气柱对气相丰度梯度的影响。II。亮度相关平坦化

解开帕洛玛 5 的形态：棒旋臂、大麦哲伦星系和晕扁率的影响

Disentangling the Morphology of Palomar~5: Effects of the Bar, Spiral Arms, LMC, and Halo Flattening

School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Surrey（萨里大学）

研究 Pal~5 球状星团及其潮汐尾在银河系势场中的演化，用碰撞直接 \(N\) 体模拟，考虑多种因素，发现不同因素对其形态有不同影响，现有模型无法完全匹配观测，未来可结合多种方法研究差异。

2026-07-21astro-ph.GA

朝向银河系反中心的氧的径向丰度梯度

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。

2017-06-23astro-ph.GA

螺旋盘外部区域的性质：丰度、颜色和年龄

Properties of the outer regions of spiral disks: abundances, colors and ages

我们总结了从我们的螺旋盘的化学演化模型套件，计算不同的总质量和恒星形成效率的结果。一旦气体，恒星和恒星形成的径向分布再现，我们分析的气体和恒星的氧丰度径向配置文件，除了恒星的平均年龄和全球金属丰度。我们研究的方案的潜在起源的明显平坦的丰度梯度在外围的盘星系，特别是分子气体形成处方的作用。

2016-07-21astro-ph.GA

恒星盘变平是否取决于星系的类型？

Does the stellar disc flattening depend on the galaxy type?

利用SDSS边缘星系表（EGIS）的可靠子样本，利用星系的二维分解，分析了恒星盘平坦度对星系形态类型的依赖性。将这些数据与2微米全天巡天（2 MASS）和斯皮策巡天的边缘星系模型相结合，（S $^4$ G）目录，我们做出如下结论：（1）近红外和中红外通带的椎间盘相对厚度$z_0/h$与形态学类型相关性较弱，而与肿胀度无关。所有研究波段的总光度比$B/T$。(2)应用1D光度剖面分析高估了具有大凸起的星系的盘厚度，使盘平坦度和比率$B/T$之间的关系产生错觉。(3)在我们的样本中，早型盘星系（S 0/a）既有扁平的盘，也有“膨化”的盘。早期的旋涡星系和中间型星系有一个很大的星盘平坦度分散，这可能是由于棒星系的存在：棒星系平均来说有更厚的星盘。另一方面，晚型螺旋星系大多是薄星系，而不规则星系则有膨胀的星盘。

2015-05-13astro-ph.GA

SDSS IV MaNGA -本地星系的金属丰度和氮丰度梯度

SDSS IV MaNGA - Metallicity and nitrogen abundance gradients in local galaxies

我们研究了气相金属丰度（O/H）和氮丰度梯度跟踪恒星形成区域的代表性样本的550个附近的星系在恒星质量范围$\rm 10^9-10^{11.5} M_\odot$与解决光谱数据从SDSS-IV MANGA调查。使用强线比诊断（R23和O3 N2的金属丰度和N/O的N2 O2）和参考有效（半光）半径（$\rm R_e$），我们发现，金属丰度梯度陡峭的恒星质量，躺在大致平坦的星系之间的$\rm log(M_\star/M_\odot) = 9.0$，但表现出陡峭的斜率为-0.14 dex $\rm R_e^{-1}$在$\rm log(M_\star/M_\odot) = 10.5$（使用R23，但使用O3 N2得到了等效的结果）。在更高的质量下，这些斜率在我们样品的外部区域（$\rm R > 1.5 ~R_e$）中保持典型，但在中心区域（$\rm R < 1~ R_e$）中观察到平坦化。在外部区域（$\rm R > 2.0 ~R_e$），我们检测到金属丰度梯度在堆叠配置文件中的温和平坦化，虽然具有较低的意义。N/O比梯度提供了对平均化学富集历史的补充约束。与氧丰度不同，在大质量星系的中心区域，平均N/O分布并不平坦。的金属丰度和N/O的配置文件都偏离显着的指数形式，表明化学富集和恒星质量表面密度在本地尺度上的断开。在光盘的由内而外的增长的背景下，我们的研究结果表明，今天的大规模星系的…

2017-03-28astro-ph.GA

邻近旋涡星系NGC5668的积分场光谱学和多波长成像：金属丰度梯度的不寻常平坦化

Integral Field Spectroscopy and multi-wavelength imaging of the nearby spiral galaxy NGC5668: an unusual flattening in metallicity gradient

我们提出了一个完整的二维光谱立方体的附近的螺旋星系NGC 5668的分析，观察与PPAK IFU在卡拉阿尔托天文台3.5米望远镜。我们利用宽带成像提供进一步的限制星系的演化历史。这个数据集将使我们能够更好地理解驱动磁盘进化的机制。我们研究了NGC 5668中62个H II区域和同心环的性质，并导出了电离气体衰减和化学（氧）丰度的地图。我们发现，在r 1，$\sim\,36",\sim$ 1，4.4kpc 1，$\sim$ 1，0.36，$(\frac {D_{25}}{2})$内部，导出的O/H比遵循典型的旋涡星系径向梯度，而r $\sim36"$以外的丰度梯度消失.通过拟合这些轮廓与星系盘的化学分光光度演化模型预测的轮廓，对NGC 5668的多波长表面亮度轮廓进行了分析。由此，我们分别推断出$λ$ =0.053和v $_{c}$ = 167，km，s $^{-1}$。由该最佳拟合星系模型预测的金属丰度梯度和旋转曲线与从IFU观察中得出的值非常匹配，特别是在r\，$\sim36\arcsec$内。这同样适用于颜色，尽管有一些小的偏移和红色的最蓝的颜色超过该半径。另一方面，外盘中这些性质的偏差表明，一个次要的机制，可能是由一个年轻的酒吧的存在引起的气体转移，必须在塑造NGC 5668最近的化学和恒星形成历史中发挥作用。

2012-05-22astro-ph.GA

Hα点：低光度恒星形成系统的直接方法金属丰度

Hα Dots: Direct-Method Metal Abundances of Low-Luminosity Star-Forming Systems

利用在H $α$ Dots巡天中发现的低光度恒星形成系统，我们提出了使用KPNO 4米望远镜对26个源进行的光谱观测。随着强大的，“直接”的方法金属丰度的测定，我们研究这些矮系统的属性，探索其效用在低光度和恒星质量的星暴星系的特征。我们发现，H $α$点调查提供了一个有效的新途径，确定恒星形成星系在这些制度。此外，我们研究的丰度特征和金属量的标度关系与这些来源，突出了平坦的光度金属量（$L$ - $Z$）和恒星质量金属量（$M_{*}$ - $Z$）的关系斜率在这些制度相比，利用样本覆盖更广泛的各自的动态范围。这些本地的，容易接近的类似物，在高红移常见的恒星形成矮星的种类，将有助于揭示组装成今天常见的大质量星系的积木。

2021-12-03astro-ph.GA

经典造父变星在银河系薄盘中的氧、硫和铁径向丰度梯度

Oxygen, sulfur, and iron radial abundance gradients of classical Cepheids across the Galactic thin disk

本研究为迄今最大且最均匀的银河系经典造父变星样本提供了铁、氧、硫丰度，发现RG大于12 kpc时Fe和α元素径向梯度变平，且S梯度比Fe更陡，结合化学演化模型与玩具模型揭示了外盘变平的物理机制。

2023-08-02astro-ph.GAastro-ph.SR

CALIFA星系的氧丰度图

Oxygen abundance maps of CALIFA galaxies

我们构建的88个星系的磁盘使用CALIFA数据发布2（DR2）光谱的氧丰度分布图。星系中心的位置（在底片上的坐标）也取自CALIFA DR2。星系倾角、长轴位置角和光学半径是通过对SDSS数据第9版光度图中SDSS $g$和$r$波段表面亮度的分析确定的。我们探讨了全球方位角丰度不对称的CALIFA星系的磁盘和存在的径向氧丰度分布的突破。我们发现，对于我们的星系样本，没有明显的全球方位角不对称性，即，不对称性很小，通常低于0.05dex。丰度梯度周围的氧丰度的分散具有可比较的值$\lesssim 0.05$ dex。一个显着的（可能占主导地位的）部分的不对称性可以归因于这些星系的几何参数的不确定性。有证据表明，在18个星系的中心部分的径向丰度梯度变平。通过对丰度图的分析，我们还估算了银河系的几何参数（中心坐标、星系倾角和长轴位置角）。基于光度计地图和丰度地图的几何参数是相对接近彼此的大多数星系，但差异是大的一些星系与平坦的径向丰度梯度。

2016-07-25astro-ph.GA

再论Milky Way的氮和氧的径向丰度梯度

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

2018-05-02astro-ph.GA

气柱对气相丰度梯度的影响。I.数据样本和化学丰度

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。

2020-07-23astro-ph.GA

来自HII区域的Milky Way中的化学丰度梯度：从Gaia EDR3视差和温度不均匀性推导出的距离

Gradients of chemical abundances in the Milky Way from HII regions: distances derived from Gaia EDR3 parallaxes and temperature inhomogeneities

利用Arellano-Córdova等人提出的42个HII区的深光谱，我们重新评估了银河系中He、C、N、O、Ne、S、Cl和Ar的径向丰度梯度。（2020年，2021年）和Ménel-Delgado等人（2020年）探索了以下因素的影响：（1）基于盖亚EDR 3弛豫的新距离测定和（2）使用Peimbert的温度波动范例（$t ^ 2> 0$）推导离子丰度。我们发现，基于盖亚EDR 3数据的距离是更一致的运动学的基础上校准的银河系的旋转曲线与射电望远镜，这给更少的色散和不确定性比那些校准与分光光度恒星距离。基于盖亚星系的距离--DR 2或EDR 3--消除了以前在小于$\sim 7$ kpc的距离上测定银河系梯度时观察到的内部扁平化。假设$ t ^ 2> 0 $ --不仅对O而且对其余元素--确定的丰度和梯度不受丰度差异问题的影响，并且对大多数元素给出与太阳丰度非常一致的元素丰度。我们发现，我们的径向丰度梯度的他是最准确的估计原始他丰度一致。我们没有发现证据的方位角变化的化学丰度，我们的样品。此外，O梯度的小分散-光电离区域金属丰度的指标-表明HII区域的气体在银河系的采样区域中混合良好。

2021-12-23astro-ph.GA

Milky Way随恒星和气体径向运动的演化II。从H到Ni的丰度剖面演化

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。

2014-12-16astro-ph.GA

银河系外围的一个新行星状星云

A new Planetary Nebula in the outer reaches of the Galaxy

要正确测定银河系的丰度梯度，需要观测距离银河系中心很远的天体。为了这个目标，我们正在探索朝向银河Anticentre的行星状星云群。本文介绍了一个位于Anticentre方向的新行星状星云IPHASX J052531.19+281945.1（PNG 178.1-04.0）的发现和物理化学研究。行星状星云是在IPHAS巡天中发现的。进行了长缝跟踪光谱学，以确认其行星状星云的性质，并计算其物理和化学特征。新发现的行星状星云位于一个非常大的银河系中心距离（D_GC=20.8+-3.8 kpc），比任何已知的行星状星云都要大。它相对较高的氧丰度（12+log（O/H）= 8.36+-0.03）支持了银河系丰度梯度在大的银河系中心距离处变平，而不是线性下降的梯度。

2011-05-01astro-ph.GA

BaLROG项目- II。量化棒对附近星系恒星星族的影响

The BaLROG project - II. Quantifying the influence of bars on the stellar populations of nearby galaxies

我们继续探索的BaLROG（酒吧在低红移光学星系）的样本：16个大的马赛克观察与积分场单位SAURON棒星系。我们量化酒吧的恒星组成的组成的影响。我们推导出H $β$、Fe 5015和Mgb的线强度指数。基于单颗恒星星族（SSP）模型，计算了棒状体的年龄、金属丰度和[Mg/Fe]丰度及其沿棒状体长、短轴的梯度。我们的数据的高空间分辨率，使我们能够识别指数和SSP配置文件之间的休息，通常在0.13 $\pm$ 0.06酒吧长度，符合运动学特征。内部梯度比外部梯度陡约10倍，并且当存在中心旋转分量时变得更大，这意味着梯度并不独立于动力学和轨道。中心年龄似乎更年轻，更强的酒吧。然而，酒吧区通常是旧的。我们发现一个平坦的铁（Fe 5015）和镁（MgB）外梯度沿酒吧主轴，转化为平坦的金属丰度梯度。发现该梯度沿棒长轴为0.03 $\pm$ ± 0.07 dex/kpc，而棒短轴的平均值与未棒化的对照样品的平均值相比很好，并且明显更陡，即-0.20 $\pm$ ± 0.04 dex/kpc。这些结果证实了最近的模拟和辨别酒吧的重要本地化的影响。的[Mg/Fe]丰度的酒吧和凸起相比，较低的值盘建议早期形成，特别是早期型星系。

2016-05-20astro-ph.GA

基于CALIFA的旋涡星系化学丰度内部径向梯度分析

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。

2024-11-22astro-ph.GA

NGC 2579和太阳圈外的碳和氧丰度梯度

NGC 2579 and the carbon and oxygen abundance gradients beyond the solar circle

本文介绍了银河系HII区NGC 2579的深阶梯光栅分光光度测量。这些数据是用甚大望远镜紫外-可见中阶梯摄谱仪在3550- 10400 nm范围内拍摄的。这颗天体在很大程度上被忽略了，但它显示出相当高的表面亮度，高电离度，位于12.4 $\pm$ 0.7千秒差距的银河中心距离处。因此，NGC 2579是研究银河系外盘气相径向丰度梯度行为的极好探测器。我们得出的物理条件的星云使用几个发射线强度比，以及从碰撞激发线的强度的几个离子物种的丰度。我们还确定了离子丰度的C $^{2+}$，O $^+$和O $^{2+}$ -因此总O丰度-从微弱的纯重组线。NGC 2579的结果允许扩展我们以前对银河系内盘的C，O和C/O气相径向梯度的测定（Esteban et al. 2005年）到更大的银河系中心距离。我们发现，NGC 2579的化学成分是一致的平坦梯度在其银河系的距离。此外，我们还建立了一个量身定制的化学演化模型，再现了观测到的O，C和N的径向丰度梯度和其他观测约束。我们发现，恒星形成效率的拉平和超越等照度线半径可以解释在银河系外盘中观察到的化学梯度的平坦化。

2013-04-25astro-ph.GA

H II区深谱中C、N、O、Ne、S、Cl和Ar的银河系径向丰度梯度

The Galactic radial abundance gradients of C, N, O, Ne, S, Cl and Ar from deep spectra of H II regions

我们提出了一个重新评估的径向丰度梯度的C，N，O，Ne，S，Cl和Ar在银河系中使用深光谱的33 H II区域收集的文献，覆盖银河系中心距离从6到17千秒差距。物体的距离已经使用盖亚视差进行了修正。我们使用更新的原子数据以均匀的方式重新计算物理条件和离子丰度。所有的物体都可以直接测定电子温度，从而可以得到它们精确的离子丰度。我们分析和比较不同的ICF方案，以获得最有信心的总丰度。由于修正的距离，我们的结果不支持以前的索赔有关的O/H梯度在银河系内盘可能变平。我们发现，银河系的N/O梯度是相当平坦的，在其他螺旋星系中发现的。某些元素的梯度的斜率对所使用的ICF方案敏感，特别是在Ne的情况下。周围的C，N，O，S，Cl和Ar的梯度的适合的分散度是在丰度的测定中的典型的不确定性的顺序，这意味着在ISM的电离气相的化学组成中没有显着的不均匀性。我们发现log（S/O）和log（Cl/O）的梯度很平坦，log（Ne/O）和log（Ar/O）的梯度很浅或很平坦，这与Ne、S、Cl和Ar相对于O的锁步演化一致。

2020-05-22astro-ph.GA

小合并对类Milky Way半导体超晶格径向折射率梯度的影响

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。

2015-04-30astro-ph.GA

银河系氧丰度梯度的时间演化

The time evolution of the Milky Way's oxygen abundance gradient

我们研究了银河系氧丰度径向梯度随时间的演化，得到了我们的{ \sc Mulchem}化学演化模型。我们回顾了最近的数据丰度为不同的对象在我们的银河系光盘。我们分析与我们的模型的作用的恒星盘的增长，以及影响的下降率和恒星形成的处方，或预富集的下降气体，对时间演化的氧丰度的径向分布。我们计算{ \sl磁盘}内的丰度的径向梯度，及其相应的演变，考虑到磁盘的增长沿时间。我们比较我们的预测与数据汇编，显示出良好的协议。当在光盘内测量径向梯度时，我们的模型预测了一个非常平滑的演变，其中梯度从$z=4$处的$\sim -0.057$ \，dex\，kpc $^{-1}$略微平坦，直到$z=1$处的$\sim -0.015$ \，dex\，kpc $^{-1}$附近的值，并且直到现在基本上是相同的梯度，模型之间的差异很小。此外，一些模型显示在最后时刻从$z=1$到$z=0$的变陡与数据一致，该数据给出了从$t=10$ \，Gyr到现在的从$-0.02$到$-0.04$ \，de\，kpc $^{-1}$的梯度变化。作为归一化半径$R/R_{\rm eff}$的函数测量的梯度与CALIFA和MUSE的发现非常一致，其随红移的演化落在宇宙学模拟的误差条内。

2018-10-22astro-ph.GA

造父变星的钡丰度

Barium Abundances in Cepheids

我们推导出的钡大气丰度的造父变星，包括270颗恒星的大样本。该样品涵盖了大范围的银河系的距离，从约4至15千秒差距，使它是适当的调查存在的径向钡丰度梯度的银盘。事实上，这是第一次对星系盘中钡丰度的分布进行如此全面的分析。因此，我们得出结论，Ba丰度分布可以用零梯度来表征。这一结果与其他元素导出的梯度进行了比较，并简要讨论了钡丰度独立于银河系距离的一些原因。

2012-10-23astro-ph.GAastro-ph.SR

棒星系中氮氧丰度比的中心增强

Central enhancement of the nitrogen-to-oxygen abundance ratio in barred galaxies

棒诱导气体流入星系中心被认为是星系长期演化的关键因素。一个直接的后果是气体在星系中心的积累，在那里它可以形成恒星并改变化学和物理性质。我们使用一个具有SDSS光谱的近面盘星系样本来研究棒星系中心部分（半径<~0.6- 2.1kpc）电离气体的性质是否因棒的存在而改变，以及棒效应是否与棒和/或母星系的性质有关。分析的所有参数的分布是不同的酒吧和unbarred星系，除了R23金属丰度示踪剂和氧丰度（从光电离模型）。中值指向（略）更大的尘埃含量，每单位面积的恒星形成率，电子密度和电离参数的中心的酒吧星系比在unbarred对应。最显著的棒星系/无棒星系的差异出现在[NII]6583/Ha线比上，棒星系的平均值要大25%，这是因为这些星系中心的N/O值更大。我们观察到一个增强的中心气体差异后型星系或星系的质量较小的隆起。然而，对于具有更大质量凸起的星系（M_bulge > 10^10 M_sun）或总恒星质量大于~ 10^10.8 M_sun的星系，该棒似乎对中心气体性质的影响较小。总之，我们发现的观测证据表明，一个星系酒吧的存在影响盘星系，其中最引人注目的效果是增强的N/O丰度比，这可以定性地解释为由于不同的起源或进化过程的更少和更大的质量凸起，与气相的前者目前有一个更密切的关系与酒吧的中心电离气体的属性。

2015-10-02astro-ph.GA

造父变星的银河丰度梯度：外盘中的α和重元素

Galactic abundance gradients from Cepheids: alpha and heavy elements in the outer disk

背景：银河系丰度梯度对银河系的化学动力学演化模型设置了强有力的约束。由于光致发光关系提供了精确的距离和大量的谱线，造父变星是当今丰度梯度的极好示踪剂。目的：我们想测量几种化学元素的银河丰度梯度。虽然造父变星铁梯度的斜率与最初的研究没有太大变化，但其他元素的梯度并没有受到很好的约束。在本文中，我们专注于银河系薄盘的内部和外部区域。研究方法：我们使用HR光谱（FEROS，ESPADONS，NARVAL）测量了65颗银河系造父变星样品中几种轻元素（Na，Al），α元素（Mg，Si，S，Ca）和重元素（Y，Zr，La，Ce，Nd，Eu）的丰度。将这些结果与近红外光谱中周期-韦森关系的精确距离相结合，使我们能够确定银河系中的丰度梯度。结果：我们的结果与前人对造父变星或其他示踪剂的研究结果一致。特别是，我们确认向上移动约0.2德克斯的镁丰度，最近已报道。我们还证实了LTE分析的背景下研究的所有重元素的梯度的存在。然而，对于Y，Nd，特别是La，我们发现较低的丰度造父变星在外盘比以前的研究报告，导致陡峭的梯度。这种效果可以通过不同群体使用的行列表的差异来解释。结论：我们的数据不支持平坦的梯度在外盘，在最近的造父变星的研究和化学动力学模拟。这与疏散星团的观测结果相反，但仍然与内盘和外盘之间的过渡区随时间向外移动的图片相一致。

2013-08-14astro-ph.GA

在Illustris模拟中的次晕人口统计：重子和晕-晕变化的影响

Subhalo Demographics in the Illustris Simulation: Effects of Baryons and Halo-to-Halo Variation

我们研究了流体动力学宇宙学模拟的子晕的丰度，其中包括重子和暗物质的$Λ$ CDM体积106.5 Mpc的一侧。我们比较的插图，其暗物质（DMO）的类似物，插图黑暗，并量化的影响重子过程的人口统计学subhaloes在主机质量范围$10^{11}$到$3 \times 10^{14} \msun$。我们重点讨论了演化的（$z=0$）次晕累积质量函数（SHMF）和曾经吸积过的次晕的统计，即落入次晕质量函数。我们量化的变化在subhalo丰度在固定的主机质量和调查的物理原因负责这种分散。我们发现，在Illustris，重子物理的影响，既落和$z=0$ subhalo丰度倾斜的DMO功能和抑制低质量subhaloes的丰度。在$z=0$的次晕丰度中的自相似性的破缺被重子物理学的加入所增强。演化的subhalo丰度的非单调变化可以解释为修改的浓度-质量关系的Illustrris主机相比，Illustris-Dark有趣的是，在Illustrris重子的实施并没有导致增加的晕到晕的变化相比，Illustris-Dark。在这两种情况下，标准化的固有散射今天是更大的银河系一样的光环比集群大小的对象。对于类似银河系的晕，它从大约8%的下降增加到目前的25%。在这两个运行中，固定质量的晕形成后主机更多的subhaloes比早期的前辈。

2019-03-12astro-ph.GA

螺旋杆共振重叠引起的径向混合：对Milky Way的启示

Radial Mixing due to Spiral-Bar Resonance Overlap: Implications to the Milky Way

我们最近发现了一种以前未知的径向迁移机制，这种机制是由星系盘中螺旋共振和棒共振的重叠造成的（Minchev & Famaey 2010，Minchev et al. 2010）。这种新机制比瞬时螺旋混合更有效，它的存在在所有棒星系中是不可避免的，比如我们的银河系。其结果是盘中金属丰度梯度的强烈平坦化，扩展的盘轮廓，以及厚盘成分的形成，所有这些都发生在只有几个Gyr中。这个时间尺度比先前预期的要短得多，因此可以对银河系棒和螺旋结构的寿命，强度和模式速度施加强有力的限制。

2010-09-26astro-ph.GA

膨胀径向速度/膨胀试验

The Bulge Radial Velocity/Abundance Assay

膨胀径向速度/绝对速度测定（BRAVA）已经完成了对南银河系膨胀中10，000颗红巨星的调查，大约跨越-8度。<1 < +8度和-3度。<b < -8 °，距离原子核大约1千秒差距的区域。我们发现银河系在b=-4度的球。显示出与固体旋转的明显偏离，并且沿b=-6度的主轴的旋转场。而b=-8度与低纬度的情况相同;这是“圆柱”旋转，是在侧边棒中观察到的标志。BRAVA数据集与N体条的比较显示，>90%的凸起群体在条中，几乎没有为“经典”凸起分量留下空间。我们还报告的第一个铁丰度和组成的测量外凸，在b=-8度。在这个领域的铁丰度下降的趋势，怀疑梯度测量的高分辨率光谱的球团星。此外，我们发现，在低纬度的[α/Fe]与[Fe/H]的趋势，在距离核1 kpc，符合一个快速（<1 Gyr）的时间尺度形成的隆起，即使在其边界附近。虽然动态的凸起是一致的动态屈曲N体酒吧，丰度梯度的存在是不兼容的纯动力学过程，我们建议，失踪重子物理是必要的。我们还报告了显着的巨大的隆起球状星团泰山5，它有一个双峰丰度和成分分布，并提出了作为人口的原始积木恒星系统，形成了隆起的残余。Terzan 5目前是一个独特的案例，重要的是要测试与它类似的系统的溶解是否填充了凸起。

2011-08-30astro-ph.GA

限制小合并和吸积历史的运动学非典型星系的金属丰度和元素丰度图

The metallicity and elemental abundance maps of kinematically atypical galaxies for constraining minor merger and accretion histories

解释星系中恒星和气体的内部分布和运动是理解它们演化的一个关键方面。在以前的工作中，我们确定了五个解析良好的星系与非典型的运动学从宇宙学模拟，两个有不同的核心（KDC），和三个有反旋转的气体和恒星（CRGD）。在本文中，我们表明，i）的KDC星系有扁平的恒星[O/Fe]在大的银河系中心半径，由于轻微的合并，产生了KDC，和ii）的CRGD星系有一个突然的过渡，在气体金属丰度图，从高金属丰度的中心非常低的金属丰度进一步。这些星系嵌在暗物质细丝中，那里有现成的近乎原始的气体供应，可以引起这种效应。气体金属丰度的非线性增加也见于径向剖面，但当测量金属丰度梯度时，差异被埋在关系的分散中。我们还发现，所有五个星系都相当紧凑，由于其恒星质量，有效半径很小。这是因为它们没有经历过运动学上加热恒星的大合并，并会破坏它们不寻常的运动学。为了检测这些小合并或吸积的签名，星系标度关系或径向金属丰度轮廓是不够的，它是必要的，获得的二维地图与积分场光谱观测。

2019-03-05astro-ph.GA

模拟镓的金属丰度和元素丰度及其环境依赖性

The Metallicity and Elemental Abundance Gradients of Simulated Galaxies, and their Environmental Dependence

重元素的内部分布，特别是径向金属丰度梯度，提供了深入了解星系合并的历史。使用我们的宇宙学，化学动力学模拟，包括详细的化学富集和反馈的活动星系核（AGN），我们发现，恒星金属丰度梯度在最大质量的星系（$\sim3\times10^{10}$ M $_\odot$）是平坦的合并，并无法再生由于淬火的恒星形成AGN反馈。拟合范围是在逐个星系的基础上选择的，以掩盖卫星星系。梯度的演化路径可以概括如下：i）通过富含气体的组装产生初始的陡峭梯度，ii）通过恒星形成和/或恒星在外围吸积的被动演化，iii）通过合并突然变平。在给定的质量下，梯度有一个显著的分散，这源于最后一条路径，因此来自星系类型。由于合并事件的复杂性，在给定的星系质量和类型下仍然存在一些变化，因此我们只发现了弱的环境依赖性。我们的早期型星系（ETGs），定义从恒星形成的主要序列，而不是他们的形态，是在良好的协议与观察到的恒星金属丰度梯度的ETGs在SAURON和ATLAS 3D调查。我们发现小的正[O/Fe]梯度的恒星在我们的模拟星系，虽然他们是较小的AGN反馈。气相金属丰度和[O/Fe]梯度也显示出变化，其起源并不像恒星星族那样清楚。

2017-07-20astro-ph.GA

NGC 300极暗外盘的绝对梯度

The Abundance Gradient in the Extremely Faint Outer Disk of NGC 300

在早期的工作中，我们首次发现NGC 300的恒星盘非常延伸，没有截断的证据，这种现象在其他盘星系中已经观察到。我们重访NGC 300的外盘，以确定暗恒星星族的金属丰度。用双子座南的GMOS照相机，在测光条件和0.7”视宁度下，我们在（g '，i'）=（26.8- 27.4，26.1 -27.0）处达到50%的完整性。在这些微弱的深度，必须仔细考虑背景星系的人口。外盘恒星的平均颜色落在背景星系的颜色范围内，但恒星密度以约2：1的比例支配背景星系。在外盘中占主导地位的老恒星星族表现出负的丰度梯度-正如星系演化模型所预期的那样-到大约10 kpc，丰度趋势改变符号。我们提出了两个方案来解释扁平化，或向上翻转，在NGC 300的金属丰度梯度，并讨论了这对更广泛的星系形成的影响。

2009-03-10astro-ph.COastro-ph.GA

在二维和三维中解构双棒星系。I.主要凸起的经典性质

Deconstructing double-barred galaxies in 2D and 3D. I. Classical nature of the dominant bulges

我们在这里提出了一个彻底的光度分析的双棒星系，包括i）二维光度分解，包括一个凸起，内酒吧，外酒吧，和（截断）盘;和ii）三维统计deprojections推导出的内在形状的凸起，内酒吧，和外酒吧。这是第一次将这两种技术结合起来应用于双棒星系的样本。它代表了一个进步，相对于以前的作品，这是基于通过椭圆拟合和反锐化掩模的集成光的属性。在这第一个文件的一系列的两个，我们分析的性质占主导地位的凸起内双禁止系统使用几个光度诊断，即Sérsic指数，Kormendy关系，颜色，更适合的内在扁平化。我们的研究结果表明，在我们的样本中，几乎所有的凸起都是经典的，而在研究的17个星系中，只有2个星系是长期形成的盘状凸起的潜在候选者。这样的结果提出了这样的可能性，即具有中心热结构可能是内棒形成的要求。

2019-01-09astro-ph.GA

盘星系径向氧丰度分布的特征

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。

2019-01-31astro-ph.GA

Milky Way盘的恒星绝对星表

Stellar Abundance Maps of the Milky Way Disk

为了了解银河系中突出的棒的形成，重要的是要知道棒中的恒星与盘星相比，其诞生物质的化学元素组成是否不同。这就需要对银河系中的大量样本进行恒星丰度测量。此类样本，例如SDSS远地点调查观察到的发光红巨星，将不可避免地跨越一系列恒星参数;因此，建模缺陷和恒星演化都可能妨碍在所谓的棒签名水平上对其化学成分进行一致和精确的估计，这使得目前对化学性质不同的棒的分析尚无定论。在这里，我们开发了一种新的自校准方法，以消除不同光度的红巨星分支（RGB）恒星（因此表面重力$\log g$）之间的建模和天体物理丰度系统学。我们应用我们的方法$48,853$发光远地点DR 16 RGB星构建空间丰度图的$20$化学元素附近的银河系的中平面，覆盖银心半径的$0\,{\rm kpc}<R_{\rm GC}<20\,\rm kpc$。我们的研究结果表明，有没有丰度的变化，其几何形状匹配的酒吧，和平均丰度梯度变化平滑和单调的银心半径。我们证实高$α$磁盘是化学均匀的，没有空间梯度。此外，我们还提供了迄今为止最精确的[Fe/H]与$R_{\rm GC}$梯度，斜率为$-0.057\pm0.001\rm~dex\,kpc^{-1}$，约为$15$ kpc。

2022-02-18astro-ph.GAastro-ph.SR

从灰烬中崛起 II：银河系由棒驱动的丰度双峰性

Rising from the Ashes II: The Bar-driven Abundance Bimodality of the Milky Way

本文通过Illustris TNG50模拟发现，银河系α元素丰度双峰性可由棒形成及AGN淬灭导致的短暂宁静期产生，而非并合事件，并预测双峰性在棒旋星系中更常见。

2025-07-23astro-ph.GAastro-ph.SR

重子弯曲：低质量星系晕关系

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。

2014-04-14astro-ph.COastro-ph.GA

基于红外MWM光谱的银河系疏散星团中18种元素的径向丰度梯度：对133个星团中655颗巨星的详细分析

Radial abundance gradients of 18 elements in Galactic open clusters from infrared MWM spectra A detailed analysis of 655 giants in 133 clusters

Malmö University（马尔默大学）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）；University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Observatório Nacional（巴西国家观测站）；Texas Christian University（得克萨斯基督教大学）

本研究通过对133个疏散星团中655颗巨星的红外APOGEE MWM光谱再分析，推导18种元素的径向丰度梯度，发现金属丰度随银心距增大而降低，斜率近-0.06 dex/kpc，10-11 kpc外适度变平，还新增V等4种元素的梯度。

2026-08-04astro-ph.GAastro-ph.SR