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
A New Metallicity Calibration for Dwarfs for the RGU-Photometry
我们采用Carney的方法获得了用于RGU测光的矮星金属丰度刻度。为此，我们从Carney和Strobel等人那里选择了76颗不同金属丰度的矮星，并通过Ak-Gungor的金属丰度依赖方程将它们的UBV值转换为RGU值，计算了它们相对于毕星团的δ（U-G）紫外线过剩。δ_{0.6}/\deltaM标准化Sandage因子将δ（U-G）在任意G-R处的过剩转化为δ = δ_{1.08}，即：G-R = 1.08 mag处的紫外线过量，对应于UBV系统中的B-V = 0.60 mag。最后，用[Fe/H]= 0.11 - 2.22d-7.95d^2拟合了（δ，[Fe/H]）对。该校准涵盖金属丰度区间（-2.20，+0.20）dex。
2003-03-20 astro-ph
Stroemgren metallicity calibration: the m1, b-y relation
我们进行了一个新的校准的Stroemgren金属丰度指数m1的基础上的b-y颜色的集群红巨星。目前的金属度指数颜色关系在0.40 < b-y < 1.0的颜色范围内不是线性的，但提供了星团和场红巨星的铁丰度，精度约为0.25 dex。
2007-11-22 astro-ph
Stellar Activity and the Stromgren Photometric Metallicity Calibration of Intermediate-Type Dwarf Stars
我们考虑恒星活动的影响，作为测量的X射线光度，太阳附近的F和G矮星来自斯特龙格伦测光的金属丰度。Rocha-Pinto和Maciel发现证据表明Stromgren颜色系统地低估了具有极高Ca II H & K发射的恒星的[Fe/H]。我们调查了Martell & Laughlin最近的光度金属丰度校准是否可能受到这种影响，以及预测不足的量是否可以可靠地表示为log（L_X/L_bol）的函数。在Martell & Laughlin使用的那些也在亮星目录中并在ROSAT全天巡天中探测到的校准星中，没有证据表明光度金属丰度与恒星活动之间存在相关性。然而，Rocha-Pinto和Maciel结果所依据的许多“非常活跃的恒星”是相互作用双星的成员，或者年龄非常年轻，并且不包括在我们使用的X射线样本中。在正常的矮星中，恒星活动似乎对斯特龙根色的金属丰度校准影响不大。
2004-08-20 astro-ph
Metallicity of M dwarfs I. A photometric calibration and impact on the mass-luminosity relation at the bottom of the main sequence
我们获得了高分辨率的ERADIE和CORALIE光谱的两个组成部分的20个宽的视觉双星组成的F-，G-或K-矮星小学和M-矮星中学。我们分析了很好理解的光谱的原色，以确定金属丰度（[Fe/H]）为这20个系统，因此为他们的M矮星组件。我们池这些金属丰度与文献中的测定，以获得精确的（+- 0.2 dex）光度校准M矮金属丰度。这种校准代表了一个突破，在一个领域的讨论一直保持在很大程度上是定性的，它有助于我们证明，金属丰度解释了大部分的经验V波段质光关系的大色散。我们研究了两个已知的M矮行星宿主星，Gl 876（+0.02 dex）和Gl 436（-0.03 dex）的金属丰度，在优先行星形成的背景下，周围的金属丰富的恒星。最后，我们确定了47个最亮的单M矮星的金属丰度在一个体积有限的样本，并比较太阳型和M矮星的金属丰度分布在太阳附近。
2005-07-22 astro-ph
New Calibrations of Pulsational Absolute Magnitudes of Field RR Lyrae Stars Using Revised Dependencies of Temperatures, Masses, and Periods on Metallicity
用Layden的场星金属丰度的新数据更新了估算天琴座RR型星绝对星等的脉动方法，Bell和Tripicco最近的大气模型对（B-V）_0-温度相关进行了新的校准，和Bono等人的新质量估计。M_V（RR）=f（[Fe/H]）的新线性和非线性校准的衍生依赖于所采用的包络线的性质，在一个图表的日志周期与金属量拟合到最短的周期字段变量在每个金属量范围内，连同所述假设的颜色的恒星在该信封。这些新的校准与Caputo等人最近的非线性校准进行了比较。在金属丰度为-1.0>[Fe/H]>-2.0的范围内，本文导出的三个新校准的理论光度零点都在0.1 mag以内。与Clementini等人对LMC天琴座RR星在[Fe/H]=-1.5时M_V（RR）=+0.52的经验绝对星等刻度值比较，也表明在0.05等水平上与所述金属丰度一致。我们最终的折衷脉动校准结果是，M_V（RR）=0.82 + 0.20（[Fe/H]），但需要注意的是，当[Fe/H]值在-0.5 ~-2.0之间时，真实的关系在0.1星等水平上可能是非线性的，因此，对于不同的金属丰度，dM_V/d（[Fe/H]）斜率在0 ~ 0.6之间变化。(...)
2004-05-20 astro-ph
New metallicity calibration down to [Fe/H] = -2.75 dex
从三个不同的源中采集了88颗矮星，其色指数区间为0.37 <（B-V）o <= 1.07 mag，金属丰度为-2.70 <= [Fe/H] <= +0.26 dex。Cayrel de Stroble et al.（2001）的星表包含了我们样本中65%的恒星，提供了基于高分辨率光谱测定的恒星丰度的详细信息。77颗满足以下条件之一的恒星被用作构建新刻度的“基石”：（i）视差大于10 mas（相对于太阳的距离小于100 pc），银河纬度绝对高于30度;（ii）如果银河纬度绝对低，视差相当大，反之亦然。与以前的研究相反，新校准的三次多项式拟合为：[Fe/H] = 0.10-2.76d-24.04d^2+30.00d^3。这些系数是用最小二乘法计算的，不考虑毕宿星团的金属丰度。然而，常数项在为该簇确定的金属丰度范围内，即：0.08<= [Fe/H] <= 0.11 dex.当[Fe/H] >= -1.75 dex时，我们的工作的平均偏差和平均误差与Carney（1979）的结果相等。
2003-03-20 astro-ph
Revised Stroemgren metallicity calibration for red giants
本文提出了一种新的红巨星铁丰度Stroemgren（b-y），m_1图刻度。这个校准是基于半人马座球状星团omega、M22和M55中的巨星以及Anthony-Twarog & Twarog（1998）列表中的场巨星的均匀样本。对于高金属丰度，新的校准与Grebel & Richtler（1992年）的先前校准有关，该校准对低于-1.0 dex的铁丰度不满意。修正后的刻度适用于丰度范围为-2.0 < [Fe/H]r $< 0.0 dex, and a color range of 0.5 < (b-y) < 1.1 mag. As shown for red giants in $ ω$半人马座的CN-弱/正常红巨星，在（b-y），m_1图上不能将Stroemgren金属丰度大于-1.0 dex的CN-弱星与铁丰度较低但CN带强度较高的星区分开来。
1999-11-19 astro-ph
On the calibration of Red Giant Branch metallicity indicators in Globular Clusters: new relations based on an improved abundance scale
本文根据Carretta & Gratton（1997）提出的新的球状星团金属丰度标度，并基于24个球状星团中160颗恒星的直接高分辨率光谱，提出了一种改进的光度金属丰度指标的定标方法。我们已经仔细地重新校准了传统的丰度指数的基础上红巨星分支（RGB）的形态，无论是在V，B-V和V，V-I平面，即在亮度水平的水平分支（HB），和HB和RBG之间的大小差异，在一个给定的去红颜色的去红颜色。最后，我们给出了新的精确关系，用于Sarajedini（1994）的同时金属丰度变红方法，也与Carretta & Gratton（1997）丰度标度有关。
1997-08-27 astro-ph
The dependence of some metallicity calibrations of strong-line ratios on nitrogen enrichment history
我们显示的贝叶斯和N2衍生的氧丰度的恒星形成星系的N-富集的历史的依赖。我们从SDSS数据库中选择了531个贫金属和~ 20，000个富金属星系进行这项研究。它们的O/H丰度分别由Te法和P法得到。贝叶斯丰度和N2丰度与这两个“精确”丰度的差异与log（N/O）丰度比有明显的相关性。
2007-01-09 astro-ph
A standard stellar library for evolutionary synthesis. III. Metallicity calibration
我们将广泛使用的BaSeL标准恒星库（Lejeune，Cuisinier，& Buser 1997，1998）的色标扩展到非太阳金属丰度，直到[Fe/H] ~ -2.0 dex。令人惊讶的是，我们发现，在目前的时代，它几乎是不可能建立一个独特的校准UBVRIJHKL颜色恒星金属丰度[Fe/H]，这是一致的同时与色温关系和颜色绝对星等图（CMD）的基础上观察到的球状星团测光数据和出版，目前流行的标准恒星演化轨迹和等时线。这个问题似乎与我们对晚型恒星演化中对流的理解长期以来的不完整性有关，但也是由于严重缺乏相关的观测校准数据，这将有助于解决这个问题，或者至少在解决这个问题方面取得进一步的重大进展。考虑到BaSeL库的重要应用，我们提出了两种不同的金属丰度校准版本：（1）“WLBC 99”库，它与经验色温关系一致，因此应该成为研究单个恒星的理想工具;以及（2）“PADOVA 2000”库，其提供来自Padova 2000网格的等时线（Girardi等人，2000年），成功地复制了银河系球状星团的颜色绝对星等图，因此应该证明特别有用的集群和星系中的恒星星族的集体现象的研究。
2001-10-25 astro-ph
On the metallicity of the Milky Way thin disc and photometric abundance scales
在太阳附近的银河系薄盘的平均金属丰度仍然是一个有争议的问题，最近已被向上修订（海伍德，2001年）。我们的恒星样本是从一组具有光度金属丰度的太阳邻域矮星中提取的。在最近的一项研究中，Reid（2002）认为我们基于日内瓦光度法的金属丰度校准存在偏差。我们在这里表明，里德检测到的效果是不是我们所采用的金属丰度尺度的后果，我们证实，我们的研究结果是强大的。相反，Schuster & Nissen金属丰度表在Stromgren光度法中的应用是有问题的。在色间隔0.22< b-y <0.59的富金属星（包括F星和G星）中，约0.1 - 0.3 dex的系统差异影响光度测定金属丰度。对于F星，这是由于Schuster & Nissen用来标定其金属丰度标度的毕星团标准序列m_1（b-y）与Olsen（1993，1994 ab）的系统不匹配的结果。这意味着，虽然Schuster & Nissen定标和Olsen测光在本质上是正确的，但对于富金属的F型星，它们是不相容的。对于G星，这种差异很可能是同一问题的延续，尽管缺乏光谱校准星令人担忧。提出了一种修正的定标方法，使Schuster & Nissen的定标方法适用于Olsen星表。我们还给出了一个简单的校准参考毕宿星序列，有效的相同的颜色和金属丰度范围。
2002-06-28 astro-ph
Near Infrared Photometry of Galactic Globular Clusters M56 and M15. Extending the Red Giant Branch vs. Metallicity Calibration Towards Metal Poor Systems
本文首次给出了银河系球状星团M15和M56的红外JKS波段测光结果。我们估算了研究较少的球状星团M56的红化（E（B-V）=0.18+/-0.08等）和距离模数（（m-M）_V=15.43+/-0.30等）。我们将我们的数据与文献中其他星系团的观测结果（共12个）相结合，将[Fe/H]与红巨星分支（RGB）的斜率关系扩展到贫金属星系团。我们的最佳拟合结果为[Fe/H]=-3.40（+/-0.22）-27.74（+/-2.35）x（RGB斜率），r.m.s.= 0.20.与其他现有校准相比，更广泛的金属丰度基线大大降低了不确定性。我们确认了先前获得的M_Ks=-5.5处的RGB颜色（J-Ks）_0（RGB）与[Fe/H]之间的关系的校准：[Fe/H]=-6.90（+/-0.99）+6.63（+/-1.05）x（J-Ks）_0（RGB），其中r.m.s.= 0.33.最后，使用新的RGB斜率校准，我们估计了超金属富集簇Liller 1的丰度[Fe/H]=+0.34+/-0.22。
2000-02-04 astro-ph
An empirical calibration of the mixing-length parameter alpha
我们提出了一个经验校准的混合长度自由参数$α$的基础上，均匀的红外数据库的28个银河系球状星团跨越广泛的金属丰度范围（-2.15 $<$ [Fe/H] $<$ -0.2）。红巨星有效温度的经验估计已经从红外颜色中获得。合适的关系，这些温度的集群金属丰度已获得和理论预测相比。太阳和第二族巨星的一组合适的模型已经通过使用标准太阳金属丰度$[Z/X]_{\odot}=0.0275$和最近提出的值$[Z/X]_{\odot}=$ 0.0177计算出来。我们发现，当采用标准太阳金属丰度时，一个唯一的值$α$ =2.17可以用来重现太阳半径和红巨星II星族温度。相反，当采用新的太阳金属丰度时，需要两个不同的$α$值：$α=1.86$来拟合太阳半径，$α\approx2.0$来拟合红巨星温度。然而，必须指出的是，无论采用的太阳基准，$α$参数并没有显示出任何显着的依赖金属丰度。
2006-01-10 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 calibration of the RGB Tip as a Standard Candle: Extension to Near Infrared colors and higher metallicity
新的经验校准的红巨星分支尖端的I，J，H和K波段的基础上的两个基本支柱，即欧米茄半人马座和47 Tuccenda，已获得通过使用一个大型的光学和近红外光度数据库。在[M/H]=-1.5时，M_I（TRGB）= -4.05 pm 0.12，M_J（TRGB）= -5.20 pm 0.16，M_H（TRGB）= -5.94 pm 0.18和M_K（TRGB）= -6.04 pm 0.16在[M/H]=-0.6（47 Tuc）下，M_I（TRGB）= -3.91 pm 0.13，M_J（TRGB）= -5.47 pm 0.25，M_H（TRGB）= -6.35 pm 0.30和M_K（TRGB）= -6.56 pm 0.20。通过这些新的经验校准，我们还提供了I，J，H和K波段的TRGB星等作为全球金属丰度（[M/H]）的函数的稳健关系。我们的定标自洽地提供了与标准值（（m-M）_0 = 18.50）符合得很好的大麦云云的距离模。
2004-05-04 astro-ph
Metallicity calibration of theoretical stellar SEDs using UBVRIJHKL photometry of globular clusters
虽然恒星SED模型在不断改进，并且似乎显示出与测量光谱相似的差异趋势，但它们的绝对性质（例如，不同波长区域中的绝对通量）仍然可以与测量的通量显著不同。因此，有必要对理论光谱进行“颜色校准”，以获得真实的基于模型的恒星光谱，然后可以用于许多目的，例如人口合成模型。为了校准一个混合库（包括Kurucz，Allard和Hauschild，和Scholz模型）的理论SED，UBVRIJHKLM光度数据的太阳邻居星收集的文献，和太阳金属丰度模型进行了校准使用的算法Cuisinier等。然后，通过整个模型网格传播校正，产生“半经验”模型（可在巴塞尔大学的ftp上获得）。为了扩展校准到非太阳丰度，我们收集了UBVRIJHKL光度数据从著名的银河系球状星团，涵盖了广泛的金属丰度。我们将提出第一个结果，使用金属校准库计算等时线的金属贫集群。特别地，所观察到的RGB的斜率和/或曲率似乎首次以系统正确的方式可再现。
1999-06-03 astro-ph
Metallicity distribution of Omega Cen Red Giants based on the Stroemgren m1 metallicity index
采用紫外-Stroemgren光度法研究了欧米茄Cen红巨星的金属丰度分布。提出了一种基于星团恒星的Stroemgren金属丰度指数m1 =（v-b）-（b-y）的新的经验标定方法。新的校准已应用于欧米茄Cen RG样品。估计的金属丰度分布的形状明显不对称，在低金属丰度（[Fe/H] < -2.0）处有一个尖锐的截止点，在[Fe/H] ~ 0.0处有一个富金属的尾部。在[Fe/H] ~ -1.9和-1.3 dex附近有两个主要的金属丰度峰，在~ 0.2 dex处有一个富金属肩。
2007-02-05 astro-ph
A calibration of the mixing-length for solar-type stars based on hydrodynamical simulations - I. Methodical aspects and results for solar metallicity
基于详细的二维辐射流体力学（RHD）数值计算，研究了太阳型恒星对流表面层的动力学和热结构。RHD模式提供了对流包络顶部超绝热区对流效率的信息，并预测了深层对流分层层熵的渐近值。这些信息被转化为一个有效的混合长度参数α适合于构建标准的恒星结构模型。我们通过与日震数据的详细比较来验证这种方法。太阳金属丰度的RHD模型网格包括58次模拟运行，在有效温度4300 K < Teff <7100 K和重力2.54 < logg < 4.74的范围内，氦丰度Y=0.28。我们发现一个温和的，但显着的变化之间的α约为1.3 F-矮星和1.75 K-亚巨星的主要依赖Teff。在太阳附近，我们发现一个α几乎保持不变的平台。α校准的内部准确度估计为+/- 0.05，可能存在较低值的系统偏倚。Canuto和Mazzitelli对流理论的类似校准给出了不同的温度依赖性，但自由参数的变化类似。首次独立于混合长度理论推导出重力暗化指数β的值：β =0.07. 0.10.我们表明，我们的研究结果是一致的恒星稳定性考虑的约束，并提供紧凑的拟合公式的校准。
1999-03-25 astro-ph
Metallicity estimates of Galactic Cepheids based on Walraven photometry
我们提出了新的经验和理论校准的两个光度金属丰度指数的基础上Walraven光度。经验校准依赖于48个造父变星的样本，这些造父变星的铁丰度基于文献中的高分辨率光谱。它们涵盖了广泛的金属丰度范围（-0.5 < [Fe/H] < +0.5），金属性指数颜色（MIC）关系的内在准确性优于0.2 dex。理论校准依赖于一组均匀的中等质量恒星的尺度太阳演化轨道和脉动预测的拓扑结构的不稳定带。所采用的进化轨迹的金属含量范围从Z=0.001到Z=0.03，MIC关系的内在精度优于0.1 dex。
2007-12-18 astro-ph
Stroemgren photometry of Galactic Globular Clusters. I. New Calibrations of the metallicity index
利用4个球状星团（GCs：M92，M13，NGC 1851，47 Tuc）中的红巨星（RG）对Stroemgren金属量指数m1进行了新的刻度，金属量的范围为[Fe/H]=-2.2 ~-0.7，受红化的影响较小（E（B-V）<0.04），并采用了精确的u，v，b，y测光.新的金属量-指数-颜色（MIC）关系与文献中的类似关系的主要区别在于我们采用了u-y/v-y颜色而不是b-y颜色.这些颜色对有效温度表现出更强的敏感性，MIC关系表现出线性斜率.在M71、NGC 288、NGC 362、NGC 6397和NGC 6752中，对RGs的光度估算和光谱测量之间的差异为0.04+/-0.03dex（sigma=0.11dex）。我们还将MIC关系应用于金属丰度范围从[Fe/H]=-2.4到-0.5的85个野外RG和精确的红化估计。我们发现，光度估计和光谱测量之间的差异是-0.14 +/-0.01dex（sig=0.17dex）。我们还提供了两套MIC关系的基础上，已被转化为观测平面通过采用半经验或理论的色温关系的进化模型。我们将半经验关系应用于9个GC，发现光度和光谱金属丰度之间的差异为0.04+/-0.03dex（sig=0.10dex）。对于现场RG样本，发现了类似的一致性，差异为-0.09+/-0.03dex（sig=0.19dex）。基于理论关系和光谱测量的金属丰度估计值之间的差…
2007-07-06 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
K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity
本文导出了238颗依巴谷红团巨星的近红外（K波段）平均光度，并以此测量了它们到银河系中心的距离。这些依巴谷红丛巨星以前曾被用作I波段标准烛光。K波段的优点是降低了对红化的敏感性，也许还降低了对金属丰度的系统依赖性。为了研究后者，也是指我们的校准到一个已知的金属丰度零点，我们限制我们的红团校准样品的丰度来自高分辨率光谱数据。样品的平均金属丰度为[Fe/H] = -0.18 dex。结果表明，M_K与[Fe/H]之间无相关性，且仅对该关系的斜率有微弱的约束作用。样品的光度函数在M_K = -1.61 +-0.03等处达到峰值。然后，我们对Baade窗场中的大约20颗红团簇巨星进行了光学和近红外光度测量，它们的平均金属丰度与依巴谷红团簇的平均金属丰度几乎相同。我们得出银河系中心的距离：R = 8.24 +- 0.42 kpc。这个距离测量的不确定性主要是由这里检查的少数Baade's Window红丛巨星所决定的。
2000-03-22 astro-ph
Calibration of the distance scale from galactic Cepheids: I Calibration based on the GFG sample
根据Gieren，Fouque和Gomez（1998）用几何Barnes-Evans方法得到的银河系造父变星的精确距离，给出了36个邻近星系距离的新估计。“sosie”的概念是适用于扩展的距离测定河外造父变星没有假设的PL关系的线性。这样做，以简单的方式获得距离模量。根据Freedman和Madore（1990）介绍的原理，使用两个光度带（V和I）进行消光校正。最后，根据Teerikorpi（1987）引入的规则，在不引入任何自由参数（除了迭代方案中的距离模量本身）的情况下，校正了由于样本的不完整性引起的统计偏差。最终的距离模量取决于所采用的消光比{R_V}/{R_I}和样品的极限视星等。与哈勃太空望远镜关键项目（HSTKP）团队最近公布的距离模量进行比较，发现当使用相同的比率{R_V}/{R_I}时，两者之间存在相当的一致性，但在大距离处显示出较小的差异。为了绕过金属丰度效应的不确定性，建议只考虑与校准造父变星金属丰度（即太阳金属丰度）几乎相同的星系。距离的内部不确定度约为0.1等，但总的不确定度可能达到0.3等。
2002-01-21 astro-ph
The effective temperature scale of FGK stars. II. Teff : color : [Fe/H] calibrations
我们提出了最新的金属度依赖的温度与颜色校准的主序星和巨星的基础上的温度与红外通量方法（IRFM）。已经校准了以下测光系统中的17种颜色：UBV、uvby、Vilnius、Geneva、RI（RINS）、DDO、Hipparcos-Tycho和2MASS。所涵盖的光谱类型范围从F0到K5（7000 K <Teff <4000 K），其中一些关系延伸到4000 K以下或高达8000 K。大多数校准在金属丰度范围-3.5 <[Fe/H]<0.4内有效，尽管其中一些扩展到低至[Fe/H]=-4.0。所有数据的拟合都是用100多颗恒星进行的;标准偏差范围从30 K到120 K。仔细进行拟合并校正，以消除校准公式引入的小系统误差。提供了作为Teff和[Fe/H]的函数的颜色表。（节录）
2005-03-04 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 Red Giant Branch in the Near-Infrared Colour-Magnitude Diagrams. I: The calibration of photometric indices
我们对10个银河系球状星团进行了新的高质量近红外测光，这些星团的金属丰度范围很宽（-2.12<[Fe/H]<-0.49）：其中5个星团属于晕（即NGC 288，NGC 362，NGC 6752，M15和M30），5个星团属于核球（即NGC 6342，NGC 6380，NGC 6440，NGC 6441和NGC 6624）。将J、H和K观测与光学数据相结合，我们在不同的平面（K，J-K）、（K，V-K）、（H，J-H）和（H，V-H）上构造了色-星等图。描述红巨星分支（RGB）的位置和形态的一组光度指数（颜色，幅度和斜率）已被测量。我们结合了这些新的数据集与那些已经公布的Ferraro等人。（2000）和Valenti等人（2004），在这里，我们提出了一个更新的校准的各种RGB指数在2 MASS光度系统，在集群金属丰度。
2004-03-23 astro-ph
The Araucaria Project: Dependence of mean K, J, and I absolute magnitudes of red clump stars on metallicity and age
（节略）我们目前的结果，深近红外JK成像的LMC，SMC，船底座和天炉座矮星系。修正后的K波段红团星星等与红巨星分支星等尖端、平均RR天琴座星V波段星等的比较，造父变星的K波段平均星等（对于LMC和SMC）强烈表明，红丛星的绝对K波段星等非常低（如果有的话）在我们的目标星系所覆盖的广泛的金属丰度范围内依赖于金属丰度。这一发现是在相反的平均I波段和J波段红团星的星等，这确实有一个明确的金属依赖，我们从我们的数据校准。从我们的新数据中发现，与以前的校准的红团I-波段的幅度依赖于Udalski的金属丰度的极好的协议。我们使用银河系星团的K波段红团星数据的Grocholski和Sarajedini证明，K波段红团星的绝对星等也有很小的（如果有的话）依赖于年龄。因此，本研究提供了明确的证据表明，红团星的平均K波段星等是一个很好的距离指标，在很大范围内的金属丰度和年龄的人口修正非常小（如果有的话）。比较得出的距离，从观察到的平均I波段的红团星的星等，我们发现的证据表明，有可能是一个问题，在光度校准的地方，太阳附近的红团星K波段或I波段的星等约为0.2等。观察附近的红团星似乎有必要解决这个问题。
2003-02-06 astro-ph
The metallicity distribution of F/G dwarfs derived from BATC survey data
本文根据理论大气模式计算的合成通量谱，对北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）射电光度系统观测到的矮星进行了温度和金属丰度的定标。根据这种定标方法，可以从一些温度敏感的颜色指数中得到恒星的有效温度。样本恒星的颜色和星等范围为0.1<d-i<0.9和14.0<i<20.5。这些样本星的光度金属丰度可以通过拟合SED得到。我们确定恒星的平均金属丰度作为到银河系平面的距离的函数。在5 ~ 15 kpc之间，金属丰度梯度为d[Fe/H]/dz =-0.06+-0.09dex/kpc。这些结果可以用银河系模型“薄盘”、“厚盘”和“晕”组件对密度分布的不同贡献来解释。然而，对于z>5 kpc的梯度，由于较大的不确定性，不能根据三个分量的不同贡献来解释。因此，对于z>5 kpc，可能存在很小或没有梯度。总的分布显示金属丰度梯度d[Fe/H]/dz=-0.17+-0.04dex/kpc（z<15 kpc）。
2004-08-30 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
The metallicity of circumnuclear star forming regions
利用分光光度法研究了早型旋涡星系NGC 2903、NGC 3351和NGC 3504的环核恒星形成区（CNSFR），这些星系的金属丰度均超过太阳。在仔细减去非常显著的基本恒星吸收后，可以详细确定它们的丰度。结果发现，大多数地区表现出最高的丰度在HII区域的对象。讨论了N/O和S/O的相对丰度。在还表明，CNSFR，作为一个类，从磁盘HII区家庭隔离，集群周围较小的"软参数”- η“-值，因此较高的电离温度。
2006-10-26 astro-ph
Identifying Very Metal-Rich Stars with Low-Resolution Spectra: Finding Planet-Search Targets
我们提出了经验校准，估计恒星金属丰度，有效温度和表面重力作为一个函数的舔/IDS指数。这些刻度是从261颗恒星的训练集导出的，其中（1）使用HIRES光谱的光谱合成分析进行了[Fe/H]，T_eff和log g的高精度测量，（2）还测量了Lick指数。我们的[Fe/H]校准精度为0.07 dex，已经确定了一些明亮的（V < 9）富含金属的恒星，这些恒星现在正在筛选热的彗星型行星。使用Yonsei-Yale恒星模型，我们表明，校准提供的距离估计精确到20%附近的恒星。本文概述了N2 K联盟筛选行星搜索目标的第二层，该项目旨在识别最有可能拥有太阳系外行星的恒星。N2 K联盟的发现包括过境热土星HD 149026 b（Sato et al. 2005，astro-ph/0507009）和HD 88133 b（Fischer et al. 2005）。参见Ammons等人（2005年，出版中）对第一层N2 K金属丰度筛选的描述，使用宽带光度法进行校准。
2005-10-05 astro-ph
The red giant branches of Galactic globular clusters in the [(V-I)o,Mv] plane: metallicity indices and morphology
本研究的目的是对银河系球状星团（GGC）的红巨星分支（RGB）在V、I波段的形态变化进行深入的研究。为此，在分析过程中提出了两个关键点。(a)利用我们的银河系球状星团光度V，I数据库（迄今为止最大的均匀数据样本; Rosenberg et al. 1999），我们测量了一套完整的金属丰度指数，基于红巨星分支的形态和位置。特别是，我们在这里提供了（V-I，V）平面中S、DV_（1.1）和DV_（1.4）指数的第一次校准。我们表明，我们的指数是内部一致的，我们校准每个指数的金属丰度，无论是在Zinn & West（1984）和Carretta & Gratton（1997）的规模。我们对（V-I）o，g，DV_（1.2），（V-I）_（-3.0）和（V-I）_（-3.5）指数的新标定与已有的关系式是一致的。(b)使用选定的RGB基准点的网格，我们在{（V-I）o，Mi，[Fe/H]}空间中定义了一个函数，该函数能够根据单个参数（金属丰度）再现GGC巨分支的整个集合。作为第一个测试，我们表明，该功能是能够预测我们所观察到的指数与金属丰度的正确趋势。该函数的使用将改善当前对金属丰度和本星系群内距离的测定，因为它允许容易地将[（V-I）o，Mi]坐标映射到{[Fe/H]，Mi}坐标。为此目的，为目前使用的Lee等人（1990年）距离尺度和RR Lyr距离尺度上的最新结果生成"合成“RGB分布…
2000-01-14 astro-ph
The luminosity calibration of the uvby-$β$ photometry
欧空局的希巴谷卫星提供了前所未有的精确度的天体测量，使人们能够重新评估、改进和完善希巴谷之前的光度校准。本文综述了Stroember-Crawford中波段测光系统的“经典”绝对星等刻度。一个小的零点校正约2-4%似乎是必要的，以及完善的依赖金属丰度和投影旋转速度。需要一个严格的统计处理的非常精确的依巴谷推导出明确的依赖物理恒星参数的光度强调。
2000-10-02 astro-ph
Calibrating M dwarf metallicities using molecular indices
我们报告的进展校准的方法来确定冷矮星金属丰度使用分子带强度指数。利用高分辨光谱中原子线等效宽度测量值计算出的化学丰度，可以校正分子带指数与金属丰度的关系。在以前工作的基础上，我们已经测量了32个额外的M和K矮星的Fe和Ti丰度，以扩大覆盖的温度和金属丰度的范围。用暖星-冷星双星对我们的分析方法进行了检验，结果表明我们可以计算出温度高于3500 K的恒星的可靠丰度。我们已经使用了较温暖的双星或星团同伴的丰度测量来估计另外6个冷矮星的丰度。添加在我们以前的工作和其他文献中测量的恒星，提供了76颗恒星的Fe丰度和CaH 2和TiO 5指数测量。CaH 2分子指数与温度直接相关。TiO 5取决于温度和金属度。在我们的校准范围内，金属丰度可以估计为± 0.3 dex，其范围从大约[Fe/H] = +0.05延伸到-1.0，有限延伸到-1.5。
2005-10-05 astro-ph
The Calibration of Stromgren uvby-Hbeta Photometry for Late-Type Stars -- a Model Atmosphere Approach
我们的目标是测试的权力的理论校准的基础上，新一代的MARCS模型与观测photomeric数据进行比较。我们计算合成uvby-Hbeta颜色指数从合成光谱。一个388场星以及恒星的球状星团的样本是用来直接比较的综合指数与经验数据和仔细研究的可能性，温度，金属丰度和重力的理论校准。我们表明，合成（b-y）颜色的温度敏感性是非常接近其经验对应，而基于Hbeta的温度标度显示出轻微的偏移。根据光谱测定，m1指数（以及G型星与c1的组合）的理论金属丰度灵敏度略大于经验值。与F星的观测结果相比，合成c1指数的重力灵敏度表现出令人满意的行为。对于温度比太阳低的恒星，c1-（b-y）图中的偏差是显著的。（b-y）、（v-y）和c1的理论校准似乎适用于Pop II恒星，并导致球状星团恒星的有效温度支持Korn等人（2007）最近的主张，即在NGC 6397的关闭点附近的恒星中发生原子扩散。在许多情况下，恒星大气的合成颜色确实可以用来导出可靠的基本恒星参数。与观测数据相比，观察到的偏差可能是由于不完整的线表，但也可能是由于假设平行平面或球形几何形状和LTE的影响。
2008-12-01 astro-ph
Global metallicity of globular cluster stars from colour-magnitude diagrams
我们已经开发了一个均匀的演化方案H-和He燃烧低质量恒星计算更新的恒星模型的广泛的金属丰度和年龄范围（0.0002 $\le Z \le$ 0.004和9 $\le t(Gyr) \le$ 15，分别）适合研究球状星团。这个理论的情况下，我们可以提供自洽的预测依赖的颜色星等图，如亮度的关闭（TO），零年龄水平分支（ZAHB）和红巨星分支凸块（BUMP），对集群的金属丰度和年龄的选定的观测功能。考虑到这些预测，我们引入了一个新的可观测的基础上的视觉之间的幅度差的TO和ZAHB，和TO和RGB-颠簸，给出$A=ΔM_V$（TO-BUMP）$-0.566ΔM_V$（TO-ZAHB）。我们发现，参数$A$不依赖于所有的集群年龄，而它强烈依赖于集群的全球金属丰度。然后提供了作为$Z$的函数的参数$A$的校准，如基于我们的进化模型。我们测试了这一结果的可靠性，也考虑恒星模型计算的其他作者，采用不同的输入物理。最后，我们提出了明确的证据，$ΔM_V$（TO-BUMP）与$ΔM_V$（TO-ZAHB）的变化确实提供了一个强有力的探测全球金属丰度，至少当采用均匀的理论框架。基于我们的{ \it A-Z}校准和银河系GC的大型观测数据库，我们提供了银河系36个球状星团的全球金属丰度的估计。通过考虑Zinn & West（1984）和Carretta & Gratton（1997）的经验[Fe/H]标度…
2002-02-27 astro-ph
Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration
红巨星分支的尖端（TRGB）的光度提供了一个很好的测量星系距离的方法，并且很容易在哈勃太空望远镜观察到的附近星系的解析图像中确定。现在有大量的档案数据相关的TRGB方法，并提供与其他距离估计的比较。本文综述了TRGB距离标度的零点问题。考虑到TRGB的金属丰度的依赖，HST飞行系统和约翰逊-费洛蒙测光之间的转换，绝对星等尺度的水平分支测量的基础上，和红化的影响。TRGB的零点是以1%的统计精度建立的，以水平分支的不确定性为模，在高银河系纬度的单个星系距离中，典型的均方根不确定性为3%。零点与造父变星的周期光度关系标度一致，但需要重新考虑所声称的金属丰度依赖性。到NGC 4258的脉泽距离与TRGB一致，但目前精度较低。
2007-02-21 astro-ph
The Calibration of Mid-Infrared Star Formation Rate Indicators
为了研究中红外辐射对恒星形成率的影响程度，我们分析了斯皮策8 μ m和24 μ m的恒星形成区数据，这些数据来自于附近33个星系的Paschen-alpha（1.8756 μ m）辐射线上的HST/NICMOS图像。这些星系是从斯皮策红外邻近星系巡天（SINGS）样本中提取的，涵盖了一系列的形态和氧丰度的10倍。已发表的数据，本地低金属丰度星暴星系和发光红外星系也包括在分析中。减去恒星连续谱的8 μ m发射和24 μ m发射都与修正后的Pa-α线发射相关，尽管两者的关系都不是线性的。简单的模型的恒星星族和尘埃消光和排放能够再现观察到的非线性趋势的24微米的排放与电离光子的数量，包括适度的不足，24微米的排放在低金属含量的地区，这是由于在低光度的尘埃不透明度和尘埃温度降低相结合。相反，8 μ m的发射作为电离光子数的函数的趋势不能很好地再现相同的模型。8 μ m的发射贡献，在更大的措施比24 μ m的发射，由尘埃加热的非电离恒星星族，与以前的研究结果一致。两个SFR校准，一个使用24 μ m发射，另一个使用24 μ m和H-α光度的组合（Kennicutt等人，2007年），提出。没有校准8微米的发射，因为它的显着依赖于金属丰度和环境。这里提出的校准应直接适用于正在进行的恒星形成占主导地位的系统。
2007-07-24 astro-ph
A new IR-Array photometric survey of Galactic Globular Clusters: A detailed study of the RGB sequence as a step towards the global testing of stellar models
我们给出了10个银河系球状星团（GC）的高质量近红外色星等图，它们的金属丰度范围很宽（-2.15<[Fe/H]<-0.2）。这个均匀的数据库已被用来执行红巨星分支（RGB）的详细分析，采用各种观测值来描述其物理和化学性质。首先，已经测量了一组金属丰度指标，即：（i）不同量值水平下的RGB（J-K）和（V-K）颜色;（ii）不同颜色下的RGB K量值;（iii）RGB斜率。对于这些参数，我们提出了新的校准的光谱铁丰度和全球金属丰度，包括α-元素的增强。这些关系可用于从RGB形态和位置导出GC金属含量的光度估计。第二，主要的RGB功能（即，凹凸和提示）的光度的位置和它们对金属丰度的依赖性进行了研究，产生定量的观测关系。最后，采用新的观测量和理论量之间的变换，在（M_Bol，Log（T_e））平面上给出了我们样品星系团的平均脊线。这允许研究RGB位置的有效温度，主要RGB特征的热光度，以及它们与不同金属量的校准。最新的理论模型和观测结果之间的直接比较显示出良好的整体协议。
1999-12-14 astro-ph
Cepheid calibration of type Ia Supernovae and the Hubble constant
我们研究了造父变星周期-光度（PL）关系的不同校准如何考虑金属丰度修正，影响超新星（SNe）Ia的绝对星等校准，进而影响哈勃常数H_0的测定。我们利用文献中的Ia型超新星光变曲线和以前未发表的数据，建立了M_B - Delta m_{15}（B）关系，并用9个Ia型超新星与造父变星实测距离标定了零点。这个关系被用来建立哈勃图，进而导出H_0。在试图校正宿主星系消光的过程中，我们发现数据似乎表明总吸收与选择性吸收的比值R_B=3.5，小于我们银河系的标准值R_B=4.315。根据造父变星P-L关系的不同金属丰度修正、R_B值和SN样本选择标准，我们发现哈勃常数H_0的值在68- 74 km s^{-1} Mpc^{-1}范围内，相关的不确定度为10%。还介绍了未发表的18 SNe的测光结果（1991S，1991T，1992A，1992K，1993H，1993L，1994D，1994M，1994ae，1995D，1995ac，1995bd，1996bo，1997bp，1997br，1999aa，1999dk，2000cx），这是ESO -拉西拉和阿西阿戈天文台长期以来对超新星监测的结果。
2004-01-14 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
