How many nucleosynthesis processes exist at low metallicity?
低金属量恒星的丰度为了解合成重元素的不同过程的贡献和条件提供了一个独特的机会。许多古老的贫金属恒星显示出比Ba重的元素的丰度模式，而Sr和Ag之间的丰度模式则不那么强烈。在这里，我们探测两个核合成过程是否足以解释低金属丰度的恒星丰度，我们进行了一个网站独立的方法来分离这两个过程或组件的总观测导出的丰度的贡献。我们的方法提供了一种方法来确定每个过程的贡献，如Sr，Zr，Ba和Eu的元素的生产。我们探讨了所观察到的恒星到恒星的丰度分散作为金属丰度的函数，每个过程导致。此外，我们使用推导的丰度模式的核合成组件之一，以约束中微子驱动的风从核心坍缩超新星的天体物理条件。
2015-01-09 astro-ph.SR
Peculiarities of Abundances of Selected Elements in Metal-Rich Field RR Lyrae Stars
我们使用我们的扩展目录的光谱测定银河场RR天琴座型变量的大气中的元素丰度的数据表明，富含金属的RR天琴座（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）有一些元素的异常丰度。特别是，钪，钛和钇的相对丰度的金属丰富的RR天琴座型变量低于相应的丰度在外地类似的金属丰度超出了错误。我们讨论了上述元素的丰度测定的误差，并指出了一个事实，即没有铕，锆，镧丰度测定可用于金属丰富的RR Lyrant型变量。我们还分析了各种可能的原因，所观察到的特殊性的化学成分的金属丰富的RR天琴座型变量。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rubidium abundances in solar metallicity stars
在具有太阳金属丰度的M矮星中，发现了相对于太阳的Rb亏损2倍。从观测和核合成的观点来看，这种缺陷是很难理解的。为了测试这种Rb缺乏的可靠性，我们研究了从AMBRE项目中提取的类似金属丰度范围内的KM型巨星样本中的Rb和Zr丰度。通过光谱合成方法计算了54颗金属丰度接近太阳的巨星的Rb和Zr丰度。还研究了RbI谱线塞曼展宽的影响。LTE分析的结果在巨星的Rb不足小于M矮星，但NLTE [Rb/Fe]比值非常接近太阳在全金属丰度范围。这与在M矮星中发现的数字形成对比。我们调查的影响，重力沉降和磁活动的可能原因的Rb缺乏发现在M矮星。虽然前者对表面Rb丰度的影响可以忽略不计，但如果不考虑塞曼展宽效应，M矮星中存在的平均强度磁场可能会导致Rb丰度的系统性低估。新的[Rb，Zr/Fe] vs. [Fe/H]关系可以在考虑旋转大质量星和中低质量星的Rb产生时得到解释，而不需要像以前所建议的那样偏离AGB星的标准s-过程核合成。
2021-02-04 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - III. Metallicity and CNO abundance patterns in 24 southern systems
共生巨星的元素丰度对于解决共生双星演化中化学成分的作用，绘制其母体种群，以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，具有相当确定的光球成分的共生巨星的数量仍然不足以进行统计分析。这是关于从高分辨率（R ~ 50000），近红外光谱确定共生巨星的化学组成的系列论文中的第三篇。在这里，我们提出了24 S型系统的结果。光谱合成方法，采用标准的本地热平衡分析和大气模型被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍，和Sc）的元素。分析表明，金属丰度分布在从弱超日（[Fe/H] ~ +0.35 dex）到显著亚日（[Fe/H] ~ -0.8 dex）的较宽范围内，但主要分布在近日和弱亚日（[Fe/H] ~ -0.4 ~-0.3 dex）。在所有这些天体中发现的14 N同位素的富集表明，这些巨星已经经历了第一次挖掘。这一点在一些天体中得到证实，因为12 C/13 C比率很低（5-23）。我们发现，[Ti/Fe]的相对丰度一般是大的红色共生系统。
2015-11-13 astro-ph.SR
The NLTE Barium Abundance in Dwarf Stars in the Metallicity Range of -1 < [Fe/H] < +0.3
本文给出了172颗金属丰度范围为-1< [Fe/H] <+0.3的矮星中考虑非LTE（NLTE）效应的钡丰度的测定结果，这些矮星按运动学判据被分配到不同的银河系亚结构中。我们使用了一个模型的Ba原子与31个级别的Ba I和101个级别的Ba II。用新的不透明度分布函数修改了ATLAS 9程序，计算了所研究恒星的大气模型。计算未混合Ba II（4554 A，5853 A，6496 A）的NLTE曲线，然后与观察到的曲线进行比较。也使用了6141 A线，但考虑到它与铁线的相关性。薄盘和厚盘中的平均钡丰度分别为0.01 +/- 0.08和-0.03 +/- 0.07。与Serminato等人（2009）的银河系化学演化计算进行了比较。Ba丰度与[Fe/H]的趋势表明，在薄盘和厚盘中存在复杂的钡生产过程。
2011-04-04 astro-ph.SR
A possible formation channel for blue hook stars in globular cluster - II. Effects of metallicity, mass ratio, tidal enhancement efficiency and helium abundance
利用潮汐增强的星风，在双星系统中研究了金属丰度、主次星质量比、潮汐增强效率和氦丰度对球状星团中蓝钩星形成的影响.研究了28组不同输入参数的二元模型。对于每一组双星模型，我们提出了一个范围内的初始轨道周期，需要产生BHk星的双星。所有的双星模型都能产生不同轨道周期范围内的BHk星。我们还将所得结果与GC NGC 2808和ω Cen的Teff-logg图中的观测结果进行了比较。这两个GC中的BHk星大多数位于我们的理论模型预测的区域内，特别是当考虑C/N增强的模型大气时。研究发现，主次星质量比和潮汐增强效率对BHk星的形成影响不大，而金属丰度和氦丰度对BHk星的形成有重要影响，特别是氦丰度。具体地说，在双星模型中，随着氦丰度的增加，产生BHk星所需的初始轨道周期的空间范围明显变宽，无论采用其他输入参数。我们的结果与最近的观测和其他理论模型进行了讨论。
2016-09-29 astro-ph.SR
Iron-Group Abundances in the Metal-Poor Main Sequence Turnoff Star HD~84937
我们根据高分辨率的可见光和紫外光谱区的光谱，导出了明亮的主序转折星HD 84937中Fe族元素Sc到Zn（Z = 21-30）的新的非常精确的丰度。新的或最近的实验室过渡数据的14种7种元素已被使用。600多条非铁物种谱线的丰度与HD 84937中约550条铁谱线相结合，产生高精度的丰度比。已确定的丰度从中性和电离过渡，这通常是彼此一致的。我们发现在这颗[Fe/H] = -2.32的恒星中没有实质性偏离标准LTE Saha电离平衡。其中值得注意的是：[Co/Fe] = 0.14和[Cu/Fe] =-0.83，与过去研究的这颗星和其他低金属丰度恒星的丰度趋势一致;<[Sc，Ti，V/Fe]> = 0.31，以前没有注意到。在大样本光谱测量中对钪、钛和钒丰度的详细研究显示，它们在[Fe/H] < -2的恒星中呈正相关; HD 84937位于这种相关性的高端。这些趋势制约了铁族元素的合成机制。我们还研究了铁族元素的GCE丰度趋势，包括一个新的核合成模型与喷流爆炸效应。
2015-11-18 astro-ph.SR
A critical evaluation of the elemental abundances and evolutionary status of 15 Vul (HD 189849): The first identification of an evolved Am star
本研究结合等效宽度与光谱合成技术分析临界Am星15 Vul的丰度，发现其虽有Am星典型的钙钪丰度不足，但其余元素丰度及微湍流速度更接近普通A型星，推测它是演化到亚巨星阶段的经典Am星，为首次识别出演化后的Am星。
2025-01-13 astro-ph.SR
The solar photospheric nitrogen abundance. Analysis of atomic transitions with 3D and 1D model atmospheres
背景：近年来，太阳化学丰度的研究已经相当详细，因为不同的指标，即推断太阳金属丰度的差异值，一方面是借助太阳大气三维流体动力学模型进行光谱化学成分分析得出的“太阳下”光球丰度，另一方面是日震学推断的高金属丰度。目标：在以前的工作中使用CO 5 BOLD 3D流体动力学太阳模型研究了太阳氧丰度之后，我们采用了类似的方法研究了太阳氮丰度，因为该元素占整个太阳金属丰度Z的很大一部分。实验方法：我们使用的原子谱线的选择，以确定太阳氮丰度，主要依靠在文献中的等效宽度测量。我们调查的丰度分析的影响，从当地的热力学平衡（“NLTE效应”）和光球的不均匀性（“造粒效应”）的偏差。结果：我们推荐使用太阳氮丰度A（N）=7.86+-0.12，其误差线反映了线到线的散射。结论：基于CO 5 BOLD的氮和氧丰度所暗示的太阳金属丰度在0.0145<= Z <= 0.0167的范围内。这一结果是一个步骤，协调光球丰度与日震约束Z。我们最合适的估计是Z=0.0156和Z/X=0.0213。
2009-03-19 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars. II. Sodium abundance variations on the asymptotic giant branch as a function of globular cluster age and metallicity
GC中的长寿恒星相对于它们的晕对应物表现出化学特性。特别是，钠富集的恒星被认为属于一个2d恒星星族，它是由第一个恒星星族的氢燃烧灰烬污染的星团物质产生的。它们在CMD的不同位置的存在和数量对自浓缩情景提供了重要的限制。特别是，最近发现AGB上贫钠星和富钠星的比例在星团之间变化很大，而RGB上的比例相对恒定。我们调查的年龄和金属丰度的影响，理论上的钠传播沿AGB的框架内的快速旋转的大质量恒星的GC自富集的情况。(tb（续）
2015-12-10 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
Horizontal Branch evolution, metallicity and sdB stars
上下文在Teff> 11 000 K的球状星团中，无论星团金属丰度如何，几乎所有的水平支（HB）星和sdB场星都观测到了异常。目标。其目的是确定预计在sdB星和HB星的金属丰度Z \geq 0.0001和观察到的丰度告诉我们的流体动力学过程与原子扩散竞争的丰度变化。方法.完整的恒星演化模型，包括原子扩散和辐射加速的影响，已经计算出的零年龄主序列的金属丰度为Z 0 = 0.0001，0.001，0.004和0.02。在HB上，选择质量以覆盖从7000到37000K的Teff区间。约60进化HB模型进行了计算。水平分支期间地表丰度异常的计算取决于一个参数，即地表混合质量。结果对于所有观测到的星团中Teff为11 000 K的sdB星，独立于金属丰度，发现大多数观测到的丰度异常（甚至高达~x 200）在误差条内与预期的丰度是相容的。< 37000K and for HB stars with Teff >通过与观察结果进行比较，确定了~1.E-7 M \odot的混合质量。结论.对Teff> 11 000 K的球状星团HB星和Teff <37 000 K的sdB星的观测表明，大多数观测到的丰度异常可以用质量分数为~1.E-7 M \odot的辐射加速驱动的元素分离来解释。质量损失或湍流似乎限制了1.E-7 M \odot和表面之间的分离。
2011-02-09 astro-ph.SR
Helium-Abundance and Other Composition Effects on the Properties of Stellar Surface Convection in Solar-like Main-sequence Stars
利用三维辐射流体动力学模拟网格，研究了氦丰度和$α$元素增强对类太阳主序星包层对流性质的影响。氦的丰度增加了气体的平均分子量，并通过取代氢来改变不透明度。由于氦的影响规模可能取决于金属丰度，网格由三个氦丰度（$Y=0.1, 0.2, 0.3$）的模拟组成，每个氦丰度有两个金属丰度（$Z=0.001, 0.020)$）。我们发现，改变氦的质量分数一般会影响结构和对流动力学的方式相反的金属丰度。此外，这种影响比金属丰度的影响小得多。氦的特征与金属丰度的特征不同之处在于它影响光球速度分布的方式。\rev{We also find that helium abundance and surface gravity behave largely in similar ways, but differ in the way they affect the mean molecular weight}。谱线形成的一个简单模型表明，谱线的平分线和绝对多普勒频移取决于氦的丰度。我们看看$α$元素增强的效果，发现它有一个相当小的影响，在SAL的对流动力学相比，氦丰度。
2013-10-01 astro-ph.SR
High Resolution Optical Spectroscopy of a Newly Discovered Post-AGB Star with a Surprising Metallicity in the Globular Cluster M79
利用高分辨光谱对球状星团M79中一颗新发现的post-AGB星进行了丰度分析。令人惊讶的结果是，这颗恒星的铁丰度显然比该星团的红巨星低约0.6德克斯，这是包括Carretta及其同事最近的高分辨率光谱分析在内的已发表研究报告所报告的。后AGB恒星和红巨星的铁丰度似乎与15种常见元素相同。有人建议，后AGB星的低丰度的解释可能是，它的大气结构不同于经典大气，温度梯度可能比经典大气预测的更平坦。
2009-07-15 astro-ph.SR
A physically motivated and empirically calibrated method to measure effective temperature, metallicity, and Ti abundance of M dwarfs
对类太阳的F-、G-和K-型恒星进行详细化学分析的能力是一个强大的工具，具有许多应用，包括研究银河系的化学演化和限制行星形成理论。不幸的是，模拟较冷恒星大气的复杂性阻碍了对M矮星的类似分析。经验校准的方法来衡量M矮金属丰度从中等分辨率的光谱目前仅限于测量整体金属丰度和依赖于天体物理丰度的相关性在恒星星族。我们提出了一个新的，经验校准的合成M矮星光谱，可用于推断有效温度，铁丰度，钛丰度。我们用凯克II上的NIRSPEC获得了29 M矮星的高分辨率（R~ 25，000），Y波段（~1微米）光谱。使用PHOENIX恒星大气建模代码（版本15.5），我们生成了一个涵盖温度，金属丰度和α增强范围的合成光谱网格。从我们观察到的和合成的光谱，我们测量了多个Fe I和Ti I线的等效宽度和基于FeH带头的温度敏感指数。我们使用从广泛分离的太阳型同伴测量的丰度，以经验校准转换到观察到的指数和等效宽度，迫使协议与模型。我们的校准分别实现了60 K、0.1 dex和0.05 dex的Teff、[Fe/H]和[Ti/Fe]的精度，并且针对3200 K < Teff < 4100 K、-0.7 < [Fe/H] <+0.3和-0.05 < [Ti/Fe] <+0.3进行校准。这项工作是朝着M矮星的详细化学分析迈出的一步，其精度与FGK恒星相似。
2017-10-27 astro-ph.SR
Metal Abundance Calibration of the Ca II Triplet Lines in RR Lyrae Stars
GAIA卫星可能会在8470 A和8750 A之间的小光谱窗口内观测到数千颗天琴座RR星，分辨率为11，500。为了从盖亚获得RR型天琴座恒星的金属丰度，我们用Apache Point Observatory 3.5 m中阶梯光谱仪获得了分辨率为35，000的RR型天琴座恒星的大量光谱。我们将Ca II三线强度与从Fe II丰度得到的金属丰度相关联，类似于Preston（1959）使用Ca II K线来估计RR型天琴座星的金属丰度。在8498A处的Ca II线与相邻的Paschen线混合最少，因此提供了最佳的相关性。
2012-02-15 astro-ph.SR
Lithium Abundances of the Super-Metal-Rich Open Cluster NGC 6253
利用超富金属疏散星团NGC 6253（[Fe/H]=+0.43+/-0.01）的高分辨CTIO 4-m/HYDROGEN光谱研究了该星系团转折点附近的恒星Li丰度。NGC 6253大大扩展了具有Li丰度分析的簇的[Fe/H]范围。这对于研究恒星铁丰度对表面锂丰度的复杂影响以及与恒星铁丰度的潜在相关性具有重要意义。与更年轻、金属含量更少的毕宿星团和年龄相似但金属含量更高的M67相比，NGC 6253的锂丰度与标准恒星演化理论的预测在性质上是一致的，即金属含量更高的恒星有更大的锂消耗。与M67的比较提供的证据表明，更富含金属的NGC 6253具有更高的初始Li，这与银河系Li生产模型的预期一致。NGC 6253也被用来与中等年龄的NGC 3680、NGC 752和IC 4651疏散星团进行比较。比较所有六个星团中Li-能隙的位置显示：a）能隙在Teff中的位置与金属丰度无关，但b）高金属丰度的星团在高质量恒星中有其能隙。此外，Li间隙的位置不随年龄的变化而变化，这为可能产生Li间隙的非标准耗尽机制提供了重要的约束。
2012-09-25 astro-ph.SR
Calibrating the metallicity of M dwarfs in wide physical binaries with F-, G-, and K-primaries -- II: Carbon, oxygen, and odd-Z iron-peak abundances of the primary stars
本文基于高分辨率光谱和等值宽度方法，推导并更新了196颗带M矮星伴星的FGK主星的C、O及奇Z铁峰元素丰度，分析了丰度比随金属丰度和运动学族群的变化，并统计了样本中的系外行星，为后续M矮星丰度和系外行星研究提供均匀数据基础。
2024-01-17 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Detailed Abundances in the Metal-poor Globular Cluster NGC 4372
利用Gaia-ESO巡天获得的UVES光谱对贫金属球状星团NGC 4372中的7颗红巨星分支星进行了丰度分析。这是第一次从高分辨率光谱学对这个星系团进行广泛的研究。我们推导出O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Fe、Cr、Ni、Y、Ba和La的丰度。我们发现金属丰度为[Fe/H]=-2.19 $\pm$ 0.03，没有发现金属丰度分布的证据。这种金属丰度使NGC 4372成为最缺乏金属的星系球状星团之一。我们还发现在这个金属丰度下晕状球状星团的典型α增强。在轻元素丰度方面观察到显著的扩散。特别是，我们发现一个Na-O反相关。与其他球状星团相比，O的丰度相对较高。这可能表明NGC 4372是在高氧环境中形成的。镁铝蔓延也存在，其跨越的范围超过0.5德克斯的铝丰度。Na与Al和Mg丰度的相关性较低。这种模式表明Mg-Al燃烧循环是活跃的。这种行为也可以在其他大质量贫金属星团的巨星中看到。轻和重的s过程元素之间的关系已被确定。
2015-04-14 astro-ph.SR
A New Technique for Determining Europium Abundances in Solar-Metallicity Stars
我们提出了一种新的技术来测量铕，一个代表性的r-过程元素，在太阳金属丰度恒星的丰度。我们的算法比较LTE合成光谱与高分辨率观测光谱使用卡方最小化例程。分析是完全自动化的，因此即使在非常大的恒星样本中也可以对混合线进行一致的测量。我们将我们的结果与文献铕丰度测量结果进行比较，发现它们是一致的，我们也发现我们的方法产生较小的误差。
2009-05-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
On using the CMD morphology of M67 to test solar abundances
疏散星团M67具有太阳金属丰度，年龄约为4 Gyr。关闭质量接近太阳金属丰度恒星在主序星演化过程中由于氢燃烧循环的发展而形成对流核的最小质量。M67的色星等图（CMD）在转折点附近的形态显示出明显的钩状特征，这是靠近转折点的恒星具有对流核的直接迹象。VandenBerg等人研究了使用M67关闭的形态来限制太阳金属丰度的可能性，特别是CNO元素，在过去几年中，太阳丰度已经向下修正了30%以上。在这里，我们扩展了他们的工作，填补了他们分析中的空白。为此，我们计算等时线适用于M67使用新的（低金属丰度）和旧的（高金属丰度）的太阳丰度和研究是否特征关闭CMD的M67可以复制或不。我们还研究了其他本构物理的重要性，确定存在这样一个钩子，特别是元素扩散，过冲和核反应率。我们发现，使用新的太阳丰度测定，与低CNO丰度，使得它更难以再现的特征CMD的M67。这一结果与VandenBerg等人的结果一致。然而，模型的本构物理变化，特别是过冲，可能会影响和改变这一结果，以至于使用低CNO太阳丰度模型构建的等时线也可以重现M67的关闭形态。我们的结论是，只有当所有影响关断形态的因素都完全在控制之下（而事实并非如此），M67才能用来限制太阳丰度。
2010-04-19 astro-ph.SR
Carbon Abundance Inhomogeneities and Deep Mixing Rates in Galactic Globular Clusters
在银河系球状星团中的恒星中，碳丰度往往会随着红巨星上部分支亮度的增加而减少，特别是在金属丰度最低的星系团中。虽然这种现象没有被恒星内部和演化的经典模型预测，但它被广泛认为是红巨星分支上升过程中一些额外的混合作用的结果，这些混合作用将暴露于CN（O）循环的物质输送到恒星内部的辐射区，进入对流包层的底部，然后迅速带到恒星表面。在这里，我们提出的[C/Fe]丰度测量67红巨星在银河系内的19个球状星团。在Martell等人工作的基础上，我们集中研究了绝对星等为$M_\mathrm{V} \sim -1.5$的巨星，这些巨星位于金属丰度范围（-2.4 $<$ [Fe/H] $<$ -0.3）的星团内。基特峰国家天文台（KPNO）的4米望远镜和南方天体物理研究所（SOAR）的4.1米望远镜被用来获取覆盖$λ$ 4300 CH和$λ$ 3883 CN波段的光谱。通过合成光谱分析了这些光谱中的CH吸收特征，以获得[C/Fe]丰度。这些丰度和观测到的恒星的光度被用来推断在上部红巨星分支演化期间C丰度随时间变化的速率（即，混合效率）。通过建立一系列的金属丰度的速率，深度混合的金属丰度的依赖性进行了探讨。我们发现，推断的碳消耗率作为金属丰度的函数降低，虽然我们的结果是依赖于初始的[C/Fe]组成假设为每个恒星。
2019-04-04 astro-ph.SR
Chemical abundances in metal-poor giants: limitations imposed by the use of classical 1D stellar atmosphere models
在这项工作中，我们已经使用了三维流体动力学（CO 5 BOLD）和一维流体静力学（LHD）恒星大气模型研究对流和水平温度不均匀性的重要性，恒星丰度工作有关的晚型巨星。我们发现，对于一些关键元素，如Na，Mg，Si，Ca，Ti，Fe，Ni，Zn，Ba，Eu，3D和1D模型预测的丰度差异通常很小（< 0.1 dex）。然而，在[M/H] = -3时，它们变得更大并达到-0.5. - 0.8德克斯在中性原子和固定的金属丰度的情况下，最大的丰度差异，得到的谱线具有最低的激发电位，而电离物种的最大的3D-1D丰度差异，发现线的最高激发电位。在低金属丰度的大的丰度差异是由大的水平温度波动和较低的平均温度在外层的三维流体动力学模型相比，其1D对应。
2011-05-02 astro-ph.SR
Mass-Metallicity Trends in Transiting Exoplanets from Atmospheric Abundances of H$_2$O, Na, and K
大气成分可以提供行星系形成和迁移历史的有力诊断。利用最新的透射光谱和新的H $_2$加宽的Na和K的不透明度，我们研究了凌日系外行星样本中H $_2$ O，Na和K的大气丰度的约束。我们的19颗系外行星样本从冷的迷你海王星到热的海王星，平衡温度在$\sim$ 300到2700 K之间。使用均匀贝叶斯反演，我们报告大气中Na，K和H $_2$ O的丰度，以及它们的检测意义，确认6颗行星具有强Na检测，6颗具有K，14颗具有H $_2$ O。我们发现一个质量金属丰度的趋势增加H $_2$ O丰度与质量减少，一般跨越亚恒星的气体巨星和恒星/超恒星的海王星和迷你海王星的值。然而，从迷你海王星到热海王星，H $_2$ O丰度的总体趋势明显低于太阳系巨行星中碳的质量-金属丰度关系和系外行星的类似预测。另一方面，气体巨星的Na和K丰度是恒星或超恒星的，彼此一致，通常与太阳系的金属丰度趋势一致。高温气体巨星中的H $_2$ O丰度可能是由于相对于其他元素的氧丰度较低，而不是整体金属丰度较低，并对其形成机制提供了新的限制。物种丰度的不同趋势表明，在大气反演中不应使用以金属丰度作为一个自由参数的化学平衡模型，因为不同的元素可能得到不同的增强。
2019-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH Survey: Dependence of elemental abundances on age and metallicity for stars in the Galactic disc
利用GALAH巡天的数据，我们探讨了银河系盘星中元素丰度对恒星年龄和金属丰度的依赖性。我们发现，大多数元素的丰度可以预测的年龄和[Fe/H]与约0.03 dex的内在散射。讨论了丰度-年龄-金属丰度关系存在的可能原因。使用一个随机的化学富集计划的基础上的超新星遗迹的大小，我们表明，内在的散射预计是小的，约0.05德克斯甚至更小，如果有额外的混合在ISM。元素丰度的趋势与年龄和金属丰度和关系很好地描述了一个简单的模型，其中丰度（[X/Fe]）对年龄和[Fe/H]的依赖是可加性分离。元素可以根据其丰度梯度在（年龄，[Fe/H]）平面上的方向进行分组，不同的组可以粗略地与三个不同的核合成生产场所相关联，爆炸的大质量恒星，爆炸的白矮星和AGB恒星。然而，一些元素的丰度，如Co，La和Li，在给定的年龄和金属丰度下显示出很大的分散性，这表明除了简单的银河系化学演化之外的过程正在发挥作用。我们还比较了主序星的丰度趋势，关闭对巨人，其年龄估计使用的K2任务的星震信息。对于大多数元素来说，主序星的变化趋势与巨星相似。丰度关系的存在意味着我们可以估算盘星的年龄和诞生半径，这对于研究银河系的动力学和化学演化具有重要意义。
2020-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Peculiarities of the abundances of neutron-capture elements in Galactic open clusters
本文利用一个包含90~疏散星团各种核合成过程中产生的14~元素光谱丰度测定的星表，研究了快中子俘获元素和慢中子俘获元素的相对丰度性质。星表还包括星团的位置、年龄、速度和银河系轨道的元素。在具有高、细长轨道的星团和银河系薄盘的场星中，$r$-元素（Eu）和$s$ -元素（Y、Ba、La和Ce）的相对丰度显示出对金属丰度、年龄、银心距和银河系轨道元素的不同依赖性，支持了这些天体具有不同性质的观点。在年轻的星团中，不仅钡，而且其他三个研究的$s$ -元素显示出显着较高的相对丰度比场星相同的金属丰度。Eu的相对丰度在高金属量的集群（${\rm [Fe/H]} > -0.1$）与高，细长的轨道比在外地巨星，平均而言，而[Eu/Fe]比在低金属量的集群是相同的那些在外地的明星，平均而言，虽然有一个大的分散。[O，Mg/Eu]比率的金属丰度的依赖性在具有高，拉长的轨道和场星的集群有很大的不同。如果两种高速云与银盘的星际介质相互作用形成了具有不同金属丰度的高、细长轨道的星系团，那么Eu丰度的这些和其他描述的性质，以及原生$α$元素丰度的性质，就可以以自然的方式理解：由“原始”气体形成的低金属量高速云，以及在“银河喷泉”中形成的中等速度的高金属量云。
2016-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super-Solar Metallicity Stars in the Galactic Center Nuclear Star Cluster: Unusual Sc, V, and Y Abundances
我们提出了自适应光学辅助近红外高光谱分辨率观测晚型巨星在银河系的核星团。这些恒星的金属丰度和元素丰度测量为我们提供了一个了解核星团形成和演化的机会。此外，它们与超大质量黑洞（$\sim 0.5$ pc）的接近为在这种极端环境下的恒星形成和化学富集提供了独特的探测。我们观察到两颗恒星被中等光谱分辨率的观测确定为可能具有非常高的金属丰度。我们使用光谱模板拟合与PHOENIX网格和贝叶斯推断，同时约束的整体金属丰度，[M/H]，α-元素丰度[ $α$ /Fe]，有效温度和表面重力的这些恒星。我们发现其中一颗恒星的金属丰度非常高（[M/H] $> 0.6$），另一颗略高于太阳的金属丰度。银河系中心的两颗恒星都有来自钪（Sc）、钒（V）和钇（Y）的谱线，这些谱线比凤凰网格所允许的要强得多。我们发现，使用光谱合成代码光谱容易，[Sc/Fe]可能是一个数量级以上的太阳能。为了进行比较，我们还在已知的最高金属丰度簇（[M/H] $\sim 0.4$）NGC 6791中观察到经验校准物。校准星和银河系中心星之间的大多数谱线都匹配得很好，除了Sc、V和Y，这证实了它们在这些恒星中的丰度一定非常高。这些不寻常的丰度可能是核星团的独特特征，为测试该区域的化学浓缩模型提供了机会。
2018-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity -- V. Effect of metallicity on surface abundances of O stars
本文通过分析麦哲伦云和银河系O型恒星的表面丰度，证实了低金属丰度下恒星自转驱动的化学混合更强，并指出需更大无偏样本以改进大质量恒星演化模型。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Machine Learning Refinements to Metallicity-Dependent Isotopic Abundances
本研究利用机器学习算法优化同位素标度模型的自由参数，拟合多类天体核合成过程的元素观测数据，生成按过程划分的287种稳定同位素丰度-金属丰度表，用于研究银河系化学历史。
2024-03-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Carbon abundance in Small Magellanic Cloud planetary nebulae through Advanced Camera for Surveys prism spectroscopy: constraining stellar evolution at low metallicity
我们对11个小麦哲伦云行星状星云进行了近紫外ACS棱镜光谱分析，主要目的是获得碳的丰度。对ACS光谱的分析提供了除了几个目标之外的所有目标的可靠的原子碳丰度;计算了所有目标PNe的离子C^（2+）丰度。与本文件中，我们增加了一倍以上的SMC PNe与已知的碳丰度的数量，提供了一个很好的数据库，以研究在低金属丰度的低和中等质量的恒星的元素演化。在恒星演化模型框架下研究了麦哲伦云PNe的碳丰度和元素产额。通过计算的最终产额和观测到的CNO丰度的比较，约束SMC和LMC恒星演化模型现在是可能的。我们发现，SMC PNe几乎完全是富碳的，并且在大多数情况下，它们没有经历热底部燃烧阶段，与所研究的LMC PNe的一半相反。用LMC和SMC金属丰度模型计算的结果与观测结果基本一致。特别是，M $_{\rm to}<3.5 {\rm M}_{\odot}$的进化产量很好地涵盖了SMC中圆形和椭圆形PNe的丰度。我们发现，碳排放线是SMC PNe的主要冷却剂，比LMC对应物更重要，表明金属含量对PNe的物理性质有影响，正如Stanghellini等人（2003）所预测的那样。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
Galactic-Field Metal-Rich RR~Lyrae Variables: Features of Kinematics and Abundances of Selected Chemical Elements
该研究分析富金属银河场 RR~Lyrae 变星的元素丰度与轨道运动学，发现多种 α 元素及钠、铝、镍丰度偏低，暗示部分恒星可能起源于河外。
2024-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of metallicity on the abundances of molecules in protoplanetary disks
我们研究了不同金属丰度对原行星盘的物理、热和化学性质的影响，特别是对碳基分子的形成和破坏的影响。用热化学程序ProoDIMO研究了低金属丰度对辐射场、盘温度和不同分子（H $_2$ O、CH $_4$、CO、CO $_2$、HCN、CN、HCO $^+$和N $_2$ H $^+$）丰度的影响。我们使用基准盘模型作为参考模型，并产生两个模型具有较低的金属丰度。不同的化学物种所产生的影响进行了研究，通过分析其丰度分布在整个磁盘和他们的垂直柱密度。此外，研究了化学物种的形成和破坏反应。结果表明，盘的金属丰度与盘内恒星辐射场的强度有一定的关系。随着金属丰度的降低，辐射场能够穿透盘的更深区域。因此，在具有较低金属丰度的盘中总体上存在较强的辐射场，这也加热了盘。这引发了不同化学物种的化学形成和破坏效率的一系列变化。在大多数情况下，可用物种丰度发生变化，与按常数因子缩小的丰度相比，其值更大。金属含量对这里研究的分子的雪线也有明显的影响。随着金属含量的减少，雪线被进一步推出去，现有的雪环尺寸缩小。
2022-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity-Dependent Galactic Isotopic Decomposition for Nucleosynthesis
所有核合成的恒星演化模型都需要一个初始同位素丰度集作为起点。一般来说，除了太阳系外，我们对恒星同位素丰度的了解相当不完整。我们提出了第一个完整的平均同位素分解模型作为金属丰度的函数。我们的模型是基于基本的核天体物理过程，并拟合观测数据，而不是传统的前向星系化学演化模型，集成恒星产量开始从大爆炸核合成。我们首先分解的同位素太阳丰度模式的贡献天体物理来源。每个贡献，然后假设规模作为金属丰度的函数。由此产生的总同位素丰度的元素丰度和拟合到可用的晕和磁盘恒星数据来约束模型的自由参数值。这个过程使我们能够使用现有的元素观测数据来重建和约束急需的完整的同位素演化，这是目前的观测无法访问，以及潜在的天体物理过程。我们的模型发现，最适合的Ia型贡献\simeq 0.7的太阳铁丰度，和Ia型发生在[Fe/H] \simeq-1.2。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar models in light of new high metallicity measurements from solar wind data
我们研究了新的金属丰度测量的影响，从太阳风数据，对太阳模型。“太阳模型问题”是指日震观测与采用最先进的光球丰度计算的太阳模型预测之间持续存在的差异。我们批判性地重新评估了这个问题，特别是考虑到von Steiger \& Bubuchen 2016年的新丰度，通过\textit{in situ}收集极地日冕洞的太阳风样本来确定。这组新的丰度表明，太阳金属丰度$Z_{\odot} \geq 0.0196 \pm 0.0014$明显高于目前确定的值。新的值暗示挥发性元素（即C、N、O、Ne）的丰度接近Grevesse \& Sauval 1998的先前结果，而难熔元素（即Mg、Si、S、Fe）的丰度显著增加。使用线性太阳模型的形式主义，我们确定日震观测值的变化响应元素丰度的变化，以探索这些新的测量与日震学的约束条件的一致性。我们发现，对于可观测量是特别敏感的挥发性元素的丰度，特别是对流区边界（CZB）的半径和周围的CZB半径的声速，改进的协议比以前的模型。相反，高丰度的耐火材料与更高的核心温度相关，导致中微子的过度产生和表面氦丰度的巨大增加。我们的结论是，“太阳模型问题”仍然没有解决。
2017-03-22 astro-ph.SR hep-ph
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. II. Expanding the Metallicity Range for Old Clusters and Updated Analysis Techniques
我们提出了丰富的球状星团在银河系和天炉座的综合光谱。我们的目标是评估的一致性的综合光分析相对于标准的丰度分析的个别恒星在这些相同的集群。该样本包括对我们以前出版物中7个聚类的更新分析，以及5个新聚类的结果，这些结果扩大了我们的技术已被测试的金属丰度范围。我们发现，对于金属丰度高达[Fe/H]= $-0.3$的球状星团，由积分光谱测得的[Fe/H]符合$\sim$ 0.1 dex，但对于更富金属的星团，测得的丰度可能被低估。此外，我们还系统地评估了Na I、Mg I、Al I、Si I、Ca I、Ti I、Ti II、Sc II、V I、Cr I、Mn I、Co I、Ni I、Cu I、Y II、Zr I、Ba II、La II、Nd II和Eu II的丰度比[X/Fe]的准确性。综合光分析给出的结果与单个恒星光谱分析最相似的元素是Fe I、Ca I、Si I、Ni I和Ba II。表现出最大差异的元素包括Mg I和Zr I。有些元素只在金属丰度的有限范围内表现出良好的一致性。这些星团中更多的恒星丰度数据将能够更全面地评估其他重要元素的综合光结果。
2016-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants. Metallicity and CNO abundance patterns in 14 northern S-type systems
本文分析了14个北天S型共生系统红巨星的化学丰度，发现其略低于太阳的金属丰度及CNO模式揭示了首次上翻与额外混合过程，并在AG Peg中发现了可能与吸积有关的蓝移分量。
2023-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical signature from fast-rotating low-metallicity massive stars: ROA 276 in omega Centauri
我们提出了一个贫金属的恒星，ROA 276，在恒星系统欧米茄半人马座的化学丰度分析。我们确认，这颗恒星有一个异常高的[Sr/Ba]丰度比。此外，ROA 276对从Cu到Mo的所有元素都表现出非常高的丰度比[X/Fe]，以及从Ba到Pb的元素的正常丰度比。ROA 276的化学丰度模式，相对于一颗原始的欧米伽Cen恒星ROA 46，最适合于20 Msun的快速旋转低金属丰度大质量恒星模型，[Fe/H] =-1.8，初始旋转为临界值的0.4倍;没有其他核合成源可以匹配中子捕获元素的分布。ROA 276可以说提供了迄今为止最明确的证据，证明快速旋转的大质量恒星有助于早期宇宙中重元素的产生。
2017-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity effect on line-depth ratios in APOGEE $H$-band spectra
仔细选择的谱线深度比对恒星有效温度（$T_\mathrm{eff}$）敏感。线深比（LDR）和$T_\mathrm{eff}$之间建立的关系允许人们精确地确定$T_\mathrm{eff}$。然而，LDR也可能取决于金属丰度和丰度比，这可能限制LDR方法的准确性，除非适当考虑这些影响。我们利用APOGEE计划公布的$H$波段光谱和恒星参数研究了金属丰度效应。我们清楚地检测到金属丰度和丰度比的影响;当LDR涉及不同元素的吸收线时，从给定LDR导出的$T_\mathrm{eff}$取决于金属丰度，100-800 $\,$ K $\,$ dex $^{-1}$，并且还存在对丰度比的依赖性，150-1000 $\,$ K $\,$ dex $^{-1}$。对于我们研究的$H$ -带中的11个线对，添加了丰度相关项的$T_\mathrm{eff}$关系在$3700 < T_\mathrm{eff} < 5000$，K和$-0.7 < \mathrm{[Fe/H]} < +0.4$，dex的范围内具有小至30-90 $\,$ K的散射。通过比较观测到的光谱与合成的，我们发现，饱和的吸收线至少部分地解释了金属性效应。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Relationship Between Globular Cluster Mass, Metallicity, and Light Element Abundance Variations
我们调查铝丰度变化的恒星星族的球状星团使用文献测量的钠和铝和APOGEE测量的氮和铝丰度。对于后者，我们表明，佩恩是最合适的五个可用的丰度管道为我们的目的。我们的42个球状星团的组合样本在[Fe/H]中的跨度约为2 dex，在$\log{M_{GC}/M_{\odot}}$中的跨度约为1.5 dex。我们发现不少于五个球状星团的氮和/或钠的显着内部变化，几乎没有相应的变化，在铝，和铝富集在富含金属的系统中，最小的现代集群质量是$\log{M_{GC}/M_{\odot}} \approx 4.50 + 2.17(\rm{[Fe/H]}+1.30)$。我们证明了不具有类场丰度的恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]和[Al/Fe]与[N/Fe]关系的斜率近似地与球状星团的金属丰度和恒星质量呈对数线性关系。相反，[Na/Fe]和[N/Fe]之间的关系没有显示出这种依赖性的证据。这表明，在早期宇宙中（至少）有两类非超新星化学污染物是常见的，它们在球状星团中的相对贡献与球状星团的金属丰度和质量成比例。这些类中的第一类主要是负责CNO和NeNa丰度的变化，同样第二的MgAl丰度的变化。47 Tuc和M4是这种二分法的特别突出的例子。作为一个辅助发现，我们认为，泰山5星之间的丰度变化是一致的，它是一个正常的球状星团。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in MOA-2008-BLG310 and MOA-2008-BLG311
本文利用高色散和高信噪比的麦哲伦光谱，对位于Teff ~ 5650 K的主序星转折区的两颗高度微透镜的银河核球星进行了丰度分析。我们发现MOA-2008-BLG 310的[Fe/H]= +0.41（+，-0.09 dex），MOA-2008-BLG 311的[Fe/H]=+0.26（+，-0.09 dex）。在这两颗恒星的光谱中可以检测到的~20种元素的丰度比遵循在核球巨星样本中发现的[Fe/H]趋势。将这两颗球矮星与之前对其他四颗被微透镜高度放大的银河球转折区恒星的丰度分析结果结合起来，得到平均[Fe/H]为+0.29dex。这意味着微透镜核球矮星的Fe金属丰度分布与许多以前基于冷的、发光的核球巨星的观测结果（平均[Fe/H] ~ -0.1 dex）的估计值之间存在不一致。产生这种差异的一些可能的机制进行了讨论。如果将这种不一致归因于丰度分析中的系统误差，我们提供的统计参数表明，一个实质性的系统误差在铁金属丰度的一个或两个情况下，凸矮星与凸巨星，是必需的，这可能是大于实际可以容纳。
2009-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-precision abundances of first population stars in NGC 2808: confirmation of a metallicity spread
测光研究显示，银河系球状星团在所谓的第一人口恒星中表现出内部金属丰度的变化，直到现在为止，这些恒星被认为具有均匀的初始化学成分。这并没有得到稀疏的光谱证据的完全支持，到目前为止，这些证据给出了相互矛盾的结果。本文对银河系球状星团NGC 2808中的五颗恒星进行了高分辨率的再分析。目标恒星是明亮的红巨星，具有几乎相同的大气参数，根据它们在星团染色体图中的识别，它们属于第一种群，我们已经测量了Fe，Si，Ca，Ti和Ni的精确微分丰度到~0.03 dex水平。由于与差分大气参数和丰度测量相关的不确定性非常小，我们发现目标恒星的铁丰度范围等于0.25 +/- 0.06 dex。单个元素丰度与恒星在星团染色体图中第一种群天体所描述的扩展序列中的位置高度相关：蓝色恒星的铁含量较低。这与光度分析的推论一致。所有其他元素的丰度差异也显示出统计上的显著范围，表明了固有的丰度差异。Si、Ca、Ti和Ni的变化与铁的变化高度相关，所有元素的总丰度分布在误差条内是一致的。这表明了一种情况，即短寿命的大质量恒星爆炸为超新星，有助于在恒星形成仍在进行时出生云中气体的自我富集。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE Analysis of Copper Abundances in the Galactic Bulge Stars
利用中高分辨率（R~ 20，000）、中等信噪比（S/N > 70）的FLAMES-GIRAFFE光谱，研究了银河系核球区129颗红巨星支星的铜丰度，[Fe/H]为-1.14到0.46 dex。铜的丰度是由局部热力学平衡（LTE）和非局部热力学平衡（NLTE）的光谱合成方法。我们发现，铜I线的NLTE效应表现出明显的金属丰度的依赖性，并逐渐增加与减少[Fe/H]为我们的样本星。我们的研究结果表明，铜的NLTE效应是重要的，不仅对金属贫乏的恒星，但也为超太阳金属丰富的和LTE的结果低估了铜的丰度。我们注意到，在金属丰度为-1.14 < [Fe/H] < 0.0 dex的范围内，核球星的[Cu/Fe]趋势与银盘星相似，当[Fe/H]为~-1.2到~-0.5 dex时，[Cu/Fe]比随着金属丰度的增加而增加，有利于Cu的二次（金属丰度相关）产生。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundances of Two Very Metal-Poor Stars in Dwarf Galaxies
在矮球状星系（dSphs）中，大多数贫金属的恒星可以显示出一个或几个超新星的核合成模式。这些超新星的金属丰度可能为零，使得贫金属的dSph星成为与第三星族恒星最接近的幸存恒星。贫金属dSph星也有助于揭示银河系晕的形成机制。我们提出了详细的丰度从凯克/HIRES光谱两个非常贫金属的恒星在两个银河系dSphs。其中一颗在玉夫座dSph中的恒星的[Fe I/H] =-2.40。另一颗恒星位于小熊座dSph，[Fe I/H] =-3.16。这两颗恒星都落在以前发现的低金属量，高[α/Fe]高原。在这两个dSphs中，大多数贫金属恒星的丰度比与贫金属晕星基本一致。然而，钠和一些r-过程元素的丰度位于类似金属丰度的内晕星所定义的包络线的下端。我们提出超新星产额的金属丰度依赖性是原因。低质量dSphs中最早的超新星比大质量晕祖星中最早的超新星有更少的气体污染。结果表明，在-3 < [Fe/H] < -2的dSph星样品的超新星[Fe/H] <<-3，而在相同金属丰度范围的晕星样品的超新星[Fe/H] ~-3。因此，[Na/Fe]和[r/Fe]的增强被推迟到更高的金属丰度dSphs比内晕的祖先。
2012-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Abundances of Galactic Low-Metallicity Giants
利用7颗贫金属场巨星的F丰度和2σ上限，讨论了低金属丰度下恒星F的核合成。这些测量值来自23358 nm的HF（1-0）R9线，使用甚大望远镜CRIRES获得的近红外K波段高分辨率光谱。该样品的金属丰度低于先前对场巨星F的研究，范围从[Fe/H] = -1.56到-2.13。三维模型大气的影响上导出的F和O丰度的定量估计，并显示程序星是微不足道的。将观测到的F产额[F/O]与两套银河系化学演化模型进行了比较，定量地说明了II型超新星（SN II）ν-过程和渐近巨星分支/Wolf-Rayet星的贡献。结果发现，在这个低金属丰度区，模型不能很好地预测观测到的[F/O]分布，而考虑中微子能量为E_v = 3 × 10^53 erg的SN II ν-过程的模型能更好地拟合观测结果。我们的样本包含HD 110281，一个逆行的低α晕星，显示出与球状星团相似的F演化。这支持了这样一种理论，即晕星可能是从晕中球状星团的矮星系祖先吸积而来的。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the metallicity distribution of classical Cepheids in the Galactic inner disk
我们使用高光谱分辨率（R $\sim$ 40，000）和高信噪比（S/N $\ge$ 100）的光学光谱，在VLT上用UVES收集了近47个银河造父变星的均匀和准确的铁丰度。样品（32）的显著部分位于内盘（RG $le$ 6.9 kpc）中，其中一半我们提供了新的铁丰度。目前的研究结果表明，当接近薄盘的最内部区域时，铁丰度稳步增加。其金属丰度为超太阳级，范围从RG $\sim$ 6.5 kpc的0.2 dex到RG $\sim$ 5.5 kpc的0.4 dex。此外，我们没有发现铁丰度与银河系平面距离之间相关的证据。我们在文献中收集了类似的数据，最终得到了420个造父变星的样本。目前的数据表明，平均金属丰度和金属丰度分散在银河系盘的四个象限达到类似的值。第一-第二象限显示出更长的贫金属尾部，而第三-第四象限显示出更长的富金属尾部，但大部分样品处于太阳铁丰度。最后，我们发现位于靠近内盘边缘的造父变星（[Fe/H] $\sim$ 0.4）和位于银河棒或核凸起的年轻恒星（[Fe/H] $\sim$ 0）之间的铁丰度存在显着差异。这表明，上述地区有不同的化学富集历史。同样的结果也适用于银河系凸起的金属丰度梯度，因为越来越多的经验证据表明，当从外部到内部凸起区域移动时，平均金属丰度会增加。
2013-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light-Element Abundance Variations at Low Metallicity: the Globular Cluster NGC 5466
利用麦克唐纳天文台2.7米Harlan J. Smith望远镜的VIRUS-P积分场摄谱仪，对低金属量球状星团NGC 5466中的67颗渐近巨星支（AGB）、水平巨星支和红巨星支（RGB）星进行了低分辨率（R~850）光谱测量。66颗恒星被确认，一个拒绝，作为集群成员的径向速度的基础上，我们测量到的精度为16公里秒-1通过模板匹配技术。CN和CH带强度已被测量的29 RGB和AGB星在NGC 5466，和从VIRUS-P数据测量的带强度指数显示出密切的协议，从Keck/LRIS光谱测量先前采取的五个目标星。我们还确定碳丰度与合成光谱的比较。在我们的数据集中，RGB恒星的绝对V星等范围从+2到-3，这使我们能够研究巨大分支上的碳消耗速率以及它的开始点。数据显示，随着光度函数在巨星分支“凸点”以上的光度上升，碳丰度明显下降，CN带强度也在一个较低的范围内，这表明单个恒星正在进行内部混合，但在轻元素丰度方面，原始恒星与恒星之间的变化很小或没有变化。
2010-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine abundances in CEMP stars at the lowest metallicity: Hints on the nature of the first stars
本文利用IGRINS高分辨率红外光谱观测7颗CEMP星的氟丰度，在金属丰度最低的恒星CS 29498-0043中首次探测到氟，并据此区分Pop III前身星的两种核合成情形，支持超新星氢燃烧模型。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two sequences in the age-metallicity relation as seen from [C/N] abundances in APOGEE
年龄-金属丰度关系是研究盘体形成和演化的基础。观测表明，这种关系具有很大的离散性，不能仅用观测误差来解释。因此，这种分散归因于径向迁移的影响，在径向迁移中，追踪盘中不同化学演化历史的恒星混合在一起。然而，Nissen等人2020年的最新研究利用太阳型恒星的高精度观测数据，发现了两个相对紧密的年龄-金属丰度关系。一个序列的老和金属丰富的恒星可能跟踪化学富集历史的内盘，而其他序列的年轻和金属贫乏的恒星的化学富集历史的外盘。如果年龄测量的不确定性增加，这些序列混合解释了在其他研究中观察到的一种关系的分散。这项工作是在这些结果的基础上进行的，通过分析APOGEE观测到的一个独立的红团巨星样本。由于红巨星的年龄明显更不确定，[C/N]比被认为是年龄的代表。这个更大的数据集被用来研究这些关系在不同的银河半径，发现这些不同的序列只存在于太阳附近。APOGEE数据集进一步用于探索不同的丰度和运动学平面，以揭示这些种群的性质。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of the Metallicity on Li and B Production in Supernova Neutrino Process
本文研究了核塌缩超新星（SNe）中产生~ 7 Li和~（11）B的中微子过程（$ν$ -过程）。s-核的初始丰度和其他物理条件来自SN 1987 A祖先的更新计算。用变阶Bader-Deuflhard积分方法构造了包含中微子反应的核反应网络。结果表明，7 Li和11B的产额与恒星的金属丰度密切相关，而与恒星演化中的弱s过程无关。当金属丰度高时，存在更多的中子吸收剂，即，56 Fe、14 N（来自初始CNO核）和54 Fe，并且在$ν$ -过程期间中子丰度很小。由于7 Be主要通过7 Be（n，p）7 Li被破坏，中子丰度的变化导致不同的7 Be产率。在质量等级倒置的情况下，太阳金属丰度的产额比7 Li/11B=0.93比SN 1987 A的产额比7 Li/11B=0.80大16%。我们分析了各个反应的贡献以及丰度的演变，并澄清了7 Li和11 B的$ν$ -过程。
2019-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. IV. A New Sample of Open Clusters
我们目前的径向速度和化学丰度的九颗恒星在旧的，遥远的疏散星团Be 18，Be 21，Be 22，Be 32，和PWM 4。对于Be 18和PWM 4，这些是第一次化学丰度测量。将我们的数据与文献结果相结合，产生了49个独特集群中约68个化学丰度测量值的汇编。对于这个合并的样本，我们研究了疏散星团的化学丰度作为距离，年龄和金属丰度的函数。我们证实，金属丰度梯度在外盘是平坦的比太阳附近的梯度。我们还证实，在外盘的疏散星团是贫金属的增强的比值[α/Fe]，也许[Eu/Fe]。所有元素的[X/Fe]与距离（< 0.02 dex/kpc）之间的趋势可以忽略不计或很小，但对于某些元素，有一个暗示，即本地（RGC < 13 kpc）和远程（RGC > 13 kpc）样品可能具有不同的趋势与距离。没有证据表明丰度随年龄的变化有显著趋势（< 0.04 dex/Gyr）。我们测量了[X/Fe]和金属丰度[Fe/H]之间的线性关系，发现平均趋势的离散度与测量不确定度相当。与太阳邻域场巨星的比较表明，在给定的金属丰度下，疏散星团具有相似的丰度比[X/Fe]。虽然金属丰度梯度的平坦化和外盘中[α/Fe]比值的增强表明太阳附近有不同的化学富集历史，但我们赞同Friel等人的观点，即明确的结论有待于对大量星团中更大样本的恒星进行均匀分析。可以说，我们对外盘从疏散星团演化的理解目前受到各种研究之间系统丰度差异的限…
2012-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The First Fluorine Abundance Determinations in Extragalactic AGB Carbon Stars
根据高分辨光谱中2.3358 μ的HF（1-0）R9线，计算了6颗河外AGB碳星的氟（19 F）丰度（或上限）。这些恒星属于本星系群星系LMC、SMC和船底座矮球状体，金属丰度超过50倍。这是第一项探索河外富碳AGB星中F的金属丰度行为的研究。只有四颗目标恒星中可以测量到氟，显示出F-增强的范围很广。我们的F丰度测量与最近在银河系AGB碳星中得出的结果一起显示了与所观察到的碳和S-元素增强的相关性。然而，所观察到的相关性，显示不同的依赖恒星金属丰度相对于理论预测低质量，低金属丰度AGB模型。我们简要讨论了这种差异的可能原因。如果我们的发现在大量贫金属AGB中得到证实，那么AGB恒星中F的产生问题将需要重新考虑。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
Calibrating the metallicity of M dwarfs in wide physical binaries with F-, G-, and K- primaries - I: High-resolution spectroscopy with HERMES: stellar parameters, abundances, and kinematics
我们调查了近500颗恒星分布在193个由晚F，G-或早K原色和晚K或M矮伴星候选者组成的双星或多星系统中。我们收集或测量了所有这些星系的坐标、J波段星等、光谱类型、距离和自行，利用这些数据，我们建立了192个物理束缚星系的样本。同时，我们用HERMES/Mercator进行了观测，获得了192个原色和5个副色的高分辨率光谱。我们使用这些光谱和自动STEPAR代码推导出精确的恒星大气参数：Teff，log g，Vmicro和化学丰度为13种原子，包括[Fe/H]。在计算了所有主星的银心空间速度之后，我们进行了运动学分析，并将它们分类为不同年龄的不同银河系种群和恒星运动学群，这与我们自己的金属丰度测定和等时年龄估计相匹配。特别是，我们确定了三个系统的光环和33个系统的年轻的本地协会，大熊座和蓖麻移动集团，IC 2391和毕宿超星系团。最后，我们研究了193个初选中的系外行星与金属丰度的关系，并列出了13个具有非常高金属丰度的M-矮伴星，这些伴星可以成为新的专门系外行星调查的目标。总的来说，我们的数据集将是很大的帮助，为未来的工作，准确地确定金属丰度的M矮星。
2018-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Untangling the Sources of Abundance Dispersion in Low-Metallicity Stars
我们测量了太阳附近86颗贫金属（$-2 \lesssim \text{[Fe/H]} \lesssim -1$）亚巨星样品中12种元素（Na，Mg，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni）的丰度。丰度是从大双筒望远镜上的波茨坦埃歇尔偏振和光谱仪拍摄的高分辨率光谱中得出的，使用iSpec和MOOG建模。通过仔细量化光子噪声的影响（所有元素的$< 0.05$ dex），我们稳健地测量丰度比的固有散射。在固定的[Fe/H]下，[X/Fe]中的RMS固有散射范围为0.04 dex（Cr）至0.16 dex（Na），中值为0.08 dex。在[X/Mg]中的散射是相似的，并且考虑[ $α$ /Fe]仅适度地降低了总体散射。我们考虑了几种可能的起源的内在散射，特别注意的核心坍缩超新星（CCSN）和Ia型超新星（SNIa）的相对富集的波动和随机采样的CCSN祖质量分布。如果贡献于典型样本星富集的CCSN的有效数目是$N \sim 50$，则随机采样方案提供了对我们的数据的很好的定量解释。在我们的样本的金属丰度中值，这种解释意味着CCSN喷出物在形成恒星之前混合在气体质量$\sim 10^5 M_{\odot}$上。元素丰度比的分散是模拟银河系早期阶段恒星形成、反馈和气体混合的一个强有力的诊断测试。
2022-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
