Terzan 5: a pristine fragment of the Galactic Bulge?
泰山5号是位于银河系内凸起的一个恒星系统，在历史上被归类为球状星团。然而，最近的测光（Ferraro et al. 2009）和分光（Origlia et al. 2011; Origlia et al. 2013）研究表明，它至少拥有三个具有不同铁丰度的恒星星族（Delta[Fe/H]>1 dex的总扩散），从而证明Terzan 5不是一个真正的球状星团。此外，从金属丰度分布和α元素富集的角度来看，这个系统的化学模式与其周围环境的化学模式之间惊人的相似性，表明Terzan 5可能是凸起本身的原始碎片。
2014-01-16 astro-ph.GA
Variable stars in Terzan 5: additional evidence of multi-age and multi-iron stellar populations
泰山5是银河系核球中的一个复杂恒星系统，其中的恒星星族具有非常不同的铁含量（Δ[Fe/H] ~1 dex），年龄相差几个Gyr。在这里，我们提出了一个调查的变星。我们报告的发现和表征的三个RR天琴座星。对于这些新发现的RR天琴座和六个Miras的已知周期，我们提供径向速度和化学丰度与X-SHOOTER在VLT获得的光谱。我们发现三个RR型天琴座和三个短周期Miras（P<300 d）的径向速度与Terzan 5成员一致。它们具有太阳下的铁丰度和增强的[α/Fe]，与Terzan 5的12 Gyr贫金属恒星星族的年龄和丰度模式很好地匹配。在本研究分析的三个长周期（P>300 d）Miras中，只有一个具有与Terzan 5成员一致的径向速度。它的超太阳铁丰度和太阳尺度的[α/Fe]很好地匹配了泰山5号富含金属的恒星星族的化学性质，它的推导质量很好地符合比短周期Miras年轻几个陀螺。这个年轻的变量是在Terzan 5中发现的令人惊讶的年轻子种群的额外证据。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
COSMIC-LAB: Terzan 5 as a fossil remnant of the Galactic bulge formation epoch
星系球的形成和演化是现代天体物理学中最有争议的话题之一。解决这个问题的一种方法是观察银河系的凸起，因为它是最近的。根据一些理论模型，我们的凸起可能是由星系演化早期阶段气体盘碎裂形成的子结构合并而成的。我们可能已经在恒星系统Terzan 5中发现了这些子结构之一的遗迹。事实上，泰山5拥有两个恒星星族，它们的铁丰度完全不同，这表明它曾经比今天大得多。此外，它独特的化学性质与在银河系隆起中观察到的化学性质惊人地相似。在这篇论文中，我们进行了详细的光度和光谱分析，以确定该集团的形成和演化。从光度的角度来看，我们建立了一个高分辨率的微分红化地图的方向的系统，我们测量相对自行分离其成员人口的污染核球和磁盘明星。从光谱的角度来看，我们测量了600多颗恒星的丰度属于泰山5及其周围地区，以建立最大的现场净化金属丰度分布为这个系统。我们发现金属丰度分布非常广泛（>1 dex），并且我们发现了第三个金属贫乏和α增强的群体，平均[Fe/H]=-0.8 dex。这篇论文清楚地揭示了Terzan 5和凸起在化学形成和演化方面的惊人相似性，这表明Terzan 5与银河系凸起在原地形成。特别是其贫金属的人口跟踪凸起形成的早期阶段，而其最富金属的组成部分可能包含的凸起最近的演变的关键信息。
2014-12-18 astro-ph.GA
Probing populations of dark stellar remnants in the globular clusters 47 Tuc and Terzan 5 using pulsar timing
提出了一种结合多质量平衡动力学模型和脉冲星计时数据来约束银河系球状星团（GC）质量分布和剩余粒子数的新方法。我们首先将这种方法应用到47 Tuc，一个集群，其中存在着丰富的恒星运动学数据，这也是主机到一个大的人口毫秒恒星。我们证明，脉冲星定时数据使我们能够对整体质量分布和残余人口的强约束，即使没有恒星运动学拟合。我们的模型倾向于在这个星系团中有一小群恒星质量的黑洞（总质量为$446^{+75}_{-72} \mathrm{M_\odot}$），反对需要一个大的（$ > 2000 \ \mathrm{M_\odot}$）中央中等质量黑洞。然后，我们将该方法应用于泰山5，一个严重模糊的隆起集群，拥有最大的人口的毫秒星系的任何银河系GC和传统的恒星运动学数据的收集是非常有限的。我们改善现有的限制，这个集群的质量分布和结构参数，并严格限制其黑洞的内容，找到一个上限的质量在BH的$\sim 4000 \ \mathrm{M_\odot}$。这种方法使我们能够探测中央动态的GC，即使在没有恒星运动学数据，可以很容易地应用到其他GC脉冲星定时数据，数据集将继续增长与下一代射电望远镜。
2024-08-27 astro-ph.GA
The age of the young bulge-like population in the stellar system Terzan5: linking the Galactic bulge to the high-z Universe
银河系的核球被一个古老的、富含金属的恒星星族所控制。年轻（几个Gyr老）的次要成分的可能存在和数量是文献中争论的主要问题之一。最近，研究人员发现膨胀恒星系统Terzan 5有三个铁含量变化超过一个数量级（从太阳值的0.2倍到2倍）的子群，其化学丰度模式与在膨胀场恒星中观察到的化学丰度模式惊人地相似。在这里，我们报告检测到两个不同的主序列的泰山5号关闭点，提供了两个主要的恒星星族的年龄：12 Gyr的（占主导地位的）太阳下的组件和4.5 Gyr的组件在超太阳的金属丰度。这一发现将泰山5归类为银河系隆起中的一个地点，在那里发生了多次恒星形成的爆发，从而表明一个相当大的祖先可能类似于在高红移的恒星形成星系中观察到的巨大团块。这种联系为研究球状体的形成和演化及其恒星成分开辟了一条新的途径。
2016-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy Unveils the Complex Nature of Terzan 5
我们提出了33个红巨星的化学丰度分析属于复杂的恒星系统泰山5。我们确认发现了两个具有不同铁丰度的恒星星族（Ferraro等人，2009，Nature，462，483）：一个相对贫金属的组分，[Fe/H]=-0.25 +/- 0.07 r.m.s.，另一组分的[Fe/H]=+0.27 +/-0.04 r.m.s.，超过了任何已知的银河系球状星团。这两个种群也显示出不同的[α/Fe]丰度比。贫金属组分的平均值[α/Fe]=+0.34 +/-0.06 r.m.s.，这与核心坍缩超新星（SNe）快速富集的典型情景一致。富金属组分具有[α/Fe]=+0.03 +/-i 0.04 r.m.s.，这表明形成它的气体在较长的时间尺度上受到II型和Ia型SNe的污染。这两个群体都没有显示出[Al/Fe]超过[O/Fe]反相关的证据，这通常在银河系球状星团中观察到。由于这些化学丰度模式是独特的，我们认为泰山5不是一个真正的球状星团，而是一个恒星系统，具有更复杂的恒星形成和化学富集的历史。
2010-12-09 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
Chemical and kinematical properties of Galactic bulge stars surrounding the stellar system Terzan 5
作为一项旨在确定泰山5的运动学和化学性质的研究的一部分，我们提出了围绕这个令人费解的恒星系统的膨胀恒星的第一个特征。我们观察了615个位于远超过泰山5潮汐半径的目标，我们发现它们的径向速度分布很好地描述了高斯函数，峰值为<v_rad>=+21.0 \pm 4.6 km/s，色散sigma_v=113.0 \pm 2.7 km/s。这是为数不多的在低纬度和正纬度环境（b=+1.7°）下对大样本核球星的径向速度进行的高精度光谱测量之一。我们没有发现<v_rad>Nidever等人（2012）中发现的\sim +200 km/s峰值的证据。TiO波段对许多观测光谱的强烈污染使我们无法推导出整个光谱样品的铁丰度，从而引入了选择偏差。金属丰度分布的子样本中的112颗恒星的星等范围内的选择偏差的影响是可以忽略不计的。分布范围相当广，大致在太阳金属丰度（[Fe/H] \simeq +0.05 dex）处达到峰值，在太阳上和太阳下范围内的恒星数量相似。不同金属丰度范围内的星族数比与低纬球区观测结果一致，表明：（1）在超太阳区，可能存在一个|b| <4°的星族数比平台;（0<[Fe/H]<0.5 dex）和太阳下（-0.5<[Fe/H]<0 dex）金属丰度范围;（ii）贫金属组分（[Fe/H]<-0.5）作为银河系纬度的函数严重下降。
2014-06-30 astro-ph.GA
The Terzan 5 puzzle: discovery of a third, metal-poor component
我们报告了在Terzan 5中发现的3颗贫金属巨星，Terzan 5是银河系隆起中的一个复杂恒星系统，已知有两个人口[Fe/H]=-0.25和+0.3。对于这3颗恒星，我们给出了在Keck II用NIRSPEC获得的新的阶梯光谱，证实了它们的径向速度成员资格，并提供了平均[Fe/H]=-0.79 dex铁丰度和[alpha/Fe]=+0.36 dex增强。这个新的人口扩展了金属丰度范围的Terzan~5 0.5德克斯更多的金属贫，它的属性与从核心坍塌超新星污染的气体形成一致。
2013-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring Simple-Population and Multiple-Population Globular Clusters in the Outer Galactic Halo using the Hubble Space Telescope
本文利用哈勃空间望远镜的高精度测光数据，首次详细研究银晕外围4个球状星团的星族组成，发现2个单星族、2个多星族星团，揭示初始质量阈值（若存在）小于10^5 M⊙，且恒星间金属丰度变化是星团共同特征。
2024-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is Terzan 5 the remnant of a building block of the Galactic bulge? Evidence from APOGEE
有人提出类球状星团系统Terzan 5是银河系凸起的一个原始构建块的幸存遗迹，主要是由于年龄/金属丰度的扩散和它的恒星在$α$ -Fe平面上的分布。我们采用斯隆数字巡天（SDSS-IV）数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE 2）来检验这一假设。采用随机抽样技术，我们对比了10个元素的丰度在泰山5星与他们的隆起领域的同行具有可比的大气参数，发现它们在统计上显着的水平不同。Ca、Mn、C、O和Al中两组之间的丰度差异超过1个$σ$，Si和Mg中差异超过2个$σ$。泰山5星的[ $α$ /Fe]和[Mn/Fe]比它们的核球对应物低。考虑到这些差异，我们得出结论，泰山5号不是凸起的$major$构件的残余。我们还根据银河系及其环境演化和组装（EAGLE）宇宙学数值模拟套件的预测估计了泰山5祖先的恒星质量，得出的结论是它可能低至$\sim3\times10^8$ M $_\odot$，因此它可能无法显著影响隆起/内盘的平均化学，这是明显更大的质量（$\sim10^{10}$ M $_\odot$）。我们简要地讨论了现有的情况下，泰山5的性质，并提出了一个观测测试，可能有助于阐明其起源。
2022-04-04 astro-ph.GA
Spectroscopic Observations of Obscured Populations in the Inner Galaxy: 2MASS-GC02, Terzan 4, and the 200 km/s stellar peak
由于致密气体和尘埃的存在，对低纬度潜在的新的和已知的恒星结构的解释受到阻碍，因为对这些视线的观测是有限的。我们已经确定了属于低纬度球状星团2MASS-GC 02和Terzan 4的APOGEE恒星，提出了居住在这些研究不足的星团中的恒星的第一个化学元素丰度。正如预期的那样，在这些富含金属的集群中共存的多个种群的签名是显而易见的。我们重新测定了2MASS-GC 02的径向速度为-87 +-7 km/s，发现该星团的日心径向速度与文献值相差超过150 km/s。我们研究了一种潜在的新的低纬度恒星结构，一个千秒差距尺度的核盘（或环），它被提出来解释一个高速（V_{GSR}~200 km/s）的峰值在几个银河系的隆起领域的基础上APOGEE委托观测报告。本文给出了（l，b）=（-6，0）处的新的场星径向速度，并结合APOGEE在负角距处的观测进行了这一研究。不幸的是，在银河系平面上的负曲率处没有明显的-200 km/s的峰值，正如预测的核特征的特征。高V_{GSR}恒星的距离和盖亚EDR3自行并不支持目前的模型，即在棒支撑轨道上的恒星作为+200 km/s峰值的解释。
2021-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The multi-age stellar populations of Terzan 5 as revealed by JWST
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna (OAS)（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
本文利用JWST的观测数据，揭示了Terzan 5中存在多个不同年龄的恒星群体，通过光度分析确定了其中两个主要成分的年龄，并发现可能还存在更年轻的恒星成分。
2026-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy of Red Giants in the globular cluster Terzan 8: kinematics and evidence for the surrounding Sagittarius stream
我们提出的光谱调查的结果，红巨人在球状星团泰山8的目的是研究其运动学。我们得到了精确的径向速度为82颗恒星位于最里面的7弧分从集群中心确定48个真正的集群成员。集群的运动学进行了比较与一组动力学模型占的质量分离和一个变量的二进制部分的效果。导出的速度色散似乎比没有双星的质量分离恒星系统的预测要大，这表明该星团要么是动态年轻的，要么它包含了大部分的双星（>30%）。我们检测到7颗恒星的径向速度与集群系统速度兼容，但与化学图案偏离的集群和银河场。这些恒星很可能是围绕这个恒星系统的人马座流的成员。
2014-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Terzan 8: a Sagittarius-flavoured globular cluster
大质量球状星团（GC）至少包含两代年龄略有不同、轻元素丰度明显不同的恒星。Na-O关系是多代恒星的化学特征研究得最好的。低质量的团簇通常表现为化学上均匀的。我们正在研究低质量GC，以了解多个种群可以形成的质量下限是什么，主要使用Na和O丰度分布。我们使用VLT/FLAMES光谱的巨人在低质量，金属贫GC泰山8，属于人马座矮星系，以确定丰富的Fe，O，Na，α-，Fe峰，和中子捕获元素在6颗恒星与UVES观察和14个观察与GIRAFFE。根据六个高分辨率UVES光谱，平均金属丰度为[Fe/H]=-2.27+/-0.03（rms=0.08）。只有一颗星，观察与GIRAFFE，显示了增强的丰富的钠，我们暂定分配到第二代。在这个星系团中，与更大质量的GC中发生的情况不同，第二代似乎最多代表一小部分。我们讨论了我们的研究结果的影响，比较泰山8与其他Sgr dSph GCs，GCs和场星的大麦云，天炉座，和其他矮星系。
2013-11-11 astro-ph.GA
Using long-term millisecond pulsar timing to obtain physical characteristics of the bulge globular cluster Terzan 5
在过去的十年里，在球状星团泰山5号中发现了三个独特的恒星群和大量已确认的恒星，这对它的分类提出了质疑。利用星团核心36毫秒射电脉冲星的长期射电脉冲星计时，我们提供了系统关键物理特性的新测量。由于泰山5号位于银河系的隆起处，恒星的拥挤和变红使得光学和近红外观测变得困难。然而，脉冲星加速度，使我们能够研究集群的内在特性独立的红化和恒星拥挤和探测的质量密度分布，而不需要量化的质光比。将每个脉冲星的自旋和轨道周期与King模型预测的加速度联系起来，我们发现核心密度为$1.58\times$ 10 $^6$ M $_\odot$ pc $^{-3}$，核心半径为0.16 pc，脉冲星密度分布为$n\propto r^{-3.14}$，总质量为M $_{\rm T}$（$R_\perp<$ 1.0 pc）$\simeq3.0\times$ 10 $^5$ M $_\odot$，假设星团距离为5.9 kpc。利用这些信息，我们反对泰山5是一个被破坏的矮星系，并讨论了泰山5是银河系原凸起碎片的可能性。我们还讨论了低质量的超新星是通过电子捕获超新星形成的，还是存在于一个充满重白矮星和硬双星的核心中。最后，我们提供了一个可能的黑洞在集群的核心3.0 $\times$ 10 $^4$ M $_\odot$的质量上限。
2017-07-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The star formation history of the first bulge fossil fragment candidate Terzan 5
本文利用 SFERA 拟合颜色-星等图重建 Terzan 5 的恒星形成历史，发现其主峰在 12–13 Gyr 前贡献 70% 质量，并伴有多次后续爆发，支持其作为原初大质量团块自富集化石的假说。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The true nature of Terzan 5: the most efficient "furnace" of MSPs in the Galaxy
Terzan 5是一个类似于球状星团（GC）的恒星系统，拥有已知最大的MSP种群。在ESO-VLT上使用多共轭自适应光学演示器MAD，我们最近获得了极好的（K，J-K）色星等图，该图揭示了在星等和颜色上分离良好的两个水平分支（HB）的存在（Ferraro等人，2009，Nature，462，483）。NIRSPEC@Keck的快速光谱跟踪表明，这两个种群具有（1）显着不同的铁含量（微弱和明亮HB的[Fe/H]分别为-0.2和+0.3），（2）不同的[α/Fe]丰度模式和（3）没有证据表明GC中通常观察到的Al-O反相关性。所有这些性质都表明Ter 5远不是一个真正的球状星团。相反，它经历了大量超新星（SNe）的爆炸，因此它的金属含量很高，过去应该比现在大得多，从而将SN喷出物保留在其潜在的井中。许多II型超新星也应该产生了大量的中子星（NS），这最终可以解释它异常庞大的MSP人口。
2010-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new class of fossil fragments from the hierarchical assembly of the Galactic bulge
星系核球的形成和演化过程仍然不清楚，银河系核球中是否存在年轻恒星也存在很大争议。我们最近证明，在银河系隆起的Terzan 5是一个复杂的恒星系统，拥有年龄非常不同的恒星，并且与现场人口具有惊人的化学相似性。这表明它的祖先可能是被认为通过合并产生凸起的巨大结构之一。在这里，我们表明，另一个球状星团系统在隆起（Liller 1）主机两个不同的恒星星族具有显着不同的年龄：只有1-3 Gyr的最年轻的，12 Gyr的最古老的，这是令人印象深刻的相似，老的组成部分泰山5。这一发现将Liller 1和Terzan 5归类为银河系凸起中最近的恒星形成地点，并提供了明确的观测证据，证明原始大质量结构的分层组装有助于银河系球体的形成。
2020-12-14 astro-ph.GA
Terzan 5: an alternative interpretation for the split horizontal branch
我们考虑球状星团Terzan 5的水平分支（HB），它最近被证明被分成两部分，较暗的部分（δ M_K ~ 0.3等）比较亮的部分具有较低的金属丰度。这两个特征都表明它至少包含两个恒星星族。星等的分离被归因于~6 Gyr的年龄差异，并被解释为该星团非典型演化历史的结果。我们发现，所观察到的HB形态也是一致的模型，其中明亮的HB是由第二代恒星的金属富集和氦的质量分数大于（由Δ Y ~ 0.07）比第一代恒星人口的HB较暗的一部分。因此，与大多数拥有多个星群的“正常”星团相比，泰山5是异常的，只是因为它的第二代被超新星喷出物严重污染;然而，先前提出的恒星形成时间延长并不是必需的。明亮的HB的铁富集可以归因于Ia型超新星喷出物的低铁，富氦，星团的大质量渐近巨星分支恒星的喷出物的污染，或者它与气体的混合，从环境中吸积在星团上，由于它靠近银河系凸起，已经受到快速金属富集。这里提出的模型只需要一个很小的年龄差异，约1亿年。
2010-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
FORS2/VLT survey of Milky Way globular clusters I. Description of the method for derivation of metal abundances in the optical and application to NGC 6528, NGC 6553, M 71, NGC 6558, NGC 6426 and Terzan 8
我们已经观测到了银河系中近1/3的球状星团，目标是遥远的和/或高度变红的天体，除了少数参考星团。FORS2@VLT/ESO在R ~ 2，000处观测到了大量红巨星样本。本文介绍了一种恒星参数的推导方法，并应用于六个参考星团。我们的目标是推导出恒星参数有效温度，重力，金属丰度和α-元素的增强，以及径向速度，在每个集群中的个别恒星的成员资格确认。我们分析了参考球状星团NGC 6528、NGC 6553、M 71、NGC 6558、NGC 6426和Terzan 8的光谱。它们覆盖了球状星团金属丰度的全部范围，并位于球核、盘和晕中。应用全谱拟合技术，通过将每个目标光谱与4560-5860 A光学区的恒星库进行比较。我们采用了观测光谱MILES的库和Coelho等人（2005）的合成库。该方法的验证是通过恢复已知的大气参数的49个良好的研究涵盖了广泛的参数空间的恒星。我们采用MILES和Coelho等人的库结果的平均值作为最终的恒星参数（有效温度、重力、金属丰度）。我们在NGC 6528中鉴定了4颗成员星，在NGC 6553中鉴定了13颗，在M 71中鉴定了10颗，在NGC 6558中鉴定了5颗，在NGC 6426中鉴定了5颗，在Terzan 8中鉴定了12颗。径向速度，Teff，log（g），[Fe/H]和α-元素的增强。我们首次从光谱学中推导出NGC 6426的丰度。该方法被证明是可靠…
2014-09-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
On the manifest link between Terzan 5 and the Galactic bulge
本研究通过 [$α$/Fe] 丰度比分布与统计检验探讨 Terzan 5 与银河系核球的化学联系，并综述其运动学与演化性质，证实其核球原位形成及更复杂的演化机制。
2025-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing back a second-generation star stripped from Terzan 5 by the Galactic bar
结合Gaia自行与APOGEE化学丰度数据，发现被银河系棒捕获的恒星SOS1约350 Myr前从球状星团Terzan 5剥离，证实Terzan 5为核球原始构件遗迹，凸显了化学动力学追溯星系演化的效力。
2024-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bulge Fossil Fragments as a new population of factories of gravitational wave sources in the Galaxy
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Dept. of Astronomy, Indiana University（印第安纳大学天文学系）
研究通过分析银盘中两个恒星系统Terzan5和Liller 1的复杂恒星群体，提出银盘化石碎片可能成为引力波源的重要来源，通过化学演化模型估算其双黑洞并合数量，发现其数量显著高于普通球状星团。
2026-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The bulge globular cluster Terzan 6 as seen from multi-conjugate adaptive optics and HST
研究利用自适应光学与HST多波段数据，首次详细测光分析核球星团Terzan 6，获得成员星、消光、距离、结构、年龄及金属丰度关系。
2025-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of over a thousand variable stars in Terzan 5 and Liller 1 with JWST
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究院）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”, Università di Bologna（博洛尼塔大学物理与天文学系）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna (OAS)（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
利用JWST时域变星普查，在Terzan 5和Liller 1中发现1,315颗变星，包括Rapid Burster和Terzan 5脉冲星的首个红外对应体，并提出群体级时域测光新技术。
2026-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Timing of Seven Isolated Pulsars in the Globular Cluster Terzan 1
对 Terzan 1 中七颗孤立脉冲星进行七年计时，测量位置和周期导数，推断视线加速度以约束星团核心性质，发现 Ter 1 A 可能比星团年轻，暗示其形成通道可能不同于核心塌缩超新星。
2024-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
First evidence of multi-iron sub-populations in the Bulge Fossil Fragment candidate Liller 1
本文首次测定 Liller 1 的金属丰度分布，发现其具有双峰铁分布，且超太阳组分更向心聚集，与 Terzan 5 类似，支持 Liller 1 为核球化石碎片。
2023-05-08 astro-ph.GA
Is the Nuclear Star Cluster a Bulge Fossil Fragment?
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Lund University（隆德大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究对比银河系核星团与核球化石碎片候选体Terzan 5、Liller 1，发现NSC与核球关联强但非二者简单类似体，提出BFF假说可作为识别NSC中早期核球形成组分的可证伪框架。
2026-09-03 astro-ph.GA
Star Cluster Ecology: Revisiting the Origin of Iron and Age Complex Clusters
典型的球状星团（GC-年轻和年老）拥有恒星星族，恒星与恒星之间的重元素变化很小或没有变化（例如，（1）不老，不老。核星团（NSC），另一方面，主机复杂的恒星星族，显示多模态分布在Fe和经常在年龄，大概是由于其独特的位置在一个大的银河系势阱的中心。然而，最近又发现了一类新的星系团，以Terzan~5和Liller~1为例，这两个星系团都是位于银河系内部的高质量、高金属丰度的星系团。有人认为，这些并不是真正的GC，而是银河系隆起形成过程中遗留下来的碎片。在这里，我们批判性地评估了这种情况，并发现动态摩擦的作用可能使它站不住脚，用于估计团块的初始质量的方法是无效的。相反，它似乎更有可能，这些集群代表了一个相对罕见的现象，现有的GC吸积气体，并形成第二代，如先前所建议的。
2021-10-20 astro-ph.GA
Stellar populations of bulges at low redshift
这一章总结了我们目前对球状体的恒星星族性质的理解，并概述了未来重要的研究方向。
2015-03-27 astro-ph.GA
Yonsei evolutionary population synthesis (YEPS). II. Spectro-photometric evolution of helium-enhanced stellar populations
银河系球状星团中多个恒星星族的发现激发了氦增强恒星星族的各种后续研究。本文提出了具有不同初始氦丰度（$Y_{\rm ini}$）的简单恒星星族（SSP）分光光度演化的演化星族合成模型。我们发现，$Y_{\rm ini}$带来{戏剧性}的变化，在光谱光度特性的SSP。与正常氦SSP一样，氦增强SSP的综合分光光度演化也取决于给定$Y_{\rm ini}$的金属丰度和年龄。{We讨论氦增强种群与银河系GC中发现的第二代种群的关系的含义和前景。所有型号均可在\url{http://web.yonsei.ac.kr/cosmic/data/YEPS.htm}上购买。
2017-06-16 astro-ph.GA
Globular Clusters in the Time of the JWST. I. Survey Design and First Results on Multiple Populations and Beyond
Università di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Physics Department, American University of Sharjah（沙迦阿美利加大学物理系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所-罗马天文台）
基于JWST GO-8960观测和存档数据，对银河系球状星团进行均匀巡天，通过高精度测光和自行测量，在11个星团中探测到低质量恒星的多星族，揭示了离散主序、连续分布及氦氧丰度变化等多样特征。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar populations of galaxies in the ALHAMBRA survey up to $z \sim 1$. IV. Properties of quiescent galaxies on the stellar mass$-$size plane
我们进行了一个全面的研究，作为一个功能的大小和恒星质量的静态星系的恒星人口属性约束的物理机制，恒星质量大会和可能的演化的情况下，解释其大小的增长。在通过尘埃校正的恒星质量$-$色图从ALHAMBRA巡天中选择所有的静止星系后，我们建立了一个来自HST的具有可靠大小的$\sim850$静止星系的共享样本。恒星的人口属性检索使用SED拟合代码MUFFIT与各种组合的恒星人口模型。通过蒙特卡罗方法，在恒星质量$-$尺寸平面上研究了年龄、形成时代、金属丰度和灭绝与尺寸的函数关系。这解释了恒星人口属性之间的不确定性和简并效应。自$z\sim1$以来，静止星系的恒星布居特性与它们的恒星质量和大小是相关的。在固定的恒星质量下，静止星系越紧凑，它就越古老，金属含量也越丰富（分别是$1$ Gyr和$0.1$ dex）。此外，在相同的恒星质量（$<0.1$等）下，更紧凑的星系可能会比更扩展的星系呈现出稍低的折射率。通过研究恒星质量$-$尺寸平面上恒星布居特性的恒定区域，得到了控制恒星质量集合体形式为$M_\star \propto r_\mathrm{c}^α$的物理机制的经验关系式，其中$α$相当于$0.50-0.55 \pm 0.09$ .有迹象表明，支持的想法，速度色散是密切相关的恒星的星系内容。因此，驱动恒星星族演化的机制可以部分地与星系的动力学特性以及它们的引力势联系起来。
2019-10-03 astro-ph.GA
Modeling Tracers of Young Stellar Population Age in Star-Forming Galaxies
恒星形成星系的年轻恒星星族是驱动其辐射特性的主要引擎。因此，星系最年轻一代恒星的年龄对于详细了解其恒星形成历史，恒星内容和演化状态至关重要。在这里，我们提出了预测的等效宽度的H-β，H-α，和Br-γ复合线作为恒星星族年龄的函数。的等效宽度产生的最新一代的恒星演化轨迹和Starburst 99恒星星族合成代码，是第一个充分考虑的合成恒星星族产生的星云发射和连续吸收的综合效应。我们的模型恒星星族网格包括六种金属丰度（0.001 < Z < 0.04），两种恒星形成历史处理（10^6 Mo的瞬时爆发和1 Mo/年的连续恒星形成速率），以及两种不同的初始旋转速率处理（v_rot = 0.0 v_crit和0.4 v_crit）。我们还研究了不同的初始质量函数的影响。考虑到星系金属丰度的限制，我们预测的等效宽度可以应用于恒星形成星系的观测，以近似其年轻恒星星族的年龄。
2013-11-05 astro-ph.GA
Fitting Formulae for the Effects of Binary Interactions on Lick Indices and Colours of Stellar Populations
超过50%的恒星是双星，但大多数恒星星族研究采用单星恒星星族（ssSSP）模型，没有考虑双星的相互作用。事实上，ssSSP的综合特性不同于具有双星相互作用的恒星星族（bsSSP）。因此，有必要详细研究二元互作对群体Lick指数和颜色的影响。我们显示了一些公式计算之间的差异舔指数和颜色的bsSSPs，和ssSSPs。研究了25个Lick指数和12种颜色。这些结果可方便地用于计算双星相互作用对恒星星族研究的影响，以及在现有ssSSP模型中加入双星相互作用的影响。本文的电气数据和fortran程序可向作者索取。
2013-06-30 astro-ph.GA
A panchromatic spatially resolved study of the inner 500 pc of NGC 1052 - I: Stellar population
我们绘制了椭圆星系NGC 1052内部320 $\times$ 535 pc $^2$的光学和近红外（NIR）恒星星族特性。分别使用GMOS仪器和NIFS的Gemini积分场单元获得光学和NIR光谱。通过在光学单独进行恒星的人口合成，我们发现，该地区的星系是占主导地位的老（t $>$ 10 Gyr）恒星星族。使用近红外光谱，我们发现核心是由老恒星星族占主导地位，并与年轻（$\sim$ 2.5 Gyr）的恒星环。我们还结合了光学和近红外数据管，并进行了全色空间分辨的恒星种群合成，这导致了主导地位的老恒星星族，与光学结果一致。我们认为，光学和近红外数据相结合的技术可能是有用的，以隔离恒星星族年龄的贡献与强近红外吸收带。我们还推导了恒星的运动学，发现恒星的运动是由一个高的（$\sim$ 240公里$\cdot$ s $^{-1}$）的速度分散在核，与恒星也围绕中心旋转。最后，我们测量了吸收带，无论是在光学和近红外光谱，并发现其等效宽度的核下降。对这种下降的有利解释是来自低光度活动星系核的无特征连续辐射。
2018-11-07 astro-ph.GA
Stellar Populations and the Star Formation Histories of LSB Galaxies: III. Stellar Population Models
设计了一系列星族模型来研究富气体低表面亮度星系的恒星形成历史。LSB星系的独特之处在于具有非常蓝的颜色，低H $α$发射和高气体分数的特性，这表明恒星形成的历史是恒定的（相对于大多数螺旋和不规则星的恒星形成模型）。该模型模拟使用一个不断发展的多金属丰度复合人口，遵循化学富集计划的基础上银河系的观测。颜色和时间敏感的恒星演化分量（即，BHB，TP-AGB和蓝色离散星），模型的颜色扩展到斯皮策波长范围内的新的观察比较。一般来说，LSB星系很好地匹配了恒定的恒星形成场景，颜色的变化可以通过在过去的0.5 Gyrs（即，弱爆发）。早期型螺旋，从S $^4$ G样本，是更好地符合下降的恒星形成模型，恒星形成减少了40%，在过去的12个Gyrs。
2014-07-25 astro-ph.GA
The TYPHOON stellar population synthesis survey: I. The young stellar population of the Great Barred Spiral NGC 1365
本研究利用TYPHOON长缝光谱与恒星族群合成，绘制NGC 1365恒星年龄、金属丰度及消光分布，揭示其外盘由内向外增长，并解释中心年轻族群金属丰度骤降。
2023-11-02 astro-ph.GA
Applications of Stellar Population Synthesis in the Distant Universe
与人造星系模型的比较是必不可少的翻译不完整和低信噪比的数据，我们可以获得天体物理学的恒星星族的物理解释，描述他们的组成，物理性质，历史和内部条件。特别是对于遥远的星系来说，这是真实的，它们未被解析的光嵌入了它们的形成和演化的线索，以及它们对更广泛的环境的影响。恒星星族综合模型现在被用作所有红移分析的基础，但并非没有问题。在这里，我们回顾了恒星星族合成模型的使用，重点是在遥远的宇宙中的应用。
2020-05-04 astro-ph.GA
Recurrent gas accretion by massive star clusters, multiple stellar populations and mass thresholds for spherical stellar systems
我们探讨了引力的压力支持恒星系统的气体环境的内部密度分布的影响。我们的结论是，质量>= 10^6 M_sun的致密大质量星团作为云凝聚核，能够从温暖的星际介质中循环地吸积气体，这可能导致进一步的恒星形成事件，并解释了最大质量的球状星团和核星团中的多个恒星星族。同样的分析论点可以用来决定一个任意的球形恒星系统是否能够保持温暖或热的星际物质。这些质量阈值与不同形态类型的压力支持星系之间的过渡质量相吻合。
2009-04-28 astro-ph.GA
The nuclear star cluster and nuclear stellar disc of the Milky Way: Different stellar population and star formation history
银河系的核恒星盘（NSD）和核星团（NSC）是银河系中心的主要特征。然而，它们的观测受到极端源拥挤和高灭绝的阻碍。因此，它们之间的关系和形成情景还不完全清楚。我们的目标是检测从NSC和NSD沿视线到NSC的恒星星族，并评估它们是否有不同的恒星星族和恒星形成历史。我们分析了以NSC为中心的$8.2'\times2.8'$区域的$K_s$与$H-K_s$的色星等图，并探测到了两个具有不同折射率的不同恒星群。我们研究了它们的红色团块，以找到与每个恒星星族相关的特征。我们得到这两组恒星分别对应于NSD和NSC，并发现它们具有显著不同的恒星星族和恒星形成历史。我们检测到一个双红色团块的NSD人口，与以前的工作一致，而NSC提出了一个更复杂的结构，很好地拟合三个高斯特征。我们制作了消光图来分析探测到的恒星群之间的消光变化。我们发现，高消光层在较小的尺度（弧秒）上变化，并且在两个消光层之间存在$A_{K_s}\sim0.6$ \，mag的差异。最后，我们得到了每个恒星星族的距离与银河系中心距离是相容的，并发现了NSD恒星（$\sim360\pm200$ \，pc）的距离略近的一些证据。
2021-07-27 astro-ph.GA
On the Simultaneous Modelling of Dust and Stellar Populations for Interpretation of Galaxy Properties
星系的物理性质被编码在其光谱能量分布中，需要与模型进行比较才能提取。这些模型必须包含一个合成的恒星星族，并且在使用红外数据的情况下，还考虑尘埃的能量再加工和再发射的处方。虽然已经建立了许多这样的模型，但很少有分析恒星星族模型选择对导出的尘埃参数的影响，反之亦然。在这里，我们应用一个简单的框架来比较这些选择的影响，结合三个常用的恒星星族合成模型和三个尘埃排放模型。我们比较适合远红外光谱能量分布的验证样本的红外发光星系。我们发现，包括不同的物理，如二进制恒星演化，在恒星合成模型中可以引入偏差和不确定性的尘埃和恒星发射模型的推导参数，主要是由于远紫外线发射的差异可用于后处理。这可能有助于调和宇宙恒星形成速率和恒星质量密度历史之间的差异。值得注意的是，在尘埃辐射模型中包含的尘埃恒星诞生云成分提供了更大的灵活性，以适应恒星星族模型，因为它的再辐射是高度敏感的紫外辐射场的光谱和密度。二进制人口有利于更长的出生云消散时间尺度比发现时，假设只有单星人口合成。
2022-06-13 astro-ph.GA
Stellar populations in the Galactic Bulge (review)
直到最近，我们对银河系膨胀区恒星星族的了解都是基于对几个低消光窗口的研究。大规模的光度和光谱测量正在进行中，以绘制大面积的凸起。他们探测了几个复杂的结构，这些结构仍然有待充分表征，以及它们与内盘、厚盘和内晕的联系。我将回顾我们目前迅速增长的关于核球恒星星族的知识，以及对盖亚时代的新认识，以解开银河系内部区域的形成历史。
2012-10-08 astro-ph.GA
Stochastic 2-D galaxy disk evolution models. Resolved stellar populations in the galaxy M33
我们通过引入来自星系的富集气体流出和恒星星族的合成色星等图改进了随机2-D星系盘模型（Mineikis & Vansevičius 2014 a）。为了测试模型，我们使用HST/ACS恒星测光数据在四个领域位于沿星系M33的主轴（威廉姆斯等人，2009年），并证明了潜在的模型，以获得2-D恒星形成历史的解决盘星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
Interaction effects on galaxy pairs with GeminiGMOS-III: Stellar population synthesis
我们提出了一个观测研究的相互作用对恒星星族的样本中的星系对的影响。在3440 - 7300 nm波长范围内的长缝光谱获得的双子座多目标摄谱仪（GMOS）在双子座南部的15个星系在9个紧密的对。利用恒星星族综合程序STARLIGHT计算了恒星星族贡献的空间分布。考虑到对发射光的不同贡献，我们发现我们样本中的大多数星系都是由年轻/中间恒星星族主导的。这一结果不同于孤立星系的老恒星星族占主导地位的光盘表面亮度。我们解释这种不同的行为是由于气体流入沿磁盘上的恒星形成的相互作用的星系在一个时间尺度的顺序约2Gyr的影响。我们还发现，在一般情况下，次级星系对年轻恒星星族的贡献比主星系高。我们比较了由合成方法得到的恒星和星云折射率的估计值与H α/H \b{eta}发射线比，发现星云折射率系统地高于恒星折射率约2倍。我们没有发现星云和恒星金属丰度之间有任何相关性。我们既没有发现恒星的金属丰度和年龄之间的相关性，而星云的金属丰度和恒星年龄之间的正相关性，与老的地区是最丰富的金属。
2017-01-24 astro-ph.GA
Integrated spectral energy distributions of binary star composite stellar populations
本文介绍了早型星系中双星复合恒星星族（bsCSP）的理论积分谱能量分布（SED），以及如何将bsCSP模型用于星系的谱研究。所有bsCSP都是基于三个可调输入（金属丰度、旧组件和新组件的年龄）构建的。考虑了双星相互作用和恒星星族混合的影响。结果显示，bsCSP自然地具有一些UV上转SED。三个恒星星族参数对bsCSPs的SED都有明显的影响，且三个参数的影响是简并的。这表明，在对早型星系的SED研究中，应该考虑金属丰度的影响，以及恒星星族中老（主要是恒星质量）和年轻（次要）组分的年龄。本文还研究了不同波长的SED对恒星星族模型输入的敏感性。结果表明，紫外SED对所有三个恒星星族参数都敏感，而不仅仅是对恒星年龄敏感。根据一些SED特征，发现了一些对bsCSP的金属丰度、年龄、老组分年龄相对敏感的特殊波长范围。例如，波长范围为5110- 5250 AA、5250- 5310 AA、5310- 5350 AA、5830- 5970 AA、20950- 23550 AA的SED形状对bsCSP的恒星金属丰度相对敏感。在965- 985 AA、1005- 1055 AA、1205- 1245 AA波长范围内的SED形状对老组分年龄敏感，而在2185- 2245 AA、2455- 2505 AA、2505- 2555 AA、2775- 2825 AA、2825- 2875 AA波长范围内的SE…
2012-07-08 astro-ph.GA
Spatially-resolved Stellar Population Properties of the M 51-NGC 5195 System from Multi-wavelength Photometric Data
利用M 51及其伴星NGC 5195从紫外到可见光和红外的多波段光度图像，我们利用恒星星族合成模型研究了这个相互作用系统的空间分辨恒星星族性质.观测到的IRX被用来约束尘埃消光。恒星质量也是从模型拟合中推断出来的。通过拟合观测到的光谱能量分布（SED）与合成的，我们得到的恒星年龄，金属丰度，尘埃消光和恒星质量的二维分布。在M51中，两个设计宏伟的旋臂从隆起处延伸出来，显示出年轻的年龄，丰富的金属含量和丰富的尘埃。臂间区域充满了年龄更大、金属含量更低、尘埃更少的恒星星族。除了从M 51延伸到NGC 5195的旋臂外，NGC 5195的恒星星族性质相当没有特色。NGC 5195比M 51老得多，它的核心非常尘埃，$A_V$高达1.67等，恒星质量表面密度很高。近距离的碰撞可能会将M51旋臂中的尘埃带入NGC 5195的中心。
2020-07-15 astro-ph.GA
Theory of multiple-stellar population synthesis in a non-Hamiltonian setting
我们的目标是调查之间存在的联系的密度配置文件的恒星人口用来定义一个引力约束恒星系统和他们的恒星形成的历史：我们这样做，通过开发一个通用的框架，占经典的恒星星族理论和经典的恒星动力学。我们将Pasetto等人（2012）关于单个复合恒星星族（CSP）的工作扩展到多个CSP，包括CSP概念的相空间描述。在这个框架中，我们使用分布函数的概念来定义CSP的质量，金属丰度，和相空间中的一个合适的空间的存在$\mathbb{E}$的CSP。引入$\mathbb{E}$叶理的概念，将CSP形式化地描述为不相交的简单星族（SSP）之和，旨在为恒星星族理论和恒星动力学理论的方程组的建立提供一个更一般的形式化背景.在这样做时，我们允许CSP的耗散过程的对象，从而发展其动力学在一个一般的非哈密顿框架。此外，我们调查的必要条件和充分条件，以实现多个CSP符合其质量金属丰度和相空间分布函数在其时间演化，为无碰撞CSP。最后，分析和数值算例表明了所得结果的潜力。
2018-07-18 astro-ph.GA
From the inner Milky Way to Local Volume galaxies: resolved stellar populations with ELT-HARMONI
我们讨论的预测性能的HARMONI摄谱仪和ELT的背景下，两个具体的科学案例：解决本地体积星系和银河系考古学在稠密的环境中的恒星星族。我们使用HSIM软件制作并分析了一组模拟数据立方体，模拟了巨大椭圆星系半人马座A和银河系核凸起的观测结果。我们使用我们的结果来证明仪器在大量恒星中执行恒星吸收线光谱的能力，这将使我们能够研究这些高密度区域的详细运动学和恒星星族特征
2018-10-10 astro-ph.GA
Yonsei Evolutionary Population Synthesis (YEPS) Model. I. Spectroscopic Evolution of Simple Stellar Populations
我们提出了一系列的论文，2012年版本的延世进化人口合成（YEPS）模型，这是建立在超过20年的遗产。这第一篇论文描绘了光谱方面的综合光从恒星星族年龄超过1 Gyr。标准YEPS基于最新的Yonsei-Yale恒星演化径迹和BaSel 3.1通量库，提供了Lick/IDS系统的吸收线指数和简单恒星星族的高阶Balmer谱线，它们是恒星参数（如金属丰度、年龄和α元素混合）的函数。特别注意已采取纳入系统的贡献，从水平分支的恒星，改变了温度敏感的巴耳末线显着，导致高达5陀螺差异的年龄估计的老，金属贫恒星星族。我们还发现，水平分支不仅对巴耳末线，而且对包括镁指数在内的金属敏感线产生了明显的影响。这对于解释大质量星系中球状星团指数分布中有趣的双峰现象以及从各种指数中精确推导光谱金属丰度是至关重要的。目前可在http://web.yonsei.ac.kr/cosmic/data/YEPS.htm下载整个参数空间的光谱和光度YEPS模型数据的完整集合
2012-10-25 astro-ph.GA
Recovering stellar population parameters via different population models and stellar libraries
生成简单的恒星星族（SSP）库需要三种基本成分，即，初始质量函数（IMF）、恒星演化模型/等时线和经验/理论恒星光谱库。但是，这些成分的确定和理解仍然存在一些不确定性。我们使用两种不同的恒星星族模型、两种不同的经验恒星库、两种不同的等时线以及Salpeter和Chabrier IMF进行光谱拟合，以测试这些不确定性之间的相对参数偏移。基于这些设置，我们选择了Galaxev/STELIB和Vazdekis/MILES模型生成的五个SSP库，并将它们应用于MaNGA和模拟光谱的pPXF全光谱拟合。我们发现：1）与Galaxev/STELIB模型相比，Vazdekis/MILES模型对富金属（特别是太阳上）光谱的拟合质量有显著改善，从而得到更好的约化$χ^2$分布和更精确的吸收线拟合。这可能是由于经验STELIB库中缺乏富含金属的恒星，或者Vazdekis模型的代码改进。2)当应用Vazdekis/MILES模型进行光谱拟合时，IMF的变化不仅会导致$M_*/L_r$的系统性偏移，而且会导致年龄和金属丰度的偏移，这些偏移随着恒星星族年龄的增加而增加。然而，IMF变化引起的金属丰度偏移消失的情况下，Galaxev/STELIB库。3)Padova 2000模型在[M/H] $_L<-1.0$处提供了与MaNGA星系光谱更好的匹配，而BaSTI模型在[M/H] $_L>-1.0$处更好地匹配…
2019-02-11 astro-ph.GA
Variable stars in the VVV globular clusters III. RR Lyrae stars in the inner Galactic globular clusters
本文利用VVV巡天数据，通过自行、位置和周期-光度-金属丰度关系筛选，系统识别了内银河系球状星团中的天琴座RR型星，在UKS1和VVV-CL160中首次发现显著族群，并重新确定了这些星团的距离和色余。
2025-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
CRIRES+ reveals the chemistry of the stellar sub-populations in the bulge fossil fragment Liller 1
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所，博洛尼亚天文与空间科学观测站）
利用CRIRES+高分辨率光谱对Liller 1的30颗红巨星进行化学丰度测量，发现其具有多金属丰度子群，无Na-O反相关，证实其为银河系隆起内原位形成。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
