The Influence of Radial Stellar Migration on the Chemical Evolution of the Milky Way
恒星迁移是银河系盘中一个重要的动力学过程。本文采用解析方法模拟了恒星在银盘中的径向迁移，并将其加入到详细的银河系化学演化模型中，研究了恒星径向迁移对银河系化学演化的影响，特别是对丰度梯度的影响。我们发现，恒星在银盘中的径向迁移可以使太阳邻域的G矮星金属丰度分布轮廓变高变窄，从而成为解决“G矮星问题”的另一种方法。它也可以分散年龄-金属丰度关系。然而，在恒星径向迁移之后，沿银河系半径的丰度分布并没有发生太大的变化，即丰度梯度并没有因为恒星径向迁移而变平，这与许多理论工作的预测不同。但它可以使恒星平均化学丰度的径向梯度变平，而较老的恒星比较年轻的恒星拥有更平坦的丰度梯度。恒星径向迁移对化学丰度最显著的影响是，在某一位置，它使那里的恒星丰度从一个相对集中的值分散到一个范围。
2013-03-29 astro-ph.GA
Spiral galaxies with flat radial abundance gradients at large radii
Vilnius University（维尔纽斯大学）；Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）
研究发现螺旋星系在大半径处径向丰度梯度趋于平坦，通过伴星相互作用和气体捕获解释了这一现象。
2026-01-07 astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way with radial motions of stars and gas II. The evolution of abundance profiles from H to Ni
我们研究了恒星和气体的径向运动对银河系盘丰度分布演化的作用。我们调查，在一个参数化的方式，径向流动的气体和恒星的径向迁移主要是由银河棒及其与螺旋臂的相互作用引起的影响。我们使用一个模型，有几个新的或更新的成分（原子和分子气相，恒星形成取决于分子气体，最近的金属依赖恒星产量从H到Ni，观测推断SNIa率），再现以及银河系的大多数全球和本地观测。我们得到的丰富的配置文件在内盘（因为径向流）和外盘（因为通过恒星形成法）平坦。气体丰度剖面随时间变平，但由于径向迁移，相应的恒星剖面对于年轻恒星来说似乎更陡峭。我们发现恒星丰度分布和O/Fe，这是一个代理恒星年龄之间的相关性。我们最终的丰度剖面与观测结果总体一致，但对于S以上的元素稍陡（0.01-0.02 dex/kpc）。我们发现一个有趣的“奇-偶效应”的行为的丰度配置文件（陡峭的斜率为奇数元素）为所有的恒星产量，然而，这种行为并没有出现在观测中，这表明该效应是，也许，高估了在目前的恒星核合成计算。
2014-12-16 astro-ph.GA
Elemental abundances in the Galactic bulge from microlensed dwarf stars
我们目前的元素丰度的13微透镜矮和次巨星在银河系的隆起，这构成了迄今为止最大的样本。我们发现，这些恒星的金属丰度范围从Fe/H=-0.8到+0.4，并且它们遵循明确的丰度趋势，与银河系厚盘的趋势一致。
2009-08-19 astro-ph.GA
Oxygen, α-element and iron abundance distributions in the inner part of the Galactic thin disc
我们推导出元素丰度在27造父变星，绝大多数位于一个区域内的银河系距离从5到7千秒差距。我们的样本中的一颗恒星SU Sct的银河中心距离约为3 kpc，因此落在内部薄盘的一个研究不足的区域。我们的新结果，结合从文献中获取的银河系中心部分的丰度数据，表明铁，镁，硅，硫，钙和钛的LTE丰度径向分布，以及氧的NLTE分布揭示了从银河系中心延伸到约5 kpc的区域中的高原状结构甚至正丰度梯度。
2015-03-19 astro-ph.GA
Elemental abundances in the center of the Galactic Nuclear Disc
我们首次尝试使用四个经典造父变星的高分辨率红外光谱观测来推导银河系盘的化学性质。这些恒星位于银心距离小于1千秒差距。所有被调查的恒星都显示出接近太阳的元素丰度。通过将这些新数据与我们以前的研究相结合，这一结果表明，铁丰度的径向分布在对数尺度上从银盘外围到银心距离约2-4 kpc逐渐增加，在那里达到最大值约+0.4 dex，然后急剧下降到银心的太阳值。
2019-09-02 astro-ph.GA
Abundances of Galactic Anticenter Planetary Nebulae and the Oxygen Abundance Gradient in the Galactic Disk
我们对位于银河系盘内的41个反中心行星状星云进行了分光光度观测。电子温度和密度，以及化学丰度为他，N，O，Ne，S，Cl和Ar进行了测定。将这些结果纳入我们现有的PN丰度数据库中，得到了124个观测良好的天体样本，这些天体的丰度在银河系中心距离为0.9-21千秒差距。我们进行了详细的回归分析，其中考虑了氧丰度和径向距离的不确定性，以确定整个磁盘的金属丰度梯度为：12+log（O/H）=（9.09+/-.05）-（0.058+/-.006）x Rg，Rg单位为kpc。虽然我们看到了一些证据表明，在大的银河系中心距离梯度变陡，更多的对象对反中心需要进行观察，以确定金属丰度梯度的真实形式。我们没有发现令人信服的证据表明，梯度之间的不同Peimbert类型I和II，也不是氧丰度与银河系平面的垂直距离。我们的梯度与H II区的类似结果一致，但在类似的银河系距离范围内，比Stanghellini和Haywood（2010）最近发表的结果更陡。第二次分析使用PN距离从一个不同的来源意味着一个平坦的梯度，我们认为，我们已经达到了一个混乱的限制，只能解决大大改善距离测量和理解的自然散射氧丰度。最后，考虑到最近发表的化学演化模型的银河系盘表明，调和目前的范围内公布的氧梯度是必要的充分约束参数，如表面密度阈值恒星形成和磁盘形成的特征时间尺度。
2010-09-10 astro-ph.GA
The Age and Helium Abundance of the Galactic Bulge
我讨论了银河核球恒星星族的年龄和氦丰度。我目前的例子，年龄和氦丰度可以退化的观测，因此，如何未声明的假设氦金属丰度关系可能会导致偏见的年龄金属丰度测定。我总结的努力，以解决这种退化使用红巨星分支凸点，微透镜选择效应的前向建模，并直接质量和金属丰度测量的恒星沿红巨星分支。我的情况下，这两个参数之间的简并可以在不久的将来解决。
2013-07-13 astro-ph.GA
Radial molecular abundances and gas cooling in starless cores
目的：我们的目标是通过结合化学和辐射转移模型来模拟冷的和重屏蔽的无星核中分子丰度和气体温度的径向分布。方法：在改进的Bonnor-Ebert球中测定尘埃温度，计算初始径向分子丰度分布。然后提取对应于两个不同的核心年龄的选定的冷却分子的丰度，以确定在两个时间步长的气体温度。在迭代过程中重复计算，得到与气体温度一致的分子丰度。选定物质的谱线发射分布是使用模拟丰度分布计算的。结果如下：气体温度是时间的函数;随着核心变老，气体变热，因为冷却分子在晶粒表面耗尽。各种冷却分子对总冷却功率的贡献随时间而变化。径向化学丰度剖面是不平凡的：不同的物种呈现不同程度的贫化，在某些情况下，甚至在t > 10^5年时，丰度剖面也向内增加。线发射模拟表明，不同年龄的核心可以呈现显着不同的线发射剖面，这取决于所考虑的示踪剂种类。结论：化学丰度和相关的线冷却功率作为时间的函数变化。大多数化学物种在密度超过~10^5 cm^-3时耗尽到颗粒表面。值得注意的例外是NH_3和N2 H ^+，后者即使在n_H~10^6 cm-3时也基本上未被耗尽。另一方面，在气体密度低的区域，即使在t~10^5年，化学丰度也没有显著发展，这可以通过向内增加的丰度梯度来揭示。气体的温度可能与尘埃的温度有很大的不同，这可能会影响堆芯的稳定性。
2012-05-16 astro-ph.GA
Abundance gradients along the Galactic disc from chemical evolution models
本文研究了银河系盘的形成和化学演化，重点研究了不同银心距下的丰度模式（[ $α$ /Fe] vs. [Fe/H]）、沿盘的现今丰度梯度和丰度梯度的时间演化。我们考虑了Grisoni等人（2017）为太阳邻域开发的银河系圆盘的化学演化模型，包括两个和一个，我们将我们的分析扩展到其他银河系中心距离。特别是，我们研究的过程，主要影响的丰度梯度的形成：由内而外的情况下，一个变星形成效率，径向气体流量。我们比较我们的模型结果与最近的丰度模式沿银河系盘从APOGEE调查和观测到的造父变星，疏散星团，HII地区和PNe的丰度梯度。我们的结论是，由内而外的情况是一个关键因素，但不能是唯一一个解释丰度模式在不同的银河系中心距离和丰度梯度。为了重现薄圆盘中观察到的特征，还需要进一步的因素，如径向气流和变星形成效率。还显示了丰度梯度随时间的演变，但仍不能得出确切的结论。
2018-09-10 astro-ph.GA
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge: new abundances of older objects
鉴于行星状星云的性质，它们的寿命非常短，迄今为止得出的化学丰度有一个自然的偏向，有利于年轻的天体。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样本的老PNE位于银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括更老，更弱的物体，这些物体位于行星状星云光度函数（PNLF）的暗端。结果表明，我们的样品的丰度低于我们以前的工作。此外，星系核球的平均丰度并不遵循观测到的径向丰度梯度的趋势。这些结果与我们小组最近开发的银河系化学演化模型一致。
2011-09-27 astro-ph.GA
The radial abundance gradient of chlorine in the Milky Way
我们从HII区光谱中确定了银河系中Cl的径向丰度梯度。对于第一次，Cl/H比计算简单地添加离子丰度，而不是使用电离校正因子（ICF）。我们使用一组已发表的银河系HII区域的极深光谱。我们已经重新计算的物理条件，离子和总丰度的Cl和O使用相同的方法和更新的原子数据的所有对象。我们发现，Cl和O的径向梯度的斜率是相同的不确定性：-0.043 dex/kpc。这与两种元素的步调一致。我们得到银河系盘上Cl/O比的平均值为log（Cl/O）= -3.42 +/-0.06。我们比较我们的Cl/H比与那些确定从Cl++丰度，并使用一些可用的ICF计划的文献。我们发现，我们的总氯丰度总是低于使用ICF确定的值，表明这些校正方案系统高估了Cl+和Cl+物种的总氯丰度的贡献。最后，我们提出了一个经验ICF（Cl++）估计Cl/H比在HII区。
2015-06-18 astro-ph.GA
Detailed near-IR stellar abundances of red giants in the Inner Bulge and Galactic Center
由于它们的极端拥挤和高度和可变的消光，银河系隆起中的恒星，在银河平面的+-2度范围内，特别是那些在核星团中的恒星，很少被针对它们的详细丰度进行分析。对于这些恒星丰度的上限也有一些分歧。现在可以获得高色散，高S/N光谱在红外K波段（2.0-2.4微米）的这些巨人，我们报告我们的进展，在凯克和VLT在使用这些光谱来推断这个恒星星族的组成。
2017-08-30 astro-ph.GA
On the central abundances of Active Galactic Nuclei and Star-forming Galaxies
我们研究了活动星系核（AGN）窄线区（NLR）氧丰度之间的关系，通过强线方法（Storchi-Bergmann等人的理论校准）的光学发射线估计。（1998）），以及由径向丰度梯度确定的宿主星系中心交点丰度。我们发现，Te-方法低估了氧丰度高达~2德克斯（平均值为~0.8德克斯）相比，通过强线方法得到的丰度。这证实了活动星系核中存在所谓的“温度问题”。我们还发现，无论是在活动星系核还是在恒星形成星系中，用强线方法从星系谱中得到的星系中心的丰度都接近或略低于用径向丰度梯度估算的中心交点丰度。NLR的氧丰度通常低于星系中可达到的最大丰度（约为太阳值的2倍）。这表明活动星系核的NLR没有异常的化学富集。
2015-08-31 astro-ph.GA
Accretion, radial flows and abundance gradients in spiral galaxies
不断吸积到螺旋星系盘上的贫金属气体不太可能以与星系本身完全相同的旋转速度从星系际介质（IGM）到达，即使是很小的角动量不匹配也不可避免地会驱动盘内的径向气体流动，对星系演化产生重大影响。在这里，我们提供了一些通用的分析工具来计算吸积配置文件，径向气体流量和丰度梯度的函数的吸积物质的角动量的螺旋星系。我们概括现有的解决方案的气体流的分解，需要重现星系盘的结构特性，直接吸积从IGM和径向质量流量内的磁盘。然后，我们用一种新的方法，基于特征线，在径向气流的存在下求解金属丰度演化方程，这大大降低了对计算的数值要求，并揭示了边界条件对理论模型预测的丰度分布的关键作用。我们还讨论了如何结构和化学约束可以结合起来解开的贡献内向外的增长和径向流动的丰度梯度在旋涡星系的发展。说明性的例子提供了整个参数合理的银河系。我们发现，银河系上的物质应该以盘的旋转速度的70- 80%旋转，与以前的估计一致。
2015-11-11 astro-ph.GA
Breaks in surface brightness profiles and radial abundance gradients in the discs of spiral galaxies
我们研究的表面亮度剖面和径向丰度梯度的光学半径内的光盘的134个螺旋星系从CALIFA调查的中断之间的关系。每个星系的径向丰度分布（对数尺度）由简单和破碎的线性关系拟合。假设盘的纯指数和破碎指数，拟合表面亮度分布。我们发现，在一个光盘的丰度之间的最大绝对差异给出的破碎和纯线性关系是小于0.05德克斯在我们的大多数星系和超过分散的丰度为134个星系中的26考虑。在破坏的线性关系周围的丰度的分散是接近的（在几个百分点之内）周围的纯线性关系。表面亮度曲线中的中断更加突出。在一些星系中，破碎指数周围的散射比纯指数周围的散射低两倍或更多。在一个星系的光学半径范围内，丰度梯度和表面亮度分布的形状可能是不同的。一个纯指数表面亮度分布可能伴随着一个破碎的丰度梯度，反之亦然。丰度梯度的突变半径与地表亮度剖面之间没有相关性。因此，表面亮度分布的中断不需要伴随着丰度梯度的中断。
2017-09-02 astro-ph.GA
Analysis of the Internal Radial Gradient of Chemical Abundances in Spiral Galaxies from CALIFA
本研究利用CALIFA巡天数据分析了旋涡星系氧丰度径向梯度，重点研究内部下降现象，发现HII区判据和弥漫电离气体去污染会显著影响丰度梯度轮廓。
2024-11-22 astro-ph.GA
Detailed Abundances for the Old Population near the Galactic Center: I. Metallicity distribution of the Nuclear Star Cluster
我们报告的第一个高光谱分辨率的研究17 M巨星运动学确认位于几个秒差距的银河系中心，使用R=24,000光谱从凯克/NIRSPEC和一个新的红外K波段的lineros。我们考虑它们的光度和运动学，将这些恒星归类为较老的恒星星族和中央星团的成员。我们发现中值金属丰度<[Fe/H]>=-0.16，并且从大约-0.3到+0.3（四分位数）有很大的分布。我们发现最高的金属丰度是[Fe/H]<+0.6，大多数恒星的铁丰度等于或低于太阳的铁丰度。的丰度和丰度分布非常类似的银河系的隆起，而不是磁盘或晕，在我们的小样本，我们没有发现统计证据的速度分散金属丰度的依赖。
2017-10-23 astro-ph.GA
Revisiting the radial abundance gradients of nitrogen and oxygen of the Milky Way
我们目前获得的光谱与10.4米大加那利望远镜的13个银河系HII地区，其中大部分是非常低的电离度。这些天体位于银河系圆盘上，R_G从5.7到16.1 kpc。我们为他们所有人确定T_e（[NII]）。我们获得-第一次-N的径向丰度梯度是独立的电离校正因子。N/O比的径向分布几乎是平坦的，表明大部分N不是由标准的次级过程形成的。我们对径向O丰度梯度进行了重新评估，将我们的结果与Esteban等人（2017）以前的类似结果相结合;产生了35个HII区域的均匀数据集，直接确定了电子温度。我们报告的可能存在的扁平或下降的O丰度在银河系盘的内部。这一结果证实了先前基于造父变星和红巨星的金属丰度分布的发现。最后，我们发现HII区的N和O丰度相对于梯度拟合的散射并不比观测不确定性大得多，这表明这两种化学元素似乎在沿银河系圆盘的给定距离处很好地混合在星际气体中
2018-05-02 astro-ph.GA
Homogeneous Metallicities and Radial Velocities for Galactic Globular Clusters
确定径向速度和丰度是分析银河系球状星团系统性质的基础。然而，超过50%的这些集群没有光谱测量其金属丰度。在这种情况下，这项工作提供了新的径向速度和丰度的20个银河系球状星团，缺乏或有很少知道这些数量的值。径向速度和丰度来自于使用VLT的FORS 2成像仪和摄谱仪在Ca II三重态获得的光谱，并使用许多具有良好丰度的星团中的红巨星光谱进行校准。对于我们样本中大约一半的星系团，我们对现有的速度或丰度，或两者都进行了重大修订。我们还确认了位于人马座矮星系中心的球状星团M54中存在相当大的丰度分布。此外，在明亮的遥远球状星团NGC 5824中，还存在一个小的内部丰度分布（σ [Fe/H]（int）~ 0.11-0.14 dex，类似于M54）。因此，这个星团加入了少数已知具有内部金属丰度（[Fe/H]）分布的银河系球状星团。
2012-02-15 astro-ph.GA
Galactic radial abundance gradients: cepheids and photoionized nebulae
在银河系和其他星系中也观察到径向丰度梯度，包括不同恒星系统中的几种化学元素。可能银河系中最精确的梯度是由切斐德变星确定的。这些天体对许多元素都有非常精确的丰度，通常被认为是标准烛光，因此它们的银河中心距离是非常好的确定。这些恒星相对年轻，年龄介于主要类型的光电离星云之间，即年轻的HII区域和较老的行星状星云。在本文中，我们考虑的O/H和Fe/H梯度的基础上的银河系造父变星的大样本，并比较结果与最近的测定从光电离星云。
2019-06-04 astro-ph.GA
Neon, sulphur and argon abundances of planetary nebulae in the sub-solar metallicity Galactic anti-centre
来自行星状星云发射的丰度表明，银河系盘内的金属丰度梯度的存在，直到银河系中心距离~10 kpc，这与不同类型的来源，包括H II区和年轻的B型星的研究结果一致。这些丰度的径向依赖性进一步从银河系中心是有争议的。我们的目标是从朝向银河系反中心的行星状星云样本中获得氖、硫和氩的丰度，这些丰度代表了形成它们的云的丰度，因为它们在整个恒星演化过程中保持不变。然后，我们的目标是将这些值与来自银河系其他地方的类似分析数据进行比较，以观察丰度梯度是否在银河系外围继续。我们用斯皮策红外光谱仪观测了23个行星状星云，它们的银河系中心距离为8-21千秒差距。丰度计算从红外发射线，我们观察到的主要电离状态的氖，硫和氩，这是受消光和温度测量或波动的不确定性的行星状星云内的影响很小。我们补充了这些意见与其他文献中的光学研究，以减少或避免需要的电离校正因子的丰度计算。我们在银河系反中心的行星状星云样本的总体丰度低于太阳附近的样本。这些恒星的氖、硫和氩的丰度与从太阳附近到银河系中心距离约20 kpc的金属丰度梯度一致，尽管数据中的分散程度不同。
2017-12-23 astro-ph.GA
CNO abundances in the Galactic bulge
我们最近在一个基于近红外光谱的正在进行的项目中对这些元素进行了分析，并在此背景下讨论了凸起中的碳、氮和氧丰度和趋势（Ryde等人，2009）。我们使用VLT上的CRIRES光谱仪获得了这些。通过对核球恒星元素丰度的研究，可以对核球的形成和演化进行定量的研究。由于在朝向凸起的视线中存在较大且可变的视觉消光，因此优选在近红外中进行分析。
2009-09-01 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
Characterizing the radial oxygen abundance distribution in disk galaxies
我们研究了径向氧丰度分布对非轴对称结构（酒吧/螺旋）和其他宏观参数，如质量，光学半径R25，颜色的g-r，和星系的表面亮度的可能依赖。本文考虑了来自CALIFA DR 3的盘星系样本。我们采用了表面亮度的傅立叶振幅A2作为银盘中非轴对称结构强度的定量特征，除了常用的基于哈勃分类的A，AB和B类型的形态划分。为了区分由非轴对称结构引起的局部氧丰度的变化，多参数质量-金属丰度关系被构建为参数的函数，如酒吧/螺旋图案强度，磁盘大小，颜色指数g-r的SDSS带，和中心表面亮度的磁盘。气相氧丰度梯度是通过使用R校准来确定的。我们发现，有没有显着的影响的非轴对称结构，如酒吧和/或螺旋图案的本地氧丰度和径向氧丰度梯度的盘星系。然而，具有更高质量的镓，表现出以dex/kpc为单位的更平坦的氧丰度梯度，但是对于以dex/R25为单位的氧丰度梯度，这种效应显著地不那么突出，并且当避免内部部分时几乎消失。我们表明，在星系的中心部分的氧丰度既不依赖于光学半径R25，也不依赖于颜色g-r或星系的表面亮度。相反，在星系的中心部分之外，氧丰度随着星系盘的g-r值和中心表面亮度的增加而增加。
2019-01-31 astro-ph.GA
Gas-phase oxygen abundances and radial metallicity gradients in the two nearby spiral galaxies NGC7793 and NGC4945
本文研究了两个旋涡星系NGC 7793和NGC 4945的HII区的气相丰度，以确定它们的径向金属丰度梯度。我们使用强线方法从GMOS-S（8米双子座南望远镜上的多目标摄谱仪）获得的光谱中推导出氧丰度。我们发现，NGC 7793在银河系中心区0.17 $<$ R $_{\rm G}$ /R $<$ $_{\rm 25}$ 0.82范围内，有一个定义明确的气相径向氧梯度为-0.321 $\pm$ 0.112 dex R $_{\rm 25}^{-1}$（或-0.054 $\pm$ 0.019 dex kpc $^{-1}$），与在类似质量和形态的星系中用直接丰度方法计算的梯度没有什么不同。我们还测定了NGC 4945中的浅径向氧梯度，-0.253 $\pm$ 0.149 dex R $_{\rm 25}^{-1}$（或-0.019 $\pm$ 0.011 dex kpc $^{-1}$），0.04 $<$ R $_{\rm G}$ /R $_{\rm 25}$ $<$ 0.51，其中较大的相对不确定性主要来自该星系较大的倾角。NGC 7793和NGC 4945被选中进行这项研究，因为它们在质量和形态上分别与M33和银河系相似。由于在零阶，我们预计径向金属丰度梯度取决于质量和星系类型，我们比较了我们的星系的径向金属丰度模型最适合M33和银河系的框架。我们发现M33和NGC 7793之间…
2015-08-11 astro-ph.GA
MUSE observations of M87: radial gradients for the stellar initial-mass function and the abundance of Sodium
基于MUSE的积分场数据，我们提出的证据表明，在低质量端的恒星初始质量函数（IMF）在巨大的早型星系NGC 4486（M87）的中心区域的径向变化。我们使用了最先进的恒星星族模型和观测到的各种IMF敏感吸收线特征的强度来解决IMF的最佳低质量锥形“双峰”形式，同时也考虑了恒星金属丰度的径向变化，整体$α$元素丰度，以及单个元素如Ti，O，Na和Ca的丰度。我们的分析揭示了一个强大的IMF梯度在M87中，对应于一个超过部分的低质量恒星相比，银河系的情况下，对M87的中心，下降到近银河系的水平由0.4 $R_e$。这IMF梯度被发现与恒星金属丰度和$α$元素丰度的径向分布，但不与恒星速度色散。这种IMF的变化对应于超过2倍的增加，在恒星的质量-光M/L比的情况下，一个牛奶的方式一样IMF，与其他调查IMF梯度在早期类型的星系，包括最近的动力学约束M/L径向变化在M87奥尔德姆和俄歇。除了限制M87中的IMF，我们还研究了钠的丰度，在我们的MUSE观测的整个径向范围内，钠是超太阳的，并表现出相当大的负梯度。这些发现表明，在M87的早期和短暂的恒星形成历史中，金属丰度在提高中央富含金属的区域的Na产量方面发挥了额外的作用。我们的工作将M87的情况添加到迄今为止对其IMF或[Na/Fe]丰度具有径向约束的少数对象中，同时也说明了MUSE可以为此类调查带来的准确性。
2017-11-24 astro-ph.GA
The evolution of the radial gradient of Oxygen abundance in spiral galaxies
这项工作的目的是提出我们新的一系列化学演化模型计算的螺旋和低质量星系的不同的总质量和恒星形成效率。我们分析了模型的结果，特别是氧丰度的径向梯度的演变。此外，我们研究的作用的下降率和恒星形成的历史上的变化，这种径向梯度。同时给出了O/H径向梯度与旋涡星系的大小、质量等特征的关系。我们发现，径向梯度主要是一种尺度效应，如果在光学半径内测量，它基本上不随红移（或时间）而变化。此外，当它作为归一化半径的函数测量时，对于所有星系质量显示出类似的值，显示出与平均值周围的色散的相关性，这是由于恒星形成效率的差异，与普遍的O/H径向梯度的想法一致。
2016-12-10 astro-ph.GA
A First Constraint on the Thick Disk Scale Length: Differential Radial Abundances in K Giants at Galactocentric Radii 4, 8, and 12 kpc
基于高分辨率光谱获得的MIKE摄谱仪上的麦哲伦望远镜，我们提出了详细的元素丰度的20颗红巨星在银河系外盘，位于银心距离9和13千秒差距。外盘的样本与来自内银河系盘和太阳附近的红巨星样本互补，使用相同的方法进行分析。对于银心距离超过10千秒差距，我们只发现化学图案与当地薄盘，即使是远远高于银河平面的恒星。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。我们首先估计厚盘尺度长度L_thick=2.0 kpc，假设薄盘的L_thin=3.8 kpc。我们认为，径向迁移可以解释缺乏径向年龄，金属丰度，丰度梯度在厚盘，也可能解释厚盘和金属贫凸起之间的联系。
2011-06-27 astro-ph.GA
The first chemical abundance analysis of K giants in the inner Galactic disc
银河系盘的元素丰度结构已经在太阳附近使用长寿命的恒星，如F和G矮星或K和M巨星进行了广泛的研究。这些恒星的大气层保留了其诞生气体云的化学成分，因此是银河系化学演化的绝佳示踪剂。据我们所知，没有这样的研究内银河系盘，这妨碍了我们的能力，以约束和跟踪银河系的起源和演化。因此，我们在这项研究中的目标是建立在银河系内部区域的盘（S）的元素丰度趋势（S）。利用智利Las Campanas的麦哲伦II望远镜的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱的等效宽度测量结果，我们测定了银心距离为4 ~ 7.0 kpc的内银盘中44颗K型红巨星的元素丰度。分析方法是相同的，最近使用的红巨星在银河系核球和附近的薄和厚盘，使我们能够执行一个真正的差异比较不同的恒星星族。我们提出了第一个详细的元素丰度研究的一个显着数量的红巨星在银河系内盘。我们发现，这些内部盘星显示相同类型的化学和运动学的二分法薄和厚光盘显示在太阳附近。内盘的丰度趋势与附近厚盘的丰度趋势以及隆突的丰度趋势非常一致。膨胀和银河系厚盘恒星星族之间的化学相似性表明它们具有相似的化学历史，任何试图理解两者之一的形成和演化的模型都应该最好将它们两者结合起来。
2010-06-12 astro-ph.GA
New quantitative nitrogen abundance estimations in a sample of Seyfert 2 Active Galactic Nuclei
我们获得了新的定量测定的氮丰度和氮和氧丰度之间的一致关系的样本位于红移$z < 0.1$的塞弗特2星系。我们使用Cloudy代码进行了这种分析，以建立详细的光电离模型。我们能够重现观察到的光学窄发射线强度为44源编译从文献中。我们的结果表明，塞弗特2核的氮丰度范围从$\sim0.3$到$\sim 7.5$倍的太阳值。我们导出了关系式$\rm \log(N/H)=1.05 (\pm0.09) \times [\log(O/H)] -0.35 (\pm 0.33$）。结果N/O与O/H丰度比来自塞弗特2星系是一致的，最近得出的样本河外盘HII地区具有高金属丰度。
2017-03-09 astro-ph.GA
Carbon abundances and radial gradients in NGC300 and other nearby spiral galaxies
我们目前的深阶梯分光光度法的一个样本的HII区域沿盘的Scd星系NGC300获得的紫外和视觉中阶梯光谱仪（UVES）在甚大望远镜（VLT）的目的是检测和测量非常微弱的OII和CII允许线。本研究的重点是从微弱的光学复合线（ORL），而不是最常用的碰撞激发线（CEL）获得的C和O丰度。我们已经从几个物体中的CII 4267埃RL和OII 4649埃附近的多重态1导出了C++的离子丰度。最后，我们计算了NGC300中的C/H，O/H和C/O比的径向梯度，这使得我们的小组在附近的其他螺旋星系获得类似的数据进行比较。
2014-12-10 astro-ph.GA
On the influence of the environment on galactic chemical abundances
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据研究了环境对质量为10^9.1 M_sun - 10^11 M_sun的晚型星系化学丰度的影响。我们发现，对于质量为10^9.1 Msun到10^9.6 Msun的星系，环境对星系化学丰度的影响最大。在致密环境中的星系可能会超过平均氧丰度约0.05 dex（101个星系在致密环境中的过度丰度的中值），并显示出更高的氮丰度约0.1。丰度过剩随着星系质量的增加和环境密度的降低而减少。由于只有一小部分晚型星系位于高密度环境中，这些星系对一般的X/H-M关系没有显着的影响。孤立星系和有邻居星系的金属丰度-质量关系非常相似.非孤立星系的平均移动周围的金属丰度-质量关系跟踪孤立星系是小于0.01德克斯的氧和小于0.02德克斯的氮。对于任何数量的邻近星系（在任何环境密度下），星系化学丰度的分散都很大，即，在任何环境密度下都可以发现丰度增加和减少的星系。这表明环境效应在晚型星系的演化中并不起关键作用，这也是以前一些研究的结论。
2016-11-08 astro-ph.GA
A Catalogue of Planetary Nebulae Chemical Abundances in the Galactic Bulge
该研究利用甚大望远镜FORS2光谱，测定了银河系核球124个行星状星云的化学丰度，其中34个为首次测定，新增约14%样本，数据经验证稳健可靠，是目前最大的高质量核球PNe丰度独立数据集。
2023-11-03 astro-ph.GA
Formation of massive globular clusters with heavy element abundance spread in the Galactic building blocks
最近越来越多的观测表明，银河系球状星团（GC）ω Cen并不是唯一一个显示重元素丰度分布的GC（例如，Fe）。为了理解重元素丰度扩散的银河系GCs（“HEAS”）的起源，我们研究了富气矮星系与非常年轻的银河系相互作用和合并过程中质量大于10^6 M_sun的大质量GCs（MGCs）的形成过程.我们发现，质量大于10^6 Msun的大质量致密恒星团可以被视为MGCs的祖先，它们可以由最初在不同区域的气体区域合并而形成，因此具有不同的金属丰度。因此，在矮星中形成的MGCs具有HEAS是不可避免的。每个MGC的丰度分布取决于宿主矮星的径向金属丰度梯度，因此金属丰度梯度越陡，分布越大。例如，在中心金属丰度为[Fe/H]=-1.1和-0.2 dex kpc^{-1}的矮星中形成的MGCs可以具有δ [Fe/H] ~.2的丰度分布。模拟的MGCs出现显着平坦，由于其耗散形成从他们的主机矮星的气体盘。基于这些结果，我们讨论了银河系GCs，如M22，M54，NGC 2419，欧米茄Cen和Terzan 5可能不同的形成机制。
2011-12-16 astro-ph.GA
Bar effect on gas-phase abundance gradients. I. Data sample and chemical abundances
在过去十年中发表的气相径向金属丰度曲线的研究已经减少了银河棒的重要性，作为代理人的混合和扁平的配置文件，矛盾的结果在1990年代获得。我们已经收集了一个大样本的2831公布的HII区域发射线通量在51个附近的星系，包括对象和不存在的酒吧，与酒吧是否影响螺旋的径向金属分布的问题的目的。在这两个系列的第一篇论文中，我们提出了星系和HII区域的样本。该方法是均匀的整个数据样本，包括推导的HII区域化学丰度，结构参数的酒吧和光盘，银河距离，和径向丰度配置文件。我们已经获得了O/H和N/O丰度比的Te为基础的（直接）方法的子样本的610个区域，并从各种强线方法的整个HII区的样品。的强线方法进行了评估，相对于Te为基础的一个从两个比较派生的O/H和N/O丰度为个别HII地区，和来自这两种方法的丰度梯度的比较。梯度分布的中值和标准差取决于丰度方法，而基于O3 N2指标的中值和标准差往往会使最陡的剖面变平，从而减小所观察到的梯度范围。详细的分析和讨论导出的O/H和N/O径向丰度梯度和y-拦截的酒吧和unbarred星系中提出的同伴文件II。包括发射线通量、位置和导出丰度在内的整个HII区域目录以及所有星系的径向丰度梯度都可在CDS VizieR设施上公开查阅。
2020-07-23 astro-ph.GA
2D chemical evolution model: the impact of galactic disc asymmetries on azimuthal chemical abundance variations
星系盘化学演化模型通常忽略方位面密度变化，而方位面密度变化会引入化学丰度方位梯度。然而，最近的观测揭示了银河系和外部星系的气体和恒星成分的化学丰度随方位角的变化。量化旋臂密度涨落对盘星系氧和铁丰度方位角变化的影响。我们开发了一个新的2D星系盘化学演化模型，能够以下不仅径向，而且方位角的不均匀性。从银河系的N-体盘形成模拟产生的密度波动产生的氧丰度梯度的顺序为0.1德克斯的方位角变化。此外，与最近在星系外的观测结果一致，角向变化在星系外区域更为明显。使用一个简单的分析模型，我们表明，最大的波动与方位角的结果附近的螺旋结构共转共振，螺旋和气体盘之间的相对速度是最慢的。总之，我们提供了一个新的二维化学演化模型能够以下方位角密度变化。从银河系的动力学模型中提取的密度波动导致分散的氧丰度梯度的方位角变化与观测外星系。我们解释的方位角散射在所有半径的存在下，在不同的模式速度移动的多个螺旋模式的存在下，发现在观测和数值模拟。
2019-06-24 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
The radial abundance gradient of oxygen towards the Galactic anticentre
我们目前的深光学光谱的八个HII区位于银河系的anticenter。在10.4 m GTC和8.2 m VLT处获得光谱。我们为所有的物体确定了Te（[NII]），为其中的六个物体确定了Te（[OIII]）。在我们的分析中，我们还包括一个额外的样本13内盘银河系HII地区的文献中，有很好的T_e测定。我们采用相同的方法和原子数据集来确定两个样品的物理条件和离子丰度。我们还探测到了Sh 2-100中的CII和OII光学复合线，这使得能够确定该物体的丰度差异因子。我们发现，径向氧梯度定义的HII区域从R_25（= 11.5 kpc）到17 kpc的斜率和那些在R_25内的不确定性是相似的，表明在径向氧梯度平坦的外银河系。在一般情况下，我们发现，分散的O/H比的HII地区是不是大得多的观测不确定性。氧丰度的最大可能的局部不均匀性是0.1德克斯的顺序。我们还发现了正的径向梯度在Te（[O III]）和Te（[N II]）横跨银河系盘。这些温度梯度的形状是相似的，也与外银盘金属丰度分布平坦的情况相一致。
2017-06-23 astro-ph.GA
Abundance gradients in the galactic disk
分析了银河系中235颗F型和G型中低质量恒星的丰度与轨道参数的关系。我们发现薄盘在径向和垂直方向上都存在丰度梯度（分别为-0.116dex/kpc和-0.309dex/kpc）。随着银河系的演化，梯度似乎越来越平缓。在18颗厚盘星的基础上，没有发现厚盘星的梯度。结果表明，ELS模型主要适用于薄盘的演化，而SZ模型更适用于厚盘的演化。此外，这些结果表明，在银河系的化学演化中，流入和流出过程起着重要的作用。
2011-08-03 astro-ph.GA
SAGA: Stellar Abundances for Galactic Archaeology
介绍了银河系考古学恒星丰度（SAGA）数据库的教程。本文介绍了数据库的概况，报告了数据汇编的现状和已知问题，并提出了未来更新和扩展的计划。
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Breaks in the Radial Oxygen Abundance and Corotation Radius of Three Spiral Galaxies
在金属丰度分布和螺旋星系的共转半径的中断之间的相关性已经主张在过去，并预测我们的银河系的化学动力学模型，有效地介绍了螺旋臂的作用，在恒星形成率。在这项工作中，我们提出的光度和光谱观测与双子座望远镜的三个最好的候选人的螺旋星系有光盘内的共转：IC 0167，NGC1042和NGC6907。我们观察到这些星系中最强烈和分布最均匀的\hii区域，通过应用不同的统计方法推导出可靠的银河系距离和氧丰度。从这些结果中，我们证实了这些星系的金属丰度梯度的变化可能与共转共振的存在。
2010-12-28 astro-ph.GA
Constraining the Galactic potential via action-based distribution functions for mono-abundance stellar populations
我们提出了一个严格的和实用的方法来约束银河系的潜力的基础上相空间信息的许多个别恒星。需要这种方法来动态地模拟来自银河系和未来盖亚的光谱调查的数据。该方法利用McMillan和Binney提出的基于作用量的参数化分布函数族来描述恒星的轨道分布。我们发现，这些参数化的DF是灵活的，足以捕捉观察到的相空间分布的个别丰度选定的银河系恒星（“单丰度人口”）的盘状引力势，这使得独立的动力学约束，从每个银河系单丰度人口。我们制定了一个严格的统计方法来约束银河系的潜在参数，通过构建潜在的联合可能性和DF参数，并随后边缘化的DF参数。这种方法明确地纳入了空间选择功能固有的所有银河系的调查，并可以考虑到个人的位置-速度观测的不确定性。在此基础上，我们研究了银河系的潜力，可以达到不同的样本大小和现实的空间选择功能的参数的精度。通过从DF创建模拟样本，我们表明，即使在限制性和现实的空间选择函数下，给定两个参数的引力势，也可以用几千个样本大小将真实的势参数恢复到百分之几。轴对称的假设，在行动中是平滑的DF和没有时间变化的仍然是重要的限制，在我们目前的研究。
2013-06-23 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
Abundance of zirconium in the atmospheres of red giants in Galactic globular cluster 47 Tuc
我们测定了球状星团47 Tuc中327颗红巨星分支（RGB）恒星大气中的锆丰度。一维LTE丰度从档案VLT GIRAFFE光谱，使用一维流体静力学ATLAS 9恒星模型大气和合成Zr I线配置文件计算的SYNTHE包。在RGB星样本中测得的平均锆丰度[Zr/Fe] = +0.38 +/- 0.12，与银河系场星中在该金属丰度下测得的锆丰度以及在其他银河系球状星团中观测到的锆丰度吻合得很好。
2019-11-07 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 Influence of Minor Mergers on the Radial Abundance Gradient in Disks of Milky Way-like Galaxies
我们研究了在过去的四个Gyr期间，由次要合并（质量比从1：70到1：8）引起的恒星迁移对类银河系星系盘中化学丰度径向分布的影响。使用了基于GPU的纯N体树代码模型，没有流体动力学和恒星形成。我们计算了大量的合并与不同的初始卫星质量，位置和轨道速度。我们发现，在吸积10 $^9$ M $_{\odot}$（质量比1：70）的低质量卫星星系的情况下，除了主星系盘平面内的行星状卫星运动的特殊情况外，主星系的任何半径处的金属丰度都没有明显的变化。质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$（质量比1：23）的卫星的吸积导致在银河系中心距离大于$\sim10$ kpc处化学丰度的明显增加。在与质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$的卫星合并的情况下，径向丰度梯度在5至15 kpc的银河中心距离范围内。有没有显着的变化，在外盘的丰度梯度斜率（从$\sim15$ kpc到25 kpc）在任何合并，而在给定半径的金属丰度的分散显着增加了大多数卫星的初始质量/位置相比，一个孤立的星系的情况。这反对归因于断裂（平坦化）的丰度梯度附近的光学半径观察到的扩展盘的银河系般的星系只合并引起的恒星迁移。
2015-04-30 astro-ph.GA
Abundance gradients in low surface brightness spirals: clues on the origin of common gradients in galactic discs
我们获得了10个晚型低表面亮度星系（LSBG）的141个HII区的光谱。从星云发射线获得的化学丰度的分析表明，金属丰度梯度是LSBGs的一个共同特征，与以前关于这类星系中没有这种梯度的说法相反。平均斜率，当表示在单位的等照度线半径，被发现是显着较浅的星系相比，高表面亮度。这一结果可以归因于减少的表面亮度范围内测量其光盘，当结合一个通用的表面质量密度金属丰度的关系。用类似的论点，我们解释了在高表面亮度星系（HSBG）盘中观察到的常见丰度梯度及其近似色散。这一结论得到了加强，我们的结果，LSBG共享相同的共同丰度梯度与HSBG，当斜率表示的指数盘尺度长度。
2015-09-24 astro-ph.GA
Radial migration of the Sun in galactic disk
本文介绍了银河棒旋结构引力效应的物理学。物理方程不同于常规使用的方程。应用到运动的太阳被处理。太阳的速度被认为与奥尔特常数一致。对于四臂螺旋结构，太阳的银河径向迁移小于+- 0.4 kpc。太阳在银河系中心距离（7.8 - 8.2）kpc内保持其存在的75%，并且结果实际上与螺旋结构强度无关。因此，径向距离仅在8 kpc值的5%内变化。对于双臂螺旋结构，太阳的银河径向迁移小于+-（0.3 - 1.2）kpc。太阳在银河系中心距离（7.8 - 8.2）kpc范围内保持其存在的（29 - 95）%，其结果强烈依赖于螺旋结构强度和旋臂的角速度。径向距离在8 kpc值的（3.8 - 15.0）%范围内变化。如果观测的论点倾向于太阳的径向迁移，那么银河系的特征是双臂螺旋结构。
2012-01-01 astro-ph.GA
Theoretical implications of the galactic radial acceleration relation of McGaugh, Lelli, and Schombert
在围绕星系的稳定圆形轨道上的速度，一种向心引力的测量，随着轨道半径的增加，超过了预期的开普勒/牛顿速度。标准LCDM将这种异常归因于银河系的暗物质。McGaugh等人最近对153个盘星系表明，观测到的径向加速度显然是针对观测到的星系重子质量密度计算的经典加速度的普适函数。这与经验MOND模型一致，不需要暗物质。它表明，在这里，适当的约束LCDM和共形重力（CG）也产生这样一个普遍的关联函数。LCDM需要一个非常特定的暗物质分布，而隐含的CG非经典加速度必须独立于星系质量。这三个约束径向加速度函数都符合经验重子$v^4$ Tully-Fisher关系。名义上平坦速度范围内的精确旋转数据可以区分MOND，LCDM和共形重力。
2018-02-27 astro-ph.GA
Small-spatial scale variations of nebular properties and the abundance discrepancy in three Galactic HII regions
我们目前的结果长缝光谱在几个狭缝的位置，涵盖不同的形态结构的中央部分的三个明亮的银河系HII区域：M8，M17和NGC 7635。我们研究了大量的星云参数的空间分布，如消光系数，线通量，物理条件和离子丰度与我们的仪器可达到的最大空间分辨率。特别地，我们的目标是研究O^{2+}的丰度差异因子ADF（O^{2+}）的行为，ADF（O^{2+}）定义为来自碰撞激发和复合线的O^{2+}丰度的对数差异。我们发现，ADF（O^{2+}）沿M8和M17的狭缝位置保持相当恒定。在NGC 7635的情况下，我们仅在沿着整个狭缝的积分光谱中检测到OII复合线，其中ADF（O^{2+}）达到约0.59 dex的非常高的值。我们比较我们的结果与以前的猎户座星云。我们发现了几个证据，表明在M8中存在Herbig-Haro对象的候选者。
2010-03-12 astro-ph.GA
The Abundance of Fluorine in Normal G and K Stars of the Galactic Thin Disk
氟的丰度是从（2-0）R9 2.3358微米的HF分子的功能确定的几十个正常的G和K星在银河系薄盘从光谱获得的凤凰红外光谱仪上的2.1米望远镜在基特峰。的丰度分析的背景下，银河系的化学演化探索的贡献超新星和渐近巨星分支（AGB）的恒星的氟的丰度在薄盘。薄盘中氟的平均丰度为[F/Fe] = +0.23 +/- 0.03，[F/Fe]比在我们估计的不确定度范围内，随着金属丰度的变化，在-0.6 < [Fe/H] <+0.3范围内是平稳的或缓慢下降的。在银河系薄盘星中测得的氟丰度和缺乏金属丰度的变化表明，II型超新星中的中微子对银河系氟丰度的贡献很大，尽管AGB星的贡献也很重要。
2015-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using cm Observations to Constrain the Abundance of Very Small Dust Grains in Galactic Cold Cores
在这个分析中，我们说明了如何相对较新的发射机制称为旋转尘埃可以用来表征尘埃颗粒在星际介质。我们证明了这一点，通过使用旋转的尘埃排放观测，以限制非常小的尘埃颗粒（$\lesssim$ 10 nm）在银河系冷核样本的丰度。使用的物理性质的核心在我们的样品作为输入到旋转的尘埃模型，我们预测的预期水平的发射波长为1厘米的四个不同的非常小的尘埃颗粒丰度，我们通过比较1厘米CARMA观测约束。对于我们所有的核心，我们发现一个非常小的颗粒耗尽，我们认为这是由于晶粒生长的过程。这项工作代表了第一次旋转的尘埃排放已被用来限制星际尘埃颗粒的物理性质。
2015-11-20 astro-ph.GA
The galactic habitable zone of the Milky Way and M31 from chemical evolution models with gas radial flows
银河系的宜居带被定义为具有足够丰富的重元素以形成行星系统的区域，其中类地行星可以诞生，并且在幸存到超新星爆炸事件之后可能能够维持生命。银河系化学演化模型对于研究不同星系中的银河系宜居带具有重要意义。我们应用详细的化学演化模型，包括径向气体流动，研究银河系和M31中的银河系宜居带。我们比较的结果，发现与“经典”（独立环）模型，其中没有气体流入的相对银河系宜居带。对于银河系和仙女座星系，气体径向流入的主要影响是增加了相对于“经典”模型结果的可居住行星的恒星数量，相对于经典模型结果，在发生这种情况的最大概率区域。这些结果是通过考虑超新星的破坏过程而获得的。特别是，我们发现，在银河系中的最大数量的恒星托管可居住的行星是在8千秒差距从银河系中心，径向流模型预测的数量是38%，比经典模型预测的大。对于仙女座，我们发现具有可居住行星的恒星的最大数量是在距离中心16 kpc处，并且在径向流的情况下，这个数量相对于经典模型预测的恒星要大10%。
2014-03-10 astro-ph.GA
