Metallicity of the double Red Clump in the Milky Way Bulge
本研究重新分析了银河系核球双红支恒星的金属丰度，采用贝叶斯方法分配恒星，发现两RC平均金属丰度差异存在高统计误差，未能证实多重星族假说。
2025-10-13 astro-ph.GA
Metallicity gradients in M31, M33, NGC 300 and the Milky Way using abundances of different elements
研究了行星状星云（PNe）中O、Ne和Ar丰度的金属丰度梯度，并与M31、M33、NGC300和银河系中HII区的金属丰度梯度进行了比较。从文献中收集了银心半径和化学丰度，仔细选择了每个星系的均匀样本。在所有情况下，PNe显示的金属丰度梯度都比HII区的金属丰度梯度平坦。极端的情况是M31，其中PN丰度与银河系距离无关，梯度与零一致。为了分析梯度随时间的演变，我们建立了Peimbert I型和非I型PNe的梯度，发现I型PNe显示出比非I型PNe更陡的梯度，并且更类似于HII区域的梯度，这表明化学梯度可能随时间而变陡。另外，老PNe的平坦梯度表明径向迁移可能在星系演化中起重要作用。
2019-07-12 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS III. The first global photometric metallicity map of the Galactic bulge
我们调查的大尺度金属丰度分布在银河系的凸起，使用一个大的空间覆盖范围，以约束凸起的形成方案。我们使用VISTA变量的Via Lactea（VVV）的调查数据和2 MASS测光，覆盖320平方度的银河系凸起，推导光度金属丰度的（J-Ks）0颜色的插值的基础上的一组球状星团脊线的个别红巨星分支恒星。然后，我们使用这些信息来构建第一个全球金属丰度图的凸起与30'x45'的分辨率。核球的金属丰度图显示出一个明显的垂直金属丰度梯度，约为0.04 dex/deg（约为0.28 dex/kpc），富金属恒星（[Fe/H]~0）在靠近银道面的区域（|b| <5）占主导地位。在更大的尺度高度，平均金属丰度的隆起人口变得显着更金属贫。这符合盒状隆起起源于银河系酒吧的垂直不稳定性，形成早期通过长期演化的两个组成部分的恒星盘的情况。较老的贫金属恒星在更高的尺度高度上占主导地位，这是由于最初较热的厚盘恒星的非混合轨道。
2013-02-01 astro-ph.GA
The Metal-Poor Metallicity Distribution of the Ancient Milky Way
我们提出了一个低金属丰度的银河系地图组成的$\sim$ 111，000巨星与$-3.5 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -$ 0.75的基础上，从SkyMapper调查的第二次数据发布的公开测光。这些恒星从太阳附近延伸到$\sim$ 7 kpc，覆盖了银河系的主要恒星群，包括厚盘和内晕。值得注意的是，这张地图可以可靠地区分金属丰度低至[Fe/H] $\sim -3.0$，从而为古老的贫金属银河系提供了前所未有的视角。在我们的样本中更富含金属的恒星（[Fe/H] $> -2.0$），我们恢复了一个明确的空间依赖性，减少平均金属丰度作为标度高度的函数，映射到银河系的厚盘组件。当只考虑我们的样本（[Fe/H] $< -$ 2）中非常贫金属的恒星时，我们在$|Z|\sim7$ kpc的标度高度范围内恢复了它们的平均金属丰度没有这样的空间依赖性。我们发现，在我们的样本（$-3.0 <$ [Fe/H] $< -2.3$）中最贫金属的恒星的金属丰度分布函数与指数曲线拟合良好，斜率为$Δ\log(N)/Δ$ [Fe/H] = 1.52 $\pm$ 0.05，并在考虑目标选择效应后移动到$Δ\log(N)/Δ$ [Fe/H] = 1.53 $\pm$ 0.10。对于[Fe/H] $< -2.3$来说，δ对尺度高度$|Z|$到$\sim5$ kpc的变化基本上不敏感，这表明在每个…
2021-03-30 astro-ph.GA
Spiral-induced velocity and metallicity patterns in a cosmological zoom simulation of a Milky Way-sized galaxy
我们使用一个高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的速度和金属丰度空间的动力学影响的螺旋臂的可观察到的功能。这是第一次，我们证明了螺旋臂，形成在一个完整的宇宙学环境中与现实的星系形成物理盘，驱动大规模的系统流运动。特别是，在螺旋臂的后缘上，特有的以银河为中心的径向和方位角速度场径向向外和方位角向后定向，而在前缘上径向向内和方位角向前定向。由于负的径向金属丰度梯度，该系统运动在给定半径处驱动残余金属丰度的方位角变化，其特征在于富金属后缘和贫金属前缘。我们表明，这些签名是理论上可观察到的外部星系与积分场单位仪器，如VLT/MUSE，如果检测到，将提供大规模的系统性径向迁移驱动的螺旋臂的证据。
2016-05-16 astro-ph.GA
The stellar metallicity distribution of the Milky Way from the BATC survey
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统观测到的2200颗主序星的SDSS光谱，得到了恒星大气参数，如有效温度和金属丰度，发展了BATC多色测光数据的恒星有效温度和金属丰度的多项式测光定标方法。该方法已应用于67个BATC观测场约16万颗MS星的定标。这些恒星的颜色和星等范围为0.1 < d - h < 1.4和14.0 < d < 21.0。在距银道面|Z| > 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.5处有一个峰值，对应于晕成分;在2 < |Z| < 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -0.7处有一个峰值，对应于厚盘星。在0.5 < |Z| < 2 kpc的区间内，平均恒星金属丰度从-0.65平滑地减小到-0.78。晕和厚盘中的金属丰度分布似乎与距银道面的距离无关。
2013-07-17 astro-ph.GA
Reliability and limitations of inferring birth radii in the Milky Way disk
恢复银河系中观测到的恒星的诞生半径是银河系考古学的最终目标之一。一种推断ISM金属丰度的诞生半径和演化的方法假设在任何给定的回顾时间ISM金属丰度与半径之间的线性关系。在这里，我们测试了这一假设的可靠性，通过使用4放大宇宙流体动力学模拟从NIHAO-UHD项目。我们发现，只有当恒星盘开始形成时，才能推断出精确的诞生半径，对于我们模拟的星系来说，这发生在~ 10 Gyr之前，与最近对银河系的估计一致。在稍后的时间，ISM金属丰度和半径之间的线性相关性增加，因为恒星运动变得更加有序，ISM金属丰度的方位角变化开始下降。中心棒的形成和合并的扰动可以分别增加内外盘的不确定性。
2022-05-03 astro-ph.GA
Imprints of radial migration on the Milky Way's metallicity distribution functions
最近对SDSS-III/APOGEE Data Release 12恒星目录的分析显示，银河系的金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF）的形状随着半径的变化而变化，从小银心半径处的负偏斜过渡到大银心半径处的正偏斜。使用高分辨率，N-体+SPH模拟，我们表明，变化的偏度产生的径向迁移-富含金属的恒星形成的内部磁盘，随后迁移到金属贫外盘。这些迁移的恒星占外盘恒星的很大一部分（> 50%）;它们位于MDF的高金属丰度尾部，通常比周围的外盘气体更富含金属。模拟还再现了另一个令人惊讶的APOGEE结果：空间不变的高[alpha/Fe] MDF。在模拟中，这是由于在半径（3.2+/-1.2 kpc）和时间（8.8+/-0.6 Gyr ago）的狭窄范围内形成的人口迁移，而不是早期在均匀介质中空间扩展的恒星形成。这些结果指出了径向迁移在塑造我们银河系中所起的关键作用。
2016-02-08 astro-ph.GA
The Age-Metallicity-Specific Orbital Energy Relation for the Milky Way's Globular Cluster System Confirms the Importance of Accretion for Its Formation
球状星团可以在它们的宿主星系内部形成，在高红移时，气体密度较高，富含气体的合并是常见的。它们也可以在低质量星系内部形成，这些星系已经被吸积和潮汐破坏，留下它们的球状星团补充物与高质量晕结合在一起。我们认为，星系球状星团系统中年龄-金属丰度-特定轨道能量关系可以用来确定其起源。富含气体的合并应该产生紧密结合的系统，其中富含金属的集群比缺乏金属的集群年轻。球状星团形成于大质量盘中，然后分散成晕，它们的年龄和比轨道能量之间应该没有关系。吸积的球状星团应产生弱束缚系统，其中年龄和金属丰度相互相关，但与特定轨道能量呈负相关。我们使用精确的相对年龄，自洽的金属丰度，和基于空间的自行通知轨道表明，银河系的金属贫乏的球状星团系统位于一个平面中的年龄金属丰度特定的轨道能量空间。我们发现，相对年轻或贫金属的球状星团与银河系的结合较弱，而相对古老或富金属的球状星团与银河系的结合较紧密。虽然富含金属的球状星团可能是在原位或非原位形成的，但我们的研究结果表明，贫金属的星团是在银河系外的矮星系中形成的。我们预测，这种年龄之间的关系，金属丰度，和特定的轨道能量在$L^{*}$星系的球状星团系统是一个自然的结果星系形成的$Λ$ CDM宇宙。
2021-04-21 astro-ph.GA
Metallicity Structure in Galactic Longitude-Velocity Diagrams of the Milky Way Disk and FIRE-2 Simulations
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；California State University, Chico（加州州立大学奇科分校）
研究通过ℓ-v图分析银河系和FIRE-2模拟中的金属度结构，发现径向梯度和异常运动，揭示了该工具在无需距离测量下的应用价值。
2026-01-28 astro-ph.GA
Metallicity Structure in the Milky Way Disk Revealed by Galactic HII Regions
银河系盘的金属丰度结构源于银河系的化学动力学演化历史。我们使用国家射电天文台Karl G. Jansky甚大阵列观测82个银河系HII区域的~8-10 GHz氢射电复合线和射电连续辐射。我们利用这些数据来推导这些星云的电子温度和金属丰度。由于来自金属的碰撞激发线（例如，氧、氮）是HII区的主要冷却机制，因此可以从电子温度推断星云的金属丰度。包括以前的单碟研究，现在有167个星云具有无线电测定的电子温度和视差或运动学距离测定。的干涉电子温度是系统的10%以上，发现在以前的单碟研究，可能是由于不正确的数据分析策略，光学深度效应，和/或不同的气体的干涉仪的观察。通过结合干涉仪和单碟样品，我们发现银河系盘上的氧丰度梯度的斜率为-0.052 +/- 0.004 dex/kpc。我们还发现了显着的方位角结构的金属丰度分布。当银心方位角在30度附近与100度附近比较时，氧梯度的斜率变化约2倍。这种方位角结构与受旋臂影响的银河系化学动力学演化的模拟结果一致。
2019-10-31 astro-ph.GA
What the Milky Way bulge reveals about the initial metallicity gradients in the disc
我们研究的金属丰度的趋势在银河系（MW）隆起-使用APOGEE DR 13数据-并探讨其起源，通过比较两个N-体模型孤立星系开发一个酒吧和一个四四方方/花生（B/P）隆起。这两个模型已被提出的情况下，调和盘起源的MW凸起与负垂直金属丰度梯度。第一个模型是具有不同尺度高度、运动学和金属丰度的同空间（即重叠）盘种群的叠加。在这个模型中，厚的，金属贫乏的，集中的光盘人口作出显着贡献的恒星质量预算在内部星系。第二个模型是一个单一的磁盘与初始陡峭的径向金属丰度梯度，这是映射到B/P凸起的酒吧在这样一种方式，即垂直金属丰度梯度的MW凸起被复制-已经在以前的作品中所示的文献。然而，正如我们在这里所展示的，后一种模型并没有再现内盘的正纵向金属丰度梯度，也没有再现数据中所看到的隆起的金属贫乏的最内部区域。另一方面，具有共空间薄和厚圆盘种群的模型再现了所有上述趋势。因此，我们看到，它是可能的调和（主要）光盘起源的MW凸起与所观察到的趋势，金属丰度通过映射到一个b/p的内部薄和厚光盘的MW。对于这种情况下重现的意见，$α$增强，金属贫，厚光盘人口必须有一个显着的质量贡献的内部区域-已建议为银河系。
2017-10-31 astro-ph.GA
Constraining density and metallicity of the Milky Way's hot gas halo from O VII spectra and ram-pressure stripping
银河系的热气体晕延伸到银河系维里半径（$\sim 200$ kpc），包含了银河系重子质量的重要组成部分。晕的性质可以从X射线光谱观测和卫星星系的冲压压力剥离研究中得到限制。前一种方法的结果主要取决于气体金属丰度假设，而后一种方法对它们不敏感。在这里，两种数据的联合分析，以约束电子密度和金属的气体。幂律假设的电子密度径向分布，而对于金属，一个常用的恒定的金属丰度假设是放松通过引入一个物理动机的球形轮廓。该模型拟合到431（18）视线的样品O VII发射（吸收）测量和7电子密度的限制，从冲压压力剥离研究。找到了最佳拟合的$n_e\propto r^{-(0.9...1.1)}$（其中$r\gg1$ kpc为银河中心半径）晕相关电子密度分布，金属丰度被约束为$Z \approx (0.1...0.7) Z_{\odot}$（下标$\odot$为太阳值）在$r>50$ kpc。这意味着热气体的总质量为$M \approx (2.4...8.7) \times 10^{10} M_{\odot}$，占银河系丢失的重子质量的$\sim(17...100)$ %。模型的不确定性进行了讨论，并在以前的研究的背景下检查的结果。
2022-01-27 astro-ph.GA
Smooth kinematic and metallicity gradients reveal that the Milky Way's nuclear star cluster and disc might be part of the same structure
本研究利用测光、自行和光谱星表分析银河系中心核星团与核盘恒星，发现平滑的运动学和金属丰度梯度及双峰金属丰度分布，表明二者可能同属一个连续结构。
2023-10-27 astro-ph.GA
Asymmetric spatial distribution of sub-solar metallicity stars in the Milky Way nuclear star cluster
我们目前的恒星金属丰度测量600多晚型恒星在中央10 PC的银河系中心。加上我们以前发表的KMOS数据，这个数据集使我们能够调查，第一次，核星团的金属丰度分布的空间变化。使用积分场摄谱仪KMOS（VLT），我们观察到几乎一半的区域所包围的核星团的有效半径。我们提取光谱在中等光谱分辨率，并应用全光谱拟合利用PHOENIX库的合成恒星光谱。恒星的金属丰度从[M/H]=-1.25 dex到[M/H]> +0.3 dex，大多数恒星的金属丰度都超过太阳。我们能够测量恒星金属丰度分布的各向异性。在银河系北部，[M/H]<0.0 dex的亚太阳金属量恒星的比例是银河系南部的两倍多。一个可能的解释是，在星团的不同部分，亚太阳金属量恒星的比例不同，这是最近的合并事件。我们建议用高分辨率光谱来检验这一假设，并将金属丰度信息与运动学数据相结合。
2020-03-12 astro-ph.GA
The Metallicity Mapping of the Ionized Diffuse Gas at the Milky Way Disk-halo Interface
针对银河系盘-晕界面电离弥散气体金属丰度测量难题，结合脉冲星色散量、紫外吸收谱联合拟合及光致电离模型开展测绘，发现金属丰度弥散大，估算了云的进出流时标，探测到超太阳丰度下落云与低金属外流云，为星系喷泉等模型提供观测约束。
2024-10-08 astro-ph.GA
Milky Way Globular Cluster Metallicity and Low-Mass X-ray Binaries: The Red Giant Influence
银河系和河外星系的研究表明，富金属球状星团（GC）比贫金属球状星团（GC）拥有明亮的低质量X射线双星（LMXB）的可能性大约高出三倍。对于这种金属丰度效应还没有令人满意的解释。我们测试的假设，红巨星分支（RGB）的恒星的数量密度是在富含金属的GC较大，因此可能的金属丰度效应的原因。利用哈勃空间望远镜对109个银河系GC进行测光，研究了RGB星密度与GC金属丰度之间的关系。等时线拟合用于计算RGB星的数量，其由GC质量和观测到的GC光度的分数归一化，并使用半光半径$r_{h}$处的体积确定密度。RGB星密度与金属丰度[Fe/H]弱相关，Spearman和Kendall秩检验$p$ -值分别为0.00016和0.00021，系数分别为$r_{s} = 0.35$和$τ= 0.24$。虽然研究表明$r_{h}$与银心距相关，而与[Fe/H]无关，但这种相关性可能因$r_{h}$对[Fe/H]的可能依赖性而有偏差。动力学起源的$r_{h}$ -金属丰度相关性（潮汐剥离）表明，富含金属的GC可能有更活跃的动力学历史，这将促进LMXB的形成。没有发现RGB星数密度和金属丰度之间的相关性时，只使用GC托管静态LMXB。我们需要对银河系中静止的LMXB进行全面普查，以进一步探测金属丰度效应，这将随着即将推出的eROSITA而成为可能。
2017-11-08 astro-ph.GA
Dynamics and Morphology of the Milky Way Spiral Arms from the Metallicity Distribution and Radial Mixing
尽管径向迁移在盘星系中是一个普遍存在的过程，但它在恒星盘演化中的意义并不总是通过全球趋势反映出来。然而，还有其他关键的观测数据，如金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF），可能会在这个问题上有所启发。我们认为，螺旋线的形状不仅告诉我们恒星盘是否经历了径向迁移，而且它还包含了触发它的结构的重要线索。具体来说，螺旋线包含有关螺旋图案的动力学和形态的信息。为了限制螺旋参数，我们在模拟中加入了详细的化学标记;这使我们能够限制银河系螺旋臂的结构参数，以及限制化学演化模型朝向银河系圆盘中心的方法，在那里没有化学模型提供信息。我们还发现，太阳不太可能在其当前的银河系中心位置附近形成，因此将太阳视为太阳附近化学丰度的代表可能是不准确的。我们还表明，银河系的恒星盘，经过动态和化学演变为5 Gyr，保留80%的原始全球金属丰度梯度，尽管遭受了重要的加热和径向迁移，这意味着在一个给定的星系中存在的金属丰度梯度，并不能保证径向混合没有发挥作用，在其演变。
2017-07-14 astro-ph.GA
Rising from the Ashes: A Metallicity-Dependent Star Formation Gap Splits the Milky Way's alpha-Sequences
本文提出银河系α序列双峰源于金属丰度窄区间内约300 Myr的恒星形成停顿，并模拟表明z~2处与Gaia-Sausage-Enceladus卫星并合可触发此间隙。
2025-02-24 astro-ph.GA
The relationship between age, metallicity, and abundances for disk stars in a simulated Milky Way galaxy
对银河系低$α$盘的观测表明，在固定的金属丰度[Fe/H]下，几种元素丰度[X/Fe]与年龄相关，在年龄-[X/Fe]关系周围具有独特的斜率和小的分散。在这项研究中，我们转向模拟，以探索元素C，N，O，Mg，Si，S和Ca的年龄-[X/Fe]关系，这些元素在FIRE-2宇宙学放大模拟的银河系样星系m12 i中被追踪，并了解什么物理条件引起了观察到的年龄-[X/Fe]趋势。我们首先探索单年龄种群在其出生和当前位置的分布，[Fe/H]和[X/Fe]，并找到年龄< 7 Gyr的恒星由内向外径向生长的证据。然后，我们检查了年龄-[X/Fe]的关系在m12 i的磁盘，并发现，趋势的方向与观察，除了C，O和Ca，非常小的内在散射，$σ_{int}$（0.01-0.04 dex）。在模拟中测量的该$σ_{int}$也是金属度依赖性的，其中在[Fe/H]=-0.25 dex时$σ_{int}$ $\approx$ 0.025 dex，而在[Fe/H]=0 dex时$σ_{int}$ $\approx$ 0.015 dex，并且在GALAH调查中对于共同的元素观察到类似的金属度依赖性。此外，我们发现，$σ_{int}$是更高的内部星系，那里的恒星年龄较大，形成在化学均匀性较差的环境。年龄-[X/Fe]关系和它们周围的小散射表明，模拟捕获了与银河系中观察到的相似的化学富集变化，这是由于恒星在给定的出生…
2022-04-24 astro-ph.GA
Dead man tells tales: metallicity distribution of the Milky Way stellar halo reveals the past of the GSE progenitor galaxy
本研究通过APOGEE DR17数据识别GSE恒星，测得其碎片负径向金属丰度梯度，结合模拟约束前身星系梯度，证明利用运动积分的化学标记可揭示银河系吸积系统的过往结构与历史。
2023-10-08 astro-ph.GA
VINTERGATAN III: how to reset the metallicity of the Milky Way
利用宇宙学变焦模拟VINTERGATAN，我们提出了一个新的情况下，恒星形成的开始在低-[ $α$ /Fe]序列的银河系类星系的金属贫端。在这种情况下，星系由两种不同的气体流提供燃料。其中一个被大质量星系的流出物所富集，而另一个则不然。前者供给银河系内部区域，后者则供给相对于主银道面倾斜的外部气体盘，其化学成分明显较差。最后一个主要合并星系的第一次通过引发了外盘的潮汐压缩，这增加了气体密度，最终导致恒星形成，金属丰度比内星系低0.75 dex。这是低[ $α$ /Fe]序列的第一颗恒星。这些原位恒星具有类似晕的运动学，类似于在银河系中观察到的，这是由于外盘的倾斜最终通过引力矩与内盘对齐。我们表明，这种倾斜盘的情况可能在Milky-Way类星系中很常见。这个过程意味着低-[ $α$ /Fe]序列是在原位填充，同时从两个形成通道，在内部和外部星系，具有不同的金属丰度。这与银河系盘组装的纯粹顺序情景形成对比，可以通过观测进行测试。
2021-03-29 astro-ph.GA
Metallicity-Suppressed Collapsars Cannot be the Dominant r-Process Source in the Milky Way
我们开发了一个高性能的分析模型的银河系化学演化，它占延迟时间分布和锁定的恒星产量在热相ISM。该模型能够搜索，第一次，通过高维参数空间与银河系的r-过程富集其可能的来源：中子星合并和Collapsar事件。它们不同的形成机制使这两个过程具有不同的时间依赖性，这一特性经常被用来支持以r-过程为主导的r-过程源。然而，我们表明，即使在允许的热，结构和化学性质的星系大的自由度，参数空间的大区域是在强大的张力与数据。特别是，虽然我们能够找到模型中，中子星合并产生的大部分r-过程的材料，数据排除了所有模型占主导地位的中子星产量。由于没有其他确定的来源，我们得出结论，中子星合并必须是现代银河系r-过程预算的主要贡献者。
2021-11-22 astro-ph.GA
Revisiting the Radial Metallicity Gradient-Age Relation in the Milky Way's Thin and Thick Disks
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Tianjin Normal University（天津师范大学）
本研究通过LAMOST DR8和恒星震颤数据重新审视银河系薄盘和厚盘的金属度梯度-年龄关系，发现薄盘梯度随年龄平缓，厚盘存在正梯度，揭示了不同盘的化学演化路径。
2026-01-07 astro-ph.GA
The Flattening Metallicity Gradient in the Milky Way's Thin Disk
我们计算的年龄，轨道和相空间坐标的样本$\sim$ 4万LAMOST和盖亚恒星。这些年龄是交叉匹配的，并与其他两个流行的年龄目录中使用不同方法得出的年龄值进行比较。在这$\sim$ 400万颗恒星中，我们选择了130万颗恒星的样本，并研究了它们的径向金属丰度梯度（由轨道半径确定）作为它们年龄的函数。这种分析是对按化学和轨道参数划分的数据的各个子集进行的。我们发现，通常使用的选择“薄盘”的明星（如低$α$化学或垂直薄轨道）产生径向金属丰度梯度一般增长较浅的最古老的恒星。我们将其解释为径向迁移（搅动）的标志性特征。将我们的样本限制在非常小的轨道Z $_{max}$（恒星积分轨道的最大高度），使这种趋势最为明显。基于化学的“薄盘”选择$α$贫乏的恒星显示出相同的趋势，但程度较小。有趣的是，我们发现化学和Z $_{max}$中的“厚盘”选择揭示了一个稍微正的径向金属丰度梯度，在所有年龄的大小似乎相似。这可能意味着厚盘人口是很好的年龄混合，但不是半径。这一发现可能有助于限制银河系形成早期的条件，并揭示不同金属含量气体的吸积和再吸积等过程。
2021-09-20 astro-ph.GA
The radial metallicity gradients in the Milky Way thick disk as fossil signatures of a primordial chemical distribution
在这封信中，我们研究的长期过程引起的径向金属丰度梯度的演变，在一个$N$体银河系类星系的磁盘。我们根据初始的、宇宙学激发的、径向化学分布为模拟的每个粒子分配一个[Fe/H]值，并让圆盘动态演化6 Gyr。这种直接的方法使我们能够只考虑动力学演化的影响，并衡量它们如何以及在多大程度上影响初始化学条件。初始[Fe/H]分布在内部盘中随R增加，直到R ~ 10 kpc，并且随着R的增大而减小。我们发现，最初的化学配置文件不进行重大改造后，6 Gyr的动态演变。在太阳附近的模型预测的最终径向化学梯度是积极的，最近在银河系厚盘观察到的相同的顺序。我们的结论是：1）盘形成时的空间化学印记没有被长期动力学过程所消除; 2）观测到的径向梯度可能是厚盘的动力学遗迹，该厚盘起源于在内部区域显示出正的化学径向梯度的恒星星族。
2014-02-26 astro-ph.GA
TOPoS VI. The metal-weak tail of the metallicity distribution functions of the Milky Way and of the Gaia-Sausage-Enceladus structure
上下文TOPoS项目的目标是寻找和分析金属丰度极低的关闭（TO）恒星。为了选择高光谱分辨率的光谱跟踪目标，我们依赖于斯隆数字巡天的低分辨率光谱。目的。在本文中，我们使用的金属丰度估计，我们已经从我们的SDSS光谱的分析，以构建银河系的金属丰度分布函数（），特别强调其金属弱尾。目标是提供从中提取TOPoS样本的底层分布。方法.我们利用SDSS测光，盖亚测光和来自盖亚天体的距离估计，以获得超过2400万颗TO恒星的大样本的金属丰度估计。该样品用于推导可获得SDSS光谱的样品的金属丰度偏差。结果我们确定，光谱样本是强烈的偏见，有利于贫金属的恒星，正如预期的那样。与无偏光度计样本进行比较可以校正选择偏差。我们选择了一个子样本的恒星与可靠的银河系，我们结合SDSS径向速度与盖亚自行和银河系计算的行动和轨道参数的潜在的。这使我们能够动态地描述恒星的特征，特别是选择属于盖亚-香肠-土卫二（GSE）吸积事件的子样本。因此，我们也能够提供GSE的服务。结论.在我们的研究中得出的金属弱尾是非常相似的H3调查和汉堡/ESO调查。这使我们能够平均三个MDF，并为每个金属丰度箱提供误差条。由于GSE结构是与银河系碰撞的祖先星系的代表，与银河系相比，该星系似乎严重缺乏贫金属恒星，这表明后者的金属弱尾主要是由低质量星系而不是大质量星系（如GSE祖先星系）的吸积形成的。
2021-06-17 astro-ph.GA
The Metallicity Distribution of the Milky Way Bulge
银河系的星系核球由金属丰度范围很广的恒星组成，-3.0 < [Fe/H] < 1 dex。金属丰度分布函数的平均值（α）随着距平面的高度z而减小，随着星系半径而减小。内星系中最富金属的恒星集中在平面上，而更多的贫金属恒星主要位于离平面较远的地方，平均垂直梯度约为-0.45 dex/kpc。这种垂直梯度被认为反映了银河系最内部区域不同人口的高度变化。核球中富含金属的恒星是四四方方/花生状结构的一部分，它们的轨道描绘出了X形的轮廓。对于核球区贫金属星（[Fe/H] < -0.5）的起源至今仍缺乏共识。一些研究将球核中贫金属星的存在归因于内部区域的厚盘和恒星晕，而另一些研究则认为贫金属星是一个独特的“老球状体”球核。了解构成银河系凸起的星系团的族群的起源，以及确定是否存在一个独立于盘和晕形成的独特的凸起族群，对于确定银河系形成和演化的相关过程具有重要意义。
2015-11-23 astro-ph.GA
The Pristine survey VIII: The metallicity distribution function of the Milky Way halo down to the extremely metal-poor regime
原始巡天使用窄带测光法来获得精确的金属丰度，精确到极贫金属区（[Fe/H] < -3），目前在$\sim 2~500\, \mathrm{deg}^2$的天空区域内有超过400万颗FGK型恒星。我们把我们的分析集中在一个子样本的$\sim 80~000$主序星关闭与日心距离6和20千秒差距之间，我们采取的是一个有代表性的样本的内晕。得到的金属丰度分布函数（Imax）在[Fe/H] =-1.6处具有峰值，并且$Δ$（LogN）/ $Δ[Fe/H] = 1.0 \pm 0.1$的斜率在-3.4 < [Fe/H] <-2.5的金属丰度范围内。这与一个简单的闭盒化学富集模型在这个范围内，但比以前的光谱MDF在文献中提出的浅，这表明可能有一个更大的比例贫金属恒星的内晕比以前报道。我们确定了Monoceros/TriAnd/ACS/EBS/A13结构的金属丰度空间在低纬领域的反中心方向，并讨论了内晕是由一个单一的，大的合并事件，但不能有力地支持或反驳这一想法与现有的数据。最后，基于场星的数量，我们估计银河系晕中贫金属球状星团的数量在[Fe/H] < -2.5时为5.4，在[Fe/H] <-3时为1.5，这表明银河系中缺乏低金属丰度球状星团不仅仅是由于统计欠采样。
2020-01-14 astro-ph.GA
The disrupted chemical enrichment history of the Milky Way driven by gas accretion
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）；Department of Astronomy, Xiamen University（天文学系，厦门大学）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（天文学研究所，剑桥大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（天文与空间科学学院，中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（国家天文台，中国科学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（天文与天体物理前沿研究院，北京师范大学）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（射电天文与技术重点实验室，中国科学院）
研究利用APOGEE巡天数据校正后测量银河系时间分辨的星系尺度平均金属丰度，发现其当前金属丰度接近太阳，年龄-金属丰度关系中断、质量-金属丰度图演化轨迹受扰，揭示气体吸积对银河系化学富集历史的关键影响。
2026-07-27 astro-ph.GA
Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
Unusual integrated metallicity profile of our Milky Way
本研究首次测量银河系光加权积分恒星金属丰度轮廓，发现其呈'∧'形断裂轮廓，内正外负梯度，与MaNGA和TNG50对比显得不寻常，暗示银河系金属分布非典型，为星系增丰过程提供新见解。
2023-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric Mean Metallicity Distribution of the Milky Way's Disk
我提出的平均金属丰度分布的恒星在银河系的测光的基础上，从斯隆数字巡天。我利用经验校准的恒星等时线在以前的工作中开发的一套估计个别恒星的金属丰度的精度为$0.2$ dex合理明亮的恒星在整个调查区域。我还获得了更精确的金属丰度估计使用先验的$Gaia$相对较近的恒星。在银河系中面（$|Z|<2$ kpc）附近，平均金属丰度图揭示了南北半球之间镜像对称的偏差，显示出波浪状的振荡。观测到的金属丰度不对称结构几乎平行于银河系中平面，与先前已知的恒星数密度分布的不对称性相吻合。这一结果加强了以前的概念，平面平行的垂直波传播通过磁盘，其中一个本地金属丰度扰动的平均垂直金属丰度梯度诱导的相位空间包裹的恒星在$Z$ - $V_Z$平面。金属丰度不对称性的最大幅度（$Δ$ [Fe/H] $\sim0.05$）意味着这些恒星作为一个巨大的晕子结构（如人马座矮星系）从银河系中被拉离了$Δ|Z|\sim80$ pc数量级。这项工作提供的证据表明，$Gaia$相空间螺旋可能会继续到$|Z|\sim1.5$ kpc。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Density and metallicity of the Milky-Way circumgalactic gas
银河系环星系气体的晕延伸到银河系的维里半径，约250 kpc。晕的性质可以从X射线光谱观测和卫星矮星系的冲压压力剥离的研究中推断出来。前一种方法更精确，但其结果主要取决于环星系气体的金属丰度假设;后一种方法不需要这些假设。在这里，从这两种方法的信息相结合，以约束观测的气体金属丰度和密度的函数的银河中心距离。结果表明，在扩展晕的外围，金属丰度降低到Z~0.1Z_Sun时，两种数据是一致的。相应的气体密度分布是相当平坦的，下降为r^{-（0.45.. 0.75）}在大的银河系中心距离r。
2017-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The age-metallicity structure of the Milky Way disc with APOGEE
结合大量盘星的化学成分、年龄和相空间信息，是追溯银河系盘星形成和质量聚集历史的最佳途径。随着对银河系恒星星族的大规模调查的出现，这些数据已经变得可用，并可用于对复杂的星系形成模型提出限制。我们使用SDSS-III/APOGEE数据导出银河系盘中恒星密度作为年龄、[Fe/H]和$\mathrm{[α/Fe]}$的函数的第一个详细的3D地图。我们讨论了我们的研究结果的形成和演化的光盘，提出了新的限制光盘的结构参数，恒星径向迁移和它的连接与光盘耀斑。我们还讨论了我们的研究结果如何约束内向外形成的光盘，并确定在太阳半径的单年龄，单[Fe/H]人口的表面质量密度的贡献。
2017-08-17 astro-ph.GA
From dawn till disk: Milky Way's turbulent youth revealed by the APOGEE+Gaia data
我们使用精确的铝丰度的估计作为APOGEE数据发布17和盖亚早期数据发布3天体测量的一部分，选择一个高纯度的恒星样品与金属丰度$-1.5\lesssim {\rm [Fe/H]}\lesssim 0.5$出生在银河系原位。我们发现，低金属含量（[Fe/H] $\lesssim -1.3$）原位组件，我们称之为极光是运动学热与近似各向同性的速度椭球和适度的净旋转。极光星在金属丰度和元素丰度比方面表现出很大的分散性。在[Fe/H] $=-1.3$和$-0.9$之间，原位恒星的切向速度中值随着金属丰度的增加而急剧增加，我们称之为自旋向上的过渡。观测到的和理论上预期的年龄-金属丰度相关性意味着，这种增加反映了银河系盘在$\approx 1-2$陀螺上的快速形成。作为[Fe/H]函数的恒星运动学的转变伴随着化学丰度的质的变化：一旦银河系在对应于[Fe/H] $>-0.9$的后期时期形成盘，散射急剧下降。星系形成模型的结果在这个和其他最近的研究强烈表明，在银河系中观察到的趋势反映了MW大小的星系的祖先的早期演化过程中的一般过程：一个时期的混乱盘前的演变，当气体是吸积沿冷窄丝和恒星诞生在不规则的配置，以及随后的快速盘形成。后者的信号形成一个稳定的热气体晕周围的MW祖，这改变了气体吸积的模式，并允许发展相干旋转盘。
2022-03-09 astro-ph.GA
The Pristine survey -- XVI. The metallicity of 26 stellar streams around the Milky Way detected with the STREAMFINDER in Gaia EDR3
我们使用全景原始调查提供的光度金属丰度研究的准确性，并推导出金属丰度的众多恒星流发现的应用程序的STREAMFINDER算法的盖亚EDR 3数据。Pristine中存在的所有26个流都显示出清晰的金属丰度分布函数，这提供了对这些结构的真实性的独立检查，支持STREAMFINDER在寻找流方面的可靠性以及Pristine测量精确金属丰度的能力。我们进一步提出了6个候选结构的相干相空间和金属丰度信号，是非常可能的流。大多数研究的物流金属含量非常低（14种结构[Fe/H]<-2.0），并包括3种[Fe/H]<-2.9的系统（C-11、C-19和C-20）。这些流可能是最近的低光度矮星系的碎片，也可能来自金属量明显低于任何已知的当前银河系球状星团的球状星团。我们的研究表明，质量测光金属丰度可以大大加强盖亚数据对银河系考古学研究的承诺，使我们能够追溯到银河系形成的最早时期及其恒星晕成分。
2022-08-25 astro-ph.GA
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
Red giants observed by CoRoT and APOGEE: The evolution of the Milky Way's radial metallicity gradient
使用合并的418红巨星的天文地震和光谱观测接近银河系盘平面（6千秒差距$<R_{\rm Gal}\lesssim13$千秒差距，$|Z_{\rm Gal}|<0.3$千秒差距），我们测量的年龄依赖的径向金属丰度分布在银河系的薄盘在宇宙时间。年轻红巨星群体的径向铁梯度的斜率（$-0.058\pm0.008$ [stat.] $\pm0.003$ [系统] dex/kpc）与最近的造父变星测量结果一致。对于年龄为$1-4$ Gyr的恒星星族，梯度稍陡，值为$-0.066\pm0.007\pm0.002$ dex/kpc，然后对于年龄在6到10 Gyr之间的恒星，梯度再次变陡，达到$\sim-0.03$ dex/kpc。我们的研究结果是在良好的协议与国家的最先进的化学动力学牛奶的方式模型，其中的丰度梯度和它的分散的演变可以完全解释由一个不变的负金属丰度梯度在星际介质中，连同恒星径向加热和迁移。我们还提供了一个解释，为什么在太阳附近的中间年龄的疏散星团可以更丰富的金属，为什么他们的径向金属丰度梯度似乎比最年轻的集群陡峭得多。已经在2 Gyr，径向混合可以带来富含金属的星系团从最里面的地区的磁盘银河中心半径为5至8千秒差距。我们认为，这些向外迁移的集群可能不太容易潮汐中断，因此陡峭的本地中间年龄集群金属丰度梯度。我们的方案也解释了为什么强烈陡峭的本地铁梯度的年龄是没有看到场星。在不久的将来，…
2016-12-20 astro-ph.GA
Insights on the Milky Way bulge formation from the correlations between kinematics and metallicity
两个主要方案的形成银河系的隆起调用，第一个通过引力坍缩或层次合并的子块，第二个通过长期的银河系盘的演变。我们的目标是通过研究Baade窗口（l=1，b=-4）和沿球短轴的另外两个区域（l=0，b=-6和b=-12）的运动学和金属丰度之间的相关性来约束银河球的形成。我们结合径向速度和[Fe/H]测量获得的火焰/GIRAFFE在VLT的光谱分辨率为R=20000，再加上巴德的窗口字段OGLE-II自行车，并比较这些与发表的N-体模拟银河系凸出。我们确认了Hill等人2010年发现的Baade窗口中存在两个不同的种群：富金属种群呈现棒状运动学，而贫金属种群则表现出与旧球体或厚圆盘相对应的运动学。在这种情况下，Zoccali等人（2008）观察到的沿凸起短轴的金属丰度梯度，也可以在运动学中看到，可以与这两个种群的不同混合有关，因为它们远离银河平面，缓解了棒的运动学证据与金属丰度梯度存在之间的明显矛盾。我们发现的证据表明，两个主要的方案的隆起形成共存的银河系内的隆起。
2010-05-21 astro-ph.GA
Effects of secular growth and mergers on the evolution of metallicity gradients and azimuthal variations in a Milky Way-like galaxy
基于Vintergatan模拟，研究类银河系星系中恒星金属丰度梯度和方位角变化的长期演化，发现负梯度长期存在、并合事件影响短暂且无径向依赖，并警示简化解释的风险。
2024-10-29 astro-ph.GA
Estimating stellar birth radii and the time evolution of the Milky Way's ISM metallicity gradient
我们提出了一个半经验的，很大程度上独立于模型的方法来估计银河系的诞生半径，r_出生，银河系盘星。该技术依赖于一个合理的假设，即在星际介质（ISM）中存在的大部分磁盘寿命的负径向金属丰度梯度。根据观测导出的年龄和[Fe/H]，不需要运动学信息，将恒星投影回它们的出生位置。应用我们的方法对AMBRE：HARPS和HARPS-GTO局部样本，我们表明，我们可以约束ISM金属丰度演化与银河系半径和宇宙时间，[Fe/H]_ISM（r，t），通过要求一个物理上有意义的r_出生分布。我们发现，这些数据与ISM径向金属丰度梯度一致，该梯度随时间变化，从盘形成开始时的~-0.15 dex/kpc，到现在的测量值（-0.07 dex/kpc）。本文给出了单胎种群的几种化学运动学关系。一个值得注意的结果是，运动学上最热的恒星可能是在本地或在外盘中诞生的，这与单年龄种群的嵌套耀斑和宇宙学模拟的预测一致。这种现象也可以在观测到的年龄-速度色散关系中看到，因为它的上边界由出生在较大半径的恒星所主导。我们还发现，局部年龄-金属丰度关系（AMR）的平坦性是单出生人口的AMR叠加的结果，每个都有一个明确的负斜率。太阳的诞生半径估计为7.3 +-0.6 kpc，而目前银河系的半径为8 kpc。
2018-07-26 astro-ph.GA
Metallicity Distribution of Disk Stars and the Formation History of the Milky Way
我们研究的基础上，我们的新的化学演化模型的恒星盘组件在银河系（MW）的形成历史。我们的模型考虑了几个基本的重子过程，包括气体的注入，流出气体的再吸积，以及盘星的径向迁移。每个这些重子过程中的磁盘演化的特点是模型参数，这是通过拟合到各种观测数据的恒星盘在MW，包括径向依赖的金属丰度分布函数的磁盘恒星，这是最近在APOGEE调查得出的。我们成功地获得了最佳的一组模型参数，很好地再现了所观察到的径向依赖的平均值，标准差，偏度，和峰度的MDFs的盘星。我们详细地分析了我们模型结果的基本性质，以便对MW形成历史中重要的重子过程有新的认识。一个显着的发现是，流出的气体，含有大量的重元素，优先重新吸积到外盘部分，这种循环过程的金属富集的气体是一个关键因素，以重现所观察到的较窄的MDFs在较大的半径。此外，重要的影响，径向依赖的气体流入和径向迁移的影响的MDFs也推断从我们的模型计算。因此，盘星的演化是研究MW形成历史的有用线索。
2018-02-15 astro-ph.GA
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Gradients in the Milky Way Disk as Observed by the SEGUE Survey
观测到的银河系盘中老恒星的径向和垂直金属丰度分布对盘的化学富集和动力学历史提供了强有力的约束。利用斯隆银河系理解与探索扩展巡天（SEGUE）观测到的7010颗主序星，给出了径向金属丰度梯度Δ[Fe/H]/ΔR与面上高度|Z|的函数关系。该样品主要由古老的薄盘星和厚盘星组成，在6 < R < 16 kpc，0.15 < |Z| 1 kpc的区域内，恒星晕的贡献最小< 1.5 kpc. The data reveal that the radial metallicity gradient becomes flat at heights |Z| >。大|Z|的金属丰度中值与外盘疏散星团的金属丰度一致，后者在[Fe/H] ~-0.5处表现出平坦的径向梯度。我们注意到外盘星系团也位于大|Z|处;因为在我们的样本中，平坦的梯度延伸到小R，所以在观察到的星系团趋势是由于R的变化还是由于|Z|的变化方面存在一些模糊性。因此，我们强调，在测量磁盘中的空间丰度趋势时，考虑径向和垂直方向的重要性。在高|Z|梯度的平坦化也有影响厚盘形成的情况下，预测不同的金属丰度模式在厚盘。一个平坦的梯度，如我们所观察到的，是预测的湍流盘在高红移，但也可能是一致的径向迁移，只要混合是强的。我们使用基于Schönrich & Binney模型的模拟目录测试我们的分析方法，我们估计我们的距离误差为…
2011-10-26 astro-ph.GA
Cluster Ages to Reconstruct the Milky Way Assembly (CARMA). II. The age-metallicity relation of Gaia-Sausage-Enceladus globular clusters
Universidade de Vigo（维戈大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Abruzzo（阿布鲁佐天文台）；INFN - Sezione di Pisa, Universitá di Pisa（比萨大学及意大利国家核物理研究所比萨分部）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过分析Gaia-Sausage-Enceladus合并事件中13个球状星团的年龄和金属丰度关系，发现存在两个球状星团形成时期，揭示了银河系组装过程中的周期性恒星形成事件。
2025-07-15 astro-ph.GA
The Star Formation History of the Milky Way's Nuclear Star Cluster
我们报告的第一个恒星形成的历史研究银河系的核星团（NSC），其中包括从大样本的恒星金属丰度测量的观测约束。这些金属丰度测量是从双子座和VLT最近对中心1.5 pc内的770颗晚型恒星的调查中获得的。这些金属丰度测量，连同光度测定和光谱导出的温度，正演模拟贝叶斯推理方法。包括金属丰度测量提高了整体拟合质量，因为以前难以约束的低温红巨星现在被考虑在内，并且最佳拟合有利于双组分模型。占主导地位的成分含有93%的$\pm$ 3%的质量，富含金属（$\overline{[M/H]}\sim$ 0.45），年龄为5 $^{+3}_{-2}$ Gyr，比早期研究的固定（太阳）金属丰度年轻$\sim$ 3 Gyr;这个年轻的年龄挑战了NSC和超大质量黑洞在早期同时形成的共同进化模型。次要星族成分的金属丰度较低（$\overline{[M/H]}\sim$ -1.1），含有恒星质量的$\sim$ 7%。次要部件的年龄不确定（0.1 - 5 Gyr）。利用估计的参数，我们推断出NSC恒星残骸的星群（$\sim$的不确定度为18%）：1.5颗$\times$ 10 $^5$中子星，2.5颗$\times$ 10 $^5$恒星质量黑洞（BH）和2.2颗$\times$ 10 $^4$ BH-BH双星。这些预测导致中子星比早期假设太阳金属丰度的预测少2-4倍，为理解所谓的“失踪脉冲星问题”引入了一条可能的新…
2022-12-02 astro-ph.GA
Effects of the selection function on metallicity trends in spectroscopic surveys of the Milky Way
在这里，我们调查的金属丰度分布函数（ESTA）和垂直金属丰度梯度的选择功能的效果，通过研究类似的视线使用四个不同的光谱调查（APOGEE，LAMOST，RAVE，和盖亚-ESO），这有不同的目标策略，因此不同的选择功能。我们使用APOGEE，LAMOST，RAVE（ALR）和APOGEE，RAVE，Gaia-ESO（AGR）的光谱调查之间的共同领域，并使用两个恒星星族合成模型，GALAXIA和TRILEGAL，为每个调查创建模拟领域。我们应用选择功能的颜色和幅度削减的形式，相应的调查模拟领域复制所观察到的源样本。我们在模型之间进行基本比较，以检查哪种模型最能再现观察到的样本分布。我们进行了一个定量的比较，从模拟目录使用这两种模式，以了解选择功能的影响，对金属丰度和垂直梯度。使用这两种模型，我们发现一个可以忽略不计的影响的选择功能上的APOGEE，LAMOST，和RAVE的。我们发现一个可以忽略不计的选择函数的垂直金属丰度梯度的影响，以及，虽然GALAXIA和TRILEGAL有陡峭和较浅的斜率，分别比观察到的梯度。在对RAVE和LAMOST的金属丰度与我们的参考APOGEE样本进行校正后，我们观察到的四次调查之间的垂直金属丰度梯度在1 σ内是一致的。我们还发现一致的梯度为所有调查的组合样本在ALR和AGR。我们估计平均垂直金属丰度梯度为-0.241+/-0.028 dex kpc-1…
2017-07-31 astro-ph.GA
Variation of Dense Gas Mass-Luminosity conversion factor with metallicity in the Milky Way
本文通过分析银河系内外不同金属丰度云团，发现致密气体质量-光度转换因子α_Q随金属丰度变化并给出校正公式，其中HCN比HCO⁺更敏感，该效应可部分解释中央分子区恒星形成率偏低的现象。
2025-03-11 astro-ph.GA
The Eating Habits of Milky Way Mass Halos: Destroyed Dwarf Satellites and the Metallicity Distribution of Accreted Stars
我们使用一套45个放大的无耗散模拟来研究被摧毁的矮星的质量谱，这些矮星对银河系（MW）质量（M_vir ~ 10^12.1 M_sun）晕的吸积恒星质量有贡献。经验模型与（峰值）subhalo质量矮恒星质量，我们使用z=0的观测和流体动力学模拟的限制，估计吸积恒星材料的金属丰度分布。对吸积恒星质量贡献最大的是质量相对较大的矮星，其M_star约为10^8-10^10 M_sun。具有更多静态吸积历史的晕倾向于具有较低质量的祖星（10^8-10^9 M_sun）和较低的总体吸积恒星质量。超微弱质量（M_star < 10^5 M_sun）的矮星对吸积恒星质量的贡献可以忽略不计（<< 1%），尽管平均金属丰度很低，但提供了一小部分（~2- 5%）[Fe/H] <-2的贫金属恒星。质量为10^5 < M_star/M_sun < 10^8的矮星提供了大量的贫金属恒星物质（~40- 80%），即使是M_star > 10^8 M_sun的相对富金属矮星，如果它们的金属丰度分布具有明显的贫金属尾部，也可以贡献相当大比例（~20- 60%）的贫金属恒星。最后，我们发现，一个静止的组装历史的MW晕的一般假设似乎是在紧张与其幸存的矮星的质谱。我们认为，MW可能是一个“短暂的化石”，一个静止的晕与最近的吸积事件（S），掩盖了前面的形成历史的晕。
2016-01-28 astro-ph.GA
Origin of the Metallicity Distribution in the Thick Disc
目的。使用一套宇宙学化学动力学盘星系模拟，我们评估如何（a）径向金属丰度梯度与scaleheight演变;（b）通过厚盘的垂直金属丰度梯度的变化;和（c）恒星旋转速度的垂直梯度通过光盘变化。我们与银河系进行比较，以寻找类似的趋势。方法.我们分析了五个模拟的螺旋星系与银河系的质量。模拟涵盖了一系列恒星形成和能量反馈强度和处方，基于粒子和网格的流体动力学实现，以及初始条件/组装历史。结果一致地，我们发现，陡峭的，负的，径向金属丰度梯度中看到的平面平坦的增加高度远离平面。在具有更强（和/或更多空间延伸）反馈的模拟中，负径向梯度反转，对于超过1 kpc的高度变为正。这种行为与从最近的观察中推断的行为是一致的。我们的垂直金属丰度梯度的测量显示没有明确的相关性与银河系中心半径，并在良好的协议与银河系的厚盘（本地）。结论.采用更强/更广泛的反馈处方的模拟具有径向和垂直的金属丰度和运动学梯度更符合最近的观察。在模拟的厚恒星盘中看到的反向的、正的、径向的金属丰度梯度来自于原位形成的更年轻、更富含金属的恒星群，叠加在来自内部盘的更老的迁移者的背景群上;由于盘的由内向外的生长，由前者提供的对比度径向增加。类似的行为可能是导致银河系中径向梯度与尺度高度相同的扁平化的原因。
2015-12-14 astro-ph.GA
Metallicity-dependent kinematics and orbits in the Milky Way's nuclear stellar disc
本研究利用高斯混合模型分析银河系核恒星盘（NSD）中不同金属丰度恒星的自行与轨道，发现富金属星与贫金属星在运动学和轨道特征上存在显著差异，揭示了二者不同起源及NSD由内而外的形成机制。
2024-09-23 astro-ph.GA
