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
The Metallicity Distribution Function of Red Giants in the LMC
我们报告了在大麦云云棒西南1.8度的220平方角分区域内39颗红巨星的金属丰度测定结果。这些丰度测量是基于钙II红外三重态的光谱。金属丰度分布函数（Fe/H）在[Fe/H] = -0.57 +/- 0.04处显示出强峰。在我们的视野中，有一半的红巨星都在-0.83 < [Fe/H] <-0.41的范围内。我们发现，在[Fe/H] < -1的情况下，我们的内部盘场和Olszewski（1993）研究的遥远的外部场之间的磁场形状形成了鲜明的对比。我们的场星星团看起来类似于中间年龄（1-3 Gyr）星团。我们还获得了使用Stromgren测光在同一领域的约1000红巨星的丰度估计。的Stromgren测量，这是敏感的氰和铁的线的组合，以及相关的钙II测量，但金属依赖的偏移被发现（删节）。
2000-06-23 astro-ph
The Metallicity of the Red Giant Branch in the Disk of NGC 6822
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜自适应光学系统获得的深J、H和K'像，研究了本群矮星系不规则星系NGC 6822盘中三个视场的红巨星分支（RGB）星的金属丰度。RGB在（K，J-K）色幅图上的斜率表明<[Fe/H]> = -1.0 +/-0.3。RGB的轨迹比具有相同RGB斜率的球状星团更蓝，其蓝量与这些区域中大多数RGB恒星的年龄接近3 Gyr相一致。这表明，如果NGC 6822中的RGB恒星是如此年轻，那么从RGB斜率计算的金属丰度可能会低到0.05 dex。
2003-04-10 astro-ph
On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars
在初始质量函数的大部分时间里，恒星注定会变成明亮而凉爽的红巨星。然后，它们可能能够在被强烈的径向脉动提升的大气中产生尘埃，从而驱动风。以这种方式损失的质量可能是恒星质量的一个非常重要的部分，特别是在中等质量恒星的情况下，它高度富集。恒星诞生和反馈到环境之间的延迟从大质量恒星的几百万年到我们今天看到的最小质量红巨星的宇宙年龄不等。本文对红巨星风的金属丰度依赖性作一综述。我表明，最近的测量不仅证实了理论预期，但也告诫常见的误解，在低初始金属丰度反馈的影响。
2005-12-13 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
Modeling age and metallicity in globular clusters: a comparison of theoretical giant branch isochrones
考虑到红巨星在星系团和星系中老恒星星族演化合成计算中对积分光的重要贡献，我们分别比较了Padova、Geneva和Yale演化轨道计算的理论等时线。利用Lejeune等人（1999）最新版本的理论恒星光谱的颜色校准库，将等时线以统一的方式转换为观测的色星等图（M（T1），C-T1）和（M（I），V-I），并与观测到的跨越大范围金属丰度的典型球状星团的巨型分支进行比较。我们发现，红巨星分支的三个不同的等时线具有显著不同的斜率和曲率，一般情况下，当金属丰度小于[M/H]-1时，差异更大。在整个金属丰度范围内（~ -2<[M/H]<0），耶鲁等时线是唯一一个显示出与观测到的巨分支和由RGB颜色得出的相关金属丰度标度非常匹配的等时线，而帕多瓦等时线在低金属丰度方面表现出显著的差异。这些差异对单个恒星星族的综合模型颜色的影响，特别是年龄和金属丰度的测定，简要讨论。
1999-05-26 astro-ph
Metallicity-corrected Tip of the Red Giant Branch Distance to NGC 4258
我们使用哈勃太空望远镜（HST）和宽视场高级巡天相机（ACS/WFC）进行的观测确定了NGC 4258的距离。我们采用了一种改进的技术，充分考虑了金属丰度对红巨星分支（TRGB）尖端光度的影响，以确定迄今为止最精确的TRGB距离模量之一：u（TRGB）= 29.28 +/- 0.04（随机）+/- 0.12（系统）mag（7.18 +/- 0.13 +/- 0.40 Mpc）。我们讨论这个距离模相对于其他最近的应用程序的TRGB方法NGC 4258，并与其他几种技术（造父变星和脉泽），同样具有竞争力的精度，但不同的系统。
2008-09-05 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
The r-Process Enriched Low Metallicity Giant HD 115444
麦克唐纳天文台2.7米望远镜的高分辨率中阶梯光谱仪收集了超贫金属巨星HD 115444和HD 122563的新的高分辨率，非常高的信噪比光谱。利用这些谱线，进行了谱线识别和模式大气分析，强调了中子俘获元素。在HD 115444的光谱中已经鉴定出20种Z > 30的元素。这颗恒星被认为有过多的中子捕获元素，但它缺乏必要的详细分析来与核合成预测进行比较。这项新研究的特点是对HD 115444与明亮的、研究充分的晕巨星HD 122563进行了逐行的差异丰度比较。对于HD 115444，总体金属丰度为[Fe/H]~-3.0。轻元素和铁峰元素的丰度通常显示出与其他UMP星相同的模式（例如锰和铬的过度缺乏，钴的过度丰富），但差异分析表明每个恒星都有几个独特的核合成特征。
1999-10-20 astro-ph
Red giant stars in NGC 5128
我提出了一个选择的结果，从VLT FORS 1和ISAAC光度监测晚型巨星在NGC 5128（=半人马座A）。光学和近红外测光相结合，可以探测红巨星上部分支恒星的全部金属量范围，这要归功于光学波段的低金属量灵敏度和近红外波段的高金属量灵敏度。金属丰度分布范围较广，平均值在[M/H] ~ -0.45 dex左右。对AGB变星的近红外监测可以深入了解其年龄分布。这些长周期变星的周期分布表明，对于主要的老恒星晕，只有大约10%的中年龄成分（年龄< 5 Gyr）的贡献。在最明亮的大振幅长周期变星中，只有极少数具有与富碳巨星一致的近红外和光学颜色。
2004-07-30 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 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
Abundances of Red Giants in the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们用凯克II望远镜上的LRIS获得了仙女座II（M31的矮球状伴星）中50颗候选红巨星的光谱。在排除背景星系和银河系前景恒星之后，我们只剩下42颗红巨星的样本，根据径向速度可以明确地确定它们属于仙女座II。在Lick/IDS系统上测量的线指数与Keck II和Palomar 5米望远镜获得的V和I测光相结合，以调查这些恒星的年龄和金属丰度分布。通过与球状星团和疏散星团中Lick/IDS标准星的线指数比较，我们得到了[Fe/H] = -1.47+/-0.19 dex的平均金属丰度。这证实了早先基于Thuan-Gunn gr光度学的结论，即仙女座II服从恒星平均金属丰度和星系光度之间的熟悉关系。还有证据表明，基于测量的Mgb线指数和观测到的星系巨分支宽度的分散，金属丰度的分散度为0.35+/-0.10 dex。虽然现有的观测表明，本星系群矮星系的平均恒星金属丰度相当敏感地依赖于宿主星系的绝对星等，但金属丰度的内部扩散似乎相对独立于光度。最后，在星族II红巨星分支的上方发现了少量的恒星，这表明在这个星系中存在适度的中年人口。（简略）。
1999-07-08 astro-ph
Infall of planetesimals onto growing giant planets: onset of runaway gas accretion and metallicity of their gas envelopes
我们已经调查了小行星吸积率到巨行星，通过气体吸积增长，使用数值模拟和分析参数。我们推导出了在微行星盘，这是由行星的希尔半径由于行星的增长和阻尼的微行星偏心率由于气体阻力的膨胀之间的竞争的间隙开放的条件。我们还推导出了作为Hill半径膨胀率、阻尼率和行星散射率之比的函数的星子吸积率的半解析公式。预测的低星子吸积率由于在早期的气体吸积阶段的间隙开口定量地表明，“阶段2”，这是一个长期的缓慢的气体吸积阶段开始之前的失控的气体吸积，是不可能发生的。在后期阶段，希尔半径的快速扩张填补了空隙，导致了显著的星子吸积，这是木星和土星的几个$M_{\oplus}$。失控的气体吸积和后期污染的有效开始可能会调和无处不在的太阳系外巨行星与富含金属的信封木星和土星从内部结构模型推断。这些公式将为太阳系外气体巨星的形成和凌日气体巨星金属丰度的多样性提供深入的认识。
2008-05-15 astro-ph
Metallicity of Red Giants in the Galactic Bulge from Near-Infrared Spectroscopy
我们目前的K波段光谱的超过110 M巨星在银河系的核球领域内部的-4度和接近0.2度的银河系中心。根据这些光谱中三个特征的等效宽度，EW（Na）、EW（Ca）和EW（CO），我们计算了恒星的[Fe/H]，校准来自球状星团Stephens et al（2000）。每个区域的平均值[Fe/H]与Frogel等人（1999）基于巨分支法斜率的结果非常一致。我们发现没有证据表明金属丰度梯度沿短轴或长轴的内部隆起（R < 0.6千秒差距）。一个金属丰度梯度沿短轴，发现较早，出现时，字段位于较大的银河半径包括在内。然而，这些更遥远的领域位于COBE/DIRBE观测所定义的红外凸起之外。我们计算了内部凸起的[Fe/H]分布，发现平均值为-0.21 dex，全宽色散为0.30 dex，接近Sadler等人（1996）在Baade窗口（BW）中发现的值，也接近Molla等人（2000）对耗散坍塌形成的凸起的理论预测。
2000-03-08 astro-ph
Synthetic Spectra and Colors of Young Giant Planet Atmospheres: Effects of Initial Conditions and Atmospheric Metallicity
我们研究了Teff < 1400 K的低温甲烷主导大气的光谱和红外颜色，预计年轻的气体巨行星。我们将这些光谱计算与Marley et al.（2007）巨行星热演化模型的更新版本相结合，该模型包括核心吸积气体捕获形成。这些相对较冷的“年轻彗星”可能比包括传统初始条件的标准冷却轨迹预测的要暗1-6个星等，这可以提供对形成的诊断。如果正确的话，这将使真正的类地行星在年轻时比以前想象的更难被发现。由于木星和土星是明显的超太阳的组成，我们研究发射光谱的模型行星在太阳的金属丰度和5倍太阳的金属丰度。这些金属增强的年轻恒星的光球压力比同样有效温度的褐矮星低，这是由于较低的表面重力和增强的大气不透明度造成的。我们强调几个诊断增强金属性。一个较强的CO吸收带在4.5 $μ$ m的最温暖的对象的预测。在所有温度下，由于H $_2$的碰撞诱导吸收减少，预期$K$带中的通量增强。这导致了相应的更红的近红外颜色，这是红色比太阳金属丰度模型与相同的表面重力高达0.7在$J-K$和1.5在$H-K$。分子吸收带的深度也增加了，对于最冷的物体最明显。我们还定性评估的变化，由于非平衡化学发射光谱。
2008-05-07 astro-ph
Kinematics and Metallicity of M31 Red Giants: The Giant Southern Stream and Discovery of a Second Cold Component at R = 20 kpc
我们目前的光谱观测红巨星分支（RGB）恒星在仙女座螺旋星系（M31），收购的凯克II 10米望远镜的DEIMOS仪器。本研究的三个目标领域是在M31球体，外盘和巨大的南方流。在本文中，我们专注于RGB星的运动学和化学成分的流场位于一个投影距离R = 20 kpc的M31的中心。在这个区域发现了混合的恒星星族。M31 RGB星是使用各种光谱和光度诊断从银河系矮星污染物中分离出来的。RGB星的径向速度分布显示出明显的双峰性--主峰位于v = -513 km/s，次峰位于v = -417 km/s --以及一个潜在的广泛分量，这可能代表了M31的光滑球体。这两个峰值被发现是动态冷与内禀速度分散σ（V）= 16公里/秒。在这两个峰值中，恒星的平均金属丰度和金属丰度离散度也是相似的：[Fe/H] = -0.45和sigma（[Fe/H]）= 0.2。观测到的主峰速度与动力学模型预测的一致，但对次峰没有明显的解释。次级冷群的性质尚不清楚：它可能代表：（1）来自卫星合并事件的潮汐碎片，叠加在巨大的南方流上，但与之无关;（2）巨大的南方流的一个包裹部分;（3）在R > 50 kpc时，M31星盘的翘曲或密度过高（这个分量远高于平滑指数星盘亮度轮廓的外推）。
2005-12-06 astro-ph
Evolved stars hint to an external origin of enhanced metallicity in planet-hosting stars
系外行星优先在高金属量的主序星周围发现。我们的目标是调查进化的恒星是否也具有这种性质，以及这对行星形成有什么启示。统计工具和恒星演化理论的基本概念被应用到发表的结果以及我们自己的径向速度和化学分析的演变恒星。我们发现，行星托管（P-H）的矮星和巨星的金属分布是不同的，后者不赞成富金属系统。相反，这些恒星遵循与我们样本中没有行星的巨星相同的年龄-金属丰度关系。简单的解释是，将矮星和巨星之间的差异归因于巨星对流包层的质量要大得多。如果主序上的金属过剩是由于污染造成的，那么稀释效应自然就解释了为什么在演化的恒星中没有观察到它。虽然我们不能排除其他解释，但在P-H巨星中缺乏对富金属系统的偏好可能是富金属物质吸积的强烈迹象。我们将讨论进一步的测试，以及这个假设的一些预测和后果。
2007-07-05 astro-ph
Planet Consumption and Stellar Metallicity Enhancements
研究了主序星恒星包层内巨行星的演化，作为太阳系外行星系统母星金属丰度增强的一种可能机制。对行星与恒星物质碰撞的三维流体动力学模拟表明，在太阳质量恒星的外恒星对流区，一颗类彗星巨行星的外壳可以被完全剥离。相比之下，类木星和质量较小的类土星巨行星能够通过1.22太阳质量恒星的对流区底部。虽然强烈依赖于行星内部模型的细节，但巨行星的部分或全部溶解可能导致质量在1.0到1.3太阳质量之间的宿主恒星的金属丰度显着增强。简要讨论了这些结果与行星轨道迁移的影响。
1998-08-12 astro-ph
Standard Giant Branches in the Washington Photometric System
我们在华盛顿系统C，T1滤光片上获得了10个银河系球状星团和2个老疏散星团的85万个天体的CCD测光结果。这些团簇具有已知的金属丰度，金属丰度范围为2.5 dex，从[Fe/H]~-2.25到+0.25，间距为~0.2 dex。类似于Da Costa和Armandroff（1990，AJ，100，162）对V，I测光所采用的方法，我们接着构造这些星系团的标准巨星支。华盛顿系统技术被发现有三倍的V，I技术的金属丰度的敏感性。因此，对于一个给定的光度精度，金属丰度可以确定三倍更精确的华盛顿技术。我们发现（C-T1）o（M（T1）=-2）和金属丰度（在Zinn 1985，ApJ，293，424标度上）在整个金属丰度范围内存在线性关系，均方根值仅为0.04 dex。我们还推导出同时确定距离、红化和金属丰度的方法，并注意到华盛顿系统也具有获得准确年龄的巨大潜力。
1998-09-30 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
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
A Link Between the Semi-Major Axis of Extrasolar Gas Giant Planets and Stellar Metallicity
迄今为止发现的大多数太阳系外行星都是围绕富含金属的恒星运行的，这一事实使人们相信气体巨星行星形成的核心吸积机制优于其竞争对手盘不稳定机制。然而，核心吸积机制并没有细化到解释轨道参数的地步，如它们意想不到的半长轴和偏心率。我们提出了一个模型，它与主恒星的金属丰度与其最大的行星的原始半长轴，迁移之前，考虑到核心吸积的情况下，管理巨大的气体行星形成。该模型预测，行星形成的最佳区域向内移动的恒星金属丰度的减少，提供了一个解释，观察到的缺乏长周期行星的金属贫乏的恒星。我们将我们的预测与太阳系外行星的现有数据进行比较，这些行星的质量与太阳的质量相似。拟合过程产生了我们定义为零年龄行星轨道（ZAPO）曲线的估计，作为恒星金属丰度的函数。该模型还暗示，缺乏围绕贫金属恒星的行星可能部分是由于在迁移过程中增强的破坏概率造成的，因为行星最初更接近中心恒星。
2005-10-11 astro-ph
Red Giants in the Halo of the S0 Galaxy NGC 3115: A Distance and a Bimodal Metallicity Distribution
利用哈勃空间望远镜，我们解析了S 0星系NGC 3115晕中的红巨星分支。我们测量恒星的星等和$(V-I)$颜色，直到红巨星分支尖端以下1.5等。从最亮的恒星，我们估计距离模数$(m-M)_0=30.21 \pm 0.30$，对应于距离$11.0 \pm 1.5$ Mpc。这与从行星状星云光度函数确定的值$(m-M)_0=30.17 \pm 0.13$非常一致。我们的研究结果排除了较短的距离模量$(m-M)_0=29.65$确定的表面亮度波动。$(V-I)$颜色的直方图显示出明显的双峰性，表明存在两个大小大致相等的不同晕圈群。一个具有[Fe/H] $\sim -0.7$，一个具有[Fe/H] $\sim -1.3$。这是第二星族晕被解析的最遥远的星系，也是第一次在任何早期类型星系的晕星中观察到颜色双峰。
1996-12-06 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Dynamics and Metallicity of the Dwarf Spheroidal in Bootes
我们报告的光谱研究的牧夫座（Boo）矮球状（dSph）星系进行的WIYN望远镜和水螅多纤维摄谱仪的结果。已经测量了58颗Boo候选星的径向速度，这些候选星的星等和颜色与它的红色和渐近巨星分支一致。在13'半光半径范围内，七个Boo成员的系统速度为V_r=95.6 ± 3.4km/s，速度色散为6.6 ± 2.3km/s。这意味着它的质量约为1 × 10^7太阳质量，与其他银河系dSphs的推断质量相似。采用Boo的总光度L=1.8 x 10^4 L_sun到8.6 x 10^4 L_sun意味着M/L ~ 610到130，使得Boo成为已知银河系中最扭曲的矮星系，也可能是最黑暗的。根据Boo成员星的光谱，我们估计它的金属丰度为[Fe/H] ~-2.5，这将使它成为迄今为止已知的最贫金属的dSph。
2006-08-28 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
The Abundance Spread Among Giants and Subgiants in the Globular Cluster Omega Centauri
我们目前的光谱丰度和巨星的径向速度在银河系球状星团欧米茄半人马座的基础上的钙红外三重态。观测到两个恒星样本：下巨星支上径向距离为8 - 23弧分的M_V = 1.25的恒星234颗;径向距离为3 - 22弧分的M_V = -1.3的恒星145颗。以前的金属丰度研究发现了一个非高斯的金属丰度分布，包含了富含金属的恒星的尾巴。我们证实了这些结果，除了我们的无偏集群金属丰度分布显着狭窄。它们包含以下关键功能：（1）没有非常贫金属的恒星，（2）贫金属分布突然上升到模态[Fe/H]值-1.70，与在0.07 dex水平上未分辨的均匀金属丰度一致，（3）金属丰度高的尾部，恒星比简单化学演化模型预测的要多，（4）金属丰度与半径之间的相关性较弱，大多数富金属恒星集中在星团核心。未解决的金属弱尾意味着欧米茄Cen形成的气体混合良好，达到了星系团的模态金属丰度。因此，像其他银河系的球状星团一样，半人马座ω似乎是在一个预先富集和均匀化（直到模态金属丰度）的环境中形成的。弱金属丰度梯度的存在支持了ω Cen自富集的观点，富集的气体由于气体耗散过程而下沉到团簇中心。然而，我们也注意到，富含金属的恒星比星团中的大部分恒星质量更大，并且可能在星团的生命周期中通过动力学质量分离而下沉到中心。
1996-01-04 astro-ph
Vertical distribution of Galactic disk stars IV - AMR and AVR from clump giants
我们提供了891颗恒星的参数，主要是团巨星，包括大气参数，距离，绝对星等，空间速度，星系轨道和年龄。这个样本的一部分由本地巨人，在100 pc，与大气参数估计从我们的光谱观测在高分辨率和高信噪比，或检索从文献。样本的另一部分包括523颗遥远的恒星，我们从高分辨率但低信噪比的Echelle光谱中估计了大气参数。这个新的样本是运动学上无偏的，在幅度和颜色上有明确的边界。我们重新审视星系薄盘的基本性质，跟踪丛巨星。我们发现，金属丰度分布是不同的矮星，少金属丰富的恒星。我们发现证据的垂直金属丰度梯度为-0.31德克斯/千秒差距和过渡在4-5 Gyr的金属丰度和速度。年龄-金属丰度关系（AMR）表现出非常低的色散，从10 Gyr到4 Gyr平稳地增加，年轻恒星的增加幅度更大。年龄-速度关系（AVR）的特征是在5 Gyr时V和W频散饱和，在U时持续加热。
2007-12-09 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
A comprehensive study of reported high metallicity giant HII regions. II. Ionising stellar populations
本文用恒星星族合成模型分析了螺旋星系中11个HII区的电离恒星星族：NGC 628，NGC 925，NGC 1232和NGC 1637，这些星系都有太阳或日上丰度。样本中的四个观测区域显示出一些特征，表明存在年龄在230万至410万年之间的沃尔夫-拉叶星（WR）。这足以解释NGC 628低金属丰度区H13的发射光谱。对于需要第二电离布居以同时再现WR特征和发射线光谱两者的其余区域，情况并非如此。对于两个显示WR特征的区域，没有找到一致的解决方案，因为包含WR星的人口产生的光谱能量分布太难解释气体的排放。提出了几种解决方案来解决这个问题。
2002-08-12 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
Atmospheric models of red giants with massive scale NLTE
我们提出了平面平行和球形LTE和NLTE大气模型的各种恒星参数的红巨星大角星（α Boo，HD124897，HR5340），并研究其能力，以适应测量的绝对流量分布。我们的NLTE模型包括了NLTE中的数万条最强线，我们分别研究了在NLTE中处理轻金属和铁族元素Fe和Ti的影响。我们发现Fe族元素对模型结构和通量分布的NLTE效应比所有轻金属组合的NLTE效应要重要得多，并且由于NLTE Fe过电离而大大增加了紫色和近紫外通量水平。LTE和NLTE模型预测的蓝光和紫外波段的通量比观测到的要多得多。我们发现，在中等金属贫金属量范围内，NLTE对整体UV通量水平的影响随着金属量的降低而降低。这些结果表明，模型中可能仍然缺少重要的UV不透明度。我们发现，太阳的金属量类似的光谱类型的大角星巨星的模型很好地拟合这些恒星从红色到近紫外波段的观测流量分布。这表明，蓝色和近紫外线通量的差异是金属依赖性，增加与金属减少。
2003-06-25 astro-ph
Barnes--Evans relations for late--type giants and dwarfs
K/M巨星和近太阳金属丰度的矮星的可见表面亮度略有不同，与最近的理论模型预测的重力效应一致。我们发现，M-矮星也显示在红外$K$带的表面亮度与理论一致的金属丰度依赖。在此基础上，我们提出了改进的Barnes-Evans型关系，并对60个单个或假定的M和K矮星的半径进行了估算
1999-06-22 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
Zeroing the Stellar Isochrone Scale: The Red Giant Clump Luminosity at Intermediate Metallicity
疏散星团NGC 2420和NGC 2506的色星等图是太阳邻域和麦哲伦云之间的中间联系。两套理论等时线（包括对流过冲）在太阳丰度时归零到太阳，在[Fe/H] =-0.4时归零到依巴谷星表中未演化的主序矮星，在给定的颜色下，未演化的主序矮星之间需要0.4等的差异。NGC 2506的E（B-V）= 0.04，[Fe/H] = -0.39，NGC 2420的E（B-V）= 0.04，[Fe/H] =-0.29，表观模量分别为12.70和12.15，而这两个星系团的年龄约为1.9 +/- 0.2或2.2 +/- 0.2 Gyr，取决于等时线的选择。在这两个星团的合成巨星分支中，V和I的平均星团星等分别为0.47和-0.48（-0.17，+0.14）。根据Udalski（1998）的聚类样本，对M_I值进行金属丰度校正后，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的（m-M）_0分别为18.42（+0.17，--0.15）和18.91（+0.18，--0.16）。对这一讨论以及相同丰度和年龄的星系团是相同的说法的一个警告是，观察到NGC 2506中红巨星的（V-I）颜色在给定的（B-V）下比年龄和/或金属丰度相当的星系团中的巨星明显更红。如果用标准系统代替（B-V）和（V-I）之间的一般星系团关系，对NGC 2506进行CCD测光，则该星系团的M_I将减少0.1星等。
1999-01-20 astro-ph
Survey for Transiting Extrasolar Planets in Stellar Systems. II. Spectrophotometry and Metallicities of Open Clusters
我们提出的金属丰度估计七个疏散星团的分光光度指数的基础上，从中等分辨率光谱。对已知金属丰度的场巨星的观测提供了疏散星团巨星的光谱指数和金属丰度之间的相关性。我们用χ^2分析来拟合分光光度指数与场巨星金属丰度的关系。由此产生的函数允许估计的目标集群巨星的金属丰度的方法中的误差为\pm 0.08 dex。我们推导出七个疏散星团的金属丰度如下：NGC 1245，[m/H]=-0.14 \pm 0.04; NGC 2099，[m/H]=+0.05 \pm 0.05; NGC 2324，[m/H]=-0.06 \pm 0.04; NGC 2539，[m/H]=-0.04 \pm 0.03; NGC 2682（M67），[m/H]=-0.05 \pm 0.02; NGC 6705，[m/H]=+0.14 \pm 0.08; NGC 6819，[m/H]=-0.07 \pm 0.12。这些金属丰度估计将有助于规划未来的太阳系外行星过境搜索，因为行星可能更容易在富含金属的环境中形成。
2005-06-29 astro-ph
The Metallicity Distribution in the Outer Halo of M33
本文给出了本星系群旋涡星系M33东南短轴附近晕星的深I和深V波段测光结果。（I，V-I）色星等图清楚地显示了红巨星分支星在色星等图的明亮端。利用背景场消除银河系前景星和遥远未分辨星系的污染影响，得到了I波段的光度函数，揭示了红巨星分支（m-M）_{I}=20.70的尖端存在。假设红巨星分支M_{I,TRGB}的绝对星等为-4.1，前景红化为E（V-I）=0.054，则M33的距离模数为（m-M）=24.72（880 kpc）。在红巨星分支模型演化轨迹间插值得到的金属丰度分布函数主要由相对贫金属的恒星星族组成，平均金属丰度为[m/H]=-0.94或[Fe/H]=-1.24。我们拟合的漏盒化学富集模型的晕数据，这表明，晕是很好地代表了单组分模型的有效产率为y_{eff} =0.0024。
2004-06-10 astro-ph
Carbon abundances and 12C/13C from globular cluster giants
通过比较不同金属丰度的球状星团中恒星的观测光谱和合成光谱，研究了2.3微米附近Delta nu =2 CO带的行为。本文研究了银河系球状星团M71、M5、M3和M13中恒星在3500- 4900 K温度范围内的~（12）C/~（13）C同位素比值和碳丰度的变化。我们发现碳丰度相对较低，不受氧丰度值的影响。对于大多数巨星，12 C/13 C比值与CN循环的平衡值一致。这表明在红巨星分支的上升过程中完全混合，与当前一代模型在这一参数范围内预测的高得多的值形成对比。我们发现了一些证据，证明金属丰度[mu] = [M/H] = -0.7的M71巨星中的\CDC比缺乏金属的M3、M5和M13巨星更分散。最后，我们证明了较低的12 C/13 C在巨型的球状星团与较低的金属丰度，理论预测。
2003-06-25 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
Dredge-up and envelope burning in intermediate mass giants of very low metallicity
详细研究了中等质量极低金属丰度恒星在最后热脉冲渐近巨星分支阶段的演化。作为典型例子，讨论了初始质量为4 Msun和5 Msun，金属丰度Z=0.0001（[Fe/H] ~ -2.3）的模型。一维恒星结构和演化模型包括由流体动力学模拟激发的时间和深度相关的超调，以及完整的核网络和时间相关的混合。特别注意高时间和空间分辨率，以避免与第三次疏浚和热底燃烧预测有关的数值伪影。模型计算预测非常有效的第三次挖掘混合信封与整个壳层间层或其大部分，并在某些情况下渗透到C/O核心以下的氦壳。在所有情况下，初级氧气都混合到外壳中。该模型预测有效的包络线燃烧在脉冲间阶段。根据信封燃烧温度的不同，氧气被破坏到不同程度。在本研究中考虑的任何情况下，疏浚和信封燃烧的综合影响不会导致任何显着的氧气消耗。在我们的模型中，大的挖掘效率与低金属量的贫金属恒星在挖掘阶段的H壳层的特殊性质密切相关，这是在许多热脉冲之后。在疏浚阶段，温度刚好低于对流边界是足够大的质子燃烧剧烈时，他们被带到富C环境下的对流边界的时间和深度依赖的过冲。产生了10^5 ~~2* 10^6L_sun的氢燃烧光度。[...]
2003-12-24 astro-ph
Complexity on Small Scales: The Metallicity Distribution of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
船底座矮球状（dSph）星系是这类星系中唯一一个清楚显示出由长时间停顿分隔的偶发恒星形成的星系。在这里，我们提出了437径向速度成员的银河系卫星的金属丰度。我们在ESO VLT获得了多目标光谱仪FLAMES的中分辨率光谱。我们的目标红巨星覆盖了船底座的整个投影表面积。我们的光谱集中在近红外钙三重态，这是一个成熟的老和中等年龄的红巨星的金属丰度指标。由此产生的数据样本提供了迄今为止本地组dSph的最大光谱衍生金属丰度集合。我们认为船底座的四个可能的径向速度成员位于这个星系的标称潮汐半径之外，支持了早期关于船底座主体之外可能存在此类恒星的说法。我们发现平均金属丰度[Fe/H]=-1.7 dex。金属丰度分布的形式半峰全宽为0.92 dex，而金属丰度的全范围跨越~-3.0 <[Fe/H]<0.0 dex。金属丰度的分布可能是几个亚群的指示。似乎有一个温和的径向梯度，使更多的金属丰富的人口更集中，匹配类似的趋势，为增加比例的中间年龄的恒星。这一点以及富含金属的红巨星的光度颜色表明船底座表现出年龄与金属丰度的关系。事实上，年龄-金属丰度简并似乎合谋形成了一个狭窄的红巨星分支，尽管金属丰度分布相当广泛，年龄范围很广。金属丰度的分布并不能很好地匹配一个简单的封闭式的化学演化模型，但需要模型，也考虑到流入和流出。（节录）
2005-11-02 astro-ph
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. II. halo metallicity-luminosity relation
利用哈勃太空望远镜，我们已经解决了八个附近的螺旋星系晕中的单个红巨星分支恒星。磁场位于沿星系短轴的投影距离2到13千秒差距之间。该数据集允许在晕恒星星族的系统趋势的第一次看看。我们发现，明亮的星系往往有广泛的红巨星分支恒星的颜色分布与红色的平均颜色，这表明重元素丰度的传播与母星系的光度增加。恒星晕的平均金属丰度，使用红巨星分支恒星的平均颜色估计，与母星系的光度相关。银河系晕的金属丰度比这个光度-金属丰度关系低近1倍，这表明银河系的晕对于螺旋星系来说是例外而不是规则;即，具有贫金属晕的巨大螺旋是不寻常的。光度晕恒星丰度的关系是一致的恒星系统嵌入在占主导地位的晕预期的比例关系，这表明大部分的晕恒星星族可能已经形成在原地。
2005-10-09 astro-ph
Confirming the Metal-Rich Nature of Stars with Giant Planets
为了确认在有行星质量伴星的恒星中观察到的金属丰度“过剩”，我们对CORALIE太阳系外行星调查中包含的矮星样本进行了高精度的光谱研究（Santos，Israelian和Mayor 2001）。目标的选择遵循两个基本标准：它们是有限体积的一部分，并且它们没有行星伴星的特征。光谱分析，使用与以前对行星恒星金属丰度的研究相同的技术，允许对样品进行直接和无偏见的比较。结果表明，金属丰度在巨行星形成中起着重要作用。分子云的化学成分可能是形成巨行星的关键参数。然而，存在一些证据表明恒星外对流带中存在物质吸积的可能性。这些结论对行星系统的形成和演化模型提出了严重的限制。
2001-09-03 astro-ph
CN Bimodality at Low Metallicity: The Globular Cluster M53
我们对球状星团M53（[Fe/H]=-1.84）中的红巨星进行了低分辨率的紫外-蓝光光谱观测，通过CN和CH吸收带研究了原始丰度变化和深度混合。M53的金属丰度使其成为一个有吸引力的目标：CN谱带强度为3883埃的双峰分布在中等和高金属丰度的球状星团（[Fe/H] > -1.6）中很常见，但在金属丰度较低的球状星团（[Fe/H] < -2.0）中却不常见。我们发现，M53是一个中间的情况下，并有一个广泛的，但不强烈的CN带强度双峰分布，CN和CH带强度在进化程度较低的恒星中是相互关联的。像许多其他球状星团一样，M53也表现出CH带强度和[C/Fe]丰度的普遍下降，而红巨星分支的亮度则上升。
2007-10-30 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Spectroscopy of Stars in the Galactic Anticenter Stellar Structure
为了确定最近发现的银河系反中心环状恒星结构的性质，我们收集了一组从2 MASS点源目录中选出的假定组成M巨星的光谱。已经获得了跨度约为100度的恒星的径向速度，显示出速度随银河经度变化的趋势，估计色散为20 +/- 4公里/秒。这些恒星的平均金属丰度[Fe/H] = -0.4 +/- 0.3，结合文献中先前的证据，表明这些恒星的金属丰度分布很广。此外，至少有四个平均金属丰度较低的球状星团在空间和运动学上与这种恒星分布一致。我们将M巨星样本位置和速度随银河经度的变化解释为暗示卫星星系目前在银河系的非圆形顺行轨道上正在经历潮汐破坏。
2003-08-04 astro-ph
The giant, horizontal and asymptotic branches of galactic globular clusters. I. The catalog, photometric observables and features
本文给出了一个包含61个银河系球状星团（GGC）样本的最新色星等图（CMD）的星表。我们使用这个数据库来执行一个同质的系统分析的演变序列（即，红巨星分支（RGB），水平分支（HB）和渐近巨分支（AGB））。在此基础上，我们提出了：（1）一种新的测量ZAHB（V_ZAHB）能级的方法，并以HB为标准烛光，得到了一组齐次距离模量;（2）对RGB金属丰度指标的独立估计和这些参数在光谱（[Fe/H]_CG97）和全球金属丰度（[M/H]，还包括α-元素增强）方面的新校准。所提出的方程组可用于同时从（V，B-V）-CMD中RGB的形态和位置导出金属丰度和红化的光度估计。(3)RGB-Bump（47个GGC中）和AGB-Bump（9个GGC中）的位置。这些功能的金属丰度的依赖进行了讨论。我们发现，通过使用最新的理论模型和新的金属丰度标度，理论和观测之间的早期差异（约0.4等）完全消失。
1999-06-15 astro-ph
High Metallicity Mg II Absorbers in the z < 1 Lyman alpha Forest of PKS 0454+039: Giant LSB Galaxies?
我们报告发现两个铁组增强高金属含量镁II吸收剂在搜索通过28莱曼阿尔法森林云沿PKS 0454+039视线。根据我们的研究和测量的z ~ 1处的W_r（Mg Ⅱ）≤ 0.3 A吸收体和Lyman α吸收体的红移数密度，我们认为大约5%的z < 1处的Lyman α吸收体表现出“弱”Mg Ⅱ吸收，其5 σ W_r（2796）检测限为0.02 A。这两个吸收体的红移分别为z = 0.6248和z = 0.9315，它们的W_r（Lya）分别为0.33和0.15。根据光电离模型，推断H I柱密度在15.8 <= log N（HI）<= 16.8 cm^-2的范围内。对于z = 0.6428的吸收体，如果其丰度模式是太阳能，则该云的[Fe/H] > -1;如果其气相丰度与银河系中耗尽云的丰度相同，则推断[Fe/H] > 0。对于z = 0.9315的吸收体，金属丰度为[Fe/H] > 0，无论丰度模式是太阳能还是遭受贫化。对PKS 0454+039场的成像和光谱研究显示，在这些红移处没有候选的发光物体。我们讨论了这些Mg II吸收体可能出现在“巨”低表面亮度星系中的可能性，这些星系在其扩展盘中的[Fe/H] >=-1，甚至[Fe/H] >= 0。我们初步认为，这些“弱”镁II吸收剂的很大一部分可能会选择低表面亮度星系到z ~ 1。
1998-01-14 astro-ph
Metallicity and effective temperature of the secondary of RS Oph
周期性新星RS Oph每10- 20年经历一次新星爆发，这是一颗靠近白矮星极限的白矮星表面热核失控的结果。爆发的进程和后果都取决于RS Oph系统中红巨星的组成（鲜为人知）。我们的目的是更好地了解的影响，巨大的二次复发新星喷发。计算了M巨星模型大气的合成光谱，其有效温度范围为3200 < Teff < 4400 K，重力0 < log g < 1，丰度-4 <[Fe/H] < 0.5，并拟合了RS Oph在2006年爆发后恢复平静时的红外光谱。我们模拟了1.4-2.5微米范围内的红外光谱，以确定红巨星的金属丰度和有效温度。我们发现Teff = 4100 +/- 100 K，log g = 0.0 +/- 0.5，[Fe/H] = 0.0 +/- 0.5，[C/H] = -0.8 +/- 0.2，[N/H] = +0.6 +/- 0.3在次级大气中，并证明在光谱中包含一些尘埃“面纱”不能改善我们的拟合。
2008-04-21 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
Analysis of UBV Photometry in Selected Area 133
我们解释去红化的UBV数据场SA 133推导恒星密度和金属丰度分布函数。巨星的对数局域空间密度$D^{*}(0)=6.40$，以及矮星和次巨星的光度函数与依巴谷的一致性，证实了分离它们的经验方法。矮星的金属丰度分布在[Fe/H]=+0.13 dex处有一个狭窄的峰值，这是由于明显明亮的极限星等$V_{o}=16.5$造成的，而晚型巨星从银道面延伸到$z \sim4.5$ kpc处有一个多峰分布。巨星的金属丰度分布给出了薄盘和厚盘的陡峭梯度$d[Fe/H]/dz=-0.75$ dex kpc $^{-1}$，而晕的较小值，即$d[Fe/H]/dz=-0.45$ dex kpc $^{-1}$。
2004-05-25 astro-ph
The usage of Stromgren photometry in studies of Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies - Application to Draco: a new catalogue of Draco members and a study of the metallicity distribution function and radial gradients
在本文中，我们证明如何斯特龙格伦紫外光度法可以有效地用于：1。识别出矮球状星系中的红巨星分支星。2.推导出相同恒星与年龄无关的金属丰度，并量化相关误差。在以天龙座矮球状星系为中心的11 x 22弧分视场中，使用拉帕尔马的艾萨克·牛顿望远镜获得了斯特龙格伦紫外光度学。Draco dSph星系的成员是用区分红巨星和矮星的表面重力敏感的c_1指数确定的。因此，使我们能够区分（红巨星分支）成员的矮球状星系的前景矮星在我们的星系。该方法通过比较我们的成员名单与文献中的径向速度和自行车的基础上的成员分类进行评估。金属丰度敏感的m_1指数被用来获得个人和年龄无关的Draco dSph星系的成员的金属丰度。推导出的金属丰度进行了比较，基于高分辨率光谱学的研究和协议是非常好的。我们目前的169名成员的红巨星分支的天龙座矮球状星系（迄今为止最大的样本）的金属丰度。Draco dSph星系的金属丰度分布函数显示平均值[Fe/H] = -1.74 dex，扩散为0.24 dex。红巨星分支上恒星的金属丰度和颜色之间的相关性与占主导地位的古老和同时代的人口是一致的。有可能是一个空间人口梯度的领域与最富金属的恒星更集中的金属比贫星。
2006-11-29 astro-ph
