Fluorine Abundances in the Globular Cluster M 4
我们目前的化学丰度元素碳，钠，氟在15个红巨星的球状星团M 4，以及6个红巨星的球状星团$ω$半人马座。通过光谱合成在LTE中计算化学丰度。所分析的光谱是在$λ$ 2.3 $μ$ m附近的近红外区域获得的高分辨率光谱，使用8.1 m双子座南望远镜上的Phoenix摄谱仪，麦克唐纳天文台2.7 m望远镜上的IGRINS摄谱仪和ESO 8.2 m甚大望远镜上的CRIRES摄谱仪。结果表明，由于分析中使用的HF（1-0）R9线的激发电位向下修正，与文献中M 4和$ω$ Centauri的先前值相比，氟丰度显著降低。获得的M 4红巨星的氟丰度被发现是反相关的Na，下面的典型模式的丰度变化之间的球状星团不同的恒星星族。在M4中，随着Na丰度增加$\sim$ +0.4 dex，F丰度减少$\sim$ -0.2 dex。通过比较两组恒星演化模型的丰度预测发现，对于Na的+0.4 dex的相同增加，模型预测的F耗尽（$\sim$ -0.1 dex）要少一些。
2019-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine abundances in CEMP stars at the lowest metallicity: Hints on the nature of the first stars
本文利用IGRINS高分辨率红外光谱观测7颗CEMP星的氟丰度，在金属丰度最低的恒星CS 29498-0043中首次探测到氟，并据此区分Pop III前身星的两种核合成情形，支持超新星氢燃烧模型。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Abundances in Local Stellar Populations
本文首次测量了银河系薄盘和厚盘12颗巨星的氟丰度及25颗巨星的钠丰度，发现氟丰度存在真实的较大离散度，并将观测结果与化学演化模型进行了比较。
2024-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Abundances in the Galactic Nuclear Star Cluster
利用高分辨率红外光谱和$λ$ 2.3 $μ$ m附近的H $^{19}$ F的振动-旋转谱线，从银河系中心（银河系中心距离为0.6- 30 pc）的发光年轻红巨星（$\sim$ 10 $^{7}$-10 $^{8}$ yrs）样品中推导出氟（$^{19}$ F）的丰度以及$^{16}$ O/ $^{17}$ O的同位素比值。六颗红巨星中有五颗是围绕中心超大质量黑洞旋转的核星团的成员。先前对银河系薄盘星和厚盘星中$^{19}$ F的化学演化的研究表明，$^{19}$ F的核合成起源可能相当复杂，来自两个或更多的天体物理学位点;氟丰度在厚盘星中相对于Fe丰度表现为主要元素，在薄盘星中表现为次要元素。分析的银河系中心红巨星属于F与Fe的薄盘关系，具有接近太阳的Fe丰度（$<$ [Fe/H] $>$ =+0.08 $\pm$ 0.04），F/Fe丰度比（$<$ [F/Fe] $>$ =+0.28 $\pm$ 0.17）略有增加。就它们的F和Fe丰度而言，银河系中心恒星遵循薄盘人口，这需要一个有效的$^{19}$ F源，可能是来自核心燃烧He的沃尔夫-拉叶星的风，或热脉冲AGB星，或两者的组合。在薄盘和银河系中心恒星中观察到的[F/Fe]随[Fe/H]的增加而增加的现象并没有被任何已发表的化学演化模型所预测，因此对$^{19}$ F的各种可能来源的产额的定量理解仍然是未知的。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the role of AGB stars in the Galactic Fluorine budget
氟的宇宙起源仍在争论中。渐近巨星分支（AGB）星是银河系中少数几个有效合成F的候选星之一，但它们的相对贡献尚不清楚。本文从恒星产额模型和AGB星外流中含F分子的化学平衡模型两个方面简要综述了近年来的理论研究。以前的检测的F-轴承物种对AGB和后AGB星也突出显示。我们认为，高分辨率ALMA观测的AGB星流出的F的两个主要载体之一，AlF，可以提供一个可靠的示踪剂的F-预算在AGB星。这将有助于量化AGB星在银河系F预算中的作用。
2022-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Fluorine Abundances with the ν-Process
我们用核塌缩超新星的ν-过程计算了氟在太阳邻域的演化，所得结果与场星的观测结果符合得很好.超新星中的ν-过程导致[F/O]比在[O/H] <-1.2时达到平台，随后由于渐近巨星分支星的贡献，[O/H] ~ -0.5迅速增加。[F/O]的平台值取决于核心坍缩超新星释放的中微子光度，并可能受到未来低金属丰度场星观测的限制。对于球状星团，少量的[F/O]测量表明，低质量超新星在这些系统中的相对贡献比在野外的小。
2011-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisited fluorine abundances in the globular cluster M22 (NGC 6656)
氟是球状星团中多个恒星星族形成历史的一个相当好的示踪剂，这一点已经被一些研究所揭示。最近有两个不同的研究小组报道了球状星团M22中红巨星氟丰度的巨大变化。然而，其中一项研究声称，氟的丰度与该星团中的钠丰度反相关，从而得出了关于M22化学历史的强有力结论。为了验证这一重要发现，我们重新研究了一些以前研究过的恒星的F丰度测定。因此，我们重新分析了M22中发现的RGB星的一些高分辨率VLT/CRIRES光谱，以便从2.336微米HF线的光谱合成重新估计它们的氟丰度。与以前的估计不同，我们表明，只有上限或可疑的氟丰度与大的不确定性，在M22 RGB恒星可以推导出来。这可能是由于不正确的识别连续波动的HF签名结合错误的恒星径向速度的校正。这种连续波动可能是分析光谱中仍然存在的大地残留物的结果。因此，目前还不能从这个星团的氟含量中得出关于M22第一代恒星所造成的化学污染的明确结论。
2013-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine Evolution in the Galactic Halo
针对低金属丰度下氟化学演化的争议，研究基于银河晕随机化学演化模型，证实旋转大质量恒星是低金属丰度及高红移下氟的重要产生者，且模型预测与最新观测数据相符。
2025-10-31 astro-ph.GA
Stellar Population Astrophysics (SPA) with TNG, Fluorine abundances in seven open clusters
本研究利用TNG望远镜和GIANO-B光谱仪分析七个疏散星团的氟与铈丰度，首次提出银河系F径向丰度梯度，发现不同年龄星团的[F/Fe]比值保持太阳模式，并证实渐近巨星支与大质量恒星共同解释了氟的宇宙起源。
2024-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring fluorine chemical evolution in the Galactic disk: the open cluster perspective
本文利用 GIANO-B 光谱和 PySME 测定 6 个疏散星团及 8 颗场星的 F、Mg、Ce 丰度，揭示氟起源需同时考虑 AGB 星与大质量快转恒星。
2024-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Evolution of Globular Clusters - II. Metals and Fluorine
在本系列的第一篇论文中，我们提出了一个新的框架，在其中模拟球状星团的化学演化。这个模型是基于这样一个假设，即星系团形成于一个星际介质内，该介质由一颗Ia型超新星和不同数量的渐近巨星分支星的喷出物局部富集，叠加在由低金属量II型超新星预先富集的环境介质上。第一篇论文涉及将这一模型应用于三个典型的中间金属丰度簇的几种活性元素和所谓的非金属的观测丰度，这项工作的特点是成功地恢复了许多众所周知的元素和同位素丰度异常。在这里，我们通过以下方式扩展了我们的初步分析：（a）将模型应用于更广泛的金属丰度范围（从论文I中探索的3倍到现在的~50倍;即，基本上，银河系球状星团丰度的全部范围，和（b）纳入更广泛的化学物种，包括一些铁峰同位素，较重的α元素，和氟。虽然大多数经验的球状星团丰度趋势被再现，我们的模型将建议在低金属含量的需要更高的生产钙，硅，铜（或所谓的“提示”）Ia型超新星比目前的恒星模型预测，以重现在NGC 6752观察到的趋势，和一个因素的两个减少碳生产从渐近巨星分支恒星来解释观察到的趋势之间的碳和氮。对主要由Ia型超新星产生的重元素同位素（包括钛、铁和镍）的观测，可以毫不含糊地支持或反驳我们提出的框架。为了从动力学角度研究其可行性，必须进行流体动力学模拟。
2011-09-09 astro-ph.GA
Probing the first generations of massive stars through fluorine in CEMP-no stars
Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelle（布鲁塞尔自由大学天文学与天体物理研究所）；BLU-ULB, Brussels Laboratory of the Universe（宇宙布鲁塞尔实验室）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）
研究通过分析CEMP-no恒星中的氟含量，探讨其可能源自金属贫乏的旋转大质量恒星，发现最佳模型可解释部分元素丰度，但氟与铁比值仍存在差异。
2026-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine in the solar neighborhood - is it all produced in AGB-stars?
“宇宙”氟的起源尚不确定，但有三种可能的产生地点/机制：AGB星、II型超新星中的$ν$核合成和/或沃尔夫-拉叶星的风。这些生产网站的相对重要性尚未建立，甚至太阳附近，导致这些恒星的恒星演化模型的不确定性，以及恒星星族的化学演化模型的不确定性。我们确定了氟和氧的丰度在七个明亮的，附近的巨人，以及确定恒星参数。我们使用2.3 $μ$ m的振动-转动HF线，并探索了12.2 $μ$ m的纯转动HF线。后者以前从未用于丰度分析。为了能够做到这一点，我们已经计算了纯旋转HF线的线列表。我们发现，来自两个诊断的丰度一致。我们导出的丰度很好地再现了化学演化模型，只包括氟生产的AGB星，因此我们得出的结论，这可能是氟的主要生产地点在太阳附近。此外，我们强调的优势，使用12 $μ$米HF线，以确定可能的贡献的$ν$ -过程中的氟预算在低金属度模型之间的差异，包括和排除这个过程是戏剧性的。
2014-06-18 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of Fluorine in the Bulge - High-resolution K-band spectra of giants in three fields
宇宙中F的可能主要形成地点包括AGB星、II型SNe的ν-过程和/或W-R星。W-R星的重要性在理论上受到质疑，它们可能不需要在太阳附近F的化学演化模型中使用。然而，有人建议，确实需要W-R星来解释F在凸出部的化学演化。经常使用的HF-分子的分子光谱数据还没有以完整和一致的方式呈现，并且最近在文献中进行了辩论。在这篇文章中，我们确定的[F/O]与[O/H]的趋势，在隆起调查可能的贡献，从W-R星。此外，我们在这里提出了一个高频线列表的K和L波段（包括经常使用的23358.33毫米线）和一个附带的配分函数。利用光谱仪CRIRES记录的8颗K巨星的高分辨率近红外光谱，通过光谱拟合确定了F丰度。我们还使用我们新的HF分子数据重新分析了以前发表的五个膨胀巨星。我们发现，用只包含AGB星和SNe II型中ν过程的化学演化模型可能无法解释球突中的F-O丰度，即可能需要W-R星中大量的F产生来解释球突中的F丰度。关于HF谱线列表，我们发现文献中不一致的一个可能的原因，使用两种不同的激发能，是HF分子零点能的两种不同定义，因此也有两种伴随的不同离解能。只要在光谱合成中使用相应的一致性配分函数，两个行列表都是正确的。然而，我们怀疑这并不是在几个早期的作品导致F丰度0.3 dex太高的情况。
2014-03-11 astro-ph.GA
From K giants to G dwarfs: stellar lifetime effects on metallicity distributions derived from red giants
我们研究固有的偏见时，从红巨星分支（RGB）选择目标的化学丰度分布，使用模拟的巨型分支创建的等时线。我们发现，即使恒星是从RGB恒星的整个颜色范围和广泛的星等范围内选择的，不同年龄和金属丰度的恒星的相对数量，综合所有恒星类型，并没有准确地表示在巨大的分支样本。其结果是，来自RGB恒星样本的金属丰度分布函数需要进行校正，然后才能通过化学演化模型进行拟合。我们推导出简单的校正因子，为过代表和代表不足的人口的限制情况下，单年龄人口的金属丰度范围广泛，并在恒定的金属丰度连续恒星形成的一个重要的一般性结论是，中年人口（~1 - 4Gyr）是过度代表的RGB样本。我们应用我们的模型的情况下，大麦云云酒吧和显示，所观察到的金属丰度分布低估了真正的金属贫星的数量超过25%，因此，推断的重要性，气体流动的化学演化模型可能被高估。RGB寿命的年龄和金属性依赖性需要仔细建模，如果他们不导致关于星系化学富集历史的虚假结论。
2017-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine variations in the globular cluster NGC 6656 (M22): implications for internal enrichment timescales
观测到的球状星团恒星之间质子捕获元素的化学（反）相关性目前被认为是已经灭绝的前几代恒星自我富集的标志。这定义了多人口情景。由于氟也受到质子捕获的影响，因此确定其在球状星团中的丰度为这些前几代的性质提供了新的补充线索，并为化学富集时间尺度提供了强有力的观测约束。在本文中，我们提出了我们的近红外CRIRES光谱观测NGC 6656（M22）中的六个冷巨星的结果：主要目的是推导F的内容和它的内部变化，在这个特殊的集群，表现出显着的变化，在轻和重元素丰度。我们检测到F的变化在我们的样品超出了测量的不确定性，并发现F丰度正相关的O和Na相关，正如预期的多人口框架。此外，我们的观察揭示了两个不同的子组之间的F含量的增加，S-过程丰富和S-过程穷人，托管在M22。与理论模型的比较表明，质量在4到5 Msun之间的渐近巨星是观测到的化学模式的原因，证实了以前工作的证据：M22中两个子成分之间的年龄差异不超过几百万年。
2012-11-17 astro-ph.GA
Constraining Metallicity-dependent Mixing and Extra Mixing using [C/N] in Alpha-Rich Field Giants
巨星分支的内部混合是影响恒星演化和星系化学演化的重要过程。虽然已经提出了几种机制来解释这种混合，更好的经验约束是必要的。在这里，我们使用来自SDSS-IV/APOGEE-2数据发布14的26097颗演化恒星的[C/N]丰度来追踪旧场巨星中的混合和额外混合，其中-1.7< [Fe/H] < 0.1。结果表明，在任何一次上挖之前，APOGEE的[C/N]比值是依赖于金属丰度的，而对于[Fe/H] ~-1以上的恒星，第一次上挖时[C/N]的变化则与金属丰度无关。我们确定了红巨星分支（RGB）凸起的位置是金属丰度的函数，注意到在凸起上方0.14 dex（log g）的低金属丰度恒星（[Fe/H] <-0.4）发生了金属丰度相关的额外混合事件，并证实这种额外混合在低金属丰度时更强，在[Fe/H] =-1.4时达到$Δ$ [C/N] = 0.58 dex。我们发现了在[Fe/H] <-1.0的恒星中，在凸点上方的上巨星分支上进一步额外混合的证据。这种上部巨分支混合在金属更贫乏的恒星中更强，每1.0 dex（log g），[C/N]就达到0.38 dex。红团（RC）星的APOGEE [C/N]比明显高于RGB顶端的恒星，这表明在氦闪光期间发生了额外的混合过程，或者在红团RC样品中可能存在未知的C和N丰度零点。最后，由于额外的混合，我们注意到，目前的[C/N]比和年龄之间的经验校准不能天真地外推…
2019-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Upper limit on HF(1-0) absorption in a dusty star-forming galaxy at $z = 6$: Constraints on early fluorine enrichment
Institute of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科天体物理学研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学前沿研究院宇宙物理与数学研究所（WPI）卡弗里研究所）；Centre for Astrophysics Research, Department of Physics, Astronomy and Mathematics, University of Hertfordshire（赫特福德大学物理、天文与数学系天体物理学研究中心）；Research Center for the Early Universe, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科早期宇宙研究中心）；Faculty of Engineering, Hokkai-Gakuen University（北海道学园大学工学部）；Research Center for Physics and Mathematics, Osaka Electro-Communication University（大阪电通大学理数研究中心）；Institute for Advanced Research, Nagoya University（名古屋大学高等研究院）
研究通过观测z=6星系的HF吸收，限制了早期氟元素富集，发现其效率低下，并表明WR星可能未在该时期显著贡献氟生产。
2026-02-16 astro-ph.GA
Fluorine in the solar neighborhood: modelling the Galactic thick and thin discs
我们通过详细的化学演化模型与最近的观测数据进行比较，研究了银河系厚盘和薄盘中氟丰度的演化。这里采用的化学演化模型已经被证明适合于CNO和$α$ -元素的观测丰度模式以及银河系厚盘星和薄盘星的金属丰度分布函数。我们在这里应用它们来研究氟的起源和演化，这仍然是一个有争议的问题。首先，我们研究的重要性，提出了各种网站的氟生产。然后，我们应用参考模型来跟踪两个不同银河系组成部分的演化。我们的结论是，旋转的大质量恒星是F的重要生产者，它们可以在[Fe/H]=-0.5 dex以下建立一个F丰度的平台，尽管[Fe/H]<-1的平台的存在还有待于通过对晕星的广泛观测来证实。为了重现后期圆盘中F丰度的增加，需要来自低质量恒星（单个渐近巨星分支星和/或新星）的贡献。厚盘和薄盘之间的二分法在[F/O]与[O/H]图中比在[F/Fe]与[Fe/H]图中更明显，并且我们证实厚盘比薄盘进化得快得多，与其他化学元素丰度模式的发现一致。
2020-08-03 astro-ph.GA
New Temperature and Metallicity Scale of Cool Giants from K-band Spectra
我们在这里提出的定量诊断工具，采用低分辨率的近红外光谱的$K$波段的冷巨星的恒星星族的研究。在这项研究中，总共使用了260颗冷巨星（用X-shooter观测到的177颗恒星和用NIFS观测到的83颗恒星），覆盖了比早期工作更宽的金属丰度范围。在降低光谱分辨率（R $\sim$ 1200）后，我们测量了一些选定的重要$K$带光谱特征（如Na I，Fe I和$^{12}$ CO）的等效宽度，以研究基本参数（例如有效温度和金属丰度）的光谱行为。我们推导出经验关系，以测量有效温度使用$^{12}$ CO第一泛音带在2.29 $μ$ m和2.32 $μ$ m，并显示了详细的定量金属依赖这些相关性。我们发现，经验关系的基础上太阳附近的恒星可以纳入大的不确定性，在评估$T_{eff}$的贫金属或富金属的恒星。此外，我们探索了所有的光谱线，以建立与金属丰度的经验关系，并发现在2.29 $μ$ m线处Na I和$^{12}$ CO的组合的二次拟合在[ $Fe/H$ ] $\leq$ $-$ 0.4 dex处产生了可靠的经验关系，而任何线的线性拟合为具有[ $Fe/H$ ] $\geq$ 0.0 dex的恒星提供了良好的金属丰度标度。
2020-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine abundances in dwarf stars of the solar neighbourhood
尽管有许多观测工作旨在描述我们银河系的化学演化，但对氟（F）的起源知之甚少。模型表明，银河系中发现的F可能主要以三种不同的方式产生，即II型超新星、渐近巨星分支核合成或沃尔夫-拉叶星的核心。文献中只有少数几个观测测量的F丰度，大多数是针对其特征可能妨碍准确测定氟丰度的物体（例如，复杂的混合和核合成过程，外部/内部污染）。我们推导出一组9个冷的主序矮星在太阳附近的F丰度，基于在2.3微米的HF分子的未混合线。此外，我们还研究了其中五颗恒星的s过程元素。我们使用高分辨率红外光谱仪CRIRES获取数据，并从欧洲南方天文台档案馆收集FEROS数据。几颗分析过的恒星似乎相对于太阳有轻微的氟增强，尽管F丰度和铁含量之间没有相关性。此外，大多数富氟的恒星也是富钇和富锆的，这表明AGB氟核合成是观测到的恒星的氟生产的主要来源。然而，[F/Fe]和s-元素之间的相关性是相当弱的，并可能被F丰度测量的不确定性所掩盖。最后，我们比较我们推导出的F丰度以前的测量α-元素和铁峰元素丰度。II型核心坍缩超新星似乎不是我们目标的F产生的主要场所，因为[F/Fe]和[α/Fe]比值之间似乎不存在相关性。
2012-01-16 astro-ph.GA
Fluorine abundances and the puzzle of globular cluster chemical history
在银河系的几个球状星团中，氟的丰度因恒星而异。这些意想不到的化学性质进一步证实了在几个GC中已经发现的化学不均匀性，可能是由这些系统中形成的第一代恒星造成的。这篇文章的目的是补充我们的理解的F-行为的GC星，并寻找新的限制其多个恒星星族的形成历史。我们收集了15个RGB恒星的近红外光谱，这些恒星属于GC，金属丰度范围很广：47 Tuc，M4，NGC 6397和M30。F，Na和Fe的丰度已估计光谱合成。对于样品中最富金属的簇（47 Tuc），没有发现F和Na丰度之间的关系。在这个GC中，RGB恒星确实在[F/Fe]上表现出相当小的差异，而不像在[Na/Fe]比率上发现的较大差异。这揭示了一个相当不均匀的恒星系统和复杂的化学演化历史47 Tuc。在M4中，我们研究的一颗星证实了另一个小组在2005年报告的Na-F分布。对于两个非常贫金属的GC（NGC 6397和M30），只有上限的F丰度已被导出。我们表明，只有在发现意想不到的富F巨星和/或满足特殊的观测条件下，才能用现有的望远镜和摄谱仪在这种贫金属GC中估计F丰度。GC中F和Na丰度的分布表明，它们的RGB成员似乎属于两个分离良好的区域。到目前为止，在不同的GC中分析的所有RGB恒星确实都被发现是富F Na贫或富F Na贫。这种分离良好的双峰制度是一致的独立的形成情节怀疑在大多数星系GC。
2013-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity of the globular cluster NGC 6388 from high resolution spectra of more than 160 giant stars
NGC 6388是银河系中质量最大的球状星团（GC）之一，它是一个古老的、富含金属的银河系隆起星团。通过利用以前的光谱观测，我们能够绕过与强场恒星污染有关的成员资格的不确定性。本文给出了在ESO-VLT上获得的12颗新巨星的UVES谱和150颗巨星的GIRAFFE谱的丰度分析。我们推导出径向速度，大气参数和铁丰度的所有恒星。当结合以前的数据，我们得到了一个总数为185恒星均匀分析NGC 6388从高分辨率光谱。185颗恒星的平均视向速度为81.2+/-0.7，rms = 9.4 km/s。UVES和GIRAFFE样品的平均金属丰度[Fe/H]=-0.480 dex，rms = 0.045 dex（35星）和[Fe/H]=-0.488 dex，rms = 0.040 dex（150星）。将这些值与丰度的内部误差进行比较，我们排除了集群内存在显著的内在金属丰度分布。由于NGC 6388中大约三分之一的巨星被认为属于HST伪彩色图中定义的所谓II型GC的“异常红巨星”，我们得出结论，要么增强的金属丰度不是解释这种分类的必要条件（正如NGC 362的零铁分布所暗示的那样），要么NGC 6388不是II型球状星团。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity relations in LMC and SMC from the slope of Red Giant Branch stars in globular clusters
基于23个LMC/SMC球状星团的近红外JHK测光，本文测量RGB斜率并建立其与年龄、金属丰度的关系，发现斜率无显著年龄依赖，但年轻与年老星团呈现不同正负趋势。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity calibrations for dwarf stars and giants in the Geneva photometric system
我们使用最均匀的$Geneva$七色测光系统，以获得新的金属丰度校准早期的A到K型恒星，包括矮星和巨星。校准是基于几个光谱数据集，合并到一个共同的规模，我们将它们应用到疏散星团数据，以获得金属丰度规模和准确性的额外证据。总共给出了54个疏散星团的金属丰度。单颗恒星的校准精度一般低于0.1 dex，但对于疏散星团样本，我们发现基于几颗恒星的平均值的精度要好得多，分散度低至约0.03 dex。此外，我们结合新的结果与另一个全面的光度数据集，提出了一个目录的平均金属丰度超过3000 F和G型矮星与$σ\sim 0.06$ dex。利用$Geneva$新的金属丰度校准中几乎不变红的特点，该列表增加了1200多颗温度高达8500 K（或光谱类型A3）的较热恒星。这两个大样本非常适合作为其他数据的主要或次要校准品，我们已经确定了大约20个光谱数据集，这些数据集显示出高达约0.4 dex的偏移。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ramp-up of interstellar medium enrichment at z>4
氟是原子核和恒星天体物理学中最有趣的元素之一。1992年首次测量了太阳以外的恒星的氟丰度，然后是少数几颗贫金属恒星，这些恒星可能在宇宙早期形成。氟的主要产生地点仍在争论之中，包括渐近巨星分支（AGB）星、核心坍缩超新星中的$ν$过程和沃尔夫-拉叶（WR）星。由于祖先恒星的质量和寿命的差异，对氟的高红移观测有助于限制大质量星系中氟产生的机制。在这里，我们报告的检测HF（S/N = 8）的吸收引力透镜尘埃恒星形成星系在红移z=4.4与$N_{\rm HF}$ / $N_{\rm{H_2}}$高达$\sim2\times10^{-9}$，表明一个非常快速的斜坡上的化学富集在这个高z星系。在z=4.4时，只有几个太阳质量的AGB星不太可能主导浓缩。相反，我们表明，WR星需要在这个时候产生所观察到的氟丰度，其他生产机制在以后的时间变得重要。因此，这些观测结果提供了一个深入了解的基本过程驱动的“斜坡”阶段的化学浓缩，同时快速恒星质量组装在一个年轻的大质量星系。
2021-11-04 astro-ph.GA
First detection of CF$^{+}$ in the Large Magellanic Cloud
利用APEX望远镜在大麦哲伦星云活跃恒星形成区N113中首次探测到CF+，通过激发模型揭示其来自致密光致离解区，并首次约束该星云分子云中的氟丰度，发现其比红巨星低约一个量级，表明分子气体中氟亏损，为外部星系氟丰度和C+柱密度提供保守下限。
2024-05-07 astro-ph.GA
Evidence that Mass Loss on the Red Giant Branch Decreases with Metallicity
本文利用年龄-速度弥散关系和红巨星下质量边界构建观测等龄线，并结合Kepler样本与疏散星团数据，发现红巨星支积分质量损失随金属丰度增加而减小，对现有恒星演化模型中的质量损失方案提出挑战。
2025-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Correlation Between Metallicity and the X-Shaped Morphology of the Milky Way Bulge
我们证明，未能正确地考虑恒星演化可以偏见的结果，在银河系核球恒星的空间形态的测定，集中在X形是否更明显的问题之间的金属丰富的恒星比金属贫乏的恒星。我们认为，这一趋势，最近声称由三个独立的团体，可能被高估了，因为它是相对更容易检测到双峰的距离分布函数在较高的金属丰度。这是由于三个因素。首先，在d（V-I）_{RC}/d\[M/H] ~ 0.25星等^{-1}水平上，红团和红巨星的内禀色随金属丰度而变化，因此，在光谱样本中红团和红巨星的比率将取决于任何研究的光度选择。其次，随着金属丰度的增加，红巨星分支的上升持续时间缩短，红团的寿命增加，这使得红团与红巨星的比例在球核金属丰度分布函数的范围内增加了约33%。最后，在相同的金属丰度区间内，红巨星分支凸点星的有效数量预计将增加约200%，它们的存在随着两个红色团块的观测参数而退化，在距离模分布的第二个峰值中产生了虚幻的信噪比增加。
2014-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar loci IV. Red giant stars
在本系列的第四篇论文中，我们利用斯隆数字巡天（SDSS）条纹82区域的红巨星光谱样本，给出了与金属度相关的红巨星的恒星颜色轨迹。这些恒星的颜色g-i范围为0.55 - 1.2等，金属丰度[Fe/H]为-0.3-2.5，表面重力log g值小于3.5 dex。和主序星一样，红巨星的内禀轨道宽度也很窄，最大只有几个毫等。然而，红巨星和MS星的金属度依赖的恒星轨迹之间存在系统差异。红巨星的颜色对金属丰度的敏感度低于MS星。有了好的光度学，红巨星的光度学金属丰度可以通过同时拟合u-g，g-r，r-i和i-z颜色来可靠地确定，精确度为0.2 - 0.25 dex，与信噪比为10的低分辨率光谱学可达到的精度相当。通过对红巨星和MS星星轨线拟合结果的比较，提出了一种基于SDSS测光的红巨星和MS星判别方法。该技术在选择[Fe/H] $\le$-1.2的贫金属红巨星时达到了~ 70%的完整性和~ 80%的效率。这为利用红巨星研究星系晕的结构和组合历史提供了重要的工具。
2021-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining $ν$-Process Production of Fluorine through Cosmic Ray Nucleosynthesis
氟的质量足够大，不被认为是轻元素（$Z\le5$），但与它的近邻C、N、O和Ne相比，它在恒星演化过程中的产生量远远不足，使它的起源更加复杂。事实上，氟的丰度在Z = 5和21之间的所有元素中是最低的，并且大约比C、N、O和Ne低3-4个数量级。除了标准的恒星演化外，还有几个可信的F来源。这包括中等质量恒星中的渐近巨星分支阶段（AGB）的产生，Wolf-Rayet星中的产生，以及超新星中通过中微子散射产生的产生。后者称为$ν$ -过程，是B11的重要来源，也可能有助于Li 7的丰度。我们结合一个简单的银河系化学演化模型与一个标准的银河系宇宙射线核合成模型治疗自洽的锂，Be和B同位素的演变。我们包括大量的恒星生产的F，以及从AGB星的贡献，和$ν$过程。考虑到超新星中中微子能量的不确定性，我们用观测到的B11/B10比值作为约束，对$ν$ -过程进行了归一化。因此，我们能够确定每个贡献的相对重要性的F丰度。我们发现，虽然$ν$ -过程占主导地位的早期（低金属丰度），目前的F丰度被发现主要来自AGB星。
2019-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Project AMIGA: Distance and Metallicity Gradients Along Andromeda's Giant Southern Stream from the Red Clump
巨大的南流（GSS）的M31，一个主要的吸积事件的基石签名，产生M31的形成和演化模型的关键约束。目前，我们对GSS的理解，在其几何形状和化学性质方面，要么来自宽场成像探测红巨星分支尖端以下的几个量级，要么来自孤立区域的深层成像或光谱学。在这里，我们采取了另一种方法，使用哈勃太空望远镜（HST）成像的特点，水平分支红团（RC）使用unbinned极大似然拟合光度函数（LF）从观察到的颜色星等图（CMD）。比较RC的平均震级在三个领域的投影距离为21，52和80千秒差距，从M31，我们发现一个视线距离梯度相同，最近的文献测量领域沿核心。我们还发现了初步的证据，视线距离分散增加与M31的投影距离。同时，在GSS核以西的52kpc区域，金属丰度至少与21kpc区域一样高，并且这两个区域的RC峰值颜色在0.2dex之内是相同的。我们讨论的距离和金属丰度梯度沿和垂直于GSS的背景下，最近的地面测光和光谱的结果，包括从GSS向西移动的金属丰度下降的证据，以及进一步约束恒星星族在GSS附近的前景。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the dependence of chemical traits on metallicity: chemical trends for red giant stars with asteroseismic ages
本研究利用星震学年龄和UVES高精度丰度数据，分析74颗红巨星化学元素比随年龄和金属丰度的变化，发现强化学-年龄关系并非金属丰度依赖性最小，质疑了银河系通用化学时钟的可靠性。
2024-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties of the fluorine and neutron-capture element-rich PN Jonckheere 900
我们对年轻的富碳行星状星云（PN）Jonckheere 900（J 900）进行了详细的光谱分析，以表征中心恒星和星云的性质。推导出的17个元素丰度，我们提出了第一次测定的8个元素丰度。我们提出了在J 900中首次检测到[F IV] 4059.9 A，[F V] 13.4 um和[Rb IV] 5759.6 A线。J 900表现出F和中子俘获元素Se、Kr、Rb和Xe的大幅增强。我们使用新探测到的中红外H2线研究了H2区的物理条件，同时也使用了先前测量的近红外H2线，这表明温暖（~670 K）和炎热（~3200 K）的温度区域。我们建立了光谱能量分布（SED）模型，以符合所有观测到的量。我们发现，大约67%的尘埃和气体成分（分别为4.5x10^-4 Msun和0.83 Msun）存在于电离锋之外，这表明光解离区域在理解恒星质量损失方面至关重要。最佳拟合的SED模型表明，这颗恒星的祖先是从一颗最初约为2.0 Msun的恒星演化而来的，该恒星处于燃烧氦的壳层阶段。事实上，对于一颗2.0 Msun的恒星，Z = 0.003，部分混合区质量为6.0 × 10 ^-3 Msun，推导出的元素丰度模式与渐近巨星分支星核合成模型预测的结果一致。我们的研究表明，如何准确地确定C/F/Ne/中子捕获元素和气体/尘埃质量的丰度，帮助我们了解PN祖细胞的起源和内部演化。
2019-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the correlation between metallicity and the presence of giant planets
恒星金属丰度和巨行星存在之间的相关性已经得到了很好的证实。这一现象被初步解释为金属含量增加的恒星盘中可能增加了行星形成的几率。然而，这一解释有两点需要注意。首先，有行星的巨星并不像矮星那样，呈现出金属丰度分布偏向富含金属的天体。第二，与金属丰度的相关性在中等金属丰度下是无效的，因为在中等金属丰度下，可以发现巨行星优先绕厚盘恒星运行。这两个特点都不能用巨型行星形成的假设来解释。我们认为它们本质上是银河系的，可能与巨行星的形成过程无关。这表明，相同的动力学效应，即恒星在银盘中的迁移，是这两种特征的起源，重要的后果是，大多数富含金属的恒星承载巨行星起源于内盘，这一性质迄今为止在很大程度上被忽视。我们说明，一个行星的金属丰度的相关性类似于所观察到的是很容易得到的，如果从内部磁盘的恒星有一个更高的比例比恒星出生在太阳半径的巨行星，没有具体的依赖金属丰度。我们认为，内星系盘（分子环）中的分子氢密度可能在设定来自该地区的高比例巨行星中发挥作用。
2009-04-28 astro-ph.GA
Chemical abundance analysis of symbiotic giants. Metallicity and CNO abundance patterns in 14 northern S-type systems
本文分析了14个北天S型共生系统红巨星的化学丰度，发现其略低于太阳的金属丰度及CNO模式揭示了首次上翻与额外混合过程，并在AG Peg中发现了可能与吸积有关的蓝移分量。
2023-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Expanded Chemo-dynamical Sample of Red Giants in the Bar of the Large Magellanic Cloud
我们报告了新的光谱观测获得的308红巨星（RG）位于两个领域附近的光度中心的大麦云酒吧的密歇根/麦哲伦光纤系统。该样本由先前研究中观察到的131颗恒星（在一个区域）和177颗新观察到的恒星（在第二个区域）组成，这些恒星是专门选择来更可靠地建立金属丰度和年龄分布的。对于每一颗恒星，我们测量它的日心视线速度，表面重力和金属丰度从它的高分辨率光谱（有效温度来自光度颜色）。光谱赫兹-罗素图-模小偏移表面重力-显示良好的协议与模型等时线。177-RG样品的平均金属丰度为$\rm [Fe/H]=-0.76\pm0.02$，金属丰度分散度为$σ=0.28\pm0.03$。相应的金属丰度分布-经选择效应校正-很好地拟合了两个高斯分量：一个是富含金属的，具有平均值$-0.66\pm0.02$和标准差$0.17\pm0.01$，另一个是贫金属的，具有$-1.20\pm0.24$和$0.41\pm0.06$。富金属和贫金属星族分别约占恒星的85%和15%。我们还证实，在酒吧中心的速度分散显着降低，从$31.2\pm4.3$到$18.7\pm1.9$ km s $^{-1}$的金属丰度增加的范围$-2.09$ $-0.38$。单个恒星的质量是利用光谱表面重力和已知的光度来估算的。我们发现，较低的质量，因此较老的RG有较大的金属丰度分散和较低的平均金属丰度比高质量，年轻的RG。然而，估计的质量延伸到难以置信…
2017-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependence of Multi-band Absolute Magnitudes and Color Indexes of the Tip of Red Giant Branch Stars on Metallicity in the Galactic Globular Clusters
本文利用33个银河系球状星团中的TRGB恒星，系统研究了多波段绝对星等和色指数对金属丰度的依赖性，发现I波段绝对星等在低金属丰度下几乎恒定，并给出了新的哈勃常数定标结果。
2025-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
$H$-band Temperature and Metallicity Indicators for Cool Giants: Empirical Relations in Bayesian Framework
我们探索了近红外$H$波段大气窗口，旨在为利用低分辨率光谱推导冷巨星（$T_{eff}$ $<$ 5000 K）的恒星参数，例如有效温度（$T_{eff}$）和金属丰度（[ $Fe/H$ ]）提供定量诊断工具。我们从X-shooter光谱库中获得了177颗冷巨星，覆盖了比早期作品更宽的金属丰度范围（$-$ 2.35 dex $<$ [ $Fe/H$ ] $<$ 0.5 dex）。将光谱分辨率降低到R $\sim$ 1200，估算了几个重要光谱特征的等效宽度，并研究了光谱特征随恒星参数的变化规律。在贝叶斯框架下建立了推导$T_{eff}$和[ $Fe/H$ ]的经验关系。我们发现，$^{12}$ CO在1.56 $μ$ m和1.62 $μ$ m，以及$^{12}$ CO+MgI在1.71 $μ$ m是最好的三个$T_{eff}$指标，具有典型的准确度分别为153 K，123 K和107 K。三次贝叶斯模型提供了最佳金属丰度估计值，对于1.62 $μ$ m处的FeH、1.64 $μ$ m处的$^{12}$ CO和1.66 $μ$ m处的Fe I，其典型精度分别为0.22 dex、0.28 dex和0.24 dex。我们还显示了详细的定量金属丰度依赖性的$T_{eff}-$ EWs相关性定义三个金属丰度组，超日的（[ $Fe/H$ ] $>$ 0.0 dex），太阳的（$-$ 0.3 d…
2022-01-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Tracing Kinematic and Chemical Properties of Sagittarius Stream by K-Giants, M-Giants, and BHB stars
在运动积分空间中，我们分别从SEGUE-2、LAMOST和SDSS中选取了$\sim$ 3,000颗人马座（Sgr）流星，包括K巨星、M巨星和BHB。从$X$ - $Z$平面上的速度矢量可以清楚地看出Sgr流的轨道。由K巨星和M巨星追踪的恒星表明，尾流的远银河系半径为$\sim$ 100 kpc。Sgr K-、M-巨星和BHB的金属丰度分布表明，M-巨星平均是最富金属的群体，其次是K-巨星和BHB。所有K巨星、M巨星和BHB都表明，尾臂平均比前臂富含金属，而K巨星表明Sgr碎片是金属最贫乏的部分。Sgr星的$α$ -丰度在低金属丰度（[Fe/H] $<\sim$ $-$ 1.0 dex）时表现出与星系晕星相似的变化趋势，在高金属丰度时则向[ $α$ /Fe]较低的方向演化，这与银河系矮星系$α$ -元素的演化模式接近。在$X$ - $Z$平面上，K巨星的$V_Y$和金属丰度沿银河系中心的视线方向具有梯度，当[Fe/H] $>\sim-$为1.5 dex时，K巨星的$V_Y$随金属丰度的增加而增加。将Sgr流按其在赤道坐标系中的位置分为亮流和暗流，K巨星和BHB表明亮流和暗流呈现不同的$V_Y$和金属丰度，亮流的平均$V_Y$和金属丰度高于暗流。
2019-09-27 astro-ph.GA
Identifying High Metallicity M Giants at Intragroup Distances with SDSS
潮汐剥离和与中心超大质量黑洞的三体相互作用可能会将恒星从银河系中弹射出来。这些恒星将包括一组“群内”恒星，它们追溯了我们银河系邻居过去的相互作用历史。使用斯隆数字巡天DR 7，我们使用旨在排除附近M和L矮星的色彩分割来识别候选太阳金属丰度红巨星群内恒星。我们提出了677组内的候选人之间选择300千秒差距和2百万秒差距，要么是最红的组内候选人（M7-M10）或L矮星在更大的距离比以前检测到的。
2012-02-09 astro-ph.GA
Red Giants in the Small Magellanic Cloud. II. Metallicity Gradient and Age-Metallicity Relation
我们目前的结果，从最大的CaII三线金属丰度研究的小麦哲伦云（SMC）场红巨星的日期，涉及3037对象分布在约37.5平方米。度，围绕着这个星系我们发现[Fe/H]=-0.99+/-0.01的中值金属丰度，有明显的证据表明丰度梯度为-0.075+/-0.011 dex / deg。在内部5度上。我们解释的丰度梯度是一个越来越大的分数的年轻恒星的银河系中心半径减小的结果，再加上一个统一的全球年龄金属丰度关系。我们还表明，年龄-金属丰度关系的中间年龄人口位于10千秒差距前的东北部的云是无法区分的星系的主体，支持先前的猜想，这是一个恒星模拟的麦哲伦桥。我们的RGB恒星样本中贫金属和富金属的四分位数（麦哲伦云光度测量的互补光学光度测量）分别比大约6 Gyr更老和更年轻。因此，我们画了一个运动学签名之间的联系，暂时由我们与盘状结构，并在恒星起源的高潮印在SMC的中心地区的恒星形成历史。我们的结论是，5- 6 Gyr前恒星形成率的增加很可能是由SMC和LMC之间的相互作用引发的。
2014-05-26 astro-ph.GA
Metallicity distribution of the progenitor of the Giant Stellar Stream in the Andromeda Galaxy
巨大恒星流（GSS）是仙女座星系（M31）晕中一个显著的潮汐特征，代表着一个卫星星系正在毁灭。在本文中，我们研究的GSS的形成，通过详细的数值模拟的潮汐破坏的祖系统。假设该流产生于M31与一个恒星质量为$10^{9}M_{\odot}$的矮球状星系的一次合并事件，我们成功地再现了GSS的动力学性质。由于沿着溪流的金属丰度分布已经根据观察结果（PAndAS和AMIGA数据集）得到了很好的确定，因此我们使用蒙特卡罗模拟来重建矮祖先的原始金属丰度分布。我们发现，一个祖矮星系的径向金属丰度梯度为负，$Δ$ FeH = - $0.3 \pm 0.2$，再现了所观察到的GSS属性之间的时间2.4和2.9 Gyrs合并。我们还表明，所观察到的双峰金属丰度分布沿流是一个短暂的结构所造成的独特的合并情况下，两组流星在相反的方向移动，相交产生的高峰。
2022-01-26 astro-ph.GA
An empirical mass-loss law for Population II giants from the Spitzer-IRAC survey of Galactic globular clusters
本工作的主要目的是导出第一和第二上升红巨星分支中星族II恒星的经验质量损失（ML）定律。我们使用斯皮策望远镜红阵列照相机（IRAC）测光获得的3.6-8微米范围内的15个银河系球状星团，跨越整个金属丰度范围和采样的水平分支（HB）形态的巨大的动物学仔细选择的样本。我们用近红外数据补充了IRAC测光，以建立合适的颜色-星等和颜色-颜色图，并识别质量损失的巨星。我们发现，虽然大多数恒星显示出典型的冷巨星的颜色，但有些恒星显示出过量的中红外线，这比其光球发射的预期要大，这可能是由于大量的尘埃形成。对于这些恒星，我们估计尘埃和总（气体+尘埃）ML率和时间尺度。最后，我们校准人口II红色和渐近巨星分支恒星的经验ML法律与不同的金属丰度。我们发现，在一个给定的红巨星分支光度只有一小部分的恒星正在失去质量。由此，我们得出结论，ML是偶发性的，只有一小部分时间是活跃的，我们将其定义为占空比。随着恒星光度和金属丰度的增加，质量损失恒星的比例也随之增加。根据对气尘比和膨胀速度的合理假设估计的ML率取决于金属丰度，并随着金属丰度的降低而缓慢增加。相比之下，占空比随着金属量的增加而增加，净结果是总ML随着金属量的增加而适度增加，[Fe/H]中的每dex约为0.1 Msun。对于星族II渐近巨星分支星，我们估计总的ML <0.1 Msun，随着金属丰度的变化几乎是常数。
2014-03-17 astro-ph.GA
Milky Way Globular Cluster Metallicity and Low-Mass X-ray Binaries: The Red Giant Influence
银河系和河外星系的研究表明，富金属球状星团（GC）比贫金属球状星团（GC）拥有明亮的低质量X射线双星（LMXB）的可能性大约高出三倍。对于这种金属丰度效应还没有令人满意的解释。我们测试的假设，红巨星分支（RGB）的恒星的数量密度是在富含金属的GC较大，因此可能的金属丰度效应的原因。利用哈勃空间望远镜对109个银河系GC进行测光，研究了RGB星密度与GC金属丰度之间的关系。等时线拟合用于计算RGB星的数量，其由GC质量和观测到的GC光度的分数归一化，并使用半光半径$r_{h}$处的体积确定密度。RGB星密度与金属丰度[Fe/H]弱相关，Spearman和Kendall秩检验$p$ -值分别为0.00016和0.00021，系数分别为$r_{s} = 0.35$和$τ= 0.24$。虽然研究表明$r_{h}$与银心距相关，而与[Fe/H]无关，但这种相关性可能因$r_{h}$对[Fe/H]的可能依赖性而有偏差。动力学起源的$r_{h}$ -金属丰度相关性（潮汐剥离）表明，富含金属的GC可能有更活跃的动力学历史，这将促进LMXB的形成。没有发现RGB星数密度和金属丰度之间的相关性时，只使用GC托管静态LMXB。我们需要对银河系中静止的LMXB进行全面普查，以进一步探测金属丰度效应，这将随着即将推出的eROSITA而成为可能。
2017-11-08 astro-ph.GA
The K giant stars from the LAMOST survey data I: identification, metallicity, and distance
我们提出了一个支持向量机分类器，直接使用它们的谱线特征来识别LAMOST巡天中的K巨星。基于LAMOST恒星参数的测试，识别的完整性约为75%。已鉴定的K巨人样品中的污染低于2.5%。将分类方法应用于在试点调查和第一年调查期间观察到的约200万个LAMOST光谱，我们选择了298，036个K巨星候选者。基于Mg $_{\rm b}$和Fe线的等效宽度，以$0.13\sim0.29$ \，dex的不确定度估计样品的金属丰度。基于估计的金属丰度和2MASS测光，提出了一种贝叶斯方法来估计K巨星距离的后验概率。基于合成等时线的距离估计已被校准使用7个球状星团与广泛的金属丰度。在K巨星样本的亮度中值$K=11$ \，mag处估计的距离模的不确定度约为0.6\，mag，对应于距离的$\sim30$ %。作为一个科学验证案例，人马座流的拖曳臂与所选的K巨星样本清晰地一致。此外，在距离太阳约80kpc处，我们使用K巨星来确认在拖尾尾的远心附近检测到流成员。人马座流特征的这些重新发现说明了LAMOST巡天探测银河系晕子结构的潜力。
2014-04-18 astro-ph.GA
Kinematics and Metallicity of Red Giant Branch Stars in the Northeast Shelf of M31
我们获得了556颗红巨星分支星的Keck/DEIMOS光谱，它们分布在M31东北（NE）架上的4个光谱场，横跨$13-31$投影的kpc。我们提出了一个完整的楔形图案的第一次检测在空间中的投影M31中心的径向距离与视线速度为这个功能，其中包括返回流组件的货架。这种楔形图案同意在径向合并形成的潮汐壳的预期，并提供了强有力的证据，有利于预测的巨型恒星流（GSS）的形成模型中，东北货架起源于第二轨道包裹的潮汐碎片。观察到的同心楔形图案的东北，西（W），东南（SE）货架证实了这种解释独立的模型。我们没有检测到一个完整的祖核心，有利于GSS形成模型中的祖完全中断在NE货架区域的运动学签名。大陆架的光度金属丰度分布意味着它主要是潮汐物质，而不是相位混合的恒星晕或磁盘。金属丰度分布（[Fe/H] $_{\rm phot}$ = $-0.42$ $\pm$ $0.01$）也与GSS相匹配，因此与W和SE陆架相匹配，进一步支持潮汐特征之间的直接物理关联。
2022-03-30 astro-ph.GA
Tracing the outer halo in a giant elliptical to 25 Reff
我们使用HST上的ACS和WFC 3相机来解析最近的巨型椭圆星系NGC 5128的晕中的恒星，沿着长轴的投影距离为140 kpc（25有效半径，Reff），沿着短轴的投影距离为90 kpc（16 Reff）。这个数据集提供了一个前所未有的径向覆盖的恒星晕属性在任何gE星系。色星等图清楚地显示了属于NGC 5128晕的红巨星分支星的存在，即使在我们最遥远的领域。恒星数量显示出外晕的扁平度越来越大，外晕沿着星系的主轴被拉长。红巨星的V-I色使我们能够测量每个场中的金属丰度分布，从而绘制出沿长轴从星系中心到~16 Reff的梯度。甚至对于沿两个轴的最外侧的场，也获得中值金属丰度。我们观察到从富金属（[M/H]~0.0）的内星系到低金属丰度的外晕的平滑过渡，金属丰度梯度沿长轴的斜率为：$Δ$ [M/H]/ $Δ$ R=-0.0054 $\pm$ 0.0006 dex/kpc.在外晕中，超过10 Reff，数密度分布遵循幂律，但也检测到显着的场间金属丰度和恒星数变化。富金属组分在所有观测场中占主导地位，并且所有场中的中值金属丰度为[M/H]>-1 dex。
2014-06-18 astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
Chemical compositions of giants in the Hyades And Sirius superclusters
本文报道了毕星团34颗K巨星和天狼星22颗K巨星从Na到Eu的20种元素的丰度分析结果。Famaey et al.（2005，A&A，430，165）将观测到的巨星确定为它们各自超星系团的极可能成员。来自毕宿星团和Praesepe疏散星团的三颗巨星也被类似地观测和分析。每一个超星系团的金属丰度都有一个范围：毕宿星团的$-0.20 \leq$ [Fe/H] $\leq +0.25$和天狼星超星系团的$-0.22 \leq $ [Fe/H] $\leq +0.15$，毕宿星团金属丰度分布的富金属尾部延伸到天狼星超星系团之外，跨越了毕宿星团和前座星团巨星的金属丰度。超星系团巨星的相对元素丰度[El/Fe]是银河系薄盘的代表，它是从疏散星团中的巨星中确定的，分析方法与我们的方法相似。根据金属丰度和年龄判断，这些超星系团中的巨星很少，很可能没有一个起源于疏散星团：配对包括毕宿超星系团与毕宿星团-普拉塞佩疏散星团和天狼星超星系团与U Ma疏散星团。综述了这两个超星系团的主序星及其与关联的疏散星团的可能关系。这表明毕宿超星团的主序星人口包含了两个关联的疏散星团中的几颗恒星。正如以前的一些研究所表明的那样，天狼星超星系团在运动学上被严格定义时，似乎是由U Ma疏散星团脱落的恒星组成的。
2019-01-18 astro-ph.GA
Photometric metallicity for 694233 Galactic giant stars from Gaia DR3 synthetic Stromgren photometry. Metallicity distribution functions of halo sub-structures
本研究利用Gaia DR3合成斯特龙格伦测光，通过两种定标方法为694233颗巨星推导光度金属丰度，验证其准确性，并用于揭示银河系晕亚结构的金属丰度分布。
2023-04-21 astro-ph.GA
Selecting M-giants with infra-red photometry: Distances, metallicities and the Sagittarius stream
利用LAMOST巡天的M巨星、M矮星和类星体的光谱确认样本，我们评估了WISE $\&$ 2 MASS色切在选择M巨星时的应用效果。WISE带在分离M-巨星和M-矮星方面非常有效，我们提出了一个简单的分类，可以产生一个干净的和相对完整的M-巨星样本。我们推导出一个新的光度关系来估计M-巨星的金属丰度，使用APOGEE调查的数据进行校准。我们发现$(W1-W2)$颜色和$\rm [M/H]$之间有很强的相关性，几乎所有的散射都是由于光度的不确定性。我们发现，以前的光度距离关系，这主要是基于恒星模型，可能是有偏见的，并制定一个新的经验距离关系，调查与金属丰度和恒星形成历史的趋势。基于这些关系，我们研究了人马座流中M-巨星的性质。在轨道平面之间的领先和落后的尾巴的偏移是复制，并通过确定遥远的M-巨星在银河系的反中心的方向，我们确认，以前检测到的碎片在外晕是远心的落后的尾巴。我们还发现了初步的证据，支持在北银河系半球的领先的尾巴附近的现有的密度过大，可能是拖尾的尾巴（所谓的分支C）的延伸。我们已经测量了沿流的金属丰度分布，发现一个明确的金属丰度之间的领先和落后的尾巴，在协议模型的流形成。我们包括一个M-巨人的在线表，以方便进一步的研究。
2016-04-14 astro-ph.GA
