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
Chemical Tagging Hyades Supercluster as a consistency test of Stellar Kinematic Groups
恒星运动学群是运动学相干的恒星群，它们可能有共同的起源。由于星系旋转和盘加热引起的潮汐效应，这些基团随着时间的推移在银河系中传播，但化学信息仍然存在。化学标记的目的是表明分析中每种元素的丰度在成员之间必须是均匀的。我们已经研究了毕宿超星系团的情况下，为了编制一个可靠的名单成员（FGK星）的基础上化学标记信息和光谱年龄测定这个超星系团。这些信息来自于我们对晚型恒星进行巡天时获得的高分辨率阶梯光谱。对于毕宿超星系的一个小的子样本，恒星大气参数（T_eff，log g，xi和[Fe/H]）已被确定使用的自动代码，它考虑到在光谱中测量的铁EWs的灵敏度。我们得出的绝对丰度与以往研究中报道的银河系丰度趋势一致。化学标记方法已被应用到一个仔细的微分丰度分析的毕宿超星系团的每个候选成员，使用一个著名的成员毕宿星团作为参考。初步研究使我们能够根据它们的丰度差和光谱年龄来确定哪些恒星是成员。
2010-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optimal Integrated Abundances for Chemical Tagging of Extragalactic Globular Clusters
高分辨率积分光（IL）光谱学提供了无法分辨恒星的遥远球状星团的详细丰度。与其他系统的粗略比较（例如化学标记）需要了解星团之间可能发生的系统偏移，例如由于基础恒星星族的不确定性而产生的偏移。本文分析了银河系球状星团47 Tuc、M3、M13、NGC 7006和M15的高分辨率IL光谱，以（1）量化Fe、Ca、Ti、Ni、Ba和Eu的潜在系统不确定性，（2）确定最稳定的丰度比，这将有助于未来对未解决目标的分析。当恒星星族被很好地模拟时，仅根据对大气参数的敏感性，不确定性约为0.1-0.2 dex;在最坏的情况下，不确定性可上升到0.2-0.4 dex。[Ca I/Fe I]比值被确定为最佳综合[alpha/Fe]指标（偏移<0.1 dex），而[Ni I/Fe I]也非常稳定，在<0.1 dex范围内。的[Ba II/Eu II]的比例也是稳定的，当底层的人口是很好的建模，也可能是有用的化学标记。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strong Chemical Tagging in FIRE: Intra and Inter-Cluster Chemical Homogeneity in Open Clusters in Milky Way-like Galaxy Simulations
本文利用 FIRE-2 模拟分析类银河系星系中年轻大质量疏散星团的 9 种元素丰度，发现团内与团间化学差异过小，强化学标记难以可靠判定星团成员。
2024-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of atomic diffusion on stellar ages and chemical tagging
在大型恒星光谱巡天的时代，重点不仅是推导恒星丰度，而且还要推导数百万颗恒星的年龄。在银河系考古学的背景下，恒星年龄提供了对银河系形成历史的直接探测。我们使用恒星演化代码MESA来计算原子扩散模型-有和没有辐射加速-和额外的混合在表面层。附加混合包括密度相关的湍流混合和包络超调混合。基于这些模型，我们认为，重要的是要区分初始，散装丰度（参数）和当前，表面丰度（变量）在分析单个恒星的年龄。在演化时间尺度上保持辐射区域的恒星中，原子扩散改变了表面丰度。我们发现，当初始，散装金属丰度等同于当前，表面金属丰度等时线年龄分析所产生的恒星年龄可以系统地高估了20%。随着演化阶段的变化，表面丰度的变化也使化学标记复杂化，这一概念可以通过独特的高维化学特征来识别分散的星团。来自同一个星团，但处于不同演化阶段的恒星，将显示出不同的表面丰度。我们推测，恒星模型的校准可能使我们不仅可以估计恒星的年龄，但也初始丰度为个别恒星。与此同时，分析处于类似演化阶段的恒星的化学性质对于在化学标记的背景下最大限度地减少原子扩散的影响至关重要。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using APOGEE Wide Binaries to Test Chemical Tagging with Dwarf Stars
共同起源的恒星被认为具有相似的化学性质，如果不是几乎相同的话。化学标记试图利用这一事实，通过其独特的化学指纹来识别银河系亚群。在这项工作中，我们比较了宽联星中矮星的化学丰度，以测试共同起源恒星的丰度一致性。我们的31个宽双星的样本是从交叉匹配的APOGEE恒星与UCAC 5天体测量产生的目录中确定的，我们确认了这个样本的保真度与盖亚DR 2的精密视差。对于多达14个独立的元素，我们比较了宽双星组成部分之间的丰度，发现它们具有非常相似的化学性质（通常在0.1 dex以内）。这种一致性水平比不同起源的恒星（在我们的样本中显示出0.3-0.4 dex的典型丰度差异）更相似。对于最好的测量元素，铁，硅，钾，钙，锰和镍，这些差异减少到0.05-0.08德克斯时，选择对矮星具有相似的温度。我们的研究结果表明，远地点矮星目前可用于化学标记的水平$\sim$ 0.1 dex或在$\sim$ 0.05 dex的水平时，限制在类似温度的恒星中的最佳测量的元素。更大的宽双星星表可以提供校正集，作为疏散星团样本的补充，用于正在进行的光谱测量。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blind chemical tagging with DBSCAN: prospects for spectroscopic surveys
化学标记作为一种揭开银河系历史的技术，有很大的希望。基于类似化学性质的恒星可以建立银河系恒星形成和合并历史的细节。通过对恒星化学的精确测量，化学标记可能能够将来自同一气体云的恒星分组在一起，而不管它们目前的位置和运动学如何。成功地标记这些出生集群需要高质量的化学空间信息和良好的集群发现算法。为了测试当前和即将到来的光谱调查数据的化学标记的可行性，我们构建了一组现实的合成集群，为每个恒星创建观察到的光谱和衍生的化学丰度。我们使用基于密度的空间聚类的应用程序与噪声（DBSCAN）分组恒星的光谱或丰度的基础上，这些组匹配到输入集群，并被发现是高度均匀和完整的。超过10个成员回收的集群的百分比是40%时，标记丰度与目前的技术实现的不确定性。基于我们的银河系的基准模型，我们预测恢复超过600个集群，至少有10个观察到的成员和70%的成员均匀性在一个类似于APOGEE调查的样本。在SDSS V中标记更大的调查，如GALAH调查和未来的银河系映射器，可以恢复数万个高度均匀的星系团。获得如此多独特的同生星团将改变我们对银河系恒星形成历史和化学演化的理解。
2019-05-30 astro-ph.GA
The (im)possibility of strong chemical tagging
仅基于化学来识别分散到银河系圆盘中的共生恒星的可能性被称为强化学标记。它的可行性已经争论了很长一段时间，有希望重建银河系圆盘中大部分恒星的详细恒星形成历史。我们研究了利用疏散星团已知成员星进行强化学标记的可行性。我们分析了最大的集群成员的样本，已被均匀的特点与高分辨率的差异丰度为16种不同的元素。我们还研究了在APOGEE DR 16红团簇样品中发现已知簇的可能性，其中包含18种化学物质。为了这两个目的，我们使用了聚类算法和无监督降维技术来盲目搜索化学空间中的恒星群。即使同一星团内恒星丰度的内部相干性很高，通常为0.03 dex，星团化学特征的重叠也很大。在具有最高精度且没有场星的样本中，我们在均匀性和精度的40%阈值下仅恢复了31个分析的集群中的9个。当我们只使用具有7个或更多成员的集群时，这个比例会略有增加。在APOGEE样本中，场星与四个人口稠密的星团一起出现。在这种情况下，只有一个疏散星团被适度回收。在我们最好的情况下，超过70%的恒星群实际上是包含属于不同真实星团的恒星的统计组。这表明，即使使用最先进的聚类技术，恢复现场溶解的大多数出生集群的机会也很渺茫。我们发现，不同的恒星诞生地可以有重叠的化学特征[删节]
2021-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantitative chemical tagging, stellar ages and the chemo-dynamical evolution of the Galactic disc
来自新一代高分辨率恒星光谱调查的早期科学结果，如GALAH和Gaia-ESO调查，将代表寻求化学标记银河系的主要里程碑。然而，直到最近，这种重建分散的同时代恒星群的技术在很大程度上还没有经过测试。我们建立在以前的工作，开发了一个经验的化学标记概率函数，它描述的可能性，两个领域的明星是conatal，也就是说，他们在同一个集群环境中形成。在这项工作中，我们进行了有史以来第一次盲目的化学标记实验，即，对714颗盘状场星的样本进行了大量高质量、高分辨率的均匀金属丰度测量，对没有已知或其他可辨别的关联的恒星进行了标记。我们目前的证据表明，化学标记的场星确定同时代的恒星群，但这些群体可能并不代表不同的形成网站，例如在溶解疏散星团，如以前认为的。我们的研究结果指出了几个重要的结论，其中，集团发现将严格限制在化学丰度空间，如恒星年龄，运动学，颜色，温度和表面重力不提高集团的可检测性。我们还表明，除了它的作用，在探测化学富集和运动历史的银河系盘，化学标记是一个强大的新的恒星年龄测定技术。
2013-12-06 astro-ph.GA
Testing the chemical tagging technique with open clusters
上下文恒星是从巨大的分子云中诞生的，如果我们假设它们的化学成分是均匀的，并且混合得很好，那么我们就可以预期它们具有相同的化学成分。大多数恒星聚集体在围绕银河系运行时被破坏，大部分动力学信息丢失，因此重建恒星形成历史的唯一可能性是分析我们今天观察到的化学丰度。目的。化学标记技术的目的是仅仅根据它们的化学成分来恢复被破坏的星团。我们评估这种技术的可行性，以恢复不再受引力约束的同生恒星。方法.疏散星团是一种共生的聚合体，它们设法共同生存。我们从31个老的和中等年龄的疏散星团、均匀导出的大气参数和17个丰度物种中编译了恒星光谱，并应用机器学习算法根据它们的化学成分对恒星进行分组。这种方法使我们能够评估化学标记技术的可行性和效率。结果我们发现，不同演化阶段的恒星具有不同的化学模式，这可能是由于NLTE效应，原子扩散，混合和偏差。当把恒星分成矮星和巨星时，我们观察到少数疏散星团显示出不同的化学特征，而大多数显示出高度的重叠。这限制了通过应用化学标记技术来恢复出生时的聚集体。然而，如果纳入更多的要素并改进模型，仍有改进的余地。
2015-03-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weisfeiler-Lehman Graph Kernel Method: A New Approach to Weak Chemical Tagging
本研究提出利用 Weisfeiler-Lehman 图核方法分析 15 维元素丰度空间，结合高斯过程回归识别星团质量函数模式，相比图神经网络大幅减少模拟需求并提升可解释性与鲁棒性。
2023-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Re-grouping stars based on the chemical tagging technique: A case study of M67 and IC4651
Freeman & Bland-Hawthorn（2002）提出的化学标记技术是基于这样的想法，即由相同分子云形成的恒星应该具有相同的化学特征。因此，只使用恒星的化学成分，我们应该能够重新组合那些曾经属于同一恒星集合体的恒星。在Blanco-Cuaresma等人（2015）中，我们使用iSpec在疏散星团恒星上测试了该技术（Blanco-Cuaresma等人2014 a），我们证明了它们的化学同质性，但我们发现14种研究的元素导致化学特征过于相似，无法可靠地区分不同星团的恒星。这对该技术提出了挑战，并提出了一个新的问题：包含其他元素是否有助于更好地区分不同聚集体中的恒星？通过更新和改进版本的iSpec，我们使用HARPS，UVES和NARVAL档案中的疏散星团M67和IC 4651的光谱导出了28种元素的丰度，我们发现这两个星团的化学特征非常相似。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Chemical tagging in the thin disk. Open clusters blindly recovered in the elemental abundance space
恒星的化学组成提供了其形成环境的化石信息。在这个前提下，应该可以使用化学丰度来标记在同一恒星协会内形成的恒星。这种被称为化学标记的想法并没有产生预期的结果，特别是在薄圆盘内，开放的星团具有难以解开的化学模式。这项研究的最终目标是探索化学标记的可行性内薄盘人口使用高质量的数据从一个控制样本的恒星。我们还旨在改进现有的化学标记技术，并在元素丰度空间中的聚类分析的不同策略提供指导。在这里，我们开发的第一个盲搜索的疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间使用的OPTICS算法应用于数据的盖亚-ESO调查。首先，我们评估不同的分析策略，确定哪些更有效。其次，我们将这些方法应用到一个数据集，包括场星和疏散星团试图尽可能多的疏散星团的盲恢复。我们展示了数据分析的具体策略如何改善最终结果。具体来说，我们证明了疏散星团可以更有效地恢复与曼哈顿度量和空间的尺寸是精心挑选的。使用这些（和其他）处方，我们能够恢复隐藏在我们的数据集中的疏散星团，并找到这些恒星协会的新成员。我们的结果表明，有机会恢复疏散星团的成员，通过聚类分析的元素丰度空间。据推测，随着更高质量的数据和更复杂的聚类算法，化学标记的性能将进一步提高。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Quantifying Chemical Tagging: Towards Robust Group Finding in the Galaxy
第一代大规模化学标记调查，特别是HERMES/GALAH百万恒星调查，有望大大扩展我们对银河系化学和动力学演化的理解。然而，这取决于我们是否有能力在如此大的数据集上自信地进行化学标记。在几个银河系疏散星团内的一系列元素中已经观察到了化学均匀性，但在全球范围内，特别是与星团本身的分散性相比，这种情况的程度还没有得到很好的理解。在同时代的星团成员中，占据着复杂的化学丰度空间的元素模式，植根于早期恒星的演化，最终是非常晚期的性质。目前这些阶段的天体物理模型还不足以解释所有的观测结果，再加上我们对恒星形成的理解存在重大差距，这使得理论上很难解决这个问题。在这里，我们描述了一个强大的成对度量用于衡量两个恒星组件之间的化学差异。然后将该度量应用于高分辨率文献丰度源数据库，以导出描述两颗恒星具有共同进化起源的概率的函数。有了这个集群概率函数，它将有可能报告一个信心，在经验观察证据的基础上，集群被检测到，独立于组的发现方法。这个配方也被用来探讨化学维度的作用，以及个别化学物种，化学标记的能力，以区分同时代的恒星群。
2012-10-12 astro-ph.GA
Prospects for chemically tagging stars in the Galaxy
现在已经确定的是，恒星的元素丰度模式不仅对它们的形成，而且对星系的组装历史都有关键的线索。最令人兴奋的可能性之一是使用恒星丰度模式作为“化学标签”来识别诞生于同一分子云中的恒星。在本文中，我们评估了化学标记的前景作为几个关键的基本参数的函数。我们表明，在基准的情况下，$10^4$不同的细胞在化学空间和$10^5-10^6$星的调查，人们可以期望检测到$\sim 10^2-10^3$集团的$\ge 5σ$ overdensities在化学空间。然而，我们发现，即使在化学空间中非常大的超密度也不能保证超密度是由来自共同诞生云的一组恒星造成的。事实上，对于我们的基准模型参数，典型的$5σ$过密度是由来自大范围星团的恒星组成的，其中最主要的星团只贡献了25%的恒星。最重要的限制因素，通过化学标记的破坏集群的识别是在化学空间中的化学细胞的数量和调查采样率的基础恒星星族。这两个因素都可以通过战略观察计划加以改善。虽然通过化学标记恢复单个簇可能具有挑战性，但我们表明，与以前的工作一致，不同的CMFs在化学空间中标记了不同程度的块状。这些差异提供了机会，以统计重建的斜率和高质量截止CMF及其演变通过宇宙时间。
2015-05-28 astro-ph.GA
Wide Binaries in Tycho-Gaia II: Metallicities, Abundances, and Prospects for Chemical Tagging
从我们最近的目录的基础上的第一个盖亚数据发布（TGAS），我们选择了广泛的双星，其中两颗恒星已被观察到的径向速度实验（RAVE）或大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）。使用RAVE和LAMOST金属丰度和RAVE镁，铝，硅，钛，铁丰度，我们发现，宽双星的组成部分的金属丰度和元素丰度的差异是一致的，由于观测的不确定性，与以前的结果更小，更受限制的样品。在这项工作中提出的宽双星组成之间的金属丰度和元素丰度的一致性证实了它们的共同起源，并支持了宽双星作为“迷你疏散星团”的地位。“此外，这是宽二进制有效地共同进化和共同化学的证据，支持它们用于例如，约束年龄-活动-旋转关系、白矮星的初始-最终质量关系和M矮星金属丰度指标。此外，我们表明，共同的自行，共同视差对TGAS与最极端的分离（s $\gtrsim$ 0.1 pc）通常有不一致的金属丰度，径向速度或两者兼而有之，因此很可能主要是由随机排列的无关联的恒星与类似的天体测量，与我们以前的结果一致。最后，我们建议宽双星形成一个理想的数据集，以测试化学标记作为一种方法，以确定恒星的共同起源，特别是因为恒星宽双星跨越范围广泛的金属丰度，远大于附近的疏散星团跨越。
2017-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH survey: Co-orbiting stars and chemical tagging
我们使用GALAH对Oh等人2017年确定的15对恒星的恒星参数和元素丰度进行调查的第二次数据发布进行了研究。他们使用盖亚DR 1的自行和松弛来确定这些对是潜在的共同移动对。我们发现11对非常宽（>1.7 pc）的恒星实际上有类似的银河系轨道，而另外4对声称共同运动的恒星对并不是真正的共同轨道。11个共轨对中有8个具有可靠的恒星参数和丰度，我们发现其中3个在丰度模式上非常相似，而5个具有显着的[Fe/H]差异。对于后者，这表明它们可能是共轨的，因为薄盘的一般动力学寒冷，或者可能是银河系引起的共振，而不是共享形成地点。像这样的恒星，宽双星，过去恒星形成事件的碎片，以及巧合的共同轨道，对于探索银河系中化学标记的极限至关重要。
2018-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE chemical tagging constraint on the maximum star cluster mass in the $α$-enhanced Galactic disk
从同一分子云中诞生的恒星的元素丰度应该几乎均匀。化学标记的概念是通过元素丰度空间中的聚类来识别被破坏的簇的成员。化学标记需要大量的恒星样本，其中许多单独的元素具有精确的丰度。由于对$>10^4$恒星测量的10种元素的$σ_{[X/{\rm Fe}]}$和$σ_{\rm [Fe/H]} \simeq 0.05$的不确定性，远地点DR 12光谱可能是将这一想法付诸实践的第一个非常合适的数据集。我们发现，即使是APOGEE数据提供的10维丰度空间中的$\sim 500$独立的体积元素，当我们专注于$α$增强银河系磁盘。我们开发和应用一种新的算法来搜索化学均匀的恒星集对占主导地位的背景。通过将星团注入到APOGEE数据集中，我们发现，具有质量$\gtrsim 3 \times 10^7 \, {\rm M}_\odot$的化学均匀的星团将很容易被检测到，但在数据中没有看到这样的信号。通过推广这种方法，我们提出了第一个基于丰度的限制在银河系中的老盘星的集群质量函数。
2015-11-17 astro-ph.GA
GALAH Survey: Chemically Tagging the Thick Disk
GALAH调查的目标是南半球的100万颗恒星，在英澳望远镜上低至V = 14的极限星等。该项目的目标是以R = 28000的分辨率测量每颗恒星多达30种元素丰度和径向速度（精度约为1公里/秒）。这些元素分为8个独立的组（例如α，Fe峰，r-过程）。对于所有恒星，盖亚将提供1%的距离和1 km/s或更好的横向速度，为我们提供每个恒星的14 D参数集，即6D相空间和8D丰度空间。有许多科学应用，但在这里，我们专注于化学标记厚盘的前景，并直接测量恒星迁移如何随宇宙时间演变。
2015-04-07 astro-ph.GA
Disentangled Representation Learning for Astronomical Chemical Tagging
University College London（伦敦大学学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（弗莱提荣研究所）；Leiden University（莱顿大学）
现代天文观测正在观测数百万颗恒星的光谱数据。这些光谱包含了化学信息，可以用来追踪银河系的形成和化学富集的历史。然而，从光谱中提取信息，并进行精确和准确的化学丰度测量是具有挑战性的。在这里，我们提出了一个数据驱动的方法，用于隔离的化学因素的变化，在恒星光谱的其他参数（即\teff，\logg，\feh）。这使我们能够在去除这些参数的情况下为每颗恒星建立光谱投影。我们这样做，没有从头开始的元素丰度本身的知识，因此绕过依赖于合成恒星光谱的建模相关的不确定性和系统性。为了去除已知的非化学变化因素，我们开发并实现了一种神经网络架构，该架构可以学习解纠缠的光谱表示。我们模拟我们的化学性质相同的恒星使用的合成APOGEE类数据集的解开光谱恢复。我们表明，这种恢复下降的函数的信噪比，但我们的神经网络架构优于简单的建模选择。我们的工作证明了数据驱动的无丰度化学标记的可行性。
2021-03-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Testing Chemical Tagging with LAMOST: Intrinsic Abundance Dispersion of Subgiant Stars in the Galactic Disk
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院）；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）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文学系）
利用LAMOST亚巨星样本，通过正向建模发现轻元素和α元素内在丰度弥散小（≲0.05 dex），中子俘获元素弥散大（≳0.1 dex），且不能用单一示踪剂解释，凸显其化学标记潜力。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A phylogenetic approach to chemical tagging. Reassembling open cluster stars
上下文化学标记技术是一种很有前途的方法来重建历史的银河系只使用恒星的化学丰度。不同的研究进行了这种分析，他们提出了一些挑战。目标。使用一个样本的疏散星团的恒星，我们希望解决两个问题：尽量减少化学丰度的差异，起源是联系在一起的恒星的演化阶段，而不是他们的原始组成;评估系统发育的方法来组恒星的化学成分的基础上。方法.我们以太阳为参考星（经典方法）和疏散星团M67中的一颗矮星加一颗巨星为参考星（新方法），计算了207颗恒星（属于34个疏散星团）的微分化学丰度。然后，这些丰度进行两个系统发育分析，分支（最大简约）和邻居加入，连同分区无监督分类分析与k-均值。由此产生的星系群最终面对的是真正的疏散星团成员。结果我们成功地重建了大部分的原始疏散星团时，仔细选择一个子集的丰度差异相对于M67。我们找到了一组八种化学元素，产生最好的结果，并讨论了它们成为银河系历史良好示踪剂的可能原因。结论.我们的研究表明，解开银河系的历史，只使用恒星化学丰度是大大改善，提供i）我们执行相对于一个疏散星团，而不是太阳的差分光谱分析，ii）选择的化学元素，是很好的示踪剂的历史的银河系，和iii）使用的工具，是适应于检测进化轨迹，如系统发育的方法。
2018-07-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Fastest Travel Together: Chemical Tagging of the Fastest Stars in Gaia DR2 to the Stellar Halo
移动最快的恒星提供了深入了解银河系的几个基本属性，包括逃逸速度作为银心半径的函数，总质量，以及恒星与中央超大质量黑洞相遇的性质和频率。盖亚最近发布的第二次数据允许识别具有极高速度的恒星的新样本。化学丰度信息有助于区分这些恒星的可能起源。在这里，我们报告的结果，从我们的高分辨率光谱后续行动，使用阿帕奇点天文台，五个晚型的“超高速”恒星候选人，其特征是总银河系静止帧速度在500-600公里/秒之间，估计有一个大于50%的概率是从银河系中解放出来。我们的新结果证实了Gaia DR 2的径向速度在1 km/s以内。计算了几种主要的恒星大气参数和化学丰度，包括$α$ -元素（Mg，Ti，Si，Ca），Fe-峰元素（Fe，Ni，Co，Cr，Mn），中子俘获元素（Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu）和奇Z元素（Na，Al，K，V，Cu，Sc）。我们发现所有观测到的恒星都是贫金属巨星，其$\leq$ [Fe/H] $\leq$-1 dex为-2，并且在化学上与典型的晕星无法区分。我们的研究结果得到了另外四颗具有极端空间运动的恒星的化学性质的支持，这些恒星是通过现有的光谱测量观察到的。我们的结论是，这些恒星只是恒星晕的高速尾部，有效地排除了来自银河系中心或大麦云云等更奇特的起源。
2018-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using chemical tagging to redefine the interface of the Galactic disk and halo
我们提出了一个化学丰度分布的研究，在14个$α$，奇Z，偶Z，轻，铁峰元素的大约3200个中间金属丰度巨星从APOGEE调查。我们分析的主要目的是探索银盘-晕过渡区之间的-1.20 $<$ [Fe/H] $<$ -0.55作为一种手段来研究这些成分之间的化学差异（和相似性）。在本文中，我们表明，有一个$α$ -贫和$α$ -富序列中的金属贫和中间金属丰度区。利用银河系静止坐标系径向速度和空间位置，我们进一步将我们的样本分离成典型的银河系分量。然后，我们研究了每种组分的Mg、Ti、Si、Ca、O、S、Al、C+N、Na、Ni、Mn、V和K的丰度比，发现如下：（1）在$α$ -元素中，$α$ -贫晕子组在化学上是不同的（特别是O、Mg和S）、Al、C+N和Ni，与确认存在$α$ -贫吸积晕群的文献一致;（2）典型厚盘和晕在所有元素中的化学性质并不完全不同，表明厚盘和晕之间的过渡是平滑的;（3）金属丰度低至[Fe/H] $\sim$ -0.85 dex的贫$α$星子样本在化学和动力学上与薄盘一致，表明薄盘可能延伸到比以前认为的更低的金属丰度，（4）大多数贫金属薄盘星的位置与负的径向金属丰度梯度相一致。最后，我们利用我们的分析提出了一组新的化学丰度平面（[ $α$ /Fe]、[C+N/Fe]、[Al/Fe]和[Mg/Mn]），它们可能能够以一种独立于运动学的干净而有效的方式对银河系成分进行…
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tagging the Chemical Evolution History of the Large Magellanic Cloud Disk
我们使用欧洲南方天文台甚大望远镜的多光纤FLAMES获得的高分辨率光谱，推导出大麦云（LMC）盘中89颗恒星的Fe，O，Mg和Si的运动学性质和化学丰度。导出的金属丰度和[α/Fe]，获得的O，Mg和Si丰度的平均值，使我们能够绘制一个初步的计划发生在该地区的LMC的恒星形成历史。导出的金属丰度分布显示了两个主要组成部分：一个组成部分（占样品的约84%）在[Fe/H] = -0.48 dex处达到峰值，并且它显示出稍微低于太阳的[alpha/Fe]比率（[alpha/Fe] ~ -0.1 dex）。这一星群可能是由3-4 Gyr前发生的主要恒星形成事件（可能是由小麦哲伦星云的潮汐捕获引发的）引起的。另一组分（占样品的~ 16%）在[Fe/H] ~ -1 dex处达到峰值，并且其显示[α/Fe] ~ 0.2 dex。这个人口可能是在第一次发作和最近的爆发之间的恒星形成的长期静止时期产生的。事实上，在我们的样本中，我们没有发现化学性质类似于旧的大麦哲伦球状星团的恒星，也没有发现最近在大麦哲伦球状星团NGC 1718中发现的富铁和贫α星，并预测它们也在大麦哲伦磁场中，因此表明这两种成分在大麦哲伦星盘中的数量都很小（< 1%）。
2012-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Parent Populations of 6 groups identified from Chemical Tagging in the Solar neighborhood
我们估计了Mitschang等人在化学标记实验中确定的6个最大（太阳附近至少有20颗恒星）化学基团的母体种群的大小和分布。2014.丰度组中的恒星倾向于位于角动量与离心率空间的边界附近，在那里发现恒星的概率最高，并且轨道的远心点近似等于太阳的银河系中心半径。假设母种群均匀分布在银河系的所有方位角上，我们估计这些丰度组的母种群至少包含20万个成员。星群角动量的分布意味着，只有两个最年轻的星群和其中角动量最大的星群，才不符合均匀方位角分布的假设。三个薄盘组的母星群具有窄的角动量分布，但偏心率和角动量分布的尾部表明只有一小部分恒星迁移并增加了偏心率。与此相反，厚盘组的母种群表现出广泛的角动量和偏心率分布，这意味着加热和径向迁移已经发生。
2015-04-09 astro-ph.GA
Recovering extra-tidal open cluster members via multi-elemental chemical tagging
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所 (ICB)，CONICET-门多萨大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（国家科学研究委员会）
研究利用多元素化学标记识别被传统动力学方法排除的开放星团成员，发现35%的成员位于潮外区域，证明了星团溶解过程，而其余65%可能因二元系统轨道运动被排除，凸显化学标记在克服天文目录偏见中的重要性。
2026-04-27 astro-ph.GA
The GALAH Survey: Chemically tagging the Fimbulthul stream to the globular cluster $ω$ Centauri
利用盖亚的运动学和GALAH巡天第二次数据发布的大元素丰度空间，我们确定了Fimbulthul恒星流的两个新成员，并将其化学标记为大质量多金属球状星团$ω$半人马座。最近对盖亚第二次数据发布的分析揭示了银河系晕中的Fimbulthul恒星流。曾有人提出，这条星流与半人马座$ω$有关，但这一命题完全依赖于恒星的运动学和金属丰度来建立这种联系。在这项工作中，我们发现我们的两个新成员的流是贫金属的恒星，增强钠和铝，典型的第二人口球状星团星，但没有看到其他领域的明星。此外，恒星共享的s-过程丰度模式中看到的$ω$半人马座，这是罕见的场星。除了一颗恒星在1.5度的$ω$半人马座，我们没有发现其他恒星观测到GALAH空间附近的$ω$半人马座或Fimbulthul流，可以运动学和化学链接到集群。对Fimbulthul流中的恒星与半人马座$ω$进行化学标记证实了早期的工作，并进一步将银河系晕中的潮汐特征与半人马座$ω$联系起来。
2019-11-05 astro-ph.GA
Kinematic-Chemical analysis and Time tagging for the Diagonal Ridge Structure of the Galactic Outer Disk with LAMOST Red Giant Branch Stars
我们调查的红巨星分支（RGB）星的LAMOST调查交叉匹配的盖亚DR 2自行车的运动学化学分布，目前的时间标记的著名的脊结构（对角分布的$V_R$在$R$，$V_ϕ$平面）在银河系中心距离$R$ = 8至15千秒差距的范围内。观测到6个脊状结构，其中径向速度分布上有5个脊状结构，垂直速度分布上有3个脊状结构，它们对扰动的敏感时间是从年轻种群（0 $-$ 3 Gyr）到老年种群（9 $-$ 14 Gyr）。通过对角动量分布演化的分析，发现四个脊相对稳定，而另一个脊随时间演化，这一点在不同种群的差异分析中得到了证实，支持了可能存在两种动力学起源的观点。此外，在化学性质（[Fe/H]、[ $α$ /Fe]）中也生动地存在脊特征。银河系南北半球的比较确实显示出一些差异，脊特征是不对称的。此外，我们发现对角脊结构可能会影响旋转曲线的形状，这表现为波动和起伏顶部的一个光滑的轮廓。最后，我们推测，酒吧动力学应该是不够的，以解释所有的脊属性，包括在$V_Z$ - $L_Z$平面的断裂功能。
2022-12-21 astro-ph.GA
Chemical tagging of three distinct populations of red giants in the globular cluster NGC 6752
我们目前的铝，镁，硅丰度的贫金属球状星团NGC 6752的样本超过130红巨星均匀的氧和钠丰度。我们发现[Al/Fe]在NGC 6752中的巨星之间的分布约为1.4 dex，与[Mg/Fe]和[O/Fe]成正比，与[Na/Fe]和[Si/Fe]成正比。这些关系在本质上是不连续的，但恒星的分布明显地围绕着三个不同的Al值，低，中和高。这三个组很好地对应于以前使用Stromgren测光沿着红巨星分支检测到的三个不同的序列。这两个独立的发现有力地表明NGC 6752中存在三个不同的恒星星族。比较O和Mg的丰度，我们发现，人口与中间化学丰度不可能起源于材料与最O-和Mg-贫人口的相同组成，稀释的材料与最O-和Mg-丰富的一个。这需要不同的污染者。
2012-04-01 astro-ph.GA
Trials and Tribulations of Chemodynamical Tagging: Investigating the Recovery of Open Clusters in the Gaia DR3-GALAH DR4 Catalog
本研究结合Gaia DR3动力学数据与GALAH DR4化学数据，通过bootstrap分析评估轨道分量与化学丰度组合在HBDSCAN中的星团恢复效果，发现动力学参数恢复率最高但整体仍低，添加金属丰度等筛选可略微提升效率。
2025-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-Dynamical Tagging in the Outskirts: The Origins of Stellar Substructures in the Magellanic Clouds
本研究利用 APOGEE-2S 的多元素化学丰度与三维运动学信息，追溯麦哲伦云外围恒星子结构起源，揭示北部子结构多来自 LMC，南部则呈现 LMC/SMC 混合及近距离相互作用证据。
2023-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
3-D gas-phase elemental abundances across the formation histories of Milky Way-mass galaxies in the FIRE simulations: initial conditions for chemical tagging
我们使用FIRE-2模拟检查气相元素丰度的3-D变化的[O/H]，[Fe/H]，和[N/H]在11个银河系（MW）和M31质量的星系在其形成历史的$z \leq 1.5$（$t_{\rm lookback} \leq 9.4$ Gyr），由表征化学标记的初始条件的动机。在所有$z \leq 1.5$处，盘中平面的$1$ kpc内的气体与$\lesssim 0.008$ dex垂直均匀。我们发现负的径向梯度（金属丰度随着银河系中心半径的减小）在所有的时间，随着时间的推移，从$\approx -0.01$ dex kpc $^{-1}$在$z = 1$（$t_{\rm lookback} = 7.8$ Gyr）到$\approx -0.03$ dex kpc $^{-1}$在$z = 0$，这与MW，M31和附近的MW/M31质量星系的观测大致一致。固定半径处的方位角变化通常为$z = 1$处的$0.14$ dex，在$z = 0$处减小为$0.05$ dex。因此，随着时间的推移，径向梯度变得更陡，而方位角变化变得更弱（更均匀）。因此，$z \gtrsim 0.8$（$t_{\rm lookback} \gtrsim 6.9$ Gyr）的方位角变化大于径向变化。此外，在$z \gtrsim 1$处的$ΔR \approx 3.5$ kpc和$z = 0$处的$ΔR \approx 1…
2021-08-19 astro-ph.GA
Galactic or extragalactic chemical tagging for NGC3201? Discovery of an anomalous CN-CH relation
球状星团（GC）NGC 3201的起源仍在争论之中。它的逆行轨道指向河外起源，但没有进一步的化学证据支持这一观点。轻元素化学丰度对标记GC是有用的，可以用来阐明这一讨论。我们的目标是获得CN和CH带强度的红巨星在NGC 3201和比较这些光度指数和高分辨率光谱和讨论的GC化学标记的背景下。我们发现CN-CH分布中有三个组。一个主星序（S1），一个次星序（S2），以及一组特殊的（pec）CN-弱星和CH-弱星，其中一颗是以前已知的。这三个群体似乎有不同的C+N+O和/或S-过程元素丰度，高分辨率光谱证实。这些都是异常GC的典型特征。NGC 3201的CN分布是四峰的，这在异常星系团中更为常见。然而，NGC 3201不属于异常GC的趋势，在质量大小关系。假设三种情况：（i）如果序列pec-S1-S2中C+N+O和s过程元素丰度增加，NGC 3201将是第一个质量-尺寸关系之外的异常GC;（ii）如果丰度几乎不变，NGC 3201将是第一个具有多个CN-CH反相关群的非异常GC;或（iii）它将是第一个没有C+N+O和s过程元素丰度变化的异常GC。在所有情况下，异常星团的定义和它们起源于河外星系的假设都必须修改。
2018-03-14 astro-ph.GA
Mixing of metals during star cluster formation: statistics and implications for chemical tagging
目前正在进行的调查是测量大量恒星的化学丰度，最终目标是利用丰度作为示踪剂重建银河系的形成历史。然而，解释这些数据需要我们了解化学和物理空间中恒星分布之间的关系，即，我们期望一对恒星的化学丰度有多相似，是它们形成地点之间距离的函数。我们通过模拟从星系尺度模拟中提取的湍流分子云的引力坍缩来研究这个问题，该分子云播种了具有不同初始空间尺度的化学不均匀性。我们遵循的崩溃从银河系尺度下到分辨率尺度的$\approx 10^{-3}$ PC，并发现，在这个过程中，湍流混合的金属图案，减少丰度散射最初存在于气体中的量，取决于每个金属场的不均匀性的初始规模。然而，我们发现，无论初始的空间结构的金属开始崩溃，最终的恒星丰度是高度相关的距离低于几个pc，和几乎不相关的较大的距离。因此，恒星的形成过程定义了一个自然的大小尺度为$\sim 1$ pc的化学均匀的星团，这表明任何集群确定为均匀的化学空间必须形成$\sim 1$ pc的另一个。然而，为了在化学空间中区分不同的星团，需要对多个元素进行观测，而在化学空间中分离不同星团最有效的元素可能是那些在ISM中相关长度为几十pc的元素，与单个分子云的大小相当。
2018-07-04 astro-ph.GA
Differential abundances of open clusters and their tidal tails: chemical tagging and chemical homogeneity
在太阳附近被研究得很好的疏散星团（OC）被用作检验银河系和恒星理论的参考对象。为此目的，需要以高置信度了解其化学成分。本工作的目的是（1）利用大量处于不同演化状态的恒星，精确测定毕宿星团、天母星团和鲁佩希特147中22种化学物质（从Na到Eu）的丰度，（2）评价这些OC的化学均一性水平，（3）比较它们的化学特征。我们收集了三个OC中$\sim$ 100个成员的$\sim$ 800个高分辨率和高S/N光谱，这些光谱是根据盖亚DR 2数据获得的最新成员资格。我们建立了一个管道，计算大气参数和严格的线之间的差分丰度的双星在我们的样本，这使我们能够达到一个非常高的精度丰度（0.01-0.02德克斯在大多数元素）。我们发现，在一些元素的绝对丰度，这可以归因于扩散，NLTE效应或系统的分析中存在很大的差异。对于这三个OC，我们发现强相关性的不同对元素之间的差异丰度，这可以解释一定程度的化学不均匀性。我们比较了毕宿和Praesepe尾巴的几颗恒星的丰度差异：化学丰度差异更大的恒星也有不同的运动学，即使它们已被确定为尾巴的成员。用这种技术我们发现毕宿星团和Preasepe有相同的化学签名时，G矮星和K巨星被认为是。尽管每个星团都有一定程度的不均匀性，但与其他星团相比，仍然可以清楚地区分出较老的星团Ruprecht~147的化学特征。
2019-12-18 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XIX. A Chemical Tagging of the Multiple Stellar Populations Over the Chromosome Maps
HST球状星团紫外巡天研究了球状星团及其恒星星族。在本系列的前几篇文章中，我们介绍了一个伪双色图，“染色体图”（ChM），它最大限度地分离了多个种群。我们已经确定了两类主要的GC：I型（约83%的对象）和II型，两者都包含两个主要的恒星群，在本系列中称为第一代（1G）和第二代（2G）。II型星团在它们的ChM中表现出两个或多个平行的1G和2G恒星序列。我们利用文献中的元素丰度分配的化学组成的不同的人口上确定的29 GC的化学物质。我们发现，在ChM的不同区域的恒星有不同的组成：1G星共享相同的场星的轻元素含量，而2G星的N，Na增强和O贫化。恒星增强铝和镁耗尽填充的极端地区的ChM。我们调查的颜色传播1G恒星在许多GC中观察到的，并没有发现轻元素的变化的证据，而无论是0.1德克斯铁传播或变化，他仍然有待验证。在试图分析多个种群的全局性质，我们已经构建了一个通用的ChM，它突出了，虽然五花八门，现象有一些共同的模式。普适的ChM揭示了与Na的紧密联系，我们已经提供了一个经验关系。典型的II型GC的额外的ChM序列的金属性增强，往往，在S元素。欧米茄Cen可以被归类为极端的II型GC，其中ChM显示三个主流，每个主流都有自己的化学丰度变化。最明显的差异之一是在下游和上游之间，后者（与较高的He相关）具有较高的Fe和较低的Li。我们公开发布ChM。
2019-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH Survey: Chemical tagging and chrono-chemodynamics of accreted halo stars with GALAH+ DR3 and $Gaia$ eDR3
自从$Gaia$天体测量学出现以来，通过其独特的动力学特征来识别银河系内的大质量吸积系统是可能的。一个这样的系统，$Gaia$ -香肠-土卫二（GSE），似乎是一个早期的“积木”，因为它的维里质量$> 10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$在下降（$z\sim1-3$）。为了从背景恒星中分离出祖先群体，我们从GALAH+调查数据发布3（DR 3）中研究了其化学性质，其中包含多达30种元素丰度。通知我们的选择元素的纯化学选择吸积星，我们分析了4164星低$α$丰度和晕运动学。这些恒星与银河系恒星最不同的是镁、硅、钠、铝、锰、铁、镍和铜的丰度。基于丰度差异和检测率的显著性，我们将高斯混合模型应用于各种元素丰度组合。我们发现人口最多，污染最少的组件，我们确认代表GSE，包含1049颗恒星选择通过[Na/Fe]与[Mg/Mn]在GALAH+ DR 3。我们提供表格，我们的选择和报告的时间化学动力学性质（年龄，化学和动力学）。通过先前报道的清洁动力学选择GSE恒星，包括$30 < \sqrt{J_R~/~\mathrm{kpc\,km\,s^{-1}}} < 55$，我们可以用GALAH+ DR 3来识别这种结构的前所未有的24个丰度。我们的化学选择使我们能够防止循环推理，并验证GSE的动力学性质，例如平均值$\sqrt{J_R~/~\mathrm{kpc\,km\,s^{-1…
2022-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-shooter observations of main sequence stars in the globular cluster NGC 2808: first chemical tagging of a He-normal and a He-rich dwarf
我们提出的第一个化学成分研究的两个未进化的恒星在球状星团NGC 2808，获得光谱仪X-射手@VLT。NGC 2808显示了三个离散的，分离良好的主层序。对这一现象最普遍的解释是它们的恒星具有不同的氦含量。我们观察到一颗恒星位于最蓝的主序带（bMS，声称有高氦含量，Y = 0.4），另一颗位于最红的主序带（rMS，符合正则氦含量，Y=0.245）。分析了NH、CH、Na、Mg、Al、Fe的特征。虽然Fe、Ca和其他元素在两颗恒星中的丰度相同，但bMS星显示出N的巨大增强，C的耗尽，Na和Al的增强，以及相对于rMS星的Mg的少量耗尽。如果bMS上的恒星是由早期恒星在完整的CNO和MgAl循环中产生的喷出物形成的，其主要产物是氦，那么这正是我们所期望的。这两颗恒星的元素丰度模式差异与恒星颜色-星等图位置所显示的氦含量差异一致。
2010-07-29 astro-ph.GA
The Binary Frequency of r-Process-Element Enhanced Metal-Poor Stars and its Implications: Chemical Tagging in the Primitive Halo of the Milky Way
一些在[Fe/H] $\simeq -2.9\pm0.3$范围内的稀有晕巨星显示出{ \it r}过程元素丰度，相对于铁峰和更低峰的元素丰度，这些元素丰度作为一个组变化高达[ $r$ /Fe] $\sim80$。然而，这些{ \it r}-过程元素的天体物理学生产地点仍然不清楚。我们报告的初步结果，从四年的径向速度监测17 { \it r}过程增强的贫金属巨星，以检测和在这个样本中的双星。我们发现三个（可能是四个）光谱双星的轨道周期和偏心率是无法区分的人口I双星与巨大的原色，并没有表现出任何迹象表明，次要组件已通过AGB阶段的演变或爆炸的超新星。我们样本中的其他14颗恒星似乎是单一的-包括原型$r$ -过程元素增强型恒星CS 22892-052，它也在碳中增强，但不是在{ \it s}-过程元素中。我们的结论是，这些恒星的{ \it r}-过程（和潜在的碳）增强是不是一个本地的事件，由于质量转移或风从一个二进制的同伴，但被印在出生的分子云这些（单和双）恒星的外部来源。因此，这些恒星是早期星系晕系统不均匀性质的壮观化学示踪剂。
2011-10-25 astro-ph.GA
Identical or fraternal twins? : The chemical homogeneity of wide binaries from Gaia DR2
银河系考古学的高级目标之一是对银河系中的恒星进行化学标记，以拼凑其组装历史。要做到这一点，一起诞生的恒星必须具有独特的化学均匀性。宽双星系统是检验这一基本假设的重要实验室。在这里，我们提出了详细的化学丰度模式的50颗恒星在25个宽的双星系统组成的主序星的光谱类型相似的盖亚DR 2中确定的目的是量化其水平的化学均匀性。利用McDonald天文台获得的高分辨率光谱，我们得到了恒星大气参数和轻/奇Z（Li，C，Na，Al，Sc，V，Cu），$α$（Mg，Si，Ca），Fe峰（Ti，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Zn）和中子捕获（Sr，Y，Zr，Ba，La，Nd，Eu）元素的精确详细化学丰度。结果表明，80%（20对）的体系[Fe/H]在低于0.02 dex的水平下是均匀的。这些系统在所有元素丰度研究中也是化学均匀的，偏移和分散与测量不确定性一致。我们还发现，宽双星系统的化学均匀性远远超过随机配对的场星相似的光谱类型。这些结果表明，宽的二元系统往往是化学均匀的，但在某些情况下，他们可以在[X/H] ~ 0.10 dex的水平上的详细元素丰度不同，总体上意味着化学标记在广泛的笔画可以工作。
2019-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dimensionality of stellar chemical space using spectra from the Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment
基于相似成分的恒星化学标记可以提供有关恒星形成和银河系动力学历史的新见解。我们研究了在化学空间中识别恒星群的可行性，放弃使用模型导出的丰度，有利于直接分析光谱。这有利于测量不确定性的传播，并且不预先假定知道哪些元素对于在化学空间中区分恒星是重要的。我们使用阿帕奇点天文台星系演化实验的~ 16，000个红巨星和红团H波段光谱，并进行多项式拟合以消除不是由于丰度比变化引起的趋势。使用期望最大化主成分分析，我们发现主成分的高信号的波长区域最重要的恒星之间的区别。红巨星和红团星的不同子样本都与需要大约10个主成分来精确模拟测量不确定性水平以上的光谱相一致。因此，可以在H波段研究的恒星化学空间的维数是$\lesssim 10$。对于典型信噪比为100的远地点观测，无法区分恒星的化学空间单元的数量约为$10^{10\pm2} \times (5\pm 2)^{n-10}$，其中$n$是主成分的数量。这种高维度和化学空间的细粒度采样是仅基于光谱的化学标记的有希望的第一步。
2018-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origins of light and heavy r-process elements identified by chemical tagging of metal-poor stars
自从发现短持续时间伽马射线暴中的中子星（NS）元素抛射的证据以来，人们对NS并合作为r-过程元素起源的兴趣日益浓厚。NS并合起源的假设得到了NS并合中核合成理论更新的加强，该理论更新成功地产生了A>130的r过程核素。另一方面，轻r-过程元素的起源是否与NS合并事件中的核合成有关仍不清楚。我们发现一个签名的核合成在NS合并从特殊的化学丰度的恒星属于银河系球状星团M15。这一发现与最近的核合成结果相结合，意味着在NS合并核合成的潜在多样性。基于这些考虑，我们成功地解释了观测到的星系晕星之间的[轻r-过程/Eu]和[Eu/Fe]之间的相关性，并相应地缩小了r-过程生产站点中超新星核合成的作用。我们的结论是，紧密的相关性由大部分的晕星是由于这样一个事实，即核心坍缩超新星产生轻的r-过程元素，而重的r-过程元素，如Eu和Ba产生NS合并。另一方面，在异常区的恒星，由r-增强的恒星（[Eu/Fe]>+1）组成，如CS22892-052，只富集了由NS合并的一个子类喷出的物质，该子类倾向于大质量，由轻和重的r-过程核素组成。
2014-10-07 astro-ph.GA
Chemical tagging of tidal tail star candidates of NGC 6362
本研究通过VLT@FLAMES光谱分析NGC 6362潮汐尾恒星候选体的化学丰度与径向速度，发现其化学性质与星团不符而多属银河系厚盘，表明仅凭动力学性质筛选潮汐尾恒星的方法可靠性不足。
2025-05-30 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
The consistency of chemical clocks among coeval stars
一些化学物质的丰度比已被发现与恒星年龄相关，导致使用恒星大气丰度作为恒星年龄指标的可能性。这些化学钟已经用太阳孪星、疏散星团和红巨星进行了校准，但它们是否能有效地识别跨越广泛参数空间的场群中的同时代恒星（即，化学标记的承诺）。由于已知宽联星的组成部分是共同起源的恒星，它们构成了测试化学钟对测定场星年龄的有效性的理想实验室。我们确定了一个新的样本的5个双星的丰度和收集数据的其他31个系统从文献中，以测试化学钟的适用性。我们恢复了众所周知的结果，宽二进制的组件有更一致的化学比随机对。然而，我们也首次表明，丰度比设计为化学钟更一致的宽双星的组成部分之间比他们的[X/Fe]比。不仅如此，HIP 34426/HIP 34407的特殊情况可能表明，即使个别丰度不一致，化学钟也是一致的。如果化学钟是可靠的年龄指标的假设是正确的，这将构成第一个定量的，统计学上重要的证据，证明银河系中宽双星的组成部分确实是同时代的，验证了大量的已发表的工作，依赖于这种情况。此外，我们的研究结果提供了强有力的证据表明，化学钟确实携带有关恒星诞生地和化学演化的重要信息，因此我们建议，将它们包括在化学标记工作中可能有助于识别现今溶解的恒星群。
2021-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical tagging with APOGEE, MUSE, and HST: constraints on the formation of $ω$ Centauri
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Liverpool（利物浦大学）；NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图德天文台）；ELTE Eötvös Loránd University（罗兰大学）
通过APOGEE、MUSE和HST数据及银河化学演化模型，研究ω Centauri的形成和化学富集历史，发现三种恒星群体并探讨其形成机制。
2025-04-08 astro-ph.GA
Do open clusters have distinguishable chemical signatures?
过去的研究已经表明，疏散星团中的恒星是化学均匀的（例如De Silva et al. 2006，2007和2009）。这些结果支持了这样一种观点，即从同一个巨大的分子云中诞生的恒星应该具有相同的化学成分。在此背景下，化学标记技术由Freeman & Bland-Hawthorn 2002提出。其原理是通过只观察恒星的化学成分来恢复被破坏的星团。为了评估这种方法的可行性，有必要测试我们是否可以区分从不同分子云中诞生的恒星。为此，我们研究了32个年老和中年疏散星团中恒星的化学成分，并应用机器学习算法仅考虑化学特征来恢复原始星团。
2015-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ones that got away: chemical tagging of globular cluster-origin stars with Gaia BP/RP spectra
针对球状星团起源的高[N/O]、高[Al/Fe]恒星稀少的问题，研究训练神经网络基于Gaia BP/RP光谱识别这类恒星，准确率达99%，发现878个新候选体，为追溯银河系早期演化提供了新线索。
2025-01-13 astro-ph.GA
oMEGACat. IX. Chemical Tagging of Omega Centauri Populations with Machine-Learning-Inferred Abundances from the MUSE Spectrograph
University of Utah（犹他大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）
利用MUSE光谱和机器学习推断的丰度，研究ω星团成员的化学特征，揭示其多族群体的化学演化历史。
2026-10-20 astro-ph.GA
Chemical abundance inventory in phosphorus-rich stars
本文概述了富磷恒星的最新研究进展，通过光谱分析细化其化学指纹，并探索利用无监督机器学习算法识别更多样本，以确定其 progenitor 并评估核合成模型。
2025-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A baseline on the relation between chemical patterns and birth stellar cluster
本研究利用APOGEE DR17化学丰度数据，通过有监督机器学习评估化学丰度与恒星诞生星团的关系，发现仅凭化学组成难以恢复诞生星团，挑战了强化学标记的可行性，并指出年龄信息可能有助于改进。
2024-05-22 astro-ph.GA
