The role of super-asymptotic giant branch ejecta in the abundance patterns of multiple populations in globular clusters
为了解释第二代恒星（SG）的化学组成，基于渐近巨星分支（AGB）的球状星团（GC）演化模型至今只包括大质量AGB恒星的产额，而超AGB喷出物的可能作用要么被外推，要么没有被考虑。在这项工作中，我们探索超级AGB喷出物的作用，最近计算的文图拉和D 'Antona的产量。像NGC 2808这样的具有扩展的Na-O关系的星系团模型表明，SG的形成历史与我们以前的工作中所概述的类似：从超级AGB恒星的纯喷出物中形成具有非常大的氦含量的极端人口，然后通过用原始气体稀释恒星喷出物形成中间人口。一旦假设SG巨星在氦丰度Y> 0.34的气体中形成深度混合，就可以解释非常贫氧富钠的极端恒星，这显著降低了大气中的氧含量，同时保持了钠丰度。另一方面，集群显示出温和的O-Na的关系，如M 4，使用新的产量扩大了SG形成路线的范围，导致与观测一致的丰度模式。结果表明，SG星形成的模型中，只有从超级AGB喷出物迅速稀释原始气体可以重现的意见。我们讨论了各种小氦的变化发生在这个模型和它的相关性的水平分支形态。在某些模型中，SG形成事件的持续时间可以短至\sim 1000万年;因此，SG的形成时间与GC中冷却流的存活时间相一致，在SG核心坍缩超新星爆炸之前。我们还探索了在单个爆发中形成多个种群的模型，每个种群持续时间不超过\sim 1000万年。
2012-03-22 astro-ph.GA
The case for high precision in elemental abundances of stars in the era of large spectroscopic surveys
一些对银河系恒星的大型光谱测量正在进行或正在计划中。在这种情况下，重要的是要讨论在何种程度上元素丰度可以用来作为区分不同的（已知和未知的）恒星星族在银河系。我们的目标是建立元素丰度的精度方面的要求，来自银河系的恒星星族的光谱调查，以检测元素丰度空间中有趣的子结构。我们提出了一个简单的关系，需要检测一个给定的子结构和测量精度的最小恒星数。结果与最近的小规模和大规模的研究，高精度和低精度，分别。大量的统计数据不能完全弥补丰度测量的低精度，每次调查都应仔细评估调查的主要科学驱动因素，并确保所选择的观测战略将产生回答所提出的问题所需的精度。
2013-04-26 astro-ph.GA
Modeling Nitrogen Fractionation in the Protoplanetary Disk around TW Hya: Model Constraints on Grain Population and Carbon-to-Oxygen Elemental Abundance Ratio
使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列对TW Hya周围的原行星盘进行的观测显示，HC $^{14}$ N/HC $^{15}$ N $\sim$ 120中HCN分子的氮分馏，半径为$\sim$ 20 AU。在这项研究中，我们调查的物理和化学条件，控制这个氮分馏过程。为此，一个新的磁盘模型的发展，其中的同位素选择性光解的N $_2$和同位素交换化学反应已纳入。我们的模型可以成功地再现所观察到的HCN柱密度时，气相碳和氧的元素丰度被耗尽的两个数量级相对于那些在星际介质和碳是更丰富的比氧（[C/O] $_{\rm elem}>$ 1）。在我们的模型中，N $_2$的同位素选择性光解是氮分馏的主要过程。观测到的HC $^{14}$ N/HC $^{15}$ N比值向外增加，也可以通过假设外盘大气中的小尘埃颗粒比内盘中的小尘埃颗粒消耗更多而由模式再现。这与颗粒演化模型相一致，根据该模型，由于从外盘径向漂移的大尘埃颗粒的破碎，小尘埃颗粒在内盘中不断补充。
2020-12-23 astro-ph.GA
Element Abundances in the Unshocked Ejecta of Cassiopeia A
我们分析和模拟仙后座A超新星遗迹的红外光谱，目的是确定未受冲击的喷出物中各种元素的质量。通过这种方式，我们补充了Hwang & Laming（2012）对X射线发射喷出物的调查，以提供Cas A喷出物元素组成的完整普查。我们计算光电离复合平衡，以确定作为密度的函数的喷出物中的各种元素的电离平衡，使用的X射线和紫外线发射的正向和反向冲击的电离辐射。假设所有的发射线主要是在喷出物的密度，最大限度地提高他们的发射激发，我们可以将观察到的线强度转换成元素质量。我们发现，大多数的$\sim 3 $ M_sun喷出物已经通过了反向冲击，今天在X射线中看到。少数，$\sim 0.47\pm 0.05$ M_sun，这里引用的不确定性仅来自数据拟合过程，仍然在反向激波内部膨胀并发射红外线。该组分主要由O、Si和S组成，不容易检测到Fe。排除来自我们的建模估计的不确定性，我们引用$0.47 \pm {0.47\atop 0.24}$ M_sun。我们推测，高达0.07 M太阳的Fe可能存在于内部喷出物中的扩散气体中，这取决于Fe的电荷状态。
2020-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG 23 IR elemental abundances of 114 giant stars in 41 Open Clusters
本研究利用高分辨率红外光谱测量41个疏散星团中114颗巨星的多达23种元素丰度，通过分析径向丰度梯度、星团间丰度差异及其随年龄的变化，揭示银河系盘面的化学演化规律。
2025-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance patterns of multiple populations in Globular Clusters: a chemical evolution model based on yields from AGB ejecta
大量的光谱研究揭示了恒星化学丰度的模式，为球状星团中存在多个星族提供了证据。本文旨在研究这些丰度模式的成因。我们探索的模型中，第二代（SG）恒星形成的原始气体和喷出物的第一代渐近巨星分支星的混合。我们首先研究了球状星团中SG星的光谱数据对渐近和超渐近巨星分支喷出物化学性质的约束。用一个简单的单区化学模型，我们然后探讨SG人口丰度模式的形成，我们的注意力集中在Na-O，Al-Mg的丰度关系和氦的分布函数。我们进行了调查的模型，并探讨最终SG的化学性质的依赖性的关键参数影响的气体动力学和SG的形成过程。最后，我们使用我们的化学演化框架建立了NGC 2808和M4的具体模型，这两个星系团球状星团在Na-O和Mg-Al的关系中表现出不同的模式，并具有不同的氦分布。我们发现，原始气体的量参与SG星的形成是一个关键参数，以适应所观察到的O-Na和Mg-Al图案。这些模型的氦分布函数与观测值基本一致。我们的模型，通过阐明不同参数的作用及其相互作用，在确定最终的SG化学性质，说明了基本成分，约束条件和遇到的问题，在这种自富集的情况下，必须解决更复杂的化学和流体动力学模拟。
2010-05-11 astro-ph.GA
Elemental Abundances and their Implications for the Chemical Enrichment of the Boötes~I Ultra-Faint Galaxy
我们提出了一个双盲分析的七个红巨星成员的牧夫座I超微弱矮球状星系的高色散光谱，与第八成员恒星的类似光谱的重新分析补充。这些恒星的[Fe/H]介于-3.7至-1.9之间，并包括一颗[Fe/H] =-3.33的CEMP-no星。我们从化学丰度数据中得出结论，牧夫座I是从基本上原始的初始丰度演化成一个自我富集的恒星形成系统。这使我们能够独特地调查CEMP-无恒星在化学演化系统中的位置，除了限制恒星形成的时间尺度之外。元素丰度形式上与晕状分布一致，平均值[α/Fe]增强，平均值分散较小。这与低恒星密度、低金属量系统中的高质量恒星IMF与现今太阳邻域值无法区分是一致的。有一个非显着的暗示，[α/Fe]与[Fe/H]下降;加上低散射，这需要低恒星形成率，使SNe喷出物的时间在感兴趣的大空间尺度上混合。一颗恒星有很高的[Ti/Fe]，但我们没有证实先前发表的另一颗恒星的[Mg/Fe]高值。我们讨论了CEMP-无恒星的存在，以及没有任何恒星在较高的[Fe/H]下具有较低的CEMP-无增强，这种情况与银河系领域中CEMP-无恒星的知识一致。我们表明，这一观察需要有两个富集路径在非常低的金属丰度：CEMP-NO和“碳正常”。
2012-12-04 astro-ph.GA
Exploring the Milky Way stellar disk. A detailed elemental abundance study of 714 F and G dwarf stars in the Solar neighbourhood
摘要：方法：我们对太阳附近的714颗F和G矮星和亚巨星进行了高分辨率的光谱研究。从运动学上选择恒星样本来追踪银河系薄盘和厚盘的极端情况。恒星参数和元素丰度的确定是基于标准的一维LTE分析，使用高分辨率（R=40000-110000）和高信噪比（S/N=150-300）光谱中的等效宽度测量。结果：......我们的数据表明，有一个老的和α增强的磁盘人口，和一个年轻的和较少的α增强磁盘人口。虽然它们的金属丰度在-0.7<[Fe/H]<+0.1之间有很大的重叠，但它们在[α/Fe]中显示出双峰分布。如果舍弃恒星参数和丰度显示出较大不确定性（Teff<5400 K）的恒星，这种双峰性会变得更加明显，这表明如果要揭示恒星星族之间的微小差异，将数据集限制在恒星参数的狭窄范围内是很重要的。我们进一步发现α增强星族的轨道参数将恒星的诞生地放在银河系的内盘，而低α星主要来自银河系的外盘。我们还发现，一个标准的1-D，LTE分析，利用电离和Fe I和Fe II线的激发平衡产生一个平坦的较低的主序列。由于这种效应的确切原因尚不清楚，我们选择应用经验校正。关闭，更进化，恒星，似乎不受影响。
2013-12-19 astro-ph.GA
Supernova dust synthesis --- Carbonaceous dust in the very early universe
National Institute of Technology (KOSEN), Kochi College（高知工业高等专门学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（日本综合研究大学院大学）；Konan University（神户学院大学）
本文通过自洽求解超新星抛射物中分子和尘埃形成，发现暗弱超新星能有效减少硅酸盐抛射，成为早期宇宙碳质尘埃的重要来源。
2026-10-20 astro-ph.GA
Spatially Resolved Chandra Spectroscopy of Supernova Remnant DEM L71 in the Large Magellanic Cloud
本文对大麦云星云中的超新星遗迹DEM L71进行了详细的X射线光谱研究。基于深度$\sim 103$ ks档案{ \it Chandra}数据，我们进行了详细的空间分辨光谱分析DEM L71。我们分析区域光谱提取的薄切片区域沿几个不同的方位角方向的SNR构建径向配置文件的元素丰度为O，Ne，Mg，Si和Fe。我们的元素丰度测量揭示了富含金属的喷出物气体的不对称空间分布。特别是Fe在中部分布的西部不对称性显著。虽然接触不连续的位置通常在距离DEM L71的X射线发射的几何中心$\sim 5$ pc处，但在遗迹的西部不确定。铁是增强的喷出物，而O和Ne丰度一般可以忽略不计。这一发现证实了DEM L71的Ia型起源。我们估计的$\sim 6,660\pm 770$年和爆炸能量$\sim 1.74\pm 0.35\times 10^{51}$尔格的残留物的Sedov年龄的上限。这个爆炸能量的估计与Ia型超新星遗迹的典型爆炸是一致的。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Kinematic, Elemental and Structural Dependences on Metallicity in the Galactic Bulge
本研究结合APOGEE DR17与Gaia DR3数据，分析银河系核球恒星运动学、元素及结构特征对金属丰度的依赖，发现MDF存在6个峰值、富金属星运动学更一致等结果，揭示核球星族的复杂构成。
2025-10-28 astro-ph.GA
Potential signature of Population III pair-instability supernova ejecta in the BLR gas of the most distant quasar at z = 7.54
几十年来，对第三星族（Pop III）恒星的研究一直令天体物理学家着迷和困惑。一个有希望捕捉到它们存在证据的地方必须是高红移天体;特征应该记录在它们特有的化学丰度中。我们推导出宽线区（BLR）的Fe和Mg的丰度从紫外Mg II和Fe II发射线的强度在近红外光谱的UKIDSS大面积调查（ULAS）J1342+0928在$z = 7.54$，通过提出我们的新的通量到丰度的转换方法开发的$z\sim 1$类星体。我们发现，这个类星体的BLR是非常丰富的，由一个相对于太阳铁丰度的20倍，连同一个非常低的Mg/Fe丰度比：$[\mathrm{Fe/H}]=+1.36\pm0.19$和$[\mathrm{Mg/Fe}]=-1.11\pm0.12$，只有7亿年后的大爆炸。我们的结论是，这样一个不寻常的丰度功能不能解释的化学演化的标准观点，认为只有从典型的超新星的贡献。虽然在Pop III IMF的高质量端仍然存在不确定性，但在这里，我们提出ULAS J1342+0928中大量的铁是由一颗大质量Pop III恒星爆炸引起的对不稳定超新星（PISN）提供的，该恒星的高质量端可能在150-300 $M_\odot$范围内。基于初始PISN富集的化学演化模型很好地解释了[Fe/Mg]- $z$从$z < 3$到$z = 7.54$的趋势。我们预测，在所有金属丰度非常低的[Mg/Fe]恒星隐藏在银河系中…
2022-07-25 astro-ph.GA
The metal and dust yields of the first massive stars
我们量化的作用人口（流行）III核心坍缩超新星（SNe）作为第一个宇宙尘埃污染。从一组质量在[13 - 80] Msun范围内的恒星祖先开始，我们发现新形成的尘埃的质量和成分取决于喷出物的混合效率和爆炸过程中经历的回落程度。对于标准的Pop III SNe，其爆炸被校准以重现[Fe/H] <-2.5的星系晕恒星的平均元素丰度，在均匀混合（未混合）的喷出物中可以形成0.18 - 3.1 Msun（0.39 - 1.76 Msun）的尘埃，主要的颗粒物质是硅酸盐。我们还调查了尘埃形成的喷出物微弱的流行III SN，喷出物经历了一个强大的回落。通过检查一组模型，定制，以尽量减少分散与碳增强星系晕恒星的丰度与[Fe/H ] <-4，我们发现，无定形碳是唯一的颗粒物种的形式，与质量范围为2.7 × 10^{-3} - 0.27 Msun（7.5 × 10^{-4} - 0.11 Msun）的均匀混合（未混合）喷出物模型。最后，对于所有的模型，我们估计的数量和组成的尘埃，幸存下来的反向冲击的通道，并发现，根据拱星介质密度，3%和50%（10 - 80%）之间的尘埃产生的标准（微弱）流行III SNe可以有助于早期的尘埃富集。
2015-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Celestial Buffet: multiple populations and globular cluster formation in dwarf galaxies
我们提出了一个框架，解释通常观察到的变化轻元素丰度的球状星团。如果球状星团在矮星系的中心形成，随着恒星形成的进程，它们将被抽到更大的轨道上。势阱将只保留中等速度的AGB喷出物，预期的浓缩源，但不是超新星喷出物。没有必要增加星团的初始质量，这是自我浓缩的要求，因为矮星内的所有恒星都可以贡献。当星团穿过矮星系中心时，它们将AGB喷出物和下落的原始气体混合起来，形成第二代恒星。具体的混合将随时间而变化，因此能够解释在不同集群中观察到的第二代丰度的传播。这些球状星团将存活到今天，或者作为更大星系分层合并过程的一部分被剥离。我们说明了这个过程可能会使用高分辨率的模拟矮星系在高红移。
2014-01-29 astro-ph.GA
Near-Infrared Spectroscopy of Dense Ejecta Knots in the Outer Eastern Area of the Cassiopeia A Supernova Remnant
本研究通过近红外多目标光谱分析仙后座A东部外区NE喷流与Fe K羽流的抛射物结，揭示其元素组成差异及富铁致密结的起源。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Runaway and Hypervelocity Stars from Compact Object Encounters in Globular Clusters
本研究使用Monte Carlo N-body模型分析球状星团中致密天体双星-单星交会，发现此类交会可将恒星加速至超2000 km/s，但仅占逃逸星和超高速星总数的小部分，并为149个银河系球状星团提供了抛射物可信区域。
2024-02-15 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
Elemental Abundances in the Local Group: Tracing the Formation History of the Great Andromeda Galaxy
本星系群（LG）是一个可以对星系形成进行详细研究的环境，为早期宇宙提供了补充。特别是，光谱解析的恒星星族在LG提供了运动学和化学信息的个别恒星，可以用来推断像银河系（MW）和仙女座（M31）的$L_\star$星系的历史。MW中的盖亚革命使得对MW形成历史的全面观测研究成为可能。目前，在任何其他$L_\star$星系中都无法实现对MW的精细研究。因此，MW是我们理解星系形成的模板。M31是我们目前唯一希望能够在接近MW的细节水平上进行研究的外部星系。最近，对M31的研究具有更大的意义，因为越来越多的证据表明它的形成历史与MW的形成历史有很大的不同。在一个时代有限的信息在M31中的元素丰度，我已经开发出一种技术，应用光谱合成低分辨率恒星光谱，以测量个别巨星在遥远的LG星系的丰度。通过与我的合作者对M31进行迄今为止最大的深度光谱调查，这导致了对M31内部恒星晕和恒星盘中元素丰度的首次测量，以及M31中元素丰度的最大均匀目录。通过这项基础性工作，我们为详细研究M31的化学组成打开了大门。现在，我们可以开始问--并回答--M31和MW的元素丰度的差异对我们在更广阔的宇宙中星系形成的知识意味着什么。
2020-08-04 astro-ph.GA
SNR G292.0+1.8: A Remnant of a Low-Mass Progenitor Stripped-Envelope Supernova
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，一个典型的例子，一个核心崩溃的SNR，包含富氧喷出物，拱星物质，一个快速移动的脉冲星，和脉冲星风星云（PWN）的研究。我们使用流体动力学模拟的残余物的演变表明，SNR的反向冲击波与PWN相互作用，最有可能震惊了大多数超新星喷出物。在我们的模型中，这种情况需要总喷出物质量为$\lesssim 3\: \rm M_{\odot}$，这意味着在反向激波内部没有大量的冷喷出物。根据这些结果，我们比较了估计的元素质量和丰度比的反冲击喷出物核合成模型，发现它们是一致的与一个祖星的初始质量为12-16 $\: \rm M_{\odot}$。我们的结论是，G292.0+1.8的前身可能是一颗质量相对较低的恒星，通过双星相互作用经历了显着的质量损失，并产生了一个剥离的信封超新星爆炸。我们还认为，在G292.0+1.8中被称为“马刺”的区域是由于脉冲星通过超新星喷出物的运动而产生的，其动力学性质可能表明脉冲星速度的视线分量，导致总空间速度为$\sim 600\: \rm km\:s^{-1}$，并意味着一个显着的出生踢。最后，我们讨论了与G292.0+1.8相关的二进制质量损失情况及其对二进制伴星性质和未来搜索的影响。
2022-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Monte Carlo based simulation of the galactic chemical evolution of the Milky Way galaxy
通过发展MonteCarlo方法，利用修正后的太阳丰度，对银河系的形成和化学演化进行了数值模拟，预测了元素丰度梯度和其他星系特征。星系是逐渐吸积使用两个或三个坠吸积方案。该星系的化学成分丰富的核合成的贡献，从一个不断发展的合奏世代的恒星。我们分析了恒星形成效率的作用。研究了径向气体流入和径向气体混合对星系演化的影响。通过基于分布函数使用随机数合成SN Ia群体来并入SN Ia延迟时间分布（DTD）。元素丰度的演化趋势证实了来自于超新星（<1亿年）的贡献分数约为0.1。该模型预测的内部区域的陡梯度和外部区域的不太陡的梯度，这与观测结果一致。梯度表明平均径向气体混合速度< 1 km/s。具有径向气体流入的模型再现了在大约20亿年的元素丰度梯度中观察到的反演。在解释星系晕、厚盘和薄盘的元素丰度分布方面，三次碰撞吸积模型比两次碰撞吸积模型表现得更好。在整个星系演化过程中，所有模型的准确性在质量平衡计算中的累积误差< 0.15 M。
2018-09-20 astro-ph.GA
On The Birth Masses of the Ancient Globular Clusters
迄今为止研究的所有球状星团（GC）都显示出轻元素丰度存在内部变化的证据。这些变化被解释为GC内多个恒星形成事件的证据，第二次事件至少部分地由第一代恒星的AGB恒星喷出物提供燃料。从这个看似合理的场景中出现的一个主要难题是，与恒星形成的第二幕相关的恒星比例被观察到比标准IMF预期的要大得多。目前的工作调查这种紧张局势的建模观察到的反相关[Na/Fe]和[O/Fe] 20银河系GC。如果保留的AGB喷出物的丰度模式不依赖于固定[Fe/H]时的GC质量，则发现当前GC恒星质量中由纯AGB喷出物组成的部分f_p与GC质量之间存在很强的相关性。该分数从低质量（10^4.5 Msun）的0.20到高质量（10^6.5 Msun）的0.45不等。与纯AGB喷出物相关的质量分数与星团诞生时的总质量直接相关;因此可以推导出恒星初始质量和当前质量之间的比值。假设恒星的形成效率为50%，观测到的Na-O反相关性意味着GC在诞生时的质量至少要大10-20倍。这些系数是下限，因为任何质量损失机制，消除第一和第二代恒星相等将保持f_p不变。f_p的质量依赖性可能是因为低质量GC不能保留所有的AGB喷出物从第一代恒星。最近的观测中年龄的LMC集群元素丰度的重新解释，并显示出与这一基本情况是一致的。目前对这些趋势缺乏令人信服的解释。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Spectroscopic Study of the Rich Supernova Remnant Population in M83
我们报告的结果，从分光光度研究采样的大约300个候选超新星遗迹（SNRs）在M83通过光学成像与麦哲伦/IMACS和HST/WFC 3确定。根据高[S II] $λλ$ 6716，6731与H $α$的发射比确定的118个候选者中，有117个显示出激波加热气体的光谱特征，确认它们是SNR-任何星系最大的均匀SNR光谱集。光谱的22个对象与高[O III] 5007 $λ$ H $α$的发射比，选择在试图确定年轻的喷出物为主的信噪比，如Cas A，揭示只有一个（以前报告）对象的广泛（超过1000公里/秒）的喷出物为主的信噪比的特征，超出了已知的SN 1957 D残留。其他20个[O III]选择的候选者包括行星状星云、致密H II区和一个背景类星体。虽然我们的光谱样本包括22个小于11 pc的SNR，但其他天体都没有显示出宽的发射线;相反，它们的光谱来自相对缓慢（< 200 km/s）的辐射冲击，传播到富含金属的星际介质M83。在过去的一个世纪里，有六个超新星，人们可能会期望更多的M83的小直径超新星能显示出喷出物的证据，但事实似乎并非如此。我们把它们的缺席归因于几个因素，包括扩展到稠密介质中的SNR迅速演变为ISM主导的阶段，以及扩展到早期SNe已经疏散的区域的SNR可能非常微弱。
2017-03-08 astro-ph.GA
Metal-poor star formation triggered by the feedback effects from Pop III stars
第一代恒星（Pop III）的金属富集是结构形成中物质循环的第一步，随后是极贫金属（EMP）恒星的形成。为了研究Pop III星的富集过程，我们进行了一系列的数值模拟，包括光电离和超新星（SNe）的反馈效应的Pop III星的质量范围的minihaloes（MHs），M_halo，和Pop III星，M_Pop III。我们发现，富含金属的喷出物到达邻近的晕和外部富集（EE）发生时，晕的结合能是足够低于SN爆炸能量，ESN。邻近的晕只是表面富集，云的金属丰度[Fe/H] <-5。否则，SN喷出物回落，并形成富集云，即发生内部富集（IE）过程。当Pop III型恒星发生核塌缩SNe（CCSNe）时，MHS发生IE，在大多数情况下，MHS塌缩区的金属丰度为-5 < [Fe/H] < -3。我们的结论是，IE从一个单一的CCSN可以解释的EMP星的形成。对于对不稳定SNe（PISNe），EE发生在所有相关质量范围的MH，与EMP星之间没有PISNe的观测信号一致。
2018-01-04 astro-ph.GA
Galactic Population Synthesis of Radioactive Nucleosynthesis Ejecta
本文开发了星系尺度的大质量恒星群人口合成代码，通过结合恒星演化与超新星爆炸等参数，成功再现了INTEGRAL/SPI观测的放射性核素分布，推断出银河系恒星形成率与超新星发生率，并指出可能存在超气泡合并及未知前景辐射。
2023-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Can neutron star mergers alone explain the r-process enrichment of the Milky Way?
比较银河系中观察到的元素丰度银河系的化学演化模型，我们表明，中子星合并可以是一个领先的r-过程网站，只有在低金属量，这种合并有很短的延迟时间和显着的喷出物质量，是由质量的紧凑的对象。也就是说，黑洞-中子星合并，取决于黑洞的自旋，可以发挥重要作用的早期化学富集的银河系。我们还表明，本文中使用的二进制人口合成模型，即，COMPAS、StarTrack、Brussels、ComBinE和BPASS目前可以重现元素丰度观测结果。这些预测不仅对中子星合并是有问题的，而且对Ia型超新星也是如此，这可能指出了双星演化模型的缺陷。
2022-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A broad perspective on multiple abundance populations in the globular cluster NGC 1851
本文分析了球状星团NGC 1851的多恒星星族。我们使用巨恒星的低分辨率光谱来测量CN，CH和钙H & K光谱指数，并确定碳和氮的元素丰度。CN和CH指数被用来确认星团中有四个星群。原始人口的恒星，最低的CN，被认为是一般化学元素丰度从第二代人口不同。正如预期的那样，[N/Fe]随着CN强度的增加而增加，但与CN相关的唯一其他元素是钡。发现两个最大的恒星群体在恒星沿着巨分支上升时具有相同的碳吸收率。我们还能够证实，四个先前确定的潮外恒星与该星团有化学联系。这项工作表明，考虑化学的球状星团与高，低分辨率的光谱的好处。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
SYGMA: Stellar Yields for Galactic Modeling Applications
银河系建模应用程序的恒星产额（SYGMA）代码是一个开源模块，模拟简单恒星星族（SSP）的化学喷出物和反馈。它旨在用于流体动力学模拟和银河系化学演化的半分析模型。该模块包括来自渐近巨星分支（AGB）恒星，大质量恒星，SNIa和中子星合并的浓缩。一个广泛和可扩展的恒星产额库包括所有元素和许多同位素的NuGrid产额，最高可达Bi。基于NuGrid恒星模型及其合成光谱，计算了来自机械和频率相关辐射光度的恒星反馈。该模块还允许可定制的初始质量函数和超新星Ia（SNIa）延迟时间分布，以根据恒星产额输入计算随时间变化的喷出物。可以包括各种r-过程站点。将基于NuGrid的SSP喷出物与Portinari等人（1998）和Marigo（2001）的结果进行比较，发现AGB星在低金属丰度下的C和N富集度分别降低了3.5和4.8倍，我们将这一结果归因于NuGrid的热底燃烧模型。不同的核心坍缩超新星爆炸和回落处方可能会导致在$Z=0.001$的第一个$10^7\, \mathrm{yr}$的C，O和Si的积累喷出物的实质性变化。开源SYGMA模块的在线界面可以对简单恒星星族演化形成的所有物种的演化进行交互式模拟、分析和数据提取。
2018-09-17 astro-ph.GA
High-resolution elemental abundance analysis of the open cluster IC 4756
给出了疏散星团IC 4756中12颗次巨星的元素丰度，包括Na，Al，Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Fe，Zn和Ba.我们测量簇具有[Fe/H] = -0.01 +/-0.10。大多数测量到的恒星间[X/H]丰度变化低于sigma < 0.03，正如从一个保存出生丰度模式的同时代恒星星族所预期的那样，支持使用元素丰度作为探针来重建分散的星团。我们发现Cr I和Cr II丰度之间的差异，以及Ti I和Ti II丰度之间的差异，其中电离丰度约为0.2德克斯。在此之前，其他类似的研究证明了冷恒星中过度电离的影响。IC 4756在Mg，Si，Na和Al中是超太阳的，但在其他元素中是太阳的。IC 4756在某些α元素（Mg，Si）中是超日性的，但在其他α元素（Ca，Ti）中是太阳性的，这一事实表明α元素的产生不仅仅是一维的，可以用于化学标记。
2012-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE-2S view of the globular cluster Patchick 125 (Gran 3). New metallicity and elemental abundances from high-resolution spectroscopy
我们详细介绍了Patchick~125的元素丰度、径向速度和轨道根数，Patchick~125是最近在银河系凸起方向发现的贫金属球状星团（GC）。近红外高分辨率（$R\sim22,500$）光谱的两个成员获得了在第二阶段的阿帕奇点天文台星系演化实验在拉斯坎帕纳斯天文台作为第十六次数据发布（DR 16）的斯隆数字巡天。我们调查了四种化学物种的元素丰度，包括$α$ -（Mg，Si），Fe-峰（Fe）和奇数Z（Al）元素。我们发现金属丰度范围从[Fe/H] $= -1.69$到$-1.72$，这表明Patchick~125可能表现出平均金属丰度$\langle$ [Fe/H] $\rangle \sim -1.7$，与以前的低分辨率光谱分析相比，该簇的金属丰度显著增加。我们还发现了一个平均径向速度为95.9公里的$^{-1}$，这是$\sim$ 21.6公里的$^{-1}$高于文献报道。观测到的恒星表现出$α$ -富集（[Mg/Fe] $\lesssim+0.20$和[Si/Fe] $\lesssim +0.30$），遵循典型的贫金属GC趋势。在[Al/Fe] $\gtrsim +0.58$中，这两个成员星的铝丰度比都有所提高，这是GC中类似金属丰度的所谓“第二代”恒星的典型富集特征。这支持了Patchick~125中可能存在的多种群现象，以及其真正的GC性质。此外，Patchick~1…
2021-11-07 astro-ph.GA
Red Runaways: Hypervelocity Stars, Hills Ejecta and Other Outliers in the F-M Star Regime
在本文中，我们分析了一个样本的富金属（>-0.8 dex）主序星在扩展的太阳附近，调查运动学离群的背景人口。这些数据，这是从斯隆数字巡天，运动学轮廓作为一个函数的距离，银河平面使用完整的六维相空间信息。每颗恒星都在这些运动学轮廓的上下文中进行检查，并分配可能性以量化恒星是否与底层轮廓相匹配。由于这些恒星中的一些很可能已经从盘中弹出，我们追溯它们的轨道，以确定潜在的弹射半径。我们发现，低概率的物体（即“离群者”）通常更贫金属，速度更快，最重要的是，与底层人口相比，有一种来自银河系内部的趋势。我们还组成了一个样本的恒星的速度超过当地的逃逸速度。虽然我们并不否认我们的样本可能被具有虚假自行的物体所污染，但一些恒星似乎已经以异常高的速度从圆盘中弹射出来。其中一些与从旋臂喷出的情况一致，因此是进一步研究的丰富资源。最后，我们来看看那些轨道与它们从银河系中心高速抛出相一致的物体。在这些天体中，我们发现其中一个，J135855.65+552538.19，与晕、凸起和盘的运动学不一致，可能是通过希尔斯机制从银河系核中弹射出来的。
2015-06-10 astro-ph.GA
A Glimpse of the Stellar Populations and Elemental Abundances of Gravitationally Lensed, Quiescent Galaxies at $z\gtrsim 1$ with Keck Deep Spectroscopy
本研究利用 Keck 深度光谱分析了两个 $z\gtrsim 1$ 引力透镜化静息态星系，发现其具有低金属丰度但 [Mg/Fe] 相当的特征，并通过化学演化模型揭示增强的外流可能是其早期熄灭的原因。
2023-03-31 astro-ph.GA
The first chemical abundance analysis of K giants in the inner Galactic disc
银河系盘的元素丰度结构已经在太阳附近使用长寿命的恒星，如F和G矮星或K和M巨星进行了广泛的研究。这些恒星的大气层保留了其诞生气体云的化学成分，因此是银河系化学演化的绝佳示踪剂。据我们所知，没有这样的研究内银河系盘，这妨碍了我们的能力，以约束和跟踪银河系的起源和演化。因此，我们在这项研究中的目标是建立在银河系内部区域的盘（S）的元素丰度趋势（S）。利用智利Las Campanas的麦哲伦II望远镜的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱的等效宽度测量结果，我们测定了银心距离为4 ~ 7.0 kpc的内银盘中44颗K型红巨星的元素丰度。分析方法是相同的，最近使用的红巨星在银河系核球和附近的薄和厚盘，使我们能够执行一个真正的差异比较不同的恒星星族。我们提出了第一个详细的元素丰度研究的一个显着数量的红巨星在银河系内盘。我们发现，这些内部盘星显示相同类型的化学和运动学的二分法薄和厚光盘显示在太阳附近。内盘的丰度趋势与附近厚盘的丰度趋势以及隆突的丰度趋势非常一致。膨胀和银河系厚盘恒星星族之间的化学相似性表明它们具有相似的化学历史，任何试图理解两者之一的形成和演化的模型都应该最好将它们两者结合起来。
2010-06-12 astro-ph.GA
Elemental Abundances and Ages of $z\sim0.7$ Quiescent Galaxies on the Mass-Size Plane: Implication for Chemical Enrichment and Star-Formation Quenching
本文给出了LEGA-C巡天$0.59\leq z\leq0.75$上68个大质量静止星系的元素丰度和恒星星族。从全光谱模型中得出的丰度模式和年龄，作为恒星质量（$M_*$）和大小（即，半光半径; $R_e$）。我们发现，对于具有$M_*>10^{10.5} M_\odot$的静止星系，[Mg/H]和[Fe/H]不随恒星质量变化，但与$M_*/R_e$相关。因此，在固定质量下，致密的静止星系平均来说更富含金属。这一结果强化了超新星反馈和引力势调节化学富集的观点。[Mg/Fe]不随$M_*$或$M_*/R_e$而变化，但年龄与质量之间存在边际正相关。我们的研究结果支持了低红移的发现，即更大质量的星系在更早的时间形成它们的恒星。然而，与低红移的研究相反，恒星形成的时间尺度似乎并不取决于质量或大小。我们还比较了$z\sim0$静止星系堆的质量-[Fe/H]和质量-[Mg/H]关系，发现在过去的7 Gyr中，这两种关系都增加了$\sim0.2$ dex。此外，在$z\sim0.7$，我们发现了一个明显的趋势，随着年龄的增长，这样的老静止星系具有较低的金属丰度。这两个结果都可以用化学演化模型来解释，在这个模型中，星系通过气体的去除而淬灭。未来的工作，特别是与JWST/NIRSpec，将这种分析扩展到更高的红移，使我们能够充分利用丰度模式来研究静止星系的形成历史。
2021-08-12 astro-ph.GA
The COMBS survey I: Chemical Origins of Metal-Poor Stars in the Galactic Bulge
化学和运动学研究可以确定银河系中恒星星族的起源。凸起的金属丰度分布函数表明，它包括多个种群，其中更贫金属的一端是特别少的了解。目前尚不清楚贫金属核球星（[Fe/H] $<$ -1 dex）是否是最内侧区域恒星晕的一部分，或者是一个独特的核球星群，或者是两者的组合。宇宙学模拟还表明，贫金属核球星可能是银河系中最古老的恒星。在这项研究中，我们成功地利用SkyMapper测光选择了贫金属的核球星。利用R $\sim$ 47，000 VLT/UVES光谱测定了26颗恒星的恒星参数和22种元素的丰度，并将它们的元素性质与银河系其他恒星星族进行了对比。我们发现，我们得到的元素丰度为我们的贫金属球型恒星有更低的整体散射比通常发现的晕。这表明这些恒星可能是局限在核球中的一个独特的群体。如果这些恒星是晕最内部分布的一部分，这表明晕在小银河半径处比在大半径处更化学均匀。我们还发现了两颗恒星，其化学成分与第二代球状星团恒星一致。本文是贫金属凸出星化学起源（COMBS）调查的第一部分，该调查将对贫金属凸出星群进行化学动力学表征。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Young Super Star Cluster Powering a Nebula of Retained Massive Star Ejecta
本文提出透镜星系 Sunburst 中的 Godzilla 是一个约 4-6 Myr、质量约 2×10⁶ M⊙ 的年轻超级星团，其驱动的高密度星云富集 N、He 和 O，表明恒星风与超新星抛射物被完全滞留并混合，对球状星团多星族形成具有启示意义。
2024-09-04 astro-ph.GA
The Metallicity and Elemental Abundance Gradients of Simulated Galaxies, and their Environmental Dependence
重元素的内部分布，特别是径向金属丰度梯度，提供了深入了解星系合并的历史。使用我们的宇宙学，化学动力学模拟，包括详细的化学富集和反馈的活动星系核（AGN），我们发现，恒星金属丰度梯度在最大质量的星系（$\sim3\times10^{10}$ M $_\odot$）是平坦的合并，并无法再生由于淬火的恒星形成AGN反馈。拟合范围是在逐个星系的基础上选择的，以掩盖卫星星系。梯度的演化路径可以概括如下：i）通过富含气体的组装产生初始的陡峭梯度，ii）通过恒星形成和/或恒星在外围吸积的被动演化，iii）通过合并突然变平。在给定的质量下，梯度有一个显著的分散，这源于最后一条路径，因此来自星系类型。由于合并事件的复杂性，在给定的星系质量和类型下仍然存在一些变化，因此我们只发现了弱的环境依赖性。我们的早期型星系（ETGs），定义从恒星形成的主要序列，而不是他们的形态，是在良好的协议与观察到的恒星金属丰度梯度的ETGs在SAURON和ATLAS 3D调查。我们发现小的正[O/Fe]梯度的恒星在我们的模拟星系，虽然他们是较小的AGN反馈。气相金属丰度和[O/Fe]梯度也显示出变化，其起源并不像恒星星族那样清楚。
2017-07-20 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
Lund Observatory（隆德天文台）；Universitá degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
The origin of discrete multiple stellar populations in globular clusters
最近的观测表明，银河系中至少有几个古老的球状星团（GCs）的恒星沿Mg-Al反相关离散分布。为了讨论这一新的观测结果，我们构造了一个新的单区GC形成模型，其中初始质量函数（IMF）中的最大恒星质量（mmax）依赖于独立观测得到的恒星形成率（SFR）.我们调查的形成GC的恒星形成历史。主要结果如下。在第一代（1G）恒星形成后约3000万年，在一个特定的GC中，新的恒星可以从1G的渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物中形成。然而，第二代恒星（2G）的形成只能持续[10-20]百万年，因为2G中质量最大的SNe驱逐了所有剩余的气体。第三代（3G）恒星则是由AGB喷出物~ 30$ Myr在截断2G恒星形成之后形成的。这种恒星形成的循环，然后被SNe截断，可以继续下去，直到所有的AGB喷出物被一些物理过程从GC中清除。因此，在[Mg/Fe]-[Al/Fe]图中，GC不可避免地具有离散的多个恒星星族。我们的模型预测，低质量GC不太可能有离散的多个恒星星族，年轻的大质量星团在次级恒星形成过程中由于m_max（[20-30] M_sun）较低，可能没有大质量OB星。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of globular clusters with multiple stellar populations from massive gas clumps in high-z gas-rich dwarf galaxies
对于具有多个恒星星族的球状星团（GC）的形成，目前最受欢迎的方案之一是，最初的大质量恒星系统形成（“第一代”，FG），随后产生气态喷出物，这些喷出物转化为第二代恒星（SG），形成GC。我们调查，第一次，FG和SG星的顺序形成过程中的恒星形成的大质量气体团在富含气体的矮盘星系。我们采用一种新的方法来解决矮星系流体动力学模拟中GCs形成的两阶段问题，即当新恒星进入渐近巨星分支（AGB）阶段时，在每个新恒星粒子周围产生质量远小于母恒星粒子的新气体粒子.此外，对AGB气体粒子采用了更细的最大时间步长（<10^5 yr）和更小的软化长度（<2 pc），以更好地解决AGB星的气体喷射和AGB反馈效应。因此，次级恒星的形成从AGB喷出物可以适当地研究在星系尺度的模拟。FG恒星系统可以首先从一个巨大的气体团形成，由于其宿主富含气体的矮星系内的引力不稳定性。最初FG恒星系统不是一个单一的大质量星团，而是由几个总质量大于10^6 Msun的不规则恒星团（或丝状体）组成。当FG系统动态松弛时，来自AGB星的气态喷出物可以被FG系统引力捕获，随后转化为新的恒星，在FG系统内形成紧凑的SG恒星系统。有趣的是，大约40%的AGB喷出物来自不属于FG系统的恒星（“外部气体吸积”）。SG恒星系统的质量-密度关系可以近似为rho_SG ~ M_SG ^[1.5]。
2018-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
In pursuit of gamma-ray burst progenitors: the identification of a sub-population of rotating Wolf-Rayet stars
长伽马射线暴是自宇宙大爆炸以来最强大的宇宙爆炸。虽然已经确定伽马射线暴与大质量恒星的垂死挣扎有关，但它们的祖先的识别已被证明具有挑战性。理论认为旋转的沃尔夫-拉叶星是最佳的候选者，但它们强烈的恒星风笼罩着它们的表面，阻止了对它们旋转的直接测量。幸运的是，线性分光偏振测量法可以用来探测由于恒星旋转而导致的风的扁平化。分光偏振测量调查显示，大多数WR恒星80%具有球对称风，因此旋转缓慢，但也有少数20%显示出指示旋转的分光偏振特征。在这里，我们发现了一个非常显着的WR对象之间的相关性，携带恒星旋转的签名和WR星的喷出物星云的子集，最近才从一个红色的糖巨星或明亮的蓝色可变阶段。由于这些年轻的WR星还没有由于质量损失而自旋下降，它们是迄今为止确定的最佳候选GRB祖先。当我们采用最近公布的WR喷出物星云的数字时，我们发现六颗线效应WR恒星中有五颗被喷出物星云包围。这些统计数据表明，线效应WR星和喷出物星云之间没有相关性的零假设可以在0.0004%的水平上被拒绝。鉴于四个线效应和WR喷出物星云已被光谱证实含有核合成产物，我们认为，相关性是统计上显着的和物理上令人信服的。这意味着我们已经确定了一个WR亚群，满足必要的标准，使伽玛暴。最后，我们讨论了通过极大的望远镜分光偏振识别伽玛暴祖先的潜力。
2011-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gaia-ESO Survey: Detailed elemental abundances in red giants of the peculiar globular cluster NGC 1851
上下文NGC 1851是几个球状星团中的一个，其中多个恒星星族的亚巨星分支已经被清楚地识别出来，并检测到金属丰度的差异。A（C+N+O）丰度的总和可以提供有关该星团形成历史的重要信息。然而，迄今为止，这些价值观缺乏普遍共识。次巨星分支的分离可以基于年龄和/或A（C+N+O）丰度的差异。目标。我们的主要目的是确定球状星团NGC 1851中演化巨星的碳、氮和氧丰度，以检查双重星族是否是同时代的。方法.使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。结果我们提供了NGC 1851中45颗巨星样品的多达29种化学元素的丰度。被调查的恒星可以分为两个群体的差异0.07德克斯的平均金属丰度，0.3德克斯的平均C/N，和0.35德克斯的平均s-过程占主导地位的元素-铁丰度比[s/Fe]。A（C+N+O）的平均值以及碳、α-和铁峰元素和铕的丰度与铁的比值没有显著差异。结论.由于两个星群的平均A（C+N+O）值没有差异，因此有额外的证据表明NGC 1851是由两个星团组成的，富金属的星团比贫金属的星团老约0.6 Gyr。对NGC 1851性质的全球概述和化学元素的详细丰度有利于它在被银河系吸积的矮球状星系中形成。
2021-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
How the First Stars Regulated Star Formation. II. Enrichment by Nearby Supernovae
来自第三星族（Pop III）超新星的金属导致了早期宇宙中质量较小的Pop II恒星的形成，改变了原始星系的演化过程和宇宙学的再电离。第一颗超新星的重元素被第二代恒星吸收的情况有很多种，但宇宙学模拟只在最大尺度上模拟它们。我们提出了小规模的，高分辨率的模拟化学富集的原始晕附近的超新星部分蒸发后的祖星。我们发现，从爆炸喷出物碰撞和混合激烈的烧蚀流赶走晕的恒星，创造密集，丰富的团块能够崩溃成流行II星。金属可能与部分暴露的晕核心混合效率较低，因此它可能形成Pop III或Pop II恒星。因此，如果喷出物没有从晕中剥离出所有的气体，那么波普II和III星都可能在碰撞后形成。爆炸前晕的部分蒸发对超新星后来的富集至关重要。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three-Dimensional Structure of Cassiopeia A
我们使用斯皮策太空望远镜的红外光谱仪绘制了仙后座A的几乎整个范围，范围在5-40微米之间。利用红外和钱德拉X射线多普勒速度测量，以及光学喷出物超出前向冲击的位置，我们构建了一个3-D模型的残骸。Cas A的结构可以被表征为球形组件、倾斜的厚盘、以及多个喷射物射流/活塞和光学快速移动的结，所有这些都填充在厚盘平面上。Cas A中的亮环表示厚平面/活塞和大致球形的反向激波之间的交点。喷出物活塞表明了爆炸中的径向速度梯度。一些喷射活塞是双极的，具有围绕膨胀中心的相反方向的流动，而一些喷射活塞没有显示出这样的对称性。一些喷出物活塞似乎保持了核燃烧层的完整性，而另一些则似乎穿透了外层。喷出物活塞表明了爆炸中的径向速度梯度。在3-D中，东南部的Fe喷流占据了Si组发射中的“孔”，并不像以前认为的那样代表“翻转”。虽然与星周介质的相互作用会影响残骸的详细外观，并可能影响东南Fe喷流的可见度，但大部分对称性和不对称性都是Cas A爆炸所固有的。
2010-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Secondary star formation within massive star clusters: Origin of multiple stellar populations in globular clusters
我们数值研究是否以及如何从AGB星的气体喷出物可以转换成新的恒星在原来的大质量星团（MSC），以了解多个恒星星族的起源在球状星团（GC）。我们采用了这样一种假设：（i）具有M_s质量的MSC可以由其宿主星系中嵌入高红移暗物质晕中的高质量、高密度巨分子云（GMC）形成;（ii）它们的演化因此可以受到M_s、它们的初始位置和宿主物理性质的显著影响。我们的三维流体动力学模拟表明，只有当M_s超过10^6 M_sun的阈值质量（M_th）时，来自AGB星的气态喷出物才能被保留在MSC中，从而在MSC的中心区域非常有效地转化为新的恒星。新的恒星可以对应于在GC中观察到的具有较高Na和较低O丰度的“第二代（SG）”恒星。在MSC内形成SG星的过程中，M_s > M_th的星形成效率可以相当高（0.3-0.9），使得可以在原始MSC内形成非常紧凑的新簇。M_s应该达到10^6-10^7 M_sun才能解释在目前的普通银河系GC中观测到的大部分SG星，因为在标准IMF中，新恒星只占所有恒星的1-4%。核MSC被发现更有效地保留AGB喷出物，并更有效地将气体转化为新的恒星，这是因为它们的宿主具有更深的引力势。我们认为M_s和它们在宿主中的位置可以决定是否只有轻元素或甚至重元素才能看到丰度扩散。
2010-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation and multiple stellar population in globular clusters
本文研究了第一代恒星（FG）气态喷出物形成球状星团（GC）过程中形成的第二代恒星（SG）的结构和运动学。我们认为SG可以由FG的AGB星的气体喷出物形成，初始总质量为10^6-10^8 M_sun，以解释银河系GC的现在质量。我们对恒星形成的三维流体动力学模拟表明，在FG中心区域形成的SG可以有显著的旋转量（V/sigma ~0.8-2.5）。SG的旋转幅度强烈依赖于FG的初始运动学。因此，我们建议，一些GC组成的FG和SG有一个显着的旋转量时，他们形成。我们还认为，虽然后来的长期（~10 Gyr）的恒星动力学演化可以平滑FG和SG之间的初始结构和运动学差异在很大程度上，初始扁平结构和旋转运动学的SG可以印在形状和内部旋转的本GC。我们讨论这些结果中观察到的银河系GC的内部旋转。
2010-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Terzan 5: an alternative interpretation for the split horizontal branch
我们考虑球状星团Terzan 5的水平分支（HB），它最近被证明被分成两部分，较暗的部分（δ M_K ~ 0.3等）比较亮的部分具有较低的金属丰度。这两个特征都表明它至少包含两个恒星星族。星等的分离被归因于~6 Gyr的年龄差异，并被解释为该星团非典型演化历史的结果。我们发现，所观察到的HB形态也是一致的模型，其中明亮的HB是由第二代恒星的金属富集和氦的质量分数大于（由Δ Y ~ 0.07）比第一代恒星人口的HB较暗的一部分。因此，与大多数拥有多个星群的“正常”星团相比，泰山5是异常的，只是因为它的第二代被超新星喷出物严重污染;然而，先前提出的恒星形成时间延长并不是必需的。明亮的HB的铁富集可以归因于Ia型超新星喷出物的低铁，富氦，星团的大质量渐近巨星分支恒星的喷出物的污染，或者它与气体的混合，从环境中吸积在星团上，由于它靠近银河系凸起，已经受到快速金属富集。这里提出的模型只需要一个很小的年龄差异，约1亿年。
2010-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapidly Rotating Massive Pop III stars: A Solution for High Carbon Enrichment in CEMP-no Stars
针对现有模型难以解释CEMP-no星高碳丰度的问题，提出快速旋转的大质量Pop III星经准化学均匀演化后，可通过星风与超新星抛射产生足够的碳，覆盖观测到的碳丰度范围，表明多数Pop III星可能是快速旋转体。
2023-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlations of r-Process Elements in Very Metal-Poor Stars as Clues to their Nucleosynthesis Sites
各种核合成研究指出，在非常贫金属（VMP）晕星中的r过程元素可能有不同的起源。通过熟悉的统计学概念（相关性，聚类分析，元素丰度等级检验），我们寻找因果相关的元素丰度模式，并试图将它们与天体物理事件联系起来。其中一些事件产生的r-过程元素与铁，而其他人没有任何显着的铁的贡献。在银河系的早期阶段，至少有三个r-过程核合成位点是活跃的。前两个产生并排出铁和大多数较轻的r过程元素。我们将它们分配给两种不同类型的核心坍缩事件，而不是相同的常规核心坍缩超新星（CCSNe），只产生轻trans-Fe元素。第三类的特点是一个强大的r-过程和负责的主要部分的重主要r-过程元素没有显着的共同生产的铁。它似乎与CCSNe没有联系，事实上，在相关的r-过程富集恒星中发现的Fe必须来自先前发生的CCSNe。锕系助推星的存在表明强r-过程站点之间的进一步划分。我们分配这两个强r-过程网站的中子星合并没有快速黑洞的形成和事件的喷出物是由黑洞吸积盘流出为主。来自金属丰度最低的恒星的迹象暗示了与早期银河系中形成黑洞的大质量单星（双星）的联系。
2021-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive interacting binaries as an enrichment source for multiple populations in star clusters
本文通过大质量双星演化模型表明，非守恒质量转移产生的抛射物具有与观测一致的多族群元素丰度，并能在约12 Myr内返还双星族群约25%的质量。
2024-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical simulations with variable IMF
使用自洽化学动力学模拟，包括恒星形成，超新星反馈，和化学富集，我显示宇宙恒星形成和化学富集的历史依赖于初始质量函数（IMF）。Pop-III IMF的影响只能在z>4或[Fe/H]<-2的元素丰度比中看到。在高恒星形成率（SFR）的情况下，较好的IMF具有较平坦的斜率，而在低SFR的情况下，较好的IMF具有较小的上部质量（~ 20 Msun），这与观测到的矮球状星系元素丰度一致。然而，椭圆星系的[alpha/Fe]问题可能需要其他解决方案。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolutionary tracks, ejecta, and ionizing photons from intermediate-mass to very massive stars with PARSEC
本文利用更新后的 PARSEC V2.0 代码计算了从 2 到 2000 太阳质量、金属丰度跨度广泛的恒星演化轨迹，提供了残骸质量、化学喷出物及电离光子数据，并验证了与观测的一致性。
2025-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Chemical tagging in the thin disk. Open clusters blindly recovered in the elemental abundance space
恒星的化学组成提供了其形成环境的化石信息。在这个前提下，应该可以使用化学丰度来标记在同一恒星协会内形成的恒星。这种被称为化学标记的想法并没有产生预期的结果，特别是在薄圆盘内，开放的星团具有难以解开的化学模式。这项研究的最终目标是探索化学标记的可行性内薄盘人口使用高质量的数据从一个控制样本的恒星。我们还旨在改进现有的化学标记技术，并在元素丰度空间中的聚类分析的不同策略提供指导。在这里，我们开发的第一个盲搜索的疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间使用的OPTICS算法应用于数据的盖亚-ESO调查。首先，我们评估不同的分析策略，确定哪些更有效。其次，我们将这些方法应用到一个数据集，包括场星和疏散星团试图尽可能多的疏散星团的盲恢复。我们展示了数据分析的具体策略如何改善最终结果。具体来说，我们证明了疏散星团可以更有效地恢复与曼哈顿度量和空间的尺寸是精心挑选的。使用这些（和其他）处方，我们能够恢复隐藏在我们的数据集中的疏散星团，并找到这些恒星协会的新成员。我们的结果表明，有机会恢复疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间。据推测，随着更高质量的数据和更复杂的聚类算法，化学标记的性能将进一步提高。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Explaining the high nitrogen abundances observed in high-z galaxies via population III stars of a few thousand solar masses
本研究通过辐射流体动力学模拟和恒星演化建模，发现质量在2000至9000太阳质量间的第一代第三族恒星能解释高红移星系GN-z11和CEERS 1019中观测到的氮氧等元素丰度，揭示了极端大质量第三族恒星在早期宇宙化学增丰中的关键作用。
2024-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
