丰度。通过使用ESO甚大望远镜上的高分辨率光谱仪FLAMES和测量M30和NGC 6397中分别有24颗和35颗水平分支星的4471 A处的HeI线，已经获得了氦的估计值。这个样本代表了迄今为止在贫金属星系团中收集的最大的He丰度数据集。M30的He质量分数为Y=0.252 ± 0.003（σ =0.021），NGC 6397的He质量分数为Y=0.241 ± 0.004（σ =0.023）。这些值与宇宙学丰度完全一致，因此表明水平分支恒星的He含量并不强烈。Y分布的小范围与观测到的主序列分裂的预期一致。最后，我们发现了一个暗示，在NGC 6397中Y和[O/Fe]之间存在弱的负相关关系，这与贫氧星是由热质子捕获反应产物污染的（富He）气体形成的预测一致。
2014-03-03 astro-ph.SR
Na-O Anticorrelation and HB. VII. The chemical composition of first and second-generation stars in 15 globular clusters from GIRAFFE spectra
利用高分辨率FLAMES/GIRAFFE光谱的均匀性分析，给出了15个星系团球状星团中1409颗红巨星的Fe、Na和O丰度。结合目前的数据和以前的结果，我们获得了1958颗恒星的19个星团，这是迄今为止最大和最均匀的数据库。我们的GC的[Fe/H]为-2.4至-0.4，具有各种各样的全局参数（水平分支的形态、质量、浓度等）。对于所有的星系团，我们发现的Na-O的关系，质子捕获反应的经典签名H-燃烧在高温下在上一代更大质量的恒星，现在灭绝。利用定量标准（从形态学和Na-O关系的扩展），我们可以定义GC中恒星星族的三个组成部分：第一代恒星的原始组成部分（P）和第二代恒星的两个组成部分（中间I族和极端E族，因为它们的化学组成不同）。P组分存在于所有GC中，其分数几乎恒定在约三分之一。I分量表示群集总体的大部分。E分量并不存在于所有的GC中，它在一些（但不是所有）最大质量的GC中更为明显。我们讨论的分数和空间分布，这些组件在我们的样本和在两个额外的集群（M3和M13）从文献中。我们还发现，斜率的反相关性（定义的最小O和最大Na丰度）的变化，从集群到集群，一个变化，以及集群金属丰度和光度的双线性关系。这第二种依赖关系表明，污染者的平均质量与集群质量之间存在相关性。
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discrepancies between spectroscopy and HST photometry in tagging multiple stellar populations in 22 globular clusters
本研究针对球状星团多星族标记中光谱学与HST测光的差异问题，构建22个球状星团的伪色图并匹配光谱丰度数据，发现伪色与钠丰度无单调趋势、测光标记存在约16%的偏差且高估第一代恒星比例，同时公开相关数据以支持复现。
2024-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
