Sulphur abundances in halo giants from the [S I] line at 1082 nm and the S I triplet around 1045 nm
它仍然是有争议的硫在晕中的银河系化学演化是否遵循恒定或平坦的趋势[Fe/H]，归因于爆炸性核合成的结果在II型SNe。本研究的目的是试图澄清这种情况，通过测量的硫丰度的样本中的晕巨星使用两个诊断; S I三重态约1045 nm和[S I]线在1082 nm。两者中的后者被认为对非LTE效应不敏感。因此，我们可以最大限度地减少不确定性的诊断使用和估计的有用性的三重硫测定晕K巨星。我们还将能够比较我们的硫丰度差异，从两个诊断与预期的非LTE的影响，在1045 nm的三重之前计算的其他人。使用安装在VLT上的光谱仪CRIRES记录了10颗K巨星的高分辨率近红外光谱。使用两种标准设置;一种覆盖S1三联体，另一种覆盖[S1]线。硫丰度分别确定与等效宽度和合成光谱的两个诊断使用定制的1D模型大气和依赖于非LTE校正从文献。研究了恒星大气中对流不均匀性的影响。我们证实了在其他工作中发现的晕星的[S/Fe]与[Fe/H]图中的平坦趋势，并且在其他一些先前的研究中没有发现[S/Fe]的分散或上升。我们发现从非LTE校正的三重态推导出的硫丰度略低于从[S I]线推导出的丰度，这可能表明非LTE校正太大。然而，考虑到3D建模，它们可能太小了。此外，我们还证明了[Si]线在[Fe/H] = -2.3的巨星中可以作为硫的诊断线。
2011-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulphur in the Globular Clusters 47 Tucanae and NGC 6752
在球状星团47 Tuc和NGC 6752中，轻元素Li、O、Na、Al和Mg显示出星与星之间的变化。这种变化被解释为是由于上一代恒星的加工造成的。在本文中，我们调查的α-元素硫的丰度，其中没有以前的测量存在。事实上，到目前为止，还没有在任何银河系球状星团中研究过这种元素。唯一一个可以进行这种测量的球状星团是泰山7，它属于Sgr dSph。我们使用高分辨率光谱的S I Mult。1，在8.2米的VLT-Kueyen望远镜上用UVES摄谱仪获得的，用于两个球状星团中的关闭星和巨星。利用ATLAS静止平面平行模式大气和SYNTHE光谱合成对光谱进行了分析。我们还计算CO 5 BOLD流体动力学模型的3D校正，并应用校正由于NLTE效应从文献中。在星团NGC 6752中，只有四颗次巨星被测量到硫。我们没有发现显著的星-星散射，平均<[S/Fe]> = +0.49 +- 0.15，与在相同金属丰度的场星中观察到的一致。在星团47 Tuc中，我们测量了4颗关闭星和5颗亚巨星的S，平均<[S/Fe]> = +0.18 +- 0.14。虽然这一结果与没有星间散射的情况是一致的，但我们注意到硫丰度与钠丰度之间存在统计学上的显著相关性，而与硅丰度之间存在试探性的相关性。
2009-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of stars with and without planets. Tc trends and clues to Galactic evolution
我们探索了148个类太阳恒星的样本，以寻找可能的相关性之间的斜率的丰度趋势与冷凝温度（称为Tc斜率）与恒星参数和银河系轨道参数，以了解这些恒星的特殊化学签名的性质和可能的连接与行星形成。我们发现Tc斜率与恒星年龄和恒星表面重力显著相关（大于4sigma）。我们还发现了初步的证据表明，Tc斜率与恒星的平均银河系中心距离（Rmean），这表明那些起源于银河系内部的恒星相对于挥发物具有较少的耐火元素。虽然拥有行星的太阳类似物的平均Tc斜率比没有行星的太阳类似物的平均Tc斜率更陡，但这种差异可能反映了它们的年龄和Rmean的差异。我们的结论是，年龄和可能的银河系出生地是决定性的，以建立恒星的化学性质。年老的恒星（以及起源于内盘的恒星）有较低的折射率与挥发率之比。
2014-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hunting for UVdim stars in Galactic Open clusters. Clues from ultraviolet photometry
本研究结合Swift/UVOT、SkyMapper和Gaia测光数据，在35个年轻银河系疏散星团中搜寻UVdim恒星，发现该类恒星极为罕见，仅在5个系统中找到候选者，表明麦哲伦云星团与银河系星团可能存在差异。
2025-06-26 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
The radial distribution of Blue stragglers in Galactic Globular Cluster NGC 6656 $-$ Clues on the dynamical status
利用蓝离散星的空间分布研究了银河系球状星团NGC 6656的动力学状态。多波长高分辨率空间和地面数据的组合用于覆盖大的星团区域。我们确定的重心（$C_{grav}$），并使用HST和盖亚DR2自行数据集选择可能的集群成员构建集群的投影密度分布。用单质量King模型很好地再现了研究区域的投影密度剖面，其核心（$r_{c}$）和潮汐（$r_{t}$）半径分别为$75^{\prime\prime}.2$ $\pm$ $3^{\prime\prime}.1$和$35^{\prime}.6$ $\pm$ $1^{\prime}.1$.在半径$625^{\prime\prime}$的区域中，基于自行数据总共识别90个BSS。BSS的平均质量被确定为$1.06$ $\pm$ $0.09$ $M_{\odot}$，年龄范围为0.5至7 Gyrs。BSS的径向分布呈双峰趋势，峰值在中心，最小值在$r \sim r_c$和上升的趋势在外部区域。BSS的径向分布在集群的最外层区域表现出平坦的行为。我们还估计$A^{+}_{rh}$参数作为集群的动力学状态的替代指标，被发现是$0.038$ $\pm$ $0.016$。根据径向分布和$A^{+}_{rh}$参数，我们认为NGC6656是一个中等动力学年龄的星团。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photoionization Modeling of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
Çukurova University（恰尔鲁巴大学）
本研究利用 CLOUDY 对银河系核球124个行星状星云进行光致电离建模，约束中心恒星、星云结构、元素丰度及前身星演化参数。
2025-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Fe/Ni ratio in ionized nebulae: clues on dust depletion patterns
我们进行均匀分析的Fe/Ni丰度比在8个银河系行星状星云（PNE）和三个银河系H II地区，包括猎户座星云，在那里我们研究了四个星云区和一个冲击区。我们使用[Fe ii]，[Fe iii]和[Ni iii]线，以及解释未观察到的离子的电离校正因子（ICF）。我们从广泛的光电离模型网格中推导出镍的ICF。我们比较我们的结果与其他作者在太阳附近的16个中性云与现有的Fe/Ni比在文献中得出的结果。我们发现一个很好的协议之间的电离星云和弥漫的云，这两种类型的区域之间的Fe/Ni比和铁和镍的贫化因子显示出明确的相关性。这一趋势表明，消耗量相对较低的物体具有接近太阳的Fe/Ni比，而在消耗量较高的情况下，Fe/Ni比随着消耗量的增加而增加。我们的研究结果证实，与铁原子相比，镍原子更有效地粘附在尘埃形成或生长更有效的环境中的尘埃颗粒上。
2015-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of P, S, and K in 58 bulge spheroid stars from APOGEE
本研究基于APOGEE DR17数据通过光谱合成分析了58颗核球球状体恒星中P、S和K的丰度，首次在核球古老恒星中发现磷中等增强效应，并验证了H波段谱线和中微子过程拟合的有效性。
2025-07-15 astro-ph.SR
Astrometric Galactic maser measurements cross-matched with Gaia
利用VLBA，BeSSeL巡天提供了年轻大质量恒星的距离和自行，可以精确测量银河系螺旋结构。通过同样的技术，我们计划利用演化恒星的位置和速度（由BAaDE调查提供）绘制银河系内部的地图。这些射电天体测量（BeSSeL和BAaDE）将补充盖亚的结果和重叠将提供重要的线索的内在属性和人口分布的恒星在隆起。
2017-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic Thick Disk: An Observational Perspective
在这篇评论中，我们提出了一个简短的描述观测努力，了解银河系厚盘及其与其他银河系组件的关系。这篇评论主要集中在厚盘人口的元素丰度模式，以确定的过程或过程，负责其存在和演化。盘星的运动学和化学性质确定了厚盘是银河系中一个独特的组成部分。化学富集和恒星形成历史为理解星系形成的更大图景提供了线索。
2009-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maser, infrared and optical emission for late-type stars in the Galactic plane
使用VLBI的射电天体测量活动提供了与年轻大质量恒星有关的脉泽的距离和自行（BeSSeL调查）。正在进行的BAaDE项目计划获得位于银河系内部的SiO脉泽星的天体测量信息。这些恒星与演化的、质量损失的恒星有关。通过叠加光学（盖亚），红外（2MASS，MSX和WISE）和无线电（BAaDE）源，我们希望获得晚型恒星的内在性质和人口分布的重要线索。此外，用盖亚和VLBI获得的银河系参数的比较可以通过对不同目标的射电观测来完成：年轻的大质量恒星（BeSSeL）和演化的恒星（BAaDE）。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of Planetary Nebulae in the Milky Way: Physical Properties, Chemical Abundances, and Galactic Distributions
University of Çukurova（恰尔乔瓦大学）；Çukurova University（恰尔乔瓦大学）；The University of Hong Kong（香港大学）
本研究基于1,449个行星状星云，分析其物理性质、化学丰度及银河系分布，发现薄盘丰度较高、晕最低，并建立含7,200个丰度值的数据库，以支持理论模型发展。
2025-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
SU Lyncis, a hard X-ray bright M giant: Clues point to a large hidden population of symbiotic stars
共生星调查传统上几乎完全依赖于低分辨率的光学光谱学。然而，我们可以通过使用共生现象的所有可用特征来获得对银河系总人口的更可靠的估计。本文报道了在雨燕硬X射线全天巡天中发现的一个硬X射线源4PBC J0642.9+5528，并利用雨燕定点观测和地基光谱学将其与一颗研究不足的红巨星SU Lyn进行了鉴别。SU Lyn的X射线光谱、光学到紫外光谱和快速的紫外光变化都与我们的解释一致，即它是一颗含有吸积白矮星的共生星。SU Lyn的共生性质直到现在才被注意到，因为它没有表现出足够强的发射线，在低分辨率光谱中很明显。我们认为，共生星没有壳燃烧有微弱的发射线，目前的名单上的共生星偏向于壳燃烧系统。我们的结论是，共生恒星的真实数量被低估了，可能是一个很大的因素。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D mapping of the Wolf-Rayet nebula M1-67: clues for post-common envelope evolution in massive stars
我们提出了一个3D映射的沃尔夫-拉叶（WR）星云M1-67周围的WR 124。我们获得了高分辨率的圣佩德罗-马蒂尔（SPM）曼彻斯特Echelle光谱仪（MES）沿17个长缝位置的观测结果，涵盖了M1-67的所有形态特征。我们能够揭示M1-67的真实形态及其运动学，通过解释SPM MES观测，借助天体物理学SHAPE的3D建模工具。我们的SHAPE模型，最好地再现SPM MES数据包括三个同心双极结构组成的一个中空的椭球体结构和一个圆环。此外，该模型需要存在膨胀的射流和破碎的水泡，以重现特定的光谱特征。我们的研究结果与M1-67和它的祖先恒星WR 124是在11.8 $^{+4.6}_{-0.8}$ kyr前通过一个共同的包络线形成的观点是一致的。我们的双极模型强烈质疑以前的建议存在一个弓形激波结构周围M1-67。我们认为，从中心区域提取的光谱中检测到的明亮结构是由风压缩在M1-67最内部结构的后退区域产生的。此外，WR 124正在银河平面上方的一个低密度区域移动，这对M1-67的形成历史影响可以忽略不计。
2022-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot Horizontal Branch stars in omega Centauri: clues about their origin from the cluster Color Magnitude Diagram
我们调查了银河系球状星团欧米茄半人马座水平分支最热的蓝色末端的一个特殊特征，使用高精度和几乎完整的星表，该星表是从HST上的ACS进行的调查中构建的，覆盖了内部10 × 10弧分。它是一个在F435 W-（F435 W-F625 W）平面上几乎垂直的恒星密集团，我们称之为“蓝团”。与理论模型的比较得出的结论是，这一特征必须有热闪星，或典型的富氦星-在这个集群中观察到的蓝色主序星子种群的后代-或两种类型的混合物，加上可能的一个组成部分，从正常的He人口集群托管。来自理论的一个强约束是，“蓝色团块”中物体的质量必须非常精细地调整，最多只有$\sim$ 0.03 Mo的扩散。通过比较观测到的和理论上的恒星数，沿着H-和He-燃烧阶段，我们发现，至少有15%的预期的富He水平分支恒星是失踪的颜色星等图。这些失踪的人口可能是红巨星的后代，这些红巨星未能点燃中心的氦燃烧，并产生了氦核白矮星。我们的结论支持Calamida等人（2008）最近提出的解释半人马座ω中观测到的白矮星与主序星之比的方案。
2009-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues to the formation of Liller 1 from modeling its complex star formation history
Liller 1和Terzan 5是Milky Way隆起中的两个大规模系统，其特征是年龄（$Δt>7-8$ Gyr）和金属丰度（$Δ$ [Fe/H] $\sim1$ dex）明显不同。它们的起源在文献中仍有很大的争议，迄今为止提出的所有形成方案都需要进行一定程度的微调。这些系统的详细恒星形成历史（SFH）可能是评估其起源的重要信息。在这里，我们提出了第一次尝试进行这样的分析Liller 1。我们发现的第一个关键结果是Liller 1在其整个生命周期中都在形成恒星。更具体地说，清楚地检测到三个广泛的SF发作：1）一个主导发作，发生在大约12-13 Gyr前，尾部延伸到$\sim3$ Gyr，2）一个中间爆发，发生在6 - 9 Gyr前，3）和一个最近的爆发，发生在1 - 3 Gyr前。年老的星族贡献了恒星总质量的大约$70\%$，而剩余的部分在中间星族和年轻星族之间几乎平分。如果我们从表面上看这些结果，它们将表明这个系统不太可能像最近提出的那样，是由一个古老的球状星团和一个巨大的分子云合并形成的。相反，我们的发现进一步支持了这样一种观点，即Liller 1是一个巨大的原始结构的幸存遗迹，该结构有助于银河系隆起的形成，类似于在恒星形成的高红移星系中观察到的巨大团块。
2022-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The lithium content of omega Centauri. New clues to the cosmological Li problem from old stars in external galaxies
WMAP卫星测量的宇宙锂丰度与标准大爆炸核合成理论的预测相结合，与在贫金属晕矮星（所谓的Spite高原）中测量的恒定锂丰度之间出现了差异。有几种模型被提出来解释这种差异，涉及新的物理学，原位耗尽，或在原始星系中的大质量第一代恒星的有效耗尽锂。通过观察不同星系中经历不同演化历史的恒星星族，可能性的范围可能会大大缩小。WCen恒星系统通常被认为是被银河系吸积的矮星系的残余。我们调查了这个对象中的一个显着的未进化的恒星样本的锂含量。利用FLAMES-GIRAFFE/VLT摄谱仪获得了91颗主序星/早亚巨星分支（MS/SGB）WCen星的中等分辨率（R=17000）光谱。Li丰度通过匹配LiI共振双峰在6708 A的等效宽度来获得，以预测用不同Li丰度计算的合成光谱。使用SYNTHE代码以及ATLAS 9模型大气计算合成光谱。恒星的有效温度是通过拟合的哈线的翅膀与合成的配置文件。我们得到WCen MS/SGB星的平均含量A（Li）=2.19+-0.14~dex。这与在具有类似金属丰度和温度的星系晕场星中观察到的情况相当。Spite高原似乎是古老、温暖的贫金属恒星的普遍特征。如果我们接受目前关于WCen起源的观点，它也存在于外部星系中。这意味着导致“宇宙学锂问题”的机制在MW和其他星系中可能是相同的。
2010-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
