The abundance and environment of dark matter haloes
宇宙学和结构形成理论中的一个悬而未决的问题是，环境在多大程度上影响星系和晕的性质。本文旨在阐明这一问题。本文重点分析了一个暗物质的模拟，它解决了环境如何影响晕丰度的问题，晕被分配了四个属性：它们的维里质量，一种用孔径计算的环境密度，与$R_{vir}$成比例（$Δ_M$），固定孔径（$Δ_R$）环境密度，以及宇宙网分类（即，空隙、片、丝和结，如V-网算法所定义）。$Δ_M$是在半径为$5$ \rvir的球体内评估的晕周围的平均密度，其中\rvir \是维里半径。$Δ_R$是用$R=4h^{-1}$ Mpc进行高斯平滑的密度场，在晕的中心进行评估。本文的主要结果是，晕在不同的网络元素之间的差异源于他们的质量函数的差异，并不依赖于他们的自适应孔径环境密度。晕的质量和它的固定孔径环境密度之间的互相关引起的固定孔径环境密度的依赖性。
2016-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Iron and Alpha Element Abundances in M31's Outer Halo
我们提出了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成技术，在M31的外恒星晕的恒星。21个[Fe/H]测量值和7个[ $α$ /Fe]测量值来自距离M31投影距离为43 - 165 kpc的磁场。我们结合我们的测量与现有的文献测量，并比较由此产生的样品的23颗恒星与[Fe/H]和9颗恒星与[$α$ /Fe]测量在M31的外晕与[ $α$ /Fe]和[Fe/H]测量，也来自光谱合成，在M31的内恒星晕（$r < $ 26 kpc）和dSph星系。M31外晕中的恒星具有[ $α$ /Fe]模式，与M31最大的dSph卫星（And I和And VII）一致。这些丰度提供了初步的证据，表明M31外晕中恒星的[ $α$ /Fe]丰度与银河系晕星的丰度比与M31内晕中恒星的丰度更相似。我们还比较了光谱合成为基础的[Fe/H]测量的恒星在M31的晕与以前的光度[Fe/H]的估计，作为一个函数的投影距离M31。基于光谱合成的[Fe/H]测量结果与先前在M31的恒星晕中观察到的大规模金属丰度梯度一致，投影距离高达100 kpc。
2020-06-09 astro-ph.GA
The Tully-Fisher and mass-size relations from halo abundance matching
塔利-费舍尔关系（TFR）表达了旋转星系与它们所处的暗物质晕之间的联系，因此包含了大量关于星系形成的信息。我们构建了一个总体框架，以调查是否基于晕丰度匹配模型能够重现观测到的恒星质量TFR和质量大小关系（MSR），并使用数据来约束星系形成参数。我们的模型测试了一系列合理的情况下，不同的晕盘形成的反应，重子和暗物质的相对角动量，选择效应的影响，和丰度匹配参数。我们发现，与观察到的TFR协议提出了一个上限的星系和晕属性之间的散射，需要弱或反向晕收缩，并有利于选择效应，优先消除快速旋转的星系。MSR将盘与晕的比角动量的比率约束为大约在0.6-1.2的范围内。我们确定和量化两个问题，这种性质的模型面临的。(1)他们预测MSR的内在分散度太大，（2）他们预测TFR和MSR残差之间的相关性太强。我们认为，解决这些问题需要引入恒星表面密度和封闭的暗物质质量之间的相关性。最后，我们探讨了预期的中央和卫星星系的TFR之间的差异，发现在青睐的模型中，这种差异应该是在一个样本中检测到的~700星系。
2015-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Abundance Patterns and the Early Environment of Dwarf Galaxies
最近的观测表明，银河系恒星晕中的低金属丰度恒星和矮卫星星系中的低金属丰度恒星之间存在着丰度模式的差异。本文首先研究了银河系形成前的早期环境在塑造这些恒星星族中可能扮演的角色。特别是，我们认为是否在交叉污染的恒星晕和卫星的祖先之间的差异可能有助于解释丰度模式的差异。使用N体模拟，我们发现，主晕的祖先晕主要聚集在一起，在z=10，而卫星星系的祖先仍然在这个集群的外围。接下来，分析模拟的超新星驱动风表明，主晕祖细胞更有效地相互交叉污染，而卫星星系祖细胞仍然更加孤立。因此，不均匀的交叉污染，由于不同的高Z空间位置的每个系统的祖先可以帮助解释观测到的丰度模式的差异今天。相反，这些差异是早期金属富集不均匀性的标志。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A halo model for cosmological neutral hydrogen: abundances and clustering
我们扩展了以前的分析结果对约束的丰度和集群后再电离（$z \sim 0-5$）中性氢（HI）系统使用晕模型框架。我们的工作与一个全面的HI数据集，包括小规模的集群，柱密度和质量函数的HI星系在低红移，强度映射测量在中等红移和紫外/光学观测的阻尼莱曼阿尔法（DLA）系统在较高的红移。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的方法来约束最佳拟合模型的参数，无论是HI晕质量关系和HI径向密度分布。我们发现，径向指数轮廓的结果在一个很好的适合低红移HI的观测，包括集群和列密度分布。的配置文件的形式也被发现，以匹配高红移DLA的意见，结合使用时，与一个三参数HI晕质量关系和红移演化的HI浓度。晕模型的预测与观测到的低红移星系的HI面密度分布，以及高红移DLAs的碰撞参量和覆盖分数观测的一般趋势吻合得很好。我们提供了方便的表格，总结了最佳拟合晕轮模型预测。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 14
我们测定了属于Palomar 14（P14）的9颗红巨星的元素丰度。星云14是一个外晕球状星团（GC），距离\sim 70千秒差距。我们的丰度分析是基于高分辨率光谱和一维恒星模型大气，导出了铁峰元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni，α元素O、Mg、Si、Ca、Ti，轻奇元素Na，中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy、Cu的丰度。我们的数据不允许我们研究轻元素（即，O到Mg）丰度变化。中子俘获元素显示出r过程的特征。我们比较我们的测量与内部和其他外部晕GCs，晕场星，公认的河外起源的GCs和矮球状星系（dSphs）的恒星的丰度比。14的丰度模式与14之后的下一个外晕GC族成员13和14几乎相同。1414的丰度模式也类似于内晕GC、晕场星和公认的河外起源的GC，但与通常在dSphs场星中发现的不同。因此，14的丰度特性以及其他外晕GC的丰度特性与dSphs的吸积起源是相容的。无论GC吸积是否起作用，似乎外晕GC和dSphs中GC的形成条件相似。
2011-10-24 astro-ph.GA
Bent by baryons: the low mass galaxy-halo relation
星系与暗物质晕之间的关系对于评价结构形成和星系形成物理的理论预言是至关重要的。我们发现，广泛使用的基于暗物质的丰度匹配方法只在低质量端失败，因为它的两个基本假设被打破：只有一小部分低质量（低于10^9.5太阳质量）的晕托管可见星系，由于重子的影响，晕的生长速度较低。在这种情况下，仅依赖于暗物质来进行丰度匹配的模拟既不准确也不自洽。我们发现，观测估计的矮星系的晕质量和丰度匹配的预测值之间的差异并不指向失败的LCDM，但只是一个失败的重子效应。我们的研究结果还表明，本星系群只包含几百个可观测到的星系，而丰度匹配所建议的暗矮星则有数千个。我们展示了如何从丰度匹配得到的关系可以被纠正，使它们可以被用来自洽校准模型的星系形成。
2014-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo abundance and clustering in cosmologies with massive and asymmetric neutrinos
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所）；Department of Physics, the Chinese University of Hong Kong（香港大学物理系）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Laboratory of Zhongyuan Light, Zhengzhou University（郑州大学物理学院与中原之光实验室）
本文研究了大质量非对称中微子对晕体质量函数和晕体偏置的影响，发现中微子质量抑制大质量晕体丰度，而非对称性则在广范围内增强晕体丰度，且在高红移下效应更显著。
2026-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlation between Outlying Halo Abundance and Host Halo Properties
本研究首次量化了银河系质量宿主晕维里半径之外的外围晕占据数变化，分析了四种宿主晕性质与外围晕丰度的相关性及其随半径的变化，为解释非严格限定于维里半径内的卫星系统提供了理论背景。
2025-08-02 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
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
Halo Growth and Merger Rates as a Cosmological Test
本文提出利用暗物质晕并合率及近期增长速率约束 $σ_8$ 与 $Ω_{\ m m}$，其结果与星系团丰度约束近似正交，可形成互补宇宙学检验。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. IV. Lithium abundances
我们研究了属于F和G主序星的两个晕族的恒星的锂丰度是否存在差异，这些恒星先前被发现在金属丰度范围为-1.4 < [Fe/H] <-0.7的情况下[α/Fe]不同。Li丰度来自使用MARCS模型大气的高分辨率光谱中测量的LiI 6707.8 A线。此外，恒星的质量是确定的logTeff - logg图之间的Yonsei-Yale演化轨迹插值。高α晕星和低α晕星的锂丰度没有显著的系统差异。对于大多数质量为0.7 < M/Msun < 0.9，重元素质量分数为0.001 < Z < 0.006的恒星，Li丰度符合关系式A（Li）= a0 + a1 M + a2 Z + a3 MZ，其中a0，a1，a2，a3为常数。将这个关系外推到Z = 0导致Li丰度接近从标准大爆炸核合成计算和WMAP重子密度预测的原始值。然而，这个关系并不适用于[Fe/H] <-1.5的恒星。我们认为，富含金属的晕星形成的锂丰度接近原始值，在其大气中的锂已耗尽的时间与恒星质量和Z的近似线性依赖。高α星和低α星的锂丰度没有系统性差异，这表明环境效应对锂的破坏并不重要。
2012-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of local universe constraints on halo abundance and clustering
宇宙学$N$体模拟宇宙中的暗物质成分通常使用具有固定功率谱和密度场随机相位的初始条件，导致仅在统计意义上与星系局部分布一致的结构。然而，我们还是有可能推断出导致我们周围星系和星系团构型的初始阶段。我们分析了CSiBORG套件的101个模拟，通过约束密度场在155 Mpc $/h$与暗物质粒子质量$4.38\times10^9 M_\odot$，量化的程度限制施加在2.65 Mpc $/h$规模减少方差晕质量函数和晕晕交叉关联函数的范围内的规模。这是通过将CSiBORG与无约束Quijote模拟的子集和对$Λ$ CDM平均值的期望进行对比来实现的。使用FOF，PHEW和HOP halofinders，我们表明，CSiBORG套件拍宇宙方差在大质量尺度（$\gtrsim 10^{14}M_{\odot}/h$），这是最强烈的初始条件的约束，并表现出显着的晕晕交叉相关出$\sim30$ Mpc $/h$。此外，约束的效果向下扩展到较低质量的物体和低于它们所施加的尺度的尺度。最后，我们开发了一种算法，实现之间的“双”晕，并表明，大约50%的晕质量大于$10^{15}M_{\odot}/h$可以确定在所有实现的CSiBORG套件。我们使CSiBORG晕目录公开提供给未来的应用程序，需要当地晕场的知识。
2022-08-23 astro-ph.CO 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
[$α$/Fe] Abundances of Four Outer M 31 Halo Stars
本文给出仙女座星系（M 31）外晕中四颗恒星的α元素与铁的丰度比[ $α$ /Fe]。这些恒星被Gilbert等人（2012）鉴定为高似然场晕星，距离M31中心的投影距离在70至140 kpc之间。这是第一次在银河系以外的星系中测量到晕星的α丰度。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H]= -2.2和[Fe/H]=-1.4之间。样品的平均[ $α$ /Fe]比为+0.20+/-0.20。最佳拟合的平均值高于太阳，这与II型超新星的快速化学富集一致。我们的M31外晕样本的平均[ $α$ /Fe]比与银河系内/外晕恒星的[Fe/H]范围相当（在不确定性范围内）。
2014-10-13 astro-ph.GA
Halo Abundance and Assembly History with Extreme-Axion Wave Dark Matter at $z\ge 4$
波暗物质（$ψ\rm{DM}$）由极轻玻色子（$m_ψ \sim 10^{-22}\,\rm eV$）组成，具有低于kpc尺度德布罗意波长的量子压力抑制结构，已成为可行的暗物质候选者。与传统的自由粒子$ψ{\rm DM}$（${\rm FP} ψ{\rm DM}$）相比，Zhang & Chiueh（2017）提出的极端轴子$ψ\rm{DM}$模型（${\rm EA} ψ{\rm DM}$）具有更大的截止波数和物质传递函数的宽谱凸点。在这里，我们进行宇宙学模拟，比较三种不同的情况下：${\rm FP} ψ{\rm DM}$，${\rm EA} ψ{\rm DM}$和冷暗物质（CDM）之间的$z=4-11$的晕丰度和组装历史。我们发现，${\rm EA} ψ{\rm DM}$产生更丰富的低质量晕比${\rm FP} ψ{\rm DM}$具有相同的$m_ψ$，因此可以减轻在$m_ψ$所需的Ly $α$森林数据和kpc尺度的矮星系核心的紧张局势。我们还发现，与CDM对应物相比，大规模的${\rm EA} ψ{\rm DM}$晕平均$3-4$倍更大的$z=10-11$由于其早期形成，经历了一个缓慢的质量吸积在$7 \lesssim z \lesssim 11$，然后显示出一个快速上升的主要合并率超过CDM的$\sim 50\%$在$4 \lesssim z \lesssim 7$。这一事实…
2017-09-29 astro-ph.CO 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
Oxygen abundances in low- and high-alpha field halo stars and the discovery of two field stars born in globular clusters
通过对777 nm O-I三重线的非LTE分析，获得了67颗金属丰度范围为-1.6<[Fe/H]<-0.4的矮星的氧丰度。尼森和舒斯特测量了这些恒星精确的大气参数，他们发现它们根据运动学和α元素（Mg，Si，Ca，Ti）丰度分为三组：厚盘，高α晕和低α晕。我们发现厚盘和高α晕星的氧丰度趋势非常相似。低α星在给定的[Fe/H]下显示出更大的[O/Fe]星间散射，并且与其他两组相比具有系统性较低的氧丰度。因此，我们发现这些恒星群中氧丰度的行为与α元素的行为相似。我们利用先前发表的盘星和贫金属晕星的氧丰度数据，给出了太阳附近恒星氧丰度趋势的总体视图（-2.3<[Fe/H]<+0.3）。两颗场晕矮星的O和Na丰度很高。G53-41和G150-40都具有非常低的氧丰度和非常高的钠丰度，这是在球状星团（GC）恒星中观察到的丰度异常的关键特征。因此，它们很可能是在GC中诞生的场晕星。如果这是真的，我们估计至少有3+/-2%的局部场贫金属恒星是在GC中诞生的。
2012-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of the excess of high-energy retrograde stars in the Galactic halo
我们报道了一组贫金属恒星的非常低的$α$元素丰度，这些恒星具有高轨道能量和在银河系晕中的大逆行运动，最近从金属丰度和运动学角度报道了它们的过剩。我们构建了一个样本的晕星测量丰度和精确的运动学，包括$\sim 880$星与[{{Fe}/{H}}] $<-0.7$，通过交叉匹配银河系考古学数据库的恒星丰度盖亚的第二次数据发布。在能量-角动量空间中有三个区域被选中：最内层的晕、盖亚-土卫二/香肠和高能逆行晕。虽然最内层的晕和盖亚土卫二区域的化学丰度分别与晕中的高和低$α$族群一致，但高能逆行晕中恒星的化学丰度与这两个族群不同;它们的[{X}/{Fe}]，其中X代表Na，Mg和Ca，甚至低于盖亚土卫二。这些丰度，以及它们的低平均金属丰度，提供了一个新的支持的想法，逆行组件是由一个吸积矮星系，具有较长的恒星形成时间尺度和质量小于盖亚土卫二/香肠为主。
2019-03-22 astro-ph.GA
Determining the primordial helium abundance and UV background using fluorescent emission in star-free dark matter haloes
原始氦质量分数的观测测量，$Y_{\rm P}$，是宇宙学和基本粒子物理学的兴趣。从H II地区获得的当前测量值与标准模型预测的精度一致，约为1%，尽管这些确定可能受到系统不确定性的影响。这种可能性只能通过以新的方式独立测量氦丰度来测试。在这里，我们提出了一种新的方法来获得测量$Y_{\rm P}$使用氢和氦的复合线发射从HICs：原始的，富含气体，但无星的低质量暗物质晕，其存在的流体动力学模拟预测。虽然预计是不常见的，本质上是微弱的发射，这些对象的原始组成和简单的物理性质，使他们成为一个理想的实验室，以确定$Y_{\rm P}$。我们提出了辐射转移模拟证明这种方法的有效性，发现比较的排放H和He线，无论是通过其体积发射率，或综合性能，如表面亮度和总通量，可以用来推断$Y_{\rm P}$。此外，我们表明，可用于提供一个全新的约束紫外背景的光谱斜率，并讨论了测量此斜率和原始氦丰度同时的可能性。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. Evidence from stellar abundance ratios and kinematics
精确的丰度比被确定为94颗矮星，5200 < Teff < 6300 K，-1.6 < [Fe/H] <-0.4，距离D < 335 pc。它们中的大多数具有晕运动学，但包括16个厚盘星。从VLT/UVES和NOT/FIES光谱测量原子线的等效宽度，分辨率分别为R = 55000和R = 40000。基于MARCS模型的LTE丰度分析被应用于获得Na、Mg、Si、Ca、Ti、Cr和Ni相对于Fe的精确微分丰度比。晕星分为两个族群，以[alpha/Fe]区分，其中alpha是指Mg，Si，Ca和Ti的平均丰度。[Na/Fe]和[Ni/Fe]的差异也存在，这两个丰度比之间存在非常明显的相关性。“高α”恒星可能是古老的盘状或凸起恒星，通过合并卫星星系而“加热”到晕运动学，或者它们可能是在原银河系气体云坍缩期间形成的第一颗恒星。“低α”恒星的运动学表明，它们是从矮星系中吸积而来的，其中一些可能起源于欧米茄Cen祖星系。
2010-02-24 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
Elemental Abundances in M31: Properties of the Inner Stellar Halo
我们目前的测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的128个单独的红巨星分支星（RGB）的恒星晕的M31，包括其巨大的恒星流（GSS），获得使用光谱合成的低和中分辨率凯克/DEIMOS光谱（$R \sim 3000$和6000，分别）。我们在M31的恒星晕中观察到四个场（投影半径为9，18，23和31 kpc），以及GSS中的两个场（33 kpc）。结合现有的文献测量，我们已经增加了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]测量的样本量从101到229个单独的M31 RGB星。从这个样本中，我们研究了M31内晕的化学丰度特性，发现$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.08 $\pm$ 0.04和$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$ = 0.40 $\pm$ 0.03。在8- 34 kpc之间，内晕具有陡峭的[Fe/H]梯度（$-$ 0.025 $\pm$ 0.002 dex kpc $^{-1}$）和可忽略的[ $α$ /Fe]梯度，其中内晕中的亚结构在给定的投影距离上比晕的光滑部分系统地更富金属。虽然内部恒星晕的化学丰度与现今的矮球状体（dSphs）卫星星系的M31在很大程度上是不一致的，我们确定了22个RGB恒星运动学与恒星晕的光滑组成部分，具有类似于M31 dSphs的化学丰度模式。我们讨论了M31的晕形成的情况下，得出的结论是，…
2020-09-01 astro-ph.GA
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
Flavours in the box of chocolates: chemical abundances of kinematic substructures in the nearby stellar halo
恒星晕包含了像我们这样的大质量星系的组装历史的痕迹。利用TGAS和光谱RAVE调查之间的协同作用，Helmi等人（2017）最近在太阳邻域中发现了几个不同的子结构，定义在运动空间的积分中。这些子结构中的一些可能是构建恒星晕的积木的例子。我们分析了这些子结构中恒星的化学性质，重点是由RAVE调查化学管道提供的铁和$α$元素丰度。我们将子结构的\feh和\mgfe分布与TGAS $\times$ RAVE数据集中定义的整个晕样本的分布进行比较，发现九个子结构中有一半以上具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.3$ ~dex。其中两个子结构具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.1$ ~dex，这使得它们可能是破裂的球状星团的残余物。正如预期的那样，大多数子结构和绝大多数恒星晕样本都是$α$增强的。只有一个子结构显示出明显的[Mg/Fe]与[Fe/H]丰度趋势，与我们样本中的其他晕星不同。
2018-04-23 astro-ph.GA
Chemical Abundances for the Outer Halo Cluster Pal 4 from Co-added High-Resolution Spectroscopy
内容：遥远银河系球状星团（GC）的化学元素丰度是研究银河系晕及其子结构起源的重要线索。目的：我们研究了红巨星的化学成分在104-银河系中最遥远的GC之一-并比较我们的丰度测量低表面亮度矮星系，GC的内部和外部晕。研究方法：通过共同添加高分辨率，低S/N凯克/HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支，我们估计20 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度比。我们的方法给出了总的不确定性最元素铁的比例通常为0.2德克斯。结果如下：我们测量到[Fe/H] = -1.41 +- 0.04（统计）+- 0.17（系统）和α-增强[α/Fe] = +0.38 +- 0.11 dex，这与星系晕场星和大多数晕GC在该金属丰度下发现的+0.4 dex的正则值一致。虽然相对于晕而言，R44的重元素有更高的增强，但大多数元素比率在测量误差范围内与局部晕场星的元素比率一致。然而，我们发现，比其他晕簇的[Mg/Ca]比较低的证据。结论：根据现有的证据，我们得出结论，从物质的形成，银河系4和星系晕经历了类似的富集过程，尽管这个集群的年龄明显较年轻。在我们的方法的局限性，我们没有发现显着的迹象铁蔓延，是典型的真正的银河系GC。然而，迫切需要E14和其他遥远卫星中单个恒星的丰度比，以了解远程GC和其他晕子结构（即，明亮和超暗的矮球状星系）。
2010-04-26 astro-ph.GA
Element abundance analysis of the metal-rich stellar halo and high-velocitythick disk in the galaxy
基于第二次盖亚数据发布（DR 2）和APOGEE（DR 16）光谱巡天，我们定义了两类恒星样品：高速厚盘（HVTD）和富金属晕（MRSH），前者用$vϕ>90km/s$，后者用$vϕ<90km/s$。由于APOGEE（DR 16）的高分辨率光谱数据，我们可以准确地分析HVTD和MRSH的元素丰度分布。这些元素构成了一个多维数据空间，我们介绍了一种处理多维数据的算法方法，给出了降维聚类的结果。根据化学性质的分析，我们推断出一些HVTD星可能起源于薄盘，而一些MRSH星可能起源于矮星系，但那些在两个样品中具有相似化学丰度特征的恒星可能是就地形成的。
2021-05-07 astro-ph.GA
Precise abundance analysis of the outer halo globular cluster M 75
球状星团（GC）是银河系中最古老的恒星系统。长期以来，我们认为它们是简单的恒星星族，现在我们通过对单个星团成员中各种化学元素的精确丰度分析来认识它们复杂的恒星形成历史。虽然我们不一定在所有GC颜色星等图中看到多个种群的线索，但所有GC都呈现出显着的扩散和它们的光和α元素丰度之间的某些关系。此外，原始世代个别恒星的重元素丰度及其与晕场星和矮星系的比较可以为我们提供有关可能在GC中形成的第一批恒星的宝贵信息。M75是一个独特的外晕（银河系中心距约15 kpc）GC，具有独特的水平分支形态。在这里，我们提出了第一次丰度测量的16个单独的红巨星从高分辨率光谱。该星系团富含金属（[Fe/H] = -1.17 +/- 0.02），α增强，并显示出0.07 dex的[Fe/H]边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。O-Na关系清晰可见，显示至少有两代恒星在短时间内形成。我们还讨论了R-和S-过程元素丰度的背景下，最早的集群富集阶段。
2012-06-21 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: A Comparative Analysis of Iron and Alpha Element Abundances in the Outer Disk, Giant Stellar Stream, and Inner Halo of M31
我们测量了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]使用光谱合成的低分辨率恒星光谱学的70个单独的红巨星分支恒星跨越四个领域跨越外盘，巨大的恒星流（GSS），和内晕的M31。在M31中心投影距离为23 kpc的晕、12 kpc的晕、22 kpc的GSS和26 kpc的外盘上的磁场是$α$增强的，$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$分别为0.43、0.50、0.41和0.58。23千秒差距和12千秒差距晕带相对贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.54和$-$ 1.30，而22千秒差距GSS和26千秒差距外盘带相对富金属，分别为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 0.84和$-$ 0.92。对于具有亚结构的场，我们将恒星星族分为运动学热恒星晕分量和运动学冷恒星晕分量。在$\sim$ 17-$-$ 22 kpc之间，我们没有发现任何证据表明，在GSS的高表面亮度核心存在[ $α$ /Fe]梯度。然而，我们发现了一个负的[ $α$ /Fe]梯度的恒星晕，这可能表明，不同的祖（S）或形成机制的建立作出了贡献的内部与外部晕的初步建议。此外，富含金属（[Fe/H] $>$ $-$ 1.5）、光滑的内恒星晕（r $_{\rm{proj}}$ $\lesssim$ 26 kpc）的[ $α$ /Fe]分布与类似于…
2020-01-24 astro-ph.GA
An outer shade of Pal: Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 13
银河中心距离为27千秒差距的天球13是一个位于外晕的古老球状星团。我们提出了一个化学丰度分析，这个远程系统从高分辨率光谱与凯克/HIRES。由于数据的低信噪比，我们的分析是基于18个成员星的光谱的共同添加。我们能够确定14种元素的16种元素的综合丰度比，包括$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），Fe-峰（Sc，Mn，Cr，Ni，Cu和Zn）和n-捕获元素（Y，Ba）。虽然平均钠丰度被发现略有增强和晕状，我们的方法不允许我们探测丰度的传播，这将是预期在这个轻元素，如果多个人口存在于2013年。我们发现一个贫金属平均金属丰度为$-1.91\pm0.05$（统计）$\pm$ 0.22（系统），证实了13是一个典型的外晕贫金属的代表。虽然个别$α$ -元素之间存在一些差异，例如晕状Mg和Si相对于略低的Ca和Ti丰度，但平均[ $α$ /Fe]为0.34 $\pm$ 0.06，与晕场和GC星中略低的$α$成分一致。我们讨论我们的结果的背景下，其他对象的外晕，并考虑这些对象可能吸积。我们还讨论了它们的祖先的性质。虽然在化学上，土卫二13与盖亚-土卫二和它的一些GC相似，但它的运动学性质并不支持这一点。此外，它的化学动力学与NGC 5466，红杉吸积事件的后代相似，可能表明在这个祖先的共同起源。然而，这种比较在整个丰度空间中的模糊性强调了明确地将单个GC标记为吸积物体的困难，更不用说将其分…
2019-10-29 astro-ph.GA
Predictably Missing Satellites: Subhalo Abundance in Milky Way-like Halos
在小尺度上，有许多人声称标准的冷暗物质（CDM）模型和观测结果之间存在差异。“失踪卫星问题”臭名昭著地描述了CDM模拟中与银河系中观测到的卫星数量相比过多的subhalo。对于这种差异已经提出了各种解决方案;然而，银河系晕相对于其质量的典型晕的特定属性的影响还有待探索。最近的研究表明，银河系是非典型的（例如，Licquia et al. 2015），我们研究了质量与我们银河系相当的暗物质晕的性质-包括浓度，自旋，形状和最后一次主要合并的比例因子-与晕下丰度相关。通过对类银河晕的放大模拟，我们建立了两个根据主晕性质的次晕丰度模型，并得出结论，银河系中最大旋转速度较低的次晕应减少22%-44（$V_{\rm max}^{\rm sat} \sim 10$ kms $^{-1}$），置信水平为95%，比具有高旋转速度的平均次晕少72%（$V_{\rm max}^{\rm sat} \gtrsim 30$ kms $^{-1}$，与麦哲伦云相当）比银河系质量的典型晕所预期的要大。浓度是预测次晕丰度的最具信息量的单一参数。我们的研究结果意味着，模型调整，以解释失踪的卫星问题，假设我们的银河系典型的subhalo丰度将过度校正。
2019-06-17 astro-ph.GA
HALO7D III: Chemical Abundances of Milky Way Halo Stars from Medium Resolution Spectra
HALO7D巡天利用Keck II/DEIMOS光谱和哈勃自行数据测量113颗银河系晕恒星的化学丰度与速度各向异性，发现不同天区和金属丰度分箱间存在化学动力学差异，揭示银河系晕由不同前身天体以不同比例贡献构建。
2023-05-09 astro-ph.GA
Subhalo Demographics in the Illustris Simulation: Effects of Baryons and Halo-to-Halo Variation
我们研究了流体动力学宇宙学模拟的子晕的丰度，其中包括重子和暗物质的$Λ$ CDM体积106.5 Mpc的一侧。我们比较的插图，其暗物质（DMO）的类似物，插图黑暗，并量化的影响重子过程的人口统计学subhaloes在主机质量范围$10^{11}$到$3 \times 10^{14} \msun$。我们重点讨论了演化的（$z=0$）次晕累积质量函数（SHMF）和曾经吸积过的次晕的统计，即落入次晕质量函数。我们量化的变化在subhalo丰度在固定的主机质量和调查的物理原因负责这种分散。我们发现，在Illustris，重子物理的影响，既落和$z=0$ subhalo丰度倾斜的DMO功能和抑制低质量subhaloes的丰度。在$z=0$的次晕丰度中的自相似性的破缺被重子物理学的加入所增强。演化的subhalo丰度的非单调变化可以解释为修改的浓度-质量关系的Illustrris主机相比，Illustris-Dark有趣的是，在Illustrris重子的实施并没有导致增加的晕到晕的变化相比，Illustris-Dark。在这两种情况下，标准化的固有散射今天是更大的银河系一样的光环比集群大小的对象。对于类似银河系的晕，它从大约8%的下降增加到目前的25%。在这两个运行中，固定质量的晕形成后主机更多的subhaloes比早期的前辈。
2019-03-12 astro-ph.GA
r-Process Abundance Signatures in Metal-Poor Halo Stars
抽象观测表明存在快速中子俘获（即，r-过程）元素的旧星系晕和球状星团恒星。最近对富含r过程的恒星BD +17 3248的观测包括对中子俘获元素Cd I（Z=48）、Lu II（Z = 71）和Os II（Z = 76）的新丰度测定，这是在贫金属的富含r过程的晕星中首次发现这些元素。结合这些和以前的观察，我们现在已经在BD +17 3248中检测到32个n-捕获元素。这是迄今为止最缺乏金属的晕星。对于最富r-过程（即[Eu/Fe] ~= 1）的晕星，如CS 22892-052和BD +17 3248，丰度比较表明，最重的稳定n-俘获元素（即，Ba及以上，Z >= 56）与比例太阳系r-过程丰度分布一致。然而，这些恒星中较轻的n-捕获元素丰度与太阳模式不一致。这些比较，以及最近在贫金属球状星团中对重元素的观测，表明了n-捕获元素的多种合成机制的可能性。大多数贫金属晕星的重元素丰度模式与CS 22892-052不同，但在几乎所有没有s过程富集的贫金属晕星中都存在Ba等重元素，这表明早期银河系中r过程富集是常见的。
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters Formed within Dark Halos I: present-day abundance, distribution and kinematics
我们探讨的情况下，贫金属球状星团（GC）的形式在自己的暗物质晕在早期宇宙的中心再电离之前。这一假设导致的丰度，分布和运动学的GC今天，我们探索使用宇宙学N体模拟和分析建模的预测。我们发现，选择$z\gtrsim 9$处坍缩天体的大质量尾部作为GC形成位点，导致了四个主要的预测：i）今天星系周围的GC高度聚集的人口，ii）GC数量和晕维里质量之间的自然比例关系大致遵循观察到的趋势，iii）在大质量晕外自由漂浮的GC数量非常少; iv）GC应该嵌入在大质量和扩展的暗物质（子）晕内。我们发现，模型的最强约束是由（i）和（ii）的组合给出的：对标记GC晕的质量切割，它占了今天贫金属GC的数密度，预测了与最近的观测相比过于扩展的径向分布。另一方面，足以匹配所观察到的半数半径的质量切割只能解释60%的金属贫乏群体。在所有情况下，观察有利于早期红移GC形成（$z\geq 15$）。
2018-10-17 astro-ph.GA
Purveyors of fine halos III. Chemical abundance analysis of a potential omega Cen associate
球状星团（GC）是银河系（MW）恒星晕形成的重要贡献者，在银河系历史上贡献了10%的水平。起源于第二代溶解或溶解星团的恒星可以很容易地通过不同的轻元素特征来识别，例如增强的N和Na以及同时耗尽的C和O丰度。在本文中，我们提出了一个广泛的化学丰度分析晕星J110842，这是以前的运动学与大规模MW GC $ω$半人马座（$ω$岑），我们讨论了可行的方案，从逃逸到遇到。基于使用UVES光谱仪的高分辨率，高信噪比光谱，我们能够测量所有核合成通道中的31种元素的33种。这颗恒星的金属丰度[Fe II/H]= $-2.10$ $\pm$ 0.02（统计值）。$\pm0.07$（系统）dex将其置于$ω$ Cen的金属丰度分布的较低的第六个百分位。我们发现，所有的同位素元素丰度，从$α$ -和Fe-峰元素的中子捕获元素是密切兼容的$ω$岑的广泛的丰度分布。然而，考虑到这个天体的丰度与所有MW成分的大部分重叠，这并不允许明确区分恒星的起源。相比之下，我们对CN的增强及其在Na-O关系的Na强轨迹上的位置的测量使我们可以想象它最初是作为第二代GC星形成的，支持了这个晕星与大质量GC $ω$ Cen的前关联。
2020-11-24 astro-ph.GA
Lithium abundance in a turnoff halo star on an extreme orbit
在我们银河系的老种群中，关闭恒星的锂丰度在金属丰度区间-2.8 \textless{} [Fe/H] \textless{}-2.0内非常稳定，这就定义了一个平台。这些变星的锂丰度明显低于标准大爆炸核合成框架中原始核合成所预测的丰度。人们提出了不同的方案来解释这种差异，以及高原周围锂丰度的分散性非常低。最近发现的极高速恒星WISE J072543.88-235119.7似乎属于旧银河系的人口，似乎是一个极端的晕星在一个绑定，逆行的银河系轨道。在本文中，我们研究的丰度比，特别是锂丰度，在这颗星。分析了WISE J072543.88-235119.7的光谱，测定了Li，C，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Sr和Ba的丰度，其丰度比为典型的老转折星。这颗恒星中的锂丰度与在距离太阳中等距离的贫金属关闭恒星中发现的锂丰度非常一致。这颗高速恒星证实，在一个极端的情况下，锂平台的非常小的散射持续独立于恒星的动力学和运动学特性。
2015-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The connection between the Galactic halo and ancient Dwarf Satellites
我们通过比较银河系的经典和超暗矮球状卫星的[O/Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与在星系晕恒星中观察到的模式，探讨了银河系的经典和超暗矮球状卫星是星系晕的基石的假设。氧丰度偏离观测到的丰度在星系晕恒星[Fe/H]值大于-2 dex，而它们重叠的金属丰度较低。另一方面，对于[Ba/Fe]比值，在所有[Fe/H]值上的差异都扩大了，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。因此，我们认为[Ba/Fe]比[O/Fe]比是更好的诊断。此外，我们显示了一个丰富的气体与相同的化学丰度的物质喷射和/或剥离从银河系的矮卫星上的化学演化的星系晕的影响。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于假设的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。
2017-05-18 astro-ph.GA
Reading the CARDs: the Imprint of Accretion History in the Chemical Abundances of the Milky Way's Stellar Halo
在本星系群（LG）大规模光谱巡天的时代，我们可以探索利用晕星的化学丰度来研究银河系（MW）和M31恒星晕的矮星系祖先的恒星形成和化学富集历史。在本文中，我们调查使用化学吸收比分布（CARD）的七个恒星晕从Latte套件的FIRE-2模拟。我们试图推断星系的组装历史，通过建模的CARD的恒星晕的Latte星系作为一个线性组合的模板CARD从破裂的矮星，不同的恒星质量$M_{\star}$和淬火时间$t_{100}$。我们提出了一种方法来构建这些模板使用当今的矮星系。对于七个Latte晕中的四个，我们恢复了吸积矮星的质量谱，精度为$<10\%$。对于质量吸积的分数作为$t_{100}$的函数，我们发现残差的$20-30\%$的七个模拟。我们讨论了这种方法的失败模式，这是由于矮星系的恒星形成和化学富集历史的多样性。这些故障情况下，可以鲁棒地识别的高模型残差。虽然CARD建模方法不能成功地推断出这些情况下的组装历史，但这些破裂矮星的CARD包含了它们不寻常的形成历史的签名。我们的研究结果是有希望的使用CARDs了解更多关于MW和M31恒星晕的祖先的历史。
2021-10-06 astro-ph.GA
Chemical composition of the outer halo globular cluster Palomar 15
银河系外晕中的球状星团（GCs）是我们银河系聚集历史的重要示踪物。这些天体中只有少数显示出重元素的扩散，超出了基本上在整个银河系GC系统中发现的典型轻元素变化，这表明这些天体的起源和演化更为复杂。在这里，我们提出的第一个丰度分析的三个红巨星在远程（$R_{\rm GC}=38$ kpc）外晕GC Palomar 15，根据中等分辨率的光谱与凯克/ESI仪器。我们的研究结果确定了低铁丰度$-$ 1.94 $\pm$ 0.06 dex，没有任何显着的丰度分布的证据，虽然这是基于低数字统计。总体上，测量了16种物质的丰度比，包括碳、Na、Al、$α$峰（Mg、Si、Ca、Ti）和Fe峰（Sc、V、Cr、Fe、Co、Ni）元素，以及三种中子俘获元素Sr、Ba和Eu。大多数的丰度是兼容的晕场星和那些在其他GC中发现的外晕和内晕在类似的金属丰度。Mg 15增加到[Mg/Fe]=0.45 dex，而其它$α$ -元素Ca和Ti降低0.3 dex。以Mg作为[ $α$ /Fe]的代表，再加上在任何研究的元素中没有任何显著的扩散，我们得出结论，15是典型的外晕，因为它与基准外晕星系团NGC 7492的化学相似性。其中一颗恒星显示出Na和Al丰度升高的证据，暗示该星团中存在多个恒星星族。
2019-07-03 astro-ph.GA
Dust abundance and grain size in galaxy halos
我们调查的丰度和属性（特别是，颗粒大小）的尘埃在星系晕中使用现有的观测数据在文献中。主要有两组数据。一个是（i）在红移$z\sim 1$和2处导出的Mg II吸收体的红化曲线，假设它们在星系晕中跟踪介质。二是（ii）直到$z\sim 2$的宇宙绝灭，主要由遥远的背景类星体追踪。对于（i），观察到的红化曲线有利于硅酸盐的颗粒半径为$a\sim 0.03~μ$ m，而石墨由于其强的2175 μ m凸起而不被支持。如果晶粒半径为$a\lesssim 0.03~μ$ m，则与石墨相比，使用无定形碳改善了对红化曲线的拟合。对于（ii），宇宙消光需要硅酸盐的$η\gtrsim 10^{-2}$（$η$是晕尘质量与恒星质量之比;观测建议值为$η\sim 10^{-3}$），如果$a\sim 0.03~μ$ m由红化曲线约束建议。因此，对于硅酸盐，我们找不到任何同时满足（i）和（ii）的颗粒半径，除非晕尘丰度比观测所建议的要大得多。相反，对于无定形碳，宇宙消光接受宽范围的颗粒半径（$a\sim 0.01$ -0.3 ~ $μ$ m）;因此，我们发现结合（i）和（ii）支持$a\sim 0.01$ -0.03 $μ$ m的颗粒半径范围。我们还讨论了星系晕中尘埃的起源，着重讨论了颗粒大小在尘埃供应星系晕的物理机制中的重要性。
2018-04-03 astro-ph.GA
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Elemental abundances in M31: Individual and Coadded Spectroscopic [Fe/H] and [α/Fe] throughout the M31 Halo with SPLASH
本研究利用SPLASH巡天数据获取了M31晕中RGB恒星的独立与叠加光谱[Fe/H]和[α/Fe]丰度，发现两者分别存在负与正的径向梯度，揭示了M31与银河系截然不同的形成与并合历史。
2022-11-28 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: First Alpha and Iron Abundance Measurements in M31's Giant Stellar Stream
我们提出了第一次测量的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成模拟，红巨星分支恒星M31的巨大的恒星流。在距离M31中心17 kpc的投影距离上获得的光谱观测结果，从112颗被确定为M31的目标中，得到了61颗具有[Fe/H]测量值的恒星，其中包括21颗具有[ $α$ /Fe]测量值的恒星。[Fe/H]的测量结果证实了测光金属丰度估计的预期，即M31晕内这一区域的恒星与MW内晕的恒星相比相对富含金属：该区域超过一半的恒星，包括那些与运动学确定的子结构无关的恒星，都有[Fe/H]丰度$> -1.0$。在较低的金属丰度下，该区域的恒星是$α$增强的，而[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，高于[Fe/H] $\gtrsim -0.9$的金属丰度。在这个领域中，有三个运动学成分已经被确定：巨大的恒星流，第二个未知来源的运动学冷特征，以及M31的运动学热晕。我们比较概率[Fe/H]和[ $α$ /Fe]分布函数的每个组件。巨大的恒星流和第二个运动学冷特征具有非常相似的丰度分布，而晕组分更贫金属。虽然目前的样本量很小，但将巨恒星流场中的恒星丰度与文献中M31晕和dSph恒星的丰度进行比较表明，该流的祖先可能比M31现有的dSph或dEs NGC 147和NGC 185更大，并且经历了更高的恒星形成效率。
2019-08-12 astro-ph.GA
Ages of 70 dwarfs of three populations in the solar neighborhood: considering O and C abundances in stellar models
氧和碳是构成恒星星族的重要元素。它们的行为与恒星星族的形成历史有关。C和O丰度也会明显影响恒星不透明度和总金属丰度$Z$。利用观测到的高质量光谱特性，我们构造了含C和O元素的恒星模型，对70颗贫金属矮星给出了更精确的年龄，这些贫金属矮星被确定为高$α$晕、低$α$晕和厚盘星。我们的研究结果表明，高$α$晕星比低$α$晕星相对老约2.0 Gyr。厚盘种群的年龄范围介于两个晕种群之间。年龄分布剖面表明，高$α$晕和低$α$晕星与Zolotov等人的原位吸积模拟相匹配，而厚盘恒星可能是在一个相对静止和持久的过程中形成的。我们还注意到，恒星的年龄是非常敏感的O丰度，因为年龄明显增加[O/Fe]值。此外，我们还获得了几颗年龄特殊的恒星，其中包括2颗年轻的厚盘星和12颗年龄大于宇宙年龄的恒星。
2016-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of the Void Environment on Chemical Abundances in Dwarf Galaxies and Implications for Connecting Star Formation and Halo Mass
我们研究如何空洞环境影响星系的化学演化，通过比较的氧和氮的丰度的矮星系的空洞与矮星系在密集的地区。利用SDSS DR 7的光谱观测，我们估计了889个空矮星系和672个矮星系在致密区域的氧，氮，氖丰度。一个替代的[OII] 3727的双重发展，允许SDSS矮星系的氧丰度估计在所有的红移与直接Te方法。我们发现，空矮星系有大约相同的氧丰度和Ne/O比，略高的氖丰度，略低的氮丰度和N/O比比在致密的环境中的矮星系。我们的结论是，空洞环境有轻微的影响矮星系的化学演化。我们的质量N/O关系表明，氮的二次生产开始在一个较低的恒星质量在空矮星系比矮星系在密集的环境。我们的矮星系样本显示了sSFR和N/O比之间的强烈反相关性，提供了证据表明，氧是在质量更高的恒星中产生的，而不是合成氮的恒星。较低的N/O比和较小的恒星质量的二次氮生产中看到的空矮星系可能表明延迟的恒星形成和宇宙缩小的大尺度环境的依赖。在空洞矮星系中，氧丰度向稍高的方向转变，这可能是空洞中暗物质晕质量与恒星质量之比大于致密区域的证据。
2018-09-12 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
Lund Observatory（隆德天文台）；Universitá degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
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
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 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
