History of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies Imprinted on Abundance Patterns of Neutron-Capture Elements
中子捕获元素（如钡）的恒星丰度模式被用作推断矮球状（dSph）星系中恒星形成过程的有力工具。研究发现，在银河系dSph星系的恒星中，钡与铁的丰度相关，天龙座、六分仪座和小熊座有一个类似于银河系贫金属恒星中钡-铁相关性的特征。这两个相关性的共同特征可以实现我们的非均匀化学演化模型的基础上的超新星驱动的恒星形成的情况下，如果dSph星形成的气体的速度色散约26公里/秒。这种速度色散与恒星光度一起强烈表明暗物质主导dSph星系。银河系的引潮力通过剥离dSph星系中的暗物质将这种速度色散与目前观测到的<10 km/s的值联系起来。因此，每个dSph星系的总质量最初比现在大25倍。我们的非均匀化学演化模型成功地再现恒星[Fe/H]分布函数中观察到的六分仪。在这个模型中，恒星形成时期结束后立即发生的超新星可以将剩余的气体排出超过dSph星系的引力势。
2002-05-02 astro-ph
Elemental abundance trends in the metal-rich thin and thick disks
厚盘在螺旋星系和S0星系中很常见，似乎是星系形成和演化的固有部分。我们的银河系是一个古老的厚盘的宿主。与薄盘中的类似恒星相比，与薄盘相关的恒星在α元素方面有所增强。银河系的薄盘似乎也比厚盘年轻。评述了与薄盘和厚盘有关的恒星样品中元素丰度的变化趋势。特别注意如何选择这些样本。总结和讨论了我们目前对银河系厚盘和薄盘中元素丰度和年龄的认识。强调了差异研究的必要性。最后，根据目前的观测图片，对厚盘的形成情景进行了简要讨论。
2006-11-03 astro-ph
Elemental abundances as a function of kinematics in the Milky Way's disk
我们使用Soubiran & Girard（2005）的星表，给出了三个样本的研究结果，这些样本在运动学上代表了薄盘和厚盘以及大力士流。我们观察到的丰度趋势和年龄分布的每个组成部分。我们的研究结果表明，这两个磁盘的化学分离，它们的金属丰度重叠很大，都显示出平行的趋势，随着金属丰度的增加，在-0.80 < [Fe/H] <-0.30。厚盘显然比薄盘更古老，初步证据表明，在薄盘形成之前，在2-3 Gyr和恒星形成的间隙中存在着金属丰度关系。为了提高对盘丰度趋势的统计，我们开发了一个自动程序TGMET{ \Large α}，用于测定光谱档案中数以千计的恒星光谱的（Teff，logg，[Fe/H]，[α/Fe]）。我们已经评估了350光谱的恒星的丰度目录的一部分的算法的性能。
2006-01-20 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
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
Abundance evolution of intermediate mass elements (C to Zn) in the Milky Way halo and disk
我们提出了一个全面的研究，从C到Zn，在银河系晕和本地磁盘的中间质量元素的丰度的演变。我们使用一个一致的模型来描述这两个星系子系统的演化。晕和盘被认为是独立发展的，都是从原始组成的气体开始，并以不同的方式：强烈的外流被认为是发生在$\sim$ 1 Gyr的晕形成，而盘是由缓慢下降的气体。这种对晕+盘演化的描述可以正确地解释主要的观测约束（至少在星系化学演化的简单模型框架内）。然后，我们利用金属丰度依赖产量研究所有元素的C和Zn的演变。将我们的结果与大量的观测数据（包括最近的数据）进行比较，我们能够对大质量恒星当前产量的成功和缺点进行批判性分析。最后，我们定性地讨论了一些可能的方法来解释最近的数据对氧与铁，这表明，氧的行为不同于其他α元素。
2000-05-08 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
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
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
Fluorine Abundances in the Milky Way Bulge
氟（19 F）丰度是从巴德窗中的6颗凸出红巨星样品中得出的。这些巨星的金属丰度是10倍，这是第一个定义19 F在凸起金属丰度的行为的研究。膨胀结果显示F/O随着氧的增加而增加。这一趋势与盘中发现的金属丰度相当的情况重叠，最富氧的凸起目标延伸了盘的趋势。盘中F/O的增加来自于渐近巨星分支（AGB）恒星和富金属沃尔夫-拉叶（WR）恒星通过恒星风的19 F合成。在这项研究中，最富氟的球巨星缺乏s-过程增强，这表明WR星比AGB星对球巨星中19 F的产生有更大的贡献。如果将氟的这一结果与先前发表的富含金属的球型恒星中O/Mg丰度比的总体下降相结合，则表明WR风在塑造球型恒星的化学演化中发挥了作用。本研究中的一颗恒星表现出非常低的F/O值，同时具有很大的O-丰度;这种化学混合物可以理解，如果这颗恒星是由贫金属的核心坍缩超新星富集的气体形成的，并且可能表明凸起的化学演化是不均匀的。
2008-04-08 astro-ph
The Formation of the Milky Way Disk
我们目前的银河系丰度梯度的几个化学物种的银河系盘，获得使用改进版本的Chiappini，Matteucci，和Gratton（1997）的两个下落模型，其中包括一个更现实的模型的星系晕和磁盘。这种改进的模型提供了一个令人满意的拟合元素丰度梯度推断从观测和其他径向特征的银河系（即，气体、恒星形成率和恒星密度分布）。我们讨论了这些结果可能对银河系形成理论的影响，并提出了一些原则上可以通过未来的观测来检验的预测。
2000-09-13 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
Protecting Life in the Milky Way: Metals Keep the GRBs Away
五个z<0.25的本地长时伽马射线暴的宿主星系，每个都有一个有充分记录的关联超新星，与本地恒星形成星系的人口相比，都是暗淡和贫金属的。我们通过使用斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey）先前对恒星形成星系（z<0.2）的分析来量化这一说法，以估计作为宿主星系氧丰度函数的局部恒星形成比例。我们发现，目前只有一小部分（<25%）的恒星形成发生在氧丰度为12+log（O/H）<8.6的星系中，即，大约是银河系的一半然而，所有五个低z伽玛暴宿主的氧丰度都低于这个极限，在三种情况下非常明显。如果伽玛射线暴追踪的是不依赖于金属丰度的局部恒星形成，那么所有五个宿主获得如此低丰度的概率将是P~ 0.1%。我们的结论是，伽马射线暴只跟踪低金属量的恒星形成，银河系已经太多的金属主机长伽马射线暴至少在过去的几十亿年。这一结果的潜在作用的伽玛射线暴在大规模爆炸的影响，在银河系和其他大型星系的搜索最近爆发残留物，从本地核心坍缩超新星的晚期无线电发射的未检测，并在本地宇宙的宇宙射线的生产。我们还发现，这五个伽玛暴的各向同性能量释放，E_iso，急剧下降，增加主机的氧丰度，这表明在~0.15 Z_solar的“宇宙”伽玛暴的金属丰度上限。（节录）
2006-12-18 astro-ph
Detailed Abundances for 28 Metal-poor Stars: Stellar Relics in the Milky Way
我们提出了一个样本的恒星与$-4<$ [Fe/H] $<-2$丰度分析的结果。这些数据是用凯克天文台的HIRES摄谱仪获得的。该星群包括28颗恒星，有效温度范围为4800 - 6600 K。对于13颗具有[Fe/H] $<-2.6$的恒星，包括9颗具有[Fe/H] $<-3.0$的恒星和1颗具有[Fe/H] $=-4.0$的恒星，这些是首次报道的详细丰度。对于我们样本中最缺乏金属的恒星CS 30336-049，我们测量到的丰度模式与[Fe/H] $\sim-3.5$范围内的恒星非常相似，包括正常的C+N丰度。我们还发现，它有非常低的，但可测量的Sr和Ba，表明一些中子捕获活动，即使在这种低的金属丰度。我们进一步探讨这个问题，通过检查其他非常中子捕获缺陷的恒星，并发现在最低水平，[Ba/Sr]表现出的比率的主要r-过程。我们还报道了一颗新的r过程增强星CS 31078-018。这颗恒星有[Fe/H] $=-2.85$、[Eu/Fe] $=1.23$和[Ba/Eu] $=-0.51$。CS 31078-018表现出“锕系元素增强”，即[Th/Eu]比预期高得多，与CS 31082-001的水平相似。我们的光谱使我们能够进一步限制低金属丰度的丰度散射，然后我们使用它来拟合Heger & Woosley（2008）的零金属丰度II型超新星产额。我们发现，超新星与10和20 M之间的祖质量$…
2008-06-18 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
Evolution of Lithium in the Milky Way
我们采用最新的7Li产量渐近巨星分支星，以研究在太阳附近的时间演化的这个元素。除了AGB之外，还考虑了几个锂恒星源：II型超新星，新星，低质量巨星。银河宇宙射线核合成也被考虑在内。我们的结论是，AGB星没有实质性的贡献7Li富集在银河系规模。因此，一个显着的7Li生产从新星和低质量的恒星是需要解释的晚，陡峭的上升，7Li丰度的盘星和陨石7Li丰度。
2001-01-16 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
Light Element Abundance Inhomogeneities in Globular Clusters: Probing Star Formation and Evolution in the Early Milky Way
元素C、N和O的光谱分布是恒星核合成过程的敏感探针，此外，O丰度也是恒星年龄测定的重要输入。了解这些元素的观测分布的性质是限制原星系恒星形成历史的关键。模式推导出低分辨率光谱的CN，CH，NH和CO分子的低质量恒星在其核心氢或第一壳氢燃烧阶段在已知的最古老的合奏，银河系球状星团，进行审查。NGC 104（47 Tuc，C 0021 -723）中暗星的新结果显示，在发光演化恒星中发现的CN和CH强度的双峰，与CN相关的模式也存在于接近主序星寿命结束的恒星中。在缺乏已知机制的情况下，将新合成的元素从内部混合到这些未演化恒星的可观测表面层，这些特殊的不均匀性意味着大约150亿年前形成恒星的原始材料在C和N元素中是化学不均匀的。然而，在其他星团中，丰度比和碳同位素比的观测表明，随着恒星从主序星到红巨星分支的演化，表面化学成分会发生变化。因此，目前观测到的C、N和O在最亮恒星（也是最常观测到的恒星）中的分布可能并不能反映原星团云形成的真实分布。在球状星团中出现的C、N和O丰度模式的图像可能是这样一幅图像，
1994-08-02 astro-ph
3-He in the Milky Way Interstellar Medium: Ionization Structure
氦-3同位素的宇宙丰度对天体物理学的许多领域都有重要的意义。我们利用8.665 GHz的3-He+超精细跃迁来测定银河系HII区和行星状星云中的3-He/H丰度。这是一个系列的文件中，我们讨论的问题，从现有的测量得出准确的3-He/H丰度比。在这里，我们描述了用于将3-He+/H+丰度y3+转换为3-He/H丰度y3的电离校正。原则上，星云的电离结构可以显着影响y3的个别来源。我们发现，在一般情况下，没有足够的信息，使详细的电离校正。在这里，我们做一个简单的更正，并评估其有效性。校正是基于无线电复合线测量的H+和4-He+，连同简单的核心晕源模型。我们使用这些模型来建立标准，使我们能够识别可以准确校正电离和那些不能。我们认为，这种影响不可能是非常大的，在我们的观测样本中的大多数来源。对于广泛的星云电离结构模型，我们发现电离校正因子从1到1.8不等。虽然很大的修正是可能的，但在密度和电离结构之间必须有一个阴谋，我们才能低估电离修正的相当大的量。
2007-06-13 astro-ph
CaII and NaI absorption signatures from the circumgalactic gas of the Milky Way
我们结合CaII/NaI吸收和HI 21 cm发射线测量，分析了星系晕中高速气体的金属丰度、分布、小尺度结构和物理条件。
2007-08-20 astro-ph
Abundance Gradients and the Formation of the Milky Way
本文采用的化学演化模型是Chiappini，Matteucci和Gratton（1997）模型的一个改进版本，它假设了银河系形成的两个主要吸积幕。本模型考虑到更详细的比以前的晕密度分布，并探讨了在恒星形成过程中的阈值密度的影响，在晕和磁盘阶段。在模型预测和现有数据之间的比较，我们把注意力集中在丰度梯度以及气体，恒星和恒星形成率分布沿磁盘。我们认为，晕的形成机制留下了可检测的印记上的化学性质的磁盘的外部区域，而晕和内部磁盘的演变几乎完全解开。这是因为在大的银心距离下，晕和盘的密度是相当的，因此从晕中损失的气体可以大大有助于外盘的形成。我们还表明，存在一个阈值密度的恒星形成率，无论是在晕和磁盘阶段，是必要的再现在太阳附近的观测数据，并在整个磁盘。此外，我们预测，沿银河系盘的丰度梯度必须随着时间的推移而增加，恒星（晕加上盘）的平均[α/Fe]比从银河系中心的4到10 Kpcs略有下降。我们还表明，相同的比例大幅增加对最外层的磁盘区域和预期的恒星年龄的分散减少，因为最外层的地区是由晕星。
2001-02-08 astro-ph
Abundance structure of the Galactic disk
评述了目前对银河系丰度结构的认识。特别强调的是最近的结果与运动学的典型的薄和厚磁盘，分别为恒星，以及如何这些结果可以，除了研究银河系还提供有关元素的起源信息。两个正在进行的研究是突出的。其中一个提供了具有武仙座流典型运动学的恒星的新数据，另一个提供了位于银道面上方的少数矮星的新数据。这表明厚盘是一个均匀的结构，武仙座流可能是富金属厚盘的一部分。此外，新的丰度测定锰的恒星的运动学典型的薄和厚盘。从这些结果的建议是，所观察到的趋势Mn在银河系磁盘可以解释的金属丰度依赖SN II产量。讨论了巡天对研究银河系元素丰度趋势的影响。有人认为，当涉及到进一步了解银河系盘的丰度结构的未来和正在进行的调查的主要影响将是在目录的形式选择目标的高分辨率光谱后续行动。为了正确解释这些后续研究的结果，重要的是调查具有充分理解的完整性特征。
2006-09-10 astro-ph
On the metallicity of the Milky Way thin disc and photometric abundance scales
在太阳附近的银河系薄盘的平均金属丰度仍然是一个有争议的问题，最近已被向上修订（海伍德，2001年）。我们的恒星样本是从一组具有光度金属丰度的太阳邻域矮星中提取的。在最近的一项研究中，Reid（2002）认为我们基于日内瓦光度法的金属丰度校准存在偏差。我们在这里表明，里德检测到的效果是不是我们所采用的金属丰度尺度的后果，我们证实，我们的研究结果是强大的。相反，Schuster & Nissen金属丰度表在Stromgren光度法中的应用是有问题的。在色间隔0.22< b-y <0.59的富金属星（包括F星和G星）中，约0.1 - 0.3 dex的系统差异影响光度测定金属丰度。对于F星，这是由于Schuster & Nissen用来标定其金属丰度标度的毕星团标准序列m_1（b-y）与Olsen（1993，1994 ab）的系统不匹配的结果。这意味着，虽然Schuster & Nissen定标和Olsen测光在本质上是正确的，但对于富金属的F型星，它们是不相容的。对于G星，这种差异很可能是同一问题的延续，尽管缺乏光谱校准星令人担忧。提出了一种修正的定标方法，使Schuster & Nissen的定标方法适用于Olsen星表。我们还给出了一个简单的校准参考毕宿星序列，有效的相同的颜色和金属丰度范围。
2002-06-28 astro-ph
Cosmic Ray Production of $^6$Li by Virialization Shocks in the Early Milky Way
在银河系的等级结构形成过程中，由维里化冲击耗散的能量可以超过伴随的超新星（SN）爆炸注入的能量。因此，在通过$α+ α$聚变产生$^6$ Li的过程中，由这种冲击加速的宇宙射线（CR）可能会超过SNe，而不会同时产生Be和B。与标准SN CR情景相比，这个过程可以更自然地解释贫金属恒星中观测到的$^6$ Li丰度。未来对$^6$锂丰度和晕星运动学性质之间的相关性的研究可能会对银河系及其晕的形成构成重要的探测。此外，$^6$ Li可能为宇宙学和亚星系尺度结构形成中一些基本但目前尚未解决的问题提供有趣的线索。
2003-12-22 astro-ph
