R-process enrichment in ultrafaint dwarf galaxies
研究了超暗矮星系中r过程元素的富集和混合。我们假设r-过程元素产生的中子星合并（NSMs），并检查多个模型与不同的出生踢速度和爆炸能量。为此，我们进行宇宙学模拟的星系形成遵循混合的分散的r-过程元素驱动的恒星形成和相关的恒星反馈的UFD的祖先。我们发现，观察到的铕丰度在网室II再现我们的内部爆炸模型，其中NSM被触发在星系的中心，而相对较低的丰度在杜鹃III再现，如果NSM发生在附近的维里半径的祖星系。后一种情况只有在中子星双星具有较大的出生时反冲速度，并且在合并前经过千秒差距的长距离时才能实现。无论是内部爆炸还是外部爆炸，在NSM之后的几亿年里，祖先星系都必须维持长期的恒星形成，这样分散的r过程元素才能在星际介质中很好地混合。短时间的恒星形成导致混合效率低下，然后在恒星的铕丰度中留下了很大的变化，这与Reticulum II和Tucana III的观测结果不一致。
2020-02-17 astro-ph.GA
Magellan/M2FS Spectroscopy of the Reticulum 2 Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的结果，从光谱观测与密歇根/麦哲伦光纤系统（M2 FS）的182恒星目标沿视线到新发现的'ultrafeak'对象网2（Ret 2）。对于其中38个目标，光谱足以提供视线速度（$v_{\rm los}$，中值随机误差$δ_{v_{\rm los}}=1.3$ km s $^{-1}$）、有效温度（$T_{\rm eff}$，$δ_{T_{\rm eff}}=464$ K）、表面重力（$\log g$，$δ_{\rm logg}=0.54$ dex）和铁丰度（[Fe/H]，$δ_{\mathrm{[Fe/H]}}=0.45$ dex）的同时估计。我们使用这些结果来确认18颗恒星是Ret 2的成员。从成员样本，我们估计的速度分散$σ_{v_{\rm los}}=3.6_{-0.6}^{+0.9}$公里的$^{-1}$约平均$\langle v_{\rm los}\rangle =64.8_{-1.0}^{+1.1}$公里的$^{-1}$在太阳静止框架（$\sim -90.9$公里的$^{-1}$在银河系静止框架），和金属丰度分散$σ_{\rm [Fe/H]}=0.50_{-0.13}^{+0.17}$指数约平均$\langle \mathrm{[Fe/H]} \rangle =-2.67_{-0.34}^{+0.34}$。这些估计忽略了可能的速度和金属丰度梯度，这是一致的零。我…
2015-04-23 astro-ph.GA
GHOST Commissioning Science Results: Identifying a new chemically peculiar star in Reticulum II
研究利用 GHOST 调试观测确认 Ret II 候选成员 GDR3 0928 为真实成员，并发现其是兼具轻元素与 r 过程增丰的 CEMP-r 星。
2023-06-07 astro-ph.GA
Enrichment in r-process elements from multiple distinct events in the early Draco dwarf spheroidal galaxy
卫星星系中元素丰度的恒星记录对于确定r-过程的起源很重要，因为这样一个小的恒星系统可能发生过一次r-过程事件，这将通过r-过程元素丰度的显著差异来区分事件前后形成的成员星，就像在超微弱矮星系网状座II（Ret II）中发现的那样。然而，这些系统的有限质量使我们无法从单个卫星中收集足够数量的恒星信息。因此，目前还不清楚是否在Ret II中发现了一个显着的r-过程富集事件，解释了r-过程丰度的性质，或者是一个例外。我们对天龙座矮星系中12颗贫金属星的r过程丰度进行了高分辨率光谱测量，测量范围为-2.5<[Fe/H]<-2。我们发现，这些恒星被分成两组的r-过程丰度不同的一个数量级。一组具有高丰度r-过程元素的恒星是由一个单一的r-过程事件形成的，对应于Ret II中证明的事件。另一方面，低r-过程丰度组是由另一个零星的富集通道产生的少得多的r-过程元素，这是第一次明确确定。因此，我们确定了两个人口的恒星具有不同的r-过程的丰度，这是建立在两个r-过程的事件，丰富的气体在不同的水平超过一个数量级。
2017-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Nine Super Li-rich Unevolved Stars from the LAMOST Survey
利用大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）的中分辨率光谱巡天（MRS），我们发现了9颗A（Li）$>$ 3.8 dex的超富锂未演化星。这些物体显示出异常高的锂丰度，高达陨石值3.3 dex的三倍，这表明它们必须经历锂富集的历史。结果表明，我们的程序星中有7颗是快转星，其$vsini>9$为$vsini>9$ km\，s为$^{-1}$，这表明星周物质的吸积可能是这些未演化恒星锂增强的主要贡献者，但也不能排除其它来源.
2022-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Chemical Study of Nine Star-forming Regions with Evidence of Infall Motion
对分子团中气体下沉运动的物理和化学性质的研究有助于我们理解恒星形成的初始阶段。我们利用IRAM 30米望远镜的FTS宽边带模式观测了9个具有明显双峰蓝线轮廓的入射源。观测频率范围为83.7 - 91.5 GHz和99.4 - 107.2 GHz。获得了大量的分子谱线数据。使用XCLASS，在这九个来源中总共鉴定了7至27种不同的分子和同位素过渡线，包括碳链分子，如CCH，c-C3 H2和HC 3 N。根据辐射传输模型，我们估算了这些源的旋转温度和柱密度。采用HMSFR的物理模型的化学模拟被用来拟合所观察到的分子丰度。比较结果表明，大部分源处于HMPO早期阶段，内部温度在几十K左右。
2022-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of RGB stars in nine open clusters
Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学）；Andrews University（安德鲁斯大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；University Bourgogne Franche-Comté（勃艮第弗朗什-孔泰大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）
利用高质量可见光和近红外光谱，分析九个疏散星团中22颗K型巨星的速度、化学丰度及CNO同位素比，研究红巨星分支上的热盐混合和主序星上的旋转诱导混合。
2026-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sodium abundances of AGB and RGB stars in Galactic globular clusters II. Analysis and results of NGC 104, NGC 6121 and NGC 6809
我们分析了银河系球状星团（GC）NGC 104、NGC 6121和NGC 6809中大量AGB和RGB星样本的高分辨率光谱，并确定了它们的Na丰度。这是NGC 6809中的AGB星首次被瞄准。此外，我们用同样的方法重新分析了NGC 6752的数据档案。为了研究AGB Na丰度分散对GC参数的依赖性，我们将我们获得的AGB [Na/H]分布（包括本系列第一篇论文中提出的NGC 2808）与其他四个GC的文献数据进行了比较，即，总共九个GC，涵盖广泛的GC参数。我们发现NGC 104和NGC 6809具有可比较的AGB和RGB Na丰度分布，而NGC 6121显示缺乏非常富Na的AGB星。通过分析所有9个GC，Na丰度和多个人口的AGB星显示了一个复杂的图片。在某些GC中，AGB星与RGB星具有相似的Na丰度和/或第二人口分数，而有些GC则没有富Na的第二人口AGB星，并且存在两个极端之间的各种情况。此外，AGB第二布居分数与GC全局参数的拟合关系表明，AGB第二布居分数与GC中心浓度有较弱的相关性，而与其他GC参数的相关性不强。目前的数据基本支持FRMS情景的预测。然而，考虑到微弱的观测和理论趋势，分散和例外的存在，第二人口AGB星的比例可以受到不止一个或两个因素的影响，甚至可能是随机性的结果。
2017-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nine New Metal-Poor Stars on the Subgiant and Red Horizontal Branches with High Levels of r-process Enhancement
我们报道了9颗贫金属星的发现，它们具有高水平的r过程增强（+0.81<[Eu/Fe]<+1.13），其中包括6颗次巨星和3颗红水平支星。我们还分析了四个先前已知的r过程增强贫金属红巨星。从这13颗恒星的样本中，我们得出以下结论。(1)在广泛的恒星演化状态中发现了高水平的r-过程增强，再次确认这种现象与红巨星大气的化学特性无关。(2)在多个历元观测到的10颗恒星中只有1颗显示出径向速度的变化，这再次证实了在双星中没有优先发现具有高水平r过程增强的恒星。(3)在13颗恒星中，只有2颗恒星的C和N高度增强，这表明高水平的r过程增强与高水平的C和N之间没有联系。(4)在[Sr/Ba]和[Sr/Eu]中的分散度大于在[Ba/Eu]和[Yb/Eu]中的分散度，这表明在第二个r过程峰以下的元素并不总是与稀土域中的元素成比例，即使在高度r过程增强的恒星中也是如此。(5)在我们的数据极限下，高r过程增强恒星的轻元素丰度（12<Z<30）与具有正常r过程物质水平的恒星的丰度是无法区分的，平均为3.5%（0.015 dex）。负责大r-过程增强的核合成位点没有产生任何可检测的轻元素丰度特征，与正常的核心坍缩超新星不同。
2014-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopic Abundances of Red Giant Branch Stars in NGC 6681
我们获得了NGC 6681中9颗红巨星分支星的高分辨率光谱，并对该星团中的恒星进行了首次详细的丰度分析。我们根据一致的径向速度214.5 $\pm$ 3.7 km/s确定了这些恒星的星团成员资格，并发现平均[Fe/H] = -1.63 $\pm$ 0.07 dex和[α/Fe] = 0.42 $\pm$ 0.11 dex。此外，我们确认了NGC 6681中存在Na-O反相关，并确定了两个具有独特丰度趋势的恒星群体。通过使用Sarajedini等人（2007）和Piotto等人（2015）的HST测光，我们能够将这两个种群识别为集群CMD中的离散序列。虽然我们无法确认造成这些种群丰度差异的污染恒星的性质，但这些结果确实有助于限制可能的污染候选者。
2017-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
An R-process enhanced star in the dwarf galaxy Tucana III
矮星系中化学性质特殊的恒星为探索化学富集程度不同的恒星的诞生环境提供了一个窗口。我们对新发现的超微弱矮星系候选者Tucana III中最亮的恒星进行了化学丰度分析。因为它对于超暗银河系卫星中的恒星来说特别明亮，我们能够测量28种元素的丰度，包括13种中子捕获物质。这颗恒星，DES J235532.66 $-$ 593114.9（DES J235532），显示了与$r$ -过程相关的中子捕获元素的轻微增强，可以被归类为$r$ -I恒星。DES J235532是第一颗在超暗卫星中发现的$r$ -I恒星，而图克III是继网状座II之后，第二个发现含有$r$过程富集物质的极低光度系统。DES J235532与其他矮星系和银河系晕中发现的$r$ -I和$r$ -II恒星的丰度模式比较表明，在所有$r$ -过程增强恒星中发现的中子捕获元素具有共同的天体物理起源。我们探讨了内部和外部的$r$过程中丰富的图克III的方案，并表明，与丰富的模式，额外的恒星，应该有可能区分它们。
2017-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Differential Abundance Analysis of Very Metal-Poor Stars
我们已经进行了差分，逐线，化学丰度分析，最终相对于太阳，9个非常贫金属的主序晕星，附近的[Fe/H]= $-$ 2 dex。我们的丰度范围从$-2.66\leq\mathrm{[Fe/H]}\leq-1.40$ dex到0.07 dex的保守不确定性。我们发现了一个平均的[ $α$ /Fe] $=0.34\pm0.09$ dex，典型的银河系。虽然我们的光谱大气参数提供了很好的协议与HST laxes，有显着的分歧与温度和重力参数所示的观测颜色和理论等时线。虽然系统性地将恒星温度低估几百度可以解释这种差异，但目前的有效温度研究并不支持这一点，并且会在丰度测定中产生很大的不确定性。1D和$\langle$ 3D $\rangle$流体动力学模型结合单独的1D非LTE效应还不能解释真正的贫金属MS星的大气，但一个完全的3D非LTE处理可能能够解释在这项工作中发现的电离不平衡。
2017-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Phosphorus Abundances in the Hyades and Galactic Disk
我们用两条1.06 $μ$ m的P I线测量了9颗盘星的磷丰度，其值在-1 $<$ [Fe/H] $<$ -0.5之间。高分辨率的红外光谱是使用凤凰在双子座南和丰度确定比较合成光谱的观测。毕宿星团样本中矮星的平均丰度为$<$ [P/Fe] $>$ = -0.01 $\pm$ 0.06，三颗巨星的平均丰度为$<$ [P/Fe] $>$ = 0.03 $\pm$ 0.03 dex。这种一致性表明，使用1.06 $μ$ m P I线获得的丰度在高金属丰度时不受温度或光度依赖的系统效应的影响。我们的[P/Fe]比在盘星测量与化学演化模型与P产量增加了2.75倍。我们发现[P/O]、[P/Mg]、[P/Si]和[P/Ti]比在-1.0 $<$ [Fe/H] $<$ 0.2的范围内与太阳能比一致，其中在最低[Fe/H]比下，[P/Si]比增加$\sim$ 0.1 - 0.2 dex。最后，[P/Fe]随年龄的演化与其他$α$元素相似，提供了P在相同地点产生的证据。
2019-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of neutron capture elements in dwarf galaxies
通过详细的化学演化模型研究了本星系群矮球状体和超暗矮星系中Eu和Ba丰度的演化，并将结果与新的一组均匀丰度进行了比较。所采用的模型包括气体流入和流出，并已进行了测试。我们研究了几种r过程元素的产生方案：合并中子星和磁旋转驱动的超新星。Ba的生产通过主要的s-过程中的低，中等质量的恒星被认为是。我们还测试了不同的核合成产率。对于并合中子星，我们要么采用一个常数和短的并合延迟时间，要么采用一个延迟时间分布函数。我们的模拟表明：i）如果r过程元素仅由快速源产生，则可以再现[Eu/Fe]与[Fe/H]的关系，但这些模型不能再现[Ba/Fe]与[Fe/H]的关系。ii）如果r-过程元素仅以较长的延迟产生，则相反的情况发生。iii）如果同时采用快速源和延迟源，如磁旋转驱动的超新星和具有延迟时间分布的合并中子星，[Eu/Fe]丰度模式可以成功地再现，但模型仍然不能再现[Ba/Fe]。iv）另一方面，只有当Eu和Ba的r-过程部分在单一合并事件期间在短而恒定的时间延迟上产生时，才能再现网囊II的特征丰度。我们还讨论了其他可能的解释，包括气体的不均匀混合，这可能是这个星系的特点。
2021-05-14 astro-ph.GA
The Most Metal-poor Stars in the Magellanic Clouds are $r$-process Enhanced
星系中贫金属恒星星族的化学丰度可以用来研究其形成和化学演化的早期阶段。麦哲伦云是银河系中最大的卫星星系，被认为是在孤立中进化的，直到最近被银河系吸积。不像银河系中质量较小的卫星，人们对麦哲伦星云中贫金属的恒星知之甚少。我们使用Schlaufman & Casey（2014）的中红外贫金属恒星选择和档案数据，以高分辨率麦哲伦/MIKE光谱学为目标，瞄准9个LMC和4个SMC巨星。这9颗含有$-2.4\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-1.5$的LMC巨星和4颗含有$-2.6\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-2.0$的SMC巨星是麦哲伦星云中金属最贫乏的恒星，但它们的丰度都经过了全面的分析。虽然我们发现，在恒定的金属丰度，这些恒星是类似于银河系恒星的$α$，光，铁峰元素丰度，无论是LMC和SMC增强相对于银河系的$r$过程元素铕。这些丰度偏移非常显著，相当于大麦哲伦星云的$3.9σ$、小麦哲伦星云的$2.7σ$和麦哲伦星云完整样本的$5.0σ$。我们提出，麦哲伦云的贫金属恒星星族的$r$过程增强是麦哲伦云的孤立化学演化和宇宙网的长期吸积历史与$r$过程核合成相结合的结果，其时间尺度长于核心坍缩超新星时间尺度，但短于或相当于热核（即，Ia型）超新星时间尺度。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Analysis of Tucana III, the Second $r$-process Enhanced Ultra-Faint Dwarf Galaxy
我们提出了一个化学丰度分析的四个额外的确认成员恒星的杜鹃III，银河系的卫星星系候选人的过程中被潮汐破坏，因为它是由银河系吸积。其中两颗恒星位于银河系的核心，而另外两颗恒星位于东部和西部的潮汐尾。这四颗恒星的化学丰度模式与之前研究过的图卡纳III中的一颗恒星一致：它们的$r$过程元素适度增强，即它们的$<$ [Eu/Fe] $> \approx +$ 0.4 dex。非中子捕获元素通常遵循其他矮星系的趋势，包括0.44 dex的金属丰度范围和$α$元素的预期趋势，即，低金属丰度的恒星具有较高的Ca和Ti丰度。总的来说，这些恒星的化学丰度模式表明，在被潮汐扰动之前，图卡纳III是一个超微弱的矮星系，而不是一个球状星团。与另一个由$r$ -过程增强型恒星主导的星系--网壳II一样，杜鹃座III的恒星化学丰度与双星中子星合并产生的喷出物污染一致，尽管如果中子星合并是$r$ -过程增强的唯一来源，则需要不同的$r$ -过程元素或稀释气体质量来解释这两个星系的丰度。
2019-07-16 astro-ph.GA
Detailed Abundances in the Ultra-faint Magellanic Satellites Carina II and III
我们提出了第一个详细的元素丰度在超微弱的麦哲伦卫星星系船底座II（车II）和船底座III（车III）。通过高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱学，我们确定了车II中9颗恒星的丰度，包括超微弱矮星系中的RR天琴座恒星的第一个丰度;和车III中的两颗恒星。化学丰度表明，这两个系统显然是星系，而不是球状星团。这些星系中的恒星大多显示出与其他类似的昏暗矮星系相匹配的丰度趋势：增强但下降的[α/Fe]比，与恒星晕相匹配的铁峰元素，以及异常低的中子捕获元素丰度。其中一颗星的[Sc/Fe]值很低，为-1.0。我们检测到一个大的Ba散射车II，可能是由于低质量AGB星风的不均匀富集。最显著的丰度趋势是车II的[Mg/Ca]，从+0.4下降到-0.4，表明富集核心坍缩超新星的初始母体质量存在明显变化。到目前为止，唯一显示出类似[Mg/Ca]趋势的超暗矮星系可能是大麦云云的卫星。我们发现了两颗[Fe/H] <-3.5的恒星，它们的丰度可能是第一代无金属的第三星族恒星，并且与第三星族核心坍缩超新星的产额很好地拟合。附录描述了我们新的丰度不确定性分析，传播线的恒星参数的不确定性。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inhomogeneous Galactic Chemical Evolution: Modelling Ultra-Faint Dwarf Galaxies of the Large Magellanic Cloud
本文提出非均匀化学演化模型 i-GEtool，模拟大麦哲伦云两颗超微弱矮星系（Carina II 和 Reticulum II）的化学增丰与恒星形成，预测丰度双序列并重现颜色-星等图，揭示早期恒星形成与反馈机制。
2023-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The $R$-Process Alliance: On J0010$-$1735, an Accreted, Chemically Unusual, Metal-poor Star with $R$-process Enhancement
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Florida（佛罗里达大学）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Notre Dame（圣母大学）
R-过程联盟发现的J0010-1735是一颗吸积形成的特殊贫金属星，具高r-过程增强特征，研究结合丰度、运动学等确认其起源于瓦解的极矮星系，年龄约12.5±4.2 Gyr。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. IV. A New Sample of Open Clusters
我们目前的径向速度和化学丰度的九颗恒星在旧的，遥远的疏散星团Be 18，Be 21，Be 22，Be 32，和PWM 4。对于Be 18和PWM 4，这些是第一次化学丰度测量。将我们的数据与文献结果相结合，产生了49个独特集群中约68个化学丰度测量值的汇编。对于这个合并的样本，我们研究了疏散星团的化学丰度作为距离，年龄和金属丰度的函数。我们证实，金属丰度梯度在外盘是平坦的比太阳附近的梯度。我们还证实，在外盘的疏散星团是贫金属的增强的比值[α/Fe]，也许[Eu/Fe]。所有元素的[X/Fe]与距离（< 0.02 dex/kpc）之间的趋势可以忽略不计或很小，但对于某些元素，有一个暗示，即本地（RGC < 13 kpc）和远程（RGC > 13 kpc）样品可能具有不同的趋势与距离。没有证据表明丰度随年龄的变化有显著趋势（< 0.04 dex/Gyr）。我们测量了[X/Fe]和金属丰度[Fe/H]之间的线性关系，发现平均趋势的离散度与测量不确定度相当。与太阳邻域场巨星的比较表明，在给定的金属丰度下，疏散星团具有相似的丰度比[X/Fe]。虽然金属丰度梯度的平坦化和外盘中[α/Fe]比值的增强表明太阳附近有不同的化学富集历史，但我们赞同Friel等人的观点，即明确的结论有待于对大量星团中更大样本的恒星进行均匀分析。可以说，我们对外盘从疏散星团演化的理解目前受到各种研究之间系统丰度差异的限…
2012-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A comparative study of two 47 Tuc giant stars with different s-process enrichment
在这里，我们的目标是了解47 Tuc的La丰富的明星李4710的起源。我们报告的O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Co，Ni，Zn，Y，Zr，Ba，La，Ce，Pr，Nd和Eu的丰度，并提出了一个详细的丰度分析的两个47 Tuc恒星具有相似的恒星参数，但不同的慢中子捕获（S-）过程富集。恒星Lee 4710在这个星团中具有最高的已知La丰度比（[La/Fe] = 1.14），而恒星Lee 4626已知具有正常的s过程丰度（例如，[Ba/Eu] $<0$）。恒星Lee 4710中Z为$\gtrsim$ 56的元素的核合成模式与$1.3M_{\odot}$渐近巨星分支（AGB）恒星的预测结果一致。因此，Lee 4710可能是通过质量更大的AGB伴星的质量转移而富集的，这与它远离这个相对富含金属的（[Fe/H] $\sim-0.7$）球状星团中心的位置是一致的。进一步的分析比较李4710的丰度模式与文献中的数据显示，9个$\sim200$ 47 Tuc星先前研究显示出强烈的s-过程增强，指向更大质量的AGB星以后的富集。
2015-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inhomogeneity in the early Galactic chemical enrichment exposed by beryllium abundances in extremely metal-poor stars
贫金属星中铍的丰度与金属丰度呈线性关系，最低可达[Fe/H] ~-3.0。在恒星中，已被检测到在这个极端的金属贫制度，增加了丰度分散已被报道。这种分散可能表明Be和[Fe/H]之间的关系变平。我们的目标是进行一个新的调查，在极端贫金属恒星的Be丰度，并试图澄清是否存在一个Be丰度高原。我们重新研究了[Fe/H] ~-3.0的9颗矮星的Be丰度。此外，我们还首次分析了BPS BS 16968-0061和CD-33 1173恒星光谱中的Be谱线。我们利用Gaia DR 2的引力来精确恒星表面引力的值。使用光谱合成法测定Be的丰度。有些星星确实暗示着地球变平了。在[Fe/H] ~ -2.70 ~-3.26范围内，Be丰度基本保持在log（Be/H）~-13.2dex。然而，对于一些恒星，我们只能将上限设置在该水平以下。大多数样本恒星都是在所谓的盖亚-土卫二合并的祖先中形成的。三颗恒星中有两颗可能是在原地形成的，它们偏离线性关系最大。这些恒星的混合起源提供了理解扁平的线索。我们认为，我们的观察结果可以理解为在早期银河系的不均匀的恒星形成条件的后果。如果没有有效的混合，早期ISM的特征将是在给定的时刻在Fe丰度的大分散。另一方面，由于它起源于宇宙射线天体，因此它的丰度会更均匀（在银河系范围内）。因此，我们认为，观测到的铍-铁关系的平坦化反映了在给定年龄银河系铁丰度的更强散射。
2020-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical composition of giant stars in the open cluster IC 4756
内容：对疏散星团中红巨星的均匀研究有助于研究恒星内部的演化混合过程，这反映在混合敏感的化学元素如碳、氮和钠的丰度上，而α和中子捕获元素的丰度则有助于追踪银河系的化学演化。目标：本研究的主要目的是对疏散星团IC 4756中的红巨星进行全面的化学分析，包括测定12 C/13 C和C/N丰度比，并将结果与恒星和银河系化学演化的理论模型进行比较。研究方法：我们使用经典的微分模型大气方法来分析2.2 m MPG/ESO望远镜上的FEROS光谱仪获得的高分辨率光谱。碳、氮和氧的丰度、12 C/13 C比值和中子俘获元素的丰度用合成光谱测定，主要大气参数和其他化学元素的丰度用谱线的等效宽度测定。结果：测定了IC 4756的13颗演化恒星的23种化学元素丰度和6颗恒星的12 C/13 C比值。这个星团的平均金属丰度，由9颗确定成员恒星测定，非常接近太阳- [Fe/H] = -0.02 +/- 0.01。碳、氮和钠的丰度表现出由额外混合引起的变化：平均12 C/13 C比降低到19 +/- 1.4，C/N比降低到0.79 +/- 0.05，平均[Na/Fe]值（根据所遇到的局部化学平衡的偏差进行校正）提高了0.14 +/- 0.05 dex。我们将我们的结果与其他作者的理论模型进行了比较。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The initial gas-phase sulfur abundance in the Orion Molecular Cloud from sulfur radio recombination lines
化学元素的丰度及其消耗因子是了解最终融入恒星和行星的气体和尘埃成分的基本参数。硫是一种丰富但特殊的元素，尽管它的挥发性低于其他元素（例如，碳），它不是弥漫星际云中尘埃颗粒的主要成分。在这里，我们确定了气相碳硫丰度比，[C]/[S]，和硫丰度[S]在致密的恒星形成云从新的无线电复合线（RRL）检测到的Yebes 40米望远镜-在相对较高的频率（~40 GHz ~7 mm）和角分辨率（低至36“）-在猎户座酒吧，猎户座分子云（OMC）的边缘。我们探测到9个Cnα RRL（n=51 ~ 59）以及9个与Cnα线相隔Δ v=-8.4+/-0.3 km s^-1的窄线特征。基于这种速度分离，我们将这些功能分配给硫RRL，RRL的贡献很小，从更可冷凝的元素镁，硅，或铁。硫RRL线跟踪OMC的光解离区域（PDR）。在这些以中性气体为主的气层中，直到A_V~4，C ~+和S ~+离子锁定在大部分的C和S气相储层中。我们确定了[C]_Ori/[S]_Ori的相对丰度=10.4+/-0.6，采用在朝向恒星θ ^1 Ori B的半透明气体中测得的相同[C]_Ori，则[S]_Ori的绝对丰度=（1.4+/-0.4 x10 ^-5。如果N（S+）约为7 × 10^17 cm^-2（光束平均值），则该值与观测到的硫RRL的排放模型一致。[S]_Ori是OMC中的“初始"硫丰度，在[S]_Ori的一部分未确定…
2021-03-04 astro-ph.GA
Simulating Neutron Star Mergers as r-process Sources in Ultra Faint Dwarf Galaxies
为了解释在超暗矮星系中观测到的高丰度的r过程元素，我们进行了宇宙学变焦模拟，包括从中子星合并（NSMs）的r过程生产。我们模拟恒星形成随机和模拟两个不同的晕总质量$\approx 10^8 M_{\odot}$在z = 6。我们发现，[Eu/H]与[Fe/H]的最终分布对r过程物质射入星际介质的能量相对不敏感，但对NSM事件发生的环境非常敏感。在一个晕中，NSM事件发生在恒星分布的中心，导致高水平的r-过程富集，如在局部UFD中看到的，网状物II（Ret II）。在第二个晕中，NSM事件发生在星系的致密部分之外，导致更广泛的r过程分布。随后的恒星形成发生在一个星际介质与浅水平的r-过程的富集，从而导致在恒星与低水平的[Eu/H]相比，Ret II星，即使当最大可能的r-过程的质量被假定为喷射。这表明，出生踢的中子星也可能发挥重要作用，在确定的r-过程的丰度在UFD星系，一个主题，值得进一步的理论研究。
2017-07-06 astro-ph.GA
Hyper Suprime-Cam Low Surface Brightness Galaxies II: A Hubble Space Telescope Study of the Globular Cluster Systems of Ultra-Diffuse Galaxies in Groups
我们增加了样本的超弥漫星系（UDG）在较低密度的环境与特征的球状星团（GC）人口使用新的哈勃太空望远镜观测的9个UDG组环境。虽然我们的大部分UDG具有与正常矮星系一致的GC丰度，但其中两个UDG具有过量的GC种群。这两个UDG都具有GC光度函数，与高表面亮度星系和星团UDG一致。然后，我们将我们的九个对象与以前的研究相结合，以创建一个UDG目录，并分析了跨越独特多样环境的GC种群。我们使用这个目录来研究低恒星质量星系GC种群的更广泛的趋势。GC丰度最高的是UDG集群，但是否UDG集群实际上是更极端的需要研究更多的UDG组。我们发现GC丰度和恒星质量之间可能存在正相关关系，并且在固定恒星质量下GC丰度和星系大小之间可能存在正相关关系。然而，在我们有限的恒星质量范围内，我们没有看到显著的恒星质量与星系大小的关系。我们认为GC丰度和星系大小之间的相关性可能的起源，包括这两个星系的属性都依赖于星系暗物质晕的可能性，或者它们是通过重子过程，如内部反馈。
2020-08-06 astro-ph.GA
Neutron-capture elements in dwarf galaxies III: A homogenized analysis of 13 dwarf spheroidal and ultra-faint galaxies
我们提出了一个大的均匀的恒星参数和丰度在广泛的金属丰度，涉及$13$经典矮球状（dSph）和超微弱dSph（UFD）星系。总的来说，这项研究包括了位于天炉座、人马座、玉夫座、六分仪座、船底座、小熊座、天龙座、网室II、牧夫座I、大熊座II、狮子座I、Segue I和三角座II的$380$星。这个样本代表了迄今为止对dSph星系最大的，均匀的，高分辨率的研究。有了我们的同质衍生目录，我们能够在不同的星系中寻找相似和偏离的趋势。我们调查的质量依赖的个别系统上的生产的$α$ -元素，但也试图阐明长期以来的困惑的主要生产网站的r-过程元素。我们使用的数据从凯克天文台档案馆和ESO减少档案重新分析这些$13$ dSPH星系的恒星。我们自动化的步骤，获得恒星参数，但运行一个完整的光谱合成，以获得所有的丰度，除了铁。均匀化的丰度组产生了独特的可能性，得出Ia型超新星的爆发和星系的恒星质量之间的关系。此外，我们还导出了一个估计$α$ -元演化的公式.将所有丰度一致地置于同一尺度上对于回答有关星系化学史的问题至关重要。通过均匀地分析Ba和Eu在13个系统中，我们已经跟踪的S-过程的发病，并发现它增加与金属丰度作为星系的恒星质量的函数。此外，r-过程材料与$α$ -元素相关，表明这些元素的一些共同生产，这反过来又指向罕见的核心坍缩超新星，而不是二元中子星合并作为宿主的r-过程在低[Fe/H]的调查dS…
2020-09-02 astro-ph.GA
The R-Process Alliance: First Release from the Northern Search for r-Process Enhanced Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
本文介绍了126个新发现的贫金属恒星的详细丰度和r-过程分类，作为正在进行的合作的一部分，R-过程联盟。这些恒星在RAVE（Radial Velocity Experiment）中被确认为贫金属候选星，并在Apache Point Observatory的3.5米望远镜上以高光谱分辨率（R~ 31，500）进行了跟踪。大气参数确定光谱从Fe I线，考虑<3D>到非LTE的校正和使用相对于一组标准的差分丰度。在126颗新恒星中，124颗[Fe/H]<-1.5，105颗[Fe/H]<-2.0，4颗[Fe/H]<-3.0。发现了9颗新的碳增强贫金属星，其中3颗在r-过程元素中得到增强。中子捕获元素丰度显示了60颗新的r-I型星（+0.3<=[Eu/Fe]<=+1.0和Ba/Eu]<0）和4颗新的r-II型星（[Eu/Fe]>+1.0）。发现19颗星具有“有限r”特征（[Sr/Ba]>+0.5，[Ba/Eu]<0）。对于r-II型恒星，第二和第三个峰值的主r-过程模式与其他贫金属恒星和太阳的r-过程特征一致。除了一颗r-I型星具有高Na低Mg的球状星团特征外，轻、α和Fe峰元素的丰度与典型的银河系晕星相当。视差和自行从第二盖亚数据发布产生UVW空间速度为这些恒星是一致的成员在银河系晕。有趣的是，所有的r-II和大多数的r-I恒星都有逆行…
2018-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Cartography with APOGEE: Two-process Parameters and Residual Abundances for 288,789 Stars from Data Release 17
本研究校准APOGEE中288,789颗恒星的17种元素丰度，用核心坍缩与Ia型超新星双过程模型提取振幅和残余丰度，并揭示星团与矮星系的化学特征。
2024-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
r-process Production Sites as inferred from Eu Abundances in Dwarf Galaxies
最近对超暗矮星系（UFD）中$r$过程物质的观测揭示了这些元素的来源。在一些UFD中，Eu质量的上限很强，再加上在UFD、网壳II和其他矮星系中检测到的更大的质量，这意味着Eu的产生主要是由罕见的事件决定的，在任何UFD中观察到的最小Eu质量大约是每个事件产生的Eu质量的量。这与银河系中的其他独立观测结果一致。我们估计，使用模型独立的似然分析，率和Eu（Fe）的质量产生的每$r$过程（Fe生产）事件的矮星系，包括经典的矮星和UFD。Fe产生事件的质量和速率与正常的核塌缩超新星~（ccSN）的情况一致。每个事件的Eu质量是$3\times 10^{-5}M_{\odot}<\tilde{m}_{\rm Eu}<2\times 10^{-4}M_{\odot}$，对应于总$r$ -每个事件的过程质量$6\times 10^{-3}M_{\odot}<\tilde{m}_{r-process}<4\times 10^{-2}M_{\odot}$。与ccSNe发生率相比，$r$ -过程事件发生率为$2.5\times 10^{-4}<R_{rp/SN}<1.4\times 10^{-3}$。这些值与我们银河系中观测到的Eu总质量一致，表明矮星系和银河系中产生$r$过程事件的机制相同，并且它可能是宇宙中产生$r$过程元素的主导机制。结果与中子星合并的估计是一致的，但不能排除其他罕见的核心崩溃…
2016-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The GALAH survey: Elemental abundances in open clusters using joint effective temperature and surface gravity photometric priors
本研究通过构建联合有效温度和表面重力测光先验，结合Gaia DR3和GALAH DR4光谱数据，提升了疏散星团中恒星元素丰度测量的精度，揭示了M67和Ruprecht 147中原子扩散引起的高阶丰度趋势。
2024-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Highly r-process enhanced stars in ultra-faint dwarf galaxies
在超暗矮星系（UFD）中，特别是在网状座~II（Ret~II）中观测到了高r过程增强的贫金属星（MP r-II，$\rm [Eu/Fe]>1$和$\rm [Fe/H]\lesssim-1.5$）。只有少数UFD包含这样的恒星，这意味着r-过程的位置可能反映了非常罕见的，但个别多产的事件，如中子星合并（NSMs）。考虑到UFD相对较短的恒星形成历史（SFH），它们如何经历如此罕见的现象令人困惑。在这项工作中，我们显示的宇宙流体动力学放大模拟孤立的UFD（$M_{vir}\approx10^7-10^8$太阳质量和$M_{\ast}\approx10^3-10^4$太阳质量在$z=0$）的结果来解释MP r-II星的形成在UFD。我们采用一个简单的玩具模型NSM事件，采用与观测一致的参数，如NSM率（1每$M_{\ast}\approx10^5$太阳质量）和铕（Eu）质量（$M_{Eu}\approx10^{-5}$太阳质量）。我们确定只有一个模拟星系（$ M_{vir}\approx4.6\times10^7$，$M_{\ast}\approx 3.4\times 10^3$太阳质量在$z=0$）的丰度类似于Ret~II的模拟体积主机$\sim30$ UFD类似物，表明这样的丰度是可能的，但罕见的。通过探索一系列的关键参数，我们表明，在确定形成MP的r-II星在UFD的最重要的因素是…
2021-06-25 astro-ph.GA
The non-LTE abundances of magnesium and yttrium and asteroseismic ages for the chemical clock calibration
Vilnius University（维尔纽斯大学）
研究银河系盘中[Y/Mg]-年龄关系的空间变化，通过分析高分辨率恒星光谱，严格考虑NLTE效应确定镁和钇丰度及星震年龄等，发现该关系有系统空间变化，反映恒星形成和化学富集历史差异。
2026-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The AMBRE Project: Lead abundance in Galactic stars
本研究基于AMBRE项目利用UVES和FEROS档案光谱及GAUGUIN方法测定了653颗FGK型恒星的铅丰度，发布了迄今最大的LTE与非LTE铅丰度目录，并结合化学演化模型揭示了银河系盘中铅的径向趋势及不同恒星来源的贡献。
2024-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST's PEARLS: Temperatures of Nine Highly Magnified Stars in a Galaxy at Redshift 0.94 and Simulated Stellar Population Dependence on Stellar Metallicity and the Initial Mass Function
该研究对红移0.94的Warhol弧中九颗高放大率恒星进行大气建模，发现其为约4000K的红超巨星，通过光谱限制氧丰度，并模拟表明恒星金属丰度和初始质量函数斜率显著影响恒星种群的温度分布与探测率。
2025-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origins of Young Stars in the Direction of the Leading Arm of the Magellanic Stream: Abundances, Kinematics, and Orbits
我们探讨了由Casetti-Dinescu等人发现的年轻B型恒星的起源。（2014）在麦哲伦流的主导臂的天空区域的银河圆盘的外围。在麦哲伦粘土6.5米望远镜上使用MIKE仪器对9颗恒星进行的高分辨率光谱观测被添加到Zhang等人（2017）分析的先前样本中。我们编制了一个样本的15个年轻的恒星，以及确定的恒星类型，年龄，丰度和运动学。从盖亚DR 2的自行，我们也得到了一个现实的银河轨道潜力。我们发现，我们以前的径向速度选择LA候选人有大量的轨道角动量。这些恒星的大量旋转分量与近极麦哲伦轨道形成对比，因此这些恒星不太可能是LA的成员。在我们的样本中有四颗大轨道能量恒星。最高轨道能量的一个的年龄比穿过圆盘的时间短，其出生地为$z=2.5$ ~kpc和$R_{\rm GC}\sim 28$ ~kpc。因此，这颗恒星的起源是不确定的。剩下的三颗恒星都是盘状逃逸恒星，它们的诞生地距离银河系中心12到25千秒差距。此外，最有活力的恒星比内盘的恒星（[Mg/H] $=0.12\pm0.36$，$σ_{\rm [He/H]} = 0.15$）更贫金属（[Mg/H] = $-0.50\pm0.07$）和更大的He散射（$σ_{\rm [He/H]} = 0.72$）。前者的丰度与大麦云云的丰度一致，但也反映了MW盘的金属丰度梯度和它们通过不同的逃逸机制逃逸的状态。
2018-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Nuclear Star Cluster of the Milky Way: alpha-Element Trends and Their Similarities with the Inner Bulge
本文利用IGRINS近红外高分辨率光谱分析9颗NSC M型巨星的α元素趋势，发现其与内核球相似，支持共同演化历史而非近期主导恒星形成爆发。
2024-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance ratios in GALAH DR2 and their implications for nucleosynthesis
使用GALAH光谱巡天第二次数据发布的70924颗恒星样本，我们构建了21种元素的[X/Mg]与[Mg/H]的中值序列，通过[Mg/Fe]的切割分离高$α$ /"低Ia“和低$α$ /"高Ia”恒星星族。以前的工作与近红外APOGEE调查表明，这样的序列几乎是独立的位置在银河系盘，这意味着它们是由恒星核合成产量与其他化学演化方面的敏感性很小。两个[X/Mg]序列之间的分离表明了即时和延迟富集机制的相对重要性，而序列的斜率表明了产率的金属丰度依赖性。GALAH和APOGEE测量同意他们的一些共同的元素，但不同的序列分离或金属丰度的趋势为他人。GALAH提供了九种新元素。我们推测太阳C的$75\%$来自核塌缩超新星，而$25\%$来自延迟机制。我们发现核心崩溃分数的$60-80\%$的Fe峰元素Sc，Ti，Cu，和Zn，具有很强的金属依赖性的核心崩溃铜产量。对于中子俘获元素Y，Ba和La，我们推断大延迟的贡献与非单调金属丰度的依赖。[Eu/Mg]序列的分离意味着至少Eu富集的$\sim30\%$相对于恒星形成是延迟的。我们将我们的结果与几个超新星和AGB产量模型的预测进行了比较; C，Na，K，Mn和Ca都显示出与模型的差异，这可能使它们成为核合成物理学的有用诊断。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 14
我们测定了属于Palomar 14（P14）的9颗红巨星的元素丰度。星云14是一个外晕球状星团（GC），距离\sim 70千秒差距。我们的丰度分析是基于高分辨率光谱和一维恒星模型大气，导出了铁峰元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni，α元素O、Mg、Si、Ca、Ti，轻奇元素Na，中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy、Cu的丰度。我们的数据不允许我们研究轻元素（即，O到Mg）丰度变化。中子俘获元素显示出r过程的特征。我们比较我们的测量与内部和其他外部晕GCs，晕场星，公认的河外起源的GCs和矮球状星系（dSphs）的恒星的丰度比。14的丰度模式与14之后的下一个外晕GC族成员13和14几乎相同。1414的丰度模式也类似于内晕GC、晕场星和公认的河外起源的GC，但与通常在dSphs场星中发现的不同。因此，14的丰度特性以及其他外晕GC的丰度特性与dSphs的吸积起源是相容的。无论GC吸积是否起作用，似乎外晕GC和dSphs中GC的形成条件相似。
2011-10-24 astro-ph.GA
High resolution spectroscopic follow-up of the most metal-poor candidates from SkyMapper DR1.1
我们目前的化学丰度为21种元素（从锂到铕）在150个贫金属银河系恒星跨度$-$ 4.1 $<$ [Fe/H] $<$ $-$ 2.1。这些目标是从SkyMapper测量中选出的，包括90个[Fe/H] $\le$ $-$ 3的天体，其中约15个[Fe/H] $\le$ $-$ 3.5。当将样品与我们先前的研究相结合时，我们发现金属丰度分布函数在$-$ 4 $\le$ [Fe/H] $\le$ $-$ 3范围内具有幂律斜率$Δ$（log N）/$Δ$ [Fe/H] = 1.51 $\pm$ 0.01 dex per dex。在样本中只有7颗碳增强贫金属星的情况下，我们再次发现基于SkyMapper过滤器的贫金属星选择对[Fe/H] $>$ $-$ 3.5的高碳富金属星有偏见。在我们可以测量氮的20个物体中，有11个是氮增强的贫金属恒星。在我们的样本中，高NEMP分数（55% $\pm$ 21%）与预测值的上限范围（12%和35%之间）是一致的。化学丰度比[X/Fe]与[Fe/H]表现出类似的趋势，以前的研究贫金属恒星和银河系化学演化模型。我们报道了9颗新的r-Ⅰ型星，4颗新的r-Ⅱ型星，其中一颗是已知最贫金属的; 9颗低$α$星，[ $α$ /Fe] $\le$ 0.15;最后，我们结合我们的样品与文献数据，提供最广泛的看法，早期化学富集的银河系。
2021-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Distribution of Alpha Elements in Andromeda Dwarf Galaxies
我们目前的α铁丰度比的226个单独的红巨星在九个矮星系的仙女座（M31）卫星系统的分支恒星。丰度是从Keck/DEIMOS中等分辨率光谱中Mg、Si、Ca和Ti线的组合信号测量的。这构成了在M 31卫星系统中测量的第一个α丰度比的大样本。在我们的样本中的矮星系表现出各种各样的α丰度比，在每个星系的平均值范围从近似太阳（[α/Fe] ~ +0.0）α增强（[α/Fe] ~ +0.5）。这些变化与内部运动学、环境或恒星密度无关。我们确认径向梯度铁丰度的两个星系的五个有足够的数据（NGC 185和II）。只有初步的证据表明NGC 185中存在α丰度径向梯度。我们均匀地比较我们的结果，银河系经典矮椭球，发现证据的平均α丰度的变化范围更广。在没有化学丰度的M31恒星晕，我们比较银河系恒星晕。一个恒星晕组成的破坏M31卫星是太丰富的金属和不一致的银河系晕α丰度分布，即使只考虑卫星占主导地位的老恒星星族。M 31卫星群提供了第二个研究矮星系化学丰度的系统，并揭示了比银河系更广泛的丰度模式。
2014-06-02 astro-ph.GA
On the origin of phosphorus nitride in star-forming regions
我们提出了多个过渡的观察PN对一个样本的9个大规模致密的核心在不同的演化阶段。利用不同激发条件下的跃迁，我们首次发现PN的激发温度在5-30 K之间。为了研究PN形成的主要化学途径（表面化学与气相化学）和主要的解吸机制（热与冲击），我们将我们的结果与从分子跟踪不同的化学和物理条件（SiO，SO，CH 3OH和N2 H+）得到的结果进行了比较。在9个靶中，有6个靶的PN线轮廓与SiO和SO的PN线轮廓有很好的相关性，这表明PN可能是由激波引起的尘埃粒子溅射释放出来的。PN丰度与SiO和SO丰度之间存在微弱但统计上显著的正趋势，证实了这一发现。然而，在三个物体中，PN线没有高速机翼的迹象，这表明PN的另一种起源。总的来说，我们的研究结果表明，PN的起源是不是唯一的，因为它可以形成在原恒星冲击，但也在更冷，更安静的气体通过替代途径。
2018-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are the globular clusters with significant internal [Fe/H] spreads all former dwarf galaxy nuclei?
在这篇文章中的假设，银河系球状星团与大量的内部[Fe/H]丰度范围是前核破裂的矮星系进行了讨论。考虑的证据包括金属丰度分布函数的形式，在集群密度分布中出现大的扩散外包络，以及（[S-过程/Fe]，[Fe/H]）相关性的存在。该假设被证明是合理的，但需要注意的是，如果发现的[Fe/H]分布明显多于目前已知的9个簇，则需要重新评估。
2015-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG: NLTE atmospheric parameters and abundances of giant stars in 33 Open Clusters
该研究基于 TNG/HARPS-N 的 SPA 高分辨率光谱，均质测定33个近太阳金属丰度疏散星团约百颗巨星的 NLTE 大气参数与多元素丰度，揭示丰度随年龄的趋势并为未来巡天提供基准。
2025-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fluorine abundances in dwarf stars of the solar neighbourhood
尽管有许多观测工作旨在描述我们银河系的化学演化，但对氟（F）的起源知之甚少。模型表明，银河系中发现的F可能主要以三种不同的方式产生，即II型超新星、渐近巨星分支核合成或沃尔夫-拉叶星的核心。文献中只有少数几个观测测量的F丰度，大多数是针对其特征可能妨碍准确测定氟丰度的物体（例如，复杂的混合和核合成过程，外部/内部污染）。我们推导出一组9个冷的主序矮星在太阳附近的F丰度，基于在2.3微米的HF分子的未混合线。此外，我们还研究了其中五颗恒星的s过程元素。我们使用高分辨率红外光谱仪CRIRES获取数据，并从欧洲南方天文台档案馆收集FEROS数据。几颗分析过的恒星似乎相对于太阳有轻微的氟增强，尽管F丰度和铁含量之间没有相关性。此外，大多数富氟的恒星也是富钇和富锆的，这表明AGB氟核合成是观测到的恒星的氟生产的主要来源。然而，[F/Fe]和s-元素之间的相关性是相当弱的，并可能被F丰度测量的不确定性所掩盖。最后，我们比较我们推导出的F丰度以前的测量α-元素和铁峰元素丰度。II型核心坍缩超新星似乎不是我们目标的F产生的主要场所，因为[F/Fe]和[α/Fe]比值之间似乎不存在相关性。
2012-01-16 astro-ph.GA
3D NLTE Sodium abundances in late-type stars. Abundance corrections and synthetic spectra
Uppsala University（乌普萨拉大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文研究了1D LTE模型下Na I线分析的误差，通过3D NLTE辐射转移修正，发现3D NLTE修正通常比1D LTE更负，但对D共振线在低金属licity时略有正修正，提供公开的3D NLTE网格和插值方法以提高钠丰度测定精度。
2026-03-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE-2S Discovery of Light- and Heavy-Element Abundance Correlations in the Bulge Globular Cluster NGC 6380
我们推导出相对高金属丰度的球状星团球状星团NGC 6380中9颗恒星的丰度比。我们发现一个平均集群金属丰度之间的[Fe/H] $= -0.80$和$-0.73$，没有明确的证据，铁丰度的变化超出了观测误差。[N/Fe]丰度比强烈增强的恒星居住在星团中，并且与[C/Fe]反相关，这种趋势被认为是该星团中多人口现象的信号。我们检测到一个明显的内在的星-星传播（$\gtrsim 0.27$ dex）在慢中子捕获过程元素（S-元素）铈II。此外，[Ce/Fe]丰度比与[N/Fe]可能存在相关性，而与[Al/Fe]的相关性较弱。如果得到证实，NGC 6380可能是第一个检测到N-Ce相关性的高金属量球状星团。此外，这种相关性表明，铈也可能是一个涉及多人口现象的元素。目前，这种明显的N-Ce相关性在高金属丰度星系团的起源缺乏共识的解释。我们初步认为，它可以复制不同的渠道-低质量渐近巨星分支星在高金属度制度或快速旋转的大质量恒星（“自旋星”），由于旋转混合。它也可能是几次污染事件的累积效应，包括特殊恒星的出现。我们的研究结果应该指导恒星核合成模型，以了解其在相对高金属量的球状星团中明显的排他性的原因。
2021-09-06 astro-ph.GA
Stellar Population and Elemental Abundance Gradients of Early-type Galaxies
星系的演化在它们的恒星星族中留下了印记。大质量早型星系中的几个恒星星族性质已经被证明与星系的内在性质相关，如星系的中心速度色散，这表明恒星形成于气体的初始坍缩（z~2）。然而，恒星星族的变化是星系半径的函数，目前还不清楚单个星系的局部梯度如何受到全球星系性质和星系环境的影响。本文研究了八个早型星系的恒星星族随半径的变化。我们利用光谱学（~4000-8600 μ m）和全谱拟合分别测量了每个星系的恒星星族年龄、金属丰度、IMF斜率和9种元素（O，Mg，Si，Ca，Ti，C，N，Na，Fe）的丰度（1 R_e）。我们发现了广泛的属性，年龄范围从3-13 Gyr。一些星系具有径向常数的Salpeter-like IMF，另一些星系在中心具有超Salpeter-IMF，在~0.5 Re处减小为亚Salpeter-IMF。我们发现的中央[Z/H]的中央IMF和径向梯度的IMF的8个星系的全球相关性，但本地相关性的IMF斜率的其他恒星星族参数只适用于我们的样本中的星系的子集。一些元素丰度在星系内也相互关联，表明有一个共同的生产渠道。这些局部相关性只出现在我们星系的子集中，表明不同星系之间恒星含量的变化。
2021-10-06 astro-ph.GA
The Stellar Abundances for Galactic Archaeology (SAGA) Database III - Analysis of Enrichment Histories for Elements and Two Modes of Star Formation during the Early Evolution of Milky Way
我们研究了9个元素，C，4个α-元素的Mg，Si，Ca，Ti，Sc，和3个铁峰元素的Co，Ni和Zn的富集历史，通过使用大量的恒星数据，收集的恒星丰度银河系考古学（SAGA）数据库。我们发现在[Fe/H]-1.8、-2.2和-3.3三个金属丰度下，铁的平均丰度比发生了统计学上显著的变化或突变。在第一个阶段，对于所有数据充足的元素，平均丰度比随金属丰度的降低程度相似。在后两者中，也检测到金属丰度的下降趋势，但有限的元素，C，Co，Zn，可能Sc，以及Co和Zn中的两个，分别。断裂定义了四个恒星星族，它们具有不同的丰度模式，这些模式在每个金属丰度范围内占主导地位，并按金属丰度增加的顺序将断裂、Pop IIa、IIb、IIc和IId划分。我们还探讨了它们的空间分布与光谱距离，以证明，Pops IIa和IIb的星系晕，而持久性有机污染物IIc和IId的观察附近的银河系平面。特别是，Pop IIc星出现在[Fe/H] -2.6附近，并与Pop IIb星共存，通过空间分布分离。我们的结果揭示了在星系形成的早期阶段存在两种不同的恒星形成模式，这两种模式与IMF的变化和残余低质量恒星的空间分布有关。对于两个低金属丰度的人口，增强的Zn和Co表明一个高质量和头重脚轻的IMF与碳增强的恒星的统计数据。我们讨论的相关性的运动学解决结构的星系晕和可能的网站，这些人口的框架内的层次结构形成的情况。
2013-09-28 astro-ph.GA
Collapsars as a major source of r-process elements
在中子星合并中，通过快速中子俘获（r-过程）产生元素在理论上是可以预期的，并且得到了引力波事件GW 170817的多信使观测的支持：这个产生途径原则上足以解释宇宙中大多数r-过程元素。对伴随着GW 170817的千诺瓦的分析表明，在新生的黑洞周围形成的残余吸积盘的延迟流出是该事件中重r过程物质的主要来源。类似的吸积盘预计也会形成在超新星（由超新星引发的快速旋转的大质量恒星的坍缩）中，此前人们曾推测它会产生r-过程元素。最近对矮星系网座II中富含此类元素的恒星的观测，以及银河系在较长时间尺度上相对于铁而言铕的化学富集，与中子星合并相比，更符合低恒星金属丰度的罕见超新星。在这里，我们报告的模拟表明，恒星吸积盘产生足够的r-过程元素来解释观测到的宇宙丰度。虽然这些超新星比中子星合并更罕见，但每次事件喷出的大量物质弥补了较低的发生率。我们计算出，类星体可能提供宇宙中80%以上的r过程内容。
2020-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Ly-alpha emission in low-redshift most metal-deficient compact star-forming galaxies
本研究通过哈勃望远镜观测9个低红移极贫金属致密恒星形成星系，发现其均为Ly-alpha发射体，明确了Ly-alpha逃逸分数的相关特征，提出间接估算电离辐射的方法，证实这类星系可作为宇宙再电离时期的近邻研究参照。
2023-10-12 astro-ph.GA
Precise C-N-O Abundances of Individual Galaxies in the First Billion Years from Ultra-Deep, Rest-UV-to-Optical JWST Spectroscopy
University College London（伦敦大学学院）；University of Kentucky（肯塔基大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Geneva（日内瓦大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；CNRS, IRAP（法国国家科学研究中心，天体物理研究研究所）
本研究利用超深JWST/NIRSpec光谱对z=6-8的9个星系进行直接氧丰度测量，发现其C/O比值遵循局域趋势，并揭示N/O推断对示踪物选择的敏感性。
2026-09-29 astro-ph.GA
Chemical abundances of giant stars in the Crater stellar system
我们在VLT使用X-Shooter获得了两个巨大的陨石坑（J113613-105227和J113615-105244）的光谱。光谱分析与MyGIsFoS代码使用网格的合成光谱计算从一维，局部热力学平衡（LTE）模型大气。有效温度和表面重力是从暗能量巡天获得的图像中测量的光度学推导出来的。J113613-105227和J113615-105244的径向速度分别为144.3 ± 4.0 km/s和134.1 ± 4.0 km/s。金属丰度分别为[Fe/H]=-1.73和[Fe/H]=-1.67。除了铁的丰度，我们可以确定九种元素的丰度：Na，Mg，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Ni和Ba。对于Na和Ba，我们考虑了与LTE的偏差，因为校正是显著的。这两颗恒星的丰度比相似，类似于具有相同金属丰度的银河系恒星。在深测光图像上，我们可以探测到几颗位于蓝色关闭处的恒星。结论标题（可选），必要时留空径向速度意味着这两颗恒星都是陨石坑恒星系统的成员。两者之间的速度差异以面值计算，意味着在95%的置信水平下速度离散度> 3.7 km/s。我们的光谱金属丰度是在很好的协议，由以前的调查，使用光度测定。我们的深测光和光谱金属丰度意味着7 Gyr的年龄为主要人口的系统。关闭蓝色的恒星可以被解释为一个更年轻的人口，具有相同的金属丰度和2.2 Gyr的年龄。最后，空间和运动学参数支持的想法，这个系统是与星系狮子…
2015-06-11 astro-ph.GA
The relation between chemical abundances and kinematics of the Galactic disc with RAVE
目的：我们研究了大样本RAVE巨星的恒星运动学和化学丰度之间的关系，以寻找解开不同银河系恒星星族所需的选择标准。研究方法：我们从RAVE化学目录中选择了2167颗巨恒星的样本，其光谱测量的信噪比高于75，并遵循Gratton及其同事对150颗亚矮星进行的高分辨率光谱观测分析。然后，我们使用一个更大的样本9131巨人（与信号噪声超过60），调查我们的恒星的化学运动学特征，将它们分组为9个子样本与共同的偏心率（$e$）和最大的距离达到以上的银河平面（$Z_max$）。结果如下：通过再现Gratton等人用高分辨率光谱数据获得的结果，证明RAVE运动学和化学数据是可靠的。我们的分析，结合额外的轨道参数和化学信息的$e$ - $Z_max$平面的基础上，提供了一种替代的方式来识别不同的恒星种群。除了提取典型的厚盘和薄盘样本，我们发现一组恒星在银河平面（$Z_max<1$ kpc和0.4 $< e < $ 0.6），这表明均匀的运动学，但不同的化学性质。我们认为这是一个明显的迹象，表明其中一些恒星经历了加热和/或径向迁移的影响，这改变了它们的原始轨道。不能排除这类恒星的吸积起源。
2013-02-14 astro-ph.GA
