Non-solar abundance ratios trends of dEs in Fornax Cluster using newly defined high resolution indices
我们使用一组新定义的线指数对大质量天炉座矮星系样本中的恒星星族进行了详细的研究。利用积分场光谱数据，我们研究了天炉座星团中恒星质量从10 $^8$到10 $^{9.5}$ M $_\odot$的8个dEs的丰度比。我们提出了一组新的高分辨率Lick型指数的定义，用于未解决的小恒星系统的恒星星族研究。在4700 - 5400 nm波长范围内，我们识别出23个吸收特征和连续区，主要由12种元素（Na，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Y，Ba和Nd）主导，并将它们作为年龄、金属丰度和α元素丰度比的函数进行了分析。我们分析了八个dEs和解释线的强度，在我们新的高分辨率系统的指数，与援助的恒星星族模型具有足够高的光谱分辨率。我们获得的丰度比代理的一些元素，从来没有被研究过的矮椭圆星系以外的本地组。这些代理人表示相对偏差的预测指数强度的基础恒星星族模型建立了以下的银河系的丰度模式。丰度代理趋势的结果进行了比较，从解决恒星的本地组的丰度比，和指数从综合光的较大的早期型星系。我们发现，我们所有的矮星都显示出与银河系盘一致的丰度比模式，这表明与它们的高质量同行相比，它们的形成速度很慢。
2022-06-30 astro-ph.GA
Abundance trends in the inner and outer Galactic disk
基于高分辨率光谱获得的MIKE摄谱仪的麦哲伦望远镜，我们提出了详细的元素丰度的64颗红巨星在银河系内外盘。对于内盘样本（4-7千秒差距，从银河系中心），我们发现，薄和厚盘丰度模式的恒星存在，而银心距离超过10千秒差距，我们只找到与当地薄盘相关的化学模式，即使是远远高于银河系平面的恒星。我们的结果表明，厚盘和薄盘的相对密度与太阳附近的相对密度有显着差异，因此我们认为厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度短得多。厚磁盘的比例长度为L_{thick} =2.0 kpc，薄磁盘的比例长度为L_{thin} =3.8 kpc，可以更好地匹配数据。
2012-01-10 astro-ph.GA
The Most Metal-Poor Stars. II. Chemical Abundances of 190 Metal-Poor Stars Including 10 New Stars With [Fe/H] < -3.5
本文对190颗贫金属星系晕星（38个计划对象和152个文献对象）的16种元素进行了均匀化学丰度分析。该样本包括171颗[Fe/H]<-2.5的恒星，其中86颗是极贫金属的，[Fe/H]<-3.0。我们的程序恒星包括10个[Fe/H]<-3.5的新对象。我们确定了一个“正常”的贫金属恒星样本，并测量了[X/Fe]和[Fe/H]之间的趋势，以及这个样本的平均趋势的分散度。使用这一平均趋势，我们确定的对象是化学特殊的相对于“正常”的恒星在相同的金属丰度。这些化学性质不寻常的恒星包括没有CEMP的天体，一颗恒星的[Si/Fe]高，另一颗的[Ba/Sr]高，还有一颗的[X/Fe]异常低，所有元素都比Na重。Sr和Ba的丰度表明，可能有两个核合成过程在最低的金属丰度是不同的主要r-过程。最后，对于许多元素，我们发现[X/Fe]与Teff之间存在显著趋势，这可能反映了非LTE和/或3D效应。这种趋势表明，在使用贫金属恒星的丰度测量来限制化学演化和/或核合成预测时，必须小心。
2012-08-15 astro-ph.GA
CHAOS III: Gas-Phase Abundances in NGC5457
螺旋星系的化学丰度（CHAOS）项目利用大型双目望远镜的综合能力以及多目标双光谱仪（MODS）的宽光谱范围和灵敏度来测量螺旋星系HII区域大样本的直接丰度。我们目前的LBT MODS观测的109 HII地区的NGC 5457，其中74个具有强大的测量关键极光线，一个因素的3比所有以前公布的检测极光线在HII地区的NGC 5457。比较不同离子种类的温度，我们发现：（1）T[NII]与T[SIII]和T[OIII]之间有很强的相关性，与很少或没有内在分散相一致;（2）T[SIII]与T[OIII]之间有相关性，但有显著的内在分散;（3）T[NII]、T[SII]和T[OII]之间的总体一致性，如预期的那样，但有显著的离群值;（4）T[NII]与T[SIII]和T[OIII]的相关性符合光电离模型的预测，而T[SIII]与T[OIII]的相关性偏离光电离模型的预测。基于这些意见，其中包括显着更多的观测低激发HII地区，在许多分析中失踪，我们检查常用的电离校正因子（ICF）未观测到的离子物种，并提出新的经验ICF的S和Ar。我们已经发现了一个意想不到的人口HII地区的Ne/O，这是无法解释的低值有显着的偏移。我们推导出O/H和N/O的径向梯度，这与以前的研究一致。我们的大型观测数据库使我们能够检查丰度的色散，我们发现O/H和N/O（在给定半径下）的固有色散分别为0.074和0.095。我…
2016-05-05 astro-ph.GA
The hELENa project - II. Abundance distribution trends of early-type galaxies: from dwarfs to giants
在T $h$的第二篇论文中，我们研究了$E$在形成$L$低质量$E$早期型$N$附近g $a$弛豫（hELENa）系列中的作用，我们用SAURON积分场单位观测到的早期型星系的[Mg/Fe]丰度分布趋势，跨越了广泛的质量和局部环境密度：Sybilska等人（2017）的20个低质量早期类型（dE）和$ATLAS^{3D}$项目的258个大规模早期类型（ETG），均进行了均匀还原和分析。我们发现，在固定的[Fe/H]，[Mg/Fe]比与速度分散（$σ$）的规模，他们与[Fe/H]沿着类似的路径演变为所有早期类型，分组在箱的增加本地和全球{ $σ$ }，以及第二速度矩$V_{rms}$，表明一个共同的由内而外的形成模式。然后，我们把我们的dEs放在本星系群星系的[Mg/Fe] $vs.$ [Fe/H]图上，结果表明，dEs与银河系和大麦哲伦星云的高金属丰度恒星占据相同的区域，并在图中显示出相似的趋势线斜率。这一发现扩展了矮球状$vs.$矮不规则星系的类似趋势，并支持了这样一种观点，即dEs是从晚型星系演化而来的，这些星系在演化过程中失去了气体，这可能与它们进入更密集的环境相吻合。
2018-02-26 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
Detailed $α$ abundance trends in the inner Galactic bulge
在本文中，我们的目标是获得高精度的α元素丰度使用CRIRES高分辨率红外光谱的72个冷M巨星的内银河系球。硅、镁和钙的丰度通过拟合每颗恒星的合成光谱来确定。我们还将最近的理论数据纳入我们的光谱分析（即更新的K带谱线列表，更好的加宽参数估计，非局部热力学平衡（NLTE）校正）。我们比较这些内凸α丰度的趋势与IGRINS使用相同的线列表和分析技术观察到的太阳附近的恒星，我们也比较我们的样本，以APOGEE DR 17丰度的内凸星。我们调查使用分光光度计的距离和轨道模拟凸出成员。我们构建了一个化学演化模型，适合我们的金属丰度分布函数（α）和我们的α元素的趋势。在我们的72颗恒星中，我们发现了4颗不是核团成员。[Si/Fe]和[Mg/Fe]对[Fe/H]的趋势显示了典型的厚盘α元素行为，除了我们没有看到任何在其他工作中看到的超太阳金属丰度的平台。NLTE分析通常使[Mg/Fe]降低$\sim$ 0.1 dex，导致[Mg/Fe]相对于[Fe/H]的趋势明显降低。导出的[Ca/Fe]与[Fe/H]的趋势比Si和Mg的趋势具有更大的分散性，但与局部薄和厚圆盘趋势非常一致。通过我们最新的分析，我们构建了一个最详细的研究在银河系内部隆起的冷M巨星的α丰度趋势。我们模拟了这些丰度，采用了两个不同的气体落入事件的时间尺度为0.4 Gyr和2 Gyr，分别两个落入化学演化模型。基于非常细致的光谱分析，我…
2023-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS). IV. Observational results and statistical trends
分子云中的气相元素丰度（GEMS）是一个IRAM 30米的大型程序，旨在估算金牛座、英仙座和猎户座的一组恒星形成细丝中的S、C、N和O消耗和气体电离度X（e-）。我们的近期目标是建立一个完整的数据库的分子丰度，可以作为一个观测基础，估计X（e-）和C，O，N和S的消耗，通过化学建模。对14个种的丰度进行了观测和计算（13 CO，C18 O，HCO+，H13 CO+，HC 18 O+，HCN，H13 CN，HNC，HCS+，CS，SO，34 SO，H2 S和OCS），覆盖AV 3到100等，n（H2）在这些云中有几个10 $^{3}$到10 $^6$ cm $^{-3}$，Tk范围为10到30 K，避开原恒星HII区和外流进行统计分析，以确定不同物种之间的一般趋势和物理参数。分子之间的关系显示出强烈的线性相关性，定义了三个不同的家族：（1）13 CO和C18 O;（2）H13 CO+，HC 18 O+，H13 CN和HNC;和（3）S-轴承分子。CO同位素丰度随气体动力学温度的升高而增加，直至TK 15 K.对于较高的温度，丰度保持恒定，分散系数为3。H13 CO+、HC 18 O+、H13 CN和HNC的丰度相互之间有很好的相关性，它们都随分子氢密度的增加而减少，遵循n（H2）$^{-0.8\pm0.2}$规律。含硫物种的丰度也随着n（H2）的增加而降低，其降低速率为（含硫/氢）气…
2021-02-25 astro-ph.GA
Unexpected radial trend of the iron abundance in a sample of monometallic Galactic globular clusters
研究了银河系球状星团中红巨星分支星铁丰度（IA）与铁径向分布（RD）之间的关系。我们依赖于公开可用的档案数据IA的红巨星（RG）的GC。我们建立了一个十个目标GC的样本，其中这些RG的数量超过一百颗星。在每个GC的样品中，我们比较了两个子样品的恒星，更富铁（IR）和更贫铁（IP）的RDs比集群的平均值[Fe/H]。在NGC 104（47 Tuc）、NGC 1851、NGC 3201和NGC 6752中，它们的RD在统计学显著置信水平上是不同的，因为IP RG比IR对应物更集中。在47 Tuc中，在R = 8.0 '的PRAD内的较高置信水平下，差异是显著的，其中IA向集群外围增加Δ [Fe/H] ~ 0.03 dex。在后三种GC中，Δ [Fe/H] ~ 0.05 dex.有趣的是，RGB凸点和水平分支的V星等最近被证明在47 Tuc中向外衰减，并被认为起源于He丰度趋势。IA趋势导致的褪色与RGB凹凸所观察到的相似。虽然在其他GC中，IP和IR RG的RD之间的差异在统计上是不显著的，但NGC 288是样本中唯一的GC，其中IR RGB恒星在形式上更集中。有趣的是，四个GC中有三个是高度集中的。（节录）
2013-06-20 astro-ph.GA
The Similarity of Abundance Ratio Trends and Nucleosynthetic Patterns in the Milky Way Disk and Bulge
我们比较了从阿帕奇点天文台银河演化实验（APOGEE）的银河系盘（$5$ kpc $< R_{\rm GC} < 11$ kpc）中的APOGEE恒星的$\sim 11,000$银河系核球恒星（$R_{\rm GC} < 3$ kpc）样本的丰度比趋势。我们将每个样品分为低Ia（高[Mg/Fe]）和高Ia（低[Mg/Fe]）群体，在每个群体中，我们检查元素X = Fe，O，Na，Al，Si，P，S，K，Ca，V，Cr，Mn，Co，Ni，Cu和Ce的[X/Mg]与[Mg/H]的中位数趋势。为了消除小的系统性趋势的远地点丰度与恒星$\log(g)$，我们重新采样的磁盘恒星，以匹配的$\log(g)$分布的隆起数据。在这样做之后，我们发现几乎相同的中位数趋势低Ia盘和所有元素的凸起恒星。高Ia的趋势是相似的大多数元素，锰，钠，钴的显着（0.05 - 0.1德克斯）的差异。丰度趋势的密切协议（与典型的差异$\lesssim 0.03$德克斯）意味着类似的核合成过程丰富的球和盘星，尽管不同的恒星形成历史和这些地区的物理条件。例如，我们推断，在高质量斜率的恒星初始质量函数（IMF）之间的磁盘和隆起的差异必须是$\lesssim 0.30$。这种一致性，以及中间序列的一般小的分散性，意味着人们可以预测所有的球星的APOGEE丰度具有良好的准确性，只知道它的测量[Mg/Fe]和[Mg/H]和观察到…
2021-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Closer Look at Some Gas-Phase Depletions in the ISM: Trends for O, Ge, and Kr vs. $F_*$, $f({\rm H}_2)$, and Starlight Intensity
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）中阶梯光栅摄谱仪记录的100颗恒星的紫外光谱，测量了O I、Ge II和Kr I在星际介质中的弱吸收特征强度。我们的目标是进行一项超越早期丰度研究的调查，以了解这些元素如何受到三种不同环境特性的独立影响：（1）由于凝聚到尘埃颗粒上而产生的广义原子损耗因子$F_*$值（这里通过Mg和Mn相对于H的丰度揭示），（2）分子氢形式的H原子的分数，$f({\rm H}_2)$，（3）紫外星光的环境强度$I$相对于我们银河系部分的平均值$I_0$。正如预期的那样，所有三种元素的气相丰度与$F_*$呈现负偏相关。游离氧原子丰度与log $f({\rm H}_2)$和$\log (I/I_0)$呈显著正偏相关，而Ge和Kr与$\log (I/I_0)$呈显著负偏相关。在对这些趋势进行校正后，除了已知的银河系轻元素丰度的径向梯度外，O相对于H的丰度没有显示出明显的位置变化。Ge和O丰度的比较显示，相对于α过程的中子捕获元素没有显着的区域增强或不足。
2019-02-05 astro-ph.GA
Chemical abundances for 11 bulge stars from high-resolution, near-IR spectra
银河系的核球是否比伪核球更早地具有经典核球的特征还存在争议。详细的核球星丰度研究是研究核球起源、历史和分类的关键。其目的是增加讨论的起源的隆起和研究详细的丰度确定近红外光谱的隆起巨人已经调查的光学光谱，后者也提供了恒星的参数，这是非常重要的结果，目前的研究。利用甚大望远镜上的CRIRES光谱仪记录了H波段的高分辨率近红外光谱。CNO丰度都可以从观察到的波长范围内的许多分子谱线确定。α元素的丰度也从近红外光谱确定。[O/Fe]、[Si/Fe]和[S/Fe]在金属丰度至少达到[Fe/H]=-0.3时增加，之后下降。这表明银河系的核球经历了一个快速而早期的恒星形成历史，就像经典核球一样。然而，隆起的趋势和局部厚盘的趋势之间的相似性似乎存在。这种相似性可能表明，隆起有一个假隆起的起源。我们的[C/Fe]趋势并没有显示出任何[Fe/H]的增加，如果W-R星对C丰度有很大的贡献，这是可以预期的。在我们观测到的丰度趋势周围没有“宇宙散射”;考虑到观测的不确定性，发现的散射是预料之中的。
2009-10-02 astro-ph.GA
Chaos and dynamical trends in barred galaxies: bridging the gap between N-body simulations and time-dependent analytical models
自洽N体模拟是研究星系动力学的有效工具。然而，使用它们来详细研究单个轨迹（或集合）可能具有挑战性。这种轨道研究对于揭示全局相空间性质是重要的，这是观察到的结构的根本原因。描述自洽模型所需的势是时间依赖的。在这里，我们的目标是调查一个非自治的星系系统，其随时间变化的潜力充分模仿某些现实的趋势所产生的N体棒星系模拟的动力学特性（定期/混沌运动）。我们构造了一个完全含时的解析势，模拟了盘、杆和暗物质晕的引力势，并通过模拟得到了它们的含时参数。我们研究了其减少的时间无关的2度自由度模型的动力学稳定性，绘制与某些轨道形态相关的不同的稳定岛屿，并检测混沌和规则区域。在全3自由度时间依赖的情况下，我们显示了经历典型动力学行为的代表性轨迹，即，不同时期的规则运动和混沌运动之间的相互作用。最后，我们研究其潜在的全球动力学转变，估计分数（不）稳定运动的初始条件采取的合奏模拟。对于这样的系综，规则运动的分数随时间增加。
2013-12-03 astro-ph.GA nlin.CD
Direct Far-Infrared Metal Abundances (FIRA) I: M101
准确地确定星系内的气相金属丰度是至关重要的，因为金属强烈影响星际介质（ISM）的物理。迄今为止，绝大多数广泛使用的气相丰度指示器依赖于来自明亮的光学线的发射，其发射率对电子温度高度敏感。或者，直接丰度方法存在，直接测量发射气体的温度，尽管这些方法通常需要对高度激发的极光线进行具有挑战性的观测。低洼的远红外（FIR）精细结构线在很大程度上对电子温度不敏感，因此提供了一个有吸引力的替代光学衍生丰度。在这里，我们介绍了远红外丰度（FIRA）项目，它采用这些FIR转换，连同无线电自由发射和氢复合线，以获得直接的，绝对的气相氧丰度。我们的第一个目标是M101，一个附近的螺旋星系，具有相对陡峭的丰度梯度。我们的结果是一致的O $^{++}$电子温度和绝对氧丰度的化学Abstraction的螺旋（混沌）程序使用光学直接丰度的方法得出的，与一个小的差异（$\sim$ 1.5 $σ$）的径向丰度梯度由FIR/自由自由归一化与混沌/直接丰度技术。这一初步结果表明，FIRA方法$-$的有效性与承诺，确定绝对金属丰度的尘埃恒星形成星系，无论是本地和高红移。
2021-12-06 astro-ph.GA
CNO dredge-up in a sample of APOGEE/Kepler red giants: Tests of stellar models and Galactic evolutionary trends of N/O and C/N
红巨星表面碳、氮和氧的丰度受到混合到恒星对流包层中的加工物质的影响。使用一个样本的$\sim 5100$恒星的元素丰度从远地点和asteroseic质量从{ \it开普勒}，我们测试理论恒星模型预测这种混合，然后应用这些模型来获得出生的C，N和O丰度为这些恒星。我们的模型与标准混合可以重现观察到的趋势，在合理的不确定性的出生丰度。一些具有“额外”混合过程的模型失败了，预测了没有观察到的表面重力或进化状态的趋势。应用混合校正APOGEE丰度删除所观察到的年龄依赖性的日志（N/O）和日志（C/N），但它留下的趋势日志（N/O）和日志（C/N）与金属丰度，如预期的核合成模型的基础上。恒星的N/O趋势与Dopita et al.的气相测井（N/O）与金属丰度的校准，并与附近星系的MaNGA积分场调查中的气相趋势。我们还发现，在高[ $α$ /Fe]（“厚盘”）恒星和低[ $α$ /Fe]（“薄盘”）恒星之间，出生[N/Mg]比存在显著的分离。我们发现[C/Mg]的分离较小，但仍然清晰。[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的出生C和N丰度的趋势可能会影响红巨星的光谱年龄估计，这些红巨星依赖于观测到的C/N比作为恒星质量的诊断。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and Oxygen Abundances in Low Metallicity Dwarf Galaxies
对碳和氧丰度的研究提供了关于这些元素的时间演化和核合成起源的信息，但仍然相对未被探索。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）时，星云碳的测量仅限于静止帧紫外碰撞激发发射线。因此，我们提出了紫外分光光度法的12个附近，低金属，高电离的HII地区的矮星系获得的宇宙起源光谱仪的哈勃太空望远镜。我们提出的第一个分析的C/O比在本地星系的基础上，同时显着检测的紫外O^+2和C^+2碰撞激发线在我们的目标和五个对象从文献中，创建一个最终的样本12个显着的检测。我们的样品补充了光学SDSS光谱，从我们测量的星云的物理条件和氧丰度使用直接的方法。在低金属丰度（12+log（O/H）< 8.0）下，鉴于观察到的大分散，本样品的C/O与O/H没有明显的趋势。当结合在较高的O/H值的复合线观察，增加C/O与增加O/H的一般趋势也是可行的，但有一些显着的离群值。此外，我们发现的C/N比似乎是恒定的（但具有显着的分散）在一个大范围内的氧丰度，表明碳主要是由类似的核合成机制作为氮。如果这是真的，我们目前对氮产生的理解是正确的，这将表明碳的初级生产（一个平坦的趋势）在低金属含量下占主导地位，但准次级生产（一个增加的趋势）在高金属含量下变得突出。需要更大的样本来确定这种关系的真实性质和离散度。
2016-05-19 astro-ph.GA
The Apache Point Observatory extra-Galactic Evolution Experiment (APOeGEE): Chemical Abundance Trends for Seven Dwarf Spheroidal Galaxies in the APOGEE Survey
本文利用APOGEE和Gaia数据研究银河系七个矮椭球星系的化学丰度，提出确定丰度可测量上限的新方法，发现其化学演化呈间歇性与连续性两种路径，并揭示质量、环境邻近性和恒星形成停止共同影响演化形态。
2025-11-06 astro-ph.GA
Separating the conjoined red clump in the Galactic Bulge: Kinematics and Abundances
我们已经使用AAOMEGA摄谱仪获得了714颗恒星的R $\sim 1500$光谱，这些恒星是Plaut Window银河系隆起区$(l,b)=0^{\circ},-8^{\circ}$中两个红色团块的成员。根据Mg $b$指数测量的径向速度或丰度，我们没有发现团块种群之间的差异。速度分散有一个强烈的趋势与镁$b$指数金属丰度，在这个意义上的速度分散在较高的金属丰度下降。我们还发现了一个强大的趋势，平均径向速度与丰富。我们的红团样本显示了具有[Fe/H] $<-1$的恒星的明显不同的运动学，这可能归因于少数经典凸起或内晕人口。两个集团之间的过渡是顺利的。我们的样品的化学动力学性质让人想起那些银河系球状星团系统。如果正确的话，这就证明了没有隆起/晕二分法和相对快速的恒星形成历史。大调查的组成和运动学的隆起丛和红巨星分支需要进一步确定这些趋势。
2011-04-05 astro-ph.GA
OCCASO V. Chemical-abundance trends with Galactocentric distance and age
本研究利用疏散星团高分辨率光谱测量21种元素丰度，发现内盘年轻星团富集Mg和Si，老年星团径向梯度更陡，并首次发现方位角梯度迹象。
2024-06-07 astro-ph.GA
An Empirical Calibration of the Helium Abundance in HII Regions based in Literature and CALIFA Survey data
氦是宇宙中第二常见的化学物质。氦丰度的研究有可能揭示星系内部和星系内部的化学演化。在这项研究中，我们提供了一个经验校准的单电离氦丰度：$12+\log_{10}({\rm He}^+/{\rm H}^+)$，根据发射线通量比他$_{\lambda5876}$/H $α$从银河系和河外HII地区的文献编制。基于这个校准器，我们第一次探索的氦丰度在一个大样本的HII地区位于星系代表附近的宇宙从CALIFA调查。此外，该校准器允许我们探索氦丰度相对于氧丰度的变化。所观察到的趋势是一致的化学富集与质量/氧丰度的变化类似的一个观察到的，由于在一个MW星系（突出的解决和全球趋势之间的连接）的内-外模型。我们的校准器提供了一个经验代理，以估计氦丰度在kpc尺度以及约束化学演化模型。
2021-06-10 astro-ph.GA
Reversed radial distribution trend of subpopulations in the globular clusters NGC 362 and NGC 6723
大多数球状星团（GC）现在已知的主机多个恒星星族不同的轻元素丰度。在这里，我们使用窄带测光和低分辨率光谱的NGC 362和NGC 6723，调查他们的化学性质和径向分布的亚种群。我们确认，NGC 362和NGC 6723是在GC与多个人口显示双峰CN分布和CN-CH反相关没有一个显着的传播钙丰度。这两个GC显示了更集中的CN-弱的早期世代的恒星相比，晚一代CN-强的恒星。这些趋势与以前对许多其他GC的研究中发现的趋势相反。因此，我们的研究结果似乎与目前形成多个恒星星族的情况相矛盾，但作用于两个子群的质量分离可能是解释这种反向径向趋势的一个可能的解决方案。
2016-09-26 astro-ph.GA
N/O abundance ratios in gamma-ray burst and supernova host galaxies at z<4. Comparison with AGN, starburst and HII regions
本文研究了由详细模拟的z<4的不同星系光谱所计算的N/O丰度比的分布。超新星（SN）和长伽玛射线暴（LGRB）的宿主星系覆盖不同的红移域。SN宿主中的N/O随着活动星系（AGN，LINER）的增长趋势而增加，这是由于次级N产生朝向低z（0.01）。在z>1和z ~0.1之间，LGRB宿主中的N/O随N/H的趋势迅速减小，并达到了本星系和邻近星系HII区计算的特征N/O比。星系样本中的少数几个短周期伽玛暴（SGRB）宿主显示出N/H <0.04的太阳光和O/H的太阳光。它们似乎延续了SN宿主在z<0.3时的低结合N/H趋势。N/O的分布作为金属丰度的函数SN和LGRB主机进行了比较与恒星化学演化模型。结果表明，当12+log（O/H）<8.5时，几个LGRB宿主可以用恒星多次爆发模型来解释，而一些天体则遵循连续恒星形成模型的趋势。log（O/H）+12 <8.5时SN宿主的N/O不能用星暴星系的恒星化学演化模型很好地解释。当12+log（O/H）>8.5时，许多不同的天体都嵌套在O/H太阳附近，N/O介于对应于星暴星系和AGN的最大值和对应于HII区和SGRB的最小值之间。
2017-04-25 astro-ph.GA
High-precision abundances of elements in Kepler LEGACY stars. Verification of trends with stellar age
使用S/N > 250的HARPS-N光谱和MARCS模型大气，从开普勒LEGACY样本（包括双星16 Cyg A和B）中选出的10颗恒星中获得C、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni、Zn和Y的丰度，这些恒星的金属丰度范围为-0.15 < [Fe/H] < +0.15，年龄在1 Gyr和7 Gyr之间。恒星重力从地震数据和有效温度进行了测定，通过比较非LTE铁丰度来自FeI和FeII线。在推导其他元素的丰度时，也应用了可用的非LTE校正。这些结果支持了以前发现的太阳孪晶的[X/Fe]-年龄关系。[Mg[Al/Fe]、[Zn/Fe]和[Al/Fe]在银河系薄盘的整个生命周期内下降了~0.1 dex，这是由于Ia型超新星中的铁相对于II型超新星中的Mg、Al和Zn的快速产生的延迟贡献。而[Y/Mg]和[Y/Al]则增加了约0.3 dex，这是由于低质量AGB星s过程元素的贡献随时间增加而增加，而[C/Fe]和[O/Fe]的变化趋势则由于年龄相近的恒星中难熔元素和挥发性元素的比值的变化而变得更为复杂。与太阳年龄相同的两颗恒星的[X/H]随元素凝聚温度Tc的变化趋势非常不同，对于16 Cyg，两个组分的丰度差异随Tc的增加而增加。这些异常现象可能与行星-恒星的相互作用有关。
2017-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH survey: Improving chemical abundances using star clusters
本研究针对GALAH巡天DR4数据，以58个星团为基准识别恒星参数与化学丰度的系统误差趋势，校正丰度并发布去趋势星表，验证了星团用于巡天系统误差表征的价值。
2025-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Composite Stellar Populations and Element by Element Abundances in the Milky Way Bulge and Elliptical Galaxies
本文探讨了银河系（MW）隆起的集成光特性，以及在何种程度上，他们在本地宇宙中的椭圆星系匹配。我们模拟复合恒星星族与现实的丰度分布函数（ADF），跟踪的趋势，个别元素的整体重元素丰度的函数，实际上观察到的MW球星。由此产生的预测吸收功能的强度从MW凸起模拟椭圆星系比太阳附近的恒星做，但MW凸起不匹配椭圆星系，无论是。比较球星系和椭圆星系，Fe、Ti和Mg的趋势大致相同，但C、Na和Ca似乎不可调和地不同。探索丰度复合性的行为导致了“红贫”的概念，其中较窄的ADF比宽ADF显得更富含金属，以及“红扩散”，其中宽ADF和窄ADF之间的光谱差异随着ADF峰值移动到更富含金属的值而增加。利用单颗恒星星族模型对复合恒星星族的丰度、丰度分布和年龄进行了系统性恢复试验。化学丰度模式得到充分恢复，虽然发现了一些小的系统性影响。研究了测量老恒星星族ADF宽度的前景，使用紫外到红外测光法似乎很明亮。
2014-09-08 astro-ph.GA
The Elemental Abundance Distributions of Milky Way Satellite Galaxies
银河系卫星星系中恒星的化学成分揭示了星系气体流动和恒星形成强度的历史。这次演讲提出了一个凯克/DEIMOS光谱调查的铁，镁，硅，钙，钛丰度的近3000红巨星在8兆瓦的矮卫星。金属丰度和α-铁比分布遵循以下趋势：（1）亮度越高的星系金属含量越高，表明它们比亮度较低的星系更有效地保留气体。(2)更明亮的星系的金属丰度分布的形状需要在其SF寿命的气体下降。(3)当[Fe/H] <-1.5时，[α/Fe]随[Fe/H]的增加而单调下降。对这些趋势的一种解释是，任何MW卫星的SF时间尺度都足够长，以至于Ia型超新星几乎在整个SF生命周期内爆炸。
2010-11-06 astro-ph.GA
Extragalactic archaeology with the C, N, and O chemical abundances
我们预测如何C，N和O丰度的星际介质内的星系演化的星系恒星形成历史（SFH）的功能。我们采用流体动力学宇宙学模拟，重点是三个恒星形成盘星系不同的SFH。通过假设失败的超新星，我们可以预测的气相N/O-O/H丰度图的增加趋势，这是没有在我们以前的模拟没有失败的超新星。在高红移，相反的经典化学演化模型与瞬时混合近似的预测，我们发现几乎平坦的趋势，在N/O-O/H图，这是由于中等质量的恒星的贡献，以及不均匀的化学富集。最后，我们还预测，平均N/O和C/O稳步增加的时间的函数，而平均C/N下降，由于质量和金属丰度的渐近巨星分支恒星的产量的依赖，这种变化是更显着的更激烈的恒星形成插曲。我们对CNO丰度演化的预测可用于利用詹姆斯·韦伯空间望远镜研究盘星系的SFH。
2018-02-09 astro-ph.GA
C/O Abundance Ratios and Dust Features in Galactic Planetary Nebulae
在银河系行星状星云（PNe）中发现的铁损耗因子跨越两个数量级，表明不同天体的颗粒形成和破坏过程存在差异。在这里，我们探讨铁的亏损，红外尘埃的功能，和C/O丰度比在银河系PNE样本之间的关系。我们发现，那些对象与C/O < 1显示出的趋势，增加的C/O值的消耗，而PNe与C/O > 1打破了这一趋势，并涵盖所有的消耗范围。大多数具有C/O < 1的PNe显示硅酸盐特征，但一些具有富C特征的PNe具有C/O < 1，这可能反映了与C/O推导相关的不确定性。多环芳烃分布在整个范围内的铁消耗和C/O值。
2011-09-09 astro-ph.GA
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
Metal Abundances and Star-Formation Rates of Emission-Line Galaxies in and around the Bootes Void
我们探讨了星系金属丰度和恒星形成率（SFR）对局部环境的可能依赖关系，重点是牧夫座虚空及其周围的空间体积。我们的恒星形成星系样本来自H-alpha选择的KPNO国际光谱巡天（KISS）的第二个目录，它与空洞重叠。这个样本代表了820个恒星形成星系的一个统计上完整的，线通量有限的系综，所有这些星系都具有金属丰度和SFR估计。我们对KISS星系进行了两种不同的分析：一种是探测整个样本的特性作为局部密度的函数，另一种是详细描述位于牧夫座虚空内的33个KISS恒星形成星系的特性。在这两种情况下，我们都没有发现任何证据表明KISS星系或其SFR的金属丰度取决于星系所处的环境。我们的全球分析显示，随着局部密度的降低，恒星质量降低，金属丰度降低，SFR降低的趋势很弱。然而，我们认为，金属丰度和SFR趋势的恒星质量局部密度趋势的文物。特别是，金属丰度随密度的变化正是人们从质量-金属丰度关系中所预测的，因为观测到恒星质量随着金属丰度的降低而下降。同样地，当考虑质量归一化的特定SFR时，SFR随密度的趋势消失。居住在牧夫座虚空中的KISS星系被发现与匹配的比较样本具有几乎相同的金属丰度和SFR特性，尽管前者位于平均低16倍以上的密度环境中。
2019-08-20 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey II: Stellar Population Trends Out to Large Radius in Massive Early Type Galaxies
我们研究了作为MASSIVE巡天（Ma et al. 2014）的一部分观测到的~100个大质量早期型星系中的恒星星族梯度，这些星系的速度为180 < sigma* < 370 km/s，M_K为-22.5至-26.5等。使用积分场光谱从米切尔摄谱仪上的2.7米望远镜在麦当劳天文台，我们创建堆叠光谱作为半径的函数的星系由他们的恒星速度色散，恒星质量，和组丰富度。在最高恒星质量下的良好采样，我们研究了恒星星族性质的径向趋势，延伸到有效半径的两倍（~2.5 R_e）以上。具体来说，我们研究的年龄，金属丰度，镁，碳，氮和钙的丰度比的趋势，并讨论了恒星形成的历史和元素产量的影响。在3-6 kpc的固定物理半径（在高红移时形成的星系核心的可能大小），恒星年龄和[alpha/Fe]随着sigma* 的增加而增加，并且仅微弱地依赖于恒星质量，正如我们所预期的那样，如果更密集的星系更早更快地形成它们的中央核心。如果我们把注意力集中在1-1.5 R_e上，丰度和丰度比的趋势就会消失，这是可以预料的，如果大半径的恒星是由较小的星系吸积的。最后，我们表明，当控制\sigmastar，只有非常微妙的差异，在恒星星族属性或梯度作为一个功能组丰富，即使在大半径的内部属性的问题比环境在确定恒星形成的历史。
2015-06-17 astro-ph.GA
On the variation of carbon abundance in galaxies and its implications
在不同年龄、运动学和金属丰度的恒星中观察到的化学丰度和丰度比的趋势带有几个物理过程的印记，这些物理过程共同塑造了宿主星系的性质。通过观察这些趋势，我们可以获得关于恒星核合成、恒星质量谱、结构形成的时间尺度、恒星形成的效率以及任何向内或向外的气体流动的宝贵信息。在本文中，我们分析了最近确定的碳-铁和碳-氧丰度比在不同的环境（银河系和椭圆星系）使用我们最新的化学演化模型，实现了最新的恒星产量，并依赖于严格的约束所提供的asterosephic恒星年龄（只要可用）。一个场景中，大多数碳是由旋转的大质量恒星，产量在很大程度上取决于母恒星云的金属丰度，使我们能够同时适合高质量的数据，可用于本地银河系的组件（厚和薄光盘）和微透镜矮星在银河系的凸起，以及推断的丰度比大规模椭圆星系。然而，观察家和理论家都需要作出更多的努力，以便将这些结论建立在更坚实的基础上。
2020-05-12 astro-ph.GA
Chemical Cartography with APOGEE: Multi-element abundance ratios
我们绘制了SDSS/APOGEE巡天测量的20，485颗恒星样本中15种元素（O，Na，Mg，Al，Si，P，S，K，Ca，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni）的银盘元素丰度比趋势图，跨度R = 3-15 kpc，中面距离|Z| = 0-2 kpc。采用Mg而不是Fe作为我们的参考元素，并根据[Fe/Mg]将恒星分为两个种群，我们发现每个种群中[X/Mg]与[Mg/H]的中值趋势几乎与银河系中的位置无关。通过将这些几乎通用的中值序列与我们测量的金属丰度分布函数以及低[Fe/Mg]（高α）和高[Fe/Mg]（低α）种群的相对比例相结合，可以总结完整的多元素制图，这些种群强烈依赖于R和|Z|。我们解释的中位数序列与半经验的“2-过程”模型，描述了核心崩溃和Ia型超新星的贡献，每个元素的比率和金属丰度的超新星产量的依赖。这些观测推断的趋势可以为超新星核合成计算提供强有力的检验。我们的研究结果导致了银河系丰度比变化的一个相对简单的图片，在任何位置的趋势可以被描述为两个组件的总和，相对的贡献，在整个银河系的变化系统和平滑。偏离这张图片和未来的扩展到其他元素可以提供进一步的见解恒星核合成的物理和不寻常的事件在银河系的历史。
2018-10-29 astro-ph.GA
The detailed chemical abundance patterns of accreted halo stars from the optical to infrared
理解银河系的集合体也要求我们描述帮助构建它的系统。在这项工作中，我们通过探索来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）数据发布16的红外线中选择的盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GES）的吸积晕星的化学来实现这一点。我们使用高分辨率的光谱为62 GES星测量丰度在20个元素跨越的$α$，铁峰，轻，奇Z，特别是，中子捕获组的元素，以了解他们的趋势的背景下，并在对比银河系和其他恒星星族。使用这些导出的丰度，我们发现，光学和红外丰度同意在0.15 dex内，除了O，Co，Na，Cu和Ce。与银河系相比，这些恒星具有增强的中子捕获丰度趋势，它们的[Eu/Mg]和中子捕获丰度比（例如，[Y/Eu]、[Ba/Eu]、[Zr/Ba]、[La/Ba]和[Nd/Ba]）指向r过程增强和s过程富集的延迟。它们的[ $α$ /Fe]趋势低于银河系[Fe/H] $>$ -1.5 dex的趋势，类似于以前对GES星的研究，并且与这些恒星形成于恒星形成速率较低的系统中的图像一致。这是进一步支持他们的亏损丰度的镍，钠，铜的丰度，再次，类似于以前的研究低$α$星吸积的起源。
2022-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Milky Way's Nuclear Stellar Disc
本研究首次对银河系核星盘9颗M巨星进行18种元素化学普查，发现其丰度趋势与核星团及内 bulge 相似，钠元素独特增强，表明核星盘与核星团可能共享演化历史。
2025-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of disk and Bulge giants from high-resolution optical spectra III. Sc, V, Cr, Mn, Co, Ni
上下文最近对突出部的观察，例如，它的X形，圆柱形的恒星运动，以及年轻恒星的潜在比例，表明它是通过盘的长期演化形成的，而不是通过气体耗散和/或合并，如以前所认为的那样。目标。我们测量了6个铁峰元素（Sc，V，Cr，Mn，Co和Ni）的丰度在本地薄，厚盘以及隆起提供额外的观测约束星系形成和化学演化模型。方法.我们使用的高分辨率光谱的291 K巨星在本地磁盘主要是由FIES获得在NOT（信噪比（S/N）为80-100）和45 K巨星在VLT（S/N比为10-80）的UVES/FLAMES获得的膨胀。我们测量SME中的丰度，并将NLTE校正应用于[Mn/Fe]和[Co/Fe]比。为了区分薄的和厚的，我们使用恒星金属丰度，[Ti/Fe]比，和盖亚DR 2的运动学（自行和径向速度）。结果所观察到的磁盘趋势的V是更厚的磁盘增强，而钴磁盘的趋势显示了一个小的增强厚磁盘。V和Co的凸出趋势看起来甚至更增强。厚的磁盘，但在不确定性。[Ni/Fe]比值在厚盘和隆突中似乎略过剩。薄的磁盘，虽然差异很小。Sc、Cr和Mn的盘状和隆起趋势强烈重叠。结论.有些增强[（V，Co）/Fe]比值中观察到的隆起表明，当地厚盘和隆起可能经历了不同的化学富集和演化路径。然而，我们无法仅仅根据这些观察来预测凸起的确切进化路径。另一方面，银河系化学演化模型可以利用这些结果提供这一点。
2019-03-04 astro-ph.GA
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
Traits for chemical evolution in solar twins: Trends of neutron-capture elements with stellar age
利用低质量FGK型恒星不同时刻的空间相丰度分布，可以探索驱动银河系化学演化的物理过程。在恒星演化的最后阶段，它们会经历多次核合成，每次都在不同的时间尺度上产生不同的化学元素，因此找到在宇宙时间内有简单变化的丰度比仍然是一个挑战。使用Bedell等人2018年高精度测量的80个太阳双胞胎的年龄和30种元素的丰度，我们搜索了所有可能的丰度比组合，这些组合随年龄呈线性趋势。我们发现了55个这样的比例，所有结合的中子捕获元素和另一个由不同的核合成通道产生的。我们恢复了[Y/Mg]、[Ba/Mg]和[Al/Y]的比值，发现[C/Ba]与年龄的相关性最大，斜率为$0.049 \pm 0.003~\mathrm{dex/Gyr}$，从而限制了太阳双星丰度比的时间依赖性。我们的研究结果表明，使用S-过程元素，代替铁，作为参考约束太阳附近的化学演化模型。我们的研究说明了如何从高分辨率光谱中测量各种各样的化学元素，这是应对当前理解银河系形成和演化挑战的关键。
2019-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-LTE abundances of zinc in different spectral type stars and the Galactic [Zn/Fe] trend based on quantum-mechanical data on inelastic processes in zinc-hydrogen collisions
我们提出了一个新的模型原子的Zn I-II的基础上最新的光电离截面，电子碰撞激发率，和速率系数的Zn I + H I和Zn II + H-碰撞。后者是使用基于Born-Oppenheimer方法的多通道量子渐近处理计算的。首次对两颗贫金属参考星HD 84937和HD 140283的紫外光谱中的Zn I和Zn II谱线进行了非LTE分析。我们发现一致的非LTE丰度从共振Zn I 2138 A线，从属线，和Zn II线。在这两颗星，非LTE导致0.17德克斯更高的平均丰度从锌I，而对于锌II线，非LTE的修正是轻微的，不超过0.06德克斯。利用高分辨率光谱中的Zn I线，我们确定了80颗恒星样本的非LTE丰度，其金属丰度范围为-2.5 < [Fe/H] < 0.2。[Zn/Fe]与[Fe/H]的关系图显示了下降，在最贫金属的恒星中[Zn/Fe] = 0.3，[Fe/H] =-1.2接近太阳值，而[Zn/Fe]则增加厚盘恒星中的[Zn/Fe]高达0.3。接近太阳的恒星的金属丰度平均为太阳下的[Zn/H] =-0.1。首次导出了7颗F-B型参考星的非LTE锌丰度。我们提供了非LTE丰度校正的网格。
2022-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE [C/N] Abundances Across the Galaxy: Migration and Infall from Red Giant Ages
我们目前的[C/N]-[Fe/H]丰度的趋势，从SDSS-IV阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查，数据发布14（DR 14），红巨星分支恒星整个银河系（MW，3千秒差距$<$ R $<$ 15千秒差距）。碳氮比（通常表示为[C/N]）可以指示红巨星的质量，从中可以推断年龄。使用Martig等人推导出的质量和年龄，我们证明，我们能够解释DR 14 [C/N]-[Fe/H]丰度分布作为年龄-[Fe/H]空间的趋势。我们的研究结果表明，年龄和金属丰度之间的反相关性，这是由简单的化学演化模型预测，是不存在于任何银河系区域。远离平面的恒星（$|$ Z $|$ $>$ 1 kpc）在[C/N]（$\sim$ $-$ 0.04 dex/kpc）上呈现径向梯度。[C/N]色散朝着平面增加（在$|$ Z $|$ $>$ 1 kpc时，$σ_{[C/N]}$ = 0.13，在$|$ Z $|$ $<$ 0.5 kpc时，$σ_{[C/N]}$ = 0.18 dex）。我们测量的磁盘金属丰度梯度为最年轻的恒星（年龄$<$ 2.5 Gyr）的$-$ 0.060 dex/kpc从6 kpc到12 kpc，这是在使用年轻的CoRoGEE恒星安德斯等人发现的梯度一致。老恒星表现出较平坦的梯度（$-$ 0.016 dex/kpc），这是预测模拟中，恒星从它们的出生半径迁移。我们还发现，径向迁移是一个合…
2018-12-12 astro-ph.GA
Abundance analysis of a sample of evolved stars in the outskirts of Omega Centauri
半人马座球状星团$ω$（NGC 5139）是一个令人困惑的恒星系统，它包含了几个不同的恒星星族，它们的起源仍然是一个独特的天体物理挑战。目前的设想范围从母云中的原始化学不均匀性到不同子单元和/或后代富集恒星的合并-具有各种不同的污染源-在同一个势阱中。在本文中，我们研究了半人马座欧米茄外围的化学丰度模式，（覆盖距离星团中心20-30弧分的范围），并将其与星团内部区域的化学趋势进行比较，试图探索是否同样的人口结构和化学成分的趋势，经常发现在更中心的地区也存在于集群的边缘。我们采用等效宽度法从48颗RGB星的FLAMES/UVES光谱中提取多种元素的丰度，然后分析观测恒星的金属丰度分布函数和丰度比。我们发现，在不确定性的小数字的统计和略有不同的进化阶段，在外部地区的人口混合不能区分从更中心的地区，虽然很明显，更多的数据是必要的，以获得一个更坚定的描述的情况。从丰度分析中，我们没有发现明显的径向梯度中的任何测量元素。
2009-12-21 astro-ph.GA
The flat oxygen abundance gradient in the extended disk of M83
我们用甚大望远镜FORS-2摄谱仪获得了旋涡星系M83（=NGC 5236）外盘49个HII区的深多目标光谱。这些目标的银河系中心距离范围为R25等照度半径的0.64至2.64倍（5.4-22.3千秒差距），其中31个位于R>R25，因此属于银河系的最外层盘，由GALEX卫星最近发现的紫外复合物组成。为了得到星云的化学丰度，我们应用了几个诊断的氧丰度，包括R23，[NII]/[OII]和[OIII]4363极光线，这是在四个HII地区检测到。我们发现，虽然向内的光学边缘的O/H比如下的径向梯度已知从以前的调查，外部丰度的趋势是一个近似恒定的值。根据所采用的诊断，后者在12+log（O/H）=8.2和12+log（O/H）=8.6之间变化（即从大约太阳氧丰度的1/3到接近太阳值）。径向氧丰度趋势的突然中断也检测到光盘的光学边缘附近。这些结果暂时与星系外围平坦的气体表面密度、M83扩展盘的相对未演化状态以及过去星系相遇后化学富集气体的重新分布有关。
2009-01-08 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
A MALT90 study of the chemical properties of massive clumps and filaments of infrared dark clouds
我们试图通过多分子线观测来研究大量IRDC团块样品的化学性质。我们还寻找可能的演变趋势之间的衍生化学参数。使用Mopra望远镜获得的MALT 90线测量数据对团块进行了研究。谱线数据与我们以前的LABOCA 870- $μ$ m尘埃排放数据一致使用。大多数检测到的物质（SiO、C $_2$ H、HNCO、HCN、HCO $^+$、HNC、HC $_3$ N和N $_2$ H $^+$）显示出朝向许多源的空间扩展发射。的分数丰度的分子大多被发现是可比的IRDC块在其他最近的类似研究中确定的。我们发现，SiO，HNCO，和HCO $^+$的丰度在IR亮团块比在IR暗源，反映了一种可能的演化趋势。在HNC和HC $_3$ N中也观察到这种趋势的迹象。对于C $_2$ H和N $_2$ H $^+$观察到相反的趋势。HCO $^+$与HNC、HNC与HCN的丰度之间存在正相关关系。HCN和HNC丰度似乎也作为N $_2$ H $^+$丰度的函数而增加。HNC/HCN和N $_2$ H $^+$ /HNC的丰度比平均约为1，而HC $_3$ N/HCN的丰度比约为10%。N $_2$ H $^+$ /HNC比率似乎随着团块的发展而增加，而HNC/HCO $^+$比率显示相反的行为。在大多数情况下，检测到的SiO排放可能是由外流冲击引起的，尽管云形成过程引起的冲击也可能起作用。HNCO、HC …
2013-11-18 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
M Giants with IGRINS III. Abundance Trends for 21 Elements in the Solar Neighborhood from High-Resolution, Near-Infrared Spectra
本研究利用 IGRINS 仪器的近红外高分辨率光谱，分析了太阳邻区 50 颗 M 型巨星的 21 种元素丰度趋势，证明该方法可用于研究尘埃遮挡区的银河系化学演化。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of C and O abundances in stellar populations
F和G主序星的碳和氧丰度范围在[Fe/H] = -1.6到+0.5之间，是通过高分辨率光谱中CI和OI原子线的非LTE分析确定的。C和O都是恒星星族的良好示踪剂;对于高α晕星和低α晕星以及厚盘星和薄盘星，发现[C/Fe]和[O/Fe]作为[Fe/H]的函数的明显趋势。这些趋势和[C/O]提供了关于碳的核合成位点和各种银河系成分化学富集的时间尺度的新信息。
2013-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Trends in IMF-Sensitive Absorption Features in Two Early-Type Galaxies: Evidence for Abundance-Driven Gradients
早期型星系的样本显示了恒星速度色散和恒星初始质量函数（IMF）之间的相关性，这是从星系中心区域的引力敏感吸收线推断出来的。为了寻找IMF的空间变化，我们用Keck/LRIS观测了两个早型星系，并测量了4000-5500 $\,$和8000- 10000吸收特征强度的径向梯度。我们提出了空间分辨测量的矮敏感光谱指数NaI（8190）和Wing-Ford FeH（9915），以及H，C $_2$，CN，Mg，Ca，TiO和Fe的物种的指数。我们的测量结果表明，在这两个对象的金属丰度梯度，和Mg/Fe一致的α增强的浅梯度，匹配广泛观察到的大规模早期型星系的趋势。在4160 μ $\,$处的NaI指数和CN $_1$指数显示出明显更陡的梯度，在$r \sim 0.1 r_{\rm eff}$处有一个突变（$r \sim 300$ pc）。在这个半径内，NaI强度朝着星系中心急剧增加，与[Na/Fe]的快速中心上升一致。相反，FeH与Fe指数强度之比向星系中心减小。如果IMF是一个单一的幂律函数，那么$0.1 r_{\rm eff}$内部的陡峭IMF就不能再现这种行为。虽然在$\sim 0.4 M_\odot$之上的质量函数中可能会出现梯度，但需要格外小心才能将这些IMF变化与星系中心附近单个元素丰度的极端变化区分开来。
2016-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zirconium, Barium, Lanthanum and Europium Abundances in Open Clusters
本文分析了19个疏散星团中50颗恒星的s过程元素Zr、Ba、La和r过程元素Eu。每种元素的恒星丰度是基于通过等效宽度和光谱合成技术对每种元素至少两条谱线的测量。我们调查集群的平均中子捕获丰度的趋势作为集群的年龄和位置在银河系盘的函数，并比较它们在文献中的其他研究中发现的结果。我们发现一个统计上显着的趋势，增加集群[Ba/Fe]作为一个功能，减少集群年龄，在最近的研究结果与其他疏散星团样本，支持低质量渐近巨星分支星的重要性增加的S-过程元素的一代。然而，其他的s-过程元素，[La/Fe]和[Zr/Fe]，没有表现出类似的依赖性，与理论预期和有限的观测数据从其他研究。相反，集群[Eu/Fe]比显示略有增加，随着集群年龄的增加，虽然与边缘的统计意义。[s/r]-过程丰度的比值，[Ba/Eu]和[La/Eu]，然而，更清楚地显示了增加的效率，s-过程相对于r-过程富集的疏散星团化学演化，与显着增加年轻的集群。最后，集群中子捕获元素丰度似乎是独立的银心距离。我们的结论是，一个更大的样本的疏散星团的均匀分析，需要解决明显的不一致的结论，不同的研究之间的s-过程元素丰度的趋势与年龄，以更好地告知银河系化学演化模型。
2013-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances of M giants in the Galactic Center: a Single Metal-Rich Population with Low [alpha/Fe]
上下文银河系隆起的形成和演化在很大程度上仍然是一个未解之谜。其建模所需的最基本的观测数据之一是在恒星中测量的金属丰度分布和阿尔法元素的趋势。虽然在几次调查中，超过R > 50 pc的凸出区域已经成为目标，但由于极端灭绝和拥挤，中心部分已经逃脱了详细的研究。然而，从中心开始的丰度梯度具有很大的诊断价值。目的。我们的目标是调查银河系中心的环境，探测M巨星在外地，避免超巨星和集群成员。方法.对于银河系中心区的9个场M巨星，我们用CRIRES和ISAAC在VLT的UT 1和UT 3上同时观测到了高分辨率和低分辨率的光谱。低分辨率光谱提供了确定有效温度的方法，而高分辨率光谱提供了Fe、Mg、Si和Ca的详细丰度。结果我们在[Fe/H]=+0.11+-0.15处发现了一个富含金属的种群，而在凸起处发现了一个缺乏金属的种群，这证实了早期的研究。然而，我们的[α/Fe]元素趋势显示出低值，遵循外部凸起趋势。发现[Ca/Fe]趋势的一个可能的例外，需要进一步调查。结论.分析银河系中心区域M-巨星的结果排除了快速形成的情况，其中SNIIe在气体的化学富集中发挥了主导作用。富含金属的金属丰度与低α-增强似乎表明一个酒吧样人口可能与核酒吧。
2014-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed abundances in the Galactic center: Evidence of a metal-rich alpha-enhanced stellar population
我们详细研究了银河系中心20颗M巨星的组成，其中15颗被证实属于核星团。作为对照样本，我们还观察到银河系盘中具有类似恒星参数的7 M巨星。所有27颗恒星都是用KECK II望远镜上的NIRSPEC光谱仪在K波段以R= 23，000的分辨率观测到的。我们报告的第一个硅丰度趋势与[Fe/H]的恒星在银河系中心。虽然发现一个磁盘/隆起的趋势，在太阳下的金属丰度，我们发现[Si/Fe]是增强在太阳上的金属丰度。我们推测可能的浓缩情景来解释这种趋势。然而，样本量是适度的，结果需要通过硅和其他\textalpha -元素的额外测量来确认。我们还得到了一个新的[Fe/H]分布，并在[Fe/H]=+0.5 dex处发现了最富金属的恒星，证实了我们早先的结论，即银河系中心没有极端化学成分的恒星。
2020-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic Chemical Evolution of phosphorus observed with IGRINS
磷被认为是生命的关键元素之一，这使得它成为恒星系统光谱丰度分析中寻找的重要元素。然而，只有少数光谱研究来估计P丰度并研究其在一系列金属丰度范围内的趋势。我们用IGRINS仪器观测了HK带的全谱，光谱分辨率R= 45，000。利用SME结合1D MARCS恒星大气模型确定丰度。研究的恒星样本具有使用光学FIES光谱估计的可靠恒星参数（GILD; Jönsson等人，准备中）。为了从16482.92埃P线确定P丰度，我们特别注意CO（$ν=7-4$）共混物。我们确定的C，N，O丰度从原子碳和一系列的非混合分子线（CO，CN，OH），这是大量的H带区域的K巨星，确保适当的建模的混合CO（$ν=7-4$）线。我们给出了38颗K巨星在金属丰度为-1.2 dex $<$ [Fe/H] $<$ 0.4 dex范围内的[P/Fe]与[Fe/H]的变化趋势。我们发现，我们的趋势与汇编的文献样本的突出的矮星和数量有限的巨星。与Cescutti等人2012年的理论化学演化趋势相比，我们的趋势高出$\sim$ 0.05 - 0.1 dex，这是由于大质量恒星的核心坍缩超新星（II型），Kobayashi等人（2006）的P产额任意增加了2.75倍。因此，增强因子可能需要高出$\sim$ 0.05 - 0.1 dex，以匹配我们的趋势。我们还发现了一个经验确定的主要行为磷。此外，与理论上的化学演化趋势相比，…
2022-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molybdenum in the open cluster stars
测定了13个不同的疏散星团中恒星的钼丰度。高分辨率恒星光谱是使用智利Cerro Paranal的VLT望远镜和UVES摄谱仪获得的。Mo丰度是在LTE近似中从5506 A和5533 A处的Mo I线导出的。比较分析的行为钼的采样恒星的疏散星团和银盘显示类似的趋势，减少钼丰度增加金属;这样的行为模式表明一个共同的起源的审查人口。另一方面，钼丰度在疏散星团中的分散度稍大，分别为0.14 dex和0.11 dex。考虑到星系团的年龄和距离银河系中心的距离的丰度趋势的结果进行了讨论。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH Survey: Dependence of elemental abundances on age and metallicity for stars in the Galactic disc
利用GALAH巡天的数据，我们探讨了银河系盘星中元素丰度对恒星年龄和金属丰度的依赖性。我们发现，大多数元素的丰度可以预测的年龄和[Fe/H]与约0.03 dex的内在散射。讨论了丰度-年龄-金属丰度关系存在的可能原因。使用一个随机的化学富集计划的基础上的超新星遗迹的大小，我们表明，内在的散射预计是小的，约0.05德克斯甚至更小，如果有额外的混合在ISM。元素丰度的趋势与年龄和金属丰度和关系很好地描述了一个简单的模型，其中丰度（[X/Fe]）对年龄和[Fe/H]的依赖是可加性分离。元素可以根据其丰度梯度在（年龄，[Fe/H]）平面上的方向进行分组，不同的组可以粗略地与三个不同的核合成生产场所相关联，爆炸的大质量恒星，爆炸的白矮星和AGB恒星。然而，一些元素的丰度，如Co，La和Li，在给定的年龄和金属丰度下显示出很大的分散性，这表明除了简单的银河系化学演化之外的过程正在发挥作用。我们还比较了主序星的丰度趋势，关闭对巨人，其年龄估计使用的K2任务的星震信息。对于大多数元素来说，主序星的变化趋势与巨星相似。丰度关系的存在意味着我们可以估算盘星的年龄和诞生半径，这对于研究银河系的动力学和化学演化具有重要意义。
2020-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
