The Hamburg/ESO R-process Enhanced Star survey (HERES) IV. Detailed abundance analysis and age dating of the strongly r-process enhanced stars CS 29491-069 and HE 1219-0312
本文报道了HERES计划中新发现的两颗强r过程增强的贫金属恒星CS 29491-069（[Fe/H]=-2.51，[r/Fe]=+1.1）和HE 1219-0312（[Fe/H]=-2.96，[r/Fe]=+1.5）的详细丰度分析。分析是基于高质量的VLT/UVES光谱和MARCS模式大气。我们在CS 29491-069和HE 1219-0312的光谱中检测到15个重元素的谱线;在这两种情况下，包括Th II 4019的谱线。这两颗恒星的重元素丰度模式大多与不是由s过程形成的定标太阳剩余丰度相匹配。我们还比较了观察到的模式与最近的高熵风（HEW）的计算，假设核心坍缩超新星的大质量恒星的天体物理环境的r-过程，并找到很好的协议，大多数镧系元素。较轻的元素锶，钇和锆，这大概不是由主要的r-过程形成的丰度比，再现模型。根据观测到的钍和稀土元素丰度对，对CS 29491-069进行放射性年代测定，得出的平均年龄为9.5 Gyr（基于太阳r-过程残差）和17.6 Gyr（使用HEW模型预测）。在HE 1219-0312的情况下，测时法似乎失败了，由于其高钍丰度而导致负年龄。因此，HE 1219-0312可能表现出过量的最重元素，这有时被称为“锕系元素增强”。
2009-10-05 astro-ph.SR
Spectroscopic study of four metal-poor carbon stars from the Hamburg/ESO Survey: On confirming the low-mass nature of their companions
外生碳星的元素丰度提供了对早期星系中元素的起源和演化知之甚少的见解。在这项工作中，我们提出了一个详细的光谱分析的结果，四个潜在的碳星候选人从汉堡/ESO调查（HES）HE~0457 $-$ 1805，HE~0920 $-$ 0506，HE~1241 $-$ 0337，和HE~1327 $-$ 2116。该分析基于Mercator/HERMES（R $\sim$ 86，000）和SUBARU/HDS（R $\sim$ 50，000）获得的高分辨率光谱。虽然丰度的几个元素，如铁，C和O可从中等分辨率的光谱，我们提出了有史以来第一次详细的高分辨率光谱分析这些对象。HE~0457 $-$ 1805和HE~1241 $-$ 0337是CEMP-s星，HE~0920 $-$ 0506是CH星，HE~1327 $-$ 2116是CEMP-r/s星。对象HE~0457 $-$ 1805是确认的二进制，而其它对象的二进制状态是未知的。程序星在绝对碳丰度A（C）与[Fe/H]图上的位置指向它们的双星性质。我们已经检查了各种元素的丰度比的程序星，并证实了低质量的性质，他们的前AGB的同伴。我们已经证明，i-过程模型可以成功地再现在HE~1327 $-$ 2116中观察到的丰度模式。基于FRUITY模型对HE~0457 $-$ 1805、HE~0920 $-$ 0506和HE~1241 $-$ 0337进…
2022-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bright Metal-Poor Stars from the Hamburg/ESO Survey. II. A Chemodynamical Analysis
我们从汉堡/ESO巡天获得了先前公布的1777个相对明亮（9 < B < 14）的贫金属候选者的恒星大气参数估计。最初的Frebel等人对这些恒星的分析只能得出样本子集的[Fe/H]和[C/Fe]的估计值，这是由于当时可用方法的限制。一个新的光谱分析管道已被用来获得估计Teff，log g，[Fe/H]，和[C/Fe]几乎整个数据集。这个样本是非常局部的-大约90%的恒星位于太阳的0.5 kpc范围内。我们认为这些恒星的化学动力学性质与Beers等人最近对Bidelman & MacConnell“弱金属”候选者的分析中类似的局部恒星样本一致。我们使用这个组合样本来识别Helmi等人和Chiba & Beers建议的恒星晕流的可能成员。以及可能与剥离碎片有关的恒星，这些碎片来自球状星团欧米茄半人马座的假定母矮星，以前的作者认为存在。我们发现碳增强贫金属（CEMP）恒星的累积频率明显增加，金属丰度下降，CEMP恒星的比例随着距离银河系平面的距离而增加，与以前的结果一致。我们还确定了相对大量的CEMP星与运动学一致的金属弱厚盘人口，其起源可能的影响。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hamburg/ESO R-process Enhanced Star survey (HERES) X. HE 2252-4225, one more r-process enhanced and actinide-boost halo star
我们对r过程增强巨星HE 2252-4225进行了详细的丰度分析（[Fe/H] =-2.63，[r/Fe] = 0.80）。恒星参数和元素丰度的确定是基于对高质量VLT/UVES光谱的分析。根据Fe I和Fe II之间的NLTE电离平衡计算表面重力。准确的丰度测定共38个元素，包括22个中子捕获元素超过Sr和Th。这个天体缺乏碳，正如预期的那样，是一颗Teff < 4800 K的巨星。恒星的Na-Zn丰度与一颗14.4 Msun的超新星的产额很好地拟合。对于Sr-Ru、Ba-Yb和Os-Ir区域的中子捕获元素，HE 2252-4225的丰度模式与强r过程增强的恒星CS 22892-052、CS 31082-001、HE 1219-0312和HE 1523-091的平均丰度模式非常一致。这表明HE 2252-4225中的第一、第二和第三个r过程峰元素在经典r过程中有共同的起源。我们基于Bisterzo等人（2014）最新的s过程计算测试了太阳r过程模式，发现Ba到Ir范围内的元素与之非常匹配。由于太阳r过程的不确定性，关于HE 2252-4225中的第一个中子俘获峰元素Sr到Ru与太阳r过程之间的关系，还不能得出确切的结论。这颗被研究的恒星具有异常高的Th/Eu丰度比，因此放射性年龄测定的结果是τ = 1.5+-1.5 Gyr，这对于一颗非常贫金属的晕星来说是不可能的。
2014-07-21 astro-ph.SR
Dynamically Tagged Groups of Very Metal-poor Halo Stars from the HK and Hamburg/ESO Surveys
我们分析了$\sim$ 1500非常贫金属（VMP; [Fe/H] $\lesssim -2.0$）晕星的动力学性质，主要是基于中分辨率光谱数据从香港和汉堡/ESO调查。这些数据是在过去30年中收集的，并补充了一些校准星和其他小样本，以及来自$Gaia$ DR 2的天体测量信息。我们应用聚类算法的4-D的能量作用空间的样本，并确定了一组38个动态标记组（DTG），包含5和30个成员恒星。这些DTG中的许多可以与先前已知的突出子结构相关联，例如$Gaia$ -香肠/土卫二（GSE），红杉，海尔米流（HStr）和Thamnos。其他的则与先前确定的较小的恒星和恒星流动力学群有关。我们确定了10个新的DTG以及，其中许多具有强烈的逆行轨道。我们还调查了我们的DTG和$\sim$ 300个人$r$过程增强（RPE）从最近的文献汇编明星之间可能的连接。我们发现其中几个天体具有与GSE（5）、HStr（4）、Sequoia（1）和Rg 5（1）相似的动力学性质，表明它们的祖先可能是银河系RPE星的重要来源。此外，我们新发现的一些DTG被证明与至少两颗RPE星有关（DTG-2：3，DTG-7：2; DTG-27：2）。作为一个整体，这些结果是一致的超微弱和/或矮球状星系的诞生环境中，$r$过程核合成发生，然后被银河系破坏。
2021-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hamburg/ESO R-process Enhanced Star survey (HERES) XI. The highly $r$-process-enhanced star CS 29497-004
我们报告了对高度r过程增强（r-II）恒星CS 29497-004的丰度分析，这是一颗非常贫金属的巨星，Teff = 5013 K，[Fe/H]=-2.85，其性质最初是在HERES项目过程中发现的。我们的分析是基于高信噪比，高分辨率（R~75000）的VLT/UVES光谱和MARCS模式大气的假设下，当地的热力学平衡，并获得了丰度测量共46个元素，其中31个是中子俘获元素。与目前已知的其他25颗r-II型恒星一样，CS 29497-004的重元素丰度模式与太阳系第二个r-过程元素丰度峰值模式非常匹配。我们确认我们以前的检测Th，并证明这颗星不表现出“锕系元素的提升”。铀也被探测到（log e（U）=-2.20+/-0.30），尽管有很大的测量误差，阻碍了它作为精密宇宙计时器的使用。结合这颗恒星现有的各种元素精密时计对，我们使用等待点近似模型的理论生产率得出平均年龄为12.2+/-3.7 Gyr（Kratz et al. 2007）。我们进一步探讨了高熵风模型（Farouqi et al. 2010）中不同的中子丰度（Y_e）所产生的产生率，并得出最佳拟合Y_e=0.447时的年龄为13.7+/-4.4 Gyr。U/Th核计时器被证实是最能适应理论生产率的，并得出16.5+：-6.6 Gyr的年龄。在CS 29497-004中也初步检测到铅（Pb），其水平与太阳r过程的比例一致，或…
2016-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical study of two CEMP-no stars from the Hamburg/ESO Survey
本研究对Hamburg/ESO巡天中两颗CEMP-no星开展化学动力学分析，确认其分类与前身星性质，揭示其吸积起源及对应银河系早期并合事件。
2023-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of the light elements from UV (HST) and red (ESO) spectra in the very old star HD 84937
为了更好地为研究最老恒星中除氢和氦以外的轻元素核合成机制提供基础，利用UV-HST和可见-ESO高分辨光谱，计算了金属丰度为太阳的1/200的最老贫金属恒星HD 84937的C、O、Mg、Si、P、S、K和Ca的丰度。对于这颗晕主序星，P和S的丰度测定是首次发表的测定结果。将谱线的LTE曲线拟合到所观察到的光谱。在可能的情况下，我们校正了非LTE效应的推导丰度。三维（3D）CO5BOLD模型大气已被用来确定从分子CH和OH带的C和O的丰度。HD 84937中这些轻元素的丰度与经典贫金属星的丰度一致。我们的HD 84937碳丰度测定指向太阳（或轻度增强）的[C/Fe]值。这个例子证实了偶数原子序数Z的α元素适度过剩，这是晕圈关闭星的典型特征。在HD 84937中发现奇数Z元素P有些不足，[P/Fe]=-0.32，这也与少数现有的低金属丰度的关闭星的测定结果一致。我们发现，氧的丰度，推导出的OH带从3D计算，是不兼容的丰度推导出的红氧三重态。这种不相容性是由色球层的存在来解释的，色球层加热了大气的浅层，在3D计算中，OH带主要形成在那里。的丰度比进行了比较，银河核合成和演化模型的预测
2017-01-17 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Detailed Abundances in the Metal-poor Globular Cluster NGC 4372
利用Gaia-ESO巡天获得的UVES光谱对贫金属球状星团NGC 4372中的7颗红巨星分支星进行了丰度分析。这是第一次从高分辨率光谱学对这个星系团进行广泛的研究。我们推导出O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Fe、Cr、Ni、Y、Ba和La的丰度。我们发现金属丰度为[Fe/H]=-2.19 $\pm$ 0.03，没有发现金属丰度分布的证据。这种金属丰度使NGC 4372成为最缺乏金属的星系球状星团之一。我们还发现在这个金属丰度下晕状球状星团的典型α增强。在轻元素丰度方面观察到显著的扩散。特别是，我们发现一个Na-O反相关。与其他球状星团相比，O的丰度相对较高。这可能表明NGC 4372是在高氧环境中形成的。镁铝蔓延也存在，其跨越的范围超过0.5德克斯的铝丰度。Na与Al和Mg丰度的相关性较低。这种模式表明Mg-Al燃烧循环是活跃的。这种行为也可以在其他大质量贫金属星团的巨星中看到。轻和重的s过程元素之间的关系已被确定。
2015-04-14 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: CNO abundances in the open clusters Trumpler 20, NGC 4815, and NGC 6705
这项工作的目的是确定银河系疏散星团的盖亚-ESO巡天的恒星中的C，N和O的丰度，并将观测到的丰度与当前恒星和星系演化模型预测的丰度进行比较。在这篇试点论文中，我们调查了前三个中等年龄的疏散星团。使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。碳的丰度是使用C2带头在5135和5635.5 ℃下得出的。对波长间隔6470- 6490 nm的CN特征进行了分析，以确定氮丰度。氧丰度由6300 ℃下的[O i]线测定。Trumpler 20中42颗恒星元素丰度的平均值为：[Fe/H] = 0.10 ± 0.08（s.d.），[C/H] = -0.10 +-0.07，[N/H] = 0.50 +-0.07，因此C/N = 0.98 +-0.12。我们测量了NGC 4815中的五颗巨星：[Fe/H] = -0.01 +- 0.04，[C/H] = -0.17 +- 0.08，[N/H] = 0.53 +- 0.07，[O/H] = 0.12 +- 0.09，和C/N = 0.79 +- 0.08。对NGC 6705中的27颗巨星，我们得到：[Fe/H] = 0.0 ± 0.05，[C/H] = -0.08 ± 0.06，[N/H] = 0.61 ± 0.07，[O/H] = 0.13 ± 0.05，和C/N = 0.83 ± 0.1…
2014-11-11 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: the first abundance determination of the pre-main-sequence cluster Gamma Velorum
了解恒星形成区和年轻星团的丰度分布对于研究各种问题至关重要，从附近超新星爆炸引发的恒星形成和化学富集到形成行星系统的能力。尽管如此，目前可以获得的详细丰度研究相对较少。在这种情况下，我们提出了分析的Gamma Velorum集群的金属丰度，根据产品分布在第一个内部版本的盖亚-ESO调查。天团伽玛候选成员已经被火焰观测到，使用紫外线和长颈鹿，这取决于目标的亮度和光谱类型。为了得到一个坚实的金属丰度测定的集群，成员的观察恒星必须首先进行评估。为此，我们使用了几个成员资格标准，包括径向速度，表面重力估计，和光球锂线的检测。在UVES观察到的80个目标中，我们确定了14个高概率成员。我们发现该星团的金属丰度略低于太阳，平均[Fe/H]=-0.057+/-0.018 dex。虽然J 08095427 -4721419是高概率成员之一，但其金属丰度明显大于集群平均值。我们推测它的起源是最近的吸积事件的结果的岩石体的~60 M_Sun的氢贫化材料从星周盘。
2014-05-26 astro-ph.SR
TOPoS V: Abundance ratios in a sample of very metal-poor turn-off stars
极贫金属的恒星是了解银河系早期演化的关键。欧洲南方天文台的大型计划TOPoS是专门用来分析一组新的贫金属关闭恒星的，而大多数以前已知的极贫金属恒星都是巨星。在ESO VLT Unit Telescope 2的X-Shooter摄谱仪上观测到了65颗关闭恒星（从SDSS光谱中预选），以获得镁，硅，钙，铁，锶和钡的准确和详细的丰度。我们分析了ESO X-Shooter摄谱仪获得的中等分辨率光谱（R ~ 10 000），并使用标准一维局部热力学平衡（1D LTE）模型大气计算了几种α和中子捕获元素的丰度。我们的结果证实了在贫金属关闭星中观察到的超太阳[Mg/Fe]和[Ca/Fe]比。我们发现[alpha/Fe]比值的显着分布，有几颗恒星显示出太阳下的[Ca/Fe]比值。我们可以测量样本中12颗恒星的锶丰度，从而得出太阳值附近的丰度比[Sr/Fe]。我们在两颗恒星的样本中检测到钡。其中一颗恒星（SDSS J114424-004658）显示出非常高的[Ba/Fe]和[Sr/Fe]丰度比（>1 dex）。
2018-10-31 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Inhibited extra mixing in two giants of the open cluster Trumpler 20?
我们在对疏散星团Trumpler 20的40颗巨星（关闭质量~ 1.8 Msun）的分析中发现了两颗富锂巨星，A（Li）~ 1.50。在Gaia-ESO调查的背景下观察到了该集群。大气参数和锂丰度推导出使用高分辨率UVES光谱。对Li丰度进行了非局部热力学平衡（non-LTE）效应校正。对于大多数样品，只能确定Li丰度的上限。两个检测到Li的巨人被证明是Li丰富的：明星MG 340具有A（Li）non-LTE = 1.54 \pm 0.21 dex，明星MG 591具有A（Li）non-LTE = 1.60 \pm 0.21 dex。恒星MG 340的锂含量平均比类似温度的恒星高出约0.30 dex，而恒星MG 591的锂含量平均相差约0.80 dex。碳和氮的丰度表明，样本中的所有恒星都完成了第一次疏浚。在这个疏散星团中有40颗巨星的独特样本中，锂的丰度清楚地表明，在这个质量范围内，额外的混合是常态。而锂丰度与标准模型预测一致的巨星则是例外。为了解释这两颗富锂巨星，我们认为所有额外混合的事件都被抑制了。这包括主序期间的旋转引起的混合和红巨星分支光度凸起处的额外混合。这种抑制在文献中被认为是由于红巨星中的化石磁场，红巨星是主序星AP型恒星的后代。
2016-05-06 astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: impact of extra-mixing on C- and N-abundances of giant stars
在甚大望远镜上利用火焰进行的GES巡天获得了大量巨星的高分辨率紫外线可见光谱，从而可以确定其表面关键化学元素C和N的丰度。众所周知，这些化学物质的表面丰度在红巨星分支的演化过程中会发生变化，这是由于额外的混合现象。我们调查的热盐混合对C和N丰度的影响，使用GES [C/N]测定与模拟的观测场之间的第一次比较，使用模型的恒星星族合成。我们通过用恒星演化程序STAREVOL计算的恒星演化模型，探讨了热盐混合对巨星化学性质的影响。我们将这些恒星演化模型纳入贝桑松星系模型中，模拟了由GES的UVES谱确定的[C/N]分布，并与观测结果进行了比较。包括温盐混合效应的理论预测与观测结果吻合得很好。然而，在GES与C和N丰度测量的场星的金属丰度接近太阳，热盐混合的效率不是很大。GES在疏散星团和球状星团中得到的C和N丰度清楚地表明了低金属丰度时热盐混合的影响，从而解释了在低质量和较老的巨星中观察到的[C/N]比。利用对团簇场星和疏散星团中碳同位素比值的独立观测，我们还证实了在解释12 C/13 C比值随恒星年龄变化的行为时，应考虑热盐混合的影响。总的来说，目前的模型，包括温盐混合是能够很好地再现C-和N-丰度在整个金属丰度范围内调查的GES数据。
2018-12-14 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Probing the lithium abundances in old metal-rich dwarf stars in the Solar vicinity
我们测试的情况下，径向迁移可能会影响锂丰度模式的矮星在太阳附近。这可能证实了这些恒星中的Li丰度不能作为星际介质中Li丰度的探针。我们使用Gaia-ESO调查第6次内部数据发布的高质量数据（包括Li丰度）。在这个例子中，我们通过层次聚类，根据化学丰度的相似性对恒星进行分组。我们的分析对待测得的锂丰度和上限。先前发现的径向迁移恒星的Li包层远低于基准陨石值（<3.26 dex）;探测到丰度最高的恒星的A（Li）= 2.76 dex。这证实了以前观察到的老矮星的趋势（中位年龄$\sim$ 8 Gyr），其中Li减少[Fe/H] $\gtrsim$ 0。这一结果作为支持的证据，在老矮星的上包层中测量的锂丰度不应该被认为是星际介质锂的代理。我们的方案还表明，[M/H]>0的恒星产额不应该减少，最近在文献中提出。我们的研究支持了最近的研究，这些研究声称，在倾角的热侧的老矮星是锂的ISM丰度的有效探针，前提是原子扩散不会显着降低富含金属的物体大气中的初始锂丰度。
2022-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Updated Line List for Spectroscopic Investigation of G Stars- I: Redetermination of the Abundances in the Solar Photosphere
本研究提出一份适用于4080–6780 Å波段G型星丰度分析的更新线表，通过太阳和类太阳恒星光谱验证了363条无混线且gf值准确的谱线，并发现与Gaia-ESO v.6线表的部分谱线gf值存在显著差异。
2023-10-06 astro-ph.SR
Chemical tagging experiment with the Gaia-ESO open clusters
在疏散星团中观测到的恒星是进行化学标记受控测试的理想对象。使用化学标记，应该识别簇成员，即，那些化学成分相似的恒星，如果它们的成分确实不同于该领域的所有非成员恒星。此外，基于丰度的隶属度可以根据基于径向速度和自行的隶属度进行检查。在这里，我报告这样一个实验的初步结果，使用数据从盖亚-ESO调查。虽然三个成员标准通常同意，一些有趣的例子不一致的成员classification已被发现。此外，每个疏散星团的平均组成进行了比较，以1600盖亚-ESO场星的样本。发现了一些与疏散星团丰度相匹配的场星。这个实验表明，疏散星团不一定有独特的丰度模式，使它们有别于所有其他星团。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and nitrogen as indicators of stellar evolution and age. A homogeneous sample of 44 open clusters from the Gaia-ESO Survey
本研究基于Gaia-ESO巡天44个疏散星团的观测数据，首次大规模均匀分析不同演化阶段低中质量巨星的碳氮丰度，揭示核心氦闪的化学影响并给出[C/N]与年龄的定标关系，为恒星演化与年龄测定提供观测约束。
2025-10-01 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: chemical signatures of rocky accretion in a young solar-type star
众所周知，新形成的行星系统会经历轨道重构和行星迁移的过程。因此，行星或原行星物体可能会吸积到中央恒星上，融合并混合到其外层。如果吸积质量足够高，恒星有足够薄的对流包层，这样的事件可能会导致恒星光球层的化学成分以可观察的方式发生变化，用吸积质量中丰富的元素来增强它。最近的盖亚-ESO巡天观测了10-20百万年前的Gamma Velorum星团，发现了一颗与其他星团成员相比铁含量显著丰富的恒星。在这封信中，我们进一步研究了这颗恒星的丰度模式，表明它的丰度异常不仅限于铁，而且还存在于难熔元素中，这些元素的过剩与冷凝温度相关。这一发现有力地支持了岩石物质最近吸积的假设。
2015-09-11 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Stellar content and elemental abundances in the massive cluster NGC 6705
在大多数球状星团中观察到化学不均匀的布居，但在疏散星团中没有。团簇质量似乎在多种群的存在中起着关键作用。研究质量最大的疏散星团的化学均匀性，对于更好地理解它们的形成机制和确定星团不能容纳多个种群的质量限制是必要的。本文研究了位于银河系内侧的年轻大质量疏散星团NGC 6705。这个星团位于太阳圈内。这使它成为一个重要的内部磁盘丰度梯度的示踪剂。本文利用BVI和ri测光法，并与理论等时线比较，推算出NGC 6705的年龄。我们研究了团簇的密度分布和质量函数来推断团簇的质量。利用盖亚-ESO巡天首次内部数据中的元素丰度分布，研究了红团星的元素丰度比和化学均匀性。径向速度使我们能够研究集团的旋转和内部运动学。根据所采用的恒星模型，估计年龄在2.5亿年至3.16亿年之间。光度分布和质量函数显示出强烈的质量分离迹象。我们从它的光度函数和运动学推导出星团的质量，发现值在3700 M $_{\odot}$和11 000 M $_{\odot}$之间。在从径向速度中选择星系团成员后，我们得到了基于21个候选成员的金属丰度[Fe/H]=0.10 $\pm$ 0.06。此外，NGC 6705没有显示出Al、Mg、Si和Na之间的典型相关性或反相关性的迹象，这在多个群体中是预期的。这与我们的集群质量估计是一致的，这是低于文献中提出的发展多个人口所需的质量限制。
2014-07-06 astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: 3D NLTE abundances in the open cluster NGC 2420 suggest atomic diffusion and turbulent mixing at the origin of chemical abundance variations
恒星内部的原子扩散和混合过程影响着恒星的结构和表面成分。其中一些过程还不能从第一原理中建模。这限制了它们在研究恒星星族和星系演化的恒星模型中的适用性。我们的主要目标是利用银河系疏散星团中恒星化学成分的新的精确测量来约束恒星结构和演化模型。我们使用中等分辨率，19 200 <= R <= 21 500，光谱的疏散星团NGC 2420中获得的盖亚-ESO调查。样本涵盖了从主序到红巨星分支的所有演化阶段。恒星参数是使用贝叶斯光谱分析，2 MASS测光和盖亚DR 2的天体测量数据相结合而得出的。Mg、Ca、Fe和Li的丰度由使用一维（1D）和平均三维（3D）模型大气计算的非局部热力学平衡（NLTE）合成光谱确定。我们比较我们的结果与网格的代码d '演化恒星适应等模块（CESTAM）恒星演化模型，其中包括原子扩散，湍流和旋转混合。我们发现显着的演化趋势中的Fe，Ca，Mg和Li的丰度与星团中的恒星的质量。Fe、Mg和Ca在团簇关闭处显示出耗尽，但丰度逐渐增加并在RGB的基部附近变平。Li的丰度趋势显示了主序列上的旋转混合和亚巨星分支上的突然耗尽的特征，这是由Li贫乏的物质平流到表面引起的。结合CESTAM模型预测的丰度的分析，使我们能够把模型的参数空间的限制，并约束在恒星内部的湍流混合发生的区域。
2020-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Metal-Poor Globular Cluster ESO 280-SC06: A Formerly Massive, Tidally Disrupted Globular Cluster
University of Chicago（芝加哥大学）；Syracuse University（雪城大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学促进会）；University of Florida（佛罗里达大学）
研究发现ESO 280-SC06的低金属度和第二群体恒星比例，推断其初始质量较高且经历潮汐破坏。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fe I Oscillator Strengths for the Gaia-ESO Survey
Gaia-ESO公共光谱调查（GES）正在对银河系中约10万颗恒星的多元素化学丰度进行大规模研究，最终目的是量化年轻，成熟和古老银河系人口的形成历史和演变。然而，在准备GES光谱分析时，人们注意到，原子数据库中缺少正确模拟恒星线强度所需的重要Fe I线的原子振子强度。在这里，我们提出了新的实验振子强度来自分支分数和能级寿命，为142个过渡的Fe I之间的3526 <$和10864 <$，其中至少有38个是迫切需要的GES。我们还评估了这些新的数据对太阳光谱合成的影响，并表明，对于36条在太阳中出现未混合的线，Fe丰度测量产生一个小的逐线散射（0.08德克斯），平均丰度为7.44德克斯，与最近的出版物非常一致。
2014-04-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: Mixing processes in low-mass stars traced by lithium abundance in cluster and field stars
我们的目标是通过研究主序列后Li表面丰度的行为来约束低质量恒星的混合过程。我们利用了来自Gaia-ESO第六次内部数据发布idr 6和Gaia早期数据发布3 edr 3的数据。我们选择了一个主序星、次巨星和巨星的样本，其中Li丰度是由Gaia-ESO巡天测量的，属于57个疏散星团，年龄从1.2亿年到大约7亿年，属于银河系场，覆盖范围[Fe/H]在-1.0和+0.5dex之间。我们研究的锂丰度作为恒星参数的函数的行为。我们比较观察到的Li行为在外地巨星和巨星属于个别集群的一组经典模型和模型的预测与混合引起的旋转和热盐不稳定性。与恒星演化模型的比较证实，经典模型不能再现数据所涵盖的金属丰度和质量制度中观察到的锂丰度。包括旋转引起的混合和热盐不稳定性的影响的模型占在我们的样品中观察到的锂丰度的趋势，在所有的金属丰度和质量范围。经典模型和旋转模型的结果之间的差异很大（高达~2 dex），使得锂成为限制低质量恒星混合过程的最佳元素。对于质量确定的恒星，我们发现观测到的表面丰度和模型与旋转引起的和温盐混合，前者占主导地位的主序列和主序列后演化的第一阶段，后者在光度函数的颠簸后，更好的协议。
2021-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: Detailed elemental abundances in red giants of the peculiar globular cluster NGC 1851
上下文NGC 1851是几个球状星团中的一个，其中多个恒星星族的亚巨星分支已经被清楚地识别出来，并检测到金属丰度的差异。A（C+N+O）丰度的总和可以提供有关该星团形成历史的重要信息。然而，迄今为止，这些价值观缺乏普遍共识。次巨星分支的分离可以基于年龄和/或A（C+N+O）丰度的差异。目标。我们的主要目的是确定球状星团NGC 1851中演化巨星的碳、氮和氧丰度，以检查双重星族是否是同时代的。方法.使用差分模型大气方法分析了用欧洲南方天文台VLT望远镜上的FLAMES-UVES摄谱仪观测到的高分辨率光谱。结果我们提供了NGC 1851中45颗巨星样品的多达29种化学元素的丰度。被调查的恒星可以分为两个群体的差异0.07德克斯的平均金属丰度，0.3德克斯的平均C/N，和0.35德克斯的平均s-过程占主导地位的元素-铁丰度比[s/Fe]。A（C+N+O）的平均值以及碳、α-和铁峰元素和铕的丰度与铁的比值没有显著差异。结论.由于两个星群的平均A（C+N+O）值没有差异，因此有额外的证据表明NGC 1851是由两个星团组成的，富金属的星团比贫金属的星团老约0.6 Gyr。对NGC 1851性质的全球概述和化学元素的详细丰度有利于它在被银河系吸积的矮球状星系中形成。
2021-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Abundances From Very Old Stars
贫金属恒星提供了银河系化学演化和核合成过程的化石记录，这些过程发生在我们银河系历史的最早时期。通过对低质量、极贫金属恒星（[Fe/H] < -3）的详细丰度研究，我们可以追踪并帮助限制银河系中第一批重元素的形成过程。在这里，我们提出了一个~25星级均匀分析样品的金属贫候选人从汉堡/ESO调查的结果。我们已经推导出了大量的元素，从锂到钡，涵盖生产过程，从流体静力燃烧到中子捕获。样本包括一些迄今为止研究过的最贫金属的恒星（[Fe/H] < -4），以及一些碳含量增加的恒星。所谓的CEMP（碳增强贫金属）恒星，这些恒星占[Fe/H] <-3的恒星的20%，占[Fe/H] <-4.5的恒星的80%。CEMP恒星的祖先仍然没有完全受到约束;它们可能是早期宇宙中双星质量转移或高质量爆炸事件的结果。
2015-03-10 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Evidence of atomic diffusion in M67?
研究几乎同时从同一分子云中诞生的恒星的化学均匀性，对于我们理解星际介质的化学富集以及银河系的化学演化非常重要。疏散星团丰度不均匀的一个主要原因是星团成员的恒星演化。在这项工作中，我们调查的表面化学成分的变化的老疏散星团M67的成员星作为一个可能的后果发生在主序星阶段的原子扩散效应。所用丰度是在盖亚-欧洲南方天文台巡天框架内从高分辨率紫外线/火焰光谱中获得的。我们发现，恒星的表面丰度的主序列上的质量增加而减少，达到最低值在关闭。在亚巨星分支星的对流包层加深后，初始表面丰度恢复。我们发现测量的丰度与恒星演化模型对M67年龄和金属丰度的星团的预测是一致的。我们的研究结果表明，原子扩散对化学标记方法的可实现精度构成了不可忽视的限制。
2018-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: No sign of multiple stellar populations in open clusters from their sodium and oxygen abundances
本文基于Gaia-ESO的UVES光谱分析74个疏散星团中700余颗成员星的Na、O丰度，未发现Na-O反相关或显著丰度弥散，支持疏散星团为单一恒星族群。
2024-06-13 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
The Gaia-ESO Survey: radial distribution of abundances in the Galactic disc from open clusters and young field stars
我们银河系圆盘中元素丰度的空间分布提供了关于其组装过程和随后演化以及不同元素的恒星成核的见解。可以使用几种类型的天体来追踪彗星，例如（年轻和年老的）恒星、疏散星团、HII区域、行星状星云。利用Gaia-ESO idr 4对疏散星团和年轻场星的观测结果，追踪了通过不同核合成通道产生的α元素O、Mg、Si、Ca和Ti以及铁峰元素Fe、Cr、Ni和Sc的丰度径向分布。从成员星的UVES光谱，我们确定了年龄>0.1 Gyr的星团的平均组成。我们推导出了场星的统计年龄和距离。我们跟踪使用集群和场人口的丰度梯度，我们比较它们与化学动力学银河系演化模型。结果所采用的化学动力学模型，与新一代的大质量恒星的金属依赖的恒星产额，能够再现观测到的丰度比的空间分布，特别是[O/Fe]和[Mg/Fe]的丰度比在内盘（5 kpc<RGC <7 kpc），与他们的差异，通常是很难解释的化学演化模型。通常，氧和镁在追踪α-元素丰度和推断中被认为是等同的，例如，不同银河系恒星星族的形成时间尺度。此外，通常[alpha/Fe]是结合几个alpha元素计算的。我们的研究结果表明，正如预期的那样，一个复杂而多样的核合成的各种α-元素，特别是在高金属度制度，指向不同的起源，这些元素，并强调考虑它们作为一个单一的类具有共同特征的风险。
2017-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: Lithium abundances in open cluster Red Clump stars
最近有人提出，所有质量低于2 $M_{\odot}$的巨星都在红巨星分支（RGB）和红团（RC）之间经历了表面锂富集的事件。我们测试，如果上述结果可以证实在一个样本的RC和RGB星的成员疏散星团。我们讨论了锂丰度在6个疏散星团的年龄在1.5和4.9 Gyr（关闭质量之间的1.1和1.7 $M_{\odot}$）。这些意见进行了比较与不同的模型，包括旋转引起的混合，热盐不稳定性，混合引起的第一次他闪光，和中微子磁矩的能量损失的预测。在6个星团中，我们发现约有35颗RC星的Li丰度与上RGB星相近或高于上RGB星。这可能是新鲜李生产的标志。由于额外的混合情节连接到光度隆起，预期是RC星有系统地较低的表面锂丰度。然而，我们不能确认可能的Li生产是普遍存在的。对于大约65%的RC巨星，我们只能确定可能隐藏非常低的Li丰度的丰度上限。我们的研究结果表明，在RC期间可能产生的李，在水平，不会归类为李丰富的恒星。确定它们的碳同位素比率将有助于确认RC巨星经历了额外的混合，然后是Li富集。RC星的Li丰度可以定性地解释与一个额外的混合情节接近的He闪光的模型。
2021-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia-ESO Survey: INTRIGOSS - A new library of High Resolution Synthetic Spectra
我们提出了一个高分辨率的合成光谱库，INTRIGOSS，设计用于研究FGK星。该库基于通过ATLAS 12代码使用指定的单个元素丰度计算的大气模型。用SPECTRUM代码计算4830-5400 A波长范围内的归一化光谱（NSP）和表面通量光谱（FSP）。INTRIGOSS使用Grevesse等人2007年的太阳成分和四个[α/Fe]丰度比，由15，232个光谱组成。合成光谱的计算与天体物理学的GF值通过比较合成预测与一个非常高的SNR太阳光谱和UVES-U 580光谱的五个冷巨星。NSPs的有效性进行评估，使用UVES-U 580光谱的2212颗恒星观测的框架中的盖亚-ESO调查和均匀和准确的大气参数值和详细的化学成分的特点。通过评估UVES-U 580样本星不同库预测的一致性，证明了NSP相对于AMBRE、GES_Grid、PHOENIX、C14和B17合成光谱库光谱的更高精度。FSPs的有效性进行检查，通过比较它们的预测与观测到的光谱能量分布和光谱指数。FSPs与来自美国印第安纳州的SED的比较，MILES和MILES库表明，前者在百分之几的范围内再现了观测到的通量分布，没有任何系统的趋势。观测和合成Lick/SDSS指数之间的良好协议表明，预测的覆盖FSPs很好地再现了观察到的，从而证实了INTRIGOSS FSPs的可靠性。
2018-06-21 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: the inner disk, intermediate-age open cluster Trumpler 23
Trumpler 23是一个中等人口密度的，中等年龄的疏散星团，位于太阳圈内，Rgc ~6 kpc。它位于一个非常接近银河平面的拥挤区域，色星等图显示出明显的区域污染和可能的差异红化;由于这些原因，它是一个相对未被研究的星团，但它的位置使它成为确定银河丰度分布的关键对象。目标：来自盖亚-ESO巡天的新数据使该星团有史以来第一次径向速度和光谱金属丰度测量成为可能。我们的目标是使用速度来隔离集群成员，为确定集群参数提供更多的杠杆作用。研究方法：盖亚-欧洲南方天文台巡天对167个潜在成员的数据已经产生了径向速度测量结果，这些测量结果被用来确定星团的系统速度和单个恒星的成员资格。大气参数也可用来检查成员资格。利用文献测光法重新确定了仅基于视向速度成员星的星团参数，在V、V-I图上拟合了理论等时线。利用高分辨率光谱技术对10颗径向速度成员星的24种元素进行了星团丰度测量。这些丰度已被比较当地的磁盘明星，并在可能的情况下放置在文献梯度研究的背景下。结果如下：我们发现Trumpler 23的年龄为0.80 +/- 0.10 Gyr，显著的差异红化，估计平均聚类E（V-I）为1.02 + 0.14/-0.09，表观距离模数为14.15 +/-0.20。我们发现一个平均集群金属丰度[Fe/H] = 0.14 +/- 0.03 dex，太阳[α/Fe]丰度，特别是太阳下[s-过程/Fe]丰度。
2017-01-10 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
The Gaia-ESO Survey: Chemical tagging in the thin disk. Open clusters blindly recovered in the elemental abundance space
恒星的化学组成提供了其形成环境的化石信息。在这个前提下，应该可以使用化学丰度来标记在同一恒星协会内形成的恒星。这种被称为化学标记的想法并没有产生预期的结果，特别是在薄圆盘内，开放的星团具有难以解开的化学模式。这项研究的最终目标是探索化学标记的可行性内薄盘人口使用高质量的数据从一个控制样本的恒星。我们还旨在改进现有的化学标记技术，并在元素丰度空间中的聚类分析的不同策略提供指导。在这里，我们开发的第一个盲搜索的疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间使用的OPTICS算法应用于数据的盖亚-ESO调查。首先，我们评估不同的分析策略，确定哪些更有效。其次，我们将这些方法应用到一个数据集，包括场星和疏散星团试图尽可能多的疏散星团的盲恢复。我们展示了数据分析的具体策略如何改善最终结果。具体来说，我们证明了疏散星团可以更有效地恢复与曼哈顿度量和空间的尺寸是精心挑选的。使用这些（和其他）处方，我们能够恢复隐藏在我们的数据集中的疏散星团，并找到这些恒星协会的新成员。我们的结果表明，有机会恢复疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间。据推测，随着更高质量的数据和更复杂的聚类算法，化学标记的性能将进一步提高。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: metallicity of the Chamaeleon I star forming region
上下文最近对年轻的疏散星团和恒星形成区的金属丰度测定表明，后者的特征可能是金属丰度略低于太阳和太阳附近的老星团。然而，这些结果是基于小的统计数据和不均匀的分析。Gaia-ESO巡天正在观测和均匀分析几个年轻星团和恒星形成区域中的大样本恒星，从而使我们能够进一步研究这个问题。目的。我们提出了一个新的金属丰度测定的Chamaeleon I恒星形成区域，分布在第一次内部发布的盖亚-ESO调查的产品的基础上。方法.利用UVES高分辨率摄谱仪对48个Chamaeleon I候选成员进行了观测。我们使用的表面重力，锂线等效宽度和位置的赫兹-罗素图，以确认集群成员，我们使用铁丰度推导出该地区的平均金属丰度。结果在48个目标中，我们确认了15个高概率成员。通过对其中9个天体的金属丰度测量，发现Chamaeleon I的铁丰度略低于太阳，平均值[Fe/H]=-0.08+/-0.04dex。这一结果与附近其他恒星形成区的金属丰度测定结果一致，表明太阳附近最年轻恒星的化学模式确实比太阳更贫金属。我们认为，这一证据可能与古尔德带的化学分布有关，古尔德带包含了附近大部分的恒星形成区和年轻星团。
2014-06-11 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey DR5.1 and Gaia DR3 GSP-Spec: a comparative analysis
本研究通过比较Gaia DR3 GSP-Spec与Gaia-ESO巡天共有的恒星参数、丰度和速度，验证了两者数据的一致性，发现径向速度和温度标度吻合良好，并指出使用平均值可抵消暗弱样本的丰度不精确性。
2024-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-slit spectroscopy of the bipolar planetary nebula ESO\,428$-$05
South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope（南方大型望远镜）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别杰夫天体物理研究所）
利用SALT望远镜长缝光谱证实ESO 428−05的双极结构，测得环与极向外流的运动学年龄分别为1.5×10⁴年和(3–4)×10⁴年，并给出19个区域的化学丰度。
2026-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
[O/Fe] Estimates for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from Near-IR Spectroscopy
我们报告的氧丰度确定从中等分辨率近红外光谱的样本的57个碳增强贫金属（CEMP）从汉堡/ESO调查的明星。我们的大多数程序恒星的氧铁比在+0.5 < [O/Fe]<+2.0的范围内。该样本的[O/Fe]值与已知CEMP恒星的高分辨率估计值以及一组碳正常贫金属恒星的高分辨率估计值进行了统计比较。碳，氮，氧丰度模式的子样本，这些恒星相比，在最近的文献中产生非常贫金属渐近巨分支丰度的预测。我们发现，我们的大多数样品表现出的模式是一致的，与以前研究的CEMP星具有s-过程元素增强，因此很可能被污染的碳和氧增强的材料从金属贫渐近巨分支同伴。
2011-01-12 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Sodium and aluminium abundances in giants and dwarfs - Implications for stellar and Galactic chemical evolution
恒星演化模型预测，内部混合应该会在质量大于~ 1.5- 2.0 Msun的红巨星表面造成一些钠的过剩。表面铝丰度不应受到影响。然而，观测结果不同意的存在和/或程度的Na和Al的过剩。此外，采用不同恒星产额的银河系化学演化模型导致对[Na/Fe]和[Al/Fe]与[Fe/H]行为的预测完全不同。总的来说，这些丰度与金属丰度的观测趋势没有得到很好的再现。我们重新处理这两个问题，使用新的Na和Al丰度内确定的盖亚-ESO调查，使用两个样本：i）超过600个矮星的太阳附近和疏散星团和ii）低和中等质量的星团巨星在六个疏散星团。质量低于2.0 Msun的巨星中Na的丰度，以及质量低于3.0 Msun的巨星中Al的丰度，似乎不受内部混合过程的影响。对于更大质量的巨星，Na过剩随着恒星质量的增加而增加。这一趋势与恒星演化模型的预测相吻合。能够很好地拟合太阳邻域矮星中观测到的[Na/Fe]与[Fe/H]变化趋势的化学演化模型不能同时解释[Al/Fe]与[Fe/H]的运行，反之亦然。与恒星年龄的比较受到严重不确定性的阻碍。事实上，可靠的年龄估计只有一半的恒星样本。我们的结论是，铝是生产不足的模型，除了恒星年龄小于约7 Gyr。此外，一些重要的来源后期钠生产似乎是失踪的模型。目前的Na和Al产额受到很大的不确定性的影响，和/或这些元素的一些重要的银河系来源到目前为止还没有考虑在内。[删节]
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Carbon abundance in the Galactic thin and thick disks
碳是宇宙中最丰富的元素之一，在核合成、星系和恒星演化领域具有重要意义。即使在今天，碳的起源以及大质量和中低质量恒星在产生碳中的相对重要性仍然是一个争论的问题。在本文中，我们的目的是更好地了解碳的起源，通过研究的趋势[C/H]，[C/Fe]，[C/Mg]与[Fe/H]，和[Mg/H]的2133 FGK矮星从第五次盖亚-ESO巡天内部数据发布（GES iDR 5）。从盖亚DR 2和径向速度从GES iDR 5准确的视差和自行的可用性，使我们能够计算银河系的速度，轨道和绝对星等，并通过贝叶斯方法，年龄为1751颗恒星。采用了三种不同的选择方法来区分薄盘星和厚盘星。在所有的情况下，这两个恒星群显示出不同的丰度比，[C/H]，[C/Fe]和[C/Mg]，并且跨越不同的年龄间隔，平均而言，厚盘恒星比薄盘中的恒星更老。[C/H]、[C/Fe]和[C/Mg]相对于[Fe/H]、[Mg/H]和年龄的行为都表明C主要产生于像Mg这样的大质量恒星中。年轻薄盘星[C/Mg]的增加表明来自低质量恒星的贡献，或者由于质量损失的增加，来自高金属丰度的大质量恒星的C产生增加。对轨道参数Rmed和|Zmax|的分析支持银河系盘的“由内而外”和“倒置”的形成假设。
2019-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Galactic evolution of lithium at high metallicity
重建锂（Li）的星系演化是制约银河系锂富集来源的主要工具。最近的结果表明，在超太阳金属丰度的锂下降，这可能表明减少生产。我们利用Gaia-ESO调查疏散星团样本的独特特征来进一步研究这个问题，并更好地约束Li在高金属丰度下的演化。我们跟踪的上包络线的锂丰度与金属丰度的演变使用18个集群，并考虑不应该遭受任何锂耗尽的成员。与以前的说法不同，我们没有发现任何证据表明，在高金属丰度的锂减少。样品中最富金属的簇（[Fe/H]约为0.3）实际上显示出最高的Li丰度，A（Li）> 3.4。我们的研究结果清楚地表明，以前的研究结果，这是基于场星，选择效应的影响。太阳附近富含金属的恒星是由相对较老和较冷的恒星组成，它们已经经历了一些锂的耗尽;因此，它们测得的锂并不代表初始的星际介质丰度，而是一个下限。
2020-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO survey: Hydrogen lines in red giants directly trace stellar mass
红巨星可能是银河系和河外考古学中最重要的恒星类型：它们是发光的，存在于所有的恒星星族中，它们的表面温度允许精确测定许多不同化学元素的丰度。然而，一个星系完整的恒星形成和富集历史，只有在两个关键的观测数据可以确定的大恒星样本-年龄和化学成分，才能直接追踪。虽然光谱学是分析恒星详细丰度的有力方法，但恒星年龄是“链条中缺失的一环”，因为它们不是直接可观察的。然而，光谱学应该能够估计恒星的质量，对于红巨星来说，只要知道它们的化学成分，就可以直接推断出它们的年龄。在这里，我们建立了一个新的经验关系的氢线的形状在红巨星的观测光谱和恒星质量确定从asteroseismology。这个关系可以确定恒星的质量和年龄，精度为10- 15%。该方法可以用于以下恒星参数范围内的恒星：4000 < Teff < 5000 K，0.5 < log g < 3.5，-2.0 < [Fe/H] < 0.3，以及光度log L/LSun < 2.5。我们的分析提供了观测证据，红巨星的H α光谱特征与它们的质量密切相关，因此它们的年龄。我们还表明，该方法的样本以及所有恒星星族的年龄超过1 Gyr。以明亮的巨星为目标，该方法可以同时获得年龄和化学丰度信息，其深度远远超过星震学，将可能的调查范围扩展到银河系的偏远地区，甚至扩展到邻近的星系，如仙女座星系或麦哲伦云，已经使用现有的仪器，如VLT和Keck设施。
2016-06-17 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: homogenisation of stellar parameters and elemental abundances
本研究针对Gaia-ESO巡天多光谱型恒星分析难以统一比较的问题，介绍了将不同工作组的恒星参数、元素丰度等结果均一化至统一标度的流程，以及相关质量检验，为该巡天最终数据发布提供了统一可用的推荐结果。
2023-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparative analysis of atmospheric parameters from high-resolution spectroscopic sky surveys: APOGEE, GALAH, Gaia-ESO
SDSS-IV APOGEE-2、GALAH和Gaia-ESO是高分辨率的地基多目标光谱测量，提供银河系数十万颗恒星的基本恒星大气参数和多种元素丰度比。我们对这些调查的最新数据进行了比较，通过将丰度置于绝对尺度上来研究导出参数的准确性和精度。我们讨论了参数和丰度差异的相关性作为主要参数的函数。发现这些变体为未来的天空调查提供了基础。从APOGEE-GALAH、APOGEE-GES和GALAH-GES重叠星表中收集了高质量的样本。我们调查的平均变量之间的调查，线性趋势也进行了研究。我们比较相关性的斜率和平均差异与报告的不确定性。vrad，Teff，log g，[M/H]和vmicro的平均值和分散度，以及组合目录中的多种元素丰度表明，一般来说，调查之间有很好的一致性。我们发现大的径向速度散射范围从1.3公里/秒至4.4公里/秒时，比较三个调查。我们观察到微弱的趋势：例如，APOGEE-GES星的$Δ$ Teff与$Δ$ log g之间的相关性，以及APOGEE-GALAH共同样本中vmicro- $Δ$ vmicro平面之间的明显相关性。对于[ $α$ /H]，[Ti/H]（APOGEE-GALAH巨星）和[Al/H]（APOGEE-GALAH矮星），发现潜在的强相关性是主要大气参数差异的函数，我们发现其他元素的趋势较弱。在一般情况下，我们发现在各自的不确定性的三个调查之间的协议。然…
2022-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: properties of newly discovered Li-rich giants
我们报告了在Gaia-ESO调查中发现的20个新的富锂巨星，包括第一个由CoRoT数据证实的具有进化阶段的富锂巨星。大气参数和丰度是在使用中等分辨率GIRAFFE或高分辨率UVES光谱的模型大气分析中得出的。这些结果是Gaia-ESO第五次内部数据发布的一部分。对Li丰度进行了非LTE效应校正。我们使用盖亚DR 2望远镜来估计距离和光度。巨人队的A（Li）> 2.2 dex。他们中的大多数（20颗恒星中的14颗）都在CoRoT领域。四颗巨星位于三个疏散星团的区域，但不是成员。两颗巨星被观测到在朝向银河系凸起的区域，但很可能是在内盘。其中一颗核球巨行星是超富锂的，A（Li）= 4.0 dex。我们发现了一颗红外线超过22微米的巨星。另外两个巨大的vsin i，可能是因为行星吞噬而富含Li。另一颗巨星被发现是钡增强的，因此可能是从前AGB伴星吸积的物质。否则，除了锂富集之外，进化阶段是这些新的富锂巨人之间唯一的其他联系。CoRoT数据证实，一个富锂巨星正处于核心氦燃烧阶段。其他的巨星都集中在RGB亮度隆起、核心氦燃烧阶段或早期AGB附近。当观察富锂巨星的基于盖亚的光度时，这一点非常清楚。当将CoRoT富锂巨星与Gaia-ESO调查在CoRoT领域观察到的2252颗巨星的更大样本进行比较时，也可以看到这一点，这些巨星分布在Teff-logg图中的RGB上。这些观测结果表明，演化阶段是巨星…
2018-06-05 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: A globular cluster escapee in the Galactic halo
晕区的一小部分是由具有第二代球状星团（GC）恒星的轻元素（Z<=13）异常特征的恒星组成的。喷射出的恒星通过追踪星系团的动力学历史，揭示了星系晕的形成，据信这些星系团的质量曾经更大。这些喷出的恒星中的一些预计将表现出强大的铝增强的镁短缺的代价，但到目前为止，没有这样的明星已经founded. We搜索异常值的镁和铝丰度的几百晕场星观察在前18个月的盖亚-ESO公共光谱调查。在红巨星分支底部的一颗晕星（编号22593757-4648029）的[Mg/Fe]=-0.36+-0.04和[Al/Fe]=0.99+-0.08，这与迄今为止在GC中检测到的最极端的比值相符。我们比较了22593757-4648029的轨道GC相似的金属丰度，并发现它不太可能，这颗恒星已被潮汐剥离与低喷射速度从任何集群。然而，化学和运动学的论据都使这颗恒星在过去的几十亿年里从异常的GC欧米茄半人马座高速喷射出来的说法变得合理。我们不能排除其他原始GC，因为有些可能已经完全破坏，而对于许多仍然完整的GC，丰度和轨道数据是不够的。
2015-02-13 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Old super-metal-rich visitors from the inner Galaxy
我们报告了一组古老的超富金属矮星的识别，轨道的低偏心率，达到最大高度从银河系平面之间的~0.5-1.5千秒差距。我们讨论它们的性质以了解它们的起源。我们使用的数据来自Gaia-ESO调查的内部数据版本6。我们选择了在高分辨率下观测到的恒星，其丰度为18种元素的21种。我们应用层次聚类的完整的化学丰度空间内的类似的化学丰度的恒星分组。根据它们的化学性质，这组超级富金属恒星可以分为五个亚组。四个似乎遵循化学富集流，几乎所有的丰度增加与铁同步。第五个亚组显示出不同的化学特征。所有亚群都有以下特征：平均年龄为7-9 Gyr，太阳或亚太阳[Mg/Fe]比，最大高度在0.5-1.5 kpc之间，低偏心率，以及从预期的金属丰度梯度中脱离。我们恒星的高金属丰度与太阳附近的形成不相容。它们的动力学性质与理论预期一致，即这些恒星由于模糊和最重要的是由于搅动而从银河系内部旅行。我们认为，大多数这类恒星起源于银河系的内部区域（内盘和/或凸起），后来迁移到太阳附近。恒星起源的区域有着复杂的化学富集历史，Ia型和II型超新星以及可能的渐近巨星分支星都有贡献。
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium and europium abundances from the Gaia-ESO Survey using The Cannon
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；School of Mathematical and Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学数理学院）；Astrophysics and Space Technologies Research Centre, Macquarie University（麦考瑞大学天体物理与空间技术中心）；Research School of Astronomy and Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）
本研究利用 The Cannon 从 Gaia-ESO 巡天的 36,263 条 HR15N 光谱中推导出均匀的恒星参数及 Ba、Eu 丰度，获得约 21,000 和 400 个可靠测量值，并验证了与外部数据的一致性，为研究中子俘获增丰提供了新资源。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Stellar Populations through the Mg-Al Anti-Correlation in Gaia-ESO Globular Clusters
University of Canterbury（坎特伯雷大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；INAF–Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
本研究利用Gaia-ESO巡天光谱，通过Mg-Al反相关分析14个球状星团的恒星族群，发现反相关取决于星团质量与金属丰度，揭示了复杂化学增丰历史。
2026-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping radial abundance gradients with Gaia-ESO open clusters: Evidence of recent gas accretion in the Milky Way disk
本文利用 Gaia-ESO 疏散星团样本研究银河系径向丰度梯度演化，发现年轻星团金属丰度下降无法由两次下落模型解释，提出需引入近期气体吸积和金属稀释，从而将三次下落模型首次推广到整个银盘。
2024-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: an extremely Li-rich giant in the globular cluster NGC 1261
球状星团中的富锂恒星非常罕见。事实上，到目前为止只发现了14个，处于从侏儒到巨人的不同进化阶段。已经提出了不同的机制来解释这种增强，但它仍然是一个悬而未决的问题。利用在盖亚-ESO调查中收集的光谱，在ESO甚大望远镜的GIRAFFE摄谱仪获得，我们提出了在星团NGC 1261中发现的第一颗富锂恒星，这是红巨星分支碰撞阶段的第二颗恒星。这颗恒星显示出一个极端的锂过剩，A（Li）_LTE=3.92 \pm 0.14，对应于A（Li）_NLTE=3.40 dex。我们认为，锂的增强是由新鲜的锂生产通过额外的混合过程（有时被称为{ \em冷底燃烧}）或可能是一个预先存在的锂过剩造成的二元质量转移，可能是从红巨星分支星，因为低钡丰度。然而，为了明确地解释球状星团中Li的增强，需要可靠地确定关键物种的丰度，如Be，6Li，12 C/13 C和几个s过程元素，以及色球活动指标的详细建模。
2020-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: A new approach to chemically characterising young open clusters II. Abundances of the neutron-capture elements Cu, Sr, Y, Zr, Ba, La, and Ce
年轻的疏散星团（t<2亿年）被观测到在其化学组成中表现出几种特殊性，从稍微低于太阳的铁含量，一些原子种类（例如离子化铬）的超太阳丰度，以及[Ba/Fe]的非典型增强，其值高达+0.7 dex。关于其他$s$工艺元素（如钇、锆、镧和铈）的行为，文献中普遍存在分歧。在这项工作中，我们扩大了我们以前的分析样本的五个年轻的疏散星团（IC 2391，IC 2602，IC 4665，NGC 2516和NGC 2547）和一个恒星形成区（NGC 2264），目的是确定不同的中子捕获元素，主要是CuI，SrI，SrII，YII，Zr II，Ba II，La II和Ce II的丰度。我们分析了在\textit{Gaia} -ESO巡天中观测到的23颗太阳型恒星的高分辨率、高信噪比光谱。我们发现，我们的集群有太阳[Cu/Fe]的不确定性，而我们确认超太阳[Ba/Fe]值（从+0.22到+0.64 dex）。我们的分析还指出了轻微增强的[Y/Fe]值（从0到+0.3 dex）。对于其他$s$过程的元素，我们发现，[X/Fe]比太阳在所有年龄。这是不可能调和的异常行为Ba和Y在年轻的年龄与标准的恒星产量和银河系化学演化模型的预测。因此，我们探索不同的可能的情况下，谱线的行为，从灵敏度的存在下，磁场的第一电离电位效应。我们还调查的可能性，他们可能会产生的恒星光球的结构，由于在这样的年轻恒星的活动水平较高的改…
2021-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: The inner disc, intermediate-age open cluster Pismis 18
Pismis 18是一个中等人口密度的中年疏散星团，位于太阳圈内，距离银河系中心约7千秒差距。在Gaia-ESO巡天之前，很少有疏散星团被详细研究过。来自盖亚-ESO调查的新数据使我们能够对该星团进行扩展的径向速度成员研究以及光谱金属丰度和详细的化学丰度测量。Gaia-ESO巡天的142个潜在成员的数据，位于MS上部和红团上，产生了径向速度测量值，这些测量值与Gaia DR 2的自行测量值一起用于确定星团的系统速度和单个恒星的成员资格。盖亚DR 2的光度测量被用来重新确定仅基于高置信度成员星的星团参数。利用UVES高分辨率光谱技术对6颗径向速度成员星的23种元素的星团丰度进行了测量。根据新的估计，基于高置信度的成员，Pismis 18的年龄为$700^{+40}_{-50}$ Myr，星际红化为E（B-V）= $0.562^{+0.012}_{-0.026}$ mag，去红化距离模数为$DM_0 = 11.96^{+0.10}_{-0.24}$ mag。（使用六颗UVES星）为[Fe/H] = $+0.23 \pm 0.05$ dex，[ $α$ /Fe]= $0.07 \pm 0.13$，s-和r-中子俘获元素略有增强。通过目前的工作，我们充分描述了疏散星团Pismis 18的特征，确认了它目前在内盘的位置。我们估计的年龄比以前的文献值更年轻，并首次给出了它的金属丰度和详细的丰度…
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
