Evolution of rotating stars at very low metallicity
在很低的金属丰度下，差异自转效应对恒星演化的影响比在高金属丰度下更大。旋转混合导致大质量恒星产生大量的氦和原生$^{14}$ N。旋转导致重要的质量损失，并允许恒星局部强烈富集CNO元素的星际介质。由快速旋转的大质量恒星风富集的星际云形成的恒星将呈现出类似于富碳极贫金属恒星的表面丰度。富碳星也可以通过双星系统中的质量吸积而形成，其中主星是处于AGB早期阶段的快速旋转的中等质量恒星。快速自转也可能导致即使在很低的金属丰度下也能形成双星，并使质量最大的恒星避免双星对不稳定性。
2005-11-15 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
Star Formation History and Stellar Metallicity Distribution in a Cold Dark Matter Universe
利用流体动力学宇宙学模拟研究了Lambda冷暗物质宇宙中星系的恒星形成历史和恒星金属丰度分布。我们的模型预测恒星形成率呈指数下降的时间从早期时代到现在的时间尺度为6 Gyr，这是符合经验的马道图与适度的尘埃遮蔽。在L^* 星系中，恒星的形成间歇性地持续到现在，也是以类似时间尺度的指数下降速率进行的，而在小星系中，恒星的形成在早期就停止了。现存恒星的平均年龄随着红移的增加而缓慢下降，在z=3时超过1 Gyr。正常星系中的恒星具有广泛的金属丰度和年龄：在z<1时形成的恒星的金属丰度为0.1-1.0 Zsun，而老恒星的金属丰度范围从10^{-6} Zsun到3.0 Zsun。正常星系的平均金属丰度在0.1- 1.0Zsun之间。只有老恒星的矮星系有一个很宽的平均金属丰度范围（10^{-4}-1.0 Zsun），但平均来说，它们比正常星系缺乏金属。
2001-05-09 astro-ph
The Mass of the Convective Zone in FGK Main Sequence Stars and the Effect of Accreted Planetary Material on Apparent Metallicity Determinations
FGK型主序星的外对流层质量随恒星质量的增加而显著减小。因此，任何被吸积行星物质污染的恒星大气层，对较热恒星的影响都应该比对较冷恒星的影响大得多。如果最近的建议，即高金属丰度的恒星与行星是由星子吸积是正确的，那么金属丰度增强的早期类型的恒星与行星应该是非常明显的。然而，没有看到这种趋势。
2001-05-15 astro-ph
Implications of the metallicity dependence of Wolf-Rayet winds
目的：最近对沃尔夫-拉叶星风的理论预测表明，它们的质量损失率与恒星的初始金属丰度成比例，我们的目标是研究这种预测的依赖性如何影响沃尔夫-拉叶星及其后代在不同化学环境中的模型。研究方法：我们计算模型的恒星结构和演化的沃尔夫-拉叶星不同的初始金属丰度，并探讨如何缩放的沃尔夫-拉叶质量损失率影响最终的质量，WN和WC亚型的寿命，以及如何两个人口的比例随金属丰度变化。结果：我们发现沃尔夫-拉叶星的金属丰度依赖的质量损失率的显着影响。对于包含质量损失率与初始金属丰度的比例关系的模型，所有WR星在两倍于太阳金属丰度时都变成中子星而不是黑洞;在较低的$Z$时，黑洞有更大的质量。我们还表明，我们的模型，包括质量损失的金属丰度标度密切再现观察到的下降相对人口的WC在WN星在低金属丰度。
2006-03-08 astro-ph
A revision of the solar neighbourhood metallicity distribution
我们提出了一个修订的金属丰度分布的矮星在太阳附近。这种分布集中在太阳金属丰度上。我们发现，以前的金属丰度分布，选择光谱类型的基础上，对太阳金属丰度或更高的恒星有偏见。选择的G-矮星是固有的偏见，对金属丰富的恒星，并不代表太阳附近的金属丰度分布。使用根据颜色选择的样本，我们获得了一个分布，其中太阳附近大约一半的恒星的金属丰度高于[Fe/H]=0。贫中金属恒星（[Fe/H] $<$ -0.5）的比例约为4%，与目前对厚盘的估计一致。为了有一个金属丰度分布相媲美的化学演化模型的预测，我们转换成质量分数的恒星分数，并表明，对富含金属的恒星的另一个偏见影响矮金属丰度分布，由于颜色（或光谱类型）的限制的样品。重新考虑由于恒星盘的厚度随着年龄的增加的校正，我们表明，简单的闭箱模型，没有瞬时回收近似给出了一个合理的拟合所观察到的分布。与年龄-金属丰度关系和丰度比的比较表明，简单闭盒模型可能是一个可行的太阳半径的银河系化学演化模型。
2001-07-04 astro-ph
On multicomponent effects in stellar winds of stars at extremely low metallicity
我们计算了适合于大质量第一代恒星的极低金属丰度恒星的多组分线驱动风模型。对于大多数的模式，我们发现，多分量风的性质是不重要的风动力学或风温层结。然而，对于最低金属丰度的恒星，我们发现多组分效应影响风结构。这些影响的范围从纯粹的加热到非吸收风分量的可能回落。我们提出了一个计算金属丰度的简单公式，其中多组分效应变得重要。我们表明，低金属丰度恒星的风的多组分性质的重要性，其特征不仅是由驱动离子的低密度，而且由较低的质量损失率。
2003-03-03 astro-ph
Are Stars with Planets Polluted?
我们比较恒星的金属丰度与径向速度行星的样本场矮星的金属丰度。我们确认最近的工作表明，恒星与行星样本作为一个整体是富铁的。然而，最低质量的恒星往往是贫铁的，有几颗的[Fe/H]<-0.2，表明高金属丰度并不是形成短周期恒星质量行星的必要条件。我们表明，平均[Fe/H]增加与恒星质量（质量低于1.25太阳质量）在两个样本中，但增加是更快的恒星与行星样本。两个样本的金属丰度随恒星年龄的变化也有所不同。我们研究了可能的选择效应与恒星质量和金属丰度的径向速度测量的灵敏度变化有关，并确定了一个颜色截止值（B-V>0.48），该颜色截止值有助于但不能解释恒星与行星样本中的质量-金属丰度趋势。我们使用蒙特卡罗模型表明，增加平均6.5个地球质量的铁到每颗恒星可以解释质量金属丰度和年龄金属丰度的恒星与行星样本的关系。然而，对于至少一颗恒星HD 38529，有很好的证据表明其整体金属丰度很高。我们的结论是，所观察到的金属丰度和金属丰度的趋势是三种效应相互作用的结果;吸积约6地球质量的富铁物质，选择效应，并在某些情况下，高内在的金属丰度。
2001-06-17 astro-ph
Wolf-Rayet Populations at High Metallicity
综述了高金属丰度沃尔夫-拉叶星的观测性质。沃尔夫-拉叶星在更高的金属丰度下更常见，这是由于早期演化阶段的质量损失更大，而晚期的WC亚型则具有太阳金属丰度或更高的特征。在太阳附近观测到的早期恒星（WC 4 -7）和晚期恒星（WC 8 -9）的数量相似，而晚期的子类型在较高的金属丰度下占主导地位，例如在银河系内部和M83中的Westerlund 1。所观察到的趋势，后来WC亚型内富含金属的环境是密切相关的WR星的金属丰度的依赖，在这个意义上，强风优先有利于后期亚型。这与（a）富含金属的星系（如NGC 3049）的质量上限有关，这是由于WR星在高金属丰度时的电离通量较软;（b）包括WR金属丰度依赖性的演化模型提供了与观测到的N（WC）/N（WN）比更好的匹配。后一个结论部分依赖于恒定的WR星的线光度的假设，但观测和理论大气模型揭示了更高的线通量在高金属丰度。
2006-08-03 astro-ph
New light on the driving mechanism in roAp stars. Part I. Effects of metallicity
观测表明，roAp星脉动的驱动机制与这些恒星中的重元素分布之间存在着某种关系。我们试图研究局部和全局金属丰度变化对A星模型中高阶p模激发机制的影响。我们开发了恒星演化模型来描述不同的全球金属丰度或本地金属积累配置文件的磁性A星。这些模型是用CLES（“Code Liègeois d 'évolution stellaire”）计算的，我们的模型的稳定性是用非绝热振荡代码MAD评估的。我们的模型再现了roAp星不稳定带的蓝色边缘，但产生了一个比观察到的红边热，无论金属丰度。令人惊讶的是，我们发现，在驱动区域内的不透明度的增加可以产生较低的驱动量，我们称之为“逆$κ$ -机制”。
2008-11-21 astro-ph
On the Minimum Metallicity and Mass of the Population II Stars
在坍缩的原星系中，热不稳定性导致了一群冷碎片的形成，这些碎片被残余的热背景介质的压力所限制。冷云变得重力不稳定并形成恒星所需的临界质量由其内部温度和外部压力决定。我们进行了系统的研究低金属丰度云的冷却性能，我们确定，适当的外部压力和金属丰度的范围内，最低温度云可以达到附近的大质量恒星形成之前。大质量恒星强烈的紫外线辐射会使星云发光，从而抑制恒星的形成。我们还确定了这些云必须达到的最低金属丰度，以形成目前可观察到的第二星族恒星。基于我们的结论，低质量的恒星不能有效地形成在金属缺乏的环境中，我们认为，褐矮星是不可能的主要贡献者质量的星系晕。
1997-08-08 astro-ph
Consistency of the metallicity distributions of nearby F, G and K dwarfs
研究了F、G和K矮星金属丰度分布的一致性。利用紫外光度法测定的K矮星金属丰度，提出了一个新的K矮星金属丰度分布。与G矮星问题类似，贫金属K矮星的数量非常少。我们发现，晚型矮星具有一致的金属丰度分布。我们还提出了初步的修正这些分布，以考虑到污染的紫外线指数由于色球活动在这些恒星，因为附近的晚型矮星约30%的活跃色球。我们认为较冷恒星的金属丰度分布可能不同于较热恒星的金属丰度分布，这是由于（i）金属增强的恒星形成和（ii）附近恒星目录中的金属丰度偏差。我们的结论是，这些假设是不可能产生重要的差异，在晚型矮星的金属丰度分布。
1998-08-28 astro-ph
Evolutionary models of zero metallicity stars
我们提出了新的零金属丰度恒星的演化模型，涵盖了大范围的初始质量（从0.8到100 M太阳）。模型计算与过冲从恒星核心和对流信封，并假设从最大质量的恒星的质量损失。我们讨论了这些恒星的主要演化特征，并提供了新合成的元素疏浚到恒星表面的量的估计，并可能失去了恒星风从最大质量的恒星。这些模型的全部细节将在Marigo等人（2000年，准备中）中给出。
1999-11-05 astro-ph
The massive star IMF at high metallicity
简要回顾了高金属丰度时上IMF的变化问题。我最近的结果表明，在河外H II地区的“高金属丰度”的定义的修订。我提出了初步的结果，关于限制在富含金属的螺旋星系来自沃尔夫-拉叶星在其H II区域的光谱检测的质量上限。目前的证据支持IMF扩展到至少60-70太阳质量，氧丰度为太阳值的1-1.5倍。
2004-08-28 astro-ph
Low-Metallicity Blue Compact Dwarfs as Templates for Primordial Star Formation
理解星系如何形成它们的第一颗恒星是一个至关重要的宇宙学问题，但是研究在形成它们的第一颗恒星的过程中被捕获的高红移物体是困难的。在这里，我们认为，两个极低金属丰度的蓝色致密矮星系（BCD），IZw 18和SBS 0335 -052，可能是本地的原始恒星形成的模板，因为都缺乏演变（$> $ 1 Gyr）恒星星族，但他们形成的恒星不同。
2003-10-30 astro-ph
Metallicity of mono- and multiperiodic beta Cephei stars
分析β Cep脉动星的IUE紫外光谱，我们注意到多周期变星在光球中的平均金属丰度[m/H]比单周期变星大。我们应用统计检验来验证这种二分法。我们得到，以大概率，多周期β Cep星有更大的值[m/H]。这一结果与早期B型星脉动的线性非绝热理论一致。
2004-10-19 astro-ph
Carbon stars in populations of different metallicity
我们目前的知识碳星在本地集团和超越，进行了讨论。虽然许多碳星和晚期M星已经在外部星系中被发现，但对于星系的化学演化和恒星形成速率的历史仍然缺乏连贯的理解。需要解决的问题是：1）对于一些较大的星系，到目前为止只有一小部分区域被调查，2）调查已经使用不同的技术进行，并且可能在热星等上不完整，3）只有一些星系有关于晚期M星人口的信息，4）不是本星系群中的所有星系都被调查过，5）只有恒星的子集才有热星等。从现有的观测结果可以得出以下结论：碳星的形成既是金属丰度的函数，也是恒星形成的函数。在恒星形成速率历史相似的星系中，金属丰度较低的星系中形成的碳星相对较多。另一方面，在一些金属丰度最低的系统中，AGB型碳星的稀缺性表明，这些星系在过去几个Gyrs中的恒星形成率很低。
1998-11-09 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster Omega Centauri. I. Metallicity of RR Lyrae Stars from Caby Photometry
我们提出了新的测量的131 RR天琴座恒星的金属丰度的球状星团欧米茄半人马座，使用香港指数的Caby测光系统。HK方法在确定RR型Lyrics星的金属丰度方面比Delta-S和其他技术具有明显的优势，并且使我们能够获得迄今为止该星团中RR型Lyrics星最完整和均匀的金属丰度数据。对于与Butler等（1978）和Gratton等（1986）的Delta-S观测相同的RR型天琴座星，我们发现我们的金属丰度[Fe/H]（hk）系统地偏离它们的Delta-S金属丰度，而对于观测良好的外场RRab星，我们的[Fe/H]（hk）与以前的光谱测量结果一致。我们的结论是，这是由于与该集群的先前Delta-S观测相关的较大误差。由我们的新数据得到的Mv（RR）- [Fe/H]和周期位移- [Fe/H]关系与Lee（1991）预测的演化模型一致，证实了RR型天琴座星的光度不仅取决于金属丰度，还取决于演化状态。利用周期-振幅图，我们还识别出了高度演化的RRab星，其范围为-1.9 < [Fe/H] <-1.5，正如合成水平分支模型所预测的那样。
2000-01-07 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
Can low metallicity binaries avoid merging?
双星系统中快速的质量转移会使吸积的恒星脱离热平衡，导致其膨胀。这可能会导致一个接触系统，强烈的质量损失系统，并可能合并两颗恒星。在低金属量恒星中，由于不透明度较低，热量传输的时间尺度较短。因此，吸积恒星可以更快地恢复热平衡，并可能避免接触。我们研究了吸积对具有不同金属丰度辐射包层的主序星的影响。我们发现，一颗低金属量（Z<0.001）的4太阳质量恒星在到达一定半径之前，其吸积速率比太阳金属量恒星高10 ~ 30倍。这可能意味着，当我们比较低金属丰度时，在快速传质过程中接触的系统少了两倍。这个因素是不确定的，由于未知的分布的二元参数和金属丰度的传质时间尺度的依赖。在即将发表的论文中，我们将提出分析适合于人口合成模型中使用的吸积恒星在各种金属丰度的模型。
2007-10-11 astro-ph
F stars, metallicity, and the ages of red galaxies at z > 1
我们探讨是否休息帧近紫外光谱区，通过光学光谱学在高红移星系中观察到的，包含足够的信息，让年龄和金属丰度之间的简并被解除。我们这样做是通过测试进化合成模型的能力，以收回正确的金属丰度时，安装到近紫外光谱的F星已知（太阳下和超级太阳）的金属丰度。F星特别令人感兴趣，因为z > 1的最古老已知椭圆星系的静止坐标系近紫外光谱似乎是由靠近主序星转折点的F星主导的。我们发现，在F星的情况下，HST的紫外光谱具有高信号：噪声，模型拟合金属丰度允许变化作为一个自由参数是相当成功的导出正确的金属丰度。结果表明，由模型拟合得到的这些恒星的熄灭年龄得到了很好的约束。受此鼓舞，我们用凯克望远镜获得的z \simeq 1.5 mJy射电星系53 W 091和53 W 069的深可见光光谱拟合了同样的可变金属丰度模型。虽然年龄金属丰度简并不那么容易解除这些星系，我们发现，即使当金属丰度允许作为一个自由参数，他们的年龄的最佳估计仍然是\geq 3 Gyr，年龄小于2 Gyr现在强烈排除。此外，我们发现，使用MOPED搜索金属丰度和恒星形成历史的整个参数空间（Heavens等人，2000）得出同样的结论。因此，我们的研究结果继续强烈反对爱因斯坦-德西特宇宙，并支持一个以恒星为主导的宇宙，其中至少这些特定的椭圆星系中的恒星形成是在红移范围z = 3 - 5的某处完成的。
2002-09-09 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
The Metallicity dependence of the Cepheid Period-Luminosity relation: methodology and results
我们提出的观测活动的结果进行评估的铁含量的造父变星的周期光度关系的影响。我们的数据表明，这种依赖性是不能很好地表示一个简单的线性关系。相反，该行为是显着的非单调性，与校正峰值在太阳的金属丰度和下降的[Fe/H]的较高和较低的值。
2004-11-08 astro-ph
Line-driven winds, ionizing fluxes and UV-spectra of hot stars at extremely low metallicity. I. Very massive O-stars
用一种新的辐射驱动风处理方法和NLTE中200多万条谱线的综合列表计算了金属丰度在1 E-4到1.0太阳能范围内的超大质量恒星的风模型。通过与观测到的银河系和SMC中O型星的星风特性的比较，对模型进行了检验。计算得到了质量损失率、风速度、风动量和风能量随金属丰度的变化关系，可用于讨论恒星风对早期宇宙中超大质量恒星演化和星系形成早期阶段星际介质的影响。预测恒星质量损失率和风动量随金属丰度呈幂律下降的正常标度律在某一阈值处失效。质量损失率的解析拟合公式作为恒星参数和金属丰度的函数。新的风模型被应用到计算电离通量和可观测光谱的超大质量恒星的金属丰度的函数使用新的流体动力学，非LTE线覆盖通量常数模型大气代码开发的Pauldrach等人。电离光子数的关键电离阶段给出。对于一个固定的有效温度的He II电离出射通量非常强烈地依赖于金属丰度，但也对恒星的光度。C III，Ne II和O II电离光子对金属丰度也有很强的依赖性，而H I和He I电离通量几乎与金属丰度无关。我们还计算了所有的模型的紫外光谱，并讨论了显着的线功能的金属丰度的函数的行为。
2002-05-14 astro-ph
On the Metallicity of Star-forming Dwarf Galaxies
我们构建了三个极端不同的情况下，适用于样本的矮星系的恒星形成的历史，无论是根据他们目前的金属丰度或光度。这三种可能的情况意味着不同的机械能输入率和这些我们比较的理论下限建立的弹射处理后的物质出矮星系。这种比较强烈地指出了这些星系中存在着扩展的气体晕，它们作为屏障允许星系保留它们的金属并增加它们的丰度。与此同时，我们的发现强烈地指向一个连续的恒星形成过程，而不是同时代的爆发，作为我们星系样本中整体金属丰度的主要贡献者。
2001-06-23 astro-ph
Linking the Metallicity Distribution of Galactic Halo Stars to the Enrichment History of the Universe
我们比较了星系晕恒星的金属丰度分布与分层星系形成的3D实现。来自矮星系的流出物不均匀地富集了星系际介质，其速率取决于当地星系的密度。因此，在早期形成的小星系中形成的第一颗恒星的金属含量低于在更大质量的星系中形成的第一颗恒星，这些星系通常形成得更晚。由于大多数晕星可能起源于吸积矮星，而盘星是由流出的富集气体形成的，这种情况自然会为老盘星产生一个“金属丰度底”，我们发现这与我们预测的晕星金属丰度分布的高端大致一致，与观测结果一致。在我们的模型中，晕星金属丰度的广泛和中心峰值分布得到了很好的再现，自然分散取决于确切的吸积历史。我们的建模包括早期外流的重要“重子剥离”效应，它会刷掉邻近维里化前密度扰动中微弱的气体。这个剥离过程并没有显着修改晕星金属分布的预测形状，但抑制恒星的形成，因此吸积星的数量，有助于重现观测到的总星系晕光度，也缺乏低光度的本地矮星系相对于N体预测。
2001-02-06 astro-ph
Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
根据Edvardsson等人（1993）的恒星金属丰度数据，太阳附近的F和G矮星的年龄-金属丰度关系显示，考虑到金属丰度和年龄的不确定性，明显的分散比预期的要大。已经提出了许多理论模型来解释大的散射。然而，我们根据Edvardsson等人（1993）的数据，以及依巴谷天体年龄和新的年龄估计，提出了年龄-金属丰度关系的分散取决于样本中恒星的距离的证据，例如距离太阳30 pc以内的恒星在[Fe/H]方面的分散明显较少。Edvardsson等人在距离太阳30-80秒差距的样本中发现的中等年龄恒星比那些离太阳更近的恒星系统性地更贫金属。我们还发现，表观年龄金属丰度关系的斜率是不同的恒星在30秒差距比那些恒星更遥远。这些结果很可能是Edvardsson等人的明星样本中选择偏差的产物。我们的结论是，在固定年龄的金属丰度的内在分散是< 0.15德克斯，与银河系疏散星团和星际介质的< 0.1德克斯分散一致。
1999-12-01 astro-ph
Mass loss and very low-metallicity stars
质量损失在太阳金属丰度下的大质量恒星演化中起着主导作用。在讨论了不同的质量损失机制和它们的金属丰度依赖性之后，我们提出了在很低的金属丰度下强烈质量损失的可能性。我们在Z= 1 e-8的模型显示，质量超过60个太阳质量的恒星在红超巨星阶段可能会失去其初始质量的很大一部分。这种质量损失是由于通过旋转和对流混合在CNO元素的表面富集。我们的85太阳质量模型结束了它的生命作为一个快速旋转WO型沃尔夫-拉叶星。因此，该模型预测的Ic型SNe和长，软伽玛暴在很低的金属丰度的存在。在红超巨星阶段或Omega-Gamma极限的这种强烈的质量损失可能会阻止最大质量的恒星以成对产生的超新星的形式结束。从核合成的观点来看，计算出的极低金属丰度模型也非常有趣。事实上，大质量恒星模型的恒星风可以重现迄今为止已知的最贫金属的富碳恒星HE 1327 -2326的CNO丰度。最后，利用化学演化模型，我们能够再现在正常的极端贫金属星中观察到的CNO元素的演化。
2007-09-12 astro-ph
RRAB Variables and Metallicity
对RR AB变星的UBV光变曲线的初步分析显示，它们包含了这些恒星的金属丰度信息。表中给出了99颗RR AB型星的计算参数，其中包括12颗以前没有测定过金属丰度的变星。
2005-05-11 astro-ph
Superbubbles and the Galactic evolution of Li, Be and B
根据最近对现有数据的重新分析，Be和B的星系演化似乎显示出相对于O的双斜率行为的证据。晕星的推断Be/O丰度比在非常低的金属丰度（主要行为）是恒定的，并在高金属丰度（次要行为）的O/H成比例增加。我们表明，这可以解释在一个单一的模型，“超级气泡模型”，其中锂，铍和B产生的spectrometry反应引起的高能粒子加速的超新星（SN）喷出物和环境的混合物内的超级气泡（SB）的星际介质。只要高能粒子的光谱在低能量（E^-1）处变平，并且超新星喷出物在超新星内部的比例只有几个百分点，那么所有定性和定量的约束条件（包括能量、过渡金属丰度值和6Li/9 Be同位素比值）都能得到满足。这支持了Bykov在SB内部的加速机制和Mac Low & McCray（1988）的SB动力学演化模型。
2000-06-07 astro-ph
M-Subdwarfs: Spectroscopic Classification and the Metallicity Scale
我们提出了一个光谱分类系统的M-矮星和M-次矮星的基础上的定量测量的TiO和CaH的功能在6200 - 7400埃。我们的冷恒星样本涵盖了从太阳金属丰度恒星到已知最极端的亚矮星的范围。使用Allard和Hauschildt（1995）计算的合成光谱，我们推导出恒星的金属丰度。恒星被分为矮星（M V）、次矮星（sdM）和极端次矮星（esdM）。这些分类分别对应于[m/H] ~ 0.0、-1.2和-2.0。我们的金属丰度标度与理论HR图和HST球状星团测量结果一致。我们讨论了一些附近的亚矮星特别感兴趣的光，我们的金属丰度标度。
1996-11-26 astro-ph
The Initial Conditions to Star Formation: Low Mass Stars at Low Metallicity
我们测量了大麦云星云SN 1987 A区域内约800颗低质量（~1-1.4 Mo）前主序星的吸积速率。具有统计上显著的巴耳末连续区和超H α的恒星在12-16百万年时的吸积速率大于1.5 × 10 ^{-8} Mo/yr。相比之下，在银河系中观察到的盘耗散的时间尺度是600万年的量级。
2004-10-06 astro-ph
Revised metallicity classes for low-mass stars: dwarfs (dM), subdwarfs (sdM), extreme subdwarfs (esdM), and ultra subdwarfs (usdM)
目前的M星分类系统将M星分为三个金属丰度等级（矮星- dM、次矮星- sdM和极端次矮星- esdM）。这些类别的光谱定义是基于7000 A附近的突出的CaH和TiO分子吸收带的相对强度，如通过三个光谱指数（CaH 2，CaH 3和TiO 5）量化的。我们根据我们正在进行的自行μ> 0.45“/yr的恒星光谱调查重新检查了这个分类系统，这使得光谱鉴定的贫金属M星的普查增加到400多个物体。盘状矮星和晕状次矮星的运动学分离表明了当前分类系统的缺陷。常见的自行双打的观察表明，目前的dM/sdM和sdM/esdM边界在[TiO 5，CaH 2 + CaH 3]索引平面不遵循等金属丰度轮廓，留下一些二进制不适当的分类为dM+sdM或sdM+esdM。我们提出了一个修订的分类系统的基础上的经验校准的TiO/CaH比近太阳金属丰度的恒星。我们引入了参数TiO_{TiO/CaH}，它量化了由于金属丰度效应而导致的TiO能带强度的减弱，其值范围为：TiO_{TiO/CaH}=1（对于近太阳金属丰度的恒星）到TiO_{TiO/CaH}~0（对于大多数贫金属（和TiO贫化）的亚矮星）。我们重新定义的金属丰度类的基础上的参数TiO_{/CaH}的值，并通过引入一个额外的超亚矮星（usdM）类的改进方案。我们引入序列的sdM，esdM和usdM星被用作正式的分类标准。
2007-07-20 astro-ph
Star Formation and Metallicity History of the SDSS galaxy survey: unlocking the fossil record
使用MOPED，我们确定非参数化的恒星形成和金属丰度的历史超过37,000个高质量的星系光谱从斯隆数字巡天（SDSS）的早期数据发布。我们使用整个光谱范围，而不是集中在特定的功能，我们估计完整的恒星形成的历史没有事先假设其形式（通过构建所谓的“人口盒”）。这项初步研究的主要结果是，SDSS星系中的恒星形成率在~6 Gyr内一直在下降;恒星形成气体的金属丰度分布在~3 Gyr前达到峰值，大约在太阳金属丰度，与闭盒模型不一致，但与下落模型一致。我们还确定了在SDSS的气体的入流率，并表明，它已显着的最后3陀螺仪。我们调查的错误，使用蒙特卡洛马尔可夫链算法。此外，我们证明，恢复这样一个大样本的恒星形成和金属丰度的历史变得棘手的数据压缩方法，特别是探索的可能性表面。通过探索整个似然曲面，我们表明，年龄金属丰度简并不像只使用几个光谱特征那样严重。我们发现，65%的星系包含一个显着的老人口（年龄至少为8 Gyr），包括最近的星暴星系，并超过97%的一些恒星年龄超过2 Gyr。这是第一次，过去的恒星形成历史已确定从化石记录的今天光谱的星系。
2003-08-12 astro-ph
CNO in Low- and Zero-Metallicity AGB Stars
最古老的恒星隐藏了早期宇宙化学演化的信息。在这方面提出了在极低和零金属丰度下AGB恒星演化相的新模型。由于CNO催化材料的缺乏或不存在，氢燃烧的温度比金属丰度更高的恒星要高得多。因此，对流混合起着非常重要的作用，因为核燃烧壳层没有被熵垒很好地分离。这些恒星可以在核心-包层界面处发生由C12和质子混合引起的闪光燃烧事件。在质子俘获核合成中可以遇到三种不同的混合事件。其中一个，热挖掘，是第一次在这里报道。所有这些特定的核合成模式都与第一颗中等质量恒星中CNO物质的产生有关。
2002-12-16 astro-ph
The Metallicity of Post-T Tauri Stars: A preliminary approach to the understanding of the metal enrichment of stars harboring planets
年轻的低质量后T金牛星在同时代的协会的金属丰度几乎是未知的。这项工作是基于这些协会的低旋转成员的高分辨率光谱系统测量这些金属丰度的开始。在这里，我们提出了一个应用程序，通过检查行为的铁丰度与恒星质量和温度的一些成员的协会30万年。这将测试通过在演化的早期阶段注入星子来解释具有行星的恒星的高金属含量的可能性。
2004-12-16 astro-ph
Using a Hipparcos derived HR diagram to limit the metallicity scatter of stars in the Hyades -- Are Stars Polluted?
依巴谷星系的弛豫和自行使得以前所未有的精确度构建附近星系团的赫兹-罗素（HR）图成为可能。毕宿星团中高保真非二元不变星相对于模型恒星演化等时线的标准偏差约为0.04等。我们用这个偏差来估计这个星团中恒星金属丰度的分散度的上限。根据HR图中等时线演化的梯度，我们估计金属丰度分散度Δ [Fe/H]的上限<~ 0.03 dex，这是一个比以前光谱测量的下限更小的限值。这表明疏散星团中的恒星是由金属丰度几乎均匀的气体形成的。我们考虑的假设，与行星形成的过程可以污染恒星的对流区。如果HR图上的位置对对流区和大气的金属丰度不敏感，那么对流区被严重污染的恒星可以通过比较它们的金属丰度和HR图上的位置来识别。或者，如果恒星被金属污染导致恒星在HR图上的位置在垂直于等时线的方向上发生了很大的变化，那么毕宿星团中恒星的低散射可以用来限制可能污染恒星的高Z物质的数量。
2002-02-13 astro-ph
Binary Formation in Star-Forming Clouds with Various Metallicities
本文用三维嵌套网格模拟方法研究了不同金属丰度的云的演化过程，其中初始云的转动能与重力能之比β 0（=10^-1 - 10^-6）和云的金属丰度Z（=0 - Z_ \odot）为参数。从中心数密度n = 10^4 cm^-3开始，计算了48个模型的云演化，直到原恒星形成（n \simeq 10^23 cm^-3）或发生碎裂。碎裂条件取决于初始转动能和云的金属丰度。云的旋转促进了碎片化，而在金属丰度较高的云中，碎片化往往受到抑制。当β_0 > 10^-3时，在具有太阳金属丰度的云中发生碎裂，而当β_0 > 10^-5时，在原始气体云中发生碎裂。较低金属丰度的云有较大的碎裂概率，这表明二进制频率是云金属丰度的递减函数。因此，早期宇宙（或较低金属丰度环境）的双星频率高于现今（或较高金属丰度环境）。此外，从低金属丰度云中诞生的双星比从高金属丰度云中诞生的双星有更短的轨道周期。这些趋势解释的热历史的崩溃云。
2008-03-01 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
Binaries at Low Metallicity: ranges for case A, B and C mass transfer
低金属丰度的单星演化引起了人们极大的兴趣，而金属丰度对双星演化的影响仍然相对未被探索。我们研究了金属丰度对经历不同情况下的质量传递的二元系统的数量的影响。我们发现，在低金属丰度的二进制文件更有可能开始转移质量后，中央氦燃烧，通常被称为情况C传质发病。换句话说，贫金属双星中的施主星更有可能在质量转移开始之前形成一个巨大的CO核心。在太阳金属丰度下，导致C演化的初始双星分离范围对于大质量恒星来说是非常小的，因为它们在氦点燃后不会膨胀太多，而且由于恒星风导致系统的质量损失导致轨道变宽，阻止主星填满其洛希叶。这种效应很可能对通过双星演化通道形成的各种天体的金属丰度依赖性产生重要影响，例如长伽玛暴、双中子星和双白矮星。
2007-10-04 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
A peculiarity of metal-poor stars with planets ?
具有中等金属丰度（[-0.7，-0.2] dex）行星的恒星表现出与一般场恒星不同的性质。有13颗行星在这个金属丰度范围内的恒星属于厚盘，而在薄盘的恒星中只发现了一颗行星。虽然这个统计数据很弱，但它与行星存在和金属丰度之间的已知相关性相矛盾。我们将这一发现与薄盘在金属丰度范围内的特定属性相关联，其中恒星绕银河系旋转的速度比太阳快。它们的轨道参数很容易解释，如果它们是来自银河系外盘的污染物，作为径向混合的结果。这一点必须与太阳附近发现的富含金属的恒星（[Fe/H]>+0.1 dex）一起考虑，这些恒星是大多数探测到的行星的宿主，被怀疑是来自内银河系的流浪者。然后，人们质疑为什么起源于内部和外部薄盘的恒星分别显示出最高和最低的行星检测率。有人建议，巨行星的存在可能主要是一个函数的参数与银河系的中心半径，但不是金属丰度。结合现有的径向金属丰度梯度，然后径向混合解释了在高金属丰度的相关性，但也发现在低金属丰度的特殊性，这不能解释金属丰度和行星概率之间的简单相关性。
2008-04-18 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. IV. Fragmentation Does Not Depend on Metallicity for Cold Initial Conditions
原始恒星的形成似乎导致恒星的质量至少比现代恒星的形成大一个数量级。有人提出，从原始到现代的初始质量函数的转变是由于金属丰度Z/Z_sun = 10^{-3.5}时有效金属线冷却的开始。然而，这些模拟忽略了分子氢冷却。我们使用相同的初始条件进行模拟，但包括分子冷却，使用一个复杂的网络，遵循分子氢形成，也直接遵循一氧化碳和水。我们发现，分子氢冷却允许大致相当的碎片进行，即使在零金属这些初始条件。表观转变只是代表了金属线冷却变得比分子冷却更重要的点。在所有情况下，碎片的质量都足以与原始恒星质量的模型相一致，这表明向现代初始质量函数的转变可能是由其他物理学如尘埃形成决定的。我们的结论是，这种额外的冷却机制，结合宇宙学坍缩产生的确切的初始条件，可能比金属线冷却在确定初始质量函数方面更重要，因此，在Z/Z_sun = 10^{-3.5}时，初始质量函数不太可能有急剧的转变。
2009-01-28 astro-ph
K-luminous galaxies at z~2. Metallicity and B stars
本文给出了五个近红外亮（K < 20）星系在z~2处的合成光谱的分析结果。几条最强的吸收线出现在合并星系NGC 6090的紫外光谱中，而在z~3处的Lyman Break Galerkin光谱中却没有。它们被鉴定为Si III 1296、CIII 1428、Si III 1485和Fe 1380，是B星的典型光球线。通过比较被称为1425 AA指数（Si III，CIII，FeV）的纯光球线与Starburst 99模型，建议金属丰度高于太阳。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，以及可能的强大集群，表明这些星系是成为大质量球状体的候选者。
2004-11-11 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
The Predicted Metallicity Distribution of Stars in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们预测了恒星的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系的6个矮球状（dSph）星系的本星系群的化学演化模型，该模型能够再现几个观测到的丰度比和这些星系的总质量和气体含量的今天。该模型采用了最新的核合成，并考虑到不同类型的超新星（II，Ia）所发挥的作用，使我们能够详细了解几种化学元素（H，D，He，C，N，O，Mg，Si，S，Ca和Fe）的演变。每个星系模型都由恒星形成率和星系风效率的处方指定，以重现这些星系的主要特征。这些数量的限制，恒星形成历史的星系所推断的观察到的颜色星等图（CMD）。主要结论如下：i）6个dSphs星系中有5个具有非常低的恒星形成效率（$ν= 0.005 - 0.5 Gyr ^{-1}$）只有射手座的比你高（$ν= 1.0 - 5.0 Gyr ^{-1}$）; ii）所有星系的风效率都很高，在$w_i$ = 6 - 15的范围内; iii）为了再现星系的丰度比和现今的气体质量，需要很高的风效率; iv）dSphs恒星的年龄-金属丰度关系表明，dSphs恒星在2 - 6 Gyr量级的时间尺度内达到太阳金属丰度; v）dSphs恒星的金属丰度分布在[Fe/H] $\sim$ -1.8到-1.5 dex附近呈现峰值，人马座除外（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）; iv）预测的恒星金属丰度分布表明，dSphs中的大多数恒星形成于与观测到的恒星一致的金属丰度范…
2004-03-25 astro-ph
Intense Mass Loss from C-rich AGB Stars at low Metallicity?
我们认为，脉动的能量注入可能是更重要的AGB星的质量损失率比金属丰度，和金属丰度的质量损失趋势并不像有时假设的那样简单。使用我们详细的辐射流体动力学模型，包括灰尘的形成，我们说明了脉动能量对风特性的影响。我们发现，质量损失率与脉动输入的动能成比例，只要尘埃饱和风不发生，所有其他恒星参数保持不变。这包括可凝聚碳的绝对丰度（不结合在CO中），这比在比较不同金属量的恒星时保持C/O比恒定更相关。当金属丰度降低时，恒星大气中的压力和温度梯度分别变得更陡和更平坦，而大气变得不透明的半径通常与更高的气体压力有关。这种影响可以通过调整可变内边界（活塞）的速度幅度来补偿，该速度幅度用于模拟脉动的影响，以获得具有可比动能输入的模型。因此，比较具有相似能量注入的模型比比较具有相似速度幅度的模型更相关。由于没有证据表明低金属丰度AGB星的脉动较弱，因此我们得出结论，低金属丰度C星不太可能比具有类似恒星参数的金属丰度更高的恒星具有更低的质量损失率，只要它们具有相当数量的可凝聚碳。
2008-04-23 astro-ph
Mixing in Zero and Solar Metallicity Supernovae
利用超新星爆发前恒星的真实初始模型，并假设1.2* 10^51尔格的标准球对称爆炸，已经对非旋转大质量恒星的混合和回落进行了二维模拟。模拟了15和25太阳质量的恒星，它们具有原始和太阳的组成。零金属丰度超新星的祖先是紧凑的蓝色恒星，与具有太阳金属丰度的红超巨星相比，它们中瑞利-泰勒诱导的混合量大大减少。紧凑的零金属恒星也比太阳金属量对应物经历了更多的回落。结果，两个种群的喷射核合成非常不同。对于假设的简单爆炸模型，低金属丰度恒星喷射出的铁和中等质量元素太少，甚至无法解释迄今为止发现的大多数贫铁恒星的丰度模式，这表明缺少一些重要的成分。旋转可能会改变这些结论，因为在第三星族恒星中产生了更大比例的红超巨星。在所有模型中，无论是红超巨星还是蓝超巨星，重元素的速度都比SN 1987 A中观测到的要小，这表明爆炸机制的不对称性和回落在混合中起着重要作用。
2008-10-28 astro-ph
Low Metallicity Indicates that the Hypervelocity Star HE 0437-5439 was Ejected from the LMC
我们从高分辨率光谱学中测量了不寻常的超高速恒星HE 0437-5439的金属丰度是半个太阳。我们确定该恒星的光谱类型为B2 IV-III，并推导出有效温度Teff= 21，500 +/-1，000 K和表面重力log（g）= 3.7 +/- 0.2（cgs）。我们还提出了BV时间序列测光，并发现该恒星是不变的0.02等的水平。我们将超高速恒星的星等修正为V=16.36+/-0.04等，颜色为B-V=-0.23+/-0.03等，证实了它的早期型性质。我们的金属丰度结果建立了HE 0437-5439在大麦云云的起源，并暗示在这个星系的某处存在一个巨大的黑洞。
2008-01-25 astro-ph
The s process in massive stars at low metallicity. Effect of primary N14 from fast rotating stars
本文的目的是分析一个初级中子源对晕金属丰度下大质量恒星s过程核合成的影响。最近的恒星模型，包括旋转在非常低的金属丰度预测一个强大的生产的主要N14。在氢燃烧的外壳中产生的部分氮通过旋转混合扩散到He核心，在那里它被转化为Ne 22，为s过程提供额外的中子。本文计算了一颗25 Msun的恒星在[Fe/H] =-3，-4时的核合成，在对流核中燃烧He的质量中约有0.8%是由初生Ne 22组成的。通常的弱s-过程的形状被改变的额外的中子源与Sr和Ba之间的峰值，其中的s-过程的产量增加的数量级相对于没有旋转获得的产量。铁种被充分消耗，达到Sr、Y和Zr的最大产量。另一方面，S-过程的效率超过Sr和Sr/Ba的比率强烈影响的量的Ne 22和核的不确定性，首先由Ne 22（α，n）Mg 25反应。最后，假设Ne 22是主要的在考虑的金属丰度范围内，s-过程效率降低与金属丰度由于主要中子毒物Mg 25和Ne 22的影响。这项工作是第一步的主要中子源效应的研究在快速旋转的大质量恒星，其影响进行了讨论，在晕金属丰度的重元素的光谱观测。
2008-10-01 astro-ph
Star Formation History up to z = 7.4: Implications for Gamma-Ray Bursts and the Cosmic Metallicity Evolution
目前的雨燕样本的伽马射线暴（GRB）与测量的红移允许测试的假设，伽玛射线暴跟踪恒星形成的宇宙。一些作者声称伽玛暴的速率随宇宙红移的增加比恒星形成速率更快，其原因尚不清楚。基于宇宙金属丰度随红移而变化以及伽玛暴更倾向于发生在低金属丰度星系的观测结果，本文研究了用宇宙金属丰度演化解释伽玛暴速率历史与恒星形成速率历史之间的差异的可能性。首先，我推导出一个恒星形成的历史，红移z=7.4从一个更新的样本的恒星形成率密度通过添加新的紫外测量Bouwens等人。和新的紫外和红外测量Reddy等人。现有的样本由霍普金斯和Beacom编译。然后，采用Langer & Norman提出的GRB产生与宇宙金属丰度历史关系的简单模型，证明了观测到的Swift GRB红移分布可以相当准确地再现。虽然结果是有限的小尺寸的GRB样本和了解甚少的选择偏差在检测和定位的GRB和红移的测定，他们认为，GRB跟踪恒星的形成和金属丰度的演变。如果能用其他方法精确测量恒星的形成历史，这在不久的将来是可能实现的，那么通过研究伽玛暴的红移分布来确定宇宙金属丰度的演化就有可能。
2008-05-20 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
Spatial metallicity asymmetry in $ω$ Centauri
编制$ω$ ~半人马座恒星的金属丰度值，发现了亮巨星金属丰度分布的空间不对称性。据发现，金属含量最少和最多的天体沿银河纬度分布。统计检验表明，这种现象发生的机会很低。然而，次巨星和RR~ Lyonite样本并没有显示出不同金属丰度天体的类似分离。通过使用经验公式计算的变量的物理参数表明，大部分的RRab星包括一个非常均匀的组关于它们的金属丰度和质量值。这些恒星很可能已经处于水平分支演化的演化阶段。
1998-08-28 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
