The RR Lyrae Period-Luminosity-(Pseudo-)Color and Period-Color-(Pseudo-)Color Relations in the Strömgren Photometric System: Theoretical Calibration
本文提出了在多波段紫外-Stroemgren测光系统中RR型天琴座周期-光度-颜色和周期-颜色-颜色关系的理论定标。我们的理论工作是基于四个不同的金属丰度的合成水平分支（HB）的计算，充分考虑到进化的影响，在金属丰度和HB形态的范围很广。虽然我们的结果表明，在Stroemgren系统中不存在“纯粹的”周期-光度和周期-颜色关系，这是由于当使用uvby带通时，演化效应带来的大的散射，但它们也表明，通过将Stroemgren伪色[C_0 =（u-v）_0 -（v-b）_0]项加入这些方程中，这种散射几乎可以完全考虑在内，从而导致紧密的周期-亮度-{ \em伪}-颜色（PLpsC）和周期-颜色-{ \em伪}-颜色（PCpsC）关系。我们提供了后者的形式分析适合，使他们可以应用高精度，即使在现场明星。考虑到C_0对星际红化的敏感性很小，我们的PLpsC和PCpsC关系式对于推导高精度的距离和红化值是特别有用的。在这个意义上，我们进行了第一次应用我们的关系到现场RR天琴座恒星，发现的证据表明，恒星RR天琴座，SU Dra，SS狮子座-但不是SV Hya -有点过亮（量从0.05到0.20等y，因此V）相对于其他RR天琴座恒星的平均值相似的金属丰度。
2008-02-16 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
Metallicity dependent calibrations of flux based SFR tracers
我们提出了新的校准广泛使用的H_α，[OII]，和UV光度与恒星形成率（SFR）的关系。使用我们的进化合成代码GALEV，我们计算5个金属丰度的不同校准，从1/50太阳到2.5太阳。我们发现显着的变化，较低的金属丰度的校准相比，使用太阳能输入物理的标准校准。
2005-10-09 astro-ph
New colour-transformations for the Sloan photometry and revised metallicity calibration and equations for photometric parallax estimation
我们通过224个标准品评估了斯隆光度法的新颜色变换，并使用它们来修正Karaali等人（2003）引用的光度视差估计和金属丰度校准方程。这一过程使[Fe/H]<=0.3 dex和M^{H}_{g} <= 0.1 mag的金属丰度和绝对星等估计值分别得到改善。有一个高的相关性的金属丰度和绝对星等的两个系统，UBV和斯隆，通过修订的校准。
2004-07-13 astro-ph
Absolute-Magnitude Calibration for W~UMa-type Systems. II. Influence of Metallicity
本文根据最近发现的贫金属星系团中的接触双星系统，导出了考虑到金属丰度差异的W~ UMa型系统绝对星等刻度的修正。基于$(B-V)$的校准的金属性依赖项的量值的初步估计为$ΔM_V = -(0.3 \pm 0.1) \times [Fe/H]$。基于$(V-I_C)$颜色的校准预计对校正项$\approx -(0.12\pm 0.05) \times [Fe/H]$不太敏感。
1995-03-01 astro-ph
Metallicity Dependence of the Cepheid Calibration
我们指出，银河系造父变星的绝对星等，这已被用于本地校准造父变星的周期光度关系，显示出一个意想不到的大金属丰度效应。这表明造父变星的周期光度关系有很大的金属丰度依赖性，比恒星脉动模型中预期的要大得多，或者到星团的未红化距离包含由于忽略金属丰度效应而产生的大系统误差。这种效应可能会在使用造父变星PL关系估计的到LMC的距离中引入-0.4到+0.1等的不确定性。
1997-07-21 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
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
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
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
The uvbyHbeta Metallicity Calibration for G and K Dwarfs
本文研究了较冷矮星（Teff ~ 6500 ~ 5000 K）的紫外测光系统初级指数与金属丰度的关系。用于分析的数据库由Valenti和Fischer（2005）金属丰度表上1801颗恒星的选定高色散光谱丰度的复合目录和超过35，000颗恒星的高精度uvbyHbeta测光的合并目录之间的重叠组成。虽然F矮星的[Fe/H]最好由m_1估算，但正如预期的那样，对c_1有适度的依赖性，对于较热的G矮星，模式相反，c_1成为主导指标。对于较冷的G矮星和K星，c_1的优势继续存在，但是出现了一个不连续性，使得在（b-y）= 0.50和0.58之间且[Fe/H] >= +0.25的恒星具有将它们分类为亚巨星的m_1和c_1指数，证实了基于小得多的样本的早期结果。对m_1和c_1的敏感性的逆转部分地可追溯到（b-y）指数的金属丰度敏感性。此外，（b-y）在太阳金属丰度以上的恒星中以非线性的方式变大，导致一些标准的本征色关系高估了超富金属恒星的红化。基于使用合成光谱指数的成功测试和观测结果之间的经验趋势，在[Fe/H] >=-1.0的情况下，金属丰度校准与Hbeta而不是（b-y）相关，在整个感兴趣的温度范围内，在残差之间产生从0.061 dex到0.085 dex的分散。新的校准有一个额外的优点，即比以前的校准对红化误差的敏感性要低得多。
2007-07-30 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
On the Period-Luminosity-Colour-Metallicity relation and the pulsational characteristics of lambda Bootis type stars
牧夫座λ型恒星群包括B型晚期到F型早期的星族I天体，基本上是弱金属，特别是Fe族元素，但C、N、O和S明显例外。目前的工作是Paunzen等人（1998，A&A，335，533）研究的继续，他们提出了关于Lambda Bootis星脉动特征的第一个结果。从那时起，我们又观测到了22个天体;我们发现了8个新的天体，并确认了另一个天体。此外，新的光谱数据（Paunzen，2001，A&A，373，633）使我们能够挑选出错误识别的候选人，并将真正的成员添加到组中。从这个组的67名成员，只有两个没有光度研究，但这使得我们的分析具有高度代表性。我们已经比较了我们的结果的脉冲行为的λ牧夫座恒星与三角洲Scuti型对象的样本。我们发现在经典不稳定带内至少有70%的牧夫座λ型星是脉动的，并且它们是以高泛音模式（Q < 0.020d）进行脉动的。只有少数恒星，如果有的话，以基本模式脉动。与盾牌座δ星相比，牧夫座λ星的不稳定带的冷热边界移动了约25毫等，朝向更小的（b-y）0。利用已发表的丰度和日内瓦7色和Stroemgren uvbybeta系统的金属丰度敏感指数，我们导出了描述该族成员重元素表面丰度的[Z]值。我们发现，周期光度色关系的一组λ牧夫座星是在误差范围内的正常的三角洲盾牌星相同。未检测到具有统计学显著性的金属量项的明确证据。
2002-07-23 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
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
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
Age and Metallicity Estimation of Globular Clusters from Stromgren Photometry
提出了一种利用Stromgren滤波器测定复合恒星星族年龄和金属丰度的新方法。使用主成分（PC）分析的多色模型，我们隔离的范围内的值必须独特地确定年龄和金属丰度的影响。本文提出的方法只适用于由简单恒星星族组成的老（τ> 3 Gyrs）恒星系统，如球状星团和椭圆星系。使用新的光度学方法对40个球状星团进行了校正，用光谱[Fe/H]值和主序拟合年龄将PC值与Strömgren颜色联系起来，金属丰度的准确度为0.2 dex，年龄为0.5 Gyrs。
2004-12-08 astro-ph
The Rest-frame Optical Colors of 99,000 SDSS Galaxies
我们使用SDSS光谱从数据发布1中选择99，088个星系合成静止框架Stroemgren颜色。这套窄带~200 AA测光系统（uz，vz，bz，yz）最初是为测定恒星的有效温度、金属丰度和引力而设计的，它测量了静止坐标系3200-5800 AA波长范围内星系的连续光谱斜率。在所得到的色-色图中，镓形成了一个非常窄的轨迹（~0.03等）。Bruzual和Charlot的人口合成模型表明，沿着这个轨迹的星系的位置是由金属丰度和年龄的优势恒星星族的简并组合控制。沿轨迹的星系分布是双峰的，与当地的最低值对应的~1 Gyr老的单恒星星族。垂直于轨迹的位置是独立的金属丰度和年龄，并反映了星系的尘埃含量，所暗示的模型和IRAS检测的统计数据。将该轨迹与Kauffmann等人（2003）用来估算恒星质量的H_delta-D_n（4000）图中的星系轨迹进行比较，发现两者存在紧密的相关性，尽管两个分析的光谱范围几乎不重叠。总的来说，在整个紫外到近红外范围内的星系光谱能量分布可以被描述为一个单参数族，精度为0.1等或更好。在测量参数的多维空间中，星系的这种几乎一维的分布强烈支持了Yip等人（2004）基于主成分分析的结论，即SDSS星系光谱可以用少量的本征光谱来描述。显然，控制星系光辐射的恒星星族的贡献以一种简单而明确的方式结合在一起。
2006-06-14 astro-ph
Oxygen-rich Mira variables: near-infrared luminosity calibrations. Populations and period-luminosity relations
利用依巴谷富氧Mira变星的天体测量和运动学数据，标定了近红外绝对星等和运动学参数。两套近红外星等汇编从不同的作者使用：宽带K和窄带测光测量在1.04微米（104过滤器）。三种不同的恒星具有不同的运动学和标度高度已被确定。这两个最重要的群体分别呈现出与通常分配给扩展/厚盘晕群体和老盘群体的特征接近的特征，因此它们可能在金属丰度上有所不同。他们表现出不同的周期分布，正如预期的那样，如果这两个群体实际上对应于不同的初始质量，年龄和金属丰度的人口。在K和104中发现了两个平行的周期光度关系，每个重要的人口。这些关系之间的转变被解释为金属丰度对光度的影响的结果。
1997-08-04 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 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
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
Evidence for metallicity spreads in three massive M31 globular clusters
我们量化的内在宽度的红巨星分支的三个大规模的球状星团在M31中的金属丰度在这些对象内的传播搜索。本文介绍了HST/ACS对M31、G78、G213和G280中三个大质量星系团的观测结果。光度提取和校准的一个彻底的描述。在推导出色星等图之后，我们量化了每个星系团红巨星分支的固有宽度。这种宽度转化为金属丰度的分散，表明这种类型的系统有复杂的恒星形成历史。对于G78，σ_[Fe/H]}=0.86 \pm 0.37;对于G213，σ_[Fe/H]}= 0.89 \pm 0.20;对于G280，σ_[Fe/H]}= 1.03 \pm 0.26。我们发现，金属丰度分散的集群不标度与平均金属丰度。我们也没有发现集群质量的趋势。我们讨论了一些可能的形成方案，将解释我们的结果。
2008-03-21 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 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
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
