A Puzzle Involving Galactic Bulge Microlensing Events
我们研究了16颗微透镜星系核球主序星的高色散谱，并对其进行了详细的丰度分析。我们证明，有一个非常强大的和高度统计显着的相关性之间的最大放大率的微透镜球星和[Fe/H]的值推导出的每个对象的高分辨率光谱。物理学要求这种相关性，假设它是真实的，是一些样本偏差的结果。我们提出了几种可能的解释，但被迫拒绝他们所有人，并留下困惑。为了获得一个可靠的金属丰度分布在银河系隆起的微透镜矮星的基础上，将有必要解决这个问题，通过额外的观测过程。
2009-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Principal Component Abundance Analysis of Microlensed Bulge Dwarf and Subgiant Stars
元素丰度模式可以为恒星星族的形成和富集历史提供重要线索。在这里，我们提出了一个调查的银河系的隆起，在那里我们应用主成分丰度分析（PCAA）-主成分分解的相对丰度[X/Fe]-到一个样本的35微透镜凸起矮和亚巨星，其特征分布在12维空间定义的测量元素丰度。第一主成分PC 1足以描述样本中大多数恒星的丰度模式，显示出α元素的强烈贡献，反映了II型和Ia型超新星的相对贡献。第二个主成分PC 2的特点是由钠-镍相关，可能的产品的金属依赖II型超新星产量。在PC 1的分布是双峰，表明双峰先前发现的[Fe/H]值的这些恒星是强大的，独立的恢复只看他们的相对丰度模式。这两颗富含金属的恒星分别具有PC 2和PC 3的异常值，进一步证明它们具有独特的富集历史。将PCAA应用于局部薄盘矮星和厚盘矮星的样本，得到几乎相同的PC 1;在PC 1中，富金属和贫金属的凸起矮星分别跟踪运动学选择的薄盘矮星和厚盘矮星，表明大致相似的α富集历史。然而，磁盘PC 2是由Y-Ba相关，可能表明更大的贡献，s-过程富集的长寿渐近巨星分支星，是缺席的隆起PC 2，因为它的快速形成。
2012-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VIII. Carbon and oxygen
上下文：[删节]。对于银河系凸起，目前基本上没有对未进化恒星中的碳进行测量，这阻碍了我们将银河系化学进化模型与这个仍然神秘的恒星星族的观测数据进行适当比较的能力。目标：我们的目标是确定我们的91个微透镜凸起矮星和亚巨星样本的碳丰度。再加上对氧的新测定，这形成了第一个具有统计学意义的具有C和O丰度测量的膨胀星样本，并且C丰度没有被恒星内部的核燃烧过程改变。方法：分析是基于91颗矮星和次巨星的高分辨率光谱，这些恒星是在恒星亮度被高度放大的微透镜事件中获得的。碳丰度通过谱线合成9100 A附近的五条CI线来确定，氧丰度使用7770 A附近的三条OI线来确定。[简略]结果：样本中91颗恒星中有70颗的碳丰度可以确定，样本中91颗恒星中有88颗的氧丰度可以确定。[C/Fe]比基本上与[Fe/H]同步演变，以太阳值为中心。[O/Fe]-[Fe/H]趋势的外观非常类似于在凸起中观察到的其他α元素[缩写]。当把核球样本分成两个亚组时，一个小于8 Gyr，一个大于8 Gyr，这两个亚组中的恒星完全遵循太阳邻域薄盘和厚盘定义的元素丰度趋势。与最近的[C/O]-[O/H]平面上的银河系化学演化模型的比较表明，与数据最匹配的模型是考虑到银河系薄盘和厚盘计算的模型。[简略].
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the age of Galactic bulge microlensed dwarf and subgiant stars
Bensby和他的合作者最近对银河系核球中微透镜恒星年龄的研究结果，对唯一古老的恒星星族的观点提出了挑战。然而，这些年龄估计尚未得到独立证实。在本文中，我们验证了这些结果通过一个基于网格的方法和量化的系统偏差，可能会引起一些假设采用计算恒星模型。我们探讨的影响，增加初始氦丰度，忽略元素的微观扩散，并改变混合长度校准的理论恒星轨道计算。我们采用SCEPtER管道与一个新的恒星模型网格的金属丰度[Fe/H]从-2.00至0.55 dex，和质量范围[0.60; 1.60] Msun从ZAMS的氦闪光在红巨星分支尖端。我们认为进化阶段，我们的技术提供了无偏的年龄估计。我们的年龄结果与Bensby和合作者的研究结果非常一致，在58个样本中，有16个恒星小于5 Gyr，28个小于9 Gyr。氦元素的增强效应达到Delta Y/Delta Z = 5是相当温和的，导致富金属恒星的平均年龄增加了0.6 Gyr。即使同时采用高氦含量和年龄估计的上限值，也有证据表明有4颗恒星小于5 Gyr，15颗小于9 Gyr。对于年龄小于5 Gyr的恒星，使用忽略微观扩散或假设超太阳混合长度值的恒星模型计算，导致年龄估计分别增加约0.4 Gyr和0.5 Gyr。即使考虑到年龄估计的上限值，在这两种情况下估计都有四颗星的年龄小于5 Gyr。因此，在银河系核球的微透镜样本中，对相当一部分年轻恒星的评估似乎是可靠的。
2015-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic, Elemental and Structural Dependences on Metallicity in the Galactic Bulge
本研究结合APOGEE DR17与Gaia DR3数据，分析银河系核球恒星运动学、元素及结构特征对金属丰度的依赖，发现MDF存在6个峰值、富金属星运动学更一致等结果，揭示核球星族的复杂构成。
2025-10-28 astro-ph.GA
The Effect of Differential Limb Magnification on Abundance Analysis of Microlensed Dwarf Stars
有限源效应在恒星引力微透镜的观测中可能是重要的。例如，在焦散渡附近，源星的某些部分将比其他部分放大得更高。这样恒星的光谱就不再与未放大时相同，大气参数和丰度的测量也会受到影响。最近，由于使用高度放大的矮恒星探测丰度比和银河系核球的丰度分布，所以从微透镜事件期间所采取的光谱测量丰度的准确性变得非常重要。本文利用两个事件激发的放大剖面合成了5000 - 6200 K太阳金属丰度下的矮星光谱，研究了有限源效应对光谱的影响。我们采用通常的技术来分析微透镜矮星，即光谱测定温度，重力和微湍流速度，依赖于等效宽度。我们发现，在更极端的情况下，忽略有限源效应会导致Teff <45 K，log g <0.1dex和微湍流速度<0.1km/s的误差。总的来说，等效宽度的变化导致大气参数的微小变化，丰度的变化<0.06 dex，[FeI/H]的变化<0.03 dex。对于具有较大源透镜间隔的情况，[FeI/H]的误差<0.01 dex。后一种情况代表了在光变曲线与点源透镜一致的事件中看到的最大效应，其中包括迄今为止发表的大多数微透镜凸起矮星。
2009-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of an intermediate-age metal-rich bulge population
我们已经确定了详细的元素丰度和恒星年龄的样本，现在38微透镜矮星和次巨星在银河系的隆起。具有亚太阳金属丰度的恒星都很老，并且具有增强的α元素丰度-非常类似于局部厚盘星。另一方面，富含金属的恒星显示出各种各样的恒星年龄，从3-4 Gyr到12 Gyr不等，平均年龄在7-8 Gyr左右。年轻和富含金属的恒星的存在与最近对球核的光度研究相冲突，后者声称球核只包含年老的恒星。
2012-01-10 astro-ph.GA
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
Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in MOA-2008-BLG310 and MOA-2008-BLG311
本文利用高色散和高信噪比的麦哲伦光谱，对位于Teff ~ 5650 K的主序星转折区的两颗高度微透镜的银河核球星进行了丰度分析。我们发现MOA-2008-BLG 310的[Fe/H]= +0.41（+，-0.09 dex），MOA-2008-BLG 311的[Fe/H]=+0.26（+，-0.09 dex）。在这两颗恒星的光谱中可以检测到的~20种元素的丰度比遵循在核球巨星样本中发现的[Fe/H]趋势。将这两颗球矮星与之前对其他四颗被微透镜高度放大的银河球转折区恒星的丰度分析结果结合起来，得到平均[Fe/H]为+0.29dex。这意味着微透镜核球矮星的Fe金属丰度分布与许多以前基于冷的、发光的核球巨星的观测结果（平均[Fe/H] ~ -0.1 dex）的估计值之间存在不一致。产生这种差异的一些可能的机制进行了讨论。如果将这种不一致归因于丰度分析中的系统误差，我们提供的统计参数表明，一个实质性的系统误差在铁金属丰度的一个或两个情况下，凸矮星与凸巨星，是必需的，这可能是大于实际可以容纳。
2009-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey V. Elemental abundances of the bulge globular cluster HP 1
该研究利用APOGEE-2光谱对核球星团HP 1的10颗红巨星进行丰度分析，揭示其元素丰度特征与多星族现象，首次发现Ca-Al可能关联，支持其为原位球状星团。
2025-03-05 astro-ph.GA
Elemental abundance ratios for the bulge of M31
本研究结合多种光谱分析方法，分析M31核球多元素丰度径向趋势，发现其丰度模式类似大质量星系，支持核球主体形成于快速剧烈恒星形成事件的结论。
2025-11-19 astro-ph.GA
OGLE-2009-BLG-076S - The most metal-poor dwarf star in the Galactic bulge
基于大量红巨星的测量表明，银河系核球的金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为Et）很宽，中心值[Fe/H]=-0.1。然而，最近出现了一个新的机会，可以利用膨胀中的微弱矮星的临时通量放大（大约100倍或更多），这些矮星是引力透镜，使它们在短观测窗口内可以用高分辨率光谱仪观测到。令人惊讶的是，在最初测量的6颗恒星中，有5颗的[Fe/H]>+0.30，这表明它们的质量是高度倾斜的，与巨星的观测结果不一致。在这里，我们提出了一个详细的元素丰度分析OGLE-2009-BLG-076 S，基于高分辨率光谱获得的UVES光谱仪在ESO甚大望远镜。我们的研究结果表明，它是迄今为止观测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-0.76。我们的研究结果反对一个强大的选择效应不利于金属贫微透镜恒星。这可能是小的数字统计是负责巨人/侏儒凸出量的差异。如果这种差异在分析大量的膨胀矮星（很快就可以得到）时仍然存在，它可能需要修改我们对膨胀形成模型或富含金属的巨星行为的理解。
2009-06-12 astro-ph.GA
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
CNO abundances in the Galactic bulge
我们最近在一个基于近红外光谱的正在进行的项目中对这些元素进行了分析，并在此背景下讨论了凸起中的碳、氮和氧丰度和趋势（Ryde等人，2009）。我们使用VLT上的CRIRES光谱仪获得了这些。通过对核球恒星元素丰度的研究，可以对核球的形成和演化进行定量的研究。由于在朝向凸起的视线中存在较大且可变的视觉消光，因此优选在近红外中进行分析。
2009-09-01 astro-ph.GA
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 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
APOGEE-2S view of the globular cluster Patchick 125 (Gran 3). New metallicity and elemental abundances from high-resolution spectroscopy
我们详细介绍了Patchick~125的元素丰度、径向速度和轨道根数，Patchick~125是最近在银河系凸起方向发现的贫金属球状星团（GC）。近红外高分辨率（$R\sim22,500$）光谱的两个成员获得了在第二阶段的阿帕奇点天文台星系演化实验在拉斯坎帕纳斯天文台作为第十六次数据发布（DR 16）的斯隆数字巡天。我们调查了四种化学物种的元素丰度，包括$α$ -（Mg，Si），Fe-峰（Fe）和奇数Z（Al）元素。我们发现金属丰度范围从[Fe/H] $= -1.69$到$-1.72$，这表明Patchick~125可能表现出平均金属丰度$\langle$ [Fe/H] $\rangle \sim -1.7$，与以前的低分辨率光谱分析相比，该簇的金属丰度显著增加。我们还发现了一个平均径向速度为95.9公里的$^{-1}$，这是$\sim$ 21.6公里的$^{-1}$高于文献报道。观测到的恒星表现出$α$ -富集（[Mg/Fe] $\lesssim+0.20$和[Si/Fe] $\lesssim +0.30$），遵循典型的贫金属GC趋势。在[Al/Fe] $\gtrsim +0.58$中，这两个成员星的铝丰度比都有所提高，这是GC中类似金属丰度的所谓“第二代”恒星的典型富集特征。这支持了Patchick~125中可能存在的多种群现象，以及其真正的GC性质。此外，Patchick~1…
2021-11-07 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
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
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey IV. Elemental Abundances of the bulge globular cluster NGC 6558
本研究基于CAPOS巡天的高分辨率近红外光谱，利用BACCHUS代码分析了球状星团NGC 6558中红巨星的元素丰度，首次可靠测量了其CNO丰度并报告了多重恒星族群的化学特征。
2023-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of disk and bulge giants from hi-res optical spectra: I. O, Mg, Ca, and Ti in the Solar neighborhood and Kepler field samples
星系核球是我们星系的重要组成部分，但它很难被观测到，因为它既遥远又被盘中的尘埃覆盖。因此，不存在许多具有大波长覆盖范围的核球星的高分辨率光谱，其测定的丰度可以与附近类似分析的恒星样品进行比较。我们的目标是确定，化学演化模型，所以重要的α元素的一个样品的凸巨星使用高分辨率的光谱与大波长覆盖。发现的丰度将与从当地薄盘和厚盘中类似恒星的类似光谱中类似导出的丰度进行比较。在这第一篇论文中，我们专注于太阳邻域参考样本。我们使用光谱合成来获得恒星参数以及本地以及膨胀样品的巨星的元素丰度。特别注意基准我们的方法确定恒星参数对独立测量的有效温度角直径测量和表面重力从asteroseismology。在这第一篇论文中，我们提出了用于确定恒星参数以及元素丰度的方法，评估它们，并提出了我们的本地磁盘样本的291个巨星的结果。当将我们确定的光谱温度与角直径测量结果进行比较时，我们重现了这些结果，系统差为+10 K，标准差为53 K。分光重力与星震学测定的重力相同，系统偏移为+0.10 dex，标准差为0.12 dex。当谈到丰度趋势时，我们的本地盘巨星样本与其他分析太阳附近矮星的工作密切相关，表明更明亮的巨星和经常使用的矮星一样是很好的丰度探测器。
2016-11-16 astro-ph.GA
The first chemical abundance analysis of K giants in the inner Galactic disc
银河系盘的元素丰度结构已经在太阳附近使用长寿命的恒星，如F和G矮星或K和M巨星进行了广泛的研究。这些恒星的大气层保留了其诞生气体云的化学成分，因此是银河系化学演化的绝佳示踪剂。据我们所知，没有这样的研究内银河系盘，这妨碍了我们的能力，以约束和跟踪银河系的起源和演化。因此，我们在这项研究中的目标是建立在银河系内部区域的盘（S）的元素丰度趋势（S）。利用智利Las Campanas的麦哲伦II望远镜的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱的等效宽度测量结果，我们测定了银心距离为4 ~ 7.0 kpc的内银盘中44颗K型红巨星的元素丰度。分析方法是相同的，最近使用的红巨星在银河系核球和附近的薄和厚盘，使我们能够执行一个真正的差异比较不同的恒星星族。我们提出了第一个详细的元素丰度研究的一个显着数量的红巨星在银河系内盘。我们发现，这些内部盘星显示相同类型的化学和运动学的二分法薄和厚光盘显示在太阳附近。内盘的丰度趋势与附近厚盘的丰度趋势以及隆突的丰度趋势非常一致。膨胀和银河系厚盘恒星星族之间的化学相似性表明它们具有相似的化学历史，任何试图理解两者之一的形成和演化的模型都应该最好将它们两者结合起来。
2010-06-12 astro-ph.GA
Chemical evolution of bulges of active galactic nuclei in the early Universe: roles of accreting stars
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
Globular clusters in the Galactic bulge
为了深入了解银河系的形成和演化，有必要通过它们的球状星团来观察银河系的膨胀。球状星团和场星在运动学、轨道、化学丰度和年龄方面的性质之间的联系应该有助于阐明不同的恒星星族组成。基于空间分布和金属丰度，我们定义了一个可能的最佳列表的凸出集群，包含43个条目。对新发现的物体，主要是从VVV调查，未来的工作提出了建议。这些候选者可能会缓解在凸起的远侧缺失集群的问题。我们讨论了影响星系团距离星系中心的红化规律，并得出结论，最合适的总选择性吸收值似乎是R $_{\rm V}$ =3.2，与最近的分析一致。提供了凸出星系团元素丰度的最新资料。
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing Short-period Exoplanets and Brown Dwarfs in the Galactic Bulge using the Microlensing Xallarap Effect with the \textit{Nancy Grace Roman Space Telescope}
\textit{Nancy Grace Roman Space Telescope}（\textit{ Roman}）将提供大量的微透镜光变曲线，其测光精度比正在进行的地面观测高得多。这样的光变曲线将使我们能够观察到以前难以检测的高阶微透镜效应。在本文中，我们研究了\textit{Roman}利用源星的轨道运动，即所谓的xallarap效应，探测和表征源系统中短周期行星和棕矮星（BD）的潜力。我们分析估计xallarap参数的测量不确定度使用Fisher矩阵分析。我们表明，\textit{Roman}银河系外行星巡天（RGES）可以检测到温暖的彗星质量下降到0.5 $M_{\rm Jup}$和轨道周期为30天，通过xallarap效应。假设由\citet{Cumming+2008}得到的行星频率函数，我们发现在微透镜巡天中，\textit{Roman}将探测到$\sim10$热、暖彗星和$\sim30$近距离黑洞。这些探测很可能伴随着对伴星质量和轨道要素的测量，这将有助于研究银河系凸起中近距离行星和BD种群的物理特性。
2020-12-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The bimodal [Mg/Fe] versus [Fe/H] bulge sequence as revealed by APOGEE DR14
银河系核球具有双峰金属丰度分布函数：不同的运动学、空间和潜在的年龄分布表征了贫金属和富金属组分。尽管观察到这种二分法，认为这些恒星的形成通道不同，但到目前为止，在$α$ -丰度与金属丰度平面上，凸起恒星的分布被发现是一个相当平滑的单一序列。我们使用的数据从第十四次发布的APOGEE光谱巡天（DR 14）调查的分布在镁丰度（作为示踪剂的$α$ -元素）-与金属丰度平面的样本恒星被选择在内部区域的隆起。使用一组数据和管道标记从DR 14中选择干净的样品，以确保其基本参数和元素丰度的质量。另一个选择是利用计算出的分光光度距离来选择一个可能的核突星样本，作为那些具有${\rm R_{GC}\leq 3.5~kpc}$的恒星。我们采用镁丰度作为清洁样品的$α$丰度替代，因为它已被证明是由APOGEE光谱数据产品管道ASPCAP确定的最准确的$α$元素。从[Mg/Fe]-对-[Fe/H]平面上的凸出样品的分布，我们发现该序列是双峰的。这种双峰性是由于在太阳金属丰度附近的$\sim 0.5$ ~dex范围内存在与主高镁序列平行的低镁恒星序列。这两个序列在${\rm [Fe/H]\sim0.15~ dex}$之上合并成一个序列，其在[Mg/Fe]中的分散度大于在较低金属丰度下可见的两个序列中的任一个。当我们根据可靠的盖亚DR 2距离考虑我们样本中位于凸起区域内的恒星时，这一结果得到了证实。
2019-05-03 astro-ph.GA
VLT-FLAMES Analysis of 8 giants in the Bulge Metal-poor Globular Cluster NGC 6522: Oldest Cluster in the Galaxy?
NGC 6522是W.巴德尽管它的重要性，很少有高分辨率的丰度分析的恒星在这个集群是在文献中。核球贫金属星系团可能是银河系早期化学富集的重要示踪物。本研究的主要目的是确定NGC 6522单个恒星的金属丰度和元素比。在8米VLT UT 2-Kueyen望远镜上用FLAMES+GIRAFFE摄谱仪获得了核球球状星团NGC 6522中8颗巨星的高分辨光谱。采用多波段V、I、J、Ks光度法求取有效温度作为参考值。光谱参数来自铁I和铁II线，并通过推导丰度比。本分析提供了金属度[Fe/H] = -1.0+-0.2。α元素氧、镁和硅显示[O/Fe]=+0.4，[Mg/Fe]=[Si/Fe]=+0.25，而钙和钛显示较浅的[Ca/Fe]=[Ti/Fe]=+0.15的比率。中子俘获r过程元素铕似乎过剩[Eu/Fe]=+0.4。中子俘获S元素La和Ba的增强值分别为[La/Fe]=+0.35和[Ba/Fe]=+0.5。还讨论了Ba和Eu丰度的大的内部误差，表明Ba和Eu丰度的大的星-星变化。中等的金属丰度和蓝色的水平支（BHB），与HP~1和NGC 6558的特征相似，表明银河系核球中存在着非常古老的球状星团。此外，NGC 6522的丰度比与HP 1和NGC 6558相似。最终的结论是，隆突是古老的，并经历了早期的快速化学富集。
2009-08-25 astro-ph.GA
4MOST Consortium Survey 4: Milky Way Disc and Bulge High-Resolution Survey (4MIDABLE-HR)
一个星系的形成和演化的特征都印在它的恒星上。它们的速度、年龄和化学成分对星系形成的模型，以及各种过程，如气体流入和流出、冷气体的吸积、径向迁移和恒星形成活动的变化，都提出了主要的限制。了解银河系的演化需要大量的恒星观测数据集，通过这些数据集可以准确地确定这些量。这是4 MOST MIlky way Disc And BuLgE High-Resolution（4 MIDABLE-HR）巡天的科学驱动力：在$R \sim 20\,000$获得高分辨率光谱，并为银河系盘和凸起中的大型恒星样本提供详细的元素丰度。高质量的数据将使我们能够提供200万恒星光谱的精确光谱诊断：精确的径向速度;旋转;许多元素的丰度，包括目前只能在光学中获得的元素，如Li，s-和r-过程;以及恒星子样本的多历元光谱。与盖亚和TESS等互补任务的协同作用将提供质量，恒星年龄和多样性，形成一个多维数据集，使我们能够探索和限制银河系的起源和结构。
2019-04-01 astro-ph.GA
Elemental Abundances in Milky Way-like Galaxies from a Hierarchical Galaxy Formation Model
我们发展了一种新的方法来解释有限的恒星寿命和跟踪个人的丰度内的半解析模型的星系形成。与以往的方法不同，基于存储的（分仓）过去的恒星形成历史的模型星系，我们的方法项目的信息产生的每个简单的恒星星族（SSP）在未来的金属。使用这种方法，一个准确的会计的时间和属性的个别SSP组成的模型星系是可能的。我们分析了我们的化学模型对各种成分的依赖性，并将其应用于六个模拟的晕，大致银河系的质量，并没有大规模的近邻z=0。对于所有考虑的模型，[Fe/H]分布的恒星在光盘组件与银河系的数据是很好的协议，而球状体组件（其形成，我们只通过合并模型），这些偏移低相对于观测测量银河系的隆起。这是恒星形成历史狭窄的结果，恒星形成率相对较低。在我们的化学模型中，来自超新星的气体和能量的缓慢再循环对预测的恒星形成率具有重要影响，这些恒星形成率系统地低于相同物理模型中的相应速率，但具有瞬时再循环近似。在整体性质方面与我们银河系最为相似的晕也再现了银河系卫星平均金属丰度和光度之间的观测关系，尽管斜率略陡。
2014-09-29 astro-ph.GA
The COMBS Survey -- III. The Chemodynamical Origins of Metal-Poor Bulge Stars
银河系隆起中的恒星星族的特征决定并制约着银河系的形成和演化。根据宇宙学模拟，贫金属人口特别重要，该模拟预测银河系中一些最古老的恒星现在居住在其中心。贫金属球似乎由多个恒星星族组成，需要动力学分析来解开。在这项工作中，我们进行了详细的化学动力学研究的贫金属恒星在银河系内部。利用319颗贫金属恒星（-2.55 dex $\leq$ [Fe/H] $\leq$ 0.83 dex，其中$\overline{\rm{[Fe/H]}}$ =-0.84 dex）的R $\sim$ 20，000 VLT/GIRAFFE光谱，我们进行了恒星参数分析，并报告了12种元素丰度（C，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Zn，Ba和Ce），精度为$\approx$ 0.10 dex。基于运动学和空间特性，我们将恒星分为四组，与以下银河系结构相关：内凸，外凸，晕和盘。我们发现证据表明，内部和外部凸起人口的化学成分更复杂（即，更高的化学维度和更少的相关丰度）比晕人口。这一结果表明，较老的隆突人口丰富的核合成事件的更大的多样性。我们还发现了一个内部凸起的恒星的[Ca/Mg]比符合理论对不稳定超新星产量和两个恒星的化学成分符合球状星团恒星。
2021-10-01 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
Elemental and isotopic abundances and chemical evolution of galaxies
元素和同位素丰度是银河系考古学的化石。在标准的Λ-CDM图像和标准的恒星物理下，通过星系化学动力学模拟，粗略地再现了观测到的星系球和星系盘中的[X/Fe]-[Fe/H]关系以及星系的质量-金属丰度关系。像^{17，18}O和^{25，26}Mg这样的同位素比值可能需要对超新星和渐近巨星分支星的模型进行改进。最近对富碳阻尼莱曼α系统的观测只能用微弱的核心坍缩超新星来重现。这表明第一个星系中第一批恒星的化学富集不是由对不稳定超新星驱动的，而是由核心坍缩超新星（\sim 20- 50 M_ \odot）驱动的。观测到的F丰度可以用核心坍缩超新星的中微子过程再现。如F，在小系统中元素丰度的观测可能需要化学富集的进一步复杂化。在球状星团中，来自低质量超新星的相对贡献可能比在外场中小，而来自大质量超新星的贡献在矮球状星系中似乎比在太阳附近小。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Photoionization Modeling of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
本研究利用 CLOUDY 对银河系核球124个行星状星云进行光致电离建模，约束中心恒星、星云结构、元素丰度及前身星演化参数。
2025-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Most Metal-poor Stars in the Inner Bulge
这个凸起是银河系最古老的组成部分。由于对银河系形成的许多模拟都预测，给定金属丰度的最古老的恒星是在紧密结合的轨道上发现的，银河系最古老的恒星很可能是内凸中具有小远心的贫金属恒星（即，$R_{\mathrm{apo}}\lesssim4$ kpc）。在过去，具有这些性质的恒星是不可能找到的，因为沿着视线到内部凸起的极端变红和消光。我们使用Schlaufman & Casey（2014）在Spitzer/GLIMPSE数据上进行的中红外贫金属恒星选择来克服这些问题，并利用AAT/AAOmega进行中等分辨率光谱的目标候选内球贫金属巨星。我们利用这些数据选择了三个已确认的贫金属巨星（$[\mathrm{Fe/H}]=-3.15,-2.56,-2.03$）进行后续的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱。使用盖亚DR 2天体测量和我们测量的径向速度进行的全面轨道分析证实，这些恒星是紧密结合的内球星。我们确定了每颗恒星的元素丰度，并在我们最缺乏金属的恒星中发现了相对于铁的高钛和铁峰值丰度。我们建议，我们检测到的独特的丰度签名是一个产品的核合成在一个CO白矮星从一个氦星吸积约10百万年的延迟时间在1000万年质量的热核超新星。尽管在核球中的化学演化预计会很快发生，但在化学演化超过$[\mathrm{Fe/H}]\sim-3$之前，新生银河系核心的强烈恒星形成显然能够产生至少一颗克拉塞卡质量的热核超新星祖…
2020-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
CAPOS: the bulge Cluster APOgee Survey IX. Spectroscopic Analysis of the Bulge Globular Cluster Terzan 2
本研究依托CAPOS项目的高分辨近红外光谱，首次对核球星团Terzan 2开展详细光谱与动力学分析，测定多元素丰度、确认多星族存在，揭示其受银棒影响的混沌轨道特征，补充了核球星团的化学与动力学样本。
2025-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The enigmatic globular cluster UKS~1 obscured by the bulge: \textit{H}-band discovery of nitrogen-enhanced stars
球状星团中富氮恒星的存在为多个恒星族（MP）提供了关键证据，这一点已经被球状星团的球核、盘和晕的光谱数据所证实。在这项工作中，我们使用VVV红外天体测量星表（VIRAC）和DR 16 SDSS-IV发布的APOGEE巡天，提供了第一个详细的光谱研究的隆起球状星团UKS~1。基于这些数据，对六个选定的集群成员进行了研究。我们发现UKS~1的平均金属丰度为[Fe/H] $=-0.98\pm0.11$，比以前报道的要贫金属得多，并且金属丰度的分散可以忽略不计，这是APOGEE在其他球状星团中观察到的典型现象。此外，我们发现一个平均径向速度为$66.1\pm12.9$公里的$^{-1}$，这是在良好的协议与文献值，在1 $σ$。通过选取VIRAC星表中朝向UKS~1的恒星，我们还测量了（$μ_α\cos(δ)$，$μ_δ$）$=$（$-2.77\pm0.23$，$-2.43\pm0.16$）mas yr $^{-1}$的平均自行。我们发现了UKS~1中存在MP的有力证据，因为在这项工作中分析的六颗巨星中有四颗具有强烈的氮富集（[N/Fe] $\gtrsim+0.95$），伴随着较低的碳丰度（[C/Fe] $\lesssim-0.2$）。总的来说，轻-（C，N），$α$ -（O，Mg，Si，Ca，Ti），Fe峰（Fe，Ni），Odd-Z（Al，K），和\textit{s}过程（Ce，Nd，Y…
2020-09-30 astro-ph.GA
On the variation of carbon abundance in galaxies and its implications
在不同年龄、运动学和金属丰度的恒星中观察到的化学丰度和丰度比的趋势带有几个物理过程的印记，这些物理过程共同塑造了宿主星系的性质。通过观察这些趋势，我们可以获得关于恒星核合成、恒星质量谱、结构形成的时间尺度、恒星形成的效率以及任何向内或向外的气体流动的宝贵信息。在本文中，我们分析了最近确定的碳-铁和碳-氧丰度比在不同的环境（银河系和椭圆星系）使用我们最新的化学演化模型，实现了最新的恒星产量，并依赖于严格的约束所提供的asterosephic恒星年龄（只要可用）。一个场景中，大多数碳是由旋转的大质量恒星，产量在很大程度上取决于母恒星云的金属丰度，使我们能够同时适合高质量的数据，可用于本地银河系的组件（厚和薄光盘）和微透镜矮星在银河系的凸起，以及推断的丰度比大规模椭圆星系。然而，观察家和理论家都需要作出更多的努力，以便将这些结论建立在更坚实的基础上。
2020-05-12 astro-ph.GA
Age and chemical composition of the globular cluster NGC 6652
本文给出了银河系球状星团NGC 6652的年龄、氦质量分数（Y）、金属丰度（[Fe/H]）和C、N、O、Na、Mg、Ca、Ti、C和Mn等元素丰度的测定结果。我们使用Schiavon图书馆的中分辨率积分光谱和我们的人口合成方法来完成这项任务。我们选择的演化等时线和恒星质量函数为我们的分析，这提供了最好的近似的形状和强度所观察到的巴耳末线轮廓。所测定的元素丰度、年龄和金属丰度是银河系膨胀区恒星星族的特征。
2020-08-05 astro-ph.GA
The APOGEE red-clump catalog: Precise distances, velocities, and high-resolution elemental abundances over a large area of the Milky Way's disk
斯隆数字巡天III的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）是一个高分辨率的近红外光谱巡天，覆盖了银河系的所有主要组成部分，包括银河系内盘和凸起的尘埃遮蔽区域。在这里，我们提出了10，341个可能的红团星（RC）的样本，来自APOGEE操作的前两年，根据它们在颜色-金属丰度-表面重力-有效温度空间中的位置，使用一种新的方法进行选择，使用恒星演化模型和高质量的星震学数据进行校准。RC轨迹在颜色-金属丰度-光度空间中的狭窄性使我们能够以5%到10%的精度分配到恒星的距离。样本延伸到距太阳约3 kpc的典型距离，有些恒星延伸到8 kpc，在5 kpc <~ R <~ 14 kpc、|Z| <~ 2 kpc和-15 deg <~银心方位角<~ 30 deg的范围内，样本的体积约为100 kpc ^3。APOGEE红团星表（APOGEE-RC）包含来自2 MASS的测光，红化估计，距离，视线速度，恒星参数和从高分辨率APOGEE光谱确定的元素丰度，以及与主要自行星表的匹配。我们确定调查选择功能，为这个数据集，并讨论如何RC选择样本的基本恒星星族。我们使用该样本将当前样本覆盖的~45度宽方位角区域内的中位金属丰度的任何方位角变化限制为<= 0.02 dex，这比径向金属丰度梯度小一个数量级以上。这一结果约束相干非轴对称流在几个kpc的太阳。
2014-08-12 astro-ph.GA
Looking for imprints of the first stellar generations in metal-poor bulge field stars
上下文寻找第一批恒星特征的努力集中在贫金属晕天体上。然而，凸起金属丰度分布的低端已经被证明是银河系中一些最古老的物体的所在地，因此这个银河系的组成部分可能提供了有趣的目标来研究第一代恒星的印记。作为一个试点项目，我们选择了在ARGOS巡天中已经确定的具有[Fe/H] ~-1和日面[alpha/Fe]比值的球场恒星，并使用FLAMES-UVES获得了被认为揭示第一代恒星印记的关键元素的详细丰度。目标。这项研究的主要目的是利用新的高分辨率（R~ 45，000）和高信噪比（S/N >100）光谱分析选定的ARGOS星。我们的目标是获得它们的恒星参数和元素比，特别是C，N，α-元素O，Mg，Si，Ca和Ti，奇数Z元素Na和Al，中子捕获S-过程为主的元素Y，Zr，La和Ba，和r-元素Eu的丰度。方法.利用8 mVLT UT 2-Kueyen望远镜，采用FLAMES-UVES配置的UVES摄谱仪，获得了5颗场巨星的高分辨率光谱。根据Fe I和Fe II的激发和电离平衡推导出光谱参数。利用MARCS LTE球形模型大气网格和Turbospectrum光谱合成代码进行丰度分析。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
H-band discovery of additional Second-Generation stars in the Galactic Bulge Globular Cluster NGC 6522 as observed by APOGEE and Gaia
我们目前的元素丰度分析的高分辨率光谱的五个巨星，推导出Fe，Mg，Al，C，N，O，Si和Ce的丰度，并在空间上位于最内部的区域内的隆起球状星团NGC 6522，基于H波段光谱与多目标APOGEE北摄谱仪从SDSS-IV阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查。在这五个候选星团中，有两颗先前未被发现的恒星被证实具有第二代（SG）丰度模式，其基本模式是C和Mg的耗尽同时N和Al的富集，这与其他SG球状星团中金属丰度相似的恒星一样。}与最新的光学研究一致，分析的NGC 6522恒星只显示出轻微的s-过程元素Ce过量，这与NGC 6522恒星由自旋星富集的气体形成的观点相矛盾，并表明其他恒星来源，如大质量AGB恒星可能是主要的星团内介质污染物。在我们的数据中观察到SG星的特殊丰度特征，证实了NGC 6522中存在多代恒星。
2019-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Early Enrichment of the Galactic Disk by Large-Scale Winds
对银河系恒星的大规模均匀调查可能表明，元素丰度梯度随着宇宙时间而演变，这是现有的银河系化学演化模型（GCE）中没有预见到的现象。如果这一现象在未来的研究中得到证实，我们将表明，这种效应至少在一定程度上是由于大规模的风，曾经丰富了磁盘。这就形成了内盘的陡丰度梯度（R <14 kpc）。在风阶段结束时，通过从晕到盘的贫金属物质吸积的化学富集逐渐减少了内部区域的金属丰度，而金属丰度的缓慢增加超出了太阳圈。我们的“风+落”模型解释了内盘丰度梯度的平坦化，与观测结果吻合得很好。因此，我们提出，富集大规模的风是一个关键因素的化学演变的磁盘。我们预计，快速平坦的丰度梯度是显著的中央隆起盘星系的标志。
2010-02-16 astro-ph.GA
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocities of RR Lyrae stars in and around NGC 6441
银河系球核贫金属（[Fe/H]-1 dex）星的详细元素丰度模式表明，它们中的一些与球状星团（GC）星一致，可能是溶解GC的前成员。这将表明，银河系隆起的百分之几是由球状星团的破坏和/或蒸发形成的。本文试图利用大质量内星系球状星团NGC~6441中丰富的天琴座RR型变星（RRL）星群来识别这种可能的剥离星。本文给出了以球状星团NGC~6441为中心的40个RRL的径向速度。在星团潮汐半径范围内观测到的13个RRL，其平均径向速度为24 ± 5 km/s，星间散射为11 km/s，与星团成员一致。这包括两个以前未与群集关联的新RRL。八个RRL的径向速度一致的集群成员资格，但高达三倍的距离，从潮汐半径也报告。这些潜在的潮汐外RRL也有非常长的周期，这是NGC~6441 RRL群体的一个奇怪特征，它拥有的RRL周期比银河系其他任何地方都长。正如被剥离的星团恒星所预期的那样，大多数都与星团的轨道成一直线。因此，要么NGC~6441的潮汐半径被低估了，要么我们看到的是来自NGC~6441的正在溶解的星团恒星，它们正在形成旧的球状凸起。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Timing the Evolution of the Galactic Disk with NGC 6791: An Open Cluster with Peculiar High-$α$ Chemistry as seen by APOGEE
我们利用元素丰度信息银河系红巨星在五个疏散星团（NGC 7789，NGC 6819，M67，NGC 188，和NGC 6791）从阿帕奇点天文台银河系演化实验（APOGEE）DR 13数据集的年龄-日期的化学演化的高-和低- $α$元素序列的银河系。这个时间标记的关键是星系团NGC 6791，它的恒星成员的平均丰度使它位于[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面的高- $α$，高-[Fe/H]区域。根据星团的年龄（$\sim 8$ Gyr）、银心半径和银道面以上的高度，以及巴德窗中的远地点恒星的化学成分，我们认为NGC 6791最有可能的两个起源是作为厚盘的原始部分，或者作为银河系凸起的前成员。此外，由于NGC 6791位于高$α$序列的\textit{high metallicity end}（[Fe/H] $\sim 0.4$），NGC 6791的年龄限制了星团母体中高金属丰度、高$α$序列中恒星的\textit{youngest age}（即，凸起或圆盘）。以类似的方式，我们也可以利用NGC 188的年龄和化学性质来设定银河系低$α$序列的\textit{oldest age}的$\sim 7$ Gyr极限。因此，NGC 6791和NGC 188可能是一对星团，它们同时包含了银河系化学史中一个重要转变点的时间和持续时间。
2017-04-24 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
Chemical abundances as population tracers
元素丰度比作为示踪剂的恒星星族进行了讨论，重点是F，G和K星提供了一个“化石”记录的化学演化的银河系。大多数丰度研究都是基于均匀的一维模型大气和局部热力学平衡（LTE）的假设，但最近的工作表明，三维非LTE校正可以改变导出的丰度比作为恒星金属丰度的函数的趋势非常显着。然而，当比较具有相似有效温度、表面重力和金属丰度的恒星时，3D非LTE修正往往会抵消。当应用这样的差分方法在银河系盘，凸起，和晕，丰度比像C/O，Na/Fe，α/Fe，Cu/Fe，Ba/Y，Eu/Ba点存在多个离散的人口在每个这些银河系的组成部分。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Life in the fast lane: a direct view of the dynamics, formation, and evolution of the Milky Way's bar
对银河系中单个恒星的年龄、丰度和运动的研究提供了研究盘状星系在宇宙时间内演化的最佳方法之一。特别是银河系内部的棒状区域的形成是盘状星系演化之谜的关键部分。使用从APOGEE和盖亚的数据，我们提出的地图的运动学，元素丰度和年龄的银河系凸起和磁盘，显示了酒吧的内部银河系的结构在前所未有的细节。运动学地图允许直接、纯粹地从运动学角度确定沙洲的模式速度（41+/-3 km/s/kpc）及其形状和径向轮廓。我们发现酒吧的年龄，金属丰度和丰度比是相同的最古老的恒星在磁盘中形成的动荡的开始，而恒星在酒吧外的凸起更年轻，更富含金属。这意味着棒可能在约8 Gyr前形成，当时气体盘中湍流的减少允许形成一个薄盘，很快变得不稳定。因此，酒吧的形成是银河系演化的一个关键时期，这与过去~10 Gyr外部盘星系气体运动学观测中出现的演化路径一致。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
New families in our Solar neighborhood: applying Gaussian Mixture models for objective classification of structures in the Milky Way and in simulations
星系形成的标准图象促使银河系分解成3- 4个恒星星族，它们具有不同的运动学和元素丰度分布：薄盘、厚盘、凸起和恒星晕。为了测试这个想法，我们使用测量的速度和铁丰度（即，一个增广的Toomre图）作为要分解的分布。我们比较结果的盖亚-APOGEE DR 16交叉匹配目录的太阳附近的那些从一套合成的盖亚-APOGEE交叉匹配构建的银河系质量的星系的宇宙学模拟火灾。我们发现，在合成和真实的数据，最适合的GMM使用五个独立的组件，其属性类似于标准人口预测的星系形成理论。两个组成部分可以明确地确定为薄盘和另一个作为晕。然而，与厚盘的对应物不同，有三个具有不同年龄和α丰度分布的中间组分（尽管这些数据不用于构建模型）。我们使用的合成数据的分解表明，分类组件确实对应于不同起源的恒星。通过与模拟数据类比，我们表明，我们的真实Gaia-APOGEE交叉配型的混合模型区分了以下组分：（1）圆形轨道上年轻恒星的经典薄盘（46%），（2）通过与卫星相互作用加热的薄盘恒星（22%），（3，4）代表α增强厚盘速度不对称性的两个分量（27%），（5）与早期大规模吸积相一致的恒星晕（4%）。
2021-04-16 astro-ph.GA
Observational constraints on the origin of the elements. X. Combining NLTE and machine learning for chemical diagnostics of 4 million stars in the 4MIDABLE-HR survey
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberg University（海德堡大学）；Research School of Astronomy & Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理学系天体物理分部隆德天文台）；Faculty of Mathematics and Physics, University of Ljubljana（卢布尔雅那大学数学与物理学院）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学蔚蓝海岸天文台法国国家科学研究中心拉格朗日实验室）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
本文提出基于非局部热平衡的ANN模型，用于分析4MIDABLE-HR调查中400万颗恒星的化学成分，展示了该方法在自动确定恒星参数和元素丰度方面的有效性，并验证了其在高分辨率光谱中的性能。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Lithium measurements and new curves of growth
盖亚-ESO巡天（GES）是一个大型的公共光谱巡天，使用甚大望远镜的多目标火焰光谱仪进行。该调查提供了银河系所有组成部分中约115，000颗恒星的精确径向速度，恒星参数和元素丰度。在本文中，我们描述了在最终数据发布中采用的方法，以获得锂当量宽度（EW）和丰度。锂EW使用两种不同的方法测量FGK和M型恒星，以解释光谱中的固有差异。对于FGK星，我们使用高斯分量拟合锂线，而对于M型星，则采用在预定义的间隔上直接积分的方法。注意确保两种制度之间的连续性。使用专门针对GES推导的一组新的均匀生长曲线推导出丰度，并在合成光谱网格上测量，与EW测量方式一致。通过与其他分析组使用不同方法测量的丰度进行比较，验证了推导出的丰度。测量了约40，000颗恒星的锂电子战，其中约38，000颗可以得出丰度。绝大多数的措施（80%）已获得的恒星在疏散星团领域。剩下的天体是球状星团中的恒星，或者是银河系圆盘、凸起和晕中的场星。这里描述的均匀锂丰度的GES数据集对于我们理解从恒星演化和不同演化阶段恒星内部混合到星系演化的几个过程将是有价值的。
2022-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
