Chemical Abundances in Active Galaxies
斯隆数字巡天（SDSS）已被证明是了解本宇宙中恒星形成星系的物理性质和化学组成的强大资源。活动星系核（AGN）的SDSS人口仍然是在这方面探索较少。为了将SDSS中的\ion{H}{ii}区域的严格研究扩展到AGN，我们调整了用于计算AGN窄线区域（NLR）的直接方法化学丰度的方法。通过解释氚离子化的氧，我们能够更完整地估计总的氧丰度。我们发现，由于碰撞冷却金属的电子温度和氧丰度之间的强相关性。此外，我们发现活动星系核中的氮和氧丰度是强相关的。从金属的温度关系和氮和氧丰度的耦合，我们开发了一种新的，经验和物理动机的方法来确定化学丰度的强发射线中常用的通量比诊断图（BPT图）。我们的方法，AGN减少到一个单一的方程的基础上的BPT线比，一贯恢复直接方法丰度超过1.5德克斯范围内的氧丰度与均方根的不确定性为0.18德克斯。我们已经确定了数以千计的活动星系核在SDSS的金属丰度，并在此过程中发现了电离相关的塞弗特和LINER星系的星系核。
2020-06-01 astro-ph.GA
Cumulative Oxygen Abundances of Spiral Galaxies
研究螺旋星系的全球演化需要确定它们的整体化学成分。然而，由于螺旋往往具有梯度的化学成分，确定其总体化学丰度构成了挑战。在这项研究中，建立了一个新提出的方法来确定磁盘的整体氧丰度的框架。通过分别整合的绝对量的氢和氧的大半径，累积的氧丰度接近一个渐近值。通过这种方式，揭示了磁盘整体化学状态的可靠说明。
2012-04-08 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
Chemical Abundances of new member stars in the Tucana II dwarf galaxy
利用6.5 m麦哲伦-克莱望远镜上的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱，对Tucana II超暗矮星系（UFD）中7颗金属丰度从[Fe/H]= $-$ 3.3到[Fe/H] = $-$ 2.4的恒星进行了化学丰度测量。对于三颗恒星，我们首次提供了详细的化学丰度。其中两颗恒星是新发现的杜鹃座II的成员，并从SkyMapper望远镜拍摄的杜鹃座II UFD的深窄带测光中被选为可能的成员。这一结果表明，光度识别矮星系系统的化学成分的基础上的成员的潜力。其中一颗新星是从Walker et al.（2016）的成员星表中选出的。我们样本中的其他四颗恒星在额外的观测之后已经重新分析。总的来说，六颗恒星的化学丰度是UFD恒星星族的特征。第七颗恒星的化学丰度与其他杜鹃座II成员不同，并且锶丰度比典型的UFD恒星高。虽然不太可能，但它的锶丰度增加了它可能是一颗前景贫金属晕星的可能性，其系统速度与图卡纳II相同。如果我们把这颗恒星排除在外，图卡纳II将满足成为幸存的第一个星系的标准。否则，这颗恒星意味着Tucana II可能经历了某种程度的化学演化。
2018-04-25 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
Two faces of Gaia-Sausage-Enceladus: Mining the chemical abundance space with graph attention networks
INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；INAF - IASF-Milano（意大利国家天体物理研究所米兰天文物理研究所）；University of Birmingham（伯明翰大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
本文利用高维化学丰度数据和图注意力网络，揭示银河系银晕中两个化学特征显著的子结构，通过分析化学丰度、能量和角动量分布，提出简单的吞噬模型解释两个化学不同的星团。
2026-02-02 astro-ph.GA
Chemical abundances of field halo stars -- Implications for the building blocks of the Milky Way
我想回顾最近的努力，详细的化学丰度测量现场银河系晕星。由于距离太阳高达数千秒差距的宽视场光谱测量的出现，具有详细化学测量的场晕星的大样本正在不断扩大。化学信息和全六维相空间信息的结合，现在被认为是一个强大的工具，以确定宇宙吸积事件，已经建立了相当大的一部分，现在的恒星晕。未来的观测前景与宽场光谱调查和理论前景与超新星核合成产额进行了讨论。
2019-08-26 astro-ph.GA
Peculiarities of the chemical abundance distribution in galaxies NGC 3963 and NGC 7292
用斯滕伯格天文研究所高加索山天文台的2.5米望远镜，使用色散为1埃/像素、光谱分辨率为3埃的瞬态双光束摄谱仪，对旋涡星系NGC 3963和棒条不规则星系NGC 7292中的32个HII区进行了光谱观测。利用这些观测数据，通过现代强线方法估算了HII区的氧、氮丰度和电子温度。一般来说，这些星系都具有类似光度、大小和形态的恒星系统所特有的氧和氮丰度。然而，我们发现了一些特殊的化学丰度分布在这两个星系。NGC 3963南旋臂的扭曲外段显示出过量的氧和氮丰度。NGC 7292的化学元素丰度是恒定的，不依赖于银河系的距离。这些特性可以用NGC 3963的外部气体吸积和NGC 7292的主要合并来解释。
2021-05-13 astro-ph.GA
High-precision chemical abundances of Galactic building blocks. The distinct chemical abundance sequence of Sequoia
本文通过高精度差分丰度分析刻画银河系逆行子结构 Sequoia 的化学性质，发现其多项元素丰度比显著低于 Gaia-Enceladus，表明其在更低金属丰度下受 Ia 型超新星影响，并证明其可被化学区分。
2023-07-06 astro-ph.GA
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: II. Precision Cluster Abundances for APOGEE using SDSS DR14
疏散星团化学丰度和绘图（OCCAM）调查的目的是为数百个疏散星团产生一个全面的，统一的，基于红外光谱的数据集，并从这个样本中限制关键的银河系动力学和化学参数。这是OCCAM巡天的第二个贡献，利用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）和欧空局盖亚的斯隆数字巡天数据第14版（SDSS/DR 14）数据，分析了19个疏散星团中259颗成员星的[Fe/H]测定值。该分析包括R_{GC}范围为7至13 kpc的簇，测量到[Fe/H]梯度为-0.061 \pm 0.004 dex/kpc。我们还证实了α元素（[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Si/Fe]）存在显著正梯度的证据，并提出了铁峰元素（[Mn/Fe]和[Ni/Fe]）存在显著负梯度的证据。
2018-07-25 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
The Open Cluster Chemical Abundances from Spanish Observatories survey (OCCASO)
我们提出的动机，设计和当前状态的疏散星团化学丰度从西班牙天文台调查（OCCASO）。利用西班牙天文台现有的高分辨率光谱设备，该中心将从20至25个年龄大于0.5 Gyr的疏散星团的样本中得出化学丰度。这个样本将用于详细研究银河系盘的形成和演化，使用疏散星团作为示踪剂。
2014-12-11 astro-ph.GA
The RAVE harvest: from the relation between abundances and kinematic of the Milky Way stars to tools for the abundance analysis of the spectra
RAVE是银河系的光谱调查，收集了银河系附近恒星的500，000多个恒星光谱。RAVE集团分析了这些光谱，以获得径向速度、恒星参数和化学丰度。这些数据，加上空间和运动学信息，如位置，自行和距离估计，使RAVE数据库成为银河系考古学的丰富来源。我目前的化学运动学的关系和化学梯度在银河系盘使用RAVE数据的最新调查，并比较我们的结果与贝桑松模型。我还介绍了代码空间，RAVE化学管道的演变，它集成了恒星参数和化学丰度的测量在一个单一的过程。
2013-09-25 astro-ph.GA
Detailed chemical abundances of distant RR Lyrae stars in the Virgo Stellar Stream
我们提出了第一个详细的化学丰度遥远的RR天琴座恒星成员的室女座恒星流（VSS），来自X-射手中分辨率光谱。从碳到钡的16种元素已经在6颗VSS RR天琴座恒星中测量，采样了所有主要的核合成通道。这是第一次，我们将能够详细地比较VSS祖与本群矮球状星系（LG dSph）的化学演化，以及一个光滑的晕。
2016-03-23 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
Beyond the two-infall model I. Indications for a recent gas infall with Gaia DR3 chemical abundances
最近的盖亚数据发布3（DR 3）代表了银河考古学的一场无与伦比的革命，为我们提供了数百万颗恒星的无数径向速度化学丰度，并覆盖了整个天空。我们提出了一个新的化学演化模型的银河系盘组件（高，低- $α$序列星），旨在重现新的丰度比提供的GSP-spec模块的盖亚DR 3，也限制了详细的恒星形成历史的厚和薄盘星推断从以前的盖亚版本。基于以前的盖亚版本的复杂建模发现了最近推断的增强SF的狭窄情节的证据。此外，盖亚DR 3还强调了年轻（大质量）低$α$盘星的存在，这些星显示了最近几种元素的化学增重的证据。因此，在这项研究中，我们比较盖亚DR 3的化学丰度与预测的三个下降的化学演化模型的高和低的$α$组件。所提出的三次化学演化模型很好地再现了Gaia DR 3星在不同年龄仓中$α$元素丰度比[X/Fe]与[M/H]（X=Mg，Si，Ca，Ti，$α$）的主要特征.此外，最近的一次气体注入--在$\sim$ 2.7 Gyr前开始--使我们能够很好地预测盖亚DR 3年轻的人口，他们最近经历了一次化学物质的破坏。
2022-12-13 astro-ph.GA
Chemical abundances of photoionized nebulae in the Local Group
光电离星云基本上包括HII区和行星状星云，它们的丰度为研究其宿主星系的核合成和化学演化提供了重要线索。目前有大量关于这些天体的数据，特别是元素He和N，它们受到中等质量恒星演化的强烈影响，以及O，Ne，S和Ar，它们基本上是在较大质量的恒星中合成的。这些元素在几个系统中的本地组的丰度进行了讨论的距离无关的相关性的基础上。
2016-12-14 astro-ph.GA
Chemical abundances of the Milky Way thick disk and stellar halo II.: sodium, iron-peak and neutron-capture elements
本文对97颗运动学选择的厚盘星、内晕星和外晕星进行了钠、铁峰和中子俘获元素的化学丰度分析，金属丰度为-3.3<[Fe/H]<-0.5。本研究的主要目的是研究属于这些旧银河系组成部分的贫金属恒星之间的化学相似性和差异，作为确定其早期化学动力学演化的线索。在我们之前的论文中，我们通过基于Subaru/HDS获得的高分辨率（R~50000）光谱进行一维LTE丰度分析，获得了α元素的丰度。在本文中，进行了类似的分析，以确定另外17种元素的丰度。结果表明，在金属丰度低于[Fe/H]-2的情况下，厚盘、内晕和外晕子样品中许多元素的丰度比基本相似。相比之下，在较高的金属丰度（[Fe/H]>-1.5），在三个子样本之间的一些丰度比的差异被确定。具体而言，[Na/Fe]，[Ni/Fe]，[Cu/Fe]，[Zn/Fe]比值的内部和外部晕子样品被发现低于那些在厚盘子样品。与我们以前的论文中观察到的[Mg/Fe]相比，[Eu/Fe]比在两个晕子样品中比在厚盘子样品中更增强。在厚盘和内/外晕子样品之间观察到的某些元素的明显化学丰度（[Fe/H]>-1.5）支持了这些组分通过不同机制形成的假设。特别是，我们的研究结果有利于这样的情况下，形成的内部和外部的光环组件通过组装的多个祖系统，经历了不同程度的化学富集，而厚盘通过快速恒星形成与有效的混合化学元素。
2013-06-05 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
Measuring chemical abundances in AGN from infrared nebular lines: HII-CHI-Mistry-IR for AGN
未来和正在进行的红外和射电天文台（例如JWST、METIS或ALMA）将使星系的静止框架红外光谱数据量增加几个数量级。虽然基于光学观测的ISM的化学成分的研究已经广泛传播了几十年的SFG，最近，AGN，类似的研究需要使用IR数据进行。这种机制在活动星系核的情况下特别有用，因为它受温度和尘埃消光的影响较小，可以追踪更高的离子种类，还可以提供对化学丰度比N/O的可靠估计。我们提出了一个新的工具的基础上贝叶斯的方法来估计化学丰度的红外线发射线在活动星系核。我们使用了一个58个活动星系核的红外光谱数据，从文献中检索，以探讨我们的方法的有效性。我们的样品中的红外线的基础上的化学丰度的估计随后与来自相同对象中的光学发射线的相应的丰度进行比较。HII-CHI-Mistry-IR利用光电离模型，其特征在于化学丰度比O/H和N/O和电离参数$U$，比较它们预测的发射线通量与一组观测值。该代码使用对上述自由参数敏感的特定发射线比，而不是匹配单个发射线。我们报告主要是太阳和太阳下的O/H在我们的样本AGN的核区域的丰度，而N/O集群太阳值。我们发现来自IR和光学发射线的化学丰度之间的差异，是后者高于前者。这种差异，也报告了以前的研究组成的ISM活动星系核的红外观测，是独立的气体密度或入射辐射场的气体。
2022-07-18 astro-ph.GA
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs-III. Reducing the oxygen abundance discrepancy
我们调查之间的差异氧丰度估计窄线区域（NLR）的活动星系核（AGN）型Seyfert 2通过使用电子温度的直接估计（Te-方法）和那些通过使用光电离模型。鉴于此，我们用Cloudy程序建立了详细的光电离模型，重现了Seyfert 2核在光学范围（3000 < λ（λ）< 7000）内的观测发射线比。我们发现，推导出的差异主要是由于不适当的使用之间的关系的低（t2）和高（t3）电离气体区的H II区域的AGN化学丰度的研究。利用光电离模型网格，我们推导出一个新的表达式为t2的函数t3有效的塞弗特2核。在基于Te方法的活动星系核O/H丰度估算中使用这个新的表达式产生的O/H丰度比详细的光电离模型得到的O/H丰度略低（约0.2dex）。我们还发现，新的形式主义的Te-方法减少了约0.4德克斯的O/H之间的差异从强发射线校准和来自直接估计的丰度。
2020-06-16 astro-ph.GA
All quiet in the outer halo: chemical abundances in the globular cluster Pal 3
外晕中的球状星团是研究银河系恒星晕组成和起源的重要探针。目的：我们推导出红巨星的化学元素丰度比属于远程（R~90千秒差距）GC 103和比较我们的测量的红巨星在内部和外部晕GCs。研究方法：从高分辨率光谱的四个红巨星，获得与麦哲伦/MIKE摄谱仪在适度高的S/N，我们推导出25 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度。这些丰度比证实了共同添加低S/N HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支。结果如下：M13显示出α增强的丰度模式，它的Fe峰和中子俘获元素比率与晕场星和具有相同金属丰度的代表性内晕GC（如M13）中发现的完全一致。重元素的形成似乎受r-过程核合成的控制。我们有限的样本并没有显示出任何显着的恒星之间的丰度变化，在这个集群，虽然一个弱的Na-O反相关不能排除由目前的数据。结论：因此，G33看起来像是一个原型GC，其丰度比与矮球状恒星不同，排除了与这种外部系统的直接联系。这一结论是强调缺乏显着的丰度分布在此GC，在矮星系中看到的广泛的丰度分布。银河系外晕和内晕的GC在化学上似乎是同时代演化的，经历了类似的富集历史。
2009-08-18 astro-ph.GA
CHAOS VII: A Large-Scale Direct Abundance Study in M33
化学丰度的分散对驱动星系化学富集的过程提供了非常强的约束。由于螺旋星系M33的距离很近，它一直是许多化学丰度调查的焦点，以研究大空间尺度上的化学丰度富集和分散。螺旋的化学丰度（CHAOS）项目用大双筒望远镜（LBT）观测了M33中的$\sim$ 100 H II区域，产生了该星系中最大的电子温度（T $_e$）和直接丰度的均匀样本。我们的LBT观测产生了$-$ 0.037 $\pm$ 0.007 dex/kpc的稳健氧丰度梯度，并表明相对于该梯度，氧丰度的固有分散相对较小（0.043 $\pm$ 0.015 dex）。在N/H和N/O的分散体是类似的小和相对于O的Ne，S，Cl和Ar的丰度是一致的太阳能比预期的$α$过程或$α$过程依赖的元素。总之，M33中的ISM是化学混合良好的，从内到外均匀富集，没有证据表明在银河系的给定半径处存在显着的丰度变化。我们的研究结果进行了比较，在文献中的众多研究，我们讨论了可能的污染源，可以膨胀丰度分散测量。重要的是，如果丰度来自单个T $_e$测量，并且依赖T $_e$ -T $_e$关系来推断未测量电离区中的温度，则这可能导致系统偏差，其将测量的分散度增加至0.11 dex。
2022-09-08 astro-ph.GA
Detailed Chemical Abundances of Star Clusters in the Large Magellanic Cloud
利用Magellan Baade望远镜上的Magellan Echelle摄谱仪获得的积分光光谱观测数据，我们首次获得了大麦云（LMC）中三个星团NGC 1831（4.36亿+/-2200万年）、NGC 1856（3.50亿+/-1800万年）和[SL 63]268（1.23亿+/-6200万年）的详细化学丰度。我们导出了三个团簇的[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Ti/Fe]、[Ca/Fe]、[Ni/Fe]、[Mn/Fe]、[Cr/Fe]和[Na/Fe]。总的来说，我们的研究结果与文献中获得的LMC丰度以及详细的化学演化模型预测的结果相匹配。对于团簇NGC 1831和NGC 1856，与[Ca/Fe]和[Ti/Fe]相比，[Mg/Fe]比似乎略微贫化。这可能暗示了在几个银河系球状星团中观察到的众所周知的镁铝丰度反相关性。然而，我们注意到，需要更高的信噪比观测来证实这种情况，特别是对于NGC 1831。我们还发现，与LMC场星相比，星团[SL 63]268的积分光[Na/Fe]比略有增强，可能支持星团内丰度变化的情况。我们强调，需要对这些LMC星团中的单个恒星进行详细的丰度分析，以确认是否存在MSP。
2022-03-22 astro-ph.GA
The Galactic inner spiral arms revealed by the Gaia ESO Survey chemical abundances. Metallicity and [Mg/Fe] ratios
本研究利用Gaia-ESO Survey化学丰度数据首次通过[Fe/H]增强和[Mg/Fe]低丰度模式揭示银河系内旋臂（盾牌臂与人马臂）及其支线和子结构，并与二维化学演化模型相互印证，为内银河系结构研究提供了新视角。
2025-04-23 astro-ph.GA
How galaxies form: Mass assembly from chemical abundances in the era of large surveys
恒星大气层中的化学丰度提供了关于恒星形成气体的独特信息，并且，对绝大多数恒星来说并不重要的模过程，例如近距离双星系统中的质量转移，在恒星的生命中是保守的。几十年来，化学和运动学之间的相关性一直被用来追踪银河系的动力学演化。我讨论它应该是如何可能的，以完善和扩展这样的分析，提供计划中的大规模深成像调查匹配光谱调查。
2009-12-10 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
Identifying Sagittarius Stream Stars By Their APOGEE Chemical Abundance Signatures
SDSS-IV Apache Point Observatory星系演化Experiment（APOGEE）巡天提供了分布在银河系大部分地区的$\sim$ 176，000颗红巨星的18种化学元素的精确化学丰度，并包括对人马座矮球状星系（Sgr）核心的观测。Sgr的APOGEE化学丰度模式表明，它在大多数化学元素中与MW在化学上不同。我们采用\emph{k}均值聚类算法对由[（C+N）/Fe]、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Mn/Fe]和[Ni/Fe]定义的6维化学空间进行聚类，以识别APOGEE样本中具有类Sgr化学丰度的62 MW恒星。在这62颗恒星中，有35颗的\emph{Gaia}运动学和位置与Sgr流的\emph{N}天体模拟所预测的一致，它们很可能是在最近两次近心通道（$<$ 2 Gyr前）中从Sgr剥离出来的恒星。62颗恒星中的另外20颗恒星的化学丰度与Sgr流星无法区分，但它们的轨道高度偏心，平均$r_{\rm apo} \sim $为25 kpc。这些恒星很可能是被认为是8-11 Gyr前与MW单独合并的结果的“吸积”晕群。我们还发现了一个超高速恒星候选者。我们的结论是，Sgr富集到[Fe/H] $\sim$ -0.2之前，其最近的近中心通道。如果“吸积晕"是由一个主要的吸积事件产生的，那么这个祖先星系至少富集到[Fe/H] $\sim$-0.6，…
2019-01-14 astro-ph.GA
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: V. Chemical Abundances of CTIO/Hydra Clusters using The Cannon
疏散星团是银河系演化的重要化学和年龄示踪物。虽然疏散星团对星系演化提供了重要的限制，但由于不同研究在测量丰度方面的差异，它们的使用受到了限制。我们使用Cannon分析了58个疏散星团中巨星的中等分辨率（R~19，000）CTIO/Hydra光谱，确定了[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Al/Fe]和[O/Fe]。这项工作增加了一个额外的55个主要是南半球的疏散星团校准到SDSS/APOGEE DR 16金属丰度系统。这种统一的分析相比，以前的研究[Fe/H]测量的23个集群，我们提出的光谱金属丰度为35疏散星团的第一次。
2022-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundances in M31: Alpha and Iron Element Abundances from Low-Resolution Resolved Stellar Spectroscopy in the Stellar Halo
[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的测量可以探测星系的次要合并历史，提供了一种直接的方法来测试分级组装范式。虽然[ $α$ /Fe]的测量已经在银河系的恒星晕中进行，但对M31恒星晕中详细的化学丰度知之甚少。为了在现有望远镜上取得进展，我们将光谱合成应用于低分辨率DEIMOS光谱学（R $\sim$ 2500，7000埃），跨越宽光谱范围（4500埃，$<$ $λ$ $<$ 9100埃）。通过将我们的技术应用于5 MW球状星团中170颗巨星的低分辨率光谱，我们证明了我们的技术再现了以前的高分辨率光谱测量。基于组合星团样本中单个恒星在[Fe/H]和[$α$ /Fe]中的本征色散，我们估计了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的系统不确定度分别为$\sim$ 0.11 dex和$\sim$ 0.09 dex。我们将我们的方法应用于M31平滑晕中11颗红巨星分支恒星的深，低分辨率光谱，与DEIMOS中等分辨率光谱相比，在相同的曝光时间和条件下，每个光谱分辨率元素的信噪比更高。对于我们的样品，我们发现$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$ = 0.49 $\pm$ 0.29 dex和$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = 1.59 $\pm$ 0.56 dex。这意味着-很像银河系-M31的平滑晕很可能是由破裂的矮星系组成的，这些矮星系的恒星形成历史被…
2019-06-05 astro-ph.GA
The Most Metal-Poor Stars. II. Chemical Abundances of 190 Metal-Poor Stars Including 10 New Stars With [Fe/H] < -3.5
本文对190颗贫金属星系晕星（38个计划对象和152个文献对象）的16种元素进行了均匀化学丰度分析。该样本包括171颗[Fe/H]<-2.5的恒星，其中86颗是极贫金属的，[Fe/H]<-3.0。我们的程序恒星包括10个[Fe/H]<-3.5的新对象。我们确定了一个“正常”的贫金属恒星样本，并测量了[X/Fe]和[Fe/H]之间的趋势，以及这个样本的平均趋势的分散度。使用这一平均趋势，我们确定的对象是化学特殊的相对于“正常”的恒星在相同的金属丰度。这些化学性质不寻常的恒星包括没有CEMP的天体，一颗恒星的[Si/Fe]高，另一颗的[Ba/Sr]高，还有一颗的[X/Fe]异常低，所有元素都比Na重。Sr和Ba的丰度表明，可能有两个核合成过程在最低的金属丰度是不同的主要r-过程。最后，对于许多元素，我们发现[X/Fe]与Teff之间存在显著趋势，这可能反映了非LTE和/或3D效应。这种趋势表明，在使用贫金属恒星的丰度测量来限制化学演化和/或核合成预测时，必须小心。
2012-08-15 astro-ph.GA
The HIFI spectral survey of AFGL 2591 (CHESS). III. Chemical structure of the protostellar envelope
我们的目标是了解AFGL 2591丰富的化学成分，这是一个典型的孤立的高质量恒星形成区。基于HIFI和JCMT数据，使用蒙特卡罗辐射转移程序RATRAN推导出AFGL 2591原恒星包层中发现的物质的分子丰度，假设丰度分布为常数值或一维阶梯式径向轮廓。重建的一维丰度与时间相关的气体-颗粒化学模型的结果进行了比较，考虑到年龄为10，000 ~ 50，000年，宇宙射线电离率为0.5 ~ 50倍10^-16 s^-1，大小均匀的0.1 ~ 1微米尘埃颗粒，尘埃/气体比为1%，以及几组初始分子丰度与C/O <1 and >1。恒定丰度模型对CO、CN、CS、HCO+、H2 CO、N2 H+、C2 H、NO、OCS、OH、H2 CS、O、C、C+和CH的数据拟合良好。在100 K下具有丰度跳跃的模型对NH3、SO、SO2、H2S、H2O、HCl和CH 3OH的数据拟合良好。对于HCN和HNC，最好的模型在230 K处有丰度跃变.时间依赖的化学模型可以准确地解释这24个物种中的15个的丰度分布。HCO+、NH3和H2O等关键物种的跳跃式径向分布与时间依赖性化学建模的结果一致。最佳拟合模型的化学年龄为10-50 kyr，太阳碳氧比为0.44，宇宙射线电离率为5 x 10^-17 s^-1;颗粒特性和外部紫外线强度对计算的化学结构影响不大。因此，我们表明，简单的常数或跳跃样的丰度配置文件同意与时…
2014-12-18 astro-ph.GA
Extragalactic archaeology with the C, N, and O chemical abundances
我们预测如何C，N和O丰度的星际介质内的星系演化的星系恒星形成历史（SFH）的功能。我们采用流体动力学宇宙学模拟，重点是三个恒星形成盘星系不同的SFH。通过假设失败的超新星，我们可以预测的气相N/O-O/H丰度图的增加趋势，这是没有在我们以前的模拟没有失败的超新星。在高红移，相反的经典化学演化模型与瞬时混合近似的预测，我们发现几乎平坦的趋势，在N/O-O/H图，这是由于中等质量的恒星的贡献，以及不均匀的化学富集。最后，我们还预测，平均N/O和C/O稳步增加的时间的函数，而平均C/N下降，由于质量和金属丰度的渐近巨星分支恒星的产量的依赖，这种变化是更显着的更激烈的恒星形成插曲。我们对CNO丰度演化的预测可用于利用詹姆斯·韦伯空间望远镜研究盘星系的SFH。
2018-02-09 astro-ph.GA
CASBI -- Chemical Abundance Simulation-Based Inference for Galactic Archeology
针对准确测量被吸积星系性质以解开银河系形成历史的难题，本文提出CASBI流水线，基于模拟基推断和星系质量-金属丰度关系，利用恒星光环恒星多维化学丰度恢复星系组成单元性质，在类银河系模拟中实现准确推断。
2024-11-26 astro-ph.GA
Galactic chemical evolution: the observational side
在这篇评论中，我概述了化学演化的一些想法，必要的了解星系的演化测量元素丰度比。然后讨论了本群矮星系和球状星团欧米茄的大量研究结果。我提出了一个定性的情况下，长期的化学富集在一个漏水的盒子，可以解释在这些系统中观察到的丰度比。由于篇幅所限，无法对这一广阔领域进行全面的评述，因此我将讨论范围限制在矮星系。
2010-11-23 astro-ph.GA
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: IV. Abundances for 128 Open Clusters using SDSS/APOGEE DR16
疏散星团化学丰度和绘图（OCCAM）调查的目的是通过构建一个大型，全面，统一，红外光谱数据集的数百个疏散星团限制关键的银河系动力学和化学演化参数。这是OCCAM巡天的第四个贡献，它使用SDSS/APOGEE DR 16对128个疏散星团的样本进行了分析，其中71个我们根据它们的色星等图的外观指定为“高质量”。我们发现APOGEE DR 16衍生的[Fe/H]丰度与以前的高分辨率光谱疏散星团丰度研究是很好的协议。使用高质量的样品，我们测量了银河系中16种元素的丰度梯度，并发现了一些[X/Fe]梯度随年龄的变化。我们发现在$6 <$ R_GC $< 13.9$ kpc的范围内，银河系[Fe/H]与R_GC的总梯度为$-0.068 \pm 0.001$ dex kpc $^{-1}$;然而，我们注意到这个结果对所使用的距离目录很敏感，变化高达15%。我们正式推导出的[Fe/H]丰度梯度作为一个自由参数的梯度拟合的第一次突破的位置。我们还测量了O，Mg，S，Ca，Mn，Cr，Cu，Na，Al和K的显着银河系梯度，其中一些是第一次测量。我们的大样本使我们能够探索四个人口稠密的年龄箱，探索大量元素的梯度的时间演化，并评论可能对银河系化学演化和径向迁移的影响。
2020-02-20 astro-ph.GA
Chemical Evolution of R-process Elements in Stars (CERES). I. Stellar parameters and chemical abundances from Na to Zr
目的。恒星中R过程元素的化学演化（CERES）项目旨在提供对贫金属恒星（[Fe/H]<-1.5）样本的均匀分析。我们目前的恒星参数和元素的化学丰度Zr的52个巨星的样本。我们依赖于高信噪比UVES光谱的样本。我们从盖亚光度学和太阳光测量中确定了恒星参数。利用光谱合成和模型大气得出化学丰度。测定了Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Sr、Y、Zr等18种元素的26种化学丰度。对于几颗恒星，我们能够测量中性和电离物质，包括Si，Sc，Mn和Zr。对于[Fe/H] <=-2.5的恒星，我们大约将Cu的测量数量增加了一倍。样品的均匀性使得有可能突出两颗富Zn星（[Zn/Fe]~+0.7）的存在，一颗富r星，另一颗贫r星。我们报道了在[Zn/Fe]和[Ni/Fe]平面上存在两个分支，并认为高[Zn/Fe]分支是超新星核合成的结果。我们发现了两颗具有特殊的轻中子捕获丰度模式的恒星：CES1237+1922（也称为BS 16085-0050），相对于样本中的其他恒星，其Sr，Y和Zr的丰度约为1 dex，而CES 2250 -4057（也被称为HE 2247-4113），其显示Sr相对于Y和Zr的~1 dex过量。高质量的数据集使我们能够测量几乎无法检测到的离子。这可以提供指导，在发展线形成计算，考虑到当地的热力学平衡和流体动力学效应的偏差。
2022-06-28 astro-ph.GA
Chemical Abundances of Globular Clusters in NGC 5128 (Centaurus A)
对早型星系NGC 5128（半人马座A）中20个球状星团（GC）的积分光谱进行了详细的丰度分析。在VLT上用X-Shooter观察GC。簇样品跨越$-1.92 < $ [Fe/H] $< -0.13$ dex的金属丰度范围。使用理论等时线，我们计算合成的积分光光谱，并计算各个丰度，直到获得与观测结果的最佳拟合。我们测量了Mg、Ca和Ti的丰度，发现在金属度[Fe/H] < $-$ 0.75 dex的NGC 5128 GC中，比在相同金属度的GC的MW中观察到的平均值略高的增强，其量级为$\sim$ 0.1 dex。如果NGC 5128中贫金属GC中的这种$α$增强是真实的，那么它可能暗示了与MW经历的化学富集历史不同的化学富集历史。我们还测量了20个GC中的9个中的Na丰度。我们发现这些集群中的6个集群内丰度变化的证据，我们看到增强的[Na/Fe] > $+$ 0.25 dex。我们获得了NGC 5128中GC种群样本的Cr，Mn和Ni的第一个丰度测量结果，并发现与MW中观察到的总体趋势一致，在NGC 5128中测量的Fe峰丰度略有增强（$<$ 0.1 dex）。
2018-02-26 astro-ph.GA
High Resolution HDS/SUBARU chemical abundances of the young stellar cluster Palomar 1
上下文Palomar 1是一个特殊的球状星团（GC）。它是最年轻的银河系GC，它被暂时与最近在银河系（MW）中发现的几个子结构联系在一起，包括大犬座（CMa）过密度和银河系正中心恒星结构（GASS）。目标。为了对红巨星的起源提供更深入的认识，我们首次对Pal 1，1中的一颗红巨星进行了高分辨率的化学丰度分析。方法.利用SUBARU望远镜的高色散摄谱仪（HDS）获得了Pal 1中一颗红巨星的高分辨率（R=30000）光谱。我们使用ATLAS-9模式大气，结合SYNTHE和WIDTH计算程序，从测量的$α$、铁峰、轻元素和重元素之间的18个谱线等效宽度推导出化学丰度。结果Palomar~1的化学结构与MW疏散星团的化学结构基本一致，与盘星相似。相反，它与人马座（Sgr）矮球状星系有着显著的不同。结论.如果Pal 1，1与CMa或GASS的关联被证实，这将意味着这些系统具有类似于银河系盘的化学演化。
2010-12-08 astro-ph.GA
Chemical tagging can work: Identification of stellar phase-space structures purely by chemical-abundance similarity
化学标记有望使用详细的丰度测量来识别空间分离的恒星，这些恒星实际上是很久以前一起诞生的（在同一分子云中）。这个想法并没有取得太大的实际成功，大概是因为化学丰度测量中的噪音和不完整性。我们已经成功地大大改善了光谱测量与大炮，它现在已经提供了15个单独的丰度约100,000恒星观察作为APOGEE光谱调查的一部分，精度约0.04 dex。我们测试的化学标记的假设，通过在丰度空间中的集群，并确认它们聚集在相空间。我们确定（通过k-means算法）的15维化学丰度空间的大炮交付的恒星的超密度，并绘制相空间中的相关恒星。我们只使用丰度空间信息（没有位置信息）来识别恒星群。我们发现丰度空间中的团簇确实是相空间中的团簇。我们恢复一些已知的相空间集群，并发现其他有趣的结构。这是有史以来第一个通过纯粹在丰度空间中进行盲搜索来确定测量规模的相空间结构的项目;它验证了大炮提供的丰度测量的精度;未来数据集的前景非常好。
2016-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. II. Chemical abundances and the abundance discrepancy factor
利用高分辨率分光光度数据对12颗[WC]型星和Wels电离的PNe进行了丰度分析。我们的主要目的是确定PNE的化学成分，并研究这种类型的行星状星云的丰度差异问题（ADF）的行为。大量的光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）的检测来自不同的离子先前提出。大多数ORL在这些PNE中首次报告。离子丰度来自可用的CEL和ORL，使用先前确定的物理条件。基于这两组离子丰度，我们使用合适的ICF（如果可用）推导出星云中的总化学丰度。尽管中心恒星的[WC]性质，但所有天体的ADF（O^++）都在1.2到4之间。我们发现，当光谱质量足够高时，由主要由复合激发的不同多重态得到的ORL O^++/H^+丰度比非常相似。可能的依赖性的ADF与一些星云的特点进行了分析，发现没有相关性。通过测定t^2参数校正来自CEL的丰度。O丰度PNe，来自ORL，一般大于太阳丰度。我们从ORL和N/O和α-元素/O比从CEL导出的C/O比，发现这些PNe平均比大PN样品的平均值更富N和C。大约一半的样品是富碳的（C/O>1）。α元素随着O丰度的增加而同步增长。通过与恒星演化模型计算的N/O和C /O比值的比较，我们估计大约一半的PNE具有初始质量大于4 M太阳的祖先星。没有发现恒星[WC]型和星云丰度之间的相关性。
2013-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
JINAbase: A database for chemical abundances of metal-poor stars
重建银河系的化学演化对于理解整个宇宙时间中恒星、行星和星系的形成至关重要。与早期宇宙中的元素生产以及元素如何被纳入气体和恒星相关的不同研究对于拼凑元素如何演变是必要的。这些包括建立化学丰度趋势，如贫金属恒星，比较核合成产量预测与恒星丰度数据，和化学演化的理论建模。为了帮助这些研究，我们收集了化学丰度测量和其他信息，如恒星参数，坐标，星等和径向速度，从文献中的极端贫金属恒星。数据库JINAbase包含1658颗独特的恒星，其中60%的[Fe/H]<2.5。该信息存储在SQL数据库中，并带有用户友好的可查询Web应用程序（http：jinabase.pythonanywhere.com）。具有独特化学元素特征的物体（例如，r-过程星、s-过程星和CEMP星）被标记或可以这样分类。Web应用程序可以从上述研究的文献中快速选择定制的比较样本等。使用三个最好的研究贫金属星的多个条目，我们评估化学丰度测量的系统不确定性。我们提供了一个简要的指南，选择化学元素的模型比较，为非光谱学家谁希望了解贫金属恒星和化学丰度测量的细节。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in Field Red Giants from High-Resolution H-Band Spectra using the APOGEE Spectral Linelist
从基特峰国家天文台（KPNO）傅里叶变换光谱仪（FTS）的档案中获得的五个亮场K，M和MS巨星的高分辨率H带光谱进行了分析，以确定16种元素的化学丰度。丰度是通过光谱合成得出的，使用的是为SDSS III Apache Point星系演化Experiment（APOGEE）准备的详细的光谱图，这是一个高分辨率的近红外光谱测量，以得出100，000颗红巨星的详细化学丰度分布和精确的径向速度，这些红巨星对银河系所有恒星星族进行采样。测量的化学丰度包括宇宙化学上重要的同位素12 C、13 C、14 N和16 O，以及Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni和Cu。这里得到的丰度与这些恒星的公布值的比较显示一致的结果~0.1 dex。因此，APOGEE光谱区和lineconds非常适合使用高分辨率光谱探测银河系化学演化，以及内部核合成和红巨星群体的混合。
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting stellar chemical abundance space with t-SNE
在工业银河天文学和多物体光谱恒星巡天的时代，现有恒星化学丰度的样本大小和数量已达到难以有效处理所有现有信息的规模。在本文中，我们演示了使用降维技术（t-分布随机邻居嵌入; t-SNE）分析恒星丰度空间分布。虽然这种技术的非参数非线性行为，很难估计的意义，发现丰度空间子结构，我们表明，我们的结果依赖于参数的选择很少，是强大的丰度误差。通过对高分辨率高信噪比太阳邻域HARPS-GTO样品的t-SNE重新分析，我们发现了高[ $α$ /Fe]盘序列和低[ $α$/Fe]盘序列的更清晰的化学分离，高[$α$/Fe]盘序列中存在多个星族的线索，以及高[ $α$ /Fe]盘序列的化学演化与超富金属星有关的迹象.我们还确定了一些化学奇特的恒星，其中一个高置信度的s过程增强丰度比对（HD 91345/HD 126681）非常相似的年龄和$v_X$和$v_Y$速度，我们建议有一个共同的出生起源，可能是一个矮星系。我们的研究结果表明，丰富的空间t-SNE和类似的化学标记研究与大型光谱调查的方法的潜力。
2018-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of multiple stellar populations in massive globular clusters
银河系球状星团中的多个恒星星族表现出很大的多样性。虽然轻元素（包括He）的化学丰度变化是普遍存在的，但这些变化的数量在不同的球状星团中是不同的。在一些球状星团中已经发现了具有明显的Fe、C+N+O和慢中子俘获元素的恒星星族，其数量可能会增加。所有这些化学特征都对应于特定的光度模式。我回顾了球状星团中多个恒星星族的化学+光度特征，并讨论了如何解释数据越来越具有挑战性。非常令人兴奋的是，球状星团的起源和演化是一个复杂的难题。
2015-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An accurate and self-consistent chemical abundance catalogue for the APOGEE/Kepler sample
上下文APOGEE巡天获得了10万多颗恒星的高分辨率红外光谱。得出这些恒星的化学丰度模式对于拼凑银河系的结构至关重要。虽然导出的化学丰度对大多数恒星来说都是精确的，但也有一些校准问题的报道，特别是对更少金属的恒星。目的。在本文中，我们的目标是（1）重新确定的APOGEE+开普勒恒星样本（APOKASC）的化学丰度与一个独立的程序，线列表和线的选择，高质量的表面重力信息从天体地震学，（2）扩展丰度目录，包括目前没有在最新的APOGEE版本（DR 12）中报告的丰度。方法.我们将Teff和log g分别固定为使用分光光度计和星震技术确定的值。我们利用布鲁塞尔自动恒星参数（BACCHUS）代码来推导APOKASC样品的金属丰度和加宽参数。此外，我们还推导出了大角星的丰度差。结果我们已经验证了BACCHUS代码的APOGEE数据使用几个著名的恒星，恒星从开放和球状星团。我们还提供了每个星、线的C、N、O、Mg、Ca、Si、Ti、S、Al、Na、Ni、Mn、Fe、K、P、Cr、Co、Cu、Rb、Yb和V的丰度，并显示了线选择对最终丰度的影响。这些包括五种新元素的丰度和Si，Ti，S和V的丰度提高。在本文中，我们提出了一个独立的分析APOKASC样品，并提供了多达21个元素的丰度。该星表不仅可用于研究银河系的化学丰度模式，而且可用于训练数据驱动的光谱方法，从而提高在有限数据集和全APOGEE样…
2016-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Analysis of Moving Group W11450 (Latham 1)
我们目前的元素丰度的所有七颗恒星在移动群W11450（莱瑟姆1），以确定它们是否可能是化学相关的。这些恒星似乎在空间和运动学上都是相关的，但文献中没有光谱丰度分析。八种元素的丰度是通过对麦克唐纳天文台的奥托·斯特鲁维2.1米望远镜和桑迪福德中阶梯摄谱仪获得的高分辨率（R $\sim$ 60，000）、高信噪比（$\langle$ SNR $\rangle\sim$ 100）光谱进行等效宽度分析得出的。恒星间的金属丰度差异很大，为-0.55 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ 0.06 dex（$σ$ = 0.25），这意味着这些恒星不是由相同的化学均匀分子云产生的，因此不是先前提出的残余或疏散星团的一部分。在此之前，有人认为这两颗恒星W11449和W11450可能是宽联星。候选的宽双星显示出类似的化学丰度模式，不仅含有铁，还含有本研究中分析的其他元素，这表明这两颗恒星之间的联系可能是真实的。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Li Abundances in the Protogalaxy and Globular Clusters Based upon the Chemical Separation and Hierarchical Structure Formation
磁场诱导的Li+离子在分级结构形成过程中的化学分离可以降低宇宙结构中的初始Li丰度。结果表明，中性Li原子的宇宙学再电离在第一颗恒星形成时迅速完成。由于在结构形成的主要过程中，几乎所有的Li都是单离化的，因此它可以有效地与引力坍缩的中性气体分离。分离在较早形成的较小结构中更有效。在等级结构形成的框架下，极端贫金属的恒星由于形成较早，所以Li丰度较小。结果发现，由磁场的化学分离，从而提供了一个原因，锂丰度在极端贫金属的恒星是低于斯皮特高原，并有一个大的色散，以及解释斯皮特高原本身。此外，化学分离方案可以解释NGC 6397中Li丰度高于Spite平台。因此，贫金属星中Li丰度可能保留了有关原始磁场和结构形成历史的信息。
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances as population tracers
元素丰度比作为示踪剂的恒星星族进行了讨论，重点是F，G和K星提供了一个“化石”记录的化学演化的银河系。大多数丰度研究都是基于均匀的一维模型大气和局部热力学平衡（LTE）的假设，但最近的工作表明，三维非LTE校正可以改变导出的丰度比作为恒星金属丰度的函数的趋势非常显着。然而，当比较具有相似有效温度、表面重力和金属丰度的恒星时，3D非LTE修正往往会抵消。当应用这样的差分方法在银河系盘，凸起，和晕，丰度比像C/O，Na/Fe，α/Fe，Cu/Fe，Ba/Y，Eu/Ba点存在多个离散的人口在每个这些银河系的组成部分。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances of the Secondary Star in the Black Hole X-Ray Binary V404 Cygni
利用Keck I/HIRES光谱对天鹅座黑洞双星V404中的次级恒星进行了化学丰度分析。我们采用$χ^2$ -最小化程序来推导恒星参数，考虑到任何可能的遮蔽从吸积盘。利用这些参数，我们确定了O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe和Ni的大气丰度。与薄盘太阳型恒星的平均值相比，Al，Si和Ti的丰度似乎略有增加。O丰度，来自光学线，特别是在天鹅座V404的第二颗恒星的大气中增强。这一点，再加上与薄盘恒星的银河系速度色散相比，这个系统的特殊速度，表明黑洞是在超新星或超超新星爆炸中形成的。我们探索不同的超新星/超新星模型具有不同的几何形状，以研究可能的污染的核合成产物的化学丰度模式的二级恒星。我们发现合理的协议之间的观测丰度和模型的预测。然而，O丰度似乎太高，无论选择爆炸能量或质量削减，当试图适应其他元素丰度。此外，镁似乎是所有爆炸模型，这产生镁丰度约2倍高于观测值的丰度不足。
2011-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The population of planetary nebulae near the Galactic centre: chemical abundances
行星状星云是研究银河系和其他星系化学演化的重要工具，可以探测核合成过程、丰度梯度和星际介质的化学富集。特别是，银河系核球PNe（GBPNe）已被广泛用于文献中，以研究这种银河系结构的化学性质。然而，目前可用的GBPNe化学成分的研究是强烈的偏见，因为他们集中在明亮的物体，主要位于银河系的低星际红化区域。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样品17个高消光PNe位于内2 \degr的银河系的隆起，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，包括微弱的对象，提供位于该地区的核凸起的PNE的化学成分和估计其祖先的质量，以探索银河系核凸起中心地区的化学富集历史。结果表明，与位于银河系核球外围的PNe相比，银河系中心PNe的N/O丰度比有所增加。这可能表明最近发生在银河系中心附近的恒星形成事件。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The relation between velocity dispersions and chemical abundances in RAVE giants
我们开发了一个贝叶斯框架，以确定在一个强大的方式之间的关系速度分散和化学丰度的恒星样本。我们的建模考虑了化学和运动学性质的不确定性。我们使用RAVE DR 5径向速度和丰度以及Gaia DR 1自行和松弛（如果可能，否则使用UCAC 4数据）。我们发现，在一般情况下，速度分散增加减少[Fe/H]和增加[Mg/Fe]。高[Mg/Fe]恒星的速度色散可能会降低，这是一个可以忽略的恒星比例的性质，几乎不是一个可靠的结果。在低[Fe/H]和高[Mg/Fe]下，样品是不完整的，受到偏差的影响，并且可能不代表潜在的恒星星族。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Detailed Chemical Abundance Patterns of M31 Globular Clusters
我们详细介绍了M31中$\sim$ 30球状星团中$>$ 20元素的化学丰度。这些结果是使用其积分光的高分辨率（$λ/Δλ\sim$ 24，000）光谱获得的，并使用我们的原始方法进行分析。这些球状星团的银河中心半径在2.5 kpc到117 kpc之间，因此提供了记录在M31内外晕中的星系形成不同阶段的丰度模式。我们发现在我们的调查团簇有一个范围的金属丰度的$-2.2<$ [Fe/H] $<-0.11$。内晕星系团覆盖了这个完整的范围，而外晕球状星团在R $>$ 20 kpc的[Fe/H] $=-1.6 \pm 0.10$丰度范围很小。我们还测量了α，R-和S-过程元素的丰度。这些结果构成了M31中老种群的第一个丰度模式限制，与银河系晕中已知的那些相当。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
