Rediscovering the origins of the stellar halo with chemical tagging
星系晕具有复杂的组装历史，这可以从其丰富的运动学和化学亚结构中看出。球状星团通过与银河系的潮汐相互作用和星团蒸发过程失去恒星，这意味着它们不可避免地是晕星的来源。这些来自球状星团的“移民”可以在晕场中通过特征性的轻元素丰度关系来识别，这种关系通常只在球状星团中观察到，并且可以化学标记到球状星团的晕星的数量可以用来限制这些星团的形成路径。
2017-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
Extragalactic archaeology through high-resolution integrated-light spectroscopy of globular clusters
通过高分辨率积分光光谱学研究球状星团，以揭示星系组装历史和 extragalactic 距离测量。
2026-01-09 astro-ph.GA
The ones that got away: chemical tagging of globular cluster-origin stars with Gaia BP/RP spectra
针对球状星团起源的高[N/O]、高[Al/Fe]恒星稀少的问题，研究训练神经网络基于Gaia BP/RP光谱识别这类恒星，准确率达99%，发现878个新候选体，为追溯银河系早期演化提供了新线索。
2025-01-13 astro-ph.GA
Discrepancies between spectroscopy and HST photometry in tagging multiple stellar populations in 22 globular clusters
本研究针对球状星团多星族标记中光谱学与HST测光的差异问题，构建22个球状星团的伪色图并匹配光谱丰度数据，发现伪色与钠丰度无单调趋势、测光标记存在约16%的偏差且高估第一代恒星比例，同时公开相关数据以支持复现。
2024-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
Chemical tagging with APOGEE, MUSE, and HST: constraints on the formation of $ω$ Centauri
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Liverpool（利物浦大学）；NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图德天文台）；ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学）
通过APOGEE、MUSE和HST数据及银河化学演化模型，研究ω Centauri的形成和化学富集历史，发现三种恒星群体并探讨其形成机制。
2025-04-08 astro-ph.GA
Chemical Abundances of Globular Clusters in NGC 5128 (Centaurus A)
对早型星系NGC 5128（半人马座A）中20个球状星团（GC）的积分光谱进行了详细的丰度分析。在VLT上用X-Shooter观察GC。簇样品跨越$-1.92 < $ [Fe/H] $< -0.13$ dex的金属丰度范围。使用理论等时线，我们计算合成的积分光光谱，并计算各个丰度，直到获得与观测结果的最佳拟合。我们测量了Mg、Ca和Ti的丰度，发现在金属度[Fe/H] < $-$ 0.75 dex的NGC 5128 GC中，比在相同金属度的GC的MW中观察到的平均值略高的增强，其量级为$\sim$ 0.1 dex。如果NGC 5128中贫金属GC中的这种$α$增强是真实的，那么它可能暗示了与MW经历的化学富集历史不同的化学富集历史。我们还测量了20个GC中的9个中的Na丰度。我们发现这些集群中的6个集群内丰度变化的证据，我们看到增强的[Na/Fe] > $+$ 0.25 dex。我们获得了NGC 5128中GC种群样本的Cr，Mn和Ni的第一个丰度测量结果，并发现与MW中观察到的总体趋势一致，在NGC 5128中测量的Fe峰丰度略有增强（$<$ 0.1 dex）。
2018-02-26 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XIX. A Chemical Tagging of the Multiple Stellar Populations Over the Chromosome Maps
HST球状星团紫外巡天研究了球状星团及其恒星星族。在本系列的前几篇文章中，我们介绍了一个伪双色图，“染色体图”（ChM），它最大限度地分离了多个种群。我们已经确定了两类主要的GC：I型（约83%的对象）和II型，两者都包含两个主要的恒星群，在本系列中称为第一代（1G）和第二代（2G）。II型星团在它们的ChM中表现出两个或多个平行的1G和2G恒星序列。我们利用文献中的元素丰度分配的化学组成的不同的人口上确定的29 GC的化学物质。我们发现，在ChM的不同区域的恒星有不同的组成：1G星共享相同的场星的轻元素含量，而2G星的N，Na增强和O贫化。恒星增强铝和镁耗尽填充的极端地区的ChM。我们调查的颜色传播1G恒星在许多GC中观察到的，并没有发现轻元素的变化的证据，而无论是0.1德克斯铁传播或变化，他仍然有待验证。在试图分析多个种群的全局性质，我们已经构建了一个通用的ChM，它突出了，虽然五花八门，现象有一些共同的模式。普适的ChM揭示了与Na的紧密联系，我们已经提供了一个经验关系。典型的II型GC的额外的ChM序列的金属性增强，往往，在S元素。欧米茄Cen可以被归类为极端的II型GC，其中ChM显示三个主流，每个主流都有自己的化学丰度变化。最明显的差异之一是在下游和上游之间，后者（与较高的He相关）具有较高的Fe和较低的Li。我们公开发布ChM。
2019-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-shooter spectroscopy of Liller1 giant stars
本研究基于 X-shooter 中分辨率近红外光谱，对银河系核球复杂恒星系统 Liller 1 中 27 颗 RGB 巨星进行首次全面化学分析，揭示了其双星族特征及与 Terzan 5 的化学相似性，支持其为核球形成时期化石碎片的假说。
2024-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Assembly History of M87 Through Radial Variations in Chemical Abundances of its Field Star And Globular Cluster Populations
本文对M87及其球状星团（GC）系统的光谱化学丰度进行了广泛的研究。利用McDonald的Mitchell摄谱仪、Keck的LRIS和MMT上的Hectospec的观测结果，我们推导出从$\sim 2$到$140$ kpc的新的金属丰度梯度。我们使用一种新的分层统计框架，同时分离成亚群的GC系统，同时测量这些亚群的金属丰度梯度。我们通过利用这个统计框架的输出来创建GC亚群的物理动机光谱堆栈，以在大规模ETG中执行丰度标记的第一个应用程序，以更好地约束GC亚群的起源，从而约束M87的组装历史。我们发现了一个金属贫乏，$α$增强人口的GC在内部和外部的光环，目前的宇宙学模拟星系演化所预料不到的。我们使用显着平坦的金属丰度梯度，我们发现的金属丰富和金属贫GC亚群的内晕作为试探性的证据，一些数量的金属贫GC直接形成在晕的M87在高红移。
2020-06-29 astro-ph.GA
Tracing the origin of the Aquarius Stream: I
我们对最近发现的宝瓶座流的六颗成员星进行了丰度分析，试图确定这个光环流是否真实，如果是的话，了解它的起源。这六颗恒星的平均金属丰度只有0.10 dex的离散度，表明它们是化学相干结构的一部分。然后，我们调查是否流代表一个分裂的矮星系或分裂的球状星团的碎片。[Ni/Fe] - [Na/Fe]平面提供了一个很好的诊断：球状星团星和矮球状星系星在这个平面上被很好地分开，宝瓶座流星明确地位于球状星团区域。宝瓶座流星也具有明显的银河系球状星团星的[Na/Fe] - [O/Fe]和[Mg/Fe] - [Al/Fe]关系。六颗宝瓶座恒星的光谱参数显示，它们被严格限制在12 Gyr，[Fe/H] =-1.0，α增强等时线，与它们被鉴定为球状星团碎片一致。我们提出的证据表明，宝瓶座流可能会继续通过磁盘和进入北部晕。我们的研究结果表明，球状星团起源的宝瓶座流，并展示了潜在的化学标记，以确定银河系的子结构的起源。
2012-06-04 astro-ph.GA
APOGEE Detection of N-rich stars in the tidal tails of Palomar 5
最近使用APOGEE数据进行化学标记研究的结果表明，在球状星团内发现的恒星的化学丰度模式与星系晕场中化学性质特殊的种群之间存在着密切的联系。在本文中，我们分析了恒星的化学成分内的集群机构和潮汐流的Palomar 5，一个球状星团，这是潮汐干扰与银河系引力势的相互作用。我们报告的富氮（N-富）恒星的识别内和超出帕洛玛5潮汐半径，后者被清楚地与集群潮汐流对齐，这作为确认，富N星丢失的星系晕从球状星团，并提供支持的假设，即场富N星确定由不同的团体有一个球状星团的起源。
2021-12-03 astro-ph.GA
Tagging the Chemical Evolution History of the Large Magellanic Cloud Disk
我们使用欧洲南方天文台甚大望远镜的多光纤FLAMES获得的高分辨率光谱，推导出大麦云（LMC）盘中89颗恒星的Fe，O，Mg和Si的运动学性质和化学丰度。导出的金属丰度和[α/Fe]，获得的O，Mg和Si丰度的平均值，使我们能够绘制一个初步的计划发生在该地区的LMC的恒星形成历史。导出的金属丰度分布显示了两个主要组成部分：一个组成部分（占样品的约84%）在[Fe/H] = -0.48 dex处达到峰值，并且它显示出稍微低于太阳的[alpha/Fe]比率（[alpha/Fe] ~ -0.1 dex）。这一星群可能是由3-4 Gyr前发生的主要恒星形成事件（可能是由小麦哲伦星云的潮汐捕获引发的）引起的。另一组分（占样品的~ 16%）在[Fe/H] ~ -1 dex处达到峰值，并且其显示[α/Fe] ~ 0.2 dex。这个人口可能是在第一次发作和最近的爆发之间的恒星形成的长期静止时期产生的。事实上，在我们的样本中，我们没有发现化学性质类似于旧的大麦哲伦球状星团的恒星，也没有发现最近在大麦哲伦球状星团NGC 1718中发现的富铁和贫α星，并预测它们也在大麦哲伦磁场中，因此表明这两种成分在大麦哲伦星盘中的数量都很小（< 1%）。
2012-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Constraints on a complex relation between globular cluster colors and environment
基于下一代室女星系团巡天（NGVS）试验场的数据，对室女星系团核心区域的球状星团（GC）进行了高质量的测光分析，并基于VLT/X-Shooter分光光度法对银河系（MW）进行了测光分析。我们发现显着的差异，从不同的环境中的子样本之间的颜色-颜色图，证实了环境有很强的影响，综合颜色的GC。沿着单一颜色的GC颜色分布不足以捕捉我们在颜色-颜色空间中观察到的差异。虽然平均光度的颜色变得更蓝的径向距离的cD星系M87，我们也发现了环境之间的关系和颜色的颜色关系的斜率和截距。密度更大的环境似乎在某些颜色指数中产生更大的动态范围。我们认为，这些结果并不完全是由于差分灭绝，IMF的变化，校准的不确定性，或整体年龄/金属丰度的变化。因此，我们认为，环境和GC颜色之间的关系，至少部分是由于化学丰度的变化，影响恒星光谱和恒星演化轨迹。我们的研究结果表明，恒星星族的诊断模型的预测是校准一个特定的样本的GC可能不适合所有的河外GC。这些结果主张一个更复杂的模型的GC系统在大质量星系的组装历史，超越了简单的双峰发现在过去的几十年。
2016-08-30 astro-ph.GA
Galactic or extragalactic chemical tagging for NGC3201? Discovery of an anomalous CN-CH relation
球状星团（GC）NGC 3201的起源仍在争论之中。它的逆行轨道指向河外起源，但没有进一步的化学证据支持这一观点。轻元素化学丰度对标记GC是有用的，可以用来阐明这一讨论。我们的目标是获得CN和CH带强度的红巨星在NGC 3201和比较这些光度指数和高分辨率光谱和讨论的GC化学标记的背景下。我们发现CN-CH分布中有三个组。一个主星序（S1），一个次星序（S2），以及一组特殊的（pec）CN-弱星和CH-弱星，其中一颗是以前已知的。这三个群体似乎有不同的C+N+O和/或S-过程元素丰度，高分辨率光谱证实。这些都是异常GC的典型特征。NGC 3201的CN分布是四峰的，这在异常星系团中更为常见。然而，NGC 3201不属于异常GC的趋势，在质量大小关系。假设三种情况：（i）如果序列pec-S1-S2中C+N+O和s过程元素丰度增加，NGC 3201将是第一个质量-尺寸关系之外的异常GC;（ii）如果丰度几乎不变，NGC 3201将是第一个具有多个CN-CH反相关群的非异常GC;或（iii）它将是第一个没有C+N+O和s过程元素丰度变化的异常GC。在所有情况下，异常星团的定义和它们起源于河外星系的假设都必须修改。
2018-03-14 astro-ph.GA
The origins of light and heavy r-process elements identified by chemical tagging of metal-poor stars
自从发现短持续时间伽马射线暴中的中子星（NS）元素抛射的证据以来，人们对NS并合作为r-过程元素起源的兴趣日益浓厚。NS并合起源的假设得到了NS并合中核合成理论更新的加强，该理论更新成功地产生了A>130的r过程核素。另一方面，轻r-过程元素的起源是否与NS合并事件中的核合成有关仍不清楚。我们发现一个签名的核合成在NS合并从特殊的化学丰度的恒星属于银河系球状星团M15。这一发现与最近的核合成结果相结合，意味着在NS合并核合成的潜在多样性。基于这些考虑，我们成功地解释了观测到的星系晕星之间的[轻r-过程/Eu]和[Eu/Fe]之间的相关性，并相应地缩小了r-过程生产站点中超新星核合成的作用。我们的结论是，紧密的相关性由大部分的晕星是由于这样一个事实，即核心坍缩超新星产生轻的r-过程元素，而重的r-过程元素，如Eu和Ba产生NS合并。另一方面，在异常区的恒星，由r-增强的恒星（[Eu/Fe]>+1）组成，如CS22892-052，只富集了由NS合并的一个子类喷出的物质，该子类倾向于大质量，由轻和重的r-过程核素组成。
2014-10-07 astro-ph.GA
Chemo-Dynamical Clustering applied to APOGEE data: Re-Discovering Globular Clusters
我们已经开发了一种新的技术的基础上的聚类算法，搜索运动学和化学集群的明星在APOGEE DR 12加农炮数据。与经典的化学标记相比，我们的方法中包含的运动学信息使我们能够更有信心地识别已知球状星团的成员。我们将我们的算法应用于整个APOGEE目录的150，615颗恒星，其化学丰度由大炮得出。我们的方法发现反相关的元素Al和Mg，Na和O，和C和N以前在球状星团的光谱中确定，即使我们忽略了这些元素在我们的算法。我们的算法识别球状星团，而不需要事先知道它们在天空中的位置。因此，这项技术不仅有望发现新的球状星团，而且还使我们能够识别银河系中运动学和化学聚集的恒星候选流。
2018-05-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A sequence of nitrogen-rich very red giants in the globular cluster NGC 1851
本文给出了特殊球状星团NGC 1851中红巨星分支（RGB）上62颗恒星的N丰度。[N/Fe]比的值是通过比较观测光谱中测得的通量与合成光谱中测得的通量得到的，最多可达CN的15个特征。这是第一次获得这样一个大样本的RGB恒星的N丰度在这个集群中的中分辨率光谱。有了这些丰度，我们提供了从NGC 1851的几项研究中发现的分裂红巨星分支的化学标记。第二个，RGB上最红的序列几乎完全由富N星组成，证实了我们之前基于Stromgren星等和颜色的建议。平均而言，这些巨星也富含Ba等s-过程元素，可能是在渐近巨星分支阶段经历第三次疏浚的低质量恒星污染的结果。
2014-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging of tidal tail star candidates of NGC 6362
本研究通过VLT@FLAMES光谱分析NGC 6362潮汐尾恒星候选体的化学丰度与径向速度，发现其化学性质与星团不符而多属银河系厚盘，表明仅凭动力学性质筛选潮汐尾恒星的方法可靠性不足。
2025-05-30 astro-ph.GA
A Multi-Survey Machine-Readable Corpus of Milky Way Globular Cluster Parameters for Retrieval-Augmented Generation Applications
EPS Research（EPS研究）
本文介绍了银河系球状星团语料库v1.3.1，整合了174个银河系球状星团的基本参数，用于检索增强生成应用。
2026-05-09 astro-ph.GA
On the connection between nitrogen-enhanced field stars and the Galactic globular clusters
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）；School of Mathematics and Physics, The University of Queensland（昆士兰大学数理学院）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Department of Astronomy and Astrophysics, The University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理学系）
研究通过分析高氮丰度恒星与球状星团的关联性，探讨其形成起源及银河系演化中的作用。
2025-09-04 astro-ph.GA
A Pristine View of Galactic Globular Clusters and their Peripheries: Omega Centauri
本研究利用Pristine巡天和Gaia数据探索Omega Centauri外围及潮汐结构，通过概率方法恢复其潮汐尾，并首次证实星团外围的两个主要金属丰度族群延伸至潮汐尾，表明其由受潮汐剥离的恒星组成。
2025-02-03 astro-ph.GA
APOGEE view of the globular cluster NGC 6544
APOGEE巡天的第二阶段是提供银河系晕、盘、棒和凸起中恒星的近红外、高分辨率、高信噪比光谱。近红外光谱窗口在研究星系核球时尤其重要，因为在星系核球中，恒星在其视线范围内被星盘的尘埃和气体所遮蔽。本文用高分辨光谱技术对球状星团NGC 6544进行了化学表征。集群的化学指纹的特性，鉴于其对银河系的隆起和明确的签名潮汐中断在其核心的“闯入者”的地位是至关重要的未来的化学标记的努力。星团成员是从APOGEE巡天的DR 16中选出的，使用单个恒星的化学动力学标准。选择了集群的23个成员的样本。考虑到集群内的丰度变化，已知的丰度关系的分析。根据簇的RGB含量，铁含量和$α$ -增强分别为[Fe/H] $= -1.44 \pm 0.04$ dex和[ $α$ /Fe] $= 0.20 \pm 0.04$ dex。簇成员显示出[Fe/H]和[Al/Fe]的显著分布，其大于基于测量误差的预期。观察到[Al/Fe]扩展，Mg-Al关系的信号，并用于约束团簇质量预算，以及C，N，Mg，Si，K，Ca和Ce元素的变化进行了讨论。在所有分析的演化阶段（RGB和AGB）中，大约$\sim2/3$（23个中的14个）显示出不同的化学模式，可能与第二代恒星有关。
2021-04-12 astro-ph.GA
Chemical Tagging N-rich Field Stars with High-resolution Spectroscopy
我们用高分辨率（$R \sim 30000$）光谱测量了15颗富氮场星的20多种元素的化学丰度。我们发现富N场星的Na、Mg、Al、Si和Ca丰度与球状星团（GCs）中的恒星基本一致。估计有7颗恒星具有[Al/Fe $]>0.5$]，这在大多数GC“第一代”恒星中是没有的。另一方面，$α$元素丰度（特别是Ti）可以显示出原位星和吸积星之间的明显差异。我们发现一颗有趣的恒星，它的[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]，[Ti/Fe]，[Sc/Fe]，[V/Fe]，[Co/Fe]都很低，与溶解矮星系“$Gaia$ -Sausage-Enceladus”中的其他恒星具有相似的运动学和[Ba/Eu]。金属丰度为$-1.25 \le {\rm [Fe/H]} \le -0.95$的富N场星的$α$ -元素丰度和铁峰元素丰度与银河系场星的值一致，而不是矮星系的恒星，表明它们是就地形成的。此外，富N场星的中子俘获元素表明，它们中的大多数可以被质量在$3 - 5\, M_{\odot}$附近的渐近巨星分支（AGB）星富集。
2021-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying substructure associations in the Milky Way halo using chemo-kinematic tagging
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究通过化学-动力学标记方法识别银河系晕中子结构关联，发现44%的球状星团具有吸积起源，并确认多个流-前体关联。
2025-10-30 astro-ph.GA
Purveyors of fine halos. II. Chemodynamical association of halo stars with Milky Way globular clusters
我们目前的化学动力学之间的联系，目前的银河系晕场恒星人口和银河系球状星团（GC）使用的数据集，结合信息从$\rm{\it Gaia}$空间任务和斯隆数字巡天（SDSS-IV，DR 14）。此外，我们纳入了一个样本的晕巨星与一个独特的化学签名（强CN bandheads），类似的轻元素异常，否则只看到在第二代GC恒星星族。使用三种不同的标记技术，我们可以成功地建立在8个GC附近的151个潮外星之间的独特的协会。此外，我们还对CN-强巨星样品中约$62\%$的可能来源进行了追踪，发现它们可能是其宿主星系团。几个参与的GC已经与盖亚-恩克拉多斯和红杉的合并事件联系起来。通过在17颗CN强恒星及其周围磁场之间建立运动学和化学联系，我们可以识别出具有相同[Fe/H]的共同运动恒星群，这些恒星可能具有星团起源。我们发现了强有力的证据表明，四个CN-强恒星和他们的同事是连接到人马座流，而他们的严格限制[Fe/H]可能暗示在M 54的诞生地点。最后，我们提供了初步估计的第一代星团恒星的所有恒星中失去了晕的分数。在紧邻的集群附近，该值相当于$50.0\pm16.7\%$，而晕圈字段中的关联则意味着$80.2_{-5.2}^{+4.9}\%$。我们推测，如果通过光谱跟踪证明是真实的，这些数字之间的差异可能表明低质量星团对逃逸到晕中的恒星总数的主要贡献，或者，指向早期星团溶解期间第一代恒星的强烈质量损失…
2020-04-10 astro-ph.GA
A new set of chisels for Galactic archaeology: Sc, V and Zn as taggers of accreted globular clusters
化学标记是揭示恒星和球状星团（GC）起源的有力工具，特别是当动力学本身不能提供可靠的答案时。到目前为止，大多数$α$ -和中子捕获元素已经被用来区分出生在银河系（MW）和那些出生在外部环境，如矮星系的恒星。在这里，相反，我们使用铁峰元素丰度调查富含金属的球状星团样品的起源。通过均匀分析四个富金属GC巨星的高分辨率UVES光谱，（即NGC 5927，NGC 6388，NGC 6441，NGC 6496），我们发现虽然$α$ -元素Si和Ca对于所有四个GC具有相似的丰度比，而Ti和中子俘获元素（La、Ba和Eu）的丰度仅显示出微小的差异，而当考虑到某些铁峰元素（Sc、V和Zn）的丰度时，发现存在明显的差异。特别是，NGC 6388和NGC 6441中这些铁峰元素的丰度比明显低于NGC 5927和NGC 6496中测量到的丰度比（约0.5 dex），通过分析它们的轨道性质，可以清楚地确定它们是原位生成的MW星系团。这些测量结果表明，这些星系团形成的环境是不同的，并提供了强有力的证据支持NGC 6388和NGC 6441来自同一祖先的吸积起源。
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Red Giant Members of the Globular Cluster Palomar 5 with APOGEE and Gaia
本研究结合 APOGEE DR17 与 Gaia DR3 数据，通过位置、自行、HDBSCAN 聚类及化学标记识别 Pal 5 红巨星成员，并支持其潮汐星流存在密度变化。
2025-07-28 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XVIII. Proper-motion kinematics of multiple stellar populations in the core regions of NGC 6352
作为哈勃空间望远镜“银河系球状星团紫外遗产巡天“计划的一部分，我们分析了球状星团NGC 6352中多个恒星星族（mPOP）的径向分布和运动学性质。NGC 6352是少数几个在所有进化序列中都能清楚地看到mPOP标记的GC之一。我们计算了从星团核心到75角秒（$\sim$ 1.5核心半径，或$\sim$ 0.6半光半径）的恒星的高精度恒星自行。我们发现，在探索的区域中，第一代和第二代恒星具有相同的径向分布和运动学特性。速度色散，各向异性径向剖面，差分旋转，和能量均分的水平，都表明NGC 6352可能是在一个先进的演化阶段，和任何可能的差异，其mPOP的结构和运动学性质已被擦除的动力学过程中的核心集群。我们还提供了一个估计的质量蓝离散和主序星二进制通过运动学。在一般情况下，为了建立一个完整的动态图片，这和其他GC，这将是必不可少的扩展本文中提出的分析GC的外部区域的mPOP属性的初始差异的一些记忆，和那些印记的动态过程，可能仍然存在。
2019-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS) XXXI. The kinematics of intra-cluster globular clusters in the core of the Virgo cluster
簇内（IC）种群被认为是簇的等级组装的自然结果，但它们的低空间密度使它们难以检测和研究。我们提出了第一个明确的运动学检测的IC人口的球状星团（GC）的室女星系团，围绕中央星系，M87。这项研究的重点是室女座核心的NGVS测光和后续的光谱相结合，使我们能够拒绝前景星污染和探索GC运动学在整个室女座动力学范围。GC的运动学随着银河系距离的增加而逐渐变化，平均速度减小，速度色散增加，最终变得与$\mathrm{R>320\, kpc}$上的室女座矮星系的运动学无法区分。通过对M87晕和团簇内GC的运动学标记，我们发现：1）M87晕具有较小的分数（$52\pm3\%$）的蓝色集群相对于IC对应（$77\pm10\%$），2）$(g'-r')_{0}$与$(i'-z')_{0}$的色-色图显示，星系群比IC群更红，这可能是由于化学丰度和祖先质量的组成不同，ICGC的分布比M87更浅、更广，但仍集中在中心。ICGC的特定频率，$S_{N,\mathrm{ICL}}=10.2\pm4.8$，是与观察到的人口淬火，低质量星系在1~Mpc的集群的中心。因此，室女座中心的IC人口与通过相互作用被潮汐剥离或破坏的低质量星系的吸积成分一致，总质量为$\mathrm{M_{ICL,tot}=10.8\pm0.1\times10^{11}M_{\odot}}$。
2018-07-23 astro-ph.GA
Chemical tagging with APOGEE: Discovery of a large population of N-rich stars in the inner Galaxy
球状星团（GCs）的形成、星系核球或星系核球是银河系天文学中尚未解决的重要问题。对属于GC和银河系球区的大样本恒星进行均匀红外观测是研究这些问题的最佳途径之一。我们报告的发现，由APOGEE的人口的场星在银河系内部的N，C和铝的丰度，通常在GC星。新发现的恒星具有高的[N/Fe]，它与[Al/Fe]相关，与[C/Fe]反相关。它们均匀地分布在同一体积内的其他场星上，在运动学上无法区分。它们的金属丰度分布似乎是单峰的，峰值在[Fe/H]~-1，因此与银河系GC系统的分布不一致。我们的结果可以用不同的场景来理解。富氮星可能是溶解的GC的前成员，在这种情况下，被破坏的GC的质量超过幸存的GC系统的质量约8倍。在这种情况下，所谓的“第一代”恒星所包含的总质量不能比“第二代”恒星的总质量大约9倍，而且肯定更小。相反，我们的研究结果可能意味着“第二代”恒星和GC之间没有强制性的遗传联系。最后，但并非最不重要的是，富氮恒星可能是银河系中最古老的恒星，是银河系中心形成的第一代恒星化学富集的副产品。
2016-06-17 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XXIV. Differences in internal kinematics of multiple stellar populations
我们对银河系球状星团中多个恒星星族（mPOP）的运动学性质的了解与我们对它们的化学和光度特征的了解相比仍然有限。这种限制是由于缺乏对这一专题的全面观察调查。在这里，我们提出了第一个均匀的运动学分析的mPOP在56个GC的基础上高精度自行计算与哈勃太空望远镜的数据。我们专注于红巨星分支恒星，mPOP标记更清晰，并测量了属于第一代（1G）和第二代（2G）的恒星的速度色散。我们发现，1G星一般是运动学各向同性，即使在半光半径，而2G星是各向同性的中心，并成为径向各向异性之前的半光半径。径向各向异性是由2G恒星相对于1G人口的较低切向速度色散引起的，而运动的径向分量是可比的。我们还展示了可能的证据表明mPOP的运动学特性受到银河潮汐场的影响，证实了之前的观测和理论结果，表明外部潮汐场的强度与mPOP的某些特性之间存在关系。虽然仅限于GC的中心区域，我们的分析导致新的见解mPOP现象，并提供了动力，为未来的观测研究的内部运动学mPOP。
2023-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic Signatures of Extra-Tidal Stars Around the Globular Clusters NGC 6656 (M22), NGC 3201 and NGC 1851 from RAVE
对球状星团的恒星星族研究表明，银河系中最明亮的星团实际上可能是矮球状星系的残余核。如果现在的银河系球状星团是在更大的恒星系统中形成的，它们很可能被潮汐外的晕和/或尾巴所包围，这些晕和/或尾巴是由从它们的母系统中潮汐剥离的恒星组成的。因此，球状星团周围的恒星环境是寻找古老矮星系遗迹的最佳地点之一。本文试图在富含超新星的球状星团M22和NGC 1851以及运动学上独特的星团NGC 3201周围寻找潮汐碎片。从径向速度实验（RAVE）的恒星参数被用来识别与RAVE金属丰度，径向速度和元素丰度的恒星一致的丰度模式和性质的恒星在M22，NGC 1851和NGC 3201。报告了可能与M22和NGC 1851有关的RAVE星的发现，其中一些星距离这些星团的核心约10度。大量与NGC 3201相关的RAVE恒星表明，要么这个星团的潮汐半径被低估了，要么有一些未被束缚的恒星从星团半径的边缘延伸了几个角分。没有发现更多与NGC 3201有关的潮外星。RAVE星明亮的星等使它们很容易成为高分辨率后续观测的目标，最终允许进一步的化学标记以固化（或排除）星团潮汐半径以外的恒星作为潮汐碎片。在NGC 1851和NGC 3201周围区域的径向速度直方图中，可以看到230 km/s的恒星峰值，与半人马座欧米伽的扩展潮汐碎片一致。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A stellar census in globular clusters with MUSE: Multiple populations chemistry in NGC 2808
银河系球状星团（GC）现在已知的主机显示特定的丰度变化的多个人口。GC内的不同群体可以根据它们在伪双色图中的位置很好地区分，也称为“染色体图谱”。这些地图是利用哈勃太空望远镜（HST）对GC进行紫外线巡天的光学和近紫外线光度测量绘制的。然而，由于HST光度测量和元素丰度都只适用于有限数量的恒星，因此在染色体图中对各种种群进行化学标记的工作受到阻碍。作为MUSE对球状星团巡天的一部分收集的光谱提供了与覆盖GC中心区域的HST测光表对应的光谱。在本文中，我们使用1115红巨星分支（RGB）在NGC 2808的恒星的MUSE光谱，以表征在这个集群的多个人口的丰度变化。我们使用NGC 2808的染色体图将RGB星划分为各自的种群。然后，我们结合属于一个给定的人口的所有恒星的光谱，导致一个高的信噪比光谱代表每个人口。O、Na、Mg和Al的谱线的变化在四个种群中被清楚地检测到。为了量化这些变化，我们测量了等效宽度差，并创建了合成种群谱，用于确定相对于集群的原始种群的丰度变化。我们的结果是在良好的协议与预期的值从以前的研究的基础上高分辨率光谱。我们在Ca、K和Ba的谱线中没有看到任何显著的变化。我们也没有发现属于NGC 2808原始种群的恒星之间的丰度变化。
2019-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The in situ origin of the globular cluster NGC 6388 from abundances of Sc, V, and Zn of a large sample of stars
球状星团（GCs）的化学标记通常使用α元素的丰度来完成。铁峰元素Sc，V，特别是Zn被提议作为α元素的替代品，以标记在富含金属的制度中吸积的GC，其中矮星系人马座及其GC显示出相对于银河系恒星这些较重物种的特别显着的丰度不足。NGC 6388中的少数恒星被用来暗示这个GC的吸积起源，与动力学的结果相矛盾。我们通过使用NGC 6388中的大样本恒星来测试铁峰方法的效率，与银河系盘和凸起中的数千颗场星进行比较。我们对NGC 6388的Sc（185颗星）和V（35颗星）的丰度比与具有类似金属丰度的场星的平均值相差约1.5 sigma，并且它们与Zn（31颗星）的丰度比完全一致，Zn被认为是吸积模式中最敏感的元素。此外，化学动力学图，再加上银河系中GC的分叉年龄-金属丰度关系，清楚地排除了NGC 6388与吸积GC群的任何关联。使用大量的GC丰度从文献中，我们还表明，新的方法与Sc，V，和Zn似乎是有效的拿起GCs相关的人马座矮星系。这是否也是普遍真实的吸积GC似乎不太明显，它应该验证与更大的和均匀的恒星样本都在外地和GC。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy and photometry of the least-massive Type-II globular clusters: NGC1261 AND NGC6934
最近的工作揭示了两类球状星团（GC），称为I型和II型。II型GC的特征是由不同金属丰度的恒星组成的蓝-和红-红巨星分支，通常伴随着慢中子捕获元素（s-元素）的不同丰度。在这里，我们继续化学标记的第二类GC增加了两个最小的质量集群，NGC 1261和NGC 6934。基于光谱学和光度学，我们发现NGC 1261中的红色恒星的[Fe/H]略有增加~0.1 dex，并确认NGC 6934中的红色恒星的铁增加~0.2 dex。无论是NGC 1261还是NGC 6934都没有显示出S-元素的内部变化，这表明发生S-过程富集的GC质量阈值。我们发现了一个显着的相关性之间的额外的铁锁定在红色恒星的II型GC和现今的质量的集群。然而，大多数II型GC保留了SNe II产生的一小部分铁，低于2%; NGC 6273，M54和欧米茄半人马座是显着的例外。在附录中，我们第一次推断了位于人马座矮星系核中的GC M54中的镧的化学丰度，镧被认为是s元素的代表。红序星的[La/Fe]略增0.10 \pm 0.06 dex，与大多数II型GC的大[La/Fe]扩散形成对比。我们认为，不同的过程是负责富集铁和S-元素的II型GC。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A deep dive into the Type II Globular Cluster NGC 1851
本文结合HST、地面与Gaia测光解析NGC 1851的多重恒星族群，揭示其s过程、CNO及轻元素丰度差异，并刻画内外空间分布与恒星晕结构。
2023-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking Photometry and spectroscopy: profiling multiple populations in globular clusters
本研究结合38个球状星团的多波段测光与光谱数据，构建带精确星族标记的恒星化学丰度数据集，分析多类元素变化规律，证实星团质量与轻元素、铁等元素弥散及锂耗竭的相关性，为球状星团多星族研究提供重要观测支撑。
2025-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
M92 (NGC~6341) Is a Metal-Complex Globular Cluster with an Atypical Primordial Population
本研究使用自有测光系统分析球状星团M92，发现其包含贫金属与富金属两组星族，且贫金属组中原初星族异常占主导，需显著的镁氧消耗与氦增强来解释，暗示M92可能是矮星系并合遗迹。
2023-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed chemical abundance analysis of the thick disk star cluster Gaia 1
星团，特别是那些在盘-球-晕界面上的天体，尽管携带着关于银河系形成和结构的重要信息，但迄今为止还没有得到很好的图表。在这里，我们提出了一个详细的化学丰度研究最近发现的对象盖亚1。光度测定法先前认为它是一个中等年龄，中等金属含量的系统，尽管其年龄和金属丰度的确切值在文献中仍然模糊不清。我们测量了四个红巨星成员中14种元素的详细化学丰度，从高分辨率（R=25000）光谱中确定盖亚1是与厚盘相关的物体。由此得到的平均Fe丰度为$-0.62\pm$ 0.03（统计）。$\pm$ 0.10（系统）dex，其比文献中先前光谱所指示的更贫金属，但其与等时线拟合的值完全一致。我们发现，盖亚1是适度增强的$α$ -元素，这使我们能够巩固其成员通过化学标记厚盘。该星系团的Fe峰和中子捕获元素与富金属盘上发现的元素相似，后者表明了某种程度的$s$过程活动。铁和其他重元素没有明显的扩散，而我们发现Na，Mg和Al的轻元素变化的证据。尽管如此，传统的Na-O和Mg-Al（反）相关性，通常见于旧的球状星团，在我们的数据中没有看到。这证实了盖亚1是一个质量大而明亮的疏散星团，而不是一个低质量的球状星团。最后，对目标恒星的轨道计算支持了我们对盖亚1号目前与厚盘成员关系的化学发现，尽管目前还不清楚是什么机制将其置于那个位置。
2017-09-12 astro-ph.GA
Two faces of Gaia-Sausage-Enceladus: Mining the chemical abundance space with graph attention networks
INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；INAF - IASF-Milano（意大利国家天体物理研究所米兰天文物理研究所）；University of Birmingham（伯明翰大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
本文利用高维化学丰度数据和图注意力网络，揭示银河系银晕中两个化学特征显著的子结构，通过分析化学丰度、能量和角动量分布，提出简单的吞噬模型解释两个化学不同的星团。
2026-02-02 astro-ph.GA
A chemo-dynamical link between the Gjöll stream and NGC 3201
最近对盖亚第二次数据发布的分析揭示了银河系周围的一些新的恒星流。有人认为其中的一个星流Gjöll与球状星团NGC 3201有关，但到目前为止，这种关联只是基于星流的运动学。在这项工作中，我们确定了盖亚数据中的五个可能的流成员，这些成员足够明亮，可以用麦克唐纳天文台的哈兰·J·史密斯望远镜进行高分辨率光谱跟踪。一颗恒星根据其径向速度被排除在成员之外。对其余四个运动学成员的简要分析显示，其中两颗恒星与NGC 3201有很好的化学匹配，这是由它们相似的Al和$α$元素丰度驱动的。在剩下的两颗中，一颗与NGC 3201没有化学相似性，可能是一颗不相关的银河系晕场星，而另一颗显示出类似的Al丰度，但$α$元素丰度略低。在Gjöll流中的恒星与NGC 3201的化学标记证实了这种关联，并提供了银河系分层形成的直接证据。
2020-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen-enriched, highly-pressurized nebular clouds surrounding a super star cluster at cosmic noon
本研究借助强引力透镜效应，分析Sunburst Arc星系中年轻超星团的观测数据，构建其与周围星云的物理模型，发现富氮高压致密云团并提出其起源假说，为球状星团多星族问题提供新线索。
2023-11-06 astro-ph.GA
A Young Super Star Cluster Powering a Nebula of Retained Massive Star Ejecta
本文提出透镜星系 Sunburst 中的 Godzilla 是一个约 4-6 Myr、质量约 2×10⁶ M⊙ 的年轻超级星团，其驱动的高密度星云富集 N、He 和 O，表明恒星风与超新星抛射物被完全滞留并混合，对球状星团多星族形成具有启示意义。
2024-09-04 astro-ph.GA
The chemo-dynamical complexity of ω Centauri: different kinematics for different populations
Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Observatoire Astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；Centre national d’études spatiales (CNES)（法国国家空间研究中心）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台LIRA实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞吉-蓬图瓦兹大学）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Dipartimento di Tecnica e Gestione dei Sistemi Industriali, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学工业系统技术与管理系）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
研究ω人形星团中不同化学亚群体的空间和动力学特征，揭示其复杂的形成历史。
2026-09-09 astro-ph.GA
A Detailed Chemical Study of the Extreme Velocity Stars in the Galaxy
本文通过对16颗候选晚型超高速恒星进行高分辨率光谱观测和化学丰度分析，结合运动学与轨道积分，发现其中仅一颗不受银河系束缚，且这些恒星在化学上均与恒星晕起源一致。
2024-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparative Study Between M30 and M92 : M92 Is A Merger Remnant With A Large Helium Enhancement
本文比较M30与M92的化学丰度和星族特征，发现M92具有双峰金属丰度、ΔY约0.05的氦增丰及不同[Eu/Fe]，主张其为两个球状星团的并合遗迹。
2023-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey. XXVI. Chemical abundances of subgiant stars of the extremelymetal-poor stream C-19
本文通过对C-19极贫金属流亚巨星恒星进行高分辨率光谱观测和化学丰度分析，结合似然模型确认了12颗成员星，测定其平均金属丰度为-3.1，并论证C-19最可能起源于一个被瓦解的极贫金属球状星团。
2024-12-30 astro-ph.GA
