Origin of elements#
从第一性原理（模型）出发预测在不同环境不同时间下的元素形成情况。
Introduction#
Burbidge et al. (1957)这篇是开山之作，有100页，但是得看。 我们现在知道不同的元素来源于不同的天体（不同质量的恒星、超新星、双星等）。 不同的元素在恒星内部形成，随着恒星的死亡抛向星际介质中，下一代恒星就带着这些新形成的元素形成。
观测方面，我们有越来越多的数据，包括中分辨率的大量恒星光谱以及高分辨率的太阳光谱等。
3氦过程是3个氦原子核（α粒子）转换成碳原子核的过程。
由于3氦过程需要较长的时间才能形成碳，因此在原初核合成不太可能发生。此一结果可以说明大爆炸为何没有制造出碳，因为在大爆炸之后的一分钟，就已经低于核聚变所需要的温度了。 所以质量数\(A>12\)的元素必定形成在恒星内部。 大约有一半的轻元素(C, N, F等)是在小质量的AGB星中造出来的(Kobayshi et al. 2011b，要看)。 \(\mathrm{^{13}C, ^{17}O, ^{25,26}Mg}\)等也会被AGB星造出来，所以也可以用在银河考古学上；依赖于金属丰度。 alpha元素(O, Mg, Si, S和Ca)则主要是在大质量恒星内部造出来的，然后被core-collapse超新星抛射到星际介质中(Kobayashi et al. 2006，要看)。 F, K , Sc和V可以被core-collapse超新星中的中微子过程增丰(Kobayshi et al. 2011a)。 与此不同的是，一般的iron-peak元素(Cr, Mn, Fe, Ni, Co, Cu, 和Zn)是在Ia型超新星中被造出来的(Kobayshi, Leung & Nomoto 2020)。 odd-Z元素的制造和前身星的金属丰度有关，因为它们的制造依赖于\(\mathrm{^{22}Ne}\)的剩余中微子，而\(\mathrm{^{22}Ne}\)是由在He-burning中被造出来的\(\mathrm{^{14}N}\)造出来的。
分开氢元素/alpha元素/odd-Z元素等。
Galactic chemical evolution (GCE) 模型可以用来检验这些理论并算出具体的参数(yield等; Kobayashi, Tsujimoto & Nomoto 2000)。 比如银河系的[α/Fe]–[Fe/H]关系可以被Ia型超新星的delay time解释，可以用于限制河外星系的恒星形成时标。 从C到Zn（除了Ti之外）的元素可以被GCE很好的模拟出来。
比Fe重的元素主要是在s和r过程中被制造出来的。 强s过程（Sr到Pb）主要在低质量AGB星的He-rich intershell中发生；弱s过程（Fe到Sr）主要在太阳丰度的大质量恒星以及高速自转的贫金属星中发生。
r过程的发生场所还在争论中。双中子星并合可能可以，但是和观测不吻合；magneto-rotational supernovae可能也行。
在这篇文章中，我们用模型模拟从C(A=12)到U(A=238)的元素演化。 讨论的元素丰度误差为0.1dex。
The MODEL#
元素增丰来源#
AGB星和core-collapse超新星#
这里的结构是先将原理，然后确定物理过程的数据是多少。
星风。 年老恒星都会通过星风将壳层的一些质量抛到星际介质中。 星风的质量为\(M_\mathrm{wind} = M_\mathrm{init} - M_\mathrm{remnant} - \sigma_i p_{z_i m}\)，\(\sigma_i p_{z_i m}\)在后面的yield表里有（为什么是减去？yield只是算超新星爆发的时候的抛出物吗？）。
AGB星。 原始质量为\(0.9\)到\(8M_\odot\)的恒星会经过AGB阶段。 The third dredge-up (TDU) 会将恒星内部已经合成好的元素带到恒星表面来，将\(^{12}\mathrm{C}\)和s过程的元素丰度提高。 对于初始质量\(\gt 4M_\odot\)的恒星，在AGB阶段它的对流区底部温度足够高以至于可以进行中子捕获核聚变，可以将刚合成好的元素(如\(^{14}\mathrm{N}\), \(^{23}\mathrm{Na}\)和\(\mathrm{Al}\))带到恒星大气中来。 本文根据不同的文章取了不同Z下的yield；后同。
Super-AGB星。 其实就是大质量的AGB星；它们可以形成更重的元素，所以yield是不同的。
Core-collapse超新星。 3D模拟的结果比1D还是差一点。 需要看看Nomoto的annual review（已下载）。 yield的误差来自于恒星演化中的各个物理过程，以及最后的collapse