The build-up of the cD halo of M87 - evidence for accretion in the last Gyr
我们提出的运动学和光度证据吸积事件的晕中的cD星系M87在最后的Gyr。利用M87晕中约300个行星状星云（PN）的速度，我们在PN相空间中发现了一个类似人字形的子结构。我们实现了一个概率高斯混合模型，以确定属于V形的PN。通过对M87深V波段图像的分析，我们发现与人字形相关的PN密度最高的区域是可见光下的冠状子结构。我们将N_（PN，sub）=54分配给亚结构，它沿长轴延伸超过~50 kpc，在那里我们还观察到椭圆度轮廓的径向变化和颜色梯度。亚结构在半径为70 kpc的20 kpc x 60 kpc区域具有最高的表面亮度。在该区域中，它导致表面亮度增加> 60%。吸积事件与一个V波段光度L=2.8 \pm 1.0 x 10^9 L_（太阳，V），颜色（B-V）=0.76 \pm 0.05，恒星质量M=6.4 \pm 2.3 x 10^9 M_太阳的祖先星系相一致。这个前身星系的吸积导致了M87在最后一个Gyr的外晕的重要修改。它本身就是强有力的证据，表明星系的cD晕是通过星系等级演化模型预测的较小星系的吸积而增长的。
2015-06-08 astro-ph.GA
Globular Cluster Abundances from High-Resolution, Integrated-Light Spectroscopy. III. The Large Magellanic Cloud: Fe and Ages
在本文中，我们改进了我们的方法的高分辨率光谱的积分光的未解决的球状星团（GC）的丰度分析。这种方法以前被证明用于分析旧的（$>$ 10 Gyr）银河系GC。在这里，我们使用的训练集的9个GC在大麦云（LMC）的年轻的集群扩展的技术。根据数据的信噪比，我们使用每个星团20-100条Fe线成功地将老星团的年龄限制在$\sim$ 5 Gyr范围内，将$\sim$ 2 Gyr星团的年龄限制在1-2 Gyr范围内，将最年轻的星团（0.05-1 Gyr）的年龄限制在$\sim$ 2亿年的范围内。我们还表明，我们可以测量[Fe/H]在任何年龄小于12 Gyrs的集群与类似的或只有稍大的不确定性（0.1-0.25德克斯）比老银河系GC（0.1德克斯），稍大的不确定性是由于快速演化的恒星星族在这些年龄。在本文中，我们只提出了铁的丰度和年龄。在本系列的下一篇文章中，我们将对我们能够测量丰度的$\sim 20$元素进行完整的分析。对于这个样本中的几个星团，在文献中没有来自单个成员星的高分辨率丰度;我们的结果是第一个详细的化学丰度。本文中使用的光谱是在Las Campanas用杜邦望远镜上的阶梯光栅和麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪获得的。
2011-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Debris of the "Last Major Merger" is Dynamically Young
本文利用Gaia DR3相空间焦散和FIRE-2 Latte模拟，论证银河系“最后一次主并合”残骸仅经历10亿至20亿年动力学演化，支持VRM而非古老GSE起源。
2024-05-08 astro-ph.GA
Dwarf galaxy archaeology from chemical abundances and star formation histories
我们模拟了银河系恒星晕中两个被破坏的矮星系的恒星丰度和年龄：盖亚香肠土卫二（GSE）和悟空/LMS-1。使用一个统计上强大的似然函数，我们适合一个区域模型的星系化学演化与指数下降的历史，这两个系统，推导出电子折叠时标的$τ_\text{in} = 1.01 \pm 0.13$陀螺仪GSE和$τ_\text{in} = 3.08^{+3.19}_{-1.16}$陀螺仪悟空/LMS-1。GSE为$τ_\text{tot} = 5.40^{+0.32}_{-0.31}$ Gyr形成了恒星，在$\sim$ $1.5 - 2$ Gyr 10 Gyr前第一次进入银河系后，维持了$\sim$的恒星形成。我们的拟合表明，恒星的形成持续了悟空/LMS-1的$τ_\text{tot} = 3.36^{+0.55}_{-0.47}$陀螺仪，虽然我们的样本不包含任何年龄测量。两者之间的演化参数的差异是定性一致的趋势与恒星质量$M_\star$预测的模拟和半解析模型的星系形成。我们的拟合方法仅基于从进化轨迹中的泊松采样，并且不需要对数据进行分箱。我们通过对模拟数据进行测试来证明其准确性，表明它在广泛的样本量（$20 \leq N \leq 2000$）和测量不确定性（$0.01 \leq σ_\text{[$ α $/Fe]}, σ_\text{[Fe/H]} \leq 0.5$ ; $0.02 \leq …
2022-10-04 astro-ph.GA
Comparison of Convective Overshooting Models and Their Impact on Abundances from Integrated Light Spectroscopy of Young ($<$ 3 Gyr) Star Clusters
作为一个正在进行的计划，以测量附近星系的详细化学丰度的一部分，我们使用一个样本的年轻到中等年龄的集群在大麦云云的年龄为10万年至2 Gyr的等时线参数，特别是核心对流过冲，对Fe丰度的影响进行评估结果从高分辨率，集成的光谱。在这项工作中，我们还获得了高分辨率光谱的集群个别成员星的基准铁丰度。我们比较的Fe丰度的结果，为个别恒星的结果，从等时线和综合光谱，以确定是否等时线与对流过冲应在我们的综合光分析年轻到中等年龄（10万年-3 Gyr）星团。我们发现，当使用的等时线从Teramo组，我们得到更准确的结果，年轻和中间年龄组在整个年龄范围内使用等时线时，没有对流超调。虽然对流过冲不是恒星演化的唯一不确定方面，它是恒星演化模型中最容易参数化的成分之一，因此对我们的综合光分析中使用的特定模型进行评估很重要。这项工作表明，我们的方法为综合光谱的星团可以提供独特的测试，为未来的年轻和中等年龄的集群的恒星演化模型的约束。
2012-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Clusters of Galaxies: Structure and Dynamics in the Last 8 Gyr
星系团以暗物质为主，一直是研究暗物质性质的理想宇宙学目标。对暗物质性质的限制特别来自于通过与宇宙学数值模拟结果的比较，对星团中总质量和重子质量分布的观测测定。我在这里介绍过去和最近的研究成果。
2020-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
Ongoing growth of the brightest cluster galaxies via major dry mergers in the last ~6 Gyr
布里渊星系团星系（BCGs）可能是在相对较晚的时间（z<1）通过合并形成的。利用高分辨率HST/ACS成像技术，在宇宙演化巡天（COSMOS）的$0.3 \le z \le 0.6$的29个X射线星系团中发现了4个BCGs（COSMOS-P 125516、102810、036694和089357）的干合并。这些BCGs显示出显著但静止的双核，大小差异为$δm<1.5$，预计$r_p<$间隔为10 kpc。在它们的残留图像中也观察到了相互作用的清晰特征，如延伸的羽流和/或显著的不对称性。假设Kitzbichler & White（2008）的合并时间尺度估计，我们推断在$z\sim0.43$时每Gyr的$0.55\pm0.27$合并率为主要合并率。这一推断的速率显著高于Liu等人（2009）提出的局部宇宙（$z\sim0.07$中的$0.12\pm0.03$）中的速率。我们估计，现今的BCGs通过自$z=0.6$以来的主要干合并使它们的光度（质量）增加了$\sim35\pm15$ %$(f_{mass}/0.5)$，其中$f_{mass}$是吸积到中心星系上的伴星系的平均质量分数。虽然由于我们的小样本量的统计不确定性是相对较大的，我们的发现是一致的，最近的观测和理论结果。此外，结合我们之前在Liu et al.（2009）中的发现，这些中等红移并合的BCGs的发现清楚地证明了在最后一…
2014-12-04 astro-ph.GA
Nitrogen abundances in star-forming galaxies 2.2 Gyr after the Big Bang are not elevated
University of Geneva（日内瓦大学）；CNRS, IRAP（法国国家科学研究中心，天体物理研究所）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院博戈留博夫理论物理研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California, Riverside（加利福尼亚大学河滨分校）；University of California, Los Angeles（加利福尼亚大学洛杉矶分校）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究院）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
研究利用JWST光谱确定了z≈3星系的氮氧比，发现其与低红移星系无显著差异，表明氮氧比未随红移演化。
2026-01-11 astro-ph.GA
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 Last Galactic Firework: Timing the last significant merger with stars, globular clusters and $ω$Centauri
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那宇宙科学研究所以及巴塞罗那大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学研究所（世界顶尖科研中心）、东京大学宇宙射线研究所）
本文提出一种方法确定银河系最后一次重大并合时间，发现 Gaia-Sausage-Enceladus 并合发生在约 11 Gyrs 前，并约束了并合引发的恒星爆发时间，同时探讨了 ω 人形星团的形成与银河盘的形成时间。
2026-04-16 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 Chemical Abundance Structure of the Inner Milky Way: A Signature of "Upside-Down" Disk Formation?
我们提出了一个内星系恒星[alpha/Fe]-[Fe/H]分布的模型，R=3-5 kpc，由Hayden等人测量为距中平面垂直距离|z|的函数。基于厚盘形成的“倒置”假设，即恒星形成气体层的厚度随着盘的恒星质量的增加而收缩，我们将单区化学演化与一个简单的公式相结合，即恒星分布的标度高度在时间尺度tc上从zh =0.8 kpc线性下降到zh =0.2 kpc，此后保持不变。我们假设一个线性指数的恒星形成历史，SFR ~ te^{-t/t_sf}。在恒星形成效率时标为2 Gyr，外流质量加载因子为1.5，tsf =3 Gyr，tc =2.5 Gyr的条件下，该模型再现了内盘星在[alpha/Fe]-[Fe/H]中的观测轨迹和H15在|z| =0-0.5 kpc，0.5-1 kpc，1-2 kpc时测量的金属量分布函数（MDF）。模型参数的实质性变化导致与H15数据的不一致;例如，t_c=1 Gyr或t_sf=1 Gyr的模型分别在高- |z|和低- |z|时无法匹配观测到的斜率。在大的回视时间内，z_h（t）下降到t_c ~ t_sf的时间尺度上，这表明相对于动力学加热，初始较薄的恒星星族的倒置形成是调节盘厚度的主要机制。我们的短t_c模型的失败表明，任何一个厚盘形成是一个离散事件的模型都不能再现H15所发现的ε对|z|的连续依赖性。我们的方案的内部磁盘的演变可以测试未来的测量|z|分…
2016-08-23 astro-ph.GA
High-precision abundances of Sc, Mn, Cu, and Ba in solar twins. Trends of element ratios with stellar age
以前的研究元素丰度比，[X/Fe]和太阳双星的年龄之间的相关性扩展到包括Sc，Mn，Cu和Ba。用信噪比大于600的HARPS谱计算出非常精确的（+/- 0.01 dex）微分丰度，用奥胡斯恒星演化程序计算出的等时线在logg-Teff图上插值，得到内部误差小于1 Gyr的恒星年龄。对于小于6 Gyr的恒星，[X/Fe]与所有元素的恒星年龄密切相关。在6 ~ 9 Gyr的年龄范围内，[X/Fe] -年龄的相关性被打破，恒星被分成两组，奇Z元素的[X/Fe]分别高和低。它的结论是，虽然在太阳附近的恒星年龄小于约6 Gyr形成的星际气体与一个平稳的化学演化，老恒星起源于地区丰富的超新星与不同的中子过剩。此外，丰度比和恒星年龄之间的相关性表明：i）Sc与α俘获元素一起在II型超新星中形成，ii）Mn和Fe的II型与Ia型SNe产额比大致相同，iii）Cu主要由大质量恒星中的弱s过程形成，iv）AGB恒星的Ba/Y产额比随着恒星质量的减小而增加，v）[Y/Mg]和[Y/Al]可以作为测定太阳金属丰度恒星年龄的“化学钟”。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of an intermediate-age metal-rich bulge population
我们已经确定了详细的元素丰度和恒星年龄的样本，现在38微透镜矮星和次巨星在银河系的隆起。具有亚太阳金属丰度的恒星都很老，并且具有增强的α元素丰度-非常类似于局部厚盘星。另一方面，富含金属的恒星显示出各种各样的恒星年龄，从3-4 Gyr到12 Gyr不等，平均年龄在7-8 Gyr左右。年轻和富含金属的恒星的存在与最近对球核的光度研究相冲突，后者声称球核只包含年老的恒星。
2012-01-10 astro-ph.GA
The MAGPI Survey: Impact of environment on the total internal mass distribution of galaxies in the last 5 Gyr
本研究借助MAGPI巡天数据，结合Jeans动力学模型分析不同环境星系的质量密度斜率，证实环境影响星系内部质量分布，且近30-40亿年该斜率无演化，结果与宇宙学模拟预测一致。
2023-06-16 astro-ph.GA
Leveraging HST with MUSE: I. Sodium abundance variations within the 2 Gyr-old cluster NGC 1978
几乎所有研究得很好的古老球状星团（GC），在银河系和附近的星系中，都显示出恒星之间特定元素的变化（例如，He、C、N、O、Na、Al），称为“多种群”（MP）。然而，MP并不局限于古老的星团，低至$\sim2$ Gyr的大规模星团显示出化学变化的迹象。这表明，年轻和年老的集群有着相同的形成机制，但迄今为止，大多数关于年轻集群的工作都集中在N-变化上。最初的研究甚至表明，年轻的集群可能不会在N以外的其他元素中传播（例如，Na），提出了这些丰度变化是否与旧GC具有相同起源的问题。在这项工作中，我们结合HST测光与VLT/MUSE光谱的大样本的RGB星（338）在大麦云星系团NGC 1978年，最年轻的球状迄今与报告的MP的形式N-蔓延。通过将单个RGB星的光谱组合成N-正常和N-增强样本，基于来自HST的“染色体图”，我们搜索平均丰度变化。基于NaD线，我们发现了在种群之间$Δ$ [Na/Fe] $=0.07\pm0.01$的Na差异。虽然这种差异比通常在古代GC中发现的差异要小（这可能表明与年龄相关），但这一结果进一步证实了MP现象是相同的，无论星系团的年龄和宿主星系如何。因此，这些年轻的集群为关于国会议员起源的理论提供了一些最严格的测试。
2020-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterising abundance-age relations of GALAH stars using oxygen-enhanced stellar models
本研究使用氧增强恒星模型对GALAH巡天的41,034颗主序拐点和亚巨星星进行年龄测定，揭示了氧增强模型对厚盘和晕星年龄分布的显著影响，并确认了薄盘星年龄-金属丰度分布的V形特征及盘星化学丰度与年龄的双序列结构。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Evolution of Massive Clumps in Simulations that Reproduce the Observed Milky Way α-element Abundance Bimodality
本研究通过两种超新星反馈效率的银河系模拟追踪大质量恒星形成团块，揭示高α团块的性质、并合与迁移规律及其对厚盘形成的贡献。
2023-06-21 astro-ph.GA
The changing circumgalactic medium over the last 10 Gyr I: physical and dynamical properties
分析了两组EAGLE变焦模拟星系晕的物理和动力学状态，一组在高红移（$z=2-3$），另一组在低红移（$z=0$），质量为$\approx 10^{12} M_{\odot}$。我们的重点是这些$L^*$恒星形成星系的环星系介质（CGM）在过去10 Gyr的变化。我们发现，高$z$ CGM在"冷"（$T<10^5$ K）和"热"（$T\geq 10^5$ K）相之间几乎相等地划分，而低$z$热CGM相包含更多的质量$5\times$.高-$z$热CGM含有的金属比冷CGM多60%，而低-$z$冷CGM含有的金属比热CGM含量多35%。在整个高-$z$ CGM中，金属均匀地径向分布在热相和冷相之间。在高$z$时，CGM体积由热流出主导，冷气体主要流入，但冷金属向外流动。在低$z$时，冷金属在内部占主导地位，热金属在较大半径处更普遍。低$z$冷CGM具有与$0.2 R_{200}$外的旋转支撑一致的切向运动，通常表现出$r \approx 40$ kpc盘状结构。低-$z$热CGM具有比冷CGM大几倍的角动量，并且具有比高-$z$热CGM更平坦的径向密度分布。这项研究证实，正如星系在宇宙时间中表现出重要的演化阶段一样，它们周围的气体晕也经历了相当大的变化，无论是在密度，温度和金属丰度的物理特性，还是速度和角动量的动力学特性。
2020-05-22 astro-ph.GA
A high-resolution spectroscopic search for multiple populations in the 2 Gyr old cluster NGC 1846
本研究通过高分辨率光谱观测分析1.95 Gyr年老的LMC星团NGC 1846的恒星丰度，发现其Na、O无显著内禀弥散，不存在多星族证据，仅碳丰度弥散反映演化混合差异，丰度模式与同类天体相符。
2022-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The KMOS Galaxy Evolution Survey (KGES): the angular momentum of star-forming galaxies over the last ~10 Gyr
我们介绍了KMOS星系演化巡天（KGES），一个$K$波段多目标摄谱仪（KMOS）研究的H $α$和[NII]发射从288 $K$波段选择星系在$1.2 \lesssim z \lesssim 1.8$，与恒星质量范围$\log_{10}(M_{*}/\rm{M}_{\odot})\approx$ 9-11.5。在本文中，我们描述了调查设计，提出了样本，并讨论了KGES星系的关键属性。我们将KGES与KMOS红移一光谱巡天（KROSS）和SAMI星系巡天的较低红移处的适当匹配样本相结合。考虑到样本选择、数据质量和测量之间分析技术的影响，我们研究了$z\approx1.5$、$\approx1$和$\approx0$上恒星形成星系的运动学特征和角动量含量。我们发现，恒星质量，而不是红移，最强烈的相关性与光盘之间的恒星形成星系在$z \lesssim 1.5$的分数，观察只有适度增加之间的流行光盘$z\approx1.5$和$z\approx0.04$在固定的恒星质量。此外，典型的恒星形成星系遵循相同的特定角动量和恒星质量之间的中值关系，不管它们的红移如何，关系的归一化更强烈地依赖于星系的运动学是如何盘状的。这表明，在我们的研究所涵盖的$\approx$ 10 Gyr中，大质量的恒星形成盘以非常相似的方式形成，并且在这项工作中探测的恒星质量和红移范围内，星系角动量与其晕之间的推断联系并…
2021-06-10 astro-ph.GA
Revealing the Chemical Structure of the Magellanic Clouds with APOGEE. II. Abundance Gradients of the Large Magellanic Cloud
本文利用APOGEE-2S观测的6130颗大麦哲伦云红巨星，分析25种元素丰度比的梯度与年龄演化，发现约2 Gyr前梯度出现U形转折及年龄-[X/Fe]趋势极值，并将其归因于麦哲伦云间的历史相互作用。
2023-09-21 astro-ph.GA
The structural and size evolution of star-forming galaxies over the last 11 Gyrs
我们提出了新的结果，在过去的11个Gyrs的H $α$选择的恒星形成星系的休息帧蓝/紫外线的大小和Sersic指数的演变。我们研究了如何感知的进化可以受到一系列的偏见和系统学，如宇宙学调光和分辨率效应的影响。我们使用GALFIT和人工红移技术，其中包括H $α$ -选择星系的光度演化，以量化测量的结构参数与红移的变化。我们发现典型的大小为2至3千秒差距和Sersic指数的n~1.2，接近纯指数磁盘的所有方式从z=2.23到z=0.4。在z=0时，我们发现典型的尺寸为4-5 kpc。我们的研究结果表明，当使用GALFIT时，宇宙学变暗对<10 kpc星系的导出有效半径的影响可以忽略不计，但我们发现对中值Sersic指数的估计存在约20%的偏差，使星系更像盘。在过去的11个Gyrs中，恒星形成星系平均增长了2-3倍，其中有$r_e\propto(1+z)^{-0.75}$。通过探索恒星质量-尺寸关系的演化，我们发现了自z~2以来最大质量恒星形成星系的更强尺寸演化的证据，因为与较低恒星质量的对应物相比，它们向z~0生长得更快。当我们追踪蓝/紫外静止帧时，我们可能会看到星系中恒星形成正在进行的盘的增长，而它们的轮廓在同一时期保持接近指数盘，n<1.5。
2016-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of enhanced He and CNONa abundances on globular cluster relative age-dating methods
研究了银河系球状星团化学模式中未被认识到的差异对它们相对年龄测定的影响。两个最广泛使用的相对年龄测定方法，水平和垂直，以及最近的相对MS拟合方法，仔细分析了纯理论的基础上。采用BaSTI库进行本分析。我们发现，相对年龄的水平和垂直方法在很大程度上取决于初始He含量和重元素分布。未被识别的星团间化学丰度差异可能导致推导出的相对年龄误差高达~0.5 Gyr（或~6 Gyr，如果采用12.8 Gyr的年龄进行归一化），在某些极端情况下甚至更大。结果表明，相对MS拟合方法是迄今为止的年龄测定技术，其中未检测到的集群到集群的差异，他丰富的影响较小。目前的结果是为了构成限制的基础上的估计-从文献中-的银河系球状星团的相对年龄分散的各种相对年龄测定技术的最大可能的传播，他和CNONa元素丰度。最后，它表明，年龄-金属丰度关系发现年轻的银河系球状星团的GC国库计划是一个真正的年龄序列，不能产生的变化，他和/或重元素分布。
2010-03-29 astro-ph.GA
Metallicity and $α$-element Abundance Gradients along the Sagittarius Stream as Seen by APOGEE
使用3D位置和运动学的恒星相对于人马座（Sgr）轨道平面和角动量，我们确定了166个Sgr流成员观察到的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），也有盖亚DR 2天体测量。这个样本的63/103恒星在Sgr的尾随/领先的臂相结合的APOGEE样本的710名成员的Sgr矮球状核（其中385个新的在这里）建立差异0.6德克斯的中值金属和0.1德克斯的[ $α$ /Fe]之间的Sgr核心和动态老流样本。在每条旋臂的内部都发现了温和的化学梯度，但当被核心恒星锚定时，这些化学梯度变得陡峭。利用Sgr潮汐破坏模型提供估计的动态年龄（即，剥离时间），我们发现，平均金属丰度梯度为0.12 +/- 0.03 dex/Gyr的恒星剥离Sgr随着时间的推移。第一次，[ $α$ /Fe]梯度也在流内测量，使用镁丰度为0.02 +/- 0.01 dex/Gyr，使用硅为0.04 +/- 0.01 dex/Gyr，这意味着Sgr祖先具有显著的径向丰度梯度。我们讨论了这些推断的梯度和它们的含义的性质的银河系卫星星系的背景下，目前的家庭的SGR祖的幅度，并建议，更复杂的SGR模型需要正确地解释不断增长的化学动力学的细节，我们对SGR系统。
2019-12-13 astro-ph.GA
Leveraging HST with MUSE: II. Na-abundance variations in intermediate age star clusters
古（$>$ 10 Gyr）球状星团（GCs）的化学丰度变化表现为某些元素之间的模式，如N与Na相关，O与O反相关。最近，在大质量星团中也观察到了N丰度的差异，这些星团比旧GC年轻得多，年龄低至$\sim$ 2 Gyr。然而，到目前为止，N是在这样年轻的天体中发现的唯一变化的元素。本文报道了结合HST和ESO-VLT MUSE观测的小麦哲伦星云中的中间年龄大质量星团NGC 416（$\sim$ 6.5 Gyr）和Lindsay 1（$\sim$ 7.5 Gyr）的Na丰度变化。使用HST光度测定法，我们能够构建“染色体图谱”，并在每个星团的红巨星分支中分离具有不同N含量的子种群。将属于每个种群的单个恒星的MUSE光谱结合起来，得到代表每个种群的高信噪比光谱，将其进行比较以寻找Na的平均差异。我们发现NGC 416的$Δ$ [Na/Fe] $=0.18\pm0.04$ dex和Lindsay 1的$Δ$ [Na/Fe] $=0.24\pm0.05$ dex的平均丰度变化。在这两个集群中，我们发现，人口增加的N也增加了钠，这是相同的模式，在古代GC中观察到的。此外，我们检测到一个双峰分布的核心氦燃烧红团（RC）巨星的紫外色星等图的NGC 416。两个RC的堆叠MUSE光谱的比较显示了两个种群之间相同的平均Na丰度差异。这项工作中报告的结果是一个重要的暗示，即大年龄范围的星团具有相同的起源…
2020-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VI. Age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
我们提出了一个详细的元素丰度研究的90 F和G矮星，关闭和亚巨星在银河系核球。根据引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，确定了恒星年龄和11种元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Zn，Y和Ba）的丰度。我们发现银河系球核有一个宽的金属丰度分布，在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有显著的峰值。我们还发现了很大一部分中龄到年轻的恒星：在[Fe/H]>0时，超过35%的恒星年龄小于8 Gyr。当[Fe/H]<-0.5时，大多数恒星都是10 Gyr或更老。我们还确定了几个事件时，显着的恒星形成在隆起发生：3，6，8，和12 Gyr前。我们进一步发现，“膝”的α元素丰度趋势的亚太阳金属丰度隆起位于约0.1德克斯高[Fe/H]比在当地厚盘。银河核球具有复杂的年龄和丰度特性，似乎与银河系主要的恒星星族紧密相连。特别是，在金属丰度分布的峰值，恒星形成的情节，和丰度的趋势，显示与银河系薄和厚盘的属性相似。与此同时，在凸出区域之外还有一些看不到的其他成分，这些成分很可能与银河酒吧有关。例如，恒星形成的速度似乎在凸起中比在局部厚盘中稍快，这很可能是更接近银河系中心的致密恒星环境的指示。我们的研究结果加强了观测证据，支持银河系凸起的长期起源的想法，形成了其他主要的银河系恒星星族存在于我们的银河系中心区域。
2017-07-10 astro-ph.GA
On the Nitrogen variation in ~2 Gyr old massive star clusters in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了大麦云星云中三个大质量、中等年龄（$\sim 1.7-2.3$ Gyr）星团中红巨星分支星的ESO/VLT FORS 2低分辨率光谱。测量了NGC 1978、NGC 1651和NGC 1783的24、21和12颗成员星在4300和3883处的CH和CN指数带，以及[C/Fe]和[N/Fe]丰度比。我们在NGC 1978和NGC 1651中发现了CN的显著内禀扩散，这是星团内多个恒星星族（MP）的信号。相反，我们在测量精度范围内报告了NGC 1783中的零CN扩散。对于NGC 1978，我们将CN分布中的两个种群分开，并将CN分布转化为内部N变异$Δ$ [N/Fe] $=0.63\pm0.49$指数。对于NGC 1651和NGC 1783，我们分别对$Δ$ [N/Fe] $\leq 0.2, 0.4$ dex的N丰度变化设定了上限。光谱分析证实了HST测光的先前结果，其中发现NGC 1978以N扩散的形式托管MP，而稍微年轻的星系团（例如NGC 1783，$<$ 2 Gyr old）则不在不确定性范围内。它还证实，中间年龄的大规模集群显示较低的N丰度的变化相对于古老的球状星团，虽然这是部分原因是由于在这些恒星质量的第一次疏浚的效果，最近在文献中报道。我们强调的重要性，未来的研究，估计初始N丰度的变化，免费的恒星演化混合过程中，通过观察未进化的恒星在年轻的集群。
2021-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Expanding the time domain of multiple populations: evidences of nitrogen variations in the ~1.5 Gyr old star cluster NGC 1783
本文详细分析了大麦云星云中的大质量年轻（~1.5 Gyr）星团NGC 1783的HST紫外和光学深像。这个系统没有显示出沿着红巨星分支（RGB）恒星的多个种群（MP）的证据。然而，我们发现，集群的主序列（MS）显示出显着的扩大（50%以上，预计从光度误差）的证据，以及可能的双峰在MP敏感（F343 N-F438 W，F438 W）的颜色星等图（CMD）的提示。在包括F343 N滤波器在内的所有颜色组合中都观察到这种效果，而在光学CMD中没有发现这种效果。这一观测证据表明，我们可能已经发现了轻元素的化学丰度变化沿NGC 1783的MS，这是第一次检测到MP在一个系统年轻于2 Gyr。与包括MP样丰度的等时线的比较表明，所观察到的增宽与Delta（[N/Fe]）~0.3的N丰度增强是相容的。我们的分析也证实了以前的结果缺乏MP沿集群RGB。然而，我们发现，MS和RGB上发现的结果之间的明显分歧是兼容的混合效果链接到第一次挖掘。这项研究提供了关于MP现象的新的关键信息，并表明星团在任何宇宙年龄都以类似的方式形成。
2021-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for chemical abundance variations in young star clusters in the Magellanic Clouds: NGC 411, NGC 1718 and NGC 2213
对同时代、化学成分均匀、人口众多的星团--被称为“简单恒星星族”（SSP）--的传统看法是对过去的看法。光度学和光谱学研究表明，银河系和我们邻近星系中几乎所有古老的球状星团都表现出星与星之间的光元素丰度变化，通常被称为“多种群”（MP）。在这里，我们分析了三个年轻的（$<$ 2 Gyr-old）大，小麦哲伦星系团，NGC 411，NGC 1718和NGC 2213的测光$\it Hubble$ $\it Space$ $\it Telescope$观测。我们测量了它们的红巨星分支（RGB）的宽度。对于NGC 411，我们还使用了伪彩色幅度图（伪CMD）来评估其RGB的证据MP。我们比较了集群的RGBs与人工生成的SSP的形态。我们的结论是，他们的RGBs没有表现出显着的扩大超出内在的光度散射的证据，这表明在我们的样品集群中没有显着的化学丰度变化。具体来说，对于NGC 411、NGC 1718和NGC 2213，我们得出的最大氦丰度变化分别为δ_Y=0.003 $\pm$ 0.001（Y=0.300）、0.002 $\pm$ 0.001（Y=0.350）和0.004 $\pm$ 0.002（Y=0.300）。我们确定了NGC 411氮丰度变化的上限为$Δ$ [N/Fe] = 0.3 dex;我们其他星系团的可用数据不允许我们确定有用的上限。因此，从SSP到MP的转变似乎发生在约2 G…
2021-03-18 astro-ph.GA
No Evidence for Chemical Abundance Variations in the Intermediate-age Cluster NGC 1783
我们分析了用\it哈勃太空望远镜获得的大质量（$1.8 \times 10^5 M_\odot$）、中等年龄（1.8 Gr）大麦云星团NGC 1783的多通带光度观测。星团红巨星分支的形态没有表现出明显的加宽超出其固有的宽度;观察到的宽度是一致的，由于光度的不确定性单独和独立的光度选择边界应用于获得我们的红巨星样本。星团中红巨星在最佳拟合脊线周围的色散为$0.062 \pm 0.009$等，相当于人工简单恒星族群测试（即基于单年龄、单金属丰度恒星星族的测试）得出的$0.080 \pm 0.001$等的宽度。NGC 1783的质量是其他星团的两倍，有明显的证据表明它有多个恒星星族。在从目前的1.8 Gyr年龄到6 Gyr年龄合并质量损失配方后，NGC 1783预计将保持与其他一些在这些中间年龄拥有明确多个人口的星团一样大。如果我们假设质量是多重星群形成的重要驱动力，那么NGC 1783应该表现出化学丰度变化的明确证据。然而，我们的研究结果支持NGC 1783没有任何化学丰度变化。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Shapes of the Rotation Curves of Star-forming Galaxies Over the Last $\approx$10 Gyr
我们分析的空间分辨星云发射的$\approx$ 1500恒星形成星系在$z\approx0.6$ - $2.2$深KMOS和MUSE观测测量其旋转曲线的平均形状。我们用这些来测试声称下降的旋转曲线在大半径的星系在$z\approx1$ - $2$已被解释为证据的暗物质的情况下。我们表明，平均旋转曲线的形状，以及它们下降超过峰值速度的程度，取决于用于构建平均曲线的归一化处方。标准化的大小由星系恒星盘尺度长度后，会计看到的效果（$R_{\rm{d}}^{\prime}$），我们构建堆叠的位置-速度图，跟踪平均星系旋转曲线到$6R_{\rm{d}}^{\prime}$（$\approx$ 13千秒差距，平均）。结合这些曲线与本地系统的平均HI旋转曲线，我们研究星系旋转曲线的形状如何演变超过$\approx$ 10 Gyr。在恒星质量、恒星表面质量密度和/或红移方面，星系的平均自转曲线近似平坦，或者继续上升，至少达到$6R_{\rm{d}}^{\prime}$。我们发现星系自转曲线的外斜率与其恒星质量表面密度之间存在一种趋势，表面密度较高的星系自转曲线较平坦。通过与流体动力学模拟的比较，我们发现，我们在$z\approx0$ - $2.2$的大质量恒星形成星系样本的旋转曲线的平均形状与$Λ$ CDM理论所预期的一致，并意味着$6R_{\rm{d}}$内的暗物质分数至少为$\approx60…
2019-02-12 astro-ph.GA
The Open Cluster Chemical Abundances from Spanish Observatories survey (OCCASO)
我们提出的动机，设计和当前状态的疏散星团化学丰度从西班牙天文台调查（OCCASO）。利用西班牙天文台现有的高分辨率光谱设备，该中心将从20至25个年龄大于0.5 Gyr的疏散星团的样本中得出化学丰度。这个样本将用于详细研究银河系盘的形成和演化，使用疏散星团作为示踪剂。
2014-12-11 astro-ph.GA
Ages of Main-Sequence Turn-Off Stars from the GALAH Survey
主序星（MSTO）是银河系人口的良好示踪剂，因为它们的年龄可以从大气参数可靠地估计。在GALAH巡天的基础上，利用Yale旋转演化程序，考虑C和O丰度的变化，计算了2926颗MSTO星的年龄，平均年龄不确定度为$\sim$ 10%.由于C和O丰度的影响，贫CO星的年龄系统地受到$\sim$ 10%的影响，与利用太阳金属混合物的结果相比，在全球范围内移动到$\sim$ 0.5 Gyr。在具有\mbox{[Fe/H] $\sim$0.3-0.5}或\mbox{[O/Fe]~$\leq$~-0.25}的恒星中，许多恒星的分数年龄差为~ $\geq$ ~20\%，甚至高达36\%。年龄-金属丰度关系似乎可能存在两个不同的序列：一个年轻的恒星序列，年龄主要是$<$ 7 Gyr，和一个相对较老的恒星序列，年龄主要是$>$ 7 Gyr，重叠在5 Gyr $\leq$ ~age~ $\leq$ 7 Gyr。在[O/Fe]-年龄平面上，丰度与年龄比的变化趋势表现出两种对应的序列。我们还发现[Y/Mg]是一个很好的化学钟。年轻序列和老序列不能从化学或运动学上分开，因此恒星年龄是区分这两个序列的一个重要参数。
2022-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The last 6 Gyr of dark matter assembly in massive galaxies from the Kilo Degree Survey
本文研究了大质量早型星系中心区域的暗物质（DM）聚集，其聚集范围可达$z\sim 0.65$。我们使用的$\sim 3800$大质量（$\log M_{\rm \star}/M_{\rm \odot} > 11.2$）星系的光度和结构参数的样本从156平方米。°的以及SDSS的光谱红移和速度色散。我们得到中央总恒星质量比，$M_{\rm dyn}/M_{\rm \star}$，DM分数，通过确定动力学质量，$M_{\rm dyn}$，从牛仔裤建模的SDSS孔径速度色散和恒星质量，$M_{\rm \star}$，从KiDS星系的颜色。我们首先展示了如何中央DM分数与结构参数，质量和密度代理相关，并证明了大多数的本地相关性仍然观察到$z \sim 0.65$ ;在固定的$M_{\rm \star}$，本地星系有较大的DM分数，平均而言，比他们的同行在较大的红移。我们还解释了这些趋势与非通用的初始质量函数（IMF），发现一个强大的红移，对比独立的观察和星系合并的效果是不一致的演变。对于一个固定的IMF，星系集合体可以用质量和尺寸的吸积来解释，这可以通过一系列微小的合并来实现。我们再现的$R_{\rm e}-M_{\rm \star}$和$M_{\rm dyn}/M_{\rm \star}-M_{\rm \star}$演化与恒星和暗物质以不同的速度变化。这一结果表明，主要的祖先星系合并与质…
2017-09-11 astro-ph.GA
Identifying Sagittarius Stream Stars By Their APOGEE Chemical Abundance Signatures
SDSS-IV Apache Point Observatory星系演化Experiment（APOGEE）巡天提供了分布在银河系大部分地区的$\sim$ 176，000颗红巨星的18种化学元素的精确化学丰度，并包括对人马座矮球状星系（Sgr）核心的观测。Sgr的APOGEE化学丰度模式表明，它在大多数化学元素中与MW在化学上不同。我们采用\emph{k}均值聚类算法对由[（C+N）/Fe]、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Mn/Fe]和[Ni/Fe]定义的6维化学空间进行聚类，以识别APOGEE样本中具有类Sgr化学丰度的62 MW恒星。在这62颗恒星中，有35颗的\emph{Gaia}运动学和位置与Sgr流的\emph{N}天体模拟所预测的一致，它们很可能是在最近两次近心通道（$<$ 2 Gyr前）中从Sgr剥离出来的恒星。62颗恒星中的另外20颗恒星的化学丰度与Sgr流星无法区分，但它们的轨道高度偏心，平均$r_{\rm apo} \sim $为25 kpc。这些恒星很可能是被认为是8-11 Gyr前与MW单独合并的结果的“吸积”晕群。我们还发现了一个超高速恒星候选者。我们的结论是，Sgr富集到[Fe/H] $\sim$ -0.2之前，其最近的近中心通道。如果“吸积晕"是由一个主要的吸积事件产生的，那么这个祖先星系至少富集到[Fe/H] $\sim$-0.6，…
2019-01-14 astro-ph.GA
Populating H$_2$ and CO in galaxy simulation with dust evolution
恒星形成定律有两大理论问题（星系尺度上分子气体表面密度与恒星形成率之间的关系）：（1）在低金属丰度时，恒星形成区中H $_2$的富集并不明显，因为H $_2$的形成率取决于尘埃丰度;和（ii）CO是否真的追踪H $_2$是不确定的，尤其是在低金属丰度下。为了澄清这些问题，我们使用一个孤立的盘星系的流体动力学模拟的空间分辨率为几十秒差距。尘埃丰度和粒度分布的演化与金属富集和星际介质的物理状态一致。我们计算的H $_2$和CO的丰度使用亚网格后处理模型的基础上的尘埃丰度和解离辐射场的模拟计算。我们发现当金属丰度为$\lesssim 0.4$ Z $_\odot$（$t<1$ Gyr）时，H $_2$不是一个很好的恒星形成率的示踪剂，因为H $_2$富集区仅限于致密区.在$Z\gtrsim 0.8$ Z $_\odot$，一个紧密的恒星形成法建立H $_2$和CO.在旧（$t \sim 10$陀螺仪）年龄，我们还发现，采用所谓的MRN粒度分布与适当的灰尘-金属比在整个光盘给出合理的估计H $_2$和CO丰度。对于CO，提高模拟的空间分辨率是重要的，而H $_2$丰度对$Z\gtrsim 0.4$ Z $_\odot$处的亚分辨率结构不敏感。
2017-11-02 astro-ph.GA
Star Formation Timescales of the Halo Populations from Asteroseismology and Chemical Abundances
我们结合了星震学，光学高分辨率光谱学和运动学分析的26晕红巨星分支恒星在\textit{Kepler}领域的范围内的$-2.5<[\mathrm{{Fe}/{H}}]<-0.6$。在对地震标度关系进行理论上的修正后，我们得到了晕星样本的平均质量为$0.97\pm 0.03\,\mathrm{M_{\odot}}$。虽然这映射到一个年龄的$\sim 7\,\mathrm{Gyr}$，显着年轻的独立年龄估计的银河系恒星晕，我们认为这显然是年轻的年龄是由于高估的恒星质量的标度关系。低红巨星分支星（$\log g>2$）之间没有显著的质量色散，这限制了相对年龄色散到$<18\%$，对应于$<2\,\mathrm{Gyr}$。精确的化学丰度使我们能够将具有[{Fe}/{H}] $>-1.7$的恒星分成两个[{Mg}/{Fe}]组。虽然[ $α$ /{Fe}]和[{Eu}/{Mg}]比率在两个子样品之间不同，但[ $s$ /Eu]（其中$s$代表Ba、La、Ce和Nd）未显示显著差异。这些丰度比表明，低Mg星族的化学演化是由Ia型超新星贡献的，而不是由中低质量渐近巨星分支星贡献的，从而限制了其恒星形成时标为$100\,\mathrm{Myr}<τ<300\,\mathrm{Myr}$ .我们也没有检测到任何显着的质量差异之间的两个[{Mg}/{Fe}]组，从而表明，它们的形成时代是不超过1.5…
2021-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALPINE-ALMA [CII] survey. Little to no evolution in the [CII]-SFR relation over the last 13 Gyr
[CII] 158微米线是最强的红外线之一，它被证明可以追踪附近宇宙中星系的恒星形成率（SFR），最高可达$z \sim 2$。在较高红移和早期宇宙中是否也是这种情况仍存在争议。ALPINE巡天以$4.4 < z< 5.9$的118个恒星形成星系为目标，提供了一个新的机会，用第一个统计数据集来研究这个问题。利用ALPINE数据和文献中的早期测量，我们研究了从$z \sim 4-8$到整个红移范围内[CII]光度和SFR之间的关系。在[CII]和尘埃连续介质中观测到的ALPINE星系与局域L（[CII]）-SFR关系符合得很好。当使用UV SFR时，发现ALMA连续体中未检测到的Galerkin在[CII]中过亮。在考虑了尘埃遮蔽的恒星形成后，通过两种不同的叠加方法和SED拟合得到的平均SFR（IR）$\approx$ SFR（UV），ALPINE星系显示出与本地星系相当的L（[CII]）-SFR关系。当考虑[CII]未检测时，在高z处斜率可能稍微更陡，尽管这仍然有些不确定。当以均匀方式进行比较时，$z>6 $ [CII]测量值（检测值和上限）的表现与$z \sim 4-6$数据没有很大差异。我们发现L（[CII]）/SFR对Lyman-alpha等效宽度的弱依赖性。最后，我们发现ALPINE源的L（[CII]）/LIR $\sim (1-3) \times 10^{-3}$与“正常…
2020-05-25 astro-ph.GA
The age-chemical abundance structure of the Galactic disc II: $α$-dichotomy and thick disc formation
本文将我们以前对银河系外盘年龄-化学丰度结构的研究扩展到了内盘（4 < r < 8 kpc）。与外盘不同，内盘星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上呈现明显的双峰分布。虽然在文献中已经提出了一些方案，但用理论模型恢复这种双峰分布仍然具有挑战性。为此，我们提出了一个化学演化模型嵌入一个复杂的多相内盘形成的情况下，所观察到的双峰[Mg/Fe]-[Fe/H]分布相匹配。在这种情况下，内盘的形成是由两个主要的星暴事件6 Gyr除了长期的，低水平的恒星形成活动之间。在我们的模型中，第一次星暴发生在宇宙时间的早期（t~1 Gyr），第二次星暴发生在宇宙时间的6 Gyr后的t~7 Gyr。在我们的模型中，这两个星爆事件都与气体吸积事件有关，并迅速熄灭。第一次星暴导致高$α$序列的形成，第二次星暴导致贫金属低$α$序列的形成。相反，富含金属的低$α$星是在两次爆发之间的长期演化阶段形成的。我们的模型表明，$α$ -二分法起源于第一次星暴后恒星形成的快速抑制。这两次星爆事件可能是几何厚盘（z >1 kpc）形成的原因，老的内厚盘和年轻的外厚盘分别在第一次和第二次星爆期间形成。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A More Complex Than Expected Formation History of the Milky Way's Last Major Merger
China West Normal University（西华师范大学）；Institute of Theoretical Physics and Astronomy, Vilnius University（维尔纽斯大学理论物理与天文学研究所）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天文研究所）
利用DESI数据和GS$^3$ Hunter聚类算法，在GSE区域发现四个不同子结构，表明GSE并非单次并合遗迹，而是多次并合事件的复合体。
2026-06-03 astro-ph.GA
Size growth of red-sequence early-type galaxies in clusters in the last 10 Gyr
我们对14个星系团中的红序星系进行了质量选择（$\log M/M_\odot >10.7$）样本的静止坐标系$V$带的光度和结构分析，其中6个星系团位于$z>1.45$。为此，我们减少/分析了大约300个轨道的卫星图像，这些图像是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机和宽视场相机3拍摄的。我们均匀地形态分类星系从$z=0.023$到$z=1.803$，我们均匀地推导出整个样本的大小（有效半径）。此外，我们的大小推导允许，因此是没有偏见的，通常的各种形态结构的存在下看到的早期类型的星系，如凸起，酒吧，磁盘，等照度线扭曲，和弹性梯度。通过使用这样一个质量选择的样本，由244个红序早型星系，我们发现，在一个固定的恒星质量，$\log M/M_\odot= 11$的星系大小的$\log$已随时间增加的速度$0.023\pm0.002$ dex每Gyr在过去的10 Gyr，在显着的对比，在文献中发现的三倍增加的星系在一般领域在同一时期。这表明，从表面上看，长期的过程应该被排除在规模演变的主要驱动力，因为我们观察到环境环境依赖的规模增长。使用后发座早型星系的光谱年龄，我们还发现，最近淬火的早型星系是一个数值上较小的群体，其大小差异不足以改变给定质量下的平均大小，这意味着祖先偏差较小，即，通过选择观测红移的星系来测量大小的演变，与比较祖先和后代的大小演变是无法区分的。
2017-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
WIYN Open Cluster Study. XC. Barium Surface Abundances of Blue Straggler Stars in the Open Clusters NGC 7789 and M67
研究疏散星团NGC 7789和M67中蓝离散星的钡丰度，发现富钡比例与星团年龄反相关，表明AGB物质转移是老于1 Gyr星团中蓝离散星形成的主导机制。
2024-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and settling of a disc galaxy during the last 8 billion years in a cosmological simulation
我们使用AGORA项目的初始条件（Kim et al. 2014），对z=0时最大速度为V=100 km/s的低质量星系的演化进行了高分辨率变焦宇宙学模拟。最后的盘主导星系与当地的盘标度关系，如恒星-晕质量关系和重子塔利-费舍尔是一致的。该星系在大约0.5 Gyr（从z=1.4到z=1.2）内从一个紧凑的、弥散主导的星系演变成一个旋转主导但动态热盘。圆盘动态冷却以下7 Gyr，随着气体速度分散随时间的推移而减少，与观测结果一致。在这个低质量星系中速度色散缓慢演变的主要原因是恒星反馈。它与气体分数的下降和相关的引力盘不稳定性有关，因为盘从全球Toomre Q>1湍流盘缓慢沉降到边缘不稳定盘（Q=1）。
2017-01-06 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31) V. Chemical enrichment of the thin and thicker discs of Andromeda. Oxygen to argon abundance ratios for planetary nebulae and H II regions
我们使用低内部消光（祖先年龄>4.5 Gyr）和高消光（祖先年龄<2.5 Gyr）行星状星云（PNe）以及H II区的氧和氩丰度，来限制M31薄盘和厚盘的化学富集和恒星形成效率。氩元素在Ia型超新星（SNe）中产生的比例大于氧。我们发现，平均log（O/Ar）值的PNe作为其氩丰度的函数，12 + log（Ar/H），跟踪星际物质（ISM）的条件下，在M31盘PN祖先的诞生。因此，在恒星的[α/Fe]与[Fe/H]分布中编码的化学富集和恒星形成效率信息也被印在不同恒星演化阶段的星云发射的氧氩丰度比log（O/Ar）与氩丰度中。我们建议使用log（O/Ar）vs.（12 + log（Ar/H））分布来约束薄和厚的M31盘中的母恒星星族的恒星形成历史。对于内侧M31盘（R_{GC} < 14 kpc），化学演化模型将平均log（O/Ar）值再现为高消光和低消光PNe的氩丰度的函数，需要在富气（湿）卫星合并期间金属贫气的第二次下降。在M31中，薄盘较年轻，径向延伸较少，以更高的恒星形成效率形成恒星，并且比更延伸，更厚的盘具有更快的化学富集时间尺度。M31中的薄盘和厚盘都达到类似的高氩丰度（12 + log（Ar/H））~ 6.7。因此，M31中薄/厚盘的化学和结构性质与银河系薄盘和厚盘的化学和结构性质明显不同。
2022-08-03 astro-ph.GA
The redshift evolution of oxygen and nitrogen abundances in emission-line SDSS galaxies
研究了发射线SDSS星系中氧和氮丰度随红移和星系恒星质量的演化。这是第一次对氮丰度进行这样的研究，它为研究星系的化学演化提供了额外的限制。我们设计了一个标准，以识别和排除考虑AGN和恒星形成星系的线通量测量误差大。为了选择恒星形成的星系与准确的线通量测量，我们要求，对于每个星系，氮丰度与各种校准的基础上不同的发射线同意。使用这种选择标准，恒星形成星系的子样本已被提取的MPA/JHU集团的目录。我们发现，在过去的3 Gyr中，质量最大的星系，即质量大于10^11.2 M_sun的星系，并没有同时富集氧和氮：它们在遥远的过去形成了恒星，以至于在z=0.25之前，它们的核合成产物已经返回到了星际介质中。质量范围从10^11.0 M_sun到10^11.2 M_sun的星系没有明显的氧富集，但确实显示出一定的氮富集：它们也在z=0.25之前形成恒星，但与最高质量的星系相比要晚;这些恒星在z=0.25之前没有将氮返回到星际介质，因为它们没有足够的时间进化。这表明，寿命为2-3 Gyr的恒星有助于氮的产生。最后，质量小于10^11 M_sun的星系在最后3 Gyr期间显示出氧和氮的富集：它们经历了可观的恒星形成，并在此期间将其质量的20%转化为恒星。
2010-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
APOGEE Chemical Abundance Patterns of the Massive Milky Way Satellites
SDSS-IV Apache Point Observatory星系演化Experiment（APOGEE）巡天获得了分布在银河系大质量卫星星系（MW）中的数千颗红巨星的高分辨率光谱：大小麦哲伦云（LMC/SMC），人马座矮星系（Sgr），天炉座（Fnx），以及现在完全破裂的\emph{Gaia}香肠/土卫二（GSE）系统。我们提出并分析了每个星系的APOGEE化学丰度模式，以得出关于其恒星形成历史的可靠结论，通过量化多个元素（C，N，O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni和Ce）的相对丰度趋势，以及通过拟合化学演化模型到每个星系的[ $α$ /Fe]-[Fe/H]丰度平面。结果表明，Nidever等人在$α$ -元素丰度中观测到的MC中的星暴化学特征延伸到C+N、Al和Ni，SMC中的主要爆发发生在LMC爆发之前约3-4 Gyr。我们发现，Sgr和Fnx也表现出化学丰度模式，暗示次级恒星形成的时代，但这些事件是较弱和较早（$\sim$ ~5-7 Gyr前）比在MC中观察到的。没有化学证据表明GSE中存在第二次恒星爆发，但与其他四个星系相比，该星系显示出最强的初始恒星形成。所有的矮星系都有更大的相对贡献的AGB星的浓缩比MW。比较和对比这些化学模式突出了星系环境对其化学演化的重要性。
2021-09-30 astro-ph.GA
Secular evolution and a non-evolving black hole to galaxy mass ratio in the last 7 Gyr
本文对XMM-COSMOS巡天的32个1型活动星系核（AGNs）样本（M_BH/M_sun~10^（7.2--8.7））的黑洞（BH）质量与星系恒星总质量之比在0.3<z<0.9处提出了新的限制。基于H_β的维里M_BH估计可从COSMOS Magellan/IMACS巡天获得。我们利用高分辨率的哈勃空间望远镜（HST）图像对各第1类活动星系核和宿主星系的光进行分解，并采用特制的质光比来估算恒星质量（M *）。对于星系核球的质量，M_BH/M_* 比相对于局域关系为零，并且我们也发现质量比M_BH/M_*=（1+z）^{0.02+-0.34}在z~0.9范围内没有演化。有趣的是，在高M_BH端，z=0的关系有一个正的偏移，这可以完全由宇宙散射为0.3的质量函数偏差来解释，重申了内在分布与零演化是一致的。从我们的结果中，我们得出结论，由于z~0.9，不需要大量增加恒星质量：恒星形成率的下降和z<1时的合并活动支持这种情况。然而，考虑到这些星系中有相当一部分显示出盘状成分，它们的凸起确实质量不足。这直接表明，对于最后7 Gyr，这些星系遵守z=0关系所需的唯一基本机制是恒星质量重新分配到凸起，可能是由长期过程驱动的，即，内部不稳定和轻微合并。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The R-Process Alliance: Chemical Abundances for a Trio of R-Process-Enhanced Stars -- One Strong, One Moderate, One Mild
基于高分辨率、高信噪比的Magellan/MIKE谱，我们给出了三颗新的明亮（V ~ 11）、极贫金属（[Fe/H] ~ -3.0）、r过程增强的晕红巨星的详细化学丰度。我们测量了每个恒星中20-25个中子捕获元素的丰度。J1432-4125是最富r-过程的r-II星之一，[Eu/Fe]= +1.44+-0.11。J2005-3057是一颗r-I星，[Eu/Fe] = +0.94+-0.07。J 0858 -0809的[Eu/Fe] = +0.23+-0.05，其碳丰度为[C/Fe]_corr =+0.76，从而增加了少量已知的碳增强r过程星。所有三颗恒星都显示出与Ba以上元素的比例太阳r过程模式的显着一致性，这与中子星合并产生的出生气体云的富集一致。然而，Sr，Y和Zr的丰度偏离缩放的太阳模式。这表明，不止一个不同的r-过程网站可能是负责所观察到的中子俘获元素丰度模式。在J1432-4125和J2005-3057中检测到钍。J1432-4125和J2005-3057的年龄估计是根据两组初始生产率中的一组来确定的，假设恒星都很老。由此得出的个体年龄分别为12+-6 Gyr和10+-6 Gyr。
2018-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gas Accretion Rate of Star-forming Galaxies over the last 4 Gyr
本研究利用红移z≈0.35处恒星形成星系的多气体组分与恒星质量标度关系，结合主序演化假设，推算过去40亿年的气体吸积率，发现低红移宇宙恒星形成率下降源于原子-分子气体转化效率低而非吸积不足。
2023-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-precision abundances of elements in solar-type stars. Evidence of two distinct sequences in abundance-age relations
用MARCS模型大气分析了6000 A下信噪比S/N > 600的HARPS光谱，以获得C、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni、Sr、72颗金属丰度在-0.3 0.3和ASTEC恒星模型被用来确定恒星的有效温度，通过盖亚DR 2视差获得的光度和重元素丰度的年龄。由此产生的年龄-金属丰度分布似乎由两个不同的群体组成：一个是在~7 Gyr年龄时[Fe/H]急剧上升到约+0.3 dex的老恒星序列，另一个是在过去6 Gyr期间[Fe/H]从-0.3 dex增加到约+0.2 dex的年轻恒星序列。此外，[O/Fe]、[Na/Fe]、[Ca/Fe]和[Ni/Fe]等几个丰度比随恒星年龄的变化趋势可分为两个相应的序列。另一方面，[Y/Mg]-年龄关系显示两个年龄序列之间没有偏移，并且对[Fe/H]没有显著的依赖性，但是视觉双星网座ζ的组成部分有很大的令人困惑的偏差。年龄-金属丰度分布分裂成两个序列，可以解释为两个星系盘上气体吸积事件的证据，在这两个事件之间有恒星形成的淬灭。一些[X/Fe]-年龄关系支持这种情况，但其他关系不那么容易解释，这需要更深入地研究[Fe/H]函数的导出丰度中的系统误差，特别是3D非LTE效应。
2020-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the evolution of the relationship between HI mass and halo mass in the last 12 Gyr
暗物质晕中的中性氢（HI）含量形成了重子循环中的中间态，连接了晕中的热冲击加热气体和冷恒星形成气体。HI质量和晕质量之间的关系的测量，因此提出了重要的限制星系形成模型。我们结合射电观测的HI在低红移的发射（$z\sim 0$）和光学/紫外观测的HI在高红移的吸收（$1<z<4$）导出的HI质量晕质量（HIHM）的关系从红移$z=4$到$z=0$的演变约束。我们发现，可以模拟HIHM关系类似的恒星质量晕质量（SHM）的关系在$z \sim 0$。在$z=0$中，质量为$10^{11.7}$ M $_\odot$的晕具有最高的HI质量分数（$\sim 1\%$），约为恒星质量分数的四分之一。我们模拟HIHM关系的演变的方式类似的SHM关系。结合这一参数化与红移和质量相关的修改Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件中的HI密度晕，我们绘制的HIHM关系从所观察到的HI列密度，发病率和集群偏见在高红移的演变的限制。我们将这些发现与流体动力学模拟和文献中的其他方法的结果进行了比较，并发现模型在$68\%$置信水平下相互一致。
2017-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the s-process history in the Galactic disk: Cerium abundances and gradients in Open Clusters from the OCCAM/APOGEE sample
APOGEE疏散星团化学丰度和制图（OCCAM）巡天被用来探测银河系盘中s-过程元素铈的化学演化。铈的丰度是通过使用布鲁塞尔高精度光谱自动编码（BACCHUS）对属于42个疏散星团的218颗恒星的APOGEE光谱中的Ce II线进行测量而得出的。我们的研究结果表明，在一般情况下，年龄$<$ 4 Gyr，年轻的疏散星团有较高的[Ce/Fe]和[Ce/ $α$ -元素]比老集群。此外，金属丰度在[Ce/X]-年龄平面（其中X可以是H、Fe和$α$ -元素O、Mg、Si或Ca）中分离疏散星团。这些金属性依赖关系导致[Ce/Fe]和[Ce/ $α$ ]比率随年龄变化，但不是通用时钟。首次导出了按年龄分组的疏散星团中[Ce/H]和[Ce/Fe]比值的径向梯度，d[Ce/H]dR $_{GC}$为负，d[Ce/Fe]/dR $_{GC}$为正. [Ce/H]和[Ce/Fe]梯度随时间近似恒定，其中[Ce/Fe]梯度变得稍微更陡，变化为$\sim$ +0.009 dex-kpc $^{-1}$ -Gyr $^{-1}$。对于较老的疏散星团，[Ce/H]和[Ce/Fe]梯度都向较低的[Ce/H]和[Ce/Fe]值移动。在AGB恒星的s过程产额、星际介质Ce富集的$\sim$ Gyr时间延迟以及Ce核合成对其AGB恒星源金属丰度的强烈依赖性的背景下，讨论了银河系盘面上疏散星团中Ce的化学模式。
2021-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
