Chemical Tagging Hyades Supercluster as a consistency test of Stellar Kinematic Groups
恒星运动学群是运动学相干的恒星群，它们可能有共同的起源。由于星系旋转和盘加热引起的潮汐效应，这些基团随着时间的推移在银河系中传播，但化学信息仍然存在。化学标记的目的是表明分析中每种元素的丰度在成员之间必须是均匀的。我们已经研究了毕宿超星系团的情况下，为了编制一个可靠的名单成员（FGK星）的基础上化学标记信息和光谱年龄测定这个超星系团。这些信息来自于我们对晚型恒星进行巡天时获得的高分辨率阶梯光谱。对于毕宿超星系的一个小的子样本，恒星大气参数（T_eff，log g，xi和[Fe/H]）已被确定使用的自动代码，它考虑到在光谱中测量的铁EWs的灵敏度。我们得出的绝对丰度与以往研究中报道的银河系丰度趋势一致。化学标记方法已被应用到一个仔细的微分丰度分析的毕宿超星系团的每个候选成员，使用一个著名的成员毕宿星团作为参考。初步研究使我们能够根据它们的丰度差和光谱年龄来确定哪些恒星是成员。
2010-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Deep chemical tagging -- Identifying open clusters and moving groups in chemical space with graph attention networks
本研究提出基于图注意力自编码器的深度化学标记方法，结合化学丰度、轨道相似性与年龄信息构建带先验的化学空间，在APOGEE薄盘恒星数据中有效识别疏散星团与移动星群，助力恒星考古研究。
2025-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Binary Frequency of r-Process-Element Enhanced Metal-Poor Stars and its Implications: Chemical Tagging in the Primitive Halo of the Milky Way
一些在[Fe/H] $\simeq -2.9\pm0.3$范围内的稀有晕巨星显示出{ \it r}过程元素丰度，相对于铁峰和更低峰的元素丰度，这些元素丰度作为一个组变化高达[ $r$ /Fe] $\sim80$。然而，这些{ \it r}-过程元素的天体物理学生产地点仍然不清楚。我们报告的初步结果，从四年的径向速度监测17 { \it r}过程增强的贫金属巨星，以检测和在这个样本中的双星。我们发现三个（可能是四个）光谱双星的轨道周期和偏心率是无法区分的人口I双星与巨大的原色，并没有表现出任何迹象表明，次要组件已通过AGB阶段的演变或爆炸的超新星。我们样本中的其他14颗恒星似乎是单一的-包括原型$r$ -过程元素增强型恒星CS 22892-052，它也在碳中增强，但不是在{ \it s}-过程元素中。我们的结论是，这些恒星的{ \it r}-过程（和潜在的碳）增强是不是一个本地的事件，由于质量转移或风从一个二进制的同伴，但被印在出生的分子云这些（单和双）恒星的外部来源。因此，这些恒星是早期星系晕系统不均匀性质的壮观化学示踪剂。
2011-10-25 astro-ph.GA
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
Prospects for chemically tagging stars in the Galaxy
现在已经确定的是，恒星的元素丰度模式不仅对它们的形成，而且对星系的组装历史都有关键的线索。最令人兴奋的可能性之一是使用恒星丰度模式作为“化学标签”来识别诞生于同一分子云中的恒星。在本文中，我们评估了化学标记的前景作为几个关键的基本参数的函数。我们表明，在基准的情况下，$10^4$不同的细胞在化学空间和$10^5-10^6$星的调查，人们可以期望检测到$\sim 10^2-10^3$集团的$\ge 5σ$ overdensities在化学空间。然而，我们发现，即使在化学空间中非常大的超密度也不能保证超密度是由来自共同诞生云的一组恒星造成的。事实上，对于我们的基准模型参数，典型的$5σ$过密度是由来自大范围星团的恒星组成的，其中最主要的星团只贡献了25%的恒星。最重要的限制因素，通过化学标记的破坏集群的识别是在化学空间中的化学细胞的数量和调查采样率的基础恒星星族。这两个因素都可以通过战略观察计划加以改善。虽然通过化学标记恢复单个簇可能具有挑战性，但我们表明，与以前的工作一致，不同的CMFs在化学空间中标记了不同程度的块状。这些差异提供了机会，以统计重建的斜率和高质量截止CMF及其演变通过宇宙时间。
2015-05-28 astro-ph.GA
Mixing of metals during star cluster formation: statistics and implications for chemical tagging
目前正在进行的调查是测量大量恒星的化学丰度，最终目标是利用丰度作为示踪剂重建银河系的形成历史。然而，解释这些数据需要我们了解化学和物理空间中恒星分布之间的关系，即，我们期望一对恒星的化学丰度有多相似，是它们形成地点之间距离的函数。我们通过模拟从星系尺度模拟中提取的湍流分子云的引力坍缩来研究这个问题，该分子云播种了具有不同初始空间尺度的化学不均匀性。我们遵循的崩溃从银河系尺度下到分辨率尺度的$\approx 10^{-3}$ PC，并发现，在这个过程中，湍流混合的金属图案，减少丰度散射最初存在于气体中的量，取决于每个金属场的不均匀性的初始规模。然而，我们发现，无论初始的空间结构的金属开始崩溃，最终的恒星丰度是高度相关的距离低于几个pc，和几乎不相关的较大的距离。因此，恒星的形成过程定义了一个自然的大小尺度为$\sim 1$ pc的化学均匀的星团，这表明任何集群确定为均匀的化学空间必须形成$\sim 1$ pc的另一个。然而，为了在化学空间中区分不同的星团，需要对多个元素进行观测，而在化学空间中分离不同星团最有效的元素可能是那些在ISM中相关长度为几十pc的元素，与单个分子云的大小相当。
2018-07-04 astro-ph.GA
Chemically tagging the Hyades Supercluster: A homogeneous sample of F6-K4 kinematically selected northern stars
恒星运动学群是可能有共同起源的恒星运动学相干群。随着时间的推移，由于银河系旋转和盘加热的潮汐效应，这些基团分散在整个银河系中，尽管它们的化学成分保持不变。化学标记的目的是确定分析中的每种元素的丰度在成员之间是一致的。我们研究的毕宿超星系团的情况下，编制一个可靠的名单的成员（FGK星）基于我们的化学标记分析。对于来自毕宿超星系团的61颗恒星，恒星大气参数（Teff，logg，xi和[Fe/H]）使用我们的代码被称为StePar，这是基于光谱中测量的铁EWs对恒星大气参数的灵敏度。我们推导出20种元素的化学丰度，发现它们的[X/Fe]比值与以往研究中报道的银河系丰度趋势一致。化学标记方法应用于毕宿星团的每个候选成员的仔细开发的差异丰度分析，使用毕宿星团的一个著名成员作为参考（VB 153）。我们发现只有28颗恒星（26颗矮星和2颗巨星）是成员，也就是说，46%的候选者是基于差异丰度分析的成员。这个结果证实了毕宿超星系团不可能仅仅起源于毕宿星团。
2012-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
GALAH Survey: Chemically Tagging the Thick Disk
GALAH调查的目标是南半球的100万颗恒星，在英澳望远镜上低至V = 14的极限星等。该项目的目标是以R = 28000的分辨率测量每颗恒星多达30种元素丰度和径向速度（精度约为1公里/秒）。这些元素分为8个独立的组（例如α，Fe峰，r-过程）。对于所有恒星，盖亚将提供1%的距离和1 km/s或更好的横向速度，为我们提供每个恒星的14 D参数集，即6D相空间和8D丰度空间。有许多科学应用，但在这里，我们专注于化学标记厚盘的前景，并直接测量恒星迁移如何随宇宙时间演变。
2015-04-07 astro-ph.GA
Blind chemical tagging with DBSCAN: prospects for spectroscopic surveys
化学标记作为一种揭开银河系历史的技术，有很大的希望。基于类似化学性质的恒星可以建立银河系恒星形成和合并历史的细节。通过对恒星化学的精确测量，化学标记可能能够将来自同一气体云的恒星分组在一起，而不管它们目前的位置和运动学如何。成功地标记这些出生集群需要高质量的化学空间信息和良好的集群发现算法。为了测试当前和即将到来的光谱调查数据的化学标记的可行性，我们构建了一组现实的合成集群，为每个恒星创建观察到的光谱和衍生的化学丰度。我们使用基于密度的空间聚类的应用程序与噪声（DBSCAN）分组恒星的光谱或丰度的基础上，这些组匹配到输入集群，并被发现是高度均匀和完整的。超过10个成员回收的集群的百分比是40%时，标记丰度与目前的技术实现的不确定性。基于我们的银河系的基准模型，我们预测恢复超过600个集群，至少有10个观察到的成员和70%的成员均匀性在一个类似于APOGEE调查的样本。在SDSS V中标记更大的调查，如GALAH调查和未来的银河系映射器，可以恢复数万个高度均匀的星系团。获得如此多独特的同生星团将改变我们对银河系恒星形成历史和化学演化的理解。
2019-05-30 astro-ph.GA
Testing the chemical tagging technique with open clusters
上下文恒星是从巨大的分子云中诞生的，如果我们假设它们的化学成分是均匀的，并且混合得很好，那么我们就可以预期它们具有相同的化学成分。大多数恒星聚集体在围绕银河系运行时被破坏，大部分动力学信息丢失，因此重建恒星形成历史的唯一可能性是分析我们今天观察到的化学丰度。目的。化学标记技术的目的是仅仅根据它们的化学成分来恢复被破坏的星团。我们评估这种技术的可行性，以恢复不再受引力约束的同生恒星。方法.疏散星团是一种共生的聚合体，它们设法共同生存。我们从31个老的和中等年龄的疏散星团、均匀导出的大气参数和17个丰度物种中编译了恒星光谱，并应用机器学习算法根据它们的化学成分对恒星进行分组。这种方法使我们能够评估化学标记技术的可行性和效率。结果我们发现，不同演化阶段的恒星具有不同的化学模式，这可能是由于NLTE效应，原子扩散，混合和偏差。当把恒星分成矮星和巨星时，我们观察到少数疏散星团显示出不同的化学特征，而大多数显示出高度的重叠。这限制了通过应用化学标记技术来恢复出生时的聚集体。然而，如果纳入更多的要素并改进模型，仍有改进的余地。
2015-03-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The GALAH Survey: Chemically tagging the Fimbulthul stream to the globular cluster $ω$ Centauri
利用盖亚的运动学和GALAH巡天第二次数据发布的大元素丰度空间，我们确定了Fimbulthul恒星流的两个新成员，并将其化学标记为大质量多金属球状星团$ω$半人马座。最近对盖亚第二次数据发布的分析揭示了银河系晕中的Fimbulthul恒星流。曾有人提出，这条星流与半人马座$ω$有关，但这一命题完全依赖于恒星的运动学和金属丰度来建立这种联系。在这项工作中，我们发现我们的两个新成员的流是贫金属的恒星，增强钠和铝，典型的第二人口球状星团星，但没有看到其他领域的明星。此外，恒星共享的s-过程丰度模式中看到的$ω$半人马座，这是罕见的场星。除了一颗恒星在1.5度的$ω$半人马座，我们没有发现其他恒星观测到GALAH空间附近的$ω$半人马座或Fimbulthul流，可以运动学和化学链接到集群。对Fimbulthul流中的恒星与半人马座$ω$进行化学标记证实了早期的工作，并进一步将银河系晕中的潮汐特征与半人马座$ω$联系起来。
2019-11-05 astro-ph.GA
The Fastest Travel Together: Chemical Tagging of the Fastest Stars in Gaia DR2 to the Stellar Halo
移动最快的恒星提供了深入了解银河系的几个基本属性，包括逃逸速度作为银心半径的函数，总质量，以及恒星与中央超大质量黑洞相遇的性质和频率。盖亚最近发布的第二次数据允许识别具有极高速度的恒星的新样本。化学丰度信息有助于区分这些恒星的可能起源。在这里，我们报告的结果，从我们的高分辨率光谱后续行动，使用阿帕奇点天文台，五个晚型的“超高速”恒星候选人，其特征是总银河系静止帧速度在500-600公里/秒之间，估计有一个大于50%的概率是从银河系中解放出来。我们的新结果证实了Gaia DR 2的径向速度在1 km/s以内。计算了几种主要的恒星大气参数和化学丰度，包括$α$ -元素（Mg，Ti，Si，Ca），Fe-峰元素（Fe，Ni，Co，Cr，Mn），中子俘获元素（Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu）和奇Z元素（Na，Al，K，V，Cu，Sc）。我们发现所有观测到的恒星都是贫金属巨星，其$\leq$ [Fe/H] $\leq$-1 dex为-2，并且在化学上与典型的晕星无法区分。我们的研究结果得到了另外四颗具有极端空间运动的恒星的化学性质的支持，这些恒星是通过现有的光谱测量观察到的。我们的结论是，这些恒星只是恒星晕的高速尾部，有效地排除了来自银河系中心或大麦云云等更奇特的起源。
2018-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optimal Integrated Abundances for Chemical Tagging of Extragalactic Globular Clusters
高分辨率积分光（IL）光谱学提供了无法分辨恒星的遥远球状星团的详细丰度。与其他系统的粗略比较（例如化学标记）需要了解星团之间可能发生的系统偏移，例如由于基础恒星星族的不确定性而产生的偏移。本文分析了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨率IL光谱，以（1）量化Fe、Ca、Ti、Ni、Ba和Eu的潜在系统不确定性，（2）确定最稳定的丰度比，这将有助于未来对未解决目标的分析。当恒星星族被很好地模拟时，仅根据对大气参数的敏感性，不确定性约为0.1-0.2 dex;在最坏的情况下，不确定性可上升到0.2-0.4 dex。[Ca I/Fe I]比值被确定为最佳综合[alpha/Fe]指标（偏移<0.1 dex），而[Ni I/Fe I]也非常稳定，在<0.1 dex范围内。的[Ba II/Eu II]的比例也是稳定的，当底层的人口是很好的建模，也可能是有用的化学标记。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Quantifying Chemical Tagging: Towards Robust Group Finding in the Galaxy
第一代大规模化学标记调查，特别是HERMES/GALAH百万恒星调查，有望大大扩展我们对银河系化学和动力学演化的理解。然而，这取决于我们是否有能力在如此大的数据集上自信地进行化学标记。在几个银河系疏散星团内的一系列元素中已经观察到了化学均匀性，但在全球范围内，特别是与星团本身的分散性相比，这种情况的程度还没有得到很好的理解。在同时代的星团成员中，占据着复杂的化学丰度空间的元素模式，植根于早期恒星的演化，最终是非常晚期的性质。目前这些阶段的天体物理模型还不足以解释所有的观测结果，再加上我们对恒星形成的理解存在重大差距，这使得理论上很难解决这个问题。在这里，我们描述了一个强大的成对度量用于衡量两个恒星组件之间的化学差异。然后将该度量应用于高分辨率文献丰度源数据库，以导出描述两颗恒星具有共同进化起源的概率的函数。有了这个集群概率函数，它将有可能报告一个信心，在经验观察证据的基础上，集群被检测到，独立于组的发现方法。这个配方也被用来探讨化学维度的作用，以及个别化学物种，化学标记的能力，以区分同时代的恒星群。
2012-10-12 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Chemical tagging in the thin disk. Open clusters blindly recovered in the elemental abundance space
恒星的化学组成提供了其形成环境的化石信息。在这个前提下，应该可以使用化学丰度来标记在同一恒星协会内形成的恒星。这种被称为化学标记的想法并没有产生预期的结果，特别是在薄圆盘内，开放的星团具有难以解开的化学模式。这项研究的最终目标是探索化学标记的可行性内薄盘人口使用高质量的数据从一个控制样本的恒星。我们还旨在改进现有的化学标记技术，并在元素丰度空间中的聚类分析的不同策略提供指导。在这里，我们开发的第一个盲搜索的疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间使用的OPTICS算法应用于数据的盖亚-ESO调查。首先，我们评估不同的分析策略，确定哪些更有效。其次，我们将这些方法应用到一个数据集，包括场星和疏散星团试图尽可能多的疏散星团的盲恢复。我们展示了数据分析的具体策略如何改善最终结果。具体来说，我们证明了疏散星团可以更有效地恢复与曼哈顿度量和空间的尺寸是精心挑选的。使用这些（和其他）处方，我们能够恢复隐藏在我们的数据集中的疏散星团，并找到这些恒星协会的新成员。我们的结果表明，有机会恢复疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间。据推测，随着更高质量的数据和更复杂的聚类算法，化学标记的性能将进一步提高。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical tagging of three distinct populations of red giants in the globular cluster NGC 6752
我们目前的铝，镁，硅丰度的贫金属球状星团NGC 6752的样本超过130红巨星均匀的氧和钠丰度。我们发现[Al/Fe]在NGC 6752中的巨星之间的分布约为1.4 dex，与[Mg/Fe]和[O/Fe]成正比，与[Na/Fe]和[Si/Fe]成正比。这些关系在本质上是不连续的，但恒星的分布明显地围绕着三个不同的Al值，低，中和高。这三个组很好地对应于以前使用Stromgren测光沿着红巨星分支检测到的三个不同的序列。这两个独立的发现有力地表明NGC 6752中存在三个不同的恒星星族。比较O和Mg的丰度，我们发现，人口与中间化学丰度不可能起源于材料与最O-和Mg-贫人口的相同组成，稀释的材料与最O-和Mg-丰富的一个。这需要不同的污染者。
2012-04-01 astro-ph.GA
The GALAH survey: Co-orbiting stars and chemical tagging
我们使用GALAH对Oh等人2017年确定的15对恒星的恒星参数和元素丰度进行调查的第二次数据发布进行了研究。他们使用盖亚DR 1的自行和松弛来确定这些对是潜在的共同移动对。我们发现11对非常宽（>1.7 pc）的恒星实际上有类似的银河系轨道，而另外4对声称共同运动的恒星对并不是真正的共同轨道。11个共轨对中有8个具有可靠的恒星参数和丰度，我们发现其中3个在丰度模式上非常相似，而5个具有显着的[Fe/H]差异。对于后者，这表明它们可能是共轨的，因为薄盘的一般动力学寒冷，或者可能是银河系引起的共振，而不是共享形成地点。像这样的恒星，宽双星，过去恒星形成事件的碎片，以及巧合的共同轨道，对于探索银河系中化学标记的极限至关重要。
2018-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disentangled Representation Learning for Astronomical Chemical Tagging
University College London（伦敦大学学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（弗莱提荣研究所）；Leiden University（莱顿大学）
现代天文观测正在观测数百万颗恒星的光谱数据。这些光谱包含了化学信息，可以用来追踪银河系的形成和化学富集的历史。然而，从光谱中提取信息，并进行精确和准确的化学丰度测量是具有挑战性的。在这里，我们提出了一个数据驱动的方法，用于隔离的化学因素的变化，在恒星光谱的其他参数（即\teff，\logg，\feh）。这使我们能够在去除这些参数的情况下为每颗恒星建立光谱投影。我们这样做，没有从头开始的元素丰度本身的知识，因此绕过依赖于合成恒星光谱的建模相关的不确定性和系统性。为了去除已知的非化学变化因素，我们开发并实现了一种神经网络架构，该架构可以学习解纠缠的光谱表示。我们模拟我们的化学性质相同的恒星使用的合成APOGEE类数据集的解开光谱恢复。我们表明，这种恢复下降的函数的信噪比，但我们的神经网络架构优于简单的建模选择。我们的工作证明了数据驱动的无丰度化学标记的可行性。
2021-03-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The (im)possibility of strong chemical tagging
仅基于化学来识别分散到银河系圆盘中的共生恒星的可能性被称为强化学标记。它的可行性已经争论了很长一段时间，有希望重建银河系圆盘中大部分恒星的详细恒星形成历史。我们研究了利用疏散星团已知成员星进行强化学标记的可行性。我们分析了最大的集群成员的样本，已被均匀的特点与高分辨率的差异丰度为16种不同的元素。我们还研究了在APOGEE DR 16红团簇样品中发现已知簇的可能性，其中包含18种化学物质。为了这两个目的，我们使用了聚类算法和无监督降维技术来盲目搜索化学空间中的恒星群。即使同一星团内恒星丰度的内部相干性很高，通常为0.03 dex，星团化学特征的重叠也很大。在具有最高精度且没有场星的样本中，我们在均匀性和精度的40%阈值下仅恢复了31个分析的集群中的9个。当我们只使用具有7个或更多成员的集群时，这个比例会略有增加。在APOGEE样本中，场星与四个人口稠密的星团一起出现。在这种情况下，只有一个疏散星团被适度回收。在我们最好的情况下，超过70%的恒星群实际上是包含属于不同真实星团的恒星的统计组。这表明，即使使用最先进的聚类技术，恢复现场溶解的大多数出生集群的机会也很渺茫。我们发现，不同的恒星诞生地可以有重叠的化学特征[删节]
2021-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
3-D gas-phase elemental abundances across the formation histories of Milky Way-mass galaxies in the FIRE simulations: initial conditions for chemical tagging
我们使用FIRE-2模拟检查气相元素丰度的3-D变化的[O/H]，[Fe/H]，和[N/H]在11个银河系（MW）和M31质量的星系在其形成历史的$z \leq 1.5$（$t_{\rm lookback} \leq 9.4$ Gyr），由表征化学标记的初始条件的动机。在所有$z \leq 1.5$处，盘中平面的$1$ kpc内的气体与$\lesssim 0.008$ dex垂直均匀。我们发现负的径向梯度（金属丰度随着银河系中心半径的减小）在所有的时间，随着时间的推移，从$\approx -0.01$ dex kpc $^{-1}$在$z = 1$（$t_{\rm lookback} = 7.8$ Gyr）到$\approx -0.03$ dex kpc $^{-1}$在$z = 0$，这与MW，M31和附近的MW/M31质量星系的观测大致一致。固定半径处的方位角变化通常为$z = 1$处的$0.14$ dex，在$z = 0$处减小为$0.05$ dex。因此，随着时间的推移，径向梯度变得更陡，而方位角变化变得更弱（更均匀）。因此，$z \gtrsim 0.8$（$t_{\rm lookback} \gtrsim 6.9$ Gyr）的方位角变化大于径向变化。此外，在$z \gtrsim 1$处的$ΔR \approx 3.5$ kpc和$z = 0$处的$ΔR \approx 1…
2021-08-19 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
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
A baseline on the relation between chemical patterns and birth stellar cluster
本研究利用APOGEE DR17化学丰度数据，通过有监督机器学习评估化学丰度与恒星诞生星团的关系，发现仅凭化学组成难以恢复诞生星团，挑战了强化学标记的可行性，并指出年龄信息可能有助于改进。
2024-05-22 astro-ph.GA
Chemo-Dynamical Tagging in the Outskirts: The Origins of Stellar Substructures in the Magellanic Clouds
本研究利用 APOGEE-2S 的多元素化学丰度与三维运动学信息，追溯麦哲伦云外围恒星子结构起源，揭示北部子结构多来自 LMC，南部则呈现 LMC/SMC 混合及近距离相互作用证据。
2023-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-shooter observations of main sequence stars in the globular cluster NGC 2808: first chemical tagging of a He-normal and a He-rich dwarf
我们提出的第一个化学成分研究的两个未进化的恒星在球状星团NGC 2808，获得光谱仪X-射手@VLT。NGC 2808显示了三个离散的，分离良好的主层序。对这一现象最普遍的解释是它们的恒星具有不同的氦含量。我们观察到一颗恒星位于最蓝的主序带（bMS，声称有高氦含量，Y = 0.4），另一颗位于最红的主序带（rMS，符合正则氦含量，Y=0.245）。分析了NH、CH、Na、Mg、Al、Fe的特征。虽然Fe、Ca和其他元素在两颗恒星中的丰度相同，但bMS星显示出N的巨大增强，C的耗尽，Na和Al的增强，以及相对于rMS星的Mg的少量耗尽。如果bMS上的恒星是由早期恒星在完整的CNO和MgAl循环中产生的喷出物形成的，其主要产物是氦，那么这正是我们所期望的。这两颗恒星的元素丰度模式差异与恒星颜色-星等图位置所显示的氦含量差异一致。
2010-07-29 astro-ph.GA
oMEGACat. IX. Chemical Tagging of Omega Centauri Populations with Machine-Learning-Inferred Abundances from the MUSE Spectrograph
University of Utah（犹他大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）
利用MUSE光谱和机器学习推断的丰度，研究ω星团成员的化学特征，揭示其多族群体的化学演化历史。
2026-10-20 astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong chemical tagging with APOGEE: 21 candidate star clusters that have dissolved across the Milky Way disc
光谱巡天的一个主要目标是对同一诞生星团中诞生的恒星群进行化学标记。为了研究这种强化学标记的可行性，我们进行了盲化学标记实验的丰度测量从APOGEE调查光谱。我们应用基于密度的聚类算法的8维化学空间定义的[Mg/Fe]，[Al/Fe]，[Si/Fe]，[K/Fe]，[Ti/Fe]，[Mn/Fe]，[Fe/H]，和[Ni/Fe]，丰度比一起跨越多个核合成通道。在182，538颗巨星的高质量样本中，我们发现了21个成员超过15个的候选星团。我们的候选星团比具有类似[Mg/Fe]和[Fe/H]的非成员恒星的化学成分更均匀，即使在不用于标记的丰度中也是如此。群成员的年龄一致，并且在logg与Teff空间中沿着单一的恒星人口轨道下降。每个群的成员都分布在多个千秒差距，其径向和方位角作用的扩展随着年龄的增长而增加。我们定性地重现这种增加使用N-体模拟集群溶解在银河系的潜力，包括瞬态缠绕螺旋臂。在其他波段用高分辨率光谱观察我们的候选出生星团，以研究它们在其他核合成群中的化学同质性，这对于确认强化学标记的有效性至关重要。我们最初的空间紧凑，但现在广泛分散的候选集群将提供新的限制化学演化和轨道扩散在银河系光盘，并限制恒星形成松散的绑定组。
2020-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variations of the stellar Initial Mass Function in Semi-Analytic Models: implications for the mass assembly of galaxies in the GAEA model
最近大量的观测结果对普遍的恒星初始质量函数（IMF）的概念提出了挑战，它们显示了支持这一统计指标随星系性质变化的证据。我提出的预测从半解析模型GAEA（银河系演化和大会），其特点是（a）化学富集的详细治疗，（b）一个改进的恒星反馈计划，（c）实现IMF变化的理论处方。我们的变量IMF实现预测的内在恒星质量和质光比大于合成测光估计假设一个普遍的IMF。这提供了一个自洽的解释光度推断的恒星质量的本地早期型星系和动力学和光谱研究所得出的观察到的不匹配。在较高的红移，一个变量IMF的假设有深刻的影响，我们的能力，重建星系恒星质量函数的演化和星系的恒星形成历史。
2019-03-08 astro-ph.GA
Trials and Tribulations of Chemodynamical Tagging: Investigating the Recovery of Open Clusters in the Gaia DR3-GALAH DR4 Catalog
本研究结合Gaia DR3动力学数据与GALAH DR4化学数据，通过bootstrap分析评估轨道分量与化学丰度组合在HBDSCAN中的星团恢复效果，发现动力学参数恢复率最高但整体仍低，添加金属丰度等筛选可略微提升效率。
2025-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Re-grouping stars based on the chemical tagging technique: A case study of M67 and IC4651
Freeman & Bland-Hawthorn（2002）提出的化学标记技术是基于这样的想法，即由相同分子云形成的恒星应该具有相同的化学特征。因此，只使用恒星的化学成分，我们应该能够重新组合那些曾经属于同一恒星集合体的恒星。在Blanco-Cuaresma等人（2015）中，我们使用iSpec在疏散星团恒星上测试了该技术（Blanco-Cuaresma等人2014 a），我们证明了它们的化学同质性，但我们发现14种研究的元素导致化学特征过于相似，无法可靠地区分不同星团的恒星。这对该技术提出了挑战，并提出了一个新的问题：包含其他元素是否有助于更好地区分不同聚集体中的恒星？通过更新和改进版本的iSpec，我们使用HARPS，UVES和NARVAL档案中的疏散星团M67和IC 4651的光谱导出了28种元素的丰度，我们发现这两个星团的化学特征非常相似。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A phylogenetic approach to chemical tagging. Reassembling open cluster stars
上下文化学标记技术是一种很有前途的方法来重建历史的银河系只使用恒星的化学丰度。不同的研究进行了这种分析，他们提出了一些挑战。目标。使用一个样本的疏散星团的恒星，我们希望解决两个问题：尽量减少化学丰度的差异，起源是联系在一起的恒星的演化阶段，而不是他们的原始组成;评估系统发育的方法来组恒星的化学成分的基础上。方法.我们以太阳为参考星（经典方法）和疏散星团M67中的一颗矮星加一颗巨星为参考星（新方法），计算了207颗恒星（属于34个疏散星团）的微分化学丰度。然后，这些丰度进行两个系统发育分析，分支（最大简约）和邻居加入，连同分区无监督分类分析与k-均值。由此产生的星系群最终面对的是真正的疏散星团成员。结果我们成功地重建了大部分的原始疏散星团时，仔细选择一个子集的丰度差异相对于M67。我们找到了一组八种化学元素，产生最好的结果，并讨论了它们成为银河系历史良好示踪剂的可能原因。结论.我们的研究表明，解开银河系的历史，只使用恒星化学丰度是大大改善，提供i）我们执行相对于一个疏散星团，而不是太阳的差分光谱分析，ii）选择的化学元素，是很好的示踪剂的历史的银河系，和iii）使用的工具，是适应于检测进化轨迹，如系统发育的方法。
2018-07-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Contributions to the accreted stellar halo: an atlas of stellar deposition
恒星晕的吸积成分是由几个卫星的贡献组成的，它们以不同的质量，在不同的时间，在不同的轨道上落在它们的宿主上。这项工作使用了一套理想化的，无碰撞的N体模拟较小的合并和粒子标记技术，以了解这些不同的成分如何塑造每个贡献的吸积晕，在密度和运动学。我发现，更大质量的卫星将它们的恒星更深地沉积在宿主的引力势中，动力学摩擦使其产生明显的分离。早期的吸积事件对晕的内部区域贡献更大;更集中的次晕通过增加的动力学摩擦下沉更深。落星时母星的轨道圆度只对低质量卫星很重要：动力摩擦有效地辐射了最大质量的小合并，消除了卫星与宿主维里质量比$\gtrsim1/20$的落星轨道印记。每个卫星贡献的恒星的运动学也与卫星质量有关：低质量卫星贡献快速移动的种群，在有序的旋转和径向速度色散中。反过来，大质量卫星的贡献具有较低的速度色散，并因动力学摩擦而失去角动量，导致强烈的径向各向异性。
2016-09-02 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
Stellar kinematics in the nuclear regions of nearby LIRGs with VLT-SINFONI. Comparison with gas phases and implications for dynamical mass estimations
在这项工作中，我们使用的看到有限的SINFONI H-和K-波段光谱分析的空间分辨运动学的恒星成分的内部r<1-2千秒差距的10个附近（平均z=0.014）LIRGs。我们比较了恒星的运动学与那些不同的气相，并分析了使用不同的示踪剂时估计动力学质量的相对影响。恒星速度和速度色散图提取在两个近红外波段拟合连续辐射使用pPXF，而我们使用气体运动学从以前的作品。我们发现不同的气相有相似的运动学，而恒星部分的旋转速度稍低（$_*$ ~ $_g$），但在明显温暖的轨道（$σ_*$ ~2 $σ_g$）比气相。这些数值表明，恒星是在厚的圆盘中旋转，而气相则被限制在动态冷却的旋转圆盘中。然而，这些差异并不会导致基于恒星和气体运动学的动力学质量估计之间的显着差异。这一结果表明气体运动学也可以用来估计z~2 SFG中的M $_{dyn}$，这是一种与本地LIRG共享许多结构和运动学性质的星系群体。
2021-04-14 astro-ph.GA
Star formation histories of UV-luminous galaxies at $z \simeq 6.8$: implications for stellar mass assembly at early cosmic times
$z\gtrsim6$星系的恒星形成历史（SFH）的多样性为早期恒星形成提供了重要的见解，但一直难以系统地量化。一些观测表明，许多$z\sim6-9$星系主要是由$\gtrsim200$ Myr恒星群体，这意味着在$z\gtrsim9$有显著的恒星形成，而另一些发现，大多数再电离时代的星系是$\lesssim10$ Myr，与很少的$z\gtrsim9$恒星形成相一致。在这里，我们量化的紫外亮（$-22.5\lesssim M_{UV}\lesssim-21$）星系的年龄分布的颜色选择位于$z\simeq6.6-6.9$，一个理想的红移范围，系统地研究与地面天文台和斯皮策的再电离时代的星系的SFH。我们推断星系属性与两个SED建模代码和比较结果，发现恒星质量在很大程度上是不敏感的模型，但推断的年龄可以变化的数量级。我们推断的年龄分布假设一个简单的，参数SFH模型，发现一个中位数年龄$\sim30-70$百万年取决于SED模型。我们量化了$\leq10$ Myr和$\geq250$ Myr星系的分数，发现这些系统分别占人口的$\sim15-30$ %和$\sim20-25$ %。在一个灵活的SFH模型中，SFH的形状与简单模型所暗示的一致（例如年轻星系具有快速上升的SFH）。然而，恒星的质量可能会有很大的不同，年轻系统的质量有时会比柔性SFH大一个数量级以上。我们量化这些结果的影响$…
2023-01-03 astro-ph.GA
Implications of the Eccentric Kozai-Lidov Mechanism for Stars Surrounding Supermassive Black Hole Binaries
恒星潮汐破裂事件（TDEs）发生率的增加可能是近距离超大质量黑洞（SMBH）双星的一个重要特征。在这里，我们研究了由于偏心Kozai-Lidov（EKL）机制导致的SMBH双星周围恒星分布的演化，包括由恒星质量分布和广义相对论引起的八极效应和拱点岁差。我们确定了一个区域周围的一个SMBH的二进制EKL机制驱动恒星的高偏心率，这最终导致恒星要么散射的第二SMBH或得到中断。对于质量为10^7 Msun和10^8 Msun的SMBH，TDE速率可以达到10^{-2}年，并在约50万年内耗尽次级SMBH周围的恒星尖点区域。因此，在次级SMBH周围0.01到0.1 pc之间的恒星分布的最终几何形状是一个环面。这些效应在拥有超大质量和中等质量黑洞的核星团中可能更加突出。
2015-05-22 astro-ph.GA
Variations of the initial mass function in semi-analytical models: implications for the mass assembly and the chemical enrichment of galaxies in the GAEA model
在这项工作中，我们调查的综合银河系范围内的恒星初始质量函数（IGIMF）的方法的半分析模型GAEA（银河系演化和组装），其特点是化学富集和恒星反馈的详细治疗的框架内的影响。IGIMF提供了恒星IMF形状对星系中恒星形成速率的依赖性的解析描述。我们发现，我们的模型与一个普遍的IMF预测一个相当平坦的[ $α$ /Fe]恒星质量的关系。模型假设的IGIMF，而不是，能够再现所观察到的增加$α$ -增强与恒星质量，与以前的研究。这主要是由于大质量星系在高红移时具有较大的恒星形成率，导致相对于低质量星系有较强的$α$增强。与此同时，IGIMF假说并没有显著影响更大质量星系的恒星形成时间尺度更短的趋势。我们认为，在IGIMF的情况下，[ $α$ /Fe]比是最高的恒星形成事件的良好示踪剂。我们的模型大质量星系的最终恒星质量和质光比大于合成测光估计假设一个普遍的IMF，提供了一个自洽的解释类似的最近的结果，基于本地早型星系的动力学分析。
2016-10-07 astro-ph.GA
A Lower Bound of Star Formation Activity in Ultra-high Redshift Galaxies Detected with JWST: Implications for Stellar Populations and Radiation Sources
JWST观测的早期结果已经提供了比预期更多的明亮的$z\gtrsim 10$星系候选者，从而能够构建静止帧UV光度函数（LF）。LF包含了星系聚集历史、恒星形成活动和遥远宇宙中恒星星族的关键信息。给出了从丰度匹配估计的母晕到星系的重子总质量流入率的上界，推导出了每个红移下星系中恒星形成和紫外光子产生效率的乘积的下界。这个严格的限制需要一个高效率的（$\gtrsim 10-30\%$）将气体转化为恒星，假设一个正常的恒星星族与萨尔彼得一样的质量分布。其效率比典型的邻近星系高得多，但与在邻近宇宙中观察到的星暴星系和超级星团的效率一致。或者，恒星形成效率可能低至百分之几，这是在$z\simeq 6$的整个星系人口的平均值，如果恒星星族是无金属的，并从一个头重脚轻的质量分布，产生更强烈的紫外线辐射。我们讨论了其他几种可能的情况下，以实现约束，例如，高能辐射产生的致密恒星遗迹和类星体，并提出了方法来区分即将到来的观测方案。
2022-09-25 astro-ph.GA
Separation of Stellar Populations by an Evolving Bar: Implications for the Bulge of the Milky Way
我们提出了一个新的解释，以前令人费解的不同行为的恒星星族的银河系的隆起。我们首先表明，通过纯N体模拟，最初的空间恒星星族不同的面内随机运动时，酒吧的形式分开。径向较冷的种群形成一个强的酒吧，垂直薄，花生形，而较热的种群形成一个较弱的酒吧，成为一个垂直厚盒。我们表明，这是径向，而不是垂直，速度分散，占主导地位的演变。假设早期的恒星盘在形成时迅速加热，那么平面内和垂直方向的随机运动都与恒星的年龄和化学成分有关，导致富金属和贫金属恒星的密度分布不同。然后，我们使用高分辨率的模拟，其中所有的恒星都是由气体形成的，以证明这就是发生的事情。当我们将这些结果应用到银河系中时，我们发现，一个非常广泛的年龄，密度，运动学和化学观察到的趋势，已经提出了作为证据的矛盾路径形成的隆起，实际上是一致的隆起形成从一个连续的磁盘恒星星族的运动学分离的酒吧。我们第一次能够通过一个模型来解释凸起的主要趋势，在这个模型中，凸起主要是在原地形成的。由于该模型是通用的，我们也预测外部边缘星系的恒星星族地图的一般外观。
2017-06-06 astro-ph.GA
Implications of a Temperature Dependent IMF I: Photometric Template Fitting
从恒星形成的理论模型中，不应该期望有一个普遍的恒星初始质量函数（IMF），但是很少有确凿的观测证据表明IMF是可变的。本文将IMF参数化引入到COSMOS 2015星表的光度模板拟合中。由此产生的最佳拟合模板表明IMF的系统变化，大多数星系表现出比银河系更重的恒星星族。在固定的红移，只有一个小范围的IMF被发现，与典型的IMF成为越来越重的增加红移。此外，ULIRGs，静止和恒星形成的星系的子群进行比较与预测的恒星星族反馈，并显示出明确的质量相似的尘埃温度的演变。
2022-05-23 astro-ph.GA
Recycled stellar ejecta as fuel for star formation and implications for the origin of the galaxy mass-metallicity relation
我们使用的EAGLE和OWLS项目的宇宙学，流体动力学模拟，以评估回收的恒星喷出物作为恒星形成的燃料的意义。恒星质量损失对宇宙恒星形成率（SFR）和恒星质量密度的贡献率随时间增加，在$z=0$处分别达到$35 \%$和$19 \%$。对于$M_{\ast} < 10^{10.5}$ M $_{\odot}$，再循环的重要性随着星系恒星质量的增加而急剧增加，并在更高的质量下温和地降低。这种趋势源于与恒星形成和活动星系核相关的反馈的质量依赖性，它优先抑制了由再循环提供燃料的恒星形成。再循环对卫星比中心更重要，其贡献随银河中心半径的增加而减小。AGB星的相对贡献随时间和朝向星系中心而增加。这是AGB喷出物比大质量恒星更缓慢释放的结果，并且后者被恒星形成驱动的外流和被锁定在恒星残余物中优先移除。回收燃料的恒星形成表现出紧密的，正相关的星系金属丰度，与第二次依赖的相对丰度的α元素（主要是在大质量恒星合成），这是不敏感的次网格模型的反馈。因此，我们的结论是直接相关的质量金属丰度关系和金属丰度梯度的起源。将回收和金属丰度之间的关系应用到所观察到的质量-金属丰度关系中，得到了回收的质量相关贡献的最佳估计。对于质量与银河系相似的中心，我们推断回收的恒星喷出物对SFR和恒星质量的贡献分别为$35 \%$和$20 \%$。
2015-10-29 astro-ph.GA
Strong Chemical Tagging in FIRE: Intra and Inter-Cluster Chemical Homogeneity in Open Clusters in Milky Way-like Galaxy Simulations
本文利用 FIRE-2 模拟分析类银河系星系中年轻大质量疏散星团的 9 种元素丰度，发现团内与团间化学差异过小，强化学标记难以可靠判定星团成员。
2024-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dimensionality of stellar chemical space using spectra from the Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment
基于相似成分的恒星化学标记可以提供有关恒星形成和银河系动力学历史的新见解。我们研究了在化学空间中识别恒星群的可行性，放弃使用模型导出的丰度，有利于直接分析光谱。这有利于测量不确定性的传播，并且不预先假定知道哪些元素对于在化学空间中区分恒星是重要的。我们使用阿帕奇点天文台星系演化实验的~ 16，000个红巨星和红团H波段光谱，并进行多项式拟合以消除不是由于丰度比变化引起的趋势。使用期望最大化主成分分析，我们发现主成分的高信号的波长区域最重要的恒星之间的区别。红巨星和红团星的不同子样本都与需要大约10个主成分来精确模拟测量不确定性水平以上的光谱相一致。因此，可以在H波段研究的恒星化学空间的维数是$\lesssim 10$。对于典型信噪比为100的远地点观测，无法区分恒星的化学空间单元的数量约为$10^{10\pm2} \times (5\pm 2)^{n-10}$，其中$n$是主成分的数量。这种高维度和化学空间的细粒度采样是仅基于光谱的化学标记的有希望的第一步。
2018-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Implications of inhomogeneous metal mixing for stellar archaeology
第一颗超新星用金属丰富了以前原始的气体，下一代恒星由此形成。基于流体动力学模拟，我们发展了一个新的随机模型来预测第一星系中恒星形成气体的金属丰度。平均而言，在内部富集的星系中，金属与原始气体混合良好。然而，在外部富集的星系中，金属不能轻易地渗透到致密气体中，这使得恒星形成气体和晕内的平均气体之间存在显着的金属丰度差异。为了研究这种效应的后果，我们应用半解析模型银河系般的暗物质合并树，并遵循恒星化石从高红移到今天的一个新的现实的金属混合配方。我们校准模型，以重现金属丰度分布函数（PMM）在低金属丰度，并发现一个原始的IMF与$\mathrm{d}N/\mathrm{d}M \propto M^{-0.5}$从$2 Msun$到$180 Msun$的斜率最好地再现PMM。我们改进的非均匀混合模型对单个微晕有很大的影响，但对[Fe/H] $\gtrsim -4$或最佳拟合Pop~III IMF的模拟结果没有显著影响。
2020-05-21 astro-ph.GA
The giants that were born swiftly -- Implications of the top-heavy stellar initial mass function on the birth conditions of globular clusters
最近的研究结果表明，球状星团（GC）的初始质量函数（IMF）与金属丰度和密度有关。在这里，它是研究如何影响这种变化的初始质量和核心坍缩超新星（CCSNe）的数量所需的复制所观察到的铁扩散GC。所有的研究GC的IMF头重脚轻意味着较大的初始质量相比，以前的结果计算假设一个不变的正则IMF。这导致需要更多的CCSNe来解释观测到的铁丰度分布。结果表明，更大质量的GC形成在较小的银心半径，可能表明在原位形成的人口II晕。恒星形成（SF）在原GC内结束的时间被计算为350 - 400万年，略短于使用标准IMF获得的400万年。因此，IMF对SF持续时间的影响很小。
2022-08-31 astro-ph.GA
Differential abundances of open clusters and their tidal tails: chemical tagging and chemical homogeneity
在太阳附近被研究得很好的疏散星团（OC）被用作检验银河系和恒星理论的参考对象。为此目的，需要以高置信度了解其化学成分。本工作的目的是（1）利用大量处于不同演化状态的恒星，精确测定毕宿星团、天母星团和鲁佩希特147中22种化学物质（从Na到Eu）的丰度，（2）评价这些OC的化学均一性水平，（3）比较它们的化学特征。我们收集了三个OC中$\sim$ 100个成员的$\sim$ 800个高分辨率和高S/N光谱，这些光谱是根据盖亚DR 2数据获得的最新成员资格。我们建立了一个管道，计算大气参数和严格的线之间的差分丰度的双星在我们的样本，这使我们能够达到一个非常高的精度丰度（0.01-0.02德克斯在大多数元素）。我们发现，在一些元素的绝对丰度，这可以归因于扩散，NLTE效应或系统的分析中存在很大的差异。对于这三个OC，我们发现强相关性的不同对元素之间的差异丰度，这可以解释一定程度的化学不均匀性。我们比较了毕宿和Praesepe尾巴的几颗恒星的丰度差异：化学丰度差异更大的恒星也有不同的运动学，即使它们已被确定为尾巴的成员。用这种技术我们发现毕宿星团和Preasepe有相同的化学签名时，G矮星和K巨星被认为是。尽管每个星团都有一定程度的不均匀性，但与其他星团相比，仍然可以清楚地区分出较老的星团Ruprecht~147的化学特征。
2019-12-18 astro-ph.GA
The stellar mass versus stellar metallicity relation of star-forming galaxies at $1.6\le z\le3.0$ and implications for the evolution of the $α$-enhancement
我们测量恒星质量和恒星金属丰度之间的关系，恒星质量-金属丰度关系（MZR），1336恒星形成星系在$1.6\le z\le3.0$（<z>=2.2）使用静止帧远紫外光谱从zCOSMOS深调查。包含恒星吸收特征的高信噪比合成谱与金属丰度范围内的总体合成模型谱进行了拟合。我们发现恒星的金属丰度，主要反映铁的丰度，缩放为$(Z_{Fe,\ast}/Z_{Fe,\odot})=-(0.81\pm0.01)+(0.32+0.03)\log(M_\ast/10^{10}M_\odot)$在整个质量范围的$10^9\lesssim M_\ast/M_\odot\lesssim10^{11}$，是$\approx6\times$低于当地看到相同的质量。使用气相氧MZR推断的瞬时氧铁比（$α$ -增强）平均为[O/Fe] $\approx0.47$，高于局部[O/Fe] $\approx0$。观察到的变化[O/Fe]和[Fe/H]再现简单的流通气体调节器模型与稳定的恒星形成的历史（SFHS），遵循不断发展的主序列。我们的模型表明，[O/Fe]几乎完全由瞬时特定的恒星形成率单独而独立的SFHS，质量和气体调节系统的特性。我们发现$\sim10^{10}M_\odot$星系在[O/Fe]-金属丰度平面上z~2处的位置与银河系中低金属丰度厚盘星序列非常一致。这表明了银河系考古学的结果与高红移银河系祖先的观…
2021-09-13 astro-ph.GA
Aperture and Resolution Effects on Ultraviolet Star-Forming Properties: Insights from Local Galaxies and Implications for High-Redshift Observations
本文利用本地星系紫外光谱研究孔径与分辨率对恒星形成性质的影响，发现多星团星系受孔径影响显著，并建立了CIV线等值宽度与氧丰度的关系，为高红移JWST观测提供重要参考。
2024-01-17 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
Multimass modelling of Milky Way globular clusters -- I. Implications on their stellar initial mass function above 1 M$_{\odot}$
本研究通过多质量模型分析37个银河系球状星团的多源观测数据，发现1倍太阳质量以上的高质量端恒星初始质量函数符合Salpeter形式，与顶重IMF假说不符，且该斜率与星团金属丰度无显著关联。
2023-04-24 astro-ph.GA
Temporally and Spatially Extended Star Formation in the Brightest Cluster Galaxy of MACS\,J0329.7$-$0211 at $z=0.45$: Implications for Stellar Growth
闪星系团星系，特别是位于冷核星系团中心的闪星系团星系，在$\gtrsim$ 100\，kpc的空间范围内，可以以高达$\gtrsim100\rm\,M_\sun\,yr^{-1}$的推断速率呈现恒星形成。它们的恒星形成是否也随着时间的推移而延长，就像人们所预期的那样，如果周围的热的星团内气体冷却--一种残余的冷却流--就像迄今为止只在英仙座星团中的BCG中证明的那样？在这里，为了推断相对年轻的恒星在BCG的MACS\，J0329.7 $-$ 0211的形成历史，我们拟合模型的单星人口的光谱能量分布（跨越近紫外到近红外）测量沿不同的视线对年轻的恒星人口。采用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们表明，在这个BCG中的恒星形成一直坚持在一个相对恒定的速率$\sim2{\rm\,M_\sun\,yr^{-1}}$（10- 40的因素，低于以前推断使用简单的方法和/或特设的假设率）在过去的$\sim$ 400\，Myr，超过任何恒星形成低于观测检测阈值。如果它的前身是$z\sim$ 2中已知质量最大的红块之一，质量为$\sim1\times10^{11}\rm\,M_\sun$，那么这种来自残余冷却流的持续恒星形成可以贡献高达该BCG原始恒星质量的10%，但在$z=0.45$中，只有百分之几的恒星质量增长到$\sim8\times10^{11}\rm\,M_\sun$。虽然只构成一个次要的路径，这个…
2021-07-05 astro-ph.GA
