Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAM-OT: Rapid Subhalo Abundance Matching with Optimal Transport
本研究证明子晕丰度匹配（SHAM）是最优传输问题的解，并提出SHAM-OT方法，通过直接求解星系与暗晕质量函数间的最优传输方案，以极低计算成本实现高效匹配，特别适用于需边缘化光度函数不确定性的贝叶斯推断。
2025-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy disc scaling relations: A tight linear galaxy -- halo connection challenges abundance matching
在$Λ$ CDM宇宙学中，一阶星系是由暗物质晕维里半径内的重子冷却而形成的。盘状星系的重子和恒星成分中所保留的质量和角动量的分数，对我们理解星系形成有很大的限制。在这项工作中，我们推导出保留在螺旋，$f_j$，全球恒星形成效率$f_M$，和渐近圆速度（$V_{\rm flat}$）的比维里速度$f_V$，和它们的散射，通过同时拟合观测到的恒星质量速度（塔利-费舍尔），大小质量，和质量角动量（瀑布）的关系恒星的组成部分。我们比较了三种模型的拟合优度：（i）$f_j$、$f_M$和$f_V$的对数随可观察到的$V_{\rm flat}$的对数线性变化;（ii）这些值随双幂律变化;（iii）这些值也随双幂律变化，但对$f_M$施加了先验，使其符合广泛使用的丰度匹配模型的预期。我们的结论是，这些馏分中的分散是特别小的（$\sim 0.07$ dex），线性模型是迄今为止统计上优选的丰度匹配先验。这表明星系形成的基本参数是质量的小散射单斜率单调函数，而不是复杂的非单调函数。这也证实了最大质量的螺旋星系应该将几乎所有与它们的晕相关的重子都变成了恒星。我们称之为失败反馈问题。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bent by baryons: the low mass galaxy-halo relation
星系与暗物质晕之间的关系对于评价结构形成和星系形成物理的理论预言是至关重要的。我们发现，广泛使用的基于暗物质的丰度匹配方法只在低质量端失败，因为它的两个基本假设被打破：只有一小部分低质量（低于10^9.5太阳质量）的晕托管可见星系，由于重子的影响，晕的生长速度较低。在这种情况下，仅依赖于暗物质来进行丰度匹配的模拟既不准确也不自洽。我们发现，观测估计的矮星系的晕质量和丰度匹配的预测值之间的差异并不指向失败的LCDM，但只是一个失败的重子效应。我们的研究结果还表明，本星系群只包含几百个可观测到的星系，而丰度匹配所建议的暗矮星则有数千个。我们展示了如何从丰度匹配得到的关系可以被纠正，使它们可以被用来自洽校准模型的星系形成。
2014-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A flexible subhalo abundance matching model for galaxy clustering in redshift space
我们开发了一个扩展的subhalo丰度匹配（SHAM），能够准确地再现真实的和红移空间的星系集群在一个国家的最先进的流体动力学模拟。我们的方法使用低分辨率的重力模拟，它包括孤儿和潮汐破坏处方的卫星星系，和一个灵活的量的星系组装的偏见。此外，它还包括基于暗物质吸积率的恒星形成率（SFR）公式。我们测试我们的模型对恒星质量和SFR选择的星系在TNG 300流体动力学模拟目录的准确性。通过拟合少量的自由参数，我们的扩展SHAM再现投影相关函数和红移空间多极数密度$10^{-3} - 10^{-2}\, h^{3}{\rm Mpc}^{-3}$，在$z=1$和$z=0$，和尺度$r \in [0.3 - 20] h^{-1}{\rm Mpc}$。同时，SHAM的结果也检索正确的晕占领分布，星系组装的偏差水平，和高阶统计TNG 300星系目录中存在的。作为一个应用，我们表明，我们的模型同时适合投影关联函数的SDSS在3个不相交的恒星质量箱，与TNG 300星系的精度相似。即使使用低分辨率和中等分辨率的模拟，此SHAM扩展也可用于获得准确的聚类预测。
2020-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of subhalo abundance matching on galaxy photometry and selection criteria
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种将星系质量或光度分配给N体模拟中产生的晕的流行技术。该方法通过匹配星系和晕属性的累积数函数来工作，因此对这些属性的精确定义和用于定义样本的选择标准都很敏感。进一步的依赖性如下时，SHAM参数校准星系聚类，这是众所周知的强烈依赖于星系的选择方式。在本文中，我们介绍了一个新的参数化的SHAM和推导出最适合的SHAM参数作为一个函数的各种属性的选择的星系样本和光度定义，包括Sérsic与彼得罗斯星等，恒星质量与r-波段的星等和光学（SDSS）与HI（ALOFA）的选择。在每种情况下，我们计算模型的拟合优度，以测量投影的两点星系关联函数。在光学选择的样本中，我们发现强有力的证据表明，在星系晕连接的散射增加对暗淡的结束，AM表现更好的光度比恒星质量。光学和HI选择星系的SHAM参数是相互排斥的，后者表明了光环质量之外的属性的重要性。我们提供最适合的参数作为我们的每个输入选择的函数的SHAM星系晕连接，扩展域的有效性模型，同时减少潜在的系统误差在其使用。
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black Hole and Galaxy Coevolution from Continuity Equation and Abundance Matching
[摘要]本文采用基于连续性方程和丰度匹配技术的统计方法，研究了宇宙历史中星系和超大质量黑洞的共同演化。具体地说，我们给出了无源项的连续性方程的解析解，从活动星系核的光度函数重建了超大质量黑洞（BH）的质量函数。这种方法包括物理动机AGN光变曲线测试独立的数据集，描述了爱丁顿比和辐射效率的演变，从细长到薄盘条件。我们很好地再现BH质量函数的本地估计，AGN占空比作为质量和红移的函数，随着爱丁顿比函数和给定恒星质量的星系的分数托管AGN与给定的爱丁顿比。我们利用同样的方法来重建观测到的恒星质量函数在不同的红移从紫外和远红外光度函数与恒星形成的星系。这些结果表明，恒星和黑洞在星系中的聚集是通过原位过程发生的，至少在恒星质量< 3 × 10 ^11 M_sun和黑洞质量<10 ^9 M_sun的情况下，干合并的作用是微不足道的，在这种情况下，统计数据更安全，受系统误差的影响更小。此外，我们开发了一种改进的丰度匹配技术，链接的恒星和BH的星系的引力占主导地位的暗物质成分的内容。由此产生的关系构成了星系演化模型的测试平台，突出了恒星和活动星系核反馈在恒星形成过程中的互补作用。最后，黑洞和星系的成团性质与目前的观测结果完全一致，从而进一步验证了我们从连续性方程得到的结果。
2015-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAMe-SF: Predicting the clustering of star-forming galaxies with an enhanced abundance matching model
SHAMe-SF通过将恒星形成率与暗物质晕性质直接关联，并引入反馈和气体剥离调制，成功在广泛尺度上再现恒星形成星系的红移空间成团统计量，为巡天数据解释和宇宙学参数约束提供了新工具。
2024-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance matching with the mean star formation rate: there is no missing satellites problem in the Milky Way above $\mathbf{M_{200} \sim 10^9\,{\rm \bf M}_\odot}$
我们介绍了一种新的丰度匹配技术，产生一个更准确的估计的前落晕质量，$M_{200}$，卫星星系。为了实现这一点，我们丰度匹配的平均恒星形成率，平均在一个星系形成恒星的时间，$\langle {\rm SFR}\rangle$，而不是恒星质量，$M_*$。利用Sloan数字巡天、GAMA巡天和Bolshoi模拟的数据，我们得到了$Λ{\rm CDM}$中的统计$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系。然后，我们比较了前落晕质量，$M^{\rm abund}_{200}$，从这个关系与前落动力学质量，$M^{\rm dyn}_{200}$，为21个附近的dSph和dIrr星系，发现两者之间有很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用我们的新的$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系经验测量的累积质量函数的体积完整的样本明亮的银河系卫星在280千秒差距的银河系中心。比较这与一套宇宙学的“变焦”模拟银河系质量晕，占银河系盘的subhalo耗尽，我们发现没有丢失的卫星问题以上$M_{200} \sim 10^9\,{\rm M}_\odot$在银河系。我们将讨论如何将这种经验方法应用于附近的螺旋星系的更大的样本。
2019-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Consistent and simultaneous modelling of galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing with Subhalo Abundance Matching
星系的空间分布和它们的引力透镜信号为星系形成物理学和宇宙学提供了补充的检验。然而，它们的协同作用只能充分利用，如果这两个探针建模准确和一致。在本文中，我们证明，这可以实现使用扩展的Subhalo Absolute匹配，被称为SHAMe。具体来说，我们使用模拟目录建立从TNG 300流体动力学模拟表明，SHAMe可以同时模拟多极的红移空间星系关联函数和星系星系透镜，没有明显的偏差内的统计抽样不确定性的SDSS体积和尺度r =[0.6 - 30] Mpc/h。用重子化方案模拟星系-星系透镜效应中的重子过程，使SHAMe的有效性范围扩展到r =[0.1 - 30] Mpc/h。值得注意的是，我们的模型达到了这个精度水平，只有五个自由参数超出那些描述重子化模型。在固定的宇宙学，我们发现，星系星系透镜提供了一个一般的一致性测试，但除了编码在红移空间多极星系建模参数的额外信息很少。然而，如果只有投影关联函数可用，就像只有光度红移的巡天一样，它确实改善了约束。我们希望SHAMe在更广泛的尺度上比传统的方法（如Halo Occupation Distribution modeling）具有更高的保真度。因此，它应该为分析下一代大规模调查提供一个更强大和更可靠的工具。
2023-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance matching for low mass galaxies in the CDM and FDM models
星系和晕之间的近似匹配已被证明是一种信息技术，比其他一些方法更少依赖于详细的物理近似。我们将讨论扩展到矮星系领域，并研究了另一种假设，即暗物质是由超轻粒子：模糊暗物质。我们发现，根据目前的观察，CDM和FDM都有困难的矮系统在本地组，但是，如果提出的机制，以减轻这些困难，他们从根本上不同的预测FDM和CDM在高红移。这些差异应允许明确的观测测试与目前计划的实验，与星系数量每单位体积的恒星质量超过$10^6$ M $_{\odot}$低FDM的因素（$10^{-2.7},10^{-2.0},10^{-1.7},10^{-0.7},10^{-0.1}$）在$z=(10,8,6,4,2)$。
2018-11-06 astro-ph.GA
AMBER: A Semi-numerical Abundance Matching Box for the Epoch of Reionization
再电离时期的绝对匹配盒（AMBER）是一个模拟宇宙黎明的半数字代码。新算法不是基于再电离的偏移集理论，而是采用新的方法计算再电离-红移场$z_\mathrm{re}(\boldsymbol{x})$，假设遇到较高辐射强度的氢气更早被光电离。根据给定的质量加权电离分数$\bar{x}_\mathrm{i}(z)$，在匹配电离质量丰度的同时分配红移值。该代码具有独特的优势，允许用户直接指定通过红移中点$z_\mathrm{mid}$，持续时间$Δ_\mathrm{z}$，和不对称$A_\mathrm{z}$输入参数的再电离历史。再电离过程由星系形成的最小晕质量$M_\mathrm{min}$和辐射转移的辐射平均自由程$l_\mathrm{mfp}$进一步控制。我们实现了改进的方法来构建密度，速度，晕，辐射场，这是必不可少的组成部分建模再电离观测。我们比较琥珀与其他两个半数值方法，发现我们的代码更准确地再现辐射流体动力学模拟的结果。并行代码比辐射转移模拟快四个数量级，将有效地实现大体积模型，全天空模拟观测和参数空间研究。AMBER将公开提供，以促进和改变EoR的研究。
2022-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Consistent clustering and lensing of SDSS-III BOSS galaxies with an extended abundance matching formalism
本文提出扩展丰度匹配方法SHAMe，成功解决了SDSS-III BOSS星系聚类与星系-星系透镜效应之间的“透镜效应偏低问题”，并在Planck和Low S8两种宇宙学下均与观测高度一致，表明该问题源于先前理论模型的过度简化。
2023-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo abundance matching and assembly bias in the EAGLE simulation
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种在数值模拟中将星系与暗物质结构联系起来的常用方法。SHAM的预测与观测结果非常吻合，但仍然缺乏强有力的理论支持。我们使用EAGLE项目模拟来检查SHAM的性能、实施和假设。我们发现，$V_{\rm relax}$，最高值的圆速度达到了一个subhalo，而它满足一个松弛准则，是subhalo属性，最强烈的相关性与星系恒星质量（$M_{\rm star}$）。使用这个参数在SHAM中，我们检索EAGLE的真实空间聚类在我们的统计不确定性的尺度大于$2$ Mpc的星系与$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<10.77$。相反地，对于具有$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<9.77$的星系，在低于$2$ Mpc的尺度上，$30\%$高估了聚类，因为与EAGLE相比，SHAM稍微高估了大质量晕中卫星的比例。在红移空间中，这种一致性甚至更好，其中聚类恢复到我们对所有质量和分离的统计不确定性范围内。此外，我们分析了星系团的依赖性以外的性质晕质量，即组装偏差。我们证明了装配偏差改变了$20\%$在EAGLE中的聚类，并且$V_{\rm relax}$将其效应捕获到$15\%$内。我们将集群中的微小差异追溯到通常实施的SHAM失败，即分配给子晕的$M_{\rm star}$不取决于i）其…
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Stellar Mass Proxy for Subhalo Abundance Matching
暗晕丰度匹配（SHAM）在提高我们对星系如何填充其宿主暗物质晕的理解方面发挥了重要作用。从本质上讲，SHAM框架是为了找到一个与星系属性（如恒星质量）最相关的暗物质晕属性。光环/次光环在其整个生命周期中所达到的最大圆速度（$V_{\rm max}$）的峰值$V_{\rm peak}$一直是SHAM的流行选择。Tonnesen & Ostriker（2021）最近的一项研究表明，结合了当今$V_{\rm max}$和晕暗物质质量峰值的$ϕ$量在预测恒星质量方面比$V_{\rm peak}$表现更好。受他们的方法的启发，在这项工作中，我们发现，可以实现进一步的改进，结合了第90百分位的$V_{\rm max}$晕/次晕的暗物质晕时间变化率的第60百分位数的$ψ_5$量。基于模拟IllustrisTNG 300的测试表明，我们的新SHAM方案，只有三个自由参数，可以提高恒星质量预测和质量相关的聚簇分别从$ϕ$的15%和16%，在红移范围$z=0-2$。
2023-02-12 astro-ph.GA
The Galaxy Clustering Crisis in Abundance Matching
小尺度上的星系集群是显着低估的子晕丰度匹配（SHAM）模型，填充（子）晕与星系的基础上的峰值晕质量，$M_{\rm peak}$。基于峰值最大圆周速度$V_{\rm peak}$的SHAM模型取得了更好的成功。基于$M_{\rm peak}$的模型失败的主要原因是与基于$V_{\rm peak}$的模型相比，这些模型中产生的卫星星系相对较低。尽管在预测星系团方面取得了成功，但一个简单的基于$V_{\rm peak}$的SHAM模型对星系生长的预测结果与观测结果不符。我们评估了三种可能的补救措施，可以“保存”基于质量的SHAM：（1）SHAM模型需要一个显着的人口“孤儿”星系作为人工中断/合并的结果，在现代高分辨率的暗物质模拟的子晕;（2）卫星必须显着增长后，其吸积;（3）恒星质量显着影响晕组装历史。没有一种解决办法是完全令人满意的。然而，不管的细节，我们表明，流行的SHAM模型的基础上$M_{\rm peak}$不能完整的物理模型。要么$V_{\rm peak}$确实是$z\sim 0$恒星质量的更好预测者，恒星质量和$V_{\rm peak}$之间的相关性如何产生还有待观察，要么SHAM模型缺少显着影响星系聚类的重要组成部分。
2017-05-17 astro-ph.GA
Neutral carbon in diffuse interstellar medium: abundance matching with H2 for DLAs at high redshifts
该研究利用化学与热平衡模型分析弥散冷中性介质中CI/H₂丰度比的影响因素，重现了高红移DLAs的观测结果，并估算出相关介质参数，证明估算结果对几何与辐射源假设具有稳健性。
2024-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The challenge of simultaneously matching the observed diversity of chemical abundance patterns in cosmological hydrodynamical simulations
随着大型光谱测量的出现，银河系（MW）中高质量的化学动力学数据的数量大大增加。准确和正确地捕捉和解释高质量观测数据中的详细特征对于最先进的数值模式来说是非常困难的。为了跟上观测数据集的数量和质量，需要将改进的银河系化学演化处方纳入模拟。在这里，我们提出了一个新的，灵活的，时间分辨的化学富集模型的宇宙学模拟。我们的模型可以很容易地改变一些恒星物理参数，如初始质量函数（IMF）的形状，恒星寿命，化学产率或SN Ia延迟时间。我们将我们的模型实现到Gasoline 2代码中，并进行了一系列宇宙学模拟，改变了许多关键参数，最重要的是评估文献中大质量恒星的不同恒星产额集。我们发现，总金属丰度，总铁丰度和气相氧丰度是强大的预测，从不同的产额集，并与观测关系。另一方面，个别元素的丰度，特别是$α$ -元素显示出显着差异，在不同的产量集，我们的模型不能同时匹配的限制，矮人和MW质量尺度。这提供了一种独特的方法来观测约束模型参数。对于MW质量星系，我们发现大多数产量表测试在这项工作中的双峰性的$[α$ /Fe]与[Fe/H]平面的相当低的内在散射可能在张力与观察到的丰度散射。
2021-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the mass mismatch between simulations and weak-lensing measurements
最近发现的星系质量测量之间的差异弱透镜和预测的丰度匹配问题我们的宇宙学的理解，或星系晕的连接，或两者兼而有之。我们重新审视了这种紧张局势，考虑，作为模型，不同的宇宙学模拟的插图套件。我们产生了多余的配置文件$RΔΣ$在不同的红移在Illustris-1和IllustrisTNG（TNG 100和TNG 300）模拟的次晕快照，使直接比较弱透镜测量。我们分开的恒星，暗物质和气体的个人贡献内$\approx1$ Mpc（共动长度），超过相关的两个晕项占主导地位。测量值和预测值之间的不匹配比以前的研究更严重：来自IllustrisTNG的$RΔΣ$曲线比测量值高$\approx2$倍。与丰度匹配的结果相反，随着红移的增加，失配几乎没有变化。在以单晕项为主的尺度上，气体对$RΔΣ$剖面的贡献为$5-10\%$。不同的程序连接恒星和晕质量（丰度匹配，宇宙学模拟）仍然显着不一致与弱透镜测量，但它们的趋势是不同的。因此，通过丰度匹配论证所主张的宇宙学参数的变化可能无法解决这种紧张关系。此外，目前在模拟中选择孤立大质量星系的标准容易受到分辨率问题的影响，并且可能不符合观测标准。气体的贡献是不可忽略的（目前占次要地位），即使解决了恒星和晕质量的主要差异，它将是LSST时代系统学的一个可观的来源，当$RΔΣ$配置文件的不确定性预计将小$\approx10$倍。
2019-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size matters: abundance matching, galaxy sizes, and the Tully-Fisher relation in EAGLE
塔利-费雪关系（TFR）将盘状星系$M_{\rm str}$的恒星质量与其旋转速度联系起来：它很好地近似于幂律，几乎没有散射，并且随着红移而微弱地演化。这种关系被解释为反映了暗物质晕的质量-速度标度（$M\propto V^3$），但这种解释受到了丰度匹配（AM）模型的质疑，该模型预测星系-晕质量关系是非单调和快速演化的。利用$Λ$ CDM宇宙学模拟的EAGLE集研究了发光螺旋的TFR及其与AM的关系。匹配这两个关系需要磁盘的大小，以满足由晕的浓度和它们对星系组装的反应给出的约束。鹰星系大致匹配这些限制，并显示出紧密的质量速度标度，与所观察到的TFR相媲美。的TFR是退化的变化，星系形成效率和质量大小的关系，模拟不匹配的星系恒星质量函数可能适合观察到的TFR，如果星系遵循不同的质量大小的关系。模拟的TFR结果中的小散射是因为，在固定的晕质量下，星系质量和旋转速度强烈相关，沿着主要关系散射星系。EAGLE星系的演化与回望时间近似遵循AM模型的规定和观测到的亮螺旋的质量-尺寸关系，导致弱TFR演化与观测到的$z=1$一致。$Λ$ CDM模型可以将星系的丰度和大小作为恒星质量的函数，这对于重现观测到的总飞行率及其演化没有任何困难。
2016-07-11 astro-ph.GA
A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling galaxy clustering: halo occupation distribution versus subhalo matching
利用晕占据分布（HOD）模型和次晕丰度匹配（SHAM）模型及其扩展，对Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本进行了光度依赖的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）的模拟。所有的模型都建立在相同的高分辨率$N$ -身体模拟。我们发现，HOD模型一般提供了最好的性能，在投影和红移空间中再现的聚类测量。对于中心星系和卫星星系（或不同的晕和亚晕）具有相同晕-星系关系的SHAM模型，当包括散射体时，在$2$ -- $3$周围具有最佳拟合的$χ^2/\rm{dof}$。因此，我们扩展SHAM模型的subhalo集群和丰度匹配（SCAM），允许中央和卫星星系有不同的星系晕的关系。我们推断相应的晕/subhalo参数，通过联合拟合星系2 PCF和丰度，并考虑subhaloes选择基于三个属性，在吸积时的质量$M_{\rm acc}$，在吸积时的最大圆速度$V_{\rm acc}$，和峰值最大圆速度$V_{\rm peak}$在subhaloes的历史。这三种次晕模型对于明亮的星系样本（光度高于$L_*$）都适用。对于低光度样品，$V_{\rm acc}$模型在再现数据方面表现突出，$V_{\rm peak}$模型稍差，而$M_{\rm acc}$模型无法拟合数据。我们讨论了建模结果的影响。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring dark matter halo properties for HI-selected galaxies
本文结合ALFALFA的HI运动学建模与SDSS的逆子晕丰度匹配，约束约22,000个星系的暗物质晕性质，发现两种方法总体一致，且结合后对NFW轮廓的约束平均提升40%，并构建了略浅于丰度匹配预期的重子质量—晕质量关系。
2023-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is the IMF in ellipticals bottom-heavy? Clues from their chemical abundances
我们测试了不同的IMF在我们的椭圆星系的化学演化模型中的实施，目的是再现观测到的关系[Fe/H]和[Mg/Fe]丰度与星系质量的早期类型的星系从SPIDER-SDSS目录中选择的样本。在目录中的丰度来自平均光谱，通过堆叠个人光谱根据中心速度色散，作为星系质量的代理。我们测试了在以前的工作中已经使用的初始质量函数，以及两个新的模型，低质量锥形（“双峰”）IMF的基础上，IMF成为（1）在更大质量的星系底部重，或（2）是依赖于时间的，从顶部重切换到底部重的过程中的星系演化。我们发现，观测结果只能通过假设一个常数，Salpeter IMF或时间依赖分布的模型来重现，因为其他IMF都失败了。我们通过计算它们的M/L比进一步测试了模型。我们的结论是，一个恒定的，与时间无关的底部重IMF不再现的数据，特别是增加的$[α/Fe]$比率与银河系恒星质量，而变量IMF，从顶部切换到底部重，可以匹配的意见。对于后一种模型，IMF切换总是在最早可能考虑的时间发生，即$t_{\text{switch}}= 0.1$ Gyr。
2018-11-15 astro-ph.GA
The galaxy - dark matter halo connection: which galaxy properties are correlated with the host halo mass?
我们演示了如何一个星系的属性取决于它的主机暗物质subhalo的质量，使用两个独立的模型的星系形成。对于恒星质量和黑洞质量的情况下，中值属性值显示出单调依赖于subhalo质量。的斜率的关系的变化为subhalo群众加热的活动星系核变得重要。中央星系和卫星星系的中值属性值预测是非常相似的。这两个模型预测相当大的分散周围的中位数属性值，虽然分散的大小是模型相关的。在一个固定的晕下质量下，中值星系的性质只有适度的红移演化。然而，像冷气质量和恒星形成率这样的性质被预测对次晕质量有着复杂的依赖性。在这些情况下，暗晕下的质量并不能很好地反映星系的性质。我们说明了如何在星系的属性- subhalo质量平面的预测不同的假设，在星系聚类的经验模型重建模型输出使用subhalo丰度匹配计划。在其最简单的形式中，丰度匹配通常不再现由模型预测的聚类，通常导致聚类信号的过度预测。我们展示了如何扩展基本的丰度匹配方案，以更忠实地再现模型预测，这对星系聚类分析，特别是低丰度样本的影响。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Adiabatic Compression on Dark Matter Halos and the Radial Acceleration Relation
本文利用半经验模型研究了冷暗物质（CDM）框架下的径向加速度关系（RAR）。具体来说，我们建立了80个模型星系覆盖相同的参数空间中观测到的星系在ESTA数据库中，分配给它们的暗物质晕使用丰度匹配和晕质量浓度关系。我们考虑了几个丰度匹配关系，发现一些是一个更好的匹配的运动学数据比其他人。我们计算了重子和它们的暗物质晕之间不可避免的引力相互作用，导致了原始NFW晕的整体压缩。在晕压缩之前，高质量星系近似位于观测到的RAR上，而低质量星系由于DM尖点的存在，在小半径处呈现向上弯曲的“钩”，使它们系统地偏离观测到的关系。压缩后，初始NFW晕变得更加集中在小半径，使更大的贡献旋转曲线。这增加了总加速度，使所有模型星系远离观察到的关系。这些系统偏差表明，CDM模型与丰度匹配单独不能解释所观察到的RAR。其他影响（例如，反馈）将需要以精确的适当量的晕膨胀来抵消压缩，即使在具有深势阱的高质量星系中，这种影响通常被预测为可以忽略不计。
2022-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MillenniumTNG Project: Inferring cosmology from galaxy clustering with accelerated N-body scaling and subhalo abundance matching
本研究提出结合加速N体模拟缩放、SHAMe模型与模拟器的新技术，通过星系非线性红移空间成团性约束宇宙学参数与组装偏差，经MTNG740相关模拟测试得到无偏结果，为星系巡天宇宙学研究提供有力工具。
2022-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relationship between galaxy and halo sizes in the Illustris and IllustrisTNG simulations
近似匹配研究表明，星系半径和暗物质晕维里半径之间的平均关系在晕质量的许多数量级上几乎保持不变，并且在大约$z=3$以来的宇宙时间内保持不变。在这项工作中，我们研究了星系半径$r_{e}$和晕维里半径$R_{\rm h}$之间的预测关系的数值流体动力学模拟的插图和插图TNG从$z\sim 0$ -3，并比较从丰度匹配研究的结果。我们发现，Illustris预测更高的$r_e/R_{\rm h}$值比丰度匹配得到的限制，在所有的红移，以及更强的依赖晕质量。相反，IllustrisTNG显示出与丰度匹配约束非常好的一致性。此外，在高红移，它预测了强烈的依赖$r_e/R_{\rm h}$晕质量的质量尺度低于现有的观测探测。我们提出的预测$r_e/R_{\rm h}$关系从Illustris和IllustrisTNG的星系分为恒星形成和静止的样本，并量化的散射$r_e/R_{\rm h}$的模拟。此外，我们调查这种分散是否来自晕自旋参数的分散，并发现$r_e/R_{\rm h}$和晕自旋之间没有显着的相关性。我们调查的路径在$r_e/R_{\rm h}$跟踪个别晕在宇宙的时间，并发现，大多数晕振荡周围的中位数$r_e/R_{\rm h}$的关系在其形成的历史。
2023-01-25 astro-ph.GA
The rest-frame optical (900nm) galaxy luminosity function at z~4-7: abundance matching points to limited evolution in the Mstar/Mhalo ratio at z>4
本文首次在Lambda_rest~900 nm（z'波段）的静止系光学中测定了z~4，5，6，7波段的星系光度函数（LF）。静止坐标系的光学光线追踪低质量演化恒星（~恒星质量- Mstar）中的含量，最大限度地减少Mstar的潜在测量偏差。它受星云谱线污染和尘埃衰减的影响较小，不依赖于恒星星族模型，并且可以通过Spitzer/IRAC探测到z~8。我们的分析利用了CANDELS/GOODS-N、CANDELS/GOODS-S和COSMOS/UltraVISTA字段上独特的全深度Spitzer/IRAC 3. 6 um至8. 0 um数据。我们发现，在绝对星等M_z'小于-23等时，M_z'与M_UV，1600成线性相关。在较亮的M_z '，M_UV，1600呈现出一个翻转，这表明在高恒星质量下，恒星的质光比Mstar/L_UV，1600可以由一个非常宽的值范围来表征。中值叠加分析恢复了M_z '>-23等时M星/L_z'与M_z'基本无关，但在较亮的星等处呈指数增加。我们发现，LF的演化稍微倾向于一个纯粹的密度演化的光度的纯演化，与特征光度减少了一个因子~ 5倍之间的z~4和z~7。直接应用恢复的Mstar/L_z'得到的恒星质量函数与文献中的平均测量值一致。在累积数密度固定的情况下，恒星与晕的质量比的测量结果表明，当Mh> 10^12 Msun时，质量比随红移的变化大致保持不变。…
2017-06-15 astro-ph.GA
Subhalo abundance matching using progenitor mass at varying redshift: Two modes of stellar mass growth imprinted into the Subaru HSC galaxy clustering
本文提出一种使用主progenitor维里质量作为恒星质量代理的新型SHAM模型，应用于Subaru HSC星系成团数据，发现其优于传统V_peak模型，并揭示了低质量与高质量星系恒星质量增长的两种不同模式。
2023-06-14 astro-ph.CO 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
Determining the primordial helium abundance and UV background using fluorescent emission in star-free dark matter haloes
原始氦质量分数的观测测量，$Y_{\rm P}$，是宇宙学和基本粒子物理学的兴趣。从H II地区获得的当前测量值与标准模型预测的精度一致，约为1%，尽管这些确定可能受到系统不确定性的影响。这种可能性只能通过以新的方式独立测量氦丰度来测试。在这里，我们提出了一种新的方法来获得测量$Y_{\rm P}$使用氢和氦的复合线发射从HICs：原始的，富含气体，但无星的低质量暗物质晕，其存在的流体动力学模拟预测。虽然预计是不常见的，本质上是微弱的发射，这些对象的原始组成和简单的物理性质，使他们成为一个理想的实验室，以确定$Y_{\rm P}$。我们提出了辐射转移模拟证明这种方法的有效性，发现比较的排放H和He线，无论是通过其体积发射率，或综合性能，如表面亮度和总通量，可以用来推断$Y_{\rm P}$。此外，我们表明，可用于提供一个全新的约束紫外背景的光谱斜率，并讨论了测量此斜率和原始氦丰度同时的可能性。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the stunning abundance of super-early, massive galaxies revealed by JWST
针对JWST发现的超早期大质量星系丰度异常，提出结合暗物质晕质量函数与遮蔽恒星形成比例的最小物理模型，成功解释z=10-14观测并预测高红移星系尘埃极少。
2022-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Satellite Galaxy Stellar Mass Loss and Predicting Intrahalo Light I: Framework and Results at Low Redshift
我们介绍了一种新的技术，使用星系团限制卫星星系如何失去恒星质量，并有助于扩散的“内晕光”（IHL）。我们实现了两个模型，将卫星星系恒星质量损失与晕下暗物质质量损失的详细知识联系起来。模型1假设星系的恒星质量损失分数与其次晕中暗物质质量损失分数成正比。模型2解释了恒星质量损失的时间延迟，因为星系位于深晕的势阱中，在星系受到影响之前可能会经历一段时间的暗物质质量损失。我们使用这些模型来预测人口的星系的恒星质量，并使用丰度匹配来预测从斯隆数字巡天的几个r-波段光度阈值样本的聚类。假设没有恒星质量损失的绝对匹配（类似于晕下坠落时的丰度匹配）高估了小尺度（<~ 1 Mpc）的关联函数，而允许太多的恒星质量损失会导致低估。因此，对于每个样本，我们能够限制所需的恒星质量损失量，以匹配观察到的聚类。我们发现，不太明亮的卫星星系经历更有效的恒星质量损失比发光的卫星。从这些模型中，我们可以推断出沉积在IHL中的恒星质量的数量。我们发现，我们的模型预测的平均量的国际人道主义法作为晕质量的函数是一致的，与目前的观测测量。然而，我们的两个模型预测了不同数量的分散在国际人道主义法从晕到晕，与模型2被青睐的观测。这表明，与国际人道主义法测量的比较提供了我们的恒星质量损失模型的独立验证。（节录）
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of zCOSMOS field galaxies up to z~1
利用160个zCOSMOS星系的VIMOS倾斜狭缝谱研究了B波段Tully Fisher关系（TFR）和z~1范围内恒星质量TFR的演化。此外，恒星晕质量比（SHMR）作为质量的函数进行了研究，并从模拟预测相比。有趣的是，推导出的SHMR与丰度匹配模型是一致的，虽然使用简单的推导vcircular从Vmax和rvirial从r1/2。这表明，这种新的方法可以用来补充丰度匹配技术，以获得新的见解，在恒星的暗物质晕的个别星系的内容。
2017-07-31 astro-ph.GA
The effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy-Halo Connection for $1.5\lesssim z\lesssim5$ as revealed by the \emph{Spitzer} Matching survey of the UltraVISTA ultra-deep Stripes
UltraVISTA超深条纹（SMUVS）的\emph{Spitzer}匹配巡天在$3.6$和$4.5$ ~ $μ$ m处提供了无与伦比的深度，超过了COSMOS场的$\sim0.66$ ~deg $^2$，从而可以精确地测定红移和恒星质量。从这个独特的数据集，我们可以连接星系样本，选择恒星质量，其主机暗物质晕$1.5<z<5.0$，填充在一个大的迄今未开发的参数空间区域。为了解释所观察到的星系团，我们利用现象学的晕模型，结合一种新的方法来解释所产生的不确定性使用光度红移。我们发现，卫星分数随着红移的增加而减少，并且聚类幅度（例如，共动相关长度/大尺度偏差）随红移和恒星质量呈现单调趋势。应用$Λ$ CDM晕质量吸积的历史和累积丰度的恒星质量含量的演变参数，我们提出了暗物质和恒星质量大会的共同进化的途径。此外，我们能够估计，在恒星晕质量的比例是最大的晕质量是$10^{12.5_{-0.08}^{+0.10}}$ ~M $_{\odot}$在$z\sim2.5$。这个峰值晕质量推断第一次从恒星质量选择集群测量在$z\gtrsim2$，并意味着温和的演变，这个数量的$z\lesssim3$，符合从丰度匹配技术的限制。
2018-01-11 astro-ph.GA
Coadded Spectroscopic Stellar Parameters and Abundances from the LAMOST Low Resolution Survey
我将大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）数据第6版低分辨率光谱巡天A、F、G和K型恒星参数目录中的重复光谱恒星参数估计组合在一起。结合重复测量结果的光谱恒星参数估计的精度提高了两个因素。此外，这简化了与其他星表执行基于坐标的交叉匹配的过程。同样，我结合重复的恒星丰度估计Xiang等人。目录，这是使用LAMOST数据发布5低分辨率光谱调查数据。这些数据在恒星、银河系和系外行星天文学中有许多应用。我制作的目录可以在https://doi.org/10.7281/T1/QISGRU上以机器可读的表格的形式获得。
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The scatter, residual correlations and curvature of the SPARC baryonic Tully-Fisher relation
在最近的工作中，Lelli et al.（2016）认为，LCDM星系样本的重子Tully-Fisher关系（BTFR）的紧密性，以及其残差与有效半径的相关性的弱点，对LCDM宇宙学提出了挑战。在这封信中，我们计算的统计意义，这些结果的框架中的晕丰度匹配，这强加了一个典型的星系晕连接。考虑到样本方差之间的类SPARC实现的父晕人口，我们发现在预测的BTFR的分散是3.6西格玛太高，但其残差与星系大小的相关性是自然弱。此外，我们发现丰度匹配产生BTFR曲率在3.0西格玛不同意的数据，和一小部分的星系与非平坦的旋转曲线略大于观察。
2017-08-19 astro-ph.GA
OCCASO II. Physical parameters and Fe abundances of Red Clump stars in 18 Open Clusters
疏散星团一直被用来研究银河系盘的化学动力学演化。这就需要对广泛的年龄和距离范围内的样本进行均匀分析。本文介绍了OCCASO第二次数据发布。这包括18个疏散星团中115颗红团星的高分辨率（$R>65,000$）和高信噪比光谱样本。我们推导出大气参数（$T_{\mathrm{eff}}$，$\log g$，$ξ$），和[Fe/H]丰度使用两种分析技术：等效宽度和光谱合成。对这两种方法的结果进行了详细的比较和评论。这两种方法之间进行了仔细的测试，与\emph{Gaia} FGK基准星，并与广泛的样本的文献值。我们使用径向速度和由此产生的丰度进行成员研究。最后，我们比较了我们的结果与化学动力学模型的银河系薄盘的结论是，最古老的疏散星团是一致的模型，只有当动力学效应考虑在内。
2017-06-12 astro-ph.GA
An observer's guide to the (Local Group) dwarf galaxies: predictions for their own dwarf satellite populations
最近在银河系新的超微弱矮卫星的发现激增，激发了在本星系群中质量较小的场星系周围寻找微弱卫星$10^3\, \mathrm{M_{\odot}} < M_* < 10^6\, \mathrm{M_{\odot}}$的想法。这样的卫星将比银河系卫星受到更弱的环境影响，并可能导致对低质量星系形成的新见解。在本文中，我们预测的发光卫星的数量预计场矮星系周围应用几个丰度匹配模型和再电离模型的暗物质只有\textit{Caterpillar}模拟套件。对于四个丰度匹配模型中的三个，我们发现至少有一个卫星的恒星质量$M_*> 10^5\, \mathrm{M_{\odot}}$周围存在的最大的恒星质量的五个本星系群场矮星系合并的$>99\%$机会。当考虑卫星与$M_*> 10^4\, \mathrm{M_{\odot}}$，我们预测一个组合的$5-25$卫星的五个最大的场矮星，和$10-50$的整个本地集团场矮星人口。由于预测的矮星数量相对较少，而且它们的空间分布范围很广，因此需要对每个本星系群矮星的维里体积进行测量，以确保发现。我们计算的卫星在特定的本星系群星系的一个给定的视野中的预测数量，作为最小卫星光度的函数，并明确获得这样的值为孤立的本地矮星调查。丰度匹配和再电离模型中的Understanding很大，这意味着全面的搜索可能会导致这两个模型的改进。
2017-09-04 astro-ph.GA
LAMOST DR1: Stellar parameters and chemical abundances with SP_Ace
我们提出了一个新的分析LAMOST DR 1调查光谱数据库进行的代码SP_Ace，它提供了派生的恒星参数T $_{\rm eff}$，log（g），[Fe/H]，和[ $α$ /Fe]的1，097，231恒星对象。我们通过将其与高光谱分辨率调查的参考结果进行比较来测试我们结果的可靠性。对于S/N为$>$ 40的光谱，预期误差可概括为：$\sim$ 120 K（T $_{\rm eff}$）、$\sim$ 0.2（log（g））、$\sim$ 0.15 dex（[Fe/H]）和$\sim$ 0.1 dex（[ $α$ /Fe]），矮恒星和巨星之间存在一些差异。SP_Ace提供的误差估计值与观察到的导出参数和参考参数之间的差异一致。对某些系统误差进行了辨识和讨论。由此产生的目录可在LAMOST和CDS网站上公开查阅。
2018-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Potassium abundances in multiple stellar populations of the globular cluster NGC 4833
NGC 4833是一个贫金属的球状星团（GC），其多个恒星星族呈现极端的化学成分。Na-O反相关相当长，这与蓝色水平分支上的长尾一致，并且[Mg/Fe]比的大的星-星变化跨度超过0.5 dex。最近，显着过剩的Ca和Sc相对于场星的类似的金属丰度也被发现，信号的生产伪造的物种在H-燃烧在一个非常高的温度在这个集群中的第一代污染。由于在这些条件下钾的增强也是预期的，我们通过分析59个星团恒星的中等分辨率光谱来测试这种情况，包括在7698.98 A处的K I共振线。我们发现了广泛的K丰度，反相关的Mg和O丰度，如以前也观察到在NGC 2808。K的丰度被认为是相关的Na，Ca和Sc的。总体而言，这种化学模式证实，NGC 4833是相对较少的GC之一，其中自富集从第一代污染物发生在这样的高温下，质子捕获反应能够进行到较重的物种，如K和可能的Ca。在GC中观察到的K的扩散似乎是星团总光度和金属丰度的线性组合的函数，就像GC中多个恒星星族的其他化学特征一样。
2021-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The in situ origin of the globular cluster NGC 6388 from abundances of Sc, V, and Zn of a large sample of stars
球状星团（GCs）的化学标记通常使用α元素的丰度来完成。铁峰元素Sc，V，特别是Zn被提议作为α元素的替代品，以标记在富含金属的制度中吸积的GC，其中矮星系人马座及其GC显示出相对于银河系恒星这些较重物种的特别显着的丰度不足。NGC 6388中的少数恒星被用来暗示这个GC的吸积起源，与动力学的结果相矛盾。我们通过使用NGC 6388中的大样本恒星来测试铁峰方法的效率，与银河系盘和凸起中的数千颗场星进行比较。我们对NGC 6388的Sc（185颗星）和V（35颗星）的丰度比与具有类似金属丰度的场星的平均值相差约1.5 sigma，并且它们与Zn（31颗星）的丰度比完全一致，Zn被认为是吸积模式中最敏感的元素。此外，化学动力学图，再加上银河系中GC的分叉年龄-金属丰度关系，清楚地排除了NGC 6388与吸积GC群的任何关联。使用大量的GC丰度从文献中，我们还表明，新的方法与Sc，V，和Zn似乎是有效的拿起GCs相关的人马座矮星系。这是否也是普遍真实的吸积GC似乎不太明显，它应该验证与更大的和均匀的恒星样本都在外地和GC。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
SP_Ace: a new code to derive stellar parameters and elemental abundances
目的：我们开发了一种新的方法来估计恒星参数Teff，log g，[M/H]和元素丰度。该方法在一个新的代码SP_Ace（恒星参数和化学丰度估计）中实现。这是一个高度自动化的代码，适用于分析具有低或中等光谱分辨率（R= 2，000 - 20，000）的大型光谱测量的光谱。研究方法：在对波长范围为5212- 6860 nm和8400- 8924 nm的4643条吸收谱线的振子强度进行天体物理校准后，我们建立了一个包含这些谱线的等效宽度（EW）的恒星参数网格库。每条线的EW由多项式函数拟合，该多项式函数描述作为恒星参数的函数的线的EW。这些多项式函数的系数存储在称为“$GCOG$库”的库中。SP_Ace是一个用FORTRAN 95语言编写的程序，它使用GCOG库计算谱线的EW，构造光谱模型作为恒星参数和丰度的函数，并搜索与观测光谱相比使$χ^2$偏差最小的模型。该代码已经过测试的合成和真实光谱的信号-噪声和光谱分辨率的范围很广。结果如下：SP_Ace可导出恒星参数，如Teff、log g、[M/H]和多达10种元素的化学丰度，用于FGK型恒星的低至中分辨率光谱，其精度可与通常用更高分辨率光谱获得的精度相媲美。介绍了恒星参数和化学丰度的系统误差，并用合成光谱和实际光谱进行了验证。所有参数的随机误差由代码自动估计。SP_Ace的一个简单的Web前端可以在http：//dc.g-vo.org/…
2015-12-04 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
