JINAbase: A database for chemical abundances of metal-poor stars
重建银河系的化学演化对于理解整个宇宙时间中恒星、行星和星系的形成至关重要。与早期宇宙中的元素生产以及元素如何被纳入气体和恒星相关的不同研究对于拼凑元素如何演变是必要的。这些包括建立化学丰度趋势，如贫金属恒星，比较核合成产量预测与恒星丰度数据，和化学演化的理论建模。为了帮助这些研究，我们收集了化学丰度测量和其他信息，如恒星参数，坐标，星等和径向速度，从文献中的极端贫金属恒星。数据库JINAbase包含1658颗独特的恒星，其中60%的[Fe/H]<2.5。该信息存储在SQL数据库中，并带有用户友好的可查询Web应用程序（http：jinabase.pythonanywhere.com）。具有独特化学元素特征的物体（例如，r-过程星、s-过程星和CEMP星）被标记或可以这样分类。Web应用程序可以从上述研究的文献中快速选择定制的比较样本等。使用三个最好的研究贫金属星的多个条目，我们评估化学丰度测量的系统不确定性。我们提供了一个简要的指南，选择化学元素的模型比较，为非光谱学家谁希望了解贫金属恒星和化学丰度测量的细节。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metal-poor end of the Spite plateau. II. Detailed chemical investigation
上下文对古老的贫金属恒星的研究加深了我们对宇宙早期阶段的认识。特别是，对这些恒星的研究使我们对第一颗大质量恒星的质量及其电离光子的发射有了有价值的了解。目标。我们提出了一个详细的化学分析和测定的运动学和轨道特性的样本的11颗矮星。这些是贫金属恒星，其中一些恒星的锂含量很低。我们检查了其他元素是否也存在异常。方法.我们分析了高分辨率UVES光谱的几个贫金属星使用Turbospectrum代码合成谱线配置文件。这使我们能够得到铁的详细化学分析，
2021-10-01 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
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
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
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 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 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
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
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
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
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
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
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
High-resolution spectroscopy of extremely metal-poor stars from SDSS/SEGUE. III. Unevolved Stars with $[\mathrm{Fe/H}]\lesssim -3.5$
我们给出了8颗具有$T_{\rm eff}>5500\,\mathrm{K}$的未演化极贫金属星的元素丰度，其中7颗具有$[\mathrm{Fe/H}]<-3.5$。样本选自斯隆数字巡天/斯隆银河系理解和探索扩展（SDSS/SEGUE），以及我们之前使用斯巴鲁望远镜（Aoki等人）进行的高分辨率光谱跟踪。比较了几种恒星参数的推导方法，发现在大多数情况下推导出的参数没有明显的偏差。根据相对于标准极贫金属恒星G 64-12的丰度分析，具有$[\mathrm{Fe/H}]<-3.5$的恒星的平均锂丰度为$A(\mathrm{Li}) =1.90$，标准偏差为$σ=0.10$ dex。这一结果证实了较低的锂丰度被发现在较低的金属丰度，如先前的研究所建议的，并表明恒星到恒星的散射是小的。小观察到的分散可能是一个强有力的限制锂耗尽机制提出解释低锂丰度在较低的金属丰度。我们对其他元素的分析得到了以下结果：i）Na、Mg、Cr、Ti、Sr和Ba在$[\mathrm{X/Fe}]$中存在统计学显著的分散，$[\mathrm{Na/Fe}]$中存在明显的双峰，$\sim 0.8\, \mathrm{dex}$分离，ii）金属丰度分布没有急剧下降，iii）在$[\mathrm{Fe/H}]\simeq -3.6$和可能在$[\mathrm{Fe/H}]\simeq-4.0$存在CEMP-$s$星，这可能…
2017-06-15 astro-ph.GA 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
Chemical and kinematic analysis of CN-strong Metal-poor Field Stars in LAMOST DR3
在大型光谱巡天中获得的大量化学和运动学信息激发了在该领域寻找化学奇特恒星的灵感。虽然这些贫金属场星（[Fe/H $]<-1$）通常富含氮，但它们详细的空间、运动学和化学分布表明可能存在各种各样的恒星群，因此它们的起源仍然是一个谜。为了从统计学上研究这些恒星，我们首次用LAMOST DR 3识别新的CN强恒星来增加样本量。我们利用4000 nm ~的CN-CH带寻找CN强星，并进一步将它们分为CH正常星（44）和CH强（或CH）星（35）。我们的数据驱动软件和APOGEE DR 14的化学丰度表明，大多数CH-正常星是富N的，它不能用内部混合过程来解释。我们的CH-正常恒星的运动学表明，这些恒星的相当大的一部分是逆行，指向河外起源。CH-正常星的化学和运动学暗示它们可能是GC-溶解星，或吸积晕星，或两者兼而有之。
2018-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance Pattern Fitting with Bayesian Inference: Constraining First Stars' Properties and Their Explosion Mechanism with Extremely Metal-poor Stars
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）
本研究利用贝叶斯推断分析极端贫金属星的丰度模式，确定第一代恒星的初始质量函数及超新星爆炸机制。
2025-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Minimum Dilution Scenario for Supernovae and Consequences for Extremely Metal-Poor Stars
到目前为止，还没有任何不含金属的恒星被直接观测到。限制其性质的最常见方法是搜索最贫金属恒星的光谱，以寻找第一批恒星及其超新星中产生的化学元素。在这种方法中，模拟的超新星产率与在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式进行了比较。该方法通常仅使用丰度比，即，将产率稀释至观察到的水平。按照通常的球对称假设，我们计算了一个简单的超新星可以混合的质量下限，发现它与所有已发表的星际介质早期化学富集的模拟结果一致。对于三种不同的情况下，我们证明了这个稀释限可以改变丰度拟合的结论。有一个很大的差异之间的稀释度在模拟小晕SN爆炸和稀释度假设在许多丰度拟合。限制稀释可以显着改变超新星可能是观测到的CEMP-无恒星的祖先的可能性。特别是，一些微弱的，非常低的产量SNe，已被建议作为SMSS 0313 -6708丰度模式的模型，不能解释测量的金属丰度，因为它们的预测金属产量太小了两个数量级。总之，这里提出的新的稀释模型强调需要更好地了解非球面SNe的混合和稀释行为。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Follow-up observations of extremely metal-poor stars identified from SDSS
银河系中最贫金属的恒星见证了银河系形成的早期阶段，其化学成分接近于大爆炸核合成的原始混合物，被一颗或几颗超新星污染。只有24颗恒星（[Fe/H]< -4）是已知的，它们显示出广泛的丰度模式。因此，扩大这一样本很重要。我们提出的第一个结果的努力，以确定新的极端贫金属恒星在银河系晕。我们的目标是从斯隆数字巡天获得的低分辨率光谱中选择的，并在4.2米的威廉赫歇尔望远镜上进行了中等分辨率光谱的跟踪，在少数情况下，在9.2米的霍比-埃伯利望远镜上进行了高分辨率光谱的跟踪。恒星参数和镁，钙，铁，锶的丰度已推断出使用经典模型大气的光谱。我们还从G波段得到了碳丰度。我们发现从SDSS和新的数据在0.3 dex的水平估计的金属丰度之间的一致性。对WHT上ISIS获得的中等分辨率数据的分析使我们能够改进金属丰度，并在某些情况下测量其他元素丰度。我们的样本包含11颗[Fe/H] <-3.0的贫金属星，其中一颗的金属丰度估计为[Fe/H] ~-4.0。我们还讨论了一些恒星的金属丰度差异与文献中以前的作品。其中只有一颗星的碳丰度在[C/Fe]~+1左右，而其他贫金属星的碳丰度在[C/Fe]~+0.45左右。
2016-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of metal-poor RR Lyrae stars in the Magellanic Clouds
本文首次对大麦哲伦云和小麦哲伦云中贫金属RR型天琴座星的化学元素丰度进行了详细的光谱研究。在6.5米麦哲伦望远镜上用MagE阶梯光栅摄谱仪获得了大麦哲伦星云中6颗RR型天琴座星和小麦哲伦星云中3颗RR型天琴座星的中分辨率（R ~ 2000 - 6000）光谱。之所以选择这些恒星，是因为它们先前测定的光度金属丰度是麦哲伦星云中属于老种群的恒星中金属丰度最低的。我们发现这些恒星的光谱金属丰度低至[Fe/H]_{spec} =-2.7dex，这是迄今为止测量到的麦哲伦星云中最低的恒星金属丰度。我们确认，对于贫金属恒星，光度金属丰度从傅立叶分解的光变曲线系统太高相比，他们的光谱同行。然而，对于[Fe/H]_{phot} < -2.8dex的贫金属恒星，这种趋势被逆转，光谱金属丰度系统地高于光度估计值。我们能够确定10种化学元素的丰度比，这将RR天琴座星的化学元素丰度测量首次扩展到[Fe/H]之外。对于总的[α/Fe]比，我们得到了0.36dex的过剩，这是在非常好的协议，从银河系晕中的贫金属恒星，以及从矮球状星系中的贫金属的尾巴的结果。与银河系晕中恒星的丰度比较，我们发现这两个星群的恒星丰度比是一致的。因此，我们的结论是，从化学的角度来看，早期的贡献麦哲伦型星系的星系晕的形成所声称的宇宙学模型是可信的。
2012-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical analysis of very metal-poor turn-off stars from SDSS-DR12
最贫金属的恒星是银河系早期化学演化的遗迹。它们的化学组成是限制第一代恒星核合成的重要工具。其目的是观察从斯隆数字巡天数据发布12（SDSS DR 12）中选出的极贫金属恒星（EMP恒星）候选样本，并确定它们的化学成分。我们获得中等分辨率的光谱样本的六颗恒星使用的X-Shooter摄谱仪在甚大望远镜（VLT），我们使用ATLAS模型来计算丰度。样品中的五颗星的金属度[Fe/H]在-2.5 dex和-3.2 dex之间。我们确认了最近发现的SDSS J002314.00+030758.0。作为一颗[Fe/H]比值极低的恒星。假设α-增强[Ca/Fe]=+0.4 dex，我们得到[Fe/H]=-6.1 dex。我们还可以确定它的镁丰度，发现这颗恒星表现出非常高的[Mg/Fe] >= +3.60~dex，假设[Fe/H] = -6.13 dex。我们测定了碳丰度，发现A（C）=6.4 dex。从这个碳丰度来看，这颗恒星属于A（C）-[Fe/H]图的较低波段。
2018-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
New ultra metal-poor stars from SDSS: follow-up GTC medium-resolution spectroscopy
上下文银河系中形成的第一代恒星在星际介质中留下了核合成的化学特征，今天在后来形成的低质量恒星的大气中可以看到。对低质量恒星的化学成分进行取样，可以深入了解第一批恒星。目标。我们的目标是增加具有极低金属丰度的恒星的样本，从具有中等光谱分辨率和信噪比（S/N）的光谱中识别超贫金属恒星。实现这一目标需要从这些光谱中得出可靠的金属丰度和碳丰度。方法.我们对从SDSS光谱中选择的微弱的、V>19的、贫金属的候选者进行了后续观测，并在GTC用OSIRIS进行了观测。SDSS和后续的OSIRIS光谱进行了分析，使用FERRE代码，以获得有效的温度，表面重力，金属丰度和碳丰度。此外，我们的样本中还包括一颗著名的极贫金属恒星，以校准分析方法。结果我们已经观察和分析了五个贫金属候选人从中等质量的SDSS光谱。我们样本中的所有恒星都被证实是极贫金属的恒星，[Fe/H]<-3.3。我们发现了J173403+644632，一颗碳增强的超贫金属矮星，[Fe/H]=-4.3，[C/Fe]=+3.1。
2017-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
2017-08-22 astro-ph.SR
Inhomogeneity in the early Galactic chemical enrichment exposed by beryllium abundances in extremely metal-poor stars
贫金属星中铍的丰度与金属丰度呈线性关系，最低可达[Fe/H] ~-3.0。在恒星中，已被检测到在这个极端的金属贫制度，增加了丰度分散已被报道。这种分散可能表明Be和[Fe/H]之间的关系变平。我们的目标是进行一个新的调查，在极端贫金属恒星的Be丰度，并试图澄清是否存在一个Be丰度高原。我们重新研究了[Fe/H] ~-3.0的9颗矮星的Be丰度。此外，我们还首次分析了BPS BS 16968-0061和CD-33 1173恒星光谱中的Be谱线。我们利用Gaia DR 2的引力来精确恒星表面引力的值。使用光谱合成法测定Be的丰度。有些星星确实暗示着地球变平了。在[Fe/H] ~ -2.70 ~-3.26范围内，Be丰度基本保持在log（Be/H）~-13.2dex。然而，对于一些恒星，我们只能将上限设置在该水平以下。大多数样本恒星都是在所谓的盖亚-土卫二合并的祖先中形成的。三颗恒星中有两颗可能是在原地形成的，它们偏离线性关系最大。这些恒星的混合起源提供了理解扁平的线索。我们认为，我们的观察结果可以理解为在早期银河系的不均匀的恒星形成条件的后果。如果没有有效的混合，早期ISM的特征将是在给定的时刻在Fe丰度的大分散。另一方面，由于它起源于宇宙射线天体，因此它的丰度会更均匀（在银河系范围内）。因此，我们认为，观测到的铍-铁关系的平坦化反映了在给定年龄银河系铁丰度的更强散射。
2020-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of extremely metal-poor stars in the Sextans dwarf spheroidal galaxy
银河系周围矮星系的贫金属成分可能是星系晕结构的组成部分。目前被观测为贫金属恒星的低质量恒星，预计在星系形成的早期阶段形成于化学均匀的星团中。它们应该已经解体，并且应该表现出某些元素集合的丰度比的大分散（例如，Sr/Ba）在银河系场的恒星。然而，化学丰度比预计会聚集在矮星系中的贫金属恒星中，因为在极早期阶段，单个星系中形成的星团数量预计相当有限。我们研究了可能的集群的丰度比的Sr和Ba在六分仪矮星系测试集群恒星形成的情况。我们研究了六分仪矮星系中5颗恒星的11种元素（C，Mg，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Ni，Zn，Sr，Ba）。以前的研究表明，这些有类似的丰度比。在这项研究中，我们专注于Sr和Ba的丰度比。观测是基于使用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪的高分辨率光谱（R = 40 000）。六分仪矮星系恒星的$α$ /Fe丰度比的分布略低于星系晕中恒星的平均值。五颗贫金属星的Sr/Ba丰度比非常一致，这种聚集与贫金属晕星的[Sr/Ba]分布相比是独特的。我们发现，这种聚集的概率是非常小的，如果六分仪星的Sr和Ba丰度分布类似晕星。
2020-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely metal-poor stars in SDSS fields
第一代恒星的一些洞察力可以从它们的直接后代，极贫金属恒星（EMP）的化学组成中获得，金属量小于或等于太阳金属量的1/1000。这样的恒星非常罕见，最成功的调查，为此目的，到目前为止，只有大约100颗恒星的金属量为太阳的1/1000，4颗恒星的金属量约为太阳的1/10000。斯隆数字巡天有可能提供大量金属丰度极低的候选天体。X-Shooter具有执行必要的后续光谱分析的独特能力，可提供多种元素（Mg，Al，Ca，Ti，Cr，Sr，.）的准确金属丰度和丰度比。电磁脉冲候选人我们在这里报告的结果，为前两个恒星观察过程中，我们的法意X-射手GTO。这两颗恒星的目标金属丰度约为-3.0，X射手光谱的分析显示它们的金属丰度约为-2.0，但α与铁的比值较低，这解释了SDSS光谱对金属丰度的低估。X-Shooter的效率允许对外晕进行原位研究，对于这里研究的两颗恒星，我们估计距离为3.9和9.1 Kpc，这可能是迄今为止详细研究的最遥远的矮星。
2011-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of extremely metal-poor stars in the least evolved galaxies: Bootes II
我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的四个最明亮的确认红巨星在超微弱的矮星系牧夫座II（Boo II）。这些恒星都位于Boo II金属丰度分布函数的贫金属尾部。这些恒星中所有可探测元素的化学丰度模式与星系晕的化学丰度模式一致。然而，这四颗恒星都有无法检测到的中子捕获元素Sr和Ba，其上限与晕或其他矮星系中检测到的最低值相当。其中一颗恒星的径向速度随时间变化很大，这表明它是一个双星系统。它的可变速度可能增加了过去的Boo II速度分散的测定。我们的四颗恒星跨越了有限的金属丰度范围，但它们增强的α丰度和低的中子捕获丰度与Boo II被非常少的几代恒星富集的解释一致。Boo II的化学丰度模式证实了一种新的趋势，即最暗的矮星系具有不同于晕的中子捕获丰度，这表明晕星中中子捕获元素的主要来源可能不同于超暗矮星。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely Metal-Poor Stars and a Hierarchical Chemical Evolution Model
利用分层星系形成模型研究了极贫金属（EMP）星的早期化学演化和形成历史。我们根据扩展的Press-Schechter理论建立了银河系的合并树。我们沿着树跟踪化学演化，并将模型结果与银河系晕的金属丰度分布函数和丰度比分布进行比较。我们采用三种不同的初始质量函数（IMF）。在以前的研究中，我们认为典型的EMP星的质量应该是高质量（~ 10 Msun）的基于研究的二元起源的富碳EMP星。在这项研究中，我们表明，只有高质量的IMF可以解释观察到的少数EMP星。对于相对元素丰度，高质量IMF和Salpeter IMF预测类似的分布。我们还研究了超新星（SNe）的核合成产额的依赖性。Kobayashi et al.（2006）和Chieffi & Limonge（2004）显示出与$α$ -元素的观测结果相当一致。我们的模型预测元素丰度在[Fe/H]<-3时显著分散。Francois等人的单区化学演化模型的最佳拟合产率。（2004）很好地再现了EMP星典型丰度的趋势，但我们的模型与它们的产量预测更大的丰度的分散比观测。与超新星的模型预测锌丰度与观测一致，但其他模型预测较低的[锌/铁]。高爆炸能量的超新星喷出物以大质量混合，减少了元素丰度的分散。
2011-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using chemical tagging to redefine the interface of the Galactic disk and halo
我们提出了一个化学丰度分布的研究，在14个$α$，奇Z，偶Z，轻，铁峰元素的大约3200个中间金属丰度巨星从APOGEE调查。我们分析的主要目的是探索银盘-晕过渡区之间的-1.20 $<$ [Fe/H] $<$ -0.55作为一种手段来研究这些成分之间的化学差异（和相似性）。在本文中，我们表明，有一个$α$ -贫和$α$ -富序列中的金属贫和中间金属丰度区。利用银河系静止坐标系径向速度和空间位置，我们进一步将我们的样本分离成典型的银河系分量。然后，我们研究了每种组分的Mg、Ti、Si、Ca、O、S、Al、C+N、Na、Ni、Mn、V和K的丰度比，发现如下：（1）在$α$ -元素中，$α$ -贫晕子组在化学上是不同的（特别是O、Mg和S）、Al、C+N和Ni，与确认存在$α$ -贫吸积晕群的文献一致;（2）典型厚盘和晕在所有元素中的化学性质并不完全不同，表明厚盘和晕之间的过渡是平滑的;（3）金属丰度低至[Fe/H] $\sim$ -0.85 dex的贫$α$星子样本在化学和动力学上与薄盘一致，表明薄盘可能延伸到比以前认为的更低的金属丰度，（4）大多数贫金属薄盘星的位置与负的径向金属丰度梯度相一致。最后，我们利用我们的分析提出了一组新的化学丰度平面（[ $α$ /Fe]、[C+N/Fe]、[Al/Fe]和[Mg/Mn]），它们可能能够以一种独立于运动学的干净而有效的方式对银河系成分进行…
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the metal poor Globular Cluster NGC 6809
利用高分辨光谱对贫金属球状星团NGC 6809中的11颗红巨星支星进行了丰度分析。我们的主要目标是表征其化学成分，并分析该集群的行为与多人口（MP）现象。在我们的工作中，我们获得了24种元素（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Sc，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Eu，Nd和Dy）的恒星参数和化学丰度。我们发现径向速度为174.7 $\pm$ 3.2 km $s^{-1}$，平均铁含量[Fe/H]=-2.01 $\pm$ 0.02，与其他研究结果一致。此外，我们发现了一个大的传播中的轻元素O，Na和Al的丰度确认存在Na-O反相关Na-Al相关。Mg-Al反相关也存在于我们的集群。$α$和铁峰元素与晕场星的趋势有很好的一致性。重元素以r过程为主。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extremely low-metallicity tail of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们目前的丰度为七颗恒星在（极）低金属丰度的尾的玉夫座矮球状星系，从光谱与X-射手的ESO VLT。目标是从钙II三重（CaT）调查的矮丰度和径向速度队（DART）使用最新的校准。在七颗极贫金属候选者中，有五颗恒星被确认为极贫金属（即，[Fe/H]<-3 dex），其中[Fe/H]=-3.47 +/- 0.07是我们最缺乏金属的恒星。根据单个Fe线的测量，所有样品都在[Fe/H]=-2.5 dex左右或以下。这些值与CaT预测一致，在误差条内。七颗恒星中没有一颗是富碳的。我们估计这是一个纯粹的机会效应的可能性为2-13%，这可能表明与银河系晕相比，玉夫座中富含碳的极贫金属恒星的比例较低。[α/Fe]比值显示的范围从+0.5到-0.5，比银河系样本中看到的变化更大，尽管通常在1- 2西格玛范围内保持一致。一颗星看起来有点铁强化。我们的程序星显示没有偏离银河系的铬和重元素钡和锶的丰度趋势。然而，有几颗恒星的钠丰度低于银河系的值。总体而言，我们的结论是，CaT线是一个成功的金属丰度指标下降到极贫金属制度，并在玉夫座矮星系中的极贫金属恒星的化学性质更类似于他们的银河系晕当量比更富含金属的人口的恒星。
2013-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Extremely metal-poor galaxy DDO 68: the LBV, H-alpha shells and the most luminous stars
本文介绍了正在进行的研究不寻常的Lynx-Cancer空星系DDO 68的新结果，该星系具有创纪录的低金属丰度区域（12+log（O/H）~7.14）。它们包括：a）用6米SAO RAS望远镜（BTA）对亮蓝变星（LBV = DDO 68-V1）进行新的光谱和测光。光度数据集与斯隆数字巡天和哈勃空间望远镜档案图像的数据集相辅相成; b）分析DDO~68超巨星壳层和哈勃空间望远镜图像上可见的突出的较小H-α弧/壳层，并结合在BTA用法布里-珀罗干涉仪获得的H-α运动学图; c）在哈勃望远镜上发现的大约50颗最明亮的恒星（-9.1 < M_V < -6.0等），它们与已知O/H极低的恒星形成区有关。这旨在为下一代巨型望远镜的实际科学铺平道路。我们证实了早期关于LBV光学光的显著变化的暗示，首次推导出其振幅dV > 3.7~mag。新的数据表明，在2008- 2010年，LBV达到M_V =-10.5，可能经历了一次巨大的喷发。我们认为，沿SGS（“北环”）周长的恒星形成复合体的结构提供了证据，连续诱导SF情节所造成的壳层气体不稳定性和引力坍缩。某些DDO~68亮极贫金属星的光变可以用中等望远镜在视宁度很好的地点观测到。
2016-11-25 astro-ph.GA 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
Fingerprint of the first stars: multi-enriched extremely metal-poor stars in the TOPoS survey
银河系中的极贫金属（EMP）恒星继承了形成它们的气体的化学成分。因此，它们的谱线中带有第一批恒星的化学指纹。通常认为EMP星是由只有一颗超新星（“单富集”）的气体形成的。然而，最近的数值模拟表明，第一批恒星形成于小星团中。因此，我们预计几颗超新星会对EMP星的丰度（“多富集”）做出贡献。利用化学位移的发散度分析了TOPoS巡天中最近观测到的7颗EMP星，发现J1035+0641是单富集星（$p_{mono}=53\%$），J1507+0051是多富集星（$p_{mono}=4\%$）。由于理论和观测的不确定性，我们无法对其余五颗恒星做出明确的预测（$p_{mono} \lesssim 50\%$）。在近紫外波段的进一步观测将有助于改进我们的诊断，从而有助于限制第一批恒星的性质。
2018-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Abundances of Stars in the Halo (CASH) Project. II. A Sample of 16 Extremely Metal-poor Stars
我们提出了一个全面的丰度分析的20种元素的16个新的低金属丰度恒星的恒星化学丰度在晕（CASH）项目。丰度是从霍比-埃伯利望远镜高分辨率摄谱仪快照光谱（R~ 15，000）和相应的高分辨率（R~ 35，000）麦哲伦MIKE光谱得出的。这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]-2.9到-3.9，其中包括4颗[Fe/H]<-3.7的新星。我们发现四颗恒星是碳增强贫金属（CEMP）星，证实了[C/Fe]丰度比随金属丰度降低而增加的趋势。其中两个天体可以被归类为CEMP-no星，增加了[Fe/H]<-3的天体数量。我们还发现了四个中子捕获增强型恒星的样品中，其中一个具有[Eu/Fe]为0.8，具有清晰的r-过程签名。这些试点样本星是CASH中最亮的恒星中金属含量最低的（[Fe/H]<-3.0），用于校准新开发的自动恒星参数和丰度测定管道。此代码将用于整个~500星CASH快照示例。我们发现，与传统的高分辨率光谱手动分析相比，快照光谱的流水线结果在统计上是相同的。
2011-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey -- XII: Gemini-GRACES chemo-dynamical study of newly discovered extremely metal-poor stars in the Galaxy
根据双子座天文台GRACES摄谱仪的观测结果，给出了\Pristine巡天中30颗贫金属星的高分辨光谱。恒星参数\teff和\logg是使用盖亚DR 2色温校准和表面重力从斯特凡-玻尔兹曼方程确定的。GRACES光谱用于确定20种元素（Li、O、Na、Mg、K、Ca、Ti、Sc、Cr、Mn、Fe、Ni、Cu、Zn、Y、Zr、Ba、La、Nd、Eu）的化学丰度（或上限）。这些恒星被证实是贫金属的（[Fe/H] $<-2.5$），比早期的中等分辨率分析具有更高的精度。大多数目标的化学性质与银河系晕中其他极度贫金属的恒星相似。在[Fe/H] $=-3.0$附近的三颗恒星具有异常低的Ca和高的Mg，这表明来自少数SN~II的贡献，其中α元素的形成通过流体静力核合成更有效。当我们的化学丰度与以前中分辨率分析的碳相结合时，还确定了三颗新的碳增强贫金属星（两颗CEMP-s和一颗潜在的CEMP-no星）。GRACES光谱还提供了精确的径向速度（$σ_{\rm RV}\le0.2$ km\，s $^{-1}$），用于盖亚DR 2自行的动力学轨道计算。我们的大多数目标都与银河系晕动态相关;然而，五颗[Fe/H] $<-3$的恒星具有平面状轨道，包括一颗逆行恒星。另外五颗恒星的动力学与盖亚-红杉吸积事件一致;三颗具有典型的晕[ $α$ /Fe]金属丰度比，而两颗缺乏[Mg/Fe]，一颗是新的CEMP-s…
2021-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Treasury of Extremely Metal-Poor O Stars
University of Utah（犹他大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Rutgers University（罗格斯大学）；Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文学计算中心）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
TEMPOS项目利用哈勃望远镜获取极低金属丰度O型星的远紫外光谱，构建均匀观测图集，揭示恒星风速度与金属丰度的关系，为理解早期宇宙大质量恒星提供关键数据。
2026-09-21 astro-ph.GA 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
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
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
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
