Metallicity indicators across the spectrum of composite stellar populations
随着化学上一致的进化合成方法，我们遵循ISM中单个化学元素的富集。我们描述的时间与化学一致的进化合成方法，我们遵循的ISM中的个别化学元素的富集。我们描述了宽带颜色U到K和金属指数（Fe 5335，Fe 5270，Mg 2，Mgb）的时间演化，考虑到连续几代恒星的初始金属丰度增加。使用特定的恒星形成处方的不同光谱类型的星系，我们显示我们的模型星系宽带颜色，合成光谱，ISM丰度与附近的样品和模板星系的各自的光谱类型的观测结果一致。我们比较我们的合成Mg 2指数与观测和研究的时间演化的恒星指数[MgFe]的复合椭圆星系模型和简单的恒星星族的各种金属丰度。我们展示了从U到K不同波段的光度加权恒星金属丰度指标如何相互比较，以及它们如何随时间演变。我们分析作为波长的函数的光度贡献的恒星子群在不同的星系类型具有不同的金属。不同通带的光度加权恒星金属丰度指标、恒星吸收指数和ISM丰度之间的关系显示出显著依赖于恒星形成历史和演化阶段。
1996-07-04 astro-ph
The Ca II Triplet as an Abundance Indicator
我们如何才能准确地确定附近星系中暗淡红巨星的金属丰度？在银河系球状星团中，Ca II在8498、8542和8662埃（钙三重态）处的宽吸收线的等效宽度与金属丰度[Fe/H]呈平滑关系，即，古老的贫金属恒星确切的关系取决于[Fe/H]标度。对于贫金属的恒星，等效宽度之和{ W_{Ca II} }对[Fe/H]的敏感性已经得到了很好的研究，但是理论和观测表明，对于年轻或富金属的恒星，{ W_{Ca II} }对[Fe/H]的敏感性会降低，但是这需要校准。当前对{ W_{Ca II} }与[Fe/H]之和的校准也依赖于银河系[Ca/Fe]与[Fe/H]的关系，这是银河系恒星形成历史和化学演化的函数。我们的目标是消除在以前的校准中使用的[Fe/H]标度的不确定性，并消除对星系演化的依赖。我们正在获得高色散光谱，以自洽地校准钙三重态，得到[Ca/H]丰度，并将目前的校准扩展到近太阳金属丰度和年龄为2 Gyr。
2001-10-30 astro-ph
The Effects of Age on Red Giant Metallicities Derived from the Near-Infrared Ca II Triplet
我们获得了5个银河系球状星团和6个老的疏散星团（5个已公布金属丰度，一个以前未测量）中116颗红巨星在7500-9500埃区域的光谱，分辨率为2.5埃。信噪比范围为20 - 85。我们测量的红外钙II三重吸收线在每个恒星的等效宽度，并比较集群的金属丰度从文献中。利用Carretta & Gratton标度的球状星团丰度和Friel等人编制的疏散星团丰度，我们发现[Fe/H]和Ca II线强度之间存在线性关系，范围为-2 < [Fe/H] < -0.2，年龄为2.5 - 13 Gyr。没有证据表明年龄对金属丰度校准的影响。利用这种校准，我们发现旧的疏散星团Trumpler 5的金属丰度为[Fe/H] = -0.56 +/-0.11。考虑到已知金属丰度的10个簇移动到一个共同的距离和变红，我们发现，由水平分支/红团的大小与金属丰度和年龄的变化引入的额外的金属丰度误差是+/-0.05德克斯的顺序，这可以忽略不计相比，在我们的方法中的内在散射。结果进行了讨论的背景下，丰富的测定红巨星在本群星系。
2003-09-23 astro-ph
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio and its relationship with other ISM indicators within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。早期论文中发现的[FeII]/[NeII]比、PAH峰与连续强度和金属含量的相关性在更大的样本中得到了证实。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-20 astro-ph
Indicators of star formation: 4000 Angstrom break and Balmer lines
本文研究了4000埃破裂指数和主巴耳末线的等效宽度的行为，a）对于单个恒星是有效温度、重力和金属丰度的函数，b）对于单个恒星星族是年龄和金属丰度的函数。综合光谱的解释的后果。
1997-03-11 astro-ph
Disentangling age and metallicity in distant unresolved stellar systems
我们提出了一些基于表面亮度起伏（SBF）技术的观测和理论研究未解决的恒星系统的结果。结果表明，SBF星等是一个有价值的恒星星族性质的示踪剂，也是一个可靠的距离指示器。SBF星等、SBF颜色和SBF梯度可以帮助将遥远恒星系统中主要恒星成分的金属丰度和年龄限制在相对较窄的范围内，特别是如果与其他分光光度指标相结合。
2008-12-23 astro-ph
An Improved uvby-Metallicity Calibration for Metal-Rich Stars
我们提出了一个改进的UVby-metallicity关系校准F，G，和早期K矮星，和一个类似的UVby-T（eff）的关系，都来自使用Levenberg-Marquardt最小化计划。我们的校准是基于1533颗恒星，这些恒星出现在Cayrel de Strobel（2001）的金属丰度汇编和Hauck-Mermilliod（1998）的紫外测光表中。我们还研究了推测的可能性，使用紫外测光产生的紫外-平面度校准。我们的结论是，虽然可能没有强有力的光度指标的存在或不存在的短周期行星，光谱指标的行星性的可能性是值得研究的。
2002-07-01 astro-ph
Usage of Red supergiant spectral features as age indicators in starburst regions
我们调查的技术，可用于确定年龄的星爆地区人口超过其早期星云阶段。特别是，我们研究的强度的钙三重态（λ 8498，8542，8662 Ang）和CO指数（2.31-2.40微米波段）使用合成模型的星爆演变。对于恒星形成的瞬间爆发，这两种吸收特征在7-14百万年之间保持最强，对应于红超巨星人口。星暴的详细演化行为与金属丰度密切相关。低金属丰度星暴模型成功地再现了大麦云星系团Ca Ⅱ三重态等效宽度随年龄的分布。在红超巨星阶段的集群强烈支持恒星演化模型纳入质量损失率高于标准值。我们建议使用的图表，涉及钙三重态等效宽度，CO指数和星云重组线推断的历史，以及年龄的星暴地区。
1997-04-09 astro-ph
The oxygen abundance in the inner HII regions of M101. Implications for the calibration of strong-line metallicity indicators
我提出了深光谱的四个HII区域的内部，金属丰富的区域的螺旋星系M101获得的LRIS摄谱仪在凯克望远镜。从两个目标HII区，H1013和H493的碰撞激发线的分析，我已经得到氧丰度12+log（O/H）=8.52和12+log（O/H）=8.74，分别。这些测量扩展了通过直接方法对M101的氧丰度梯度的测定，使其距离中心仅为3 kpc。H1013中CII 4267线的强度导致碳丰度12+log（C/H）=8.66，相当于太阳值的近两倍。通过比较由巴耳末不连续性导出的连续温度T（Bac）=5000 K和由[OIII]4363/5007导出的线温度T[OIII]=7700 K，导出了平均温度T0=5500 K和均方温度涨落t^2=0.06。考虑到温度的空间不均匀性，从氧极光线获得的氧丰度提高到12+log（O/H）=8.93。这些调查结果进行了讨论的背景下，校准的强线金属丰度指标，特别是上支的R23。没有证据表明，理论上预测的富金属HII区的温度梯度所产生的强烈的丰度偏差。
2006-10-23 astro-ph
Global Emission Line Trends in Spiral Galaxies: The Reddening and Metallicity Sequences
我们研究了近场星系巡天正常旋涡星系积分光谱中的发射线趋势，以探讨尘埃消光、金属丰度与旋涡星系某些宏观性质之间的关系。我们发现了一个非常强的相关性之间的Hbeta和Halpha等效宽度，这意味着恒星和星云光的消光之间的差异只取决于星系的固有颜色，是更大的红色星系。通常用于巨HII区的金属丰度指标（[OIII] 4959，5007 + [OII] 3726，3729）/H β不适用于旋涡星系的积分光谱，可能是由于金属丰度梯度的原因。更好的定性金属丰度指标是[NII]6584/[OII] 3726，3729和[NII]6584/Halpha，后者的优点是不受红化影响，也适用于发射线较弱的星系。有了这些指标，我们发现，来自巴尔末减量星云消光强烈相关的发射线区域的有效金属丰度。发射线区域的总体金属丰度与星系颜色的相关性要比与形态类型的相关性好得多。一个7维参数空间的主成分分析表明，方差产生，首先，由金属丰度和参数与恒星星族，并在第二位，由表面亮度，这是与星系的动力学历史。与星系质量相关的绝对星等仅排在第三位。
2001-06-18 astro-ph
The Giant Branches of Open and Globular Clusters in the Infrared as Metallicity Indicators: A Comparison with Theory
我们将Kuchinski等人[AJ，109，1131（1995）]导出的巨支斜率-[Fe/H]关系应用于一个疏散星团的例子。我们发现K与（J-K）色星等图中的巨分支斜率与[Fe/H]相关，对于富含金属的球状星团也是如此，但是疏散星团的数据在[Fe/H]不变的情况下被系统地转移到巨分支斜率较小的负值。我们使用等时线模型来研究这种关系的理论基础，并发现，对于一个给定的值的[Fe/H]，关系的斜率保持不变，随着人口年龄的降低，但关系转移到较小的负值的巨枝斜率随着年龄的降低。这两个理论预测都与数据中发现的趋势一致。最后，我们导出了3个星族的巨分支斜率-[Fe/H]关系的新系数，它们分别是富金属球状星团、球型星和疏散星团.
1997-05-14 astro-ph
Uncertainties of Synthetic Integrated Colors as Age Indicators
本文研究了简单恒星星族综合积分色的不确定性。三种类型的不确定性来自恒星模型，人口合成技术，并从光谱库。尽管有一些怀疑，合成颜色似乎是可靠的年龄指标时，用于选定的年龄范围。休息帧光学颜色是很好的年龄指标在年龄2 - 7 Gyr。在足够大的年龄产生热HB星，紫外光到光学颜色提供了一个替代手段来测量年龄。这种紫外技术可能会打破年龄金属丰度简并，因为它区分老年人从年轻的，即使在缺乏金属丰度信息。人们可以将这种技术用于河外球状星团，甚至可能用于被动演化的高红移星系，以研究星系演化历史。
2002-10-09 astro-ph
WIYN Open Cluster Study. X. The K-Band Magnitude of the Red Clump as a Distance Indicator
为了提高氦燃烧红团光度作为距离指示器的实用性，我们探讨了K波段红团绝对星等Mk（RC）对金属丰度和年龄的敏感性。我们依赖于JK测光的14个疏散星团和两个球状星团的第二次增量数据发布的2 MASS点源目录。疏散星团的距离、金属丰度和年龄都在一个内部一致的系统中，而K（RC）值则由2 MASS数据测量。对于年龄小于2 Gyr的星系团，Mk（RC）对金属丰度不敏感，但对年龄有依赖性。相反，对于年龄大于2 Gyr的星系团，Mk（RC）主要受人口金属丰度的影响，对年龄的依赖性很小或没有。基于Girardi等人的形式主义的理论红团模型加强了这一发现。在可比的金属丰度和年龄范围内，我们的平均Mk（RC）值是一致的，基于太阳附近的红团星与HIPPARCOS的松弛。最后，我们使用红团校准计算了到疏散星团NGC 2158的距离。采用1.6 +/- 0.2 Gyr的年龄和[Fe/H] = -0.24 +/- 0.06，我们的校准产生的距离（m-M）v = 14.38 +/- 0.09。
2001-12-11 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from the Infrared Calcium Triplet
为了研究恒星的金属丰度分布，提高色星等图中红巨星分支（RGB）的年龄-金属丰度简并度，利用VLT上的FORS 1摄谱仪，获得了天炉座矮球状星系中117颗红巨星的近红外光谱。金属丰度是由红外钙三线态线在8498、8542和8662 A的等效宽度计算出来的，并用球状星团、疏散星团M67和大麦哲伦星云的数据进行了校准。对于相当大一部分样本，钙三重态的强度出乎意料地高，清楚地表明天炉座的主要恒星星族比从CMD中RGB的位置推断出的更富含金属。我们表明，在天炉座的RGB的相对狭窄是由非常不同的年龄和金属丰度的恒星的叠加。天炉座的金属丰度分布集中在[Fe/H]~=-0.9处，有一个贫金属的尾部延伸到[Fe/H] ~=-2。虽然我们的观测对高金属丰度的分布不太确定，但与LMC数据的比较表明，它扩展到[Fe/H] ~-0.4。通过比较恒星的金属丰度与它们在CMD中的位置，我们得到了复杂的天炉座年龄-金属丰度关系。在最初的几个Gyr中，金属丰度上升到[Fe/H] ~ -1.0 dex。在过去约1-4 Gyr，富集加速，达到[Fe/H] ~ -0.4 dex。超过一半的样本是由小于4 Gyr的恒星组成的，这表明天炉座中持续的近期恒星形成。这些结果表明，矮球状星系保留它们产生的重元素的能力比预期的要大。（节录）
2003-10-30 astro-ph
HB Morphology and Age Indicators for Metal-Poor Stellar Systems with Age in the Range of 1 to 20 Gyr
Y（MS）=0.23和两个Z值的等时线计算和水平分支（HB）模型（0.0001，0.0004），得到了年龄t（单位：Gyrs）在1< t <20范围内的贫金属团簇的年龄指标和HB形态的约束条件（3.83）的零年龄水平支（ZAHB）的年龄取决于年龄，主序关闭（TO）和ZAHB之间的视星等差异可以用年龄和金属丰度来校正。合成HB计算的结果表明，在固定的金属丰度的RR天琴座的平均光度取决于HB形态，以及纯红色的水平分支的平均光度取决于红巨星阶段的年龄和质量损失量。当根据观测到的主层序TO和实际水平分支（而不是ZAHB）之间的震级差来推导星系团年龄时，应适当考虑这些特征。此外，它表明，所观察到的HB形态为我们提供了一个简单的估计的上限的集群年龄。一些有用的限制集群金属丰度也可以推导出来。
1994-07-20 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Red Clump Stars as a Distance Indicator
给出了红团簇星I波段平均亮度与金属丰度的关系。红丛星被认为是一种非常有吸引力的测距标准烛光。校准是基于附近的284颗红巨星，其高质量的光谱允许确定准确的单个金属丰度。依巴谷星的高质量测光图（σ_π/ π< 10%）和光度图都来自依巴谷星。样品的金属量范围很大：-0.6<[Fe/H]<+0.2 dex。我们发现一个弱的依赖平均I-带亮度的金属丰度（约0.13兆/德克斯）。更重要的是，依巴谷样本的金属丰度范围与大麦哲伦星系中的场巨星的金属丰度部分重叠，因此可以通过几乎直接比较本地依巴谷红团巨星与大麦哲伦星系恒星的亮度来确定到大麦哲伦星系的距离。在OGLE-II微透镜巡天期间收集的LMC晕的9个低消光场中的野外红团巨星的测光结果与依巴谷红团星的数据相比较，得出了到LMC的距离模数：（m-M）_LMC=18.24+/-0.08 ma。
2000-01-14 astro-ph
Current Uncertainties in the Use of Cepheids as Distance Indicators
本文详细讨论了银河系造父变星光度的定标方法和确定造父变星红度的方法。结合对NGC 4258的研究，这表明所提出的校准在约0.1mag（s.e.）至少对于接近太阳的造父变星来说是这样。金属丰度的影响被认为是，部分通过使用非造父变星模量的LMC。要将不确定性降低到0.1等以下，需要对金属丰度效应进行大量研究。周期-光度和周期-颜色关系中的非线性也需要考虑，因为需要明确区分基波和泛音衰减器。
2003-01-07 astro-ph
A Robust Age Indicator for Old Stellar Populations
我们推导出了新的光谱H_gamma指数定义，它是老的和相对老的恒星星族的可靠年龄指标，因此对于解决星系光谱的年龄-金属丰度简并度问题具有很大的潜力。为了研究H_gamma与年龄、金属丰度和分辨率的关系，我们采用了一种新的光谱合成模型，该模型预测了单年龄、单金属丰度恒星星族在分辨率FWHM=1.8A（可平滑到不同分辨率）下的SED，允许直接测量特定吸收特征的等效宽度。我们发现，H_gamma的年龄解缠能力强烈地依赖于所采用的分辨率和星系速度色散。我们提出了一个系统的指数，这是完全不敏感的金属丰度和稳定的分辨率，允许星系的研究高达~300公里/秒。非常高的S/N和相对高的色散的观测光谱，需要获得这种前所未有的年龄鉴别能力。一旦获得这样的光谱，准确和可靠的估计这些星系的光度加权平均恒星年龄将首次成为可能，而无需评估其金属丰度。我们测量了两个球状星团，一些低光度椭圆星系和一个标准的S 0星系的指数。我们发现一个大的平均恒星年龄的低光度椭圆样本的蔓延。特别是，这些指数为M32提供了4 Gyr，与我们在这里获得的这个星系的全光谱的非凡拟合所提供的年龄一致。
1999-06-08 astro-ph
A Catalog of Helium Abundance Indicators from Globular Cluster Photometry
对于所使用的三个指标中的每一个，我们都进行了全面的误差分析，并确定了计算程序中的系统误差。对于人口比R = N_HB / N_RGB，我们发现，有没有证据表明与金属丰度的趋势，虽然似乎是真正的分散在所得出的值。尽管该指标是最能提供有用的绝对氦丰度的指标，但平均值为Y约0.20，表明可能存在额外的系统误差。对于水平支到主层序的星等差Delta和RR Lyrics质光指数A，仅可能可靠地确定相对氦丰度。这是由于Delta的绝对金属丰度尺度的持续不确定性，以及A的RR Lyonian温度尺度的不确定性。这两个指标都暗示氦丰度作为[Fe/H]的函数近似恒定。根据A指标，Oosterhoff I和II族团簇都具有与[Fe/H]和水平分支类型无关的恒定值。此外，两组的斜率d log P / d[Fe/H]彼此一致，但显着小于组合样本的斜率。
1999-11-13 astro-ph
Towards a Solution for the Ca II Triplet Puzzle : Results from Dwarf Elliptical Galaxies
我们提出了新的估计年龄和金属丰度的基础上，FORS/VLT光学（4400- 5500 A）光谱，16矮椭圆星系（dE的）在天炉座星系团和南方集团。这些dE的是更丰富的金属和年轻比以前的估计的基础上窄带测光和低分辨率光谱。对于我们的样本，我们发现平均金属丰度[Z/H] = -0.33 dex和平均年龄3.5 Gyr，与其他环境中的dE的类似样本一致（本地组，室女座）。在我们的样品中有三个dE显示发射线和非常年轻的年龄。这表明一些dE的恒星直到最近才形成，并通过漫长的恒星形成历史进行自我富集。先前观测到的大近红外（~ 8500 A）钙II吸收强度在这些dE的是在很好的协议与新的金属丰度估计，解决了所谓的钙之谜的一部分。
2007-10-22 astro-ph
Multi-Color Photometry of the Galactic Globular Cluster M75 = NGC 6864. A New Sensitive Metallicity Indicator and the Position of the Horizontal Branch in UV
我们对银河系球状星团M75进行了UBVI多色测光，重点分析了色星等图（CMD）中较亮的序列，特别强调了它们在U基CMD中的位置。具体来说，我们研究的水平（HB）和红巨星分支（RGB）相对于主序关（TO）的U级。除了M75的光度测量外，我们还利用了我们收集的属于贫金属区的GC的光度测量数据，[Fe/H]zw<-1.1 dex，这些数据是用不同的设备观测得到的，但用位于观测星团场中的标准星进行了校准。我们证实了我们先前的发现，并将其推广到更大的星等范围，我们证明了表示TO点和蓝色HB水平之间的U星等差的DeltaU_{TO} ^{BHB}，在它的红色边界附近，用NTT/ESO望远镜的EMMI照相机观测到的贫金属GC比用100“望远镜观测到的GC小0.4-0.5等。望远镜和1.3米华沙望远镜的Las Campanas天文台。同时，Delta U_{TO} ^{RGB}，即TO和RGB拐点（最亮）之间的U幅度差异，并不显示出对所使用的U滤波器特性的明显依赖性，但它取决于簇金属丰度。我们第一次证明了参数DeltaU_{TO} ^{RGB}对[Fe/H]的依赖性，并通过假设参数与金属丰度之间的线性关系，估计了其解析表达式。其斜率Δ U_{TO} ^{RGB}/Δ [Fe/H]~1.2 mag/dex约为。比V量值中RGB凸块位置对金属性的依赖性陡两倍。讨论了M_（75）的渐近巨星支（AGB）团…
2007-04-19 astro-ph
[OII] as a Star Formation Rate Indicator
利用近场星系巡天（NFGS）的97个星系的积分光谱，研究了[OII]发射线作为恒星形成率（SFR）指标的问题。样本包括所有哈勃类型，并包含SFR范围从0.01到100 Msun/年。我们比较了Kennicutt [OII]和H-α SFR校准，并表明有两个显着的影响，产生SFR[OII]和SFR（H-α）之间的分歧：红化和金属性。对于金属丰度log（O/H）12>8.5的NFGS星系，ISM电离态的差异对观测到的SFR（[OII]）和SFR（H-alpha）之间的差异没有显著贡献。Kennicutt [OII]-SFR关系假设了附近星系的典型红化;实际上，红化在不同的样品之间有很大的不同。我们推导出一个新的SFR（[OII]）校准，它不包含红化假设。我们新的SFR（[OII]）校准还提供了可选的金属丰度校正。我们从[OII]得到的SFR与从H-α得到的SFR在0.03-0.05 dex范围内一致。我们将带有金属丰度校正的SFR（[OII]）校准应用于两个样本：来自NICMOS H-alpha巡天的高红移0.8<z<1.6星系，以及来自加拿大-法国红移巡天的0.5<z<1.1星系。这些样品的SFR（[OII]）和SFR（H-α）与NFGS样品的散射一致，表明我们的SFR（[OII]）关系可以应用于本地和高z星系。最后，我们应用我们的SFR（[OII]）的宇宙恒星形成历史的估计。经过红…
2004-01-11 astro-ph
Empirical calibration of the near-IR CaII triplet - IV. The stellar population synthesis models
我们提出了一个新的恒星星族合成模型，预测SED的单年龄单金属丰度恒星星族，SSP，在近红外CaII三重态特征的光谱区域的分辨率为1.5 A（FWHM）。该模型的主要组成部分是Cenarro等人提出的一个新的广泛的经验恒星光谱库，它由600多颗恒星组成。介绍了恒星星族分析的两种主要产物。第一个是涵盖大范围年龄、金属丰度和不同IMF类型的SSP的SED库。它们非常适合模拟星系数据，因为SSP光谱，通量校准的响应曲线，可以平滑，以匹配星系数据的分辨率，考虑到星系的内部速度分散，允许用户在自己的系统中分析观测到的光谱。我们还产生了积分吸收线指数相同的SSP的等效宽度的形式。我们发现老年SSP中的呼叫功能有以下行为：i）对于年龄大于~ 3Gyr的所有金属丰度，CaII三重态特征随时间变化不大，ii）对于低于[M/H] ~-0.5的值，该指数显示出与金属丰度的强依赖性，iii）对于较大的金属丰度，该特征不显示出对年龄或金属丰度的显著依赖性，对幂型IMF曲线斜率的变化更敏感。用球状星团的测量结果对SSP谱进行了校准。拟合模型的两个早期类型的星系不同的光度，我们发现，CaII测量不能拟合，除非一个非常矮为主的IMF是强加的，或者如果Ca丰度甚至低于Fe丰度。
2003-03-13 astro-ph
Metallicities and Radial Velocities of Five Open Clusters Including a New Candidate Member of the Monoceros Stream
本文给出了10个银河系疏散星团和2个银河系球状星团中133颗红巨星的近红外光谱，它们的金属量跨度为2.2 dex，年龄跨度为11 Gyr。我们结合这个样本与10个集群科尔和合作者调查的钙II三线强度和它们的关系集群金属丰度和位置沿红巨星分支。我们表明，表征恒星表面重力使用Ks波段测光（相对于水平分支）从两微米全天巡天允许金属丰度测量至少一样精确的V或I波段数据。这有一个很大的优点，即可以对大量的星团进行统一的测光和可靠的天体测量。使用Ks波段测光也减少了在一个给定的集群内的差异红化的影响。我们没有发现显着的证据年龄或金属量的影响，线性钙II三重态金属量的关系在小范围内的幅度研究时，使用均匀的参考金属量。我们获得了五个疏散星团：Berkeley 81，Berkeley 99，IC 1311，King 2和NGC 7044的第一个光谱金属丰度和新的径向速度估计。国王2有一个异常的径向速度相比，当地的磁盘人口。我们讨论了它是独角兽潮汐流的一部分的可能性。
2008-11-18 astro-ph
Calcium Triplet Synthesis
我们目前的理论等效宽度的总和的钙三重态，CaT指数，在近红外线，使用进化技术和最新的模型和观测数据，在个别恒星的这一功能。我们计算的CaT指数为单个恒星星族（瞬时爆发，标准Salpeter型IMF）在四个金属丰度，Z=0.004，0.008，0.02（太阳）和0.05，年龄范围从非常年轻的恒星形成爆发（几百万年），老恒星星族，高达17 gyr，代表球状星团，椭圆星系和螺旋凸起。讨论了在不同恒星系统中观测到的CaT等效宽度的解释。复合人口模型也计算作为一种工具来解释在恒星形成区域的CaT检测，以解开之间的组件，由于红超巨星，RSG，和底层，老年人，人口。钙被认为是一个很好的金属性指标的人口年龄超过1 Gyr，几乎独立的年龄。我们讨论了它的应用，以消除年龄-金属丰度简并，特点的所有研究的星系演化的基础上通常的综合指数（宽带颜色和窄带指数）。将在即将发表的论文（Gorgas et al. 1998）中讨论这里计算的模型在椭圆星系样本分析中的应用。
1998-02-11 astro-ph
On the deduction of galaxy abundances with evolutionary neural networks
越来越多的指标现在被用来测量行星状星云、银河系HII区（GHIIR）、河外HII区（EGHIIR）和HII星系（HIIGs）中光电离区的金属丰度（Z）。然而，一个通用的指标，也在高金属还没有被发现。在这里，我们报告一个新的人工智能为基础的方法来确定金属指标，显示提供改进的经验拟合的承诺。该方法取决于进化神经网络观测发射线数据的应用。该网络的DNA，编码在其架构，权重和神经元传递函数，使用遗传算法进化。此外，对一组10个不同的神经元传递函数进行操作的选择意味着在网络解决方案架构中编码的经验关系是函数形式而不是数值形式。因此，网络解决方案提供了一个方程的金属含量的线比没有先验的假设。利用这种方法提供的数学能力，我们将该网络应用于96个HII型区域样本的光学星云和极光发射线的详细观测，并且我们能够获得Z和S23之间的经验关系，色散仅为0.16 dex。我们展示了如何使用该方法来识别新的诊断以及金属度Z，电离参数U和有效（或等效）温度T* 之间存在的非线性关系。
2007-09-19 astro-ph
Stellar populations of early-type galaxies in different environments II. Ages and metallicities
这是第二个文件的一系列致力于研究的恒星内容的早期型星系。该系列的目标是对这些对象的进化状态设置约束。我们使用一套新的模型，其中包括一个改进的恒星库（MILES），以获得简单的恒星星族（SSP）的样本中的98个早型星系的等效参数。样本中包含了外场星系、贫星系团以及室女座和后发座星系团中的星系，我们发现低密度环境星系的SSP年龄和金属丰度范围比高密度环境中的星系要大，低σ星系有年轻化的趋势。低密度环境中的早型星系比高密度环境中的早型星系平均年轻约1.5 Gyr，金属含量也更高。低密度环境星系的样本显示年龄金属丰度的关系，其中年轻的星系被发现是更丰富的金属，但只有当金属丰度与铁敏感指数测量。相反，当用Mg敏感指数测量金属丰度时，没有年龄-金属丰度关系。只有当用Mg敏感指数测量金属丰度时，低密度环境星系的质量-金属丰度关系才是可感知的，而不是当用其他指标测量金属丰度时。相反，对于高密度环境的星系，这种关系是独立的用于测量金属丰度的指标。这表明质量-金属丰度关系依赖于星系的环境。我们的数据有利于这样一种情况，即低密度环境中的星系比后发座星系团中的星系经历了更长的恒星形成历史，后发座星系团中的星系似乎拥有更同质的恒星星族。
2006-04-27 astro-ph
Far-Ultraviolet Spectroscopy of Star-Forming Regions in Nearby Galaxies: Stellar Populations and Abundance Indicators
我们目前的FUSE光谱和支持数据的恒星形成区域附近的星系，检查他们的恒星含量和探索使用的丰度和人口指标在此光谱范围内的高红移星系。新的远紫外光谱显示了M33中四个明亮的H II区（NGC 588、592、595和604），M101中的H II区NGC 5461，以及NGC 7714的星暴核心，以及补充了极低金属量星系I Zw 18。在每种情况下，我们都看到了来自H2的强烈的银河系吸收系统，但每个星系内的内在吸收很弱或无法检测到，这可能是因为“紫外线偏差”，其中位于分子丰富区域后面的红色恒星也严重变红。我们看到惊人的变化，从这些人口的恒星风线与金属，这表明，C II，C III，C IV，N II，N III和P V线是潜在的示踪剂的恒星金属在恒星形成的星系。在O/H=0.05- 0.8太阳能范围内，NIV、CIII和PV 3个关系式几乎是线性的。这些系统在连续谱形状上的主要区别是巨大的H II复合体NGC 604比这个样本中的任何其他物体都有更强的连续谱短轴950 A。小数量的统计数据可能会走向另一个方向;我们认为这是大约300万年前一个离散的恒星形成事件的结果，正如以前对其恒星星族的研究所表明的那样。（由NASA资助NAG 5 -8959）
2004-03-20 astro-ph
Metallicity and Alpha-Element Abundance Measurement in Red Giant Stars from Medium Resolution Spectra
我们提出了一种技术，应用光谱合成中分辨率光谱（MRS，R ~ 6000）在红色（6300 A < lambda < 9100 A）测量[Fe/H]和[α/Fe]的个别红巨星在一个广泛的金属丰度范围。我们将我们的技术应用于264红巨星在7个银河系球状星团，并证明它再现的金属丰度和α增强来自高分辨率光谱（HRS）。MRS技术排除了三个Ca II三联体线，而是依赖于过多的较弱的线。不同于经验的金属丰度估计，如钙II三重态的等效宽度，这里提出的合成方法是适用于任意宽的金属丰度范围内，是独立的假设有关的α增强。来自不同HRS研究的团簇平均值[Fe/H]的估计显示了~0.1 dex的典型分散，但对于富金属团簇可以大于0.2 dex。在给定的星团中，单个恒星之间HRS丰度估计的分散度也相当于0.1 dex。相比之下，给定星团中单个恒星的MRS [Fe/H]估计值之间的离散度对于大多数星团来说是~0.1 dex，但对于金属最丰富的星团M71来说是0.17 dex（<[Fe/H]> = -0.8）。HRS与MRS [alpha/Fe]估计值的逐星比较表明，[alpha/Fe]_MRS的精度为0.05 dex。只有在信噪比为20 A^（-1）时，[Fe/H]_MRS和[α/Fe]_MRS的误差才增加到0.25 dex以上，这对于Leo I（银河系最远的卫星之一，250 kpc）中红巨星的现有MRS是典…
2008-06-24 astro-ph
The Age-Metallicity Relation of the SMC
小麦哲伦星云（SMC）是本星系群中唯一一个已知在过去12 Gyr中连续形成和保存人口稠密的星团的矮星系。这些集群提供了一个独特的，密集的单年龄，单金属丰度示踪剂的SMC的年龄-金属丰度关系的详细研究。然而，只有6个星团的光谱金属丰度测量存在。在这里，我们提出了7个额外的SMC集群的基础上钙II三重态观测金属。总样本包括跨越12 Gyr年龄范围的集群。补充年龄估计从文献中这些对象为我们提供了一个良好的采样，定义明确的年龄金属丰度关系。我们比较了我们的第一个结果与SMC的化学演化历史的一个简单的闭箱模型。我们发现，一般的趋势是很好地再现了这个模型。
2006-07-04 astro-ph
Using the Ca II Triplet to Trace Abundance Variations in Individual Red Giant Branch stars in Three Nearby Galaxies
为了明确地确定星系的演化历史，有必要对年龄跨越哈勃时间的恒星进行光谱丰度测定。在帕拉纳尔的ESO-VLT上使用ANTU（UT 1）上的多目标光谱模式下的FORS 1，我们获得了近红外光谱，从中我们测量了两条最强的Ca II三线态线的等效宽度，以确定红巨星分支恒星样本的金属丰度，这些红巨星分支恒星选自三个附近的本星系群的ESO-NTT光学（I，V-I）测光：雕塑家矮球体，天炉座矮球体和矮不规则NGC 6822。Ca II三重态吸收线特征中两条最强谱线的总等效宽度（以8500 A为中心）可以使用Armandroff & Da Costa（1991）和Rutledge，Hesser & Stetson（1997）先前建立的校准方法轻松转换为[Fe/H]丰度。我们测量了37颗星在雕塑，32颗星在天炉座，23颗星在NGC 6822，产生更精确的估计这些星系的金属丰度分布函数比它是可能获得光度。在NGC 6822的例子中，这是第一次直接测量中间年龄和老年恒星星族的丰度。我们发现每个星系的金属丰度分布与红巨星分支的光度宽度大致一致，尽管单个恒星的丰度并不总是与它们的颜色相对应。这几乎可以肯定主要是由于这些星系中随时间变化的高度变星形成率，这导致了Ca/Fe比的不均匀，非球状星团的演化。
2001-07-02 astro-ph
New optical and near-infrared Surface Brightness Fluctuations models. A primary distance indicator ranging from Globular Clusters to distant galaxies?
我们提出了新的理论模型，表面亮度波动（SBF）的光学和近红外波段的标准地基和哈勃空间望远镜过滤系统。采用简单的恒星布居模拟。模型覆盖的年龄和金属量范围分别从$t=5$到$15~Gyr$和从$Z=0.0001$到0.04。讨论了初始质量函数和恒星色温关系的变化对系统的影响。特别注意的是非常明亮的恒星的颜色星等图，并调查沿红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）的质量损失的影响。研究发现，$U$和$B$波段的SBF振幅对水平支和Post-AGB星群的形态有很强的诊断作用。我们指出，沿着RGB和AGB的质量损失过程的仔细治疗是确定可靠的SBF评估的基础。SBF的测量是用来给强大的约束AGB星的演化，这表明AGB星的质量损失活动应该是两倍以上的RGB星的效率。我们的模型能够再现银河系球状星团和星系的绝对SBF星等，以及它们的综合颜色。提供了$V$、$R$、$I$和$K$测光滤光片中绝对SBF星等的新刻度，这些星等看起来足够可靠，可以绕过其他距离指示器直接测量距离。SBF技术也被用来作为恒星人口示踪剂，以获得已知距离的星系的选定样本的年龄和金属丰度。最后，{ \it SBF颜色}与{ \it集成颜色}图提出了特别有用的删除众所周知的{ \it年龄金属丰度简并度}影响我们的知识的远程恒星系统。
2003-03-14 astro-ph
Metallicity distribution of bulge globular clusters in M31
本文给出了19个球状星团（或候选星团）在M31中心区投影的3600-5400角积分谱，r ≤ 5.3弧分（约1.2kpc）。我们检查这些对象的集群性质，并得出它们的年龄，金属丰度和红化。从最初的样本中，有16个物体被证明是真正的星团，两个是银河系矮星，一个是高红移背景星系。只有两个集群被发现是超级金属丰富，这表明这种现象并不常见。对于某些星系团，我们不能排除它们处于中间年龄的可能性;这需要通过对钙三重态的观测来证实。我们还提出了这个中央隆起样本的金属丰度直方图，并讨论了可能的情况下，以解释其属性。
1998-02-20 astro-ph
Metals in Star-Forming Galaxies at High Redshift
高红移星系的化学成分是一个重要的性质，可以为它们过去的历史和未来的演化提供线索。用目前的技术测量遥远星系的丰度往往是一个挑战，而典型的金属丰度指标往往不能应用。我讨论了目前可用的金属丰度指标的基础上恒星和星际吸收和发射线，并评估其局限性和系统的不确定性。最近的研究表明，恒星形成星系在红移3左右的重元素丰度已经接近太阳，与宇宙学模型的预测一致。
2005-06-13 astro-ph
The H Beta Index as an Age Indicator of Old Stellar Systems: The Effects of Horizontal-Branch Stars
本文计算了模型球状星团的演化布居合成积分谱的H $β$指数的强度。这些模型考虑到，第一次，详细的系统变化的水平分支（HB）形态与年龄和金属丰度。我们的模型表明，H $β$指数显着影响的蓝HB星的存在。由于蓝HB星的贡献，H $β$在给定的年龄不会随着金属丰度的增加而单调减少。相反，当HB星的分布集中在9500 K附近时，它达到最大强度，H $β$指数变得最强的温度。我们的模型表明，H $β$指数的强度增加了0.75倍，由于蓝色HB星的存在。通过对银河系球状星团系统与巨椭圆星系NGC 1399和M87的Keck观测结果的比较，发现H $β$相对于金属丰度平面发生了系统性的移动。我们的模型表明，如果巨型椭圆星系中的球状星团系统平均比银河系中的球状星团老几十亿年，那么这种系统性差异就可以理解。利用大型地面望远镜和空间紫外线设施对星系外的球状星团系统进行进一步观测，将能够澄清这种差异是否确实是由于年龄差异或其他可能的解释。
2000-04-18 astro-ph
On the electron temperature determination in high-metallicity HII regions
本文研究了高金属丰度HII区OII带电子温度t_2的确定问题。结果表明，星云与极光氮谱线强度之比可以用星云氧谱线强度来表示，它是电子温度t_2的一个指标。这解决了确定电子温度t_2的问题，因为氧星云线很强，因此很容易观察到。研究了高金属丰度HII区OII和OIII带电子温度之间的关系。发现t_2和t_3温度之间不存在一一对应关系。相反，t_2 - t_3关系取决于激发参数。
2006-11-27 astro-ph
Determining Star Formations Rates: Methods and Uncertainties
综述了从综合星群中测定恒星形成率的方法。我们讨论了假设和潜在的不确定性（例如IMF斜率，M_up，金属丰度，SF历史等）。用于校准UV、FIR、Halpha和[OII]指示器。审查了[OII]等经验校准指标的"普遍性"。我们还提出了初步的结果，从理论研究的目的是了解系统的禁线指标，并提供新的SFR指标，包括光学远红外线。
1999-06-15 astro-ph
The metallicity of Palomar 1
帕洛玛1是一个奇特的星系球状星团，被怀疑比大部分的星系晕天体年轻。然而，只有在对金属丰度进行可靠的测定后，才能确认如此低的年龄。在本文中，我们使用的等效宽度（W）的钙II三重态的中等分辨率的光谱，以确定金属含量的101。通过比较Palomar 1中四颗恒星的光度校正W值与三个校准星团（M2，M15和M71）中每一个的样本恒星的光度校正W值，我们得出Zinn & West（1984）标度下的[Fe/H]=-0.6+/-0.2，Carretta & Gratton（1997）标度下的[Fe/H]=-0.7+/-0.2。我们还得到了一个径向速度Vr=-82.8+/-3.3 Km/s的1。
1997-10-22 astro-ph
A New Globular Cluster Metallicity Scale Based on the Abundance of FeII
当使用Fe作为"金属性“的替代物时，金属性最好由Fe的优势物种来表示。据此，我们根据巨星高分辨光谱中Fe Ⅱ谱线的等效宽度，导出了一个新的球状星团金属丰度标度。这个星表主要是基于利克-得克萨斯小组对11个星团中的149颗恒星的分析结果，并辅之以另外5个星团中的其他高分辨率研究。我们还推导出从头算的真实距离模量M3，M5，M13，M15，和M92作为一种手段设置恒星表面重力。我们发现[Fe/H]II与Rutledge等人（1997）定义的近红外Ca II三重态的约化强度W '呈线性相关，尽管相关系数取决于所采用的恒星大气模型。除了在最近的PASP综述中提出的66个球状星团金属丰度估计值之外，我们在这里提出了另外39个球状星团金属丰度估计值，这些估计值是基于Q39的转换，Q39是Zinn（1980）定义的光度指数。
2003-05-20 astro-ph
Sulphur abundances in metal-poor stars
我们研究了在[Fe/H] <-2的星系晕贫金属恒星中发现的有争议的“硫差异”。这种差异部分源于使用了两组不同的硫谱线，即8694-95 A处的非常弱的三重谱线和9212 - 9237 A处的较强三重谱线。对于贫金属矮星、变星和次巨星这三种典型情况，我们认为8694-95线的丰度被高估，导致[S/Fe]随金属丰度的降低而不断上升。考虑到近红外区域受到CCD边缘效应的影响，这些弱线在[Fe/H] <-2的金属丰度范围内变得非常难以精确测量。基于均匀确定的光谱恒星参数，我们还提出了更新的[S/Fe]比从9212-9237线，这表明一个类似于其他α元素的平台状行为。
2005-09-23 astro-ph
Magnesium abundances in mildly metal-poor stars from different indicators
我们提出了镁的丰度来自高分辨率光谱使用几个镁I和两个高激发镁II线的19个贫金属恒星[Fe/H]值之间的-1.1和+0.2。的主要目标是寻找两个电离状态线之间的衍生丰度的系统差异。我们的分析表明，一维LTE和N-LTE研究发现这些功能之间有很好的协议。[Mg/Fe]与[Fe/H]的关系，尽管恒星的样本很小，也与经典的[Mg/Fe]随金属丰度降低而增加的图一致。然而，我们发现一个显着的分散，在[Fe/H] $\sim -0.6$的[Mg/Fe]比，这是目前解释的结果重叠在这个金属丰度的厚和薄盘星，这可能是由不同的核合成历史的材料形成。我们推测镁I和镁II线之间的协议非常著名的贫金属恒星的氧问题上发现的可能后果。我们还研究了[O/Mg]比的样本星使用氧丰度从文献中发现，目前的观测和核合成的预测从II型超新星不同意。我们简要讨论一些替代方案来解决这个矛盾。
2004-02-16 astro-ph
Sulphur abundances from the SI near-infrared triplet at 1045 nm
与硅和钙不同，硫是一种不形成粉尘的α元素。一些现有的观测硫与金属丰度的演变表明，在低金属丰度或甚至双峰分布的硫铁比的分散增加，与一些恒星显示恒定的S/Fe在所有金属丰度和其他显示增加的S/Fe比与金属丰度降低。在贫金属恒星中，多重态1在920 nm处的SI线还不至于太弱，以至于无法测量硫丰度A（S），然而在地面观测中，它们受到大地线的严重影响。目的：我们调查的可能性，以衡量硫丰度从SI多。3在1045 nm线，这是在近红外线。这些都是比穆特弱一点的。1，但位于不受大地线影响的范围内。方法对太阳中的M3（G2 V）、南河三（F5 V）、HD 33256（F5 V）、HD 25069（G9 V）和E3（HD 22049，K2 V）等谱线进行了研究。对于太阳和南河三的分析已经进行了CO 5 BOLD三维流体动力学模型大气，对于其他三颗恒星，流体动力学模拟是不可用的，分析已经使用一维模型大气。结果对于我们的恒星样本，我们发现A（S）在不同多重态谱线上的一致性。结论：Mult. 3是一个可行的指标的硫丰度，因为这个多重峰的内在强度，应该是适合于研究的趋势[S/Fe]在低金属丰度。
2007-04-18 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
New light on the search for low metallicity galaxies I. The N2 method
我们提出了一个简单的金属丰度估计的基础上的对数[NII] 6584/Halpha的比率，以下N2，我们设想将成为非常有用的排名星系的金属丰度序列从红移调查质量的数据，即使是中等低的光谱分辨率。我们已经校准了N2估计使用汇编的HII星系具有准确的氧丰度，加上光电离模型，涵盖了广泛的丰度。模型和观察结果的比较表明，原生氮和次生氮对于相关金属丰度范围都很重要。N2估计值遵循与log（O/H）的线性关系，适用于样本覆盖的整个丰度范围，从大约1/50到太阳值的两倍（7.2 <12 + log（O/H）<9.1）。我们认为，（[SII] 6717，6731/H α）比值（以下简称S2）也可用作粗略的金属丰度指标。由于其大的散射，S2估计值仅在金属丰度非常低的系统中有用，其中[NII] 6584未被检测到，或者在[NII] 6584与Halpha混合的低分辨率光谱中。
2001-10-16 astro-ph
Local Starbursts: Perspectives from the Optical
光学区域是历史上研究得最好的波长范围。被大质量恒星电离的气体产生的光发射谱线被用来推断恒星形成率、金属丰度、尘埃红化和星际介质的电离条件。吸收线已被用来测量速度色散，4000埃的折点已被证明是恒星星族平均年龄的有用指标。我简要地总结了最近的一些工作，特别是，恒星形成率指标，鉴于其重要性，了解恒星形成星系在高红移。
2005-01-03 astro-ph
On the metallicity dependence of the 24micron luminosity as a star formation tracer
我们调查使用的休息帧24微米光度作为一个指标的恒星形成率（SFR）在不同的金属丰度的星系通过比较它（消光校正）的H α光度。我们分两步进行分析：首先，我们比较了金属丰度在12+log（O/H）= 8.1和8.9之间的不同星系中HII区域的发射。我们发现，24微米和消光校正的H α光度从个别HII地区遵循相同的相关性为所有星系，独立于其金属丰度。第二，金属丰度的作用进一步探讨的积分亮度在一个样本的星系金属丰度的范围为12+log（O/H）= 7.2 - 9.1。对于这个样本，我们比较了整个星系的24微米和Halpha光度，发现对于低金属量的物体，给定的Halpha光度缺乏24微米的发射，可能反映了低尘埃含量。这些结果表明，24 μ m光度是一个很好的金属丰度无关的示踪剂的SFR在个别HII区。另一方面，当使用24微米光度作为整个星系SFR的示踪剂时，必须考虑金属丰度。
2007-08-20 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale XXVI. The Calibration of Population II Secondary Distance Indicators and the Value of the Hubble Constant
基于造父变星的定标是利用古老的恒星星族中的恒星：红巨星分支的尖端（TRGB）、行星状星云光度函数（PNLF）、球状星团光度函数（GCLF）和表面亮度起伏方法（SBF）。校准主要是基于造父变星到18个旋涡星系的距离（cz =1500 km/s），这是HST关键项目在河外距离尺度上获得的一部分，但也依赖于造父变星与单独的HST和地面工作的距离。新导出的SBF方法的校准被应用于获得四个Abell星系团的距离在3800和5000 km/s之间的速度范围内，由Lauer等人（1998）使用HST/WFPC 2。结合宇宙流模型修正的星团速度，这些距离意味着哈勃常数的值H 0 = 69 +/- 4（随机）+/- 6（系统）km/s/Mpc。这个结果假设造父变星的PL关系与变星的金属丰度无关;采用Kennicutt et al.（1998）中的金属丰度修正，会使H 0降低（5 +/- 3）%。最后，新衍生的校准，使我们能够调查系统的造父变星，PNLF，SBF，GCLF和TRGB距离尺度。
1999-09-01 astro-ph
Quasars with Super Metal Rich Emission Line Regions
我们研究了两个具有异常强氮发射线的类星体宽发射线区（BELR）的化学富集程度。N V 1240/ C IV 1549的强度比经常被用作类星体的金属丰度指标。这种方法的有效性可以通过研究其中除了N V之外，N IV]和N III]线异常强且易于测量的物体来测试。如果氮的所有这些电离态都指向相同的金属丰度，这意味着在大多数类星体中观察到的大N V强度不是由于N V 1240线的某些特性。这一测试以前曾被应用于Q 0353 -383，一个长期以来被认为具有极强的N III]和N IV]线的类星体，结果支持该天体的高金属丰度。在这里，我们在另外两个类星体中进行了同样的检查，这些类星体具有非常强的氮线，作为使用此类类星体更好地探测其宿主星系早期化学富集历史的一步。J1254+0241的金属丰度约为太阳的10倍，不同线比的丰度结果之间具有良好的一致性。J1546+5253的金属丰度较适中，约为太阳的5倍，但从不同线比确定的丰度显示出比J1254+0241或Q 0353 -383更宽的散射。这个类星体也有一个不寻常的低电离发射线光谱，类似于一些低电离BAL类星体和不寻常的活动星系核I Zw 1。我们属性的特殊性，在其光谱的一些组合不寻常的结构和/或不寻常的物理条件在其BELR。我们的结果进一步证实了NV/C IV比值作为类星体丰度指标的有效性。
2006-12-20 astro-ph
Gas metallicity diagnostics in star-forming galaxies
一般来说，遥远星系中的气体金属丰度只能通过几条显著的发射线来推断。各种理论模型已被用来预测发射线通量和金属丰度之间的关系，这表明一些线比可以用来诊断气体金属丰度的星系。然而，准确的经验校准这些发射线通量比从真正的星系光谱跨越广泛的金属丰度范围仍然缺乏。在本文中，我们提供了这样的经验校准通过使用两组光谱数据的组合：一组由低金属量星系与测量的[OIII]4363，和其他一个组成的星系在SDSS DR 4的金属量已确定从各种强发射线在其光谱。这一综合数据集构成了迄今为止最大的星系样本，其中包含有关气体金属丰度的信息，涵盖了最广泛的金属丰度范围。我们的经验图表明，线比[OIII]/[OII]是一个有用的工具，打破退化的R_23参数时，没有信息的[NII]线。线比[NeIII]/[OII]的结果也是一个有用的高z星系的金属丰度指标。最后，我们比较这些经验关系与光电离模型。我们发现经验的R_23-金属丰度序列与常数电离参数模型所预期的趋势有很大的差异，这可以解释为星系中平均电离参数对金属丰度有很强的依赖性。这一结果应该警告使用恒定电离参数的理论模型来推断金属丰度从观察到的线比。（略）
2006-08-23 astro-ph
The Calibration of the O/H Abundance Indicators for Extragalactic H II Regions Based on O II Recombination Lines
基于O Ⅱ复合线，我们提出了一种新的Pagel O 23指示剂刻度（称为O Ⅱ [RL]），用于确定河外H Ⅱ区和发射线星系的O/H丰度比。O II（RL）校准产生的O/H丰度比T（4363）方法（t2 = 0.00）产生的O/H丰度高约2倍。的O II（RL）校准的不同性质的发射线星系的研究，如它们的金属丰度，恒星形成率，和初始质量函数的影响。O II（RL）校准也会影响基于其他O/H指标的丰度测定，包括碰撞激发线，如O3 N2，N2，S23，Ar 3 O3和S3 O3。我们认为，T（4363）方法和光电离模型方法之间的争议，以获得O/H值主要是由于所观察到的H II区域内的温度变化。
2006-08-21 astro-ph
Star formation histories of early-type galaxies. I: Higher order Balmer lines as age indicators
我们获得了175个邻近早型星系的蓝色积分光谱，覆盖了星系速度色散的广泛范围，重点是sigma < 100 km/s的星系。在室女星系团和低密度环境中都观测到了银河系。主要目标是评估作为年龄指标的高阶巴耳末线，以及作为质量、环境和形态函数的恒星星族差异。在这第一篇论文中，我们的重点是提出进化的人口合成模型。在各种线强度指标中，低sigma星系比高sigma星系表现出更大的内在散射，大的内在散射设置在低于100 km/s的sigma。观测到的光谱指数的建模表明，主要在低西格玛星系中发现的强巴耳末线是由年轻的年龄，而不是低金属丰度造成的。因此，我们发现人口年龄和速度色散之间的趋势，低西格玛星系有年轻的亮度加权平均年龄。我们用几种不同的巴耳末谱线重复了这一分析，并从一种光谱指示剂到另一种光谱指示剂找到了一致的结果。
2003-03-14 astro-ph
Exploring the Star Formation History of Elliptical Galaxies: Beyond Simple Stellar Populations with a New Estimator of Line Strengths
我们研究了室女星系团中14个椭圆星系的恒星星族。我们提出了一种替代方法的标准边带方法来测量等效宽度（EW）。我们的提升中值连续映射的电子战更强大的边带方法，最大限度地减少相邻的吸收线的影响，并减少年龄金属丰度简并。我们专注于巴尔末线（H β，H γ，H δ），G带和4000 A中断作为年龄敏感指标，并结合[MgFe]作为主要的金属丰度指标。我们超越了标准的比较观察与简单的恒星星族（SSP），并考虑各种模型来描述恒星形成的历史，无论是连续的恒星形成率或两个不同的SSP的混合物。复合模型被发现给更一致的个人线之间的强度拟合，并同意使用光谱能量分布的独立估计。我们的年龄和金属丰度估计与恒星质量或速度色散相关，在5E10 Msun附近有一个显着的阈值，高于该阈值的星系都是均匀的老和富含金属的。在一个更投机的方式，我们的模型表明，它是形成 ** 时代 **，而不是形成时标是什么驱动的质量年龄关系的椭圆星系。
2009-10-28 astro-ph
Empirical calibration of the near-IR Ca II triplet - II. The stellar atmospheric parameters
我们提出了一套均匀的恒星大气参数（Teff，log g，[Fe/H]）的样本约700场和集群的恒星，构成了一个新的恒星库，在近红外线的恒星星族合成在这个光谱区域（8350-9020埃）。在整理了关于场星的文献中的可用大气数据之后，我们发现了来自不同参考文献的大气参数之间的系统偏差。Soubiran，Katz & Cayrel（1998）的恒星样本具有非常好的基本参数，被用作我们的标准参考系，其他论文已经在此基础上进行了校准和自举，本文提供了所获得的变换。一旦大多数数据集在同一系统上，通过执行误差加权平均值来导出最终参数。根据最近的金属丰度标度和色温关系，对星团的大气参数进行了修订和更新。
2001-09-10 astro-ph
