The Mass-Metallicity Relation at z=8: Direct-Method Metallicity Constraints and Near-Future Prospects
星系在z>7时的物理性质对于理解恒星形成的早期阶段和宇宙再电离过程都很有意义。化学丰度测量提供了有价值的信息，综合恒星形成的历史，因此电离光子的生产，以及快速的气体吸积预计在这样高的红移。利用已报道的[O III] 88 $μ$ m辐射和恒星形成率的测量结果，用直接T_e方法估算了z=7.1-9.1的5个星系的气相氧丰度。我们发现典型的丰度12+log（O/H）= 7.9（$\sim$ 0.2倍的太阳值）和0.9 $\pm$ 0.5 dex在固定的恒星质量从z $\simeq$ 8到0的氧丰度的演变。这些结果与理论预测是相容的，尽管在质量和金属丰度方面存在很大的（保守）不确定性。我们评估统计和系统的不确定性，以确定有前途的手段，改进与阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）和詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）。特别是，我们强调[O III] 52 $μ$ m作为一个有价值的功能强大的金属丰度测量。将[O III] 52 $μ$ m与静止标架光学强线相结合，可以合理地获得z $\approx$ 5-8星系O/H丰度T_e值的0.1-0.2 dex精度。通过kpc尺度上的T_e丰度，也可以探测气体的混合和合并。有了ALMA和JWST，直接测量金属丰度在再电离时期将变得非常容易。
2020-09-19 astro-ph.GA
Wide Binaries in Tycho-Gaia II: Metallicities, Abundances, and Prospects for Chemical Tagging
从我们最近的目录的基础上的第一个盖亚数据发布（TGAS），我们选择了广泛的双星，其中两颗恒星已被观察到的径向速度实验（RAVE）或大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）。使用RAVE和LAMOST金属丰度和RAVE镁，铝，硅，钛，铁丰度，我们发现，宽双星的组成部分的金属丰度和元素丰度的差异是一致的，由于观测的不确定性，与以前的结果更小，更受限制的样品。在这项工作中提出的宽双星组成之间的金属丰度和元素丰度的一致性证实了它们的共同起源，并支持了宽双星作为“迷你疏散星团”的地位。“此外，这是宽二进制有效地共同进化和共同化学的证据，支持它们用于例如，约束年龄-活动-旋转关系、白矮星的初始-最终质量关系和M矮星金属丰度指标。此外，我们表明，共同的自行，共同视差对TGAS与最极端的分离（s $\gtrsim$ 0.1 pc）通常有不一致的金属丰度，径向速度或两者兼而有之，因此很可能主要是由随机排列的无关联的恒星与类似的天体测量，与我们以前的结果一致。最后，我们建议宽双星形成一个理想的数据集，以测试化学标记作为一种方法，以确定恒星的共同起源，特别是因为恒星宽双星跨越范围广泛的金属丰度，远大于附近的疏散星团跨越。
2017-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
OH in the diffuse interstellar medium: physical modelling and prospects with upcoming SKA precursor/pathfinder surveys
羟基（$\rm OH$）与分子$\rm H_2$一起在冷气体（$T\sim 100$ K）中有效地形成，并且可以用作星际介质（ISM）中扩散分子气体的有效示踪剂。使用一个简单的形式主义描述的$\rm H\,I/H_2$过渡和减少网络的主要化学反应，我们提出了一个半解析处方，估计的O-轴承分子的丰度在弥漫ISM。我们表明，我们的处方的基础上的预测是在很好的协议使用MEUDON PDR代码，利用完整的反应网络所获得的估计。我们研究了$\rm OH/H\,I$和$\rm OH/H_2$的相对丰度对物理条件变化的依赖性，即，介质中的金属丰度、数密度（$n$）、宇宙线电离率（$ζ$）和紫外光场强度（$χ$）。我们发现，在银河系ISM中观测到的$\rm OH/H\,I$丰度可以通过具有$n\sim 50$ cm $^{-3}$、$χ\sim 1$（Mathis场）和$ζ\sim3\times10^{-17}$ s $^{-1}$的模型再现，在这些值附近允许有大约一个dex的变化。使用约束$\rm H_2$列密度分布函数在$z\sim3$，我们估计的$\rm OH$列密度分布函数，并讨论未来的前景与即将到来的大型无线电吸收线调查。
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prospects of measuring a metallicity trend and spread in globular clusters from low-resolution spectroscopy
球状星团演化序列中的金属丰度分布或金属丰度趋势是理解星团物理（如多星族）和恒星物理（如原子扩散）的丰富信息来源。低分辨率积分场单位光谱学在光学与MUSE是一个有吸引力的前景，如果它可以提供这些诊断，因为它允许我们提取光谱的大部分的星团恒星。本文研究了在低光谱分辨率（R~2000）下用全谱拟合方法计算恒星参数和化学丰度的可能性。我们重新分析了1584 MUSE光谱以上关闭的NGC 6397使用FERRE和采用两种不同的合成库的1061颗恒星。对于固定的\afe值，我们导出了等效铁丰度\fehe。我们发现：（i）插值方案和网格网格对精度、金属丰度分布和趋势并不重要;（ii）在两种网格下，\fehe从主序的关闭开始沿次巨星分支增加约0.2 dex;（iii）将波长范围限制在光学范围内显著降低了精度;和（iv）用合成文库获得的精度低于先前用经验文库获得的精度。全光谱拟合提供了可重现的结果，这些结果对合成光谱的参考网格的选择和分析的细节具有鲁棒性。沿着次巨星分支的\fehe增加与以前用经验库发现的几乎恒定的铁丰度形成鲜明对比。测量的精确度（\fehe上的0.05 dex）目前不足以评估固有化学丰度分布，但这可能会随着更深入的观察而改变。仍然需要改进合成光谱以提供全光谱拟合的全部可能性。
2022-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray extinction from interstellar dust: Prospects of observing carbon, sulfur and other trace elements
我们提出了一个研究的前景，观察碳，硫，和其他低丰度元素（即铝，钙，钛和镍）存在于星际介质中使用未来的X射线仪器。我们特别关注沿视线的星际尘埃的探测和表征。我们比较了模拟数据与不同的尘埃聚集体，无论是从过去的文献中获得的或由我们使用SOLEIL-LUCIA同步加速器光束线测量。由星际颗粒引起的消光引起给定光电边缘的调制，这在原则上可以追溯到吸收颗粒的化学性质。我们模拟了具有当前Athena，XRISM和Arcus概念的分辨率和灵敏度特性的仪器的数据。在不久的将来，将有把握地确定所研究元素的贫化和丰度。在碳和硫的情况下，还将确定吸收粉尘的化学特性，这取决于主要化合物。对于铝和钙，尽管在星际介质中有很大的损耗和显著的尘埃吸收，但在许多情况下，边缘特征可能不会随着含Al $^-$或Ca $^-$化合物的化学性质的变化而显著改变。可以检测和模拟大颗粒的排除特征，从而允许对这些元素的不同颗粒尺寸分布进行测试。Ti和Ni的低宇宙丰度将不允许我们详细研究边缘特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Prospects for Reconstructing the Free-floating Planet Mass Function at the Population Level with the Nancy Grace Roman Space Telescope
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；NASA Jet Propulsion Laboratory（美国宇航局喷气推进实验室）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；Space Science Institute（空间科学研究所）
本研究探讨利用南希·格蕾丝·罗曼空间望远镜的银核时域巡天数据，通过种群层面统计推断重建自由漂浮行星质量分布的前景，可在低质量范围提升丰度估计精度并区分不同质量分布假设。
2026-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Prospects for chemically tagging stars in the Galaxy
现在已经确定的是，恒星的元素丰度模式不仅对它们的形成，而且对星系的组装历史都有关键的线索。最令人兴奋的可能性之一是使用恒星丰度模式作为“化学标签”来识别诞生于同一分子云中的恒星。在本文中，我们评估了化学标记的前景作为几个关键的基本参数的函数。我们表明，在基准的情况下，$10^4$不同的细胞在化学空间和$10^5-10^6$星的调查，人们可以期望检测到$\sim 10^2-10^3$集团的$\ge 5σ$ overdensities在化学空间。然而，我们发现，即使在化学空间中非常大的超密度也不能保证超密度是由来自共同诞生云的一组恒星造成的。事实上，对于我们的基准模型参数，典型的$5σ$过密度是由来自大范围星团的恒星组成的，其中最主要的星团只贡献了25%的恒星。最重要的限制因素，通过化学标记的破坏集群的识别是在化学空间中的化学细胞的数量和调查采样率的基础恒星星族。这两个因素都可以通过战略观察计划加以改善。虽然通过化学标记恢复单个簇可能具有挑战性，但我们表明，与以前的工作一致，不同的CMFs在化学空间中标记了不同程度的块状。这些差异提供了机会，以统计重建的斜率和高质量截止CMF及其演变通过宇宙时间。
2015-05-28 astro-ph.GA
Design drivers for a wide-field multi-object spectrograph for the William Herschel Telescope
宽视场多目标光谱学是未来十年欧洲天文学的一个高度优先事项。大多数8- 10米望远镜的视场都很小，这使得4米级望远镜成为宽视场仪器的一个特别有吸引力的选择。我们提出了一个科学的情况下，设计驱动程序的宽视场多目标摄谱仪（MOS）与积分场单位的4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）在拉帕尔马。该仪器打算利用未来的主焦点校正器和大气色散校正器，该校正器将提供直径为2度的视场，具有从370到1,000 nm的良好吞吐量。科学计划分为三组，需要三种不同的分辨率R：（1）与盖亚有关的银河系动力学、宇宙学红移调查和星系演化研究的高精度径向速度（R = 5，000），（2）星系盘速度色散（R = 10，000）和（3）银河系考古学的高精度恒星元素丰度（R = 20，000）。不同科学案例的多路复用要求范围从几百到几千，并考虑了一系列光纤定位器技术。光谱仪的几种选择进行了讨论，部分建筑在已发表的设计研究的电子英语教学光谱仪。事实上，WHT MOS不仅可以有效地为未来十年计划的重要成像调查提供数据，而且还可以作为优化未来E-ELT MOS仪器设计的测试平台。
2010-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Composite Stellar Populations and Element by Element Abundances in the Milky Way Bulge and Elliptical Galaxies
本文探讨了银河系（MW）隆起的集成光特性，以及在何种程度上，他们在本地宇宙中的椭圆星系匹配。我们模拟复合恒星星族与现实的丰度分布函数（ADF），跟踪的趋势，个别元素的整体重元素丰度的函数，实际上观察到的MW球星。由此产生的预测吸收功能的强度从MW凸起模拟椭圆星系比太阳附近的恒星做，但MW凸起不匹配椭圆星系，无论是。比较球星系和椭圆星系，Fe、Ti和Mg的趋势大致相同，但C、Na和Ca似乎不可调和地不同。探索丰度复合性的行为导致了“红贫”的概念，其中较窄的ADF比宽ADF显得更富含金属，以及“红扩散”，其中宽ADF和窄ADF之间的光谱差异随着ADF峰值移动到更富含金属的值而增加。利用单颗恒星星族模型对复合恒星星族的丰度、丰度分布和年龄进行了系统性恢复试验。化学丰度模式得到充分恢复，虽然发现了一些小的系统性影响。研究了测量老恒星星族ADF宽度的前景，使用紫外到红外测光法似乎很明亮。
2014-09-08 astro-ph.GA
Chemical tagging can work: Identification of stellar phase-space structures purely by chemical-abundance similarity
化学标记有望使用详细的丰度测量来识别空间分离的恒星，这些恒星实际上是很久以前一起诞生的（在同一分子云中）。这个想法并没有取得太大的实际成功，大概是因为化学丰度测量中的噪音和不完整性。我们已经成功地大大改善了光谱测量与大炮，它现在已经提供了15个单独的丰度约100,000恒星观察作为APOGEE光谱调查的一部分，精度约0.04 dex。我们测试的化学标记的假设，通过在丰度空间中的集群，并确认它们聚集在相空间。我们确定（通过k-means算法）的15维化学丰度空间的大炮交付的恒星的超密度，并绘制相空间中的相关恒星。我们只使用丰度空间信息（没有位置信息）来识别恒星群。我们发现丰度空间中的团簇确实是相空间中的团簇。我们恢复一些已知的相空间集群，并发现其他有趣的结构。这是有史以来第一个通过纯粹在丰度空间中进行盲搜索来确定测量规模的相空间结构的项目;它验证了大炮提供的丰度测量的精度;未来数据集的前景非常好。
2016-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep high spectral resolution spectroscopy and chemical composition of ionized nebulae
高光谱分辨率光谱学已被证明是非常有用的光电离星云，如H II区和行星状星云（PNe）的化学丰度的研究进展。经典分析利用明亮的碰撞激发线（CEL）的强度，这对电子温度和密度有很强的依赖性。通过使用高分辨率分光光度数据，我们的团队已经领导了一些重元素离子的化学丰度的测定，主要是来自微弱复合线（RL）的O++，O+和C++，使我们能够将它们与附近的其他发射线或天空特征分离。这些谱线的重要性在于它们的发射率与气体的温度和密度结构关系不大。在这个领域中未解决的问题是，重元素离子的复合线给出的丰度比来自CEL的丰度高约2-3倍-在H II区-对于相同的离子，并且在一些PNe中甚至可以高70倍。这种不确定性使我们怀疑金属丰度的表面值的有效性，我们不仅用它来代表本地宇宙中的电离星云，而且还用它来代表不同红移的恒星形成矮星系和螺旋星系。此外，高分辨率的数据可以使我们能够检测和去混合中子俘获元素离子在PNe中的微弱线条。这些信息将进一步限制AGB的演化模型，并将有助于量化低质量和中等质量恒星产生的S元素的化学富集。在E-ELT上配备阶梯光栅摄谱仪将具有重要意义，可用于：（a）将重元素复合线的研究扩展到低金属量天体，（b）将s元素丰度的测定扩展到河外行星状星云和明亮的银河系和河外H II区。
2013-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Machine learning in APOGEE: Identification of stellar populations through chemical abundances
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
现代天文测量产生的大量数据为机器学习的应用提供了试验平台。重要的是要评估潜在的现有工具，并确定那些最适合从现有观测中提取科学知识的工具。我们探讨了使用聚类算法来分离具有不同化学模式的恒星星族的可能性。星团可能是银河系中化学成分最均匀的群体，因此任何识别不同恒星星族的实用方法至少应该能够将星团彼此分开。我们应用八种聚类算法结合四种降维策略，自动区分星团使用13种元素的化学丰度。我们的样本包括18个星团，共453颗恒星。我们使用的统计测试表明，一些对集群是无法区分彼此时，从阿帕奇点星系演化实验（APOGEE）的化学丰度。然而，对于大多数集群，我们能够自动分配成员与度量分数类似于以前的作品。自动选择的聚类的混淆程度与统计测试一致，这些测试表明不可能完全区分所有聚类。这些统计测试和混淆程度为仅根据化学丰度盲目识别同一星团中诞生的恒星的前景建立了限制。我们发现，我们探索的一些算法是能够盲目地识别恒星星族的年龄和化学分布相似的APOGEE数据。因为有些星团在化学上是无法区分的，我们的研究支持了扩展弱化学标记的概念，即涉及星团家族而不是单个星团
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar astrophysics in the near UV with VLT-CUBES
除了新的欧洲极大望远镜（ELT）的未来观测外，8- 10米一代望远镜的优化仪器在“地面紫外线”波长（3000-4000 A）仍将具有竞争力。近紫外提供了丰富的独特的信息，铁峰元素，分子和中子捕获元素的核合成。在欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）的近紫外CUBES摄谱仪的发展背景下，我们正在研究光谱分辨率对估计铍和30多种铁峰和重元素化学丰度的能力的影响。根据CUBES A阶段概念设计之前的工作，我们在这里对CUBES（R~ 20，000）和VLT-UVES（R~ 40，000）的名义分辨率下可观察到的元素进行了比较。对于大多数被考虑的线路，信噪比是比分辨率更关键的因素。我们总结的元素与立方体，其中几个（如Be，Ge，Hf），现在的重点是定量模拟的一部分，正在进行的A阶段研究。
2021-02-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection of Interstellar HC$_5$O in TMC-1 with the Green Bank Telescope
我们报告的碳链自由基HC $_5$ O的检测第一次在星际介质朝向暗云TMC-1使用100米绿岸望远镜。我们观察到四个超精细组件的这个自由基的$J = 17/2 \rightarrow 15/2$转动跃迁，起源于其基态的$^2Π_{1/2}$精细结构水平，并计算了丰度$n/n_{H_2}$ = $1.7\times 10^{-10}$，假设的激发温度为$T_{ex} = 7$ ~K。在这些或来源的档案观察中未发现HC $_3$ O、HC $_4$ O、HC $_6$ O的迹象，而我们报告了HC $_7$ O的初步证据。我们将计算的上限和HC $_5$ O的丰度与基于（1）TMC-1中类似HC $_n$ N家族的丰度趋势和（2）气体颗粒化学模型的预测进行比较。我们发现，气体-颗粒化学模型很好地再现了观测到的HC $_5$ O的丰度，以及HC $_3$ O，HC $_6$ O和HC $_7$ O的上限，但HC $_4$ O是过度生产。讨论了较短和较长的HC $_n$ O链的天文探测前景。
2017-06-29 astro-ph.GA
Detailed abundance analysis from integrated high-dispersion spectroscopy: Globular clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal
目的：我们描述了我们新开发的方法，详细的丰度分析从集成光高色散光谱的星团。作为一个试点项目，我们测量了三个球状星团（GC）在天炉座dSphVLT/UVES光谱的几种元素的丰度。方法：我们将聚类色幅图分成大约100个箱，并计算每个箱的合成光谱。单独的模型光谱被共同添加，并且丰度被迭代地调整，直到实现与观察到的光谱的最佳匹配。结果：我们发现天炉座3、4和5的[Fe/H] =-2.3、-1.4和-2.1，具有+/-0.1 dex不确定度。因此，天炉座3号和5号在金属丰度上与大多数贫金属的银河系GC相似，并且落在天炉座中的场星金属丰度分布的极端贫金属端附近。由Ca和Ti追踪的[α/Fe]比，相对于太阳的组成，在天炉座3号和5号的水平上增加了约+0.25 dex，在天炉座4号的水平上可能略低（约+0.12 dex）。对于所有三个星系团，[Mg/Fe]比明显低于[Ca/Fe]和[Ti/Fe]，这可能是银河系GC中众所周知的丰度异常的影响。因此，我们确认，镁可能是一个穷人的代理的整体α元素丰度GC。重元素（Y、Ba和Eu）的丰度模式表明，在所有三个团簇中，r-过程对核合成的贡献占主导地位，平均[Ba/Eu]=-0.7，表明GC的快速形成。结论：将我们的结果与有关天炉座1号和2号的文献数据相结合，五个天炉座GC中有四个落在-2.5<[Fe/H]<-2的范围内，而天炉座4号比其他的更富含金属。在综合…
2012-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Group Finding in the Stellar Halo using Photometric Surveys: Current Sensitivity and Future Prospects
SDSS和2 MASS已经证明了恒星晕中普遍存在的亚结构，未来的调查承诺将更详细地探索晕。本文探讨了什么可以从当前和未来的光度数据库使用组查找技术。我们比较了从2 MASS的M-巨星样本中恢复的组与在模拟$Λ$ CDM恒星晕的合成调查中发现的组，并证明了广泛的一致性。我们还发现，这些恢复组可能代表大多数的高光度（$\log(L/L_{Sun})>6.67$）卫星吸积在过去的10 Gyr和远心在100 kpc的轨道上。然而，M-巨星调查的吸积事件，无论是古老的，从低光度的物体或径向轨道上的敏感性是有限的，因为恒星数量少，偏向于高金属丰度的恒星和浅深度。我们研究在何种程度上解决这些限制，目前和未来的调查，特别是目录的主序星关闭（MSTO）从SDSS和LSST，和RR-天琴座恒星从LSST或PanSTARRS。MSTO巡天对低光度事件（$\log(L/L_{Sun}~5$或更低）比2 MASS M-巨星样本更敏感，而RR-Lyrics巡天具有优越的深度，擅长检测高偏心轨道上的事件。当结合起来，我们希望这些测光调查提供一个全面的图片，最后10个银河系吸积陀螺仪。比这更早的事件相位混合太多而无法发现，需要额外的信息，如速度和化学丰度。
2010-12-16 astro-ph.GA
Single stellar populations in the near-infrared II. Synthesis models
我们提出了未解决的单恒星星族合成模型在近红外（NIR）范围。近红外光谱的扩展对于早期星系的研究非常重要，因为这些星系主要是古老的，因此在这个波长范围内发射大部分光。该模型是基于经验恒星光谱库，美国宇航局红外望远镜设施（IRTF）光谱库。沿理论等时线积分这些光谱，同时假设一个初始质量函数（IMF），我们已经产生了分辨率为R~2000的单年龄-金属丰度恒星星族的模型光谱。这些模型可以用来拟合观测到的球状星团和星系的光谱，导出它们的年龄分布、化学丰度和IMF。这些模型已经通过与麦哲伦星云中椭圆星系和星系团的观测颜色进行比较进行了测试。预测的吸收线指数已公布的其他椭圆星系的指数进行了比较。比较表明，我们的模型非常适合于研究未解决的星系中的恒星星族。它们对于研究星系中的老的和中等年龄的恒星星族特别有用，相对来说没有年轻恒星的污染和尘埃的灭绝。这些模型对于研究JWST和E-ELT等超大型望远镜即将获得的数据是不可或缺的。
2015-06-23 astro-ph.GA
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 astro-ph.GA
