Chemical Abundances of the Outer Halo Stars in the Milky Way
我们目前的化学丰度的57个贫金属的恒星，可能是外恒星晕在银河系的成分。几乎所有的样本星都有一个最大垂直距离（Z_max）大于5 kpc的轨道。Subaru/HDS获得的样本星的高分辨率，高信噪比光谱被用来获得Na，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y和Ba的化学丰度与LTE丰度分析代码。将所得的丰度数据与文献中主要针对较小Z_max星的数据相结合，并利用这两种数据来研究取决于其运动学的详细丰度模式的任何系统趋势。结果表明，在金属丰度为-2<[Fe/H]<-1范围内，Z_（max）>5 kpc的恒星的[Mg/Fe]比系统地低于Z_（max）较小的恒星（~ 0.1dex）。假设外晕恒星的[alpha/Fe]较低的结果与以前的研究一致，这些研究发现极端运动学恒星的[alpha/Fe]比较低。外晕星的[Mg/Fe]比分布在金属丰度区间-2<[Fe/H]<-1处与银河系矮卫星星的[Mg/Fe]比分布部分重叠，并介于内晕星和卫星星的分布之间。我们的研究结果证实了化学丰度的不均匀性，在银河系恒星晕内的组成恒星的运动学性质，如早期的研究所建议的。银河系晕的形成及其相关性的建议的双重性质的晕的可能影响进行了讨论。
2009-12-02 astro-ph.GA
Searching for Milky Way twins: Radial abundance distribution as a strict criterion
本文在约500个星系中结合结构特征（恒星质量、光学半径）与演化特征（中心及光学半径处氧丰度）搜寻银河系孪生体，发现银河系化学演化非典型，并识别出四个同时满足结构与演化判据的星系，表明径向丰度分布是更严格的筛选标准。
2023-06-16 astro-ph.GA
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
Metallicity gradients in M31, M33, NGC 300 and the Milky Way using abundances of different elements
研究了行星状星云（PNe）中O、Ne和Ar丰度的金属丰度梯度，并与M31、M33、NGC300和银河系中HII区的金属丰度梯度进行了比较。从文献中收集了银心半径和化学丰度，仔细选择了每个星系的均匀样本。在所有情况下，PNe显示的金属丰度梯度都比HII区的金属丰度梯度平坦。极端的情况是M31，其中PN丰度与银河系距离无关，梯度与零一致。为了分析梯度随时间的演变，我们建立了Peimbert I型和非I型PNe的梯度，发现I型PNe显示出比非I型PNe更陡的梯度，并且更类似于HII区域的梯度，这表明化学梯度可能随时间而变陡。另外，老PNe的平坦梯度表明径向迁移可能在星系演化中起重要作用。
2019-07-12 astro-ph.GA
Extending Ultra-Diffuse Galaxy Abundances to Milky Way Analogs
我们扩展的超扩散星系（UDG）的丰度关系，$N_{UDG}-M_{200}$，低晕质量主机$(M_{200}\sim10^{11.6-12.2}M_{\odot})$。我们选择UDG卫星从公布的目录中的矮卫星星系周围的银河系类似物，即探索本地体积卫星（ELVES）调查，卫星周围的银河系类似物（SAGA）调查，和调查的银河系一样的系统进行的超超级凸轮。在围绕75个类银河系宿主的516颗卫星中，我们发现围绕33个宿主的41颗卫星满足UDG标准。宿主晕质量的分布在$M_{200}\sim10^{12}M_{\odot}$附近达到峰值，与宿主是否有UDG卫星无关。我们使用文献UDG丰度和这里导出的$N_{UDG}-M_{200}$关系在三个数量级上追踪到$M_{200}=10^{11.6}M_{\odot}$，并找到$N_{UDG} = (38\pm5)\cdot(\frac{M_{200}}{10^{14}})^{0.89\pm0.04}$的最佳拟合线性关系。这种次线性斜率与早期对UDG丰度的研究以及较亮矮星系的丰度关系是一致的，不包括需要高密度环境的UDG形成机制。然而，我们强调需要在广泛的环境中对UDG进行进一步的同质表征，以正确理解$N_{UDG}-M_{200}$关系。
2022-12-07 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
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
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
Measuring Detailed Chemical Abundances From Co-added Medium Resolution Spectra I. Tests using Milky Way dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
利用中等分辨率光谱（$R \approx 6000$）测量单个红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度和α元素丰度的能力，是破译银河系矮卫星性质和星系晕历史的宝贵工具。将这样的研究扩展到像仙女座这样更遥远的系统，超出了目前这一代望远镜的能力，但是通过将类似恒星的光谱相加，我们可以获得必要的信噪比来进行详细的丰度测量。本文提出了一种利用中等分辨率光谱的联合叠加确定金属丰度和α元素丰度的方法。我们测试的方法，光谱共添加使用高S/N光谱的银河系球状星团和矮球状星系获得的1300多个RGB恒星的凯克II望远镜/DEIMOS摄谱仪。我们使用光度标准对相似的恒星进行分组，并将每组中单个恒星的加权系综平均丰度（[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]）与相应的共添加光谱的测量结果进行比较。我们发现这两种方法之间有很高的一致性，这使我们能够将这种共同添加的光谱技术应用于更遥远的RGB恒星，如M31卫星星系中的恒星。本文概述了我们的光谱共添加和丰度测量方法，并描述了在这些测量的潜在偏差。
2013-03-05 astro-ph.GA
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
The imprint of bursty star formation on alpha-element abundance patterns in Milky Way-like galaxies
在FIRE-2模拟中，银河系质量的星系展示了两种主要的恒星形成模式。在高红移恒星形成发生在一系列短暂而强烈的爆发，而在低红移恒星形成收益在一个稳定的速度与过渡从一个模式到另一个在时间范围从3至7 Gyr前为不同的星系。我们分析了恒星形成的模式如何影响铁和α元素的丰度。我们发现，早期爆发体制在[Fe/H]-[O/Fe]平面上以"侧面人字形"的形式在恒星元素丰度中留下了可测量的图案，并且在给定的恒星年龄下，[O/Fe]中的分散度高于星系处于稳定体制时的分散度。这表明，[O/Fe]随年龄的变化提供了爆发阶段结束的估计。我们调查的可行性，观察到这种效果，通过添加模拟观测误差模拟恒星调查，并发现，爆发和稳定阶段之间的过渡应该是可检测的银河系，虽然较大的观测不确定性，使过渡浅。我们将我们的方法应用于第二个APOKASC目录的银河系观测，并估计银河系中稳定恒星形成的过渡发生在7 - 8 Gyrs前，早于模拟中测量的过渡时间。
2023-01-18 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
The radial abundance gradients of O, Ne, S and Cl of the Milky Way
本文给出了银河系O、Ne、S和Cl丰度梯度的初步结果。本文对GTC和VLT望远镜观测到的35个H Ⅱ深谱区样品的物理条件和化学丰度进行了均匀分析。样本覆盖了银河系中心距离从5到17千秒差距的范围。我们重新分析O丰度梯度，获得类似的复杂形状比以前在文献中报道。我们计算的Cl丰度梯度，包括显着更大的对象数量比以前的作品。我们的结果表明，Cl/H的梯度为-0.034 dex kpc^-1，分散度在梯度0.14 dex附近。我们得到了Ne/H和S/H丰度梯度的值，其斜率分别为-0.038 dex kpc^-1和-0.046 dex kpc^-1，梯度附近的色散大于0.25 dex。我们还报告了Cl/O，Ne/O和S/O丰度比梯度的斜率值，其显示梯度周围的分散度高达0.4 dex。如此高的色散虽然可以解释为银河ISM中化学不均匀性的迹象，但它也可能是由选定的电离校正因子产生的伪影。
2019-05-24 astro-ph.GA
APOGEE DR14/DR15 Abundances in the Inner Milky Way
我们概述了银河系内部区域11种元素丰度的分布，这些元素是由作为SDSS数据发布14/15（DR 14/DR 15）的一部分发布的APOGEE恒星追踪的，包括O，Mg，Si，Ca，Cr，Mn，Co，Ni，Na，Al和K。这个样本跨越了大约4000颗R_GC<4 kpc的恒星，使我们能够对银河系最内部几千秒差距内的这些丰度及其变化进行迄今为止最全面的研究。我们描述了观测到的丰度模式（[X/Fe]-[Fe/H]），与以前的文献结果和太阳银河系半径的恒星模式进行比较，并讨论了DR 14/DR 15有效温度的可能趋势。我们发现，[Mg/Fe]-[Fe/H]“膝”的位置与R_GC几乎保持不变，表明早期内星系中有一个混合的中等或高水平的恒星形成径向迁移。我们量化的线性相关性对元素在不同的子样本的恒星，并发现这些关系各不相同，一些丰度的相关性是非常相似的α-丰富和α-穷人的恒星之间，但其他显着不同，这表明在某些超新星产量的金属丰度依赖的变化。这些经验趋势将为今后更详细的探索和模型比较指标的完善奠定基础。银河系内部的丰度似乎由一个单一的化学演化轨道所主导，并且它们延伸到如此高的金属丰度，强调了银河系这一部分对于限制化学演化建模的成分和提高我们对整个银河系演化的理解的独特重要性。
2018-11-02 astro-ph.GA
The cerium content of the Milky Way as revealed by Gaia DR3 GSP-Spec abundances
最近的盖亚第三次数据发布包含了GSP-Spec模块对数百万高质量径向速度谱仪（RVS）恒星光谱的均匀分析。这导致了对数百万个个体化学丰度的估计，并使我们能够用化学方法绘制银河系。在已发表的GSP-Spec丰度中，可以发现三种由中子俘获产生的重元素：Ce，Zr和Nd。我们使用约30，000个LTE Ce丰度的样本，在应用不同的GSP-Spec标志组合后选择。由于盖亚DR 3天体测量数据和径向速度，我们探索铈含量在银河系，特别是在其晕和盘组件。由于文献比较，Ce GSP-Spec丰度的高质量被量化。我们发现[Ce/Fe]相对于[M/H]的趋势相当平坦。我们还发现了一个平坦的径向梯度的磁盘来自场星，独立地，从约50个疏散星团，与以前的研究一致。还估算了[Ce/Fe]垂直梯度。我们还报告了增加[Ce/Ca]与[Ca/H]的光盘，说明晚贡献的AGB相对于SN II。我们的铈丰度在光盘，包括年轻的大规模人口，以及再现了一个新的三个落入化学演化模型。在晕星族中，发现M 4球状星团是富铈的.此外，从化学动力学诊断中确定了属于Thamnos，Helmi Stream和Gaia-Sausage-Enceladus吸积系统的11颗铈丰度的恒星。我们发现，与其他两个系统相比，海尔米流的铈含量可能略低。这项工作说明了GSP-Spec化学丰度的高质量，这对揭示银河系重元素演化历史有重要贡献。
2022-12-15 astro-ph.GA
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。
2021-12-23 astro-ph.GA
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
Light-element Abundance Variations in the Milky Way Halo
我们提出的证据的贡献，高质量的球状星团的恒星晕的银河系。使用SDSS-II/SEGUE光谱超过1900 G-和K-型晕巨星，我们首次确定了一个子集的恒星CN带强度显着较大，CH带强度较低，比大多数晕场星，在固定的温度和金属丰度。由于CN带强的不均匀性和通常伴随的丰度变化目前被理解为恒星形成的结果，在球状星团，我们解释这个子集的晕巨星的结果，球状星团溶解到星系晕。我们发现，我们的样本中有2.5%是CN-强，并可以推断，根据最近的球状星团演化模型，晕场星最初形成的分数内球状星团可能高达50%。
2010-05-21 astro-ph.GA
Hydrostatic and explosive $α$-element chemical abundances of Milky Way globular clusters, halo substructures, and satellite galaxies
本文基于APOGEE数据对比银河系球状星团、晕子结构及卫星星系的静力学与爆发性α元素丰度比，发现球状星团与晕子结构hex ratio相似且高于矮卫星星系，并揭示其随金属丰度和年龄的变化趋势。
2025-08-27 astro-ph.GA
The chemical enrichment of the Milky Way disk evaluated using conditional abundances
银河系盘中恒星的化学丰度是其富集历史的经验示踪剂。然而，它们捕获的关节信息对解开是有价值的。在这项工作中，我们试图量化在固定超新星贡献（[Fe/H]、[Mg/Fe]）的情况下，各个丰度如何在当今盘半径上演变。我们使用18，135颗APOGEE DR 17红团星和7，943颗GALAH DR 3主序星，分别比较了$3-13$ kpc和$6.5-9.5$ kpc上以[Fe/H]，[Mg/Fe]为条件的丰度分布。我们总共检测了15种元素：C、N、Al、K（轻）、O、Si、S、Ca、（$α$）、Mn、Ni、Cr、Cu、（铁峰）Ce、Ba（s过程）和Eu（r过程）。我们发现，有条件的中子捕获和轻元素最显着的磁盘的富集历史的痕迹变化，与绝对条件径向梯度$\leq 0.03$ dex/kpc。研究的其他元素具有绝对条件梯度$\lesssim 0.01$ dex/kpc。我们发现结构化的条件丰度变化作为[Fe/H]的函数为低- $α$，但不是高- $α$序列。不同半径处的平均条件丰度之间的平均离散度为$σ_\text{intrinsic} \approx$ 0.02 dex（其中Ce、Eu、Ba $σ_\text{intrinsic} >$ 0.05 dex）。这些结果作为一个衡量的幅度，通过不同的元素跟踪银河系径向富集的历史，一旦基准超新星的相关性占。此外，我们发现微妙的系统变化的条件丰度分布的…
2022-06-06 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. IV. Calibration of Dust Depletions vs Abundance Ratios in the Milky Way and Magellanic Clouds and Application to Damped Lyman-alpha Systems
通过阻尼Ly- $α$体系（DLAs）的静止框架紫外光谱，可以追踪宇宙中金属含量的演化。DLAs中的气相丰度必须根据尘埃贫化效应进行校正，这可以通过校准丰度比（如[Zn/Fe]）和贫化（气体中金属的分数，而不是尘埃）之间的关系来实现。利用银河系（MW），LMC和SMC中的气相丰度和贫化样品，我们证明了[Zn/Fe]和其他丰度比之间的关系在这些本地星系和DLAs之间没有显着变化，表明[Zn/Fe]应该跟踪这些系统中重元素的贫化。在年轻的大质量恒星，总（气体+尘埃）中性气体的金属丰度代理，在MW LMC和SMC的光球丰度的可用性，使我们能够校准[Zn/Fe]和这些附近的星系之间的关系耗尽。我们将损耗的局部校准应用于DLA系统。我们发现，灰尘中的金属，灰尘与气体的比例，总丰度的分数是2-5倍低于从以前的消耗校准MW测量和不同的形式主义的基础上推断。然而，尘埃丰度与金属丰度的趋势仍然只有轻微的次线性的所有现有的耗尽校准，相反的是推断从FIR，21厘米，CO排放在附近的星系和预测的化学演化模型。需要对远红外区尘埃不透明度和金属丰度低于20%太阳能时的消耗进行观测约束，以解决这种紧张关系。
2022-06-08 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
Discovery of a very hot phase of the Milky Way CGM with non-solar abundance ratios
我们提出了一个非常热的气相的银河系环星系介质（CGM）在T $\approx 10^7$ K的发现，使用深XMM牛顿RGS观测1 ES 1553+113。与T $\approx 10^6$ K处的温热相共存的热气体是$α-$增强的，[O/Fe] = 0.9 $^{+0.7}_{-0.3}$，表明核心塌陷超新星富集。此外，我们还发现[Ne/O]和[N/O] = $0.7^{+1.6}_{-0.2}$，使得N/Ne与太阳能一致。随着AGB星和核心坍缩超新星的富集，这表明一些氧气已经耗尽到尘埃和/或转变为较冷的气相。这些结果可能会影响以前的重子和金属质量估计的暖热和热CGM的观测的氧排放和吸收。我们的研究结果提供了关于银河系CGM的加热，混合和化学富集的见解，并为星系演化的理论模型提供了输入。
2019-10-22 astro-ph.GA
Element nucleosynthetic origins from abundance spatial distributions beyond the Milky Way
本研究利用高分辨率积分场光谱数据绘制邻近矮星系NGC 5253的氧、氮、硫丰度图，发现元素空间分布差异与其核合成起源一致，为检验核合成模型开辟了新途径。
2025-06-26 astro-ph.GA
Milky Way Mapper decoded abundances -- II: From patterns to paths
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理学与行星科学系天体物理学与空间天文中心）；Department of Physics & Astronomy, University of Utah（犹他大学物理与天文学系）；Department of Physics and Astronomy, Vanderbilt University（范德堡大学物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；School of Physics and Astronomy, Monash University（莫纳什大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics (CCAPP), The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与高能粒子物理中心）
通过分析银河系盘状恒星的元素丰度模式，研究其化学演化过程，揭示低维丰度结构与银河系盘结构之间的关系。
2026-05-20 astro-ph.GA
Torus Models of the Outer Disc of the Milky Way using LAMOST Survey Data
从LAMOST DR 2星表中选取了48,161颗K巨星作为样本，首次构建了从太阳附近到银心距离$\sim 20$ kpc，到达银盘边缘的大规模环面模型。我们发现K巨星的运动学与传统模型相匹配，例如Binney在2012年创建的太阳系附近的模型。然而，如果这种双盘模型延伸到外部区域，即使使用附加的盘部件，它们也会失效。如果我们放松太阳附近的约束，我们发现一个有效的厚盘模型可以解释MW的反中心。LAMOST的数据意味着银河系圆盘的尺寸要大得多，外部圆盘要厚得多，比以前认为的要厚得多，或者外部结构根本不是传统的圆盘。然而，在最佳拟合模型中的运动学厚盘的速度色散$σ_{0z}$约为80 km/s $^{-1}$，并具有$\sim 19$ kpc的指数分布函数的尺度参数$R_σ$。这样的高度$σ_{0z}$强烈拒绝在太阳附近的电流测量，因此，一个模型超越准热，两个或三个薄或厚盘是必需的。
2017-06-02 astro-ph.GA
FORS2/VLT survey of Milky Way globular clusters II. Fe and Mg abundances of 51 Milky Way globular clusters on a homogeneous scale
（删节）球状星团追溯了银河系和周围星系的形成和演化，并勾勒出它们的化学富集历史。为了完成这些任务，重要的是要有大样本的集群同质数据和分析，以得出运动学，化学丰度，年龄和位置。我们获得均匀的金属丰度和α-元素增强超过800红巨星在51银河系的球，盘，晕球状星团是最遥远的和/或高度红化的银河系的球状星团系统。我们观测了456 - 586nm波长范围内的R~2000谱，并应用全谱拟合技术。我们比较了所有集群的平均丰度与以前的工作和场星。我们使用的平均金属丰度和水平分支形态定义的所有集群之间的关系，以选择离群值进行讨论。我们发现我们的金属丰度与高分辨率数据得出的结果相当，在-2.5 <[Fe/H]<0.0的区间内，σ = 0.08 dex。我们还发现51个星团的[Mg/Fe]和[α/Fe]与[Fe/H]的分布遵循场星的一般趋势。这是第一次在大样本的同质恒星光谱观测和金属丰度推导中包括以下星团：BH 176，Djorg 2，NGC 10，NGC 6426，Lynga 7和Terzan 8。特别是，前三个星团的金属丰度只有光度测定，而NGC 6426的金属丰度是基于综合光谱学和光度测定。另外两个星团HP 1和NGC 6558被确认为银河系中最古老的球状星团的候选者。这里使用的技术也可以应用于球状星团系统在附近的星系与现有的仪器和遥远的星系与ELT的到来。
2016-03-08 astro-ph.GA
The spatial structure of mono-abundance sub-populations of the Milky Way disk
银河系恒星盘的空间、运动学和元素丰度结构都很复杂，很难用局部光谱或全球光度数据来分析。在这里，我们开发并应用了一种严格的密度建模方法用于银河系光谱调查，该方法可以使用SDSS/SEGUE的23，767颗G型矮星，在[α/Fe]和[Fe/H]的窄箱中调查恒星子种群的全球空间结构。我们适合模型的数量密度的每个这样的单丰度组件，适当占复杂的光谱SEGUE采样的基础恒星星族。我们发现，每个单丰度亚种群都有一个简单的空间结构，可以用垂直和径向的单一指数来描述，随着年龄的增加，尺度高度不断增加（~200 pc至1 kpc），尺度长度不断减小（>4.5 kpc至2 kpc），这表明它们的金属丰度较低，[α/Fe]增强。具有最大尺度高度的丰度选择子组分具有最短尺度长度，这与纯粹的几何“厚-薄盘”分解形成鲜明对比。在某种程度上，[α/Fe]是年龄的适当代理，我们的结果直接表明，较老的磁盘子人口更集中，这意味着由内而外形成的星系盘。事实上，最大的尺度高度子分量集中在银河系的中心，这几乎是通过内部演化来解释盘的垂直结构的必然结果。单丰度子组分的简单空间结构，以及年龄、尺度长度和尺度高度之间的显著相关性是否可以通过卫星吸积或其他外部加热来解释，还有待观察。
2012-05-19 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Milky Way Thick Disk and Stellar Halo I.: Implications of [alpha/Fe] for Star Formation Histories in Their Progenitors
我们给出了97颗附近贫金属（-3.3<[Fe/H]<-0.5）恒星的丰度分析，这些恒星具有银河系厚盘、内晕和外晕的运动学特征。利用斯巴鲁望远镜上的高色散光谱仪获得了样品星的高分辨率、高信噪比光谱。Fe，Mg，Si，Ca和Ti的丰度已经使用一维LTE丰度分析代码与Kurucz NEWODF模型大气导出。通过分配成员的样本星厚盘，内或外晕组件的基础上，他们的轨道参数，我们检查丰度比作为[Fe/H]和运动学的函数的三个子样本在宽的金属丰度和轨道参数范围。结果表明，在金属丰度为-1.5<[Fe/H]<=-0.5的范围内，厚盘星的平均[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值一直很高，但分散度很小。相反，内晕星和外晕星的丰度比平均值较低，散射较大。在[Fe/H] $>-2$范围内，内晕星和外晕星的[Mg/Fe]、[Si/Fe]和[Ca/Fe]也随[Fe/H]呈弱的减小趋势。这些结果有利于MW厚的磁盘形成的方案，通过快速的化学富集主要是通过II型超新星的大质量恒星，而恒星晕形成至少部分通过吸积的祖先恒星系统已被化学丰富的不同的时间尺度。
2012-05-11 astro-ph.GA
Milky Way Mapper decoded abundances -- I. Shared disc enrichment patterns
Australian National University（澳大利亚国立大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Colorado（科罗拉多大学）；University of Utah（犹他大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（莫纳什大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；New York University（纽约大学）
通过分析70,057颗红巨星的元素丰度，研究银河盘的恒星形成和富集历史，揭示了高精度的核合成通道，并展示了这些通道在不同年龄、金属licity和空间范围内的变化。
2026-05-19 astro-ph.GA
Subhalo abundance and satellite spatial distribution in Milky Way-Andromeda-like paired haloes
本研究通过千禧系列模拟发现类银河系-仙女座配对晕的子晕丰度比同条件孤立晕高5%-15%，但配对构型与卫星星系平面分布无关，提示研究银河系卫星问题需考虑配对构型对子晕丰度的影响。
2023-06-12 astro-ph.GA
Elemental Abundances in Milky Way-like Galaxies from a Hierarchical Galaxy Formation Model
我们发展了一种新的方法来解释有限的恒星寿命和跟踪个人的丰度内的半解析模型的星系形成。与以往的方法不同，基于存储的（分仓）过去的恒星形成历史的模型星系，我们的方法项目的信息产生的每个简单的恒星星族（SSP）在未来的金属。使用这种方法，一个准确的会计的时间和属性的个别SSP组成的模型星系是可能的。我们分析了我们的化学模型对各种成分的依赖性，并将其应用于六个模拟的晕，大致银河系的质量，并没有大规模的近邻z=0。对于所有考虑的模型，[Fe/H]分布的恒星在光盘组件与银河系的数据是很好的协议，而球状体组件（其形成，我们只通过合并模型），这些偏移低相对于观测测量银河系的隆起。这是恒星形成历史狭窄的结果，恒星形成率相对较低。在我们的化学模型中，来自超新星的气体和能量的缓慢再循环对预测的恒星形成率具有重要影响，这些恒星形成率系统地低于相同物理模型中的相应速率，但具有瞬时再循环近似。在整体性质方面与我们银河系最为相似的晕也再现了银河系卫星平均金属丰度和光度之间的观测关系，尽管斜率略陡。
2014-09-29 astro-ph.GA
Barium abundance in the central part of the dSph Fornax galaxy
我们重新审视了矮球状天炉座星系中巨星样本中的钡丰度。非局部热力学平衡（NLTE）的合成被用来从两个Ba II线推导钡丰度。我们对钡的新的NLTE结果表明，在金属丰度从-1到-0.5的范围内，这种元素的丰度几乎与银河系的恒星相同。我们的结论是钡丰度在dSph天炉座星系的演变类似于银河系在相应的金属丰度水平的时代。
2017-10-13 astro-ph.GA
Metallicity gradients in the Milky Way
径向金属丰度梯度在银河系和其他几个螺旋星系的圆盘中被观测到。就银河系而言，许多天体都可以用来确定梯度，例如HII区、B星、造父变星、疏散星团和行星状星云。有几种元素可以被研究，例如光电离星云中的氧、硫、氖和氩，造父变星、疏散星团和恒星中的铁和其他元素。因此，从丰度梯度研究中推断出的观测特征数量非常大，因此，在过去几年中，它们已成为化学演化模型的主要观测约束之一。在本文中，我们提出了一些最近的观测证据的丰度梯度的基础上的几类对象。我们将集中讨论（i）梯度的大小，（ii）空间变化，（iii）丰度梯度随时间变化的证据。对最近的一些理论模型也给出了一些评论，试图突出他们的预测有关丰度梯度及其变化。
2009-11-19 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
Exploring the Evolution of Massive Clumps in Simulations that Reproduce the Observed Milky Way α-element Abundance Bimodality
本研究通过两种超新星反馈效率的银河系模拟追踪大质量恒星形成团块，揭示高α团块的性质、并合与迁移规律及其对厚盘形成的贡献。
2023-06-21 astro-ph.GA
The relationship between age, metallicity, and abundances for disk stars in a simulated Milky Way galaxy
对银河系低$α$盘的观测表明，在固定的金属丰度[Fe/H]下，几种元素丰度[X/Fe]与年龄相关，在年龄-[X/Fe]关系周围具有独特的斜率和小的分散。在这项研究中，我们转向模拟，以探索元素C，N，O，Mg，Si，S和Ca的年龄-[X/Fe]关系，这些元素在FIRE-2宇宙学放大模拟的银河系样星系m12 i中被追踪，并了解什么物理条件引起了观察到的年龄-[X/Fe]趋势。我们首先探索单年龄种群在其出生和当前位置的分布，[Fe/H]和[X/Fe]，并找到年龄< 7 Gyr的恒星由内向外径向生长的证据。然后，我们检查了年龄-[X/Fe]的关系在m12 i的磁盘，并发现，趋势的方向与观察，除了C，O和Ca，非常小的内在散射，$σ_{int}$（0.01-0.04 dex）。在模拟中测量的该$σ_{int}$也是金属度依赖性的，其中在[Fe/H]=-0.25 dex时$σ_{int}$ $\approx$ 0.025 dex，而在[Fe/H]=0 dex时$σ_{int}$ $\approx$ 0.015 dex，并且在GALAH调查中对于共同的元素观察到类似的金属度依赖性。此外，我们发现，$σ_{int}$是更高的内部星系，那里的恒星年龄较大，形成在化学均匀性较差的环境。年龄-[X/Fe]关系和它们周围的小散射表明，模拟捕获了与银河系中观察到的相似的化学富集变化，这是由于恒星在给定的出生…
2022-04-24 astro-ph.GA
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。
2018-10-22 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
The Distribution of Alpha Elements in Andromeda Dwarf Galaxies
我们目前的α铁丰度比的226个单独的红巨星在九个矮星系的仙女座（M31）卫星系统的分支恒星。丰度是从Keck/DEIMOS中等分辨率光谱中Mg、Si、Ca和Ti线的组合信号测量的。这构成了在M 31卫星系统中测量的第一个α丰度比的大样本。在我们的样本中的矮星系表现出各种各样的α丰度比，在每个星系的平均值范围从近似太阳（[α/Fe] ~ +0.0）α增强（[α/Fe] ~ +0.5）。这些变化与内部运动学、环境或恒星密度无关。我们确认径向梯度铁丰度的两个星系的五个有足够的数据（NGC 185和II）。只有初步的证据表明NGC 185中存在α丰度径向梯度。我们均匀地比较我们的结果，银河系经典矮椭球，发现证据的平均α丰度的变化范围更广。在没有化学丰度的M31恒星晕，我们比较银河系恒星晕。一个恒星晕组成的破坏M31卫星是太丰富的金属和不一致的银河系晕α丰度分布，即使只考虑卫星占主导地位的老恒星星族。M 31卫星群提供了第二个研究矮星系化学丰度的系统，并揭示了比银河系更广泛的丰度模式。
2014-06-02 astro-ph.GA
The case for high precision in elemental abundances of stars in the era of large spectroscopic surveys
一些对银河系恒星的大型光谱测量正在进行或正在计划中。在这种情况下，重要的是要讨论在何种程度上元素丰度可以用来作为区分不同的（已知和未知的）恒星星族在银河系。我们的目标是建立元素丰度的精度方面的要求，来自银河系的恒星星族的光谱调查，以检测元素丰度空间中有趣的子结构。我们提出了一个简单的关系，需要检测一个给定的子结构和测量精度的最小恒星数。结果与最近的小规模和大规模的研究，高精度和低精度，分别。大量的统计数据不能完全弥补丰度测量的低精度，每次调查都应仔细评估调查的主要科学驱动因素，并确保所选择的观测战略将产生回答所提出的问题所需的精度。
2013-04-26 astro-ph.GA
Supergiant GCIRS 22 in the Milky Way Nuclear Star Cluster: Revised alpha abundances
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Lund University（隆德大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；UCLA（加州大学洛杉矶分校）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
GCIRS 22的α元素丰度研究通过NLTE校正修正了先前结果，表明该区域的恒星形成可能由间歇性爆发或气体流入驱动。
2025-09-24 astro-ph.GA
Planetary nebulae in the inner Milky Way II: the Bulge-Disk transition
在这项工作中，行星状星云的样本位于内盘和凸起的银河系是为了找到银河系的距离，更好地分开这两个群体，从丰度的角度来看。统计距离尺度被用来研究整个磁盘隆起界面的丰度分布。用Kolmogorov-Smirnov检验找出这些区域的化学性质较好分离的距离。统计分析的结果表明，平均而言，内部种群的丰度低于外部种群。此外，对于$α$ -元素丰度，内部人口不遵循磁盘径向梯度朝向银河系中心。根据我们的研究结果，我们建议在1.5千秒差距的凸起磁盘接口，标志着星系的凸起和内盘之间的过渡，所定义的中间质量人口。
2011-01-17 astro-ph.GA
Abundances of Disk Planetary Nebulae in M31 and the Radial Oxygen Gradient
我们获得了M31星盘中16个行星状星云的光谱，并测定了He、N、O、Ne、S和Ar的丰度。在这里，我们提出的中位数丰度，并将它们与以前的M31 PN磁盘测量和PNE在银河系。我们还推导出了M31中的径向氧梯度，即使考虑到M31较大的盘尺度长度，它也比银河系中的径向氧梯度要浅。
2011-09-13 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Typhon Stellar Stream
我们提出了第一个高分辨率的化学丰度的七颗恒星在最近发现的高能流Typhon。台风星的远心点大于100 kpc，这是银河系非常遥远的恒星晕的第一张详细的化学照片。虽然样本量是有限的，我们发现台风的化学丰度更像一个矮星系比球状星团，显示金属丰度分散和不存在多个恒星星族。台风星显示增强的$α$ -元素丰度和增加的r-过程的丰度与金属丰度增加。高$α$丰度表明台风星的恒星形成时间很短，但这与遥远的银河系晕和延迟r过程富集的存在的预期不一致。如果台风的前身确实是一个新的矮星系，解释这种明显矛盾的可能方案包括增加台风轨道能量的动力学相互作用，提高[ $α$ /Fe]的增强晚期恒星形成的爆发，和/或另一个矮星系在进入银河系之前的群体预处理。或者，台风星可能是一个更大质量的破裂矮星系的高能尾巴，它通过动力学摩擦失去了能量。我们无法在银河系中清楚地识别出台风星的低能量祖先，但在宇宙学模拟中，70%的高远心恒星来自大型矮星系的高能量尾巴。Typhon令人惊讶的运动学和化学的结合，因此强调了在确定新的子结构的起源之前，需要充分表征已知子结构的动力学历史和详细丰度。
2022-10-03 astro-ph.GA
Exploring the production and depletion of lithium in the Milky Way stellar disk
[摘要]我们确定了锂丰度的714个F和G矮星，关闭，和太阳附近的亚巨星的样本进行了充分研究。分析是基于线合成的锂线在6707欧姆的高分辨率和高信噪比阶梯光谱，获得与MIKE，FEROS，SOFIN，UVES和FIES摄谱仪。所呈现的Li丰度针对非LTE效应进行了校正。在714颗恒星的样本中，我们能够确定420颗恒星的Li丰度和另外121颗恒星的Li丰度上限。其中18颗具有明确锂丰度的恒星被列为系外行星的宿主恒星。我们的主要发现是，有没有签名的锂生产厚盘，但锂丰度相同的有效温度的恒星是独立的金属丰度的恒星，可以与银河系厚盘。然而，在薄盘中可以看到显着的Li生产，朝着超太阳金属丰度稳步增加。然而，在最高金属丰度（[Fe/H]~+0.3）附近，我们初步证实了最近发现的Li丰度趋于稳定。因此，我们反驳了最近在其他研究中发现，李也产生在厚盘。这可能是由于化学定义的选择标准，这些研究用来定义他们的厚磁盘样本。我们在这里使用的年龄标准，产生了一个厚盘恒星样本，薄盘恒星的污染要少得多，因此更可靠的丰度趋势。[摘要]可以得出的结论是，相对于原始丰度，在银河系的最初几十亿年中没有发生显着的锂生产，这一时代与厚盘的形成和演化相吻合。[删节]
2018-04-19 astro-ph.GA
3D elemental abundances of stars at formation across the histories of Milky Way-mass galaxies in the FIRE simulations
我们表征了[Fe/H]，[Mg/H]和[Mg/Fe]在恒星形成时的3-D空间变化，在FIRE-2模拟中跨越11个模拟的银河系（MW）和M31质量星系，以告知化学标记的初始条件。星系内[Fe/H]的总体散射随时间而减少，直到$\approx 7$ Gyr前，之后它增加到今天：这是由于方位角散射的减少和径向梯度随时间的变化而变陡之间的竞争。径向梯度通常为负，并且随着时间的推移从最初平坦的梯度$\gtrsim 12$ Gyr ago变陡。现今丰度梯度的强度与盘何时“稳定”无关;相反，它与星系内的径向速度色散最相关。方位角变化的强度几乎与半径无关，360度散射随时间减小，从$t_{\rm lb} = 11.6$ Gyr的$\lesssim 0.17$ dex减小到目前的$\sim 0.04$ dex。因此，在$t_{\rm lb} \gtrsim 8$ Gyr的恒星形成在一个主要是方位角散射丰度盘。所有的恒星都形成于一个垂直均匀的盘中，$Δ$ [Fe/H] $\leq 0.02$ dex在银河系中平面的$1$ kpc内，除了在$z \sim 0$的$\approx 4$ kpc内的年轻恒星。这些结果一般同意我们以前的分析气相元素丰度，这加强了宇宙盘演化和方位角散射的恒星化学标记的背景下的重要性。我们提供分析适合我们的结果用于化学标记分析。
2022-06-09 astro-ph.GA
2-process Model and Residual Abundance Analysis of the Milky Way Massive Satellites
本研究利用2-process模型拟合银河系与人马座矮星系，预测并分析银河系五个大质量卫星星系14种元素的丰度残差，发现该模型能准确刻画卫星星系丰度模式，但矮星系卫星与银河系盘存在系统性差异，可能源于原始气体流入稀释。
2024-08-19 astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA 0.02"-resolution observations reveal HCN-abundance-enhanced counter-rotating and outflowing dense molecular gas at the NGC 1068 nucleus
利用ALMA ~0.02”分辨力观测方法，在HCN/HCO+/HNC J=3-2谱线、13 C同位素谱线和振动激发谱线上，对邻近的2型活动星系核NGC 1068（~14 Mpc）的核进行了观测，详细研究了质量吸积超大质量黑洞周围尘埃分子环中致密分子气体的形态学、动力学、化学和物理性质.我们确认几乎东西方向的致密分子气体排放的形态和动力学，我们认为这是来自环面。明亮的发射是紧凑的（<3 pc），低表面亮度发射延伸到5-7 pc。这些致密的分子气体性质在东西环之间是不对称的。在~7 pc的环面区域内，HCN J=3 - 2的发射比HCO+ J=3-2的发射更强，估计其致密分子质量为（0.4-1.0）x10^6Msun。我们解释说，HCN的丰度增强的环面。我们检测到的外流致密分子气体和振动激发HCN J=3-2线的签名。最后，我们发现在环的最里面（<1 pc）部分，稠密分子线的旋转速度相对于系统速度是相反的，在环的外部（>2 pc），无论是在东部还是西部。我们更喜欢一个方案的反向旋转致密分子气体与最内部的几乎开普勒旋转和外部缓慢旋转（远低于开普勒）组件。我们的高空间分辨率的稠密分子线数据显示，NGC 1068的环面性质比经典活动星系核统一范式中简单的轴对称旋转环面图像复杂得多。
2020-08-18 astro-ph.GA
Search for Interstellar LiH in the Milky Way
我们报告的结果，灵敏的搜索443.952902 GHz的$J=1-0$过渡的LiH分子向两个星际云在银河系中，W49 N和Sgr B2（主），已进行了使用阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜。在W49 N方向获得的结果将LiH丰度的上限$1.9 \times 10^{-11}\, (3σ)$（$N({\rm LiH})/N({\rm H}_2)$）置于前景中，扩散分子云沿着视线到达W49 N，相当于太阳系锂丰度的0.5%。那些朝向Sgr B2（Main）获得的数据将$N({\rm LiH})/N({\rm H}_2) < 3.6 \times 10^{-13} \,(3σ)$的丰度限制在Sgr B2云本身内的致密气体中。这些限值远小于先前报告的$z=0.685$吸收剂对B0218+357的LiH试探性检测所暗示的限值。
2017-02-10 astro-ph.GA
Detailed abundance analysis of globular clusters in the Local Group: NGC 147, NGC 6822, and Messier 33
我们提出了新的丰度测量11 GC在本星系群星系NGC 147，NGC 6822，和梅西耶33。这些都与先前发表的观测四个GC在天炉座和WLM星系。丰度是通过分析Keck I望远镜上的HIRES和VLT上的UVES获得的积分光谱确定的。我们发现[Fe/H]<-1.5的星系团都有与银河系GC相同水平的α增强。它们的钠丰度也普遍增强相对于银河系晕星，这表明这些河外GC类似于他们的银河系对应物中含有显着分数的富钠恒星。当[Fe/H]>-1.5时，M33中的GC也是α增强的，而属于矮星系（NGC 6822 SC 7和天炉座4）的GC具有更接近太阳尺度的α元素丰度，因此模仿了在附近矮星系的场星中观察到的丰度趋势。SC 7中的丰度模式与银河系GC Ruprecht 106中的丰度模式非常相似，包括显着的亚太阳[Na/Fe]和[Ni/Fe]比。在NGC 147中，[Fe/H]<-2.0的GC约占相同金属丰度范围内恒星总光度的6%，比先前在天炉座和WLM星系中发现的比例低，但大大高于银河系晕。
2018-01-15 astro-ph.GA
The Milky Way's circular velocity curve measured using element abundance gradients
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Surrey（萨里大学）；New York University（纽约大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过分析元素丰度梯度，研究者利用恒星运动学数据测量银河系环形速度曲线及Oort常数。
2026-01-26 astro-ph.GA
An old, metal-rich accreted stellar component in the Milky Way stellar disk
我们研究的可能性，银河系的冷恒星盘包括合并与古老的恒星。星系团被认为是以等级的方式形成的，在那里较小的（原）星系合并成较大的星系。星系中的恒星，如银河系，在它们的运动和元素丰度中包含了过去事件的痕迹，可以用来从主星系中形成的恒星中分离合并残留物。银河系的合并历史通常被理解为在恒星晕中特别容易研究。欧空局天体测量卫星盖亚的出现使人们能够探测到光环中的全新结构，如盖亚-土卫二-香肠。然而，模拟也表明，合并可能对冷恒星盘的形成很重要。结合元素丰度的100个巨大的分支恒星从APOGEE DR 17和盖亚的天体测量数据，我们使用元素丰度比找到一个迄今为止未知的，旧的恒星组成部分在银河系的冷恒星盘。我们进一步确定了一个小样本的RR天琴座变量与磁盘运动学，也显示出相同的化学签名吸积红巨星在磁盘。这些恒星使我们能够确定吸积成分中恒星的年代。我们发现它们都是老的。
2022-06-08 astro-ph.GA
