Chemical Tagging of FGK Stars: Testing Membership to Young Stellar Kinematics Groups
在这次贡献演讲中，我们总结了我们正在进行的详细分析化学含量（化学标记）的项目的结果，作为一种有前途的强大方法，为不同年龄的恒星运动学组的FGK运动学候选者的成员资格提供明确的限制，可以作为使用运动学，光度学或年龄指标的方法的替代或补充。这个成员信息是非常重要的，以更好地了解恒星形成的历史，在太阳附近区分场状恒星（与动力学共振（酒吧）或螺旋结构）和真正的物理结构的同时代的恒星有一个共同的起源（碎片的恒星形成的聚集在磁盘）。我们已经应用了化学标记方法来约束成员的FGK候选恒星的毕宿超星系团和大熊座移动群，在这方面的贡献，我们提出了我们的研究的初步结果的蓖麻移动群。
2015-09-11 astro-ph.GA 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
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
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
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
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
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
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 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
Using APOGEE Wide Binaries to Test Chemical Tagging with Dwarf Stars
共同起源的恒星被认为具有相似的化学性质，如果不是几乎相同的话。化学标记试图利用这一事实，通过其独特的化学指纹来识别银河系亚群。在这项工作中，我们比较了宽联星中矮星的化学丰度，以测试共同起源恒星的丰度一致性。我们的31个宽双星的样本是从交叉匹配的APOGEE恒星与UCAC 5天体测量产生的目录中确定的，我们确认了这个样本的保真度与盖亚DR 2的精密视差。对于多达14个独立的元素，我们比较了宽双星组成部分之间的丰度，发现它们具有非常相似的化学性质（通常在0.1 dex以内）。这种一致性水平比不同起源的恒星（在我们的样本中显示出0.3-0.4 dex的典型丰度差异）更相似。对于最好的测量元素，铁，硅，钾，钙，锰和镍，这些差异减少到0.05-0.08德克斯时，选择对矮星具有相似的温度。我们的研究结果表明，远地点矮星目前可用于化学标记的水平$\sim$ 0.1 dex或在$\sim$ 0.05 dex的水平时，限制在类似温度的恒星中的最佳测量的元素。更大的宽双星星表可以提供校正集，作为疏散星团样本的补充，用于正在进行的光谱测量。
2018-11-29 astro-ph.GA 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
A data-driven model of nucleosynthesis with chemical tagging in a lower-dimensional latent space
化学标记试图从现今的恒星丰度中识别出独特的恒星形成地点。先前的技术将每个丰度维度视为统计上独立的，尽管理论上预期许多元素可以通过一个以上的核合成过程产生。在这项工作中，我们介绍了一个数据驱动的核合成模型，其中一组潜在的因素（例如，核合成产率）对具有不同得分的所有恒星有贡献，并且聚类（例如，化学标记）由低维潜在空间中的多变量高斯的混合来建模。我们使用精确的方法同时估计每个恒星的因子得分、每个恒星对每个集群的部分分配以及所有恒星共有的潜在因子，即使存在缺失的数据条目。我们使用信息理论贝叶斯原理来估计潜在因素和聚类的数量。使用第二次Galah数据发布，我们发现，六个潜在的因素是首选的解释N = 2,566恒星17化学丰度。我们确定了快中子和慢中子俘获过程，以及与Fe峰和α元素生产一致的潜在因素，以及K和Zn占主导地位的另一个因素。当我们考虑N ~ 160，000颗缺失丰度的恒星时，我们发现另外7个因子，以及潜在空间中的16个分量。尽管这些成分在化学上表现出分离（通过不同的产率贡献来解释），但没有一个在其位置或运动中表现出显着的结构。我们认为，更多的数据，并联合先验的集群成员资格的动力学模型的约束，是必要的实现化学标记在银河系的规模。我们发布的软件允许在给定固定数量的潜在因子、组分和$10^7$丰度测量值的情况下，在几秒钟内优化模型参数。
2019-10-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weisfeiler-Lehman Graph Kernel Method: A New Approach to Weak Chemical Tagging
本研究提出利用 Weisfeiler-Lehman 图核方法分析 15 维元素丰度空间，结合高斯过程回归识别星团质量函数模式，相比图神经网络大幅减少模拟需求并提升可解释性与鲁棒性。
2023-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH survey: Chemical Tagging of Star Clusters and New Members in the Pleiades
化学标记技术利用恒星大气的元素丰度来“重建”早已分散的化学性质均匀的星团。GALAH光谱调查-旨在使用英澳望远镜观察100万颗恒星-使我们能够测量恒星化学丰度空间中多达30种元素或维度，其中许多不是独立的。如何在嘈杂的高维空间中可靠地找到聚类是一个尚未解决的难题。在这里，我们探索t分布随机邻居嵌入（t-SNE）-它识别高维空间到更少维度的最佳映射-同时保留原始聚类信息。通常，投影到2D空间以帮助眼睛识别簇。我们表明，这种方法是一个可靠的工具，化学标记，因为它可以：（i）解决集群在化学空间单独，（ii）恢复已知的开放和球状星团与高效率和低污染，和（iii）相关领域的明星已知的集群。t-SNE还提供了一个有用的高维空间的可视化。我们证明了该方法的数据集上测量的187,000颗恒星的光谱的GALAH调查的13个丰度。我们恢复了7个观察到的9个星团（6个球状星团和3个疏散星团）在化学空间与最小的污染，从场星和低数目的离群值。通过化学标记，我们还确定了两个昴星团超星系团成员（我们从运动学上证实了这一点），一个远至6 $^\circ$ --距离星系团中心一个潮汐半径。
2017-09-04 astro-ph.SR
Wide Binaries in Tycho-Gaia II: Metallicities, Abundances, and Prospects for Chemical Tagging
从我们最近的目录的基础上的第一个盖亚数据发布（TGAS），我们选择了广泛的双星，其中两颗恒星已被观察到的径向速度实验（RAVE）或大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）。使用RAVE和LAMOST金属丰度和RAVE镁，铝，硅，钛，铁丰度，我们发现，宽双星的组成部分的金属丰度和元素丰度的差异是一致的，由于观测的不确定性，与以前的结果更小，更受限制的样品。在这项工作中提出的宽双星组成之间的金属丰度和元素丰度的一致性证实了它们的共同起源，并支持了宽双星作为“迷你疏散星团”的地位。“此外，这是宽二进制有效地共同进化和共同化学的证据，支持它们用于例如，约束年龄-活动-旋转关系、白矮星的初始-最终质量关系和M矮星金属丰度指标。此外，我们表明，共同的自行，共同视差对TGAS与最极端的分离（s $\gtrsim$ 0.1 pc）通常有不一致的金属丰度，径向速度或两者兼而有之，因此很可能主要是由随机排列的无关联的恒星与类似的天体测量，与我们以前的结果一致。最后，我们建议宽双星形成一个理想的数据集，以测试化学标记作为一种方法，以确定恒星的共同起源，特别是因为恒星宽双星跨越范围广泛的金属丰度，远大于附近的疏散星团跨越。
2017-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Testing Chemical Tagging with LAMOST: Intrinsic Abundance Dispersion of Subgiant Stars in the Galactic Disk
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文学系）
利用LAMOST亚巨星样本，通过正向建模发现轻元素和α元素内在丰度弥散小（≲0.05 dex），中子俘获元素弥散大（≳0.1 dex），且不能用单一示踪剂解释，凸显其化学标记潜力。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Tagging N-rich Field Stars with High-resolution Spectroscopy
我们用高分辨率（$R \sim 30000$）光谱测量了15颗富氮场星的20多种元素的化学丰度。我们发现富N场星的Na、Mg、Al、Si和Ca丰度与球状星团（GCs）中的恒星基本一致。估计有7颗恒星具有[Al/Fe $]>0.5$]，这在大多数GC“第一代”恒星中是没有的。另一方面，$α$元素丰度（特别是Ti）可以显示出原位星和吸积星之间的明显差异。我们发现一颗有趣的恒星，它的[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]，[Ti/Fe]，[Sc/Fe]，[V/Fe]，[Co/Fe]都很低，与溶解矮星系“$Gaia$ -Sausage-Enceladus”中的其他恒星具有相似的运动学和[Ba/Eu]。金属丰度为$-1.25 \le {\rm [Fe/H]} \le -0.95$的富N场星的$α$ -元素丰度和铁峰元素丰度与银河系场星的值一致，而不是矮星系的恒星，表明它们是就地形成的。此外，富N场星的中子俘获元素表明，它们中的大多数可以被质量在$3 - 5\, M_{\odot}$附近的渐近巨星分支（AGB）星富集。
2021-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying the best iron-peak and $α$-capture elements for chemical tagging: The impact of the number of lines on measured scatter
这项工作的主要目标是探索哪些元素携带了关于恒星诞生起源的最多信息，因此最适合进行化学标记。利用1111颗FGK型恒星的Ni丰度数据，探讨了不同的方法来减小异常值线对丰度的影响，并评估了有限数量的谱线对最终化学丰度的影响。然后，我们能够使一个有效的均匀的基础比较的[X/Fe]之间的散射的元素，具有不同数量的可观察到的谱线在所研究的光谱。我们发现，当有几条谱线可用时，计算元素平均丰度的最有效方法是使用加权平均值（WM），其中我们考虑了与中值丰度的距离作为权重。我们发现，当用相同数目的谱线测定化学丰度时，铁族元素和$α$ -俘获元素的[X/Fe]星间散射几乎相同。在此之上，但在较低的水平上，观察到Al的最大散射，Cr和Ni的最小散射。我们建议在比较具有不同数量的可用谱线的元素之间的[X/Fe]散射时要谨慎。一个有意义的比较是必要的，以确定显示最大的内在散射的元素，从而可以用于化学标记。
2015-09-08 astro-ph.SR
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
Using chemical tagging to redefine the interface of the Galactic disk and halo
我们提出了一个化学丰度分布的研究，在14个$α$，奇Z，偶Z，轻，铁峰元素的大约3200个中间金属丰度巨星从APOGEE调查。我们分析的主要目的是探索银盘-晕过渡区之间的-1.20 $<$ [Fe/H] $<$ -0.55作为一种手段来研究这些成分之间的化学差异（和相似性）。在本文中，我们表明，有一个$α$ -贫和$α$ -富序列中的金属贫和中间金属丰度区。利用银河系静止坐标系径向速度和空间位置，我们进一步将我们的样本分离成典型的银河系分量。然后，我们研究了每种组分的Mg、Ti、Si、Ca、O、S、Al、C+N、Na、Ni、Mn、V和K的丰度比，发现如下：（1）在$α$ -元素中，$α$ -贫晕子组在化学上是不同的（特别是O、Mg和S）、Al、C+N和Ni，与确认存在$α$ -贫吸积晕群的文献一致;（2）典型厚盘和晕在所有元素中的化学性质并不完全不同，表明厚盘和晕之间的过渡是平滑的;（3）金属丰度低至[Fe/H] $\sim$ -0.85 dex的贫$α$星子样本在化学和动力学上与薄盘一致，表明薄盘可能延伸到比以前认为的更低的金属丰度，（4）大多数贫金属薄盘星的位置与负的径向金属丰度梯度相一致。最后，我们利用我们的分析提出了一组新的化学丰度平面（[ $α$ /Fe]、[C+N/Fe]、[Al/Fe]和[Mg/Mn]），它们可能能够以一种独立于运动学的干净而有效的方式对银河系成分进行…
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tagging the Chemical Evolution History of the Large Magellanic Cloud Disk
我们使用欧洲南方天文台甚大望远镜的多光纤FLAMES获得的高分辨率光谱，推导出大麦云（LMC）盘中89颗恒星的Fe，O，Mg和Si的运动学性质和化学丰度。导出的金属丰度和[α/Fe]，获得的O，Mg和Si丰度的平均值，使我们能够绘制一个初步的计划发生在该地区的LMC的恒星形成历史。导出的金属丰度分布显示了两个主要组成部分：一个组成部分（占样品的约84%）在[Fe/H] = -0.48 dex处达到峰值，并且它显示出稍微低于太阳的[alpha/Fe]比率（[alpha/Fe] ~ -0.1 dex）。这一星群可能是由3-4 Gyr前发生的主要恒星形成事件（可能是由小麦哲伦星云的潮汐捕获引发的）引起的。另一组分（占样品的~ 16%）在[Fe/H] ~ -1 dex处达到峰值，并且其显示[α/Fe] ~ 0.2 dex。这个人口可能是在第一次发作和最近的爆发之间的恒星形成的长期静止时期产生的。事实上，在我们的样本中，我们没有发现化学性质类似于旧的大麦哲伦球状星团的恒星，也没有发现最近在大麦哲伦球状星团NGC 1718中发现的富铁和贫α星，并预测它们也在大麦哲伦磁场中，因此表明这两种成分在大麦哲伦星盘中的数量都很小（< 1%）。
2012-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging of the Ursa Major moving group: A northern selection of FGK stars
恒星运动学群是一组运动学相干的恒星，它们可能有着共同的起源。由于银河系旋转和盘加热引起的潮汐效应，这些恒星群在银河系中随着时间的推移而扩散。然而，化学信息在这些过程中幸存下来。化学元素分析提供的信息可以揭示这些运动群的起源。在这里，我们调查属于大熊座移动群的恒星的起源。我们提出了高分辨率的光谱观测从三个不同的光谱仪的运动学选择FGK恒星的大熊座移动群。恒星大气参数（Teff，log（g），xi，和[Fe/H]）使用我们自己的自动代码（StePar），它利用的光谱中测量的铁等效宽度的灵敏度确定。我们批判性地比较了StepPar的结果与其他方法（Teff值使用红外通量法和log（g）值的基础上依巴谷松弛）。计算了样品中20种元素的化学丰度和[X/Fe]比值。我们执行相对于参考星的UMa MG（HD 115043）的差异丰度分析。我们还对大熊座MG和毕宿星SC的丰度模式与薄盘恒星丰度进行了系统的比较。我们的化学标记分析表明，大熊座MG受场星污染的影响比其他移动群体（如毕宿五SC）小。我们发现最终选定的恒星的铁成分大致为太阳级，而[X/Fe]比大致为亚太阳级，除了超太阳级的钡丰度。我们得出结论，44颗候选恒星中有29颗（即66%）具有类似的化学成分。此外，我们发现，大熊座MG的丰度模式可能是略有不同的毕宿星团SC。
2014-09-08 astro-ph.SR
Search for Associations Containing Young stars (SACY): Chemical tagging IC 2391 & the Argus association
我们探讨了疏散星团IC 2391和由SACY巡天发现的未绑定的Argus星协之间可能存在的联系。除了这两个系统之间的共同运动学和年龄，在这里，我们探索他们的化学丰度模式，以确认这两个子结构是否有共同的起源。我们进行了均匀的高分辨率元素丰度的IC 2391的8个确认的成员，以及使用UVES光谱的阿格斯协会的6个成员的研究。我们推导出光谱恒星参数和丰度的Fe，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Ni和Ba。在疏散星团和Argus星协中的所有恒星都被发现具有相似的丰度，在不确定度范围内，星团恒星的[Fe/H] = -0.04 +/-0.03，Argus恒星的[Fe/H] = -0.06 +/-0.05。过电离/激发的影响被认为是恒星冷却器比约5200 K之前指出的文献。此外，在这两个系统中观察到约0.6德克斯增强钡丰度。共同的年龄、运动学和化学丰度强烈支持Argus星协恒星起源于疏散星团IC 2391。这个系统的简单建模发现这种溶解与两体相互作用是一致的。
2013-01-25 astro-ph.SR
18 Sco: a solar twin rich in refractory and neutron-capture elements. Implications for chemical tagging
我们研究了前所未有的详细的化学成分和恒星参数的太阳双星18斯科在严格的微分意义上相对于太阳。我们的研究主要是基于高分辨率（R ~ 110 000），高S/N（800-1000）VLT UVES光谱，使我们能够实现约0.005 dex的差分丰度。18 Sco的有效温度和表面重力分别为Teff = 5823+/-6K和log g = 4.45+/-0.02dex，即，18 Sco比太阳热46+/-6 K，log g比太阳高0.01+/-0.02 dex。其金属丰度为[Fe/H] = 0.054+/-0.005 dex，微湍流速度比太阳高+0.02+/-0.01 km/s。我们精确的恒星参数和微分等时线分析表明，18 Sco的质量为1.04+/-0.02M_Sun，比太阳年轻约1.6 Gyr。我们使用精确的HARPS径向速度来搜索行星，但没有发现。18 Sco的化学丰度模式显示出明显的趋势与冷凝温度，因此显示出更高的丰度耐火材料在18 Sco比在太阳。有趣的是，相对于太阳，中子捕获元素有所增强。尽管附近的n-捕获元素之间的元素与元素丰度差异很小（~0.02 dex），但我们成功地再现了太阳系中的r-过程模式。这是r过程普适性的独立证据。我们的研究结果具有重要的意义化学标记在我们的银河系和核合成一般。
2014-06-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Signatures of rocky planet engulfment in HAT-P-4. Implications for chemical tagging studies
目标。通过研究HAT-P-4的丰度与凝聚温度Tc的关系，探索双星系统中行星形成的可能化学特征。恒星HAT-P-4拥有一颗通过凌日探测到的行星，而它的恒星同伴没有任何探测到的行星。我们还研究了锂的含量，这可能有助于阐明系外行星宿主恒星中锂的耗尽问题。结论.发现系外行星宿主恒星HAT-P-4的金属丰度比它的伴星高出约0.1德克斯，这是在类似系统中观察到的金属丰度差异最大的系统之一。这可能对化学标记研究产生重要影响，解开具有共同起源的恒星群。我们排除了每颗恒星可能的特殊组成，如lambda Boo，Delta Scuti或Blue Straggler。恒星HAT-P-4是增强耐火元素相对于挥发性相比，它的恒星同伴。值得注意的是，HAT-P-4的锂丰度比它的伴星高出约0.3德克斯，这与解释行星存在导致锂耗尽的模型相反。我们提出了一个假设，在行星形成的时候，恒星HAT-P-4将内部的耐火材料锁定在微行星和岩石行星中，并在更远的距离形成了外部的气体巨行星。这些耐火材料随后被吸积到恒星上，可能是由于巨行星的迁移。这解释了较高的金属丰度、较高的锂含量和检测到的负Tc趋势。最近，一个类似的假设被提出来用于太阳双星HIP 68468，它在某些方面类似于HAT-P-4。我们估计至少有Mrock ~ 10 Mearth锁定在耐火材料中，以重现所观察到的Tc趋势和金属丰度。
2017-07-07 astro-ph.SR
Testing the chemical homogeneity of chemically tagged dissolved birth clusters
化学标记的恒星回到银河系的共同形成地点，并建立一个高水平的化学同质性，在这些化学标记的出生星团是至关重要的了解银河系盘的化学和动力学的历史。我们约束的内在丰度分散在17个新的化学标记的溶解出生集群中发现的APOGEE调查建模APOGEE光谱作为初始恒星质量的一维函数，进行正演模拟所观察到的恒星光谱，然后比较数据和模拟使用近似贝叶斯计算。我们用著名的疏散星团M67、NGC 6819和NGC 6791验证了这种方法。我们研究了15个元素测量的APOGEE和发现，在一般情况下，我们能够获得非常强的约束的内在丰度分散的大多数元素的化学标记的出生集群，与$\lesssim 0.02$ dex的上限为C，$\lesssim 0.03$ dex的O，Mn和Fe，$\lesssim 0.04$ dex的Si和Ni，和$\lesssim 0.05$ dex的N，Mg和Ca。虽然我们发现了一些证据，少量的化学不均匀性的其余元素（即钠，铝，硫，钾，钛，和V），我们仍然能够获得类似或更强的限制相比，发现疏散星团，与以前的发现一致。通过严格限制它们的化学同质性水平，我们可以加强这些恒星群代表诞生星团的说法，这对未来的化学标记研究具有重要意义。
2021-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 GALAH Survey: Chemical tagging and chrono-chemodynamics of accreted halo stars with GALAH+ DR3 and $Gaia$ eDR3
自从$Gaia$天体测量学出现以来，通过其独特的动力学特征来识别银河系内的大质量吸积系统是可能的。一个这样的系统，$Gaia$ -香肠-土卫二（GSE），似乎是一个早期的“积木”，因为它的维里质量$> 10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$在下降（$z\sim1-3$）。为了从背景恒星中分离出祖先群体，我们从GALAH+调查数据发布3（DR 3）中研究了其化学性质，其中包含多达30种元素丰度。通知我们的选择元素的纯化学选择吸积星，我们分析了4164星低$α$丰度和晕运动学。这些恒星与银河系恒星最不同的是镁、硅、钠、铝、锰、铁、镍和铜的丰度。基于丰度差异和检测率的显著性，我们将高斯混合模型应用于各种元素丰度组合。我们发现人口最多，污染最少的组件，我们确认代表GSE，包含1049颗恒星选择通过[Na/Fe]与[Mg/Mn]在GALAH+ DR 3。我们提供表格，我们的选择和报告的时间化学动力学性质（年龄，化学和动力学）。通过先前报道的清洁动力学选择GSE恒星，包括$30 < \sqrt{J_R~/~\mathrm{kpc\,km\,s^{-1}}} < 55$，我们可以用GALAH+ DR 3来识别这种结构的前所未有的24个丰度。我们的化学选择使我们能够防止循环推理，并验证GSE的动力学性质，例如平均值$\sqrt{J_R~/~\mathrm{kpc\,km\,s^{-1…
2022-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identical or fraternal twins? : The chemical homogeneity of wide binaries from Gaia DR2
银河系考古学的高级目标之一是对银河系中的恒星进行化学标记，以拼凑其组装历史。要做到这一点，一起诞生的恒星必须具有独特的化学均匀性。宽双星系统是检验这一基本假设的重要实验室。在这里，我们提出了详细的化学丰度模式的50颗恒星在25个宽的双星系统组成的主序星的光谱类型相似的盖亚DR 2中确定的目的是量化其水平的化学均匀性。利用McDonald天文台获得的高分辨率光谱，我们得到了恒星大气参数和轻/奇Z（Li，C，Na，Al，Sc，V，Cu），$α$（Mg，Si，Ca），Fe峰（Ti，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Zn）和中子捕获（Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu）元素的精确详细化学丰度。结果表明，80%（20对）的体系[Fe/H]在低于0.02 dex的水平下是均匀的。这些系统在所有元素丰度研究中也是化学均匀的，偏移和分散与测量不确定性一致。我们还发现，宽双星系统的化学均匀性远远超过随机配对的场星相似的光谱类型。这些结果表明，宽的二元系统往往是化学均匀的，但在某些情况下，他们可以在[X/H] ~ 0.10 dex的水平上的详细元素丰度不同，总体上意味着化学标记在广泛的笔画可以工作。
2019-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dimensionality of stellar chemical space using spectra from the Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment
基于相似成分的恒星化学标记可以提供有关恒星形成和银河系动力学历史的新见解。我们研究了在化学空间中识别恒星群的可行性，放弃使用模型导出的丰度，有利于直接分析光谱。这有利于测量不确定性的传播，并且不预先假定知道哪些元素对于在化学空间中区分恒星是重要的。我们使用阿帕奇点天文台星系演化实验的~ 16，000个红巨星和红团H波段光谱，并进行多项式拟合以消除不是由于丰度比变化引起的趋势。使用期望最大化主成分分析，我们发现主成分的高信号的波长区域最重要的恒星之间的区别。红巨星和红团星的不同子样本都与需要大约10个主成分来精确模拟测量不确定性水平以上的光谱相一致。因此，可以在H波段研究的恒星化学空间的维数是$\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
The consistency of chemical clocks among coeval stars
一些化学物质的丰度比已被发现与恒星年龄相关，导致使用恒星大气丰度作为恒星年龄指标的可能性。这些化学钟已经用太阳孪星、疏散星团和红巨星进行了校准，但它们是否能有效地识别跨越广泛参数空间的场群中的同时代恒星（即，化学标记的承诺）。由于已知宽联星的组成部分是共同起源的恒星，它们构成了测试化学钟对测定场星年龄的有效性的理想实验室。我们确定了一个新的样本的5个双星的丰度和收集数据的其他31个系统从文献中，以测试化学钟的适用性。我们恢复了众所周知的结果，宽二进制的组件有更一致的化学比随机对。然而，我们也首次表明，丰度比设计为化学钟更一致的宽双星的组成部分之间比他们的[X/Fe]比。不仅如此，HIP 34426/HIP 34407的特殊情况可能表明，即使个别丰度不一致，化学钟也是一致的。如果化学钟是可靠的年龄指标的假设是正确的，这将构成第一个定量的，统计学上重要的证据，证明银河系中宽双星的组成部分确实是同时代的，验证了大量的已发表的工作，依赖于这种情况。此外，我们的研究结果提供了强有力的证据表明，化学钟确实携带有关恒星诞生地和化学演化的重要信息，因此我们建议，将它们包括在化学标记工作中可能有助于识别现今溶解的恒星群。
2021-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging and the second r-process
37 < Z < 47范围内的元素提供了关于其形成过程的关键信息。几项研究表明，这些元素中的一些是由r过程形成的，与产生铕的主要r过程不同。通过详细的Rb - Ag丰度研究，我将通过与Ba和Eu的丰度比较，表明它们的形成过程不同。Pd和Ag的形成过程偏离弱/主s过程以及主r过程。因此，Pd和Ag -以及在某种程度上Zr -通过第二/弱r-过程产生。然而，这一过程的特点和形成的网站还没有得到很好的理解。Rb/Zr的丰度比有助于限制形成位点的中子数密度，而比较Pd和Ag丰度以产生预测可以提供对形成环境的熵和电子分数的限制。这项研究提供了第二个r-过程的线索。此外，重元素的形成过程可能没有明显的不同。其中几个中子俘获过程可能同时产生不同数量的重元素（如Sr和Ba）或金属丰度。这可能有助于解释这两种元素在[Fe/H]=-2.5以下的大恒星间丰度分散。了解它们的起源在大型调查时代很重要（例如Gaia-ESO）。由于分辨率和信噪比的限制，锶和钡将是大多数贫金属恒星中唯一可探测到的重元素。因此，根据金属丰度，它们将是弱和主要s-/r-过程的主要示踪剂。了解恒星参数，合成光谱代码，模型大气，和NLTE上的Sr丰度的影响是至关重要的描述我们的银河系的化学演化。我将介绍这些影响先生。
2012-12-18 astro-ph.SR
Do open clusters have distinguishable chemical signatures?
过去的研究已经表明，疏散星团中的恒星是化学均匀的（例如De Silva et al. 2006，2007和2009）。这些结果支持了这样一种观点，即从同一个巨大的分子云中诞生的恒星应该具有相同的化学成分。在此背景下，化学标记技术由Freeman & Bland-Hawthorn 2002提出。其原理是通过只观察恒星的化学成分来恢复被破坏的星团。为了评估这种方法的可行性，有必要测试我们是否可以区分从不同分子云中诞生的恒星。为此，我们研究了32个年老和中年疏散星团中恒星的化学成分，并应用机器学习算法仅考虑化学特征来恢复原始星团。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical compositions of solar twins in the open cluster M67
疏散星团中的恒星预计会有相同的丰度模式。在一个给定的疏散星团中确定化学均匀性的水平值得进一步研究，因为它是化学标记概念的基础，可以解开银河系的历史。M67特别有趣，因为它的太阳金属丰度和年龄以及是一个密集的星团环境。我们对M67中的两个太阳孪星：M67-1194和M67-1315进行了严格的逐线差分化学丰度分析。利用Keck/HIRES光谱获得了高精度的恒星大气参数和元素丰度。M67-1194在恒星参数方面与太阳基本相同。M67-1315比M67-1194热约150 K，并且比M67-1194略贫金属约0.05 dex。M67-1194的化学成分与太阳相同，证实了它的太阳孪生子性质。M67-1315的丰度比[X/Fe]与太阳的原子序数Z <= 30的元素丰度相似，而大多数中子俘获元素的丰度约为0.05 dex，这可能归因于AGB喷出物和r过程物质的混合物的富集。与M67-1194相比，M67-1315的中子捕获元素的化学丰度和较低的金属丰度表明，M67中的恒星可能不是化学均匀的。这对化学标记的概念提出了挑战，因为它是基于恒星在同一恒星形成聚集体中形成的假设。
2016-08-12 astro-ph.SR
The GALAH Survey: Scientific Motivation
GALAH巡天是一次大型的高分辨率光谱巡天，使用的是英澳望远镜上新安装的HERMES摄谱仪。HERMES摄谱仪在2度视场内同时提供了392颗恒星的四个通带的高分辨率（R ~ 28，000）光谱。调查的目标是解开银河系的形成和演化历史，使用古代恒星形成事件的化石遗迹，这些事件已经被破坏，现在分散在整个银河系中。化学标记试图仅根据其共同和独特的化学特征来识别这些分散的残留物;这些群体无法根据其空间、光度或运动学特性来识别。为了进行化学标记，GALAH巡天将获得100万颗V~14以下恒星的光谱。FGK星的HERMES光谱包含29种元素的吸收线，包括轻质子捕获元素、α元素、奇Z元素、铁峰元素和轻、重s过程和r过程的n捕获元素。本文介绍了GALAH调查的动机和计划执行，并介绍了一些结果的第一光的性能的HERMES。
2015-02-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemo-Dynamical Clustering applied to APOGEE data: Re-Discovering Globular Clusters
我们已经开发了一种新的技术的基础上的聚类算法，搜索运动学和化学集群的明星在APOGEE DR 12加农炮数据。与经典的化学标记相比，我们的方法中包含的运动学信息使我们能够更有信心地识别已知球状星团的成员。我们将我们的算法应用于整个APOGEE目录的150，615颗恒星，其化学丰度由大炮得出。我们的方法发现反相关的元素Al和Mg，Na和O，和C和N以前在球状星团的光谱中确定，即使我们忽略了这些元素在我们的算法。我们的算法识别球状星团，而不需要事先知道它们在天空中的位置。因此，这项技术不仅有望发现新的球状星团，而且还使我们能够识别银河系中运动学和化学聚集的恒星候选流。
2018-05-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical (in)homogeneity and atomic diffusion in the open cluster M67
上下文标准的疏散星团M67被认为具有太阳的金属丰度，年龄与太阳相似。因此，它为我们提供了一个很好的机会来研究太阳孪星的性质，以及类太阳恒星的演化。目的。以前的光谱研究报告发现，在整个恒星演化阶段，恒星表面丰度可能会发生微妙的变化，即原子扩散的影响，在M67。在这项研究中，我们试图更精确地确认和量化原子扩散的影响，以及探索M67的化学（在）均匀性水平。方法.我们对M67中的两组恒星进行了严格的逐线微分化学丰度分析：三颗关闭星和三颗次巨星。使用Keck/HIRES光谱获得了非常高精度的恒星大气参数和元素丰度。结果在我们的样本中，次巨星的丰度变化可以忽略不计（$\le$ 0.02 dex），这意味着M67的化学性质是均匀的。我们注意到，在次巨星和关闭星之间存在着显著的丰度差异（$\sim$ 0.1 - 0.2 dex），这可以解释为原子扩散的特征。质量扩散恒星模型与观测结果一致。一些关闭的恒星并不遵循一般的模式，这表明在某些情况下，扩散可以被抑制，或者它们可能遭受了某种与行星有关的混合事件。结论.我们的研究结果提出了额外的挑战，化学标记时，使用关闭的明星。特别是，原子扩散的影响可能高达0.1 - 0.2 dex，必须考虑在内，以便成功地应用化学标记。
2019-06-06 astro-ph.SR
Early turbulent mixing as the origin of chemical homogeneity in open star clusters
恒星中元素的丰度是研究其起源的关键线索。在疏散星团中观测到的恒星间对数丰度的变化在许多元素上通常只有$\sim 0.01-0.05$，明显小于恒星形成的星际介质中观测到的$\sim 0.06-0.3$的变化。目前还不清楚为什么星团如此同质，以及同质性是否也应该在恒星形成效率较低的区域占主导地位，这些区域不产生束缚星团。在这里，我们报告自适应网格模拟使用被动平流标量，以跟踪混合的化学元素的恒星形成云的形式和崩溃。我们表明，湍流混合在云组装自然产生的恒星丰度散射至少~5倍小于气体中，足以充分解释所观察到的恒星的化学均匀性。此外，混合发生得非常早，因此具有效率$\varepsilon \sim 10\%$的区域几乎与具有$\varepsilon\sim 50\%$的区域一样混合良好。这意味着即使是不形成结合星团的区域也可能是混合良好的，并增强了使用化学标记通过其独特的化学特征重建溶解星团的前景。
2014-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic phylogeny: reconstructing the chemical history of the solar neighbourhood with an evolutionary tree
使用17种化学元素作为恒星DNA的代理，我们提出了一个完整的系统发育研究的恒星在太阳附近。这需要应用分子生物学中广泛使用的聚类技术来构建一个进化树，从中出现三个分支。这些被解释为在年龄和运动学上分离的恒星星族，因此可以归因于薄盘、厚盘和可能起源不同的中间星族。我们还发现了六颗中等年龄的孤星，它们不能被分配到任何具有足够统计意义的人口中。结合恒星的年龄和它们在树上的位置，我们能够量化每个种群的平均化学富集率，从而以纯粹的经验方式表明，厚盘中的恒星形成率远远高于薄盘。我们也能够估计的相对贡献的动态过程，如径向迁移和磁盘加热的化学元素在太阳附近的分布。我们的方法提供了一种替代的方法，化学标记方法的优势，可视化的化学元素在进化树中的行为。这为寻找“共同祖先”提供了一种新的方法，可以揭示太阳邻居恒星的起源。
2017-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The broadening of the main sequence in the open cluster M38
本研究利用Gaia DR3和Sloan测光数据分析疏散星团M38的主序展宽，发现其颜色散布可由差异消光和未分辨双星解释，无需引入初始化学成分散布，与M37的研究结果形成对比。
2023-06-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Machine learning in APOGEE: Identification of stellar populations through chemical abundances
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
现代天文测量产生的大量数据为机器学习的应用提供了试验平台。重要的是要评估潜在的现有工具，并确定那些最适合从现有观测中提取科学知识的工具。我们探讨了使用聚类算法来分离具有不同化学模式的恒星星族的可能性。星团可能是银河系中化学成分最均匀的群体，因此任何识别不同恒星星族的实用方法至少应该能够将星团彼此分开。我们应用八种聚类算法结合四种降维策略，自动区分星团使用13种元素的化学丰度。我们的样本包括18个星团，共453颗恒星。我们使用的统计测试表明，一些对集群是无法区分彼此时，从阿帕奇点星系演化实验（APOGEE）的化学丰度。然而，对于大多数集群，我们能够自动分配成员与度量分数类似于以前的作品。自动选择的聚类的混淆程度与统计测试一致，这些测试表明不可能完全区分所有聚类。这些统计测试和混淆程度为仅根据化学丰度盲目识别同一星团中诞生的恒星的前景建立了限制。我们发现，我们探索的一些算法是能够盲目地识别恒星星族的年龄和化学分布相似的APOGEE数据。因为有些星团在化学上是无法区分的，我们的研究支持了扩展弱化学标记的概念，即涉及星团家族而不是单个星团
2019-07-30 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical inhomogeneities in the Pleiades: signatures of rocky-forming material in stellar atmospheres
银河系考古学的目的是通过编码在恒星中的信息恢复我们银河系的历史。这个领域的一个未经探索的假设是，恒星的化学成分是其形成气体的不变标志。在疏散星团（由同一气体形成的恒星群）上测试这一假设至关重要。以前的研究表明，在这些分析的典型不确定性范围内，星团中未演化的恒星是化学均匀的，即元素丰度的15 $\%$。我们对昴星团的五个成员进行严格的微分分析，使我们能够对大多数元素达到5 $\%$的精度，并揭示了星团内的化学异常，这些异常可以用行星吞噬事件来解释。这些结果表明，行星系统的演化可能会改变恒星的化学成分，挑战我们将它们标记到其原生环境的能力，并为通过其宿主恒星的化学模式研究行星结构及其演化铺平了道路。
2018-07-03 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
The chemical signatures of planetary engulfment events in binary systems
行星吞噬事件涉及行星化学同化到恒星的外层。这可能会导致恒星大气的化学模式发生变化，反映出被吞没的岩石物体的成分，其中耐火元素比挥发物更丰富。由于这些恒星的化学变化，行星吞没事件可能使化学标记的过程可能不准确。一行一行的差分分析宽双星系统中的双星，使我们能够测试这些协会的化学均匀性与典型的个人恒星Fe I的不确定性为0.01德克斯，并最终揭开化学异常，可能是由于行星吞没事件。在这里分析的14个系统中，我们报告了迄今为止发现的最化学不均匀的系统（HIP 34407/HIP 34426）。难熔元素丰度的中位数差异为0.19 dex，差异丰度和冷凝温度之间的趋势表明，异常可能是由于行星吞没事件。在我们的样品中，发现了另外五个化学异常系统。
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Measuring chemical likeness of stars with RSCA
University College London（伦敦大学学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（弗莱迪龙研究所）
利用元素丰度来识别化学性质相似的恒星是银河系考古学中许多追求的核心。然而，直接利用丰度测量恒星的化学相似性受到丰度推导中不完美合成光谱的系统印记的限制。我们提出了一种新的数据驱动模型，能够单独从光谱中识别化学相似的恒星。我们称之为相关比例分量分析（RSCA）。RSCA找到了一个从恒星光谱到一个表示的映射，优化了已知疏散星团的恢复。通过设计，RSCA放大了化学丰度变化的因素，并最大限度地减少了非化学参数，如仪器系统。因此，恒星光谱的合成表示可以用于精确测量恒星之间的化学相似性。我们使用APOGEE巡天中22个疏散星团的185颗星团星验证了RSCA。我们量化我们的性能，在测量化学相似性使用一组参考151,145场星。我们发现，我们的代表确定已知的恒星兄弟姐妹更有效地比恒星丰度测量。使用RSCA，1.8%的场星对与出生的兄弟姐妹相似，而使用恒星丰度标签时为2.3%。我们发现，几乎所有的光谱内的信息利用RSCA适合到一个二维的基础上，我们链接到[Fe/H]和α-元素丰度。我们的结论是，化学标记的恒星，他们的诞生集群仍然是禁止的。然而，使用光谱具有明显的增益，我们的方法有望从更大的数据集和改进的算法设计中受益。
2021-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR cs.LG
Distant Relatives: The Chemical Homogeneity of Comoving Pairs Identified in Gaia
同向运动对，即使在$\mathcal{O}(10^6)\,$ AU的分离处，也是一个预测的连续恒星库。我们提供了31对共动恒星中62颗恒星的详细化学丰度，并给出了$10^2 - 10^7\,$ AU和3D速度差$< 2 \mathrm{\ km \ s^{-1}}$的分离。此示例包括绑定的共移动对/宽二进制文件和未绑定的共移动对。观测是使用麦哲伦/克莱望远镜上的MIKE摄谱仪以高分辨率（$\mathrm{R} \sim 45,000$）进行的，典型的信噪比为每像素150。利用这些光谱，我们测量了24种元素的表面丰度，包括Li，C，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu。以铁为代表元素，我们的宽双星样品在$0.05$ dex水平上是化学均匀的，这与以前对宽双星的研究一致。重要的是，即使是分离度为$2\times10^5-10^7\,$ AU的系统，与分散度为$0.23\,$ dex的随机对相反，也与$0.09$ dex是同质的。在宽双星和随机双星的混合模型下，我们发现在间隔为$2\times10^5-10^7\,$ AU的同动双星对的$73 \pm 22\%$是连续的。我们的研究结果意味着，一个更大的相空间的参数空间可以用来寻找恒星，研究M-矮星，星团演化，系外行星，化学标记，等等。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Missing Link: Testing Galactic Chemical Evolution Models with the First Multi-Isotopic Abundances in Solar Twin Stars
本研究首次测量太阳孪生星的碳氧同位素丰度，检验不同核合成方案的银河化学演化模型，发现碳比值吻合而氧比值存疑，为JWST系外行星表征和恒星演化研究提供基础数据。
2023-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
How magnetic activity alters what we learn from stellar spectra
磁场和恒星黑子可以改变恒星光谱中吸收线的等效宽度，在活动周期中发生变化。这也影响了我们通过光谱分析获得的信息。在这项研究中，我们分析了在其活动周期的不同阶段观察到的211颗类太阳恒星的高分辨率光谱，以研究恒星活动如何影响恒星参数和化学丰度的光谱测定。我们观察到，线的等效宽度可以增加作为一个函数的活动指数log R $^\prime_{\rm HK}$在恒星周期，这也产生了人为的增长的恒星微湍流和有效温度和金属丰度的下降。这种效应对于活动指数log R $^\prime_{\rm HK}$ $\geq$ $-$ 5.0的恒星是可见的（即，年龄小于4-5 Gyr），并且在较高的活动水平上更显着。这些结果对天体物理学中的几个主题具有根本性的影响，这些主题在本文中讨论，包括恒星核合成，化学标记，银河系化学演化的研究，化学异常恒星，银河系盘的结构，恒星形成速率，拱星盘的光蒸发，和行星狩猎。
2020-04-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
The chemical homogeneity of open clusters
确定疏散星团的化学均匀性水平，对于研究恒星形成云和银盘的演化具有重要意义。然而，限制星团中初始丰度的传播受到了难以获得不同恒星类型一致的光谱丰度的阻碍。在没有提及恒星光球的任何特定模型的情况下，一个均匀星团的模型是它形成一个一维序列，由于恒星质量的变化和观测的不确定性，成员之间存在任何差异。我提出了一种新的方法来调查的丰度分布在疏散星团，测试这个一维的假设，在观测到的恒星光谱的水平，而不是约束均匀性，传统上使用派生的丰度。利用M67、NGC 6819和NGC 2420中49颗巨星的高分辨率APOGEE光谱，我证明了这些光谱形成了每个星团的一维序列。通过对光谱的详细正演建模和近似贝叶斯计算，我得出了15种元素初始丰度分布的严格限制：小于0.01（0.02）dex对于C和Fe，<~0.015 N、O、Mg、Si和Ni的dex <~ 0.03（0.03），Al、Ca和Mn的dex <~0.02（0.03），Na、S、K、Ti和V的dex <~0.03（0.05）（分别为68%和95%置信度）。对碳和氧的严格限制意味着在疏散星团的恒星形成过程中没有发生大质量核心坍缩超新星的污染，因此，疏散星团的形成时间需要小于600万年。这一技术和相关技术的进一步发展将在大型光谱调查中为太阳双星以外的恒星带来差异丰度的力量，并将有助于通过化学标记揭示银河系恒星形成和化学富集的历史。
2016-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
