The Puzzling Frequencies of CEMP and NEMP Stars
我们提出的碳和氮增强贫金属（CEMP和NEMP）星的二进制人口模拟的结果。我们发现，所观察到的缺乏非常富氮的恒星提出了强有力的限制，在低金属丰度的初始质量函数的可能修改。
2009-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. II. Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars - CEMP-no stars
大多数贫金属晕星的详细成分被发现是非常均匀的。然而，20 - 70%（随着金属丰度的降低而增加）的一小部分表现出碳丰度的显着增强-所谓的碳增强贫金属（CEMP）恒星。银河系化学演化模型的一个关键问题是，这种非标准的组成是否反映了恒星诞生云的组成，或者是由于来自双星伴星的化学处理物质的局部出生后质量转移; CEMP恒星应该都是双星系统的成员。我们的目标是确定的频率和轨道参数的二进制CEMP星之间的中子捕获元素的过度丰度-CEMP-s和CEMP-no星，分别-作为一个测试，这个本地的质量转移的情况。本文讨论了24颗CEMP-no星的样本，而后续的论文将考虑CEMP-s星的类似样本。大多数变星在这段时间内没有表现出统计上显著的径向速度变化，似乎是单一的，而四颗变星被发现是双星，轨道周期为300 - 2，000天，离心率正常;样本的双星频率为17 +-9%。单星大多属于最近确定的“低C波段”，而双星具有较高的绝对碳丰度。我们的结论是，负责在这些古老的恒星强烈的碳过剩的核合成过程是无关的，他们的二进制状态;在早期的银河系ISM的碳被印在他们的出生分子云，更早，外部来源，强烈表明CEMP-没有恒星可能是真正的第二代恒星。我们讨论了潜在的生产地点的碳和它的跨星际距离在早期ISM的转移，高红移DLA系统的组成和影响。节录。
2015-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Archeology with the AEGIS Survey: The Evolution of Carbon and Iron in the Galactic Halo
了解银河系晕中碳和铁的演化非常重要，因为这两种元素在早期宇宙中约束恒星形成、银河系组装和化学演化方面发挥着至关重要的作用。在这里，我们探索碳的空间分布，[C/Fe]和金属，[Fe/H]，晕系统的基础上中分辨率（$R \sim$ 1，300）光谱的$\sim$ 58，000恒星在南半球的AAOmega银河系结构演化（AEGIS）调查。AEGIS的碳丰度图显示出正的梯度与距离，同样发现的斯隆数字巡天（SDSS）的碳丰度图的李等人。金属丰度图证实，[Fe/H]随着距离的减少，从内晕到外晕。我们还探讨了光环的形成和化学演化的历史，考虑人口的碳增强贫金属（CEMP）恒星中存在的AEGIS样本。CEMP-no恒星（根据其特征性的较低的绝对碳丰度水平进行分类，次巨星和巨星的$A$（C）$\leq$ 7.1）的累积和微分频率随着金属丰度的降低而增加，并且对于CEMP恒星整体来说是\textit{substantially higher than previous determinations}。相反，$s$型恒星（具有较高的$A$（C））几乎保持平坦，$\sim$值为10%，在$-\,4.0 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim-$ 2.0范围内. CEMP-no和CEMP- $s$星的明显不同的行为缓解了假设双星质量转移起源的人口合成模型的紧张局势，以前很难解释CEMP星的更高频…
2018-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Subclass of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars at Extremely Low Metallicity
本文在极低金属丰度下发现一类高碳丰度但无中子俘获元素增丰的 CEMP-no 新子类（第 IV 类），约 30% 可能为双星，挑战了现有 CEMP-no 形成机制并提示早期宇宙存在替代增丰途径。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
An empirical metallicity tracer in CEMP and C-normal stars
在碳增强贫金属（CEMP）星的低分辨率光谱中推导金属丰度[Fe/H]是一项繁琐的任务，由于大量的线混合，经常导致[Fe/H]的不确定性超过0.25 dex。CEMP星的数量随着[Fe/H]的减少而增加，其中一些已知是真正的第二代晕星。因此，了解它们的[Fe/H]对于追踪银河系的形成和化学演化非常重要。在这里，我们的目标是通过避免与混合物相关的问题来改善低分辨率光谱中的[Fe/H]测量。我们在低金属丰度下改进了这种光谱中的化学标记。我们开发了一种经验方法来推导CEMP（和C-正常）恒星中的[Fe/H]，该恒星与强线的等效宽度（EW）有关，强线在低分辨率，贫金属光谱中仍然可以检测到。最好的[Fe/H]示踪剂被发现是Cr I和Ni I，它们都在没有分子带的光谱区域（在~5200- 6800 A之间，大多数调查都可以到达的区域）显示出强烈的跃迁。我们导出了矮星和巨星的不同关系式。在~-3<[Fe/H]<-0.5和10<EW<800 mA（Cr）或[Fe/H]>-3.2和EW> 5 mA（Ni）范围内，这些关系式都是有效的，这取决于元素和谱线以及恒星的演化阶段。经验关系式对CEMP和C-正常恒星都有效，并且已经在大约400颗恒星（主要是巨星）的样本中被证明是准确的示踪剂。根据样品和分辨率的不同，金属丰度的精确度在~0.2以内，经验关系在0.05-0.1dex以内。我们的关系将改善金属丰度的测…
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Carbon-Enhanced Metal-Poor star candidates from BP/RP Spectra in $Gaia$ DR3
本研究利用$Gaia$ DR3的BP/RP低分辨率光谱，以SDSS/SEGUE的CEMP星表为训练集，通过XGBoost识别出58872颗全天CEMP星候选体，污染率12%、完备率60%-68%，为研究其起源与星系分布提供大样本基础。
2023-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
s-Process in Low Metallicity Stars. III. Individual analysis of CEMP-s and CEMP-s/r with AGB models
我们提供了一个单独的分析94碳增强贫金属星显示的S-过程富集（CEMP-S）从文献中收集。在这些恒星中观察到的s-过程增强归因于质量转移的恒星风在一个二元系统从一个更大的同伴进化更快的渐近巨星分支（AGB）阶段。AGB核合成的理论模型已在论文Ⅰ中提出。几颗CEMP-s型恒星在s和r-过程元素（CEMP-s/r）中都表现出增强。为了解释在CEMP-s/r星中观察到的特殊丰度，我们假设CEMP-s形成的分子云先前因超新星污染而富含r元素。一般性讨论和解释观察结果所采用的方法载于文件II。本文对单个恒星的光谱观测进行了详细的研究。我们考虑从碳到铋的所有元素，特别注意三个s过程峰，ls（Y，Zr），hs（La，Nd，Sm）和Pb，以及它们的比率[hs/ls]和[Pb/hs]。初始r过程贡献的存在通常可以通过[La/Eu]比来评估。我们发现理论预测和光谱数据之间可能存在一致性。一般而言，观测到的[Na/Fe]（和[Mg/Fe]）提供了AGB初始质量的信息，而[hs/ls]和[Pb/hs]主要是s-过程效率的指标。需要一系列13 C-囊袋强度来解释观察结果。然而，模型和观测之间存在重大差异。我们强调明星的协议和遇到的主要问题，并在可能的情况下，我们建议进一步研究的潜在迹象。这些差异为尚未解决的问题提供了辩论的起点。
2012-01-30 astro-ph.SR
Chemo-Dynamically Tagged Groups of CEMP Stars in the Halo of the Milky Way. I. Untangling the Origins of CEMP-$s$ and CEMP-no Stars
该研究利用 Gaia 动力学参数与元素丰度将644颗 CEMP 恒星聚类为 CDTG，揭示 CEMP-$s$ 多源于双星质量转移，而 CEMP-no 多形成于已被早期大质量恒星碳增丰的环境。
2022-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine and Sodium in C-rich low-metallicity stars
我们目前的N，O，F和Na丰度和12 C/13 C同位素比值的测量或上限的样本10富C，贫金属巨星，8个增强的s-过程（CEMP-s）元素和两个穷人在n-捕获元素（CEMP-no）。丰度来自IR、K波段、高分辨率CRIRES@VLT光谱。我们样品的金属丰度范围为[Fe/H]=-3.4至-1.3。只有两颗CEMP-s星能测量到F丰度。当[F/Fe]=0.64时，一个是轻度的F过量，而另一个是富F的，在[F/Fe]=1.44。对于剩下的八个天体，包括我们样本中的两个CEMP-no，只能对F丰度设置上限。我们的测量和上限表明，在CEMP-s恒星中，[F/C+N]比的分布与理论预测的一样。低质量，低金属量的渐近巨星分支恒星的核合成模型的预测，占导出的F丰度，而大多数恒星的F含量的上限低于预测值。测量的钠含量占AGB模型在1.25至1.7 Msun范围内，确认负责在CEMP-s恒星中观察到的特殊丰度模式的恒星是低质量，低金属含量的AGB恒星，与最公认的天体物理方案一致。我们的结论是，F生产的机制，在目前的国家的最先进的低金属丰度低质量AGB模型需要进一步审查和F测量在大量的贫金属恒星需要更好地约束模型。
2010-12-13 astro-ph.SR
The first stars: a classification of CEMP-no stars
我们提出并应用了一个新的分类CEMP-no星，这是“碳增强的贫金属”星，没有过量的s-元素，[Fe/H]一般小于或等于-2.5。这种分类是基于CNO、Ne-Na和Mg-Al核循环中涉及的元素和同位素丰度的变化。这些丰度的变化非常大，由于连续的来回混合运动之间的He-和H-燃烧区域的大质量恒星（“源星”负责化学富集的CEMP-没有星）。[C/Fe]、12 C/13 C、[N/Fe]、[O/Fe]、[Na/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Sr/Fe]和[Ba/Fe]的比值变化很大，这是CEMP-no和低s星如此独特的主要特征，在核合成分类方面得到了很好的描述。我们注意到，[（C+N+O）/Fe]比随着[Fe/H]值的降低而显著增加。CEMP-no恒星的分类和[（C+N+O）/Fe]的行为支持在银河系的第一代恒星中存在快速旋转的大质量恒星，它们经历了强烈的混合和质量损失（自旋星）。这一结果对银河系的早期化学和光谱演化产生了影响。
2015-06-15 astro-ph.SR
Binarity in Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
金属丰度最低的恒星中有相当一部分显示出非常高的碳增强。有争议的是，这些增强是否反映了恒星的诞生成分，或者它们的大气层是否随后被污染，最有可能是AGB双星伴星的吸积。在这里，我们调查和比较的二进制属性的三个碳增强子类：贫金属CEMP-s的明星，另外增强钡;较高的金属丰度（SG）CH-和Ba II星也增强钡;和贫金属CEMP-no星，不增强钡。通过与模拟的比较，我们证明了所有钡增强的种群最好由~100%的二进制分数表示，具有最大~ 20，000天的较短周期分布。这一结果大大加强了假设，一个类似的二元传质起源是负责他们的化学模式。对于CEMP-NO组，我们提出了新的径向速度数据从霍比-埃伯利望远镜的15颗恒星，以补充稀缺的文献数据。其中两颗星显示出无可争议的双星特征。完整的CEMP-no数据集显然与CEMP-s类的二进制属性不一致，从而强烈表明它们的碳增强的不同物理来源。CEMP-no的二进制分数仍然是很差的约束，但人口更类似于太阳邻居的二进制属性。
2014-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population Synthesis of Binary Carbon-enhanced Metal-poor Stars
碳增强贫金属（CEMP）星约占贫金属（[Fe/H] ~（-2））星的五分之一，但它们的起源还不清楚。最广泛接受的形成方案，调用质量转移的富碳物质从热脉冲渐近巨星分支（TPAGB）的主星到一个质量较小的主序星伴星，这是今天看到的。最近的研究探索了这样一种可能性，即需要一个偏向中等质量恒星的初始质量函数来重现金属丰度[Fe/H] <-2.5的恒星中观测到的CEMP分数。这些模型还隐含地预测了大量的氮增强贫金属（NEMP）星，这是看不到的。我们调查所观察到的CEMP和NEMP的极端贫金属（EMP）的比例是否可以解释，而不调用初始质量函数的变化。我们证实了早期的研究结果，目前详细的TPAGB模型的大观察到的CEMP分数不能占。我们发现，在低质量（小于1.25 Msun），低金属丰度的恒星有效的第三疏浚至少可以提供一个部分的解释，大观察到的CEMP分数，同时保持与小观察到的NEMP分数一致。
2009-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carbon-Dependent Binary Frequency of CEMP-no Stars
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）；University of Notre Dame（圣母大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）
研究CEMP-no星的碳相关双星频率，通过对30颗CEMP-no星五年径向速度监测及结合文献数据，得到90颗星样本。发现高碳CEMP-no星双星频率高于低碳星，确定二者关系，还推导出四个新双星系统轨道参数。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A holistic approach to carbon-enhanced metal-poor stars
通过单独考虑各种CEMP子类，我们试图从丰度上的特定签名中导出参数（如金属丰度，质量，温度和中子源）从丰度上印记的特定签名中表征AGB核合成，并将它们与热盐混合的影响分开，首先挖掘，为了将CEMP星置于一个广泛的背景下，我们从我们自己的样品和文献中收集了大约180颗不同金属丰度，光度类别和丰度模式的恒星的丰度。首先，我们证明了CEMP星具有CEMP-s星和CEMP-no星（我们称之为CEMP-low-s星）的性质。我们还表明，有一个很强的相关性之间的Ba和C丰度的s-唯一的CEMP星。这有力地指出了13 C中子源在低质量AGB星中的作用。对于CEMP-rs星（似乎富含来自s-和r-过程的元素），N丰度与来自第2和第3个s-过程峰的重元素丰度的相关性反而具有22 Ne中子源的特征。再加上CEMP-rs星表现出O和Mg增强的事实，我们得出结论，在污染AGB星的热脉冲期间，极端炎热的条件占上风。最后，我们认为，大多数CEMP没有星（没有过剩的中子捕获元素）可能是极端的金属贫对应的CEMP中子捕获丰富的恒星。在极低的金属丰度（[Fe/H]< -3.2）时，CEMP-no星的C增强随金属丰度的增加而减弱。目前的任何AGB模型都没有预测到这一趋势。
2009-07-21 astro-ph.SR
Contributions of supernovae type II & Ib/c to the galactic chemical evolution
超新星SN II和Ib/c在星系化学演化过程中对稳定核素的清单做出了重要的恒星核合成贡献。一个案例研究是在这里进行的帮助下，最近开发的数值模拟的银河系的化学演化在太阳附近的了解的贡献SN II和Ib/C的恒星核合成产量的比较，在该领域的两个领先的团体。这些恒星核合成产额在处理恒星演化和核合成方面有所不同。银河系化学演化的公式是在最近修订的太阳金属丰度为0.014的情况下发展起来的。此外，最近的核合成产额的恒星模型的基础上修订的太阳金属丰度也被使用。分析表明，它可能是难以解释的自洽的方式与元素的演化趋势在银河系的时间尺度上的任何单一采用的恒星核合成模型的SN II和Ib/c的各种功能。
2014-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthetic yields of Z=$10^{-5}$ intermediate-mass stars
摘要：在光环中观测到的极贫金属（EMP）恒星的丰度为理解古代宇宙提供了线索。解释这些线索需要在低Z制度的理论恒星模型。我们提供了3和7.5 $M_{sun}$之间的中等质量Z = $10^{-5}$恒星的核合成产额，并量化了不确定的风速的影响。我们希望这些产量最终可以用来评估早期宇宙的化学清单的贡献，并帮助解释选定的C-增强EMP星的丰度。通过比较我们的模型和其他现有的文献中，我们探索风处方和初始金属丰度的演化和核合成的趋势。我们将我们的结果与CEMP-s恒星的观测结果进行了比较。中等质量EMP星的产率反映了非常深的第二次挖掘的影响（对于最大质量的模型），叠加了热底燃烧和第三次挖掘的综合特征。我们证实了所报道的趋势，即初始金属丰度Z $_{ini}$ <= 0.001的模型给出了$^{12}C, ^{15}N, ^{16}O$和$^{26}Mg$的正产率。在Z $_{ini}$ = 0.0001时报告为负值的$^{20}Ne, ^{21}Ne$和$^{24}Mg$产率在Z = $10^{-5}$时变为正值。使用两种不同的处方的质量损失率的结果有很大的不同，在热脉冲（超级）AGB阶段的持续时间，第三次疏浚事件的整体效率，和核合成产量。在文献中经常使用的最有效的标准风速似乎有利于我们的产量结果和观测数据之间的协议。不管风的处方，我们所有的模型成为N增强EMP星。
2020-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance of heavy r-process elements in CEMP-rs stars: The role of the i-process
本研究利用高分辨率UVES光谱分析17颗CEMP星，基于[s/r]比和丰度距离分类，确认9颗CEMP-rs和6颗CEMP-s，并发现i过程能解释CEMP-rs星的重r元素丰度模式。
2025-10-15 astro-ph.SR
The s process in asymptotic giant branch stars of low metallicity and the composition of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的模型慢中子捕获过程（S过程）在渐近巨星分支（AGB）恒星的金属丰度[Fe/H]=-2.3和0.9 Msun到6 Msun。我们遇到了不同的制度，中子捕获核合成的重要性增加的恒星质量减少：22 Ne（α，n）25 Mg反应在热脉冲期间激活，13 C（α，n）16 O反应在辐射条件下激活脉冲间隔期间，和13 C（α，n）16 O反应在热脉冲期间激活，也是由于温和的质子摄入事件。13 C辐射燃烧（质量约为2 Msun）的模型与碳增强贫金属（CEMP）星表现出s过程增强（CEMP-s）的整体匹配良好，除了它们产生太多的Na和F。另一方面，我们的模型都不能提供与CEMP恒星的组成相匹配的结果，这些恒星也显示出快速过程增强（CEMP-s/r）。该模型未能再现所观察到的Eu丰度，他们也未能再现Eu和Ba丰度之间的相关性。它们也无法与在许多CEMP-s/r恒星中观察到的轻重s过程元素的比例相匹配，这可能是太阳系的十倍以上。为了解释CEMP-s/r星的组成，我们需要援引一个不同的“s/r”中子俘获过程的存在，或者具有介于s和r过程之间的特征，或者是由同一天体物理位置或相互连接的位置（例如，在多个恒星系统中）的不同中子俘获过程的叠加产生的。
2011-12-13 astro-ph.SR
The s-Process in Low Metallicity Stars. II. Interpretation of High-Resolution Spectroscopic Observations with AGB models
本文将100颗贫金属碳星和富硫星（CEMP-s）的高分辨率光谱观测结果与文献Ⅰ提出的渐近巨星分支（AGB）核合成理论模型（M = 1.3，1.4，1.5，2 Msun，-3.6 < [Fe/H] <-1.5）进行了比较。在这些物体中检测到的s-过程增强与双星系统相关：更大质量的同伴通过热脉冲AGB阶段（TP-AGB）更快地进化，在内部He-intershell中合成s-元素，这些元素在第三次疏浚（TDU）事件期间部分疏浚到表面。第二个观测到的低质量的同伴成为CEMP-s的质量转移的C和S丰富的材料从初级AGB。我们分析了轻元素C、N、O、Na和Mg，以及两个s过程指标[hs/ls]（其中ls = <Y，Zr>是N = 50处的轻s峰，hs = <La，Nd，Sm>是N = 82处的重s峰）和[Pb/hs]。我们区分了具有高s-过程增强的CEMP-s，[hs/Fe] > 1.5（CEMP-sII）和轻度s-过程增强的恒星，[hs/Fe] < 1.5（CEMP-sI）。为了解释观察结果，... .对个别恒星的详细分析将在论文III中提供。
2011-08-02 astro-ph.SR
Modelling the observed properties of carbon-enhanced metal-poor stars using binary population synthesis
星系晕中的恒星星族的特征是大部分CEMP恒星。大多数CEMP星富含$s$ -元素（CEMP-$s$星），其中一些也富含$r$ -元素（CEMP- $s/r$星）.一个CEMP恒星的形成方案是在过去从TP-AGB主星向目前观测到的质量较小的伴星进行风质量转移。我们生成低金属丰度的双星种群，以重现所观察到的CEMP星分数。此外，我们的目标是约束我们的风质量转移模型，并调查在何种条件下，我们的合成人口再现观测到的丰度分布。我们比较CEMP分数和丰度分布从我们的合成人口与观测。晕中双星恒星星族的初始质量函数、质量比分布、轨道周期分布和双星分数等物理参数是不确定的。我们改变我们的模型中的假设，这些参数，以及风的质量转移过程，并研究随之而来的变化，我们的合成CEMP人口。在我们的合成人口计算的CEMP分数在7%和17%之间变化，范围与最近从SDSS/SEGUE数据样本中获得的非常贫金属恒星的CEMP分数一致。对CEMP- $s/r$星和CEMP- $s$星的模拟和观测丰度分布的比较结果是不同的。对于后者，我们的模拟定性地再现了所观察到的C，Na，Sr，Ba，Eu和Pb的分布。另外，对于CEMP- $s/r$星，我们的模型不能再现Ba、Eu和Pb等富中子元素的大丰度。这一结果与以前的研究一致，表明CEMP- $s/r$星经历了与CEMP- $s$星不同的核合成历史。
2015-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic study of CEMP-(s & r/s) stars- Revisiting classification criteria and formation scenarios, highlighting i-process nucleosynthesis
我们利用模型大气从局部热力学平衡分析中导出了HE 0017+0055、HE 2144-1832、HE 2339-0837、HD 145777和CD-27 14351的恒星大气参数、有效温度T $_{eff}$、微湍流速度$ζ$、表面重力log g和金属丰度[Fe/H]。元素丰度的C，N，$α$ -元素，铁峰元素，和几个中子捕获元素估计使用等效宽度测量技术，以及在某些情况下的光谱合成计算。在四颗计划星中观察到的双重增强的背景下，我们严格审查了文献i-过程模型的重元素产量（[X/Fe]）是否可以解释所观察到的丰度分布。计划星的估计金属丰度[Fe/H]介于-1.63至-2.74之间。所有五颗恒星都显示出Ba的丰度增加，其中四颗显示出Eu的丰度增加。根据我们的分析，HE 0017+0055，HE 2144-1832和HE 2339-0837被认为是CEMP-r/s星，而HD 145777和CD-27 14351则表现出CEMP-s星的特征。从CEMP星的不同分类器的详细分析，使用大量的类似的恒星从文献中，我们已经确定了一个最好的描述CEMP-s和CEMP-r/s的明星。我们还研究了[hs/ls]是否可以单独用作分类器，以及[hs/ls]比率是否有任何限制值可用于区分CEMP-s和CEMP-r/s恒星。尽管CEMP-s和CEMP-r/s星在不同的[hs/ls]值处出现峰值，但它们在0.0 <…
2021-01-23 astro-ph.SR
Are Faint Supernovae Responsible for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars?
暗超新星模型中的混合和后退模型被认为是重现观测到的星系晕中碳增强贫金属（CEMP）星的丰度模式。需要对单个恒星的模型参数进行微调，以重现观测到的碳与铁的比例。我们专注于极贫金属的恒星形成的喷出物的混合和回落模型，使用化学演化模型。我们的化学演化模型考虑到个别恒星的贡献，化学富集在主机晕连同他们的进化的背景下的层次聚类。在化学演化模型中，采用参数化的Pop. III型暗超新星混合模型和后退模型，并用合并树重现了观测到的CEMP星。对恒星形成和暗超新星金属污染模型参数的多种选择，都不能再现观测到的[Fe/H] < -4和[C/H] >-2的恒星，这是大多数低金属丰度恒星中的CEMP星。唯一可能的解决方案是从小质量的喷出物中形成恒星，这会产生不一致的金属丰度分布函数。我们的结论是，不是所有的CEMP星的混合和回落模型的解释。我们还测试了来自AGB星的二进制质量转移的贡献，AGB星也应该再现已知CEMP星的丰度。只有当我们假设长周期双星在[Fe/H] <-3.5时更有利时，这个模型才能合理地同时再现碳和铁丰度的分布。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the potential of Carbon-Enhanced Metal-Poor stars for Galactic Archaeology
该研究探讨碳增强金属贫乏恒星作为银河考古学探针的潜力，提出改进分类方案以准确区分CEMP子类，并表征双星系统中的伴星，以揭示早期恒星形成与核合成。
2023-11-16 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
Optical and NIR spectroscopy of cool CEMP stars to probe the nucleosynthesis in low mass AGB binary system
通过对7颗碳增强贫金属（CEMP）星的丰度分析，探讨了CEMP星中碳的起源。我们使用高分辨率光谱来获得各种元素的丰度。我们还使用低分辨率近红外（NIR）光谱，从CO分子带推导出O和12 C/13 C的丰度，并将它们的值与高分辨率光谱的值进行比较。我们发现这些值之间存在良好的一致性。因此，在冷CEMP恒星中，近红外观测补充了高分辨率光学观测，以获得氧丰度和12 C/13 C比率。这使我们能够使用近红外光谱探测更暗的冷CEMP恒星。在这项研究中的所有程序星的C，N，O丰度显示丰度是一致的，从低质量低金属量渐近巨分支（AGB）的同伴，这是进一步支持的增强中子捕获元素和径向速度变化的检测存在的二进制质量转移。其中一颗恒星的丰度模式类似于CEMP-s恒星，而其余恒星的丰度模式满足将它们归类为CEMP-r/s恒星所需的标准。这里研究的一些恒星的子分类是重新审视。这些CEMP-r/s恒星中的中子捕获元素丰度类似于i-过程模型，其中在同伴低质量低金属丰度AGB恒星中的质子摄入事件产生i-过程开始所需的必要中子密度。
2021-05-17 astro-ph.SR
AGB nucleosynthesis at low metallicity: what can we learn from carbon- and s-elements-enhanced metal-poor stars
CEMP-s恒星是非常贫金属的恒星，具有增强的碳和s过程元素丰度。它们在星系晕中的贫金属恒星中占有相当大的比例，并且大多在双星系统中被观测到。这表明，所观察到的化学异常是由于质量吸积在过去的渐近巨星分支（AGB）的明星。由于CEMP-s恒星自形成以来几乎没有演化，因此对其观测丰度的研究提供了一种方法来探索我们在低金属丰度下的AGB核合成模型。为此，我们在我们的双星演化模型中包括了AGB核合成的最新模型的结果，我们模拟了一个网格的100，000双星在金属丰度Z=0.0001在一个广泛的初始质量和分离。我们将我们的模型恒星与SAGA贫金属恒星数据库中的60颗CEMP-s恒星进行了比较。对于每个观测到的样本CEMP-s恒星，我们找到了最能再现观测到的丰度的模拟恒星。这种比较的结果是，我们能够同时再现样品中约60%的恒星中受AGB核合成影响的元素（例如C，Mg，s元素）的观测丰度。
2013-10-25 astro-ph.SR
The Chemical Abundances of Stars in the Halo (CASH) Project. III. A New Classification Scheme for Carbon-Enhanced Metal-poor Stars with S-process Element Enhancement
我们提出了一个新发现的碳增强贫金属（CEMP）恒星，HE 0414-0343，从恒星的化学丰度在晕（CASH）项目的23个元素的详细丰度分析。它的光谱恒星参数为Teff = 4863 K，log g = 1.25，vmic = 2.20 km/s，[Fe/H] =-2.24。七年的径向速度测量表明HE 0414-0343是一颗双星。HE 0414-0343的[C/Fe] = 1.44，中子俘获元素的丰度大大增强，但它的丰度不能单独由太阳型s过程模式再现。传统上，它可以被归类为“CEMP-r/s”星。基于与AGB星核合成模型的丰度比较，我们提出了一个新的物理动机CEMP-s星和仍然知之甚少的CEMP-r/s的起源和分类方案。新的方案描述了这两个迄今为止不同处理的子群之间的连续过渡：CEMP-sA，CEMP-sB，和CEMP-sC。连续过渡的可能原因包括AGB伴星经历的热脉冲的数量，不同AGB恒星质量对其核合成产额的影响，以及在1-D恒星模型中没有很好近似的物理，如质子摄入事件和旋转。基于一组详细的AGB模型，我们认为HE 0414-0343的丰度特征来自于一颗质量大于1.3 Msun的AGB星和一次晚期的质量转移，这将HE 0414-0343转变为CEMP-sC星。我们还发现[Y/Ba]比很好地参数化了分类，因此可以用来很容易地对任何未来的此类恒星进行分类。
2015-10-23 astro-ph.SR
A CEMP-no star in the ultra-faint dwarf galaxy Pisces II
最近在超暗星系双鱼座II中发现了一颗可能的碳增强贫金属（CEMP）星，双鱼座II 10694。这个星系被认为是非常古老的，怀疑包括暗物质，并且可能在宇宙再电离之前形成了它的大部分恒星。在Kueyen ESO VLT望远镜上，使用高效率摄谱仪X-Shooter对双鱼座II 10694进行了观测，获得了新的丰度。我们发现双鱼座II 10694是一颗CEMP-no星，[Fe/H]=-2.60 dex。CH和C2带的仔细测量证实了C丰度的增强（[C/Fe]=+1.23）。这颗冷巨星很可能经历了额外的混合，因此它最初的碳丰度可能更高。氮，O，Na和Mg也强烈增强，但从Ca到Ni的比值[X/Fe]与在经典银河系中观察到的非常贫金属的恒星相似。双鱼座II 10694的Ba丰度很低（[Ba/Fe] =-1.10 dex），是一颗没有CEMP的恒星。在2015年至2017年期间，没有检测到径向速度的变化。元素丰度的模式与银河系CEMP中的模式相似-没有恒星，如CS 22949-037（[Fe/H]=-4.0）或SDSS J1349+1407（[Fe/H]=-3.6）。在UFD星系Pisc II中存在CEMP-no恒星表明这个小星系可能拥有零金属丰度恒星。这与宇宙学模型的理论预测一致，支持UFD星系是第一个恒星形成系统的活化石。
2018-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues about the first stars from CEMP-no stars
用于形成CEMP-no恒星的物质呈现出CNO循环和He燃烧处理的物质的特征，这些物质来自称为源星的前一代恒星。为了重现相对丰度比，例如C/N或$^{12}$ C/$^{13}$ C，两个燃烧区域之间的混合必须发生在源星中，只有恒星的外层，以及来自CO核心的少量物质，必须通过恒星风或在（微弱的）超新星事件发生时被驱逐。在低金属丰度的新模型，包括旋转混合，我们将讨论如何观察到的CEMP-没有恒星的丰度的变化可以复制。
2015-09-15 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
Does the i-process operate at nearly solar metallicity?
本研究通过分析15颗近太阳金属丰度巨星的s-和r-过程元素丰度，发现其中两颗星的过丰度模式与AGB星中的i-过程预测相符，表明i-过程可能在接近太阳金属丰度下运行。
2023-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pre-supernova mixing in CEMP-no source stars
上下文CEMP-no星是一种寿命较长的低质量恒星，铁含量非常低，碳过量，没有或只有轻微的s或r元素存在的迹象。虽然它们的起源仍然是一个有争议的问题，但它们通常被认为是由前一代恒星（源星）喷出的物质构成的。目的。我们从观测到的CEMP-无星的丰度数据对源星进行了约束。方法.我们计算了20，32和60 M $_{\odot}$的源星模型，Z = 10 $^{-5}$，有和没有快速旋转。对于每个模型，我们还计算了一个情况下，后期混合事件之间发生的氢和氦燃烧壳$\sim$ 200年前结束的演变。这在源星中创建了一个部分hoc处理的区域。我们使用在CEMP-no星上观察到的12 C/13 C和C/N比来限制可能的源星（质量，后期混合与否）。然后，我们更仔细地检查了6颗CEMP-无星的丰度数据，并选择了它们的首选源星。结果在所研究的六颗CEMP-no星中，有四颗在没有源星后期混合过程的情况下无法解释。其中两个显示了源星中渐进混合（例如由于旋转）的核合成特征。我们还表明，一个20 M的$_{\odot}$源星是首选相比，60 M的$_{\odot}$之一，可能只有外层的源星被驱逐，以重现所观察到的12 C/13 C。结论.结果表明：（1）在某些源星中可能存在晚期混合过程;（2）在几颗源星中可能存在渐进混合过程，可能是由快速自转实现的;（3）与$\sim$ 60 M $_{\odot}$源星相比，…
2017-06-16 astro-ph.SR
The study of s-process nucleosynthesis based on barium stars, CEMP-s and CEMP-r/s stars
为了对s过程核合成有更广泛的认识，我们研究了35颗钡星和24颗CEMP星的重元素丰度分布，其中包括9颗CEMP-s星和15颗CEMP-r/s星。CEMP-s星和CEMP-r/s星的[Pb/hs]分布相似，表明CEMP-s星和CEMP-r/s星的s过程物质应该有一个统一的起源，即来自其主要伴星AGB的质量转移。对于CEMP-r/s星，我们发现r过程对第二个s峰和第三个s峰元素的贡献比例相似，也是导致重元素丰度高于CEMP-s星的原因.这暗示CEMP-r/s星的r过程起源应该与主r过程密切相关。钡星和CEMP-s星都存在一些小的$r$值，这一事实意味着在我们银河系很宽的金属丰度范围内，s过程核合成的单次曝光事件应该是普遍的。根据$C_{r}$和$C_{s}$之间的关系，我们认为CEMP-r/s星的r元素起源具有多源性。一种常见的情况是，双星系统的形成是由一颗或几颗超新星触发的。此外，吸积诱发坍缩（AIC）或SN 1.5应该是补充方案，特别是对于那些前AGB伴星质量更高、轨道半径更小的方案，这支持了$C_{r}$和$C_{s}$的更高值。
2013-05-08 astro-ph.SR
A Search for Unrecognized Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Galaxy
我们已经开发了一种新的程序来寻找碳增强贫金属（CEMP）星从汉堡/ESO（HES）棱镜调查板。这种方法采用了一个扩展的线指数的CH G-波段，我们证明了具有优越的行为相比，以前采用较窄的G-波段指数来估计G-波段强度为这些光谱。虽然CEMP星以前已经在从HES中选出的候选贫金属星中被发现，但对金属丰度的选择使中等金属丰度CEMP星的总体采样不足（-2.5 ≤ [Fe/H] ≤-1.0）;这类星对于限制缺金属渐近巨星分支星中s过程的开始是重要的（被认为与大约80%的CEMP恒星的碳起源有关）。新的候选者还包括大量较温暖的碳增强型恒星，由于选择标准强调温度较低的恒星，这些恒星在以前的HES碳星搜索中被错过了。第一个子样本，偏向于较亮的恒星（B<15.5），已从扫描的HES板中提取。经过目视检查，编制了669颗先前未识别的CEMP候选星的名单。后续光谱的试点样品的132个候选人获得了古德曼摄谱仪上的SOAR 4.1米望远镜。我们的研究结果表明，大多数观测到的恒星位于目标金属丰度范围内，并在4300 A具有突出的碳吸收特征。当[Fe/H]<-2.0时，新CEMP星的识别成功率为43%（30颗中的13颗）。对于[Fe/H]<-2.5的恒星，比率增加到80%（5个天体中有4个），包括一颗[Fe/H]<-3.0的恒星。
2010-01-14 astro-ph.SR
The R-Process Alliance: Spectroscopic Follow-up of Low-Metallicity Star Candidates from the Best & Brightest Survey
我们目前的观测活动，以确定低金属量的恒星在最佳和Brilliant调查的结果。从857个候选者的中等分辨率（R ~ 1，200 - 2，000）光谱，我们估计了恒星大气参数（Teff，log g和[Fe/H]），以及碳和α元素丰度。我们发现，69%的观测恒星的[Fe/H] <=-1.0，39%的[Fe/H] <=-2.0，2%的[Fe/H] <=-3.0。该样本中还有133颗碳增强贫金属（CEMP）星，其中97颗CEMP I族和36颗CEMP II族星在A（C）与[Fe/H]图中被识别。作为R过程联盟的一部分，对一部分已确认的低金属丰度恒星进行了高分辨率光谱学的跟踪，目的是识别新的高度和中度R过程增强的恒星。在这项工作中估计的恒星大气参数和高分辨率光谱之间的比较表现出良好的一致性，证实了我们的期望，即中等分辨率的观测活动是一种有效的方式选择感兴趣的恒星进一步，更有针对性的，努力。
2018-11-26 astro-ph.SR
Abundances and kinematics of carbon-enhanced metal-poor stars in the Galactic halo*; A new classification scheme based on Sr and Ba
碳增强贫金属（CEMP）恒星涵盖了广泛的恒星星族，从真正的第二代恒星到后来形成的恒星，这些恒星提供了很好的探测，例如，二元传质在这里，我们分析了11颗贫金属星，其中10颗是CEMP星。基于高信噪比的X射线能谱，我们计算了20种元素（C，N，O，Na，Mg，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Sr，Y，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Eu）的丰度。从高信噪比光谱，我们跟踪的化学贡献的稀土元素（REE）从不同的生产网站，发现一个偏好的金属贫低质量AGB星的1.5Mo的CEMP-s的明星，而CEMP-r/s的明星可能表明一个更大的AGB贡献（2- 5 Mo）。r-过程的贡献-可能来自中子星合并（NSM），也可检测到的REE丰度，特别是在CEMP-r/s。结合光谱与盖亚DR 2天体测量数据表明，除了一颗恒星（和大多数文献中的恒星），我们的样本中的所有恒星都属于星系晕。它们的轨道偏心率中位数为0.7，在顺向和逆行轨道上都有发现。在我们研究的98颗恒星中，CEMP-no和CEMP 4s恒星的轨道参数非常相似。一个特殊的CEMP-没有星，具有非常低的Sr和Ba含量，拥有最偏心的轨道之间的恒星在我们的样本，通过接近银河系的中心。最后，我们提出了一个改进的方案，再分类的CEMP星，利用锶$/$ Ba的比例，这也可以用来分离非常贫金属的CEMP星在93颗恒星的金属丰度范围$-4.2<$ [Fe/H…
2019-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of actinides in CEMP-rs stars
University of Calicut（卡利卡特大学）；Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）
本研究利用高分辨率光谱在CEMP-rs星中首次探测到钍和铀，通过i-过程模型成功解释其丰度，为恒星核合成历史提供新约束。
2026-07-07 astro-ph.SR
Are some CEMP-s stars the daughters of spinstars?
CEMP-s恒星是寿命较长的低质量恒星，铁含量非常低，碳和s元素过量。它们独特的化学模式通常被解释为来自AGB恒星伴星的污染。最近的观测表明，大多数CEMP-s恒星都处于双星系统中，这为AGB伴星的假设提供了支持。然而，一些CEMP-s恒星似乎是单身的。我们检查了四个明显的单CEMP-s恒星，并讨论了它们是由上一代大质量恒星（称为“源”星）的喷出物形成的可能性。为了研究这种情况下，我们计算了低金属丰度大质量恒星模型，旋转和不旋转，包括完整的s-过程核合成。我们发现，非旋转源星不能解释观测到的四个CEMP-s恒星的丰度。四颗CEMP-s星中有三颗可以用一颗$25$ $M_{\odot}$源星来解释，它的$25$ $v_{\rm ini} \sim 500$ km s $^{-1}$（自旋星）。第四颗CEMP-s恒星具有高Pb丰度，无法用我们计算的任何模型来解释。由于自旋星和AGB预测的[O/Fe]和[ls/hs]的范围不同，这些比值可能是进一步测试这两种情况的有趣方法。
2017-10-16 astro-ph.SR
Chemical Cartography. I. A Carbonicity Map of the Galactic Halo
我们提出了第一张银河系晕系统的碳含量图，[C/Fe]，基于斯隆数字巡天的10万多颗主序星的样本。这张地图探索了距离太阳15千秒差距的距离，根据恒星碳含量的空间分布，为星系晕的双重性质提供了明确的证据。碳丰度图中内晕和外晕区域恒星的金属丰度分布函数再现了先前认为来自内晕和外晕群体贡献的分布函数，峰值分别位于[Fe/H] = -1.5和-2.2。从我们的样品A（C）的绝对碳丰度的考虑，我们也证实了外晕区的碳增强贫金属（CEMP）星表现出更高的CEMP-无星频率（没有重中子俘获元素过剩的那些）比CEMP-s恒星（那些与s过程相关的元素丰度过高的恒星），而内晕区域的恒星表现出更高频率的CEMP-s恒星。我们认为，在这些地区的CEMP-no和CEMP-s分数的行为的对比来自于不同的质量分布的迷你晕的恒星的内晕和外晕人口形成，这又引起了观察到的二分法的星系晕。
2017-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) X. Probing the early chemical evolution of the Sagittarius dwarf galaxy with carbon abundances
本文利用PIGS巡天中约350颗人马座矮星系贫金属恒星的碳丰度，揭示其星际介质受高能超新星和Ia型超新星影响导致[C/Fe]偏低，并提出适用于矮星系的CEMP星判定阈值应降至[C/Fe]约+0.35。
2024-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?
碳增强贫金属星（CEMP）在贫金属星中占有相当大的比例，但其起源还不十分清楚。从SDSS巡天中选择了三颗非常贫金属的富碳转折星，用ESO VLT（UVES）进行观测，以精确确定元素丰度。在转折星（不像巨星）中，碳丰度不会受到与深层混合的影响，因此更容易解释。分析是在一维LTE静态模型大气中进行的。当可用时，将非LTE校正应用于经典LTE丰度。CH和CN分子带上的3D效果计算使用恒星大气的流体动力学模拟（CO 5 BOLD），被发现是非常重要的。为了便于与以前的结果进行比较，在讨论中仅使用1D丰度。元素的丰度（或上限）使我们能够将这些恒星置于不同的CEMP类别中。碳丰度证实了[Fe/H] \geq-3.4的A（C）= 8.25处存在平台。大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -3.4）的碳丰度明显较低，表明A（C）\approx 6.5处的平台较低。需要对大量的低金属丰度富碳恒星样本进行详细分析，以确认（或反驳）这种可能的第二个平台，并详细说明CEMP恒星在低金属丰度时的行为。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The i-process and CEMP-r/s stars
我们调查是否异常元素丰度模式在一些C-增强贫金属-s+r（CEMP-r/s）的明星是一致的预测核合成产量从i-过程，中子捕获制度的中子密度之间的典型的慢（s）和快速（r）的过程。i-过程的必要条件预计在多个恒星站点都能满足，例如低金属量低质量恒星、超AGB和后AGB恒星以及低金属量大质量恒星中的He核和He壳闪光。我们已经发现，单曝光一区模拟的i-过程再现的丰度模式，在一些CEMP-r/s的明星更好地比模型，假设从s-和r-过程源的产量叠加。我们先前对与i-过程相关的核数据不确定性的研究表明，它们可能对我们理想化的单区计算中获得的i-过程产率产生重大影响，例如，导致我们预测的[Ba/La]比的~0.7dex不确定性。最近的三维流体动力学模拟的对流驱动的He壳闪光后AGB樱井的对象发现了一种新的模式的非径向不稳定性：全球振荡壳H-摄入。这表明，球对称恒星演化模拟不能用于精确模拟i-过程的物理条件。
2015-07-26 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. II. Statistical analysis of a sample of 67 CEMP-$s$ stars
许多观测到的CEMP星都是在双星系统中发现的，并显示出$s$ -元素的丰度增加。这些CEMP-$s$星的化学丰度的起源被认为是在过去从AGB阶段的主恒星富集的物质的吸积。我们通过模拟观测到的CEMP-$s$星形成的双星系统，研究了低金属丰度AGB星的质量传递机制和核合成过程。为了这个目的，我们比较了一个$67$ CEMP-$s$星的样本与我们的双星演化和核合成模型产生的双星网格。根据铕的丰度，我们将CEMP-$s$恒星分为三类.在CEMP $-s/r$恒星中，铕与铁的比率比太阳高出十倍以上，而在CEMP $-s/nr$恒星中，铕与铁的比率低于这个阈值。CEMP- $s/ur$星目前还没有铕的测量数据。平均而言，我们的模型很好地再现了$s/nr$星中观测到的丰度，而在$s/r$星和$s/ur$星中，我们的模型系统地高估了轻$s$元素的丰度，在$s/r$星中，低估了重$s$元素的丰度。在所有恒星中，我们模拟的钠丰度高估了观测结果。只有在低估了大多数$s$元素丰度的模型中，这种差异才会减小。此外，在我们的大多数模型恒星中，铅的丰度都被低估了。这些结果指出了我们的AGB核合成模型的局限性，特别是在元素与元素的比例的预测。最后，在我们的模型中，CEMP-$s$恒星通常形成于周期超过10000天的宽系统中，而大多数观测到的CEMP-$s$恒星都位于周期低于5000天的相对较近的轨道上。
2015-07-16 astro-ph.SR
Structural and Nucleosynthetic Evolution of Metal-poor & Metal-free Low- and Intermediate-Mass Stars
本论文研究低及极低金属丰度（含Z=0）的低中质量恒星演化与核合成，发现“双闪”事件导致低金属丰度下富碳恒星增多，与观测吻合，且给出了该质量金属丰度范围目前唯一的元素产额数据。
2024-10-29 astro-ph.SR
Extremely metal-poor stars in the Fornax and Carina dwarf spheroidal galaxies
本研究分析天炉座与船底座矮椭球星系中6颗极贫金属星的观测数据，给出25种元素丰度，发现其CEMP-no星占比显著低于银河系与超暗矮星系，并发现该类星系中金属丰度最低的r过程富星。
2024-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origins of carbon-enhanced metal-poor stars
我们调查的性质，碳增强贫金属（CEMP）恒星在银河系（MW）类似物选择从EAGLE宇宙流体动力学模拟。EAGLE中的恒星演化模型包括渐近巨星分支（AGB）恒星、大质量恒星风以及I型和II型超新星（SNe）的富集物理。在模拟中，由于有效的恒星反馈，年轻MW祖星的恒星形成是突发性的，这导致了不良的金属混合，导致形成极端丰度模式的CEMP恒星。在这种情况下，出现了两类CEMP恒星：那些主要由低金属丰度II型SNe富集的低Fe产量驱动银河系外流，以及那些主要由AGB恒星富集的贫气体祖星吸积原始气体。第一类类似于CEMP-no星，具有高[C/Fe]和低[C/O]，第二类类似于CEMP-s星，具有丰富的s过程元素和高[C/O]。这种情况解释了数据中看到的几种趋势：（一）在低和降低[O/H]时[C/O]的分散度和中值增加，（二）具有非常低[Fe/H]或[C/H]的恒星趋向于CEMP-no类型，以及（三）在贫金属恒星中具有原子序数的[α/Fe]分散度减少。在这种解释中，CEMP-没有恒星被使星系能够重新电离宇宙的恒星所富集。
2017-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
An Elemental Assay of Very, Extremely, and Ultra Metal-Poor Stars
我们对23颗非常贫金属（VMP; [Fe/H] < -2.0）恒星的样本进行了高分辨率元素丰度分析，其中12颗是极贫金属（EMP; [Fe/H] < -3.0），4颗是超贫金属（UMP; [Fe/H] < -4.0）。这些恒星的目标是探索元素丰度比的差异，这些元素限制了元素生产的可能天体物理学地点，包括Li，C，N，O，α元素，铁峰元素和一些中子捕获元素。这个样本大大增加了已知的碳增强贫金属（CEMP）和氮增强贫金属（NEMP）恒星的数量-我们的计划恒星包括8颗被认为是“正常”的贫金属恒星，6颗CEMP-no恒星，5颗CEMP-s恒星，2颗CEMP-r恒星和2颗CEMP-r/s恒星。其中一颗CEMP- $r$星和一颗CEMP-r/s星可能是NEMP星。我们检测到锂的六个CEMP没有恒星，所有这些都是锂相对于Spite高原耗尽。大多数CEMP星的[C/N] > 0。[C/N] < 0的恒星表明混合程度较大;少数几颗CEMP-no星只有在[Fe/H] <-3.4时才显示出这种特征，在此金属丰度以下，我们还发现了Na、Mg和Al含量大幅增加的CEMP-no星。我们证实了CEMP星的绝对碳丰度存在两个平台，我们还提供了CEMP-no星绝对Ba丰度在A（Ba）~-2.0处存在“底部”的证据。
2015-06-01 astro-ph.SR
On the inconsistency of [C/Fe] abundances and the fractions of carbon-enhanced metal-poor stars among various stellar surveys
碳增强贫金属（CEMP）恒星是银河系考古学的独特资源，因为它们探测了第一颗恒星的性质，早期化学演化和极低金属丰度的二元相互作用。比较CEMP恒星在不同银河系环境中的分数和性质可以为我们提供对银河系晕及其构建块的形成和演化的独特见解。在这项工作中，我们调查是否直接比较的CEMP星的分数从不同的文献样本的非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的明星是有效的。我们整理了过去25年来发表的星系晕星CEMP分数和样本，发现它们并不都是一致的。以巨星为中心，比较不同巡天的[Fe/H]和[C/Fe]的变化趋势以及CEMP星的分布，发现它们之间存在显著差异。为了测试低分辨率光谱样本分析管道的作用，我们用SSPP和FERRE管道重新分析了来自各种调查的巨星。我们发现系统的差异[C/Fe]的~0.1-0.4 dex，部分独立的退化与恒星大气参数。这些系统可能是由于不同的管道方法，不同的假设，在所采用的合成网格，和/或不同的进化阶段的比较。我们的结论是，目前的偏见（分析）非常金属贫样品限制了人们可以从比较不同的调查得出的结论。我们提供了一些建议和意见，希望能帮助社区释放CEMP恒星在银河系考古学中的全部潜力。
2022-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances in the Milky Way across five nucleosynthetic channels from 4 million LAMOST stars
大型恒星巡天观测揭示了银河系在广阔空间范围内的化学动力学结构。然而，迄今观察到的数百万低分辨率光谱尚未得到充分利用。我们采用大炮，数据驱动的方法来估计丰度，获得详细的丰度从低分辨率（R = 1800）LAMOST光谱，使用GALAH调查作为我们的参考。我们提供五个（对于矮星）或六个（对于巨星）估计丰度，代表五个不同的核合成通道，对于390万颗恒星，精度为0.05 - 0.23 dex。使用宽二进制对，我们证明了我们的丰度估计提供的化学鉴别能力超出了金属丰度。我们展示了我们的目录与径向，方位角和动态丰度图的覆盖范围，并检查整个磁盘和晕的中子俘获丰度，这表明原位和吸积晕人口的不同起源。LAMOST几乎完全覆盖了盖亚，并为整个银河系的化学提供了前所未有的视角。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical study of two CEMP-no stars from the Hamburg/ESO Survey
本研究对Hamburg/ESO巡天中两颗CEMP-no星开展化学动力学分析，确认其分类与前身星性质，揭示其吸积起源及对应银河系早期并合事件。
2023-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of a CEMP-no star in the Carina dwarf spheroidal galaxy
碳增强贫金属（CEMP）星具有任何恒星系统早期化学富集的重要印记。虽然已知这些恒星在银河系晕中大量存在，但来自暗矮球状体（dSph）卫星的详细化学丰度数据仍然稀少，尽管这些恒星的相对比例随着金属量的减少而增加。在这里，我们报告的丰度分析的贫金属（[Fe/H]= $-2.5$ dex），富碳（[C/Fe]=1.4 dex）的明星，ALW-8，在船底座dSphESO/UVES仪器获得的高分辨率光谱。它的光谱并不表明中子俘获元素的任何过度增强。因此被归类为CEMP-无星，这是船底座中首次发现这种恒星。我们的另一颗样本星ALW-1被证明是CEMP- $s$星，但它的直接双星性促使我们在详细分析中放弃了它。大多数的18个化学元素，我们测量的是典型的船底座的场星人口，也同意与CEMP星在其他dSph星系。类似于玉夫座dSph中唯一已知的CEMP-no星和弱$r$过程星HD 122563，没有任何强钡增强伴随着适度的钇过剩，表明弱$r$过程活动。总体丰度模式证实，在船底座，CEMP-无恒星的形成地点受到了微弱超新星和标准核心坍缩超新星的影响。ALW-8中重元素产生的过程一定是污染CEMP-no星的普遍来源，其作用独立于环境，例如在星系晕或dSphs中。
2017-06-20 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in early rotating massive stars and chemical composition of CEMP stars
第一批大质量恒星通过释放宇宙中第一批金属（比氦重的元素）引发了化学演化的开始。这些恒星的性质以及早期的化学富集是如何发生的，在很大程度上仍然是未知的。恒星内部的旋转诱导混合可以影响大质量恒星生命期间的核合成，并导致具有各种化学成分的恒星喷出物。我们提出了低和零金属丰度20，25和40 $M_{\odot}$恒星模型与不同的初始旋转速率和假设的核反应率。随着初始旋转的增加，光（从$\sim$ C到Al）和反式铁元素的产率增加。反式铁元素（尤其是比Ba更重的元素）受到核反应不确定性的显着影响。观测到的CS29528-028和HE 0336 +0113两颗CEMP星的化学成分与快速旋转的40~ $M_{\odot}$模型喷出物质的化学成分一致。
2020-01-08 astro-ph.SR
Carbon Abundances in Metal-Poor Stars Reveal Distinct Galaxy and Star Formation Pathways in the Early Universe
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）
通过汇编1032颗贫金属星的碳丰度数据，发现超微矮星系中CEMP星比例高，经典矮星系中比例低，揭示了矮卫星星系的MV-CEMP分数关系，并利用[C/H]丰度探测早期低质量恒星形成。
2026-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
