Asymptotic giant branch evolution and its impact on the chemical evolution of the Milky Way and the Magellanic Clouds
恒星演化的渐近巨星分支（AGB）阶段是大多数中低质量恒星所共有的。宇宙中的大部分碳和氮都是由AGB恒星产生的。AGB封套的最终命运由行星状星云（PN）代表。通过研究PN丰度，并将其与恒星演化的产量进行比较，可以量化碳和氮的产生，并研究银河系和麦哲伦云种群的宇宙循环。在本文中，我们提出了PN化学丰度分析的最新结果及其对银河系和麦哲伦云化学演化的影响，特别注意碳丰度，只有通过紫外光谱才能获得。
2006-09-21 astro-ph
The chemical evolution of the Milky Way in a cosmological context
一个简短的概述提出了几个主题的银河系（MW）的宇宙学背景下的演变。特别是，金属丰度分布的MW晕解析推导和晕金属丰度和丰度模式进行了比较，本星系群。由内而外形成的MW盘的支持所观察到的丰度梯度的演变，而它们的大小表明，银河酒吧的作用是可以忽略不计的。最后，太阳邻域演化的经验基础（年龄-金属丰度关系和金属丰度分布），这是研究得最好的银河系子系统，最近受到严重质疑。
2006-11-15 astro-ph
Contrasting the chemical evolution of the Milky Way and Andromeda galaxies
星系的化学演化历史隐藏了它如何形成的线索，并随着时间的推移而变化。我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）的化学演化历史，以发现哪些是盘状星系化学演化的共同特征，哪些是依赖于星系的。我们使用一个半解析的多区化学演化模型。这些模型成功地解释了这两个具有相似质量和形态的本星系群旋涡星系中观测到的化学性质的平均趋势。我们的研究结果表明，虽然MW和M31的演化具有普遍的相似性，但需要在形成历史上的差异来详细解释观测结果。特别是，我们发现，在M31晕中观察到的较高的金属丰度可以解释为：a）较高的晕星形成效率或b）较大的下降晕气体储层与较长的晕形成阶段。这两种不同的图像将导致a）在低金属丰度下较高的[O/Fe]或b）M31晕中较年轻的恒星星族。这两张照片都在M31中产生了更大质量的恒星晕，这表明晕的金属丰度与恒星质量之间可能存在相关性。
2004-10-25 astro-ph
On the early chemical evolution of the Milky Way
对有关银河系早期化学演化的几个问题进行了批判性的讨论。特别是，它认为：1）所观察到的极贫金属恒星（Pop. II）的丰度模式并不限制第一代（Pop. III）恒星的质量范围;后者很可能是正常质量的恒星（10-50 Msun）或非常大质量的恒星（140-1000 Msun）或两类的组合。2)原始锂丰度（WMAP之后）和观测到的“Spite高原”之间的差异不可能是由于最近提出的一代大质量Pop. III恒星的破坏，除非这些恒星喷出的金属量可以忽略不计。3)所观察到的晕金属丰度分布可以很好地理解的分层星系形成的框架，如这里所示的一个简单的半分析模型。4)银河系的晕是由无数较小的子晕形成的，这可能对我们理解r元素的丰度模式有重要意义，而r元素的起源仍然不清楚。
2006-12-21 astro-ph
Chemical Inhomogeneities in the Milky Way Stellar Halo
我们从最近的文献中收集了699颗具有详细化学丰度信息的恒星样本（跨度为-4.2 < [Fe/H] < +0.3），并计算了它们的空间速度和银河系轨道参数。我们确定成员的内部和外部恒星晕人口在我们的样本中只基于他们的运动学性质，然后比较这些人口的丰度比作为[Fe/H]的函数。在两个群体重叠的金属丰度范围内（-2.5 < [Fe/H] < -1.5），外晕的平均[Mg/Fe]比内晕低约0.1倍。对于[Ni/Fe]和[Ba/Fe]，内晕的恒星间丰度离散度始终小于外晕。两个群体的[Na/Fe]、[Y/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比值显示出相似的平均值和分散水平。我们的内晕人口是化学均匀的，这表明银河系恒星晕的一个重要组成部分起源于一个良好的混合ISM。相比之下，我们的外晕人口是化学多样性的，这表明银河系恒星晕的另一个重要部分是在偏远地区形成的，那里的化学富集主要是由当地的超新星事件。我们没有发现丰度的趋势，从银河系中心的最大径向距离或从银河系盘的最大垂直距离。我们还发现，没有共同的运动学签名组的金属贫星与特殊的丰度模式，如阿尔法穷人的明星或明星显示独特的中子捕获富集模式。一些恒星和dSph系统具有独特的丰度模式，大部分时间都在银河系恒星晕的遥远区域，这表明银河系真正的外晕可能与当地的恒星晕几乎没有相似之处。
2008-10-20 astro-ph
On the origin of fluorine in the Milky Way
氟（19 F）的主要天体物理工厂被认为是II型超新星、沃尔夫-拉叶星和中等质量恒星的渐近巨星分支（AGB）。我们提出了一个半解析的多区化学演化模型的氟在银河系中的化学演化模型。我们首次定量地证明了沃尔夫-拉叶星和AGB星中氟核合成的影响。这后两个氟生产地点的包含提供了一个可能的解决方案，长期以来模型预测和银河系巨星中观察到的氟丰度之间的差异。最后，讨论了氟作为超新星和中等质量恒星在半人马座球状星团化学演化历史中的作用的可能探针。
2004-10-25 astro-ph
Properties and Chemical Evolution of the M31 Disk: Comparison with the Milky Way
采用银河系盘的化学演化模型，研究了M31星系盘的恒星形成和化学演化历史。我们主要研究了M31盘的整体性质。模型被标度到有关的盘参数，主要是盘标度长度和M31的盘重子总质量，我们采用的是$r_d$ = 5.5kpc和$M_{tot} = 7\times 10^{10}$ \ms。结果表明，当应用经典的Kennicutt恒星形成定律时，得到的气体面密度和恒星形成率（SFR）径向分布与M31盘的观测结果有很大差异。然后，我们采用了修改后的SFR，我们对银河系，即SFR是径向依赖。详细的计算表明，通过调整恒星形成效率，可以得到合理的气体和丰度分布，但总盘SFR比观测估计值高2-3倍。而且预测的SFR径向轮廓也比GALEX在外部观察到的要高得多。可能的原因是M31盘与其他因素相互作用，严重改变了恒星形成历史，或者由于不适当的消光校正而低估了观测到的SFR。
2008-07-16 astro-ph
Chemical Abundances and Milky Way Formation
恒星的化学元素比率有明确的系统趋势作为丰度的函数，这些趋势与运动学定义的恒星星族有很好的相关性。这是值得注意的，并对星系演化有重要的影响。源函数，即恒星的初始质量函数，必须几乎不随时间、地点和金属丰度而变化。每一颗正在形成的恒星都必须有一个混合的质量平均IMF产量，这意味着恒星形成率很低，大多数恒星形成在最多几个具有相似演化历史的区域。这些公认的结果很难与标准的等级形成模型相一致，该模型聚集了许多恒星单位：星系演化似乎是由气体组装和随后的恒星形成所主导的。本文介绍了最近关于银河系球核、恒星晕和厚盘的研究结果，以及一些新的结果。
2004-11-26 astro-ph
The Chemical Composition of Cepheids in the Milky Way and the Magellanic Clouds
我们通过FEROS和UVES高分辨率和高信噪比光谱测量了68颗银河系和麦哲伦造父变星的元素丰度，以确定化学成分对这些恒星性质的影响（参见Romaniello et al. 2005）。在这里，我们描述了我们开发的用于准确测定它们的耐用分析方法。由此产生的铁丰度范围在小麦哲伦星云中的恒星的~ -0.80 dex和银河系中最富金属的恒星的~ +0.20 dex之间。虽然每个星系的平均值与类似年龄的非脉动恒星非常一致，但造父变星显示出显着的差异。因此，测量单个恒星的金属丰度是至关重要的。
2005-10-18 astro-ph
Phase-Space Distributions of Chemical Abundances in Milky Way-type Galaxy Halos
受即将到来的银河系天体测量和光谱调查数据的启发，我们探索了Lambda CDM宇宙中分层形成的恒星晕模拟中的化学丰度特性和相空间分布。我们的Milky-Way型恒星晕模拟样本的平均金属丰度范围从[Fe/H] = -1.3到-0.9不等，大多数贫金属晕来自吸积历史，缺乏与大质量（富金属）卫星的破坏性合并。我们的恒星晕金属丰度随着恒星晕质量的增加而增加。[Fe/H]-恒星质量趋势的斜率模仿了被摧毁以建立晕的卫星星系的斜率，这意味着这种关系是分层传播的。所有模拟的晕包含一个显着的比例老恒星星族吸积超过10 Gyr前，在少数情况下，存在一些中间年龄的人口。与银河系相反，我们模拟的许多恒星晕包含古老的恒星星族，它们富含金属，起源于大质量卫星的早期吸积。我们认为，（金属丰富）恒星晕的M31属于这一类，而更多的金属贫晕的银河系是缺乏早期的大规模吸积事件。有趣的是，我们的等级形成的恒星晕通常在[Fe/H]和[alpha/Fe]中都有不可忽略的金属丰度梯度。这些梯度延伸几十kpc，并且可以在[Fe/H]中大到0.5 dex，在[alpha/Fe]中大到0.2 dex。最后，我们发现，化学丰度可以作为一个粗略的替代卫星星系的吸积时间。我们提出了一个标准，通过选择恒星的[α/Fe]比低于太阳能识别潮汐流空间。
2005-12-26 astro-ph
Chemical evolution and abundance gradients in the Milky Way
我们扩展我们的化学演化模型，成功地占在太阳附近的主要观测（Alibes，Labay和运河2001年），整个银河系晕和磁盘。我们假设一个由内而外的场景，通过外部物质的涌入来组装银河系。两种不同的组成的下落的材料已被认为是：原始的和轻微的金属富集（0.1 Z_{\sun}）。我们的计算遵循76种同位素的演化直到铁峰，但我们在这里只给出具有良好测量梯度的元素的结果：C，N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，Ar和Fe。这些元素的计算电流径向分布进行了比较，从HII区，B星，行星状星云和疏散星团的大样本数据。我们还讨论了丰度梯度的时间演化。良好的拟合与两个下降成分，更接近原始下降的情况下的观测数据。我们表明，从中等质量的恒星的贡献允许复制测得的C和N的丰度，但他们的比例，氧的档案仍然打开这些元素的核合成起源。在协议与以前的几项工作，我们的模型预测的平坦化与时间的丰度梯度，其中大部分发生在早期的星系演化。
2001-07-02 astro-ph
The evolution of the Milky Way monitored in the solar neighbourhood
在这篇评论中，我们集中在银河系的动态演化监测太阳附近。详细介绍和讨论了相关的数据集。在第二部分中，我们回顾了驱动动力学演化的各种机制。
2000-10-17 astro-ph
The early phases of Milky Way's chemical evolution
根据最近的VLT结果（关于星系晕中最贫金属恒星的丰度模式）和恒星核合成计算，分析了我们银河系化学演化的最早阶段。有人认为：1）在Pop. II恒星中观察到的意外丰度模式不是早期一代超大质量Pop. III恒星的印记; 2）在解释所观察到的丰度模式的各种建议中，非对称超新星爆炸中的核合成似乎最有希望。在后一种情况下，不对称性和金属丰度之间的间接相关性的数据建议。最后，VLT的数据证实了两个古老的“谜题”：在银河系演化的早期存在初级N（这限制了大质量恒星中质子与He燃烧产物的混合），以及在早期银河系中丰度比没有分散，至少在Fe峰值之前是这样（这与星际介质膨胀的时间尺度有关，但也与大质量恒星之间的产量变化有关）。
2004-11-15 astro-ph
Chemo-spectrophotometric evolution of spiral galaxies: I. The model and the Milky Way
螺旋星系的化学和分光光度演化的详细模型进行了研究，利用最新的成分（如金属丰度依赖的恒星属性）和处方的恒星形成率（SFR）的经验和理论证明。作为第一个应用，该模型被用来描述银河系的演化。所采用的磁盘形成方案（“由内而外”）在塑造各种化学和颜色配置文件的作用进行了研究，以及消光的作用。结果表明，太阳邻域不作为银河系作为一个整体的发展和一个区域模型与非线性SFR处方不能用来研究我们的银河系的演化。我们的模型的平均SFR显示匹配以及外部螺旋的观察。
1999-02-09 astro-ph
Planetary Nebula Abundances and Morphology: Probing the Chemical Evolution of the Milky Way
本文介绍了一个均匀的研究，在一个样本的79个北银河系行星状星云的形态类别已被统一确定的丰度。离子丰度和等离子体诊断来自文献中选定的光学线强度，元素丰度用Kingsbourgh和Barlow（1994）开发的电离校正因子估计。我们比较元素丰度的最终产量从恒星演化模型的低，中等质量的恒星，我们确认，大多数双极行星状星云有高的氮和氦丰度，是可能的后代恒星的主序星质量大于3个太阳的质量。我们推导出<Ne/O>=0.27，并讨论了这样一个高比率与太阳氖丰度的关系。我们测定了氧和氖的银河系梯度，得到δ log（O/H）/δ R=-0.01dex/kpc$和δ log（Ne/H）/δ R=-0.01dex/kpc。这些平坦的PN梯度与银河系金属丰度梯度随时间而变平的现象并不一致。
2006-07-20 astro-ph
A Brief History of Star Formation and Chemical Enrichment in the Bulge of the Milky Way
观测银河系隆起的恒星含量可以为解释遥远星系的观测提供重要的指导方针，特别是了解它们的恒星含量和演变。在这个简短的概述中，我将首先强调最近的一些工作，这些工作是针对测量恒星形成的历史和银河系中央几个秒差距的化学成分。这些观测结果表明，在过去的1亿年里，中心区域的恒星形成经历了一个阶段性的历史，发生了几次爆发（例如Blum et al. 1996 b）。Ram 'ırez等人（1998）对该区域的发光M星进行的高分辨率光谱观测，通过直接测量铁谱线，得到了接近太阳的[Fe/H]值。然后，我将介绍我的同事和我自己正在进行的一个项目的一些结果，该项目的目标是描绘银河系中央100秒差距的恒星形成和化学富集历史，即“内凸”。从新的光度数据，我们得出结论，有一个小的增加，平均[Fe/H]从巴德窗口的银河系中心，并推导出近太阳值的恒星在中心地区。对于距离银河系中心大于1 $^{\circ}$的径向距离，我们无法找到比巴德窗中的恒星明显年轻的可测量恒星群。在1 $^{\circ}$内，我们发现了许多发光的M巨星，它们很可能是不超过一两个Gyr前的恒星形成事件的结果。
1998-12-02 astro-ph
The Chemical Evolution of Galaxy Disks
我们讨论了必要的主要成分，以建立模型的螺旋星系，特别是银河系的化学演化。这些成分包括：恒星形成率，初始质量函数，恒星产额和气体流量。然后，我们讨论模型的化学演化的星系盘和比较他们的预测与主要的观测约束银河系和其他螺旋。我们的结论是，我们银河系的圆盘和其他螺旋很可能是通过一种“由内而外”的机制形成的，其中中心部分的坍塌速度比外部快得多。这个机制对星系盘的出现有重要的影响，它是红移的函数。
2000-10-19 astro-ph
The Dichotomy of the Halo of the Milky Way
我们总结的证据表明，银河系的晕包括两个不同的，广泛重叠，恒星组件。这两种结构表现出不同的化学组成，空间分布和运动学。这些结果是通过分析斯隆数字巡天（SDSS）的20，000多颗校准恒星获得的。恒星晕的二元性直接影响了星系形成模型，如银河系和其他大螺旋星系。
2008-04-14 astro-ph
The chemical evolution of Barium and Europium in the Milky Way
我们计算了钡和铕在银河系中丰度的演变，并将我们的结果与最近UVES大型计划“第一颗星”的观测丰度进行了比较。我们使用的化学演化模型已经再现了大多数观测约束。我们确认，钡是一种中子俘获元素，主要产生于低质量AGB星的热脉冲阶段的13 C中子源，在一个缓慢的中子俘获过程。然而，为了重现[Ba/Fe]与[Fe/H]的关系以及Ba的太阳丰度，我们建议Ba也应该作为r过程元素由10 - 30太阳质量的大质量恒星产生。另一方面，铕应该只是一种在相同质量范围内（10 - 30太阳质量）产生的r过程元素，与以前的建议不同，表明Eu生产者的质量范围较小。众所周知，在低金属丰度下，[Ba/Fe]和[Eu/Fe]比值有很大的差异，尽管在最新数据中较小。与我们的模型，我们估计这两个元素（Ba和Eu）的r-过程产量从大质量的恒星，更好地再现数据的趋势的范围。我们发现，具有相同的产量，能够解释所观察到的趋势，在[Ba/Fe]和[Eu/Fe]比的大的蔓延不能解释，即使在我们的银河系的化学演化的非均匀模型的背景下。因此，我们得出了收益率应被修改的金额，以充分考虑所观察到的价差。然后，我们讨论几种可能性来解释价差的大小。最后，我们认为在大质量恒星中[Ba/Eu]的产生比几乎是恒定的。
2005-10-17 astro-ph
The Milky Way as a Key to Structural Evolution in Galaxies
我们在理解银河系和其他星系的长期演化和形态方面的大部分努力都集中在其发光盘的平衡上。然而，所有可见和不可见的组成部分之间的相互作用是观察到的特征和驱动进化的主要原因。我将回顾关键的潜在动力学，并在许多示例中展示这如何导致不平衡和偏移核，可能触发条并导致扭曲。事实上，银河系像大多数螺旋星系一样展示了许多这些特征。此外，这些机制表明，观测到的形态取决于星系的性质，对任何特定的扰动都只有微弱的影响。由于这种趋同，理解星系的历史将是微妙的，需要研究银河系所能提供的细节水平。
2001-01-16 astro-ph
Abundance gradients in the Milky Way for alpha elements, Iron peak elements, Barium, Lanthanum and Europium
我们模拟了几种化学元素（O，Mg，Si，S，Ca，Sc，Ti，Co，V，Fe，Ni，Zn，Cu，Mn，Cr，Ba，La和Eu）在银河系盘中的丰度梯度，并将我们的结果与最近和均匀的观测数据进行了比较。我们采用的化学演化模型能够很好地再现太阳附近的主要性质。我们计算，为第一次，所有上述元素的丰度梯度在银河中心距离范围4 - 22千秒差距。与观测数据的比较造父变星在银河系的距离范围5-17千秒差距给出了一个非常好的协议，为许多研究的元素。此外，我们很好地拟合了镧在太阳附近的演化数据，我们在这里首次提出的结果。我们探索，也是第一次，在大银河系中心距离的丰度梯度的行为，通过比较我们的结果与数据相对于遥远的疏散星团和红巨星，并选择最好的化学演化模型的基础上。我们发现一个非常好的适合所观察到的丰度梯度，跟踪造父变星，为大多数的元素，从而证实了由内而外的情况下形成的银河系盘，以及通过核合成处方的有效性。
2006-09-29 astro-ph
Contrasting copper evolution in Omega Centauri and the Milky Way
尽管到目前为止发表了许多关于恒星核合成的研究，但恒星中产生铜的情况仍然难以捉摸。特别是，铜是否主要起源于大质量恒星或Ia型超新星仍然存在争议。为了回答这个问题，我们计算自洽的化学演化模型，考虑到更新恒星核合成的结果。通过对比欧米茄Cen和银河系中铜的演变，我们最终得到了一张图片，其中大质量恒星是欧米茄Cen和银河系圆盘中铜的主要生产者。
2007-03-29 astro-ph
A common trend in the chemical evolution of Local Group dwarf spheroidals and Damped Ly-alpha systems
我们比较化学丰度的本地组矮椭球体，从最近的UVES/VLT观测，和高红移阻尼莱曼α系统（DLAs），尘埃效应校正。我们特别关注α-捕获元素和铁之间的丰度比，α/Fe，这是一个众所周知的化学演化指标。在平面α/Fe与Fe/H的数据的比较表明，矮椭球体和DLAs之间的显着相似性，暗示在其化学演化的共同趋势。在任何给定的金属丰度下，这两种不同类型的天文目标的α/Fe比系统地低于银河系恒星。在化学演化模型方面，这表明，平均而言，dSph星系和DLA系统的特点是比银河系更低，或更偶发的恒星形成率。
2003-09-29 astro-ph
Enrichment of the Intergalactic Medium by the Milky Way Subgroup
我研究的化学富集的扩散气体的本集团内的银河系子群的星系的效果。较好的模型预测现在的星系际介质质量是初始重子质量的1/22，金属丰度是1/20 $Z_\odot$。近80%的星系际金属都是在银河系核球中产生的.
2001-08-27 astro-ph
Type Ia supernovae in a hierarchical galaxy formation model: the Milky Way
基于冷暗物质模型，我们研究了类银河系星系的化学演化。本文将Ia型超新星的化学富集作用引入Nagashima & Yoshii提出的Mitaka半解析星系形成模型。本文首次自洽地导出了类银河系中超新星Ia化学富集的恒星金属丰度及其比值的分布，并在一个分层的星系形成模型中进行了讨论。作为第一次尝试，我们假设所有的Ia超新星具有相同的寿命，并假设II型超新星（SNe II）的瞬时回收。我们发现，我们的模型很好地再现了金属丰度比[O/Fe]对[Fe/H]和{铁金属丰度分布函数}在太阳附近。这意味着所谓的G-矮星问题是通过星系的分级形成来解决的，而传统的整体塌缩模型中引入的解决这一问题的气体入口项可以很好地解释为一些物理过程的混合，如暗晕的分级合并，气体冷却，能量反馈以及由于超新星而导致的气体和金属注入到热气中。我们的模型预测在[Fe/H] $\simeq 0$的凸起中比在盘中有更多的氧增强型恒星。这一趋势似乎得到了最近观察结果的支持，尽管这些观察结果仍然存在不确定性。更多的数据在数量上和精度上将为星系形成提供独立和重要的约束。（节略）
2006-02-03 astro-ph
The Milky Way and the evolution of disk galaxies
我们提出了一个唯象的方法来研究盘星系的演化，基于i）的银河系（用作原型盘星系）的详细建模和ii）通过一些简单的标度关系，在冷暗物质模型的框架内获得的模型扩展到其他磁盘。主要结论是，平均而言，大质量盘形成恒星的时间要早于质量较低的恒星。目前还不清楚为什么"恒星形成层次“显然与"暗物质集合”层次相反。
2002-09-16 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; II. Star formation history
通过对552颗晚型矮星的色球年龄分布进行标度高度修正、恒星演化修正和体积修正，将其转化为恒星的形成历史。我们表明，我们的银河系的磁盘经历了增强情节的恒星形成在0-1 Gyr，2-5 Gyr和7-9 Gyr前，虽然后者爆发的现实仍然是不确定的。由于轨道扩散，恒星样本的诞生点分布在很大的距离范围内，因此可以估计出全球的恒星形成率。这些结果进行比较的金属富集率，给出的年龄-金属丰度的关系，与预期的时代，我们的银河系和麦哲伦云之间的密切接触，并与以前的恒星形成历史的测定。模拟被用来检查的恒星形成的历史，由于年龄的不确定性，和扩大的恢复功能，以及测量的概率水平，历史推导出由一个恒定的恒星形成的历史的统计波动产生的年龄相关的涂抹。我们以超过98%的置信度表明，我们银河系的恒星形成不是恒定的。
2000-08-03 astro-ph
Structure and evolution of the inner Milky Way galaxy: results from ISOGAL
DENIS/ISOGAL对银河系的近/中红外巡天首次探测了我们银河系最内部被遮蔽区域的恒星星族。年龄，金属丰度和消光校正的光度分别为这些恒星。一个古老的富含金属的人口占主导地位的内银河系隆起，但也有迹象表明存在一个年轻的人口。内部隆起有一个三轴的形状，跟踪深度对观测到的光度分布的影响。
2000-08-19 astro-ph
Chemical Evolution of Galaxies and Intracluster Medium
在这一系列讲座中，我将讨论星系化学演化的基本原理和模型。特别是，我提出了银河系的化学演化模型，并将其与现有的观测数据进行比较。从这个比较中，我们可以推断出对银河系形成机制的重要限制，以及对恒星核合成和超新星祖先的重要限制。椭圆星系的化学演化模型也显示在星系形成的两个竞争方案的框架：单片和分层。还介绍了矮恒星爆发星系的演化，并简要讨论了这些天体与阻尼莱曼α系统的联系。在星系演化的一般框架内，结合高红移天体的解释，讨论了不同类型（Ⅰ、Ⅱ）超新星的作用。最后讨论了椭圆星系和S0星系对团内介质的化学富集作用。
2002-03-20 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
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk III. Chemodynamical constraints
本文利用由424颗晚型矮星组成的样本研究了银河系盘的一些化学运动学性质。我们证明了一个恒星群的速度色散与该恒星群的年龄相关，遵循与t^0.26成正比的定律，其中t是恒星群的年龄。的顶点偏差的时间演化被认为是详细的。结果表明，顶点偏差似乎并不强烈依赖于恒星群的年龄。以前的研究在文献中似乎没有发现它，由于使用的统计年龄的恒星群，而不是个人的年龄。使用恒星的轨道参数，以获得有关其出生地的信息的可能性进行了研究，我们表明，平均银河中心半径可能是最可靠的恒星出生地指标。然而，这些信息目前不能用于获得径向进化的限制，由于一个内在的偏见，目前在所有的样本从附近的恒星。长期和随机加热机制通常调用解释年龄-速度色散关系的广泛讨论。我们认为年龄-速度色散关系可以反映盘星形成的湍流速度色散的逐渐减小，这一建议最初由Tinsley和Larson（1978）提出，并得到了最近几次盘演化计算的支持。提出了一种利用高红移星系来区分这两种模型的检验方法。
2004-05-24 astro-ph
