Outliers from the Mass--Metallicity Relation II: A Sample of Massive Metal-Poor Galaxies from SDSS
我们提出了一个样本的42个高质量的低金属丰度离群恒星形成星系的质量-金属丰度关系。这些星系的恒星质量范围为log（M_*/M_sun）~9.4 ~ 11.1，在12+log（O/H）中偏离质量-金属丰度关系-0.3 ~-0.85dex。一般来说，它们是极蓝的，有很高的恒星形成率，并且在形态上受到干扰。潮汐相互作用预计会引起大规模的气体流入星系的中心区域，我们发现，这些星系的气相氧丰度是一致的，从大的银河系中心半径稀释中央富含金属的气体的大量的低金属含量的气体。我们的结论与推断气相金属丰度的个别星系的光度的基础上，特别是在长伽马射线暴宿主星系的情况下，仅与影响。
2008-11-09 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation I: A Sample of Metal-Rich Dwarf Galaxies from SDSS
我们已经从Tremonti等人（2004）测量的恒星形成星系的质量-金属丰度关系中识别出41个低质量高氧丰度异常值的样本。这些星系在-14.4 > M_B > -19.1和7.4 < log M_*/M_solar < 10的范围内具有8.6 < [12 + log（O/H）] < 9.3，令人惊讶地是非病理性的。它们有典型的特定恒星形成率，相当孤立，除了少数例外，没有明显的同伴。在形态上，它们类似于矮椭球星系或矮椭圆星系。我们预测，他们观察到的高氧丰度是由于相对较低的气体质量，得出的结论是，这些过渡矮星系接近其恒星形成活动的结束。
2008-07-02 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
An SDSS Survey For Resolved Milky Way Satellite Galaxies I: Detection Limits
我们提出了一个新的调查解决低表面亮度卫星星系的银河系的探测极限，斯隆数字巡天（SDSS）的基础上。我们的调查利用SDSS的主要优势（多色测光，深度，大规模，和均匀性）相结合的过滤器平滑与限制的幅度和颜色空间，以寻找低表面亮度星系和恒星对应的紧凑高速云到银河系的维里半径（350千秒差距）。我们计算出的一个纯粹的老恒星星族的检测极限随着星系的大小和距离在mu_{V,0} = 26.7和30.1 mag/sq“之间变化。这些限制将使我们能够探测到表面亮度比六分仪暗0.5 -3.9 mag/sq“的系统，六分仪是已知的最低表面亮度的本星系群成员。我们的调查不仅是敏感的较低的表面亮度恒星星族比以前的本地集团调查，但也将使我们能够作出公正的和明确的评估所观察到的本地集团星系光度函数的完整性，使我们可以比较的结果与各种结构形成的情况下的预测。
2001-11-01 astro-ph
The Milky Way Tomography with SDSS: II. Stellar Metallicity
本文利用60，000颗F型和G型主序星（0.2<g-r<0.6）的SDSS光谱数据，建立了由SDSS u-g和g-r颜色数据估算有效温度和金属丰度的多项式模型。我们将这种方法应用于SDSS光度数据约200万F/G星和测量的无偏金属丰度分布的一个完整的体积有限的样本之间的距离为500 pc和8千秒差距的恒星。金属丰度分布可以精确地用两个分量来模拟，这两个分量具有空间变化的数量比，对应于盘和晕。这两个组成部分也具有预期的磁盘和晕星的运动学。晕组分的金属丰度在空间上是不变的，而中间盘金属丰度随着与银河系平面的距离从500秒差距时的-0.6到超过几千秒差距时的-0.8平滑地减小。盘星的金属丰度和运动学之间缺乏相关性，这与传统的薄盘和厚盘分解相冲突。我们在运动学-金属丰度空间中检测到相干子结构，例如Monoceros流，其旋转速度比LSR快，并且具有[Fe/H]=-0.96的中值金属丰度，均方根散射仅为~0.15 dex。我们将我们的结果外推到大型综合巡天望远镜（LSST）的预期性能，并估计LSST将获得精确到0.2 dex或更好的金属丰度测量值，自行测量值精确到~0.2 mas/yr，大约2亿F/G矮星距离限制在~100 kpc（g<23.5）。[删节]
2008-04-24 astro-ph
The metallicity distributions in high-latitudes with SDSS
本文给出了银河系0<l<360 °范围内36个高纬场的金属丰度及其随不同参数的变化。相对较短垂直距离（z<2.5 kpc）的金属丰度随银河经度呈系统性波动，类似于厚盘尺度高度的波动，这可能被解释为表明一个共同的起源，即，光盘的闪光效果。我们发现金属丰度的变化是径向距离的函数，这一建议得到了支持。在较大的垂直距离（6.5<z<9.5 kpc）处，金属丰度的变化很小，但单调。可以检测到三种不同的垂直金属丰度梯度：d[M/H]/dz=-0.22（+/-0.03），d[M/H]/dz=-0.38（+/-0.06），d[M/H]/dz=-0.08（+/-0.07）dex/kpc，分别对应于间隔z<3、3<z<5和5<z<10 kpc。由于我们的数据覆盖了整个银河系的经度间隔，因此由此产生的金属丰度梯度可以被解释为大尺度银河系的属性。第一梯度证实了在短z距离处的盘的耗散形成。较陡的梯度对应于银河系不同人口组成部分之间的过渡区域，最后，最低值提供了足够的描述内晕金属丰度梯度。
2007-04-26 astro-ph
Estimation of Galactic model parameters with the SDSS and metallicity distribution in two fields in the anti-centre direction of the Galaxy
我们估计银河系模型参数的SDSS数据减少了两个领域的反中心方向的银河系，$l= 180^{o}$，和对称相对于银河系平面，$b=+45^{o}$和$b=-45^{o}$。每个区域的大尺寸（60 deg $^{2}$）和微弱的极限视星等（g=22），使我们有机会确定银河系南北半球薄盘、厚盘和晕三个组成部分的可靠参数，除了两个盘的标度，这是从Jurić et al.（2005）获得的。金属丰度进行了评估，最近的SDSS校准，和绝对星等的恒星与$4<M(g)\leq8$作为（g-r）的颜色和金属丰度的函数。对于南北场薄盘，相应的银河系模型参数之间没有明显的差异，我们的结果与文献中的结果一致。同样的情况也适用于晕圈，特别是两个场的轴比完全相等，PDMATHAMR。具有$5<M(g)\leq6$的未演化G型恒星的金属丰度分布相对于距银道面的距离显示出三个亚结构：对于$z^{*}<3$ kpc，两个场的金属丰度梯度为$d[M/H]/dz \sim -0.20(\pm0.02)$ dex kpc $^{-1}$，与薄盘的形成情景一致。对于$5<z^{*}<10$ kpc，两个磁场的$d[M/H]/dz \sim -0.03(\pm0.001)$ dex kpc $^{-1}$，确认晕组分的金属丰度梯度接近于零。然而，当我们结合这些子结构时，我们发现两个场的金属丰度梯度是平滑的，$-0.30(\p…
2006-11-15 astro-ph
Metallicity Calibrations and the Mass-Metallicity Relation for Star-Forming Galaxies
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布4中的27，730个恒星形成星系研究了金属丰度校准，AGN分类和孔径覆盖分数对局部质量-金属丰度（MZ）关系的影响。我们分析了SDSS MZ与10个金属丰度校准的关系，包括理论和经验方法。我们发现，金属丰度校准的选择有一个显着的影响的形状和y轴截距（12+log（O/H））的MZ关系。绝对金属丰度标度（y-int）变化高达0.7 dex，取决于所使用的校准，形状的变化是巨大的。这些结果表明，当比较不同的光度-金属度或质量-金属度关系时，使用相同的金属度校准是至关重要的。我们提出了新的金属丰度转换，使金属丰度已使用不同的强线校准被转换为相同的基础校准。这些转换方便不同的样品之间的比较，特别是在不同的红移星系之间的比较，不同的套房的发射线available.Our新的转换成功地消除了大0.7德克斯之间的金属丰度校准的差异，我们达成协议的MZ关系平均在0.03德克斯。我们发现不同的活动星系核分类方法对SDSS MZ关系的影响可以忽略不计。我们比较SDSS MZ的关系与核和全球的关系，从近场星系巡天（NFGS）。MZ关系的翻转取决于孔径覆盖率。我们发现z<0.04的红移下限不足以避免最高恒星质量星系的光纤光谱中的孔径效应。
2008-01-11 astro-ph
SDSS spectroscopic survey of stars
除了前所未有的光学测光质量，斯隆数字巡天（SDSS）也正在产生一个巨大的光谱数据库。我们讨论的恒星参数，如有效的温度，重力和金属丰度从SDSS光谱的测定，描述运动学和金属丰度之间的相关性，并研究它们的变化作为银河系中的位置的函数。我们发现，恒星参数估计比尔斯等人。显示出良好的相关性与恒星的位置在g-r与u-g色-色图，从而证明了其鲁棒性以及光度参数估计方法的潜力。利用Beers等的参数，我们发现银河系恒星在距银道面数kpc处的金属丰度分布是双峰分布，在[Z/Zo]~-1.3处有一个局部极小值。低金属丰度[Z/Zo]<-1.3的子样本的金属丰度中值几乎与银河系柱坐标R和z无关，而高金属丰度[Z/Zo]> -1.3的样本的金属丰度中值则随z而减小。我们还发现，低金属丰度样品的速度色散约为2.5倍，并且它不旋转（在~10 km/s的水平），而高金属丰度样品的旋转速度随着银道面以上的高度而平滑地减小。
2007-01-17 astro-ph
Relationship between environment and the broad-band optical properties of galaxies in the SDSS
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中亮星系的光度、表面亮度、颜色和轮廓形状与环境之间的关系。对于SDSS样本，星系颜色是最能预测当地环境的星系属性。星系的颜色和光度共同构成了最具预测性的一对属性。在固定的光度和颜色下，密度与表面亮度或Sersic指数（天文学家在这项研究中最常与形态学联系在一起的参数）并不密切相关。在本文中，我们讨论了什么可测量的残差关系存在，一般发现，在红色和固定的光度，平均密度在最高的表面亮度和Sersic指数下降。总的来说，这些结果表明，星系的形态特征与星系环境的关系不如它们的质量和恒星形成历史密切。
2003-10-16 astro-ph
Correlations among the properties of galaxies found in a blind HI survey, which also have SDSS optical data
我们已经使用了帕克斯多波束系统和斯隆数字巡天（SDSS）组装的195个星系的样本，最初从他们的HI签名，以避免对未进化或低表面亮度对象的偏见。对于每个源9，均匀地测量固有特性以及倾斜度和光谱。样本，这应该是几乎完全免费的错误识别或混乱，包括各种各样的星系，从早期的，低表面亮度的矮星，以巨大的螺旋。尽管存在这种多样性，但它们的特性之间存在5种明显的相关性。它们包括在它们的光学半径内的共同的动态质光比、表面亮度和亮度之间的相关性以及共同的HI表面密度。这种相关性应该对星系形成和演化的模型提供强有力的约束。
2008-09-09 astro-ph
A large sample of low surface brightness disk galaxies from the SDSS. I: The sample and the stellar populations
我们介绍了从SDSS-DR 4的主要星系样本中选出的一个大样本（12，282）的近面对面低表面亮度（LSB）盘星系的性质。这些性质包括B波段中心表面亮度μ_0（B）、标度长度h、积分星等、颜色和距离D。该样本的mu_0（B）值为22至24.5 mag arcsec^{-2}，中值为22.42 mag arcsec^{-2}，盘尺度长度为2至19 kpc。它们非常明亮，M_B值为-18 ~-23等，中值为-20.08等，logh与M_B、logh与logD、logD与M_B之间存在明显的相关性。然而，mu_0（B）与logh、colors等没有明显的相关性，colors与logh的相关性虽然存在，但很弱。光学-光学和光学-近红外颜色-颜色图都表明它们中的大多数是年轻和年老恒星星族的混合体。它们也满足颜色-星等关系，这表明较亮的星系通常倾向于较红。LSBG和一个表面亮度（HSB）较高（μ 0（B）为18.5 ~ 22 mag arcsec^{-2}）的近面盘星系的对照样本之间的比较表明，在给定的光度或距离下，观测到的LSB星系往往具有较大的尺度长度。根据表面亮度将LSBG和HSBG分为两个亚组，可以逐渐看到这些趋势。一个体积有限的子样本被提取来检查表面亮度的不完整性。性质关系中唯一具有明显变化的是logh与mu_0（B）的关系，其在该子样本中显示出相关性。
2008-09-18 astro-ph
SDSS 0809+1729: Connections Between Extremely Metal Poor Galaxies and Gamma Ray Burst Hosts
我们讨论了一个极其贫金属星系SDSS 0809+1729的偶然发现，该星系在斯隆数字巡天（SDSS）中被归类为恒星。该星系的红移z = 0.0441，B波段绝对星等M_B =-17.1。该星系的金属丰度为log（O/H）+12 7. 44或约1/20太阳，是已知的10个最缺乏金属的发射线星系之一。SDSS 0809+1729是一个蓝色致密星系（BCG），恒星年龄约为450万年，恒星形成速率为0.18 Msun/yr，气相电子密度约为367/cm^3。这些参数的类似值在其他极端贫金属星系中很常见，包括IZw 18。然而，SDSS 0809+1729在BCGs中是不寻常的，因为它与两个金属丰度最低的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主位于同一区域。对于一个给定的B波段光度，附近的GRB宿主和SDSS 0809+1729都有系统地比矮不规则星系、大多数BCGs和正常的恒星形成星系低的金属丰度。由于SDSS 0809+1729的恒星形成性质与附近的长持续时间GRB宿主相似，SDSS 0809+1729可能是一个潜在的GRB宿主。识别类似的极端贫金属物体的较大样本可能会提供重要的洞察力所需的条件，以产生长时间的伽玛射线暴。
2006-09-11 astro-ph
The Origin of the Mass--Metallicity Relation: Insights from 53,000 Star-Forming Galaxies in the SDSS
我们利用斯隆数字巡天成像和光谱的~ 53，000恒星形成星系在z~0.1研究恒星质量和气相金属丰度之间的关系。我们推导出气相氧丰度和恒星质量使用新技术，利用最新的恒星演化合成和光电离模型。我们发现恒星质量和金属丰度之间的紧密（+/-0.1 dex）相关性跨越恒星质量的3个数量级和金属丰度的10倍。在10^{8.5} - 10^{10.5} M_sun范围内，光度与金属丰度的关系相对较陡，与已知的光度与金属丰度的变化趋势一致，但在10^{10.5} M_sun以上，光度与金属丰度的关系相对较陡。我们使用间接估计的气体质量的基础上的H-α光度比较我们的数据，从简单的闭盒化学演化模型的预测。我们发现，金属损失是强烈的反相关重子质量，与低质量矮星系的5倍以上的金属贫化比L* 星系在z~0.1。金属耗尽的证据并不局限于矮星系，而是在质量高达10^{10} M_sun的星系中发现。我们将其解释为银河风无处不在的有力证据，以及它们在从星系势阱中去除金属方面的有效性。
2004-05-27 astro-ph
A Systematic Search for High Surface Brightness Giant Arcs in a Sloan Digital Sky Survey Cluster Sample
我们提出了一个825 SDSS星系团的样本上进行的引力透镜巨弧搜索的结果。对图像进行目视检查和自动搜索，均未发现弧。此结果用于设置每个聚类弧概率的上限。我们目前的选择功能，我们的调查，在电弧检测效率曲线的形式绘制为电弧参数的函数，无论是视觉检查和自动搜索。选择函数是这样的，我们是敏感的，只有长，高表面亮度弧与g-波段表面亮度μ_g < 24.8和长宽比l/w > 10。我们的弧概率上限与以前的弧搜索兼容。最后，我们报告了一个偶然发现的巨大的弧在SDSS数据，称为霍尔弧内的SDSS协作。
2007-01-12 astro-ph
Constraining age and metallicity of bulges embedded in low surface brightness galaxies
我们从Galaz等人（2002）的样本中选取了19个正面低表面亮度星系（LSBG），给出了深麦哲伦和VLT长缝光谱的结果。特别是，我们计算舔/IDS指数所发出的光由这些星系主办的凸起。对于来自Peletier & Balcells（1996）的样品的14个正面高表面亮度样品的样品执行类似的程序。结果表明，膨胀的LSBG的金属贫，相比那些主办的HSBG，支持恒星形成率一直稳定在这些星系的生命周期低的假设。我们将我们的结果与Bergmann，Jorgensen & Hill（2003）的结果进行了比较。
2005-01-05 astro-ph
The Evolution of the Broad-Line Region among SDSS Quasars
基于SDSS数据第二版中的5344条类星体光谱，研究了2.0 < z < 4.5和-24.5 > M_B >-29.5$范围内各种发射线通量比与红移和类星体亮度的关系。我们发现，在复合光谱中的发射线更好地拟合幂律配置文件比双高斯或修改的洛伦兹配置文件，特别是我们表明，幂律配置文件更适合测量宽发射线通量比其他方法。合成光谱表明，类星体的光度与NV/CIV和NV/HeII等发射线通量比之间存在显著的统计相关性，而类星体的红移与发射线通量比之间的相关性很小。我们得到详细的光电离模型来解释所观察到的线比。线比与光度的相关性被解释为在更明亮的类星体中气体金属丰度更高。对于一个给定的类星体光度，在红移范围2.0 < z < 4.5时没有金属丰度的演化。BLR气体云的典型金属丰度估计为Z ~ 5 Zsun，但推断的金属丰度取决于假定的BLR云的性质，如密度分布函数和径向分布。在z ~ 4.5范围内没有金属丰度演化，意味着类星体宿主星系的活跃恒星形成时期发生在z > 7。
2005-10-16 astro-ph
The Luminosity Function of Galaxies in SDSS Commissioning Data
在委托观测期间，斯隆数字巡天（SDSS）从CCD图像中选出了现有最大的星系红移样本之一。我们使用11,275个在140平方度范围内r^* = 17.6的星系，计算了在r^* 带内的星系在-23 < M < -16范围内的光度函数（h=1）。这个结果可以用一个Schechter函数很好地描述，其中参数phi_* = 0.0146 +/- 0.0012 h^3 Mpc^{-3}，M_* = -20.83 +/- 0.03，alpha = -1.20 +/- 0.03。r^* 中隐含的光度密度为j =（2.6 +/- 0.3）x 10^8 h L_sun Mpc^{-3}。对于M <-18，表面亮度选择阈值的影响可忽略不计。我们还测量了u^*、g^*、i^* 和z^* 波段的光度函数;低光度下的斜率范围从alpha=-1.35到alpha=-1.2。我们用半光表面亮度、固有颜色和形态来测量r^* 光度的二元分布。高表面亮度、红色、高度集中的星系平均比低表面亮度、蓝色、不那么集中的星系更明亮。如果用SDSS测量星系流量的彼得罗相星等综合R波段或b_j波段的结果，我们得到的亮度密度是Las Campanas红移巡天在R上的2.0倍，是2度场星系红移巡天在b_（1/2）上的1.4倍。j.如果我们也模仿这些巡天测量的等光度线极限来定义星系星等，这些星等比SDSS使用的彼得罗相星等更浅，更依赖于红…
2001-02-08 astro-ph
Recovering galaxy star formation and metallicity histories from spectra using VESPA
我们介绍可变光谱分析（VESPA）：一种新的方法，旨在恢复强大的恒星形成和金属丰度的历史，从银河系光谱。VESPA使用全光谱范围从合成模型中构建星系历史。我们调查使用自适应参数化网格恢复可靠的恒星形成历史的星系的基础上。我们的目标是鲁棒性，而不是高分辨率的历史，该方法的目的是返回高的时间分辨率只有在数据的需求it.In本文中，我们详细介绍了方法，我们提出了我们的研究结果时，我们将VESPA合成和真实的斯隆数字巡天（SDSS）光谱数据。我们发现，可以从光谱中恢复的参数的数量强烈依赖于信噪比，波长覆盖范围和存在或不存在的年轻人口。对于一个典型的SDSS星系样本，我们通常可以恢复2到5个恒星星族。我们发现VESPA和我们以前用MOPED对SDSS样品的分析非常一致。
2007-08-06 astro-ph
Surface Brightness Profiles of Three New Dwarf Spheroidal Companions to M31
利用新发现的M31的三颗矮椭球伴星And V、VI和VII的CCD图像，提取了它们的表面亮度剖面和总星等。利用Armandroff et al.（1998 & 1999）和Grebel & Guhathakurta（1999）提供的距离模，这些星系的光度与其他本星系群矮椭球体相似，特别是V与Draco & UMi的光度相似，即，是已知的最微弱的在光度-金属度关系中，And V的金属度比预期的要高得多。
1999-05-24 astro-ph
Spectroscopy of Low Surface Brightness Galaxies with the Hobby-Eberly Telescope
我们用9.2米霍比-埃伯利望远镜上的马卡里奥低分辨率摄谱仪获得了19个红、蓝低表面亮度星系的低分辨率光谱。这些星系形成了一个非常不均匀的类，其光谱定性类似于高表面亮度星系，覆盖了哈勃类型星系从E到Irr的全部光谱范围。我们使用组合的发射线（EW（H α），NII/H α）和吸收线（Mgb，H β，<Fe>）为基础的诊断研究这些星系的恒星形成和化学富集的历史。这些星系是多样的，有些星系的金属丰度较低，平均恒星年龄非常年轻，而另一些星系则显示出古老的超太阳金属丰度的恒星星族。与以前的一些研究发现，随着中心表面亮度的降低，金属丰度降低的强烈趋势相比，我们发现一个人口的星系具有低表面亮度和近太阳的金属丰度。几个气相和恒星星族年龄和金属丰度指标之间的相关性被用来对LSB星系合理的演化方案进行约束。这些星系的红移范围很广，径向速度从3400 km/s到65000 km/s。样本星系的一个子集已经公布了HI红移和气体质量的基础上与阿雷西博305米单碟射电望远镜的观测，这使得这些星系远离平均塔利-费舍尔关系。我们的新的光学红移不同意这些星系的HI红移公布。大部分的差异可以解释为阿雷西博观测中的光束混乱，导致一些星系的HI检测错误。
2002-10-04 astro-ph
The structure of galactic disks: Studying late-type spiral galaxies using SDSS
利用SDSS巡天的成像数据，我们给出了一个完整的样本~90个正面到中间倾斜的临近晚型（Sb-Sdm）螺旋星系的g'和r'径向恒星光分布。表面亮度分布是可靠的（1 sigma不确定度小于0.2 mag），低至mu=~ 27 magsqarcsec。只有~10%的星系有一个正常/标准的纯指数盘下降到我们的噪音极限。其余星系的表面亮度分布更好地描述为一个破碎的指数。大约60%的星系的指数分布在~1.5-4.5倍的标度长度之间有一个中断，然后是一个向下弯曲的，更陡峭的外部区域。另外约30%也显示出一个明显的断裂，在约4.0-6.0倍的尺度长度之间，但随后是一个向上弯曲的较浅的外部区域。一些星系的表面亮度分布甚至更复杂。轮廓的形状与哈勃类型相关。在后期哈勃类型中，下弯断裂更为频繁，而上弯断裂的比例则向早期类型上升。没有明确的关系被发现之间的环境，其特点是邻居的数量，和形状的轮廓的星系。
2006-05-04 astro-ph
Oxygen Abundances in Low Surface Brightness Disk Galaxies
本文给出了一个低表面亮度盘星系样品的\HII区的氧丰度。一般来说，LSB星系被发现是贫金属（$Z < {1 \over 3} Z\solar$）。事实上，一些LSB星系可以与已知的最低丰度的河外天体相媲美。这些低金属丰度表明LSB星系演化缓慢，在哈勃时间内形成相对较少的恒星。低金属丰度的LSB星系发生，即使许多在大小和质量上与定义哈勃序列的突出螺旋相当。除了表面亮度低之外，这些星系往往是孤立的。这表明，表面质量密度和环境比总尺寸与星系演化更相关。尽管盘的表面亮度较低，但推测存在大质量（$M > 60 M\solar$）恒星，并且没有指示IMF的异常。LSB星系中存在许多低激发\HII区，且电离参数与金属丰度的相关性不强。然而，在给定的金属丰度下，似乎确实存在一个显著的最大电离包络。
1993-11-25 astro-ph
The star formation histories of low surface brightness galaxies
我们对26个低表面亮度星系（LSBG）的光学和近红外光谱进行了深度成像。使用恒星星族合成模型，我们发现，它是可能的，以限制年轻恒星与老恒星的比例（我们参数化的平均年龄的星系），以及金属的星系，使用光学和近红外颜色。LSBG有着广泛的形态和恒星星族，从古老的、高金属量的早期类型到年轻得多的、低金属量的晚期类型星系。尽管有如此广泛的恒星形成历史，我们发现颜色梯度在LSBG中很常见。这些最自然地解释为平均恒星年龄的梯度，LSBG的外部区域比它们的内部区域具有更年轻的年龄。为了了解是什么驱动了LSBG恒星星族的差异，我们比较了LSBG的平均年龄和金属丰度与它们的物理参数。在LSBG的恒星形成历史与其K带表面亮度、K带绝对星等和气体分数之间存在很强的相关性。这些相关性是一致的，在这种情况下，恒星形成历史的LSBG主要与其表面密度和金属丰度相关的质量和表面密度。
1999-09-23 astro-ph
Do local analogs of Lyman Break Galaxies exist?
本文讨论了最近在本机宇宙中发现的一些超致密紫外发光星系（UVLG）的光学性质。对这些星系和其他类似但距离较近的星系的SDSS数据的详细再分析表明，它们在R和u波段的表面亮度径向分布在大多数情况下都可以很好地描述为一个扩展的盘加上一个中心未分辨的分量（可能是一个凸起）。由于SDSS管道使用单个磁盘组件来推导这些UVLG的半光半径，因此它们的大小被严重低估。因此，平均紫外线表面亮度要低得多，以前引用的质疑声称，UVLG是高红移莱曼break星系的本地类似物。
2007-06-20 astro-ph
The Metallicity Distribution Function of the Halo of the Milky Way
我们报告的金属丰度，[Fe/H]，非常贫金属的恒星在银河系的晕的分布。虽然关于金属丰度分布函数（Metallicity Distribution Function，简写为ESF）的主要信息是从最近两次主要的贫金属恒星巡天（HK Survey of Beers and collaborators）和汉堡/欧洲南方天文台（Hamburg/ESO Survey of Christlieb and collaborators）中获得的，我们还讨论了从斯隆数字巡天第三次数据发布中包含的恒星光谱和光度学的公开数据库中导出的恒星光谱（SDSS DR-3）。尽管SDSS最初并没有计划作为恒星调查，但迄今为止已经观察到了大量的恒星- DR-3包含超过70，000颗恒星的光谱，其中至少有一半适合于丰度测定。在DR-3中有许多非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的恒星，这是从所有以前的调查工作中获得的总和。我们还讨论了从最近资助的SDSS扩展中获得的贫金属恒星列表的显着扩展前景，其中包括SEGUE项目：Sloan扩展银河系理解和探索。
2005-08-19 astro-ph
The environment of Low Surface Brightness Galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS）的早期数据，我们研究了低表面亮度（LSB）星系与正常高表面亮度（HSB）星系的聚类特性。我们选择了LSB星系和HSB星系，以及测量的红移从SDSS数据库，并进行了三维近邻计数分析半径范围内的0.8 Mpc和8.0 Mpc。作为第二种分析方法，我们使用了N次邻居分析，N从一到十个星系。我们的研究结果表明，LSB星系和HSB星系的星系密度之间的显着差异的尺度从2到5百万秒差距。在大于5Mpc的尺度上，LSB和HSB星系具有相同的聚类特性。在饼片图中，LSB星系似乎更倾向于HSB星系所定义的细丝的内缘，甚至有几个LSB星系位于空洞内。我们的研究结果支持了这样一种观点，即富含气体的LSB星系在低密度区域形成和发展，没有太多的星系相互作用，并且刚刚到达大尺度结构的细丝。
2004-06-08 astro-ph
Early-type galaxies in the SDSS. I. The sample
从斯隆数字巡天中，使用形态学和光谱标准，选择了近9000个红移范围为0.01 < z < 0.3的早型星系样本。本文介绍了如何选择样品，提出的图像和看到校正适合所观察到的表面亮度剖面的例子，描述了我们的方法估计K-校正，并表明SDSS光谱是足够高的质量，以准确地测量速度分散。它还提供了测量的光度和光谱参数的目录。在相关的论文中，这些数据被用来研究早期星系的观测值，包括光度、有效半径、表面亮度、颜色和速度色散，是如何相互关联的。
2003-01-30 astro-ph
Ages and metallicities of early-type galaxies in the SDSS: new insight into the physical origin of the colour-magnitude and the Mg2-sigmaV relations
我们利用最新的限制在斯隆数字巡天（SDSS）的早期型星系的年龄和金属丰度获得新的洞察到这些星系服从的两个基本关系的物理起源：颜色星等和Mg 2-sigmaV关系。我们的样本由26,003个星系组成，这些星系是根据它们的集中光分布从SDSS DR 2中选出的，我们以前已经推导出了恒星金属丰度、光加权年龄和恒星质量的中位似然估计。我们的分析提供了迄今为止最明确的证明，这两种关系主要是恒星质量的序列，以及总恒星金属丰度，α-元素-铁丰度比和轻重量年龄都随着质量沿两个关系增加。对于高质量的椭圆星系，年龄的离散度很小，与误差一致。在低质量端，有一条朝向年轻年龄的尾巴，它主导着固定质量下颜色和指数强度的分散。一个小的，但可检测的，内在的质量-金属丰度关系的散射也有助于在两个观测的标度关系的散射，即使在高质量。我们的研究结果表明，早型星系的化学成分与其动力学质量（包括恒星和暗物质）的关系比与恒星质量的关系更密切。在我们的样本中，恒星质量和动力学质量之间的比率似乎从质量最小的星系到质量最大的星系逐渐减小。
2006-06-07 astro-ph
Abundance patterns in the low-metallicity emission-line galaxies from the Early Data Release of the Sloan Digital Sky Survey
根据斯隆数字巡天（SDSS）早期数据，我们获得了310个发射线星系的元素丰度，其中[O { \sc iii}] 4363发射线被探测到，从而可以通过直接方法确定丰度。我们没有发现极度缺金属的星系（Z<Zsun/12），这可能是SDSS样本中选择效应的结果。SDSS星系样品的氧丰度12 + log O/H介于~7.6（Zsun/12）~~8.4（Zsun/2）之间。该样本与约100个具有高质量光谱的蓝致密矮星系样本合并，其中包含一些非常低金属丰度的天体，以研究低金属丰度发射线星系的丰度模式。我们发现，$α$元素-氧丰度比没有显示出任何显着的趋势与氧丰度，与以前的研究一致。Fe/O丰度比小于太阳值，我们认为这表明Ia型超新星还没有出现在这些星系中，这意味着年龄小于1-2 Gyr。然而，随着金属丰度的增加，Fe/O丰度比略有下降，这表明在具有较高金属丰度的星系中，铁在尘埃上的消耗。N/O丰度比范围为log N/O= -1.6至-0.8。没有发现log N/O < -1.6的星系，这意味着本地低金属丰度发射线星系与log N/O ~-2.3的高红移阻尼Lyalpha系统具有不同的性质，它们的年龄可能大于1亿~ 3亿年。我们的数据表明，存在一个逐步的氮富集的时间尺度上的几个百万年。
2003-11-25 astro-ph
The Metallicity - Kinematics Relation in Large-N(HI) Absorbers
斯隆数字巡天（SDSS）类星体光谱学正在产生一个红移区间为0.36<z<2.28的强低电离MgII吸收体数据库，这比以前组装的任何东西都大两个数量级。HST紫外光谱已被用来测量中性氢柱密度的一小部分。这些数据凭经验表明，具有静止等效宽度$W^{\lambda2796}_0 \ge 0.6$的MgII吸收体具有大致恒定在$N(HI) \approx 4 \times 10^{20}$原子cm $^{-2}$的平均中性氢柱密度，其中各个系统处于阻尼Ly-alpha（DLA）和亚DLA状态。由于MgII双峰通常表现出饱和，因此$W^{\lambda2796}_0$值是吸收体速度分布的指示。因此，我们可以通过形成SDSS复合光谱并测量在中性气体中形成的弱不饱和金属线（例如，Cr II、Fe II、Mn II、Si II、Zn II）作为$W^{\lambda2796}_0$的函数。我们使用这种方法的SDSS复合光谱显示金属丰度和运动学是如何正相关的大N（HI）吸收剂，包括有关的尘埃贫化和增强的α-元素的趋势。我们还讨论了在DLA调查中考虑选择效应的必要性，并对DLA吸收模型及其对宇宙恒星形成的贡献进行了推断。
2005-06-28 astro-ph
