Coadded Spectroscopic Stellar Parameters and Abundances from the LAMOST Low Resolution Survey
我将大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）数据第6版低分辨率光谱巡天A、F、G和K型恒星参数目录中的重复光谱恒星参数估计组合在一起。结合重复测量结果的光谱恒星参数估计的精度提高了两个因素。此外，这简化了与其他星表执行基于坐标的交叉匹配的过程。同样，我结合重复的恒星丰度估计Xiang等人。目录，这是使用LAMOST数据发布5低分辨率光谱调查数据。这些数据在恒星、银河系和系外行星天文学中有许多应用。我制作的目录可以在https://doi.org/10.7281/T1/QISGRU上以机器可读的表格的形式获得。
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of multiple stellar populations in massive globular clusters
银河系球状星团中的多个恒星星族表现出很大的多样性。虽然轻元素（包括He）的化学丰度变化是普遍存在的，但这些变化的数量在不同的球状星团中是不同的。在一些球状星团中已经发现了具有明显的Fe、C+N+O和慢中子俘获元素的恒星星族，其数量可能会增加。所有这些化学特征都对应于特定的光度模式。我回顾了球状星团中多个恒星星族的化学+光度特征，并讨论了如何解释数据越来越具有挑战性。非常令人兴奋的是，球状星团的起源和演化是一个复杂的难题。
2015-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances as population tracers
元素丰度比作为示踪剂的恒星星族进行了讨论，重点是F，G和K星提供了一个“化石”记录的化学演化的银河系。大多数丰度研究都是基于均匀的一维模型大气和局部热力学平衡（LTE）的假设，但最近的工作表明，三维非LTE校正可以改变导出的丰度比作为恒星金属丰度的函数的趋势非常显着。然而，当比较具有相似有效温度、表面重力和金属丰度的恒星时，3D非LTE修正往往会抵消。当应用这样的差分方法在银河系盘，凸起，和晕，丰度比像C/O，Na/Fe，α/Fe，Cu/Fe，Ba/Y，Eu/Ba点存在多个离散的人口在每个这些银河系的组成部分。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
sMILES: A Library of Semi-Empirical MILES Stellar Spectra with Variable [$α$/Fe] Abundances
我们提出了一个新的图书馆的半经验恒星光谱的基础上，经验MILES库。一个新的，高分辨率的理论恒星光谱库的产生，是专门设计用于恒星星族的研究。我们测试这些模型在其全波长范围内对其他模型库，并找到合理的协议，由于大气$α$元素的变化，被称为差分校正的光谱变化的预测。我们还测试模型对MILES和MaStar库的经验恒星光谱，也发现合理的协议，从以前的工作预期。然后，我们使用新的理论恒星光谱的丰度模式预测差分校正英里光谱创建半经验英里（sMILES）恒星光谱的丰度模式，不同于那些存在于银河系。最终的结果是5个801 sMiles星的家庭与[ $α$ /Fe]丰度范围从$-$ 0.20到0.60 dex在Miles分辨率（FWHM= $2.5\,$）和波长覆盖（$3540.5-7409.6\,$）。我们公开了sMILES库。
2021-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustering in the Stellar Abundances Space
通过对n维恒星丰度空间的分析，研究了星际介质的化学富集历史。这项工作是恒星化学丰度空间的非参数分析。主要目标是研究恒星在这个丰度空间内的组织。在这个空间内，我们试图找到集群（在统计意义上），即恒星可能共享相似的化学进化历史，使用两种方法：层次聚类和主成分分析。我们分析了文献中的一些选定的丰度调查。对于每个样本，我们根据其平均丰度曲线标记了恒星群。在所有的样本中，我们确定了恒星的主要富集模式的存在，我们称之为化学富集流。这种流动是由结构化的和定义明确的平均速率所决定的，在该平均速率下，星际介质的丰度增加，这是由从恒星喷出的物质和恒星质量损失以及星际介质气体的混合物造成的。我们的分析的主要结果之一是识别出具有特殊化学性质的恒星群。这些恒星位于丰度空间中富集流之外的区域。这些奇特的恒星显示出一些元素的富集率不匹配，如Mg，Si，Sc和V，当与相同恒星的其他元素的平均富集率相比时。我们相信这些具有特殊化学性质的恒星群的存在可能与行星物质在恒星表面的吸积有关，或者可能是由于不同的核合成位点产生相同的化学元素。
2017-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of atomic diffusion on stellar ages and chemical tagging
在大型恒星光谱巡天的时代，重点不仅是推导恒星丰度，而且还要推导数百万颗恒星的年龄。在银河系考古学的背景下，恒星年龄提供了对银河系形成历史的直接探测。我们使用恒星演化代码MESA来计算原子扩散模型-有和没有辐射加速-和额外的混合在表面层。附加混合包括密度相关的湍流混合和包络超调混合。基于这些模型，我们认为，重要的是要区分初始，散装丰度（参数）和当前，表面丰度（变量）在分析单个恒星的年龄。在演化时间尺度上保持辐射区域的恒星中，原子扩散改变了表面丰度。我们发现，当初始，散装金属丰度等同于当前，表面金属丰度等时线年龄分析所产生的恒星年龄可以系统地高估了20%。随着演化阶段的变化，表面丰度的变化也使化学标记复杂化，这一概念可以通过独特的高维化学特征来识别分散的星团。来自同一个星团，但处于不同演化阶段的恒星，将显示出不同的表面丰度。我们推测，恒星模型的校准可能使我们不仅可以估计恒星的年龄，但也初始丰度为个别恒星。与此同时，分析处于类似演化阶段的恒星的化学性质对于在化学标记的背景下最大限度地减少原子扩散的影响至关重要。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages of 70 dwarfs of three populations in the solar neighborhood: considering O and C abundances in stellar models
氧和碳是构成恒星星族的重要元素。它们的行为与恒星星族的形成历史有关。C和O丰度也会明显影响恒星不透明度和总金属丰度$Z$。利用观测到的高质量光谱特性，我们构造了含C和O元素的恒星模型，对70颗贫金属矮星给出了更精确的年龄，这些贫金属矮星被确定为高$α$晕、低$α$晕和厚盘星。我们的研究结果表明，高$α$晕星比低$α$晕星相对老约2.0 Gyr。厚盘种群的年龄范围介于两个晕种群之间。年龄分布剖面表明，高$α$晕和低$α$晕星与Zolotov等人的原位吸积模拟相匹配，而厚盘恒星可能是在一个相对静止和持久的过程中形成的。我们还注意到，恒星的年龄是非常敏感的O丰度，因为年龄明显增加[O/Fe]值。此外，我们还获得了几颗年龄特殊的恒星，其中包括2颗年轻的厚盘星和12颗年龄大于宇宙年龄的恒星。
2016-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A broad perspective on multiple abundance populations in the globular cluster NGC 1851
本文分析了球状星团NGC 1851的多恒星星族。我们使用巨恒星的低分辨率光谱来测量CN，CH和钙H & K光谱指数，并确定碳和氮的元素丰度。CN和CH指数被用来确认星团中有四个星群。原始人口的恒星，最低的CN，被认为是一般化学元素丰度从第二代人口不同。正如预期的那样，[N/Fe]随着CN强度的增加而增加，但与CN相关的唯一其他元素是钡。发现两个最大的恒星群体在恒星沿着巨分支上升时具有相同的碳吸收率。我们还能够证实，四个先前确定的潮外恒星与该星团有化学联系。这项工作表明，考虑化学的球状星团与高，低分辨率的光谱的好处。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC1856: Using machine learning techniques to uncover detailed stellar abundances from MUSE data
首次将数据驱动机器学习应用于MUSE数据，推导出NGC 1856星团327颗成员星的[Fe/H]等多种恒星丰度，并首次得出该星团的[Si/Fe]和[C/Fe]丰度。
2024-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Multiple Populations of M5 (NGC 5904)
利用我们新的Ca-CN-CH-NH测光方法，我们重新审视了球状星团（GC）M5。我们发现，M5是一个单金属GC与小金属分散。我们的碳丰度表明，M5 CN-s人口的$σ$ [C/Fe]，与贫化的碳和增强的氮丰度，是显着大的一个单一的恒星星族。我们的新分析表明，M5的CN-s人口是很好地描述了两个恒星星族：CN-s $_{\rm I}$，是CN-s的主要组成部分，具有中间的碳和氮丰度和CN-s $_{\rm E}$最贫碳和富氮丰度。我们发现，CN-s $_{\rm E}$是显着集中比其他人，而CN-w和CN-s $_{\rm I}$有类似的累积径向分布。红巨星分支凸点$V$星等是单金属星群中氦丰度的晴雨表，它与单个星群的平均碳丰度相关，表明碳丰度与氦丰度呈负相关。我们提出，CN-s $_{\rm E}$形成的气体，经历了质子捕获过程在高温下在最里面的区域的原GC的M5，居住在一个密集的周围密度环境。不久之后，CN-s $_{\rm I}$在空间上更广泛的区域中由原始气体稀释的气体形成，与其他人目前开发的数值模拟一致。
2021-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting stellar chemical abundance space with t-SNE
在工业银河天文学和多物体光谱恒星巡天的时代，现有恒星化学丰度的样本大小和数量已达到难以有效处理所有现有信息的规模。在本文中，我们演示了使用降维技术（t-分布随机邻居嵌入; t-SNE）分析恒星丰度空间分布。虽然这种技术的非参数非线性行为，很难估计的意义，发现丰度空间子结构，我们表明，我们的结果依赖于参数的选择很少，是强大的丰度误差。通过对高分辨率高信噪比太阳邻域HARPS-GTO样品的t-SNE重新分析，我们发现了高[ $α$ /Fe]盘序列和低[ $α$/Fe]盘序列的更清晰的化学分离，高[$α$/Fe]盘序列中存在多个星族的线索，以及高[ $α$ /Fe]盘序列的化学演化与超富金属星有关的迹象.我们还确定了一些化学奇特的恒星，其中一个高置信度的s过程增强丰度比对（HD 91345/HD 126681）非常相似的年龄和$v_X$和$v_Y$速度，我们建议有一个共同的出生起源，可能是一个矮星系。我们的研究结果表明，丰富的空间t-SNE和类似的化学标记研究与大型光谱调查的方法的潜力。
2018-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aluminum abundances of multiple stellar generations in the globular cluster NGC 1851
研究了特殊的球状星团NGC 1851中红巨星的铝丰度分布。铝的丰度是从强双重态Al I 8772-8773 A中获得的50颗星团恒星的中分辨率火焰光谱测量的，这些恒星是在盖亚-ESO公众调查中获得的。我们将这些丰度与先前推导的O，Na，Mg丰度相结合，以充分表征NGC 1851早期恒星世代中高温下H燃烧的NeNa和MgAl循环的相互作用。在我们的样本中的恒星显示出Al，Na和Si之间的良好定义的相关性; Al与O和Mg之间的相关性很好。[Al/Fe]比的平均值从第一代恒星到第二代恒星稳步增加，第二代恒星具有中间和极度修改的成分。我们在一个更大的数据库上证实了我们最近获得的结果（Carretta et al. 2011 a）：质子捕获元素的丰度模式意味着NGC 1851中有适度的Al产生。我们发现的证据，在NGC 1851中的红巨星的更丰富的金属成分的Al和Ba丰度之间的统计上显着的正相关性。
2012-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG 23 IR elemental abundances of 114 giant stars in 41 Open Clusters
本研究利用高分辨率红外光谱测量41个疏散星团中114颗巨星的多达23种元素丰度，通过分析径向丰度梯度、星团间丰度差异及其随年龄的变化，揭示银河系盘面的化学演化规律。
2025-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar initial mass function variation in massive early-type galaxies: the potential role of the deuterium abundance
观测到的恒星初始质量函数（IMF）似乎各不相同，在最大质量、富含金属的早型星系中心变得底部重。目前还不清楚是什么物理过程可能导致这种IMF变化。在本文中，我们证明了形成恒星的诞生云中氘的丰度可能是重要的，在设置IMF。我们使用模型的光盘吸积到低质量的原恒星，以表明那些形成贫氘气体预计将有零年龄的主要序列质量显着低于那些形成原始（高氘分数）的材料。在我们的简单模型中，这种氘丰度效应取决于恒星质量，因此所产生的IMF将变得底部重-正如观测所见。恒星的质量损失是完全不含氘的，在整个宇宙时间内为恒星形成提供燃料是很重要的。使用EAGLE模拟，我们表明，恒星质量损失引起的氘的变化是最强的IMF的变化被观察到的相同地区：在最大的，金属丰富的，被动星系的中心。虽然我们的分析不能证明氘丰度是观测到的IMF变化的根本原因，但它为未来研究这种可能性的理论和观测尝试奠定了基础。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
MUSE observations of NGC330 in the Small Magellanic Cloud. Helium abundance of bright main sequence stars
本文介绍了用MUSE@VLT积分场摄谱仪对小麦哲伦星云星团NGC 330中最亮主序星的观测结果。利用这一宝贵的仪器，我们可以研究这一年轻星团的恒星星族的光度和光谱特性。测光数据为我们提供了一个精确的色星等图，这似乎支持存在两个年龄分别为$\sim$ 1800万年和$\sim$ 3000万年的恒星星族，假设金属丰度为Z = 0.002。根据这些光谱数据，我们计算出了NGC 330有效半径Reff= 20”内10颗主序星的氦丰度，从而得到了$ε(He)$ = 10.93 $\pm$ 0.05（1 $σ$）.可能属于这两个可能的恒星星族的恒星的氦元素丰度在不确定性范围内没有表现出差异或二分法。因此，我们的研究结果表明，两个恒星星族的NGC 330，如果他们存在，共享类似的原始氦丰度。如果我们在分析中考虑恒星自转速度，就不能排除经历不同自转值的同时代（3千万年）恒星星族。在这种情况下，< $ε(He)$ >在我们的分析中获得的平均氦丰度rot是11.00 $\pm$ 0.05 dex。我们还验证了可能的NLTE效应不能确定与我们的分析，因为光谱分辨率，他们是在我们推导的丰度他的不确定性。此外，分析的He丰度作为一个函数，从观察到的恒星的集群中心的距离没有显示出任何相关性。
2020-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance ratios \& ages of stellar populations in HARPS-GTO sample
在这项工作中，我们提出了重元素（Z $>$ 28）的均匀样本的1059颗恒星的HARPS行星搜索计划。我们还推导出年龄从依巴谷和盖亚DR 1比较的结果使用的年龄。我们研究了不同种群的[X/Fe]比，并将其与银河系化学演化模型进行了比较。我们发现厚盘星是Zn和Eu的化学分离体。此外，高α金属丰富的人口提出了一个有趣的行为，明确过剩的铜和锌和较低的丰度的Y和Ba相对于薄盘星。几个丰度比呈现出显着的相关性与年龄的化学分离薄盘星（无论其金属丰度），但厚盘星不存在这种行为。此外，在超太阳金属丰度的趋势，随着年龄的几个元素往往是较弱的。
2017-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging can work: Identification of stellar phase-space structures purely by chemical-abundance similarity
化学标记有望使用详细的丰度测量来识别空间分离的恒星，这些恒星实际上是很久以前一起诞生的（在同一分子云中）。这个想法并没有取得太大的实际成功，大概是因为化学丰度测量中的噪音和不完整性。我们已经成功地大大改善了光谱测量与大炮，它现在已经提供了15个单独的丰度约100,000恒星观察作为APOGEE光谱调查的一部分，精度约0.04 dex。我们测试的化学标记的假设，通过在丰度空间中的集群，并确认它们聚集在相空间。我们确定（通过k-means算法）的15维化学丰度空间的大炮交付的恒星的超密度，并绘制相空间中的相关恒星。我们只使用丰度空间信息（没有位置信息）来识别恒星群。我们发现丰度空间中的团簇确实是相空间中的团簇。我们恢复一些已知的相空间集群，并发现其他有趣的结构。这是有史以来第一个通过纯粹在丰度空间中进行盲搜索来确定测量规模的相空间结构的项目;它验证了大炮提供的丰度测量的精度;未来数据集的前景非常好。
2016-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPCANet: Stellar Parameters and Chemical Abundances Network for LAMOST-II Medium Resolution Survey
利用LAMOST中分辨率巡天（MRS）数据集，采用深度学习方法，推导了用于中分辨率光谱学的基本恒星大气参数T_eff和log g以及13种化学丰度。我们设计的神经网络，命名为SPCANet，精确地映射LAMOST MRS光谱恒星参数和化学丰度。SPCANet的恒星标度精度为119 K（T_eff）和0.17dex（log g）。[C/H]、[N/H]、[O/H]、[Mg/H]、[Al/H]、[Si/H]、[S/H]、[Ca/H]、[Ti/H]、[Cr/H]、[Fe/H]、[Ni/H]等11种元素的丰度精度为0.06~0.12 dex，[Cu/H]的丰度精度为0.19 dex。即使对于信噪比低至10的光谱也可以达到这些精度。SPCANet的结果与APOGEE、GALAH和RAVE等巡天的结果一致，并与包括星团和场星在内的文献值进行了验证。估计参数的目录可在\url{http://paperdata.china-vo.org/LAMOST/MRS_parameters_elements.csv}上获得。
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
History of Star Formation of Early Type Galaxies from Integrated Light: Clues from Stellar Ages and Abundances
我简要地回顾了最近从早期型星系的综合光研究的平均恒星年龄和丰度的测定中所学到的东西，并讨论了最近的数据所提出的一些新问题。光谱年龄的简短讨论，但这次审查的主要重点是对铁，镁，钙，氮，和C的丰度，从比较的综合光谱的星系与预测从恒星星族合成模型的测量。
2010-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE Data Releases 13 and 14: Stellar Parameter and Abundance Comparisons With Independent Analyses
SDSS-IV / Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE-2）的数据已作为SDSS数据发布13（DR 13）和14（DR 14）的一部分发布。这些包括高分辨率的H波段光谱，径向速度，以及导出的恒星参数和丰度。2016年8月发布的DR 13包含了大约15万颗恒星的APOGEE数据，2017年8月发布的DR 14又增加了大约11万颗。恒星参数和丰度是通过一个自动化管道，即APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）推导出来的。我们通过比较推导出的恒星参数和丰度的光学光谱和分析几百颗恒星推断出的性能评估这条管道。对于大多数元素-- C、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Cr、Mn、Ni --DR 14 ASPCAP分析具有小于0.05 dex（中位数）的比较样品的系统差异和小于0.15 dex（标准差）的随机差异。这些差异是比较样品以及ASPCAP分析中不确定性的组合。与参考文献相比，镁是ASPCAP得出的最准确的α元素，并显示出非常清晰的薄/厚圆盘分离，而镍是最准确的铁峰元素（除铁外）。
2018-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Supernova Between Formation of Stellar Populations in a Globular Cluster
University of Notre Dame（圣母大学）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astronomy, Northwestern University（西北大学跨学科天文探索与研究中心）；Fordham University（福特汉姆大学）；City University of New York（纽约市立大学）
通过对M92球状星团中不同钠丰度恒星进行逐线分析，发现第二族（富钠）恒星比第一族恒星具有更高的铁丰度，表明星团在形成过程中保留了部分超新星抛射物。
2026-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light Element Abundances and Multiple Populations in M53
本文介绍了对球状星团M53中94颗红巨星的研究结果。我们使用低分辨率光谱测量CN和CH功能的强度在$\sim$ 3800和4300欧姆，分别。这些功能的强度被用来分类成CN增强和CN正常人口的恒星，并测量所有94颗恒星的C和N丰度。我们发现红巨星分支的恒星被均匀地划分在两个种群之间，并观察到在渐近巨星分支上存在CN增强型恒星。此外，我们确定5 CH星候选人的CN和CH波段功能的强度的基础上，并在其CH波段的P-分支的存在。我们比较我们的识别多个人口的基础上的Na-O反相关和伪彩色指数HST紫外光度法，并找到所有三种方法之间的一般协议。我们的大样本量也使我们能够研究每个人口的径向分布，我们发现，CN增强人口更集中。我们使用我们的C和N的测量值来比较这些元素的进化变化作为两个种群之间的大小的函数，并表明这两个种群经历了类似的进化变化的表面丰度的C和N。最后，我们计算了每个种群的C+N+O丰度，并将其与M10中的类似测量结果进行比较;我们发现，在这两个星团中，CN增强型恒星的C+N+O丰度略有增强（$Δ$（C+N+O）$\sim$ 0.2 dex）。
2021-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Abundance Maps of the Milky Way Disk
为了了解银河系中突出的棒的形成，重要的是要知道棒中的恒星与盘星相比，其诞生物质的化学元素组成是否不同。这就需要对银河系中的大量样本进行恒星丰度测量。此类样本，例如SDSS远地点调查观察到的发光红巨星，将不可避免地跨越一系列恒星参数;因此，建模缺陷和恒星演化都可能妨碍在所谓的棒签名水平上对其化学成分进行一致和精确的估计，这使得目前对化学性质不同的棒的分析尚无定论。在这里，我们开发了一种新的自校准方法，以消除不同光度的红巨星分支（RGB）恒星（因此表面重力$\log g$）之间的建模和天体物理丰度系统学。我们应用我们的方法$48,853$发光远地点DR 16 RGB星构建空间丰度图的$20$化学元素附近的银河系的中平面，覆盖银心半径的$0\,{\rm kpc}<R_{\rm GC}<20\,\rm kpc$。我们的研究结果表明，有没有丰度的变化，其几何形状匹配的酒吧，和平均丰度梯度变化平滑和单调的银心半径。我们证实高$α$磁盘是化学均匀的，没有空间梯度。此外，我们还提供了迄今为止最精确的[Fe/H]与$R_{\rm GC}$梯度，斜率为$-0.057\pm0.001\rm~dex\,kpc^{-1}$，约为$15$ kpc。
2022-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-precision abundances of Sc, Mn, Cu, and Ba in solar twins. Trends of element ratios with stellar age
以前的研究元素丰度比，[X/Fe]和太阳双星的年龄之间的相关性扩展到包括Sc，Mn，Cu和Ba。用信噪比大于600的HARPS谱计算出非常精确的（+/- 0.01 dex）微分丰度，用奥胡斯恒星演化程序计算出的等时线在logg-Teff图上插值，得到内部误差小于1 Gyr的恒星年龄。对于小于6 Gyr的恒星，[X/Fe]与所有元素的恒星年龄密切相关。在6 ~ 9 Gyr的年龄范围内，[X/Fe] -年龄的相关性被打破，恒星被分成两组，奇Z元素的[X/Fe]分别高和低。它的结论是，虽然在太阳附近的恒星年龄小于约6 Gyr形成的星际气体与一个平稳的化学演化，老恒星起源于地区丰富的超新星与不同的中子过剩。此外，丰度比和恒星年龄之间的相关性表明：i）Sc与α俘获元素一起在II型超新星中形成，ii）Mn和Fe的II型与Ia型SNe产额比大致相同，iii）Cu主要由大质量恒星中的弱s过程形成，iv）AGB恒星的Ba/Y产额比随着恒星质量的减小而增加，v）[Y/Mg]和[Y/Al]可以作为测定太阳金属丰度恒星年龄的“化学钟”。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-precision abundances of first population stars in NGC 2808: confirmation of a metallicity spread
测光研究显示，银河系球状星团在所谓的第一人口恒星中表现出内部金属丰度的变化，直到现在为止，这些恒星被认为具有均匀的初始化学成分。这并没有得到稀疏的光谱证据的完全支持，到目前为止，这些证据给出了相互矛盾的结果。本文对银河系球状星团NGC 2808中的五颗恒星进行了高分辨率的再分析。目标恒星是明亮的红巨星，具有几乎相同的大气参数，根据它们在星团染色体图中的识别，它们属于第一种群，我们已经测量了Fe，Si，Ca，Ti和Ni的精确微分丰度到~0.03 dex水平。由于与差分大气参数和丰度测量相关的不确定性非常小，我们发现目标恒星的铁丰度范围等于0.25 +/- 0.06 dex。单个元素丰度与恒星在星团染色体图中第一种群天体所描述的扩展序列中的位置高度相关：蓝色恒星的铁含量较低。这与光度分析的推论一致。所有其他元素的丰度差异也显示出统计上的显著范围，表明了固有的丰度差异。Si、Ca、Ti和Ni的变化与铁的变化高度相关，所有元素的总丰度分布在误差条内是一致的。这表明了一种情况，即短寿命的大质量恒星爆炸为超新星，有助于在恒星形成仍在进行时出生云中气体的自我富集。
2022-10-24 astro-ph.GA 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
A Concise Treatise on Converting Stellar Mass Fractions to Abundances to Molar Ratios
了解恒星的组成不仅对我们理解银河系，特别是化学演化至关重要，而且还可以揭示系外行星的内部结构和矿物学，这些行星是由与其宿主恒星相同的材料形成的。不幸的是，描述恒星质量分数和恒星元素丰度的基础数学很难解析，在文献中支离破碎，并且包含令人烦恼的遗漏，使得任何计算都远非微不足道，特别是对于非专家。在这篇论文中，我们提出了明确的数学形式主义和内在的假设和恒星成分测量，这有利于转换恒星质量分数元素丰度摩尔比，包括误差传播的标准化澄清。我们还提供了HIP 544的示例案例研究，以进一步说明所提供的方程。鉴于恒星之间重要的化学关联，以及恒星与其行星之间的跨学科关系，至关重要的是，恒星质量分数和丰度数据必须更加透明，并可供不同子领域和科学学科的人员使用。
2022-10-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of The Abundance Patterns in The Metal-Poor Stellar Stream
贫金属恒星在恒星流中的化学丰度为中子俘获过程模型的约束条件提供了重要的信息。通过对这些恒星的研究，可以更好地了解早期银河系的r-过程核合成和化学组成。使用更新的主r-过程和弱r-过程模式，我们拟合恒星流星的丰度。弱r-过程分量系数对于样本星（包括富r星）几乎是恒定的，这意味着弱r-过程和Fe都是从SNeII中产生的，并且它们的产率具有几乎恒定的质量分数。流星与富r星的区别是明显的。对于流星，主要r过程成分系数随金属丰度增加而增加的趋势意味着主要r过程元素相对于铁的产量逐渐增加。这种行为意味着主r过程的祖细胞质量小于弱r过程的祖细胞质量。此外，我们还发现贫金属流星HD 237846是一颗弱r过程星。
2012-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of the stellar cluster Gaia1: no surprise behind Sirius
用MIKE/MAGELLAN摄谱仪观测了中龄星团Gaia 1中的6颗He团簇星。最近由于欧空局盖亚任务的第一次数据发布而发现的这个星团的可能的银河系外起源，已经根据其轨道参数提出。已经获得了Fe、α、质子和中子俘获元素的丰度。我们没有发现内在丰度扩散的证据。铁的丰度为太阳能（[FeI/H]=+0.00 +-0.01; σ = 0.03 dex）。所有其他的丰度比大体上都是太阳尺度的，类似于银河系薄盘和疏散星团的恒星，具有类似的金属量。盖亚1的化学成分并不支持这个星团的星系外起源，它可以被认为是一个标准的银河系疏散星团。
2017-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Inhomogeneities Amongst First Population Stars in Globular Clusters: Evidence for He variations
在恒星之间传播轻元素丰度（又名。多种群）在几乎所有的球状星团中都能观察到。使用高精度测光绘制这种化学变化的一种方法是在F275W、F336W、F438W和F814W滤波器中使用恒星星等的适当组合（所谓的“染色体图”），以最大限度地分离不同的多个种群。对于每个单独的星系团，其染色体图谱将所谓的第一种群（具有场晕星典型的金属丰度模式）与第二种群（显示特定轻元素组之间独特的丰度变化）区分开来。令人惊讶的是，第一星族恒星在几个（但不是所有）星团的染色体图中的分布被发现比纯粹的观测误差所预期的更广泛，这表明了化学上的不均匀起源。我们考虑了三个具有相似金属丰度（[Fe/H]~-1.3）和不同染色体图谱的星系团，即NGC 288，M3和NGC 2808，并认为第一个群体扩展分布（如在其中两个星系团中所观察到的）是由于初始氦丰度的扩展以及可能的小范围的氮丰度。传统上被认为具有均匀组成的恒星之间存在一系列初始He和N丰度，加上这些扩散仅出现在某些星团中的事实，挑战了迄今为止提出的解释多人口现象的方案。
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Populations in NGC 1851: Abundance Variations and UV Photometric Synthesis in the Washington and HST/WFC3 Systems
对球状星团中的多星族（MP）进行光谱和光度分析是理解其形成和演化的关键。相对较窄的约翰逊U，F336 W，斯特劳格伦和斯隆U过滤器在展示这些MP光度至关重要，但在纸我，我们表明，更广泛的华盛顿C过滤器可以更有效地检测MP的测试案例球状星团NGC 1851。在论文I中，我们还发现了一个在NGC 1851以前的观测中没有发现的双MS。我们现在将这种测光与NGC 1851公布的RGB丰度进行匹配，发现在C中观察到的两个RGB分支通常在各种元素中表现出不同的丰度特征（例如，Ba，Na和O）和CN带强度，但没有一个单一的元素可以定义两个RGB分支。然而，同时考虑[Ba/Fe]或CN强度与[Na/Fe]，[O/Fe]或CN强度可以将两个光度RGB分支分成两个不同的丰度组。NGC 1851公布的SGB和HB丰度与华盛顿测光的匹配显示了MP的一致特征，可以定义为O-富/N-正常人口和O-贫/N-富人口。光度合成的华盛顿C过滤器和F336 W过滤器发现，这些丰富的特点，与适当的变化，他，可以重现两个过滤器的光度观测在RGB和MS。这种光度合成也证实了吞吐量的优势，C过滤器在检测MP。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Models for the lithium abundances of multiple populations in globular clusters and the possible role of the Big Bang lithium
球状星团恒星显示出典型的热CNO处理的化学丰度模式。锂在恒星环境中很容易被质子捕获破坏，因此它的丰度可能是区分不同模型的关键，这些模型被提出来解释多个种群。为了重现观测到的O-Na关系和其他多星族的典型模式，第二代恒星的形成必须发生在经过核处理的恒星喷出物中，这是化学异常的原因，被具有第一代恒星成分的原始气体稀释。未经处理的气体中的锂丰度--很可能与大爆炸产生的锂丰度相等--影响了星团恒星中锂的化学模式。本文重点讨论的方案中，处理气体提供的渐近巨星分支（AGB）的明星。我们研究了这种情况下的多个人口的锂丰度的预测。我们研究了大质量AGB（A（Li）~2）喷出物中不可忽略的锂丰度的作用，同时，我们探索了我们的模型如何约束最近的超级AGB模型预测的非常大的-和非常依赖于模型的-锂产额。我们表明，超级AGB产量可以通过检查在一个大的蓝色主序星wCen和/或NGC 2808的锂丰度进行测试。此外，我们研究了不同的模型结果，通过假设原始气体的大爆炸丰度预测的标准模型（A（Li）=2.6-2.7），或在第二星族恒星表面检测到的丰度（A（Li）=2.2-2.3）。一旦一个化学模型得到很好的约束，O-Li分布也许可以用来揭示原始锂的丰度。
2012-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
SP_Ace: a new code to derive stellar parameters and elemental abundances
目的：我们开发了一种新的方法来估计恒星参数Teff，log g，[M/H]和元素丰度。该方法在一个新的代码SP_Ace（恒星参数和化学丰度估计）中实现。这是一个高度自动化的代码，适用于分析具有低或中等光谱分辨率（R= 2，000 - 20，000）的大型光谱测量的光谱。研究方法：在对波长范围为5212- 6860 nm和8400- 8924 nm的4643条吸收谱线的振子强度进行天体物理校准后，我们建立了一个包含这些谱线的等效宽度（EW）的恒星参数网格库。每条线的EW由多项式函数拟合，该多项式函数描述作为恒星参数的函数的线的EW。这些多项式函数的系数存储在称为“$GCOG$库”的库中。SP_Ace是一个用FORTRAN 95语言编写的程序，它使用GCOG库计算谱线的EW，构造光谱模型作为恒星参数和丰度的函数，并搜索与观测光谱相比使$χ^2$偏差最小的模型。该代码已经过测试的合成和真实光谱的信号-噪声和光谱分辨率的范围很广。结果如下：SP_Ace可导出恒星参数，如Teff、log g、[M/H]和多达10种元素的化学丰度，用于FGK型恒星的低至中分辨率光谱，其精度可与通常用更高分辨率光谱获得的精度相媲美。介绍了恒星参数和化学丰度的系统误差，并用合成光谱和实际光谱进行了验证。所有参数的随机误差由代码自动估计。SP_Ace的一个简单的Web前端可以在http：//dc.g-vo.org/…
2015-12-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Influence of Radial Stellar Migration on the Chemical Evolution of the Milky Way
恒星迁移是银河系盘中一个重要的动力学过程。本文采用解析方法模拟了恒星在银盘中的径向迁移，并将其加入到详细的银河系化学演化模型中，研究了恒星径向迁移对银河系化学演化的影响，特别是对丰度梯度的影响。我们发现，恒星在银盘中的径向迁移可以使太阳邻域的G矮星金属丰度分布轮廓变高变窄，从而成为解决“G矮星问题”的另一种方法。它也可以分散年龄-金属丰度关系。然而，在恒星径向迁移之后，沿银河系半径的丰度分布并没有发生太大的变化，即丰度梯度并没有因为恒星径向迁移而变平，这与许多理论工作的预测不同。但它可以使恒星平均化学丰度的径向梯度变平，而较老的恒星比较年轻的恒星拥有更平坦的丰度梯度。恒星径向迁移对化学丰度最显著的影响是，在某一位置，它使那里的恒星丰度从一个相对集中的值分散到一个范围。
2013-03-29 astro-ph.GA
Composite Stellar Populations and Element by Element Abundances in the Milky Way Bulge and Elliptical Galaxies
本文探讨了银河系（MW）隆起的集成光特性，以及在何种程度上，他们在本地宇宙中的椭圆星系匹配。我们模拟复合恒星星族与现实的丰度分布函数（ADF），跟踪的趋势，个别元素的整体重元素丰度的函数，实际上观察到的MW球星。由此产生的预测吸收功能的强度从MW凸起模拟椭圆星系比太阳附近的恒星做，但MW凸起不匹配椭圆星系，无论是。比较球星系和椭圆星系，Fe、Ti和Mg的趋势大致相同，但C、Na和Ca似乎不可调和地不同。探索丰度复合性的行为导致了“红贫”的概念，其中较窄的ADF比宽ADF显得更富含金属，以及“红扩散”，其中宽ADF和窄ADF之间的光谱差异随着ADF峰值移动到更富含金属的值而增加。利用单颗恒星星族模型对复合恒星星族的丰度、丰度分布和年龄进行了系统性恢复试验。化学丰度模式得到充分恢复，虽然发现了一些小的系统性影响。研究了测量老恒星星族ADF宽度的前景，使用紫外到红外测光法似乎很明亮。
2014-09-08 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: First Alpha and Iron Abundance Measurements in M31's Giant Stellar Stream
我们提出了第一次测量的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成模拟，红巨星分支恒星M31的巨大的恒星流。在距离M31中心17 kpc的投影距离上获得的光谱观测结果，从112颗被确定为M31的目标中，得到了61颗具有[Fe/H]测量值的恒星，其中包括21颗具有[ $α$ /Fe]测量值的恒星。[Fe/H]的测量结果证实了测光金属丰度估计的预期，即M31晕内这一区域的恒星与MW内晕的恒星相比相对富含金属：该区域超过一半的恒星，包括那些与运动学确定的子结构无关的恒星，都有[Fe/H]丰度$> -1.0$。在较低的金属丰度下，该区域的恒星是$α$增强的，而[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，高于[Fe/H] $\gtrsim -0.9$的金属丰度。在这个领域中，有三个运动学成分已经被确定：巨大的恒星流，第二个未知来源的运动学冷特征，以及M31的运动学热晕。我们比较概率[Fe/H]和[ $α$ /Fe]分布函数的每个组件。巨大的恒星流和第二个运动学冷特征具有非常相似的丰度分布，而晕组分更贫金属。虽然目前的样本量很小，但将巨恒星流场中的恒星丰度与文献中M31晕和dSph恒星的丰度进行比较表明，该流的祖先可能比M31现有的dSph或dEs NGC 147和NGC 185更大，并且经历了更高的恒星形成效率。
2019-08-12 astro-ph.GA
Selecting accreted populations: metallicity, elemental abundances, and ages of the Gaia-Sausage-Enceladus and Sequoia populations
确定在银河系中发现的恒星是原地形成的还是吸积的可能是一项复杂而不确定的任务。我们使用盖亚运动学和APOGEE元素丰度选择属于盖亚香肠土卫二（GSE）和红杉吸积事件的恒星。这些样品被用来表征GSE和红杉人口金属丰度分布函数，元素丰度模式，年龄分布和祖质量。我们发现GSE人群的平均[Fe/H] $\sim -1.15$和平均年龄为$10-12$ Gyr。GSE在[Mg/Fe]与[Fe/H]中具有单一序列，与SN Ia Fe贡献的开始一致，并且$\sim -0.25$ dex的[Al/Fe]一致较低。红杉种群的衍生特性强烈依赖于运动选择。我们认为选择最少的污染是$J_ϕ/J_{\mbox{tot}} < -0.6$和$(J_z - J_R)/J_{\mbox{tot}} < 0.1$。这导致平均[Fe/H] $\sim -1.3$和平均年龄为$12-14$ Gyr。红杉星群有着复杂的元素丰度分布，主要是高[Mg/Fe]恒星。我们使用GSE [Al/Fe]与[Mg/H]丰度分布来告知吸积星的基于化学的选择，其用于从GSE和红杉样本中去除可能的污染星。
2021-09-10 astro-ph.GA
Tracing the Evolution of High Redshift Galaxies Using Stellar Abundances
本文介绍了化学演化模型的第一个结果，该模型可应用于N体宇宙学模拟，并与大型天文调查中测得的恒星丰度进行定量比较。该模型将一系列恒星核合成计算（包括AGB星、Ia型和II型超新星以及恒星风模型）的化学产额集与用户指定的恒星初始质量函数（IMF）和金属丰度进行卷积，以计算均匀金属丰度和形成时间的“简单恒星星族“的随时间变化的化学演化模型。这些简单的恒星星族模型相结合的星系形成和演化的半解析模型，使用合并树从N体宇宙学模拟跟踪几个$α$ -和铁峰元素的恒星和多相星际介质成分的几千个星系在早期（$z \geq 6$）宇宙。模拟的星系人口，然后定量比较两个互补的数据集的丰度在银河系恒星晕，并能够再现许多观察到的丰度趋势。观测到的丰度比分布与我们的模型定性匹配良好，观测数据是最好的再现与Chabrier IMF，化学富集的恒星形成效率的$0.2$，和再电离的红移$7$。
2015-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prospects for Measuring Abundances of >20 Elements with Low-resolution Stellar Spectra
要了解银河系的演化，需要精确测定许多恒星中许多元素的丰度。一个普遍的看法是，推导出几个以上的元素丰度（[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，也许[C/H]，[N/H]）需要中到高的光谱分辨率，$R \gtrsim 10,000$，主要是为了克服线混合的影响。在最近的工作中（Rix et al. 2016; Ting et al. 2016），我们提出了一种有效而实用的方法来模拟完整的恒星光谱，即使同时拟合大量的恒星标签。在本文中，我们量化到什么样的精度，许多不同的元素的丰度可以恢复，作为光谱分辨率和波长范围的函数。在完美的光谱模型和光谱归一化的限制，我们表明，元素丰度的精度几乎是独立的分辨率，对于一个固定的曝光时间和探测器像素数;低分辨率光谱只是提供更高的S/N每像素和一般较大的波长范围在一个单一的设置。我们还表明，大多数恒星标签的估计并不强烈相关，彼此一旦$R \gtrsim 1,000$。线扩展函数中的适度误差以及小的径向速度误差不影响这些结论，并且数据驱动模型表明在实践中可以足够好地实现谱（连续）归一化。这些结果将通过对观测到的低分辨率数据的分析加以证实，为设计大型光谱恒星巡天和重新分析档案低分辨率数据集开辟了新的可能性。
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Elemental Abundances in M31: Alpha and Iron Element Abundances from Low-Resolution Resolved Stellar Spectroscopy in the Stellar Halo
[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的测量可以探测星系的次要合并历史，提供了一种直接的方法来测试分级组装范式。虽然[ $α$ /Fe]的测量已经在银河系的恒星晕中进行，但对M31恒星晕中详细的化学丰度知之甚少。为了在现有望远镜上取得进展，我们将光谱合成应用于低分辨率DEIMOS光谱学（R $\sim$ 2500，7000埃），跨越宽光谱范围（4500埃，$<$ $λ$ $<$ 9100埃）。通过将我们的技术应用于5 MW球状星团中170颗巨星的低分辨率光谱，我们证明了我们的技术再现了以前的高分辨率光谱测量。基于组合星团样本中单个恒星在[Fe/H]和[$α$ /Fe]中的本征色散，我们估计了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的系统不确定度分别为$\sim$ 0.11 dex和$\sim$ 0.09 dex。我们将我们的方法应用于M31平滑晕中11颗红巨星分支恒星的深，低分辨率光谱，与DEIMOS中等分辨率光谱相比，在相同的曝光时间和条件下，每个光谱分辨率元素的信噪比更高。对于我们的样品，我们发现$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$ = 0.49 $\pm$ 0.29 dex和$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = 1.59 $\pm$ 0.56 dex。这意味着-很像银河系-M31的平滑晕很可能是由破裂的矮星系组成的，这些矮星系的恒星形成历史被…
2019-06-05 astro-ph.GA
The Stellar Chemical Abundances of Simulated Massive Galaxies at $z = 2$
基于 IllustrisTNG 模拟，研究 $z=2$ 大质量星系恒星丰度，发现有效半径主导丰度测量，并提出封闭箱模型解释化学增丰，但需气体输运完善。
2023-05-02 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
Forecasting Chemical Abundance Precision for Extragalactic Stellar Archaeology
越来越强大和多路复用的光谱设备承诺详细的化学丰度模式，数百万的解决恒星在银河系以外的星系（MW）。在这里，我们采用Cramér-Rao下限（CRLB）来预测MW以外的贫金属低质量恒星的恒星丰度可以测量41电流的精度（例如，Keck，MMT，VLT，DESI）和计划（例如，MSE、JWST、ELT）光谱仪配置。我们表明，中等分辨率（$R\lesssim5000$）光谱在蓝光波长（$λ\lesssim4500$）（i）能够回收2 - 4倍的元素，红色光谱（$5000\lesssimλ\lesssim10000$）在类似或更高的分辨率（$R\sim 10000$）和（ii）可以限制几个中子捕获元素的丰度$\lesssim$ 0.3 dex。我们进一步表明，高分辨率（$R\gtrsim 20000$），低S/N（$\sim$ 10像素$^{-1}$）光谱包含丰富的丰度信息时，与全光谱拟合技术建模。我们表明，JWST/NIRSpec和ELTs可以恢复（一）$\sim$ 10和30个元素，分别为贫金属红巨星在整个本地集团和（二）[Fe/H]和[$α$/Fe]的解决恒星在星系中的几个百万秒差距与适度的整合时间。我们发现，选择的文献丰度是在一个因素的$\sim$ 2（或更好）的CRLB。我们建议，像ETC，CRLB应使用时，计划恒星光谱观测。我们包括一个开源的Python包，\texttt{Che…
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Assessing stellar yields in Galaxy chemical evolution: observational stellar abundance patterns
本文检验不同恒星产率假设对星系化学演化模型丰度弥散的影响，比较多种产率表与银河系观测数据的一致性，发现产率不确定性虽重要，但简单平均不同产率方案无法解释恒星丰度弥散。
2023-04-01 astro-ph.GA
Detailed chemical abundances of distant RR Lyrae stars in the Virgo Stellar Stream
我们提出了第一个详细的化学丰度遥远的RR天琴座恒星成员的室女座恒星流（VSS），来自X-射手中分辨率光谱。从碳到钡的16种元素已经在6颗VSS RR天琴座恒星中测量，采样了所有主要的核合成通道。这是第一次，我们将能够详细地比较VSS祖与本群矮球状星系（LG dSph）的化学演化，以及一个光滑的晕。
2016-03-23 astro-ph.GA
Young stars and ionized nebulae in M83: comparing chemical abundances at high metallicity
本文给出了富金属旋涡星系M83中14颗A型超巨星的光谱。我们得到了恒星参数和金属丰度，并测量了光谱距离模m-M = 28.47 ± 0.10（4.9 ± 0.2Mpc），与其它方法一致.我们使用恒星的特征金属丰度的M83和其他系统来讨论一个版本的星系质量金属丰度关系，是独立的分析星云发射线和相关的系统的不确定性。我们重现的径向金属丰度梯度的M83，这在大半径，与化学演化模型，约束气体流入和流出的过程。我们进行了比较分析的金属丰度，我们来自恒星光谱和公布的HII区线通量，利用直接的，基于Te的方法和不同的强线丰度诊断。直接丰度与恒星的金属丰度相对较好的协议，一旦我们应用一个适度的修正星云的氧丰度由于耗尽到尘埃。流行的经验校准强线诊断往往提供星云丰度低估恒星金属丰度以上的太阳值~0.2德克斯。这一结果可能与难以选择高金属丰度的校准样品有关。Pettini和Pagel校准的O3 N2方法与我们的恒星金属丰度最吻合。我们证实，金属复合线产生星云丰度同意恒星丰度高金属系统，但发现证据表明，在更多的金属贫乏的环境中，他们往往低估了恒星金属丰度的一个显着的量，相反的行为的直接方法。
2016-07-22 astro-ph.GA
Accretion of sub-stellar companions as the origin of chemical abundance inhomogeneities in globular clusters
球状星团表现出丰度的变化，定义了“多种群”，这促使人们对其起源进行了长期的研究。需要解释的属性包括：污染的恒星（$\sim 40{-}90$ ~ %，与集群质量相关），在年轻的集群和较低的污染率与二进制和距离集群中心的情况下，没有污染的高比例。我们提出了一种新的机制，晚交付的污染物进入恒星通过吸积的亚恒星同伴。在这种情况下，恒星穿过被AGB和大量恒星喷出物污染的介质，吸积物质产生具有典型质量比$q\sim 0.1$的伴星。这些伴星由于经过恒星的动力学扰动而受到离心率激发，最终与它们的宿主恒星合并。伴星的吸积通过注入的污染物改变了表面的丰度。与其他自富集模型一样，伴随吸积模型可以解释污染物的稀释以及与团簇内位置的相关性。该模型还解释了星族的普遍性和离散性，以及富集率与星团质量、星团年龄和双星度的相关性。在一些集群的abbustion的变化可以广泛地复制使用AGB和大量的双喷出物丰度从文献中。在其他星系团中，需要一些高的伴星质量比（$q\gtrsim 1$）。在这些情况下，现有的质量预算需要不同程度的混合污染物质与主星，偏离模型喷出物丰度或混合内部燃烧产物。我们强调的途径，需要进一步的调查，以探索在这个模型中调用的一些关键过程。
2023-03-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed abundances of Red Giants in the Globular Cluster NGC~1851: C+N+O and the Origin of Multiple Populations
对分布在（v，v-y）CMD两个红巨星分支（RGB）上的球状星团NGC~1851的15颗RGB星进行了化学丰度分析。我们测定了C+N+O、Na、$α$、铁峰和S元素的丰度。我们发现，这两个RGB种群显着不同的光（N，O，Na）和S-元素含量。另一方面，它们的$α$和铁峰元素含量没有显示任何显著差异。更重要的是，两个RGB种群的总C+N+O含量没有显示出任何显着差异。我们的研究结果不支持以前的假设，即两个RGB和两个亚巨星分支的集群的起源是有关的不同内容的$α$（包括Ca）或铁峰元素，或C+N+O丰度，由于第二代被SNeII污染。
2010-08-25 astro-ph.GA
The RAVE harvest: from the relation between abundances and kinematic of the Milky Way stars to tools for the abundance analysis of the spectra
RAVE是银河系的光谱调查，收集了银河系附近恒星的500，000多个恒星光谱。RAVE集团分析了这些光谱，以获得径向速度、恒星参数和化学丰度。这些数据，加上空间和运动学信息，如位置，自行和距离估计，使RAVE数据库成为银河系考古学的丰富来源。我目前的化学运动学的关系和化学梯度在银河系盘使用RAVE数据的最新调查，并比较我们的结果与贝桑松模型。我还介绍了代码空间，RAVE化学管道的演变，它集成了恒星参数和化学丰度的测量在一个单一的过程。
2013-09-25 astro-ph.GA
Modeling CO, CO$_2$ and H$_2$O ice abundances in the envelopes of young stellar objects in the Magellanic Clouds
麦哲伦云中的大质量年轻恒星天体显示出红外吸收特征，对应于沿视线的CO、CO $_2$和H $_2$ O冰的显著丰度，这些冰的相对丰度在麦哲伦云和银河系之间不同。在小麦哲伦云的来源中没有检测到CO冰，上限使其相对丰度远低于大麦云和银河系的来源。我们使用我们的气体颗粒化学代码MAGICKAL，具有多个晶粒尺寸和晶粒温度，并进一步扩展它，增加星际辐射场强度的处理，以模拟在MC中观察到的尘埃温度升高。我们还调整元素丰度的化学模型中使用的，在这些贫金属卫星星系的HII区域的观测指导。与网格模型，我们能够重现MC大规模年轻恒星物体（MYSO）中观察到的相对冰分数，表明金属耗尽和晶粒温度升高是MYSO信封冰成分的重要驱动因素。麦哲伦云元素丰度有一个亚银河系的C/O比，增加H $_2$ O冰丰度相对于其他冰;升高的晶粒温度有利于CO $_2$生产H $_2$ O和CO。该模型表明，辐射场强度的变化很大，需要匹配观测到的LMC丰度的范围。CH $_3$ OH丰度被发现在低金属含量模型中增强，为麦哲伦云中复杂有机分子的形成提供了种子材料。
2018-01-24 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Milky Way Thick Disk and Stellar Halo I.: Implications of [alpha/Fe] for Star Formation Histories in Their Progenitors
我们给出了97颗附近贫金属（-3.3<[Fe/H]<-0.5）恒星的丰度分析，这些恒星具有银河系厚盘、内晕和外晕的运动学特征。利用斯巴鲁望远镜上的高色散光谱仪获得了样品星的高分辨率、高信噪比光谱。Fe，Mg，Si，Ca和Ti的丰度已经使用一维LTE丰度分析代码与Kurucz NEWODF模型大气导出。通过分配成员的样本星厚盘，内或外晕组件的基础上，他们的轨道参数，我们检查丰度比作为[Fe/H]和运动学的函数的三个子样本在宽的金属丰度和轨道参数范围。结果表明，在金属丰度为-1.5<[Fe/H]<=-0.5的范围内，厚盘星的平均[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值一直很高，但分散度很小。相反，内晕星和外晕星的丰度比平均值较低，散射较大。在[Fe/H] $>-2$范围内，内晕星和外晕星的[Mg/Fe]、[Si/Fe]和[Ca/Fe]也随[Fe/H]呈弱的减小趋势。这些结果有利于MW厚的磁盘形成的方案，通过快速的化学富集主要是通过II型超新星的大质量恒星，而恒星晕形成至少部分通过吸积的祖先恒星系统已被化学丰富的不同的时间尺度。
2012-05-11 astro-ph.GA
A Comparison of Stellar and Gas-Phase Chemical Abundances in Dusty Early-Type Galaxies
虽然我们在早期类型星系（ETG）的一个子集中观察到大量的冷星际气体和尘埃，但这些物质的来源仍然不清楚。两个主要的相互竞争的方案是外部吸积的低质量，富含气体的矮星和内部生产的恒星质量损失和/或冷却的热星际介质（ISM）。我们测试这些假设与测量的恒星和星云的金属丰度的三个ETG（NGC 2768，NGC 3245，和NGC 4694）从新的长缝，高信噪比光谱的多目标双光谱（MOD）的大双目望远镜（LBT）。这些ETG有适度的恒星形成率和最小的核活动证据。我们模拟恒星连续得到化学丰度和测量气相丰度与标准星云诊断。我们发现，恒星和气相的丰度是非常相似的，这支持内部生产，是非常不一致的吸积较小，较低的金属丰度矮星。所有这三个星系也符合外推的质量-金属丰度关系，以更高的质量星系与较低的特定恒星形成率。沿着长缝的发射线通量比，以及全球线比清楚地表明，光电离占主导地位和电离的交替源，包括活动星系核活动，冲击，宇宙射线，耗散磁流体动力学波，和单一的退化Ia型超新星的祖先不显着影响线比。
2018-12-12 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Properties of the Inner Stellar Halo
我们目前的测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的128个单独的红巨星分支星（RGB）的恒星晕的M31，包括其巨大的恒星流（GSS），获得使用光谱合成的低和中分辨率凯克/DEIMOS光谱（$R \sim 3000$和6000，分别）。我们在M31的恒星晕中观察到四个场（投影半径为9，18，23和31 kpc），以及GSS中的两个场（33 kpc）。结合现有的文献测量，我们已经增加了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]测量的样本量从101到229个单独的M31 RGB星。从这个样本中，我们研究了M31内晕的化学丰度特性，发现$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.08 $\pm$ 0.04和$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$ = 0.40 $\pm$ 0.03。在8- 34 kpc之间，内晕具有陡峭的[Fe/H]梯度（$-$ 0.025 $\pm$ 0.002 dex kpc $^{-1}$）和可忽略的[ $α$ /Fe]梯度，其中内晕中的亚结构在给定的投影距离上比晕的光滑部分系统地更富金属。虽然内部恒星晕的化学丰度与现今的矮球状体（dSphs）卫星星系的M31在很大程度上是不一致的，我们确定了22个RGB恒星运动学与恒星晕的光滑组成部分，具有类似于M31 dSphs的化学丰度模式。我们讨论了M31的晕形成的情况下，得出的结论是，…
2020-09-01 astro-ph.GA
Non-solar abundance ratios trends of dEs in Fornax Cluster using newly defined high resolution indices
我们使用一组新定义的线指数对大质量天炉座矮星系样本中的恒星星族进行了详细的研究。利用积分场光谱数据，我们研究了天炉座星团中恒星质量从10 $^8$到10 $^{9.5}$ M $_\odot$的8个dEs的丰度比。我们提出了一组新的高分辨率Lick型指数的定义，用于未解决的小恒星系统的恒星星族研究。在4700 - 5400 nm波长范围内，我们识别出23个吸收特征和连续区，主要由12种元素（Na，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Y，Ba和Nd）主导，并将它们作为年龄、金属丰度和α元素丰度比的函数进行了分析。我们分析了八个dEs和解释线的强度，在我们新的高分辨率系统的指数，与援助的恒星星族模型具有足够高的光谱分辨率。我们获得的丰度比代理的一些元素，从来没有被研究过的矮椭圆星系以外的本地组。这些代理人表示相对偏差的预测指数强度的基础恒星星族模型建立了以下的银河系的丰度模式。丰度代理趋势的结果进行了比较，从解决恒星的本地组的丰度比，和指数从综合光的较大的早期型星系。我们发现，我们所有的矮星都显示出与银河系盘一致的丰度比模式，这表明与它们的高质量同行相比，它们的形成速度很慢。
2022-06-30 astro-ph.GA
