The role of nova nucleosynthesis in Galactic chemical evolution
在本文中，我们研究的影响新星核合成模型的化学演化的银河系。发现新星可能是盘星中观测到的~ 7 Li和~（13）C中不可忽略的部分的来源。此外，它们可能负责在后期产生大量的17 O，并可能占银河系15 N的主要部分。
2003-12-11 astro-ph
Two-component model for the chemical evolution of the Galactic disk
在本文中，我们介绍了一个两个组件模型的银河系盘研究其化学演化。厚盘和薄盘的形成发生在两个主要的吸积事件，都是高斯的下降率。薄前和薄后的银河系盘的形成的情况被认为是。通过$χ^2$ -检验，得到了模型与太阳附近新观测到的G矮星金属丰度分布函数（Hou et al 1998）的最佳拟合。我们的研究结果表明，后薄盘的银河系盘的形成方案应该是首选。尽管如此，模型预测和观测之间的其他比较。
1999-03-22 astro-ph
Galactic Chemical Evolution Redux: Atomic Numbers 6 < Z < 15
由于银河系化学演化模型无法再现观测到的原子序数6 < Z < 15的元素（和同位素）的太阳邻域分布，我们重新审视了相关的恒星和银河系模型，作为旨在解决这些长期存在的差异的雄心勃勃的新计划的一部分。避免使用（传统的）参数模型的低和中等质量的恒星演化，我们已经产生了一个新的，物理上自洽的，一套恒星模型，并集成到GETool，我们的半分析银河系化学演化软件包的核合成输出。预测的太阳附近几种轻质量和中等质量元素（及其同位素）的时间演变-从碳到磷-证明了新产量在协调理论和观测方面的功效。
2005-02-15 astro-ph
Analysis of the chemical evolution of the Galactic disk via dynamical simulations of the open cluster system
几十年来，疏散星团一直被用来研究银河系盘的结构和化学演化。由于它们的年龄和金属丰度可以相对较精确地确定，而且即使在很远的距离也可以观察到，它们是重化学元素丰度随年龄和银河系盘中位置变化的极好示踪剂。本文通过对银河系疏散星团系统动力学演化的数值模拟，分析了银河系的恒星形成历史和盘的化学演化。从团簇形成的历史和盘的化学富集的假设出发，我们模拟了银河系疏散星团系统的当前性质。这些模型与观测结果的比较，使我们能够检查假设的有效性，并提高我们的知识的初始条件的化学演化的银河系盘。
2006-04-25 astro-ph
Inhomogeneous Chemical Evolution of the Galactic Halo
我们描述了一个Monte Carlo模型的基本特征，该模型是专门设计来跟踪星系晕的非均匀化学演化的，同时考虑到局部富集和混合晕气体的影响，并特别强调由r-过程核合成产生的元素，如Eu。我们将我们的结果与贫金属晕星和球状星团如M13、M5、M92、M4的光谱数据进行了比较，并推断了在星系演化的第一个时期，晕星的恒星形成历史和超新星的速率和质量谱的一些限制。
1999-09-21 astro-ph
r-Process Calculations and Galactic Chemical Evolution
虽然r-过程核的起源仍然是一个长期的谜，但最近对星系晕中极贫金属恒星的光谱研究强烈表明，它与核心坍缩超新星有关。本文综述了近年来r过程的理论研究，特别强调了与核心坍缩超新星有关的天体物理方案。我们还回顾了银河系化学演化研究的最新进展以及极端贫金属晕星的光谱研究，这为我们更好地理解天体物理r-过程网站提供了重要线索。
2005-11-17 astro-ph
Planetary nebulae as probes for galactic chemical evolution
本文综述了行星状星云作为银河系化学演化探测器的作用。它们在整个银河系中的丰度被讨论为关键元素，特别是氧和其他α元素。来自行星状星云的丰度分布导致在银盘中建立径向丰度梯度，这是模拟银河系化学演化的重要约束。的径向梯度，以及确定的太阳附近，检查不同的区域。特别是对于银河系反中心，观测数据证实了星系演化模型的结果，该模型指出在大的银河系中心距离处梯度斜率减小。通过对不同年龄行星状星云样品的比较，研究了径向梯度的可能时间演化，结果表明，径向梯度发生了平坦化，这一点得到了一些星系演化模型的证实。星系核球是另一个重要的区域，其建模可以受到行星状星云观测结果的约束。过去几年的结果表明，膨胀星云的丰度分布与盘状天体相似，但分散度更大。
2006-04-28 astro-ph
Galactic Chemical Evolution and the abundances of lithium, beryllium and boron
提出了一个包含银河宇宙线核合成、$ν$过程、新星、AGB和C星的LiBeB演化模型。我们已经将银河宇宙射线核合成（GCRN）纳入了一个完整的化学演化模型，该模型考虑了从氢到锌的76种稳定同位素。任何成功的LiBeB演化模型也应该与其他观测约束相容，如年龄-金属丰度关系，G矮星分布或其他元素的演化。与此同时，我们已经检验了一个考虑了Wakker等人（1999）最后一次观测的富含金属的云落在盘上的模型与原始的坠落模型有多大的不同。
2001-01-31 astro-ph
Chemical Evolution of the Galactic Disk and Bulge
IAU第164届会议关于恒星星族的特邀评论。银河系为检验星系形成和演化的理论提供了一个独特的机会。对银河系中恒星的空间分布、运动学和化学丰度的研究使人们能够解决与这次会议有关的具体问题，例如银河系是什么时候组装的？这是一个持续的过程吗？银河系的合并历史是怎样的？
1994-12-19 astro-ph
Initial mass function and galactic chemical evolution models
在这方面的贡献，我们专注于通过不同的IMF获得的太阳附近的化学演化模型的结果。对不同形态类型星系的结果也进行了讨论。他们反对独立于恒星形成条件的普遍IMF。
2004-09-20 astro-ph
Galactic and Cosmic Chemical Evolution with Hypernovae
我们提供了新的核合成产率取决于金属丰度和能量（即，（正常超新星和超新星），并显示了太阳附近的重元素丰度从C到Zn的演变。然后，我们展示了银河系的化学动力学模拟，并讨论了G-矮星问题。最后给出了宇宙学模拟，并讨论了星系形成和化学富集。
2005-08-09 astro-ph
Inhomogeneous Chemical Evolution of the Galactic Halo: Abundance of r-process Elements
本文提出了一个基于蒙特卡罗技术的随机模型来研究星系晕的非均匀化学演化。特别是，我们认为本地富集和随后的混合星际气体产生的恒星形成的爆发，明确的星际气体云的碎片和合并。该模型考虑了云-云碰撞过程中晕气体的混合以及超新星喷出物进入星际介质的延迟混合。本文还讨论了晕气体落入银盘的后果。在不同的时间，云的质量谱，年龄-金属丰度的关系，和G-矮星的分布进行了调查。我们详细分析了我们的模型的预测丰富的元素，如铕，钡，锶在星系晕，生产后的$r$过程核合成的超新星质量范围的不同假设。最后，我们比较了贫金属晕星的化学成分的光谱数据与我们的结果。
2000-09-11 astro-ph
Perspectives in Galactic Chemical Evolution studies
在这篇评论中，我集中在几个选定的主题，最近的理论和/或观测进展，并在未来的重要发展预计。它们包括：1）同位素比的演化，2）混合过程和丰度比的分散，3）银盘中的Abdom梯度（和内星系的丰度模式），4）原生氮的问题和5）河外阻尼莱曼α系统（DLAs）中的Abdom模式。
2002-09-30 astro-ph
On star formation and chemical evolution in the Galactic disc
本文用星系化学演化模型分析了银盘的丰度梯度和径向气体分布。由于星系演化模型的主要不确定性之一是恒星形成（SF）过程，各种SF法律被认为是评估模型预测的不同假设的响应。只有一些SF定律能够成功地再现金属丰度梯度，而且只有在结合了适当的向外增加的坠落时间尺度（由内而外的形成情景）的情况下。尽管如此，很难同时再现所观察到的气体分布;因此，我们建议进一步改进模型。
1999-08-30 astro-ph
Detailed chemical composition of Galactic Cepheids. A determination of the Galactic abundance gradient in the 8-12 kpc region
最近引进的高分辨率/大光谱范围摄谱仪提供了详细研究经典造父变星化学成分的机会。本文对30颗造父变星中铁和6种轻金属（O、Na、Mg、Al、Si、Ca）的丰度进行了新的测定。我们也给出了一个新的估计银河系径向丰度梯度。用线深比法测定了恒星的有效温度，用Fe Ⅰ和Fe Ⅱ的电离平衡和生长曲线测定了表面重力和微湍流速度v $_{t}$。用经典的LTE大气模型计算丰度。丰度的RMS精度为0.05-0.10 dex的Fe，和0.05-0.20 dex的其他元素。在我们的样本中，造父变星具有类似太阳的丰度，目前的测量结果与以前的测定结果相当吻合。我们计算了8-12千秒差距区域的“单带”银河系径向丰度梯度，发现铁的斜率为-0.061 dex千秒差距$^{-1}$。
2007-02-13 astro-ph
Supernova Neutrino Process and its Impact on the Galactic Chemical Evolution of the Light Elements
为了解决银河系化学演化过程中超新星爆发中11B的过量产生问题，研究了超新星爆发中nu过程产生的轻元素的抛射质量与超新星中微子参数的关系，并对超新星中微子的约束条件进行了评估.通过后处理计算了SN 1987 A超新星爆发模型的详细核合成过程。11B和7 Li的喷射质量强烈依赖于μ中微子和τ中微子及其反粒子的温度，并与中微子的总能量大致成正比。银河系化学演化所需的~（11）B量和由典型中子星引力能推算的中微子总能量所对应的μ-和-τ中微子及其反粒子的温度范围在4.8 MeV ~ 6.6 MeV之间。在中微子能谱具有非零化学势的情况下，这个范围减少了约10%。
2004-10-27 astro-ph
Inhomogeneous chemical evolution of the Galactic disk: evidence for sequential stellar enrichment?
我们调查的起源类似年龄的F和G矮星在本地银河系盘之间观察到的丰度变化。我们提出的参数，在当地的银河系盘ISM的金属缺乏气体和连续的恒星世代的连续富集相结合的陨石坑的支持。我们表明，银河系的化学演化模型，同时考虑到这些过程是一致的观测到的丰度变化之间的类似年龄的矮星在太阳附近的本地磁盘ISM中观察到的丰度。对于合理的参数选择，这些模型可以再现单个元素M = C，O，Fe，Mg，Al和Si的[M/H]变化以及在丰度-丰度关系（如[O/Fe]）中观察到的分散。对于相同的模型，连续的恒星富集的贡献，所观察到的丰度变化的幅度可以高达50%。我们讨论了连续的恒星富集和贫金属气体的间歇性下降对银河系盘不均匀化学演化的影响。
1996-07-08 astro-ph
Subgiants as probes of galactic chemical evolution
本文导出了23颗候选亚巨星的化学丰度，目的是探索它们对研究星系化学演化的有用性。ESO CAT-CES和NOT-SOFIN的高分辨率光谱覆盖了光谱可见光部分的16个不同光谱区域。大约200种不同的原子和分子谱线已被用于大约30种元素的丰度分析。强大的，压力加宽的金属线的翅膀被用来确定恒星的表面重力，这已经与重力来自依巴谷天体和等时质量。恒星的空间速度是从依巴谷和辛巴达的数据中得到的，年龄和质量是从最近的等时线中得到的。只有12颗恒星被证明是次巨星，即在矮星和巨星阶段之间的进化轨道的“水平”部分。次巨星的丰度与矮星的丰度非常接近。除了锂和碳可能的例外，我们发现亚巨星没有显示出主序后演化的“化学”痕迹，因此它们是研究银河系化学演化的非常有用的目标。
2004-07-13 astro-ph
The delayed contribution of low and intermediate mass stars to chemical galactic enrichment: An analytical approach
考虑到中低质量恒星（LIMS）作为代表性恒星对星际介质的延迟贡献，我们得到了一个新的化学演化方程的解析解，该解仅适用于恒星形成速率与气体质量成正比的封闭箱模型.我们得到增加的C/O和N/O比与O/H，行为不可能匹配的瞬时再循环近似（IRA）。我们的结果，得到两个分析方程，是非常相似的数值模型，考虑到每个恒星的寿命。这个延迟模型成功地再现了太阳附近的C/O-O/H和Y-O关系的演化。这种分析近似是一个有用的工具，研究化学演化的LIMS产生的元素时，银河系的化学演化代码是不可用的。
2008-07-09 astro-ph
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge
电子温度，密度，离子和元素丰度的氦，氮，氧，氩，硫和氖的膨胀行星状星云的样本，其中间质量人口的代表。利用这些结果作为约束，银河系隆起的化学演化模型的开发。结果表明，最好的拟合是使用双入模型，其中第一个是原始气体的快速坍缩，第二个是缓慢的，并在第一幕期间由隆起本身喷出的物质富集。
2005-08-31 astro-ph
Big-Bang Nucleosynthesis and Galactic Chemical Evolution
氘是重子密度的最佳指示物;然而，只有它目前的丰度是已知的（并且只是局部的），它的化学演化与$^3$ He的化学演化交织在一起。由于银河系的丰度在空间上是不均匀的，平均化学演化模型并不适合外推太阳前的D和$^3$他的丰度，他们的原始值。我们介绍了一种新的方法，明确解决异质性，并表明，十年之久的大爆炸核合成一致性间隔$η\approx (2 -8)\times 10^{-10}$的基础上D和$^3$他是强大的。
1995-08-18 astro-ph
Yields of Massive Stars and their Role in Galactic Chemical Evolution Studies
根据最近的理论结果，我们回顾了中等质量元素（从C到Zn）从大质量恒星的产额及其相关的不确定性。我们认为这些收益的作用，我们的理解的化学演变的太阳附近和我们的银河系的晕。目前的产量复制在一个令人满意的方式太阳系的组成，但仍有几个问题有关的丰度比晕星。
1999-12-09 astro-ph
Oxygen abundances in the Galactic Bulge: evidence for fast chemical enrichment
目标：我们光谱特征的银河系隆起推断其恒星形成的时间尺度，相比其他银河系的组成部分，通过其个别恒星的化学签名。方法：我们推导出铁和氧丰度的50 K巨星在四个领域向银河系的隆起。目标星的高分辨率（R= 45，000）光谱是在VLT上用FLAMES-UVES收集的。研究结果：在6300 ° F的禁限线上测量到的氧，显示出[Fe/H]的明确趋势，其中[O/Fe]在膨胀型恒星中高于厚盘型恒星，而厚盘型恒星比薄盘型恒星的氧含量更高。结论：这些结果支持了一种情况下，隆起形成之前，更迅速地比磁盘，因此MW隆起可以被视为一个原型的老球体，与早期类型（椭圆形）星系的形成历史相似。
2006-09-05 astro-ph
Chemical abundances of planetary nebulae towards the direction of the galactic anticenter
在本文中，我们报告了新的观测结果，并得出了位于反中心方向的26个行星状星云（PN）的样品的化学丰度。这些星云大部分都是遥远的天体，位于银河系中心距离大于8千秒差距的地方，因此它们对于确定距离银河系中心很远的径向梯度特别有用。本结果与先前确定的丰度的比较表明，径向丰度梯度变平的距离大于约10千秒差距的中心。
2004-05-03 astro-ph
A Search for Chemical Signatures of Galactic Mergers
我们提出了一组高速贫金属星的初步丰度分析。本报告介绍了我们正在进行的工作。我们研究的背景下，以前的研究中的贫金属恒星异常丰度和/或极端的银河系中心轨道的衍生丰度。这个样本中包括BD+80 245，一颗先前已知具有异常低α元素丰度的恒星，以及G4-36，一颗新的低α恒星。
1999-09-16 astro-ph
Chemical Evolution of Clusters of Galaxies
星系团内介质的高金属丰度通常是基于椭圆星系的星系风假设来解释的。在这个框架中，我们开发了一个玩具模型，按照化学演化的ICM，制定类似于单个星系的化学模型。与通常的模型一样，我们的星系团模型包括：（a）由椭圆星系的星系风模型导出的“星系产额”;（b）参数化的星系形成率;（c）恒星初始质量函数（IMF）;（c '）类普雷斯-谢克特星系初始质量函数。该模型是用来测试的响应预测的金属含量和丰度演化的ICM不同的输入星系模型。最后计算了星系团的光度函数，以约束模型参数。
2001-07-13 astro-ph
Galactic Chemical Evolution
星系演化理论所依据的主要现代观测数据是系统的形态、动力学、颜色和化学。单独地，每一个都为任何给定的模型提供了重要的约束;一致地，这四个代表了化学动力学模拟的基本（棘手的）边界条件。我们回顾了目前最先进的半解析和化学动力学模型的银河系，强调这两种方法的优点和缺点。
2003-12-10 astro-ph
Chemical abundances in six nearby star-forming regions: implications for galactic evolution and planet searches around very young stars
在本文中，我们提出了在六个恒星形成区的化学丰度的研究。恒星参数和金属丰度的推导使用高分辨率，高S/N光谱的弱线T-Tauri星在每个区域。结果表明，恒星形成区附近的丰度离散度很小（[Fe/H]仅为0.033dex）。发现的平均金属丰度略低于太阳，但一旦考虑到误差，则与太阳相容。导出的Si和Ni的丰度表明，所观察到的恒星具有典型的银河系薄盘星相同的金属丰度的丰度。这些观测的影响简要讨论的背景下，银河系的化学演化，当地星际介质丰度，并在太阳附近的金属丰富的恒星（即恒星更有可能港湾行星）的起源。未来的行星搜索方案周围非常年轻，附近的恒星的影响也进行了讨论。
2008-01-16 astro-ph
The Chemical Residue of a White Dwarf-Dominated Galactic Halo
晕初始质量函数（Halo initial mass functions，IMF），严重偏向于白矮星（white dwarf，WD）的前体（即1->8 M_sun），已经被认为是解释沿大麦哲伦星云视线方向微透镜统计的合适机制。这样的IMF显然可以调用，而不违反目前观察到的WD光度函数。通过采用一个简单的化学演化参数，我们证明，调和所观察到的晕族II矮人丰度（即[C，N/O]=-0.5），从假定的“WD重”IMF（即[C，N/O]=+0.5），是困难的。
1996-12-13 astro-ph
Chemical Abundances of Luminous Cool Stars in the Galactic Center from High-Resolution Infrared Spectroscopy
我们目前的化学丰度在一个样本的发光冷恒星位于30 pc的银河系中心。碳、氮、氧、钙和铁的丰度来自H-和K-波段的高分辨率红外光谱。丰度结果表明，在太阳附近Fe丰度，相对于太阳和银河系盘，[O/Fe]和[Ca/Fe]分别平均增加了+0.2和+0.3dex。银河系中心的恒星显示出几乎均匀和接近太阳的铁丰度。A（Fe）= 7.59 ± 0.06的平均值与以前的工作一致。银河系中心恒星之间的铁丰度的总范围，0.16德克斯，显着窄于文献中发现的老鼓人口的铁丰度分布。我们对银河系中心30 pc范围内的Fe丰度的快照样本年龄小于1 Gyr;时间（或空间）上更大的样本可能会发现更广泛的丰度分布。
2007-07-18 astro-ph
Galactic Chemical Evolution: Hydrogen Through Zinc
使用60个不同质量（11 $\ltaprx$ M/M \sun $\ltaprx$ 40）和金属丰度（0，10 $^{-4}$，0.01，0.1和1 Z \sol）的II型超新星模型（Woosley \& Weaver 1994）的网格输出，计算了从氢到锌的76种稳定同位素的化学演化。化学演化的计算采用了一个简单的银河系动力学模型（以40亿年的$e$ -折叠时间尺度进入指数盘和1/r $^2$膨胀），以及标准的演化参数，如Salpeter初始质量函数和二次施密特恒星形成率。详细地比较了理论结果与金属丰度在-3.0 $\ltaprx$ [Fe/H] $\ltaprx$ 0.0 dex范围内的恒星丰度观测值。虽然我们的讨论集中在太阳附近有最多的观测，超新星率，一个固有的银河量，也进行了讨论。
1994-11-01 astro-ph
The chemical evolution of the solar neighbourhood
最近的银河系化学演化模型解释了大质量恒星（特别强调恒星风）的最新演化模型以及中等质量和大质量双星的影响。对结果进行了总结。我们还提出了一个关键的讨论恒星旋转对整体星系化学演化模拟的可能影响。
2002-10-17 astro-ph
Galactic Winds and the Photo-chemical Evolution of Elliptical Galaxies: The Classic Model Revisited
我们考虑椭圆星系同时的化学、光度和气体热能演化。化学丰度的演化在群内介质（ICM）是由不同的时间尺度的气体喷射，通过超新星（SNe）驱动的风，从矮，正常和巨大的椭圆形，并同时监测。重点放在影响，和敏感性，基本的恒星初始质量函数（IMF），恒星形成效率，超新星Ia型率，超新星遗迹（SNR）的动态，和恒星核合成的最新进展。与许多以前的研究不同，我们坚持广泛的光学（例如颜色-金属丰度-光度关系）和X射线（例如最近ASCA ICM丰度测量）观测约束。IMF偏向于高质量的恒星，至少在恒星形成的早期阶段，牵连，以满足所有的观测约束。
1997-05-14 astro-ph
Lead: Asymptotic Giant Branch production and Galactic Chemical Evolution
铅在银河系中的富集是在银河系化学演化的详细模型的框架下进行的，该模型已经被证明足以重现O和从Ba到Eu的元素的化学富集。恒星产额是通过核合成计算的渐近巨分支（AGB）阶段的低，中等质量的恒星，涵盖了广泛的金属丰度。恒星结构的物理参数来自以前计算的完整恒星演化模型。结果表明，低质量AGB星是银河系中Pb的主要生产者，对金属丰度有复杂的依赖关系，在[Fe/H] ~-1处有最大生产效率。我们的计算成功地再现了太阳系中Pb同位素的丰度：为了解释太阳能208 Pb的50%以上，经典的s-过程分析所赋予的“强成分”的作用实际上是由低质量和低金属量AGB恒星中Pb的高产量所发挥的。然后，我们遵循银河系的化学演化的铅同位素，并给出我们的期望的s-过程的贡献，他们每个人在太阳系形成的时代。最后，我们提出了新的光谱估计的Pb丰度的场星的样本，并比较它们，连同其他几个可用的测定，[Pb/Fe]在银河系中的预测趋势。
2000-11-02 astro-ph
Chemical composition of evolved stars of high galactic latitude
为了寻找演化恒星，我们对高银纬超巨星样本进行了丰度分析。我们发现HD 27381的大气参数和丰度模式与后AGB恒星HD 107369非常相似。HD 10285和HD 25291是中度贫金属的，显示了混合的影响，将NeNa循环的产物带到了表面。高银纬B超巨星HD 137569显示了在后AGB恒星中常见的难熔元素的选择性耗尽。我们发现高速B型星HD 172324的Fe族元素丰度中等偏低，但CNO丰度与盘B超巨星非常相似。观测到的径向速度的变化，瞬态出现的氢线轮廓和在7774的O I线加倍的排放组件支持该恒星是一个脉动变星或双星的可能性。
2005-09-02 astro-ph
Chemical evolution of Elliptical Galaxies and the ICM
我们提出了一个新的模型，考虑到SN反馈，详细的核合成和星系风的椭圆星系的化学演化。我们讨论了星系风对ICM化学富集的影响，并计算了星系注入ICM的每个粒子的能量。
2002-10-24 astro-ph
Chemical Evolution of the Galactic Bulge as Derived from High-Resolution Infrared Spectroscopy of K and M Red Giants
我们目前的K和M红巨星成员的银河系膨胀来自高分辨率的红外光谱与凤凰摄谱仪双子座南。所研究的元素是碳、氮、氧、钠、钛和铁。在所研究的红巨星中C和N丰度的演化表明，它们的氧丰度代表了恒星诞生时的原始值。氧是通过[O/Fe]与[Fe/H]探测隆突化学富集时间尺度的优越元素。球内的[O/Fe]-[Fe/H]关系不符合盘的关系，[O/Fe]值高于盘的值。钛的行为也类似于氧对铁的影响。根据这些升高的[O/Fe]和[Ti/Fe]值延伸到大的Fe丰度，这表明，凸起经历了更迅速的化学富集比晕。此外，在那些Fe丰度最大的凸起目标中，[O/Fe]和[Ti/Fe]都有所下降，这意味着影响化学演化的另一个来源：可能是Ia型超新星。钠的丰度显着增加，在凸起的金属丰度增加，可能反映了从II型超新星的金属丰度依赖产量，虽然钠污染的H-燃烧在中等质量的恒星不能排除。
2006-07-17 astro-ph
Comparison of Chemical Evolution Models for the Galactic Disk
比较了不同研究小组在不同假设条件下计算的银盘化学演化{ \it best}模型，并与观测约束条件进行了比较。模型之间的差异和相似之处进行了讨论，强调测试的重要性，不仅太阳附近，但整个磁盘。金属丰度梯度的历史被发现是非常敏感的不同模型假设的恒星形成和下降率，因此可以提供重要的线索盘的演化情景。所有被检验的模型都表明，氘从其原始丰度到现在的丰度的损耗最多为3倍，并且某些元素（例如$^3$ He，$^{13}$ C，可能还有$^{18}$ O）的恒星核合成需要一些修正。
1995-12-14 astro-ph
Chemical abundances of the Galactic H II region NGC 3576 derived from VLT echelle spectrophotometry
本文介绍了银河系H Ⅱ区NGC 3576的阶梯光栅分光光度法。这些数据是用VLT UVES阶梯光栅摄谱仪在3100至10400埃范围内拍摄的。我们测量了458条发射线的强度，其中344条是H_0、He_0、C ~+、N_0、N ~+、N ~+~+、O_0、O ~+、Ne ~+、S ~+、Si_0、Si ~+、Ar_0和Ar ~+的允许谱线，它们有的是由复合产生的，有的主要是由荧光产生的。电子温度和密度已确定使用不同的连续谱和线强度比。我们从纯复合线导出了He ~+、C ~+、O ~+、O ~+~+和Ne ~+~+离子丰度。我们还推导出了大量不同元素离子的碰撞激发线的丰度。通过比较巴尔末和Paschen [O III]温度，以及从碰撞激发和复合线获得的O++和Ne++离子丰度，已经获得了非常一致的估计t2。NGC 3576的化学成分与其他银河系H II区域和太阳的化学成分进行了比较。第一种方法的气相银河系径向丰度梯度的C以及C/O比已经取得。
2004-04-06 astro-ph
Galactic chemical evolution of Ba-peak elements
对于受中子俘获影响的元素，特别是那些在原子序数56至63范围内的元素（Ba、La、Ce、Pr、Nd、Sm和Eu），银河系的化学演化也随之而来。在TP-AGB星的脉冲间隔期间，主要的13 ^C源在辐射条件下释放的中子引起了有效的s-处理，使低质量的AGB成为重元素化学演化的主要贡献者。的S-过程的情况下，其特征在于使用AGB恒星演化计算与FRANEC代码（FRASCATI拉夫森-牛顿演化代码）进行了分析，并适用于广泛的恒星质量和金属丰度。在低金属丰度恒星的r-过程元素的存在下，表明了银河系的早期世代的恒星，和低质量SNII似乎是很好的候选人初级生产的r-核的迅速富集。本文所用的化学演化模型是在三带、晕、厚盘和薄盘上组织的。
1998-09-16 astro-ph
Galactic chemical enrichment with new metallicity dependent yields
新的详细的恒星产额的几个元素物种的大质量恒星在广泛的质量（从6到120 Msol）和金属丰度（Z = 0.0004，0.004，0.008，0.02，0.05）。我们的计算是基于帕多瓦的演化轨迹，并考虑到最近的结果恒星演化，如超调和静态质量损失，主要关注的影响，初始化学成分的恒星。最后，我们还介绍了Woosley & Weaver 1995年关于SNae爆炸核合成的现代结果。还讨论了超大质量天体（从120到1000 Msol）的化学产额问题。我们的大质量恒星产额网格与Marigo等人（1996，1997）关于中低质量恒星的演化和核合成的结果是互补的，后者也是基于Padova演化轨迹。总之，它们代表了一套完整的恒星产额，具有前所未有的均匀性和自洽性。根据Talbot & Arnett（1971，1973，1975）和Chiosi（1980）首次提出的公式，我们的新恒星产额被插入到一个计算原始气体流入时银河系圆盘化学演化的代码中。作为第一个应用程序，该代码被用来开发一个模型的化学演变的太阳附近，与现有的观测约束条件进行了详细的比较。
1997-11-27 astro-ph
The Helium and Heavy Elements Enrichment of the Galactic Disk
我们提出了化学演化模型的银河系盘。我们还提出了一个新的确定的X，Y和Z的M17银河系金属丰富的HII地区。我们比较我们的模型与银河系HII地区的丰度银河系盘。从银河系化学演化模型预测的$ΔY/ΔO$比是在非常好的协议与$ΔY/ΔO$值来自M17和原始氦丰度，Yp，考虑到存在的温度变化，在这个Hii地区。从M17的观测结果中我们得到了$ΔY/ΔZ = 1.97 \pm 0.41$，它与太阳附近K矮星的两个$ΔY/ΔZ$测定值（分别为$2.1 \pm 0.4$和$2.1 \pm 0.9$）非常一致。我们还比较了我们的模型与太阳丰度。太阳和猎户座星云的O/H值与我们的化学演化模型符合得很好。
2008-08-01 astro-ph
Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the Iron peak
我们已经建立了一个详细的标准化学演化模型来研究太阳附近直到铁峰的所有化学元素的演化。我们认为银河系是由河外气体经过两次指数递减的注入而形成的。在第一次的撞击事件中，持续时间为$\sim$ 1 Gyr，晕和厚盘是由原始气体组装而成的，而薄盘则是在第二次的撞击事件中形成的，时间尺度要长得多。该模型很好地再现了太阳附近的主要观测约束，太阳诞生时的元素丰度计算值与太阳丰度非常吻合。通过包含整个恒星质量范围内的金属丰度依赖的产率，我们遵循氢和锌之间的所有化学元素的76种同位素的演化。这些结果面临着大量的和最近的观测数据，我们详细讨论了恒星核合成的影响。
2000-12-27 astro-ph
The Galactic Habitable Zone I. Galactic Chemical Evolution
我们提出了“银河系宜居带“（GHZ）的概念。类似于星周宜居带（CHZ），GHZ是银河系中的一个区域，在那里，类地行星可以在其表面保留液态水，并为类动物有氧生命提供长期栖息地。在本文中，我们研究GHZ对银河系化学演化的依赖性。唯一最重要的因素可能是类地行星的质量取决于其诞生云的金属丰度。我们非常近似地估计，要建造一个可居住的类地行星，金属丰度至少需要太阳的一半。类地行星的质量对内部热损失、挥发性物质存量和大气损失有重要影响。一个关键问题是维持板块构造的行星的产生，这是一个关键的回收过程，可以提供反馈，以稳定具有海洋和大气层的行星上的大气温度。由于银河系早期强烈的恒星形成活动，星际介质中重要的放射性同位素$^{40}$ K，$^{235, 238}$ U，$^{232}$ Th的浓度相对于地球上丰富的元素Fe一直在下降。同样重要的可能是Si和Mg相对于Fe的相对丰度，这影响了类地行星内核相对于地幔的质量。所有这些元素和同位素都随时间和银河系中的位置而变化;因此，在银河系其他位置和时间形成的行星系统与太阳的金属丰度相同，不一定会形成可居住的类地行星。
2001-03-12 astro-ph
3-D Simulations of the Chemical and Dynamical Evolution of the Galactic Bulge
本文提出了一个银河系形成的三维流体动力学N体模型，并特别讨论了星系核团的形成。从宇宙学的初始条件出发，我们得到了一个与银河系性质相似的恒星系统。然后，我们分析了我们的模型中的核球星的化学和运动学性质，并找到与观测数据的定性协议。我们的模型的早期演化揭示了大多数球星形成于次星系合并（球星合并的组成部分）。由于合并引起的强烈的恒星爆发，这类恒星的金属丰度分布函数变得与观测到的一样宽。我们发现，另一组的凸起星形成后，在内部区域的磁盘（非合并组成部分的凸起星）。由于形成时代的不同，这组恒星的铁的主要来源与合并成分不同。合并和非合并成分中的铁主要分别来自II型和Ia型超新星。由于Ia型超新星喷发出的铁比II型超新星多$\sim$ 10倍，因此非合并成分的[Fe/H]往往高于合并成分的[Fe/H]，这扩大了金属丰度分布函数。从这些结果中，我们认为，银河系的隆起包括两个化学上不同的组件，一个已经通过亚星系团合并在原星系中迅速形成，另一个已经逐渐形成的内盘。
2003-01-21 astro-ph
The influence of binaries on galactic chemical evolution
了解我们所生活的银河系是现代科学面临的最大智力挑战之一。随着高质量观测数据的出现，我们银河系的化学演化模型在过去几年中一直是许多研究的主题。然而，所有这些研究都缺少一个元素，那就是密近双星的演化。原因：它们的演化非常复杂，也许只有单个恒星才能完成这项工作。幸运的是，目前我们知道大多数观测到的恒星都是双星或多星系统的成员，某些物体只能通过双星演化形成。因此，不考虑近距离双星演化的星系研究可能是不现实的。由于布鲁塞尔天体物理研究所多年来在恒星演化和双星演化方面积累了大量的专业知识，我们发现自己处于一个特殊的位置，能够第一个进行包含详细双星演化的化学演化模拟。密近双星演化的复杂性使得许多天文学家不将双星纳入他们的研究。然而，它并不总是最简单的生活方式，给你最大的兴奋和满足。
2004-10-01 astro-ph
Reconstructing fossil sub-structures of the Galactic disk: clues from abundance patterns of old open clusters and moving groups
大规模化学标记的长期目标是利用恒星元素丰度作为银河系圆盘分散子结构的示踪剂。识别这些丢失的恒星聚集体并探索它们的化学性质将是理解盘形成和演化的关键。现今的恒星结构，如疏散星团和移动星群，是化学标记可行性的理想试验场，因为它们被认为是最初较大的恒星形成聚集体的残余。直到最近，文献中还缺乏对疏散星团和运动星团的高精度元素丰度研究。本文回顾了近年来疏散星团高分辨率丰度研究的进展，探讨了疏散星团的各种丰度变化趋势，并对大尺度化学示踪的前景进行了展望。
2008-10-13 astro-ph
Dispersal of massive star products and consequences for galactic chemical evolution
大质量恒星的产物从其诞生地分散的过程在确定观测到的丰度方面起着根本性的作用。我讨论参数化元素扩散和它们在化学演化中的作用，重点是理解当今的分散和均匀性的金属。湍流在混合过程中占主导地位，其特征时间尺度为10^8年，这意味着金属在ISM中的显著稀释。这允许一个粗略的估计富集事件的金属丰度分布函数。许多系统，包括银河系和附近的星系，显示出金属丰度分散，但似乎与纯粹的不均匀演化一致。也有像I Zw~18这样的系统表现出很强的均匀性，这可能与小星系尺寸，高恒星形成率和/或超级风有关。
2002-07-24 astro-ph
Chemical Evolution models of Local Group galaxies
本文综述了本星系群标准化学演化模型的现状和发展趋势，讨论了我们从这些模型中所学到的，我们知道我们还没有学到的，以及我认为我们在不久的将来会学到的。它描述了如何银河系的化学演化模型已经帮助表明：i）严格的约束，原始核合成可以来自所观察到的银河系的丰度的轻元素，ii）银河系已经吸积外部气体从早期的时代到现在的时间，iii）绝大多数的星系晕恒星已经形成相当迅速的早期时代。最近的矮星系的化学演化模型，虽然至今仍不确定，但由于目前正在获得的新一代光度和光谱数据的质量，预计在不久的将来将变得非常可靠。
2003-08-26 astro-ph
Chemical Abundance Distributions of Galactic Halos and their Satellite Systems in a Lambda CDM Universe
我们提出了一个宇宙学动机的恒星晕的层次形成模型，其中包括一个半分析处理银河系的化学富集耦合到数值模拟，跟踪卫星的轨道演化和潮汐破坏。这项研究的一个主要动机是观测到卫星星系中恒星的化学丰度与银河系晕中恒星的化学丰度之间的系统差异。具体来说，对于相同的[Fe/H]值，邻近卫星星系中的恒星显示的[α/Fe]比明显低于晕中的恒星。我们发现，所观察到的化学丰度模式是一个自然的结果的过程中，银河系的层次组装。这一结果是因为在这种背景下，恒星晕是由早期（超过8-9 Gyr前）吸积的卫星星系形成的，并富含II型超新星产生的α元素。相比之下，今天幸存下来的卫星通常是在最后4-5 Gyr内吸积的，由于II型和Ia型超新星的贡献，其[α/Fe]值接近太阳。我们使用我们的模型来调查的丰度分布函数（使用[Fe/H]和[α/Fe]比）的恒星在晕和幸存的卫星。我们的结果表明，形状和峰值的丰度分布函数提供了一个直接探测星系的吸积历史。
2005-07-05 astro-ph
Chemical composition of Galactic OB stars II. The fast rotator Z Oph
猎户座Z星，HD 149757，是一颗O 9.5 Vnn的恒星，具有非常高的投影旋转速度（vsini >= 340 km \s）。它也是一颗经典的逃逸星，因为它有很高的自行。我们对其光谱进行定量分析，以测量恒星的重要观测值，如质量，有效温度，光度和He，C，N和O丰度。将这些观测值与日内瓦小组的旋转演化模型预测的值进行比较，我们发现这两套模型都不能再现恒星的特征。尽管如此，由于其失控的性质，这种差异的原因可能是恒星不是单个物体演化的结果，而是近距离双星系统演化的产物。
2005-07-18 astro-ph
Early type stars at high galactic latitudes II. Four evolved B-type stars of unusual chemical composition
我们提出了另外四个明显正常的B型星的差分光谱分析结果。异常异常（如He、C、N富集）、慢自转和/或高重力表明程序星是演化的低质量B型星。为了追踪它们的进化状态，讨论了几种情况。可以排除后AGB进化。PG 0229+064和PG 1400+389可能是水平分支（HB）星，而HD 76431和SB 939已经从极端HB（EHB）演化出来。HD 76431的低氦丰度与EHB后的演化一致。剩余恒星中氦、碳和氮的富集可以解释为，经过核处理的物质在表面的深度混合，或者是被磁场和/或恒星风改变的扩散过程。对它们银河系轨道的运动学研究表明，这些恒星属于一个古老的星盘种群。
2001-09-27 astro-ph
Chemical abundances in the inner 5 kpc of the Galactic disk
高分辨率，高信号噪声光谱数据的四个年轻的B型恒星躺在银河系中心。从它们的吸收线轮廓确定它们的大气参数，并对连续谱进行紫外光度测量，表明它们是稍微偏离平面的大质量物体，可能诞生于距中心2.5-5千秒差距的盘中。我们已经进行了详细的绝对和差分逐线丰度分析的四颗恒星相比，在太阳附近的大气参数非常相似的两颗恒星。恒星似乎富含所有采样良好的化学元素（C，N，Si，Mg，S，Al），除了氧。这四颗恒星大气中的氧丰度与太阳附近的氧丰度非常相似。如果这些年轻恒星的光球成分反映了银河系内部的气态ISM，那么，所推导出的增强型金属的值与Rolleum等人（2000）和其他人之前推导出的银河系丰度梯度的外推非常一致。然而，氧的数据表明，银河系内部的这种元素可能并不比正常情况下更丰富，这种情况的物理原因尚不清楚。
2000-09-11 astro-ph
Galactic chemical evolution of heavy elements: from Barium to Europium
我们遵循的元素从Ba到Eu的银河系的化学演化，使用一个演化模型适合复制一个大的银河系（本地和非本地）和河外的约束。丰中子核的输入恒星产额被分为s过程和r过程分量。在低质量的热脉冲渐近巨星分支星中，s过程元素的产生来自两个中子源的联合操作：占主导地位的反应13 C（α，n）16 O，在脉冲间阶段的辐射条件下释放中子，以及反应22 Ne（α，n）25 Mg，在热不稳定性期间略微激活。由此产生的s过程分布强烈依赖于恒星的金属丰度。对于本文所讨论的标准模型，在Z = Z_sun/4附近出现了Ba峰元素的急剧产生。关于r-过程的产量，我们假设r-核的生产是一个主要的过程发生在恒星附近的最低质量限制的II型超新星的祖先。对每个核的r-贡献计算为在太阳系形成时期其太阳丰度与银河系化学演化模型给出的s-贡献之间的差异。我们比较我们的结果与光谱丰度的元素从Ba到Eu在不同的金属丰度（主要是从F和G星）表明，所观察到的趋势可以理解的中子俘获核合成的现有知识的光。最后，我们讨论了一些新出现的功能，值得进一步审查。
1999-03-30 astro-ph
