Elemental abundances in AGB stars and the formation of the Galactic bulge
我们获得了45颗位于银河系核球的AGB星的高分辨率近红外光谱。该项目的目的是确定这些恒星中的关键元素丰度，以帮助限制凸起的形成历史。另一个目标是将光球丰度与恒星风中发现的尘埃种类联系起来。在这里，我们提出了光谱分析的进展报告。
2011-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Peculiarities of the abundances of neutron-capture elements in Galactic open clusters
本文利用一个包含90~疏散星团各种核合成过程中产生的14~元素光谱丰度测定的星表，研究了快中子俘获元素和慢中子俘获元素的相对丰度性质。星表还包括星团的位置、年龄、速度和银河系轨道的元素。在具有高、细长轨道的星团和银河系薄盘的场星中，$r$-元素（Eu）和$s$ -元素（Y、Ba、La和Ce）的相对丰度显示出对金属丰度、年龄、银心距和银河系轨道元素的不同依赖性，支持了这些天体具有不同性质的观点。在年轻的星团中，不仅钡，而且其他三个研究的$s$ -元素显示出显着较高的相对丰度比场星相同的金属丰度。Eu的相对丰度在高金属量的集群（${\rm [Fe/H]} > -0.1$）与高，细长的轨道比在外地巨星，平均而言，而[Eu/Fe]比在低金属量的集群是相同的那些在外地的明星，平均而言，虽然有一个大的分散。[O，Mg/Eu]比率的金属丰度的依赖性在具有高，拉长的轨道和场星的集群有很大的不同。如果两种高速云与银盘的星际介质相互作用形成了具有不同金属丰度的高、细长轨道的星系团，那么Eu丰度的这些和其他描述的性质，以及原生$α$元素丰度的性质，就可以以自然的方式理解：由“原始”气体形成的低金属量高速云，以及在“银河喷泉”中形成的中等速度的高金属量云。
2016-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Abundances in the Galactic Nuclear Star Cluster
利用高分辨率红外光谱和$λ$ 2.3 $μ$ m附近的H $^{19}$ F的振动-旋转谱线，从银河系中心（银河系中心距离为0.6- 30 pc）的发光年轻红巨星（$\sim$ 10 $^{7}$-10 $^{8}$ yrs）样品中推导出氟（$^{19}$ F）的丰度以及$^{16}$ O/ $^{17}$ O的同位素比值。六颗红巨星中有五颗是围绕中心超大质量黑洞旋转的核星团的成员。先前对银河系薄盘星和厚盘星中$^{19}$ F的化学演化的研究表明，$^{19}$ F的核合成起源可能相当复杂，来自两个或更多的天体物理学位点;氟丰度在厚盘星中相对于Fe丰度表现为主要元素，在薄盘星中表现为次要元素。分析的银河系中心红巨星属于F与Fe的薄盘关系，具有接近太阳的Fe丰度（$<$ [Fe/H] $>$ =+0.08 $\pm$ 0.04），F/Fe丰度比（$<$ [F/Fe] $>$ =+0.28 $\pm$ 0.17）略有增加。就它们的F和Fe丰度而言，银河系中心恒星遵循薄盘人口，这需要一个有效的$^{19}$ F源，可能是来自核心燃烧He的沃尔夫-拉叶星的风，或热脉冲AGB星，或两者的组合。在薄盘和银河系中心恒星中观察到的[F/Fe]随[Fe/H]的增加而增加的现象并没有被任何已发表的化学演化模型所预测，因此对$^{19}$ F的各种可能来源的产额的定量理解仍然是未知的。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance of barium in the atmospheres of red giants in the Galactic globular cluster NGC 104 (47 Tuc)
上下文虽然大多数（如果不是全部的话）I型银河系球状星团（GGC）的特征是轻化学元素（如Li、N、O、Na、Mg、Al）丰度的分布，但还没有很好地确定s过程元素是否也存在类似的分布。目标。研究了银河系球状星团（GGC）47 Tuc（NGC 104）中原始星（1 P）和污染星（2 P）Ba丰度的可能差异。为此，我们在261颗红巨星分支（RGB）恒星的样本中获得了Fe，Na和Ba的均匀丰度，这是迄今为止在任何GGC中用于Na和Ba丰度分析的最大样本。方法.使用档案GIRAFFE/VLT光谱和一维非局部热力学平衡（NLTE）丰度分析方法确定Na和Ba的丰度。结果与Gratton等人（2013）的发现相反，我们在47 Tuc的261颗RGB恒星样本中没有检测到任何显着的Ba-Na相关性或2 P-1 P Ba丰度差异。这证实了D 'Orazi等人（2010）的结果，他们在GGC中的110颗RGB恒星中没有发现统计学上显着的Ba-Na相关性。在261颗RGB恒星的样本中获得的平均钡铁比$\langle{\rm Ba/Fe}_{\rm 1D~NLTE}\rangle = -0.01\pm0.06$与在此金属丰度下在银河场恒星中测定的值吻合得很好，因此可能代表了在星团随后的化学演化过程中没有改变的原始原星团气体的丰度。
2021-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Oxygen abundance in the Galactic thin and thick disks
我们分析了代表两个主要的银河系人口的恒星样本的氧丰度：薄和厚磁盘。目的是研究银河系盘成员之间的差异，并有助于理解银河系中氧化学富集的起源。该分析基于从GES调查获得的HR谱（$R\sim$ 52，500）中的[O 1，{ \sc i}]=6300.30，O2 ~氧谱线。通过比较观测到的光谱与理论数据集，在LTE中计算的光谱合成和ATLAS 12代码，我们得出的氧丰度的516 FGK矮星，我们以前测量的碳丰度。基于运动学，化学和动力学的考虑，我们确定20薄和365厚盘成员。我们研究了两个子样品的化学性质（[O/H]，[O/Fe]，[O/Mg]和[C/O]与[Fe/H]和[Mg/H]），年龄和在银河系中的位置的潜在趋势。主要结果如下：（a）[O/H]和[O/Fe]比值与[Fe/H]的关系显示了薄盘星和厚盘星之间的系统差异，厚盘星的O丰度相对于薄盘成员增加，而[O/Fe]随着金属丰度的增加而单调减少，即使在富金属区也是如此;（b）两个星群中[O/Mg]与年龄的平滑相关性，表明这个丰度比可以很好地代表银河系内恒星的年龄;（c）具有[Fe/H] $\simeq0$的薄盘成员显示的[C/O]比小于太阳值，这表明太阳可能从较低的银河系中心半径向外迁移。
2020-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances in Galactic Bulge planetary nebulae from optical, ultraviolet and infrared observations
铁在行星状星云的高电离环境中会遭受高水平的损耗，这使得直接测定未耗尽的元素铁丰度变得困难。锌不会遭受与铁相同的贫化效应，可以用作替代元素来测量铁丰度，因为在宽范围的金属丰度中存在近似恒定的锌与铁的比率。在本文中，我们报告锌丰度的六个银河系膨胀行星状星云确定的新的观测与ISAAC的甚大望远镜，智利，仪器的退役之前，以及另外三个基于文献观测。本文介绍了行星状星云样品的UVES数据，并已用于计算各种元素和离子的丰度、温度和密度。从UVES数据得到的丰度与文献结果吻合得很好。[Zn根据ISAAC的观测结果，[O/H]一般是太阳下的，而[O/Zn]则与太阳一致或相对富集。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of neutron-capture elements in stars of the galactic disk substructures
本文对276颗FGK矮星的铁峰（Fe，Ni）和中子俘获元素（Y，Zr，Ba，La，Ce，Nd，Sm，Eu）丰度进行了观测和讨论，这些矮星位于银盘中，金属丰度为-1 < [Fe/H] <+0.3。大气参数和所研究的恒星的化学成分是从高分辨率、高信噪比的阶梯光谱中确定的，阶梯光谱是由上普罗旺斯天文台（法国）的阶梯光谱仪ESTDIE获得的。用线深比法和H_α线翼拟合法估算了有效温度。表面重力（log g）测定的弛豫和电离平衡的铁。采用LTE方法进行了绝对测定，考虑了Eu的超精细结构，并在NLTE近似下计算了Ba的丰度。我们能够分配我们的样本中的大部分恒星的银河系厚盘，薄盘，或武仙座流的子结构，根据他们的运动学。27颗恒星的分类不确定。对于样本中的大多数恒星，中子捕获元素的丰度以前没有被测量过。对于所有这些，我们提供了化学组成，并讨论了不同的核合成过程的贡献。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The AMBRE Project: Spectrum normalisation influence on Mg abundances in the metal-rich Galactic disc
α元素的丰度为银河系考古学提供了重要的化石特征，可以追踪不同圆盘种群的化学进化。高精度的化学丰度对于提高我们对银河系中存在的化学动力学性质的理解至关重要。然而，在富金属盘（[M/H] > 0 dex）中获得精确的丰度估计仍然具有挑战性。本文的目的是分析不同的误差来源影响镁丰度估计的富金属恒星的光谱。我们从AMBRE项目中获得了2210颗太阳邻域恒星的87522个高分辨率光谱的Mg丰度。为此目的，采用了GAUGUIN自动丰度估计程序。标准化程序有很强的影响，导出的丰度，与恒星类型和线强度的明显依赖。对于非饱和线，局部连续区放置的最佳波长域应使用拟合优度标准进行评估，允许掩模尺寸与光谱类型相关。此外，对于强饱和线，应用窄归一化窗口减少了丰度估计的参数依赖性偏差，提高了线间丰度精度。此外，在大光谱分辨率下工作总是比在低光谱分辨率下工作得到更好的结果。由此产生的丰度精度的提高，使人们有可能观察到一个明确的薄厚盘化学区别和镁丰度下降的趋势，即使在超太阳金属丰度。在精确的运动学和动力学数据的时代，优化实施大型光谱恒星调查的标准化程序将提供一个显着的改善，我们的银河系人口的化学动力学模式的理解。
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Distribution of the Elements in the Galactic Disk II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids
本文报道了对船底座区101颗造父变星的光谱研究。这些造父变星在数量上扩展了以前的样本约35%，并增加了银盘覆盖的数量，特别是在l \approx 270°方向。新的造父变星并没有增加太多的径向梯度的信息，但提供了一个方位角的覆盖范围大幅增加。在以太阳为中心的1 kpc深度的环中，我们发现在与银河系中心成80°角的范围内，丰度没有方位角依赖性。对造父变星数据进行简单的线性拟合，得到梯度d[Fe/H]/dRG = -0.055 \pm 0.003 dex/kpc，这比我们以前从较小的造父变星样本中发现的要浅一些。
2011-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Abundances in Local Stellar Populations
本文首次测量了银河系薄盘和厚盘12颗巨星的氟丰度及25颗巨星的钠丰度，发现氟丰度存在真实的较大离散度，并将观测结果与化学演化模型进行了比较。
2024-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. IV. A New Sample of Open Clusters
我们目前的径向速度和化学丰度的九颗恒星在旧的，遥远的疏散星团Be 18，Be 21，Be 22，Be 32，和PWM 4。对于Be 18和PWM 4，这些是第一次化学丰度测量。将我们的数据与文献结果相结合，产生了49个独特集群中约68个化学丰度测量值的汇编。对于这个合并的样本，我们研究了疏散星团的化学丰度作为距离，年龄和金属丰度的函数。我们证实，金属丰度梯度在外盘是平坦的比太阳附近的梯度。我们还证实，在外盘的疏散星团是贫金属的增强的比值[α/Fe]，也许[Eu/Fe]。所有元素的[X/Fe]与距离（< 0.02 dex/kpc）之间的趋势可以忽略不计或很小，但对于某些元素，有一个暗示，即本地（RGC < 13 kpc）和远程（RGC > 13 kpc）样品可能具有不同的趋势与距离。没有证据表明丰度随年龄的变化有显著趋势（< 0.04 dex/Gyr）。我们测量了[X/Fe]和金属丰度[Fe/H]之间的线性关系，发现平均趋势的离散度与测量不确定度相当。与太阳邻域场巨星的比较表明，在给定的金属丰度下，疏散星团具有相似的丰度比[X/Fe]。虽然金属丰度梯度的平坦化和外盘中[α/Fe]比值的增强表明太阳附近有不同的化学富集历史，但我们赞同Friel等人的观点，即明确的结论有待于对大量星团中更大样本的恒星进行均匀分析。可以说，我们对外盘从疏散星团演化的理解目前受到各种研究之间系统丰度差异的限…
2012-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk Assembly of the Milky Way Suggested from the Time-resolved Chemical Abundance
利用不同回溯时间的[Mg/H]和恒星形成率径向轮廓，研究以双参数漏吸积盘模型再现银河系近40亿年化学演化，支持其盘组装由气体内流、外流与原位恒星形成共同主导。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Processes in Protoplanetary Disks
我们建立了一个围绕典型金牛座T星的原行星盘的高分辨率物理化学模型。我们的目标是使用我们的模型来计算小尺度上的磁盘的化学结构（在金牛座的距离，~ 140 pc的物体的内部磁盘中的亚毫角秒），以研究被认为是重要的磁盘中的各种化学过程，并确定每个过程的潜在分子示踪剂。我们的气相网络是从UMIST天体化学数据库中提取的，我们在其中添加了气体-颗粒相互作用，包括冻结和热和非热解吸（宇宙射线诱导解吸，光解吸和X射线解吸）和颗粒表面网络。我们发现，宇宙射线诱导的解吸对我们的磁盘化学结构的影响最小，而光解吸有显着的效果，提高整个磁盘的大多数气相分子的丰度和影响的HCN，CN和CS的丰度和分布，特别是。在外盘，我们还看到H2O和CO2丰度的增加。X射线解吸是一个潜在的强大的机制，在磁盘上，作用均匀的分数丰度的气相物种的深度和增加柱密度的大多数分子，虽然仍然存在显着的不确定性，在该过程中采用的速率。添加颗粒表面化学将几种小的复杂有机分子（包括CH 3OH、HCOOCH 3和CH 3 OCH 3）的丰度分数提高到潜在的可观察值（即丰度分数>~ 1.0E-11）。
2010-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Peculiarities of α-element abundances in Galactic open clusters
编制了一个包含346个疏散星团的金属丰度、位置、年龄和速度等参数的星表。计算了其中272个星团的银河系轨道要素。光谱测定的相对丰度，[el/Fe]，为14种元素的合成在各种核过程的平均数据从109出版物，为90个集群。由于没有系统的影响扭曲的相对丰度的研究元素在这些集群中已被发现，这些差异表明真正的集群之间的差异与高，细长的轨道和场星。特别是，这支持了早先的结论，基于对银河系轨道元素的分析，即一些星团是由于高速、贫金属的云和银河系薄盘的星际介质之间的相互作用而形成的。平均而言，具有高的、细长的轨道和金属丰度${\rm [Fe/H]} < - 0.1$的星团显示出比场星更低的主α元素相对丰度。这些星团的低[O，Mg/Fe]比可以理解，如果产生它们的高速云是由来自恒星形成率和/或II型超新星质量低于银河平面附近的星际物质形成的。它还表明，平均而言，初级$α$ -元素的相对丰度较高，在相对富含金属的高，细长的轨道比场星的集群。如果具有${\rm [Fe/H]} > - 0.1$的星系团是由于中等速度的富金属云与银河系盘的星际介质之间的相互作用而形成的，那么这一点就可以理解了;这种云可以由所谓的“银河系喷泉”中的返回气体形成。
2016-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE Analysis of Copper Abundances in the Galactic Bulge Stars
利用中高分辨率（R~ 20，000）、中等信噪比（S/N > 70）的FLAMES-GIRAFFE光谱，研究了银河系核球区129颗红巨星支星的铜丰度，[Fe/H]为-1.14到0.46 dex。铜的丰度是由局部热力学平衡（LTE）和非局部热力学平衡（NLTE）的光谱合成方法。我们发现，铜I线的NLTE效应表现出明显的金属丰度的依赖性，并逐渐增加与减少[Fe/H]为我们的样本星。我们的研究结果表明，铜的NLTE效应是重要的，不仅对金属贫乏的恒星，但也为超太阳金属丰富的和LTE的结果低估了铜的丰度。我们注意到，在金属丰度为-1.14 < [Fe/H] < 0.0 dex的范围内，核球星的[Cu/Fe]趋势与银盘星相似，当[Fe/H]为~-1.2到~-0.5 dex时，[Cu/Fe]比随着金属丰度的增加而增加，有利于Cu的二次（金属丰度相关）产生。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic abundance gradients from deep spectra of HII regions
我们提出了一些正在进行的项目的结果，致力于重新评估的径向丰度梯度的基础上深光谱的HII地区的盘的MilkyWay。这些数据是用大口径望远镜拍摄的，主要是GTC和VLT。样本包含大约35个位于银河系中心距离从5到17千秒差距的物体。我们确定了所有星云的电子温度，从而可以精确计算化学丰度。本文主要介绍和讨论有关O、N和C的径向梯度的结果。
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Phosphorus Abundances in the Hyades and Galactic Disk
我们用两条1.06 $μ$ m的P I线测量了9颗盘星的磷丰度，其值在-1 $<$ [Fe/H] $<$ -0.5之间。高分辨率的红外光谱是使用凤凰在双子座南和丰度确定比较合成光谱的观测。毕宿星团样本中矮星的平均丰度为$<$ [P/Fe] $>$ = -0.01 $\pm$ 0.06，三颗巨星的平均丰度为$<$ [P/Fe] $>$ = 0.03 $\pm$ 0.03 dex。这种一致性表明，使用1.06 $μ$ m P I线获得的丰度在高金属丰度时不受温度或光度依赖的系统效应的影响。我们的[P/Fe]比在盘星测量与化学演化模型与P产量增加了2.75倍。我们发现[P/O]、[P/Mg]、[P/Si]和[P/Ti]比在-1.0 $<$ [Fe/H] $<$ 0.2的范围内与太阳能比一致，其中在最低[Fe/H]比下，[P/Si]比增加$\sim$ 0.1 - 0.2 dex。最后，[P/Fe]随年龄的演化与其他$α$元素相似，提供了P在相同地点产生的证据。
2019-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution during the formation of a protoplanetary disk
本研究的目的是调查从星前阶段到盘形成的化学演化，并确定冷而致密的核心的化学成分对盘的最终成分的影响。我们进行了三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟致密的核心崩溃使用自适应网格细化RAMSES代码。对于每个粒子结束在年轻的旋转支撑盘，我们运行化学模拟与三相气体颗粒化学代码鹦鹉螺。两组不同的初始丰度，这是冷芯的特点，被认为是。共同物种丰度的最终分布进行了比较，以及与冷核的初始丰度。我们发现分子的空间分布反映了它们对温度分布的敏感性。盘中化学元素的主要载体通常与冷核中的载体相同，除了含S的物种，其中HS被H $_2$ S $_3$取代，以及含P的物种，其中原子P导致PO，PN，HCP和CP的形成。然而，丰度较低的物种的丰度随着时间的推移而变化。对于“大的”复杂有机分子（COM），例如CH $_3$ CHO、CH $_3$ NH $_2$、CH $_3$ OCH $_3$和HCOOCH $_3$，尤其如此，它们的丰度在塌陷期间显著增加。这些COM通常在磁盘中呈现相似的丰度，尽管在冷核中的丰度显着不同。相反，许多自由基的丰度随着时间的推移而减少。大量的物种在冷核和盘中仍然显示出相同的丰度，这表明这些分子在冷核中有效地形成。这包括H $_2$ O、H $_2$ CO、HNCO和“小”COM，如CH $_3$ OH、CH $_3$ CN和NH $_2$ CHO。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial abundance gradients in the outer Galactic disk as traced by main-sequence OB stars
使用的31个主序星OB位于银河系距离8.4 - 15.6千秒差距之间的样本，我们的目标是探测现今的径向丰度梯度的银河系盘。分析是基于高分辨率光谱获得的麦哲伦粘土6.5米望远镜在Las Campanas的MIKE摄谱仪。我们使用了一个非NLTE的分析，在一个自我一致的半自动例程的基础上TLUSTY和SYNSPEC，以确定大气参数和化学丰度。恒星的参数（有效温度，表面重力，预计旋转速度，微观湍流，宏观湍流）和硅和氧的丰度位于超过9千秒差距从银河系中心加三颗恒星在太阳附近的28颗恒星。样本中的恒星大多位于主序星上，有效温度在20800 - 31300 K之间，表面重力在3.23 - 4.45 dex之间。在$8.4 \leq R_G \leq 15.6$ \，kpc区域，径向氧和硅丰度梯度为负，斜率分别为-0.07 dex/kpc和-0.09 dex/kpc。所获得的梯度是兼容的，目前的氧和硅的丰度测量在太阳附近，并与径向金属丰度梯度的化学动力学模型预测的银河系演化的一个子样本的年轻恒星位于靠近银河系平面。
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of disk and bulge giants from hi-res optical spectra: II. O, Mg, Ca, and Ti in the bulge sample
通过化学演化模拟，确定核球星的元素丰度有助于理解核球的形成和演化。最近，已经存在支持和反对与局部厚盘相比具有不同的[ $α$ /Fe]对[Fe/H]-趋势的隆起的权利要求，这可能意味着与局部厚盘相比隆起的形成时间尺度更快或至少不同。我们的目标是确定的氧，镁，钙和钛的丰度在46个凸起的K-巨星，其中35个已经分析了氧和镁在以前的作品，并比较它们均匀确定的元素丰度的本地磁盘样本的291 K-巨星。我们使用光谱合成来确定恒星参数以及这里分析的核球星的元素丰度。这一方法与本系列论文Ⅰ中对291颗K巨星的比较样品的分析方法完全相同。与之前对我们样本中35颗恒星的分析相比，我们发现当[Fe/H]>-0.5时，[Mg/Fe]较低，因此与[O/Mg]随[Fe/H]增加而下降的结论相矛盾。相反，我们看到一个常数[O/Mg]在所有观察到的[Fe/H]在凸起。此外，我们没有发现证据表明，与我们两个样品中的局部厚盘相比，凸起中的α-铁趋势具有不同的行为。
2016-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Similarity of Abundance Ratio Trends and Nucleosynthetic Patterns in the Milky Way Disk and Bulge
我们比较了从阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）的银河系盘（$5$ kpc $< R_{\rm GC} < 11$ kpc）中的APOGEE恒星的$\sim 11,000$银河系核球恒星（$R_{\rm GC} < 3$ kpc）样本的丰度比趋势。我们将每个样品分为低Ia（高[Mg/Fe]）和高Ia（低[Mg/Fe]）群体，在每个群体中，我们检查元素X = Fe，O，Na，Al，Si，P，S，K，Ca，V，Cr，Mn，Co，Ni，Cu和Ce的[X/Mg]与[Mg/H]的中位数趋势。为了消除小的系统性趋势的远地点丰度与恒星$\log(g)$，我们重新采样的磁盘恒星，以匹配的$\log(g)$分布的隆起数据。在这样做之后，我们发现几乎相同的中位数趋势低Ia盘和所有元素的凸起恒星。高Ia的趋势是相似的大多数元素，锰，钠，钴的显着（0.05 - 0.1德克斯）的差异。丰度趋势的密切协议（与典型的差异$\lesssim 0.03$德克斯）意味着类似的核合成过程丰富的球和盘星，尽管不同的恒星形成历史和这些地区的物理条件。例如，我们推断，在高质量斜率的恒星初始质量函数（IMF）之间的磁盘和隆起的差异必须是$\lesssim 0.30$。这种一致性，以及中间序列的一般小的分散性，意味着人们可以预测所有的球星的APOGEE丰度具有良好的准确性，只知道它的测量[Mg/Fe]和[Mg/H]和观察到…
2021-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur abundances in the Galactic bulge and disk
上下文$α$元素丰度的测量为研究星系的化学演化和恒星形成历史提供了强有力的工具。大多数关于$α$元素硫（S）的研究都集中在本地恒星上，使得S在其他环境中的行为成为一个有待分析的天文学课题。目的。对银河系核球中S的研究直到最近才首次被考虑。这项工作的目的是提高我们的知识在银河系的这一组成部分的S行为。方法.我们目前的74个矮和次巨星在银河系的球，21和30 F和G厚和薄盘星的S丰度。我们进行了局部热力学平衡分析，并应用高分辨率和高信噪比UVES光谱的非LTE校正。通过光谱合成或谱线等效宽度，从金属丰度范围$-2<$ [Fe/H] $<$ 0.6的多重态1、6和8中获得S丰度。结果我们确认S的行为像一个$α$ -元素在银河系的隆起。在[S/Fe]-[Fe/H]图中，S在低金属丰度时呈现一个平台，然后[S/Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，直到在超太阳金属丰度时达到[S/Fe] $\sim0$。我们发现，银河系的隆起是丰富的硫相对于厚和薄盘在$-1<$ [Fe/H] $<0.3$，支持更快的形成和化学演化的银河系隆起比磁盘。
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of metallicity on the abundances of molecules in protoplanetary disks
我们研究了不同金属丰度对原行星盘的物理、热和化学性质的影响，特别是对碳基分子的形成和破坏的影响。用热化学程序ProoDIMO研究了低金属丰度对辐射场、盘温度和不同分子（H $_2$ O、CH $_4$、CO、CO $_2$、HCN、CN、HCO $^+$和N $_2$ H $^+$）丰度的影响。我们使用基准盘模型作为参考模型，并产生两个模型具有较低的金属丰度。不同的化学物种所产生的影响进行了研究，通过分析其丰度分布在整个磁盘和他们的垂直柱密度。此外，研究了化学物种的形成和破坏反应。结果表明，盘的金属丰度与盘内恒星辐射场的强度有一定的关系。随着金属丰度的降低，辐射场能够穿透盘的更深区域。因此，在具有较低金属丰度的盘中总体上存在较强的辐射场，这也加热了盘。这引发了不同化学物种的化学形成和破坏效率的一系列变化。在大多数情况下，可用物种丰度发生变化，与按常数因子缩小的丰度相比，其值更大。金属含量对这里研究的分子的雪线也有明显的影响。随着金属含量的减少，雪线被进一步推出去，现有的雪环尺寸缩小。
2022-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of Disk Planetary Nebulae in M31 and the Radial Oxygen Gradient
我们获得了M31星盘中16个行星状星云的光谱，并测定了He、N、O、Ne、S和Ar的丰度。在这里，我们提出的中位数丰度，并将它们与以前的M31 PN磁盘测量和PNE在银河系。我们还推导出了M31中的径向氧梯度，即使考虑到M31较大的盘尺度长度，它也比银河系中的径向氧梯度要浅。
2011-09-13 astro-ph.GA
Radial abundance gradients from planetary nebulae at different distances from the galactic plane
本文研究了距银道面不同距离的行星状星云O/H丰度梯度的变化。特别是，我们确定的丰度梯度在不同的高度从平面，以调查可能的梯度反转的对象在更大的距离从平面。我们考虑一个大样本的PN与已知的距离，使相对于银道面的高度可以推导出来，和准确的丰度，使梯度可以确定。
2015-05-28 astro-ph.GA
Abundances of stars in different Galactic subsystems
这是一个在银河系不同的恒星星族中观察到的元素丰度模式的简要概述。主要重点是基于矮恒星和次巨星的高分辨率光谱的研究，在某些情况下还有红巨星。特别令人感兴趣的是薄厚盘二分法，丰度和恒星年龄随银河系中心半径的变化，银河系隆起区域的多个恒星星族，以及其中一些可能与其他银河系人口有关。
2013-12-16 astro-ph.GA
Oxygen, $α$-element and iron abundance distributions in the inner part of the Galactic thin disc. II
我们计算了距离银心R $_{\rm G}= 2.53$ kpc的造父变星ASAS 181024- 2049.6的36种化学元素的丰度。这颗恒星位于造父变星内部薄盘的一个区域内，在造父变星中采样很少。我们的光谱分析表明，该恒星的铁、镁、硅、钙和钛LTE丰度支持在银河系中心5千秒差距内的薄圆盘中存在类似平台的丰度分布，正如之前\cite{Maret15}所建议的那样。如果得到证实，该区域内丰度梯度的平坦化可能是由于动力学效应导致恒星形成率下降的结果，可能来自银河系中央酒吧。
2016-07-01 astro-ph.GA
Abundance gradients in the galactic disk
分析了银河系中235颗F型和G型中低质量恒星的丰度与轨道参数的关系。我们发现薄盘在径向和垂直方向上都存在丰度梯度（分别为-0.116dex/kpc和-0.309dex/kpc）。随着银河系的演化，梯度似乎越来越平缓。在18颗厚盘星的基础上，没有发现厚盘星的梯度。结果表明，ELS模型主要适用于薄盘的演化，而SZ模型更适用于厚盘的演化。此外，这些结果表明，在银河系的化学演化中，流入和流出过程起着重要的作用。
2011-08-03 astro-ph.GA
Measuring elemental abundance ratios in protoplanetary disks at millimeter wavelengths
在百万年的演化过程中，原行星盘中的气体尘埃和冰可以进行化学再加工。有证据表明，在属于附近恒星形成区的盘中，气相碳和氧的丰度是亚太阳的。这些发现对巨行星的主要大气层的组成有重大影响（但它也可能对超级地球和次海王星有效），因为它们从圆盘中的周围物质中吸积了它们的气体包层。在这项研究中，我们进行了热化学建模分析，目的是测试如何可靠和稳健的元素丰度比的估计的基础上（亚）毫米观察分子线。我们为以下不同的元素丰度比创建了一个圆盘模型网格：C/O、N/O和S/O，并且，我们计算了一组含碳、氮和硫物质的线通量，即CN、HCN、NO、C $_{2}$ H、c-C $_{3}$ H $_{2}$、H $_{2}$ CO、HC $_{3}$ N、CH $_{3}$ CN、CS、SO、H $_{2}$ S和H $_{2}$ CS，目前的（亚）毫米级设施，如ALMA和NOEMA已经探测到。我们发现，线通量，一旦归一化的$^{13}$ CO $J=2-1$线的通量，是敏感的元素丰度比。另一方面，恒星和磁盘的物理参数只有轻微的影响线通量比。我们的结果表明，同时分析多个分子跃迁是一个有效的方法来约束元素丰度比在原行星盘。
2020-05-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the assembly of the Milky Way's disk through abundance clustering
星系形成领域的一个主要目标是了解银河系盘的形成。要做到这一点，第一步是从经验上描述它的现状。我们使用来自27，135颗红团APOGEE恒星的19个丰度的新高维数据集来检查使用丰度定义的集群分布。我们探讨了不同的降维技术，并实现了非参数凝聚层次聚类方法。我们看到，使用丰度定义的群体在空间上是分离的，作为年龄的函数。此外，丰度组在[Fe/H]-年龄平面上代表不同的分布。按年龄排列我们的星系团揭示了随时间变化的化学富集序列的模式。我们的研究结果表明，一个有前途的途径来跟踪磁盘的组装的细节是通过一个完整的解释，我们报告的经验连接。
2020-02-17 astro-ph.GA
Abundance trends in the inner and outer Galactic disk
基于高分辨率光谱获得的MIKE摄谱仪的麦哲伦望远镜，我们提出了详细的元素丰度的64颗红巨星在银河系内外盘。对于内盘样本（4-7千秒差距，从银河系中心），我们发现，薄和厚盘丰度模式的恒星存在，而银心距离超过10千秒差距，我们只找到与当地薄盘相关的化学模式，即使是远远高于银河系平面的恒星。我们的结果表明，厚盘和薄盘的相对密度与太阳附近的相对密度有显着差异，因此我们认为厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度短得多。厚磁盘的比例长度为L_{thick} =2.0 kpc，薄磁盘的比例长度为L_{thin} =3.8 kpc，可以更好地匹配数据。
2012-01-10 astro-ph.GA
Properties of the outer regions of spiral disks: abundances, colors and ages
我们总结了从我们的螺旋盘的化学演化模型套件，计算不同的总质量和恒星形成效率的结果。一旦气体，恒星和恒星形成的径向分布再现，我们分析的气体和恒星的氧丰度径向配置文件，除了恒星的平均年龄和全球金属丰度。我们研究的方案的潜在起源的明显平坦的丰度梯度在外围的盘星系，特别是分子气体形成处方的作用。
2016-07-21 astro-ph.GA
Elemental abundances in the Galactic bulge from microlensed dwarf stars
我们目前的元素丰度的13微透镜矮和次巨星在银河系的隆起，这构成了迄今为止最大的样本。我们发现，这些恒星的金属丰度范围从Fe/H=-0.8到+0.4，并且它们遵循明确的丰度趋势，与银河系厚盘的趋势一致。
2009-08-19 astro-ph.GA
Characterizing the radial oxygen abundance distribution in disk galaxies
我们研究了径向氧丰度分布对非轴对称结构（酒吧/螺旋）和其他宏观参数，如质量，光学半径R25，颜色的g-r，和星系的表面亮度的可能依赖。本文考虑了来自CALIFA DR 3的盘星系样本。我们采用了表面亮度的傅立叶振幅A2作为银盘中非轴对称结构强度的定量特征，除了常用的基于哈勃分类的A，AB和B类型的形态划分。为了区分由非轴对称结构引起的局部氧丰度的变化，多参数质量-金属丰度关系被构建为参数的函数，如酒吧/螺旋图案强度，磁盘大小，颜色指数g-r的SDSS带，和中心表面亮度的磁盘。气相氧丰度梯度是通过使用R校准来确定的。我们发现，有没有显着的影响的非轴对称结构，如酒吧和/或螺旋图案的本地氧丰度和径向氧丰度梯度的盘星系。然而，具有更高质量的镓，表现出以dex/kpc为单位的更平坦的氧丰度梯度，但是对于以dex/R25为单位的氧丰度梯度，这种效应显著地不那么突出，并且当避免内部部分时几乎消失。我们表明，在星系的中心部分的氧丰度既不依赖于光学半径R25，也不依赖于颜色g-r或星系的表面亮度。相反，在星系的中心部分之外，氧丰度随着星系盘的g-r值和中心表面亮度的增加而增加。
2019-01-31 astro-ph.GA
Oxygen, α-element and iron abundance distributions in the inner part of the Galactic thin disc
我们推导出元素丰度在27造父变星，绝大多数位于一个区域内的银河系距离从5到7千秒差距。我们的样本中的一颗恒星SU Sct的银河中心距离约为3 kpc，因此落在内部薄盘的一个研究不足的区域。我们的新结果，结合从文献中获取的银河系中心部分的丰度数据，表明铁，镁，硅，硫，钙和钛的LTE丰度径向分布，以及氧的NLTE分布揭示了从银河系中心延伸到约5 kpc的区域中的高原状结构甚至正丰度梯度。
2015-03-19 astro-ph.GA
On the radial abundance gradients in disks of irregular galaxies
我们确定了14个Sm和Im型（形态T型T = 9和T =10）不规则星系的径向丰度分布，并追踪了它们的HII区。HII区的氧、氮丰度是用Te法或/和对应的方法（C法）估算的。此外，我们检查径向丰度梯度和表面亮度轮廓之间的对应关系。我们发现，不规则星系与一个平坦的内部轮廓（平坦或向外增加的表面亮度的中心区域）显示浅（如果有的话）的径向丰度梯度。另一方面，具有陡峭内部轮廓的不规则星系（有或没有凸起或中央星团）通常显示出相当陡峭的径向丰度梯度。这与人们普遍认为的不规则星系通常不显示径向丰度梯度形成对比。
2015-05-02 astro-ph.GA
Counterculture Stars: Slow and Retrograde Stars with Low-Alpha Disk Abundances
本文识别约70颗具有低α薄盘丰度却慢速或逆行的恒星，评估轨道改变与晕星形成机制，发现恒星团动力学抛射最相符。
2025-06-11 astro-ph.GA
Molecular diagnostics for the mid-infrared emission of planet-forming disks. Carbon and oxygen elemental abundances
Kapteyn Astronomical Institute, Rijksuniversiteit Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学、法国国家科学研究中心、空间天体物理学研究所）
研究通过构建25个模型网格，探讨了类星盘中碳和氧丰度变化对中红外光谱的影响，识别出可用于推断C/H、O/H及C/O比值的分子诊断方法。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental abundances in the center of the Galactic Nuclear Disc
我们首次尝试使用四个经典造父变星的高分辨率红外光谱观测来推导银河系盘的化学性质。这些恒星位于银心距离小于1千秒差距。所有被调查的恒星都显示出接近太阳的元素丰度。通过将这些新数据与我们以前的研究相结合，这一结果表明，铁丰度的径向分布在对数尺度上从银盘外围到银心距离约2-4 kpc逐渐增加，在那里达到最大值约+0.4 dex，然后急剧下降到银心的太阳值。
2019-09-02 astro-ph.GA
Abundances of Galactic Anticenter Planetary Nebulae and the Oxygen Abundance Gradient in the Galactic Disk
我们对位于银河系盘内的41个反中心行星状星云进行了分光光度观测。电子温度和密度，以及化学丰度为他，N，O，Ne，S，Cl和Ar进行了测定。将这些结果纳入我们现有的PN丰度数据库中，得到了124个观测良好的天体样本，这些天体的丰度在银河系中心距离为0.9-21千秒差距。我们进行了详细的回归分析，其中考虑了氧丰度和径向距离的不确定性，以确定整个磁盘的金属丰度梯度为：12+log（O/H）=（9.09+/-.05）-（0.058+/-.006）x Rg，Rg单位为kpc。虽然我们看到了一些证据表明，在大的银河系中心距离梯度变陡，更多的对象对反中心需要进行观察，以确定金属丰度梯度的真实形式。我们没有发现令人信服的证据表明，梯度之间的不同Peimbert类型I和II，也不是氧丰度与银河系平面的垂直距离。我们的梯度与H II区的类似结果一致，但在类似的银河系距离范围内，比Stanghellini和Haywood（2010）最近发表的结果更陡。第二次分析使用PN距离从一个不同的来源意味着一个平坦的梯度，我们认为，我们已经达到了一个混乱的限制，只能解决大大改善距离测量和理解的自然散射氧丰度。最后，考虑到最近发表的化学演化模型的银河系盘表明，调和目前的范围内公布的氧梯度是必要的充分约束参数，如表面密度阈值恒星形成和磁盘形成的特征时间尺度。
2010-09-10 astro-ph.GA
A First Constraint on the Thick Disk Scale Length: Differential Radial Abundances in K Giants at Galactocentric Radii 4, 8, and 12 kpc
基于高分辨率光谱获得的MIKE摄谱仪上的麦哲伦望远镜，我们提出了详细的元素丰度的20颗红巨星在银河系外盘，位于银心距离9和13千秒差距。外盘的样本与来自内银河系盘和太阳附近的红巨星样本互补，使用相同的方法进行分析。对于银心距离超过10千秒差距，我们只发现化学图案与当地薄盘，即使是远远高于银河平面的恒星。我们的结果表明，厚盘和薄盘的相对密度与太阳附近的相对密度有显着差异，因此我们认为厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度短得多。我们首先估计厚盘尺度长度L_thick=2.0 kpc，假设薄盘的L_thin=3.8 kpc。我们认为，径向迁移可以解释缺乏径向年龄，金属丰度，丰度梯度在厚盘，也可能解释厚盘和金属贫凸起之间的联系。
2011-06-27 astro-ph.GA
The Age and Helium Abundance of the Galactic Bulge
我讨论了银河核球恒星星族的年龄和氦丰度。我目前的例子，年龄和氦丰度可以退化的观测，因此，如何未声明的假设氦金属丰度关系可能会导致偏见的年龄金属丰度测定。我总结的努力，以解决这种退化使用红巨星分支凸点，微透镜选择效应的前向建模，并直接质量和金属丰度测量的恒星沿红巨星分支。我的情况下，这两个参数之间的简并可以在不久的将来解决。
2013-07-13 astro-ph.GA
Abundance gradients along the Galactic disc from chemical evolution models
本文研究了银河系盘的形成和化学演化，重点研究了不同银心距下的丰度模式（[ $α$ /Fe] vs. [Fe/H]）、沿盘的现今丰度梯度和丰度梯度的时间演化。我们考虑了Grisoni等人（2017）为太阳邻域开发的银河系圆盘的化学演化模型，包括两个和一个，我们将我们的分析扩展到其他银河系中心距离。特别是，我们研究的过程，主要影响的丰度梯度的形成：由内而外的情况下，一个变星形成效率，径向气体流量。我们比较我们的模型结果与最近的丰度模式沿银河系盘从APOGEE调查和观测到的造父变星，疏散星团，HII地区和PNe的丰度梯度。我们的结论是，由内而外的情况是一个关键因素，但不能是唯一一个解释丰度模式在不同的银河系中心距离和丰度梯度。为了重现薄圆盘中观察到的特征，还需要进一步的因素，如径向气流和变星形成效率。还显示了丰度梯度随时间的演变，但仍不能得出确切的结论。
2018-09-10 astro-ph.GA
Universal properties of the high- and low-α disk: small intrinsic abundance scatter and migrating stars
详细的恒星年龄-化学丰度关系测量了与时间相关的化学演化，这些趋势为核合成过程以及恒星形成气体的丰度提供了强有力的经验约束。最近，由于盖亚、APOGEE和开普勒等观测，描述银河系中恒星随时间变化的化学丰度已经成为可能。对低$α$盘的研究表明，个别元素具有独特的年龄-丰度趋势，并且围绕这些关系的固有色散很小。在这项研究中，我们检查和比较的年龄分布的恒星在高和低的$α$磁盘和量化的内在分散的16个元素周围的年龄-丰度关系在[Fe/H] = 0使用APOGEE DR 16。我们发现，高$α$磁盘具有较浅的年龄-丰度关系相比，低$α$磁盘，但类似的中值固有分散度为~ 0.04 dex，这表明通用的元素生产机制的高和低$α$磁盘，尽管在形成历史上的差异。我们可视化的时间和空间分布的盘星在小的化学细胞，揭示了倒置和由内而外形成的签名。此外，金属丰度偏斜和[Fe/H]-年龄关系-跨半径表明不同的初始金属丰度梯度和径向迁移的证据。我们的研究伴随着64，317颗星的年龄目录，这些星是使用大炮在所有年龄（APO-CAN星）中的~ 1.9 Gyr不确定度导出的，以及22，031颗星的红团目录，污染率为2.7%。
2021-02-24 astro-ph.GA
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
Detailed near-IR stellar abundances of red giants in the Inner Bulge and Galactic Center
由于它们的极端拥挤和高度和可变的消光，银河系隆起中的恒星，在银河平面的+-2度范围内，特别是那些在核星团中的恒星，很少被针对它们的详细丰度进行分析。对于这些恒星丰度的上限也有一些分歧。现在可以获得高色散，高S/N光谱在红外K波段（2.0-2.4微米）的这些巨人，我们报告我们的进展，在凯克和VLT在使用这些光谱来推断这个恒星星族的组成。
2017-08-30 astro-ph.GA
Resolved molecular line observations reveal an inherited molecular layer in the young disk around TMC1A
控制恒星和行星形成顺序的物理过程影响着原行星盘的化学组成和演化。为了了解原行星的化学成分，我们需要限制它们形成的圆盘的成分和结构。我们的目标是在au尺度上确定TMC 1A原恒星周围年轻盘的分子丰度结构，以了解其化学结构以及对盘形成的任何可能影响。我们目前的空间分辨阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列观测CO，$HCO^{+}$，HCN，DCN，SO线发射，以及尘埃连续发射，在TMC 1A附近。分子柱密度估计光学薄发射LTE分子的假设下，以及通过更详细的非LTE辐射转移计算。已解决的尘埃连续发射从磁盘检测到220和260 GHz之间。从HCO $^{+}$，HCN和SO的旋转跃迁也从内部100 Au区域检测到。从推导出的$HCO^{+}$丰度，我们估计的磁盘表面的电离分数，并找到值，这意味着吸积过程是不是由磁旋转不稳定性驱动。TMC 1A盘上的平均分子丰度与其原恒星包层和其他较老的II类盘相似。与此同时，我们发现年轻的磁盘相对于太阳系物体的分子丰度之间的差异。对几种分子种类的盘和它周围的包层进行粗略的比较，发现大部分行星形成物质进入盘时没有改变。在TMC 1A周围的盘、II类盘和太阳系天体之间HCN和$H_2 O$分子丰度的差异，追踪了盘和行星形成期间的化学演化。
2020-10-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the central abundances of Active Galactic Nuclei and Star-forming Galaxies
我们研究了活动星系核（AGN）窄线区（NLR）氧丰度之间的关系，通过强线方法（Storchi-Bergmann等人的理论校准）的光学发射线估计。（1998）），以及由径向丰度梯度确定的宿主星系中心交点丰度。我们发现，Te-方法低估了氧丰度高达~2德克斯（平均值为~0.8德克斯）相比，通过强线方法得到的丰度。这证实了活动星系核中存在所谓的“温度问题”。我们还发现，无论是在活动星系核还是在恒星形成星系中，用强线方法从星系谱中得到的星系中心的丰度都接近或略低于用径向丰度梯度估算的中心交点丰度。NLR的氧丰度通常低于星系中可达到的最大丰度（约为太阳值的2倍）。这表明活动星系核的NLR没有异常的化学富集。
2015-08-31 astro-ph.GA
Element abundance analysis of the metal-rich stellar halo and high-velocitythick disk in the galaxy
基于第二次盖亚数据发布（DR 2）和APOGEE（DR 16）光谱巡天，我们定义了两类恒星样品：高速厚盘（HVTD）和富金属晕（MRSH），前者用$vϕ>90km/s$，后者用$vϕ<90km/s$。由于APOGEE（DR 16）的高分辨率光谱数据，我们可以准确地分析HVTD和MRSH的元素丰度分布。这些元素构成了一个多维数据空间，我们介绍了一种处理多维数据的算法方法，给出了降维聚类的结果。根据化学性质的分析，我们推断出一些HVTD星可能起源于薄盘，而一些MRSH星可能起源于矮星系，但那些在两个样品中具有相似化学丰度特征的恒星可能是就地形成的。
2021-05-07 astro-ph.GA
The Abundance Properties of Nearby Late-Type Galaxies. \\ II. The Relation between Abundance Distributions and Surface Brightness Profiles
研究了一个邻近晚型星系红外W1波段氧丰度与盘表面亮度的关系（OH-SB关系）。氧丰度见论文I。这里推断的光度特征的磁盘光度地图从文献中通过膨胀盘分解。我们发现的证据表明，OH-SB关系不是唯一的，但取决于银河系的距离r（作为光学半径R_25的一部分）和星系的属性：盘尺度长度h和形态的T型。参数OH-SB关系比简单的单参数关系更好地再现了观测数据;使用我们的参数关系时产生的偏差比简单关系小~1.4倍。各参数对OH - SB关系的影响随银心距的不同而不同.在星系中心，T型对OH - SB关系的影响可以忽略不计，并随星系距的增大而增大。相反，盘尺度长度对OH - SB关系的影响在星系中心最大，随着银河系距离的增加而减小，在星系的光学边缘消失。二维关系可用于再现在盘的光学边缘和在盘的中心处观察到的数据。在盘中心的OH-SB关系中，盘尺度长度应作为第二参数，而在盘光学边缘的OH-SB关系中，形态T型应作为第二参数。丰度-表面亮度关系的一般性质对于所考虑的三个带B、K和W1是相似的。
2014-08-27 astro-ph.GA
Chemical abundances of the Milky Way thick disk and stellar halo II.: sodium, iron-peak and neutron-capture elements
本文对97颗运动学选择的厚盘星、内晕星和外晕星进行了钠、铁峰和中子俘获元素的化学丰度分析，金属丰度为-3.3<[Fe/H]<-0.5。本研究的主要目的是研究属于这些旧银河系组成部分的贫金属恒星之间的化学相似性和差异，作为确定其早期化学动力学演化的线索。在我们之前的论文中，我们通过基于Subaru/HDS获得的高分辨率（R~50000）光谱进行一维LTE丰度分析，获得了α元素的丰度。在本文中，进行了类似的分析，以确定另外17种元素的丰度。结果表明，在金属丰度低于[Fe/H]-2的情况下，厚盘、内晕和外晕子样品中许多元素的丰度比基本相似。相比之下，在较高的金属丰度（[Fe/H]>-1.5），在三个子样本之间的一些丰度比的差异被确定。具体而言，[Na/Fe]，[Ni/Fe]，[Cu/Fe]，[Zn/Fe]比值的内部和外部晕子样品被发现低于那些在厚盘子样品。与我们以前的论文中观察到的[Mg/Fe]相比，[Eu/Fe]比在两个晕子样品中比在厚盘子样品中更增强。在厚盘和内/外晕子样品之间观察到的某些元素的明显化学丰度（[Fe/H]>-1.5）支持了这些组分通过不同机制形成的假设。特别是，我们的研究结果有利于这样的情况下，形成的内部和外部的光环组件通过组装的多个祖系统，经历了不同程度的化学富集，而厚盘通过快速恒星形成与有效的混合化学元素。
2013-06-05 astro-ph.GA
Gaia 1 cannot be a Thick Disk Galactic cluster
在这篇文章中，我将说明最近提出的疏散星团盖亚1属于银河系厚盘的观点是如何基于对盘本身结构的错误假设，而忽视了关于盘弯曲和耀斑的众所周知的观测证据。
2018-01-11 astro-ph.GA
Oxygen abundance distributions in six late-type galaxies based on SALT spectra of HII regions
用南非大望远镜（SALT）观测了晚型星系NGC1087、NGC2967、NGC3023、NGC4030、NGC4123和NGC4517A中34个H II区的光谱。在所有34个H II区域中，通过“对应物”方法（C方法）测定氧丰度。此外，在两个H II地区，其中极光线检测到氧丰度通过经典的Te方法测量。我们还估计了在我们的H II区使用O3N2和N2校准的丰度，并与基于C的丰度进行比较。利用这些数据，我们研究了目标星系盘中的径向丰度分布。我们得出的表面亮度配置文件和其他特性的磁盘（表面亮度在磁盘中心和磁盘规模的长度）在三个光度带为每个星系使用公开可用的光度成像数据。在我们以前的研究中获得的螺旋星系的W1波段的丰度和盘表面亮度之间的关系所预测的氧丰度的径向分布是接近的氧丰度的径向分布的分析确定的发射线光谱的四个星系在此关系是适用的。因此，当一个晚型星系的表面亮度轮廓是已知的，这个参数关系可以用来估计可能的今天在其磁盘中的氧丰度。
2015-08-08 astro-ph.GA
Exploring the production and depletion of lithium in the Milky Way stellar disk
[摘要]我们确定了锂丰度的714个F和G矮星，关闭，和太阳附近的亚巨星的样本进行了充分研究。分析是基于线合成的锂线在6707欧姆的高分辨率和高信噪比阶梯光谱，获得与MIKE，FEROS，SOFIN，UVES和FIES摄谱仪。所呈现的Li丰度针对非LTE效应进行了校正。在714颗恒星的样本中，我们能够确定420颗恒星的Li丰度和另外121颗恒星的Li丰度上限。其中18颗具有明确锂丰度的恒星被列为系外行星的宿主恒星。我们的主要发现是，有没有签名的锂生产厚盘，但锂丰度相同的有效温度的恒星是独立的金属丰度的恒星，可以与银河系厚盘。然而，在薄盘中可以看到显着的Li生产，朝着超太阳金属丰度稳步增加。然而，在最高金属丰度（[Fe/H]~+0.3）附近，我们初步证实了最近发现的Li丰度趋于稳定。因此，我们反驳了最近在其他研究中发现，李也产生在厚盘。这可能是由于化学定义的选择标准，这些研究用来定义他们的厚磁盘样本。我们在这里使用的年龄标准，产生了一个厚盘恒星样本，薄盘恒星的污染要少得多，因此更可靠的丰度趋势。[摘要]可以得出的结论是，相对于原始丰度，在银河系的最初几十亿年中没有发生显着的锂生产，这一时代与厚盘的形成和演化相吻合。[删节]
2018-04-19 astro-ph.GA
