Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge: new abundances of older objects
鉴于行星状星云的性质，它们的寿命非常短，迄今为止得出的化学丰度有一个自然的偏向，有利于年轻的天体。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样本的老PNE位于银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括更老，更弱的物体，这些物体位于行星状星云光度函数（PNLF）的暗端。结果表明，我们的样品的丰度低于我们以前的工作。此外，星系核球的平均丰度并不遵循观测到的径向丰度梯度的趋势。这些结果与我们小组最近开发的银河系化学演化模型一致。
2011-09-27 astro-ph.GA
A Catalogue of Planetary Nebulae Chemical Abundances in the Galactic Bulge
该研究利用甚大望远镜FORS2光谱，测定了银河系核球124个行星状星云的化学丰度，其中34个为首次测定，新增约14%样本，数据经验证稳健可靠，是目前最大的高质量核球PNe丰度独立数据集。
2023-11-03 astro-ph.GA
HERBS II: Detailed chemical compositions of Galactic bulge stars
这项工作探讨了银河系隆起的详细化学使用的HERMES光谱仪的英澳望远镜。本文给出了832颗红巨星分支星和团簇星在纬度$b=-10^{\circ}, -7.5$和$-5^{\circ}$的13种元素的丰度比。我们的研究结果表明，没有丰度比随纬度变化显着。我们还观察到{ \color{red}盘状} [Na/Fe]丰度比，这表明凸起不包含氦增强的人口中观察到的一些球状星团。因此，氦增强并不是在隆起中观察到的双红团的可能解释。我们确认，主要是遵循在磁盘中观察到的丰度趋势的凸起星。然而，这种相似性并没有在所有元素和金属丰度制度中得到证实。在[Fe/H] $\lesssim -0.8$的更多贫金属的凸起人口是增强的核心塌陷超新星（SNeII）相关的元素。此外，[La/Eu]丰度比表明更高的$r$ -过程的贡献，并可能更高的恒星形成相比，磁盘的凸起。这突出了凸起的复杂演变，这应该进一步研究，无论是在建模方面，还是在银河系内部的额外观测中。
2019-04-03 astro-ph.GA
Detailed near-IR stellar abundances of red giants in the Inner Bulge and Galactic Center
由于它们的极端拥挤和高度和可变的消光，银河系隆起中的恒星，在银河平面的+-2度范围内，特别是那些在核星团中的恒星，很少被针对它们的详细丰度进行分析。对于这些恒星丰度的上限也有一些分歧。现在可以获得高色散，高S/N光谱在红外K波段（2.0-2.4微米）的这些巨人，我们报告我们的进展，在凯克和VLT在使用这些光谱来推断这个恒星星族的组成。
2017-08-30 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: low-alpha element stars in the Galactic Bulge
我们利用Gaia-ESO Survey iDR 4膨胀数据来寻找丰度异常，这些异常可以揭示银河系膨胀的复合性质。α-元素（镁，硅，只要有，钙）的丰度，和他们的趋势与铁丰度已被分析了总共776颗球星。此外，还研究了铝的丰度及其与Fe和Mg的比值。我们的分析揭示了低α元素丰度恒星的存在相对于标准的凸起序列在[α/Fe]与[Fe/H]平面。18个物体的[α/Fe]相对于中位标准值的偏差范围为2.1至5.3 σ。这些恒星没有显示出镁铝反相关模式。顺便说一下，这一存在多个恒星星族的迹象是第一次在核球球状星团NGC 6522中得到可靠的报道。已确认的低α丰度恒星具有与薄盘相一致的化学模式。它们与大质量矮星系吸积的联系似乎不太可能，因为预计α丰度和Al会有更大的偏差。我们的研究结果加强了凸起复合材料的性质和复杂的形成过程。所使用的方法，多方法和模型驱动的高分辨率数据分析似乎是揭示这种复杂性的关键。
2017-02-15 astro-ph.GA
Detailed abundances for M giants in two inner bulge fields from Infrared Spectroscopy
利用Keck II望远镜上的NIRSPEC红外光谱仪，在R= 25，000的范围内，对银河系内两个球区（l，b）=（0，-1.75）度和（l，b）=（1，-2.65）度的30 M巨星进行了丰度分析。我们发现铁丰度<[Fe/H]>=-0.16 +/- 0.03 dex，1-sigma分散度为0.12 +/- 0.02，<[Fe/H]>=-0.21 +/- 0.02 dex，1-sigma分散度为0.09+/- 0.016，分别为（1，b）=（0，-1.75）和（1，b）=（1，-2.65）deg场。与所有先前的研究一致，我们发现[α/Fe]增加了+0.3 dex。我们确认，缺乏任何主要的垂直丰度或成分梯度在最里面的~600 PC之间的Baade的窗口和150 PC从银河系平面。我们还证实，已知的增强α元素之间观察到的500和1000 pc的核心也存在于体积的内部凸起，因此可以被推定为一个一般特征的凸起/酒吧星在1千秒差距的银河系中心。
2011-12-01 astro-ph.GA
Planetary nebulae in the inner Milky Way II: the Bulge-Disk transition
在这项工作中，行星状星云的样本位于内盘和凸起的银河系是为了找到银河系的距离，更好地分开这两个群体，从丰度的角度来看。统计距离尺度被用来研究整个磁盘隆起界面的丰度分布。用Kolmogorov-Smirnov检验找出这些区域的化学性质较好分离的距离。统计分析的结果表明，平均而言，内部种群的丰度低于外部种群。此外，对于$α$ -元素丰度，内部人口不遵循磁盘径向梯度朝向银河系中心。根据我们的研究结果，我们建议在1.5千秒差距的凸起磁盘接口，标志着星系的凸起和内盘之间的过渡，所定义的中间质量人口。
2011-01-17 astro-ph.GA
Alpha element abundances and gradients in the Milky Way bulge from FLAMES-GIRAFFE spectra of 650 K giants
我们在ESO甚大望远镜上获得了650颗凸出红巨星分支（RGB）恒星的FLAMES-GIRAFFE光谱（R= 22，500），并进行了光谱合成以测量Mg，Ca，Ti和Si的丰度。该样本由474颗巨星组成，沿着银河系球核的短轴在纬度b=-4，b=-6，b=-12的3个区域观测。另外176颗恒星属于一个包含球状星团NGC 6553的区域，沿着长轴与其他三个区域相距b=-3和5度。我们的研究结果证实，与大量的统计数据，银河系的凸起和厚盘，这都是增强α元素相比，薄盘之间的化学相似性。在相同的背景下，我们分析了不同凸起区域的[alpha/Fe]与[Fe/H]趋势。最富金属的恒星，在b=-4时显示出较低的[α/Fe]比，在银河系高纬度处消失，这与观测到的核球中的金属丰度梯度一致。贫金属星（[Fe/H]<-0.2）在不同的核球位置表现出明显的均匀性。我们得到了进一步的约束银河系的形成方案。一个贫金属的组成部分化学上无法区分厚盘暗示了快速和早期形成的凸起和厚盘。这样的一个组成部分没有显示任何变化，无论是在丰度或运动学，在不同的凸起区域。一个富含金属的组成部分，显示低[α/Fe]类似的薄盘消失在较大的纬度。这使我们能够跟踪通过快速早期合并形成的组件（经典的凸起）和一个磁盘/酒吧组件形成更长的时间尺度。
2011-03-31 astro-ph.GA
Separating the conjoined red clump in the Galactic Bulge: Kinematics and Abundances
我们已经使用AAOMEGA摄谱仪获得了714颗恒星的R $\sim 1500$光谱，这些恒星是Plaut Window银河系隆起区$(l,b)=0^{\circ},-8^{\circ}$中两个红色团块的成员。根据Mg $b$指数测量的径向速度或丰度，我们没有发现团块种群之间的差异。速度分散有一个强烈的趋势与镁$b$指数金属丰度，在这个意义上的速度分散在较高的金属丰度下降。我们还发现了一个强大的趋势，平均径向速度与丰富。我们的红团样本显示了具有[Fe/H] $<-1$的恒星的明显不同的运动学，这可能归因于少数经典凸起或内晕人口。两个集团之间的过渡是顺利的。我们的样品的化学动力学性质让人想起那些银河系球状星团系统。如果正确的话，这就证明了没有隆起/晕二分法和相对快速的恒星形成历史。大调查的组成和运动学的隆起丛和红巨星分支需要进一步确定这些趋势。
2011-04-05 astro-ph.GA
Chemical abundance ratios for the bulge of M31
该研究通过分析M31核球光谱，测量C、N、Na及α元素丰度比，发现其与早型星系相似，支持核球快速形成假说。
2025-02-25 astro-ph.GA
HERBS I: Metallicity and alpha enhancement along the Galactic bulge minor axis
为了更好地了解银河系核球的起源和演化，我们利用英澳望远镜上的HERMES摄谱仪对核球红巨星分支星和团簇星进行了观测。我们的目标是具有预先确定的凸起成员的ARGOS巡天星，涵盖了全部金属丰度分布函数。光谱的信噪比与GALAH调查相当，并使用与GALAH调查相同的方法进行分析。在这项工作中，我们提出的调查设计，恒星参数，分布的金属丰度和α元素丰度沿小隆起轴在纬度$b$ = $-10^{\circ}, -7.5^{\circ}$和$-5^{\circ}$。我们对ARGOS星的分析表明，ARGOS金属丰度分量的质心应该位于距离$\approx$ 0.09 dex更近的位置。$α$-元素丰度的垂直分布与不同金属丰度组分的不同贡献一致。靠近平面，α丰度比较低，因为富含金属的人口占主导地位。在高纬度地区，α丰度比随着贫金属恒星数量的增加而增加。然而，我们发现，相对于金属丰度的α富集的趋势是独立的纬度。我们的结果与GALAH DR 2的结果的比较表明，对于[Fe/H] $\approx -0.8$，隆突与高$α$盘群体具有相同的丰度趋势。然而，与盘/晕相比，贫金属凸起群（[Fe/H] $\lesssim -0.8$）显示出增强的α丰度比。这些观察结果表明，在隆起中的化学演化相当迅速，并且贫金属的隆起人口与金属更丰富的人口并不具有相同的相似性。
2019-03-22 astro-ph.GA
Manganese abundances in Galactic bulge red giants
锰主要是在硅爆炸燃烧过程中产生的，在不完全的硅燃烧区，并取决于几个核合成环境条件，如质量削减之间的物质喷射和回落到残余，电子和中子过剩，混合回落，和爆炸能量。锰也以Ia型SNe的形式产生。本工作的目的是研究56颗球巨星中铁峰元素Mn的丰度，其中13颗是红团簇星。检查沿短轴的四个凸起区域。研究Mn-over-Fe的丰度作为银河系核球中金属丰度的函数，可能有助于阐明其产生机制。使用甚大望远镜上的FLAMES+UVES摄谱仪获得了高分辨率光谱。这些光谱是在一个使用GIRAFFE摄谱仪观测800颗恒星的计划中获得的，同时还有目前的UVES光谱。我们的目标是确定锰的化学演化，作为金属丰度的函数，在银河系的凸起。在[Fe/H]~-1.3时，[Mn/Fe] ~-0.7，在接近太阳的金属丰度时，[Mn/Fe] ~-0.7，在-0.7<[Fe/H]<-0.2附近，与核球星Mn的研究结果一致。与化学演化模型也有很好的一致性。我们没有发现明显的差异，在行为的四个凸出领域。虽然[Mn/Fe]与[Fe/H]可以与厚盘星的行为相一致，但[Mn/O]与[O/H]的行为在金属丰度较高时与厚盘星平行，表明凸起富集可能与厚盘星不同。
2013-10-15 astro-ph.GA
Zinc abundances in Galactic bulge field red giants: implications for DLA systems
恒星中的锌是一个重要的参考元素，因为在阻尼莱曼α系统的研究中，它是铁的替代物，允许比较核球恒星星族和DLAs的化学演化历史。在核合成方面，它表现为α元素，因为它在贫金属恒星中得到增强。本工作的目的是从高分辨光谱中获得56颗球巨星的铁峰元素Zn丰度。这些结果进行了比较，从其他膨胀样品的数据，以及从磁盘和晕星，阻尼莱曼α系统，为了更好地了解在这些环境中的化学演化。在甚大望远镜上使用FLAMES+UVES获得了高分辨率光谱。我们发现在-1.3 < [Fe/H] < -0.5范围内[Zn/Fe]=+0.24+-0.02，在-0.5 < [Fe/H] <-0.1范围内[Zn/Fe]=+0.06+-0.02，而对于[Fe/H] >-0.1，它显示-0.60 < [Zn/Fe] <+0.15的扩展，其中大多数恒星的[Zn/Fe]<0.0。这些低锌丰度在高金属量端的凸起定义了一个下降的趋势[Zn/Fe]与金属量的增加。与锌丰度DLA系统的比较，其中灰尘贫化校正适用于锌和铁。最后，我们提出了一个化学演化模型的Zn富集在大规模的球体，代表了一个典型的经典的隆起。
2015-06-04 astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from hi-res optical spectra: I. O, Mg, Ca, and Ti in the Solar neighborhood and Kepler field samples
星系核球是我们星系的重要组成部分，但它很难被观测到，因为它既遥远又被盘中的尘埃覆盖。因此，不存在许多具有大波长覆盖范围的核球星的高分辨率光谱，其测定的丰度可以与附近类似分析的恒星样品进行比较。我们的目标是确定，化学演化模型，所以重要的α元素的一个样品的凸巨星使用高分辨率的光谱与大波长覆盖。发现的丰度将与从当地薄盘和厚盘中类似恒星的类似光谱中类似导出的丰度进行比较。在这第一篇论文中，我们专注于太阳邻域参考样本。我们使用光谱合成来获得恒星参数以及本地以及膨胀样品的巨星的元素丰度。特别注意基准我们的方法确定恒星参数对独立测量的有效温度角直径测量和表面重力从asteroseismology。在这第一篇论文中，我们提出了用于确定恒星参数以及元素丰度的方法，评估它们，并提出了我们的本地磁盘样本的291个巨星的结果。当将我们确定的光谱温度与角直径测量结果进行比较时，我们重现了这些结果，系统差为+10 K，标准差为53 K。分光重力与星震学测定的重力相同，系统偏移为+0.10 dex，标准差为0.12 dex。当谈到丰度趋势时，我们的本地盘巨星样本与其他分析太阳附近矮星的工作密切相关，表明更明亮的巨星和经常使用的矮星一样是很好的丰度探测器。
2016-11-16 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VI. Age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
我们提出了一个详细的元素丰度研究的90 F和G矮星，关闭和亚巨星在银河系核球。根据引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，确定了恒星年龄和11种元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Zn，Y和Ba）的丰度。我们发现银河系球核有一个宽的金属丰度分布，在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有显著的峰值。我们还发现了很大一部分中龄到年轻的恒星：在[Fe/H]>0时，超过35%的恒星年龄小于8 Gyr。当[Fe/H]<-0.5时，大多数恒星都是10 Gyr或更老。我们还确定了几个事件时，显着的恒星形成在隆起发生：3，6，8，和12 Gyr前。我们进一步发现，“膝”的α元素丰度趋势的亚太阳金属丰度隆起位于约0.1德克斯高[Fe/H]比在当地厚盘。银河核球具有复杂的年龄和丰度特性，似乎与银河系主要的恒星星族紧密相连。特别是，在金属丰度分布的峰值，恒星形成的情节，和丰度的趋势，显示与银河系薄和厚盘的属性相似。与此同时，在凸出区域之外还有一些看不到的其他成分，这些成分很可能与银河酒吧有关。例如，恒星形成的速度似乎在凸起中比在局部厚盘中稍快，这很可能是更接近银河系中心的致密恒星环境的指示。我们的研究结果加强了观测证据，支持银河系凸起的长期起源的想法，形成了其他主要的银河系恒星星族存在于我们的银河系中心区域。
2017-07-10 astro-ph.GA
The origin of stellar populations in the Galactic bulge from chemical abundances
在这项工作中，我们研究的形成和化学演化的银河系的隆起，特别关注的丰度模式（[Mg/Fe]与[Fe/H]），金属丰度和年龄分布函数。我们认为详细的化学演化模型的银河系的凸起和内部盘，与这些组件和凸起的恒星的起源之间的连接，目的是脱落光。特别是，我们首先提出了一个模型，假设一个快速和激烈的恒星形成，与大多数的球星形成的时间尺度小于1 Gyr。然后，我们分析了两个不同的恒星星族在隆起的可能性，所建议的盖亚-ESO和APOGEE数据。这两个族群，一个是贫金属族群，另一个是富金属族群，可能有两个不同的起源：i）富金属族群是在核球的恒星形成速率停止约2.5亿年后形成的，或ii）富金属族群是由在内部盘形成的恒星组成，并由棒的早期长期演化带入核球。我们还研究了多个恒星爆发的情况下，随之形成的多个人口的隆起，所建议的微透镜恒星的研究。在比较模型结果和观测结果后，我们认为最有可能的情况是有两个主要的恒星星族，都主要由老恒星（> 10 Gyr）组成，富金属和年轻的一个由内部薄盘星形成，与运动学论点一致。然而，根据动力学模拟，我们不能完全排除第二个人口形成后，停止在恒星形成过程中的隆起演化，使所有的恒星形成原位。
2019-06-21 astro-ph.GA
Abundances of disk and Bulge giants from high-resolution optical spectra III. Sc, V, Cr, Mn, Co, Ni
上下文最近对突出部的观察，例如，它的X形，圆柱形的恒星运动，以及年轻恒星的潜在比例，表明它是通过盘的长期演化形成的，而不是通过气体耗散和/或合并，如以前所认为的那样。目标。我们测量了6个铁峰元素（Sc，V，Cr，Mn，Co和Ni）的丰度在本地薄，厚盘以及隆起提供额外的观测约束星系形成和化学演化模型。方法.我们使用的高分辨率光谱的291 K巨星在本地磁盘主要是由FIES获得在NOT（信噪比（S/N）为80-100）和45 K巨星在VLT（S/N比为10-80）的UVES/FLAMES获得的膨胀。我们测量SME中的丰度，并将NLTE校正应用于[Mn/Fe]和[Co/Fe]比。为了区分薄的和厚的，我们使用恒星金属丰度，[Ti/Fe]比，和盖亚DR 2的运动学（自行和径向速度）。结果所观察到的磁盘趋势的V是更厚的磁盘增强，而钴磁盘的趋势显示了一个小的增强厚磁盘。V和Co的凸出趋势看起来甚至更增强。厚的磁盘，但在不确定性。[Ni/Fe]比值在厚盘和隆突中似乎略过剩。薄的磁盘，虽然差异很小。Sc、Cr和Mn的盘状和隆起趋势强烈重叠。结论.有些增强[（V，Co）/Fe]比值中观察到的隆起表明，当地厚盘和隆起可能经历了不同的化学富集和演化路径。然而，我们无法仅仅根据这些观察来预测凸起的确切进化路径。另一方面，银河系化学演化模型可以利用这些结果提供这一点。
2019-03-04 astro-ph.GA
Chemical evolution of the bulge of M31: predictions about abundance ratios
我们的目标是再现的化学演化的隆起的M31通过一个详细的化学演化模型，包括径向气流来自磁盘。研究了初始质量函数、恒星形成速率和核球形成时间尺度对恒星金属丰度分布函数的影响。我们计算了几种模型的化学演化使用的金属丰度分布的矮星作为观测约束的隆起的M31。然后，通过最佳再现金属丰度分布函数的模型，我们预测了几种化学元素（O，Mg，Si，Ca，C，N）的[X/Fe]与[Fe/H]关系。我们的最佳模型的M31的隆起通过一个强大的统计方法，并假定一个萨尔彼得初始质量函数，施密特-肯尼库特定律的恒星形成指数k = 1.5，恒星形成的效率为$\sim 15\pm 0.27\, Gyr^{-1}$，和一个下降的时间尺度为$\sim 0.10\pm 0.03$陀螺仪。我们的研究结果表明，M31的隆起形成非常迅速，通过强烈的恒星形成率和初始质量函数平坦比太阳附近，但类似于银河系隆起推断。在M31核球的恒星中，[$α$/Fe]比值在[Fe/H]的大部分范围内都应该很高，就像在银河系核球中观察到的那样。这些预测有待未来的数据来证明。
2014-10-27 astro-ph.GA
Elemental abundance ratios for the bulge of M31
INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕尔马大学）；Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN-Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所，天文学中心）
本研究结合多种光谱分析方法，分析M31核球多元素丰度径向趋势，发现其丰度模式类似大质量星系，支持核球主体形成于快速剧烈恒星形成事件的结论。
2025-11-19 astro-ph.GA
CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey V. Elemental abundances of the bulge globular cluster HP 1
该研究利用APOGEE-2光谱对核球星团HP 1的10颗红巨星进行丰度分析，揭示其元素丰度特征与多星族现象，首次发现Ca-Al可能关联，支持其为原位球状星团。
2025-03-05 astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from hi-res optical spectra: II. O, Mg, Ca, and Ti in the bulge sample
通过化学演化模拟，确定核球星的元素丰度有助于理解核球的形成和演化。最近，已经存在支持和反对与局部厚盘相比具有不同的[ $α$ /Fe]对[Fe/H]-趋势的隆起的权利要求，这可能意味着与局部厚盘相比隆起的形成时间尺度更快或至少不同。我们的目标是确定的氧，镁，钙和钛的丰度在46个凸起的K-巨星，其中35个已经分析了氧和镁在以前的作品，并比较它们均匀确定的元素丰度的本地磁盘样本的291 K-巨星。我们使用光谱合成来确定恒星参数以及这里分析的核球星的元素丰度。这一方法与本系列论文Ⅰ中对291颗K巨星的比较样品的分析方法完全相同。与之前对我们样本中35颗恒星的分析相比，我们发现当[Fe/H]>-0.5时，[Mg/Fe]较低，因此与[O/Mg]随[Fe/H]增加而下降的结论相矛盾。相反，我们看到一个常数[O/Mg]在所有观察到的[Fe/H]在凸起。此外，我们没有发现证据表明，与我们两个样品中的局部厚盘相比，凸起中的α-铁趋势具有不同的行为。
2016-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances in bulge stars from high-resolution, near-IR spectra I. The CNO elements observed during the science verification of CRIRES at VLT
银河系核球的形成和演化还没有被很好地理解，它的分类也很模糊。然而，限制可以通过研究核球星中关键元素的丰度来获得。本研究的目的是确定CNO的化学演化，和一些其他元素的恒星在银河系的隆起，并讨论的灵敏度推导出的丰度从分子线。使用VLT/CRIRES记录H带的高分辨率近红外光谱。由于在朝向凸起的视线中的高且可变的视觉消光，优选在近红外中进行分析。CNO丰度可以同时从观察到的波长范围内的许多分子线确定。Baade窗口中的三颗巨星是CRIRES观测到的第一批核球星。我们特别确定了CNO丰度，不确定度小于0.20德克斯，从CO，CN和OH线。由于恒星基本参数的不确定性，特别是Teff，推导出的CNO丰度的系统不确定性是显着的，推导出的丰度的敏感性的详细讨论。我们发现近红外和光学确定的O，Ti，Fe和Si丰度之间的良好协议。我们的两颗恒星显示出太阳[C+N/Fe]，这表明这些巨星经历了第一次挖掘，氧丰度应该反映了巨星的原始丰度。这两颗巨星符合这张照片，在这张照片中，凸起和厚盘恒星的O丰度之间没有显着差异。我们的S丰度的测定是第一次为球星。所有恒星的高[S/Fe]值表明在核球演化的早期阶段有很高的恒星形成率。
2009-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 6522: A typical globular cluster in the Galactic bulge without signatures of rapidly rotating Population III stars
本文对老银河系核球球状星团NGC 6522的八颗潜在成员星进行了丰度分析。Chiappini等人（2011年）也曾研究过这些恒星，他们发现慢中子捕获元素的丰度比其他星团和类似金属丰度的场星都高，他们解释这反映了快速旋转的大质量第三星族恒星的核合成。与他们的分析相反，我们没有发现任何不寻常的中子捕获元素Sr，Y，Ba和Eu的增强，并得出结论，以前的索赔主要是由于没有适当考虑混合线。相反，我们发现NGC 6522是一个不起眼的球状星团，在相同的金属丰度（[Fe/H] = -1.15 +/- 0.16）下，其丰度趋势与其他银河系球状星团相当。这些恒星在化学上也类似于晕和球场星，具有相同的金属丰度，[Y/Ba]范围较小，α元素丰度正常。因此，我们在NGC 6522中没有发现任何快速旋转的第三星族恒星的化学特征的观测证据。
2014-08-01 astro-ph.GA
Gauging the Helium Abundance of the Galactic Bulge RR Lyrae Stars
我们报告的第一次估计的人口的RR天琴座恒星在银河系的隆起的他丰富。这是通过将最近的观测数据与最新模型进行比较来完成的。我们使用OGLE IV在内球区和VVV巡天在外球区发现的ab型RR型天琴座星的大样本。我们提出了Marconi等人计算的新模型的结果。（2017），表明基本RR Lyrics振荡器的最小周期取决于He含量。通过将这些模型与周期与有效温度平面中的观测结果进行比较，我们发现，大部分AB型RR型天琴座的凸起与原始He丰度Y=0.245一致，排除了显着的He富集人口。这项工作表明，氦含量的隆凸RR天琴座是不同的，从大部分的隆凸人口跟踪的红丛巨星，似乎是显着更多的氦丰富。
2018-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen evolution in the halo, thick disc, thin disc and bulge of the Galaxy
通过详细的化学演化模型与最近的观测结果的比较，我们研究了氮在星系晕、厚盘、薄盘和球中的演化。在这项工作中使用的模型已经被限制来解释的丰度模式的$α$-元素和晕，盘和隆起的恒星的金属丰度分布函数，在这里，我们采用它们来调查的起源和演化的N在不同的银河系组件。首先，我们考虑不同的产量和研究的重要性，提出了各种渠道的N生产。其次，我们应用参考模型研究了银盘和球核的演化。我们的结论是：i）旋转的大质量恒星产生的原生N需要在低金属丰度下重现log（N/O）和[N/Fe]比率的平台，以及来自低质量和中等质量恒星的次生和原生N，以重现薄盘的数据。ii）平行模型可以很好地解释厚盘和薄盘中N丰度的演化;我们证实厚盘的演化速度比薄盘快得多，与其他化学元素丰度模式的结果一致。iii）最后，我们提出了新的模型预测的N演化在银河系核球，我们表明，在核球恒星的观测可以解释，如果大质量恒星旋转快，在早期阶段的星系演化，在协议的结果，从丰富的碳模式。
2021-09-08 astro-ph.GA
The bimodal [Mg/Fe] versus [Fe/H] bulge sequence as revealed by APOGEE DR14
银河系核球具有双峰金属丰度分布函数：不同的运动学、空间和潜在的年龄分布表征了贫金属和富金属组分。尽管观察到这种二分法，认为这些恒星的形成通道不同，但到目前为止，在$α$ -丰度与金属丰度平面上，凸起恒星的分布被发现是一个相当平滑的单一序列。我们使用的数据从第十四次发布的APOGEE光谱巡天（DR 14）调查的分布在镁丰度（作为示踪剂的$α$ -元素）-与金属丰度平面的样本恒星被选择在内部区域的隆起。使用一组数据和管道标记从DR 14中选择干净的样品，以确保其基本参数和元素丰度的质量。另一个选择是利用计算出的分光光度距离来选择一个可能的核突星样本，作为那些具有${\rm R_{GC}\leq 3.5~kpc}$的恒星。我们采用镁丰度作为清洁样品的$α$丰度替代，因为它已被证明是由APOGEE光谱数据产品管道ASPCAP确定的最准确的$α$元素。从[Mg/Fe]-对-[Fe/H]平面上的凸出样品的分布，我们发现该序列是双峰的。这种双峰性是由于在太阳金属丰度附近的$\sim 0.5$ ~dex范围内存在与主高镁序列平行的低镁恒星序列。这两个序列在${\rm [Fe/H]\sim0.15~ dex}$之上合并成一个序列，其在[Mg/Fe]中的分散度大于在较低金属丰度下可见的两个序列中的任一个。当我们根据可靠的盖亚DR 2距离考虑我们样本中位于凸起区域内的恒星时，这一结果得到了证实。
2019-05-03 astro-ph.GA
Elemental abundances in AGB stars and the formation of the Galactic bulge
我们获得了45颗位于银河系核球的AGB星的高分辨率近红外光谱。该项目的目的是确定这些恒星中的关键元素丰度，以帮助限制凸起的形成历史。另一个目标是将光球丰度与恒星风中发现的尘埃种类联系起来。在这里，我们提出了光谱分析的进展报告。
2011-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. III. Detection of lithium in the metal-poor bulge dwarf MOA-2010-BLG-285S
背景：为了研究银河系中Li的演化，有必要观测矮星或亚巨星。虽然在银河系的盘和晕中已经对Li进行了广泛的研究，但迄今为止，只有一颗未进化的核球恒星中存在Li的不确定性。目标：我们这项研究的目的是提供第一个明确的检测锂在银河系的隆起，基于分析的矮星，在很大程度上保留了其初始锂丰度。方法：我们已经进行了详细的元素丰度分析的鼓矮星MOA-2010-BLG-285 S使用高分辨率，高信噪比光谱获得的UVES摄谱仪在VLT的对象时，光学放大在引力微透镜事件（视觉放大A~550在观察期间）。通过在670.8nm处的7 Li共振双峰线的合成线轮廓拟合来确定锂丰度。结果已针对与LTE的偏差进行了校正。结果：MOA-2010-BLG-285 S是迄今为止在银河系核球中探测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-1.23。它的老年龄（12.5 Gyr）和增强的[α/Fe]比与金属丰度相似的厚盘中的恒星一致。这颗恒星代表了第一次在银河系凸出部的贫金属矮星中明确探测到Li。我们发现一个NLTE校正锂丰度的日志e（锂）=2.16，这是一致的银河系盘和晕矮星在类似的金属丰度和温度的值。结论：我们的研究结果表明，在银河系核球的早期阶段，没有锂富集或生产的迹象。对其他星系（ω Cen）和银河系其他组成部分的Li的观测进一步表明，Spite高原是普遍存在的。
2010-09-29 astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra V. Molybdenum -- the p-process element
目的。在这项工作中，我们的目标是在本地磁盘（S）和凸起的恒星星族的中子捕获和p过程元素钼（Mo）的差分比较，集中在尽量减少可能的系统性影响的分析。方法.该恒星样本由45个凸起和291个本地盘K巨星组成，用高分辨率光谱观察。通过使用SME代码拟合合成光谱来确定丰度。磁盘样品分离成薄和厚磁盘组件使用的丰度和运动学的组合。通过与以前发表的钼和中子俘获元素铈（Ce）和铕（Eu）丰度的比较，研究和讨论了钼的宇宙起源。结果我们确定了35个球和282个盘巨星的可靠钼丰度，球和盘的典型不确定度分别为[Mo/Fe]~0.2和~0.1 dex。结论.我们发现，与厚盘相比，[Mo/Fe]中的凸起可能增强，这在[Ce/Fe]和[Eu/Fe]中都没有观察到。这可能表明在凸起中过去的恒星形成率较高，然而，由于我们没有观察到凸起在[Eu/Fe]中增强，因此钼增强的起源尚未受到限制。虽然，分散是大的，我们可能会观察到的p-过程的证据，有助于重元素的生产在化学演化的隆起。
2022-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VII. Lithium
锂丰度的91个矮星和亚巨星在银河系的膨胀。分析是基于线合成的7 Li线在6707微引力透镜事件期间获得的高分辨率光谱，当目标的亮度被高度放大。我们的主要发现是，在亚太阳金属丰度的核球恒星，年龄超过80亿年，没有显示出任何Li生产的迹象，也就是说，Li与金属丰度的趋势是平坦的（甚至略有下降）。这表明在核隆起的最初几十亿年里没有锂产生。这一发现基本上与太阳附近的（旧的）厚盘星相同，并为贫金属凸起和银河系厚盘之间的紧密联系提供了另一个证据。对于年龄小于80亿年的核球恒星，样本中包含一组金属丰度非常高的恒星，其金属丰度为[Fe/H]~+0.4，锂丰度在A（Li）=2.6-2.8之间。在太阳附近，锂丰度在[Fe/H]~ +0.1时达到峰值A（Li）~3.3，当[Fe/H]~+0.4时，锂丰度下降0.4-0.5 dex。我们在这些金属丰度上的少数核球星似乎支持了这种下降的A（Li）趋势。这确实可以支持最近的说法，即在太阳附近看到的最高金属丰度的低A（Li）丰度可能是由于来自内盘或凸起区域的恒星迁移到太阳附近。
2020-01-17 astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra -- IV. Zr, La, Ce, Eu
恒星质量和金属丰度是影响中子捕获过程的因素。因此，ISM的富集度和中子捕获元素的丰度随时间而变化，使它们成为银河系化学演化的合适探针。在这项工作中，我们做了一个差分比较的中子捕获元素丰度确定在本地磁盘（S）和凸起，重点是尽量减少可能的系统性影响的分析，目的是找到可能的差异/相似性之间的人口。从高分辨率光谱中测定了45颗球巨星和291颗盘巨星中Zr、La、Ce和Eu的丰度。通过使用SME代码拟合合成光谱来确定丰度。使用丰度和运动学的组合将盘样品分离成薄/厚盘组分。我们发现平坦的Zr，La，Ce的趋势在凸起，与一个$\sim 0.1$指数较高的La丰度相比，磁盘，可能表明较高的s-过程的贡献La在凸起。[Eu[Fe/H]随[Fe/H]的增加而降低，在[Fe/H] $\sim -0.4$附近有一个平台，表明在所有群体中与$α$ -元素类似的富集。我们发现，r-过程占主导地位的中子捕获生产在早期的磁盘和凸起。[La/Eu]系统地高于厚盘，这表明a）SN II的量不同或b）两个群体中s过程的贡献不同。考虑到[（La+Ce）/Zr]，核球和厚盘紧密相连，表明高/低质量渐近巨星分支星的比例相似。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in MOA-2008-BLG310 and MOA-2008-BLG311
本文利用高色散和高信噪比的麦哲伦光谱，对位于Teff ~ 5650 K的主序星转折区的两颗高度微透镜的银河核球星进行了丰度分析。我们发现MOA-2008-BLG 310的[Fe/H]= +0.41（+，-0.09 dex），MOA-2008-BLG 311的[Fe/H]=+0.26（+，-0.09 dex）。在这两颗恒星的光谱中可以检测到的~20种元素的丰度比遵循在核球巨星样本中发现的[Fe/H]趋势。将这两颗球矮星与之前对其他四颗被微透镜高度放大的银河球转折区恒星的丰度分析结果结合起来，得到平均[Fe/H]为+0.29dex。这意味着微透镜核球矮星的Fe金属丰度分布与许多以前基于冷的、发光的核球巨星的观测结果（平均[Fe/H] ~ -0.1 dex）的估计值之间存在不一致。产生这种差异的一些可能的机制进行了讨论。如果将这种不一致归因于丰度分析中的系统误差，我们提供的统计参数表明，一个实质性的系统误差在铁金属丰度的一个或两个情况下，凸矮星与凸巨星，是必需的，这可能是大于实际可以容纳。
2009-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the Formation of the Galactic Bulge from Na, Al, and Heavy Element Abundances in Plaut's Field
报道了位于Plaut低消光窗的39颗红巨星分支星和23颗潜在的内盘红团星的Na、Al、Zr、La、Nd和Eu的化学丰度。我们还测量了超级富锂RGB星的锂。丰度是通过对Blanco 4 m望远镜和Hydra多光纤光谱仪获得的高分辨率（R~ 25，000）、高信噪比（S/N~50-100像素-1）光谱进行光谱合成来确定的。对于核球RGB星，我们发现随着金属丰度的增加，[Na/Fe]和[Na/Al]比值普遍增加，而[La/Fe]和[Nd/Fe]比值则类似地减少。此外，[Al/Fe]和[Eu/Fe]的丰度变化趋势几乎与α-元素一致，[Zr/Fe]比值随[Fe/H]的变化相对较小。RGB星的[La/Eu]比值一直很低，这表明至少大多数的核球星形成得很快（<1 Gyr），并且在主s过程成为重要的污染源之前。相比之下，我们发现，潜在的内盘星团星表现出更相似的薄和厚磁盘的丰度模式。在不同的隆起位置的丰度趋势之间的比较表明，内部和外部的隆起形成类似的时间尺度。然而，我们发现的证据之间的一些丰度差异最贫金属和富金属的恒星在不同的凸起领域。这些数据还表明，晕可能有一个更显着的影响外隆初始组成比内隆组成。[Na/Fe]和在较小程度上[La/Fe]的丰度进一步表明，缺乏金属的凸起，至少距离银河系中心约1 kpc，和厚盘可能不具有相同的化学成分。
2012-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. IV. Two bulge populations
[摘要]基于UVES/VLT获得的高分辨率（R~42000 ~ 48000）和高信噪比（S/N~50 ~ 150）光谱，我们给出了银河系核球区26颗微透镜矮星和亚巨星的详细元素丰度（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Zn，Y，Ba）和恒星年龄。分析是基于等效宽度测量和标准的1-D LTE MARCS模型恒星大气。我们还提出了NLTE锂丰度的基础上线合成的7 Li线在670.8 nm。我们发现，球核金属丰度分布（BLM）是双峰型的;一个峰值在[Fe/H]= -0.6处，另一个峰值在[Fe/H]=+0.3处，并且在太阳金属丰度周围缺乏恒星。这与Baade窗中红巨星的最大值形成对比。一个简单的显著性检验表明，如果矮星是从巨星中抽取出来的，那么微透镜矮星中极不可能有这样的间隙。为了解决这个问题，我们讨论了几种可能性，但我们不能解决所观察到的差异的结论性解决方案。我们进一步发现，贫金属球矮星的年龄大多大于10 μ gyr，而富金属球矮星的年龄变化范围很大.在平均金属丰度、元素丰度趋势和恒星年龄方面，贫金属球样品与银河系厚盘非常相似。据推测，富金属的凸起人口可能是内部薄盘的表现。如果是这样的话，这两个球群可以支持最近的发现，基于运动学，没有经典球的签名，银河系是一个纯盘星系。此外，最近声称的一个平坦的国际货币基金组织在隆起的基础上的巨大的恒星可能要修改的基础上，我们的微…
2011-08-19 astro-ph.GA
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Before the Bar: Kinematic Detection of A Spheroidal Metal-Poor Bulge Component
我们提出了947径向速度的RR天琴座变星在四个领域位于朝向银河系的隆起，正在进行的隆起RR天琴座径向速度测定（BRAVA-RR）的数据内观察。我们表明，这些RR Lyrics明星表现出热运动学和零或可忽略的旋转，因此是一个单独的人口的成员从酒吧/pseudoblugge，目前占主导地位的质量和光度的内银河系。我们的RR型天琴座星早于这些结构，并具有金属丰度，运动学和空间分布与“经典”的隆起一致，尽管我们还不能完全排除它们是更富金属（[Fe/H] ~ -1 dex）的Halo-bulge种群的贫金属尾部的可能性。BRAVA-RR星的径向速度的完整目录也以电子方式出版。
2016-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
Spectroscopic study of the elusive globular cluster ESO452-SC11 and its surroundings
球状星团（GC）是银河系中最古老的天体之一，在解读银河系早期历史方面发挥着关键作用。我们提出的第一个光谱研究的GC ESO 452-SC 11使用AAOmega光谱仪在中等分辨率。由于这个天体的稀疏性，以及由于其位置朝向凸起而导致的高度前景污染，这个星团的细节很少：对于它的年龄，金属丰度，或者它与盘或凸起的关联没有共识。我们确定5个成员的径向速度，金属丰度，并在GC内的位置。利用光谱合成法，测量了Fe和几种$α$ -、Fe-峰、中子俘获元素（Si、Ca、Ti、Cr、Co、Ni、Sr、Eu）的精确丰度。5个候选星团中有两个可能是非成员，因为它们具有异常的Fe丰度和[ $α$ /Fe]比。平均径向速度为19 $\pm$ 2 km s $^{-1}$，低色散为2.8 $\pm$ 3.4 km s $^{-1}$，与其低质量一致。从光谱拟合的平均铁丰度是$-0.88\pm0.03$，与观测误差驱动的扩展。GC候选物的$α$ -元素略低于在类似金属丰度下对凸起的预期。在ESO 452-SC 11周围的2度区域收集了数百颗恒星的光谱，测量了周围区域的详细丰度。大多数非成员有较高的[ $α$ /Fe]比，典型的附近的隆起人口。具有铁峰值丰度的恒星在太阳值附近表现出很大的分散性，尽管有很大的不确定性。我们的研究提供了第一个系统的测量Sr在银河系核球GC。的GC候选人的Eu和Sr丰度是一致的磁盘或凸…
2017-05-11 astro-ph.GA
The Giraffe Inner Bulge Survey (GIBS) II. Metallicity distributions and alpha element abundances at fixed Galactic latitude
400颗红团巨星的高分辨率（R $\sim$ 22，500）光谱，在$\rm -4.8^{\circ} \lesssim b \lesssim -3.4^{\circ}$和$\rm -10^{\circ} \lesssim l \lesssim +10^{\circ}$的四个领域内，在吉拉菲内隆起巡天（GIBS）项目中获得。在这个样本中，我们在Baade's Window中添加了另一颗$\sim$ 400恒星，使用相同的仪器配置进行观察。我们构建了整个样品的金属丰度分布，以及为每个字段单独，为了调查梯度或字段到字段的分布形状的变化的存在。在五个领域的金属丰度分布是一致的，从一个单一的父人口，表明没有梯度沿银河酒吧的主轴。全球金属丰度分布符合两个高斯分布。贫金属组分相当广泛，平均值为$\rm <[Fe/H]>=-0.31$ dex和$σ=0.31$ dex。富金属区较窄，平均$\rm <[Fe/H]>=+0.26$和$σ=0.2$ dex。[Mg/Fe]比遵循与[Fe/H]紧密的趋势，在贫金属制度中相对于太阳增强，类似于在局部厚盘中观察到的巨星。[Ca[Mg/Fe]丰度遵循类似的趋势，但比[Mg/Fe]分散得多。在$\rm [Fe/H]=-0.44$ dex下观察到[Mg/Fe]降低。这\textit{knee}是在协议与我们以前的凸起的研究K-巨星沿短轴，但0.1德克斯低于金属比一…
2015-08-11 astro-ph.GA
Signatures of an intermediate-age metal-rich bulge population
我们已经确定了详细的元素丰度和恒星年龄的样本，现在38微透镜矮星和次巨星在银河系的隆起。具有亚太阳金属丰度的恒星都很老，并且具有增强的α元素丰度-非常类似于局部厚盘星。另一方面，富含金属的恒星显示出各种各样的恒星年龄，从3-4 Gyr到12 Gyr不等，平均年龄在7-8 Gyr左右。年轻和富含金属的恒星的存在与最近对球核的光度研究相冲突，后者声称球核只包含年老的恒星。
2012-01-10 astro-ph.GA
APOGEE-2S Discovery of Light- and Heavy-Element Abundance Correlations in the Bulge Globular Cluster NGC 6380
我们推导出相对高金属丰度的球状星团球状星团NGC 6380中9颗恒星的丰度比。我们发现一个平均集群金属丰度之间的[Fe/H] $= -0.80$和$-0.73$，没有明确的证据，铁丰度的变化超出了观测误差。[N/Fe]丰度比强烈增强的恒星居住在星团中，并且与[C/Fe]反相关，这种趋势被认为是该星团中多人口现象的信号。我们检测到一个明显的内在的星-星传播（$\gtrsim 0.27$ dex）在慢中子捕获过程元素（S-元素）铈II。此外，[Ce/Fe]丰度比与[N/Fe]可能存在相关性，而与[Al/Fe]的相关性较弱。如果得到证实，NGC 6380可能是第一个检测到N-Ce相关性的高金属量球状星团。此外，这种相关性表明，铈也可能是一个涉及多人口现象的元素。目前，这种明显的N-Ce相关性在高金属丰度星系团的起源缺乏共识的解释。我们初步认为，它可以复制不同的渠道-低质量渐近巨星分支星在高金属度制度或快速旋转的大质量恒星（“自旋星”），由于旋转混合。它也可能是几次污染事件的累积效应，包括特殊恒星的出现。我们的研究结果应该指导恒星核合成模型，以了解其在相对高金属量的球状星团中明显的排他性的原因。
2021-09-06 astro-ph.GA
Chemical abundances in a high velocity RR Lyrae star near the bulge
低质量、变星、高速恒星是研究银河系结构和演化许多方面的有趣案例。直到最近，唯一已知的高速或超高速恒星是被认为起源于银河系中心的年轻恒星。像APOGEE和BRAVA这样的大面积巡天发现了几颗低质量恒星，它们的银河系静止坐标系速度大于350 km/s。在这项研究中，我们提出了第一个丰度分析的低质量，RR天琴座恒星，靠近银河系的凸起，空间运动~ -400公里/秒。使用中等分辨率的光谱，我们得到11个元素的丰度（包括上限）。这使我们能够对恒星进行化学标记并讨论其起源，尽管我们推导出的丰度和金属丰度（[Fe/H] =-0.9 dex）并没有指向一个明确的答案。根据化学标记，我们不能排除它来自凸起。然而，结合它的逆行轨道和导出的丰度表明，恒星在多体相互作用期间从内部（甚至外部）晕的外围加速。其他可能的起源包括凸起本身，或者恒星可能是从星团或人马座矮星系与银河系合并时剥离的。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed $α$ abundance trends in the inner Galactic bulge
在本文中，我们的目标是获得高精度的α元素丰度使用CRIRES高分辨率红外光谱的72个冷M巨星的内银河系球。硅、镁和钙的丰度通过拟合每颗恒星的合成光谱来确定。我们还将最近的理论数据纳入我们的光谱分析（即更新的K带谱线列表，更好的加宽参数估计，非局部热力学平衡（NLTE）校正）。我们比较这些内凸α丰度的趋势与IGRINS使用相同的线列表和分析技术观察到的太阳附近的恒星，我们也比较我们的样本，以APOGEE DR 17丰度的内凸星。我们调查使用分光光度计的距离和轨道模拟凸出成员。我们构建了一个化学演化模型，适合我们的金属丰度分布函数（α）和我们的α元素的趋势。在我们的72颗恒星中，我们发现了4颗不是核团成员。[Si/Fe]和[Mg/Fe]对[Fe/H]的趋势显示了典型的厚盘α元素行为，除了我们没有看到任何在其他工作中看到的超太阳金属丰度的平台。NLTE分析通常使[Mg/Fe]降低$\sim$ 0.1 dex，导致[Mg/Fe]相对于[Fe/H]的趋势明显降低。导出的[Ca/Fe]与[Fe/H]的趋势比Si和Mg的趋势具有更大的分散性，但与局部薄和厚圆盘趋势非常一致。通过我们最新的分析，我们构建了一个最详细的研究在银河系内部隆起的冷M巨星的α丰度趋势。我们模拟了这些丰度，采用了两个不同的气体落入事件的时间尺度为0.4 Gyr和2 Gyr，分别两个落入化学演化模型。基于非常细致的光谱分析，我…
2023-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLT-FLAMES Analysis of 8 giants in the Bulge Metal-poor Globular Cluster NGC 6522: Oldest Cluster in the Galaxy?
NGC 6522是W.巴德尽管它的重要性，很少有高分辨率的丰度分析的恒星在这个集群是在文献中。核球贫金属星系团可能是银河系早期化学富集的重要示踪物。本研究的主要目的是确定NGC 6522单个恒星的金属丰度和元素比。在8米VLT UT 2-Kueyen望远镜上用FLAMES+GIRAFFE摄谱仪获得了核球球状星团NGC 6522中8颗巨星的高分辨光谱。采用多波段V、I、J、Ks光度法求取有效温度作为参考值。光谱参数来自铁I和铁II线，并通过推导丰度比。本分析提供了金属度[Fe/H] = -1.0+-0.2。α元素氧、镁和硅显示[O/Fe]=+0.4，[Mg/Fe]=[Si/Fe]=+0.25，而钙和钛显示较浅的[Ca/Fe]=[Ti/Fe]=+0.15的比率。中子俘获r过程元素铕似乎过剩[Eu/Fe]=+0.4。中子俘获S元素La和Ba的增强值分别为[La/Fe]=+0.35和[Ba/Fe]=+0.5。还讨论了Ba和Eu丰度的大的内部误差，表明Ba和Eu丰度的大的星-星变化。中等的金属丰度和蓝色的水平支（BHB），与HP~1和NGC 6558的特征相似，表明银河系核球中存在着非常古老的球状星团。此外，NGC 6522的丰度比与HP 1和NGC 6558相似。最终的结论是，隆突是古老的，并经历了早期的快速化学富集。
2009-08-25 astro-ph.GA
Abundances in 78 metal-rich bulge spheroid stars from APOGEE
Lund University（隆德大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Astrophysikalisches Institut Potsdam（波茨坦天体物理研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Universidad Católica del Norte（北天主教大学）
研究最早晕球状恒星的丰度特征，揭示其化学演化与原地起源。
2026-02-12 astro-ph.GA
JWST uncovers helium and water abundance variations in the bulge globular cluster NGC 6440
利用JWST/NIRCam超深观测，首次在银河系核球星团NGC 6440中同时发现氦丰度展宽（DeltaY=0.04）和氧丰度变化（Delta[O/Fe]~-0.4）导致的主序双分支现象，为研究核球星团多星族开辟了新途径。
2023-10-19 astro-ph.GA
Abundance analysis of APOGEE spectra for 58 metal-poor stars from the bulge spheroid
银河系的中心部分拥有众多的恒星星族，包括球状核球星、通过棒、内晕、内厚盘、内薄盘的长期演化而移动到核球球的恒星，以及过去吸积事件的碎片。我们确定了一个样本的58个候选恒星属于恒星星族的球状隆起，并分析其丰度。本计算的Mg，Ca和Si线与APOGEE-ASPCAP丰度一致，而C，N，O和Ce的丰度重新检查。我们发现正常的$α$ -元素的氧增强，类似镁，硅，钙的丰度，这是典型的其他凸起的恒星调查在光学巴德的窗口。这些恒星中[O/Fe]的增强表明它们不属于吸积碎片。没有发现N丰度的扩散，也没有富N的样本星，表明这些恒星不是起源于球状星团的第二代星。Ce在样本恒星中反而增强了，这表明了s过程的起源，例如由于早期几代大质量快速旋转恒星（所谓的自旋星）的富集
2022-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur abundances in the Galactic bulge and disk
上下文$α$元素丰度的测量为研究星系的化学演化和恒星形成历史提供了强有力的工具。大多数关于$α$元素硫（S）的研究都集中在本地恒星上，使得S在其他环境中的行为成为一个有待分析的天文学课题。目的。对银河系核球中S的研究直到最近才首次被考虑。这项工作的目的是提高我们的知识在银河系的这一组成部分的S行为。方法.我们目前的74个矮和次巨星在银河系的球，21和30 F和G厚和薄盘星的S丰度。我们进行了局部热力学平衡分析，并应用高分辨率和高信噪比UVES光谱的非LTE校正。通过光谱合成或谱线等效宽度，从金属丰度范围$-2<$ [Fe/H] $<$ 0.6的多重态1、6和8中获得S丰度。结果我们确认S的行为像一个$α$ -元素在银河系的隆起。在[S/Fe]-[Fe/H]图中，S在低金属丰度时呈现一个平台，然后[S/Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，直到在超太阳金属丰度时达到[S/Fe] $\sim0$。我们发现，银河系的隆起是丰富的硫相对于厚和薄盘在$-1<$ [Fe/H] $<0.3$，支持更快的形成和化学演化的银河系隆起比磁盘。
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Similarity of Abundance Ratio Trends and Nucleosynthetic Patterns in the Milky Way Disk and Bulge
我们比较了从阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）的银河系盘（$5$ kpc $< R_{\rm GC} < 11$ kpc）中的APOGEE恒星的$\sim 11,000$银河系核球恒星（$R_{\rm GC} < 3$ kpc）样本的丰度比趋势。我们将每个样品分为低Ia（高[Mg/Fe]）和高Ia（低[Mg/Fe]）群体，在每个群体中，我们检查元素X = Fe，O，Na，Al，Si，P，S，K，Ca，V，Cr，Mn，Co，Ni，Cu和Ce的[X/Mg]与[Mg/H]的中位数趋势。为了消除小的系统性趋势的远地点丰度与恒星$\log(g)$，我们重新采样的磁盘恒星，以匹配的$\log(g)$分布的隆起数据。在这样做之后，我们发现几乎相同的中位数趋势低Ia盘和所有元素的凸起恒星。高Ia的趋势是相似的大多数元素，锰，钠，钴的显着（0.05 - 0.1德克斯）的差异。丰度趋势的密切协议（与典型的差异$\lesssim 0.03$德克斯）意味着类似的核合成过程丰富的球和盘星，尽管不同的恒星形成历史和这些地区的物理条件。例如，我们推断，在高质量斜率的恒星初始质量函数（IMF）之间的磁盘和隆起的差异必须是$\lesssim 0.30$。这种一致性，以及中间序列的一般小的分散性，意味着人们可以预测所有的球星的APOGEE丰度具有良好的准确性，只知道它的测量[Mg/Fe]和[Mg/H]和观察到…
2021-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
NLTE Analysis of Copper Abundances in the Galactic Bulge Stars
利用中高分辨率（R~ 20，000）、中等信噪比（S/N > 70）的FLAMES-GIRAFFE光谱，研究了银河系核球区129颗红巨星支星的铜丰度，[Fe/H]为-1.14到0.46 dex。铜的丰度是由局部热力学平衡（LTE）和非局部热力学平衡（NLTE）的光谱合成方法。我们发现，铜I线的NLTE效应表现出明显的金属丰度的依赖性，并逐渐增加与减少[Fe/H]为我们的样本星。我们的研究结果表明，铜的NLTE效应是重要的，不仅对金属贫乏的恒星，但也为超太阳金属丰富的和LTE的结果低估了铜的丰度。我们注意到，在金属丰度为-1.14 < [Fe/H] < 0.0 dex的范围内，核球星的[Cu/Fe]趋势与银盘星相似，当[Fe/H]为~-1.2到~-0.5 dex时，[Cu/Fe]比随着金属丰度的增加而增加，有利于Cu的二次（金属丰度相关）产生。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances in Galactic Bulge planetary nebulae from optical, ultraviolet and infrared observations
铁在行星状星云的高电离环境中会遭受高水平的损耗，这使得直接测定未耗尽的元素铁丰度变得困难。锌不会遭受与铁相同的贫化效应，可以用作替代元素来测量铁丰度，因为在宽范围的金属丰度中存在近似恒定的锌与铁的比率。在本文中，我们报告锌丰度的六个银河系膨胀行星状星云确定的新的观测与ISAAC的甚大望远镜，智利，仪器的退役之前，以及另外三个基于文献观测。本文介绍了行星状星云样品的UVES数据，并已用于计算各种元素和离子的丰度、温度和密度。从UVES数据得到的丰度与文献结果吻合得很好。[Zn根据ISAAC的观测结果，[O/H]一般是太阳下的，而[O/Zn]则与太阳一致或相对富集。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Principal Component Abundance Analysis of Microlensed Bulge Dwarf and Subgiant Stars
元素丰度模式可以为恒星星族的形成和富集历史提供重要线索。在这里，我们提出了一个调查的银河系的隆起，在那里我们应用主成分丰度分析（PCAA）-主成分分解的相对丰度[X/Fe]-到一个样本的35微透镜凸起矮和亚巨星，其特征分布在12维空间定义的测量元素丰度。第一主成分PC 1足以描述样本中大多数恒星的丰度模式，显示出α元素的强烈贡献，反映了II型和Ia型超新星的相对贡献。第二个主成分PC 2的特点是由钠-镍相关，可能的产品的金属依赖II型超新星产量。在PC 1的分布是双峰，表明双峰先前发现的[Fe/H]值的这些恒星是强大的，独立的恢复只看他们的相对丰度模式。这两颗富含金属的恒星分别具有PC 2和PC 3的异常值，进一步证明它们具有独特的富集历史。将PCAA应用于局部薄盘矮星和厚盘矮星的样本，得到几乎相同的PC 1;在PC 1中，富金属和贫金属的凸起矮星分别跟踪运动学选择的薄盘矮星和厚盘矮星，表明大致相似的α富集历史。然而，磁盘PC 2是由Y-Ba相关，可能表明更大的贡献，s-过程富集的长寿渐近巨星分支星，是缺席的隆起PC 2，因为它的快速形成。
2012-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary nebulae in the inner Milky Way: new abundances
对内盘和核球中行星状星云的研究提供了有关He、N、O、Ar、Ne等元素的化学丰度及其演化的重要信息，这些信息与中等质量恒星的演化和银河系的化学演化有关。我们提出了准确的丰度元素的He，N，S，O，Ar，和Ne的样本的54个行星状星云位于朝向凸起的银河系，其中33个的丰度推导的第一次。丰度是根据国家天体物理实验室（LNA，巴西）在光学领域的观测得出的。数据显示出良好的协议与文献中的其他结果，在这个意义上说，丰度的分布是类似的那些作品。
2010-03-01 astro-ph.GA
