Unraveling the Spectral Energy Distributions of Clustered YSOs
星在集群环境中形成，但是当可用资源被共享时它们是如何形成的仍然没有很好的理解。一个相关的问题是IMF是否在银河系环境中实际上是普遍的，银河系初始质量函数（IGIMF），或者它是否是局部IMF的平均值。在解决这个问题和研究年轻星团的过程中，长期存在的问题之一是观测：来自多个来源的发射经常被视为混合，因为在不同的波长或不同的望远镜下，光束大小是不同的。这种混乱阻碍了我们全面描述星团形成的能力。在这里，我们提出了一种新的方法，使用遗传算法和贝叶斯推断，以适应混合的SED和图像的个人YSO在混乱的集群。我们应用这种方法的样品包括70斯皮策选择，低质量（$M_{\rm{cl}}<100~\rm{M}_{\odot}$）的年轻星系团在银道面的红外测光，并使用导出的物理参数来调查的质量分布和集群YSO的演化阶段，以及这些分布的影响，IMF的研究和不同的恒星形成模型。我们发现，对于由I类和II类YSO组成的低质量星系团，星系团的总恒星质量（$M_{\rm{cl}}$）和最大质量成员的质量（$m_{\rm{max}}$）之间存在着非平凡的关系。导出的相关性的属性是最兼容的Kroupa IMF的随机采样，与$150~\rm{M}_{\odot}$的基本高质量限制。我们的研究结果也是兼容的SPH模型，预测吸积在原恒星的动态终止，与大质量的恒星经历这种停止在以后的时间在他们的演变。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Living with Neighbors. VI. Unraveling the Dual Impact of Bars on Star Formation in Paired Galaxies Using DESI
本研究利用DESI巡天数据发现，棒旋星系的棒结构对恒星形成的双重作用取决于伴星系的恒星形成活性，调和了以往相关矛盾结论，强调研究并合星系恒星形成需结合内部结构与伴星系性质。
2025-10-21 astro-ph.GA
Unraveling the complex structure of AGN-driven outflows: V. Integral-field spectroscopy of 40 moderate-luminosity Type-2 AGNs
关于活动星系核的反馈是否能有效地调节宿主星系的恒星形成活动一直存在争议。为了研究活动星系核驱动外流的反馈效应，我们对40个中等光度的2型活动星系核（10个$^{41.5}$ $<$ L $_{\rm [OIII];cor}$ $<$ 10个$^{43.1}$ erg s $^{-1}$）在z $<$ 0.1处进行了积分场光谱观测，这些活动星系核在积分[OIII]运动学中呈现出强烈的外流特征。基于由恒星速度色散归一化的[OIII]速度色散的径向轮廓，我们测量了运动学流出大小，并将Kang & Woo（2018）报道的运动学流出大小-光度关系扩展到更宽的光度范围（[OIII]光度超过四个数量级）。运动学流出物大小-光度关系的浅斜率表明，虽然电离光子可以进一步到达，但由于各种影响，动能转移的效率要低得多，这表明了运动学分析在量化流出物大小和能量方面的重要性。通过对外流运动学和宿主星系性质的比较，我们发现外流较强的活动星系核比外流较弱的活动星系核具有更高的恒星形成率和HI气体分数。这些结果表明，来自活动星系核驱动外流的电流反馈并没有立即抑制或淬灭宿主星系中的恒星形成，而其作用是延迟的。
2020-12-18 astro-ph.GA
Unraveling the Feedback-Regulated Star Formation Activities around the Expanding Galactic MIR Bubble [HKS2019] E71
本文通过多波段观测研究银河系中红外气泡 E71，发现中心大质量恒星的反馈驱动分子气体膨胀并形成弧形结构，支持“收集与坍缩”机制解释其周围的恒星形成活动。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unraveling the Kinematics of IZw18: A Detailed Study of Ionized Gas with MEGARA/GTC
这项研究深入研究了IZw 18内电离气体的复杂运动学行为，IZw 18是一个以金属丰度和距离非常低而闻名的星系。利用MEGARA/GTC的数据，我们使用Hα线轮廓仔细分析了星系的结构和动力学。采用单高斯和双高斯分量拟合，我们生成了主体（MB）和Halo区域的光度，速度和速度分散的详细地图。通过提取不同星系带的综合光谱，提高了信噪比。在MB中，出现了一个清晰的旋转模式，并辅之以来自双分量拟合的更复杂的运动学结构，特别是具有FWHM接近2000 km/s的宽分量。这个广泛的组成部分，表现出广泛的空间延伸，暗示了一个高能量外流，并建议显着的动能的非本地来源。相当大的速度差距之间的狭窄和广泛的组件意味着潜在的空间分离，可能是由于致密气体附近的运动学起源作为一个动量反射“墙”。检查晕，东北晕似乎平静与低速分散，而西南晕显示较高的速度和复杂的运动学，指示不同的动力学相互作用。整个MB的广泛组成部分的存在和所有区域的复杂运动学表明广泛和微妙的湍流运动。这种对IZw 18运动学行为的细致入微的理解，阐明了气体成分和内部结构的相互作用，丰富了我们对蓝色致密矮星系动力学的理解。它有望揭示早期星系形成和这种环境所固有的复杂运动学。
2024-04-22 astro-ph.GA
Unraveling the inner substructure of new candidate hub-filament system in the HII region G25.4NW
我们提供了银河系HII区域G25.4-0.14（以下简称G25.4NW，距离~5.7 kpc）的多尺度和多波长数据。SHARC-II 350微米连续图显示了一个中心-暗条配置，包含5个秒差距尺度的暗条和一个中心紧凑中心。通过5 GHz无线电连续谱图，四个电离团块（即，Ia-Id）朝向中心枢纽，并由大质量OB星提供动力。赫歇尔温度图描绘了温暖的尘埃排放（即，Td ~23-39 K）。高分辨率阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）1.3毫米连续谱图（分辨率~0”.82 X 0”.58）显示了三个核心（c1-c3;质量~80-130 Msun）朝向电离团Ia，另一个核心（c4;质量~70 Msun）朝向电离团Ib。一个紧凑的近红外（NIR）发射功能（范围~0.2 pc）的调查朝向电离团Ia由O 8V型星激发，并包含至少三个嵌入的K波段的明星。在电离团Ia的方向上，ALMA地图还显示了一个细长的特征（范围约为0.2 pc），承载着核心c1-c3。所有这些发现共同说明了中心枢纽中存在一个小的大质量恒星群。考虑到中心灯丝形态和毫米核心的空间位置的检测，全球非各向同性崩溃（GNIC）的情况下，似乎是适用于G25.4NW，其中包括全球层次崩溃和块状吸积模型的基本成分。总体而言，GNIC方案解释了G25.4NW中大质量恒星的诞生。
2021-04-08 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: α-abundances of metal-poor stars
我们对盖亚-ESO巡天观测到的星系晕中低α星与高α星的比例进行了详细研究。使用第二次内部数据发布的381颗贫金属恒星的样本，我们发现这个比率的值并没有显示出系统趋势的证据，这些趋势是金属丰度，表面重力，银河纬度，银河经度，银河平面以上的高度和银心半径的函数。贫α/富α值为0.28 $\pm$ 0.08，表明内晕中大部分恒星形成于高恒星形成率环境，约15%的贫金属恒星起源于低得多的恒星形成率环境。
2014-10-23 astro-ph.GA
Detailed abundance analysis of a metal-poor giant in the Galactic Center
我们报告的第一个结果，从我们的计划，以检查银河系核星团的金属丰度分布连接到SgrA*，推断该系统的恒星形成和富集历史的目标，以及它的连接和中央100 pc的凸起/酒吧系统的关系。我们提出了第一个高分辨率（R~ 24，000），详细的丰度分析K=10.2贫金属，α增强红巨星预计在1.5 pc的银河系中心，使用NIRSPEC凯克II。对恒星的动力学和颜色的仔细分析将其定位在核心星团前方约26 pc的视线距离处。它可能属于一个核的组成部分（集群或磁盘），而不是酒吧隆起或经典磁盘。在K波段使用新的线性矩阵进行详细的光谱合成，发现[Fe/H]~-1.0和[alpha/Fe]~+0.4，与核球中类似金属丰度的恒星一致。由于已知的巨星具有类似的[Fe/H]和α增强是老的，我们得出结论，这颗恒星最有可能是~10 Gyr年龄人口的代表。这也是迄今为止在银河系中心核团附近发现的最贫金属的红巨星。我们考虑了最近文献中关于银河系中心有大量贫金属巨星的报道，但是这些恒星的log g ~4的重力使人们对它们的金属丰度提出了质疑。
2016-08-26 astro-ph.GA
Chasing the formation history of the Galactic metal-poor disc
本文利用LAMOST巡天中约10万颗贫金属星的化学丰度与动力学分析，揭示银河系贫金属盘包含原始盘、GSE碎片及高α和低α盘的贫金属尾部，并新发现Wukong起源及ShangGu-1/2/3三个子结构。
2025-07-21 astro-ph.GA
VVV Survey Near-Infrared Photometry of Known Bulge RR Lyrae stars: the Distance to the Galactic Center and Absence of a Barred Distribution of the Metal-Poor Population
我们结合了已知的RR天琴座（RRL）星的光学和近红外数据，以研究其贫金属成分的空间分布，通过测量精确的红化值和距离的7663基本模式RRL星与高质量的测光。我们得到到银河系中心的距离R 0 = 8.33 +/- 0.05 +/- 0.14 kpc。我们发现，RRL星的空间分布不同于由主要是富含金属的红团（RC）星跟踪的结构。与RC星不同的是，RRL星并没有一个很强的棒，而是有一个更接近球形的集中分布，在它的中心只有轻微的伸长。我们发现，在南方高纬度地区（b < -5）的密度分布中存在双峰现象，这需要通过扩大目前普查的覆盖面来证实。富金属和贫金属恒星星族的不同空间分布表明银河系有一个复合核球。
2013-09-23 astro-ph.GA
Correlations between kinematics and metallicity in the Galactic bulge: a review
最近对星系核球恒星的大规模观测使得我们能够绘制出核球运动学的详细地图。凸起表现出圆柱形旋转一致的盘状起源，通过酒吧驱动的长期演化。然而，金属丰度和运动学之间的相关性使这一图景复杂化。特别是已检测到具有不同运动学特征的贫金属部件。它的起源、密度分布以及与其他银河系恒星星族的联系目前仍然受到很大的限制。
2016-01-28 astro-ph.GA
Near-Infrared Properties of Metal-poor Globular Clusters in the Galactic Bulge Direction
目标。本文利用加拿大-法国-夏威夷望远镜近红外成像仪CFHTIR的J、H和K'像，计算了银河系核球方向12个贫金属球状星团的近红外色星等图中红巨星分支的形态参数。利用所观测到的12个团簇的RGB参数的汇编数据集，除了先前研究的5个团簇之外，我们讨论了团簇的RGB形态的性质，并将它们与富金属凸起团簇和贫金属晕团簇的校准关系进行了比较。方法.光度学RGB形状指数，诸如MK = MH =（-5.5、-5、-4和-3）的固定量值处的颜色、（J-K）0 =（J-H）0 = 0.7的固定颜色处的量值以及RGB斜率，是从每个聚类的近红外颜色-量值图中定义的基准法线点测量的。利用所选RGB恒星的微分光度函数和累积光度函数，估算了RGB凸起和尖端的星等。导出的RGB参数已被用来检查的整体行为的RGB形态作为集群金属丰度的函数。结果近红外光度RGB形状指数和集群金属丰度的方案集群之间的相关性比较有利与以前的观测校准关系的富金属集群在银河系凸起和贫金属晕集群。所观测到的星系团的RGB凸起和尖端的近红外星等也符合银河系凸起星系团的校准关系。
2010-04-19 astro-ph.GA
Implications of a non-universal IMF from C, N, and O abundances in very metal-poor Galactic stars and damped Lyman-alpha absorbers
最近发现的C，N，O丰度最贫金属阻尼莱曼α（DLA）吸收体相比，那些极端贫金属恒星的星系晕，以及河外H II地区，破译核合成和化学富集在早期宇宙。这些比较令人惊讶地确定了DLA系统中相对高的C/O比和低的N/O比，这在理论上难以解释。我们认为，如果这些特征被未来的研究所证实，这种效应的发生是因为在贫金属DLA系统的初始质量函数在20-25 Msun附近的高质量端有一个截止点，因此缺乏大质量恒星提供核合成产物，导致低C/O和高N/O比。这一发现是一个合理的解释的性质DLA系统中，足够数量的冷氢气体保持完整，因为抑制电离的大质量恒星。此外，我们的主张强烈支持在非常大质量的恒星，这可能是可以接受的，在最近的核合成计算与快速旋转模型的高生产率的N。丰度数据和核合成结果的更新将加强我们的新主张，即C/O和N/O丰度是一个强有力的工具，用于推断初始质量函数的形式。
2011-03-03 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. III. Detection of lithium in the metal-poor bulge dwarf MOA-2010-BLG-285S
背景：为了研究银河系中Li的演化，有必要观测矮星或亚巨星。虽然在银河系的盘和晕中已经对Li进行了广泛的研究，但迄今为止，只有一颗未进化的核球恒星中存在Li的不确定性。目标：我们这项研究的目的是提供第一个明确的检测锂在银河系的隆起，基于分析的矮星，在很大程度上保留了其初始锂丰度。方法：我们已经进行了详细的元素丰度分析的鼓矮星MOA-2010-BLG-285 S使用高分辨率，高信噪比光谱获得的UVES摄谱仪在VLT的对象时，光学放大在引力微透镜事件（视觉放大A~550在观察期间）。通过在670.8nm处的7 Li共振双峰线的合成线轮廓拟合来确定锂丰度。结果已针对与LTE的偏差进行了校正。结果：MOA-2010-BLG-285 S是迄今为止在银河系核球中探测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-1.23。它的老年龄（12.5 Gyr）和增强的[α/Fe]比与金属丰度相似的厚盘中的恒星一致。这颗恒星代表了第一次在银河系凸出部的贫金属矮星中明确探测到Li。我们发现一个NLTE校正锂丰度的日志e（锂）=2.16，这是一致的银河系盘和晕矮星在类似的金属丰度和温度的值。结论：我们的研究结果表明，在银河系核球的早期阶段，没有锂富集或生产的迹象。对其他星系（ω Cen）和银河系其他组成部分的Li的观测进一步表明，Spite高原是普遍存在的。
2010-09-29 astro-ph.GA
Sub-galactic scaling relations with T$_{\rm e}$-based metallicity of low metallicity regions in galaxies: metal-poor gas inflow may have important effects?
标度关系是研究星系演化的基本方法。利用Apache Point天文台Mapping Nearby Galaxies巡天的积分场光谱数据，从52个星系中选取了1698个显著探测到极光发射线\oiii $λ$ 4363的Spaxels，研究了低金属丰度端的标度关系。我们发现，在去除基本金属丰度关系的贡献后，我们的样本在标度关系中的恒星形成率比恒星形成序列更高，金属丰度更低，我们还发现我们样本的恒星年龄更年轻（$<$ 1 Gyr），恒星金属丰度也更低。来自深度学习目录的形态参数表明，我们的星系更有可能合并。这些结果表明，它们的低金属丰度区可能与相互作用有关，贫金属气体的流入可能稀释了星际介质，并在相互作用过程中形成新的贫金属星.
2021-11-21 astro-ph.GA
OGLE-2009-BLG-076S - The most metal-poor dwarf star in the Galactic bulge
基于大量红巨星的测量表明，银河系核球的金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为Et）很宽，中心值[Fe/H]=-0.1。然而，最近出现了一个新的机会，可以利用膨胀中的微弱矮星的临时通量放大（大约100倍或更多），这些矮星是引力透镜，使它们在短观测窗口内可以用高分辨率光谱仪观测到。令人惊讶的是，在最初测量的6颗恒星中，有5颗的[Fe/H]>+0.30，这表明它们的质量是高度倾斜的，与巨星的观测结果不一致。在这里，我们提出了一个详细的元素丰度分析OGLE-2009-BLG-076 S，基于高分辨率光谱获得的UVES光谱仪在ESO甚大望远镜。我们的研究结果表明，它是迄今为止观测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-0.76。我们的研究结果反对一个强大的选择效应不利于金属贫微透镜恒星。这可能是小的数字统计是负责巨人/侏儒凸出量的差异。如果这种差异在分析大量的膨胀矮星（很快就可以得到）时仍然存在，它可能需要修改我们对膨胀形成模型或富含金属的巨星行为的理解。
2009-06-12 astro-ph.GA
Ancient Very Metal-Poor Stars Associated With the Galactic Disk in the H3 Survey
古老的、金属含量极低的恒星为我们提供了一扇窗口，让我们得以了解最早期的星系形成和聚集。我们结合数据从H3光谱调查和盖亚测量金属丰度，$α$元素的丰度，恒星年龄和482个非常贫金属（VMP; [Fe/H] $<-2$）恒星的样本的轨道特性，以限制它们的起源。这个样本被限制在距离银河平面$1\lesssim |Z| \lesssim3$ kpc的范围内。我们发现，超过70%的VMP星在盘附近的轨道上，这一比例增加向低金属丰度。如果贫金属恒星主要是从许多没有优选方向的小系统中吸积而成的，那么这个结果是出乎意料的，因为这种情况意味着大部分都是各向同性分布。此外，我们发现有一些证据表明，在较低的[ $α$ /Fe]的恒星之间的更高分数的轨道。主序星的等时线年龄显示，这些VMP星的年龄是一致的（$\approx12$ Gyr），而不管$α$丰度和金属丰度，这表明贫金属人口不是从同一个良好的混合气体盘出生。我们推测，VMP人口有一个异质的起源，包括原位形成的古老的磁盘和吸积从一个卫星相同的旋转方向的古老的磁盘在早期。我们精确测量的这些VMP星的年龄在Eklude轨道上显示，银河系有一个相对静止的合并历史在大多数宇宙时间，并意味着银河系的角动量对齐已经到位至少12 Gyr。
2020-11-30 astro-ph.GA
Tidal stripping stellar substructures around four metal-poor globular clusters in the Galactic bulge
利用英国红外望远镜WFCAM近红外线列阵获得的宽视场深J、H和K成像数据，研究了银河系球丘区四个贫金属球状星团（NGC 6266、NGC 6626、NGC 6642和NGC 6723）周围恒星的空间密度结构.对色星等图上的恒星应用统计加权滤波算法，以便从场恒星污染中对簇成员候选者进行排序。在星团的二维等密度等值线图中，我们发现四个球状星团都表现出强有力的证据，潮汐剥离恒星的特征超出潮汐半径，在潮汐尾或小密度瓣或块的形式。扩展的恒星子结构的方向可能与星系和星系团空间运动的动力学相互作用的影响有关。观测到的径向密度分布的四个球状星团也描述了扩展的子结构，他们离开理论国王和威尔逊模型，并有一个过密度的功能，在一个斜坡上的休息外区域的集群。这些观测结果可能暗示，在球状星团的动力学演化过程中，位于银河系球丘区的4个球状星团经历了银河系引潮力、球丘或盘震等强烈的环境效应。这些观测结果为我们理解星系核球区星系团的演化以及星系的形成提供了进一步的约束。
2014-10-07 astro-ph.GA
Causal Discovery in Astrophysics: Unraveling Supermassive Black Hole and Galaxy Coevolution
本研究利用先进的因果发现技术和贝叶斯框架分析星系样本，揭示了星系性质与超大质量黑洞质量间的因果联系，发现按星系形态分类存在因果反转，支持了星系层级组装和活动星系核反馈调节演化的理论模型。
2025-01-13 astro-ph.GA
KMOS view of the Galactic Centre - II. Metallicity distribution of late-type stars
了解银河系中心恒星的金属丰度分布对研究银河系核心星团的形成历史具有重要意义。然而，这种分布并不为人所知，目前基于不到100颗恒星的小样本。我们利用积分场摄谱仪KMOS（VLT）获得了银河系核星团中央4pc^2区700多颗晚型星的近红外K波段光谱。我们分析中分辨率光谱使用全光谱拟合方法采用哥廷根光谱库的合成PHOENIX光谱。导出的恒星金属丰度范围从富金属[M/H]>+0.3 dex到贫金属[M/H]<-1.0 dex，其中5.2%（^{+6.0}+{-3.1}）的恒星为贫金属（[M/H]<-0.5 dex）。贫金属星分布在整个观测区域。贫金属恒星的起源仍然不清楚。它们可能来自下落的球状星团。对于富含金属的恒星星族（[M/H]>0 dex），可以排除球状星团的起源。由于在银河系中心的4 pc ^2区域中只有很低比例的贫金属恒星，我们相信我们的数据可以排除银河系核星团纯粹由下落的球状星团形成的假设。
2016-10-05 astro-ph.GA
A wide-field photometric survey for extratidal tails around five metal-poor globular clusters in the Galactic halo
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）Megacam的宽视场深格里图像，研究了5个贫金属球状星团M15、M30、M53、NGC 5053和NGC 5466周围恒星在3 °视场内的空间位形。应用掩模滤波算法的观测恒星的颜色星等图，我们排序集群的成员恒星候选人，用于检查周围的目标集群的空间恒星分布的特点。平滑的表面密度图和叠加的等密度等值线表明，所有的五个贫金属球状星团表现出强有力的证据，在其潮汐半径的潮汐外高密度的功能，在延长的潮汐尾的形式在集群周围。观测到的潮外特征的方向显示了跟踪星团轨道的潮汐尾的签名，从它们的自行推断，以及与银河系动力学相互作用的影响。我们的发现包括在一对球状星团M53和NGC 5053周围探测到潮汐桥状特征和包络结构。观测到的靶团簇径向表面密度分布与King理论模型有一定的偏差，在0.5~0.7r_t处出现了一个突变，将超密度特征扩展到1.5~2r_t。不同角截面的径向面密度剖面和方位角数密度剖面都证实了这五个贫金属球状星团周围潮汐尾的高密度特征。我们的研究结果增加了进一步的观测证据，所观察到的贫金属晕球状星团起源于吸积卫星系统，表明合并的情况下形成的星系晕。
2009-12-17 astro-ph.GA
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
Disentangling the Galactic Halo with APOGEE: I. Chemical and Kinematical Investigation of Distinct Metal-Poor Populations
我们发现两个化学性质不同的种群在[Fe/H] - [Mg/Fe]平面上分离得相对干净，但在其他化学平面上也有区别，在阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）观测到的贫金属恒星（主要是金属丰度[Fe/H] $< -0.9$）中，并为斯隆数字巡天的数据发布13（DR 13）进行了分析。这两个恒星星族在$α$ -元素、C+N、Al和Ni的[X/Fe]比值上表现出最显著的差异。除了这些具有不同化学性质的星群外，低金属丰度的高镁星群（我们称之为HMg星群）表现出显著的净银河系自转，而低镁星群（或LMg星群）具有类似晕的运动学，几乎没有净自转。根据它的性质，LMg星群的起源可能是恒星的吸积。HMg群体显示出与厚盘相似的化学性质（以及在一定程度上的运动学性质），并且可能与$\it in$ $\it situ$形成相关。LMg和HMg星群之间的区别模拟了在以前的研究中发现的低和高$α$晕星星群之间的差异，这表明这些是相同的两个星群的样本。
2017-11-15 astro-ph.GA
Chemical Cartography. II. The Assembly History of the Galactic Stellar Halo Traced by Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了一个恒星星族在星系晕的运动学特性的分析，利用超过100,000个主要序列的关闭（MSTO）在斯隆数字巡天观测到的恒星。将星系晕划分为内晕区和外晕区后，根据样品中碳铁比的空间变化，我们发现外晕区的恒星具有明显的$-$ 49 $\pm$ 4 km s $^{-1}$的逆行运动和更接近球形的恒星轨道分布，而IHR中的恒星净自转为零（$-$ 3 $\pm$ 1 km s $^{-1}$），恒星轨道的径向分布更加偏向。此外，我们将MSTO样本中的碳增强贫金属（CEMP）星在每个晕组分中分为CEMP-no和$s$子类，基于它们的绝对碳丰度，$A$（C），并检查与每个子类相关的空间分布和运动学。CEMP-no星是OHR中CEMP星的主要子类（$\sim$ 65%），而IHR中CEMP星的少数子类（$\sim$ 44%），类似于之前几次分析的结果。每个晕区的CEMP-无星比CEMP- $s$星表现出稍高的反旋，但在统计误差范围内。在每个晕区中，CEMP-no星的轨道分布也比CEMP- $s$星更接近球形。这些独特的特征提供了强有力的证据，证明许多低质量的卫星星系（类似于超暗矮星系）为OHR提供了恒星，而质量更大的矮星系则为IHR提供了主要贡献。
2019-09-25 astro-ph.GA
The Atari Disk, a Metal-Poor Stellar Population in the Disk System of the Milky Way
我们已经开发了一种化学动力学方法，将36，010颗贫金属SkyMapper恒星分配到各种银河系恒星群中。使用两种独立的技术（速度和作用空间行为），$Gaia$ EDR 3天体测量和光度金属丰度，我们选择了具有“金属弱”厚盘人口特征的恒星，通过最大限度地减少典型厚盘或其他银河系结构的污染。该样本包含7，127颗恒星，金属丰度范围为$-3.50<$ { \metal }~ $<-0.8$，系统自转速度为$\langle V_ϕ\rangle=154$ \，km\，s $^{-1}$，滞后于厚盘。轨道偏心率介于典型的厚盘和晕之间。刻度长度为$h_{R}=2.48^{+0.05}_{-0.05}$ \，kpc，刻度高度为$h_{Z}=1.68^{+0.19}_{-0.15}$ \，kpc。金属丰度分布函数与斜率为$Δ\log{\rm N}/Δ\metal=1.13\pm0.06$的指数拟合良好。总的来说，我们发现了一个重要的贫金属组成部分，由261颗具有\metal $<-2.0$的SkyMapper恒星组成。虽然我们的样本只包含11颗{ \metal }~ $\lesssim-3.0$的恒星，但调查JINAbase贫金属恒星汇编显示，另外18颗这样的恒星（5颗具有{ \metal } $<-4.0$）在运动学上属于我们的样本。这些不同的空间，运动学和化学特征强烈表明，这个金属贫乏，相位混…
2022-06-16 astro-ph.GA
The occurrence of nitrogen-enhanced metal-poor stars: implications for the initial mass function in the early Galactic halo
大多数碳增强贫金属（CEMP）星被认为是过去从渐近巨星分支（AGB）星到低质量伴星（我们现在观察到的CEMP星）的氦燃烧物质的质量转移的结果。由于中等质量的AGB星在其包层中有效地将碳循环为氮，因此相同的演化方案预测存在氮增强贫金属（NEMP）星，[N/Fe] > 1，[N/C] > 0.5。这样的NEMP星是罕见的，尽管它们的出现取决于金属丰度：它们在[Fe/H] < -2.8时似乎比金属丰度较低的恒星更常见约10倍。我们分析了所观察到的样品的贫金属恒星的碳和氮的测量，以获得坚定的约束发生NEMP恒星的金属丰度的函数。我们比较这些约束的二进制人口合成计算中，我们改变了初始分布的质量，质量比和二进制轨道周期。我们发现，在[Fe/H] > -2.8时观测到的NEMP星的缺乏不允许对初始质量函数进行大的修改，正如文献中所建议的那样，CEMP星的频率很高。较低金属丰度的情况不太清楚，我们目前还没有恒星模型来进行[Fe/H] <-2.8的比较。然而，除非中等质量的AGB星在如此低的金属丰度下表现得非常不同，否则在[Fe/H] < -2.8处观察到的NEMP频率似乎与文献中提出的头重脚轻形式的初始质量函数不相容。
2012-09-26 astro-ph.GA
Galactic Archaeology: Tracing the Milky Way's Formation and Evolution through Stellar Populations
本文阐述银河系考古学如何利用恒星的分布、运动学、化学与年龄信息，结合光谱和测光数据识别恒星族群，以揭示银河系各结构的形成演化历史。
2023-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamics of metal-poor wide binaries in the Galactic halo: Association with the Sequoia event
最近，越来越多的宽双星被发现。通过广泛的调查和有针对性的观察，他们的化学和动力学性质进行了研究。然而，这些宽双星的形成还远不清楚，尽管已经提出了几种方案。为了研究这些系统的化学成分，我们分析了属于星系晕的三个宽双星对的高分辨率光谱。总的来说，另外三个候选人从我们的原始样本的11个候选人在不同的分辨率观察到各种仪器被驳斥为共同移动对，因为他们的径向速度显着不同。在我们的宽双星样本中，我们发现在动力学性质（自行和视线速度）和化学成分中的对组件之间的同质性。对于每个宽联星对来说，它们的金属丰度分别为-1.16、-1.42和-0.79 dex [Fe/H]，这使得这些恒星处于文献报道的宽联星中贫金属的一侧。特别是，在我们的样本中最贫金属的对（WB 2 = HD 134439/HD 134440）显示出比银河系场星更低的[ $α$ /Fe]丰度比，这是吸积物体的明显特征。我们还证实，这一广泛的双股非常相似的恒星和球状星团与红杉事件的轨道特性。因此，WB 2似乎是在矮星系环境中形成的，随后溶解在银河系晕中。虽然其他两个宽双星出现从不同的形成机制，我们的研究结果提供了一个新的机会，了解宽双星的形成和银河系的组装过程。
2021-08-19 astro-ph.GA
New places and phases of CO-poor/CI-rich molecular gas in the Universe
在这项工作中，我们扩展了最近发现的作用，宇宙射线（CR）在调节平均CO/ $\rm H_2$丰度比的分子云（从而其CO线的可见性）在星爆星系的工作，并发现它可以导致一个CO-穷人/CI丰富的$\rm H_2 $气相，即使在环境中与银河系或在普通的恒星形成星系预期只有适度增强的CR背景。此外，相同的CR驱动的天体化学提出了一个广泛的相变的分子气体向一个CO-贫/CI-富阶段的可能性：a）分子气体外流发现在恒星形成的星系，b）活动星系核（AGN），和c）附近的同步辐射发射无线电喷流和无线电大声核心的强大的无线电星系。对于主序星星系，我们发现CRs可以使它们的一些分子气体质量CO不可见，复合低金属丰度的影响。成像的原子碳的两个精细结构线的分辨率高到足以搜索以外的CI/CO亮线区域与中央恒星爆发可以揭示这样的CO-贫/CI-富分子气相，只要相对亮度灵敏度水平$T_b$（CI $1-0$）/ $T_b$（CO $J=1-0$）$\sim $ 0.15达到。在银河系中搜寻这种气体的能力现在已经掌握在部署在南极洲的新的高频勘测望远镜HEAT和未来将部署在Dome A的望远镜上。ALMA可以在恒星形成的螺旋盘、星系分子气体流出以及射电大声物体的CR强度高的星系和环星系气体丰富的环境中寻找这种气体。
2018-04-26 astro-ph.GA
The COMBS survey I: Chemical Origins of Metal-Poor Stars in the Galactic Bulge
化学和运动学研究可以确定银河系中恒星星族的起源。凸起的金属丰度分布函数表明，它包括多个种群，其中更贫金属的一端是特别少的了解。目前尚不清楚贫金属核球星（[Fe/H] $<$ -1 dex）是否是最内侧区域恒星晕的一部分，或者是一个独特的核球星群，或者是两者的组合。宇宙学模拟还表明，贫金属核球星可能是银河系中最古老的恒星。在这项研究中，我们成功地利用SkyMapper测光选择了贫金属的核球星。利用R $\sim$ 47，000 VLT/UVES光谱测定了26颗恒星的恒星参数和22种元素的丰度，并将它们的元素性质与银河系其他恒星星族进行了对比。我们发现，我们得到的元素丰度为我们的贫金属球型恒星有更低的整体散射比通常发现的晕。这表明这些恒星可能是局限在核球中的一个独特的群体。如果这些恒星是晕最内部分布的一部分，这表明晕在小银河半径处比在大半径处更化学均匀。我们还发现了两颗恒星，其化学成分与第二代球状星团恒星一致。本文是贫金属凸出星化学起源（COMBS）调查的第一部分，该调查将对贫金属凸出星群进行化学动力学表征。
2019-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Reservoir of Ionized Gas in the Galactic Halo to Sustain Star Formation in the Milky Way
如果没有新的气体来源，我们的银河系将通过恒星的形成耗尽其气体供应。在高速下观测到的电离气体云可能是这种气体的储存库，但它们的距离是将它们置于星系晕并揭示其作用的关键。我们使用哈勃太空望远镜盲目地寻找银河系恒星前景中的电离高速云（iHVC）。我们发现，90 < |v_LSR| < 170 km/s的iHVC在太阳的一个银河系半径内，有足够的质量来维持恒星的形成，而|v_LSR| >170 km/s的iHVC在更大的距离。这些可能是下一波下落物质。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies with grains: unraveling dust evolution and extinction curves with hydrodynamical simulations
本研究在RAMSES流体动力学模拟中引入尘埃演化模型，将尘埃分解为两种尺寸和化学成分，模拟不同质量与金属丰度的盘状星系，成功再现银河系尘埃性质及低金属丰度下DTM下降，并揭示硅酸盐与碳质尘埃生长阈值差异导致麦哲伦云型消光曲线，阐明CO形成限制碳质尘埃生长。
2024-06-04 astro-ph.GA
Evidence for a metal-poor population in the inner Galactic Bulge
直到最近，由于极端的灭绝和恒星拥挤，在化学演化研究中一直避免银河系内隆起。大型近红外光谱巡天，如APOGEE，首次允许测量我们银河系内部区域的金属丰度。我们研究了33 K/M巨星位于银河系中心区域的观测与APOGEE调查。我们从APOGEE/ASPCAP管道中选择了具有可靠恒星参数的K/M巨星。距离，星际消光值和径向速度进行了检查，以确认这些恒星确实位于银河系内隆起。我们发现一个富金属人口集中在[M/H] = +0.4 dex，在协议与其他凸起区域的早期研究，但也在低金属丰度的峰值周围$\rm [M/H] = -1.0\,dex$，这表明存在一个贫金属人口，以前没有被检测到的中心区域。我们的研究结果表明，一个占主导地位的富金属人口与贫金属的组成部分，是增强的$α$ -元素。这种贫金属的人口可能与经典的隆起和快速形成的情况。
2015-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating lower limit of metallicity for Galactic thin disk
本研究利用APOGEE DR17与Gaia DR3数据，在低α序列中确认56颗高可能性贫金属薄盘巨星，将薄盘金属丰度下限推至-0.95 dex以下，并支持两次气体下落模型。
2024-12-09 astro-ph.GA
The age-velocity dispersion relation of the Galactic discs from LAMOST-Gaia data
我们使用从LAMOST中选出的3，564颗通常观测到的亚巨星/红巨星分支星，给出了太阳邻域三维的年龄-速度色散关系（AVR），它给出了年龄和径向速度，以及\emph{Gaia}，它测量了距离和自行。这些恒星被分为贫金属（${\rm [Fe/H]<-0.2}$ \，dex）和富金属（${\rm [Fe/H]>-0.2}$ \，dex）两类，因此富金属恒星大多是贫$α$的，而贫金属恒星大多是由$α$增强型恒星贡献的。因此，年老和缺乏金属的恒星可能属于化学定义的厚盘族，而富含金属的样本则主要是薄盘。贫金属样品的AVR在$\gtrsim7$ \，Gyr处显示出突然增加，这是由厚盘组件造成的。另一方面，大多数具有${\rm [Fe/H]>-0.2}$ \，dex的薄盘星显示类似AVR的幂律，其面内色散和垂直色散指数分别为0.3- 0.4和0.5。这与圆盘被螺旋臂和/或巨大的分子云逐渐加热的情况一致。此外，较老的薄盘星（$>7$ \，Gyr）具有更圆的速度椭球，即$σ_ϕ/σ_{\rm z}$接近于1.0，这可能是由于在垂直方向上更有效的加热。特别是对于位于$|z|>270$ \，pc处的旧贫金属样品，垂直色散甚至大于其方位角对应物。最后，顶点偏差和倾斜角几乎为零，具有很大的不确定性。
2017-12-11 astro-ph.GA
On the origin of a rotating metal-poor stellar population in the Milky Way Nuclear Cluster
我们探索最近在银河系核团（NC）的内部秒差距中检测到的恒星的人口的起源，表现出亚太阳的金属丰度和更高的旋转相比，占主导地位的人口。使用最先进的$N$体模拟，我们模拟了一个大质量恒星系统落入银河系中心，银河系和银河系外的起源。我们表明，新发现的人口可以是一个大质量的星团的残余物形成的几个kpc远离银河系中心（银河系的情况下），或从一个矮星系最初位于10-100 kpc（河外的情况下），并达到银河系中心3-5 Gyr前吸积。我们的模型和银河系卫星和球状星团的特征银心距离和金属丰度分布之间的比较有利于银河系的情况。与土卫二香肠，红杉，人马座和大犬座结构相关的集群的比较表明，所观察到的贫金属子结构的祖先在原位形成，而不是被吸积。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Relative Ages of the $α$-Rich and $α$-Poor Stellar Populations in the Galactic Halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的F和G矮星样本研究了晕中富含和缺乏$α$和$α$恒星的年龄。为了实现基于[ $α$ /Fe]的恒星分离，我们提出了一种新的半经验光谱指数方法，并将其应用于低分辨率、中等信噪比的SDSS光谱。该方法可用于直接估算[ $α$ /Fe]，为从低分辨光谱估算[ $α$ /Fe]提供了一种新的、广泛适用的方法。我们测量了主层序的关闭温度，并将其与金属丰度和一组等时线相结合，以估计样本中富含$α$和缺乏$α$的人群的年龄。我们发现所有恒星的年龄都大于8 Gyr，这证实了星系晕是很早就形成的。年龄-金属丰度关系中出现了一个分叉，即在低金属丰度区，富含$α$和贫$α$的恒星是同时代的，而在高金属丰度区，富含$α$的恒星年龄大于贫$α$的恒星年龄。结果表明，$α$富晕星族形成于快速的高恒星形成事件中，具有较浅的年龄-金属丰度关系，而$α$贫晕星族则形成于化学演化时间尺度较慢的环境中.
2014-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial metallicity variations of mono-temperature stellar populations revealed by early-type stars in LAMOST
本研究利用LAMOST MRS年轻单温度恒星样本，分析银盘空间金属丰度分布特征，发现径向梯度随温度降低减小，方位分布存在不均匀性，还识别出5个可能源于高速云下落的贫金属子结构，为银盘化学演化提供观测约束。
2023-04-06 astro-ph.GA
NLTE abundances of Eu for a sample of metal-poor stars in the Galactic Halo and Metal-poor Disk with 1D and <3D> models
本研究利用NLTE谱线形成及1D和<3D>模型大气，测量银河系晕和贫金属盘贫金属恒星及太阳的铕丰度，发现NLTE修正减少谱线间差异，且对GCE模型参数影响不大。
2025-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Survey IV: Approaching the Galactic metallicity floor with the discovery of an ultra metal-poor star
早期宇宙呈现出一种几乎没有重元素的恒星形成环境。因此，金属丰度最低的恒星提供了一个了解银河系早期阶段的独特窗口，但非常罕见，很难找到。在这里，我们介绍了一个超贫金属星，Pristine_221.8781+9.7844，使用窄带Ca H&K测光从原始调查。后续的中分辨率和高分辨率光谱证实了Pristine_221.8781+9.7844的超贫金属性质（[Fe/H] = -4.66 +/- 0.13，在1D LTE中），α元素相对于Fe增加了0.3-0.4 dex，并且碳丰度异常低。我们得出的上限为A（C）= 5.6，远低于典型的A（C）值为这样的超贫金属恒星。这使得Pristine_221.8781+9.7844成为最贫金属的恒星之一;事实上，它与已知最贫金属的恒星（SDSS J102915+172927）非常相似。一类碳丰度较低的超贫金属恒星的存在表明，在早期宇宙中一定有几个形成通道，通过这些通道形成了长寿的低质量恒星。
2018-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The most metal-poor Galactic globular cluster: the first spectroscopic observations of ESO280-SC06
我们首次对贫金属的银河系球状星团ESO 280-SC 06进行了光谱观测。利用英澳望远镜上的2dF/AAOmega摄谱仪获得的光谱，我们已经确定了该星团的13个成员，并从它们的红外钙三线估计该星团的金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-2.48\substack{+0.06 \\ -0.11}$。这将使它成为银河系中已知的最贫金属的球状星团。这一结果通过与其他三个贫金属球状星团的比较得到了验证，这些球状星团是以同样的方式观测和分析的。我们还提出了新的测光的集群从EFOSC 2和SkyMapper，并确认该集群位于$22.9\pm2.1$ kpc从太阳和$15.2\pm2.1$ kpc从银河系中心，并有一个径向速度为$92.5\substack{+2.4 \\ -1.6}$ km s $^{-1}$。这些新的数据发现星团的半径大约是以前估计的一半，我们发现星团的动力学质量是$(12\pm2)\times10^3$太阳质量。不幸的是，我们缺乏可靠的自行来充分描述它围绕银河系的轨道。有趣的是，测光表明该星团缺乏一个人口稠密的水平分支，这在一个如此古老或缺乏金属的星团中还没有观察到。
2018-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
VVV CL001: Likely the Most Metal-Poor Surviving Globular Cluster in the Inner Galaxy
我们首次对位于银河系隆起附近的球状星团VVV~ CL 001进行了高分辨率丰度分析。利用Apache Point Observatory星系演化Experiment（APOGEE）获得的\textit{H}波段光谱，我们确定了该星系团的两个潜在成员，并从它们的Fe I线估计该星系团的平均金属丰度为[Fe/H] = $-2.45$，由于系统学的不确定性为0.24 dex。结果表明，VVV~ CL 001中的轻（N）、$α$ -（O，Mg，Si）和奇Z（Al）元素丰度与银河系其他贫金属球状星团具有相同的变化趋势。这使得VVV~ CL 001可能是迄今为止在太阳的银河系中心距离内发现的最缺乏金属的球状星团，也可能是银河系中继ESO 280-SC 06之后最缺乏金属的星团之一。应用统计等时线拟合，我们得到自洽的年龄，距离和红化值，产生的估计年龄$11.9^{+3.12}_{-4.05}$陀螺仪在$8.22^{+1.84}_{-1.93}$ kpc的距离，揭示了VVV~ CL 001也是一个老的GC在银河系内部。VVV~ CL 001的银河系轨道表明，这个星团位于一个类似晕的轨道上，看起来是高度偏心的。化学和动力学都支持这样的假设，即VVV~ CL 001可能是银河系早期演化过程中大规模合并事件留下的古老化石遗迹，可能与红杉或\textit{Gaia} -土卫二-香肠结构有关。
2021-02-03 astro-ph.GA
The disc origin of the Milky Way bulge: On the high velocity dispersion of metal-rich stars at low latitude
本研究结合APOGEE DR17数据与类银河系N体模拟，证实核球视线速度弥散-纬度关系的反转由盒状/花生状核球的盘起源（富金属星源于薄盘、贫金属星源于厚盘）及观测角度效应共同导致。
2024-11-18 astro-ph.GA
Cool stars in the Galactic Center as seen by APOGEE: M giants, AGB stars and supergiant stars/candidates
直到最近，由于极端的灭绝和恒星拥挤，包括核盘在内的银河系中心区域在化学普查研究中基本上被避免。利用最新发布的APOGEE数据（DR 16），我们首次能够研究该区域的冷AGB星和超巨星。5颗已知AGB星和1颗超巨星（VR 5-7）的恒星参数表明，它们的位置远高于RGB的尖端，我们利用APOGEE/ASPCAP管道的可靠恒星参数，利用APOGEE巡天观测数据，研究了位于银河系中心150 pc以内的157颗M巨星的金属丰度。距离，星际消光值和径向速度进行了检查，以确认这些恒星确实位于银河系中心区域。我们在金属丰度分布函数中检测到一个明显的双峰结构，在[Fe/H] ~ +0.3 dex附近有一个富金属峰，在[Fe/H]= -0.5 dex附近有一个贫金属峰，比Baade窗口差0.2 dex。α元素Mg、Si、Ca和O表现出与银河系隆起相似的趋势。贫金属组分在α-元素中增强，表明该种群可能与经典的凸起和快速形成情景有关。我们发现了一个清晰的旋转的核恒星盘和一个显着的比例的高速恒星与$\rm v_{gal} > 300\,km/s$ ;富金属的恒星表现出更高的旋转速度（$\rm \sim 200\,km/s$）相对于金属贫乏的恒星（$\rm \sim 140\,km/s$）。化学丰度以及金属丰度分布函数表明，核恒星盘和核星团显示出不同的化学特征，可能形成不同。
2020-08-31 astro-ph.GA
The stellar content of the Hamburg/ESO survey VI. The metallicity distribution of main-sequence turnoff stars in the Galactic halo
从Hamburg/ESO物镜棱镜巡天（HES）数据库中选取贫金属主序星（MSTO），计算了星系晕的金属丰度分布函数（δ）。用赛丁泉天文台2.3米望远镜对682颗恒星（其中617颗为合格计划星）进行了相应的中分辨率（R ~ 2000）跟踪观测。对样本星所覆盖的测量体积进行了定量估计，并将其应用于观测到的星表。与先前研究的贫金属巨星样本相比，修正相当小。然后，我们将修正后的观测数据与巨星的数据进行了比较，并与一些银河系化学演化的理论预测进行了比较，包括质量损失修正的简单模型。虽然贫金属转折区和晕巨星的测量体积校正的MDF在[Fe/H] >-2.0的区域有显著差异，但在[Fe/H] ~-2.0以下（我们科学上最关注的区域），两个MDF都在[Fe/H] ~ -3.6处急剧下降，并在低金属量尾部呈现相当相似的分布。理论模型可以拟合所观察到的峰的某些部分，但是没有发现同时再现峰以及[Fe/H]在-2.0至-3.6之间的贫金属区域中的特征。在测试的模型中，只有GAMETE模型，当归一化到[Fe/H] ~-3.0以下的观测到的α的尾部时，并且Z_{cr} = 10^{-3.4} Z_{\odot}，能够预测在[Fe/H] ~-3.6处的急剧下降。
2010-06-22 astro-ph.GA
Sulphur in the metal poor globular cluster NGC 6397
硫（S）是一种非难熔的阿尔法元素，不会被锁定在星际介质中的尘埃颗粒中。因此，不需要对测量的星际硫丰度进行校正，它可以很容易地与恒星光球中的硫含量进行比较。在这里，我们提出的第一个测量硫的贫金属球状星团（GC）NGC 6397，在一个红巨星的MIKE/麦哲伦高信噪比，高分辨率光谱检测。虽然硫的丰度比可用于大量的银河系恒星，[Fe/H]为~ -3.5 dex，但到目前为止，还没有报道在球状星团中测量到比-1.5 dex更贫的金属。我们发现NLTE，三维丰度比[S/Fe] = +0.52 +/-0.20（stat.）+/- 0.08（系统），基于S1，在9212.8A处的多重1线。这个值与星系晕平台一致，这是GC和场星中其他α元素的典型特征，但我们不能排除它与文献中声称的[S/Fe]增加而[Fe/H]减少的第二分支的成员关系，这导致金属丰度在-2 dex附近的大分散。这颗恒星的[S/Mg]和[S/Ca]比值与太阳值在（大）不确定性范围内是相容的。尽管这些比率在文献样本之间的银河系恒星中非常大的分散，这表明硫在贫金属GC中追踪其他α元素的化学印记。结合其中等的钠丰度（[S/Na]_NLTE=0.48），在这个GC中的[S/Fe]比扩展了一个全球性的，积极的S-Na相关性，这是没有看到在现场的明星，并可能表明质子捕获反应有助于生产硫（贫金属）的早期GC环境。
2011-08-30 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge: different stellar populations and possible gradients
我们计算了银河核球的化学演化，以解释最近观测到的两个主要恒星星族的存在。比较模型结果和观测数据后，我们认为，旧的更多的金属贫恒星星族形成非常快（在0.1-0.3 Gyr的时间尺度上）通过强烈的恒星形成的爆发和初始质量函数平坦比在太阳附近，而金属丰富的人口形成在一个较长的时间尺度（3 Gyr）。我们预测两个种群的平均丰度差异（<[Fe/H]>为-0.52 dex），这可以解释为金属丰度梯度。我们还预测了贫金属群本身内部的亚群之间Fe、O、Mg、Si、S和Ba的可能梯度（例如<[Fe/H]>为-0.145 dex）。最后，通过一个耗散坍缩后的化学动力学模型，我们预测在距离银河系中心500 pc以内，Fe的梯度为-0.26 dex kpc^{-1}。
2012-09-20 astro-ph.GA
Metallicity field and selection effects in spatial distribution of the Galactic globular cluster system
利用目前的球状星团（GCs）的银河系的金属丰度的数据，把约束的距离银河系中心，$R_0$，被认为是前景。我们发现富金属和贫金属子系统的GC分别在金属丰度图中形成了一个棒状结构，其参数与银河系棒的参数非常接近。结果表明，存在一个酒吧内的富金属和贫金属的子系统的GC组件。条形GC可能是在已经存在的银河系条形内形成的，也可能是后来与条形共振锁定的。我们的结论是，大量的限制$R_0$值可以得到只有与非轴对称模型的GC金属丰度的空间分布与津贴的GC细分成子系统。我们发现了一个酒吧灭绝组件的证据，导致在银河酒吧的远侧和“后中央”地区的GC观测不完整。当从GC的空间分布确定$R_0$时，应考虑这种选择效应。
2013-11-05 astro-ph.GA
The orbital evolution of UFDs and GCs in an evolving Galactic potential
我们使用第二次盖亚数据发布，以研究银河系中的17个超暗矮星系（UFD）和154个球状星团（GC）的运动学，重点是静态和不断变化的模型之间的差异银河系的潜力。一个不断发展的潜力修改卫星的轨道相对于其静态等效，虽然差异是很小的相比，现有的不确定性轨道参数。我们发现UFD牧夫座II很可能是第一次绕银河系飞行。根据银河系的假设质量，UFD三角座II、水蛇座I、后发座、天龙座II和大熊座II，以及GC罗盘座，也可能是第一次坠落，因此可能对限制银河系的质量有用。我们确定了一个明确的运动学富金属（${\rm [Fe/H]}>-1.1$）和贫金属GC（${\rm [Fe/H]}\leq-1.1$）之间的区别。虽然大多数富含金属的星系团占据着主要的逆行轨道，具有低偏心率（$e\approx 0.35$）和类似的特定角动量和轨道平面作为银河系盘，7显示出潜在的逆行轨道，其起源尚不清楚。贫金属的星系团有更多样化的轨道，更高的偏心率（$e\approx 0.65$），一半的轨道平面偏离圆盘60到120度。UFD具有与贫金属GC相似的$θ$和$ϕ$，表明类似的起源。我们提供了一个目录的轨道参数为UFD和GC两个不同的星系质量和它们的观测不确定性。
2020-12-07 astro-ph.GA
The GIRAFFE Inner Bulge Survey (GIBS) III. Metallicity distributions and kinematics of 26 Galactic bulge fields
最近的一些研究表明，银河系核球有两个不同平均金属丰度的组成部分，可能有不同的空间分布和运动学。因此，无论是金属丰度分布和径向速度的核球星不同的视线。在这里，我们提出了在26个领域的红色团簇星的金属丰度分布函数分布在一个广泛的区域的凸起，特别强调领域接近银河平面，在纬度b=-2和b=-1，以前没有探索。本文包括新的金属丰度约5000 K巨星的样本，观察光谱分辨率R=6500，在钙II三重态区域。它们是GIRAFFE Inner Bulge Survey的主要数据集。作为同一巡天的一部分，我们先前已经发表了纬度b=-4的600颗K巨星样本的结果，这些结果来自更高分辨率的光谱（R= 22，500）。结果组合的样品使我们能够追踪和表征金属贫和金属富凸起人口下降到内部凸起。我们提出了一个密度图的两个组件。与以前的工作的预期相反，我们发现金属穷人人口集中比金属丰富的，并具有更轴对称的空间分布。另一方面，富含金属的人口以四方形分布排列，与边缘上的酒吧一致。通过耦合金属丰度和径向速度，我们表明，金属穷人人口的速度分散，而温和的纬度变化。相反，富金属粒子群在远离平面的地方有一个低的速度色散（b=-8.5），但它有一个随纬度而变陡的梯度，在最里面的场中变得比贫金属粒子群高（b=-1）。[删节]
2016-10-28 astro-ph.GA
The Pristine survey XXIV: The Galactic underdogs -- Dynamic tales of a Milky Way metal-poor population
本研究通过对约36000颗极贫金属巨星样本去污染与化学动力学分析，发现占比2%的高度顺行平面贫金属子样本具有厚盘特征，支持银河系存在弱金属厚盘的结论。
2024-07-12 astro-ph.GA
Chemodynamical Modelling of the Galactic Bulge and Bar
我们提出了第一个自洽的化学动力学模型拟合再现数据的星系核球，酒吧和内盘。我们扩展的测量方法，以增强相空间，包括恒星的金属丰度，并显示其第一个应用程序的酒吧区的银河系。利用ARGOS和APOGEE（DR 12）调查的数据，我们适应Portail等人最近的动力学模型。再现观测到的空间和运动学变化作为金属丰度的函数，从而允许详细研究不同金属丰度箱中恒星的3D密度分布，运动学和轨道结构。我们发现[Fe/H] > -0.5的富金属恒星是强棒性的，并且具有与共同盘起源一致的动力学性质。[Fe/H] < -0.5的贫金属恒星表现出强烈的运动学变化，表明来自底层恒星星族的不同贡献。在中心kpc外，贫金属星的密度和运动学被发现有一个厚的磁盘，而在内部kpc，一个额外的浓度的贫金属星的证据被发现。最后，在模型中的所有金属丰度的组合轨道分布自然地再现所观察到的顶点偏差的凸起。本文展示了测量化学动力学模型的力量，当扩展到其他化学维度时，将是非常强大的工具，可以最大限度地利用从大型光谱调查（如APOGEE，GALAH和MOONS）中获得的信息。
2017-06-21 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS III. The first global photometric metallicity map of the Galactic bulge
我们调查的大尺度金属丰度分布在银河系的凸起，使用一个大的空间覆盖范围，以约束凸起的形成方案。我们使用VISTA变量的Via Lactea（VVV）的调查数据和2 MASS测光，覆盖320平方度的银河系凸起，推导光度金属丰度的（J-Ks）0颜色的插值的基础上的一组球状星团脊线的个别红巨星分支恒星。然后，我们使用这些信息来构建第一个全球金属丰度图的凸起与30'x45'的分辨率。核球的金属丰度图显示出一个明显的垂直金属丰度梯度，约为0.04 dex/deg（约为0.28 dex/kpc），富金属恒星（[Fe/H]~0）在靠近银道面的区域（|b| <5）占主导地位。在更大的尺度高度，平均金属丰度的隆起人口变得显着更金属贫。这符合盒状隆起起源于银河系酒吧的垂直不稳定性，形成早期通过长期演化的两个组成部分的恒星盘的情况。较老的贫金属恒星在更高的尺度高度上占主导地位，这是由于最初较热的厚盘恒星的非混合轨道。
2013-02-01 astro-ph.GA
On the dearth of C-enhanced metal-poor stars in the Galactic bulge
本研究通过统计分析与$Λ$CDM模型预测，揭示银心凸起中CEMP星匮乏源于其高恒星形成率引发双不稳定性超新星爆发，抹除了原初暗弱超新星印记，并提出利用该现象限制首批恒星质量分布的新方法。
2023-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
