The Metallicity of the Red Giant Branch in the Disk of NGC 6822
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜自适应光学系统获得的深J、H和K'像，研究了本群矮星系不规则星系NGC 6822盘中三个视场的红巨星分支（RGB）星的金属丰度。RGB在（K，J-K）色幅图上的斜率表明<[Fe/H]> = -1.0 +/-0.3。RGB的轨迹比具有相同RGB斜率的球状星团更蓝，其蓝量与这些区域中大多数RGB恒星的年龄接近3 Gyr相一致。这表明，如果NGC 6822中的RGB恒星是如此年轻，那么从RGB斜率计算的金属丰度可能会低到0.05 dex。
2003-04-10 astro-ph
History of the Star Formation Rate in the Local Disk from the G Dwarf Metallicity Distribution
我们使用G矮星的金属丰度分布来解决太阳附近恒星形成爆发的问题。我们提出了一种同时利用金属丰度分布和年龄-金属丰度关系恢复恒星形成历史的方法。该方法将给定金属丰度区间内的恒星数量与年龄-金属丰度关系预测的相应时间区间相关联。我们考虑到相对于观测误差，宇宙散射和尺度高度效应的修正。通过模拟一个恒星形成速率不规则的星系的化学演化，我们的结果表明，该方法可以恢复恒星形成的历史相当不错。应用该方法的太阳邻域显示证据，至少有两个强大的事件的恒星形成：爆发8 Gyr前，和平静2-3 Gyr前。这些特征证实了一些以前的研究在本地磁盘的恒星形成历史。
1997-05-09 astro-ph
On the Galactic Disk Metallicity Distribution from Open Clusters I. New Catalogues and Abundance Gradient
本文编制了两个新的疏散星团星表。在第一个中，有119个物体具有年龄、距离和金属丰度，而在第二个中，144个物体具有绝对自行和径向速度数据，其中45个集群也具有金属丰度数据。利用大量的对象包括在我们的样本中，我们提出了一个铁的径向梯度约为-0.063 $\pm$ 0.008 dex/kpc的第一个样本。通过将星系团划分为年龄组，我们发现铁梯度在过去是陡峭的，这与最近的银河系行星状星云数据的结果是一致的，也与由内而外的星系盘形成的情况相一致。在此基础上，对金属丰度分布、团簇运动学和空间分布进行了讨论。这些性质可能暗示了盘年龄与金属丰度的关系，尽管我们不能根据目前样品的年龄金属丰度图给出结论性的结果。对贫金属团簇还需要更多的观测。
2002-12-26 astro-ph
Vertical distribution of Galactic disk stars I - Kinematics and metallicity
使用高分辨率中阶梯光谱仪ELODIE在银河北极方向720平方度的区域内观测到了近400颗第谷-2恒星。绝对星等、有效温度、重力和金属丰度以及距离和三维速度都已估算。这些恒星大多数都是团巨星，距离银河系中平面的典型距离从200 pc到800 pc。这个新的样本，没有任何运动学和金属丰度的偏见，是用来调查盘星的垂直分布。从样品的速度-金属丰度分布中对旧的薄盘和厚盘总体进行反卷积，并确定它们的参数。发现厚盘相对于太阳有中等的旋转滞后（-51 ± 5 km/s），速度椭球（sigma_U，sigma_V，sigma_W）=（63 ± 6，39 ± 4，39 ± 4）km/s，平均金属丰度[Fe/H]=-0.48 ± 0.05，局部标准化率为15 ± 7%。结合这个NGP的样本与当地的样本从依巴谷目录的巨星，速度椭球的方向作为一个函数的距离的平面和金属丰度的影响。我们没有发现老恒星的顶点偏差，符合轴对称星系。论文二是专门的样品的动力学分析，把新的约束垂直于银道面的垂直力和银道面的总质量密度。
2002-10-29 astro-ph
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood II. New uvby calibrations and rediscussion of stellar ages, the G dwarf problem, age-metallicity diagram, and heating mechanisms of the disk
年龄，金属丰度，空间速度，和银河系轨道的恒星在太阳附近的银河系盘演化模型的基本观测约束。我们的目标是巩固校准的紫外线光度到Te，[Fe/H]，距离和年龄的F和G星和重新讨论的结果，日内瓦-哥本哈根调查（Nordstrom等。2004年; GCS）的演变方面的磁盘。我们大大提高了早期F星的Te和[Fe/H]校准，光谱温度有很大的系统误差。我们重新计算的年龄与Takeda等人（2007）的独立测定结果非常一致，表明现在可以可靠地测定等时线年龄。修订后的G-矮星金属丰度分布仍然与闭箱模型不兼容，薄盘的年龄-金属丰度关系几乎保持平坦，在所有年龄都有大的真实分散（σ内在= 0.20 dex）。薄盘的动态加热在其整个生命周期中持续;特定的面内动力学效应主导U和V速度的演化，而W速度在所有年龄段都保持随机。当从运动学标准为恒星分配厚盘和薄盘成员时，最老恒星的参数应该用来确定薄盘。
2007-07-13 astro-ph
The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients
我们提出了有关在宇宙学模拟中形成的星系的金属丰度和恒星星族的第一个结果。计算包括暗物质、气体动力学、辐射过程、恒星形成、超新星反馈和金属富集。质量为$8\,10^{11}\,$ \Msol \的旋转过密球体作为初始模型。会聚区和金斯不稳定区可以形成恒星，恒星的金属量来自于它们形成的气体。通过超新星，富含金属的气体被送回星际介质。形成中的星系显示了螺旋星系的主要特征：一个富含金属的凸起，一个贫金属的恒星晕和一个接近太阳组成的盘。晕和核球主要由老恒星（$>10.5\,$陀螺）组成。圆盘的金属丰度梯度为$\dd(\log Z) / \dd r = - 0.05\,$ kpc $^{-1}$，而晕则没有。模型还显示了Pop~II星的金属丰度与小尺度涨落功率之间的相关性。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。
1993-12-05 astro-ph
Metallicity distribution of halo stars and minor merger processes of the Galaxy
本文提出了贫金属晕星金属丰度的高分散性与银河系历史上的小合并过程之间的一种可能关系。卫星星中的外来星族通过微小的合并过程对星系晕的形成做出了重要贡献，从而改变了晕星的金属丰度分布。我们的模型再现了银河系中极端贫金属晕场星金属丰度分布的观测趋势。考虑到我们模型的所有参数，预测了极贫金属晕星在$-5<[Fe/H]<-4$中的密度为$1.9\times 10^{-3}kpc^{-3}$，这解释了为什么迄今为止还没有观测到这样的恒星。
2001-05-30 astro-ph
SBS 0335-052W: The Lowest-Metallicity Star-Forming Galaxy Known
我们提出了4米基特峰望远镜和6.5米MMT分光光度法的极低金属量星系SBS 0335- 052 W，蓝色致密矮星系SBS 0335- 052 E的西方同伴。这些观测结果与已发表的10米凯克数据相结合，得出SBS 0335- 052 W最亮区域的氧丰度为12+logO/H=7.12+/-0.03。这使得SBS 0335- 052 W成为宇宙中已知的最低金属量的恒星形成星系。利用Monte Carlo技术，我们拟合了SBS 0335- 052 W的光谱能量分布，以获得对其可见光有贡献的最古老恒星的年龄。我们发现SBS 0335- 052 W的恒星形成开始于不到5亿年前，使其成为附近的年轻矮星系。
2005-06-21 astro-ph
Are the Bulge C-stars related to the Sagittarius dwarf galaxy? II. Metallicity -- a link with the Galactic disc
Azzopardi等（1991，A&AS 88，265）碳星（Ng 1997，A&A 328，211）的光度估计值分别修正为Z~0.004和~0.1 Gyr。在碳星位于与人马座矮星系相关的距离的假设下，恒星的广泛速度色散只能解释为它们是在人马座矮星系最近穿越银河平面时由银河系物质形成的。
1998-08-07 astro-ph
The metallicity dependence of the long-duration GRB rate from host galaxy luminosities
我们研究了核心坍缩超新星和长持续时间伽马射线暴（LGRB）的宿主星系性质之间的差异，并量化了可能的金属丰度的生产LGRB的效率依赖。我们使用了Fruchter等人（2006）的16个CC SNe和16个LGRB样本，它们具有相似的红移分布，以消除星系演化的偏差。我们从恒星形成的总体宇宙金属丰度分布出发，对它们的宿主星系光度分布进行了正演预测。这一观点得到了LGRB宿主遵循恒星形成星系L-Z关系的发现的支持。然后，我们比较预测的金属性依赖的事件效率与观察到的主机数据。我们发现，基于UV的SFR估计预测的主机分布的CC SNe完美的金属独立的形式。相比之下，LGRB的宿主平均要暗一等，几乎和大麦云云一样暗。假设这是一个金属丰度效应，目前的数据是不足以区分一个尖锐的金属丰度截止和软下降的效率向更高的金属丰度。然而，对于一个尖锐的截止值，我们找到了截止金属丰度的最佳值，如氧丰度所反映的，12+log（O/H）_lim ~ 8.7+/-0.3，95%置信度，包括Kobulnicky & Kewley（2004）校准的系统不确定性。这个值比传统上引用的太阳氧丰度值稍低，但与修订后的太阳氧丰度相当（Asplund，Grevesse & Sauval 2005）。LGRB模型要求金属丰度截断值远低于修正后的太阳金属丰度的1/2，这似乎被有效地排除了（删节）。
2006-11-29 astro-ph
Metallicity gradients in the Sagittarius dwarf spheroidal Galaxy
利用2MASS巡天的红外测光资料研究了人马座矮星系（Sgr）的金属丰度梯度。为了寻找金属丰度效应，将位于Sgr中心附近的巨型分支与位于其南部边缘附近的巨型分支进行比较。通过对银纬对称图的统计相减，消除了Sgr巨星支受前景银河系恒星的污染。减影后，可以重建Sgr巨支，具有良好的精度。这两个领域中的巨大分支具有相似的斜率，但颜色有所变化。即使在校正了场之间的差异变红之后，分支之间的颜色偏移仍然存在，并且非常显著。这种巨大分支的颜色变化对应于大约-0.25 Dex的金属丰度变化。Sgr中金属丰度梯度的存在可能表明Sgr中存在两种不同的恒星星族。一个是低金属丰度的，另一个是高金属丰度的，具有较小的空间延伸。
2001-08-06 astro-ph
Kinematics, ages and metallicities for F and G type stars in the solar neighbourhood
根据Nidever等人的视向速度数据，选取了437颗邻近的F和G关闭星和亚巨星，给出了一个新的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系，光度金属丰度由uvby-Hβ光度法计算，用Clem等的方法将Bergbusch & VandenBerg等时线转换为$uvby$测光，得到了恒星年龄。X射线衍射结果表明，X射线衍射的结果与X射线衍射的结果一致Schuster等人的（恒星-种群）标准，结合了运动学和金属丰度信息，提供了22颗厚盘恒星。这些厚盘星的σ_{ \rm W} = 32 \pm 5 km s^{-1}，< V_{\rm rot} >= 154 \pm 6 km s^{-1}，<[M/H]> = -0.55 \pm 0.03 dex，这与以往对厚盘的研究结果一致。其中一些厚盘星的α元素丰度显示出典型的厚盘α元素特征，支持基于$X$标准的分类程序。无论是在金属丰度的分散在一个给定的年龄和年龄金属丰度关系中的老，富金属的恒星的存在，使它难以决定是否存在年龄金属丰度关系的老薄盘星。对于年龄大于3 Gyr的样品，我们的结果与最近的研究一致，即年龄与金属丰度之间几乎没有相关性，Δ（[M/Fe]）/Δ（年龄）= -0.01 \pm 0.005 dex Gyr^{-1}。22颗厚盘恒星的年龄范围为7-8 Gyr，但年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-14 astro-ph
Origin of the Metallicity Dependence of Exoplanet Host Stars in the Protoplanetary Disk Mass Distribution
在径向速度测量中，一颗恒星拥有一颗行星的概率增加了Ppl（Z）oc 10^2Z，其中Z是金属丰度。核心吸积模型再现了这种趋势，因为高金属丰度恒星的原行星盘具有高密度的固体，因此在原始气体盘消散之前形成吸积气体的核心。本文讨论了Ppl（Z）形式的起源。我们介绍了一个简单的模型，其中可检测的行星形成时，固体的质量在原行星盘，Ms，超过一个临界值。在这个模型中，Ppl（Z）的形式是原行星盘质量Mg分布的直接反映，如果P（Mg> Mg '）α 1/Mg'^2，则再现了观测到的Ppl（Z）。我们认为原行星盘的亚毫米尘埃质量是一个原始指标的质量可用于行星建设和发现所观察到的亚毫米盘的质量分布是一致的，如果MS>0.5M_J，形成可检测的行星。任何行星形成的模型，其中规定了一个临界固体质量的行星形成将重现所观察到的Ppl（Z），和核心吸积模型是经验一致的阈值标准。我们确定了7个原行星盘，通过严格应用这一标准，预计将形成可探测的行星。一个可验证的预测是，Ppl（Z）应该在Z>0.5dex和发现更遥远、质量更低的行星时变平。此外，结合这一模型，其中一个恒星的碎片盘的演变也受到固体质量的影响，在其原行星盘，结果在预测，碎片盘周围的恒星与行星检测应该是更多的红外线发光比周围的恒星没有行星在暂时协议与最近的观测。
2007-07-18 astro-ph
Searching for Earth analogues around the nearest stars: the disk age-metallicity relation and the age distribution in the Solar Neighbourhood
地球大气层的化学成分在其历史过程中经历了实质性的演变。其他行星系统中的类地行星也有可能经历类似的变化;因此，在设计类似地球的巡天时，附近恒星的年龄分布是一个重要的考虑因素。Valenti & Fischer（2005）提供了太阳附近1039颗FGK矮星的年龄和金属丰度估计。使用依巴谷星表作为参考，以校准潜在的偏差，我们已经从Valenti-Fischer数据集中提取了附近恒星的体积有限的样本。与其他最近的调查，我们的分析显示了明确的证据，年龄金属丰度关系在当地的磁盘，虽然在任何时代的大量分散。平均金属丰度从大约10 Gyrs的回顾时间的-0.3 dex增加到今天的+0.15 dex。补充瓦伦蒂-费舍尔测量与文献数据，以提供一个完整的体积有限的样本，附近的FGK矮星的年龄分布是大致一致的恒星形成率在银河系盘的历史。与此形成鲜明对比的是，大多数已知有行星伴星的恒星都小于5 Gyrs;然而，有行星伴星的恒星在0.4 AU内的年龄分布明显更平坦，表明这些系统在许多Gyrs的时间尺度上是稳定的。几个较老的，较低的金属丰度的宿主星有增强的[α/Fe]比，这意味着厚盘的成员。如果类地行星的出现频率也与恒星金属丰度相关，那么这类行星系统的年龄中值可能为~3 Gyrs。我们讨论了这一假设的影响，在设计搜索地球类似物附近的恒星。
2007-04-18 astro-ph
On the Evolution of Damped Lyman Alpha Systems to Galactic Disks
银河系厚盘的平均金属丰度比阻尼Lyman α系统高0.5dex。这被解释为前者的恒星不是从后者的气体中产生的。使用新的金属丰度和H I列密度数据，我们表明，富含金属的阻尼系统确实包含足够的重子在厚盘金属丰度占厚盘的恒星质量。比较我们的运动学数据与金属丰度，我们表明，阻尼莱曼α系统表现出最大的剖面速度宽度跨越一个狭窄的范围内的高金属丰度，而系统与小的速度宽度跨越更广泛的金属丰度。这是自然的解释通过阻尼莱曼α视线通过快速旋转的磁盘与负径向梯度的金属丰度。系统较低的N（H I）的系统与高速度的宽度表明（a）气体盘有位于中心的孔，和（b）一个明显的不一致的阻尼莱曼α系统的原星系团模型。具有低N（H I）的系统的更高的金属丰度进一步意味着，恒星而不是气体占主导地位的最富金属阻尼系统的重子含量。
1997-12-03 astro-ph
SDSS Observations of the Milky Way vs. N-body Models: A Comparison of Stellar Distributions in the Position-Velocity-Metallicity Space
通过最近的现代巡天获得的数据，能够详细研究从太阳附近一直到银河系外晕的多维空间中的恒星分布，该空间由空间坐标、速度和金属丰度构成。虽然这些结果代表了令人兴奋的观测突破，但它们的解释并不简单。例如，传统的薄盘和厚盘的分解预测金属丰度和运动学在距离银道面$\sim$ 1 kpc处有很强的相关性;然而，最近基于SDSS的工作表明盘星没有这种相关性。相反，金属丰度和旋转速度分布的变化可以使用非高斯函数来建模，这些函数保持其形状，并且仅随着与中平面的距离增加而移动。为了充分理解这些最近的观测结果，有必要与复杂的数值模型进行详细的比较。现代模拟有足够的分辨率和物理细节来研究恒星盘和球状体在大质量和宇宙年龄基线上的形成。我们讨论了各种观察到的地图和N-体模型预测的初步比较，并发现它们令人鼓舞。特别是，N-体盘模型Roškar等人。\cite{Roskar 2008}再现了磁盘尺度高度的变化，让人想起薄/厚磁盘分解，以及金属丰度和旋转速度梯度，而不是诱导后两个量的相关性，在定性与SDSS观测。
2008-10-30 astro-ph
Metallicity and Nuclear Star Formation in Nearby Galaxy Pairs: Evidence for Tidally Induced Gas Flows
我们推导出的第一个大的客观选择的本地星系对的样本的光度-金属丰度关系，我们比较对LZ关系与近场星系巡天（NFGS）的关系。具有小投影间距（s<20 kpc/h）的星系对成员的金属丰度（平均约为0.2 dex）系统性地低于场星系，或者在相同光度下比更广泛的间距对。在星系对中，金属丰度和中心爆发强度之间存在着很强的相关性。所有五个星系对样本具有强烈的中心爆发有密切的同伴和金属丰度低于可比的场星系。我们的研究结果提供了强有力的观测证据合并的情况下，星系相互作用导致气体流向中心区域，携带较少的富集气体从星系的外围到中心区域。较低浓缩的气体稀释了预先存在的核气体，以产生比在相互作用之前获得的金属丰度更低的金属丰度。这些气体流触发了恒星形成的中心爆发，造成了强大的中心爆发强度，并可能有助于蓝色凸起的形成。我们表明，这种情况下所需的时间尺度和中心气体稀释与流体动力学合并模型的预测是一致的。
2005-11-04 astro-ph
Abundance Profiles in Disk Galaxies from Nebulae
银河系和河外的H II地区，行星状星云，超新星遗迹的丰度研究汇编和简要回顾其影响。银河系的全球金属丰度似乎是直接相关的总质量和形态，而梯度斜率与这些参数无关，虽然酒吧螺旋往往比非酒吧螺旋有更平坦的配置文件。N/O的行为是一致的，然后二次，生产的N作为金属度的增加，和经验证据的金属度敏感的C产量。对S、Ne、Ar和O提出了金属性不变的初级生产机制。
1998-01-13 astro-ph
The [Zn/Fe] -- [Fe/H] trend for disk and halo stars
根据6362.35AZnI谱线的模式大气分析，给出了44颗薄盘星、10颗厚盘星和8颗晕矮星的Zn丰度，金属丰度范围为-1.0 [Fe/H]+0.2。结果表明，薄盘星的[Zn/Fe]随金属丰度的降低而略有增加，当[Fe/H] =-0.6时，[Zn/Fe] ~ +0.1。金属丰度范围为-0.9 < [Fe/H] < -0.6的厚盘星的平均[Zn/Fe] ~+0.15dex，而同一金属丰度范围内的5颗贫α和贫Ni晕星的平均[Zn/Fe] ~ 0.0dex。这些结果表明，锌是不是一个确切的示踪剂的Fe经常假设在阻尼莱曼α系统（DLAs）的丰度研究。更好地了解锌的核合成是必要的，以获得更详细的信息，在过去的历史上的恒星形成的DLAs从例如观察到的硫/锌比。
2004-06-28 astro-ph
Super-solar Metallicity in the NLS1 Galaxy Markarian 1044
在类星体和活动星系核中，由于观测到的谱线很少，而且电离修正未知，所以很难确定各种元素的体金属丰度和丰度混合。大多数活动星系核丰度的研究都假设N/C比例是金属丰度（氮是金属丰度的平方），因此可以作为金属丰度的指标。利用远紫外光谱探测器（FUSE）的O-VI柱密度测量以及哈勃太空望远镜（HST）的C-IV、N-V和H-I观测，对窄线Seyfert 1（NLS 1）星系Markarian 1044的金属丰度进行了精确测定.在吸收线研究中，我们发现Mrk 1044的环核气体的金属丰度至少是太阳的5倍。这与NLS 1具有高金属丰度的预期一致，类似于在高红移类星体中发现的金属丰度。更令人惊讶的是，我们发现吸收材料需要接近太阳的混合物。换句话说，N/C与太阳比一致，而不与金属丰度成比例。这表明，化学富集的情况下，这个对象，也许对AGN一般，可能是不同的传统模型的银河系金属富集，至少在高金属度制度。
2005-04-06 astro-ph
Clues to the Origin of the Mass-Metallicity Relation: Dependence on Star Formation Rate and Galaxy Size
本文利用Sloan数字巡天数据Release 4中选取的43，690个星系样本，研究了比恒星形成率（SSFR）和星系大小（用半光半径rh测量）对质量-金属丰度关系的系统性影响。我们发现，相对于恒星质量而言，SSFR高或rh大的星系比SSFR低或rh小的星系具有系统性的低气相金属丰度（最高可达0.2dex）。我们讨论了这些依赖关系的可能起源，包括星系风/外流，丰度梯度，环境和恒星形成率效率。
2007-11-29 astro-ph
Planetary Formation Scenarios Revistied: Core-Accretion Versus Disk Instability
到目前为止，核心吸积模型和盘不稳定性模型一直被用来解释行星的形成。这些模型有不同的条件，如行星质量、盘质量和形成气体巨星的金属丰度。核心吸积模型有一个金属丰度条件（在G型恒星的情况下[Fe/H] > 1.17），形成的行星质量小于木星质量MJ的6倍。另一方面，盘不稳定性模型没有金属量条件，但要求盘的质量是最小质量太阳星云模型的15倍。形成的行星质量超过2 MJ。这些结果与每种光谱类型的中心恒星的161颗探测到的行星进行了比较。结果表明，无论光谱类型如何，90%的探测行星都符合核心吸积模型。剩下的10%不在核心吸积模型所解释的范围内，而是由盘不稳定性模型所解释。在核吸积模型下，我们导出了气态巨星形成几率与金属丰度的关系。将计算结果与观测到的有气态巨星的部分相比较，发现它们是一致的。另一方面，观测结果不能用盘不稳定性模型来解释，因为气体巨星形成的条件与金属丰度无关。因此，迄今为止发现的大部分行星被认为是由核心吸积过程形成的，其余的则是由盘不稳定过程形成的。
2007-03-10 astro-ph
Radial metallicity profiles for a large sample of galaxy clusters observed with XMM-Newton
目标。我们测量了从XMM-牛顿档案中选出的~50个热的、中等红移的星系团样本的径向金属丰度分布。方法.与我们之前的论文一样，我们使用了背景建模而不是背景减除，使用了Cash统计量而不是卡方。该方法需要仔细表征所有背景成分。我们还进行了蒙特卡洛模拟，以评估系统的影响。结果平均金属丰度曲线在中心显示一个峰值，并逐渐下降至0.2 R_{180}。超过0.2 R_{180}，金属丰度大约是0.2太阳，与最近公布的基于模拟的预期不同，与平坦一致。我们没有发现从z=0.1到z=0.3的轮廓演化的证据。当比较我们的平均配置文件与BeppoSAX和钱德拉最近的作品所获得的，我们发现在整个径向范围显着的协议。
2008-06-09 astro-ph
Instability of Population III Black Hole Accretion Disks
通过求解光学厚盘的垂直结构（包括对流能量输运）和光学薄等温盘的单区模型，研究了原始环境中黑洞吸积盘（简称POP III盘）的稳定性.由于POP III盘中没有金属，我们发现POP III盘和太阳金属丰度盘之间的电离稳定性存在显着差异。一个不稳定的分支在S形的平衡曲线上的Mdot-Sigma（质量吸积率-表面密度）平面延伸到一个更大的表面密度相比，磁盘的太阳能金属丰度的情况下。由此产生的平衡轨迹表明，准周期振荡的光度也可以在POP III磁盘驱动，其最大光度通常是由一个数量级大于太阳金属丰度磁盘。这样一个强大的爆发的POP III盘可以观察到未来的巨大望远镜，在情况下，质量供应到磁盘上的邦迪吸积率在典型的维里化小暗晕。
2007-11-19 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; I. Sample description and chromospheric age-metallicity relation
利用552颗晚型矮星的样本研究了太阳邻域的年龄-金属丰度关系。这个样本是由测光目录与威尔逊山组的色球活动调查的交叉建立的。对于这些恒星，金属丰度是从紫外线数据估算的，年龄是从它们的色球发射水平使用Rocha-Pinto和Maciel（1998）开发的一种新的金属丰度依赖的色球活动-年龄关系计算的。对色球年龄的误差作了仔细的估计。色球指数中的误差部分地包括恒星磁周期的影响，虽然这个错误的详细处理仍然超出了我们的知识。结果表明，结果不受影响的存在下，未解决的二进制的样品。我们得出的年龄金属丰度的关系，证实了以前的工人发现的平均趋势。平均金属丰度随时间缓慢而稳定地增加，在15 Gyr中至少为0.56 dex。盘的初始金属丰度约为-0.70 dex，与G矮星的金属丰度分布一致。根据我们的数据，金属丰度的内在宇宙色散约为0.13 dex，比Edvardsson等人（1993）发现的小两倍。我们表明，色球年龄与等时线年龄是兼容的，在预期的误差范围内，所以在散射的差异不能引起我们的年龄和金属丰度的准确性。这加强了一些建议，Edvarsson等人。的样品不适合测定年龄-金属丰度关系。
2000-08-03 astro-ph
A near-infrared and optical photometric study of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy: implications for the metallicity spread
在这里，我们提出了一个详细的研究玉夫座dSph星系红巨星分支（RGB）和水平分支（HB）的形态，结合新的近红外测光从CIRSI，从ESO WFI的光学数据。对于一个像雕塑家一样古老且通常缺乏金属的系统，RGB星在颜色星等图上的位置主要取决于金属丰度。使用光学近红外颜色的优点是，RGB轨迹的位置比单独使用光学颜色对金属性更敏感。相反，水平分支（HB）的形态是强烈依赖于金属丰度和年龄。因此，对光学近红外颜色中的RGB和HB的详细研究可以帮助打破年龄-金属度简并性。我们测量的玉夫座巨星分支的光度宽度对应于0.75 dex的金属丰度范围。我们在NIR和光学光度函数中检测到RGB和AGB凸起，并从中得出[M/H] = -1.3 +/-0.1的平均金属丰度。从等时线拟合，我们得到的平均金属丰度[Fe/H] = -1.42，分散度为0.2 dex。这些光度估计是第一次与个人的金属丰度测量来自光谱观测。在RGB形态中，在13弧分的半径（核心半径的两倍）内没有检测到空间梯度。另一方面，一个显着的梯度观察到HB形态指数，确认了'第二个参数的问题'存在于这个星系。这些观测结果与恒星形成的早期延长期持续了几个Gyr的时间是一致的。（节录）
2005-02-24 astro-ph
Complexity on Small Scales: The Metallicity Distribution of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
船底座矮球状（dSph）星系是这类星系中唯一一个清楚显示出由长时间停顿分隔的偶发恒星形成的星系。在这里，我们提出了437径向速度成员的银河系卫星的金属丰度。我们在ESO VLT获得了多目标光谱仪FLAMES的中分辨率光谱。我们的目标红巨星覆盖了船底座的整个投影表面积。我们的光谱集中在近红外钙三重态，这是一个成熟的老和中等年龄的红巨星的金属丰度指标。由此产生的数据样本提供了迄今为止本地组dSph的最大光谱衍生金属丰度集合。我们认为船底座的四个可能的径向速度成员位于这个星系的标称潮汐半径之外，支持了早期关于船底座主体之外可能存在此类恒星的说法。我们发现平均金属丰度[Fe/H]=-1.7 dex。金属丰度分布的形式半峰全宽为0.92 dex，而金属丰度的全范围跨越~-3.0 <[Fe/H]<0.0 dex。金属丰度的分布可能是几个亚群的指示。似乎有一个温和的径向梯度，使更多的金属丰富的人口更集中，匹配类似的趋势，为增加比例的中间年龄的恒星。这一点以及富含金属的红巨星的光度颜色表明船底座表现出年龄与金属丰度的关系。事实上，年龄-金属丰度简并似乎合谋形成了一个狭窄的红巨星分支，尽管金属丰度分布相当广泛，年龄范围很广。金属丰度的分布并不能很好地匹配一个简单的封闭式的化学演化模型，但需要模型，也考虑到流入和流出。（节录）
2005-11-02 astro-ph
The Andromeda Project. I. Deep HST-WFPC2 V,I photometry of 16 fields toward the disk and the halo of the M31 galaxy. Probing the stellar content and metallicity distribution
HST-WFPC 2 F555 W和F814 W测光是针对附近明亮的旋涡星系M31的16个视场进行的，采样的是距中心不同距离的盘和晕的恒星含量，从~ 20到~ 150弧分（即~ 4.5到35千秒差距），下降到极限V和I星等~ 27。色星等图（CMD）显示了复杂的恒星星族，包括一个中间年龄/年轻的人口和较老的人口与广泛的金属丰度的存在。这些叠加在M31盘面上的磁场通常显示出一个蓝色的恒星羽流，我们认为它们是主序星。因此，在过去的0.5 Gyr，恒星形成率似乎随着盘中位置的变化而变化。所有的CMD都显示出一个明显的红巨星分支（RGB），在V波段有一个下降的尖端，其特征是金属丰度高于1/10太阳。在所有的视野中检测到红色的团块，并且经常存在弱的蓝色水平分支。用球状星团模板比较RGB星得到的金属丰度分布（MD）在所有采样场中基本相似：它们都显示出一个长的、尽管很少填充的贫金属尾和一个在[Fe/H] ~-0.6的主成分。然而，也存在一些差异，例如，在某些区域中存在非常富含金属（[Fe/H] >= -0.2）的组分。贫金属星的比例在所有的场域中似乎是近似恒定的，而富金属星的比例则随位置而变化，并且在叠加在盘上和/或存在流或子结构的场域中似乎更为突出。这可能指示并可能追踪与某些伴星（例如M32）的相互作用效应。
2002-12-23 astro-ph
The 2MASS Color-Magnitude Diagram of the Center of the Sagittarius Dwarf Galaxy: Photometric Measurements of a Surprisingly High Mean Metallicity
给出了人马座矮球状星系中心1度以内区域的2微米全天巡天（2 MASS）（J-K，K）色星等图。利用红巨星分支的斜率（RGB），我们确定了主恒星星族的平均金属丰度[Fe/H] = -0.5 +/-0.2。人马座RGB有一个蓝色的尾巴，与前景的银河系巨星分支重叠，这表明大约1/3的RGB比[Fe/H] =-1更贫金属。与大麦云云的直接比较证实了人马座大部分人口富含金属的性质。我们的结果与高分辨率光谱测定的更高金属丰度略有一致。
2001-08-03 astro-ph
Cooling Flows and Metallicity Gradients in Clusters of Galaxies
在星系团中心的热气体的X射线辐射通常是假设存在稳态的，不均匀的冷却流。我们得到的金属丰度配置文件的集群内介质预期从这样的模型。流入的气体在化学上被Ia型超新星和中央星系外部的恒星质量损失所富集，这可能会产生相当大的金属丰度梯度。星系团中心金属丰度增强的幅度与中心星系光度与质量流入率的比值成正比。较热相的金属丰度预计将高于较冷、较致密相的金属丰度。半人马座星系团的金属丰度分布图与最近从ASCA测量中推断的金属丰度梯度非常一致（azawa等人，1994年）。然而，目前的数据并不排除通过一些热源来平衡冷却的替代模型。金属丰度梯度并不需要存在于所有的星系团中，这取决于星系团中央星系周围气体的最近合并历史，以及中央星系中恒星质量与冷却流中气体质量的比率。
1995-11-10 astro-ph
The Araucaria Project: the Local Group Galaxy WLM--Distance and metallicity from quantitative spectroscopy of blue Supergiants
通过对A超巨星和B超巨星低分辨光谱的定量分析，确定了它们与本星系群WLM的距离模数为24.99 +/- 0.10等（995 +/- 46千秒差距）。分析产生恒星的有效温度和重力，通过通量加权重力-亮度关系（FGLR）提供距离。我们的距离比基于造父变星和RGB尖端的最新结果大0.07等。这种差异在这些光度调查中引用的典型不确定性的1-sigma重叠范围内。此外，非LTE光谱合成的丰富的金属线光谱（主要是铁，铬和钛）的A超巨星进行，这使得恒星金属丰度的测定。发现相对于太阳金属丰度的平均金属丰度为-0.87 +/- 0.06 dex。
2008-05-22 astro-ph
