The M33 Metallicity Project: Resolving the Abundance Gradient Discrepancies in M33
我们提出了一个新的确定的金属丰度梯度在M33的基础上，凯克/LRIS测量的氧丰度使用温度敏感的发射线[OIII] 4363 A在61 HII区域。这些数据大约是M33中直接氧丰度样本的三倍。我们发现中心丰度为12 + log（O/H）= 8.36+/-0.04，斜率为-0.027+/-0.012 dex/kpc，与氖丰度梯度的红外测量结果一致，但比大多数以前的氧梯度测量值要浅得多。在M33的任何给定半径处，金属丰度都存在0.11 dex的实质性内在散射，这对依赖于小样本物体的梯度测量的准确性施加了根本限制。我们还表明，氖的电离状态不遵循通常假设的氧的电离状态，这表明从光发射线的氖丰度测量需要仔细处理的电离校正。
2007-11-27 astro-ph
Element Abundances at High Redshifts: The N/O Ratio at Low Metallicity
我们对银河系化学演化的了解目前仅限于对银河系恒星和附近星系H II区的观测。阻尼Lyman~ $α$系统为研究正常星系从早期到现代的演化提供了一种新的途径。在这里，我们报告的第一次测量氮丰度的星系与太阳金属丰度的1/100，以前的观测未探索的范围。
1995-01-30 astro-ph
A comprehensive study of reported high metallicity giant HII regions. I. Detailed abundance analysis
我们提出了在光学和近红外的长缝观测的14个HII区的旋涡星系：NGC 628，NGC 925，NGC 1232和NGC 1637，所有这些报告有太阳或oversolar丰度根据经验校准。对于七个观测区域，离子加权温度从光学禁极光星云线的比例已经获得，其中六个，由标准方法得出的氧丰度原来是显着低于太阳。另一个在NGC 1232中被命名为CDT 1，显示氧丰度为12+log（O/H）= 8.95+-0.20，据我们所知，它构成了第一个高金属丰度的HII区，精确的线温度和元素丰度已经被推导出来。对于其余地区没有线温度测量可以进行和金属含量已确定通过详细的光电离建模和硫丰度参数S_23。其中只有一个区域的O_23和S_23值显示出太阳或日际金属丰度。根据我们的分析，只有两个观察到的区域可以被认为具有高金属丰度。这两个结果与以往在其他高金属丰度HII区发现的N/O和S/O丰度比分别高于和低于太阳的趋势相吻合。
2001-09-07 astro-ph
Spectroscopic study of blue compact galaxies V. oxygen abundance and the metallicity-luminosity relation
这是研究蓝色致密星系（BCG）样本的恒星组成、恒星形成历史、恒星形成速率和金属丰度的系列论文中的第五篇。基于我们高质量的地基光谱观测，我们已经确定了我们样品中72个恒星形成BCGs的电子温度，电子密度，氮丰度和氧丰度，使用不同的氧丰度指标。氧的丰度范围为7.15 < 12 + log（O/H）< 9.0，氮主要是12 + log（O/H）>8.2时次级核合成的产物，显然是12 + log（O/H）< 8.2时初级核合成的产物。为了评估不同氧丰度指标之间可能存在的系统差异，我们比较了Te法、R23法、P法、N2法和O3 N2法获得的BCGs的氧丰度。来自Te方法的氧丰度是系统地低于0.1-0.25德克斯比那些来自强线经验丰度指标，与以前的研究区域样品的基础上一致。我们证实了在大范围的丰度和光度的BCGs的金属性光度关系的存在。我们的星系样本表明，亮星系的金属度-光度关系的斜率（~-0.05）比矮星系的金属度-光度关系的斜率（~-0.17）稍浅。发现本星系的金属度-光度关系与中等红移星系的金属度-光度关系存在偏移。这表明，在高红移的发射线星系的金属丰度-光度关系被移位到低丰度，高光度，或两者兼而有之。
2005-07-13 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
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
Ca II Triplet Spectroscopy of Giants in SMC Star Clusters: Abundances, Velocities and the Age-Metallicity Relation
我们获得了7个SMC星团中红巨星Ca II三重态的光谱，它们的年龄范围从4到12 Gyr。光谱已被用来确定平均丰度为6个星团的一个典型的精度为0.12德克斯。当与其他对象的现有数据相结合，由此产生的SMC年龄-金属丰度关系一般是一致的，一个简单的模型的化学演化，缩放到今天的SMC平均丰度和气体质量分数。然而，其中两个星团（Lindsay 113和NGC 339）的丰度比平均年龄-金属丰度关系的预期值低约0.5 dex。这表明，这些集群的形成，其年龄为~5 Gyr，可能涉及的uneriched气体，也许从麦哲伦流的下降。光谱也产生径向速度的七个集群。由此产生的速度色散为16 +/- 4 km/sec，与SMC行星状星云和碳恒星群的速度色散一致。
1998-02-02 astro-ph
Age, metallicity and alpha-elements abundance in stellar population
我们建立了高分辨率和可变α元素增强的恒星星族的模拟光谱。分析银河系球状星团的光谱，我们表明，它是可能的，可靠和有效地获得[Mg/Fe]使用沿视线积分的光谱。这些详细的测量为研究星系和星团的浓缩过程开辟了前景。
2007-08-13 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
The Age, Metallicity and Alpha-Element Abundance of Galactic Globular Clusters from Single Stellar Population Models
建立可靠的恒星星族参数可以测量是至关重要的河外天文学。银河GC提供了一个很好的媒介来测试单一恒星星族（SSP）模型的一致性，因为它们应该是我们对均匀（单一）恒星星族的最佳模拟。在这里，我们提出了年龄，金属丰度和$α$ -元素丰度测量的48个银河系球状星团（GC）确定的综合光谱使用舔指数和SSP模型从托马斯，马拉斯顿和科恩，Lee & Worthey和Vazdekis等人通过将我们的新测量结果与独立测定结果进行比较，我们能够评估这些SSP得出一致结果的能力-这是应用于像星系这样的异质恒星星族之前的一个关键要求。我们发现，金属丰度的测定是非常强大的，在这里检查的所有模型，包括一系列的增强方法显示出良好的协议。年龄和$α$元素丰度对于我们模型的一个子集是准确的，但需要注意的是，这些参数在银河系GC中的范围是有限的。我们能够表明，已公布的利克指数响应函数的应用程序与固定的丰度比模型，使我们能够测量合理的$α$元素丰度从各种模型。我们还研究了SSP模型预测的年龄-金属丰度和[ $α$ /Fe]-金属丰度关系，并讨论了不同模型水平分支形态对我们整体结果的可能影响。
2007-05-31 astro-ph
Metal Abundances of KISS Galaxies III. Nebular Abundances for Fourteen Galaxies and the Luminosity-Metallicity Relationship for HII Galaxies
我们报告的结果，从第三个在一系列的星云丰度研究的发射线星系的KPNO国际光谱巡天（KISS）。选择金属丰度估计值为12 + log（O/H）小于8.2 dex的镓进行观测。给出了从[OII] 3727，3729到[SII] 6717，6731的14个星系的光谱，计算了N，O，Ne，S和Ar的丰度比。极光[OIII]4363线在所有14个星系中都被探测到。通过直接电子温度T_e法测定的氧丰度证实样品为贫金属，其值为7.61 <= 12 + log（O/H）<= 8.32。通过结合文献中其他基于T_e的测量结果，我们证明了HII星系和更安静的矮不规则星系遵循相似的金属度-光度（L-Z）关系。主要的区别是零点之间的相关性，使HII星系的亮度平均为0.8 B级在一个给定的金属丰度。这种偏移可以作为证据来证明低光度的HII星系通常会经历两倍的光度增强，而将其宿主星系的光度提升2至3等的恒星爆发并不常见。我们还表明，包括相互作用的星系可以增加L-Z关系中的散射，并可能迫使观察到的相关性朝向较低的金属丰度和/或较大的光度。这必须考虑到当试图推断金属丰度演化时，通过比较本地L-Z关系与基于高红移样本的关系，因为相互作用星系的比例应该随着回望时间的增加而增加。
2004-08-18 astro-ph
Surface abundances of light elements for a large sample of early B-type stars - IV. The magnesium abundance in 52 stars - a test of metallicity
从高分辨率光谱的非LTE分析的MgII 4481.2 A功能实现了52个早期和中期的本地B星的主序（MS）。考虑了邻线Al III 4479.9 A的影响。测定了镁的丰度;发现log e（Mg）平均= 7.67 +- 0.21。结果表明，微湍流参数Vt的不确定性是log e（Mg）误差的主要来源。当使用来自OII和NII线的最可靠的Vt值的36颗星时，我们得到平均丰度log e（Mg）= 7.59 +- 0.15。后一个值是精确地证实了几个热B星的分析MgII 7877 A弱线。导出的丰度log e（Mg）= 7.59 +- 0.15与太阳镁丰度log e_sun（Mg）= 7.55 +- 0.02以及原太阳丰度log e_ps（Mg）= 7.62 +- 0.02非常一致。因此，它被证实，太阳和B型MS星在我们的邻居有相同的金属丰度。
2005-01-18 astro-ph
Element Segregation in Low Metallicity Stars and the Primordial Lithium Abundance
原始锂丰度的观测约束对于宇宙重子密度的评估是很重要的。然而，由于这种元素在恒星内部可能会耗尽，因此其精确测定存在不确定性。在这里，我们提出并讨论了新的结果，锂丰度流行II星获得最新的恒星模型，包括最好的物理。我们表明，它是可能的，以占在流行II星没有任何自由参数观察到的锂的一般行为。恒星内部的宏观运动是需要的，但没有必要指定它们的确切性质来解释观测数据。这种恒定允许导出锂原始丰度的无参数值：log（Lip）= 2.35 +/- .10，在log（H）= 12标度中。
1998-02-24 astro-ph
Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in OGLE-2007_BLG-349S
我们提出了一个基于高色散和高信噪比凯克光谱的非常高度微透镜的银河系隆起矮星OGLE-2007-BLG-349 S的丰度分析，Teff ~ 5400 K。在获取光谱时的放大率范围为350至450。这颗球星的金属丰度非常高，[Fe/H] = +0.51 \pm 0.09 dex。26种元素的28种元素的丰度比可以在光谱中检测到。特别是，没有证据表明任何α-元素，包括O和Mg的增强。我们的结论是，在这颗恒星中看到的高[Fe/H]，当与之前对另外两颗也是微透镜的银河系凸起矮星的详细丰度分析中得出的同样高的[Fe/H]相结合时，意味着银河系凸起中的金属丰度中值非常高。因此，我们推断，许多以前的估计的金属丰度分布在银河系的隆起大大低估了平均铁金属丰度，由于样本的偏见，并提出了这样的候选机制。如果我们的猜想被证明是有效的，它可能是必要的，以更新校准的算法所使用的许多团体来解释光谱和宽带光度的综合光非常富含金属的老恒星星族，包括发光的椭圆星系。
2008-04-08 astro-ph
Detailed Analysis of Nearby Bulgelike Dwarf Stars II. Lithium Abundances
Li丰度是由一个等时年龄为10-11 Gyr的类球星样品得出的。这些恒星的轨道的近心距离Rp小至2-3 kpc，Zmax < 1 kpc。该样本包括金属丰度范围为-0.80<[Fe/H]<+0.40的G和K矮星。在目前的金属丰度范围内，很少有老的关闭恒星（> 4.5 Gyr）的Li丰度数据。M67（4.7 Gyr）和NGC 188（6 Gyr）是最古老的富含金属的疏散星团，拥有晚型恒星。锂丰度也被研究了一些古老的富金属场星的样本。在目前的工作中，发现在所有的金属丰度范围内，与M67中的值相比，球状恒星的锂丰度的高分散。讨论了金属丰度和年龄对锂耗尽模式的作用。锂贫化和氧丰度之间可能的联系，由于大气不透明度的影响进行了研究。
2002-01-29 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
On the oxygen abundance determination in HII regions: High - metallicity regions
这是我们的第二篇论文，致力于线强度-氧丰度校准问题，从McGaugh（1991）的想法开始，强氧线包含必要的信息，以确定准确的丰度在HII区。被认为是高金属HII地区。氧丰度与Pagel等（1979）提出的丰度指数R_（23）和激发参数P之间的关系为O/H=f（P，R_（23））型（此处定义为[OIII]4959中辐射的贡献，5007线到“总”氧辐射）已经使用通过测量温度确定的可用氧丰度经验地导出。灵敏线比[OIII] 4959，5007/[OIII]4363（Te法）。通过比较Te -法和P -法的氧丰度，发现P -法测定氧丰度的精度在0.1dex左右，与Te -法相当。利用温度敏感谱线比测量得到的有效电子温度，根据经验导出了电子温度与丰度指数R23和激发参数P之间的Te=f（P，R23）型关系。通过Te=f（P，23）关系导出的电子温度与通过测量温度敏感线比确定的电子温度之间的平均差约为500 K。
2001-01-25 astro-ph
New homogeneous iron abundances of double-mode Cepheids from high-resolution echelle spectroscopy
目的：我们更精确地定义了造父变星的双模式脉动与金属丰度之间的关系，从均匀的高分辨率光谱数据确定了双模式造父变星的经验金属丰度，并研究了周期比与金属丰度的关系。研究方法：利用自行开发的IRAF脚本对FEROS光谱仪获得的高信噪比阶梯光谱进行了分析，并通过与LTE合成光谱的比较确定了铁的丰度。结果：测定了17颗星的[Fe/H]值。所有这些恒星都有太阳或太阳下的金属丰度。它们的周期比P1/P0与它们的[Fe/H]值有很强的相关性。评价了相应的周期比-金属丰度关系。
2007-07-17 astro-ph
Oxygen abundance in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了两个样本的$\hii$星系的斯隆数字巡天（SDSS）光谱观测数据发布3。用光电离的$\hii$模型计算了225个星系的电子温度（$T_e$），用经验方法计算了3997个星系的电子温度（$T_e$）。通过$T_e$方法可靠地测定了两种样品的氧丰度。还计算了来自强线金属丰度指示剂（例如$R_{23}$、$P$、$N2$和$O3N2$）的氧丰度。比较了用$T_e$方法、$R_{23}$方法、$P$方法、$N2$方法和$O3N2$方法计算的$\hii$星系的氧丰度。与$T_e$方法得到的氧丰度是系统性的$\sim$ 0.2 dex比与$R_{23}$方法得到的，与以前的研究的基础上$\hii$区域样品一致。在$T_e$金属度和$P$、$N2$和$O3N2$金属度之间没有发现氧丰度的明显偏移。在研究N/O和O/H的关系时，我们发现在$\zoh > 7.95$的金属丰度区，这种关系的大的离散性可以用小质量恒星对氮的产生的贡献来解释。在高金属丰度区，$\zoh > 8.2$，氮主要是所有质量的恒星产生的次要元素。
2006-03-10 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
The study about the revised R23-P method for metallicity estimates based on ~20,000 SDSS galaxies
我们从SDSS-DR 2中选取了约20000个富金属恒星形成星系，研究了Pilyugin等人提出的R23-P方法的金属丰度估计。由他们修订的R23-P方法得到的氧丰度比以前的方法低约0.19 dex，比MPA/JHU小组得到的贝叶斯丰度低约0.60 dex。这些丰度差异与P参数密切相关，对log（R23）参数的依赖性较弱。
2007-01-09 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
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
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
The Temperature Scale of Metal-Poor Dwarfs: Lithium and Oxygen Abundances
我们采用了一种新的红外线通量法（IRFM）温标（Ramirez & Melendez 2005，ApJ 626，446; ApJ 626，465），以确定相对未演化（矮星，关闭，亚巨星）的贫金属恒星样本中的Li，O和Fe NLTE丰度。我们表明，允许的OI三重态和Fe II线的分析导致在[OI/Fe II]在宽的金属丰度范围-3.2 < [Fe/H] <-0.7，独立于温度和金属丰度的平台，和星到星的散射只有0.1 dex。晕星中的锂丰度也被发现与温度和金属丰度无关（Spite平台），在金属丰度范围-3.4 < [Fe/H] <-1范围内，恒星与恒星的散射仅为0.06 dex。我们的Li丰度（Melendez & Ramirez 2004，ApJ 615，L33）高于以前报道的值，但仍低于WMAP数据和BBN所建议的原始丰度。
2005-07-06 astro-ph
Metallicity determination in gas-rich galaxies with semiempirical methods
本文研究了用于测定富气星系化学丰度的半经验方法的精度。为了做到这一点，总共438个星系的氧丰度测定使用电子温度，$R_{23}$和P方法。P方法的新校准给出了低金属丰度区域和高金属丰度区域的较小离散度，而转向区域中的最佳数字由$R_{23}$方法给出。我们还发现，分散与金属丰度。最后，可以说，这里研究的所有半经验方法都对金属度相当不敏感，$8.0\pm0.2$ dex值超过总样品的50%。\keywords{ISM: abundances; (ISM): H {\sc ii} regions}
2008-12-04 astro-ph
The metallicity gradient of M 33: chemical abundances of HII regions
我们目前的光谱观测的样本72发射线对象，主要包括HII地区，在螺旋星系M 33。光谱是用4.2米WHT望远镜上的多目标宽视场光谱仪AF 2/WYFFOS获得的。线强度，消光，和电子密度确定了整个样品的对象。本工作的目的是推导出一组HII区域的化学和物理参数，并从它们的金属丰度梯度。电子温度和化学丰度推导出的14个HII区域，其中[OII]和[OIII]发射线通量进行了测量，包括电子温度敏感的发射线[OIII] 436.3 nm，在少数情况下[NII] 575.5 nm。电离校正因子（ICF）方法被用来推导总化学丰度。丰度梯度的存在是从几个发射线比率的径向行为推断出来的，并从14个HII区域中直接得出的化学丰度进行了精确测量。我们的HII区的氧丰度，位于~2至~7.2 kpc的径向区域，给出了氧梯度-0.054+/-0.011 dex/kpc。使用我们和以前在大量HII区的直接电子温度测定以及年轻恒星的丰度测定获得的M33的总氧梯度呈现两个斜坡形状：中心区域（R<3 kpc）为-0.19 dex/kpc，外部区域（R>= 3 kpc）为-0.038 dex/kpc。
2007-05-22 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of Element Abundances in Low-redshift Damped Lyman-alpha Galaxies and Implications for the Global Metallicity-Redshift Relation
大多数宇宙化学演化模型预测，星系的质量加权平均星际金属丰度应该随时间从$z \sim 3$的低值$\sim 1/30$太阳值上升到接近太阳值的$z = 0$。在没有任何选择效应的情况下，类星体光谱中的阻尼莱曼α吸收体（DLAs）预计会显示出全球金属丰度的上升。然而，很难确定DLA是否表现出这种效应，主要是因为在低红移下的DLA金属丰度测量数量非常少。为了对DLA金属性-红移关系的低红移端施加更严格的限制，我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）在$0.09 < z < 0.52$观测了四个DLA中的Zn II和Cr II线。这些观察结果提供了对具有$z < 0.4$的DLAs中Zn丰度的第一个限制。在所有三个DLAs，我们的观测提供了有意义的限制的金属丰度，数据表明，金属丰度远低于太阳值。这些结果是一致的，最近的成像研究表明，这些DLAs可能与矮或低表面亮度星系。我们结合我们的研究结果与更高的红移数据从文献中估计的全球平均金属性的红移关系的DLAs。我们发现，全球平均金属丰度最多表现出一个缓慢的增加减少红移。...（请参阅完整摘要）。
2004-09-09 astro-ph
Beat Cepheids as Probes of Stellar and Galactic Metallicity: The New AGS Abundances
众所周知，拍造父变星模型在周期比\vs周期图（Petersen图）中的位置限制了它的金属丰度Z。但是这些界限对集中到参数$Z$中的元素的混合是敏感的。在这篇简短的论文中，我们更新了以前的结果，是基于Grevesse-Noels太阳混合最近，修订的Asplund，Grevesse & Sauval（2005）（AGS）太阳混合。我们还研究了包络深度对计算脉动周期的准确性的影响。我们发现，低周期造父变星与高Z的包络脉动的习惯近似打破。这是必要的计算恒星模型，延伸到中心，并包括燃烧和成分不均匀性的建模。然而幸运的是，迄今为止观察到的大多数Beat造父变星似乎都避开了这种机制。
2008-03-24 astro-ph
Suzaku observation of the metallicity distribution in the intracluster medium of the Fornax cluster
利用朱雀卫星上的XIS仪器研究了天炉座星团的金属丰度分布。O、Mg的K壳层线清晰分辨，O、Mg、Si、S、Fe的丰度测定准确。在NGC 1399的4'半径范围内，Fe、Si和S的丰度接近太阳，O/Fe和Mg/Fe的丰度比分别约为0.4- 0.5和0.7太阳单位。在半径为6'~ 23'的外围区域，Fe和Si的丰度下降到0.4--0.5太阳级，在该区域内没有明显的梯度。O/Fe和Mg/Fe的丰度比与中心区一致。我们还测得NGC 1404周围的Fe丰度近似于太阳，O、Ne和Mg的丰度是Fe水平的0.5- 0.7倍。在NGC 1399和NGC 1404的130 kpc范围内，Fe的显著相对增强表明起源于SN Ia，与反映恒星金属丰度的O，Ne和Mg物种相反。在NGC 1399的130 kpc范围内，O和Fe的质光比富星系团低一个数量级以上，反映了这个贫星系团的金属富集历史。
2006-09-04 astro-ph
Can Mira Variables Tell us the Chemical Abundances in Stellar Systems?
一个周期金属丰度关系富氧米拉来自球状星团适用于类似的变量在银河系隆起。由此得到的膨胀核的金属丰度分布与K巨星的结果符合得很好。这表明，Miras周期是金属丰度分布的有用指标，至少在旧系统中，如银河系凸起。对于像LMC这样的系统，情况还不清楚。
1999-11-20 astro-ph
Metallicity Effects on RR Lyrae Variables
本文研究了在固定质量和光度水平下，重元素丰度对基频和一阶泛音RR型Lyrics粒子理论观测值的影响。采用三种不同的金属含量计算了非线性模型。研究发现，第一泛音反射器的辐射热振幅随金属丰度的增加而减小，而基频反射器的振幅与金属丰度呈正相关。
1996-05-23 astro-ph
Metallicity distribution of bulge planetary nebulae and the [O/Fe] x [Fe/H] relation
本文比较了银河系和M31核球区不同行星状星云样品的O/H金属丰度分布。O/H丰度转换成[Fe/H]金属丰度的理论[O/Fe] x [Fe/H]的关系，无论是在凸起和太阳附近。结果发现，这些关系意味着偏移的[Fe/H]丰度的一个因素高达0.5德克斯的隆起星云。系统误差的O/H丰度建议的一些最近的重组线工作，ON循环和统计的不确定性是无法解释所观察到的偏移，这表明所采用的关系的凸起可能高估了相对于铁的氧增强。
1999-10-27 astro-ph
Spectroscopic abundance analysis of dwarfs in young open cluster IC 4665
本文对年轻的疏散星团IC 4665中的18颗F-K矮星进行了详细的光谱丰度分析。使用光谱合成工具SME（Spectroscopy Made Easy）导出了Li，O，Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Fe和Ni的恒星参数和元素丰度。在测量不确定度范围内，铁丰度是均匀的，标准偏差为0.04 dex。铁丰度与恒星对流带质量、锂丰度与铁丰度之间没有相关性。换句话说，我们的研究结果没有揭示任何吸积的迹象，因此不支持这样的情况，即与富含金属的行星物质的吸积相比，具有行星的恒星（SWPs）平均获得更高的金属丰度。相反，SWPs的高金属丰度可能只是反映了这样一个事实，即行星形成在高金属丰度环境中更有效。然而，由于对行星系统形成过程的许多细节仍然知之甚少，需要进一步的研究来最终解决SWPs的高金属含量问题。从我们的观测中推导出的[Fe/H]的标准偏差，作为IC 4665成员星之间的金属丰度分散的上限，已被用来约束原行星盘的演化，类地行星和巨行星的形成和演化过程。我们的研究结果不支持气体巨星的迁移和类地行星轨道的圆化是由它们与微行星和尘埃粒子的残余种群的相互作用来调节的可能性。
2005-08-18 astro-ph
Chemical Abundances in the Carina dSph Galaxy
我们报告的化学丰度的船底座矮球状星系（dSph）来自低分辨率光谱。从Ca Ⅱ红外三重线的约化等效宽度出发，测定了52颗恒星的[Fe/H]值。Carina dSph的平均金属丰度为[Fe/H] = -1.99 +/- 0.08，固有金属丰度分散度为0.25 dex（1 sigma）。通过光谱学直接测定船底座恒星的化学丰度，我们可以克服颜色星等图（CMD）中固有的年龄-金属度简并性，并以前所未有的精度确定其恒星形成历史。
1999-10-12 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
A Metallicity Map of M33
我们介绍了M33金属丰度项目的初步结果。在M33中数以千计的HII区中，只有约30个在文献中有电子温度的丰度。我们已经获得了一个样本的凯克光谱的~200 HII区域的M33，与61检测的[O III] 4363 A线，可用于确定电子温度，包括测量在小的银河系中心半径的极光线一般难以检测。我们发现氧丰度梯度为-0.027 +/- 0.012 dex/kpc，与氖丰度梯度的红外测量一致，但比大多数以前的氧梯度测量要浅得多。在M33的任何给定半径处，金属丰度都存在0.11 dex的实质性内在散射，这对依赖于小样本物体的梯度测量的准确性施加了根本限制。最后，我们提出了一个二维地图的氧丰度在南半部的M33和讨论的证据偏离轴对称。
2007-12-14 astro-ph
Old open clusters as key tracers of Galactic chemical evolution. I. Fe abundances in NGC 2660, NGC 3960, and Berkeley 32
我们获得了高分辨率的UVES/FLAMES观测样本的九个老疏散星团跨越广泛的年龄和银河系中心半径。该项目的目标是调查盘中的径向金属丰度梯度以及关键元素（α和Fe峰元素）的丰度。本文给出了NGC 2660（年龄~ 1Gyr，银心距8.68kpc）、NGC 3960（年龄~ 1Gyr，银心距7.80kpc）和Be 32（年龄~6-7 Gyr，银心距11.30kpc）三个星系团的金属丰度的计算结果。对于Be 32和NGC 2660，我们的研究提供了第一个基于高分辨率光谱的金属丰度测定。我们使用光谱代码MOOG进行了等效宽度分析，这使我们能够定义金属丰度标度并构建均匀样品。我们发现NGC 3960和NGC 2660的金属丰度非常接近太阳（[Fe/H]分别为+0.02和+0.04），而更老的Be 32的[Fe/H]= $-$ 0.29。
2006-07-19 astro-ph
The Primordial Abundance of He4: An Update
我们包括新的数据在更新的分析低金属丰度的河外HII地区的氦与导出的原始丰度的He 4（Y_P）的目标。我们表明，Izotov等人（ITL）的新观测结果与以前的数据是一致的。然而，由于缺乏足够低的金属丰度点，它们不应单独用于确定（Y_P）。我们使用现有的数据在一个半经验的方法来界定的大小可能的系统不确定性的确定（Y_P）。假设He 4和O/H之间存在线性关系，我们对He 4原始丰度的最佳估计是Y_P = 0.230 \pm 0.003（stat），基于具有最低金属丰度的HII区域的子集;对于我们的完整数据集，我们发现Y_P = 0.234 \pm 0.002（stat）。这两个值与我们以前的结果完全一致。我们讨论了这些标准的大爆炸核合成（SBBN）值的影响，特别是在最近测量的背景下，氘在高红移，低金属量类星体吸收线系统。
1996-11-20 astro-ph
Galactic Metallicity Gradients Derived from a Sample of OB Stars
恒星丰度沿银盘的分布是化学演化和星系形成模型的重要约束。在这项研究中，我们得到的径向梯度的C，N，O，Mg，Al，Si，以及S，从年轻的OB星的丰度测定。我们的数据库由25个疏散星团、OB星协和H II区的69个成员组成，银河系中心距离在4.7和13.2 kpc之间。这个丰度数据库的一个重要特点是，丰度的推导自洽在非LTE使用一组均匀的恒星参数。这样一个统一的分析，预计将减少随机误差的幅度，以及在丰度和银心距离所定义的梯度系统的影响。在这项研究中获得的金属丰度梯度，一般来说，平坦的结果比以前最近的丰度研究的早期型恒星。发现斜率在-0.031（对于氧）和$-0.052 dex kpc^{-1}$（对于镁）之间。所研究元素的梯度非常相似，如果取平均值，则可以用单个斜率$-0.042 \pm 0.007 dex kpc^{-1}$表示。该值通常与径向梯度随时间的总体平坦化一致。
2004-09-03 astro-ph
The metal abundance of circumnuclear star forming regions in early type spirals. Spectrophotometric observations
对早型旋涡星系NGC 2903、NGC 3351和NGC 3504的12个环核HII区进行了光学和近红外长缝观测，并计算了它们的化学丰度。只有在其中一个区域，[SIII] $λ$ 6312被探测到，连同在$λλ$ 9069，9532的星云[SIII]线，提供了T $_e$（[SIII]）= 8400 $^{+ 4650}_{-1250}$ K的电子温度值。本文提出了一种半经验方法，用于推导高金属丰度区的丰度。我们得到的丰度是可比的高金属丰度盘HII地区的电子温度的直接测量和太阳能值内的错误相一致。具有最高氧丰度的区域是NGC 3504中的R3+R4，12+log（O/H）= 8.85，如果将太阳氧丰度设定为Asplund等人（2005）得出的值，则约为1.5太阳，12+log（O/H）$_{\odot}$ = 8.66 $\pm$ 0.05。NGC 3351中的R7区域是样本中氧丰度最低的区域，约为太阳的0.6倍。在所有观察到的CNSFR的O/H丰度占主导地位的O $^+$ /H $^+$的贡献，也是高金属丰度盘HII地区的情况。然而，对于我们观察到的区域，S $^+$ /S $^{2+}$的比值也大于1，这与在高金属丰度盘HII区域中发现的相反，在高金属丰度盘HII区域中，硫丰度通常由S $^{2+}$ /H $^+$主导。
2007-09-08 astro-ph
Deep Mixing and Metallicity: Carbon Depletion in Globular Cluster Giants
我们提出的观测研究结果的深度混合的效率在球状星团红巨星恒星金属丰度的函数。我们确定[C/Fe]丰度的基础上采取的低分辨率光谱与Kast摄谱仪上的3米沙恩望远镜在利克天文台。我们对11个银河系球状星团中的42颗明亮红巨星拍摄了以4300埃CH吸收带为中心的光谱，这些星团的金属丰度从M92（[Fe/H]=-2.29）到NGC 6712（[Fe/H]=-1.01）不等。通过比较从数据测量的CH带强度指数S2（CH）的值与从SSG合成光谱的大网格测量的值，得出碳丰度。现在的丰度与理论计算的时间相结合，因为混合的开始，这也是恒星金属丰度的函数，计算碳消耗率在我们的金属丰度范围。我们发现在[Fe/H]=-2.3的金属丰度下，碳的消耗速率是[Fe/H]=-1.3的两倍，这是通过对深度混合过程的一些理论解释定性预测的结果。
2008-09-25 astro-ph
Metallicity measurements using atomic lines in M and K dwarf stars
我们报告的第一次调查的化学丰度在M和K矮星使用原子吸收线的高分辨率光谱。我们已经测量了35 M和K矮星的Fe和Ti丰度，使用从（λ/Δ λ）= 33，000光谱测量的等效宽度。我们的分析利用了低温矮星模型大气层的最新改进。恒星的温度在3300到4700 K之间，大多数低于4100 K。它们覆盖了-2.44 < [Fe/H] <+0.16的铁丰度范围。我们的测量结果显示[Ti/Fe]随着[Fe/H]的增加而减少，这一趋势类似于对更温暖的恒星测量的趋势，其中丰度分析技术已经得到了更彻底的测试。这项研究是一个步骤的观测校准程序，估计金属的低质量矮星使用光度和低分辨率光谱指数。
2004-10-19 astro-ph
The metallicity-luminosity relation at medium redshift based on faint CADIS emission line galaxies
Calar Alto Deep Imaging Survey（CADIS）中的发射线巡天通过使用成像法布里-珀罗干涉仪探测具有非常低连续亮度的星系。利用VLT上的FORS 2和TNG上的DOLORES对MB>-19个CADIS星系进行了光谱跟踪观测，得到了5个星系z~0.4和10个星系z~0.64的氧丰度。将这些测量结果与已发表的MB<-19星系的氧丰度相结合，我们发现在中等红移处存在金属度-光度关系的证据，但与局域宇宙中的金属度-光度关系相比，它被移位到更低的丰度和更高的光度。将观测到的z<3时星系的金属丰度和光度与飞马座2的化学演化模型进行比较，我们发现了一个有利的情况，即星系的金属丰度在z~0.7和今天之间增加了~2倍，而它们的光度减少了~0.5- 0.9等。
2004-02-02 astro-ph
Spectroscopy of Red Giants in the LMC Bar: Abundances, Kinematics, and the Age-Metallicity Relation
我们报告的金属丰度和径向速度来自光谱在近红外钙三重态的373红巨星在200平方角分的区域在LMC酒吧的光学中心。这是首次对大麦哲伦星云中心高表面亮度区域的中老年恒星进行光谱丰度测量。其金属丰度分布在[Fe/H] =-0.40处有一个尖锐的峰值，有一小部分恒星的金属丰度尾部延伸到[Fe/H] <= -2.1; 10%的红巨星的金属丰度[Fe/H] <=-0.7。相对缺乏贫金属恒星表明大麦哲伦星系有一个类似于银河系的“G矮星”问题。丰度分布可以近似为两个高斯分布，分别包含89%和11%的恒星：第一个分量集中在[Fe/H] = -0.37，标准差= 0.15，第二个分量集中在[Fe/H] = -1.08，标准差= 0.46。由于我们的领域的中心位置，运动学约束并不强，但没有证据表明，酒吧偏离LMC磁盘的一般运动。整个样品的速度色散为24.7 +/- 0.4 km/sec。最贫金属的5%的恒星（[Fe/H] < -1.15）的色散为40.8 +/- 1.7 km/sec，是最富金属的5%的两倍多。年龄-金属丰度关系（AMR）在5-10 Gyr前期间几乎是平坦的，在给定年龄的平均金属丰度上具有明显的+/-0.15 dex的分散。（摘要删节）
2004-12-15 astro-ph
Dust depletion and abundance pattern in damped Lyman-alpha systems: a sample of Mn and Ti abundances at z<2.2
我们分析了24个阻尼莱曼α（DLA）/中等DLA系统在0.3<z<2.2，所有的弱MnII吸收线的测量，调查元素的比例可能被用作示踪剂的尘埃耗尽或核合成的影响。我们应用了一个组件的组件分析，并表明，标准的方法，使用柱密度集成在整个吸收曲线可能大大低估了相对于铁的稀有元素的丰度。我们发现[Mn/Fe]和[Zn/Fe]之间的明显相关性不能用任何尘埃贫化序列来解释：它意味着内在Mn相对于Fe的丰度在-0.3到+0.1dex之间的变化和/或贫化水平与金属丰度之间的关系。[Mn/Fe]与金属丰度之间的相关性强化了[Mn/Fe]内在变化的假设，尽管[Zn或Si/Fe]与[Zn/H]之间也存在一些边缘相关性。[Ti/Fe]与[Zn/Fe]的变化也不能用单一的降尘序列来拟合。在高金属丰度（[Fe/H]dc>~-0.5）时，DLA吸收体中Si、Ti、Cr和Mn的本征（经尘埃校正）丰度模式与银河系恒星中观察到的趋势密切相关，因此这些吸收体的化学演化与银河系相似。在较低的金属丰度下，一些吸收体确实遵循银河系恒星中存在的趋势，但其中相当一部分的元素比（特别是[Si/Fe]dc和[Mn/Fe]dc）比银河系恒星更接近太阳值。这可以解释为Ia型超新星对这些DLA吸收剂的化学富集的贡献大于类似金属量的银河系恒星。这种贫金属的DLA吸收剂人口可以跟踪HI丰富的矮星系。（节录）
2002-02-06 astro-ph
Zinc as a tracer of metallicity evolution of Damped Lyman alpha systems
锌是阻尼莱曼α（DLA）系统中金属含量的良好指标，因为它几乎不受灰尘消耗的影响。然而，使用锌作为示踪剂的金属丰度演变已受到阻碍的困难，检测锌II共振线在高红移。通过在VLT的UVES光谱仪获得的在z_abs > 3处的DLA系统中的锌丰度的测量促使我们重新分析文献中存在的锌丰度的完整样品以寻找DLA系统中的金属性-红移关系。个别系统的金属丰度的研究表明，由不同类型的统计工具支持的[Zn/H]和红移之间的反相关性的证据。在0.5 <~ z_abs <~ 3.5的范围内，锌金属度每单位红移间隔降低-0.3 +/-0.1 dex。这一比率与Savaglio、Panagia和Stiavelli（2000年）在最近对DLA丰度进行的研究中发现的结果非常一致，该研究对DLA丰度进行了粉尘损耗校正。目前的结果不需要DLA系统中粉尘消耗模式的知识。另一方面，对样品的柱密度加权金属丰度的分析<Z>，没有显示出红移演化的明确证据，与以前对锌丰度的研究一致。我们建议，明显缺乏的演变<Z>是由于选择偏差的影响，连同极端敏感性<Z>的低数字统计相结合。
2000-05-29 astro-ph
A Globular Cluster Metallicity Scale Based on the Abundance of Fe II
假设在低质量、贫金属的红巨星大气中，基于LTE的一维模型准确地预测了Fe II的丰度，我们基于Fe II线的等效宽度推导出一个球状星团金属度标度，这些Fe II线是从16个关键星团中的巨星的高分辨率光谱测量的，丰度范围为-2.4 < [Fe/H]II <-0.7。我们的规模主要是基于149巨星光谱的分析，在11个集群的里克，得克萨斯州的小组补充了高分辨率的研究巨人在其他五个集群。我们还推导出从头算的真实距离模量为M5，M3，M13，M92，和M15作为一种手段设置恒星表面重力。我们发现[Fe/H]II与Rutledge等人定义的近红外Ca II三重态的约化强度<W '>呈线性相关，尽管实际相关系数取决于所采用的大气模型。我们还讨论了如何估计[X/Fe]比。我们认为，C，N和O，以及出现在光谱中的单电离态元素，例如，Ti、Sc、Ba、La和Eu应归一化为Fe II的丰度。其他元素，主要出现在中性状态，但占主导地位的物种是电离状态，可能是最好的归一化为Fe I，但不确定性仍然存在。
2002-10-28 astro-ph
Suzaku observations of metallicity distribution in the intracluster medium of the NGC 5044 group
使用朱雀卫星上的XIS仪器研究了NGC 5044群内介质中的金属丰度分布，直到0.3 r_180。高精度地测定了O、Mg、Si、S和Fe的丰度。在距中心0.05r_180半径范围内，Mg、Si、S和Fe的丰度近似太阳能，O/Fe比值约为0.5--0.6太阳能单位。在外围区域，Fe丰度逐渐下降到0.3太阳能。Mg、Si和S的径向丰度分布与Fe相似，而O的径向丰度分布似乎较平坦。当r>0.05 r_180时，O的质量密度分布与Fe的不同，呈现出类似于星系光度密度分布的肩状结构。NGC 5044中O和Fe的质光比是星系群中最大的之一，但它们仍然小于富星系团中的质量比。这些丰度特征可能反映了这个中心有一个巨大椭圆星系的松弛星系群的金属富集历史。
2008-10-31 astro-ph
