The History of R-Process Enrichment in the Milky Way
我们调查的生产地点和富集历史的$r$过程中的元素在银河系中，跟踪的[Eu/Fe]比，使用高分辨率，宇宙学放大模拟“厄里斯”。在$z=0$，厄里斯代表了一个接近银河系的类似物，使其成为了解我们银河系化学演化的理想实验室。厄里斯正式追踪了Ia型和II型超新星产生的氧和铁。我们包括在后处理生产的$r$ -过程元素从紧凑的二进制合并。与以往的研究不同，我们发现，从紧凑的二进制合并的核合成产品可以纳入恒星的金属丰度非常低，并在早期，即使有一个最小的延迟时间为100万年。这一结论对合并率、最小延迟时间和延迟时间分布的适度变化相对不敏感。通过对金属混合的一级描述，我们可以进一步提高[ $α$ /Fe]和[Eu/Fe]的化学演化模型与实验数据的一致性.我们认为，致密的二元并合可能是银河系中$r$过程核合成的主要来源.
2015-04-09 astro-ph.GA
Enrichment history of r-process elements shaped by a merger of neutron star pairs
r-过程元素的起源仍然没有确定，仍然困扰着我们。最近发现的证据表明，r-过程元素从短持续时间的伽马射线暴中喷出，中子星合并（NSM）是它们的起源。相反，最近的数值模拟排除了核心坍缩超新星作为重r过程元素（A>110）的主要来源。然而，NSM事件的特性--它们的稀有性和每个事件中r-过程元素的高产率--被认为与银河系中观测到的r-过程元素的恒星记录不一致。我们添加到这个图片与我们的结果，这表明，在昏暗的矮星系和一颗恒星异常丰富的r-process在玉夫座星系中观测到的常数[r-过程/H]比同意与这种罕见的NSM事件。此外，我们发现，在星系晕中的r-过程元素与铁的丰度比的大分散可以通过一个方案来再现，该方案包括各种原星系碎片的组装，在每个原星系碎片中，由NSM提供的r-过程元素遍布整个碎片，而超新星仅在冲击波扫过的区域内分布重元素。我们的研究结果表明，NSM发生在银河系的速率为12-23每百万年的r-过程元素的主要网站，我们预测的引力波的检测NSM在一个高的速率与即将到来的先进的探测器。
2014-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the Perseus Cluster II: Metallicity-Dependence of Massive Stars and Chemical Enrichment History
SUNY Polytechnic Institute（纽约州立大学波利技术学院）；The University of Tokyo（东京大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Leiden University（莱顿大学）
本文研究大质量恒星在不同金属性下的化学丰度产生机制，通过恒星演化模型和超新星模型探讨其对星团化学演化的影响。
2026-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Taxonomy of $ω$~Centauri: Ten Populations Reveal a Multi-Phase Enrichment History
Institute of Graduate Studies in Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学研究生科学院）；Faculty of Science, Department of Astronomy and Space Sciences, Istanbul University（伊斯坦布尔大学理学院天文与空间科学系）；Department of Space Sciences and Technologies, Faculty of Science, Akdeniz University（安塔利亚阿特纳兹大学理学院空间科学与技术系）
研究通过高分辨率近红外光谱分析ω~半人马座成员，发现十种化学不同的恒星群体，揭示了多阶段富集历史，包括铁峰、α元素、CNO循环和高温质子捕获过程。
2026-04-30 astro-ph.GA
The disrupted chemical enrichment history of the Milky Way driven by gas accretion
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）；Department of Astronomy, Xiamen University（天文学系，厦门大学）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（天文学研究所，剑桥大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（天文与空间科学学院，中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（国家天文台，中国科学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（天文与天体物理前沿研究院，北京师范大学）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（射电天文与技术重点实验室，中国科学院）
研究利用APOGEE巡天数据校正后测量银河系时间分辨的星系尺度平均金属丰度，发现其当前金属丰度接近太阳，年龄-金属丰度关系中断、质量-金属丰度图演化轨迹受扰，揭示气体吸积对银河系化学富集历史的关键影响。
2026-07-27 astro-ph.GA
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream: II. Evidence for a complex enrichment history of the Stream from the Fairall 9 sightline
我们提出了一个多波长的研究麦哲伦流（MS），在本地集团，被认为是代表物质从麦哲伦云剥离的一个巨大的气体结构。我们使用HST/COS，VLT/UVES，FUSE，GASS和ATCA获得的紫外线，光学和无线电数据来研究类星体Fairall 9流中的金属丰度和物理条件。在MS中检测到来自大量金属离子和来自分子氢的线吸收，最多可检测到7个吸收组分，表明存在多相气体。从不饱和SII吸收的分析，结合详细的光电离模型，我们得到了令人惊讶的高α丰度的流朝向Fairall 9的[S/H]=-0.30pm0.04（0.5太阳）。这个值比基于类似COS/UVES数据集的其他MS视线发现的值高5倍。相比之下，发现测得的氮丰度显著较低（[N/H]=-1.15pm0.06），这意味着非常低的[N/α]比为-0.85dex。与其他视线相比，MS朝向Fairall 9的化学成分的实质性差异指向了该流的复杂富集历史。我们倾向于这样一种情况，在这种情况下，朝向Fairall 9的气体被大质量恒星局部富集了α元素，然后在中等质量恒星延迟的氮富集之前从麦哲伦云中分离出来。我们的研究结果支持（但不要求）的想法，有一个富含金属的灯丝流中的Fairall 9起源于LMC。
2013-06-10 astro-ph.GA
Large Variety of New Pulsating Stars in the OGLE-III Galactic Disk Fields
我们给出了在7.12 deg^2 OGLE-III银河系盘区域中与半人马臂相切的方向上寻找脉动星的结果，我们报告了20颗经典造父变星、45颗天琴座RR型星、31颗长周期变星（如Miras和半规则变星）、1颗脉动白矮星和58颗很可能是δ Sct型星。基于为一个四模和六个三模三角洲Sct型闪烁器构建的星震模型，我们估计了这些物体的质量、金属丰度、年龄和距离模量。模拟的恒星质量在0.9-2.5 M太阳之间，距离在2.5 kpc和6.2 kpc之间。两个三模和一个双模的双星似乎是星族II的SX Phe型恒星，可能来自星系晕。我们的样本还包括II型造父变星和未分类的短周期（P<0.23 d）多模恒星的候选者，这些恒星可能是δ Sct或β Cep型恒星。其中一个被探测到的变星很可能是一颗δ Sct星，它在0.0196 d的极短周期内具有异常高的峰-峰I波段振幅，为0.35等。除了一个天体之外，所有报告的脉动变量都是新发现的。它们被列入OGLE-III变星表。最后，我们介绍了正在进行的OGLE-IV银河系盘调查，其中包括超过一半的银河系平面。为了将来研究银河系的螺旋结构和恒星形成历史，我们已经编制了一份已知的银河系经典造父变星列表。
2014-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clustering in the Stellar Abundances Space
通过对n维恒星丰度空间的分析，研究了星际介质的化学富集历史。这项工作是恒星化学丰度空间的非参数分析。主要目标是研究恒星在这个丰度空间内的组织。在这个空间内，我们试图找到集群（在统计意义上），即恒星可能共享相似的化学进化历史，使用两种方法：层次聚类和主成分分析。我们分析了文献中的一些选定的丰度调查。对于每个样本，我们根据其平均丰度曲线标记了恒星群。在所有的样本中，我们确定了恒星的主要富集模式的存在，我们称之为化学富集流。这种流动是由结构化的和定义明确的平均速率所决定的，在该平均速率下，星际介质的丰度增加，这是由从恒星喷出的物质和恒星质量损失以及星际介质气体的混合物造成的。我们的分析的主要结果之一是识别出具有特殊化学性质的恒星群。这些恒星位于丰度空间中富集流之外的区域。这些奇特的恒星显示出一些元素的富集率不匹配，如Mg，Si，Sc和V，当与相同恒星的其他元素的平均富集率相比时。我们相信这些具有特殊化学性质的恒星群的存在可能与行星物质在恒星表面的吸积有关，或者可能是由于不同的核合成位点产生相同的化学元素。
2017-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical enrichment of the Milky Way disk evaluated using conditional abundances
银河系盘中恒星的化学丰度是其富集历史的经验示踪剂。然而，它们捕获的关节信息对解开是有价值的。在这项工作中，我们试图量化在固定超新星贡献（[Fe/H]、[Mg/Fe]）的情况下，各个丰度如何在当今盘半径上演变。我们使用18，135颗APOGEE DR 17红团星和7，943颗GALAH DR 3主序星，分别比较了$3-13$ kpc和$6.5-9.5$ kpc上以[Fe/H]，[Mg/Fe]为条件的丰度分布。我们总共检测了15种元素：C、N、Al、K（轻）、O、Si、S、Ca、（$α$）、Mn、Ni、Cr、Cu、（铁峰）Ce、Ba（s过程）和Eu（r过程）。我们发现，有条件的中子捕获和轻元素最显着的磁盘的富集历史的痕迹变化，与绝对条件径向梯度$\leq 0.03$ dex/kpc。研究的其他元素具有绝对条件梯度$\lesssim 0.01$ dex/kpc。我们发现结构化的条件丰度变化作为[Fe/H]的函数为低- $α$，但不是高- $α$序列。不同半径处的平均条件丰度之间的平均离散度为$σ_\text{intrinsic} \approx$ 0.02 dex（其中Ce、Eu、Ba $σ_\text{intrinsic} >$ 0.05 dex）。这些结果作为一个衡量的幅度，通过不同的元素跟踪银河系径向富集的历史，一旦基准超新星的相关性占。此外，我们发现微妙的系统变化的条件丰度分布的…
2022-06-06 astro-ph.GA
INT monitoring survey of Local Group dwarf galaxies: star formation history and chemical enrichment
本星系群（LG）拥有许多矮星系，在形态、质量、恒星形成和金属丰度方面具有不同的物理特征。为此，LG可以提供一个独特的网站，通过提供详细的信息来解决有关星系形成和演化的问题。虽然大型望远镜通常是此类研究的首选，但进行专门观测的小型望远镜调查仍然很重要，特别是在研究附近宇宙中的明亮物体时。在这方面，我们使用位于拉帕尔马的2.5米艾萨克·牛顿望远镜（INT）对55个矮星系进行了9个历元的调查，称为本星系群矮星系调查，以确定长周期变星（LPV），即渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）。AGB星形成于不同的时期，研究它们的径向分布和质量损失率可以揭示星系的结构形成。为了进一步研究这些星系的演化路径，我们使用LPV恒星构建了它们的恒星形成历史（SFH），LPV恒星处于演化的最后阶段，因此在数百到数千天的时间尺度上经历了亮度波动。本文介绍了本星系群矮星系巡天的一些结果。
2021-01-26 astro-ph.GA
Using Star Clusters as Tracers of Star Formation and Chemical Evolution: the Chemical Enrichment History of the Large Magellanic Cloud
传统上，本星系群的恒星形成（SFH）和化学富集（CEH）历史都是通过分析哈勃空间望远镜获得的色星等图中的恒星星族来研究的。星团可以用地面望远镜在更远的距离上在综合光下进行研究。它们代表了其宿主星系在不同年龄的化学演化快照。在这里，我们提出了一个简单的理论框架的化学演化的基础上的瞬时循环近似（IRA）模型。我们推断CEH从SFH，反之亦然，使用观测数据。我们还提出了一个更先进的模型，考虑到Ia型超新星的贡献，个别化学元素的演变。我们证明，年龄，铁和$α$ -元素丰度的15个星团来自他们的综合光谱拟合可靠地跟踪CEH的大麦云云从解决恒星星族的年龄范围40 Myr $<t<$ 3.5 Gyr。我们的模型预测的CEH从全球SFH的LMC同意非常好的观察到的集群年龄金属丰度关系。此外，由IRA模型（$6.2\cdot10^8 M_{\odot}$）估计的LMC的当前总气体质量在不确定性内与针对分子气体的存在进行校正的观测到的HI质量（$5.8\pm0.5\cdot10^8 M_{\odot}$）相匹配。我们简要地讨论了如何使用我们的方法来研究SFHS的星系距离为10 Mpc的详细程度，目前只有在少数附近的银河系卫星。
2018-04-17 astro-ph.GA
In medio stat virtus: enrichment history in poor galaxy clusters
INAF - Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Milano（意大利国家天体物理研究所米兰空间天体物理学与宇宙物理学研究所）；Universitá degli Studi di Milano（米兰大学）；Dipartimento di Fisica e Astronomia DIFA – Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
本文通过测量三个贫乏星系团的铁丰度剖面，发现其剖面平坦，揭示了星系团和大质量团之间化学富集的历史。
2025-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The history of chemical enrichment in the intracluster medium from cosmological simulations
金属在星系团团内介质（ICM）中的分布为研究其形成和演化、与宇宙恒星形成的关系以及不同气体过程的影响提供了有价值的信息。通过分析一个模拟的星系团样本，我们研究了ICM的化学富集，它的演化，以及它与模拟中的物理过程和核心的热性质的关系。这些模拟，包括重新模拟的29个拉格朗日区域进行了升级版本的SPH GADGET-3代码，已经运行，包括两个不同的重子物理：一个帐户的辐射冷却，恒星形成，金属富集和超新星（SN）的反馈，另一个进一步包括反馈的影响，从活动星系核（AGN）。与观测结果相一致，我们发现了熵和金属丰度之间的反相关性在集群核心，和类似的径向分布的重元素丰度和丰度比大集群中心的距离（~R180）。在外围，即~0.2R180之外，我们发现金属丰度分布非常均匀，由SNIa或SNII产生的元素几乎是平坦的。我们研究了这一现象的起源，发现这是由于早期（z>2-3）活动星系核强烈爆发对小的高红移晕的作用，广泛地置换了富金属气体。我们的研究结果还表明，该样品的热气体的固有金属丰度在整个径向范围内，在z=2和z=0之间平均一致，没有演变。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Clusters in M31. V. Evidence for Self-Enrichment in Old M31 Clusters from Integrated Spectroscopy
在过去的十年中，球状星团（GC）由具有均匀初始化学成分的同时代恒星组成的概念受到越来越多的证据的挑战，这些证据表明它们拥有复杂的恒星星族混合，可能表明恒星形成和化学富集的复杂历史。已经提出了几个模型来解释GC中多个恒星星族的存在，但没有一个单一的模型提供了一个完全令人满意的匹配现有的数据。化学和全球参数之间的相关性，如集团质量或光度是GC形成的物理学的基本线索。在这封信中，我们提出了一个分析的平均丰度的Fe，Mg，C，N，和Ca的72岁的GC仙女座星系。我们第一次表明，有一个GC的质量和平均恒星氮丰度之间的相关性，跨越近二十年的质量。这一结果揭示了新的光GC的形成，提供了重要的限制其内部化学演化和质量损失的历史。
2013-08-29 astro-ph.GA
The Star Formation History of the Large Magellanic Cloud
我们提出了有史以来第一个全球性的，空间分辨重建的恒星形成历史（SFH）的大麦云（LMC），我们的StarFISH分析软件的应用程序的多波段光度测量的两千万颗恒星从麦哲伦云光度测量。我们的研究结果的一般轮廓与以前发表的结果是一致的：恒星形成的初始爆发后，有一个安静的时代，从大约12至5 Gyr前。恒星形成然后恢复，并一直进行到目前为止，平均速率约为0.2太阳质量/年，时间变化为2倍。大约5 Gyr前，在LMC和SMC中，恒星形成的重新点燃暗示了当时麦哲伦系统中的戏剧性事件。在最近的恒星形成率的全球变化中，峰值大约在2 Gyr，500 Myr，100 Myr和12 Myr。5亿年和2亿年的峰值几乎与小麦哲伦云SFH中的类似峰值重合，这表明这些星系的联合历史至少可以追溯到几个Gyr。从我们的StarFISH分析恢复的化学富集历史与从LMC的星团人口推断的大致一致，尽管我们对古代化学富集历史的限制很弱。我们得出结论，从恒星形成和化学富集的历史的字段和集群人口的字段和集群恒星形成模式是紧密耦合之间的一致性。
2009-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the chemical enrichment history of the Bulge Fossil Fragment Terzan 5
本文通过模拟 Terzan 5 的化学增丰历史，提出其经历两次恒星形成爆发并起源于质量约为现今十倍的气体团块，从而解释了观测到的金属丰度分布和元素丰度比，支持其作为银河系核球原始构建块遗迹的假说。
2023-05-24 astro-ph.GA
SEGUE-2 and APOGEE: Revealing the History of the Milky Way
银河系的历史被编码在其分辨的恒星星族的空间分布、运动学和化学富集模式中。SEGUE-2和APOGEE是组成SDSS-III（斯隆数字巡天III）的四次巡天中的两次，将分别绘制光学和红外波长的分布和富集模式。SEGUE-2将利用现有的SDSS摄谱仪，在选定的高纬度区域获得140，000颗恒星的光谱，其星等限制为r ~ 19.5，比SDSS-II调查SEGUE（斯隆银河系了解和探索扩展）中观察到的遥远晕星样本增加一倍以上。SEGUE和SEGUE-2的光谱分辨率为R ~ 2000，每像素的信噪比为20-25，测量径向速度的典型精度为5-10 km/s，测量金属丰度（[Fe/H]）的典型外部误差为0.25 dex。APOGEE（阿帕奇点天文台星系演化实验）将使用一台新的300光纤H波段摄谱仪（1.5-1.7微米），以获得100，000颗红巨星的高分辨率（R ~ 24，000）、高信噪比（S/N ~ 100每像素）光谱，其星等极限H ~ 12.5。红外光谱穿透了从我们的视野中遮住银河系内部的尘埃，使APOGEE能够对所有银河系恒星星族进行第一次大规模、均匀的光谱调查。APOGEE光谱将允许以< 0.5 km/s的精度测量径向速度，并确定每个计划恒星的15种化学元素的丰度（精度约为0.1 dex），这可用于重建产生这些元素的恒星形成历史。（节略）
2009-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the role of AGN on the star formation and metal enrichment of "twin galaxies"
我们探讨活动星系核活动对星系恒星形成历史的影响，通过分析附近的10对孪生星系的恒星星族属性-被选为除了活动星系核的存在是视觉上相似的。选择这样的双样品代表了一种方法来研究活动星系核反馈，最近提出的德尔道德卡斯特罗等人。我们使用积分场单元（IFU）的数据从CALIFA，堆叠在三个固定的孔径。活动星系核中的孪生星系比非活动星系核中的星系有更多的演化恒星星族，90%的时间，不管孔径大小。与SDSS的大样本比较证实，大多数双胞胎是一般人群的代表，但在每一个双胞胎之间的差异是显着的。一组有针对性的线强度显示，双胞胎中的AGN成员比非AGN星系更古老，更富含金属，这表明我们样本中的AGN星系可能具有更早的形成时间，或者遵循不同的恒星形成和化学富集历史。这些结果进行了讨论，在两个简单的，对比的假设中所发挥的作用AGN在星系演化，这可以在未来进行测试，在更详细的使用更大的数据集。
2022-06-15 astro-ph.GA
LYRA II: Cosmological dwarf galaxy formation with inhomogeneous Population III enrichment
我们模拟了一个$2\times10^9 M_\odot$晕质量的宇宙学矮星系在4个太阳质量的气体分辨率下运行到$z=0$。我们比较了三个简单的子网格实现人口III恒星的不均匀化学富集，并将其与本星系群矮星系的约束进行比较。所采用的模型LYRA是一个新的高分辨率星系形成模型，它是为移动网格程序AREPO建立的，它的特点是分辨出的多相星际介质、单个恒星和单个超新星事件。由此产生的再电离遗迹的特征是一个短暂的（$<1.5$ Gyr）恒星形成历史，反复被反馈的剧烈爆发所停顿。恒星的形成在$z\approx4$和$z\approx0.2-0$的合并过程中被重新点燃一段短暂的时间，然后在持续的气体吸积之后再次点燃。我们的模型$z=0$星系与本星系群矮星系的恒星质量、大小、恒星运动学和金属丰度关系相匹配。暗物质的轮廓在任何版本的模型中都没有表现出核心。我们表明，第三族恒星的主机晕质量影响矮星系的组装历史。这表现在初始气体崩溃的祖先晕，影响中心密度的恒星组成部分，并通过吸积发光的子结构。
2022-07-06 astro-ph.GA
The radial metallicity gradient and the history of elemental enrichment in M81 through emission-line probes
根据Gemini多目标摄谱仪（GMOS）的观测结果，给出了M81中HII区的一组新的弱线丰度。其目的是获得等离子体和丰度分析的一个相当大的一套发射线目标，研究银河系的化学成分的框架内的银河系金属丰度梯度。我们使用弱线丰度的方法，推导出的电子密度和温度的几个HII地区的M81。梯度分析是以氧丰度为基础的，再加上我们用多镜望远镜（MMT）光谱类似地测定的一组HII区丰度，新数据产生的径向氧梯度为-0.088 $\pm$ 0.013 dex kpc $^{-1}$，比行星状星云的金属丰度梯度（-0.044 $\pm$ 0.007 dex kpc $^{-1}$）更陡。这一结果可以解释为随时间的梯度演化：星系演化模型中，由内而外的盘形成与前富集气体的下降有关，会产生这种梯度的差异，尽管恒星迁移效应也会引起老的和年轻的种群之间的金属丰度梯度的差异。通过比较M81与其他旋涡星系的金属丰度梯度，所有一致来自弱线分析，我们可以推断，类似的梯度差异是常见的螺旋。M81中HII区域和PNe的金属丰度梯度斜率似乎比其他星系盘更陡，这可能是由于M81属于一个星系群。我们还发现，在观测定义的空间域中，M81的平均氧富集度为0.14 $\pm$ 0.08 dex。我们的数据与其他作者在M81和其他星系中推断的R $_{25}$周围的径向氧梯度斜率的突破是兼容的。
2014-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the multiple populations in globular clusters by multiple episodes of star formation and enrichment without gas expulsion from massive star feedback
为了研究银河系光环和凸起中的球状星团（GC）中发现的多个恒星星族的起源，我们为其推定的低质量祖先构建了化学演化模型。根据最新的理论发展，我们假设超新星爆炸波在没有排出预先富集的环境气体的情况下发生井喷，而大质量恒星的相对缓慢的风，以及从低质量到高质量的渐近巨星分支恒星的风和喷出物，都保留在这些质量较小的系统中。有趣的是，我们发现，所观察到的Na-O反相关的贫金属GC可以再现时，多个事件的星爆和富集被允许继续在这些子系统。一个特定形式的恒星形成的历史与连续恒星世代之间的时间间隔减少，但是，需要获得这一结果，这是在很好的协议与合成水平分支模型获得的参数。“质量预算问题”也大大减轻了我们的模型没有特别的假设恒星形成效率，初始质量函数，和第一代恒星的优先损失。我们还应用这些模型研究了Lee等人（2015）提出的富含金属的隆起中的超氦富红团星的起源。我们发现，大质量恒星的风的化学富集可以自然地再现所需的强大的他在富含金属的子系统增强。我们的研究结果进一步强调，气体排出或保留是理解GC中多种群的关键因素。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep optical spectroscopic monitoring of the pulsating ULX NGC 1313 X-2 with longslit Gemini observations
Scuola Universitaria Superiore IUSS Pavia（帕维亚高等大学学院）；Durham University（杜伦大学）
通过Gemini-South长缝光谱数据，发现NGC 1313 X-2的伴星可能为A型超巨星，并更新了轨道参数和吸积盘尺度约束。
2026-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Insights into Pre-Enrichment of Star Clusters and Self-Enrichment of Dwarf Galaxies from their Intrinsic Metallicity Dispersions
已知星团比矮星系具有更小的内在金属丰度分布，因为它们的恒星形成时间尺度更短。在这里，我们使用个人的光谱[Fe/H]测量的恒星在19个本星系群矮星系，13个银河系疏散星团，和49个球状星团显示，星团和矮星系线性金属丰度分布是二项式的形式，与所有的对象表现出很强的相关性之间的平均线性金属丰度$\bar{Z}$和内在的金属丰度$σ(Z)^{2}$传播。$σ(Z)^{2}$与$\bar{Z}$的关系图表明，矮星系与星团的相关关系是偏移的。这些线性金属丰度分布的共同二项式性质可以用简单的非均匀化学演化模型来解释（例如，Oey 2000），其中星团和矮星系的行为在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$图中再现的富集事件的数量，覆盖分数，和丰富的区域的内在大小。自富集的不均匀性决定了观测到的矮星系$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$相关性的斜率。从矮星系的星团序列的偏移是由于预富集，和星团序列的斜率代表的残余签名的自富集的历史，他们的宿主星系。这个偏移量可以用来将星团从矮星系中分离出来，而不需要事先知道它们的光度或动力学质量。非均匀模型在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$关系中的应用提供了一种数值形式，可以使用物理激发的化学富集参数将星团和矮星系之间的自富集和预富集联系起来。
2012-09-20 astro-ph.GA
Monitoring survey of pulsating giant stars in the Local Group galaxies: survey description, science goals, target selection
本星系群中邻近的矮星系构成了一个完整的星系环境，非常适合研究恒星星族和星系演化之间的联系。在这项研究中，我们正在进行的光学监测调查的大多数矮星系的本集团，与艾萨克牛顿望远镜（INT），以确定长周期变星（LPVs）。这些恒星处于演化的终点，因此它们的光度可以直接转化为它们的诞生质量;这使我们能够重建恒星形成的历史。到监测调查结束时，我们将进行十个时期的观测，间隔大约三个月，并确定长周期，产生尘埃的AGB星;已经获得了五个时期的数据。LPV也是尘埃的主要来源;结合斯皮策太空望远镜在中红外波长的图像，我们将量化质量损失，并提供一个详细的质量反馈到星际介质的地图。我们还将使用不同光学通带中的振幅来确定恒星的半径变化，并将其与质量损失联系起来。
2017-07-14 astro-ph.GA
Enrichment of Strontium in Dwarf Galaxies
Sr等轻的反式铁元素是理解重元素天体物理位置的关键。贫金属恒星的光谱研究已经揭示了大的星-星散射的比值[Sr/Ba]，这表明有多个网站的生产Sr。在这里，我们提出了丰富的历史Sr的一系列的$N$ -体/平滑粒子流体动力学模拟的矮星系的恒星质量为3 $\times$ 10 $^{6}$ $M_{\odot}$。我们发现，双中子星合并（NSMs）和渐近巨星分支（AGB）星有助于富集Sr的金属丰度范围[Fe/H] $\gtrsim$ $-$ 3和[Fe/H] $\gtrsim$ $-$ 1，分别。然而，似乎不足以解释Sr的整体观测趋势，只考虑这些网站。我们发现，包括电子捕获超新星（ECSNe）和旋转的大质量恒星（RMS）的模型，除了NSM和AGB，合理地再现了Sr在矮星系中的富集历史。ECSNe和NSM的贡献使[Sr/Fe]、[Sr/Ba]和[Sr/Zn]中的$\approx$散射为0.2 dex，这在金属丰度范围[Fe/H] $<$ $-2$的观测恒星中可以看到。我们还发现ECSN祖细胞的质量范围应该基本上小于$1\, M_\odot$（例如，0.1-$0.2\, M_\odot$）以避免[Sr/Ba]和[Sr/Zn]比率的过度预测。我们的研究结果表明，NSMs，AGB，ECSNe和RMS都在本群矮星系的富集历史中发挥作用，尽管需要更多的观测数据来解开这些来源的相对贡献。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapid Chemical Enrichment by Intermittent Star Formation in GN-z11
本研究用化学演化模型解释GN-z11的超太阳氮丰度，发现含约100 Myr宁静期的两次星暴历史可匹配CNO比值，而单星暴和预增丰模型失败。
2024-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Two sequences in the age-metallicity relation as seen from [C/N] abundances in APOGEE
年龄-金属丰度关系是研究盘体形成和演化的基础。观测表明，这种关系具有很大的离散性，不能仅用观测误差来解释。因此，这种分散归因于径向迁移的影响，在径向迁移中，追踪盘中不同化学演化历史的恒星混合在一起。然而，Nissen等人2020年的最新研究利用太阳型恒星的高精度观测数据，发现了两个相对紧密的年龄-金属丰度关系。一个序列的老和金属丰富的恒星可能跟踪化学富集历史的内盘，而其他序列的年轻和金属贫乏的恒星的化学富集历史的外盘。如果年龄测量的不确定性增加，这些序列混合解释了在其他研究中观察到的一种关系的分散。这项工作是在这些结果的基础上进行的，通过分析APOGEE观测到的一个独立的红团巨星样本。由于红巨星的年龄明显更不确定，[C/N]比被认为是年龄的代表。这个更大的数据集被用来研究这些关系在不同的银河半径，发现这些不同的序列只存在于太阳附近。APOGEE数据集进一步用于探索不同的丰度和运动学平面，以揭示这些种群的性质。
2021-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
JADES: The star-formation and chemical enrichment history of a luminous galaxy at z~9.43 probed by ultra-deep JWST/NIRSpec spectroscopy
该研究利用超深 JWST/NIRSpec 与 NIRCam 数据分析 z=9.4327 的明亮星系 JADES-GS-z9-0，揭示其年轻、致密、低金属丰度及可能偏向大质量端的 IMF，并评估其再电离贡献。
2025-03-01 astro-ph.GA
Chemical enrichment of metal-poor stars orbiting massive black hole companions
研究揭示了在高度不等质量比的双星系统中，大质量黑洞伴星对低质量恒星金属吸积的影响，以及主序星阶段外金属丰度变化的机制。
2025-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A tale of two clusters: dynamical history determines disc survival in Tr14 and Tr16 in the Carina Nebula
了解恒星的诞生地如何影响行星形成盘对于全面的行星形成理论是很重要的。大多数恒星诞生于致密的恒星形成区，在那里，其他恒星的外部影响，特别是最大质量的恒星，将影响其行星形成盘的生存和富集。模拟表明，恒星动力学在调节外部反馈如何影响圆盘方面发挥着核心作用，但将模型与观测结果进行比较需要估计恒星形成区域的初始恒星密度。结构分析限制了恒星形成区域所经历的动力学演化的数量;保持子结构并且没有显示质量分离的区域可能是动态年轻的，因此接近它们的出生密度。在本文中，我们提出了一个结构分析的两个集群船底座星云，Tr 14和Tr 16。我们发现，无论是集群显示证据质量隔离或集中的形态，这表明这两个地区是动态年轻。这使我们能够与Nicholson等人（2019）的模拟进行比较，他们预测了不同初始密度的恒星形成区域中的圆盘存活率。Tr 14和Tr 16中幸存的盘分数与他们的预测一致（都是$\sim 10$ %），支持越来越多的证据表明恒星形成环境在原行星盘的生存和富集中起着重要作用。
2019-04-22 astro-ph.GA
oMEGACat V: Helium Enrichment in $ω$ Centauri as a Function of Metallicity
本研究结合哈勃望远镜测光与MUSE光谱数据，首次探究半人马座ω全金属丰度范围的氦丰度升高规律，明确了升高幅度与富氦恒星占比随金属丰度的变化特征，为该星团形成历史与富集机制提供新约束。
2024-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early chemo-dynamical evolution of dwarf galaxies deduced from enrichment of r-process elements
本星系群中的极贫金属（EMP）星通过快速中子俘获过程（r过程元素）合成的元素丰度为我们澄清银河系晕的早期演化历史提供了线索。本星系群的矮星系也会以类似的方式演化出银河系晕的组成部分。然而，如何化学动力学演变的积木影响丰富的r-过程元素还不清楚。在本文中，我们进行了一系列的模拟使用矮星系模型与不同的动力学时间和总质量，这决定了恒星的形成历史。我们发现，星系的动力学时间长于1亿年的恒星形成率小于$10^{-3} M_{\odot}$年$^{-1}$，并慢慢丰富的金属在其早期阶段。这些星系可以解释所观察到的大散射的r-过程丰度的EMP恒星在银河系晕，无论其总质量。另一方面，第一个中子星合并出现在一个更高的金属丰度的星系的动力学时间短于典型的中子星合并时间。r过程元素的散射主要来自于星际介质中金属的不均匀性，而$α$ -元素的散射则主要来自于各超新星产额的差异。我们的研究结果表明，未来的EMP星中的r-过程元素的观测将能够约束本星系群星系的早期化学动力学演化。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Impact of Neutron Star Binaries Natal-Kick Distribution on the Galactic r-process Enrichment
研究了中子星双星的出生反冲分布对银河系r过程富集的影响。我们根据N体模拟结果模拟了一个银河系型晕的生长过程，并利用多历元丰度匹配技术模拟了它的恒星形成历史。我们认为NSB的合并远远超出了星系的有效半径（$>2\times R_\mathrm{eff}$）不有助于银河系r-过程富集。假设幂律延迟时间分布（DTD）函数（$\propto t^{-1}$）与$t_\mathrm{min}=30$ Myr的二进制合并的时间尺度，和指数分布的出生踢分布的平均值为180公里秒$^{-1}$，我们表明，高达$\sim$ 40%的所有形成的NSB不有助于r-过程富集$z=0$，要么是因为它们在远离星系的给定红移（达到$\sim$ 25%）处合并，要么是因为它们到今天还没有合并（$\sim$ 15%）。我们的结果在很大程度上对DTD函数的细节不敏感。假设1亿年的恒定聚结时间尺度很好地接近所采用的DTD，其中30%的NSB对r-过程富集没有贡献。我们的研究结果，虽然相当依赖于所采用的出生踢分布，代表了第一步，估计出生踢和DTD功能的影响r-过程富集的星系，将需要纳入流体动力学模拟。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Nucleosynthesis and the chemical enrichment of galaxies
本文综述恒星核合成及其在银河系中的观测检验，阐述如何计算星系化学增丰，并展示基于最新核合成产率的结果，强调恒星物理对星系考古学模型预测的决定性作用。
2025-06-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of rare events on the chemical enrichment in dwarf galaxies
本研究通过引入稀有性的化学演化模型，发现稀有事件（如r-过程和中子星合并）显著影响本星系群矮星系的化学增丰，尤其在低金属丰度下导致丰度比振荡，并揭示了r-过程位点和大质量恒星自转对铁后元素产生的不同贡献。
2023-09-07 astro-ph.GA
Mentari: A pipeline to model the galaxy SED using semi analytic models
我们建立了一个关于星系发出的光如何在宇宙时间中演化的理论图景。特别是，我们预测的星系光谱能量分布（SED）的演变仔细整合的恒星形成和金属富集的半解析模型（SAM）星系的历史，并结合这些与恒星星族合成模型，我们称之为mentari。我们的SAM结合处方来模拟星系演化中气体吸积、恒星形成、反馈过程和化学富集之间的相互作用。由此，可以构建任何模拟星系在其历史上任何时间点的SED，并与望远镜数据进行比较，以逆向工程可能导致一组特定观测的各种物理过程。来自mentari的数百万个模拟星系的合成SED可以覆盖从远紫外到红外的波长，因此可以讲述星系演化历史的近乎完整的故事。\keywords{galaxies: evolution - galaxies: stellar content - galaxies.}
2020-06-17 astro-ph.GA
VLT/FLAMES spectroscopy of Red Giant Branch stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
单个红巨星分支恒星（RGB）的年龄可以从1 Gyr到宇宙的年龄，并且相信它们光球中大多数化学元素的丰度随时间保持不变（那些不受第一次挖掘影响的元素）。这意味着他们追踪了恒星形成时星系中的ISM，从而追踪了星系的化学富集历史。CMD分析显示船底座矮球状体（dSph）有一个不寻常的恒星形成历史（SFH），预计这将反映在不同化学元素的丰度。我们使用VLT-FLAMES摄谱仪在HR模式（R~20000）下测量了船底座35颗RGB星的化学元素丰度。我们还结合这些丰度与测光得出这些恒星的年龄估计。这使我们能够确定我们样本中的恒星属于两个不同的恒星形成（SF）事件中的哪一个，从而确定SF和这两个事件中化学富集之间的关系。正如从SFH所预期的那样，船底座包含两个不同的RGB恒星群：一个是旧的（>10 Gyr），我们发现它是贫金属的（[Fe/H]<-1.5），α-富（[Mg/Fe]>0.0）;其他中间年龄（~2-6 Gyr），我们发现其金属丰度范围（-1.8<[Fe/H]<-1.2），[α/Fe]丰度分布很广，从极低值（[Mg/Fe]<-0.3）到与较老种群相同的平均值（<[Mg/Fe]>~0.3）。我们发现，化学富集的历史隆凸dSph是不同的SF情节。最早的一次是短的（~2-3 Gyr），导致整个星系的化学快速富集到[Fe/H] ~ -1.5，同时有SNe II和SNe Ia的贡献。随后的事件发生…
2011-12-02 astro-ph.GA
The Enrichment of the Intergalactic Medium with Adiabatic Feedback I: Metal Cooling and Metal Diffusion
采用金属冷却、金属湍流扩散和热能，利用一系列SPH模拟研究IGM金属富集。采用绝热反馈机制，防止气体冷却，产生没有明确的风粒子的星系风。模拟产生的宇宙恒星形成历史（SFH）与观测结果大致一致，直到z $\sim$ 0.5，以及通用中性氢分数（$Ω_{\rm H I}$）的稳定演变。在z=0时，大约40%的重子在温暖的星系际介质（WHIM）中，但大多数金属（80%-90%）被锁定在恒星中。在较高的z，IGM中的金属比例较高，这是由于星系更有效的损失。在整个宇宙历史中，IGM金属主要存在于WHIM。星系内部气体的金属丰度演化与观测结果基本一致，但弥散IGM在z $\sim$ 2.5处富集。银河风最有效地富集了中等质量范围$10^{10}$ M $_{\sun}$ - $10^{11}$ M $_{\sun}$的晕的IGM。在低质量端气体被阻止吸积到晕上，并且具有非常低的金属丰度。在高质量端，随着星系中恒星质量分数的降低，晕重子逃逸率也随之降低。这可能是因为恒星形成活动和逃逸效率的降低。金属增强冷却，使WHIM气体冷却到星系上，并增加恒星的形成。金属的扩散使得风在逃逸之前混合，减少了IGM的金属含量，有利于星系晕内的气体和恒星形成气体。扩散显著增加了低金属丰度气体的量，并改变了密度-金属丰度关系。
2010-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Timing the r-Process Enrichment of the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
超微弱的矮星系网状座II（Ret II）显示出独特的化学演化历史，其中72 + 10/-12%的恒星在r-过程元素中强烈增强。介绍了哈勃深空望远镜Ret II的测光情况，分析了它的恒星形成历史。与其他超暗矮星一样，色星等图最适合由两次恒星形成爆发组成的模型。如果我们假设爆发是瞬时的，那么较老的爆发发生在再电离时期，形成了银河系中约80%的恒星，而其余的恒星形成了约3 Gyr。当允许脉冲串具有非零持续时间时，我们得到稍微好一点的拟合。在这种情况下，最适合的模型由两个爆发组成，开始于再电离之前，大约一半的恒星形成于一个短暂的爆发（1亿年），另一半则是在一个更长的持续2.6 Gyr的时期内。考虑到完整的可行的恒星形成历史模型，我们发现28%的恒星在恒星形成开始的5亿+/-2亿年内形成。结合恒星形成的历史和r-过程增强型恒星的普遍性，证明Ret II中的r-过程元素一定是在其初始恒星形成阶段的早期合成的。因此，我们将Ret II中第一批恒星形成与r-过程核合成之间的延迟时间限制在5亿年以内。该测量排除了具有几个Gyr或更多延迟时间的r过程源，例如GW 170817。
2022-12-01 astro-ph.GA
The VISCACHA survey XIV. Chemical evolution history of the SMC: The Southern Bridge Clusters
本文基于 VISCACHA 巡天约 67% 的南桥星团样本更新其年龄-金属丰度关系，发现其与西晕星团趋势相似，并提出由约 6 Gyr 前大规模并合及后续间歇性增丰驱动的统一化学演化模型。
2025-07-22 astro-ph.GA
Can Neutron-Star Mergers Explain the r-process Enrichment in Globular Clusters?
在相当数量的老的、贫金属的球状星团中观测到了r过程元素的星-星色散。我们调查早期的中子星合并作为这种富集的机制。通过数值模拟和分析参数，我们表明，中子星合并不能通过动力学相互作用诱导早期的集群的历史，即使是最自由的假设中子星隔离。因此，如果中子星合并是球状星团中r过程弥散的主要机制，那么它们很可能是星团中孤立的原始双星演化的结果。通过人口建模，我们发现，只有当大量的双中子星祖星通过案例BB质量转移进行时，中等比例的富集GC才是可能的-在对球状星团初始性质的各种假设下，如果这种质量转移稳定地（不稳定地）进行，则在约15-60%（约30-90%）的球状星团中将发生具有浓缩潜力的中子星合并。由于超新星的质量损失，超新星爆发前的轨道分离和超新星爆发后的系统速度之间存在强烈的反相关性，这导致大多数浓缩候选物从其宿主星团中有效地喷射出来。因此，大多数浓缩事件发生在双中子星诞生后不久。这就要求在恒星形成的初始爆发后，在球状星团中存在能够吸收r过程喷出物的恒星形成气体。如果气体在球状星团中重新分布的情景不能在这些时间尺度上起作用，中子星合并富集候选者的数量就会严重下降，很可能是另一种机制在起作用，比如来自于中微子的r过程富集。
2019-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ranking Theoretical Supernovae Explosion Models from Observations of the Intracluster Gas
团内介质（ICM）是宇宙历史上不同类型超新星（SNe）合成的重元素的储存库。不同的富集机制导致不同的相对金属产量，主要是由不同的SNe型优势造成的。使用空间分辨X射线光谱法，可以探测每种金属富集机制的贡献。然而，大量物理上可行的超新星爆炸模型使得ICM浓缩历史的分析更加不确定。本文提出了一种非参数PDF分析排名不同的理论SNe产量模型，通过比较他们的性能与观察。具体来说，我们应用这种新的方法来排名7192核心塌陷SN和Ia型SN模型的组合使用8丰度比从$Suzaku$观测18个星系系统（集群和集团），以测试他们的预测。这种新技术可以比较许多SN模型，并最大限度地提高光谱信息提取，考虑所有个人的可测量丰度比和它们的不确定性。我们发现，II型超新星与非零初始金属丰度的祖先一般表现优于对不稳定SN和Hypernova模型和3D SNIa模型（与WD祖中心密度$2.9\times10^9 \mathrm{g\,cm^{-3}}$）在所有测试的SN模型对中表现最好。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The star formation history of galaxies in 3D: CALIFA perspective
我们解决空间的恒星形成历史的300个附近的星系从CALIFA积分场调查调查：a）的径向结构和梯度的当前恒星种群属性作为哈勃类型的函数;和b）的作用，发挥星系恒星质量和恒星质量表面密度在管理恒星形成历史和金属丰度富集的球状体和星系盘。我们应用化石记录的方法，光谱合成技术的基础上恢复空间和时间分辨的星系质量从10 $^9$到7 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$的球状体和螺旋的恒星人口属性的地图。恒星质量面密度（$μ_{*}$）、恒星消光（A $_{V}$）、光度加权年龄（$\langle$ log age $\rangle_{L}$）和质量加权金属丰度（$\langle$ log Z/Z $_{\odot}$ $\rangle_{M}$）的径向剖面被叠加在7个星系形态的箱中（E、S 0、Sa、Sb、Sbc、Sc和Sd）。所有这些性质都显示出负梯度，这是大质量星系由内向外生长的景象。然而，梯度以不同的方式取决于哈勃类型。对于相同的星系质量，E和S 0星系的$μ_{*}$显示出最大的内部梯度;仙女座星系（Sb与log M $_{*}$（M $_{\odot}$）$\sim$ 11）显示出最大的内部年龄和金属丰度梯度。平均而言，螺旋星系的恒星金属丰度梯度$\sim$为每半光半径-0.1 dex，与CALIFA估计的电离气体氧丰度梯度值一致。导出了一个全局（M …
2014-09-25 astro-ph.GA
On the Incorporation of Metallicity Data into Star Formation History Measurements from Resolved Stellar Populations
光谱恒星金属丰度和解析恒星色星等图（CMD）的组合有可能约束整个恒星形成和化学富集历史（SFH）的星系比单独拟合CMD（这是最常见的SFH研究使用解析恒星星族）。本文提出了两种将外部金属丰度信息纳入色星等图拟合技术的方法。总的来说，金属丰度和CMD信息的联合拟合可以提高测量年龄-金属丰度关系和恒星形成率的精度，比单独的CMD拟合提高约10%。然而，恒星等时线的系统学以及光谱和光度金属丰度测定之间的不匹配会降低恢复的SFH的准确性。我提出了一个简单的缓解这些系统，可以降低这些系统的幅度，从CMD拟合单独获得的水平，同时确保年龄-金属丰度的关系是一致的光谱金属丰度。在CMD拟合分析的情况下，改进的恒星模型和光谱和光度金属丰度之间的校准是目前的主要障碍，从联合拟合恒星金属丰度和CMD的SFH精度的收益。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Neutron star mergers and rare core-collapse supernovae as sources of r-process enrichment in simulated galaxies
我们使用宇宙学，磁流体动力学模拟银河系质量的星系从御夫座项目研究其富集与快速中子捕获（r-过程）元素。我们实现了各种富集模型从两个二元中子星合并和罕见的核心坍缩超新星。我们关注的是（极度）贫金属恒星的丰度，其中大多数是在宇宙的第一次~Gyr期间在外部星系中形成的，后来吸积到主星系上。我们发现，大多数贫金属星的r-过程富集在我们的所有富集模型。中子星合并模型的结果在一个中位数r-过程丰度比增加金属丰度，而在罕见的核心塌陷超新星模型的中位数趋势是近似平坦的。对于延迟时间较长或r-过程产生事件的速率较低的模型，r-过程丰度的分散性增加。我们的结果几乎完全收敛，部分原因是模拟中网格单元之间的气体混合。此外，不同的银河系质量的星系在各自的r-过程丰度比中只有很小的变化。目前（稀疏和潜在的偏见）在银河系中的贫金属恒星的观测似乎更喜欢罕见的核心坍缩超新星超过中子星合并的r-过程元素在低金属丰度的主要来源，但我们讨论可能的警告我们的模型。矮星系经历了一个单一的r-过程事件在其历史的早期表现出高度增强的r-过程丰度在低金属丰度，这是在观测和我们的模拟。我们还发现，单个事件中产生的元素相对较快地与~10^8兆太阳能的气体混合，使r过程元素分布在一个大的区域。
2020-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for r-process delay in very metal-poor stars
贫金属恒星的r过程元素丰度记录了恒星形成早期的r过程富集历史。目前，包括中子星合并，磁旋转超新星，和太阳黑子等各种类型的天体物理场所，被认为是r-过程元素的起源。恒星形成和r过程元素产生之间的时间延迟是区分这两种情况的关键，但需要注意的是，由于r过程事件很少，r过程元素在星际介质中的扩散可能导致r过程富集的延迟。在这里，我们研究了观测到的Ba丰度数据的非常贫金属星的早期富集历史的r-过程元素的示踪剂。我们发现，逐渐增加的[Ba/Mg]与[Fe/H]，这是非常相似的银河系和经典的矮星，需要一个显着的时间延迟（1亿年- 1 Gyr）的r-过程事件从恒星形成，而不是扩散引起的延迟。我们强调，这一结论是强大的假设，关于S-过程中的Ba丰度污染，因为没有延迟的来源将过度生产Ba在非常低的金属丰度，即使没有从S-过程的贡献。因此，我们得出结论，具有延迟的源，可能是中子星合并，是r过程元素的起源。
2021-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the R-Process Enrichment of Dwarf Spheroidal Galaxies
最近对网壳II的观测发现，与类似的超暗矮球状星系（UFD）相比，它的r过程元素过多。由于网壳II的金属丰度和恒星形成历史似乎与所有已知的UFD一致，因此网壳II的高r过程丰度表明它是通过一个单一的罕见事件（如双中子星（NS）合并）富集的。然而，我们注意到这种情况是极不可能的，因为双星恒星演化模型需要显著的超新星出生踢产生NS-NS或NS-黑洞合并，这些踢将有效地从UFD的弱引力势中删除紧凑的双星系统。我们研究了在UFD中产生r-过程元素的替代机制，包括一种新的机制，其中在高暗物质密度区域中的NS在积累了形成黑洞的大量暗物质后内爆。我们发现，当一个中子星坍缩成一个黑洞时，由潮汐力产生的r-过程原材料喷射，可以以与网壳II和银河系的r-过程丰度相匹配的速率发生。值得注意的是，暗物质模型在观测到的UFD中坍缩了一颗中子星，也解决了银河系中心脉冲星失踪的问题。我们提出的测试具体到暗物质r-过程的生产，可能会发现，或排除，这种模式。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical enrichment in groups and clusters
作为尘埃、岩石行星甚至复杂生命的基石，比氢（H）和氦（He）重的化学元素--在天文学中被称为“金属”--在我们的宇宙及其演化中发挥着至关重要的作用。直到Fe和Ni，这些金属都是由恒星和恒星残骸通过核聚变产生的，并被喷射到它们的周围环境中以丰富新的恒星世代。然而，一个惊人的发现是，这些加工过的元素甚至在恒星系统之外也能找到，特别是在早期星系周围的炽热的X射线大气中，以及遍布星系团和星系群中。因此，这些大尺度结构是我们宇宙富集的完整历史的非凡化石记录。在本章中，我们将简要讨论这种团内介质（ICM）的化学性质。在介绍了化学丰度的概念，并回顾哪些恒星源产生的元素，我们回顾的方法来获得丰度测量的ICM观测和详细的一些化学模型中实现的宇宙结构的数值流体动力学模拟。特别是，我们探讨如何X射线观测和数值模拟之间的协同作用，帮助我们了解（一）宇宙时代的大部分富集发生，（二）这些恒星源的物理负责这种富集，和（iii）负责金属扩散和混合星系外的主要机制。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recalibrating the Cosmic Star Formation History
将观测到的光度与恒星形成率联系起来的校准取决于假设的恒星星族合成模型、初始质量函数、恒星形成和金属富集历史，以及是否包括尘埃和气体的后处理。因此，推断的宇宙恒星形成历史的形状和标准化对这些假设很敏感。使用v2.2.1的二进制人口和光谱合成（\bpass）模型，我们确定了一组新的校准系数的紫外，热红外，和，氢复合线。这些紫外和热红外系数比文献中广泛使用的那些高0.15-0.2 dex，而H $α$系数大$\sim 0.35$ dex。出现这些差异的部分原因是由于夹杂物的二元演化途径，但主要反映了IMF的扩展到300 $M_{\odot}$和参考金属丰度的选择的变化。我们使用这些新的系数来重新校准宇宙恒星形成的历史，并找到改进的协议之间的综合宇宙恒星形成的历史和现场测量的恒星质量密度作为红移的函数。然而，这些系数产生了新的紧张局势之间的恒星形成率密度推断从紫外线和热红外线和那些从H $α$。
2019-10-11 astro-ph.GA
A Unified Framework Connecting Chemical Enrichment to Resolved Star Formation Histories with Applications to Local Group Dwarf Irregulars
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
该研究提出新框架，整合化学演化与解析恒星形成历史模拟星系化学丰度历史，应用于四个本星系群矮星系，通过多方法验证并与多种模型比较，发现不同模型对WLM丰度历史预测有差异，凸显结合两者约束星系形成物理及研究低质量矮星系金属相关问题的重要性。
2026-07-15 astro-ph.GA
Reading the CARDs: the Imprint of Accretion History in the Chemical Abundances of the Milky Way's Stellar Halo
在本星系群（LG）大规模光谱巡天的时代，我们可以探索利用晕星的化学丰度来研究银河系（MW）和M31恒星晕的矮星系祖先的恒星形成和化学富集历史。在本文中，我们调查使用化学吸收比分布（CARD）的七个恒星晕从Latte套件的FIRE-2模拟。我们试图推断星系的组装历史，通过建模的CARD的恒星晕的Latte星系作为一个线性组合的模板CARD从破裂的矮星，不同的恒星质量$M_{\star}$和淬火时间$t_{100}$。我们提出了一种方法来构建这些模板使用当今的矮星系。对于七个Latte晕中的四个，我们恢复了吸积矮星的质量谱，精度为$<10\%$。对于质量吸积的分数作为$t_{100}$的函数，我们发现残差的$20-30\%$的七个模拟。我们讨论了这种方法的失败模式，这是由于矮星系的恒星形成和化学富集历史的多样性。这些故障情况下，可以鲁棒地识别的高模型残差。虽然CARD建模方法不能成功地推断出这些情况下的组装历史，但这些破裂矮星的CARD包含了它们不寻常的形成历史的签名。我们的研究结果是有希望的使用CARDs了解更多关于MW和M31恒星晕的祖先的历史。
2021-10-06 astro-ph.GA
The uniformity and time-invariance of the intra-cluster metal distribution in galaxy clusters from the IllustrisTNG simulations
金属在星系团内介质中的分布，是有关星系团富集历史和形成的重要信息。在这里，我们探讨的金属含量的星系团在IllustrisTNG -一套新的星系形成模拟建设的Illustris项目。我们的星团样本包含20个TNG 100- a ~（100 Mpc）^3体积模拟中的天体，分辨率为2x1820^3;以及370个TNG 300- a ~（300 Mpc）^3体积模拟中的天体，分辨率为2x2500^3。z=0的金属丰度剖面与观测结果一致，富集历史与z~1以上的观测数据一致，几乎没有金属丰度演化。丰度分布在集群样本内变化很小，特别是在相对分散度约为15%的郊区。平均金属丰度曲线向中心倾斜，我们发现对数斜率为-0.1，而在郊区为-0.5。与非冷核心系统（~0.5太阳能）相比，冷核心星团具有更多的中心峰值金属丰度剖面（~0.8太阳能），与观测趋势相似。Si/Fe和O/Fe径向分布遵循正梯度。在z~2以下，外部丰度分布不演化，而内部分布向z=0变平。超过~80%的金属在团内介质已经吸积从原团环境，这已经丰富到~0.1太阳已经在z~2。我们的结论是，在我们的集群样本中，集群内的金属分布是均匀的，几乎不随时间变化的郊区超过10 Gyr，并通过一个普遍的富集历史的形式。
2017-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Enrichment of the Galactic disc with neutron capture elements: Sr
银河系盘中重中子捕获元素的富集历史提供了有关我们银河系化学演化以及制造这些元素的恒星来源的基本信息。在这项工作中，我们基于对276颗银河系盘星的高分辨率光谱的分析，给出了Sr的新观测数据，Sr是铁之外第一个中子壳闭合处的元素，N=50。Sr丰度是通过比较SrI 4607 A线区域中的观测光谱和合成光谱得出的，利用LTE近似。NLTE修正导致LTE下获得的丰度估计值的增加，但对于这些线，它们是轻微的太阳附近的金属丰度。我们发现的平均校正值为0.151 dex。受影响最大的恒星是HD 6582，dex修正值为0.244。Sr丰度作为金属丰度的函数的行为进行了讨论，在恒星核合成的背景下，与重中子俘获元素Ba（Z=56）和Eu（Z=63）的丰度相比。观测数据与当前GCE模型的比较证实，来自渐近巨星分支星和大质量星的s过程贡献是银河系盘和太阳中Sr的主要来源，而不同的核合成源可以解释早期银河系中观测到的高[Sr/Ba]和[Sr/Eu]比值。
2019-01-25 astro-ph.GA
Star formation history of resolved galaxies. I. The Method
我们提出了一种新的方法来确定任何解决恒星系统的恒星形成和金属富集的历史。这种方法是基于这样一个事实，即任何观测到的恒星在颜色星等图中都有一定的概率与以年龄t和金属丰度[Fe/H]为特征的等时线相关联（即在该等时线的时间和金属丰度形成）。我们制定了一个极大似然问题，然后用遗传算法解决。我们测试的方法与合成简单和复杂的恒星星族。我们还提出了测试使用的开放和球状星团的真实数据。我们能够确定的参数的集群（t，[Fe/H]），同意与文献中发现的结果。我们对复杂恒星星族的测试表明，我们可以非常准确地恢复恒星的形成历史和年龄-金属丰度关系。最后，我们看看船底座矮星系的历史使用深BVI数据。我们的研究结果与我们所知道的关于船底座的历史相比较。
2012-10-30 astro-ph.GA
