The Chemical/Dynamical Evolution of the Galactic Bulge
在过去的十年中，针对银河系核球研究的大型光谱数据集取得了显著的进展。我们认为剩余的问题，似乎是棘手的与现有的数据，包括重要的问题，如是否隆起和厚盘实际上显示出不同的化学，和明显的戏剧性变化的形态在太阳金属丰度，以及大规模的研究的重元素（包括r-过程）在隆起。虽然红外光谱是强大的，但红外线中缺乏重元素原子跃迁使得不可能从这样的数据中进行任何重元素的调查。我们认为，统一的，高S/N，高分辨率的光学数据提供了一个很好的机会来解决这些问题，并探讨其他人口的凸起，如RR天琴座和热HB星。
2019-04-08 astro-ph.GA
Chemodynamical history of the Galactic Bulge
银河系膨胀可以从单个恒星的大样本中进行独特的研究，因此对于理解一般膨胀的恒星星族结构至关重要。本文综述了基于光度和光谱数据的膨胀恒星星族的运动学、化学成分和年龄的观测证据。膨胀星的大部分都很老，金属丰度范围为-1.5<~[Fe/H]<~+0.5。恒星星族和化学性质表明，恒星形成的时间尺度低于~2 Gyr。整体的凸出部分呈棒状，遵循圆柱形旋转，金属含量更高的恒星遵循盒/花生（B/P）结构。动力学模型显示了富金属星和贫金属星的不同空间和轨道分布。我们讨论目前的隆起形成的动力学，化学，化学动力学和宇宙学模型的基础上的情况。尽管取得了令人印象深刻的进展，我们还没有一个成功的完全自洽的化学动力学膨胀模型在宇宙学框架，我们还需要更广泛的恒星的时间化学运动学3D地图，以更好地约束这样的模型。
2018-05-03 astro-ph.GA
Chemical evolution of bulges of active galactic nuclei in the early Universe: roles of accreting stars
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院国家天文台）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过建模揭示了高红移AGN晕中吸积修改恒星（AMS）对气体相金属丰度的快速增强作用，为未来光谱学调查提供预测。
2025-11-20 astro-ph.GA
The chemical evolution of the Galactic Bulge seen through micro-lensing events
星系核球是理解星系形成和演化的核心。在这里，我们报告了最近的研究，利用微透镜事件，以获得高分辨率和中等高的信噪比的矮恒星在银河系隆起的光谱。通常，这对于银河系核球中暗淡的关闭恒星是不可行的，但微透镜提供了这种可能性。元素丰度的趋势，在银河系的隆起所跟踪的矮星是非常相似的矮星在太阳附近看到的。我们讨论的年龄和金属丰度分布函数推导出的银河系核球的微透镜矮星的影响。
2011-10-26 astro-ph.GA
The origin of stellar populations in the Galactic bulge from chemical abundances
在这项工作中，我们研究的形成和化学演化的银河系的隆起，特别关注的丰度模式（[Mg/Fe]与[Fe/H]），金属丰度和年龄分布函数。我们认为详细的化学演化模型的银河系的凸起和内部盘，与这些组件和凸起的恒星的起源之间的连接，目的是脱落光。特别是，我们首先提出了一个模型，假设一个快速和激烈的恒星形成，与大多数的球星形成的时间尺度小于1 Gyr。然后，我们分析了两个不同的恒星星族在隆起的可能性，所建议的盖亚-ESO和APOGEE数据。这两个族群，一个是贫金属族群，另一个是富金属族群，可能有两个不同的起源：i）富金属族群是在核球的恒星形成速率停止约2.5亿年后形成的，或ii）富金属族群是由在内部盘形成的恒星组成，并由棒的早期长期演化带入核球。我们还研究了多个恒星爆发的情况下，随之形成的多个人口的隆起，所建议的微透镜恒星的研究。在比较模型结果和观测结果后，我们认为最有可能的情况是有两个主要的恒星星族，都主要由老恒星（> 10 Gyr）组成，富金属和年轻的一个由内部薄盘星形成，与运动学论点一致。然而，根据动力学模拟，我们不能完全排除第二个人口形成后，停止在恒星形成过程中的隆起演化，使所有的恒星形成原位。
2019-06-21 astro-ph.GA
A Catalogue of Planetary Nebulae Chemical Abundances in the Galactic Bulge
该研究利用甚大望远镜FORS2光谱，测定了银河系核球124个行星状星云的化学丰度，其中34个为首次测定，新增约14%样本，数据经验证稳健可靠，是目前最大的高质量核球PNe丰度独立数据集。
2023-11-03 astro-ph.GA
The Milky Way accretion history compared to cosmological simulations -- from bulge to dwarf galaxy infall
本文利用Gaia运动学数据推算银河系矮卫星与早期吸积星系的束缚能，并与宇宙学模拟比较，揭示多数矮星系吸积时间晚于50–80亿年且部分模拟子晕过热。
2024-12-01 astro-ph.GA gr-qc
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge: new abundances of older objects
鉴于行星状星云的性质，它们的寿命非常短，迄今为止得出的化学丰度有一个自然的偏向，有利于年轻的天体。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样本的老PNE位于银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括更老，更弱的物体，这些物体位于行星状星云光度函数（PNLF）的暗端。结果表明，我们的样品的丰度低于我们以前的工作。此外，星系核球的平均丰度并不遵循观测到的径向丰度梯度的趋势。这些结果与我们小组最近开发的银河系化学演化模型一致。
2011-09-27 astro-ph.GA
HERBS II: Detailed chemical compositions of Galactic bulge stars
这项工作探讨了银河系隆起的详细化学使用的HERMES光谱仪的英澳望远镜。本文给出了832颗红巨星分支星和团簇星在纬度$b=-10^{\circ}, -7.5$和$-5^{\circ}$的13种元素的丰度比。我们的研究结果表明，没有丰度比随纬度变化显着。我们还观察到{ \color{red}盘状} [Na/Fe]丰度比，这表明凸起不包含氦增强的人口中观察到的一些球状星团。因此，氦增强并不是在隆起中观察到的双红团的可能解释。我们确认，主要是遵循在磁盘中观察到的丰度趋势的凸起星。然而，这种相似性并没有在所有元素和金属丰度制度中得到证实。在[Fe/H] $\lesssim -0.8$的更多贫金属的凸起人口是增强的核心塌陷超新星（SNeII）相关的元素。此外，[La/Eu]丰度比表明更高的$r$ -过程的贡献，并可能更高的恒星形成相比，磁盘的凸起。这突出了凸起的复杂演变，这应该进一步研究，无论是在建模方面，还是在银河系内部的额外观测中。
2019-04-03 astro-ph.GA
New chemical evolution analytical solutions including environment effects
近年来，星系金属丰度的解析解（包括流入和流出）越来越受到人们的关注。在这个框架下，我们假设恒星形成率遵循线性施密特定律，我们提出了新的分析解决方案的金属丰度（Z）在星系中的演变。特别是，我们考虑到环境的影响，包括原始和丰富的气体流入，流出，不同的恒星形成效率，和银河喷泉。包括丰富的下落，以考虑到星系-星系的相互作用。我们的主要结果可以概括为：i）当恒星形成的线性Schmidt定律被假定时，金属丰度Z的时间演化对于闭箱模型和外流模型是相同的。ii）如果与闭箱模型相比，遭受化学富集的星系的质量-金属丰度关系，起源于另一个没有预富集气体的演化星系，在较低的Z值下平行向下移动。iii）当一个星系同时遭受原始坍缩和化学富集时，原始坍缩总是主导化学演化。iv）对同时遭受星系喷泉和来自另一个星系的富集陨石的星系中的金属丰度演化提出了新的解决方案。这里提出的分析解对于研究在高红移物体中测量的金属丰度（氧）非常重要。这些解决方案可以是非常有用的：a）在星系形成和演化的宇宙学半解析模型的背景下，和b）为致密的星系群的研究。
2015-05-06 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
Two-Component Galactic Bulge Probed with Renewed Galactic Chemical Evolution Model
最近对银河系核球的观测结果要求我们放弃一个简单的关于它形成的图像，即核球中存在两个恒星星族，由两个恒星金属丰度分布峰（Eg）表示。为了评估这个问题，我们构建了银河系化学演化模型，已在两个方面进行了更新：第一，延迟时间分布（DTD）的Ia型超新星（SNe Ia）最近揭示了广泛的SNIa调查纳入模型。其次，核合成时钟，在渐近巨星分支（AGB）星的s-处理，仔细考虑在这项研究中。这个新的模型首次表明，银河系的功能标记的关键元素，镁，铁，钡的隆起以及薄和厚盘是兼容的一个短延迟的超新星Ia。我们提出了一个成功的模型的两个组成部分的隆起，包括的Mg/Fe]和[Ba/Mg]的演变，并揭示其起源如下。贫金属组分（<[Fe/H]>~ 0.5）以~1 Gyr的相对短的时间尺度形成。这些特性与太阳附近厚盘的特性相同。随后，从其剩余的气体与气体流从磁盘以外的隆起，一个富金属的组件（<[Fe/H]>~+0.3）形成了一个较长的时间尺度（~4 Gyr）与头重脚轻的初始质量函数，可能与薄盘组件内的隆起。
2012-01-04 astro-ph.GA
Difference in chemical composition between the bright and faint red clump stars in the Milky Way bulge
在银河系核球的色星等图中观察到的双红团（RC）是目前关于核球结构和形成起源的争论的核心。这一特点可以用两个驻地协调员在距离（“X形情景”）或化学成分（“多人口情景”）方面的差异来解释。本文报道了球核高纬区（b ~ -8.5 $°$）RC和红巨星支星的高分辨光谱。我们发现在明亮和暗淡的RC制度的恒星之间的差异[Fe/H]，在这个意义上说，明亮的恒星是增强[Fe/H]相对于暗淡的恒星由0.149 $\pm$ 0.036 dex。明亮的RC上的恒星[Na/Fe]也有所增强，但[Al/Fe]和[O/Fe]似乎有所减少，尽管需要更多的观测来确认这些差异的重要性。有趣的是，这些化学模式与在富含金属的球状星团球状星团Terzan 5中的多个恒星星族中观察到的相似。此外，我们还发现了一些富含钠的恒星，这将证实在核球中存在多个种群。我们的研究结果支持的起源，从溶解的球状星团，窝藏多个恒星星族的双RC。因此，我们的研究表明，很大一部分外核球恒星可能起源于银河系形成早期的恒星系统组装。
2020-12-07 astro-ph.GA
Galactic Archaeology with asteroseismic ages. II. Confirmation of a delayed gas infall using Bayesian analysis based on MCMC methods
随着当代大型调查和观测活动的丰富信息，正确利用数据来限制银河系化学演化模型的参数并量化相关的不确定性至关重要。我们的目标是约束太阳环的化学演化模型，使用测得的化学丰度比和地震推断的APOKASC样本中的恒星年龄。在Spitoni等人（2019）修订的两次下落化学演化模型中，在两次气体吸积事件之间调用了$\sim 4.3$ Gyr的显著延迟。在这项工作中，我们希望测试其鲁棒性和统计确认/量化的延迟。第一次，贝叶斯框架的基础上马尔可夫链蒙特卡罗方法已被用于拟合两个下落的化学演化模型的数据。除了拟合APOKASC样本中恒星的数据外，我们的最佳拟合模型还再现了盘的化学演化的其他重要观测约束：i）现今恒星表面密度; ii）现今超新星和恒星形成率; iii）金属丰度分布函数; iv）太阳丰度值。我们发现了一个显着的延迟之间的两个气体吸积事件的各种模型探索与不同的价值观的恒星形成效率。延迟值在$4.5-5.5$ Gyr范围内。结果表明，APOKASC样品具有延迟富气合并的特征，稀释是决定低$α$星在丰度比空间中形状的主要过程。
2020-01-28 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of Zr, La, Ce and Eu in the Galactic discs and bulge
利用化学演化模型和最近的光谱数据，研究了Zr、La、Ce和Eu在银河系盘和球核中的化学演化。我们认为详细的化学演化模型的银河系厚盘，薄盘和隆起，这已经过测试，重现观察到的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]图和金属丰度分布函数的三个不同的组件，我们应用它们来跟踪中子捕获元素的演变。在[Eu/Fe] vs [Fe/H]图中，我们观察并预测了对应于厚盘、薄盘和凸起的三个不同序列，类似于$α$ -元素发生的情况。我们可以很好地再现三个序列，假设不同的时间尺度的形成和恒星形成效率的三个不同的组件，与薄盘形成的时间尺度较长的形成厚盘和隆起。另一方面，在Zr、La和Ce的[X/Fe] vs [Fe/H]图中，这三种星族是混合的，而且从模型的角度来看，对不同银河系组成部分的预测之间存在重叠，但通过假设三种组成部分的不同恒星形成历史，也可以重现观测到的行为。总之，很容易看出不同的恒星形成历史如何导致不同的丰度模式，同时研究中子捕获元素的丰度模式有助于限制银河系主要组成部分的形成和演化历史。
2020-01-09 astro-ph.GA
Chemical Characterization of the Inner Galactic bulge:North-South Symmetry
虽然在银河系核球中有详细化学丰度测量的恒星数量正在迅速增加，但由于大量的星际吸收和光度拥挤，对银河系内核球（|b| <2 $^\circ$）的研究仍然很少。我们利用CRIRES（ESO/VLT）设备对内球72 M巨星进行了高分辨率红外光谱研究。我们的光谱覆盖波长范围为2.0818 - 2.1444 $μ$ m，分辨率为R $\sim$ 50，000，信噪比为50 - 100。我们的恒星位于隆突短轴上l = 0 $^\circ$，b = $\pm$ 0 $^\circ$，$\pm$ 1 $^\circ$，$\pm$ 2 $^\circ$和+3 $^\circ$，选择的目的是调查金属丰度分布函数和组成的南北不对称性，并将它们与外隆突场进行比较。我们的样品使用最新的K波段线列表以均匀的方式进行分析。我们清楚地检测到一个双峰，在$\rm \sim +0.3\,dex$处有一个富金属峰，在$\rm \sim -0.5\,dex$处有一个贫金属峰。只有一颗恒星的质量超过了$\rm [Fe/H]=+0.5\,dex$。它们沿$\pm$ 1 $^\circ$、$\pm$ 2 $^\circ$字段显示对称行为。相反，银河系中心区域则显示出一个主要富含金属的群体，平均金属丰度为$\rm +0.3\,dex$。我们推导出$\rm [Mg/Fe]$和$\rm [Si/Fe]$丰度，这与外凸的趋势一致，随着…
2018-05-14 astro-ph.GA
Chemical abundances for 11 bulge stars from high-resolution, near-IR spectra
银河系的核球是否比伪核球更早地具有经典核球的特征还存在争议。详细的核球星丰度研究是研究核球起源、历史和分类的关键。其目的是增加讨论的起源的隆起和研究详细的丰度确定近红外光谱的隆起巨人已经调查的光学光谱，后者也提供了恒星的参数，这是非常重要的结果，目前的研究。利用甚大望远镜上的CRIRES光谱仪记录了H波段的高分辨率近红外光谱。CNO丰度都可以从观察到的波长范围内的许多分子谱线确定。α元素的丰度也从近红外光谱确定。[O/Fe]、[Si/Fe]和[S/Fe]在金属丰度至少达到[Fe/H]=-0.3时增加，之后下降。这表明银河系的核球经历了一个快速而早期的恒星形成历史，就像经典核球一样。然而，隆起的趋势和局部厚盘的趋势之间的相似性似乎存在。这种相似性可能表明，隆起有一个假隆起的起源。我们的[C/Fe]趋势并没有显示出任何[Fe/H]的增加，如果W-R星对C丰度有很大的贡献，这是可以预期的。在我们观测到的丰度趋势周围没有“宇宙散射”;考虑到观测的不确定性，发现的散射是预料之中的。
2009-10-02 astro-ph.GA
Cosmological formation and chemical evolution of an elliptical galaxy
我们的目的是研究宇宙学动机的气体落入法形成一个巨大的椭圆星系的影响，以了解其对形成的球状体的影响。我们取代经验的下落法的模型Pipino和Matteucci与宇宙学推导的下落法形成的椭圆星系。我们用观察来证明我们的预测。我们还比较了Pipino和Matteucci的结果。我们计算了有和没有银河风的模型：我们发现，没有风的模型预测了一个太大的电流SNIa率。特别是，宇宙学模型产生的电流SNIa比观测值高出约10倍。此外，没有风的模型预测当前的SNII率很大，即使与最近的GALEX数据相比也太大了。另一方面，如果与GALEX给出的恒星形成历史相比，预测的有风模型的SNII速率太低。最后但并非最不重要的是，在模拟星系的主要恒星星族的[Mg/Fe]比的平均值，宇宙学模型预测，是太低，如果与观测相比。这是一个非常重要的结果，表明宇宙学的下落定律与化学演化相反。从宇宙学导出的椭圆星系的下落定律不能再现观测所给出的所有化学约束。问题在于，宇宙学推导出的下落定律意味着缓慢的气体吸积，因此恒星形成率在很长一段时间内都很活跃。在这种情况下，低[Mg/Fe]比产生的占主导地位的恒星星族在一个典型的椭圆，在与观测的差异。
2009-02-16 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of the Milky Way: the Three Infall Model
我们提出了一个新的化学演化模型的星系，假设三个主要的原始气体的形成晕，厚和薄盘，分别下降插曲。我们比较我们的结果与选定的数据考虑到NLTE的影响。该模型最重要的参数是（一）气体吸积的时间尺度，（二）恒星形成的效率和（三）恒星形成过程中的气体密度阈值，每个银河系的组成部分。我们发现，为了最好地拟合太阳邻域的特征，晕和厚盘必须在短时间尺度上形成（分别为~0.2和~1.25 Gyr），而薄盘的形成需要较长的时间尺度。恒星形成的效率必须在厚盘阶段达到最大值（10 Gyr-1），在薄盘阶段达到最小值（1 Gyr-1）。此外，恒星形成的阈值气体密度建议是不同的三个银河系的组成部分。我们的主要结论是，在我们的模型的框架内，一个独立的插曲的河外气体的吸积，从而引起恒星形成的爆发，是根本的解释厚盘的形成。我们讨论了我们的结果与以前的研究相比，在现代星系形成理论的框架。
2013-09-05 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge: different stellar populations and possible gradients
我们计算了银河核球的化学演化，以解释最近观测到的两个主要恒星星族的存在。比较模型结果和观测数据后，我们认为，旧的更多的金属贫恒星星族形成非常快（在0.1-0.3 Gyr的时间尺度上）通过强烈的恒星形成的爆发和初始质量函数平坦比在太阳附近，而金属丰富的人口形成在一个较长的时间尺度（3 Gyr）。我们预测两个种群的平均丰度差异（<[Fe/H]>为-0.52 dex），这可以解释为金属丰度梯度。我们还预测了贫金属群本身内部的亚群之间Fe、O、Mg、Si、S和Ba的可能梯度（例如<[Fe/H]>为-0.145 dex）。最后，通过一个耗散坍缩后的化学动力学模型，我们预测在距离银河系中心500 pc以内，Fe的梯度为-0.26 dex kpc^{-1}。
2012-09-20 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Fluorine in the Bulge - High-resolution K-band spectra of giants in three fields
宇宙中F的可能主要形成地点包括AGB星、II型SNe的ν-过程和/或W-R星。W-R星的重要性在理论上受到质疑，它们可能不需要在太阳附近F的化学演化模型中使用。然而，有人建议，确实需要W-R星来解释F在凸出部的化学演化。经常使用的HF-分子的分子光谱数据还没有以完整和一致的方式呈现，并且最近在文献中进行了辩论。在这篇文章中，我们确定的[F/O]与[O/H]的趋势，在隆起调查可能的贡献，从W-R星。此外，我们在这里提出了一个高频线列表的K和L波段（包括经常使用的23358.33毫米线）和一个附带的配分函数。利用光谱仪CRIRES记录的8颗K巨星的高分辨率近红外光谱，通过光谱拟合确定了F丰度。我们还使用我们新的HF分子数据重新分析了以前发表的五个膨胀巨星。我们发现，用只包含AGB星和SNe II型中ν过程的化学演化模型可能无法解释球突中的F-O丰度，即可能需要W-R星中大量的F产生来解释球突中的F丰度。关于HF谱线列表，我们发现文献中不一致的一个可能的原因，使用两种不同的激发能，是HF分子零点能的两种不同定义，因此也有两种伴随的不同离解能。只要在光谱合成中使用相应的一致性配分函数，两个行列表都是正确的。然而，我们怀疑这并不是在几个早期的作品导致F丰度0.3 dex太高的情况。
2014-03-11 astro-ph.GA
Comparison of chemical compositions between the bright and faint red clumps for the metal-poor and metal-rich populations in the Milky Way bulge
本研究通过低分辨率光谱与高分辨率数据交叉比对，发现核球贫金属双RC或源于类球状星团多星族，而富金属双RC更支持X形结构。
2024-10-28 astro-ph.GA
A Chemical Study of Nine Star-forming Regions with Evidence of Infall Motion
对分子团中气体下沉运动的物理和化学性质的研究有助于我们理解恒星形成的初始阶段。我们利用IRAM 30米望远镜的FTS宽边带模式观测了9个具有明显双峰蓝线轮廓的入射源。观测频率范围为83.7 - 91.5 GHz和99.4 - 107.2 GHz。获得了大量的分子谱线数据。使用XCLASS，在这九个来源中总共鉴定了7至27种不同的分子和同位素过渡线，包括碳链分子，如CCH，c-C3 H2和HC 3 N。根据辐射传输模型，我们估算了这些源的旋转温度和柱密度。采用HMSFR的物理模型的化学模拟被用来拟合所观察到的分子丰度。比较结果表明，大部分源处于HMPO早期阶段，内部温度在几十K左右。
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry and dynamics of the prestellar core L1544
我们的目标是量化化学对星前核L1544的下落速度的影响。以前的观测研究已经发现了一些分子的旋转跃迁的双峰线轮廓的证据，这不能用目前可用于源的物理结构的模型来解释，如果没有特别放大的下落速度。我们对具有L1544性质的核心的坍缩进行了一维流体动力学模拟（在质量和外半径方面），使用具有非常大的化学网络的最先进的化学模型，结合通过辐射转移模拟确定的分子线冷却的广泛描述，目的是确定模拟装置的这些扩展（与先前的模型相比）是否可以导致更高的下落速度。在运行了一系列模拟之后，其中模拟被顺序简化，我们发现，下落速度几乎与化学网络的大小或在线冷却的方法无关。我们的结论是，化学演变没有一个大的影响，并在下降速度，更高的下降速度，所暗示的观测可能是由于核心更动态地演变比现在认为的，或者在模拟核心的平均密度太低。然而，化学确实对核心的寿命有很大的影响，在模拟过程中，核心的寿命变化约为2倍，并且在化学网络简化时会变长。因此，虽然该模型是受几个来源的不确定性，目前的结果清楚地表明，使用一个小的化学网络导致一个不正确的估计的核心寿命，这自然是一个关键参数的发展化学复杂性的崩溃前阶段。
2022-10-21 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. III. Detection of lithium in the metal-poor bulge dwarf MOA-2010-BLG-285S
背景：为了研究银河系中Li的演化，有必要观测矮星或亚巨星。虽然在银河系的盘和晕中已经对Li进行了广泛的研究，但迄今为止，只有一颗未进化的核球恒星中存在Li的不确定性。目标：我们这项研究的目的是提供第一个明确的检测锂在银河系的隆起，基于分析的矮星，在很大程度上保留了其初始锂丰度。方法：我们已经进行了详细的元素丰度分析的鼓矮星MOA-2010-BLG-285 S使用高分辨率，高信噪比光谱获得的UVES摄谱仪在VLT的对象时，光学放大在引力微透镜事件（视觉放大A~550在观察期间）。通过在670.8nm处的7 Li共振双峰线的合成线轮廓拟合来确定锂丰度。结果已针对与LTE的偏差进行了校正。结果：MOA-2010-BLG-285 S是迄今为止在银河系核球中探测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-1.23。它的老年龄（12.5 Gyr）和增强的[α/Fe]比与金属丰度相似的厚盘中的恒星一致。这颗恒星代表了第一次在银河系凸出部的贫金属矮星中明确探测到Li。我们发现一个NLTE校正锂丰度的日志e（锂）=2.16，这是一致的银河系盘和晕矮星在类似的金属丰度和温度的值。结论：我们的研究结果表明，在银河系核球的早期阶段，没有锂富集或生产的迹象。对其他星系（ω Cen）和银河系其他组成部分的Li的观测进一步表明，Spite高原是普遍存在的。
2010-09-29 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VII. Lithium
锂丰度的91个矮星和亚巨星在银河系的膨胀。分析是基于线合成的7 Li线在6707微引力透镜事件期间获得的高分辨率光谱，当目标的亮度被高度放大。我们的主要发现是，在亚太阳金属丰度的核球恒星，年龄超过80亿年，没有显示出任何Li生产的迹象，也就是说，Li与金属丰度的趋势是平坦的（甚至略有下降）。这表明在核隆起的最初几十亿年里没有锂产生。这一发现基本上与太阳附近的（旧的）厚盘星相同，并为贫金属凸起和银河系厚盘之间的紧密联系提供了另一个证据。对于年龄小于80亿年的核球恒星，样本中包含一组金属丰度非常高的恒星，其金属丰度为[Fe/H]~+0.4，锂丰度在A（Li）=2.6-2.8之间。在太阳附近，锂丰度在[Fe/H]~ +0.1时达到峰值A（Li）~3.3，当[Fe/H]~+0.4时，锂丰度下降0.4-0.5 dex。我们在这些金属丰度上的少数核球星似乎支持了这种下降的A（Li）趋势。这确实可以支持最近的说法，即在太阳附近看到的最高金属丰度的低A（Li）丰度可能是由于来自内盘或凸起区域的恒星迁移到太阳附近。
2020-01-17 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. IV. Two bulge populations
[摘要]基于UVES/VLT获得的高分辨率（R~42000 ~ 48000）和高信噪比（S/N~50 ~ 150）光谱，我们给出了银河系核球区26颗微透镜矮星和亚巨星的详细元素丰度（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Zn，Y，Ba）和恒星年龄。分析是基于等效宽度测量和标准的1-D LTE MARCS模型恒星大气。我们还提出了NLTE锂丰度的基础上线合成的7 Li线在670.8 nm。我们发现，球核金属丰度分布（BLM）是双峰型的;一个峰值在[Fe/H]= -0.6处，另一个峰值在[Fe/H]=+0.3处，并且在太阳金属丰度周围缺乏恒星。这与Baade窗中红巨星的最大值形成对比。一个简单的显著性检验表明，如果矮星是从巨星中抽取出来的，那么微透镜矮星中极不可能有这样的间隙。为了解决这个问题，我们讨论了几种可能性，但我们不能解决所观察到的差异的结论性解决方案。我们进一步发现，贫金属球矮星的年龄大多大于10 μ gyr，而富金属球矮星的年龄变化范围很大.在平均金属丰度、元素丰度趋势和恒星年龄方面，贫金属球样品与银河系厚盘非常相似。据推测，富金属的凸起人口可能是内部薄盘的表现。如果是这样的话，这两个球群可以支持最近的发现，基于运动学，没有经典球的签名，银河系是一个纯盘星系。此外，最近声称的一个平坦的国际货币基金组织在隆起的基础上的巨大的恒星可能要修改的基础上，我们的微…
2011-08-19 astro-ph.GA
The Chemical Composition of the Galactic Bulge and Implications for its Evolution
在巴德窗中，平均凸起[Fe/H]和[Mg/H]分别为+0.06和+0.17 dex，比薄盘高约0.2 dex，比局部厚盘金属丰度高约0.7 dex。这表明在隆起处有更高的有效产额，也许是由于超新星喷出物更有效的保留。隆起的垂直[Fe/H]梯度约为0.5 dex/kpc，似乎是由于亚种群（接近+0.3 dex和-0.3 dex，还有一个可能接近-0.7 dex）随纬度变化而产生的。相对于太阳，O、Mg、Si、Ca、Ti和Al的凸起增强，在[Fe/H]=0.0 dex时[alpha/Fe]=+0.15 dex。在[Fe/H]~-0.5 dex以下，凸起和局部厚盘的成分非常相似，但相对于厚盘来说，小的[Mg/Fe]和可能的[<SiCaTi>/Fe]增强，低的[La/Eu]比值和大的[Cu/Fe]表明凸起中的SFR略高。然而，这些组成差异可能仅仅是由于测量误差和非LTE效应。不幸的是，与太阳附近的厚盘比较[Fe/H]遭受相当大的混乱，由于当地厚盘的识别不良。[Cu/Fe]和[Na/Fe]丰度的“之”字形变化趋势表明，在Ia型超新星的时间延迟情景中，核合成主要由核坍缩超新星控制，其产额与金属丰度有关。因此，凸起的子种群组成类似于当地的薄盘和厚盘，但在更高的[Fe/H]，这表明在薄盘和厚盘中的径向[Fe/H]梯度，在太阳圈内，接近-0.04至-0.05 dex/kpc。如果隆起是通过一个酒吧内…
2016-07-22 astro-ph.GA
Chemical evolution of the inner 2 degrees of the Milky Way bulge: [alpha/Fe] trends and metallicity gradients
银河系膨胀的结构、形成和演化是一个有争议的问题。区分凸起模型的重要诊断包括金属丰度的α丰度趋势，以及空间丰度和金属丰度梯度。由于内凸区的严重消光效应，对这一区域的研究很少。在这里，我们的目的是调查内2度通过观察[α/Fe]元素的趋势与金属丰度，并试图推导出金属丰度梯度。[alpha/Fe]和金属丰度是通过VLT/CRIRES观测到的28颗M巨星的2微米光谱的光谱合成确定的，这些巨星位于南短轴（l，b）=（0，0），（0，-1）和（0，-2）。VLT/ISAAC光谱用于确定恒星的有效温度。我们提出的第一个银河系中心和凸出使用类似的恒星，高光谱分辨率和分析技术之间的连接。我们所有3个区域的[α/Fe]趋势彼此之间显示出很大的相似性，并且在隆起区的趋势更远，一直到中心都没有[α/Fe]梯度。这表明，当涉及到富集过程和恒星形成历史时，它是一个均匀的凸起。我们发现了一个大范围的金属丰度（-1.2<[Fe/H]<+0.3），在银河系中心的分散度较低：-0.2<[Fe/H]<+0.3。得出的金属丰度平均值越接近银河平面，就越高。我们可以将其解释为在突出部进一步建立的金属丰度梯度的延续，但由于恒星数量较少和可能的选择效应，需要更多的相同类型的数据才能从我们的数据中得出内部金属丰度梯度的结论。我们的研究结果坚定地认为，该中心的背景下，隆起，而不是非常独特的。
2015-10-09 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Milky Way: constraints on the formation of the thick and thin discs
本文根据最新的观测资料研究了银河系厚盘和薄盘的演化。特别是，我们分析了O，N，Fe和Mg的丰度梯度沿薄盘以及[Mg/Fe]与[Fe/H]的关系和金属丰度分布函数在不同的银心距离。我们运行几个模型从两个落入范例开始，假设厚盘和薄盘通过两个不同的落入情节形成，我们探讨了几个物理参数，如径向气体流量，恒星形成的可变效率，不同的时间为最大的落入盘上，不同的分布的总表面质量密度的厚盘和富集气体的落入。我们的最佳模型表明，径向气流和恒星形成的可变效率应该与薄盘形成的内向外机制一起起作用。最大程度地落入薄盘的时间尺度（它决定了两个盘形成之间的间隙）应为$t_{max}\simeq 3.25$ Gyr。厚盘应该具有指数的、小尺度的长度密度分布，并且在内部薄盘上的气体流入应该是富集的。我们还计算了盖亚-土卫二系统的演化，并研究了厚盘和薄盘可能相互作用的影响。我们的结论是，土卫二失去的气体，甚至是其中的一部分，可能是形成厚盘而不是薄盘的原因。
2020-08-17 astro-ph.GA
The formation of the Galactic bulge in an inside-out scenario
化学演化模型（CEM）是理解银河系和宇宙中其他星系的形成和演化的重要工具。银河系隆起是唯一可以分辨的星系隆起，可以用精致的细节进行研究。通过这种方式，可以追踪凸起内不同区域的凸起金属丰度分布函数，并为我们提供有关凸起形成情景的线索。在这项工作中，我们已经假设了一个由内而外形成的银河系的隆起，并使用CEM，我们能够计算在9个不同的径向区域的化学演化，从0到2千秒差距，在0.25千秒差距的步骤。初步结果表明，在隆起的内部区域的金属丰度偏高，而在外部区域有一个富金属的组件，但也有一个金属贫乏的组件比在内部区域更广泛。这些结果可以解释在银河系核球中观测到的金属丰度梯度。
2019-05-06 astro-ph.GA
The inner two degrees of the Milky Way. Evidence of a chemical difference between the Galactic Center and the surrounding inner bulge stellar populations
虽然已经有许多关于银河核球化学丰度的研究，但由于大量和多变的星际消光、极端的恒星拥挤和复杂的前景盘恒星星族的存在，中央两度相对未被探索。在本文中，我们讨论的金属丰度分布函数，垂直和径向梯度和化学丰度的$α$ -元素在银河系内两个学位，作为最近的红外光谱调查获得。我们使用的汇编最近测量的金属丰度和$α$元素丰度来自中高分辨率光谱。我们将这些金属丰度与低分辨率研究进行比较。将“富金属”定义为具有$ \rm [Fe/H]>0$的恒星，将“贫金属”定义为具有$\rm [Fe/H]<0$的恒星，我们发现了令人信服的证据，表明银河系中心（GC）中的富金属恒星比例（$\sim 80\%$）高于在最内侧600 pc内的低纬度区域测量的值（50-60\%）。在GC区域的高比例富金属恒星意味着一个非常高的平均金属丰度为+0.2 dex，而在隆起的内部600 pc，平均金属丰度在太阳值附近相当均匀。只有在包括GC的情况下，才测量到内部600 pc的垂直金属丰度梯度为-0.27 dex/kpc，否则分布大致平坦，与没有垂直梯度一致。除了其高恒星密度，银河系中心/核星团也是极端的托管高恒星丰度，相比周围的内球恒星星族;这对形成情景的影响，并加强了NSC是一个独特的恒星系统的情况。
2019-06-19 astro-ph.GA
The multi-zone chemical evolution of the Galactic bulge: predicting abundances for different radial zones
由于它的接近，银河核球（GB）的恒星星族可以被解析，并可以进行详细的研究。这使得我们可以追踪不同的空间区域内的隆起金属丰度分布函数（EMT），这可能会给我们的线索，隆起的形成和演变的情况。在这项工作中，我们开发了一个化学演化模型（CEM），考虑到在凸起和光盘的质量分布，推导出在银河系中的径向依赖的时间尺度。由于下沉率取决于CEM中的时间尺度，因此模型的结果用于测试由内而外形成凸起的情况。所获得的结果的$[α/\mbox{Fe}]$与[Fe/H]的关系，在凸起的径向梯度和[Fe/H]已在文献中的可用数据进行了比较。该模型能够再现大部分观测数据：$[α/\mbox{Fe}]$与[Fe/H]关系的扩展，不同区域的凸起形状，凸起内部的[Fe/H]径向梯度和年龄-金属丰度关系，以及[ $α$ /Fe]随年龄的演化。模型的结果指向一个场景，其中大部分的凸起星预先存在的四四方方/花生X形酒吧的形成。因此，不排除GB的经典起源，这种情况可能被用来解释银河系隆起的化学性质。
2023-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical abundance ratios for the bulge of M31
该研究通过分析M31核球光谱，测量C、N、Na及α元素丰度比，发现其与早型星系相似，支持核球快速形成假说。
2025-02-25 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic Center
近年来，银河系中心（GC）区域（半径为200 pc）已被详细研究光谱恒星数据以及正在进行的恒星形成率的估计。本文的目的是通过一个详细的化学演化模型来研究GC区的化学演化，并将其结果与高分辨率光谱数据进行比较，以便对GC的形成历史施加约束。化学演化模型假定GC区是由气体快速注入形成的，然后遵循α元素和Fe的演化。我们测试了不同的初始质量函数（IMF），恒星形成的效率和气体下降的时间尺度。为了重现目前观察到的恒星形成率，我们假设恒星形成的后期事件由气体注入/吸积引发。我们发现，为了重现在GC星中观测到的[alpha/Fe]比值以及金属丰度分布函数，GC区域应该经历了一次主要的早期恒星形成强烈爆发，恒星形成效率高达25 Gyr^{-1}，发生在0.1-0.7 Gyr的时间尺度上，与之前整个凸起的模型一致。虽然少量的数据使我们无法得出明确的结论，我们认为，最好的IMF应该包含更多的大质量恒星比预期的太阳附近，和恒星形成的最后一幕，持续了数亿年，应该是由一个温和的插曲气体注入/吸积，与恒星形成效率类似的前一个主要的恒星形成插曲。恒星形成的最后一幕对丰度模式的影响可以忽略不计，可能是由于酒吧引起的气体吸积。我们的研究结果排除了一个重要的陨石坠落事件作为最后一次星暴的触发因素。
2015-03-31 astro-ph.GA
The role of the Galactic bar in the chemical evolution of the Milky Way
在没有相互作用的情况下，中心棒可能是棒旋星系中气体径向运动的最有效机制，它代表了三分之二的盘星系。在盘的前几个kpc的酒吧引起的动力效应可能在这个区域的盘轮廓中起着重要的作用。在这项工作中，化学演化模型与径向气体流动的建议，以模拟在凸起和内部盘的银河系酒吧的影响。该模型是一个更新的化学演化模型，包括径向气体流动的光盘和凸起。考虑到气体从相邻的圆柱形区域和到相邻的圆柱形区域的流动，形成银河系的圆柱形同心区域之间的气体交换建模。最新的数据的凸起金属丰度分布的再现通过一个单一的和更长的凸起崩溃的时间尺度（2 Gyr）比其他化学演化模型预测。该模型能够再现目前恒星形成速率在4kpc的峰值和分子气体环的形成。该模型与酒吧预测扁平的光盘的氧径向梯度。此外，带有径向气流的模型预测，在隆起形成期间，恒星的形成率会更高。这与大质量棒旋星系中心恒星形成率的最新观测结果一致。
2013-12-19 astro-ph.GA
APOGEE DR16: a multi-zone chemical evolution model for the Galactic disc based on MCMC methods
对APOGEE DR 16数据的分析表明，在[ $α$ /Fe]与[Fe/H]丰度比空间中，在不同银心距离处的两个盘星序列之间存在着明显的区别：所谓的高- $α$序列，典型地与厚盘中的老恒星群有关，而低- $α$序列，主要由薄盘中相对年轻的恒星组成。我们进行贝叶斯分析的基础上的马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束一个多区域的两个落入化学演化模型设计的区域在不同的银河系中心的距离使用测量的化学丰度从APOGEE DR 16样品。从我们的两次落入化学演化模型到APOGEE-DR 16的最佳拟合中，自然出现了银河系盘的由内而外的形成：与外部区域相比，银河系内部区域在更短的时间尺度上组装。在外盘（半径为$R>6$ kpc）中，具有原始化学成分的气体的晚期吸积事件导致的化学稀释是低$α$序列中[Mg/Fe]与[Fe/H]丰度模式的主要驱动因素。在内盘中，在两个入口模型的框架内，我们证实了存在一个富集的气体入口在低- $α$阶段所建议的化学动力学模型。我们最近的APOGEE DR 16数据的贝叶斯分析表明，一个显着的延迟时间，范围从$\sim$ 3.0至4.7 Gyr，第一次和第二次之间的气体注入事件的所有分析银河系中心的地区。我们的结果提出了一个清晰的解释[Mg/Fe]与[Fe/H]关系沿银河系盘。在[Mg/Fe]与[Fe/H]关系中，留下了延迟的富气体合并的特征，这导致了银河系恒星形成历史的中断，…
2021-01-21 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. V. Evidence for a wide age distribution and a complex MDF
基于引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，我们提出了一个详细的元素丰度分析的32个矮和亚巨星在银河系的隆起。[摘要]，我们现在有58个微透镜凸起的矮星和亚巨星已经被均匀分析。样品的主要特征和可以得出的结论是：（i）金属丰度分布（E2）很宽，涵盖[Fe/H]=-1.9至+0.6之间的所有金属丰度;（ii）在我们以前对较小样品的分析中，（26颗微透镜恒星）不再明显;相反，它具有复杂的结构，并且开始出现多个组件的迹象。[缩写];（iv）[Fe/H]>-0.1的富金属星年龄变化很大，从2 Gyr到12 Gyr不等，其分布在4-5 Gyr附近有一个主峰，并有一个向更高年龄延伸的尾部;（v）在[α/Fe] - [Fe/H]中有迹象表明，“拐点”出现在[Fe/H] = -0.3至-0.2附近，与局部厚盘的“拐点”相比，这是一个略高的金属丰度。这表明，贫金属凸起的化学富集比局部厚盘观察到的要快一些。微透镜凸起矮星的结果结合文献中的其他发现，特别是凸起具有圆柱旋转的证据，表明银河系可能是一个几乎纯的盘状星系。这样一来，凸起就只是银河系其他恒星星族（薄盘、厚盘、晕和.？）的聚集体，一起居住在银河系的中心部分，受到银河酒吧的影响。
2012-11-29 astro-ph.GA
Fluorine in the Solar Neighborhood: Chemical Evolution Models
根据太阳附近恒星氟丰度的新观测数据，本文提出了检验不同氟核合成处方的化学演化模型，目的是最好地拟合与[F/O] vs. [O/H]和[F/Fe] vs. [Fe/H]丰度比有关的新数据。采用的化学演化模型有：i）经典的“两次落入”模型，它遵循晕厚盘和薄盘相的化学演化，ii）和仅针对薄盘演化设计的“一次落入”模型。我们测试了不同核合成产额来源的预测氟丰度比的影响：AGB星，沃尔夫-拉叶星，II型和Ia型超新星，新星。我们发现氟的产生主要是由AGB星主导的，但需要Wolf-Rayet星才能用我们的化学演化模型再现Jönsson et al.（2017 a）在太阳附近观测数据的趋势。特别地，对于“两次入流”和“一次入流”情况的最佳模型都需要将Meynet和Arnould（2000）给出的Wolf-Rayet产率增加两倍。我们还表明，新星，即使他们的产量仍然是不确定的，可以帮助更好地再现F在[F/O]与[O/H]关系的二级行为。包含沃尔夫-拉叶星的氟生产似乎是复制Jönsson等人在太阳附近观察到的[F/O]与[O/H]的必要条件。此外，新星的列入有助于基本上再现所观察到的氟的二次行为。
2017-11-27 astro-ph.GA
Reconstructing the Milky Way chemical map with Galactic Chemical Evolution tool OMEGA+ from SDSS-MWM
基于SDSS-MWM的394,000颗恒星丰度数据，使用OMEGA+工具构建双内流GCE模型，模拟银河系15种元素演化，揭示了盘形成时间尺度与气体吸积的径向依赖性，证实了银河系盘的由内而外形成情景。
2025-05-31 astro-ph.GA
The COMBS survey I: Chemical Origins of Metal-Poor Stars in the Galactic Bulge
化学和运动学研究可以确定银河系中恒星星族的起源。凸起的金属丰度分布函数表明，它包括多个种群，其中更贫金属的一端是特别少的了解。目前尚不清楚贫金属核球星（[Fe/H] $<$ -1 dex）是否是最内侧区域恒星晕的一部分，或者是一个独特的核球星群，或者是两者的组合。宇宙学模拟还表明，贫金属核球星可能是银河系中最古老的恒星。在这项研究中，我们成功地利用SkyMapper测光选择了贫金属的核球星。利用R $\sim$ 47，000 VLT/UVES光谱测定了26颗恒星的恒星参数和22种元素的丰度，并将它们的元素性质与银河系其他恒星星族进行了对比。我们发现，我们得到的元素丰度为我们的贫金属球型恒星有更低的整体散射比通常发现的晕。这表明这些恒星可能是局限在核球中的一个独特的群体。如果这些恒星是晕最内部分布的一部分，这表明晕在小银河半径处比在大半径处更化学均匀。我们还发现了两颗恒星，其化学成分与第二代球状星团恒星一致。本文是贫金属凸出星化学起源（COMBS）调查的第一部分，该调查将对贫金属凸出星群进行化学动力学表征。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Monte Carlo based simulation of the galactic chemical evolution of the Milky Way galaxy
通过发展MonteCarlo方法，利用修正后的太阳丰度，对银河系的形成和化学演化进行了数值模拟，预测了元素丰度梯度和其他星系特征。星系是逐渐吸积使用两个或三个坠吸积方案。该星系的化学成分丰富的核合成的贡献，从一个不断发展的合奏世代的恒星。我们分析了恒星形成效率的作用。研究了径向气体流入和径向气体混合对星系演化的影响。通过基于分布函数使用随机数合成SN Ia群体来并入SN Ia延迟时间分布（DTD）。元素丰度的演化趋势证实了来自于超新星（<1亿年）的贡献分数约为0.1。该模型预测的内部区域的陡梯度和外部区域的不太陡的梯度，这与观测结果一致。梯度表明平均径向气体混合速度< 1 km/s。具有径向气体流入的模型再现了在大约20亿年的元素丰度梯度中观察到的反演。在解释星系晕、厚盘和薄盘的元素丰度分布方面，三次碰撞吸积模型比两次碰撞吸积模型表现得更好。在整个星系演化过程中，所有模型的准确性在质量平衡计算中的累积误差< 0.15 M。
2018-09-20 astro-ph.GA
Multi-line Herschel/HIFI observations of water reveal infall motions and chemical segregation around high-mass protostars
我们使用987 GHz H2O 2（02）-1（11）发射的HIFI图来测量19个高质量原恒星包层的大小和形状。为了识别下落，我们使用光学薄的C18 O 9-8和H2O-18 1（11）-0（00）线的HIFI光谱。高J的C18 O谱线追踪温暖的中心物质，红移的H2O-18 1（11）-0（00）吸收表明物质落在温暖的核心上。我们探测小规模的化学分化比较H2O 752和987 GHz的光谱与H2O-18。我们测量的H2 O2（02）-1（11）发射中心部分的半径比球包模型的预测大30-40%，轴比<2，我们认为这是很好的一致性。对于19个源中的11个，我们发现H2O-18 1（11）-0（00）线相对于C18 O 9-8有显著的红移。推断的下沉速度为0.6-3.2 km/s，估计的质量流入率范围从7 e-5到2 e-2 M0/yr，最高的质量流入率发生在质量最高的源，可能是最年轻的年龄。其他源要么显示膨胀运动，要么显示H_2O ~（18）发射线。H2O-18 1（11）-0（00）谱线轮廓与H2O 2（02）-1（11）和2（11）-2（02）谱线之间的“差异”非常相似，表明H2O-18谱线和H2O 2（02）-1（11）吸收起源于水从颗粒中蒸发的半径内，通常距离中心1000-5000 au。在某些来源中，流出物中可检测到H2O-18谱线，但没有看到C18 O排放。总之，H2O-1…
2019-03-27 astro-ph.GA
Chemical and kinematical properties of Galactic bulge stars surrounding the stellar system Terzan 5
作为一项旨在确定泰山5的运动学和化学性质的研究的一部分，我们提出了围绕这个令人费解的恒星系统的膨胀恒星的第一个特征。我们观察了615个位于远超过泰山5潮汐半径的目标，我们发现它们的径向速度分布很好地描述了高斯函数，峰值为<v_rad>=+21.0 \pm 4.6 km/s，色散sigma_v=113.0 \pm 2.7 km/s。这是为数不多的在低纬度和正纬度环境（b=+1.7°）下对大样本核球星的径向速度进行的高精度光谱测量之一。我们没有发现<v_rad>Nidever等人（2012）中发现的\sim +200 km/s峰值的证据。TiO波段对许多观测光谱的强烈污染使我们无法推导出整个光谱样品的铁丰度，从而引入了选择偏差。金属丰度分布的子样本中的112颗恒星的星等范围内的选择偏差的影响是可以忽略不计的。分布范围相当广，大致在太阳金属丰度（[Fe/H] \simeq +0.05 dex）处达到峰值，在太阳上和太阳下范围内的恒星数量相似。不同金属丰度范围内的星族数比与低纬球区观测结果一致，表明：（1）在超太阳区，可能存在一个|b| <4°的星族数比平台;（0<[Fe/H]<0.5 dex）和太阳下（-0.5<[Fe/H]<0 dex）金属丰度范围;（ii）贫金属组分（[Fe/H]<-0.5）作为银河系纬度的函数严重下降。
2014-06-30 astro-ph.GA
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey at the ESO-VLT: probing the early history of the Milky Way assembling. Design and first results in Liller1
BulCO 巡天利用 CRIRES+ 对银河系 bulge 恒星系统进行化学筛查，以揭示其起源；对 Liller 1 的 α 元素和铁丰度分析证实其与 bulge 的联系并约束其恒星形成历史。
2025-03-18 astro-ph.GA
Chemical Evolution of M31
我们回顾了M31的化学演化模型以及该星系的丰度测定。然后，我们提出了一个最近的化学演化模型M31包括径向气体流动和银河喷泉沿磁盘，以及一个模型的隆起。我们的模型预测了几个化学物种，如H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Ca和Fe的丰度的演变。从模型预测和观测结果的比较中，我们可以得出一些对盘的演化和M31的隆起的限制。我们得出的结论是，仙女座必须比银河系和由内而外的进化更快，它的隆起形成的速度比磁盘上的时间尺度$\leq$ 0.5 Gyr快得多。最后，我们提出了一个研究，我们应用的模型开发的磁盘的M31，以研究发现银河系的宜居带在这个星系的概率。
2014-06-03 astro-ph.GA
The chemical and spatial variations of the bulge's velocity ellipsoids
本文通过N体+SPH棒旋星系模拟并结合APOGEE与Gaia数据，研究核球速度椭球体随恒星年龄和化学组成的空间变化，揭示棒对运动学四极结构、顶点偏差及相关性的影响。
2025-06-03 astro-ph.GA
Detailed $α$ abundance trends in the inner Galactic bulge
在本文中，我们的目标是获得高精度的α元素丰度使用CRIRES高分辨率红外光谱的72个冷M巨星的内银河系球。硅、镁和钙的丰度通过拟合每颗恒星的合成光谱来确定。我们还将最近的理论数据纳入我们的光谱分析（即更新的K带谱线列表，更好的加宽参数估计，非局部热力学平衡（NLTE）校正）。我们比较这些内凸α丰度的趋势与IGRINS使用相同的线列表和分析技术观察到的太阳附近的恒星，我们也比较我们的样本，以APOGEE DR 17丰度的内凸星。我们调查使用分光光度计的距离和轨道模拟凸出成员。我们构建了一个化学演化模型，适合我们的金属丰度分布函数（α）和我们的α元素的趋势。在我们的72颗恒星中，我们发现了4颗不是核团成员。[Si/Fe]和[Mg/Fe]对[Fe/H]的趋势显示了典型的厚盘α元素行为，除了我们没有看到任何在其他工作中看到的超太阳金属丰度的平台。NLTE分析通常使[Mg/Fe]降低$\sim$ 0.1 dex，导致[Mg/Fe]相对于[Fe/H]的趋势明显降低。导出的[Ca/Fe]与[Fe/H]的趋势比Si和Mg的趋势具有更大的分散性，但与局部薄和厚圆盘趋势非常一致。通过我们最新的分析，我们构建了一个最详细的研究在银河系内部隆起的冷M巨星的α丰度趋势。我们模拟了这些丰度，采用了两个不同的气体落入事件的时间尺度为0.4 Gyr和2 Gyr，分别两个落入化学演化模型。基于非常细致的光谱分析，我…
2023-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of disk and Bulge giants from high-resolution optical spectra III. Sc, V, Cr, Mn, Co, Ni
上下文最近对突出部的观察，例如，它的X形，圆柱形的恒星运动，以及年轻恒星的潜在比例，表明它是通过盘的长期演化形成的，而不是通过气体耗散和/或合并，如以前所认为的那样。目标。我们测量了6个铁峰元素（Sc，V，Cr，Mn，Co和Ni）的丰度在本地薄，厚盘以及隆起提供额外的观测约束星系形成和化学演化模型。方法.我们使用的高分辨率光谱的291 K巨星在本地磁盘主要是由FIES获得在NOT（信噪比（S/N）为80-100）和45 K巨星在VLT（S/N比为10-80）的UVES/FLAMES获得的膨胀。我们测量SME中的丰度，并将NLTE校正应用于[Mn/Fe]和[Co/Fe]比。为了区分薄的和厚的，我们使用恒星金属丰度，[Ti/Fe]比，和盖亚DR 2的运动学（自行和径向速度）。结果所观察到的磁盘趋势的V是更厚的磁盘增强，而钴磁盘的趋势显示了一个小的增强厚磁盘。V和Co的凸出趋势看起来甚至更增强。厚的磁盘，但在不确定性。[Ni/Fe]比值在厚盘和隆突中似乎略过剩。薄的磁盘，虽然差异很小。Sc、Cr和Mn的盘状和隆起趋势强烈重叠。结论.有些增强[（V，Co）/Fe]比值中观察到的隆起表明，当地厚盘和隆起可能经历了不同的化学富集和演化路径。然而，我们无法仅仅根据这些观察来预测凸起的确切进化路径。另一方面，银河系化学演化模型可以利用这些结果提供这一点。
2019-03-04 astro-ph.GA
Zinc abundances in Galactic bulge field red giants: implications for DLA systems
恒星中的锌是一个重要的参考元素，因为在阻尼莱曼α系统的研究中，它是铁的替代物，允许比较核球恒星星族和DLAs的化学演化历史。在核合成方面，它表现为α元素，因为它在贫金属恒星中得到增强。本工作的目的是从高分辨光谱中获得56颗球巨星的铁峰元素Zn丰度。这些结果进行了比较，从其他膨胀样品的数据，以及从磁盘和晕星，阻尼莱曼α系统，为了更好地了解在这些环境中的化学演化。在甚大望远镜上使用FLAMES+UVES获得了高分辨率光谱。我们发现在-1.3 < [Fe/H] < -0.5范围内[Zn/Fe]=+0.24+-0.02，在-0.5 < [Fe/H] <-0.1范围内[Zn/Fe]=+0.06+-0.02，而对于[Fe/H] >-0.1，它显示-0.60 < [Zn/Fe] <+0.15的扩展，其中大多数恒星的[Zn/Fe]<0.0。这些低锌丰度在高金属量端的凸起定义了一个下降的趋势[Zn/Fe]与金属量的增加。与锌丰度DLA系统的比较，其中灰尘贫化校正适用于锌和铁。最后，我们提出了一个化学演化模型的Zn富集在大规模的球体，代表了一个典型的经典的隆起。
2015-06-04 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of the Galaxy halo
通过分析星系晕的恒星金属丰度分布函数和一些关键元素的丰度模式，研究了星系晕的化学演化和形成。从银河系的两个下降模型，它预测太少的低金属量的恒星，我们添加了一个气体流出在晕阶段的速度成正比的恒星形成率通过一个自由参数，λ。此外，我们考虑了第一代大质量零金属星在这个两个入口+外流模型采用两个不同的头重脚轻的初始质量函数和特定的人口III产量。当参数λ =14，晕形成的时间尺度不超过0.2 Gyr时，由两次陷落+外流模型预测的晕星金属丰度分布函数与观测值吻合较好。此外，C、N和α元素O、Mg、Si、S、Ca的[X/Fe]与[Fe/H]的丰度模式与观测数据吻合较好。如果包括第III星族恒星，在不同的初始质量函数的假设下，预测的恒星金属丰度分布函数与观测数据的总体一致性比没有第III星族的情况下差。我们的结论是，它是基本的，包括气体的流入和流出的晕形成过程中，以解释所观察到的晕金属丰度分布函数，在一个模型的框架内，假设恒星的内晕形成主要是在原地。此外，我们发现，它不存在一个令人满意的初始质量函数的第III族星，再现所观察到的晕金属丰度分布函数。因此，没有必要用第一代大质量恒星来解释星系晕的演化。
2013-04-16 astro-ph.GA
Modeling the chemical enrichment history of the Bulge Fossil Fragment Terzan 5
本文通过模拟 Terzan 5 的化学增丰历史，提出其经历两次恒星形成爆发并起源于质量约为现今十倍的气体团块，从而解释了观测到的金属丰度分布和元素丰度比，支持其作为银河系核球原始构建块遗迹的假说。
2023-05-24 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VI. Age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
我们提出了一个详细的元素丰度研究的90 F和G矮星，关闭和亚巨星在银河系核球。根据引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，确定了恒星年龄和11种元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Zn，Y和Ba）的丰度。我们发现银河系球核有一个宽的金属丰度分布，在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有显著的峰值。我们还发现了很大一部分中龄到年轻的恒星：在[Fe/H]>0时，超过35%的恒星年龄小于8 Gyr。当[Fe/H]<-0.5时，大多数恒星都是10 Gyr或更老。我们还确定了几个事件时，显着的恒星形成在隆起发生：3，6，8，和12 Gyr前。我们进一步发现，“膝”的α元素丰度趋势的亚太阳金属丰度隆起位于约0.1德克斯高[Fe/H]比在当地厚盘。银河核球具有复杂的年龄和丰度特性，似乎与银河系主要的恒星星族紧密相连。特别是，在金属丰度分布的峰值，恒星形成的情节，和丰度的趋势，显示与银河系薄和厚盘的属性相似。与此同时，在凸出区域之外还有一些看不到的其他成分，这些成分很可能与银河酒吧有关。例如，恒星形成的速度似乎在凸起中比在局部厚盘中稍快，这很可能是更接近银河系中心的致密恒星环境的指示。我们的研究结果加强了观测证据，支持银河系凸起的长期起源的想法，形成了其他主要的银河系恒星星族存在于我们的银河系中心区域。
2017-07-10 astro-ph.GA
Chemical abundances in a high velocity RR Lyrae star near the bulge
低质量、变星、高速恒星是研究银河系结构和演化许多方面的有趣案例。直到最近，唯一已知的高速或超高速恒星是被认为起源于银河系中心的年轻恒星。像APOGEE和BRAVA这样的大面积巡天发现了几颗低质量恒星，它们的银河系静止坐标系速度大于350 km/s。在这项研究中，我们提出了第一个丰度分析的低质量，RR天琴座恒星，靠近银河系的凸起，空间运动~ -400公里/秒。使用中等分辨率的光谱，我们得到11个元素的丰度（包括上限）。这使我们能够对恒星进行化学标记并讨论其起源，尽管我们推导出的丰度和金属丰度（[Fe/H] =-0.9 dex）并没有指向一个明确的答案。根据化学标记，我们不能排除它来自凸起。然而，结合它的逆行轨道和导出的丰度表明，恒星在多体相互作用期间从内部（甚至外部）晕的外围加速。其他可能的起源包括凸起本身，或者恒星可能是从星团或人马座矮星系与银河系合并时剥离的。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
