A Keck/HIRES Doppler Search for Planets Orbiting Metal-Poor Dwarfs. I. Testing Giant Planet Formation and Migration Scenarios
我们描述了一个高精度的多普勒搜索巨行星轨道上的一个明确的样本的金属贫矮星在外地。这个实验构成了对理论预测的基本检验，这将有助于区分拟议中的巨型行星形成和迁移模型。我们在这里提出的细节调查，以及我们的测量质量的总体评估，利用的结果，显示没有显着的速度变化的恒星。
2006-05-26 astro-ph
The HARPS search for southern extra-solar planets XII. A giant planet orbiting the metal-poor star HD171028
在本文中，我们观测到一颗1.8MJup的行星，它以538天的周期绕贫金属恒星HD 171028（[Fe/H]=-0.49）运行。这颗行星是第一个在HARPS计划中发现的，该计划旨在寻找贫金属恒星周围的行星。有趣的是，HD 171028是样本中金属含量最低的恒星之一。这一发现被置于行星形成和演化模型的背景下。
2007-08-07 astro-ph
ISO SWS Observations of H II Regions in NGC 6822 and I ZW 36: Sulfur Abundances and Temperature Fluctuations
我们报告的ISO SWS红外光谱的H II区域哈勃V在NGC 6822和蓝色致密矮星系I Zw 36。Br α，[S III]在18.7和33.5微米，和[S IV]在10.5微米的观察用于确定离子硫丰度在这些H II区域。我们对S^+3丰度的观测结果与基于光电离计算的预测结果之间有着相对较好的一致性，尽管在某种意义上，模型对S^+3丰度的预测存在偏差。我们强调需要更多的这种类型的观测，以便把星云硫丰度测定更坚实的基础。使用ISO观测结合光学数据得出的S/O比与其他贫金属星系的光学测量得出的S/O值一致。我们提出了一个新的形式主义的同时确定的温度，温度波动，并在星云的丰度，给定的混合光学和红外线观测线比。在我们的ISO测量的不确定性和缺乏观测的[S III] lambda 9532或lambda 9069不允许一个准确的确定的幅度的温度波动的哈勃V和I Zw 36。最后，使用合成数据，我们说明了我们的新方法的诊断能力和局限性。
2002-09-04 astro-ph
Chemical Abundances of Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的“CN双峰”轻度贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。该分析将传统的光谱丰度方法与Gray（1994年）首创的线深比技术相结合。硅和铝被发现是primordially过剩的因素超过温和的过剩通常看到的α和轻奇元素之间的晕场和球状星团巨人的金属丰度。此外，钡被发现是过剩的约四倍。叠加在M4的原始丰度分布上，有证据表明存在C、O、Ne和Mg的质子捕获合成。
1999-09-16 astro-ph
Chemical Compositions of Four Metal-poor Giants
我们给出了四颗K巨星CS 22877-1、CS 22166-16、CS 22169 -35和BS 16085 - 0050的化学组成，它们的[Fe/H]在-2.4到-3.1之间。已知[Fe/H] < -2.5的贫金属恒星在许多元素上表现出相当大的星与星之间的变化。这四个国家证实了这一结论。CS 22877-1和CS 22166-16富含碳。在我们的样品中，[ $α$/Fe]存在显著的分布，其中[ $α$ /Fe]是根据[Mg/Fe]和[Ca/Fe]比值的平均值计算的。BS 16085 - 0050显著富集$α$，平均[ $α$ /Fe]为$+$ 0.7，但CS 22169-35缺乏$α$。铝的丰度也显示出在样品上的显著变化。描述了在高速晚型星中寻找贫金属星的一个平行的和不成功的搜索。
2001-02-18 astro-ph
Line Broadening in Field Metal-poor Red Giant and Red Horizontal Branch Stars
我们报道了45颗贫金属场红巨星和红水平支星的349个视向速度。我们已经确认了一个新的光谱双星HD 4306和一个可能的光谱双星HD 184711。我们还报告了Carney等人（2003）以前报告的91颗恒星中的11颗的57个径向速度。正如在以前的研究中发现的那样，径向速度“抖动”存在于许多最明亮的恒星中。排除光谱双星轨道运动的恒星，所有7颗M（V）<= -2.0的红巨星都显示出抖动，以及14颗M（V）<=-1.4的红巨星中的3颗。我们还测量了所有新光谱的线宽，使用合成光谱作为模板。最明亮的红巨星显示出显着的谱线增宽，许多红色水平分支恒星也是如此，我们简要地讨论了可能的原因。
2007-10-01 astro-ph
The Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4: Star-to-Star Abundance Variations in 20 Giants
本文对Lick & McDonald天文台利用高分辨率阶梯光栅光谱仪观测到的“CN双峰”球状星团M4中的20颗巨支星样品进行了化学成分分析。M4是一个中等贫金属（[Fe/H] ~ -1.1）的球状星团，是最近的、最明亮的、也是研究CN双峰现象最容易接近的目标之一。丰度分析包括元素Fe、Si、Ca、Sc、Ti、V和Ni以及作为质子捕获核合成的诊断元素O、Na、Mg和Al，以及r过程和s过程元素Eu和Ba。
1998-10-29 astro-ph
Rotation and Macroturbulence in Metal-poor Field Red Giant and Red Horizontal Branch Stars
我们报告的旋转速度，Vrot sin i，和宏观湍流色散，zeta（RT），12个贫金属场红巨星分支星和7个贫金属场红水平分支星的结果。这些结果是基于CFHT的Gecko摄谱仪获得的高分辨率（R ~ 120，000）、高信噪比（~ 215/像素）光谱的吸收线轮廓的傅里叶变换分析。我们发现贫金属RGB恒星的zeta（RT）值与格雷和他的合作者早期研究的富含金属的盘状巨星非常相似。其中六颗RGB星的自转速度小于2.0公里/秒，而五颗恒星的自转速度超过3公里/秒。快速旋转的RHB星的比例略低于BHB星。我们设计了两种经验方法，将Carney等人（2003，2008）获得的谱线展宽结果转化为他们研究的所有RGB和RHB恒星的Vrot sin i。通过亮度对RGB星进行分组，我们发现大多数贫金属场RGB星平均没有可检测到的旋转迹象。然而，最明亮的恒星，M（V）<=-1.5，确实显示出净旋转，平均值为2至4 km/sec，这取决于所采用的算法，这些恒星也显示出径向速度抖动和质量损失的迹象。
2007-11-30 astro-ph
Do young galaxies exist in the Local Universe? - Red Giant Branch detection in the metal-poor dwarf SBS 1415+437
我们目前的结果，从HST/ACS成像研究的贫金属蓝色致密矮星系SBS 1415 + 437。以前有人认为这是一个非常年轻的星系，在不到1亿年前开始形成恒星。然而，我们发现，光学色星等图突出地揭示了渐近巨星分支和红巨星分支（RGB）的恒星。RGB尖端的亮度产生13.6 Mpc的距离。RGB的颜色意味着它的恒星年龄必须超过1.3 Gyr，确切的年龄取决于假设的金属丰度和尘埃灭绝。RGB恒星的数量意味着大部分恒星质量都存在于这个演化的种群中。鉴于这些和其他贫金属星系的HST结果，似乎本地宇宙可能根本不包含任何正在经历第一次恒星形成爆发的星系。
2005-08-23 astro-ph
Metal Abundances and Kinematics of Bright Metal-Poor Giants Selected from the LSE Survey: Implications for the Metal-Weak Thick Disk
我们报告中分辨率（1-2 A）光谱和宽带（UBV）测光的样本39亮星（其中大多数可能是巨星）的金属缺乏的候选人从物镜棱镜调查集中在银河系的纬度低于|b| = 30度，伦敦证交所调查的钻井和Bergeron。虽然LSE巡天的主要目的是选择OB星（因此集中在低纬度），但在这次巡天中注意到的少数明亮的缺金属巨星候选者提供了关于金属弱厚盘（MWTD）人口的有趣信息。LSE巨星的运动学表明，即使在相当低的金属丰度下，也存在快速旋转的人口。我们考虑LSE巨星的轨道偏心率分布作为[Fe/H]的函数，并得出结论，与MWTD相关的贫金属恒星（距离太阳1千秒差距以内）在[Fe/H] =-1.0以下的丰度约为30%-40%。与最近对以前（大得多）非运动学选择的贫金属星样本的分析相反，我们发现，与MWTD相关的局部贫金属星的相对较高比例可能会延伸到[Fe/H] =-1.6以下的金属丰度，远低于以前的考虑。我们确定了一个子样本的11个LSE恒星，很可能是成员的MWTD，基于他们推导的运动学，这些恒星中最低的金属丰度是[Fe/H] =-2.35。这些结果的起源的MWTD和银河系的形成的影响被认为是。（节略）
2002-04-19 astro-ph
Oxygen and Magnesium Abundance in the Ultra-Metal-Poor Giants CS22949-037 and CS29498-043: Challenges in Models of Atmospheres
我们报告了富碳氮超贫金属巨星CS29498- 043和CS22949- 037的非LTE Fe，O和Mg丰度分析结果。氧的丰度是通过测量在7771-5 A处的氧三重态得到的，这些氧三重态是在用HIKI/HIRES获得的高分辨率光谱中得到的，并且在CS29498-043的TNG/SARG光谱中检测到禁戒线[OI] 6300 A。详细的Fe线的非LTE分析提供了可靠的恒星参数，然而，这些参数并不能解决来自OI 7771-5 A三重态和[OI] 6300 A禁戒线的氧丰度冲突。根据OI 7771-5 A三重态和[OI] 6300 A禁线，我们得到了以下氧丰度：对于CS 22949 -037，[O/Fe]=3.13，1.95;对于CS 29498 -043，[O/Fe]=3.02，2.49。在禁戒共振谱线MgI 4571 A和几条次级谱线如MgI 5172和5183 A之间似乎也存在类似的冲突。我们的分析表明，标准的平面平行大气模型描述这些超贫金属巨星的线形成区域的物理条件是失败的。
2004-03-01 astro-ph
Mixing along the Red Giant Branch in Metal-poor Field Stars
我们已经确定了Li，C，N，O，Na和Fe的丰度，和12 C/13 C同位素比值的62场贫金属星（加上43从文献中）的样本。这个大样本被用来表明小质量的低RGB恒星（即，比RGB凸起更暗）具有丰富的轻元素，与经典进化模型的理论预测一致。第二个，明显的混合情节发生后，RGB颠簸，达到不完全的CNO燃烧的地区。场星中没有观测到球状星团中的O-Na关系。这意味着，混合情节是不够深，以达到区域的ON燃烧发生。
1999-12-07 astro-ph
NLTE Strontium and Barium in metal poor red giant stars
我们提出了各种金属丰度的红巨星的大气模型，包括极贫金属（XMP，[Fe/H]<-3.5）模型，许多化学物种，包括，值得注意的是，前两个电离阶段的锶（Sr）和钡（Ba），在非局域热力学平衡（NLTE）处理不同程度的现实主义。我们得出结论：1）对于所有有用的Sr和Ba丰度诊断线，计算的NLTE对预测线强度的影响的大小和意义取决于金属丰度，2）Ba和Sr跃迁与也在NLTE中处理的其他物种的跃迁之间的重叠的间接NLTE效应不可忽略地增强了某些线的NLTE丰度校正，3）其它物质的NLTE不透明度对大气模式平衡结构的间接NLTE影响不显著; 4）当碰撞b-b和b-f速率比用标准解析公式计算的NLTE谱线强度小或大一个数量级时，计算的NLTE谱线强度相差可忽略，5）NLTE对Ba Ⅱ 4554.03 AA共振线的影响与该线是否经过超精细分裂处理无关。因此，在文献中的LTE模型的贫金属红巨星的Ba和Sr的丰度的推导应谨慎对待。
2006-01-10 astro-ph
The Impact of Carbon Enhancement on Extra Mixing in Metal-Poor Stars
我们批判性地研究了碳增强贫金属（CEMP）恒星对红巨星混合机制的约束。CEMP恒星是当贫金属矮星的表面层通过演化的供体的质量转移而富含He燃烧产物时产生的。主序（MS）和红巨星CEMP丰度之间的差异可以被用来作为一个诊断的时间尺度的混合处理的材料到恒星内部的MS. Abnormal趋势与亮度之间的红巨星CEMP恒星测试理论的规范额外混合低质量的巨人与高散装金属丰度。我们发现一个显着的稀释CN富集在巨大的CEMP星相对于他们的MS前体，并以此为证据，热盐混合诱导的平均分子量反转是无效的CEMP星。这与依赖于红巨星中小μ梯度引起的有效热盐混合的模型相矛盾，因为这样的模型预测具有大μ反转的MS CEMP恒星将在很短的时间尺度上均匀化。这些数据不排除较慢的MS温盐混合与以前公布的估计。我们还发现，典型的额外混合强烈抑制CEMP巨星相对于恒星具有相同的铁丰度。一个可能的原因是在非平衡CN处理的位置相对于陡峭的亩梯度的氢燃烧壳，这也发生在太阳金属丰度RGB恒星的转变。CEMP星吸积的质量和典型的额外混合机制的影响进行了讨论。
2007-09-26 astro-ph
Near Infrared Photometry of Galactic Globular Clusters M56 and M15. Extending the Red Giant Branch vs. Metallicity Calibration Towards Metal Poor Systems
本文首次给出了银河系球状星团M15和M56的红外JKS波段测光结果。我们估算了研究较少的球状星团M56的红化（E（B-V）=0.18+/-0.08等）和距离模数（（m-M）_V=15.43+/-0.30等）。我们将我们的数据与文献中其他星系团的观测结果（共12个）相结合，将[Fe/H]与红巨星分支（RGB）的斜率关系扩展到贫金属星系团。我们的最佳拟合结果为[Fe/H]=-3.40（+/-0.22）-27.74（+/-2.35）x（RGB斜率），r.m.s.= 0.20.与其他现有校准相比，更广泛的金属丰度基线大大降低了不确定性。我们确认了先前获得的M_Ks=-5.5处的RGB颜色（J-Ks）_0（RGB）与[Fe/H]之间的关系的校准：[Fe/H]=-6.90（+/-0.99）+6.63（+/-1.05）x（J-Ks）_0（RGB），其中r.m.s.= 0.33.最后，使用新的RGB斜率校准，我们估计了超金属富集簇Liller 1的丰度[Fe/H]=+0.34+/-0.22。
2000-02-04 astro-ph
On 7Li Enrichment by Low Mass Metal Poor Red Giant Branch Stars
在球状星团中发现了具有强和非常强的Li线的第一颗红巨星。利用恒星内部瞬时7 Li富集-质量损失方案，我们探讨了由这些富Li巨星产生的球状星团M3星际物质中7 Li富集的可能性。我们发现，富集高达70%或更多的M3的初始7 Li含量相比，可以在整个生命周期的这个集群。然而，由于M3多次穿越银河平面，新的7 Li很可能会被冲压压力带入盘中。球状星团则可能是银盘中Li ~ 7的新来源。我们还认为，球状星团恒星中已知的Na/Al变化可能与7 Li的变化有关，而在7 Li的情况下起作用的冷底混合机制也可能在Na和Al表面富集的情况下起作用。
2000-04-25 astro-ph
A Gas-poor Planetesimal Capture Model for the Formation of Giant Planet Satellite Systems
假设一个未知的机制（例如，气体湍流）在比卫星形成更短的时间尺度内消除了大部分的亚星云气体盘，我们开发了一个模型，用于在气体贫乏的环境中围绕巨行星形成规则的（可能至少有一些不规则的）卫星。在这个模型中，遵循Safronov等人（1986）的工作路线，日心星子在行星的希尔球内碰撞，并产生一个由逆行和逆行小卫星组成的环行星盘，延伸到$\sim R_H/2$。起初，这个原卫星群的净角动量很小，小卫星之间的碰撞导致外盘的质量损失，并在$\lesssim 10^5$年的时间尺度内将质量传递到内盘（常规卫星形成的地方）。这种质量损失可能会被足够小的$< 1$ km的闯入者的持续碰撞捕获所抵消，这些闯入者是由于巨行星的馈送区中的星子被破坏而产生的。当行星的进食区在$\lesssim 10^5$年的时间尺度内被清理干净时，足够的角动量可能会传递给原卫星群，以解释木星和土星常规卫星的角动量。（节略）
2005-12-13 astro-ph
Selection of Metal-poor Giant Stars Using the Sloan Digital Sky Survey Photometric System
提出了一种从斯隆数字巡天（SDSS）的影像数据中光度选择贫金属晕巨星的方法。这些恒星在（g-r）与（u-g）色图中偏离恒星轨迹。基于一个样本的29个候选人的光谱，我们得出的选择效率的顺序为50%，恒星亮度比$r \sim 17^m$。从SDSS早期数据发布中选择的400度$^2$天空中的候选者跟踪已知的晕结构（来自人马座矮星系，天龙座矮球状星系的潮汐流），表明即使没有光谱信息，这种颜色选择的样品也可以用于研究晕结构。这种方法，以及用于选择晕星的补充技术，如RR天琴座星和其他蓝色水平分支星，可以根据SDSS成像调查产生前所未有的星系晕三维地图。
2002-11-26 astro-ph
The Hobby-Eberly Telescope "Chemical Abundances of Stars in the Halo" (CASH) Project. I. The Lithium-, s-, and r-Enhanced Metal-Poor Giant HKII 17435-00532
我们首次对贫金属巨星HKII 17435-00532进行了详细的丰度分析。这颗恒星是德克萨斯大学长期项目“光环中恒星的化学丰度”（CASH）的一部分。Hobby-Eberly望远镜上的高分辨率摄谱仪（HRS）获得的光谱分辨率为R~ 15，000。我们的分析表明，这颗恒星可能位于红巨星分支，红水平分支，或早期渐近巨星分支。我们发现这颗贫金属（[Fe/H]=-2.2）恒星具有异常高的锂丰度（log eps（Li）=+2.1），温和的碳（[C/Fe]=+0.7）和钠（[Na/Fe]=+0.6）增强，以及s过程（[Ba/Fe]=+0.8）和r过程（[Eu/Fe]=+0.5）材料的增强。高锂丰度可以解释为自富集通过额外的混合连接的对流信封与外部区域的氢燃烧壳。如果是这样的话，HKII 17435-00532是最贫金属的恒星，在其中观察到这种短暂的锂富集阶段。Na和N-捕获富集可以解释为从同伴的质量转移，通过热脉冲AGB阶段的演变，只有一个小的初始富集的R-过程中存在的材料在出生云。尽管目前没有检测到径向速度变化（超过~180天），但HKII 17435-00532可能处于长周期或高倾斜的二元系统中，类似于具有类似n捕获富集模式的其他恒星。
2008-02-25 astro-ph
First stars IX -Mixing in extremely metal-poor giants. Variation of the 12C/13C, [Na/Mg] and [Al/Mg] ratios
极贫金属（EMP）恒星保存了银河系形成时ISM组成的化石记录。然而，关键是要验证内部混合是否改变了它们的表面。我们的目标是了解CNO丰度的变化，发现在一些，但不是所有的EMP场巨人分析较早。混合超出了标准模型的第一次挖掘，其起源需要澄清。12 C/13 C的比例是最强大的诊断深混合，因为它是不敏感的恒星参数，并应在近原始气体一致高。我们用高质量的VLT/UVES谱测量了35颗EMP巨星的~（12）C和~（13）C丰度。利用12C/13C比值与[C/Fe]（和Li/H）相关，与[N/Fe]明显反相关。这种深度混合的证据在log L/Lsolar = 2.6以上的巨星中观察到，比金属较少的恒星更亮，但在两种情况下都匹配光度函数的凸起。其中三颗混合星也富含Na和Al，这是深度混合的另一个标志，但在这些恒星中没有清楚地看到ON循环的标志。额外的混合过程显然发生在明亮的RGB恒星中。富含Na和Al的巨星本身可能是AGB星，但早期不均匀的ISM或来自双星伴星的污染仍然是可能的选择。
2006-05-02 astro-ph
New Analyses of Star-to-Star Abundance Variations Among Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M5
本文对中等贫金属球状星团M5（NGC 5904）中的36颗巨星进行了化学成分分析。分析利用了凯克一号望远镜获得的高分辨率数据，以及对利克天文台早期研究获得的高分辨率光谱的重新分析。我们采用了两种分析技术：一种是采用标准光谱约束，另一种是采用与最近由Thevenin和Idiart描述的非LTE规则一致的分析。我们得出的丰度比镁，硅，钙，钪，钛，钒，镍，钡和铕在M5没有显着的丰度变化和比率是可比的晕场星。然而，在氧、钠和铝的丰度中可以看到很大的变化，这些元素对质子捕获核合成很敏感。在比较M5和另一个轻度贫金属的球状星团M4（NGC 6121）的丰度时，我们发现相对于M5，M4中硅、铝、钡和镧的丰度过高，证实并扩展了以前的研究结果。在比较这两个星团和其他具有可比金属丰度的星团之间的丰度时，我们发现在M5中观察到的反相关与在更贫金属的星团M3、M10和M13中发现的反相关相似，而在M4中的行为更像是更富金属的球状星团M71。我们的结论是，在银河系球状星团中的恒星中，对于至少一些α捕获、奇Z和慢中子捕获过程元素，在给定的[Fe/H]下，没有确定的[el/Fe]“单一”值，在这种情况下，是硅、铝、钡和镧。
2001-06-14 astro-ph
The Properties of Poor Groups of Galaxies: III. The Galaxy Luminosity Function
我们得到的R-波段光度的星系在附近的6个穷人的群体，我们有光谱数据，包括328个新的星系速度。对于具有发光X射线晕的五个星系群，复合星系群的星系光度函数（GLF）可以用Schechter函数进行适当拟合，其中Mstar = -21.6 +/- 0.4 + 5log h，alpha = -1.3 +/- 0.1。我们还发现：（1）有明亮X射线晕的五个星团的矮星与巨星之比明显大于有边缘X射线晕的一个星团;（2）明亮X射线团的合成GLF与富X射线团的合成GLF在形状上一致;（3）合成GLF在暗端的上升比暗端的上升更陡;（4）场与复合群GLF的形状差异主要是由于非发射线星系的星族分布，在稠密群环境中，非发射线星系的矮巨比大于场环境中的矮巨比;（5）非发射线矮星比非发射线巨星更集中于群中心。最后一个结果表明，矮星和巨星占据不同的轨道（即，没有完全混合），并表明人口形成于不同的时间。我们的研究结果表明，GLF的形状随环境而变化，这种变化主要是由于在高密度区域的静止星系的矮-巨比的增加，至少达到X射线发光差群体的密度特征。这种行为表明，在某些环境中，相对于暗物质，矮星比巨星更有偏见。这一趋势与标准偏置星系形成模型的预测相冲突。（节录）
2000-01-28 astro-ph
When Do Planets Form? A Search for Extra-solar Planets Around Metal-Poor Stars
我们目前的初步结果，从我们的光谱搜索的行星在1天文单位的贫金属场矮星使用美国宇航局的时间与HIRES的凯克一。气体巨行星形成的核吸积模型对原材料的金属丰度敏感，而盘不稳定性模型则不敏感。通过观测磁场中的贫金属恒星，我们消除了致密恒星环境中动力学相互作用的作用，例如球状星团。我们的调查结果应该使我们能够区分两种相互竞争的巨型行星形成情景的相对作用。
2003-11-01 astro-ph
First stars VI - Abundances of C, N, O, Li, and mixing in extremely metal-poor giants. Galactic evolution of the light elements
我们利用论文V中测定的C和O丰度，测定了35颗极度贫金属的晕巨星（22颗恒星的[Fe/H]<-3.0）中的N丰度，从而研究了早期银河系中氮的起源。由于任何经过CNO处理的物质被挖掘到表面可能会使巨星中CNO丰度的解释复杂化，我们还测量了锂的表面丰度。我们的样本显示了两组恒星之间的明显二分法。第一组显示通过CN循环和强Li稀释的C到N转化的证据，这是混合的标志。第二组没有显示出C到N转换的证据，Li只是适度稀释，我们得出结论，它们的C和N丰度非常接近于它们在早期银河系中形成的气体。这些“未混合”的恒星反映了早期银河系的丰度：[C/Fe]比是恒定的（约+0.2 dex），[C/Mg]比在低金属丰度时接近太阳，有利于大规模零金属超新星产生高C。[N/Fe]和[N/Mg]比值分布很广。这些比值的较大值限定了平坦的上平台（[N/Mg]= 0.0，[N/Fe]= +0.1），这可以反映零金属Sne II的产率的宽范围内的较高值。或者，与DLA的类比，较低的丰度（[N/Mg]=-1.1，[N/Fe]= -0.7）可能反映了第一颗Sne II的产额普遍较低，其他恒星的N被大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的风增强。目前还不能确定原生N主要是在SNe II还是在大质量AGB星中产生，或者两者都产生。恒星N丰度和[N/O]比与阻尼莱曼α（DLA）系统中发现的一致。
2005-01-26 astro-ph
The extreme r-element rich, iron-poor halo giant CS31082-001: Implications for the r-process site(s) and radioactive cosmochronology
我们提出了一个高分辨率的光谱分析明亮的（V=11.7），极端晕巨星CS31082-001（[Fe/H] = -2.9），在ESO-VLT大型计划致力于非常贫金属的恒星。我们发现CS31082-001在r过程元素中极其丰富，在这方面只能与类似的贫金属，但富含碳的巨型CS22892-052相比。由于最重的r-过程元素的极端过剩，以及CH和CN分子线的可忽略不计的混合，首次在晕星中获得了386 nm处的U II线的可靠测量，以及Th II的许多线，以及25个其他r-过程元素的线。CS31082-001中报告了总共43种元素的粗略估计，几乎占整个周期表的一半。所有具有56 \leq Z \leq 72的元素都遵循太阳r-元素模式，减少了约1.25 dex（[r/Fe]=+1.7 dex，因子50）。相比之下，铅似乎低于移动的太阳r过程分布，可能表明后者的错误，而钍比较轻的核素更增强。因此，尽管r过程元素的普遍生产率似乎保持在区间56 \leq Z \leq 72中，但它在锕系元素区发生了分解。因此，在可用的情况下，U/Th比Th/Eu更适合用于放射性年代测定：（i）因为它的衰变速率更快，对观测误差的敏感性更小，（ii）因为相邻核素238 U和232 Th的初始产生比比151 Eu/232 Th比更可靠地预测。我们目前对CS31082-001年龄的最佳估计是14.0+/-2.4 Gyr。
2002-03-26 astro-ph
NEAR-INFRARED PHOTOMETRY OF THE CORE-COLLAPSED METAL-POOR GLOBULAR CLUSTERS NGC5946 AND NGC7099
利用中等深度的近红外图像研究了核心坍缩球状星团NGC 5946和NGC 7099中心附近亮巨星的光度特性和空间分布。前一个星团位于银河系的低纬度，并且被严重地红化;然而，K，J-K色星等图（CMD）显示了一个明确的巨星分支，宽度为J-K +/- 0.05等。大部分观测到的宽度是由于差异红化。上巨分支相对陡峭，与红化程度较低的星团比较表明：（1）NGC 5946一定非常贫金属，[Fe/H] ~-2，（2）E（B-V）~ 0. 6。当E（B-V）= 0.6时，用巨分支尖端的近红外亮度计算的到NGC 5946的距离与用HB的V亮度计算的到NGC 5946的距离非常一致。NGC 7099巨星系分支的末端比预期的尖端亮度暗约1等。NGC 7099的积分J-K颜色随半径变化，使得Delta（J-K）/Delta log（r）= 0.05 - 0.09，这取决于用于测量颜色的技术。在NGC 5946中，恒星含量可能会有类似的径向变化;然而，这个星团的综合J-K颜色随半径保持不变，并且在去除最亮的分辨恒星后，可以看到颜色梯度与NGC 7099相反。明亮的巨星分支星的相对密度在距离NGC 5946中心30弧秒内也保持不变。因此，可以得出结论，NGC 5946不包含类似于NGC 7099和其他核心坍缩后的星团的恒星含量梯度。
1995-05-24 astro-ph
Neutron-Capture Elements in the Early Galaxy: Insights from a Large Sample of Metal-Poor Giants
新的丰度中子捕获（n-捕获）元素在一个大样本的贫金属巨星的邦德调查。获得的光谱与KPNO 4-m中阶梯光栅和Coude饲料摄谱仪，并已使用LTE精细分析技术与线分析和光谱合成进行了分析。八种氮捕获元素的丰度（Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu，Dy）的含量（λ = 4070- 4710，R~ 20，000，S/N比~100-200）中阶梯光栅光谱和红色（λ = 6100- 6180，R~ 22，000，S/N ~100-200）cude谱，另外27颗星的红谱只计算了Ba的丰度。总的来说，丰度显示出明显的证据，表明重元素与铁的比例存在着很大的恒星与恒星之间的分散。新的数据还证实，在金属丰度[Fe/H] <-2.4时，大多数巨星中重（Z >= 56）n-俘获元素的丰度模式与太阳系r-过程核合成模式非常匹配。在[Fe/H] ~（-2.9）时，主r过程开始。s过程的贡献首先出现在一些金属丰度低至[Fe/H] ~ --2.75的恒星中，而在大多数金属丰度[Fe/H] > --2.3的恒星中也存在。较轻的n-捕获元素（Sr-Y-Zr）相对于较重的r-过程元素丰度增强。它们的产生不能仅仅归因于太阳系r-和主s-过程的任何组合，而是需要来自r-过程和额外的n-捕获过程的混合物，该过程可以在银河系早期运行。
2000-05-08 astro-ph
Star-to-Star Abundance Variations among Bright Giants in the Mildly Metal-Poor Globular Cluster M4
我们对附近的贫金属（<[Fe/H]> = -1.18）“CN双峰”球状星团M4中的36颗巨星进行了化学成分分析。面对一个集群，有大的和可变的星际消光整个集群的脸，我们结合了传统的光谱丰度的方法与修改线深度比技术，以确定我们的恒星的大气参数。我们得到的总消光比为3.4，平均<E（B-V）>红化为0.33，这明显低于Schlegel等人（1998）使用尘埃图估计的结果。Sc、Ti、V、Ni和Eu的像差比是晕场星和星团星的典型特征。然而，Si、Al、Ba和La相对于其他具有类似金属丰度的球状星团中所看到的是过剩的。叠加在原始丰度分布上的是质子捕获合成存在的证据。我们恢复了一些C，N，O，Na，Mg和Al丰度的波动和相关性，发现在其他更贫金属的球状星团，但变化的范围是静音。Al的增强似乎来自25，26 Mg的破坏，而不是24 Mg。C+N+O丰度和在观测误差范围内是恒定的，并且与M4恒星出生时可能预期的C+N+O总量一致。M4 AGB星的C、N、O丰度比RGB星演化程度低的恒星显示出更少的质子捕获核合成证据。在氦核闪光之后，RGB的深混合星可能会在HB的蓝端居住，因此无法进化回AGB，但注意到对这种情况持怀疑态度的原因。
1999-05-27 astro-ph
Mapping the Galactic Halo IV. Finding Distant Giants Reliably with the Washington System
我们严格审查使用华盛顿测光系统（与51过滤器）确定遥远的晕巨星。虽然这是分离G和K巨星的最强大的测光技术，但对巨星候选者的光谱跟踪是至关重要的。在M-51/M-T2的诊断图中，有两种情况是闯入者的数量超过了真正的巨星，并且在光度上与巨星无法区分。(1)在覆盖数十平方度的深度测量中，金属含量非常低的晕矮星是一种重要的污染物。一个例子是我们对外晕的观测（Morrison et al. 2000，Dohm-Palmer et al. 2000），这些贫金属矮星在光度巨星候选者中占主导地位，其亮度小于V = 18，并且无法通过光度测量分离出来。(2)在测光精度较低的较小区域的深度测量中，大多数位于色-色图巨大区域的天体都是矮天体，它们的测光误差将它们移到了那里。M-51和M-T2中的颜色误差需要小于0.03 mag以避免此问题。一个测光误差使巨星鉴定受到质疑的巡天例子是Maurisski等人（2000 a）对船底座矮椭球周围的潮外巨星的巡天。当使用华盛顿系统来识别罕见的外晕巨星时，对巨星候选者的精确测光和光谱跟踪是必不可少的。
2000-10-13 astro-ph
A New Type of Extremely Metal Poor Star
我们基于凯克HIRES的高色散光谱对极贫金属恒星HE 1424 -0241进行了丰度分析。这颗恒星是红巨星下部分支上的一颗巨星，[Fe/H] ~ -4.0 dex。相对于铁，HE 1424 -0241有正常的镁，但它显示出非常大的缺硅，其Si（Si）/Si（Fe）约为1/10，Si（Si）/Mg（Mg）约为1/25。它还具有中等程度的Ca缺乏和较小的Ti缺乏，结合增强的Mn和Co以及正常或低的C。我们认为，在HE 1424 -0241中，我们看到了非常少量的贡献超新星的影响，并且对HE 1424 -0241的化学清单做出贡献的SNII在祖质量或爆炸特性方面有偏见，以便重现其异常的极低Si/Mg比。HE 1424 -0241显示出缺乏爆炸性α燃烧元素Si、Ca和Ti，并伴有EMP星的正常比例[Mg/Fe]; Mg是通过流体静力学α燃烧产生的。SNII中最新的核合成模型未能再现HE 1424 -0241中所见的丰度比，因为它们探索了核心坍缩爆炸的参数空间的任何组合。
2007-03-13 astro-ph
NLTE determination of the sodium abundance in a homogeneous sample of extremely metal-poor stars
极贫金属（EMP）恒星的像差比很好地指示了银河系演化最早阶段气体的化学成分。LTE分析发现，在金属丰度较低的情况下，与大多数其他元素相比，[Na/Fe]与[Fe/H]的离散度惊人地大，在巨星中，[Na/Fe]随着金属丰度的降低而降低。众所周知，钠线的形成对非LTE效应非常敏感，为了牢固地建立早期银河系中钠丰度的行为，我们使用了在VLT用UVES获得的EMP星样本的高质量观测，并且我们考虑了钠的非LTE线形成。用改进的MULTI程序计算了54颗EMP巨星和关闭星（其中33颗[Fe/H]< -3.0）的两条钠D共振线（在EMP星的光谱中只有这些钠线是可探测的）的轮廓，并与观测光谱进行了比较。在-4 <[Fe/H]<-2.5范围内的这些新测定中，[Na/Fe]和[Na/Mg]几乎是恒定的，具有低散射。在关闭恒星和“未混合”巨星（位于低RGB）中：[Na/Fe] = -0.21 +/- 0.13或[Na/Mg] = -0.45 +/- 0.16。这些值与最近在附近贫金属星中测定的[Na/Fe]和[Na/Mg]值吻合得很好。此外，我们确认所有的富钠星都是“混合”星（即，巨人位于碰撞后，经历了额外的混合）。没有一颗关闭的恒星富含钠。因此，在某些混合巨星中观察到的钠增强很可能是深度混合的结果。
2007-01-09 astro-ph
Draco 119: A Remarkable Heavy Element-deficient Giant
我们报告了目前已知的矮星系Draco dSph红巨星D119中最贫金属（[Fe/H] $= -2.95$）恒星的新的高S/N光谱的丰度分析。在覆盖$λλ$ 3850- 6655 nm波长范围的两个凯克HIRES光谱中，没有检测到比镍重的元素的吸收线，这是以前在任何其他贫金属恒星中都没有发现的现象。我们提出了几个重元素丰度的上限。最严格的限制，基于\ion{Sr}{2}和\ion{Ba}{2}线的未检测，表明总的s-和r-过程富集的D119是至少100倍小于类似的金属丰度的银河系恒星。轻元素丰度与恒星形成的物质主要是由大质量II型超新星（M $> 20$ -25 M $_{\odot}$）形成的一致。如果是这样的话，我们不得不得出结论，大质量的、贫金属的II型超新星并没有对原天龙座环境中的r过程做出贡献。我们比较了在D119中观察到的丰度模式与目前对快速富集和对不稳定超新星的预测，发现模型预测失败了许多元素的数量级或量级或更多。
2004-09-27 astro-ph
Th Ages for Metal-Poor Stars
用22颗贫金属星的样本，我们证明了重元素丰度模式（Z > 55）与太阳星云的r过程贡献是一致的。这支持了先前的研究结果，即存在普遍的r-过程生产模式。我们使用丰富的钍在五个贫金属的恒星，随着估计的初始Th丰度的基础上稳定的r-过程元素的丰度，来测量它们的年龄。仅考虑观测误差的来源，我们有四颗红巨星的年龄误差为4.2 Gyr，一颗M92巨星的年龄误差为5.6 Gyr。我们得到的平均年龄为11.4 Gyr，这主要取决于假设的Th/Eu的初始生产比为0.496。如果宇宙的年龄是15 Gyr，那么Th/Eu的初始值应该是0.590，这与一些r过程的理论模型一致。
2001-03-19 astro-ph
Dust in the Extremely Metal-Poor Blue Compact Dwarf Galaxy IZw18: The Spitzer Mid-Infrared View
IZw 18是一个蓝色致密矮（BCD）星系，在恒星形成物体中测量的金属丰度排名第二低，斯皮策太空望远镜上的所有三台仪器都对它进行了观测。我们目前最深的5 - 36微米中红外（中红外）光谱的这个星系尚未获得，以及3.6至70微米的成像结果。与SBS0335 - 052E（另一种具有类似金属性的碱性催化剂）一样，IZw18没有检测到多环芳烃（PAH）的排放。然而，IZw18的连续辐射，从15到70微米，有一个更陡峭的斜率，更典型的太阳丰度的星爆星系的特征。由红外精细结构谱线测得的氖丰度约为1/23 Z_sun，硫丰度约为1/35 Z_sun，与由光学谱线测得的星云氧丰度1/30 Z_sun基本一致。这表明这个星系的红外发射区的消光很低，也与光学巴耳末线比率一致。
2007-03-12 astro-ph
A Keck/HIRES Doppler Search for Planets Orbiting Metal-Poor Dwarfs
我们目前的结果，从我们正在进行的光谱搜索巨行星在1 AU周围的一个明确的样品的贫金属恒星与HIRES的凯克1望远镜。在1.5年的时间跨度内，我们已经实现了$\sim 8$ m/s的均方根径向速度精度。到目前为止收集到的数据建立了证据，证明没有非常短周期（$< 1$月）的巨行星。然而，在我们的样本中，大约7%的恒星表现出速度趋势，表明存在伴星。我们把初步上限的可探测的同伴质量作为轨道周期的函数，并将它们与欧空局未来的星载高精度天体测量观测站盖亚的性能进行比较。
2004-11-10 astro-ph
A New Deep HST/ACS CMD of I Zw 18: Evidence for Red Giant Branch Stars
我们目前的结果，从新的深HST/ACS测光的I Zw 18，最贫金属的蓝致密矮星系在附近的宇宙。之前有人认为这是一个非常年轻的系统，在不到5亿年前才开始形成恒星，但其他工作暗示这个星系中可能存在更老（> 1 Gyr）的红巨星分支（RGB）恒星。我们更深入的数据确实揭示了RGB的证据。因此，即使在最缺乏金属的系统中，也存在着潜在的古老（> 1 Gyr）星族，这意味着恒星的形成始于z > 0.1。RGB tip（TRGB）星等和造父变星的性质表明，I Zw 18比以前认为的更远（D = 19.0 +/- 1.8 Mpc）。
2007-02-09 astro-ph
Metallicity of Red Clump Giants in Baade's Window
红团巨星作为标准烛光可能非常有用。关于它们的I带绝对星等的稳定性存在一些争议，但似乎并不严重。对于它们的颜色没有任何争议，富金属巨星会比贫金属巨星更红更冷。本文的目的是指出，[Fe/H]与用华盛顿CCD测光法测定的巴德窗巨星的有效温度之间没有明显的相关性。对于这个令人惊讶的结果，没有任何解释。也不知道为什么银河系凸出的红团巨星比太阳附近的团巨星红0.2等（V-I）色。
1998-07-16 astro-ph
A Spectroscopic and Photometric Study of the Metal-Poor, Pulsating, Post-AGB Binary HD 46703
贫金属的后AGB星HD 46703是一个单线光谱联星，周期为600天，高速为-94 km/s，轨道偏心率为0.3。光变曲线研究表明，它也以29天的周期脉动。高分辨率、高信噪比的光谱被用于一项新的丰度研究。确定的大气模型为T（eff）= 6250 K，log（g）= 1.0，V（t）= 3.0 km/s，金属丰度[M/H] =-1.5。低的碳丰度和缺乏s-过程元素的增强表明该恒星没有经历过AGB的第三次挖掘。硫和锌的丰度比铁高，化学丰度与冷凝温度呈明显的反相关。丰度耗尽模式是类似的，在其他后AGB双星，和他们一样，是由于化学分馏的耐火元素到尘埃存储在一个环双星盘和再吸积的挥发性物质在恒星大气中。红外过剩很小，但过剩能量的分布非常类似于可以从磁盘中预期的。HD 46703加入了越来越多的耗尽后AGB恒星的名单，这些恒星可能被尘埃和稳定的环双星盘所包围。
2008-07-23 astro-ph
A Near-Infrared Photometric Survey of Metal-Poor Inner Spheroid Globular Clusters and Nearby Bulge Fields
用J、H、K、2.2微米连续谱和CO滤光片记录了银河系内球状体中一个贫金属（[Fe/H] < -1.3）球状星团的图象。在（K，J-K）CMD上的上巨星分支的形状和颜色，结合RGB-尖端的K亮度，被用来估计每个星团的金属丰度，红化和距离。CO指数用于识别凸出星，如果不从数据中删除，它将使金属丰度和距离估计产生偏差。在每个簇附近也观察到凸出区域。虽然巴德窗和NGC 6273附近的低频比平均值要浅得多，但球巨星分支光度函数的斜率在大多数区域之间并没有变化。这些数据还表明，在整个凸起中，HB的含量可能并不均匀，从某种意义上说，在最接近银河系中心的区域中，可能会出现比平均数量更多的红HB星。
2000-08-25 astro-ph
The Nearby and Extremely Metal-Poor Galaxy CGCG 269-049
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）和斯皮策太空望远镜的图像和测光的极端贫金属（Z = 0.03 Z_sol）蓝矮星星系CGCG 269-049。HST的图像显示了大量的红巨星和渐近巨星分支恒星，排除了该星系最近形成的可能性。根据红巨星分支尖端的星等，我们测量到CGCG 269-049的距离只有4.9 +/- 0.4 Mpc。该星系的光谱能量分布在~3.6 - 70微米之间，也最适合于来自主要为~10 Gyr的恒星的辐射，其中热尘埃辐射的温度为52 +/- 10 K。HST和Spitzer测光表明CGCG 269-049的恒星质量中有超过60%是由年龄约为10 Gyr的恒星组成的，与其他蓝矮星系相似。我们的HST H-alpha图像没有显示超新星驱动的外流可能从星系中移除金属的证据，我们也没有发现过去发生过这种外流的证据。再加上CGCG 269-049的中性氢质量与恒星质量之比很大（约为10），这些结果与最近的模拟结果一致，即本地矮星系的金属缺乏主要是由于恒星形成效率低下，而不是年轻或超新星喷出物逃逸。
2007-11-05 astro-ph
The Formation of Giant Elliptical Galaxies and Their Globular Cluster Systems
许多巨型椭圆星系的双模态球状星团（GC）金属丰度分布常被引用作为这类星系是通过富含气体的螺旋星系合并而形成的证据。在这些模型中，富含金属的GC被认为是在合并过程中形成的.我们探索一种替代的可能性：这些富含金属的集群代表星系的固有GC人口和所观察到的GC金属丰度分布的金属贫组成部分来自其他星系的GC捕获，无论是通过合并或通过潮汐剥离。从合理的假设的初始星系光度函数和GC金属丰度的依赖于母星系光度，我们表明，一个预先存在的种子星系通过合并和潮汐剥离的增长是伴随着捕获的金属贫GC的属性是类似于那些被观察到围绕巨大的椭圆。我们描述了一种方法，使用所观察到的金属贫和金属丰富的GC的数量来推断合并历史的个别椭圆星系，并使用这种技术来获得限制的星系数量和总光度吸积到目前为止的M49。我们认为，虽然GC特定的频率是保守的星系合并，同样可能不是真的潮汐剥离的主机星系团的平均场。模型GC金属丰度分布和特定频率的比较，观察到的充分研究的星系M49和M87表明，这是可能的，以解释其双峰GC金属丰度分布和不协调的特定频率，而不诉诸于合并中形成新的GC或通过调用多个爆发的GC形成。
1998-04-29 astro-ph
NLTE determination of the aluminium abundance in a homogeneous sample of extremely metal-poor stars
目标：铝是限制化学富集模型和第一颗超新星产额的关键元素。但是，在极贫金属（EMP）恒星中获得精确的铝丰度需要仔细考虑非LTE效应。研究方法：用改进的MULTI程序计算了53颗贫金属星的蓝共振铝谱线的NLTE剖面，并与观测结果进行了比较。结果如下：通过这些新的测定，样本中的所有恒星都显示出接近太阳值的Al/Fe比：[Al/Fe] =-0.06 +- 0.10，散射非常小。这些结果进行了比较，使用不同的SN II模型的化学演化的晕模型，并与最近的计算是兼容的。富钠巨星并没有发现富铝，因此，正如预期的那样，这些巨星中的对流只会将Ne-Na循环的产物带到表面。
2008-02-11 astro-ph
