Early Results from GLASS-JWST. XXI: Rapid assembly of a galaxy at z=6.23 revealed by its C/O abundance
本文利用 JWST 观测 z=6.23 星系，通过 C/O 丰度测量揭示其年轻恒星族群的快速组装，并证明化学丰度是研究早期星系形成的有效探针。
2023-05-21 astro-ph.GA
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
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the interplay between galaxy mass, SFR and heavy element abundance in paired galaxy sets
利用GAMA巡天研究了4，636个星系对的恒星形成率（SFR）、恒星质量（$M_{\star}$）和气体金属丰度（Z）。我们的星系对位于0 $<$ $z$ $<$ 0.35的红移范围内，质量范围为7.5 $<$ log（M $_{\star}$ / M $_\odot$）$<$ 11.5和$ΔV$ $<$ 1000 km s $^{-1}$。我们从三个角度探讨SFR和Z的变化：多重性，对分离和动力学。我们将多重性定义为与单个星系配对的星系数量，并首次分析了SFR和Z的变化，单对和对具有更高的多重性。对于后者，我们发现SFR从0.025-0.15 dex增强，这将使单对的M-SFR关系移动27 PDMATHAMT到更高的SFR。另一方面，Z的效果仅为4 PDMATHAMT。我们分析了最大和最小的大/小对星系作为对分离的函数。我们定义那些质量比为0.5 $<$ $M_1$ / $M_2$ $<$ 2的主要对，而质量比更不一致的对被归类为次要对。我们发现SFR增强高达2和4倍，相对于他们的控制样本，主要和次要的对。对于Z的情况下，我们发现最接近的对的递减高达0.08 dex。当我们专注于动力学，Z增强被发现与高速色散$(σ_p > 250 \; \mathrm{km\,s ^{-1}})$和高多重性的次要对。
2020-12-05 astro-ph.GA
Assembly Bias in eRASS1 X-ray Galaxy Clusters: Accounting for Non-uniform Survey Exposure
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学天文学与天体物理中心）；Institute of Physics, University of Szczecin（什切青大学物理研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学宇宙物理与数学科学 Kavli 研究所）
本研究利用相对聚类方法测量eRASS1 X射线星系团高低温子样本的大尺度偏置差，结合DES Y3弱透镜质量检验，在1σ内未发现显著组装偏置，但结果与FLAMINGO模拟预期一致，验证了该方法对未来巡天的适用性。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early r-process Enrichment and Hierarchical Assembly Across the Sagittarius Dwarf Galaxy
本研究利用高分辨率光谱分析人马座矮星系37颗恒星，发现早期r过程增丰证据，并识别出可能来自被吸积超微弱矮星系的恒星，揭示了其分层组装历史。
2025-01-23 astro-ph.GA
The assembly history of NGC 1365 through chemical archaeology
Institute for Theory & Computation, Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心理论计算研究所）；Research School for Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；ARC Centre of Excellence for All-Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D), Australian National University（澳大利亚国立大学三维全天空天体物理学卓越研究中心）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天文学研究所）；The Observatories, Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
通过分析 NGC 1365 的高分辨率氧丰度并结合 IllustrisTNG 模拟，揭示星系盘、棒和气体盘分别由不同时期合并事件组装的历史，证明化学考古学可追踪星系动力学演化。
2026-10-01 astro-ph.GA
Halo Abundance and Assembly History with Extreme-Axion Wave Dark Matter at $z\ge 4$
波暗物质（$ψ\rm{DM}$）由极轻玻色子（$m_ψ \sim 10^{-22}\,\rm eV$）组成，具有低于kpc尺度德布罗意波长的量子压力抑制结构，已成为可行的暗物质候选者。与传统的自由粒子$ψ{\rm DM}$（${\rm FP} ψ{\rm DM}$）相比，Zhang & Chiueh（2017）提出的极端轴子$ψ\rm{DM}$模型（${\rm EA} ψ{\rm DM}$）具有更大的截止波数和物质传递函数的宽谱凸点。在这里，我们进行宇宙学模拟，比较三种不同的情况下：${\rm FP} ψ{\rm DM}$，${\rm EA} ψ{\rm DM}$和冷暗物质（CDM）之间的$z=4-11$的晕丰度和组装历史。我们发现，${\rm EA} ψ{\rm DM}$产生更丰富的低质量晕比${\rm FP} ψ{\rm DM}$具有相同的$m_ψ$，因此可以减轻在$m_ψ$所需的Ly $α$森林数据和kpc尺度的矮星系核心的紧张局势。我们还发现，与CDM对应物相比，大规模的${\rm EA} ψ{\rm DM}$晕平均$3-4$倍更大的$z=10-11$由于其早期形成，经历了一个缓慢的质量吸积在$7 \lesssim z \lesssim 11$，然后显示出一个快速上升的主要合并率超过CDM的$\sim 50\%$在$4 \lesssim z \lesssim 7$。这一事实…
2017-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo abundance matching and assembly bias in the EAGLE simulation
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种在数值模拟中将星系与暗物质结构联系起来的常用方法。SHAM的预测与观测结果非常吻合，但仍然缺乏强有力的理论支持。我们使用EAGLE项目模拟来检查SHAM的性能、实施和假设。我们发现，$V_{\rm relax}$，最高值的圆速度达到了一个subhalo，而它满足一个松弛准则，是subhalo属性，最强烈的相关性与星系恒星质量（$M_{\rm star}$）。使用这个参数在SHAM中，我们检索EAGLE的真实空间聚类在我们的统计不确定性的尺度大于$2$ Mpc的星系与$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<10.77$。相反地，对于具有$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<9.77$的星系，在低于$2$ Mpc的尺度上，$30\%$高估了聚类，因为与EAGLE相比，SHAM稍微高估了大质量晕中卫星的比例。在红移空间中，这种一致性甚至更好，其中聚类恢复到我们对所有质量和分离的统计不确定性范围内。此外，我们分析了星系团的依赖性以外的性质晕质量，即组装偏差。我们证明了装配偏差改变了$20\%$在EAGLE中的聚类，并且$V_{\rm relax}$将其效应捕获到$15\%$内。我们将集群中的微小差异追溯到通常实施的SHAM失败，即分配给子晕的$M_{\rm star}$不取决于i）其…
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster contributions to Galactic halo assembly
我讨论了寻找红巨星在银河系晕轻元素丰度类似于第二代球状星团恒星，并讨论了这样一个人口的影响球状星团形成模型和原位恒星形成和吸积之间的平衡组装的星系晕。
2012-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history
超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Little Red Dots: The Assembly of Early Supermassive Black Holes in the JWST Era
Department of Physics, Purdue University Fort Wayne（普渡大学韦恩堡分校物理系）
本文综述了JWST时代早期超大质量黑洞的组装问题，通过观测证据探讨小红点的性质及其对高红移天体形成的影响。
2025-12-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of Substructure during Star Cluster Assembly
本文通过包含辐射磁流体动力学、恒星动力学、双星演化及恒星反馈的模拟，研究了星团组装过程中空间与运动学子结构的演化，发现空间子结构在约2.5倍初始自由下落时间内消除，而运动学子结构持续更久，双星的存在可加速质量分层过程。
2025-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation histories of UV-luminous galaxies at $z \simeq 6.8$: implications for stellar mass assembly at early cosmic times
$z\gtrsim6$星系的恒星形成历史（SFH）的多样性为早期恒星形成提供了重要的见解，但一直难以系统地量化。一些观测表明，许多$z\sim6-9$星系主要是由$\gtrsim200$ Myr恒星群体，这意味着在$z\gtrsim9$有显著的恒星形成，而另一些发现，大多数再电离时代的星系是$\lesssim10$ Myr，与很少的$z\gtrsim9$恒星形成相一致。在这里，我们量化的紫外亮（$-22.5\lesssim M_{UV}\lesssim-21$）星系的年龄分布的颜色选择位于$z\simeq6.6-6.9$，一个理想的红移范围，系统地研究与地面天文台和斯皮策的再电离时代的星系的SFH。我们推断星系属性与两个SED建模代码和比较结果，发现恒星质量在很大程度上是不敏感的模型，但推断的年龄可以变化的数量级。我们推断的年龄分布假设一个简单的，参数SFH模型，发现一个中位数年龄$\sim30-70$百万年取决于SED模型。我们量化了$\leq10$ Myr和$\geq250$ Myr星系的分数，发现这些系统分别占人口的$\sim15-30$ %和$\sim20-25$ %。在一个灵活的SFH模型中，SFH的形状与简单模型所暗示的一致（例如年轻星系具有快速上升的SFH）。然而，恒星的质量可能会有很大的不同，年轻系统的质量有时会比柔性SFH大一个数量级以上。我们量化这些结果的影响$…
2023-01-03 astro-ph.GA
Cluster Assembly Times as a Cosmological Test
低红移宇宙中大量的星系团提供了一个重要的宇宙学测试，限制了波动的初始振幅和它们自早期以来增长的数量的乘积。关于这两个因子的检验的简并性仍然是丰度研究的一个限制。然而，集群将有不同的平均组装时间，这取决于初始波动幅度和随后的增长的相对重要性。因此，星系团年龄的结构探针，如浓度，形状或子结构，可能会提供一个新的宇宙学测试，打破了主要的简并数计数。我们回顾分析预测如何平均组装时间应取决于宇宙学参数，并测试这些预测使用宇宙学模拟。考虑到预期的整体灵敏度，我们估计宇宙学参数的约束，可以从即将到来的调查，如欧几里得，南希格雷斯罗马太空望远镜，eROSITA，或CMB-S4的集群目录。我们表明，通过考虑其集群样本的结构特性，这样的调查可以很容易地实现$Δσ_8$ = 0.01或更好的错误。
2021-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation in CALIFA survey perturbed galaxies. II. Star Formation Histories and Oxygen Abundances
星系的演化通常受到潮汐相互作用的影响。首先，在这个系列中，我们报道了几种效应，表明潮汐相互作用有助于调节恒星形成（SF）。为了证实这一点，我们现在比较恒星质量大会的历史和SF回看时间之间的CALIFA调查潮汐和非潮汐扰动星系的环形配置文件。我们在最近的恒星质量表面密度配对各自的恒星形成区，以减少恒星质量的影响。组装的历史和环形配置文件显示统计上显着的差异，使较高的恒星形成率的特点潮汐扰动星系的地区。在最后1 Gyr，这些区域经历了更强烈的SF（重新）激活。环形轮廓的变化形状也反映了SF的抑制和（再）激活之间的波动。由于气相丰度使用较低的更积极的恒星形成星系比不太活跃，我们进一步探讨了可能存在的贫金属气体流入能够稀释这种丰度。氧（O）丰度，恒星质量密度和总气体分数的解决关系，显示潮汐扰动星系的区域略低的O丰度。O丰度的单一分布统计上验证了这一点。此外，从基于恒星反馈的金属丰度模型，质量速率差（流入$-$流出）显示在潮汐扰动星系的区域统计有效的较高的值。这些差异，以及从人口合成的金属馏分，建议占主导地位的气体流入这些星系。这种优势，并通过时间在SF的差异，证实了以前报道的影响SF潮汐相互作用。
2021-09-16 astro-ph.GA
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
2016-04-24 astro-ph.GA
The RAVE-on catalog of stellar atmospheric parameters and chemical abundances for chemo-dynamic studies in the Gaia era
银河系中单个恒星的轨道、大气参数、化学丰度和年龄提供了关于星系形成的最全面的说明。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）将为有史以来最大的银河系恒星样本提供天体测量参数，尽管如果不增加补充光谱学，它的全部潜力就无法实现。在现有的光谱测量中，RAVE（Radial Velocity Experiment）与TGAS（$\gtrsim$ 200，000颗恒星）有最大的重叠。我们使用The Cannon对520，781个RAVE光谱进行了数据驱动的重新分析。对于红巨星，我们使用高保真APOGEE恒星参数和与RAVE重叠的恒星丰度来建立我们的模型。对于主序星和次巨星，我们的模型使用K2/EPIC的恒星参数。我们推导和验证有效温度$T_{\rm eff}$，表面重力$\log{g}$，和化学丰度的七种元素（O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni）。我们总共报告了1，685，851个元素丰度，典型精度为0.07 dex，比以前的RAVE数据发布有了很大的改进。RAVE-on和TGAS的合成是有史以来最强大的银河系化学动力学分析数据集。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Surveys in the Gaia Era
来自盖亚任务的最终天体测量数据将改变我们对银河系恒星内容的看法，特别是当与提供恒星参数，视线运动学和元素丰度的光谱测量相补充时。对Gaia DR1的分析已经展示了所获得的洞察力以及未来Gaia版本的承诺。我将简要介绍最近银河考古学调查的结果和谜题，重点放在银河圆盘上。
2017-11-05 astro-ph.GA
Reading the CARDs: the Imprint of Accretion History in the Chemical Abundances of the Milky Way's Stellar Halo
在本星系群（LG）大规模光谱巡天的时代，我们可以探索利用晕星的化学丰度来研究银河系（MW）和M31恒星晕的矮星系祖先的恒星形成和化学富集历史。在本文中，我们调查使用化学吸收比分布（CARD）的七个恒星晕从Latte套件的FIRE-2模拟。我们试图推断星系的组装历史，通过建模的CARD的恒星晕的Latte星系作为一个线性组合的模板CARD从破裂的矮星，不同的恒星质量$M_{\star}$和淬火时间$t_{100}$。我们提出了一种方法来构建这些模板使用当今的矮星系。对于七个Latte晕中的四个，我们恢复了吸积矮星的质量谱，精度为$<10\%$。对于质量吸积的分数作为$t_{100}$的函数，我们发现残差的$20-30\%$的七个模拟。我们讨论了这种方法的失败模式，这是由于矮星系的恒星形成和化学富集历史的多样性。这些故障情况下，可以鲁棒地识别的高模型残差。虽然CARD建模方法不能成功地推断出这些情况下的组装历史，但这些破裂矮星的CARD包含了它们不寻常的形成历史的签名。我们的研究结果是有希望的使用CARDs了解更多关于MW和M31恒星晕的祖先的历史。
2021-10-06 astro-ph.GA
Galaxy Formation & Dark Matter Modelling in the Era of the Square Kilometre Array
理论星系形成模型是解释观测数据，特别是星系巡天的天体物理学意义的一个既定和强有力的工具。这样的模型已被用于光学测量，如2dFGRS和SDSS，取得了巨大的成功，但它们的应用程序在星系中的冷气体的无线电调查一直是有限的。在这一章中，我们描述了最近的发展，在模型中的冷气属性的建模，以及如何这些发展是必不可少的，如果他们被应用到冷气调查的那种，将与SKA进行。通过将星系的恒星形成率与星系中分子氢的丰度而不是冷气丰度明确联系起来，最新的模型自然地再现了观测到的星系的许多全球原子和分子氢特性。我们回顾了最新模型的一些关键结果，并强调了需要进一步发展的领域。我们还讨论了模型预测如何与观测数据进行最准确的比较，在SKA时代创建合成星系调查时我们期望遇到的挑战，以及SKA如何用于测试暗物质模型。
2015-01-07 astro-ph.GA
Probing the He II reionization ERa via Absorbing C IV Historical Yield (HIERACHY) III: The C IV absorber catalog and initial results on cosmic abundance evolution at $z\approx 3-5$
本研究作为HIERACHY项目的一部分，利用25个高红移类星体的高分辨光谱构建了z≈3-5的C IV吸收体星表，分析了其柱密度分布的拐折幂律特征及不同柱密度区间的宇宙丰度演化规律。
2025-03-25 astro-ph.GA
COSMOS-Web: The over-abundance and physical nature of "little red dots"--Implications for early galaxy and SMBH assembly
基于COMOS-Web的434个LRD样本，研究通过星系与AGN SED拟合评估其AGN或恒星形成主导情景，揭示其异常丰度对早期星系及超大质量黑洞增长的意义。
2024-06-14 astro-ph.GA
EDGE-INFERNO: The chemical signatures of assembly history in reionization fossils
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Bath（巴斯大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙学物理研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所 (SkAI)）；University of Surrey（萨里大学）；Lund University（隆德大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Carnegie Theoretical Astrophysics Center, Carnegie Observatories（卡内基观测站卡内基理论天体物理学中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本研究通过EDGE-INFERNO恒星级宇宙学模拟，揭示低质量矮星系的并合历史会产生不同化学特征，金属丰度分布函数可初步约束并合历史，多元素丰度分析能提升成分识别效果。
2026-10-14 astro-ph.GA
A flexible modelling of galaxy assembly bias
我们使用{ \sc Illustris TNG 300}磁流体动力学模拟，{ \sc SAGE}半分析模型，和subhalo丰度匹配技术（SHAM）检查的多样性预测星系组装偏差（即在一个固定的晕质量的星系大规模集群的差异，由于组装历史和其他属性的主机晕）。我们认为样本的星系选择根据其恒星质量或恒星形成率在不同的红移。我们发现，所有的模型预测组装偏置信号的不同幅度，红移的演变，并与选择标准和数密度的依赖。为了模拟这些非平凡的依赖，我们提出了一个扩展的标准SHAM技术，使它可以包括任意数量的组装偏差。我们这样做，优先选择具有相同的内部属性，但不同的{ \it个人}大规模的偏见subhaloes。我们发现，与此模型，我们可以成功地再现星系组装偏置信号在任何{ \sc SAGE}或{ \sc TNG}，所有的红移和星系数密度。我们预计，这个模型可以用来约束水平的组装偏差的意见和援助，在创建更现实的模拟星系目录。
2021-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interstellar medium content of galaxies in the ALMA era
阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的出现为遥远星系的形成和组装研究开辟了一个新时代。在过去的几年里，ALMA和其他干涉仪的宇宙学深场调查蓬勃发展，涵盖了广泛的星系性质和红移，并使我们能够深入了解星系生长背后的物理机制。在这里，我们提出了一个简短的审查，旨在表征星系的星际介质属性在高红移（$z>1$），重点是空场ALMA调查的尘埃连续谱和分子线发射的最新研究。特别是，我们显示了最近的结果，从ALMA光谱调查在哈勃超深场（ASPECS）的大型计划。
2019-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting HOD model assumptions: the impact of AGN feedback and assembly bias
标准的Halo Occupation Distribution（HOD）模型最初是基于半解析和流体动力学星系形成模型的结果而发展起来的。这些模型已经取得了进展，特别是包括AGN反馈，以匹配宇宙中的星系光度函数与观测到的重子分数。活动星系核反馈影响星系恒星质量和光度之间的关系，特别是使关系非单调。对于匹配的数密度样本，星系的亮度阈值样本中占据了不同的范围内的晕质量的恒星质量阈值样本。我们发现，在半解析星系形成模型，包括活动星系核反馈的光度阈值样本的HOD的形状稍微复杂比标准HOD模型所假设的。我们还发现，subhalo丰度匹配（SHAM）不保留这些非标准的形状。我们发现，使用SHAM和半解析模型Galform创建的目录，具有相同的大规模2点聚类的建设有不同的空概率函数（VPF）在真实和红移空间。我们发现，这些差异产生于不同的HOD形状，而不是装配偏差，这表明VPF可以用来测试的HOD模型与真实数据的适用性。
2017-05-01 astro-ph.GA
Metallicity and absolute magnitude calibrations for F-G type main-sequence stars in the Gaia era
在这项研究中，光度测定金属丰度和绝对星等校准是使用太阳附近的F-G光谱型主序星和精确的UBV光度测定的光谱，光度和盖亚天体测量数据导出的。该样本由504颗主序星组成，覆盖的温度、表面重力和颜色指数区间分别为$5300<T_{eff} < 7300$ K、$\log g > 4$（cgs）和$0.3<(B-V)_0<0.8$ mag。根据盖亚DR 2的数据，具有相对三角视差误差$σ_π/π\leq0.01$的恒星更适合于估计它们的$M_V$绝对星等。为了获得刻度，首选恒星的$(U-B)_0$和$(B-V)_0$颜色指数，并使用多变量二阶方程。校正对于金属丰度和绝对星等范围分别为$-2<{\rm [Fe/H]}<0.5$ dex和$2.5<M_V<6$ mag的主序星是有效的。金属丰度和绝对星等的原始值和估计值之间的差值的平均值和标准差分别为$\langleΔ{\rm[Fe/H]}\rangle=0.00\pm0.11$ dex和$\langleΔM_V \rangle=0.00\pm0.22$ mag。在这项工作中，它已被证明，更精确的铁丰度和绝对星等值获得了新的校准，在文献中以前的校准相比。
2019-10-02 astro-ph.GA
Globular Cluster Formation and Evolution in the Context of Cosmological Galaxy Assembly: Open Questions
本文讨论了在宇宙学框架内星系形成和聚集过程中球状星团的形成和演化的一些关键问题。目前国家的最先进的观测和模拟的描述，我们简要地提到未来的研究方向。最古老的GC的年龄为$\ge$ 12.5 Gyr，形成于再电离时期。解决银河系GC的颜色星等图和直接成像的透镜原GC在z $\sim$ 6与JWST承诺进一步了解。已知球状星团中有多种恒星，它们的化学丰度各不相同。最近，在$\sim$ 2 Gyr古老的致密大质量星团中发现了这样的多星族。这表明在高红移和低红移下形成GC的共同的单一途径。GC的初始质量函数的形状仍然未知，但是对于大质量星系，幂律质量函数是有利的。最近在星系形成的背景下对GC形成的建模取得了重大进展，成功地再现了许多观测到的GC-星系标度关系。
2018-01-31 astro-ph.GA
A flexible subhalo abundance matching model for galaxy clustering in redshift space
我们开发了一个扩展的subhalo丰度匹配（SHAM），能够准确地再现真实的和红移空间的星系集群在一个国家的最先进的流体动力学模拟。我们的方法使用低分辨率的重力模拟，它包括孤儿和潮汐破坏处方的卫星星系，和一个灵活的量的星系组装的偏见。此外，它还包括基于暗物质吸积率的恒星形成率（SFR）公式。我们测试我们的模型对恒星质量和SFR选择的星系在TNG 300流体动力学模拟目录的准确性。通过拟合少量的自由参数，我们的扩展SHAM再现投影相关函数和红移空间多极数密度$10^{-3} - 10^{-2}\, h^{3}{\rm Mpc}^{-3}$，在$z=1$和$z=0$，和尺度$r \in [0.3 - 20] h^{-1}{\rm Mpc}$。同时，SHAM的结果也检索正确的晕占领分布，星系组装的偏差水平，和高阶统计TNG 300星系目录中存在的。作为一个应用，我们表明，我们的模型同时适合投影关联函数的SDSS在3个不相交的恒星质量箱，与TNG 300星系的精度相似。即使使用低分辨率和中等分辨率的模拟，此SHAM扩展也可用于获得准确的聚类预测。
2020-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flavours in the box of chocolates: chemical abundances of kinematic substructures in the nearby stellar halo
恒星晕包含了像我们这样的大质量星系的组装历史的痕迹。利用TGAS和光谱RAVE调查之间的协同作用，Helmi等人（2017）最近在太阳邻域中发现了几个不同的子结构，定义在运动空间的积分中。这些子结构中的一些可能是构建恒星晕的积木的例子。我们分析了这些子结构中恒星的化学性质，重点是由RAVE调查化学管道提供的铁和$α$元素丰度。我们将子结构的\feh和\mgfe分布与TGAS $\times$ RAVE数据集中定义的整个晕样本的分布进行比较，发现九个子结构中有一半以上具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.3$ ~dex。其中两个子结构具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.1$ ~dex，这使得它们可能是破裂的球状星团的残余物。正如预期的那样，大多数子结构和绝大多数恒星晕样本都是$α$增强的。只有一个子结构显示出明显的[Mg/Fe]与[Fe/H]丰度趋势，与我们样本中的其他晕星不同。
2018-04-23 astro-ph.GA
CASBI -- Chemical Abundance Simulation-Based Inference for Galactic Archeology
针对准确测量被吸积星系性质以解开银河系形成历史的难题，本文提出CASBI流水线，基于模拟基推断和星系质量-金属丰度关系，利用恒星光环恒星多维化学丰度恢复星系组成单元性质，在类银河系模拟中实现准确推断。
2024-11-26 astro-ph.GA
Integrated Spectroscopy of Extragalactic Globular Clusters
集成光（IL）光谱学能够研究银河系及其最近卫星以外的恒星星族。在本文中，我将回顾如何IL光谱揭示的基本信息球状星团及其宿主星系的组装历史，特别是集中在金属丰度和详细的化学丰度的GC在M31。我还将简要地提到多个群体对IL光谱的影响，以及对遥远球状星团的观测如何有助于限制轻元素丰度变化的来源。最后，我将展望未来，强调如何IL光谱可以弥合银河系和河外天文学之间的差距。
2019-07-31 astro-ph.GA
A MaNGA about the Legacy I: Connecting the Assembly of Stellar Halo with the Average Star Formation History in Low-Redshift Massive Galaxies
Tsinghua University（清华大学）
研究通过MaNGA和LegacySurvey数据，揭示了大质量椭圆星系中本地恒星形成与非本地吸积过程对恒星群体特性的影响。
2026-03-03 astro-ph.GA
An observational proxy of halo assembly time and its correlation with galaxy properties
我们发现，中央星系的恒星质量与其宿主晕的质量之比，$f_c \equiv M_{*,c}/M_{\rm h}$，可以被用来作为一个可观察的代理晕组装时间，即具有较高的$f_c$星系团组装他们的质量早。使用Yang等人的SDSS组，我们研究了$f_c$如何与星系的性质，如颜色、恒星形成率、金属丰度、球盘比和大小相关。在具有$f_c>0.02$的星系群中，具有一定恒星质量的中央星系，随着$f_c$的增加，颜色会变得更红，在恒星形成过程中会变得更冷，体积会变得更小，并且会变得更突出。颜色和恒星形成的趋势似乎在$f_c<0.02$发生逆转，反映了一种缩小效应，即大质量晕中的星系形成恒星的时间更早，尽管宿主晕本身组装的时间更晚（较低的$f_c$）。在椭圆星系的大小中没有看到这样的逆转，这表明它们的组装比它们的恒星形成更接近于晕的生长。当$f_c$增加时，在给定晕质量的星系群中，具有给定恒星质量的卫星星系的颜色往往更红，在恒星形成时更淬灭，尺寸也更小。对于一个给定的恒星质量，卫星也往往比中心小。低质量群体的趋势更强。对于质量大于$\sim 10^{13}{\rm M}_\odot$的星系群，在颜色和恒星形成方面可以看到一个微弱的反向趋势。所观察到的恒星形成的趋势是定性再现的经验模型的基础上晕年龄丰度匹配，但不是由半分析模型在这里测试。
2017-06-18 astro-ph.GA
Spectroscopic and photometric surveys of the Milky Way and its stellar clusters in the Gaia era
这对星团和协会的贡献：一个关于盖亚的RIA研讨会涉及恒星的调查，特别是光谱调查，注意它们对星团研究的影响，以及它们与盖亚的联系。我回顾了我们需要大型光谱测量的一些科学原因，以及这些对仪器提出的要求。然后，我转向对当前和未来仪器的回顾，这些仪器将使我们能够用所需的地基光谱来补充盖亚的出色距离和自行，以获得额外的径向速度和高质量的元素丰度。这是一个非常快速移动的领域，使用现有和未来的4米和8米望远镜多目标光谱仪进行了几次新的调查。由于情况变化很快，很难提供关于所有这些项目的充分信息，但通过与有关网站的链接，读者应能够了解最新的发展情况。
2011-07-11 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Deconstructing the galaxy stellar mass function by star formation and environment
Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Cluster of Excellence Quantum Universe, Universität Hamburg（量子宇宙卓越集群，汉堡大学）；International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), University of Western Australia（国际无线电天文学研究中心，西澳大利亚大学）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（天体物理学与超级计算中心，斯威本科技大学）
GAMA研究通过恒星形成和环境解构银河系恒星质量函数，揭示了不同群体和暗物质晕质量对GSMF的影响。
2025-12-22 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Alpha and Iron Element Abundances from Low-Resolution Resolved Stellar Spectroscopy in the Stellar Halo
[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的测量可以探测星系的次要合并历史，提供了一种直接的方法来测试分级组装范式。虽然[ $α$ /Fe]的测量已经在银河系的恒星晕中进行，但对M31恒星晕中详细的化学丰度知之甚少。为了在现有望远镜上取得进展，我们将光谱合成应用于低分辨率DEIMOS光谱学（R $\sim$ 2500，7000埃），跨越宽光谱范围（4500埃，$<$ $λ$ $<$ 9100埃）。通过将我们的技术应用于5 MW球状星团中170颗巨星的低分辨率光谱，我们证明了我们的技术再现了以前的高分辨率光谱测量。基于组合星团样本中单个恒星在[Fe/H]和[$α$ /Fe]中的本征色散，我们估计了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的系统不确定度分别为$\sim$ 0.11 dex和$\sim$ 0.09 dex。我们将我们的方法应用于M31平滑晕中11颗红巨星分支恒星的深，低分辨率光谱，与DEIMOS中等分辨率光谱相比，在相同的曝光时间和条件下，每个光谱分辨率元素的信噪比更高。对于我们的样品，我们发现$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$ = 0.49 $\pm$ 0.29 dex和$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = 1.59 $\pm$ 0.56 dex。这意味着-很像银河系-M31的平滑晕很可能是由破裂的矮星系组成的，这些矮星系的恒星形成历史被…
2019-06-05 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way assembly history with Galactic Archaeology. Ludwig Biermann Award Lecture 2015
银河系考古学的目的是恢复银河系的进化历史，从它今天的运动学和化学状态。由于恒星会远离它们的诞生地，因此仅凭目前的动力学信息是不足以完成这项任务的。另一方面，恒星大气的化学成分在恒星的一生中基本上保持不变，加上准确的年龄，可以用来恢复目前在同一银河系半径发现的恒星的诞生地。除了具有精确的6D运动学和化学丰度测量的大型恒星样本的可用性之外，这还需要考虑到动力学和化学演化的详细建模。重要的第一步是了解银河系中可能发生的各种动力学过程，包括内部（棒和螺旋结构）和外部（坠落卫星）因素的微扰效应。本文讨论了（1）如何通过对局部和全局盘相空间的影响来限制银河棒、螺旋结构和合并卫星;（2）多种模式对盘动力学的影响;（3）径向迁移和合并扰动对银河厚盘形成的重要性。最后，我们讨论了银河系化学动力学模型的建设和相关的观测。
2017-11-05 astro-ph.GA
The last 6 Gyr of dark matter assembly in massive galaxies from the Kilo Degree Survey
本文研究了大质量早型星系中心区域的暗物质（DM）聚集，其聚集范围可达$z\sim 0.65$。我们使用的$\sim 3800$大质量（$\log M_{\rm \star}/M_{\rm \odot} > 11.2$）星系的光度和结构参数的样本从156平方米。°的以及SDSS的光谱红移和速度色散。我们得到中央总恒星质量比，$M_{\rm dyn}/M_{\rm \star}$，DM分数，通过确定动力学质量，$M_{\rm dyn}$，从牛仔裤建模的SDSS孔径速度色散和恒星质量，$M_{\rm \star}$，从KiDS星系的颜色。我们首先展示了如何中央DM分数与结构参数，质量和密度代理相关，并证明了大多数的本地相关性仍然观察到$z \sim 0.65$ ;在固定的$M_{\rm \star}$，本地星系有较大的DM分数，平均而言，比他们的同行在较大的红移。我们还解释了这些趋势与非通用的初始质量函数（IMF），发现一个强大的红移，对比独立的观察和星系合并的效果是不一致的演变。对于一个固定的IMF，星系集合体可以用质量和尺寸的吸积来解释，这可以通过一系列微小的合并来实现。我们再现的$R_{\rm e}-M_{\rm \star}$和$M_{\rm dyn}/M_{\rm \star}-M_{\rm \star}$演化与恒星和暗物质以不同的速度变化。这一结果表明，主要的祖先星系合并与质…
2017-09-11 astro-ph.GA
An Ultra-Faint, Chemically Primitive Galaxy Forming in the Reionization Era
Kanazawa University（金泽大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学宇宙物质量子研究所（WPI））；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（意大利国家天体物理研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究发现了一个在再电离时期形成的超暗、化学原始星系LAP1-B，其恒星形成环境和金属含量揭示了早期宇宙中星系形成的关键过程。
2026-03-11 astro-ph.GA
Halo Mass Function Constraints on Early Galaxy and AGN Populations in the JWST Era
Terra Nova Sciences LLC（特拉诺瓦科学有限责任公司）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本研究构建连接功率谱与晕质量函数的框架，对比ST与KST校准，通过三项检验约束JWST高红移大质量星系和AGN的宿主晕丰度，揭示群体一致性需宿主晕数量充足。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Assembly Histories of Quiescent Galaxies Since z=0.7 from Absorption Line Spectroscopy
我们提出了从斯隆数字巡天（SDSS）和AGN和星系演化巡天（AGES）的0.1 < z < 0.7之间的静止星系的大样本的光学光谱建模的结果。我们研究了星系的恒星年龄和丰度模式是如何随时间演化的，作为恒星质量的函数，从10^{9.6}-10 ^<$11.8} Msun。星系光谱被堆叠在质量和红移的箱中，并在4000 A到5500 A的波长范围内建模。全光谱恒星星族合成模型提供了元素Fe、Mg、C、N和Ca的年龄和丰度的估计。我们发现，在固定恒星质量在大约7 Gyr的宇宙时间的元素丰度可以忽略不计的演变。此外，大质量星系的恒星年龄随时间的增加与z = 0.7以来的被动演化一致。总而言之，这些结果支持这样一种情况：大质量静止星系的内部~ 0.3-3 R_e在宇宙时间的后半部分一直被动地演化。有趣的是，在所有的历元中，恒星年龄都比宇宙年龄年轻得多，与z 1的等效单次爆发恒星形成历元< 1.5. These young stellar population ages coupled with the existence of massive quiescent galaxies at z >一致，表明z < 0.7的静止星群的不均匀性。这些数据还允许在z < 0.7时，质量低于~10^{10.5} Msun的新淬灭星系的加入。此外，我们分析了非常深的凯克DEIMOS光谱的两个最…
2014-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Mass Assembly with VLT & HST and lessons for E-ELT/MOSAIC
遥远的磁盘和合并的部分仍然存在争议，而3D光谱学正在彻底改变该领域。然而，其有限的空间分辨率要求一个互补的HST图像和一个强大的分析程序。当应用于观测z=0.4-0.8的Istanian星系时，它揭示了60亿年前一半的螺旋祖先处于合并阶段。基于形态学和运动学的分类方法之间的良好对应关系明确地探索了Hammer等人（2005）提出的盘星系的暴力起源。对附近星系外围的研究揭示了这种古老合并事件的化石印记，以组织良好的恒星流的形式存在。也许我们的邻居M31是古代合并的最佳例证，2010年的模型预测了Ibata等人发现的巨大卫星平面。在ELT时代之前还有很多发现要做，这将为从最早的时代到现在的星系的详细和准确的3D光谱开辟一条道路。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) V: a chemo-dynamical investigation of the early assembly of the Milky Way with the most metal-poor stars in the bulge
本研究结合Gemini/GRACES化学丰度与Gaia EDR3轨道，分析PIGS中17颗核球极贫金属恒星，揭示其早期晕星起源、瓦解球状星团及低质量超新星污染遗迹。
2022-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accuracy and precision of industrial stellar abundances
在获取高分辨率恒星光谱以确定恒星的化学丰度方面，已经有了令人难以置信的巨大投资。这些信息对于解释银河系以及其中恒星和行星的形成和演化过程至关重要。我们刚刚进入了一个新时代，在这个新时代中，FGK型恒星的化学丰度正在以工业规模生产，其中观测，还原和数据分析由机器自动执行。在这里，我们回顾了最新的人类努力，以评估这种工业丰度的准确性和精度，提供的步骤和不确定性与确定恒星丰度的过程中的见解。要做到这一点，我们强调的频谱分析过程中的关键问题，以确定丰度，特别努力解开不确定性的来源。我们还提供了当前和即将进行的光谱调查的描述，重点是他们报告的丰度和不确定性。这使我们能够确定哪些元素和谱线是最好的，为什么。最后，我们简要地选择了社区旨在回答的主要科学问题。
2018-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Compact Stellar Binary Assembly in the First Nuclear Star Clusters and r-Process Synthesis in the Early Universe
对古老和大多数缺金属恒星的元素丰度的研究是非常重要的，因为它们可以作为可变核合成途径的测试，并可以提供在它们之前生存和死亡的恒星类型的关键推断。在少数碳增强贫金属（CEMP-r）恒星中存在r过程元素，这被认为与第一批恒星的化学产额密切相关，很难与标准的中子星合并相一致。在这里，我们表明，生产率的动态组装的紧凑型双星在高Z核星团可以达到足够高的值是一个潜在的可行的重r-过程材料的CEMP-r星的来源。在早期银河系中，这种事件的预测频率远低于II型超新星的频率，但每次事件喷射的质量明显更高，自然会导致高水平的Eu散射，如在CEMP-r恒星中观察到的那样。
2015-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Galaxy - Dark Matter Connection and the Assembly of Galaxies in Dark Matter Halos
我们提出了一个新的模型来描述整个宇宙时间的星系-暗物质的连接，这不同于流行的subhalo丰度匹配技术是自洽的，因为它考虑到的事实，即（i）subhalo吸积在不同的时间，和（ii）的属性的卫星星系可能会演变后吸积。利用观测到的星系恒星质量函数、从SDSS星系群星表中得到的$z\sim 0.1$的条件恒星质量函数和$z \sim 0.1$的星系两点关联函数（2 PCF）作为恒星质量的函数，我们将星系与暗物质晕之间的关系限定在从$z \sim 4$到现在的整个宇宙历史中.这个关系，然后被用来预测不同的恒星质量组件的中位数组装历史的暗物质晕（中央星系，卫星星系，晕星）。我们还预测了高$z$星系的2 PCF随恒星质量的变化。我们的主要研究结果如下：（i）我们的模型合理地拟合了观测不确定性范围内的所有数据，表明$Λ$ CDM和谐宇宙学与各种各样的关于宇宙时间内星系人口的数据是一致的。(ii) ... [删节]
2012-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MillenniumTNG Project: Inferring cosmology from galaxy clustering with accelerated N-body scaling and subhalo abundance matching
本研究提出结合加速N体模拟缩放、SHAMe模型与模拟器的新技术，通过星系非线性红移空间成团性约束宇宙学参数与组装偏差，经MTNG740相关模拟测试得到无偏结果，为星系巡天宇宙学研究提供有力工具。
2022-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two views of globular cluster stars in the Galactic halo
在Martell & Grebel（2010）中，我们报告了在斯隆数字巡天II/SEGUE光谱数据库中发现的一小部分晕红巨星，2.5%，CN和CH带强度表明球状星团样碳和氮丰度。由于具有不寻常的轻元素丰度的恒星的形成被认为仅限于像球状星团这样的高密度环境，这一结果对团簇形成过程和星系晕的组装历史都有很强的影响。在这里，我们讨论两个努力，以扩大这项工作。
2011-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The detailed chemical abundance patterns of accreted halo stars from the optical to infrared
理解银河系的集合体也要求我们描述帮助构建它的系统。在这项工作中，我们通过探索来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）数据发布16的红外线中选择的盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GES）的吸积晕星的化学来实现这一点。我们使用高分辨率的光谱为62 GES星测量丰度在20个元素跨越的$α$，铁峰，轻，奇Z，特别是，中子捕获组的元素，以了解他们的趋势的背景下，并在对比银河系和其他恒星星族。使用这些导出的丰度，我们发现，光学和红外丰度同意在0.15 dex内，除了O，Co，Na，Cu和Ce。与银河系相比，这些恒星具有增强的中子捕获丰度趋势，它们的[Eu/Mg]和中子捕获丰度比（例如，[Y/Eu]、[Ba/Eu]、[Zr/Ba]、[La/Ba]和[Nd/Ba]）指向r过程增强和s过程富集的延迟。它们的[ $α$ /Fe]趋势低于银河系[Fe/H] $>$ -1.5 dex的趋势，类似于以前对GES星的研究，并且与这些恒星形成于恒星形成速率较低的系统中的图像一致。这是进一步支持他们的亏损丰度的镍，钠，铜的丰度，再次，类似于以前的研究低$α$星吸积的起源。
2022-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Abundances in Metal-Poor Stars Reveal Distinct Galaxy and Star Formation Pathways in the Early Universe
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）
通过汇编1032颗贫金属星的碳丰度数据，发现超微矮星系中CEMP星比例高，经典矮星系中比例低，揭示了矮卫星星系的MV-CEMP分数关系，并利用[C/H]丰度探测早期低质量恒星形成。
2026-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Connection between Halo Assembly History and the Stellar Distribution I: The Central Stellar Mass - Richness Plane
Tsinghua University（清华大学）；University of California（加州大学）；University of Maryland（马里兰大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
利用 IllustrisTNG-300 模拟，研究发现中心恒星质量与卫星富度作为晕质量代理在群级质量上相似但组装历史不同，中心恒星质量-富度平面可有效选择具有特定吸积历史的暗物质晕。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
