Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope II. Discovery of Four Stars with [Fe/H] < -3.5
Vinicius M. Placco, Anna Frebel, Timothy C. Beers, Norbert Christlieb, Young Sun Lee, Catherine R. Kennedy, Silvia Rossi, Rafael M. Santucci
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METAL-POOR STARS OBSERVED WITH THE MAGELLAN TELESCOPE. II. DISCOVERY OF FOUR STARS WITH [Fe/H] ≤ − . Vinicius M. Placco , Anna Frebel , Timothy C. Beers , Norbert Christlieb ,Young Sun Lee , Catherine R. Kennedy , Silvia Rossi , Rafael M. Santucci Draft version July 16, 2018
ABSTRACTWe report on the discovery of seven low-metallicity stars selected from the Hamburg/ESO Survey,six of which are extremely metal-poor ([Fe/H] ≤ − ≤ − ∼ , ≤ − s -process elements, and hence may be additional examples of the so-called CEMP-no class ofobjects. Subject headings:
Galaxy: halo—techniques: spectroscopy—stars: abundances—stars: atmospheres—stars: Population II INTRODUCTION
The very metal-poor (VMP; [Fe/H] ≤ − .
0) and ex-tremely metal-poor (EMP; [Fe/H] ≤ − .
0) stars providea direct view of Galactic chemical and dynamical evo-lution; detailed spectroscopic studies of these objectsare the best way to identify and distinguish betweena number of possible scenarios for the enrichment ofearly star-forming gas clouds soon after the Big Bang.Thus, over the last 25 years, several large survey effortswere carried out in order to dramatically increase thenumbers of VMP and EMP stars known in our galaxy,enabling their further study with high-resolution spec-troscopy. Taken together, the early HK survey (Beerset al. 1985, 1992) and the Hamburg/ESO Survey (HES; Based on observations gathered with: the 6.5 meter MagellanTelescopes located at Las Campanas Observatory, Chile; South-ern Astrophysical Research (SOAR) telescope (SO2011B-002),which is a joint project of the Minist´erio da Ciˆencia, Tecnologia,e Inova¸c˜ao (MCTI) da Rep´ublica Federativa do Brasil, the U.S.National Optical Astronomy Observatory (NOAO), the Univer-sity of North Carolina at Chapel Hill (UNC), and Michigan StateUniversity (MSU); and New Technology Telescope (NTT) of theEuropean Southern Observatory (088.D-0344A), La Silla, Chile. National Optical Astronomy Observatory, Tucson, AZ85719, USA Departamento de Astronomia - Instituto de Astronomia,Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas, Universidade de S˜ao Paulo,S˜ao Paulo, SP 05508-900, Brazil Massachusetts Institute of Technology, Kavli Institute forAstrophysics and Space Research, 77 Massachusetts Avenue,Cambridge, MA 02139, USA Zentrum f¨ur Astronomie der Universit¨at Heidelberg, Lan-dessternwarte, K¨onigstuhl 12, 69117, Heidelberg, Germany Department of Astronomy, New Mexico State University, LasCruces, NM 88003, USA Research School of Astronomy and Astrophysics, AustralianNational University, Canberra, ACT 2611, Australia [A/B] = log ( N A /N B ) ⋆ − log ( N A /N B ) ⊙ , where N is the num-ber density of atoms for a given element, and the indices refer tothe star ( ⋆ ) and the Sun ( ⊙ ). Wisotzki et al. 1996; Christlieb et al. 2001; Christlieb2003; Christlieb et al. 2008) identified several thousandVMP stars (Beers & Christlieb 2005; for a more recentsummary of progress, see Frebel & Norris 2011). Todate, the two most metal-poor (strictly speaking, mostiron-deficient) stars found in the halo of the Galaxy,HE 0107 − − − − < − .
0) range,SDSS J102915+172927, with [Fe/H] = − − < − . < − .
5, 12 for[Fe/H] < − .
0, and only 4 stars observed to date with[Fe/H] < − . ∼ − . < − .
0) stars. It is important to under-stand whether this claimed shortfall in the expected num-bers of stars at the lowest metallicities is real, and per-haps the result of the nature of the progenitor mini-halosthat contributed to the assembly of the Galactic halo sys-tem, or simply an artifact introduced by, e.g., subtle (ornot so subtle) biases in observational follow-up strategiesor target-selection criteria. The high-resolution spectro-scopic study of Yong et al. (2013b) addresses preciselythis question. Based on a sample of 86 stars with [Fe/H] < − < − − − < − .
5, are required to better assessthe true nature of the halo system’s MDF, in particularits low-metallicity tail.As one explores the metallicity regime below [Fe/H] = − M ⊙ , the so-called Pop III.1 stars, although some have also exploredlower mass ranges, including characteristic masses on theorder of 10 M ⊙ , the Pop III.2 stars, or even lower.One of the important enrichment scenarios for EMPstars is based on material ejected by first-generation,core-collapse supernovae (SNe) in the early universe that,under certain circumstances (likely involving rapid ro-tation), undergo a process referred to as “mixing andfallback, ” (e.g., Nomoto et al. 2006, 2013); the massrange considered for these stars is 25 to 50 M ⊙ , but itis still rather uncertain. There are also models for moremassive, very rapidly-rotating, mega metal-poor (MMP;[Fe/H] < − .
0) stars (Meynet et al. 2006, 2010). Bothof these sources may be important contributors to theabundance patterns observed among many EMP stars.Details of the progenitors, such as their mass range, ro-tation range, binarity, etc., might be responsible for thedifferences in the observed abundance patterns amongindividual EMP stars.It has been recognized since the early work by Rossiet al. (1999), Marsteller et al. (2005), and Lucatelloet al. (2006), that a large fraction of EMP stars (be-tween 30% and 40%; see Placco et al. 2010; Lee et al.2013) present carbon over-abundances relative to iron(using the criterion [C/Fe] > +0.7 suggested by Aokiet al. 2007). The elemental abundance patterns of thesecarbon-enhanced metal-poor (CEMP - originally definedby Beers & Christlieb 2005) stars can help probe thenature of different progenitor populations, such as thosementioned above. Moreover, recent studies (Aoki et al.2007; Norris et al. 2013b) show that the majority ofCEMP stars with [Fe/H] < − . < − . V = 9 .
0, is aCEMP-no star (Ito et al. 2009, 2013). The distinctiveelemental abundance pattern associated with CEMP-nostars (which includes enhancements of light elements inaddition to C, such as N, O, Na, Mg, Al, and Si) hasbeen identified in high- z damped Lyman-alpha systems(Cooke et al. 2011, 2012), and has also been found amongstars in the so-called ultra-faint dwarf spheroidal galaxies(e.g., Norris et al. 2010).The main goal of this work is to seek further con-straints on the nucleosynthetic processes that took placeat early times in the formation and evolution of ourGalaxy. To accomplish this, we consider seven newlydiscovered VMP/EMP stars identified from medium-resolution spectroscopic follow-up of metal-poor candi-dates selected from the HES, including six EMP starsthat we tentatively classify as CEMP-no stars, based onhigh-resolution spectroscopic analysis. We have also de-etal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 3termined a number of elemental abundances for our pro-gram stars, including carbon, nitrogen, and the neutron-capture elements, which are useful for further distin-guishing between different enrichment scenarios for thesestars.This paper is outlined as follows. Section 2 presents de-tails of the target selection, as well as the medium- andhigh-resolution spectroscopic observations carried out forthe program stars. The determination of the stellar pa-rameters and comparison with medium-resolution esti-mates of these parameters are presented in Section 3,followed by a detailed abundance analysis in Section 4.Comparison between the abundances of the observed tar-gets and stars from other high-resolution spectroscopicstudies, together with astrophysical interpretations andpossible formation scenarios for our program stars, arepresented in Section 5. Finally, our conclusions and per-spectives for future work are given in Section 6. TARGET SELECTION AND OBSERVATIONS
Our program stars were originally selected accordingto the strength of their Ca ii K lines in low-resolution(R ∼ J − K ) colors. Medium-resolution (R ∼ ∼ Low-Resolution Spectroscopy
In this work, we continued the search for metal-poorstars from the HES stellar database. This search, whichused procedures similar to those described in Frebel et al.(2006b) and Christlieb et al. (2008), was based on theKPHES index (which measures the Ca ii K line strength,as defined by Christlieb et al. 2008), and the ( J − K ) color from 2MASS (Skrutskie et al. 2006). The reddeningcorrections were determined based on the Schlegel et al.(1998) dust maps. This search criteria led to a subsam-ple of metal-poor candidates (including bright sources)with KPHES < ii lines, regardless of their effective temperature), andin the color range 0.50 ≤ ( J − K ) ≤ Medium-Resolution Spectroscopy
Medium-resolution spectroscopic follow-up was carriedout along with observations of the sample of CEMP can-didates described by Placco et al. (2011), using the 4.1mSOAR Telescope and the 3.5m ESO New TechnologyTelescope (NTT). This is a necessary step in order to de-termine reliable first-pass stellar parameters, before ob-taining high-resolution spectroscopy of the most promis-ing stars.Most of the observations were carried out in semester2011B, using the Goodman Spectrograph on the SOARtelescope, with the 600 l mm − grating, the blue set-ting, a 1 . ′′
03 slit, and covering the wavelength range 3550-5500 ˚A. This combination yielded a resolving power of R ∼ ∼
30 per pixelat 4000 ˚A (using integration times between 15 and 30minutes). NTT/EFOSC-2 data were also gathered insemester 2011B with a similar setup, using Grism − ) with a 1 . ′′
00 slit, covering the wavelengthrange of 3400-5100 ˚A. The resolving power ( R ∼ ∼
40 per pixel at 4000 ˚A(using integration times between 2 and 12 minutes), weresimilar to the SOAR data.
CaII KHE 0048−6408 CaII KHE 0048−6408NTTCaII KHE 0139−2826 CaII KHE 0139−2826NTTCaII KHE 2141−3741 CaII KHE 2141−3741SOAR H b H g H d CaII KHE 2157−3404 CaII KHE 2157−3404SOARCaII KHE 2233−4724 HE 2233−4724NTT CaII KCaII KHE 2318−1621 HE 2318−1621NTT CaII K3500 4000 4500 5000 5500 l (Å)CaII KHE 2323−6549 3500 4000 4500 5000 5500 l (Å)HE 2323−6549SOAR CaII K Fig. 1.—
Comparison between low-resolution HES spectra (leftpanels) and SOAR/NTT medium-resolution spectra (right panels).Prominent spectral lines are identified in the medium-resolutionspecta.
The calibration frames in both cases included HgArand Cu arc-lamp exposures (taken following each scienceobservation), bias frames, and quartz-lamp flatfields. Alltasks related to calibration and spectral extraction wereperformed using standard IRAF packages. Table 1lists the details of the medium-resolution observationsfor each star. Figure 1 shows the comparison betweenthe low-resolution HES objective-prism spectra and themedium-resolution spectra of the seven program stars.One can note the lack of measurable features in the HESspectra, which is an indication of the low metallicity ofthe targets. In addition, at the resolution of the prismplates, there are no strong hydrogen lines visible from http://iraf.noao.edu. Placco et al.the Balmer series, suggesting that the targets have coolereffective temperatures. However, as can be seen from in-spection of the medium-resolution spectra, it is possibleto identify the Ca ii lines, as well as a few hydrogen linesfrom the Balmer series, as labeled in Figure 1. High-Resolution Spectroscopy
High-resolution data were obtained, during semesters2011B, 2012B, and 2013B, using the Magellan InamoriKyocera Echelle spectrograph (MIKE – Bernstein et al.2003) on the Magellan-Clay Telescope at Las CampanasObservatory. The observing setup included a 0 . ′′ . ′′ × ∼ ,
000 in the blue spectral rangeand R ∼ ,
000 in the red spectral range, with an aver-age S/N ∼
85 per pixel at 5200 ˚A (using integration timesbetween 15 and 60 minutes). MIKE spectra have nearlyfull optical wavelength coverage from ∼ .Figure 2 displays regions of the MIKE spectra – the leftpanel shows the region around the Ba ii line at 4554 ˚A;the right panel shows the Mg triplet around 5170 ˚A. l (Å)BaII TiII MgI TiIIFeII CrII 5160 5165 5170 5175 5180 5185 l (Å)HE 2323−6549HE 2318−1621HE 2233−4724HE 2157−3404HE 2141−3741HE 0139−2826HE 0048−6408 MgI MgI MgI Fig. 2.—
Examples of high-resolution spectra for the programstars in the region around the Ba 4554 ˚A line (left panels) and theMg I triplet (right panels). Line Measurements
Measurements of atomic absorption lines were basedon a line list assembled from the compilations of Aokiet al. (2002) and Barklem et al. (2005), as well as froma collection retrieved from the VALD database (Kupkaet al. 1999). References for the atomic gf values canbe found in these references. Equivalent-width measure-ments were obtained by fitting Gaussian profiles to theobserved atomic lines. Table 2 lists the lines used in thiswork, their measured equivalent widths, and the derivedabundances from each line. Lines with equivalent widthsmarked as “syn” refer to abundances calculated by spec-tral synthesis (see Section 4 for details). http://code.obs.carnegiescience.edu/python STELLAR PARAMETERS
Estimates of the stellar atmospheric parameters frommedium-resolution SOAR/NTT spectra were obtainedusing the n-SSPP, a modified version of the SEGUE Stel-lar Parameter Pipeline (SSPP - see Lee et al. 2008a,b; Al-lende Prieto et al. 2008; Smolinski et al. 2011; Lee et al.2011, 2013, for a description of the procedures used). De-tails of the implementation of these routines for use withnon-SDSS spectra can be found in T. Beers et al. (inpreparation). Table 3 lists the calculated T eff , log g , and[Fe/H], used as first-pass estimates of parameters for thehigh-resolution analysis.From the high-resolution spectra, effective tempera-tures of the stars were determined by minimizing trendsbetween the abundance of Fe i lines and their excitationpotentials. This procedure is known to underestimatethe effective temperatures relative to those determinedbased on photometry, and leads to small shifts in sur-face gravities and chemical abundances. Frebel et al.(2013) describes a procedure to overcome this issue, andprovides a linear relation to correct the “excitation tem-peratures” derived by spectroscopy to the more conven-tial photometric-based temperatures. This correction isbased on data for seven metal-poor stars with metallici-ties, temperatures, and gravities similar to our programstars. We apply the same procedure to obtain our finalstellar parameters. Microturbulent velocities were deter-mined by minimizing the trend between the abundancesof Fe I lines and their reduced equivalent widths. Sur-face gravities were determined from the balance of twoionization stages for iron lines (Fe I and Fe II ). For con-sistency, we allow the difference between the abundancesof the Fe I and Fe II lines to be in the interval [0 . , . l og g T eff (K)YY Isochrones for 12 Gyr[Fe/H] = −2.50[Fe/H] = −3.00[Fe/H] = −3.50 Fig. 3.—
H-R diagram for the program stars in this work. Theparameters listed are derived from the high-resolution spectra (seeTable 3). Overplotted are the Yale-Yonsei isochrones (Demarqueet al. 2004) for ages of 12 Gyr and 3 different values of [Fe/H].
The final atmospheric parameters for our programstars are listed in Table 3. Note the good agreement be-tween the [Fe/H] values derived from the medium- andhigh-resolution analyses. The T eff determinations alsoagree within 1- σ for all program stars. However, thereremain disagreements in the log g estimates, which areetal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 5greater for the targets with T eff < g estimates are not present in the spectra of starswith T eff < T eff and log g , compared with 12 Gyr Yale-Yonsei Isochrones (Demarque et al. 2004) for [Fe/H] = − − − ABUNDANCE ANALYSIS
Table 4 lists the derived elemental abundances (or up-per limits) for 20 elements estimated from the MIKEspectra. The σ values listed in the tables are the stan-dard error of the mean. A description of the abundanceanalysis results is provided below. Techniques
Our abundance analysis makes use of one-dimensionalplane-parallel model atmospheres with no overshooting(Castelli & Kurucz 2004), computed under the assump-tion of local thermodynamic equilibrium (LTE). We usethe 2011 version of the MOOG synthesis code (Sneden1973), with scattering treated with a source function thatsums both absorption and scattering components, ratherthan treating continuous scattering as true absorption(Sobeck et al. 2011).
Abundances and Upper Limits
Elemental abundance ratios, [X/Fe], are calculatedtaking solar abundances from Asplund et al. (2009). Up-per limits for elements for which no lines could be de-tected can provide useful additional information for theinterpretation of the overall abundance pattern, and itspossible origin. Based on the S/N ratio in the spectralregion of the line, and employing the formula given inFrebel et al. (2006a), we derive 3 σ upper limits for Zn,Y and Eu. The abundance uncertainties, as well as thesystematic uncertainties in the abundance estimates dueto the atmospheric parameters, were treated in the sameway as described in Placco et al. (2013). Table 5 showshow changes in each atmospheric parameter affect thedetermined abundances. Also shown is the total uncer-tainty for each element. In the following we present re-sults from the abundance analysis; discussion and inter-pretation of these results is provided in Section 5. Carbon and Nitrogen
Carbon abundances were determined from the molec-ular CH G − band feature at 4313 ˚A. Data for CH molec-ular lines were gathered from the compilation of Frebelet al. (2007), and references therein. For HE 0139 − − − − − − − − − − − . , +0 .
92] and [ − . , +0 . From Na to Zn
For all program stars, abundances for Na, Mg, Si,K, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Co and Ni were determinedfrom equivalent-width analysis only (see Table 2). Alu-minum abundances were determined using synthesis ofthe 3944 ˚A line, and the derived values agree with thoseobtained from equivalent-width measurements for boththe 3944 ˚A and 3961 ˚A lines. For HE 2157 − I and Ti II abundances arewithin 0.12 dex for five of our program stars. There arelarger differences for two program stars: HE 0048 − − I (5 and 3 lines, respectively). For Zn, two lines weremeasured: 4722 ˚A and 4810 ˚A. For HE 2141 − − Neutron-Capture Elements
Abundances for neutron-capture elements were calcu-lated via spectral synthesis. For weak spectral features,upper limits were determined following the procedure de-scribed in Frebel et al. (2006a).
Strontium, Yttrium — The abundances of these elementsare mostly determined from absorption lines in the bluespectral regions. The Sr 4077 ˚A and 4215 ˚A lines weremeasurable in all program stars. In the case of Y, abun-dances were derived from the 3774 ˚A line for five programstars; only an upper limit on the Y abundances was ob-tained for HE 2323 − − Barium — Ba is mainly produced by the s -process insolar-system material, but it is mostly produced by the r -process at low metallicity (Sneden et al. 2008). It is auseful species, as it possesses lines of sufficient strength Placco et al. N o r m a li z ed f l u x HE 0048−6408[C/Fe] = −0.60 [C/Fe] = −0.30 [C/Fe] = 0.00 0.000.200.400.600.801.001.20 N o r m a li z ed f l u x HE 0139−2826[N/Fe] = −0.47[N/Fe] = +0.03[N/Fe] = +0.530.700.750.800.850.900.951.00 N o r m a li z ed f l u x HE 0139−2826[C/Fe] = +0.23 [C/Fe] = +0.43 [C/Fe] = +0.63 0.000.200.400.600.801.001.20 N o r m a li z ed f l u x HE 2141−3741[N/Fe] = +1.07[N/Fe] = +1.37[N/Fe] = +1.670.700.750.800.850.900.951.00 4306 4307 4308 4309 4310 4311 4312 4313 4314 N o r m a li z ed f l u x l (Å)HE 2318−1621[C/Fe] = +0.84 [C/Fe] = +1.04 [C/Fe] = +1.24 0.000.200.400.600.801.001.20 3356 3358 3360 3362 3364 N o r m a li z ed f l u x l (Å)HE 2157−3404[N/Fe] = +0.36[N/Fe] = +0.66[N/Fe] = +0.96 Fig. 4.— left panels: example of a ch band used for carbon abundance determination. right panels: example of a nh band used fornitrogen abundance determination. the dots represent the observed spectra, the solid line is the best abundance fit, and the dotted anddashed lines are the lower and upper abundance limits, respectively, used to estimate the uncertainty. N o r m a li z ed f l u x l (Å)HE 2141−3741[Sr/Fe] = −0.77[Sr/Fe] = −0.57[Sr/Fe] = −0.37 4077.5 4077.8 l (Å)HE 2157−3404[Sr/Fe] = −0.68[Sr/Fe] = −0.48[Sr/Fe] = −0.28 4077.5 4077.8 l (Å)HE 2323−6549[Sr/Fe] = +0.28[Sr/Fe] = +0.08[Sr/Fe] = −0.180.600.650.700.750.800.850.900.951.00 4553.7 4554.0 4554.3 N o r m a li z ed f l u x l (Å)HE 2141−3741[Ba/Fe] = −1.38[Ba/Fe] = −1.28[Ba/Fe] = −1.18 4553.7 4554.0 4554.3 l (Å)HE 2157−3404[Ba/Fe] = −1.49[Ba/Fe] = −1.39[Ba/Fe] = −1.29 4553.7 4554.0 4554.3 l (Å)HE 2323−6549[Ba/Fe] = −0.63[Ba/Fe] = −0.53[Ba/Fe] = −0.43 Fig. 5.—
Spectral synthesis of the Sr 4077 ˚A (upper panels) andBa 4554 ˚A (lower panels) lines, for three program stars. The dotsrepresent the observed spectra, the solid line is the best abundancefit, and the dotted and dashed line are the lower and upper abun-dance limits, indicating the abundance uncertainty. to be detected even in stars with [Fe/H] . − .
5. Fig-ure 5 shows the spectral synthesis for the 4554 ˚A line.In addition to this feature, the 4934 ˚A was also used forabundance determinations for all program stars.
Europium — Eu is often taken as a reference element forthe neutron-capture elements that were mainly producedby the r -process in solar-system material, but it can alsobe produced by the s -process in asymptotic giant branch(AGB) nucleosynthesis. We were not able to determineabundances for Eu, due to the non-detection of the spec-tral features. Therefore, upper limits were determinedfrom the 4129 ˚A and 4205 ˚A lines. COMPARISON WITH OTHER STUDIES ANDINTERPRETATIONS
Observation of new stars in the range of metallicity[Fe/H] ≤ − . − − − − − − − − < − − < − −1.00.01.02.0 [ X / F e ] C N Mg−1.00.01.02.0 [ X / F e ] Al Si Ca−1.00.01.02.0 [ X / F e ] Ti Cr Yong 2013This work Mn−1.00.01.02.0−4.5 −4.0 −3.5 −3.0 −2.5 [ X / F e ] [Fe/H]Co −4.5 −4.0 −3.5 −3.0 −2.5[Fe/H]Ni −4.5 −4.0 −3.5 −3.0 −2.5[Fe/H]Zn Cayrel 2004 Fig. 6.—
Abundance ratios versus [Fe/H] for carbon, nitrogen, light elements and iron-peak elements, for stars with [Fe/H] < − Figure 6 shows the distribution of carbon, nitrogen, andother light-element and iron-peak abundances as a fun-tion of the metallicity, [Fe/H], compared to the stars with[Fe/H] < − CEMP Dependency on the Luminosity
As can be seen from Figure 6, C and N present a largerscatter than the remaining elements, which is believed tobe due to different formation scenarios. In particular, theCEMP stars are the subject of a number of recent stud-ies, which have attemped to determine their abundancepatterns and reproduce the main features by compar-ison with theoretical models (e.g., Bisterzo et al. 2009;Masseron et al. 2010; Bisterzo et al. 2012, among others).HE 2318 − − M = 0 . M ⊙ , typical of halo stars. With the exception ofHE 2323 − < − L/L ⊙ = 3 . L/L ⊙ = 3 .
0, our conclusion on the fraction of CEMP-no stars would be affected by this assumption. If thedepletion trend levels off beyond log
L/L ⊙ = 3 .
0, our Placco et al. −1.00.01.02.03.0 [ C / F e ] Yong 2013This work−1.00.01.02.03.0 −0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 [ N / F e ] log(L/L o ) Fig. 7.—
Upper panel: Carbon abundances as a function of lumi-nosity. The dashed line represents the CEMP classification of Aokiet al. (2007). Lower panel: Nitrogen abundances as a function ofluminosity. The circles represent the stars observed in this work,and crosses are data from Yong et al. (2013a). The solid verticallines for two star lines label the ranges in [N/Fe] allowed by theirlow-S/N spectra. The dashed line represents the solar [N/Fe] ratio.
CEMP-no fraction would be reduced by 50%. Additionalhigh-resolution spectroscopic studies of high-luminositygiants should help clarify this issue.According to the Aoki et al. (2007) classification, astar with log
L/L ⊙ = 3 . ≥ − − > +1.0) to be consistent with strong C de-pletion. This might be an indication that, even withinthe CEMP classification of Aoki et al. (2007), the pro-gram stars above the CEMP line at high luminosities andwith low N could have had either less C than expected([C/Fe] < +0.7) during their main-sequence evolution, orhave depleted more C than canonically expected. In ad-dition, the low N abundance could also indicate lack of in-ternal mixing in these objects, and not constrain the ini-tial carbon abundance. This behavior must be assessedwith higher S/N spectra in the NH region ( ∼ The “Forbidden Zone” and AvailableFragmentation Scenarios
Chemical abundances in EMP stars can also be usedto place constraints on the critical metallicity of the in-terstellar medium (ISM) for early star formation. Frebelet al. (2007) suggested a criteria for the formation of thefirst low-mass stars (“transition discriminant” – D trans ),using the [C/H] and [O/H] abundance ratios in metal-poor stars. These elements, when present in the ISM,act as efficient cooling agents, allowing gas clouds toreach temperatures and densities that enable fragmen-tation to a point where a low-mass star, still observ- able today, could be formed. Hence, there should bea threshould value (D trans = − trans as a function of themetallicity, [Fe/H], for our program stars and stars with[Fe/H] < − < +0.7, from Cayrel et al.(2004) and Yong et al. (2013a). The solid line shows thescaled solar D trans value, the dashed line shows the limitof D trans , the dotted lines show the uncertainty of themodel, and the shaded area marks the Forbidden Zone. D t r an s [O/Fe] = 0.88 ± 0.26Forbidden zoneCayrel 2004 − [C/Fe] < 0.7Yong 2013 − [C/Fe] < 0.7This work−4.0−3.5−3.0−2.5−2.0−1.5 [ S i / H ] [Fe/H]Cayrel 2004 − full sampleYong 2013 − full sample−5.5−5.0−4.5−4.0−3.5−3.0−2.5−2.0−1.5 −4.0 −3.5 −3.0 −2.5 Fig. 8.—
Upper panel: D trans versus [Fe/H] for the observedtargets and stars from the literature with [Fe/H] < − trans based on the model described inFrebel et al. (2007), and the dotted lines show the uncertainty ofthe model. The shaded area is the Forbidden Zone, where there isinsufficient C and O induced cooling for low-mass star formation.Lower panel: Silicon abundances as a function of [Fe/H]. The solidline represents [Si/Fe]=0 as a reference. The shaded areas markthe limits of the models presented in Figure 5 of Ji et al. (2013). There are no oxygen abundances available for our pro-gram stars and the Yong et al. (2013a) sample, so weestimated [O/Fe] for these targets based on the valuesof Cayrel et al. (2004) for stars with [C/Fe] < +0 . . −2.0−1.00.01.02.0 [ X / F e ] Sr Yong 2013This work Y François 2007−2.0−1.00.01.02.0 −4.5 −4.0 −3.5 −3.0 −2.5 [ X / F e ] [Fe/H]Ba −4.5 −4.0 −3.5 −3.0 −2.5[Fe/H]Eu Fig. 9.—
Abundance ratios versus [Fe/H] for neutron-capture elements, for stars with [Fe/H] < − Therefore, this assumption ([O/Fe] = 0.88 ± < +0.7) is a robust estimate made to calculateD trans . The error bars on the upper panel of Figure 8account for a 2 σ difference in [O/Fe]. It is possible tosee that, for the program stars with [Fe/H] < − trans values are above the scaled solar abundance pat-tern and are, within the error bars, above the ForbiddenZone, which is consistent with the cooling scenario de-scribed by Frebel et al. (2007).Ji et al. (2013) consider an alternative fragmentationmode, the impact of thermal cooling from silicon-baseddust on the formation of low-mass stars in the early uni-verse. This channel could account for the formationof low-mass EMP stars in cases where an insufficientamount of C and O were present to induce fragmenta-tion of the gas cloud. In fact, stars in the metallicityrange [Fe/H] < − < − < − The [Sr/Ba] Abundance Ratios
We can also make use of abundance ratios such as[Sr/Ba] to assess the likely nucleosynthesis pathways ofthe progenitors of our program stars. It has been arguedthat elements may be formed in different astrophysicalsites, since they require different neutron fluxes for theirformation (Qian & Wasserburg 2003). However, the re-cent study by Aoki et al. (2013) suggests that both ele-ments are produced in the same event (e.g., SNe II), buttheir observed ratio depends on specific features of theprogenitor, such as the collapse time of the star into ablack hole. In this view, the observed [Sr/Ba] ratios couldbe explained by the operation of a tr -process (“truncated r -process” – see Boyd et al. 2012, for further details) atearly times in the universe. −2.0−1.00.01.02.0 −4.5 −4.0 −3.5 −3.0 −2.5 [ S r / B a ] [Fe/H]Yong 2013This workCEMP−noCEMP−s Fig. 10.— [Sr/Ba] abundance ratio versus [Fe/H], for stars with[Fe/H] < − s stars of each sample. Figure 10 shows the [Sr/Ba] abundance ratio for theprogram stars, as well as data from Fran¸cois et al. (2007)and from Yong et al. (2013a). Also shown are the CEMP- s ([C/Fe] > +0.7 and [Ba/Fe] > +1.0) and CEMP-no ([C/Fe] > +0.7 and [Ba/Fe] < > − . s -process in theGalaxy (see Simmerer et al. 2004; Sivarani et al. 2004,for further details), and Ba is mainly formed by the s -process in solar-system material (85% according to Bur-ris et al. 2000). Moreover, the majority of these stars are CEMP- s (with [Ba/Fe] > +1.0), whose abundancepatterns are a direct evidence of mass transfer episodesfrom a low-mass AGB star in a binary system (see Placcoet al. 2013, for further details).In the [Fe/H] < − . r -process (or alternativelyby the tr -process, as mentioned above, or else by an s -process associated with the explosions of massive stars;see Cescutti et al. 2013). There appears to exist increas-ing scatter for [Sr/Ba] ratios with decreasing metallic-ity, which is consistent with the behavior of the dataanalyzed by Aoki et al. (2013). However, a number ofstars exhibit [Sr/Ba] ratios that are not entirely consis-tent with the cutoff at [Sr/Ba] > CONCLUSIONS
In this work we analyzed seven newly discoveredVMP/EMP stars, originally selected from the low-resolution HES plates, and followed up with medium-resolution, then high-resolution spectroscopy. Accordingto our analysis of the high-resolution spectra, six of themexhibit [Fe/H] < − ≤ − < < − − REFERENCESAllende Prieto, C., Sivarani, T., Beers, T. C., et al. 2008, AJ, 136,2070Aoki, W., Beers, T. C., Christlieb, N., et al. 2007, ApJ, 655, 492Aoki, W., Frebel, A., Christlieb, N., et al. 2006, ApJ, 639, 897Aoki, W., Norris, J. E., Ryan, S. G., Beers, T. C., & Ando, H.2002, ApJ, 567, 1166Aoki, W., Suda, T., Boyd, R. N., Kajino, T., & Famiano, M. A.2013, ApJ, 766, L13 Asplund, M., Grevesse, N., Sauval, A. J., & Scott, P. 2009,ARA&A, 47, 481Barklem, P. S., Christlieb, N., Beers, T. C., et al. 2005, A&A,439, 129Beers, T. C., & Christlieb, N. 2005, ARA&A, 43, 531Beers, T. C., Preston, G. W., & Shectman, S. A. 1985, AJ, 90,2089—. 1992, AJ, 103, 1987 etal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 11
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C., Allende Prieto, C., et al. 2011, AJ, 141,90Li, H. N., Christlieb, N., Sch¨orck, T., et al. 2010, A&A, 521, A10Lucatello, S., Beers, T. C., Christlieb, N., et al. 2006, ApJ, 652,L37Marsteller, B., Beers, T. C., Rossi, S., et al. 2005, Nuclear PhysicsA, 758, 312Masseron, T., Johnson, J. A., Plez, B., et al. 2010, A&A, 509,A93+McCarthy, I. G., Font, A. S., Crain, R. A., et al. 2012, MNRAS,420, 2245McWilliam, A., Preston, G. W., Sneden, C., & Searle, L. 1995,AJ, 109, 2757Meynet, G., Ekstr¨om, S., & Maeder, A. 2006, A&A, 447, 623Meynet, G., Hirschi, R., Ekstrom, S., et al. 2010, A&A, 521, A30Nomoto, K., Kobayashi, C., & Tominaga, N. 2013, ARA&ANomoto, K., Tominaga, N., Umeda, H., Kobayashi, C., & Maeda,K. 2006, Nuclear Physics A, 777, 424Norris, J. E., Wyse, R. F. G., Gilmore, G., et al. 2010, ApJ, 723,1632Norris, J. E., Bessell, M. S., Yong, D., et al. 2013, ApJ, 762, 25Norris, J. E., Yong, D., Bessell, M. S., et al. 2013, ApJ, 762, 28Placco, V. M., Frebel, A., Beers, T. C., et al. 2013, ApJ, 770, 104Placco, V. M., Kennedy, C. R., Rossi, S., et al. 2010, AJ, 139,1051Placco, V. M., Kennedy, C. R., Beers, T. C., et al. 2011, AJ, 142,188Pols, O. R., Izzard, R. G., Stancliffe, R. J., & Glebbeek, E. 2012,A&A, 547, A76Qian, Y., & Wasserburg, G. J. 2003, ApJ, 588, 1099Roederer, I. U., Preston, G. W., Thompson, I. B., et. al 2013, AJ,submittedRomano, D., Chiappini, C., Matteucci, F., & Tosi, M. 2005,A&A, 430, 491Rossi, S., Beers, T. C., & Sneden, C. 1999, in AstronomicalSociety of the Pacific Conference Series, Vol. 165, The ThirdStromlo Symposium: The Galactic Halo, ed. B. K. Gibson,R. S. Axelrod, & M. E. Putman, 264Ryan, S. G., Norris, J. E., & Beers, T. C. 1996, ApJ, 471, 254—. 1999, ApJ, 523, 654Ryan, S. G., Norris, J. E., & Bessell, M. S. 1991, AJ, 102, 303Schlegel, D. J., Finkbeiner, D. P., & Davis, M. 1998, ApJ, 500,525Sch¨orck, T., Christlieb, N., Cohen, J. G., et al. 2009, A&A, 507,817Simmerer, J., Sneden, C., Cowan, J. 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J., et al. 2009, AJ, 137, 4377Yong, D., Norris, J. E., Bessell, M. S., et al. 2013a, ApJ, 762, 26—. 2013b, ApJ, 762, 27York, D. G., Adelman, J., Anderson, Jr., J. E., et al. 2000, AJ,120, 1579
TABLE 1Observational Data for the Observed Candidates
HE 0048 − − − − − − − α (J2000) 00:50:45.3 01:41:36.8 21:44:51.1 22:00:17.6 22:35:59.2 23:21:21.5 23:26:14.5 δ (J2000) − − − − − − − J − K ) r (km/s) − − − − − − etal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 13 TABLE 2Equivalent Width Measurements
HE0048 − − − − − − − λ χ log gf W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ ˚A eV m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚AC CH4313.00 · · · · · · syn 4.4 syn 5.4 syn 5.2 syn 5.0 syn 4.3 a syn 5.30 syn 5.8C CH4322.00 · · · · · · · · · · · · syn 5.5 · · · · · · · · · · · · · · · · · · syn 5.30 syn 5.8N NH3360.00 · · · · · · · · · · · · syn 4.4 syn 5.9 syn 5.6 · · · · · · syn 5.40 syn 4.9Na I 5889.95 0.00 0.11 134.7 2.6 121.4 3.3 127.6 3.3 165.9 4.0 192.8 3.3 0.1 0.00 126.6 3.6Na I 5895.92 0.00 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Mg I 3838.29 2.72 0.49 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Mg I 4057.51 4.35 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Mg I 4167.27 4.35 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · K I 7698.96 0.00 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ca I 4226.73 0.00 0.24 · · · · · · · · · · · · · · · · · · − − − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ca I 4454.78 1.90 0.26 · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ca I 5588.76 2.52 0.21 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ca I 5857.45 2.93 0.23 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ca I 6102.72 1.88 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − − · · · · · · Ca I 6449.81 2.52 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Sc II 4246.82 0.32 0.24 107.4 − − · · · · · · · · · − − − · · · · · · − − − − − − − − − − − · · · · · · Sc II 4400.39 0.61 − − − − − − − − − − − − − · · · · · · Sc II 5031.01 1.36 − − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Sc II 5526.78 1.77 0.02 · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Sc II 5657.91 1.51 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti I 3989.76 0.02 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti I 3998.64 0.05 0.01 · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti I 4533.25 0.85 0.53 18.1 1.2 19.0 1.8 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ti I 4681.91 0.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti I 4981.73 0.84 0.56 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ti I 4999.50 0.83 0.31 14.3 1.3 12.2 1.8 17.0 2.0 21.4 2.2 22.2 1.4 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ti I 5014.28 0.81 0.11 10.0 1.3 11.3 1.9 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ti I 5192.97 0.02 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti I 5210.39 0.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 3489.74 0.14 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4012.40 0.57 − · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4053.83 1.89 − · · · · · · · · · · · · Ti II 4161.53 1.08 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · TABLE 2 — Continued
HE0048 − − − − − − − λ χ log gf W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ ˚A eV m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚ATi II 4163.63 2.59 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4184.31 1.08 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4290.22 1.16 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4337.91 1.08 − · · · · · · · · · · · · Ti II 4394.06 1.22 − · · · · · · Ti II 4395.03 1.08 − − · · · · · · · · · · · · Ti II 4399.77 1.24 − − − · · · · · · · · · · · · Ti II 4441.73 1.18 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4443.80 1.08 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4450.48 1.08 − − − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4501.27 1.12 − − · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4657.20 1.24 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4708.66 1.24 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4779.98 2.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 4805.09 2.06 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 5129.16 1.89 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 5185.90 1.89 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 5188.69 1.58 − · · · · · · · · · · · · Ti II 5226.54 1.57 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ti II 5381.02 1.57 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · V I 5195.40 2.28 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · V II 4005.71 1.82 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Cr I 3578.68 0.00 0.42 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Cr I 4254.33 0.00 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Cr I 4652.16 1.00 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Cr I 5206.04 0.94 0.02 48.8 1.6 34.0 1.9 43.1 2.2 59.3 2.5 · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Cr II 3408.74 2.48 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Mn I 4030.75 0.00 − · · · · · · − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Mn I 4754.05 2.28 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Mn I 4754.05 2.28 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · syn 2.4 · · · · · · · · · · · · · · · · · · Mn I 4783.43 2.30 0.04 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Mn I 4783.43 2.30 0.04 · · · · · · · · · · · · · · · · · · syn 2.4 · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Mn I 4823.53 2.32 0.14 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Mn I 4823.53 2.32 0.14 · · · · · · · · · · · · · · · · · · syn 2.4 · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Fe I 3565.38 0.96 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3727.62 0.96 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3753.61 2.18 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3786.68 1.01 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3815.84 1.48 0.24 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3839.26 3.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3840.44 0.99 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · etal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 15 TABLE 2 — Continued
HE0048 − − − − − − − λ χ log gf W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ ˚A eV m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚AFe I 3845.17 2.42 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3846.80 3.25 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3856.37 0.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3865.52 1.01 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3878.02 0.96 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3886.28 0.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 3895.66 0.11 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4005.24 1.56 − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4014.53 3.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Fe I 4032.63 1.49 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4044.61 2.83 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4045.81 1.49 0.28 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4063.59 1.56 0.06 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4067.98 3.21 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4070.77 3.24 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4071.74 1.61 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4095.97 2.59 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4098.18 3.24 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4109.80 2.85 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4120.21 2.99 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4132.06 1.61 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4134.68 2.83 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4139.93 0.99 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4143.41 3.05 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4153.90 3.40 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4154.50 2.83 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Fe I 4156.80 2.83 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4158.79 3.43 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4174.91 0.91 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4175.64 2.85 − · · · · · · · · · · · · Fe I 4181.76 2.83 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4184.89 2.83 − · · · · · · · · · · · · Fe I 4187.04 2.45 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4196.21 3.40 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4199.10 3.05 0.16 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Fe I 4227.43 3.33 0.27 41.1 3.7 34.7 4.0 · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · TABLE 2 — Continued
HE0048 − − − − − − − λ χ log gf W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ ˚A eV m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚AFe I 4247.43 3.37 − − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4352.73 2.22 − · · · · · · Fe I 4375.93 0.00 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4415.12 1.61 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4427.31 0.05 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Fe I 4442.34 2.20 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4447.72 2.22 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4459.12 2.18 − · · · · · · Fe I 4461.65 0.09 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4494.56 2.20 − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4602.94 1.49 − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4647.43 2.95 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4678.85 3.60 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4707.27 3.24 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4733.59 1.49 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4736.77 3.21 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4859.74 2.88 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4871.32 2.87 − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · Fe I 4918.99 2.85 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Fe I 4966.09 3.33 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 4994.13 0.92 − · · · · · · Fe I 5001.87 3.88 0.05 10.7 3.8 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Fe I 5006.12 2.83 − − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5041.76 1.49 − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Fe I 5051.63 0.92 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5079.22 2.20 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5079.74 0.99 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5083.34 0.96 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5110.41 0.00 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5123.72 1.01 − · · · · · · · · · · · · Fe I 5127.36 0.92 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5133.69 4.18 0.14 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Fe I 5142.93 0.96 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5150.84 0.99 − · · · · · · · · · · · · Fe I 5150.84 0.99 − · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5166.28 0.00 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5171.60 1.49 − − · · · · · · Fe I 5192.34 3.00 − · · · · · · · · · · · · etal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 17 TABLE 2 — Continued
HE0048 − − − − − − − λ χ log gf W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ ˚A eV m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚AFe I 5194.94 1.56 − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5202.34 2.18 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5216.27 1.61 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5232.94 2.94 − · · · · · · − · · · · · · Fe I 5281.79 3.04 − · · · · · · · · · · · · Fe I 5283.62 3.24 − · · · · · · · · · · · · Fe I 5302.30 3.28 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5324.18 3.21 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5328.53 1.56 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5339.93 3.27 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5369.96 4.37 0.54 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Fe I 5371.49 0.96 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5383.37 4.31 0.65 13.9 3.9 · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Fe I 5397.13 0.92 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5424.07 4.32 0.52 · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Fe I 5429.70 0.96 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5434.52 1.01 − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5455.61 1.01 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5506.78 0.99 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5572.84 3.40 − · · · · · · · · · · · · Fe I 5586.76 3.37 − · · · · · · Fe I 5615.64 3.33 0.05 35.1 3.7 28.5 4.0 31.5 4.1 52.9 4.5 · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 5658.82 3.40 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6065.48 2.61 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6136.61 2.45 − − · · · · · · Fe I 6191.56 2.43 − · · · · · · · · · · · · Fe I 6219.28 2.20 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6230.72 2.56 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6265.13 2.18 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6335.33 2.20 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6400.00 3.60 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6421.35 2.28 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6430.85 2.18 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6494.98 2.40 − · · · · · · Fe I 6592.91 2.73 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe I 6677.99 2.69 − · · · · · · Fe II 4178.86 2.58 − · · · · · · · · · · · · Fe II 4233.17 2.58 − − · · · · · · · · · · · · Fe II 4489.19 2.83 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 4491.41 2.86 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 4508.28 2.86 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 4515.34 2.84 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 4520.22 2.81 − · · · · · · · · · · · · Fe II 4522.63 2.84 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 4541.52 2.86 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 4555.89 2.83 − · · · · · · Fe II 4576.34 2.84 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 4583.84 2.81 − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Fe II 5234.63 3.22 − · · · · · · · · · · · · Fe II 5276.00 3.20 − · · · · · · · · · · · · Fe II 6456.38 3.90 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Co I 3842.05 0.92 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · Co I 3845.47 0.92 0.01 60.4 1.1 54.5 1.8 71.4 2.2 85.4 2.6 66.7 1.1 41.0 1.46 46.1 2.0
TABLE 2 — Continued
HE0048 − − − − − − − λ χ log gf W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ W log ǫ ˚A eV m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚A m˚ACo I 3873.12 0.43 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Co I 3881.87 0.58 − · · · · · · Co I 3995.31 0.92 − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ni I 3437.28 0.00 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ni I 3452.88 0.11 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ni I 3472.54 0.11 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ni I 3483.77 0.28 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ni I 3519.77 0.28 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ni I 4714.42 3.38 0.23 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ni I 4855.41 3.54 0.00 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ni I 5035.37 3.63 0.29 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ni I 5080.52 3.65 0.13 · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · ·
Ni I 5476.90 1.83 − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ni I 6767.77 1.83 − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Zn I 4722.15 4.03 − a a a a a a − · · · · · · a a a a a − − · · · · · · − − − − − − − − − − − − − − · · · · · · − − − − − − − − − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · a − − − − − − · · · · · · · · · · · · Y II 3950.35 0.10 − · · · · · · · · · · · · a − − · · · · · · · · · · · · a − − − − − − − − − − − − − − − − − − · · · · · · − − − − − − − − − − · · · · · · syn − a − a − a − a − a − a − a − a − a − a − a − a − a − a − a Upper limits. etal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 19
TABLE 3Derived Stellar Parameters
Medium Resolution High Resolution T eff (K) log g (cgs) [Fe/H] T eff (K) log g (cgs) ξ (km/s) [Fe/H]HE 0048 − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − TABLE 4Abundances for Individual Species
HE 0048 − − − − ǫ (X) [X/Fe] σ N log ǫ (X) [X/Fe] σ N log ǫ (X) [X/Fe] σ N log ǫ (X) [X/Fe] σ N C 4.40 − − · · · · · · · · · · · · − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ca I 2.88 0.29 0.03 9 3.39 0.51 0.02 16 3.37 0.33 0.02 10 3.69 0.24 0.01 12Sc II − − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Cr I 1.59 − − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Mn I 0.86 − − − − − a − a − a − a − a − a − a − a − − < · · · < · · · < · · · − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − < − · · · − < · · · − < − · · · − < − · · · − − − ǫ (X) [X/Fe] σ N log ǫ (X) [X/Fe] σ N log ǫ (X) [X/Fe] σ N C 4.30 − · · · · · · · · · · · · − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Ca I 3.03 0.34 0.03 9 2.96 0.29 0.03 12 3.42 0.43 0.02 12Sc II − − − − · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · · Cr I 1.17 − − − · · · · · · · · · · · · − · · · · · · · · · · · · Mn I 0.53 − − − − a − a − a − a − a − a − − < · · · < · · · < · · · − − − − − − − · · · · · · · · · · · · − < · · · − − − − − − − < − · · · − < · · · − < · · · a [FeI/H] and [FeII/H] values etal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. II. 21 TABLE 5Example Systematic Abundance Uncertainties for HE 2157 − Elem ∆ T eff ∆log g ∆ ξ σ tot +150 K +0.5 dex +0.3 km/sCH − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − − −−